Chandra observations of the accretion-driven millisecond X-ray pulsars XTE J0929-314 and XTE J1751-305 in quiescence
我们利用Chandra观测了吸积毫秒级X射线双星XTE J 0929 -314和XTE J 1751 -305的静止状态。从XTE J 0929 -314中，我们在24.4 ksec内探测到22个光子（0.3-8 keV），导致计数率为9 x 10^{-4} c/s。探测到的光子数量很少，无法进行详细的光谱分析，但我们可以证明，光谱比简单的热辐射更难，而热辐射通常被认为是由在爆发期间被加热的冷却中子星产生的。假设光谱是幂律模型，我们得到幂律指数约为1.8，未吸收通量为6 x 10^{-15}尔格/秒/厘米^2（0.5 ~ 10千电子伏），光度为7 x 10^{31}（d/10千秒差距）^2尔格/秒，其中d的单位为千秒差距。没有热分量可以检测到;这样的组件贡献了最多30%的0.5-10千电子伏的通量。在95%置信水平下观察到XTE J 0929 -314计数率的变异性。在我们43 ksec的观测中，我们没有最终探测到XTE J1751-305，0.5-10 keV的通量上限在0.2 - 2.7 x 10^{-14}尔格/秒/厘米^2之间，这取决于假设的光谱形状，导致亮度上限为0.2 - 2 x 10^{32}（d/8 kpc）^2尔格/秒。我们比较我们的结果与其他中子星X射线瞬态在其静态。利用简单的吸积盘物理，结合我们测量的XTE J 0929 -314的静态光度和XTE J 175…
2004-09-29 astro-ph
XMM-Newton observation of the 5.25 ms transient millisecond pulsar XTE J1807-294 in outburst
我们报告的结果为毫秒瞬态X射线脉冲星XTE J1807-294在40分钟的轨道周期系统，基于2003年3月进行的XMM-牛顿ToO观测。该源的亮度水平约为2x10^36 erg/s，在0.5-10 keV范围内（假设距离为8 kpc）。我们确认存在的5.25毫秒的脉动（占轨道调制后），并发现在0.3-10千电子伏波段的脉冲分数为5.8%。脉冲波形接近正弦。用吸收康普顿化模型加软分量很好地拟合了源的连续谱。在0.5-10 keV范围内没有检测到发射线或吸收线，上限为10-40 eV。报告的分析代表了对这个来源的第一次详细研究，第四次属于超紧凑双星系统类，其中包含一颗吸积中子星。
2003-07-09 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
INTEGRAL spectroscopy of the accreting millisecond pulsar XTE J1807-294 in outburst
第四颗瞬时吸积毫秒脉冲星XTE J1807-294是在2003年2月/3月爆发期间由INTEGRAL观测到的，与XMM-牛顿和RXTE卫星部分同时观测。我们在这里提出的0.5-200千电子伏的宽带光谱的源的第一次研究。2月28日，源光谱与温度为40 keV的电子的热康普顿化一致，远大于先前仅从低能XMM-牛顿数据得出的值（~10 keV）。该源被INTEGRAL探测到，能量高达200 keV，在能量带（0.1-200）keV的亮度为1.3 x 10 E37 erg/s（假设距离为8 kpc）。22天后，光度降至3.6 x 10 E36 erg/s。对XMM-牛顿数据的重新分析产生了脉冲周期的轨道多普勒变化，并改进了以前的星历。对于任何已知的射电或X射线毫秒脉冲星的轨道周期最短的源，我们限制伴星质量Mc < 0.022 Msun，假设由引力辐射驱动的最小质量转移。只有演化的C/O组成的矮星才符合洛希瓣和引力辐射的限制，而He矮星则需要一个不太可能的低倾角。
2005-03-18 astro-ph
Quasi-periodic oscillations discovered in the new X-ray pulsar XTE J1858+034
报道了在新发现的221 s X射线脉冲星XTE J1858+034中发现的以0.11 Hz为中心的低频准周期振荡。在大约30个已知的瞬态X射线源中，这是第六个观测到QPO的源。如果类星体振荡是由于磁层边界处吸积盘的不均匀性而产生的，则类星体振荡的低频表明该脉冲星的磁层很大。开普勒频率模型和拍频模型都适用于在该源中产生QPO。QPO和规则脉动被发现是更强的，在更高的能量，有利于拍频模型。脉冲星的磁场被计算为它的距离的函数。发现能谱是非常硬的，由两个部分组成，截止幂律和铁荧光线。
1998-05-29 astro-ph
Evidence for an ~80 day periodicity in the X-ray transient pulsar XTE J1946+274
我们报告的硬瞬态脉冲星XTE J1946+274的X射线通量的~ 80 d周期性的证据。RossiXTE全天监测器获得的1.3-12 keV光变曲线显示，从9月爆发开始，在大约1年的基线上有5个规则间隔的耀斑。1998.第一个也是最强的耀斑比随后的四个耀斑要长一些，这四个耀斑以相当周期性的方式重复出现。这表明第一个耀斑的轮廓是由Be星弹射情节的时间变化所主导的，而随后的四个耀斑主要是由中子星沿偏心轨道运动引起的。
1999-11-09 astro-ph
Two long-period X-ray pulsars detected in the SMC field around XTE J0055-727
