Opções De Milissegundo Pulsar Binário

ASTR101 Chapt 13 11) Que provas convincentes ligam os pulsares às estrelas de nêutrons A) Tanto os pulsares como as estrelas de nêutrons podem ser encontradas em aglomerados estelares globulares. B) Pulsars são conhecidos por evoluir para estrelas de nêutrons. C) Somente uma fonte pequena e muito densa poderia girar rapidamente sem se separar. D) Os pulsares são sempre encontrados em sistemas binários com estrelas de nêutrons. E) Ambos os pulsares e estrelas de nêutrons foram descobertos perto do Sol. 12) O que torna o pulsar de caranguejo algo incomum entre os pulsares em geral A) É a fonte mais intensa de raios X no céu. B) É o pulsar mais rápido conhecido. C) É o pulsar mais antigo observado. D) Seu período não é regular como outros pulsares. E) É bastante brilhante em comprimentos de onda visíveis. 13) O que torna o remanescente da supernova da Nebulosa do Caranguejo invulgar como um remanescente de supernova A) É o maior remanescente de supernova visível. B) É o remanescente de uma supernova que foi observada no século XX. C) É o remanescente de supernova mais próximo. D) É o remanescente de supernova mais antigo conhecido. E) É o remanescente de uma supernova observada por humanos. 14) No modelo do farol, A) a estrela literalmente gira sobre e fora como um farol do farol. B) todos os pulsares devem ter seus pólos apontados diretamente para nós. C) se o feixe varre através de nós, vamos detectar um pulso de radiação. D) o período de pulsação deve acelerar à medida que a estrela de nêutrons continua em colapso. E) o período de pulsação diminui devido ao arrasto do remanescente em seu campo. 15) No modelo do Farol: A) os pulsares só são observáveis ​​se estiverem no plano galáctico. B) os pulsares são dispositivos de navegação criados por navegadores interestelares como descoberto por Jocelyn Bell em 1967. C) todos os pulsares têm seus pólos apontados diretamente para nós ou não seriam observáveis. D) se os feixes varrem através de nós, podemos observar o pulso. E) o período de pulsação deve acelerar à medida que a estrela de nêutrons continua a se contrair. 17) O que são bursters Xray A) Eles são as fontes centrais de energia para nebulosas planetárias. B) São estrelas muito massivas que explodem como supernovas, emitindo rajadas de raios X e gammarays no processo. C) Eles estão girando rapidamente buracos negros cuja precessão aponta seus pólos para nós na ocasião. D) São fontes de energia violentas conhecidas por estarem no coração da Via Láctea e galáxias maciças semelhantes. E) São estrelas de nêutrons nas quais a matéria acumulada se acumula, explodindo em uma violenta explosão nuclear. 33) O que é Cygnus X1 A) a estrela mais brilhante na constelação Cygnus B) o candidato principal para um sistema buraco observável buraco negro C) o mais forte xray eclipsar sistema binário no céu D) um pulsar milissegundo com três planetas semelhantes à Terra ao seu redor E ) O primeiro burchter gammaray ser manchado em outros wavelengths também 34) A chave a identificar um buraco negro candidato em um sistema binário é que: A) uma das duas estrelas não pode ser vista. B) o companheiro invisível no sistema deve ter uma massa suficientemente alta. C) a estrela invisível é um binário de contato. D) o sistema deve ser uma fonte muito forte de emissões de rádio. E) o companheiro visível deve ser uma seqüência principal em evolução ou estrela gigante. Letters to Nature Links do artigo Ferramentas do artigo Search Pubmed for Um pulsar milissegundo em um sistema binário de raio X Rudy Wijnands 1 amp Michiel van der Klis 1. 2 Instituto Astronômico Anton Pannekoek Universidade de Amesterdão e Centro de Astrofísica de Alta Energia, Kruislaan 403, 1098 SJ Amsterdã, Países Baixos Departamento de Astronomia, Universidade da Califórnia, Berkeley, Berkeley, Califórnia 94720, EUA Correspondência para: Michiel van der Klis 1. 