The Correlation between Dispersion Measure and X-ray Column Density from Radio Pulsars
脉冲星是一种引人注目的天体，它发射的电磁波跨越整个电磁波谱，为星际介质提供了强有力的探测器。本文利用钱德拉X射线天文台和XMM-牛顿天文台观测到的68颗X射线能射电望远镜，研究了色散度（DM）与X射线吸收柱密度（NH）之间的关系。我们发现最佳拟合的经验线性关系为NH（10^20 cm^-2）= 0.30+0.13-0.09 DM（pc cm^-3），这对应于平均电离度为10+4- 3%，证实了文献中通常假设的每10个中性氢原子有一个自由电子的比例。我们还比较了不同的NH估计，并注意到，从X射线观测获得的一些NH值高于沿同一视线的总银河HI柱密度，而消光一般给出最好的NH预测。
2013-03-21 astro-ph.HE
Hydrodynamical simulations of wind interaction in spider systems : A step toward understanding transitional millisecond pulsars
本研究通过二维流体动力学模拟，研究了过渡毫秒脉冲星中伴星风与脉冲星风的相互作用，重现了吸积流与射电脉冲星两种状态及其转变，并重建了双峰X射线光变曲线，揭示了重力和轨道运动的关键作用。
2024-07-23 astro-ph.HE
Hydrodynamical simulation of the structure of the X-ray pulsar accretion channel: accounting for resonant scattering
本文构建考虑共振散射的亚临界X射线脉冲星吸积通道自洽辐射流体动力学模型，揭示磁场对辐射减速效率的影响，并给出回旋线方向依赖及共振附近30–40%的线偏振度。
2023-11-29 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
Rapid quasi-periodic reconfiguration of the accretion column in pulsar 1A 0535+262
Nankai University（南开大学）；National Time Service Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家授时中心）；Sun Yat-Sen University（中山大学）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；University of Oxford（牛津大学）
通过分析X射线脉冲星1A 0535+262巨暴发期间的准周期硬X射线通量变化与回旋谱线能量的同步振荡，发现吸积柱的几何重构导致谱线能量快速变化，揭示了辐射压主导的高光度吸积脉冲星中吸积柱的内在动力学状态。
2026-06-01 astro-ph.HE
A radiation-hydrodynamic model of accretion columns for ultra-luminous X-ray pulsars
基于最近发现的超亮X射线源M82 X-2（“ULX脉冲星”）的脉冲辐射，我们对超临界吸积流通过狭窄的吸积柱到中子星上的过程进行了二维辐射流体动力学模拟。在中子星上方设置一个填充有密度为$10^{-4} {\rm g}~ {\rm cm}^{-3}$的稀薄气体的圆锥形吸积柱，求解吸积柱内气体的二维运动和辐射转移。侧边界被设置为使得辐射可以自由逸出，而气体不能。由于初始气体层不处于流体静力平衡，柱状气体落在中子星表面，从而产生激波。因此，正如Basko \& Sunyaev（1976年）所指出的那样，吸积柱由两个区域组成：一个接近自由下落的上部区域和一个较低的沉降区域。平均吸积率非常高; ${\dot M}\sim 10^{2-3} L_{\rm E}/c^2$（其中$L_{\rm E}$是爱丁顿光度），因此辐射能完全超过柱内气体的内能。尽管吸积率很高，但在沉降区中，在距离$r$一定距离处，实验室框架中的辐射通量几乎保持在$L_{\rm E}/(4πr^2)$以下，以便物质可以缓慢地吸积。这种调整是可能的，因为通过物质的动能耗散产生的大量光子可以通过侧边界逃逸。总光度可以大大超过$L_{\rm E}$几个数量级，而从柱顶部观测到的表观光度要小得多。由于这种高度各向异性的辐射场，观测到的通量应该随着旋转周期呈现周期性变化，前提是旋转轴和磁轴不重合。
