BeppoSAX observations of rotation-powered pulsars
BeppoSAX号卫星在其寿命期间观测了几个孤立的双星，为了解这类源的X射线发射现象和特性作出了重要贡献。在本文中，我审查的光谱和定时从BeppoSAX观测结果。特别是，报告了三种Crab样（Crab，PSR B1509-58和PSR B 0540 -69）和三种毫秒级（PSR J 0218 +42，PSR B1821-24和PSR B1937+21）的结果。
2003-09-23 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
Do magnetars glitch? : Timing irregularities in anomalous X-ray pulsars
我们研究了几个反常X射线双星（AXP）的时间历史，发现它们表现出与射电双星相似的自旋不规则性。我们认为这些不规则性只是射电双星的毛刺，并将毛刺自旋降速解拟合到1 E ~2259+586，1 E ~1048.1-5937和4U~0142+61的数据中。推断的大小的毛刺（$ΔΩ$）是可比的，在无线电脉冲星毛刺。这些结果，我们认为，我们研究的三个AXP是孤立的中子星自旋磁偶极子辐射和冷却，磁场衰变和磁层粒子轰击的组合提供动力。
1999-04-09 astro-ph
ROSAT Timing of the LMC Pulsar 0540-69
我们提出了一个年轻的旋转动力脉冲星0540-69在大麦云的定时研究，基于130千秒的档案ROSAT数据跨越$\sim 3$年的时间。我们使用"$f- \dot f$"技术来测量脉冲星频率作为17个独立历元的频率导数的函数。从这些测量中，我们得出一个定时解决方案与制动指数$n = 2.5^{+0.6}_{-0.7}$，我们比较这个解决方案，以前的定时研究0540-69。使用这种基于频率的解决方案，我们创建了27个脉冲轮廓并执行到达时间（TOA）分析，以进一步研究脉冲星的计时行为。虽然我们可以成功地适应平滑的自旋下降模型的TOA子集跨越2年，我们无法获得可接受的相位一致的适合整个3年的TOA集。这一行为为0540-69中的定时噪声提供了第一个明确的证据。我们讨论了这些结果的影响，了解以前的研究的时间行为的0540-69。
1997-07-29 astro-ph
On the Amplitude of Burst Oscillations in 4U 1636-54: Evidence for Nuclear Powered Pulsars
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对低质量X射线双星（LMXB）4U 1636-54的一次热核X射线爆发过程中的581 Hz振荡进行了研究。我们认为，大的脉冲振幅附近爆发发病和光谱证据的结合，在上升期间的本地化发射强烈支持旋转调制的振荡机制。我们讨论如何自旋调制振幅，脉冲轮廓和脉冲相位光谱的理论解释可以提供中子星的质量和半径的约束。我们还讨论了这些研究结果的影响，拍频模型的kHz X射线变异LMXB。
1998-03-10 astro-ph
Lighthouses with two lights: burst oscillations from the accretion-powered millisecond pulsars
从吸积动力毫秒双星（AMP）中发现核动力脉动的关键贡献是建立了爆发振荡频率作为恒星自旋速率的可靠代理。这使快速旋转吸积中子星的样本增加了一倍，并揭示了在分裂极限附近没有任何恒星旋转的意外情况。由此产生的“制动问题”现在是理论学家们的主要关注点，特别是考虑到引力波发射在限制自旋中可能发挥的作用。然而，这并不是AMP的爆发振荡产生影响的唯一领域。爆发振荡计时正在发展成为一种很有前途的技术，用于验证AMP中的自旋可变性水平（一个相当有争议的话题）。这些来源也为我们理解仍然难以捉摸的爆发振荡机制提供了独特的输入。这是因为它们是我们唯一可以可靠地测量不均匀燃料沉积作用的恒星，当然还有磁场。
2008-08-19 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
Production and evolution of millisecond X-ray and radio pulsars
