X射线脉冲双星的辐射柱和光变曲线

X射线脉冲星的谱形成：吸积激波中的体康普顿化

Spectral Formation in X-Ray Pulsars: Bulk Comptonization in the Accretion Shock

吸积动力X射线源是银河系中最明亮的X射线源之一。然而，尽管自发现以来进行了数十年的理论和观测工作，但还没有出现令人满意的X射线光谱形成模型。特别是，以前可用的理论是无法重现的幂律变化在高能量下观察到的许多来源。在本文中，我们提出了第一个自洽计算的频谱出现的脉冲星吸积柱，其中包括一个明确的治疗中发生的冲击波的。使用严格的本征函数展开方法的基础上的精确动力学解的速度分布在列中，我们得到一个封闭形式的格林函数描述的辐射上散射注入到列从单色源位于顶部的热丘，附近的流动的基础。将格林函数与普朗克分布进行卷积，以计算热丘发射的黑体光子再处理产生的辐射光谱。我们证明，在冲击波中的光子的碰撞自然产生的X射线光谱与幂律形状在高能量和黑体形状在低能量，在协议与许多观测的吸积X射线天体。

2005-05-06astro-ph

快速辐射激波中的金属吸收柱密度

Metal-Absorption Column Densities in Fast Radiative Shocks

在本文中，我们提出了计算的综合金属离子柱密度产生的后冲击冷却层背后的快速，辐射冲击波。为此，我们已经构建了一个新的冲击代码，计算非平衡电离和冷却;遵循的辐射转移的冲击自辐射通过后冲击冷却层;考虑到由此产生的光电离和加热速率;遵循的动力学的冷却气体;和自洽计算的前体气体的初始光电离状态。我们讨论了激波结构和辐射，并研究了激波速度，磁场和气体金属丰度的依赖关系。我们提出了一套完整的综合后冲击和前体金属离子柱密度的所有电离阶段的元素H，He，C，N，O，Ne，Mg，Si，S和Fe，冲击速度为600和~2000 km/s，对应于初始后冲击温度为5e 6和5e 7 K，冷却到1000 K。我们考虑的冲击，其中的磁场是可以忽略的（B=0），使冷却发生在近似恒定的压力（“等压”），和冲击中的磁压力占主导地位的无处不在，使冷却发生在恒定的密度（等容）。我们目前的结果，气体金属丰度Z范围从1 e-3到太阳的重元素丰度的两倍，我们研究了快速辐射冲击的观测特征如何依赖于Z。我们以方便的在线图和表的形式呈现我们的数值结果，可在http://wise-obs.tau.ac.il/~orlyg/shocks/上获得

2008-11-11astro-ph

康普顿化与吸积功率X射线脉冲星的光谱

Comptonization and the Spectra of Accretion-Powered X-Ray Pulsars

吸积动力X射线源是银河系中最明亮的X射线源之一。然而，尽管自发现以来进行了数十年的理论和观测工作，但还没有出现令人满意的X射线光谱形成模型。在本文中，我们报告了一个自洽计算的频谱出现从脉冲星吸积柱，其中包括一个明确的治疗的散装和热康普顿化发生在辐射为主的冲击，形成在吸积流。使用严格的本征函数展开方法，我们得到了封闭形式的格林函数描述的单色辐射注入到列的上散射的表达式。格林函数与韧致辐射、回旋加速器和黑体源项卷积，计算出射光子谱。我们表明，在冲击波中的光子的闪烁自然产生一个X射线光谱与一个相对平坦的连续和高能量的指数截止。最后，我们证明了我们的模型与明亮的脉冲星Her X-1和低光度脉冲星X Per的光谱有很好的一致性。

2007-04-17astro-ph

gamma-ray响亮双星LSI +61 303的致密化脉冲星风星云模型

Compactified pulsar wind nebula model of gamma-ray loud binary LSI +61 303

我们表明，无线电TeV的二进制系统LSI +61 303的属性可以解释的紧凑的对象（一个年轻的脉冲星）的相互作用的不均匀性的风从伴星。我们开发了一个模型方案的“紧凑化”脉冲星风星云形成的结果，这种相互作用。为了测试关于系统几何形状的模型假设，我们重新分析了现有的X射线观测结果，以更详细地研究氢柱密度在长（轨道）和短（几千秒）时间尺度上的变化。

