Constraining the parameters of the pulsar wind nebula DA 495 and its pulsar with Chandra and XMM-Newton
我们目前的光谱和时间分析的X射线发射的脉冲星风星云DA 495和它的中心对象，J1952.2+2925，建议是脉冲星，使用档案钱德拉和XMM-牛顿数据。J1952.2+2925有一个纯热谱，它既可以用温度为$\approx 215$ eV、发射区半径为$\approx 0.6$ km的黑体模型拟合，也可以用温度为80-90 eV的磁化中子星大气模型拟合。在后一种情况下，热辐射可以来自整个中子星表面，其温度与标准中子星冷却方案一致。我们还对J1952.2+2925非热通量提出了上限。推导出的光谱参数通常与仅基于Chandra数据的已发表的光谱参数兼容，但由于包含XMM-牛顿数据，它们更加准确。没有发现脉动，我们将J1952.2+2925脉冲发射分数的上限定为40%，利用星际吸收距离关系，我们估计了到DA 495的距离，如果J1952.2+2925的发射由大气模型描述，那么DA 495的距离可以高达5 kpc。我们编制了可能的星云多波长光谱，包括无线电数据;它们取决于中心物体的光谱模型。通过与其它脉冲星+风星云系统的比较，我们对J1952.2+2925的自旋下降光度和年龄进行了合理的限制。我们认为费米源3FGL J1951.6+2926可能是J1952.2+2925的$γ$射线对应物。
2015-08-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining the Emission Geometry and Mass of the White Dwarf Pulsar AR Sco using the Rotating Vector Model
我们将标准的射电脉冲星旋转矢量模型应用于白矮星脉冲星AR Sco的光学偏振位置角摆动，如Buckley等人（2017）所获得的那样。由于长占空比的自旋脉动具有良好的信号-噪声比在整个自旋阶段，在中子星射电望远镜相反，我们发现很好的约束值的磁性$α$和观察者的观察方向$ζ$相对于自旋轴。我们发现$\cosα=0.060^{+0.050}_{-0.053}$和$\cosζ=0.49^{+0.09}_{-0.08}$，这意味着具有观察者角度$ζ={60.4^\circ}^{+5.3^\circ}_{-6.0^\circ}$的正交旋转体。旋转器的这种正交性质与由每个自旋周期的两个脉冲组成的光学光变曲线一致，在相位上由$180^\circ$分开。在$ζ\approx i$（$i$是轨道倾角）和一颗充满罗氏瓣的伴星M星的假设下，我们得到了白矮星质量的$m_{\rm WD} = 1.00^{+0.16}_{-0.10} M_\odot$。这些极化建模结果表明，非热发射来自偶极白矮星磁层并靠近恒星，同步辐射（如果可以保持非零俯仰角）是合理的损失机制，标志着AR Sco作为未来理论和观测研究的特殊系统。
2019-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining compactness and magnetic field geometry of X-ray pulsars from the statistics of their pulse profiles
从X射线中子星和磁星观测到的光变曲线反映了辐射发射模式、磁场的几何形状和中子星的致密性。我们研究X射线脉冲轮廓的统计，以约束中子星的紧凑性和磁场几何。我们收集了124颗X射线脉冲星的数据，这些星主要存在于高质量的X射线双星系统中，并根据在一个自旋周期内观测到的峰值数目对它们的脉冲轮廓进行了分类，将它们分为单峰和双峰两类。我们发现，在两组之间的平均分布。我们还计算了由理论模型预测的两个对跖点样点，根据类椭圆形的发射模式发射辐射的概率。然后将这些与两类中观察到的β-淀粉酶的分数进行比较。假设一个黑体发射模式，它是可能的，以限制中子星的紧凑性，如果磁偶极子有任意倾角的脉冲星旋转轴。更现实的双光束模式预测，79%的双光束是双峰独立的紧凑性。如果磁偶极相对于旋转轴的倾角上限为40 ± 4 °，则理论预测与实验数据是一致的。我们还讨论了X射线仪器有限的灵敏度对探测弱脉冲的影响，这降低了探测到的双峰剖面的数量，使得理论预测与数据一致，即使磁偶极子确实具有随机倾角。这表明脉冲轮廓的统计不允许我们约束中子星的紧凑性。与Bulik等人（2003年）之前的声明相反，这些数据也不需要将磁倾角限制在一个狭窄的区间内。