2016-08-30 astro-ph.HE
On the radiation beaming of bright X-ray pulsars and constraints on neutron star mass-radius relation
由于吸积柱的出现，吸积磁化中子星的光度可以大大超过爱丁顿值。柱的高度可以与中子星的半径相媲美。这些柱产生的X射线直接被观测者探测到，并照射到恒星表面，这对X射线进行了再处理，并产生了观测通量的附加分量。柱的几何形状和表面的被照射部分决定了辐射聚束。弯曲的时空影响角通量分布。我们构建了一个简单的模型的光束图案所形成的直接和反射通量从列。我们考虑到可能出现的吸积柱，其高度相当于中子星半径。我们认为，根据恒星的紧凑性，从柱通量可以强烈放大由于引力透镜，或显着减少由于柱日食的恒星。高吸积柱的食导致脉冲轮廓的特定特征。它们的探测可以限制中子星的半径。我们推测在X射线脉冲星V0332 +53中观测到了柱蚀，从而得出该系统中存在大半径中子星的结论（如果$M\sim 1.4M_\odot$，则为$\sim15\,{\rm km}$）。我们指出，光束图案可以强烈地影响在吸积通道中的散射在高光度，这必须考虑到在模型再现的脉冲轮廓。
2017-11-20 astro-ph.HE nucl-th
Pulse profiles of tall accretion columns in X-ray pulsars
Moscow State University（莫斯科国立大学）；The Raymond and Beverly Sackler School of Physics and Astronomy, Tel Aviv University（特拉维夫大学雷蒙德和贝弗利·萨克勒物理与天文学学院）
本文通过射线追踪计算超临界吸积柱的辐射，提出通用无量纲参数描述脉冲非对称性，模型可重现X射线脉冲星的非对称脉冲轮廓，适用于最亮天体。
2026-09-29 astro-ph.HE
Polarisation of Accreting X-ray Pulsars. II. Hercules X-1
我们采用我们的新模型的极化发射吸积X射线的辐射来描述发光的X射线脉冲星武仙座X-1。与以前的工作相比，我们的模型预测的偏振参数独立的光谱形成，并考虑的吸积柱的结构和动力学，以及由于广义相对论和量子电动力学的传播的额外影响。我们发现，我们的模型可以描述所观察到的脉冲分数和脉冲形状的主峰，以及调制的回旋线与相位。我们选择了两种几何形状，假设一个单一的吸积柱或两列在磁极，可以描述当前的脉冲形状和回旋调制相位的观察。这两种模型都预测了高极化分数，在$1-10$ keV范围内介于60和80\%之间，这是相位和能量依赖的，并且峰值与强度处于相同的相位。偏振分数和偏振角的相位和能量依赖性可以帮助辨别不同的几何形状。
2020-09-01 astro-ph.HE
A New Relativistic Model for Spectral Formation in Accretion-Powered X-ray Pulsars: Pulse Profiles and Phase-Averaged Spectra
George Mason University（乔治梅森大学）
提出包含相对论效应和双吸积柱几何的新解析模型，首次同时计算吸积驱动X射线脉冲星的相位平均谱和脉冲轮廓，并应用于Her X-1的NuSTAR数据，确定温度、吸积率、磁场强度等参数。
2026-07-01 astro-ph.HE
NuSTAR X-ray spectrum of Be-X-ray pulsar Swift J1845.7-0037: Bulk and thermal Comptonization of cyclotron seed photons in the accretion column