2007-01-05astro-ph

船帆座脉冲星伽玛光变曲线的峰分离模型

Model of peak separation in the gamma lightcurve of the Vela pulsar

在伽玛射线脉冲轮廓的两个峰值之间的分离$\del$计算作为一个函数的能量与曲率辐射诱导级联的几个极帽模型。Monte Carlo结果的解释与分析近似的帮助下，并讨论了最近的数据分析Vela脉冲星（Kanbach 1999）。我们发现，作为光子能量$ε$的函数的$\del$的行为主要取决于局部值的磁场，$B_{\rm local}$，在该地区的电磁级联发展。对于较低值的$B_{\rm local}$（$< 10^{12}$ G），$\del(ε)$保持恒定。然而，对于较强的磁场（$\ga 10^{12}$ G）中的空心柱模型$\del$减少与增加光子能量的速率依赖于最大能量的束粒子，以及上观看的几何形状。存在一个临界光子能量$\et$，在该能量之上，$\del(ε)$的关系急剧变化：对于$ε> \et$，在空心柱模型中，分离$\del$随着$ε$的增加而迅速增加（而在填充柱模型中，分离$\del$随着$ε$的增加而迅速减少），其速率为每十倍光子能量总相位的$\sim 0.28$。临界能$\et$的存在是单光子磁吸收效应的直接结果。通常，$\et$位于光谱的高能截止附近，因此$\et$处的光子统计应该非常低。这将使得在真正的伽马射线源中验证$\et$的存在变得困难。船帆座脉冲星的光谱特性将有利于那些在发射区（$B_{\rm local} \simless 10^{11}$ G）使用低磁…

2000-09-21astro-ph

极低质量二进制毫秒脉冲星的GBT观测：寻找脉冲星

GBT Observations of Very Low Mass Binary Millisecond Pulsars: A Search for Eclipses

我们搜寻了两颗毫秒双星PSR J1807-2459和PSR B1908+00的食。这些双星是质量非常低的双星系统，轨道参数与食双星相似。在低至575 MHz的频率下用GBT进行了观测。在这两个系统中都没有发现日食。对J2051-0827的观测发现，日食比以前观测到的要弱得多，在整个日食区域都能探测到脉冲星，频率为575 MHz，电子柱密度比以前测量的小一个数量级。

2004-11-08astro-ph

脉冲星的高能辐射：极冠情景

High-Energy Emission from Pulsars: The Polar Cap Scenario

自发现以来的35年里，对彗星的研究突出了一些对它们的理解至关重要的问题。到目前为止，尽管由于帕克斯多波束调查和无线电人口数据库在不久的将来类似增长的前景，观察到的人口迅速增加，但对它们的无线电无线电发射的物理机制还没有达成共识。发射X射线到伽马射线波长的一小部分脉冲星对改进脉冲星范式至关重要，因为这个能带（i）是观测到绝大多数辐射光度的地方，（ii）与形成环脉冲星环境中能量沉积主导模式的成对风密切相关。关于类星体的高能天体物理学，最关键的争论点是加速区域在其磁层中的位置：是外隙模型还是极冠场景（或两者）是最合适的图片。辐射信号为这个目前的谜团提供了线索。本文综述了极冠情景的显著特征;这些特征构成了判别性观察诊断的基础，这些诊断应该在三年后的GLAST时代推动北极研究。

2003-08-18astro-ph

利用四颗高质量X射线脉冲双星的轨道相位谱研究伴星的星风

Orbital Phase Spectroscopy of four High Mass X-ray Binary Pulsars to Study the Stellar Wind of the Companion

我们的工作主要集中在四颗高质量X射线脉冲双星（HMXBPs）4U 1538-52、GX 301-2、OAO 1657-415和Vela X-1的轨道相位相关光谱。我们在此报告用Rossi X射线定时探测器和BeppoSAX卫星观测到的上述椭圆轨道上的HMXBPs在双星轨道上的吸收柱密度和磁力线通量以及其他光谱参数变化的测量结果。一个球对称的风廓线被用来作为一个模型，比较所观察到的柱密度变化。在这四颗恒星中，只有4U 1538-52的恒星风模型与观测结果有合理的印证，而在其余三颗恒星中，恒星风似乎是clusified的，光滑对称的恒星风模型似乎不足以解释这些数据。此外，在GX 301-2中，既没有确认盘的存在，也没有确认来自伴星的气流。此外，在OAO 1657-415和船帆座X-1的情况下获得的光谱结果或多或少与GX 301-2相似。

2008-12-24astro-ph

在小麦哲伦星云中发现一颗9秒X射线脉冲星AX J0049-732

Discovery of a 9-s X-Ray Pulsar, AX J0049-732, in the Small Magellanic Cloud

本文报道了ASCA在小麦哲伦星云（SMC）中发现的一颗新的X射线脉冲星AX J 0049 -732。脉冲形状为正弦，重心周期为9.1320 +/- 0.0004 s。X射线光谱符合吸收幂律模型，光子指数约为0.6，柱密度约为1.3 e22 cm^-2。在0.7-10.0 keV能量范围内，未被吸收的通量估计为~ 8 e-13 erg cm^-2 s^-1，对应于SMC距离为62 kpc时的X射线光度~ 4 e 35 erg s^-1。

