Search for gamma-ray variability around Fermi-LAT pulsar glitches
Friedrich-Alexander Universität Erlangen-Nürnberg（弗里德里希·亚历山大埃尔朗根-纽伦堡大学）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare, Sezione di Pisa（意大利国家核物理研究所比萨分部）；Università di Pisa, Dipartimento di Fisica E. Fermi（比萨大学E.费米物理系）；Santa Cruz Institute for Particle Physics, Department of Physics and Department of Astronomy and Astrophysics, University of California at Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校粒子物理研究所、物理系和天文与天体物理系）
本研究通过分析费米-LAT数据，发现脉冲星在glitch期间伽马射线发射无显著变化，但PSR J2021+4026的伽马射线特性独特，提示需进一步研究glitch与伽马射线发射的关系。
2026-01-07 astro-ph.HE
Investigation of individual pulse emission behaviours from pulsar J1741$-$0840
基于 Parkes 和 Effelsberg 的 L 波段单脉冲观测，研究脉冲星 J1741-0840 的辐射几何、准周期 nulling 与子脉冲漂移，揭示约 32 和 5 个自转周期的两类时变调制，并更新 nulling 比例，为射电辐射机制提供约束。
2024-09-30 astro-ph.HE
1D Vlasov Simulations of QED Cascades Over Pulsar Polar Caps
本文提出基于Vlasov方法的一维模拟代码，高效研究脉冲星极冠QED正负电子对级联，揭示准周期间隙形成与对产生爆发及其对相干射电辐射的潜在贡献。
2025-07-21 astro-ph.HE
Nonlinear reflection from the surface of neutron stars and puzzles of radio emission from the pulsar in the Crab nebula
在没有任何解释的情况下，蟹状星云中脉冲星的高频辐射可能是中子星表面非线性反射不稳定的表现。反射辐射是相对论性正电子从磁层飞向恒星并被极隙的电场加速的辐射。所讨论的不稳定性是表面波的受激散射，四十多年前就预测到了，但仍然没有任何地方和任何人观察到。
2017-02-06 astro-ph.HE physics.class-ph
A Phase-resolved View of the Low-frequency Quasiperiodic Oscillations from the Black Hole Binary MAXI J1820+070
本研究利用Insight-HXMT观测数据，采用Hilbert-Huang变换对黑洞双星MAXI J1820+070 2018年爆发的LFQPOs开展相位分辨研究，发现谐波相位差时变、亮硬态光谱指数与流量同步调制等特征，为其几何起源提供了证据。
2023-11-08 astro-ph.HE
Pulse phase dependent variations of the cyclotron absorption features of the accreting pulsars A 0535+26, XTE J1946+274 and 4U 1907+09 with Suzaku
利用朱雀观测资料，对Be/X射线双星A0535+26和XTE J1946+274以及风吸积HMXB脉冲星4U 1907+09的回旋共振散射特征（CRSF）进行了详细的脉冲相位分辨谱分析。CRSF参数在脉冲相位上变化很大，并且可以用于映射这些源中的磁场和可能偏离偶极子几何形状。它还反映了在不断变化的视角上的吸积柱和当地环境的条件。对于每个源，用一种以上的连续谱模型得到了脉冲相位变化的模式，所有的结果都是一致的。还要注意对具有恒定光谱特性和光度的一段数据进行分析，以确保结果反映仅由于视角变化而引起的变化。对于A0535+26和XTE J1946+274，它们在脉冲轮廓中显示出能量依赖性的下降，在连续谱模型中添加了部分覆盖吸收体，以考虑到吸积流/柱阻挡我们视线在这些相位处的额外吸收。
2013-04-23 astro-ph.HE
Transient X-ray pulsar V0332+53: pulse phase-resolved spectroscopy and the reflection model
本文介绍了2004年12月至2005年2月在RXTE天文台观测到的一次大爆发期间，在（1-40）x10^{37} erg/s的宽光度范围内首次对瞬态X射线脉冲星V 0332 +53进行的脉冲相位和光度分辨光谱测量的结果。我们定量地描述了光谱，并建立了详细的“三维”图像的光谱变化与脉冲相位和整个爆发。我们发现，所有的光谱参数是强烈的变化与脉冲相位，这种变化的模式显着变化与光度直接反映了相关的变化的结构的发射区和他们的光束图案。根据新近发展的X射线谱中回旋线形成的反射模型，对所得结果作了定性讨论。
