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 luminosity L_{0.3-8 keV} \sim 2 \times 10^{28} d_{130} ^2 ergs s^{-1}, or by a blackbody model with the temperature kT \approx 0.28 keV and bolometric luminosity L_{bol} \sim 1.3 \times 10^{28} d_{130} ^2 ergs s^{-1}, for a plausible hydrogen column density NH = 7.3 \times 10^{19} cm^{-2} ( d_{130} =d/130 pc). The pulsar converts \sim 0.4% of its spin-down power into the X-ray luminosity, i.e., its X-ray efficiency is higher than for most younger pulsars. From the comparison of the X-ray position with the previously measured radio positions, we estimated the pulsar proper motion of 0.2 arcsec yr^{-1} (V_ \perp \sim 130 d_{130} km s^{-1}), in the south-southeast direction.
英文摘要：
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 luminosity L_{0.3-8 keV} \sim 2\times 10^{28} d_{130}^2 ergs s^{-1}, or by a blackbody model with the temperature kT\approx 0.28 keV and bolometric luminosity L_{bol} \sim 1.3\times 10^{28} d_{130}^2 ergs s^{-1}, for a plausible hydrogen column density NH = 7.3\times 10^{19} cm^{-2} (d_{130}=d/130 pc). The pulsar converts \sim 0.4% of its spin-down power into the X-ray luminosity, i.e., its X-ray efficiency is higher than for most younger pulsars. From the comparison of the X-ray position with the previously measured radio positions, we estimated the pulsar proper motion of 0.2 arcsec yr^{-1} (V_\perp \sim 130 d_{130} km s^{-1}), in the south-southeast direction.
Resolving the bow-shock nebula around the old pulsar PSR B1929+10 with multi-epoch Chandra observations
利用Chandra X射线天文台的亚角秒角分辨率，对附近的老脉冲星PSR B 1929 +10及其周围的星际介质进行了研究。钱德拉数据被发现是完全一致的结果从深XMM-牛顿观测脉冲星而言。我们确认了脉冲星X射线辐射的非热辐射性质。除了在ROSAT和XMM-牛顿X射线天文台之前的观测中已经看到的X射线轨迹之外，我们还发现了一个围绕脉冲星的弧形星云。我们解释的功能作为一个弓激波星云，并讨论其能量的背景下，标准激波理论。
Subaru optical observations of the old pulsar PSR B0950+08
本文报道了在斯巴鲁望远镜上用Suprime-Cam对一颗老的（1750万年）射电脉冲星PSR B 0950 +08进行的B波段光学观测。我们探测到一个微弱的物体，B=27.07（16）。在我们的天文测量精度范围内，它与脉冲星的射电位置以及巴甫洛夫等人（1996年）用HST/FOC/F130 LP在紫外线中探测到的物体相一致。该天体的位置重合和光谱特性表明它是PSR B 0950 +08的光学对应物。它在B波段的通量比早期瑞利-金斯对相邻F130 LP波段唯一可用的HST观测结果的解释高出两倍。根据B和F130 LP测光的建议对应的和现有的X射线数据，我们认为有利于非热起源的宽带光谱PSR B 0950 +08，因为它是观察到的光学发射的年轻，中年的恒星PSR B 0656 +14和Geminga。与此同时，PSR B 0950 +08的光学效率，从它的自旋下降功率和检测到的光通量估计，是由几个数量级高于这些恒星，并与年轻得多，更有活力的蟹状星云脉冲星。我们不能排除PSR B 0950 +08周围存在一个紧凑的，大约1“的，微弱的脉冲星星云，垂直于其自行矢量延伸，除非它不是一个微弱的扩展物体在脉冲星位置上的投影。
An unusual pulsar wind nebula associated with PSR B0906-49
我们报告了澳大利亚望远镜紧凑阵列对10^5年前的脉冲星PSR B 0906 -49的观测结果。在一张只包含非脉冲发射的图像中，我们发现了一个与脉冲星位置一致的微弱的、略微延伸的源，我们认为最好将其解释为脉冲星风星云（PWN）。脉冲星后方延伸的发射尾迹与PWN的主轴对齐，这意味着脉冲星正以约60 km/s的投影速度向西北方向移动，与其闪烁速度一致。我们推断脉冲星环境的密度大于2 cm^（-3），因此PSR B 0906 -49周围的PWN主要受到周围高密度环境的限制，而不是脉冲星的速度。该系统的其他特性，如PWN的低光度和明显的陡峭光谱，以及脉冲星的大特征年龄，使我们认为这个星云与其他射电PWNe有很大的不同，可能代表了具有突出射电PWNe的年轻恒星和没有发现射电PWN的老年恒星之间的过渡。我们建议进一步搜索无线电PWNe应该在这里：在低频和脉冲发射减去。
Discovery of extended emission around the pulsar B0355+54
PSR B 0355 +54是Chandra和XMM-Newton都观测到的为数不多的双星之一。通过对存档数据的分析，我们发现了脉冲星和围绕它的一个约30角秒的致密星云。XMM-牛顿还探测到一个延伸约6角分的尾迹，与致密星云相似，也与脉冲星的自行反向对齐。脉冲星和扩展辐射的光谱都可以用吸收的幂律模型来描述。所测得的通量对应于在2-10 keV波段将自旋下降光度转换为X射线的效率，脉冲星和扩展发射分别为~0.01%和~1%。从XMM-牛顿数据，我们已经检测到在预期的无线电周期脉动。脉冲星在星际介质中运动形成的弓形激波可以解释其能量和扩展辐射的范围。
以前的工作是从孤立的老中子星（离子）的辐射吸积星际介质（ISM）集中在引力捕获-邦迪吸积。我们提出了一类新的源，通过与ISM磁相互作用吸积。而对于Bondi机制，吸积速率随着NS速度的增加而减小，在磁性吸积体（MAGACs=“magics”）中，吸积速率随着NS速度的增加而增加。MAGAC将在高速（~> 100 km s-1）高磁场（B> 1 e14 G）射电脉冲星（“磁星”）中产生，它们首先通过磁偶极自旋下降进化，然后是“螺旋桨”阶段（当物体在时间尺度上释放角动量时）<1 e10年）。MAGACS的性质可以概括为：B~> 1 e 14 G的偶极磁场;相对于ISM的最小速度>25-100 km s-1，具体取决于B，远低于观测到的射电脉冲星群的中位数;自旋周期>天到年;吸积光度为1 e 28 - 1 e 31 ergs-1 ;如果它们吸积在磁极帽上，则有效温度kT=0.3 - 2.5keV。我们没有发现MAGACs的例子，在以前观察到的源类（异常X射线源，软伽马射线中继器或已知的离子）。然而，MAGACs可能更prevelant通量限制的X射线目录比他们的引力吸积同行。
