Simultaneous single-pulse observations of radio pulsars III. The behaviour of circular polarization
通过对PSR B1133+16的两个频率的同步观测，研究了脉冲星射电辐射的圆极化现象。特别是，我们调查的手的圆偏振与正交偏振模式现象在两个不同的频率的关联。我们发现，在PSR B1133+16的脉冲中，这种关联是显著的，这为正交偏振模式确定所观察到的圆偏振提供了有力的证据。然而，这种关联并不完美，并且随着频率的增加而减少。基于这些结果，并假设发射发生在叠加的正交偏振模式，我们提出了一种基于单脉冲的模式分解技术。然后可以通过将各个模式分离的单脉冲相加来计算每个模式的偏振的平均轮廓。我们发现，分解单脉冲产生不同的平均配置文件的正交偏振模式从分解的平均配置文件。最后，我们展示了样品单脉冲，并讨论了圆偏振与正交偏振模式现象的相关性的频率依赖性的影响。
2003-03-28 astro-ph
Statistics of the individual-pulse polarization based on propagation effects in pulsar magnetosphere
脉冲星的射电辐射被模拟为两个完全极化的非正交模式的总和，随机变化的斯托克斯参数和强度比。这些模是脉冲星磁层热磁化弱非均匀等离子体中原始自然波偏振演化的结果。在波模耦合过程中，线偏振的自然波获得纯正交的椭圆偏振。此外，当波通过回旋共振时，它们变得非正交。最终偏振特性和模式的强度比的脉冲到脉冲的波动归因于等离子体流中的时间波动。所提出的模型可以再现单个脉冲偏振特性的一维分布的基本特征。此外，脉冲星偏振的传播起源暗示着模式椭圆率与位置角之间存在一定的相关性。在定性层面上，对于不同的参数集，预期的相关性似乎与观察到的一致。进一步的理论研究是必要的，以建立定量对应的模型的观测结果，并在此基础上发展的诊断技术的脉冲星等离子体。
2006-03-13 astro-ph
Polarisation profiles of southern pulsars at 3.1 GHz
我们目前的偏振配置文件为48个南半球观测到的新的10厘米接收器在帕克斯望远镜。我们已经利用低系统温度和高带宽的接收器，以获得具有良好的信噪比为我们的大多数样本在这个相对较高的频率的配置文件。虽然，正如预期的那样，一些配置文件是在3.1 GHz的线性极化比在较低的频率，我们确定了一些天线和特定组件的配置文件中的其他天线，增加了线性极化在这个频率。我们讨论的线性偏振与频率的依赖关系的背景下，在该模型中，发射由两个，正交偏振模式的叠加。我们表明，一个简单的模型，其中的正交模式有不同的光谱指数，可以解释许多观察到的线性极化和总功率的频率演变的性质，如在所有频率的高程度的线性极化在一些高自旋下降，年轻的恒星。几乎所有的位置角剖面显示偏离旋转矢量模型，这似乎是高频偏振观测的一般特征。
2005-02-17 astro-ph
Evidence for alignment of the rotation and velocity vectors in pulsars
我们提出了强有力的观测证据之间的关系脉冲星的运动方向和它的旋转轴。我们仔细校准的偏振数据25个pixels，其中20个显示线性偏振发射的脉冲经度在最接近的磁极。这样的数据允许确定线性偏振的位置角，其进而反映旋转轴的位置角。在这20个偏振波中，有10个显示出速度矢量和偏振位置角之间的偏移，该偏移小于10 \degr或大于80 \degr，这是随机机会非常不可能的一部分。我们认为，双峰性质的分布产生的脉冲星无线电发射中的正交偏振模式的存在。在某些情况下，这种正交模糊性可以通过其他波长的观测来解决，因此我们可以得出结论，速度矢量和旋转轴在出生时是对齐的。5颗年龄小于300万年的恒星中有4颗显示出这种关系，包括船帆座脉冲星。我们在Spruit & Phinney（1998）的脉冲星出生踢\nocite{sp98}模型的背景下讨论了这些发现的意义。我们指出，与文献中的说法相反，双中子星系统的观测不排除对齐踢模型，并描述了一个可能的观测测试涉及双脉冲星系统。
