Bistable Profile Illumination in Pulsars B0919+06 & B1859+07
在B 0919 +06和B1859+07这两颗双星中发现了一种新的单脉冲行为。通常，两个启动都在其轮廓的后沿附近的区域中发射明亮的子脉冲。然而，偶尔这些恒星会表现出“事件”，其中发射经度逐渐减少约其轮廓宽度，保持在这个位置通常为数十个脉冲，然后逐渐返回几个脉冲到通常的经度。这种效应与剖面“模式变化”有些相似，但在这里，这种效应是渐进的和偶发的。当正常和“事件”发射的分离轮廓时，它们揭示了每个脉冲星中广泛而复杂的轮廓结构-但其中一个可能可以正确地理解为单个锥形光束。可能的影响需要一个极端的例子，“吸收”诱导的轮廓不对称，怀疑在其他植物。或者，脉冲星光束内的移动照明源可能是原因。
2006-01-17 astro-ph
Unusual profile variations in pulsar PSR J1022+1001 -- Evidence for magnetospheric "return currents"?
我们报告了16毫秒脉冲星PSR J1022+1001的平均脉冲轮廓中观察到的显着的不稳定性的详细的多频研究。这些被看作是时间和射频的函数的不寻常的轮廓变化明显不同于经典的轮廓模式改变。我们还注意到，这颗脉冲星的偏振位置角曲线中的离散跳跃与不稳定的轮廓分量非常一致。我们建议，这些跳跃，以及不稳定的脉冲轮廓，是由于磁层返回电流。这将使我们能够首次测量磁层等离子体的基本特性。
2003-07-07 astro-ph
Pulse Profiles of Millisecond Pulsars
本文比较了野外和球状星团中毫秒射电星（MSP）的平均射电脉冲轮廓。我们的样本由20个场MSP和25个簇MSP组成，其观测存在于400-600 MHz。
1996-04-09 astro-ph
Profile instabilities of the millisecond pulsar PSR J1022+1001
我们提出的证据表明，一些毫秒脉冲星的积分轮廓表现出严重的变化，这与缓慢旋转脉冲星已知的调制现象不一致。我们研究了这些配置文件的不稳定性，特别是PSR J1022+1001，并表明，他们顺利地发生，表现出较长的时间常数比那些与moding。此外，这颗脉冲星的轮廓变化似乎与脉冲形状的相对窄带变化有关。只有部分综合剖面参与了这一过程，这表明这一现象的起源是内在的脉冲星磁层和无关的星际介质。极化研究排除了由于任何类型的进动产生的几何效应而导致的轮廓变化。然而，在圆偏振辐射分量中观察到变化。总之，我们确定了四个回收的棱镜，由于未知现象，它们也表现出总功率或偏振分布的不稳定性（PSR J1022+1001，J1730-2304，B1821-24，J2145-0750）。在毫秒脉冲星的积分轮廓是稳定的标准假设下，讨论了高精度脉冲星计时的后果。因此，我们提出了一种新的方法来确定脉冲到达时间，涉及到模板配置文件的相对分量幅度的调整。将此方法应用于PSR J1022+1001，得到了一个改进的时间解，其自行测量值为-17 \pm 2 mas/yr。假设从色散测量推断出的脉冲星的距离，这对应于50 km/s的一维空间速度。
1999-03-02 astro-ph
An inverse Compton scattering (ICS) model of pulsar emission: II. frequency behavior of pulse profiles
脉冲轮廓的形状，特别是它们相对于观测频率的变化，对于理解类星体的发射机制是非常重要的，而以前没有尝试解释复杂的现象。本文在Qiao（1988）和Qiao & Lin（1998）提出的逆康普顿散射（ICS）模型的框架下，对积分脉冲轮廓及其频率演化进行了理论模拟。利用ICS模型的“束频图”预测的脉冲分量的相位位置，我们提出了高斯拟合的多频脉冲轮廓的一些雷达。结果表明，该模型可以再现所观察到的脉冲轮廓的各种类型的频率演化行为。
2001-09-01 astro-ph
Pulse Profile Change Possibly Associated with a Glitch in an Anomalous X-Ray Pulsar 4U 0142+61
本文报道了ASCA观测到的反常X射线脉冲星（AXP）4U 0142 + 61中的一个类似毛刺的脉冲频率偏离简单自旋下降定律的现象。我们还发现了一个显着的脉冲轮廓变化后，推定的毛刺。毛刺参数类似于在另一颗AXP 1RXS J170849.0 $-$ 400910、船帆座脉冲星和其他射电望远镜中发现的参数。这表明，无线电收发器和AXP具有相同的内部结构和毛刺机制。然而，必须注意，脉冲频率异常也可以通过自旋下降速率（$\dot{P}$）的逐渐变化来解释，而不会引起毛刺。
2004-12-04 astro-ph
Radio Profile Instability in the Millisecond Pulsar PSR J0437-4715 due to Spiky Emission
毫秒脉冲星PSr J 0437 -4715射电积分剖面（IP）的一个分量的不稳定性与该分量中尖峰发射的发生有关。据推测，在其他组件的不稳定性也是由于尖峰发射。这可能对将IP的各个组成部分解释为独立的光束或发射区域具有重要意义。
2002-05-13 astro-ph
A Model for 'Double Notches' in Radio Pulsar Profiles
脉冲星磁层内辐射的像差和延迟使得外磁层中的单个共转吸收区在脉冲星观测到的射电剖面中产生“双凹口”。这种效应要求脉冲星不仅有吸收区，而且有发射区，其高度占光柱半径的很大比例。在三颗邻近的恒星的弱二次辐射中已知存在双凹口，这表明这种辐射来自它们磁极上方的开放场线，并且在光圆柱上或附近有一个不超过5%的遮蔽区域。
