A Cosmic Ray Positron Anisotropy due to Two Middle-Aged, Nearby Pulsars?
Geminga和B 0656 +14是最近的恒星，其特征年龄在10万年到100万年之间。目前，它们都具有3e 34 erg/s量级的自旋功率。这些恒星的风很可能为脉冲星风星云（PWNe）提供了动力，脉冲星风星云在恒星诞生后不到10万年就解体了。假设被脉冲星加速的轻子粒子被限制在PWNe中，并在PWNe破裂时释放到星际介质中，我们证明，根据脉冲星的参数，这两颗脉冲星对局域宇宙线正电子谱的贡献不可忽略，它们可能是几GeV以上的主要贡献者. Geminga和B 0656 +14之间相对较小的角距离因此意味着在这些能量下局部CR正电子通量的各向异性。我们计算了这些脉冲星对局部观测到的CR电子和正电子谱的贡献，它依赖于脉冲星的诞生周期和局部CR扩散系数的大小。我们进一步给出了局部CR正电子通量的预期各向异性的估计。我们的计算表明，在我们的模型框架内，本地CR轻子谱对Geminga和B 0656 +14的脉冲星参数施加了约束，特别是脉冲星诞生时的周期，以及CR轻子的本地星际扩散系数。
2008-04-01 astro-ph
An optical bow shock around the nearby millisecond pulsar J2124-3358
我们报告发现了一个由附近毫秒脉冲星J2124-3358提供动力的H-α发射弓形激波星云。弓形激波非常宽，并且关于脉冲星的速度矢量高度不对称。这种形状与各向同性风与均匀环境介质相互作用的情况下所预期的形状不一致。在脉冲星风中调用各向异性的模型，周围气体的整体流动，或在周围介质中垂直或平行于脉冲星运动方向的密度梯度也未能再现所观察到的形态。然而，当我们考虑这些影响的组合时，我们发现一个很好的适合星云形态的合奏。在所有这些情况下，我们发现脉冲星都是在平均密度为0.8-1.3 cm^（-3）、整体流速为15-25 km/s的环境介质中传播的，而且该恒星最近在~<0.02 pc的尺度上经历了1-10 cm^（-3）的密度增加。各种各样的模型，适合的数据表明，在一般情况下，没有一套独特的参数，可以推断出的弓形激波星云的形态。
2002-10-24 astro-ph
HST Proper Motion confirms the optical identification of the nearby pulsar PSR 1929+10
我们报告的自行测量的建议光学对应的X射线/射电脉冲星PSR 1929+10。利用HST/STIS（平均历元2001.73）获得的图像，我们计算出自最初的HST/FOC探测历元（1994.52）以来，RA的年位移为+97 +/-1 mas yr ^{-1}，12月的年位移为+46 +/- 1 mas yr^{-1}。光学自行分量的大小和方向与最近VLBA射电测量结果完全一致。这一结果提供了一个明确的确认脉冲星的光学识别。此外，我们还使用了组合STIS/FOC数据集来获得脉冲星光谱的信息，其特征似乎是幂律分量，显然与X射线发射无关。
2002-08-28 astro-ph
The Vela Pulsar in the Near-Infrared
本文报道了VLT/ISAAC在Js和H波段对船帆座脉冲星的首次近红外探测。脉冲星的星等是Js=22.71 +/- 0.10和H=22.04 +/- 0.16。我们将所得结果与已有的多波长数据进行了比较，结果表明脉冲星的去红相位平均光谱符合幂律F_nu propto nu^（-alpha_nu），其中alpha_nu = 0.12 +/- 0.05，假设色过量E（B-V）=0.055 +/-0.005，基于船帆座脉冲星及其超新星遗迹的X射线发射的最近光谱拟合。脉冲星光谱的负斜率不同于年轻蟹状星云脉冲星光谱在宽光学范围内观测到的正斜率。Vela光谱的近红外部分似乎与在2-10 keV范围内用RXTE获得的高能X射线尾部的相位平均光谱具有相同的斜率。这两个光谱都可以用一个单一的幂律拟合，表明它们的共同起源。由于在这个范围内的相位平均RXTE光谱是由脉冲星光变曲线的第二个X射线峰，与其光学脉冲轮廓的第二个主峰相一致，我们建议，这个光学峰可以比第一个红。我们还在脉冲星1.5“-3.1”附近探测到两个微弱的延伸结构，投射在东南喷流和脉冲星风星云的内弧上，并与之对齐，这是钱德拉在X射线中探测到的。我们讨论了它们与星云的可能联系。
2003-05-15 astro-ph
X-Rays from the Nearby Solitary Millisecond Pulsar PSR J0030+0451 - the Final ROSAT Observations
