Possible Fermi Detection of the Accreting Millisecond Pulsar Binary SAX J1808.4-3658
本文报道费米大天区望远镜（LAT）在SAXJ1808.4 $-$ 3658位置探测到一个$γ$射线源。这个短暂的低质量X射线双星包含一个吸积的毫秒脉冲，这是只有在其长达一个月的爆发，并可能切换到旋转动力在其静止状态。$γ$射线源的发射可以用指数截止的幂律来描述，这是脉冲星发射的特征形式。将源的2.0- 300 GeV光子在双星轨道周期处折叠，可以看到弱调制（H测试值为$\sim$ 17）。此外，我们还分析了三组源场的XMM-牛顿数据，发现在$γ$射线源的2个$σ$误差圆中，只有一个X射线源的$σ$通量变化为3- 4。然而，根据X射线的性质，这个X射线源不太可能是背景活动星系核，这是LAT探测到的费米源的主要类别。这些结果支持$γ$射线源和SAXJ1808.4 $-$ 3658之间的可能联系，从而支持毫秒脉冲星在静止状态下旋转供电的情况。对于距离为3.5 kpc的SAXJ1808.4 $-$ 3658，0.1- 300 GeV的光度为5.7 $\times 10^{33}$ erg s $^{-1}$，这意味着该双星的$γ$射线转换效率为63%.
2015-02-03 astro-ph.HE
SAX J1808.4-3658, an accreting millisecond pulsar shining in gamma rays?
我们报告的一个可能的伽马射线对应的吸积毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658的检测。对费米伽马射线太空望远镜（Fermi-LAT）上的大面积望远镜在脉冲星位置周围15度半径范围内的~6年数据的分析显示，在~6 sigma的显著性（测试统计量TS = 32）下检测到一个点伽马射线源，其位置与SAX J1808.4-3658的位置在95%置信水平内兼容。在0.6 GeV和10 GeV之间的能量范围内的能量通量为（2.1 +-0.5）x 10-12 erg cm-2 s-1，光谱由光子指数为2.1 +-0.1的幂律函数很好地表示。我们搜索的显着变化的通量在脉冲星的自旋频率和轨道调制，考虑到审判由于位置的不确定性，脉冲星的轨道运动和脉冲星自旋的内在演变。在任何时间尺度下均未发现与恒定通量的显著偏离，这妨碍了通过时间变异性进行可靠识别。尽管如此，LAT源作为SAX J1808.4-3658的伽马射线对应物的关联将与毫秒脉冲星的预期发射相匹配，如果它在X射线静止期间作为旋转动力源打开的话。
2015-11-16 astro-ph.HE
A NICER thermonuclear burst from the millisecond X-ray pulsar SAX J1808.4-3658
中子星内部成分探测器（NICER）广泛监测了2019年8月401 Hz毫秒X射线脉冲星SAX J1808.4-3658的爆发。在这封信中，我们报告了一个明亮的氦燃料I型X射线爆发的检测。这是迄今为止用NICER观测到的所有爆发源中最明亮的X射线爆发，其辐射热峰值通量为$(2.3\pm0.1)\times 10^{-7}$ erg/cm^2/s。爆发显示出显着的两个阶段的流量，在$1.0$ keV和$6.7$ keV的发射线，和爆发振荡在已知的脉冲星自旋频率，与$\approx4$ \%分数正弦振幅的演变。我们解释的爆发通量的演变为检测当地爱丁顿限制与氢和氦层的中子星信封。这些发射线可能与Fe有关，这是由于吸积盘对爆发发射的再加工。
2019-09-09 astro-ph.HE
An evolutionary channel towards the accreting millisecond pulsar SAX J1808.4-3658
最近的时间分析表明，第一个发现的吸积毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658的轨道周期正在以$\dot{P}_{\rm orb}=(3.89\pm0.15)\times 10^{-12}~\rm s\,s^{-1}$的速率增加，这至少比保守质量转移产生的值高一个数量级。在静止状态下，$10^{-9}~\rm M_{\odot}{\rm yr}^{-1}$在内拉格朗日点从施主星的质量损失率的喷射可以解释观测到的轨道周期导数。然而，目前还不清楚这种来源是否可以提供如此高的质量损失率。在这项工作中，我们试图调查一个进化的通道SAXJ1808.4 -3658。一旦吸积盘变得热和粘滞不稳定，毫秒脉冲星的自旋下降光度和爆发期间的X射线光度被认为会蒸发施主星，由此产生的风带走内拉格朗日点处的特定轨道角动量。我们的方案可以产生观测到的轨道周期，轨道周期导数，爆发期间的峰值X射线光度。低质量X射线双星，有一颗$1.0~\rm M_{\odot}$供体星，轨道周期在0.8 - 1.5 d之间，可能是SAX J1808.4-3658的前身。我们的数值计算表明，目前的施主星质量为$0.044 ~\rm M_{\odot}$，这是近似一致的施主星的最小质量。此外，我们的场景也可以解释黑寡妇或像PSR J1719-1438这样的钻石行星的形成。
2016-10-21 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
A decade of timing an accretion-powered millisecond pulsar: The continuing spin down and orbital evolution of SAX J1808.4-3658