2004-07-29 astro-ph
Pulse profiles and cyclotron line energy dependence on X-ray pulsars luminosity
本文介绍了INTEGRAL和RXTE天文台对几颗X射线谱仪的宽波段（3-100 keV）观测结果。我们集中在亮度和能量的脉冲轮廓和回旋线能量的变化的依赖。在V0332+53中，线能量随光源亮度的变化接近线性，而在4U 0115 +63中，线能量随光源亮度的变化更为复杂。脉冲轮廓随能量和源强度的强烈变化被发现的两个双光子辐射，在V0332+53的回旋加速器线附近的脉冲轮廓的变化特别剧烈。Her X-1和GX 301-2在高强度状态下获得的初步结果表明，没有显着的脉冲轮廓随能量的变化。根据吸积双星的理论模型，对结果和可能的发射机制进行了简要讨论。
2006-10-16 astro-ph
Profile morphology and polarization of young pulsars
我们目前的偏振配置文件在1.4和3.1 GHz的14个年轻的恒星的特征年龄小于75千年。仔细的校准可以确保获得脉冲星上线偏振辐射的绝对位置角。结合以前发表的数据，我们得出三个主要结论的脉冲轮廓的年轻恒星。(1)脉冲轮廓很简单，由一个或两个主要分量组成。(2)（3）在两个分量的剖面中，尾分量几乎总是占主导地位，只有尾分量表现出圆偏振，位置角摆动在前向分量上一般是平的，在后向分量上一般是陡的。根据这些结果，我们可以对年轻双星的发射光束作如下概括。(1)在最后的开放场线附近有一个单一的、相对较宽的发射锥。(2)核心发射不存在或相当弱。(3)发射的高度在光圆柱半径的1%到10%之间。
2006-03-02 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
Pulse profiles of millisecond pulsars and their Fourier amplitudes
本文导出了快速旋转中子星上小热点产生的脉冲轮廓的近似解析公式。计算了它的傅里叶振幅和相位。所提出的形式主义考虑到重力弯曲的光，多普勒效应，各向异性的发射，和时间延迟。通过精确的数值计算来检查其准确性。
2006-11-23 astro-ph
The effect of Pulse profile evolution on Pulsar Dispersion Measure
在Ahuja等人2005年的论文中，我们利用巨米波射电望远镜（GMRT）的多频同步观测，报道了脉冲星色散测度（DM）随频率的变化。对于这样的频率依赖性，有几种不同的解释是可能的，并且可能的候选者是脉冲形状演变对DM估计技术的影响。在本文中，我们描述了广泛的模拟，我们已经做了调查脉冲轮廓演化脉冲星DM估计的影响。我们发现，它是唯一的非对称脉冲形状的DM估计显着影响，由于轮廓随频率的演变。利用我们早期观测的多频数据集，我们对PSR B 0329 +54和PSR B1642-03进行了系统分析。这两个类星体都具有中心核主导的发射，其不显示随频率的显著不对称轮廓演化。即便如此，我们发现，估计DM显示这些卫星的频率显着变化。我们还报告了新的，同时多频观测PSR B1133+16进行使用GMRT相控阵模式的结果。这颗脉冲星具有不对称的脉冲轮廓，随频率有显著的演化。我们表明，在这种情况下，所观察到的DM变化的幅度可以归因于配置文件随频率的演变。我们认为，真正的DM随频率的变化可能会出现由于通过星际介质和/或脉冲星磁层的传播效应。
2007-02-16 astro-ph
Infrared to Ultraviolet Wavelength-Dependent Variations Within the Pulse Profile Peaks of the Crab Nebula Pulsar
我们提出的蟹状星云脉冲星的红外，光学和紫外脉冲轮廓峰值内的波长依赖性变化的证据。峰的前缘和后缘半宽半最大值在其波长依赖性方面显示出明显的差异。此外，相位分辨红外-紫外彩色光谱显示从峰的前沿到后沿的显著变化。前缘和后缘之间的颜色变化在小于0.0054的相位差上保持显著，对应于$<180 μ$ s的时间尺度。这些结果是目前任何脉冲星发射机制模型都无法预测的，并为这些模型的发展提出了新的挑战。
1996-07-22 astro-ph
A model for double notches and bifurcated components in radio profiles of pulsars and magnetars - Evidence for the parallel acceleration maser in pulsar magnetosphere
三颗邻近的恒星B1929+10、J 0437 -4715和B 0950 +08的平均脉冲轮廓显示出不寻常的“双凹口”。这些类似W的外观特征由两个相邻的V形凹陷组成，这两个凹陷大致以sep \propto nuobs^{-1/2}的速率以增加的观察频率nuobs彼此接近，其中sep是凹口最小值之间的间隔。我们表明，基本属性的缺口，即他们的W-样的外观和他们的收敛率可以理解内的一个狭窄的类的相干无线电发射的模型从恒星：基于环境电场的平行振荡的相干逆康普顿散射的自由电子脉泽模型。观察到的特性的类摇摆器振荡的傅立叶频谱是窄的，无线电发射的宽带特性反映了电子能量分布的宽度。这种模型为B 0950 +08的主脉冲和间脉冲之间的频率无关分离以及J 0437 -4715的锥状发射中缺乏半径到频率映射提供了自然的解释。在第一颗射电磁星XTE J1810-197的轮廓中，主脉冲的频率行为也可以在这个模型中得到解释。
