High braking index pulsar PSR J1640-4631: low-mass neutron star with a large inclination angle?
最近的时间观测限制了X射线脉冲星PSR J 1640 -4631的制动指数为$n=3.15\pm0.03$，这是迄今为止所有测量到制动指数的X射线脉冲星中最高的值。在这封信中，我们调查是否脉冲星制动之间的磁偶极辐射和引力辐射的组合可能有一个制动指数大于3。对于常规中子星和低质量夸克星候选者，由观测到的制动指数推导出的椭圆率明显大于理论估计的最大值。如果PSR J 1640 -4631是一颗质量为$0.1~ \rm M_{\odot}$的低质量中子星，那么推断的椭圆率可以近似等于理论估计的最大值。由于这个源的无线电安静的性质，我们采用真空间隙模型开发的Ruderman和萨瑟兰限制的倾斜角为$87.2-90^{\circ}$。在此基础上，我们提出一个小质量的大倾角中子星可以解释这个源的高制动指数和无线电宁静的性质。未来的观测，如引力波探测和长期的时间，这个来源是需要确认或反驳我们的情况。
2016-07-25 astro-ph.HE
The Braking Index of a Radio-quiet Gamma-ray Pulsar
我们报告PSR J1208-6238的发现和定时测量，一个年轻的和高度磁化的伽马射线脉冲星，自旋周期为440 ms。脉冲星是在费米大天区望远镜（LAT）的伽马射线光子数据中发现的，在分布式志愿者计算系统Einstein@Home上运行。在使用帕克斯射电望远镜进行的专门后续搜索中没有检测到无线电脉动，在1369 MHz处的通量密度上限为30 $μ$ Jy。通过对这颗脉冲星的伽马射线脉动进行计时，我们测量了它在五年的LAT观测中的制动指数为$n = 2.598 \pm 0.001 \pm 0.1$，其中第一个不确定性是统计的，第二个不确定性估计了由于计时噪声造成的偏差。假设它的制动指数自出生以来一直相似，脉冲星的估计年龄约为2，700年，使其成为在伽马射线数据盲搜索中发现的最年轻的脉冲星，也是已知最年轻的无线电安静伽马射线脉冲星。尽管它的年龄很小，但它并不与任何已知的超新星遗迹或脉冲星风星云有关。脉冲星的偶极表面磁场强度为$3.8 \times 10^{13}$ G，几乎是量子临界水平的90%。我们调查了一些潜在的物理原因的制动指数偏离简单的偶极子模型，但发现LAT数据覆盖较长的时间间隔将是必要的，以区分这些。
2016-11-07 astro-ph.HE
Braking indices as probes of r-mode spin-down in young pulsars
University of Western Ontario（韦仕敦大学）；Ferdowsi University of Mashhad（马什哈德费尔多西大学）；King’s University College, University of Western Ontario（韦仕敦大学国王学院）
本研究提出四通道自旋下降模型，利用制动指数约束年轻脉冲星类r模式电流四极扭矩，分析多数源无需引力波自旋下降，PSR J0537−6910或存在强类电流四极贡献。
2026-07-30 astro-ph.HE
Pulsar braking: magnetodipole vs. wind
脉冲星是宇宙中的好钟。一个基本的问题是，为什么它们是好的时钟？这与汽车的制动机制有关。如今，脉冲星计时的精度达到了前所未有的水平。更多的汽车有制动指数的测量。间歇性磁星和磁星的周期导数可以变化几倍。然而，在脉冲星的研究中，磁偶极制动在真空中仍然是经常假设的。结果表明，磁偶极制动（真空条件）的基本假设不存在，与观测结果不一致。物理扭矩必须考虑脉冲星磁层的存在。在众多的研究中，风制动模型可以统一地解释许多类星体和磁星的观测结果。这也与最新的观察结果相一致。现在是脉冲星研究范式转变的时候了：从磁偶极制动到风制动。作为磁层模型的一种替代方案，后备磁盘模型也进行了讨论。
2016-01-13 astro-ph.HE
Understanding recent observations of isolated magnetars and accreting magnetars from the magnetospheric point of view
讨论了磁星风制动模型及其应用。磁星在爆发期间的扭矩减小，抗干扰以及辐射和时间之间的反相关性在风制动模型中是可以理解的。最近对磁星的定时观测也与以前的模型一致。一个磁力驱动的风星云和一个制动指数小于3的是两个预测。除了孤立的磁星外，在双星系统中也可能有吸积磁星和从回退盘吸积的磁星。从观测上看，超亮X射线磁星可能是吸积磁星，而超慢磁星可能是过去具有回退盘的磁星。无论是孤立磁星还是吸积磁星，都需要做大量的工作。
2017-05-27 astro-ph.HE
The Dipole Magnetic Field and Spin-down Evolutions of The High Braking Index Pulsar PSR J1640-4631
在这项工作中，我们解释了PSR J1640 $-$ 4631的高制动指数与磁偶极子辐射和偶极子磁场衰减模型的组合。通过引入平均自转能量转换系数$\overlineζ$（脉冲星一生中高能光子总能量与总自转能量损失的比值），结合脉冲星的高能观测和定时观测以及可靠的核状态方程，我们估算了脉冲星的初旋周期$P_{0}\sim (17-44)$ ms，对应于转动惯量$I\sim (0.8-2.1)\times 10^{45}$ g cm $^{2}$ .假设PSR J1640 $-$ 4631经历了偶极磁场的长期指数衰减，我们计算出脉冲星的真实年龄$t_{\rm age}$、有效磁场衰减时标$τ_{D}$和极$B_{p}(0)$处的初始表面偶极磁场分别为$(2900-3100)$ yrs、$1.07(2)\times10^{5}$ yrs和$(1.84-4.20)\times10^{13}$ G。PSR J1640 $-$ 4631的$n=3.15(3)$实测制动指数归因于其长期偶极磁场衰减和低磁场衰减率，$dB_{\rm p}/dt\sim -(1.66-3.85)\times10^{8}$ G yr $^{-1}$。我们的模型可以应用于高制动指数（$n>3$）和低制动指数（$n<3$）的恒星，由PSR J1640 $-$ 4631的未来极化，定时和高能量观测测试。
2017-11-09 astro-ph.HE
