Millisecond Pulsar Emission Altitude from Relativistic Phase Shift: PSR J0437-4715
通过对脉冲分量的高斯拟合，分析了毫秒脉冲星PSR J 0437 -4715在1440 MHz的光谱轮廓，确定了它的11个发射分量。我们建议，他们形成一个发射光束与5个嵌套锥中心的核心。利用分量峰的相位位置，我们估计了像差-延迟（A/R）相移。由于A/R相移，强度轮廓的质心和偏振角摆动的拐点相对于旋转轴和磁轴定义的双正交平面在相反的方向上对称地移动。认识到这一点，我们就能确定中子星冕面的相位位置，并估计出核和锥成分相对于中子星中心的绝对发射高度。使用Gangadhara（2005）最近给出的更精确的相移表达式，我们发现无线电发射来自于从7%的光柱半径的核心到30%的最外圆锥的高度范围。
2006-04-27 astro-ph
Pulsar Radio Emission Altitude from Curvature Radiation
我们假设沿偶极磁场线运动的相对论源发射曲率辐射。光束发射发生在磁力线切线的方向上，为了接收它，视线必须在光束角1/γ内与切线对齐，其中γ是粒子洛伦兹因子。通过求解倾斜旋转偶极子磁场中的观测几何，我们证明了在任意给定的脉冲相位下，观测者只倾向于从几何所允许的特定高度接收辐射。我们发现，外锥组件发射在更高的海拔相比，内部组件，包括核心。在任何脉冲相位，低频发射来自比高频发射更高的高度。我们模拟了PSR B 0329 + 54脉冲分量的发射高度，估算了发射区的场线曲率半径和粒子洛伦兹因子。
2004-03-19 astro-ph
On the method of estimating emission altitude from relativistic phase shift in pulsars
相对论性等离子体粒子的辐射在共转系中沿磁力线切线方向传播，而在惯性系中则向旋转方向发生畸变。考虑到发射光斑的余纬和等离子体的旋转速度，我们修正了像差相移的关系。在小角度近似的极限下，像差相移变得与倾斜角α和视线影响角β无关。然而，在更高的高度或更大的旋转相位，偏移确实取决于α和β。考虑到像差、延迟和极帽电流，我们给出了强度分布中相移的表达式。我们重新估算了六颗经典脉冲星的辐射高度，并通过高斯函数拟合脉冲分量，分析了毫秒脉冲星PSR J 0437 -4715在1440 MHz的辐射轮廓。通过该程序，我们已经能够识别PSR J 0437 -4715的11种排放组分。我们建议，他们形成一个发射光束与5个嵌套锥中心的核心。利用组分峰的相位位置，我们估算了锥型组分的相对论相移和发射高度。我们发现一些成分是从高达23%的光柱半径的高度发射的。
2005-03-24 astro-ph
Particle Acceleration in Pair-Starved Pulsars
我们研究了脉冲星极冠（PC）上方的物理情况，其中加速的初级粒子（电子）不能在低高度（PC表面上方1-2个恒星半径内）产生足够数量的电子-正电子对来屏蔽加速的电场，并继续加速到至少接近光柱的非常高的高度。我们推导出了在高海拔地区有效的平行电场的解析解。该解是基于旋转感应的横向电场在磁通量管内渐近消失的物理条件。这个条件限制了决定磁管内平行电场分布的有效空间电荷的渐近值。我们对低空到高空的平行电场值的估计表明，从光子晶体到光圆柱体，在曲率辐射反应的限制下，会出现一个主加速区（特征洛伦兹因子高达1-2 × 10 ^7）。在这个模型中，主外流变得渐近无力，并可能变成一个相对论风超出轻柱。这样的解决方案将适用于两个老的恒星只产生逆康普顿散射对和年轻的非常高的B恒星（磁星）。我们认为位于对死亡线以下的双星可能是射电宁静的伽玛射线源。
2004-08-20 astro-ph
On the methods of determining the radio emission geometry in pulsar magnetospheres
本文对Gangadhara & Gupta（2001）提出的确定脉冲星磁层射电辐射几何的相对论相移方法进行了改进。我们的修改提供了一种确定无线电发射高度的方法，该方法不依赖于观察几何形状，也不需要偏振测量。我们建议应用该方法的平均无线电脉冲轮廓的外边缘，以确定与脉冲的边缘相关的磁场线，从而测试的几何方法的基础上测量的脉冲宽度在最低的强度水平。我们证明了Blaskiewicz等人（1991）提出的另一种相对论方法提供了与脉冲轮廓外边缘相关的发射高度的上限。将这些极限与用几何方法确定的高度进行比较，可以用来探测脉冲星磁层中磁场旋转畸变和折射效应的重要性。我们提供了一个全面的讨论相对论方法中使用的假设。
2004-02-21 astro-ph
Pulsar Slot Gaps and Unidentified EGRET Sources
