Statistical Analysis for the Q-factor of twin kHz QPOs
利用最近发表的中子星低质量X射线双星（LMXB）双kHz准周期振荡（QPO）数据，从统计的角度研究了明亮Z源和不太明亮的Atoll源的不同轮廓。结果表明，Z源和Atoll源的高kHz QPO的品质因数分布较窄，分别集中在7.98和9.75; Z源的低kHz QPO的品质因数分布较窄，而Atoll源的QPO的品质因子分布较宽，分别集中在5.25和86.22。为了研究QPOs的品质因数与峰值频率的关系，我们分别用幂律、线性和指数函数对数据进行了拟合。无论是上量子点还是下量子点，品质因数都有随峰值频率增加而增加的趋势。我们的研究结果的影响进行了讨论。
2012-02-14 astro-ph.HE
Study on the energy limits of kHz QPOs in Sco X-1 with $RXTE$ and $Insight$-HXMT observations
利用Rossi X射线定时探测器（$RXTE$）和硬X射线调制望远镜（$Insight$ -HXMT）的观测数据，对Sco X-1的千赫兹准周期振荡（kHz QPO）进行了详细的光谱定时分析。首次研究了可探测到kHz准周期振荡的能带：在水平支上，$RXTE$探测到的上、下kHz准周期振荡的能带分别为$\sim$ 6.89- 24.01 keV和$\sim$ 8.68- 21.78 keV，$Insight$ -HXMT探测到的上kHz准周期振荡的能带为$\sim$ 9- 27.5 keV;在正常下支上，能带较窄。kHz QPO的分数均方根（rms）在较低能量处随着能量而增加，对于较低峰和较高峰，在约16 keV和20 keV处达到平台，并且然后虽然具有较大的不确定性而趋于平稳。对$RXTE$ /PCA的死区效应进行了仿真，结果表明死区效应对KHz QPO的搜索影响不大，但会使均方根幅度被低估。$RXTE$数据表明，在$\sim$ 6 keV以下没有检测到明显的QPO，这意味着kHz QPO不是源自吸积盘和中子星表面的黑体发射。此外，结合对KHz准周期振荡的能谱和绝对均方根谱的分析，我们认为Sco X-1中KHz准周期振荡起源于过渡层内部的康普顿化，其中旋转决定了频率，向内的体运动使谱变硬。
2021-04-17 astro-ph.HE
Modeling the upper kHz QPOs of 4U 1728-34 with X-ray reverberation
虽然千赫兹准周期振荡（kHz QPO）自最初发现以来已经被研究了几十年，但这些信号的原因仍然未知，因为没有模型能够准确预测它们的所有频谱和定时特性。另外，X射线混响滞后已经在活动星系核和恒星质量黑洞双星中检测到，混响也可能发生在中子星系统中，产生与kHz QPO测量的滞后相同幅度的滞后。此外，在许多中子星系统的时间平均光谱中检测到相对论反射的Fe K线，为测试混响提供了额外的动机。虽然已经表明较低kHz QPO的滞后能量特性不太可能由X射线混响产生，但是尚没有探索较高kHz QPO。因此，我们使用相对论射线追踪函数的上kHz QPO滞后能谱模型，并将其应用于4U 1728-34上kHz QPO已被检测到的存档RXTE数据。通过建模的时间平均频谱中，上kHz QPO已被显着检测到，我们确定的反射通量分数在所有的能量，并产生一个模型的滞后能量谱从X射线混响。我们探讨了几种不同类型的反射模型的建模滞后特性的依赖关系，但无法成功地再现测量滞后的4U 1728-34。我们的结论是，混响本身并不能解释测得的时间滞后检测到上kHz QPO。
2020-01-22 astro-ph.HE
The emission positions of kHz QPOs and Kerr spacetime influence
基于Alfven波振荡模型（AWOM）和相对论性进动模型（RPM），我们估计了除了CirX-1在r = 30 - 5 km（R/15 km）外，大多数被探测到的KHz类星体的发射位置在r=18+-3 km（R/15 km）。在KHz QPO的上限Keplerian频率下，讨论了Kerr时空中的自旋效应，当自旋频率为1000（400）Hz时，自旋效应比Schwarzchild情形的自旋效应有5%（2%）的修正，并应用于四个典型的QPO源Cir X-1，Sco X-1，SAX J1808.4-3658和XTE 1807-294，提到。
2009-12-04 astro-ph.HE
Pulse amplitude depends on kHz QPO frequency in the accreting millisecond pulsar SAX J1808.4-3658
研究了Rossi X射线定时探测器观测到的吸积毫秒X射线脉冲星SAXJ1808.4 -3658的300-700 Hz上kHz准周期振荡（QPO）和401 Hz相干脉动之间的关系。我们发现，脉冲幅度系统地改变了约2倍时，上kHz QPO频率通过401 Hz：它一半时，QPO移动到自旋频率以上，并再次加倍的方式返回。这第一次确立了kHz QPO对毫秒脉动的直接影响的存在，并为上kHz QPO的起源提供了新的线索。我们讨论了几种情况下，得出的结论是，虽然更复杂的解释不能正式排除，我们的结果强烈表明，QPO产生的方位角运动的内边缘的吸积盘，最有可能的轨道运动。根据这种方位角运动比自旋快还是慢，等离子体与中子星磁场的相互作用也不同。最直接的解释涉及磁层离心抑制吸积流，设置在上kHz QPO变得比自旋慢。
2015-01-05 astro-ph.HE
On the distribution of frequency ratios of kHz QPOs
吸积中子星准周期振荡（QPO）的宽度（W）和均方根振幅（Rs）随频率变化。类似地，QPO频率随着源计数率（S）而变化。因此，QPO的重要性，缩放为S x Rs^2/W^（1/2）也将取决于频率。此外，显著性还随着傅立叶功率密度谱（T）的积分时间的平方根而增加。因此，根据数据的考虑方式，kHz QPO可能仅在其频率跨度的有限范围内被检测到，或者主要在某些频率处被检测到，从而潜在地导致所观察到的频率或频率比的分布中的偏差。尽管存在很多争议，但在Sco X-1中观察到的QPO频率比约为3/2的聚类，也在其他来源中看到，以前已被用作支持中子星QPO共振模型的论据。本文测量了三个原型中子星kHz QPO源4U 1636 -536、4U 0614 +091和Sco X-1的两个kHz QPO的统计显著性随频率的变化。由于QPO检测的意义取决于频率，我们表明，在灵敏度有限的观测（如在RXTE/PCA的情况下），同时检测的较低和较高的kHz QPO只能在有限的频率范围内实现。结果，即使QPO频率的均匀分布也将导致频率比的直方图中的峰值（特别是约3/2）。这意味着，所观察到的集群的比率并没有提供任何证据的固有的首选频率比，从而削弱了共振机制的情况下，在起源的中子星kHz QPO。
2009-09-16 astro-ph.HE
Investigation of the emission radii of kHz QPOs for the accreting millisecond X-Ray pulsars, Atoll and Z sources
基于Alfven波振荡模型（AWOM），推导了中子星低质量X射线双星（NS-LMXB）中双千赫准周期振荡（KHz QPO）的发射位置.对于大多数源，kHz QPO的发射半径聚集在16-19 km的区域周围，假设NS半径为15 km。Cir X-1的发射半径比其它源大23-38 km，这可能与其大的磁层-盘半径或强的NS表面磁场有关。SAXJ1808.4 -3658也是一个特殊的源，具有20 - 23 km的kHz QPO相对较大的发射半径，这可能是由于其18 - 19 km的大NS半径。所有源的KHz量子点的发射半径都大于NS半径，并给出了可能的解释。发现低/高光度Atoll/Z源的KHz类星体（16-19 km）的发射半径相似，这表明两个源具有相似的磁层盘半径。
2015-08-29 astro-ph.HE
Time lags of the kilohertz quasi-periodic oscillations in the low-mass X-ray binaries 4U 1608--52 and 4U 1636--53