A New, Low Braking Index For the LMC Pulsar B0540-69
我们报告的结果，为期16个月的监测活动使用雨燕卫星PSR B 0540 -69，一个年轻的脉冲星在大麦云云。在整个活动期间保持相位连接，以便能够确定可靠的星历，活动的长度足以准确确定自旋频率及其一阶和二阶导数。制动指数为0.031 +/- 0.013（90%置信度），远低于先前报道的B 0540 -69和几乎所有其他年轻的A500。我们使用来自RXTE的广泛监测活动的数据表明，定时噪声不太可能显著影响测量。这是首次测量脉冲星最近发现的高自旋下降状态的制动指数。我们讨论了产生低制动指数的可能机制。
2016-08-05 astro-ph.HE
Fluctuating neutron star magnetosphere: braking indices of eight pulsars, frequency second derivatives of 222 pulsars and 15 magnetars
有8个磁偶极子的制动指数较低，对磁偶极子的制动提出了挑战。222颗恒星和15颗磁星的频率二阶导数分布异常，这也与经典认识相矛盾。利用中子星风制动模型研究了中子星磁层活动对这两种现象的影响。它是基于观测证据，脉冲星定时与发射相关，这两个方面反映了磁层活动。对于物理上的中子星磁层来说，涨落是不可避免的。年轻恒星具有有意义的制动指数，而老恒星和磁星的涨落项主导着它们的频率二阶导数。它可以统一解释制动指数和频率二阶导数。八颗行星的制动指数是磁偶极子辐射和粒子风的综合效应。在脉冲星的生命周期中，它的制动指数将从3演变为1。低制动指数的脉冲星对中子星磁层中粒子的加速过程有很强的约束作用。在脉冲星长期自转演化过程中，应考虑脉冲星死亡的影响。推导了脉冲星自旋下降时的布朗运动的朗之万方程。中子星磁层中的涨落可以是周期性的，也可以是随机的，这两种涨落都会导致频率二阶导数的异常，它们的结果是相似的。磁星的磁层活动总是强于正常磁星。
2016-01-26 astro-ph.HE
Nonlinear interglitch dynamics, the braking index of the Vela pulsar and the time to the next glitch
船帆座脉冲星的脉冲间隔时间的特征是由一个恒定的旋转速率的二阶导数。这在后毛刺指数松弛之后接管，并且大约在下一个毛刺的时间完成。涡蠕动模型解释了二阶导数对毛刺的非线性响应。我们目前的干扰时间适合目前的样本覆盖16个大的毛刺，考虑到在一些毛刺的一部分，在自旋下降率的步骤可能涉及到一个“持久的转变”的可能性，在蟹状星云脉冲星观察。用该假设修改毛刺之间的时间的表达式导致与观察到的毛刺间时间间隔更好的一致性。我们外推故障间模型拟合，以获得每个故障之前的降速速率，并使用这些来计算制动指数n = 2.81 +/- 0.12。下一个故障应该发生在2017年12月22日左右+/- 197天，如果不涉及持续的转变，但如果2013年的故障引起典型的Vela持续转变，则可能早在2016年7月27日+/- 152天发生。添加注释：从字面上看，当我们在2016年12月12日提交本文的第一个版本时，我们看到ATel # 9847宣布了一个船帆座脉冲星故障，它在我们预测的138天后出现了持续的变化，在152天的1 sigma不确定性范围内。
2017-06-02 astro-ph.HE
Low braking index of PSR J1734-3333: an interaction between fall-back disk and magnetic field?
最近的定时观测报告说，具有旋转周期$P=1.17~\rm s$的射电脉冲星PSR J 1734 - 3333正在以周期导数$\dot{P}=2.28\times 10^{-12}\rm s\,s^{-1}$减速。其推算的制动指数$n=0.9 \pm 0.2$是有实测制动指数的年轻射电望远镜中最低的。在这封信中，我们试图研究由脉冲星的强磁场与回退盘之间的相互作用引起的制动力矩对PSR J1734 - 3333自旋演化的影响。分析结果表明，对于自旋周期为$> 0.1$ s的超导磁体，该制动力矩明显大于磁偶极辐射的制动力矩，并在磁体的降自旋过程中发挥重要作用.模拟结果表明，对于一些典型的中子星参数，当回退盘的材料流入率为$2 \times 10^{17} \rm g\,s^{-1}$时，制动指数和周期导数与PSR J1734 - 3333的测量值基本一致。此外，我们的方案可以解释四个年轻的汽车制动指数的测量。然而，我们预测的X射线光度比观测值高1 - 2个数量级。我们认为这种差异可能源于后备盘的不稳定性。
2015-11-10 astro-ph.HE
Stochastic and secular anomalies in pulsar braking indices
本研究针对脉冲星自转频率的随机与长期变化干扰制动指数测量的问题，通过解析计算、模拟与贝叶斯方法推导了制动指数方差的预测公式，明确两类异常的影响机制与可区分特征，为真实脉冲星分析奠定基础。
2024-10-07 astro-ph.HE
Braking indices of young radio pulsars: theoretical perspective
最近，Parthsarathy等人分析了85个年轻射电望远镜的长期定时观测。他们发现11个物体的制动指数范围为$\sim 10-100$，远离经典值$n=3$。他们还注意到$n$的测量值与射电脉冲星的特征年龄之间存在轻微的相关性。本文系统地分析了大制动指数的可能物理成因。我们发现，这些测量结果中的一小部分可能是由脉冲星的一个看不见的超宽伴星的引力加速度或岁差引起的。剩余的制动指数既不能用脉冲星双折射角演化来解释，也不能用极向磁场的复杂高阶多极结构来解释。最合理的解释是极向偶极磁场的衰减，在一些年轻的天体中，极向偶极磁场的时间尺度为$\sim 10^4-10^5$年，但在其他射电天体中，极向偶极磁场的时间尺度明显更长。这种衰减可以解释测量的$n$的幅度以及$n$与特征年龄之间的某些相关性。这种衰变可能是由某些孤立的射电星地壳中的晶体杂质增强引起的，或者更有可能是由于低质量中子星缓慢冷却导致电子散射声子而引起的电阻率增强。如果这种效应确实是磁场快速衰减的主要原因，表现为大的制动指数，我们预测，具有大制动指数的恒星比具有$n\approx 3$的恒星更热。
2020-08-26 astro-ph.HE
Particle Emission-dependent Timing Noise of Pulsars?
