Discovery of Rapid X-ray Oscillations in the Tail of the SGR 1806-20 Hyperflare
在对2004年12月27日SGR 1806-20大耀斑脉动尾的RXTE/PCA测量中，我们发现了快速准周期振荡（QPO）。在大耀斑爆发后170 s开始的50 s内检测到约92.5Hz的QPO。这些QPO似乎是与增加发射的一个相对较硬的非脉冲分量，只看到7.56秒的自旋周期脉动远离主峰的阶段。在大耀斑爆发后200- 300 s，还观测到了18和30 Hz的准周期振荡。这是第一次在软伽马射线中继站或任何其他候选磁星的通量中明确检测到QPO。我们解释了最高的QPO的环形地震模式与阿尔芬波沿磁层磁力线传播的耦合。最低频率的QPO可能会提供中子星内部磁场强度的间接证据。
2005-05-12 astro-ph
Large X-ray Flares from LMC X-4: Discovery of Milli-hertz Quasi-periodic Oscillations and QPO-modulated Pulsations
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）的观测数据，报道了在大质量X射线脉冲双星LMC X-4的大X射线耀斑中发现的毫赫兹准周期振荡（QPO）和QPO调制脉动。耀斑的光变曲线表明，除了~74mHz相干脉动外，还存在两个频率为~0.65 - 1.35和~2 - 20mHz的时变时间结构。这些相对长期的结构出现在功率密度谱中，作为mHz QPO，以及在相干脉冲频率周围的发达的边带，这表明相干脉动的幅度由mHz QPO的幅度调制。一个有趣的特征是，虽然第一个耀斑在相干脉冲频率周围显示出对称的边带，但第二个耀斑由于~2 - 20 mHz的QPO而在较低频率的边带中显示出显著的过量发射。我们讨论的起源的QPO使用的组合的拍频模型和修改后的版本的开普勒频率模型。根据我们的讨论，似乎有可能将~0.65 - 1.35和~2 - 20 mHz QPO的起源分别归因于中子星的旋转频率和在共转半径附近的大吸积团块的开普勒频率之间的拍频，以及团块在开普勒半径为2 - 10 × 10^9 cm处的轨道运动。
2001-01-22 astro-ph
Discovery of the upper kilo-Hz QPO from the X-ray transient Aql X-1
我们报告了1997年至2007年期间使用Rossi X射线定时探测器从中子星X射线瞬变天鹰座X-1（Aql X-1）探测到的千赫兹（>~600 Hz）准周期振荡（kHz QPO）的全面分析。在kHz QPO源中，Aql X-1是特殊的，因为到目前为止仅报告了一个kHz QPO，而在大多数源中，通常检测到两个kHz QPO（较低和较高kHz QPO）。因此，迄今为止报告的QPO的识别是模糊的，尽管有人提出它们可能是较低的QPO。在以前的工作后续，我们确认识别的QPO以前报告为较低的QPO，因为他们的高品质因数和品质因数与频率的依赖性，这是类似于在其他来源中观察到的。结合包含较低QPO的所有数据段，我们首次检测到较高kHz QPO。在其他来源中，中子星的自旋频率大于400 Hz（在Aql X-1中为550.25 Hz），两个kHz QPO之间的频率差接近自旋频率的一半。基于这一结果，我们重新研究了中子星自旋和kHz QPO频率之间的联系，以表明，一个模型，其中的分离的较低和较高的QPO与中子星自旋频率仍然是一样好的任何简单的模型。
2007-11-30 astro-ph
Discovery of kilohertz quasi-periodic oscillations and state transitions in the low-mass X-ray binary 1E~1724-3045 (Terzan 2)
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）的正比计数器阵列对低质量X射线双星1 E ~1724- 3045进行了99个点观测，研究了其快速X射线时间变，首次包括了该源在岛状和香蕉状状态下的观测，证实了该源的环礁性质。我们报告发现的千赫兹准周期振荡（kHz QPO）。虽然我们有5个检测到较低的kHz QPO和一个检测到较高的kHz QPO，在没有一个观测中，我们同时检测到两个QPO。通过比较不同环礁源中kHz QPO的均方根振幅与能量的依赖关系，我们得出结论，该信息不能用于明确识别千赫兹QPO，如以前所认为的。我们发现Terzan~2在不同状态下表现出与其他中子星低质量X射线双星（LMXB）相似的计时行为。我们研究了2004年2月和2005年10月之间观察到的通量转换，并得出结论，他们是由于吸积率的变化。
2008-06-25 astro-ph
Discovery of twin kHz quasi-periodic oscillations in the high galactic la titude X-ray transient XTE J2123--058
