On radio emission of the Geminga pulsar and RBS 1223 at the frequency of 111 MHz
我搜寻了Geminga脉冲星和附近孤立的中子星1 RX J1308.6+2127（RBS 1223）在111 MHz频率下的脉冲射电辐射。没有从这些源检测到脉冲信号。Geminga脉冲星的平均通量密度上限为0.4 - 4 mJy，RBS 1223的平均通量密度上限为1.5 - 15 mJy，这取决于假设的脉冲星占空比（0.05 - 0.5）。
2007-08-30 astro-ph
An Optical Counterpart Candidate for the Isolated Neutron Star RBS1774
对7颗已确认的X射线昏暗孤立中子星（XDINS）的多波长研究为研究它们的表面热结构和磁结构以及在强引力场和磁场存在下的物质-辐射相互作用提供了一个独特的机会。作为正在进行的活动的一部分，旨在对光学波段的XDINS进行完整的识别和光谱表征，我们使用ESO超大望远镜（VLT）对XDINS RBS 1774（1 RXS J214303.7 +065419）进行了深度成像。最近升级的FORS 1仪器安装在VLT上，首次探测到了B波段的候选光学对应物。识别是基于与X射线源的非常好的位置重合（机会概率~ 2 E-3）。源具有B=27.4 +/- 0.2（1 sigma置信水平），并且光通量超过X射线黑体在光学波长处的外推因子~35（+/- 20，在3 sigma置信水平）。这与中子星表面的热辐射几乎不相容，除非源距离为d~200-300 pc，并且恒星是一个几乎对齐的旋转体或其自旋轴几乎与视线对齐。与此同时，如此大的光学过剩似乎很难与旋转驱动的磁层发射相协调，除非源具有非常大的光学发射效率。的影响和可能的相似之处与其他孤立的NS的光谱进行了讨论。
2008-04-28 astro-ph
A broad absorption feature in the X-ray spectrum of the isolated neutron star RBS1223 (1RXS J130848.6+212708)
2001年12月和2003年1月，XMM-牛顿号上的仪器获得了孤立的中子星RBS 1223的X射线光谱，显示出在能量低于500 eV时偏离普朗克能量分布。当一个广泛的，高斯形的吸收线与西格玛= 100 eV，并集中在300 eV的能量被添加到一个吸收黑体模型的光谱是很好的拟合。所得到的线的等效宽度为~ 150 eV。然而，EPIC探测器在这些低能量下的光谱分辨率以及RGS仪器的较低统计质量和受限能带不足以排除能量低至100 eV的更宽谱线或几条未分辨谱线。对吸收特征最可能的解释是质子在中子星磁场中产生的回旋吸收线。在这幅图中，对于具有正则质量和半径的中子星，100-300 eV的线能量产生2- 6 × 10^13 G的磁场强度。在10.31 s的周期，这意味着一个双峰脉冲轮廓，从不同的能带折叠光曲线，显示出不同的硬度比的两个峰。这证实了RBS 1223的真实自旋周期是最初认为的两倍长，并表明回旋吸收随脉冲相位的变化。我们还提出，在Cropper等人（2001）的RX J0720.4-3125的相位分辨光谱中看到的光电吸收的变化，当与吸收黑体模型正式拟合时，是由随脉冲相位变化的回旋吸收引起的。
2003-04-04 astro-ph
The pulsed X-ray light curves of the isolated neutron star RBS1223
本文对孤立的中子星RBS 1223进行了多历元的光谱和时间分析。2004年1月获得的新的XMM-牛顿数据证实了自旋周期是以前认为的两倍长，P_spin = 10.31 s。结合ROSAT，钱德拉，XMM-牛顿数据（6时代）给，相反，早期的发现，没有明确的迹象表明的自旋演化的中子星。X射线光变曲线呈双峰状，硬度比变化明显，表明表面温度不均匀，两个点相距约160 °。这两个峰的尖锐度表明这是一颗相对论性较弱的恒星，其辐射源处的中子星半径R_ns与史瓦西半径r_S之比R_ns/r_S > 3.5。假设普朗克能量分布作为局部辐射源，光变曲线被认为是在两个不同的能带与观察到的光变曲线的整体定性协议。所用的温度分布基于Geppert等人（2004）的地壳场模型，中心温度T_c = 10^8 K，外部偶极场B ~ 10^{13} G。这给出了55 eV的平均大气温度。一个简单得多的模型具有两个均匀的斑点，T_ \infty = 92 eV和84 eV，和一个冷的休息星，T_star，\infty < 45 eV，在X射线波长下不可见，被发现是类似的成功。新的温度测定和新的点（P）_{自旋}表明这颗恒星比以前认为的要古老，T \simeq 10^（5. 6)与模型有关的距离RBS 1223估计在76 pc和380 pc之间（对于R_ns = 12 km）。
