The origin of the bimodal luminosity distribution of ultraluminous X-ray pulsars
指出了双星系统中超爱丁顿X射线谱双峰光度分布的机制。从高到低的状态，这些对象的过渡解释吸积流球化由于在某些（高）吸积率的辐射压力。状态之间的转变可以与吸积速率的逐渐变化相关联。用提出的机制解释了最近发现的超铝X射线谱仪M 82 X-2、NGC 5907 ULX-1和NGC 7793 P13的复杂行为。所提出的模型也很自然地解释了在这些中子星中测量到的中子星的自旋上升，它比预期的慢了好几倍。
2017-06-29 astro-ph.HE
An accreting pulsar with extreme properties drives an ultraluminous x-ray source in NGC 5907
邻近星系中的超铝X射线源（ULX）比我们银河系中的任何X射线源都要亮。ULX通常被建模为以非常高的速率吸积的恒星质量黑洞（BH）或中等质量黑洞。我们的观测结果表明，NGC 5907 ULX是一颗X射线吸积中子星（NS），其自旋周期从2003年的1.43~s演化到2014年的1.13~s.它的各向同性峰值亮度约为17.1Mpc的爱丁顿极限的1000倍。标准的吸积模型无法解释它的光度，即使假设光束发射，但一个强大的多极磁场可以描述它的属性。这些发现表明，其他极端的ULX（X射线光度> 10^{41} erg/s）可能藏有NS。
2017-02-26 astro-ph.HE
A Population of Ultraluminous X-ray Sources with An Accreting Neutron Star
大多数超亮X射线源（ULX）被认为是X射线双星系统，但以前的观测和理论研究往往倾向于黑洞而不是中子星吸积体。最近从ULX M82 X-2中发现的1.37 s脉动，确定了它作为磁化中子星的性质。在这项工作中，我们模拟的形成历史的中子星ULX在M82或银河系类星系，通过使用两个双人口合成和详细的双演化计算。我们发现，出生率是在$10^{-4}\, \rm yr^{-1}$左右的早期X射线双星在这两种情况下。我们展示了ULX人口在施主质量轨道周期平面的分布。结果表明，与黑洞X射线双星相比，中子星X射线双星对ULX星群的贡献更大，而在M82和类银河系中，高质量和中等质量X射线双星分别占中子星ULX星群的主导地位.
2015-02-13 astro-ph.HE
Studying magnetic fields of ultraluminous X-ray pulsars using different accretion torques
超铝X射线（ULX）天体的磁场是理解天体性质和吸积物理的关键参数。然而，这些ULX磁体中的典型磁场值仍处于争论之中。我们使用六种不同的扭矩模型来研究ULX整流器的磁场，以了解导出的磁场如何随不同模型而变化，并确定哪些模型更适合ULX整流器。我们采用了7颗已确认的ULX双星M82 X-2、ULX NGC 7793 P13、ULX NGC 5907、NGC 300 ULX 1、NGC 1313 X-2、M51 ULX-7、Swift J0243.6+6124以及一颗潜在的ULX双星SMC X-3的当前可用周期、周期导数和通量数据。这些ULX磁体的磁场受到两个物理条件的限制：自旋上升过程和接近平衡。我们检查了磁场估计对不同扭矩模型的可能依赖性。计算结果表明，Ghosh & Lamb [1]、Wang [2]、Kluzniak & Rappaport [3]和Campbell [4]的吸积力矩模型更可能支持ULX中子星的磁星模型，而Lovelace、Romanova & Bisnovatyi-Kogan [5]的吸积力矩模型一般能预测正常中子星的磁场。我们的结果结合其他独立的方法的影响进行了讨论，这将有助于我们理解这些ULX双星的性质和旋转行为。
2021-04-19 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
Formation and Evolution of Ultraluminous X-ray Pulsar Binaries to Pulsar-Neutron Star and Pulsar-White Dwarf Systems
最近的观测和理论研究表明，某些超铝X射线（ULX）源可能含有中子星（NS）吸积体。然而，NS ULX的施主星的形成通道和性质仍然不确定。采用非保守和旋转相关的原始双星演化的质量转移模型，我们系统地研究了如何形成脉冲星ULX的观测脉冲星ULX。我们的模拟结果表明，脉冲星ULXs与Be星和中等或/和高质量的捐助者匹配观测到的视光度，轨道周期和观测指示的捐助者质量的已知脉冲星ULXs。具有Be和中间供体的ULX是主要贡献者。吸积引起的WD坍缩路径对NS ULX的贡献为4.5%，4.0%的NS ULX是通过电子俘获超新星（SNe）形成的，91.5%的NS ULX是通过核坍缩SNe形成的。我们还研究了脉冲星ULX到双致密星系统的演化。我们没有发现NS-黑洞系统（在哈勃时间合并），从脉冲星ULX演变。通过脉冲星ULX演化的脉冲星-白矮星（WD）事例对整个NS-WD引力波源有重要贡献。在所有LISA NS-WD和NS-NS源中，经历脉冲星ULX的脉冲星WD和脉冲星NS病例的贡献分别为$\sim$ 40%和11%。不同模型的蒙特卡罗模拟噪声给出了不可忽略的不确定性。
2020-10-23 astro-ph.HE
The Magnetic Field of the Ultraluminous X-ray Pulsar M82 X-2
最近在M82中的超亮X射线源X-2中探测到脉动。这颗新发现的脉冲星被描述为一颗普通的中子星，其磁场为1 TG，并在爱丁顿速率以上吸积，而它又被描述为一颗类磁星的脉冲星，其磁场为100 TG，并在量子极限以上。我们在这里表明，这种X射线源在任何意义上都不是外来的。沿着场线的吸积的标准方程预测，对于所测量的自旋周期$P_S$和上自旋速率$\dot{P_S}$，各向同性X射线光度$L_X$必须接近爱丁顿极限（即，$L_{X}\approx 3.5\times 10^{38}$ ~erg~s $^{-1}$）;并且不依赖于$P_S$的表面磁场$B$必须是适度的（即，$B_*\approx 1-10$ TG）。观测到的更高的光度可以用我们方向上发生的中等数量的几何光束来解释。其他超亮X射线源也可能是具有类似物理特性的普通类星体，但由于发射必须发生在对观察者有利的角度，我们预计未来很少会发现这样的类星体。
2016-06-21 astro-ph.HE
On the magnetic field of the ultraluminous X-ray pulsar M82 X-2
超亮X射线脉冲星M82 X-2的发现引起了人们对吸积中子星性质的热烈讨论。在以往的研究中，中子星的磁场是根据标准的薄磁化吸积盘模型，从观测到的自旋上升/下降速率导出的。然而，在超爱丁顿吸积下，吸积盘的内部变得几何厚。在这项工作中，我们考虑了来自中子星的辐射反馈和厚盘中的亚开普勒旋转，并计算了测量的自旋变化率的磁矩-质量吸积率关系。我们发现导出的中子星偶极磁场依赖于所采用的最大吸积率，但可能是$\lesssim 10^{13}$ G。预测的吸积率变化可以用来测试所提出的模型与观测比较。