Rossi X射线定时探测器在1998年至2008年期间观测到了来自瞬态2.5 ms吸积动力脉冲星SAX J1808.4-3658的五次爆发。我们提出了一个脉冲定时研究最近的爆发，并将其与以前的定时解决方案。源的自旋频率继续以（-5.5+/-1.2 x10 ^-18 Hz/s）的速率下降，这与先前确定的自旋导数一致。自旋下降主要发生在静止期，很可能是由于中子星表面B = 1.5 × 10^8 G的偶极场产生的磁偶极矩。我们还发现，2小时双星的轨道周期以（3.80+/-0.06 x10 ^-12 s/s的速率增加，这也与之前的测量结果一致。这种轨道变化是反映长期演变还是短期变化，目前还不确定。
2009-08-04 astro-ph.HE
The minimum magnetic field of millisecond pulsars calculated according to accretion: application to the X-ray neutron star SAX J1808.4-3658 in a low-mass X-ray binary
基于中子星吸积磁场衰减模型，在中子星吸积阶段，毫秒双星的磁场最小值出现在中子星磁层半径向恒星表面收缩的时刻.我们发现这个最小磁场与吸积速率Mdot的关系为Bmin ~2.0*10^7 G（Mdot/Mdot_min）^1/2，其中Mdot_min = 4.6*10^15 g/s是MSP形成所需的平均最小吸积速率，并受到长期吸积时间的限制，该时间对应于伴星的寿命，小于哈勃时间。Bmin值与观测到的低质量X射线双星中的射电MSPs和吸积MSPs值一致，这可以从SAXJ1808.4 -3658的最小场强和当前场强的例子中找到。对宇宙中磁悬浮粒子磁场最小值的预测，将是宇宙中星系核的最低场强，这将制约星系核吸积过程中磁场的演化机制。
2018-08-02 astro-ph.HE
A broadband look of the Accreting Millisecond X-ray Pulsar SAX J1748.9-2021 using AstroSat and XMM-Newton
SAX J1748.9-2021是一颗位于球状星团NGC 6440中的瞬时吸积动力毫秒X射线脉冲星。我们报告了SAX J1748.9-2021在2017年微弱和短暂爆发期间拍摄的AstroSat数据上进行的光谱和时序分析。我们推导出了2017年爆发的最佳拟合轨道解，并获得了442.361098（3）Hz的平均局部自旋频率。从3-7 keV和7-20 keV能带获得的脉冲轮廓表明基波分量的恒定分数幅度约为0.5%，与先前观察到的能量脉冲轮廓依赖性相反。我们的AstroSat观测揭示了源处于硬光谱状态。AstroSat星载SXT和LAXPC的1-50 keV光谱可以用单温黑体和热康普顿化很好地描述。此外，我们发现，从XMM-牛顿（EPIC-PN）和AstroSat（SXT+LAXPC）的组合光谱表明，铁（Fe K $α$）线的形式，我们模拟与反射模型xillvercp的反射特征的存在。AstroSat/LAXPC观测期间观测到的两次X射线爆发之一显示出硬X射线发射（>30千电子伏），这是由于热日冕对热光子的康普顿向上散射。对爆发进行的时间分辨分析显示，第二次爆发的黑体发射半径的复杂演变表明光球半径的轻度膨胀。
2020-01-13 astro-ph.HE
Accelerated Orbital Expansion And Secular Spin Down of the Accreting Millisecond Pulsar SAX J1808.4-3658
吸积毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658在过去表现出一种特殊的轨道演化，轨道膨胀比标准双星演化情景中预期的要快得多。以前的限制脉冲星自旋频率导数在瞬态吸积爆发小于预测的标准磁吸积力矩理论，而爆发之间的自旋演化是一致的磁偶极子自旋下降。在本文中，我们提出了由罗西X射线定时探测器观测到的2011年爆发的相干定时分析的结果，并扩展了我们以前的轨道和自旋演化的长期测量超过13年的基线。我们发现2 hr轨道的膨胀以1.6E-20 s/s^2的速率加速，我们将其解释为质量施主和轨道之间的短期角动量交换效应。由于伴星扁率的变化而引起的引力四极耦合可能是解释观测结果的可行机制。在2011年爆发期间没有检测到显著的自旋频率导数（<4 E-13 Hz/s），并且长期自旋下降在13年内保持稳定，速率约为-1E-15 Hz/s。
2012-01-24 astro-ph.HE
Broad-band spectral analysis of the accreting millisecond X-ray pulsar SAX J1748.9-2021
我们分析了115 ks XMM-牛顿观测和8天积分观测的叠加，这些观测是在2015年吸积毫秒X射线脉冲星SAX J1748.9-2021爆发期间拍摄的。在XMM-牛顿观测期间，源显示出许多I型爆发事件，因此我们分别研究了持续和爆发时期。我们描述了两个软的热组件，冷的热康普顿化组件（~2 keV）和一个额外的硬X射线发射的组合的持续发射描述的幂律（光子指数~2.3）。连续谱成分可能与吸积盘、中子星（NS）表面和来自光学厚等离子体区域的热康普顿化辐射有关，而高能尾的起源仍在争论中。此外，在XMM-牛顿数据中观察到了一些可能与反射过程相关的宽（~0.1-0.4 keV）发射特征。在1.0-50 keV能量范围内，该源的未吸收光度估计约为5x10^37 erg/s，约为爱丁顿极限的25%（假设太阳质量NS为1.4）。我们认为SAXJ1748.9 -2021的光谱性质与软态一致，不同于许多其他通常在硬态下发现的吸积X射线毫秒双星。此外，没有一个观测到的I型爆发达到爱丁顿光度。假设爆发点火和发射产生于整个NS表面，我们估计一个中子星半径约为7-8 km，与以前的结果一致。
2016-01-20 astro-ph.HE
The Reflares and Outburst Evolution in the Accreting Millisecond Pulsar SAX J1808.4-3658: a Disk Truncated Near Co-rotation?