2000-12-15astro-ph

强磁场脉冲星GX 1+4的X射线束

X-ray Beaming in the High Magnetic Field Pulsar GX 1+4

来自X射线谱仪的脉冲轮廓通常表现出强烈的能量依赖性以及随时间的周期性和非周期性变化。在各种源中甚至从单个源中观察到的分布的巨大变化使得难以分离影响X射线发射的相位依赖性的众多因素。这些因素包括系统的几何形状，特别是光子的能量和角度依赖的发射约中子星极点。康普顿化在确定X射线谱仪的束流图和脉冲轮廓中可能起重要作用。本文用蒙特卡罗模拟研究了简单吸积柱几何中康普顿化引起的聚束现象。我们将该模型应用于强磁场脉冲星GX 1+4的极端变化的脉冲轮廓。

1999-10-29astro-ph

自洽辐射转移阻尼Ly $α$体系电离结构和动力学的自适应网格精细化模拟

Adaptive Mesh Refinement Simulations of the Ionization Structure and Kinematics of Damped Ly$α$ Systems with Self-consistent Radiative Transfer

我们使用高分辨率的欧拉流体动力学模拟来研究在红移z=3的阻尼Ly-alpha系统的低电离物种的运动学性质。我们的自适应网格细化模拟包括最关键的成分相关的建模中性气体在高柱密度吸收：流体力学，引力坍缩，连续辐射转移和气体化学，但没有恒星形成。我们在两个Si II线（1526和1808 A）的高分辨率凯克光谱与不饱和低离子跃迁模型，并比较模拟线轮廓的数据从SDSS DLA调查。我们发现，随着网格分辨率的增加，模型显示出收敛的趋势，对所观察到的HI列密度分布。虽然在我们的最高分辨率模型中，我们恢复了每单位吸收距离的DLA累积数量，但我们的模型都没有预测DLA速度宽度像数据所示的那样高，这表明来自恒星形成的反馈可能很重要。在z=3时，柱密度低于10^21 cm^-2的一部分不可忽略的DLA是由潮汐尾引起的，潮汐尾是在更大质量的晕环境中由星系-星系相互作用引起的。N_HI < 10^21.4 cm^-2的较低柱密度吸收体对紫外背景的变化很敏感，导致相对于基准值，类星体背景的两倍的DLA累积数量减少了10%。我们发现，大部分矮星系在再电离后不能保留气体的质量截止值为7*10^7 msun，低于先前的估计。最后，我们表明，在文献中常用的自屏蔽模型产生显着较低的DLA速度宽度比完整的辐射转移运行。

2006-03-15astro-ph

反常X射线脉冲星模型的星际吸收效应

Consequences of Interstellar Absorption for Models of Anomalous X-ray Pulsars

我们研究了强磁化中子星（NS）的热辐射特性。特别是，我们表明，能量积分通量的脉动幅度是一个增加的函数的吸收柱密度的源。这对于将反常$X$射线脉冲星（AXP）解释为具有高磁场的冷却中子星尤为重要。我们表明，在这些对象中观察到的高脉动振幅与冷却模型是一致的，如果考虑到这些源的大量吸收。我们还表明，冷却模型意味着推断半径的发射区域的顺序上的$\sim 5-6$倍小于实际NS半径，再次与观察。

2000-06-20astro-ph

PSR 0656+14的脉冲星-大气模型

A pulsar-atmosphere model for PSR 0656+14

本文提出了一个脉冲星-大气模型，描述了冷却磁化中子星的调制热X射线辐射。该模型综合了详细的恒星大气计算的光谱特性与预期的孤立的，老化的射电望远镜，和光子轨迹的广义相对论效应的非均匀表面特性。我们用PA模型分析了中年射电脉冲星PSR 0656+14的Chandra观测资料，发现它在极区有效温度T_p和柱密度N_H ~ 10^{20} cm^{-2}的宽范围内，都能很好地代表相位平均X射线谱。光谱拟合有利于亚太阳中子星质量M < 1.0 M_{\sun}，大半径R=15-16 km，源距离d ~ 190 pc，同时保持与理论中子星状态方程的一致性。调制光谱将脉冲星自旋轴相对于视线的角位移限制为30 +/- 2 \arcdeg。

2003-06-11astro-ph

柱内后处理对吸积动力中子星光变曲线的影响

The Influence of Reprocessing in the Column on the Light Curves of Accretion Powered Neutron Stars

