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
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
What Makes an Accretion-Powered Millisecond Pulsar?
本文研究了吸积毫秒中子星的脉冲幅度与中子星质量的关系。由于脉动幅度随着中子星质量的增大而被抑制，因此在长时间吸积的系统中，探测到脉动的概率会降低。然而，在瞬态系统中，质量吸积是零星的，中子星可能具有较低的质量，可检测到的脉动的概率较高。我们提出这种机制作为迄今为止发现的少量毫秒X射线星的解释，以及它们作为快速星的出现，主要是在瞬态，低Mdot系统中。这一机制也可以定量地解释大多数LMXB中缺乏α-淀粉酶的原因。
2008-09-02 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
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
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
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
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 Luminosity and Energy Dependence of Pulse Phase Lags in the Accretion-powered Millisecond Pulsar SAX J1808.4-3658
软相位滞后，其中低能量带的X射线脉冲比高能量带的脉冲晚到达，几乎在所有吸积动力毫秒双星中都被观察到，但它们的起源仍然是一个悬而未决的问题。在2.5毫秒吸积动力脉冲星SAXJ1808.4 -3658的研究中，我们报告说，这些滞后的幅度是强烈依赖于吸积率。在爆发的最亮阶段，滞后的幅度随着吸积率的下降而增加;当爆发进入较暗的张开尾阶段时，这种关系就颠倒了。我们评估这一复杂的依赖性的背景下，两个理论模型的滞后，一个依赖于散射的光子的吸积盘和其他调用一个双组分模型的光子发射。在这两种情况下，营业额表明，我们正在观察到的来源过渡到“螺旋桨”吸积制度。
2009-04-13 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
Millisecond Pulsars in X-Ray Binaries
尽管有相当多的证据证明毫秒双星是通过低质量X射线双星（LMXB）中的持续吸积而旋转起来的，但事实证明，在LMXB中实际探测毫秒X射线双星是非常困难的。在80多颗含有中子星的LMXB中，只有5颗已知的由吸积提供动力的毫秒X射线爆发星，但还有另外11颗“核动力”毫秒爆发星，它们只在短暂的热核X射线爆发时才显示出自己的自旋。此外，2个吸积动力的超新星也表现出X射线爆发振荡，它们不寻常的特性，以及大多数LMXB中没有持续的脉动，表明许多LMXB中的磁场可能被吸积物质所隐藏。有趣的是，核动力中子星提供了一个统计上无偏的探测器，探测到了回收中子星的自旋分布，并显示出这种分布在730赫兹以上时会急剧截止，远低于大多数中子星状态方程的分裂自旋率。这表明有某种机制可以阻止或平衡由于吸积而导致的自旋上升，并且亚毫秒级的双星一定非常罕见（甚至可能不存在）。目前还不清楚是什么提供了必要的角动量汇，尽管引力辐射是一个有吸引力的可能性。
2004-07-30 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
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
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
Phase resolved spectroscopy of the accreting millisecond X-ray pulsar SAX J1808.4-3658 during the 2008 outburst
目标：我们获得了吸积毫秒X射线脉冲星SAXJ1808.4 -3658在2008年爆发期间的相位分辨光谱，以寻找施主星的签名，限制其径向速度半振幅（K_2），并获得对脉冲星质量的估计。方法：使用波文区的多普勒图像，我们发现在期望施主星的位置处有一个显著的（> 8 σ）致密点。如果这是施主星的特征，我们测量K_em=248+/-20 km/s（1 sigma置信度），这代表了K_2的严格下限。此外，He II的多普勒图显示了吸积盘的特征信号，并有一个暗示的增强发射，这可能是一个结果的潮汐扭曲的吸积盘，预计在非常低的质量比相互作用的双星。结果：K_2的下限导致f（M_1）>0.10M_sun的质量函数的下限。应用最大K-修正得到228<K_2<322 km/s和质量比0.051<q<0.072。结论：尽管数据的S/N有限，但我们能够在SAX J1808.4-3658中检测到施主星的签名，尽管在新爆发期间的未来观测仍然有必要证实这一点。如果导出的K_em是正确的，那么用动力学方法确定SAXJ1808.4 -3658中中子星质量的最大不确定性在于对倾角知之甚少。
