Radiation pattern of the isolated pulsar PSR B1828-11
基于孤立脉冲星PSR B1828-11的自由进动模型，Link & Epstein 2001）表明，观测到的脉冲持续时间要求无线电波束具有非标准形状：距离偶极子轴最远的波束扫描的波束持续时间更大。在他们的分析中，他们假设实际的岁差周期约为500 d。最近的理论研究表明，实际的岁差周期可能是~ 1000 d，如观测所见（Rezania 2002，Wasserman 2002）。在本文中，在一个很好的协议与观测数据（Stairs等，2000），我们模拟的脉冲形状的变化，在一个周期约1000 d的进动周期，发现脉冲持续时间的变化遵循一个{ \it标准}光束模式在每个周期。
2002-11-18 astro-ph
Precession of the Isolated Neutron Star PSR B1828-11
Stairs，Lyne & Shemar发现PSR B1828-11的到达时间残差以500天为周期变化。这种行为可以用无线电脉冲星的进动来解释，这种解释可以通过在同一时间尺度上检测其脉冲轮廓的变化来加强。在这里，我们从PSR B1828-11的三轴刚体的进动周期残差建模。我们包括两个贡献的残差：（i）的几何效应，这是因为脉冲星发射光束指向观测者的时间随进动相位变化而产生的;（ii）自旋下降的贡献，这是由于自旋下降扭矩作用于脉冲星的自旋和磁轴之间的角度的任何依赖性。我们使用这些数据来探测脉冲星的许多特性，最值得注意的是它的形状，以及它的自旋和磁轴之间的角度对它的自旋扭矩的依赖性，为此我们假设自旋对齐分量（权重为1-a）和垂直于磁束轴的偶极分量（权重为a）的总和，而不是真空偶极扭矩（a=1）。我们发现，各种形状的残差是一致的，与一个轻微的统计偏好的扁长星。此外，一系列扭矩可能性同样很好地拟合数据，对真空模型没有强烈的偏好。在一个长恒星的情况下，我们发现一个角度依赖的自旋扭矩的证据。我们的研究结果表明，与进动相关的几何和自旋下降效应的组合可以解释PSR B1828-11的时序行为的主要特征，而无需微调的参数。
2005-10-01 astro-ph
Long Term Timing Observations of PSR B1509-58
我们提出了一个更新的相位相干定时解决方案的年轻，充满活力的脉冲星PSR B1509-58的二十年的数据。使用部分相位相干时序分析，我们表明二阶频率导数随时间变化，这意味着三阶频率导数为（-9+/-1 x10 ^-32 s^（-4）。这个值与脉冲星旋转的简单幂律模型一致。
2004-02-08 astro-ph
Improved timing formula for the PSR B1257+12 planetary system
本文对脉冲星B1257+12周围行星系统的动力学进行了新的分析。本文发展了一个关于类地行星B和C之间摄动的半解析理论，并应用于改进该天体的多轨道计时公式。我们使用PSR B1257+12的脉冲到达时间的数值模拟来证明我们的新计时模型可以作为确定两颗行星质量的工具。
2000-07-22 astro-ph
XMM-Newton spectral and timing observations of the millisecond pulsar PSR J0218+4232
给出了毫秒脉冲星PSR J 0218 +4232的XMM-牛顿MOS成像和PN定时数据。我们证实了以前检测到的脉动PSR J 0218 +4232，我们表明，折叠光变曲线是依赖于能量。我们目前的宽带（0.2-10.0千电子伏）光谱的毫秒脉冲星，以及光谱：脉冲发射，单个脉冲，脉冲间和非脉冲区域，我们比较我们的结果与以前的数据从Rosat，BeppoSAX和钱德拉。我们讨论了最近的脉冲星模型的背景下，光谱拟合的结果。
2003-12-23 astro-ph
Arecibo Timing and Single Pulse Observations of 18 Pulsars
我们提出了新的定时和单脉冲测量的结果，发现在1993年至1997年由宾夕法尼亚州立大学/NRL赤纬带调查进行的305米阿雷西博望远镜在430 MHz的18个射电望远镜。长期的计时测量导致这些源的旋转和天体测量参数显着改善，包括毫秒脉冲星PSR J1709+2313和位于超新星遗迹S147内的脉冲星PSR J 0538 +2817。对样本中最亮天体的单脉冲研究揭示了一颗不寻常的“爆发”脉冲星PSR J1752+2359，两颗新的漂移子脉冲星PSR J1649+2533和PSR J2155+2813，以及另一颗具有轮廓模式变化的脉冲星PSR J1746+2540。PSR J1752+2359的特征是爆发性发射，每3-5分钟出现一次，在约45秒的时间尺度上呈指数衰减。PSR J1649+2533大约30%的时间处于空状态，没有可检测到的无线电发射。
2003-09-16 astro-ph
Celestial position of the companion of PSR J1740-5340
我们目前的档案地面和空间的同伴PSR J1740-5340成像的光学天体测量。伴星的光学位置与脉冲星的计时位置有很大的偏差。我们简要地调查这种不一致的影响，对其他时间参数，并比较我们的位置与改进的位置PSR J1740-5340从最近的，初步的，定时结果。
2004-07-23 astro-ph
Timing models for the long-orbital period binary pulsar PSR B1259-63
脉冲星PSR B1259-63与Be星SS 2883在一个高度偏心的3.4年轨道上。使用帕克斯64米射电望远镜对这颗脉冲星进行了为期7年的定时观测，包括1990年8月和1994年1月的两次近星点通道。用普通脉冲星和开普勒双星参数不能拟合时间数据。包括（非进动）开普勒轨道和定时噪声（表示为时间上的五阶多项式）的定时解决方案提供了令人满意的数据拟合。然而，因为Be星可能有一个显着的四极矩，我们更喜欢解释的数据的组合的定时噪声，占主导地位的立方相位项，$\dotω$和$\dot x$条款。我们表明，$\dotω$和$\dot x$很可能是一个进动轨道所造成的倾斜伴星的四极矩的结果。我们进一步排除了一些可能的物理效应，这些效应可能在可测量的水平上对PSR B1259-63的时序数据产生影响。
