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 a Second Millisecond Accreting Pulsar: XTE J1751-305
我们报告的第二个瞬态吸积毫秒脉冲星，XTE J1751-305，在定期监测观测的银河系隆起区的RXTE PCA的发现。脉冲星的自旋频率为435赫兹，是最快的脉冲星之一。这些脉动包含轨道多普勒调制的特征，这意味着轨道周期为42分钟，是任何已知的无线电或X射线毫秒脉冲星中轨道周期最短的。质量函数f_x =（1.278 +/- 0.003）x 10^{-6} M_sun，根据中子星的质量，伴星的最小质量在0.013到0.017 M_sun之间。没有发现日食。1998年6月的一次X射线爆发是在全天监视器的档案数据中发现的。假设该双星系统中的质量转移是由引力辐射驱动的，我们将轨道倾角限制在30-85度范围内，伴星质量限制在0.013- 0.035M_sun。它的伴星很可能是一颗受热的氦矮星。我们还介绍了钱德拉HRC-S观测的结果，这些结果提供了XTE J1751-305的最佳位置。
2002-06-27 astro-ph
Measuring the spin up of the Accreting Millisecond Pulsar XTE J1751-305
对2002年4月爆发期间观测到的吸积毫秒脉冲星XTEJ 1751 -305的RXTE数据进行了时序分析。在校正了由于源的轨道运动对脉冲相位的多普勒效应之后，我们对相位延迟进行了定时分析，这首次给出了该源的平均自旋频率导数的估计<nu_dot>=（3.7 +/- 1.0）E-13 Hz/s。我们讨论了中子星自旋上升产生的力矩，导出了质量吸积率的动力学估计，并与X射线通量的结果进行了比较。对到源的距离的限制进行了讨论，导致下限为\sim 6.7千秒差距。
2007-10-05 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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
Constraints on Neutron Star Parameters from Burst Oscillation Light Curves of the Accreting Millisecond Pulsar XTE J1814-338
详细模拟低质量X射线双星热核爆发期间的毫秒级亮度振荡可以提供有关中子星结构的重要信息。到目前为止，这个想法的实施还没有完全成功，主要是因为在突发振荡光变曲线的谐波含量可以忽略不计。然而，最近从吸积毫秒脉冲星XTE J1814-338发现的非正弦脉冲振荡光变曲线改变了这种情况。因此，我们第一次利用这个机会来约束中子星的参数。在我们对22个爆发的光变曲线的详细研究中，我们用包含光弯曲和标架拖曳的完全广义相对论模型拟合爆发振荡光变曲线，并利用实际状态方程数值计算了中子星的结构。我们发现，对于我们的模型和参数网格值，在90%置信水平下，XTE J1814-338中中子星的Rc ^2/GM > 4.2。我们还发现，从热核闪光的光子出来，通过层的吸积物质的条件下符合汤姆逊散射，并表明，二级伴星是一个氢燃烧的主序星，可能膨胀（可能是由于X射线加热）。
2004-10-11 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
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
The fourth transient accreting millisecond pulsar XTE J1807-294 was observed during its February/March 2003 outburst by INTEGRAL, partly simultaneously with the XMM-Newton and RXTE satellites. We present here the first study of the 0.5-200 keV broad-band spectra of the source. On February 28, the source spectrum was consistent with thermal Comptonization by electrons of temperature \~40 keV, considerably larger than the value (~10 keV) previously derived from the low energy XMM-Newton data alone. The source is detected by INTEGRAL up to 200 keV with a luminosity in the energy band (0.1-200) ke…
