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《天文学报》2016,(6)
通过对12对双中子星(DNS)系统进行质量分布统计,得到其质量加权平均值为(1.339±0.042)M_⊙,其中主星和伴星的质量加权平均值分别为(1.439±0.036)M_⊙和(1.239±0.020)M_⊙.主星平均质量比伴星平均质量高,表明主星可能通过吸积获得质量,或者主星的前身星的质量更大.据此可以分析大质量恒星通过超新星爆发形成中子星的物理过程.此外还发现,DNS的总质量集中在一个比较狭小的范围(2.5–2.8 M_⊙),这说明DNS的质量形成受到伴星的影响.经过进一步的分析注意到DNS的质量比接近于1(略大于1),这可能暗示DNS系统的前身星质量比较相近.通过分析12对DNS在中子星的磁场强度-自旋周期关系图(B-P_s图)中的分布,发现DNS主星磁场强度约10~(10)Gs,自转周期约50 ms;PSR J1906+0746和PSR J0737-3039B处在正常脉冲星序列,磁场强度约10~(12)Gs,这说明两者没有吸积加速过程. 相似文献
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毫秒脉冲星 总被引:3,自引:0,他引:3
毫秒脉冲星PSR1937 214的发现是近几年天体物理学中的一次重要事件。本文介绍了该星的发现史和主要观测事实。该星自转周期为1.557806449023毫秒,是转动最快的脉冲星。周期变率为1.24×10~(-19)秒/秒。在它的周围没有明亮的超新星遗迹。这颗脉冲星的引人注目的特征是磁场低和在P—P图上位置独特。文中还评述了解释这颗脉冲星的四种模型;(1)起源于吸积X射线双星的中子星,通过从伴星吸积物质而加速到毫秒周期;(2)Michel和Dessler提出的盘模型脉冲星中的普通一员;(3)双中子星并合体;(4)辐射年龄小的脉冲星。最后一种可能性是本文作者提出的。根据具有相似特征的脉冲星倾向于分布在同一条PP~(-5)等值线及可按等值线排成演化序列的事实,作者按光速圆柱磁能衰减来定义脉冲星辐射年龄t:B/8π∝PP~(-5)=C_0exp(-2t/τ)(τ为磁能衰减时标),井据此认为PSR1937 214和蟹状星云脉冲星、船帆座脉冲星都是辐射年轻的。 相似文献
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中子星是恒星在核能源已经耗尽的情况下引力坍缩的产物。它仍然具有很高的温度 ,热能将以黑体辐射的形式辐射出去 ,但是这种能量通过各种冷却过程而耗散 ,不可能是脉冲星的主要能源。脉冲星的引力特别强 ,如果它是双星系统的成员 ,而且伴星不是致密星时 ,伴星的物质有可能被吸积到脉冲星上 ,被吸积物质的引力势能可以转化为别的能量形式 ,X射线脉冲双星就属于这种情形。但是大多数脉冲星不是双星系统 ,在约占脉冲星总数 5%的双星系统中 ,绝大多数的伴星都是白矮星或中子星 ,所以引力能不是脉冲星的主要能源。脉冲星的能量来自何方 ?地球有… 相似文献
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《天文学进展》2020,(2)
球状星团是银河系中最古老的天体系统之一,其恒星密度极端高的核心有利于创造双星之间进行物质交换的环境,从而形成毫秒脉冲星双星、掩食脉冲双星、主序-毫秒脉冲双星、高轨道偏心率双星等双星系统,通过对这些系统进行研究有助于进一步认识球状星团的动力学、双星系统的演化和星际介质等相关问题。自30年前在球状星团中发现第一颗射电脉冲星至今,随着较高灵敏度射电望远镜的不断建成和使用,以及数据数字化处理能力的提高,天文学家在球状星团射电脉冲星的观测和理论研究方面取得很大进展。收集并分析了最新的球状星团脉冲星的数据,研究了球状星团射电脉冲星的自转周期和轨道周期的基本性质,讨论了球状星团脉冲星的搜寻,最后统计分析了双星系统,包括不同伴星类型的脉冲星的分布以及掩食双星系统的性质。 相似文献
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探讨了认为中心致密天体(CCO)起源于双星的可能性.首先, CCO与正常遗迹脉冲星有着相似的平均自旋周期,但CCO的平均表面磁场强度(B~5.4×10~(10)Gs)低于正常遗迹脉冲星(B~7.7×10~(12)Gs)~2个量级.同时,几乎所有的正常遗迹脉冲星均分布在爱丁顿吸积加速线以上,而CCO全部分布在自旋加速线以下.因此怀疑CCO可能起源于双星吸积加速过程.其次,基于中子星再加速理论,分析了CCO可能的双星演化过程:双星系统中, CCO以M~1017g·s~(-1)的吸积率,经过~106yr的时间共吸积△M~10~(-2)M⊙的物质,其自旋周期将会从P~10 s降低至P~0.1 s,表面磁场强度将会从B~10~(12)Gs降低至B~1010Gs.考虑到~106yr的演化时标远大于CCO遗迹的年龄(~0.3–7 kyr),猜想CCO可能是双星系统中第1颗恒星超新星爆发的产物,而第2颗恒星超新星爆发后双星解体,留下CCO和第2颗恒星的超新星遗迹.该模型预言在CCO附近可能存在一颗年轻的正常脉冲星(P~0.02 s, B~1012Gs),并期望未来的射电望远镜和高能探测器能够进行搜寻. 相似文献
