新的脉冲星自转测量和银河系磁场

Effelsberg搜寻银河系中心的脉冲星

The Effelsberg Search for Pulsars in the Galactic Centre

我们报告的状态，在银河系中心的搜索，使用一个完全修订和改进的高灵敏度双喇叭系统在4.85 GHz。我们还提出了这样一个调查的周期性搜索的成功率的计算，显示在最近的文献中的结论相反，确实可以检测到在选定的搜索频率。

在银河系中心发现两颗恒星

Discovery of two pulsars towards the Galactic Centre

我们报告的发现，两个高度分散的星系中心的方向在调查期间，在3.1 GHz的帕克斯射电望远镜。PSR J1745-2912和J1746-2856与银河系中心的角距小于0.3度，色散测量值超过1100 cm-3 pc，在这个值上排名前十。PSR J1746-2856中散射加宽的频率依赖性比简单理论所预期的要浅得多。我们相信，这些中子星很可能位于距离银河系中心150到500 pc的近端，是与银河系中心本身有关的过剩中子星的一部分。在8.4 GHz下进行的第二次调查没有检测到任何干扰。这意味着在银河系中心没有太多明亮的长周期恒星，或者在高频下的散射比目前的模型所建议的更严重。

银河平面射电和gamma-ray天体的星族统计研究

Population statistics study of radio and gamma-ray pulsars in the Galactic plane

我们目前的结果，我们的脉冲星人口合成的普通孤立和毫秒脉冲星在银河系平面。在过去的几年里，已经开发了一个程序，使用蒙特卡罗技术模拟脉冲星的诞生，演化和发射。我们在程序中增加了模拟毫秒级脉冲的能力，毫秒级脉冲是周期极短的旧的、可回收的脉冲。我们模拟的模拟恒星的空间分布，假设他们开始与一个随机的踢速度，然后通过银河系的潜力演变。我们使用极帽/槽隙模型计算毫秒和普通双星的$γ$射线辐射。从我们的研究无线电的核心和锥组件，有明确的可识别的，在其中，我们适合的偏振扫描以及脉冲轮廓，以限制观看的几何形状，我们开发了一个模型，描述无线电核心锥峰值通量的比率。在这个模型中，短周期的类星体比我们以前的研究更具有锥优势。我们提出了我们最近的研究的初步结果，并与GLAST和AGILE观察这些恒星的影响。

作为银河系Gamma-Ray源的双星脉冲星冲击辐射

Binary Pulsar Shock Emissions as Galactic Gamma-Ray Sources

我们解决了几个问题的解释银河\ggg射线源。我们考虑双星中的强脉冲星产生X射线和γ射线{\it unpulsed}辐射，这些辐射来自相对论脉冲星风与环双星物质的激波相互作用。从双星的伴星流出的星云物质可以提供正确的{\it量热计}，将脉冲星风的一小部分电磁能和动能转化为高能辐射。我们讨论了相对论脉冲星风与气态物质相互作用的物理过程，并表明脉冲星双星系统中的条件可能是理想的，以约束冲击加速机制和脉冲星风的组成和结构。本文简要讨论了47~ms脉冲星PSR~1259 - 63在最近的近星点通过过程中围绕大质量Be~星伴星运行并受到X射线和γ射线观测的例子。除了大质量双星中的年轻双星外，低质量双星中的一类回收毫秒双星也可能是有趣的高能发射体。

脉冲星对弥漫星系gamma-ray辐射的贡献

The pulsar contribution to the diffuse galactic gamma-ray emission

有积极的兴趣在何种程度上未解决的伽玛射线天体有助于银河系的扩散发射，以及是否未解决的伽玛射线天体可能是负责超过1 GeV的银河系扩散发射已被EGRET观察到。由于未分辨的散射体而产生的漫射伽马射线强度与EGRET数据中应观测的物体数量直接相关。因此，我们可以使用我们的知识，身份不明的EGRET源约束模型参数，如脉冲星的出生率，他们的波束角等，这种分析是只基于已确定的EGRET数据中的六个脉冲星的属性，是独立的脉冲星发射模型的选择。我们发现，在较低的能量下，γ射线源对漫射辐射的贡献很小，而在1 GeV以上，对于合理数量的直接可观测的γ射线源，它们可以占选定区域观测强度的18%（14）。由未分辨散射体引起的散射辐射的纬度分布比观测到的散射辐射的纬度分布窄。虽然超过1 GeV的伽马射线能量在离平面至少6-8度的地方被观测到，但脉冲星的贡献在那里很小。因此，在1 GeV以上的扩散星系伽马射线辐射中，双星确实有显著的贡献，但它们不能对在这个能量范围内观测到的强度和模型预测之间的所有差异负责。

大尺度银河系磁场结构与脉冲星自转测量

The large-scale Galactic magnetic field structure and pulsar rotation measures

脉冲星为银河系圆盘中的{ \it大尺度}星际磁场提供了独特的探测器。Parkes多束脉冲星巡天发现了许多遥远的脉冲星，这使我们能够首次探索银河系圆盘附近大部分区域的磁场。从$l\sim45\degr$到$l\sim305\degr$，在龙骨-人马座和十字-盾牌臂之间的$\sim 10$ kpc的线性尺度上，发现磁场是{ \it方向一致}的。相干螺旋结构和场方向反转，包括新确定的逆时针方向的领域附近的诺玛臂，是符合双对称螺旋模型的磁盘场。然而，从星系晕和银河系中心的偶极场的反对称旋转测量天空表明，A0发电机在那里工作。