吸积毫秒X射线脉冲星SAXJ1808.4 - 3658在主爆发结束后表现出特殊的低光度状态，称为“反射”。在这个阶段，X射线源的光度在不到1-2天的时间内变化高达3个数量级。观测到的最低X射线光度达到~ 1 e32 erg/s，仅比其典型的静态水平亮几倍。我们调查了2008年和2005年SAXJ1808.4 -3658的爆发状态，以确定是否有任何证据表明吸积流相对于主爆发发生了变化。我们进行了多波长的光度和光谱研究，2005年和2008年的反射与观测活动期间收集的数据，涵盖近红外，光学，紫外线和X射线波段。我们发现，近红外/光学/紫外辐射，预计一些从外部吸积盘显示的光度变化是1- 2个数量级的浅于X射线。在反射过程中观察到的X射线光谱状态基本上不改变与X射线光度表示一个相当稳定的配置的吸积流。我们调查的最可能的配置的吸积流的最里面的区域，我们推断一个吸积盘截断或附近的共同旋转半径。我们解释这些发现是由于一个强大的外流（由于螺旋桨效应）或被困盘（有限/无外流）的吸积流的内部区域。
2015-04-20 astro-ph.HE
The X-ray bursts within the 2010 outburst of the accreting millisecond X-ray pulsar SAX J1748.9-2021
利用\textit{Rossi X-ray Timing Explorer}的观测资料，对吸积毫秒X射线脉冲星SAX~J1748.9-2021在2010年爆发期间的X射线爆发进行了研究。我们发现了13个X射线爆发，包括12个标准型\uppercase \expandafter{\romannumeral1} X射线爆发和一个无冷却尾的不规则X射线爆发。在爆发过程中，持续发射发生在$\sim$（1-5）$\%\rm {\dot{M}_{Edd}}$。我们使用一个组合模型的黑体（BB），幂律，和线组件，以适应持续发射光谱。在组合模型中加入了另一个BB，以解释中子星表面热核燃烧产生的X射线爆发。最后，我们用一个乘法因子$f_{\rm a}$加上一个BB来拟合X射线爆发的光谱，从而修正了组合模型。发现在某些情况下，$f_{\rm a}$与爆发通量呈负相关。分析表明，不规则X射线爆发的点火深度明显小于\uppercase \expandafter{\romannumeral1}型X射线爆发的点火深度。我们认为，探测到的\uppercase型\expandafter{\romannumeral1} X射线爆发起源于富氦或纯氦环境，而不规则的X射线爆发则起源于浅海热核闪光。
2018-06-08 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
Pulse profile modelling of the accretion-powered millisecond pulsar SAX J1808.4-3658 using NICER data from its 2019 and 2022 outbursts
Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安顿·潘内科克天文学研究所）
利用NICER数据对SAX J1808.4-3658的脉冲轮廓进行建模，发现需结合灵活背景方法以提高参数约束精度。
2025-11-10 astro-ph.HE
Quasi-periodic pulse amplitude modulation in the accreting millisecond pulsar IGR J00291+5934
本文介绍了一种分析吸积毫秒X射线天体相干脉动非周期变化的新方法。我们的方法涉及应用复杂的频率校正的时域光变曲线，允许在频域中鲁棒地提取脉冲幅度的非周期性调制。我们讨论的调制光谱的统计特性，并显示它如何可以与非脉冲发射，以确定是否周期性和非周期性的变化耦合的过程。利用这种方法，我们研究了由Rossi X射线定时探测器和XMM-Newton观测到的吸积毫秒X射线脉冲星IGR J 00291 +5934的598.88 Hz相干脉动。我们证明，我们的方法很容易证实已知的脉动和一个强大的8兆赫QPO在XMM-牛顿观测之间的耦合。应用我们的方法对RXTE观测，我们进一步表明，第一次，更弱的20 mHz QPO和它的谐波也耦合脉动。我们讨论了这种耦合的影响，并指出它可能被用来提取新的信息的基础吸积过程。
2017-07-20 astro-ph.HE
Broadband Timing and Spectral Study of Accreting Millisecond X-ray Pulsar SAX J1808.4$-$3658 during Its 2022 Outburst
Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics (IUCAA)（大学间天文学与天体物理学中心）；Universitá degli Studi di Cagliari（卡利亚里大学）；Department of Applied Sciences, UPES（印度石油大学应用科学系）
研究SAX J1808.4$-$3658在2022次爆发期间的宽频时间与频谱特性，揭示吸积几何结构和电离层、盘、磁层的耦合演化。
2026-02-12 astro-ph.HE
Timing analysis of the 2022 outburst of the accreting millisecond X-ray pulsar SAX J1808.4$-$3658: hints of an orbital shrinking
本文通过NICER计时分析SAX J1808.4$-$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
1 Hz flaring in SAX J1808.4--3658: flow instabilities near the propeller stage
本文对吸积毫秒X射线脉冲星SAXJ1808.4 -3658进行了同步的周期和非周期计时研究。我们分析了五个爆发的源，并首次提供了一个完整的和系统的调查的神秘现象的1 Hz耀斑观察到的最后阶段的一些爆发。我们发现，脉动和1赫兹耀斑之间的联系可能存在，并建议他们与流体动力盘不稳定性，触发接近磁盘磁层边界层时，系统进入螺旋桨制度。
2009-11-11 astro-ph.HE
Probing the accretion geometry of the transient accreting millisecond pulsar SAX J1808.4-3658: transitions to the propeller regime
Visva-Bharati University（维斯瓦-巴拉蒂大学）；Inter-University Centre for Astronomy & Astrophysics (IUCAA)（大学间天文学与天体物理学中心）
通过分析SAX J1808.4-3658在2022和2025年最近年份的三次NuSTAR和两次NICER观测，研究其硬能谱状态下的吸积几何变化，发现内盘半径向外扩展，热辐射减少，质量吸积率下降，以及可能向自转驱动态转变的迹象。