1998-03-16 astro-ph
Recent Arecibo Timing of the Relativistic Binary PSR B1534+12
我们提出了一个新的时间解决方案PSR B1534+12，相干去色散观测的基础上，在Jodrell银行，最近，阿雷西博。新数据改进了后Keplerian计时参数的测量，包括轨道周期导数。目前，我们对脉冲星的距离知之甚少，这限制了内禀轨道周期导数的测量精度，因此也限制了对这一双星系统进行广义相对论检验的力度。通过假设广义相对论是正确的引力理论，我们可以颠倒这个检验，找到一个改进的脉冲星距离值。
1999-03-22 astro-ph
XMM-Newton spectral and timing analysis of the faint millisecond pulsars PSR J0751+1807 and PSR J1012+5307
本文给出了暗毫秒双星PSR J 0751 +1807和PSR J1012+5307的XMM-牛顿MOS成像和PN定时数据。我们在PSR J 0751 +1807的MOS视场中找到了46个源，搜索到未吸收通量极限为3 x 10^-15尔格·cm^-2·s^-1（0.2-10.0 keV）。本文首次给出了这两颗微弱毫秒双星的X射线谱。我们发现，幂律模型最适合PSR J 0751 +1807的光谱，γ =1.59+/-0.20，未吸收通量为4.4 x 10^-14 ergs cm^-2 s^-1（0.2-10.0 keV）。幂律也可以很好地描述PSR J1012+5307的光谱，伽马=1.78+/-0.36，未吸收通量为1.2 x 10^-13 ergs cm^-2 s^-1（0.2-10.0 keV）。然而，不能排除黑体模型作为该数据的最佳拟合。我们提出了一些证据表明，这两个毫秒双星显示在这个X射线波段的脉动。我们发现了PSR J 0751 +1807的单个宽X射线脉冲的一些证据，我们讨论了PSR J1012+5307每个自旋周期有两个脉冲的可能性。
2004-02-04 astro-ph
Timing, glitches and braking index of PSR B0540-69
我们报告了PSR B0540 $-$ 69的脉冲时间历史，基于对扩展数据集（包括ASCA、BeppoSAX和RXTE观测，时间间隔约为8年）的分析。该间隔还包括Zhang等人（2001）报告的毛刺事件的时期。我们的分析表明，存在相关的定时噪声，并没有给出一个明确的证据毛刺发生。我们对主要的计时参数$ν$、$\dotν$和$\ddotν$进行了精确的评估，并得出了$n=2.125\pm0.001$的平均制动指数，该值与Zhang等人（2001）发现的较低值有很大差异，但与文献中报道的其他几个值相当一致。
2003-02-07 astro-ph
Geodetic Precession in PSR J1141-6545
我们目前的观察，显示戏剧性的演变的平均脉冲轮廓的相对论性双星脉冲星J1141- 6545在一个为期五年。这与相对论性自旋轨道耦合导致的脉冲星自旋轴的进动是一致的。在1999年至2004年期间，帕克斯射电望远镜的一些仪器进行的观测表明，平均总强度剖面的稳定，长期演变，在五年期间宽度增加了50%以上。对平均轮廓的线性偏振分量的位置角变化的分析表明，我们的视线正在向发射锥的核心移动。我们发现，整个脉冲中心的位置角摆动的斜率随着时间的推移而变陡，并使用一个简化版本的旋转矢量模型来约束我们的视线角度相对于脉冲星磁轴的变化的幅度和方向。事实上，我们似乎正在向发射锥的更深处移动，这与以前的调查中没有探测到这颗脉冲星是一致的。
2005-01-30 astro-ph
Determination of the geometry of the PSR B1913+16 system by geodetic precession
本文介绍了脉冲双星B1913+16的新观测结果。自1978年以来，脉冲波形的主要分量已急剧减弱约40%.第一次，减少组件分离观察，符合预期的大地岁差。在假设广义相对论正确性和空心圆锥光束的条件下，建立了系统几何形状的完全自洽模型。脉冲星的自旋和轨道动量之间的错位角的确定提供直接的证据，在第二次超新星爆炸的不对称踢。有人认为轨道倾角是$132\fdg8$（而不是$47\fdg2$）。该模型的预测是PSR B1913+16在2025年之后将不再可观测。
1998-08-12 astro-ph gr-qc
High resolution spatial and timing observations of millisecond pulsar PSR J0218+4232 with Chandra
我们报告的高分辨率的空间和时间的结果获得的二进制毫秒脉冲星PSR J 0218 +4232与钱德拉HRC-I和HRC-S在成像模式。我们没有发现在1角秒尺度下有延长发射的迹象。通过HRC-S观测，我们获得了0.08-10 keV的高统计脉冲轮廓，可以在绝对时间上与射频和高能γ射线的脉冲轮廓进行比较。两个X射线脉冲与3个无线电脉冲中的2个对准，并且与2个伽马射线脉冲对准。
2002-06-05 astro-ph
Phase Coherent Timing of PSR J1811-1925: The Pulsar at the Heart of G11.2-0.3
