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
A Major SGR-like Outburst and Rotation Glitch in the No-Longer-So-Anomalous X-ray Pulsar 1E 2259+586
我们报道了异常X射线脉冲星1 E 2259+586的一次大爆发，其中使用Rossi X射线定时探测器在4小时内探测到80多次X射线爆发。爆发的持续时间从2 ms到3 s不等，在2-10 keV波段的能量密度从3 x 10^{-11}到5 x 10^{-9} erg cm^{-2}不等。我们同时观察到的脉冲和持久的X射线发射的增加超过一个数量级相对于静态水平。在我们14 ks的观测过程中，两者都发生了显著的衰变。还观察到相关的光谱硬化，在观察过程中光谱软化。此外，我们观察到脉冲轮廓变化，其中脉冲轮廓中的两个峰的幅度被交换。在约6天后，剖面松弛回到其爆发前的形态。脉冲星也经历了一个突然的自旋上升（df/f = 4 x 10^{-6}），随后是一个大的（2倍）的自旋下降率的增加，持续了18天以上。我们还观察到，使用Gemini-North望远镜，红外增强，其中K_s（2.15 μ m）通量增加，相对于在2000年的观测中所测量的，在爆发后三天增加了约3倍。IR对应物然后在一周后褪色约2倍。此外，我们报告了爆发后两天在1.4 GHz的无线电发射的上限为50 μ Jy。这次爆发的X射线特性与只有在软伽马重复器中才能看到的相似。这最终统一了异常X射线脉冲星和软伽马重复星，正如磁星模型所预测的那样。
2003-04-15 astro-ph
Discovery of the 198 s X-ray Pulsar GRO J2058+42
GRO J2058+42是一颗198秒的瞬变X射线脉冲星，由康普顿伽马射线天文台（CGRO）的爆发和瞬变源实验（BATSE）在1995年9月至10月的一次“巨”爆发中发现。总通量的峰值约为300 mCrab（20-50 keV），由地球掩星测量。在46天的爆发中，脉冲周期从198秒减少到196秒。脉冲形状演变的过程中的爆发，并表现出能量依赖的变化。BATSE观测到GRO J2058+42的另外五次弱爆发，每次持续两周，峰值脉冲通量约为15 mCrab（20-50 keV），间隔约110天。通过罗西X射线定时探测器（RXTE）正比计数器阵列（PCA）对1996年11月爆发的观测，将源定位在以R. A为中心的4 \arcmin半径误差圆内（90%置信度）。= 20小时59m.0，Decl. = 41度43弧分（J2000）。BATSE在前四次15 mCrab爆发之间的中途检测到峰值脉冲通量约为8 mCrab的额外较短爆发。RXTE全天空监测器探测到了所有8个弱爆发，其持续时间和强度大致相等。GRO J2058+42很可能是一颗Be/X射线双星，它在近星和远星爆发。迄今为止，还没有发现光学对应物，ROSAT存档观测的误差圆中也没有X射线源。
1998-02-25 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
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
Variable Quasi Periodic Oscillations during an outburst of the transient X-ray pulsar XTE J1858+034
研究了瞬态吸积X射线脉冲星XTE J1858+034在2004年4 - 5月第二次爆发期间的准周期振荡（QPO）性质。我们使用的观测与正比计数器阵列（PCA）的罗西X射线定时探测器（RXTE）在2004年5月14日至18日，在爆发的下降阶段。在所有的RXTE-PCA观测中，我们在140- 185 mHz的频率范围内检测到低频QPO的存在。我们报道了QPO参数随时间、X射线通量和X射线光子能量的演化。虽然QPO中心频率和瞬时X射线通量之间的相关性不是很清楚的数据，我们指出，QPO频率和一天的平均X射线通量随着时间的推移，在这些观测。我们已经得到了一个明确的能量依赖性的RMS变化的QPO，增加约3%，在3千电子伏至6%，在25千电子伏。X射线脉冲轮廓是单峰正弦曲线，脉冲分数从3 keV时的20%增加到30 keV时的45%。我们发现，类似于以前的爆发，能谱很好地拟合了一个模型，该模型由截止功率定律和铁发射线组成。
2006-02-25 astro-ph
The Pulsar in GRO J1744-28 at Low Flux
