A 2.1 Solar Mass Pulsar Measured by Relativistic Orbital Decay
PSR J 0751 +1807是一颗毫秒脉冲星，位于一个6小时的圆形双星系统中，有一颗氦白矮星。通过高精度的脉冲定时测量与阿雷西博和Effelsberg射电望远镜，我们已经发现了它的轨道衰减，由于引力辐射的排放。这是第一次探测到低质量圆形双星脉冲星系统的相对论轨道衰变。经加速度偏差校正后，测得的轨道周期变化率为dP_b/dt=（-6.4+-0.9 x10 ^-14）。在广义相对论的背景下解释，并结合Shapiro延迟的测量，它意味着脉冲星的质量为2.1+-0.2太阳质量，这是测量到的最大质量的脉冲星。这增加了在中子星-白矮星双星中相对高的中子星质量的新趋势。此外，有一些证据表明，在这些系统中，脉冲星质量和轨道周期之间存在负相关。我们考虑的数据的广义相对论分析的替代品，我们使用脉冲星定时数据的强等效原理的违反放置限制。
2005-08-01 astro-ph
The orbital period distribution of wide binary millisecond pulsars
本文介绍了通过四条演化通道形成的宽毫秒双星的轨道周期分布的双星总体综合研究结果。在其中三个通道中，毫秒脉冲星的前身在超新星爆炸之前经历了一个共同的包络阶段，超新星爆炸产生了中子星。在第四个通道中，原恒星避开了共包络相，当它上升到渐近巨星分支时形成了一颗中子星。这四个形成通道产生的轨道周期分布，通常显示一个短周期峰值低于10天，长周期峰值约100天，和一个截止近200天。与观测到的银河系盘中的双毫秒脉冲星的轨道周期分布的协议是最好的，当共同的包络喷射是有效的，负责旋转脉冲星的质量转移阶段是高度非保守的，没有或适度的超新星踢被赋予中子星在出生时。
2004-04-06 astro-ph
Observations of 20 millisecond pulsars in 47 Tucanae at 20 cm
我们在Parkes射电望远镜上使用了一个新的观测系统，对球状星团47进行了一系列20厘米波段的脉冲星观测。我们探测到了所有11颗已知的双星，并发现了另外9颗，它们都是双星系统中的毫秒双星。我们已经搜索了相对较短的轨道周期系统的数据，并发现了一个脉冲星的轨道周期为96分钟，任何已知的无线电脉冲星最短。由于新系统探测率的提高，改进了对以前已知的双星通量密度的估计，确定了其中一颗双星的轨道参数，并为另一颗双星提供了相干定时解决方案。现在已知的47个图卡坦星中有5个的轨道周期只有几个小时，而伴星的质量只有~ 0.03 Msun。其中两个在某些轨道相位被遮蔽，而三个在20厘米的所有相位都被看到，但并不总是在较低的频率。其他双星系统中有四个甚至可能有六个有较长的轨道周期，伴星质量约为0.2 Msun，其中至少有两个有较大的轨道偏心率。所有20颗恒星的自转周期都在2-8毫秒之间。
1999-11-12 astro-ph
Orbital Variability in the Eclipsing Pulsar Binary PSR B1957+20
我们对食毫秒脉冲双星PSR~B1957+20进行了计时观测，将该脉冲星的数据跨度扩大到5年以上。在这段时间内，系统的轨道周期大致变化了$ΔP_b/P_b = 1.6 \times 10^{-7}$，随时间二次变化，并显示出轨道周期的二阶导数$\ddot P_b = (1.43 \pm 0.08) \times 10^{-18}\,$ s $^{-1}$。先前观测到的负轨道周期导数仅反映了早期观测期间系统的短期行为;轨道周期导数现在是正的，并迅速增加。如果PSR~ B 1957 +20系统像我们猜测的那样，正经历着类似于大陵五和RS CVn等其他近距离双星的准周期轨道周期变化，那么PSR~ B 1957 +20的伴星$0.025\,M{_\odot}$很可能是非简并的、对流的和磁活跃的。
1993-12-15 astro-ph
Determination of limits on disc masses around six pulsars at 15 and 90 microns
我们已经用ISOCAM和ISOPHOT分别在15微米和90微米处搜索了围绕六颗附近双星运行的尘埃的发射证据，这六颗双星都是双星，也都是孤立的，距离在100到1000 pc之间。在任何脉冲星位置都没有探测到辐射，对于最近的脉冲星J 0108 -1431，通量密度的3 σ上限在15微米处约为66 mJy，在90微米处约为22.5 mJy。使用辐射通量的简单模型，可以推断出在给定温度下环绕脉冲星尘埃质量的上限;将其与使用Foster & Fisher（1996年）的尘埃加热模型获得的轨道质量上限进行比较。这些结果表明，它们中的任何一个都不太可能拥有足够大的绕脉冲星盘，未来可能会在其中形成行星。
2002-03-21 astro-ph
A Study of the Gravitational Wave Pulsar Signal with orbital and spindown Effects
在这项工作中，我们提出了解析和数值处理的引力波信号的脉冲星，其中包括自旋。我们认为相位校正收到的单色信号由于地球的旋转和椭圆轨道运动，以及由于木星和月球的扰动。我们讨论这样的信号，这是表示在众所周知的特殊功能，并借给自己一个易于处理的数值分析的傅里叶变换。
2005-09-02 astro-ph
A test of general relativity from the three-dimensional orbital geometry of a binary pulsar
双星系统为测试广义相对论提供了一个极好的系统，因为它们具有内在的旋转稳定性，而且射电观测可以用来确定它们的轨道动力学。对两颗双星的轨道衰变率的测量已经证明与广义相对论预测的引力波发射是一致的，这为该理论迄今为止的自洽性提供了最令人信服的证据。然而，不可能对这些系统的轨道几何形状进行独立核查。这样的验证可以通过确定一个双脉冲星系统的方向，只使用经典的几何约束，允许一个独立的广义相对论效应的预测。在这里，我们报告了附近的毫秒脉冲双星PSR J 0437 -4715的高精度计时，建立了它的轨道的三维结构。我们看到了伴随天体附近时空弯曲所产生的脉冲信号的预期延迟（“夏皮罗延迟”），我们确定了脉冲星及其白矮星伴星的质量。这样的质量测定有助于我们理解中子星的起源和演化。