沿银道面对17颗双星的阿雷西博计时观测

Arecibo timing observations of 17 pulsars along the Galactic plane

我们提出的相位相干的时间解决方案，首次获得的17个恒星在阿雷西博发现的赫尔斯和泰勒（1975年ab）在430兆赫的银河平面调查。这一调查仍然是最敏感的银河平面在430兆赫，并具有相当的灵敏度相当于1400兆赫帕克斯多波束调查。比较这两个调查，我们发现，正如预期的那样，在430 MHz的是有限的星际色散和散射效应的深度，并在低频率的高自旋下的光度（$\dot E>10^{34}$ erg s $^{-1}$）的恒星的检测率是一个因素5小于在高频。我们还提出了散射展宽测量两个脉冲和其他两个脉冲零点和模式改变的属性。

银河系盘射电和gamma-ray毫秒双星的星族合成

Population synthesis of radio and gamma-ray millisecond pulsars from the Galactic disk

我们目前的结果的人口综合毫秒星系盘。排除球状星团，我们的模型的空间分布的毫秒恒星假设他们的诞生在银河系盘与随机踢速度和发展他们到目前的银河系内的潜力。我们假设，正常和毫秒恒星是一个共同的无线电光度模型，调用一个新的无线电核心和锥发射最近的研究建议之间的关系描述的标准蜡烛。在无线电辐射光束的模拟中，我们探讨了相对论效应的时间延迟，畸变和扫回的开放场线。虽然这些影响是必不可少的理解脉冲轮廓，相位平均通量充分描述没有相对论模型。我们使用极冠加速模型的伽马射线发射。我们提出了我们最近的研究的初步结果，并与GLAST和AGILE观测毫秒双星的影响。

银河系射电脉冲星的引力波发射

Gravitational Wave Emission from Galactic Radio Pulsars

本文研究了非轴对称射电天体的连续引力波辐射。我们处理的一些细节的观测问题与已知的无线电脉冲星样本的目的是揭开的实际数量的源，有助于GW，这可能是GWs的主要贡献者。结果表明，球形GW探测器和全尺寸干涉仪的操作可以检测到这一部分的辐射或施加有用的限制年轻的射电望远镜的有效扁率。

普适性：来自年轻旋转动力脉冲星的相对论风

Ubiquity: Relativistic Winds from Young Rotation-Powered Pulsars

最近对年轻的旋转动力脉冲星的X射线观测提供了一个前所未有的脉冲星风星云的详细视图。对于第一次，相干发射功能，包括小束，共同对齐的环形结构，和轴向射流完全解决在X射线的弧秒尺度。这些结构非常连贯和对称，与蟹状星云的光学特征相似。在这份报告中，我们提出了最新的高分辨率钱德拉X射线图像的六个年轻的旋转动力超新星遗迹。这些数据表明，X射线形态可能是所有年轻的旋转动力星云所共有的，并为开发下一代脉冲星风星云理论模型提供了指导。

用亚10 GeV成像大气切伦科夫望远镜探索旋转动力行星的物理学

Exploring physics of rotation powered pulsars with sub-10 GeV imaging atmospheric Cherenkov telescopes

我们讨论了未来的子10 GeV阈值成像大气切伦科夫望远镜阵列的潜力，探索旋转动力的恒星的物理和它们与周围介质的相互作用，通过相对论风和终端冲击。

费米Gamma Ray太空望远镜发现年轻银河系超新星遗迹中的脉冲星--CTA 1

The Fermi Gamma Ray Space Telescope discovers the Pulsar in the Young Galactic Supernova-Remnant CTA 1

高能的年轻超新星和膨胀的爆炸波（超新星遗迹，SNRs）是大质量恒星结束生命后最明显的遗迹，在核心坍缩超新星中爆炸。费米伽马射线太空望远镜发现了一颗位于超新星遗迹CTA 1内紧凑同步加速器星云中心附近的无线电安静脉冲星。这颗脉冲星是通过其伽马射线脉动发现的，周期为316.86 ms，周期导数为3.614 x 10-13 s-1。它的特征年龄为104年，与信噪比的估计年龄相当。我们确信，大多数与恒星形成区和超新星爆发区有关的未确认的银河系伽马射线源都是这样的年轻恒星。

在极冠模型中射电和gamma-ray类星体的星系总体

Galactic populations of radio and gamma-ray pulsars in the polar cap model

我们用Monte Carlo方法模拟了银河系射电和$γ$射线天体的总体特性。中子星在诞生时，以超新星的速度分布在银河系的盘面上，年龄随机分散，可以追溯到$10^9$年。它们是在银河引力势中演化到现在的。从无线电光度模型中，无线电通量通过一组选定的无线电测量参数进行过滤。$γ$ -射线光度分配使用最近的极冠加速模型调用空间电荷限制流的功能，和脉冲星死亡谷进一步衰减的无线电大声的脉冲星的人口。假设一个简单的发射几何与对齐的无线电和$γ$射线束的1球面立体角，我们的模型预测，EGRET应该看到7个无线电响亮和1无线电安静，$γ$射线的恒星。另一方面，由于灵敏度大大提高，GLAST预计将观测到76个射电强和74个射电静的$γ$射线源，其中7个将被确定为脉冲源。我们还探讨了磁场衰减对射电和$γ$射线脉冲星种群特征的影响。包括磁场衰减的时间尺度为500万年提高协议与无线电脉冲星人口和增加预测的GLAST检测到的脉冲星的数量为90无线电响亮和101无线电安静（9脉冲）$γ$射线脉冲星。较低的通量阈值允许GLAST在比本研究中使用的无线电调查所观察到的距离更大的距离上检测$γ$射线天体。

