Pulse-resolved Classification and Characteristics of Long-duration GRBs with \emph{Swift}-BAT Data.I. Precursors versus Main Bursts
Institute of Fundamental Physics and Quantum Technology, Ningbo University（宁波大学基础物理与量子技术研究院）；School of Physical Science and Technology, Ningbo University（宁波大学物理科学与技术学院）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）
本文通过Swift-BAT数据研究长持续时间GRB的前兆与主爆发特性，发现前兆具有更长的MVT和零中位延迟，可能源于不同的喷流形成机制。
2026-01-29 astro-ph.HE
The pulse luminosity function of Swift gamma-ray bursts
利用Willingale等人的伽玛暴脉冲物理模型，对118个已知红移的伽马射线暴（GRB）的完整的雨燕暴警戒望远镜和X射线望远镜光变曲线进行了拟合，得到了总共607个脉冲。我们计算的脉冲光度函数，利用三个GRB形成率模型：一个祖先，跟踪宇宙恒星形成率密度（CSFRD）与一个单一的人口的GRB，再加上各种进化参数，或双峰人口的高和低光度GRB，和直接拟合的GRB形成率不包括任何先验假设。我们发现，一个单一的人口的伽玛射线暴脉冲与不断发展的光度函数是优于所有其他单变量不断发展的伽玛射线暴模型，或双峰光度函数在再现所观察到的伽玛射线暴脉冲的L-Z分布和亮度的演变的幅度是一致的研究，只利用最亮的伽玛射线暴脉冲。我们确定，伽玛暴的形成率密度演化组件的外观是一个工件的CSFRD在高红移参数化差，而不是指示早期时代伽玛暴的形成率的演变。我们的结论是，一个伽玛射线暴光变曲线的单一最亮的区域没有特殊的属性，通过将脉冲数据从伽玛射线暴的整体发射，我们提高了伽玛射线暴人口统计的一个因素5，排除了一些模型用于解释不足的伽玛射线暴形成率建模，并更严格地限制一些观测参数的伽玛射线暴行为。
2016-11-27 astro-ph.HE
Evolution of timing and spectral characteristics of 4U 1901+03 during its 2019 outburst using the Swift and NuSTAR observatories
我们报告了瞬态X射线天体4U 1901+03在2019年爆发期间的详细时间和光谱研究结果。我们在1-70千电子伏的能量带进行宽带光谱使用四个观察与斯威夫特和NuSTAR在不同的强度水平。我们的计时结果揭示了存在高度可变的脉冲轮廓依赖于光度和能量。我们的光谱结果表明，在30 keV的回旋共振散射功能（CRSF）的存在下。在30 keV的这个功能是高度光度和脉冲相位依赖。在最后两次观测中，接近爆发的下降阶段的相位平均光谱显示了在30千电子伏左右存在这一特征。CRSF在30千电子伏的存在，在这些观测得到了很好的支持，发现接近这个能量的脉冲轮廓的形状的突然变化。我们还发现，30 keV的功能显着检测在相对较高的光度下的观测脉冲相位分辨光谱。此外，所有光谱拟合参数表现出强烈的脉冲相位依赖性。与之前的研究结果一致，在所有观测的相位平均X射线谱中显著观察到约10 keV的吸收特征，并且还显示出强烈的脉冲相位依赖性。
2020-10-26 astro-ph.HE
The Outburst Decay of the Low Magnetic Field Magnetar SWIFT J1822.3-1606: Phase-resolved Analysis and Evidence for a Variable Cyclotron Feature
我们研究了低磁场瞬变磁星SWIFT J1822.3-1606在接近静止时的时间和光谱特性。自2011年7月14日Swift-BAT触发后发现SWIFT J1822.3-1606以来，我们在约500天的时间跨度内对观测进行了相干相位连接，并沿着爆发衰变进行了详细的脉冲相位光谱学。我们跟踪不同脉冲相位间隔的光谱演化，发现了一个相位和能量可变的光谱特征，我们将其解释为软光子从中子星表面附近磁场的强（10^14 G）小尺度分量中循环的电流中的质子回旋共振散射，叠加到弱得多的（~3 x 10^13 G）磁偶极子场。我们还讨论了冷却磁星表面的发射区的脉冲分辨光谱分析的影响。
2015-10-30 astro-ph.HE
Radio Pulse Profile Evolution of Magnetar Swift J1818.0-1607
本文利用高斯过程回归和 Lomb-Scargle 周期图分析 Swift J1818.0-1607 的射电脉冲轮廓与自转减速率，发现三种轮廓模式及偏振变化，支持局部磁层变化而非进动解释。
2024-01-23 astro-ph.HE
SWIFT J1756.9-2508: spectral and timing properties of its 2018 outburst
讨论了XMM-Newton、NICER和NuSTAR在2018年4月发生的X射线爆发期间观测到的吸积毫秒X射线脉冲星SWIFT J1756.9-2508的光谱和时间特性。源的光谱特性是一致的硬态占主导地位的高能量的非热幂律分量与截止在~70千电子伏。根据脉冲轮廓的相干定时分析，我们得到了一组更新的轨道星历。结合近11年来该源观测到的三次爆发的参数，我们研究了该爆发的自旋频率和轨道周期的长期演化。我们估计了中子磁场为3.1E+8 G <Bpc < 4.5E+8 G，测量了轨道周期导数为-4.1E-12s/s <Pdotorb < 7.1E-12 s/s。我们还研究了脉冲轮廓的能量依赖性的脉冲分数振幅在能量范围0.3-80千电子伏的特性的行为。这些结果进行了比较，从以前的爆发SWIFT J1756.9-2508和其他以前已知的吸积毫秒X射线天体。
2018-08-22 astro-ph.HE
The 2009 outburst of accreting millisecond pulsar IGR J17511-3057 as observed by SWIFT and RXTE
第十二颗由吸积提供动力的毫秒脉冲星IGR J17511-3057于2009年9月被发现。在这项工作中，我们研究了它的光谱和时间特性在2009年爆发的基础上Swift和RXTE数据。我们的源的光谱分析表明，只有轻微的光谱形状的演变在整个爆发。在爆发期间，与恒星表面热点相关的铁谱线的等效宽度和黑体辐射的表观面积都显著减小。这与吸积盘随着吸积速率的下降而逐渐后退是一致的。脉冲轮廓分析表明，没有戏剧性的形状演变与脉冲幅度适度下降。这种行为可能是由于吸积柱的足迹向磁极的磁盘撤退的运动。在爆发期间，软能量脉冲和硬能量脉冲之间的时间滞后增加了两倍。吸积激波的质心相对于黑体点的物理位移或与吸积柱结构的变化相关的康普顿化分量的发射率图案的变化可能导致这种演变。我们发现IGR J17511-3057的爆发阶段与SAX J1808.4-3658相似。从“缓慢衰减”到“快速下降”阶段的过渡，与戏剧性的通量减少，也伴随着脉冲相移，这可能是由于增加的内部光盘半径的二次斑点的外观。