虽然双星有规律地旋转，但观测到的和预测的到达时间（ToA）之间的差异，即所谓的“定时噪声”，仍然可以达到几毫秒或更长。我们试图在本文中理解噪声。正如徐和乔在2001年提出的那样，偶极辐射和粒子发射都会导致脉冲星制动。因此，粒子流的可能波动在这里建议贡献显着的ToA变化的双极子。我们发现，粒子发射涨落会产生定时噪声，这种噪声在定时过程中是无法消除的，而且周期越长，噪声越强。模拟的时序噪声轮廓和幅度与观测到的时序行为在年的时间尺度上是一致的。
2010-11-29 astro-ph.HE
Pulsar Timing Anomalies: A Window into Baryon Number Violation
本文研究慢速重子数破坏对脉冲星自转演化的影响，揭示其可导致计时异常、多种制动指数及自转加速，并提出脉冲星可作为探测基础物理的实验室。
2024-05-06 astro-ph.HE hep-ph
Application of a two dipole model to PSR J1640-4631, a pulsar with an anomalous braking index
最近的定时观测提供了一个有趣的结果，X射线脉冲星PSR J 1640 -4631的制动指数，它有一个测量的制动指数$n=3.15\pm0.03$。自旋轴和磁轴之间的倾斜角的减小可能是这种高制动指数的原因。然而，引起磁倾角变化的物理机制尚未完全了解。在这封信中，我们应用Hamil等人（2016）给出的双偶极子模型来解释PSR J1640-4631的磁倾角减小。带电球体的旋转效应和铁磁有序材料的磁化分别产生磁矩$M_{1}$和$M_{2}$。在$M_{1}$的磁场中存在磁矩$M_{2}$的势能的最小值，因此$M_{2}$将围绕最小能量位置（即，$M_{2}$）自由旋转。e平衡位置），类似于单摆。计算结果表明，PSR J1640-4631的磁矩$M_{2}$将向与自旋轴一致的方向演化，并导致磁倾角减小。脉冲轮廓中的单峰有利于磁倾角的相对低的变化率。
2019-09-04 astro-ph.HE
The evolution of the magnetic inclination angle as an explanation of the long term red timing-noise of pulsars
本文研究了磁星中的长期红色时间噪声来源于磁倾角$χ$演化的可能性。所考虑的制动力矩是偶极辐射和电流损耗的组合。我们发现，$χ$的演变可以引起额外的三次和四阶多项式项的定时残差。这两项由偶极辐射的效率、脉冲星管中的相对电流密度和$χ$决定。用该模型可以解释以下观测事实：a）年轻的汽车具有正的$\ddotν$ ; b）年老的汽车可以具有正的和负的$\ddotν$ ; c）$\ddotν$的绝对值与$-\dotν$成正比; d）制动指数的绝对值与汽车的特征年龄成正比。如果$χ$的演化纯粹是由于旋转运动学，那么它不能解释制动指数小于3的磁链，因此在这种情况下需要磁场的内在变化。通过模型与观测结果的比较，我们得出结论：在脉冲星的一生中，$χ$的漂移方向可能会发生多次振荡。$χ$的演化不足以解释蟹状星云脉冲星的自转行为，因为观测到的$χ$和$\dotχ$与使用该模型的定时残差所指示的值不一致。
2015-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Braking index jumps in young pulsars
过去，所有测量到的脉冲星制动指数偏离“正则”偶极值3的原因有几个。对蟹状星云脉冲星的仔细监测揭示了自旋下降速率的永久性变化，这很可能是磁轴和自旋轴之间的角度$α$的小跳跃的积累。最近，在“蟹状双胞胎”脉冲星B 0540 -69中的制动指数发生了巨大的永久性变化，在高场脉冲星PSR 1846-0258中观察到的类似现象在故障后被观察到，而另一个类似的事件（PSR J119-6127）需要确认。我们认为，在这项工作中，一个共同的物理起源，所有这些意见可以归因于反对齐的轴没有严重违反所观察到的功能和非常温和的推断值的假设跳跃的$α$角。此外，事件发生后检测到的X射线亮度增加是这种解释的另一个因素。我们认为，一个组件的时间相关的扭矩已被确定，是一个重要的成分对一个完整的解决方案，观察到的脉冲星的定时行为，这是在寻找一个一致的建模。
2019-01-10 astro-ph.HE
New long-term braking index measurements for glitching pulsars using a glitch-template method
制动指数的测量提供了机会，探讨影响长期自旋演化的脉冲星和可能的各种脉冲星种群之间的进化联系的过程。对于年轻的经济学家来说，长期趋势通常被短期现象所掩盖，如定时噪声和恢复形成大的毛刺。在这里，我们提出了一种新的方法来克服后者和报告制动指数测量船帆座类星PSR B1800-21和PSR B1823-13，更新的测量船帆座和新的估计四个故障的船帆座观测Jodrell银行天文台。制动指数的值描述了P-P'图上的摩擦系数的长期演变。尽管一些测量受到相当大的不确定性的影响，有证据表明，一个共同的趋势，涉及低制动指数（n<=2）之间的年轻故障的汽车。这样的值在P-P'图中引入了一个新的变异，在年轻的种群的进化和它们与其他种群的关系。低制动指数也意味着这些汽车可能比其特征年龄老几倍。我们考虑PSR B1757-24并得出结论，脉冲星可能足够古老，与超新星遗迹G5.4-1.2有关。在故障之间，Vela类卫星的短期演变的特征在于大的故障间制动指数n_ig > 10。我们将短期和长期趋势都解释为大故障活动的特征，并推测它们是由短期故障后的再耦合和超流体与恒星旋转的累积长期解耦驱动的。
2016-11-24 astro-ph.HE
A giant glitch in PSR J1718-3718
对高磁场脉冲星PSR J1718-3718的射电计时观测表明，它在2007年9月（MJD 54336）和2009年1月（MJD 54855）之间遭受了一次大的故障，Dnu_g/nu =（33.25 +/- 0.01）x 10^{-6}。这是有史以来观测到的最大脉冲星故障。通常情况下，故障发生时制动扭矩会有小幅增加，但与所有其他发动机不同的是，故障发生后两年制动扭矩持续增加。偏振观测表明，平均脉冲轮廓具有约30%的线性偏振，具有通过脉冲的位置角的平滑变化，并且给出-160 +/- 22 rad m^{-2}的旋转测量。在故障发生时，脉冲波形没有可检测到的变化。定时观测也给出了371.1 +/- 1.7 cm^{-3}pc的改进色散测量。
2011-06-26 astro-ph.HE
The timing behavior of magnetar Swift J1822.3-1606: timing noise or a decreasing period derivative?
