Gravitational radiation from magnetically funnelled supernova fallback onto a magnetar
被超新星回落旋转到毫秒旋转周期的原磁星，在可能坍缩形成黑洞之前，预计会通过流体动力学不稳定性辐射引力波约10^2秒。结果表明，吸积流的磁漏斗（i）创建一个磁约束的极山，这提高了引力波信号，和（ii）“埋葬”的磁偶极矩，延迟螺旋桨阶段，并协助黑洞的形成。
2014-09-04 astro-ph.HE
On the fallback disk around the slowest isolated pulsar, 1E 161348$-$5055
位于超新星遗迹RCW 103中的中央致密天体1 E 161348 $-$ 5055的自转周期为$\sim 6.67$ hr，是最慢的孤立脉冲星。人们相信，需要一个超新星备份盘，才能在几年内将中子星的自转周期降到当前的$10^3$。新生中子星周围的回退盘的质量可以提供有用的信息，超新星的过程和可能的检测极限与光学/红外观测。然而，在1 E 161348 $-$ 5055的情况下，磁盘的质量是有争议的。在这项工作中，我们模拟了磁星的自旋演化是由磁盘和恒星的磁场之间的相互作用。与以往的研究相比，我们考虑到各种临界条件，影响的形成和演化的回退盘。我们的计算表明，当初始盘质量为$M_{\rm d} \sim 10^{-7} M_{\odot}$，中子星磁场为$B\geq 5 \times 10^{15}$ G时，我们可以再现1 E 161348 $-$ 5055的极慢自旋.这意味着1 E 161348 $-$ 5055可能是一颗具有非常特殊初始参数的磁星。然而，如果未来的观测发现更多像1 E 161348 $-$ 5055这样的天体，那么就可以对超新星的后退进行严格的限制。
2019-06-19 astro-ph.HE
Fallback Supernovae: A Possible Origin of Peculiar Supernovae with Extremely Low Explosion Energies
我们进行流体动力学计算的核心坍缩超新星（SNe）与低爆炸能量。这些SNe没有足够的能量来弹射整个祖先，大部分祖先落回中央残余。我们发现，这样的后备SNe可以有各种各样的光变曲线（LC），但他们的光球速度只能有一些有限的值与下限。我们还对几种后备SN模型的核合成和LC进行了计算，发现一个主序质量为13 Msun的后备SN可以解释奇异的Ia型超新星SN 2008 ha的性质。该模型的动能和喷出物质量分别为1.2*10^{48} erg和0.074 Msun，喷出的56 Ni质量为0.003 Msun。因此，SN 2008 ha可能是一个具有大量回退的核心塌陷SN。我们还认为SN 2008 ha可能伴随着长伽马射线暴，而没有SNe的长伽马射线暴可能伴随着非常微弱的SNe，并有大量的回落，这与SN 2008 ha相似。
2010-07-19 astro-ph.HE
Unifying neutron star sub-populations in the supernova fallback accretion model
我们采用超新星后退盘模型模拟孤立年轻中子星的自旋演化。我们考虑了NS磁场在超临界吸积阶段的淹没及其随后的重新出现。结果表明，该模型中自旋周期和磁场的演化能够解释中心致密天体相对较弱的磁场和年轻致密天体的制动指数。在一定的初始参数范围内，磁星、中心致密天体和年轻恒星等不同类型的NS子种群之间可以建立起演化联系。因此，年轻的NS的多样性可以统一在超新星回落吸积模型的框架。
2018-10-10 astro-ph.HE
A necessary condition for supernova fallback invading newborn neutron-star magnetosphere
本文用数值方法研究了新生中子星（NS）相对论风作用下超新星后退吸积的动力学过程。吸积激波在径向上的时间演化基本上由流的相遇半径$r_\mathrm{enc}$和无量纲参数$ζ\equiv L/\dot M_\mathrm{fb}c^2$来表征，其中$L$是NS风光度，$\dot M_\mathrm{fb}$是回落质量吸积率。我们发现，回落物质到达NS面附近的临界条件可以简单地描述为$ζ< ζ_\mathrm{min} \equiv GM_*/c^2r_\mathrm{enc}$或$r_\mathrm{enc}L/G M_* \dot M_\mathrm{fb} < 1$，与风洛伦兹因子无关，其中$M_*$是NS质量。结合落回物质将地表磁场掩埋在NS地壳之下的条件，讨论了超新星落回导致NS分叉为旋转动力恒星、中心致密天体（CCO）和磁星的可能性。
2021-08-29 astro-ph.HE
The Vela Pulsar With an Active Fallback Disk
后备盘预计将在年轻的中子星周围形成。这些盘的存在可以通过它们在红外、光学和紫外波段的黑体光谱来揭示。我们提出了一个重新减少的船帆座脉冲星的档案光学和红外数据，连同现有的红外和紫外光谱船帆座，和模型的非脉冲成分的黑体光谱的超新星碎片盘。我们调用静态磁盘解决方案的Sunyaev和Shakura的描述的磁盘在螺旋桨阶段，并发现磁盘的内半径是轻圆柱半径内。我们用XMM-牛顿法进行了高分辨X射线分析，发现在0.57 keV处有一个窄的吸收特征，可以解释为类氦氧（OVII）的K $_α$线。这条线的强度表明，在我们的视线范围内，一种元素的丰度超过了ISM的预期。这一光谱特征可能来源于脉冲星风星云，部分原因可能是后退盘对X射线辐射的再处理。我们讨论了船帆座低于3的制动指数，部分原因是螺旋桨扭矩的贡献。我们的研究结果表明，脉冲星机制可以与螺旋桨过程同时工作，碎片盘可以生存的辐射压力至少$\sim 10^4$年。由于船帆座是一个相对较近的天体，并且是一颗原型脉冲星，如果确认存在盘，可能表明年轻中子星周围普遍存在碎片盘。
2014-11-07 astro-ph.HE
On the evolution of anomalous X-ray pulsars and soft gamma ray repeaters with fallback disks
结果表明，异常X射线源（AXP）和软γ射线重复源（SGR）的周期成簇、X射线亮度、年龄和统计特性可以用具有较大初始比角动量的回退盘来解释。盘的演化模型是通过比较自相似的分析模型。初始盘的质量和角动量决定了粘性时间尺度。一个有效的扭矩，与（1 - w^2）的依赖性的牢度参数w导致周期聚类在所观察到的AXP-SGR周期范围内，在很宽的初始条件。后备盘早期演化的时间尺度t_0和后备盘演化的最后阶段，当盘变得被动时，是演化的关键决定因素。该盘在100 K左右的温度下变得被动，这为X射线亮度提供了自然截止，并定义了可观察到的AXP和SGR阶段演化的结束。活动磁盘湍流的最低温度的这个低值表明备用磁盘在大于~10^{12} cm的大半径范围内是活动的。我们发现，短暂的AXP和SGRs可能比他们的持久表兄弟更老。在演化早期阶段，质量转移率与瞬态源的低静态X射线光度相对应的后备盘将具有相对较低的初始质量，使得盘中的质量流率不足以使内部盘穿透到年轻中子星的光柱中，使得质量吸积到中子星上是不可能的。因此，瞬态AXP阶段必须稍后开始。模型结果表明，瞬态AXP/SGRs，虽然老，可能是类似的数量持久性源（删节）。
