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
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
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
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
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
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
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
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
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
Modelling the outburst profile of X-ray powered millisecond pulsars
低质量X射线双星的爆发相对于矮新星激变变星的爆发是延长的，这是由于X射线照射盘的结果。我们表明，衰变光变曲线的时间尺度和它在一个特征时间的光度与吸积盘的半径有关。因此，一个好的X射线光变曲线允许两个独立的估计光盘半径。在毫秒级的射电望远镜SAXJ1808.4 -3658和XTEJ 0929 -314的情况下，这些估计之间的一致性非常强。我们的分析允许新的距离和吸积盘半径的测定。我们的分析将允许在外部星系的源的吸积盘半径的测定，从而约束系统参数，其他观测技术是不可能的。我们也使用X射线光变曲线来估计传质速率。在2002年的SAXJ1808.4 -3658爆发中观察到的破指数衰减可能是由圆盘的自阴影变化引起的。
2008-10-30 astro-ph
The Disk-Magnetosphere Interaction in the Accretion-Powered Millisecond Pulsar SAX J1808.4-3658
最近用罗西X射线定时探测器发现了第一颗已知的吸积动力毫秒脉冲星，这是对吸积盘与弱磁性（B <10 ^10 G）中子星的磁场相互作用的第一次直接探测。我们表明，相干脉动的存在下，从一个弱磁性的中子星在很宽的吸积率的地方强有力的约束模型的磁盘磁层相互作用。我们认为，简单的Mdot ^（3/7）标度律的开普勒频率在磁相互作用半径，广泛用于模拟磁盘吸积到磁星，是不符合的观测SAX J1808.4 - 3658大多数建议的状态方程的稳定中子星。我们表明，通常被忽视的多极磁矩，辐射阻力，和广义相对论的影响，必须考虑建模时，这样的弱磁性系统。仅使用非常一般的假设，我们就得到了SAX J1808.4 - 3658的偶极子磁矩的可靠估计值μ~（1 - 10）x10^26 G cm ^3，这意味着在恒星赤道处的表面偶极子场约为10^8 - 10^9 G。因此，我们推断，在吸积阶段结束后，这个源将成为一个正常的毫秒射电脉冲星。最后，我们比较这个脉冲星的物理性质的非脉冲，弱磁性中子星的低质量X射线双星，并认为，从后者的相干脉动的情况下，并不一定意味着这些中子星有显着不同的磁场强度从SAX J1808.4 - 3658。
1999-02-09 astro-ph
Optical Photometry and Spectroscopy of the Accretion-Powered Millisecond Pulsar HETE J1900.1-2455
我们介绍了吸积毫秒脉冲星HETE J1900.1-2455的相位分辨光学测光和光谱学。我们的R波段光变曲线呈现出正弦调制，在接近轨道周期，我们最初归因于X射线加热的照射面的二级恒星。然而，进一步的分析表明，调制的来源更可能是由于旋进吸积盘造成的超级驼峰。一个广泛的Halpha发射线的多普勒层析成像显示发射环，与预期的吸积盘一致。使用发射环的速度作为对投影外盘速度的估计，我们将次级的最大投影速度限制为200 km/s，将次级质量的下限定为0.05 Msun。对于1.4 Msun的初级，这意味着轨道倾角很低，< 20度。利用观测到的短周期激变变星的次级质量与轨道周期的关系，我们估计次级质量约为0.085 Msun，这意味着初级质量的上限约为2.4 Msun。
2008-01-23 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
Swift observations of GRB 070110: an extraordinary X-ray afterglow powered by the central engine
本文详细分析了GRB 070110的雨燕多波长观测及其余辉现象。早期的X射线光变曲线，被解释为瞬发辐射的尾部，显示了在其他伽马射线暴中已经看到的光谱演化。光学余辉表现出一个浅的衰减到2天后爆发，这是不符合标准的余辉模型。最吸引人的特征是在爆发后~20 k时X射线通量的急剧衰减，结束了一个明显的平台期。X射线光变曲线的突然下降排除了外部冲击波作为这次爆发中平台的起源，并意味着中心引擎的长期活动。平台相点的时间和光谱特性指向连续的中央发动机发射，而不是X射线耀斑的偶发发射。我们认为，观测到的X射线平台是由一个旋转下降的中央发动机，可能是一个毫秒脉冲星，它在将能量储存到外部冲击之前，在内部半径耗散能量。