2007-02-05 astro-ph
Circular polarization in pulsar integrated profiles
基于已发表的偏振数据，我们对脉冲星积分剖面中的圆偏振进行了系统的研究。对于核心组件，我们发现圆偏振的感觉变化和线性位置角变化的感觉之间没有显着的相关性。圆偏振不限于核心组件，并且在某些情况下，在锥形发射上观察到圆偏振方向的反转。在圆锥双剖面中，发现圆偏振方向与位置-角度变化方向相关。具有高度线偏振的脉冲星通常在整个剖面上具有一个圆偏振方向。对于大多数散射体，圆偏振的符号在50厘米和20厘米波长处是相同的，并且偏振度是相似的，尽管具有宽散射。然而，至少有两种情况下的频率相关的符号反转是已知的。这种不同的行为可能需要一种以上的机制来产生圆偏振。
1998-07-21 astro-ph
On the Nature of Precursors in the Radio Pulsar Profiles
在几个射电脉冲的平均轮廓中，主脉冲伴随着前一个分量。这种所谓的前兆以其独特的偏振、光谱和波动特性而闻名。最近的单脉冲观测暗示，脉冲极端前沿的零星活动可能在彗星中普遍存在。我们首次提出了这种现象的物理机制。它基于主脉冲辐射到背景中的诱导散射。我们表明，散射的分量是直接近似沿周围的磁场，由于在散射区域的旋转像差，出现在脉冲轮廓作为一个前兆的主脉冲。我们的模型自然地解释了前驱体发射的高线性偏振，其光谱和波动特性，并表明前驱体和主脉冲之间在宽间隔频率下的特定联系。这被认为是刺激多频单脉冲强度调制的研究在不同的光谱。
2007-09-28 astro-ph
The Effect of Scattering on Pulsar Polarization Angle
一些散射星的低频剖面由于散射而表现出时间展宽，通常伴随着平坦的偏振位置角（PA）曲线。假设散射对4个Stokes参量的作用方式相同，我们模拟了散射对偏振剖面的影响，发现散射确实可以使PA曲线变平。由于较高的频率配置文件遭受较少的散射，它们与散射模型卷积，以适应观察到的低频配置文件。计算的平坦PA曲线精确地再现了相应的观察结果。
2003-08-06 astro-ph
Absolute polarisation position angle profiles of southern pulsars at 1.4 and 3.1 GHz
我们在这里提出了一个直接比较的偏振位置角（PA）的17个天线，观察到在1.4和3.1 GHz的轮廓。在每个频率下获得绝对PA，允许测量轮廓中的差异。通过这样做，我们获得了更精确的旋转测量（RM）值的一些恒星在当前的目录。我们发现，除了RM校正，有小的，脉冲经度依赖于PA与频率的差异。这种差异超出了几何起源的解释。我们详细描述了两个频率之间的PA演变，并讨论了可能的原因，如正交和非正交偏振模式的发射。我们还使用PA和总功率分布来估计两个频率起源的发射高度的差异。在我们的数据样本中，不同脉冲分量的相对强度发生了变化，特别是重叠的线性偏振分量，这与PA分布的固有变化相吻合，导致两个频率之间有趣的PA差异。
2005-09-30 astro-ph
PSR J1022+1001: Profile Stability & Precision Timing
本文对毫秒脉冲双星PSR J1022+1001的射电脉冲的形态和到达时间进行了研究。这颗脉冲星以其较差的计时特性而闻名，这被认为是源于其平均脉冲轮廓的变化。虽然已知长周期脉冲星的一个子类会表现出模式变化，导致它们的综合轮廓出现非常大的偏差，但这是第一颗被认为具有不稳定平均轮廓的毫秒脉冲星。作为帕克斯射电望远镜精确计时计划的一部分，我们在2003年1月至2004年3月期间使用相干去色散系统（CPSR 2）观测了这颗脉冲星。在我们最明亮的观测期间，对形态变化的研究表明，脉冲轮廓的变化最多只有几个百分点，这与我们校准中的不确定性相似。与以前的作者不同，我们发现这颗脉冲星的时间非常好。在64 MHz频段的五分钟积分中，我们得到的加权RMS残差仅为2.27微秒。我们的最佳拟合的减少卡方是1.43，这表明这个脉冲星可以用标准的互相关技术进行高精度计时。结合相对论约束和脉冲星质量函数，并考虑到白矮星伴星的质量极限，我们可以将系统的倾角限制在37 < i < 56度的范围内。对于合理的脉冲星质量，这表明白矮星至少有0.9个太阳质量。我们还发现证据的长期演变的投影半长轴。
2004-12-07 astro-ph
Interpretation of the Low-Frequency Peculiarities in the Radio Profile Structure of the Crab Pulsar
本文发展了相对论性旋转粒子的磁化诱导散射理论。它直接适用于脉冲星的磁层，在这种情况下，粒子由于无线电发射的共振吸收而获得回转能量。在射束散射到背景中的过程中，散射辐射沿着环境磁场集中。粒子回旋频率的不同谐波的散射发生在磁层中不同的特征高度，并且由于旋转效应，在脉冲轮廓中产生不同的分量。结果表明，从一次谐波到共振态的诱导散射可以解释蟹状星云脉冲星射电剖面中所谓的低频分量。前体组分被认为是由远低于共振的两种状态之间的诱导散射产生的。结果表明，这些想法是强烈支持的偏振数据观察。基于对散射效率波动行为的分析，预测了其它散射体的类似性质的瞬态分量。
2008-01-23 astro-ph
Frequency dependence of orthogonal polarisation modes in pulsars