我们报告的X射线观测孤立的4.8毫秒脉冲星PSR J 0030 +0451。该脉冲星是ROSAT PSPC在1998年12月观测到的最后几个目标之一。X射线脉冲在$4.5σ$水平上被探测到，并使源成为X射线域中探测到的$11^{th}$毫秒脉冲星。发现脉冲分数为$69\pm18%$。X射线脉冲轮廓的特征在于由两个窄峰，其匹配在1.4 GHz下观察到的总脉冲轮廓。假设一个类克拉布光谱，X射线通量在$f_x= 2-3\times 10^{-13}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2} $（$0.1-2.4$ keV）的范围内，这意味着X射线效率为$L_x/\dot{E}\sim 0.5-5 \times 10^{-3} (d/0.23 {kpc})^2$。
2000-09-07 astro-ph
The Duck Redux: An Improved Proper Motion Upper Limit for the Pulsar B1757-24 Near the Supernova Remnant G5.4-1.2
“鸭子”是一个复杂的非热射电系统，由高能射电脉冲星B1757-24、其周围的脉冲星风星云G5.27-0.90和邻近的超新星遗迹（SNR）G5.4-1.2组成。PSR B1757-24最初被认为是一颗年轻的（约15000年）极高速（> 1500 km/s）脉冲星，它穿透了SNR G5.4-1.2的壳层，但最近对脉冲星运动的上限提出了严重的困难。在这里，我们提出了8.5 GHz的干涉观测星云G5.27-0.90超过12年的基线，以前的测量时间跨度增加了一倍。这些数据相应地使我们能够将星云向西运动的上限减半为14毫角秒/年（5-sigma），从而对这个令人困惑的物体进行实质性的重新评估。我们排除了脉冲星和SNR由约15000年前的普通超新星爆炸形成的可能性，但得出结论，一个古老的（>~ 70000年）脉冲星/ SNR协会，或脉冲星和SNR物理上不相关的情况，仍然是可行的解释。
2006-07-26 astro-ph
A model for the waveform behavior of accreting millisecond pulsars: Nearly aligned magnetic fields and moving emission regions
我们进一步研究了我们先前提出的一个吸积毫秒X射线双星模型。在这个模型中，这些恒星的X射线发射区靠近它们的自旋轴，但会移动。如果这些恒星的磁极靠近它们的自旋轴，那么吸积气体就会被引导到那里，这是可以预期的。由于吸积速率和内部盘的结构变化，气体沿着不同的场线被引导到恒星表面的不同位置，导致X射线发射区域移动。我们发现，这种“近对齐的移动斑点模型”可以解释许多属性的吸积毫秒X射线天体，包括其一般低的振荡幅度和近正弦波形;其脉冲幅度，形状和相位的变化;在这种变化的相关性;和吸积和核动力脉冲形状和相位的相似性在一些。这也可以解释为什么以吸积为动力的毫秒彗星很难被探测到，为什么有些是间歇性的，为什么迄今为止探测到的都是瞬变的。该模型可以通过将其预测的波形变化（包括随吸积率的变化）与观测值进行比较来检验。
2009-10-18 astro-ph
The Unusual Binary Pulsar PSR J1744-3922: Radio Flux Variability, Near-infrared Observation and Evolution
PSR J1744-3922是一颗脉冲双星，具有高度可变的脉冲射电辐射。我们报告的统计多频研究的脉冲无线电通量的变化，这表明这种现象是外在的脉冲星，并可能与同伴，虽然没有强烈的轨道相位相关。与典型的再循环双星相比，这颗脉冲星具有不寻常的特征组合：长自旋周期（172毫秒）;相对较高的磁场强度（1.7 × 10^10 G）;非常圆的紧凑轨道（4.6小时）;以及低质量伴星（0.08兆太阳）。这些自旋和轨道性质可能与标准的进化模型不一致。我们发现PSR J1744-3922系统和其他几个已知的二元脉冲星系统的属性之间的相似之处，激励识别一类新的二元脉冲星。我们认为，这一新的类可能导致：一个标准的吸积方案的磁星或高磁场脉冲星;共同的信封演变与低质量的恒星和中子星，类似于预期的超紧凑的X射线双星;或吸积引起的崩溃的白矮星。我们还报告了在脉冲星位置上探测到一个可能的K '= 19.30（15）红外对应物，如果伴星是一颗氦白矮星，在标称距离上，它是相对明亮的，并讨论了它对脉冲星伴星和演化历史的影响。
2007-02-13 astro-ph
Do Young Neutron Stars Which Show Themselves As AXPs, SGRs and Radio Pulsars Accrete?
