Millisekunden Pulsar Binär Optionen

ASTR101 Chap 13 11) Was zwingende Beweise verbindet Pulsare mit Neutronensternen A) Beide Pulsare und Neutronensterne finden sich in kugelförmigen Sternhaufen. B) Pulsare sind bekannt, um sich zu Neutronensternen zu entwickeln. C) Nur eine kleine, sehr dichte Quelle könnte sich schnell drehen, ohne auseinander zu fliegen. D) Pulsare finden sich immer in binären Systemen mit Neutronensternen. E) Sowohl Pulsare als auch Neutronensterne wurden in der Nähe der Sonne entdeckt. 12) Was macht die Krabbe Pulsar etwas ungewöhnlich unter Pulsaren im Allgemeinen A) Es ist die intensivste Quelle der Xrays in den Himmel. B) Es ist der schnellste Pulsar bekannt. C) Es ist der älteste Pulsar. D) Seine Periode ist nicht regelmäßig wie andere Pulsare. E) Es ist ziemlich hell bei sichtbaren Wellenlängen. 13) Was macht den Crab Nebula Supernova Rest ungewöhnlich als Supernova Reste A) Es ist der größte Supernova Rest sichtbar. B) Es ist der Überrest einer Supernova, die im 20. Jahrhundert beobachtet wurde. C) Es ist der nächste Supernova-Rest. D) Es ist der älteste Supernova-Rest bekannt. E) Es ist der Überrest einer von den Menschen beobachteten Supernova. 14) Im Leuchtturm-Modell, A) der Stern buchstäblich ein-und ausschalten wie ein Leuchtturm-Leuchtfeuer. B) Alle Pulsare müssen ihre Pole direkt auf uns zeigen. C) Wenn der Strahl über uns wirft, werden wir einen Puls der Strahlung erkennen. D) die Periode der Pulsation muss beschleunigen, wenn der Neutronenstern fortfährt, zusammenzubrechen. E) die Periode der Pulsation verlangsamt sich aufgrund des Widerstandes des Überrestes auf seinem Feld. 15) Im Leuchtturmmodell: A) Pulsare sind nur dann zu beobachten, wenn sie in der galaktischen Ebene liegen. B) Pulsare sind Navigationsgeräte, die von interstellaren Navigatoren geschaffen wurden, wie sie von Jocelyn Bell 1967 entdeckt wurden. C) Alle Pulsare haben ihre Pole direkt auf uns gerichtet oder sie sind nicht zu beobachten. D) Wenn die Strahlen über uns fegen, können wir den Puls beobachten. E) Die Periode der Pulsation muss beschleunigen, wenn der Neutronenstern sich weiterzieht. 17) Was sind Röntgenstrahlen A) Sie sind die zentralen Energiequellen für Planetennebel. B) Sie sind sehr massive Sterne, die als Supernovae explodieren, Strahlen von Röntgenstrahlen und Gammarays in den Prozess ausstrahlen. C) Sie sind schnell rotierende Schwarze Löcher, deren Präzession ihre Pole auf uns bei Gelegenheit zeigt. D) Sie sind heftige Energiequellen, die im Herzen der Milchstraße und ähnlichen massiven Galaxien liegen. E) Sie sind Neutronensterne, auf denen sich die Materie aufbaut, dann explodiert sie in einer gewalttätigen nuklearen Explosion. 33) Was ist Cygnus X1 A) der hellste Stern in der Konstellation Cygnus B) der führende Kandidat für ein beobachtbares Schwarz-Loch-Binärsystem C) das stärkste Röntgen-Eklipse-Binärsystem im Himmel D) ein Millisekunden-Pulsar mit drei Earthlike-Planeten um ihn herum E ) Der erste Gammaray-Burster, der auch in anderen Wellenlängen zu sehen ist 34) Der Schlüssel zur Identifizierung eines Black-Loch-Kandidaten in einem binären System ist: A) einer der beiden Sterne ist nicht zu sehen. B) Der unsichtbare Begleiter im System muss eine ausreichend hohe Masse haben. C) der unsichtbare Stern ist ein Kontakt binär. D) das System muss eine sehr starke Quelle von Radioemissionen sein. E) Der sichtbare Begleiter muss eine sich entwickelnde Hauptfolge oder Riesenstern sein. Lieter zur Natur Artikel Links Artikel Werkzeuge Suche Pubmed für Ein Millisekunden Pulsar in einem Röntgen-Binärsystem Rudy Wijnands 1 Amp Michiel van der Klis 1. 2 Astronomisches Institut Anton Pannekoek , Universität Amsterdam, Zentrum für Hochenergie Astrophysik, Kruislaan 403, 1098 SJ Amsterdam, Niederlande Abteilung für Astronomie, Universität von Kalifornien, Berkeley, Berkeley, Kalifornien 94720, USA Korrespondenz an: Michiel van der Klis 1. 2 Korrespondenz und Anfragen Für Materialien sollte an MvdK adressiert werden An der Universität Amsterdam (E-Mail: Email: michielastro. uva. nl). Die gewöhnlichen Funkpulsare 1 sind Neutronensterne mit Magnetfeldern von 10 12 Gauss und Schleuderperioden im Bereich von 0,1 bis 3 Sekunden. Im Gegensatz dazu haben Millisekunden-Funkpulsoren 2 viel schwächere Felder (10 9 Gauss) und schnellere Millisekunden-Spin-Raten. Für beide Arten von Pulsaren wird angenommen, dass die Energie, die die Funkpulsationen antreibt, aus der Rotation des Neutronensterns abgeleitet wird. Der Stern dreht sich allmählich ab, wenn die Energie weggestrahlt wird. Millisekunden-Funkpulsare befinden sich oft in binären Systemen 3. In einem weithin akzeptierten theoretischen Modell 4. 5. Sie begannen als gewöhnliche Pulsare, die den größten Teil ihres Magnetfeldes verloren und wurden bis zu Millisekundenperioden durch die Anhäufung von Materie von einem Begleitstern in Ein Röntgen-Binärsystem. Die Evidenz 6, 7, 8, 9, 10, 11 für dieses Modell hat allmählich montiert, aber es fehlt trotz zahlreicher Recherchen allmählich ein direkter Proof8212 in Form der vorhergesagten kohärenten Millisekunden-Röntgenpulsationen im persistenten Fluß einer Röntgenbinärdatei 12, 13, 14, 15. Hier berichten wir die Entdeckung 16 eines solchen Pulsars, der die theoretischen Erwartungen bestätigt. Die Quelle wird wahrscheinlich ein Millisekunden-Radio-Pulsar werden, wenn die Akkretion vollständig ausschaltet. Astronomisches Institut Anton Pannekoek, Universität Amsterdam und Zentrum für Hochenergie Astrophysik, Kruislaan 403, 1098 SJ Amsterdam, Niederlande Abteilung für Astronomie, Universität von Kalifornien, Berkeley, Berkeley, Kalifornien 94720, USA Korrespondenz an: Michiel van der Klis 1. 