对小麦哲伦云（SMC）中18.37秒脉冲星XTE J 0055 -727周围的场进行了XMM-牛顿目标机会观测，在EPIC数据中发现了两个明亮的长周期X射线双星。发现了一颗新的脉冲星XMMU J005517.9-723853，脉冲周期为701.7 +/- 0.8 s，从XMMU J005455.4-724512（= CXMMU J005455.6-724510）中检测到500.0 +/- 0.2 s的脉冲，证实了钱德拉数据中发现的周期。利用OGLE星的光学鉴别方法，得到了RA = 00h5455.88s，Dec = -72d45m10.5s和RA = 00h55m18.44s，Dec = -72d38m51.8s（J2000.0）的X射线位置，不确定度为0.2“。这两个天体的光学亮度、颜色和X射线谱与SMC中的Be/X射线二元系统一致。
2004-05-03 astro-ph
Quasi periodic oscillations in XTE J0111.2--7317, highest frequency among the HMXB pulsars
本文报道了1998年12月在高质量X射线双星（HMXB）脉冲星XTE J0111.20-7317的一次瞬时爆发中发现的准周期振荡（QPO）。利用Rossi X射线定时探测器的正比计数器阵列在这次爆发的第二个峰值和下降阶段的观测，我们发现了一个频率为1.27 Hz的QPO特征。我们已经排除了观测到的QPO可能来自邻近的明亮X射线脉冲星SMC X-1的可能性。这是在任何HMXB脉冲星中探测到的最高频率QPO特征。在X射线光谱中没有回旋吸收特征的情况下，QPO特征以及脉冲周期和X射线通量测量测量有助于我们约束中子星的磁场强度。
2007-03-09 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
Timing Features of the Accretion--driven Millisecond X-Ray Pulsar XTE J1807--294 in 2003 March Outburst
为了探讨盘内流的活动及其对中子星表面辐射的影响，利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对毫秒X射线脉冲星XTE J1807- 294的观测数据进行了定时分析，重点研究了其在X射线强度、硬度比、脉冲轮廓和功率密度谱等方面的相关行为.在2003年3月的一次衰减爆发的顶部，观测到该源有一系列广泛的“微小”耀斑，时间尺度为数小时至数天。在耀斑中，光谱被软化，脉冲轮廓变得更加正弦。发现千赫兹准周期振荡（kHz QPO）的频率与耀斑中的X射线计数率呈正相关。耀斑中观察到的这些特征可能是由于吸积流的不均匀性造成的。在$\sim 2%-14%$的范围内，分数脉冲幅度随耀斑强度的增加而增加，与毫秒X射线脉冲星XTE J 1814 - 338的热核爆发相当，而在正常状态下，分数脉冲幅度保持在6.5%左右。“微小”耀斑脉冲轮廓的这种显着变化可能反映了内盘吸积区物理参数的变化。此外，我们注意到kHz QPO频率和分数脉冲幅度之间的总体正相关性，这可能是第一个证据，表明中子星表面发射特性对盘流不均匀性非常敏感。在爆发振荡研究中应谨慎考虑这种影响。
2006-02-24 astro-ph
Discovery of Radio Emission from Transient Anomalous X-ray Pulsar XTE J1810-197
本文报道了首次探测到来自异常X射线脉冲星（AXP）的射电辐射。来自角分辨率为6英寸的甚大阵列（VLA）MAGPIS测量的数据显示，在5.54秒脉冲星XTE J1810-197的精确位置处，有一个通量密度为4.5 +/- 0.5 mJy、频率为1.4 GHz的点源。这比所有其他AXP和软伽马射线中继器（SGR）静态的上限都要大。这次探测是在2004年1月进行的，距离XTE J1810-197在其唯一已知的爆发中被发现一年。在爆发之前和之后的额外VLA观测只产生与单次探测相当或更大的上限，既不支持也不排除与X射线开启有关的衰减无线电余辉。另一个假设是，与其他AXP和SGR不同，XTE J1810- 197可能通过其粒子风与中等密度环境的相互作用为无线电同步加速器星云提供动力，该环境没有被以前的活动从这个最小的区域疏散。在X射线中发光的已知磁星。
2005-08-24 astro-ph
RXTE Observations of the X-ray Pulsar XTE J1855-026 - a Possible New Supergiant System
一个新的X射线源，XTE J1855-026，是在沿着银道面进行RXTE扫描时发现的。源显示脉动在一个周期为361秒，也调制在一个周期为6.1天，我们解释为系统的轨道周期。高于~3 keV的X射线光谱可以用具有高能量截止的吸收幂律模型拟合，并且铁发射线在约6.4keV处。我们解释这些结果表明XTE J1855-026可能是由一个中子星吸积从风的O或B超巨星主要。另一种不太可能的解释是XTE J1855-026是一颗Be/中子星双星，在这种情况下，它的轨道周期是已知的最短的。
1999-01-11 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
Physics of accretion in the millisecond pulsar XTE J1751-305