我们研究了回退盘模型，并在一般的吸积，提出解释异常X射线天体（AXP），软伽马中继（SGR）和射电天体（PSR）的属性。我们检查了超新星爆炸后中子星周围残留一些气体的可能性。我们还将AXP和SGR与X射线双星中的X射线双星进行了比较。我们的结论是，现有的模型的吸积从回退盘是不足以解释的AXP/SGR的性质，特别是SGR爆发。我们还讨论了磁偶极辐射和螺旋桨扭矩的组合模型，以解释射电望远镜在P-P图上的演化。这个模型的预测与观测数据相矛盾。
2002-04-16 astro-ph
PSR J1907+0918 - a young radio pulsar near SGR 1900+14 and G42.8+0.6
我们已经广泛地寻找周期性信号的软伽马中继SGR 1900+14，在430和1410兆赫的阿雷西博望远镜。我们的观测没有揭示Hurley等人（1998）在X射线波长处发现的5.16秒周期性。我们把脉冲通量密度上限分别为150和30 μ J在430和1410 MHz。在1410 MHz的搜索过程中，我们发现了一颗226 ms的射电脉冲星PSR J1907+0918。它的周期导数意味着J1907+0918的年龄只有38 kyr，使其成为已知脉冲星群中最年轻的成员之一。支持这种明显年轻的独立证据是异常高的圆偏振度和相对平坦的无线电频谱。这颗年轻的射电脉冲星非常接近超新星遗迹G42.8+0.6，这给G42.8+0.6和SGR 1900+14之间的关联提出了一个问题。
2000-07-12 astro-ph
HST Images of the Eclipsing Pulsar B1957+20
利用哈勃空间望远镜的行星照相机获得了食脉冲双星PSR~B1957+20的图像。该仪器的高空间分辨率使我们能够将脉冲星系统与附近的背景恒星分离开来，这使得该系统在光学最小值附近的地面观测变得混乱。我们的图像将伴星背面的温度限制在$T \simlt 2800$ ~K，大约是伴星面对脉冲星一侧的平均温度的两倍，并在光学最低点提供伴星的边缘检测。这一探测的幅度与先前的工作一致，后者表明伴星几乎充满了它的洛希瓣，并通过潮汐耗散得到支持。
1995-02-19 astro-ph
Search for Near-Infrared Pulsation of the Anomalous X-ray Pulsar 4U 0142+61
我们在Subaru 8.2米望远镜上利用IRCS的快速读出模式对K'波段异常X射线脉冲星（AXP）4U 0142+61（$λ_{\rm eff} = 2.11$ $μ$ m）的脉动进行了探测。在RXTE的X射线监测观测得到的精密星历所期望的脉冲频率上，我们没有发现明显的信号。尽管如此，我们获得了17%（90%C.L.）的最佳上限。对于K'波段中的均方根脉冲分数。结合i'波段脉动（Dhillon等人，2005），脉冲分量（$F_ν\propto ν^α$）的斜率被限制为$α> -0.87$（90%C.L.）$A_{V} = 3.5$的星际灭绝。
2008-09-16 astro-ph
A survey for pulsars in EGRET error boxes
作为将未识别的EGRET伽马射线源与辐射源联系起来的努力的一部分，使用327 MHz的Arecibo搜索了19个源的错误框。这些源被选择在平面外，可能与古尔德带有关，古尔德带是一个附近的星暴区域，其核心坍缩超新星的产生率较高。搜索发现了一颗新的597-ms脉冲星，J2243+1518，在EGRET源3EG J2243+1509的错误框内。新脉冲星的自旋下降能量损失率几乎不足以为伽马射线源提供动力，因此脉冲星不太可能与伽马射线源相关。我们已经进行的模拟表明，任何古尔德带距离的恒星都应该被探测到。这表明，要么与古尔德带有关的EGRET源不是脉冲星，要么脉冲星光度函数的最小值低于从正常脉冲星星群中推断出的~1.5 mJy kpc ^2。
2005-10-20 astro-ph
Electron energy losses near pulsar polar caps: a Monte Carlo approach