2 Korrespondenz und Materialanfragen sind an MvdK zu richten An der Universität Amsterdam (E-Mail: Email: michielastro. uva. nl). Um diese Geschichte vollständig zu lesen, musst du dich anmelden oder eine Zahlung machen (siehe rechts). Eine sehr leuchtende Binary Millisecond Pulsar 1 National Radio Astronomy Observatory, P. O. Box 0, Socorro, NM 87801 2 Niederländische Stiftung für Astronomische Forschung, Postauto 2, 7990 AA Dwingeloo, Niederlande 3 Kapteyn Astronomisches Institut, Postauto 800, 9700 AV Groningen, Niederlande 4 Abteilung für Physik, Mathematik und Astronomie, California Institute of Technology , Caltech 105-24, CA 91125 5 University of Manchester, Nuffield Radio Astronomy Laboratories, Jodrell Bank, Macclesfield, Cheshire SK11 9DL, UK Empfangen 22. August 1995 Akzeptiert 19. September 1995 Jos Navarro et al 1995 ApJ 455 L55 Wir berichten über die Entdeckung eines Feld binäre Millisekunde Pulsar, J02184232, mit einer Periode von 2,3 ms und in einer 2,0 Tage binären Umlaufbahn mit einem 0,16 M Begleiter. Der neue Pulsar wurde während der bildgebenden Beobachtungen bei Westerbork serrelipitiv als hochperformierte, kompakte Funkquelle entdeckt und wurde später als Pulsar mit Beobachtungen mit der 76 m Antenne der Jodrell Bank bestätigt. Mit einem Dispersionsmaß von 61 pcm cm -3. Sie liegt außerhalb der Elektronenschicht in Richtung l 140, b -18. In einem Abstand von mehr als 5,7 kpc ist es der am weitesten bekannte Feld Millisekunden-Pulsar und hat eine Funk-Luminosität L 400 vergleichbar mit der von PSR B193721. Es scheint, dass ein erheblicher Teil der Radioemission nicht gepulst wird. Dies, zusammen mit dem extrem breiten Pulsprofil, deutet darauf hin, dass wir einen ausgerichteten Rotator betrachten. Referenzen Alpar, M. A. Cheng, A. F. Ruderman, M. A. amp Shaham, J. 1982, Nature. 300 728 Backer, D. C. Kulkarni, S. R. Heiles, C. Davis, M. M. amp Goss, W. M. 1982, Nature. 300 615 Bailes, M. 1989, Apj. 342 917 Bailes, M. amp Lorimer, D. 1994, in ASP Conf. Ser. 72, Millisecond Pulsars: Eine Dekade der Überraschung. Ed. A. S. Fruchter, M. Tavani, amp D. C. Backer (San Francisco: ASP), 17 Clark, T. A. amp Rogers, A. E. E. 1982, Mark III VLBI Datenerfassungsterminal (Greenbelt: GSFC) de Bruyn, A. G. et al. 1995, in Vorbereitung Deich, W. T. S. 1995, Ph. D. 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Eine Verlagspartnerschaft MILLISECOND PULSAR AGES: IMPLIKATIONEN VON BINARY EVOLUTION UND EIN MAXIMALER SPIN-GRENZE 1. EINFÜHRUNG Eine genaue Bestimmung der Pulsar-Zeitalter spielt eine wichtige Rolle bei unserem Verständnis der fortgeschrittenen Stadien der stellaren Evolution, der Supernova-Explosionen und der Reste, der weißen Zwerg (WD) - Statmosphären Und kühlende Modelle, binäre Evolution, Planetenbildung um kompakte Gegenstände und Pulsarentwicklung im Allgemeinen. Typischerweise werden Pulsaralter durch die Berechnung der Energiemenge, die während ihres Spin-Downs verloren geht, geschätzt. Folglich kann das Spin-down-Alter eines Pulsars formuliert werden, wo die Periode (P) und die Spin-Down-Rate die beiden Haupt-Observablen sind, die durch Pulsar-Timing-Messungen erworben wurden. Bei dem Standardansatz wird angenommen, dass die unbekannte Anfangsspinperiode (P 0) des Pulsars viel kleiner (P 0 P) als die beobachtete Periode ist. Der dominante Energieverlustmechanismus wird analytisch durch den Bremsindex erfasst, der für reine Dipolstrahlung n 3 ist und implizit durch das charakteristische Alter c angepasst wird. Das Alter eines Pulsars kann dann bequem durch sein charakteristisches Alter angenähert werden, wobei während dieser Ansatz zuverlässige Schätzungen für einige normale Pulsare geben kann (z. B. Krabbenpulsar PSR B053121: c 1240 yr während das Alter aus dem Supernova-Rest (SNR) SNR 955 yr Wyckoff amp Murray 1977), sollte man bedenken, dass charakteristische Alterungen für einige andere Pulsare in einigen Fällen drastisch leiden werden (zB PSR J02056449: c 820 yr Murray et al. 2002), wegen der Annahmen, die den Standardansatz darstellen Weniger genau, vor allem im millisekundenregime. Daher ist es sinnvoll, einen umfassenderen und detaillierteren Rahmen zu entwickeln, mit dem wir die MSP-Spin-Evolution quantitativ verstehen können. In unserer bisherigen Arbeit haben wir eine Basis aufgebaut, mit der wir gezeigt haben, dass die korrekte Einbeziehung evolutionärer Zwänge allein einen tieferen Einblick in die anschließende Spin Evolution gibt (Kiziltan amp Thorsett 2009). In dieser Arbeit schlagen wir ein Rezept vor, um Pulsaralter zu schätzen, die parametrisch zusätzliche evolutionäre und physische Zwänge enthalten. Wir zeigen, dass die kombinierte Wirkung eines möglichen Spin-up-Prozesses während der LMXB-Phase und einer maximalen Spinperiode aufgrund der limitierenden Zentrifugalkräfte sinnvolle Einschränkungen für die gemeinsame Periode (P) und Spin-down-Werte, die MSPs erreichen können, verleiht Werden verwendet, um ihre Altersstufen abzuschätzen. Wir verdeutlichen den Beitrag, den dieser neue Ansatz für unser Verständnis der MSP-Evolution bietet und die Auswirkungen auf einige verwandte Probleme wie den dominanten Energieverlustmechanismus und die Bremsindizes von Millisekunden-Funkpulsaren, WD-Atmosphären und Kühlmodellen, die zugrunde liegende Altersverteilung, Das Rätsel von MSPs, die älter erscheinen als die Galaxie, in der sie wohnen, und die Quellen der MSP-Korruption. 