用巨米波Radio Telescope搜寻610 MHz银道面脉冲星

A 610-MHz Galactic Plane Pulsar Search with the Giant Meterwave Radio Telescope

本文报道了用610 MHz的巨型米波射电望远镜（GMRT）对北银道面（45 <1 < 135 ; |b| < 1）进行的首次盲测中发现的三颗新的银道星。给出了用Jodrell Bank天文台的Lovell望远镜和GMRT跟踪观测得到的时间参数。

511 keV线路，来自银河系中心的毫秒级卫星

511 keV line from millisecond pulsars in the Galactic center

SPI/INTEGRAL在银河系中心（GC）区域观测到了强的和扩展的正电子-电子湮灭线发射，这对银河系中正电子源的现有模型提出了挑战。在本文中，我们研究的可能性，脉冲星风从毫秒脉冲星人口的GC产生的511 keV线。我们的初步估计预测，在GC中的e+/-湮灭率约为5 × 10 E +42 sE-1，这与目前的观测限制是一致的。因此，来自脉冲星风的e+/-对可以对银河系中心区域的正电子源做出重要贡献。此外，由于正电子在磁场中的扩散长度较短，我们预测湮没线的强度分布应遵循毫秒线的分布，从而与GC中的质量分布相关联。

旋转动力发动机的Gamma-ray排放

Gamma-ray emission from rotation-powered pulsars

利用前两篇论文中提出的脉冲星极冠上级联对产生的简化模型，我们研究了脉冲星低空粒子加速和对产生区域的预期伽马射线输出。我们将脉冲星分为几类，根据哪种机制会截断极帽外的粒子加速度，并给出每类脉冲星的预期亮度估计。我们发现，逆康普顿散射以上的脉冲星极冠提供了初级伽马射线，启动对级联在大多数脉冲星。这降低了预期的$γ$ -射线光度低于先前的估计，假设曲率伽马射线发射是在所有恒星对创建的主导发起人。

脉冲星“漂移”--子脉冲偏振：没有系统偏振角旋转的证据

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。

准正交发射模对脉冲星自转测度的影响

Effects of Quasi-Orthogonal EMission Modes on the Rotation Measures of Pulsars

我们在这里报告的发现的一个重要来源的系统误差的旋转测量测定的恒星。PSR B 2016 +28的高灵敏度偏振观测的常规分析显示，在整个脉冲剖面上，$\pm$ 15 rad m $^{-2}$的旋转测量值存在变化（平均值约为-34.6 rad m $^{-2}$）。单脉冲数据的分析表明，这种变化是一个伪像的非相干叠加的准正交偏振模式以及频率依赖性的相对强度和/或准正交的模式。准正交极化在脉冲星中很常见，因此在解释脉冲星自转测量时需要考虑这种效应。

Arecibo HI吸收法测量第一银河象限脉冲星和中长射电电子密度

Arecibo HI Absorption Measurements of Pulsars and the Electron Density at Intermediate Longitudes in the First Galactic Quadrant

我们用阿雷西博望远镜测量了八颗恒星的HI吸收谱。我们展示了运动学距离测量如何依赖于银河系常数R_o和Theta_o的值，并且我们从文献中选择了我们喜欢的当前值。然后，我们推导出我们的样本和电子密度沿其视线的低纬度恒星的运动学距离。我们结合这些测量与所有其他在银河系内平面可见从阿雷西博研究在这个地区的电子密度。臂间48度<1 < 70度范围内的电子密度为[0.017（-0.007，+0.012）（68% c.l.）] cm^（-3）。这是0.75（-0.22，+0.49）（68% c.l.）Cordes & Lazio（2002）银河系电子密度模型计算的值。该模型与靠近银河系中心的阿雷西博双星（30度<l<48度）的电子密度测量结果更接近。我们的分析导致目前相对论性脉冲双星B1913+16的距离的最佳估计：d=（9.0 +/- 3）kpc。我们使用高纬度的恒星来寻找在多个时期的吸收中观察到的星际氢的小尺度结构。PSR B 0301 +19的吸收光谱在22年内发生了显著变化，表明其HI结构在~500 AU尺度上。

未确认的银河系EGRET源

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。

星系分布与脉冲星的光度函数

Galactic Distribution and the Luminosity Function of Pulsars

本文在ATNF脉冲星星表的基础上，根据新的电子密度模型NE 2001计算了银河系中正常恒星的径向分布和光度函数。结果表明，星系核分布的最大值位于3.5kpc附近，其尺度长度约为4kpc。银河系中心附近的类星体表面密度等于或略高于太阳附近的密度。在光束校正前后，星的局部密度和出生率分别比以前的估计高出1.5倍和4倍。NE 2001模型和建议，进一步改善电子密度分布的依赖这些结果进行了讨论。我们导出了频率在1400 MHz附近的类星体的光度函数。在有限的光度带中，光度函数的斜率接近-1，但新的光度函数可能更好地拟合对数正态分布。

