Observational manifestations of young neutron stars: Spin-powered pulsars
最大数量的已知年轻中子星被观测为自旋动力中子星。虽然其中大多数是在射频上检测到的，但也可以在电磁波谱的其他部分研究越来越多的电磁波谱。蟹状星云脉冲星是一颗年轻的脉冲星的原型，可以从无线电到伽马射线频率进行观测，这在通过电磁波谱观测到的脉冲星特性的旅行中提供了一条讨论的红线。脉冲星发射的基本观测特征，准备在这些会议记录中给出更详细的审查。在这里，将特别注意那些可能提供无线电和高能发射过程之间的联系的发射功能。
2003-10-16 astro-ph
BeppoSAX observations of rotation-powered pulsars
BeppoSAX号卫星在其寿命期间观测了几个孤立的双星，为了解这类源的X射线发射现象和特性作出了重要贡献。在本文中，我审查的光谱和定时从BeppoSAX观测结果。特别是，报告了三种Crab样（Crab，PSR B1509-58和PSR B 0540 -69）和三种毫秒级（PSR J 0218 +42，PSR B1821-24和PSR B1937+21）的结果。
2003-09-23 astro-ph
Spectral properties, generation order parameters and luminosities for spin-powered X-ray pulsars
本文给出了15个自旋功率X射线谱的光谱特性，以及平均功率律光子指数与自旋下降率之间的关系。引入了基于极冠模型的产生序参量来表征X射线谱。由于磁场和电场对级联过程中光子吸收的影响不同，计算了产生序参量的三种定义，并研究了序参量与X射线谱特性的关系.在我们的脉冲星样本中，光子指数和GOP之间可能存在相关性。此外，我们提出了一种方法，由于GOP的概念，以估计非热X射线光度的自旋供电的太阳能电池。然后在我们的极冠加速器模型的背景下计算X射线光度，这与大多数观测到的X射线脉冲星数据是一致的。用我们的方法估算的X射线光度与脉冲星自旋下降功率的比值与$L_{\rm X}\sim 10^{-3}L_{\rm sd}$特征吻合得很好。
2003-10-06 astro-ph
What Makes an Accretion-Powered Millisecond Pulsar?
本文研究了吸积毫秒中子星的脉冲幅度与中子星质量的关系。由于脉动幅度随着中子星质量的增大而被抑制，因此在长时间吸积的系统中，探测到脉动的概率会降低。然而，在瞬态系统中，质量吸积是零星的，中子星可能具有较低的质量，可检测到的脉动的概率较高。我们提出这种机制作为迄今为止发现的少量毫秒X射线星的解释，以及它们作为快速星的出现，主要是在瞬态，低Mdot系统中。这一机制也可以定量地解释大多数LMXB中缺乏α-淀粉酶的原因。
2008-09-02 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
Gamma-ray and X-ray luminosities from spin-powered pulsars in the full polar cap cascade model
我们对传统的曲率辐射（逆康普顿散射）+同步辐射极帽级联模型进行了修正，加入了高世代对的逆康普顿散射。在Harding & Alummov（1998）提出的带标架拖曳的空间电荷有限流加速模型框架内，这种完整的极帽级联方案可以很好地再现从已知自旋动力的极帽中观测到的$L_γ\propto (L_{\rm sd})^{1/2}$和$L_x \sim 10^{-3} L_{\rm sd}$依赖关系。根据这个模型，如果在它们的表面附近没有强的多极磁性成分，那么来自大多数毫秒彗星的“脉冲”ROSAT波段软X射线可能是热源的。
1999-11-03 astro-ph
Intermittent pulsations in an accretion-powered millisecond pulsar
我们描述的第七个吸积动力毫秒脉冲星，HETE J1900.1-2455与罗西X射线定时探测器在一年的活动，在2005年6月发现。我们检测到间歇性脉动的峰值分数振幅为3%，但仅在前两个月的爆发。在这段时间里，我们观察到三次脉冲幅度的突然增加，大约与热核爆炸的时间一致，然后在大约100秒的时间尺度上稳定下降。10天。HETE J1900.1-2455显示了迄今为止任何瞬态吸积动力毫秒脉冲星的最长活动周期，而不是与其他瞬态X射线双星的爆发周期相媲美。自从上一次探测到脉动以来，HETE J1900.1-2455已经无法与低吸积率，非脉冲LMXB区分开来;我们假设其他目前活跃的LMXB最初也可能作为毫秒X射线天体被探测到。
2006-11-10 astro-ph
Are Supershells Powered by Multiple Supernovae? Modeling the Radio Pulsar Population Produced by OB Associations
传统的射电望远镜搜索目标是单个的小区域，如超新星遗迹或球状星团，或者覆盖天空的大片连续区域。这些搜索都没有专门针对巨型超壳，其中一些可能是由OB协会的多颗超新星（SN）爆炸产生的。在这里，我们进行了蒙特卡罗模拟的脉冲星人口与多个SNe供电的超级壳。我们预测，用目前的仪器可以探测到几十个与最大的银河系超壳层（动能>~ 10^{53}尔格）有关的射电双星，还有一些与较小的超壳层有关的射电双星。我们测试这些预测的一些超壳位于过去的脉冲星调查所覆盖的地区。对于较小的超壳层，我们的结果是一致的，每个气泡检测到的几个超壳层。对于巨大的超壳层GSH 242-03+37，我们发现多重SN假说与目前的数据在95%的水平上不一致。我们强调与超壳层相关的深脉冲星调查的重要性。如果在其中最大的一个星系中无法探测到任何脉冲星增强现象，将严重限制它们的多SN起源。相反，发现与超壳层相关的脉冲星群将允许一种不同的/独立的方法来研究脉冲星的性质。
2004-01-13 astro-ph
A Braking Index for the Young, High-Magnetic-Field, Rotation-Powered Pulsar in Kes 75
我们提出了第一个相位相干测量的制动指数的年轻，充满活力的旋转动力脉冲星PSR J1846-0258。这颗324毫秒的脉冲星位于超新星遗迹Kes 75的中心，特征年龄为tau_c = 723年，自旋向下能量为8.3x 10 ^{36}erg/s，推测磁场为4.9x 10 ^{13} G。两个独立的相位相干定时的解决方案，来自一起跨越5.5年的罗西X射线定时探测器获得的数据。此外，部分相位相干时序分析证实了完全相位相干的结果。制动指数的测量值，n=2.65+/-0.01，明显小于3，磁偶极辐射的预期值，这意味着另一个物理过程必须有助于脉冲星的旋转演化。假设制动指数自诞生以来一直保持不变，我们将J1846-0258的自旋下降年龄上限定为884年，这是任何旋转动力脉冲星的最小年龄估计。
