Interplay of spectral components in timing properties of accreting compact objects
吸积黑洞双星的X射线变率被认为是由向致密物体传播的波动产生的。观测表明，不同能带的光变曲线是相连的，但较硬能量的波动相对于较软能量的波动有所延迟。标准的解释涉及X射线光谱硬度对径向距离的依赖，更硬的光谱发射更接近黑洞。最近，在质量和数量两个层面上发现了对这种情况的一些挑战。该模型没有预测不同能量之间的大幅度延迟，以及变异幅度对光谱范围和频率的依赖性。我们研究吸积黑洞X射线双星的时间特性，考虑到这些来源的光谱形成的特殊性。我们发现，同时存在的两个组件导致一个复杂的形状的功率谱和相位滞后之间的X射线波段：相位滞后的振幅变得独立的组件之间的延迟，和功率谱显示出人工减少，或者相反，增强功率在低傅立叶频率。这为恢复传播波动模型提供了一个基本要素。这项工作提请注意的重要性，考虑条件的频谱形成时，研究定时性能。
2018-09-17 astro-ph.HE
Fourier spectral-timing techniques for the study of accreting black holes
本文回顾了用于研究吸积黑洞的傅里叶光谱时序技术，重点介绍了X射线混响映射和低频准周期振荡的相位分辨光谱学，以诊断吸积几何结构并约束振荡机制。
2022-12-20 astro-ph.HE
Understanding recent observations of isolated magnetars and accreting magnetars from the magnetospheric point of view
讨论了磁星风制动模型及其应用。磁星在爆发期间的扭矩减小，抗干扰以及辐射和时间之间的反相关性在风制动模型中是可以理解的。最近对磁星的定时观测也与以前的模型一致。一个磁力驱动的风星云和一个制动指数小于3的是两个预测。除了孤立的磁星外，在双星系统中也可能有吸积磁星和从回退盘吸积的磁星。从观测上看，超亮X射线磁星可能是吸积磁星，而超慢磁星可能是过去具有回退盘的磁星。无论是孤立磁星还是吸积磁星，都需要做大量的工作。
2017-05-27 astro-ph.HE
Timing properties of the X-ray accreting pulsar 1A 0535+262 studied with Insight-HXMT
我们使用Insight-HXMT的宽带数据报告了2020年1A 0535+262巨大爆发的时序分析结果。首次分析了从亚临界亮度到超临界亮度的脉冲轮廓演化。研究发现，在1A 0535+262的脉冲分数-能量关系中，当爆发的亮度范围从4.8 $\times 10^{37}$ erg s $^{-1}$到1.0 $\times 10^{38}$ erg s $^{-1}$时，观测到的脉冲轮廓呈现出复杂的能量和亮度依赖关系，在脉冲分数-能量关系中首次发现了回旋共振散射特征（CRSF）能量处的凹陷结构.观察到的结构是光度相关的，并出现在源临界光度附近（$\sim$ 6.7 $\times 10^{37}$ erg s $^{-1}$）。
2022-08-29 astro-ph.HE
On the nature of pulse profile variations and timing noise in accreting millisecond pulsars
吸积动力毫秒双星（AMP）数据中的时间噪声表现为时间尺度从数小时到数周的不规则脉冲相位跳跃。在第一个发现的AMP SAX J1808.4-3658中也观察到大的系统相位漂移。为了研究这些时间特征的起源，我们在这里使用的数据，以及研究2002年爆发的SAX J1808.4-3658。我们首先发展了一个脉冲轮廓形成的模型，该模型考虑了吸积盘对对跖发射点的屏蔽。我们证明了与后退的吸积盘相关的对跖点的可见度的变化引起傅立叶相位的系统移位，与脉冲形式的变化一起观察到。我们发现，一个强大的次最大值可以观察到只有在一个狭窄的间隔内盘半径，这解释了非常短的外观在SAX J1808.4-3658的双峰配置文件。通过直接拟合脉冲轮廓形状，我们发现发射光斑的主要参数，如平均经纬度和发射率图案，会发生不规则的变化，从而导致脉冲相位的微小变化，而强烈的轮廓变化是由内圆盘半径的增加引起的。最后，我们注意到，在2002年和2008年爆发的SAX J1808.4-3658的脉冲轮廓的显着变化发生在流量相差2倍，这可以解释，如果内盘半径不是一个简单的函数的吸积率，但取决于以前的历史。
2009-10-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Timing of the accreting millisecond pulsar IGR J17591-2342: evidence of spin-down during accretion
我们报告了吸积毫秒X射线脉冲星IGR J17591-2342的相位相干时序分析，使用中子星内部成分探测器（NICER）在2018年8月15日至2018年10月17日期间爆发的数据。我们得到了一个更新的轨道解的二元系统。我们调查的中子星的自旋频率的演变过程中爆发，报告的自旋频率和自旋频率导数（$\dotν \sim -7\times 10^{-14}$ Hz s $^{-1}$）的第一次估计的精细估计，证实独立的基频和它的第一谐波的建模。我们进一步调查的X射线脉冲相位的演变，采用的物理模型，占吸积材料的扭矩以及磁线程的吸积盘的开普勒速度比磁层速度慢的区域。从这个分析中，我们估计了中子星磁场$B_{eq} = 2.8(3)\times10^{8}$ G。最后，我们调查的脉冲轮廓依赖于能量发现，所观察到的行为的脉冲分数振幅和滞后作为能量的函数是兼容的热Comptonisation的软光子发射的中子星帽。
2020-03-11 astro-ph.HE
The accretion flow to the intermittent accreting ms pulsar, HETE J1900.1-2455, as observed by XMM-Newton and RXTE