2005-05-26 astro-ph
Proper motions of ROSAT discovered isolated neutron stars measured with Chandra: First X-ray measurement of the large proper motion of RX J1308.6+2127/RBS 1223
钱德拉天文台前所未有的空间分辨率为在X射线波长下以相对较高的精度探测自行提供了可能性。我们对ROSAT发现的“壮丽七星”中的三颗--热辐射射电宁静孤立中子星进行了天体测量研究。这三个INS（RX J0420.0-5022、RX J0806.4-4123和RX J1308.6+2127/RBS 1223）要么缺少光学对应物，要么光学对应物太暗，无法用于天体测量目的。我们间隔3 ~ 5年获得ACIS观测数据，以河外或遥远的银河系X射线源作为参考，约束或测量源在X射线天空中的位移。Motch等人（2007）已经分别给出了RX J0420.0-5022和RX J0806.4-4123自行的上限138 mas/年和76 mas/年。在这里，我们报告了我们项目的第三个INS RX J1308.6+2127/RBS 1223的自行的非常重要的测量（~ 10 sigma）。比较2002年和2007年获得的观测结果显示，位移为1.1角秒，意味着每年自行223质量，是ROSAT发现的INS测量的第二快。这个源正以一定的速度迅速远离银道面，从而排除了任何来自星际介质的物质的显著吸积。它的横向速度约为740（d/700 pc）km/s，可能是“壮丽七星”中最大的，也是中子星记录中最快的。RX J1308.6+2127/RBS 1223是一颗年轻的高速冷却中子星。该源可能起源于盾牌座OB 2联合体最近的部分…
2007-12-03 astro-ph
Multiwavelength Phenomenology of Isolated Neutron Stars
在回顾了迄今为止探测到的孤立中子星的多频行为之后，我们分析了每个物体的恒星旋转能量损失转化为光学、X射线和伽马射线的效率。虽然在不同的波长检测到的恒星的数量是相当有限的，从我们的分析中出现的模式指向的周期导数作为主要参数来描述的多频发射的INS。一个对象，特别是PSR 1509-58，脱颖而出的原型Pdot依赖其在不同波长的光度。
1995-02-07 astro-ph
Multiwavelength observations of isolated neutron stars as a tool to probe the properties of their surfaces
我们表明，基于中子星大气模型的孤立中子星的多波长观测分析不仅可以用来评估中子星的有效温度，而且还可以确定其表面的化学成分。为了演示如何将这种新方法应用于特定的天体，我们选择了古老的孤立的中子星候选者RXJ 1856.5 -3754，其软X射线辐射最近已被Walter等人（1996）研究。我们用不同化学成分的中子星大气模型拟合了该天体的软X射线谱，并利用这些拟合计算了宽波长范围内的源谱。特别是，我们表明，从这个对象预期的光/紫外线通量极大地依赖于其表面的组成。特别是，被氢覆盖的中子星会比表面为铁的中子星亮5-6个星等。该物体也应该可以用$EUVE$观测到;预计铁表面的EUV通量几乎是氢表面的两倍。因此，对该天体的多波长观测将使人们能够第一次检查中子星表面的化学成分。所提出的方法可以应用于附近其他孤立的中子星。
1996-09-16 astro-ph
The XMM-Newton view of radio-quiet and X-ray dim isolated neutron stars