本文提出了一种不同于传统的极帽模型和外隙模型的脉冲星高能辐射的新图象，它综合了两者的要素。缝隙模型是基于电子加速沿开放领域的边缘从中子星表面附近的轻圆柱。沿着最后的开放场线，对形成前沿上升到非常高的高度，形成槽隙，其中加速电场未被对屏蔽。由此产生的辐射的特点是两个中空锥从低海拔对级联，看到在小视角，以及焦散辐射的后缘场线在高海拔，看到从两极在大视角。缝隙间隙发射的小立体角（<< 1 sr）与观察到发射的高概率相结合，预示着在更大的距离上可以探测到更多的伽马射线源。在这幅图中，许多射电望远镜与未识别的EGRET源的位置重合成为真实的关联，因为缝隙间隙模型预测的许多射电望远镜的通量将提供观测到的EGRET源通量。我们也将讨论在这个模型中看到无线电宁静伽马射线天体的可能性。
2004-09-02 astro-ph
Reception of radio waves from pulsars
相对论性源沿磁偶极场线运动时，束射发生在场线的切线方向。为了接收这样的波束辐射，视线必须与波束角1/γ内的切线对准，其中γ是粒子洛伦兹因子。通过求解观测几何，在倾斜旋转的偶极磁场中，我们证明了在任何给定的脉冲相位下，观测者只能接收到来自特定高度的辐射。我们发现外锥辐射接收的高度比包括地核在内的内锥辐射接收的高度高。在任何脉冲相位，低频发射来自比高频发射更高的高度。作为我们模型的一个应用，我们已经应用它来解释PSR B 0329 +54中conal组分的发射高度。
2003-10-17 astro-ph
Multi-frequency integrated profiles of pulsars
我们在243 - 3100兆赫的五个频率上共观测到67个类星体。在印度的巨型米波望远镜和在澳大利亚的帕克斯望远镜进行了较低频率的观测。我们目前的配置文件从34个样品的最佳信噪比和最少的散射。脉冲星剖面的一般“规则”在数据中可见;随着频率的增加，剖面变得更窄，极化分数下降，外部分量变得更加突出。这些规则的许多反例也被观察到，具有复杂配置文件的用户特别容易违反规则。我们假设脉冲星辐射在磁层内的位置随着脉冲星自旋的下降而随时间演化。在高能量的类星体中，辐射来自一个有限的高海拔范围，在中等自旋能量的范围内，辐射发生在很宽的海拔范围内，而在低自旋能量的类星体中，它被限制在磁层的低层。
2008-04-24 astro-ph
Extended Acceleration in Slot Gaps and Pulsar High-Energy Emission
我们修正了脉冲星极帽（PC）上方的“缝隙”（SG）中的初级电子加速物理，这一机制最初由Arons和Scharlemann（1979）在他们的脉冲星极帽电动力学模型中提出。我们采用的标准定义的SG作为一个对自由空间之间的最后开放的场线和对等离子体柱的边界，这是预计将开发以上的PC的大部分。我们的修改的理由是，适当的处理脉冲星SGs内的主要加速度应考虑到的效果，狭窄的几何间隙内的电动力学的间隙，也包括惯性系拖曳的效果上的粒子加速度。在能隙区域中，坐标系拖曳和几何屏蔽效应的结合自然会产生一种扩展加速机制，这种机制并不局限于早期模型中的“有利弯曲”场线，也不局限于曲率光子在极高高度（高达几个恒星半径）产生多对的可能性。估算的SG级联辐射的理论高能光度与γ射线级联辐射的经验关系符合得很好。我们说明了我们的模型的对级联和伽马射线发射的高海拔的SG的螃蟹脉冲星的结果。框架拖曳场和高空SG发射的组合使得能够在较小的倾斜角和较大的发射光束下加速，这两者对于产生宽间隔双峰轮廓都是必要的。
2003-01-03 astro-ph
Polarization Characteristics of Pulsar Profiles
最近已经发表了几百颗恒星的偏振剖面图（例如，Gould & Lyne 1998，GL 98; Weisberg等人1999）。在这份报告中，我们总结了脉冲星剖面的圆极化和高线性极化的特点，根据所有以前公布的数据。
1999-11-16 astro-ph
Circular Polarization in Pulsar Integrated Profiles: Updates
我们更新了Han等人（1998）对积分脉冲轮廓中圆偏振的系统研究。编制了圆极化剖面数据。方向反转可能发生在核心或锥体组件中，或组件之间的交叉点附近。用大量数据证实了圆锥双棱镜的圆偏振方向和位置角变化方向之间的相关性。某些天线的圆偏振特性随频率有明显的变化。毫秒双星的圆偏振与普通双星的圆偏振略有不同。
2006-03-22 astro-ph
On the circular polarization of pulsar radiation
本文研究了脉冲星磁层中无线电波在超相对论性强磁化正负电子等离子体中传播时的偏振行为。磁层的旋转引起偏振限制区的波模耦合。这个过程中示出，导致相当大的圆偏振的线偏振的正常波。因此，尽管发射的正常波是线性偏振的，但在许多类星体上观察到的圆偏振可以归因于极限偏振效应。