我们利用RXTE数据研究了NS LMXB 4U 1608-52和4U 1636-53中kHz QPO的傅里叶时间滞后和固有相干性的能量和频率依赖性。在这两个源中，我们证实了较低kHz QPO的10-100 μs的能量依赖性软滞后。我们还发现，上kHz QPO的时间滞后与能量无关，并且与下kHz QPO的软滞后不一致。较低kHz QPO的固有相干性从5到12 keV保持恒定在0.6，然后下降到零，而对于较高kHz QPO，固有相干性在整个能量范围内与零一致。上kHz QPO的固有相干性在QPO的整个频率范围内与零一致，除了在4U 1636-53中在~780 Hz处增加到0.13。在4U 1636-53中，对于较低kHz的QPO，在500-850 Hz的QPO频率范围内，4-12 keV的光子滞后于12-20 keV的光子25 μs，在较高频率下，滞后减小到15 μs。在4U 1608-52中，较低kHz QPO的软滞后保持恒定在40 μs。在4U 1636-53中，对于较高kHz的QPO，12-20 keV的光子滞后于4-12 keV的光子11 +/- 3 μs，与QPO频率无关;我们在4U 1608-52中发现了较高kHz QPO的时间滞后的一致结果。在4U 1636-53和4U 1608-52中，较低kHz QPO的固有相干性分别从600 Hz处的~0-0.4增加到800 Hz处…
2013-02-26 astro-ph.HE
The amplitude of the kilohertz quasi-periodic oscillations in 4U 1636$-$53 in the frequency-energy space
我们提出的中子星低质量X射线双星4U 1636 $-$ 53，并为第一次为任何源的千赫准周期振荡（kHz QPO），在QPO频率和光子能量定义的参数空间的kHz QPO的分数均方根振幅的二维行为。我们发现，较低kHz QPO的均方根幅度随着能量的增加而增加，直至$\sim12$ keV，然后在较高能量下下降，而较高kHz QPO的均方根幅度要么继续增加，要么在高能量下趋于平稳。较低kHz QPO的均方根幅度随频率增加然后减小，峰值在$\sim 760$ Hz处，而较高kHz QPO的幅度随频率减小，局部最大值在$\sim 770$ Hz附近，并且在所有能带中与在相同QPO频率$\sim1400$ Hz处变为零一致，从而将中子星质量限制在$M_{NS} \leq 1.6 M_{\odot}$，假设QPO反映了吸积盘内缘的开普勒频率。我们表明，均方根能量谱的斜率连接到kHz QPO在不同的能量带，因为它的频率变化的变化特性。最后，我们讨论了一个可能的机制负责的kHz QPO的辐射特性，并基于一个模型，其中QPO产生的振荡在Comptonising云的热电子，我们表明，kHz QPO的属性可以约束的热力学性质的内部吸积流。
2019-08-22 astro-ph.HE
The Moving Hotspots model for kHz QPOs in accreting neutron stars
近几年来对中子星吸积的三维MHD模拟表明，吸积流的足迹（热点）随时间而变化。两种不同的吸积，即漏斗流和赤道吸积产生的不稳定性在内部磁盘，产生不同的运动的热点。漏斗流产生的热点围绕磁极移动，而不稳定性产生的其他热点随机出现，并沿着赤道或略高于赤道移动。两个热点的角速度不同，赤道热点的角速度较高，而在内部区域都接近开普勒速度。用蒙特卡罗模拟对这些热点的光变曲线进行建模，结果表明，如果观察到这些热点，它们在功率谱中产生的特征是QPO加上低频分量。如果我们假设漏斗流热点是较低kHz QPO的起源，而不稳定性是较高kHz QPO的起源，那么它们的频率、一般行为和特征正确地描述了kHz QPO的大部分性质。
2010-10-31 astro-ph.HE
The Magneto Hydro Dynamical Model of KHz Quasi Periodic Oscillations in Neutron Star Low Mass X-ray Binaries (II)
利用一个新的磁流体力学模型研究了中子星低质量X射线双星中的千赫兹准周期振荡。重新检验了先前的MHD模型（Shi \& Li 2009），得到了KHz准周期振荡频率与LMXB吸积率之间的关系.我们的结果与六个源（4U 0614+09，4U 1636- 53，4U 1608- 52，4U 1915- 15，4U 1728- 34，XTE 1807- 294）的观测结果一致。在这个模型中，kHz准周期振荡起源于压缩磁层中的MHD波。单KHz准周期振荡和双KHz准周期振荡产生于吸积盘的两个不同区域，边界靠近共转半径。由于最内层稳定圆轨道的限制，在低吸积率时，频率-吸积率图中较低的QPO频率被截断，而在高吸积率时，双KHz QPO遇到一个顶限.
2014-06-26 astro-ph.HE
The highest-frequency kHz QPOs in neutron star low mass X-ray binaries
我们研究了先前用RXTE在六个中子星（NS）低质量X射线双星中探测到的最高频率kHz QPO。我们发现，在4U 0614+09中检测到的最高频率kHz QPO在其质心频率上具有1267 Hz 3 $σ$置信下限。这是迄今为止报道的最高极限，并且具有直接的物理意义，因为它可以用于约束QPO模型和超核密度状态方程（EoS）。我们比较我们的测量频率预测的最大轨道频率在全GR旋转中子星与一些不同的现代EoS模型，并表明，这些可以容纳所观察到的QPO频率。因此，NS和ISCO半径约束的轨道运动是这些QPO的可行解释。在4U 0614+09最严格的情况下，我们发现NS质量必须是M $<$ 2.1 M $_{\odot}$。从我们测得的QPO频率，我们可以限制NS半径为五个源，我们研究了窄范围（$\pm$ 0.1-0.7公里）不同的每个源和每个EoS。
2018-05-29 astro-ph.HE
KHz QPOs in LMXBs, relations between different frequencies and compactness of stars
我们认为，可以根据观测到的四颗致密星SAXJ1808.4 $-$ 3658、KS 1731 $-$ 260、SAXJ1750.8 $-$ 2900和IGRJ 17191 $-$ 2821的千赫兹准周期振荡（KHz QPO-s）的差异来确定它们的质量。恒星半径非常接近爱因斯坦的广义相对论所预测的边缘稳定轨道$R_{ms}$。值得注意的是，这些恒星中的第一颗是Li \emph{et al.}（1999）在十多年前根据独特的毫秒X射线脉动提出的一颗奇怪的恒星，并精确确定了它的自转周期。八年前，它显示了kHz QPO-s，到目前为止，它是唯一被观察到的一组。这是我们第一次估计的质量的恒星和其他三个紧凑的恒星在低质量的X射线双星使用他们观察到的kHz QPO-s。
2011-02-10 astro-ph.HE
Discovery of twin kHz quasi periodic oscillations in the low mass X-ray binary XTE J1701-407
本文报道了低质量X射线双星（LMXB）XTE J1701-407的三个Rossi X射线定时探测器观测中发现的kHz准周期振荡（QPO）。在其中一个观测中，我们检测到一个特征频率为1153 +/- 5 Hz的kHz QPO，而在另外两个观测中，我们检测到特征频率为740 +/- 5 Hz，1112 +/- 17 Hz和740 +/- 11 Hz，1098 +/- 5 Hz的双QPO。所有检测都发生在XTE J1701-407处于其高强度软状态时，其单次试验显著性在3.1-7.5 sigma范围内。双kHz QPO的质心频率（385 +/- 13 Hz）的频率差是迄今为止所看到的最大的频率差之一。上kHz QPO的3-30 keV分数均方根幅度在~ 18%和~ 30%之间变化。XTE J1701-407的持续光度接近爱丁顿极限的1%，是一小群低光度kHz QPO源之一，并且在任何源中检测到的kHz QPO上限的均方根值最高。该源的X射线光谱和变率特征表明其环礁源性质。
2013-06-02 astro-ph.HE
Are the kHz QPO lags in neutron star 4U 1608-52 due to reverberation?