利用XMM-Newton和RXTE同步观测资料，对间歇吸积毫秒脉冲星HETE J1900.1-2455的吸积流进行了研究。0.33-50 keV的谱由起源于光学薄τ~1日冕的硬康普顿化分量、被解释为吸积盘发射的软kTin~0.2 keV分量和硬分量的盘反射之和描述。在0.98（1）和6.58（7）keV能量处分别检测到两个发射特征。后者被确定为Fe XXIII-XXV的Kα跃迁。EPIC-pn、EPIC-MOS 2和RGS光谱的同时检测也有利于前者的天体物理起源，前者具有与Fe-Lα和类氦Ne-Kα跃迁相兼容的能量。这两个特征的广泛性表明了一个共同的起源，来自于一个倾角为（30+4°）的吸积盘的反射，并从致密天体向下延伸到Rin=25（+16，-11）的引力半径。然而，EPIC-pn在较低能量下测量的特征强度不能与Fe Kα线的振幅完全一致，这阻碍了用宽带反射模型描述它的可能性，并阻止了可靠的识别。在377.3 Hz的自旋频率下无法检测到脉动，在3-σ c.l.处的上限为0.4%。分数振幅上。我们解释内盘半径估计光谱建模和缺乏显着的检测相干X射线脉动的指示盘吸积流截断的一些机制连接到整体的发展的吸积盘，而不是由中子星磁场。这是兼容的光谱和时间特性的这个源相对于其他的，非脉冲环礁源在硬状态的极其接近的相似性。
2012-12-11 astro-ph.HE
Broad-band timing properties of the accreting white dwarf MV Lyrae
我们提出了一个宽带的吸积白矮星系统MV天琴座的开普勒卫星获得的数据的基础上的时间分析。观测时间跨度为633天，节奏为58.8秒，允许我们探测时间频率的4个数量级。所观察到的宽带噪声分量的建模是基于多个洛伦兹分量的叠加，类似于X射线双星系统所采用的经验建模。我们还提出了一个频率变化的洛伦兹分量的MV天琴座的光变曲线中，洛伦兹特征频率与平均源通量呈负相关的检测。因为在文献中类似的宽带噪声分量已被关联到粘性或动力学的时间尺度为不同的源类型（吸积黑洞或中子星），我们在这里系统地探讨这两种情况下，并放置在吸积盘结构的约束。在粘性的情况下，我们采用波动吸积盘模型来推断参数的粘度和磁盘规模的高度，并推断不舒服的高参数，以容纳由标准的薄磁盘，而在动力学的情况下，我们推断一个大的吸积盘截断半径约10白矮星半径。然而，更重要的是，在这里观察到的宽带可变性和X射线双星和活动星系核之间的现象学性质是非常相似的，可能表明宽带可变性的共同起源。
2012-08-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Luminosity-dependent spectral and timing properties of the accreting pulsar GX 304-1 measured with INTEGRAL
内容：Be/X射线双星的爆发峰值亮度高达$10^{37}\,$ erg/s的几倍，在此期间，他们可以被观察和详细研究。大多数（如果不是全部的话）Be/X射线双星都有吸积双星，它们的X射线光谱在许多情况下包含与源的磁场有关的回旋共振散射特征。在许多吸积中子星中，观测到光谱随光度和中子星旋转相位的变化。目的：探讨Be/X射线双星GX 304-1在爆发事件期间的X射线光谱和时间特性。具体而言，我们调查的回旋共振散射功能，连续光谱参数，脉冲周期，和能量和亮度分辨脉冲轮廓的行为。我们结合亮度分辨光谱和定时分析来探测旋转中子星的吸积几何形状和光束模式。研究方法：我们分析了来自两个JEM-X模块ISGRI和SPI的INTEGRAL数据，涵盖了2012年1月至2月的爆发，分为六个观测。我们得到脉冲轮廓在两个能量带，相位平均和相位分辨光谱的每个观察。结果如下：我们证实了GX 304-1的回旋线能量的正光度依赖性，并报告了光子指数对光度的依赖性。使用脉冲相位连接技术，我们找到了一个脉冲周期的解决方案有效的整个爆发。我们的脉冲相位分辨分析表明，回旋加速器线的质心能量仅随脉冲相位略有变化，而其他光谱参数显示出更明显的变化。我们的研究结果是一致的情况下，作为脉冲星旋转，我们正在探索其光束模式的一小部分。
2015-07-02 astro-ph.HE
A Possible 55-day X-ray Period of the Ultraluminous Accreting Pulsar M82 X-2
我们报告一个可能的检测到一个55天的X射线调制的超铝吸积脉冲星M82 X-2从档案钱德拉观测。由于已知M82 X-2的轨道周期为2.5天，如果55天的周期是真实的，那么它就是该系统的超轨道周期。我们还研究了其他三个附近的超亮X射线源在M82的中心区域与钱德拉数据的变化，并没有发现任何证据的周期性。此外，我们重新审查了以前报告的62天周期附近的中心区域的M82通过执行系统的定时研究与所有档案罗西X射线定时探测器和雨燕数据。利用各种动力学时间分析方法，我们证实62天周期是不稳定的，这表明它不是与以前的工作一致的M82 X-1的轨道周期。
2016-06-28 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
Timing of the accreting millisecond pulsar SAX J1748.9-2021 during its 2015 outburst
我们报告了2015年3月4日由X射线卫星XMM-牛顿观测到的间歇吸积毫秒X射线脉冲星SAX J1748.9-2021爆发的时间分析。通过对观测到的脉冲到达时间进行相位连接，我们得出了2015年爆发的最佳拟合轨道解。我们研究了能量脉冲轮廓依赖性，发现脉冲分数振幅随能量增加而增加，而没有检测到显著的时间滞后。此外，我们调查了该源以前的爆发，在2010年爆发期间的某些时间间隔内发现了以前未检测到的脉动。将更新的轨道参数，特别是从升交点通过的时间值，与以前爆发报告的轨道解进行比较，我们首次估计了与$\dot{P}_{orb}=(1.1\pm0.3)\times 10^{-10}$ s/s对应的轨道周期导数。我们注意到，该值在3.5 sigma置信水平下是显著的，因为抛物线趋势存在显著波动，需要更多的观察来证实这一发现。假设结果的可靠性，我们认为，轨道周期导数的大值可以解释为一个高度非保守的质量传输驱动的引力波的发射，这意味着喷射的物质从一个区域接近内拉格朗日点的结果。我们还讨论了可能的替代解释。
2016-03-29 astro-ph.HE
Accretion torques and motion of the hot spot on the accreting millisecond pulsar XTE J1807-294
本文对2003年吸积毫秒脉冲星XTE J1807 - 294的爆发进行了相干定时分析。我们发现自旋频率导数的上限为5E-14 Hz/s。脉动的正弦分数振幅是在吸积毫秒双星中观察到的最高的，可以达到27%（2.5 - 30 keV）的值。脉冲到达时间残差的基本遵循线性反相关的分数振幅，表明热点运动的表面上的中子星在经度和纬度。残差和X射线通量之间的反相关性表明吸积率对脉冲相位的影响，并对使用标准计时技术测量中子星的自旋频率和扭矩产生怀疑。
