Multifrequency Radio Observations of the Crab Pulsar
在对蟹状星云脉冲星0.33至8.4 GHz之间的平均脉冲轮廓的频率依赖行为的研究中，发现了以前未见过的蟹状星云脉冲星轮廓成分。一个新的组件，36度的主脉冲在1.4 GHz的，是不符合的位置在较低的频率的前体。在1.4和8.4 GHz之间的脉冲间之后出现两个额外的平谱分量。正常的脉冲间经历了一个过渡的相位和频谱附近消失2.7 GHz，并重新出现10度的相位提前在4.8和8.4 GHz的新的频谱指数。射频主要消失的频率超过4.8千兆赫，即使它是在红外线，光学，和更高的能量。在高频率下的额外组件的存在和奇怪的频率依赖行为不同于在其他类星体中看到的任何东西，并且不能很容易地用简单的偶极场几何形状的发射来解释。
1996-04-27 astro-ph
Giant Pulses -- the Main Component of the Radio Emission of the Crab Pulsar
本文分析了在64米Kalyazin射电望远镜上获得的蟹状星云脉冲星的时间分辨率为250 ns、频率为600 MHz的双偏振观测结果。假设主脉冲和脉冲间的脉冲星射电辐射完全由巨射电脉冲组成，估计巨脉冲强度的下限;主脉冲和脉冲间产生的巨脉冲的峰值通量密度估计分别为100 Jy和35 Jy。这假设脉冲的正常无线电发射发生在前驱脉冲中。在这种情况下，蟹状星云脉冲星和毫秒脉冲星B1937+21的巨射电脉冲相对于正常射电辐射轮廓的起伏是相同的，即巨脉冲产生于正常射电辐射轮廓的后沿。对巨脉冲的圆偏振度分布的分析表明，它们可以由任意符号的100%圆偏振的纳米脉冲的随机混合物组成，平均而言，在单个巨脉冲中有数百个这样的纳米脉冲。
2006-03-03 astro-ph
Pulsar Magnetic Field Oscillation Model and Verification Methods
将太阳磁场的周期性反转现象类比于恒星，建立了磁场振荡模型（以下简称MO模型）。几乎所有的脉冲星辐射现象都能用MO模型得到很好的解释，特别是脉冲星的偏振特性、毛刺、产生率、测地岁差和蟹状星云的结构。MO模型还对恒星的其他特征提供了满意的解释，脉冲间、自旋下降、脉冲零位、拍频和脉冲漂移、旋转能量的损失率以及频率的准确性。我们提出了八个验证方法的MO模型。除了双星，我们的MO模型也可以用来解释非致密恒星的脉冲发射，如超冷矮星TVLM 513-46546和磁性化学奇特的恒星室女座CU。
2017-09-13 astro-ph
Polarization characteristics of the Crab pulsar's giant radio pulses at HFCs phases
我们讨论了我们最近发现的巨型射电辐射从蟹状星云脉冲星在其高频分量（HFC）的阶段，并显示这些脉冲的偏振特性。这导致我们的建议，有没有主脉冲（MP），脉冲间（IP）和氢氟碳化合物的发射机制的差异。我们简要回顾了蟹状星云巨射电脉冲的大小分布，并讨论了蟹状星云和其他星云中巨射电脉冲现象的一般特征。
2005-11-21 astro-ph
On the pulse-width statistics in radio pulsars
对脉冲星周期、脉冲宽度和磁倾角进行了蒙特卡罗模拟。使用现有的观测数据集，我们研究了一个可能的试验父分布函数的Kolmogorov-Smirnov显著性检验。我们还使用了一个额外的条件，即无论是从两个磁极还是从单个磁极产生的间脉冲的数量都在观察到的水平上。我们的结论是，父分布函数的磁倾角既不是平坦的，也不是余弦，但它是一个更复杂的功能与当地的最大值附近α = 25度和另一个较弱的α = 90度附近。脉冲星周期的似然分布函数由伽马函数表示。描述可观测到的射电望远镜比例的聚束比例约为0.12。
2004-12-07 astro-ph
Polarimetric Properties of the Crab Pulsar between 1.4 and 8.4 GHz
介绍了蟹状星云脉冲星在1.4和8.4 GHz之间频率的新的偏振观测。在早期的观测中发现的其他脉冲分量（Moffett & Hankins 1996，astro-ph/9604163）被发现具有高水平的线性偏振，即使在8.4 GHz。脉冲分量内没有发现位置角的突然扫描;然而，脉冲间的位置角和旋转相位在1.4和4.9 GHz之间确实发生了显着变化。多频轮廓形态和偏振特性指示发射的非标准起源。几个发射几何形状进行了讨论，但一个有利的定位地点的发射都在脉冲星表面附近，并在外磁层。
1999-04-30 astro-ph
Pulsed radiation from neutron star winds
脉冲星风的辐射是假设在距离恒星大约10到100个光柱半径处，磁能被耗散成粒子能量。加热粒子的同步辐射呈现出周期性，通常有脉冲和脉冲间。利用适合于蟹状星云脉冲星的参数（光柱$σ=6\times10^4$的磁化强度参数，洛伦兹因子$Γ=250$），计算了蟹状星云脉冲星的总光度，并与实测值进行了比较。这表明，来自年轻恒星的高能脉冲并不是起源于光柱内的共转磁层（与所有其他模型一样），而是来自光柱外的径向风。