X射线双星中强磁化中子星上的物质流通过吸积漏斗进行，这些漏斗大致遵循磁场的几何形状。X射线起源于中子星的近表面，当中子星旋转时，吸积流可能会穿过视线。我们考虑了这种吸积流食对吸积动力双星X射线光变曲线的影响，并给出了一组由BATSE测量的A0535+262的X射线光变曲线，这是一种很可能发生这种现象的天体。

1998-01-16astro-ph

反常X射线脉冲星中的毛刺

Glitches in Anomalous X-ray Pulsars

本文报道了对反常X射线脉冲星（AXP）RXS J170849.0-400910和1 E 1841-045分别进行的8.7年和7.6年的RXTE观测。这些观测是更大的RXTE AXP监测计划的一部分，使我们能够研究这些物体的长期定时，脉冲通量和脉冲轮廓演变。我们报告了四个新的故障，一个来自RXS J170849.0-400910，三个来自1 E 1841-045。现在几乎所有已知的持久性AXP都出现了故障，这种行为显然是这个源类的通用行为。我们表明，在分数频率变化方面，AXP是最活跃的毛刺中子星。然而，就绝对毛刺幅度而言，AXP毛刺并不显著。我们发现，迄今为止观察到的最大的AXP毛刺的恢复是不寻常的无线电脉冲星毛刺之间，与恢复时间尺度和分数的组合产生的变化，自旋下降率的毛刺类似，或大于，长期平均值。我们还观察到1 E 1841-045在其最大故障之后的自旋下降速率的幅度有很大的长期分数增加。这些观测结果在标准毛刺模型中解释是具有挑战性的，因为在AXP的高测量温度下经常发生大的毛刺。我们推测，恒星核心可能与最大的AXP故障有关。此外，我们表明，AXP故障似乎分为两类：辐射大声和辐射安静。J170849.0-400910和1 E 1841-045是后者的例子，几乎没有证据表明伴随着辐射事件。然而，我们还表明，脉冲轮廓和脉冲通量的变化是常见的，在这些AXP，但不apprear密切相关的任何…

2007-10-11astro-ph

吸积X射线脉冲双星的宽带光谱特性

Broad-band Spectral Properties of Accreting X-ray Binary Pulsars

吸积X射线双星的宽带谱可以用一个唯象模型来拟合，该模型由一个具有10 keV以上高能翻转的幂律方程和一个具有几百eV温度的黑体分量组成。虽然，至少在定性上，硬尾可以用（逆）康普顿散射来解释，但软成分的起源无法找到唯一的解释。最近，通过考虑吸积柱中的体康普顿化效应，实现了一个能够解释发光X射线谱的整体宽带谱的定性图像。在回顾这些最新的理论发展，我将提出一个案例研究如何不同的建模的连续影响广泛的功能，特别是在船帆座X-1的回旋共振功能。

2005-10-10astro-ph

具有RXTE-PCA和BeppoSAX的HMXB脉冲星4U 1538-52的轨道演化和轨道相位分辨光谱

Orbital Evolution and orbital phase resolved spectroscopy of the HMXB pulsar 4U 1538-52 with RXTE-PCA and BeppoSAX

利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）和BeppoSAX卫星对高质量X射线脉冲双星4U~1538- 52的几个双星周期进行了详细的定时和光谱研究。脉冲时序分析与2003年RXTE数据超过两个双星轨道确认偏心轨道的系统。结合从这次观测中确定的轨道参数和早期的测量，我们没有发现任何证据表明这个X射线双星的轨道衰变。我们已经进行了轨道相位分辨光谱测量的光谱参数的轨道相位的变化，特别是吸收柱密度和铁线通量。在3- 20 keV能量范围内的RXTE-PCA谱符合幂律和高能截止，并在$\sim$ 6.4 keV处有一条高斯发射线，而BeppoSAX谱在0.3- 10.0 keV的限制能量范围内只需要在$\sim$ 6.4 keV处有一条幂律和高斯发射线。RXTE和BeppoSAX数据都包括沿视线的吸收。研究了自由光谱参数在双星轨道上的变化，发现视线内吸收物质柱密度随轨道相位的变化与一个简单的球对称伴星风模型相吻合。

2007-02-06astro-ph

脉冲星射电辐射区粒子的能量损失

Energy Loss of Particles in Pulsar Radio Emission Region

极端相对论粒子在脉冲星射电的各种辐射机制和高能辐射中起着重要作用。因此，从观测和理论上估计这些粒子在辐射区的洛伦兹因子是非常必要的。本文根据分量分离的频率依赖性，考虑某些辐射过程，对七个多频观测双星，观测得到了洛伦兹因子及其在辐射区的变化。发现洛伦兹因子在发射区有很大的衰减，这种衰减不能用所有已知的能量损失过程很好地理解。这一结果表明，有一些未知的过程，负责有效地失去能量。