我们已经进行了一项研究的正交偏振模式的行为作为一个功能的频率的18个脉冲星，使用平均脉冲星数据从欧洲脉冲星网络（EPN）。假设辐射由两个100%极化的完全正交叠加模式组成，我们将这些模式分离，从而得到每个脉冲星在多个频率下每个模式的平均脉冲轮廓。此外，我们研究了这些模式的相对强度的频率依赖性。我们发现，在许多脉冲的平均脉冲轮廓的两个模式不同的依赖于频率。特别是，我们发现，占主导地位的一种模式的脉冲分量往往增加强度与增加频率相对于其余的配置文件。
2006-01-25 astro-ph
X-ray Beaming in the High Magnetic Field Pulsar GX 1+4
来自X射线谱仪的脉冲轮廓通常表现出强烈的能量依赖性以及随时间的周期性和非周期性变化。在各种源中甚至从单个源中观察到的分布的巨大变化使得难以分离影响X射线发射的相位依赖性的众多因素。这些因素包括系统的几何形状，特别是光子的能量和角度依赖的发射约中子星极点。康普顿化在确定X射线谱仪的束流图和脉冲轮廓中可能起重要作用。本文用蒙特卡罗模拟研究了简单吸积柱几何中康普顿化引起的聚束现象。我们将该模型应用于强磁场脉冲星GX 1+4的极端变化的脉冲轮廓。
1999-10-29 astro-ph
Profile and polarization characteristics of energetic pulsars
在本文中，我们比较了具有高自旋下的能量损失率（Edot）与那些具有低Edot的双光子晶体的特性。我们表明，在两个类之间的总强度脉冲形态的差异一般是相当微妙的。一个更显著的差异是分数极化，其对于高Edot散射体非常高，而对于低Edot散射体低。在过渡的Edot是非常相似的死亡线预测的曲率辐射。这表明高能和射电辐射之间可能存在联系，并可能意味着伽马射线效率与无线电波段的线性偏振程度相关。在双星的第二分量中，圆偏振度一般较高，这可能是由于惯性观测者坐标系中的共旋对场线曲率的影响。高能辐射和射电辐射之间最直接的联系可能是我们称之为高能宽束射电辐射的射电辐射子群。这些年轻的超新星有着非常宽的轮廓和陡峭的边缘，很可能是从一个单一的磁极发射出来的。与高能量配置文件的相似性表明，这两种类型的发射产生在相同的扩展高度范围内的磁层。另一种方法是，高能宽束激光器的光束可以通过磁层中的传播效应而被放大。这自然会导致波模的去耦，这可以解释高度的线性偏振。作为这项研究的一部分，我们已经发现了三个以前未知的脉冲间辐射（我们第一次在20厘米处发现了一个）。我们还获得了旋转措施的18颗恒星的价值没有以前被测量。
2008-09-16 astro-ph
The role of beam geometry in population statistics and pulse profiles of radio and gamma-ray pulsars
我们目前的脉冲星人口合成研究的结果，结合了一些最近的发展和一些显着的改进，我们以前的研究。我们已经将帕克斯多波束脉冲星巡天的结果纳入了我们精选的九个射电巡天组，使我们的射电巡天样本增加了一倍。我们采用了Arzoumanian，Bauffff和Cordes（2002）的无线电波束几何形状，并进行了一些修改。对于$γ$射线束，我们假设了在Alummov和Harding（2003）的工作中描述的缝隙间隙几何形状。为了解释$\dot P-P$图中射电天体分布的形状，我们继续发现磁场在280万年时间尺度上的衰减是必要的。在所有9次调查中，我们的模型预测EGRET应该看到7个无线电安静（低于这些无线电调查的灵敏度）和19个无线电大声$γ$ -射线望远镜。AGILE（标称灵敏度图）预计将检测到13个无线电安静和37个无线电大声$γ$射线散射，而GLAST具有更高的灵敏度，预计将检测到276个无线电安静和344个无线电大声$γ$射线散射。当排除Parkes多波束脉冲星巡天时，射电强与射电静$γ$射线脉冲星的比率减小，特别是对于GLAST。EGRET的减少是45%，这意味着EGRET未识别源的一部分是无线电响亮的$γ$射线源。在所采用的射电几何学中，短周期射电星是核心主导的。与EGRET $γ$射线谱不同，我们的模型预测，当两个$γ$射线峰出现在脉冲轮廓中时，一个主导的无线电核心峰出现在$γ$射线峰…
2003-12-20 astro-ph
Pulse Profiles, Spectra and Polarization Characteristics of Non-Thermal Emissions from the Crab-Like Pulsars
本文从二维电动力学和三维模型两个方面讨论了类蟹状星云的非热辐射机制。研究了外能隙加速器中的辐射过程。在二维电动力学研究中，我们求解了外隙加速电场的Poisson方程和同步辐射、曲率辐射过程和对产生过程的初级粒子的运动方程。我们显示了一个解决的间隙结构，产生一致的伽马射线光谱EGRET观测。在二维模型的基础上，我们建立了一个三维辐射模型，计算了外能隙外产生的次级对的同步加速过程和逆康普顿过程。计算了蟹状星云脉冲星和PSR B 0540 -69的脉冲轮廓、相位分辨谱和光-$γ$射线波段的偏振特性，并与脉冲星的观测结果进行了比较。对于蟹状星云脉冲星，我们发现，从恒星表面附近的光柱附近延伸的外部间隙几何形状产生一个复杂的形态变化的脉冲轮廓的光子能量的函数。这种预测的形态变化与观测结果非常相似。计算得到的相位分辨谱与从光学到$γ$射线谱带的数据一致。我们证明了蟹状星云脉冲星和船帆座星云脉冲星光辐射中偏振度的10 $\sim$ 20%可以用粒子回旋运动的同步辐射来解释。
2007-07-23 astro-ph
The characteristics of millisecond pulsar emission: III.From low to high frequencies