作为保证时间的一部分，客人观察员和校准计划，XMM-牛顿广泛观察了一组六个热发射，孤立的中子星，既不与超新星遗迹连接，也不显示脉冲无线电发射。六个源中的四个现在被确定为X射线源：RX J0806.4-4123的11.37 s周期在第二次XMM-牛顿观测中得到证实。在六颗星中X射线最暗的RX J0420.0-5022中，在ROSAT数据中略微显示的周期在EPIC数据中没有看到，而是清楚地检测到3.45秒的脉冲周期。光谱变化与脉冲相位被发现为已知的8.39秒脉冲星RX J0720.4-3125和RBS 1223。对于后者，EPIC数据揭示了一个中子星自旋周期为10.31 s的双峰脉冲轮廓。所有六个物体的X射线连续谱与普朗克能量分布一致，黑体温度kT在40 eV和100 eV之间。电子轰击谱仪RBS 1223和RX J0720.4-3125的EPIC数据分别在100-300 eV和~260 eV的能量范围内显示出较宽的吸收特征。该特征的深度随脉冲相位而变化，并且可能由质子或重离子在强磁场中的回旋共振散射引起。在这样的图像中，推断的场强超过10^13高斯，在RX J0720.4-3125的情况下，与从其脉冲周期导数估计的值一致。最近报告了RX J1605.3+3249的RGS和EPIC光谱中的类似吸收特征。
2004-01-07 astro-ph
The ROSAT Bright Survey: II. Catalogue of all high-galactic latitude RASS sources with PSPC countrate CR > 0.2 s-1
本文总结了ROSAT全天巡天（Voges et al. 1999）在高银河纬度（|b| > 30 degr）探测到的2000多个X射线源的识别程序，计数率大于0.2 s-1。该计划被称为ROSAT明亮调查RBS，完成率超过99.5%。在0.5和2.0 keV之间的硬谱带中，931个源的计数率高于0.2 s-1的子样本被100%识别。在0.5 - 2.0 keV波段，总测量面积为20391平方度，通量极限为2.4 \times 10^{-12} erg/cmsq/s。通过将RBS与SIMBAD和NED相关联，可以识别完整样本的约1500个来源。其余500个来源是利用拉西拉、卡拉尔阿尔托、泽伦楚克斯卡亚和莫纳克亚的望远镜通过低分辨率光谱学和CCD成像确定的。除了完全未被触及的来源，没有公布红移的星系团和星系以及具有不寻常的高X射线光度的星系也被列入光谱识别计划。观测的详细情况以及观测结果图表和光谱的在线介绍将另行公布。在这里，我们总结了我们的识别在一个表中，其中包含每个源的光学和X射线信息。因此，我们提出了最大规模的完整样本的X射线选择活动星系核，共有669名成员和一个人口稠密的X射线选择样本的302个星系团的红移高达0.70。我们所研究的三个场（RBS 0378，RBS 1223，RBS 1556）没有光学对应物。第一个可能是X射线瞬变，后两个是孤立的中子星候选者（Motch et …
2000-03-03 astro-ph
A multiwavelength strategy for identifying celestial gamma-ray sources
EGRET发现的绝大多数高能伽马射线源仍然是未知的。在银河系高纬度地区，几乎所有已确认的伽马射线源都是由耀变体产生的，而在银道面附近，只有孤立的中子星才是唯一被确认的高能伽马射线源。尽管所有的努力致力于识别问题，唯一的成功故事，到目前为止，似乎是对Geminga的追逐，在那里X射线引领了最终的光学识别。类似的搜索现在开始产生令人鼓舞的结果，尽管还没有一个达到认证身份。
2001-07-19 astro-ph
A Probable Optical Counterpart for the Isolated Neutron Star RX J1308.6+2127
利用HST/STIS的极深观测，我们寻找了一颗射电宁静的孤立中子星RX J1308.6+2127（RBS 1223）的光学对应物。我们已经确定了一个单一的对象在90%的钱德拉误差圆，我们认为是光学对应。该物体具有$m_{50CCD}=28.56\pm0.13$ mag，其近似转换为5150 A时的未吸收通量$F_λ=(1.7 \pm 0.3)e-20$尔格/s/cm ^2/A或X射线与光通量之比$log(f_X/f_opt)=4.9$。这个通量是一个$\approx 5$的因子，高于黑体拟合X射线光谱的外推，与其他孤立中子星的光谱一致。如果没有颜色信息，我们不能得出结论，这个源确实是RX J1308.6+2127的对应物。如果不是，那么对应物必须具有$m_{50CCD} > 29.6$ mag，对应于与黑体拟合到X射线光谱的外推几乎不一致的通量。