目的：对NuSTAR观测银河系Be-XRB Swift J1845.7-0037进行光谱和时间分析。在最近的爆发中。方法：对于光谱分析，我们使用现象学和基于物理的模型。我们采用了一种常用的经验模型来识别与X射线谱线的标称光谱特性有关的谱线形状的主要特征。此外，我们使用了最新版本的体-热康普顿化模型（BW），以评估经验模型所需的光谱分量的有效性和调查的硬X射线发射的起源。我们还分析了光源的光变曲线，研究了不同能量范围内的脉冲形状，并利用与模型无关的硬度比（HR）跟踪了光谱随脉冲相位的演化。结果如下：我们发现，虽然经验和物理（BW）光谱模型可以产生良好的光谱拟合，BW模型返回物理上合理的最佳拟合值的源参数，并不需要任何额外的光谱成分的非热，吸积柱发射。BW模型还估算出中子星的磁场在10 ^12 G的范围内。结论：我们的结果表明，源发射的光谱和时间特性是一致的散射过程中预期的辐射占主导地位的冲击吸积柱的高度磁化的吸积中子星。我们进一步指出，物理衍生的光谱模型，如BW，可以用来暂时推断的基本源参数，在没有更直接的观测签名。
2020-01-03 astro-ph.HE
Neutron stars colliding with binary companions: formation of hypervelocity stars, pulsar planets, bumpy superluminous supernovae and Thorne-Żytkow objects
我们进行了超新星爆炸后新生中子星与主序星伴星碰撞的三维流体动力学模拟。基于这些流体动力学模型，我们构建了一个半解析公式，描述了恒星内部的阻力与陡峭的密度梯度。然后，我们计算结果NS-同伴碰撞在很宽的参数范围内使用半解析公式。根据本征踢的方向和大小，我们发现碰撞可能会导致各种结果。对于相对较快的反冲和较高的碰撞参量，NS可能穿透伴星包层而不合并。通过让NS穿过伴星，伴星可以被加速到比经典双星破裂情景中考虑的理论上限高出$\sim10$ %的逃逸速度。NS在逃逸时可以捕获并带走高达百分之几的伴星包层，这可能会形成脉冲星行星，或者通过吸积导致外流，从内部加热喷出物，并为超新星光变曲线提供动力。对于较低的碰撞参量，中子星将直接与伴星合并，形成索恩-迪伊特科夫天体。在中间的情况下，NS在合并之前会穿透伴星的包层几次，可能会导致超新星光变曲线的多次颠簸，就像SN 2015 bn和SN 2019 stc。
2022-08-01 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
On the dependence of the X-ray continuum variations with luminosity in accreting X-ray pulsars
使用RXTE/ASM存档数据，我们研究了6个瞬态X射线谱仪（EXO 2030+375，GX 304-1，4U 0115+63，V 0332+63，A 0535+26和MXB 0656-072）样品中光谱硬度比随X射线亮度的变化。在所有的源中，我们发现定义为$F_{5-12\mathrm{keV}}/ F_{1.33-3\mathrm{keV}}$的光谱硬度比在低光度下随ASM通量（1.33- 12 keV）增加，然后饱和或甚至在某个临界X射线光度以上稍微减小，落入范围$\sim(3-7)\times10^{37}$ ~erg~s $^{-1}$。本文计算了两种可能的几何形状（填充圆柱和空心圆柱）的吸积柱在辐射扩散极限下的二维结构，其质量吸积率$\dot M$从$10^{17}$到1.2 $\times 10^{18}$ ~ gs $^{-1}$ .考虑到从中子星大气反射的辐射，在瞬态X射线谱中观察到的光谱行为与增加的$\dot M$可以再现的康普顿饱和侧壁发射从光学厚磁化吸积柱。当$\dot M$高于某一临界值$\dot M_{cr}\sim (6-8)\times 10^{17}$ ~g~s $^{-1}$时，柱的高度变得使得反射分量对总发射的贡献开始减少，这导致光谱硬度的饱和甚至轻微降低。空心圆柱柱具有比填充圆柱柱更小的高度，并且在总发射中的反射分量的贡献实际上不随$\dot …
2015-06-23 astro-ph.HE
Evidence for Pulsar-like Emission Components in the Broadband ULX Sample