2017-04-01 astro-ph.HE
On the Magnetic Fields of Ultraluminous X-ray Pulsars
到目前为止，已经发现了相当多的超铝X射线（ULX）天体。在这项工作中，我们构建了一个超爱丁顿，磁吸积盘模型来估计偶极磁场的8个ULX星系的基础上，他们观察到的自旋上的变化和光度。我们得到了偶极磁场解的两个分支。它们分布在分别对应于低和高$B$溶液的$B\sim (0.16-64.5)\times 10^{10}\,{\rm G}$和$\sim (0.275-79.0)\times 10^{13}\,{\rm G}$范围内。低磁场解对应于中子星远离自旋平衡的状态，而高磁场解则接近自旋平衡。在Be型ULX双星中导出的超强磁场意味着Be型ULX双星中的吸积模式可能比持久ULX双星中的吸积模式更复杂，并且可能不能用磁化吸积盘模型来解释。我们建议，吸积器和螺旋桨制度之间的过渡可以用来区分低和高$B$磁场的解决方案，除了检测的回旋共振散射功能。
2021-03-30 astro-ph.HE
Measuring the black hole mass in Ultraluminous X-ray Sources with the X-ray Scaling Method
在我们最近的工作中，我们证明了一种新的X射线标度方法，最初介绍了银河系黑洞，可以可靠地扩展到估计质量的超大质量黑洞吸积在中等到高的水平。在这里，我们将这种X射线缩放方法应用于超铝X射线源（ULX），以约束其\mbh。使用49个ULXs与多个\xmm \观测，我们推断ULXs主机恒星质量BH和中间质量BH。我们的样本的大多数来源似乎是一致的假设，高度吸积大质量恒星黑洞与$M_{\rm BH}\sim100\,M_{\odot}$。我们的结果是在一般协议的\mbh \值与替代方法，包括模型无关的变异性方法。这表明X射线标度方法是一种实际的标度无关方法，可以应用于所有中高吸积速率的BH系统。
2017-08-18 astro-ph.HE
Super-Eddington accretion onto the Galactic ultraluminous X-ray pulsar Swift J0243.6+6124
我们报告了第一颗银河系超亮X射线脉冲星Swift J0243.6+6124在2017-2018年爆发期间的光谱行为。在亚爱丁顿能级，源光谱的特点是由三个发射分量，分别来自吸积柱，热点，和一个广泛的铁线发射区。当辐射源高于爱丁顿极限时，热点温度升高，光谱中出现两个以上的黑体分量。一个黑体分量的半径为10-20公里，可能来自吸积柱的顶部。另一个在黑体光度为（1 - 2）*10^38 erg/s时饱和，与中子星的爱丁顿极限一致。这与紧凑物体上的超爱丁顿吸积将为光学厚度的外流提供动力的情况非常一致，并表明吸积率是临界值的60-80倍。这表明磁化系统上的超级爱丁顿吸积也可以为大规模的风提供动力。在超爱丁顿层，铁谱线变得更加显著和蓝移，并被认为与中央漏斗或喷流中的超快风有关。这个源，如果位于外部星系，将像其他超亮星系一样出现。
2019-01-28 astro-ph.HE
Evidence for a Variable Ultrafast Outflow in the Newly Discovered Ultraluminous Pulsar NGC 300 ULX-1
超铝类星体是自然界中存在持续性超爱丁顿吸积的一个明确证据。他们支持的方案，根据该方案，大多数超铝X射线源（ULX）是恒星质量的超爱丁顿吸积器，而不是亚爱丁顿中等质量的黑洞。超临界吸积理论的一个重要预言是存在中等电离气体以温和相对论速度的强大外流。在实践中，X射线光栅（如XMM-牛顿机载RGS）的光谱分辨率需要在ULX中解析其观测特征。使用RGS，在3个ULX的光谱中发现了流出物（目前已知没有一个是质子）。最近，在NGC 300中发现了第四颗超亮脉冲星。在这里，我们报告了在2016年12月XMM-牛顿和NuSTAR对该源进行的两次同时观测中的一次观测中，在该物体的X射线光谱中检测到超快外流（UFO），其重要性超过3σ。流出物的预计速度为65000 km/s（0.22 c），电离系数较高，对数值为3.9。这是中子星ULX中UFO的第一个直接证据，也是第一次在ULX光谱中同时在软X射线和硬X射线数据中看到它的证据。在对该物体的其他观察中，我们没有发现UFO的证据，这可以用吸收体的cluerous性质或吸积流视角的轻微变化来解释。
2018-06-18 astro-ph.HE
Study on the magnetic field of the ultraluminous X-ray pulsar RX J0209.6-7427
Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚巴塔观测科学研究所）
研究超亮X射线脉冲星RX J0209.6-7427的磁场及自转周期演化，发现其磁场在2.4-4×10¹³G范围内，推测其未来可能成为毫秒脉冲星。
2025-07-21 astro-ph.HE
Monte-Carlo simulations on possible collimation effects of outflows to fan-beamed emission of ultraluminous accreting X-ray pulsars
脉动超铝X射线源（PULXs）是一种吸积星，其表观X射线亮度超过$10^{39}\, \rm erg\ s^{-1}$。我们用蒙特卡罗模拟研究了在存在吸积流出时，高准直效应（或强聚束效应）是否对脉冲X星中中子星吸积柱的扇形束辐射起主导作用。我们发现，附近的三个脉冲X（RX J0209.6 $-$ 7427，斯威夫特J0243.6+6124和SMC X-3），即这里的三个火枪手，有他们的主要脉冲发射没有强烈的准直，即使强流出存在。这个结论可以扩展到目前的河外PULX样本，如果吸积外流通常是从它们产生的。这意味着观测到的PULX的高亮度确实是内在的，这可以用来推断$\sim10^{13-14}$ G存在非常强的表面磁场，可能是多极场。然而，如果由于辐射压力导致的吸积盘球形化，从PULX中的吸积盘发射出强烈的外流，则可能需要$\sim10^{12}$ G的规则偶极磁场，与三个火枪手的磁场相当，它们经历了从远低于爱丁顿极限的巨大光度变化（NS为$2\times10^{38}\, \rm erg\ s^{-1}$）到超级爱丁顿，它们的最大光度填补了银河系外的PULX和银河系外的PULX之间的光度差距。
2022-11-15 astro-ph.HE
Study of Recent outburst in the Be/X-ray binary RX J0209.6-7427 with AstroSat: A new ultraluminous X-ray pulsar in the Magellanic Bridge?