2009-02-25 astro-ph.HE
An XMM-Newton EPIC X-ray view of the Symbiotic Star R~Aquarii
我们提出了分析档案XMM牛顿欧洲光子成像相机（EPIC）的X射线观测的共生星宝瓶座R。我们使用扩展源分析软件（ESAS）包，以揭示扩散软X射线发射扩展到2.2弧分（$\approx$ 0.27 pc）从这个二元系统。这些XMM-牛顿EPIC观测的深度以前所未有的细节揭示了这种漫射发射的空间分布，具有与光学星云空间相关的双极形态。扩展的X射线发射与钱德拉在双星系统附近解析的喷流状特征中的团块具有相同的主导软X射线发射温度。射流中较硬的成分可能意味着气体冷却下来，然而，不能排除由准直质量喷射的磁场的存在所产生的非热发射的可能存在。我们建议，正在进行的旋进射流创建双极腔充满X射线发射热气体，饲料更广泛的X射线气泡，因为他们得到破坏。这些EPIC观测表明，由一个演化的低质量恒星周围的吸积盘产生的喷流反馈机制可以吹出热泡，类似于由活跃星系核产生的喷流产生的热泡。
2022-03-04 astro-ph.HE
Anti-glitches in the Ultraluminous Accreting Pulsar NGC 300 ULX-1 Observed with NICER
我们提出的证据，三个自旋下降故障（或“反故障”）的超铝吸积X射线脉冲星NGC 300 ULX-1的定时观测与中子星内部成分探测器（NICER）。我们的时序分析揭示了三个突然自旋下降事件的幅度$Δν= -23, -30,$和$-43 \,μ$ Hz（分数幅度$Δν/ν= -4.4, -5.5,$和$-7.7 \times 10^{-4}$）。我们通过前两个毛刺确定了完全相位相干的定时解决方案，这使我们对它们的检测具有很高的信心，而第三个候选毛刺则不太安全。它们的大小（符号相反）比任何已知的射电脉冲星故障都要大。这可能是由于脉冲星长时间的快速自旋，导致恒星的超流和非超流成分之间的角动量突然转移。我们没有发现任何证据的轮廓或光谱变化的时代的毛刺，支持的结论是，这些是由于相同的过程中正常脉冲星毛刺，但在相反的。
2019-05-28 astro-ph.HE
Discovery of Eclipses from the Accreting Millisecond X-ray Pulsar SWIFT J1749.4-2807
我们报道了在最近发现的吸积毫秒X射线脉冲星Swift J1749.4-2807中发现的X射线食。这是第一次在这种类型的系统中探测到X射线日食，一旦确定和研究伴星，就可以精确测量中子星的质量。我们提出了一个组合脉冲和日食定时的解决方案，使轨道参数和倾角的严格约束，并表明伴星质量的范围是在0.6-0.8 M太阳的可能范围内的中子星质量，它是大于主序星相同的质量。我们观察到两个单独的日食出口和一个单一的入口。我们的时间模型显示，日食的特征是对称的时间90度经度从升交点，正如预期的那样。我们的日食计时解决方案给出了日食持续时间（从入口到出口的中点）为2172 +/- 13秒。这相当于8.82小时轨道周期的6.85%。该系统还提出了一个潜在的测量“夏皮罗”延迟由于广义相对论，通过这种技术单独，我们设置了上限的伴星质量为2.2 M_太阳。
2010-06-08 astro-ph.HE
Spectral and timing properties of the accreting X-ray millisecond pulsar IGR J17511-3057
IGR J17511-3057是INTEGRAL发现的第二颗X射线瞬态吸积毫秒脉冲星。从2009年9月13日开始爆发了大约一个月。宽带平均谱用热康普顿化方法描述，电子温度kT_e ~ 25 keV，软种子光子数kT_bb ~ 0.6 keV，汤姆逊光学深度τ_T ~ 2.在爆发期间，光谱保持非常稳定，等离子体和软种子光子温度和散射光学深度在误差范围内恒定。我们用指数模型拟合了爆发剖面，用盘不稳定性模型推断了外盘半径为（4.8 - 5.4）\times 10 ~（10）cm。INTEGRAL和RXTE数据揭示了X射线脉动的周期为4.08毫秒，高达~ 120 keV。脉冲分数从3 keV时的约22%下降到7-30 keV之间的约17-18%的恒定脉冲分数，然后在60 keV时再次下降到约13%。在10-20 keV时，近正弦脉冲显示软滞后随能量单调增加至约0.2 ms，与在其他吸积恒星中观察到的类似。短爆发的配置文件表明氢贫材料在点火，这表明要么是吸积的材料是氢缺乏，或CNO金属丰度是太阳的2倍的因素。然而，作为m的函数的爆发重现时间的变化（从X射线通量推断）比氦点火模型预测的要小得多。
2010-12-01 astro-ph.HE
X-ray Timing of Stellar Mass Black Holes
对吸积恒星质量黑洞的X射线定时观测表明，它们可以产生时间尺度如此之短的信号，以至于我们必须非常接近广义相对论（GR）预测的最内部稳定圆形轨道进行探测。这些信号是准周期振荡（QPO），高频种类（HFQPO，频率在40-450 Hz范围内）以及0.1-10 Hz低频类型都有可能在强场限制下提供GR测试。GR测试的一个重要步骤是限制黑洞的物理性质，而X射线计时可能实现的直接频率测量可能提供最清晰的黑洞自旋测量之一。虽然目前的X射线卫星已经发现了这些现象，HFQPO是微弱的信号，未来的X射线定时任务与更大的有效面积需要测试候选的理论QPO机制。研究吸积黑洞的另一个主要目标是了解相对论喷流的产生。在这里，我们也取得了进展，在过去的十年中，通过发现无线电发射之间的明确联系，跟踪喷流的强度和X射线发射的属性。随着新的无线电能力刚刚上线，继续对吸积黑洞进行详细的X射线研究对于继续取得进展至关重要。
2009-02-24 astro-ph.HE
Modelling spectral and timing properties of accreting black holes: the hybrid hot flow paradigm
