A model for electromagnetic extraction of rotational energy and formation of accretion-powered jets in radio galaxies
本文给出了三维轴对称辐射磁流体动力学方程的自相似解，重新讨论了活动星系核和微类星体中吸积动力喷流的形成和加速。该模型主要依赖于电磁提取的旋转能量从磁盘等离子体和形成一个几何薄的超级开普勒层之间的磁盘和覆盖的电晕。在这一层的外流等离子体是耗散，双温，维里热，平流和电子质子为主。在这个模型中的磁盘的最里面的部分是免费的，次开普勒旋转和对流为主。这部分不再像标准圆盘那样辐射，大部分的吸积能量转化为磁能和动能，为喷流提供动力。讨论了这些截断圆盘的相应光度。
2003-07-16 astro-ph
Ultraluminous X-ray Sources Powered by Radiatively Efficient Two-Phased Super-Eddington Accretion onto Stellar Mass Black holes
许多最亮的超亮X射线源（ULX）的辐射光谱主要由硬幂律分量控制，可能由热的光学薄日冕提供动力，该日冕将从冷的光学厚黑洞吸积盘发射的软种子光子康普顿化。在其耗散和随后转换为日冕光子能量之前，负责为ULX现象提供动力的随机引力结合能必须通过电子散射介导的辐射扩散以外的方式与其起源质量分离。因此，ULX中吸积能量的释放不一定受到爱丁顿限制的光子捕获，只要它发生在日冕中。出于这些基本的考虑，我们提出了一个模型的ULXs供电的几何薄吸积到恒星质量的黑洞。我们认为，辐射效率的流量仍然很高，如果日冕被磁化或光学薄和大部分的吸积功率逃逸的辐射形式，而不是流出。在当前黑洞X射线二元范式的背景下，我们的ULX模型可以被视为在银河系源中观察到的非常高的状态的扩展。（节略）
2005-11-18 astro-ph
Pseudo-Schwarzschild Description of Accretion-Powered Spherical Outflow
利用Artemova等人提出的两种不同的赝Schwarzschild势。al，$^{1}$我们制定和解决的球对称跨音速流入和流出的相对论性强子压力介导的稳定的，站立的，球形激波的存在下，中心紧凑的对象，然后我们自洽连接的吸积风的解决方案，计算质量流出率$R_{\dot m}$的最小数量的流动参数。此外，我们研究的依赖性，这种速度上的各种边界条件的流动。
2002-12-10 astro-ph
Accretion-powered Stellar Winds as a Solution to the Stellar Angular Momentum Problem
我们比较提取的风从前主序星的角动量所产生的扭矩之间的相互作用的恒星和开普勒吸积盘。我们发现，风可以单独抵消自旋扭矩从质量吸积，解决了为什么吸积前主序星被观察到以小于10%的分裂速度旋转的奥秘，只要在恒星风的质量流出率是吸积率的10%。我们认为，这种巨大的风将由吸积功率的一部分$ε$驱动。对于经典金牛座T星的观测约束典型参数，$ε$需要在几个和几十个百分点之间。在这种情况下，恒星的有效制动将与吸积同时终止，这通常被认为可以解释年轻星团中恒星的旋转速度。
2005-10-03 astro-ph
Torque Reversal in Accretion-Powered X-ray Pulsars
吸积动力X射线治疗仪4U 1626 - 67、GX 1 + 4和OAO 1657 - 415最近出现了令人困惑的扭矩反向。这些反转的特点是时间尺度短，在几天的数量级，几乎相同的自旋和自旋下降率，和非常小的变化，X射线光度。我们认为这种现象是由质量吸积速率的逐渐变化所触发的吸积盘中突然的动力学变化的结果。当系统在内盘中从主要开普勒流过渡到基本上亚开普勒的径向平流时，这些突然的扭矩反向可能以临界吸积速率$\sim$ $10^{15}-10^{16}g~s^{-1}$发生。对于接近自旋平衡的系统，在开普勒状态下的自旋扭矩略大于平流状态下的自旋扭矩，与观测一致。这种突然的反转可能是脉冲星系统在自旋平衡附近的一个特征，其质量吸积率在一年或更长的时间尺度上调制到临界吸积率附近。有趣的是，激变变星和黑洞软X射线瞬变以类似于黑洞临界速率的吸积速率改变它们的X射线发射特性。我们推测脉冲星系统的动力学变化与白矮星和黑洞吸积盘系统有着共同的物理起源。
1997-10-14 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
Accretion-powered Millisecond Pulsar Outbursts
在过去的四年里，以吸积为动力的毫秒彗星的数量迅速增长，发现了六个新的例子，使样本总数达到七个。虽然前六个被发现的是每两年或两年以上活跃几周的瞬变，但最近发现的源HETE J1900.1-2455已经活跃了8个多月。我们总结了人口的瞬态行为，以估计长期的时间平均通量，并将这些通量等同于预期的质量传递速率驱动的引力辐射，以约束的距离。我们还估计6千秒差距的上限IGR J 00291 +5934的距离的基础上，从这个源的爆发的非检测。
2006-04-17 astro-ph
Can the anomalous X-ray pulsars be powered by accretion?