银河系中心脉冲星辐射的微透镜效应

Microlensing of pulsar radiation in the Galactic Center

我们调查的可能性，确定大质量的物体（透镜）在银河系中心区域（GC）的脉冲星计时的手段。众所周知的强度变化，由于微透镜被发现是不太重要的。对于典型的恒星质量，只有当透镜非常接近脉冲星-地球轴时，通量放大才有意义。我们表明，在脉冲星的情况下，随时间变化的旅行时间延迟，这是可观察的，因为脉冲星辐射的脉动性质，是一个更强大的工具来调查GC中的质量分布。我们发现，即使在透镜和脉冲星-地球轴之间的相当大的距离，旅行时间延迟是可测量的。时变传播时间延迟可用于确定透镜的质量和横向速度与最小碰撞参量的比率。基于合成数据集的蒙特卡罗模拟，我们给出了各种质量的参数确定的预期精度。我们认为，在银河系中心后面发现的恒星将提供一个极好的机会来测试银河系核心的质量分布，从而区分中心0.1 pc内的超大质量黑洞（SMBH）和超密度星团（SDSC）。

在银河系中心内外寻找射电脉冲星

Finding Radio Pulsars in and Beyond the Galactic Center

在半径>~ 15弧分的区域内，银河系中心源的无线电波散射显著增强。使用Sgr A* 和其他源的散射，我们表明，银河系中心的双星脉冲展宽至少为{ \em} 6.3 ν^{-4}秒（ν=射频，单位为GHz），最有可能是50- 200倍大，因为相关的散射屏似乎在银河系中心区域本身。在银河系中心以外但透过银河系中心观察的脉冲星，脉冲展宽甚至更大，角度展宽<2 { \em弧分}。在射频上的周期性搜索很可能只找到长周期谐波，并且只有通过使用>~ 7 GHz的频率和通过测试功率谱中的少量谐波进行优化时才能找到长周期谐波。最佳频率是$ν~ 7.3 GHz (Δ_{0.1}P\sqrtα)^{-1/4}$，其中Δ_{0.1}是散射区与Sgr A* 的距离，单位为0.1 kpc，P是周期（秒），α是光谱指数。使用孔径合成搜索紧凑源可能比搜索周期性更成功，因为角度展宽不会大到使调查不敏感。我们估计，银河系中心的{ \em可探测}恒星的数量可能在<= 1到100之间，其中较大的数值来自最近的剧烈恒星爆发。这样的恒星提供了独特的机会来探测Sgr A* 附近的电离气体、引力势和恒星星族。

银河系中心的电子正电子湮没线会是脉冲星风造成的吗？

Could electron-positron annihilation lines in the Galactic center result from pulsar winds?

我们研究了银河系中心脉冲星风产生511 keV谱线的可能性。我们提出脉冲星风作为正电子源可能存在三种可能的情况：正常的脉冲星; GRB祖星中快速旋转的强磁化中子星;银河系中心区域的毫秒脉冲星。这些$e^\pm$对可以被GC中的磁场捕获在该区域中，并通过与介质的同步辐射和库仑相互作用冷却。冷却时间尺度低于正电子的扩散时间尺度，因此低能正电子可以直接与电子湮灭成511 keV的光子或在湮灭前形成正电子素。我们发现，正常的电子不可能是一个显着的贡献者的正电子源。虽然GC中的磁星可能是正电子的潜在来源，但它们的出生率和出生位置可能会给这种情况带来一些问题。我们认为，GC中最有可能的候选正电子源可能是GC中的毫秒双星。我们的初步估计预测在GC中的e $^\pm$湮灭率是$> 5\times 10^{42}$ s $^{-1}$。因此，来自恒星风的$e^\pm$对GC中的正电子源有重要贡献。此外，由于正电子的扩散长度较短，我们预测湮没线的强度分布应遵循毫秒级谱线的分布，这应与GC中的质量分布相关联。

在银河高纬巡天中发现五颗闪烁脉冲星

Discovery of Five Recycled Pulsars in a High Galactic Latitude Survey

我们展示了利用帕克斯射电望远镜在距银道面15度至30度之间约4,150度^[2]的21厘米范围内进行的一次巡天中发现的5颗回收的银道星。一颗新的脉冲星PSR J1528-3146，有一个61毫秒的自转周期和一个巨大的白矮星伴星。像许多有重伴星的回收星一样，轨道离心率相对较高（~0.0002），与演化模型预测的循环时间较短一致。剩下的四颗双星自转周期较短（3 ms < P < 6 ms），其中三颗可能有白矮星伴星，还有一颗（PSR J2010-1323）是孤立的。PSR J1600-3053的色散测量值为52.3 pc cm^-3，因此相对较亮，并且由于其脉冲轮廓具有固有的窄特性，可以通过相干去色散来分辨，因此具有良好的定时精度。在这次调查中，回收脉冲星的发现率是望远镜时间的四分之一或天空中每600度^2的一个。这些源的可变性意味着通过重复这次调查可能会发现更多的毫秒级地震。