2006-04-21 astro-ph
Non-detection of a pulsar-powered nebula in Puppis A, and implications for the nature of the radio-quiet neutron star RX J0822-4300
我们报告了在超新星遗迹船尾座A中对与无线电宁静的中子星RX J 0822 -4300有关的脉冲星风星云的深射电搜索。船尾座A的明确属性使我们能够将任何星云的大小限制在30弧秒以下;然而，我们在任何空间尺度上都没有发现这样一个源的证据。这些未被探测到的结果导致了任何脉冲星驱动星云的射电光度的上限，这比RX J 0822 -4300是一颗远离我们的高能年轻射电脉冲星时所预期的要低三个数量级，并对最近声称的来自这个来源的X射线脉动产生了怀疑。由于没有射电星云，我们得出结论，RX J 0822 -4300的性质与大多数年轻的射电巨星非常不同，它代表了一个独特的群体，可能与射电巨星一样多，甚至更多。
2000-05-18 astro-ph
The Luminosity and Energy Dependence of Pulse Phase Lags in the Accretion-powered Millisecond Pulsar SAX J1808.4-3658
软相位滞后，其中低能量带的X射线脉冲比高能量带的脉冲晚到达，几乎在所有吸积动力毫秒双星中都被观察到，但它们的起源仍然是一个悬而未决的问题。在2.5毫秒吸积动力脉冲星SAXJ1808.4 -3658的研究中，我们报告说，这些滞后的幅度是强烈依赖于吸积率。在爆发的最亮阶段，滞后的幅度随着吸积率的下降而增加;当爆发进入较暗的张开尾阶段时，这种关系就颠倒了。我们评估这一复杂的依赖性的背景下，两个理论模型的滞后，一个依赖于散射的光子的吸积盘和其他调用一个双组分模型的光子发射。在这两种情况下，营业额表明，我们正在观察到的来源过渡到“螺旋桨”吸积制度。
2009-04-13 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
Gamma Rays From Rotation-Powered Pulsars
这七颗已知的伽马射线射电望远镜只占目前已知的1000多颗射电望远镜中的一小部分，但它们可以为我们提供有关脉冲星粒子加速和能量学的宝贵信息。虽然加速和高能辐射理论已经被研究了25年，但脉冲伽马射线的起源仍然是一个没有答案的问题。康普顿伽马射线天文台检测到的脉冲星的特征无法清楚地区分磁极的发射点（极帽模型）和来自外磁层的发射（外间隙模型）。这两种模型都有一些理论问题尚待解决。这两种模型对射电强和射电静伽马射线暴的数量及其光谱特性进行了对比预测。GLAST可能会探测到至少50个无线电选择的卫星，可能还有更多的无线电静音卫星。有了这个大样本，就有可能全面测试模型预测，并最终解决这个长期存在的问题。
2002-08-22 astro-ph
Possible new gamma-ray pulsar detections for AGILE and GLAST missions: The outer gap model look at the Parkes pulsar Catalog
利用外能隙模型对Parkes多波束脉冲星巡天的预测能力进行了分析。根据外能隙模型，我们发现Parkes星表中的大多数射电天体都不是$γ$射线辐射源。给出了AGILE和GLAST探测新的$γ$射线脉冲星的可能实例。其中包括13名新的优秀候选人。四个新的位置之间的巧合EGRET检测和Parkes双星被发现，但我们放弃了物理关联。应用一个新的电子密度模型分配脉冲星的距离的后果进行了探讨。新的模型系统地减少了到恒星的距离，校正可以高达90%，增加了它们的通量，影响了探测前景。
2002-12-06 astro-ph
Nuclear-Powered Millisecond Pulsars and the Maximum Spin Frequency of Neutron Stars
毫秒中子星是一种中子星（NS），被认为是由恒星伴星的质量吸积而产生的。目前尚不清楚这一过程是否存在自然制动，或者它是否会持续到亚毫秒周期达到离心破碎极限。许多从伴星吸积而来的NS都表现出持续数十秒的热核X射线爆发，这是由其表面不稳定的核燃烧引起的。10个NS爆发期间的毫秒亮度振荡（与其他观察到的快速X射线变化不同）被认为可以测量恒星的自旋，但缺乏旋转起源的直接证据。在这里，我们报告检测到的爆发振荡在已知的自旋频率的吸积毫秒脉冲星，我们表明，这些振荡总是有相同的旋转相位。这坚定地建立了爆发振荡作为核动力脉动跟踪吸积NS的旋转，证实了早期的证据。11颗核动力彗星的自旋频率分布远低于大多数NS模型的分裂频率，这支持了理论预测，即引力辐射损失可以限制毫秒彗星旋转时的吸积力矩。
2003-07-01 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
Production and evolution of millisecond X-ray and radio pulsars
利用罗西X射线计时探测器进行的观测已经在低质量双星系统中发现了数十颗具有毫秒级自转周期的吸积中子星。其中18个是毫秒级X射线望远镜，由吸积或核燃烧或两者兼而有之提供动力。这些恒星有足够强的磁场，当吸积停止时，它们会变成毫秒级旋转动力（无线电）恒星。很少有（如果有的话）吸积或旋转动力的恒星具有高于750赫兹的旋转速率。有强有力的证据表明，一些吸积中子星的自旋上升受到磁自旋平衡的限制，而另一些中子星的自旋上升在吸积结束时停止。进一步的研究将显示某些吸积或旋转驱动的恒星的自旋速率是否受到引力辐射的限制。
2006-11-09 astro-ph
Model Spectra of Rotation Powered Pulsars in the INTEGRAL Range
IBIS的能量范围是一个很有前途的地面测试不同的组件预期在旋转动力的恒星的高能辐射光谱的相互关系。根据一些极冠模型，两个这样的组件-由于曲率和同步辐射-可能会贡献相当数量的功率在15 keV和10 MeV之间（Rudak & Dyks 1999）。Zhang和Harding（2000）最近提出了第三种可能的成分，这是由于软热光子在次级$\epm$对上的逆康普顿散射（ICS）。在这里，我们提出的所有三个光谱分量的Monte Carlo计算结果内的极冠模型，允许相对论粒子的相互作用与来自脉冲星表面的软光子。对于表面温度为10^5 K几倍的太高斯脉冲星，ICS分量在10 MeV以下的能量范围内占主导地位，因此它的存在将X射线与伽马射线的亮度之比（与忽略次级$\epm$对上ICS的模型相比）提高到船帆座脉冲星中观察到的水平。
2000-10-18 astro-ph
Accretion-powered Millisecond Pulsar Outbursts