5-12秒“反常”X射线谱的性质仍然是个谜。在已经提出的解释AXP性质的模型中，最有可能的是：（1）孤立的吸积中子星是由索恩-迪伊特科夫天体演化而来的，这是由于在高质量X射线双星的共同包络演化过程中完全旋入，以及（2）磁星，这是一种具有超高（$\sim 10^{14}-10^{15}$ G）表面磁场的中子星。我们对吸积模型中预测的中子星自旋的变化进行了严格的检验，发现它不能解释在AXP中观测到的稳定的自旋下降。一个简单的分析也表明，任何围绕孤立的中子星的吸积盘的寿命都是极其有限的。对这类天体更有希望的解释是磁星模型。
1999-03-12 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
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
A study of the long term evolution of quasi periodic oscillations in the accretion powered X-ray pulsar 4U 1626-67
本文研究了一颗异常吸积X射线脉冲星4U 1626- 67的准周期振荡（QPO）的长期性质。这是一个独特的吸积动力X射线脉冲星，我们发现QPO存在于所有足够长的X射线观测与广泛的X射线观测。在目前的自旋下降时代的这个源，QPO中心频率被发现是减少。在这一辐射源的早期发展阶段，只有两份关于QPO探测的报告，分别是1983年EXOSAT和1988年GINGA探测到的QPO，而且有增加的趋势。4U 1626- 67在过去22年中的QPO频率演变从正趋势变为负趋势，这与该源的扭矩反转有些一致。在吸积动力X射线天体中，QPO频率与吸积盘的内径直接相关，如开普勒频率模型（KFM）和拍频模型（BFM）。早期的X射线光谱、通量和脉冲轮廓测量报告了吸积盘的逐渐耗尽。目前的QPO频率演化研究表明，X射线通量和质量吸积率的变化可能不是同一个因子，因此简单的KFM和BFM不能解释该源的QPO演化。这是唯一的X射线脉冲星显示持久的QPO，也是第一个吸积X射线脉冲星，其中QPO的历史是报告了很长的时间尺度与长期演化的吸积盘。
2008-01-11 astro-ph
Accretion powered spherical wind in general relativity
利用完全广义相对论计算，我们研究了非旋转黑洞在球形吸积过程中产生质量外流的可能性。引入相对论性强子压力支撑的稳定、静止、球对称的Schwarzschild黑洞激波面作为可能产生球风的有效物理势垒，通过同时求解描述球对称、跨音速、多方吸积和史瓦西黑洞周围的风。我们不仅提供了一个足够合理的估计$R_{\dot m}$，我们还成功地研究了依赖性和变化的各种物理参数上的流量。我们的计算表明，独立于初始边界条件，这种冲击产生的风的重子物质含量总是与激波后的流温度。
2002-12-04 astro-ph
Comptonization and the Spectra of Accretion-Powered X-Ray Pulsars
吸积动力X射线源是银河系中最明亮的X射线源之一。然而，尽管自发现以来进行了数十年的理论和观测工作，但还没有出现令人满意的X射线光谱形成模型。在本文中，我们报告了一个自洽计算的频谱出现从脉冲星吸积柱，其中包括一个明确的治疗的散装和热康普顿化发生在辐射为主的冲击，形成在吸积流。使用严格的本征函数展开方法，我们得到了封闭形式的格林函数描述的单色辐射注入到列的上散射的表达式。格林函数与韧致辐射、回旋加速器和黑体源项卷积，计算出射光子谱。我们表明，在冲击波中的光子的闪烁自然产生一个X射线光谱与一个相对平坦的连续和高能量的指数截止。最后，我们证明了我们的模型与明亮的脉冲星Her X-1和低光度脉冲星X Per的光谱有很好的一致性。
2007-04-17 astro-ph
Thermal and Bulk Comptonization in Accretion-Powered X-Ray Pulsars