1999-02-08 astro-ph
Pulsar "Drifting"-Subpulse Polarization: No Evidence for Systematic Polarization-Angle Rotations
给出了双星B 0809 +74和B2303+30的偏振角密度显示，这两颗星在先前报道的单个子脉冲内没有表现出系统偏振角旋转的证据。这两个脉冲的“漂移”子脉冲都表现出惊人的线性和圆偏振，这似乎反映了两个几乎正交偏振的发射“模式”的特征--沿着这两个模式，严重的平均轮廓去偏振是它们在可比的总强度下混合的特征。
2001-11-01 astro-ph
Scintillation-Induced Circular Polarization in Pulsars and Quasars
我们提出了一个物理解释产生的圆偏振产生的辐射通过磁化等离子体的旋转测量梯度，或“法拉第楔形”的传播。确定了偏振诱导圆极化的可观测性准则。本文讨论了该理论在双星和致密河外源圆偏振中的应用。
2000-07-28 astro-ph
A Pulsational Model for the Orthogonal Polarization Modes in Radio Pulsars
在早期的论文中，我们介绍了一个模型，其中的非径向振荡的高球度（\el）对准旋转的中子星的磁轴能够重现子脉冲，就像在脉冲星强度的单脉冲测量中观察到的。该模型没有解决偏振问题，而偏振是脉冲星发射的一个组成部分。观测表明，许多类星体发射的无线电波似乎是两个具有正交偏振角的线性偏振发射模式的叠加。在本文中，我们扩展我们的模型，将线性偏振。和以前一样，我们提出恒星物质的脉动位移调制脉冲星发射，但现在我们将这种调制应用于线性偏振发射模式，就像曲率辐射可能产生的那样。我们进一步引入第二偏振模式，正交的第一，这是调制的脉动速度。我们将这些模式叠加在一起，模拟观测到的斯托克斯参数在射电望远镜。
2008-02-17 astro-ph
Arecibo Multi-frequency Time-Aligned Pulsar Average-Profile and Polarization Database
我们提出了阿雷西博时间对齐，总强度分布的46个卫星在一个非常宽的范围内的射频和多频，偏振角密度图和/或偏振分布的58个卫星的卫星在一些或所有的频率50，111/130，430和1400兆赫。与频率有关的色散延迟已被删除，以便对齐剖面以研究其光谱演化，并尽可能在相同的经度尺度上显示每个脉冲星的剖面。大多数在阿雷西博的Deconstrative范围内的恒星都足够明亮，可以进行光谱或单脉冲分析，这些恒星都包括在这次调查中-校准的脉冲序列可以通过网络下载以供进一步研究。
2008-02-08 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
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
Polarization of pulsar radiation in the two-pole caustic model and in the outer gap model
我们提出的脉冲星辐射的线性偏振特性的预测外磁层的扩展区域的高能量辐射的两个模型：最近提出的两极焦散模型，和外间隙模型。
2004-03-17 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
Effects of Rotation and Relativistic Charge Flow on Pulsar Magnetospheric Structure
提出了一个中子星（NS）磁层开磁力线区的三维解析模型。我们构建了一个显式的解析解任意的磁层旋转（旋转和磁轴之间的角度），将磁层旋转的影响，相对论流动的电荷（如初级电子束）沿开放场线，和E X B漂移这些费用。我们的解决方案采用了空间电荷限制的纵向电流计算的电动模型的Alummov和Tsygan（1992年），是有效的非常高的高度接近轻圆柱体。我们假设在磁层的最内层，NS磁场可以很好地表示为静态磁偶极子位形。在高海拔的开放磁场线显着偏离那些静态偶极子，并往往集中成一个圆柱形束，扫回的方向相反的旋转，也向旋转赤道弯曲。我们简要地讨论了我们的研究的自旋动力的光子晶体的一些启示。
2005-05-09 astro-ph
Polarization transfer in pulsar magnetosphere
研究了脉冲星磁层中超相对论磁化电子-正电子等离子体中无线电波的传播。由于波模耦合和回旋吸收，原始自然波的偏振态发生了显著变化。当模式耦合和回旋共振的区域近似重合时，这种变化最为明显。在波模耦合发生在谐振区之上和之下的情况下，所得到的偏振基本上是不同的。本文的主要结果是，在前一种情况下，偏振模式变得非正交。偏振传输方程的解析处理伴随着数值计算。讨论了脉冲星等离子体极化演化的观测结果。