自1995年12月发射GRO J1744-28卫星以来，一直用罗西X射线定时探测器定期观测该脉冲星。这颗吸积驱动的脉冲星经历了两次爆发，伴随着脉冲星的显著自旋。在这两次爆发之间，每次观测都可以探测到脉冲星，其通量可能是第一次爆发峰值时持续通量的千分之一。我们观察到的证据的变化的符号的频率导数在最微弱的时期，但观测到的光度和频率导数之间的关系是复杂的。
1997-12-11 astro-ph
Recent Outbursts from the Transient X-Ray Pulsar Cep X-4 (GS 2138+56)
报道了利用康普顿γ射线天文台（CGRO）的爆发和瞬变源实验（BATSE）和Rossi X射线定时探测器（RXTE）对周期为66 s的瞬变X射线脉冲星Cep X-4（GS 2138+56）的X射线观测结果。用BATSE分别于1993年6 - 7月和1997年7月观测到Cep X-4的两次爆发。1993年6月25日（MJD 49，163）的脉冲频率为15.0941 +/- 0.0002 mHz，1997年7月12日（MJD 50，641）的脉冲频率为15.0882 +/- 0.0002 mHz，分别从每次爆发峰值附近的两天BATSE数据中测量。Cep X-4在1993年至1997年爆发期间的平均自旋下降速率为（-4.14 +/- 0.08）*10^（-14）Hz/s。在BATSE无法再探测到Cep X-4之后，1997年7月18日和25日，RXTE上的正比计数器阵列（PCA）进行了公开观测。1997年7月18日（MJD 50，647）观测到的脉冲频率为15.088 +/- 0.004 mHz。在两天内均观察到显著的非周期性噪声，在0.01-1.0 Hz频率范围内均方根方差约为18%。在这些数据中也可以看到能量和强度相关的脉冲形状变化。最近发表的光学观测将Cep X-4与Be伴星联系在一起。如果假设从Cep X-4观测到的所有4次爆发都发生在相同的轨道相位，我们发现轨道周期在23天和14…
1998-08-26 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
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
The binary period and outburst behaviour of the SMC X-ray binary pulsar system SXP504
在小麦哲伦云中的X射线源CXJ 005455.6 -724510 = RX J 0054.9 -7245 = AX J 0054.8 -7244 = SXP 504的光学对应物中探测到一个可能的双星周期。钱德拉在2002年7月4日发现了这个源，随后在2003年12月18日由XMM-牛顿观测到。该光源与光学引力透镜（OGLE）天体的光变曲线一致，在该天体的光变曲线中，可以看到几个光学爆发峰值，间隔约为268天。时间分析显示268.6 +/- 0.1天的时间段具有> 99%的显著性。档案罗西X射线定时探测器（RXTE）的504秒脉冲周期的数据揭示了检测密切对应的预测或实际峰值的光学数据。这个轨道周期和504秒的脉冲周期之间的关系在科贝特图中发现的正常变化范围内。
2005-05-17 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
Monitoring and Discovering X-ray Pulsars in the Small Magellanic Cloud
用RXTE对SMC进行定期监测，发现了大量的X射线碎片。加上其他卫星的发现，目前已知至少有45颗SMC星。其中一个来源是一颗周期约为7.8秒的脉冲星，于2002年初首次被发现，自发现以来，它已经被发现爆发了9次。爆发模式清楚地显示了45.1 +/- 0.4 d的周期，这被认为是该系统的轨道周期。此外，我们亦已获得其他九个火山爆发期的候选数据，而继续进行监察，便可确定这些数据。如此大量的脉冲星都位于大致相同的距离处，使得能够进行大量的比较研究。此外，发现的大量恒星（这大大超过了简单地通过缩放SMC和银河系的相对质量所预期的数量）揭示了SMC最近的恒星形成历史，这受到了LMC和银河系的影响。
2004-02-02 astro-ph
XMM-Newton Spectroscopy of the Accretion-Driven Millisecond X-ray Pulsar XTE J1751-305 in Outburst