我们发展了一个新的理论模型的吸积动力X射线光谱形成过程的基础上发生的吸积，冲击气体的体和热康普顿详细治疗。一个严格的本征函数展开方法获得的格林函数描述的散射的辐射注入到列从位于任意高度以上的恒星表面的单色源的散射的解析解。出射光谱的计算通过卷积的格林函数与源项对应的韧致辐射，回旋加速器，和黑体发射。冲击波中光子的散射与回旋吸收相结合，自然地产生了具有相对平坦的连续形状和高能量准指数截止的X射线光谱。我们证明，新的理论成功地再现了明亮的恒星Her X-1，LMC X-4和Cen X-3的相位平均光谱。在这些光源中，它表明，出射光谱占主导地位的康普顿韧致辐射。
2006-09-01 astro-ph
On the Formation of Accretion-powered Galactic and Extra-galactic Outflows
虽然被广泛观察到来自各种天体物理来源，但银河系和河外流出物形成背后的物理机制仍然笼罩在神秘的面纱中。此外，还无法准确计算这些事件中喷出的物质数量。本文提出了一个{ \em非自相似分析模型}，我们首次认为该模型能够通过同时求解跨音速吸积和外流的精确控制方程来解释外流形成现象和计算质量外流率。我们的模型预测了该速率对各种流动参数的依赖性，以及流出的{ \em精确}位置。
2002-12-06 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
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
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
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
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
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
Warped Disks as a Possible Origin of Torque Reversals in Accretion-Powered Pulsars
在几个通过吸积盘吸积物质的X射线天体中，已经观察到了上旋和下旋之间的神秘转变。在这些转变中，扭矩改变符号，但保持在几乎相同的幅度。先前已经注意到，交替的逆行和逆行盘流可以解释扭矩逆转的许多特征，尽管还不清楚稳定的逆行盘是如何形成的。我们认为，反转可能与磁盘有时被扭曲到这样的程度，内部区域变得倾斜超过90度。因此，该区域将变得逆行，导致负扭矩。吸积盘模型可以表明这种行为，如果考虑到由于辐照引起的翘曲不稳定性。由此产生的圆盘内部的“翻转”可以再现观测的大多数特征，尽管目前还不清楚是什么确定了这种现象发生的时间尺度。如果这个模型是正确的，它将有许多分支，例如，在自旋下降状态下，X射线源将主要通过吸积盘观察到。
1998-03-24 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
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
Accretion-Powered Stellar Winds III: Spin Equilibrium Solutions
我们比较了恒星风扭矩计算在以前的工作（纸II）的自旋和自旋下降的扭矩预计产生的磁之间的相互作用缓慢旋转（$\sim 10$ %的解体）前主序星和吸积盘。这个分析表明，恒星风可以带走比可以转移到磁盘的角动量多几个数量级的角动量，只要质量流出率大于太阳风。因此，平衡自旋状态的特征在于吸积所沉积的角动量和恒星风所提取的角动量之间的平衡。我们推导出一个半解析公式，用于预测平衡自旋速率仅作为$\dot M_{\rm w} / \dot M_{\rm a}$和无量纲磁化参数$Ψ\equiv B_*^2 R_*^2 (\dot M_{\rm a} v_{\rm esc})^{-1}$之比的函数，其中$\dot M_{\rm w}$是恒星风质量流出速率，$\dot M_{\rm a}$是吸积速率，$B_*$是恒星表面磁场强度，$R_*$是恒星半径，$v_{\rm esc}$是表面逃逸速度。对于吸积前主序星的典型参数，这解释了$\dot M_{\rm w} / \dot M_{\rm a} \sim 0.1$分裂速度的$\sim 10$ %的自旋率。最后，假设恒星风是由吸积功率的一小部分驱动的，导致$\dot M_{\rm w} / \dot M_{\rm a} \la 0.6$的质量流比的上限。