2009-07-18 astro-ph.HE
Limits on Planet Formation Around Young Pulsars and Implications for Supernova Fallback Disks
我们已经搜索了一个样本的151个年轻的，充满活力的恒星脉冲到达时间的周期性变化所产生的行星同伴的影响。我们对质量比光学凌日计时检测到的质量低两个数量级的物体很敏感，但我们没有发现脉冲星行星的令人信服的证据。对于最有可能拥有行星的老恒星，我们可以排除三分之一样本中的水星类似物，以及质量为$>0.4 M_{\oplus}$、周期为$P_b<1$ yr的行星，只有5%的系统除外。如果脉冲星行星主要是由超新星后备盘形成的，这些限制意味着这些盘不会形成，被限制在$<0.1$ AU半径内，被破坏，或者形成行星的速度比原行星要慢（$>2$ Myr）。
2015-07-23 astro-ph.EP astro-ph.HE
A Diagnostic Method for Proto-Neutron Star Magnetic Fields by Supernova Fallback Neutrinos
The University of Tokyo（东京大学）；Yukawa Institute for Theoretical Physics, Kyoto University（京都大学汤川理论物理研究所）；Waseda University（早稻田大学）；Musashino Art University（武藏野美术大学）；Tohoku University（东北大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe, The University of Tokyo（东京大学 Kavli宇宙物理数学研究所）；Komazawa University（驹泽大学）
本文提出利用超新星回落中微子诊断原中子星磁场的新方法，通过一维广义相对论磁流体模拟发现磁场强度和吸积率影响能谱硬度，并引入硬度-事件率图确定适用参数区域，为多信使观测提供新窗口。
2026-09-24 astro-ph.HE
Supernova Light Curves Powered by Fallback Accretion
在核心坍缩超新星爆炸中喷射出的部分物质可能仍然与致密的残余物结合在一起，并最终转向并回落。我们发现，与这种“后备”材料的吸积相关的后期（>天）功率可能会显着影响光学光变曲线，在某些情况下会产生超亮或其他奇特的超新星。我们使用球对称流体动力学模型来估计吸积率在后期的一系列祖质量和半径和爆炸能量。原中子星或黑洞的吸积率在后期随着Mdot ~ t^-5/3而降低，但在低爆炸能量、非常大质量的恒星中，或者如果在原始恒星的氦/氢界面形成强烈的反向冲击波，其标准化可以显着增强。如果由此产生的超级爱丁顿吸积驱动一个外流，使流出的喷出物热化，超新星碎片将在光子可以有效扩散出去的时候重新充满能量。由此产生的光变曲线是不同的，比以前的后备超新星模型，忽略了吸积功率的输入，并产生短暂的，暗淡的瞬变更多样化。当回退吸积功率显著时，可能的结果包括短持续时间和长持续时间的超亮（> 10^44尔格/ s）II型事件，以及可能经历了显著质量损失的致密恒星的发光I型事件。吸积功率可能会使剩余的下落物质分离，导致一些长时间II型事件的亮度突然下降。这种情况可能与解释最近发现的一些特殊和罕见的超新星有关。
2012-10-26 astro-ph.HE
Anisotropic neutrinos and gravitational waves from black hole neutrino-dominated accretion flows in fallback core-collapse supernovae
核心坍缩超新星（CCSNe）的退落对决定其中心致密残留物的性质起着重要作用，而致密残留物可能在大质量CCSNe中心产生黑洞（BH）超吸积系统。当吸积速率极高且中微子冷却占主导地位时，超吸积应处于中微子主导吸积流（NDAF）阶段，大量各向异性MeV中微子将伴随强引力波（GW）从盘中发射出去.在本文中，我们进行了一系列的一维CCSN模拟的初始爆炸能量的范围内的$2-8$ B（1 B = $10^{51}$ erg）的研究回落过程。通过考虑中心BH质量和自旋在回落吸积过程中的演化，给出了大质量祖星的初始爆炸能量、质量和金属丰度对各向异性MeV中微子谱和NDAF产生的GWs波形的影响.这些中微子或GW信号可能被运行中或未来的探测器探测到，多信使联合探测可以限制CCSNe和祖星的性质。
2021-08-09 astro-ph.HE
A Necessary Condition for the Submergence of Proto-Neutron Star Magnetic Fields by Supernova Fallback
Osaka University（大阪大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Musashino Art University（武藏野美术大学）；Tohoku University（东北大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Komazawa University（驹泽大学）
研究通过模拟超新星回落过程，推导出原中子星磁场被淹没的必要条件，探讨磁场隐藏机制及新壳层形成的时间尺度。
2025-12-13 astro-ph.HE
Black Hole Formation in Fallback Supernova and the Spins of LIGO Sources
在这里，我们调查的背景下，现场的二元祖先如何旋转的LIGO源的变化时，氦恒星后裔黑洞（BH）形成在一个失败的超新星（SN）爆炸，而不是直接崩溃。为此，我们利用3D流体动力学模拟的回落超新星在密切的二元系统的属性，旨在模仿LIGO源。通过系统地改变爆炸能量和双星性质，我们能够探索伴星对系统角动量重新分配的影响。我们发现，与质量不同，新形成的BH的自旋仅随SN的当前理论上不受约束的能量略有变化，并且主要由初始二元分离决定。相比之下，初始二元分离的变化会对系统的有效自旋产生相当大的变化。这意味着导致特定有效自旋的LIGO源的形成路径可能比标准的直接坍缩情景所暗示的限制要少得多。
2018-05-03 astro-ph.HE
Repulsion of fallback matter due to central energy source in supernova
使用新发现的自相似解讨论了由中心物体的能量沉积所冲击和排斥的回退物质的流动。当绝热指数小于或等于4/3时，存在最大质量吸积率。否则，我们可以找到一个解决方案，与任意大的吸积率适当收缩的能量沉积区。将自相似解应用于超新星回落，我们讨论了新生恒星或磁星的命运如何取决于回落吸积和它们的自旋下降功率。结合后退吸积将表面磁场埋入地壳的条件，我们认为超新星后退速度为dM_{fb} /dt ~ 10^{-（4-6）} M_sun /s可能是银河系年轻中子星多样性的主要来源，即：旋转动力的恒星、磁星和中心致密物体。