我们提出了一个明亮的超亮X射线源的样本的宽带X射线分析，目的是调查这个人口的光谱相似性，已知的ULX星系，M82 X-2，NGC 7793 P13和NGC 5907 ULX。对NGC 5907 ULX的宽带XMM-Newton +NuSTAR数据集进行了相位分辨分析，发现该源中吸积柱的脉冲发射具有与M82 X-2和NGC 7793 P13相似的光谱形状，这是当光谱与吸积盘模型拟合时在最高能量处观察到的过量发射的原因。然后，我们证明了类似的“硬”过剩被认为是在所有的ULX的宽带样本。最后，对于ULX的吸积体的性质目前是未知的，我们测试是否硬过剩都是由一个吸积柱类似于M82 X-2，NGC 7793 P13和NGC 5907 ULX中存在的一致。脉冲发射的平均形状的基础上，我们发现，在所有情况下，一个类似的吸积柱可以成功地再现观测数据，与假设一致，这ULX样品可能是由中子星吸积占主导地位。与已知的脉冲星ULXs相比，我们对剩余ULXs的光谱拟合表明，来自磁层之外的吸积流的非脉冲发射比与吸积柱相关的分量具有更强的相对贡献。如果这些来源也包含中子星吸积物，这可能有助于解释缺乏检测到的脉动。
2018-03-12 astro-ph.HE
Thermal properties of the middle-aged pulsar J1741-2054
我们使用2010年和2013年收集的所有钱德拉档案数据，对中年费米脉冲星J1741 $-$ 2054的X射线发射进行了光谱分析。我们证实了Romani等人2010年的早期发现，即脉冲星光谱包含热发射成分。该组件是最好的描述与温度$\approx$ 60 eV和发射区半径$\approx$ 17 $D_{\rm kpc}$公里的黑体模型。如果到脉冲星的距离是$\approx$ 0.8千秒差距，那么热辐射可能来自冷却中子星的整个表面。后者是由一个大的吸收柱密度推断的X射线拟合和经验的光学消光-距离关系沿脉冲星视线的支持。中子星的表面温度和特征年龄使它与研究得很好的中年脉冲星B1055 $-$ 52相似。与后者一样，PSR J1741 $-$ 2054的温度高于标准冷却方案预测的温度。
2014-05-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
General relativistic radiation magnetohydrodynamics simulations of supercritical accretion onto magnetized neutron star; -modeling of ultra luminous x-ray pulsars
通过2.5维广义相对论辐射磁流体动力学模拟，我们证明了超临界吸积到非旋转，磁化中子星，其中偶极子场的磁场强度是$10^{10}$ G的恒星表面。我们发现超临界吸积流由吸积柱和截断吸积盘两部分组成。超临界吸积盘，出现在远离中子星的地方，在$\sim 3R_*$ cm附近被截断（$R_*=10^6$ cm是中子星的半径），在那里通过偶极磁场的磁压与盘的辐射压平衡。圆盘在截断半径附近的角动量通过偶极场的磁矩有效地向内传输，诱导中子星的自旋。估算的自旋上升速率$\sim -10^{-11}$ s s $^{-1}$与最近对超亮X射线天体的观测结果是一致的。在截断半径范围内，气体沿着偶极场落在中子星上，导致在南北半球上形成吸积柱。柱的净吸积率和光度分别为$\sim 66L_{\rm Edd}/c^2$和$\lesssim 10L_{\rm Edd}$，其中$L_{\rm Edd}$是爱丁顿光度，c是光速。我们的模拟支持一个假设，即超发光的X射线天体是由磁化中子星的超临界吸积提供动力的。
2017-07-26 astro-ph.HE
On the origin of cyclotron lines in the spectra of X-ray pulsars
在某些X射线脉冲星的光谱中观察到了回旋共振散射的特征，并显示出谱线能量随脉冲星光度的显著变化。在明亮光源的情况下，线质心能量与亮度反相关。这种行为通常与吸积柱的开始和增长有关，这被认为是观测到的发射和回旋加速线的起源。然而，这种情况不可避免地意味着线形成区域内的磁场强度的大梯度，并且它使得观察到的线状特征的形成成问题。此外，所观察到的回旋加速器线能量的变化比相应的光度变化所能预期的要小得多。我们认为，一个物理上更现实的情况是，回旋线的形式时，由吸积柱发射的辐射是从中子星表面反射。这个想法是基于这样的事实，即柱光度的相当大一部分被中子星表面拦截，反射的辐射应该包含吸收特征。本文发展了反射模型，并应用于解释观测到的明亮X射线脉冲星V0332 +53的回旋线能量在较宽光度范围内的变化。