2002-04-18 astro-ph
High-precision geometry of a double-pole pulsar
PSR B 0906 -49（或PSR J 0908 -4913）在宽频率范围内的高时间分辨率观测使我们能够确定脉冲星的几何形状和光束形状。我们已经使用了位置角导线来确定旋转矢量模型的高度约束解，这最终表明PSR B 0906 -49是一个正交旋转体。测量几何形状所获得的精度是前所未有的。如果脉冲星被GLAST探测到，这可能允许测试高能发射模型。虽然碰撞参量β似乎与频率有关，但我们已经证明这是由于星际散射的影响。因此，这颗脉冲星提供了一些最有力的证据，证明位置角摆动确实与几何原点有关，至少对于非回收的脉冲星来说是这样。我们表明，PSR B 0906 -49中主脉冲和间脉冲的光束结构非常相似。发射来自~230 km的高度，并且与位于最后一个开放场线的一半处的斑片状圆锥体的起源一致。脉冲星的旋转轴和运动方向似乎是一致的。
2008-07-31 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
The Abundance Evolution of Oxygen, Sodium and Magnesium in Extremely Metal-Poor Intermediate Mass Stars: Implications for the Self-Polution Scenario in Globular Clusters
本文给出了一颗贫金属中等质量恒星M_ZAMS=5M_sun，Z=0.0001中O_（16），Ne_（22），Na_（23）和镁同位素表面丰度演化的完整恒星演化和参数模型。O 16和Ne 22是由渐近巨星分支上热脉冲后的第三次上挖注入包层的。这些物种和最初存在的Mg 24被耗尽的热底部燃烧（HBB）在脉冲间阶段。结果，Na 23、Mg 25和Mg 26被增强。如果HBB温度足够高以使该过程有效地耗尽氧，则首先产生Na 23，然后在脉冲间阶段期间耗尽。虽然同时耗尽的O 16和增强的Na 23是可能的，所需的微调的疏浚和HBB投下了一些怀疑这个过程的鲁棒性的起源观察到的O-Na反相关的球状星团恒星。然而，一个非常强大的预测，我们的模型是低Mg 24/Mg 25和Mg 24/Mg 26的比例，只要显着的O 16耗尽可以实现。这似乎与最近在球状星团NGC 6752中观测到的镁同位素比率形成鲜明对比。
2003-05-26 astro-ph
Giant Pulses from PSR B1937+21 with widths <= 15 nanoseconds and T_b >= 5 x 10^39 K, the Highest Brightness Temperature Observed in the Universe
毫秒脉冲星B1937+21的巨大无线电脉冲是由位于澳大利亚Tidbinbilla的美国航天局/喷气推进实验室的70米射电望远镜用S2 VLBI系统在1.65 GHz处记录的。这些脉冲被观测到的强度为65000 Jy，宽度≤ 15 ns，对应的亮度温度T_b >= 5 x 10^39 K，是宇宙中观测到的最高温度。这些脉冲中的绝大多数分别发生在规则主脉冲和脉冲间轮廓的非常后沿处的5.8 mcs和8.2 mcs窗口中。巨脉冲一般只出现一个尖峰。在309个案例中，只有一个案例的结构明显更为复杂。累积分布通过指数为-1.40 +/-0.01的幂律拟合，具有低能量但没有高能量截止。我们估计巨脉冲经常发生，但很少被发现。当校正方向性因子时，估计仅在一个中子星旋转中就产生了25个巨脉冲。主脉冲和间脉冲的巨脉冲的强度彼此不相关，也不与主脉冲和间脉冲本身的强度或能量相关。它们的辐射能量密度可以超过中子星表面等离子体能量密度的300倍，甚至可以超过该表面的磁场能量密度。因此，我们不认为巨脉冲的产生与磁层中的等离子体机制有关。相反，我们认为，它是直接相关的脉冲星的极冠区的放电。
2004-08-16 astro-ph
Multifrequency Observations of Giant Radio Pulses from the Millisecond Pulsar B1937+21
巨脉冲是一种短而强烈的射电爆发，其强度分布为幂律分布，已在蟹状星云脉冲星和PSR B1937+21上观测到。我们利用Arecibo望远镜在430、1420和2380 MHz对PSR B1937+21的巨脉冲进行了系统的研究。在430兆赫时，星际散射将巨脉冲展宽到持续时间为$\sim50 μ$秒，但在更高频率时，脉冲非常短，通常仅持续$\sim1$ - $2 μ$秒。在每个频率下，巨脉冲仅在位于主脉冲和脉冲间峰值之后的$\sim 55$ - $70 μ$秒的脉冲相位的窄（$\lsim10 μ$ s）窗口中发射。虽然一些脉冲到脉冲的抖动在到达时间观察，平均到达相位似乎稳定的巨型脉冲的定时分析产生的最佳平均配置文件定时研究的竞争力的精度。我们测量了巨脉冲的强度分布，证实了一个近似指数为-1.8的近似幂律分布，在每个频率上贡献了$\gsim0.1%$的总通量。我们还发现，巨脉冲的强度下降的频率功率比普通的无线电发射稍陡。
1999-10-07 astro-ph