2008-02-12 astro-ph
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
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
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
Accretion-Powered Stellar Winds II: Numerical Solutions for Stellar Wind Torques
为了解释在大部分吸积前主序星（CTTS）中观察到的缓慢旋转，我们探索了恒星风在扭转恒星中的作用。为了使这种机制有效，恒星风需要有相对较高的流出率，因此可能由吸积过程本身提供动力。在这里，我们使用数值磁流体动力学模拟计算详细的2维（轴对称）恒星风的解决方案，以确定对恒星的自旋扭矩。我们探索了一系列与CTTS相关的参数，包括恒星质量、半径、自转率、表面磁场强度、质量损失率和风加速率的变化。我们还考虑了偶极和四极磁场的几何形状。我们的模拟表明，恒星风扭矩是足够大的旋转下来的“典型的”CTTS是重要的，质量损失率为$\sim 10^{-9} M_\odot$年$^{-1}$。风是广角，自准直流，如预期的磁转子风与适度快速旋转。四极场的情况下产生的扭矩比具有相同的表面场强度的偶极子弱得多，这表明磁几何形状在确定扭矩中起着根本性的作用。具有变化的风加速率的情况下，扭矩的变化要小得多，这表明风驱动的细节不太重要。我们使用我们的计算结果来拟合风中有效Alfvén半径以及扭矩的半解析公式。这允许相当大的预测能力，并且是对现有近似的改进。
2008-01-18 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
QPO frequencies and mass-outflow rates in black hole powered galactic microquasars
对于所有可用的赝Schwarzschild势，我们给出了一个与黑洞驱动的银河系微类星体的准周期振荡（QPO）和从这些天体中出现的钡离子喷流有关的吸积-流出耦合系统的非自相似模型.我们使用的垂直集成的1.5维模型来描述光盘的结构，其中的运动方程写在赤道平面上的中央吸积器，假设流动是在流体静力平衡在横向方向。本文首先建立并求解了轴对称旋转、平流、多跨音速黑洞吸积方程，其中可能包含RHSW，然后根据相关的吸积参数计算了相应的QPO频率$ν_{QPO}$。然后，我们认为，这种流动的激波后区域可以作为一个有效的流出产生的来源，我们计算，为{ \it相同}集的吸积参数用于计算的$ν_{QPO}$ s，什么分数的吸积材料，表示为$R_{\dot m}$，被吹作为激波产生的流出。用这种方法，我们从理论上研究了银河系微类星体的$ν_{QPO}$ s和$R_{\dot m}$ s之间的关系，并将理论结果与观测数据进行了比较。
2003-04-09 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
Modelling the outburst profile of X-ray powered millisecond pulsars
