On the origin of the drifting subpulses in radio pulsars
本文提出了一个具有良好漂移子脉冲的双星射电辐射主要观测特征的模型。我们认为漂移子脉冲是由于磁层中长波长漂移波对射电发射机制的调制而产生的。漂移波在较短的波长处产生，并且它们的非线性演化有利于在特定方位角本征模中积累，其中整数$m$的节点环绕磁极。漂移波的电场沿着磁场线，这调制了粒子的分布，从而调制了无线电发射机制。本征模频率与恒星自转频率之比对磁场强度和自转周期不敏感，且为1阶。漂移子脉冲的周期$P_3$归因于该频率与恒星旋转频率的最近谐波之间的不匹配。
2005-04-02 astro-ph
Topology and Polarisation of Subbeams Associated With Pulsar B0943+10's `Drifting'-Subpulse Emission: II. Analysis of Gauribidanur 35-MHz Observations
在本系列的前一篇论文中，Deshpande和Rankin（2001）报道了脉冲星B 0943 +10在430 MHz和111 MHz下的子脉冲漂移现象。这项研究导致了一个稳定的子束系统围绕这颗恒星的磁轴循环的识别。在这里，我们提出了一个单脉冲分析，我们在35 MHz的脉冲星的观测。在此低频下观察到的波动特性，以及我们对所需子束数量及其循环时间的独立估计，与较高频率下报告的行为非常一致。我们使用的“制图”变换映射技术开发的纸-I的研究在极区的脉冲星的发射模式。本文还讨论了我们的结果在无线电发射机制的背景下的意义。
2001-10-05 astro-ph
Interrelation between radio and X-ray signatures of drifting subpulses in pulsars
我们研究了一个模型的部分屏蔽的间隙区域以上的极帽，其中的电子-正电子等离子体产生的火花放电共存的电子流喷射的轰击这些火花下的表面。我们特别感兴趣的是极冠加热率和子脉冲漂移率，这两种现象可能与火花在极冠的操作。我们研究了内禀漂移率和极帽加热率之间的相关性，发现它们是相互耦合的，加热极帽的热X射线光度$L_x$只依赖于观测到的第三次子脉冲漂移周期$\hat{P}_3$（极帽旋转时间）。在我们的部分筛选缺口模型中，我们推导出了$L_x$和$\hat{P}_3$之间的简单关系式，并表明它适用于PSR B 0943 $+$ 10和B1133+16，这是目前已知的仅有的两个同时含有$L_x$和$\hat{P}_3$的分子。
2006-07-29 astro-ph
Pulse-to-pulse intensity modulation and drifting subpulses in recycled pulsars
我们报告的检测脉冲到脉冲周期性强度调制，在观察回收星。尽管单个脉冲由于其低通量密度和短持续时间而通常不可能被检测到，但是通过对10^5- 10^6个脉冲序列的统计数据的积累，我们能够确定六个双星的脉冲间强度变化的存在和性质。在大多数情况下，我们发现调制包括一个弱的，广泛的准周期分量。对于两个脉冲，灵敏度足够高，可以确定调制相位在整个轮廓上明显地系统地变化，这表明调制表现为漂移的子脉冲。我们在几颗恒星中探测到了比平均值更亮的单个脉冲，其能量比平均值高出2- 7倍，与正常恒星的结果相似。我们对发生率等于（在许多情况下远低于）PSR B1937+21在1400 MHz（比430 MHz低约30倍）的巨脉冲敏感，但没有检测到，表明这种现象在回收的彗星中很少见。
2003-05-15 astro-ph
Drifting subpulses and inner acceleration regions in radio pulsars
Ruderman & Sutherland的经典真空间隙模型，其中，由于EB漂移，与火花相关的子脉冲发射的子束围绕磁轴循环，提供了子脉冲漂移现象的自然和合理的物理机制。最近的进展，在分析漂移的子脉冲在磁星提供了一个强有力的支持，这一模型揭示了一些子束围绕磁轴循环的方式与理论预测兼容。然而，更详细的分析表明，与观测相比，纯真空间隙中的循环速度太高。此外，一些电子束的漂移率表现出显着的时间变化，包括表观漂移方向的变化，这显然是不一致的纯真空间隙中的EB漂移的情况。我们解决了这些差异，考虑从带正电的极帽铁离子的部分流动，同时产生流出的电子-正电子等离子体。通过拟合观测推导的漂移率的理论值，我们设法估计极冠表面温度在一些恒星。估计的表面温度对应于一个小的电荷耗尽的顺序的百分之几的共转电荷密度。我们还认为，如果负电荷的极性帽的表面的负离子电子流出略低于Goldreich-Julian密度，那么由此产生的小电荷耗尽将有类似的结果，在离子流出的情况下。因此，我们认为，部分屏蔽的加速电位降的火花放电发生在所有的脉冲星中，无论是正（“脉冲星”）还是负（“反脉冲星”）充电的极冠。
2003-05-23 astro-ph
PSR B0809+74: Understanding Its Perplexing Subpulse-separation (P2) Variations
