Three new X-ray pulsars detected in the Small Magellanic Cloud and the positions of two other known pulsars determined
在小麦哲伦星云（SMC）中发现了三个新的X射线天体，另外两个天体的位置也已经确定，这些都是钱德拉天文台的存档数据。2002年5月至10月期间对SMC进行了一系列的五次观测。对这些数据的分析揭示了三个以前未知的X射线脉冲周期为34秒、503秒和138秒。脉冲星XTE J 0052 -725的位置也被准确地确定，它最初是由RXTE在2002年6月19日探测到的，以前探测到的7.78s RXTE脉冲星被确定为源SMC X-3。
2004-06-28 astro-ph
Two Years of Observations of the X-ray Pulsar SMC X-1 with the ART-P Telescope onboard the Granat Observatory
本文介绍了用格拉纳特天文台的ART-P望远镜对脉冲星SMC X-1的观测结果。我们调查的变化，从源的流量在几十天的时间尺度上。脉冲星的强度变化被证明是一致的存在下，在系统中的周期性的特征时间尺度为$\sim61$天。一个倾斜的吸积盘的进动，间接证实了低状态脉动的情况下，可能是负责观察到的变化。的源的光谱是很好地描述了一个幂律能量依赖的光子通量密度与$\sim1.5$的斜率和指数截止在能量高于$\sim14-18$ keV。我们估计了轨道平面和吸积盘平面之间的倾角以及中子星的磁场。
2004-03-02 astro-ph
Discovery of the Slowest X-Ray Pulsar in the SMC, AX J0049.5-7323, with ASCA
本文报道了在X射线源AX J 0049.5 -7323中发现的ASCA相干脉动。质心周期为755.5 ± 0.6 s，是SMC中X射线辐射源中最长的。通过ASCA观测发现，X射线光谱没有变化，光子指数约为0.8，光度约为5e 35 erg s^-1（0.7 ~ 10 keV）。爱因斯坦卫星和ROSAT卫星的档案数据表明，20多年来，通量一直小于1 e-12 erg s^-1 cm^-2（小于5e 35 erg s^-1），并且表现出大于10倍的变异性。我们认为AX J 0049.5 -7323是一颗有Be伴星的X射线脉冲星。
2000-11-14 astro-ph
Radio Pulsars in the Magellanic Clouds
我们报告的调查结果的小麦哲伦云（SMC）的射电望远镜进行了20厘米多波束接收器的帕克斯64米望远镜。这次调查的目标是一个更完整的区域的SMC比以前的脉冲星搜索，并提高了灵敏度的一个因素，约为两个脉冲星周期。这项调查对快速年轻的中风（P < 100 ms）更敏感，是第一次对毫秒中风敏感的SMC调查。在调查中发现了两个新的卫星，其中一个位于SMC内。调查中发现的非政府组织数量与使用几种方法得出的预期数量一致。我们还报告了在大麦云（LMC）的剑鱼座30区域偶然发现的一颗新脉冲星。这些发现使麦哲伦星云中目前已知的旋转动力行星总数达到8个。我们还对新发现的LMC和三颗已知的LMC双星进行了精确的时间测量。麦哲伦星云明亮恒星的年龄分布支持了这样一个猜想，即年龄小于500万年的明亮恒星平均比年龄更大的明亮恒星更明亮。
2000-11-17 astro-ph
Long Term Behavior of X-ray Pulsars in the Small Magellanic Cloud
使用罗西X射线定时探测器（RXTE）的SMC的4年监测活动的结果。这个大的数据集使详细调查的一个重要的样本SMC X射线二进制。发现了8个新的X射线源，共检测了20个不同的系统。光谱和时间参数，获得了18。在10颗恒星的情况下，观测到了重复爆发，从而可以确定这些系统的候选轨道周期。我们还讨论了SMC脉冲的空间分布和脉冲周期分布。
2005-06-02 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
BeppoSAX observations of the accretion-powered X-ray pulsar SMC X-1
我们在此介绍BeppoSAX对吸积动力X射线脉冲星SMC X-1在其40- 60天长的超轨道周期的下降阶段进行的三次观测所获得的结果。对数据的时间分析清楚地显示出中子星的持续自旋。能量分辨定时分析表明，SMC X-1的脉冲轮廓在能量小于1.0 keV时是单峰值，而在较高能量时存在一个额外的峰值，其幅度在MECS范围内随着能量的增加而增加。BeppoSAX号卫星数据的宽带脉冲相位平均光谱学是发现该卫星以来首次进行的，它表明，0.1- 80千电子伏能量带的能谱有三个组成部分，一个是可模拟为热黑体的软过剩部分，一个是具有高能指数截止的硬幂律部分，一个是6.4千电子伏的窄而弱的铁发射线。脉冲相位分辨光谱表明软光谱分量的脉动性质，如在其他一些二元X射线谱仪中所见，相对于硬幂律分量具有一定的相位偏移。软硬X射线脉冲轮廓的不同形状和相位表明软硬组分的不同来源。
2004-02-04 astro-ph
An Investigation of Be/X-ray Pulsars with OGLE-III Data
我们研究了八个SMC Be/X射线谱仪的OGLE-III数据的五个季节，没有其他的调查数据。我们已经确定了四个这样的双星系统的轨道周期，其中一个还显示出非径向脉动。SMC X-2的光学鉴定被重新考虑，但没有发现任何两个可能的候选人的周期。
2006-05-16 astro-ph
BeppoSAX and Chandra Observations of SAXJ0103.2-7209=2E0101.5-7225: a new Persistent 345s X-ray Pulsar in the SMC