1 2. SPEICHERPROZESS Die Perioden - und Spin-down-Relation eines bestimmten MSP in der Epoche, in der es seine Funkemission einschaltet, kann skaliert werden, da der Neutronenstern letztlich nicht weiter als die Spinperiode abgeschnitten werden kann Durch die keplerianische Geschwindigkeit am Alfvn-Radius (Ghosh amp Lamb 1992). Wir verwenden die am wenigsten konservative Obergrenze dieses Skalierungsfaktors als Obergrenze für die Region, in der MSPs wiedergeboren werden können. Eine einzige Geburtslinie würde stattdessen implizieren, dass diese MSPs in der Nähe von Eddington-Raten angehäuft haben. Die für einen signifikanten Bruchteil der beobachteten MSP-Population, wie sie durch den Mangel an Quellen in der Nähe der Spin-up-Linie angegeben ist, unvernünftig erscheint (siehe Abschnitt 4.1 zur Diskussion). Wir wissen jetzt auch, dass es mehr als wahrscheinlich ist, dass die beobachtete Mehrheit der MSPs zunächst nicht in der Nähe der Spin-up-Linie (Kiziltan amp Thorsett 2009) wieder auftaucht. Die Region, in der MSPs als Radioquellen auf dem Diagramm wiedergeboren werden, ist stark mit der dominanten Akkretionsrate korreliert, die während der letzten Phasen der LMXB-Evolution, die schlecht eingeschränkt ist, erlebt wird. Für den Umfang dieses Aufsatzes wird die Verwendung der Spin-up-Linie als Randobergrenze für die Region, in der MSPs als Funkquellen wiedergeboren werden (dh wo die Spin-Down-Trajektorien auf dem Flugzeuganfang beginnen) angemessene nichtlineare Offsets berücksichtigen Aufgrund anderer inhärenter Unsicherheiten und Annahmen, die in Gleichung (3) hinsichtlich der Akkretionsgeometrie (Ströme von heißem Plasma, die auf die Neutronensterne Polarkappen statt in einheitlicher sphärischer oder Windansammlung fließen) oder die Opazität des akkumulierten Materials (empfindlich, ob der Begleiter Hat einen H - oder He-reichen Umschlag an einen CO - oder ONeMg-Kern, siehe Abschnitt 3.1.2). Auf der anderen Seite kann die kumulative Unsicherheit einer vermuteten Spin-up-Linie, die eine bestimmte Re-Geburtslinie versetzen oder kippen könnte, nicht willkürlich groß sein (Arzoumanian et al., 1999 Frank et al., 2002). Auch im Rahmen des Standard-Recycling-Szenarios (Alpar et al., 1982, Radhakrishnan amp Srinivasan 1982 Bhattacharya amp van den Heuvel 1991. Zur Überprüfung) ist die Spin-up-Linie nur eine obere Grenze, unter der MSPs erwartet werden, geboren zu werden Anstatt der kulmination Bis heute gibt es keine Recycling-Pulsare, die oberhalb der Spin-up-Linie beobachtet werden, mit Ausnahme von wenigen kugelförmigen Clustern (GCs), die sehr unsichere Evolutionsgeschichten haben. Deshalb werden wir uns auf galaktische MSPs beschränken, deren Spin-down-Geschichte, Orbital-Dynamik und Galaktische Kinematik durch gravitative Begegnungen ungestört bleiben. 3. MILLISECOND PULSAR AGES Der Standardansatz zur Schätzung von Pulsaraltern in Abwesenheit zusätzlicher Einschränkungen entweder aus einer möglichen Assoziation zu einem SNR oder einem stellaren Begleiter besteht darin, das charakteristische Alter als Proxy für das wahre Alter zu verwenden. Das Hauptziel unserer Arbeit ist es, die nicht-triviale Beziehung zwischen dem körperlich bedeutenden wahren Alter und dem beobachtungsfähigen charakteristischen Alter besser zu verstehen. Wir verweisen auf die Zeit, die seit der Beendigung der Akkretion als das (wahre) Alter vergangen ist: t eines recycelten Pulsars. 3.1. Alternative Methoden zur Schätzung der Pulsaralter 3.1.1. Alter aus Kinematik und Supernova-Resten Für einige junge Pulsare, die zuverlässige Bewegungs - und Entfernungsmessungen haben, kann eine kinematische Altersschätzung durch die Verfolgung der Pulsars-Trajektorie im galaktischen Gravitationspotential erfolgen. Doch ohne eine fest etablierte Geburtsstätte sind kinematische Zeiten bestenfalls ein indirektes Mittel, um Pulsaralter zu beschränken. Für MSPs, die keine zugehörigen SNRs haben und Alter haben, die viel länger sind als die orbitale Zeitskalen im galaktischen Potenzial, sind alle kinematischen Altersinformationen verloren gegangen. 3.1.2. White Dwarf Cooling Ages Nach der Entdeckung der optischen Emission von Pulsar-Begleitern (Kulkarni 1986) wurden WDs bald als alternatives Mittel zur Schätzung des Alters eines MSP realisiert. Sobald die aktive Akkretion in LMXBs mit einem recycelten Pulsar primär aufgehört hat, beginnt die WD, ihre innere Hitze nach dem Abbrennen der verbleibenden Hülle zu strahlen. Also, der Beginn der WD-Kühlung markiert auch die Epoche, wenn die Spin-Down für ihren Begleiter beginnt. Grundsätzlich wird erwartet, dass die WD-Kühlalter mit dem Alter ihrer MSP-Begleiter übereinstimmen (Hansen amp Phinney 1998a, 1998b). Die Grundlagen der WD-Kühlmodelle sind aufgrund der einfachen thermischen Struktur des WD potentiell theoretisch zugänglich. Das gesamte System wird aufgrund der effizienten Wärmeleitung von degenerierten Elektronen isotherm gehalten. Allerdings sind in der Praxis Kältezeiten schwer zu schätzen, sobald realistische (und komplexe) Effekte der Oberflächenphysik und der stellaren Struktur enthalten sind, was zu Diskrepanzen und Kontroversen bei der Interpretation spezifischer Beobachtungen führt (Wood 1992 Sarna et al., 1998. 