利用罗西X射线计时探测器进行的观测已经在低质量双星系统中发现了数十颗具有毫秒级自转周期的吸积中子星。其中18个是毫秒级X射线望远镜，由吸积或核燃烧或两者兼而有之提供动力。这些恒星有足够强的磁场，当吸积停止时，它们会变成毫秒级旋转动力（无线电）恒星。很少有（如果有的话）吸积或旋转动力的恒星具有高于750赫兹的旋转速率。有强有力的证据表明，一些吸积中子星的自旋上升受到磁自旋平衡的限制，而另一些中子星的自旋上升在吸积结束时停止。进一步的研究将显示某些吸积或旋转驱动的恒星的自旋速率是否受到引力辐射的限制。
2006-11-09 astro-ph
RXTE Observations of PSR J1105-6107
我们报告的X射线观测的年轻，充满活力的射电脉冲星PSR J1105-6107获得使用罗西X射线定时探测器。我们对正比计数器阵列数据的时间分析没有发现来自该源的X射线脉动的证据。我们设置了一个新的上限脉冲X射线通量从脉冲星的18%，在2-10千电子伏波段，占空比为0.5。我们改进的上限支持这样一个假设，即ASCA X射线卫星在PSR J1105-6107方向上看到的X射线发射是脉冲星驱动的同步加速器星云的结果。
1998-09-28 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
Discovery of the accretion-powered millisecond X-ray pulsar IGR J00291+5934
本文报道了利用Rossi X射线定时探测器对第六颗吸积动力毫秒脉冲星IGR J 00291 +5934的观测结果。源是一个微弱的，经常性的X射线瞬态最初确定的积分。599 Hz（1.67 ms）脉动在2-20 keV范围内的分数均方根幅度为8%，其形状近似为正弦曲线。脉冲显示出依赖于能量的相位延迟，6-9 keV的脉冲比能量较低的脉冲早到达85 us。没有发现X射线爆发、下降或日食。这颗中子星在一个2.46小时的圆形轨道上，有一个质量很低的施主，很可能是一颗褐矮星。该系统的双星参数类似于第一颗已知的吸积毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658。假设质量转移是由引力辐射驱动的，2004年的爆发通量是典型的，3年的重现时间意味着至少4千秒差距的距离。
2005-02-11 astro-ph
Discovery of the first accretion-powered millisecond X-ray pulsar
在20世纪80年代早期发现的毫秒射电望远镜的确切起源直到今天仍然不确定。它们可能是由X射线双星系统中的吸积低磁场中子星演化而来的。如果是这样的话，这些恒星应该以毫秒的速度旋转。根据这一思想，在X射线双星中发现的50 Hz和1 kHz附近的准周期振荡，以及在X射线爆发中发现的几个100 Hz的漂移振荡都被解释为弱磁化中子星的毫秒自旋。然而，在15年的搜索中，预期的来自X射线双星的相干毫秒信号仍然难以捉摸。在这封信中，我们报告了这种信号的第一个例子的发现。使用罗西X射线定时探测器，我们发现持续的2.49毫秒X射线脉动的X射线双星，我们解释来自吸积动力毫秒X射线脉冲星的系统。这是已知的第一个此类物体。当吸积完全停止时，它很可能会变成毫秒射电脉冲星。该源的位置与已知的瞬态X射线爆发源SAX J1808.4-3658重合，这也使其成为第一颗表现出热核X射线爆发的X射线脉冲星。
1998-04-21 astro-ph
Discovery of the accretion-powered millisecond pulsar SWIFT J1756.9-2508 with a low-mass companion
我们报告的发现由雨燕伽马射线暴探险家的第八个已知的瞬态吸积动力毫秒脉冲星，SWIFT J1756.9-2508，作为日常观测的一部分，与雨燕突发警报望远镜硬X射线瞬态监测。这颗脉冲星随后被雨燕上的X射线望远镜和罗西X射线定时探测器正比计数器阵列观测到。它的自旋频率为182赫兹（5.5毫秒），轨道周期为54.7分钟。伴星的最小质量在0.0067到0.0086太阳质量之间，取决于中子星的质量，质量的上限是0.030太阳质量（95%置信水平）。如此低的质量与褐矮星模型不一致，与白矮星模型的比较表明，伴星是一个以氦为主的施主，其热冷却至少被吸积通量的辐射适度减缓。没有发现X射线爆发、倾角、日食或准周期振荡。目前的爆发持续了大约13天，在档案数据中没有发现更早的爆发。