本文分析了一颗吸积驱动毫秒X射线脉冲星在爆发过程中首次获得的高分辨率光谱。2002年4月7日，我们用XMM-牛顿观测了XTE J1751-305，时间约为35千秒。使用一个简单的吸收黑体加幂律模型，我们测量到未吸收的通量为（6.6 +/- 0.1）* 10^（-10）erg/cm^2/s（0.5--10.0 keV）。硬幂律分量（伽马= 1.44 +/- 0.01）在0.5-10.0 keV频带中贡献83%的未吸收通量，但需要黑体分量（kT = 1.05 +/- 0.01 keV）。我们没有发现明确的证据，窄或宽的发射或吸收线的时间平均光谱，这种观察的敏感性，使我们能够设置约束的上限的强度的重要功能。缺乏线的特点是在与其他一些X射线二进制的XTE J1751-305共享一些相似之处测量光谱不一致。我们讨论了XTE J1751-305的吸积流几何这些发现的影响。
2003-01-17 astro-ph
A Decade in the Life of EXO 2030+375: A Multi-wavelength Study of an Accreting X-ray Pulsar
利用1991年4月至2001年8月的BATSE和RXTE观测资料，我们在EXO 2030+375的82个近星点通道中探测到了71次爆发，其中包括1993年8月至1996年4月的几次爆发。EXO 2030 + 375是一颗42秒瞬态X射线脉冲星，有一颗Be伴星。结合BATSE，RXTE和EXOSAT数据，我们推导出一个改进的轨道解。应用这个解决方案的结果在一个平滑的配置文件的自旋速率在巨大的爆发和结果的证据之间的相关性的自旋速率和观测到的流量在较亮的BATSE爆发。红外线和Halpha测量显示Be星周围的星周盘密度下降。这种下降之后是X射线通量的突然下降和频率历史中从自旋上升趋势到自旋下降的转变。这是第一个Be/X射线双星，它显示了一个延长的间隔，大约2.5年，在那里的全球趋势是自旋下降，但爆发继续。在1995年，EXO 2030+375的爆发的轨道相位从近星点后约6天的峰值转移到近星点前的峰值。爆发阶段在近星点后约2.5天缓慢恢复到峰值。我们解释这种转变的轨道相位，然后由一个缓慢的恢复作为证据的全球单臂振荡传播的磁盘。这是进一步支持的形状的变化，通常认为是由重新配置的Be盘的H α分布。截断的粘滞衰减盘模型提供了一个解释长系列的正常爆发和吸积盘的证据，在较明亮的正常爆发。
2002-01-14 astro-ph
Observations of the 599 Hz Accreting X-ray Pulsar IGR J00291+5934 during the 2004 Outburst and in Quiescence
我们报告的光学和近红外观测期间和之后，2004年12月发现爆发的X射线瞬态和吸积动力毫秒脉冲星IGR J 00291 +5934。我们的观测监测的亮度和光谱性质的演变过程中的爆发衰变到平静的J 00291。我们还提出了光学，近红外和钱德拉观测在真正的宁静。在爆发期间的光场的测光揭示了一个光学和近红外对应物，从R~23到R~17和从K=19到K~16变亮。RIJHK宽带测光的光谱分析表明，可能是由于同步辐射的NIR波段过量。阿尔法发射线的轮廓表明轨道倾角约为22-32度。朝向源的红化的优选范围是0.7 < E（B-V）< 0.9，相当于4.06E21 cm^-2 < NH < 5.22E21 cm^-2。钱德拉对该脉冲星静止状态的观测结果表明，在最佳拟合幂律模型下，该脉冲星的未吸收能量为0.5 ~ 10 keV，源谱为（7.0 +/- 0.9）E-14 ergs/cm ^2/s（采用氢柱为4.6E21 cm^-2）。拟合得到幂律光子指数为2.4 +/-0.5。在静止期观测到的（R-K）o色支持了一个辐射施主星和吸积盘。利用爆发X射线光变曲线和保持吸积盘外部电离所需的临界X射线光度，我们估计到J 00291的距离为2 ~ 4kpc。利用静态X射线光度和自旋周期，我们将中子星的磁场限制在<3E 8高斯。
2007-08-21 astro-ph
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
Transient Phenomena in Anomalous X-ray Pulsars