银河系中心区一颗非常快的脉冲星产生中子、中微子和γ射线

Production of neutrons, neutrinos and gamma-rays by a very fast pulsar in the Galactic Center region

AGASA和SUGAR小组从银河系中心方向报告的$\sim 10^{18}$ eV附近的宇宙射线过剩，我们认为这可能是由高密度介质中的一颗年轻的非常快的脉冲星引起的。脉冲星将铁原子核加速到能量为$\sim 10^{20}$ eV，这是银河系最高能量宇宙射线起源模型所假设的。铁核在脉冲星形成约1年后，离开超新星包层而没有能量损失，并扩散到银河系致密的中心区域。它们中的一些与背景物质碰撞产生中子（来自Fe的衰变），中微子和伽马射线（在非弹性碰撞中）。Wse认为，在脉冲星形成后的特定时间产生的中子是观测到的$\sim 10^{18}$ eV宇宙射线过剩的原因。从归一化的计算中子通量的宇宙线过剩中观察到的，我们预测的中微子和γ射线通量。已经发现，1公里的$^2$中微子探测器的冰立方型应检测从几个到几个事件，每年从银河系中心，这取决于所考虑的模型的参数。如果脉冲星是在大约$3-10\times 10^3$年前在一个巨大的分子云中产生的，那么未来的切伦科夫望远镜系统（CANGAROO III，HESS，VERITAS）应该能够观测到来自银河系中心的1 - 10 TeV的$γ$射线。

射电脉冲星和瞬变北银道面的GBT350巡天

The GBT350 Survey of the Northern Galactic Plane for Radio Pulsars and Transients

利用绿岸望远镜（GBT）和脉冲星Spigot在350兆赫，我们调查了北银河平面的射电和无线电瞬变。这次巡天覆盖了75度<1度< 165度和|b| < 5.5度范围内的大约1000平方度的天空，这是帕克斯和阿雷西博多波束巡天都无法到达的银河平面区域。GBT的大增益以及Spigot提供的高时间和频率分辨率使这次调查对慢地震的敏感性提高了约4倍，对毫秒地震（MSP）的敏感性提高了10倍以上。在对所有调查数据进行初步的、分辨率降低的搜索中，我们发现了33颗新的恒星，几乎是银河系这一部分已知恒星数量的两倍。虽然大多数这些来源是通过正常的周期性搜索发现的，但其中5个来源是通过单个分散的爆发首次发现的。我们讨论了这些新的来源的一些有趣的属性。使用数据的全分辨率的数据处理正在进行中，目标是发现我们第一轮粗略处理所遗漏的MSP。

旋转动力卫星的BeppoSAX观测

BeppoSAX observations of rotation-powered pulsars

BeppoSAX号卫星在其寿命期间观测了几个孤立的双星，为了解这类源的X射线发射现象和特性作出了重要贡献。在本文中，我审查的光谱和定时从BeppoSAX观测结果。特别是，报告了三种Crab样（Crab，PSR B1509-58和PSR B 0540 -69）和三种毫秒级（PSR J 0218 +42，PSR B1821-24和PSR B1937+21）的结果。

HII区域对恒星旋转测度的影响

The effect of HII regions on rotation measure of pulsars

我们获得了100米射电望远镜观测到的11颗双星的新的自转测量值，利用已发表的34个脉冲星自转测量值和11个新测量的脉冲星自转测量值，研究了英仙座臂方向的磁场结构，发现1 $\sim$ 149 $^{\circ}$方向的两个脉冲星（区域1）和4个朝向1 $\sim113^{\circ}$的脉冲星（区域2）位于HII区的后面，严重影响了脉冲星自转的测量。PSR J2337+6151的自转测量似乎受到它穿过超新星遗迹G114.3+0.3的影响。对于区域1，我们能够将磁场的随机分量约束为$5.7μ$ G。对于银河系磁场的大尺度分量，我们确定其场强为$1.7\pm1.0μ$ G。这个平均场在$85^{\circ} <$ 1 $ < 240^{\circ}$的银河经度范围内的银河尺度上是恒定的，我们没有发现大尺度场反转的证据。我们强调在任何系统的研究中包括前景发射的影响的重要性。

Gamma-Ray源的脉冲星对应物

Pulsar Counterparts of Gamma-Ray Sources

EGRET目录中的不明X射线源在银盘上的天体比在高银河纬度上的天体要多，高银河纬度的天体比较容易识别。另一方面，Egret/GRO任务已经确定了几个已知的射电望远镜作为伽马射线源，并发现了Geminga作为脉冲星的性质。如果Geminga不是一个独特的例子，因为它很可能不是，那么其他星系源实际上可能是无线电安静的孤立中子星。对于这些，识别工作是极其困难的，无论如何都应该从高分辨率X射线/光学数据开始。