2007-05-01 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
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
Swift observations of SAX J1808.4-3658: monitoring the return to quiescence
瞬态吸积毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658迄今已表现出几次爆发，但从未详细研究过从爆发到平静的转变。由于斯威夫特观测的灵活性，我们在2005年爆发期间首次监测到了衰变到静止。在与其他瞬态的差异，观察到广泛的光度变化。此外，在接近静止时，SAXJ1808.4 -3658似乎在两种不同的状态之间切换。我们解释它们的吸积状态的磁化，快速旋转的中子星。
2008-07-28 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
Timing the accretion flow around accreting millisecond pulsars
目前，在它们首次被发现的十年后，已知有十颗吸积毫秒双星。我提出了一个研究的非周期性的X射线的变化，在这些系统中的三个，这导致了同时发现kHz准周期振荡XTE J1807-294和极强的宽带噪声异常低的变化频率在IGR J 00291 +5934。此外，我们将SWIFT J1756.9-2508归类为环礁源，并在其2007年的爆发光谱和变化特性中测量了极端岛屿状态的典型特征。我还详细估计了研究爆发期间的总注量。
2008-09-19 astro-ph
Helium-rich thermonuclear bursts and the distance to the accretion-powered millisecond pulsar SAX J1808.4-3658
我们分析了Rossi X射线定时探测器对吸积驱动的401 Hz脉冲星SAX J1808.4-3658的观测，以精确确定源距离。虽然从1996年开始观测到的五次瞬时爆发的通量在不确定性范围内是恒定的，但爆发间隔变化很大，因此时间平均通量（和吸积率）下降了约40%。通过将时间平均X射线通量与引力辐射的预期质量传递速率相等，我们得出了3.4 kpc的距离下限。结合上限，假设在2002年10月爆发期间观察到的四个半径膨胀热核爆发最多达到纯He大气的爱丁顿极限，我们发现源的可能距离范围为3.4-3.6 kpc。基于对应物的光学/IR性质，隐含的倾斜度为i<~30度。我们比较了性质的爆发与点火模型。爆发之间的时间足够长，热CNO燃烧显着消耗吸积的氢，使点火发生在一个纯氦层下面的稳定的氢燃烧壳。这是第一次，这种燃烧制度已被安全地观测确定。观察到的爆发能量给出点火时的平均氢分数<X>约为。0.1，并要求吸积氢分数X_0与CNO金属度Z_CNO之间的关系为Z_CNO = 0.001。0.03（X_0/0.7）^2.我们表明，在这种燃烧制度，测量的爆发复发时间和能量允许本地吸积率到恒星上的吸积组合物独立确定，给出了一个新的方法来估计源的距离，这是在良好的协议与我们的其他估计。
2006-07-11 astro-ph
A model for the waveform behavior of accreting millisecond pulsars: Nearly aligned magnetic fields and moving emission regions
我们进一步研究了我们先前提出的一个吸积毫秒X射线双星模型。在这个模型中，这些恒星的X射线发射区靠近它们的自旋轴，但会移动。如果这些恒星的磁极靠近它们的自旋轴，那么吸积气体就会被引导到那里，这是可以预期的。由于吸积速率和内部盘的结构变化，气体沿着不同的场线被引导到恒星表面的不同位置，导致X射线发射区域移动。我们发现，这种“近对齐的移动斑点模型”可以解释许多属性的吸积毫秒X射线天体，包括其一般低的振荡幅度和近正弦波形;其脉冲幅度，形状和相位的变化;在这种变化的相关性;和吸积和核动力脉冲形状和相位的相似性在一些。这也可以解释为什么以吸积为动力的毫秒彗星很难被探测到，为什么有些是间歇性的，为什么迄今为止探测到的都是瞬变的。该模型可以通过将其预测的波形变化（包括随吸积率的变化）与观测值进行比较来检验。
2009-10-18 astro-ph
X-ray and gamma-ray observations of millisecond pulsars
在过去十年中，几种灵敏的X射线和伽马射线仪器的发射预示着毫秒双星研究的一个新时代。目前在X射线谱窗内探测到的毫秒双星约有30颗，其中包括位于球状星团内的那些，这代表了发射高能辐射的自旋下降动力双星总数的一个重要部分。本文报道了一个具有高能尾的发射X射线的毫秒双星子集的X/γ射线观测状况：PSR B1821-24、PSR J 0218 +4232和PSR B1937+21。讨论了未来在软（INTEGRAL）和硬（AGILE/GLAST）伽马射线下探测这3毫秒双星的前景。
2003-12-08 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