我们报告的结果，1998年7月BeppoSAX观测领域的SMC，导致发现345秒脉动的X射线通量的SAXJ 0103.2 -7209。BeppoSAX X射线谱符合幂次吸收定律，光子指数为1.0，黑体成分kT=0.1keV。在2-10 keV能量范围内，未吸收的光度为1.2 × 10 ^{36} erg/s。在钱德拉最近的一次观测中，345 s脉动也被探测到。在过去的三年中，可用的周期测量提供了-1.7秒/年的恒定周期导数，使SAXJ 0103.2 -7209成为已知旋转最快的X射线源之一。BeppoSAX号卫星的位置与爱因斯坦源2E0101.5-7225和ROSAT源RXJ0103.2-7209的位置一致。自1979年以来，在过去的X射线任务的所有数据集中，该源都是在几个10^{35}-10 36} erg/s的光度水平上被探测到的。ROSAT的HRI和Chandra位置与已经提出的可能与2E0101.5-7225光学对应的m_V= 14.8Be光谱型恒星的位置一致。我们认为SAXJ 0103.2 -7209和2 E 0101.5 -7225是同一个源，是SMC中一颗相对年轻而持久的X射线脉冲星。
2000-01-25 astro-ph
ROSAT archival observations of 1SAX J0054.9-7226 = 2E 0053.2-7242, a newly discovered X-ray pulsar in the SMC
我们分析了13个档案ROSAT PSPC和HRI观测，其中包括一个新发现的59秒X射线脉冲星在小麦哲伦云，1 SAX J0054.9-7226 = 2 E 0053.2-7242的位置。在1991年至1996年期间，该源被探测到三次，亮度范围约为8 x 10^{34} - 4 x 10^{35} erg s^{-1}（0.1-2.4 keV）。在1991年10月8日至9日的观测中发现了59.072秒的高度显著脉动。ROSAT卫星的周期，加上RXTE和BeppoSAX卫星测量的周期，得出周期导数Pdot =-0.016 s yr^{-1}。1996年4月，通过ROSAT HRI探测，获得了更为精确的源位置（10角秒的不确定度），将1 SAX J0054.9-7226 = 2 E 0053.2-7242的可能对应物限制在3颗m_V > 15.5的恒星。
1998-04-20 astro-ph
Nature of the Soft Spectral Component in the X-ray Pulsars SMC X-1 and LMC X-4
本文介绍了用ASCA技术研制的两个高光度吸积供能X射线天体SMC X-1和LMC X-4的脉冲平均能谱和脉冲相位分辨能谱的研究结果。相位平均能谱明确地表明在这两个源中存在软过剩。如果软过剩被建模为一个单独的黑体或热韧致辐射型组件，脉冲相位分辨光谱SMC X-1表明，软组件也有一个脉动的性质。对于LMC X-4也是如此，尽管非常小的脉冲分数限制了统计显著性。脉动的软分量被发现有一个接近正弦曲线，不同的复杂的配置文件中看到的更高的能量，这可能是一个影响的涂抹。由于这些源的亮度非常高，软组分所需的发射区的大小很大（半径约为300-400 km）。我们表明，脉动性质的软组件是很难解释的，如果一个热的起源是假定it. We进一步研究与备用模型，如逆破幂律或两个不同的幂律组件，并发现这些模型也可以用来解释在低能量的过剩。软幂律成分可能是吸积X射线双星的共同特征，这是很难检测到的，因为大多数HMXB双星都在银河系平面内，并且经历了大量的星际吸收。在LMC X-4中，我们还测量了两个额外的日食中期时间，这证实了已知的轨道衰减。
2002-07-16 astro-ph
ASCA Discovery of a Be X-Ray Pulsar in the SMC: AX J0051-733
ASCA观测了小麦哲伦云的中心区域，发现了一个硬X射线源AX J 0051 -733，位于ROSAT源RX J0050.8-7316的位置，它有一颗Be星的光学对应物。从AX J 0051 -733中发现了323.1 +/- 0.3 s的相干X射线脉动。脉冲轮廓在软（0.7-2.0 keV）X射线带中显示出几个亚峰，但在硬（2.0-7.0 keV）X射线带中变为接近正弦。发现X射线光谱是硬的，并且通过具有1.0 +/-0.4的光子指数的幂律模型很好地拟合。用爱因斯坦天文台和ROSAT的档案数据对长期通量历史进行了检查;发现了因子> 10的通量变率。
1999-10-27 astro-ph
Multiwaveband studies of the hard ROSAT SMC transient 1WGA J0053.8-7226: a new X-ray pulsar
我们报告的两个光学候选人对应的X射线源在SMC，1 WGA J0053.8-7226，确定为一个偶然的X射线源从ROSAT PSPC档案，也观察到的爱因斯坦IPC。它的X射线特性，即硬X射线光谱、通量变化性和柱密度，表明它是一个硬的、瞬时的源，亮度为3.8 x 10 E35尔格/秒。XTE和ASCA的观测已经证实该源是一颗X射线脉冲星，自转周期为46秒。我们的光学观测揭示了误差圆内的两个可能的候选者。两者都表现出较强的H α和较弱的H β发射。光学颜色表明这两个物体都是Be型恒星。恒星的Be性质意味着对应的恒星很可能是Be/X射线双星系统。随后对其中一个天体进行的红外测光JHK显示该源的变化至少为0.5等，而与UBVRI和光谱观测几乎同时测量的（J-K）则表明IR超出约0.3等。
2000-08-31 astro-ph
Discovery of 1323 s pulsations from RX J0103.6-7201: the longest period X-ray pulsar in the SMC
XMM-牛顿对Be/X射线双星候选者RX J0103.6-7201的存档观测显示了周期约为1323 s的脉动。这使得RX J0103.6-7201成为小麦哲伦星云（SMC）中已知周期最长的X射线脉冲星。ROSAT、Chandra和XMM-Newton对RX J0103.6-7201进行的150多个X射线观测显示，在从天到年的时间尺度上，通量变化为50倍。利用从ACIS-I图像获得的精确位置，光学对应物被确定为V = 14.6等发射线星。RX J0103.6-7201在1 keV以上的EPIC光谱与吸收的幂律一致，柱密度在（6-9）x10^21 cm^-2之间，除了在一次观测中测得的极高值1.1x10^23 cm^-2强烈衰减了3 keV以下的幂律发射。在0.5和1.0 keV之间的软过量在光谱中是明显的，其在高度吸收的光谱中变得最可见。软分量可以通过热等离子体发射模型再现，其亮度与总的内禀源亮度密切相关。包括从其他三个SMC Be/X射线二进制扩展的线性相关性超过三个数量级的源强度的结果，强烈表明，相同的机制是负责产生的软发射。