我们报告了在新的X射线瞬态XTE J2123-058的持续X射线通量中发现的双kHz准周期振荡（QPO）。1998年7月14日，我们在Rossi X射线定时探测器上用正比计数器阵列采集的数据中探测到了QPO，当时源计数率约为爆发峰值水平的50%。QPO的频率为853+/-4 Hz和1129+/-8 Hz。峰宽为32（+11/-8）Hz和50（+17/-13）Hz，均方根振幅分别为6.1%（+0.7/-0.6）和6.5%（+0.9/-0.8）。QPO频率随计数率略有增加，振幅随光子能量略有增加。根据颜色-颜色和硬度-强度图中的外观、低频功率谱和kHz QPO的强度，该系统可以被归类为环礁源。源显示了五个I型X射线爆发。到源的距离估计约为10（5-15）千秒差距，加上银河系的高纬度36.2度，表明源位于星系晕内。
1999-01-13 astro-ph
Discovery of X-ray QPOs from an Ultra-luminous X-ray Source in M82: Evidence Against Beaming
本文报道了利用XMM-Newton卫星上的EPIC CCD相机在星爆星系M82的一个超亮X射线源（ULX）的大于2 keV的X射线通量中发现了54 mHz的准周期振荡（QPO）。这是第一次探测到来自银河系外ULX的X射线通量中的QPO，并证实了该源是一个紧凑的物体。根据QPO的强度和钱德拉先前的观测，QPO似乎与M82中心区域最明亮的天体CXOM 82 J095550.2+694047有关，然而，单靠XMM成像并不足以明确地证实这一点。另一个可能的候选者是CXOM 82 J095551.1+694045，然而，QPO光度与钱德拉观测中该天体的峰值光度相当，这反对它是QPO的来源。QPO的中心频率为54.3 ± 0.9 mHz，相干性为5，2 - 10 keV频带内的振幅（rms）为8.5%。低于0.2 Hz时，功率谱可用指数约为1的幂律描述，振幅（rms）为13.5%。X射线光谱需要一个弯曲的连续体，在T = 3.1 keV的圆盘黑体（diskbb）提供了一个可接受的拟合。一个广泛的Fe线中心在6.55千电子伏是需要在所有的拟合，但等效宽度（EW）是敏感的连续模型。没有反射成分的证据。其辐射热光度为4 ~ 5 × 10^{40}尔格/秒。档案罗西X射线定时探测器（RXTE）指向M82也显示了在50 - 100 mHz频率范围内的QPO的证据。我们讨论了我们的研究结果的ULXs模型的…
2003-03-31 astro-ph
Discovery of a Second Kilohertz QPO in the X-ray Binary 4U 1735-44
在Rossi X射线定时探测器的观测中，我们在低质量X射线双星和环礁源4U 1735 - 44中发现了两个同时出现的准周期振荡（QPO）峰。较低和较高频率的QPO分别具有在632和729 Hz以及982和1026 Hz之间变化的频率。分数均方根幅度为3.7至8.1%和5.0至5.8%。两个QPO之间的频率间隔从341 ± 7 Hz变为296 ± 12 Hz。在我们的观测过程中推断的质量吸积率相对较低，在以前的观测中，只有一个QPO存在。有微弱的证据表明，QPO的频率与质量吸积率相关，如在其他双星中观察到的。记录了5个X射线爆发，没有可检测到的振荡，均方根分数的上限为4%至13%。
1998-09-30 astro-ph
Discovery of a second kHz QPO peak in 4U 1608-52
利用一种新的技术来提高对弱准周期振荡（QPO）的灵敏度，我们在1996年3月的4U 1608-52爆发观测中发现了一个新的QPO峰，其频率约为1100 Hz，与以前报道的600-900 Hz的QPO峰同时出现。QPO上峰和下峰之间的频率间隔从3月3日的$232.7 \pm 11.5$ Hz到3月6日的$293.1 \pm 6.6$ Hz显著变化。这是环礁源中的可变kHz峰值分离的第一种情况。我们讨论在何种程度上可以容纳这种结果的拍频模型，如建议的kHz QPO。我们测量了作为能量函数的两个QPO的均方根分数振幅，并且我们发现，对于较低的频率峰值，该关系比对于较高的频率峰值更陡。这是可以测量两个kHz QPO的能谱之间的这种差异的第一个源。
1997-12-05 astro-ph
Discovery of KiloHertz Quasi-Periodic Oscillations in the Z source GX 5-1
利用Rossi X射线定时探测器在明亮的低质量X射线双星和Z源GX 5-1中发现了两个同时发生的kHz准周期振荡（QPO）。在X射线颜色-颜色和硬度-强度图中，描绘出清晰的Z轨迹，该轨迹在观测之间移动。两个kHz QPO的频率分别从水平支左侧的~215 Hz和~500 Hz增加到正常支上部的~700 Hz和~890 Hz。随着频率的增加，高频kHz QPO的FWHM和均方根幅度（8.6-60 keV）分别从300 Hz下降到30 Hz和从6.6%下降到2.4%。低频kHz QPO（50-100 Hz和3-4% rms）的半高宽和振幅与Z轨道上的源位置无关。kHz QPO分离与恒定在298+/-11 Hz一致。与kHz QPO同时检测到频率在18和56 Hz之间的水平分支振荡（HBO）。
1998-06-03 astro-ph
New class of low frequency QPOs: signature of nuclear burning or accretion disk instabilities?