利用蒙特卡罗方法研究了脉冲星极隙中加速电子的能量学。作为能量损失机制，我们考虑热X射线光子和曲率辐射的磁康普顿散射。与以前的计算结果进行了比较，其中假设的电子能量的变化发生平滑根据近似的平均能量损失率由于康普顿散射。我们证实了由于逆康普顿机制的热极帽的温度和大小和脉冲星磁场的电子能量损失的效率的一般依赖。然而，我们表明，电子的轨迹在能量高度空间计算的平滑的方式并不总是符合平均蒙特卡罗行为。特别是，对于具有高磁场强度（$B_{pc} > 3\times 10^{12}$ G）和低热极帽温度（$T < 5\times 10^6$ K）的超导体，用这两种方法计算的最终电子洛伦兹因子可能相差几个数量级。我们讨论的后果，特定的对象与确定的热X射线光谱成分，如Geminga，船帆座和PSR B1055-52。
2000-06-09 astro-ph
G359.95-0.04: Pulsar Candidate Near Sgr A*
我们报告发现了一个突出的非热X射线功能位于银河系中心附近，我们确定为一个充满活力的脉冲星风星云。这个特徴G359.95-0.04，位于Sgr A* 以北1里（投影），形状像彗星，具有幂律光谱，随着距离假定的脉冲星的距离增加而变陡。该特征的独特光谱和空间X射线特征类似于那些属于罕见的冲压压力限制脉冲星风星云。该星云在距离\sgra处的亮度与推断的X射线衍射一致，在2- 10 keV的能量带中为1 10^{34}尔格·秒^{-1}。彗星尾延伸回以大质量恒星复合体IRS 13为中心的区域，周围环绕着增强的弥散X射线辐射，这可能代表了相关的超新星遗迹。此外，星云对强环境辐射的逆康普顿散射一致地解释了从银河系中心观测到的TeV辐射。我们还简要讨论了G359.95-0.04与该地区其他高能源的可能联系，例如年轻的恒星复合体IRS 13和SNR Sgr A East。
2005-12-29 astro-ph
The PWN torus of PSR J0538+2817 and the Origin of Pulsar Velocities
我们在CXO-ACIS成像中发现PSR J 0538 +2817周围有微弱风星云的证据。这个天体特别有趣，因为脉冲星的自旋下降年龄是任何这样的X射线PWN中最大的。如果将其解释为赤道环面，则PWN支持与S147超新星遗迹的关联，并意味着脉冲星自旋和空间速度之间存在良好的对齐。对比信噪比年龄、X线冷却年龄和特征年龄，认为其生旋周期大于130 ms。反过来，如果我们接受线动量和角动量的排列是因果关系，这就对中子星诞生时的“反冲”的起源产生了强有力的限制。
2003-01-24 astro-ph
Possible optical detection of a fast, nearby radio pulsar PSR B1133+16
目的：我们对一颗老的、快速移动的射电脉冲星PSR B1133+16的视场进行了深度光学观测，试图探测它的光学对应物和弓形激波星云。方法：在欧洲南方天文台VLT/UT 1望远镜上，利用FORS 1的直接成像模式，在B、R和H α波段进行观测。我们还使用了VLT在B波段和Chandra/ACIS在X射线中获得的同一领域的档案图像。结果如下：在B波段，我们探测到一个微弱的（B=28.1+/-0.3）源，它可能是PSR B1133+16的光学对应物，因为它与射电脉冲星和先前发表的X射线对应物候选者的位置一致。它在R波段的上限意味着颜色指数B-R <0.5，这与光学范围内识别的大多数光谱的指数值一致。推导出的光学光度和它的比例的X射线光度的候选人是一致的预期值来自一个样本中的光谱域中检测到的恒星。没有检测到巴尔末弓形激波，这意味着脉冲星周围的环境物质密度很低。然而，在X射线和H_alpha图像中，我们发现了脉冲星后方约4”-5”延伸的痕迹，并且与其自行方向一致。如果通过更深入的研究得到证实，这是第一次在光学和X射线波长中看到这样的踪迹。结论：在以后的时期进一步的观测是必要的，以确认识别脉冲星的候选人的自行测量。
2007-12-05 astro-ph
Torque Reversal in Accretion-Powered X-ray Pulsars
吸积动力X射线治疗仪4U 1626 - 67、GX 1 + 4和OAO 1657 - 415最近出现了令人困惑的扭矩反向。这些反转的特点是时间尺度短，在几天的数量级，几乎相同的自旋和自旋下降率，和非常小的变化，X射线光度。我们认为这种现象是由质量吸积速率的逐渐变化所触发的吸积盘中突然的动力学变化的结果。当系统在内盘中从主要开普勒流过渡到基本上亚开普勒的径向平流时，这些突然的扭矩反向可能以临界吸积速率$\sim$ $10^{15}-10^{16}g~s^{-1}$发生。对于接近自旋平衡的系统，在开普勒状态下的自旋扭矩略大于平流状态下的自旋扭矩，与观测一致。这种突然的反转可能是脉冲星系统在自旋平衡附近的一个特征，其质量吸积率在一年或更长的时间尺度上调制到临界吸积率附近。有趣的是，激变变星和黑洞软X射线瞬变以类似于黑洞临界速率的吸积速率改变它们的X射线发射特性。我们推测脉冲星系统的动力学变化与白矮星和黑洞吸积盘系统有着共同的物理起源。