2018-09-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
A fallback accretion model for the unusual type II-P supernova iPTF14hls
帕洛玛瞬变工厂（Intermediate Palomar Transient Factory）报告发现了一颗不寻常的II-P型超新星iPTF 14 hls。与普通II-P型超新星的100天平台期不同，iPTF 14 hls的光变曲线至少有五个明显的峰值，然后在发现后的1000天急剧下降。直到发现后的500天，iPTF 14 hls的有效温度大致恒定在5000- 6000 K。在本文中，我们提出iPTF 14 hls可能是由间歇性回退增长提供动力的。发现iPTF 14 hls的光变曲线可以很好地符合通常的t^{-5/3}吸积定律，直到发现后约1000天，此时光变曲线过渡到急剧下降。为了解释这种急剧下降的现象，我们认为晚期吸积物质的密度分布是幂律分布，而不是适用于t^{-5/3}吸积定律的常数分布。详细的建模表明，总回退质量约为0.2 M_{sun}，喷出物质量M_{ej}约为21 M_{sun}。我们发现光变曲线的第三个峰值不能很好地用回退模型拟合，这表明可能有一些额外的快速能量注入。我们认为，如果中心物体是一颗中子星，这种额外的能量注入可能是磁爆发的结果。这些结果表明，iPTF 14 hls的祖先可能是一颗大质量的红超巨星。
2018-09-30 astro-ph.HE
The influence of fallback discs on the spectral and timing properties of neutron stars
中子星（NS）周围的回退盘被认为是超新星爆炸的预期结果。在这里，我们调查的后果，这样一个共同的结果，相关的NS人口的时间和光谱特性，使用蒙特卡罗人口合成模型。我们发现，由回退盘施加的长期扭矩可以大大影响后期的时间周期分布，但与定量的差异取决于初始自旋分布是由慢或快的自旋。对于后者，一个单峰的初始自旋分布变成双峰在以后的时间。计时年龄往往会低估年长者的真实年龄，而高估年轻者的年龄。制动指数在1.5 <~ n <~ 3的范围内聚集，对于慢生的恒星，制动指数在-0.5 <~ n <~ 5的范围内聚集，对于快生的恒星，制动指数在-0.5 <~ n <~ 5的范围内聚集，年轻的天体主要在n <~ 3的范围内发现。较大的n值（虽然不常见）是可能的，并且与NS+椎间盘系统中的扭矩转换相关。发现NS+盘系统的0.1-10 keV热光度在早期（t <~ 10^3年）通常由盘发射控制，但这比NS的热表面发射下降得更快。根据初始参数的不同，可能会有一些偶然的时期，其中一些NS从推进器阶段切换到吸积阶段，将它们的光度增加到爱丁顿极限约10^3-10^4年。
2012-05-15 astro-ph.HE
On The Evolution of The Radio Pulsar PSR J1734-3333
最近的测量表明，“高B”射电脉冲星PSR J1734-3333的周期导数随着时间的推移而增加。对于演化为回退盘的中子星，这种旋转行为在长期演化的某些阶段是可以预期的。本文用与解释异常X射线源和软γ射线源演化相同的模型，证明了该源的周期、一阶和二阶周期导数以及X射线光度可以同时获得随回退盘演化的中子星的观测值。我们发现，在中子星的极上，产生源性质所需的偶极场强度在10^{12} - 10^{13} G范围内。当模型源达到PSR J1734-3333的当前状态时，恒星上的吸积还没有开始，允许源作为常规射电脉冲星运行。我们的结果意味着PSR J1734-3333的年龄约为3 x 10^4 - 2 x 10^5年。这样的源将具有像X射线暗淡的孤立中子星或瞬态AXP的属性，在较晚的时期，从减少的回退盘弱吸积。
2013-02-06 astro-ph.HE
The impact of fallback on the compact remnants and chemical yields of core-collapse supernovae
核心坍缩超新星的回落在确定致密残余物和喷出物成分的性质方面起着至关重要的作用。我们对选定的非旋转超新星模型进行了三维混合和回落模拟，以研究爆炸能量和不对称性如何与残余质量，残余反冲和残余自旋相关。我们发现，最强的踢和旋转是由部分回落在不对称的爆炸。在这种情况下，可以得到几百个$\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$的黑洞反冲和$\mathord{\sim}0.25$的自旋参数。如果初始爆炸能量刚好超过包线结合能，则会产生更强的回退，并且残余反冲和自旋仍然很小。如果爆炸能量相对于包络结合能是高的，则存在对残余反冲的小影响的小回退，但是回退引起的自旋上升可以是实质性的。对于不旋转的$12\,\mathrm{M}_\odot$祖先，我们发现中子星（NS）的旋转周期为毫秒。回退物质的高比角动量也可以导致黑洞周围形成盘。因此，后退可能是一条通向毫秒磁星或超超新星和伽马射线暴的类磁星发动机的途径，不需要快速的祖先旋转。在我们的一小组模拟中，没有一个重现了解释许多碳增强贫金属（CEMP）恒星的富金属贫铁组成所必需的特殊分层回落。然而，具有不同爆炸能量和不同不对称实现的模型可能与CEMP丰度模式兼容。
2020-05-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Relating the Kick Velocities of Young Pulsars with Magnetic Field Growth Timescales Inferred From Braking Indices
一颗新生的中子星可能在原中子星阶段之后不久就暴露在回退吸积中。这一高吸积幕可使地壳深处的磁场减弱。磁场扩散回地表需要数亿年的时间，这取决于所吸积的质量和随之而来的磁场埋置的深度。具有大反冲速度的中子星将吸积较少的回退物质，导致其场的淹没较浅，并且其场的增长时间尺度较短。我们得到了中子星的空间速度与磁场增长的欧姆时间尺度之间的关系$τ_{\rm Ohm} \propto v^{-1}$。我们比较这与测得的横向速度，$v_{\perp}$和字段的增长时间尺度，$μ/\dotμ$，推断从测得的制动指数之间的关系。我们发现，观测数据与理论预测是一致的，虽然数据的数量少，排除了一个强有力的结论。测量脉冲星B1509 $-$ 58、J1846 $-$ 0258、J1119 $-$ 6127和J1734 $-$ 3333的横向速度将增加数据的数量，并对理解脉冲星场是否随回退吸积而增长有很大贡献。
2012-12-11 astro-ph.HE
Population synthesis of young isolated neutron stars: the effect of fallback disk accretion and magnetic field evolution