2001-08-15 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
Determination of the Night Sky Background around the Crab pulsar using its optical pulsation
成像γ射线望远镜的角分辨率差被下一代望远镜如MAGIC（直径17 m）的大反射面面积所弥补，这使得研究与某些γ射线源相关的光发射成为可能。此外，光电倍增管（PM）的极快的时间响应使其成为快速（亚秒）光学瞬态和周期性源（如脉冲星）的理想探测器。蟹状星云脉冲星的光脉冲是由HEGRA CT 1中心像素使用改进的PM探测到的，类似于未来的MAGIC相机PM。这些周期性观测的目的是确定银河系反中心蟹状星云区的夜空光（LONS），我们的结果比以前测量的LONS大2.5到3倍（银道面外），正如预期的那样，因为蟹状星云脉冲星位于银道面内，这意味着蟹状星云观测的能量阈值略高，如果使用的是较高的CT1测量的银河系源LONS率值。
2004-05-05 astro-ph
The orientation and magnitude of the orbital precession velocity of a binary pulsar system with double spins
自旋-轨道（S-L）耦合诱导的轨道效应的可测量性取决于轨道进动速度${\bf Ω}_0$的方向和大小。本文导出了双星系统中两个自旋都对自旋-轨道（S-L）耦合有贡献的情况下的${\bf Ω}_0$，它适用于最常见的双星系统，中子星-白矮星（NS-WD）双星（以及NS-NS双星）。本文证明了在两个约束条件下，总角动量守恒和轨道角动量${\bf L}$、两星自旋角动量之和${\bf S}$与总角动量${\bf J}$、轨道岁差速度${\bf Ω}_0$沿${\bf J}$形成的三角形是必然的。此外，通过一般脉冲双星满足的$S/L\ll 1$关系，一个显著的${\bf Ω}_0$（在量级上）是不可避免的，1.5后牛顿阶（PN）。这类似于许多作者讨论的单自旋的情况。然而，与单自旋的情况不同，由于两颗恒星的自旋角动量之和${\bf S}$的变化，${\bf Ω}_0$的岁差速度的大小会发生显着变化，这会导致双星系统中显着的长期变化。
2003-08-18 astro-ph
A Binary Millisecond Pulsar in Globular Cluster NGC6544
本文报道了在球状星团NGC 6544中用傅立叶域"加速度“搜索探测到一颗新的3.06 ms脉冲双星。它的伴星质量约为0.01太阳质量，轨道周期仅为P_b~1.7小时，与许多被伴星风遮蔽的双星具有非常相似的轨道特性。它的轨道周期是已知双星中第二短的，仅次于47 Tuc R。在1332 MHz下测得的通量密度为1.3 +/- 0.4 mJy，表明脉冲星几乎肯定是NGC 6544核心附近已知的陡谱点源。
2000-10-12 astro-ph
The same physics underlying SGRs, AXPs, and radio pulsars
频率二阶导数不仅存在于奇异射电望远镜中，而且存在于软伽玛中继站（SGR）和异常X射线望远镜（AXP）中。本文表明这些现象是相互关联的，可以用一个简单的统一模型--长期轨道效应来解释。因此，许多先前的“孤立”的双元数可能是二元数，即，AXP 1 E 2259+586的轨道周期为$P_b\approx(47, 72)$ min，PSR J1614-5047的轨道周期为$P_b\approx (20, 34)$ min，SGR 1900+14的轨道周期为$P_b\approx (3.6, 6.4)$ min，SGR 1806-20的轨道周期为$P_b\approx (1.5, 5.8)$ min。除了X射线脉冲星1 E 1207.4-5209之外，这两个SGR可能是轨道周期为几分钟的新的超紧凑双星。适合于引力波探测的双星可能比我们想象的要多。
2005-06-19 astro-ph
A Fast Search Technique for Binary Pulsars
我描述了一个计算简单，高效，和敏感的方法来搜索长观测双星系统。该技术在标称自旋频率附近的功率谱中寻找轨道诱导的边带，使其能够检测具有短轨道周期（P_orb <~ 5 h）的高质量或低质量双星中的双星。
1999-11-05 astro-ph
Searching for Pulsars in Close Binary Systems
我们提出了一个详细的数学分析的傅立叶响应的二进制脉冲星信号的频率调制的圆形轨道运动。发现这些信号的涨落功率谱在一个紧凑的频率范围内是ν_orb周期的，其中ν_orb表示轨道频率。随后，我们考虑了广泛的二进制系统的圆形轨道和短的轨道周期，并提出了一个部分相干恢复技术搜索的二进制毫秒X射线和射电天文学家。我们用数值模拟的方法研究了在P_orb ~ 6小时的系统中脉冲星的可探测性，使用了这种技术和三种广泛使用的脉冲星搜索方法。这些模拟表明，当数据跨度大于2个轨道周期时，部分相干恢复技术在探测密近双星系统中的双星时平均灵敏度要高出几倍。使用这种方法可以发现的系统可以用于改善对致密物体的聚结速率的约束，并且它们也代表了最有可能用诸如LISA的引力波探测器探测到的那些系统。
2001-11-13 astro-ph
Studies of orbital parameters and pulse profile of the accreting millisecond pulsar XTE J1807-294