The long-term evolution of the spin, pulse shape, and orbit of the accretion-powered millisecond pulsar SAX J1808.4-3658
我们提出了一个7年的时间研究的2.5毫秒的X射线脉冲星SAXJ1808.4 -3658，一个X射线瞬变的重现时间约为2年，使用的数据从罗西X射线定时探测器涵盖4个瞬态爆发（1998-2005年）。我们验证了401赫兹的脉动跟踪自旋频率的基本，而不是谐波。大量的脉冲形状的变化，随机和系统的，观察到在每次爆发。对系统脉冲形状变化的分析表明，当爆发变暗时，脉冲星表面的X射线“热点”纵向漂移，可能会出现第二个热点。整个脉冲形状的变化限制了在给定的X射线爆发内测量自旋频率演化的能力（并且使该源的先前nudot测量受到质疑），典型的上限为|nudot| <2.5 × 10 ^{-14} Hz/s（2 sigma）。然而，结合所有爆发的数据显示，脉冲星正在以努多=（-5.6+/-2.0 x10 ^{-16} Hz/s）的速率进行长期的自旋下降，大部分自旋演化发生在X射线静止期间。我们讨论了磁螺旋桨扭矩、磁偶极子辐射和引力辐射对测量到的自旋下降的可能贡献，设定脉冲星表面偶极子磁场的上限为B <1.5 × 10 ^8 G，分数质量四极矩的上限为Q/I <5 × 10 ^{-9}。我们还测量了Pdot =（3.5+/-0.2 x10 ^{-12} s/s的轨道周期导数。这个令人惊讶的大Pdot让人想起在所谓的“黑寡妇”毫秒射电望远镜中观察到的大的准循环轨道周期变化，支持了SAX J1808.4-365…
2007-12-16 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
Accreting X-ray millisecond pulsars observed with INTEGRAL
本文回顾了用INTEGRAL观测到的三个X射线吸积毫秒双星的性质。在最近发现的七个吸积动力的恒星中（其中一个是INTEGRAL发现的），有三个是用INTEGRAL卫星观测到的，能量高达300千电子伏。详细的时间和光谱结果将提交，包括在最近的脉冲星HETE J1900.1-2455爆发期间获得的数据。吸积X射线毫秒双星是研究中子星自旋和吸积历史的关键系统。它们也是一个很好的实验室，可以研究不同能量范围内的X射线脉冲之间的源谱、脉冲轮廓和相移，从而提供X射线产生过程和发射环境的额外信息。
2007-11-07 astro-ph
1-100 GeV Emission from Millisecond Pulsars
许多旋转驱动的毫秒双星是X射线发射的强大来源。我们提出的预测，这些源的伽马射线能量的光谱特性，使用模型的加速和对级联开放的磁场线以上的极冠。由于这些磁靶具有低表面磁场，大多数磁靶不能产生足够的磁对来完全屏蔽加速电场，从而使粒子加速到高空。超过1 GeV的辐射来自初级电子的曲率辐射，辐射反应受限的洛伦兹因子。的光谱是非常硬的幂律指数截止1和50 GeV之间，和光谱功率峰值附近的截止能量。因此，毫秒脉冲星是空气切伦科夫探测器的理想目标，能够达到低于50 GeV的能量阈值。
2005-10-05 astro-ph
X-rays from Radio Millisecond Pulsars: Comptonized Thermal Radiation
从许多旋转供电的毫秒双星（MSP）的X射线辐射被观察到主要是热性质。在PSR J 0437 - 4715中，已知最近的MSP，在2.5 keV以上观察到一个额外的微弱幂律尾，通常归因于非热磁层辐射。我们建议，硬发射在这个和其他类似的MSP，而不是由于弱康普顿热（黑体或氢气氛）极帽发射的高能电子/正电子的小光学深度在脉冲星磁层。该谱模型表明所有的软X射线都是纯热源的，这对中子星结构和脉冲星基础物理的研究具有重要意义。
2006-05-10 astro-ph
XMM-Newton observations of IGR J00291+5934: signs of a thermal spectral component during quiescence
本文介绍了瞬时吸积动力毫秒脉冲星IGR J 00291 +5934在静止期的X射线观测结果。IGR J 00291 +5934是第一个在其静止光谱中显示出热成分的源。拟合这个组件与中子星大气或黑体模型，我们得到软温度（~64 eV和~110 eV，分别）。在这类的其他来源的硬光谱成分也存在，包括超过60%的未吸收的0.5-10千电子伏通量。将软成分解释为来自中子星的冷却辐射，我们可以得出结论，致密物体可以通过仅吸积<0.2太阳质量而旋转到毫秒周期。
2008-10-27 astro-ph
Comptonization in the X-ray Spectra of Radio Millisecond Pulsars
大多数X射线探测到的旋转供电毫秒脉冲星（MSP）似乎主要表现出热辐射，据信是来自加热的磁极帽的脉冲星。在最近的MSP，J 0437--4715也观察到一个微弱的PL在>3 keV，通常与磁层发射过程。然而，硬发射在这个和其他类似的MSP可能是由于弱康普顿热极帽发射的高能电子/正电子的小光学深度最有可能在脉冲星磁层。这一谱模型意味着所有的软X射线都是纯热起源的，这对中子星的研究具有重要意义。
2006-12-21 astro-ph
Did Swift measure GRB prompt emission radii?