孤立中子星的自旋演化受其磁场的控制。测量的年轻NS的制动指数表明，由于磁偶极子辐射与恒定磁场的自旋下降机制是不够的。假设NS磁场被超新星回落物质掩埋，吸积停止后重新出现，我们对年轻NS的演化进行了蒙特卡罗模拟，结果表明，大多数年轻NS的制动指数在-1到3之间。这一结果与超新星遗迹相关的NS的观测数据是一致的。它们还表明，NS的初始自旋周期可能占据一个相对较宽的范围。
2013-08-14 astro-ph.HE
Clues from 4U 0142+61 on supernova fallback disc formation and precession
NuSTAR实验探测到一个周期为8.68917 s的硬X射线发射（10-70 keV），以及来自异常X射线脉冲星（AXP）4U 0142+61的55 ks（或该值的一半）的脉冲相位调制。它在这里表明，这一证据是自然解释的岁差开普勒超新星回落盘围绕这个AXP。还发现，在比过去所考虑的更远的距离上，年轻中子星周围形成的盘的进动，可能构成几乎被忽略的引力波源，其频率属于未来空间干涉仪LISA、ALIA、DECIGO和BBO的敏感波段。在这项工作中的引力波发射进动后退盘可能形成的年轻的恒星，如螃蟹在一个区域延伸超过8 $\times$-10 $^{7}$ m从脉冲星表面的估计。它也评估的作用，红外辐射辐射发射从circumpulsar光盘可能发挥的贡献TeV能量的正电子和电子的逆康普顿散射。对年轻和中年恒星周围的盘形成进行广泛的观测活动，也可能有助于解决长期存在的问题，即在地球附近观测到的7 GeV以上的宇宙射线中过量的正电子来自脉冲星。在不久的将来，詹姆斯·韦伯望远镜具有前所未有的近红外和中红外观测能力，可能会提供超新星后备盘大样本的直接证据。
2021-12-27 astro-ph.HE gr-qc
Periodicity in fast radio bursts due to forced precession by a fallback disk
最近报道了一个快速射电暴的16天周期。我们认为，这16天的周期性可能是由于强制岁差的中子星的后备磁盘。当自转轴与盘平面的法线方向不重合时，中子星就会进动。中子星的偏心率可能是由于旋转或强磁场等，我们发现，16天的周期可以理解使用典型的质量的回落盘。极化观测和有关中子星自转周期的信息可能有助于区分不同的模型。利用后备圆盘的强迫进动，可以一起理解磁星、磁星和快速射电暴中可能观测到的进动。
2020-04-10 astro-ph.HE
Supernova luminosity powered by magnetar-disk system
磁星是一些高能超新星爆发的潜在动力源之一，如I型超亮超新星（SLSNe I）和宽线Ic型超新星（SNe Ic-BL）。为了探索这两类超新星之间可能存在的联系，我们研究了回退吸积盘对磁星演化和磁星驱动的超新星的影响。在这种情况下，磁星和回退吸积盘之间的相互作用将加速磁星在吸积状态下的自旋，但可能导致磁星在螺旋桨状态下的大幅自旋下降。因此，磁星的初始旋转在自旋演化中起的作用较小。这样的磁星-盘相互作用方案可以很好地解释SNe Ic-BL和SLSNe I的光变曲线，对于这两种光变曲线，观测到的差异对磁星的初始磁场以及盘的回退质量和时间尺度敏感。与为SNe Ic-BL供电的磁星相比，那些导致更明亮的SNe的磁星通常保持更快的旋转，并且在峰值时间附近具有相对较低的有效磁场。此外，SLSNe I和长伽马射线暴之间的联系，如果在未来观测到，可以在磁盘系统的背景下解释。
2021-05-12 astro-ph.HE
Black hole formation and fallback during the supernova explosion of a $40 \,\mathrm{M}_\odot$ star
核心坍缩超新星的回落被认为是解释贫金属恒星丰度异常和黑洞（BH）出生踢和旋转的主要因素。我们提出了第一个3D模拟BH的形成和回落的“流产”中微子驱动的爆炸的$40$太阳质量零金属量祖从崩溃冲击爆发。我们使用相对论CoCoNuT-FMT代码跟踪BH形成的阶段。对于随后的演化冲击爆发，我们应用移动网格代码Arepo核心坍缩超新星的第一次。我们的模拟表明，尽管早期的BH形成，中微子加热的气泡可以存活几十秒，然后被吸积，使他们有足够的时间转移他们的能量的一部分，以维持冲击波传播通过信封。虽然中微子加热的喷出物的初始净能量（$\sim 2$ Bethe）勉强等于包层的结合能，但氢的$11\,\mathrm{M}_\odot$仍然以$0.23$ Bethe的能量喷出。我们发现没有显着的混合，只有一个温和的BH踢和旋转，但推测，更强的效果可能会发生稍微更有力的爆炸或祖与不太紧密的约束信封。
2017-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spin Evolution of Millisecond Magnetars with Hyperaccreting Fallback Disks: Implications for Early Afterglows of Gamma-Ray Bursts
由斯威夫特发现的伽马射线暴（GRB）早期余辉的浅衰变阶段或平台阶段，目前被认为是由于能量注入相对论冲击波。一个自然的能量注入场景调用毫秒磁星作为伽玛暴的中心引擎，因为脉冲星的传统模型预测在自旋下降的时间尺度内几乎恒定的磁偶极辐射光度。然而，我们注意到在一些早期的余辉中出现了明显的增亮，这显然与上述情况相冲突。在这里，我们提出了一个新的模型来解释这个显着的增亮现象，考虑一个新生的毫秒磁星周围的超吸积回退盘。我们表明，对于典型的模型参数值，足够的角动量的吸积物质转移到磁星和自旋。正是这种上旋导致磁偶极辐射亮度随时间的急剧增加，从而使早期的余辉显着变亮。基于这个模型，我们进行了数值计算，并很好地拟合了12个伽玛暴的早期余辉假设足够强的回落吸积。如果吸积很弱，我们的模型结果是一个脉冲星的传统的能量注入方案。因此，我们的模型可以提供一个统一的解释浅衰减阶段，高原，并显着增亮的早期余辉。
2012-09-12 astro-ph.HE
Rotational and X-ray luminosity evolution of high-B radio pulsars
在延续我们早期的工作，长期演变的所谓的高-B无线电hoppers（HBRPs）与测量制动指数，我们已经调查了长期演变的其余五个HBRPs的制动指数尚未测量。这完成了我们的源的回退盘模型，也适用于早期的异常X射线散射（AXP），软伽马中继（SGR），和昏暗的孤立中子星（XDIN）的HBRP的源分析。结果表明，由于初始条件的不同，即初始盘质量、初始周期和偶极场强度的不同，不同中子星群体的X射线光度和转动性质可以通过带有回退盘的中子星获得。对于五个HBRP，与AXP，SGR和XDIN不同，我们的结果不约束源的偶极场强。我们得到的演变路径，导致螺旋桨阶段的偶极子场足够强，产生脉冲无线电发射的HBRPs的属性。
2017-12-18 astro-ph.HE
On the Interacting/Active Lifetime of Supernova Fallback Disk around Isolated Neutron Stars
本文通过自相似质量演化模拟研究孤立中子星周围超新星回落盘，发现其相互作用/活动寿命通常短于0.1 Myr，但盘的存在寿命可显著更长。