2005-12-06 astro-ph
Polarization Patterns in Pulsar Radio Emission
在庞加莱球的二维投影中显示射电望远镜单脉冲的偏振观测结果时，产生了各种有趣的偏振模式。在许多球面中，投影产生两个数据点簇，它们位于球面上的对映点。这些团簇是由偏振振幅的波动形成的，这些波动平行于代表脉冲星磁层中波传播模式的偏振态的单位矢量。然而，在其他的装饰物中，图案更复杂，类似于环形和领结或酒吧。这些复杂模式的形成还没有被理解，而且在很大程度上还没有被探索。脉冲星偏振的经验模型被用来表明，这些模式产生的偏振波动是垂直于模式矢量。该模型还表明，调制指数的偏振振幅是一个指标的偏振模式的复杂性。广义法拉第旋转的随机版本可以导致偏振矢量的方向波动，并且是模型中垂直波动的可能候选者。替代模型表明，一种模式经历垂直波动，而另一种则没有，这表明波动也可能是由于模式选择性随机过程，如磁层中的散射。的模式的偏振稳定性分析意味着，发射固有的过程是更有效地在去极化的发射比其偏振矢量的方向的波动。
2008-10-22 astro-ph
Polarization and the Age of Pulsars
本文利用84颗恒星在6cm波长上的偏振射电剖面，给出了恒星偏振与特征年龄之间的关系。考虑到与特征年龄值有关的较大误差，我们推测通过它们的偏振性质来识别年轻恒星的可能性。使用这种方法，我们已经确定了20多个可能的年轻人，包括一些具有相对较高的特征年龄。在这些天体中，有七个已经被认为与超新星遗迹有关。对于其余的类星体，我们发现了一些候选者相关联的微弱信噪比，并提出其中之一。这表明，该方法可以作为一个额外的独立指标的年轻化的农民工。
1998-08-13 astro-ph
Flux Densities and Radio Polarization Characteristics of Two Vela-like Pulsars
我们报告的双频射电偏振观测两个年轻的，充满活力的恒星，PSR J 0940 -5428和J1301-6305。这是在帕克斯多波束巡天中发现的第一批类船帆星。我们进行了观察，这些恒星与澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）在中心频率为1384和2496 MHz的脉冲星选通，同时保留完整的斯托克斯参数。在校正带宽去极化后，我们测量了这些类星体的偏振特性、通量密度和旋转测量。来自ATCA数据的光谱指数是浅的，但仍然与这种类型的恒星所看到的值一致。这两颗双星的自转测量结果与最近使用帕克斯望远镜的数据报道的结果一致，并且这两颗双星在1384和2496 MHz都具有高度线性偏振的脉冲轮廓。我们的研究结果支持了先前指出的高程度的线性偏振，浅光谱指数，大自旋下降光度之间的相关性。
2007-06-21 astro-ph
Orientation Angles of a Pulsar's Polarization Vector
利用脉冲星射电辐射偏振的统计模型，导出了偏振矢量方向角的一般统计量。将理论分布与PSR B2020+28的单脉冲偏振观测结果计算的方位角直方图进行了比较。理论和测量的分布之间的有利的协议，支持统计模型的基本假设，并证明，像最近的工作在其他天体，圆偏振的旋向与辐射的正交偏振模式。矢量的方向角的全面的方向统计也来自，并遵循沃森双极和Fisher分布在其限制形式。
2006-03-17 astro-ph
Gamma-ray emission from rotation-powered pulsars
利用前两篇论文中提出的脉冲星极冠上级联对产生的简化模型，我们研究了脉冲星低空粒子加速和对产生区域的预期伽马射线输出。我们将脉冲星分为几类，根据哪种机制会截断极帽外的粒子加速度，并给出每类脉冲星的预期亮度估计。我们发现，逆康普顿散射以上的脉冲星极冠提供了初级伽马射线，启动对级联在大多数脉冲星。这降低了预期的$γ$ -射线光度低于先前的估计，假设曲率伽马射线发射是在所有恒星对创建的主导发起人。
2001-11-14 astro-ph
The Effect of aberration on polarization position angle of pulsars
脉冲星辐射的线偏振位置角（PPA）呈现出多种多样的结构，偏离了经典的旋转矢量模型。在这项研究中，我们调查的PPA的影响，由于排放所产生的高度范围。我们证明，通过适当地选择发射高度，我们可以重建PPA扫描整个集成的脉冲轮廓。
2004-01-16 astro-ph
Are there real orthogonal polarization modes in pulsar radio emission?