在本文中，我们提出了在2.7 GHz和4.9 GHz的频率的大样本的毫秒类星体的第一次观测。我们的新通量测量将毫秒射电星的已知光谱扩展到迄今为止的最高频率。超过十年的无线电频谱的覆盖范围使我们能够第一次搜索频谱中断，因为在1 GHz左右的正常卫星上经常观察到这种情况。我们将观测到的毫秒脉冲星轮廓与较低频率的数据对齐。与偶极磁场结构的偏差并不明显，并且可以通过单个色散测量在宽频率范围内进行绝对定时。我们似乎观察到的主要是未填充的发射光束，它必须来自一个非常紧凑的区域。一个紧凑的发射区域也建议在一个非常宽的频率范围内的显着恒定的轮廓宽度或组件分离。对于少数源，还可以获得2.7和4.9 GHz的极化数据，这表明毫秒射电在3 GHz以上的频率下是弱极化的，甚至是非极化的。偏振度的同时减小和恒定的轮廓宽度因此质疑将正常偏振器的去偏振和减小轮廓宽度与相同的传播效应（即双折射）联系起来的建议。比较核和锥状轮廓组件的正常的恒星的属性，我们发现不太显着的模式，在他们的光谱演化的毫秒恒星的人口。因此，我们认为，核心和conal发射可能是由相同的发射过程。一般来说，MSP的发射特性往往类似于那些正常的辐射，只是向更高的频率移动。
1999-06-28 astro-ph
Evidence for alignment of the rotation and velocity vectors in pulsars. II. Further data and emission heights
我们进行了观测的22个恒星在0.7，1.4和3.1 GHz的频率，并提出他们的偏振配置文件。进行观察有两个主要目的。首先，我们比较自旋和速度矢量的方向，以验证Johnston等人（2005）提出的这些矢量的对齐。我们发现，对于我们能够确定这两个矢量的14颗恒星，7颗是平行排列的，这一比例低于，但与早期的测量结果一致。其次，我们使用的配置文件同时获得在广泛的间隔频率计算无线电发射高度。我们发现，与该领域的其他工作人员类似，来自剖面中心的辐射来自磁层的较低部分，而不是来自剖面外部的辐射。
2007-08-30 astro-ph
High-Energy pulse profile of the Transient X-ray Pulsar SAX J2103.5+4545
在最近的两篇INTEGRAL论文中，Lutovinov等人（2003）和Blay等人（2004）报告了高能（5- 200 keV）瞬变Be/X射线脉冲星SAX J 2103.5 +4545的时间和光谱分析。在这项工作中，我们提出了第一次研究的脉冲轮廓的能量超过20千电子伏，使用积分数据。自旋脉冲轮廓示出了突出的（具有14%的占空比）和宽的（具有~ 51 s的FWHM）峰以及在20 keV以上变得更加明显的次峰。脉冲分数随能量从5- 40 keV的~ 45%增加到40- 80 keV的~ 80%。脉冲轮廓的形态也作为能量的函数而改变，这与在脉冲相位分辨光谱中可见的光谱分量的变化一致。双峰轮廓的研究表明，在两个峰值的差异，可以模拟由不同的散射分数之间的辐射从两个磁极。
2005-03-01 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
Analyzing X-Ray Pulsar Profiles: Geometry and Beam Pattern of Her X-1
我们报告我们的分析的一个大样本的能量依赖脉冲轮廓的X射线双脉冲星武仙座X-1。我们发现，所有的数据是兼容的一个稍微扭曲的磁偶极子场的唯一原因所观察到的脉冲轮廓的不对称性的假设。此外，分析提供了证据表明，从两极的排放是相等的。我们确定旋转轴和局部磁轴之间的角度为20度。一个磁极与另一个磁极的对极位置有5度的偏移。波束图显示了可以解释为笔形和扇形波束配置的结构。由于没有对极性发射作任何假设，因此可以将结果与各种发射模型进行比较。从35天周期的不同阶段的脉冲轮廓获得的结果的比较表明，不同的衰减的辐射从两极负责的脉冲形状的变化期间的主要状态。这些结果还表明，在以前的分析中的模糊性Cen X-3的脉冲轮廓的决议，导致一个独特的结果，该脉冲星的光束模式以及。对短通态的脉冲轮廓的分析表明，很大一部分辐射不能归因于从两极的直接发射。我们给出了一个一致的解释的脉冲轮廓的演变和光谱的变化与35天的周期在一个扭曲的进动吸积盘。
2000-01-21 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
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
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
On the high frequency polarization of pulsar radio emission
在4.9GHz的观测频率上，我们分析了类星体的偏振特性。连同低频数据，我们能够跟踪偏振剖面超过三个倍频程到一个有趣的频率制度。在这些高频率下，偏振特性经常经历重要的变化，例如显著的去偏振。详细的分析使我们能够确定调节这些变化的参数。发现积分偏振度与转动能损失E^dot之间存在显著的相关性。这些数据还被用来审查广泛建立的脉冲星轮廓分类方案的核心和锥型光束。我们已经发现了存在的双光子晶体，它显示出一个强烈增加的程度，圆偏振向高频率。以前未公布的平均偏振剖面，记录在100米Effelsberg射电望远镜，提出了32个射电望远镜在4.9 GHz。这些数据被用来获得偏振参数和发射高度。
1998-03-31 astro-ph
Modeling the Energy Dependent Pulse Profiles of the Accreting Millisecond Pulsar SAX J1808.4-3658
