The energy dependence of burst oscillations from the accreting millisecond pulsar XTE J1814-338
在吸积的中子星上引起I型X射线爆发振荡的不对称性的本质仍然是一个有争议的问题。特别令人感兴趣的是，爆发振荡机制是否在爆发毫秒脉冲和非脉冲系统之间不同。诊断这一点的一种方法是研究爆发振荡的能量依赖性：在这里，我们提出了2003年的吸积毫秒脉冲星XTE J1814-338爆发期间观察到的28个爆发的振荡分析。我们发现爆发振荡的分数振幅随能量下降，与Muno等人（2003）在一组非脉冲系统的爆发振荡中发现的行为相反。在吸积动力脉动中看到的能量镜下降;在这方面，XTE J1814-338的行为与其他吸积毫秒脉冲星相似。爆发振荡没有显示出硬滞后或软滞后的证据，与持续脉动相反，持续脉动显示出高达50 $μ$ s的软滞后。振幅随能量的下降与当前表面模式和爆发振荡的简单热点模型不一致。我们讨论了模型的改进和可能解决这些问题的物理学中的不确定性。
2006-09-14 astro-ph
Timing an Accreting Millisecond Pulsar: Measuring the Accretion Torque in IGR J00291+5934
利用2004年12月爆发期间拍摄的RXTE数据，对吸积速度最快的毫秒脉冲星IGR J00291+5934进行了时序分析。我们校正了所有事件的轨道（多普勒）效应的到达时间，并对所产生的相位延迟进行了时序分析。通过这种方式，我们有可能研究，在这类来源中的第一次，作为一个结果的吸积扭矩在X射线爆发毫秒脉冲星的自旋。吸积力矩第一次给了我们一个独立的估计质量吸积率到中子星，这可以与观测到的X射线光度。我们还报告了脉冲星自旋周期的修正值。
2006-11-13 astro-ph
Timing and spectral properties of the accreting millisecond pulsar SWIFT J1756.9-2508
SWIFT J1756.9-2508是迄今为止发现的少数几个吸积毫秒双星之一。我们在这里报告的结果，我们的非周期性的X射线变化的分析，测量与罗西X射线定时探测器在2007年爆发的来源。我们检测到强大的（~35%）平顶宽带噪声在整个爆发与低特征频率（~0.1 Hz）。这使得SWIFT J1756.9-2508类似于其他AMP和其他低光度吸积中子星，当它们处于硬态时，使我们能够将该AMP归类为极端岛屿状态的环礁源。我们还发现一个硬尾在其能量谱延伸到100千电子伏，完全符合这样的源和状态分类。
2008-01-28 astro-ph
Measuring the spin up of the Accreting Millisecond Pulsar XTE J1751-305
对2002年4月爆发期间观测到的吸积毫秒脉冲星XTEJ 1751 -305的RXTE数据进行了时序分析。在校正了由于源的轨道运动对脉冲相位的多普勒效应之后，我们对相位延迟进行了定时分析，这首次给出了该源的平均自旋频率导数的估计<nu_dot>=（3.7 +/- 1.0）E-13 Hz/s。我们讨论了中子星自旋上升产生的力矩，导出了质量吸积率的动力学估计，并与X射线通量的结果进行了比较。对到源的距离的限制进行了讨论，导致下限为\sim 6.7千秒差距。
2007-10-05 astro-ph
Accreting millisecond pulsars: one on each hand
本文报道了两颗吸积毫秒双星XTE J1807-294和IGR J 00291 +5934的X射线非周期计时分析。一方面，我们在XTE J1807-294中发现了7对同时发生的千赫兹准周期振荡（kHz QPO），它们的频率几乎与中子星的自旋频率相同。这证实了kHz QPO的频率分离中的可疑二分法：有时是自旋频率的一次，有时是自旋频率的一半。另一方面，我们在IGR J 00291 +5934的功率谱中发现了一种极端行为：在非常低的频率下具有非常强的可变性。也就是说，变化的分数幅度约为50%，这是迄今为止在中子星系统中发现的最高值。
2006-10-30 astro-ph
Spectral evidence for jets from Accreting Millisecond X-ray Pulsars
X射线双星的瞬时射电辐射与逃离系统的准直喷流的同步辐射有关，吸积毫秒X射线双星（AMXPs）也不例外。虽然来自黑洞X射线双星的喷流已经得到了很好的研究，但来自中子星系统的喷流似乎要微弱得多，原因尚不确定。喷流在较高频率下通常是无法侦测到的，因为其他组成部分（如吸积盘）的相对亮度。与其他X射线双星相比，AMXP的轨道间隔通常较小，因此它们的圆盘相对较暗。在这里，我提出的数据，暗示喷流实际上占主导地位的无线电到光谱的爆发AMXP。因此，它们可能提供最好的机会来研究由吸积中子星产生的喷流的行为，并将它们与黑洞系统产生的喷流进行比较。
2008-09-28 astro-ph
We investigate further a model of the accreting millisecond X-ray pulsars we proposed earlier. In this model, the X-ray-emitting regions of these pulsars are near their spin axes but move. This is to be expected if the magnetic poles of these stars are close to their spin axes, so that accreting gas is channeled there. As the accretion rate and the structure of the inner disk vary, gas is channeled along different field lines to different locations on the stellar surface, causing the X-ray-emitting areas to move. We show that this "nearly aligned moving spot model" can explain many properties …
2009-10-18 astro-ph
Improved methods for modeling pulse shapes of accreting millisecond pulsars