1997-10-14 astro-ph
On the particle acceleration near the light surface of radio pulsars
研究了相对论正负电子等离子体径向外流的双流体效应。结果表明，当Michel磁化参数（1969）和倍增参数足够大时，单流体MHD近似在|E| < |B|的整个区域内都是正确的。在纵向电流小于Goldreich-Julian电流的情况下，粒子的加速度在靠近光表面处确定，其中|E| = |B|。它表明，在以前考虑的圆柱形的几何形状（Beskin，Gurevich和Istomin 1983），几乎所有的电磁能量转化为粒子的能量在狭窄的边界层。该层的相对厚度被示出为乘法参数的倒数的顺序。
2000-02-29 astro-ph
On the pulse-width statistics in radio pulsars
对脉冲星周期、脉冲宽度和磁倾角进行了蒙特卡罗模拟。使用现有的观测数据集，我们研究了一个可能的试验父分布函数的Kolmogorov-Smirnov显著性检验。我们还使用了一个额外的条件，即无论是从两个磁极还是从单个磁极产生的间脉冲的数量都在观察到的水平上。我们的结论是，父分布函数的磁倾角既不是平坦的，也不是余弦，但它是一个更复杂的功能与当地的最大值附近α = 25度和另一个较弱的α = 90度附近。脉冲星周期的似然分布函数由伽马函数表示。描述可观测到的射电望远镜比例的聚束比例约为0.12。
2004-12-07 astro-ph
Correlated Infrared and X-ray Flux Changes Following the 2002 June Outburst of the Anomalous X-ray Pulsar 1E 2259+586
本文介绍了在双子座天文台对异常X射线脉冲星1 E 2259+586进行的近红外监测计划的结果。该计划开始于脉冲星2002年6月爆发后三天，跨度约1.5年。我们发现，近红外辐射通量在经历了爆发前的一个初始增加后，持续下降，并在一年后达到爆发前的平静水平。我们比较了近红外通量的增强和衰减的X射线余辉，并发现它们是非常一致的。对RXTE脉冲通量和爆发后t>1天的近红外数据拟合简单的幂律，我们发现以下衰减指数：α =-0.21+/-0.01（X射线），α =-0.21+/-0.02（近红外），其中通量是时间的函数，使得F与t^α成比例。这表明增强的红外线和X射线通量在爆发后有物理联系，最有可能来自中子星磁层。
2004-10-25 astro-ph
Near-Infrared, Kilosecond Variability of the Wisps and Jet in the Crab Pulsar Wind Nebula
我们展示了一个20个近红外的延时序列，蟹状星云脉冲星风星云中央20 × 20角秒的J波段和K波段快照，由双子座北望远镜上的Hokupa 'a/QUIRC自适应光学相机以亚角秒分辨率拍摄，观测到脉冲星风终端激波中的赤道束和极结似乎在千秒的时间尺度上亮度波动。测量到的束状和结节状星云的最大通量变化分别为相对于平均值（单位：1.2 k）的+/-24 +/-4和+/-14 +/-4%，在J波段的统计意义最大，那里的星云背景不太突出。J和K'通量密度表明，来自小束和最外层极结的非热连续辐射的近红外光谱不同，分别为F_nu ~ nu^{-0.56+/-0.12}和F_nu ~ nu^{-0.21+/-0.13）。的数据进行比较，与现有的光学和紫外线测光和应用到约束理论的小缕（相对论离子回旋不稳定性）和结（相对论消防水龙带不稳定性）的变化。
2005-09-30 astro-ph
Constraints on fall-back disks in radio pulsars and anomalous X-ray pulsars
脉冲星风加热回退盘的计算与中子星表面发射的软X射线不同。这些加热率与K和Ks波段测得的近红外通量之间的关系，对射电望远镜和某些异常X射线望远镜中可能存在的任何回退盘的内径都有严格的限制。发现的下限是如此之大，有关的磁盘可以有脉冲星自旋没有显着的影响。
2008-02-04 astro-ph
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。