研究了吸积X射线毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658在不同能量下的脉冲轮廓。两个主要的发射分量，一个黑体和一个幂律尾，在时间平均光谱中清楚地确定，不改变相位。我们发现，所观察到的变化可以很容易地解释，如果发射模式的黑体和康普顿辐射是不同的：一个“刀”和“风扇”一样，分别。我们认为，在中子星表面汤姆逊光学厚度为0.3的热板（辐射激波）中的康普顿化作用可能是造成这种辐射的原因.我们建立了一个详细的X射线产生模型，解释了多普勒增强，相对论性光行差和引力光弯曲。该模型很好地再现了不同能量下的脉冲轮廓，相应的相位滞后，以及时间平均频谱。通过拟合观测到的脉冲轮廓，我们得到了中子星半径（R=7.5 ± 1.0 km），系统倾角i>60 °，磁偶极子与自转轴夹角δ = 20 ° ± 5 °的约束条件。
2002-06-10 astro-ph
Pulsar X-Ray and Gamma-Ray Pulse Profiles: Constraint on Obliquity and Observer Angles
我们对Geminga、Vela和PSR 0656+14的热X射线剖面进行了建模，这些剖面也被探测为伽马射线谱，以约束再现所观察到的X射线脉冲分数和脉冲宽度所需的结晶度和观察者角度的相空间。这些几何约束来自X射线光变曲线的各种假设的表面温度分布和磁通各向异性所造成的磁化大气进行了探讨。我们包括弯曲时空对光子轨道和磁场的影响。所观察到的伽马射线脉冲轮廓是双峰，峰之间的相位分离为0.4 - 0.5。假设伽玛射线的轮廓是由于发射在一个空心锥上的磁极为中心，我们推导出的约束的相位空间的结晶度和观察者的角度，对于不同的伽玛射线束的大小，需要产生所观察到的伽玛射线峰值相位分离。我们比较了来自X射线发射的约束和来自观测到的伽马射线脉冲轮廓的约束，发现重叠的相空间要求双折射率和观测者角度都小于20-30度，这意味着伽马射线束开口角最多为30-35度。
1998-02-03 astro-ph
Polarization observations of nine southern millisecond pulsars
本文给出了九颗南冕星的平均脉冲廓线和偏振特性。这些观测是使用帕克斯射电望远镜在1330 MHz附近进行的;九颗双星中的三颗也是在660 MHz进行观测的。在PSR J1603-7202中观察到非常高的圆偏振度。在PSR J2124-3358和J2145-0750中观察到了无法通过旋转矢量模型很好描述的复杂位置角变化，这两个文件都具有非常宽的轮廓。所有九颗恒星的自转测量都得到了，其中两颗意味着相对较强的星际磁场。
2004-03-09 astro-ph
Timing and spectral studies of the transient X-ray pulsar EXO 053109-6609.2 with ASCA and Beppo-SAX
本文报道了利用ASCA和BeppoSAX天文台观测的瞬变Be X射线脉冲星EXO 053109- 6609.2的时间和光谱特性。虽然自发现以来，脉冲星至少有一次自旋下降的插曲，但新的脉冲周期测量显示自1996年以来的单调自旋上升趋势。脉冲轮廓被发现有边际能量依赖。也有证据表明，强烈的亮度依赖的脉冲轮廓，一个单一的峰值轮廓在低亮度的变化，在高亮度的双峰轮廓。这表明吸积模式在一定的光度水平上发生了变化。发现X射线谱由简单的幂律组成，光子指数在0.4- 0.8之间。在高强度水平下，光谱还显示存在弱铁发射线。
2004-02-05 astro-ph
Long-term pulse profile study of the Be/X-ray pulsar SAX J2103.5+4545
目标。我们首次对X射线脉冲星SAXJ2103.5 +4545的长时脉冲轮廓进行了研究。我们的主要目标是研究脉冲形状与亮度、时间或能量的相关性。方法.在性能和验证（PV）阶段和银河平面扫描巡天（GPS）期间，1999年至2004年由RXTE PCA观测到Be/X射线双星系统，2002年至2005年由INTEGRAL观测到Be/X射线双星系统。在不同的能量范围内获得了X射线脉冲轮廓。研究了该源的长期光谱变化。计算了长期的通量、频率和自旋加速率的历史。还确定了一组新的轨道参数。结果脉冲形状复杂，并且随时间或亮度高度可变。但发现了一种能量依赖型，得到了单峰、双峰、三峰甚至四峰的脉冲波形结构。证实了当通量较高时，SAXJ2103.5 +4545变得更硬。新的轨道解为：P_orb= 12.66528 ± 0.00051天，e = 0.401 ± 0.018，w = 241.36 ± 2.18，a_xsini = 80.81 ± 0.67 lt-s。
2007-03-03 astro-ph
Intrinsic Variability of the Vela Pulsar: Lognormal Statistics and Theoretical Implications
单脉冲的强度-相位分布在脉冲之间、平均分布之间以及脉冲内的相位之间都有很大的不同。对于脉冲星的射电辐射及其时间变化性，目前还没有被广泛接受的解释。在这里，通过分析船帆座脉冲星的平均轮廓的峰值附近的数据，我们表明，船帆座的变化对应于对数正态场统计，与预测的随机增长理论（SGT）的纯线性系统接近边际稳定性。因此船帆座的可变性是SGT状态的直接表现，场统计限制了发射机制是线性的（直接或间接），排除了像波塌缩这样的非线性机制。因此，场统计是一种强大的、可能广泛适用的工具，可用于了解相干天体物理和空间发射的变异性、制约机制和源特性。
2001-11-15 astro-ph
The characteristics of millisecond pulsar emission: II. Polarimetry