相邻漂移子脉冲之间的经度间隔，$P_2$，对于许多类星体来说是大致恒定的。令人困惑的是，当脉冲星B0809+74被发现在这个测量中表现出实质性的变化时，在脉冲窗口内的波长和经度位置都有变化。我们分析这些变化之间的40和1400 MHz，我们表明，它们主要源于两个正交偏振模式的非相干叠加。
2004-06-09 astro-ph
Inner vacuum gap formation and drifting subpulses in pulsars
本文用${\bfΩ}\cdot{\bf B}<0$研究了中子星内部真空能隙的形成问题。它认为通过条件$T_i/T_s>1$，其中$T_i$是表面$^{56}_{26}$ Fe离子的熔化温度和$T_s$是极帽表面的实际温度，内部真空间隙可以形成，只要实际的表面磁场是非常强的（$B_s\gtrsim 10^{13}$ G）和弯曲的（${\cal R}<10^6$ cm），而不管从脉冲星自旋下降率测量的偶极分量的值。计算了具有漂移子脉冲和/或周期性强度调制的放电系统，其中通过${\bf E}\times{\bf B}$漂移火花产生的准稳态真空间隙放电的存在几乎是不可避免的。
2002-09-02 astro-ph
Frequency dependence of pulsar radiation patterns
我们报告的新结果，同时，双频，单脉冲观测PSR B0329+54使用巨型米波射电望远镜。我们发现，在两个不同的频率（238和612 MHz）的子脉冲的经度间隔小于平均配置文件中的相应组件。类似的行为以前在一些小行星上也被注意到过。我们认为次脉冲是在偶极场线的窄通量管内发射的，平均脉冲星光束具有圆锥结构。在这种模型中，轮廓分量的宽度由视线轨迹与子脉冲相关发射波束的交点确定。因此，我们表明，子脉冲和轮廓分量的振幅的频率依赖性的差异是脉冲星发射光束的圆锥模型的一个自然属性。我们支持我们的结论，脉冲星发射的数值模拟，使用已知的参数，脉冲星，产生的结果，同意非常好，与我们的双频观测。
2001-10-18 astro-ph
Unusual Subpulse Modulation in PSR B0320+39
我们报告的PSR B0320+39的漂移子脉冲的分析表明，一个突然的步骤约180度的脉冲轮廓的中心附近的子脉冲相位。的相位步骤，在步骤附近的脉冲振幅的周期性子脉冲调制的衰减相结合，表明模式产生从添加两个叠加的组件几乎相反的漂移相位和不同的纵向依赖性。我们认为，由于不可能有物理重叠的火花模式上的极冠，漂移组件必须与一种“多重成像”的一个单一的极冠“旋转木马”火花模式。一种可能性是这两个分量对应于源自极冠相对侧的折射光线。第二种选择是将这些成分与磁层中两个高度的发射联系起来。
2003-02-24 astro-ph
On the Subpulse Modulation, Polarization and Subbeam Carousel Configuration of Pulsar B1857--26
对五分量脉冲星B1857- 26的新的GMRT观测首次提供了对其脉冲序列调制现象的详细了解。外锥分量表现出7.4旋转周期，非稳态调制。几条证据表明旋转木马的循环时间$\P3hat$大约为147恒星旋转，具有20个细光束的图案特征。脉冲星的零点约有20%的时间，通常只有一个脉冲，这些零点没有明显的顺序或周期性。最后，脉冲星的偏振角遍历提出了有趣的问题：如果它的大部分发射是由一个单一的偏振模式，完整的遍历超过180 \degr ;或者如果两个偏振模式都存在，那么前半部分和后半部分的配置文件表现出两种不同的模式。在这两种情况下，旋转矢量模型都不能拟合核心分量的偏振角遍历。
2007-12-10 astro-ph
Thermal radiation from hot polar cap in pulsars
在具有漂移子脉冲的射电望远镜中研究了热极冠的热辐射。有人认为，如果这些子脉冲对应于火花放电的内部加速区域的极盖表面上方，然后观察到的子脉冲漂移率之间的无线电和热X射线光度从极盖加热火花之间的简单关系应该存在。这种关系的推导和测试中，一个适当的高质量的数据是可用的。
2006-12-21 astro-ph
Formation of a Partially-Screened Inner Acceleration Region in Radio Pulsars: Drifting Subpulses and Thermal X-Ray Emission from Polar Cap Surface
在部分屏蔽内隙模型中考虑了脉冲星射电辐射中的亚脉冲漂移现象，其中铁离子或电子的亚Goldreich-Julian电子流与火花伴随的电子-正电子等离子体流共存。我们推导出一个简单的公式，涉及热X射线光度$L_{\rm x}$从火花加热的极帽和\EB子脉冲周期$\hat{P}_3$（极帽旋转木马时间）。对于PSRs B 0943 +10和B1133+16，这两颗恒星的$\hat{P}_3$和$L_{\rm x}$在观测上都是已知的，这个公式也很适用。对于其他一些只有一个量被观测到的恒星，我们预测了另一个量的值，并提出了相关的观测结果，这些观测结果可以证实或放弃模型。然后，我们进一步研究了允许这种部分屏蔽内间隙形成的详细物理条件。通过条件$T_{\rm c}/T_{\rm s}>1$（其中$T_{\rm c}$是临界温度，在该临界温度以上，表面提供热流以充分提供共转电荷密度，并且$T_{\rm s}$是实际表面温度），发现在给定近表面磁场非常强且弯曲的情况下，可以形成部分屏蔽间隙（PSG）。我们考虑了曲率辐射（CR）和共振逆康普顿散射（ICS）两种产生种子光子对的方式，发现前者是产生γ射线对PSG放电的主要媒介。