我们使用AstroSat卫星上的软X射线望远镜（SXT）和大面积X射线正比计数器（LAXPC）仪器进行观测，在其罕见的2019年爆发期间对RX J0209.6-7427进行了时间和光谱研究。NICER飞行任务首次在0.2-10千电子伏能量带探测到周期为9.29秒的脉动，如本文所述，AstroSat在0.3-80千电子伏的宽能量带探测到周期为9.29秒的脉动。脉冲星在爆发期间表现出快速自旋。能量分辨折叠脉冲轮廓产生在几个能量带在3-80 keV。据我们所知，这是第一次报告的时间和光谱特性，这是二元脉冲星的硬X射线。存在脉冲轮廓随能量的演变的建议。通过对脉冲星能谱的最佳拟合，推测RX J 0209.6 -7427的X射线光度为${1.6}\times 10^{39}$ ergs $^{-1}$。我们的时间和光谱的研究表明，这个源的特点，一个超明亮的X射线脉冲星在麦哲伦桥。详细的结果，并在目前的想法进行了讨论。
2020-04-27 astro-ph.HE
Discovery of a 0.42-s pulsar in the ultraluminous X-ray source NGC 7793 P13
NGC 7793 P13是一个可变（亮度范围~100）的超亮X射线源（ULX），被认为是一个双星系统中的恒星质量黑洞，其质量小于15 M $_{\odot}$，轨道周期为64 d，伴星为18-23 M $_{\odot}$ B 9 Ia。在EXTraS项目中，我们在NGC 7793 P13的两次XMM-牛顿观测中发现了周期约为0.42 s的脉动，在此期间，在$L_{\mathrm{X}}\sim2.1\times10^{39}$和$5\times10^{39}$ erg s $^{-1}$（0.3-10 keV波段）检测到了源。这些发现明确地表明，NGC 7793 P13中的致密物体是一颗以超爱丁顿速率吸积的中子星。虽然标准的吸积模型面临的困难占脉冲星X射线光度，多极磁场的存在与$B$ ~几个$\times$ 10 $^{13}$ G靠近吸积柱的底部似乎是在协议的系统的属性。
2017-01-04 astro-ph.HE
Spectral analysis of ultraluminous X-ray pulsars with models of X-ray pulsars
本文利用XMM-Newton和NuSTAR同时观测五颗超亮X射线脉冲星，发现其宽带光谱可用本地吸积X射线脉冲星模型描述，并揭示铁K-alpha发射线微弱或缺失的关键差异。
2025-07-21 astro-ph.HE
Exploring the magnetic field of the ultraluminous X-ray pulsar NGC 4631 X-8
Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚玻塔观测科学研究所）
研究NGC 4631 X-8的磁场和自转周期演化，发现其磁场在0.3-7×10¹⁴G范围内，推测其可能在数百万年后成为磁场约10⁹G的毫秒脉冲星，揭示ULXP的演化特征及毫秒脉冲星形成路径。
2026-04-20 astro-ph.HE
Spectral Evolution of Ultraluminous X-ray Pulsar NGC 300 ULX-1
我们报告了中子星内部成分探测器（NICER）在2018- 2019年期间对超铝质X射线脉冲星NGC 300 ULX-1进行的为期一年的软X射线观测活动的结果。我们的分析还利用了Swift/XRT和XMM-Newton的数据，以模拟和消除附近食X射线双星NGC 300 X-1的污染。我们构建并拟合了NGC 300 ULX-1在0.4- 4.0 keV范围内的一系列5天平均NICER光谱，以评估源的长期光谱演化，并发现吸收幂律模型提供了最佳拟合。在我们的观测过程中，源通量（0.4- 4.0 keV;被吸收）从$2\times10^{-12}$变暗到低于$10^{-13}{\rm\,erg\,s^{-1}\,cm^{-2}}$，光谱变软，光子指数从$Γ\approx1.6$变为$Γ\approx2.6$。我们解释了光谱软化的再处理发射从吸积盘边缘进入视野，而脉冲星被可能的旋进盘。一些光谱拟合显着改善了磁盘黑体组件的列入，我们推测，这可能是由于脉冲星出现在之间的部分覆盖吸收体的遮蔽情节。我们证实，我们观察到的系统的低通量状态（由于视线吸收）偶尔出现的脉冲星，表明短期源的变化嵌套在长期的吸积盘岁差时间尺度。
2022-10-11 astro-ph.HE
Pulsator-like spectra from Ultraluminous X-ray sources and the search for more ultraluminous pulsars
超亮X射线源（ULX）是一群银河系外天体，其亮度超过10 Msun黑洞（BH）的爱丁顿极限。它们的性质被广泛解释为吸积恒星质量或中等质量的黑洞。然而，最近通过发现周期性脉动，在ULX中至少发现了三颗中子星（NS）。受这些发现的启发，我们使用简单的连续模型研究了明亮ULX样本的光谱特性，该模型被广泛用于拟合银河系中吸积磁性NS的X射线光谱。我们发现，这样一个模型，由一个高能量指数截止的幂律组成，非常适合这里分析的ULX光谱的大部分，在一个级别上相当于涉及吸积BH的模型。仅凭这些理由，我们认为其他非脉动ULX可能拥有NS。我们还发现，在2 keV以上，已知脉动ULX的光谱比样品中大多数其他ULX的光谱更硬，只有IC 342 X-1和Ho IX X-1显示出具有可比硬度的光谱。因此，我们认为，这两个ULXs可能会举办一个吸积NS和鼓励搜索周期性脉动的流量。