1999-10-29 astro-ph
The Unidentified Galactic EGRET Sources
银道面上未确认的γ射线点源的性质是γ射线天文学的一个长期难题。Kaaret和Cottam（1996）指出，在银道面附近的25个未确认的伽马射线点源中，有16个位于大质量恒星的星协中或附近，可能是脉冲星的形成地点，并且这些源的内禀光度分布与已知的伽马射线恒星的一致。在这里，我展示了大约有5-7倍的可见伽马射线超新星遗迹。这加强了这样一个假设，即在银道面附近的未确认的伽马射线点源中，大部分是暗星。
1996-08-01 astro-ph
Prospects of observing pulsed radiation from gamma-ray pulsars with H.E.S.S
观测和理论研究表明，所有伽马射线源的脉冲光谱终止于几百GeV以下的能量。在大多数情况下，我们期望这个截止能量E_o在10 GeV左右。只有使用下一代地面伽马射线望远镜，预计在10 GeV附近具有非零触发概率，我们才有望探测到脉动。在E0以下的大γ射线通量以及与之相关的尖脉冲轮廓弥补了阈值附近成像能力的不足。为了HESS我们发现PSR B1706-44的脉冲分量在阈值附近应该是可探测的，而对于相对硬的脉冲星光子谱（~E^-1.5），如果超指数截止能量大于约30 GeV，则未识别的GeV EGRET源应该是可探测的。
2000-10-10 astro-ph
The Likely Near-Infrared Counterpart to the Anomalous X-Ray Pulsar 1E 1048.1-5937
我们报告我们发现的可能的近红外对应的异常X射线脉冲星（AXP）1E1048.1-5937，从6.5米巴德（麦哲伦-I）望远镜在智利的观测。我们利用钱德拉X射线天文台的档案数据得出了X射线源的精确位置。这个位置是不一致的，从XMM-牛顿早些时候报告的位置，但我们表明，最初报告的XMM-牛顿位置遭受姿态重建问题。在包含目标的17 arcsec x 17 arcsec视场中，只有两个红外物体具有不寻常的颜色，其中一个的颜色与其他两个AXP的识别对应物的颜色一致。后一个天体也是在0.6角秒钱德拉误差圆内检测到的唯一来源，我们将其确定为1E1048.1-5937的对应物。这是第一个在多个红外波段探测到的AXP对应物，震级J=21.7（3），H=20.8（3）和K=19.4（3）。在较长的波长上，光谱平坦化的证据很少。
2002-09-25 astro-ph
Faint X-ray Structure in the Crab Pulsar-Wind Nebula
我们报告了钱德拉对蟹状星云的观测，首次清晰地看到了蟹状星云发射X射线的脉冲星风星云（PWN）的微弱边界。各个方向都有结构。指状物、环、海湾和南脉冲星喷流都表明，要么是磁性物质，要么是磁场控制着相对论电子。一般来说，光谱会随着与脉冲星距离的增加而软化，但不会沿着线性特征快速变化。对于脉冲星喷气机来说尤其如此。喷流的终止是突然的; E侧接近[O { \small III}]光学细丝，其可能阻挡在该侧上的传播。我们认为，线性功能有序的磁场和结构是由粒子的同步辐射寿命扩散垂直和平行的磁场。我们没有发现明显的证据，热X射线内的纪念信封。
2006-08-23 astro-ph
Radio-quiet X-ray pulsars in Supernova Remnants and the ``Missing'' Pulsar Problem
年轻的中子星（NS）演化为快速旋转的蟹状脉冲星的范式需要重新审视。越来越多的证据表明，事实上，许多年轻的NS是缓慢旋转（P ~ 10-s）的X射线辐射源，缺乏可检测的无线电发射。我们提出了三个无线电安静的NS候选人与超新星遗迹，这表明，替代的进化路径存在年轻的超新星。其中包括Kes 73中的12秒脉冲星，Kes 75附近的7秒脉冲星，以及RCW 103中神秘的X射线源。我们假设，这样的对象解释了超新星遗迹中射电暴的明显缺乏。
1998-09-10 astro-ph
A New Method for Obtaining Binary Pulsar Distances and its Implications for Tests of General Relativity