2006-07-29 astro-ph
Competing Drifting Radio Subpulses in PSR B0031-07
射电脉冲星PSR B 0031 -07的一对漂移子脉冲似乎平均彼此分离得很好，重叠的能量不到峰值能量的三十分之一。严格地说，（在去除漂移之后）这对的积分轮廓没有显示出多于两个的子脉冲;然而，这个结果很可能随着更多数据的可用性而被修改。另一方面，在一个周期内同时出现三个子脉冲的情况很少。这与Ruderman和Sutherland的漂移现象模型一致，在该模型中，几个火花均匀地分布在一个圆上，围绕极冠旋转。当主漂移带的子脉冲减弱时，第三个子脉冲出现得很强。虽然这一结论主要是基于两个可靠的例子，它表明一个反相关的子脉冲能量。在考虑了已知的选择效应之后，一个周期中两个子脉冲的能量之间的归一化相关系数为-0.16 ± 0.02。模拟表明，这一结果不可能是人为的。这表明了相互竞争的漂移子脉冲的想法，如果这是真的，将对粒子加速区的增长和崩溃产生重要的影响。
1998-12-08 astro-ph
The Topology and Polarisation of Subbeams Associated with the `Drifting' Subpulse Emission of Pulsar B0943+10 -- IV. Q-to-B-Mode Recovery Dynamics
脉冲星B 0943 +10以其“B”（突发）模式而闻名，其特征是精确漂移的子脉冲，而不是其混乱的“Q”（安静）模式。六个新的阿雷西博观测在327兆赫，持续时间为2小时以上，揭示了这颗脉冲星的模态动力学。其中，三个被发现是专门的“B”模式，并发现三个表现出从“Q”到“B”模式的转变。这些观测之一，使我们能够确定的循环时间的子束旋转木马在“Q”模式的第一次，在约36.4 $\pm$ 0.9恒星旋转周期。然后观察到“B”模式的开始在所有三个观察中类似地开始。初始循环时间约为36个周期，然后以大约1.2小时的特征时间以大致指数的方式松弛到近38个周期。这是迄今为止在模式转换脉冲星中发现的最长的特征时间。此外，就在“B”模式开始之后，脉冲星表现出对称的分解双剖面形式，具有稍强的拖尾分量，但第二个分量慢慢消失，留下通常的单“B”模式剖面，磁轴的经度落在其拖尾半功率点附近。这样看来，Q到B和B到Q的跃迁具有不同的特征时间。一些猜测给出了这种缓慢的模态交替的性质。
2006-03-29 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
Arecibo timing and single-pulse observations of 17 pulsars
我们报告在阿雷西博天文台发现的17颗恒星的定时和单脉冲观测。我们的样本的亮点是回收的双星J1829+2456，J1944+0907和PSR J 0815 +0939中观察到的漂移子脉冲。对于双中子星双星J1829+2456，我们除了改进现有的相对论近星点推进测量外，还测量了脉冲星的自旋周期导数。这一新结果将横向速度的上限定为120 km/s，将特征年龄的下限定为12.4 Gyr。根据我们对孤立的5.2 ms脉冲星J1944+0907自行的测量，我们推断其横向速度为188 +/- 65 km/s。这比任何其他孤立的毫秒脉冲星都要高。使用星际闪烁估计的速度为235 +/- 45 km/s，表明沿视线的散射介质是不均匀的。我们讨论了从样品中的三颗脉冲星探测到的漂移子脉冲，特别是645-ms脉冲星J 0815 +0939的显著漂移子脉冲特性。在脉冲轮廓的所有四个分量中观察到漂移，其中漂移的意义在不同分量之间变化。这种不寻常的“双漂移”行为挑战了漂移子脉冲现象的标准解释。
2005-08-16 astro-ph
Topology and Polarisation of Subbeams Associated With Pulsar 0943+10's ``Drifting''-Subpulse Emission: I. Analysis of Arecibo 430- and 111-MHz Observations