2 Correspondência e pedidos Para materiais devem ser dirigidos a MvdK Na Universidade de Amsterdã (e-mail: michielastro. uva. nl). Os pulsares de rádio normais 1 são estrelas de nêutrons com campos magnéticos de 10 12 gauss e períodos de spin na gama de 0,1 a 3 segundos. Em contraste, os pulsares 2 de rádio de milissegundo têm campos muito mais fracos (10 9 gauss) e velocidades de rotação mais rápidas, em milissegundos. Para ambos os tipos de pulsar, a energia que dirige as pulsações de rádio é pensado para ser derivado da rotação da estrela de nêutrons. A estrela gira gradualmente para baixo à medida que a energia é irradiada para longe. Os pulsares de rádio de milissegundo são freqüentemente localizados em sistemas binários 3. Em um modelo teórico amplamente aceito 4. 5. começaram como pulsares comuns que perderam a maior parte de seu campo magnético e foram girados até milésimos de segundos pela acreção de matéria de uma estrela companheira em Um sistema binário de raios-X. A evidência 6, 7, 8, 9, 10, 11 para este modelo tem gradualmente montado, mas a prova direta 8212 na forma das pulsações coerentes de milissegundo de raio X no fluxo persistente de um binário de raios X tem faltado, apesar de muitas pesquisas 12, 13, 14, 15. Aqui relatamos a descoberta 16 de tal pulsar, confirmando expectativas teóricas. A fonte provavelmente se tornará um pulsar de rádio de milissegundo quando a acreção se desligar completamente. Instituto Astronômico Anton Pannekoek, Universidade de Amsterdã, e Centro de Astrofísica de Alta Energia, Kruislaan 403, 1098 SJ Amsterdã, Países Baixos Departamento de Astronomia, Universidade da Califórnia, Berkeley, Berkeley, Califórnia 94720, EUA Correspondência para: Michiel van der Klis 1. 2 A correspondência e os pedidos de materiais devem ser enviados ao MvdK Na Universidade de Amsterdã (e-mail: michielastro. uva. nl). Para ler esta história na íntegra, você precisará efetuar login ou fazer um pagamento (ver à direita). Um Pulsar Muito Luminoso Milisecondos Pulsar 1 National Radio Astronomy Observatory, P. O. Box 0, Socorro, NM 87801 2 Fundação dos Países Baixos para Pesquisa em Astronomia, Postbus 2, 7990 AA Dwingeloo, Holanda 3 Instituto Astronômico Kapteyn, Postbus 800, 9700 AV Groningen, Holanda 4 Divisão de Física, Matemática e Astronomia, Instituto de Tecnologia da Califórnia Caltech 105-24, CA 91125 5 Universidade de Manchester, Nuffield Radio Astronomy Laboratories, Jodrell Bank, Macclesfield, Cheshire SK11 9DL, UK Recebido 22 de agosto de 1995 Aceito 19 de setembro de 1995 Jos Navarro et al 1995 ApJ 455 L55 Denunciamos a descoberta de um Campo binário milisegundo pulsar, J02184232, com um período de 2,3 ms e em uma órbita binária de 2,0 dias com um 0,16 M companheiro. O novo pulsar foi descoberta serendamente como uma fonte de rádio compacta de alto espectro, altamente polarizada, durante observações de imagem em Westerbork, e mais tarde confirmou-se ser um pulsar com observações realizadas com a antena de 76 m no Jodrell Bank. Com uma medida de dispersão de 61 pc cm -3. Situa-se fora da camada de electrões na direcção l 140, b-18. A uma distância de mais de 5,7 kpc, é o pulsar de campo milisegundo mais distante conhecido e tem uma luminosidade de rádio L 400 comparável à do PSR B193721. Parece que uma fração significativa da emissão de rádio não é pulsada. Isso, juntamente com o perfil de pulso extremamente amplo, sugere que estamos olhando para um rotador alinhado. Referências 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, em ASP Conf. Ser. 72, Millisecond Pulsars: Uma Década de Surpresa. 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 Terminal de Aquisição de Dados VLBI (Greenbelt: GSFC) de Bruyn, A. G. et al. 1995, em preparação Deich, W. T. S. 1995, Ph. D. tese . Califórnia Inst. Technol. Em preparação Dwarakanath, K. S. amp Shankar, N. U. 1990, J. Astrophys. Astron. . 11. 323 Fruchter, A. S. Stinebring, D. R. amp. Taylor, J. H. 1988, Nature. 333. 237 Hales, S. E. G. Baldwin, J. E. amp. Warner, P. J. 1993, MNRAS. 263. 