2017-01-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Search for Fast Radio Bursts and radio pulsars from pulsing Ultraluminous X-ray Sources
本研究利用FAST和Parkes射电望远镜对8个脉冲超亮X射线源进行FRB和脉冲星搜寻，未探测到信号，为射电通量设定了严格上限，并约束了PULXs作为FRB前身星的理论模型。
2025-04-03 astro-ph.HE
Swift observations of the ultraluminous X-ray source Holmberg IX X-1
Holmberg IX X-1是一个著名的超亮X射线源，其X射线亮度约为1 e40 erg/s。斯威夫特的X射线望远镜定期监测该源。自2009年4月以来，该源一直处于扩展的低光度状态。我们利用在不同光度状态下的共加光谱来研究源的光谱行为。简单的幂律和多色盘黑体模型可以排除。然而，最好的整体拟合是由具有冷黑体和暖盘黑体的双热模型提供的。这表明Holmberg IX X-1可能是一个10个太阳质量的黑洞，在比爱丁顿极限高7倍的地方吸积，或者是一个100个太阳质量的最大旋转黑洞，在爱丁顿极限处吸积，我们正在观察吸积盘的内部区域和致密物体的流出物。
2010-09-01 astro-ph.HE
Pulsed fraction of super-critical column accretion flows onto neutron stars: modeling of ultraluminous X-ray pulsars
基于Kawashima等人的模拟结果，计算了磁轴与自转轴不重合的磁化中子星（NS）上超临界柱吸积流的脉冲分数（PF）. (2016，PASJ，68，83）.在这里，我们求解史瓦西时空中光的测地线方程，以考虑光的弯曲效应。引力红移和相对论性多普勒效应的气体运动的吸积柱也被纳入。脉冲发射的出现是因为观测到的亮度，它超过了恒星质量黑洞的爱丁顿亮度，通过NS旋转引起的柱的进动而周期性地变化。PF倾向于随着$θ_{\rm obs}$接近$θ_{\rm B}$而增加，其中$θ_{\rm obs}$和$θ_{\rm B}$是观察者的视角和从旋转轴测量的磁轴的极角。最大PF约为50%。此外，我们发现对于$θ_{\rm obs} \lesssim 5^\circ$或对于$θ_{\rm B} \lesssim 5^\circ$，PF变得小于5%。我们的结果与超铝X射线散射体（ULXP）的观察结果一致，只有少数例外，因为ULXP大多表现出$\lesssim$ 50%的PF。我们目前的研究支持的假设，ULXPs是由超临界柱吸积到NS。
2020-03-17 astro-ph.HE
An ultraluminous nascent millisecond pulsar
如果超铝源（ULX）M82 X-2维持其测量的自旋上升值$\dot ν= 10^{-10}\,{\rm s^{-2}}$，它将在不到$10^5\,$年的时间内成为毫秒脉冲星。观察到的$10^{40}\,$ erg/s的（各向同性）光度也支持这样的观点，即中子星在吸积$0.1\,{\rm M_\odot}$时将旋转到毫秒周期--报道的这种ULX的硬X射线光度，连同旋转值，意味着与向下延伸到恒星表面附近的吸积盘一致的扭矩，正如对于恒星偶极磁场（$B\lesssim 10^9\,$ G）的低值所预期的那样。这表明毫秒脉冲星形成的一个新渠道--在高质量X射线双星（HMXB）中--并可能对引力波的研究产生影响，并可能对通过吸积引起的坍缩形成低质量黑洞产生影响。
2015-01-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
SWIFT Detection of a 65-Day X-ray Period from the Ultraluminous Pulsar NGC 7793 P13
NGC 7793 P13是一个超明亮的X射线源，其中包含一颗吸积脉冲星。本文报道了在该系统中用Swift观测探测到的~65 d周期的X射线调制。在X射线带中发现的调制周期为P = 65.05 +/-0.10 d，并且轮廓是不对称的，具有快速上升和较慢的衰减。另一方面，由Swift UVOT收集的u波段光变曲线证实了周期为P = 64.24 +/-0.13 d的光调制。我们探讨了X射线和光学周期的相位演化，并提出了两种解决方案。一个周期约为2700 - 4700 d的超轨道调制可能是由一个翘曲的吸积盘的进动引起的，这对解释光学数据的相位漂移是必要的。我们进一步讨论了这种~65 d周期性是否是由超轨道调制引起的。根据已知盘馈高质量X射线双星的自旋轨道周期和轨道超轨道周期之间的关系，粗略估计P13的轨道周期为3 - 7 d。在这种情况下，需要具有长得多的时间尺度的未知机制来解释相位漂移。通过长期观测，进一步研究这两个周期的稳定性，可以帮助我们探索它们的物理起源。
2017-01-10 astro-ph.HE
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
Discovery of a 9.67-s pulsar in an ultraluminous X-ray source in NGC 4631 with XMM-Newton
本文报道利用XMM-Newton在NGC 4631中发现新的脉冲型超亮X射线源X-8，其脉冲周期为9.67秒并具有迄今最大的自旋加速率之一，确认为中子星，为研究超爱丁顿吸积物理提供了关键样本。
2025-11-06 astro-ph.HE