2001-05-28astro-ph

用绿岸望远镜发现超新星遗迹3C 58中X射线脉冲星J0205 +6449的射电脉动

Discovery of radio pulsations from the X-ray pulsar J0205+6449 in supernova remnant 3C58 with the Green Bank Telescope

我们报道了100米绿岸望远镜在超新星遗迹3C 58中心发现的65毫秒射电脉冲的X射线脉冲星J 0205 +6449，这可能是已知最年轻的射电脉冲星。根据我们在820和1375兆赫频率下的观测，发现PSR J 0205 +6449的自由电子柱密度为140.7 ± 0.3 pc/cc。由相位相干定时解得到的质心脉冲星周期P和周期导数与以前的X射线观测值一致。PSR J 0205 +6449的平均射电剖面由一个宽度约为3 ms ~ 0.05 P的尖脉冲组成。脉冲星是一个极弱的射电源，在1400 MHz波段的脉冲平均通量密度为0.045 mJy，谱指数为~-2.1。它的射电光度在1400 MHz时约为0.5 mJy kpc ^2，低于99%的已知恒星，并且是已知年轻恒星中最低的。

2002-04-13astro-ph

利用X射线研究毫秒脉冲星

Studying Millisecond Pulsars in X-rays

在旋转动力的类星体中，毫秒类星体代表了一个进化上截然不同的类群。在无线电波段之外，软X射线范围（$\sim 0.1$ -10 keV）最适合研究这些迷人物体中的辐射机制。X射线观测揭示了毫秒双星发射的不同性质。对于它们中的大多数来说，大部分辐射是热源，从中子星表面的小斑点（极冠）发出，这些小斑点被脉冲星加速区产生的相对论粒子加热。另一方面，其他几个非常快速旋转的脉冲星表现出几乎纯粹的非热辐射，最有可能是在脉冲星磁层中产生的。也有一些例子，从由毫秒双星提供动力的X射线星云中检测到非热辐射，以及从以毫秒双星为伴星的双星系统中的脉冲星风中检测到非热辐射。本文评述了毫秒双星X射线观测中获得的这些和其它重要结果，以及在射电平静的中子星RX J1856.5-3754中寻找毫秒脉动的结果。

2006-08-17astro-ph

吸积功率X射线脉冲星的热和体康普顿化

Thermal and Bulk Comptonization in Accretion-Powered X-Ray Pulsars

我们发展了一个新的理论模型的吸积动力X射线光谱形成过程的基础上发生的吸积，冲击气体的体和热康普顿详细治疗。一个严格的本征函数展开方法获得的格林函数描述的散射的辐射注入到列从位于任意高度以上的恒星表面的单色源的散射的解析解。出射光谱的计算通过卷积的格林函数与源项对应的韧致辐射，回旋加速器，和黑体发射。冲击波中光子的散射与回旋吸收相结合，自然地产生了具有相对平坦的连续形状和高能量准指数截止的X射线光谱。我们证明，新的理论成功地再现了明亮的恒星Her X-1，LMC X-4和Cen X-3的相位平均光谱。在这些光源中，它表明，出射光谱占主导地位的康普顿韧致辐射。

2006-09-01astro-ph

由ASCA探测到的吸积动力毫秒脉冲星SAX J1808 .4-3658静止时X射线通量的减少

X-Ray Flux Decrease of the Accretion-Powered Millisecond Pulsar SAX J1808.4-3658 in Quiescence Detected by ASCA

1999年9月，在静止期用ASCA观测到吸积动力毫秒X射线脉冲星SAX J1808.4-3658。我们在SIS数据中检测到一个昏暗的X射线源，其位置与SAX J1808.4-3658一致。对于单个SIS，源计数率为（1.1+-0.4 x10 E-3 cts/s（0.5-5 keV），如果假设具有对应于1.3 × 10 E21 cm E-2的氢柱密度的低能吸收的光子指数2的幂律能谱，则其对应于（3+-1 x10 E-14 ergs/s/cm E-2。数据的统计质量不足以约束能谱或检测401 Hz相干脉动。我们比较的数据与BeppoSAX观测也在静止状态下，发现ASCA测量的X射线通量是至少比BeppoSAX测量的小4倍。我们讨论了可能的X射线发射机制，可以解释流量的变化，包括射电脉冲星和射电脉冲星冲击发射。