2000 Schnberner et Al. 2000 Althaus et al. 2001a, 2001b van Kerkwijk et al., 2005). Möglicherweise vielversprechender als das ursprüngliche Ziel der Verwendung von WD-Kühlungalter, um die Eigenschaften von MSPs zu beschränken, könnte man stattdessen hoffen, besser eingeschränkte MSP-Altersgruppen zu verwenden (siehe Abschnitt 3.3), um WD-Atmosphären und Kühlmodelle zu verstehen. 3.2 Charakteristische Altersstufen: Idealisierte Pulsar-Spin-Down Für Millisekunden-Radio-Pulsare, sind die 2 Charakteristika (c) die Obergrenzen für das echte Alter (t), da die Spin-Down-Trajektorien unterhalb der Spin-up-Linie abgeschnitten werden. MSPs können auf der Spin-up-Linie nur wieder geboren werden, wenn sie bei einer Rezeptur bei einer Eddington-Rate akkumulieren (siehe Gleichung (3)). Wegen der wahrscheinlichen Sub-Eddington-Akkretionsraten, die während der LMXB-Phase (Kiziltan amp Thorsett 2009) erlebt wurden, beginnt die Mehrheit der Spin-Down-Trajektorien weit unter der Spin-up-Linie. Ein beträchtlicher Bruchteil der Millisekunden-Funkpulsare (30) wäre sogar unter der Hubble-Linie zu erwarten (siehe Abschnitt 4.1 zur Diskussion). In dieser Annäherung wird c durch implizite Annahme eines reinen Dipol-Spin-Downs in Abwesenheit von anderen Formen von zusätzlichen Drehmomenten und Bremsen, die das scheinbare Alter beeinflussen können, abgeleitet. Andere potenzielle Spin-down-Drehmomente in den frühen Stadien nach dem Recycling, wie zB Gravitations - oder Multipol-Strahlung (Bildsten 1998 Krolik 1991), gelten ebenfalls als fehlend, wenn c aus den beobachteten Werten abgeleitet wird. Ein möglicher nichtmonotoner Feldabfall, bevor die magnetische Stabilität einsetzt, kann auch zur Korruption von charakteristischen Altersgruppen beitragen. Eine Vorspannung, für die wir richtig korrigieren können, ist die Wirkung der säkularen Beschleunigung, d. h. Shklovskii-Effekt (Shklovskii 1970). Die beobachteten Werte beinhalten einen zusätzlichen scheinbaren Spin-Down-Faktor, der aufgrund des zunehmenden projizierten Abstands zwischen dem Pulsar und dem Solar-System-Schwerpunkt eingeführt wurde. Dies führt zu einem quadratischen Zentrifugalbegriff (Camilo et al., 1994), wo und sind die gemessenen und unvoreingenommenen Spin-down-Raten für einen Pulsar in einem Abstand D (in Einheiten von kpc) mit einer transversalen Geschwindigkeit vt (in Einheiten von 100 km S 1). Abbildung 1 zeigt die beobachtete MSP-Population und das Ausmaß der durch die säkuläre Beschleunigung eingeführten Vorspannung. MSPs, die eine Kombination von relativ hohen Quergeschwindigkeiten und kleinen Abstandsmessungen aufweisen, haben höhere Korrekturfaktoren, z. B. Für PSR J0034 0534 (D 0,98 kpc, v t 146,3 km s 1) und PSR B125712 (D 0,77 kpc, v t 350,6 km s 1) sind die entsprechenden Korrekturfaktoren bzw. 16,9. Vergrößern Verkleinern Bildgröße zurücksetzen Abbildung 1. Beobachtete Verteilung von galaktischen MSPs: schwarze Punkte () zeigen für die MSPs, die über geeignete Bewegungsmessungen verfügen, Vertikale durchgezogene Linien sind die entsprechende Shklovskii-Korrektur. MSPs ohne korrekte Bewegungsmessungen () werden für eine angenommene v t 100 km s 1 korrigiert, um das Potential der Bias zu sehen. Die Magenta-Quadrate sind MSPs (PSRs J10221001, J1216 6410, J18292456 und J1933 6211), für die die Spin-Down-Raten nur für eine angenommene vt 50 km s 1 korrigiert werden, während diese MSPs ansonsten zu spinnen werden, dh . Die grünen Dreiecke sind MSPs (PSRs J1024 0719, J1801 1417 und J22292643) mit korrekten Bewegungsmessungen, für die und daher unkorrigiert bleiben. Die roten und blauen Linien sind die MSP-Alterslinien für die Bremsindizes n 3 und 5. Die diagonale durchgezogene Linie ist die Spin-up-Linie für. Die diagonal gepunkteten Linien sind die abgeleiteten Dipolfeldstärken. B c ist das kritische Magnetfeld, unterhalb dessen MSPs auf die Massenabsenkgrenze P sh 1 ms gesponnen werden können. 3.3. Ein realistisches Alter für Millisekunden-Pulsare Einer der Gründe, warum charakteristische Altersschätzungen für MSPs weniger zuverlässig werden, auch nachdem die beobachteten Spin-down-Raten für die weltliche Beschleunigung unparteiisch sind, liegt an der Annahme, dass die Geburtenperioden viel kleiner sind als ihre derzeit beobachteten Spinperioden (P 0 P), die für einen beträchtlichen Bruchteil der Population ausfallen (siehe Abschnitt 4.1). 