本文报道了在X射线爆发器4U 1608 -52和4U 1636 -536中发现的一类新的X射线通量的低频准周期变化。我们还报告在Aql X-1中偶尔检测到类似的QPO。在7-9 mHz的频率下观测到了QPO，其与在双折射水平上的通量变化有关。虽然通常通量变化的相对幅度随能量而增加，但新发现的QPO仅限于最软的能量（1-5 keV）。对4U 1608 -52的观测表明，这些QPO只在源X射线光度在一个相当窄的范围内时才存在，它们在X射线爆发后消失。近似在源光度相同的水平上，I型X射线爆发不再存在。根据这些复杂的性质，我们推测中子星表面的一种特殊的核燃烧模式是造成观测到的通量变化的原因。或者，吸积盘中的某些不稳定性可能是造成这些QPO的原因。
2001-03-26 astro-ph
Quasi-periodic oscillations discovered in the new X-ray pulsar XTE J1858+034
报道了在新发现的221 s X射线脉冲星XTE J1858+034中发现的以0.11 Hz为中心的低频准周期振荡。在大约30个已知的瞬态X射线源中，这是第六个观测到QPO的源。如果类星体振荡是由于磁层边界处吸积盘的不均匀性而产生的，则类星体振荡的低频表明该脉冲星的磁层很大。开普勒频率模型和拍频模型都适用于在该源中产生QPO。QPO和规则脉动被发现是更强的，在更高的能量，有利于拍频模型。脉冲星的磁场被计算为它的距离的函数。发现能谱是非常硬的，由两个部分组成，截止幂律和铁荧光线。
1998-05-29 astro-ph
Discovery of new quasi-periodic oscillations in the X-ray transient source V~0332+53
我们报道了在2004年11月/2005年3月的大爆发期间，由{ \em RXTE}观测到的高质量X射线双星系统V~0332+53的一个新的准周期振荡（QPO），其中心频率为0.22 Hz。除了这个新的QPO，我们还检测到已知的0.05 Hz QPO。2005年1月15- 19日，在爆发的中等流量水平上，0.22和0.05 Hz QPO都很明显，随着0.22 Hz QPO宽度的减小，在更低的流量水平上，0.05 Hz QPO也很明显。没有演变的质心频率与通量被认为是在任何QPO。对于两种QPO，低于10 keV的均方根值约为4- 6%，并在较高能量下降低。我们讨论我们的结果在当前QPO模型的背景下。
2005-08-25 astro-ph
On the nature of the compact star in 4U 1728-34
Rossi X射线计时探测器在低质量X射线双星中发现了千赫兹准周期振荡（kHz QPO），这激发了对这些源的广泛研究。最近，Osherovich和Titarchuk提出了一种新的kHz QPO模型，以及kHz QPO与LMXB低频特征之间的相关性。在这里，我们使用他们的结果来研究环礁源4U 1728-34的质量-半径关系。我们发现，如果这个模型是正确的，4U 1728-34可能是一个奇怪的星，而不是一个中子星。
1999-08-25 astro-ph
High- and low-frequency quasi-periodic oscillations in the X-ray light curves of the black hole transient H1743-322
我们提出了一个黑洞候选人和X射线瞬态H1743-322在其2003/2004爆发的变化研究。我们分析了五个罗西X射线定时探测器的观测结果，这些观测结果是作为多波长活动的一部分进行的，还有六个观测结果来自爆发的早期上升。在几种黑洞状态下观察到的源显示出各种类型的X射线变化，包括240 Hz和160 Hz的高频准周期振荡（QPO）（即频率比为3：2），几种类型的低频QPO，以及几百秒时间尺度上的强烈变化。H1743-322中高频QPO的发现支持了这样的预测，即这些QPO在高倾角系统中应该更容易观察到。在我们的一次观测中，我们观察到了计数率和颜色的转变，在此期间，我们能够跟踪低频QPO从B型到A型的平滑演变。我们对X射线观测和QPO进行了分类，并根据最近提出的模型简要讨论了QPO。
2004-06-14 astro-ph
Discovery of Fast X-ray Oscillations During the 1998 Giant Flare from SGR 1900+14
本文报道了1998年8月27日SGR 1900+14大耀斑期间利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）发现的复杂高频变率。我们检测到一个84赫兹的振荡（QPO）在1秒的间隔开始约1分钟后，最初的硬尖峰。调制幅度与能量有关，对于高于30 keV的光子，最大值为26%（rms），低于11 keV时未检测到，90%置信度上限为14%（rms）。值得注意的是，在以检测到84 Hz信号的旋转相位为中心的数据段的平均功率谱中检测到额外的QPO。两个信号，在53.5和155.1赫兹，被强烈检测到，而在28赫兹的第三个功能被发现具有较低的意义。这些QPO在其他旋转相位未被检测到。在SGR 1900+14耀斑中观察到的现象与Israel等人最近报道的2004年12月27日SGR 1806-20耀斑中的QPO类似，这表明它们可能有一个共同的起源，可能是中子星地壳的扭转振动。实际上，在SGR 1900+14中发现的四个频率（按递增顺序）与l = 2、4、7和13的环形模式的关联似乎是合理的。我们讨论了我们的研究结果在这个模型的背景下，并表明，如果恒星有类似的质量，那么在SGR 1806-20的磁场必须是大约两倍的SGR 1900+14，大致符合磁场估计脉冲定时。
2005-08-09 astro-ph
Harmonic QPOs and Thick Accretion Disk Oscillations in BL Lac Object AO 0235+164