2015-01-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Probing the accretion geometry of the transient accreting millisecond pulsar SAX J1808.4-3658: transitions to the propeller regime
Visva-Bharati University（维斯瓦-巴拉蒂大学）；Inter-University Centre for Astronomy & Astrophysics (IUCAA)（大学间天文学与天体物理学中心）
通过分析SAX J1808.4-3658在2022和2025年最近年份的三次NuSTAR和两次NICER观测，研究其硬能谱状态下的吸积几何变化，发现内盘半径向外扩展，热辐射减少，质量吸积率下降，以及可能向自转驱动态转变的迹象。
2026-04-08 astro-ph.HE
On the dependence of the X-ray continuum variations with luminosity in accreting X-ray pulsars
使用RXTE/ASM存档数据，我们研究了6个瞬态X射线谱仪（EXO 2030+375，GX 304-1，4U 0115+63，V 0332+63，A 0535+26和MXB 0656-072）样品中光谱硬度比随X射线亮度的变化。在所有的源中，我们发现定义为$F_{5-12\mathrm{keV}}/ F_{1.33-3\mathrm{keV}}$的光谱硬度比在低光度下随ASM通量（1.33- 12 keV）增加，然后饱和或甚至在某个临界X射线光度以上稍微减小，落入范围$\sim(3-7)\times10^{37}$ ~erg~s $^{-1}$。本文计算了两种可能的几何形状（填充圆柱和空心圆柱）的吸积柱在辐射扩散极限下的二维结构，其质量吸积率$\dot M$从$10^{17}$到1.2 $\times 10^{18}$ ~ gs $^{-1}$ .考虑到从中子星大气反射的辐射，在瞬态X射线谱中观察到的光谱行为与增加的$\dot M$可以再现的康普顿饱和侧壁发射从光学厚磁化吸积柱。当$\dot M$高于某一临界值$\dot M_{cr}\sim (6-8)\times 10^{17}$ ~g~s $^{-1}$时，柱的高度变得使得反射分量对总发射的贡献开始减少，这导致光谱硬度的饱和甚至轻微降低。空心圆柱柱具有比填充圆柱柱更小的高度，并且在总发射中的反射分量的贡献实际上不随$\dot …
2015-06-23 astro-ph.HE
Study of the X-ray Pulsar XTE J1946+274 with NuSTAR
我们提出了我们对瞬态X射线脉冲星XTE J1946+274发射的光谱和时序分析结果，这些分析基于NuSTAR和Swift/XRT在2018年6月明亮爆发期间在0.3-79 keV的宽能量范围内同时进行的观测。我们的光谱分析证实了在能量$\sim38$ keV的回旋吸收线的存在下，在平均和相位分辨光谱的源。相位分辨光谱学还允许研究光谱参数随中子星旋转相位的变化，其周期为$\simeq15.755$ s。回旋线的能量显着变化（从$\simeq34$到$\simeq39$千电子伏）的脉冲的规模，与线宽和光学深度也表现出可变性。观测到的回旋加速线参数的行为可以解释的反射模型的排放量从一个小的吸积柱（源的光度在其观测时间是$\sim 3 \times 10^{37}$ erg s $^{-1}$）关闭的中子星表面。已经发现，铁线的等效宽度也随脉冲相位显著变化。脉冲和等效宽度轮廓之间的时间延迟可以用中子星辐射从外部吸积盘区域的反射来解释。
2021-10-11 astro-ph.HE
The High Time Resolution Universe Pulsar Survey -- XV: completion of the intermediate latitude survey with the discovery and timing of 25 further pulsars
本文报道了在帕克斯高时间分辨率宇宙巡天（HTRU）的中纬度区域（|b| < 15 deg）通过我们的标准管道发现的最新六颗双星。我们还提出了新发现的时间解决方案，并为19个进一步的mesquarars，只有发现参数以前公布。所提供的样本的亮点包括孤立的毫秒脉冲星J1826-2415，长周期双星脉冲星J1837-0822，在一个轻度偏心的98天轨道上，有一个> 0.27 M_太阳的伴星，和零脉冲星J1638-4233，只检测到10%的时间。其他有趣的天体是PSR J1757-1500，显示出零星的模式变化，PSR J1635-2616显示出6年内的一个故障。这些新发现使HTRU中纬度脉冲星总数达到113颗，其中25%是回收脉冲星。这是最近在该天空区域进行的所有脉冲星调查中发现的回收脉冲星与普通脉冲星的最高比例。在HTRU回收的垃圾中，有四个是孤立的物体。比较银河系完全回收孤立的MSP与食双星（“蜘蛛”），从前者被认为已经形成的特点，我们强调了他们的空间分布的差异。这可能反映了出生踢的差异，因此，可能，一个不同的形成路径。另一方面，然而，孤立的完全回收MSP的旋转周期，平均而言，比蜘蛛，符合人们的期望，从简单的磁偶极子自旋下降，如果前者确实是从后者进化而来。
