Radio-quiet X-ray pulsars in Supernova Remnants and the ``Missing'' Pulsar Problem
年轻的中子星（NS）演化为快速旋转的蟹状脉冲星的范式需要重新审视。越来越多的证据表明，事实上，许多年轻的NS是缓慢旋转（P ~ 10-s）的X射线辐射源，缺乏可检测的无线电发射。我们提出了三个无线电安静的NS候选人与超新星遗迹，这表明，替代的进化路径存在年轻的超新星。其中包括Kes 73中的12秒脉冲星，Kes 75附近的7秒脉冲星，以及RCW 103中神秘的X射线源。我们假设，这样的对象解释了超新星遗迹中射电暴的明显缺乏。
1998-09-10 astro-ph
Emission altitudes in young and old radio pulsars
本文比较了极年轻和极老射电望远镜的发射高度。作者证实，在给定频率的无线电发射产生的高度依赖于脉冲星周期和脉冲星年龄，虽然后者的依赖性很弱。
2001-02-05 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
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
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
Galactic populations of radio and gamma-ray pulsars in the polar cap model
我们用Monte Carlo方法模拟了银河系射电和$γ$射线天体的总体特性。中子星在诞生时，以超新星的速度分布在银河系的盘面上，年龄随机分散，可以追溯到$10^9$年。它们是在银河引力势中演化到现在的。从无线电光度模型中，无线电通量通过一组选定的无线电测量参数进行过滤。$γ$ -射线光度分配使用最近的极冠加速模型调用空间电荷限制流的功能，和脉冲星死亡谷进一步衰减的无线电大声的脉冲星的人口。假设一个简单的发射几何与对齐的无线电和$γ$射线束的1球面立体角，我们的模型预测，EGRET应该看到7个无线电响亮和1无线电安静，$γ$射线的恒星。另一方面，由于灵敏度大大提高，GLAST预计将观测到76个射电强和74个射电静的$γ$射线源，其中7个将被确定为脉冲源。我们还探讨了磁场衰减对射电和$γ$射线脉冲星种群特征的影响。包括磁场衰减的时间尺度为500万年提高协议与无线电脉冲星人口和增加预测的GLAST检测到的脉冲星的数量为90无线电响亮和101无线电安静（9脉冲）$γ$射线脉冲星。较低的通量阈值允许GLAST在比本研究中使用的无线电调查所观察到的距离更大的距离上检测$γ$射线天体。
2001-09-26 astro-ph
On the origins of part-time radio pulsars
越来越多的证据表明，一些无线电干扰只是偶尔发生。这些“部分时间”的耀斑包括PSR B1931+24中的长期零值、准周期射电耀斑以及所谓的旋转射电瞬变（RRAT）。基于这些天体是类似于传统射电望远镜的孤立中子星的假设，我们讨论了对这一现象的两种可能的解释。第一种解释认为，这些天体是略低于无线电发射“死亡线”的类星体，只有在满足产生电子对和相干发射的条件时，它们才会偶尔活跃。第二种解释在传统的雷达中引起了无线电发射方向的反转，正如在PSR B1822-09中解释特殊的模式变化现象所介绍的那样。在这张照片中，我们的视线错过了脉冲星的主要无线电发射光束，但当无线电发射方向反转时，恰好扫过了发射光束。因此，这些兼职律师是“无效”律师的另一半。我们认为，X射线观测可能提供线索，以区分这两种可能性。
2006-10-23 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
Giant pulses of pulsar radio emission
脉冲星射电发射巨脉冲的回顾报告，基于我们对四颗新的巨脉冲星的探测，以及对先前已知的巨脉冲星，包括蟹状星云脉冲星和毫秒脉冲星PSR B1937+21的比较分析。
2007-01-08 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
Constraints on fall-back disks in radio pulsars and anomalous X-ray pulsars
脉冲星风加热回退盘的计算与中子星表面发射的软X射线不同。这些加热率与K和Ks波段测得的近红外通量之间的关系，对射电望远镜和某些异常X射线望远镜中可能存在的任何回退盘的内径都有严格的限制。发现的下限是如此之大，有关的磁盘可以有脉冲星自旋没有显着的影响。
2008-02-04 astro-ph
The origin of single radio pulsars