对Swift J1822.3-1606磁星的不同计时结果进行了理论分析和理解。指出不同的定时解不仅是由定时噪声引起的，而且是由于突发后周期导数减小引起的。周期导数减小和定时噪声大的原因可能是磁星的风制动。Swift J1822.3-1606的未来时间将帮助我们弄清楚它的周期导数是否随时间而减少。
2013-05-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spontaneous wandering of the magnetic axis in pulsars: 3D magneto-thermal simulations and the imprint on braking indices
Departament de Física, Universitat d’Alacant（阿利坎特大学物理系）；Institut de Ciències de I’Espai (ICE-CSIC)（空间科学研究所（CSIC））；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）
本研究通过三维磁热模拟发现，小尺度主导的初始磁场可导致脉冲星磁轴自发漂移，改变偶极场和倾角，从而解释不同年龄下制动指数偏离3的观测现象。
2026-10-30 astro-ph.HE
Possible relation between pulsar rotation and evolution of magnetic inclination
脉冲星的定时观察到的是从一个简单的磁偶极子辐射预测不同。我们选择了八个制动指标可靠的汽车。假设制动指数的较小值主要由磁倾角的长期演化决定，我们计算了每颗脉冲星的磁倾角增加率。我们发现每个脉冲星的旋转频率和推断的磁倾角演化之间可能存在关系。由于磁倾角的模型依赖性拟合及其他影响，需要更多的磁倾角变化率观测指标来检验这种关系。
2018-01-30 astro-ph.HE
Glitch analysis and braking index determination of the unique source PSR J0537-6910
PSR J 0537 $-$ 6910是最活跃的毛刺脉冲星，毛刺率为$\sim0.3$/年$^{-1}$。我们重新分析了文献中发表的PSR J 0537 $-$ 6910的45个故障，并在涡流蠕变模型内进行了故障后时序拟合。转动惯量分数的超流区域参与毛刺获得每个事件和模型预测的故障间的时间面临着所观察到的时间尺度。突出了与经过充分研究的螃蟹和船帆座的毛刺行为的相似性和差异。根据超流再耦合时间尺度，我们估计PSR J 0537 $-$ 6910的内地壳温度为$T=0.9\times10^{8}$ K。研究发现PSR J 0537 $-$ 6910的毛刺会留下类似于蟹状星云脉冲星的持续变化。这些持续的偏移是PSR J 0537 $-$ 6910的降转率长期增加及其制动中明显的负面趋势的原因。PSR J 0537 $-$ 6910的毛刺幅度和持续变化与这是一颗正在发展新涡旋陷阱的年轻脉冲星的假设一致。我们确定了一个制动指数$n=2.7(4)$后，小故障引起的贡献旋转演变已被删除。
2021-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Role of r-Modes in Pulsar Spin-down, Pulsar Timing, and Gravitational Waves
本研究通过非线性微分框架解析蟹状星云脉冲星数据，证明r模显著提升自转减慢模型精度，并给出中子星致密度的闭式解，支持引力波探测与计时分析。
2025-08-06 astro-ph.HE
Results of 12 Years of Pulsar Timing at Nanshan -- I
利用新疆天文台南山25米射电望远镜，对2002年7月至2014年3月期间的87颗恒星进行了定时观测。使用“Cholesky”时序分析方法，我们已经确定了48个卫星的位置和自行，其中24个是改进的位置相比，以前公布的值。利用脉冲星计时和位置比较方法，给出了9颗双星的首次自行和21颗双星的改进自行。导出了36颗脉冲星的自转参数，比以前公布的36颗脉冲星的自转参数更精确。在三个样本中检测到毛刺：PSR J1722 $-$ 3632、J1852 $-$ 0635和J1957+2831。对于前两个，小故障是大的，与$Δν_g/ν> 10^{-6}$，他们是第一个检测到的小故障，在这些雷达。PSR J1722 $-$ 3632是第二古老的脉冲星。对于中年人（$τ_c > 10^5$ ~yr），计算的制动指数$|n|$与$τ_c$有很强的相关性，并且$n$的正值和负值的数量几乎相等。对于年轻人（$τ_c < 10^5$ ~yr），$|n|$和$τ_c$之间没有相关性，大多数人有$n>0$。
2020-05-05 astro-ph.HE
Return of the Big Glitcher: NICER timing and glitches of PSR J0537-6910
PSR J 0537 -6910也被称为Big Glitcher，是已知最多产的脉冲星，其自旋诱导的脉动只能在X射线中检测到。我们分析了从2017年8月到2020年4月的2.7年NICER定时观测结果。我们获得了一个旋转相位连接的整个时间跨度的定时模型，它与LIGO/室女座的第三次观测运行重叠，从而使最灵敏的引力波搜索这个潜在的强引力波发射脉冲星。我们发现，故障之间的短期制动指数在较长的时间内下降到7或更低的值，因为前面的故障。通过结合NICER和RXTE数据，我们测量了长期制动指数n=-1.25+/-0.01。我们的分析揭示了8个新的毛刺，这是自2011年RXTE接近尾声以来首次检测到的毛刺，NICER和RXTE毛刺活动的总活动量为8.88x10^-7 yr^-1。新的毛刺遵循之前使用RXTE数据建立的看似独特的下一个毛刺时间-毛刺大小相关性，斜率为5 d microHz^-1。对于NICER在两侧观察两天的一个毛刺，我们搜索但没有看到可能与毛刺相关的光谱或脉冲轮廓变化的明确证据。
2020-08-31 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Magnetic-oscillation mechanism for understanding periodic or quasi-periodic modulation of the timing residuals from pulsars
高精度的脉冲星计时对于理解中子星的性质及其蕴含的物理意义是非常重要的，甚至可以用来直接探测引力波。不幸的是，脉冲星计时的准确性受到自旋下降不规则性的严重影响，例如具有低频结构表现的自旋波动（所谓的红噪声过程）和磁层的各种活动。除随机时序噪声外，在一些时间残差中还发现了显著的周期或准周期成分，表明存在未建模的确定性效应。这些效应的物理起源仍然无法解释。在本文中，我们提出了一个新的机制，涉及de Haas-van Alphen磁振荡，这可能会触发所观察到的低频结构。我们发现，提出的磁振荡周期约为1- $10^{2}$ yr，约为正常中子星内部磁场演化的经典特征时标的$10^{-4}$倍。由于磁振荡，我们估计制动指数范围之间的$10^{-5}$和$10^{5}$和残差范围之间的4至906 ms的一些特定的样本的准周期的类星体。这与脉冲星定时观测结果一致。考虑了de Haas-van Alphen效应和Condon畴结构的非线性现象。磁畴壁雪崩式磁化运动（快速释放磁能）可能与神经元星状辐射的某些特殊发射表现有关。