Properties and observability of glitches and anti-glitches in accreting pulsars
在年轻的、孤立的射电望远镜中已经观察到了几个小故障，而在吸积动力的X射线望远镜中仍然缺乏清晰的探测。我们使用Pizzochero snowplow模型脉冲星故障以及starquake模型，以确定第一次预期的性能的故障吸积恒星和它们的可观测性。由于一些吸积脉冲星表现出吸积诱导的长期自旋，我们还研究了这些恒星中发生反故障的可能性。我们发现，在缓慢吸积的中子星中，由地震引起的故障非常罕见，而且它们的检测也极不可能。相反，由超流中子涡旋和非超流组分之间的角动量转移引起的毛刺和反毛刺可能更经常地发生在吸积中子星中。我们计算了抗毛刺的角速度的最大跳跃，并且我们发现它预计为约1 E-5 - 1 E-4 rad/s。我们还注意到，由于吸积双星的旋转角速度通常低于孤立的毛刺双星的旋转速度，与孤立的毛刺双星相比，毛刺和反毛刺都预计具有较长的上升和恢复时间尺度，毛刺和反毛刺表现为角速度的简单步骤。在吸积星系中，我们发现GX 1+4是目前运行的X射线仪器和未来任务（如拟议的X射线定时大型天文台（LOFT））检测故障的最佳候选者。
2015-05-16 astro-ph.HE
Growth of magnetic fields in accreting millisecond pulsars
在吸积的毫秒中子星（NS）核中，R模可以产生强磁场。这些场在核外的扩散引起外部磁场的增长，从而影响毫秒级微扰星（MSP）的自旋下降速率$\dot{P}$的演化。内磁场的扩散为磁悬浮颗粒提供了一条新的演化路径。这种情况可以解释J1823- 3021 A和J1824- 2452 A的大$\dot{P}$。
2012-07-23 astro-ph.HE
Ultraluminous X-ray sources as neutrino pulsars
中子星吸积光度的经典极限由爱丁顿光度给出。磁化中子星吸积的先进模型解释了磁约束吸积柱的出现，并允许吸积光度比爱丁顿值高几十倍。然而，最近在NGC 5907中发现的来自超铝X射线源（ULX）的脉动表明，吸积光度可以超过爱丁顿值高达500倍。我们提出了一个模型来解释NGC 5907中ULX-1的观测性质，而没有任何特别的假设。我们表明，吸积柱在极端光度成为平流。在小的几何体积内的巨大能量释放和平流导致在吸积柱的底部非常高的温度，这需要考虑由于中微子发射的能量损失，这可能比辐射能量损失更有效。我们发现，总光度的质量吸积率以上$10^{21}\,{\rm g\,s^{-1}}$是由中微子发射类似的情况下，核心坍缩超新星。我们认为，吸积率测量的基础上检测到的光子光度的情况下，明亮的ULX供电的中子星可以在很大程度上被低估，由于强烈的中微子发射。最近在星系NGC 5907中发现的脉动ULX-1，其光子光度为$\sim 10^{41}\,{\rm erg\,s^{-1}}$，预计在中微子中更亮，因此是第一颗已知的中微子脉冲星。
2018-02-22 astro-ph.HE
Evolution of the spin, spectrum and super-orbital period of the ultraluminous X-ray pulsar M51 ULX7
M51 ULX 7是一小批已知的超铝X射线准直器（ULXP）之一。中子星的自转周期为2.8秒，围绕伴星的公转周期为2天，其X射线光变曲线显示其超轨道周期为38天。在这里，我们展示了2019年的NuSTAR和XMM-Newton数据，这些数据是在光源接近峰值亮度时获得的。我们探测到脉动，自2018年以前探测到以来，它们以3 $\pm0.5\times10^{-10}$ s $^{-1}$ s的速度旋转。该数据还提供了第一个高质量的宽带频谱源。我们发现它与其他ULXP非常相似，有两个盘状组件和一个高能量尾巴。当结合2018年获得的XMM-牛顿数据时，我们探索了具有超轨道相位的光谱分量的演化，发现较热分量的光度驱动超轨道通量调制。盘组件的倾角似乎随相位而变化，这可能支持这些超轨道周期是由盘进动引起的想法。我们还用3年的Swift/XRT监测重新检查了超轨道周期，发现周期是可变的，从2018--2019年的38.2 $\pm0.5$天增加到2020--2021年的44.2 $\pm0.9$天，这排除了超轨道周期的其他解释。
2021-11-09 astro-ph.HE
Fan beamed X-ray emission from 1 keV to above 130 keV from the ultraluminous X-ray pulsar RX J0209.6-7427 in the Small Magellanic Cloud
我们详细介绍了2019年大爆发期间小麦哲伦星云中瞬态X射线脉冲星RX J0209.6 $-$ 7427的时间和光谱分析。它的距离比大多数银河系X射线星体更远，它的峰值亮度被确定为\it;因此它是一个脉冲超亮X射线源（PULX）。由于\textit{Insight} -HXMT的宽能带，它的脉冲X射线发射被检测到从1 keV到130 $-$ 180 keV带，这是从银河系以外的任何PULX检测到的最高能量发射。这使我们能够得出结论，它的主要脉冲X射线发射来自吸积柱的“扇形束”，因此它的光度是内在的。我们还估计它的磁场（4.8 $-$ 8.6）$\times10^{12}$ G或（1.7 $-$ 2.2）$\times10^{13}$ G，从它在爆发期间吸积柱结构中的自旋演化或跃迁;我们认为磁场强度的两个值对应于中子星的偶极和多极磁场，类似于最近在银河系PULX Swift J0243.6+6124中的发现。因此，中子星的性质及其ULX辐射可以在当前吸积中子星的理论框架内理解。这可能对理解那些更远的河外PULX的性质有影响。