在许多活动星系核中都观测到了周期性的爆发现象，通常用超大质量黑洞双星（SMBHB）来解释。本文分析了AO 0235+164的射电光变曲线的多频率周期性，发现了6个QPO，它们的QPO频率比为1：2：3：4：5：6，其中第二个QPO的QPO频率比为$P_2 = (5.46 \pm 0.47) {\rm yr}$。我们拟合的射电光变曲线，并表明，六个QPO的初始阶段有零或$π$相对于彼此的差异。我们建议QPO的和谐关系。QPO的中心频率、相对强度、谐波关系和相对初相位与射频无关。谐波QPO可能是由于等离子体从振荡的吸积盘准周期性地注入喷流。我们估计了超大质量黑洞的质量$M_{\rm BH} \simeq (4.72\pm 2.04) \times 10^8 M_\odot$和吸积率$\dot{m}\simeq 0.007$。结合对吸积盘的认识，我们认为AO 0235+164的吸积盘内部是一个辐射效率低的吸积流。振荡吸积是由于厚盘的p模振荡可能由SMBHB激发。理论预测的基波振荡频率和谐波与观测结果吻合较好。当厚盘由于吸积率的增加而几何变薄时，谐振QPO将消失。我们讨论了基于SMBHB厚盘振荡的AO 0235+164的观测。
2006-06-27 astro-ph
Attenuation of Beaming Oscillations Near Neutron Stars
RXTE的观测揭示了近20个不同的中子星低质量X射线双星（LMXB）的千赫兹准周期亮度振荡（QPO）。这些频率通常在给定的功率密度谱中表现为一对千赫QPO。在许多模型中，这些QPO的高频率是一种光束振荡，其频率接近中子星附近某个半径处的圆形轨道。在这样的模型中，预计在恒星自旋频率和轨道频率的泛音处也会有光束振荡，但在这些频率处没有检测到强的QPO。因此，我们研究的过程，可以衰减波束振荡附近的中子星，并在这样做扩展了这个问题上的工作，这是由发现低频QPO从LMXB。我们的主要结果是：（1）在球形散射云中，旋转调制波束振荡的所有泛音都被强烈衰减，而不仅仅是偶次谐波，（2）在恒星附近可能有相对较高的振幅调制，例如，恒星的自旋频率，即使在无穷远处的功率密度谱中检测不到该频率处的峰值。我们讨论了这些结果的应用千赫兹QPO建模。
2000-07-17 astro-ph
Discovery of Two Simultaneous Kilohertz Quasi-Periodic Oscillations in KS 1731-260
在1996年8月1日用Rossi X射线定时探测器对低质量X射线双星KS 1731-260的观测中，我们发现了898.3+/-3.3Hz和1158.6+/-9.0Hz的两个同步准周期振荡（QPO）。较低频率QPO的均方根振幅和FWHM分别为5.3+/-0.7%和22+/-8 Hz，而较高频率QPO的均方根振幅和FWHM分别为5.2+/-1.0%和37+/-21 Hz。在较低的质量吸积速率下，两个QPO都是可见的，在稍高的质量吸积速率下，较低频率的QPO消失，较高频率的QPO的频率增加到~1178 Hz。在最高的推断质量吸积率，这QPO是只有边缘检测（2.1西格玛）接近1207赫兹，这是迄今为止在X射线双星观测到的最高频率。QPO之间的频率差（260.3+/-9.6 Hz）等于在该源中I型爆发中观察到的振荡频率的一半（523.92+/-0.05 Hz，Smith，Morgan和Bradt 1997）。这表明中子星的自旋频率为261.96 Hz（3.8 ms），较低频率QPO是较高频率QPO（可能是中子星周围的优选轨道频率）与中子星自旋之间的差拍。在1996年8月31日的观测中，我们在26.9+/-2.3 Hz处探测到了另外一个QPO，其半高宽和均方根振幅分别为11+/-5 Hz和3.4+/-0.6%。
1997-04-21 astro-ph
Discovery of mHz UV Quasiperiodic Oscillations in Hercules X-1
利用哈勃空间望远镜上的空间望远镜成像光谱仪对X射线双星系统Her X-1/HZ Herculis的紫外连续谱进行了观测，观测结果表明该系统在8+/-2和43+/-2 mHz的频率上存在准周期振荡（QPO），均方根振幅分别为稳态通量的2%和4%。凯克望远镜的观测证实了在光学连续谱中存在更高频率的QPO，均方根振幅为1.6+/-0.2%。QPO在phi=0.5附近的HST数据中最为突出（其中phi=0是X射线食的中间），这表明它们不是出现在吸积盘中，而是出现在伴星的X射线加热面上。我们讨论的情况下，伴星再处理的磁盘振荡所造成的开普勒旋转或拍频之间的中子星自旋和开普勒旋转在一定半径的吸积盘。
2000-08-01 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
X-ray Nova XTE J1550-564: Discovery of a QPO Near 185 Hz
我们研究了1998年9月18日至11月28日期间进行的60次RXTE PCA观测中XTE J1550-564的X射线定时特性。我们检测准周期振荡（QPO）在185 Hz附近的四个时间间隔。在2-30 keV能量范围内，QPO宽度（FWHM）接近50 Hz，均方根振幅约为平均通量的1%。这是第三个已知的银河系黑洞候选者，表现出高于50 Hz的瞬态X射线定时特征，继GRS 1915 +105的67 Hz QPO和GRO J1655-40的300 Hz QPO之后。然而，与之前的情况不同，XTE J1550-564中的QPO频率必须变化至少10%才能与观测结果一致。QPO的发生和性质对X射线强度（1.5至6.8克拉布）的大变化不敏感。然而，QPO的出现伴随着能谱的变化，即温度的升高和热分量归一化的降低。QPO还与能谱的硬X射线幂律分量密切相关，因为QPO的分数振幅随光子能量增加。吸积黑洞双星中的快速QPO被认为是广义相对论的影响;然而，已经提出的特定物理模型的相关性仍然很大程度上不确定。经常观察到3-13 Hz范围内的低频QPO。偶尔在高光度下，QPO的均方根振幅是通量的15%，以前只有GRS 1915 +105达到这个水平。
1999-03-26 astro-ph
Discovery of Millisecond Variability in the Neutron-Star X-Ray Transient SAX J1750.8-2900
我们报告了在X射线瞬态SAXJ1750.8 -2900中发现的X射线发射的毫秒振荡。毫秒准周期振荡（kHz QPO）存在于持续发射的频率范围从543 Hz至1017 Hz。在观察到的最亮的X射线爆发中存在频率为600.75 Hz的振荡。我们从这个X射线爆发中推导出源距离的上限为6.3 +/- 0.7 kpc。
2002-04-24 astro-ph
Discovery of a new, third kHz QPO in 4U 1608-52, 4U 1728-34, and 4U 1636-53. Sidebands to the lower kHz QPO?