X射线脉冲星PSR J1811-1925位于历史超新星遗迹G11.2-0.3中，其特征年龄是遗迹年龄的10倍以上。这可能意味着它目前的自旋周期，65毫秒，接近它的出生自旋周期。或者，脉冲星可能具有异常高的制动指数。我们在这里报告定期罗西X射线定时探测器/比例计数阵列（RXTE/PCA）的脉冲星定时观测，旨在测量其制动指数。我们提供了一个初步的相位相干定时解决方案，其中包括一个显着的$\ddotν$。我们测量的制动指数>> 3，可能是传统正时噪声的结果。我们还报告的脉冲星的异常硬光谱的初步分析：我们确定的光子指数$Γ= 1.78\pm0.74$，脉冲的光谱组成部分，与以前的ASCA和钱德拉观测的不确定性内一致。PSR J1811-1925的脉冲发射超过30 keV，并且脉动保持正弦直到和超过该能量。
2003-01-06 astro-ph
Long-term Phase-coherent X-ray Timing of PSR B0540-69
利用Rossi X射线定时探测器7.6年的观测数据，对年轻的高能脉冲星PSR B 0540 -69进行了新的相位相干定时分析。我们测量了制动指数，n=2.140+/-0.009，并在文献中报道的其他不一致值的背景下讨论了我们的测量。我们提出了一个改进的源位置从相位相干定时的脉冲星，据我们所知，第一次从X射线脉冲星定时。此外，我们发现了一个小故障的证据，这个小故障以前曾被报道过，但后来有争议。毛刺发生在MJD 51335+/-12处，频率的微小变化为（1.4+/-0.2）E{-9}，频率导数的微小变化为（1.33+/-0.02）E{-4}。我们计算出PSR B 0540 -69的毛刺活动参数比蟹状星云脉冲星小两个数量级，蟹状星云脉冲星在其他方面具有非常相似的性质。这表明，具有相似的视年龄、自转性质和推断的偶极B场的中子星可能具有显著不同的内部性质。
2005-07-25 astro-ph
The Crustal Rigidity of a Neutron Star, and Implications for PSR 1828-11 and other Precession Candidates
我们计算了一颗中子星（NS）的地壳刚性参数b，表明b比Baym & Pines（1971）的标准估计值小40倍。对于地壳松弛的NS，NS的自由进动频率与b成正比。我们将b的结果应用于PSR 1828-11，这是一颗频率为2.5 Hz的脉冲星，其进动周期为511 d。假设这个511 d的周期是由地壳刚性决定的，我们证明了这个NS的地壳没有松弛，它的参考自旋（粗略地说，地壳最松弛的自旋）是40 Hz，地壳中的平均自旋下降应变是5 \times 10^{-5}。我们还简要地描述了我们的b计算的影响，为其他知名的进动候选人。
2002-10-08 astro-ph gr-qc
21 years of Timing PSR B1509-58
我们提出了一个更新的时间解决方案的年轻，充满活力的脉冲星PSR B1509-58的基础上21.3年的无线电定时数据和7.6年的X射线定时数据。在这段时间内没有发生任何故障，而其他经过充分研究的年轻人则经常出现故障。我们报告了三阶频率导数的测量值为（-1.28+/-0.21 x10 ^（-31）s^（-4）。这个值是1.65标准偏差，即与脉冲星自旋下降的简单恒定磁偶极子模型预测的一致。我们测得的制动指数为n=2.839+/-0.003，并表明，由于定时噪声的污染，它在21.3年内变化了1.5%。对数据中明显的显著噪声进行低分辨率功率谱分析的结果得出红噪声分量的谱指数α =-4.6+/-1.0。
2004-10-14 astro-ph
X-ray Timing Observations of PSR J1930+1852 in the Crab-like SNR G54.1+0.3
我们提出了新的X射线定时和光谱观测PSR J1930+1852，年轻的高能脉冲星在中心的非热超新星遗迹G54.1+0.3。利用Rossi X射线计时探测器和Chandra X射线天文台的观测资料，我们得到了一个更新的136毫秒脉冲星的6年计时星历。然而，在该间隔期间，周期演变显示出与$\dot P = 7.5112(6) \times 10^{-13}$ s $^{-1}$的最佳拟合恒定自旋下降速率的显著变化，表明强定时噪声和/或毛刺活动。X射线发射是高度脉冲化的（$71\pm5%$调制），其特征在于不对称的宽轮廓（$\sim 70%$占空比），其几乎是无线电宽度的两倍。脉冲发射的光谱与光子指数$Γ= 1.2\pm0.2$的吸收功率定律很好地拟合;这比非脉冲分量的吸收功率定律稍微硬一些。脉冲星2-10 keV的总通量为$1.7 \times 10^{-12}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。这些结果证实PSR J1930+1852是一颗典型的类蟹状脉冲星。
2007-04-07 astro-ph
The precession of orbital plane and the significant variabilities of binary pulsars
脉冲双星系统轨道面进动的表达式有两种，分别由Barker $&$ O 'Connell（1975）和Apostolatos等（1994），Kidder（1995）给出。本文指出这两种轨道进动速度实际上是在不同自由度下用同一拉格朗日量求得的。相应地，前一个表达式与总角动量矢量守恒不一致，而后一个表达式与总角动量矢量守恒一致。Damour $&$ Schäfer（1988）和Wex $&$ Kopeikin（1999）曾将Barker $&$ O 'Connell的轨道岁差速度应用于脉冲星计时测量。本文将Apostolatos等人的$&$ Kidder轨道岁差速度应用于脉冲星定时测量。我们分析了Damour $&$ Schäfer的处理对应于可忽略的自旋轨道引起的近星点进动。而Wex $&$ Kopeikin和本文的效应均显著（但不等同）。两颗典型双星PSR J2051-0827和PSR J1713+0747的观测数据明显支持了显著的自旋轨道耦合效应。如果双脉冲星系统PSR J 0737 -3039 A和B的轨道周期对轨道倾角为$&$ deg的导数远大于引力辐射诱导的导数，则本文的表达式是成立的。否则支持Wex $&$ Kopeikin表达式。