2022-08-31 astro-ph.HE
Discovery of coherent pulsations from the Ultraluminous X-ray Source NGC 7793 P13
本文报道了对超亮X射线源NGC 7793 P13相干脉动的探测。大约0.42秒的近正弦脉动最初是在2016年使用XMM-牛顿和NuSTAR进行的宽带X射线观测中发现的。随后，我们还在2013年和2014年拍摄的XMM-牛顿档案数据中发现了脉动。相干脉动的显著（>>5 sigma）探测表明P13中的致密天体是一颗中子星，观测到的峰值光度为~ 1 e40 erg/s（假设各向同性），远高于1.4 M太阳吸积体的爱丁顿极限。这使得P13成为第二个由吸积中子星提供能量的超亮X射线源。脉冲周期在不同时期之间变化，在2013-2016年期间缓慢但持续的旋转。这一自旋上升表明了B ~ 1.5e 12 G的磁场，这是许多吸积星系的典型特征。对于极端亮度最可能的解释是高度的光束，然而这很难与正弦脉冲轮廓相协调。
2016-10-17 astro-ph.HE
Constraining the mass of accreting black holes in ultraluminous X-ray sources with ultrafast outflows
超铝X射线源（ULX）-具有光度的非核河外源，假定为各向同性，$\gtrsim 10^{39}$ erg s $^{-1}$ -的性质仍有争议。一种可能性是ULX是恒星黑洞吸积超过爱丁顿极限。这一观点最近得到了加强，在$\sim 0.1$ - $0.2c$超快外流的发现，在高分辨率光谱的少数ULX，超临界吸积盘模型预测。假设ULX是由超爱丁顿吸积到黑洞，我们使用的属性观察到的流出，自洽约束其质量和吸积率。我们发现质量$\lesssim 100$ M $_{\odot}$和典型的吸积率$\sim 10^{-5}$ M $_{\odot}$年$^{-1}$，即$\approx 10$倍大于爱丁顿极限计算的辐射效率为0.1。然而，发射的光度仅比爱丁顿光度高出$\approx 10\%$，因为吸积盘内部释放的大部分能量都用于加速风，这意味着辐射效率为$\sim 0.01$。我们的研究结果是一致的形成模型，ULXs是黑洞残余的大质量恒星在低金属环境中发展。
2017-04-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
An Ultraluminous X-ray Source Powered by An Accreting Neutron Star
超铝X射线源（ULX）是位于附近星系中的非核点源，其X射线亮度超过了恒星质量黑洞的理论最大球形入口（爱丁顿极限）。它们的光度范围从$10^{40}$ erg s $^{-1} < L_X$（0.5 - 10 keV）$<10^{40}$ erg s $^{-1}$。由于更高的质量意味着亮度与各向同性爱丁顿极限的极端比率较低，因此理论模型主要关注黑洞而不是中子星系统。最具挑战性的解释来源是那些在发光端（$L_X$ > $10^{40}$ erg s $^{-1}$），这需要黑洞质量MBH >50太阳质量和/或显着偏离标准薄盘吸积，为明亮的银河系X射线双星提供动力。在这里，我们报告宽带X射线观测星系M82的核区域，其中包含两个明亮的ULX。观测结果表明，脉动的平均周期为1.37秒，正弦调制为2.5天。脉动是由磁化中子星的旋转引起的，而调制则是由它的双星轨道引起的。单独的脉冲通量对应于$L_X$（3 - 30 keV）= $4.9 \times 10^{39}$ erg s $^{-1}$。脉动源在空间上与变量ULX重合，变量ULX可以达到$L_X$（0.3 - 10 keV）= $1.8 \times 10^{40}$ erg s $^{-1}$。这种关联意味着对于一个1.4太阳质量的天体来说，它的亮度是爱丁顿极限的100倍，或者说比任何已知的吸积脉冲星都亮10倍以上。这一发现意味着中…
2014-10-14 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
The Ups & Downs of Accreting X-Ray Pulsars: Decade-long observations with the Fermi Gamma-Ray Burst Monitor
本文回顾了费米伽玛射线空间望远镜上的全天伽马射线暴监测器（GBM）对吸积X射线天体10多年的连续监测。我们的工作包括从2008年8月GBM运营开始到2019年11月的数据。用GBM观测到39个吸积双星在$10-50\,$ keV能量范围内的脉动。GBM吸积脉冲星计划（GAPP）对每个吸积脉冲星进行数据简化和分析，并公开提供脉冲频率和脉冲通量的历史。我们详细研究了GBM观测到的持久和瞬态X射线星的自旋历史、爆发和力矩行为。每个源的自旋周期的演变进行了分析的背景下，盘吸积和准球形沉降吸积驱动的扭矩模型。还分析了GBM任务寿命期间的长期脉冲频率历史，并将其与先前BATSE全天空监测任务中的脉冲频率历史进行比较，揭示了一些分析源中以前未注意到的事件（例如2S 1845-024中的扭矩反转）。我们获得新的，或更新已知的，轨道解三个来源。我们的研究结果表明，GBM作为一个很好的仪器监测吸积X射线天体的能力和重要的科学贡献，这一领域。
2020-06-17 astro-ph.HE
Do we see accreting magnetars in X-ray pulsars?