通过比较超新星的相对速率与单射电双星、再循环射电双星、双星和X射线双星的形成速率，我们对射电双星的祖先和超新星的不对称性提出了严格的限制。射电双星只在相互作用双星的Ib型和Ic型超新星中形成的假设（Iben & Tutukov 1996）的结论是，在这种情况下，（双中子星）应该是单脉冲星出生率的20%，或者，几乎所有的单恒星（85%到98%）都应该来自索恩-齐特科夫星。在后一种情况下，脉冲星的速度分布与观测结果不一致。此外，在这种情况下，超新星速率和脉冲星形成速率之间的差异大约是一个数量级，即：比观察到的要大得多。允许来自单星和非相互作用双星的II型超新星形成射电双星解决了这个难题，但是为了解释单射电双星的高速度，需要一个踢。我们还需要一个踢来了解小出生率，相对于超新星的速度，由两个中子星组成的双星系统。
1999-02-11 astro-ph
Jets from Radio Pulsars
本文综述了由旋转驱动的射电天体产生的喷流和现象的观测证据，包括最近在X射线波段的许多令人兴奋的发现。对蟹状星云脉冲星的喷流进行了总结，包括最近的HST结果。讨论了已知射电双星与X射线双星喷流源之间的演化联系。
1996-10-19 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
On the Nature of Part Time Radio Pulsars
最近在脉冲射电星PSR B 1931 $+$ 24中发现的旋转射电瞬变和脉冲星活动的准周期性对传统的脉冲射电辐射理论提出了挑战。在这里，我们认为，这些现象可能是由于中子星磁层和周围的碎片盘之间的相互作用。脉冲星辐射的模式取决于圆盘是否能穿透光柱，并有效地抑制磁层间隙内的粒子产生和加速过程。旋进盘自然可以解释PSR B 1931 $+$ 24中的开关行为。
2006-06-21 astro-ph
Radio pulsars as progenitors of AXPs and SGRs: magnetic field evolution through pulsar glitches
小故障是示波器中常见的现象。在每次故障之后，脉冲星的自旋下降速率通常会永久增加。因此，脉冲星当前的自旋下降速率可能比其初始值高得多。因此，根据脉冲星当前的自旋下降速率和周期，脉冲星的特征年龄可能比脉冲星的年龄短。同时，它的自旋下降速率的永久增加意味着脉冲星的表面磁场在每次故障后都会增加。因此，在许多小故障之后，一些无线电收发器可能演变成AXP和SGR，即，强烈磁化且缓慢旋转的中子星。
2004-09-25 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
Enlarging the Parameter Space and our Understanding or The Radio Emission of Millisecond Pulsars
要了解脉冲星射电发射，需要仔细研究脉冲星观测所存在的巨大参数空间的所有区域。在这篇评论中，我们集中在所观察到的脉冲周期的范围内，跨越四个数量级的空间。对毫秒双星和普通双星在射电和高能频率下的发射特性进行比较研究，有望揭示仍然知之甚少的发射理论。
2002-06-07 astro-ph
Radio and gamma-ray emission from pulsars
太阳辐射已被观测多年。少数恒星被发现同时发射无线电和伽马射线。脉冲星辐射的模型很多，但到目前为止，我们仍然缺乏一个详细的模型来解释从射电到伽玛射线的辐射。在本文中，我们提出了一个无线电和γ射线发射的联合模型，其中两个主要的发射机制是逆康普顿散射。在射电和伽玛射线波段的脉冲轮廓再现的Crab类，Vela类和Geminga类的恒星，与观测结果符合良好。
2003-03-11 astro-ph
The radio luminosity distribution of pulsars in 47 Tucanae
我们利用澳大利亚望远镜紧凑阵对球状星团47 Tuccenda的核心部分的所有恒星进行了积分射电通量的观测。我们已经检测到一个扩展区域的无线电发射，并校准其流量对集群中的已知恒星的流量分布。我们发现，来自该星团恒星的20厘米射电总通量为S = 2.0 +/- 0.3 mJy。这意味着射电光度分布的下限为L_1400 = 0.4 mJy kpc ^2，可观测脉冲星总体的大小为N < 30。
2003-12-03 astro-ph
Energetic Young Radio Pulsars
年轻的射电巨星释放出大量的旋转能量，有时高达太阳总能量损失率的10万倍。这种能量损失所导致的广泛现象包括：毛刺、定时噪声、射流、弓形激波、子弹和plerions，并从观测的角度进行审查。过去和建议的调查年轻的射电脉冲星一起总结了脉冲星的诞生速度和协会与超新星遗迹。现在有4个无线电监测仪测量制动指数。由此产生的限制，年轻的射电星的演变进行了讨论，根据目前观察到的人口的射电星。简要介绍了光学、X射线和伽马射线能量的观测，这些观测为研究辐射和磁层过程提供了独特的机会。脉冲星的诞生速度和超新星遗迹协会的地位进行了总结。
1997-02-18 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
Radio Emission Properties of Millisecond Pulsars
本文报道了对毫秒双星发射特性的最新研究进展。