2005-02-17 astro-ph
Spectral and timing properties of the X-ray emission from the millisecond pulsar PSR B1821-24
我们报告的时间和毫秒脉冲星PSR B1821-24与RXTE，BeppoSAX和钱德拉观测光谱分析的结果。X射线光变曲线的特征在于在0.452+/-0.002的相位距离处的两个窄峰。在1.6-20 keV的范围内，平均脉冲发射由单次幂定律很好地表示，光子指数α =1.30 + 0.05 - 0.02，未吸收（2-10 keV）的脉冲X射线通量为3.9 × 10 ^（-13）erg cm^（-2）s^（-1）。我们寻找可能的X射线光子聚束，以验证X射线发射是否具有类似于巨脉冲的时间结构，并发现了否定的结果。
2004-05-25 astro-ph
Precision Timing Measurements of PSR J1012+5307
介绍了毫秒脉冲星J1012+5307高精度计时测量的结果和应用。结合我们的无线电观测结果的基础上，光学观测，我们得出完整的三维速度信息，这个系统。校正多普勒效应，我们得出的内在的自旋参数的脉冲星和一个特征年龄为8.6 +/- 1.9 Gyr。我们对轨道偏心率的上限仅为8 * 10^-7（68% C.L.）是有史以来最小的双星系统。我们证明，这使得脉冲星成为测试替代引力理论某些方面的理想实验室。我们的精确测量表明，从一个简单的脉冲星自旋定时模型，这是一致的定时噪声和外推的缓慢旋转的脉冲星的已知行为的偏差。
2001-02-18 astro-ph
High-Resolution Observations of PSR B1828-11
我们提出了高时间分辨率的观测年轻的进动脉冲星B1828-11，产生的线索，真正的光束形状和基本的岁差周期。
2002-11-01 astro-ph
An accretion disk model for periodic timing variations of pulsars
最近发现了两个孤立星PSR B1828-11和PSR B1642-03的脉冲形状和慢化率的长期、高周期和相关变化。这一现象可能为文献中提出的“自由旋进”提供了证据。一些作者提出了各种模型来解释这一现象的框架内的自由岁差。在这里，我们提出了一个吸积盘模型，而不是这种进动现象。在合理的参数下，观测到的现象可以用一颗孤立的具有化石盘的脉冲星来解释。这可能将射电盘星和异常X射线盘星联系起来，为自然界中存在盘状化石提供了间接证据。
2003-06-24 astro-ph
Multi-telescope timing of PSR J1518+4904
PSR J1518+4904是已知的9个双中子星系统之一。这些系统对于测量中子星的质量、测量引力效应和检验引力理论都是非常有价值的。我们确定了一个温和的相对论性双中子星系统，结合多个望远镜的数据改进的定时解决方案。通过对相对论性参数和分离质量的约束，讨论了PSR J1518+4904在其他双中子星系统中的演化. PSR J1518+4904已经被欧洲脉冲星定时阵列（EPTA）网络使用Westerbork，Jodrell Bank，Effelsberg和Nancay射电望远镜定期观测了10多年。使用更新的计时软件Tempo 2分析数据。我们改进了双中子星系统的计时解。改进了近星点的推进，并提出了一个有意义的自行探测。在不久的将来，不太可能测量出更多的后开普勒参数，用这些参数可以分别确定单个中子星的质量和系统的倾角。使用EPTA合作中提供的高质量数据集的组合，扩展了原始GBT数据，我们将系统中的质量限制为m_p <1.17 msun and m_c>1.55 msun（95.4%置信度），轨道倾角小于47度（99%）。由此我们得出，该系统中的脉冲星可能是迄今为止测得的质量最低的中子星之一。从演化的角度来看，这颗伴星尽管质量很大，但很可能是在一颗电子捕获超新星中形成的。
2008-08-17 astro-ph
Precision timing of PSR J0437-4715: an accurate pulsar distance, a high pulsar mass and a limit on the variation of Newton's gravitational constant
对毫秒脉冲星PSR J 0437 -4715十年来的高精度计时数据的分析得出了一个独立于模型的运动学距离，该距离基于表观轨道周期导数Pbdot，以1.5%的精度水平（Dk = 157.0 +/- 2.4 pc）确定，使其成为迄今为止公布的最准确的恒星距离估计之一。这一测量结果与先前公布的视差距离估计值之间的差异归因于DE 200太阳系星历中的误差。对Pbdot的精确测量允许限制牛顿引力常量的变化，|Gdot/G| < 23 x 10^{-12}升/年。我们还限制了沿脉冲星视线的任何异常加速度，|a（星期日）/c| < 1.5 x 10^{-18} 1/s，置信度为95%，并得出脉冲星质量，m（psr）= 1.76 +/- 0.20 M，这是迄今为止获得的最高估计值之一。
2008-02-13 astro-ph
Dynamics of PSR J0045-7319/B-star Binary and Neutron Star Formation
最近的定时观测揭示了PSR J 0045 -7319/B星双星系统中存在由于自旋轨道耦合引起的轨道进动和由于动力学潮汐相互作用引起的快速轨道衰减。它们可以用来对中子星的年龄、初始自旋和速度施加具体的限制。
1997-04-14 astro-ph
13 Years of Timing of PSR B1259-63