2005-10-10 astro-ph
Pulsar "Drifting"-Subpulse Polarization: No Evidence for Systematic Polarization-Angle Rotations
给出了双星B 0809 +74和B2303+30的偏振角密度显示，这两颗星在先前报道的单个子脉冲内没有表现出系统偏振角旋转的证据。这两个脉冲的“漂移”子脉冲都表现出惊人的线性和圆偏振，这似乎反映了两个几乎正交偏振的发射“模式”的特征--沿着这两个模式，严重的平均轮廓去偏振是它们在可比的总强度下混合的特征。
2001-11-01 astro-ph
Implications of Low Energy X-ray Emission from Millisecond Radio Pulsars
所有六个毫秒射电望远镜（MSP）的低能X射线发射（0.1-10 keV）支持了一个脉冲星磁场演化的建议，以前只与无线电脉冲数据进行了比较：老的，非常强烈的自旋中子星成为主要的正交旋转（磁偶极矩垂直于恒星自旋）或对齐的旋转。综述了导致这种演化的中子星性质。特别考虑对齐MSP候选PSR J 0437 -4715的预测值与观察到的X射线发射之间的一致性。
2003-11-13 astro-ph
Orientation Angles of a Pulsar's Polarization Vector
利用脉冲星射电辐射偏振的统计模型，导出了偏振矢量方向角的一般统计量。将理论分布与PSR B2020+28的单脉冲偏振观测结果计算的方位角直方图进行了比较。理论和测量的分布之间的有利的协议，支持统计模型的基本假设，并证明，像最近的工作在其他天体，圆偏振的旋向与辐射的正交偏振模式。矢量的方向角的全面的方向统计也来自，并遵循沃森双极和Fisher分布在其限制形式。
2006-03-17 astro-ph
Polarization transfer in pulsar magnetosphere
研究了脉冲星磁层中超相对论磁化电子-正电子等离子体中无线电波的传播。由于波模耦合和回旋吸收，原始自然波的偏振态发生了显著变化。当模式耦合和回旋共振的区域近似重合时，这种变化最为明显。在波模耦合发生在谐振区之上和之下的情况下，所得到的偏振基本上是不同的。本文的主要结果是，在前一种情况下，偏振模式变得非正交。偏振传输方程的解析处理伴随着数值计算。讨论了脉冲星等离子体极化演化的观测结果。
2005-12-06 astro-ph
Multiple Imaging of PSR B1133+16 by the ISM
星际介质中电子密度不均匀性对脉冲星辐射的折射有时会产生脉冲星的多次成像，从而导致脉冲星动态谱记录中强度的周期性振荡。这类事件可以作为脉冲星磁层发射区的解析工具。在这里，我们描述的结果，从最近观察的双重成像事件PSR B1133+16，其中放置相当严格的限制发射区域的位置。我们的分析约束的散射对象的位置的壳的本地气泡。振荡的相位在整个脉冲中显示出显著的变化。在脉冲的两个边缘处，发射区的横向间隔的最小值被推断为3 × 10^5 m。这意味着最低排放高度为2.6 x 10^6米。条纹相位随脉冲经度的非单调变化被解释为该脉冲星正交偏振模发射区高度的变化。这与传播效应（例如折射）对正交模式负责的理论一致。
1999-03-23 astro-ph
An empirical model for the polarization of pulsar radio emission
我们提出了一个经验模型的基础上高斯概率分布的相关变量的单脉冲的无线电发射的恒星。在特定的脉冲相位的辐射表示为辐射的叠加在两个（近似）正交偏振模式（OPM）从一个或多个子源在脉冲星的发射区域。对于每个子源，从统计分布中随机抽取偏振态，并将庞加莱球上的均值和方差作为自由参数。从对数正态分布中选择一个OPM的强度，并且假设另一个OPM的强度是部分相关的，其中相关度也从高斯分布中选择。该模型被用来构建模拟数据描述在相同的格式作为真实的数据：庞加莱球和直方图的强度和其他参数的脉冲的偏振分布。我们专注于PSR B0329+54的特定阶段的数据的解释，其中的OPM是不正交的，一个定义良好，其他的分散在庞加莱球的环形在某些阶段。结果支持的假设，即辐射出现在两个OPM密切相关的强度，并在统计分数的脉冲一个OPM是不可见的。