2000-02-04 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
Searching for Radio Pulsars in 3EG Sources at Urumqi Observatory
自2005年年中以来，脉冲星搜索系统一直在乌鲁木齐天文台25米射电望远镜上运行。对已知卫星的测试观察表明，该系统可以执行预期的任务。讨论了该系统用于观测3EG源和其他目标搜索任务的前景。
2008-12-02 astro-ph
Radio Pulsars
本论文主要研究射电脉冲星的不同方面：一方面，描述了脉冲星发射机制（零化、漂移子脉冲、单脉冲极化及其相互作用）的研究。另一方面，它给出了一个帐户的调查演变的脉冲星人口作为一个整体（出生率，速度，磁场演变）和可能的方式来探测这个人口（模拟即将到来的脉冲星调查）。
2004-06-23 astro-ph
On the connection between gamma and radio radiation spectra in pulsars
本文讨论了脉冲星射电辐射模型，即在中子星极冠上方的真空间隙中激发出相干射电辐射。脉冲星X和γ辐射被认为是低频射电辐射对在能隙中加速的超相对论电子的逆康普顿散射的结果。考虑了脉冲星磁场对康普顿散射的影响。在该模型的框架下，找到了射电和γ辐射谱之间的关系。
2007-12-29 astro-ph
Chandra X-ray Detection of the High-Magnetic-Field Radio Pulsar PSR J1718-3718
本文报道了钱德拉X射线天文台对射电脉冲星J 1718 -3718的偶然X射线探测。这颗脉冲星在射电脉冲星群中具有最高的表面偶极磁场（B = 7.4e13 G），高于一颗著名的异常X射线脉冲星（AXP）。J 1718 -3718的X射线发射呈点状，具有纯热谱，kT = 0.145 keV，0.5-2 keV吸收通量为（6.3-6.9）e-15 erg/s/cm ^2。我们表明，脉冲星的2-10 keV的光度是几个数量级小于非瞬态AXP的，并与初始冷却的标准模型的预测一致。在X射线能量下观测到的高磁场射电望远镜的数量现在为5个。所有的X射线都很微弱，这表明高磁场射电望远镜和AXP之间存在着明显的物理区别，或者高磁场射电望远镜实际上是静止的AXP。
2004-11-22 astro-ph
Gravitational Wave Emission from Galactic Radio Pulsars
本文研究了非轴对称射电天体的连续引力波辐射。我们处理的一些细节的观测问题与已知的无线电脉冲星样本的目的是揭开的实际数量的源，有助于GW，这可能是GWs的主要贡献者。结果表明，球形GW探测器和全尺寸干涉仪的操作可以检测到这一部分的辐射或施加有用的限制年轻的射电望远镜的有效扁率。
1997-04-15 astro-ph
On radio emission of the Geminga pulsar and RBS 1223 at the frequency of 111 MHz
我搜寻了Geminga脉冲星和附近孤立的中子星1 RX J1308.6+2127（RBS 1223）在111 MHz频率下的脉冲射电辐射。没有从这些源检测到脉冲信号。Geminga脉冲星的平均通量密度上限为0.4 - 4 mJy，RBS 1223的平均通量密度上限为1.5 - 15 mJy，这取决于假设的脉冲星占空比（0.05 - 0.5）。
2007-08-30 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
Neutron Star Mass Measurements. I. Radio Pulsars
现在已知的双星系统中大约有50颗射电双星，其中至少有5颗是双中子星双星。在某些情况下，恒星的质量可以直接通过测量相对论轨道效应来确定。在其他情况下，只有间接或统计估计的质量是可能的。本文回顾了射电脉冲双星质量测量的一般问题，并批判性地讨论了目前对射电脉冲双星及其伴星质量的所有估计。我们发现21个射电双星的质量和射电双星的5个中子星伴星的质量存在显著的限制。所有的测量结果都符合一个非常窄的高斯质量分布，m = 1.35 +-0.04太阳质量。没有证据表明在这些系统中发生了大规模的质量吸积（Δ m >~ 0.1太阳质量）。我们还表明，所观察到的毫秒脉冲星双星的倾角是一致的随机分布，从而发现没有证据的毫秒脉冲星磁场的对齐或counteralignment。
1998-03-22 astro-ph
Radio Pulsar Timing
评述了射电脉冲星计时的动机和基本原理。目前和未来的无线电定时技术和硬件进行了总结和比较。目前的定时程序和他们的科学目标的数组进行了整理和描述。最近的结果和未来的前景进行了讨论，重点是多波长技术在适当的情况下。在其他波长的无线电天文台的定时总结与提供当代星历的定时和搜索在其他波长。
1996-10-19 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