Theoretical Implications of the 47 Tuc Pulsars
在球状星团47 Tuc中已经观测到了20个毫秒射电双星。这是迄今为止已知的球状星团中最大的射电望远镜样本。这些最近的观测结果提供了一个独特的机会，重新从理论上研究球状星团中循环星的形成和演化。
1999-11-09 astro-ph
The Brightest Pulses in the Universe: Multifrequency Observations of the Crab Pulsar's Giant Pulses
我们分析了蟹状星云脉冲星在10个频率从0.43到8.8 GHz使用的数据在阿雷西博天文台。巨脉冲只出现在主脉冲和脉冲间分量中，表现为从射频到伽马射线能量。在我们的数据中，单个的巨脉冲达到至少$10^{32}$ K的亮度温度，这不能分辨最西脉冲，并且已知在纳秒分辨率的观测中达到$10^{37}$ K（Hankins等人，2003年）。因此，巨脉冲是可观测宇宙中已知的最亮的脉冲，是脉冲星发射机制理论解释的一个重要里程碑。它们的短持续时间使它们成为蟹状星云和星际介质的特别敏感的探测器。我们分析了频率结构，在个别巨脉冲使用一个放大，调幅，极化散粒噪声模型。与多径传播相关的频率结构在1.5 GHz下在25秒的时间尺度上解相关，这要求多径传播受到蟹状星云内材料的强烈影响。额外的频率结构去相关快于一个自旋周期，从脉冲星发出的纳秒脉冲持续时间的散粒噪声模式可以预期。考虑到蟹状星云脉冲星在明亮的超新星遗迹内的位置，我们得出结论，在典型的1小时观测中，最亮的脉冲在我们的最低频段（0.43 GHz）到1.6 Mpc的距离内最容易检测到。我们还讨论了使用未来的仪器，如LOFAR和SKA的脉冲检测。
2003-04-28 astro-ph
Implications of the PSR 1257+12 Planetary System for Isolated Millisecond Pulsars
第一颗太阳系外行星是在1992年围绕毫秒脉冲星PSR 1257+12发现的。我们表明，最近的发展在吸积到磁化恒星的研究，再加上最里面的存在，月球大小的行星在PSR 1257+12系统，表明脉冲星出生大约其当前的旋转频率和磁矩。如果是这样的话，这对中子星磁场的形成和演化以及中子星周围行星的形成都有重要的意义。特别是，它表明，一些，也许是所有孤立的毫秒双星可能已经出生的高自旋率和低磁场，而不是通过吸积回收。
2000-12-02 astro-ph
Implications of the Discovery of Millisecond Pulsar in SN 1987A
通过对SN 1987 A毫秒脉冲星的观测，我们得到了以下结论。1)SN 1987 A中的脉冲星自旋下降是由辐射引力波引起的，而不是由磁偶极子辐射和/或相对论脉冲星风引起的。2)SN 1987 A在核塌缩和爆炸时会形成一个轻微变形的激波，这与Nagataki（2000）的结论一致。3)利用LIGO和TAMA等Fabry-Perot-迈克耳孙干涉仪作为引力探测器，在未来几年内可以探测到脉冲星发出的引力波。4)中微子振荡模型不能很好地解释SN 1987 A脉冲星的反冲速度。流体动力学不稳定性模型更受青睐。
2001-02-14 astro-ph
The Highly Relativistic Binary Pulsar PSR J0737-3039A: Discovery and Implications
PSR J 0737 - 3039 A是一颗自转周期为22.7 ms的毫秒脉冲星，它属于一个轨道周期为2.4 h的双中子星系统。它的伴星也被发现是一颗射电脉冲星，使这颗双星成为第一个已知的双脉冲星系统。它的发现对相对论引力实验、引力波探测和等离子体物理都有重要意义。在这里，我们将简要描述在这个独特的系统中发现的第一颗脉冲星，并介绍后续研究所获得的第一批结果。
2004-05-11 astro-ph
Neutrino oscillations in magnetized media and implications for the pulsar velocity puzzle
在简要介绍了确定磁化介质中中微子势的一般技术之后，我将讨论在这种环境中活跃和惰性中微子的MSW共振振荡。利用我的结果，我将重新考虑基于这种中微子振荡的脉冲星速度之谜的解决方案的可行性。
1998-02-05 astro-ph
Implications of Low Energy X-ray Emission from Millisecond Radio Pulsars
所有六个毫秒射电望远镜（MSP）的低能X射线发射（0.1-10 keV）支持了一个脉冲星磁场演化的建议，以前只与无线电脉冲数据进行了比较：老的，非常强烈的自旋中子星成为主要的正交旋转（磁偶极矩垂直于恒星自旋）或对齐的旋转。综述了导致这种演化的中子星性质。特别考虑对齐MSP候选PSR J 0437 -4715的预测值与观察到的X射线发射之间的一致性。
2003-11-13 astro-ph
The X-ray jet in the Crab Nebula: radical implications for pulsar theory?
