PSR J0205+6449 is a X-ray and radio pulsar in supernova remnant 3C 58. We report on observations of the central region of 3C 58 using the 4.2-m William Herschel Telescope with the intention of identifying the optical counterpart of PSR J0205+6449 and characterising its pulsar wind nebula.
Around the pulsar position we identified extended emission with a magnitude of $B = 23 \fm 97 \pm 0.10$, $V = 22 \fm 95 \pm 0.05$ and $R = 22 \fm 15 \pm 0.03$ consistent with a pulsar wind nebula. From the R-band image we identified three knots with $m_R$ = $24 \fm 08 \pm 0.07$ (o1), $24 \fm 15 \pm 0.07$ (o2) and $24 \fm 24 \pm 0.08$ (o3). We confirm the presence of an optical pulsar wind nebula around PSR J0205+6449 and give an upper limit of $m_R \approx$ 24 for the optical magnitude of the pulsar. Furthermore we make the tentative suggestion that our object o1, with an $m_R \approx$ 24.08 is the optical counterpart. If confirmed the pulsar would have an $L_R/L_x\approx 0.004$ and an optical efficiency of about 5% of the Crab pulsar. Such a low efficiency is more consistent with the characteristic age of the pulsar rather than that of SN 1181.
本文报道了我们提出的射电脉冲星PSR B 0656 +14的光学对应体--V~ 25天体的首次成功测量（HST/WFPC 2）。43+/- 2质量的年位移是非常重要的，虽然与早期，粗糙，无线电测量一致，但其精度大大提高。结合Shearer等1998年关于可能的光学脉动的报道，我们认为这一结果是PSR B 0656 +14光学鉴定的最终证据。
Subaru optical observations of the old pulsar PSR B0950+08
本文报道了在斯巴鲁望远镜上用Suprime-Cam对一颗老的（1750万年）射电脉冲星PSR B 0950 +08进行的B波段光学观测。我们探测到一个微弱的物体，B=27.07（16）。在我们的天文测量精度范围内，它与脉冲星的射电位置以及巴甫洛夫等人（1996年）用HST/FOC/F130 LP在紫外线中探测到的物体相一致。该天体的位置重合和光谱特性表明它是PSR B 0950 +08的光学对应物。它在B波段的通量比早期瑞利-金斯对相邻F130 LP波段唯一可用的HST观测结果的解释高出两倍。根据B和F130 LP测光的建议对应的和现有的X射线数据，我们认为有利于非热起源的宽带光谱PSR B 0950 +08，因为它是观察到的光学发射的年轻，中年的恒星PSR B 0656 +14和Geminga。与此同时，PSR B 0950 +08的光学效率，从它的自旋下降功率和检测到的光通量估计，是由几个数量级高于这些恒星，并与年轻得多，更有活力的蟹状星云脉冲星。我们不能排除PSR B 0950 +08周围存在一个紧凑的，大约1“的，微弱的脉冲星星云，垂直于其自行矢量延伸，除非它不是一个微弱的扩展物体在脉冲星位置上的投影。
HST Proper Motion confirms the optical identification of the nearby pulsar PSR 1929+10
我们报告的自行测量的建议光学对应的X射线/射电脉冲星PSR 1929+10。利用HST/STIS（平均历元2001.73）获得的图像，我们计算出自最初的HST/FOC探测历元（1994.52）以来，RA的年位移为+97 +/-1 mas yr ^{-1}，12月的年位移为+46 +/- 1 mas yr^{-1}。光学自行分量的大小和方向与最近VLBA射电测量结果完全一致。这一结果提供了一个明确的确认脉冲星的光学识别。此外，我们还使用了组合STIS/FOC数据集来获得脉冲星光谱的信息，其特征似乎是幂律分量，显然与X射线发射无关。
A Search for the Optical Counterpart of PSR B1951+32 in the Supernova Remnant CTB 80
使用时间分辨的二维孔径测光，我们已经把上限的脉冲发射从两个拟议的光学对应PSR B1951+32。我们的脉冲上限是m_{vpulsed} >23.3，m_{bpulsed} >24.4，$, for the first candidate and m_{vpulsed}>23.6$，m_{bpulsed} >24.3，这使得这两个都不太可能是脉冲星。我们讨论了另外三个候选人，但也拒绝这些计时结果的基础上。在这些恒星附近一个5.5弧x 5.5弧的区域内，没有发现任何脉冲星周期的明显脉动。
HST的观测为我们了解孤立中子星（INS）作为光发射体的行为做出了重要贡献。首先，HST有助于发现新的光学对应物（PSR B1055-52、PSR B1929+10、PSR B 0950 +08）和确认拟议的鉴定（PSR B 0656 +14）。其次，HST荧光光度法提供了有用的信息，以表征PSR B 0656 +14和Geminga等中年INS中工作的光发射机制。最后，但并非最不重要的是，HST的优越角分辨率允许对年轻恒星（例如蟹状星云和PSR B 0540 -69）的plerionic环境进行非常精确的形态学研究，并进行非常精确的天体测量，产生自行（蟹状星云、船帆座星云、Geminga、PSR B 0656 +14）和不稳定星（Geminga）。