2005-10-31 astro-ph
High frequency observations of southern pulsars
我们目前的偏振数据为32个主要的南半球在8.4 GHz。观测结果表明，在这个频率上，除了年轻的高能恒星外，大多数恒星的极化分数都很低，它们继续显示出超过60%的极化分数，样品中的所有恒星都显示出锥发射的证据，只有三分之一的恒星还显示出核心发射。许多剖面是不对称的，锥体的前部或后部都不可检测。有些令人惊讶的是，非对称轮廓往往比对称轮廓更极化。在1和8.4 GHz之间看到很少或没有脉冲变窄。正交偏振模式的光谱行为和半径到频率的映射可能会解释大部分的观测现象。高度极化的成分可能比非极化的成分起源于磁层更高的地方。
2006-04-19 astro-ph
The Transition between Nonorthogonal Polarization Modes in PSR B2016+28 at 1404 MHz
在1404 MHz下对PSR B2016+28无线电发射的偏振观测揭示了与脉冲星观测几何学的两种非常不同的解释相一致的特性。脉冲星的平均偏振特性显示脉冲中心附近的位置角（PA）迅速变化，这表明观测者的视线几乎与恒星的磁极相交。但是脉冲星的单脉冲偏振观测显示，脉冲星的偏振模式几乎是正交的，沿着相对平坦和平行的PA轨迹穿过脉冲，这表明视线远离极点。此外，PA直方图揭示了一个未知来源的“模态连接桥”，在大部分脉冲上加入模态PA轨迹，并遵循平均数据中所示的快速PA变化。偏振模式的非正交性被纳入到一个统计模型的无线电偏振占模式的正交性，在脉冲星中观察到的偏差。该模型被用来解释PA的快速变化和模式连接桥作为一个非正交偏振模式之间的一个maternally-resolved过渡。因此，模态PA轨迹被认为是反映脉冲星的真实观察几何。这种解释与脉冲星的形态学分类相一致，保留了脉冲星射电辐射的Radhakrishnan & Cooke模型，避免了由其他辐射机制产生模态连接桥的复杂性。的统计模型的能力，以模拟丰富的各种偏振特性观察到的发射借给额外的支持模型的适用性和它的基本假设，偏振模式同时发生。
2003-06-03 astro-ph
Polarization Sweeps in Rotation Powered Pulsars
我们重新检查的旋转供电的偏振角扫描的特性，并计算预期偏差从这个扫描引起的像差效应和极冠电流。我们发现，除了先前已知的相位偏移的整个扫描由$ΔΦ= -4 r/R_L$，像差移动偏振角本身由$ΔΨ= -(10/3) (r/R_L) \cos α$。类似地，极冠上方的电流使极化扫描偏移$ΔΨ= (10/3) (r/R_L) (J/J_{GJ}) \cos α$，潜在地提供了直接测量电流幅度的方法。这两种效应之间的竞争在偏振角扫描中产生了潜在的可观察到的特征。虽然这些效应可能看起来类似于正交模位移，但它们是一种具有独特观测特征的独立现象。
2000-08-07 astro-ph
An investigation of the absolute circular polarization in radio pulsars
在大多数脉冲谱中，圆偏振分量Stokes $V$在平均脉冲轮廓中较弱。通过形成来自单个脉冲的$|V|$的平均分布，我们可以区分在单个脉冲中$V$较弱的患者和从一个脉冲到另一个脉冲观察到较大的可变手性$V$的患者。我们展示了如何$|V|$配置文件依赖于信噪比的$V$在单脉冲，并表明它是可能的模拟所观察到的，广泛的分布$V$通过假设一个模型，其中$|V|$分布在平均值和左右的手的$V$允许随机变化。图中显示了13颗射电望远镜的$|V|$增强剖面，其中5颗在1.41 GHz观测，8颗在4.85 GHz观测，以补充Karastergiou等人（2003 b）的资料。有人认为，在单脉冲的圆偏振度是有关的正交偏振模式的现象，而不是分类的脉冲成分作为锥或核心。
2004-05-07 astro-ph