吸积毫秒脉冲星XTE J1807-294是在2003年2月21日被RXTE发现后，于2003年3月22日被XMM-牛顿观测到的。在0.5-10 keV能量带（3.7 mCrab）的EPIC-pn相机中，以33.3 cts/s的观测平均计数率在其亮相检测到该源。使用早期建立的最佳拟合轨道周期40.0741+/-0.0005分钟从RXTE观测，并考虑一个圆形的双轨道作为第一近似，我们推导出的值为4.8+/-0.1 lt-ms的双系统的投影轨道半径和一个历元的轨道相位MJD 52720.67415（16）。脉冲星的质心平均自旋周期为5.2459427+/-0.0000004 ms。脉冲星的自旋脉冲轮廓显示出显著的脉冲（1.5 ms FWHM），振幅和形状与能量和轨道相位相关。在四个能带中测得的脉冲分数分别为3.1+/-0.2%（0.5-3.0 keV）、5.4+/-0.4%（3.0-6.0 keV）、5.1+/-0.7%（6.0-10.0 keV）和3.7+/-0.2%（0.5-10.0 keV）。自旋剖面与轨道相位和能量的研究表明，在中子星的第二个观测轨道的脉冲分数显着增加，在随后的两个轨道逐渐下降，这是与突然，但边际增加的质量吸积。从我们的轨道参数的调查和估计的其他性质的紧凑的双星系统，我们得出结论，XTE J1807-294是非常有可能的毫秒射电脉冲星的候选人。
2004-07-01 astro-ph
THE ORBITAL ECCENTRICITIES OF BINARY MILLISECOND PULSARS IN GLOBULAR CLUSTERS
低质量毫秒双星（LMBP）的轨道偏心率非常小，通常为$e_i\sim10^{-6}$-$10^{-3}$。然而，在球状星团中，更高的偏心率$e_f\gg e_i$可以通过与经过的恒星的动力学相互作用来诱导。在这里，我们表明，这个过程的横截面比以前估计的要大得多。这是因为，即使对于最初的圆形双星，与近心分离$r_{\rm p}$超过几倍的二进制半长轴$a$遇到的诱导偏心率$e_f$下降仅作为一个幂律，$e_f\propto(r_{\rm p}/a)^ {-5/2}$，和{ \it不\/}作为一个指数。我们发现，{ \it所有\/}目前已知的\lmbps集群可能受到相互作用，其目前的偏心率通常是一个数量级或更大的比出生时。
1995-02-28 astro-ph
Orbital Parameters for the X-ray Pulsar IGR J16393-4643
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对严重遮蔽的X射线脉冲星IGR J 16393 -4643进行了X射线测量，并对其轨道参数进行了脉冲定时分析。假设一个圆形轨道，我们相连接的数据跨越1.5年。最有可能的轨道解的投影半长轴为43 +- 2 lt-s，轨道周期为3.6875 +- 0.0006天。这意味着质量函数为6.5 ± 1.1 M_sun，并证实该积分源是一个高质量X射线双星（HMXB）系统。通过在轨道模型中包括离心率，我们发现在2 sigma水平上e < 0.25。3.7天的轨道周期和先前已知的~910 s的脉冲周期使该系统位于Corbet图中由超巨星风吸积物填充的区域，并且低偏心率也与这种类型的系统相一致。最后，应该指出的是，虽然3.7天的解是最有可能的解，但我们不能完全排除轨道周期为50.2天和8.1天的另外两个解。
2006-05-25 astro-ph
Constraining Brans-Dicke Gravity with Millisecond Pulsars in Ultracompact Binaries
最近用罗西X射线计时探测器发现的超紧双星中的五个吸积毫秒X射线双星为限制由布兰-迪克参数omega_BD描述的与广义相对论的偏差提供了极好的候选者。我计算这些双星的轨道周期的预期变化率，并讨论了约束omega_BD的值是一个数量级大于目前的限制的前景。最后，我展示了如何测量的轨道周期导数在超紧双星可以用来把它们的轨道倾角的下限。
2005-01-12 astro-ph
Orbital Decay of the PSR J0045-7319/B Star Binary System: Age of Radio Pulsar and Initial Spin of Neutron Star
最近对PSR J 0045 -7319的计时观测表明，中子星/B星双星轨道在$|\Porb/\dot\Porb|=0.5$ Myr的时间尺度上衰减，比脉冲星的特征年龄（$τ_c=3$ Myr）短（Kaspi et al.~ 1996年a）。我们研究轨道衰变的机制。以静潮为基础的标准弱摩擦理论要求的粘性时间太短，无法解释观测到的$\dot\Porb$。我们表明，动力学潮汐激发的g-模式的B星可以负责的轨道衰减。然而，为了解释观测到的短衰变时间尺度，B星必须相对于轨道有一些显著的逆行旋转-逆行旋转带来了低阶g模，它们与潮汐势的耦合更强，与轨道运动更接近“共振”，从而显着增强了动力学潮汐。一个可能性小得多的可能性是g模阻尼时间比普通辐射阻尼时间短得多。观测到的轨道衰变时标与基于动力潮汐的一般轨道演化模型相结合，可以用作"计时器“，给出自中子星形成以来双星系统年龄的上限为$1.4$百万年。因此，脉冲星的特征年龄不是一个好的年龄指标。假设脉冲星存在标准的磁偶极制动，并且在$\lo 1$ Myr的时间尺度上没有明显的磁场衰减，年龄的上限意味着中子星在诞生时的初始自旋接近于它的当前值。
1996-05-16 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
Revised orbital parameters of the accreting millisecond pulsar SAX J1808.4-3658
我们提出的时间分析的三个爆发的X射线毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658发生在1998年，2000年和2002年。通过一种利用历元折叠搜索获得的卡方来区分不同可能的轨道解的技术，我们找到了一个在整个五年期间都有效的唯一解，这五年期间的高时间分辨率数据都是可用的。我们修正了轨道周期的估计，P_orb =7249.1569（1）s，并将相应的误差减小了一个数量级。此外，我们还报告了轨道周期导数的第一个约束，即-6.6 x 10^-12 < Pdot < +0.8 x 10^-12 s/s。这些值使我们能够通过折叠技术在任何给定时间产生脉冲轮廓。对这些轮廓的分析表明，2002年的脉冲形状明显不对称，偶尔在与主脉冲约145度处出现一个次峰，这与1998年爆发开始时报告的几乎是正弦曲线的形状大不相同。
2005-05-05 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