为了构造吸积毫秒中子星的光变曲线，对快速旋转的中子星表面的辐射光进行了光线追迹计算。这些计算是为快速旋转的中子星的现实模型，考虑到正确的外部度规和扁球形的恒星。我们发现，最重要的效果，比较完整的光线跟踪计算与目前使用的简单的近似，产生的扁圆形的旋转恒星。如果旋转速率非常大，将旋转的中子星近似为球体会在恒星半径和质量的拟合值中引入严重的误差。然而，对于较低的旋转速率，可以使用球面近似获得可接受的质量和半径值。
2006-12-22 astro-ph
A Brown Dwarf Companion for the Accreting Millisecond Pulsar SAX J1808.4-3658
BeppoSAX探测器揭示了银河核球中的一群微弱的中子星X射线瞬变。King解释说，这些中子星是从棕矮星（BD）吸积而来的，其时间平均质量转移速率< \dot M>为\approx 10^{-11} M_sun/年。我们发现，401赫兹吸积毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658的轨道参数支持这一假设。一个主序质量供体需要一个接近正面的倾角和一个< \dot M>高于观察到的倾角。然而，允许的倾斜度的范围是基本上放松和预测的传质速率是一致的，如果一个热的0.05 M_sun BD是供体观察。然后我们解释了填充罗氏叶所需的BD半径（0.13 R_ \sun）。所有瞬时吸积的中子星在静止时都有一个最小光度，这个最小光度由到中子星上的时间平均质量转移速率决定。我们表明，通过这种发射的BD的恒定加热可以保持较高的熵所暗示的0.13 R_ \sun半径。我们的工作支持的情况下，SAX J1808.4-3658是一个祖先紧凑的毫秒射电脉冲星双星（例如，像那些在47 Tuc中发现）。非常低< \dot M>的意味着这些射电星系的祖先是长寿命的（Gyrs）瞬态系统，而不是短寿命的（Myrs）爱丁顿有限的吸积物。因此，在47 Tuc的毫秒射电双星的吸积祖星群可能仍然存在，并与钱德拉一起发现。（节略）
2001-04-09 astro-ph
Timing an Accreting Millisecond Pulsar: Measuring the Accretion Torque in IGR J00291+5934
我们在这里使用2004年12月爆发期间拍摄的RXTE数据对吸积最快的毫秒脉冲星IGR J00291+5934进行了计时分析。我们校正了所有事件的轨道（多普勒）效应的到达时间，并对所产生的相位延迟进行了时序分析。这样，我们发现一个明确的抛物线趋势的脉冲相位延迟表明，脉冲星旋转的结果，吸积扭矩在X射线爆发。吸积力矩第一次给了我们一个独立的估计质量吸积率到中子星，这可以与观测到的X射线光度。我们还报告了脉冲星自旋周期的修正值。
2005-09-08 astro-ph
Relations Between Timing Features and Colors in Accreting Millisecond Pulsars
我们利用Rossi X射线定时探测器获得的大量数据集研究了吸积毫秒双星SAXJ1808.4 -3658、XTEJ 1751 -305、XTEJ 0929 -314和XTEJ 1814 -338的非周期性X射线定时和颜色行为。我们发现，吸积毫秒爆发星与环礁源和低光度爆发星具有非常相似的时间特性。基于时间和颜色行为的相关性，SAXJ1808.4 -3658可被归类为环礁源，XTEJ 0929 -314和XTEJ 1814 -338与环礁源一致，但XTEJ 1751 -305的颜色行为不同。与其他环礁源不同的是，XTE J1751-305极端岛屿状态下的硬色与软色和强度密切相关，并且与任何特征频率都不相关。我们以前发现，环礁源的变异性分量的频率遵循一个通用的相关性方案。吸积毫秒级彗星的频率相关性是相似的，但在SAX J1808.4-3658和XTE J 0929 -314的情况下，与其他环礁源的频率相关性相比发生了偏移，其偏移方式最容易描述为上千赫兹和下千赫兹QPO频率偏移接近1.5倍。尽管如此，我们注意到，较低千赫兹QPO频率的偏移仅基于对SAX J1808.4-3658的一次观察。XTE J1751-305和XTE J1814-338，以及低光度爆发没有显示或可能有小的变化。
2004-10-21 astro-ph
Timing of the Accreting Millisecond Pulsar XTE J1814-338
我们提出了一个精确的时间分析的吸积毫秒脉冲星XTE J1814-338在其2003年爆发，观察到的RXTE。首次给出了完整的轨道解，并对双星系统中源运动引起的多普勒效应进行了修正，得到了轨道周期P_orb=15388.7229（2）s和投影半长轴a_sini/c= 390.633（9）lt-ms的精确估计，从而可以研究吸积致密天体在爆发过程中的自旋行为。我们在这里报告了自旋频率的精确值（nu=314.35610879（1）Hz）和吸积时该源的自旋频率导数的第一次估计（nu^dot=（-6.7 +/- 0.7）10^（-14）Hz/s）。当同时考虑基频和二次谐波时，会出现这种自旋下降行为。我们讨论这一点的背景下，光盘和快速旋转的磁层之间的相互作用，在吸积率足够低，允许线程的吸积盘的开普勒速度比磁层速度慢的区域。我们还提出了一个抖动的脉冲相位的平均趋势，我们认为，吸积热点的吸积率的变化响应的运动的结果。
2006-11-30 astro-ph
Gravitational Radiation from Accreting Millisecond Pulsars
人们普遍认为，观测到的毫秒脉冲星磁场的减少可能与吸积阶段有关，在吸积阶段，脉冲星被来自伴星的质量吸积旋转起来。已经提出了各种各样的还原机制，包括磁场被磁山掩埋，当吸积物质被恒星磁场的张力限制在两极时形成。磁山有效地屏蔽了磁偶极矩。另一方面，观测数据表明，吸积中子星是引力波的来源，而磁山是依赖于时间的四极矩的自然来源。我们表明，这种发射足够强，可以被当前和下一代长基线干涉仪检测到。给出了全三维磁流体动力学（MHD）模拟的初步结果。我们发现，初始的轴对称状态松弛到一个近轴对称的配置通过环形磁模式。一个实质性的四极矩仍然存在于最终状态，这是稳定的（在理想的MHD），但高度扭曲。
2008-11-13 astro-ph
Discovery of a Second Millisecond Accreting Pulsar: XTE J1751-305
我们报告的第二个瞬态吸积毫秒脉冲星，XTE J1751-305，在定期监测观测的银河系隆起区的RXTE PCA的发现。脉冲星的自旋频率为435赫兹，是最快的脉冲星之一。这些脉动包含轨道多普勒调制的特征，这意味着轨道周期为42分钟，是任何已知的无线电或X射线毫秒脉冲星中轨道周期最短的。质量函数f_x =（1.278 +/- 0.003）x 10^{-6} M_sun，根据中子星的质量，伴星的最小质量在0.013到0.017 M_sun之间。没有发现日食。1998年6月的一次X射线爆发是在全天监视器的档案数据中发现的。假设该双星系统中的质量转移是由引力辐射驱动的，我们将轨道倾角限制在30-85度范围内，伴星质量限制在0.013- 0.035M_sun。它的伴星很可能是一颗受热的氦矮星。我们还介绍了钱德拉HRC-S观测的结果，这些结果提供了XTE J1751-305的最佳位置。