Emission Beam Geometry of Selected Pulsars Derived from Average Pulse Polarization Data
通过将经典的旋转矢量模型（RVM）拟合到选定的射电望远镜的高质量偏振数据，我们找到了磁轴与自旋轴的倾角α，以及视线与磁轴之间的最小角度β，对于十个物体。我们在拟合过程中的统计误差给出了一个完整的处理。我们还提出了一个字典和转换表的各种研究者的几何定义，以方便未来的比较。我们比较我们的结果与其他RVM适合与经验/几何（E/G）的方法，我们研究的优点和缺点的RVM适合和E/G调查的脉冲星发射光束的几何形状的确定。我们对B 0950 +08的拟合表明，它是一个正交旋转体，与以前的研究结果相反。最后，我们发现，RVM拟合很容易受到扰动的极化位置角的系统效应，和形式的不确定性显着低估了实际的错误。
2000-09-18 astro-ph
Revisiting the Shape of Pulsar Beams
描述脉冲星射电辐射束的形状和演化对于理解观测到的辐射非常重要。早期研究光束形状的工作者所作的各种尝试，得到了大相径庭的结论。利用最近发表的300个射电望远镜的多频偏振测量观测（Gould & Lyne，1998）中精心挑选的一个子集，我们试图模拟脉冲星光束的形状。假设光束形状是椭圆形的，一般来说，它可能取决于旋转和磁轴之间的角度，我们寻求一个一致的模型，我们也解决了光束大小对频率的依赖性。从圆锥三分量和多分量轮廓的六频数据，我们表明：a）脉冲星发射光束遵循嵌套的圆锥结构，至少有三个不同的圆锥，虽然只有一个或多个圆锥可能是活跃的在一个给定的脉冲星; b）每个发射圆锥照明的形式，一个环形的环的宽度通常约为圆锥半径的20%。虽然一些轻微的偏好是明显的模型，其中梁是圆形的对齐旋转器和纬度压缩的正交旋转器，梁的形状是圆形的可能性，在所有的倾角被发现是同样符合数据。虽然总体尺寸尺度为$P^{-0.5}$（其中$P$是脉冲星周期），正如偶极开放场线的概念所预期的那样，但我们没有看到支持波束形状随脉冲星周期演化的证据。
1999-04-23 astro-ph
On the Excess Dispersion in the Polarization Position Angle of Pulsar Radio Emission
脉冲星射电辐射的偏振位置角（PA）的分布可以比平均线性偏振和非脉冲仪器噪声所预期的要宽得多。与我们对发射机制的有限理解相反，PA中的过量色散意味着脉冲星PA以随机方式变化。测量的斯托克斯参数的本征值分析的开发，以确定多余的PA色散的起源。分析适用于敏感，校准良好的偏振观测PSR B1929+10和PSR B2020+28。分析阐明了偏振波动的起源，并揭示了过量的PA色散是由测量的斯托克斯参数形成的数据点簇的各向同性膨胀引起的。星系团的膨胀与PA的随机波动并不一致，这可能是从发射区磁场线方向的随机变化或脉冲星磁层或星际介质中的随机法拉第旋转所预期的。星系团的膨胀，以及由此产生的PA色散，归因于接收到的脉冲星信号中的随机偏振辐射。分析还表明，正交极化模式（OPM）发生在无线电发射严重调制。实际上，仅当调制指数超过约0.3的临界值时才可能发生OPM。
2004-01-28 astro-ph
On the Nature of Pulsar Radio Emission
脉冲星射电辐射产生的理论，即观测波是由脉泽型等离子体不稳定性在反常回旋-切伦科夫共振$ω- k_{\parallel} v_{\parallel} + ω_B/ γ_{res}=0$和切伦科夫漂移共振$ω- k_{\parallel} v_{\parallel} - k_{\perp} u_d =0$上直接产生的，能够解释脉冲星射电辐射的主要观测特征。不稳定性是由于来自初级束的快粒子和分布的尾部与强磁化的一维正负电子等离子体的简正模的相互作用造成的。在这些共振处发射的波是类似真空的电磁波，可以直接离开磁层。在该模型中，回旋加速器切伦科夫不稳定性是产生核心辐射的主要原因，而切伦科夫漂移不稳定性则是产生锥形辐射的主要原因。在体等离子体的流动能量不是很高的$γ_p \approx 10$的条件下，对于典型的和毫秒级的等离子体，回旋加速器切伦科夫不稳定性的发展条件都是满足的。在一个典型的脉冲星中，回旋加速器切伦科夫共振和切伦科夫漂移共振发生在$r_{res} \approx 10^9 cm$的磁层外部。这个理论可以解释脉冲星现象学的各个方面，包括脉冲的形态，它们的偏振特性和光谱行为。我们提出了几个观测测试的理论。最突出的预测是发射区的高海拔和锥形发射在与磁场的局部密切平面正交的平面中的线性偏振。