到20世纪90年代末，从大量的光学和X射线、光谱和定时数据中得出的总体情况是，X射线产生于吸积流最里面的热部分，而光学/红外（OIR）辐射主要由受照射的外部薄吸积盘产生。最近对银河系黑洞瞬变的多波长观测表明，情况并非如此简单。OIR波段的快速变化，OIR超过热发射，X射线和OIR光变曲线之间复杂的相互作用意味着OIR发射区域更加紧凑。其中一个流行的假设是，喷流有助于OIR发射，甚至是大部分X射线的原因。然而，这种情况在很大程度上是临时性的，与许多先前确定的事实相矛盾。另外，已知与X射线光谱和定时数据一致的热吸积流也是产生OIR辐射的可行候选者。如果热流包含非热电子（即使在能量上可以忽略不计的数量），那么热流方案自然解释了像OIR光谱的幂律，快速OIR变化及其与X射线的复杂关系，这是Cyg X-1中MeV尾巴存在所必需的。非热电子的存在也将热流模型中的平衡电子温度降低到<100 keV，使其与观测更加一致。在这里，我们认为，任何可行的模型应同时解释一个大的光谱和定时数据集，并表明混合（热/非热）热流模型满足大多数的约束。
2013-12-10 astro-ph.HE
Spectral and timing properties of the accreting X-ray millisecond pulsar IGR J17498-2921
我们分析了IGR J17498-2921的光谱和时间特性以及X射线爆发的特性，以约束这类源产生X射线的物理过程。宽带平均谱用热康普顿化方法描述，电子温度kT_e ~ 50 keV，软种子光子kT_bb ~ 1 keV，汤姆逊光学厚度\taut ~ 1.板片区对应的黑体半径R_bb ~9 km。在爆发期间，光谱保持非常稳定，等离子体和软种子光子温度和散射光学深度在误差范围内是恒定的。这种行为被解释为表明X射线发射起源于中子星（NS）表面上方的热板（加热的NS表面或吸积激波）。INTEGRAL、RXTE和Swift数据揭示了X射线脉动的周期为2.5毫秒，高达~65 keV。脉冲分数与恒定一致，即与能量无关，并且具有6- 7%的典型值。近正弦脉冲显示软滞后，似乎饱和附近的10千电子伏在一个相当小的值~ -60的联合国与其他吸积恒星观察到的。短爆发的配置文件表明，有一个贫氢的材料在点火，这表明，要么是吸积的材料是氢缺乏，或CNO金属丰度的一个因素是约两倍的太阳。然而，作为\dot{m}（从X射线通量推断）函数的爆发重现时间的变化比氦点火模型预测的要小得多。
2012-08-07 astro-ph.HE
Orbital and epicyclic frequencies around neutron and strange stars in $R^2$ gravity
根据各种模型，在围绕致密物体的圆形轨道上运动的粒子的轨道频率和周转频率与在某些恒星或黑洞候选者的X射线通量中观察到的准周期振荡有关。预计它们起源于吸积盘的内缘，深入致密天体的引力场。考虑到计划中的新一代X射线计时天文台具有大的集体面积，准周期振荡可能是一个很好的工具，在强场制度和相应的替代引力理论的重力测试。本文研究了在$R^2$引力作用下，围绕中子星或奇异星作圆轨道运动的粒子的轨道频率和周转频率。也考虑了慢旋转的情况。将$R^2$重力结果与广义相对论情况进行了比较。我们评论的偏差，从广义相对论，以及在这两个理论的偏差，由于旋转。
2015-11-11 astro-ph.HE gr-qc
Timing analysis of the 2022 outburst of the accreting millisecond X-ray pulsar SAX J1808.4$-$3658: hints of an orbital shrinking
本文通过NICER计时分析SAX J1808.4$-$3658的2022年爆发，首次发现其轨道周期收缩，并确认长期自转减慢，提出轨道演化与伴星质量四极矩变化耦合。
2022-12-22 astro-ph.HE
Timing of the accreting millisecond pulsar IGR~J17511--3057
吸积动力毫秒脉冲星（AMP）的时间分析是探测致密天体物理的有力工具。最近发现的\newigrj是已知的13种AMP中发现的12种。Rossi XTE卫星提供了对源爆发长达25天的观测的广泛覆盖。{Our目的是研究中子星磁场与吸积盘之间复杂的相互作用，确定它们之间的角动量交换。毫秒相干通量调制的存在使我们能够从脉冲到达时间的研究中研究这种相互作用。为了将中子星的自旋频率变化与其他效应区分开来，必须有一套精确的轨道星历。使用定时技术，我们分析了脉冲相位延迟拟合轨道参数的微分修正。为了消除脉冲相位波动的影响，我们采用了已经成功应用于另一个AMP XTE J1807-294的定时技术。{We报告一套精确的轨道星历我们证明伴星是主序星。我们发现脉冲相位延迟波动的特征振幅约为0.05的第一谐波，类似于也观察到的AMP XTE J1814-338的情况下。AMP第二次显示在整个爆发期间检测到三次谐波。第一谐波相位延迟表现出令人困惑的行为，而第二谐波相位延迟表现出明显的自旋上升。此外，第三谐波显示自旋向上，尽管不是非常显著（3 $σ$ c.l.）。还报道了四次谐波的存在。假设二次谐波是中子星自旋频率的良好示踪剂，我们发现该源的平均自旋频率导数为\np{1.65(18)}{-13} Hz s $^{-1}$。（继续...）
2010-10-29 astro-ph.HE
A Physical Model for the Spectral-Timing Properties of Accreting Black Holes
我们开发了新的技术去卷积的径向结构的X射线发射区在明亮的低/硬态的黑洞天鹅座X-1使用光谱和定时数据在3-35 keV的范围。在这些能量下的光谱是由康普顿化而不是圆盘所主导的，但是在不同能带之间的时间滞后以及这些能带的功率谱中的归一化和形状的差异中存在复杂的模式，这清楚地表明康普顿化不是从单个均匀区域产生的。我们使用一个物理为基础的模型，通过一个频谱不均匀的流动传播的密度波动，设置的频谱成分，通过联合拟合的时间平均和傅立叶分辨光谱。任何波段的预测变化都是在傅立叶空间中解析建模的，因此它可以直接拟合到观测到的功率谱和滞后。我们发现，最佳拟合模型挑选出三个不同的半径的流动，每个具有不同的康普顿谱。在这些半径处产生的变化和光度被增强，而来自较大半径的波动的传播被抑制。我们将这些半径与圆盘截断、流动的内边缘和（更推测性地）喷气发动半径相关联。这些不同的半径在源接近低/硬和高/软状态之间的过渡的情况下是最明显的。我们认为，在较低的光度下看到的平滑的功率谱意味着源结构是简单的过渡。
2018-08-30 astro-ph.HE
Simultaneous observations of a pair of kilohertz QPOs and a plausible 1860 Hz QPO from an accreting neutron star system