我们报告发现的第三个千赫准周期振荡（kHz QPO）的功率谱的低质量X射线双星4U 1608-52（6.3西格玛），4U 1728-34（6.0西格玛），和4U 1636-53（3.7西格玛），这是目前与先前已知的kHz QPO对。发现新的kHz QPO的频率分别比4U 1608-52、4U 1728-34和4U 1636-53中较低kHz QPO的频率高52.8 ± 0.9 Hz、64 ± 2 Hz和58.4 ± 1.9 Hz。在4U 1608-52中，当较低kHz QPO的频率从672 Hz增加到806 Hz时，新kHz QPO和较低kHz QPO的频率之间的差从49.6 ± 1.4 Hz增加到53.9 ± 0.5 Hz。同时，新kHz QPO和上kHz QPO的频率之间的差异增加了约60 Hz，表明新kHz QPO与上kHz QPO无关。在4U 1636-53中，在低于较低kHz QPO的相同频率间隔处同时检测到第四较弱kHz QPO（3西格玛），这表明新kHz QPO是较低kHz QPO的边带。我们讨论了这种新的kHz QPO的性质及其对kHz QPO模型的影响。
2000-08-23 astro-ph
Discovery of a 270 Hz X-Ray Burst Oscillation in the X-Ray Dipper 4U 1916-053
我们报道了Rossi X射线定时探测器（RXTE）在4U 1916-053观测到的I型X射线爆发中发现的高相干振荡。振荡最强烈地检测到约。在269.3 Hz的频率下，在爆发开始后1 s，它的频率在爆发衰减的随后4秒内增加到约272 Hz的最大值。3.58 +/- 0.41 Hz（1 sigma）的总测量漂移代表了在任何突发振荡中观察到的最大频率变化分数（1.32 +/-0.15%）。如果解释的振荡的渐近频率在一个去耦的表面燃烧层，隐含的中子星自旋周期约为3.7毫秒。然而，膨胀的燃烧层需要解释的频率漂移在爆发期间约为80米，大大大于理论上预期（假设刚性旋转）。在爆发前的持续发射中不存在振荡，在最初的上升中也不存在。当检测到其振幅为6-12%（RMS）时，具有大致正弦曲线。包含振荡的爆发没有显示出光球半径膨胀的证据，而RXTE在1996年和1998年期间从源观测到的其他9个爆发中至少有5个有。在其他爆发中没有检测到类似的振荡。一对千赫兹准周期振荡（QPO）先前已被报道从这个源与348 +/- 12 Hz的平均分离。4U 1916-053是突发振荡频率显著小于kHz QPO的频率间隔的源的第一示例。
2000-12-20 astro-ph
Rapid X-Ray Variability of Neutron Stars in Low-Mass Binary Systems
罗西X射线计时探测器卫星在低质量双星系统中的大约16颗中子星的X射线亮度中发现了显著相干的$\sim$ 300- 1200 Hz振荡，这一引人注目的发现激发了对这些振荡的理论建模，并研究了它们对这些系统中的中子星和吸积流的影响。在热核X射线爆发期间和吸积动力发射间隔期间都观察到高频振荡，这似乎是具有弱磁场的盘吸积中子星的特征。在这篇综述中，我们专注于高频准周期振荡（QPO）中看到的吸积供电的发射。我们首先总结这些千赫QPO的关键属性，然后简要描述已提出的模型来解释它们。现有的证据强烈支持拍频模型。我们提到的几个困难中遇到的应用磁层拍频模型的千赫兹QPO。发展最充分和最成功的模型是声点拍频模型。我们描述了这个模型的工作在一些细节。然后，我们讨论的意见，可以帮助区分模型。最后，我们注意到一些方法，在这些方法中，千赫兹QPO的研究可能会促进我们对致密物质和强引力场的理解。
1998-02-07 astro-ph
The Discovery of a Neutron Star with a Spin Frequency of 530 Hz in A1744-361
本文报道用Rossi X射线定时探测器（RXTE）正比计数器阵列（PCA）探测到瞬态X射线源A1744-361的热核（I型）爆发中的530 Hz爆发振荡。这只是从这个来源观察到的第二次爆发，也是第一次看到任何细节。我们的研究结果证实了A1744-361是一个低质量X射线双星系统，其中有一颗快速旋转的中子星。首先检测到的振荡沿突发的上升沿，它们显示出类似于在其他突发源中看到的幅度的频率演变的证据。调制幅度及其随光子能量的增加也是典型的猝发振荡。在爆发期间没有任何强烈的光球半径膨胀的迹象表明，源距离的上限为9千秒差距。我们还发现了能量相关的倾角，确定A1744-361为高倾角，倾角LMXB。观测到的两次下降之间的时间尺度表明轨道周期约为97分钟。我们还首次从该源中检测到了2 - 4 Hz的准周期振荡（QPO）。这种QPO似乎与从其他高倾角系统中看到的~ 1 Hz QPO一致。我们搜索了千赫兹QPO，并在一次观察中发现了800 Hz处的暗示性2.3 sigma特征。频率、强度和品质因数与较低频率的千赫兹QPO一致，但相对较低的显著性要求谨慎，因此我们认为这是一个需要确认的试探性检测。
2006-07-19 astro-ph