2018-11-08 astro-ph.HE
Recovering Pulsar Braking Index from a Population of Millisecond Pulsars
本文利用分层贝叶斯推断从47颗毫秒脉冲星的模拟数据中恢复制动指数分布，发现需20年以上观测和极低噪声，验证了群体级测量的可行性。
2025-03-26 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Long-Term X-ray Monitoring of the Young Pulsar PSR B1509-58
长期以来，人们一直认为旋转供电的脉冲X射线特性在长时间尺度上是稳定的。然而，长期的，系统的研究个别来源一直缺乏。此外，戏剧性的X射线的变化，现在已经观察到从两个具有推断的亚临界偶极磁场的恒星。在这里，我们提出了一个长期的脉冲X射线属性的年轻，充满活力的脉冲星PSR B1509-58使用的数据从罗西X射线定时探测器的分析。我们测量了14.7年X射线观测的2-50 keV脉冲通量，发现它与所有相关时间尺度上的恒定一致，并将3 sigma上限设置为<28%的日-周变化。此外，我们在所有观测中搜索类磁星X射线爆发，没有发现，我们使用它来限制可测量的爆发率小于每750 ks观测一次。我们还搜索了脉冲轮廓的变化，发现它与几天到几十年的时间尺度上的稳定性是一致的。这支持了旋转动力X射线谱仪的X射线特性在十年时间尺度上可以保持稳定的假设。此外，我们将现有的时间解决方案延长了7.1年，总共为28.4年，并报告了制动指数的更新值，n=2.832+/-0.003和第二制动指数，m=17.6+/-1.9。
2011-10-06 astro-ph.HE
Timing six energetic rotation-powered X-ray pulsars, including the fast-spinning young PSR J0058-7218 and Big Glitcher PSR J0537-6910
测量脉冲星的旋转演化对于理解脉冲星的性质至关重要。在这里，我们提供了更新的定时模型的旋转演变的六个恒星，其中五个旋转相位连接主要使用NICER X射线数据。对于新发现的快速高能年轻脉冲星PSR J 0058 -7218，我们将其计时模型的基线从1.4天增加到8个月，不仅可以更精确地测量其自旋下降率nudot =（-6.2324+/-0.0001 x10 ^-11 Hz s^-1），而且第一次得出了自旋速率的二阶时间导数nuddot =（4.2+/-0.2 x10 ^-21 Hz s^-2）。最快最有活力的年轻脉冲星PSR J 0537 -6910（16毫秒的自旋周期），我们检测到4个故障，在4.5年的NICER监测中总共有15个故障，并表明它的自旋下降行为继续将这颗脉冲星与其他所有脉冲星区分开来，包括长期制动指数n = -1.234+/-0.009和在故障之后长时间渐近于<~ 7的故障间制动指数。对于PSR J1101-6101，我们测量了一个更准确的自旋下降率，与以前的值一致，没有相位连接。对于PSR J1412+7922（也称为Calvera），我们将其时序模型的基线从之前的1年模型延长至4.4年，对于PSR J1849-0001，我们将基线从1.5年延长至4.7年。我们还通过拟合2009-2019年以前的无线电和X射线自旋频率以及使用2018 NuSTAR和2021 Chan…
2022-07-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
What brakes the Crab pulsar?
光学观测提供了令人信服的证据，蟹状星云脉冲星的光学相位密切跟随射电相位。由于光学数据不依赖于色散测量变化，它们提供了无线电定时解决方案的可靠和独立的确认。本文的目的是为1988-2014年期间完整的Jodrell Bank无线电星历（JBE）找到Crab脉冲星相位作为时间函数的全球数学描述。我们应用数学技术分析光学观测的分析JBE。我们将整个周期分解为一系列的事件，并将每个事件中脉冲星的相位表示为两个解析函数的和。第一个函数是最佳拟合的局部制动指数定律，第二个函数表示来自该定律的小残差，其幅度仅为几圈，其迅速松弛到局部制动指数定律。从我们的分析中，我们表明，幂律指数经历了“瞬时”的变化，在所观察到的旋转频率跳跃（毛刺）的时间。我们发现，蟹状星云脉冲星的相位演化是由一系列恒定的制动法情节，制动指数突然改变后，每个情节的值在2.1和2.6之间的范围内。偏离这样一个规则的相位描述表现为由毛刺触发的振荡，在上述期间，脉冲星的旋转次数少于40次，其中脉冲星的旋转次数超过2.0e10次。我们的分析并不支持这样的解释，即毛刺与脉冲星内部发生的现象有关。相反，时间的不规则性和减速率的变化似乎指向脉冲星与周围环境的电磁相互作用。
2015-12-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Timing of young radio pulsars I: Timing noise, periodic modulation and proper motion
年轻恒星的平稳降旋受到两种非确定性现象的扰动：毛刺和定时噪声。虽然定时噪声提供了对极端密度下的核物理和等离子体物理的见解，但它是高精度脉冲星定时实验的障碍。本文提出了一种改进的基于贝叶斯推理的方法，用于同时模拟用64 m Parkes射电望远镜观测了$\sim$ 10年的85个高$\dot{E}$射电望远镜样本的随机和确定性参数。定时噪声是一个红色的过程，我们开发了一个参数化的基础上的红色噪声幅度（$A_{\rm red}$）和频谱指数（$β$）。我们测量的中位数$A_{\rm red}$为$-10.4^{+1.8}_{-1.7}$ yr $^{3/2}$和$β$为$-5.2^{+3.0}_{-3.8}$，并表明定时噪声的强度与$ν^{1}|\dotν|^{-0.6\pm0.1}$成正比，其中$ν$是脉冲星的自旋频率，$\dotν$是其自旋下降率。最后，我们测量了19颗恒星的重要制动指数，两颗恒星的自行，并讨论了五颗恒星到达时间的周期性调制。
2019-08-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling the evolution and distribution of the frequency's second derivative and the braking index of pulsar spin