我们报道了一个来自中子星低质量X射线双星4U 1636-536的~ 1860 Hz准周期振荡的迹象（3.22 sigma）。如果得到证实，这将是迄今为止从吸积中子星系统中观察到的最高频率特征，因此对理解此类系统非常有用。这种合理的定时特征与较低（~ 585 Hz）和较高（~ 904 Hz）的千赫准周期振荡同时观察到。两个千赫兹准周期振荡频率的比值约为1.5，而所谓的约1860 Hz特征的频率接近这些频率的三倍和两倍。这对于约束所有三个特征的模型很有用。特别地，~ 1860 Hz特征可以是（1）来自新的且迄今未知的类准周期振荡，或者（2）较低或较高千赫兹准周期振荡的第一个观察到的泛音。最后，我们注意到，虽然~ 1860 Hz特征的相对低的重要性需要谨慎，但即使是在这样一个独特的高频率下的3.22 sigma特征也应该足够有趣，以刺激在档案数据中进行系统搜索，并科学地激励下一代X射线任务的足够大的计时仪器。
2009-11-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
IGR J17062-6143 is an Accreting Millisecond X-ray Pulsar
我们目前发现的163.65赫兹X射线脉动从IGR J17062-6143在唯一的观察获得的来源与罗西X射线定时探测器。这一发现使IGR J 17062 -6143成为目前已知的最低频率的吸积毫秒X射线脉冲星。在2 - 12 keV频带中检测到脉动，总体显著性为4.3 sigma，并且观察到的脉冲幅度为5.54 ± 0.67%（在该频带中）。动态功率谱和相干相位时序分析表明，脉动频率在1.2 ks的观测符合中子星的轨道运动的方式减少。由于观测间隔很短，我们无法精确测量轨道周期;然而，在90%的置信度下，短于17分钟的周期被排除在外。对于可接受的圆形轨道的范围内推断的二进制质量函数基本上重叠的AMXP人口作为一个整体的观察范围。
2017-02-17 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
Studies of the Origin of High-Frequency Quasi-Periodic Oscillations of Mass Accreting Black Holes in X-ray Binaries with Next-Generation X-ray Telescopes
用RXTE（Rossi X射线定时探测器）进行的观测揭示了几个吸积恒星质量的黑洞X射线通量的高频准周期振荡（HFQPO）的存在。HFQPO（以及它们在较低频率下的对应物）可以让我们在强引力区域研究广义相对论。然而，今天的观测证据还不允许我们区分不同的HFQPO模型。在本文中，我们使用广义相对论射线追迹程序来研究轨道热点模型中HFQPO的X射线时间谱和偏振特性。我们研究了银河系双星GRS 1915+105中166 Hz准周期振荡（QPO）的特殊情况下的观测特征。最后，我们讨论了使用LOFT（X射线定时大型天文台）等定时光谱实验的光谱特征的可观测性，以及使用IXPE（成像X射线偏振探测器）、PolSTAR（偏振光谱望远镜阵列）、PRAXyS（相对论性X射线偏振测量）或XIPE（X射线成像偏振探测器）等星载X射线偏振仪的偏振特征。像LOFT这样的高计数率任务将有可能获得每个光子的QPO相位，从而能够研究QPO相位分辨的光谱形状及其与通量水平之间的相关性。由于HFQPO的周期很短，第一代X射线偏振仪将无法为每个光子分配QPO相位。因此，对QPO相位分辨偏振能谱的研究将需要用第一代X射线偏振仪和LOFT型飞行任务同时进行观测。
2016-05-31 astro-ph.HE
Timing of accreting neutron stars with future X-ray instruments: towards new constraints on dense matter equation of state
本文报告了捷克对eXTP任务的贡献，通过模拟评估其对吸积中子星X射线双星的先进计时能力，并开发描述吸积流体非测地线振荡的公式，以约束致密物质状态方程。
2024-01-05 astro-ph.HE physics.ins-det
Estimating the black hole mass of NGC1313 X-1 based on the spectral and timing properties
在超亮X射线源NGC 1313 X-1中发现的3：2准周期振荡（QPO）表明它存在一个中等质量黑洞（IMBH）。我们测试这一数值模拟的3：2 QPO和相关的X射线光谱的基础上的周转共振模型和磁盘电晕模型与大规模的磁场产生的宇宙电池机制。结合QPO频率和光谱拟合表明，BH的质量范围从2524 M_sun到6811 M_sun，证实了它的IMBH性质，BH的自旋可能高于~0.3。
2019-01-06 astro-ph.HE
Broadband Timing and Spectral Study of Accreting Millisecond X-ray Pulsar SAX J1808.4$-$3658 during Its 2022 Outburst
Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics (IUCAA)（大学间天文学与天体物理学中心）；Universitá degli Studi di Cagliari（卡利亚里大学）；Department of Applied Sciences, UPES（印度石油大学应用科学系）
研究SAX J1808.4$-$3658在2022次爆发期间的宽频时间与频谱特性，揭示吸积几何结构和电离层、盘、磁层的耦合演化。
2026-02-12 astro-ph.HE
Probing the accreting millisecond X-ray pulsar SAX J1808.4-3658 using the evolution of its spectral and aperiodic timing properties
本研究通过分析SAX J1808.4-3658 2022年爆发的多卫星数据，解析了其吸积盘与康普顿化日冕的光谱参数，发现本征氢介质的演化及两个非周期时变特征的起源，为中子星双星吸积机制研究提供了观测约束。
2025-09-16 astro-ph.HE
Accreting on the edge: a luminosity-dependent cyclotron line in the Be/X-ray Binary 2S 1553-542 accompanied by accretion regimes transition