2013-09-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spectral formation in a radiative shock: application to anomalous X-ray pulsars and soft gamma-ray repeaters
在反常X射线源（AXP）和软γ射线中继源（SGR）持续发射的回退盘模型中，硬X射线发射来自于韧致辐射光子的体康普顿化和热康普顿化，这些光子是在吸积柱中产生的。这些源相对较低的X射线亮度意味着电子散射的横向光学深度适中，光子在侧向逃逸之前执行少量的激波交叉。我们探索的范围内的光谱形状，可以得到这个模型和最重要的参数依赖性的特征。我们用蒙特卡罗程序研究了吸积柱中辐射激波中光子的交叉，并计算了由此产生的光谱。正如预期的那样，高能幂律X射线谱产生于光子数谱指数大于或约为0.5的辐射冲击。我们发现，所需的横向光学深度是1和7之间。这样的光谱在低光度的X射线谱仪中观察到。我们在这里证明了一个简单的模型，康普顿上散射在吸积柱中的辐射激波可以产生硬X射线光谱类似于那些看到的持久和瞬态发射的AXP和SGR。特别是，可以获得高能幂律谱，光子数谱指数约为1，截止值为100 - 200 keV，横向汤姆逊光学深度约为5，这在AXP/SGR中是典型的。
2013-12-27 astro-ph.HE
Bright X-ray pulsars as sources of MeV neutrinos in the sky
本文利用吸积强磁化中子星的中微子光度模型，估算六颗ULX脉冲星和三颗最亮Be X射线暂现源的MeV中微子通量，发现后者占优但仍低于背景至少两个数量级，目前无法直接探测。
2023-04-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Generalized Analytical Model For Thermal And Bulk Comptonization In Accretion-Powered X-Ray Pulsars
我们发展了一个新的理论模型，描述了作为吸积柱中光子的体康普顿化和热康普顿化的结果的吸积供能X射线谱的形成。新模型在四个方面扩展了作者开发的先前模型：（1）我们利用圆锥形而不是圆柱形几何形状;（2）从柱壁和柱顶部发射的辐射分量分别计算;（3）该模型允许在恒星表面的非零撞击速度;（4）气体的速度分布与远离恒星的牛顿自由落体合并。我们表明，这些扩展允许新的模型来模拟源在很宽的吸积率。该模型是基于一个严格的数学方法，在其中我们得到一个精确的系列解决方案的格林函数描述的单色种子光子的再处理。然后，通过将格林函数与韧致辐射、回旋加速器和黑体光子源卷积来计算出出现的光谱。新模型的范围通过应用于高光度源Her X-1和低光度源X Per来证明。新的模型表明，所观察到的光谱硬度的增加与增加的亮度在Her X-1可能是由于在表面的冲击速度的降低，这增加了$P$ d $V$的工作所做的辐射场的气体。
2022-11-25 astro-ph.HE
A new nearby pulsar wind nebula overlapping the RX J0852.0-4622 supernova remnant
高能脉冲星可以嵌入相对论轻子星云中，而相对论轻子星云是由脉冲星旋转能量的耗散提供动力的。PSR J0855 - 4644是一颗高能、快速旋转的脉冲星（Edot = 1.1x10^36 erg/s，P = 65 ms），由帕克斯多波束巡天在超新星遗迹RX J0852.0 - 4622（又名Vela Jr）东南边缘附近发现。脉冲星的位置在空间上与X射线和TeV伽马射线的增强一致，这可能是由于它的假定脉冲星风星云（PWN）。本研究的目的是寻找PSR J0855 - 4644周围的扩散非热X射线辐射，以测试PWN的存在并估计到脉冲星的距离。利用XMM-牛顿卫星进行了X射线观测，以限制脉冲星及其星云的性质。