2011-06-06 astro-ph.HE
Multifrequency Radio Observations of the Magnetar Swift J1818.0--1607
本文报告了 Green Bank Telescope 对射电磁星 Swift J1818.0--1607 的多频射电观测，发现其具有千兆赫兹峰值光谱、高线偏振及独特的脉冲轮廓结构。
2025-07-16 astro-ph.HE
Pulse-resolved Classification and Characteristics of Long-duration GRBs with \emph{Swift}-BAT Data.II. Main Burst versus Extended Emission
Institute of Fundamental Physics and Quantum Technology, Ningbo University（宁波大学基础物理与量子技术研究所）；School of Physical Science and Technology, Ningbo University（宁波大学物理科学与技术学院）
本文通过Swift-BAT数据分析长持续时间GRB的主辐射与扩展辐射，发现扩展辐射在能谱和时间尺度上具有不同特性，但仍源于同一物理机制。
2026-02-26 astro-ph.HE
Swift observations of SMC X-3 during its 2016-2017 super-Eddington outburst
Be X射线脉冲星SMC X-3从2016年8月到2017年3月经历了一次巨大的爆发，这是由雨燕卫星监测的。在爆发期间，它的宽带通量急剧增加，未被吸收的X射线光度在8月24日左右达到$\sim 10^{39}$ erg/s的极值。利用Swift/XRT数据，我们测量了观测到的中子星的脉冲频率，计算了双星系统的轨道参数。在将轨道修正应用于Swift观测之后，我们发现自旋频率从8月10日的128.02 mHz稳步增加，并在2017年1月接近自旋平衡$\sim 128.74$ mHz，未吸收光度为$L_{\rm X} \sim 2\times10^{37}$ erg/s，表明中子星表面存在强偶极磁场$B \sim 6.8\times10^{12}$ G。在超级爱丁顿爆发期间，自旋上升率与其X射线光度密切相关。Swift/XRT数据中的脉冲轮廓是可变的，在爆发的早期阶段显示双峰，然后在低光度下合并为单峰。此外，我们报告的低温（$kT \sim 0.2$ keV）热分量出现在相位平均光谱的通量衰减，它可能是从外部截断磁盘或外部流和磁层之间的边界层。
2017-06-02 astro-ph.HE
Phase-resolved NuSTAR and Swift-XRT Observations of Magnetar 4U 0142+61
我们提出的时间和光谱分析的同时0.5-79千电子伏的Swift-XRT和NuSTAR观测的磁星4U 0142+61。脉冲轮廓随3和35 keV之间的光子能量而显著变化。脉冲分数随能量增加而增加，达到约20%的值，与1 E 1841-045中观察到的相似，远低于1 E 2259+586中观察到的约80%脉冲分数。我们没有检测到在以前的Suzaku-HXD观测报告的55-ks相位调制。4U 0142+61在20 keV以上的相位平均光谱由光子指数为$Γ$ ~ 0.65的硬幂定律支配，而在20 keV以下的光谱可用两个黑体、黑体加软幂定律或康普顿化黑体模型描述。我们使用Beloborodov（2013）的电子-正电子流出模型研究了全相位分辨光谱。我们的结果与Hascoet等人（2014）从INTEGRAL数据中得出的活动j丛参数一致。我们发现，一个显着的简并出现在推断的参数，如果足迹的j-丛被允许是一个薄环，而不是一个极帽。当足迹被要求是从软X射线数据推断的热点时，简并被降低。
2015-06-09 astro-ph.HE
Insight-HXMT observations of Swift J0243.6+6124: the evolution of RMS pulse fractions at super-Eddington luminosity
基于Insight-HXMT数据，我们报告了2017-2018年新发现的第一个银河系超铝X射线源（ULX）Swift J0243.6+6124爆发期间的脉冲分数演化。选取了19个亮度相近的观测对，研究了它们在上升和下降阶段的脉冲分量。结果表明，在超临界光度下，脉冲分数随光度和能量的增加而增加。然而，每一对之间的脉动的相对强度随着光度而强烈地演变。在亮度低于$7.71\times10^{38}$ ~erg~s $^{-1}$时，上升相的脉冲分数较大，而在亮度高于$^{-1}$时，上升相的脉冲分数较小。跃迁光度与能量无关。这一现象首次被Insight-HXMT观测所证实，并推测可能与辐射压主导的吸积盘有关。
2020-12-24 astro-ph.HE
Recovering the Pulse Profiles and Polarization Position Angles of Some Pulsars from Interstellar Scattering
星际散射会导致平均脉冲波形和偏振位置角（PPA）曲线的展宽和畸变，特别是对低频脉冲波形的展宽和畸变。本文实现了一种方法来恢复脉冲轮廓和PPA曲线的五个具有明显的散射脉冲轮廓在较低的频率。给出了模拟脉冲波形和PPA曲线的散射和去散射过程。作为实际应用，得到了PSR 1356-60、PSR 1831-03、PSR 1838+04、PSR 1859+03、PSR 1946+35的低频剖面和PPA曲线。实验结果表明，该方法可以恢复原始的脉冲波形和PPA曲线。
2012-02-15 astro-ph.HE
Spectral and Timing properties of the recently discovered Be/X-ray pulsar eRASSUJ 052914.9-662446
介绍了NuSTAR和Swift对新发现的Be/X射线脉冲星eRASSU J052914.9-662446的观测结果。这是第一次使用2020年观测对脉冲星的时间和光谱特性进行详细研究。从源检测到1411.5 $\pm$ 0.5 s的相干脉动。脉冲轮廓被发现类似于一个简单的单峰功能，这可能是由于发射的表面的中子星只。脉冲轮廓高度依赖于能量。脉冲轮廓的脉冲分数的变化被发现是非单调的能量。0.5-20 keV的Swift和NuSTAR同步可以很好地符合由$\sim$ 5.7 keV的高能截止修正的幂律。NuSTAR在0.5-79 keV能量范围内的光度为$\sim$ 7.9 × 10 35 erg/s。在3-79 keV范围内的光谱通量显示出随脉冲相位的调制。