2005-03-29 astro-ph
X-ray Pulsars in the Small Magellanic Cloud
小麦哲伦星云的XMM-牛顿存档数据已经被检查了以前未被检测到的X射线天体的存在。一个这样的脉冲星，周期为202秒，被检测到。它的位置与SMC中的早期B星一致，我们将其确定为高质量X射线双星（HMXB）。在这项研究的过程中，我们确定了可能的AXP CXP1J010043.1 -721134的脉冲周期为8.0 s，纠正了早期报告（Lamb等人，2002 b）的5.4 s周期。脉冲轮廓和光谱，这些对象以及最近发现的（Haberl和Pietsch 2004年）263秒X射线脉冲星。研究了24个来自SMC的光学识别HMXB分子系综的性质。双星和另外22颗X射线双星的位置还没有被确定为具有高质量的同伴，主要位于SMC的年轻（年龄$\le 3 \times 10^{7}$年）恒星形成区域，正如双星演化模型的基础上所预期的那样。我们发现SMC中的HMXB双星的自旋周期分布与银河系中的没有显著差异。对于那些有Be伴星的HMXB类星体，我们注意到自旋周期与最大X射线通量密度之间的负相关。(This Stella、White和Rosner（1986）以前已经注意到所有X射线双星的反相关性。Be双星的反相关可能反映了Be HMXB的自旋周期和轨道周期是相关的。我们注意到银河系Be HMXB双星的X射线光度和自旋周期之间存在类似的相关性，并推测利用这种相关性可以作为距离指示器。
2004-04-06 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
The Chandra survey of the SMC "Bar": II. Optical counterparts of X-ray sources
我们提出了最有可能的光学对应物的113 X射线源检测我们的钱德拉调查的中心区域的小麦哲伦云（SMC）的基础上OGLE-II和MCPS目录。我们估计，前景的污染和机会符合概率是最小的明亮的光学对应物（对应于OB型恒星，共35）。本文首次提出了13个大质量X射线双星（HMXB），其中4个是Be/X射线双星（Be-XRB），并确认了18个Be-XRB的分类。我们估计新的候选Be-XRB的年龄为1500万至8500万年，与Be星的年龄一致。我们还研究了“过剩”的Be-XRB的SMC领域所涵盖的钱德拉，与银河系相比。在光度低至约10^{34} erg/s时，我们发现SMC Be-XRB比银河系常见1.5倍，即使考虑到OB星形成速率的差异。这种残留过量可归因于SMC的金属含量较低。最后，我们发现，混合的Be-XRB与其他比他们的出生恒星的人口是不是一个问题，在我们的比较Be-XRB和恒星星族在SMC。相反，我们发现的SMC XRB人口的千秒差距尺度上的变化，有关OB星的形成率和他们的年龄，这导致不同的相对数量的恒星，因此XRB的变化的本地变化的迹象。
2008-12-05 astro-ph
OGLE observations of four X-ray binary pulsars in the SMC
本文介绍了小麦哲伦云中四个X射线脉冲双星系统（1 WGA J0054.9-7226、RX J0050.7-7316、RX J0049.1-7250和1 SAX J0103.2-7209）的OGLE测光数据的分析和解释。在每种情况下，可能的光学对应物都是根据其光学颜色来识别的。在RX J0050.7-7316的情况下，其光学光变曲线的规则调制似乎揭示了具有1.416天周期的椭圆调制。使用合理的质量的中子星和B星，我们表明，振幅和相对深度的最小值的I波段光变曲线的RX J0050.7-7316可以匹配的椭球模型，其中B星几乎充满其罗氏瓣。对于在0.12至0.20范围内的质量比，相应的最佳拟合倾角为约55度或更大。在这个特定的质量比范围内，当倾角大于60度时，中子星将被B星所食。因此，RX J0050.7-7316是进一步研究的良好候选系统。特别是，我们需要几种颜色的额外测光，最重要的是，B星的径向速度数据，然后我们才能得出更多关于组分质量的定量结论。
1999-08-31 astro-ph
Discovery of a 9-s X-Ray Pulsar, AX J0049-732, in the Small Magellanic Cloud
本文报道了ASCA在小麦哲伦星云（SMC）中发现的一颗新的X射线脉冲星AX J 0049 -732。脉冲形状为正弦，重心周期为9.1320 +/- 0.0004 s。X射线光谱符合吸收幂律模型，光子指数约为0.6，柱密度约为1.3 e22 cm^-2。在0.7-10.0 keV能量范围内，未被吸收的通量估计为~ 8 e-13 erg cm^-2 s^-1，对应于SMC距离为62 kpc时的X射线光度~ 4 e 35 erg s^-1。
2000-12-15 astro-ph
A Flaring X-ray Source with an Halpha-bright Counterpart toward the SMC
我们报告发现了一个耀斑X射线源与光学对应的H α发射和红色过剩，在SMC的方向。钱德拉望远镜进行的100千秒X射线观测在源CXO J005428.9-723107中探测到一个持续6千秒的耀斑。耀斑期间的X射线光谱与温度kT=2.5 keV的热等离子体一致。在耀斑后的静止期，光谱较柔和（kT= 0.4 keV）。时序分析未发现任何显著的周期性或QPO。用麦哲伦-巴德6.5米望远镜拍摄的光学图像显示在（0.9”）误差圆内有一颗恒星。这颗恒星的视星等V=19.17，具有增强的H α辐射（H α- r = -0.88），并且有很大的自行。其他的解释进行了探讨，导致识别为一个相对较近的（银河系）天龙座类的日冕活跃的恒星。
2008-11-11 astro-ph
Pulse-phase spectroscopy of SMC X-1 with Chandra and XMM-Newton: reprocessing by a precessing disk?