吸积X射线星（XRP）经历发光的X射线爆发，在此期间，可以详细分析中子星发射的光度依赖的光谱和定时特征，从而揭示吸积机制的工作。我们利用NuSTAR，Swift/XRT，AstroSat和NICER进行的监测活动，沿着其罕见的爆发之一跟踪Be/X射线Binary 2S 1553-542，并追踪其光谱和时间演变。我们报告发现的光度依赖的回旋线能量的第一次在这个来源。脉冲轮廓和脉冲分数也显示出沿爆发的变化，一致的解释，即源从亚临界到超临界吸积制度的过渡，由L $_{crit}\approx4\times10^{37}$ erg/s的临界光度分开。
2022-02-06 astro-ph.HE
Controversy of the GRO J1655-40 black hole mass and spin estimates and its possible solutions
微类星体GRO J1655-40的黑洞质量$M$和无量纲自旋$a$的估计是有争议的，如果由独立的光学测量，$M_{\rm opt}=(5.4\pm0.3) M_{\odot}$，相关的动力学确定的质量限制，由强引力效应相关的时间和光谱测量。双高频（HF）准周期振荡（QPO）与频率比$3:2$和同时观察到的低频（LF）QPO的定时测量意味着在范围$a\in(0.27-0.29)$的自旋，如果使用基于测地周转运动的频率的模型来拟合定时测量，并假设双HF QPO和LF QPO在一个共同的半径相关创建。另一方面，光谱连续法意味着$a\in(0.65-0.75)$，Fe线轮廓法意味着$a\in(0.94-0.98)$。如果我们放弃双HF QPO和同时观测到的LF QPO发生在同一半径的假设，这个争论是可以解决的。我们证明了双HF QPO的周转共振模型是能够预测的自旋与Fe-配置文件的方法，但没有模型的基础上测地周转频率可以与光谱连续方法一致。我们还表明，非测地线弦环振荡模型的双HF QPO预测自旋$a>0.3$下的黑洞质量的光学测量极限，在协议的光谱连续和Fe-剖面方法。
2016-08-04 astro-ph.HE
XMM-Newton and Swift observations of WZ Sge: spectral and timing analysis
射手座WZ是矮新星的一个子类的原型天体，具有罕见的长时间（超级）爆发，其中白矮星主要从低质量伴星吸积物质。高能观测为更好地理解WZ类Sge双星的盘吸积机制提供了可能性。我们使用档案XMM-牛顿和雨燕数据来表征WZ Sge在静止时的X射线光谱和时间特性。我们进行了详细的定时分析，同时获得的X射线和紫外光曲线与EPIC和OM仪器上XMM-牛顿在2003年。在这项研究中，我们采用了几种技术，包括两条曲线之间的相关性研究。我们还使用EPIC数据以及2011年获得的Swift/XRT数据进行了X射线光谱分析。我们发现，X射线强度在约28.96秒的周期内明显调制，证实了先前发表的初步结果。我们发现WZ Sge的X射线光谱形状在XMM-Newton和Swift观测之间几乎保持不变。然而，在校正了星间吸收后，2003年和2011年的内禀光度估计分别为2.65 × 10 ^ 30 erg/s/cm ^2和1.57 × 10 ^30 erg/s/cm ^2。在雨燕/XRT观测期间，观测到的通量比XMM-牛顿观测到的通量低约2倍，但与2001年爆发前不同时间观测到的静止水平相似。
2014-04-24 astro-ph.HE
On the 2018 outburst of the accreting millisecond X-ray pulsar Swift J1756.9-2508 as seen with NICER
我们报告了中子星内部成分探测器（NICER）在2018年爆发期间对182 Hz吸积毫秒X射线脉冲星Swift J1756.9 $-$ 2508的相干时序分析。结合我们的NICER观测与罗西X射线定时探测器对2007年和2009年爆发的观测，我们还研究了这个源的长期自旋和轨道演化。我们发现，该系统是很好地描述了一个恒定的轨道周期模型，与上限的轨道周期导数的$|\dot P_b| < 7.4\times 10^{-13}$ s $^{-1}$。此外，我们通过对脉冲到达时间的天体测量分析改进了源坐标，找到了R.A. = $17^{\rm h}56^{\rm m}57.18^{\rm s}\pm0.08^{\rm s}$和Decl. = $-25^{\circ}06'27.8''\pm3.5''$，同时测量长期自旋频率导数为$\dotν= -7.3\times 10^{-16}$ Hz s $^{-1}$。我们简要地讨论了这些测量的背景下，更广泛的人口的吸积毫秒星系的影响。
2018-07-24 astro-ph.HE
A model-independent comparison of the variability of accreting neutron stars and black holes
我们使用罗西X射线定时探测器的观测进行人口的吸积动力的中子星低质量X射线双星（LMXB）的时间特性的研究，按照最初适用于黑洞系统的模型无关的方法。在四个等间隔的傅立叶频带的综合功率的比率允许功率谱形状被参数化与两个“功率颜色”值，提供了一个简单的方法来跟踪跨观测的时序特性的演变。我们发现，中子星LMXBs遵循非常相似的功率谱演化黑洞LMXBs，确认在这两种类型的系统中看到的宽带噪声变化有一个共同的起源在吸积流。中子星和黑洞在从硬态到软态的转变过程中，在能量色图上都遵循着类似的清晰轨迹。用一个单一的参数，功率谱的“色调”，我们发现，在X射线光谱形状的过渡发生在相同的色调为中子星和黑洞系统上的椭圆形轨道上的位置。Z源的能量色映射到软态黑洞的能量色上，而环礁源的能量色对应于所有的光谱态。功率色与中子星的自旋或中子星是否明显磁化（由ms X射线脉动确定）没有明显的关系。
2018-09-17 astro-ph.HE
Dissecting accretion and outflows in accreting white dwarf binaries
这是一份支持大型X射线定时观测站（LOFT）飞行任务概念的白皮书，该观测站被提议作为欧空局的一项中型飞行任务。我们讨论了LOFT在吸积白矮星研究中的潜力。关于摘要，我们参考了该文件。
2015-01-12 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
The ultraluminous X-ray source NGC 5643 ULX1: a large stellar mass black hole accreting at super-Eddington rates?