超新星吸积激波中不稳定性引起的脉冲星自旋

Pulsar spins from an instability in the accretion shock of supernovae

在核心坍缩的超新星中，旋转动力的射电望远镜诞生时的初始旋转周期为300毫秒（有些短至20毫秒）。在传统的图像中，这种快速旋转是旋转恒星核心坍缩期间角动量守恒的结果。这导致了一个必然的结论，即脉冲星的自旋与祖先星的旋转直接相关。然而，到目前为止，恒星理论还不能解释脉冲星自旋的分布，这表明诞生旋转要么太慢，要么太快。在这里，我们报告了一个强大的不稳定性的停滞吸积休克核心坍缩超新星，能够产生一个强大的旋转流附近的吸积原中子星。足够的角动量被沉积在原中子星上，以产生与观测一致的最终自旋周期，即使从球对称的初始条件开始。这为中子星自旋的产生提供了一种新的机制，并削弱了（如果不是打破的话）超新星祖先核的旋转周期与脉冲星自旋之间的假设相关性。

PSR J1740 +1000：一颗远离银道面的年轻脉冲星

PSR J1740+1000: A Young Pulsar Well Out Of The Galactic Plane

我们讨论PSR J1740+1000，最近在305米阿雷西博望远镜升级过程中以430 MHz搜索470平方度时发现的五颗星之一。154 ms的周期和2.1 x 10^-14 s/s的周期导数意味着114 kyr的自旋下降年龄小于所有已知恒星的95%。这颗脉冲星的年轻和接近使其成为X射线和伽马射线能量探测的良好候选者。它的高银河纬度20.4度表明，如果脉冲星出生在银河系的中平面，如果它的运动学年龄等于它的自旋下降年龄，那么它的速度非常高。然而，星际间的振动表明速度要低得多。我们讨论了这种差异的可能解释，考虑到（a）可能的出生地点远离中平面;（b）来自未测量的径向速度的贡献;（c）不同于自旋下降年龄的运动学年龄;以及（d）来自北极支线的增强散射的闪烁速度的偏置。

阿雷西博430兆赫中间银河纬度巡天：发现九颗射电脉冲星

The Arecibo 430-MHz Intermediate Galactic Latitude Survey: Discovery of Nine Radio Pulsars

我们用阿雷西博射电望远镜在两个银河系中纬度地区（7度<|B| < 20度）可进入该望远镜。对于这些纬度的有用的毫秒脉冲星搜索量达到阿雷西博的430兆赫的光束预测是最大的。在总共130平方度的搜索范围内，我们发现了9个新的天体，并探测到了4个以前已知的天体。我们将这次调查的结果与在阿雷西沃进行的其他430 MHz调查以及在帕克斯进行的中纬度调查（包括我们搜索区域的一部分）的结果进行比较;后者独立发现了我们发现的九颗脉冲星中的两颗。我们发现的至少六个是年龄在5到3亿年之间的孤立的恒星，其中之一PSR J1819+1305表现出非常明显的周期性零化。我们还发现了一颗回收的脉冲星PSR J2016+1948。它的自转周期为65毫秒，是一个轨道周期为635天的双星系统。我们详细讨论了这个系统的一些属性，并指出其潜在的强等价原理提供了一个测试。这颗脉冲星和PSR J 0407 +16，一个类似的系统，现在正在阿雷西博计时，是迄今为止已知的最好的系统。

脉冲星及其星云作为EGRET源

Pulsars and Their Nebulae as EGRET Sources

在EGRET任务结束时，只有6-8个银河系源被确定为年轻的恒星。从那时起，在银河平面上的EGRET误差盒中发现了几个高能脉冲星，以及几个尚未发现脉动的脉冲星风星云。其中一些星云与中等变化的EGRET源有关，这表明伽马射线发射可能来自星云而不是脉冲星的磁层。在银河系中纬度也有一群身份不明的EGRET源，它们被认为是附近的中年彗星或毫秒彗星。我回顾了与EGRET源相关的γ射线观测研究的现状，以及它们表明即将到来的AGILE和GLAST γ射线任务可能会观察到的情况。

银河系X射线双星的宽带光谱特性

The broad band spectral properties of galactic X-ray binary pulsars

BeppoSAX号卫星在科学核查阶段和常规方案的第一年观测到了几颗银河系双星X射线双星。这些源的复杂发射光谱是BeppoSAX仪器的理想目标，它可以测量前所未有的宽能带发射光谱。利用BeppoSAX号卫星的这一能力，可以对银河系X射线天体进行详细的观测工作。特别地，0.1-200 keV能带允许连续谱发射的形状被紧密地约束。一个更好的确定的基础连续允许一个更容易的检测叠加到它的功能，无论是在低能量（铁K和L，Ne线）和高能量（回旋特征）。我们报告了用BeppoSAX观测到的一个X射线天体样品的光谱特性，并将所得结果进行了比较。一些想法的共同性质也进行了讨论，并与我们目前的理解的排放机制和过程进行比较。

对银河系中心附近恒星的HI谱线测量和银河系内部的电子密度

HI line measurements of pulsars towards the Galactic Centre and the electron density in the inner Galaxy

我们用Parkes望远镜测量了另外7颗南冕星方向的21厘米吸收和发射光谱，以推导它们的运动学距离，并研究星际介质。我们首次成功地获得了PSR J1602-5100、J1740-3015和J1745-3040的HI吸收测量结果。我们还显著提高了PSR J1600-5044、J1752-2806和J1825-0935的灵敏度和分辨率，这些光谱之前已经测量过，并纠正了PSR J1824-1945公布距离中的错误。自从1990年Frail & Weisberg对脉冲星距离的总结以来，现在又有23颗脉冲星测量了HI距离，主要是通过当前小组的努力。我们讨论了泰勒和科德斯电子密度模型，根据这些新的测量结果，发现，虽然对银河系中心的模型似乎很好，视线通过船底座旋臂是不适合的模型。