2002-06-27 astro-ph
The Optical Counterpart of the Accreting Millisecond Pulsar SAX J1808.4-3658 in Outburst: Constraints on the Binary Inclination
我们目前的V4580 Sgr，吸积动力毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658的光学对应物，在1998年的X射线爆发的系统采取的多波段光学/红外测光。光通量与X射线加热的吸积盘的辐射一致。假设距离为2.5千秒差距，在爆发期间对X射线和光发射的自洽建模产生最佳拟合消光Av=0.68和倾角cos（i）=0.65。允许的倾角范围要求脉冲星的伴星具有极低的质量，0.05-0.10 Msun。有些红外观测结果与盘的辐射并不一致，而且即使在X射线加热的情况下，也太亮了，不可能来自盘或伴星。
2001-10-30 astro-ph
Discovery of a High-Latitude Accreting Millisecond Pulsar in an Ultracompact Binary
我们已经确定了第三个已知的吸积动力毫秒脉冲星，XTE J0929 - 314，与罗西X射线定时探测器。源是一个微弱的，高银河纬度的X射线瞬变（d>~5千秒差距），在2002年4月至6月爆发。185 Hz（5.4 ms）脉动的分数均方根幅度为3 - 7%，通常为宽正弦曲线，但偶尔出现双峰。硬X射线脉冲比软X射线脉冲早到达770微秒。这颗脉冲星以-（9.2 +/-0.4）* 10 ^-14 Hz/s的平均速率向下旋转;向下旋转的扭矩可能来自与吸积盘的磁耦合、磁流体动力学风或来自快速旋转的脉冲星的引力辐射。脉动被一个43.6分钟的超紧凑双星轨道调制，产生了任何双星中最小的测量质量函数（2.7 * 10 ^-7 M_sun）。双星参数表明，该双星有一个大约0.01 M太阳的白矮星施主和一个中等偏高的倾角.我们注意到，所有三个已知的吸积毫秒双星的X射线瞬态非常接近的双星具有极低的质量转移率。这是一个重要的物理线索，决定了在低质量X射线双星中是否检测到持续的毫秒脉动。
2002-08-01 astro-ph
Phase-coherent timing of the accreting millisecond pulsar SAX J1748.9-2021
对间歇吸积毫秒脉冲星SAXJ1748.9 -2021进行了相位相干时序分析。一个新的定时解决方案的脉冲星自旋周期和开普勒双星轨道参数的相位连接所有事件的间歇性脉动可见在2001年爆发。我们调查的脉冲轮廓形状，它们的能量依赖性和可能的影响，I型X射线爆发的到达时间和分数振幅的脉动。我们发现，当选择不同的数据子集时，SAX J1748.9-2021的时序解决方案显示出不稳定的行为，这与时序后拟合残差中的大量时序噪声有关。脉冲轮廓是非常正弦的，并且其分数幅度随能量线性增加，并且没有检测到二次谐波。为什么这颗脉冲星是间歇性的仍然是未知的，但我们可以排除I型X射线爆发和脉冲出现之间的一一对应关系。
2008-09-18 astro-ph
Quasi-periodic X-ray brightness fluctuations in an accreting millisecond pulsar
相对论等离子体流到中子星上，中子星从恒星伴星吸积物质，可以用来探测强场引力以及中子星超核密度内部的物理条件。等离子体的不均匀性在恒星上方几公里的轨道上运行，可以观察到X射线在毫秒级动力学时间尺度上的亮度波动。千赫范围内的两个频率主导着这些波动：双千赫准周期振荡（kHz QPO）。这些振荡起源的竞争模型（基于轨道运动）都预测它们应该与恒星的自旋频率有关，但测试一直很困难，因为自旋并不明确。在这里，我们报告的检测kHz QPO脉冲星的自旋频率是已知的。我们的测量建立了kHz QPO和恒星自旋之间的明确联系，但没有任何当前模型预测。现在需要一种新的方法来理解kHz QPO。我们认为自旋和广义相对论轨道和周转频率之间的共振可以提供所观察到的QPO和自旋之间的关系。
2003-07-07 astro-ph
The fourth transient accreting millisecond pulsar XTE J1807-294 was observed during its February/March 2003 outburst by INTEGRAL, partly simultaneously with the XMM-Newton and RXTE satellites. We present here the first study of the 0.5-200 keV broad-band spectra of the source. On February 28, the source spectrum was consistent with thermal Comptonization by electrons of temperature \~40 keV, considerably larger than the value (~10 keV) previously derived from the low energy XMM-Newton data alone. The source is detected by INTEGRAL up to 200 keV with a luminosity in the energy band (0.1-200) ke…
2005-03-18 astro-ph
Constraints on Neutron Star Parameters from Burst Oscillation Light Curves of the Accreting Millisecond Pulsar XTE J1814-338
详细模拟低质量X射线双星热核爆发期间的毫秒级亮度振荡可以提供有关中子星结构的重要信息。到目前为止，这个想法的实施还没有完全成功，主要是因为在突发振荡光变曲线的谐波含量可以忽略不计。然而，最近从吸积毫秒脉冲星XTE J1814-338发现的非正弦脉冲振荡光变曲线改变了这种情况。因此，我们第一次利用这个机会来约束中子星的参数。在我们对22个爆发的光变曲线的详细研究中，我们用包含光弯曲和标架拖曳的完全广义相对论模型拟合爆发振荡光变曲线，并利用实际状态方程数值计算了中子星的结构。我们发现，对于我们的模型和参数网格值，在90%置信水平下，XTE J1814-338中中子星的Rc ^2/GM > 4.2。我们还发现，从热核闪光的光子出来，通过层的吸积物质的条件下符合汤姆逊散射，并表明，二级伴星是一个氢燃烧的主序星，可能膨胀（可能是由于X射线加热）。