吸积中子星的强磁场（$10^{14}$ G）是X射线谱难以探测的，但可以通过X射线谱测量吸积中子星的上自旋/下自旋来间接推断。本文讨论了现有的慢转X射线天体观测资料。结果表明，由这些观测值（或某些情况下的下限）导出的中子星磁场落在标准的$10^{12}$ - $10^{13}$ G范围内。根据最近在亚音速范围内对缓慢旋转的中子星吸积的理解进展，对关于吸积磁星证据的主张进行了批判性的讨论。
2013-07-11 astro-ph.HE
Timing the pulsations of the accreting millisecond pulsar SAX J1808.4-3658 during its 2019 outburst
在本文中，我们对吸积毫秒X射线脉冲星SAX J1808.4-3658在2019年爆发期间的401 Hz脉冲进行了相干定时分析。利用中子星内部成分探测器（NICER）的观测资料，我们确定了脉冲星最近一个历元的自旋频率和轨道相位。我们发现，2019年的爆发在爆发过程中表现出明显的脉冲相位演变。这些相移被发现与源通量，并解释在恒星表面上的热点漂移，驱动的质量吸积率的变化。此外，我们发现，脉冲星的自旋频率的长期演变表明在地球的轨道周期调制的证据，使脉冲星的吸积毫秒脉冲星的天体测量的时间为基础。
2019-10-07 astro-ph.HE
Phase-Dependent Spectral Shape Changes in the Ultraluminous X-Ray Pulsar NGC 5907 ULX1
本文通过XMM-Newton和NuSTAR同时观测，研究超亮X射线脉冲星NGC 5907 ULX1的相位分辨光谱，发现幂律成分在峰前相位比峰后相位更硬，揭示其中子星磁层具有不对称几何结构。
2024-04-30 astro-ph.HE
X-Ray Views of Galactic Accreting Pulsars in High-Mass X-Ray Binaries
本综述概述了高质量X射线双星中吸积X射线脉冲星的吸积与辐射过程，总结了时域现象、光谱特性、演化及X射线偏振等多波段观测进展，并简要讨论了伽马射线双星等相关系统。
2024-12-23 astro-ph.HE
TeV neutrinos from accreting X-ray pulsars
双星系统中的脉冲星可以吸积到达脉冲星表面的物质，只要它的周期足够长。在吸积过程中，物质必须在物质压力和磁场之间达到平衡的距离处被加速到脉冲星磁层的旋转速度。在这个距离上，形成了一个非常动荡和磁化的区域，强子可以在其中被加速到相对论能量。这些强子可以与来自中子星表面热极盖的非常强的辐射场相互作用，辐射场是由下落的物质产生的。我们计算的中微子事件率产生的公里$^2$探测器，可以预期从吸积毫秒和经典的X射线天体在我们自己的银河系内的典型距离。
2009-05-30 astro-ph.HE
A 400 solar mass black hole in the Ultraluminous X-ray source M82 X-1 accreting close to its Eddington limit
M82 X-1是M82星系中最明亮的X射线源，由于其极高的光度和变化特性，一直被认为是一个中等质量的黑洞（100到10，000太阳质量），尽管一些模型认为它的质量可能只有大约20个太阳质量。以前的质量估计是基于尺度关系，使用低频特征时标，具有很大的内在不确定性。对于恒星质量的黑洞，我们知道X射线发射中的高频准周期振荡（100-450赫兹）以3：2的频率比发生，是稳定的，频率与黑洞质量成反比，色散相当小。因此，这种稳定振荡的发现可能为中等质量黑洞的质量测定提供了另一种更明确的方法，但迄今为止还没有实现。在这里，我们报告稳定的双峰（3：2频率比）X射线准周期振荡从M82 X-1在3.32 $\pm$ 0.06赫兹和5.07 $\pm$ 0.06赫兹的频率。假设我们可以外推适用于恒星质量黑洞的逆质量标度，我们估计M82 X-1的黑洞质量为428 $\pm$ 105太阳质量。此外，我们可以使用相对论性岁差模型估算质量，从中我们得到415 $\pm$ 63太阳质量的值。
2015-01-13 astro-ph.HE
Long-term Monitoring of Accreting Pulsars with Fermi GBM
利用费米望远镜上的伽马射线暴监测器（GBM），我们正在监测吸积脉冲星系统。我们使用GBM的12碘化钠探测器在8-50千电子伏的范围内检测和监测脉动与0.5和1000秒之间的周期率。在讨论了我们的分析方法后，我们介绍了第一年监测的单个来源的结果。这些和其他来源的最新数字可在http://gammaray.nsstc.nasa.gov/gbm/science/pulsars/上查阅。
2009-12-19 astro-ph.HE
A ~60-day super-orbital period originating from the ultraluminous X-ray pulsar in M82
超铝X射线（ULX）天体是一类由磁化中子星表面的超临界吸积提供能量的新天体。到目前为止，这一类别中的三个源：M82 X-2，NGC 5907 ULX-1和NGC 7793 P13，被发现有两个共同的特性：$\sim1$的自旋周期，以及NGC 5907 ULX-1和NGC 7793 P13在$\sim60-80$天的时间尺度上的周期性X射线通量调制。M82 X-2位于一个拥挤的领域，包括ULX M82 X-1与X-2分开5”，以及其他亮点光源。在该地区观察到了60天的调制，但起源很难确定; M82 X-1和X-2都被认为是来源。在本文中，我们提出了一个系统的监测活动的钱德拉，唯一的X射线望远镜能够解决拥挤的领域的分析。从一个简单的Lomb-Scargle周期图分析和一个更复杂的高斯过程分析，我们发现只有X-2显示出一个大约60天的周期信号，支持以前的说法，它是起源。我们还构建了一个相位平均的流量配置文件的调制更高的节奏Swift/XRT数据，并发现在钱德拉数据的流量变化是完全一致的流量配置文件。由于已知中子星及其伴星的轨道是2.5天，因此$\sim60$天周期必定是超轨道的。调制的通量从最小值到最大值变化了$\sim$ 100倍，没有光谱变化的证据，使得起源难以解释。
2019-01-29 astro-ph.HE
Resolved atomic lines reveal outflows in two ultraluminous X-ray sources
超亮X射线源是位于星系外、远离星系核的点源，其X射线光度超过3x10^39 erg/s，被认为是由致密天体的吸积提供能量。可能的解释包括中子星上的吸积，中子星具有强磁场，恒星质量的黑洞（< 20兆太阳能）达到或超过经典爱丁顿极限或中等质量的黑洞（10^3-5兆太阳能）。在以前的分析中，由于缺乏足够的能量分辨率，迄今为止一直无法清楚地识别X射线带中的任何发射线或吸收线，从而妨碍了对吸积流的详细分析。在这里，我们报告的X射线发射线产生的高度电离的铁，氧和氖的累积显着性> 5西格玛，蓝移（~0.2c）的吸收线（5西格玛）的高分辨率X射线光谱的超铝X射线源NGC 1313 X-1。在类似的源NGC 5408 X-1中，我们也检测到静止和蓝移吸收的发射线。蓝移的吸收谱线必须出现在快速流出的气体中，而发射谱线则起源于源周围缓慢移动的气体中。我们的结论是，紧凑的对象是由强大的风与流出速度约为0.2 c的吸积超大质量黑洞和超吸积恒星质量黑洞模型预测。