2003年，一个先前没有脉冲的爱因斯坦和ROSAT源被编目为软而暗淡（Lx为几个10^33尔格）的热发射物体，即XTE J1810-197，被确定为第一个明确的瞬态异常X射线脉冲星。两年后，这个源也被发现是一颗明亮的高度极化的瞬态射电脉冲星，这是AXP和射电脉冲星之间的独特属性。在2006年9月，雨燕爆发警报望远镜（BAT）侦测到一个来自候选天体AXP CXNOJ 164710.2 -455216的强烈爆发，它进入爆发状态，峰值发射至少比静止状态高出300倍。在这里，我们简要地概述了最近的结果有关的爆发现象中观察到的这两个AXP。特别是，XTE J1810-197已经探测到是一个独特的实验室，以监测冷却/衰落的AXP的时间和光谱特性，而新的重要信息已经推断出X射线和无线电波段的同时观测。CX164710.2 -455216自爆发状态开始以来一直在X射线和无线电波段进行监测，使我们能够覆盖爆发的第一阶段，并研究前几个月的时间和光谱行为。
2007-11-03 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
Outburst of the 2 s Anomalous X-ray Pulsar 1E 1547.0-5408
在我们发现来自新发现的异常X射线脉冲星（AXP）1 E 1547.0-5408的射电脉动之后，我们开始使用斯威夫特X射线望远镜进行X射线监测，并使用牛顿X射线多镜任务（XMM-牛顿）获得了单目标的机会观测。与其历史最小通量3e-13 ergs cm^-2 s^-1相比，该源处于创纪录的高状态，f_X（1-8 keV）= 5e-12 ergs cm^-2 s^-1，或L_X = 1.7e35（d/9 kpc）^2 ergs ^-1，并且在一个月内下降了25%。通过外推衰变，我们将这次爆发的总能量限制为1 e42 < E <1 e43尔格。光谱（与康普顿黑体拟合）表明，增加的温度和面积的热区，0.5千电子伏和~16%的表面积的中子星，分别是主要负责其亮度增加。衰变的能量、光谱和时间尺度与深部地壳加热事件一致，类似于对瞬态AXP XTE J1810-197的X射线开启的解释。在4.6小时的XMM-牛顿观测的同时，我们用Parkes望远镜在6.4 GHz进行观测，测量射电和X射线脉冲的相位关系。1 E 1547.0-5408的X射线脉冲部分只有~ 7%，而对于这样一颗慢脉冲星来说，它的射电脉冲相对较宽，这可能表明它是一颗几乎对齐的旋转星。从XTE J1810-197的瞬态行为中也可以推断出，这是已知唯一在无线电中发射的AXP，磁场重排导致1 E 1547.0-5408的X射线爆发可能是其无…
2007-11-23 astro-ph
Identification of the Periodic Hard X-Ray Transient GRO J1849-03 with the X-Ray Pulsar GS 1843-02 = X1845-024 - a New Be/X-Ray Binary
基于X 1845 -024的X射线爆发与GRO J1849-03的硬X射线爆发的一致性，我们将周期性瞬态硬X射线源GRO J1849-03与瞬态X射线脉冲星GS 1843-02 = X 1845 - 024进行了鉴别。根据它的自转周期为94.8秒，轨道周期为241天，我们把它归类为Be/X射线双星。
1997-12-20 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
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
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
Study of the cyclotron feature in MXB 0656-072
2003年10月至12月，我们在一系列的RXTE观测中监测到了Be/X射线双星MXB 0656-072的II型爆发。源谱在32.8 +/- 0.5 keV处显示出回旋共振散射特征，对应的磁场强度为（3.67 +/- 0.06）x 10^12 G，并且在爆发和脉冲星自旋阶段保持稳定。这颗脉冲星的平均脉冲周期为160.4 +/- 0.4 s，在爆发期间显示出0.45 s的自旋。从光学数据，源距离估计为3.9 +/- 0.1千秒差距，这是用来估计X射线光度和理论预测的脉冲星自旋在爆发。
2006-02-06 astro-ph
The millisecond X-ray pulsar/burster SAX J1808.4-3658: the outburst light curve and the power law spectrum