最近在活动星系核（AGN）和黑洞X射线双星中都发现了X射线反射滞后现象。最近对中子星低质量X射线双星4U 1608-52的研究也显示出明显的滞后，其性质暗示了混响的起源。本文采用广义相对论射线追迹脉冲响应函数来模拟活动星系核中中子星低质量X射线双星的X射线混响。假设相对论反射形成宽铁谱线和相关的反射连续谱，我们使用反射拟合的能量谱以及脉冲响应函数来计算预期的滞后，作为在4U 1608-52中观察到的kHz QPO频率范围内的能量的函数。我们发现，滞后的能量谱预计将增加能量超过8 keV，而观察到的滞后在4U 1608-52显示出相反的行为。这表明4U 1608-52的较低kHz QPO中的滞后不仅仅是由于混响。然而，我们确实注意到，这些模型似乎与在几个中子星低质量X射线双星的上kHz QPO中观察到的更平坦的滞后能谱更一致，这表明上kHz QPO和下kHz QPO可能有不同的起源。
2016-06-21 astro-ph.HE
Relation between the properties of the kilohertz quasi-periodic oscillations and spectral parameters in 4U 1636$-$53
研究了低质量X射线双星4U 1636 $-$ 53的能谱参数与千赫兹准周期振荡（KHz QPO）的频率和振幅之间的关系。我们适合的$3-180$ -千电子伏光谱的这个来源与模型，其中包括一个热Comptonisation组件。我们发现，这两个kHz QPO的频率遵循相同的关系作为该频谱分量的参数的函数，除了系统的频移，而每个QPO的均方根分数振幅遵循不同的关系相对于这些相同的参数。这意味着，虽然设定QPO频率的动力学机制对于两个kHz QPO可以是相同的，但设定较低和较高kHz QPO振幅的辐射机制可能是不同的。我们讨论的影响，这些结果的kHz QPO的建模和可能性，较低的kHz QPO反映Comptonising介质和吸积盘和/或中子星表面的光子之间的共振。
2017-07-11 astro-ph.HE
Studying Frequency Relations of kHz QPOs for 4U 1636-53 and Sco X-1: Observations Confront Theories
通过拟合两个原型中子星准周期振荡源（4U~1636-536和Sco X-1）中同时出现的低kHz和高kHz准周期振荡（QPO）的频率，检验了目前提出的所有QPO模型的预测能力。模型预测两个频率之间的线性、幂律或任何其他关系。我们发现，对于看似合理的中子星参数（质量和角动量），没有模型可以令人满意地再现数据，导致我们的拟合卡方值非常大。对于4U~1636-53和Sco X-1，这在很大程度上是由于数据与线性关系显著不同。一些模型表现相对较好，但仍然有自己的问题。对数据与模型进行这种详细的比较，将有助于确定进一步改进这些模型的途径。
2010-10-29 astro-ph.HE
kHz Quasi-Periodic Oscillations in the low-mass X-ray binary 4U 0614+09
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对中子星低质量X射线双星4U 0614 +09进行了千赫兹（300 Hz以上）准周期振荡（kHz QPO）的综合分析。使用比以前分析的数据集（1996年2月至2007年10月的所有存档数据）大得多的数据集，我们首先调查了van Straaten等人（2000）报告的1330 Hz QPO的真实性。该QPO将特别令人感兴趣，因为它具有任何源的最高报告频率。对同一观察结果的彻底分析无法证实这一发现。另一方面，在我们的扩展数据集上，我们测量的上kHz QPO的最高QPO频率约为1224 Hz;该值与在类似系统中观察到的最大值完全一致。其次，我们证明了较低和较高kHz QPO的品质因数和振幅的频率依赖性遵循在类似系统中看到的系统趋势（Barret等人，2006年）。特别地，4U 0614 +09示出了高于700 Hz的较低kHz QPO的品质因数的下降。如果这是由于接近最内侧的稳定圆形轨道，它意味着中子星的质量约为1.9个太阳质量。最后，当分析固定持续时间的数据时，我们发现上QPO的频率分布中存在一个间隙，与其振幅的局部最小值相关。在较低QPO频率的分布中不存在类似的间隙，这表明在仅基于较低QPO的发生来解释频率比分布时需要注意。
2009-07-18 astro-ph.HE
Constraining the size of the Comptonizing medium by modeling the energy dependent time-lags of kHz QPOs of Neutron star system
在早期的工作中，我们已经表明，所观察到的软滞后和r.m.s与能量的低kHz QPO的中子星双星可以解释的框架下的热康普顿化模型。它还表明，这样的解释可以提供的康普顿介质的大小和几何形状的估计。在这里，我们研究的依赖性，这些估计的时间平均谱模型假设和QPO的频率。利用1996年3月3日RXTE对4U 1608-52的高质量时间滞后和均方根值，以及其它在不同QPO频率下的观测结果，其中两个宽能带之间存在单一时间滞后。我们比较了当假设时间平均光谱由光谱退化的“热”和“冷”种子光子光谱模型表示时所得到的结果。我们发现，对于“热”种子光子模型，介质的尺寸在0.3-2.0公里的范围内，随着QPO频率的增加，尺寸减小。另一方面，对于“冷”种子光子模型，尺寸的范围大得多，为0.5-20 km，因此可能不显示出随QPO频率的变化。我们的研究结果强调需要宽带光谱信息结合高频定时，以解除这种简并。我们进一步表明，作为能量的函数的上kHz QPO的均方根值是类似的较低的一个，我们确实发现，该QPO的驱动程序应该是相同的较低kHz QPO的日冕的温度变化。然而，对于上kHz QPO报告的时间滞后是困难的，如果证实，将挑战这里提出的简单康普顿化模型。这可能意味着混响滞后也很重要，和/或主导频谱分量不是单一温度介质，而是多温度复杂介质。
2016-02-29 astro-ph.HE
Constraints on kHz QPO models and stellar EOSs from SAX J1808.4-3658, Cyg X-2 and 4U 1820-30
我们用NS质量和双KHz QPO频率的源检验了KHz QPO的相对论性进动模型（RPM）和MHD Alfven波振荡模型（AWOM）。对于RPM，Cyg X-2的导出NS质量（SAX J1808.4 - 3658和4U 1820 - 30）为1.96 +/-0.10太阳质量（2.83 +/-0.04太阳质量和1.85 +/-0.02太阳质量），这比测量结果1.5 +/-0.3太阳质量（<1.4太阳质量和1.29 + 0.19/-0.07太阳质量）高30%（100%和40%）。对于以恒星密度为模型自由参数的AWOM，我们推断出上述三种源的NS半径约为10 - 20 km，在此基础上，我们可以借助状态方程（EOSs）来推断NS内部的物质组成。特别是对于SAXJ1808.4 - 3658，AWOM显示出比其他已知kHz QPO源更低的NS质量密度，半径范围为17 - 20 km，这排除了其恒星内部的奇异夸克物质。
2013-10-15 astro-ph.HE
Spectral-Timing Analysis of the Lower kHz QPO in the Low-Mass X-ray Binary Aquila X-1