我们已经进行了广泛的研究X射线数据从吸积毫秒脉冲星XTE J1751-305的RXTE和XMM-牛顿在其2002年爆发期间观察到的。在所有方面，这个源都类似于一个原型毫秒脉冲星SAX J1808.4-3658，除了爱丁顿的13%的更高的峰值亮度，以及硬X射线源的光学深度大了约2倍。它的宽带X射线光谱可以由三个分量来模拟。我们解释这两个软分量的热辐射从一个较冷的（kT ~ 0.6 keV）吸积盘和一个较热的（~1 keV）点上的中子星表面。我们解释的硬组件作为热康普顿等离子体的温度~40 keV和光学厚度~1.5在一个平板几何。当被磁场准直的物质撞击到表面上时，等离子体被吸积激波加热。用于康普顿化的种子光子由热点提供，而不是由盘提供。康普顿反射很弱，圆盘可能被截断成磁层半径以上的光学薄流。旋转的发射区与明星创建一个几乎正弦脉冲轮廓的均方根振幅为3.3%.The能量依赖的软相位滞后可以模拟两个脉动分量移相，这是自然的解释由不同的字符的光学厚点和光学薄冲击结合多普勒增强的行动的发射。
2005-03-02 astro-ph
On the X-Ray Light Curve, Pulsed-Radio Emission, and Spin Frequency Evolution of the Transient Anomalous X-Ray Pulsar Xte J1810--197 During its X-Ray Outburst
我们证明：（i）瞬时AXP XTE J 1810 -197的长期X射线爆发光曲线可以用一个回退盘来解释，该回退盘在被软伽马射线暴加热后通过盘不稳定性向静止演变，（ii）该源在同一时期的自旋频率演变也可以用作用在中子星磁层上的盘扭矩来解释，（iii）最重要的是，最近观测到的来自该源的脉冲射电发射与X射线亮度最低的时期相吻合。这在回退盘模型中是很自然的，因为吸积功率变得如此之低，以至于不足以抑制XTE J1810-197的射束辐射。
2007-10-05 astro-ph
X-ray Spectroscopy of the Accreting Millisecond Pulsar XTE J0929-314 in Outburst
我们提出的高分辨率光谱的吸积动力毫秒脉冲星XTE J0929 - 314在其2002年爆发，测量使用的低能透射光栅光谱仪机载钱德拉X射线天文台。1.5 - 25.3 A（0.5 - 8.3 keV）的Chandra谱与幂律+黑体模型很好地拟合，其中光子指数Gamma = 1.55 +/-0.03，黑体温度kT_bb = 0.65 +/-0.03 keV，黑体归一化R_bb，km/d_10kpc = 7.6 +/-0.8。在高分辨率光谱中没有发现发射或吸收特征，3 sigma等效宽度上限在1.5 A时<0.007 A，在24 A时<0.12 A。中性吸收边的深度是一致的估计星际吸收沿视线的来源。我们没有发现2 - 10 keV X射线通量的轨道调制，3 sigma的上限为1.1%，这意味着对于一个充满罗氏瓣的伴星，双星倾角的上限为i <85度。我们还介绍了罗西X射线定时探测器在爆发过程中测量的宽带光谱。XTE J0929 - 314的XTE谱也符合幂律+黑体模型，在2 - 50 keV能量范围内，平均γ = 1.76 +/-0.03，kT_bb = 0.66 +/-0.06 keV，R_bb，km/d_10kpc = 5.9 +/-1.3。黑体通量在爆发过程中保持恒定，而幂律通量与源的（减少的）通量密切相关。我们发现，从钱德拉和XTE光谱测量的幂律光子指数的差异可以解释在低能量的幂律…
2002-12-30 astro-ph
The optical counterpart of XTE J0929-314, the third transient millisecond X-ray pulsar
X射线瞬态XTE J 0929 -314的蓝色和可变光学对应物于2002年5月1日被识别。我们在5月和6月期间使用老人星1米望远镜对这个物体进行了频繁的BVRI宽带测光，直到它褪色到21等以下。在2002年5月2日、3日和4日进行的几乎连续的I波段CCD测光显示，在5月2日的后半段，在持续约6个周期的双星周期内，约有10%的正弦调制。相位表明，调制可能是由于光盘上的热点发射和次级线圈的X射线加热的组合。在观测期间，B-I的发射一般倾向于蓝色，减少了0.6个星等，但在光学识别后的最初几天，当I波段的通量略有减少而其他波段的通量增加时，颜色出现了异常变化。光谱分析的BVRI宽带测光显示在R和I波段的变量过剩的证据。我们认为，这可能是由于同步辐射的物质流出的系统，并注意到，类似的过程可能是负责异常的V和I波段测量在1998年的持续毫秒X射线脉冲星SAX J1808.4-3658。
2005-06-14 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
Precise determination of orbital parameters in system with slowly drifting phases: application to the case of XTE J1807-294
我们描述了一种定时技术，允许获得精确的轨道参数的吸积毫秒脉冲星在这些情况下，其中固有的变化的相位延迟（例如由适当的变化所造成的自旋频率）与特征时间尺度长于轨道周期不允许长期观察（几十天），以适应轨道参数。我们表明，在何种条件下，这种方法可以应用，并显示应用这种方法所获得的结果，2003年的爆发所观察到的RXTE的吸积毫秒脉冲星XTE J1807-294，显示在其相位延迟一个不可忽略的不稳定的行为。我们使用所有90天的脉动是强烈检测和适用的方法，XTE J1807-294的轨道参数进行了改进。通过这种方式，我们获得了源的轨道参数，其精度比以前可用的轨道解好一个数量级以上，迄今为止，在吸积毫秒双星上获得的精度仅用于XTE J1807-294分析了跨越七年的几次爆发，并且具有更好的统计数据。
