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
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
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
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
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%$的范围内，分数脉冲幅度随耀斑强度的增加而增加，与毫秒X射线脉冲星XTE J 1814 - 338的热核爆发相当，而在正常状态下，分数脉冲幅度保持在6.5%左右。“微小”耀斑脉冲轮廓的这种显着变化可能反映了内盘吸积区物理参数的变化。此外，我们注意到kHz QPO频率和分数脉冲幅度之间的总体正相关性，这可能是第一个证据，表明中子星表面发射特性对盘流不均匀性非常敏感。在爆发振荡研究中应谨慎考虑这种影响。
2006-02-24 astro-ph
Discovery of kHz QPOs and shifted frequency correlations in the accreting millisecond pulsar XTE J1807--294
本文报道了在第四颗吸积毫秒脉冲星XTE J1807- 294的X射线通量中发现的双KHz类星体。这是第二个展示双kHz QPO的AMP。与第一种情况SAXJ1808.4 - 3658相反，kHz QPO之间的频率间隔$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
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
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
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
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 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
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
Millisecond oscillators in accreting neutron stars and black holes
在低质量X射线双星（LMXB）中发现的毫秒变率可能反映了中子星或中子星强引力场中吸积流体的运动。两个本征频率不相等的振子之间的参数共振为在某些黑洞系统中观察到的2：3的频率比提供了一个自然的解释，可能也在最亮的中子星中。这两个振子可能对应于纬向和径向周转运动。
2003-04-18 astro-ph
Modeling pulse profiles of accreting millisecond pulsars
我回顾了吸积毫秒双星的基本观测性质，这些性质对于理解它们脉冲轮廓形成中所涉及的物理学是很重要的。然后，我讨论负责塑造这些配置文件的主要影响。一些分析结果，有助于理解模拟的结果。讨论了脉冲星的几何约束条件和由脉冲轮廓分析得到的中子星状态方程。
2008-09-14 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
The study of the X-ray emission from the accreting black holes and neutron stars
本文主要利用RXTE数据研究了银河系致密天体（吸积中的中子星和黑洞）的X射线辐射。其中包括：X射线瞬变GRS 1739-278、XTE J 1755 -324、GS 1354-644、XTE J 1748 -288的光谱演化，异常X射线新星XTE J 0421 +560的爆发和详细光谱学，毫秒脉冲星SAXJ 1808.4 -3658的爆发及其光谱稳定性的研究。研究了SAXJ 1808.4 -3658的脉冲轮廓和轮廓的相对论畸变，由我们最简单的模型推知，中子星SAXJ 1808.4 - 3658表面发射区的线速度约为~0.1c，中子星半径约为~13 km;频率分辨光谱学及其在Cyg X-1和GX 339-4硬态上的应用，Cyg X-1光谱和时间特性的相关性，GX 339-4和可能与黑洞附近吸积流的圆盘-椭球体模型的联系。
1999-12-30 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
Motion of the hot spot and spin torque in accreting millisecond pulsars
这一贡献的主要关注点是，吸积毫秒双星（AMXPs）显示了比通常认为的更多的信息。要解决的三个问题是：1。在AMXPs中观察到的表观自旋力矩是真实的吗？2.为什么我们在一些AMXP中看到分数幅度和定时残差之间的相关性和反相关性？3.为什么SAXJ1808.4 $-$ 3658中的定时残差、光变曲线和1Hz QPO是相关的？
2008-09-23 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
Intermittent accreting millisecond pulsars: light houses with broken lamps?
间歇吸积毫秒X射线源是一种令人兴奋的新型源。它们的脉动出现和消失的时间尺度要么是几百秒，要么是几天。对这些源的研究为解释中子星LMXB中脉动存在与否的现有模型增加了新的观测约束。在本文中，我们提出了初步的研究结果，频谱和非周期性的变化研究的所有间歇性AMSP，特别侧重于脉动和非脉动周期之间的比较。
2008-12-07 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
Order in the chaos? The strange case of accreting millisecond pulsars
本文综述了低质量X射线双星中吸积毫秒双星的X射线计时的最新结果。这是第一次对吸积毫秒脉冲星进行计时分析，也是第一次我们可以获得关于受吸积力矩影响的非常快的脉冲星行为的信息。我们发现自旋向上和自旋向下的行为，从中，使用现有的模型的吸积力矩，我们得到的信息的质量吸积率和磁场的中子星在这些系统中。我们还发现，作为时间的函数，在这些源的相位延迟行为有时是相当复杂的，难以解释，因为相移，最有可能由X射线通量的变化驱动，有时存在。
2007-06-13 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
Possibility of a White Dwarf as the Accreting Compact Star in CI Cam (= XTE J0421+560)
我们目前的结果ASCA观测的二进制CI凸轮在静止和爆发，以确定其中央吸积对象。CICam的静止谱由软硬两部分组成，在2- 3 keV附近有明显的分离。一个大的等效宽度的铁Ka发射线更倾向于一个光学薄的热等离子体发射模型的非热幂律模型的硬组件，这有利于一个白矮星作为吸积对象，因为光学薄的热硬X射线发射是一个共同的特点之间的激变变量（双星包括吸积白矮星）。爆发光谱，另一方面，是由一个硬组件表示的多温度光学薄的热等离子体发射和一个独立的软X射线组件，出现在1千电子伏以下间歇性的衰减光变曲线的硬组件。软组分的光谱由温度为0.07-0.12keV的黑体很好地表示，黑体上覆盖着与高电离氧有关的几个K边。这与高达~ 1 E38 erg/s的光度一起类似于超软源（SSS）。在硬X射线波段的爆发之后，出现了软黑体成分，这使我们想起了最近对爆发中的新星的观测。因此，我们假定CI Cam的爆发是一颗新星的爆发，并利用光学衰变时间与绝对星等的关系，得到CI Cam的距离为5- 17 kpc。这与最近估计的光学波段5- 9 kpc的距离非常吻合。所有这些来自爆发数据的结果都倾向于CI Cam的中心天体是白矮星。
2003-10-21 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
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
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
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
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
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
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
X-Ray Spectral Variability in Initial Rise of XTE J1550-564
利用1998年9月8日的RXTE/PCA观测资料，用时域方法研究了微类星体XTE J1550-564的X射线变率。2- 60 keV的平均激发是通过对齐一毫秒时间箱的超级激发的峰值而获得的。在平均拍摄过程中的光谱行为表现出显着的差异，从天鹅座X-1中观察到的。在一次发射过程中，（13- 60 keV）/（2- 13 keV）或（16- 60 keV）/（13- 16 keV）的硬度比分别低于或高于稳态发射的硬度比。（13- 60 keV）/（2- 13 keV）和（16- 60 keV）/（13- 16 keV）的强度与硬度比分别呈负相关或正相关。这些结果可能表明XTE J1550-564低态的物理过程与Cyg X-1不同。
2007-02-07 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
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
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
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 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