在过去的四年里，以吸积为动力的毫秒彗星的数量迅速增长，发现了六个新的例子，使样本总数达到七个。虽然前六个被发现的是每两年或两年以上活跃几周的瞬变，但最近发现的源HETE J1900.1-2455已经活跃了8个多月。我们总结了人口的瞬态行为，以估计长期的时间平均通量，并将这些通量等同于预期的质量传递速率驱动的引力辐射，以约束的距离。我们还估计6千秒差距的上限IGR J 00291 +5934的距离的基础上，从这个源的爆发的非检测。
2006-04-17 astro-ph
AE Aquarii: The first white dwarf in the family of spin-powered pulsars
对类新星宝瓶座AE星的多普勒H-α断层图像的模拟表明，白矮星的偶极磁矩接近1.5 E +34 G cm ^3。这与观测到的该系统圆偏振光辐射得出的白矮星磁场强度下限是一致的。白矮星的快速制动和最近用SUZAKU空间望远镜在这些条件下探测到的脉冲硬X射线发射的性质可以用自旋动力脉冲星机制来解释。然而，关于该系统中强磁化白矮星的起源问题仍然悬而未决。简要讨论了宝瓶座AE的可能演化轨迹。
2008-09-06 astro-ph
Millisecond Pulsars in X-Ray Binaries
尽管有相当多的证据证明毫秒双星是通过低质量X射线双星（LMXB）中的持续吸积而旋转起来的，但事实证明，在LMXB中实际探测毫秒X射线双星是非常困难的。在80多颗含有中子星的LMXB中，只有5颗已知的由吸积提供动力的毫秒X射线爆发星，但还有另外11颗“核动力”毫秒爆发星，它们只在短暂的热核X射线爆发时才显示出自己的自旋。此外，2个吸积动力的超新星也表现出X射线爆发振荡，它们不寻常的特性，以及大多数LMXB中没有持续的脉动，表明许多LMXB中的磁场可能被吸积物质所隐藏。有趣的是，核动力中子星提供了一个统计上无偏的探测器，探测到了回收中子星的自旋分布，并显示出这种分布在730赫兹以上时会急剧截止，远低于大多数中子星状态方程的分裂自旋率。这表明有某种机制可以阻止或平衡由于吸积而导致的自旋上升，并且亚毫秒级的双星一定非常罕见（甚至可能不存在）。目前还不清楚是什么提供了必要的角动量汇，尽管引力辐射是一个有吸引力的可能性。
2004-07-30 astro-ph
Outer-gap vs. Slot-gap Models for Pulsar High Energy Emissions: The Case of the Crab Pulsar
我们分析研究了旋转动力脉冲星作为伽马射线源的能力，并表明它们的相位平均伽马射线通量与自旋下降通量和间隙跨场厚度立方的乘积成正比，无论发射模型如何。将该方案应用于蟹状星云脉冲星，我们证明了外间隙模型再现了观测到的GeV通量，而槽隙模型再现了最多百分之二十的观测到的通量，因为小的跨场厚度。伽玛射线和自旋下降通量之间的关系的影响进行了讨论。
2008-10-06 astro-ph
Thermal and Bulk Comptonization in Accretion-Powered X-Ray Pulsars
我们发展了一个新的理论模型的吸积动力X射线光谱形成过程的基础上发生的吸积，冲击气体的体和热康普顿详细治疗。一个严格的本征函数展开方法获得的格林函数描述的散射的辐射注入到列从位于任意高度以上的恒星表面的单色源的散射的解析解。出射光谱的计算通过卷积的格林函数与源项对应的韧致辐射，回旋加速器，和黑体发射。冲击波中光子的散射与回旋吸收相结合，自然地产生了具有相对平坦的连续形状和高能量准指数截止的X射线光谱。我们证明，新的理论成功地再现了明亮的恒星Her X-1，LMC X-4和Cen X-3的相位平均光谱。在这些光源中，它表明，出射光谱占主导地位的康普顿韧致辐射。
2006-09-01 astro-ph
X-Ray Flux Decrease of the Accretion-Powered Millisecond Pulsar SAX J1808.4-3658 in Quiescence Detected by ASCA
1999年9月，在静止期用ASCA观测到吸积动力毫秒X射线脉冲星SAX J1808.4-3658。我们在SIS数据中检测到一个昏暗的X射线源，其位置与SAX J1808.4-3658一致。对于单个SIS，源计数率为（1.1+-0.4 x10 E-3 cts/s（0.5-5 keV），如果假设具有对应于1.3 × 10 E21 cm E-2的氢柱密度的低能吸收的光子指数2的幂律能谱，则其对应于（3+-1 x10 E-14 ergs/s/cm E-2。数据的统计质量不足以约束能谱或检测401 Hz相干脉动。我们比较的数据与BeppoSAX观测也在静止状态下，发现ASCA测量的X射线通量是至少比BeppoSAX测量的小4倍。我们讨论了可能的X射线发射机制，可以解释流量的变化，包括射电脉冲星和射电脉冲星冲击发射。
2000-09-19 astro-ph
Chandra imaging of the X-ray nebula powered by pulsar B1509-58
我们目前的观测与钱德拉X射线天文台的脉冲星风星云（PWN）的能量年轻的脉冲星B1509-58。这些数据证实了先前观测所指出的系统的复杂形态，并揭示了星云的几个新组成部分。整个PWN显示了一个明确的对称轴，方位角为150度（N到E），我们认为这对应于脉冲星的自旋轴。我们发现，以前确定的无线电功能匹配以及与整体范围的X射线PWN，并提出前者作为长期寻求的无线电星云供电的脉冲星。我们进一步确定了一个明亮的准直特征，至少4'长，沿着星云的主对称轴;我们将此特征解释为脉冲星的物理流出，并推断此喷流的速度>0.2c。缺乏任何观测到的反喷流意味着脉冲星的自旋轴与视线倾斜约30度，这与以前根据低分辨率数据所做的估计相反。我们还确定了各种紧凑的功能接近脉冲星。一对半圆形的X射线弧位于脉冲星以北17和30角秒处;后一个弧显示了一个高度极化的射电对应物。我们表明，这些功能可以被解释为离子压缩在一个粒子为主的赤道流束，并使用它们的属性来推断电磁粒子能量的比例对在风冲击西格玛约0.005，类似于在蟹状星云。我们进一步确定了几个非常接近脉冲星的紧凑节点;我们用这些来推断在与脉冲星0.1 pc的距离处sigma < 0.003。
2001-12-28 astro-ph
Comptonization and the Spectra of Accretion-Powered X-Ray Pulsars
吸积动力X射线源是银河系中最明亮的X射线源之一。然而，尽管自发现以来进行了数十年的理论和观测工作，但还没有出现令人满意的X射线光谱形成模型。在本文中，我们报告了一个自洽计算的频谱出现从脉冲星吸积柱，其中包括一个明确的治疗的散装和热康普顿化发生在辐射为主的冲击，形成在吸积流。使用严格的本征函数展开方法，我们得到了封闭形式的格林函数描述的单色辐射注入到列的上散射的表达式。格林函数与韧致辐射、回旋加速器和黑体源项卷积，计算出射光子谱。我们表明，在冲击波中的光子的闪烁自然产生一个X射线光谱与一个相对平坦的连续和高能量的指数截止。最后，我们证明了我们的模型与明亮的脉冲星Her X-1和低光度脉冲星X Per的光谱有很好的一致性。