来自脉冲星和SNR边缘不同区域的X射线中的吸收柱密度与来自原子（HI）和分子（12CO）气体沿相应视线分布的吸收进行了比较，以估计脉冲星和SNR的距离。观测揭示了脉冲星的X射线对应物以及周围的扩展发射，从而证实了PWN的存在。柱密度的比较提供了脉冲星PSR J0855 - 4644和SNR RX J0852.0 - 4622距离的上限（d <900 pc）。虽然这两个对象是在兼容的距离，我们排除了脉冲星和信噪比相关联。在这个修正的距离下，PSR J0855 - 4644是第二个能量最高的脉冲星，仅次于船帆座脉冲星，半径为1千秒差距，因此可能对局部宇宙射线e-/e+谱有贡献。
2012-12-17 astro-ph.HE
A new model for the X-ray continuum of the magnetized accreting pulsars
在双星系统中，吸积的高磁化双星是银河系中最亮的X射线发射体。虽然有一些高统计质量的宽带（0.1-100 keV）X射线观测，这些来源的光谱能量分布通常是采用纯现象学模型，而不是与吸积物理模型研究。本文利用BeppoSAX和Suzaku+NuStar数据，结合改进的compmag模型，对高质量X射线双星Cen X-3、4U 0115+63和Her X-1的X射线辐射进行了详细的光谱研究。后者提供了一个物理描述的高能量发射的吸积中子星，包括热和体康普顿的回旋和韧致辐射种子光子沿中子星吸积柱。compmag模型基于求解二阶偏微分方程的迭代方法，其收敛算法在本文的编写过程中得到了改进和巩固。我们的分析表明，宽带X射线连续的所有考虑源可以自洽地描述的compmag模型。回旋吸收的功能，不包括在模型中，可以占使用高斯分量。根据compmag模型与数据的拟合，我们推断出所有来源的吸积柱的物理性质，发现值合理地接近于根据我们目前对高磁化中子星吸积的理解而理论上预期的值。更新版本的compmag模型已被定制的物理过程中发生的高度磁化吸积中子星的列，因此，它可以提供一个更好的理解，从这些来源的高能辐射。
2016-02-13 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
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
A reflection model for the cyclotron lines in the spectra of X-ray pulsars
在某些X射线谱中观察到的回旋共振散射特征表明，谱线能量随脉冲星亮度的变化而显著变化。在高光度下，这些变化通常与吸积柱的开始和生长有关，这被认为是观测到的发射和回旋加速器线的起源。然而，这种情况不可避免地意味着线形成区域内的磁场强度的大梯度，这使得观察到的线状特征的形成成为问题。此外，所观察到的回旋加速器线能量的变化比相应的光度变化所能预期的要小得多。我们认为，在这里，一个更现实的情况是，回旋线的形式时，由吸积柱发射的辐射是从中子星表面反射，在那里的磁场强度的梯度是显着较小。本文发展了反射模型，并应用它解释了观测到的明亮X射线脉冲星V0332 +53的回旋线能量在较宽光度范围内的变化。
2013-09-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
A magnetic white-dwarf accretion model for the anomalous X-ray pulsar 4U 0142+61
异常X射线脉冲星（AXP）4U 0142+61的静态发射涵盖了从射电到硬X射线的广泛能量范围。特别是，该对象是唯一的软伽马射线中继器（SGR）和AXP中同时呈现中红外发射和脉冲光发射。尽管有许多命题来解释这种大范围的发射，但仍然缺乏一个再现所有观测结果的命题。填补这一空白，我们提出了一个模型来重现静态光谱能量分布的4U 0142+61从中红外到硬X射线使用合理的物理组件和参数。我们认为持续辐射来自于被碎片盘包围的磁吸积白矮星（WD）。该模型假设：（i）硬X射线是由吸积柱激波后区域的韧致辐射产生的;（ii）软X射线是由WD表面的热点产生的;（iii）光学和红外辐射是由光学厚尘埃盘、WD光球和激波后区域辐射的尾部引起的。在这种情况下，拟合的模型参数表明，4U 0142+61拥有一个快速旋转的磁性近rasekhar WD，这是非常热，因此年轻。这样一个WD可能是两个规模较小的WD合并的最新结果。在这种情况下，4U 0142+61可以演化为超新星Ia，因此可以提供这些重要天体物理事件起源的线索。此外，我们还提出了一个新的估计4U 0142+61的距离，3.78（误差：+0.12 / -0.18千秒差距），根据测量的氢柱密度和新的星际灭绝3D地图。