2022-09-28 astro-ph.HE
Observations of a GX 301-2 Apastron Flare with the X-Calibur Hard X-Ray Polarimeter Supported by NICER, the Swift XRT and BAT, and Fermi GBM
在2018年12月下旬，用球载X-Calibur硬X射线偏振计观测了吸积动力X射线脉冲星GX 301-2，并通过NICER X射线望远镜、Swift X射线望远镜和Burst Alert望远镜以及费米伽马射线暴监测器进行了连续观测，持续了几个月。观测发现该脉冲星处于罕见的阿帕斯特子耀斑状态，与费米GBM发现的脉冲星的显著自旋一致。X-Calibur、NICER和Swift的观测结果显示，脉冲轮廓强烈地由一个主峰主导，NICER和Swift的数据显示，脉冲之间的轮廓变化很大。X-Calibur观测首次限制了来自高度磁化吸积中子星的15-35 keV发射的线性偏振，表明在所有脉冲相位上平均的偏振度为（27+38-27）%（90%置信限）。我们讨论的自旋和X射线光谱和偏振的理论预测的背景下的结果。最后，我们讨论了未来观测高磁化中子星与更敏感的后续任务XL-Calibur的科学潜力。
2020-01-10 astro-ph.HE hep-ex
On the magnetic field of the first Galactic ultraluminous X-ray pulsar Swift J0243.6+6124
我们报告了对银河系第一颗超亮X射线脉冲星Swift J0243.6+6124爆发最后阶段的监测，在爆发的峰值达到了$\sim$ 40 Eddington光度。使用{ \it Swift}/XRT望远镜的监测计划的主要目的是利用过渡到“推进器”状态的光度来测量中子星的磁场。不幸的是，能见度的限制不允许我们观察到足够低的通量来检测这样的转变。螺旋桨光度$L_{\rm prop}<6.8\times10^{35}$ erg s $^{-1}$的严格上限意味着磁场$B<10^{13}$ G的偶极分量，在有效磁层大小的合理假设下。另一方面，所观察到的脉冲轮廓和脉冲部分与通量点的变化，在临界光度$L_{\rm crit}\sim3\times10^{38}$ erg s $^{-1}$在爆发的上升和下降部分的发射区域的几何形状。我们将观测到的变化与吸积柱的开始联系起来，这使我们能够独立地估计$B>10^{13}$ G的中子星表面附近的磁场强度。鉴于现有的不确定性，在有效的磁层大小，我们的结论是，这两种估计是勉强相互兼容。
2018-06-25 astro-ph.HE
Pulse profiles from thermally emitting neutron stars
本文重新考虑了广义相对论中中子星表面热辐射斑脉冲轮廓的计算问题。我们表明，它是可能的扩展Beloborodov（2002）的方法，包括（多个）在不同位置的恒星表面上的有限大小的斑点。脉冲轮廓的结果表示为比较简单的分析公式，只涉及初等函数。
2013-03-27 astro-ph.HE
Dust-scattering rings of GRB 221009A as seen by the Neil Gehrels Swift satellite: can we count them all?
我们提出的第一个结果的尘埃散射环的GRB 221009A，创造了本世纪的GRB，由尼尔Gehrels斯威夫特卫星观察。我们对时间分辨观测和堆叠数据进行分析。前一种方法使我们能够研究最突出的环的膨胀，将它们的起源与伽玛射线暴的即时X射线发射联系起来，并确定尘埃层的位置。堆叠的径向轮廓增加了数据的信噪比，并且允许检测角轮廓中的较弱和重叠的峰。我们总共发现了16个尘埃浓度（甚至更多），跨度约15千秒差距的深度，并可能负责高度结构化的X射线角分布。通过比较五个最突出的环的相对散射通量，我们表明，最大数量的尘埃层位于约0.44千秒差距远离我们。最后，我们将尘埃层的位置与通过消光或CO射电观测研究银河系3D结构的实验结果进行了比较，并强调了尘埃X射线断层扫描与这些方法的互补性。
2023-02-08 astro-ph.HE
Post-flare Formation of the Accretion Stream and a Dip in Pulse Profiles of LMC X-4
本文利用XMM-Newton和RXTE两个天文台的观测数据，对吸积X射线脉冲星LMC X-4在大X射线耀斑期间和之后的脉冲轮廓演化进行了研究。在耀斑期间，脉冲轮廓被发现有一个显着的相位偏移的范围为0.2-0.5相比，脉冲轮廓之前或之后的耀斑。研究耀斑后约10^5秒的脉冲轮廓，发现大约需要2000-4000秒，修改后的吸积柱才能恢复正常结构，并形成导致LMC X-4脉冲轮廓下降的吸积流。我们还进行了脉冲相位分辨光谱的LMC X-4在窄相仓使用EPIC-pn的数据和光谱证实了脉动性质的软光谱分量，具有脉冲分数和相位不同的幂律分量。
2017-05-15 astro-ph.HE
The origin of the early time optical emission of Swift GRB 080310
我们目前的宽带多波长观测GRB 080310在红移z = 2.43。这次爆发是明亮和长寿的，并且不寻常的是在瞬发阶段有广泛的光学和近红外跟踪。使用这些数据，我们试图同时使用一系列的提示脉冲和余辉组件的伽马射线，X射线，光学和红外发射模型。初步尝试外推的高能量模型直接为每个脉冲的较低的能量显示，光谱中断之间的光学制度和0.3千电子伏，以避免过度预测的光通量。我们表明，余辉发射单独是不足以描述所有的光学和红外数据中看到的形态。允许即时组件主导早期的光学和IR，并允许每个脉冲有一个独立的低能量光谱指数，我们产生一个替代方案，更好地描述了光学光变曲线。然而，这并不能描述GRB 080310早期的光谱形状。即时和余辉为主的模型的拟合统计几乎是相同的，这使得它很难赞成。然而，一个持久的结果是，这两个模型需要一个低的能量谱指数符合自吸收的至少一些脉冲中识别的高能量发射模型。
2012-01-05 astro-ph.HE
Pulse profile variations in the accreting X-ray pulsar Vela X-1