利用钱德拉X射线天文台ACIS-S和XMM-Newton EPIC-pn数据，给出了大质量X射线脉冲星SMC X-1五个不同时期的脉冲相位X射线光谱。X射线谱一致地显示出两个不同的分量，硬幂律和软黑体，kT_BB ~ 0.18 keV。对于所有五个历元，硬分量示出了简单的双峰脉冲形状，以及幂律斜率的变化，其在最大通量处变得更硬，在最小通量处变得更软。对于软分量，脉冲轮廓相对于幂律脉冲在形状和相位上在历元之间改变。软成分可能是由内部吸积盘对硬X射线脉冲星光束的再处理产生的。我们使用一个扭曲的内盘模型，由旋转的X射线脉冲星光束照射，模拟由于这种再处理的软组件中的脉动。我们发现，对于某些磁盘和光束的几何形状，旋进的照明吸积盘可以大致再现所观察到的长期变化的软脉冲轮廓。
2005-08-11 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
The SMC X-ray transient XTE J0111.2-7317 : a Be/X-ray binary in a SNR?
我们报告的意见，确认的身份的光学/红外对应的罗西X射线定时探测器瞬态源XTE J0111.2-7317。对应的建议是一个B 0-B2星（光度类III-V）显示红外过剩和强大的巴耳末发射线。从红化和系统速度测量得出的距离将源置于SMC中。不寻常的是，源表现出扩展的不对称H α结构。
1999-12-10 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
The recent pulse period evolution of SMC X-1
我们报告了1995年12月、1997年5月和1998年3月用ROSAT HRI观测到的SMC X-1三个新的高强度状态的观测结果，其中分别探测到周期为0.70769+/-0.00006秒、0.70706+/-0.00001秒和0.706707+/-0.00001秒的脉动。结合1991年10月和1998年3月ROSAT PSPC在高强度状态下观测到的脉冲周期，我们得到了该脉冲星近6.5年的上旋速率-dP/dt = 1.18+/-0.06 10^-11 s^-1，这与之前测量的平均上旋速率一致-dP/dt = 1.2 10^-11 s^-1，表明稳定的上旋仍在继续。1991年10月，在X射线低强度状态下，X射线关闭后约2周，也检测到了周期为0.709103+/-0.000003秒的脉动，在约10天内得出的周期导数为-dP/dt ~（1.1+/-0.7）10^-11 s^-1。这与一个在符号和大小上恒定的吸积扭矩是一致的。基于对脉冲星表观上旋行为的不同描述，讨论了脉冲星磁矩的大小。
1999-02-09 astro-ph
Optical properties of SMC X-ray binaries
本文首次对小麦哲伦云（SMC）中X射线双星的质量施主伴星的光学和红外特性进行了研究。在这项工作中，已经确定了几个新的对应物，并确认了可能的对应物，作为SMC中X射线天体的同伴，现在总共确定了34个这样的天体。此外，这项工作提出了三个新的二元周期，并确认两个X射线周期使用光学数据的对象在这一组。这种均匀的样品已被研究作为一个群体，以确定重要的一般特征，可能提供洞察这些系统的演变。特别是，光谱类分布显示出更大的协议与孤立的Be星，似乎是在一些分歧与银河系人口的Be/X射线双星的Be星。对Be伴星的长期光学调制的研究揭示了一组变化极大的天体，这一事实几乎肯定会对明显的X射线变化做出重大贡献。这些系统内的SMC的空间分布进行了调查，强烈建议大质量恒星形成和HI密度分布之间的联系。最后，对星周盘特征的研究揭示了与光学变率的密切联系，为这种盘的长期稳定性提供了重要线索。
2004-10-04 astro-ph
A Study of the Populations of X-ray Sources in the Small Magellanic Cloud with ASCA
宇宙学和天体物理学高级卫星（ASCA）对小麦哲伦云（SMC）进行了多次观测。分别构造软（0.7- 2.0 keV）和硬（2.0- 7.0 keV）波段的X射线镶嵌图像，后者提供SMC的第一个硬X射线视图。在信噪比大于5的条件下，从双波段影像中提取了39个源，并对所有源进行了时间和光谱分析。从12个X射线源中探测到相干脉动，其中5个是新发现的。发现12颗X射线双星中的大多数都具有长期的通量变化，因此它们很可能是X射线双星。另一方面，我们将四个超新星遗迹（SNRs）归类为热SNRs，因为它们的光谱显示出高度电离原子的发射线。我们发现，XBPs和热信噪比在SMC可以清楚地分开的硬度比（硬和软带之间的计数率的比率）。使用这种经验分组，我们发现许多XBP候选人在SMC中，虽然还没有从这些来源检测到脉动。通过比较SMC和银河系中的源种群，提出了SMC的恒星形成历史和演化的可能影响。
2000-02-08 astro-ph
Observations of the unusual counterpart to the X-ray pulsar AX J0051-733
本文报道了ASCA X射线脉冲星系统AX J 0051 -733的光学和红外观测结果。讨论了X射线源和可能的光学对应物之间的关系。从7年以上的长期光学数据，揭示了一个1.4d调制和异常快速的变化，在这个可能的二元周期。讨论了各种模型。
2002-01-18 astro-ph
Three New Long Period X-ray Pulsars Discovered in the Small Magellanic Cloud