Millisecond Phenomena in Accreting Neutron Stars -- an Update
自从1996年罗西X射线计时探测器（RXTE）首次发现了一些包含低磁场中子星的低质量X射线双星（LMXB）中的千赫准周期振荡（kHz QPO）和爆发振荡以来，一个非常活跃的领域已经发展起来。我简要地总结了自早期以来的一些发展，其中包括第一个吸积毫秒脉冲星的发现，强场广义相对论效应的探测的进一步主张，kHz QPO特性与低频QPO的有趣相关性，对双kHz QPO峰的拍频解释的强烈挑战以及一些新的理论想法，其中一些涉及帧拖动。现在已经看到20个LMXB表现出频率超过10^2.5 Hz的周期性或准周期性现象。虽然所观察到的频率之间的可解释性表明拍频解释已最终被证明是不准确的，优势的证据仍然是在双kHz峰值之间存在某种拍频关系的想法。然而，该证据仅来自17个来源中的4个，显示双kHz QPO。
1999-01-04 astro-ph
Discovery of KiloHertz Quasi-Periodic Oscillations in the Z source Cygnus X-2
在用RXTE进行观测期间，我们在Z源Cyg X-2中发现了两个同时发生的500 Hz和860 Hz附近的kHz QPO。在X射线色度图和硬度强度图中，描绘出清晰的Z轨迹。在Z轨道水平分支（HB）的左端检测到单个kHz QPO峰，频率为731+/-20 Hz，振幅为4.7+0.8- 0.6% rms，能量带为5.0-60 keV。在HB的右侧，在稍高的计数率下，检测到532+/-43 Hz处的额外峰值，均方根幅度为3.0+1.0- 0.7%。当源沿着HB向下移动时，因此当推断的质量吸积率增加时，较高频率的QPO的频率增加到839+/-13 Hz，其振幅降低到3.5+0.4- 0.3% rms。在正常上支（NB）上也检测到了更高频率的QPO，均方根振幅为1.8+0.6- 0.4%，频率为1007+/-15 Hz;其峰宽与推断的质量吸积率没有明显的相关性。低频QPO在大多数时间是不可检测的，典型的上限为2% rms，没有结论，这种QPO如何表现与质量吸积率可以得出。如果QPO之间的峰值间隔是中子星的自旋频率（在某些拍频模型中需要），那么中子星的自旋周期是2.9+/-0.2 ms（346+/-29 Hz）。
1997-11-19 astro-ph
Kilohertz QPOs in Neutron Star Binaries modeled as Keplerian Oscillations in a Rotating Frame of Reference
自从在中子星双星中发现kHz准周期振荡（QPO）以来，人们对光谱上部两个模的峰值频率差Δ（ω）= ω_h-ω_K进行了广泛的研究。差Δ（ω）是常数，并且（作为拍频）与中子星的旋转频率有关，这一观点以前已经得到验证。当omega_h和omega_k增加时，观察到Delta（omega）减少，削弱了拍频解释。我们提出了一个不同的范式：一个开普勒振荡器的影响下的科里奥利力。对于这样的振荡器，ω_h和假设的开普勒频率ω_k保持上混合频率关系：ω ^2_h-ω ^2_K=4* ω ^2，其中ω是赤道面附近恒星磁层的旋转频率。对于三个源（Sco X-1，4U 1608-52和4U 1702-429），我们证明了固体转动ω = ω_0 =常数是一个很好的一阶近似。在二阶近似下，ω随ω_K的缓慢变化揭示了磁层差旋的结构。对于Sco X-1，QPO具有大约45和90 Hz的频率，我们将其解释为旋转器的开普勒振荡的下分支的第一和第二谐波，其中矢量Ω不与圆盘的法线对准：Ω_L/2 pi=（Ω/pi）（Ω_K/Ω_h）sin（delta）其中delta是矢量Ω与圆盘的法线矢量之间的角度。
1999-07-26 astro-ph
Quasi periodic oscillations in XTE J0111.2--7317, highest frequency among the HMXB pulsars
本文报道了1998年12月在高质量X射线双星（HMXB）脉冲星XTE J0111.20-7317的一次瞬时爆发中发现的准周期振荡（QPO）。利用Rossi X射线定时探测器的正比计数器阵列在这次爆发的第二个峰值和下降阶段的观测，我们发现了一个频率为1.27 Hz的QPO特征。我们已经排除了观测到的QPO可能来自邻近的明亮X射线脉冲星SMC X-1的可能性。这是在任何HMXB脉冲星中探测到的最高频率QPO特征。在X射线光谱中没有回旋吸收特征的情况下，QPO特征以及脉冲周期和X射线通量测量测量有助于我们约束中子星的磁场强度。
2007-03-09 astro-ph
Discovery of the Spin Frequency of 4U 0614+09 with SWIFT/BAT