最近的蟹状星云的钱德拉图像显示了一个引人注目的轴对称极喷流。结果表明，喷流是在轴对称磁化脉冲星风中形成的，喷流光度与总光度的比例关系为（γ_0σ_{eq}）^{-4/3}，其中σ_{eq}为坡印亭通量与粒子流底部赤道处输出的动能之比，γ_0为流的初始洛伦兹因子。将结果应用于蟹状星云的图像，并对σ_{eq} \leq 100的蟹状星云脉冲星设定了极限。有人认为，传统的脉冲星理论需要重新审视这些限制。
2002-04-29 astro-ph
A strong $\ddotν - \dotν$ correlation in radio pulsars with implications for torque variations
本文分析了131颗射电望远镜的下旋参数，其中$\ddotν$已被很好地确定。这些双星的特征年龄在$10^{3} - 10^{8}$ yr之间，自转周期在0.4- 30 s之间;具有$\ddotν>0$和$\ddotν<0$的双星数量几乎相等。我们发现$\ddotν$与$\dotν$有很强的相关性，{ \em独立于} $\ddotν$的符号。我们认为，这种趋势可以解释为小，随机偏差的自旋下降扭矩是直接成比例的（在幅度上）的自旋下降扭矩。
2006-07-10 astro-ph
A wind model for high energy pulses
几年前，科罗尼蒂和米歇尔提出了一个解决西格玛问题的方案，即找到一种能够将波印廷能通量转换为脉冲星风中粒子能通量的机制，他们考虑了条纹风中磁重联的特殊处方。这个处方后来被证明是无效的。在本文中，我们讨论了基本的微观物理的重联过程，并得出结论，更快速的处方是允许的。假设耗散设置在一定距离外的光柱，我们计算得到的辐射签名，发现加热粒子的同步辐射出现周期性的，在一般情况下，显示脉冲和脉冲间。在蟹状星云和船帆座星云的情况下，这些星云的预测间距与观测结果吻合得很好。使用适合蟹状星云脉冲星的参数--在光柱σ_L = 6 x 10^4，洛伦兹因子Gamma=250处的磁化参数--我们发现与观测到的总脉冲光度相当吻合。这表明，来自年轻恒星的高能脉冲并不是起源于光柱内的同向旋转磁层（与所有其他模型一样），而是来自光柱外的径向风。
2002-09-02 astro-ph
RXTE Observation of PSR B1706-44 and Implications for Theoretical Models of Pulsar Emission
我们报告的观测结果与罗西X射线定时探测器（RXTE）的PSR B1706-44的生活时间为132 ks，寻找脉冲X射线发射。PSR B1706-44是一颗射电和高能伽马射线脉冲星（由EGRET探测到），但在X射线波段没有探测到脉冲发射。由于大多数已知的伽马射线脉冲星都发射脉冲X射线，因此PSR B1706-44也可能是一颗X射线脉冲星。然而，虽然ROSAT PSPC在脉冲星位置探测到一个源，但它没有探测到脉动，给出的脉动分数上限为18%。1996年11月和1997年5月，在附近的X射线双星4U 1705 -44的低态期间进行了RXTE观测，以寻找脉冲星周期的调制。在脉冲星周期内没有检测到明显的调制，在9 keV < E <18.5 keV的区间内，上限为10^{-6}光子cm^{-2} s^{-1} keV^{-1}。从RXTE观测脉冲通量的上限，采取与多波段观测脉冲星的影响进行检查的背景下，脉冲星粒子加速区的理论模型。
1998-06-15 astro-ph
STIS Near Ultraviolet Time-Tagged Spectra of the Crab Pulsar
本文给出了在哈勃空间望远镜（HST）第二次服务任务轨道验证（SMOV）期间，利用空间望远镜成像光谱仪（STIS）观测到的蟹状星云脉冲星的近紫外（1600-3200埃）光谱和脉冲轮廓。二维近紫外多阳极微通道阵列（NUV MAMA）在时间标签模式下使用2 arcsec × 2 arcsec孔径和低色散光栅G230 L，以获得具有狭缝位置、波长和时间轴的立方体。观测得到的脉冲轮廓与射电测量结果一致，脉冲轮廓与高速光度计先前的NUV宽带测量结果一致。脉冲星的光谱包括2200埃的尘埃吸收特征，加上几条星际吸收线。使用E（B-V）=0.55+-0.05的Savage-Mathis模型对光谱进行去红化，得到与斜率为-0.3+-0.2的幂律的良好拟合。在光子统计的范围内，主脉冲、脉冲间以及各个上升沿和下降沿的光谱与总光谱相似。脉冲轮廓在NUV光谱范围内是稳定的。直方图分析显示，没有证据表明在无线电波长处看到了超脉冲。Mg I、Mg II和Fe II的星际吸收线等效宽度低于根据E（B-V）=0.5的隐含HI柱密度所预期的。虽然有几种解释是可能的，但需要进行更多的研究，以缩小选择范围。
1997-12-31 astro-ph
Implications of a constant observed braking index for young pulsar's spindown