30年来，一些射电天文学家所展示的“漂移”子脉冲吸引了观测者和理论家，并被广泛认为是其发射的最关键和最具洞察力的方面之一。在这里，我们报告的脉冲星B 0943 +10，其近相干序列的“漂移”的子脉冲，使我们能够确定其起源作为一个系统的子光束，似乎围绕恒星的磁轴循环的详细研究。我们介绍了几种新的分析技术，我们发现，在恒星的波动光谱的主要和次要功能是其实际值的别名。我们还开发了一种方法来跟踪负责观察到的序列的基本模式，使用“制图”变换及其逆变换，使我们能够研究极冠发射“地图”的特性，并确认这样的“地图”反过来代表观察到的序列。我们将这些技术应用于三个不同的阿雷西博观测的研究。“B”模式序列一致地揭示了发射模式由20个子光束组成，这些子光束围绕磁轴旋转约37个周期或41秒。即使在“Q”型序列中，我们也发现了相容循环时间的证据。不同射频下的子波束模式的相似性强烈地表明，辐射是在一组柱状物中产生的，这些柱状物从靠近恒星表面的地方延伸到发射区，并在它们的底部反映出某种“播种”现象。这样，子束发射既不与恒星表面有关，也不与磁场有关。
2000-10-02 astro-ph
Unraveling the drift behaviour of the remarkable pulsar PSR B0826-34
我们提出了PSR B 0826 -34高灵敏度GMRT观测的新结果。我们提供了一个模型来解释观测到的亚脉冲漂移特性的脉冲星，包括明显的反转的漂移方向。在该型号中，PSR B 0826 -34接近于对准旋转器。我们解决了这个脉冲星的发射几何和旋转和磁轴之间的角度小于5度。我们看到的证据，多达6至7漂移带的主脉冲在318兆赫，这是一个循环系统的一部分，约15火花相关的子脉冲发射光束。我们提供了定量的治疗的走样问题和各种影响的几何形状。观测到的漂移率是真实漂移率的混叠版本，使得子脉冲在大约一个脉冲星周期内漂移到相邻子脉冲的位置（或其倍数）。我们表明，小的变化，3- 8%的顺序，在平均漂移率，然后足以解释的漂移方向的明显逆转。我们发现的漂移模式的平均循环时间显着长于原来的RS75模型的预测，并提出了一个解释，根据修改后的模型与温度调节部分离子流在极性真空间隙。从整个主脉冲窗口的平均子脉冲间隔的变化，我们表明，火花图案是不是围绕偶极轴为中心，但围绕一个点更接近（在一个度左右）的旋转轴-我们讨论的含义。
2004-04-10 astro-ph
The Polarization of Drifting Subpulses
使用新的技术的基础上的偏振波动谱，个别脉冲的偏振的波动行为进行检查，在三个显示漂移的子脉冲，允许各个方面的波动进行量化的第一次。在所研究的三个偏振器中，只有PSR B0809+74显示出与正交偏振模式（OPM）叠加完全一致的行为，并且这仅在328 MHz下并且与明显随机偏振分量叠加。所观察到的周期性图案被分解成两个正交偏振，异相漂移图案，其中之一显示了一个戏剧性的跳跃在脉冲窗口的前沿附近的子脉冲相位的总和。对于PSR B 0320 +39和PSR B 0818 $-$ 13，观察到远离OPM方向的相当大的周期性波动，这种情况也发生在PSR B 0809 +74在1380 MHz时脉冲的后半部分。在某些情况下，偏离是如此之强，以至于庞加莱球中偏振矢量的周期轨迹几乎是圆形的，与叠加的OPM的严格共线状态形成对比。这些模式的物理起源的几种可能性进行了讨论。PSR B0809+74在328 MHz时的一个OPM中的子脉冲模式与1380 MHz时的总强度信号的子脉冲模式之间的相似性支持叠加的异相漂移模式的图片。为了解释在三颗双星中看到的全部行为，必须能够产生至少三种任意偏振的叠加模式。虽然数据不建议一个特定的方法，为经验的模式分解成非正交极化组件，具体的，定量的结果应该提供强有力的约束理论驱动的建模。
2004-07-13 astro-ph
Discovery of a remarkable subpulse drift pattern in PSR B0818-41
我们报告了一个显着的子脉冲漂移模式的发现，在相对较少研究的宽剖面脉冲星，B 0818 -41，使用高灵敏度GMRT观测。我们发现同时发生的三个漂移区有两个不同的漂移率：一个内部区域与陡峭的表观漂移率两侧的一个区域的表观漂移率较慢。此外，这些紧密间隔的漂移带总是保持恒定的相位关系。虽然这些漂移区对于测量的P2具有显著不同的值，但是测量的P3值是相同的并且等于18.3 P1。我们将这颗脉冲星独特的漂移模式解释为由我们的视线（LOS）与一个相当对齐的旋转体（倾角α ~ 11度）的极冠上的两个圆锥环相交而产生，具有“内部”LOS几何形状（影响角β ~ -5.4度）。我们认为，这两个环具有相同的值的转盘旋转周期P4和火花的数量Nsp。我们发现Nsp为19-21，并表明P4很可能与测量的P3相同，使其成为真正独特的脉冲星。我们提出的结果，从模拟的辐射模式，使用推断的参数，支持我们的解释和再现的平均配置文件以及所观察到的功能，在漂移模式相当不错。
2007-02-15 astro-ph
PSR 2303+30: A single system of drifting subpulses, moding and nulling
对B2303+30多脉冲序列的分析表明，该脉冲星具有两种不同的发射模式。一种模式（B）遵循稳定的奇偶模式，并且更强烈。第二模式（Q）的特性较弱，但具有周期性约为3 P/周期的间歇漂移带，并且比B模式更频繁地为零。这两种模式发生的频率大致相等，它们的轮廓有一个类似的单峰形式，略有不对称。我们的观察和分析强烈表明，在这两种模式下的子脉冲漂移是链接在一系列的周期，这可以被建模为放松振荡的基础循环率。
2004-07-29 astro-ph