Orbital Evolution and orbital phase resolved spectroscopy of the HMXB pulsar 4U 1538-52 with RXTE-PCA and BeppoSAX
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）和BeppoSAX卫星对高质量X射线脉冲双星4U~1538- 52的几个双星周期进行了详细的定时和光谱研究。脉冲时序分析与2003年RXTE数据超过两个双星轨道确认偏心轨道的系统。结合从这次观测中确定的轨道参数和早期的测量，我们没有发现任何证据表明这个X射线双星的轨道衰变。我们已经进行了轨道相位分辨光谱测量的光谱参数的轨道相位的变化，特别是吸收柱密度和铁线通量。在3- 20 keV能量范围内的RXTE-PCA谱符合幂律和高能截止，并在$\sim$ 6.4 keV处有一条高斯发射线，而BeppoSAX谱在0.3- 10.0 keV的限制能量范围内只需要在$\sim$ 6.4 keV处有一条幂律和高斯发射线。RXTE和BeppoSAX数据都包括沿视线的吸收。研究了自由光谱参数在双星轨道上的变化，发现视线内吸收物质柱密度随轨道相位的变化与一个简单的球对称伴星风模型相吻合。
2007-02-06 astro-ph
Orbital phase spectroscopy of X-ray pulsars to study the stellar wind of the companion
高质量X射线脉冲双星（HMXBP）的伴星是超音速恒星风的来源，它提供了一个实验室来探测这种风的速度和密度分布。在这里，我们已经测量了吸收柱密度的变化以及其他光谱参数的双轨道上的两个HMXBP在椭圆轨道，观察与罗西X射线定时探测器（RXTE）和BeppoSAX卫星。一个球对称的风廓线被用来作为一个模型，比较所观察到的柱密度变化。在4U 1538-52中，我们发现该模型证实了观测结果;而在GX 301-2中，恒星风似乎非常密集，光滑对称风模型似乎不足以解释柱密度的变化。
2005-12-05 astro-ph
The Orbital Period of the Accreting Pulsar GX1+4
我们报告了强有力的证据，在吸积动力脉冲星GX 1 +4的自旋历史中有一个约304天的周期，这很可能与系统的轨道周期有关。我们利用康普顿伽玛射线天文台的爆发和瞬变源实验的数据表明，从1991年至今，脉冲星频率有明显的周期性调制，与Cutler，Dennis和Dolan（1986）提出的星历表非常一致。我们的研究结果表明，GX 1 +4的轨道周期为303.8 +- 1.1天，使其成为已知最广泛的低质量X射线双星系统，超过一个数量级，并将这个长期存在的问题搁置。这个系统的一个可能的情况是一个椭圆轨道，其中中子星降低其自旋下降率（甚至表现出短暂的自旋上升行为）在近星通道，由于更高的扭矩施加的吸积盘上的中子星的磁层。这些结果与BATSE在同一时期测量的X射线脉冲通量光变曲线和Rossi X射线定时探测器上的全天监视器（ASM）的X射线通量历史并不矛盾。
1999-10-04 astro-ph
The Triple Pulsar System PSR B1620-26 in M4
毫秒脉冲星PSR B1620-26位于球状星团M4中，有一颗白矮星伴星，其轨道为半年。这颗脉冲星的视自旋下降率异常地大幅度变化，表明在一个更宽的轨道上存在着第二颗伴星。使用超过700天跨越11年的定时观测，我们证实了这种异常的定时行为。我们明确表明，第一次，由两个非相互作用的开普勒轨道的总和组成的定时模型可以解释所观察到的信号。圆形和椭圆形轨道都是允许的，尽管高度偏心的轨道需要不太可能的轨道几何形状。脉冲星在内轨道的运动非常接近开普勒椭圆，但外伴星的潮汐效应会导致轨道要素的变化。我们测量了轨道投影半长轴的变化，这主要是由岁差驱动的轨道倾角变化。这一测量以及对其他轨道要素变化率的限制可用于显著限制外层轨道的性质。我们发现，第二个伴星的质量很可能是m~0.01 Msun --只有当脉冲星的磁场为~ 3 × 10^9 G时，才允许圆形（和近圆形）轨道，这比典型的毫秒脉冲星磁场强度高一个数量级。在这种情况下，伴星的质量为m~1.2x10^-3 Msun，轨道周期为62年。
1999-05-12 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
PSR J1518+4904: A Mildly Relativistic Binary Pulsar System
PSR J1518+4904是最近发现的一颗40.9 ms脉冲星，轨道周期为8.6天，中等偏心。我们在几个射频频率上测量了这颗脉冲星1.4年以上的脉冲到达时间，并由此导出了高精度的自转、天体测量和轨道参数。脉冲星周期导数的上限dP/dt<4 × 10 ^-20，给出的特征年龄至少为1.6 × 10 ^10年，是已知最高年龄之一。我们发现该轨道以0.0111+-0.0002 yr^-1的速率进动，根据广义相对论，这就得到了系统的总质量（脉冲星加上伴星）为2.62+-0.07 M太阳。进一步的轨道参数的分析产生了一个坚定的上限为1.75 M_solar的脉冲星的质量和约束的伴星质量范围为0.9至2.7 M_solar。这些质量，加上相当大的轨道偏心率和其他证据，强烈表明伴星是第二颗中子星。
1996-05-20 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
Discovery of a Second Millisecond Accreting Pulsar: XTE J1751-305
我们报告的第二个瞬态吸积毫秒脉冲星，XTE J1751-305，在定期监测观测的银河系隆起区的RXTE PCA的发现。脉冲星的自旋频率为435赫兹，是最快的脉冲星之一。这些脉动包含轨道多普勒调制的特征，这意味着轨道周期为42分钟，是任何已知的无线电或X射线毫秒脉冲星中轨道周期最短的。质量函数f_x =（1.278 +/- 0.003）x 10^{-6} M_sun，根据中子星的质量，伴星的最小质量在0.013到0.017 M_sun之间。没有发现日食。1998年6月的一次X射线爆发是在全天监视器的档案数据中发现的。假设该双星系统中的质量转移是由引力辐射驱动的，我们将轨道倾角限制在30-85度范围内，伴星质量限制在0.013- 0.035M_sun。它的伴星很可能是一颗受热的氦矮星。我们还介绍了钱德拉HRC-S观测的结果，这些结果提供了XTE J1751-305的最佳位置。
