Accretion-powered Stellar Winds as a Solution to the Stellar Angular Momentum Problem
我们比较提取的风从前主序星的角动量所产生的扭矩之间的相互作用的恒星和开普勒吸积盘。我们发现，风可以单独抵消自旋扭矩从质量吸积，解决了为什么吸积前主序星被观察到以小于10%的分裂速度旋转的奥秘，只要在恒星风的质量流出率是吸积率的10%。我们认为，这种巨大的风将由吸积功率的一部分$ε$驱动。对于经典金牛座T星的观测约束典型参数，$ε$需要在几个和几十个百分点之间。在这种情况下，恒星的有效制动将与吸积同时终止，这通常被认为可以解释年轻星团中恒星的旋转速度。
2005-10-03 astro-ph
Accretion torque on magnetized neutron stars
在一些X射线中子星中观察到的自旋变化，以及盘-磁化星相互作用的数值模拟的理论结果，已经对盘吸积到磁化中子星上的传统图像提出了挑战。这表明在螺旋桨状态期间可能的吸积和随着吸积率增加的自旋下降扭矩。在这里，我们提出了一个模型的吸积扭矩施加的磁盘上的磁化中子星，假设吸积继续快速旋转。结果表明，吸积力矩具有不同于传统模型的一些特征，但与吸积动力磁化中子星的观测和数值计算结果一致.我们还讨论了它在X射线双星自旋演化中的可能应用。
2006-01-10 astro-ph
Accretion powered spherical wind in general relativity
利用完全广义相对论计算，我们研究了非旋转黑洞在球形吸积过程中产生质量外流的可能性。引入相对论性强子压力支撑的稳定、静止、球对称的Schwarzschild黑洞激波面作为可能产生球风的有效物理势垒，通过同时求解描述球对称、跨音速、多方吸积和史瓦西黑洞周围的风。我们不仅提供了一个足够合理的估计$R_{\dot m}$，我们还成功地研究了依赖性和变化的各种物理参数上的流量。我们的计算表明，独立于初始边界条件，这种冲击产生的风的重子物质含量总是与激波后的流温度。
2002-12-04 astro-ph
The Nature of Stellar Winds in the Star-Disk Interaction
星风对于金牛座T星吸积的角动量传输可能很重要，但这些风的性质仍然没有得到很好的约束。我们提出了一些模拟结果的假设，热（~ 1 e6 K）从金牛座T星的日冕风，我们计算出预期的发射特性。对于解决角动量问题所需的高质量损失率，我们发现辐射损失将远远大于吸积过程所能提供的能量。我们把一个上限的质量损失率从吸积动力日冕风的~ 1 e-11太阳质量每年。我们的结论是，吸积驱动的恒星风仍然是一个很有前途的解决恒星角动量问题的方案，但风必须是冷的（~ 1 e4 K），因此不是由热压力驱动。
2007-07-02 astro-ph
Accretion-Powered Stellar Winds III: Spin Equilibrium Solutions
我们比较了恒星风扭矩计算在以前的工作（纸II）的自旋和自旋下降的扭矩预计产生的磁之间的相互作用缓慢旋转（$\sim 10$ %的解体）前主序星和吸积盘。这个分析表明，恒星风可以带走比可以转移到磁盘的角动量多几个数量级的角动量，只要质量流出率大于太阳风。因此，平衡自旋状态的特征在于吸积所沉积的角动量和恒星风所提取的角动量之间的平衡。我们推导出一个半解析公式，用于预测平衡自旋速率仅作为$\dot M_{\rm w} / \dot M_{\rm a}$和无量纲磁化参数$Ψ\equiv B_*^2 R_*^2 (\dot M_{\rm a} v_{\rm esc})^{-1}$之比的函数，其中$\dot M_{\rm w}$是恒星风质量流出速率，$\dot M_{\rm a}$是吸积速率，$B_*$是恒星表面磁场强度，$R_*$是恒星半径，$v_{\rm esc}$是表面逃逸速度。对于吸积前主序星的典型参数，这解释了$\dot M_{\rm w} / \dot M_{\rm a} \sim 0.1$分裂速度的$\sim 10$ %的自旋率。最后，假设恒星风是由吸积功率的一小部分驱动的，导致$\dot M_{\rm w} / \dot M_{\rm a} \la 0.6$的质量流比的上限。