在低质量X射线双星（LMXB）系统中，千赫准周期振荡（kHz QPO）的光谱定时产物，包括能量和频率相关的滞后，已经在4U 1608-52，4U 1636-53和4U 1728-34中进行了分析。本文首次研究了中子星LMXB天鹰座X-1低kHz QPO的光谱时序特性。我们计算宽带能量滞后，以及依赖于能量的滞后和协方差谱使用的数据从罗西X射线定时探测器（RXTE）。我们发现非常相似的特性，其他先前研究的系统，包括软滞后的$\sim$ 30 $μ$ s之间的3.0 - 8.0 keV和8.0 - 20.0 keV的能量带在平均QPO频率。我们还发现，滞后显示出几乎单调的趋势与能量，最高能量的光子到达第一。较低kHz QPO的协方差谱与热康普顿化模型很好地拟合，尽管我们发现与平均谱相比种子光子温度更高，这也见于Peille等人，（2015），并指出了复合边界层发射区的可能性。最后，我们看到在一组观测中，在2.4- $σ$置信度的协方差谱中的Fe K分量，这可能会引起关于混响在滞后产生中的作用的问题。
2016-11-08 astro-ph.HE
Correlations between the frequencies of twin kHz QPOs and spins of neutron stars in LMXBs
我们研究了双千赫兹准周期振荡频率之间的相关性（kHz QPO）和中子星（NS）自旋的低质量X射线双星（LMXB），基于12个源的数据集，同时检测到双kHz QPO和NS自旋，发现双kHz QPO频率差之比的直方图（Δν = ν2 - ν1）和NS自旋νs显示出非均匀分布，间隙为Δν/νs ~ 0.65。根据这个间隙，我们将这12个源分为两类：（1）<νs> ~ 311 Hz的慢旋子，XTE J1807.4-294，4U 1915-05，IGR J17191-2821，4U 1702-43，4U 1728-34和4U 0614+09，它们的Δν/νs > 0.65;（Ⅱ）~ 546 Hz的快旋子，SAXJ1808.4 -3658，KS 1731-260，AqlX-1，4U 1636-53，SAXJ1750.8 -2900和4U 1608-52满足Δν/νs < 0.65的关系。然而，组（I）和组（II）的Δν对νs关系的线性拟合不能令人满意地确保任何确定的相关性。我们认为这一现象可能是由于大多数测量的KHz QPO和自旋满足1.1 νs < ν2 <1300 Hz和Δν随ν2减小的条件。显然，Δν/νs的多样化分布反驳了简单的拍频模型，并且双kHz QPO和NS自旋之间的统计相关性可能来自磁层-盘边界环境，例如，共旋半径和NS半径，其调制X射线信号的出现。此外，我们还发现，ν2与ν1…
2017-10-25 astro-ph.HE
Statistical properties of twin kHz QPO in neutron star LMXBs
本文收集了2012年以前发表的26个中子星（NS）低质量X射线双星（LMXB）的双kHz准周期振荡（kHz QPO）数据，分析了Atoll源和Z源的双kHz QPO（低频ν_1和高频ν_2）的质心频率（ν）分布。对于不加平移的数据，我们发现Atoll源和Z源的ν_1、ν_2和ν_2/ν_1的分布不同，但Δν（孪生KHz准周期振荡的差值）的分布相同，这表明孪生KHz准周期振荡可能具有LXMB的共同性质，并且具有相同的物理起源。Δν的分布与常值分布有很大的不同，与常比值分布的ν_2/ν_1也有很大的不同。Atoll源的ν_1和ν_2的加权平均值和最大值略高于Z源。我们还发现，移位相加技术可以重建ν_1和Δν的分布。在有移位加的情况下，Atoll和Z源间的ν_1和Δν的K-S检验结果与无移位加的情况下有很大的不同，我们认为这可能是由于样本的选择偏差造成的。利用这两种观测方法的数据，我们还研究了4U 0614+09的品质因数（Q）和均方根（rms）振幅的性质，但误差太大，无法得出可靠的结论。28个NS-LMXB的NS自旋频率（ν_s）分布的平均值（约408 Hz）比射电双星毫秒双星（MSP）的平均值（约281 Hz）大，这可能是由于缺乏来自Z源（系统地低于281 Hz）的自旋探测。此外，在KHz量子点与NS自旋频率ν s的关系上，我们发现Δν的平均值分别与NS自旋及其半自旋近似相关。
2013-10-21 astro-ph.HE
Low-frequency QPO from the 11 Hz accreting pulsar in Terzan 5: not frame dragging
我们报告6 RXTE观测期间，2010年爆发的11赫兹吸积脉冲星IGR J17480-2446位于球状星团泰山5。在这些观测过程中，我们发现的功率谱类似于那些在Z型高光度中子星低质量X射线双星，与准周期振荡（QPO）在35-50 Hz范围内，同时与kHz QPO和宽带噪声。使用众所周知的频率-频率相关性，我们确定35-50 Hz的QPO水平分支振荡（HBO），这是以前建议是由于Lense-Thirring进动。由于IGR J17480-2446的自转速度比发现这些QPO的其他中子星慢一个数量级以上，所以这种QPO不能用标架拖曳来解释。推而广之，这对中子星甚至黑洞系统中其他低频QPO的Lense-Thirring进动模型产生了怀疑。
2012-10-04 astro-ph.HE
QPO signatures of disk restoration after type-I X-ray bursts from 4U~1636$-$536
本研究利用 AstroSat 数据发现 4U 1636-536 的 I 型 X 射线暴后 kHz QPO 消失约 200 秒，与黏滞时间尺度吻合，表明内盘被辐射暂时破坏后恢复。
2025-07-31 astro-ph.HE
Radiation mechanism of twin kilohertz quasi-periodic oscillations in neutron star low mass X-ray binaries
本文通过建立与双MHD波相关的辐射机制模型，结合4U 1636--53的28个双kHz QPOs样本进行MCMC计算，揭示了双kHz QPOs源于吸积盘最内半径处双MHD波扰动并经康普顿上散射产生。
2024-11-20 astro-ph.HE
Relation between spectral changes and the presence of the lower kHz QPO in the neutron-star low-mass X-ray binary 4U 1636-53
我们使用一个包括热康普顿化成分的模型，拟合了用{ \it Rossi X射线定时探测器}拍摄的中子星低质量X射线双星4U 1636 $-$ 53的所有观测结果的$3-180$ -keV谱。我们发现，在低硬态的幂律指数的这个组件，$Γ$，逐渐增加的颜色-颜色图中的源移动。当源经历从硬态到软态的转变时，$Γ$突然下降;一旦源处于软态，$Γ$再次增加，然后随着源频谱进一步软化而逐渐减小。$Γ$的变化与电子温度的变化一起反映了日冕光学厚度的变化。较低的千赫兹准周期振荡（kHz QPO）在这个源只出现在从硬到软状态的过渡期间的观测，当日冕的光学深度是高的，变化强烈依赖于源的颜色-颜色图中的位置。我们的研究结果是一致的情况下，较低的kHz QPO反映了全球模式的系统，从光盘和/或中子星表面之间的共振，和Comptonising日冕的结果。
2016-11-28 astro-ph.HE
Soft lags in neutron star kHz Quasi Periodic Oscillations: evidence for reverberation?