1998-06-27 astro-ph
Three-Dimensional Statistics of Radio Polarimetry
无线电偏振的测量可以被看作是一个三维统计问题，因为在无线电波长处的大光子密度允许同时检测完全描述辐射偏振的三个斯托克斯参数。这个问题的统计性质来自波动的仪器噪声，也可能来自辐射偏振的波动。一个统计模型是用来获得一般的，三维统计，管理无线电极化测量。的统计数据来源于特定情况下的源固有的偏振，强调脉冲星无线电发射的正交偏振模式。这些统计数据与物理学、生物学和地球科学的其他领域中常见的统计数据相似。由于脉冲星射电辐射的线性和圆偏振变化很大，对三维统计的理解可能是对脉冲星偏振数据进行彻底解释的必要前提。
2003-06-03 astro-ph
Pulsar shadow as the origin of double notches in radio pulse profiles
我们提出了一个旋转的，空间扩展的定向发射源的中心吸收体的食模型，并将其应用到脉冲星磁层。该模型假设射电辐射沿磁场局部方向径向向内扩展，脉冲星作为吸收体。旋转偶极子的磁场线的几何形状有利于双食事件的发生，我们将其与在附近双星的脉冲轮廓中观察到的双凹口相鉴别。对于偶极倾角为70 <~ α <~ 110 °的双星，双凹口预计出现在射电主峰前20 ~ 30 °的窄相位范围内。将该模型应用于PSR B 0950 +08，可将其确定为一个近乎正交的旋转体（α =~ 75度，β =~ -10度），其中许多脉冲分量自然地解释为来自大范围高度的向内无线电发射。向内的分量包括主脉冲的间歇性强的前导分量，这在传统上被解释为向外方向的锥形发射。该模型还确定了磁场线沿径向延伸向内的无线电发射发生在B 0950 +08。这些具有接近1.1的窄范围的足迹参数s（闭合场线区域，靠近最后的开放场线）。我们描述了从径向延伸区域向内发射的方向性特征，并将其与向外发射的特征进行比较。我们的工作表明，至少有一些类星体的脉冲轮廓可能是向内和向外发射的叠加。
2005-07-25 astro-ph
High-resolution single-pulse studies of the Vela Pulsar
我们提出了高分辨率的多频单脉冲观测船帆座脉冲星，PSR B 0833 -45，旨在研究微结构，相位分辨强度波动和能量分布在1.41和2.30 GHz。我们发现，微脉冲宽度在双光子晶体中具有周期依赖性。像单个脉冲一样，船帆座的微脉冲是高度椭圆偏振的。在微结构中，Stokes参数V和I之间存在很强的相关性。我们表明，V/I分布是高斯与窄的宽度，这个宽度似乎是恒定的脉冲相位的函数。I的相位分辨强度分布最适合对数正态统计。额外的排放成分，即"碰撞”和“巨大的微脉冲”，由约翰斯顿等人发现。（2001）也出现在2.3 GHz。隆起分量似乎是叠加在主脉冲轮廓上的额外分量，但不是周期性地出现。巨微脉冲是时间分辨的，并且在它们的到达时间中具有显著的抖动。它们的通量密度分布最符合幂律，表明这些特征与蟹状星云脉冲星（PSR B 0531 +21）、PSR B1937+21和PSR B1821-24观测到的“经典”巨脉冲之间存在联系。我们发现船帆座包含了一个混合的发射特性，代表了射电望远镜的“经典”特性（例如微结构，高偏振度，S形位置角摆动，正交模式）和最有可能与高能发射相关的特征（例如额外的轮廓组件，巨大的微脉冲）。因此，它代表了一个理想的测试案例，以研究无线电和高能发射之间的关系，在显着的细节。
2002-03-08 astro-ph
Disks Surviving the Radiation Pressure of Radio Pulsars