2002-06-27 astro-ph
On a Theoretical Interpretation of the Period Gap in Binary Millisecond Pulsars
我们重新审视形成双毫秒双星的演化通道，以了解它们观测到的轨道周期分布。现有的路径提供了一种自然的划分，分为轨道周期长（> 60天）和轨道周期短（< 30天）的系统。初始周期为1 - 2 d的系统最终会产生轨道周期短（< 1 d）的低质量He白矮星。对于较长的初始周期（>几天），早期的大质量Case B演化产生轨道周期< 20 d的CO白矮星。普通包层演化导致短周期系统（P < 1 d），不稳定的低质量Case B演化产生He白矮星，不稳定的Case C演化产生CO白矮星。另一方面，长轨道周期群来自稳定的低质量B类演化，其初始周期>几天，产生低质量的He白矮星，周期> 30 d，而稳定的C类演化产生CO白矮星。缺乏观测到的23至56天的系统可能反映了这样一个事实，即对于可比较的初始轨道周期（<几天），低质量案例B和早期大质量案例B的演变导致了非常不一致的最终周期。我们特别表明，下限（~ 23 d）不能从共同的信封演变。
2000-07-05 astro-ph
Orbital Phase Spectroscopy of four High Mass X-ray Binary Pulsars to Study the Stellar Wind of the Companion
我们的工作主要集中在四颗高质量X射线脉冲双星（HMXBPs）4U 1538-52、GX 301-2、OAO 1657-415和Vela X-1的轨道相位相关光谱。我们在此报告用Rossi X射线定时探测器和BeppoSAX卫星观测到的上述椭圆轨道上的HMXBPs在双星轨道上的吸收柱密度和磁力线通量以及其他光谱参数变化的测量结果。一个球对称的风廓线被用来作为一个模型，比较所观察到的柱密度变化。在这四颗恒星中，只有4U 1538-52的恒星风模型与观测结果有合理的印证，而在其余三颗恒星中，恒星风似乎是clusified的，光滑对称的恒星风模型似乎不足以解释这些数据。此外，在GX 301-2中，既没有确认盘的存在，也没有确认来自伴星的气流。此外，在OAO 1657-415和船帆座X-1的情况下获得的光谱结果或多或少与GX 301-2相似。
2008-12-24 astro-ph
A Trustworthy and Simple Method to Determine Pulsar Distances and the Electron Distribution in the Galaxy
我们提出的模型，用于确定脉冲星的距离或平均电子分布使用的方法类似于广泛使用的依赖性的A $_V$在不同方向上的距离。为了获得可靠的脉冲星距离，我们使用了脉冲星校准器的几个自然要求和距离。我们构造了48个不同方向的散射星的色散测度-距离关系。
2002-07-15 astro-ph
Secular variability, geodetic precession and moment of inertia of binary pulsars
越来越多的双星表现出明显的长期变化，其中测得的投影半长轴$\dot{x}^{obs}$和轨道周期一阶导数$\dot{P}_{b}^{obs}$比广义相对论（GR）的预测值大几个数量级。本文指出，大地岁差引起的轨道效应可以解释双星中的$\dot{x}$和$\dot{P}_{b}$。此外，利用该模型还可以自动估计脉冲星及其伴星的自旋角动量的大小，从而估计脉冲星的转动惯量（$10^{44}$ g cm $^2$到$10^{45}$ g cm $^2$），与理论预测符合得很好.换句话说，脉冲星定时测量中的污染（以$\dot{x}$和$\dot{P}_{b}$表示的残差）可能是由大地岁差引起的，这是我们一直在寻找的一种有趣的引力效应。
2003-06-04 astro-ph
An eclipsing millisecond pulsar with a possible main-sequence companion in NGC 6397
本文介绍了位于球状星团NGC 6397中的食毫秒脉冲星PSR J1740-5340一年的脉冲计时观测结果。我们得到了脉冲星的详细轨道参数和精确位置。无线电脉冲星信号显示与伴星大气层的频繁相互作用，并在广泛的轨道相位范围内遭受显著和强烈可变的延迟和强度变化。这些特征和双星参数表明，伴星可能是一颗膨胀的主序星，或者是使脉冲星旋转的恒星的残骸（仍然充满其洛希瓣）。在这两种情况下，这将是第一个有这样一个伴星的双毫秒脉冲星系统。
2001-08-15 astro-ph
Pulsed X-ray Emission from Pulsar A in the Double Pulsar System J0737-3039
双脉冲星系统J 0737 -3039不仅是广义相对论和引力理论的实验台，而且也是探测中子星相对论风的独特实验室。最近的X射线观测显示在J 0737 -3039系统的位置有一个点源，但未能探测到脉动或轨道调制。在这里，我们报告钱德拉X射线天文台高分辨率相机观测的双脉冲星。我们检测到深调制，双峰X射线脉冲在PSR J 0737 - 3039 A的周期，在外观上观察到的无线电脉冲相似。脉冲分数约为70%。来自脉冲星A的P2P非热辐射可以解释我们的观测结果。然而，A的X射线脉冲形态，结合先前报道的X射线发射的光谱特性，允许存在非热磁层发射和宽的正弦热发射分量从中子星表面。脉冲星B没有探测到脉动，也没有证据表明存在轨道调制或扩展星云结构。轨道调制的情况下是一致的理论预期的坡印廷占主导地位的相对论风之间的磁层的B和风从A的终止冲击，并与一小部分的能量流出从A的终止冲击拦截。
2007-08-24 astro-ph
Measurement of Orbital Decay in the Double Neutron Star Binary PSR B2127+11C