Center for Space Science and Technology, University of Maryland, Baltimore County（马里兰大学巴尔的摩县分校空间科学与技术中心）；Center for Research and Exploration in Space Science and Technology, NASA/Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心空间科学与技术研究探索中心）；School of Physics and Centre for Space Research, University College Dublin（都柏林大学学院物理系与空间研究中心）；European Space Agency (ESA), European Space Astronomy Centre (ESAC)（欧洲空间局（ESA）欧洲空间天文中心（ESAC））；European Space Agency (ESA), European Space Research and Technology Centre (ESTEC)（欧洲空间局（ESA）欧洲空间研究与技术中心（ESTEC））；Huygens-Kamerlingh Onnes Laboratory, Leiden University（莱顿大学惠更斯-卡末林·昂内斯实验室）；Departamento de Física, Universidad de Santiago de Chile（智利圣地亚哥大学物理系）；Center for Interdisciplinary Research in Astrophysics and Space Exploration (CIRAS), USACH（智利圣地亚哥天主教大学跨学科天体物理学与空间探索研究中心（CIRAS））
研究VELA X-1吸积X射线脉冲星脉冲轮廓变化，通过长时间观测分析不同时间尺度上的变化机制，发现吸收变化是主要因素。
2025-10-28 astro-ph.HE
An Extraordinary Outburst of the Magnetar Swift J1822.3-1606
2011年雨燕J1822.3- 1606的爆发是非同寻常的;在下面的中子星的自旋周期的周期性调制是清晰可见的，非常类似于磁星巨星耀斑的衰变尾巴期间观察到的。我们研究了爆发早期阶段X射线发射的时间特征。我们用光谱硬度比（HR）进行了周期性搜索，发现了一个相干信号，它位于中子星的自旋周期附近，但滞后约3弧度。因此，HR与X射线强度是强反相关的，这在巨型耀斑中也可以看到。我们研究了脉冲轮廓的时间演化，发现它在大约一个月内从复杂的形态演变为简单得多的形状。脉冲轮廓简化也发生在巨大的耀斑，但在一个更短的时间尺度约几分钟。我们发现，在爆发的前25天内发出的能量与在巨型耀斑衰变尾部的几分钟内检测到的能量相当。基于这些相似之处，我们认为巨耀斑和磁星爆发的触发机制可能是相同的。我们认为，在爆发开始时在磁层中形成的被捕获的火球在几分钟内有效地辐射出去，而在其他磁星中，如斯威夫特J1822.3- 1606，火球的辐射效率不高，因此，持续时间更长。
2015-09-28 astro-ph.HE
Torque reversal and orbital profile of X-ray pulsar OAO 1657-415
OAO 1657-415是一颗非典型的超巨星X射线联星，在风馈和盘馈系统中，交替出现旋转上升/旋转下降的间隔，持续时间约为数十天。我们利用{ \it Fermi}/GBM监测的自旋历史，结合{\it Swift}/BAT和{ \it MAXI}/GSC的通量，研究了OAO 1657-415的不同力矩态.其自旋频率导数与{ \it Swift}/BAT通量在快速自旋上升期间具有良好的相关性，与{ \it Swift}/BAT通量在快速自旋下降期间具有反相关性，并且在两者之间不相关。与自旋上升事件相比，自旋下降事件的轨道轮廓在0.2和0.8的轨道相位附近减小了2倍。轨道硬度比的配置文件的自旋下降的情节也低于自旋的情节周围的阶段接近中期的日食，这意味着有更多的物质之间的中子星和观察者的自旋下降的情节比自旋的情节周围这些阶段。这些结果表明，中子星的转矩状态与轨道尺度上的物质流有关，并支持逆旋/逆旋盘吸积模型.
2021-12-03 astro-ph.HE
GRB minimum variability timescale with Insight-HXMT and Swift: implications for progenitor models, dissipation physics and GRB classifications
γ射线暴瞬发辐射的耗散过程目前还不清楚。时间变化的研究可能提供一种独特的方式来区分几何形状和传播相关的影响的内部发动机活动的印记。我们定义的最小可变性时标（MVT）作为最短的持续时间的单个脉冲，形状的光变曲线的样本的伽玛暴和测试相关性与峰值亮度，洛伦兹因子，喷流张开角。我们将这些相关性与最近的相对论性结构-可能摆动-射流的数值模拟预测进行比较，并评估MTV作为探测器发射物理的价值。我们使用峰值检测算法mepsa来识别GRB时间历史中的最短脉冲，并估计其半高宽（FWHM）。我们将该框架应用于两组GRB：Swift（2005年至2022年7月）和Insight-HXMT（2017年6月至2021年7月，包括221009 A）。然后，我们选择了401个测量z的伽玛暴来测试相关性。平均而言，短伽玛暴的MVT明显短于长伽玛暴。060614和211211 A等扩展发射短暴的MVT分布只与短暴的MVT分布相一致。这就为研究祖先的性质提供了新的线索。长伽玛暴的MVT与峰值亮度有关。我们确认与洛伦兹因子的关系，并找到一个相关性与射流的开口角估计从余辉，随着脉冲数的负相关性。的MVT可以识别新兴的推定的新一类的长伽玛暴，建议产生的紧凑的二元合并。对于其他典型的长GRB，MVT和峰值亮度，洛伦兹因子，喷流张开角，和脉冲数之间的不同相关性可以在结构化，可能摆动，弱磁化相对论性喷流的背景下进行解释。（摘要）
2023-01-03 astro-ph.HE
Broad-band spectral evolution and temporal variability of IGR J17091-3624 during its 2016 outburst : SWIFT and NuSTAR results
我们基于SWIFT和NuSTAR进行的观测活动报告了2016年银河系瞬变黑洞候选者IGR J17091-3624的爆发。用SWIFT-XRT观测到的爆发剖面在硬度强度图中显示出典型的“q”形。基于不同参数的光谱和时间演化，我们能够识别HID的q轮廓和硬度RMS图（HRD）中的所有光谱状态。XRT和NuSTAR的观测结果都表明，在爆发上升阶段的低硬和硬中间态期间，低频准周期振荡（QPO）的演变。我们还发现了mHz的QPO，以及不同时间尺度的不同相干类变率（心跳振荡），类似于$ρ$类（在GRS 1915+105中观察到）。宽带XRT和NuSTAR光谱的唯象建模也揭示了高能量截止的演变和存在的反射电离物质在爆发的上升阶段。此外，我们在0.5 - 79 keV的SWIFT和NuSTAR的X射线光谱进行建模，以了解吸积流动力学的基础上的两个组件流模型。从这个模型中，我们将源的质量限制在10.62 - 12.33 Msun的范围内，置信度为90%，这与早期的发现一致。
2018-08-16 astro-ph.HE