The frequency-dependence of drifting subpulse patterns
脉冲星信号中的漂移子脉冲模式经常被解释为一个模型，在这个模型中，极冠上的旋转火花环引起通过偶极磁场线连接到火花的磁层区域的发射。漂移带在时间上的间隔取决于极冠图案的循环速率，但是对于第一阶，子脉冲调制的纵向相位依赖性应当服从由几何配置以类似于偏振位置角的方式确定的频率无关关系。我们在这里提出的观测在272 - 1380兆赫的PSR B0320 + 39和PSR B0809 + 74，这两个都显示出近线性漂移在两个经度区域，减少调制的区域分开，并伴随着一个大的步骤，在相位的子脉冲图案。我们发现，Bartel等人（1981）的观察结果，即PSR B0809 + 74的子脉冲间隔在102.5 MHz时比在1720 MHz时大1.8倍，这很可能是相位阶跃的伪影，它只存在于高频。相位阶跃可以理解为观察极冠火花图案的重叠偏移图像的结果。我们还发现了更复杂的频率依赖行为，这要求图像不仅仅是围绕中心旋转而不同。非轴对称折射或扭曲的磁场的详细建模建议作为一种手段，追求这种现象的解释。
2003-08-28 astro-ph
Frequency dependence of the drifting subpulses of PSR B0031-07
众所周知，漂移子PSR B 0031 -07表现出漂移子脉冲，其中漂移带（P_3）之间的间隔示出分别对应于12、6和4秒的三种不同的模式A、B和C。我们已经调查了PSR B 0031 -07的周期性和偏振特性的2700个单脉冲序列，同时在328 MHz和4.85 GHz。我们发现，模式A同时发生在这些频率，而模式B和C只发生在328 MHz。然而，当脉冲星在较低频率下以B模式发射时，仍然有较高频率的发射，暗示存在较弱水平的B模式发射。此外，我们已经建立了模式A和B分别与两个正交的偏振模式相关联。基于这些观察，我们提出了一个几何模型，其中模式A和B在一个给定的频率发射在两个同心环的磁轴与模式B嵌套在模式A。此外，很明显，这种嵌套配置在整个频率范围内保持不变，与较低的频率相比，较高的频率更接近恒星表面，这与众所周知的半径到频率映射一致。
2005-07-11 astro-ph
XMM-Newton Observations of Radio Pulsars B0834+06 and B0826-34 and Implications for Pulsar Inner Accelerator
本文报道了用\xmm对两颗具有漂移子脉冲的射电双星B 0834 + 06和B 0826 - 34的X射线观测结果。在50 ks暴露时间内，三台EPIC仪器共检测到70个计数的PSR B 0834 + 06。它的光谱最好描述为黑体（BB），温度为$T_s=(2.0^{+2.0}_{-0.9}) \times 10^6$ K，热光度为$L_b=(8.6^{+14.2}_{-4.4}) \times 10^{28}$ erg s $^{-1}$。由于在X射线光谱中具有BB热分量的脉冲星中，热点表面积比典型极帽的表面积小得多，这意味着非偶极表面磁场比来自脉冲星自旋下降的偶极分量强得多（在这种情况下，分别小和强约50倍）。第二颗脉冲星PSR B 0826 - 34在超过50 ks的曝光时间内没有被探测到，给出了辐射热光度$L_b \leq 1.4 \times 10^{29}$ erg s $^{-1}$的上限。我们利用这些数据以及与漂移子脉冲有关的射电辐射数据，检验了部分屏蔽能隙（PSG）模型。
2008-06-02 astro-ph
Mode Switching and Subpulse Drifting in PSR B0826-34
我们在1374 MHz上对PSR B 0826 -34进行了高质量的观测。这颗脉冲星的辐射表现出强烈的脉冲爆发，随后是长时间的“零”脉冲。当它很强时，辐射贯穿整个脉冲周期。我们表明，第一次有微弱的发射过程中的“零”阶段，因此应被视为是一个不同的模式，而不是零。在该弱模式期间，轮廓类似于在低射频下的强模式中观察到的轮廓。使用相位跟踪方法，漂移子脉冲在强模式的模式被认为是在整个配置文件的相干。漂移率是可变的，包括正值和负值。直接观测到13个亚脉冲带，覆盖了整个经度范围。子脉冲及其间距（$P_2$）在轮廓的一半中比在另一半中宽。如果磁极相对于旋转轴倾斜约0.5度，则可以解释这种差异以及两个区域内观测到的$P_2$的变化。这两个区域似乎代表来自外锥和内锥的辐射。在所有经度范围内，子脉冲的强度调制与漂移率的大小有关。
2004-10-01 astro-ph
Pulsar Magnetospheric Emission Mapping: Images and Implications of Polar-Cap Weather