2008-12-16 astro-ph
X-Ray Flux Decrease of the Accretion-Powered Millisecond Pulsar SAX J1808.4-3658 in Quiescence Detected by ASCA
1999年9月，在静止期用ASCA观测到吸积动力毫秒X射线脉冲星SAX J1808.4-3658。我们在SIS数据中检测到一个昏暗的X射线源，其位置与SAX J1808.4-3658一致。对于单个SIS，源计数率为（1.1+-0.4 x10 E-3 cts/s（0.5-5 keV），如果假设具有对应于1.3 × 10 E21 cm E-2的氢柱密度的低能吸收的光子指数2的幂律能谱，则其对应于（3+-1 x10 E-14 ergs/s/cm E-2。数据的统计质量不足以约束能谱或检测401 Hz相干脉动。我们比较的数据与BeppoSAX观测也在静止状态下，发现ASCA测量的X射线通量是至少比BeppoSAX测量的小4倍。我们讨论了可能的X射线发射机制，可以解释流量的变化，包括射电脉冲星和射电脉冲星冲击发射。
2000-09-19 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
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
The millisecond X-ray pulsar/burster SAX J1808.4-3658: the outburst light curve and the power law spectrum
报道了毫秒X射线脉冲星/爆发星SAXJ1808.4 -3658的X射线光变曲线和宽波段光谱特性。在1998年4月至5月的RXTE观测过程中，该源的3- 150 keV光度从峰值~ 9 E36 erg/s（对于4 kpc距离）下降了~100倍。然而，光谱是非常稳定的，并保持大致的幂律形状与光子指数约为2没有一个强大的高能量截止低于100千电子伏，类似于有时观察到的低光谱状态的X射线爆发。近似的平均光谱与指数截止功率定律与叠加的反射分量产生的e-折叠能量的90%的下限~270 keV。我们推测辐射占优激波中体运动的康普顿化可能是光谱形成的一种可能机制。X射线光变曲线的衰减部分在光度约为1 E35 erg/s时被突然截断。这种行为可能是由于离心抑制吸积（过渡到“螺旋桨”制度）以及磁盘的不稳定性。在任何一种情况下，中子星磁场强度的上限都是B <几个1 E7高斯。
1998-09-02 astro-ph
Aquila X-1 from outburst to quiescence: the onset of the propeller effect and signs of a turned-on rotation-powered pulsar
我们报告了1997年3月至4月BeppoSAX对Aql X-1的观测，这是第一次监测中子星软X射线从爆发衰变到静止的瞬态的光谱和时间变化特性的演变。我们观测到了快速的X射线通量衰减，在不到10天的时间里，源的光度从~ 10 ^{33} erg/s降到了~10^{36} erg/s。X射线光谱显示出一个幂律高能尾，光子指数为γ ~2，当源达到静止时，它硬化到γ ~1-1.5。这些观测结果，加上RossiXTE探测到X射线爆发期间的几毫秒周期性，可能表明快速的通量衰减是由中子星磁层非常快速的旋转引起的螺旋桨效应引起的。X射线的光度和硬光谱，掩盖了静态发射可以一致地解释为冲击发射的旋转动力脉冲星。
1998-03-26 astro-ph
Observations of millisecond X-ray pulsars
我目前已知的五个吸积驱动的毫秒X射线天体的观测审查，重点是罗西X射线定时探测器（RXTE）卫星获得的结果。在这篇评论中，一个突出的地方是发现的第一个这样的系统，SAX J1808.4-3658。目前，已经从这个来源检测到四次爆发，其中三次已经使用RXTE进行了研究。这使得这个源成为所有吸积驱动的毫秒彗星中研究得最好的例子。它在2002年10月的爆发特别令人感兴趣，因为在它的热核X射线爆发期间发现了千赫兹准周期振荡和爆发振荡。另外四颗吸积毫秒双星是在过去两年中发现的，迄今为止只发表了有限的结果。更多的评论可以在http://zon.wins.uva.nl/~rudy/admxp/上找到