The 2008 October Swift detection of X-ray bursts/outburst from the transient SGR-like AXP 1E 1547.0-5408
我们报告的详细研究，2008年10月爆发的异常X射线脉冲星（AXP）1 E 1547.0-5408发现通过雨燕/爆发警报望远镜（BAT）探测SGR样短X射线爆发在2008年10月3日。雨燕/X射线望远镜（XRT）在BAT触发后不到100秒就开始观测该源，当时通量（在2-10 keV范围内约为6 E-11 erg/cm^2/s）比其静态水平高出50倍以上。斯威夫特每天监测1 E 1547.0-5408的爆发活动，持续了大约三周。这种策略使我们能够找到一个相位相干的解决方案，为源脉冲后的爆发，其中，除了周期和周期导数，需要一个积极的周期二阶导数项（自旋下降增加）。脉冲形状的时间演化是复杂多变的，在雨燕观测窗口内，脉冲分数从20%增加到50%。XRT光谱可以很好地拟合通过一个单一的组件，无论是一个幂律（PL）或黑体（BB）。在爆发的最初阶段，光谱是硬的，PL光子指数约为2（或kT约为1.4 keV），在BAT触发后的一天内变陡至约4（或kT约为0.8 keV），尽管这两个分量可能在第一天的光谱中同时存在。触发后5天进行的INTEGRAL观测提供了18-60 keV波段1 E 1547.0-5408发射的上限约为2 E-11 erg/cm^2/s。
2010-06-15 astro-ph.HE
Torque reversals and pulse profile of the pulsar 4U 1626-67
我们回顾了独特的吸积动力的X射线脉冲星4U 1626-67在过去40年来，因为它的发现脉冲轮廓的演变。这颗脉冲星表现出两个不同的稳定自旋上升时期，中间被一个稳定的自旋下降时期分开，持续了大约18年。在目前的工作中，使用数据从不同的天文台活跃在每个阶段的自旋和自旋下降，我们建立了一个明确的吸积扭矩作用于这个脉冲星和它的脉冲轮廓之间的相关性。能量分辨的脉冲轮廓是相同的，在两个自旋向上的时代和相当不同的自旋向下的时代，特别是在低能量带。这种相关性，以及已知的强准周期振荡（QPO）的特征，只存在于自旋下降时代，明确建立了两种不同的吸积模式到中子星上，产生不同的脉冲轮廓，其中只有一个产生QPO。
2014-01-13 astro-ph.HE
Science Using Single-Pulse Exploration with Combined Telescopes: II. Pulse profile evolution and single-pulse modulation
LPC2E, OSUC, Univ Orleans, CNRS, CNES, Observatoire de Paris（奥尔良大学、法国国家科学研究中心、法国国家空间研究中心、巴黎天文台）；Observatoire Radioastronomique de Nançay, Observatoire de Paris, Université PSL, Université d’Orléans, CNRS（南希射电天文观测站、巴黎天文台、巴黎文理研究大学、奥尔良大学、法国国家科学研究中心）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center（尼古拉·哥白尼天文中心）；Department of Physics, IISER Bhopal（博帕尔印度科学与教育研究院物理系）；Université de Strasbourg, CNRS, Observatoire astronomique de Strasbourg（斯特拉斯堡大学、法国国家科学研究中心、斯特拉斯堡天文观测站）
本研究通过多频段观测12颗脉冲星，分离散射与内在效应，揭示脉冲轮廓宽度随频率演化的机制，并发现低频下单脉冲发射更不规则。
2026-09-30 astro-ph.HE
The Timing Evolution of the Magnetar Swift J1818.0-1607 During a Period of Reduced Activity
研究通过 GBT 对活动减弱期磁星 Swift J1818.0-1607 进行 60 天计时观测，发现脉冲轮廓与减速率变化，提示发生模式切换，并更新其年龄和磁场估计。
2025-07-25 astro-ph.HE
The long-term evolution of the accreting millisecond X-ray pulsar Swift J1756.9-2508
我们提出了2009年爆发的吸积毫秒X射线脉冲星斯威夫特J1756.9-2508的时间分析，并重新分析2007年的爆发。震源显示，爆发之间的复发时间很短，仅约2年。多亏了大约2年的基线数据，我们可以将中子星的磁场限制在0.4 × 10^8 G < B <9 × 10^8 G，这在典型的吸积毫秒双星的范围内。2009年的时间分析使我们能够对吸积力矩施加限制：爆发内的自旋频率导数的上限为1.25亿美元。|\dot v| <3x 10 ^-13 Hz/s，置信水平为95%。脉冲轮廓和它们的演变过程中的爆发的研究进行了分析，提出了一个系统的形状变化，取决于爆发阶段。
2009-10-15 astro-ph.HE
Formation of phase lags at the cyclotron energies in the pulse profiles of magnetized, accreting neutron stars
背景：吸积驱动的X射线衍射仪显示出高度依赖能量和复杂的脉冲轮廓形态。可能出现与平均脉冲轮廓的显著偏差，特别是接近回旋加速器线能量。这些偏差可以被描述为能量相关的相位滞后，即，脉冲轮廓中的主要特征的能量相关的偏移。目的：使用数值研究，我们探讨可观察到的，能量分辨脉冲轮廓的回旋共振散射的效果。研究方法：我们产生了可观察到的发射作为自旋相位的函数，使用蒙特卡罗模拟回旋共振散射和一个数值射线跟踪例程占广义相对论光弯曲效应的吸积柱的本征发射。结果：我们发现强烈的变化，在脉冲轮廓一致的回旋加速器线能量。脉冲轮廓中的特征相对于平均脉冲轮廓随着观察几何形状而强烈变化，并且当假设非静态等离子体时，在能量上另外偏移和涂抹。结论：我们演示了如何相位滞后的回旋能量出现的结果的角度重新分配的X射线回旋共振散射在一个强磁场结合相对论效应的影响。我们还表明，相位滞后强烈依赖于吸积几何。这些内在效应原则上将允许我们限制系统的吸积几何。
2014-05-28 astro-ph.HE
Statistical search for angular non-stationarities of long gamma-ray burst jets using Swift data
