The diverse polarization properties in pulsars are in conflict with applying a unique emission mechanism to the population. The polarization position angle (PPA) traverse in most pulsars shows a S-shaped curve that can be interpreted using the rotating vector model (RVM) as the radio emission being directed either parallel or perpendicular to the divergent magnetic field lines and argues for a coherent curvature radiation mechanism from charge bunches in a strongly magnetized pair plasma. However, in a subset of pulsars the radio emission is significantly depolarized and the PPA shows a complex pattern which cannot be explained using RVM. We propose that even in such cases the highly polarized time samples in the single pulses should follow the RVM with possibly two parallel tracks separated by 90\degr. We have investigated PSR J1645$-$0317, with complex PPA traverse, and demonstrated for the first time that considering only the highly polarized time samples in the single pulses, the PPA distribution clearly follows the RVM. We conclude that this strongly favour the coherent curvature radiation mechanism to be universally applicable in the pulsar population.
Radiation Mechanism of the Soft Gamma-ray Pulsar PSR B1509-58
用外能隙模型解释了自旋下降脉冲星PSR B 1509 - 58的X射线和软γ射线辐射的光谱和能量相关光变曲线。在外能隙模型中，能隙内的大部分电子对产生于零电荷表面附近，能隙的电场将两个电荷分离，使它们向相反的方向运动。因此，从零电荷表面到光柱的区域主要是由粒子流出，从零电荷表面到恒星的区域主要是由粒子流入。粒子的流入和流出沿着磁场线运动并发射曲率光子，进入的曲率光子被恒星的强磁场转化为对。这些对发射同步加速器光子。我们认为PSR B 1509 -58的X射线和软γ射线是由这两对辐射的同步辐射产生的，PSR B 1509 -58的视角只接收入射辐射。磁对的产生需要大的螺距角，这使得同步辐射的脉冲轮廓不同于曲率辐射的脉冲轮廓。我们仔细地跟踪了不同俯仰角的同步辐射的脉冲轮廓。我们发现不同能带的光变曲线之间的差异是由于次级对的不同俯仰角造成的，在E> 10 MeV处出现的第二个峰来自恒星附近的区域，那里较强的磁场允许次级对以较小的俯仰角产生。
Precision Determination of Scintillation Screen Parameters from Annual Modulation Measurement of Pulsar Scintillation Arc Curvature with the FAST Telescope
South-Western Institute for Astronomy Research (SWIFAR), Yunnan University（西南天文研究所，云南大学）；Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台）；Key Laboratory of radio Astronomy, Chinese Academy of Sciences（中国科学院射电天文重点实验室）；Xinjiang Key Laboratory of radio Astrophysics（新疆射电天体物理重点实验室）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Chinese Academy of Sciences（中国科学院射电天文与技术重点实验室）
A Luminous and Highly-variable Gamma-ray Flare Following the 2017 Periastron of PSR B1259-63/LS 2883
PSR B1259 $-$ 63/LS 2883双星系统的三个近星点通道，由一颗48 ms旋转动力脉冲星和一颗$\sim30$ M $_{\odot}$ Be恒星组成，已被费米伽马射线太空望远镜上的大面积望远镜（LAT）在2010年，2014年和2017年观测到。在最近的近星点通过期间，在近星点之后立即观察到持续的低水平伽马射线发射超过$\sim3$ -周长的间隔，随后是无发射的间隔。在近星点后40天开始检测到零星的耀斑，持续了大约50天，在此期间，发射显示出显着的光谱曲率，时间尺度上的变化短至1.5分钟，峰值通量水平远远超过脉冲星自旋下降功率。相比之下，在2010年和2014年的近星点期间，直到近星点后30天和32天，LAT才分别观察到显著的伽马射线发射。以前的耀斑没有表现出光谱曲率，没有表现出短期的变化，并没有超过脉冲星的自旋下降功率。2017年观测到的高通量和短时间尺度表明，需要大量的发射光束，并限制了发射区域的大小。耀斑发生在近星点之后足够长的时间，中子星应该已经通过了扩展的盘状流出，从而限制了逆康普顿模型的目标材料和种子光子源的选择。