斯威夫特X射线望远镜经常观测到一个快速衰减的X射线发射，在传统的瞬发阶段之后，持续长达$ t \sim 10^3$秒。该分量最有可能是由于在大观察者角度$θ> 1/Γ$处观察到的瞬时发射，其中$θ\sim 0.1$是射流的典型视角，而$Γ\geq 100$是瞬时相位期间流的洛伦兹因子。这可用于估计瞬发发射半径$r_{em} \geq 2 t c/θ^2 \sim 6 \times 10^{15}$ cm。这些半径比在火球模型框架内假设的要大得多。这种大的发射半径可以与快速变化相协调，在短至毫秒的时间尺度上，如果发射是在大量流出框架中发射的，例如由于“基本发射体”的随机相对论运动。这也可能为在早期余辉期间观察到的X射线耀斑提供一个可能的解释。
2006-01-24 astro-ph
Early afterglow detection in the Swift observations of GRB 050801
我们提出的雨燕光学，紫外和X射线观测的余辉GRB 050801的结果。该源在Swift UVOT和XRT仪器的整个光学、紫外和X射线能量范围内都是可见的，在γ射线事件发生后的最初几百秒内，光学和X射线光变曲线都呈现出一个宽的平台（Δt/t ~ 1）。我们调查的余辉的多波长光谱和定时特性，我们认为，在早期的行为是兼容的能量注入由一个新诞生的磁星与一个周期的零点几毫秒，这使得前向冲击刷新在这个短的间隔照射。未观察到反向激波发射。它的抑制可能是由于伽玛射线暴喷出物被高磁场渗透，如预期的流出由magnetar.Finally，多波长的研究允许的爆发红移的测定，z=1.56。
2007-03-16 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
An X-ray View of Radio Millisecond Pulsars
近年来，钱德拉和XMM-牛顿的X射线观测大大增加了我们对旋转供电（无线电）毫秒双星（MSP）的理解。钱德拉对几个球状星团的深入研究已经探测到了许多MSP的X射线对应物，其中包括47个Tuc中的19个。这些调查表明，大多数MSP表现出热辐射从他们的加热磁极帽。这种热X射线发射的现实模型为了解中子星和中子星的基本物理提供了重要的见解。此外，在"黑寡妇“和特殊的球状星团”交换“双星MSP中观测到的双星内激波X射线辐射，对MSP风和相对论激波提供了有趣的见解。因此，X射线波段包含了无线电定时观测无法获得的有关MSP基本属性的有价值信息。
2007-11-15 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
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
Light Curves of Swift Gamma Ray Bursts
雨燕伽马射线暴飞行任务的最新观测表明，一部分伽马射线暴具有典型的X射线余辉行为特征。我们提出了一个有效的理论，使我们能够占（短-长）伽马射线暴和X射线丰富的闪光的X射线光变曲线。我们认为伽马射线暴起源于大质量的磁动力中子星。
2006-09-22 astro-ph gr-qc hep-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
Neutron stars in Microquasars
我们讨论了吸积中子星成为微类星体的“基本”条件，即喷射垂直于吸积盘的相对论性粒子，而不是将盘材料限制在磁极并产生X射线脉冲星典型的两个发射帽。当B >/= 10^12 G时，喷流的产生被阻止，与吸积速率无关。这排除了经典X射线脉冲星发展出“微类星体相”的可能性，并且与这种脉冲星系统缺乏无线电发射相一致。相反，毫秒吸积动力的类星体可能显示出“微类星体相”，其中B < 10^7.5 G是有效的，而Z源的极限是B < 10^8.2 G。我们的分析意味着喷流可能是毫秒吸积动力恒星角动量汇的合适媒介。
2006-12-29 astro-ph
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