小麦哲伦云越来越成为研究吸积和孤立X射线天体的宝贵实验室。我们添加到类紧凑SMC对象的报告发现的三个新的长周期X射线天体探测与{ \it钱德拉X射线天文台}。周期分别为152、304和565秒的三颗双星都显示出0.6 - 7.5 keV范围内的硬X射线谱。这三颗双星的源位置与已知的H-α发射源一致，表明它们很可能是Be型X射线双星系统。
2003-01-04 astro-ph
A search for X-ray counterparts of the millisecond pulsars in the globular cluster M28 (NGC 6626)
最近一次对球状星团的无线电观测已经使毫秒级星团的数量急剧增加。M28现在是拥有第三大恒星群的球状星团，仅次于泰山5和图克47。这促使我们重新审视M28上的钱德拉档案数据，以评估新发现的毫秒双星是否能在M28上发现的各种X射线源中找到对应物。PSR J1824- 2452 H的射电位置与CXC 182431-245217的位置一致，而M28中心附近的一些微弱的未分辨X射线发射则与毫秒双星PSR J1824- 2452 G，J1824 - 2452 J，J1824 - 2452 I和J1824- 2452 E一致。
2007-05-01 astro-ph
The Discovery of an Outburst and Pulsed X-ray Flux from SMC X-2 from RXTE Observations
罗西X射线定时探测器全天监测仪对SMC X-2的观测表明，该源在2000年1月至4月经历了一次爆发，其峰值亮度大于~10^38尔格·秒^-1。RXTE正比计数器阵列在这次爆发期间的观测揭示了周期为2.37秒的脉动的存在。然而，光学测光的光学对应物显示，该源仍然比1970年代发现SMC X-2爆发后半年多的时间要暗得多。
2000-11-22 astro-ph
A Possible Optical Counterpart for the Triple Pulsar System PSR B1620-26
我们已经搜索了球状星团M4的深光学图像，寻找PSR B1620-26系统中第三体的可能光学对应物。我们确定作为一个可能的光学对应物的恒星位于$0.3''$的名义脉冲星的位置与$V\approx 20$。这一星等与主序星系团成员$M\approx 0.45M_\odot$一致。然而，这颗恒星可能与较暗的恒星混合，并且机会叠加的概率是不可忽略的。
1994-07-26 astro-ph
Properties of X-ray Binaries in the Magellanic Clouds from RXTE and Chandra Observations
SMC的X射线二进制人口是非常不同的银河系组成，除了一个例外，完全是瞬态脉动的Be/中子星二进制。我们现在已经使用罗西X射线定时探测器监测这些SMC X射线天体超过10年，通常每周进行一次观测。RXTE观测得到了钱德拉天文台观测的补充。RXTE观测是非成像的，但可以对脉冲源进行详细的研究。相比之下，钱德拉观测可以提供精确的源位置和较低通量水平的源检测，但不提供相同的定时信息或延长的持续时间光变曲线，RXTE观测。我们总结了这些监测计划的结果，这些监测计划提供了深入了解SMC和银河系之间的差异，并在X射线天体的吸积过程的细节。
2008-10-27 astro-ph
Pulsar Counterparts of Gamma-Ray Sources
EGRET目录中的不明X射线源在银盘上的天体比在高银河纬度上的天体要多，高银河纬度的天体比较容易识别。另一方面，Egret/GRO任务已经确定了几个已知的射电望远镜作为伽马射线源，并发现了Geminga作为脉冲星的性质。如果Geminga不是一个独特的例子，因为它很可能不是，那么其他星系源实际上可能是无线电安静的孤立中子星。对于这些，识别工作是极其困难的，无论如何都应该从高分辨率X射线/光学数据开始。
1997-11-07 astro-ph
Determination of the mass of the neutron star in SMC X-1, LMC X-4 and Cen X-3 with VLT/UVES
我们目前的光谱监测活动的OB-star同伴的食X射线双星SMC X-1，LMC X-4和Cen X-3的结果。利用ESO甚大望远镜UVES获得的高分辨率光谱，高精度地确定了OB（超）巨星的径向速度轨道。光谱的优异质量提供了基于各条线测量径向速度曲线的机会，并研究由于例如X射线加热导致的线轮廓的可能失真对导出的径向速度幅度的影响。几条谱线显示出随轨道相位的内在变化。这些变化的幅度取决于线强度，因此提供了一个标准来选择不受失真影响的线。未失真的线显示出更大的径向速度振幅比失真的线，与模型预测一致。应用我们的选线标准，对于SMC X-1、LMC X-4和Cen X-3的OB伴星，平均径向速度振幅K（Opt）分别为20.2 +/- 1.1、35.1 +/- 1.5和27.5 +/- 2.3 km/s（1 sigma误差）。增加OB伴星的预计旋转速度的信息（从我们的光谱导出），X射线食的持续时间和X射线脉冲星的轨道参数（从文献中得到），我们得到SMC X-1的中子星质量分别为1.06^{+0.11}_{-0.10}、1.25^{+0.11}_{-0.10}和1.34^{+0.16}_{-0.14} M{sun}，LMC X-4和Cen X-3。SMC X-1的质量接近超新星产生的中子星的最小质量（~1 M{sun}）。我们讨论的影响，测量的质量分布的中子星的形成机制，在有关的大质量双星的演化…
2007-07-18 astro-ph
Search for the Optical Counterparts of Southern Anomalous X-Ray Pulsars and Radio-Quiet Neutron Stars in Young Supernova Remnants