2007-08-03 astro-ph
The identification of the optical/IR counterpart of the 15.8-s transient X-ray pulsar XTE J1946+274
本文报道了15.8s瞬变X射线脉冲星XTE J1946+274的光学/红外对应物的发现。我们重新分析了XTE J1946+274的BeppoSAX观测档案，获得了一个新的精确位置（一个半径为22”的圆，置信度为90%）。根据这一新的位置，我们进行了光学和红外（IR）跟踪观测。在新的误差圆内，我们发现了一颗相对光学暗淡（B=18.6）、红外明亮（H=12.1）的早期型红变星（V-R =1.6）。光谱显示出强的H-α和H-β发射线。红外测光观测的领域证实了红外过量的H-α-发射恒星（K=11.6，J-H=0.6），这是可能包围的拱星信封的存在。光谱和光度数据表明，XTE J1946+274的光谱类型为B 0 - 1V-IVe，距离为8- 10千秒差距，并证实了XTE J1946+274的Be星/X射线双星性质。
2002-07-26 astro-ph
Infrared and X-ray variability of the transient Anomalous X-ray Pulsar XTE J1810-197
我们报告的观测，旨在寻找通量的变化，从拟议的红外对应的异常X射线脉冲星XTE J1810-197。这些数据是2004年3月在欧洲南方天文台VLT用自适应光学相机NAOS-CONICA获得的，表明Israel等人（2004年）提出的候选物相对于2003年10月更暗，Δ H=0.7+/-0.2和Δ Ks=0.5+/-0.1，证实它是XTE J1810-197的红外对应物。我们还报告了一个XMM牛顿观测VLT观测的前一天进行。0.5-10 keV的辐射源吸收通量为2.2x10^-11 erg/s/cm ^2，与2003年9月XMM-牛顿观测相比，约小了2倍。因此，我们得出结论，类似的通量减少发生在X射线和IR波段。我们简要地讨论了这些结果的框架内提出的机制负责的红外可变发射的异常X射线脉冲星。
2004-08-04 astro-ph
The Anatomy of a Magnetar: XMM Monitoring of the Transient Anomalous X-ray Pulsar XTE J1810-197
我们介绍了对瞬时异常X射线脉冲星XTE J 1810 -197进行多历元计时和光谱研究的最新结果。在两年半的时间里，我们已经用牛顿X射线多镜任务（XMM-牛顿）获得了对这颗脉冲星的七次观测，以跟踪源从爆发中消失时的光谱演化。光谱可以说是最好的特点是一个两个温度的黑体，其光度呈指数下降与tau_1 = 870天和tau_2 = 280天，分别。这些组件的温度目前正在以每年22%的速度冷却，从一个几乎恒定的值记录在较早的时代kT_1 = 0.25 keV和kT_2 = 0.67 keV，分别。新的数据表明，该成分的温度T_1和亮度已接近其历史静止水平，其脉动部分随时间稳步下降，与以前在静止时没有探测到脉动相一致。我们还总结了XTE J1810-197的无线电发射的检测，这是第一次确认任何AXP。我们认为可能的模型XTE J1810-197的排放几何和机制。
2006-08-22 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
Fading of the Transient Anomalous X-ray Pulsar XTE J1810-197
利用牛顿X射线多镜任务（XMM-Newton）对5.54 s瞬态异常X射线脉冲星XTE J1810-197进行了6个月的3次观测，研究了该脉冲星爆发后的光谱和脉冲光变曲线。衰减与时间常数300天的指数一致，但不是某些模型中预测的突然深部地壳加热事件的幂律。所有的光谱都很好地拟合黑体加上陡峭的幂律，一个有问题的模型，通常是适合异常X射线光谱仪（AXP）。一个双温黑体拟合也是可以接受的，更好的物理动机鉴于微弱的光学/红外通量，X射线脉冲形状，弱依赖于能量在XTE J1810-197，和推断的发射面积小于或等于一个中子星的表面积。拟合温度保持不变，而通量下降了46%，这可以解释为发射区面积的减少。脉冲星继续向下旋转，尽管速度降低到（5.1+/-1.6 x10 ^{-12} s^{-1}。推断的特征年龄Tau_c = P/2 Pdot ~ 17，000 yr，磁场强度B_s ~1.7x10^{14} G，以及爆发性质与由磁场衰变驱动的爆发和静止X射线亮度一致，即，XTE J1810-197是一颗磁星。
2004-09-25 astro-ph
Spitzer Mid-infrared Upper Limits on Anomalous X-Ray Pulsars 1E 1048.1-5937, 1RXS J170849-400910, and XTE J1810-197
我们报告了异常X射线双星（AXP）1 E 1048.1-5937、1 RXS J170849-400910和XTE J1810-197的中红外成像观测结果。观测是在4.5和8.0微米处用红外线阵列照相机进行的，在24微米处用斯皮策太空望远镜上的多波段成像光度计进行的。没有检测到中红外对应物。由于AXP的红外发射可能与其通过磁层或尘埃盘的X射线发射有关，因此我们将推导出的AXP红外/X射线通量比的上限与4 U 0142+61（之前在中红外范围内检测到的AXP）的相同比率进行比较。比较表明，我们的三个未检测到的是一致的，其相对较低的X射线通量。对于XTE J1810-197，我们的上限对其上升的无线电/毫米波能谱设置了约束，表明在1.5 $\times 10^{11}$ -6 $\times10^{13}$ Hz之间的谱中断。