旋转动力脉冲星和磁星的辐射

Emission From Rotation-Powered Pulsars and Magnetars

我将回顾在理解旋转驱动的脉冲星和磁驱动的异常X射线脉冲星（AXP）和软伽马射线中继器（SGR）的高能量发射方面的最新进展。在过去的几年里，这些领域在观测和理论上都非常活跃，部分原因是来自钱德拉，XMM-Newton和RXTE的新X射线数据。与此同时，帕克斯多波束巡天发现了700多个新的射电望远镜，其中一些是年轻的，与EGRET源重合，另一些则具有磁强度磁场。这些新的观测结果提出了关于中子星诞生和演化的重要问题，以及它们的高能发射特性。

恒星自转和速度矢量一致的证据

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。

脉冲星信号偏振面的引力波旋转

Gravitational Wave Induced Rotation of the Plane of Polarization of Pulsar Signals

本文利用场波动方程的几何光学极限，导出了沿同一方向传播的引力波场引起的电磁波偏振面旋转的表达式，其中$\approx \f{Gμd^2Ω^4}{3ø}$，$ø$和$Ω$是它们各自的频率。在估计双星脉冲的影响时，人们发现它太小而无法观测到，可能还有其他的源，如螺旋双星或不对称的中子星，其影响可能在可观测的区域。

脉冲星自转测度与银河系磁场的大尺度结构

Pulsar rotation measures and the large-scale structure of Galactic magnetic field

我们银河系的大尺度磁场可以利用脉冲星信号的法拉第旋转在三维空间中探测。我们报告的223个旋转措施的偏振观测相对遥远的南星使用帕克斯射电望远镜的决心。结合以前发表的观测数据，这些数据给出了明确的证据，大规模的逆时针方向的领域（从北银河极）在螺旋臂内部的太阳和较弱的证据，逆时针方向的领域在英仙座arm. However，在臂间地区，包括太阳附近，我们目前的证据表明，大规模的领域是顺时针方向。我们提出大尺度银河系磁场具有双对称结构，在旋臂的边界上具有反转。与螺旋密度波相关联的流动运动可以从初始向内定向的径向场直接产生这样的结构。大尺度场向银心方向增大，在太阳附近平均值约为2~ $μ$ G，在银心半径为3 kpc处平均值约为4~ $μ$ G。

在-2度和85度之间的经度范围内对银河平面内来自SNR、超新星和未识别的GeV源的TeV gamma-ray发射的搜索

A search for TeV gamma-ray emission from SNRs, pulsars and unidentified GeV sources in the Galactic plane in the longitude range between -2 deg and 85 deg

利用大气切伦科夫望远镜的HEGRA成像系统，对银河平面的四分之一（-2度< l < 85度）进行了点源和适度扩展源（直径<= 0.8度）的TeV伽马射线辐射调查。覆盖的区域包括86个已知的超新星（PSR），63个已知的超新星遗迹（SNR）和9个GeV源，占已知人口的很大一部分。没有发现TeV伽马辐射的证据，上限范围从0.15蟹状单位到几个蟹状单位，这取决于观测时间和天顶角。在选定的SNR和脉冲星子样本和GeV源的合奏和产生没有迹象表明从这些潜在的源的排放。信噪比人口的上限是在螃蟹流量的6.7%的水平和脉冲星合奏的螃蟹流量的3.6%的水平。

旋转作为明亮EGRET双星双峰光变曲线不对称性的来源

Rotation as a source of asymmetry in the double-peak lightcurves of the bright EGRET pulsars

我们调查的作用，在诱导不对称存在以上~5 GeV的明亮EGRET双星：船帆座，螃蟹，Geminga的双峰光变曲线的旋转效应。根据Thompson 2001，对于所有三个中子星，在~5 GeV以上的拖尾峰始终占主导地位，尽管在EGRET的整个能量范围内（即~100 MeV以上）情况并非如此。我们提出的蒙特卡罗模拟的结果，在脉冲星磁层内的单极帽的情况下，旋转引起的传播效应的顺序v/c（其中v是当地的共转速度）的电磁级联。我们发现，即使在几乎对齐的情况下，旋转周期为P ~ 0.1 s的旋转可能会导致不对称（相对于磁轴）的磁光子吸收，这反过来又导致不对称的伽马射线脉冲轮廓。由此产生的功能-软频谱的领先峰和主导地位的拖尾峰以上~5 GeV -同意定性与EGRET数据的明亮的伽玛射线双星。

Revisiting the radial distribution of pulsars in the Galaxy

We study the Galactic distribution of normal pulsars with 1400 MHz luminosities greater than 0.1 mJy kpc^2 refining the shape and parameters of the radial distribution of pulsars. To estimate the distances to pulsars we used the new NE2001 Galactic electron density model. The maximum galactocentric distribution of pulsars is located at 3.2+/-0.4 kpc and the scale-length of this distribution is 3.8+/-0.4 kpc for the assumed distances to the Galactic center Ro=8.5 kpc. The surface density of pulsars near the Galactic center is equal to or slightly higher than that in the solar neighborhood. For …