2024-06-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of the long-period pulsar PSR J0901-4046
回退盘模型预测，在今年发现前两个长周期射电望远镜（LPP）之前，异常X射线射电望远镜（AXP）和软伽马中继器（SGR）将演化为孤立的长周期射电望远镜。与正常的射电望远镜不同，LPP显示出具有不寻常和可变脉冲形状的瞬态脉冲射电时代，类似于少数射电发射AXP/SGR的射电行为。我们表明，目前的属性，最近发现的第二LPP，PSR J 0901 -4046（$P \simeq 76$），作为进化的结果，在与后备光盘的相互作用，因为我们已经显示了第一个发现的LPP，GLEAM-X J162759.5-523504.3（$P \simeq 1091$ s）。虽然GLEAM-X J162759.5-523504.3的周期导数$\dot{P}$只有上限，但PSR J 0901 -4046的$\dot{P}$已被测量，为演化模型提供了更好的约束。该模型可以产生具有偶极矩$μ\simeq 10^{30}$ G cm $^3$的源特性。结果对脉冲星的初始周期不敏感。结果表明，PSR J 0901 -4046在$10^4$数年时经历了AXP/SGR期，目前为$\sim (6 - 8) \times 10^5$年。
2022-12-20 astro-ph.HE
Fallback supernova assembly of heavy binary neutron stars and light black hole-neutron star pairs and the common stellar ancestry of GW190425 and GW200115
异常重的中子星合并双星GW 190425的发现与已知的双中子星双星和引力波源GW 170817中的银河系双星的质量分布形成了鲜明的对比。我们建议在这里的形成通道重二进制中子星和轻黑洞-中子星二进制中，大质量的氦星，其中有他们的氢信封在一个共同的信封阶段，保持紧凑，避免质量转移到中子星的同伴，可能避免脉冲星回收。我们提出了三维模拟的超新星爆炸的大质量剥离氦星，并遵循质量回落的演变和随后的吸积到中子星的同伴。我们发现，回落导致显着的质量增长，在新形成的中子星。这可以解释像GW 190425这样的重双星中子星系统的形成，也可以预测像GW 200115这样的轻黑洞-中子星系统的组装。这种形成途径与观测到的银河系中双星中子星的质量-偏心率相关性是一致的。最后，避免质量转移表明我们银河系中脉冲星双星的自旋周期异常长。
2021-09-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Super-Eddington accretion onto black holes and its application to fallback accretion
本文研究黑洞超爱丁顿球对称吸积，利用边界层理论获得两类解析解，并将其应用于失败超新星后的回落吸积，预测观测特征并解释NGC 6946和M31中候选体的亮度来源。
2025-07-22 astro-ph.HE
Supernova Fallback onto Magnetars and Propeller-Powered Supernovae
我们探讨了在大质量恒星的超新星爆发过程中，新诞生的磁星上的回退吸积。强磁场（~10 ^{15} G）和短自旋周期（~1 - 10 ms）对磁星如何与下落物质相互作用有重要影响。在长的自转周期、弱的磁场和高的吸积率下，足够的物质被吸积形成一个黑洞，就像在大质量的祖星中常见的那样。当B <5 * 10 ^{14} G时，吸积导致磁星旋转得足够快，从而产生三轴变形并产生引力波，但只持续~50 - 200 s，直到它坍缩成黑洞。相反，在短的自旋周期、强磁场和低的吸积率下，磁星处于"螺旋桨状态"，通过驱逐进入的物质而避免成为黑洞。这个过程会使磁星向下旋转，因此只有在最初的质子中子星快速旋转的情况下，才可能产生引力波。即使磁星幸存下来，它也会吸积至少0.3个太阳质量，因此我们预计在这些类型的环境中出生的磁星的质量会比通常与中子星相关的1.4个太阳质量更大。推进器机制将磁星中~10 ^{52}尔格的自旋能转化为外流的动能，在最初的~10 - 30 s期间，这种冲击加热了流出的超新星喷出物。对于一个小的~5太阳质量的贫氢包层，这种能量创造了一个更明亮，更快的超新星，具有高的喷射速度~（1 - 3）* 10^4 km/s，可能会出现宽线的Ib/c型超新星。对于一个大于10太阳质量的富氢包层，结果是一个明亮的IIP型超新星，其平台光度为~10 ^{43}尔格/秒，持续时间为~60 - 80天。
2011-04-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Impacts of hydrogen envelope on supernova fallback and the resulting compact remnant masses
The University of Tokyo（东京大学）；Yukawa Institute for Theoretical Physics, Kyoto University（京都大学汤川理论物理研究所）；RIKEN（理化学研究所）；Monash University（蒙纳士大学）；Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo（东京大学宇宙射线研究所）；Tohoku University（东北大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
研究氢包层对超新星回落及残骸质量的影响，揭示爆炸能量与残骸质量的普遍关系。
2025-12-12 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova Fallback as Origin of Neutron Star Spins and Spin-kick Alignment
天然反冲和自旋是中子星和黑洞的特征性质。两者都为恒星核心坍缩和爆炸的动力学过程提供了有价值的线索。此外，它们还影响着恒星多重系统的演化以及它们的旋进和合并产生的引力波信号。可能通用的自旋踢对齐的观测证据已被解释为表明，NS自旋诱导NS踢或继承的祖旋转，从而可能在恒星坍缩过程中发挥动态的重要作用。目前的三维超新星模拟表明，NS踢转移在爆炸的第一秒，主要是通过各向异性的质量喷射，并在第二级，各向异性中微子发射。相比之下，NS自旋只在几分钟到几小时后由与超新星中没有引力束缚的物质的回落相关的角动量确定。在这里，我们提出了一个新的方案来解释自旋踢对齐的后果是切向涡流的回退物质，主要是从NS的运动方向吸积。对于这种效应，初始的NS反冲是至关重要的，因为它产生了NS远离爆炸中心的不断增长的偏移，从而促进了单侧吸积。在这种新的情况下，基于传统概念的结论被颠倒了。例如，不需要预反冲NS自旋，并且快速的祖核旋转可能妨碍自旋-反冲对准。我们还讨论了出生BH踢的影响和可能性抛出BH的旋转轴在其形成过程中。
2021-12-05 astro-ph.HE hep-ph