报道了毫秒X射线脉冲星/爆发星SAXJ1808.4 -3658的X射线光变曲线和宽波段光谱特性。在1998年4月至5月的RXTE观测过程中，该源的3- 150 keV光度从峰值~ 9 E36 erg/s（对于4 kpc距离）下降了~100倍。然而，光谱是非常稳定的，并保持大致的幂律形状与光子指数约为2没有一个强大的高能量截止低于100千电子伏，类似于有时观察到的低光谱状态的X射线爆发。近似的平均光谱与指数截止功率定律与叠加的反射分量产生的e-折叠能量的90%的下限~270 keV。我们推测辐射占优激波中体运动的康普顿化可能是光谱形成的一种可能机制。X射线光变曲线的衰减部分在光度约为1 E35 erg/s时被突然截断。这种行为可能是由于离心抑制吸积（过渡到“螺旋桨”制度）以及磁盘的不稳定性。在任何一种情况下，中子星磁场强度的上限都是B <几个1 E7高斯。
1998-09-02 astro-ph
GCRT J1745-3009 as a Transient White Dwarf Pulsar
一个位于银河系中心方向的瞬变射电源GCRT J1745-3009，在0.33 GHz频率上出现了5个周期为77.13分钟的连续爆发，每次爆发持续时间约为10分钟。它被认为是迄今未知的一类瞬态射电源的原型。我们把它解释为一颗周期为77.13分钟的瞬变白矮星脉冲星。大约10分钟的耀斑持续时间对应于无线电波束扫过我们视线的时期。爆发期对应于白矮星极盖区出现较强的类太阳磁场的事件，在此期间满足电子对产生条件，白矮星表现为射电脉冲星。当电子对的生产条件被破坏时，它就会关闭。
2005-08-25 astro-ph
V0332+53 in the outburst of 2004--2005: luminosity dependence of the cyclotron line and pulse profile
本文介绍了在2004年12月至2005年2月间利用INTEGRAL和RXTE天文台对瞬态X射线脉冲星V0332+53在宽（3-100 keV）能带内的一次强爆发进行观测的结果。在源光谱中检测到能量为~26 keV的回旋共振散射线及其分别为~50和~73 keV的两个高次谐波。结果表明，谱线的能量不是常数，而是随光源亮度线性变化。对于不同水平的源强度，揭示了强烈的脉冲轮廓变化，特别是在回旋加速器线附近。我们根据X射线散射的理论模型讨论了所得结果。
2006-05-24 astro-ph
The transient X-ray pulsar 4U 0115+63 from quiescence to outburst through the centrifugal transition
本文报道了BeppoSAX对近星点瞬态X射线脉冲星4U 0115+63的观测结果。这导致在不到15小时的时间内发现了亮度从~2x10^34 erg/s到~5x10^36 erg/s（因子~250）的剧烈变化，这种变化只伴随着发射光谱和脉冲分数的微小变化（如果有的话）。与此相反，在远日点附近进行的观测发现，该源几乎处于恒定状态，其能级约为2x10^33 erg/s。直接吸积到中子星表面遇到的主要困难，解释源的可变性。当考虑到旋转磁性中子星受到来自其伴星的可变物质流入时所预期的不同状态时，BeppoSAX对4U 0115+63的观测结果可以自然地得到解释。特别是接近apastron，制度的离心抑制吸积适用，而接近近星观测到的戏剧性的源通量变化很容易被解释为直接中子星吸积和螺旋桨制度之间的过渡制度。在这个离心过渡制度的质量流入率的小变化引起非常大的光度变化。我们提出了一个简单的模型，这种过渡，我们成功地应用到X射线通量和脉冲分数的变化测量BeppoSAX。
2001-07-13 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
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
Discovery of a new Transient X-ray Pulsar in the Small Magellanic Cloud
罗西X射线计时探测器对小麦哲伦星云的观测揭示了一颗以前未知的脉冲周期为95秒的瞬态X射线脉冲星。这颗脉冲星暂时被命名为XTE SMC 95，在1999年3月/4月的一次为期4周的爆发期间，在三次正比计数器阵列观测中被发现。脉冲轮廓为双峰，达到脉冲分数~0.8。根据其脉动、瞬态性质和特征硬X射线谱，提出该源为Be/中子星系统。我们的观测结果表明，2-10 keV的X射线亮度大于2 × 10^37 erg/s，这与银河系中正常爆发的亮度是一致的。这一发现增加了新兴的图片SMC包含一个非常密集的人口瞬态高质量X射线二进制文件。
2002-01-29 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
Observations of Accreting Pulsars