我们演示了如何测量轨道周期导数可以导致更准确的距离估计和横向速度为一些附近的双星。在许多情况下，这种方法比年视差法更能准确地估算距离，因为相对误差随t^-5/2减小。不幸的是，距离的不确定性限制了附近的相对论双星可以用来测试轨道周期衰减的广义相对论预测的程度。然而，如果考虑自行的贡献，PSR B1534+12的轨道周期导数测量值在观测不确定性范围内与广义相对论的预测值一致。
1995-10-14 astro-ph
Chandra and XMM-Newton discovery of the transient X-ray pulsar in the nearby spiral galaxy NGC2403
本文报道了在2004年8 - 10月钱德拉和XMM对邻近螺旋星系NGC2403的观测中发现的瞬变X射线脉冲星CXO/XMMU J073709.13 + 653544的发现和分析。该源具有周期P~18 s的X射线脉冲，脉冲形状接近正弦，脉冲分数为46 - 70%。该源的脉动周期从2004年8月9日的18.25秒迅速减小到9月12日的17.93秒，并可能在2004年10月3日减小到17.56秒。该源的X射线谱较硬，符合光子指数为0.9~1.2的吸收简单幂律。源的X射线特性和光学/紫外对应物的缺乏使我们能够将CXO/XMMU J073709.13 + 653544识别为NGC2403中的吸积X射线脉冲星。在0.3 - 7 keV范围内，该源的最大未吸收光度在3.2 Mpc时约为2.6x10e38 erg/s，比其静态光度至少高260倍。在0.3 - 100 keV能量范围内，相应的光度可能高达~1.2x10e39 erg/s，假设典型的脉冲星能谱在10 - 20 keV处具有高能量截止。它的脉动周期的减小速率（-10 e-7 s/s）是吸积恒星中观测到的最快的之一。脉动周期的演化表明，它是由致密天体的内禀上旋所主导的。CXO/XMMU J073709.13 + 653544的X射线光度所暗示的吸积速率可以解释观测到的自旋加速速率，假设X射线源是由盘吸积到高磁化中子星上提供动力的。基于该源…
2007-03-29 astro-ph
Pulse profiles and cyclotron line energy dependence on X-ray pulsars luminosity
本文介绍了INTEGRAL和RXTE天文台对几颗X射线谱仪的宽波段（3-100 keV）观测结果。我们集中在亮度和能量的脉冲轮廓和回旋线能量的变化的依赖。在V0332+53中，线能量随光源亮度的变化接近线性，而在4U 0115 +63中，线能量随光源亮度的变化更为复杂。脉冲轮廓随能量和源强度的强烈变化被发现的两个双光子辐射，在V0332+53的回旋加速器线附近的脉冲轮廓的变化特别剧烈。Her X-1和GX 301-2在高强度状态下获得的初步结果表明，没有显着的脉冲轮廓随能量的变化。根据吸积双星的理论模型，对结果和可能的发射机制进行了简要讨论。
2006-10-16 astro-ph
A search for the optical and near-infrared counterpart of the accreting millisecond X-ray pulsar XTE J1751-305
我们获得了吸积毫秒X射线脉冲星XTE J1751-305的光学和近红外图像。在0.7“的误差圆内没有恒星（0.7”是由于光学和X射线图像的结合以及钱德拉X射线天体测量解决方案中固有的不确定性而产生的总体不确定性）。我们导出了对应于R>23.1，I>21.6，Z>20.6，J>19.6，K>19.2的极限星等。我们将这些上限与可能的施主星和吸积盘的简单模型所期望的星等进行比较，这些星等受到XTE J 1751 -305在X射线中观察到的变红的影响，并且当被置于银河系中心的距离（8.5 kpc）时。我们的结论是，我们的非检测不限制任何模型的吸积盘或可能的施主星。然而，在静止期获得的深，近红外图像将限制在这个超紧凑系统中的施主星的可能模型。
2003-05-16 astro-ph
Suzaku Observation of HESS J1825-137: Discovery of Largely-Extended X-rays near from PSR J1826-1334
我们用朱雀XIS观测了HESS J1825-137最亮的部分，发现了从脉冲星PSR J1826-1334延伸至少15'（~ 17 pc）的弥散X射线。光谱没有发射线，并符合吸收幂律模型。因此，X射线很可能是来自脉冲星风星云的同步辐射。脉冲星附近（r<1.5 '）的光子指数为1.7，而r=1.5-16的光子指数在γ =2.0时几乎不变。朱雀星和H.E.S.S.结果自然可以用一个组合过程来解释：同步加速器X射线和伽马射线是由宇宙微波光子的逆康普顿引起的，高能电子是在7微G的磁场中引起的。如果电子在脉冲星上被加速，那么在1900年的同步加速器寿命内，电子必须以大于8.8 × 10^3 km·s^{-1}的速度传输超过17 pc。