2007-04-17 astro-ph
Lighthouses with two lights: burst oscillations from the accretion-powered millisecond pulsars
从吸积动力毫秒双星（AMP）中发现核动力脉动的关键贡献是建立了爆发振荡频率作为恒星自旋速率的可靠代理。这使快速旋转吸积中子星的样本增加了一倍，并揭示了在分裂极限附近没有任何恒星旋转的意外情况。由此产生的“制动问题”现在是理论学家们的主要关注点，特别是考虑到引力波发射在限制自旋中可能发挥的作用。然而，这并不是AMP的爆发振荡产生影响的唯一领域。爆发振荡计时正在发展成为一种很有前途的技术，用于验证AMP中的自旋可变性水平（一个相当有争议的话题）。这些来源也为我们理解仍然难以捉摸的爆发振荡机制提供了独特的输入。这是因为它们是我们唯一可以可靠地测量不均匀燃料沉积作用的恒星，当然还有磁场。
2008-08-19 astro-ph
Discovery of the first accretion-powered millisecond X-ray pulsar
在20世纪80年代早期发现的毫秒射电望远镜的确切起源直到今天仍然不确定。它们可能是由X射线双星系统中的吸积低磁场中子星演化而来的。如果是这样的话，这些恒星应该以毫秒的速度旋转。根据这一思想，在X射线双星中发现的50 Hz和1 kHz附近的准周期振荡，以及在X射线爆发中发现的几个100 Hz的漂移振荡都被解释为弱磁化中子星的毫秒自旋。然而，在15年的搜索中，预期的来自X射线双星的相干毫秒信号仍然难以捉摸。在这封信中，我们报告了这种信号的第一个例子的发现。使用罗西X射线定时探测器，我们发现持续的2.49毫秒X射线脉动的X射线双星，我们解释来自吸积动力毫秒X射线脉冲星的系统。这是已知的第一个此类物体。当吸积完全停止时，它很可能会变成毫秒射电脉冲星。该源的位置与已知的瞬态X射线爆发源SAX J1808.4-3658重合，这也使其成为第一颗表现出热核X射线爆发的X射线脉冲星。
1998-04-21 astro-ph
X-ray Astronomy with CCDs: Calibration of the Advanced CCD Imaging Spectrometer and Observations of Rotation-powered Pulsars
本论文主要研究CCD在X射线天文学中的应用。本论文的第一部分着重于钱德拉X射线天文台两台主要焦平面仪器之一的先进CCD成像光谱仪（ACIS）的定标。我首先介绍了一系列的测量使用非分散的同步辐射。我分析了这些实验的结果，以提取必要的参数来模拟用作ACIS表征参考标准的CCD的绝对检测效率。我还讨论了一种新的“网格”技术，我开创了非破坏性测量CCD的亚像素结构，包括通道停止和门。在网格实验结果的指导下，我进行了额外的测量，以限制通道停止中的复合效应。本论文的第二部分是关于旋转供电（无线电）光源的X射线特性。高能观测是对中子星能量学和发射机制的有力诊断。我分析ASCA和ROSAT观测三个年轻的卫星，特别适合解决这些问题。我还提出了对已知磁场最高的旋转动力脉冲星的观测，并描述了这些结果与另一种中子星--异常X射线脉冲星的关系。最后，我分析了超新星遗迹Cas A的钱德拉观测。这些数据充分证明了货物预报信息系统的能力，并揭示了残骸中心以前未知的点源。
2000-05-23 astro-ph
Can the anomalous X-ray pulsars be powered by accretion?
5-12秒“反常”X射线谱的性质仍然是个谜。在已经提出的解释AXP性质的模型中，最有可能的是：（1）孤立的吸积中子星是由索恩-迪伊特科夫天体演化而来的，这是由于在高质量X射线双星的共同包络演化过程中完全旋入，以及（2）磁星，这是一种具有超高（$\sim 10^{14}-10^{15}$ G）表面磁场的中子星。我们对吸积模型中预测的中子星自旋的变化进行了严格的检验，发现它不能解释在AXP中观测到的稳定的自旋下降。一个简单的分析也表明，任何围绕孤立的中子星的吸积盘的寿命都是极其有限的。对这类天体更有希望的解释是磁星模型。
1999-03-12 astro-ph
A Spin-down Power Threshold for Pulsar Wind Nebula Generation?
基于自旋下降的能量损失率$\dot E$ = $Iω\dotω$，对已知的最具能量的旋转驱动的超新星进行了系统的X射线测量，结果表明，所有具有$\dot E > \dot E_{c} \approx 3.4 \times\ 10^{36}$ erg s $^{-1}$的高能超新星都是X射线明亮的，表现出明显的脉冲星风星云（PWN），并且与超新星事件有关，无论是历史上的还是通过热遗迹，其中一半以上居住在壳状超新星遗迹中。低于$\dot E_c$，2-10 keV PWN通量比$F_{PWN}/F_{PSR}$降低一个数量级。这个阈值是通过对旋转驱动的激光器观测到的光谱斜率$Γ_{min} \approx 0.5$的下限来预测的（Gotthelf 2003）。明显缺乏明亮的脉冲星星云低于临界Edot表明粒子注入光谱的变化，并作为一个约束的发射模型旋转动力的脉冲星。年轻的年龄和高密度的环境都不是产生PWN的充分条件，相反，自旋下降的能量损失率可能是决定旋转动力脉冲星演化的关键参数。
2006-10-12 astro-ph
Gamma-ray Luminosity and Death Lines of Pulsars with Outer Gaps
我们重新检查的外部间隙的大小，考虑到偶极子磁场的几何形状。此外，我们还考虑到，代替取光圆柱半径一半处的间隙大小来表示整个外间隙，更合适的是在距离上平均整个外间隙大小。当考虑这两个因素时，导出的外隙尺寸f不仅是中子星周期P和磁场B的函数，而且是到中子星的平均径向距离的函数<r>。我们用这个新的外能隙模型研究了类星体的$γ$射线光度，并研究了类星体的$γ$射线发射的死亡线。在已知脉冲星的$P, B$和$α$的情况下，我们的模型可以预测单个脉冲星的$γ$射线光度.由于不同的双星具有不同的$α$，这就解释了为什么某些$γ$射线双星具有非常相似的$P$和$B$，但具有非常不同的$γ$射线光度。在确定$γ$射线谱仪的死亡线时，我们采用了一种基于具体物理原因的新判据。在估计外隙的分数尺寸时，考虑了两种可能的X射线场：（i）由中子星冷却和极帽加热产生的X射线，以及（ii）由来自外隙的相对论粒子轰击恒星表面产生的X射线。由于测量$α$是非常困难的，我们用蒙特卡罗方法模拟了银河系中$γ$射线双星的性质。我们发现，这个新的外隙模型预测了更多的弱$γ$ -射线天体。对于所有具有自持外隙的模拟$γ$射线探测器，$γ$射线光度$L_γ$满足$L_γ\propto L^δ_{sd}$ ;其中$δ$的值取决于$γ$射线探测器的灵敏度.