现在已经从恒星质量和超大质量黑洞中探测到了高频软混响滞后。他们的解释涉及到反射到一个吸积盘的硬源的光子，产生延迟反射发射，与时间滞后一致的光之间的传播时间照射源和磁盘。与时钟的位置无关，kHz准周期振荡（QPO）发射被认为是来自中子星的边界层。在这里，我们通过测量来自4U 1608 -52的较低kHz QPO的软滞后和滞后能量谱来搜索kHz QPO发射的混响特征。在565和890 Hz之间检测到3-8 keV和8-30 keV调制发射之间的软滞后，范围从~15到~40微秒。软滞后不随频率而恒定，并且在680 Hz和890 Hz之间示出平滑减小。宽带X射线光谱被建模为一个磁盘和热康普顿化的组件，加上一个广泛的铁线，预计从反射的总和。谱参数与QPO频率之间存在平滑的关系，特别是拟合的内盘半径随频率稳定减小。无论是在滞后能量谱的铁线周围的颠簸，和滞后的变化和推断的内部磁盘半径的变化之间的一致性，从频谱拟合或QPO频率，表明软滞后可能确实涉及硬脉动QPO源在磁盘上的混响。
2013-04-20 astro-ph.HE
Kilohertz quasi-periodic oscillations in neutron-star X-ray binaries: Flattening of the lag spectrum with increasing luminosity
研究了一组中子星低质量X射线双星（LMXB）的千赫兹准周期振荡（KHz QPO）的能量相关时滞和均方根分数振幅。我们发现，对于较低的kHz QPO的最佳拟合的线性模型的时滞谱和总均方根振幅集成在2至25 keV的能量带的斜率都呈指数下降与光源的亮度。对于较高的kHz QPO的时滞谱的斜率是一致的零，而总均方根振幅随光源的亮度呈指数下降。我们发现，这两个的时滞谱的斜率和总均方根振幅较低的kHz QPO线性相关的斜率为1。最后，我们讨论的机制，可能是负责的kHz QPO的辐射特性，与起源于Comptonising云或日冕，耦合到吸积盘的最里面的区域，靠近中子星的变化。
2021-06-30 astro-ph.HE
The kilohertz quasi-periodic oscillations during the Z and atoll phases of the unique transient XTE J1701--462
我们分析了中子星低质量X射线双星XTE J1701-462在2006-2007年爆发期间的866次观测。XTE J1701-462是迄今为止唯一一个在爆发期间毫无疑问地显示Z型和环礁型光谱和时间特征的源。我们发现，在环礁阶段较低的kHz QPO有一个显着更高的相干性和分数均方根幅度比任何的kHz QPO在Z阶段，并在相同的频率范围内，环礁较低的kHz QPO显示的相干性和分数均方根幅度，分别比Z kHz QPO大2倍和3倍。在Z阶段的707个观测中，没有一个观测的kHz QPO具有与XTE J1701-462处于环礁阶段时相似的相干性或均方根振幅，尽管Z阶段的总曝光时间比环礁阶段长约5倍。由于它是在同一个源中观测到的，所以QPO相干性和Z相位与环礁相位之间的均方根振幅的差异不可能是由于中子星质量、磁场、自旋、吸积盘的倾斜度等。如果QPO频率是产生它的吸积盘半径的函数，我们的结果表明，在XTEJ 1701 -462中，相干性和均方根幅度与该半径并不唯一相关。在这里，我们认为，这种差异是由于在中子星周围的吸积流的性质的变化。无论精确的机制，我们的结果表明，其他的效果比中子星周围的时空几何有很强的影响的相干性和均方根振幅的kHz QPO，因此的相干性和均方根振幅的kHz QPO不能简单地用来推断存在的最内部的稳定的圆形轨道围绕一个中子星。
2010-05-18 astro-ph.HE
A new correlation with lower kilohertz quasi-periodic oscillation frequency in the ensemble of low-mass X-ray binaries
研究了中子星低质量X射线双星系综中kHz准周期振荡（QPO）频率与吸积相关参数的关系。根据中子星表面的质量吸积率$\dot{M}$和磁场强度$B$，我们发现低kHz QPO频率与$\dot{M}/B^{2}$之间存在相关性。这种相关性在目前Z和环礁源的集合中成立，因此可以解释在同一集合中kHz QPO频率和X射线光度之间缺乏相关性。在整个相关过程中，较低kHz QPO频率的平均运行可以通过对源数据的幂律拟合来描述。然而，简单的幂律不能描述单个源的频率分布。另一方面，与频率数据拟合的模型函数可以解释在单个源以及源集合的情况下观察到的较低kHz QPO频率的分布。模型函数依赖于基本的长度尺度，如磁层半径和边界区域的径向宽度，这两者都是预期的变化与$\dot{M}$，以确定QPO频率。除了改变长度尺度和QPO频率外，足够大的$\dot{M}$的变化也可能导致不同的吸积状态，其特征在于Z和环礁相。
2016-09-07 astro-ph.HE
kHz QPOs from the 2000 and 2010 X-ray transients located in the globular cluster Terzan 5: EXO1745-248 and IGR J17480-2446
EXO 1745 - 248是一颗位于球状星团泰山5（Terzan 5）的瞬变中子星。它在2000年爆发，并在一次罗西X射线定时探测器的观测中显示出频率在670和715 Hz之间的高度相干准周期振荡（QPO）。应用最大似然法拟合X射线功率密度谱，我们表明，QPO可以检测到的片段短T = 48秒。我们发现，它的宽度是一致的是恒定的，而以前的分析的基础上更长的段持续时间（200秒）发现它的变量。如果EXO 1745 - 248中的QPO频率变化遵循随机游走（即漂移对测量宽度的贡献像T的平方根一样增加），则我们得出约2.3 Hz的固有宽度。这对应于在691 Hz下约297 +/-50的固有品质因数。我们还表明，Q是一致的恒定在2.5和25千电子伏之间。IGR J17480 - 2446是位于Terzan 5中的另一个X射线瞬态。这是一个非常有趣的对象，显示吸积动力脉动和爆发振荡在11赫兹。我们报告10月18日和10月23日之间检测到的kHz QPO的属性，在源从所谓的环礁移动到Z状态后不久。它的QPO是典型的持续Z源;在这个意义上，它们具有低Q因子（约30）和低RMS幅度（约5%）。最高频率（870 Hz），如果是轨道频率，则盘内半径的下限约为18.5 km，磁场的偶极矩上限为5 x 10^26 G cm ^3。
2012-05-02 astro-ph.HE
The time derivative of the kilohertz quasi-periodic oscillations in 4U 1636-53
我们分析了截至2010年5月的中子星低质量X射线双星4U 1636-53的所有档案RXTE观测。在1280次观测中，我们发现了528次千赫兹准周期振荡（kHz QPO），其中约65%的检测对应于所谓的较低kHz QPO。使用这个QPO，我们测量，第一次，QPO频率的变化率作为QPO频率的函数。为此，我们使用QPO频率在10个连续测量组上的扩展，采样时间尺度在320和1600 s之间，以及QPO频率在32到160 s时间尺度上的时间导数。我们发现：（i）随着QPO频率的增加，QPO频率扩展和QPO时间导数都减小约3倍。(ii)QPO时间导数的平均值随着测量导数的时间尺度从小于64 s增加到160 s而减小约2倍。(iii)QPO时间导数的绝对值与QPO频率之间的关系对于正的和负的QPO频率导数都是相同的。我们表明，如果低或高kHz QPO反映了开普勒频率在吸积盘的内边缘，这些结果支持的情况下，吸积盘的内部部分被截断的半径是由粘性和辐射阻力的综合效应。