2005-03-18 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
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
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
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
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
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
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
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
XMM-Newton observations of the Small Magellanic Cloud: X-ray outburst of the 6.85 s pulsar XTE J0103-728
2006年10月，在小麦哲伦云（SMC）方向的XMM-牛顿观测期间，我们看到了明亮的X射线瞬变。EPIC数据使我们能够准确地定位源，并调查其时间和光谱行为。从EPIC数据中提取了覆盖0.2-10 keV的X射线谱和不同能带的脉冲轮廓。在EPIC-PN数据中检测到的6.85 s脉冲明确地识别了XTE J 0103 -728的瞬变，RXTE发现了6.85 s脉冲星。在XMM-牛顿观测期间的X射线光变曲线显示了源的耀斑活动，其强度在10分钟内变化了两倍。用一个简单的吸收幂律模型的脉冲相位平均光谱表明系统的残差，可以占第二个发射组件。对于包含黑体发射、热等离子体发射或来自吸积盘（盘-黑体）的发射的模型，后者产生物理上敏感的参数。幂律的光子指数约为0.4，表明光谱相对较硬。0.2-10 keV的光度为2x 10 ^{37}，其中约3%来自盘黑体分量。过量辐射的一个可能来源是来自中子星的硬X射线被吸积盘内边缘附近的光学厚材料再处理。从时间分析中，我们确定脉冲周期为6.85401（1）s，表明自2003年5月发现XTE J 0103 -728以来，平均每年约0.0017 s的自旋下降。X射线性质和Be星的鉴定证实XTE J 0103 -728是SMC中的Be/X射线双星瞬变。
2008-01-30 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
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 and Optical Observations of XTE J0052-723 a Transient Be/X-Ray Pulsar in the Small Magellanic Cloud
2000年12月27日，在我们用罗西X射线定时探测器进行的常规SMC监测计划中，探测到了周期为4.78秒的强脉动。随后在1月9日和13日进行的旋转观测允许脉冲星的位置定位为RA：0 52 17，Dec：72 19 51（J2000）。爆发持续到1月24日，在此期间获得了7次PCA观测，产生了最大X射线光度~10^38尔格/秒。2001年1月16日，在计算脉冲星位置的基础上，利用南非天文台（SAAO）的1米望远镜对RXTE误差盒进行了光学观测，当时该脉冲源仍处于X射线爆发状态。2001年11月7日，利用SAAO 1.9m对候选Be星进行了光谱观测。只有一颗被光度测定的恒星[MA 93]537显示出明显的H $α$发射，具有双峰线轮廓（EW= -43.3+/-0.7 A，分离速度= 200+/-15 km/s），证实存在大量的星周盘。
2002-10-17 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
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 dependence of observed gamma-ray pulsar spectra on viewing geometry
我们计算了在很宽的观测者视角和磁轴与自转轴的倾角范围内，自转动力源的伽玛射线光变曲线和光谱。我们展示了所观察到的相位平均光谱的形状以及能量积分脉冲轮廓取决于经典和毫秒脉冲的方向。
2002-05-15 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
The variable radio-to-X-ray spectrum of the magnetar XTE J1810-197