Imaging without visibilities: FAST-Effelsberg scintillometry of PSR B1508+55
Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；South-Western Institute for Astronomy Research (SWIFAR), Yunnan University（西南天文学研究所（SWIFAR），云南大学）；McGill University（麦吉尔大学）
Single-Pulse Correlations in PSR B0329+54: Implications for Radio Emission Zones
National Chung Hsing University（中兴大学）；Academia Sinica（中央研究院）；National Tsing Hua University（清华大学）；National Centre for Radio Astrophysics, Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所国家射电天体物理学中心）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The Australian National University（澳大利亚国立大学）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）
Multi-frequency Radio Profiles of PSR B1133+16: radiation location and particle energy
PSR B1133+16的脉冲轮廓通常被认为是一种锥双结构。然而，它的多频分布不能简单地用两个高斯函数拟合，总是需要第三个分量来拟合桥区域（两个峰之间）。这将引入额外的冗余参数。本文通过对五种拟合函数（Gaussian、von Mises、双曲正割、平方双曲正割和Lorentz）的比较，发现平方双曲正割函数能最好地再现轮廓，得到更好的拟合。此外，一个对称的二维辐射束函数，而不是一个简单的一维高斯函数，被用来拟合的轮廓。每个具有良好分辨或不太好分辨的峰的轮廓可以使用该束函数充分拟合，并且两个峰之间的桥发射不需要是新的分量。采用基于偏振测量的倾斜角和碰撞角，通过波束函数拟合，得到了辐射波束在某一频段的张开角θ μ0。然后计算相应的辐射高度。基于多频分布，我们还计算了曲率辐射（CR）和逆康普顿散射（ICS）模型中粒子的洛伦兹因子及其在这些位置的色散。我们发现粒子的洛伦兹因子随辐射高度的增加而迅速减小。此外，辐射更倾向于产生在环形区域，而不是核心区域，这需要进一步验证。
Interstellar Scintillation of Three Nearby Pulsars with FAST
School of Physics and Electronic Science, Guizhou Normal University（贵州师范大学物理与电子科学学院）；State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台射电天文与技术重点实验室）；CAS Key Laboratory of FAST, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台FAST重点实验室）；Guizhou Radio Astronomical Observatory, Guizhou University（贵州大学贵州天文观测站）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Guizhou University（贵州大学）
X-ray characterization of the pulsar PSR J1849$-$0001 and its wind nebula G32.64+0.53 associated with TeV sources detected by H.E.S.S., HAWC, Tibet AS$γ$, and LHAASO
Interstellar scintillation and polarization of PSR B0656+14 in the Monogem Ring
利用500米口径球面射电望远镜（FAST）对PSR~ B 0656 +14进行了一年三个历元的高灵敏度星际闪烁和偏振观测，结果表明PSR ~ B 0656 +14的散射主要由两个不同的致密区组成。我们将离脉冲星较近的那颗星与Monogem环的壳层联系在一起，从而证实了这种联系。另一个可能与本地泡沫有关。我们发现，所观察到的位置角的脉冲星自旋轴和空间速度是显着不同的，与$19\fdg3\pm$ 0 \fdg 8，不符合以前发表的接近完美的对齐$1\degr\pm 2\degr$的分离。在二次谱中，两个独立的散射区域被清楚地定义，显示出两个强的前向抛物弧。弧曲率表明，外弧和内弧对应的散射屏分别位于距PSR B 0656 +14约28秒差距和距地球约185秒差距处。所观察到的多普勒轮廓与电磁模拟的比较表明，这两个散射区域是温和的各向异性。对于外弧，我们估计的各向异性$A_R$约为1.3，与平行的脉冲星速度的散射不规则性对齐。对于外弧，我们比较所观察到的延迟配置文件与延迟配置文件计算从理论上的强散射模型。我们的结果表明，在Monogem环的散射不规则性的空间谱是平坦的比Kolmogorov，但需要进一步的观察来证实这一点。