在Budai等人（2020）的研究中，我们认为伽马射线暴（GRB）喷流的角度非平稳性可以导致从喷流破裂时间推导出的角度值与瞬发光变曲线的可变性之间的统计联系。如果喷流的光度密度遵循幂律或均匀分布，则这种联系应该是反相关的，如果它们具有高斯分布，则应该是相关的。在这篇后续论文中，我们通过测量雨燕卫星观测到的19个长伽玛暴样本中的斯皮尔曼秩相关系数来寻找这种联系。利用16个具有明确角度测量的伽玛暴，我们发现了$ρ= -0.20_{-0.09}^{+0.09}$和$p = 0.46_{-0.19}^{+0.23}$。在样本中再增加三个伽玛暴，每个伽玛暴都有一对可能的角度值，可以加强与$ρ=-0.31_{-0.08}^{+0.07}$和$p=0.19_{-0.09}^{+0.14}$的反相关性。我们发现，这些结果是不兼容的非平稳射流具有高斯分布，并与观测到的余辉$\gtrsim\!100$伽玛暴将需要确认潜在的存在的角度变率反相关与$3σ$的意义。如果这种联系是真实的，那么伽玛暴喷流角将可以从瞬发伽玛光变曲线中得到，而不需要余辉观测。
2021-12-24 astro-ph.HE
Timing analysis of Swift J0243.6+6124 with NICER and Fermi/GBM during the decay phase of the 2017-2018 outburst
本研究利用NICER/XTI和Fermi/GBM数据分析了Swift J0243.6+6124在2017-2018爆发期间的计时与噪声特性，发现脉冲轮廓在特定光度下发生转变，并揭示了超爱丁顿光度下异常的高噪声强度及其与四极场相互作用的潜在关联。
2023-05-06 astro-ph.HE
INTEGRAL and Swift observations of the Be X-ray binary 4U 1036-56 (RX J1037.5-5647) and its possible relation with gamma-ray transients
我们提出的定时，光谱，和长期的时间分析的高质量X射线二进制（HMXB）4U 1036-56使用INTEGRAL和斯威夫特观测。我们表明，它是一个弱的硬X射线源花费的大部分时间在静止，只有偶尔的特点是X射线爆发。我们在这里报告的爆发活动持续了几天，与动态范围跨越的亮度在平静和爆发高达~30。我们报告了在爆发期间在854.75+/-4.39 s处检测到的脉冲周期，这与以前的测量结果一致。最后，根据4U 1036- 56的位置相关性，分析了4U 1036- 56与未确认的瞬变γ射线源AGL J1037- 5708和GRO J1036- 55的可能性。
2012-10-03 astro-ph.HE
High-cadence observations and variable spin behaviour of magnetar Swift J1818.0-1607 after its outburst
我们报告了新磁星Swift J1818.0-1607的多频射电观测，以高节奏跟踪了一个多月。观测工作在记录的第一次爆发后不到35小时就开始了。我们获得了时间，偏振和光谱信息。雨燕J1818.0-1607有一个非常陡峭的射电磁星光谱，也有一个相对狭窄和简单的脉冲轮廓。偏振的位置角摆动在脉冲轮廓上是平坦的，这可能表明我们的视线掠过发射光束的边缘。这也可以解释陡峭的频谱。自旋演化表明自旋下降速率变化很大，与我们观测过程中的四个不同的时间事件有关。这些事件可能与第二脉冲分量的出现和消失有关。第一个时间事件与我们的实际观测结果相吻合，但我们没有检测到可能揭示磁层进一步变化的发射特性的显着变化。从几个月的时间测量中推断出的特征年龄相差近一个数量级。一项超过100天的长期自旋下降测量表明，它的特征年龄约为500年，比以前报道的要大。虽然雨燕J1818.0-1607仍然可能是迄今为止发现的最年轻的中子星（和磁星）之一，但考虑到其计算背后的警告，我们谨慎地使用特征年龄作为真实年龄指标。
2020-09-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Multi-mission Investigation of X-ray Superorbital Modulation in the Supergiant High Mass X-ray Binary 4U 1538-52
The Catholic University of America（美国天主教大学）；University of Maryland, Baltimore County（马里兰大学巴尔的摩县分校）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Maryland Institute College of Art（马里兰艺术学院）
研究通过Swift-BAT和MAXI-GSC长期监测，发现4U 1538-52的X射线超轨道调制与脉冲周期变化无明显关联，推测其机制可能与恒星风中的大尺度结构有关。
2026-03-25 astro-ph.HE
The Minimum Variability Time Scale and its Relation to Pulse Profiles of Fermi GRBs
我们提出了一个直接的联系，通过小波分解提取的最小可变性时间尺度和最短的脉冲提取的上升时间通过适合的34费米GBM GRB光变曲线组成的379个脉冲。本研究中使用的脉冲与对数正态函数拟合，而使用的小波技术采用多分辨率分析，不依赖于识别不同的脉冲。通过应用校正滤波器与脉冲拟合的公布数据，我们证明了这两个独立的技术之间的协议，并提供了一种区分信号与噪声的方法。
2012-06-12 astro-ph.HE
A systematic study of soft X-ray pulse profiles of magnetars in quiescence
磁星是表面磁场极强的中子星。它们在静止状态下表现出不同的X射线脉冲轮廓。我们对它们的软X射线脉冲轮廓进行了系统的傅里叶分析。我们发现，大多数磁星有一个单峰的轮廓，因此有低振幅的第二傅立叶谐波（A2）。另一方面，脉冲分数（PF）在宽范围上扩展。我们比较的结果与理论配置文件假设各种表面热点的不对称性，观看的几何形状，和光束功能。我们发现，一个单一的值的强度比r之间的两个对映热点是无法重现所观察到的分布A2和PF的所有磁星。推测的r可能与热光度相关，这意味着高光度的磁星往往有两个对称的热点。我们的结果是一致的理论预测，其中存在的一个不断发展的环形磁场打破了对称性的表面温度。
2019-03-04 astro-ph.HE
Pulse profile stability of the Crab pulsar
我们提出了一个蟹状星云脉冲星，PSR B 0531 +21，使用档案RXTE数据的X射线定时分析。我们已经调查了螃蟹脉冲轮廓的稳定性，在软（2-20千电子伏）和硬（30-100千电子伏）的X射线能量，在过去十年的RXTE操作。分析包括测量两个脉冲峰之间的间隔;以及两个峰的强度和宽度。我们没有发现任何显着的时间依赖性的脉冲形状。这两个峰在相位、强度和宽度上都很稳定。第一个脉冲在软X射线中相对较强。在软X射线能量和硬X射线能量两者中，第一脉冲峰值比第二峰值窄。这两个峰都显示出缓慢的上升和陡峭的下降。两个峰值中的脉冲光子的比率在时间上也是恒定的。