2007-06-26 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
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
Evidence for 1122 Hz X-Ray Burst Oscillations from the Neutron-Star X-Ray Transient XTE J1739-285
我们报告的毫秒变化从X射线瞬态XTE J1739-285。我们探测到六个X射线I型爆发，并发现在最亮的X射线爆发中存在1122 +/- 0.3 Hz振荡的证据。考虑到振荡的功率和搜索中的试验次数，检测在99.96%置信水平下是显著的。如果振荡得到证实，振荡频率表明XTE J1739-285包含有迄今发现的旋转最快的中子星，我们还在持续辐射中发现了毫秒准周期振荡，频率范围为757 Hz至862 Hz。使用最亮的爆发，我们得到的源距离的上限约为10.6千秒差距。
2007-01-30 astro-ph
Precise Orbital Parameters and Anomalous Phase Variations of the Accretion-powered Millisecond Pulsar XTE J1807-294
本文报道了{ \it Rossi X射线定时探测器}对第四颗被发现的吸积动力毫秒脉冲星XTE J1807-294在2003年爆发期间的脉冲变化分析结果。仅在$\sim$ 150 d观测中的前$\sim$ 90 d中显著检测到脉动。脉冲相位变化太复杂，不能用轨道运动加简单的多项式模型来描述。对不含开普勒轨道的150 s脉冲相位进行趋势去除，得到了$P_{orb}=40.073601(8)$ min和${\it a_x}\sin {\it i}=4.823(5)$ lt-ms的精确轨道参数。二元重心校正后的脉冲相位显示出平滑的演化和明显的负相移，与光变曲线上看到的耀斑和分数脉冲幅度的增强相一致。第一个$\sim$ 60 d数据的非耀斑脉冲相位被很好地描述为四阶多项式，这意味着在爆发开始时，中子星在第一个$\sim$ 60 d期间以$\dot ν=(1.7\pm0.3) \times 10^{-13}$ Hz/s的速率旋转。对于非耀斑脉冲相位，在2至20 keV之间检测到高达$\sim$ 500 $μs$（$\sim$ 10%周期）的显著软相位滞后。我们的结论是，异常相移不太可能是由于吸积扭矩，但可能是由于"热点“在中子星的表面上移动。
2008-01-07 astro-ph
The discovery and study of the optical counterparts of the transient X-ray pulsars RXJ0052.1-7319 and XTEJ0111.2-7317 in the SMC
我们报告了两个瞬态X射线谱仪RXJ 0052.1 -7319和XTEJ 0111.2 -7317的光学对应物的发现和确认。在RXJ 0052.1 -7319的窄（~3”半径）X射线误差圆中，我们发现了一颗V=14.6（B-V=0.1）09.5 IIIe（也可能被分类为B 0 Ve星，因为光度等级取决于所采用的红化的不确定性）。该天体的中等分辨率光谱显示出巴耳末线的发射，其等效宽度为H α =-12/-16 A。在XTEJ 0111.2 -7317的X射线误差框中，我们发现了一个相对明亮的天体（V=15.4，B-V=0.06），它被分类为B0.5-B1 Ve恒星，后来被Coe等人（2000）确认为XTEJ 0111.2 -7317最可能的对应物。同样在这种情况下，我们容易地检测到具有约-21 A的Halpha等效宽度的巴耳末发射线。也有证据表明周围有一个星云，可能是超新星遗迹。另一颗明亮的B 0 Ve恒星被发现在XTEJ 0111.2 -7317的X射线误差圆之外。我们讨论了这些结果的影响，根据目前的知识是/X射线双星系统中的麦哲伦云和我们的银河系。
2001-05-31 astro-ph
The X-ray Position and Optical Counterpart of the Accretion-Powered Millisecond Pulsar XTE J1814-338
我们报告精确的光学和X射线本地化的3.2毫秒吸积动力X射线脉冲星XTE J1814-338的数据从钱德拉X射线天文台以及光学观测期间进行的发现2003年6月爆发。在这个软X射线瞬变爆发期间的光学成像显示，在X射线位置有一颗R = 18的恒星。这颗恒星在1989年的档案影像中没有出现（R > 20），但在2003年的爆发中变亮，因此我们认为它是XTE J1814-338的光学对应物。由光学天体测量导出的最佳源位置为R. A。= 18h13m39.s04，12月= -33d46m22.3s（J2000）。脉冲星爆发时无特征的X射线谱可用吸收幂律（光子指数= 1.41 ± 0.06）加黑体（kT = 0.95 ± 0.13 keV）模型拟合，其中黑体分量贡献约10%的源通量。的光学宽带光谱显示的证据过量的红外发射相对于一个X射线加热的吸积盘模型，表明一个显着的贡献，从二次或从同步辐射区。当XTE J1814-338处于静止状态时进行的后续观察显示，没有对应于R = 23.3的极限星等。这意味着这颗伴星是一颗M3 V或更晚的恒星，因此不太可能是造成软过剩的原因，使同步辐射成为更合理的候选者。
2005-03-30 astro-ph