2010-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining Relativistic Bow Shock Properties in Rotation-Powered Millisecond Pulsar Binaries
对不明费米源的多波长追踪极大地增加了已知的银河场“黑寡妇”和“红背”毫秒脉冲双星的数量。专注于他们的旋转供电状态，我们解释了无线电X射线现象在一个一致的框架。我们主张存在两种不同的模式，在其intrabinary冲击方向不同，区分的双峰X射线轨道调制的相位中心起源于温和的相对论多普勒提升。通过建立射电日食的几何模型，我们将激波几何约束为双星倾角和激波距离$R_0$的函数。我们开发了合成的X射线同步轨道光变曲线，并探讨了原型系统B1957+20和J1023+0038上的射电日食约束所允许的模型参数空间。对于B1957+20，从射电日食来看，距离是$R_0 \sim 0.15$ -- $0.3$与伴星中心的距离分数，取决于轨道倾角。使用这些值构建的B1957+20的X射线光变曲线与观察到的X射线光变曲线定性一致，我们发现伴星对激波的掩星影响较小，需要显著的多普勒因子才能产生双峰。对于J1023+0038，射电食意味着$R_0 \lesssim 0.4$，而X射线光变曲线表明$0.1\lesssim R_0 \lesssim 0.3$（来自脉冲星）。在模型参数空间的退化鼓励进一步的发展，包括运输的考虑。一般来说，沿着冲击的基本电子幂律指数的空间变化应产生能量依赖的光变曲线的形状，激励未来的X射线相位分辨光谱研究，以探测未知的物理脉冲星风和相对论冲击加速。
2017-03-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining the ellipticity of millisecond pulsars with observed spin-down rates
一颗自转轴不对称的中子星（NS）可以发出连续的引力波（GW）信号。射电毫秒双星和吸积射电毫秒双星的自旋频率及其分布提供了GW辐射的证据，是探测高频GW信号的理想探针。一般认为，MSPs起源于回收过程，在这个过程中，NS从施主星吸积了物质和角动量。吸积物质将被固定在南北地壳深部的赤道压缩磁场带限制在极帽区，形成“磁山”。假设包括PSR J1023+0038在内的三个过渡性MSPs的自旋下降速率是吸积力矩、螺旋桨力矩和GW辐射力矩的组合贡献，本文试图用观测到的自旋下降速率来约束MSPs的椭圆率.假设NS的一些规范参数，三个过渡MSP和10个redback的椭圆度估计为$ε=(0.9-23.4)\times 10^{-9}$。三种过渡型MSP的电介电常数均在$η=(1.2-15.3)\times 10^{-31}~\rm s$范围内，与吸积率呈理想的幂律关系。这些源发出的GW信号的特征应变（$h_{\rm c}=(0.6-2.5)\times10^{-27}$）明显超出了aLIGO的灵敏度范围。我们希望像爱因斯坦望远镜这样的第三代GW探测器可以在未来捕获来自这些源的GW信号。
2020-08-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Langmuir dark solitons in dense ultrarelativistic electron-positron gravito-plasma in pulsar magnetosphere
本文研究了脉冲星磁层极帽区超相对论稠密正负电子引力等离子体中静电模的非线性传播。利用约化微扰法得到了一个非线性薛定谔方程，并预言了朗缪尔暗孤子的存在.讨论了暗孤子的传播与脉冲星射电辐射的关系。
2013-02-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Probing dense matter in compact star cores with radio pulsar data
除了对撞机实验之外，对致密恒星的天体物理观测提供了关于极端条件下物质的另一个重要信息来源。关于中子星的最大和最精确的数据集是射电望远镜的计时数据。我们展示了如何使用这些独特的数据来了解致密恒星内部的超致密物质。该方法依赖于基于特殊的全球振荡模式（r-模式），发射引力波的天文地震学。它们会阻止恒星以它们观察到的高频率旋转，除非这些模式的阻尼（由物质的微观性质决定）可以阻止这种情况。我们表明，对于每种形式的物质有一个独特的区域中的频率/自旋下降率图中的r-模式可以存在。我们发现，恒星包含unapped夸克物质是一致的，与观测到的无线电和X射线数据，而即使考虑到相当大的不确定性，中子星模型与标准的粘性阻尼不一致的数据集和额外的阻尼机制将是必需的。