Chandra observations of the millisecond X-ray pulsar IGR J00291+5934 in quiescence
在本文中，我们报告的三个钱德拉观测的吸积动力毫秒X射线脉冲星IGR J 00291 +5934在2004年爆发的后期阶段获得的分析。我们还报告了ROSAT在MJD 48830-48839期间偶然探测到静止源。探测到的0.3-10 keV源计数率在钱德拉观测之间变化很大，（7.2+-1.2 x10 ^-3，在MJD 53371.88、53383.99和53407.57上，第一次、第二次和第三次钱德拉观测的每秒计数分别为（6.8+-0.9 x10 ^-3和（1.4+-0.1 x10 ^-2）。第三次观测的计数率是前两次观测平均值的2.0 ± 0.4倍。对于第一次、第二次和第三次钱德拉观测，与源谱最佳拟合的幂律模型的未吸收0.5-10 keV源通量分别为（7.9+-2.5 x10 ^-14）、（7.3+-2.0 x10 ^-14）和（1.17+-0.22 x10 ^-13 erg cm^-2 s^-1）。我们发现这个源通量与ROSAT的结果[~（5.4+-2.4 x10 ^-14 erg cm^-2 s^-1]是一致的。在星际消光系数N_H不变的假设下，我们发现第二次Chandra观测的黑体温度明显高于第一次和第三次观测的黑体温度。此外，中子星的有效温度的吸收黑体或中子星大气模型拟合的数据是相当高的，与许多其他中子星的软X射线瞬变在宁静，即使在第一和第三次观测。如果我们假设源的静态光度与…
2005-05-06 astro-ph
Does Sub-millisecond Pulsar XTE J1739-285 Contain a Low Magnetic Neutron Star or Quark Star ?
随着可能探测到旋转速度最快的核动力脉冲星XTE J1739-285，频率为1122 Hz（0.8913 ms），它引起了我们对其中心致密物体的质量和半径的限制，并暗示恒星的物质组成：中子或夸克。被吸积物质旋转到如此高的旋转速度，致密恒星应该有一个小半径或短的最内层稳定圆形轨道。根据上kHz准周期振荡频率与恒星自旋频率之间的经验关系，得到了质量和半径的强约束为1.51太阳质量和10.9 km，排除了大多数正常中子的状态方程，强烈暗示该恒星可能是一颗奇异夸克星.此外，还估算了恒星磁场约为$4\times10^{7} (G) < B < 10^{9} (G) $，与毫秒射电天体的磁场一致，揭示了两类天体演化联系的线索。
2007-09-11 astro-ph
Discovery of coherent millisecond X-ray pulsations in Aql X-1
本文报道了在中子星低质量X射线双星Aql X-1中发现的一段相干毫秒级X射线脉动。发作持续略多于150秒，在此期间，脉冲频率与恒定一致。没有发现与脉动相对应的X射线爆发或热核燃烧活动的其他证据，因此可以确定这是在持续发射中发生的。脉动频率为550.27 Hz，非常接近（高出0.5 Hz）该源中爆发振荡的最大报告频率。因此，我们把这个频率与中子星的自旋频率等同起来。脉冲分数是强烈的能量依赖性，范围从<1%（3-5 keV）到>10%（16-30 keV）。我们讨论了可能的物理解释和它们的后果，我们的理解缺乏脉动的中子星低质量X射线双星。如果解释为吸积动力脉动，Aql X-1可能在理解脉动和非脉动源之间的差异方面发挥关键作用。
2007-11-16 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
An X-ray Variable Millisecond Pulsar in the Globular Cluster 47 Tucanae: Closing the Link to Low Mass X-ray Binaries