2012-06-01 astro-ph.HE
Broad iron emission line and kilohertz quasi-periodic oscillations in the neutron star system 4U 1636-53
中子星低质量X射线双星（LMXB）中的宽铁（Fe）谱线和千赫兹准周期振荡（KHz QPO）频率都可以提供吸积盘内径的独立测量。我们使用XMM-牛顿和同步罗西X射线定时探测器观测LMXB 4U 1636-53来检验这一假设。我们研究了Fe-K发射线作为源的光谱状态和kHz QPO的频率的函数的性质。我们发现，吸积盘的内半径推导出的频率上kHz QPO的变化作为一个函数的源的位置在颜色-颜色图，根据以前的工作和吸积盘几何形状的标准方案。相反，从Fe线的轮廓推导出的内盘半径与源的光谱状态不相关。在四次观测中，从kHz QPO和Fe线推断的内半径值并不导致中子星质量的一致值，无论用于拟合Fe线的模型如何。我们的研究结果表明，无论是kHz QPO或标准的相对论Fe线解释不适用于这个系统。此外，kHz QPO和宽Fe线的同时检测难以与Fe线的加宽是由于外流风中光子的再处理的模型相协调。
2014-03-31 astro-ph.HE
Energy dependence of Quasi-periodic oscillations in accreting X-ray pulsars
本文利用多卫星档案数据研究吸积X射线脉冲星QPO的能量依赖性，在五个源中探测到多个QPO，发现多数源QPO振幅与能量正相关，并比较了不同爆发类型下的QPO特性。
2024-04-30 astro-ph.HE
MHD simulations of oscillating cusp-filling tori around neutron stars -- missing upper kHz QPO
我们进行了轴对称的，基于网格的，理想磁流体动力学（MHD）模拟振荡尖点填充环面轨道非旋转中子星。采用伪牛顿势来构造平衡状态下的等角动量环面。环面的内缘由有效势中的“尖点”终止。模型圆环的初始运动受到均匀亚音速垂直和对角速度场的扰动。随着组态随时间的演化，我们测量了中子星表面的质量吸积率，得到了功率谱。尖点环面的主要振荡模式是径向周转模式。尖点的存在似乎抑制了垂直振荡。根据我们的分析，质量吸积率带有振荡环面的调制印记，因此边界层亮度也是如此。
2017-05-16 astro-ph.HE
The drop of the coherence of the lower kHz QPOs is also observed in XTE J1701-462
我们调查的品质因数和RMS振幅较低的kHz QPO从XTE J1701-462，一个独特的X射线源，这是观察到在所谓的Z和环礁状态。校正的QPO的频率漂移，我们表明，在所有的来源，这样的校正可以应用，品质因数和RMS幅度急剧下降以上的临界频率。对于XTE J1701-462，该频率估计为~800 Hz，其中品质因数达到最大值~200（例如，与从更经典的系统（如4U~1636-536）中观察到的值一致）。这种下降被解释为最内层稳定圆形轨道的特征，这种解释与我们在这里报告的观测结果一致。Z状态下的kHz QPO比环礁状态下的相干性低得多，振幅也低得多。我们认为，两个源态之间QPO性质的变化与吸积盘的尺度高度的变化有关，这是barret等人（2007）提出的玩具模型的预测。作为我们分析的副产品，我们还将在环礁相中检测到的上kHz QPO的显著性提高到4.8 sigma（单次试验显著性），并表明频率分离（266.5+/-13.1 Hz）与从Z相的同时双QPO测量的频率分离相当。
2010-11-20 astro-ph.HE gr-qc
Testing the relativistic precession model using low frequency and kHz quasi-periodic oscillations in neutron star low mass X-ray binaries with known spin
我们分析了所有可用的RXTE数据的样本13个低质量的X射线双星与已知的中子星自旋，不是持久的中子星。我们仔细测量的准周期振荡（QPO）的质心频率之间的相关性。我们比较这些相关性的相对论性进动模型（RPM）的预测，由于帧拖动，QPO将发生在Lense-Thirring进动频率$ν_{LT}$的测试粒子轨道，其轨道频率是上kHz QPO频率$ν_u$。相反，最突出的以前的研究，我们发现两个不同的振荡范围内预测的$ν_{LT}$，同时存在于广泛的$ν_u$。另外，当$ν_u$超过600 Hz时，低频噪声分量之一演变成$ν_{LT}$范围内的（第三）QPO。这些QPO的频率都与$ν_u$相关，遵循幂律，指数在0.4 $-$ 3.3之间，在80例$\%$病例中（3至>20 $σ$）显著超过预测值2.0。此外，没有证据表明中子星的自旋频率会影响这三个QPO频率中的任何一个，就像预期的框架拖曳一样。最后，观察到的QPO频率往往高于$ν_{LT}$预测的合理的中子星特定的转动惯量。鉴于最近在黑洞中的进动模型的成功，我们简要地讨论了这样的进动可以发生在中子星的频率不同的测试粒子值和与观察到的一致的方式。进动环面几何形状和其他扭矩比帧拖动可能允许进动产生观察到的频率相关性，但只能解释$ν_{LT}$范围内的三个QPO之一。
2016-11-17 astro-ph.HE
On the frequency correlations of low-frequency QPOs with kilohertz QPOs in accreting millisecond X-ray pulsars
利用6颗吸积毫秒X射线双星（AMXP）的完整RXTE数据集，研究了低频（LF，<80 Hz）和kHz准周期振荡（QPO）的频率相关性，并与自旋已知的非脉动中子星低质量X射线双星的频率相关性进行了比较.对于AMXPs SAX J1808.4-3658和XTE J1807-294，我们发现频率相关的幂律指数，令人惊讶的是，显着低于非质子，并符合相对论性进动模型（RPM）预测的2.0适合测试粒子轨道和Lense-Thirring进动频率。如前所述，这些AMXP中的幂律归一化明显高于非脉动源，导致该模型中中子星特定的转动惯量的要求不能满足现实的状态方程。至少有另外两个AMXP的频率相关性与SAX J1808.4-3658和XTE J1807-294的频率相关性不一致，可能与非脉动源的频率相关性相似;对于两个AMXP，无法得出结论。我们讨论了这些结果的背景下，已经成功的黑洞（BH）系统，涉及一个环面状的热内流进动由于（逆）帧拖动的模型，并在其中额外的（逆行）的磁性和经典的进动扭矩不存在于BH系统的情况下，也被认为是。我们表明，这些解释的组合可以容纳我们的结果。
2019-10-24 astro-ph.HE
The Comptonising medium of the neutron star in 4U 1636-53 through its lower kilohertz Quasi-Periodic Oscillations