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统计研究了63对双星系统中的72颗中子星(NS)的测量质量,其中包括18对X射线双星(XB)、9对双中子星(DNS)、4对中子星主序星系统(NSMS)、32对中子星白矮星系统(NSWD).运用Monte-Carlo随机抽样的方法,模拟出NS的质量分布,然后基于模拟结果进行统计分析.通过质量的统计研究,发现其质量呈双峰分布,分别集中在(1.328±0.220)M_⊙和(1.773±0.416)M_⊙.值得注意的是,在不考虑DNS的情况下,发现其质量分布仍然是双峰分布,质量集中在(1.360±0.337)M_⊙和(1.854±0.322)M_⊙.18颗DNS质量为单峰分布,平均质量为(1.330±0.0089)M_⊙.NS质量的双峰结构显示出,其可能有两种诞生方式.认为可能是铁核塌缩超新星爆发和电子俘获超新星爆发.DNS质量的单峰结构意味着DNS诞生演化机制可能与其他双星系统不同.为了进一步研究中子星质量分布的特性,将53颗测量到自旋周期的NS在20 ms处分为两组,分别为毫秒中子星(MSP,Ps≤20 ms)和正常中子星(PSR,Ps20 ms),发现这两类NS质量也都呈现出双峰分布,而且MSP的平均质量要比PSR的平均质量大~0.22 M_⊙.这表明NS在诞生后吸积约0.22 M_⊙的物质时,将可能成为MSP.根据NS质量与周期在M-Ps图上的分布,拟合出质量与周期之间的关系为:M=1.4+(Ps/ms)~(-3/2)M_⊙. 相似文献
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反常X射线脉冲星的研究进展 总被引:1,自引:0,他引:1
反常X射线脉冲星(Anomalous X-ra Pulsars,简称AXP)是一类特殊的X射线源。与X射线脉冲星(通常处于大质量X射线双星系统中)相比,它们具有以下特征:X射线谱较软、光度低页稳定(≈10^27-10^29J.s^-1)、自转周期集中在10s左右稳定增长、迄今没有找到它们的光学、红外、射电的对应体、有一些可能戌超新星遗迹成协等。由观测到的自转周期变化可以确定它们的自转能损不足以提供有X射线辐射。解释AXP能源机制的理论模型目前主要有两大类:在吸积模型中,AXP被认为具有正常磁场强度(≈10^8T)的中子量,物质吸积提供X射线辐射原能源,并造成中子星的自转变化;另一种观点认为AXP是具有超强磁场(≈10^10-10^11T)的中子量(即磁星),其辐射能源来自它们巨大的磁或残余的热能,观测到的自转周期及其变化被归因子中子星的磁偶极辐射和物质抛射。两种模型各有优缺点,但目前看来观测事实对磁星模型较为有利。为了进一步明确AXP的性质,提供解释它们能源机制的线索,在介绍AXP的基本观测特征和理论解释的基础上,还将AXP与射电脉冲星、特强磁场射电脉冲量、射电宁静脉冲星侯选体及软γ射线复现源分别进行了比较。 相似文献
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1.脉冲星的计时法室女座脉冲星(PSRB1257+12)离地球1630光年,1992年观测到它的脉冲信号到达时间存在周期性提前和推迟,推断它有三颗行星环绕,最近又推断有小的第4颗行星,它们的质量跟地球质量(ME)相当。还发现另三个脉冲星可能有行星:PSR1829-10离地球3万光年,有一颗行星,其质量、轨道半径、绕转周期分别为10M_E、6个月;PSR1620-26离地球6000光年,有一颗行星,其质量(M_J 为木星质量)、轨道半径、绕转周期分别为5~10M_J、约10天文单位(AU)、100~120年;PSR0329+54有一颗行星,其质量、轨道半径、绕转周期还 相似文献
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本文用脉冲星光速圆柱附近磁能的衰减理论研究了毫秒脉冲星的演化。文中从理论上给出了脉冲星到达辐射截止线时的年龄和自转周期,及现在的辐射年龄和从现在辐射年龄到达辐射截止线所需的时间。并用此理论对7颗脉冲双星的演化作了数值计算。 相似文献
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脉冲星辐射理论认为,当中子星旋转磁场产生的感应电场及电压降低,以致不能产生足够多的正负电子对时,其射电辐射将消失,即"死亡".统计分析了34颗"死亡线"以下源,即低能损率射电脉冲星的空间分布及自转周期等物理性质.首先,这类脉冲星都是场星,与特殊种类脉冲星和高能辐射脉冲星没有明显的相关性;其次,这类脉冲星大多分布在低银纬和距离太阳系较近的区域;再次,这类脉冲星具有较大的特征年龄和较长的自旋周期;最后,这类脉冲星1400 MHz射电光度L1400和自转能损率˙E弱相关.低能损率射电脉冲星可能是由于星体通过辐射损失能量,导致自转减慢,自转能损率降低至"死亡线"以下.建议对于低能损率射电脉冲星的搜寻,应针对银河系场中年老的、长周期的射电源,而无需针对特殊种类的脉冲星,也无需针对特殊的空间位置.目前我国正在运行的500 m口径球面射电望远镜(Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope,FAST)具有较高的灵敏度,有望观测到更多低能损率射电脉冲星. 相似文献
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2009年11月,云南天文台射电天文研究团组采用40 m射电望远镜以及基于DBBC(Digital Base Band Conveter)和Mark 5B的VLBI记录系统对PSR J0835-4510和PSRJ0332+5434进行了观测。观测选用S波段右旋圆极化信号,起始频率为2 206.99 MHz,总带宽为32 MHz。对数据进行相干消色散和平均后,得到PSR J0332+5434的单脉冲图像和两颗脉冲星的平均脉冲轮廓。由平均轮廓的展宽随时间的变化关系,对脉冲星的视周期作了一定修正后,得到信噪比更高的平均轮廓图。最后对轮廓的信噪比随时间的变化作了初步分析,由此可了解整个系统在观测时的稳定性。 相似文献