2000-09-19astro-ph

反常X射线脉冲星的颠簸降旋：与磁星的联系

Bumpy Spin-Down of Anomalous X-Ray Pulsars: The Link with Magnetars

两个异常X射线双星（AXP）具有良好的采样时间历史，1 E 1048.1-5937和1 E 2259+586，已知不规则地自旋下降，在总体线性趋势上叠加了“颠簸”。在这里，我们表明，如果AXP是非吸积磁星，即孤立的中子星与表面磁场B_0 > 10^{10} T，然后他们自旋电磁的方式完全观察到的，由于一种效应称为“辐射岁差”。内部磁流体应力使恒星变形，在主惯性矩I_1和I_3之间产生分数差<$=（I_3-I_1）/I_1 ~ 10^{-8};所得到的欧拉进动耦合到与近区辐射场相关联的电磁转矩的振荡分量，该恒星执行周期为τ_pr ~ 2 π/π ω（t）~ 10 yr的非谐摆动，其中ω（t）是作为时间t的函数的旋转频率。我们求解了真空中双轴磁体旋转的欧拉方程，计算出的Omega（t）与1 E 1048.1-5937和1 E 2259+586的实测时间历程相匹配，预测了这两个天体未来20年的Omega（t），预测了<d（Omega）/dt>和τ_pr之间的统计关系，并随着已知AXP数量的增长进行了检验;并假设在未来软伽马射线中继器（SGR）的X射线定时中将观察到辐射旋进。

1999-04-29astro-ph

复合材料残余物G327的BeppoSAX观察.1-1.1

BeppoSAX observation of the composite remnant G327.1-1.1

我们报告了复合超新星遗迹G327.1-1.1的X射线研究，特别强调其热辐射。凭借相结合的空间和光谱分析，我们已经能够模拟的X射线辐射的残余物作为两个组成部分的总和：一个非热的组成部分，由于脉冲星星云和脉冲星本身，和热的组成部分，其中我们分析了光谱和形态，适当减去plerion。我们讨论了三种可能的解释的热发射的\src：纯Sedov膨胀，膨胀通过一个不均匀的介质从ISM云蒸发，和辐射膨胀。根据我们的新数据和解释，我们重新推导了这个SNR的所有物理参数。在Sedov或辐射膨胀的框架下，我们得到了比以前估计的（$1.1\times 10^4$）更长的年龄，因此不需要脉冲星的高速度。

2002-11-11astro-ph

射电脉冲星PSR J1105-6107的X射线辐射

X-Ray Emission from the Radio Pulsar PSR J1105-6107

利用ASCA天文台观测到年轻射电脉冲星PSR J1105-6107的X射线辐射。11 sigma检测包括使用来自所有四个ASCA检测器的数据导出的460个减去背景的源计数。发射显示没有脉动的证据;在90%置信水平下，脉动分数小于31%。X射线发射的特征在于，当中性氢柱密度Nh = 7 X 10 E21 cm^-2时，其光子指数α = 1.8 +/- 0.4的幂律谱。假设幂律模型，未吸收的2 - 10 keV通量为（6.4 +/- 0.8）× 10 E-13 ergs cm^-2 s^-1。假设到源的距离为7 kpc，则下自旋光度转换为ASCA带发射的隐含效率为（1.6 +/- 0.2）X 10 E-3。在有限的统计范围内，来源与未解决一致。我们认为，X射线是最好的解释为起源于脉冲星动力的同步加速器星云。

1997-12-18astro-ph

脉冲星与星风相互作用的流体动力学及其对脉冲双星系统高能辐射的影响

Hydrodynamics of interaction of pulsar and stellar winds and its impact on the high energy radiation of binary pulsar systems

讨论了双星系统中脉冲星与星风相互作用的流体动力学及其对脉冲星PSR B1259-63/SS 2883非热辐射的影响。超相对论脉冲星风与非相对论恒星外流的碰撞导致脉冲星风中受冲击物质的大量加速。在距离与双星系统大小相当的情况下，激波流的洛伦兹因子可以大到$γ$ ~4。这导致加速电子的逆康普顿辐射的显著各向异性。由于所产生的辐射的多普勒增强，人们应该期望从系统中得到可变的伽马射线信号。特别是，这种效应可以很自然地解释报告的TeV伽马射线通量减少的趋势接近近星点。脉冲星和恒星风的相互作用的建模允许绝热损失的自洽计算。我们的结果表明，绝热损失占主导地位的辐射损失。这些结果对脉冲双星PSR 1259-63/SS 2883的射电、X射线和γ射线信号的轨道变化有直接影响。