2011-06-28 astro-ph.HE
The Integrated Pulse Profiles of Fast Radio Bursts
在2.5 GHz以下观测到的快速射电暴的积分脉冲轮廓和在4 ~ 8 GHz观测到的许多快速射电暴的瞬时谱上出现多峰特征。脉冲或频谱整形的机制很少引起注意。本文指出，这些类干涉脉冲轮廓主要是快速射电暴源区附近的瞬时谱。相应的瞬时谱与单个电子通过锥形波荡器的谱是一致的。在4和8 GHz之间观察到的多峰频谱也可以用这种类型的频谱来解释。光谱是看不见的，除非辐射束中的粒子是聚束的。聚束效应可能是由于粒子在等离子体尾场中的加速。
2020-07-31 astro-ph.HE
A month of monitoring the new magnetar Swift J1555.2-5402 during an X-ray outburst
软伽马射线中继器Swift J1555.2-5402是通过Swift BAT在2021年6月3日探测到的12 ms持续时间的短爆发发现的。然后在第一次爆裂检测后1.6小时，NICER开始对该X射线源进行为期一个月的日常监测。在监测时间跨度期间，吸收的2-10 keV通量几乎保持恒定在约4 e-11 erg/s/cm 2，仅显示出轻微的逐渐下降。探测到一个3.86-s的周期，这个周期的时间导数被测量为3.05（7）e-11 s/s。软X射线脉冲示出了具有均方根脉冲分数的单个正弦形状，该均方根脉冲分数作为能量的函数从1.5 keV处的15%增加到7 keV处的39%。在偶极场近似下，得到了赤道表面磁场、特征年龄和下旋光度分别为3.5 e +14 G、2.0 kyr和2.1 e +34 erg/s。温度为1.1 keV的吸收黑体近似于软X射线光谱。假设源距为10千秒差距，在2- 10千电子伏波段，X射线的峰值亮度为~ 8.5 e +35 erg/s。在观测期间，我们分别用Swift/BAT和NICER探测到5个和37个短爆发。基于这些观测特性，特别是推断的强磁场，这个新的来源被归类为磁星。我们还与NuSTAR、DSN和VERA协调硬X射线和射电观测。一个硬X射线幂律分量，延伸到至少40千电子伏的检测在3西格玛的意义。10-60 keV的通量主要由幂律分量控制，约为9 e-12 erg/s…
2021-08-06 astro-ph.HE
Prospects for Measuring Neutron-Star Masses and Radii with X-Ray Pulse Profile Modeling
模拟从热的旋转中子星观测到的X射线脉动的振幅和形状，为测量中子星性质提供了一种直接的方法。这种技术构成了即将进行的NICER和拟议的LOFT X射线任务的科学案例的重要组成部分。在本文中，我们确定的数量不同的观测，可以从脉冲轮廓建模，并表明，仅使用测辐射热脉冲轮廓是不足以打破推断的中子星半径和质量之间的简并。然而，我们也表明，对于适度旋转（300-800 Hz）的中子星，在两个不同的能量带的脉冲轮廓的分析提供了额外的限制，允许一个独特的确定的中子星的属性。利用脉冲轮廓的基波和二次谐波的分数幅值以及光谱色振荡的幅值和相位差，我们量化了为实现中子星半径的指定测量精度所需的信噪比。我们发现，在一个脉冲轮廓中累积10^6个计数足以使中子星半径的不确定性小于5%，这是确定中子星物质状态方程所需的精度水平。最后，我们正式推导出的背景限制，可以容忍的各种脉动幅度的测量作为系统参数的函数。
2014-04-30 astro-ph.HE
Highly polarized components of integrated pulse profiles
通过对观测资料的分析和对发射过程的模拟，研究了脉冲廓线的高偏振分量。高偏振分量出现在脉冲轮廓的前部或后部，与低偏振分量相比，其优选地具有平坦的光谱和平坦的偏振角曲线。通过考虑脉冲星的辐射过程和传播效应，模拟了脉冲星辐射光束中波模和分数线偏振的分布。我们表明，高度极化的组件可以出现在领先的，中心的，和/或拖尾部分的脉冲轮廓的模型，这取决于脉冲星的几何形状。退偏振是由正交模式或散射引起的。当视线与脉冲星发射光束相交时，入射角很小，探测到的高偏振分量为O模，偏振角曲线平坦，光谱平坦。否则，高偏振分量将是X模式的，并且具有陡峭的偏振角曲线。
2016-08-26 astro-ph.HE
A transient component in the pulse profile of PSR J0738-4042
射电脉冲星观测图像的原则之一是积分脉冲轮廓随时间恒定。这一假设支撑了许多通过脉冲星计时而成为可能的奇妙科学。然而，在过去的几年里，这一假设受到了质疑，一些卫星显示脉冲形状在一系列时间尺度上发生了变化。在这里，我们展示了PSR J 0738 -4042（B 0736 -40）脉冲轮廓中明亮分量的戏剧性外观。该分量出现在轮廓的前缘上。它在2004年没有出现，但在2006年和此后的所有意见中都有强烈的出现。随后的文献检索显示，额外的组成部分在几十年的时间尺度上的通量密度变化。我们表明，瞬态分量的偏振特性是一致的竞争正交偏振模式的图片。面对识别和表征平均轮廓变化的一般问题，我们概述并应用基于隐马尔可夫模型的统计技术。这种技术的价值是建立通过模拟，并成功地工作在低信噪比的情况下。
2011-03-11 astro-ph.HE
Temporal Evolution of the Vela Pulsar's Pulse Profile
船帆座脉冲星（J 0835 -4510）的发射机制和旋转频率的变化（“毛刺”）还没有得到很好的理解。通过对综合脉冲宽度、定时残差和亮脉冲率的长期研究，可以进一步了解这些机制。我们对船帆座进行了密集的观测活动，收集了超过6000小时的单脉冲数据。数据显示，脉冲宽度随时间变化，包括微小毛刺（频率变化）后宽度的显著跳跃。明亮脉冲的丰度也会在一些微小故障后发生变化，但不是全部。脉冲宽度的长期变化有三个可能的循环周期，与被解释为自由进动的螺旋射流的X射线周期性相匹配。
2016-02-05 astro-ph.HE
Understanding the spectral and timing behavior of a newly discovered transient X-ray pulsar Swift J0243.6+6124
我们介绍了2017年10月在~280 mCrab通量水平下使用NuSTAR观测新发现的吸积X射线双星脉冲星Swift J0243.6+6124的时间和光谱研究结果。在该脉冲星的X射线光变曲线中检测到9.85423（5）s的脉冲。脉冲星的脉冲轮廓被发现是强烈的能量依赖。发现在较低能量下的宽轮廓在$\ge$ 30 keV下演变成双峰轮廓。脉冲星的3-79 keV连续谱可用负指数截止和正指数截止模型或高能截止幂律模型来描述，模型中加入了$\sim$ 3 keV的热黑体。铁发射线也被检测到在6.4千电子伏的源光谱。在我们的研究中，我们没有发现任何回旋吸收线的特征。本文讨论了相位分辨和时间分辨光谱的结果。