2014-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Constraining Superfluidity in Dense Matter from the Cooling of Isolated Neutron Stars
我们提出了一个定量分析的超流性和超导性的致密物质的孤立中子星的最小冷却模型的背景下的观察。我们的新方法产生的最佳拟合的中子三重态超流体临界温度，最佳拟合的质子单线态超导临界温度，以及它们相关的统计不确定性。我们发现中子三重态的临界温度可能是$2.09^{+4.37}_{-1.41} \times 10^{8}$ K，质子单重态的临界温度可能是$7.59^{+2.48}_{-5.81} \times 10^{9}$ K。然而，我们也表明，这一结果只适用于船帆座中子星不包括在数据集。如果将船帆座也包括在内，则空隙会显着增加，以试图重现船帆座年轻时较低的温度。进一步包括被认为具有碳气氛的中子星会增加中子临界温度并降低质子临界温度。我们的方法表明，对孤立的中子星的持续观测可以定量地限制致密物质中超流性的性质。
2018-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Constraining the neutron star equation of state using Pulse Profile Modeling
一种非常有前途的测量稠密物质状态方程的技术利用了由于脉冲星机制、吸积流或中子星海洋中的热核爆炸而在中子星表面形成的热点。这篇文章解释了中子星内部成分探测器（NICER）如何使用热点的脉冲剖面建模，这是2017年安装在国际空间站上的X射线望远镜-以及为什么这项技术是下一个任务的驱动因素，更大面积的一代望远镜，包括增强型X射线定时和偏振测量（eXTP）任务和光谱时间，宽带能量X射线解析天文台（STROBE-X）。
2019-04-15 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Nuclear limits on properties of pulsars and gravitational waves
脉冲星是宇宙中最神秘的天体之一，被认为是超新星爆炸形成的旋转中子星。它们是致密物质理论和引力物理学的独特试验场，也是核物理学、粒子物理学和广义相对论之间的联系。中子星可能表现出一些在宇宙中其他地方找不到的最极端和奇异的特征。它们的性质在很大程度上取决于富中子物质的状态方程（EOS），这是计算中子星结构和相关现象（如形变中子星的引力波发射）性质的主要成分。目前，丰中子物质的物态方程仍然是非常不确定的，主要是由于人们对核对称能的密度依赖性知之甚少，特别是在过饱和密度下。尽管如此，最近已经取得了重大进展，主要是在亚饱和密度使用地面核反应的核对称性能量的密度依赖性的约束。虽然仍然有一些不确定性，特别是在超饱和密度，这些限制可以提供有用的信息的限制的全球性质的恒星和引力波，预计从他们。在这里，我们回顾了我们最近的工作，约束性能的恒星和引力辐射的数据从地面核实验室。
2010-01-03 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Nuclear constraints on gravitational waves from deformed pulsars
最近直接探测到的引力波（GW）从二元黑洞合并（2016年，物理评论快报。116，no. 6，061102; no. 24，241103）打开了一个全新的非电磁窗口进入宇宙，使之有可能探测物理学一直隐藏或黑暗的电磁观测。除了涉及黑洞的灾变事件外，引力波还可以由涉及中子星的物理过程和系统触发。中子星的性质在很大程度上取决于富中子物质的状态方程，而富中子物质的状态方程是计算恒星结构和相关现象（如椭圆变形双星和中子星双星的引力波发射）性质的主要成分。虽然丰中子物质的状态方程仍然是相当不确定的，主要是由于在高密度下的核对称能的密度依赖性知之甚少，最近在约束对称能从地面核实验室的数据取得了重大进展。这些约束条件可以提供有用的信息，从中子星预期的GWs的限制。本文简要回顾了我们以前用地球核实验室的观测数据对椭圆形变星体的引力辐射进行约束的工作，并根据最近的引力波探测结果，利用中子星地壳破裂应变的一个乐观值，估算了15颗距地球0.16 kpc ~ 0.91 kpc的椭圆形变星体的最大引力波应变振幅。并发现它在$\sim[0.2-31.1]\times 10^{-24}$的范围内，这取决于用来计算中子星性质的状态方程的细节。的影响进行了讨论。