2026-04-08 astro-ph.HE
SAX J1808.4-3658: high resolution spectroscopy and decrease of pulsed fraction at low energies
XMM-牛顿在2008年爆发期间观测到了吸积毫秒脉冲星SAX J1808.4-3658。我们目前的时间和光谱分析，这一观察，特别是第一次脉冲轮廓研究低于2千电子伏，高分辨率的光谱分析，这个源在爆发。结合光谱和脉冲轮廓分析表明，存在一个强大的非脉冲源低于2千电子伏，大大减少了脉冲的分数和硬脉冲的组件，产生显着的双峰在较高的能量配置文件。我们还研究了SAXJ1808.4 -3658的高分辨光栅谱，发现了几条吸收边和氧吸收线，并据此以模型无关的方式推测了SAXJ1808.4 -3658方向上几种元素的星际柱密度。
2009-03-18 astro-ph.HE
Search for gamma-ray emission from four accreting millisecond pulsars with Fermi/LAT
本文报道了对4颗吸积毫秒脉冲星（SAXJ1808.4 -3658，IGRJ 00291 +5934，XTEJ 1814 -338，XTEJ 0929 -314）在100 MeV ~ 300 GeV能量范围内γ射线辐射的研究。这些数据来自费米γ射线太空望远镜上的大面积望远镜（LAT）进行的四年观测。AMP没有被探测到，我们得到的它们的γ射线光度上限分别为：SAXJ1808.4 -3658为5.1*10^33尔格/s，IGRJ 00291 +5934为2.1*10^33尔格/s，XTEJ 1814 -338为1.2*10^34尔格/s，XTEJ 0929 -314为2.2*10^33尔格/s。我们将我们的结果与Takata et al.（2012）提出的从AMP中的同伴中看到的产生光学调制所需的γ射线照射亮度进行比较，并且我们的上限排除了γ射线发射作为这些系统中的热源，除了XTE J 0929 -314，其上限不够深。我们的研究结果也不支持Takata等人（2012）提出的模型，即相对较强的γ射线发射可能来自高质量中子星的外隙，由AMP的光子-光子对产生控制。测量了SAXJ1808.4 -3658和IGRJ 00291 +5934两种AMP的自旋下降率，并给出了它们的γ射线转换效率上限，分别为57%和3%。通过与Fermi探测到的20颗γ射线毫秒双星（MSP）和新发现的过渡型MSP双星…
2013-04-08 astro-ph.HE
Polarised X-ray emission from the accreting millisecond pulsar SAX J1808.4-3658 during an X-ray outburst and a type-I X-ray burst
INAF Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；INAF Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali（意大利国家天体物理研究所天体物理与空间行星学研究所）；INAF Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究所）
本研究利用IXPE探测到吸积毫秒脉冲星SAX J1808.4-3658在爆发期间的偏振X射线，揭示热点几乎与自转轴对齐，并在I型X射线爆发中观测到高偏振度发射。
2026-10-08 astro-ph.HE
Type I X-ray bursts and burst oscillations in the accreting millisecond X-ray pulsar IGR J17511-3057
本文报道了在吸积毫秒X射线脉冲星（AMXP）IGR J17511-3057的10个热核爆发中发现了自旋频率的爆发振荡。爆发振荡特性与持续AMXPs SAX J1808.4-3658和XTE J1814-338的特性一样，与间歇性爆发或非脉冲LMXB的爆发振荡相比是异常的。与SAXJ1808.4 -3658一样，它们在上升阶段而不是尾部显示频率漂移。也有证据表明谐波含量。IGR J17511-3057与其他两个持续爆发相比的不寻常之处在于，在所有爆发中都没有检测到振荡。随着吸积率的下降，爆发变得更亮，它们的上升/衰减时间尺度变得更短，而振荡幅度下降到检测阈值以下：首先在爆发峰值，然后在上升。来自IGR J17511-3057的爆发都没有显示出光球半径膨胀的证据（这可能会抑制振荡幅度），这使我们能够将距离上限设定为6.9 kpc。我们讨论了我们的研究结果的突发振荡机制的模型的影响。
2010-07-16 astro-ph.HE
The Slow Orbital Evolution of the Accreting Millisecond Pulsar IGR J0029+5934
吸积毫秒双星IGR J 00291 +5934和SAX J1808.4-3658是两颗轨道参数非常相似的致密双星。后者被观察到在一个非常短的时间尺度上演化，约为7000万年，比预期的要短一个数量级以上。关于脉冲星自旋下降功率烧蚀伴星产生大量系统质量损失的可能性，一直存在争论。因此，研究IGR J 00291 +5934是否表现出与其孪生系统SAX J1808.4-3658相似的行为是有趣的。在这项工作中，我们提出了第一次测量的轨道周期导数的IGR J 00291 +5934。通过使用2015年爆发期间记录的XMM-牛顿数据，并添加2004年和2008年爆发的先前结果，我们能够测量轨道周期导数的90%置信水平上限为-5x10 ^-13 <Pb_dot<6x 10 ^-13。这意味着该双星的演化时间尺度大于~0.5 Gyr，这与引力辐射角动量损失驱动的质量转移的预期时间尺度是一致的。我们讨论了中子星的磁偶极辐射的能量损失撞击伴星的情形。如果这个模型被应用于SAX J1808.4-3658，那么轨道行为的差异可以归因于两颗双星的自旋下降功率转换为高能相对论脉冲星风和X射线/伽马射线辐射的效率不同，IGR J 00291 +5934需要低于5%的极低效率来解释观测结果。或者，IGR J 00291 +5934中的供体被弱磁化/未磁化，这将抑制产生质量四极变化的可能性。
2016-11-18 astro-ph.HE
Accreting millisecond pulsar SAX J1808.4-3658 during its 2002 outburst: evidence for a receding disc
2002年11月，X射线毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658发生了一次爆发，罗西X射线计时探测器对它进行了一个多月的跟踪。我们证明了在爆发过程中，中子星表面的热点所覆盖的面积是如何减小的，反射幅度也是如此。这些趋势与自然情况一致，即随着质量吸积率的下降，盘的内边缘从中子星后退。这些发现进一步支持的脉冲轮廓的变化，它清楚地表明，在10月29日之后的爆发的后期阶段的次极大值的存在。这一事实可以解释为圆盘从中子星后退到足够远的地方，从而打开了较低磁极的视野。在这种情况下，可以估计盘内半径。假设圆盘在阿尔文半径处被截断，我们将恒星磁矩限制为μ=（9 \pm 5）10^{25} G cm ^3，这对应于10 ^8 G的表面场。另一方面，使用最近从观测到的脉冲星自旋下降率获得的磁矩，我们表明，磁盘的边缘必须在阿尔文半径的2倍之内，把有趣的约束模型的磁盘磁层相互作用。我们还表明，急剧变化的相位的基本密切相关的脉冲轮廓的变化，我们与不同的遮蔽的对跖点。脉冲轮廓幅度允许我们估计热点质心的余纬度为4-10度。