我们对5.54 s反常X射线脉冲星XTE J1810-197进行了射电、毫米波和红外波段的观测，目的是了解它的宽波段光谱。在IRAM 30米望远镜上，我们探测到了88和144 GHz的磁星，这是脉冲星有史以来最高的射频发射。在88 GHz处，我们检测到许多单个脉冲，典型宽度约为2 ms，峰值通量密度高达45 Jy。结合帕克斯望远镜、南凯望远镜和格林班克望远镜几乎同时观测到的数据，我们发现在2006年7月下旬，脉冲星的光谱指数在1.4- 144 GHz范围内为-0.5<alpha<0。2006年5月至9月间，九个双频甚大阵列和澳大利亚望远镜紧凑阵列的观测结果与这一发现一致，同时显示出α随时间的变化。我们从IRAM观测中推断，XTE J1810-197在毫米波长处保持高度线性偏振。此外，朝向该脉冲星，星际介质中强散射和弱散射之间的跃迁频率可能接近50 GHz。在双子座，我们在2006年9月探测到了2.2um的脉冲星，在迄今为止观测到的最暗的水平，K_s=21.89+-0.15。我们还分析了四个存档的红外甚大望远镜观测（两个未发表），发现亮度在3年的时间跨度内波动在2-3倍之内，不像X射线通量的单调衰减。因此，红外线和X射线通量之间没有相关性，并且仍然不确定红外线和无线电通量之间是否存在任何相关性。
2007-07-09 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
Imaging X-ray, Optical, and Infrared Observations of the Transient Anomalous X-ray Pulsar XTE J1810-197
本文报道了XTE J 1810 -197的X射线成像、计时和光谱研究。XTE J 1810 -197是Ibrahim等（2003）在最近的RXTE观测中发现的一颗5.54秒脉冲星。在Chandra HRC相机的一组短曝光中，我们检测到一个强调制信号（55+/-4%脉冲分数），其预期周期位于（J2000）18：09：51.08，-19：43：51.7，不确定性半径为0.6 arcsec（90% C.L.）。用XMM-牛顿获得的光谱与一个典型描述反常X射线谱（AXP）的双分量模型很好地拟合，该模型是一个吸收黑体加幂律，参数kT = 0.67+/-0.01 keV，Gamma=3.7+/-0.2，N_H=（1.05+/-0.05）E 22 cm^-2，Fx（0.5-10 keV）= 3.98 E-11 ergs/cm 2/s。或者，2 T黑体拟合也是可以接受的。CXCRJ 180951.1 -194351的位置与Einstein、Rosat和ASCA存档图像中看到的点源一致，当时它的通量弱了近两个数量级，并且没有发现脉动。光谱在“静止”和“活动”状态之间发生了显著变化，前者可以被建模为较软的黑体。使用XMM定时数据，我们将0.03 lt-s的上限放在周期范围10 m-8 hr的任何轨道运动上。在CTIO的SMARTS 1.3米望远镜上获得的光学和红外图像显示，在钱德拉误差圆内没有物体，限…
2003-12-29 astro-ph
Discovery of a New Transient Magnetar Candidate: XTE J1810-197
本文报道了一颗新的X射线脉冲星XTE J1810-197的发现。这个源是在2003年7月15日由罗西X射线定时探测器（RXTE）在观测软伽马中继器SGR 1806-20时偶然发现的。脉冲星的自旋周期为5.54 s，光谱较软（光子指数~ 4）。我们在2003年1月的早期RXTE观测中发现了这个源。这些数据表明，脉冲星在2002年11月17日至2003年1月23日之间开始了一次短暂的爆发，从那时起，脉冲星一直在减速旋转，高速率的Pdot约为10^-11 s/s，显示出明显的定时噪声，但没有证据表明由于双星伴星而产生了多普勒频移。快的自旋降速和慢的自旋周期意味着超临界磁场B= 3 × 10 ^14 G和年轻的特征年龄< 7600年。这些性质与异常X射线源和软伽马重复源惊人地相似，使其成为可能的新磁星。钱德拉的后续观测提供了一个半径为2”.5的误差圆，在这个误差圆内，1.5米的俄罗斯-土耳其光学望远镜RTT 150发现了一个极限星等R_c=21.5，与最近报道的其他极限一致。该源也存在于ASCA和ROSAT档案数据中，其亮度比2003年观察到的3 mCrab弱100倍。这表明，目前处于与XTE J1810-197的非活动阶段类似的状态的其他X射线源也可能是等待通过类似活动进行检测的未识别磁星。
2003-10-23 astro-ph
XTE and SAX observations of the Be/neutron star system RX J0146.9+6121
本文报道了X射线脉冲星RX J0146.9+612的XTE和SAX观测结果。RX J0146.9+612是已知自旋周期最长的中子星/Be双星系统。在最近一次爆发（1997年7月）后一个月获得的数据显示，该源已经恢复到其正常的光度，只有几个10^34 erg/s，而自旋下降的平均速率约为5x 10 e-8 s/s。
1999-12-08 astro-ph