2004-02-04 astro-ph
Torque Reversal in Accretion-Powered X-ray Pulsars
吸积动力X射线治疗仪4U 1626 - 67、GX 1 + 4和OAO 1657 - 415最近出现了令人困惑的扭矩反向。这些反转的特点是时间尺度短，在几天的数量级，几乎相同的自旋和自旋下降率，和非常小的变化，X射线光度。我们认为这种现象是由质量吸积速率的逐渐变化所触发的吸积盘中突然的动力学变化的结果。当系统在内盘中从主要开普勒流过渡到基本上亚开普勒的径向平流时，这些突然的扭矩反向可能以临界吸积速率$\sim$ $10^{15}-10^{16}g~s^{-1}$发生。对于接近自旋平衡的系统，在开普勒状态下的自旋扭矩略大于平流状态下的自旋扭矩，与观测一致。这种突然的反转可能是脉冲星系统在自旋平衡附近的一个特征，其质量吸积率在一年或更长的时间尺度上调制到临界吸积率附近。有趣的是，激变变星和黑洞软X射线瞬变以类似于黑洞临界速率的吸积速率改变它们的X射线发射特性。我们推测脉冲星系统的动力学变化与白矮星和黑洞吸积盘系统有着共同的物理起源。
1997-10-14 astro-ph
A study of the long term evolution of quasi periodic oscillations in the accretion powered X-ray pulsar 4U 1626-67
本文研究了一颗异常吸积X射线脉冲星4U 1626- 67的准周期振荡（QPO）的长期性质。这是一个独特的吸积动力X射线脉冲星，我们发现QPO存在于所有足够长的X射线观测与广泛的X射线观测。在目前的自旋下降时代的这个源，QPO中心频率被发现是减少。在这一辐射源的早期发展阶段，只有两份关于QPO探测的报告，分别是1983年EXOSAT和1988年GINGA探测到的QPO，而且有增加的趋势。4U 1626- 67在过去22年中的QPO频率演变从正趋势变为负趋势，这与该源的扭矩反转有些一致。在吸积动力X射线天体中，QPO频率与吸积盘的内径直接相关，如开普勒频率模型（KFM）和拍频模型（BFM）。早期的X射线光谱、通量和脉冲轮廓测量报告了吸积盘的逐渐耗尽。目前的QPO频率演化研究表明，X射线通量和质量吸积率的变化可能不是同一个因子，因此简单的KFM和BFM不能解释该源的QPO演化。这是唯一的X射线脉冲星显示持久的QPO，也是第一个吸积X射线脉冲星，其中QPO的历史是报告了很长的时间尺度与长期演化的吸积盘。
2008-01-11 astro-ph
The X-ray luminosity of rotation-powered neutron stars
由于ROSAT和ASCA最近的观测结果，在X射线能量下看到的旋转动力的类星体的数量大幅度增加。本文综述了X射线发射特性的现象学研究。目前已探测到27颗超新星，年龄范围很广（10^3 - 7 x 10^9年），磁场强度范围很广（10^8 - 10^13 G），自旋周期范围很广（1.6 - 530 ms）。尽管这些分散的参数，所有的恒星都表现出X射线光度密切相关的旋转能量损失。这表明，大多数观测到的X射线是由来自同向旋转磁层的磁层发射产生的。只有三个中年的脉冲星（PSR 0656+14，Geminga和PSR 1055-52），可能是Vela脉冲星的额外的热成分被检测到，这可以归因于从中子星表面的热发射。
1997-08-19 astro-ph
A multiwavlength study of PSR B0628-28: The first overluminous rotation-powered pulsar?