本文报道了球状星团M15中双中子星脉冲星系统PSR B2127+11C在$(-3.95 \pm 0.13) \times 10^{-12}$速率下轨道周期衰减的直接测量结果，与广义相对论在$(-3.95 \pm 0.13) \times 10^{-12}$水平上的预言相一致。我们发现脉冲星的质量是$m_p = (1.358 \pm 0.010) M_\odot$，伴星的质量是$m_c = (1.354 \pm 0.010) M_\odot$。我们还报告了PSR B2127+11A和PSR B2127+11B的长期脉冲定时结果，包括确认集群自行。
2006-05-15 astro-ph
Evidence for a very slow X-ray pulsar in 2S0114+650 from RXTE All-Sky Monitor Observations
Rossi X射线定时探测器（RXTE）对X射线双星2S 0114 +650的全天监视器（ASM）观测显示，调制的周期接近光学推导的轨道周期（11.591天）和拟议的脉冲周期（~ 2.7小时）。脉冲周期显示频率和强度的变化，在超过2年的ASM观测分析。脉冲特性与旋转的中子星上的吸积相一致，这将是已知的最慢的周期。轨道光变曲线的形状显示了在整个轨道过程中的调制，并与船帆座X-1的轨道光变曲线进行了比较。然而，根据光学星历的外推，预期的日食相位与观测到的轨道最小值并不一致。从ASM光变曲线得到的轨道周期也比光学周期稍长。
1998-09-16 astro-ph
Heavy Neutron Stars? A Status Report on Arecibo Timing of Four Pulsar-White Dwarf Systems
相对论现象（轨道进动，夏皮罗延迟，和/或轨道衰变）已被测量在阿雷西博定时观测的四个脉冲星-白矮星双星，导致限制的中子星的质量。我们观测到PSR J 0751 +1807轨道的引力辐射衰变，这是在低质量比（m_2/m_1<<1）双星中首次观测到的。计时数据将这颗脉冲星的质量限制在1.6到2.8个太阳质量之间。其他恒星的质量与1.35太阳质量的标准脉冲星质量勉强一致，但更高的值是首选。
2003-11-12 astro-ph
Measurement of gravitational spin-orbit coupling in a binary pulsar system
在相对论引力中，一颗旋转的脉冲星在绕一颗致密伴星运行时会进动。我们测量了这种进动对PSR B1534+12辐射的平均形状和偏振的影响。我们还检测到，有限的精度，特殊的相对论性像差的旋转脉冲星光束由于轨道运动。我们的观测修正了系统的几何形状，包括自旋和轨道角动量之间的错位，并产生了与广义相对论预测一致的进动时标测量。
2004-08-25 astro-ph
On the nature of eclipses in binary pulsar J0737-3039
研究了脉冲双星PSR J 0737 -3039中相对论脉冲星风与静磁层的磁流体动力学相互作用。我们构造了描述两个晶体分离界面形状的半解析模型。假设脉冲星B的真空偶极自旋下降导致日食持续时间比观测到的长十倍。我们讨论可能的脉冲星B的扭矩修改和磁场估计由于与脉冲星A风的相互作用。除非轨道倾角是$\leq 86 ^\circ$，否则日食的持续时间通常比日食区域的大小所暗示的要短。我们提出，日食发生由于同步辐射吸收的温和相对论粒子在冲击脉冲星A风。如果脉冲星A的风密度在允许的上限，相应的光学深度可能足够高。我们推导出在斜，相对论，磁流体动力学冲击的跳跃条件，并讨论了冲击脉冲星A风的结构。最后，我们推测了脉冲星B射电辐射轨道调制的可能机制。
2004-03-08 astro-ph
The eclipsing binary millisecond pulsar PSR B1744-24A - possible test for a magnetic braking mechanism
Nice等人（2000年）提出，食双星PSR B1744- 24 A的长期计时显示，该系统的轨道周期仅在约2亿年的时间尺度内减少。为了解释轨道周期衰减比仅由引力波发射预测的快得多，我们提出该系统的轨道演化也是由磁制动驱动的。如果磁制动解释了轨道的快速衰减，那么在磁恒星风公式中表征恒星对流区发电机作用有效性的λ必须等于1。
2000-10-13 astro-ph
The Orbit of the Eclipsing X-ray Pulsar EXO 1722-363
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对被严重遮蔽的X射线脉冲星EXO 1722-363（IGR J17252-3616）进行的X射线测量，我们首次进行了脉冲定时分析以确定轨道解。该双星系统的特征是a_xsin（i）= 101 +/-3lt-s和P_orb = 9.7403 +/- 0.0004天（90%置信度），轨道周期的精度是通过连接相隔7年以上的数据集（272个轨道周期）获得的。轨道与圆形一致，在90%置信水平下e < 0.19。质量函数为11.7 +/- 1.2 M_sun，证实该源是高质量X射线双星（HMXB）系统。轨道周期，连同先前已知的~414 s脉冲周期，将这个系统置于Corbet图中由超巨星风吸积物组成的部分。利用Corbet等人以前的日食时间测量和我们的轨道解，结合主星未填满洛希瓣的假设，我们发现在99%的置信水平下i > 61度，主星的半径在21 R_sun和37 R_sun之间，质量小于22 M_sun。可接受的半径和质量范围表明主星可能是光谱型为B 0 I-B5 I的超巨星。如果到该系统的距离在5.3 kpc和8.7 kpc之间，则其可能对应物的光度测量与光谱类型和光度一致。对脉冲星的光谱分析表明，氢柱密度随轨道相位的变化表明，在脉冲星的下游尾流中有致密的气体细丝，在轨道相位为0.5-1.0时有较高的吸收水平，以及一条可变的Fe K_α线。
2006-09-14 astro-ph
Orbital Evolution of an Accreting Millisecond Pulsar: Witnessing the Banquet of a Hidden Black Widow?