低质量X射线双星的爆发相对于矮新星激变变星的爆发是延长的，这是由于X射线照射盘的结果。我们表明，衰变光变曲线的时间尺度和它在一个特征时间的光度与吸积盘的半径有关。因此，一个好的X射线光变曲线允许两个独立的估计光盘半径。在毫秒级的射电望远镜SAXJ1808.4 -3658和XTEJ 0929 -314的情况下，这些估计之间的一致性非常强。我们的分析允许新的距离和吸积盘半径的测定。我们的分析将允许在外部星系的源的吸积盘半径的测定，从而约束系统参数，其他观测技术是不可能的。我们也使用X射线光变曲线来估计传质速率。在2002年的SAXJ1808.4 -3658爆发中观察到的破指数衰减可能是由圆盘的自阴影变化引起的。
2008-10-30 astro-ph
Constraints on Torque-Reversing Accretion-Powered X-ray Pulsars
在X射线脉冲星4 U 1626-67、GX 1+4和OAO 1657-415中观察到的突然扭矩逆转可以通过吸积流旋转从Keplerian到亚Keplerian的转变来解释，这种转变发生在临界吸积速率$\sim 10^{16}-10^{17}g/s$。当一个脉冲星系统在跃迁前接近平衡自旋时，系统在跃迁到亚开普勒后进入自旋下降。如果一个系统很好地进入了自旋上升区，这种转变可能会导致自旋上升速率的急剧下降，但不会导致突然的自旋下降。这些可观察到的类型的突然的扭矩变化是区别于平稳的扭矩变化所造成的开普勒流中的${\dot M}$的变化。当脉冲星磁场$B_*\sim 5\times 10^{11}b_p^{-1/2}L_{x,36}^{1/2}P_{*,10}^{1/2}G$为零时，观测到的转矩反转是可以预期的，其中磁距参数$b_p\sim$为几个，$L_{x,36}$为$10^{36} erg/s$中的X射线光度，$P_{*,10}$为脉冲星自旋周期10 s。观测到的准周期振荡（QPO）周期严格约束模型。对于4U 1626-67，${\dot M}\approx 2.7\times 10^{16}g/s$和$b_p^{1/2} B_*\approx 2\times 10^{12}G$。我们估计了GX 1+4的${\dot M}\sim 6\times 10^{16} g/s$和$b_p^{…
1997-10-14 astro-ph
The Nature of Stellar Winds in the Star-Disk Interaction
星风对于金牛座T星吸积的角动量传输可能很重要，但这些风的性质仍然没有得到很好的约束。我们提出了一些模拟结果的假设，热（~ 1 e6 K）从金牛座T星的日冕风，我们计算出预期的发射特性。对于解决角动量问题所需的高质量损失率，我们发现辐射损失将远远大于吸积过程所能提供的能量。我们把一个上限的质量损失率从吸积动力日冕风的~ 1 e-11太阳质量每年。我们的结论是，吸积驱动的恒星风仍然是一个很有前途的解决恒星角动量问题的方案，但风必须是冷的（~ 1 e4 K），因此不是由热压力驱动。
2007-07-02 astro-ph
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
X-ray Preionisation Powered by Accretion on the First Black Holes. I: a Model for the WMAP Polarisation Measurement
我们研究了在红移7<z<20的小质量星系中，存在由黑洞吸积产生的X射线引起的部分电离的第一阶段的可能性。这是其次是完全再电离的恒星源在z~7。WMAP测量到的汤姆逊散射的大光学深度τ_e=0.17是产生这种情况的原因。但这也与类星体在z~5-6处观测到的Gunn-Peterson槽相一致。我们用半解析程序研究了具有不同黑洞吸积历史和宇宙学参数的模型，发现X射线的“预电离”可以使星系际介质（IGM）的光学厚度从仅由恒星源给出的τ_e~0.06增加到0.1<τ_e<0.2，如果一部分5 × 10 ^-5的重子被吸积到低金属量坍缩产生的种子黑洞上，z~15之前的高质量恒星为了使预电离有效，需要在形成种子黑洞的第一个小质量星系中形成不可忽略的恒星。该模型预测矮球状星系中的黑洞质量可能是其恒星质量的5-40%。由黑洞吸积早期产生的红移X射线背景约占2-50 keV波段X射线背景的5-10%，目前估计的黑洞质量密度的一半左右是在早期形成的。来自红移背景的光子足以在红移z~处完全电离HeII在没有来自较低红移的类星体的任何额外贡献的情况下，平均密度星系际介质的温度保持在接近10^4 K，直到红移z~1。[删节]