2004-03-17 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
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
Accretion-driven millisecond X-ray pulsars
我提出了一个概述，我们目前的观测知识的六个已知的吸积驱动毫秒X射线类星体。在这篇评论中，一个突出的地方是SAX J1808.4-3658;它是第一个发现的这样的系统，目前已经从这个来源观察到四次爆发，其中三次已经使用罗西X射线定时探测器卫星进行了详细的研究。这使得SAX J1808.4-3658成为吸积驱动毫秒脉冲星的最佳研究例子。它最近一次爆发是在2002年10月，由于在I型X射线爆发期间发现了两个同时发生的千赫兹准周期振荡和近相干振荡，因此特别令人感兴趣。这是第一次（也是迄今为止唯一一次）在一个中子星自旋频率确切已知的系统中观察到这种现象。其他五个系统是在过去三年内发现的（IGR J 00291 +5934是在2004年12月才发现的），只有有限的结果已经发表。
2005-01-13 astro-ph
A transient I band excess in the optical spectrum of the accreting millisecond pulsar SAX J1808.4-3658
在2005年6月至7月的爆发期间，以四种颜色（BVRI）观察了瞬态毫秒X射线脉冲星SAX J1808.4-3658的光学对应物五周。在最初的16天里，光通量下降了2个量级，然后开始准周期性的次级爆发，时间尺度为几天，与2000年和2002年的情况相似。从这些测量得到的宽带光谱一般与X射线加热吸积盘的发射一致。在强度下降的前16天，光谱变得更红。我们认为，主爆发是由粘度变化驱动的不稳定性的内盘，并注意到与另一个吸积毫秒脉冲星，XTE J 0929 - 314，光谱变得更蓝的下降过程中的对比。在2005年6月5日（HJD 2453527）的夜晚，I波段的通量比之前或之后的夜晚亮了约0.45等，而BVR波段没有明显的增强。RXTE航天器在I波段积分期间探测到了I型X射线爆发。似乎不太可能再处理的辐射从爆发是足以解释所观察到的增加。我们认为，I带过剩的主要部分是由于同步辐射引发的X射线爆发。检测到V-I的其他几个显著的短持续时间变化。一个发生在约HJD 2453546在第一次二次爆发的早期阶段，可能是由于质量转移不稳定性或另一个同步辐射事件。
2006-05-25 astro-ph
Very low luminosities from the accretion-driven millisecond X-ray pulsar SAX J1808.4-3658 during quiescence
在毫秒X射线脉冲星SAX J 1808.4 -3658 2000年爆发期间，我们用BeppoSAX卫星三次观测到它。在这次爆发中，源是高度可变和不稳定的，巧合的是，我们只在源的光度非常低的时候才获得数据。在我们的观测中，我们发现了四个微弱的来源。最接近SAXJ1808.4 -3658位置的源仍相距约1.6'。如果我们假设BeppoSAX位置重建没有被完全理解，那么这个源只能用SAX J1808.4-3658来识别。我们还重新分析了1999年3月BeppoSAX号卫星的观测结果，当时源处于静止状态，在此期间，源被认为已被探测到（Stella等人，2000年）。根据这个源与上述距离SAXJ1808.4 -3658约1.6'的源的相似性（位置和光度），它们可能是同一个源。如果这个源不是毫秒脉冲星，那么在BeppoSAX对SAX J1808.4-3658的所有观测（2000年的爆发和1999年的平静）中，都没有探测到毫秒脉冲星。对SAXJ1808.4 -3658（Dotani，Asai，& Wijnands 2000）的ASCA静态数据的再分析证实，在这次观测中，源在静态中被安全地检测到。我们讨论了我们的结果为SAX J1808.4-3658的背景下，低质量X射线二进制瞬态的静态特性。
2002-01-30 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
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
Optical Photometry and Spectroscopy of the Accretion-Powered Millisecond Pulsar HETE J1900.1-2455