ROSAT源RX J0630.8-2834通过位置重合被认为是旧场脉冲星PSR B 0628 -28的X射线对应物。然而，这种关联被认为是不太可能的基础上计算的能量的假定X射线对应物。在本文中，我们报告的PSR B 0628 -28的多波长观测与ESO/NTT天文台在拉西拉，Jodrell银行射电天文台和XMM牛顿。虽然光学观测没有探测到RX J0630.8-2834的任何对应物，直到V=26.1等和B=26.3等的极限星等，但XMM-牛顿观测最终通过探测到具有无线电脉冲星自旋周期的X射线脉冲，证实它是脉冲星的X射线对应物。X射线脉冲轮廓的特征在于单个宽峰，第二个较小的峰领先主脉冲分量约144度。脉冲光子的分数为（38 ± 7）%，在XMM-牛顿带通中没有强烈的能量依赖性。该脉冲星的X射线谱符合单分量幂律，光子指数为2.63^{+0.23}-0.15}，表明该脉冲星的X射线辐射主要是由非热辐射过程所控制的。不能排除残余冷却或加热极帽的热辐射的低水平贡献。根据射电色散测量推断的脉冲星距离，脉冲星的自旋下降到X射线的能量转换效率约为16%。如果得到证实，PSR B 0628 -28将是目前已知的约1400颗无线电脉冲星中第一颗X射线过亮旋转动力脉冲星。
2005-07-19 astro-ph
Non-Thermal X-ray Properties of Rotation Powered Pulsars and Their Wind Nebulae
利用Chandra和XMM-Newton观测数据，对27个年轻的旋转动力星云（RPP）和24个脉冲星风星云（PWNe）的非热X射线辐射进行了统计研究。我们分别得到了RPP和PWNe的X射线亮度和光谱，并研究了它们的分布和相互关系以及与脉冲星转动参数的关系。在对相关分析中，我们发现：（1）X射线脉冲星和PWN的（2-10 keV）光度（L_{psr}和L_{pwn}）与脉冲星自旋下降功率Edot和特征年龄有很强的相关性，由数据的简单线性拟合得到的标度为L_{psr} \propto Edot^{0.92 \pm 0.04}和L_{pwn} \propto Edot^{1.45 \pm 0.08}（2）L_{psr}与脉冲星周期P和周期导数Pdot也可能存在弱相关，而L_{pwn}只与Pdot存在类似的弱相关;（3）PWN光子指数Gamma_{pwn}与L_{pwn}及L_{pwn} /Edot呈正相关。我们还发现，PWN的X射线亮度通常是1至10倍大于从下面的脉冲星，和PWN的光子指数的范围跨越~1.5 ~2。PWN谱特性的统计研究支持粒子风模型，其中X射线发射电子被风的终端激波加速。
2008-03-27 astro-ph
Time Variability in the X-ray Nebula Powered by Pulsar B1509-58
我们使用新的和存档的钱德拉和ROSAT数据研究的时间变化的X射线发射的脉冲星风星云（PWN）供电PSR B1509-58的时间尺度上的一周到十二年。在脉冲星20”范围内出现的致密结的大小、数量和亮度都有变化，其中至少有一个结的外流速度可能为~0.6c（假设到源的距离为5.2 kpc）。这些结的瞬态性质可能表明它们是由脉冲星周围气流中的湍流产生的。先前发现的一个突出的喷流在脉冲星东南方向延伸了12秒差距，在9年的时间里亮度增加了30%;沿着这个喷流观察到明显的物质外流，速度约为0.5c。然而，外流本身并不能解释喷流在如此短的时间尺度上的变化。磁流体动力学香肠或扭结不稳定性是可行的解释射流的变化与时间尺度为1.3-2年。位于脉冲星以北30”-45”的弧形结构显示出横向结构变化，并且似乎在三年内以约0.03c的速度向内移动。在12年的时间跨度内，除喷流外，该弧外弥漫PWN的整体结构和亮度保持不变。扩散PWN和可能的射流的光子指数随着半径的增加而变陡，可能指示在X射线能量下的同步加速器冷却。
2005-12-01 astro-ph
Indirect evidence for an active radio pulsar in the quiescent state of the transient ms pulsar SAX J1808.4-3658
毫秒射电双星是中子星，它们在低质量X射线双星阶段通过角动量转移而旋转起来。从吸积动力到旋转动力脉冲星的转变发生在吸积过程结束时的演化时间尺度上，但它也可能偶尔发生在经历瞬态X射线活动的系统中。我们获得了低质量瞬态X射线脉冲星SAXJ1808.4 -3658在静止时的第一个光谱。与黑寡妇毫秒脉冲星B1957+20类似，这颗X射线脉冲星在轨道周期上显示出很大的光学调制，这是由于被照射的伴星。利用伴星的亮度作为测辐射热计，我们得出结论，一个非常高的辐射光度，一个比直接观察到的大100倍，必须存在于系统中。这最有可能来自于一个旋转动力的中子星，它在静止时恢复活动。
2004-09-06 astro-ph
Discovery of the accretion-powered millisecond X-ray pulsar IGR J00291+5934
本文报道了利用Rossi X射线定时探测器对第六颗吸积动力毫秒脉冲星IGR J 00291 +5934的观测结果。源是一个微弱的，经常性的X射线瞬态最初确定的积分。599 Hz（1.67 ms）脉动在2-20 keV范围内的分数均方根幅度为8%，其形状近似为正弦曲线。脉冲显示出依赖于能量的相位延迟，6-9 keV的脉冲比能量较低的脉冲早到达85 us。没有发现X射线爆发、下降或日食。这颗中子星在一个2.46小时的圆形轨道上，有一个质量很低的施主，很可能是一颗褐矮星。该系统的双星参数类似于第一颗已知的吸积毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658。假设质量转移是由引力辐射驱动的，2004年的爆发通量是典型的，3年的重现时间意味着至少4千秒差距的距离。
2005-02-11 astro-ph
Deep Chandra Observation of the Pulsar Wind Nebula Powered by the Pulsar J1846-0258 in the Supernova Remnant Kes 75
利用钱德拉X射线天文台的深曝光观测资料，对Kes 75（G29.7-0.3）超新星遗迹中的脉冲星风星云（PWN）进行了详细的空间和光谱分析。PWN具有复杂的形貌和清晰的轴对称结构。我们确定了一个单侧喷流和两个明亮的团块与整个星云的伸长对齐，以及垂直于喷流方向的弧形特征。利用环面和射流模型的进一步空间建模指示PWN对称轴的位置角$207\arcdeg\pm8 \arcdeg$。我们将弧解释为赤道环面或赤道环，而团块可能是射流与周围介质之间的激波相互作用。没有任何可观察到的反向射流意味着流速大于0.4c。与6年前的档案观测相比，PWN中的一些小尺度特征表现出强烈的变化：内部急流的通量增加了一倍，北部团块的峰值变宽并向外移动2”。此外，脉冲星通量增加了6倍，表现出从$Γ$ =1.1到1.9的大量光谱软化，以及在第一个历元中没有观察到的新兴热分量。脉冲星光谱的变化可能与Chandra观测前7天发生的脉冲星类磁星爆发有关，正如RXTE观测最近报道的那样。
2008-09-16 astro-ph