我们模拟的自旋频率的二阶导数$\ddotν$和制动指数$n$的射电天体的表面磁场演化的唯象模型内的模拟，其中包含一个长期的幂律衰减调制的短期振荡的演变。对于脉冲星PSR B 0329 +54，一个包含三个振荡分量的模型可以再现其$\ddotν$变化。我们发现，“平均”的$n$是不同的瞬时$n$，其振荡幅度急剧下降的时间跨度的增加，由于“平均”的效果。模拟的时序残差与报道数据的主要特征一致。我们的模型预测，PSR B 0329 +54的平均$\ddotν$将开始快速下降，更新数据超出Hobbs等人使用的数据。我们进一步进行蒙特卡罗模拟$|\ddotν|$和$|n|$与特征年龄$τ_{\rm c}$图中报告数据的分布。结果表明，用衰减指数$α=0$建立的磁场振荡模型能很好地再现这些分布。与双极扩散（$α=0.5$）和霍尔级联（$α=1.0$）引起的磁场衰减相比，通过二维Kolmogorov-Smirnov检验的p值，无长期衰减的模型（$α=0$）显然更适合于旧的磁体。
2015-06-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
The unusual glitch recoveries of the high magnetic field pulsar J1119$-$6127
高磁场中子星提供了磁星和射电星之间的联系，是研究爆发/磁层活动和制动扭矩变化如何与旋转故障联系起来的理想目标。2007年，高度磁化的脉冲星J1119 $-$ 6127的最后一次自旋故障是旋转供电的无线电脉冲星中第一次伴随辐射变化的故障。此外，随后是一个不常见的毛刺松弛，导致一个较小的自旋下降率相对于预测的前毛刺定时模型。在这里，我们提出了4年的新的无线电定时观测，并分析了16年的定时数据，这个源。新的数据揭示了自旋下降速率的持续演变，从而使我们能够排除外部或内部扭矩的永久变化作为故障恢复的特殊特征的独立原因。此外，没有额外的变化的无线电脉冲轮廓被检测到，加强了先前观察到的瞬态发射功能与毛刺活动的关联。制动指数的自洽测量产生值$n\simeq2.7$，指示在朝向磁星倾斜的$P-\dot{P}$平面中的轨迹。在2007年故障发生时，$n$中的$\sim15\%$可能会永久减少，从而加强这种潜在的进化联系。
2014-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Imprint of magnetic obliquity in apparent spin-down of radio pulsars
通过比较近正交与近对准脉冲星的自转减慢率，验证了磁倾斜对自转减慢的预测，并给出制动指数约束。
2023-05-16 astro-ph.HE
First results from the UTMOST-NS pulsar timing programme
本文介绍了UTMOST-NS脉冲星计时项目，观测了173颗脉冲星，分析了计时噪声和自转突变，验证了相关标度关系，并利用HMM框架检测到17个自转突变，设定了未检测自转突变的系统性上限。
2025-06-28 astro-ph.HE
Hierarchical Bayesian estimation of population-level torque law parameters from anomalous pulsar braking indices
本研究结合分层贝叶斯方法与已有制动指数方差公式，从反常脉冲星制动指数推断种群级幂律制动指数分布，经合成数据验证，在多种种群规模和先验条件下均能实现可靠估计。
2025-02-21 astro-ph.HE
Milky Way Accelerometry via Millisecond Pulsar Timing
毫秒钟的时间稳定性是显著的，在长时间尺度上甚至可以与一些地球上的原子钟相媲美。利用这一特性，我们表明，毫秒的星系分布在银河系附近的加速计形成一个合奏，我们可以直接提取本地银河系加速度。从脉冲星自旋周期的测量，我们证明了约1 $σ$精度使用117个脉冲星的加速度灵敏度。我们还提出了一个互补的分析结果，使用轨道周期的13个二元脉冲星系统，消除系统与脉冲星制动。这项工作是动态测量加速度梯度的第一步，最终将告诉我们银河系中的暗物质密度分布。
2021-04-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Size-waiting-time correlations in pulsar glitches
除了PSR J 0537 -6910中的大小和前向等待时间（后向等待时间）之间的强相关性外，在脉冲星定时数据中，很少发现旋转毛刺大小与前向等待时间（后向等待时间）之间的统计上令人信服的相关性。这种情况是违反直觉的，如果故障是阈值触发的事件，如在标准理论（如星震，超流体漩涡雪崩）。在这里，它表明，缺乏相关性出现自然，当一个阈值触发相结合的长期恒星制动慢于一个关键的，可计算的速率。皮尔逊和斯皮尔曼相关系数的计算和解释的框架内的状态依赖泊松过程。具体的，可证伪的预测，目前针对的长期定时运动的对象应该发展强大的大小等待时间的相关性，因为更多的数据收集在未来。
2018-09-09 astro-ph.HE
Timing of Eight Binary Millisecond Pulsars Found with Arecibo in Fermi-LAT Unidentified Sources
我们提出了八个二进制毫秒双星（MSP）的时间解决方案，发现通过搜索身份不明的费米-LAT源的位置与327 MHz接收器的阿雷西博305米射电望远镜。其中5颗是轨道周期短于8.1小时的“蜘蛛”。其中三个是在“黑寡妇”系统（退化伴星的质量为0.02-0.03太阳质量），一个是在“红背”系统（非退化伴星的质量为$\gtrsim 0.3$太阳质量），一个（J1908+2105）是一个明显的中间地带的情况下，这两个观测类。剩下的三颗恒星都有白矮星伴星和更长的轨道周期。与最初推导的无线电定时解决方案，我们检测到的伽马射线脉动从所有MSP和扩展的定时解决方案，使用光子从完整的费米任务，从而确认这些MSP与费米-LAT源的识别。赤背星的射电辐射在其50%的轨道周期内被遮蔽，这是这类系统的典型特征。其中两颗黑寡妇的射电日食持续了10-20%的轨道，而J1908+2105的日食持续了40%的轨道。我们调查了银河系盘中已知的二进制MSP之间的伽马射线发射和短轨道周期之间的明显联系，并得出结论，选择效应不能被排除的原因。基于这一分析，我们概述了如何在正在进行的和未来的脉冲星搜索中提高新MSP发现的可能性。
2020-12-30 astro-ph.HE
Modeling the Evolution and Distribution of the Frequency's Second Derivative and Braking Index of Pulsar Spin with Simulations