我们介绍了吸积毫秒脉冲星HETE J1900.1-2455的相位分辨光学测光和光谱学。我们的R波段光变曲线呈现出正弦调制，在接近轨道周期，我们最初归因于X射线加热的照射面的二级恒星。然而，进一步的分析表明，调制的来源更可能是由于旋进吸积盘造成的超级驼峰。一个广泛的Halpha发射线的多普勒层析成像显示发射环，与预期的吸积盘一致。使用发射环的速度作为对投影外盘速度的估计，我们将次级的最大投影速度限制为200 km/s，将次级质量的下限定为0.05 Msun。对于1.4 Msun的初级，这意味着轨道倾角很低，< 20度。利用观测到的短周期激变变星的次级质量与轨道周期的关系，我们估计次级质量约为0.085 Msun，这意味着初级质量的上限约为2.4 Msun。
2008-01-23 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
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
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
Studying Millisecond Pulsars in X-rays
在旋转动力的类星体中，毫秒类星体代表了一个进化上截然不同的类群。在无线电波段之外，软X射线范围（$\sim 0.1$ -10 keV）最适合研究这些迷人物体中的辐射机制。X射线观测揭示了毫秒双星发射的不同性质。对于它们中的大多数来说，大部分辐射是热源，从中子星表面的小斑点（极冠）发出，这些小斑点被脉冲星加速区产生的相对论粒子加热。另一方面，其他几个非常快速旋转的脉冲星表现出几乎纯粹的非热辐射，最有可能是在脉冲星磁层中产生的。也有一些例子，从由毫秒双星提供动力的X射线星云中检测到非热辐射，以及从以毫秒双星为伴星的双星系统中的脉冲星风中检测到非热辐射。本文评述了毫秒双星X射线观测中获得的这些和其它重要结果，以及在射电平静的中子星RX J1856.5-3754中寻找毫秒脉动的结果。
2006-08-17 astro-ph
The first outburst of SAX J1808.4-3658 revisited
用BeppoSAX号卫星上的宽视场照相机拍摄的唯一已知的吸积毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658 1996年爆发的数据，以比前一份报告更完整的数据覆盖面和更全面的分析技术进行了重新审查。另外一个I型X射线爆发被确定，它发生在持续发射低于探测极限的时候，大约在爆发最大值之后30天。这次爆发比前两次爆发长三倍，亮度增加50%。它是迄今为止WFC探测到的~1700个I型爆发中最亮的爆发。对数据的光谱分析显示，它与SAX J1808.4-3658的距离约为2.5 kpc。这是对先前报告的4千磅/平方英寸数值的更新。我们提出的证据表明，我们在脉冲星频率的振荡的存在下，在新发现的爆发的一部分。这样的振荡将支持这样一种观点，即其他物体中毫秒爆发振荡的频率非常接近中子星的旋转频率。
2001-04-17 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
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
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
An Energetic AGN Outburst Powered by a Rapidly Spinning Supermassive Black Hole or an Accreting Ultramassive Black Hole
在MS 0735.6 +7421星系团中央星系中，通过吸积来驱动10^62尔格的核爆发，这意味着在过去的1亿年里，其超大质量黑洞（SMBH）的质量增加了约6 × 10^8个太阳。我们将冷气体和恒星形成的上限分别设定为每年小于10^9个太阳质量和小于2个太阳质量。这些限制意味着，在球核中，有相当大一部分的冷气体已经被它的SMBH以每年约3-5个太阳质量的速度消耗掉了，而没有留下任何恒星形成的痕迹。除非黑洞的质量接近10^11太阳质量，否则恒星吸积或邦迪机制很难维持如此高的吸积速率。与其巨大的机械能相比，它在紫外线、碘和X射线波段的微弱核光度与其快速吸积到约5 × 10^9太阳质量的黑洞上的情况不一致。相反，我们认为活动星系核的爆发是由一个快速旋转的黑洞提供动力的。一个最大旋转质量为10^9太阳质量的黑洞包含了足够的旋转能量（约10^62尔格），足以在其整个生命周期中淬灭冷却流，并对在星系团和星系团的热大气中发现的过剩熵做出重大贡献。活动星系核反馈的两种模式可能是在以冷却晕为中心的椭圆星系中淬灭恒星的形成。一种是在富气系统中运行的吸积模式，另一种是在适度吸积率下运行的自旋模式。在MS 0735中，自旋猜想可以通过求助于质量大大超过10^10太阳质量的中心黑洞的邦迪吸积来避免。宿主星系异常大，3.8千秒差距的恒星核心半径（光赤字）可能见证了超大质量黑洞的存在。
2009-03-19 astro-ph
An observational review of accretion-driven millisecond X-ray pulsars