2002-09-25 astro-ph
Multiwavelength Study Of Two Unidentified Gamma-ray Sources
大多数低纬度伽马射线源的对应物是孤立中子星（INS）。它们的特点是X射线/光通量比值极高，因此，系统地对未识别的低纬度伽马射线源进行X射线/光学覆盖是揭示可能的INS对应物的最佳方式。由于低纬度源在X射线和光学波段都受到星际吸收的严重影响，我们决定将上述策略应用于两个中纬度EGRET源，它们可能属于本地星系群：3EG J 0616 -3310和3EG J1249-8330。在这里，我们报告的全球X射线表征的约300个对象，他们的候选人的光学同行和初步结果，他们的身份。
2004-08-26 astro-ph
The Magnificent Seven: Magnetic fields and surface temperature distributions
目前已知有7颗在ROSAT数据中发现的、具有热X射线谱特征的射电宁静孤立中子星。它们表现出非常相似的特性，尽管进行了密集的搜索，但自2001年以来，它们的数量一直保持不变，这导致了它们的名字“壮丽的七”。其中五颗恒星的X射线通量呈现出周期在3.4秒到11.4秒之间的脉动。XMM-牛顿观测揭示了X射线光谱中的宽吸收线，这些吸收线被解释为质子或重离子的回旋共振吸收线，和/或原子跃迁被10 ^13 G量级的强磁场转移到X射线能量。新的XMM-Newton观测表明，具有多条吸收线的X射线光谱更加复杂。脉冲相位光谱的最好的研究，RX J0720.4-3125和RBS 1223揭示了衍生的发射温度和吸收线深度与脉冲相位的变化。此外，RX J0720.4-3125显示了长期的光谱变化，这被解释为由于中子星的自由进动。RX J0720.4-3125和RBS 1223的脉冲轮廓的建模提供了关于中子星的表面温度分布的信息，表明热极帽具有不同的温度、不同的大小并且可能不位于对跖位置。
2006-09-04 astro-ph
The isolated neutron star X-ray pulsars RX J0420.0-5022 and RX J0806.4-4123: new X-ray and optical observations
我们报告的分析新的X射线数据获得的XMM牛顿和钱德拉从两个ROSAT发现的X射线昏暗孤立中子星。2003年4月，在首次观察后2.5年，使用XMM-Newton观察了RX J0806.4-4123。EPIC-pn数据证实该天体是一颗周期为11.371 s的中子星X射线脉冲星。X射线光谱与吸收黑体发射一致，温度kT = 96 eV，NH = 4 × 10^19 cm^-2，两次观测之间没有显著变化。在2002年12月至2003年7月期间，RX J0420.0-5022的四次XMM-牛顿观测没有证实ROSAT数据中最初指出的22.7秒脉动，但清楚地揭示了3.453秒的周期。使用吸收黑体模型对X射线光谱进行拟合，得到kT = 45 eV，这是从一小群XDIN中发现的最低值，NH = 1.0 × 10^20 cm^-2。包含宽吸收线可显著提高两个物体的光谱拟合质量，并可能表明存在与RBS 1223、RX J1605.3+3249和RX J0720.4-3125报告的吸收特征相似的吸收特征。对于这两个目标，我们从钱德拉数据中获得准确的X射线位置，并从VLT成像中获得B = 26.6+/-0.3 mag的RX J0420.0-5022的光学对应候选物。
2004-05-25 astro-ph
Study of the Interstellar Medium and Star Formation of a complete sample of 760 isolated galaxies