3 In der Tat ist das vorhergesagte MSP-Spin-Down-Alter proportional zum integrierten (und normalisierten) Spin-Down-Pfad von P 0 bis P. Der Unterschied in den integrierten Trajektorien hängt von der anfänglichen Spinperiode P 0 ab. Die in den meisten Fällen ein unbekannter Parameter bleibt. Wir wissen, dass die Spin-Down-Trajektorie in dem Fall, in dem Recycling und eine einschränkende maximale Spin-Grenze berücksichtigt werden, komprimierter ist als das, was der Standardansatz voraussagt. Deshalb, mit engeren Obergrenzen für das wahre Alter, wird eine Altersschätzung geben, die näher an t ist. Angesichts genügend Zeit können MSPs eine begrenzende Gleichgewichtsphase erreichen, in der sie anfangen, den Drehimpuls zu verlieren, der aus der Akkretion gewonnen wird, indem sie die Masse vergießt. Eine maximale Spingrenze, über die ein Neutronenstern aufgrund dieses kontinuierlichen Verlustes des überschüssigen Drehimpulses nicht aufgeschleudert werden kann, wird die Spin-Down-Trajektorien vertikal abschneiden. Mehrere Autoren (Haensel amp Zdunik 1989 Friedman amp Ipser 1992 Cook et al., 1994) haben Gleichgewichtssequenzen für Neutronensterne aufgebaut, bei denen für verschiedene Zustandsgleichungen eine Reihe von Massenablagerungsperioden berechnet werden, einschließlich der Effekte einer schnellen Rotation und großer Abweichungen von der sphärischen Symmetrie . Während die theoretischen Best-Fit-Werte zwischen P sh 1.281.32 ms für Neutronensterne mit realistischen Konfigurationen liegen, finden sie bei einigen Extremfällen, dass eine limitierende Periode von pd 0,85 ms plausibel sein kann. Chakrabarty et al. (2003) finden einen Beweis für eine statistisch signifikante Obergrenze bei 1,3 ms. Wir verwenden daher einen vermeintlichen Wert von p sh 1 ms und nehmen sie parametrisch ein, um Berechnungen durchzuführen. Das kritische Magnetfeld B c ist der Ort der Punkte, die sich von dem Schnittpunkt der diagonalen Spin-up-Linie und der vertikalen Massenabwurfgrenze erstrecken. MSPs mit Magnetfeldern unterhalb von B c können nur auf die limitierende Massenabwurfperiode gesponnen werden. Das kritische Magnetfeld ist B c (3,36 0,7 0,9) x00d7 10 8 G für P 1 ms, wobei die Spin-up-Linie wie für (1,1 0,5) x00d7 10 15 s 43 vorgeschrieben ist (Arzouman et al., 1999). Wir können eine Altersschätzung formulieren, die die Einschränkungen aus Recycling und Massenvergießen umsetzt: wo P sh die Massenvergütungsgrenze ist. Wir nehmen den neu normierten Koeffizienten parametrisch an und verwenden ihn als fiducial Wert. Obwohl inhärent zahlreiche Unsicherheitsquellen vorliegen, hängt die entsprechende minimale Nacherwärmungsperiode, die die Spin-up-Linie definiert, von der Gesamtanzahl der Masse ab, ist aber unempfindlich gegenüber anderen Parametern (siehe Phinney amp Kulkarni 1994). Arzouman et al. (1999) eine Obergrenze von 1,6 x00d7 10 15 s 43 finden, um empirisch vernünftig zu sein, die wir annehmen, um zu marginalisieren. Bei niedrigen Magnetfeldern (B B c) schrumpfen die Alfvn-Radien (r A B 47 s) im wesentlichen auf die Oberfläche des Neutronensterns und der Drehimpuls wird effizienter und stabiler auf längere Zeitskalen übertragen. Daher sind die Spin-Down-Trajektorien für Neutronensterne mit niedrigeren Magnetfeldern eher näher an die vertikale Re-Geburtslinie zu kommen (Der Grad der Trunkierung der Spin-Down-Trajektorien kann für Neutronensterne mit sehr niedrigen Magnetfeldern dramatischer sein Und kurze Perioden (P 3 ms) Diese MSPs mit B 10 8 G werden dann mit Perioden geboren, die sehr nahe an ihren beobachteten (PP 0) liegen und daher eher viel jünger sind als sie erscheinen Die Sätze von blauen und roten Linien sind MSP-Alterslinien für Bremsindizes n 3 (rot: Bindestrich) und 5 (blau: strichpunktiert). Es ist bemerkenswert, dass für MSPs, deren Drehimpuls und Energieverlust dominiert wird Multipol oder durch Gravitationswellenstrahlung abgeschreckt wird, kann der Skalierungsfaktor in Gleichung (3) unterschiedlich sein. Die blaue Linie in Abbildung 1 zeigt das Potentialniveau der zusätzlichen Vorspannung für den Fall, in dem die Gravitationswellenstrahlung der dominierende Mechanismus für den Energieverlust im Gegensatz ist Zum Bremsen durch reine Dipolstrahlung. MSPs, die Energie über effizientere Prozesse verlieren, werden den Spin-Down-Weg viel schneller durchqueren und damit ältere Altersgruppen nachahmen. Infolgedessen verschärft der Beitrag effizienterer Prozesse das Alter weiter zu überschätzen. Abbildung 2 zeigt den wahren Altersverlauf für MSPs. Die synthetische Population wird mit dem in Kiziltan amp Thorsett (2009) beschriebenen Verfahren hergestellt, wo die MSP-Evolution durch die Evolution funktionalisiert wird. In denen D die Anfangsperiode (P 0) - Verteilung der Progenitorpopulation ist, ist die Verteilung der vorherrschenden Akkretionsraten, die während der letzten Phasen vor dem Beginn der Radioemission erlebt wurden, und R die galaktische Geburtenrate ist. Der Parameterraum wird durch die Produktion von rein zufälligen synthetischen Populationen abgetastet. Dann werden nur die Eingangsparameter, die synthetische Proben erzeugen, die mit der beobachteten MSP-Population übereinstimmen, für den Aufbau der zugrunde liegenden Demographie verwendet. Für den Filtrationsvorgang verwenden wir einen mehrdimensionalen Kolmogorov-Smirnov (K-S) - Test als Konsistenzkriterium für das mehrschichtige Monte-Carlo-Integrationsschema (Fasano amp Franceschini 1987) und Referenzen darin. Vergrößern Verkleinern Bildgröße zurücksetzen Abbildung 2. Erwartete wahre Altersverteilung der zugrunde liegenden MSP-Population: Farbe repräsentiert das wahre Alter (t). Abwärtspfeile () sind die Neutronensternspinfrequenzen, die in LMXBs gemessen werden, die als Progenitor-Samen verwendet werden, um die synthetische Population zu rekonstruieren (eine Farbversion und eine Animation dieser Figur sind in der Online-Zeitschrift verfügbar.) Wir wählen Unterproben, die sind Einheitlich aus der zugrunde liegenden MSP-Population ausgewählt, um die Figuren 2 und 3 zu erzeugen. Während Selektionsvorspannungen eine Rolle spielen, bei der MSPs bevorzugt beobachtet werden, bleibt der reflektierte Alterstrend unberührt. Daher wird erwartet, dass die Altersentwicklung der zugrunde liegenden Bevölkerung in den Abbildungen 2 und 3 eine realistische Reflexion des wahren Alters ist. Vergrößern Verkleinern Bildgröße zurücksetzen Abbildung 3. und die zugrunde liegende Altersverteilung der MSPs (a) vor und (b) nach Korrektur für Effekte der säkularen Beschleunigung: Farbe repräsentiert das wahre Alter (t) und die diagonalen gestrichelten Linien sind das abgeleitete charakteristische Alter (C) Linien. Die zur Herstellung der synthetischen Population verwendeten Vorläufersamen werden aus der Periodenverteilung der beobachteten Millisekunden-Röntgenpulse (Abwärtspfeile) zufällig abgetastet. (A) Die transversalen Geschwindigkeiten und Abstände werden so gewählt, dass sie mit der beobachteten Millisekunden-Radio-Pulsar-Population übereinstimmen, um die potentielle Vorspannung in der Demographie zu sehen. (B) Die Verteilung für die gleiche Stichproben-MSP-Population nach Korrektur der Auswirkungen der säkularen Beschleunigung. Der Prozess, der ältere MSPs als jüngere Quellen verkleidet, kann durch eine korrekte Korrektur (Unbiasing) für den Shklovskii-Effekt umgekehrt werden, während die Bevölkerung immer noch junge MSPs mit scheinbaren älteren Altersgruppen beherbergt. Diese (Abwärts-) Altersverschmutzung wird durch die niedrigeren Massenakquisitionsraten angetrieben, die während der LMXB-Phase aufgetreten sind. Wir sagen voraus, dass ein bedeutender Bruchteil von Millisekunden-Radio-Pulsaren (30) mit charakteristischen Alteren älter als das Alter der Galaxis geboren wird. 4. DISKUSSION 4.1. Quellen der Korruption: Bias und Kontamination Ältere MSPs neigen dazu, jünger zu erscheinen, wenn die Spin-down-Raten nicht richtig für den Beitrag aufgrund der weltlichen Beschleunigung korrigiert werden. Dies verursacht eine aufwärts gerichtete Vorspannung im Flugzeug. Der Shklovskii-Effekt ist für MSPs ausgeprägter, die näher an der Solaranlage liegen und höhere Quergeschwindigkeiten aufweisen. Wir können unsere Messungen unbias und korrigieren diese Korruption durch Berechnung des Zentrifugalbegriffs (Gleichungen (4) und (5)), sobald sowohl der Abstand als auch die Quergeschwindigkeitsbegriffe genau bekannt sind. Die korrekten Bewegungsmessungen für MSPs mit schlecht eingeschränkten Distanzen stellen eine stärkere Herausforderung dar als bisher vorhergesagt (Deller et al., 2009). Um die mögliche Altersvorspannung zu unterschätzen, führten wir konservative zufällige Abweichungen zu den beobachteten Distanz - und Quergeschwindigkeitsmessungen um bis zu 0,4 D und 0,05 vt ein (Brisken et al. 2002. 2003 Deller et al., 2009), um die Probenpopulation in Abbildung zu erzeugen 3 . Abbildung 3 (a) spiegelt die potenzielle Altersvoraussetzung für die zugrunde liegende Bevölkerung wider. In einigen Fällen können relativ alte MSPs sogar oberhalb der Spin-up-Linie erscheinen, wenn die beobachteten Spin-Down-Raten nicht richtig unvoreingenommen sind. Die Altersstörung, die durch den Shklovskii-Effekt verursacht wird, wird dazu neigen, ältere MSPs nach oben zu erhöhen, die proportional zu ihrem Korrekturtermin sind und sie daher jünger erscheinen lassen. Während dieser Arbeit haben wir MSPs in GCs aufgrund ihrer komplizierten Spin Evolution ausgeschlossen. Die Spin Evolution von MSPs in GCs wird aufgrund der Beschleunigung, die durch die Cluster kompakte Gravitationsbrunnen induziert wird, und in geringerem Maße durch dynamische Wechselwirkungen wirksam gestört. Die kumulative Wirkung dieser beiden Störungsprozesse auf die intrinsische Spin-Down-Rate ist aufgrund der Komplexität der GC-Dynamik schwer zu beschränken. Umgekehrt werden die Spin-Down-Trajektorien von MSPs in der Galaxy weniger korrumpierte Informationen über die anfängliche Bildung enthalten. Auch wenn die Altersstufen für galaktische MSPs nicht so dramatisch erscheinen wie die, die in GCs gravitativ gestört sind, mischt sie die scheinbare Altersverteilung immer noch sehr effizient (Abbildung 3 (a)). Unbiasing wird alte MSPs schieben, die jünger zu ihren entsprechenden Alterslinien erscheinen. Dieser Korrekturprozeß wird die endgültigen Positionen der wahren Spin-Down-Trajektorien wiederherstellen, wird aber die Abwärts-Verunreinigung, die durch eine säkulare Beschleunigung künstlich verdünnt wurde, wirksam verschärfen. Die Hauptquelle der Abwärts-Alter-Kontamination ist jedoch die Sub-Eddington-Progenitor-Akkretionsraten, die während der LMXB-Phase erlebt wurden. Diese MSPs werden voraussichtlich mit kleineren Spin-Down-Raten geboren und folglich kürzere Trajektorien durchqueren. Wir prognostizieren, dass 30 der MSP-Alter das wahre Alter um mehr als einen Faktor von 2 überschätzen. Daher argumentieren wir, dass MSPs, die als die älteste Sub-Population angenommen wurden, eine schmeicheligere echte Altersverteilung haben, als bisher angenommen. Während wir die Aufwärtsalterung rückgängig machen können, reflektiert die