逆康普顿散射在中子星低质量X射线双星光谱的高能部分占主导地位。有人提出，逆康普顿散射也驱动千赫兹准周期振荡（kHz QPO）的辐射特性。在这项工作中，我们构建了一个模型，预测的kHz QPO的均方根幅度和时间滞后的能量依赖性。利用这个模型，我们拟合了NS LMXB 4U 1636-53中低kHz QPO在11个QPO频率间隔上的均方根振幅和时滞能谱，并报告了三个重要发现：（1）需要在NS表面上方延伸1-8 km的介质来拟合数据;这种介质可以通过重力和辐射压力之间的平衡来维持，而不需要强制任何平衡条件。(ii)我们预测的振荡NS温度之间的时间延迟，由于反馈，和振荡电子温度的介质，与相位分辨光谱的帮助下，可以用作探针的几何形状和反馈机制。(iii)我们发现，所观察到的变化作为QPO频率的函数，主要是由介质的振荡电子温度驱动。这提供了强有力的证据，表明LMXBs中的康普顿介质即使不是完全驱动，也会显着影响较低kHz QPO的辐射特性，无论产生QPO频率的动力学机制的性质如何。
2019-12-14 astro-ph.HE
The aperiodic X-ray variability of the accreting millisecond pulsar SAX J1808.4-3658
利用Rossi X射线定时探测器14年来收集的完整数据集，研究了401 Hz吸积毫秒X射线脉冲星SAXJ1808.4 -3658的非周期光变。该源显示了一些特殊的非周期性定时现象，这些现象是在定时特性的背景下观察到的，这些定时特性显示了所有五次观测到的爆发的一致趋势，与其他环礁源的趋势非常相似。我们对在SAXJ1808.4 -3658中观测到的神秘的~410 HzQPO进行了详细的研究。我们发现，它只出现在上kHz QPO频率小于401 Hz的自旋频率。~410 Hz QPO频率和自旋频率之间的差异遵循与低频功率谱分量类似的频率相关性，表明~410 Hz QPO是9 Hz范围内旋转现象的自旋频率的逆行拍。将这一9 Hz拍频特征与SAXJ1808.4 -3658和其他中子星源的低频QPO相比较，我们得出结论，这两者可能是同一基本现象的一部分。我们认为，它们可能是由于相对论，经典和磁转矩的组合逆行岁差。此外，我们提出了两个新的测量较低的kHz QPO，使我们能够，第一次，以测量该源中的双kHz QPO的频率演变。双kHz QPO在150 Hz上一起移动，保持$(0.446 \pm 0.009) ν_{spin}$的质心频率间隔。
2015-05-04 astro-ph.HE
Resonant radii of kHz quasi-periodic oscillations in Keplerian discs orbiting neutron stars
在一些低质量X射线双星（LMXB）中观察到的双kHz准周期振荡（QPO）之间的优势交换表明两种振荡模式之间存在共振的可能性。我们研究了特定共振半径周围的有效引力势的行为，并估计了高阶项的非线性，非谐强迫的作用。我们讨论了它对模式振幅的影响在线性和非线性制度。我们还讨论了一个相关的可能性降低的中子星质量估计的最高观测QPO频率。
2010-10-10 astro-ph.HE
Probing X-ray burst -- accretion disk interaction in low mass X-ray binaries through kilohertz quasiperiodic oscillations
I型X射线爆发的强辐射通量与中子星周围的吸积流相互作用。高频准周期振荡（kHz QPO），在几十个引力半径的轨道频率匹配的频率观察，提供了一个独特的探测盘最里面的区域。在本文中，我们跟踪低kHz QPO，响应于I型X射线爆发，在两个原型QPO源，即4U 1636-536和4U 1608-522，所观察到的罗西X射线定时探测器的正比计数器阵列。我们已经选择了一个样本的15个突发的kHz QPO频率可以跟踪的时间尺度与突发的持续时间（几十秒）。我们发现的证据表明，QPO的影响超过200秒，在一个非常长的爆发和100秒，在其他两个（虽然在一个不太重要的水平），而爆发的排放已经衰减到一个水平，将使预爆发QPO被检测到。另一方面，对于大多数我们的突发kHz QPO样本，我们表明，一旦检测到的QPO的统计允许，在最好的情况下，我们能够设置一个上限为20秒的恢复时间的QPO。这种行为的多样性与爆发峰值亮度的差异无关。我们讨论了这些结果的框架内，最近的发现，吸积到中子星可能会加强在I型X射线爆发。随后的磁盘耗尽可以解释QPO的消失约100秒，可能在两个事件中观察到。然而，必须援引其他设想来解释从大多数突发中推断出的恢复时间短的原因。显然，I型X射线爆发的快速计时和光谱信息的组合在中子星周围的内部吸积流动力学的研究中具有巨大的潜力。
2014-08-20 astro-ph.HE
Further Evidence for a Weak Neutron Star Magnetosphere in the Accreting Millisecond X-Ray Pulsar HETE J1900.1-2455
HETE J1900.1- 2455是一颗奇特的吸积毫秒X射线脉冲星（AMXP），它在爆发后22天内一直表现出间歇性的脉动。吸积系统中间歇脉冲的起源仍有待了解。为了更好地研究间歇性脉动现象，我们分析了7年的X射线数据收集与罗西X射线定时探测器，并专注于非周期性的变化。我们发现，功率谱分量遵循相同的频率相关的非脉动环礁源。我们还研究了已知的kHz QPO，我们表明，它达到了约900 Hz的频率，这是观察到的任何kHz QPO在AMXP的最高频率。我们还报告了一个新的kHz QPO在~500 Hz的发现。最后，我们进一步详细讨论了已知的脉冲相位漂移观察到这个源，到目前为止还没有解释。我们解释的行为的非周期性的变化，900 kHz QPO的高频率和脉冲漂移的存在作为三个独立的证据非常弱的中子星磁层在HETE J1900.1--2455。
2017-06-11 astro-ph.HE
3D MHD Simulations of accreting neutron stars: evidence of QPO emission from the surface
三维磁流体动力学模拟表明，当物质吸积到中子星上时，特别是如果失准角很小，它不会总是落在一个固定的点上。相反，物质到达恒星的位置会移动。这些移动的热点可以在稳定的吸积和不稳定的吸积过程中产生，在稳定的吸积过程中，物质落在恒星的磁极附近，而不稳定的吸积过程中，由于瑞利-泰勒不稳定性，存在几个落在赤道附近的物质舌。用蒙特卡罗模拟进行的精确建模表明，这些运动可以作为高频准周期振荡来观察。我们进行了一些新的模拟运行与更广泛的参数集，专注于中子星与一个小的失准角。在大多数情况下，我们观察到振荡的频率与质量吸积率$\dot{M}$。此外，在某些情况下，出现双QPO，它们中的每一个都显示出与$\dot{M}$相同的相关性。
2009-12-01 astro-ph.HE
Type I X-ray bursts, burst oscillations and kHz quasi-periodic oscillations in the neutron star system IGR J17191-2821
本文详细研究了中子星瞬态IGR J17191-2821的X射线能量和功率谱特性。我们发现了四对同时千赫兹准周期振荡（kHz QPO）的实例。这些kHz QPO之间的频率差在315 Hz和362 Hz之间。我们还报告了五个热核I型X射线爆发的检测和发现的爆发振荡在~294赫兹在其中三个。最后，我们报告了一个微弱而短暂的爆发前兆，它发生在主爆发前两个月左右。我们的宽带光谱和变化特性的结果，使我们能够牢固地建立环礁源IGR J17191-2821的性质。