2019-02-14 astro-ph.HE
The accretion flow to the intermittent accreting ms pulsar, HETE J1900.1-2455, as observed by XMM-Newton and RXTE
利用XMM-Newton和RXTE同步观测资料，对间歇吸积毫秒脉冲星HETE J1900.1-2455的吸积流进行了研究。0.33-50 keV的谱由起源于光学薄τ~1日冕的硬康普顿化分量、被解释为吸积盘发射的软kTin~0.2 keV分量和硬分量的盘反射之和描述。在0.98（1）和6.58（7）keV能量处分别检测到两个发射特征。后者被确定为Fe XXIII-XXV的Kα跃迁。EPIC-pn、EPIC-MOS 2和RGS光谱的同时检测也有利于前者的天体物理起源，前者具有与Fe-Lα和类氦Ne-Kα跃迁相兼容的能量。这两个特征的广泛性表明了一个共同的起源，来自于一个倾角为（30+4°）的吸积盘的反射，并从致密天体向下延伸到Rin=25（+16，-11）的引力半径。然而，EPIC-pn在较低能量下测量的特征强度不能与Fe Kα线的振幅完全一致，这阻碍了用宽带反射模型描述它的可能性，并阻止了可靠的识别。在377.3 Hz的自旋频率下无法检测到脉动，在3-σ c.l.处的上限为0.4%。分数振幅上。我们解释内盘半径估计光谱建模和缺乏显着的检测相干X射线脉动的指示盘吸积流截断的一些机制连接到整体的发展的吸积盘，而不是由中子星磁场。这是兼容的光谱和时间特性的这个源相对于其他的，非脉冲环礁源在硬状态的极其接近的相似性。
2012-12-11 astro-ph.HE
Pulsar Wind Nebulae
本文介绍了脉冲星风云（PWNe）的电磁特性、形态与光谱演化机制，分析了中子星特性、粒子注入及激波相互作用对星云的影响，并阐述了其演化各阶段的关键特征。
2022-08-23 astro-ph.HE
Synchrotron Self-Compton Emission from the Crab and Other Pulsars
本文给出了一颗旋转脉冲星同步自康普顿辐射的模拟结果。辐射粒子被假定为加速的初级电子和在极冠附近级联产生的电子-正电子对的光谱。它们使用3D无力磁场几何形状在槽隙中遵循轨迹，通过无线电光子的共振回旋吸收获得俯仰角，在高海拔处辐射和散射同步辐射，并超出光柱。在散射中模拟了同步辐射光子密度的全角度依赖性，所有过程都在惯性观测者坐标系中处理。用这个模型模拟了蟹状星云和船帆座星云以及两颗高能毫秒级双星B1821-24和B1937+21的光谱。蟹状星云脉冲星辐射的模拟可以再现观测到的光学到硬X射线辐射的通量水平和形状，假设一对多重数为$M_+ = 3 \times 10^5$，以及由MAGIC和VERITAS探测到的50 GeV以上的极高能量辐射，同步加速器和SSC分量都反映了对光谱的形状。船帆座B1821 $-$ 24和B1937+21的模拟结果，从$M_+$到$10^5$，都没有产生能被现有望远镜探测到的SSC对发射，这表明只有类蟹状星云才产生显著的SSC成分。这对同步辐射与观测到的毫秒双星的X射线光谱相匹配，预测的1 - 10 MeV的峰值可以用计划中的康普顿望远镜探测到。
2015-08-25 astro-ph.HE
X-ray spectral properties of the accreting millisecond pulsar IGR J17498-2921 during its 2023 outburst
本文研究了吸积毫秒脉冲星 IGR J17498-2921 在 2023 年爆发的 X 射线谱性质，发现其宽频谱可用吸收康普顿化辐射加盘反射分量描述，并揭示了脉冲相位跳变与 X 射线流量及脉冲幅度变化的关联。
2024-08-13 astro-ph.HE
Simultaneous broadband observations and high-resolution X-ray spectroscopy of the transitional millisecond pulsar PSR J1023+0038
本文报道了过渡毫秒脉冲星PSR J 1023 +0038在X射线活动态的首次同时XMM-牛顿、NuSTAR和Swift观测。我们的多波长活动使我们能够以前所未有的细节调查X射线中广泛能量范围内可能的光谱变化，以及不同波段发射之间的相关性和滞后性。软和硬X射线发射显著相关，两个波段之间没有滞后。另一方面，X射线发射与UV发射不相关。我们改进了我们的模型，观察到的模式切换之间的快速过渡弱螺旋桨制度和旋转供电的无线电脉冲星状态，并报告了详细的高分辨率X射线光谱使用所有XMM-牛顿反射光栅光谱仪自2013年以来获得的数据。我们讨论了我们的研究结果的背景下，最近发现的系统和过渡毫秒恒星的最先进的模拟，并显示如何在软X射线光谱中的窄发射线的属性是一致的吸积盘内的起源。
2018-02-13 astro-ph.HE
Very high energy emission as a probe of relativistic magnetic reconnection in pulsar winds