射电脉冲星的辐射压力不一定会破坏周围的圆盘。通过比较中子星产生的电磁能量密度和圆盘的动能能量密度，可以估算出围绕中子星的薄圆盘的内径位置。在轻圆柱内部，近区电磁场实质上是偶极子磁场，并且内半径是常规的阿尔芬半径。在光圆柱体的远处，在辐射区中，$E=B$和电磁能量密度是$<S >/c \propto 1/r^2$，其中$S$是坡印廷矢量。Shvartsman（1970）认为，在辐射区中不能找到稳定的平衡，因为电磁能量密度超过动能能量密度，电磁应力的相对强度随半径增加而增加。为了检验这是否也适用于光柱附近，我们采用旋转斜磁偶极子的全局电磁场解（Deutsch 1955）。在轻圆柱附近，电磁能量密度随着$r$的减小而急剧增加，足以使动能能量密度平衡在稳定的平衡。从近区到辐射区的过渡范围很宽。如果旋转轴和磁轴正交，则脉冲星的辐射压力不能使盘的内径值达到约两倍于光柱半径。对于小的倾斜角度，超出光圆柱体的允许范围延伸得更远。我们讨论了吸积驱动的毫秒双星和年轻的中子星与回退盘的这一结果的影响。
2004-09-17 astro-ph
Ellipticity and Deviations from Orthogonality in the Polarization Modes of PSR B0329+54
本文报道了PSR B0329+54在328 MHz的单脉冲偏振特性的分析。我们发现，在中心分量的偏振方向的分布偏离强烈的正交偏振模式（OPMs）的标准图片，使显着的部分环的庞加莱球。第二个紧密聚集的密度区域出现在对侧半球，位于环中心的对跖点。我们认为，这可以理解为在脉冲星磁层（即广义法拉第旋转）的两个椭圆偏振的传播模式的相对相位的双折射变化。椭圆的模式意味着一个显着的电荷密度在等离子体中，而存在的两种意义上的圆偏振，以及事实上，只有一个模式显示的效果，支持的观点，折射的普通模式的射线参与生产的环。在其他脉冲振幅的偏振（包括圆形分量）是大致一致的椭圆形的OPM的起源，在这里定量显示的第一次，但相当大的非正交的贡献，以扩大各向同性的方式的取向分布。
2004-04-05 astro-ph
Tkachenko modes as sources of quasiperiodic pulsar spin variations
考虑超流与正常流体的相互摩擦和正常流体的剪切粘性，研究了中子星内部单量子化涡旋三角晶格的长波剪切模（Tkachenko波）.如果超流和正常流体之间的耦合很小，则在垂直于自旋矢量的平面中传播的Tkachenko模式的集合是弱阻尼的。在强耦合下，它们的振荡频率较低，并且对于小和中等剪切粘度是无阻尼的。这些模式的周期与观测到的PSR 1828-11自旋的100-1000天变化一致。
2008-01-24 astro-ph nucl-th
Occurrence of concurrent `orthogonal' polarization modes in the Lienard-Wichert field of a rotating superluminal source
我们用数值方法计算了旋转超光速点源的Lienard-Wiechert场，并证明了这种辐射场具有下列本征特性。(i)它沿着一个狭窄的、刚性旋转的螺旋形光束急剧聚焦，该光束体现了发射波前包络的尖点。(ii)它由一个或三个并发的偏振模式（取决于观察者和尖点的相对位置），构成从不同的延迟时间的字段的贡献。(iii)其中两种模式在信号的两个边缘的强度相当，并且除了脉冲的中间之外，在任何地方都占主导地位。(iv)总场的位置角在波束上摆动多达180 $^\circ$。(v)它的两个主导模式的位置角保持近似正交的整个行程在整个光束。考虑到列那德-维歇特场的基本性质，这些特征与从射电星接收到的射电辐射的特征的重合是惊人的。
2007-01-09 astro-ph
Core and Conal Component Analysis of Pulsar B1237+25