利用SWIFT星载的爆发预警望远镜（BAT）观测到了低质量X射线双星（LMXB）4U 0614+091在热核X射线爆发过程中414.7 Hz的爆发振荡。在BAT档案的搜索中，我们发现了两个与4U 0614+091位置一致的突发触发器。我们搜索了两个爆发的高频定时签名，并发现了一个显着的检测在414.7赫兹在5秒的时间间隔在冷却尾部的较亮的爆发。这个结果确定了4U 0614+091中中子星的自旋频率为415 Hz。振荡的平均振幅（rms）为14%，这些结果与其他LMXB中观察到的爆发振荡的已知结果一致。双kHz QPO之间的频率差与该源中的自旋频率的推断比率与0.5或1强烈不一致，并且倾向于支持Yin等人最近的建议，和Mendez & Belloni，KHz QPO频率差可能与中子星的自旋频率没有很强的联系。
2007-11-26 astro-ph
Discovery of 800 Hz QPO in 4U1608-52
我们目前的低质量X射线双星和环礁源4U 1608 $-$ 52的RXTE观测结果在1996年3月的X射线强度爆发下降期间超过9天。快速定时分析显示，3月3日和6日在850和890 Hz之间的频率处有一个强而窄的准周期振荡（QPO）峰值，3月9日在690 Hz附近有一个宽峰值。3月12日的观测没有显示出明显的信号。3月3日，QPO的X射线谱相当硬，其强度从$\sim$ 2的5%稳定地增加到$\sim$ 12 keV的$\sim$ 20%。QPO频率在当天的850和890 Hz之间变化，峰值加宽，其均方根值随质心频率下降，与Z源中众所周知的水平分支振荡（HBO）非常相似。我们应用HBO拍频模型的环礁源，并建议，而该模型可以产生QPO在所观察到的频率，缺乏相关性，我们观察到QPO属性和X射线计数率之间很难调和与此模型。
1996-07-23 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
A New Class of Radio Pulsars - Back in 1982
关于中子星上的力矩和平衡自转周期的存在的基本想法是从认识到大多数X射线双星包含吸积动力的中子星开始的。双星通过吸积阶段演化到中子星上，最终导致吸积后的射电脉冲星阶段，最初被讨论作为一种方法来理解射电脉冲星中双星的稀缺性，以及第一批发现的双星射电脉冲星相对较短的旋转周期，其磁场小于熟悉的$10^{12} G$范围。毫秒射电星的发现使我们意识到，在一类新的射电星中，由于LMXB的吸积作用而产生的场可以低得多。预测的毫秒脉冲星的自旋下降率很快得到了证实。观测者们对毫秒X射线周期的探索开始了，首先导致了QPO的发现，并最终导致了X射线毫秒双星的发现。理论家们对为什么没有从LMXB中观察到X射线毫秒脉动的解释也立即开始了。
2008-08-26 astro-ph
Discovery of a Second High Frequency QPO from the Microquasar GRS 1915+105
我们报告发现档案罗西X射线定时探测器（RXTE）的数据中的40赫兹准周期振荡（QPO）的硬X射线通量从银河系微类星体GRS 1915+105。QPO仅在13 keV以上的硬X射线波段被探测到，并且在先前已知的67 Hz QPO存在的观测中被发现。40 Hz QPO在13 - 27 keV频带中具有2%的典型rms幅度，以及约8.5 Hz（FWHM）的宽度。在1997年7月和11月的同一观测中，我们发现了67和40 Hz的QPO。然而，在1996年4月、5月和6月首次发现67 Hz QPO的观测中，没有发现QPO。与1996年的观测资料相比，1997年的67 Hz准周期振荡的频率明显增加了约5%。40 Hz QPO的发现使GRS 1915+105成为第二个同时出现一对高频QPO的黑洞双星（另一个是GRO J1655-40）。GRS 1915+105中的67 Hz QPO和最近在GRO J1655-40中发现的450 Hz QPO之间的相似性表明，这些系统中的频率对可能由相同的物理机制产生，两者之间的频率差异可能是由于两个系统中不同的黑洞质量。我们讨论的影响，我们的结果的质量和自旋的GRS 1915+105，以及在黑洞和中子星的X射线可变性的模型。
2001-05-18 astro-ph
Discovery of KiloHertz Quasi-Periodic Oscillations in 4U 1735-44
我们在Rossi X射线定时探测器的低质量X射线双星和环礁源4U 1735-44的X射线光变曲线中发现了一个接近1150 Hz的单一kHz准周期振荡（QPO）。该峰的均方根幅度为2- 3%，半高宽为6-40 Hz。有迹象表明，当计数率增加时，千赫兹准周期振荡频率从1160赫兹下降到1145赫兹，这与在发现千赫兹准周期振荡的其他环礁源中观察到的情况大不相同。在X射线色-色图和硬度-强度图中，源描绘出了弯曲的树枝（所谓的香蕉树枝），这是以前的仪器所发现的。kHz QPO仅在我们的观测期间源处于最低计数率时被检测到，即在香蕉枝的下部。当4U 1735-44在香蕉枝上部的计数率较高，且相对于香蕉枝下部的质量吸积率较高时，未检测到QPO。除了kHz QPO之外，我们还发现了频率接近67 Hz的低频QPO，以及低于30 Hz的复杂宽峰噪声分量。这种67 Hz的QPO可能与Z源水平分支上观测到的磁层拍频QPO有关。这一想法得到了在4U 1735-44和Z源中发现的频率刚好低于QPO频率的（峰值）噪声的支持。