我们模拟的自旋频率的二阶导数$\ddotν$和制动指数$n$的射电天体的表面磁场演化的唯象模型内的模拟，其中包含一个长期衰减调制的短期振荡。对于脉冲星PSR B 0 32 9 +54，该模式能再现其$\ddotν$随振荡周期变化的主要特征，预测了另一个$\sim 50$年振荡分量和另一个近期$\ddotν$符号摆动。我们发现，“平均”的$n$是不同的瞬时$n$，其振荡幅度急剧下降的时间跨度的增加，由于“平均”的效果。模拟预测的时序残差与报告数据的主要特征一致。我们进一步进行Monte Carlo模拟$|\ddotν|$与特征年龄$τ_{\rm c}$图中报告数据的分布。具有幂律指数$α=0.5$的模型可以再现$\log|\ddotν|-\logτ_{\rm c}$和$\log|n|-\logτ_{\rm c}$图中的线性拟合的斜率，但是振荡导致$\ddotν$的正负值的数量几乎相等，这与我们先前的分析研究一致;也优选大约几十年的振荡周期。然而，振荡幅度的范围为$-11.4\lesssim\log f\lesssim-10.2$，略大于分析预测值$\log f\simeq-11.85$，因为之前未包括“平均”效应。
2013-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Timing Observations of PSR J1023+0038 During a Low-Mass X-ray Binary State
过渡毫秒脉冲星（tMSP）在大约多年的时间尺度上在旋转动力的射电毫秒脉冲星（RMSP）和吸积动力的低质量X射线双星（LMXB）状态之间切换。tMSP提出了几个问题，涉及到在LMXB状态下的吸积流的性质以及导致状态切换的机制。PSR J 1023 +0038（处于LMXB状态）相干X射线脉动的发现为我们提供了第一次进行定时观测的机会，并将中子星在此状态下的自旋变化与RMSP状态下测得的自旋下降进行比较。而LMXB状态下的X射线脉动可能表明，一些物质正在吸积到中子星的磁极帽上，无线电连续观测表明存在外流。喷射出的流入物质的比例尚不清楚，但它可能比到达中子星表面的物质大得多。定时观测可以测量中子星上的总力矩。我们在过去2.5年的LMXB状态中对PSR J1023+0038的9个XMM-牛顿观测进行了相位连接，以建立自旋演化的精确测量。我们发现，LMXB的平均自旋下降速率比RMSP状态下确定的速率（-2.39x10 ^-15 Hz s-1）快26.8+/-0.4%。这表明，负的角动量贡献（偶极磁制动和外流）超过了正的（吸积物质），并表明脉冲星风继续在很大程度上未经修改的水平上运行。我们讨论的背景下，可能的吸积模型，这种紧密的观测约束的影响。
2016-10-05 astro-ph.HE
Long-term timing and emission behavior of the young Crab-like pulsar PSR B0540-69
通过对Rossi X射线定时探测器15.8年的观测数据的分析，给出了年轻脉冲星PSR B 0540 -69的定时解和自旋性质。我们进行了部分相位相干时序分析，以减轻显着的影响，在这个脉冲星的时序噪声。我们还在数据集的大子集上执行完全相干的定时，以达到更精确的解决方案。除了先前报道的第一个故障经历的脉冲星，我们发现第二个故障，发生在MJD 52927 $\pm$ 4，与分数的变化，自旋频率$Δν/ν= (1.64 \pm 0.05) \times 10^{-9}$和自旋下降率$Δ\dotν/\dotν = (0.930 \pm 0.011) \times 10^{-4}$（从我们的完全相干分析）。我们测量的制动指数是一致的，在整个数据跨度，平均值$n = 2.129 \pm 0.012$，从我们的部分相干时序分析。我们还研究了这颗脉冲星的发射行为，没有发现明显的通量变化、耀斑、爆发型活动或脉冲轮廓形状变化的证据。虽然有强有力的证据证明PSR B 0540 -69与蟹状星云脉冲星的相似性，但它们在几个方面存在差异，包括毛刺活动，PSR B 0540 -69可以说类似于其他一些非常年轻的脉冲星。很明显，控制这些新近诞生的中子星的形成、演化和内部结构的特定过程可以有很大的不同，这反映在它们的观测特性上。
2015-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Measuring scattering variations in pulsar timing observations: A test of the fidelity of current methods
本文基于MPTA 4.5年数据通过模拟测试了IISM噪声模型的有效性，发现现有模型拟合方法会导致DM与散射变化间的表观反相关及频率依赖性，表明需改进噪声建模技术以准确测量IISM特性。
2025-11-05 astro-ph.HE
Characterising the rotational irregularities of the Vela pulsar from 21 yr of phase-coherent timing
脉冲星显示出两类旋转不规则性，可以用来理解中子星内部和磁层：毛刺和定时噪声。在这里，我们提出了一个分析船帆座脉冲星跨越近21年的观测，包括8个毛刺。我们确定的相对脉冲数的毛刺之间的所有观测，与唯一的脉冲数的模糊性存在的毛刺事件。我们使用相位相干的定时解决方案，同时建模的定时噪声和毛刺在贝叶斯框架，使我们能够选择首选的模型。我们发现，毛刺可以用自旋频率的永久和瞬时变化来描述，即，频率导数无阶跃变化。对于所有的毛刺，我们只需要自旋频率的两个指数衰减变化来模拟瞬态分量。与以往的研究相比，我们发现，占主导地位的瞬态成分衰减在一个共同的$\approx$ 1300 d的时间尺度上，并且一个较大的分数（$\gtrsim 25\%$）的毛刺幅度与这些瞬态成分。我们还检测到较短的持续时间的瞬态成分的$\approx$ 25天，如前所述，但有限的灵敏度，以较短的持续时间的事件，我们的观察节奏。时序噪声是由一个陡峭的幂律过程，是独立的毛刺和次显性毛刺恢复。制动指数被限制为$<$ 8，置信度为95%。该方法可用于鲁棒地测量其他天线中的毛刺和定时噪声的特性。
2016-04-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
A short review on the pulsar magnetic inclination angles
本文综述了脉冲星磁倾角的演化与研究进展，利用真空对齐旋转器模型分析了12颗高制动指数脉冲星的倾角变化率，并指出偏振观测将有助于揭示磁场构型及物理过程。
2024-04-23 astro-ph.HE
Long-Term Radio Timing Observations of the Transition Millisecond Pulsar PSR~J1023+0038
射电毫秒脉冲星PSR J1023+0038表现出复杂的计时和日食行为。在这里，我们分析了四年的无线电监测观察这个对象的价值。我们得到了一个长期的定时解决方案，虽然有很大的剩余定时误差，作为一个明显的轨道周期变化的结果。我们还观察到变量日食时，同伴通过我们的视线附近，在日食附近和随机轨道相位，并在随机轨道相位信号的短期消失过度色散措施。我们解释的日食可能是由于在同伴的磁层支持的磁压的材料，和轨道周期的变化可能是由于引力四极耦合机制。这两种机制都是伴星磁场活动的结果，与预测伴星应该完全对流，因此没有磁性的进化模型相冲突。我们还使用我们的定时数据来测试系统的$γ$射线发射的轨道和旋转调制，没有发现轨道调制的证据和脉冲星周期调制的$3.7σ$证据。从该系统的能量学来看，我们观测到的$γ$射线发射完全来自毫秒脉冲星本身，这似乎是合理的，但这些$γ$射线似乎不太可能为伴星提供辐射，我们将其归因于粒子风驱动的激波产生的X射线加热。