观测到的制动指数n_{obs}已被确定为几个年轻的恒星，已被发现不同于旋转磁偶极子模型的预期值。此外，在这两种情况下，为其中两个卫星确定的观测急动参数与理论预测m_{obs} = 15不一致。我们提出了一个简单的模型，能够说明这些差异，基于增长的“扭矩函数”K = -（点欧米茄）/（欧米茄^{n}），在约束下，n_{obs}是一个常数。我们发现，有观测证据支持后者hypotesis，并推导出初始值的几个物理量的四颗恒星的n_{obs}已被测量。
1997-08-01 astro-ph
Absolute Timing of the Crab Pulsar with RXTE
自1996年1月任务开始以来，我们已经用罗西X射线定时探测器（RXTE）监测了蟹状星云脉冲星主X射线脉冲的相位近8年。RXTE时钟的绝对时间足够精确，可以直接将该相位与无线电配置文件进行比较。我们对脉冲星的监测观测每两周进行一次（在它距离太阳至少30度的时期），我们将数据与来自Jodrell Bank观测的无线电计时星历进行了相关。我们已经确定了每个观测的X射线主脉冲的相位，每个数据点的典型误差为50 μ s。总的系综与在监测周期内恒定的相位一致，X射线脉冲领先无线电脉冲0.0102+/-0.0012周期的相位，或344+/-40 us的时间。误差估计主要由无线电数据中的40 us的系统误差决定，该误差由星际散射和仪器校准引起的脉冲延迟量的不确定性引起。统计误差为0.00015周期或5 us。主脉冲和间脉冲的间隔在一年或更短的时间尺度上似乎是不变的，平均值为0.4001+/-0.0002周期。在2-30 keV范围内，这些值随能量没有明显变化。无线电脉冲和X射线脉冲之间的滞后可以是相位恒定（旋转）或时间恒定（线性路径长度）。我们还不能区分这两种解释。
2004-03-08 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
Reversals of radio emission direction in PSR B1822-09
脉冲星B1822-09的脉冲轮廓显示出一种非常特殊的模式变化：出现在主脉冲（MP）前面的“前体”显示出零化周期，在此期间，在旋转相位处可以检测到间隔脉冲（IP），与前体分离约180度。我们建议，这种奇异的现象，这需要两个组件之间的信息传输，发生通过在同一发射区域中产生的相干无线电发射的方向的反转。这种解释自然解释了在非脉冲区域缺乏弱无线电发射，以及与MP前体和IP相关的发射区域之间的信息传输问题。反转也意味着无效。该模型具有深刻的物理含义：（i）相干无线电发射的机制必须允许辐射进入两个相反的，间歇性变化的方向;（ii）无线电波必须能够通过具有强磁场的中子星磁层的内部区域传播。最重要的是，该模型意味着向内的无线电发射脉冲星磁层。
2005-03-18 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
Timing Measurements and Their Implications for Four Binary Millisecond Pulsars
我们目前的时间观测的四个毫秒彗星，在ATNF帕克斯和NRAL Jodrell银行射电望远镜三年多来获得的数据。更新了天体测量、自旋和二进制参数，并对三个天文卫星（PSR J 0613 -0200、J1045-4509和J1643-1224）进行了实质性改进。我们测量了PSR J 0437 -4715轨道的投影半长轴随时间的变化，并利用它来约束轨道的倾角和伴星的质量。发现了PSR J1045-4509和J1643-1224的分散措施发生变化的一些证据。对行星质量伴星的存在进行了限制，排除了质量和轨道与太阳系中的类地行星相似的伴星。
1996-11-11 astro-ph
Update on Pulsar B1620$-$26 in M4: Observations, Models, and Implications
更精确的无线电定时数据和偶然的{ \it HST}数据的结合证实了PSR B1620 $-$ 26的外伴星是一颗行星。在这里，我们总结了观测情况，包括初步的新的定时解决方案和测量系统参数的影响。我们详细介绍了拟议的形成方案，讨论各自的优势和问题，解释三重的起源，我们推测在早期宇宙的行星形成的一些影响。关于这个系统的未来数据将对行星形成的基本模式提供更多的限制。我们预测，随着无线电计时的灵敏度和持续时间的增加，将发现更多的交换行星绕着球状星团中的回收恒星运行。有了更多的数据，就有可能对一些备选的地层模型进行强有力的观测检验。
2004-04-27 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
Non-detection of a pulsar-powered nebula in Puppis A, and implications for the nature of the radio-quiet neutron star RX J0822-4300
我们报告了在超新星遗迹船尾座A中对与无线电宁静的中子星RX J 0822 -4300有关的脉冲星风星云的深射电搜索。船尾座A的明确属性使我们能够将任何星云的大小限制在30弧秒以下;然而，我们在任何空间尺度上都没有发现这样一个源的证据。这些未被探测到的结果导致了任何脉冲星驱动星云的射电光度的上限，这比RX J 0822 -4300是一颗远离我们的高能年轻射电脉冲星时所预期的要低三个数量级，并对最近声称的来自这个来源的X射线脉动产生了怀疑。由于没有射电星云，我们得出结论，RX J 0822 -4300的性质与大多数年轻的射电巨星非常不同，它代表了一个独特的群体，可能与射电巨星一样多，甚至更多。