2008-02-12 astro-ph
Recent Torque Reversal of 4U 1907+09
我们提出的时间和光谱分析的RXTE-PCA观测吸积动力脉冲星4U 1907+09之间的2007年6月和2008年8月。4U 1907+09在1999年之前一直处于自旋下降期，自旋下降率为$-3.54\times10^{-14}$ Hz s $^{-1}$。从2001年3月之后的RXTE观测中，该源显示出自旋下降幅度的$\sim 60$ %，而2003年3月之后的INTEGRAL观测显示该源开始自旋上升。我们发现，源最近进入了一个新的自旋下降情节的自旋下降率为$-3.59 \times 10^{-14}$ Hz s $^{-1}$。这个自旋下降速率非常接近1999年之前测量的源的长期自旋下降速率。从光谱分析中，我们发现氢柱密度随轨道相位而变化。
2009-05-15 astro-ph
The very early afterglow powered by the ultra-relativistic mildly magnetized outflows
在坡印廷通量主导的伽马射线暴外流（电磁能流与粒子能流的初始比值$σ_0\gg1$）模型中，近一半的内耗散磁能转化为瞬发$γ-$射线能量发射，其余的转化为外流的动能。因此，在$γ-$射线暴的末端，$σ$显著减小（$σ\sim 1$或甚至更小）。我们数值研究了这种轻度磁化外流与均匀星际介质（ISM）或恒星风（WIND）相互作用的极早期反向激波发射。我们发现，对于$σ\sim0.05-1$和伽马射线暴的典型参数，ISM-喷出物相互作用和风-喷出物相互作用可以提供非常强的光发射（$m_{\rm R}\sim 10-12{\rm th}$量级或甚至更亮）。类似于由非磁化喷出物与外部介质相互作用提供动力的极早期余辉，ISM喷出物相互作用情况与WIND喷出物相互作用情况之间的主要区别在于，在反向激波穿过喷出物之前，前者的R波段发射通量迅速增加，而后者仅略有增加。(The摘要已缩短）。我们认为，早期的多波长余辉的线偏振检测是非常必要的，看看是否驱动伽玛暴的外流被磁化或没有。
2004-08-26 astro-ph
Non-Thermal X-ray Properties of Rotation Powered Pulsars and Their Wind Nebulae
利用Chandra和XMM-Newton观测数据，对27个年轻的旋转动力星云（RPP）和24个脉冲星风星云（PWNe）的非热X射线辐射进行了统计研究。我们分别得到了RPP和PWNe的X射线亮度和光谱，并研究了它们的分布和相互关系以及与脉冲星转动参数的关系。在对相关分析中，我们发现：（1）X射线脉冲星和PWN的（2-10 keV）光度（L_{psr}和L_{pwn}）与脉冲星自旋下降功率Edot和特征年龄有很强的相关性，由数据的简单线性拟合得到的标度为L_{psr} \propto Edot^{0.92 \pm 0.04}和L_{pwn} \propto Edot^{1.45 \pm 0.08}（2）L_{psr}与脉冲星周期P和周期导数Pdot也可能存在弱相关，而L_{pwn}只与Pdot存在类似的弱相关;（3）PWN光子指数Gamma_{pwn}与L_{pwn}及L_{pwn} /Edot呈正相关。我们还发现，PWN的X射线亮度通常是1至10倍大于从下面的脉冲星，和PWN的光子指数的范围跨越~1.5 ~2。PWN谱特性的统计研究支持粒子风模型，其中X射线发射电子被风的终端激波加速。
2008-03-27 astro-ph
A Spin-down Power Threshold for Pulsar Wind Nebula Generation?