2013-11-20 astro-ph.HE
The impact of glitches on young pulsar rotational evolution
我们报告的74个年轻的恒星，已观察到的帕克斯64米射电望远镜在过去十年的时间计划。使用现代贝叶斯定时技术，我们已经测量了52个这些卫星中的124个毛刺的特性，其中74个是新的。我们证明，毛刺样本是完整的分数增加自旋频率大于$Δν^{90\%}_{g}/ν\approx 8.1 \times 10^{-9}$。我们测量了33辆汽车的制动指数$n$。在大多数这些恒星中，它们的旋转演化都是由$n > 10$的自旋下降事件所主导的，在大的故障发生时，自旋下降速率会发生阶跃变化。阶跃变化是这样的，即在毛刺上平均，长期$n$很小。我们发现$n$的毛刺间值与前一毛刺的降速变化除以毛刺间时间间隔之间存在接近一对一的关系。我们讨论的范围内的物理模型的结果。
2021-10-13 astro-ph.HE
New and updated timing models for seven young energetic X-ray pulsars, including the Big Glitcher PSR J0537-6910
Haverford College（哈弗福德学院）；Space Research Organisation Netherlands（荷兰空间研究组织）；Universidad de Santiago de Chile (USACH)（智利圣地亚哥大学）；Center for Interdisciplinary Research in Astrophysics and Space Sciences (CIRAS), Universidad de Santiago de Chile（智利圣地亚哥大学天体物理与空间科学跨学科研究中心）；IRAP, CNRS（法国国家科学研究中心天体物理学研究所）；Université de Toulouse, CNES, UPS-OMP（图卢兹大学、法国国家空间研究中心、 ups-omp）；X-Ray Astrophysics Laboratory, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心X射线天体物理实验室）；Theoretical Division, Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室理论部）；Columbia Astrophysics Laboratory, Columbia University（哥伦比亚大学天体物理实验室）
本文介绍了七颗年轻高能X射线脉冲星的新定时模型，包括PSR J0537-6910，涵盖自转演化、glitch检测及多波段观测研究。
2026-02-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing Dark Contents in Globular Clusters With Timing Effects of Pulsar Acceleration
本文研究了脉冲星横向加速度与R $\rm{\ddot{o}}$ mer延迟的耦合效应引起的脉冲星计时残差。影响相对较小，通常可以忽略不计。只有对球状星团中的双星，它才可能是重要的。最大的剩余振幅是来自于靠近星团核心表面的脉冲星，约为几十纳秒，目前大多数球状星团很难识别。然而，位于星团中心的中等质量黑洞可以明显地增加时间余值。特别是对于最里面的核心区域中的双极子，它们的残余幅度可能是显著的。在每个星团的临界线以上的高星等残差是星团中心存在总质量相当的黑洞或暗遗迹的有力证据。我们还探讨了瞄准线加速度的时间效应。用蒙特卡罗方法模拟了视线加速度的分布。一个二维Kolmogorov-Smirnov测试进行重新检查的分布的一致性的模拟和报告的数据的各种值的参数的集群。结果表明，通过比较观测到的视线加速度分布与蒙特卡罗模拟的分布，可以很好地约束泰山5的结构参数。我们提供的集群有一个上限的中央黑洞/暗残余质量的$ \sim 6000 M_{\odot} $。
2021-09-19 astro-ph.HE
A Second Chromatic Timing Event of Interstellar Origin toward PSR J1713+0747
无线电脉冲到达时间的频率依赖性提供了介入介质中的结构的探测器。Demorest等人（2013年）首次在2008年的数据（约MJD 54750）中显示了PSR J1713 + 0747视线沿线电子含量的短期（约100 - 200天）减少，这是基于脉冲星色散测量的明显下降。我们在2016年报告了一个类似的事件（大约MJD 57510），在820，1400和2300 MHz处的平均剩余脉冲到达时间分别约为3.0，-1.3和-0.7微秒。时序分析表明，可能会偏离标准的nu ^-2色散延迟关系。我们讨论并排除了各种各样的潜在解释。我们发现最有可能的情况是无线电发射的透镜在星际介质中的一些结构，这将导致多个频率依赖的脉冲到达时间延迟。
2018-07-12 astro-ph.HE
The TRAPUM Small Magellanic Cloud pulsar survey with MeerKAT -- II. Nine new radio timing solutions and glitches from young pulsars
本文基于 MeerKAT 三年观测为九颗小麦哲伦云脉冲星建立新计时解，发现三颗年轻脉冲星发生自转突跳，并确认其中两颗与脉冲星风云及超新星遗迹的关联，使已测特征的 SMC 射电脉冲星数量翻倍。
2024-08-04 astro-ph.HE
Analysis of Multi-Hour Continuous Observations of Seven Millisecond Pulsars
精确的脉冲星计时可用于各种天体物理学测试，从探测引力波到探测星际介质（ISM）的性质。在这里，我们分析了七颗毫秒脉冲星（MSP）连续多小时观测的脉冲星计时残差的噪声贡献。我们目前的闪烁带宽测量样品中的所有MSP，一些第一次，和闪烁时标测量和下限的所有MSP的第一次。此外，我们提出了上限的脉冲相位抖动的贡献，所有MSP的定时残差。这些长时间的观测也使我们能够将色散测量（DM）的变化限制在几个毫秒的时间尺度上。我们发现，在这些时间尺度上研究的任何MSP中没有明显的DM变化。鉴于新的射电望远镜，如加拿大氢强度测绘实验（CHIME），这将是能够时间许多天文学家在很短的时间，每天，我们搜索的时间精度的差异，从连续的TOA和从等效长度的时间不连续的TOA。正如预期的那样，我们发现样本中任何MSP的精度都没有差异。我们得出结论，TOA的变化是一致的预期分解成模板拟合，抖动和闪烁误差。
2020-01-06 astro-ph.HE