2016-04-28 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
The First Insights into an Ultraluminous X-ray Pulsar with XRISM: Phase-Resolved High-Resolution Spectroscopy of the Fe K-shell Band of M82 X-2
Rikkyo University（立教大学）；Center for Astrophysics — Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；Nagoya University（名古屋大学）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Tokyo Metropolitan University（东京都立大学）；Institute of Space and Astronautical Science (ISAS), Japan Aerospace Exploration Agency (JAXA)（日本宇宙航空研究开发机构宇宙科学研究所）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）
该研究利用XRISM的高分辨率光谱技术，对M82 X-2的Fe K壳层带进行相分辨光谱分析，发现脉冲信号的Fe Kα发射线宽度异常，表明超亮X射线脉冲星系统中存在额外的发射源。
2026-05-18 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
Magnetic fields generated by r-modes in accreting millisecond pulsars
在毫秒微扰中，科里奥利力的存在使得所谓的罗斯比振荡（r模）得以发展，已知这种振荡对引力波的发射是不稳定的。这些不稳定性主要由恒星的粘性或强磁场的存在所阻尼。一小部分观测到的毫秒双星被认为是在低质量X射线双星（LMXB）中，在LMXB中，中子星（或黑洞）从质量小于1 $M_\odot$的施主中吸积。在这里，我们表明，r-模式的不稳定性可以产生强大的环形磁场通过诱导差分旋转。通过这种方式，我们也提供了一个替代方案的起源磁星。
2009-03-13 astro-ph.HE
The two Ultraluminous X-ray sources in the galaxy NGC 925
NGC 925 ULX-1和ULX-2是位于NGC 925中的两个超亮X射线源，距离为8.5 Mpc。这是我们第一次分析两个来源的高质量，同时XMM-Newton和NuSTAR数据。虽然乍一看ULX-1类似于一个中等质量的黑洞候选者（IMBH），因为它的高X射线光度（$(2$ $-$ $4)\times10^{40}$ erg s $^{-1}$）和它的光谱/时间的特点，仔细检查表明，它的属性更类似于一个典型的超爱丁顿吸积恒星黑洞，我们将其归类为一个“加宽的光盘”超明亮的X射线源。基于这种光谱状态的物理解释，我们建议，ULX-1被认为是在小倾角，可能通过一个强大的风起源于吸积盘疏散锥。ULX-2的光谱分类是不太确定的，但我们不赞成IMBH吸积亚爱丁顿率，因为它的光谱/时间属性可以关联到银河系吸积黑洞二进制的软或硬状态。
2018-06-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Anti-glitches in accreting pulsars from superfluid vortex avalanches
\textit{Neutron Star Interior Composition Explorer}（NICER）飞行任务最近在吸积脉冲星NGC 300 ULX-1中发现了三个突然的自旋下降事件，称为“反故障”。与以前在减速磁星中检测到的抗干扰不同，这些是在加速脉冲星中记录的第一个抗干扰。一个标准的理论是，脉冲星自旋上升的故障是由集体解旋涡旋的雪崩引起的，这些涡旋将角动量从超流体内部转移到中子星的外壳。在这里，我们测试涡雪崩是否也与NGC 300 ULX-1中的反故障一致，角动量转移反向。我们进行$N$体模拟高达$5 \times 10^{3}$钉扎涡在两个维度的长期加速和减速容器。在这两种情况下，涡旋雪崩都经常发生，分别向内和向外传播。的影响，如大小和等待时间的统计，被认为是简要的。
2022-05-12 astro-ph.HE
The sub-classes of ultraluminous X-ray sources
超铝X射线源（ULX）自发现以来一直是一个谜。ASCA表明它们正在吸积质量未知的黑洞（BH），而钱德拉和XMM的数据表明，许多较低光度的ULX可以通过极端吸积到恒星残骸BH上来解释。超亮X射线源的发现引发了人们的猜测，即我们可能再次发现了难以捉摸的中等质量黑洞，但在去年，出现了第三类极端ULX，其性质尚不清楚。在这里，我们定义和讨论这些迷人的系统的子类，探索其性质的可能解释，并指出其分析中可能的未来步骤。
2013-06-28 astro-ph.HE
ULX spectra revisited: Accreting, highly magnetized neutron stars as the engines of ultraluminous X-ray sources
目的：鉴于最近发现的脉动ULX和最近引入的模型，提出中子星（NS）作为ULX的中央引擎，我们重新审视（XMM牛顿和NuSTAR）光谱的18个著名的ULX，在寻找迹象，有利于这一新的假设。结果如下：我们确认，前面提到的，存在的低能量（<6千电子伏）的光谱翻转，并认为它可以被解释为热发射。光谱很好地描述了由一个“热”（>1千电子伏）和一个“冷”（<0.7千电子伏）的双热模型的黑体（MCB）。在假设“冷”MCD发射起源于NS磁层处截断的盘的情况下，我们发现我们样品中的所有ULX都与吸积到高磁化（B>10^12G）NS上一致。我们注意到磁场的强度、“热”热分量的温度和总的未吸收光度之间有很强的相关性。对NuSTAR数据的检查支持了这一解释，并证实了弱的高能（>15 keV）尾部的存在，最有可能是逆康普顿散射对MCB发射进行修改的结果。我们还注意到，明显的高能量尾部可能仅仅是使用具有固定梯度T~r^-0.75的标准MCD模型对具有非典型温度（T）与半径（r）梯度的MCB发射进行错误建模的结果。结论：我们为ULX的双热谱提供了一种新的物理解释。我们发现，最适合的导出参数，是在最近的预测，有利于超临界吸积NS作为一个大部分的ULXs的引擎非常一致。然而，模型之间的相当大的退化和缺乏明确的证据不能排除其他同样合理的解释。我们的研究结果值得进一步探索这个新的框架。
2017-10-24 astro-ph.HE