本文对这颗著名的五分量（{ \bf M}）脉冲星进行了新的分析。除了恒星的核心活跃的“异常”模式，我们发现两个不同的行为在其“正常”模式，一个“安静的正常”模式，有规律的2.8周期的子脉冲调制和很少或没有核心活动，和一个“耀斑正常”模式，其中核心是定期明亮和近4周期的调制保持。“耀斑正常”模式似乎是“安静正常”和“异常”行为之间的中间状态。短的5- 15脉冲“耀斑正常”模式"爆发“和"平静正常”间隔准周期性地交替出现，形成一个周期，持续时间约为60- 80个脉冲。“异常”模式间隔散布在整个周期中，通常只持续几个脉冲，但偶尔会持续几十个甚至几百个脉冲。在核心异常安静的连续性内，脉冲星提供了一个几乎是“教科书”的中央PA视线穿越的例子-PA速率测量至少为180 $°/°$。在此基础上，证明了视线撞击角$β$必须为0.25 \degr或外锥束半径的5%左右。恒星的核心部分被发现是不完整的，尽管核心的反对称圆偏振签名是存在的。我们发现，恒星的PA遍历被打乱，通过行动的正交偏振的线性功率的经度范围内的核心组件。对该行为进行建模以显示其效果。最后，该星提供了两个定义良好的基准点，从这些基准点可以计算出发射高度估计值，即线性PA遍历和圆偏振签名的过零点的各自中心。
2005-06-30 astro-ph
Revealing the X-ray emission processes of old rotation-powered pulsars: XMM-Newton Observations of PSR B0950+08,PSR B0823+26 and PSR J2043+2740
我们已经完成了一个计划的一部分，以研究与XMM-牛顿旧的旋转动力的天体的X射线发射特性，以探测和识别其X射线辐射的来源。这些老恒星的X射线发射主要由非热过程控制。所观察到的光谱都不需要添加由热极冠或表面冷却排放组成的热分量来模拟数据。PSR 0950+08的X射线谱可用光子指数为1.93^{+0.14}-0.12}的单次幂律模型描述，结合VLT FORS 1的光学数据，我们发现一个破幂律模型可以描述脉冲星从光学到X射线的宽带谱。加热的极盖或整个中子星表面可能贡献的温度上限分别为T_{pc} < 0.87 x 10^6 K和T_s < 0.48 x 10^6 K。我们还发现PSR 0950+08的X射线发射在每个旋转周期有两个脉冲峰。两个X射线峰之间的相分离为~144度。射电主峰和拖尾X射线峰几乎相位一致。X射线脉冲光子的分数约为30%。相位分辨光谱分析证实了脉冲发射的非热性质。详细的脉冲轮廓模拟约束脉冲星的发射几何形状是一个几乎正交的旋转。PSR 0823+26的光谱发射特性与PSR 0950+08相似。对于PSR J2043+2740，我们报告了首次检测到X射线发射。幂律谱或热谱和幂律谱的组合都产生其X射线谱的可接受描述。PSR J2043+2740未检测到X射线脉冲。脉冲分数上限为57%。
2004-07-15 astro-ph
Exploring the remarkable subpulse drift and polarization properties of PSR B0818-41
PSR B 0818 -41是少数几个显示多个漂移区且具有明确相位关系的示波器之一。在本文中，我们报告的新结果，从多频GMRT观测的脉冲星。由于正交偏振，在轮廓的边缘处观察到显著的线性偏振和去偏振。圆极化在1060 MHz处的脉冲轮廓的中间附近改变符号，但在325和610 MHz处未观察到。观察到偏振角（PA）的显著频率演化。根据平均轮廓的频率演化、功率放大器摆幅和子脉冲漂移的结果，我们提出了两种可能的发射几何构型：α ~11 °，β ~-5.4 °和α ~175.4 °，β ~-6.9 °。这两种几何形状的脉冲星辐射图案的模拟再现了所观察到的漂移图案的功能相当不错。除了在325 MHz观察到显着的子脉冲漂移，我们报告子脉冲漂移在244和610 MHz。我们观察到漂移率的变化，从负到稳定和稳定到负漂移率的过渡，与零的一些连接。虽然P3 m对于所有漂移区都是相同的，但是P2 m和Delta（Phi）值对于内部漂移区和外部漂移区是不同的。来自前部和后部外部区域的峰值发射偏移约9 P1。利用这些信息，我们解决了混叠问题并预测P4~ 10 s，这使其成为已知最快的旋转木马。PSR B 0818 -41的两个环的漂移模式是锁相的。同样的发现是真实的，所有的脉冲星显示漂移在多个环的发射和限制的理论模型的脉冲星发射机制，有利于泛磁层辐射机制。