本文总结了对一颗独特的脉冲双星PSR B 1259 $-$ 63的13年计时观测结果。数据跨度包括四个完整的轨道，包括1990年，1994年，1997年和2000年的近星点通道。在1994年，1997年和2000年的近星点附近发生的色散测量的变化进行测量和占的定时分析。有很好的证据表明，脉冲星周期在1997年8月，不久后，1997年近星点，和一个显着的频率二阶导数指示定时噪声的小故障。我们发现，自旋轨道耦合与长期变化的近星点经度和投影半长轴（$x$）不能解释观测到的周期变化在整个数据集。虽然拟合数据相当不错，脉冲星周期参数在每个近星点的变化似乎排除了X射线观测和脉冲星频率导数的大的明显变化。基本上所有的系统性周期变化占由1997年8月的故障和步骤的变化，在$x$在每个近星点的模型。这些变化一定是由于轨道倾角的变化，但我们找不到合理的机制来解释它们。定时噪声有可能掩盖每个近星点轨道参数的实际变化，但与$x$阶跃变化模型数据的良好拟合表明，短期定时噪声并不显著。
2004-03-26 astro-ph
Binary Eclipsing Millisecond Pulsars: A Decade of Timing
我们目前的长期食双星PSR B1744- 24 A和PSR B1957+20在阿雷西博，VLA和绿色银行的时间的结果。这两颗脉冲星都表现出脉冲星旋转和轨道运动的不规则性。PSR B1957+20的轨道周期的增加和减少数量级为Δ P_b/P_b ~ 10^-7，在几年的时间尺度上变化。经过十多年的观测，PSR B1744- 24 A的轨道周期只随着时间的推移而减少。|P_b/P_b点|~ 2亿年。当从定时数据中去除轨道运动的影响时，脉冲相位残差中仍然存在长期趋势，B1957+20和B1744- 24 A的振幅分别为30和500 us量级。如此大的“定时噪声”在其他自旋加速器（孤立或二元）中是看不到的，这使我们得出结论，这是系统中质量流的结果。可能的原因包括双星旋转的变化和双星系统沿视线的运动（可能是由于与流出物质的引力相互作用）。
1999-11-11 astro-ph
RXTE Observations of PSR J1105-6107
我们报告的X射线观测的年轻，充满活力的射电脉冲星PSR J1105-6107获得使用罗西X射线定时探测器。我们对正比计数器阵列数据的时间分析没有发现来自该源的X射线脉动的证据。我们设置了一个新的上限脉冲X射线通量从脉冲星的18%，在2-10千电子伏波段，占空比为0.5。我们改进的上限支持这样一个假设，即ASCA X射线卫星在PSR J1105-6107方向上看到的X射线发射是脉冲星驱动的同步加速器星云的结果。
1998-09-28 astro-ph
Micro-second Timing of PSR B1821-24 with Chandra/HRC-S
我们使用Chandra/HRC-S进行了50 ksec观测，在M28中执行PSR B1821-24的绝对计时。我们已经获得了迄今为止该源的最高信噪比X射线脉冲光曲线，检测到两个X射线脉冲，以及显著的非脉冲发射-持续的X射线通量，占脉冲星总X射线通量的15+/-3%。尖锐X射线峰的高斯宽度在时间上为34+/-3微秒，这意味着X射线束在穿过4.0+/-0.4度的视线时的尺寸。我们发现一个显着的拖尾成分的脉冲轮廓的X射线峰的证据。在我们的分析中包括三个RXTE/PCA观测，并使用在Nancay获得的无线电星历将相位绑在一起，我们发现相对于该无线电星历的X射线漂移的绝对相位高达60微秒，可能是由于可变的色散测量，这改变了无线电波段但不是X射线波段的脉冲到达时间。目前的分析清楚地表明，脉冲星定时噪声特性的研究毫秒脉冲星，如PSR B1821-24 -迄今为止只在无线电波长，其中可变色散措施需要一个显着的校正研究-可以在X射线波长，其中可变色散措施的影响是可以忽略不计的。我们还研究了已知的不确定性的绝对钱德拉/HRC-S定时精度，这相当于+/-12微秒。我们将HRC-S的相对定时精度的线性漂移量限制为<3e-10 s-1。
2003-09-30 astro-ph
Masses, Parallax, and Relativistic Timing of the PSR J1713+0747 Binary System
我们报告了对PSR J1713+0747的12年观测，PSR J1713+0747是一颗与白矮星在68天轨道上运行的脉冲星。脉冲到达时间测量的不确定性小至200纳秒。计时数据产生的测量相对论夏皮罗延迟，扰动的脉冲星轨道要素由于长期和每年的运动的地球，和脉冲星的视差，以及脉冲自旋下降，天体测量和开普勒测量。观测结果将脉冲星和副星的质量分别限制为m1=1.3+-0.2太阳质量和m2=0.28+-0.03太阳质量（68%置信度）。结合理论上的轨道周期-核心质量关系和观测上的限制，得出一个稍高的脉冲星质量，m1=1.53-0.06+0.08太阳质量。视差为0.89 ± 0.08 mas，相当于1.1 ± 0.1 kpc的距离;视差测量的精度受到太阳风电子含量的不确定性的限制。横向速度非常小，为33+-3 km/s。我们发现显着的时间尺度上的时间噪声的几年，但不超过预期的时间噪声统计外推慢脉冲星人口。随着双星轨道方向的充分测量，我们能够改善以前的测试等效原则的违反。
2004-10-20 astro-ph
Toward an understanding of the periastron puzzle of PSR B1259-63
努力理解定时行为（例如，脉冲星半长轴在近星点通道中的跳跃），通过PSR B1259-63的13年计时观测到。在第一个，行星状物体被建议围绕Be星，这可能会引力扰动（可能是低质量）脉冲星时，它通过近星点。第二，脉冲星的光柱外应该存在一个吸积盘，由于螺旋桨效应，它在脉冲星上产生了一个自旋下降扭矩。观测到的负制动指数和接近近星点的不一致定时残差可能与吸积率变化的盘的存在有关。第三，提出了一种推测，增长率可能会增加一个很长的时间尺度，以解释负制动指数。
2006-04-07 astro-ph
Crab Pulsar Photometry and the Signature of Free Precession
脉冲星PSR0531+21的光学测光已经被新的观测所扩展，这些观测加强了先前观测到的60秒周期的证据。这个周期被发现是随着时间的增加，在大约相同的速度作为脉冲星的旋转周期。观测到的周期和它的时间依赖性符合一个简单的自由进动模型。