2000-05-18 astro-ph
Chandra Observations of G11.2-0.3: Implications for Pulsar Ages
我们介绍了钱德拉X射线天文台对年轻的银河系超新星遗迹G11.2-0.3的成像观测。图像显示，先前已知的年轻65毫秒X射线脉冲星位于位置（J2000）RA 18 h 11 m 29.22s，DEC -19o 25' 27。“6，误差半径为0。''6.这在髋臼杯几何中心的8“以内。这提供了强有力的证据，证明该系统比脉冲星的特征年龄年轻约12倍。年龄的差异表明，脉冲星的特征年龄可能是贫穷的年轻恒星的年龄估计。假设传统的自旋下降与恒定的磁场和制动指数，在G11.2-0.3的年龄差异的最可能的解释是，脉冲星出生的旋转周期约为62毫秒的钱德拉图像还揭示了，第一次，脉冲星风星云的形态。这种拉长的硬X射线结构可以解释为一个喷流或一个从边缘看到的蟹状环面。这增加了越来越多的高度非球面脉冲星风星云的名单，并认为这种结构在年轻的脉冲星周围很常见。
2001-07-16 astro-ph
Implications of the X-Ray Properties of Pulsar Nebulae
蟹状星云的一个合理模型是，来自脉冲星的粒子主导的高度相对论风穿过激波阵面，其中粒子达到幂律能量分布。电子和正电子失去能量辐射同步辐射。在这里，一个单区版本的模型开发和应用于观测的X射线脉冲星星云。如果观测到的电子处于同步辐射冷却状态，并且它们的能谱与蟹状星云中的相似，那么脉冲星自旋下降功率到X射线亮度的有效转换是可以预期的。在这种情况下，X射线光度和脉冲星自旋下降功率之间的关系仅弱依赖于模型参数。对于更陡的粒子谱，这种依赖性更强，如在N157 B中出现的，并且X射线产生的效率可能更低。如果电子不处于冷却状态，X射线的亮度可能会很低，船帆座脉冲星周围的致密星云似乎就是这种情况。缓慢冷却很可能是由辐射区域中的次均分磁场引起的。观测可以限制相对论性磁流体冲击的不确定物理。该模型与伽马射线暴余辉模型有关。
2000-06-01 astro-ph
Neutron Star Kicks in Isolated and Binary Pulsars: Observational Constraints and Implications for Kick Mechanisms
本文研究了孤立中子星和双星系统中中子星的中子星反冲的观测约束。我们特别感兴趣的证据踢自旋对齐/错位和它的依赖于中子星初始自旋周期。对于几个年轻的脉冲星，致密星云的X射线观测表明，脉冲星自行与星云对称轴定义的自旋方向一致。我们还严格审查的自行和投影自旋轴的测量，从一个大样本的恒星，以及校准的偏振数据。我们发现，在20多颗有可靠测量数据的恒星中，自转轴和自行之间存在着显著的相关性。对于各种NS双星，包括双NS系统、有大质量主序星伴星的双星和有大质量白矮星伴星的双星，我们从观测到的系统轨道特征中得到了对反冲大小和方向的约束。我们发现，在一些系统中，反冲速度与NS自旋轴不一致，并且在这些系统中，NS自旋周期（当可用时）通常长于几百毫秒。这些约束，连同在许多孤立的微扰器中观察到的自旋-反冲对准，表明反冲时间尺度为数百毫秒至1秒，因此可以根据NS的初始自旋周期获得自旋-反冲对准或不对准。我们讨论了各种NS踢机制，我们的结果的影响。
2005-11-06 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
Green Bank Telescope Measurement of the Systemic Velocity of the Double Pulsar Binary J0737-3039 and Implications for its Formation
我们报告的测量在820-和1400-MHz的轨道调制的衍射闪烁时标脉冲星A的双脉冲星系统J 0737 -3039使用绿岸望远镜。与这种调制相适应，确定天空平面中的系统速度为V_iss ~ 140.9 +/- 6.2 km/s。该速度相对于脉冲星轨道节点线的平行和垂直分量分别为V_plane ~ 96.0 +/- 3.7 km/s和V_perp ~ 103.1 +/- 7.7 km/s。大的V_perp意味着脉冲星B出生时的反冲速度>~ 100 km/s。未来VLBA结合改进的V_iss测量确定角自行，应提供到系统的精确距离。使用高精度定时数据和V_iss模型，我们估计最佳拟合轨道倾角为i = 88.7 +/- 0.9度。
2004-04-07 astro-ph
Implications of the Narrow Period Distribution of Anomalous X-ray Pulsars and Soft Gamma-Ray Repeaters