本文报道了球状星团47 Tuccenda射电毫秒脉冲双星PSR J 0024 - 7204 W的X射线光谱变化。观测到的辐射由占主导地位的非热成分和热成分组成，前者在轨道的一部分被遮蔽，后者似乎是持久的。我们认为，非热X射线起源于相对论性双星内激波，形成由于相对论性粒子风从脉冲星和主序星伴星的物质之间的相互作用，而热光子是从加热的毫秒脉冲星的磁极帽。在光学波长下，发射在轨道周期上表现出大幅度的变化，这可以归因于脉冲星风对潮汐锁定的二级恒星一侧的加热。观测到PSR J 0024 - 7204 W的X射线和光学性质与低质量X射线双星和X射线毫秒脉冲星SAXJ 1808.4 - 3658在静止期的观测结果非常相似。这支持了这样的猜想，即在静止状态下的SAX J1808.4- 3658系统中看到的非热X射线发射和光学调制是由于来自重新激活的旋转动力脉冲星的风与来自伴星的物质之间的相互作用。这两个系统之间惊人的相似性为毫秒射电望远镜和吸积中子星系统之间长期寻求的联系提供了支持。
2005-06-01 astro-ph
Hard Spectra of X-Ray Pulsars from INTEGRAL Data
我们目前的光谱34吸积动力X射线和一毫秒的射电望远镜，在其在轨运行的两年（2002年12月至2005年1月）的INTEGRAL天文台的视野内，其仪器在统计上显着的水平（> 8西格玛的能量范围18- 60千电子伏）。最近发现的这类天体有7个：2 RXP J130159.6-635806、IGR/AX J16320-4751、IGR J16358-4726、AX J163904-4642、IGR J16465-4507、SAX/IGR J18027-2017和AX J1841.0-0535。我们还首次获得了吸积源双星A0114 +650、RX J0146.9+6121、AX J1820.5-1434、AX J1841.0-0535和毫秒脉冲星XTE J1807-294的硬X射线谱（> 20 keV）。我们分析了光谱参数的演变作为源的强度的函数，并将这些与以前的研究结果进行比较。
2005-09-18 astro-ph
An optical bow shock around the nearby millisecond pulsar J2124-3358
我们报告发现了一个由附近毫秒脉冲星J2124-3358提供动力的H-α发射弓形激波星云。弓形激波非常宽，并且关于脉冲星的速度矢量高度不对称。这种形状与各向同性风与均匀环境介质相互作用的情况下所预期的形状不一致。在脉冲星风中调用各向异性的模型，周围气体的整体流动，或在周围介质中垂直或平行于脉冲星运动方向的密度梯度也未能再现所观察到的形态。然而，当我们考虑这些影响的组合时，我们发现一个很好的适合星云形态的合奏。在所有这些情况下，我们发现脉冲星都是在平均密度为0.8-1.3 cm^（-3）、整体流速为15-25 km/s的环境介质中传播的，而且该恒星最近在~<0.02 pc的尺度上经历了1-10 cm^（-3）的密度增加。各种各样的模型，适合的数据表明，在一般情况下，没有一套独特的参数，可以推断出的弓形激波星云的形态。
2002-10-24 astro-ph
High-Energy Emission From Millisecond Pulsars
本文在极冠上方开磁力线上的加速和对级联模型中研究了旋转供电毫秒双星的X射线和γ射线谱。虽然这些类星体表面磁场较低，但它们的短周期使它们具有较大的磁层电位降，但大多数类星体都没有产生足够的磁层对来完全屏蔽加速的电场。加速粒子保持高的洛伦兹因子，并经历无线电发射的回旋共振吸收，产生并保持大的俯仰角，从而产生强的同步加速器分量。由此产生的光谱由几个不同的组成部分：曲率辐射的主要从1 - 100 GeV的初级电子，同步辐射的主要从初级和次级电子约100 MeV，和弱得多的逆康普顿辐射的初级电子在0.1 - 1 TeV。我们发现，这些组件的相对大小依赖于脉冲星的周期，周期导数，和中子星的质量和半径与同步辐射组件的水平也依赖于无线电发射特性敏感。该模型成功地描述了观测到的PSR J 0218 +4232的X射线和伽马射线谱为同步辐射，峰值约为100 MeV，并延伸到几个GeV左右的周转。用AGILE和GLAST可以探测到一些毫秒双星的曲率辐射分量，以及球状星团中毫秒双星的集体辐射。我们还讨论了一个隐藏的人口的X射线安静和无线电安静的毫秒彗星已经发展到对死亡线以下，其中一些可能是可检测的望远镜灵敏度高于1 GeV。
2004-11-30 astro-ph