脉冲星的正交偏振模（OPM）已被观测到并被广泛接受。然而，没有一个公认的理论能够解释脉冲星的起源，这成为脉冲星研究领域的一个谜。这里提出了一种解决这个谜团的可能方法。我们提出一个问题：脉冲星辐射中是否存在真正的所谓的OPM？本文认为，脉冲中的“观测到的最大偏振”可能是脉冲星辐射退偏振和偏振仪观测不确定性的结果。提出了检验这一观点的一种可能方法。如果这一设想得到证实，将对脉冲星的研究产生重大的理论和观测影响。
2000-07-05 astro-ph
Radio Polarization of the Young High-Magnetic-Field Pulsar PSR J1119-6127
研究了新近发现的年轻射电脉冲星PSR J1119-6127的射电偏振特性。利用澳大利亚望远镜紧凑阵列在2496 MHz中心频率下拍摄的脉冲星选通射电成像数据，我们确定了脉冲星的旋转测量值为+842 +/- 23 rad m^-2。这些数据，结合档案偏振测量数据在1366 MHz的中心频率与帕克斯望远镜，被用来确定PSR J1119-6127在两个频率的偏振特性。脉冲星在1366和2496 MHz处的分数线性极化分别为~75%和~55%，并且轮廓由单个宽分量组成。这种脉冲形态和高度的线性偏振与先前注意到的年轻恒星的趋势一致（例如，PSR J1513-5908）。利用Parkes数据拟合了线极化位置角PA随脉冲相位的变化关系，得到的RV模型表明射电辐射来自圆锥波束的前沿。我们讨论PSR J1119-6127的背景下，最近的理论模型的脉冲星自旋下降，原则上可以测试从这个脉冲星的偏振和定时数据。RV拟合的几何约束目前不足以检验该模型的统计学显著性，但未来可能会有更多数据进行此类检验。
2003-03-04 astro-ph
The Geminga Fraction
像Geminga这样的无线电安静的伽马射线源可能是银河系中一些未被识别的EGRET源的原因。Geminga类双星的数量对伽马射线和无线电波束的几何形状非常敏感。最近对年轻射电星脉冲轮廓的形状和偏振的研究提供了证据，表明它们的射电发射起源于宽锥形束，其高度是其光柱半径的一个重要部分（1 - 10%）。这样宽的无线电发射波束将在更大的观测角度范围内可见，而不是被认为起源于较低高度的窄核心部分。使用3D几何建模，包括相对论效应从脉冲星旋转，我们研究了这种无线电锥束的可见性，以及槽隙和外间隙模型预测的伽马射线束。从这项研究的结果，可以得到修正的预测部分Geminga，无线电安静的伽玛射线脉冲星的人口目前。
2007-03-01 astro-ph
A transition from linear to circular polarization in pulsar radio emission
目前已知有三种雷达，它们清楚地显示出圆偏振度随频率的强烈增加。由于这是伴随着线性偏振的平稳下降，我们调查，如果这种观察可以通过从线性到圆偏振的传播模式过渡来解释。使用以前发表的模型，我们发现，偏振类型随频率的变化率是很好的理论一致。当然，由于只有三个天体，所以不能对所有的天体样本得出一般性的结论。然而，我们表明，这三个对象的非常不寻常的行为可以很好地解释这个模型，我们讨论，为什么只有这么少的对象是目前已知的。
1999-01-14 astro-ph
On the origin of the circular polarization in radio pulsars
研究了脉冲星磁层等离子体中圆偏振波的性质。结果表明，在基于反常多普勒共振的模型框架下，可以定性地解释脉冲星射电辐射圆偏振的某些观测特征。分析表明，如果电子和正电子的洛伦兹因子之间的差异相对较大，则其中一个圆偏振波变为超光速，因此不能由回旋不稳定性产生。我们认为，这种情况下对应于在所有观察到的频率通过整个平均脉冲轮廓的圆偏振的一只手的主导的双极。对于洛伦兹因子之间的差值的中间值，产生两个圆偏振波，但是对于高频，一个旋向的波更有效地产生，而另一个旋向的波的产生在低频占主导地位。这应该对应于具有圆偏振度的强频率依赖性的天线。洛伦兹因子之间的差异相对较小的情况对应于在平均脉冲轮廓的中心具有圆偏振的符号反转的偏振器。
2005-10-05 astro-ph
New optical polarization measurements of the Crab pulsar
2002年1月，在Calar Alto 3.5米望远镜上用高速偏振仪OPTIMA对蟹状星云及其脉冲星进行了约3小时的观测。蟹状星云脉冲星的强度和偏振在旋转的所有阶段都以比以往更高的统计精度确定。因此，我们能够从脉冲发射中分离出所谓的“非脉冲”相位发射（与主峰相比，强度约为1.2%，假设存在于所有相位），并显示脉冲结构的“净”偏振。最近的理论结果表明，蟹状星云脉冲星的测量光学偏振类似于两极焦散辐射模型或条纹脉冲星风模型的预期。
2005-11-21 astro-ph
Natural Polarization Modes in Pulsar Magnetospheres