伽玛射线双星的数量，包括在TeV范围内观测到的蟹状星云和在50 GeV以上探测到的船帆座星云，挑战了现有的脉冲高能发射模型。这样的模型应该是普遍适用的，但他们应该考虑到光谱之间的差异。我们发现，蟹状星云和船帆座星云的伽马射线辐射可以用条纹风电流片的同步辐射来解释，蟹状星云的情况下，它以一个适度的洛伦兹因子$Γ\lesssim100$来扩展，船帆座星云的情况下，它以一个适度的洛伦兹因子$Γ\lesssim50$来扩展。在蟹状星云光谱中，一个新的同步加速器自康普顿成分有望被即将到来的CTA实验探测到。我们认为，γ射线谱直接探测条纹风中的相对论性磁重联物理。在最有活力的星座中，比如巨蟹座，有$\dot{E}_{38}^{3/2}/P_{-2}\gtrsim0.002$（其中$\dot{E}$是自旋下降功率，$P$是脉冲星周期，$X=X_i\times10^i$是CGS单位），重联在辐射冷却区进行，并导致冷却粒子的软幂律分布;在功率较低的恒星中，如船帆座，粒子的扩散受到当前薄片尺寸的限制，硬粒子谱反映了加速机制。辐射粒子数密度的严格下限对应于靠近光柱的发射，以GJ密度为单位，蟹状风的辐射粒子数密度为$\gtrsim0.5$，船帆座风的辐射粒子数密度为$\gtrsim0.05$。
2015-03-04 astro-ph.HE
A decade of timing an accretion-powered millisecond pulsar: The continuing spin down and orbital evolution of SAX J1808.4-3658
Rossi X射线定时探测器在1998年至2008年期间观测到了来自瞬态2.5 ms吸积动力脉冲星SAX J1808.4-3658的五次爆发。我们提出了一个脉冲定时研究最近的爆发，并将其与以前的定时解决方案。源的自旋频率继续以（-5.5+/-1.2 x10 ^-18 Hz/s）的速率下降，这与先前确定的自旋导数一致。自旋下降主要发生在静止期，很可能是由于中子星表面B = 1.5 × 10^8 G的偶极场产生的磁偶极矩。我们还发现，2小时双星的轨道周期以（3.80+/-0.06 x10 ^-12 s/s的速率增加，这也与之前的测量结果一致。这种轨道变化是反映长期演变还是短期变化，目前还不确定。
2009-08-04 astro-ph.HE
Radio Polarization Observations of the Snail: A Crushed Pulsar Wind Nebula in G327.1-1.1 with a Highly Ordered Magnetic Field
脉冲星风星云（PWNe）被认为是银河系中宇宙射线的加速场。虽然磁场在加速过程中起着重要的作用，以前的观测磁场配置的PWNe是罕见的，特别是对于发展中的系统。我们提出了一个射电偏振研究的“蜗牛”PWN内的超新星遗迹G327.1-1.1使用澳大利亚望远镜紧凑阵列。这个PWN被认为是最近被超新星（SN）反向冲击压碎的。射电形态由一个圆形主体和一个指状突起组成。我们检测到一个强大的线性极化信号的发射，这反映了一个高度有序的磁场在PWN和与混乱的磁场通常预期从流体动力学模拟的湍流环境相比。这可能意味着特征湍流尺度大于无线电波束的大小。我们建立了一个玩具模型来探索这种可能性，并发现一个模拟的PWN，其湍流尺度约为星云半径的八分之一到六分之一，脉冲星风填充因子为50- 75%，提供了与观测结果的最佳匹配。这意味着在这个系统中SN喷出物和脉冲星风物质之间的大量混合。
2016-03-15 astro-ph.HE
The LOFAR Tied-Array All-Sky Survey (LOTAAS): Survey overview and initial pulsar discoveries
我们提出了一个概述的LOFAR捆绑阵列全天巡天（LOTAAS）的射电望远镜和快速瞬变。该调查使用LOFAR Superterp的高频天线，LOFAR核心的密集内部部分，以135 MHz的中心观测频率调查北部天空（dec > 0 deg）。在每个勘测指向中形成总共219个捆绑阵列波束（站信号的相干总和，覆盖12平方度）以及三个非相干波束（覆盖67平方度）。对于222个光束中的每一个，以491.52 μ s的时间分辨率记录总强度。每次观测积分1小时，覆盖119至151 MHz的2592个通道。这种仪器设置允许LOTAAS达到1至5 mJy的周期性发射检测阈值。到目前为止，LOTAAS调查已经发现了73个射电望远镜。其中包括两颗轻度回收的毫秒双星（P = 13和33 ms），以及目前已知旋转最慢的射电脉冲星（P = 23.5 s）。到目前为止，该调查已经探测到311个已知的彗星，其旋转周期从4毫秒到5.0秒不等，分散度从3.0到217 pc/cc不等。在与文献值一致的通量密度下检测到已知的类星体。我们发现，LOTAAS脉冲星的发现，平均而言，更长的旋转周期比已知的脉冲星人口。这可能反映了LOTAAS和以前的调查之间不同的选择偏差，尽管也有可能旋转较慢的恒星优先具有陡峭的无线电频谱。LOTAAS是使用数字孔径阵列进行的最深的全天脉冲星调查;我们讨论了一些经验教训，这些经验教训可以为使用未来…
2019-05-13 astro-ph.HE
Disk reflection and energetics from the accreting millisecond pulsar SRGA J144459.2-604207
本文利用XMM和NuSTAR观测数据分析了吸积毫秒脉冲星SRGA J144459的持续发射与I型爆发，通过物理反射模型揭示了盘截断、相对论展宽铁线及超快外流特征，并探讨了爆发复发时间异常的物理机制。