25 Hamilton, T. T. Helfand, D. J. amp Becker, R. H. 1985, AJ. 90. O Instituto de Física (IOP) é ​​uma sociedade científica líder que promove a física e aproxima os físicos em benefício de todos. Tem uma sociedade em todo o mundo de cerca de 50 000, incluindo físicos de todos os setores, bem como aqueles com interesse em física. Ele trabalha para avançar na pesquisa de física, aplicação e educação e se envolve com os decisores políticos eo público para desenvolver a consciência e compreensão da física. Sua editora, IOP Publishing, é líder mundial em comunicações científicas profissionais. INTRODUÇÃO Uma determinação precisa das idades pulsares desempenha um papel crítico na nossa compreensão dos estádios avançados da evolução estelar, explosões e remanescentes de supernovas, ambientes de anãs brancas (WD) E modelos de resfriamento, evolução binária, formação de planetas em torno de objetos compactos e evolução pulsar em geral. Tipicamente, as idades pulsares são calculadas calculando a quantidade de energia perdida durante a sua centrifugação. Conseqüentemente, a idade de spin-down de um pulsar pode ser formulada como onde o período (P) e a taxa de spin-down são os dois observáveis ​​principais adquiridos por medidas de temporização pulsar. Na abordagem padrão, supõe-se que o período de spin inicial desconhecido (P 0) do pulsar é muito menor (P 0 P) do que o período observado. O mecanismo de perda de energia dominante é capturado analiticamente pelo índice de frenagem, que é n 3 para a radiação dipolo pura, e é implicitamente adaptado pela idade característica c. A idade de um pulsar pode então ser convenientemente aproximada pela sua idade característica, enquanto que esta abordagem pode dar estimativas fiáveis ​​para alguns pulsares normais (por exemplo, pulsar de caranguejo PSR B053121: c 1240 anos enquanto a idade do remanescente de supernova (SNR) SNR 955 Wyckoff amp Murray 1977), deve-se ter em mente que as idades características de alguns outros pulsares vão sofrer, dramaticamente em alguns casos (por exemplo, PSR J02056449: c 820 anos Murray et al., 2002), por causa das suposições que tornam a abordagem padrão Menos preciso, especialmente no regime de milissegundos. Portanto, é útil desenvolver uma estrutura mais abrangente e detalhada através da qual possamos compreender quantitativamente a evolução do spin MSP. Em nosso trabalho anterior, estabelecemos uma base pela qual demonstramos que a inclusão adequada de restrições evolutivas por si só dá uma visão mais profunda da evolução subsequente spin (Kiziltan amp Thorsett 2009). Neste artigo, propomos uma receita para estimar idades pulsares que parametricamente incorpora constrangimentos evolutivos e físicos adicionais. Mostramos que o efeito combinado de um possível processo de spin-up durante a fase LMXB e um período de rotação máximo devido às forças centrífugas limitadoras imprime restrições significativas nos valores de período de articulação (P) e spin-down que os MSPs podem atingir, o que em última instância São usados ​​para estimar suas idades. Detalhamos a contribuição que esta nova abordagem oferece à nossa compreensão da evolução do MSP e elaboramos as ramificações em vários problemas relacionados, como o mecanismo de perda de energia dominante e os índices de frenagem de pulsares de rádio de milissegundo, atmosferas WD e modelos de resfriamento, O enigma de MSPs que aparecem mais velhos do que a galáxia em que residem, e as fontes de MSP idade corrupção. 1 2. O PROCESSO DE SPIN-UP O período e a relação de spin-down de um MSP particular na época quando ele gira em sua emissão de rádio pode ser escalado como a estrela de nêutrons pode finalmente ser spun-up não mais do que o período de spin delineado Pela velocidade Kepleriana no raio de Alfvn (Ghosh amp Lamb 1992). Usaremos o limite superior menos conservador deste fator de escala como um limite superior para a região onde MSPs podem ser renascidos. Uma única linha de nascimento, em vez disso, implicaria que esses MSPs acretaram a taxas próximas de Eddington. O que parece não razoável, pelo menos para uma fração significativa da população de MSP