本文在脉冲星磁层自然电磁波模理论的基础上，对脉冲星磁层的射电偏振特性进行了全面的研究。考虑到磁力线的曲率、像差效应和磁后掠效应，我们在低密度冷等离子体近似下采用相对论介电张量，导出了与观测结果完全一致的极化特性。具体来说，我们证明，1。线偏振度随频率的增加而减小。2.圆偏振度随着频率的增加而增加。3.在高频率（>几GHz）下，线偏振的程度与自旋下降光度Edot相关。4.在高频率下，长周期类星体的线性极化比短周期类星体的线性极化弱。5.两个自然波模式的折射率之间的差异随着频率的增加而减小，这可能通过叠加导致去偏振。
1998-04-29 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
Propagation effect on polarization of pulsar radio emission
我们考虑的传播效应，如受激拉曼散射的无线电脉冲的偏振的作用。当一个频率接近等离子体频率的强电磁波与脉冲星磁层中的等离子体相互作用时，入射波发生受激拉曼散射。利用典型的等离子体和磁场参数，我们计算的增长率和估计的偏振特性的散射模式。在某些条件下，我们发现散射模式的偏振特性可以变得与入射波的偏振特性显著不同。在磁层外部发生强拉曼散射的频率落在观测到的无线电波段内。在某些天体中，例如PSR B 0628 -28和1914+13，观测到了一个大而对称的圆偏振。我们认为这种不寻常的圆偏振是由传播效应产生的。
1999-01-16 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
Light curves and polarization of accretion- and nuclear-powered millisecond pulsars
我们研究了吸积动力毫秒双星的理论X射线光变曲线和偏振特性。我们假设辐射产生于中子星表面与磁极有关的两个对映点。在激波系中，我们计算了电子散射主导的平面平行吸积激波中产生的与角度有关的强度和极化。考虑狭义相对论效应和广义相对论效应，计算了观测到的光通量、偏振度和偏振角。计算还扩展到核动力毫秒脉冲--X射线爆发的情况。在这种情况下，我们考虑一个点，并假设辐射是在无限汤姆逊光学深度的大气中产生的。光变曲线和偏振曲线显示出很大的差异，这取决于模型参数。所提出的结果可以作为第一步，以了解所观察到的脉冲轮廓的吸积和核动力毫秒脉冲。未来对X射线偏振的观察将为测试发射区域的几何形状及其物理特性提供有价值的工具。
2004-08-13 astro-ph
Pulsar Polar Cap Heating and Surface Thermal X-Ray Emission II. Inverse Compton Radiation Pair Fronts
我们研究了脉冲星极冠（PC）上方的逆康普顿散射（ICS）光子产生的电子-正电子对和返回的正电子对表面加热。本文是我们对脉冲星光子晶体上的加速度、电子对动力学和电场屏蔽的自洽处理的继续。计算了逆康普顿对形成锋的高度、返回正电子的通量以及加热效率和X射线光度。我们修正了脉冲星死亡线暗示对形成的停止，并提出他们在表面磁场周期空间。我们发现，几乎所有已知的无线电脉冲星都能够产生对的共振和非共振ICS光子辐射的粒子加速以上的PC在一个纯粹的星心偶极场，使我们的ICS对死亡线与经验的无线电脉冲星死亡。我们的计算表明，ICS对能够屏蔽加速电场只有在高的中子星表面温度和磁场。我们认为，这样的屏蔽在ICS对前线局部发生，减缓但不关闭粒子的加速，直到筛选可以发生在曲率辐射（CR）对前线在更高的海拔。在没有屏蔽的情况下，发生在PC表面，我们预计脉冲星伽马射线的光度将是其自旋下降的光度的一个重要组成部分。由ICS对锋的PC加热产生的X射线光度显著低于来自CR对锋的PC加热光度，CR对锋在大多数情况下占主导地位。来自ICS对前沿的PC加热在毫秒级的双星中是最高的，这不能产生CR对，并且可以解释在这些旧双星的光谱中观察到的热X射线分量。
2001-12-17 astro-ph
Statistics of the individual-pulse polarization based on propagation effects in pulsar magnetosphere
脉冲星的射电辐射被模拟为两个完全极化的非正交模式的总和，随机变化的斯托克斯参数和强度比。这些模是脉冲星磁层热磁化弱非均匀等离子体中原始自然波偏振演化的结果。在波模耦合过程中，线偏振的自然波获得纯正交的椭圆偏振。此外，当波通过回旋共振时，它们变得非正交。最终偏振特性和模式的强度比的脉冲到脉冲的波动归因于等离子体流中的时间波动。所提出的模型可以再现单个脉冲偏振特性的一维分布的基本特征。此外，脉冲星偏振的传播起源暗示着模式椭圆率与位置角之间存在一定的相关性。在定性层面上，对于不同的参数集，预期的相关性似乎与观察到的一致。进一步的理论研究是必要的，以建立定量对应的模型的观测结果，并在此基础上发展的诊断技术的脉冲星等离子体。
2006-03-13 astro-ph
Simultaneous single-pulse observations of radio pulsars: II. Orthogonal polarization modes in PSR B1133+16