The Spectral Evolution of Transient Anomalous X-ray Pulsar XTE J1810--197
利用XMM X射线望远镜对瞬态异常X射线脉冲星XTE J1810-197进行了多历元光谱研究。在一年的时间里进行的四次观测显示，随着源从爆发中消失，光谱发生了强烈的演变。这种现象的起源可以追溯到脉冲星光谱分量的个别衰减率。在每个时期的2-T拟合需要kT=0.25 & 0.67 keV的几乎恒定的温度，而分量光度分别随着τ =900 & 300 d呈指数下降。一种可能的解释是，缓慢衰减的较冷部分是影响大部分地壳的深部加热事件产生的辐射，而较热部分则是由扭曲磁场线脚点处的外表面加热和衰减更快的磁层电流提供动力。XTE J1810-197的能量相关脉冲轮廓在所有时期都可以通过正弦和三角函数之和很好地建模。这些配置文件峰值在同一阶段，表明同心表面发射几何形状。光谱和脉冲的演变一起反对存在一个显着的“幂律”的贡献低于8千电子伏的X射线光谱。外推的通量预计将恢复到历史上的静止水平，其特点是一个更冷的黑体光谱，到2007年。
2005-06-21 astro-ph
The Orbit and Position of the X-ray Pulsar XTE J1855-026 - an Eclipsing Supergiant System
利用Rossi X射线定时探测器上的正比计数器阵列的观测，获得了X射线双星XTE J1855-026的脉冲定时轨道。~ 16 Mo的质量函数和一次扩展的近全蚀的探测证实了主星是一颗超巨星。轨道偏心率被发现是非常低的最佳拟合值为0.04 +/- 0.02。使用RXTE的全天监视器获得的改进和扩展的光变曲线，轨道周期也被修正为6.0724 +/- 0.0009天。ASCA卫星的观测提供了一个改进的R.A.源位置。= 18 h 55 m 31.3s}，下降= -02o 36' 24.0”（2000），估计系统不确定度小于12”。在ASCA的观测中，还发现了一个偶然的新来源，AX J1855.4-0232。
2002-07-08 astro-ph
XMM-Newton observations of two transient millisecond X-ray pulsars in quiescence
本文报道了对两个X射线瞬变毫秒双星（XRTMSPs）的XMM-牛顿观测。我们探测到XTE J 0929 -314的未吸收光度为7 × 10 ^{31} erg/s。（0.5-10 keV），基准距离为10 kpc。静态频谱与简单的幂律频谱一致。来自冷却的中子星大气的通量上限约为总通量的20%。而XTE J1807-294则未检测到。我们可以将源静态的上限定为0.5-10 keV，在8 kpc时未吸收的光度<4 × 10 ^{31} erg/s。这些观测结果加强了XRTMSP的静态光度明显低于经典中子星瞬态的观点。
2005-03-24 astro-ph
X-ray Observations and Infrared Identification of the Transient 7.8 s X-ray Binary Pulsar XTE J1829-098
XMM牛顿和钱德拉的瞬态7.8秒脉冲星XTE J1829-098的观测被用来描述其脉冲形状和光谱，并促进寻找一个光学或红外对应。在爆发时，吸收的硬X射线谱（γ = 0.76+/-0.13，N_H =（6.0+/-0.6）× 10^{22} cm^{-2}）是典型的X射线双星。在微弱状态下的精确钱德拉定位导致在R. A. = 18h29m43.98s，decl. = -09o51'23.0”（J2000.0），星等K=12.7，H=13.9，I>21.9，R>23.2。如果这是一颗高度红化的O星或B星，我们估计距离为10千秒差距，在这个距离上观测到的最大X射线光度为2 × 10 ^{36}尔格·秒^{-1}，这是典型的Be X射线瞬变或风馈系统。观测到的最小光度为3 × 10 ^{32}（d/10 kpc）^2尔格·秒^{-1}。我们不能排除伴星是红巨星的可能性。XTE J1829-098的两次X射线爆发相隔约1.3年，这可能是轨道周期或其倍数，中子星位于偏心轨道。我们还研究了一个晚M巨星长周期变星，我们发现它距离X射线位置只有9”。它的脉动周期约为1.5年，但不是X射线源的伴星。
2007-07-19 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
Discovery of a Cyclotron Resonance Scattering Feature in the X-ray Spectrum of XTE J1946+274
利用Rossi X射线定时探测器对1998年9 - 11月爆发过程中的瞬态吸积脉冲星XTE J 1946 +274进行了观测，发现在35 keV附近的硬X射线谱中存在一个回旋共振散射特征（或“回旋线”）。我们确定质心能量为36.2 +0.5/-0.7 keV，这意味着磁场强度为3.1（1+z）x10 ^12 G，其中z是散射区的引力红移。光学深度Tau = 0.33 + 0.07/-0.06，宽度sigma = 3.37 + 0.92/-0.75 keV，是其他回旋加速器中已知的典型回旋加速器线。这一发现使XTE J1946+274成为13个回旋加速器线被安全探测到的天体之一，从而导致直接的磁场测量。
2001-12-20 astro-ph
The characteristics of millisecond pulsar emission: I. Spectra, pulse shapes and the beaming fraction