天文学的一个关键问题涉及环境在星系形成和演化中的作用。为了回答这个问题，有必要表征一个受环境影响最小的参考样品，以便其演变完全由自然决定。这个项目的目的是提供这样的参考，量化的ISM属性的一个定义明确的和统计上显着的760个孤立星系的样本。根据光学、H α和红外光度、射电连续谱发射、分子和原子气体含量，结合POSS-Ⅱ数字化图像，我们将统计研究星际介质（ISM）的性质与隔离度的关系，以及它与恒星形成、形态和光度以及核活动频率的关系。该样本与以前的研究不同，有三个基本特征：a）严格的隔离定义，b）统计学显著性，c）关于ISM的完整多波长信息。它将用于评估相互作用星系的性质，这将是特别感兴趣的分析大量的数据，将在未来十年内产生的高z星系，与新的仪器来。一旦分析完成，数据将通过一个简单有效的WEB界面通过一个免费的互联网访问数据库公开。
2002-10-07 astro-ph
Gas and Dust Associated with the Strange, Isolated, Star BP Piscium
我们进行了一次多波长观测活动，展示了红外明亮变星BP Psc的一些显着特性。被一个致密的尘埃气体盘所包围，这颗很少被研究的晚G（或早K）型恒星在红外波长下发射了大约75%的探测到的能量通量。与狭窄的双极喷流和赫比格-哈罗天体一起吸积气体的证据显然与BP Psc作为前主序星的分类相一致，正如大多数以前的研究所假设的那样。如果它年轻，那么BP Psc将是已知最接近和最古老的经典金牛座T星之一。然而，这样的演化分类遇到了各种问题，如果BP Psc是一个光度III类主序后恒星，那么这些问题就不存在或不那么严重。在这种情况下，它将是第一个已知的第一个上升巨星被大质量分子盘包围的例子，伴随着快速的气体吸积和突出的喷流和HH物体。在这个模型中，大质量尘埃气体盘的成因可能是一个低质量伴星的结果。盘中的属性可能有助于目前行星的形成，在BP Psc本身形成后的十亿年或更长时间。
2008-02-14 astro-ph
The AMIGA project. I. Optical characterization of the CIG catalog
AMIGA项目（孤立星系的星际介质分析）正在编制一个孤立星系多波长数据库，其中包括光学（B和H α）、红外（FIR和NIR）和无线电（连续谱加上HI和CO线）特性。它涉及到对开创性的孤立星系目录的改进。本文是第一个系列，并开始与全球性的近红移完整的CIG的光学光度函数（OLF），我们与其他最近的估计OLF的各种环境的重点分析。n= 956个星系的CIG红移分布再次加强了早先在较小样本中看到的双峰结构的证据。红移在1500和6000 km/s附近的峰值分别对应于本地超星系团和更遥远的大尺度组成星系（特别是英仙座-双鱼座）。红移分布中的两个峰叠加在50%或更多的样品上，样品以更均匀的方式分布。CIG可能代表了有史以来编译的最同质的本地字段示例。我们推导的CIG OLF与其他研究的OLF低密度环境是一致的。通过Schechter参数形式化的比较表明：1）M* 随着天空中星系表面密度的增加而增加，2）α表现出较弱的趋势。CIG代表了孤立星系研究的最大和最完整的基础，并且可能是我们所能获得的最接近的实地样本。（表1、2和3的电子版见http：//www.iaa.es/AMIGA.html）。
2005-04-08 astro-ph
UV emission from young and middle-aged pulsars: Connecting X-rays with the optical
本文介绍了最近用空间望远镜成像摄谱仪观测到的三颗邻近双星（船帆座、B0656 + 14和Geminga）的紫外光谱和时间。我们还回顾了这些化合物的光学和X射线性质，并建立了它们与紫外性质的联系。我们发现，中子星（NS）的多波长特性的变化显着的样品中的中年中子星。甚至更大的差异被发现之间的热成分的Ge-明加和B0656 + 14相比，无线电安静的孤立NS。这些差异可以归因于NS表面层的不同性质。
2006-09-25 astro-ph
A phase-dependent absorption line in the spectrum of the X-ray pulsar RX J0720.4-3125