observada, conforme indicado pela escassez de fontes próximas à linha de spin-up (ver a Seção 4.1 para discussão). Nós também sabemos que é mais do que provável que a maioria observada de MSPs não reapareceram inicialmente na proximidade da linha spin-up (Kiziltan amp Thorsett 2009). A região onde os MSPs são renascidos como fontes de rádio no diagrama está fortemente correlacionada com a taxa de acreção dominante experimentada durante as últimas fases da evolução de LMXB, que é mal limitada. Para o escopo deste artigo, usando a linha de spin-up como um limite marginal superior para a região onde os MSPs são renascidos como fontes de rádio (ou seja, onde as trajetórias de spin-down no início do avião) irá adequadamente conta para compensações não lineares possíveis Devido a outras incertezas inerentes e suposições feitas na Equação (3) quanto à geometria de acréscimo (fluxos de plasma quente que flui para as cápsulas polares das estrelas de nêutrons em vez de uma acumulação esférica ou eólica uniforme) ou a opacidade do material acretido Tem um envelope rico em H ou He ligado a um núcleo CO ou ONeMg, ver Secção 3.1.2). Por outro lado, a incerteza cumulativa de uma linha de spin-up presumida que poderia compensar ou inclinar uma determinada linha de re-nascimento não pode ser arbitrariamente grande (Arzoumanian et al., 1999, Frank et al., 2002). Além disso, no contexto do cenário padrão de reciclagem (Alpar et al., 1982, Radhakrishnan amp Srinivasan, 1982, Bhattacharya amp van den Heuvel, 1991), a linha de spin-up é meramente um limite superior abaixo do qual se espera que os MSPs nasçam Ao invés da linha de culminação. Até hoje, não há pulsares reciclados observados acima da linha spin-up, exceto poucos nos clusters globulares (GCs) que têm historiadores evolutivos muito incertos. Portanto, nos limitaremos a MSP galácticos cuja história de spin-down, dinâmica orbital e cinemática galáctica permanecem imperturbáveis ​​por encontros gravitacionais. 3. MILLISECOND PULSAR AGES A abordagem padrão para estimar as idades pulsares na ausência de restrições adicionais de uma possível associação a uma SNR ou a um companheiro estelar tem sido usar a idade característica como um proxy para a idade verdadeira. O objetivo principal do nosso trabalho é compreender melhor a relação não trivial entre a idade fisicamente importante ea idade característica observacionalmente acessível. Referiremos o tempo que passou desde a cessação da acreção como a idade (verdadeira) de um pulsar reciclado. 3.1. Métodos alternativos para estimar a idade Pulsar 3.1.1. Idades de cinemática e remanescentes de supernova Para alguns pulsares jovens que possuem medidas confiáveis ​​de movimento e distância adequadas, uma estimativa de idade cinemática pode ser feita traçando a trajetória dos pulsares no potencial gravitacional galáctico. Entretanto, sem um local de nascimento firmemente estabelecido, as idades cinemáticas são na melhor das hipóteses um meio indireto de restringir as idades pulsares. Para MSPs, que não têm SNRs associados e têm idades que são muito mais longas do que as escalas de tempo orbitais no potencial Galáctico, todas as informações de idade cinemática foram perdidas. 3.1.2. Após a descoberta da emissão óptica de companheiros de pulsar (Kulkarni 1986), WDs foram logo percebidos como um meio alternativo para estimar a idade de um MSP. Uma vez que a acreção activa tenha cessado em LMXBs com um primário de pulsar reciclado, o WD começa a irradiar subsequentemente o seu calor interno depois de queimar o envelope restante. Assim, o início do resfriamento WD também marca a época quando o spin-down começa para o seu companheiro. Portanto, em princípio, as épocas de resfriamento de WD devem ser consistentes com as idades de seus companheiros MSP (Hansen amp Phinney 1998a, 1998b). Os conceitos básicos dos modelos de refrigeração de WD são potencialmente acessíveis ao entendimento teórico devido à estrutura térmica simples da WD. Todo o sistema é mantido isotérmico devido à eficiente condução