The fate of fallback matter around newly born compact objects
年轻中子星周围的回退盘的存在多年来一直被用来解释各种各样的现象。在这里，我们进行了一个这样的磁盘的形成在超新星爆炸的数值调查，同时考虑中子星（NS）和黑洞（BH）的残余物。使用公共代码MESA，我们计算了超新星前物质的角动量分布，对于初始质量M在13 - 40 Msun范围内的恒星，初始表面旋转速度vsurf在临界速度的25%和75%之间，金属丰度Z为太阳值的1%，10%和100%。这些预SN模型以在10^{50} -3x 10 ^{52}尔格之间变化的能量E爆炸，并且计算回退材料的量。我们发现，如果磁矩在角动量输运中起着重要的作用，那么NS周围的回退盘，即使是低金属丰度的主序星，也不是SN爆炸的结果。只有在可以忽略的磁矩和微调的爆炸能量的条件下，才能在年轻的NS周围形成这样的盘。对于那些留下BH残留的恒星，如果磁场不起很强的作用，则盘的形成是普遍存在的;然而，与NS的情况不同，即使内部有很强的磁耦合，盘也可以在{Z，M，vsurf，E}参数空间的大区域中形成。连同文献中广泛讨论的紧凑，超吸积回退磁盘，我们确定在上述参数空间中的区域，导致扩展，长寿的磁盘周围的BH。我们发现，这些磁盘中的物理条件可能有利于行星形成，从而导致行星绕黑洞的可能存在。
2013-12-17 astro-ph.HE
SN 1054 as a Pulsar-Driven Supernova: Implications for the Crab Pulsar and Remnant Evolution
针对SN 1054（蟹状星云前身）观测与标准56Ni驱动超新星模型的矛盾，采用脉冲星驱动超新星模型（类似超亮超新星模型），在特定初始参数下再现其光度和速度，为蟹状脉冲星及遗迹演化提供启示并提出检验方法。
2024-12-02 astro-ph.HE
3D MHD simulations of runaway pulsars in core collapse supernova remnants
本研究通过三维磁流体动力学模拟，揭示了超新星遗迹及环境介质对速逃脉冲星风云形态和射电辐射的显著重塑作用，并首次模拟了脉冲星向内穿越时的喷流弯曲特征。
2025-03-27 astro-ph.HE
On the new braking index of PSR B0540-69: further support for magnetic field growth of neutron stars following submergence by fallback accretion
新生中子星的磁场可以通过快速的回退吸积被淹没在地壳中，并在生命后期扩散到表面。根据这种野外埋藏的情况，年轻的恒星可能有不断增长的磁场，这一过程的制动指数小于三个;制动指数越大，磁场增长的时间尺度就越长。具有较大反冲速度的初生中子星将吸积较少的物质，导致其场的埋藏较浅，场的增长更快。这种从制动指数推断的场增长时间尺度与空间速度之间的反比关系在过去被认为是对场埋情景的预测。在制动指数为$n\sim 2$和大空速的情况下，PSR~ B 0540--69是所要求关系中的异常值。该物体最近过渡到一个快速的自旋下降状态，伴随着低制动指数。这一新的制动指数意味着场增长的时间尺度要短得多，这与物体的高空间速度是一致的，与所要求的关系更好地吻合。这一观察结果支持了野外埋葬的假设，并意味着磁场的增长并不是以恒定的速度进行的，而是有时会减慢或完全停止。在2011年之前，与高制动指数相关的缓慢自旋下降状态持续了至少约30年，当时就是这样一个缓慢场增长的插曲。
2017-04-27 astro-ph.HE
Pulsar Wind Bubble Blowout from a Supernova
对于诞生于超新星中的脉冲星，受冲击的脉冲星风星云的膨胀最初是在超新星自由膨胀的喷出物中。当星云处于喷射物密度分布的内部平坦部分时，向上掠的加速壳层受到瑞利-泰勒不稳定性的影响。我们进行了2和3维模拟表明，不稳定性引起在此初始阶段的粘性结构，但并没有很大地改变动态的扩展壳。流是有效的自相似。如果壳体被驱动到密度分布的外部陡峭部分，壳体会受到鲁棒的瑞利-泰勒不稳定性的影响，在这种不稳定性中，壳体会破碎，冲击脉冲星风会穿过壳体。在这个阶段，流动不是自相似的。风星云要达到这一阶段，需要沉积的脉冲星能量大于超新星能量，或者初始脉冲星周期在典型的$10^{51}$ erg超新星的ms范围内。I型超亮超新星的某些磁星模型满足这些条件。我们还考虑了蟹状星云，它可能与这种情况适用的低能量超新星有关。
2017-07-25 astro-ph.HE
No Dispersed Single Radio Pulses Detected in Archival Parkes Pulsar Observations Targeting Supernova Remnants and Anomalous X-ray Pulsars
本研究利用优化单脉冲探测的HEIMDALL和FETCH软件，重新分析帕克斯望远镜对8个目标的存档观测数据，未发现信噪比高于7的天体物理脉冲，并给出了单脉冲通量上限。
2023-11-02 astro-ph.HE
Origin of young accreting neutron stars in high-mass X-ray binaries in supernova remnants
最近，在超新星遗迹的X射线双星系统中发现了几颗吸积中子星。它们代表了NS标准磁旋转演化的难题，因为它们的年龄（$\lesssim 10^5$年）比风吸积开始之前喷射器和螺旋桨阶段的预期持续时间短得多。为了解释这样的系统的外观，我们考虑旋转演化的NS与早期的回退吸积和不对称的前/后过渡之间的喷射器和螺旋桨阶段（所谓的滞后效应，提出了V. Shvartsman在1970年）。结果表明，在一个成功的回退情节与某些现实的价值观的初始自旋周期，恒星风的属性，和磁场，年轻的NS可能不会进入喷射阶段在其演变过程中的结果在一个相对快速的启动吸积的超新星遗迹的寿命。对于标准磁场$\sim 10^{12}$ ~G和初始自旋周期$\sim 0.1$ ~--~0.2~s，吸积率$\gtrsim 10^{14}$ ~--~ $10^{15}$ ~g~s $^{-1}$足以避免喷射阶段。
2022-01-10 astro-ph.HE
Spin Tilts in the Double Pulsar Reveal Supernova Spin Angular-Momentum Production
PSR J 0737 -3039是目前已知唯一由两颗射电双星（PSR J 0737 -3039 A和PSR J 0737 -3039 B）组成的脉冲双星。这种独特的配置允许测量两颗脉冲星的自旋方向：脉冲星A的自旋与轨道角动量的倾斜不超过14度，置信度为95%;脉冲星B的自旋与轨道角动量的倾斜不超过130 +/- 1度，置信度为99.7%。这种自旋-自旋的错位要求B星现今大部分自旋的起源与形成脉冲星B的超新星有关。在超新星爆发过程中的单一瞬时反冲的简化假设下，自旋可以被认为是源于反冲的偏离中心性质，导致脉冲星B翻滚到它的未对准状态。在这个假设下，并利用当前对反冲幅度的限制，我们发现脉冲星B的瞬时反冲必须从爆炸恒星的质心偏移至少1公里，可能5- 10公里。不管反冲机制的细节和产生脉冲星B当前自旋的过程如何，在双脉冲星系统中测得的自旋-自旋不对准提供了对该超新星角动量产生的经验性直接约束。这个约束可以用来指导核心塌陷模拟和理解紧凑物体的旋转和踢的追求。