2016-07-19 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Constraining Neutron-Star Matter with Microscopic and Macroscopic Collisions
解释高能天体物理现象，如超新星爆炸或中子星碰撞，需要对超核密度的物质有深入的了解。然而，我们对中子星核心中致密物质的了解仍然有限。幸运的是，致密物质不仅在天体物理观测中被探测，而且在地球重离子碰撞实验中也被探测。在这项工作中，我们使用贝叶斯推断相结合的数据，从天体物理学多信使观测中子星和重离子碰撞的金核在相对论能量与微观核理论计算，以提高我们的理解致密物质。我们发现，列入重离子碰撞数据表明，在致密物质的压力增加相对于以前的分析，转向更大的值，中子星半径与最近的NICER观测一致。我们的研究结果表明，从重离子碰撞实验的约束显示出显着的一致性与多信使观测，并提供补充信息的核物质在中等密度。这项工作结合了核理论、核实验和天体物理观测，并展示了联合分析如何揭示在中子星探测的密度范围内富中子超核物质的性质。
2022-06-24 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
A Radio Pulsar Search of the Gamma-ray Binaries LS I +61 303 and LS 5039
LS I +61 303和LS 5039是非常罕见的具有MeV-TeV发射的HMXB，使它们成为仅有的五个已知或提出的“伽马射线双星”中的两个。对于这些系统是否是微类星体（恒星风吸积到致密物体上产生高能辐射和相对论喷流），或者它们的辐射特性是否可以用相对论脉冲星风与恒星风碰撞来更好地解释，文献中存在分歧。在这里，我们提出了一个尝试，在这两个系统中的绿岸望远镜检测射电望远镜。通量密度的上限在4.1-14.5 μ Jy之间，我们讨论了搜索的零结果。我们的球对称模型的风LS 5039表明，任何脉冲星的排放将被强烈吸收的密集风，除非有一个疏散区域形成的相对论碰撞风冲击。LS I +61 303包含一颗快速旋转的Be星，其风集中在恒星赤道附近。只要脉冲星不被星周盘遮蔽，或者不被密集风区遮挡，就有可能在部分轨道上探测到脉冲辐射。
2011-06-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stringent Pulsar Timing Bounds on Light Scalar Couplings to Matter
讨论了与物质共形耦合和非形式耦合的标量张量理论对脉冲星时间的限制。将动力学简化为质心系中的运动，并使用平均异常参数化，我们发现了由共形和非形式相互作用引起的第一个后牛顿修正，其形式为广义拟开普勒解。我们还导出了标量辐射引起的辐射反作用力和相应的后开普勒参数。我们使用不同的脉冲星到达时间（TOA）数据集探测标量修正PKP。特别是，我们专注于大的轨道频率的系统的非正式耦合引起的PKP项的贡献是敏感的更高的频率。我们发现，最受约束的{ {脉冲星定时}}是PSR B1913+16和双脉冲星PSR J 0737 - 3039 A/B，是从太阳系中的Shapiro效应获得的共形耦合的Cassini束缚的量级。{ {使用其他脉冲星定时的组合约束给出了共形耦合$β^2 < 2.33 \cdot 10^{-5}$的上限和$Λ\geq 1.12 \ {\rm MeV}$的非正式耦合尺度的下限，其分别与Cassini约束和GW-170817约束相当}}。最后讨论了未来脉冲星伴黑洞定时的测量。
2023-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Constraining the Mass and Radius of Neutron Stars in Globular Clusters
我们分析了球状星团中8个静止低质量X射线双星的观测数据，并结合它们确定了中子星的质量-半径曲线和致密物质的状态方程。我们确定的影响，几个不确定性可能对我们的结果，包括不确定性的距离，大气成分，中子星的最大质量，中子星的质量分布，可能存在的热点上的中子星表面，和优先选择的状态方程的致密物质。我们发现，一个1.4太阳质量的中子星的半径是最有可能从10到14公里，更严格的约束，只有更强的假设的性质的中子星，系统的意见，或致密物质的性质是可能的。强相变优于贝叶斯因子为8或更大的其他模型和数据解释，在这种情况下，半径可能小于12公里。然而，如果中子星具有不均匀的温度分布，则半径大于12 km是优选的。