本文总结了康普顿γ射线天文台利用爆发和瞬变源实验（BATSE）连续五年监测吸积动力源星的情况。我们的20-70 keV观测已经确定或修正了13个双星的轨道参数，发现了5个新的瞬变吸积双星，测量了12个瞬变爆发期间的脉冲通量历史（GRO J1744-28，4U 0115+634，GRO J1750-27，GS 0834-430，2S 1417-624，GRO J1948+32，EXO 2030+375，GRO J1008-57，A 0535+26，GRO J2058+42，4U 1145-619和A 1118-616），还测量了6个已知轨道参数的瞬变爆发期间的吸积扭矩历史。我们还连续测量了八颗持续吸积的恒星（Her X-1，Cen X-3，Vela X-1，OAO 1657-415，GX 301-2，4U 1626-67，4U 1538-52和GX 1+4）的脉冲通量和自旋频率。由于它们在长基线上的连续性和均匀性，BATSE观测为吸积磁星的长期行为提供了新的见解。我们已经发现，所有的吸积双星显示随机变化的自旋频率和光度，包括那些显示长期的自旋或自旋在长时间尺度上，模糊了传统的区别盘馈和风馈双星。脉冲通量和吸积力矩在瞬态吸积星系爆发中有很强的相关性，而在持久源中则不相关，甚至不相关。
1997-07-22 astro-ph
A Frequency Glitch in an Accreting Pulsar
到目前为止，只有在射电望远镜和异常X射线望远镜中才观察到频率毛刺。在这里，我们提出了一个小故障的证据，在中子星从一个被同伴吸积。短暂的KS 1947+300在2000年10月作为中等强度的X射线源再次出现，表现出18.7秒的脉动，导致与BATSE源GRO J1948+32的识别，最后一次检测是在1994年。我们分析了罗西X射线定时探测器在2000-01年爆发期间的观测，以及在2002年7月一次较小的爆发期间的额外观测。轨道多普勒频移在脉冲频率的时间变化中是明显的。RXTE数据与1994年一次爆发的BATSE测量数据的联合拟合得出轨道周期P_orb = 40.415+/-0.010 d，投影轨道半径a_xsin i = 137+/-3 lt-s，离心率e = 0.033+/-0.013。对于如此宽的轨道来说，这种偏心率出乎意料地低。脉冲定时结果还表明，固有的脉冲频率从53.30增加到53.47兆赫的速度近似成比例的X射线通量。这大约是当X射线光度达到~10^38尔格/秒时，吸积力矩所预期的自旋上升程度。在2000- 2001年爆发期间的一次事件中，脉冲频率在不到10小时的时间内增加了约1.8x10^-6 Hz，超过了当时的平均趋势，没有任何迹象表明X射线通量相应地大幅增加。在这一事件中，频率的变化率为3.7 × 10 ^-5，明显大于射电望远镜和异常X射线望远镜中观测到的毛刺值。我们…
2004-06-11 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
Observations of millisecond X-ray pulsars
我目前已知的五个吸积驱动的毫秒X射线天体的观测审查，重点是罗西X射线定时探测器（RXTE）卫星获得的结果。在这篇评论中，一个突出的地方是发现的第一个这样的系统，SAX J1808.4-3658。目前，已经从这个来源检测到四次爆发，其中三次已经使用RXTE进行了研究。这使得这个源成为所有吸积驱动的毫秒彗星中研究得最好的例子。它在2002年10月的爆发特别令人感兴趣，因为在它的热核X射线爆发期间发现了千赫兹准周期振荡和爆发振荡。另外四颗吸积毫秒双星是在过去两年中发现的，迄今为止只发表了有限的结果。更多的评论可以在http://zon.wins.uva.nl/~rudy/admxp/上找到
2004-03-17 astro-ph
A Further Study of the Luminosity-Dependent Cyclotron Resonance Energies of the Binary X-ray Pulsar 4U0115+63 with RXTE
本文报道了双星X射线脉冲星4U 0115 +63在1999年3 - 4月爆发时的RXTE观测结果。结合3-30 keV PCA谱和15-50 keV HEXTE谱分析了回旋共振特征。当3-50 keV的光度在假定的7 kpc距离处在（5-13）x10^{37} erg s^{-1}范围内时，在~11和~22 keV的吸收中观察到谐波双回旋特征，就像以前在典型爆发期间测量到的那样。当光度降低到5 × 10 ^{37} erg·s^{-1}以下时，第二共振消失，基本共振能量逐渐增加，在0.16 × 10 ^{37} erg·s^{-1}处达到$\sim$ 16 keV。这些结果再次证实了Mihara等人（2004年）使用Ginga的报告，Ginga在该物体的小爆发（~10^{37} erg s^{-1}）中观察到~16 keV的单次吸收。依赖于亮度的回旋共振能量可以理解为响应于质量吸积速率的减小而减小的吸积柱高度的结果。