2004-10-11 astro-ph
Modeling the Energy Dependent Pulse Profiles of the Accreting Millisecond Pulsar SAX J1808.4-3658
研究了吸积X射线毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658在不同能量下的脉冲轮廓。两个主要的发射分量，一个黑体和一个幂律尾，在时间平均光谱中清楚地确定，不改变相位。我们发现，所观察到的变化可以很容易地解释，如果发射模式的黑体和康普顿辐射是不同的：一个“刀”和“风扇”一样，分别。我们认为，在中子星表面汤姆逊光学厚度为0.3的热板（辐射激波）中的康普顿化作用可能是造成这种辐射的原因.我们建立了一个详细的X射线产生模型，解释了多普勒增强，相对论性光行差和引力光弯曲。该模型很好地再现了不同能量下的脉冲轮廓，相应的相位滞后，以及时间平均频谱。通过拟合观测到的脉冲轮廓，我们得到了中子星半径（R=7.5 ± 1.0 km），系统倾角i>60 °，磁偶极子与自转轴夹角δ = 20 ° ± 5 °的约束条件。
2002-06-10 astro-ph
INTEGRAL and RXTE observations of accreting millisecond pulsar IGR J00291+5934 in outburst
分析了国际伽玛射线天体物理实验室和Rossi X射线计时探测器在2004年12月爆发期间对吸积动力毫秒脉冲星IGR J 00291 +5934的同步观测。在电子温度为50 keV，汤姆逊光学深度为τ_T ~ 1的平板几何条件下，用热康普顿化很好地描述了平均谱。在爆发期间，光谱形状几乎是恒定的。我们探测到脉冲星的自旋上升，努度= 8.4 × 10 ~（-13）Hz/s。ISGRI的数据显示，X射线的脉动周期为1.67毫秒，高达~150 keV。脉冲分数示出从6千电子伏的6%增加到100千电子伏的12- 20%。这自然是由多普勒效应的作用，指数截止康普顿谱从热点。近正弦脉冲显示软滞后与复杂的能量依赖性，增加到7千电子伏，然后减少到15千电子伏，似乎在更高的能量饱和。
2005-08-29 astro-ph
Recycling strange stars to millisecond periods
在广义相对论的框架内研究了将奇异星循环到毫秒周期的问题。我们采用基于MIT袋模型的奇夸克物质的状态方程，有质量的奇夸克和最低阶QCD相互作用。考虑到地壳的正常物质的存在，假设底部密度等于中子滴密度。计算是通过求解广义相对论中刚性旋转静止位形的精确二维方程来进行的。计算了吸积奇异星的演化轨迹，研究了它们与初始奇异星质量和下落物质转移到恒星的角动量的关系。指出了再循环奇异星与中子星的区别。
2001-11-08 astro-ph gr-qc
An accreting millisecond pulsar with black hole-like X-ray variability: IGR J00291+5934
IGR J 00291 +5934是迄今为止发现的七颗吸积毫秒双星之一。我们使用2004年爆发的所有RXTE观测数据，对其X射线通量进行了非周期定时和颜色分析。平顶噪声和两个谐波相关的准周期振荡，所有这些都在非常低的频率（0.01-0.1 Hz），在大部分爆发期间的功率谱中存在，以及非常高的分数变异性（~50%）。这些性质不仅是典型的AMP，但也为中子星低质量X射线双星（LMXB）一般。相反，它与在黑洞系统中观察到的可变性有一些显著的相似之处，这加强了这两种类型的LMXB之间的联系，以及一些有趣的差异。最后，我们注意到，本文的结果是很难调和的解释，任何中断频率的功率密度谱的规模与中心对象的质量成反比，在精度足以区分质量的中子星和黑洞在LMXB。
2007-01-12 astro-ph
Millisecond Phenomena in Accreting Neutron Stars -- an Update
自从1996年罗西X射线计时探测器（RXTE）首次发现了一些包含低磁场中子星的低质量X射线双星（LMXB）中的千赫准周期振荡（kHz QPO）和爆发振荡以来，一个非常活跃的领域已经发展起来。我简要地总结了自早期以来的一些发展，其中包括第一个吸积毫秒脉冲星的发现，强场广义相对论效应的探测的进一步主张，kHz QPO特性与低频QPO的有趣相关性，对双kHz QPO峰的拍频解释的强烈挑战以及一些新的理论想法，其中一些涉及帧拖动。现在已经看到20个LMXB表现出频率超过10^2.5 Hz的周期性或准周期性现象。虽然所观察到的频率之间的可解释性表明拍频解释已最终被证明是不准确的，优势的证据仍然是在双kHz峰值之间存在某种拍频关系的想法。然而，该证据仅来自17个来源中的4个，显示双kHz QPO。
1999-01-04 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
Revised orbital parameters of the accreting millisecond pulsar SAX J1808.4-3658
我们提出的时间分析的三个爆发的X射线毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658发生在1998年，2000年和2002年。通过一种利用历元折叠搜索获得的卡方来区分不同可能的轨道解的技术，我们找到了一个在整个五年期间都有效的唯一解，这五年期间的高时间分辨率数据都是可用的。我们修正了轨道周期的估计，P_orb =7249.1569（1）s，并将相应的误差减小了一个数量级。此外，我们还报告了轨道周期导数的第一个约束，即-6.6 x 10^-12 < Pdot < +0.8 x 10^-12 s/s。这些值使我们能够通过折叠技术在任何给定时间产生脉冲轮廓。对这些轮廓的分析表明，2002年的脉冲形状明显不对称，偶尔在与主脉冲约145度处出现一个次峰，这与1998年爆发开始时报告的几乎是正弦曲线的形状大不相同。
2005-05-05 astro-ph
Spin Rates and Magnetic Fields of Millisecond Pulsars