基于自旋下降的能量损失率$\dot E$ = $Iω\dotω$，对已知的最具能量的旋转驱动的超新星进行了系统的X射线测量，结果表明，所有具有$\dot E > \dot E_{c} \approx 3.4 \times\ 10^{36}$ erg s $^{-1}$的高能超新星都是X射线明亮的，表现出明显的脉冲星风星云（PWN），并且与超新星事件有关，无论是历史上的还是通过热遗迹，其中一半以上居住在壳状超新星遗迹中。低于$\dot E_c$，2-10 keV PWN通量比$F_{PWN}/F_{PSR}$降低一个数量级。这个阈值是通过对旋转驱动的激光器观测到的光谱斜率$Γ_{min} \approx 0.5$的下限来预测的（Gotthelf 2003）。明显缺乏明亮的脉冲星星云低于临界Edot表明粒子注入光谱的变化，并作为一个约束的发射模型旋转动力的脉冲星。年轻的年龄和高密度的环境都不是产生PWN的充分条件，相反，自旋下降的能量损失率可能是决定旋转动力脉冲星演化的关键参数。
2006-10-12 astro-ph
The Torque and X-Ray Flux Changes of OAO 1657-415
结合先前公布的脉冲频率和BATSE测量，我们估计噪声强度（或功率密度估计）的角加速度通过使用均方根残差的角速度的时间序列的OAO 1657-415和功率谱。角速度波动的统计解释与随机游走模型一致。为了详细地研究短期角速度涨落，对一个具有固体壳和超流中子核的双组分中子星模型进行了结构函数分析.研究了X射线通量和角加速度（$\dot Ω$）起伏之间的相关关系。这些理论与盘吸积理论（Ghosh & Lamb 1979 a，b）和风吸积理论（Blondin et al.，1990年）。发现在星风吸积的情况下，X射线通量和角加速度起伏最自然的解释是幕式吸积盘的形成。
1997-04-10 astro-ph
On the Correlation of Torque and Luminosity in GX 1+4
康普顿伽马射线天文台/BATSE大面积探测器对2分钟吸积动力脉冲星GX 1+4进行了五年多的每日硬X射线（>20 keV）监测，发现了几乎连续的快速自旋下降，被明亮的200-d自旋上升插曲打断。在自旋下降期间，随着光度的增加，扭矩变得更负（假设20-60 keV脉冲通量跟踪热光度），与标准吸积扭矩理论预测的相反。没有检测到20-100 keV脉冲能谱形状的变化，因此，需要在20 keV以下的谱或脉冲部分中有非常剧烈的变化，以使20-60 keV脉冲通量成为较差的光度示踪剂。这是第一次观测到与标准的磁盘吸积理论完全矛盾的现象，它们可能对理解X射线双星、激变变星和原恒星的自旋演化具有重要意义。我们简要地讨论了GX 1+4可能是在自旋下降过程中从逆行盘吸积的可能性，如前所述。
1997-03-07 astro-ph
Deep Chandra Observation of the Pulsar Wind Nebula Powered by the Pulsar J1846-0258 in the Supernova Remnant Kes 75
利用钱德拉X射线天文台的深曝光观测资料，对Kes 75（G29.7-0.3）超新星遗迹中的脉冲星风星云（PWN）进行了详细的空间和光谱分析。PWN具有复杂的形貌和清晰的轴对称结构。我们确定了一个单侧喷流和两个明亮的团块与整个星云的伸长对齐，以及垂直于喷流方向的弧形特征。利用环面和射流模型的进一步空间建模指示PWN对称轴的位置角$207\arcdeg\pm8 \arcdeg$。我们将弧解释为赤道环面或赤道环，而团块可能是射流与周围介质之间的激波相互作用。没有任何可观察到的反向射流意味着流速大于0.4c。与6年前的档案观测相比，PWN中的一些小尺度特征表现出强烈的变化：内部急流的通量增加了一倍，北部团块的峰值变宽并向外移动2”。此外，脉冲星通量增加了6倍，表现出从$Γ$ =1.1到1.9的大量光谱软化，以及在第一个历元中没有观察到的新兴热分量。脉冲星光谱的变化可能与Chandra观测前7天发生的脉冲星类磁星爆发有关，正如RXTE观测最近报道的那样。