2025-04-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsar Coherent Radio Emission from Solitons : Average Emission Properties
针对脉冲星相干射电辐射的产生机制问题，本研究通过数值计算分析带电孤子曲率辐射的平均特征，将曲率辐射谱更新为二维形式并叠加视线孤子贡献，成功重现半径-频率映射、幂律谱等观测特征，验证了该机制的有效性。
2025-04-16 astro-ph.HE
Detection of a strong ~2.5 Hz modulation in the Newly Discovered Millisecond Pulsar MAXI J1816-195
本文通过对 NICER 和 NuSTAR 观测的计时与光谱分析，发现新吸积毫秒脉冲星 MAXI J1816-195 衰减期存在 ~2.5 Hz 瞬态调制，并揭示其可能起源于光学深度主导的盘冕，同时利用反射特征约束了内盘半径和磁场强度。
2023-07-26 astro-ph.HE
The X-ray spectrum of the newly discovered accreting millisecond pulsar IGR J17511-3057
我们报告的XMM-牛顿观测吸积毫秒脉冲星，IGR J17511-3057。观察到244.8339512（1）Hz的脉动，RMS脉动分数为14.4（3）%。导出了P_orb=12487.51（2）s双星系统的精确解。测得的质量函数表明主序伴星的质量在0.15到0.44 Msun之间。源的XMM-牛顿谱至少可以由三个分量来模拟，多色盘发射、来自NS表面的热发射和热康普顿化发射。在一个同时的时间窗口中，XMM-牛顿数据和RXTE数据的光谱拟合限制了康普顿化参数：电子温度kT_e=51（+6，-4）keV，是相当高的，而光学深度τ =1.34（+0.03，-0.06）是中等的。的脉冲部分的能量依赖性支持解释的冷却器的热分量来自吸积盘，并表明康普顿化等离子体包围的NS表面上的热点，这提供了种子光子。反射的特征，如加宽的铁K-α发射线和约30 keV的康普顿峰，也被检测到。我们从反射分量的拖尾导出了1.4 Msun的中子星的内盘半径~> 40 km，倾角在38° ~ 68°之间。XMM-牛顿还观察到两个I型X射线爆发，可能是在接近纯氦的环境中点燃的。没有观测到光球半径膨胀，因此导致到源的距离上限为10千秒差距。如果假设在爆发的衰减部分的辐射涉及整个中子星表面，那么也可以设定6.5千秒差距的下限。在爆发衰减期间观察到的脉动与被锁相兼容，并且具有与爆发前脉动相似的幅度。
2010-05-26 astro-ph.HE
On the assessment of the disk truncation and detection of type-II-like bursts from the accreting millisecond X-ray Pulsar IGR J17062-6143
Visva-Bharati（维沙·巴拉蒂大学）；Inter-University Centre for Astronomy & Astrophysics (IUCAA)（大学间天文学与天体物理学中心）
利用NuSTAR和NICER观测数据，通过光谱分析揭示吸积盘延伸至中子星表面附近（~7-17 R_g）且倾角较低（~20°-40°），并首次在NICER数据中探测到II型爆发，其能谱可用康普顿化模型描述。
2026-10-27 astro-ph.HE
Coupling of radiation and magnetospheric accretion flow in ULX pulsars: radiation pressure and photon escape time
本研究针对超亮X射线脉冲星磁层吸积流的光学厚包层问题，通过蒙特卡洛模拟分析辐射与吸积流的耦合效应，证实辐射力可超重力、辐射压可超磁压，并揭示了光子逃逸时间与吸积率的关联及高吸积率下的逃逸时间特征。
2024-03-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Thousand-Pulsar-Array programme on MeerKAT IV: Polarisation properties of young, energetic pulsars
本文利用MeerKAT望远镜观测了35颗高自旋低能射电星。极化配置文件和相关参数。我们推导出的几何形状的选择，显示脉冲间发射。我们指出，在某些情况下，这些无线电的辐射也应该看到在$γ$射线，但需要改进的无线电定时，以帮助高能量的检测。讨论了射电剖面宽度与高能探测能力之间的关系。最后，我们反映了自旋下降的能量和无线电极化分数之间的相关性，这可能对$γ$射线发射的影响。
2020-09-12 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
The stochastic X-ray variability of the accreting millisecond pulsar IGR J17062-6143