2004-07-12 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
A Method for Black Hole Mass Determination in Accretion Powered X-Ray Sources
我们描述了一种方法，用于确定黑洞质量的基础上从高能光谱推断的信息。要求光谱能量分布由热分量和康普顿化分量组成。然后，原则上，我们可以推断已知距离的源的引力势阱的深度。热分量推断的积分的黑体光谱形式在磁盘上。我们假设，在磁盘中的色温分布有一个特定的形状，由Shakura-Sunyaev（1973）磁盘模型，在内部磁盘半径和无穷大趋于零，并在4.2 Schwarzchild半径的最大值。在该公式中，只有一个参数，即所谓的颜色校正因子，其将表观温度与表征热发射分量的有效温度相关联。我们已经利用改进的银河系黑洞二元动力学质量的测定，推导出，实际上，这个因素的经验校准。然后，我们提出了我们的几个类的代表性对象的观测数据分析;银河系黑洞X射线双星，窄线塞弗特星系（NLS 1），和“超发光”的河外X射线源（ULX）。然后，我们应用我们的质量测定计算，并提出我们的结果。我们认为，这种方法可以潜在地填补空白，在目前的知识NLS 1和ULX属性，并讨论如何更深入地了解这两个类有相关的更广泛的问题，如何宇宙黑洞，超越恒星质量领域，形成和什么是他们的整体质量分布。
2003-08-04 astro-ph
Binaries, microquasars and GLAST
对微类星体的相对论喷流的无线电和X射线观测显示了粒子加速到非常高能量的证据。此外，还有三颗双星目前已被确定为高能（> 100 MeV）和/或极高能（> 100 GeV）伽马射线的发射体。高能辐射可以来自微类星体喷流（吸积动力）或冲击脉冲星风（旋转动力）。我讨论的影响GLAST将在不久的将来对这种二进制文件的研究。GLAST有望揭示微类星体中吸积和抛射之间的联系，并能够探测旋转动力双星中小尺度的脉冲星风。
2007-04-04 astro-ph
Neutron stars in Microquasars
我们讨论了吸积中子星成为微类星体的“基本”条件，即喷射垂直于吸积盘的相对论性粒子，而不是将盘材料限制在磁极并产生X射线脉冲星典型的两个发射帽。当B >/= 10^12 G时，喷流的产生被阻止，与吸积速率无关。这排除了经典X射线脉冲星发展出“微类星体相”的可能性，并且与这种脉冲星系统缺乏无线电发射相一致。相反，毫秒吸积动力的类星体可能显示出“微类星体相”，其中B < 10^7.5 G是有效的，而Z源的极限是B < 10^8.2 G。我们的分析意味着喷流可能是毫秒吸积动力恒星角动量汇的合适媒介。
2006-12-29 astro-ph
Accretion torque on magnetized neutron stars
在一些X射线中子星中观察到的自旋变化，以及盘-磁化星相互作用的数值模拟的理论结果，已经对盘吸积到磁化中子星上的传统图像提出了挑战。这表明在螺旋桨状态期间可能的吸积和随着吸积率增加的自旋下降扭矩。在这里，我们提出了一个模型的吸积扭矩施加的磁盘上的磁化中子星，假设吸积继续快速旋转。结果表明，吸积力矩具有不同于传统模型的一些特征，但与吸积动力磁化中子星的观测和数值计算结果一致.我们还讨论了它在X射线双星自旋演化中的可能应用。
2006-01-10 astro-ph
Gamma-Ray Bursts and Jet-Powered Supernovae
在过去的五年里，由一颗年轻的原中子星的中微子发射提供动力的核心坍缩超新星的传统范式受到了越来越多的挑战。这些挑战中最主要的是伽马射线暴（GRB）和似乎伴随它们的超新星。在这里，我们回顾了一些最近的-不那么最近的-伽玛暴和超新星的模型，其中强磁场，旋转，或吸积到一个黑洞发挥作用。这些高能爆炸的条件是特殊的，在这一点上，没有令人信服的理由在一般情况下援引它们。也就是说，99%的超新星可能仍然以传统的方式运行。