我们报告了在超新星遗迹船尾座A、RCW 103和PKS 1209-52中寻找南半球异常X射线脉冲星1 E 1048.1 -5937和射电宁静中子星的光学对应物的情况。这些观测是用智利麦哲伦-1号6.5米望远镜上的新的MIT/CfA MagIC照相机进行的。我们提出了深多波段光学图像的X射线误差圆为这些目标，并讨论由此产生的候选人和限制。
2001-12-05 astro-ph
Optical Follow-up of New SMC Wing Be/X-ray Binaries
我们研究了最近在小麦哲伦星云中发现的Be/X射线双星的光学对应物。在对SMC机翼的钱德拉调查期间，总共探测到四个源，SXP 101，SXP 700，SXP 348和SXP 65.8。SXP 700和SXP 65.8以前是未知的。许多光学地面望远镜已被用于光学后续工作，提供红波段和蓝波段的覆盖。这导致了所有的对应物被归类为Be星，并证实了三个位于已知Be/X射线双星的银河系光谱分布内。SXP 101位于该分布之外，成为已知的最新光谱类型。对H α发射线的监测表明，所有的源棒SXP 700都有高度可变的拱星盘，这可能是它们相对较短的轨道周期的结果。还对SXP 65.8进行了相位分辨X射线光谱分析，揭示了在X射线束通过视线期间发射确实更硬。
2007-08-02 astro-ph
Search for the optical counterpart of the 16ms X-ray pulsar in the LMC
SNR N157 B中的16 ms X射线脉冲星PSR J 0537 -6910是已知速度最快的孤立（非回收）脉冲星，其旋转能量损失dE/dt约为4.8 10^38 erg/s，是能量最高的（与蟹状星云一起）。在这里，我们报告的结果，该领域的光学观测，最近进行的SUSI 2相机的NTT。在~ 3 arcsec X射线误差圆内观察到的天体很少，但没有一个能令人信服地与脉冲星联系在一起，它似乎在V ~ 23.4以下未被发现。PSR J 0537 -6910的光学光度Lopt < 1.3 10^33 erg/s，最多只能与其他非常年轻的蟹状星云和PSR B 0540 -69相媲美。
1999-12-14 astro-ph
Doubling the number of Be/X-ray binaries in the SMC
通过对小麦哲伦云（SMC）中X射线源和H α发射线天体星表的对比，发现Be/X射线双星中超过三分之二的光学Be星是在星表中发现的发射线天体。在此基础上，我们提出了多达25个X射线源，主要是从最近的ROSAT目录作为新的Be/X射线双星，并给出了他们可能的光学同行。另外，对于SMC中的五个尚未识别的X射线双星，我们建议用发射线星作为对应物。这比在这个附近星系中已知的高质量X射线双星系统的数量增加了一倍多。新的候选者的空间分布是类似的，已经确定的Be/X射线双星具有强烈的浓度沿SMC主体和一些系统在东翼。新的候选者主要贡献于Be/X射线双星的X射线光度分布的低光度端。与银河系中的光度分布比较，发现在高光度端没有显着差异，SMC中大量的低光度系统表明，许多这样的系统可能仍然在银河系中未被检测到。SMC中已知的Be与OB超巨星X射线双星的总体比例比银河系中的大一个数量级，然而，可能会显示出空间变化。而在东翼的比例是在银河系中的可比性没有超巨星X射线双星是目前已知的主体SMC。可能的解释包括在过去的~15 My不同的恒星形成历史。
2000-05-10 astro-ph
The eclipsing X-ray pulsar X-7 in M33
利用我们广泛的ROSAT X射线观测M33，我们确认了爱因斯坦源X-7的3.45天日食周期（Larson & Schulman，1997），并发现了0.31秒脉冲周期的证据。轨道周期、脉冲周期和观测到的X射线光度与SMC X-1非常相似。因此，我们认为M33 X-7是一颗中子星，它有一颗15-40 Msol的O/B伴星和一颗25-33 Rsol的高质量X射线双星，如果伴星几乎充满了它的洛希瓣的话。
1998-10-03 astro-ph
Chandra Detection of the X-ray counterpart of the High-magnetic field Radio Pulsar J1119-6127 in the Supernova Remnant G292.2-0.5
我们报告了钱德拉高级CCD成像光谱仪探测到与超新星遗迹G292.2-0.5相关的高磁场、~1600年历史、407 ms射电脉冲星J1119-6127的X射线对应物。钱德拉强大的成像能力还首次揭示了一个能量超过1.2 keV的3“x6”脉冲星风星云（PWN）。脉冲星及其伴生星云的X射线辐射可用光子指数为2.2（1.9-2.8）的吸收幂律模型来描述。相应的0.5-10 keV未吸收X射线光度为5.5（2.2-15.5）x10^32尔格/秒（在6千秒差距时）。当与其他两个具有类似自旋和磁性的类星体相比时，J1119-6127在将旋转动能转化为X射线发射方面的效率最低。这项研究表明，高磁场射电天体可以是重要的X射线发射体，需要钱德拉来研究射电天体和相关的微弱PWNe的发射特性。
2003-05-26 astro-ph
Search for the optical counterpart of the nearby pulsar J0108-1431