2009-08-27 astro-ph.HE
Temporal evolution of quasi-periodic oscillations in an accreting black hole Swift J1727.8-1613: coevolution of the disk-corona during the state transition
本研究对黑洞X射线双星Swift J1727.8-1613进行时变分析，发现QPO频率与盘发射存在双分支相关，并揭示盘-冕几何演化，为态转变提供新见解。
2025-09-11 astro-ph.HE
Spectral-timing analysis of the kilohertz quasi-periodic oscillations and constraints on the mass of the neutron star in 4U 1636-536 using AstroSat observations
本文基于 AstroSat 对 4U 1636-536 的光谱与计时观测，分析态转变、kHz QPOs 及日冕性质，并利用相对论进动模型测得中子星质量为 2.37±0.02 M⊙。
2025-09-30 astro-ph.HE
Radiative corrections to the neutron star mass inferred from QPO frequencies
kHz QPO的频率被广泛地解释为指示与中子星周围的轨道运动相关的特征频率的值，例如，径向周转频率。在直接暴露于发光中子星辐射的区域，这些频率随光度而变化。包括辐射校正将改变从QPO频率推断的中子星质量值。辐射力也可能是平行轨道这一令人困惑的现象的背后原因。
2011-11-10 astro-ph.HE
NICER Detects a Soft X-ray Kilohertz Quasi-periodic Oscillation in 4U 0614+09
我们报告了用中子星内部成分探测器（NICER）检测到的千赫兹准周期振荡（QPO）。分析X射线爆发器4U 0614+09上的大约165 ks的NICER曝光，我们检测到单峰上kHz QPO的多个实例，质心频率范围从400 Hz到750 Hz。我们解决的kHz QPO作为能量的函数，并测量，第一次，QPO振幅低于2千电子伏。我们发现，在1 keV的分数振幅的顺序为2%rms，并讨论了量子点发射过程中的背景下的康普顿模型的影响。
2018-07-24 astro-ph.HE
Timescale of twin-peak quasi-periodic oscillations and mass of accreting neutron stars
爱因斯坦的广义相对论预言，在中子星低质量X射线双星（LMXB）系统中，吸积气体接近中子星（NS）的轨道运动发生在与NS质量成比例的时间尺度上。气体的辐射解释了观测到的LMXB的大部分变化。在十多个源中观测到双峰准周期振荡（QPO）。受预期的轨道运动周期和NS质量之间的比例的启发，我们提出了一个简单的比较这些来源。我们调查QPO周期和它们的比率之间的关系，并确定QPO与个别源的特征时间尺度。这些时间尺度可能由每种NS的相对质量决定。我们发现，毫秒脉冲星XTE J1807.4-294的特征时间尺度比大多数其他NS LMXB长。因此，考虑测地轨道频率的QPO模型意味着X射线双星的质量必须比其他源的平均质量高出约50%。考虑到其他X射线源，XTE J1807.4-294的例外性不能以任何简单的方式与NS磁场相关。我们认为，在这个源中观察到的QPO可以帮助区分NS状态方程的拟议版本。
2019-07-11 astro-ph.HE
Discovery of Quasi Periodic Oscillations in the persistent X-ray emission of Accreting Binary X-ray Pulsar LMC X-4
利用XMM-Newton观测发现了高质量X射线双星（HMXB）脉冲星LMC X-4在非闪耀（持续）状态下的准周期振荡（QPO）。除了74 mHz的相干脉动外，持续发射光变曲线在20-30 mHz的频率范围内显示出QPO特征。准周期耀斑以前在罗西X射线定时探测器（RXTE）的观测中从LMC X-4观测到过。然而，这是第一次在LMC X-4的持续发射观测中观察到QPO。X射线双星中的QPO一般被认为与内吸积盘中不均匀物质分布的旋转有关。在大质量X射线双星（HMXB）如LMC X-4中，致密天体是一颗具有高磁场的中子星，内部吸积盘的半径由质量吸积率和中子星的磁矩决定。在这样的系统中，QPO特征，以及脉冲周期和X射线光度测量有助于我们约束中子星的磁场强度。我们使用磁层吸积的考虑有一个近似值的磁场强度的中子星在LMC X-4。
2022-03-15 astro-ph.HE
Possible twin kHz Quasi Periodic Oscillations in the accreting millisecond X-ray Pulsar IGR J17511-3057
利用Rossi X射线定时探测器正比计数器阵列自2009年9月12日发现吸积毫秒X射线脉冲星（AMXP）IGR J17511-3057以来的所有定点观测资料，对该脉冲星的非周期性X射线定时和颜色行为进行了研究.根据颜色和时间特征，可将该源归类为环礁源。在整个爆发过程中，它一直处于坚硬状态。在爆发的开始和结束时，源表现出似乎是双kHz准周期振荡（QPO）。双QPO之间的间隔Δ V为~ 120 Hz。与慢旋转器的预期相反，它不是接近244.8 Hz的旋转频率，而是接近旋转频率的一半。然而，QPO的识别是不确定的，因为源不完全适合在中子星低质量X射线双星（NS LMXB）中看到的非周期性变化频率的相关性的现有方案，也不能一个单一的移位因子，使其适合已报告的其他AMXP。这些结果表明，IGR J17511-3057是一个不同于其他AMXP的独特来源，并且可能在促进我们对AMXP和NS LMXB的理解方面发挥关键作用。
2011-01-13 astro-ph.HE
On the different flavours of Lense-Thirring precession around accreting stellar mass black holes
X射线双星中的C型QPO通常被解释为旋转黑洞周围的相对论性Lense-Thirring进动的结果，它们可能提供一种测量黑洞旋转和质量的方法。相对论性进动和由此产生的QPO之间的联系，已经在一个简化的模型，涉及一个单一的测试粒子产生的QPO，或在一个全球性的模型，其中一个几何厚吸积流作为一个刚体相干进动。在本文中，我们分析了这两种模式之间的相似性和差异，有时被认为是相互对立的。我们证明，前者是后者的限制情况下，旋进流的径向范围是非常小的，并认为固体下限的黑洞自旋可以通过单独考虑测试粒子模型。我们还表明，全球岁差模型自然占C型QPO观察到的频率范围，而不需要调用截断的内部吸积流之前，它到达最里面的稳定的圆形轨道。最后，我们表明，为了维持刚性岁差，厚吸积流应该在径向上很窄，并且如果它延伸到$10-10^2$引力半径之外，它就会与黑洞旋转太快而无法产生相干的QPO对齐。
2017-09-08 astro-ph.HE