一组最亮的超亮X射线源（ULX），其X射线亮度远高于$10^{40}$ erg s $^{-1}$，通常具有可以很好地描述为硬幂律的能谱，以及超过$\sim10\%$的短期变化。这种性质的组合表明，这些ULX可能是中等质量黑洞（IMBH）的最佳候选者，这些黑洞将在银河系X射线双星中看到的硬态下以亚爱丁顿速率吸积。在这项工作中，我们提出了一个时间和光谱分析的所有可用的XMM牛顿数据从一个这样的ULX，以前研究不佳的2XMM J143242.1 $-$ 440939，位于NGC 5643。我们报告说，它的高品质EPIC光谱可以更好地描述了广泛的，热的组件，如平流为主的光盘或光学厚Comptonising电晕。此外，我们发现了一个提示的短期变化的边际变化，这似乎并不明显相关的源未吸收的光度。我们讨论了这些结果的影响，不包括的可能性，源可能是主机IMBH在一个低的状态，并有利于解释在超级爱丁顿吸积恒星起源的黑洞。NGC 5643 ULX 1的性质使我们能够将该源与硬/超铝ULX类的种群联系起来。
2016-03-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
How Mass Flows Through Accretion Discs: A Spectral-Timing Vision for the 2040s
Durham University（杜伦大学）；INAF - OACN（意大利国家天体物理研究所 - 那不勒斯天文台）；ESO（欧洲南方天文台）；Università degli Studi di Cagliari（卡利亚里大学）；Radboud University（拉德堡德大学）；University of Cape Town（开普敦大学）；SAAO（南非天文台）；CEFCA（卡尔佩法尔塞斯天体物理中心）；University of Warwick（华威大学）；CAMK PAN（波兰科学院哥白尼天文台）；INAF - OAR（意大利国家天体物理研究所 - 罗马天文台）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；University of Hamburg（汉堡大学）；ICE-CSIC（加泰罗尼亚空间研究研究所）；Northumbria University（诺森比亚大学）
本文探讨2040年代通过高频率光学光谱-时间测量揭示吸积盘中质量与角动量流动机制，以探索吸积物理的尺度不变性。
2025-12-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
An Exceptionally Powerful, Radiatively Driven Ultrafast Outflow in the Rapidly Accreting AGN REJ1034+396
本研究通过XMM-Newton观测分析快速吸积AGN REJ1034+396，发现速度达0.307倍光速的辐射驱动超快外流，其动量能量足以改变周围环境。
2025-01-09 astro-ph.HE
Accreting stellar-mass black holes
University of Turku（图尔库大学）；McGill University（麦吉尔大学）；Newcastle University（纽卡斯尔大学）；Texas Tech University（德克萨斯理工大学）；University of Southampton（南安普顿大学）
综述吸积恒星质量黑洞的观测特征与理论进展，涵盖连续谱、时变、发射线和X射线偏振，强调吸积盘、冕和喷流的相互作用，并指出状态转变、磁场和喷流启动等未解问题。
2026-11-03 astro-ph.HE
Accreting magnetars: linking ultraluminous X-ray pulsars and the slow pulsation X-ray pulsars
吸积磁星的可能表现进行了讨论。结果表明，在吸积低磁场磁星的情况下，可以理解四个超亮X射线星体。NGC 300 ULX 1脉冲星可能比其他源具有更高的偶极磁场。对它们的质量吸积率的一般约束证实了它们的超爱丁顿性质。得到了它们的聚束因子的下限。他们似乎没有强烈的光芒。ULX突发状态的占空比也可以受到其定时观测的约束。ULX星系在长期内可能处于吸积平衡状态。在爆发过程中，它们会加速旋转，并从先前的平衡态运行到新的平衡态。最慢的推流X射线脉冲星AX J1910.7+0917可能是一颗质量吸积速率较低的吸积磁星。ULX磁星、慢脉动X射线磁星都可能是吸积速率不同的吸积磁星。总结了吸积磁星的七种可能的特征。
2018-11-02 astro-ph.HE
A Unified Spectral Model for Accreting Neutron Stars
最近的研究表明，弱磁性中子星周围的吸积流在到达恒星表面之前经历了多次冲击，这导致了X射线观测到的光谱和时间变化。在这里，我们报告，第一次，一个统一的模型的冲击吸积流周围的中子星，基于双组分对流范式的光谱特性。我们比较我们的理论结果与X射线光谱特征的Z和环礁源，在不同的状态。我们还拟合了Sco X-1和4U 1705-44的RXTE/PCA谱，以显示该新模型的潜在应用。
2020-12-28 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
Deep XMM-Newton Spectroscopic and Timing Observations of the Isolated Radio Millisecond Pulsar PSR J0030+0451
我们提出了深XMM牛顿EPIC光谱和定时X射线观测附近的孤立射电毫秒脉冲星，PSR J 0030 +0451。它的发射光谱在0.1-10 keV范围内被发现是非常相似的最近的和最好的研究毫秒脉冲星，PSR J 0437 -4715，被很好地描述了一个占主导地位的热双温模型加上一个微弱的硬尾明显高于~2 keV。在0.3-2 keV波段的脉冲发射的特点是两个宽脉冲的脉冲分数~60- 70%，符合主要是热起源的X射线，只有当表面极冠辐射是从轻元素的气氛。热脉冲的建模允许我们把限制的中子星半径R>10.7（95%的置信度）和R>10.4公里（在99.9%的置信度）的M=1.4 M_太阳。
2009-08-13 astro-ph.HE
Multi-Wavelength Variability. Accretion and Ejection at the Fastest Timescales