2007-09-11 astro-ph
Timing diagrams and correlations in gamma-ray bursts signal jets from accretion into black holes
本文分析了498个亮伽马射线暴（GRB）的时间特性。持续时间（T90）的大范围伴随着脉冲定时特性（包括上升时间、下降时间、FWHM和脉冲之间的间隔）的中值的类似大范围。四个时序图，这些脉冲特性T90的，并显示4个脉冲时序特性和T90的中值之间的幂律关系，而且幂律依赖于在一个一致的方式上的脉冲数每伽玛射线暴。时序图是由脉冲群中脉冲的相关特性引起的，并且可以通过包括多普勒增强因子γ、由射流和不同的祖先引起的观看效应的因素的组合来解释。具有类似T90值的伽玛暴在脉冲数上有很宽的范围。具有大量短脉冲和光谱硬脉冲的伽玛暴可能发生在具有较高平均伽玛值的均匀喷流中，也可能发生在靠近旋转轴的具有较高伽玛值的非均匀喷流的轴附近。具有较少脉冲的较不明亮的伽玛暴可能起源于更远离不均匀喷流的轴。伽玛暴中的脉冲具有六个独特的统计特性，包括时间间隔之间的相关性，脉冲幅度之间的相关性，脉冲幅度和时间间隔之间的相关性，以及与GRS 1915+105中的不稳定性的联系。时序图和相关脉冲表明，伽马射线暴是由吸积过程提供动力的，吸积过程发出了黑洞形成的信号。
2002-06-17 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
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
X-ray and gamma-ray observations of millisecond pulsars
在过去十年中，几种灵敏的X射线和伽马射线仪器的发射预示着毫秒双星研究的一个新时代。目前在X射线谱窗内探测到的毫秒双星约有30颗，其中包括位于球状星团内的那些，这代表了发射高能辐射的自旋下降动力双星总数的一个重要部分。本文报道了一个具有高能尾的发射X射线的毫秒双星子集的X/γ射线观测状况：PSR B1821-24、PSR J 0218 +4232和PSR B1937+21。讨论了未来在软（INTEGRAL）和硬（AGILE/GLAST）伽马射线下探测这3毫秒双星的前景。
2003-12-08 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
Magnetar-like Emission from the Young Pulsar in Kes 75
我们报告了在超新星遗迹Kes 75的中心探测到来自年轻脉冲星PSR J1846-0258的类磁星X射线爆发。这颗脉冲星长期以来被认为是旋转驱动的，其表面的偶极磁场为4.9 × 10^13 G，高于绝大多数旋转驱动的磁星，但低于之前发现的12颗磁星。爆发伴随着突然的通量增加和前所未有的时间行为变化。这些现象降低了与类磁星行为相关的磁性和旋转阈值，并表明在中子星中存在连续的磁性活动，其随推断的磁场强度而增加。
2008-02-13 astro-ph
The Disk-Magnetosphere Interaction in the Accretion-Powered Millisecond Pulsar SAX J1808.4-3658
最近用罗西X射线定时探测器发现了第一颗已知的吸积动力毫秒脉冲星，这是对吸积盘与弱磁性（B <10 ^10 G）中子星的磁场相互作用的第一次直接探测。我们表明，相干脉动的存在下，从一个弱磁性的中子星在很宽的吸积率的地方强有力的约束模型的磁盘磁层相互作用。我们认为，简单的Mdot ^（3/7）标度律的开普勒频率在磁相互作用半径，广泛用于模拟磁盘吸积到磁星，是不符合的观测SAX J1808.4 - 3658大多数建议的状态方程的稳定中子星。我们表明，通常被忽视的多极磁矩，辐射阻力，和广义相对论的影响，必须考虑建模时，这样的弱磁性系统。仅使用非常一般的假设，我们就得到了SAX J1808.4 - 3658的偶极子磁矩的可靠估计值μ~（1 - 10）x10^26 G cm ^3，这意味着在恒星赤道处的表面偶极子场约为10^8 - 10^9 G。因此，我们推断，在吸积阶段结束后，这个源将成为一个正常的毫秒射电脉冲星。最后，我们比较这个脉冲星的物理性质的非脉冲，弱磁性中子星的低质量X射线双星，并认为，从后者的相干脉动的情况下，并不一定意味着这些中子星有显着不同的磁场强度从SAX J1808.4 - 3658。