使用罗西X射线计时探测器进行的观测表明，在低质量X射线双星系统（LMXB）中吸积弱场中子星会产生三种不同类型的毫秒X射线振荡，这些振荡可以用来确定自旋速率并估计这些恒星的磁场。这些振荡表明，LMXB中的20多颗中子星的自旋速率和磁场在一定范围内，当吸积停止时，它们将成为无线电发射的毫秒双星，这支持了LMXB中的中子星是旋转动力毫秒双星的祖先的假设。在磁场范围为3 x 10^7 G到3 x 10^8 G，时间平均吸积速率范围为3 x 10^{-3} MdotE到MdotE的情况下，LMXB中16个已知吸积毫秒双星的自旋与自旋上升到吸积自旋平衡一致，前提是这些恒星已经吸积了足够长的时间。旋转动力毫秒双星的P-Pdot分布表明，它们的初始自旋是由自旋上升到自旋平衡，吸积速率从10^{-3} MdotE到MdotE不等，或者它们从未达到吸积自旋平衡。
2004-08-25 astro-ph
Discovery of kHz QPOs and shifted frequency correlations in the accreting millisecond pulsar XTE J1807--294
本文报道了在第四颗吸积毫秒脉冲星XTE J1807- 294的X射线通量中发现的双KHz类星体。这是第二个展示双kHz QPO的AMP。与第一种情况SAXJ1808.4 - 3658相反，kHz QPO之间的频率间隔$Δν$与脉冲频率一致（190.6 Hz），而不是该值的一半，首次从脉动测量中确认了基于突发振荡的推断，“慢旋转体”（旋转频率小于400 Hz）的$Δν$近似等于旋转频率。当QPO在频率上一起移动超过200 Hz的范围时，$Δν$保持恒定，平均值为205 $\pm$ 6 Hz。在5- 130 Hz范围内发现了与其他LMXB相似的变异性成分。QPO和噪声频率之间的相关性也类似于其它源中的相关性，但是在KHz QPO频率中偏移了1.59倍，类似于在SAXJ1808.4 - 3658中发现的1.45倍偏移。我们的研究结果认为，有利于自旋相关的双kHz QPO的形成机制，并对自旋相关的频率相关性的转变的原因。
2005-09-01 astro-ph
A search for the optical and near-infrared counterpart of the accreting millisecond X-ray pulsar XTE J1751-305
我们获得了吸积毫秒X射线脉冲星XTE J1751-305的光学和近红外图像。在0.7“的误差圆内没有恒星（0.7”是由于光学和X射线图像的结合以及钱德拉X射线天体测量解决方案中固有的不确定性而产生的总体不确定性）。我们导出了对应于R>23.1，I>21.6，Z>20.6，J>19.6，K>19.2的极限星等。我们将这些上限与可能的施主星和吸积盘的简单模型所期望的星等进行比较，这些星等受到XTE J 1751 -305在X射线中观察到的变红的影响，并且当被置于银河系中心的距离（8.5 kpc）时。我们的结论是，我们的非检测不限制任何模型的吸积盘或可能的施主星。然而，在静止期获得的深，近红外图像将限制在这个超紧凑系统中的施主星的可能模型。
2003-05-16 astro-ph
Discovery of a New X-Ray Burst/Millisecond Accreting Pulsar HETE J1900.1-2455
已知一类低质量X射线双星源既是X射线爆发源，又是毫秒爆发源。2005年6月14日，高能瞬变探测器2号（HETE-2）发现了一个新的I型X射线爆发源，命名为HETE J1900.1-2455。在2005年夏天，我们观测到了来自HETE J1900.1-2455的五次X射线爆发。这些爆发的时间分辨光谱分析表明，它们的光谱是一致的黑体辐射整个爆发。爆发显示了半径扩张的迹象。在光球半径膨胀期间，辐射热通量几乎保持不变，而黑体温度在同一时期下降。假设在一个氦大气中的标准1.4太阳质量中子星上，通量达到爱丁顿极限，我们估计到源的距离为$\sim$ 4 kpc。
2006-12-12 astro-ph
The Spin Distribution of Millisecond X-ray Pulsars
吸积毫秒X射线中子星的自旋频率分布在730 Hz以上急剧截止，远低于大多数中子星状态方程的分裂自旋速率。我回顾了几个不同的想法来解释这个截止点。目前有相当大的兴趣的想法，引力辐射从快速旋转的恒星可能会采取行动，以限制自旋的吸积，可能最终直接检测与引力波干涉仪。我描述了如何长期的X射线计时的快速吸积毫秒恒星，如599赫兹源IGR J00291+5934可以测试的引力波模型的自旋频率限制。
2008-09-23 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
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
Spin up and phase fluctuations in the timing of the accreting millisecond pulsar XTE J1807-294
对2003年RXTE观测到的吸积X射线毫秒脉冲星XTEJ 1807 -294爆发进行了时间分析。使用最近改进的轨道参数，我们报告的第一次精确估计的自旋频率和自旋频率的衍生物。脉冲轮廓的相位延迟显示出强烈的不稳定行为，叠加在全球自旋向上趋势上。脉冲相位的不稳定行为与光变曲线的快速变化密切相关，使得很难用简单的定律来拟合这些相位延迟。因此，与前面的情况一样，我们分别分析了自旋频率的一次谐波和二次谐波的相位延迟，发现二次谐波的相位受不稳定行为的影响要小得多。在假设二次谐波脉冲相位延迟是自旋频率演化的良好示踪剂的情况下，我们首次给出了该源中自旋频率导数的估计。源显示了$\dot ν= 2.5(7) \times 10^{-14}$ Hz sec $^{-1}$的清晰自旋上升（1 $σ$置信水平）。上旋速率值的最大不确定性来源于源在天空中位置的不确定性。我们讨论了自旋频率及其导数的系统学。
2008-01-21 astro-ph
The Physics of X-ray Emission from Accreting Millisecond Pulsars
通过分析SAXJ1808.4 -3658上的Rossi X射线定时探测器数据，我们证明了在中子星表面汤姆逊光学深度为τ 1的热板（辐射激波）中，由康普顿化作用可以产生吸积动力毫秒双星中的X射线辐射。逃逸的辐射由两部分组成：黑体和硬康普顿尾。这些分量具有非常不同的角分布：黑体沿着板法线达到峰值（类似于“扇形”的发射模式），而尾部具有更宽的角分布（类似于“扇形”的模式）。这导致非常不同的可变性属性。我们建立了一个详细的X射线产生模型，考虑了多普勒增强、相对论像差和引力光弯曲。我们能够再现不同能量的脉冲轮廓，相应的相位滞后，以及时间平均光谱。得到了中子星半径的限制条件：当质量M=1.6 Msun时，半径R~11 km;当质量M=1.4 Msun时，半径R~8.5 km。我们提出了简单的解析公式计算光变曲线和振荡幅度预期热点的X射线爆发和吸积动力毫秒射电望远镜。我们还提出了一个解析表达式，可以用来确定的黑体发射区域的大小从所观察到的属性。