On the Amplitude of Burst Oscillations in 4U 1636-54: Evidence for Nuclear Powered Pulsars
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对低质量X射线双星（LMXB）4U 1636-54的一次热核X射线爆发过程中的581 Hz振荡进行了研究。我们认为，大的脉冲振幅附近爆发发病和光谱证据的结合，在上升期间的本地化发射强烈支持旋转调制的振荡机制。我们讨论如何自旋调制振幅，脉冲轮廓和脉冲相位光谱的理论解释可以提供中子星的质量和半径的约束。我们还讨论了这些研究结果的影响，拍频模型的kHz X射线变异LMXB。
1998-03-10 astro-ph
Full polar cap cascade scenario: $γ$-ray and X-ray luminosities from spin-powered pulsars
我们修改了极冠级联图片，包括ICS的高世代对。在这种"全级联“的情况下，不仅对能量的垂直部分通过SR进入高能辐射，而且对能量的平行部分也可以通过ICS与来自完整中子星表面或热极帽的软热光子一起贡献于高能辐射。这种设想的一个重要结果是，ICS光谱的软尾可以自然地导致非热X射线成分，这可以有助于ROSAT和ASCA观测到的光度。在这里，我们提出了这样一个完整的极冠级联情景的哈丁和Alummov加速模型的框架内的分析描述。本文给出了已知自旋能X射线谱仪的$γ$射线光度、热态和非热态X射线光度的理论预言。我们的结果表明，观测到的高能光度对脉冲星自旋下降光度的不同依赖性，即，$L_γ\propto (L_{\rm sd})^{1/2}$和$L_x \sim 10^{-3} L_{\rm sd}$，重现性良好。我们的模型预测，如果在这些毫秒双星的表面附近没有强多极场分量，那么大多数毫秒双星的ROSAT波段的{ \em脉冲}软X射线可能是热源的。
1999-11-03 astro-ph
High Energy Emission from Rotation-Powered Pulsars: Outer-gap vs. Slot-gap Models
本文研究了快速旋转的中子星磁层中的粒子加速器电动力学。我们解决的重要性，自洽处理对生产，解决泊松方程描述的加速电场，玻尔兹曼方程产生的电子和正电子，和辐射转移方程同时。它表明，得到的加速器的解决方案，如果我们只指定NS的自旋周期，磁偶极矩，相对于旋转轴的磁倾角，和NS表面温度，该解决方案对应于以前的外隙模型的定量扩展。我们将该方案应用于蟹状星云脉冲星，并表明预测的脉冲轮廓和相位分辨光谱与观测结果大致一致。将相同的方案应用于缝隙模型，我们表明，这种替代模型预测太小的光子通量再现观测，因为间隙跨场厚度显着限制其对自由的条件。
2008-09-08 astro-ph
Coherence of burst oscillations and accretion-powered pulsations in the accreting millisecond pulsar XTE J1814-338
在2003年爆发的吸积毫秒脉冲星XTE J1814-338的吸积动力脉动的X射线定时揭示了脉冲到达时间残差的变化。这些可以从几个方面来解释，包括自旋下降和燃料撞击点在磁极周围徘徊。在这封信中，我们证明了这个源的爆发振荡与持续脉动是一致的，达到了它们跟踪所有观测到的波动的水平。只有一个爆发，这发生在最低的吸积率，显示出显着的相位偏移。我们讨论了什么可能导致这种刚性的相位锁定在吸积和热核爆发发射的调制之间，并考虑自旋变化和爆发振荡机制的影响。燃料撞击热点在固定磁极周围的漂移似乎是吸积动力脉冲相位变化的最可能原因。这意味着猝发不对称性耦合到热点，而不是磁极。如果在这一点过早点火（由于较高的局部温度）触发燃烧前沿，在蔓延到整个表面之前停止，那么由此产生的局部核热点可以解释这个源的不寻常的爆发和爆发振荡特性。
2008-10-02 astro-ph
Pair-production multiplicities in rotation-powered pulsars
我们讨论的背景下，脉冲星极冠加速模型的电子-正电子级联的创建，并推导出一些有用的分析和半分析的级联的空间范围和能量响应的结果。代替蒙特卡罗模拟，我们使用积分-微分方程描述级联能谱在一个空间维度的发展相当不错，当它与现有的蒙特卡罗模型相比。我们减少了这个完整的方程到一个单一的积分方程，从中我们可以得到有用的结果，如连续几代光子之间的能量损失和响应的光谱指数。我们发现，只要磁场低于10 ^12高斯，一个简单的解析公式就能很好地表示级联对的多重数，而在所有其他场强下，一个稍微复杂一点的公式与数值计算的级联对的多重数相匹配。使用这些结果，我们发现，级联触发的伽马射线发射通过逆康普顿散射的热光子从中子星的表面，共振和非共振，是重要的动力学的极帽区在许多pneumarars。
2001-07-11 astro-ph
The Mouse That Soared: High Resolution X-ray Imaging of the Pulsar-Powered Bow Shock G359.23-0.82
我们提出了一个观察与钱德拉X射线天文台的不寻常的无线电源G359.23-0.82（“老鼠”），随着更新的无线电定时数据从帕克斯射电望远镜上重合的年轻脉冲星J1747-2958。我们发现G359.23-0.82是一个非常明亮的X射线源（L_X [0.5-8.0 keV] = 5e ~（34）ergs/s，距离为5 kpc），其形态包括一个与PSR J 1747 -2958一致的明亮头部和一个45”长的窄尾，其幂律谱随距离的增加而变陡。因此，我们确认G359.23-0.82是由PSR J 1747 -2958提供动力的弓形激波脉冲星风星云;星云的远离距离意味着脉冲星正以约60的马赫数运动，表明通过密度约为0.3 cm^-3的气体时，空间速度约为600 km/s。我们结合离子主导的脉冲星风的理论与流体动力学模拟的脉冲星弓冲击表明，一个明亮的细长的X射线和无线电功能延伸10“后面的脉冲星代表风终止冲击的表面。在其他脉冲星弓形激波中看到的X射线和射电“尾迹”可能类似地代表了终止激波的表面，而不是通常认为的激波后流中的粒子。老鼠的尾巴包含两个部分：一个相对较宽的区域，只能在无线电波段看到;另一个狭窄的区域，可以在无线电波和X射线中看到。我们建议，前者代表物质流从风冲击脉冲星的运动之前，而后者对应于更弱的磁化物质流从向后终止冲击。这项研究代表了第一次一致的尝试，将我们对“蟹状星云”的理解应用于高…
2004-07-24 astro-ph
On the Coupling of Rotation Powered Pulsars to Plerionic Nebulae
在讨论了蟹状星云与蟹状脉冲星之间MHD风耦合的观测限制之后，本文回顾了横向相对论激波结构理论，并将其应用于解释蟹状星云中的小束流是能量上由重离子支配的分布风终止激波结构的表现，在脉冲星的旋转赤道加速到能量相当于脉冲星的开放场线的总电压，并携带相当于Goldreich-Julian电流的电流。激波结构的变化的新结果，这表明，回旋离子束发射向外传播的有限振幅压缩波，与最近的地面观测。简要讨论了该理论对X射线、$γ$射线和高能中微子发射的影响，以及上游风中低磁能密度和星云射电发射起源的问题。对其他plerions的简要讨论得出的结论是，在这些系统可以像蟹状星云那样复杂地建模之前，需要更详细的观测。