2017-09-15 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
The role of binding energies of neutron stars on the accretion driven evolution
毫秒双星被认为是由低质量的x射线双星演化而来。利用脉冲星质量、伴星质量、脉冲星自转周期、轨道周期、轨道偏心率等毫秒双星的可观测参数来研究毫秒双星过去的吸积历史。但遗憾的是，在这些研究中，中子星的结合能并没有被普遍考虑。我们表明，结合能的影响是显着的质量吸积量的估计，因此应纳入模型的二进制演变。此外，对于中子星的引力质量增加相同的量，不同的致密物质状态方程给出不同的吸积质量值，这意味着需要约束致密物质状态方程，甚至要正确理解自旋过程。
2011-02-14 astro-ph.SR
Constraining the EOS of neutron-rich nuclear matter and properties of neutron stars with heavy-ion reactions
重离子反应，特别是放射性束引起的反应，提供了有关核对称能密度依赖性的有用信息，因此，丰中子核物质的状态方程，与许多天体物理研究有关。本文讨论了用IBUU04输运模型分析重离子碰撞中的Isopsin扩散和$π^-/π^+$比，在亚饱和和超饱和密度下限制对称能的最新进展。简要介绍了部分约束对称能对中子星壳性质的天体物理影响、形变中子星发射的引力波和中子星的w模振荡。
2009-02-19 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Constraining Spatial Densities of Early Ice Formation in Small Dense Molecular Cores from Extinction Maps
在小而致密的分子核中追踪尘埃是研究恒星形成前阶段冰形成所需条件的有力工具。为了研究这些环境，观测到了五个分子核心：三个正在形成低质量恒星（B59、B335和L483），两个没有恒星的坍缩核心（L 63和L 694 -2）。深层图像是用英国红外望远镜（UKIRT）的WFCAM（宽视场照相机）仪器和斯皮策太空望远镜的IRAC通道1和2在红外JHK波段拍摄的。这五个光度带被用来计算沿视线对背景恒星的消光。在对数据进行平滑处理后，我们制作了高空间分辨率的消光图（$\sim$ 13-29”）。然后使用AVIATOR算法实现逆Abel变换将这些图投影到第三维中。沿着先前已经检测到冰（H $_2$ O、CO和CH $_3$ OH）的视线测量总氢的体积密度。我们发现，纯CH $_3$ OH或CH $_3$ OH与CO的混合物的视线具有大于1.0 $\times$ 10 $^5$ cm $^{-3}$的最大体积密度。这些密度仅在每个芯的一小部分（$\sim$ 0.3-2.1%）内达到。CH $_3$ OH的存在可能表明致密核内复杂有机分子形成的开始，因此我们可以限制这种开始的区域。在我们的样品中，朝向星形核的最大体积密度（$\sim$ 1.2-1.7 $\times$ 10 $^6$ cm $^{-3}$）高于朝向无星形核的最大体积密度（$\sim$ 3.5-9.5 $\times$ 10 $^5$…
2021-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining the gravitational binding energy of PSR J0737-3039B using terrestrial nuclear data
我们表明，对于没有明显软化的状态方程，给定质量的中子星的引力结合能与1-2倍核饱和密度下的核对称能的斜率相关（即，预测最大质量$M_{\rm max} > 1.44M_{\odot}$与最大精确测量的中子星质量一致的那些）。应用最近的实验室的对称性能量的斜率的限制，这种相关性，我们提取的双脉冲星双星系统，PSR J 0737 - 3039 B的低质量成员的重子质量的约束。我们比较独立的约束条件来自建模的祖星J 0737 - 3039 B，并通过其崩溃的假设下，它形成的电子捕获超新星。只有当$L \lesssim$ 70 MeV时，两组约束才是一致的。
2010-01-10 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