1999-02-09 astro-ph
The X-ray Timing Behavior of the X-ray Burst Source SLX 1735-269
我们首次报道了银河核球源和X射线爆发源SLX 1735-269的快速X射线变率。用Rossi X射线定时探测器观察到的功率谱的特征在于强的带限噪声分量，其在0.1-2.3 Hz的中断频率以下近似平坦;在该频率以上，功率谱以指数为0.9的幂律下降。在观察到的最高计数率下，宽的凸起叠加在该带限噪声上。功率谱是非常相似的其他低光度中子星低质量X射线双星（LMXB）和黑洞候选人时，这些类型的源在其最低的观测质量吸积率吸积。然而，我们确定了SLX 1735-269的X射线可变性的一个不寻常的方面：当推断的质量吸积率降低时，断裂频率增加。这与其他来源通常观察到的情况相反。唯一观测到同样行为的源是吸积动力毫秒X射线脉冲星SAX J1808.4-3658。SLX 1735-269没有观测到振幅上限为2.2%rms的相干毫秒脉动。在SLX 1735-269中观察到这种行为增加了SAX J1808.4-3658和其他中子星LMXB之间的相似性，迄今为止还没有观察到相干脉动。我们希望，其他来源将表现出同样的行为时，这些来源详细研究在其最低的质量吸积率。
1999-03-30 astro-ph
Recent X-ray measurements of the accretion-powered pulsar 4U 1907+09
利用Rossi X射线定时实验（RXTE）上的正比计数器阵列，对吸积X射线脉冲星4U~1907+09进行了X射线观测，获得了自1984年以来的第一个脉冲周期Ppulse：Ppulse=440.341[+0.012，-0.017] s。4U 1907+09是一个蓝超巨星双星系统。轨道参数得到了解决，这使得能够对1990年用Ginga获得的Ppulse测量值的轨道延迟效应进行校正。因此，可以从1983年，1984年，1990年和1996年获得的四个脉冲周期中提取三个自旋下降率。这些值在等于dPpulse/dt=+0.225 s/yr的值的8%以内。这表明脉冲星自1983年发现以来可能处于单调的自旋下降模式。此外，RXTE观测表明，在耀斑持续约1小时的瞬变~18秒振荡。这种振荡可以解释为磁层半径附近吸积盘的开普勒运动。这一点，以及共旋半径远大于磁层半径的任何可能值（因为长的自旋周期）的概念，使得这颗脉冲星不太可能像其他慢吸积X射线星那样在平衡附近自旋。我们建议，作为一种替代，也许经常发生的逆行瞬态吸积盘可能会一直减慢脉冲星。对耀斑的进一步观测可以提供更多的证据。
1997-11-25 astro-ph
HESS J1616-508: likely powered by PSR J1617-5055
HESS J1616-508是TeV天空中最亮的发射体之一。最近用INTEGRAL航天器上的IBIS/ISGRI望远镜进行的观测表明，一颗年轻的、邻近的高能脉冲星PSR J1617-5055是一颗在20-100千电子伏范围内的强有力的软伽马射线发射体。在本文中，我们提出了从INTEGRAL，斯威夫特，BeppoSAX和XMM-牛顿望远镜的所有可用数据的分析，以评估最有可能对应的HESS源。我们发现，燃料的X/γ射线发射的能源是来自脉冲星，无论是在位置形态的基础上，定时的证据和系统的能量。同样，脉冲星的1.2%的自旋能量损失需要为0.1-10 TeV的发射提供动力，这也与已知与脉冲星相关的其他HESS源完全一致。X/伽马射线和VHE源的相对大小与脉冲星发射的母电子的单一源的同步加速器和康普顿损耗的预期寿命一致。我们发现，没有其他已知的对象在附近可以合理地被认为是一个合理的对应HESS源。我们的结论是，有很好的证据来假设HESS J1616-508源是由PSR J1617-5055驱动的，其中同步加速器和逆康普顿过程的组合相结合，以创建从keV到TeV能量的宽带发射器的观察到的形态。
2007-07-05 astro-ph