2009-08-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
The 2019 outburst of AMXP SAX J1808.4-3658 and radio follow up of MAXI J0911-655 and XTE J1701-462
我们介绍了2019年用MeerKAT获得的吸积毫秒X射线脉冲星SAX J1808.4-3658爆发的无线电覆盖范围。我们比较这些数据同期的X射线和光学测量，以调查吸积和喷气形成在这个系统之间的耦合，而光学光变曲线提供了更详细的爆发。主爆发峰值之后的爆发活动与无线电再增亮有关，表明在爆发的这一阶段，喷流加强了。我们把准同时无线电和X射线测量的全球无线电：X射线双星的X射线平面，并显示他们居住在同一区域的光度空间作为以前的爆发测量，但显着细化的相关性为这个来源。我们还提出了上限的射电辐射从吸积毫秒X射线脉冲星MAXI J 0911 -655和过渡Z/Atoll型瞬态XTE J1701-462。在后一个源中，我们还证实了在源的先前射电观测中报告的附近大尺度结构持续了~15年，因此几乎可以肯定是背景射电星系，与X射线瞬变无关。
2023-02-27 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
Discovery of burst oscillations in the intermittent accretion-powered millisecond pulsar HETE J1900.1-2455
我们报告发现的爆发振荡从间歇性吸积动力毫秒脉冲星（AMP）HETE J1900.1-2455，与频率约1赫兹低于已知的自旋频率。突发振荡性质与非AMP和Aql X-1（具有低得多的占空比的间歇性AMP）的突发振荡性质比AMP SAX J1808.4-3658和XTE J1814-338的突发振荡性质更相似。我们讨论了模型的突发振荡和不稳定机制的影响。
2009-04-15 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
Broad relativistic iron emission line observed in SAX J1808.4-3658
在2008年9月至10月的毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658爆发期间，朱雀号和XMM-牛顿号都观测到了该源，观测间隔约为1天。光谱分析揭示了一个广泛的相对论Fe K-α发射线，这是目前在这两个数据集，最近已报告的其他中子星低质量的X射线双星。在每次观测中观测到的Fe K线的性质非常相似。通过模拟Fe线，我们确定内吸积盘半径为13.2 +/- 2.5 GM/c^2。从Fe K线测量的内盘半径表明，吸积盘是不是很后退的岛屿状态。如果内盘（通过Fe线测量）在磁层半径处被截断，这意味着磁极处的磁场强度约为3E 8 G，与其他独立估计一致。
2009-02-04 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
A deep X-ray and UV look into the reflaring stage of the accreting millisecond pulsar SAX J1808.4-3658
INAF - Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Sapienza Università di Roma（罗马第一大学）；ASI - Agenzia Spaziale Italiana（意大利航天局）；INAF - Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；Università di Palermo（巴勒莫大学）；Dipartimento di Fisica e Chimica - Emilio Segrè, Università di Palermo（巴勒莫大学埃米利奥·塞格雷物理化学系）；Dipartimento di Fisica, Università degli Studi di Cagliari（卡利亚里大学物理系）；INAF/IASF Palermo（意大利国家天体物理研究所帕勒莫空间物理研究所）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（西班牙高等科学研究委员会））；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）
该研究通过X射线和紫外观测揭示了SAX J1808.4-3658在再耀变阶段的脉冲特性，发现低亮度下的脉冲幅度和相位变化，并解释了磁层半径与质量吸积率的关系。
2026-02-25 astro-ph.HE
Pulse-phase resolved spectroscopy of continuum and reflection in SAX J1808.4-3658
我们进行相位分辨光谱的吸积毫秒脉冲星，SAXJ1808.4 -3658，在2002年爆发的慢衰变阶段。简单的唯象拟合RXTE主成分分析数据揭示了在中子星的自旋频率的铁线的脉动。然而，拟合更复杂的光谱模型揭示了铁线脉动和底层热点黑体温度随相位变化之间的简并性。通过与反射连续谱中的变化相比较，我们推断出铁谱线不是脉冲的，而反射连续谱中的变化比铁谱线的变化弱得多。观测到的光谱变化可以用与中子星表面旋转多普勒频移相关的黑体温度变化来解释。通过允许黑体温度以这种方式变化，我们也发现了一个更大的相移之间的脉冲在康普顿和黑体组件比已经看到在以前的工作。黑体温度脉动和归一化之间的相移与一个简单的模型相一致，其中多普勒频移在中子星的边缘处最大化，在热点投影面积最大化之前约90度。
2010-08-17 astro-ph.HE
Spectral Analysis of the 2019 and 2022 Outbursts of SAX J1808.4-3658
Montana State University（蒙大拿州立大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), The University of Tokyo（东京大学宇宙学前沿研究机构（WPI））；RTX（RTX公司）
本文通过\textit{NICER}和\textit{NuSTAR}数据分析SAX J1808.4-3658 2019和2022年爆发的光谱特性，发现反射证据并确定倾角约束。