我们已经完成了所有四个X射线爆发的时间分析，从吸积毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658到目前为止所观察到的PCA上RXTE。对于每一个爆发，我们推导出最佳的升交点通过的时间值。我们发现，这些时间遵循抛物线趋势，这给出了轨道周期导数$\dot P_{\rm orb} = (3.40 \pm 0.18) \times 10^{-12}$ s/s，以及轨道周期的精确估计，$P_{\rm orb} = 7249.156499 \pm 1.8 \times 10^{-5}$ s（参考历元$T_0 = 50914.8099$ MJD）。这个导数是正的，表明是一个退化或完全对流的伴星，但比保守质量传递假设下由引力辐射引起的角动量损失驱动的长期演化所预期的要高出一个数量级以上。使用简单的考虑系统的角动量，我们提出了一个解释这个令人困惑的结果，假设在X射线静止的源喷射物质（和角动量）从内部拉格朗日点。我们还验证了这种行为是在高度非保守的质量传递的假设下，系统的可能的长期演变的协议。在这种情况下，我们发现严格的约束的质量的两个组成部分的二元系统和它的倾斜。拟议的轨道演变表明，在这类源中，中子星能够有效地烧蚀伴星，这表明这类物体是所谓的黑寡妇星的一部分，在瞬态质量吸积事件期间仍然可以在X射线中看到。
2008-07-10 astro-ph
Discovery of a 1247 s pulsar in the Be X-ray binary SAX J2239.3+6116
通过BeppoSAX上的窄场仪器和RXTE上的正比计数器阵列的观测，对Be X射线双星SAX J2239.3+6116的脉动进行了搜索，得到了1247 s相干振荡的清晰存在。由于以前的X射线亮度相当高（在2 ~ 28 keV的能量下，亮度高达10^36 erg/s的数倍），所以这种振荡一定是由于中子星的自旋。假设轨道周期为262天重现时间，则在24颗Be X射线双星中，SAXJ2239.3 +6116的轨道周期和脉冲周期都是最长的。
2001-10-31 astro-ph
On the Low Progenitor Mass of the Binary Pulsar J0737-3039B
利用最近发现的脉冲双星J 0737 -3039的观测轨道参数对原始系统进行了约束。特别是，观测到的小偏心率和推断的小奇特速度意味着在系统中第二个NS的形成过程中，一个非常小的质量δ M <~ 0.15 Msun，被喷射出来。超过1.4 Msun的祖先不太可能，超过2.3 Msun的祖先几乎被排除在外。因此，我们认为伴星在坍缩之前已经移除了大部分的祖先外壳。第二次坍缩可能是Ib型SN，或者更可能是Ic型SN。或者，它可能是一个赤裸裸的崩溃，一个选择，这是运动学的青睐。未来对这种特殊运动的约束可能会巩固这种对质量损失的约束。未来对双星自旋矢量和自行的测定可以使我们完全确定第二次坍缩期间的条件。
2004-01-27 astro-ph
Where Have All the Submillisecond Pulsars Gone?
自旋周期在1毫秒以下的类星体的存在是预料之中的，尽管它们至今还没有被探测到。它们的形成取决于从伴星吸积的物质的数量，而伴星的吸积又受到双星的质量喷射机制的限制。至少在某些情况下，质量喷射必须是有效的，以便产生观测到的适度快速旋转的毫秒双星。首先，我们证明，在被广泛接受的回收方案的框架内，使用人口合成的方法，预计将有大量的自旋周期低于一毫秒的恒星。然后，我们提出，显着变化的质量转移率可能会导致，在系统的轨道周期大于1小时，开关的无线电脉冲星的辐射压力是能够喷出系统的大部分物质转移的同伴，并防止任何进一步的吸积。我们展示了这种机制如何可以显着改变二进制的演变，因为驱动质量溢出的机制，从内拉格朗日点仍然是活跃的，而吸积被抑制。此外，我们证明了这种"射电喷射“阶段的持久性取决于双星的轨道周期，表明封闭系统（轨道周期低于1小时）是唯一可能的主机超快速旋转中子星。这可以解释为什么到目前为止还没有探测到亚毫秒级的双星，因为目前的无线电测量受到计算限制，无法在短轨道周期双星中探测到非常短的自旋周期双星。
2001-04-10 astro-ph
Determination of orbital parameters of interacting galaxies using a genetic algorithm. Description of the method and application to artificial data
本文提出了一种确定相互作用星系对轨道参数的方法，并用人工数据进行了评价。该方法包括一个遗传算法，可以有效地搜索通过非常大的空间可能的轨道。结果表明，在大多数情况下，该方法可以得到与实际轨道参数接近的轨道参数，并且不需要相互作用系统的速度场信息，能够处理噪声数据。星系的内部区域，这是很难建模，可以忽略不计，轨道参数可以使用剩余的信息来确定。
1997-10-24 astro-ph
The Parkes multibeam pulsar survey: IV. Discovery of 180 pulsars and parameters for 281 previously known pulsars
帕克斯多波束脉冲星巡天已经发现了700多颗脉冲星。在本文中，我们提供了这些新发现的180个定时解决方案，通量密度和脉冲轮廓。其中两颗星，PSR J1736-2843和J1847-0130的自转周期P > 6s，因此是已知自转最慢的射电双星。相反，在P = 1.8ms的情况下，PSR J1843-1113是目前已知的第三短的周期。这颗脉冲星和PSR J1905+0400（P = 3.8ms）都是孤立的。我们还提供了一个新的双星系统PSR J1420-5625的轨道参数，它的轨道周期为40天，P = 34 ms，最小伴星质量为0.4太阳质量。沿着银河平面的10度宽的带被调查，已知包含264个无线电脉冲星，这些无线电脉冲星是在多波束脉冲星调查之前发现的。我们重新探测了几乎所有的类星体，并为重新探测的类星体提供了新的色散测量值和20厘米处的通量密度。