2003-03-17 astro-ph
PSR J1909-3744, a Binary Millisecond Pulsar with a Very Small Duty Cycle
我们报告了PSR J1909-3744的发现，它是一颗2.95毫秒的脉冲星，在一个近圆形的1.53天轨道上运行。其43微秒的窄脉冲宽度允许以很高的精度确定脉冲到达时间。我们用光谱学方法确定了它的伴星是一颗中等温度（T = 8500 K）的白矮星，具有很强的吸收线。伴星的径向速度测量将产生系统的质量比。我们的计时数据表明存在夏皮罗延迟，我们希望进一步的计时观测，结合质量比，将允许第一次准确测定毫秒脉冲星质量。我们测量了这颗脉冲星的时间视差和自行，表明它的横向速度为140（+80/-40）km/s。这颗脉冲星令人震惊的窄脉冲轮廓使其成为精确计时实验的绝佳候选者，这些实验试图从合并的超大质量黑洞双星中检测低频引力波。
2003-11-18 astro-ph
Geodetic Precession and the Binary Pulsar B1913+16
首次观测到脉冲双星PSR B1913+16剖面中分量分离的变化（Kramer 1998），正如大地岁差所预期的那样。在这项工作中，我们扩展了以前的工作占最近的数据从Effelsberg 100米望远镜和阿雷西博天文台和测试模型预测。我们演示了如何新的信息将提供额外的信息系统的几何形状的解决方案。
2000-02-04 astro-ph
Twenty Years of Timing SS433
我们提出了银河系相对论性喷流源SS 433光谱中的光学"移动线“的观测结果，该光谱分布在1979年至1999年的20年基线上。谱线的红/蓝位移揭示了SS 433中喷流轴的明显进动，并根据这些数据提出了一种新的进动参数的确定方法。我们调查的振幅和性质的时间和相位依赖性的偏差，从运动学模型的喷旋，包括上限的任何岁差周期导数的$\dot P < 5 \times 10^{-5}$。我们还讨论了这些结果对SS 433中相对论喷流起源的影响。
2001-07-17 astro-ph
30 Glitches in slow pulsars
我们分析了用韦斯特博克综合射电望远镜对7颗“慢”转射电星进行的5.5年定时观测。我们提出了改进的定时解决方案和30个，主要是小的，新的毛刺。特别有趣的是我们对PSR J 1814 -1744的研究结果，它是与异常X射线脉冲星（AXP）具有相似旋转参数和磁场强度的恒星之一。虽然高B射电望远镜没有X射线辐射，AXP也没有射电辐射，但大致相似的毛刺参数为我们提供了另一种工具来比较这些类别的中子星。此外，我们能够检测到比以前小一到两个数量级的毛刺，例如在我们对PSR B 0355 +54的良好采样观测中。我们将PSR B1737-30中已知故障的总数增加了一倍，并改进了该脉冲星单独和一般脉冲星故障大小的统计。我们没有发现PSRs B1951+32和B2224+65，位于高密度环境中的两个恒星的色散测量的显着变化。我们讨论了小毛刺对时序噪声的影响，并表明它是可能的解决时序噪声寻找结构的PSR B1951+32的残差，通过使用一组小毛刺。
2006-07-12 astro-ph
Timing Measurements and Their Implications for Four Binary Millisecond Pulsars
我们目前的时间观测的四个毫秒彗星，在ATNF帕克斯和NRAL Jodrell银行射电望远镜三年多来获得的数据。更新了天体测量、自旋和二进制参数，并对三个天文卫星（PSR J 0613 -0200、J1045-4509和J1643-1224）进行了实质性改进。我们测量了PSR J 0437 -4715轨道的投影半长轴随时间的变化，并利用它来约束轨道的倾角和伴星的质量。发现了PSR J1045-4509和J1643-1224的分散措施发生变化的一些证据。对行星质量伴星的存在进行了限制，排除了质量和轨道与太阳系中的类地行星相似的伴星。
1996-11-11 astro-ph
Evidence for Free Precession in the Pulsar B1642-03
本文分析了脉冲星B1642-03在1969年至1999年30年间的时间数据。在此期间，定时残差表现出周期性变化，幅度从15 ms到80 ms不等，最大值的间隔从3年到7年不等。根据自由进动对这些观测到的周期性变化的解释表明，摆动角约为0.8度。
2001-01-17 astro-ph
PSR J1022+1001: Profile Stability & Precision Timing
本文对毫秒脉冲双星PSR J1022+1001的射电脉冲的形态和到达时间进行了研究。这颗脉冲星以其较差的计时特性而闻名，这被认为是源于其平均脉冲轮廓的变化。虽然已知长周期脉冲星的一个子类会表现出模式变化，导致它们的综合轮廓出现非常大的偏差，但这是第一颗被认为具有不稳定平均轮廓的毫秒脉冲星。作为帕克斯射电望远镜精确计时计划的一部分，我们在2003年1月至2004年3月期间使用相干去色散系统（CPSR 2）观测了这颗脉冲星。在我们最明亮的观测期间，对形态变化的研究表明，脉冲轮廓的变化最多只有几个百分点，这与我们校准中的不确定性相似。与以前的作者不同，我们发现这颗脉冲星的时间非常好。在64 MHz频段的五分钟积分中，我们得到的加权RMS残差仅为2.27微秒。我们的最佳拟合的减少卡方是1.43，这表明这个脉冲星可以用标准的互相关技术进行高精度计时。结合相对论约束和脉冲星质量函数，并考虑到白矮星伴星的质量极限，我们可以将系统的倾角限制在37 < i < 56度的范围内。对于合理的脉冲星质量，这表明白矮星至少有0.9个太阳质量。我们还发现证据的长期演变的投影半长轴。
2004-12-07 astro-ph
Timing with the EPIC pn Camera of XMM-Newton