所观测到的十颗异常X射线脉冲星和软γ射线中继星的自旋周期都在6-12秒的很窄的范围内。我们使用一个点似然技术来评估这种聚类对出生期和这种系统的最后一段时间施加的约束。我们考虑了它们的自旋演化的一般规律，用一个常数制动指数来描述。我们发现，对于制动指数的正值，所观察到的聚类需要一个上截止期，这是非常接近的最大观察期约12秒。我们还表明，对出生期的约束非常强烈地依赖于制动指数n的假设值，范围从几毫秒（n>2）到几秒（n<2）。我们讨论了可能的方式收紧这些限制的基础上与人口的射电望远镜和未来的观测等来源与当前的X射线天文台的相似性。
2002-02-19 astro-ph
The implications of radio-quiet neutron stars
我们整理了旋转动力中子星的证据，这些中子星是可见的X射线源，而不是射电望远镜。八个天体的无线电通量存在定量上限，揭示了一个人口至少一个数量级的无线电波长比类似功率或年龄的已知无线电天体发光。这些天体本身可能具有较低的射电光度，但另一种简单的解释是，它们是射电波束远离地球的天体。在硬X射线或伽马射线通量被看到的地方，波束的解释意味着高能辐射和看不见的无线电波束的发射地点不同。我们估计：（a）年轻中子星的射电辐射率大约为50%，肯定远低于100%;（b）银河系中每90年诞生一颗中子星。我们的结论是，可能所有的中子星都是作为射电双星诞生的，而且大多数年轻的、邻近的射电双星已经被发现。
1998-03-16 astro-ph
A Plasma Prism Model for an Anomalous Dispersion Event in the Crab Pulsar
1997年10月，在绿岸用85英尺望远镜对蟹状星云脉冲星在327兆赫和610兆赫进行的日常监测观测表明，色散测量值跳变了0.1厘米$^{-3}$ pc。在几天的过程中，在新旧分散体中同时观察到脉冲。在色散跃变期间，脉冲通量减小了一个数量级。在这一事件之前的几个月里，平均脉冲轮廓包含微弱的“鬼”脉冲分量，其相位与常规主脉冲和脉冲间分量的相位相差一个几乎与频率无关的时间延迟，该时间延迟在一个月内以二次方方式减小到零。在分散事件之后，散射水平增加了一个数量级，如通过在327 MHz处的脉冲展宽所测量的。还有一个奇怪的转变，在旋转相位，一个放缓，在两个频率的分散跳跃的时候，我们与内在的定时噪声。除了这种减速之外，所有观察到的现象都可以用三角形等离子体棱镜的可变扰动光学来解释，三角形等离子体棱镜位于同步加速器星云和超新星喷出物之间的交界面，并在几个月的时间内穿过视线。所需的密度，规模长度和速度是合理的，以前的观察和分析这些细丝。因此，我们的研究提供了一个探针的等离子体柱的尺度为30微弧秒至3毫弧秒（$10^{12-14}$厘米），补充尺度可访问的光发射线研究与HST分辨率（$10^{16-18}$厘米）。结合这两个观察提供了一个详细的界面区域的样本，可以匹配统计的数值模拟的结果。
2000-06-15 astro-ph
Implications of H.E.S.S. observations of pulsar wind nebulae
在这篇关于脉冲星风星云（PWN）的评论文章中，我们讨论了这种星云在遏制交叉场扩散的背景下的性质（相对于正常平流），反向冲击对偏移“类船帆”PWN演变的影响，对最大粒子能量学的约束，基于光谱和空间特性的磁场强度估计，以及这种场估计对风的组成的影响。讨论的重要部分是基于高能立体系统（{ \it H.E.S.S.}）。或{ \it HESS}）探测到两个演化的脉冲星风星云船帆座X（茧状星云）和HESS J1825-137。在船帆座X（茧）的情况下，我们还审查了强子与轻子解释的证据，表明轻子解释有利于{ \it HESS}信号。在这篇评论文章中讨论的限制设置了一个一般的框架，解释了一些偏移，充满中心星云看到的{ \it HESS}。这些源沿银道面分布，银道纬度为$|b|\sim 0$，存在大量的分子气体。在这些区域，我们发现星际介质是不均匀的，这对超新星激波膨胀的形态有影响。这种效应的结果之一是形成了观测到的偏移脉冲星风星云。
2008-03-02 astro-ph
Optical Observations of the Binary Pulsar System PSR B1718-19: Implications for Tidal Circularization
我们报告凯克和哈勃空间望远镜光学观测的食脉冲双星系统PSR B1718-19，在球状星团NGC 6342的方向。这些照片揭示了脉冲星0 \farcs 5半径位置误差圆内的一颗暗淡恒星（$m_{\rm F702W}=25.21\pm0.07$ ;织女星系统）。这可能是伴侣。如果它是星团中的主序星，它的半径为$\rcomp\simeq0.3 \rsun$，温度为$\teff\simeq3600 $ K，质量为$\mcomp\simeq0.3 \msun$。然而，在许多形成模型中，脉冲星（因吸积而旋转或新形成）及其伴星最初处于偏心轨道。如果是这样的话，潮汐圆化产生了今天的高度圆形轨道，需要一个大的恒星半径，即，恒星一定是膨胀的。利用Roche和Hayashi极限对半径和温度的约束，我们从观测结果中推断出$\rcomp\simlt0.44 \rsun$和$\teff\simgt3300 $ K.即使对于最大半径，所需的潮汐耗散效率也大于某些处方的预期。