Helium-rich thermonuclear bursts and the distance to the accretion-powered millisecond pulsar SAX J1808.4-3658
我们分析了Rossi X射线定时探测器对吸积驱动的401 Hz脉冲星SAX J1808.4-3658的观测，以精确确定源距离。虽然从1996年开始观测到的五次瞬时爆发的通量在不确定性范围内是恒定的，但爆发间隔变化很大，因此时间平均通量（和吸积率）下降了约40%。通过将时间平均X射线通量与引力辐射的预期质量传递速率相等，我们得出了3.4 kpc的距离下限。结合上限，假设在2002年10月爆发期间观察到的四个半径膨胀热核爆发最多达到纯He大气的爱丁顿极限，我们发现源的可能距离范围为3.4-3.6 kpc。基于对应物的光学/IR性质，隐含的倾斜度为i<~30度。我们比较了性质的爆发与点火模型。爆发之间的时间足够长，热CNO燃烧显着消耗吸积的氢，使点火发生在一个纯氦层下面的稳定的氢燃烧壳。这是第一次，这种燃烧制度已被安全地观测确定。观察到的爆发能量给出点火时的平均氢分数<X>约为。0.1，并要求吸积氢分数X_0与CNO金属度Z_CNO之间的关系为Z_CNO = 0.001。0.03（X_0/0.7）^2.我们表明，在这种燃烧制度，测量的爆发复发时间和能量允许本地吸积率到恒星上的吸积组合物独立确定，给出了一个新的方法来估计源的距离，这是在良好的协议与我们的其他估计。
2006-07-11 astro-ph
Timing analysis of the isolated neutron star RX J0720.4-3125
我们提出了一个综合分析的XMM牛顿，钱德拉和Rosat的孤立的中子星RXJ 0720.4 -3125的观测，跨越总周期为\sim 7年。基于Δ C统计量和极大似然方法，我们建立了一个适用于稀疏事件表处理的极大似然周期图.我们的结果已经通过将另一个BeppoSAX数据集与观察时预测的周期进行“后验”检查：发现相位是一致的。自旋历史的研究和自旋下降率的测量对于区分X射线发射的性质所建议的可能机制是极其重要的。第一次测量的\dot P值为\approx 10^{-14} s/s。这个值不能用化石盘的扭矩来解释。当用偶极损耗解释时，它给出的磁场为B \approx 10^{13} G，这也使得该源是从低密度环境中吸积出来的说法不太可信。另一方面，我们也发现磁场不太可能从一个更大的值开始衰减（B \approx 10^{15} G，正如对一个由超强场耗散提供能量的磁星所预期的那样），因为这种情况预测的源年龄为\approx 10 ^4年，太年轻了，无法与观测到的X射线光度相匹配。观测到的性质更符合这样一种情况，即源是\approx 10^6岁，其磁场在寿命期间没有发生实质性变化。
2002-03-07 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
Precision X-ray Timing of RX J0806.3+1527 with CHANDRA: Evidence for Gravitational Radiation from an Ultracompact Binary
RX J0806.3+1527是一颗可能是已知轨道周期最短的候选双简并双星。该源在3.11 mHz（321.5 s）的假定轨道频率下显示出100%的X射线强度调制。如果这个系统是一个分离的，超紧凑的二元引力辐射应该以大约10-16 Hz/s的幅度驱动自旋。本文描述了使用Chandra对RX J0806.3+1527进行第一阶段相干X射线监测的结果。我们获得了总共70千秒的曝光在6个历元cummically间隔超过320天。这些数据最终表明，X射线频率以3.77 ± 0.8 x 10-16 Hz/s的速率增加。使用我们的新星历，我们能够逐步提高所有早期的钱德拉和ROSAT数据，并显示它们与过去十年的3.63 +- 0.06 x 10-16 Hz/s的速率一致。该值似乎与Israel等人最近主要通过监测光调制得出的值一致，并且与Hakala等人最初报告的解决方案大致一致，基于地面光学观测。大自旋与驱动演化的引力辐射损失一致。一个中间极（IP）的情况下，观察到的X射线周期是吸积白矮星的自旋周期似乎不太站得住脚。如果超紧凑的情况是正确的，那么X射线通量不能由稳定的吸积提供动力，这将驱动组件分开，这表明一种新型的能源（也许是电磁）可能为X射线通量提供动力。
