53分钟轨道中的二进制脉冲星

　　快速调查正在寻找新的脉冲星（例如 ，参见参考文献12,13,35）
，于2017年开始，到目前为止 ，大约有800个新的脉冲星已经发现了36​​ 。M71E首先是由Fast GPP调查发现的，当时是二进制系统中的PSR J1953+1844G
，并被确定为M71的可能成员（参考文献12）
。后来，它是通过在2019年12月12日获得的档案快速球形群集数据的重新处理来独立检测的。通过相同的数据 ，其轨道周期最初被确定为53.3分钟 。我们建议它的形式名称是PSR J1953+1846（参考文献12）或M71E
，因为它是第五位鉴定并与M71中其他脉冲星同时观察的。自2021年9月以来，已经安排了后续观察
。 　　我们使用了MJD 59293至59781的观察结果 ，总共21个时期。在每个时期
，观察结果持续约2小时，覆盖了轨道周期的两倍以上 。所有观察结果均以快速的19梁L波段接收器进行 ，涵盖1,050–1,450 MHz的频率范围
。数据记录在PSRFITS搜索模式格式中37。观测值的频道数量为4,096（抽样时间为49.152μs）或2,048（以98.304μs的采样时间） 。可以在快速的球状脉冲星调查13或GPPS Survey12中找到观察结果的更多细节
。 　　使用PULSAR勘探和搜索工具包（PRESTO）38
，TEMPO（https://tempo.sourceforge.net/）和tempo239软件包，对数据和时间分析的后处理和时间分析进行了。Presto中的例程“ Prepfold ”用于折叠搜索模式数据并创建集成配置文件的档案 ，每个档案的集成时间为5分钟 。脉冲曲线的相位箱数为128
。然后使用Presto中的常规“ get_toas.py
”来获得这些脉冲轮廓的到达时间。对于每个观察结果
，通常获得32-64次到达以跟踪轨道的相 。在定时分析过程中，跳跃（即 ，从两个观测值中添加了两组到达时间之间添加的时间间隔）之间添加了每对观测值之间的添加，以便最初拟合轨道周期
，periastron段落和投影的半轴轴
。使用ELL1二进制模型，旨在适合轨道的偏心率很小。然后将尽可能多的这些跳跃删除以得出自旋频率 ，自旋频率衍生物和该脉冲星的坐标 。确定脉冲星（Dracula）40旋转计数的代码用于去除这些跳跃。将搜索数据再次折叠
，以获取到达时间
。迭代数据处理步骤，直到定时解决方案与上一个同意为止。扩展数据图1显示了表1中所示的最佳估计的时序解决方案后 ，最终达到的时序残差 。未观察到黯然失色的事件
。因此
，轨道相周围的时间残差是平坦的（请参见扩展数据的中间面板图1）。还折叠了两个小时的观察数据（超过两个轨道），以表明脉冲星信号的通量在轨道时期没有变化（请参见扩展数据的下图1） 。 　　扩展数据图2显示了脉冲星在2021年12月4日的极化脉冲曲线
。观察的整合时间为3,600 s ，观测频带为1,050-1,450 MHz。使用与脉冲星观测到的噪声二极管的周期性信号（温度为10 K）进行了极化校准 。在校准过程中采用了0.63的速度效率0.63
。处理数据（包括折叠
，drowispersing和校准过程），其中包括用于PULSAR数据分析的软件简洁程序单元（Lapuda; https：//github.com/lujig/lapuda）和表1中的阵地参数。通过搜索旋转度量（rm）的范围 ，并通过搜索范围为1,000,000,000,000,000,000,000,000,000至2-475±2 rad M -2 。M71E的总强度的峰值和平均通量估计分别为0.632±0.002 MJY和0.092±0.002 MJY
。 　　在SDSS和2个MASS图像上找不到光学或红外线对应物
，而Chandra数据显示了可能的X射线对应物。在具有观察ID 5434（https://cda.cfa.harvard.edu/chaser/chaser/mainentry）的Chandra数据中，可以在0.5英寸 - radius圆圈中找到八个光子从时间位置 。在表1中的世纪参数中 ，八个光子到达时间的相应脉冲旋转阶段为-0.184，-0.143 、0.478
、0.050
，-0.050，-0.096、0.123 、0.123、0.036
、0.036和-0.093。除了第三个光子外 ，其他七个光子以相位间隔从-0.184至0.123聚集
。尽管这种随机光子的分布的可能性仅约为3％