de calor de elétrons degenerados. No entanto, na prática, as idades de resfriamento continuam sendo difíceis de estimar uma vez que os efeitos realísticos (e complexos) da física superficial e da estrutura estelar são incluídos, levando a discrepâncias e controvérsias na interpretação de observações específicas (Wood 1992, Schnberner et al. Al. 2000 Althaus et al. 2001a. 2001b van Kerkwijk et al., 2005). Possivelmente mais promissor do que o objetivo original de usar as idades de resfriamento da WD para restringir as propriedades dos MSPs, pode-se esperar usar melhores idades MSP restritas (ver Seção 3.3) para entender as atmosferas WD e os modelos de resfriamento. 3.2. Idênticas idades: Idealizado Pulsar Spin-down Por milissegundo pulsars de rádio, imparcial 2 características idades (c) tornam-se limites superiores para as idades verdadeiras (t) como o spin-down trajectórias são truncados abaixo da spin-up linha. Os MSPs podem ser recém-nascidos na linha de spin-up somente se eles se acostumarem a uma taxa de Eddington durante a reciclagem (ver Equação (3)). Devido às probáveis ​​taxas de acréscimo de sub-Eddington experimentadas durante a fase LMXB (Kiziltan amp Thorsett 2009), a maioria das trajetórias de spin-down começa bem abaixo da linha de spin-up. Espera-se que uma fração considerável de pulsares de rádio de milissegundo (30) nasça abaixo da linha de Hubble (ver seção 4.1 para discussão). Nessa aproximação, c é derivado assumindo, implicitamente, o spin-down do dipolo puro na ausência de outras formas de torques e travagens adicionais que possam afetar a idade aparente. Outros binários potenciais de spin-down durante os estágios iniciais após a reciclagem, como radiação gravitacional ou multipolar (Bildsten 1998 Krolik 1991) também são assumidos como ausentes quando c é inferido a partir dos valores observados. O possível decadência do campo não monotônico antes da fixação da estabilidade magnética também pode contribuir para a corrupção das idades características. Um desvio para o qual podemos corrigir corretamente é o efeito da aceleração secular, ou seja, o efeito Shklovskii (Shklovskii, 1970). Os valores observados incluem um fator de spin-down aparente adicional introduzido por causa do aumento da distância projetada entre o pulsar e o barycenter do sistema solar. Isto conduz a um termo centrífugo quadrático (Camilo et al., 1994), onde e são as taxas de spin-down medidas e não-tendenciosas para um pulsar a uma distância D (em unidades de kpc) com uma velocidade transversal vt (em unidades de 100 km S 1). A Figura 1 mostra a população MSP observada e a extensão do viés introduzido pela aceleração secular. MSPs que têm uma combinação de velocidades transversais relativamente altas e medições de pequena distância, têm fatores de correção correspondentes mais altos, e. Para PSR J0034 0534 (D 0,98 kpc, v t 146,3 km s 1) e PSR B125712 (D 0,77 kpc, v t 350,6 km s 1) os fatores de correção correspondentes são e 16,9, respectivamente. Zoom In Zoom Out Redefinir o tamanho da imagem Figura 1. Distribuição observada de MSPs Galactic: pontos pretos () indicam taxas de spin-down imparcial para MSPs que possuem medidas de movimento adequadas. Linhas verticais sólidas são a correção Shklovskii correspondente. Os MSPs sem medidas de movimento apropriadas () são corrigidos para uma suposta v t 100 km s 1 para ver o potencial nível de viés. Os quadrados magenta são MSPs (PSRs J10221001, J1216 6410, J18292456 e J1933 6211) para os quais as taxas de spin-down são corrigidas apenas para um suposto vt 50 km s 1 enquanto que estes MSPs aparecerão de outra forma a ser spinning-up, ie . Os triângulos verdes são MSPs (PSRs J1024 0719, J1801 1417 e J22292643) com medidas de movimento adequadas para as quais e, portanto, são deixadas sem correção. As linhas vermelha e azul são as linhas de idade MSP para os índices de travagem n 3 e 5. A linha contínua diagonal é a linha de spin-up para. As linhas diagonais pontilhadas são as intensidades de campo inferidas do dipolo. B c