2026-01-02 astro-ph.HE
Interior Matter Estimates of Rapidly Rotating Compact Stars
通过比较不同理论模型下的真实自转频率与观测数据，尝试以自己的方式探索毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658和可能的亚毫秒脉冲星XTEJ 1739 -285等快速自转致密星的内部成分，从而对致密星的物质组成产生更严格的约束。根据他们的处理方法，SAXJ1808.4 -3658是一颗具有奇异物质的恒星，而XTEJ 1739 -285是一颗混合恒星。
2010-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Bayesian parameter constraints for neutron star masses and radii using X-ray timing observations of accretion-powered millisecond pulsars
提出了一种利用吸积毫秒中子星的X射线脉冲轮廓信息来约束中子星质量和半径的贝叶斯方法。我们使用“扁史瓦西”近似模型的脉冲的形状，它考虑到变形的形状的恒星连同特殊和广义相对论的光子轨迹和角度的修正。辐射的光谱是从热板中的康普顿化的经验模型获得的，其中种子黑体光子的一部分被散射成幂律分量。通过使用仿射不变的马尔可夫链蒙特卡罗系综抽样方法，我们得到了不同的模型参数，特别是质量和半径的后验概率分布。为了测试我们的方法的鲁棒性，我们首先分析了具有已知模型参数的自生成的合成数据。然后对Rossi X射线定时探测器（RXTE）对SAX J1808.4-3658的观测进行了类似的分析。结果表明，我们的方法可以重现的模型参数的合成数据，并使用RXTE脉冲轮廓观测，如果质量是先验已知的，可以得到精确的约束半径。对于1.5-1.8 Msun范围内的质量，SAX J1808.4-3658中NS的半径被限制在9和13 km之间。如果质量是准确知道的，半径可以确定5%的精度（68%的可信度）。例如，对于1.7 Msun的质量，赤道半径为Req = 11.9+0.5 - 0.4 km。最后，我们表明，当X射线偏振数据从成像X射线偏振探测器将成为可用时，可以得到进一步的改进。
2018-10-29 astro-ph.HE
Flux Dependence of the 1\,keV Soft X-ray Feature in SAX J1808.4-3658 with \textit{NICER}
Montana State University（蒙大拿州立大学）；University of Leicester（莱斯特大学）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天体物理中心）；The University of Tokyo（东京大学）
本研究利用NICER分析SAX J1808.4-3658两次爆发的X射线光谱，发现~1 keV软X射线特征随源亮度变化，与吸积过程耦合，两次爆发间再处理体密度差异可解释特征强度和形态的不同，为该特征起源提供了更严格约束。
2026-10-09 astro-ph.HE
Discovery of 1-5 Hz flaring at high luminosity in SAX J1808.4-3658
我们报道了在2008年和2011年的吸积毫秒X射线脉冲星SAXJ1808.4 - 3658爆发中，在\textit{Rossi X-ray Timing Explorer} ~mCrab观测到的峰值亮度附近的1- 5 ~Hz X射线耀斑现象。在这两次爆发中，这种高亮度的耀斑持续了$\sim$ 3天，并在1- 2小时的时间尺度上开关。耀斑可以直接在光变曲线中看到，在准规则分离处显示出尖锐的发射尖峰。在功率谱中，它产生一个宽的噪声分量，峰值在1- 5 Hz。总的0.05- 10 Hz变化幅度的均方根分数为20 - 45%，远远超过了SAXJ1808.4 - 3658功率谱中通常看到的8 - 12%均方根宽带噪声。我们对耀斑进行了详细的时间分析，并研究了它与401~Hz脉动的关系。我们发现，在耀斑的所有阶段，脉冲幅度与源通量成比例变化，这表明耀斑很可能是由于磁层边界处或外部产生的质量密度变化造成的。我们认为，1- 5 ~Hz耀斑是0.5- 2 ~Hz耀斑的高质量吸积率版本，后者已知发生在低光度（$<13$ ~mCrab），发生在SAXJ1808.4 - 3658爆发的尾部。我们提出了死盘不稳定性，以前建议作为0.5- 2 ~Hz耀斑的机制，作为一个可能的机制，高亮度耀斑在这里报告。
2014-06-14 astro-ph.HE
Radio pulse search and X-Ray monitoring of SAX J1808.4-3658: What Causes its Orbital Evolution?
吸积毫秒X射线脉冲星（AMXP）SAX J1808.4-3658，表现出一种特殊的轨道演化，其速度比保守的双星演化模型预测的要快得多。确定导致这种行为的潜在机制非常重要，因为它可以帮助理解这个系统是如何演变的。也有人认为，当处于静止状态时，SAX J1808.4-3658会作为射电脉冲星开启，这种情况可能提供AMXP和黑寡妇射电脉冲星之间的联系。在这项工作中，我们报告了2014年8月使用绿岸望远镜在2 GHz处进行的深射电脉动搜索的结果，以及使用钱德拉、斯威夫特和INTEGRAL对2015年爆发进行的X射线监测的结果。特别是，我们提出的X射线时序分析的30-KS钱德拉观测期间执行的2015年爆发。我们没有探测到无线电脉冲，并对任何AMXP的脉冲无线电通量密度进行了迄今为止最强的限制。我们还发现SAXJ1808.4 -3658的轨道继续以快速的速度演化，并将其与其他吸积和非吸积双星的轨道进行了比较。我们讨论两种情况：要么中子星具有大的转动惯量（I> 1.7 × 10^45 g cm ^2），并且正在烧蚀施主（通过使用其自旋下降功率），从而产生效率为40%的质量损失，要么施主星正在经历准周期变化，这是由于由强（1 kG）场或可能与辐照有关的某些未识别的机制引起的质量四极变化。
2016-11-18 astro-ph.HE
Optical spectroscopy and photometry of SAX J1808.4-3658 in outburst
我们目前的相位分辨光谱学和测光的V4580人马座，吸积动力毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658，在2008年9月/10月爆发期间获得的光学对应物。N III 4640.64鲍文混合发射线的多普勒层析成像显示，在与第二颗恒星一致的位置有一个聚焦的发射点。这种发射的速度为324 +/- 15 km/s;应用“K-校正”，我们发现投射到视线上的二级恒星的速度为370 +/- 40 km/s。根据现有的脉冲定时测量，这将系统的质量比限制为0.044^{+0.005}-0.004}，脉冲星的质量函数限制为0.44^{+0.16}-0.13} Msun。结合这个质量函数和其他作者的各种倾角估计，我们没有发现任何证据表明，在SAX J1808.4-3658中的中子星的质量大于1.4 Msun的标准值。我们的光学光变曲线表现出一种可能的超级驼峰调制，预期这样一个低质量比的系统。Ca II H和K星际吸收线的等效宽度表明，到源的距离约为2.5 kpc。这与先前基于I型X射线爆发的距离估计是一致的，该估计假设宇宙中存在大量的氢，但低于最近的估计，该估计假设富含氦的爆发。