2006-01-21 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
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
Accretion-driven millisecond X-ray pulsars
我提出了一个概述，我们目前的观测知识的六个已知的吸积驱动毫秒X射线类星体。在这篇评论中，一个突出的地方是SAX J1808.4-3658;它是第一个发现的这样的系统，目前已经从这个来源观察到四次爆发，其中三次已经使用罗西X射线定时探测器卫星进行了详细的研究。这使得SAX J1808.4-3658成为吸积驱动毫秒脉冲星的最佳研究例子。它最近一次爆发是在2002年10月，由于在I型X射线爆发期间发现了两个同时发生的千赫兹准周期振荡和近相干振荡，因此特别令人感兴趣。这是第一次（也是迄今为止唯一一次）在一个中子星自旋频率确切已知的系统中观察到这种现象。其他五个系统是在过去三年内发现的（IGR J 00291 +5934是在2004年12月才发现的），只有有限的结果已经发表。
2005-01-13 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
A large spin-up rate measured with INTEGRAL in the High Mass X-ray Binary Pulsar SAXJ2103.5+4545
在2002-2004年的最后一次爆发中，利用INTEGRAL对高质量X射线脉冲双星SAXJ 2103.5 +4545进行了多次观测。我们报告了一个全面的研究，所有的积分观测，允许在最近的爆发脉冲周期演变的研究。我们测量了一个非常快速的自旋上升事件，持续了130天，使脉冲周期减少了1.8秒。上旋速率pdot=-1.5e-7 s/s，是SAXJ2103.5+4545有史以来测量到的最大的，也是吸积脉冲星中最快的。脉冲轮廓显示的时间变化的证据，显然不相关的源通量或轨道阶段。X射线光谱是硬的，并且在高达150 keV处存在显著的发射。一个新的推导的轨道周期，RXTE数据的基础上，也报告。
2005-05-26 astro-ph
Very low luminosities from the accretion-driven millisecond X-ray pulsar SAX J1808.4-3658 during quiescence
在毫秒X射线脉冲星SAX J 1808.4 -3658 2000年爆发期间，我们用BeppoSAX卫星三次观测到它。在这次爆发中，源是高度可变和不稳定的，巧合的是，我们只在源的光度非常低的时候才获得数据。在我们的观测中，我们发现了四个微弱的来源。最接近SAXJ1808.4 -3658位置的源仍相距约1.6'。如果我们假设BeppoSAX位置重建没有被完全理解，那么这个源只能用SAX J1808.4-3658来识别。我们还重新分析了1999年3月BeppoSAX号卫星的观测结果，当时源处于静止状态，在此期间，源被认为已被探测到（Stella等人，2000年）。根据这个源与上述距离SAXJ1808.4 -3658约1.6'的源的相似性（位置和光度），它们可能是同一个源。如果这个源不是毫秒脉冲星，那么在BeppoSAX对SAX J1808.4-3658的所有观测（2000年的爆发和1999年的平静）中，都没有探测到毫秒脉冲星。对SAXJ1808.4 -3658（Dotani，Asai，& Wijnands 2000）的ASCA静态数据的再分析证实，在这次观测中，源在静态中被安全地检测到。我们讨论了我们的结果为SAX J1808.4-3658的背景下，低质量X射线二进制瞬态的静态特性。
2002-01-30 astro-ph
X-ray observations of the slowest known Be/X-ray pulsars RX J0146.9+6121 and X Persei