XMM-Newton上的EPIC pn CCD相机设计用于在0.1-15 keV的能量范围内进行高通量成像和光谱学以及高分辨率定时观测。毫秒或微秒的时间分辨率取决于仪器模式和探测器，对于基于CCD的X射线相机来说是突出的。为了校准EPIC pn CCD的不同观测模式，在校准和性能验证阶段对PSR B1509-58、PSR B 0540 -69和蟹状星云进行了XMM-牛顿观测。为了确定船上时钟相对于协调世界时（UTC）的准确性，PSR B1509-58与XMM-牛顿和RXTE同时观测。本文综述了时钟校准的现状。
2002-03-13 astro-ph
Studies of the Relativistic Binary Pulsar PSR B1534+12: I. Timing Analysis
我们继续对双中子星双星脉冲星PSR B1534+12进行长期研究，使用新仪器在阿雷西博天文台进行非常高精度的测量。我们已经大大改善了我们的解决方案的天体测量，自旋和轨道参数的系统，以及五个“后开普勒”轨道参数，可用于测试引力理论。结果与广义相对论的预言相符合。假设广义相对论是经典区域的正确引力理论，我们的测量使我们能够以高精度确定脉冲星及其伴星中子星的质量：分别为1.3332 \pm 0.0010 Msun和1.3452 \pm 0.0010 Msun。在大多数演化模型中，这种微小但重要的质量差异是难以理解的，因为脉冲星被认为是首先从一颗质量更大的祖星中诞生的，然后在第二颗中子星形成之前经历了一段时间的质量吸积。PSR B1534+12也成为了本地星际介质的一个有价值的探测器。我们现在已经测得脉冲星的距离为1.02 \pm 0.05千秒差距，沿这条视线的平均电子密度为0.011/cc。我们继续测量色散测量中的梯度，尽管现在的变化率比脉冲星发现后的第一年要慢。
2002-08-19 astro-ph
The binary pulsar PSR J1811-1736: evidence of a low amplitude supernova kick
目标：脉冲双星PSR J 1811 -1736自发现以来，已被确定为双中子星系统的成员。对这种双星的观测可以测量广义相对论效应，这反过来又会导致关于轨道物体的信息，在少数情况下，可以测试引力理论。方法：定期定时观测已经进行了三个最大的欧洲射电望远镜参与脉冲星研究。用模拟的时间数据研究了继续观测的前景。脉冲散射时间测量使用专门的观察在1.4 GHz和3.1 GHz，相应的光谱指数也已确定。还研究了将尚未发现的伴星作为无线电脉冲星探测的可能性。对年轻的中子星在出生时所受到的出生踢进行了研究。结果：给出了脉冲双星PSR J1811-1736的最新改进的计时方案。一个后开普勒参数，相对论性近星点的进步，测量，并导致确定这个二元系统的总质量。在1.4 GHz的脉冲轮廓是大大拓宽星际散射，限制了在这个频率和其他后开普勒参数的可测量性可实现的定时精度。星际散射不太可能是PSR J1811-1736的伴星持续未能探测到射电脉动的原因。我们推导出的伴随中子星在诞生时受到的反冲幅度的概率分布表明，反冲的幅度很低。
2006-11-14 astro-ph
SPIN-ORBIT INTERACTION IN NEUTRON STAR/MAIN SEQUENCE BINARIES AND IMPLICATIONS FOR PULSAR TIMING
快速旋转恒星的自旋诱导四极矩改变了双星系统的轨道动力学，引起近星点的前进（或后退）和轨道平面的岁差。我们表明，这些影响是重要的，在最近发现的射电脉冲星/主序星双星系统PSR J 0045 $-$ 7319，并可以可靠地解释所观察到的奇特的定时残差。对拱点运动和轨道面进动的精确测量可以获得关于恒星内部结构和旋转的有价值的信息。探测到的轨道进动意味着伴星的自旋与轨道角动量不一致，并表明超新星给了脉冲星一个踢出原来的轨道平面。PSR J 0045 $-$ 7319系统中g模式振荡的潮汐激发在每次近星点通过时引起$|ΔP_{\rm orb}/P_{\rm orb}|\sim 10^{-6}$级的轨道周期变化，但长期趋势取决于g模式的辐射阻尼时间。我们还讨论了吸积X射线双星和另一个已知的射电脉冲星/主序星双星PSR B1259 $-$ 63的自旋-轨道耦合效应。
1995-05-09 astro-ph
Hard X-ray timing and spectral properties of PSR B0540-69
利用RXTEPCA（2 - 60 keV）和RXTEHEXTE（15 - 250 keV）数据，研究了年轻的类蟹状星云LMC脉冲星PSR B 0540 -69的硬X射线性质.利用684 ks的非常长的有效曝光，我们得到了一个非常详细的主脉冲轮廓的能量为2 - 20 keV。我们确认了宽的单脉冲形状，在中间有一个倾角，在倾角的左边有一个明显的精细结构。对于第一次在10 - 50 keV的能量间隔的脉冲轮廓示出。值得注意的是，从光学到X射线能量的粗脉冲形状是稳定的，类似于蟹状星云脉冲星（PSR B 0531 +21）的情况。可以用相位分离约为0.2的两个高斯曲线来描述分布;从光学到X射线范围的两个分量之间的比率的分布与平坦一致。因此，我们不能得出结论，该概况由两个不同的组成部分。我们还得出了一个新的总脉冲光谱在~0.01 - 50千电子伏范围内的一致性分析，包括档案ROSAT PSPC（0.01 - 2.5千电子伏）的数据。这个谱不能用单一的幂律来描述，而是需要一个附加的能量依赖项。在10 keV附近的光谱弯曲类似于蟹状星云脉冲星的光谱。虽然使用外隙情景的模型计算可能解释PSR B 0540 -69的高能特征，因为它们成功地解释了螃蟹，但我们的测量结果与Zhang & Cheng（2000）的最新计算结果并不完全一致。微小的差异可能是由脉冲星几何形状的不确定性造成的。
2003-01-12 astro-ph
Systematic variation of the residual of PSR B1937+21, the trace of its companion star?