在本文中，我们提出了一个研究的无线电发射的PSR B1133+16的正交偏振模式，同时进行的框架内，多频，单脉冲观测。在两个频率（1.41 GHz和4.85 GHz）同时观测提供了研究偏振特性（如偏振位置角）带宽的手段。我们发现两个主要结果。首先，在两个频率处的偏振模式之间存在高度相关性。其次，模式更均匀地出现，并且分数线偏振朝向更高频率减小。我们讨论了这种频率的演变，并提出在脉冲星磁层的传播效应作为其起源。
2002-06-08 astro-ph
Orthogonal polarization mode phenomenon in pulsars
研究了脉冲星大气层中相对论带电粒子沿弯曲磁场线运动时辐射的偏振特性。我们提出正电子和电子沿弯曲磁场线运动时所发射的辐射是正交偏振的。旋转矢量模型很好地描述了各正交偏振模的偏振角。然而，在微脉冲和子脉冲中观察到的偏振角摆动往往被发现是相反的旋转矢量模型，这种摆动预计会出现由于正交偏振模式的相干叠加。作为该模型的一个应用，我们讨论了脉冲星PSR B0950+08在1.71GHz频率下的偏振态。对使用100米Effelsberg射电望远镜获得的单个脉冲数据进行了统计分析。我们发现，类星体的辐射主要是以两个相互独立的正交模的形式出现的。看起来，它们存在于所有的脉冲宽度，但在某些脉冲宽度，一种模式占主导地位。偏振角灰色图指示在每个脉冲经度处分开大约90度的两个最有利的角度。退偏主要是由正交模的非相干叠加引起的。我们推断脉冲星辐射由两个偏振角正交的椭圆偏振电磁波组成。我们的模型预测，这种波可以辐射的正电子和电子加速沿弯曲的磁场线。这些模式的圆偏振方向取决于从粒子轨迹的哪一侧接收辐射。
1997-07-15 astro-ph
An inverse Compton scattering (ICS) model of pulsar emission: III. polarization
最近，乔和他的合作者提出了一个逆康普顿散射（ICS）模型来解释射电辐射。本文研究了该模型下脉冲星辐射的偏振特性。首先，利用低频近似，导出了单电子在强磁场中逆康普顿散射波的解析振幅。我们发现，单个相对论电子散射间隙火花产生的"低频波“的向外无线电发射应该是线性偏振的，根本没有圆偏振。然而，考虑到来自一束电子的发射的相干性，我们发现来自发射束的内部部分的出射辐射，即，从较低的发射高度，更喜欢具有圆偏振。计算机模拟结果表明，ICS模型可以再现脉冲中心附近圆极化方向反转、线极化位置角摆动呈S形、圆锥分量线极化较强等极化特性。
1999-11-15 astro-ph
Multiple Imaging of PSR B1133+16 by the ISM
星际介质中电子密度不均匀性对脉冲星辐射的折射有时会产生脉冲星的多次成像，从而导致脉冲星动态谱记录中强度的周期性振荡。这类事件可以作为脉冲星磁层发射区的解析工具。在这里，我们描述的结果，从最近观察的双重成像事件PSR B1133+16，其中放置相当严格的限制发射区域的位置。我们的分析约束的散射对象的位置的壳的本地气泡。振荡的相位在整个脉冲中显示出显著的变化。在脉冲的两个边缘处，发射区的横向间隔的最小值被推断为3 × 10^5 m。这意味着最低排放高度为2.6 x 10^6米。条纹相位随脉冲经度的非单调变化被解释为该脉冲星正交偏振模发射区高度的变化。这与传播效应（例如折射）对正交模式负责的理论一致。
1999-03-23 astro-ph
Polarization Sweeps in Rotation Powered Pulsars
我们重新检查的旋转供电的偏振角扫描的特性，并计算预期偏差从这个扫描引起的像差效应和极冠电流。我们发现，除了先前已知的相位偏移的整个扫描由$ΔΦ= -4 r/R_L$，像差移动偏振角本身由$ΔΨ= -(10/3) (r/R_L) \cos α$。类似地，极冠上方的电流使极化扫描偏移$ΔΨ= (10/3) (r/R_L) (J/J_{GJ}) \cos α$，潜在地提供了直接测量电流幅度的方法。这两种效应之间的竞争在偏振角扫描中产生了潜在的可观察到的特征。虽然这些效应可能看起来类似于正交模位移，但它们是一种具有独特观测特征的独立现象。
2000-08-07 astro-ph
Study on polarization of high-energy photons from the Crab pulsar
我们在外能隙加速器的框架下研究了蟹状星云脉冲星高能辐射的偏振。最新版本的外间隙，从内部的零电荷表面延伸到光柱，用于检查的光变曲线，光谱和偏振特性，同时。计算了偏振位置角曲线和偏振度，并与Crab光学数据进行了比较。我们表明，外间隙模型解释了所观察到的光变曲线，光谱和偏振的一般特征，考虑到从内部的零电荷表面和从三级对，这是由高能量光子从二级对产生的排放。对于蟹状星云脉冲星，偏振位置角曲线表明，从旋转轴测量的观测者视角大于90度。
2007-01-09 astro-ph
Simultaneous single-pulse observations of radio pulsars III. The behaviour of circular polarization