2005-04-06 astro-ph
The Steady Spin Down Rate of 4U 1907+09
利用Rossi X射线计时探测器（RXTE）的X射线数据，报道了由吸积提供动力的高质量X射线双星（HMXRB）脉冲星4U 1907+09的脉冲计时结果，时间跨度近两年。除了先前测量的四个脉冲周期之外，我们测量了三个新的脉冲周期。我们能够连接脉冲到达时间的阶段超过一年。在超过15年的时间里，该源几乎一直以恒定的速率自旋下降，自旋下降速率为\dot ν=（-3.54 \pm 0.02）\times 10^{-14} Hz s ^{-1}。脉冲到达时间的残差产生了一个非常低水平的随机游走噪声强度\sim 2 \times 10^{-20} rad ^{2} sec ^{-3}，时间尺度为383天，比HMXRB脉冲星船帆座X-1的时间尺度低40年。噪声强度仅比低质量X射线脉冲双星（LMXRB）4U 1626-67大5倍。4U 1907+09的低定时噪声和非常稳定的自旋下降速率使得这个源在HMXRB中是独一无二的，除了4U 1626-67之外，还提供了另一个长期安静的自旋下降的例子。这些例子表明，在异常X射线双星（AXP）双星1 RXS J170849.0-400910和1 E 2259+586中观察到的扩展的安静自旋下降事件并不一定意味着这些源不是吸积双星。
2000-11-22 astro-ph
Discovery and study of the accreting pulsar 2RXP J130159.6-635806
我们报告了在不同时期用ASCA、Beppo-SAX、XMM-Newton和INTEGRAL对研究不足的源2 RXP J130159.6-635806进行的分析。该源显示出周期约为700 s的相干X射线脉动，平均自旋上升速率约为dnu/dt ~ 2 × 10 ^{-13} Hz/s。基于几乎同时的XMM-牛顿和INTEGRAL数据对2 RXP J130159.6-635806进行的宽带（1-60 keV）光谱分析表明，该源具有吸积动力X射线脉冲星的典型光谱，即具有高能量截止的吸收功率定律，光子指数Gamma ~ 0.5-1.0，截止能量~25 keV。源的长期行为，它的光谱和定时特性，往往表明一个高质量的X射线双星与Be同伴。我们还报告可能的红外对应物2 RXP J130159.6-635806的识别。星际红化不允许我们强烈地限制对应物的光谱类型。然而，后者与Be星是一致的，这种恒星经常在吸积动力的X射线双星中观察到。
2005-08-25 astro-ph
X-ray Timing of PSR J1852+0040 in Kesteven 79: Evidence of Neutron Stars Weakly Magnetized at Birth
105-ms X射线脉冲星J1852+0040是SNR Kes 79中的中心致密天体（CCO）。我们报告了一个敏感的上限，其无线电通量密度为12 μ Jy在2 GHz使用NRAO GBT。使用XMM和Chandra在2.4年的跨度上进行计时，显示其旋转周期没有显着变化。周期导数的2 σ上限导致，在偶极自旋下降形式主义中，能量损失率E-dot <7 e33 ergs/s，表面磁场强度B_p < 1.5e11 G，特征年龄tau_c = P/2 P-dot> 800万年。这个τ_c比信噪比的年龄大3个数量级，这意味着脉冲星出生时是在当前周期旋转的。然而，PSR J 1852 +0040的X射线光度L（bol）~ 3e 33（d/7.1 kpc）^2 ergs/s是E点的很大一部分，这对旋转动力假设提出了挑战。相反，它的高黑体温度（0.46+/-0.04 keV）、小黑体半径（~ 0.8 km）和大脉冲分数（~ 80%）可能是极冠吸积的证据，可能来自超新星碎片组成的后备盘。当B_p <1 e ~（10）G时，吸积盘可以穿透光柱体并与磁层相互作用，而对中子星产生的力矩仍在观测范围内。另一个CCO，424-ms脉冲星1 E 1207.4-5209，从它的稳定自旋和软X射线吸收线也推断出一个弱的B场。我们提出这个起源的无线电安静CCO：B-场，来自湍流发电机，是较弱的，如果NS形成旋转缓慢，这…