2008-09-30astro-ph

来自恒星的高能辐射：对极冠模型的挑战

High-energy radiation from pulsars: a challenge to polar-cap models

在X射线和伽马射线领域对脉冲星观测的惊人结果为脉冲星磁层活动的理论模型提供了新的推动力。这些努力的一个具有挑战性的方面是，最亮的HE源的光变曲线和宽带能谱表现出意想不到的丰富功能，使每个对象几乎是一个独特的情况下，用定制的模型来解释。这篇评论提供了我们的主观帐户如何在SCLF极冠情景的框架内使用的高能辐射模型来应对这些挑战。我们描述了所有辐射过程的主要特点，相关的建模所观察到的功能。然后，我们解决这些模型的成功之处，以及显着的缺点后，他们面对现有的数据。

2002-06-06astro-ph

吸积X射线天体周期与非周期光变的关系

On the relationship between the periodic and aperiodic variability of accreting X-ray pulsars

除了源于周期性信号的窄峰外，吸积X射线天体的功率谱显示出通常向低频增加的连续分量;这些分量来自源的非周期性变化。迄今为止，大多数研究都认为周期变化和非周期变化是相互独立的。然而，吸积柱向磁中子星发射的任何非周期性变化都应该在X射线脉冲星周期上进行调制，这是由于产生周期信号的相同的旋转诱导几何效应。我们在这里开发了一个简单的散粒噪声模型来测试之间的耦合存在的周期性和非周期性变化的X射线谱。模型功率谱与EXOSAT观测到的Vela X-1、4U 1145-62和Cen X-3三颗X射线星的功率谱相拟合。在前两种情况下，我们发现，一个非常显着的耦合是存在的，证明了由于周期性调制的功率谱峰的翅膀substantialbroadening。我们还发现，这些翼可以模仿周期调制基频附近连续谱功率谱分量中的拐点，因此对Takeshima（1992）报道的X射线脉冲星频率和拐点频率之间的相关性提出了质疑，超过拐点频率，连续谱功率谱分量变陡。

1996-09-04astro-ph

异常X射线脉冲星1 E 1048.1-5937的长期RXTE监测

Long-Term RXTE Monitoring of the Anomalous X-ray Pulsar 1E 1048.1-5937

本文报道了利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对异常X射线脉冲星（AXP）1 E 1048.1-5937的长期观测。这颗脉冲星的计时行为与RXTE监测的其他AXP不同。特别是，我们表明，脉冲星显示出显着的偏差，从简单的自旋下降，使相位相干定时已不可能超过几个月的时间跨度。我们发现，从简单的自旋下降的偏差是不一致的单一的“毛刺”类型的事件，也不符合辐射岁差。我们发现，尽管旋转的不规则性，脉冲星既没有表现出脉冲轮廓的变化，也没有大的脉冲通量变化。我们讨论了我们的研究结果对AXP模型的影响。在磁星模型的背景下，我们认为，1 E 1048.1-5937可能是一个过渡对象之间的软伽马射线中继器和AXP人口，和AXP最有可能有一天经历一次爆发。

2001-07-16astro-ph

在盾牌臂区发现一颗瞬态X射线脉冲星AX J1841 .0-0536和ASCA

Discovery of a Transient X-Ray Pulsar, AX J1841.0-0536, in the Scutum Arm Region with ASCA

我们报告了一颗瞬态X射线脉冲星AX J1841.0-0536的发现，该脉冲星是在ASCA的盾牌臂区域两次独立观测中偶然发现的。X射线通量在开始时非常微弱，但在第二次观测中显示出两个耀斑。耀斑通量增加了一个因素10内只有约1小时。相干脉动的周期为4.7394加/减0.0008秒被检测到在最亮的耀斑阶段。静止期和耀斑期的X射线谱符合吸收幂律模型，光子指数约为1，中心能量为6.4 keV，谱线为窄高斯线。星际柱密度约为3E 22/cm 2，可能表明AX J1841.0-0536位于盾牌臂的切点，距离盾牌臂约10千秒差距。AX J1841.0-0536的相干脉动、大的通量变率和光谱形状表明它是一颗Be/X射线脉冲双星。

2001-10-18astro-ph

NGC 6760中的毫秒脉冲星

The Millisecond Pulsars in NGC 6760

本文介绍了最近对球状星团NGC 6760的阿雷西博和格林班克观测结果。利用Arecibo方法，我们得到了这个星团中已知的脉冲双星PSR J1911+ 0102 A的相位相干定时解。我们还在NGC 6760中发现了一颗新的毫秒脉冲星PSR J1911+ 0101 B，它是一个孤立的天体，自转周期为5.38 ms，色散量度DM = 196.7 cm-3 pc。这两颗恒星都位于星团中心1.3个核心半径内，并且具有负的周期导数。由此产生的加速度的较低限制的恒星是在一个简单的集群模型的预期范围内。使用这两台望远镜在PSR J1911+ 0102 A双星系统中搜索日食，结果都是否定的。优合点额外气柱密度的相应限制与像PSR J1911+ 0102 A这样的超低质量双星的观测性质受到系统轨道平面倾角的强烈影响的假设是一致的。在球状星团的脉冲星群中，NGC 6760的脉冲星群在DM中表现出最大的已知扩散之一。这个量似乎与星系团的中心DM大致成比例;这表明观察到的扩散是由1 pc空间尺度的湍流星际介质引起的。