我们用100米的Effelsberg射电望远镜监测了大量的毫秒双星，以便将它们的射电发射特性与缓慢旋转的星群进行比较。除了一些明显的例外，我们的研究结果表明，这两组对象有许多共同的属性。对正常脉冲星和毫秒脉冲星的光谱指数进行了比较，结果表明毫秒脉冲星的光谱与正常脉冲星的光谱没有明显的差别。然而，有证据表明，与正常的射电星相比，毫秒射电星的亮度略低，无线电发射效率也较低。我们证实了最近的建议，存在的多样性之间的孤立的毫秒星的毫秒星的亮度比二进制毫秒星的亮度。有迹象表明，古老的毫秒彗星比可能更年轻的彗星表现出更平坦的光谱。我们目前的证据表明，毫秒脉冲星配置文件只是稍微比正常脉冲星人口中发现的复杂。此外，发展的配置文件与频率是相当缓慢的，这表明非常紧凑的磁层。的配置文件的发展似乎反相关的同伴质量和自旋周期，再次表明，在一个二元系统中的质量转移量可能会直接影响发射性能。毫秒脉冲星射束的角半径并不遵循正则脉冲星模型所预言的适用于正常脉冲星的标度。相反，它们在系统上更小。在未来计算银河系人口出生率时，需要考虑较小的推断光度和较窄的发射光束。
1998-01-19 astro-ph
Accurate X-ray position of the Anomalous X-ray Pulsar XTE J1810-197 and identification of its likely IR counterpart
我们报告了新的异常X射线脉冲星（AXP）XTE J1810-197的精确亚弧秒X射线位置，来自于2003年11月进行的Chndra-HRC机会目标观测。我们还报告发现一个可能的IR对应的基础上的VLT（IR波段）的机会观测目标在2003年10月进行。我们提出的对应物是X射线误差圆中唯一的IR源（Ks=20.8）。它的红外颜色以及X射线/红外通量比与所有其他AXP的对应物一致（与场星颜色不同）。在3.6米ESO望远镜获得的深冈恩-i波段图像没有检测到低于24.3等的源。此外，我们发现，XTE J1810-197的脉冲分数和计数率几乎保持不变，因为以前的钱德拉和XMM-牛顿观测（2003年8月27日和9月8日，分别）。我们简要讨论这些结果的影响。特别是，我们注意到，这个AXP的瞬态（或至少是高度可变的）性质可能意味着这个类的隐藏成员数量相对较大。
2004-01-19 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
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
Millisecond pulsar population in the Galactic center and high energy contributions
我们认为银河系中心区域可能存在着一个毫秒星系群。正如外隙模型所预测的那样，毫秒级中子星（MSP）可以通过同步辐射曲率辐射发射GeV的伽马射线。同时，毫秒双星周围的致密风星云可以通过同步辐射发射X射线，通过逆康普顿过程发射TeV光子。此外，毫秒脉冲星风为银河系中心的正负电子源提供了很好的候选者。因此，我们认为毫秒脉冲星的人口可能有助于弱的不明钱德拉X射线源，EGRET探测到的弥散γ射线，电子正电子湮没线和TeV光子探测HESS向银河系中心。
2005-10-15 astro-ph
Population synthesis of millisecond and submillisecond pulsars
已知的毫秒中子星的自转周期大于1.558毫秒。在双星系统中，中子星的自转周期非常短。在本文中，我们调查的毫秒脉冲星分布的预期性质，通过模拟合成人口在不同的假设下的中子星状态方程和磁场衰减。我们发现的证据表明，在分布的毫秒彗星的尾巴可能存在的周期短于观察到的。
1998-02-19 astro-ph
The characteristics of millisecond pulsar emission: II. Polarimetry
我们对北半球1410兆赫的毫秒双星进行了偏振监测观测。它们的发射特性与普通的光子晶体作了比较。虽然我们在论文I中证明了毫秒脉冲星具有相同的通量密度谱和相似的轮廓复杂性，但我们在这里提出的结果表明，毫秒脉冲星的轮廓不符合基于"正常“脉冲星的分类方案的预测。大量毫秒脉冲星剖面的频率发展与正常脉冲星的频率发展相比是异常的。此外，偏振特性表明，毫秒脉冲星的磁层可能不只是代表正常脉冲星磁层的比例版本，支持论文I的结果。然而，诸如强度和偏振两者的模式改变活动的现象在这里首次被认识到（例如，J1730- 2304）。这表明，虽然基本的发射机制仍然不敏感的旋转周期，条件，根据规范的脉冲星模型，调节无线电发射，可能会满足在毫秒脉冲星磁层的不同区域。至少有三种类型的模型被提出来描述毫秒脉冲星磁层。这些模型的预测与观察结果的比较表明，个别情况下，更好地解释不同的过程。然而，我们发现，毫秒级恒星可以根据共同的发射特性进行分组，这一分组有待未来多频观测的验证。
1998-01-19 astro-ph
Constraints on the Emission and Viewing Geometry of the Transient Anomalous X-ray Pulsar XTE J1810-197
瞬态异常X射线脉冲星XTE J1810-197在2002年爆发后的通量分量的时间衰减为探测磁星的发射几何提供了一个独特的机会。为了实现这一目标，我们模型的脉冲星的调制幅度随时间的推移在窄谱带。根据以前的工作，我们假设后爆发通量产生在两个不同的热分量所产生的热点和温暖的同心环。我们包括广义相对论效应的黑体光谱由于引力红移和光弯曲附近的恒星表面，这强烈依赖于半径。这会影响模型对发射区域的温度和大小的拟合。对于热点，所观察到的时间和能量依赖的脉冲调制被发现需要一个各向异性的，双光束的辐射图案。我们能够限制视线（psi）和热点极点（xi）相对于自旋轴的角度的允许范围。在误差范围内，这是由位于直线（xi+beta（R））（psi+beta（R））~常数的xi-psi平面中的点的轨迹定义的，其中beta（R）是恒星半径R的函数。对于R=12 km的规范值，观察参数的范围从psi=xi=37 deg到（psi，xi）=（85 deg，15 deg）。我们在磁星发射模型的背景下讨论了我们的结果。