我们对北半球1410兆赫的毫秒双星进行了偏振监测观测。它们的发射特性与普通的光子晶体作了比较。虽然我们在论文I中证明了毫秒脉冲星具有相同的通量密度谱和相似的轮廓复杂性，但我们在这里提出的结果表明，毫秒脉冲星的轮廓不符合基于"正常“脉冲星的分类方案的预测。大量毫秒脉冲星剖面的频率发展与正常脉冲星的频率发展相比是异常的。此外，偏振特性表明，毫秒脉冲星的磁层可能不只是代表正常脉冲星磁层的比例版本，支持论文I的结果。然而，诸如强度和偏振两者的模式改变活动的现象在这里首次被认识到（例如，J1730- 2304）。这表明，虽然基本的发射机制仍然不敏感的旋转周期，条件，根据规范的脉冲星模型，调节无线电发射，可能会满足在毫秒脉冲星磁层的不同区域。至少有三种类型的模型被提出来描述毫秒脉冲星磁层。这些模型的预测与观察结果的比较表明，个别情况下，更好地解释不同的过程。然而，我们发现，毫秒级恒星可以根据共同的发射特性进行分组，这一分组有待未来多频观测的验证。
1998-01-19 astro-ph
Drifting sub-pulses in two newly discovered pulsars
在最近的斯温伯恩中纬度脉冲星巡天中，我们发现了两颗脉冲星中罕见的稳定漂移子脉冲行为现象。PSR J1231-47和PSR J1919+0134的周期分别约为1.873和1.6039秒。这两个卫星都有多分量剖面，并在它们之间观察到明显的漂移。我们已经在两个雷达中识别出单一漂移模式：PSR J1231-47的漂移率为5.4（1）ms P^{-1}，PSR 1919+0134的漂移率为5.8（2）ms P^{-1}。漂移在整个轮廓上是线性的，在我们观察的灵敏度范围内，在边缘处没有偏离线性。
2001-09-12 astro-ph
Coherently Dedispersed Polarimetry of Millisecond Pulsars
我们提出了一个大样本的高精度，相干去色散的毫秒脉冲星（MSP）在410和1414 MHz之间的频率极化配置文件。这些数据包括对几颗双星的第一次偏振观测，以及对其他双星的第一次低频偏振剖面。我们的观察结果支持以前的建议，脉冲形状和偏振的MSP是更复杂的比他们的慢亲戚。一个直接的结论是，偏振为基础的分类计划提出的年轻的恒星只有有限的使用时，适用于毫秒恒星。
2000-03-24 astro-ph
The characteristics of millisecond pulsar emission: I. Spectra, pulse shapes and the beaming fraction
我们用100米的Effelsberg射电望远镜监测了大量的毫秒双星，以便将它们的射电发射特性与缓慢旋转的星群进行比较。除了一些明显的例外，我们的研究结果表明，这两组对象有许多共同的属性。对正常脉冲星和毫秒脉冲星的光谱指数进行了比较，结果表明毫秒脉冲星的光谱与正常脉冲星的光谱没有明显的差别。然而，有证据表明，与正常的射电星相比，毫秒射电星的亮度略低，无线电发射效率也较低。我们证实了最近的建议，存在的多样性之间的孤立的毫秒星的毫秒星的亮度比二进制毫秒星的亮度。有迹象表明，古老的毫秒彗星比可能更年轻的彗星表现出更平坦的光谱。我们目前的证据表明，毫秒脉冲星配置文件只是稍微比正常脉冲星人口中发现的复杂。此外，发展的配置文件与频率是相当缓慢的，这表明非常紧凑的磁层。的配置文件的发展似乎反相关的同伴质量和自旋周期，再次表明，在一个二元系统中的质量转移量可能会直接影响发射性能。毫秒脉冲星射束的角半径并不遵循正则脉冲星模型所预言的适用于正常脉冲星的标度。相反，它们在系统上更小。在未来计算银河系人口出生率时，需要考虑较小的推断光度和较窄的发射光束。
1998-01-19 astro-ph
Relativistic Effects in the Pulse Profile of the 2.5 msec X-Ray Pulsar SAX J1808.4-3658
利用Rossi X射线定时探测器对1998年4月爆发的毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658进行了观测，分析了其脉冲辐射的性质。脉冲相位光谱显示，发射从硬光谱（光子指数为2.39 ± 0.06的幂律）发展到软光谱（指数为3.39 ± 0.24）。这种软化也可以观察到，作为低能光子相对于高能光子的基本相位滞后。我们表明，这种滞后是大致恒定的爆发超过10天。我们拟合这些数据与一个模型，其中的脉冲发射是从一个热点上的旋转中子星和作为相位的函数的流量计算，包括广义相对论的影响。该模型很好地描述了能量依赖滞后。在早期阶段（当斑点接近时）更硬的光谱是较大的多普勒增强因子的结果，这对这个快速脉冲星很重要。
2000-02-02 astro-ph
High-Altitude Emission from Pulsar Slot Gaps: The Crab Pulsar
我们提出了一个3D模型的光伽马射线发射的旋转动力脉冲星的槽隙加速器的结果。初级电子在缝隙间隙的未屏蔽电场中加速到高空，达到辐射反应极限的洛伦兹因子为2 x 10 ^7，而来自较低高度级联的电子-正电子对沿着缝隙间隙内部的场线流动。曲率，同步加速器和逆康普顿辐射的初级电子和对产生广泛的光谱发射从红外线到GeV的能量。原色和对都经历无线电光子的回旋共振吸收，使它们能够保持显著的俯仰角。来自具有洛伦兹因子为10 ^2 - 10 ^5的幂律能谱的对的同步辐射在10 MeV以下的能谱中占主导地位。同步辐射和曲率辐射的主要从10兆电子伏到几个GeV。我们研究的能量依赖的脉冲轮廓和相位分辨光谱的参数的蟹状星云脉冲星作为一个函数的磁倾角和视角，比较宽带数据。在大多数情况下，脉冲轮廓由拖尾场线上的焦散线支配。我们还探讨了高能和射电轮廓的关系，以及在射电锥发射中形成焦散的可能性。我们发现，蟹状星云脉冲星的轮廓和光谱可以相当好地再现了一个模型，视角为45度和倾角为100或80度。该模型预测，低于200兆电子伏的缝隙间隙发射将表现出与无线电发射的时间和相位的相关性。