多波长的可变性数据，结合光谱定时分析技术，提供了信息的因果关系不同的物理成分之间的吸积黑洞。使用快速定时数据和长期监测，我们可以探测整个黑洞质量尺度上相同成分的行为。在这一章中，我们回顾了吸积黑洞的多波长变化的观测状况，从黑洞X射线双星到活动星系核，并考虑吸积和喷射模型的影响，主要考虑这些系统中的吸积盘和喷流变化的证据。最后，我们对这一迅速发展的领域的未来前景进行了思考。
2015-01-09 astro-ph.HE
NuSTAR detection of hard X-ray phase lags from the accreting pulsar GS 0834-430
NuSTAR硬X射线望远镜在2012年爆发期间观察到了瞬态Be/X射线二进制GS 0834-430-这是过去19年来观察到的该系统的第一个活跃状态。我们进行了定时和光谱分析，并测量了3- 79 keV之间的X射线光谱，具有高度的统计学意义。我们发现，相位平均光谱与许多其他磁化吸积星系中观察到的一致。我们未能检测到回旋共振散射功能，使我们能够约束脉冲星的磁场在相位平均或相位分辨光谱。时序分析显示，在所有能量带中，清晰检测到的脉冲周期为~ 12.29 s。脉冲轮廓示出了强的、能量依赖的硬相位滞后，相位上高达0.3个周期，或约4s。在高质量X射线双星（HMXB）中，脉冲轮廓中如此显著的能量依赖滞后以前从未报道过。以前报道的滞后在相位上明显较小，并且仅限于低能量（E<10 keV）。我们调查的可能机制，可能会产生这种能量依赖的脉冲相移。我们发现这种效应最有可能的解释是一个复杂的光束几何形状。
2013-07-26 astro-ph.HE
Timing properties of the X-ray accreting pulsar RX J0440.9+4431 studied with Insight-HXMT and NICER
该研究利用 Insight-HXMT 与 NICER 分析 RX J0440.9+4431 的 2022 年巨型爆发，揭示脉冲轮廓双峰转单峰及脉冲分数能量凹陷与超临界吸积的联系。
2023-09-27 astro-ph.HE hep-ph
Broad-band X-ray spectral and timing properties of the accreting millisecond X-ray pulsar IGR J17498$-$2921 during the 2023 outburst
该研究利用多卫星数据分析了2023年爆发期间毫秒脉冲星IGR J17498$-$2921的宽波段光谱与计时性质，探测到401 Hz脉冲和五次I型X射线暴，并通过反射模型拟合约束了系统参数和磁场强度。
2024-11-05 astro-ph.HE
On kHz oscillations and characteristic frequencies of accreting magnetospheres
当吸积恒星接近恒星磁场的偶极分量和吸积盘之间的旋转平衡时，恒星的旋转速率大约是在吸积盘内边界处的开普勒旋转速率的数量级，估计为传统的阿尔芬半径。如果吸积流被恒星磁场的更高多极引导，那么高于平衡旋转频率的频率范围自然会出现。磁场的更高多极分量将在更靠近恒星的半径处平衡吸积流的材料应力。与这些广义阿尔芬半径的开普勒频率增加的多极的顺序。其他频带，如与吸积流相关的周转频率，可能反过来高于开普勒频率。我们提出了由于这些影响而产生的更高频率的频谱的表达式。最近在球状星团Terzan 5中发现的11 Hz（P = 90 ms）X射线脉冲星IGR J17480-2446观测到的千赫兹准周期振荡频率远高于中子星的旋转速率，这可能是由于吸积流中这些模式的激发对吸积速率的调制。从软伽马中继站SGR 1806-20（P = 5.2 s）和SGR 1900+14（P = 7.5 s）观测到的非常高的QPO频率也可能对应于这些特征频率，如果SGR从它们周围的后备盘吸积的话。
2012-06-11 astro-ph.HE
The X-ray eclipse of the dwarf nova HT CAS observed by the XMM-Newton satellite: spectral and timing analysis
激变变星是由白矮星组成的双星系统，它通过罗氏瓣机制从次级天体吸积物质。在观测时间足够长的情况下，可以进行详细的时间分析，从而确定双星系统的物理性质。我们提出了一个XMM-牛顿观测矮新星HT Cas获得解决的双星系统日食和约束观察到的X射线的起源。我们还将我们的结果与之前的ROSAT和ASCA数据进行比较。在对三台EPIC相机信号进行光谱分析之后，利用已知技术研究了观测到的X射线光变曲线，并获得了日食接触点。X射线谱可以通过温度$kT_1=6.89 \pm 0.23$ keV的热韧致辐射加上温度为$kT_2=30_{-6}^{+8}$ eV的黑体分量（上限）来描述。忽略黑体，辐射热吸收校正通量为$F^{\rm{Bol}}=(6.5\pm 0.1)\times10^{-12}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$，对于131 pc的HT Cas距离，对应于辐射热光度$(1.33\pm 0.02)\times10^{31}$ erg s $^{-1}$。对EPIC光变曲线中的食的研究使我们能够限制X射线发射区的大小和位置，结果接近白矮星半径。我们测量的X射线食比相应的光学食稍小（但仅在$\simeq 1.5 σ$的水平上）。如果是这样的话，我们可能已经确定了高纬度发射或一层X射线发射材料的特征，部分被吸积盘所掩盖。
2009-07-28 astro-ph.HE
GRMHD prediction of coronal variability in accreting black holes
基于能量守恒的3D广义相对论MHD模拟数据，我们预测了吸积黑洞日冕光度变化的统计特征。当日冕的内边界被定义为电子散射光球时，它的位置只取决于爱丁顿单位的质量吸积率（\dot{M}）。几乎独立于视角和\dot{M}，功率谱的频率范围内，从近似的轨道频率在最内层的稳定圆轨道（ISCO）的~100倍低，是很好的近似指数为-2的幂律，粗略一致的硬X射线波动在活动星系核和银河系的双黑洞的硬态的观测功率谱。光变曲线变化的潜在物理驱动因素是由MHD湍流的混沌特性引起的吸积速率的变化，但日冕光输出的功率谱明显更陡。这种对比的部分原因是由于质量吸积率可以被不导致耗散的径向周转运动显著调制，因此不会驱动光度波动。另一部分原因是特征流入时间向内减小，导致径向相干长度随波动频率的增加而减小。
2009-07-09 astro-ph.HE