ASCA Observation of the New Transient X-ray Pulsar XTE J0111.2-7317 in the Small Magellanic Cloud
新的瞬变X射线脉冲星XTE J0111.2-7317是在1998年11月18日由宇宙学和天体物理学高级卫星（ASCA）观测到的，这是在罗西X射线定时探测器上的正比计数器阵列发现它的几天之后。在0.7- 10.0 keV波段，该源的通量水平为3.6 × 10 ^-10 erg cm^-2 s^-1，如果假设该脉冲星在小麦哲伦星云中的距离为65 kpc，则对应的X射线光度为1.8 × 10^38 erg s^-1。在ASCA观测期间，明确检测到周期为30.9497 +/- 0.0004 s的近正弦脉动。脉冲分数较低，与能量关系不大，平均值为27%。当拟合到简单的幂律型模型时，能谱显示出低于~2 keV的大的软过剩。如果光谱符合"逆破幂律“模型，则软过量被消除，其中低于和高于1.5 keV的破能的光子指数分别为2.3和0.8。当~2 keV以上的光谱由幂律模型化时，软过量也可以由黑体或热韧致辐射来描述。然而，在这些模型中，热软组件需要一个非常大的发射区，因此很难解释所观察到的脉动能量低于2千电子伏。一个明亮的状态的源，使我们能够确定一个弱的铁线功能在6.4千电子伏的等效宽度为50 +/- 14 eV。脉冲相位分辨光谱揭示了轻微硬化的频谱和边缘指示的增加，在脉冲最大值的铁线强度。
2000-03-17 astro-ph
Polarized radio emission from the magnetar XTE J1810-197
我们利用Parkes射电望远镜研究了反常X射线脉冲星XTE J1810-197在1.4、3.2和8.4 GHz频率下的偏振辐射。我们发现，脉冲辐射几乎是100%的线偏振。线偏振的位置角在所观察到的脉冲轮廓上变化平缓，随观察频率或时间变化很小，即使脉冲轮廓在7个月的时间内发生了显著变化。在标准脉冲星“旋转矢量模型”的背景下，观测到的位置角摆动与宽剖面相结合有两种可能的解释。在第一个例子中，磁轴和旋转轴基本上没有对准，发射源位于磁层的高处，就像其他年轻的射电望远镜一样，而且光束比例很大。在第二种解释中，磁轴和旋转轴几乎对齐，视线几乎在整个脉冲相位上保持在发射区。我们不赞成这种可能性，因为观察到的热X射线通量的大调制。我们还测量了银河系磁场引起的法拉第旋转，RM = +77 rad/m^2，这意味着沿视线的平均磁场分量为0.5 microG。
2007-02-22 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
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
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
$γ$-Ray Pulsars: Emission Zones and Viewing Geometries
现在，康普顿GRO在高能光子中探测到了六颗年轻的恒星，显示出各种各样的发射效率和脉冲轮廓。我们在这里提出了一个计算模式的高能量发射的天空中的一个模型，假定$γ$ -射线生产的电荷耗尽的差距外磁层。这个模型解释了已知射电星的射电到$γ$射线脉冲偏移，以及高能脉冲轮廓的形状。我们还表明，$\sim 1/3$的发射年轻的无线电天体将不会被检测到由于波束效应，而$\sim 2.5 \times$的无线电选择的$γ$射线天体的数量将被视为只有高能量。最后，我们计算了偏振角的变化，发现在这幅图中自然地出现了以前被误解的蟹状星云脉冲星的光学偏振扫描。这些结果强烈支持外磁层位置的$γ-$射线发射。
1994-01-25 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
Transient pulsed radio emission from a magnetar
异常X射线双星（AXP）是缓慢旋转的中子星，具有非常明亮和高度可变的X射线发射，根据“磁星”模型，这些中子星被认为是由> 1 e14 G的超强磁场提供动力的。从1,700多颗磁场较弱的中子星上观测到的无线电脉动，从未在十几颗已知的磁星上探测到。X射线脉冲星XTE J1810-197在2003年被发现是第一颗具有瞬时发射的AXP，当时它的亮度从静止水平增加了100倍;一年后发现了一个未知来源的同步射电源。在这里，我们展示了XTE J1810-197发射明亮，狭窄，高度线性偏振的无线电脉冲，在每次旋转时都可以观察到，从而确定磁星可以是无线电脉冲星。在2003年的X射线爆发之前，没有任何无线电发射的证据（不像普通的超新星，它一直在发射无线电脉冲），流量每天都在变化。在所有射频下的通量大致相等--在>20 GHz时，XTE J1810-197是目前已知的最亮的中子星。这些观测结果将磁星与普通射电望远镜联系起来，排除了AXP的其他吸积模型，并为磁星的日冕提供了一个新的窗口。
2006-08-22 astro-ph