é o campo magnético crítico abaixo do qual MSPs podem ser centrifugados com o limite de derramamento de massa P sh 1 ms. 3.3. Uma idade realista para os pulsos de milisegundos Uma das razões pelas quais as estimativas de idade característica tornam-se menos confiáveis ​​para MSPs, mesmo após as taxas de spin-down observadas serem imparciais para a aceleração secular, é devido ao pressuposto de que os períodos de nascimento são muito menores do que os observados atualmente Spin períodos (P 0 P), que falha para uma fração considerável da população (ver Seção 4.1). De fato, a idade de spin-down MSP prevista é proporcional ao caminho de spin-down integrado (e normalizado) de P 0 a P. A diferença nas trajectórias integradas dependerá do período inicial de spin P 0. Que permanece um parâmetro desconhecido na maioria dos casos. Sabemos que a trajetória de spin-down no caso quando a reciclagem e um limite de rotação máximo restante são levados em consideração é mais comprimido do que o previsto pela abordagem padrão. Portanto, com limites superiores mais altos na idade verdadeira, dará uma estimativa de idade mais próxima de t. Dado o tempo suficiente, os MSPs podem atingir uma fase de equilíbrio limitante onde começam a perder o momento angular adquirido pela acreção pela massa de derramamento. Um limite de rotação máximo para além do qual uma estrela de nêutrons não pode ser centrifugada devido a esta perda contínua de excesso de momento angular irá truncar verticalmente as trajectórias de spin-down. Vários autores (Haensel amp Zdunik 1989) prepararam sequências de equilíbrio para estrelas de nêutrons onde uma gama de períodos de derramamento de massa é calculada para diferentes equações de estados, incluindo os efeitos de rotação rápida e grandes desvios de simetria esférica . Enquanto os valores teóricos de melhor ajuste variam entre P sh 1.281,32 ms para estrelas de nêutrons com configurações realistas, em alguns casos extremos eles acham que um período de limitação de P sh 0,85 ms pode ser plausível. Chakrabarty et ai. (2003) encontram evidências de um limite superior estatisticamente significativo em P sh 1,32 ms. Utilizamos, portanto, um valor putativo de P sh 1 ms e incluí-lo parametricamente para realizar cálculos. O campo magnético crítico B c será o locus de pontos que se estendem a partir da intersecção da linha diagonal de spin-up e do limite vertical de desprendimento de massa. MSPs com campos magnéticos abaixo de B c só podem ser centrifugados para o período de derramamento de massa limitante. O campo magnético crítico é Bc (3,36 0,7 0,9) x00d7 10 8 G para P 1 ms onde a linha de spin-up é prescrita como para (1,1 0,5) x00d7 10 15 s 43 (Arzoumanian et al., 1999). Podemos formular uma estimativa de idade que implementa as restrições decorrentes da reciclagem e do derramamento de massa: onde P sh é o limite de derramamento de massa. Nós parametricamente adotar o coeficiente re-normalizado e usá-lo como um valor fiducial. Embora tenha inerentemente numerosas fontes de incerteza, o período mínimo pós-acreção correspondente que define a linha de spin-up depende da massa total acreted, mas é insensível a outros parâmetros (ver Phinney amp Kulkarni 1994). Arzoumanian et ai. (1999) encontram um limite superior de 1.6 x00d7 10 15 s 43 para ser empiricamente razoável que adotamos para marginalizar. Em campos magnéticos baixos (B B c), os raios de Alfvn (r A B 47 s) encolhem essencialmente até a superfície da estrela de nêutrons eo momento angular é transferido de forma mais eficiente e estável em escalas de tempo mais longas. Portanto, as trajetórias de spin-down para estrelas de nêutrons com campos magnéticos inferiores são mais propensas a começar mais perto da linha de re-nascimento vertical (O nível de truncamento das trajetórias de spin-down pode ser mais dramático para estrelas de nêutrons com campos magnéticos muito baixos E os períodos curtos (P 3 ms).Esses MSPs com B 10 8 G são esperados então nascer com períodos muito próximos aos seus observados (PP 