2004-01-12 astro-ph
A transient I band excess in the optical spectrum of the accreting millisecond pulsar SAX J1808.4-3658
在2005年6月至7月的爆发期间，以四种颜色（BVRI）观察了瞬态毫秒X射线脉冲星SAX J1808.4-3658的光学对应物五周。在最初的16天里，光通量下降了2个量级，然后开始准周期性的次级爆发，时间尺度为几天，与2000年和2002年的情况相似。从这些测量得到的宽带光谱一般与X射线加热吸积盘的发射一致。在强度下降的前16天，光谱变得更红。我们认为，主爆发是由粘度变化驱动的不稳定性的内盘，并注意到与另一个吸积毫秒脉冲星，XTE J 0929 - 314，光谱变得更蓝的下降过程中的对比。在2005年6月5日（HJD 2453527）的夜晚，I波段的通量比之前或之后的夜晚亮了约0.45等，而BVR波段没有明显的增强。RXTE航天器在I波段积分期间探测到了I型X射线爆发。似乎不太可能再处理的辐射从爆发是足以解释所观察到的增加。我们认为，I带过剩的主要部分是由于同步辐射引发的X射线爆发。检测到V-I的其他几个显著的短持续时间变化。一个发生在约HJD 2453546在第一次二次爆发的早期阶段，可能是由于质量转移不稳定性或另一个同步辐射事件。
2006-05-25 astro-ph
The aperiodic timing behaviour of the accretion-driven millisecond pulsar SAX J1808.4-3658
我们研究了吸积毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658的非周期X射线计时行为。该源最近被发现是第一个吸积毫秒脉冲星，显示了在许多其他X射线双星中发现的与吸积中子星的千赫兹准周期振荡（千赫兹QPO）。这些信号的高频率反映了它们起源的致密物体附近区域的短动力学时间尺度。我们发现，除了千赫QPO的SAXJ1808.4 -3658显示了几个低频定时功能，根据这些源可以被归类为所谓的环礁源。环礁源的变异性成分的频率遵循一个通用的相关性方案。SAX J1808.4-3658中的相关性是类似的，但显示了上千赫兹QPO频率的偏移。这种差异可能与更强或不同配置的磁场有关。
2003-09-12 astro-ph
Gravitational Radiation from an Accreting Millisecond Pulsar with a Magnetically Confined Mountain
计算了吸积中的中子星在极磁掩埋过程中的引力辐射振幅。在吸积过程中，中子星的磁场被从极冠向赤道扩展的物质压缩成磁赤道上的一条狭窄带。反过来，压缩场将吸积物质限制在与旋转轴一般不对准的极地山脉中，产生引力波。通过求解Grad-Shafranov边值问题，计算了极山平衡磁流体结构及其质量四极矩随吸积质量M_a的变化.对于1 kpc、Ma> 10^-5 M_Sun的0.6 kHz源，定向和极化平均的引力波应变h_c ~ 6 e-24，超过了先前未能自洽地处理向赤道扩展和通量冻结的估计。它的结论是，吸积毫秒脉冲星发出一个持久的，正弦引力波信号的水平检测，在原则上，由长基线干涉仪相位相干积分后，只要极地山是水磁稳定的。磁埋也单调地降低了磁偶极矩μ，这意味着一个新的，可观测检验的标度h_c（μ）。探讨了（吸积）X射线和（孤立）射电毫秒双星的旋转演化的影响。
2005-03-14 astro-ph gr-qc
On the Nature of the X-ray Emission from the Accreting Millisecond Pulsar SAX J1808.4-3658
研究了吸积X射线毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658在不同能量下的脉冲轮廓。两个主要的发射分量，黑体和康普顿尾，在时间平均光谱中清楚地确定，显示出强烈的变化与第一个组件滞后于第二个。观测到的变化可以解释，如果发射产生的汤姆逊光学深度~0.3-1的热板（辐射冲击）在中子星表面的康普顿化。黑体和康普顿化辐射的发射模式是不同的：分别是“刀”状和“扇”状。我们建立了一个详细的X射线产生模型，考虑了多普勒增强、相对论性光行差和引力光弯曲。利用Beloborodov（2002）最近提出的方法，给出了计算快速旋转中子星光变曲线的精确解析公式。我们的模型很好地再现了在不同的能量同时脉冲轮廓，相应的相位滞后，以及时间平均频谱。我们将致密恒星的质量限制在1.2到1.6个太阳质量之间。通过拟合观测到的轮廓，我们确定当M=1.6 Msun时，致密天体的半径为R~11 km，而当M=1.2 Msun时，最佳拟合半径为~6.5 km，这表明SAXJ1808.4 -3658中的致密天体可能是一颗奇异星。我们得到了系统倾角的下限为65度。
2003-03-04 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
Studies of orbital parameters and pulse profile of the accreting millisecond pulsar XTE J1807-294
吸积毫秒脉冲星XTE J1807-294是在2003年2月21日被RXTE发现后，于2003年3月22日被XMM-牛顿观测到的。在0.5-10 keV能量带（3.7 mCrab）的EPIC-pn相机中，以33.3 cts/s的观测平均计数率在其亮相检测到该源。使用早期建立的最佳拟合轨道周期40.0741+/-0.0005分钟从RXTE观测，并考虑一个圆形的双轨道作为第一近似，我们推导出的值为4.8+/-0.1 lt-ms的双系统的投影轨道半径和一个历元的轨道相位MJD 52720.67415（16）。脉冲星的质心平均自旋周期为5.2459427+/-0.0000004 ms。脉冲星的自旋脉冲轮廓显示出显著的脉冲（1.5 ms FWHM），振幅和形状与能量和轨道相位相关。在四个能带中测得的脉冲分数分别为3.1+/-0.2%（0.5-3.0 keV）、5.4+/-0.4%（3.0-6.0 keV）、5.1+/-0.7%（6.0-10.0 keV）和3.7+/-0.2%（0.5-10.0 keV）。自旋剖面与轨道相位和能量的研究表明，在中子星的第二个观测轨道的脉冲分数显着增加，在随后的两个轨道逐渐下降，这是与突然，但边际增加的质量吸积。从我们的轨道参数的调查和估计的其他性质的紧凑的双星系统，我们得出结论，XTE J1807-294是非常有可能的毫秒射电脉冲星的候选人。
2004-07-01 astro-ph
Does the accreting millisecond pulsar XTE J1814-338 precess?