1998-01-05 astro-ph
Milli-second Oscillations in the Persistent and Bursting Flux of Aql X-1 During an Outburst
罗西X射线定时探测器在1997年2月和3月的爆发期间观测到了软X射线瞬变Aql X-1。我们报告了在其持续通量中发现的准周期振荡（QPO），频率范围为740 ~ 830 Hz，Q值超过100，分数RMS振幅为（6.8 ± 0.6）%，以及在频率为549 Hz的I型爆发中发现的近相干振荡（NCO）。在小时时间尺度上，持续流中QPO的出现频率与质量吸积率相关，而在天时间尺度上则不相关。这很可能是在许多源中观察到的kHz QPO难题的单个源中的表现，即，一方面，单个源的QPO频率与质量吸积率之间存在相关性，另一方面，十几个亮度跨越20年的源的QPO频率基本相同。我们提出，这种多值QPO频率和质量吸积率的相关性表明存在许多相似的制度的吸积盘。这些制度，具有非常相似的能谱和QPO频率，彼此区分的质量吸积率或总的X射线通量。通过考虑大的频率导数，可以使突发期间的NCO几乎完全相干。这有力地表明这个频率与中子星的自旋频率有关。大的频率导数归因于爆发期间中子星光球的膨胀或收缩。
1997-12-22 astro-ph
Low and high frequency Quasi-Periodic Oscillations in 4U1915-05
爆发和勺型低质量X射线双星（LMXB）4U 1915 -05（也称为XB 1916 -053）在1996年2月至10月期间被罗西X射线定时探测器（RXTE）观测了19次，总曝光量为140 ks。在这里，我们报告了4U 1915 -05中低频（10-40 Hz）准周期振荡（LQPO）的发现。LQPOs的性质与同时检测到的高频QPOs（HFQPOs）的存在有关。我们已经观察到LCPO频率和源计数率之间的相关性，以及LCPO和HFQPO之间的相关性（线性）。这两个结果都不能用拍频模型（BFM）来解释。它们也很难与内盘进动模型的预测相一致。
1999-02-17 astro-ph
Discovery of a ~7 Hz Quasi-Periodic Oscillation in the low-luminosity low-mass X-ray binary 4U 1820-30
我们在低光度低质量X射线双星（LMXB）和环礁源4U 1820-30的X射线通量中发现了7.06 ± 0.08 Hz的准周期振荡（QPO）。只有在质量吸积速率最高的时候，当源位于香蕉树枝的最上部，在2-25 keV的光度为5.4x10^37 erg/s（距离为6.4 kpc）时，才能观测到QPO。QPO在小时间间隔（32秒数据）内的FWHM仅为0.5 ± 0.2 Hz，并显示质心频率在5.5和8 Hz之间的不稳定偏移。在2-60 keV能量范围内的均方根幅度为5.6% ± 0.2%。振幅随光子能量增加，从2.8和5.3 keV之间的3.7% ± 0.5%增加到6.8和9.3 keV之间的7.3% ± 0.6%，在此之上，振幅保持约7%的恒定值。QPO在2.8-6.8和6.8-18.2 keV之间的时滞与零（-1.2 ± 3.4 ms）一致。QPO的性质（即，它的频率和它的存在，只有在最高的观测质量吸积率）是类似的5-20赫兹QPO在最高光度LMXB（Z源），当它们在爱丁顿质量吸积极限附近吸积。如果这确实是相同的现象，那么解释Z源中5-20 Hz QPO的模型（需要近爱丁顿吸积率）将不成立。假设发射是各向同性的，4U 1820-30在7 Hz QPO时的2-25 keV光度最多只有爱丁顿吸积极限的40%（对于具有宇宙丰度的伴星），但最有可能的是~20%（对于氦伴星）。
1998-12-12 astro-ph
Detection with RHESSI of high frequency X-ray oscillations in the tail of the 2004 hyperflare from SGR 1806-20
最近在SGR 1806-20和SGR 1900+14的巨大耀斑中发现的高频振荡可能是对中子星地壳振动的第一次直接探测。如果这种解释是正确的，它提供了一个新的手段来测试中子星状态方程，地壳破裂应变，和磁场配置。利用RHESSI的计时数据，我们已经证实在SGR 1806-20巨耀斑的尾部检测到92.5 Hz的准周期振荡（QPO）。我们还发现了另一个更强的QPO，能量更高，在626.5 Hz。这两个QPO只在特定的（但不同的）旋转相位可见，这意味着与中子星表面或磁层的特定区域有关。在较低的频率，我们确认检测到的18 Hz QPO，在相同的旋转相位为92.5 Hz QPO，并报告了一个广泛的26 Hz QPO的额外存在。然而，我们无法对30 Hz QPO的存在进行有力的确认，尽管存在更高的计数。我们根据中子星的振动模型讨论了我们的结果。
2006-03-09 astro-ph