我们提出的第一个深光学观测的领域的老（$\sim 10^8$年），附近，孤立的脉冲星J 0108 -1431，试图检测其光学对应的结果。这些观测是使用VLT欧洲南方天文台Antu望远镜焦点上的FORS 1仪器进行的。澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）进行了观测，以确定无线电脉冲星在当前时期的准确位置。在V、B和U通带中获得的成像数据显示，在修改后的无线电位置下至$V \simeq 28$、$B\simeq 28.6$和$U \simeq 26.4$处没有对应物。对于130 pc的距离，估计从脉冲星的色散措施，我们的限制的光通量把上限$T=4.5\times 10^4$ K的表面温度的中子星，假设恒星半径$R_\infty=13$公里。我们的新的无线电位置允许我们把82 mas yr $^{-1}$的脉冲星自行的上限，为d=130 pc，这意味着一个横向速度$\la 50$公里秒$^{-1}$。
2002-09-13 astro-ph
An Optical Counterpart to the Anomalous X-ray Pulsar 4U 0142+61
异常X射线辐射的能量来源还不清楚，因此它们被称为异常辐射。与双X射线双星不同，它没有伴星，所以能量不能由伴星的物质吸积提供。旋转能量的损失，为无线电发射器提供动力，不足以为AXP提供动力。一般认为有两种模型：从诞生过程中遗留下来的大圆盘中吸积，或者与“磁星”相关的非常强的磁场（10 ^15 G）的衰变。在其他波长上缺乏对应物阻碍了我们对这些物体的理解。在这里，我们提出了对4U 0142+61周围区域的深层光学观测，这是X射线中最亮的AXP。我们在X射线源的位置发现了一个具有特殊光学颜色的物体，并认为它是光学对应物。光辐射太微弱，不可能存在大的吸积盘，但可能与磁星的磁层辐射一致。
2000-11-30 astro-ph
The optical counterpart of the supersoft Small Magellanic Cloud transient pulsar RX~J0059.2-7138
我们确定了SMC超软源RX~J0059.2-7138的可能光学对应物，其中$\sim$ ~ 14等星位于X射线误差圆内。我们提出了高分辨率的光学光谱，它揭示了强烈的HI发射和HeI吸收，指示的Be星。这种分类与我们从光学光度学中得到的颜色是一致的。因此，我们找到的证据，以支持现有的暂定识别该对象作为Be/X射线二进制，第一次展示发光的超软X射线发射。
1996-06-10 astro-ph
A Search for the Optical/Infrared Counterpart of the Anomalous X-ray Pulsar 1E 1841-045
我们已经对位于超新星遗迹Kes 73中心的异常X射线脉冲星1 E 1841-045的光学和红外对应物进行了搜索。我们提出了1 E 1841-045领域的第一个深光学和红外图像，以及排除误差圆中最亮物体作为可能对应物的光谱结果。考虑到与Kes 73的关联所预期的距离和吸收，这个区域中的一些更红的物体可以被认为是特别有趣的候选者。在源的方向上强烈的星际吸收不允许完全排除主序星大质量伴星的存在。
2000-07-17 astro-ph
The Likely Near-Infrared Counterpart to the Anomalous X-Ray Pulsar 1E 1048.1-5937
我们报告我们发现的可能的近红外对应的异常X射线脉冲星（AXP）1E1048.1-5937，从6.5米巴德（麦哲伦-I）望远镜在智利的观测。我们利用钱德拉X射线天文台的档案数据得出了X射线源的精确位置。这个位置是不一致的，从XMM-牛顿早些时候报告的位置，但我们表明，最初报告的XMM-牛顿位置遭受姿态重建问题。在包含目标的17 arcsec x 17 arcsec视场中，只有两个红外物体具有不寻常的颜色，其中一个的颜色与其他两个AXP的识别对应物的颜色一致。后一个天体也是在0.6角秒钱德拉误差圆内检测到的唯一来源，我们将其确定为1E1048.1-5937的对应物。这是第一个在多个红外波段探测到的AXP对应物，震级J=21.7（3），H=20.8（3）和K=19.4（3）。在较长的波长上，光谱平坦化的证据很少。
2002-09-25 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
Detection of new Optical Counterpart candidates to PSR B1951+32 with HST/WFPC2
还有几个确定的伽马射线天体在光学领域尚未被探测到。一个典型的例子是脉冲星PSR B1951+32，与复杂的CTB 80 SNR相关。以前的地面高速二维光学研究已经排除了V ~ 24的候选者。Hester（2000 a）报告了对CTB 80复合体的HST/WFPC 2观测档案的分析，该复合体显示了与脉冲星射电位置一致的致密同步加速器星云。进行类似的分析，我们已经确定了一个可能的光学对应物在这个同步加速器星云在V ~ 25.5 - 26，和另一个光学对应物候选人附近的V ~ 24.5。我们评估的现实中，这些对应的候选人在现有的脉冲星发射模型的背景下。
2002-07-23 astro-ph
Phase Variation in the Pulse Profile of SMC X-1
我们提出的定时和光谱分析的结果的高质量X射线脉冲星SMC X-1与钱德拉，XMM-牛顿，和ROSAT，采取1991年和2001年之间的X射线高状态观测。该源的L_X值约为3-5 x 10^38尔格/s，其光谱可以模拟为幂律黑体，kT_BB值约为0.18 keV，再处理后的发射半径R_BB值约为2 x 10^8 cm，假设到源的距离为60 kpc。能量分辨脉冲轮廓显示出几种不同的形式，其中一半以上包括第二个脉冲的软轮廓，以前只记录在硬能量。我们还检测到显着的变化，硬和软脉冲之间的相移，最近在她的X-1。我们建议用吸积盘的进动来解释观测到的软脉冲特征。
2004-11-02 astro-ph