2004-05-19 astro-ph
Formation of binary millisecond pulsars with relatively high surface dipole magnetic fields
我们对双星系统进行了数值演化计算，研究了双星毫秒双星（有白矮星伴星的双星）的形成。我们应用“标准的双星”，其中双星双星是由低质量和中等质量的X射线双星形成的，以及另一种情况下，中子星是由白矮星的吸积诱导坍缩（AIC）形成的。考虑到一些二元相互作用，仔细遵循的传质过程。假设中子星的磁场由于吸积而衰减，我们计算了质量转移结束时脉冲星表面偶极磁场强度作为最终轨道周期的函数。我们发现，虽然观测到的数据大多数的双星是兼容的导出的关系，我们未能产生相对较高的磁场和短的轨道周期的双星（如PSR B0655+64）。我们的结论是，这些系统最有可能通过共同包络相形成。
2000-05-23 astro-ph
Precise Orbital Parameters and Anomalous Phase Variations of the Accretion-powered Millisecond Pulsar XTE J1807-294
本文报道了{ \it Rossi X射线定时探测器}对第四颗被发现的吸积动力毫秒脉冲星XTE J1807-294在2003年爆发期间的脉冲变化分析结果。仅在$\sim$ 150 d观测中的前$\sim$ 90 d中显著检测到脉动。脉冲相位变化太复杂，不能用轨道运动加简单的多项式模型来描述。对不含开普勒轨道的150 s脉冲相位进行趋势去除，得到了$P_{orb}=40.073601(8)$ min和${\it a_x}\sin {\it i}=4.823(5)$ lt-ms的精确轨道参数。二元重心校正后的脉冲相位显示出平滑的演化和明显的负相移，与光变曲线上看到的耀斑和分数脉冲幅度的增强相一致。第一个$\sim$ 60 d数据的非耀斑脉冲相位被很好地描述为四阶多项式，这意味着在爆发开始时，中子星在第一个$\sim$ 60 d期间以$\dot ν=(1.7\pm0.3) \times 10^{-13}$ Hz/s的速率旋转。对于非耀斑脉冲相位，在2至20 keV之间检测到高达$\sim$ 500 $μs$（$\sim$ 10%周期）的显著软相位滞后。我们的结论是，异常相移不太可能是由于吸积扭矩，但可能是由于"热点“在中子星的表面上移动。
2008-01-07 astro-ph
Possibility of Detecting Moons of Pulsar Planets Through Time-of-Arrival Analysis
在月球轨道和星-月质心均为圆轨道且共面的情况下，导出了星-月双星对脉冲星带行星到达时间信号的扰动。该信号由两个频率为（2n_p - 3n_b）和（2n_p-n_b）的正弦波组成，其中n_p和n_b分别为行星和月球绕其质心的平均运动以及行星-月球系统绕宿主的平均运动。信号的幅度等于分数sin I[9（M_p M_m）/16（M_p + M_m）^2] [r/R]^5，其中M_p和M_m是行星和月球的质量，r是它们的轨道间距，R是主脉冲星与行星-月球质心之间的距离，I是行星轨道平面的倾角，c是光速。分析的情况下，PSR B1620-26 b，脉冲星行星，以限制任何可能的卫星的轨道分离和质量。我们发现，一个稳定的卫星围绕这颗脉冲星行星可以检测到，如果月球有一个约五十分之一的行星围绕脉冲星的轨道，和一个质量比约5%或更大的行星。
2008-05-28 astro-ph
Population synthesis of wide binary millisecond pulsars
研究了宽双毫秒双星形成的四条演化通道。绝大多数的毫秒双星都是从这样的系统中产生的，在超新星爆炸之前，质量最大的组分经历了一个共同的包络阶段，导致了中子星的诞生。对宽双星毫秒双星的模拟样本的轨道周期分布与银河系双星毫秒双星的观测分布进行了比较，给出了描述双星形成和演化的各种参数。分布函数通常显示10天以下的短周期峰值和100天左右的长周期峰值。观察到的分布是最好的复制模型具有高度非保守的质量传递，共同包络效率等于或大于1，延迟动力学不稳定性大于3的临界质量比，和没有或中度超新星踢在出生的中子星。无论中子星的吸积效率如何，很少发现轨道周期超过200天的系统。这是由于初始轨道周期的上限，超过这个上限，双星就避免了主星超新星爆炸前的共包络相。
2002-08-18 astro-ph
Effects of Pulsar Rotation on Timing Measurements of the Double Pulsar System J0737-3039
我们研究了脉冲星自转对双星计时的影响，特别强调了双脉冲星系统J 0737 -3039。脉冲星轨道运动引起的特殊相对论性像差改变了脉冲星辐射方向相对于自旋轴的经度和余纬度。前者引起脉冲质心的到达时间的偏移（这是常规的“径向”畸变延迟），后者导致轨道时间尺度上的脉冲轮廓的失真（收缩或扩张）。脉冲畸变的幅度与脉冲两端偏振位置角的变化成反比。对于脉冲星磁轴和自旋轴之间的小角度，如从偏振观测中推断的PSR J 0737 - 3039 A，脉冲失真是显著的（\sim 1%），并且相关的“纬向”像差延迟远大于纵向像差延迟。通过监测作为脉冲星轨道相位的函数的单独脉冲分量的到达时间，可以容易地用当前定时精度测量纬向像差延迟，从而约束系统的自旋几何。纬度延迟也可以通过监测系统在大地岁差时标上的轨道参数来检测。由于PSR J 0737 -3039系统的轨道方向接近边缘，脉冲星A的无线电波束在其上合点附近的广义相对论弯曲也引入了与像差延迟相似数量级的自旋相关时间延迟。此外，光弯曲将脉冲轮廓分成两个可变分量，对应于源的两个引力透镜图像。透镜效应的检测是具有挑战性的，但可能是可能的与现有技术。
2006-02-21 astro-ph gr-qc