2008-03-13 astro-ph
New Millisecond Pulsars in Globular Clusters
帕克斯正在对球状星团进行一项新的毫秒双星搜索。本文描述了研究的动机、采用的新的硬件和软件系统、调查计划和初步结果。到目前为止，我们已经在四个星团中发现了十个新的毫秒双星，而这些星团以前没有发现过与之相关的双星。
2001-05-08 astro-ph
VLT observations of the solitary millisecond pulsar PSR J2124-3358
在银河系中已经发现了大约100个毫秒（ms）的双星，其中只有10%是孤立的，也就是说没有伴星。目前还不知道毫秒级双星的光发射特性。对孤立毫秒双星的观测是探测其微弱光辐射的唯一途径，否则就会被更亮的白矮星伴星所掩盖。与孤立的、非毫秒级的彗星一样，X射线探测是后续光学识别活动的第一步。在X射线探测到的毫秒双星中，PSR J2124-3358是一个理想的情况，因为它非常接近（<270 pc），几乎没有吸收。在这里，我们报告最近的VLT观测PSR J2124-3358旨在识别其光学对应物。在V ~ 27.8的极限通量下，没有探测到来自脉冲星的光发射。
2003-01-08 astro-ph
Magnetospheric Scattering and Emission in Millisecond Pulsars
我们模拟毫秒脉冲星光变曲线的磁层组件的形成，推导出一个近似模型的弯曲的空间，'后掠'偶极子场和以下的光子发射，传播和散射。磁层脉冲分量强烈地受到磁层快速旋转和史瓦西效应的影响。
2000-04-28 astro-ph
Binary and Millisecond Pulsars
本文综述了射电双星和毫秒射电双星的主要特性、人口统计和应用。近年来，我们对这些令人兴奋的天体的了解大大增加，主要是由于成功的调查使已知的脉冲星数量超过1800。现在有83个双星和毫秒双星与我们银河系的圆盘有关，另外还有140个双星在银河系的26个球状星团中。最近的亮点包括发现了年轻的相对论双星系统PSR J 1906 +0746，这是球状星团脉冲星研究中的一次复兴，包括越来越多的质量超过1.5个太阳质量的球状星团，精确测量了双脉冲星系统中的相对论自旋进动，以及一颗银河系毫秒脉冲星在一个未演化的伴星的偏心轨道上（e=0.44）。
2008-11-05 astro-ph
Discovery of a New 89 Second X-ray Pulsar XTE J1906+09
本文报道了在Rossi X射线定时探测器对中心位于RA（J2000）= 19 hr 05 m 43 s和Dec（J2000）= +08 deg 58 arcmin 48 arcsec的低银河纬度场的观测中发现的一个新的脉动X射线源。RXTE上的PCA和HEXTE仪器都探测到了显著的脉动，基本周期为89.17 +/- 0.02秒，在2-10 keV的功率谱中也可以看到更高的谐波。折叠的光曲线从源是多峰在较低的能量，并改变为单峰形态以上~20 keV。从源的相位平均光谱是很好的拟合强吸收功率定律或热韧致辐射的光子指数1.9 +/- 0.1或温度19.5 +/- 4.6 keV，分别光谱模型。中性氢柱的平均密度约为10^23 cm^-2，表明其与源的距离大于10 kpc，2-10 keV X射线的最小亮度为2*10^{35}尔格·秒^{-1}。通过与其他具有相似周期和光度的恒星的比较，我们认为XTE J1906+09有一个超巨星伴星，它的洛希瓣是欠填充的。我们进一步推测，一个特殊的M星双星系统中的M星之一可能是伴星。
1998-05-28 astro-ph
No Evidence for Coherent Diffractive Radiation Patterns in the Millisecond Pulsar PSR J0437-4715
对Ooty射电望远镜获得的326.5 MHz数据的独立分析显示，毫秒脉冲星PSR J 0437 -4715中没有相干衍射辐射图案的证据。
2001-05-28 astro-ph
Accretion-powered millisecond pulsars
我回顾了X射线观测的吸积动力毫秒双星和目前的理论，形成他们的光谱和脉冲轮廓。
2006-05-17 astro-ph
Studying Millisecond Pulsars in X-rays
在旋转动力的类星体中，毫秒类星体代表了一个进化上截然不同的类群。在无线电波段之外，软X射线范围（$\sim 0.1$ -10 keV）最适合研究这些迷人物体中的辐射机制。X射线观测揭示了毫秒双星发射的不同性质。对于它们中的大多数来说，大部分辐射是热源，从中子星表面的小斑点（极冠）发出，这些小斑点被脉冲星加速区产生的相对论粒子加热。另一方面，其他几个非常快速旋转的脉冲星表现出几乎纯粹的非热辐射，最有可能是在脉冲星磁层中产生的。也有一些例子，从由毫秒双星提供动力的X射线星云中检测到非热辐射，以及从以毫秒双星为伴星的双星系统中的脉冲星风中检测到非热辐射。本文评述了毫秒双星X射线观测中获得的这些和其它重要结果，以及在射电平静的中子星RX J1856.5-3754中寻找毫秒脉动的结果。
2006-08-17 astro-ph