，但可以相信这些光子来自M71E。八个光子的能量为0.838、0.759 、1.045
、0.765、1.231 、1.327
、0.966和1.003 keV 。X射线通量可以计算为3±1×10-16 erg cm-2 s-1
。假设所有光子均来自M71E，并且其距离与M71（4 kpc）的距离相同 ，则该来源的X射线光度可以估计为6±2×1029 erg s-1
，即12±4 ncrab，与其他非液体中的液体均具有较大的一致性 ，这些均可能是Acccret puls arimisececret aceccret-cret-cret-cret-cret ins42-raim ariSAceD-ars 4 n crab s
，均为x22-旋转驱动，并且没有或非常弱的积聚流。脉冲星的X射线光度将使平衡状态诱导约3,000 K的供体温度 ，这大约是LMX或LMZ Model23中棕色矮人的温度 。因此
，即使供体是白色矮人，整个恒星也会被脉冲星加热至该平衡温度
。随着如此高的温度 ，白矮人的质量 - 拉迪乌斯之间的关系将很大程度上偏离零温度的情况，并且可能与棕色矮人的质量相似。最后
， 只能通过仅质量和半径的信息来区分捐助者可能有点困难 。光谱和成像可能会在将来有所帮助
。 　　为了缩小哪个进化通道M71E的起源，需要监测多播的观测值。鉴于理论特性（光度为3.25×10-3 L；有效温度 ，大约4,500 K）和M71E（4 kpc）的距离（4 kpc）
，据估计，伴随恒星的明显大小为mV = 25.1 mag 。这远低于来自SDSS的档案光学数据的限制（在所有五个频段43中约为22级）
。应该可以使用Hubble Space望远镜获得其光谱 ，其空间望远镜成像光谱仪的G430m/g750m光栅（甚至更强大的JWST）
，覆盖了3,050至10,100的波长范围，并具有约17,000的分辨能力。借助光谱 ，我们可以推断出其元素丰度
，这将有助于了解捐赠者的可能类型，这可能是来自进化的主要序列恒星 。先前对黑色寡妇的伴侣的检测是使用M71A44（在同一球状群集M71）和M5C45的哈勃太空望远镜进行的。由于也可以使用白矮人伴侣的进化惯例 ，因此伴侣的光学检测也可以得出结论
。如果也可以得出伴侣质量
，则将相应地获得脉冲星质量和轨道倾斜角。继续使用射电望远镜进行时间安排可以产生该二进制的轨道衍生物，视差和正确的运动 。另外 ，在如此紧凑的轨道中，脉冲星和伴侣之间的相互作用应活跃
。通过观察更宽的无线电频段
，并同时观察无线电和X射线，可以详细观察这一点。 　　理论模型9由图2中的蓝色曲线表示 。在扩展数据图3中 ，我们显示了具有初始中子星质量MP的二进制系统的演变
，INIT = 1.40 m，初始伴随的质量MC ，INIT = 0.40 m
，初始轨道周期PB，初始轨道周期PB ，INIT = 0.70天和蒸发效率f = 0.02
。伴侣恒星的初始金属性为z = 0.002。在进化的早期阶段
，磁制动主导了角动量损失，导致二元分离的减少 。在T = 9.35 Gyr时 ，伴侣恒星充满了Roche Lobe并开始传质
。当次级质量降低到0.30 m左右时
，我们发现供体恒星变得完全对流，并且磁制动停止运行 ，从而导致二进制系统的脱离。目前，我们假设中子恒星成为无线电脉冲星
，而脉冲星的发射开始蒸发伴侣之星 。从这一点开始，二元分离的演变主要受到引力波辐射的收缩和轨道缩小之间的竞争影响 ，并且由于被排出
，蒸发的材料而扩大轨道
。在第二阶段开始时，重力辐射主导角动量损失 ，在轨道周期（约60分钟）达到最小值。之后
，由于被排出，蒸发的材料而开始增加二元分离 。 　　图2中的红色曲线指示的二进制进化模型基于具有标准磁制动处方22的模型。在此示例中 ，初始的中子星和供体质量为1.40 m和1.00
。轨道周期为2.25天。供体恒星的初始金属性为z = 0.002 。在扩展数据图4中
，我们介绍了供体星在Hertzsprung -russell图中的演变，质量转移速率的演变是轨道周期的函数以及他丰富的表面演变
。在传质开始之前 ，轨道周期由于磁制动而降低。当轨道周期减少到约0.62天时
，位于主序列末端的供体恒星开始将材料转移到中子恒星上 。随着捐赠者恒星失去质量，其核心暴露 ，表面他丰富的表面增加
。当轨道周期约为53分钟时，供体质量约为0.07 m
，其丰度的表面约为0.76。随着富含H的包膜被完全剥离，二进制系统将演变成超紧凑的X射线二元 ，并且轨道周期增加 。