2005-01-22astro-ph

脉冲星PSR 0628-28和PSR 1813-36的Chandra观测

The Chandra Observations of the Two Pulsars PSR 0628-28 and PSR 1813-36

PSR B0628-28 is an X-ray emitting radio pulsar which was observed with Advanced CCD Imaging Spectrometer (ACIS) on board Chandra on 2001 November 04 and on 2002 March 25 for 2000 s and 17000 s, respectively. The source countrate was 0.0111+-0.0013 cps. Making PSR B0628-28 to be the longest period X-ray emitting pulsar. The spectral distribution of counts can be described by several model fits. A blackbody fit yields a temperature kT=2.69_{-0.09}^{+0.09}x10^{6} K together with N_{H} =0.082_{-0.03}^{+0.04}x10^{22} cm^{-2} and a powerlaw fit yields a photon index of γ=2.65_{-0.29}^{+0.28} with a …

2003-05-16astro-ph

极老脉冲星J0108-1431 X射线辐射的探测

Detection of X-ray Emission from the Very Old Pulsar J0108-1431

PSR J0108-1431 is a nearby, 170 Myr old, very faint radio pulsar near the "pulsar death line" in the P-Pdot diagram. We observed the pulsar field with the Chandra X-ray Observatory and detected a point source (53 counts in a 30 ks exposure, energy flux (9+/-2) \times 10^{-15} ergs cm^{-2} s^{-1} in the 0.3-8 keV band) close to the radio pulsar position. Based on the large X-ray/optical flux ratio at the X-ray source position, we conclude that the source is the X-ray counterpart of PSR J0108-1431.The pulsar spectrum can be described by a power-law model with photon index Gamma \approx 2.2 and l…

2008-10-13astro-ph

毫秒脉冲星J0437 -4715极冠的软X射线

Soft X-rays from polar caps of the millisecond pulsar J0437--4715

我们表明，从最近的已知毫秒脉冲星J 0437 - 4715的ROSAT和EUVE观测到的软X射线光谱和光变曲线可以解释为热辐射从两个热的极地帽，其发射层（大气）是由氢。最简单的模型在$0.7-0.9 km$的帽半径内产生$(0.8-0.9)\times 10^6 K$的均匀温度。光谱拟合表明，温度可能是不均匀分布沿帽表面。该分布可以近似为在$0.2-0.4 km$半径内加热至$(1-2)\times 10^6 K$的中心核，其被温度为$(3-5)\times 10^5 K$的较冷边缘包围，该较冷边缘向外延伸至$2-6 km$。极帽的解释意味着低柱密度，$(1-3)\times 10^{19} cm^{-2}$，和高电离度，$> 20$ %，星际氢朝向脉冲星。由此推断的极冠的热光度$(1.0-1.6)\times 10^{30} erg s^{-1}$与Arons和他的同事们提出的射电望远镜的缝隙模型的预测非常一致。类似的极冠辐射应该是由其他毫秒彗星发射的，尽管在其中的一些（如~例如，在一个实施例中，PSR B1821- 24），软X射线通量主要来自脉冲星磁层的非热辐射。

1997-08-14astro-ph

异常X射线脉冲星的类磁星X射线爆发

Magnetar-like X-ray Bursts from an Anomalous X-ray Pulsar

反常X射线脉冲星（AXP）是一类罕见的X射线脉冲星，其能量来源一直是一个令人困惑的问题。与其他更好理解的X射线星体不同，AXP不能由旋转或来自双星伴星的吸积提供动力，因此被称为“异常”。"AXP的旋转和辐射特性与另一类奇异物体--软伽马重复器（SGR）的旋转和辐射特性惊人地相似。然而，SGR的定义属性，即它们的低能量伽马射线和X射线爆发，迄今为止还没有在AXP中看到。SGR被认为是“磁星”，由超高磁场衰变提供能量的年轻中子星。AXP是磁星的说法一直存在争议。在这里，我们报告的发现，从AXP 1 E 1048-5937的方向，两个X射线爆发，有许多性质类似的SGR爆发。这些事件意味着AXP和SGR之间的密切关系，两者都是磁星。

2002-09-11astro-ph