2011-10-30 astro-ph.HE
Tracking the footprints of the radio pulsar B1727$-$47: proper motion, host supernova remnant, and the glitches
明亮的射电脉冲星B1727 $-$ 47的特征年龄为80 kyr，是50年前发现的第一批脉冲星之一。利用它的定时观测和三个历元的干涉位置，我们首次测量了$151 \pm 19$ mas yr $^{-1}$的脉冲星自行。在$\gtrsim 2.7$ kpc的色散测量距离处，这表明脉冲星$\gtrsim 1900$的横向速度为$^{-1}$ km s。然而，将脉冲星轨道向后外推到其诞生时期，发现它非常接近附近演化的超新星遗迹RCW 114的中心，这表明这两个天体确实存在关联。在这种情况下，脉冲星更接近（$\sim 0.6$ kpc）和更年轻（$\sim 50$ kyr），其速度（$\sim400$ km s $^{-1}$）与观测到的脉冲星速度分布一致。我们还发现了脉冲星的两个新故障。我们讨论了脉冲星和残余物的性质，我们的结果的影响。
2019-04-12 astro-ph.HE
Evolution of the long-period pulsar GLEAM-X J162759.5-523504.3
最近发现的脉冲星GLEAM-X J162759.5-523504.3的长周期（$P = 1091$ s）可以通过中子星演化来获得，中子星的后退盘和磁偶极矩为几个$10^{30}$ G cm $^3$，年龄大于$\sim 2 \times 10^5$ yr，与周期导数$\dot{P}$和源的X射线光度$L_X$的观测上限一致。$\dot{P}$目前的上限允许两种不同的状态：（1）盘仍然是活跃的，并以低速率进行吸积，使得吸积光度远小于中子星的冷却光度，这反过来又低于$L_X$的上限。在这种情况下，降速将以$\dot{P} \sim 10^{-10}$ s $^{-1}$的速度继续，直到光盘变为非活动状态;最后一个周期将是$P \sim$几个$10^3$。(2)圆盘已经不活动了，没有吸积。在这种情况下，周期演变已趋于稳定，达到最终周期范围内的观测值。剩余的，非常弱的，偶极力矩维持在$\dot{P} \sim 4 \times 10^{-18}$ s s $^{-1}$的渐近自旋下降。在早期的工作中，用回退盘模型预测了软伽马中继星和具有相对较强偶极场的异常X射线源的终态的长周期$P \sim$和几个$10^3$。
2022-03-29 astro-ph.HE
Rotational evolution of magnetars in the presence of a fallback disk
磁星可能有很强的表面偶极场。在观测上，两个磁星可能有被动的后备磁盘。在后备磁盘的存在下，磁星的旋转演化可能会改变。在自相似回退盘模型中，发现：（1）当回退盘质量显著小于$10^{-6} \,\rm M_{\odot}$时，磁星不受回退盘的影响，为正常磁星。(2)当盘的质量很大，但磁星的表面偶极场大约或低于$10^{14} \,\rm G$，磁星也将是一个正常的磁星。一个磁星加上一个被动后备磁盘系统是预期的。这可能对应于磁星4U 0142 $+$ 61和磁星1E 2259 $+$ 586的观测结果。(3)当盘质量较大，磁星表面偶极场高达$4\times 10^{15} \,\rm G$时，磁星将从喷射相演化到推进相，然后进入旋转平衡。磁星在推进阶段会很快减速。最后的旋转周期可以高达$2\times 10^4 \,\rm s$。这可能对应于超新星遗迹RCW 103中的超慢磁星。因此，可以统一理解这三种磁星。
2016-11-08 astro-ph.HE
Signatures of pulsars in the light curves of newly formed supernova remnants
我们探讨了超新星的影响，特别是那些出生的毫秒周期，对周围的超新星喷出物。当它们向下旋转时，快速旋转的超新星以相对论性磁化风的形式释放出巨大的旋转能量，这可以影响超新星的动力学和光度。我们估计这些特定物体的热和非热辐射，集中在爆炸发生后的几年。我们发现，辐射热光变曲线呈现出一个高的光度平台（可以达到$10^{43-44}\,$ erg/s）在几年。同样明亮的TeV伽马射线发射和较温和的X射线峰值（$10^{40-42}\,$ erg/s量级）也可能在爆炸后几个月到几年出现，因为脉冲星风星云出现，这取决于注入参数。通过跟踪大量超新星的发射来观测这些特征，可能对理解核心坍缩超新星和揭示残余致密天体的性质具有重要意义。
2013-04-19 astro-ph.HE
Detectability of Late-time Supernova Neutrinos with Fallback Accretion onto Protoneutron star
本文利用完整玻尔兹曼输运模拟研究原中子星回落吸积驱动的晚期超新星中微子发射，发现其能谱与味依赖特征不同于冷却模型，且Super-K与DUNE的联合观测可强约束中微子质量层级。
2024-01-09 astro-ph.HE hep-ph
Fallback onto Kicked Neutron Stars and its Effect on Spin-Kick Alignment
本文研究核心坍缩超新星回落物质对运动中子星自转—踢动对准的影响，指出单侧回落因携带垂直于踢动方向的角动量而导致两者不对准，并给出快速自转中子星的回落吸积质量上限。
2023-09-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dust formation in embryonic pulsar-aided supernova remnants
研究了高能脉冲星风星云（PWNe）对尘埃形成和演化的影响。在许多超新星遗迹中也观测到尘埃排放，这些超新星遗迹也有中子星作为致密的遗迹。我们研究了尘埃形成时间和尘埃大小对喷出物和中心脉冲星性质的依赖关系。我们发现，脉冲星的初始自旋周期$P \sim 1\mbox{-}10\,\rm ms$和偶极磁场$B \sim 10^{12\mbox{-}15}\,\rm G$可以加速或延迟尘埃的形成，与几个月到十几年的时间尺度，并减少尘埃的平均大小的一个因素相比，非脉冲星的情况下$\sim$ 10或更多。我们还发现，在爆发后的2-5年内，在典型的超亮超新星中可以检测到$\sim$ 100-1000 Mpc的红外尘埃辐射，尽管这敏感地取决于星云非热辐射的光谱指数。我们讨论了以前的超新星观测的影响。尘埃形成模型和观测之间的一些差异，如SN 1987 A的形成时间或蟹状星云中的尘埃大小，可以用脉冲星的影响来解释，尘埃排放的知识对未来ALMA观测超亮超新星非常重要。
2019-02-22 astro-ph.HE
The knee in the cosmic ray energy spectrum: a pulsar/supernova origin?