2007-05-07 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
Interior matter estimates of the X-ray pulsar in SAX J1808.4-3658 from mass-radius and rotation measurements
约束超核密度物质的物态方程，探测SAXJ1808.4 -3658中X射线脉冲星的内部成分。在我们的估计中，我们考虑了Wijnands和van der Klis使用Rossi X射线定时探测器发现的持续2.49 ms的X射线脉动，这被解释为来自低质量X射线双星中的增能毫秒X射线脉冲星，以及Leahy等人在1998年和2005年爆发期间分析的SAXJ1808.4 -3685光变曲线的相应质量半径数据，射线源自中子星的表面。
2008-01-27 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
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
A Glitch in an Anomalous X-ray Pulsar
本文报道了在Rossi X射线定时探测器的定时观测中发现的11 s反常X射线脉冲星1 RXS J170849.0-4000910的突然自旋上升。事件发生在MJD 51446之间（1999年9月25日）及51472（1999年10月21日），很好地表征了旋转频率的增加，（Δ nu / nu）=（6.2 +/- 0.3）x 10^-7，自旋下降速率的增加（Δ \dot v/ \dot v）=（1.38 +/- 0.25）x 10^-2。这些值与船帆座射电脉冲星和其他年轻射电脉冲星中观测到的毛刺非常相似。因此，这一事件表明，这颗异常X射线脉冲星的内部结构与射电脉冲星相似。特别地，它意味着不与地壳共转的中子超流体中的部分转动惯量>= 1%。在这颗异常的X射线脉冲星中检测到一个小故障，限制了中子星小故障起源的模型。最值得注意的是，它挑战了排除长周期中子星故障的模型，并在磁星假说下表明，热中子星中可能发生大故障。这个小故障与磁星模型对异常X射线星体的预测是一致的，但是仅仅使用我们的观测结果不能排除吸积动力的情况。
2000-05-16 astro-ph
The Physics of X-ray Emission from Accreting Millisecond Pulsars
通过分析SAXJ1808.4 -3658上的Rossi X射线定时探测器数据，我们证明了在中子星表面汤姆逊光学深度为τ 1的热板（辐射激波）中，由康普顿化作用可以产生吸积动力毫秒双星中的X射线辐射。逃逸的辐射由两部分组成：黑体和硬康普顿尾。这些分量具有非常不同的角分布：黑体沿着板法线达到峰值（类似于“扇形”的发射模式），而尾部具有更宽的角分布（类似于“扇形”的模式）。这导致非常不同的可变性属性。我们建立了一个详细的X射线产生模型，考虑了多普勒增强、相对论像差和引力光弯曲。我们能够再现不同能量的脉冲轮廓，相应的相位滞后，以及时间平均光谱。得到了中子星半径的限制条件：当质量M=1.6 Msun时，半径R~11 km;当质量M=1.4 Msun时，半径R~8.5 km。我们提出了简单的解析公式计算光变曲线和振荡幅度预期热点的X射线爆发和吸积动力毫秒射电望远镜。我们还提出了一个解析表达式，可以用来确定的黑体发射区域的大小从所观察到的属性。
2004-01-12 astro-ph
Multi-Satellite Observations of Cygnus X-1 to Study the Focused Wind and Absorption Dips
高质量X射线双星系统是由其施主恒星的恒星风提供动力的。天鹅座X-1的X射线状态与定义质量吸积环境的风的性质相关。接近轨道相位0的Chandra-HETGS观测允许以高分辨率分析光电离恒星风，但由于软X射线吸收下降造成的强烈变化，需要同时进行多卫星观测以跟踪和了解连续体。除了早期的联合钱德拉和RXTE观测，我们目前的第一个结果，从最近的运动，代表了最好的宽带频谱的天鹅X-1有史以来取得的：在2008年4月18日/19日，我们观察到这个源与XMM-牛顿，钱德拉，朱雀，RXTE，INTEGRAL，斯威夫特，和AGILE在X-和伽马射线，以及与VLA在无线电。在黑洞的完美合并之后，我们探测到了软X射线吸收的下降，这可能是由于聚集的风中的团块覆盖了超过95%的X射线源，其柱密度可能达到几个10^23 cm^-2，这也通过康普顿散射影响了20 keV以上的光子能量。