An X-ray investigation of the NGC 346 field in the SMC (2) : the field population
我们目前的结果，从钱德拉观测的NGC 346集群，这是电离源的N66，最明亮的HII区域和最大的恒星形成区的SMC。在第一部分的研究中，我们分析了星团本身和恒星HD 5980的X射线性质。但是该字段包含其他感兴趣的对象。在钱德拉观测中，总共探测到75个X射线点源：这是以前X射线调查探测到的源数量的五倍。我们在这里详细研究它们的特性。由于高前景吸收，源具有相当高的硬度比。它们的累积光度函数在较高的光度下一般比SMC的其余部分陡峭。它们的吸收柱表明，大部分源属于NGC 346。使用DSS数据和新的UBVRI成像与ESO 2.2米望远镜，我们还发现了可能的对应物32这些X射线源，并估计了B光谱类型的大量这些对应物。这就意味着在这个领域中的大多数X射线源实际上都是X射线双星。最后，一些物体显示出X射线和/或光学可变性，需要进一步监测。
2002-12-09 astro-ph
New infrared object in the field of the SMC cluster NGC 330
我们报告了ISO（红外空间天文台）对小麦哲伦云中年轻人口稠密星系团NGC 330附近发现的新红外源的观测结果。用ISOCAM在4.5、6.75和11.5 $μ$ m处观测到该物体，并显示出明显的中红外过量，表明存在尘埃壳。光学对应物的现有观测结果与中红外ISOCAM数据一起表明，该天体很可能是一颗后AGB星或Be超巨星。集群成员和候选人的进化方案进行了简要讨论。
1999-12-06 astro-ph
Search for the Optical Counterpart of the Vela Pulsar X-ray Nebula
钱德拉X射线天文台对船帆座脉冲星区域的观测揭示了其同步加速脉冲风星云（PWN）的精细结构，该星云与蟹状星云PWN总体上相似。然而，与螃蟹相反，尚未报告在光学中检测到船帆座PWN。为了寻找X射线PWN的光学对应物，我们分析了用不同望远镜进行的深光学观测。我们比较了与钱德拉ACIS获得的光学图像，以寻找扩展的发射模式，可以确定为对应的X射线星云元素。虽然在光学图像中看到了一些特征，但我们没有发现与X射线结构的相关性。因此，我们得出结论，漫射光发射更有可能与主机船帆座SNR中的灯丝。在不确定性范围内，PWN光通量的推导上限与基于X射线数据外推的预期值是相容的。
2003-05-28 astro-ph
A likely optical counterpart of the G292.0+1.8 pulsar wind nebula
G292.0+1.8是一颗类似Cas A的超新星遗迹，包含年轻的脉冲星PSR J1124-5916，它为一个紧凑的环形脉冲星风星云提供动力，并在X射线中可见喷流。我们对脉冲星场进行了深度光学观测，以探测脉冲星及其星云的光学对应物。观测是在ESO VLT/UT 1望远镜上使用FORS 2的直接成像模式在V，R和I波段进行的。我们还分析了Chandra/ACIS-I，ACIS-S和HRC-S在X射线中获得的存档图像。在所有三个光学波段，我们检测到一个微弱的椭圆状星云，其亮度峰值和中心位置是一致的，在亚弧秒的水平与X射线的脉冲星的位置。该区域密集地挤满了背景恒星，但在减去这些恒星后，该物体的形态及其主轴的方向似乎与脉冲星星云环面区域最明亮的内部部分非常一致，几乎在X射线中看到边缘。在星云内，我们没有分辨出任何可以用脉冲星识别的点状光学物体，估计它对观测到的星云通量的贡献<~ 20%。从与光源位置和范围相当的物理区域提取X射线谱，并与测量的光通量相结合，编制了星云内部的多波长光谱。在G292.0+1.8的星际消光的不确定性中，它让人想起蟹状星云或PSR B540-69和J 0205 +6449脉冲星风星云光谱。探测到的星云的位置、形态和光谱特性表明，它很可能是G292.0+1.8中脉冲星及其风星云系统的光学对应物。
2008-10-10 astro-ph
XMM-Newton observations of the Small Magellanic Cloud: Be/X-ray binary pulsars active between October 2006 and June 2007
我们分析了2006年10月至2007年6月期间对小麦哲伦云（SMC）进行的8次XMM-牛顿观测，以研究高质量X射线双星系统。我们发现了新的周期为202 s（XMMU J005929.0-723703）、342 s（XMMU J005403.8-722632）、645 s（XMMU J005535.2-722906）和325 s（XMMU J005252.1-721715）的X射线双星，后者证实了钱德拉数据中的独立发现。此外，我们还发现了16个已知的Be/X射线双星和6个ROSAT分类的候选高质量X射线双星。从其中一个候选者RX J0058.2-7231中，我们发现了周期为291 s的X射线脉动，这使其成为XTE J 0051 -727的可能对应物。从已知的脉冲星中，我们将CXTEJ010206.6 -714115的脉冲周期修正为967 s，并在爆发中探测到了18.37 s的脉冲星XTEJ 0055 -727（= XMMJ004911.4 -724939），这使我们能够定位源。X射线谱的脉冲轮廓显示出从平滑到高度结构化的图案和不同的能量依赖性的各种各样的形状。对于所有候选的高质量X射线双星光学对应物可以确定的星等和颜色一致的Be星。其中20颗Be/X射线双星的X射线光度范围为1.5 × 10^35 erg/s -5.5 × 10^36 erg/s。大部分光谱由吸收幂律很好地表示，其平…
2008-06-25 astro-ph