在一些射电脉冲星中观察到的美丽的“漂移”子脉冲序列被认为是其发射中最显着且具有潜在指导意义的特征之一，尤其是因为它们似乎代表了发射区内运动的子束系统。恒星的区域。关于这些"漂移“序列的许多研究已经发表，Ruderman和Sutherland（1975）很早以前就提出了一个关于它们产生和运动的模型;但迄今为止的努力未能在漂移现象和无线电发射的实际地点之间建立起一种具有启发性的联系。通过对来自脉冲星B 0943 +10的一个几乎相干的“漂移”脉冲序列的详细分析，我们实际上已经确定了一个围绕恒星磁轴循环的子束系统。映射技术，涉及“制图”变换及其逆变换，使我们能够研究极冠发射“地图”的特征，然后确认它反过来代表了观察到的脉冲序列。在此基础上，我们已经能够跟踪的“漂移子脉冲”发射的物理起源到一个稳定的旋转和显着的组织结构的发射柱，反过来又可追溯到磁极帽的“间隙”区域设想的一些理论。
1999-09-23 astro-ph
Fluctuation Properties and Polar Emission Mapping of Pulsar B0834+06 at Decameter Wavelengths
最近的结果，关于脉冲星B 0943 +10的子脉冲漂移，导致了一个稳定的子束系统的确定围绕恒星的磁轴循环。在这里，我们提出了脉冲星B 0834 +06在35 MHz的单脉冲分析，使用从Gauribidanur射电望远镜的观测。波动谱和相关性中的某些特征允许估计负责所观察到的调制的底层发射模式的循环时间和漂移方向。我们使用“制图变换”映射技术来研究极发射模式的性质。这些性质进行了比较与其他已知的情况下B 0943 +10，并讨论了影响。
2005-01-28 astro-ph
Simultaneous multi-frequency single-pulse properties of AXP XTE J1810-197
我们已经使用了76米洛弗尔，94米等效WSRT和100米Effelsberg射电望远镜调查的同时单脉冲特性的无线电发射磁星AXP XTE J1810-197在频率为1.4，4.8和8.35 GHz在2006年5月和7月。我们研究了磁星的脉冲能量分布，发现它们是非常奇特的，因为它们是在天的时间尺度上变化的，不能用单一的统计模型来拟合。磁星显示出强烈的尖峰状单巨脉冲状子脉冲，但它们不符合巨脉冲或巨微脉冲现象的定义。测量的振幅分辨调制指数揭示了一个高度的强度波动的日常时间尺度和戏剧性的变化，在整个脉冲相位。我们发现调制指数值的频率演化与在正常射电望远镜中观察到的有很大不同。我们发现，在任何观测时刻，在任何观测频率上都不存在有规律的漂移子脉冲现象。然而，我们发现在大多数的观测会话中存在的子脉冲的准周期性。相关性分析指示来自不同频率的分量之间的关系。我们讨论了我们的分析结果，根据正常的射电恒星的发射特性和最近提出的模型，其中考虑到无线电发射的磁星。
2008-11-24 astro-ph
Arecibo Timing and Single Pulse Observations of 18 Pulsars
我们提出了新的定时和单脉冲测量的结果，发现在1993年至1997年由宾夕法尼亚州立大学/NRL赤纬带调查进行的305米阿雷西博望远镜在430 MHz的18个射电望远镜。长期的计时测量导致这些源的旋转和天体测量参数显着改善，包括毫秒脉冲星PSR J1709+2313和位于超新星遗迹S147内的脉冲星PSR J 0538 +2817。对样本中最亮天体的单脉冲研究揭示了一颗不寻常的“爆发”脉冲星PSR J1752+2359，两颗新的漂移子脉冲星PSR J1649+2533和PSR J2155+2813，以及另一颗具有轮廓模式变化的脉冲星PSR J1746+2540。PSR J1752+2359的特征是爆发性发射，每3-5分钟出现一次，在约45秒的时间尺度上呈指数衰减。PSR J1649+2533大约30%的时间处于空状态，没有可检测到的无线电发射。
2003-09-16 astro-ph
Probing drifting and nulling mechanisms through their interaction in PSR B0809+74
零和子脉冲漂移都是知之甚少的现象。我们通过研究它们在PSR B0809+74中如何相互作用来探索它们的机制。我们发现子脉冲漂移并没有混叠，而是直接反映了子光束的实际运动。旋转木马的旋转时间必须超过200秒，这比理论上预测的要长得多。空值后的漂移模式不同于正常模式，并且使用不存在混叠，我们确定子束旋转木马几何结构中的潜在变化。我们表明，零后，子束旋转木马是较小的，这表明我们看起来更深的脉冲星磁层比我们通常。许多惊人的相似之处，在较高的频率发射，被认为是发射较低，证实了这一点。的排放高度的变化，以及显着增加旋转木马旋转时间可以解释由后零极间隙高度的减少。这提供了一个一瞥的情况下需要使脉冲星关闭如此戏剧性。
2002-11-12 astro-ph
XMM-Newton observation of the drifting pulsar B0943+10
射电脉冲星子脉冲漂移被解释为脉冲星极冠上方的内部真空间隙间歇性破裂产生的成对等离子体子束（火花）的旋转。该模型还预测了强烈的热X射线发射极冠所造成的流入粒子产生的火花放电。我们用XMM-Newton观测了研究得最好的漂移脉冲星B 0943 +10，并探测到一个与射电脉冲星位置一致的点源。它的光谱可以用热黑体模型拟合，尽管幂律模型也是可以接受的。热拟合得到的辐射热光度L_bol约为5 x 10^{28} erg/s，表面积A约为10^3（T/3 MK）^{-4} m^2，远小于传统的极冠面积6 x 10^4 m^2。这样的热辐射可以被解释为从在高度h ~ 0.1 - 0.2 r_pc的内部间隙中漂移的火花的足迹发射，其中r_pc是极帽半径。然而，Ruderman和Sutherland的原始真空间隙模型需要进行一些修改，以协调X射线和无线电数据。