2009-01-26 astro-ph.HE
Electromagnetic spin down of a transient accreting millisecond pulsar during quiescence
利用瞬态吸积毫秒双星IGR J 00291 +5934、XTE J1751-305、SAX J1808.4-3658和Swift J1756.9-2508在静止状态下测量的自旋下降率，在假设标准磁偶极制动的情况下，估算了这些天体的磁矩。它表明，这种方法会导致高估，如果剩余吸积的量是足够的扭曲磁层远离一个力的配置，通过磁层质量加载或破碎，使杠杆臂的制动扭矩迁移内的光缸。我们推导了另一个自旋下降公式，并计算了该公式适用的剩余吸积率。作为演示，我们应用另一种自旋下降公式来产生上述四个对象的更新的磁矩估计。我们注意到，根据目前对静态吸积率的不确定观测，这四个天体的磁层质量负荷和破碎既没有明确表明，也没有排除。由于静态吸积率不是直接测量的（只设置上限），因此在没有更多数据的情况下，不可能确信是否达到了磁层质量负荷或破碎的阈值。
2015-12-27 astro-ph.HE
SAX J1810.8-2609: An Outbursting Neutron Star X-ray Binary with Persistent Spatially Coincident Radio Emission
通过对中子星X射线双星 SAX J1810.8-2609 的射电与X射线联合监测，发现其爆发期间射电位置变化及爆发后持续存在的射电源，推测最可能为背景源，并提出未来高分辨率观测的验证方案。
2023-11-28 astro-ph.HE
Probing burst-disc interaction and disc reflection in SAX J1808.4$-$3658 with NICER, XMM-Newton, and NuSTAR
Astronomy and Astrophysics Division, Physical Research Laboratory（天体物理学与天文学部，物理研究实验室）
利用NICER、XMM-Newton和NuSTAR对SAX J1808.4$-$3658的热核爆发进行研究，发现中子星光球半径扩展证据，并通过盘反射模型分析确定盘半径和倾角，同时发现1 keV发射线可能源自盘中冷气体的再处理。
2026-03-30 astro-ph.HE
A New Candidate Transitional Millisecond Pulsar in the Sub-luminous Disk State: 4FGL J0407.7--5702
我们报告在先前未关联的费米大天区望远镜$γ$射线源4FGL J 0407.7--5702的误差椭圆内发现了一个可变的光学和X射线源。来自XMM-牛顿/EPIC的22 ksec观测显示了具有快速变化和闪耀的X射线光变曲线。X射线光谱与$Γ= 1.7$的硬幂律拟合良好。在几个时期采取的光学测光是由中等幅度的非周期性变化为主。与SOAR和双子座的光谱揭示了一个蓝色的连续与广泛的双峰H和He的排放，预期的吸积盘周围的一个紧凑的二元。总的来说，4FGL J0407.7--5702的光学、X射线和$γ$射线特性与亚亮盘状态下过渡毫秒脉冲星的分类一致。我们还提出的证据表明，这个源是更遥远的比其他确认或候选过渡毫秒脉冲星双星，X射线的比例$γ$ -射线通量是一个很有前途的工具，以帮助识别这样的双星，表明这些罕见的系统正在成为可能的一个更完整的普查。
2020-09-18 astro-ph.HE
The binary evolution of SAX J1808.4-3658: Implications of an evolved donor star
对吸积动力毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658的观测揭示了一个有趣的双星演化，系统的轨道以加速的速度膨胀。我们使用最近的发现，在SAXJ1808.4 -3658的吸积燃料是氢耗尽大大改善模型的祖先和先前的演变的二元系统。我们约束的伴星的初始质量为1.0-1.2 M $_{\mathrm{\odot}}$，更大的质量比以前的演化研究这个系统已经假设。我们还推断系统必须经历强烈的非保守质量转移，以解释所观察到的轨道周期的变化。继Jia & Li（2015）之后，我们考虑了由于供体星上的脉冲星辐射压力引起的质量损失，引起蒸发风，该蒸发风在双星系统的内拉格朗日点喷出。由此产生的额外的角动量损失解决了保守的质量转移模型和观测到的轨道周期导数之间的差异，该系统。我们还包括了由于吸积光度施主照射的治疗，并发现这对系统的演化有不可忽视的影响。
2020-05-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mixed H/He bursts in SAX J1748.9-2021 during the spectral change of its 2015 outburst
SAX J1748.9-2021是一颗瞬时吸积的X射线毫秒脉冲星。它也被称为Beppo-SAX发现的X射线爆发源。我们分析了2015年爆发期间的持续发射和I型X射线爆发特性。在半天时间内，污染源由硬变软。我们模拟了宽带光谱的持久性发射在1 - 250 keV的能量带的光谱状态，使用准同时的INTEGRAL和斯威夫特数据。宽带光谱很好地拟合的吸收热分解模型，compps，在一个平板几何。两种状态的最佳拟合表明显着不同的等离子体温度为18和5千电子伏和汤姆逊光学深度分别为3和4。在2015年爆发期间，总共观测到56个I型X射线爆发，其中26个是INTEGRAL在硬态下探测到的，25个是XMM-牛顿在软态下探测到的，5个是Swift在两种状态下探测到的。随着物体从硬态过渡到软态，X射线爆发的复发时间从$\approx 2$下降到$\approx1$ hr。复发时间$ Δt_{\rm rec}$和致密物体上每单位面积的局部质量吸积率$\dot m$之间的关系由幂律模型拟合，并在$Δt_{\rm rec} \sim \langle \dot{m} \rangle^{-1.02\pm0.03}$处使用所有X射线爆发得到最佳拟合。在这两种情况下，观察到的复发时间是一致的混合氢/氦爆发。我们还讨论了I型X射线爆发之前的硬到软的过渡的影响。
2018-10-12 astro-ph.HE
1 Hz Flaring in the Accreting Millisecond Pulsar NGC 6440 X-2: Disk Trapping and Accretion Cycles