这项工作提出了一个随机X射线可变性的调查，从164赫兹吸积毫秒脉冲星IGR J17062-6143，根据定期观测收集的中子星内部成分探测器在2017年7月和2020年8月。在此期间，功率密度谱显示出稳定的形态，具有低于16 Hz的宽$\sim25\%$ rms带限噪声。偶尔会观察到准周期振荡（QPO），最值得注意的检测包括以2.7 Hz为中心的低频QPO和以115 Hz为中心的尖锐QPO，可能是与自旋频率的2：3共振。此外，能量的带限噪声的依赖性进行了研究，通过频谱分析的复协方差在两个频率间隔。据发现，幂律连续是所观察到的变化的主要驱动程序，虽然热（黑体）发射也出现在面积（$5\%$均方根）和温度（$1\%$均方根）的固有变量。值得注意的是，在IGR J17062-6143的所有X射线光谱中看到的1 keV发射特征以与幂律相同的幅度变化，但系统地滞后于连续发射。这些结果出现一致的情况下，时间变量康普顿散射日冕是所观察到的随机变化的主要来源，与观察到的发射功能和在最低光子能量的变化是由于磁盘反射的幂律连续。
2021-08-06 astro-ph.HE
Luminosity dependent change of the emission diagram in the X-ray pulsar 4U 1626-67
我们检测到的X射线脉冲星4U 1626-67的光谱中的Fe Ka发射线的变化，与它的光度和它的脉冲轮廓的形状的变化。对Chandra和RXTE观测档案的分析表明，在该源当前高亮度期间获得的光谱中存在本质上较窄的Fe Ka发射线。然而，在7年前的XMM-牛顿观测中，这条线并不存在，当时光源比现在暗了3倍。该谱线在98%的置信水平下被钱德拉的高能光栅分辨，其小的本征宽度σ =36.4（-/+11.3，15.3）eV，表明它是从半径R~7.5（-/+3.8，8.2）x10^8 cm的吸积盘反射出来的，假设它是一个开普勒盘，在倾角为20度时观察。这个值与脉冲星的磁层半径一致，表明这条线起源于被中子星的磁场截断的圆盘的内边缘附近。对XMM-牛顿和RXTE数据的计时分析揭示了源的脉冲轮廓的重大变化，从高光度状态时的明显双峰形状到低光度状态时的复杂得多的多峰结构。我们认为，该线的外观和脉冲轮廓的形状的变化是相关的，是吸积柱的发射图中的一个重大变化的结果，从低光度的扇形光束图案，在高光度的扇形光束图案。
2015-12-07 astro-ph.HE
Broad-band spectral analysis of the accreting millisecond X-ray pulsar SAX J1748.9-2021
我们分析了115 ks XMM-牛顿观测和8天积分观测的叠加，这些观测是在2015年吸积毫秒X射线脉冲星SAX J1748.9-2021爆发期间拍摄的。在XMM-牛顿观测期间，源显示出许多I型爆发事件，因此我们分别研究了持续和爆发时期。我们描述了两个软的热组件，冷的热康普顿化组件（~2 keV）和一个额外的硬X射线发射的组合的持续发射描述的幂律（光子指数~2.3）。连续谱成分可能与吸积盘、中子星（NS）表面和来自光学厚等离子体区域的热康普顿化辐射有关，而高能尾的起源仍在争论中。此外，在XMM-牛顿数据中观察到了一些可能与反射过程相关的宽（~0.1-0.4 keV）发射特征。在1.0-50 keV能量范围内，该源的未吸收光度估计约为5x10^37 erg/s，约为爱丁顿极限的25%（假设太阳质量NS为1.4）。我们认为SAXJ1748.9 -2021的光谱性质与软态一致，不同于许多其他通常在硬态下发现的吸积X射线毫秒双星。此外，没有一个观测到的I型爆发达到爱丁顿光度。假设爆发点火和发射产生于整个NS表面，我们估计一个中子星半径约为7-8 km，与以前的结果一致。
2016-01-20 astro-ph.HE
Single-Pulse Study of the Pseudo-nulling Pulsar PSR J1820-0509 Based on FAST Observations
Guizhou Normal University（贵州师范大学）；Huazhong University of Science and Technology（华中科技大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Tsinghua University（清华大学）；Beijing Normal University（北京师范大学）；Qilu Normal University（齐鲁工业大学）
利用FAST观测数据，研究PSR J1820-0509的高静默率脉冲特性，发现单脉冲能量分布呈现双峰结构，揭示静默态为弱发射状态而非完全熄灭，提出脉冲星静默反映磁层活动水平变化。
2026-03-27 astro-ph.HE
ASTRO-H White Paper - Older Supernova Remnants and Pulsar Wind Nebulae
大多数超新星遗迹（SNRs）都是古老的，因为它们的结构在与周围星际介质（ISM）的相互作用中发生了深刻的变化。旧的SNRs在外观上是非常异质的，反映了它们的进化状态、SNe爆炸的环境和爆炸产物的差异。一些旧的SNR主要被看作是与ISM相互作用的强冲击波的结果。其他的，即所谓的混合形态SNR，显示出发射的中心浓度，这可能仍然显示出喷出物发射的证据。还有一些，如脉冲星风星云（PWNe），被认为主要是脉冲星发射的结果;这些SNR通常缺乏来自主激波的可检测的热发射。所有对旧SNRs的研究的根本目标是了解这些差异，包括创造它们的SNe，它们正在扩展的ISM的性质以及控制它们演化的基本物理过程。在这里，我们确定了三个研究领域，ASTRO-H可以做出重要贡献。这些都是限制丰度和物理过程中的成熟的肢体增亮的信噪比，了解令人困惑的性质的混合形态的信噪比，并探讨PWNe的性质。ASTRO-H上的软X射线光谱仪（SXS）由于其高光谱分辨率，将成为解决与旧信噪比有关的问题的主要工具，并得到硬X射线成像仪（HXI）硬X射线观测的支持，以获得宽波段X射线覆盖范围。