Recycled Pulsars Discovered at High Radio Frequency
我们提出的时间参数的9个星系中发现的调查中纬度在1400兆赫的帕克斯射电望远镜。其中八个具有小的脉冲周期和周期导数，被认为是“再循环”的指示。其中六颗恒星位于环形双星系统中，包括两颗有相对较大质量的白矮星伴星。我们讨论了这些新系统的影响理论的二进制的形成和演化。其中一颗长周期脉冲星（J1410-7404）具有中等强度的弱磁场和极窄的平均脉冲轮廓，类似于其他回收的脉冲星。
2001-02-02 astro-ph
A radio supernova remnant associated with the young pulsar J1119-6127
我们报告澳大利亚望远镜紧凑阵列观测的年轻的高磁场脉冲星J1119-6127的方向。在由此产生的图像中，我们确定了一个直径为15 '的非热射电壳，我们将其归类为以前未编目的年轻超新星遗迹G292.2-0.5。这个超新星遗迹与PSR J1119-6127的位置重合，我们得出结论，这两个物体在物理上是相关的。没有无线电发射检测到任何脉冲星风星云（PWN）与脉冲星;我们观察到的上限是一致的预期，高磁场的脉冲星产生迅速褪色的射电星云。这个系统提出了一个可能的解释，在许多超新星遗迹缺乏相关的无线电脉冲星和/或PWN。
2000-12-13 astro-ph
SNR G292.2-0.5: A Radio Supernova Remnant Associated with the Young Pulsar J1119-6127
我们报告了澳大利亚望远镜紧凑阵列观测的年轻的高磁场射电脉冲星PSR J1119-6127的方向。在由此产生的图像中，我们确定了一个直径为15弧分的非热射电壳，我们将其归类为以前未编目的年轻超新星遗迹（SNR），G292.2-0.5。该SNR在位置上与PSR J1119-6127一致，我们得出结论，这两个物体在物理上是相关的。没有无线电发射检测到任何脉冲星风星云（PWN）与脉冲星;我们观察到的上限是一致的预期，高磁场的脉冲星产生无线电星云迅速褪色。这个系统提出了一个可能的解释，缺乏相关的无线电信标和/或PWNe在许多SNR。
2001-11-20 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
Are radio pulsars progenitors of AXPs and SGRs?
分析了无线电干扰源产生AXP和SGR的可能性。结果表明，这些恒星的特征-AXP和SGR的可能的祖先-他们与超新星遗迹（SNRs）的关联和演化的$P - \dot P$图，考虑到他们的真实年龄，与提供的方案冲突。
2005-07-21 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
A model for the flaring radio emission in the double pulsar system J0737-3039
双星J 0737 -3039 A和B包括两颗在高度相对论轨道上的双星。来自脉冲星B的脉冲无线电通量在每个轨道的两个部分期间显着变亮。脉冲星A或脉冲星B周围的弓形激波发出的$γ$射线或X射线的照射不能自然地触发这种现象。相反，我们解释这些周期性耀斑定量发作期间，对从脉冲星A的风流入脉冲星B的开放场线区域，并在射频发射曲率辐射在海拔$\sim 10^8$厘米。射电光子然后穿过B的磁层，最终到达脉冲星另一边的观测者。我们的模型要求A的风是各向异性的，B的自旋轴相对于轨道角动量有些错位。我们估计预期的$γ$ -射线和X-射线发射的系统。
2004-08-20 astro-ph
Radio Pulsars in Terzan 5
我们报告的搜索球状星团泰山5低光度和加速射电望远镜使用64米帕克斯射电望远镜。发现了一颗新的毫秒脉冲星，编号为PSR J1748- 2446 C，周期为8.44毫秒。使用位于Jodrell Bank的76米Lovell射电望远镜进行的时间测量表明，它是一颗孤立的脉冲星，靠近星团的核心。我们还提出了定时测量的结果，这表明，较长周期的脉冲星PSR J1748-2444（以前称为PSR B1744- 24 B）位于10弧分从集群的核心，是不太可能与集群。我们的结论是，有进一步的集群中检测到的病毒。
2000-03-06 astro-ph
Radio pulsar death
脉冲星的射电辐射被认为起源于从极冠区流出的电子-正电子对。对的形成是脉冲星射电辐射的必要条件，在活跃的脉冲星中，对的形成是通过曲率辐射（CR）或逆康普顿散射（ICS）种子光子的单光子过程或双光子过程来实现的。在具有超临界磁场的超导体中，一些更为奇异的过程，如磁光子分裂和束缚对的形成，也将发挥显著的作用。所有这些影响应综合讨论无线电脉冲星死亡无论是在传统的长周期制度，由于关闭的活动间隙，并在高磁场制度，由于自由对形成的可能抑制。在这里，我简要地回顾了一些最近的进展，了解无线电脉冲星死亡。
2002-09-09 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