0) e, portanto, são mais propensos a ser muito mais jovem do que eles aparecem. , Os conjuntos de linhas azuis e vermelhas são linhas de idade MSP para os índices de travagem n 3 (vermelho: traço) e 5 (azul: traço-pontilhado). Note-se que para MSPs cujo momento angular e perda de energia é dominado por A linha azul na Figura 1 demonstra o nível potencial de viés adicional para o caso em que a radiação da onda gravitacional é o mecanismo dominante para a perda de energia em oposição Travar Devido à radiação de dipolo puro. MSPs que perdem energia através de processos mais eficientes atravessar o spin-down caminho muito mais rápido e, consequentemente, imitar as idades mais velhas. Como resultado, a contribuição de processos mais eficientes exacerbará ainda mais a idade. A Figura 2 mostra a verdadeira tendência de idade para MSPs. A população sintética é produzida com o método descrito no Kiziltan amp Thorsett (2009), onde a evolução MSP é parametrizada pela evolução funcional. Em que D é a distribuição do período inicial (P 0) da população progenitora, é a distribuição das taxas de acreção predominantes experimentadas durante as últimas fases antes do início da emissão de rádio, e R é a taxa de natalidade galáctica. O espaço dos parâmetros é amostrado produzindo populações sintéticas puramente aleatórias. Então, apenas os parâmetros de entrada que produzem amostras sintéticas consistentes com a população MSP observada são usados ​​para a construção da demografia subjacente. Para o processo de filtragem, utilizamos um teste multi-dimensional de Kolmogorov-Smirnov (K-S) como critério de consistência para o esquema de integração de Monte Carlo em camadas múltiplas (Fasano amp Franceschini 1987 e referências). Zoom In Zoom Out Redefinir o tamanho da imagem Figura 2. Distribuição esperada da idade real da população MSP subjacente: a cor representa a idade verdadeira (t). As setas descendentes () são as frequências de spin de estrelas de nêutrons medidas em LMXBs que são usadas como sementes progenitoras para reconstruir a população sintética. (Uma versão colorida e uma animação desta figura estão disponíveis no periódico on-line). Uniformemente seleccionados a partir da população MSP subjacente para produzir as Figuras 2 e 3. Embora os vieses de selecção desempenham um papel no qual os MSPs são preferencialmente observados, a tendência da idade reflectida permanecerá inalterada. Portanto, espera-se que a tendência etária da população subjacente, tanto nas Figuras 2 e 3, seja um reflexo realista da idade verdadeira. (A) antes e (b) após corrigir os efeitos da aceleração secular: a cor representa a idade verdadeira (t) e as linhas diagonais tracejadas são a idade característica (C) linhas. As sementes progenitoras utilizadas para produzir a popula�o sint�ica s� aleatoriamente amostradas a partir da distribui�o de per�dos de pulsares de raios-X de milisegundos observados (setas descendentes). (A) As velocidades transversais e as distâncias são escolhidas de modo a serem consistentes com a população de pulsos de rádio de milissegundo observada, a fim de ver o viés potencial na demografia. (B) A distribuição para a mesma amostra de população MSP após corrigir os efeitos da aceleração secular. O processo que disfarça MSPs mais velhos como fontes mais jovens pode ser revertido corretamente corrigindo (unbiasing) para o efeito Shklovskii, enquanto a população ainda abrigará MSPs jovens com idade aparente aparente. Esta contaminação de idade (para baixo) é conduzida pelas menores taxas de acréscimo de massa experimentadas durante a fase LMXB. Predizemos que uma fração significativa de pulsares de rádio de milissegundo (30) nascerá com idades características mais antigas do que a idade da Galáxia. 