2008-09-16 astro-ph
A simultaneous solution scheme for coupled transonic accretion-wind systems
我们讨论了一个{ \it非自相似分析模型}能够解释形成的吸积动力的银河系和河外喷流。
2002-12-09 astro-ph
Magnetically Torqued Thin Accretion Disks
我们计算一个几何薄，稳定的吸积盘周围的中心旋转，磁化星的属性。假设磁层在很宽的半径范围内夹带盘。该模型被简化，我们采用两个（交替）特设的，但似是而非的，表达式的方位角分量的磁场作为径向距离的函数。我们找到了一个解决方案的角速度的配置文件趋向于共转接近中心的恒星，并顺利匹配开普勒曲线的半径处的粘性应力消失。对于我们采用的两种B场模型，这个"过渡"半径的值几乎相同。然后，我们解析地解决了中央恒星的扭矩和磁盘光度由于重力和磁力矩。当以无量纲形式表示时，所得到的量仅取决于一个参数，即过渡半径与共转半径之比。对于快速旋转的恒星，吸积盘的动力可能主要来自于中心恒星的自旋下降。这些结果与盘中的粘度处方无关。我们还解决了特殊情况下的光学厚α盘的磁盘结构。我们的结果适用于一系列的天体物理系统，包括吸积中子星，中间极性激变变量，金牛座T系统。
2007-10-01 astro-ph
Winds and Accretion in Young Stars
建立来自形成恒星的吸积动力风的起源对于理解恒星-盘相互作用区域的角动量演化至关重要。在这里，吸积动力风的高速分量被发射，吸积恒星被向下旋转，无视磁层吸积期间预期的向上旋转。金牛座T星在最后阶段的磁盘吸积提供了一个独特的机会，研究吸积和风之间的联系，以及它们与恒星自旋。虽然高速度金牛座T风的光谱指标已经知道了几十年，线的He I 10830提供了一个有前途的新的诊断，以探测磁控星盘相互作用和风发射区。这条谱线的高不透明性和共振散射特性为漏斗流和内风的几何结构提供了强有力的探测工具，它与其他原子和分子的谱线一起覆盖了广泛的激发和电离状态，表明恒星和盘之间的磁相互作用以及随后发射的内高速风对盘吸积率很敏感。
2008-09-21 astro-ph
The Effect of Rotational Gravity Darkening on Magnetically Torqued Be Star Disks
在\citet{cassi02}提出的热星盘的磁转矩盘（MTD）模型中，星风的质量损失在恒星表面是均匀的。这里考虑了这样一个事实，即对于给定的总\mdot，随着恒星自转速率S_o（= \sqrt {Ω_o^2 R^3/GM}）的增加，以及恒星赤道的重力变暗，赤道的质量通量和终端速度与两极相比减小。因此，由南北向气流影响决定的赤道盘密度分布，会进一步远离恒星。这导致在高S_o（\gtrsim 0.5）时，盘质量和发射测量值下降，从而导致观测到的发射线EW、散射偏振和IR发射下降。因此，与预期相反，临界旋转S_o \to 1不是产生热星盘的最佳值，例如，根据EM，发现在S_o \approx 0.5-0.6附近出现宽峰，这稍微取决于风速定律。这种解析准稳态参数MTD模型的磁导风的其他工作的关系进行了讨论。特别是失败的MTD模型的Be-star磁盘声称的\citet{owo03}被证明主要围绕开放的观测测试，而不是在基本的MTD物理，并围绕其使用不够强的领域。
2004-07-02 astro-ph
On the Dramatic Spin-up/Spin-down Torque Reversals in Accreting Pulsars