2005-03-18 astro-ph
The Double Pulsar System J0737-3039: Modulation of the radio emission from B by radiation from A
我们分析了PSR J 0737 - 3039 B的单脉冲，在最近发现的双脉冲星系统中的2.8秒脉冲星，使用的数据与绿岸望远镜在820和1400 MHz。我们报告的检测功能类似于漂移的子脉冲，可检测的脉冲窗口的一小部分，波动频率为0.196周期/周期。这正是两个周期之间的拍频。此外，漂移特征在23 ms的给定脉冲内具有间隔，等于A的脉冲周期。因此，这些特征是由于PSR J 0737 - 3039 A的44 Hz电磁辐射对PSR J 0737 - 3039 B磁层的直接影响。我们只在小范围的轨道相位上探测到它们，当来自回收脉冲星PSR J 0737 - 3039 A的辐射从侧面与我们的视线相遇时，PSR J 0737 - 3039 B。
2004-08-14 astro-ph
Pulsar Spin-Down Induced Phenomena: Heating; Magnetic Field Evolution; Glitches; Pulse-Period Modulations
对自旋下降的中子星内量子流体的动力学进行建模，得到了与观测到的脉冲星磁场演化和自旋周期“毛刺”一致的描述。“长期存在的问题，即从这些模型中预测的自旋下降持续脉冲星加热的过度现象，现在可以看到ms可以解决。然而，一些脉冲星的自旋周期和脉冲形状调制的起源，已被解释为非常长的周期（~年）恒星岁差的表现是一个关键的挑战规范中子星模型。
2001-09-20 astro-ph
Using the Intensity Modulation Index to Test Pulsar Radio Emission Models
这封信探讨了通过观测脉冲间强度调制来检验脉冲星射电发射模型的可能性。结果表明，脉冲星的周期，周期导数和强度调制之间的关系是一个自然的结果，至少有一个理论模型的射电脉冲星发射。有人提出，其他模型也可以预测类似的相关性。这种关系的确切形式将取决于所讨论的模型。因此，强度调制的观测应该能够确定各种发射模型的有效性。在试图寻找预测的依赖关系，一组12个调制器的调制特性进行了研究。这些数据是有启发性的，但它们无法区分排放过程的三种可能性。未来的观测将能够证实这些结果，并确定特定的排放模型是否可行。
2003-10-08 astro-ph
Orbital modulation of emission of the binary pulsar J0737-3039B
在射电脉冲双星系统J 0737 -3039中，慢脉冲星B表现出轨道强度调制，在两个短的轨道相位上特别明亮。我们建议，这些调制是由于脉冲星B磁层的脉冲星A风产生的轨道相位相关的变化沿其发射的无线电波的方向的失真。在我们的模型中，脉冲星B在任何时候本质上都是明亮的，但它的辐射束在大多数轨道阶段都会错过地球。我们采用一个简单的模型，扭曲的B磁层使用拉伸变换的偶极场的欧拉势。为了拟合观测结果，我们使用从A日食模型中获得的脉冲星B的参数（Lyutikov和Thompson 2005）。该模型再现了两个明亮的区域近似在观测到的轨道相位，解释了它们之间的脉冲形状和定期定时残差在每个发射窗口内的变化。它还预测了脉冲星B剖面的时间特性和长期变化。
2005-02-24 astro-ph
Eclipses and orbital modulations in binary pulsar PSR J0737-3039
双星射电脉冲星系统J0737 - 3039的轨道非常紧凑，脉冲星的自转和磁轴方向非常有利，而且轨道的定向非常偶然，这为研究脉冲星磁层的内部结构提供了一个极好的机会。在这个系统中，毫秒脉冲星A在每个轨道上都会被食一次。在日食期间，脉冲星B在2.77秒周期处出现明显的调制，明确地指向日食的磁层起源。基于脉冲星B的闭合磁场线上的同步加速器吸收使射电脉冲衰减的想法，一个简单的几何模型可以成功地再现日食光变曲线，直到复杂的细节。这个详细的一致性证实了中子星磁场的偶极结构。该模型对脉冲星B的大地岁差引起的日食剖面的时间演变给出了明确的预测。此外，脉冲星B显示出轨道强度的调制，在两个短的轨道阶段特别明亮。我们发现，这些调制是由于脉冲星B磁层的脉冲星A风产生的轨道相位相关的变化，沿其发射的无线电波的方向的失真。因此，脉冲星B在任何时候本质上都是明亮的，但它的辐射束在大多数轨道阶段都不会到达地球。
2005-09-30 astro-ph
Fluctuation and morphological properties of the pulsars in J0737--3039 system