在吸积毫秒X射线天体周围的吸积盘内部区域中，等离子体的动力学行为受中子星的磁场控制。吸积盘和强磁场之间的相互作用还没有得到很好的理解，特别是在低吸积率（所谓的"螺旋桨状态“）。这部分是由于缺乏明确的观测诊断来约束盘场相互作用的物理学。在这里，我们关联的强~1赫兹调制中所看到的吸积毫秒X射线脉冲星NGC 6440 X-2的不稳定性时，出现的内边缘的吸积盘是接近共转半径（在那里的恒星旋转速率相匹配的开普勒速度在磁盘）。在另一个吸积毫秒X射线脉冲星（SAXJ1808.4 -3658）中也观察到了类似的调制，我们认为这两种现象是相关的，这可能是其他磁化系统中的一种普遍现象。与理论模型的详细比较表明，当观察到不稳定性时，盘和场之间的相互作用区域非常窄-约为1公里。模拟进一步表明，在共转半径周围存在一个过渡区域（约1-10 km），在该区域，盘场扭矩从自旋向上到自旋向下改变符号。这是第一次直接观测约束已被放置在磁盘磁层相互作用区域的宽度，在框架内的陷阱磁盘不稳定性模型。
2013-05-17 astro-ph.HE
Accretion in the spin-down regime
吸积驱动毫秒X射线源可以在很宽的质量流率范围内吸积。即使在小的吸积速率下，脉动也会持续存在，在这种速率下，这些物体预计将处于螺旋桨阶段。我们认为，内部区域的磁盘周围的毫秒X射线恒星是足够厚的一小部分流入的物质可以吸积，即使在自旋下降制度从区域的磁盘远离磁盘平面。这允许这些系统在宽范围的质量流率内是明亮的。我们模拟了SAXJ1808.4 -3658在爆发过程中的光变曲线，并表明快速衰变阶段可以用自旋下降制度中的分数吸积来模拟。
2010-10-07 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
Neutron star parameter constraints for accretion-powered millisecond pulsars from the simulated IXPE data
我们已经模拟了X射线偏振数据，可以获得与成像X射线偏振探测器，当观察吸积动力毫秒双星。我们估计了SAX J1808.4 $-$ 3658所需的曝光时间，以便在所有能量通道上积分的测得的时间相关斯托克斯轮廓中获得不同的精度。我们发现，测量的相对误差强烈地依赖于观测者和发射热点的相对配置。斯托克斯$Q$和$U$参数中的最小相对误差作为观测时间$t$的函数的改进按$1/\sqrt{t}$缩放，并且跨越从200 ks曝光时间的30-90%到500 ks曝光时间的20-60%的范围（在19个相位箱中的数据箱的情况下）。模拟的数据也被用来预测如何准确测量的中子星的几何参数时，可以只建模$Q$和$U$参数，但不是通量。我们发现，观测者的倾角和热点同纬度可以确定优于10度的精度为我们考虑的大多数情况下。这些测量结果可以用来进一步约束中子星的质量和半径时，结合模型的X射线脉冲轮廓。
2021-02-02 astro-ph.HE
Multiband Studies of the Optical Periodic Modulation in the X-Ray Binary SAX~J1808.4-3658 during Its Quiescence and 2008 Outburst
我们报告了X射线双星SAXJ1808.4 -3658在其静止状态和2008年爆发期间的时间分辨光学成像。双星，包含一个吸积动力毫秒脉冲星，有一个大的正弦调制在其静态光发射。我们采用马尔可夫链蒙特卡罗技术来拟合我们的多波段光变曲线数据在安静的辐射星模型，并推导出一个严格的约束$50^{+6}_{-5}$度的倾斜角$i$的二元系统。脉冲星和它的伴星被限制为质量分别为$0.97^{+0.31}_{-0.22} M_{\sun}$和$0.04^{+0.02}_{-0.01} M_{\sun}$（都是1 $σ$范围）。这些结果的测量同伴的投影径向速度的依赖关系进行了讨论。我们还发现，吸积盘在我们的数据覆盖的静止状态下，在$\sim$ 500天的时间内具有几乎恒定的光通量，但在2008年爆发前1.5个月开始变亮。在我们的四个观测7-12天的爆发开始后，检测到调制的变化，并与0.2马格幅度的正弦调制改变有一个较小的幅度为0.1马格。调制的变化进行了讨论。我们估计的伴星在其平静和爆发，这是大约0和0.8（各向同性发射），分别。这个巨大的差异可能提供了额外的证据，证明双星中的中子星在静止时会变成射电脉冲星。
2013-01-24 astro-ph.HE
NuSTAR and XMM-Newton broad-band spectrum of SAX J1808.4-3658 during its latest outburst in 2015
第一颗被发现的吸积毫秒脉冲星SAX J1808.4-3658于2015年4月进入X射线爆发。我们触发了一个100 ks的XMM-Newton ToO，在爆发的高峰期拍摄，和一个55 ks的NuSTAR ToO，间隔四天进行。我们在这里报告的XMM-牛顿和NuSTAR光谱的详细光谱分析的结果。虽然XMM-Newton光谱看起来比以前的观测要柔和得多，但NuSTAR光谱证实了XMM-Newton在2008年爆发期间获得的结果。我们发现了一条宽的铁线的明确证据，我们认为这是由内部吸积盘的反射产生的。对于第一次，我们使用自洽的反射模型来拟合NuSTAR光谱中的反射特征;在这种情况下，我们发现相对于简单的高斯或盘线模型拟合铁线，拟合的统计学显著改善，这意味着反射连续体也被显着检测到。尽管XMM-牛顿和NuSTAR光谱之间存在明显差异，但这些光谱的拖尾最佳拟合参数彼此一致，并且与先前的结果相容。特别是，我们发现一个上限的内部磁盘半径的$\sim 12~R_g$。在所有情况下，需要系统的高倾角（$>50^\circ$）。这个倾角，结合光学伴星径向速度的测量，导致中子星质量（$<0.8\,M_\odot$）的低值，这一结果值得进一步研究。
2018-11-02 astro-ph.HE
Search for pulsations at high radio frequencies from accreting millisecond X-ray pulsars in quiescence
通常认为毫秒射电双星是在X射线活跃的质量转移阶段，通过低质量伴星的物质和角动量转移而旋转起来的。低质量X射线双星的一个子类是吸积毫秒X射线双星，这是一种短暂的系统，显示出X射线静止期，在此期间，无线电发射可以打开。这项工作的目的是寻找三个吸积毫秒X射线双星XTE J1751-305，XTE J1814-338和SAX J1808.4-3658的毫秒脉动。在高射频（5 - 8 GHz）下在其静态X射线阶段期间观察，以克服由于物质吞没系统而引起的自由-自由吸收的问题。一个肯定的结果将为循环模型提供明确的证据，提供祖先与其进化产物之间的直接联系。数据分析方法的选择是基于对X射线观测的轨道和自旋参数的精确了解。它被细分为三个步骤：我们校正的时间序列的影响（I）由于星际介质的色散和（II）的轨道运动，最后（III）折叠模的自旋周期，以增加信噪比。在我们的搜索中，没有发现具有与X射线源相匹配的自旋和轨道特征的无线电信号，直到非常低的通量密度上限。我们分析了几种可能阻止检测到信号的机制，得出的结论是，光源的低光度和几何因素是导致这种负面结果的最可能原因。
2010-06-22 astro-ph.HE