在CGRO上的BATSE全天空监测器监测的持久性X射线天体中，有一半观测到了上旋和下旋之间剧烈的扭矩反转。如果恒星几乎与内部吸积盘共转，那么用来解释早期脉冲星计时数据的理论模型可以通过盘-磁层相互作用来解释自旋下降扭矩。然而，为了产生所观察到的BATSE扭矩反转，这些平衡模型需要盘在两个质量吸积率之间交替，$\dot M_{\pm}$产生类似大小的吸积扭矩，但总是相反的符号。此外，在至少一个脉冲星（GX 1+4）经历长期自旋下降的中子星自旋下降更快，在短暂的（$\sim 20$天）硬X射线耀斑-这是相反的标准理论预期的相关性，假设BATSE脉冲通量增加与质量吸积率。在这些系统中，扭矩反转之间的$10$天到10年的间隔比任何内部磁盘边界附近的特征磁性或粘性时间尺度都要长得多，并且更暗示着全球磁盘现象。我们讨论了可能的解释所观察到的扭矩行为。尽管双星轨道定义的旋转方向更好，BATSE观测结果却与Makishima \etal（1988）对GX~1+4的早期建议惊人地一致：这些系统中的圆盘不知何故在逆时针旋转和逆时针旋转之间交替。我们不知道任何机制，可以产生一个稳定的逆行盘在一个二进制进行罗氏瓣溢出，但这样的翻转行为确实发生在数值模拟的风馈系统。一种可能性是，这些双星中的一些圆盘是由X射线激发的风供给的。
1997-08-21 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
On the Coupling of Rotation Powered Pulsars to Plerionic Nebulae
在讨论了蟹状星云与蟹状脉冲星之间MHD风耦合的观测限制之后，本文回顾了横向相对论激波结构理论，并将其应用于解释蟹状星云中的小束流是能量上由重离子支配的分布风终止激波结构的表现，在脉冲星的旋转赤道加速到能量相当于脉冲星的开放场线的总电压，并携带相当于Goldreich-Julian电流的电流。激波结构的变化的新结果，这表明，回旋离子束发射向外传播的有限振幅压缩波，与最近的地面观测。简要讨论了该理论对X射线、$γ$射线和高能中微子发射的影响，以及上游风中低磁能密度和星云射电发射起源的问题。对其他plerions的简要讨论得出的结论是，在这些系统可以像蟹状星云那样复杂地建模之前，需要更详细的观测。
1998-09-30 astro-ph
Binaries, microquasars and GLAST
对微类星体的相对论喷流的无线电和X射线观测显示了粒子加速到非常高能量的证据。此外，还有三颗双星目前已被确定为高能（> 100 MeV）和/或极高能（> 100 GeV）伽马射线的发射体。高能辐射可以来自微类星体喷流（吸积动力）或冲击脉冲星风（旋转动力）。我讨论的影响GLAST将在不久的将来对这种二进制文件的研究。GLAST有望揭示微类星体中吸积和抛射之间的联系，并能够探测旋转动力双星中小尺度的脉冲星风。
2007-04-04 astro-ph
Spectral Transition and Torque Reversal in X-ray Pulsar 4U 1626-67
由吸积提供能量的X射线脉冲星4U 1626-67最近表现出一个突然的扭矩反转，伴随着戏剧性的光谱跃迁和相对较小的光度变化。在自旋下降期间的时间平均X射线谱比在自旋上升期间的硬得多。所观察到的扭矩反转可以解释由质量吸积率的逐渐变化引发的吸积流过渡。突然过渡到自旋下降是由于在吸积流旋转从开普勒到子开普勒的变化。4U 1626-67估计接近自旋平衡，质量吸积速率Mdot约为2x 10 **16 g/s，Mdot以约6x 10 **14 g/s/yr的速率下降，极面磁场约为2b_p**{-12} 10^** 12 G，其中b_p是磁距。在自旋上升期间，开普勒流保持几何上的薄和冷。在自旋下降期间，次开普勒流在几何上变得厚而热。来自恒星表面附近的软光子在自旋下降期间被热吸积流康普顿上散射，而在自旋上升期间，由于流的小尺度高度和低温，这种散射不太可能。这个机制解释了观测到的光谱硬化和小的光度变化。散射发生在一个热的径向下落的材料柱中，散射深度约为0.3，温度约为10^9K。能量大于5 keV的X射线亮度可能是质量吸积速率的不良指标。我们简要地讨论了这种机制的可能应用GX 1+4，虽然有迹象表明，这个系统是显着不同的其他扭矩反转系统。
1999-05-17 astro-ph
X-ray emission from the double neutron star binary B1534+12: Powered by the pulsar wind?