在吸积动力脉冲星的岁差预计会产生脉冲特性的特征变化。假设表面强度图与一个和两个热点，我们理论上计算的平均通量，脉冲相位残差和分数振幅的第一和第二谐波的脉冲轮廓的周期性调制。这些量的特征在于它们的相对进动相位偏移。然后，我们搜索这些签名在37天的X射线定时数据从吸积毫秒脉冲星XTE J1814-338。我们分析了以前观察到的12.2-d调制，并表明只有当倾角< 0.1度时，它才与自由进动的中子星一致，这是一个先验的不太可能的方向。我们的结论是，如果观测到的通量变化是由于岁差，我们的模型不完全描述的相对岁差相位偏移（例如，表面强度图过于简化）。我们仍然能够独立于我们的模型将ε的上限设置为3.0 x 10^{-9}，并估计相位无关的倾斜角θ i大致在5到10度之间。另一方面，如果观测到的通量变化不是由于进动引起的，则检测到的信号用作任何潜在的进动信号的固定上限。然后我们将乘积εcos（θ）的上限设为\leq 9.9 x 10^{-10}。第一种情况转化为XTE J1814-338的最大引力波应变为10^{-27}（假设距离为8 kpc），先进的LIGO地基引力波探测器的相应信噪比为\leq 10^{-3}（积分时间为120天）。
2008-10-23 astro-ph
Timing evolution of accreting strange stars
有人认为，当中心致密天体是一颗奇异星时，LMXB的QPO现象可以得到解释。在这项工作中，我们调查的标准模型内的磁盘吸积是否观察到的集群的自旋频率在一个窄带是根据这一假设。结果表明，当磁场初始强度、衰减时间、吸积率等参数取典型值时，吸积奇异星会出现频率聚簇现象。与混合星吸积相反，没有发现质量聚集效应。
2002-01-10 astro-ph hep-ph nucl-th
Phase resolved spectroscopy of the accreting millisecond X-ray pulsar SAX J1808.4-3658 during the 2008 outburst
目标：我们获得了吸积毫秒X射线脉冲星SAXJ1808.4 -3658在2008年爆发期间的相位分辨光谱，以寻找施主星的签名，限制其径向速度半振幅（K_2），并获得对脉冲星质量的估计。方法：使用波文区的多普勒图像，我们发现在期望施主星的位置处有一个显著的（> 8 σ）致密点。如果这是施主星的特征，我们测量K_em=248+/-20 km/s（1 sigma置信度），这代表了K_2的严格下限。此外，He II的多普勒图显示了吸积盘的特征信号，并有一个暗示的增强发射，这可能是一个结果的潮汐扭曲的吸积盘，预计在非常低的质量比相互作用的双星。结果：K_2的下限导致f（M_1）>0.10M_sun的质量函数的下限。应用最大K-修正得到228<K_2<322 km/s和质量比0.051<q<0.072。结论：尽管数据的S/N有限，但我们能够在SAX J1808.4-3658中检测到施主星的签名，尽管在新爆发期间的未来观测仍然有必要证实这一点。如果导出的K_em是正确的，那么用动力学方法确定SAXJ1808.4 -3658中中子星质量的最大不确定性在于对倾角知之甚少。
2008-12-16 astro-ph
Signal of Quark Deconfinement in Millisecond Pulsars and Reconfinement in Accreting X-ray Neutron Stars
理论上，夸克禁闭相和去禁闭相之间的相变对毫秒双星的自旋性质和低质量双星中X射线中子星的自旋分布有显著的影响。在后一类恒星中，已经观察到了这种效应--在一个狭窄的自旋带中，种群中有一个很强的集群。所观察到的聚类目前不能唯一地指定为相变的原因。然而，还有另一种可能的信号-到目前为止还没有观察到-我们也讨论了毫秒级的信号。它有着相同的起源，它的发现将倾向于证实恒星核心发生相变的解释，以及高密度相存在于更高质量的正则中子星中。
2001-06-04 astro-ph nucl-th
Simultaneous INTEGRAL and RXTE observations of the accreting millisecond pulsar HETE J1900.1-2455
Hete J1900.1-2455是已知的第七颗X射线瞬态吸积毫秒脉冲星，已经爆发一年多了。我们将Hete J1900.1-2455的数据与其他类似天体进行了比较，并试图推导出光谱形成的物理过程的约束条件。研究方法：宽带光谱的持久性发射在2-300千电子伏的能量带和定时性能进行了研究，同时使用INTEGRAL和公开获得的RXTE数据在2005年10月。本文还研究了Hete J1900.1-2455观测到的X射线爆发的性质。结果如下：该谱可用双分量模型描述，该模型由0.8keV的类黑体软X射线辐射和30 keV的热康普顿谱组成，热康普顿谱的电子温度为30 keV，汤姆逊光学深度为τ T ~ 2。在0.1-200 keV的能量带内，在5E 36 erg/s的光度下（假设距离为5 kpc），通过INTEGRAL检测到高达200 keV的源。我们还探测到了一个I型X射线爆发，它显示了光球半径的膨胀。爆发发生在推断的持续发射水平，约为爱丁顿光度的3-4%。利用迄今为止从Hete J1900.1-2455观测到的所有X射线爆发的数据，估计爆发复发时间约为2天。无论是在RXTE还是在INTEGRAL数据中都没有检测到脉动，这对中子星低质量X射线双星的磁场演化理论提出了有趣的限制。
2007-01-13 astro-ph
X-ray Bursts from the Accreting Millisecond Pulsar XTE J1814-338
自发现吸积毫秒脉冲星XTE J1814-338以来，利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）上的正比计数器阵列（PCA）共观测到27次热核爆发。光谱的爆发，以及连续爆发振荡的存在，表明所有的爆发，但其中一个是次爱丁顿。剩余的爆发具有最大的峰值热通量（2.64 x E^-8 erg/sec/cm^2），以及爆发振荡中的间隙，与来自其他来源的艾丁顿有限爆发中观察到的情况类似。假设这个爆发是爱丁顿限制的，我们得到的源距离约为8千秒差距。所有的爆发都在314.4 Hz的自旋频率下显示出相干振荡。爆发振荡与持续脉动有很强的频率和相位锁定。只有两个爆发显示出在爆发开始后的最初几秒钟内频率漂移的证据。在这两种情况下，初始漂移对应于十分之几赫兹的自旋下降。爆发期间的大振荡幅度证实了爆发通量在自旋频率处被调制。我们检测到，第一次，一个显着的第一谐波成分在突发振荡。一次谐波与基波的计数率之比可大于0.25，平均而言，小于持续脉动的计数率。如果脉动来自表面上的单个明亮区域，那么谐波强度表明爆发发射是波束发射的，这可能是由于比非脉冲LMXB更强的磁场。或者，谐波含量可以由具有两个明亮区域的几何形状产生。