1999-08-31 astro-ph
Implications of the Optical Observations of Neutron Stars
我们发现，脉冲光发射的观测表明，峰值通量尺度根据磁场强度在轻圆柱。导出的关系表明，发射机制是共同的，在所有观测到的恒星周期从33毫秒至385毫秒，年龄为1000- 300，000年。值得注意的是，$γ$射线衍射仪也存在类似的趋势。此外，Pacini（1971）提出并由Pacini和Salvati（1983，1987）发展的模型仍然有效，并对光学现象给出了充分的解释。
2000-09-28 astro-ph
Radio spectrum of the AXP J1810-197 and of its profile components
作为欧洲脉冲星网络（EPN）多望远镜观测活动的一部分，我们在2006年7月进行了1.4，4.9和8.4 GHz的同时多频观测，并从2006年12月到2007年7月进行了2.7，4.9，8.4，14.6和32 GHz的准同时多频观测。以获得5.5秒射电发射磁星AXP J1810-197的通量密度测量和光谱特征。我们监测了它的脉冲形状，其中包括一个主脉冲（MP）和一个间脉冲（IP）的光谱演化。我们目前的平均配置文件和单独的脉冲分量的这个第一个已知的无线电发射瞬态异常X射线脉冲星的通量密度谱。我们观察到的通量密度减少了10倍，在8个月内，并遵循的两个主要组成部分之一的消失。虽然光谱通常是平坦的，但我们观察到光谱指数随时间的大波动。出于这个原因，我们对单个脉冲的调制指数进行了一些测量，以便也研究这些波动的起源。
2008-08-02 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
Pulsar Braking Indices Revisited
利用标准的中子星减速方程，我们用积分法而不是传统的微分法导出了制动指数的计算公式。新公式否定了测量旋转频率的二阶时间导数的需要。我们表明，该方法给出了类似的制动指数PSR B1509-58和螃蟹脉冲星已经在文献中。我们指出，我们的方法是有用的，而不需要长的，相连接的定时解决方案，获得制动指数的中度老化的汽车。我们将该方法应用于20个样本，并讨论了结果的含义。我们发现，几乎所有的派生制动指数占主导地位的影响（看不见的）毛刺，从腐败的频率一阶导数的值的恢复。然而，任何真正的，大的，积极的制动指数的磁场衰减的影响，并提供支持最近的模型脉冲星的演变。
1999-05-06 astro-ph
Discovery of an X-ray nebula around PSR J1718-3825 and implications for the nature of the gamma-ray source HESS J1718-385
结合脉冲星风星云（PWN）的X射线同步辐射和逆康普顿γ射线观测，可能有助于阐明这些系统中的加速和能量损失过程。特别是，这样的观测提供了对这些物体中的粒子注入历史和磁场强度的约束。新发现的TeV伽马射线源HESS J1718-385被认为是高自旋下光度脉冲星PSR J1718-3825的可能PWN。以前没有灵敏的X射线测量这个脉冲星，和不寻常的能量谱的TeV源，激发了这个区域的观测与XMM-牛顿。所获得的数据揭示了PSR 1718-3825位置的硬谱X射线源和脉冲星附近扩散发射的证据。我们得到的HESS J1718-385的质心的千电子伏的排放限制，并讨论了这些研究结果的PWN性质的这个对象的影响。
2007-10-01 astro-ph
Discovery of Three Wide-orbit Binary Pulsars: Implications for Binary Evolution and Equivalence Principles
我们报告了在银河平面帕克斯多束脉冲星巡天中发现的三颗毫秒双星。这些物体是高度回收的，并且在低质量白矮星同伴的轨道上运行了数十天。一个对象，PSR J1853+1303的偏心率，是超过一个数量级低于潮汐循环过程中的对流波动理论的预测。我们证明，在系统随机取向的假设下，这些系统的祖先的核心质量-轨道周期关系的当前理论模型可能高估了白矮星质量，加强了以前对这些模型与数据匹配的担忧。这些新物体使我们能够将违反相对论等效原理的极限更新为95%置信度上限，即强等效原理参数δ为5.6 x 10^-3，洛伦兹不变性/动量守恒参数α 3为4.0 x 10^-20。
2005-06-27 astro-ph
Implication of Existence of Hybrid stars and Theoretical Expectation of Submillisecond Pulsars
我们导出了混合星、具有夸克物质核的中子星的体粘滞阻尼时标。中子星的r模不稳定性窗口表明，理论计算结果与快速旋转脉冲星的实验结果相一致，这可能是中子星内部存在夸克物质的一个指示。混合星而不是中子星或奇异星可能导致亚毫秒级的双星。
2008-01-08 astro-ph hep-ph nucl-th