自转对脉冲星辐射特性的影响

Influence of Rotation on Pulsar Radiation Characteristics

本文提出了一个脉冲星射电辐射的相对论模型，该模型考虑了旋转对相干曲率辐射的影响。我们发现，旋转加宽的宽度相比，尾随组件的领先组件。我们估计了约24颗双星的平均脉冲轮廓中的分量宽度，发现其中19颗双星具有较宽的领先分量。我们解释这种差异的组件宽度使用嵌套锥发射几何。我们估计了脉冲星自旋对Stokes参数的影响，发现自转轴和磁轴之间的倾斜会引起圆锥分量圆偏振的不对称性。分析了PSR B0329+54在606 MHz的单脉冲极化数据，发现在其圆锥分量中，一个方向的圆极化在前导分量中占主导地位，而另一个方向的圆极化在拖尾分量中占主导地位。我们的模拟表明，改变碰撞参量的符号会改变圆偏振方向以及偏振角的摆动。

Kes 75年轻高磁场旋转动力脉冲星的制动指数

A Braking Index for the Young, High-Magnetic-Field, Rotation-Powered Pulsar in Kes 75

我们提出了第一个相位相干测量的制动指数的年轻，充满活力的旋转动力脉冲星PSR J1846-0258。这颗324毫秒的脉冲星位于超新星遗迹Kes 75的中心，特征年龄为tau_c = 723年，自旋向下能量为8.3x 10 ^{36}erg/s，推测磁场为4.9x 10 ^{13} G。两个独立的相位相干定时的解决方案，来自一起跨越5.5年的罗西X射线定时探测器获得的数据。此外，部分相位相干时序分析证实了完全相位相干的结果。制动指数的测量值，n=2.65+/-0.01，明显小于3，磁偶极辐射的预期值，这意味着另一个物理过程必须有助于脉冲星的旋转演化。假设制动指数自诞生以来一直保持不变，我们将J1846-0258的自旋下降年龄上限定为884年，这是任何旋转动力脉冲星的最小年龄估计。

银河系宇宙射线中的奇星加速

Strangelets accelerated by pulsars in galactic cosmic rays

它表明，奇怪的夸克物质的块可能被提取的表面的恒星和加速的强电场的高能量，如果恒星是奇怪的恒星与地壳，由块嵌入在一个统一的电子背景。这种通常被称为奇异核的高能核对银河系宇宙射线有可观测的贡献，可能被即将在国际空间站上进行的宇宙射线实验阿尔法磁谱仪AMS-02探测到。

双星脉冲星合并率的概率分布。I.银河场中的双中子星系统

The Probability Distribution of Binary Pulsar Coalescence Rates. I. Double Neutron Star Systems in the Galactic Field

已知对有两颗中子星的密近双星（NS-NS）的银河系合并率（R）的估计有很大的不确定性（大约两个数量级），这主要是因为被探测到的射电双星系统数量很少。我们提出了一种分析方法，使我们能够估计银河系的NS-NS合并率使用当前观察到的样本，重要的是，分配这些估计的统计意义，并计算允许的范围内的值在不同的置信水平。该方法包括模拟所有相关无线电脉冲星调查中固有的选择效应和概率分布的贝叶斯统计分析。根据不同的脉冲星种群模型，银河系合并速率（R_peak）最有可能的值在每百万年2-60之间。对于我们的参考模型1，采用脉冲星布居特性的最可能估计，在68%的统计置信水平下，我们得到R_tot = 8 - 5 ^+9/Myr。LIGO初始和改进LIGO的NS-NS螺旋探测率分别为3 - 2 ^{+4} × 10 ^{-3}/年和18 - 11 ^{+21}/年。

奇异星和快速旋转脉冲星的临界自转

The Critical Rotation of Strange Stars and Rapidly Rotating Pulsars

我们利用相互作用的奇异夸克物质的体粘滞系数来重新估计阻尼时间尺度。体粘滞介质效应的存在导致了r模的更强阻尼，对于实际参数，其阻尼可以超过一个数量级。我们发现，由于介质效应，r模不稳定窗口变窄，因此当脉冲星到达不稳定窗口时，它只会被引力波发射减速到1.78毫秒，而不是早期估计的2.5毫秒。作为双星的理论自转上限，1.78毫秒的周期非常接近已知的两颗自转最快的双星，其周期约为1.6毫秒。

脉冲双星系统中的引力法拉第旋转

Gravitational Faraday Rotation in Binary Pulsar Systems

我们研究了引力法拉第旋转，线偏振光射线发射的脉冲星，围绕另一个紧凑的对象。我们涉及的旋转角度的发射脉冲星的轨道相位，以及其他参数描述其轨道和方向的角动量的二进制伴侣。我们给出了双脉冲星系统PSR J 0737 -3039的影响的数值估计，我们注意到，预期的幅度是非常小的，使目前的技术不太可能观察到的效果。然而，这本身是有趣的，因为在这种现象中，引力磁起着主导作用，不像在研究光弯曲或引力时间延迟时所发生的那样，它似乎是对引力电贡献的修正。此外，我们设想这种效应可能是相关的，至少在原则上，一个脉冲星轨道不带电的黑洞。