2008-03-05 astro-ph
Refraction in a pulsar magnetosphere - the effect of a variable emission height on pulse morphology
将计算脉冲轮廓的Petrova（2000）模型扩展为变发射高度模型，使其物理自洽。在该上下文中，可变意味着发射高度对于不同的磁场线不再被认为是相同的。使用这个新模型计算的脉冲轮廓似乎是不太现实的，由于聚焦效应，不能用于拟合（典型的）多频脉冲星观测。除了聚焦效应之外，脉冲轮廓的一般形态不会受到引入可变发射高度的很大影响。将需要额外的扩展模型，以适应观察，并提出了几项建议。
2003-09-22 astro-ph
High time-resolution observations of the Vela pulsar
我们提出了高时间分辨率的观测单脉冲船帆座脉冲星（PSR B 0833 -45）与基带记录系统在660和1413 MHz的观测频率。我们在1413 MHz单脉冲数据中发现了两个惊人的特征。第一个是巨大的微脉冲，这是局限于脉冲轮廓的前沿的存在。这些脉冲中的一个具有超过2500 Jy的峰值通量密度，超过积分脉冲峰值的40倍。第二个新的结果是在脉冲轮廓的后沿上存在大幅度的高斯分量。该分量可以在强度上超过主脉冲，但是仅相对很少地被接通。波动谱揭示了140个脉冲周期的这一特征中可能的周期性。与轮廓的其余部分不同，该组件具有低净偏振，并且主要以正交模式发射。这一特征似乎是船帆座脉冲星所独有的。我们还首次在船帆座脉冲星中探测到了微结构。660 MHz数据中也存在这些相同的特征。我们认为，船帆座脉冲轮廓的全宽度可能是10毫秒大，但锥边缘发射很少。
2001-01-10 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
|V|: New insight into the circular polarization of radio pulsars
我们提出了一个研究的单脉冲从9个明亮的北半球恒星的圆偏振行为，V的意见进行了Effelsberg 100米射电望远镜在1.41 GHz和4.85 GHz和Westerbork射电望远镜在352 MHz。首次给出了单脉冲绝对圆偏振|V|的平均分布。我们证明，平均配置文件的|V|是脉冲组件，表现出低V的单脉冲和组件，表现出高V的任一手，尽管这两种情况下，导致在一个低的平均值之间的区别。我们还表明，|V|的平均配置文件几乎保持不变的频率，这是不是一般的情况下，V，使我们的结论是，|V|是一个关键的数量在脉冲星发射问题。
2003-08-13 astro-ph
An accretion disk and radio spectra of pulsars
在紧致射电源统一模型的基础上，得到了脉冲星平滑射电谱的翻转频率与色散测度与脉冲星周期之比的关系。这种关系是由围绕脉冲星的吸积盘中的径向密度波产生的。致密射电源的统一模型还给出了均匀化的射电辐射谱指数：对于温度分布T=const的气体盘，为$α=2$;对于压力分布P=const的气体盘，为$α=3$（$F_ν \propto ν^{- α} $）。
2003-07-25 astro-ph
The Near-UV Pulse Profile and Spectrum of the Pulsar PSR B0656+14
利用空间望远镜成像光谱仪（STIS）的棱镜和NUVMAMA探测器对中年脉冲星PSR B 0656 +14进行了近紫外波段脉冲星光谱和周期脉动的观测。脉动被清楚地检测到，双峰和非常相似的光学脉冲轮廓。NUV脉冲分数为70 +/-12%。在1800 - 3200 A范围内的去红相位积分光谱的光谱斜率为0.35 +/- 0.5，其与高脉冲分数一起指示NUV发射的非热起源。在1700-3400 A范围内的总通量估计为3.4 +/- 0.3e-15 erg/s/cm 2，当校正E（B-V）=0.03时。在288 pc的距离，这对应于3.4e28 erg/s的光度假设各向同性的发射。我们比较NUV脉冲轮廓与观测从无线电到伽马射线。第一NUV子脉冲与EGRET边缘检测到的伽马射线脉冲同相，而第二NUV子脉冲在形状和相位上与硬X射线中的非热脉冲相似。这表明在光学NUV和X射线中的非热发射的单一来源。这也支持所观察到的NUV光谱斜率，这是兼容的黑体加幂律拟合扩展从X射线范围，但占主导地位的幂律分量在大部分的NUV范围。
2005-06-07 astro-ph
Modelling the outburst profile of X-ray powered millisecond pulsars
低质量X射线双星的爆发相对于矮新星激变变星的爆发是延长的，这是由于X射线照射盘的结果。我们表明，衰变光变曲线的时间尺度和它在一个特征时间的光度与吸积盘的半径有关。因此，一个好的X射线光变曲线允许两个独立的估计光盘半径。在毫秒级的射电望远镜SAXJ1808.4 -3658和XTEJ 0929 -314的情况下，这些估计之间的一致性非常强。我们的分析允许新的距离和吸积盘半径的测定。我们的分析将允许在外部星系的源的吸积盘半径的测定，从而约束系统参数，其他观测技术是不可能的。我们也使用X射线光变曲线来估计传质速率。在2002年的SAXJ1808.4 -3658爆发中观察到的破指数衰减可能是由圆盘的自阴影变化引起的。
2008-10-30 astro-ph