1998-09-30 astro-ph
Discovery of the accretion-powered millisecond pulsar SWIFT J1756.9-2508 with a low-mass companion
我们报告的发现由雨燕伽马射线暴探险家的第八个已知的瞬态吸积动力毫秒脉冲星，SWIFT J1756.9-2508，作为日常观测的一部分，与雨燕突发警报望远镜硬X射线瞬态监测。这颗脉冲星随后被雨燕上的X射线望远镜和罗西X射线定时探测器正比计数器阵列观测到。它的自旋频率为182赫兹（5.5毫秒），轨道周期为54.7分钟。伴星的最小质量在0.0067到0.0086太阳质量之间，取决于中子星的质量，质量的上限是0.030太阳质量（95%置信水平）。如此低的质量与褐矮星模型不一致，与白矮星模型的比较表明，伴星是一个以氦为主的施主，其热冷却至少被吸积通量的辐射适度减缓。没有发现X射线爆发、倾角、日食或准周期振荡。目前的爆发持续了大约13天，在档案数据中没有发现更早的爆发。
2007-09-11 astro-ph
Aquila X-1 from outburst to quiescence: the onset of the propeller effect and signs of a turned-on rotation-powered pulsar
我们报告了1997年3月至4月BeppoSAX对Aql X-1的观测，这是第一次监测中子星软X射线从爆发衰变到静止的瞬态的光谱和时间变化特性的演变。我们观测到了快速的X射线通量衰减，在不到10天的时间里，源的光度从~ 10 ^{33} erg/s降到了~10^{36} erg/s。X射线光谱显示出一个幂律高能尾，光子指数为γ ~2，当源达到静止时，它硬化到γ ~1-1.5。这些观测结果，加上RossiXTE探测到X射线爆发期间的几毫秒周期性，可能表明快速的通量衰减是由中子星磁层非常快速的旋转引起的螺旋桨效应引起的。X射线的光度和硬光谱，掩盖了静态发射可以一致地解释为冲击发射的旋转动力脉冲星。
1998-03-26 astro-ph
BeppoSAX observations of the accretion-powered X-ray pulsar SMC X-1
我们在此介绍BeppoSAX对吸积动力X射线脉冲星SMC X-1在其40- 60天长的超轨道周期的下降阶段进行的三次观测所获得的结果。对数据的时间分析清楚地显示出中子星的持续自旋。能量分辨定时分析表明，SMC X-1的脉冲轮廓在能量小于1.0 keV时是单峰值，而在较高能量时存在一个额外的峰值，其幅度在MECS范围内随着能量的增加而增加。BeppoSAX号卫星数据的宽带脉冲相位平均光谱学是发现该卫星以来首次进行的，它表明，0.1- 80千电子伏能量带的能谱有三个组成部分，一个是可模拟为热黑体的软过剩部分，一个是具有高能指数截止的硬幂律部分，一个是6.4千电子伏的窄而弱的铁发射线。脉冲相位分辨光谱表明软光谱分量的脉动性质，如在其他一些二元X射线谱仪中所见，相对于硬幂律分量具有一定的相位偏移。软硬X射线脉冲轮廓的不同形状和相位表明软硬组分的不同来源。
2004-02-04 astro-ph
A Particle Simulation for the Global Pulsar Magnetosphere: the Pulsar Wind linked to the Outer Gaps
在1967年发现射电双星后不久，射电双星被确认为强磁性（典型的是$10^{12}$ G）快速旋转（$\sim 10^{2}-0.1$ Hz）的中子星。然而，脉冲星磁层中粒子加速的机制一直是一个长期存在的问题。核心问题是，为什么旋转的力量在伽马射线束和电子-正电子等离子体的高度相对论风中都表现出来，而这些等离子体会激发周围的星云，在X射线中观察到。在这里，我们显示与全球轴对称磁层的一个稳定的流出的电子-正电子对的三维粒子模拟形成相关的对源，这是光柱内的γ射线发射区。假设磁场为偶极磁场，为了保持磁场的一致性，对的产生率取小值，使得该模型可能适用于Geminga等老恒星。对源的零表面周围的电荷不足的地区，我们确定为外部的差距。风的机制是电磁感应，它导致快速的方位角运动，并最终在光圆柱附近和更远的地方由辐射阻力引起跨场漂移。风会导致系统中的颗粒流失。这维持了外能隙中的电荷不足和电子对的产生。因此，该模型处于稳定状态，平衡颗粒的损失和供应。我们的模拟暗示了风如何与脉冲星磁层中的伽马射线发射区共存。
2007-01-05 astro-ph
ASCA observations of the young rotation-powered pulsars PSR B1046-58 and PSR B1610-50
我们目前的X射线观测两个年轻的充满活力的射电望远镜，PSR B1046-58和B1610-50，及其周围环境，使用档案数据从先进的宇宙学和天体物理卫星（ASCA）。高能脉冲星PSR B1046-58在X射线中被探测到，其显著性为4.5 sigma。在2-10 keV波段，假设能量谱为幂律谱，中性氢柱密度N_H为5E 21 cm^-2，则未吸收通量估计为（2.5 +/- 0.3）x 10 E-13尔格/cm ^2/s。未检测到脉冲发射;在50%占空比的90%置信水平下，脉冲分数小于31%。我们认为，发射是最好的解释为起源于脉冲星动力的同步加速器星云。脉冲星的X射线对应物是先前未识别的伽马射线源3EG J1048-5840的95%误差范围内的唯一硬源。该证据支持Kaspi等人（1999）的结果，他们在一篇配套论文中提出PSR B1046-58是3EG J1048-5840的对应物。未检测到PSR B1610-50的X射线发射。使用与上述类似的假设，导出的未吸收2-10 keV X射线通量的3 σ上限为1.5E-13 ergs/cm^2/s。我们使用通量极限来估计脉冲星的速度小于~170 km/s，对先前报道的PSR B1610-50和超新星遗迹Kes 32之间的关联产生怀疑。Kes 32被探测到，这从X射线和无线电发射之间的相关性中可以看出。PSR B1610-50的ASCA图像主要是…
2000-05-23 astro-ph
Are Gamma Ray Bursts due to Rotation Powered High Velocity Pulsars in the Halo ?
BATSE实验目前已经观测到超过1100次伽马射线暴。观测到的角分布是各向同性的，而爆发的亮度分布显示出数量减少的微弱事件。这些观测支持宇宙爆发的起源。另外，非常扩展的星系晕（EGH）模型已被考虑。在后一种情况下，目前最受欢迎的伽马射线暴来源是从银河系圆盘中喷出的高速伽玛星。为了与观测到的各向同性相一致，大多数模型都要求采样距离为300 kpc，开启延迟为3000万年，源寿命约为1 Gyr。我们认为这种模式的全球能源需求，并表明，最大的已知资源。旋转动能的数量级不足以提供所观察到的爆发速率。更奇特的能源或不同调谐的脉冲星模型可能能够绕过全球能源约束，但代价是人为的。因此，虽然扩展晕模型不排除，我们的论点放置了一个严重的障碍，这样的模型，我们鼓励支持者的EGH模型，以明确解决全球能源问题。
1995-11-25 astro-ph