2017-11-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Variations of the harmonic components of the X-ray Pulse Profile of PSR B1509-58
利用Rossi X射线定时探测器的观测数据，利用傅里叶分解技术研究了年轻脉冲星PSR B1509-58的X射线脉冲轮廓的稳定性，分析了脉冲轮廓谐波分量相对于基波的相对振幅和相位差。像大多数年轻的旋转动力发动机一样，PSR B1509-58有很高的旋转下降率。它还具有更小的定时噪声，允许精确测量高阶频率导数，这反过来又有助于研究脉冲星自旋下降的物理。多年来对脉冲轮廓的详细研究将有助于我们建立该脉冲星的定时特性和高能发射特性之间的任何可能的联系。此外，研究短周期X射线谱仪的脉冲轮廓，对于将其用作行星际导航系统也是有用的。对15个$ \rm years $（1996-2011）的该源的X射线脉冲轮廓进行了分析。与基波相比，一次、二次和三次谐波的长期平均振幅（以及其单个测量的标准偏差）分别为36.9%（1.7%）、13.4%（1.9%）和9.4%（1.8%）。类似地，三个谐波（和标准偏差）相对于基波的相位分别为0.36（0.06）、1.5（0.2）、2.5（0.3）$\rm radian $。我们没有发现任何显着的变化的谐波分量的脉冲轮廓相比，基本的。
2014-05-31 astro-ph.HE
Energy-resolved pulse profiles of accreting pulsars: Diagnostic tools for spectral features
提出从吸积X射线双星的能量分辨脉冲轮廓中提取光谱信息的方法，利用FFT确定脉冲分数并通过高斯轮廓搜索铁发射线和回旋共振散射特征，实现对特征位置和宽度的精确约束。
2023-08-07 astro-ph.HE
Limits to Extracting Neutron-Star Physics Constraints from NICER Pulse Profiles
Istanbul University（伊斯坦布尔大学）；Georgia Institute of Technology（佐治亚理工学院）
本文通过分析NICER观测的X射线脉冲轮廓，探讨了从中子星物理约束中提取信息的极限，指出模型复杂性可能与数据约束不匹配的问题。
2026-01-05 astro-ph.HE
Pulse profiles and timing of PSR J1757$-$2421
利用南山25米和帕克斯64米射电望远镜14年来的脉冲到达时间测量，确定了PSR J1757 $-$ 2421（B1754 $-$ 24）的平均轮廓和定时特性。对无线电剖面数据的分析表明，整个剖面的频谱指数变化很大，并且随着频率的增加，分量分离度异常增加。定时观测结果表明，PSR B1754 $-$ 24在2011年5月经历了一个大的毛刺，自旋频率增加了$Δν_{\rm g}/ν\sim 7.8\times10^{-6}$的一部分。在故障发生时，旋转频率出现大的永久性跳变，伴随着两个指数恢复期，时间尺度分别为15（6）和97（15）天。
2016-12-08 astro-ph.HE
Glitch-induced pulse profile change of PSR J0742-2822 observed from the IAR
针对PSR J0742-2822脉冲轮廓与自旋减慢速率变化和glitch活动联系不明的问题，通过高频率观测研究其glitch前后演化，发现变化由内部超流体与磁层强耦合主导，为脉冲星内部结构研究提供依据。
2024-12-23 astro-ph.HE
A Joint Chandra and Swift View of the 2015 X-Ray Dust Scattering Echo of V404 Cygni
我们对钱德拉和斯威夫特对天鹅座V404 2015年X射线回波的观测进行了综合分析。利用叠加分析，我们在回声中识别出八个独立的环。利用高分辨率Chandra图像和径向强度剖面的互相关，重建了2015年6月爆发的软X射线光变曲线，表明大约70%的爆发通量发生在MJD 57199.8爆发末期的亮耀斑期间。我们用精确的距离测定表明，这些环对应于八个独立的尘埃浓度。我们进一步表明，云的柱密度在整个视场中变化很大，相对于V404 Cyg的位置，大多数云的质心向银河系平面移动，使通常试图约束尘埃特性的均匀云柱假设无效。我们提出了一个新的XSPEC光谱尘埃散射模型，计算微分尘埃散射截面的范围内常用的灰尘分布和成分，并使用它来共同适应整个集的雨燕回波数据。我们发现，一个标准的Mathis-Rumpl-Nordsieck模型提供了一个足够的适合合奏的回波数据。通过允许更陡峭的灰尘分布来改善拟合，并且具有简单硅酸盐和石墨颗粒的模型优于具有更复杂组成的模型。
2016-05-05 astro-ph.HE
Pulse profile modelling of accreting millisecond pulsars with disc occultation and its impact on parameter inference
Nanjing University（南京大学）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（南京大学现代天文与天体物理教育部重点实验室）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内克天文研究所）；Gravitation and Astroparticle Physics Amsterdam (GRAPPA), University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学引力与天体粒子物理学阿姆斯特丹中心）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；University of Turku（图尔库大学）
本文扩展脉冲轮廓建模代码X-PSI，纳入吸积盘掩星效应，量化其对脉冲轮廓的影响，并发现忽略该效应可能导致参数推断偏差。
2026-06-15 astro-ph.HE
Pulse Profiles from Spinning Neutron Stars in the Hartle-Thorne Approximation
在Hartle-Thorne近似下，提出了一种新的计算自旋中子星脉冲轮廓的数值算法。我们的方法使我们能够正式考虑多普勒频移和像差的影响，帧拖动，以及恒星表面的扁率和四极矩。我们证实了一个较早的结果，忽略扁率的中子星表面导致约5-30%的误差在计算的轮廓，并进一步表明，忽略其时空的四极矩导致约1-5%的误差在600赫兹的自旋频率。我们讨论了我们的结果的影响，测量中子星的质量和半径与即将到来的X射线任务，如美国宇航局的NICER和欧空局的LOFT。
2014-09-18 astro-ph.HE