Abwärtsqualitätsverschmutzung andererseits die intrinsischen Spin-down-Raten und ist real (Abb. 3 (a) und (b)). Es sei denn, wir haben eine einmalige Hebelwirkung, um den Zeitraum bei der Geburt (P 0) zusammen mit der jeweiligen Progenitor-Akkretionsrate genau zu bestimmen, die abgeleiteten MSP-Altersgruppen bleiben weiterhin streng überschätzt (Abbildung 3 (b)). Abbildung 4 quantifiziert den Grad der Bias und die Kontamination von MSP-Alter vor und nach der Korrektur für den Beitrag aufgrund der weltlichen Beschleunigung. Sowohl die Aufwärts - als auch die Abwärtsverunreinigung bleiben gleichzeitig, bevor die Spin-Down-Raten für den Shklovskii-Effekt korrekt korrigiert werden. Wir sagen voraus, dass 20 der Messwerte für MSPs (gestrichelte Linie in Abbildung 4) das Alter um mehr als einen Faktor 2 überschätzen wird, während etwa 10 das Alter auf dem gleichen Niveau unterschätzen wird. Alte und junge MSPs sind praktisch ununterscheidbar, bevor die Spin-Down-Raten richtig unvoreingenommen sind. Some very young MSPs may appear even below the Hubble line whereas much older MSPs may be observed above the spin-up line (Figure 3 (a)). The asymmetric wings of the dotted line that extend in both directions in Figure 4 quantify this bidirectional corruption. Zoom In Zoom Out Reset image size Figure 4. Effects of secular acceleration on the MSP age distribution (see also Figure 3 ): ages inferred from measured P and values may overestimate or underestimate the true age (dashed line). Unbiased characteristic ages ( c ) reflect mere overestimates (solid line) where 30 of MSPs will have a c overestimating the true age by more than a factor of 2. The ages obtained from intrinsic values will represent strict upper limits to the true age . The truncated solid line in Figure 4 shows at what level we overestimate the ages for the whole MSP population. After properly unbiasing the observed spin-down rates, we expect to overestimate the age of 30 of MSPs by more than a factor of 2. Table 1 shows c and for the observed millisecond radio pulsars before and after unbiasing. Table 2 marginalizes the potential bias for an assumed v t 100 km s 1 for millisecond radio pulsars that have no proper motion measurements. Table 1. Ages of Millisecond Pulsars with Proper Motion Measurements Notes. We assume v t 100 km s 1 for the Shklovskii correction in order to see the potential bias. PSRs J10221001, J1216 6410, J18292456, and J1933 6211 have for v t 100 km s 1. c and are the biased ages while c and are unbiased for the effects of secular acceleration. PSR J18410130 is likely to be significantly younger than its characteristic age. Associated errors that are more than 5 of the most likely value are tabulated. Calculations are performed in double precision before rounding. The intrinsic values of the underlying MSP population suggest that 30 of MSPs will be born with apparent ages older than the age of the Galaxy. The true age distribution of MSPs with c x2265 10 10 yr is relatively well mixed as opposed to MSPs that lie on or just above the Hubble line. Hence, the sources that appear below the 10 10 yr line might not be among the oldest within the MSP sub-population. We predict younger ages for pulsars with 1 (Table 1 ). The majority of MSPs, for which we predict younger ages, are the ones that are closer to the spin-up line. These MSPs have a significant fraction of their spin-down trajectories truncated because the timescales pulsars spend close to the spin-up line is much shorter than MSPs with smaller spin-down rates. Some of the younger sources with are PSRs J02184232, J0737 3039A, J10230038, B153412, B191316, and B193721. For MSPs with no proper motion measurements, Table 2 shows the potential biases for an assumed v t 100 km s 1. In this category, PSR J18410130 may have the strongest age corruption with . There are two sources in particular that have been of considerable interest. PSR J10125307 . The range of cooling ages for possibly the best studies example is PSR J10125307 with wd 0.37 Gyr (Lorimer et al. 1995 Alberts et al. 1996 Burderi et al. 1996 ). We derive an age of Gyr (Table 1 ) for PSR J10125307 which is consistent with c . This implies that the true age has to be x2264 6.25 Gyr. One cannot exclude younger ages by either the Shklovskii corrected (unbiased) characteristic age ( c ) or MSP age approach as PSR J10125307 may have been born with a P 0 very close to its currently observed period ( P 0 P ) due to low accretion rates experienced during the LMXB phase (see Section 2 ). PSR B125712 . The cumulative correction to the age of PSR B125712 is among the most significant of MSPs that have proper motion measurements . We infer an upper limit of yr for the age. This implies that the age of PSR B125712 cannot be constrained solely from its spin-down history. In general, when interpreting ages inferred from spin-down histories for single MSPs, one has to consider the possibility that an evolutionary process which produces MSPs without a binary companion may affect the spin-down evolution. For instance, an encounter by which the companion is ejected will perturb the spin-down rate of the compact primary. In the exceptional case of PSR B125712, the process that led to the formation of the planets may have affected the spin-down evolution. 