2002-11-04 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
X-ray Preionisation Powered by Accretion on the First Black Holes. II: Cosmological Simulations and Observational Signatures
我们使用宇宙学模拟研究星系际介质的早期人口的吸积黑洞的X射线电离和加热。通过考虑来自X射线背景的观测约束，我们找到了汤姆逊散射光学厚度的上限τ_e~0.17。来自这些早期源的红移软X射线背景产生：（i）在红移z~7之前低密度星系际介质中完全电离的原子氢（因此恒星再电离的特征是HII区域的瞬时重叠相），（ii）在z~3处的第二次HeII再电离，（iii）在低红移处将星系际介质加热到近10000 K。黑洞所在星系的软X射线波段的典型光度大约比钱德拉深场的灵敏度极限低一个数量级。在天空的每平方弧分上，大约有1000个这样的源，产生可探测到的波动。很少有更罕见的物体能够发光到足以在钱德拉深场中可见。XEUS和Con-X卫星将能够探测到更多的这些源，如果无线电很响，可以用来研究21厘米森林的吸收。早期X射线预电离的特征是在小角度尺度上产生次级CMB各向异性。我们发现，在这些模型中的温度波动的功率谱随角尺度的减小而增加（dT~16 μ K在1arcsec尺度），而对于恒星再电离的情况下，功率在较小的尺度上减小。我们还表明，红移21厘米辐射的中性氢可以边缘检测到的红移7<z<12的发射。在z~30左右的红移处，可以检测到这些模型所特有的针对CMB吸收的更强且更窄（在红移空间中）的信号。[删节]
2004-12-02 astro-ph
Models of Kilohertz Quasi-Periodic Brightness Oscillations
在16个中子星低质量X射线双星系统的吸积动力辐射中发现了千赫兹准周期亮度振荡（QPO），引起了对这些振荡起源的大量猜测和理论建模。这也导致了对这些QPO对中子星的性质和对它们的吸积流的影响的深入研究。在这篇评论中，我们描述的优势和劣势的模型，已提出的千赫兹QPO中观察到的吸积供电的排放。我们的结论是拍频模型，特别是声波点模型，是目前最有前途的。如果这些模型是正确的，那么千赫兹QPO提供了迄今为止对低质量X射线双星中中子星的质量和半径以及所有中子星中致密物质的状态方程的最强约束。
1997-12-18 astro-ph
XMM-Newton observations of IGR J00291+5934: signs of a thermal spectral component during quiescence
本文介绍了瞬时吸积动力毫秒脉冲星IGR J 00291 +5934在静止期的X射线观测结果。IGR J 00291 +5934是第一个在其静止光谱中显示出热成分的源。拟合这个组件与中子星大气或黑体模型，我们得到软温度（~64 eV和~110 eV，分别）。在这类的其他来源的硬光谱成分也存在，包括超过60%的未吸收的0.5-10千电子伏通量。将软成分解释为来自中子星的冷却辐射，我们可以得出结论，致密物体可以通过仅吸积<0.2太阳质量而旋转到毫秒周期。
2008-10-27 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
Evolutionary Baldwin Effect in AGN
假设活动银河核是由大质量黑洞吸积提供动力的，我们认为中心黑洞在活动星系核一生中吸积的物质导致的生长导致了亮度和光谱的演化。我们表明，紫外连续光谱的有效温度可能是反相关的黑洞质量和吸积动力的光度。我们估计的变化，由于黑洞的增长，并表明，合理的进化轨道和有效温度模型的等效宽度是反相关的连续发光度，从而意味着进化起源的鲍德温效应。
1998-12-01 astro-ph