2014-12-03 astro-ph.HE
Observations of the X-ray pulsar LMC X-4 with NuSTAR: limit on the magnetic field and tomography of the system in the fluorescent iron line
我们提出的X射线脉冲星LMC X-4与NuSTAR天文台在广泛的能量范围3-79千电子伏的光谱和时序分析的结果。通过对平均源谱的详细分析，首次获得了高精度的脉冲相位分辨谱。它已被证明，康普顿化模型给出所获得的光谱的最佳近似。其参数的演变取决于脉冲相位以及跟踪。对5-55 keV能量范围内的所有能谱进行了可能的回旋吸收线的搜索。得到的回旋吸收线$τ\simeq0.15$（$3σ$）的深度上限表明在这个能量范围内没有回旋吸收线，这提供了对中子星表面磁场大小的估计：$B < 3 \times 10^{11}$ G或$B > 6.5 \times 10^{12}$ G。后者与由脉冲星功率谱分析得到的磁场的估计值一致：$B \sim 3 \times 10^{13}$ G.基于脉冲相位分辨光谱的结果，我们揭示了源发射的最大值和荧光铁线的等效宽度之间的延迟。这种延迟显然与光子在中子星附近的发射区和反射这种发射的相对较冷的区域之间的旅行时间有关（据推测，在流入流或流与吸积盘外缘相互作用的地方）。
2016-10-24 astro-ph.HE
High-Resolution X-Ray Spectroscopy of the Bursting Pulsar GRO J1744-28
爆发脉冲星GRO J1744-28是银河系的一颗低质量X射线双星，它通过显示II型X射线爆发而与众不同：短暂而明亮的X射线发射闪光，可能来自痉挛性的吸积。结合其相干的2.1赫兹X射线脉动和相对高的估计磁场，它是一个特别有趣的来源，研究物理的吸积流周围的中子星。在这里，我们报告了钱德拉/HETG在其明亮的2014年吸积爆发峰值附近获得的观测结果。光谱分析表明，在E_1 ~ 6.7keV处存在一条宽的铁发射线.用盘反射模型拟合得到的倾角i约为52度，盘的内半径R_in约为85 GM/c^2，这比中子星低质量X射线双星的典型结果要远得多。假设圆盘在中子星的磁层半径处被截断，我们估计了一个磁场强度为B ~（2-6）E ~（10）G。此外，我们还发现在6.85 keV附近的一个吸收特征可能对应于蓝移的Fe xxv，并指向一个流出速度为v_out ~（7.5-8.2）E3 km/s（~0.025c-0.027c）的快速盘风。如果覆盖率和填充因子很大，这种风可能在能量上很重要，也许可以解释伴星失去了大量质量，而中子星的磁场仍然很强的事实。
2014-10-17 astro-ph.HE
Testing internal dynamics in neutron stars with radio pulsar timing
Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute), Leibniz Universität Hannover（马克斯·普朗克引力物理研究所（爱因斯坦研究所），汉诺威莱布尼茨大学）
本研究通过对比两种力矩模型，利用脉冲星计时数据检验中子星内部动力学，发现PSR J1359-6038偏向独立力矩，PSR B1937+21无偏好，Vela受限于数据质量。
2026-10-05 astro-ph.HE astro-ph.IM gr-qc
Topology of Pulsar Profiles (ToPP). I. Graph theory method and classification of the EPN
本文提出首个基于图拓扑的无监督方法ToPP，按轮廓形状相似性对脉冲星分类，应用于EPN数据库揭示连续演化轨迹，并可系统归入Rankin经验方案，为平方公里阵列时代的大规模脉冲星普查提供关键工具。
2024-05-16 astro-ph.HE astro-ph.IM
Long-term timing and emission behavior of the young Crab-like pulsar PSR B0540-69
通过对Rossi X射线定时探测器15.8年的观测数据的分析，给出了年轻脉冲星PSR B 0540 -69的定时解和自旋性质。我们进行了部分相位相干时序分析，以减轻显着的影响，在这个脉冲星的时序噪声。我们还在数据集的大子集上执行完全相干的定时，以达到更精确的解决方案。除了先前报道的第一个故障经历的脉冲星，我们发现第二个故障，发生在MJD 52927 $\pm$ 4，与分数的变化，自旋频率$Δν/ν= (1.64 \pm 0.05) \times 10^{-9}$和自旋下降率$Δ\dotν/\dotν = (0.930 \pm 0.011) \times 10^{-4}$（从我们的完全相干分析）。我们测量的制动指数是一致的，在整个数据跨度，平均值$n = 2.129 \pm 0.012$，从我们的部分相干时序分析。我们还研究了这颗脉冲星的发射行为，没有发现明显的通量变化、耀斑、爆发型活动或脉冲轮廓形状变化的证据。虽然有强有力的证据证明PSR B 0540 -69与蟹状星云脉冲星的相似性，但它们在几个方面存在差异，包括毛刺活动，PSR B 0540 -69可以说类似于其他一些非常年轻的脉冲星。很明显，控制这些新近诞生的中子星的形成、演化和内部结构的特定过程可以有很大的不同，这反映在它们的观测特性上。