4.2. Braking Index We tested whether alternative energy loss mechanisms other than pure dipole braking ( n 3) are required to reconcile for the MSP age distribution. While more efficient processes ( n gt 3) may also contribute to the downward age contamination, it would seem unnecessary to invoke higher braking indices to account for ages that appear older than the Galaxy. We do not rule out that gravitational wave radiation may expedite spin-down during the very early stages after re-birth before magnetic stability sets in (Lindblom 1995 Lindblom amp Mendell 1995 Bildsten 1998 ). However, for MSPs following standard spin-up, the contribution of gravitational wave radiation to age contamination may not to exceed the offset between the blue-to-red age lines in Figure 1. We explicitly show that lower preferred accretion rates during the active accretion phase can produce the paradoxically older appearing MSPs (Figures 2 and 3 ). Based on the characteristics of MSPs, we find no compelling evidence that energy loss has been dominantly driven by multipole or gravitational wave radiation during a significant portion of the lifetime of these sources. 5. CONCLUSIONS We have implemented constraints arising from the spin-up process and a limiting maximum spin limit into the standard method to obtain a more realistic age estimate for MSPs. There are a range of ramifications that follow: Age distribution . The unbiased characteristic ages are only upper limits to the true age. The new age estimate gives tighter upper limits and hence is closer to the true age . This flattens and shifts the age distribution toward younger ages while the age corruption scrambles the positions on the plane quite efficiently. We predict that a significant fraction of MSPs are born with apparent older ages. The true age distribution of MSPs does not appear to peak at 10 10 yr as sharply as expected for a sub-population recycled from a first generation of pulsars with features indicative of a population that is already old, at least in a dynamic sense (Hansen amp Phinney 1997 ). MSPs that appear older than the Galaxy can be reconciled with very low progenitor accretion rates experienced during the latest phases of the LMXB evolution. We expect 30 of the population to be born with c x2265 10 10 yr. Age corruption . There are two sources of age corruption: (1) the previously known age bias, which appears to be more prominent than previously predicted and (2) age contamination which is driven by lower progenitor accretion rates. Age contamination, which effectively disguises young MSPs as old ones, is not correctable in the absence of additional constraints that may give us insight into the details of individual prior accretion histories. On the other hand, the correctable age bias manifests itself as reverse contamination and will disguise old MSPs as younger sources. The downward contamination will remain as the main source of confusion with regards to MSP ages. We expect to overestimate the true age of MSPs by more than a factor of 2 for 30 of the population. As a consequence, the birth and merger rates of double neutron star systems based on c are most likely underestimates which therefore will have ramifications for potential LIGO sources. Braking indices . The millisecond radio pulsar demographics is consistent with the canonical spin-down model ( n 3). The challenge to disentangle possibly mixed sub-populations of MSPs that may have experienced dissimilar energy loss histories ( n x2264 3 or n 5) is mainly due to the paucity of sources. Therefore, an early short phase when MSP energy loss is dominated by gravitational wave or multipole emission remains as a potentially contributing source of age contamination. The research presented here has made extensive use of the 2009 August version of the ATNF Pulsar Catalogue (Manchester et al. 2005 ). B. K. thanks Athanasios Kottas for long discussions on Bayesian statistics which have seeded the idea and subsequently given birth to the proper parameterization of millisecond pulsar evolution. We thank the anonymous referee for useful comments. The authors acknowledge NASA and NSF grants AST-0506453. Full resolution color figures and movies available at URL kiziltan. orgresearchMSPages. html . For consistency, we designate unbiased values that are corrected for secular acceleration (i. e. Shklovskii effect) by adding to the parameter in lieu of referring them as intrinsic values. While the unbiased spin-down rates will represent the intrinsic values (i. e. ), the unbiased characteristic age is neither the intrinsic nor the true age (i. e. c i t see Section 4.1 for discussion). See a time-lapse movie for the true age evolution of millisecond pulsars at URL kiziltan. orgresearchMSPages. html . References Alberts, F. Savonije, G. J. amp van den Heuvel, E. P. J. 1996, Nature . 380 . 676 Alpar, M. A. Cheng, A. F. Ruderman, M. A. amp Shaham, J. 1982, Nature . 300 . 728 Althaus, L. G. Serenelli, A. M. amp Benvenuto, O. G. 2001a, MNRAS . 323 . 471 Althaus, L. G. Serenelli, A. M. amp Benvenuto, O. G. 2001b, MNRAS . 324 . 617 Arzoumanian, Z. Cordes, J. M. amp Wasserman, I. 1999, ApJ . 520 . 696 Bhattacharya, D. amp van den Heuvel, E. P. J. 1991, Phys. 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