PSR B1937+21是第一颗被观测到的毫秒脉冲星。它是一颗脉冲星。对这颗脉冲星的高精度观测表明，到达时间的残差存在系统性的长期变化。利用轨道进动引起的脉冲双星系统的时间延迟模拟了长期变化。拟合要求PSR B 1937 +21作为一颗脉冲双星，应该有小伴星$m_2\sim 10^{-2}M_{\odot}$和投影半长轴$x\sim 10^{-4}$ s到$10^{-3}$ s。它对应于脉冲星相对于视线的径向速度。这也许可以解释为什么它被测量为单脉冲星而不是双脉冲星。
2003-09-25 astro-ph
Constraining the properties of the proposed supermassive black hole system in 3c66b: Limits from pulsar timing
利用射电脉冲星PSR B 1855 +09的长期定时观测资料，研究了3C 66 B中超大质量双星黑洞系统发射的引力波（G波）特征。对于圆形轨道的情况，发射的G波将在PSR B1855+09的脉冲到达时间中产生可检测的波动。本文首次导出了一个缓慢演化的偏心双星黑洞系统的G波辐射所引起的期望时间残差的一般表达式。这些波形被用于蒙特卡罗分析，以限制拟议的黑洞系统的质量和偏心率。报告的分析还展示了基于脉冲星计时的引力波探测器的几个有趣的特征。
2003-10-10 astro-ph
General Relativistic Geodetic Spin Precession in Binary Pulsar B1913+16: Mapping the Emission Beam in Two Dimensions
我们对脉冲双星PSR B1913+16在21厘米波长处的脉冲轮廓进行了20年的仔细测量，以寻找自旋轴的广义相对论测地岁差引起的变化。发现轮廓宽度在其内部区域随时间减小，而在其外裙部保持基本恒定。我们将这些数据拟合到光束形状和进动几何形状的模型。四个等效的解决方案，但进化的考虑和极化数据选择一个单一的首选模型。由于岁差周期较长，目前的数据只对有限的纬度范围进行采样，而首选的模型显示出在纬度方向上拉长的沙漏形光束。
2002-05-16 astro-ph
Shapiro delay in the PSR J1640+2224 binary system
本文介绍了双星毫秒脉冲星PSR J1640+2224的精密计时观测结果。结合Effelsberg 100-m射电望远镜和Arecibo 305-m射电望远镜的脉冲到达时间测量，我们已经扩展了现有的定时模型的脉冲星搜索存在的一般相对论夏皮罗延迟的影响的数据。在目前可达到的精度水平上，观测到的效应幅度将伴星的质量限制在$m_2=0.15^{+0.08}_{-0.05} M_\sun$，这与从白矮星伴星的光学观测中获得的估计值以及双星演化理论预测的质量范围是一致的。测得的Shapiro延迟曲线的形状将PSR J1640+2224系统的可能轨道倾角范围限制为$78^{\circ}\le i\le 88^{\circ}$。脉冲星为在不久的将来大大加强这些限制提供了极好的前景。
2004-11-27 astro-ph
RXTE Observation of PSR B0656+14
1997年8月22日至9月3日期间，利用带有正比计数器阵列（PCA）的{ \it Rossi X射线定时探测器（RXTE）}和高能X射线定时实验（HEXTE）对PSR B 0656 +14进行了160 ksec的观测。在时间分析中没有发现脉动，其中应用同期的无线电星历和各种统计检验来寻找脉动的证据。根据$H$检验，在95.5%置信水平下，发现在整个HEXTE能量带中的数据存在脉动的边缘检测。在2-10 keV的能带内，{ \it RXTE} PCA的上限比{ \it ASCA} GIS数据的上限低一个数量级。如果这颗脉冲星的{ \it CGRO} EGRET探测是真实的，考虑到大多数EGRET探测到的脉冲星在硬X射线和伽马射线能带中具有冷却谱的共同特征，估计的{ \it RXTE}上限指示从20 keV或更高开始的冷却谱的偏差（低能量翻转）。这反过来又表明PSR B 0656 +14的高能辐射来源于外磁层同步辐射。{ \it RXTE} PCA上限还表明，基于{ \it ASCA} SIS数据（1-10 keV）与{ \it ROSAT}数据联合拟合的报告幂律分量（如果真实）应主要是无脉冲的。
1998-08-11 astro-ph
PSR J1829+2456: a relativistic binary pulsar
我们报告的发现一个新的双脉冲星，PSR J1829+2456，发现在中纬度漂移扫描调查与阿雷西博望远镜。我们最初的定时观测表明，41毫秒脉冲星是在一个28小时，稍微偏心，双轨道。根据我们200天的计时观测，得到了近星点的前进速度，ω = 0.28 +/- 0.01度/年。假设近星点的推进是纯相对论性的，并且PSR J 1829 +2456的中子星质量在一个合理的范围内，我们将伴星的质量限制在1.22 Msun和1.38 Msun之间，使它很可能是另一颗中子星。我们还将脉冲星质量的上限定为1.38 Msun。由于引力波发射的预期合并时间很长（约60 Gyr），该系统不会对与即将到来的仪器（如LIGO）相关的合并率的计算产生重大影响。
2004-03-23 astro-ph
Prospects for measuring the moment of inertia of pulsar PSR J0737-3039A
在这里，我们考虑的可能性，测量在10%或更好的转动惯量I的J 0737 - 3039 A通过重力磁自旋轨道近星点进动。事实证明，考虑到通过无线电定时测量系统基本二进制和后开普勒参数的精度限制，以10%或更高精度测量PSR J 0737 - 3039 A的转动惯量的前景似乎不太可能。
2008-04-29 astro-ph gr-qc