2015-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Bright X-ray Pulsars: how outflows influence beaming, pulsations and pulse phase lags
在X射线吸积盘（XRP）中，极端的吸积导致从吸积盘内部发射出辐射驱动的外流。外流通过几何光束影响XRP的表观光度及其脉动。我们使用蒙特卡罗模拟模拟几何波束和脉冲形成过程。我们证实了我们先前的陈述，即由于X射线光子的准直而引起的亮度的强放大与大的脉冲分数不一致。考虑到可能的高流出速度（$\sim 0.2c$）引起的相对论性像差并不影响这一结论。我们证明了光束的原因，相位滞后的脉动。在由外流形成的吸积腔的开口角内，相位滞后往往对观察者的视角敏感。外流几何形状的变化和相位滞后的相应变化可能会影响明亮的X射线谱仪和ULX中脉动的可探测性。我们推测这种强的几何聚束现象与多光子反射对吸积腔腔壁产生的大的辐射压力有关。我们预计，质量损失率限制几何光束：强光束成为可能，只有在足够大的分数质量损失率从光盘。
2022-11-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
'Half-bare' positron in the inner gap of a pulsar and shift of inter pulse position
蟹状星云脉冲星的脉冲辐射由主脉冲（MP）和间脉冲（IP）组成，以及在某些频率上出现的额外脉冲分量。它已经在许多频率进行了研究，并包含了独特的信息，这是大多数卫星无法获得的。莫菲特和汉金斯在20年前发现了这些数据的奥秘之一，即IP在高射频下与低射频下相比发生了偏移，并在更高频率的光学和X射线范围内恢复到以前的位置。我们提出的解释，这些神秘的变化与频率通过反射辐射的相对论性正电子从恒星表面。脉冲星在极区的磁场一定是倾斜于恒星表面的，并对所讨论的过程产生影响。正电子在内部间隙电场的作用下被加速射向恒星表面，以半裸露粒子的形式辐射。这种辐射的光谱角特性不同于间隙内的电子曲率辐射。
2017-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining compactness and magnetic field geometry of X-ray pulsars from the statistics of their pulse profiles
从X射线中子星和磁星观测到的光变曲线反映了辐射发射模式、磁场的几何形状和中子星的致密性。我们研究X射线脉冲轮廓的统计，以约束中子星的紧凑性和磁场几何。我们收集了124颗X射线脉冲星的数据，这些星主要存在于高质量的X射线双星系统中，并根据在一个自旋周期内观测到的峰值数目对它们的脉冲轮廓进行了分类，将它们分为单峰和双峰两类。我们发现，在两组之间的平均分布。我们还计算了由理论模型预测的两个对跖点样点，根据类椭圆形的发射模式发射辐射的概率。然后将这些与两类中观察到的β-淀粉酶的分数进行比较。假设一个黑体发射模式，它是可能的，以限制中子星的紧凑性，如果磁偶极子有任意倾角的脉冲星旋转轴。更现实的双光束模式预测，79%的双光束是双峰独立的紧凑性。如果磁偶极相对于旋转轴的倾角上限为40 ± 4 °，则理论预测与实验数据是一致的。我们还讨论了X射线仪器有限的灵敏度对探测弱脉冲的影响，这降低了探测到的双峰剖面的数量，使得理论预测与数据一致，即使磁偶极子确实具有随机倾角。这表明脉冲轮廓的统计不允许我们约束中子星的紧凑性。与Bulik等人（2003年）之前的声明相反，这些数据也不需要将磁倾角限制在一个狭窄的区间内。
2010-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accreting millisecond pulsar SAX J1808.4-3658 during its 2002 outburst: evidence for a receding disc
2002年11月，X射线毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658发生了一次爆发，罗西X射线计时探测器对它进行了一个多月的跟踪。我们证明了在爆发过程中，中子星表面的热点所覆盖的面积是如何减小的，反射幅度也是如此。这些趋势与自然情况一致，即随着质量吸积率的下降，盘的内边缘从中子星后退。这些发现进一步支持的脉冲轮廓的变化，它清楚地表明，在10月29日之后的爆发的后期阶段的次极大值的存在。这一事实可以解释为圆盘从中子星后退到足够远的地方，从而打开了较低磁极的视野。在这种情况下，可以估计盘内半径。假设圆盘在阿尔文半径处被截断，我们将恒星磁矩限制为μ=（9 \pm 5）10^{25} G cm ^3，这对应于10 ^8 G的表面场。另一方面，使用最近从观测到的脉冲星自旋下降率获得的磁矩，我们表明，磁盘的边缘必须在阿尔文半径的2倍之内，把有趣的约束模型的磁盘磁层相互作用。我们还表明，急剧变化的相位的基本密切相关的脉冲轮廓的变化，我们与不同的遮蔽的对跖点。脉冲轮廓幅度允许我们估计热点质心的余纬度为4-10度。
2009-08-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