报道了钱德拉X射线天文台对双中子星双星（DNSB）B1534+12（= J1537+1155）的探测结果。这颗DNSB（轨道周期10.1小时）由毫秒（回收）脉冲星J1537+ 1155 A（P_A=37.9 ms）和一颗射电未探测到的中子星组成。在著名的双脉冲双星J 0737 -3039之后，它是唯一在X射线中发现的另一颗DNSB。我们测量了（2.2 \pm 0.6）\times 10^{-15}尔格·s^{-1} cm^{-2}在0.3-6 keV波段的通量。收集的计数数量很少，只能粗略估计光谱参数。幂律拟合得到光子指数为3.2 \pm 0.5，未吸收的0.2-10 keV发光度L_X=6 \times 10^{29}尔格s^{-1} = 3 \times 10^{-4}Edot_A，其中Edot_A是J 1537 + 1155 A的自旋下降功率。或者，光谱可以用黑体模型拟合，T = 2.2 MK，投影发射面积约为5 \times 10^3 m^2。光子到达时间在双星轨道相位上的分布表明，在远射星周围X射线辐射是亏损的，这表明这种辐射是由来自J1537+ 1155 A的相对论风与它的中子星伴星的相互作用引起的。我们还重新分析了J 0737 -3039的Chandra和XMM-Newton观测结果，发现它的X射线谱与B1534+12的谱相似，其X射线光度与Edot_A的比值相当，这…
2006-03-31 astro-ph
Pseudo-Schwarzschild Description of Accretion-Powered Spherical Outflow
利用Artemova等人提出的两种不同的赝Schwarzschild势。al，$^{1}$我们制定和解决的球对称跨音速流入和流出的相对论性强子压力介导的稳定的，站立的，球形激波的存在下，中心紧凑的对象，然后我们自洽连接的吸积风的解决方案，计算质量流出率$R_{\dot m}$的最小数量的流动参数。此外，我们研究的依赖性，这种速度上的各种边界条件的流动。
2002-12-10 astro-ph
The Mouse That Soared: High Resolution X-ray Imaging of the Pulsar-Powered Bow Shock G359.23-0.82
我们提出了一个观察与钱德拉X射线天文台的不寻常的无线电源G359.23-0.82（“老鼠”），随着更新的无线电定时数据从帕克斯射电望远镜上重合的年轻脉冲星J1747-2958。我们发现G359.23-0.82是一个非常明亮的X射线源（L_X [0.5-8.0 keV] = 5e ~（34）ergs/s，距离为5 kpc），其形态包括一个与PSR J 1747 -2958一致的明亮头部和一个45”长的窄尾，其幂律谱随距离的增加而变陡。因此，我们确认G359.23-0.82是由PSR J 1747 -2958提供动力的弓形激波脉冲星风星云;星云的远离距离意味着脉冲星正以约60的马赫数运动，表明通过密度约为0.3 cm^-3的气体时，空间速度约为600 km/s。我们结合离子主导的脉冲星风的理论与流体动力学模拟的脉冲星弓冲击表明，一个明亮的细长的X射线和无线电功能延伸10“后面的脉冲星代表风终止冲击的表面。在其他脉冲星弓形激波中看到的X射线和射电“尾迹”可能类似地代表了终止激波的表面，而不是通常认为的激波后流中的粒子。老鼠的尾巴包含两个部分：一个相对较宽的区域，只能在无线电波段看到;另一个狭窄的区域，可以在无线电波和X射线中看到。我们建议，前者代表物质流从风冲击脉冲星的运动之前，而后者对应于更弱的磁化物质流从向后终止冲击。这项研究代表了第一次一致的尝试，将我们对“蟹状星云”的理解应用于高…
2004-07-24 astro-ph
The accretion powered spin-up of GRO J1750-27
使用INTEGRAL和Swift在2008年观测到的II型爆发期间的硬X射线数据，研究了Be X射线双星系统GRO J1750-27中4.45 s脉冲星的时间特性。测量了该系统的轨道参数，并与1995年该系统最后一次爆发时的轨道参数吻合得很好。对脉冲星轨道运动引起的周期多普勒频移效应进行修正后，就可以检测到内禀自旋上旋，这可以用一个简单的模型很好地描述，该模型包含的Pdot和Pdotdot项分别为-7.5E-10 ss^-1和1 E-16 ss^-2。然后用该模型将X射线通量和内禀自旋上旋的时间分辨变化与Ghosh & Lamb（1979）的吸积力矩模型进行比较，发现GRO J1750-27可能位于12-22 kpc的距离，中子星的表面磁场为~ 2 E12 G。脉冲的形状和脉冲部分显示出不同的行为，高于和低于20千电子伏，表明所观察到的脉动是许多复杂的组件的卷积。
2008-11-06 astro-ph