2008-10-29 astro-ph
A four-dimensional statistical description of electromagnetic radiation is developed and applied to the analysis of radio pulsar polarization. The new formalism provides an elementary statistical explanation of the modal broadening phenomenon in single pulse observations. It is also used to argue that the degree of polarization of giant pulses has been poorly defined in past studies. Single and giant pulse polarimetry typically involves sources with large flux densities and observations with high time resolution, factors that necessitate consideration of source-intrinsic noise and small-number…
2017-08-02 astro-ph
Polarized radio emission from a magnetar
本文介绍射电磁星AXP J1810-197的偏振观测。使用同时在1.4，4.9和8.4 GHz的多频观测，我们获得了偏振信息的单脉冲和平均脉冲轮廓在几个历元。我们发现，在几个方面，这种磁星源显示出与正常的射电望远镜的发射特性的相似之处，同时显示出惊人的差异。发射几乎是80-95%偏振的，通常在所有频率下具有低但显著的圆偏振度，其在选定的单脉冲中可以大得多。位置角摆幅具有仅1度/度的低平均斜率，显著地偏离了在无线电信标中经常看到的S形摆幅，S形摆幅通常根据旋转矢量模型和偶极磁场来解释。观察到的位置角是一致的，在所有的频率，同时表现出显着的长期变化。平均而言，脉冲间的线偏振度较低，但圆偏振度较高。一些历元揭示了主脉冲中存在非正交发射模式和PA摆动中的系统摆动，而脉冲间显示出各种各样的位置角值。我们将许多发射特性作为非偶极磁场配置中的传播效应，在该配置中观察到来自不同多极组件的发射。
2007-02-21 astro-ph
Surface temperature of a magnetized neutron star and interpretation of the ROSAT data. II
我们完成了对类星体表面温度不均匀性及其对软X射线热辐射影响的研究。我们以前的工作已经表明，由于引力透镜的作用，偶极场不能再现在船帆座、Geminga、PSR 0656+14和PSR 1055-52中观测到的强脉动。假设一个标准的中子星质量为1.4 Msol，我们在这里表明，包括一个四极组件，如果它是适当的取向，是足以增加大量的脉冲分数，Pf，高达或以上，如果恒星半径为13公里，甚至10公里的观测值。对于半径为7公里的模型，可获得的最大脉冲分数（各向同性）黑体发射的顺序为15%的正交旋转器（船帆座，Geminga和PSR 1055-52）和只有5%的倾斜旋转器PSR 0656+14。根据观测值，这表明Geminga和PSR 0656+14中的中子星的半径明显大于7 km，并且考虑到增加Pf所需的非常特定的四极分量，在所有四种情况下，甚至10 km量级的半径都不太可能。我们证实了我们以前的发现，脉冲分数总是增加与光子能量，低于约1千电子伏，当黑体发射使用，并表明这是由于硬化的黑体光谱随着温度的升高。因此，观察到的脉冲分数的减少可能表明发射光谱随着温度的升高而软化。最后，我们应用我们的模型来重新评估磁场对中子星冷却模型中使用的外边界条件的影响，并表明，在对比以前的几个索赔，它是非常小的，最有可能导致通过信封的热流略有减少。
1996-02-09 astro-ph