本文介绍了1990 - 1996年Be/X射线双星RX J0146.9+6121和英仙座X星的ASCA和ROSAT观测结果。对英仙座X星的中子星自转周期和X射线光度的测量表明，自1978年以来的低X射线光度和单调的自旋下降至少持续到1995年8月。1984年8月EXOSAT观测到X射线爆发之后，ASCA和ROSAT HRI对RX J0146.9+6121的观测发现了已知中子星自旋周期最长的低光度脉冲星。在1984年和1993年之间出现的大的自转周期减少在1996年2月几乎停止在1407.3 s的周期。我们讨论了在光学上观测到的英仙座X星的Be星相位变化的X射线爆发行为可能是由Be星周围物质分布的不对称性引起的。
1997-10-14 astro-ph
Radiative Column and Light Curve of X-Ray Binary Pulsars
我们研究了117个已发表的X射线双星的光变曲线（LC），着重于它们的光变曲线对观测能带的依赖性。结果表明，只有当X射线光度大于~ 5 × 10^36 erg/s时，液晶的能量依赖性才出现。假设光变曲线的行为与中子星表面的辐射吸积柱有关，这个能量阈值可以认为是Basko和Sunyaev提出的吸积柱形成的观测证明。一旦我们掌握了辐射柱的存在，我们也可以获得一些关于中子星性质的有用信息。作为一个例子，我们进行了磁轴的取向角的统计分析，我们发现，磁轴的倾角应该是小的，以解释所观察到的统计。
2007-08-14 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
Pushing the limit on neutron star spin rates
毫秒X射线双星由一颗从低质量伴星吸积而来的快速旋转的中子星组成，是人们长期以来一直在寻找的毫秒射电双星的进化祖先，也是有希望的引力辐射候选源。在过去三年中，这些来源的数量显著增加，发现了六个新的例子，使样本总数达到七个。三个来源是ultracompact二进制与H-耗尽的捐助者和轨道周期约。40分钟，就像185 Hz脉冲星XTE J 0929 -314一样。另外三颗的轨道周期为2小时或更长，类似于IGR J 00291 +5934，在2004年12月的爆发中首次被INTEGRAL发现。在这个2.46 hr的双星中，中子星的自转速度是吸积双星中最快的，为599 Hz。最近发现的脉冲星HETE J1900.1-2455（377 Hz）的中间轨道周期为83.3分钟，活跃时间超过1年，比典型的瞬时爆发时间长得多。脉动只在爆发的最初几个月被探测到;这个源从那以后就像一个微弱的、持续的无脉动的低质量X射线双星，是更广泛的低质量X射线双星群体的典型。
2006-08-25 astro-ph
Relativistic Effects in the Pulse Profile of the 2.5 msec X-Ray Pulsar SAX J1808.4-3658
利用Rossi X射线定时探测器对1998年4月爆发的毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658进行了观测，分析了其脉冲辐射的性质。脉冲相位光谱显示，发射从硬光谱（光子指数为2.39 ± 0.06的幂律）发展到软光谱（指数为3.39 ± 0.24）。这种软化也可以观察到，作为低能光子相对于高能光子的基本相位滞后。我们表明，这种滞后是大致恒定的爆发超过10天。我们拟合这些数据与一个模型，其中的脉冲发射是从一个热点上的旋转中子星和作为相位的函数的流量计算，包括广义相对论的影响。该模型很好地描述了能量依赖滞后。在早期阶段（当斑点接近时）更硬的光谱是较大的多普勒增强因子的结果，这对这个快速脉冲星很重要。
2000-02-02 astro-ph
The first outburst of SAX J1808.4-3658 revisited
用BeppoSAX号卫星上的宽视场照相机拍摄的唯一已知的吸积毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658 1996年爆发的数据，以比前一份报告更完整的数据覆盖面和更全面的分析技术进行了重新审查。另外一个I型X射线爆发被确定，它发生在持续发射低于探测极限的时候，大约在爆发最大值之后30天。这次爆发比前两次爆发长三倍，亮度增加50%。它是迄今为止WFC探测到的~1700个I型爆发中最亮的爆发。对数据的光谱分析显示，它与SAX J1808.4-3658的距离约为2.5 kpc。这是对先前报告的4千磅/平方英寸数值的更新。我们提出的证据表明，我们在脉冲星频率的振荡的存在下，在新发现的爆发的一部分。这样的振荡将支持这样一种观点，即其他物体中毫秒爆发振荡的频率非常接近中子星的旋转频率。
2001-04-17 astro-ph