2008-08-26 astro-ph
Gamma-Ray Pulsars: Models and Predictions
伽玛射线暴的脉冲辐射起源于磁层内部，来自于磁极附近或外部间隙中加速的带电粒子的辐射。在极帽模型中，高能量谱被高于依赖于局部磁场强度的能量的磁对产生所切断。虽然大多数表面场在B = 10^{12} - 10^{13} G范围内的年轻双星预计在几个GeV左右具有高能量截止，但具有较低表面场的老双星的伽马射线谱可能延伸到50 GeV。虽然老恒星的伽马射线辐射较弱，但探测到附近来源的高能脉冲辐射将是对极帽模型的重要确认。外间隙模型预测更渐进的高能量周转在10 GeV左右，但也预测逆康普顿组件扩展到TeV的能量。脉冲TeV的发射，这将无法生存在极冠衰减的检测，因此是一个重要的测试外间隙模型。对GeV-TeV辐射敏感的下一代伽马射线望远镜将提供脉冲星加速和辐射机制的关键测试。
2000-12-12 astro-ph
A New Search Technique for Short Orbital Period Binary Pulsars
我们描述了一种新的和有效的技术，我们称之为边带或相位调制搜索，它允许一个检测短周期的观测比轨道周期长的双星。脉冲星的轨道运动在长时间的观测有效地调制脉冲星信号的相位，导致边带出现在脉冲星自旋频率及其傅里叶变换的谐波周围。对于大多数射电双星或低质量X射线双星（LMXB），存在大量的边带，允许使用原始功率谱的短部分的傅里叶变换进行有效的搜索。分析边带的复振幅和复相位可以为求解开普勒轨道参数提供足够的信息。这种技术特别适用于在球状星团中搜索射电脉冲星，以及搜索来自LMXB的相干X射线脉动，并且是对更标准的"加速“搜索的补充。
2002-10-01 astro-ph gr-qc
Emission From Rotation-Powered Pulsars: Is It All Relative?
在发现旋转驱动的脉冲星35年后，我们仍然不了解它们在任何波长下脉冲发射的基本原理。从中子星表面延伸到光柱附近的磁层中，即使是详细的脉冲轮廓也无法确定发射的位置。使问题更加复杂的是低海拔的强引力效应和外磁层中以相对论速度移动的等离子体。我将讨论特殊和广义相对论效应对脉冲星发射的作用，从恒星表面附近的惯性系拖曳到光柱附近的像差、飞行时间和磁场延迟。理解这些效应如何决定我们在不同波长下观察到的东西对于解开发射物理学至关重要。
2005-03-14 astro-ph hep-ph
Could the pulsars actually be oscillators?
一个简化形式的非对称度规被用来开发的静电场和引力场，这只发生在动态解决方案的耦合。这种耦合导致了史瓦西半径附近物体的共振。谐振器的独特之处在于频率随半径减小，在重力极限处达到0.4 Hz附近的下限。极限频率不依赖于质量或任何其他参数。这是一个物理常数。引力收缩为谐振器提供能量，使其进入振荡状态。该解与主流双曲正切函数的性质基本一致。一个观测测试，以确定是否是振荡器的恒星从来没有进行过，和观测技术的发展，以区分旋转和振荡的情况。
2001-02-28 astro-ph gr-qc
Pulsars as the Sources of High Energy Cosmic Ray Positrons
PAMELA卫星最近的结果表明，在宇宙射线谱中，大约在10至100 GeV之间存在大量正电子（相对于电子）。由于在许多模型中，湮灭的暗物质粒子被预测在这个能量范围内对宇宙射线正电子谱有贡献，因此这一观测引起了人们极大的兴趣。在这里，我们认为中子星（快速旋转，磁化中子星）作为这种信号的替代来源。在计算了宇宙线正电子谱和电子谱的贡献后，我们发现PAMELA观测到的宇宙线正电子谱和电子谱可能来自于这些源。特别是，银河系中所有成熟双星的总和，以及最近的成熟双星（如Geminga和B0656+14），预计会有很大的贡献。来自附近的脉冲星的信号预计会在宇宙射线电子谱中产生一个小但显著的偶极各向异性，这可能提供一种方法，使费米伽马射线太空望远镜能够区分所观察到的高能正电子的脉冲星和暗物质来源。
2009-01-23 astro-ph hep-ph