4. DISCUSSÃO 4.1. Fontes de Corrupção de Idade: Preconceito e Contaminação Os MSPs mais velhos tendem a parecer mais jovens se as taxas de spin-down não forem corretamente corrigidas para a contribuição devido à aceleração secular. Isso causa um viés de idade para cima no plano. O efeito de Shklovskii é mais pronunciado para MSPs que estão mais próximos do barycenter do sistema solar e têm velocidades transversais mais elevadas. Podemos desbastar nossas medições e corrigir esta corrupção calculando o termo centrífugo (Equações (4) e (5)) uma vez que ambos os termos de distância e velocidade transversal são conhecidos com precisão. As medidas de movimento apropriadas para MSPs com distâncias mal condicionadas representam um desafio mais rígido do que o previsto anteriormente (Deller et al., 2009). Para evitar subestimar o potencial viés de idade, introduzimos desvios aleatórios conservadores para as medidas de distância e de velocidade transversal observadas em até 0,4 D e 0,05 vt (Brisken et al., 2002, Deller et al., 2009) para produzir a população da amostra na Figura 3. A Figura 3 (a) reflete o viés de idade potencial que estimamos para a população subjacente. Em alguns casos, MSPs relativamente velhos podem mesmo aparecer acima da linha de spin-up se as taxas de spin-down observadas não forem adequadamente imparciais. O viés de idade causado pelo efeito de Shklovskii tenderá a empurrar MSPs mais velhos para cima por quantidades proporcionais ao seu termo de correção e, portanto, torná-los mais jovens. Ao longo deste trabalho, temos excluído MSPs em GCs devido à sua evolução complicada spin. A evolução de spin de MSPs em GCs é efetivamente perturbada por causa da aceleração induzida pelo pó gravitacional compacto de clusters e, em menor grau, por interações dinâmicas. O efeito cumulativo destes dois processos perturbadores na taxa de spin-down intrínseca é difícil de restringir devido à complexidade da dinâmica do GC. Por outro lado, as trajetórias de spin-down de MSPs no Galaxy incluirão menos informações corrompidas sobre a formação inicial. Mesmo que o nível de viés de idade para MSPs Galáctico não seja tão dramático como os que são gravitacionalmente perturbados em GCs, ele ainda mistura a distribuição de idade aparente de forma bastante eficiente (Figura 3 (a)). Unbiasing empurrará MSPs velhos que parecem mais novo a suas linhas de idade correspondentes. Este processo de correção recuperará as posições finais das verdadeiras trajetórias de spin-down, mas irá efetivamente exacerbar a contaminação da idade descendente que foi diluída artificialmente pela aceleração secular. A principal fonte da contaminação descendente da idade será a taxa de acumulação de progenitores sub-Eddington experimentada durante a fase LMXB. Espera-se que estes MSPs nasçam com menores taxas de spin-down e, consequentemente, percorrem trajetórias mais curtas. Predizemos que 30 de MSP idades superestimar a verdadeira idade por mais de um fator de 2. Portanto, argumentamos que MSPs, que foram presumidos como a mais antiga sub-população, têm uma verdadeira distribuição de idade mais plana do que se pensava anteriormente. Embora possamos reverter o viés de idade para cima, a contaminação por idade descendente, por outro lado, reflete sobre as taxas de spin-down intrínseco e é real (Figuras 3 (a) e (b)). A menos que tenhamos uma alavancagem exclusiva para determinar com precisão o período de nascimento (P 0) juntamente com a taxa de acreção progenitoras respectivas, as idades MSP inferidas continuarão a ser superestimadas estritamente (Figura 3 (b)). A Figura 4 quantifica o nível de viés e contaminação das idades MSP antes e depois de corrigir a contribuição devido à aceleração secular. Tanto o viés ascendente como a contaminação descendente permanecerão simultaneamente antes que as taxas de spin-down sejam corretamente corrigidas para o efeito Shklovskii. Predizemos que 20 dos valores medidos para MSPs (linha pontilhada na Figura 4) superestimarão a idade em mais de um fator de 2, enquanto que cerca de 10 subestimarão a idade no mesmo nível. Os MSPs antigos e jovens são praticamente indistinguíveis antes que as taxas de spin-down sejam devidamente imparciais. 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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