2008-11-03 astro-ph
Rapid X-ray Variability of Seyfert 1 Galaxies
塞弗特星系的X射线光度的快速且看似随机的波动为标准模型提供了早期的支持，在标准模型中，塞弗特星系是由一个从吸积盘中馈送的超大质量黑洞提供动力的。然而，自EXOSAT以来，几乎没有机会增进我们对最快速的X射线变异性的了解。XMM-牛顿的观测改变了这一点。本文讨论了XMM-牛顿观测塞弗特1星系的一些最新结果。特别注意将给予显着的相似性之间发现的时间性质的Seyferts和黑洞X射线二进制文件，包括功率谱和交叉频谱（时间延迟和相干性），和它们的影响，在工作中的物理过程中的Seyferts。
2004-12-30 astro-ph
PSR J2021+3651: A New Gamma-Ray Pulsar Candidate
COS B高能伽马射线源2CG 075+00，也被称为GeV J2020+3658或3EG J2021+3716，已经避免与低能对应物识别超过20年。我们提出了一个可能的识别与发现和随后的时间的年轻和充满活力的脉冲星，PSR J2021+3651，宽带阿雷西博脉冲星处理器在阿雷西博天文台。PSR J2021+3651的自转周期P = 104 ms，Pdot = 9.6 x 10^{-14}，意味着特征年龄T_c = 17 kyr，自旋下降光度Edot = 3.4 x 10^{36} erg s^{-1}。这颗脉冲星也与ASCA源AX J2021.1+3651重合。相关X射线源的亮度暗示X射线辐射主要由ASCA无法分辨的脉冲星风星云所控制。脉冲星出乎意料的高色散测量DM = 371 pc cm^{-3}和d > 10 kpc DM距离提出了一个新的问题：PSR J2021+3651是银河系边缘的一颗非常有效的伽马射线脉冲星吗？这是一个需要AGILE和GLAST来回答的问题。
2004-02-08 astro-ph
An X-ray View of Radio Millisecond Pulsars
近年来，钱德拉和XMM-牛顿的X射线观测大大增加了我们对旋转供电（无线电）毫秒双星（MSP）的理解。钱德拉对几个球状星团的深入研究已经探测到了许多MSP的X射线对应物，其中包括47个Tuc中的19个。这些调查表明，大多数MSP表现出热辐射从他们的加热磁极帽。这种热X射线发射的现实模型为了解中子星和中子星的基本物理提供了重要的见解。此外，在"黑寡妇“和特殊的球状星团”交换“双星MSP中观测到的双星内激波X射线辐射，对MSP风和相对论激波提供了有趣的见解。因此，X射线波段包含了无线电定时观测无法获得的有关MSP基本属性的有价值信息。
2007-11-15 astro-ph
Power spectra of black holes and neutron stars as a probe of hydrodynamical structure of the source. Diffusion theory and its application to Cyg X-1 and Cyg X-2 X-ray observations
本文从扩散理论的第一性原理出发，提出了一个由吸积提供能量的X射线双星系统傅里叶功率密度谱（PDS）形成的模型。X射线发射的时间特性被认为是驱动扰动在有界介质中扩散传播的结果。我们证明了所得到的PDS的积分功率P_x只是驱动振荡的积分功率P_dr的一小部分，它分布在整个磁盘上。由此产生的PDS连续体是两个分量的总和，一个低频（LF）分量，大概起源于扩展的吸积盘和高频（HF）分量，起源于源（康普顿云或日冕）的最内部。LF PDS分量具有幂律形状，在较高频率（"红“噪声）处指数为1.0-1.5，并且在特征（中断）频率（"白”噪声）以下具有平坦频谱。这种白-红噪声（WRN）连续谱包含了有界扩展介质的物理参数、扩散时间尺度和粘度与半径的依赖关系等信息。我们应用我们的PDS模型的RXTE和EXOSAT定时数据的样本，从天鹅X-1和天鹅X-2充分描述了这些来源的光谱跃迁。
2006-12-22 astro-ph