Optical Pulse-Phased Photopolarimetry of PSR B0656+14
我们在10个相位仓中观测到了PSR B 0656 +14的光脉冲轮廓，获得了高信噪比的光脉冲轮廓，并测量了脉冲星周期30%以上的线偏振轮廓，具有一定的意义。脉冲轮廓是双峰，在两个峰值之间有一个发射桥，类似于在其他恒星中观察到的伽马射线轮廓。没有可检测到的非脉冲通量，达到脉冲平均通量的16%的1-sigma极限。桥中的发射是高度（~ 100%）极化的，位置角扫描与根据射电极化观测确定的旋转矢量模型的预测非常一致。我们能够解释光学光变曲线的总体特征（即，峰的相分离）。使用极冠模型，我们也能够估计光发射区的高度。
The Chandra Observations of the Two Pulsars PSR 0628-28 and PSR 1813-36
PSR B0628-28 is an X-ray emitting radio pulsar which was observed with Advanced CCD Imaging Spectrometer (ACIS) on board Chandra on 2001 November 04 and on 2002 March 25 for 2000 s and 17000 s, respectively. The source countrate was 0.0111+-0.0013 cps. Making PSR B0628-28 to be the longest period X-ray emitting pulsar. The spectral distribution of counts can be described by several model fits. A blackbody fit yields a temperature kT=2.69_{-0.09}^{+0.09}x10^{6} K together with N_{H} =0.082_{-0.03}^{+0.04}x10^{22} cm^{-2} and a powerlaw fit yields a photon index of γ=2.65_{-0.29}^{+0.28} with a …
X-ray emission from the PSR B1259--63 system near apastron
PSR B1259- 63系统包含一颗47毫秒的射电脉冲星，它位于一个高偏心双星系统中，有一颗Be星伴星。强时变X射线发射的报告，从这个系统的脉冲星是在1992年至1993年初的近阿帕斯特。这种变化主要是由1992年2月~1992年2月的第一次临天前\ros观测中未探测到\psr系统而推断出来的。我们重新分析了\psr系统的\ros观测。与以前的分析结果相反，我们发现\psr系统在1992年2月~1992年2月的第一次离轴观测中被\ros探测到。\psr系统的软X射线发射的强度在1992年阿帕斯特子前后的变化似乎最多为$\sim 2$的一个因子。我们的研究结果合理地限制了\psr系统的X射线发射的理论模型。
Chandra and XMM-Newton observations of the exceptional pulsar PSR B0628-28
PSR B 0628 -28是一颗射电脉冲星，最初由ROSAT在X射线波段探测到，后来又由Chandra和XMM-Newton观测到。钱德拉观测得到的X射线亮度比自旋驱动的双星高出两个数量级，也没有检测到脉动。然而，XMM-牛顿观测揭示了预期射电周期P=1.244 s的脉动。同时分析的光谱也给出了光度（单位cgs）Log Lx=30.34，这比从Lx-Edot之间的相关性所预期的大约350倍。
Subaru optical observations of the two middle-aged pulsars PSR B0656+14 and Geminga
我们对这两颗中年恒星进行了深亚角秒BRI成像，以确定它们在光学范围内的特性。两种干扰都在>10 sigma水平下检测到。Geminga是第一次在I波段被可靠地探测到，震级为25.10+/-0.14。我们还重新分析档案ESO/NTT和HST宽带数据，发现一些公布的Geminga通量估计不准确。结果表明，这两颗双星的去红宽带光谱非常相似，并且在远紫外和近红外波段有显著的通量增加，在V-I波段有很宽的通量过剩。这表明光发射的多组分结构。脉冲星磁层起源的非热幂律分量在光学范围的大部分占主导地位。对于PSR B 0656 +14，它与硬X射线中看到的幂律尾部的低能扩展兼容。对于Geminga，相应的扩展超过了非热光通量的100倍，这比X射线的光谱斜率要小。这意味着在约IkeV的光子能量处的光谱断裂。远紫外辐射通量的增加与中子星整个表面黑体辐射中瑞利-金斯部分的贡献是一致的。PSR B 0656 +14中最显著的V-I过量表明第三种光谱成分的来源仍未确定。在我们最深的I波段图像中，在两个天体周围都可以看到垂直于双星自行方向延伸的微弱的、几角秒大小的星云。它们可能是Geminga弓形激波头和PSR B 0656 +14脉冲星风星云的光学对应物。
Optical photometry of the PSR B0656+14 and its neighborhood
本文介绍了用SAO RAS的6米望远镜和哈勃空间望远镜对附近中年射电脉冲星PSR B 0656 +14及其邻域进行的宽带测光结果。脉冲星的宽带光谱通量$F_ν$在近红外波段随频率的增加而减小，在近紫外波段随频率的增加而增加。向紫外线方向的增加可以自然地解释为从冷却的中子星表面发射的X射线光谱的软热分量的瑞利-金斯尾。的幂律分量，占主导地位的高能量尾部的X射线光谱，IR-光学-UV频率的延续是与所观察到的通量一致。这表明，非热脉冲星辐射可能是相同的来源，在一个广泛的频率范围内，从红外到硬X射线。我们还研究了在脉冲星5”邻域内探测到的4个物体。
Resolving the bow-shock nebula around the old pulsar PSR B1929+10 with multi-epoch Chandra observations
利用Chandra X射线天文台的亚角秒角分辨率，对附近的老脉冲星PSR B 1929 +10及其周围的星际介质进行了研究。钱德拉数据被发现是完全一致的结果从深XMM-牛顿观测脉冲星而言。我们确认了脉冲星X射线辐射的非热辐射性质。除了在ROSAT和XMM-牛顿X射线天文台之前的观测中已经看到的X射线轨迹之外，我们还发现了一个围绕脉冲星的弧形星云。我们解释的功能作为一个弓激波星云，并讨论其能量的背景下，标准激波理论。