2003-08-20 astro-ph
Analysis of variability in the burst oscillations of the accreting millisecond pulsar XTE J1814-338
吸积毫秒脉冲星XTE J1814-338在I型X射线爆发期间表现出已知自旋频率的振荡。爆发振荡的性质反映了恒星表面热不对称的性质。我们提出了一个分析的变化，这个源的突发振荡，专注于三个特点：分数振幅，谐波含量和频率。分数振幅和谐波含量约束的大小，形状和位置的发射区，而频率的变化表明运动的发射区的中子星表面。我们研究了爆发过程中的长期变化和爆发过程中的短期变化。对于大多数的爆发，分数振幅是一致的吸积脉动，这意味着一个低程度的燃料蔓延。然而，有一个群体的爆发，其分数振幅是相当低的，这意味着更高程度的燃料蔓延，可能是由一个前兆爆发的爆炸燃烧前沿。对于第一谐波，爆发和吸积脉动之间的实质性差异表明，热点的几何形状不是唯一的机制，引起谐波内容在后者。分数振幅的变化在爆发是低的，我们不能排除的假设，分数振幅保持不变的爆发，不表现出光球半径膨胀（PRE）。除了表现出PRE的一个突发之外，在任何突发中没有显著的频率变化。该猝发在猝发上升中表现出非常显著但很小（$\approx 0.1$ Hz）的频率下降。频率偏移的时间尺度比简单的燃烧层膨胀模型预测的要慢，这表明可能有其他机制在起作用。
2005-08-04 astro-ph
Orbital Evolution of an Accreting Millisecond Pulsar: Witnessing the Banquet of a Hidden Black Widow?
我们已经完成了所有四个X射线爆发的时间分析，从吸积毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658到目前为止所观察到的PCA上RXTE。对于每一个爆发，我们推导出最佳的升交点通过的时间值。我们发现，这些时间遵循抛物线趋势，这给出了轨道周期导数$\dot P_{\rm orb} = (3.40 \pm 0.18) \times 10^{-12}$ s/s，以及轨道周期的精确估计，$P_{\rm orb} = 7249.156499 \pm 1.8 \times 10^{-5}$ s（参考历元$T_0 = 50914.8099$ MJD）。这个导数是正的，表明是一个退化或完全对流的伴星，但比保守质量传递假设下由引力辐射引起的角动量损失驱动的长期演化所预期的要高出一个数量级以上。使用简单的考虑系统的角动量，我们提出了一个解释这个令人困惑的结果，假设在X射线静止的源喷射物质（和角动量）从内部拉格朗日点。我们还验证了这种行为是在高度非保守的质量传递的假设下，系统的可能的长期演变的协议。在这种情况下，我们发现严格的约束的质量的两个组成部分的二元系统和它的倾斜。拟议的轨道演变表明，在这类源中，中子星能够有效地烧蚀伴星，这表明这类物体是所谓的黑寡妇星的一部分，在瞬态质量吸积事件期间仍然可以在X射线中看到。
2008-07-10 astro-ph
Probing strange stars and color superconductivity by r-mode instabilities in millisecond pulsars
快速旋转的夸克物质星（奇异星）中的R-模不稳定性导致了周期低于2.5毫秒的夸克星演化中的特定特征，并可以解释为什么明显缺乏非常快速的夸克星。现有的数据似乎一致的恒星是奇怪的恒星与正常的夸克物质相包围的绝缘核壳。相反，色味锁定（CFL）相位的夸克星被排除在外。双味色超导（2SC）与脉冲星数据略有不一致。
2000-06-06 astro-ph gr-qc hep-ph
Conversion of neutron stars to strange stars as an origin of gamma-ray bursts
本文认为，中子星向奇异星的转化是低质量伴星双星中宇宙星的起源。我们的模型可以解释为什么双毫秒双星具有相同的低磁场。
1995-10-14 astro-ph
A strange star model for GRO J1744-28
本文提出了一个爆炸X射线脉冲星GRO J1744-28的模型，其中脉冲星的致密天体被认为是一颗有壳的奇异物质星。我们认为，由于极帽磁场的作用，吸积中的奇异星的两个极帽被两个壳壳所屏蔽。GRO J1744-28可能没有统一的地壳，而是有两个极地地壳。爆发是极区地壳发生相变的结果，如果一个增生地壳的质量大于库仑力所能承受的质量。结果表明，当破裂地壳扩展到100米左右时，应该存在相位滞后。该模型的许多计算性质，如相位滞后、爆发光度和特征光子能量等，与观测结果一致。
1998-09-04 astro-ph
Theoretical Considerations on the Properties of Accreting Millisecond Pulsars
我们研究了一些进化的情况下，最近发现的一类吸积动力毫秒X射线双星在超紧双星，包括XTE J 0929 -314和XTE J1751-305，轨道周期分别为43.6和42.4分钟。我们重点关注一个特定的场景，它可以自然地解释这些系统的当今属性。这个模型调用了一个供体星，它要么非常接近TAMS（即，主序列关闭），或者在传质阶段有足够的时间进行演变。我们已经运行了一套系统的详细的二元演化计算与广泛的初始供体质量和程度（核）的演变在开始的传质。一般来说，其演化轨迹最适合这些超紧凑双星的模型开始质量转移的轨道周期约为15小时，然后减少到小于或约为40分钟的最小轨道周期，最后发展回到约43分钟。我们还根据XTE J 0929 -314和XTE J1751-305的测量质量函数进行了概率分析，并将其与我们的双星演化模型的结果相结合，发现施主星目前的质量约为0.012 - 0.025太阳质量，半径约为0.042 - 0.055太阳半径，并且这些半径可能是相应的零温度半径的大约1.1 - 1.3倍。我们还发现，捐助者的内部主要是由氦和表面氢丰度几乎肯定小于10%（按质量）。
2003-04-22 astro-ph