通过对PSR B1133+16的两个频率的同步观测，研究了脉冲星射电辐射的圆极化现象。特别是，我们调查的手的圆偏振与正交偏振模式现象在两个不同的频率的关联。我们发现，在PSR B1133+16的脉冲中，这种关联是显著的，这为正交偏振模式确定所观察到的圆偏振提供了有力的证据。然而，这种关联并不完美，并且随着频率的增加而减少。基于这些结果，并假设发射发生在叠加的正交偏振模式，我们提出了一种基于单脉冲的模式分解技术。然后可以通过将各个模式分离的单脉冲相加来计算每个模式的偏振的平均轮廓。我们发现，分解单脉冲产生不同的平均配置文件的正交偏振模式从分解的平均配置文件。最后，我们展示了样品单脉冲，并讨论了圆偏振与正交偏振模式现象的相关性的频率依赖性的影响。
2003-03-28 astro-ph
Gravitational Wave Induced Rotation of the Plane of Polarization of Pulsar Signals
本文利用场波动方程的几何光学极限，导出了沿同一方向传播的引力波场引起的电磁波偏振面旋转的表达式，其中$\approx \f{Gμd^2Ω^4}{3ø}$，$ø$和$Ω$是它们各自的频率。在估计双星脉冲的影响时，人们发现它太小而无法观测到，可能还有其他的源，如螺旋双星或不对称的中子星，其影响可能在可观测的区域。
2001-10-29 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
Polarization Properties of Nine Southern Radio Pulsars
我们报告的射电偏振观测九个南半球。样本中的九个中有六个是年轻的，其特征年龄在100 kyr以下，并且具有高自旋亮度。所有六个都显示出显著程度的线性极化。我们还证实了以前注意到的趋势，其中的线性偏振度增加与自旋下降的光度。在可能的情况下，我们已经使用了脉冲星发射几何形状的矢量模型来拟合观测到的位置角数据。我们对PSR J1513-5908（B1509-58）的拟合特别有助于结合进一步的定时观测直接检验Melatos（1997）的磁层模型。对于这个脉冲星，我们发现，磁倾角大于或等于60度被排除在3-西格玛水平，并建议的几何形状的形态明显的双极X射线流出是轻微不一致的Melatos模型。我们还报告了三个较老的恒星：PSR J 0045 -7319，PSR J1627-4845和PSR J1316-6232（我们也报告了它们的发现）。其中，仅PSR J 0045 -7319显示出显著的极化。
2001-06-28 astro-ph
Polarization of high-energy emissions from the Crab pulsar
在Cheng等人的工作基础上，我们在外能隙加速器的框架下研究了蟹状星云脉冲星高能辐射的偏振。最新版本的外间隙，从内部的零电荷表面的光圆柱体，用于检查同步辐射的第二和第三对，这是产生的间隙外。考虑到粒子的回转运动，我们同时计算了光变曲线、光谱和偏振特性。计算了偏振位置角曲线和偏振度，并与Crab光学数据进行了比较。我们证明了来自零电荷面内部的辐射在光变曲线中产生外翼辐射和非脉冲辐射，而第三对辐射对桥辐射有贡献。次级电子对的发射解释了观测到的光变曲线和光谱的主要特征。另一方面，需要从零电荷表面和从第三对内部的发射来解释蟹状星云脉冲星的光学偏振行为。偏振特性的能量依赖性是本模型所期望的。对于蟹状星云脉冲星，偏振位置角曲线表明从旋转轴测量的观测者视角大于$90^{\circ}$。
2006-10-12 astro-ph
On the Excess Dispersion in the Polarization Position Angle of Pulsar Radio Emission
脉冲星射电辐射的偏振位置角（PA）的分布可以比平均线性偏振和非脉冲仪器噪声所预期的要宽得多。与我们对发射机制的有限理解相反，PA中的过量色散意味着脉冲星PA以随机方式变化。测量的斯托克斯参数的本征值分析的开发，以确定多余的PA色散的起源。分析适用于敏感，校准良好的偏振观测PSR B1929+10和PSR B2020+28。分析阐明了偏振波动的起源，并揭示了过量的PA色散是由测量的斯托克斯参数形成的数据点簇的各向同性膨胀引起的。星系团的膨胀与PA的随机波动并不一致，这可能是从发射区磁场线方向的随机变化或脉冲星磁层或星际介质中的随机法拉第旋转所预期的。星系团的膨胀，以及由此产生的PA色散，归因于接收到的脉冲星信号中的随机偏振辐射。分析还表明，正交极化模式（OPM）发生在无线电发射严重调制。实际上，仅当调制指数超过约0.3的临界值时才可能发生OPM。
2004-01-28 astro-ph
Polarization of high-energy pulsar radiation in the striped wind model
计算了条纹脉冲星风模型中产生的脉冲同步辐射的Stokes参数，并与蟹状星云脉冲星的光学观测结果进行了比较。我们假设风发射率的主要贡献来自一个薄的过渡层，占主导地位的环形磁场反转其极性。场的径向分量被忽略，但增加了一个小的径向分量。产生的辐射是线性偏振的（斯托克斯V=0）。在非脉冲区，电矢量位于脉冲星自转轴在天空的投影方向。这种特性是风模型所独有的，并且与数据吻合良好。其他属性，如减少程度的偏振和特征扫描的脉冲内的偏振角也被再现。这些性质定性上不受风洛伦兹因子、电子注入幂律指数和视线倾角的变化的影响。
2005-05-20 astro-ph