Monte-Carlo simulations of thermal/nonthermal radiation from a neutron-star magnetospheric accretion shell
我们讨论的空间和时间相关的蒙特卡罗代码，我们已经开发出模拟相对论辐射输出紧凑的天体物理对象，耦合到福克-普朗克代码，以确定自洽轻子的人口。我们已经应用这个程序来模拟从一个磁化的中子星吸积壳附近的阿尔芬半径的辐射，再处理从中子星表面的辐射。我们探讨了由吸积率、恒星表面场和壳层波动水平所定义的参数空间。我们的研究结果与环礁源的发射、含有弱磁化中子星的软X射线瞬态X射线双星以及最近提出的异常X射线双星吸积动力发射模型有关。
2001-01-03 astro-ph
Indirect evidence for an active radio pulsar in the quiescent state of the transient ms pulsar SAX J1808.4-3658
毫秒射电双星是中子星，它们在低质量X射线双星阶段通过角动量转移而旋转起来。从吸积动力到旋转动力脉冲星的转变发生在吸积过程结束时的演化时间尺度上，但它也可能偶尔发生在经历瞬态X射线活动的系统中。我们获得了低质量瞬态X射线脉冲星SAXJ1808.4 -3658在静止时的第一个光谱。与黑寡妇毫秒脉冲星B1957+20类似，这颗X射线脉冲星在轨道周期上显示出很大的光学调制，这是由于被照射的伴星。利用伴星的亮度作为测辐射热计，我们得出结论，一个非常高的辐射光度，一个比直接观察到的大100倍，必须存在于系统中。这最有可能来自于一个旋转动力的中子星，它在静止时恢复活动。
2004-09-06 astro-ph
Contribution of Stellar Tidal Disruptions to the X-Ray Luminosity Function of Active Galaxies
活动星系核的光度函数在软X射线和硬X射线中的测量值低至~10^{42} erg/s。这种活动的一部分与大质量黑洞对恒星的潮汐破坏所释放的物质的吸积有关。我们估计的贡献的X射线光度函数的潮汐破坏过程。虽然这种贡献取决于一些鲜为人知的参数，但它似乎可以解释大多数软X射线或硬X射线光度<~10^{43}-10 ^{44} erg/s的X射线选择活动星系核。如果这是正确的，那么活动星系核的X射线光度函数的很大一部分是由暗端的潮汐破裂提供能量的源组成的，而亮端的源则是由非恒星吸积提供能量的。质量小于2 × 10^6 Msun的黑洞可能通过潮汐碎片的吸积而获得了它们现在的大部分质量。鉴于相当大的理论不确定性潮汐破坏事件的光变曲线的详细形状，我们专注于幂律光度衰减（如候选潮汐破坏事件中确定的），但我们也讨论了常数吸积率模型。
2006-02-13 astro-ph
Spectral properties of anomalous X-ray pulsars
本文研究了反常X射线谱（AXP）的持续辐射谱及其随自旋下降率$\dotΩ$的变化。首先，基于吸积动力模型，讨论了磁场和质量吸积速率对AXP光谱特性的影响。随后，研究了AXP的光谱性质与质量吸积率$\dot{M}$之间的关系。结果表明，光子指数与质量吸积率之间存在线性关系，光谱硬度随$\dot{M}$的增大而增大。一个可能的发射机制解释的光谱特性的AXP进行了讨论。
2003-06-30 astro-ph
An Accretion Model for Anomalous X-Ray Pulsars
我们提出了一个模型的异常X射线天体（AXP）的发射是由吸积从一个化石盘，建立从物质回落到中子星出生后。与时间有关的吸积驱动中子星朝向"跟踪“解决方案，在该解决方案中，恒星的旋转周期缓慢增加，同时吸积率下降。对于适当的选择磁盘的质量，中子星磁场强度和初始自旋周期，我们证明了一个快速旋转的中子星可以自旋到AXP的时间尺度上的特征，这些源的估计年龄。在其他情况下，中子星上的吸积作用在很短的时间后就停止了，恒星变成了一颗普通的射电脉冲星。因此，在我们的图片中，射电双星和AXP是从相同的基础人口，与模型相比，涉及中子星与超强磁场，需要一个新的人口与非常不同的性质的恒星。
1999-12-07 astro-ph