宇宙射线能谱中几个PeV能量处突出的“膝盖”的起源仍然不确定。然而，最近的一种机制显示出了希望;这涉及来自非常年轻的脉冲星的粒子与来自非常年轻的超新星遗迹的辐射场相互作用。随后粒子与光子通过产生e+e-的方式发生核反应，从而引起特征拐点。在早期的一篇论文中，我们认为，如果要解释光谱形状，该机制将意味着只有一种非常罕见的来源。在这里，我们更详细地研究了这一机制，并得出结论，即使是一个单一的源工作，它的特性也需要如此不寻常，以至于这种机制对于任何已知类型的脉冲星-超新星组合都是不可能的。
2010-12-21 astro-ph.HE
Radio Emission from Pulsar Wind Nebulae without Surrounding Supernova Ejecta: Application to FRB 121102
本文提出了一种新的设想：一颗快速旋转的强磁化脉冲星在周围没有任何超新星喷发物的情况下，通过某种机制反复产生快速射电暴（FRB），同时脉冲星产生的超相对论电子/正电子对风扫过周围稠密的星际介质，形成非相对论脉冲星风星云（PWN）.我们表明，从这样的PWN的同步辐射无线电发射是明亮的，足以占最近发现的持续无线电源与重复FRB 121102在合理的范围内的模型参数。此外，我们的PWN方案是一致的，从四年中观察到的所有重复爆发推断的分散措施的非演变。
2017-03-21 astro-ph.HE
Long-term evolution of anomalous X-ray pulsars and soft gamma repeaters
我们研究了具有相对较好的X射线光度和旋转特性的单个异常X射线源（AXP）和软伽马重复源（SGR）的长期演化。在回退圆盘模型的框架下，我们得到了能产生观测源特性的圆盘质量和偶极子场强的范围。我们已经比较了我们的结果与先前获得的昏暗孤立中子星（XDIN）。结果表明：（1）在回退盘模型中，各个AXP/SGR源的X射线光度、周期和周期导数都能自洽地产生，其基本盘参数与以前用于解释XDIN长期演化的基本盘参数非常相似;（2）除两个源外，AXP/SGR都是在吸积阶段演化的;这两个特殊的源，就像XDIN一样，在过去已经完成了它们的吸积阶段，现在正处于最后的推进器阶段，并且仍然随着圆盘扭矩而变慢，（3）偶极场强XDIN的（在极点处）在$10^{11}-10^{12}$ G范围内，而AXP/SGR在$1-6 \times 10^{12}$ G之间具有相对较强的偶极场，（4）源的性质可以用大范围的盘质量来获得，这不允许对整个AXP/SGR和XDIN总体的盘质量和磁偶极子场之间的相关性进行清楚的检验。
2016-01-28 astro-ph.HE
A Search for Radio Pulsars in Supernova Remnants Using FAST with One Pulsar Discovered
本文利用FAST对五个超新星遗迹进行射电脉冲星搜寻，发现新脉冲星PSR J1845$-$0306并给出其自转周期和色散量，同时重新探测到部分已知脉冲星。
2024-02-27 astro-ph.HE
Toward an Empirical Theory of Pulsar Emission XI. Understanding the Orientations of Pulsar Radiation and Supernova "Kicks"
自从近50年前发现超新星以来，有两个问题一直没有得到解决：它们的偏振发射相对于发射磁场的方向，以及假定的超新星"踢“相对于它们的旋转轴的方向。大多数恒星的旋转方向只能从其辐射的（"基准“）偏振角推断出来，当它们的波束直接指向地球，并且发射极通量管场与旋转轴成$\parallel$。早期的研究由于混合了不同类型的辐射（核心和圆锥，两种偏振模式），产生了$\parallel$或$\perp$排列，因此没有揭示。在本文中，我们分析了大约50个具有三个特点的天体：核心辐射光束，可靠的绝对偏振，和准确的自行。我们发现，核心辐射的“基准”偏振角通常是朝向天空中的适当运动方向的$\perp$。由于主核心发射是偏振的$\perp$，在船帆座和其他恒星的投影磁场中，X射线成像揭示了方向，这表明自行通常位于$\parallel$的旋转轴上。两个关键的物理后果随之而来：第一，超新星"踢“是脉冲星自行的原因，它们大多是$\parallel$到旋转轴;第二，大多数脉冲星辐射被磁层等离子体大量处理，使得最低高度的”母“核发射被极化为$\perp$到发射场，以非常（X）模式传播。
2015-02-18 astro-ph.HE
A dispersion excess from pulsar wind nebulae and supernova remnants: Implications for pulsars and FRBs
年轻的恒星和围绕它们的脉冲星风星云（PWNe）或超新星遗迹（SNRs）是我们宇宙中最具活力和高能量的环境。随着更敏感的观测的增加，脉冲星-SNR和PWN关联（以下简称SNR/PWN）的数量也在增加，但我们不知道这种环境在多大程度上影响了脉冲星的脉冲无线电信号。我们研究了银河系恒星上SNR和PWNe的色散贡献，并考虑了它们与FRB 121102等快速射电暴（FRB）的关系。我们研究了色散测量（DM）的贡献SNR和PWNe通过比较测量DM的银河系恒星在SNR/PWN DM预期只从干预星际电子，使用NE 2001模型。我们发现SNR和PWNe对脉冲星信号的双$σ$ DM贡献是存在的，其值为$21.1 \pm 10.6$ pc cm $^{-3}$ .与SNR/PWN无关的天线的对照样品没有显示出过量。我们模型的SNR和PWN电子密度为每个年轻的脉冲星在我们的样本，并表明，这些确实预测超过这个幅度。通过外推到那种快速旋转，高磁场，年轻的恒星，可能的权力FRB，我们表明他们的SNR和PWN是能够显着地有助于所观察到的DM。
2020-01-16 astro-ph.HE