本文描述了双中子星系统PSR J 0737 - 3039中中子星的形态和涨落特性。脉冲星B几乎在所有的轨道相位都可以看到，除了在$\sim 6°$到$65°$的范围。这可以解释为脉冲星B信号的{ \it食}，脉冲星B的信号是由其自身的磁层顶区域与脉冲星A的相对论风相互作用产生的。在脉冲星A的周期内，脉冲星B的辐射没有被调制。这就限制了那些认为脉冲星A的光束辐射直接导致脉冲星B辐射的模型。调制指数值指示两个对象中的脉冲到脉冲变化主要是固有的。脉冲星A在其脉冲轮廓中显示出显著的差分调制指数。
2004-04-20 astro-ph
Constraining vacuum gap models of pulsar radio emission using the intensity modulation index
最近的观测表明，在一个给定的射电脉冲星中观察到的脉冲到脉冲强度调制的水平可能取决于它的周期和周期导数。这种"调制指数关系“（MIR）可能是确定无线电发射背后的物理过程的重要工具。在火花隙模型的背景下，MIR的确切函数形式取决于在称为“真空隙”的区域中的中子星表面上发生的物理过程。这里研究了几种可能的真空间隙模型，以确定给定模型的预期MIR。目前的观测结果与研究的四个模型中的两个一致：曲率辐射驱动的真空间隙和曲率辐射驱动的近阈值真空间隙（CR-NTVG）。结果表明，逆康普顿散射驱动的真空隙模型是不支持的，目前的数据。考虑到目前的数据最好地支持CR-NTVG模型，所有的彗星都可能具有强（约10^13 G）的表面磁场。
2003-11-20 astro-ph
The Double Pulsar System J0737-3039: Modulation of A by B at eclipse
利用绿岸望远镜820 MHz的观测数据，研究了最近发现的双脉冲星系统中23 ms脉冲星J 0737 - 3039 A被其2.8 s伴星PSR J 0737 - 3039 B食的情况。我们发现，在日食的脉冲通量密度强烈调制的周期的一半的2.8秒脉冲星。当磁轴与视线成一直线时，B的旋转相位比磁轴与视线成直角时的相位发生得更早，而且更深。这是一致的日食A是由于同步辐射吸收的冲击加热等离子体周围的B，不对称性所产生的较高的等离子体密度预期在B磁层的极尖。
2004-10-25 astro-ph
Spark Model for Pulsar Radiation Modulation Patterns
本文对Ruderman和Sutherland（1975）提出的非定常极隙模型进行了修正，并将其应用于与火花有关的脉冲星无线电波发射。据认为，在物理和几何条件下盛行以上脉冲星极冠，高度非稳态火花放电不会发生在随机位置。相反，火花应该倾向于在确定的首选区域中工作。在任何时刻，极盖尽可能密集地填充有多个二维火花，所述二维火花具有特征尺寸以及相邻火花之间的典型距离约为极隙高度。然而，我们的模型明显不同于其原始的“空心圆锥”版本。其主要特征是由电子对产生过程驱动的准中心火花，并锚定在类太阳黑子表面磁场的局部极点上。这个固定的火花阻止了其他火花向极点的运动，限制了它在局部极点会聚的场线平面上缓慢的圆周漂移。我们认为，极性火花构成的核心脉冲星的发射，和漂移火花的圆环有助于脉冲星光束的圆锥分量。我们发现，典型脉冲星光束中的嵌套锥的数量不应超过3个; Mitra & Deshpande（1999）使用完全不同的分析也发现了这个数字。
2000-02-24 astro-ph
Local Kelvin-Helmholtz instability and synchrotron modulation in Pulsar Wind Nebulae
本文对相对论热等离子体中Kelvin-Helmholtz不稳定性的发展进行了一系列数值模拟。在未扰动状态下的物理参数被选择为脉冲星风星云（PWNe）中遇到的局部条件的代表，与一个主磁场垂直于一个温和的相对论剪切层。通过使用相对论MHD的数值代码，我们调查的效果，一个额外的磁场组件对齐的剪切速度，我们遵循的不稳定性的演变到饱和和湍流制度。基于由此产生的流结构，然后，我们计算同步辐射地图，以评估的签名开尔文-亥姆霍兹不稳定性的排放，我们调查的时间尺度和同步辐射调制的幅度取决于剪切速度和磁场。最后，我们比较我们的结果观察到的蟹状星云的变量功能。我们表明，开尔文-亥姆霍兹不稳定性不能解释的小束的变化，但它可能是负责的时间依赖性的结构中观察到的主环面。
2006-03-17 astro-ph
Nanoarcsecond single-dish imaging of the Vela pulsar
我们测量了船帆座脉冲星在660 MHz强散射条件下的衍射闪烁特性。我们得到了$ν_d = 244 \pm 4$ Hz的去相关带宽和$t_{\rm diff} = 3.3\pm 0.3$ s的衍射去相关时间尺度。我们对调制指数$m=0.87\pm 0.003\pm 0.05$和$m=0.93\pm 0.03 \pm 0.05$（每个偏振流一个）的测量与Gwinn等人（1997）在2.3 GHz处获得的船帆座脉冲星的调制指数有差异{ \it if}调制指数为1的偏差归因于源尺寸效应。
2000-01-21 astro-ph