我目前已知的五个吸积驱动的毫秒X射线天体的观测审查。在这篇评论中，一个突出的地方是SAX J1808.4-3658;它是第一个被发现的这样的系统，目前已经从这个来源观察到四次爆发。这使得SAXJ1808.4 -3658成为该组中研究最好的例子。它最近一次爆发是在2002年10月，由于在I型X射线爆发期间发现了两个同时发生的千赫兹准周期振荡和近相干振荡，因此特别令人感兴趣。这是第一次在一个中子星自旋频率确切已知的系统中观察到这种现象。其他四个系统是在过去两年中发现的，只有有限的结果已经公布。由于新的现有的结果，预计在未来的所有五个来源，这一审查将只代表一个快照的吸积驱动毫秒X射线双星的当前观测知识。一个更广泛的和完全最新的审查可以找到在http://zon.wins.uva.nl/~rudy/admxp/。
2003-09-12 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
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 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
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
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
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
Swift observations of SAX J1808.4-3658: monitoring the return to quiescence
瞬态吸积毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658迄今已表现出几次爆发，但从未详细研究过从爆发到平静的转变。由于斯威夫特观测的灵活性，我们在2005年爆发期间首次监测到了衰变到静止。在与其他瞬态的差异，观察到广泛的光度变化。此外，在接近静止时，SAXJ1808.4 -3658似乎在两种不同的状态之间切换。我们解释它们的吸积状态的磁化，快速旋转的中子星。
2008-07-28 astro-ph
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
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
On the spin-up of neutron stars to millisecond pulsars in long-period binaries
研究了长周期双星（周期大于200 d）中中子星的吸积效率。利用α-盘模型，考虑到中心吸积光源对吸积盘的照射效应，我们导出了占空比和吸积效率的显式表达式，并给出了它们与双星系统参数和盘不稳定极限环的关系。我们表明，没有毫秒双星在宽的双星与圆形轨道和周期长于约200天，可以理解为光盘不稳定的后果，如果两个随后的爆发之间的静止阶段的持续时间是至少几十年。
2000-11-22 astro-ph
1-100 GeV Emission from Millisecond Pulsars
许多旋转驱动的毫秒双星是X射线发射的强大来源。我们提出的预测，这些源的伽马射线能量的光谱特性，使用模型的加速和对级联开放的磁场线以上的极冠。由于这些磁靶具有低表面磁场，大多数磁靶不能产生足够的磁对来完全屏蔽加速电场，从而使粒子加速到高空。超过1 GeV的辐射来自初级电子的曲率辐射，辐射反应受限的洛伦兹因子。的光谱是非常硬的幂律指数截止1和50 GeV之间，和光谱功率峰值附近的截止能量。因此，毫秒脉冲星是空气切伦科夫探测器的理想目标，能够达到低于50 GeV的能量阈值。
2005-10-05 astro-ph
X-rays from Radio Millisecond Pulsars: Comptonized Thermal Radiation
从许多旋转供电的毫秒双星（MSP）的X射线辐射被观察到主要是热性质。在PSR J 0437 - 4715中，已知最近的MSP，在2.5 keV以上观察到一个额外的微弱幂律尾，通常归因于非热磁层辐射。我们建议，硬发射在这个和其他类似的MSP，而不是由于弱康普顿热（黑体或氢气氛）极帽发射的高能电子/正电子的小光学深度在脉冲星磁层。该谱模型表明所有的软X射线都是纯热源的，这对中子星结构和脉冲星基础物理的研究具有重要意义。
2006-05-10 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
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