孤立的中子星RX J 0720.4 -3125的XMM-牛顿光谱显示偏离普朗克能量分布，低于400 eV，类似于Haberl等人最近报道的另一个长周期X射线脉冲星RBS 1223的光谱。对于高斯形吸收线，我们从RX J0720.4-3125的相位平均光谱导出271 eV的能量和-40 eV的等效宽度。我们调查的光谱变化中看到的硬度比作为脉冲相位的函数，并发现它们是最好的描述的吸收线的深度的变化。线等效宽度在脉冲的强度最大值附近的-31eV和脉冲的下降部分处的-58eV之间变化。线能量随脉冲相位的微小变化（<20 eV）仍可能由统计涨落引起。另一方面，黑体温度显著变化2.5 eV（统计90%误差通常为0.7 eV），在脉冲最大值处达到最高值。对吸收线的一种可能的解释是质子在B约为5 × 10 ^13 G的磁场中的回旋共振散射。这个磁场强度与从最近的脉冲星自旋下降测量中推断的估计是一致的。
2004-03-26 astro-ph
Evidence for Synchrotron Bubbles from GRS 1915+105
我们目前的银河系微类星体GRS 1915+105在1.28 GHz的8天，从2001年6月18日至7月1日的GMRT观测。我们已经看到了几次不同量级（20 - 50 mJy）和持续时间（6 - 35分钟）的孤立射电耀斑，我们将它们建模为从吸积盘喷出的绝热膨胀同步加速器发射云（同步加速器泡）。通过应用这个模型，我们提供了一个新的方法来估计电子幂律指数p，从而频谱指数，从单频无线电观测。这种方法不需要校正的光学深度时间延迟的影响，这可能是重要的情况下，光学厚的无线电发射。利用我们估计的p值和文献中的同步多波长数据，我们计算了同步加速器等离子体的喷射时间和在不同观测频率下的时间延迟。我们的估计是在良好的协议与观察到的时间延迟。
2002-04-18 astro-ph
Chandra Observation of the Edge-on Galaxy NGC 3556 (M 108): Violent Galactic Disk-halo Interaction Revealed
我们提出了一个60 ksChandra ACIS-S观察孤立的边缘上的螺旋NGC 3556，连同各种离散的X射线源和扩散X射线特征的多波长分析。在该星系I_B = 25等角秒等照度椭圆内探测到的33个离散X射线源中，我们确定了一个星系核的候选者，一个可能是吸积中质量黑洞的超亮X射线源，一个可能有射电对应物的X射线双星，以及两个射电明亮的巨HII区。我们探测到大量的面外弥散X射线辐射，它在盘中径向延伸约10 kpc，距离银道面>~ 4 kpc。弥漫的X射线辐射显示出重要的子结构，可能代表了各种爆裂的超级气泡或在大质量恒星形成区域加热的热气烟囱。这种发射X射线的气体的温度范围为2-7 × 10^6 K，总冷却速率为2 × 10^40 erg/s。能量可以很容易地由星系中的超新星爆炸波提供。这些结果表明NGC 3556是一个正在经历强烈盘晕相互作用的星系。然而，NGC 3556的光晕比NGC 4631的要小得多，尽管这两个星系之间有许多相似之处。这可能是因为NGC 3556是孤立的，而NGC 4631正在相互作用。因此，NGC 3556为研究盘晕相互作用提供了一个更原始的环境。
2003-08-08 astro-ph
Search for the Identification of 3EG J1835+5918: Evidence for a New Type of High-Energy Gamma-ray Source
EGRET源3EG J1835+5918是迄今为止在银河系高纬度（l，b= 89，25）尚未识别的高能伽马射线源中最明亮和最精确的定位。我们提出了一个多波长的研究，它周围的区域，包括X射线，无线电和光学成像调查，以及在这方面的大多数活跃的对象的光学光谱分类。在EGRET误差椭圆内或附近的X射线源是射电宁静类星体、星系团和日冕发射星。误差椭圆内的射电源在1.4 GHz处都小于4 mJy。此外，附近没有平谱射电源。由于没有发现类似耀变体或脉冲星的候选者，3EG J1835+5918必须缺乏这些已知类别的伽马射线发射体的一个或多个物理基本属性。如果它是一个活动星系核，那么它的射电辐射至少比已确认的EGRET耀变体少100倍。如果它是一颗孤立的中子星，它就缺乏来自冷却表面的稳定的热X射线和所有EGRET双星所特有的磁层非热X射线辐射。如果是脉冲星，3EG J1835+5918一定比Geminga更老或更远，而且可能是一个更有效或更有光束的伽马射线引擎。
2000-05-11 astro-ph