2020-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray Pulsars
X射线天体之所以发光，是因为吸积物质的引力能转化为X射线辐射。的吸积率调制的几何和流体动力学效应在恒星风的脉冲星同伴和/或吸积盘的不稳定性。在中子星附近，风驱动的气流是高度不稳定的，并且在小时尺度上由因子$10^3$引起X射线变化。圆盘驱动流的特征是较慢的状态转换和与轨道运动和进动或共振有关的准周期振荡。在较短的时间尺度上，靠近中子星表面，X射线的变化主要是由吸积流与旋转磁层的相互作用决定的。当脉冲星磁场很大时，气流被限制在一个相对狭窄的吸积柱中，吸积柱的几何特性驱动了观测到的X射线发射。在低磁化系统中，增加的吸积率允许在中子星表面点燃强大的爆炸性热核燃烧。从旋转到吸积动力活动的转变在极少数情况下被观察到，并证明了这些类星体之间的联系。
2016-08-23 astro-ph.HE
Broad-band X-ray spectra of anomalous X-ray pulsars and soft $γ$-ray repeaters: pulsars in a weak-accretion regime ?
本文给出了对5颗反常X射线脉冲星（AXP）和软$γ$射线重复源（SGR）的宽波段X射线谱的分析结果。我们用适合于吸积流到脉冲星的X射线发射的模型拟合了它们的Suzaku和INTEGRAL谱。我们发现它们的X射线谱可以用这个模型很好地描述。我们尤其发现：（a）吸积柱的半径为$\sim150-350$ m，导致横向光学深度为$\sim 1$ ;（b）垂直汤普森光学深度为$\approx 50-400$;（c）它们的光度转化为吸积率$\approx10^{15}\rm{g\, s^{-1}}$。这些结果与回退盘模型的预测吻合得很好，为解释AXP和SGR作为吸积星提供了进一步的支持。
2015-08-19 astro-ph.HE
MHD simulations of resistive viscous accretion disk around millisecond pulsar
本文对中子星周围的薄电阻粘性吸积盘进行了磁流体动力学模拟，其表面偶极磁场为10 $^8$高斯。在脉冲星自转500毫秒的时间间隔内，系统的演化。物质通过稳定的吸积柱从盘吸积到恒星上。我们还展示了恒星风通过日冕的传播。对恒星上质量吸积通量和力矩的分析表明，盘达到了准定态。
2018-02-01 astro-ph.HE
Radio Detection of PSR J1813-1749 in HESS J1813-178: The Most Scattered Pulsar Known
超新星遗迹G12.82-0.02/HESS J1813-178中的44.7 ms X射线脉冲星是银河系中第二高的自旋光度，E点=5.6e37 erg/s。利用绿岸望远镜，我们探测到了PSR J1813-1749在4.4-10.2 GHz的射电脉动。该脉冲是高度散射的，其指数衰减时标τ比任何其他脉冲星在这些频率下的衰减时标都要长。Dzib等人在Jansky甚大阵列的几次观测中在这个位置探测到的点源可以归因于脉冲发射。τ对观测频率的陡峭依赖性解释了为什么所有先前在较低频率下的脉动搜索都失败了（在2 GHz下τ~0.25 s）。大的分散措施，DM=1087 pc/cc，表明根据两个广泛使用的银河系电子密度分布模型的距离为6.2或12 kpc。这些都不利于先前提出的与4.8千秒差距的较近距离的年轻星团的关联。X射线测得的高柱密度约为1 e23/cm^2，也支持大距离。如果在d~12 kpc，HESS J1813-178将是银河系中最明亮的TeV源之一。
2021-06-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Deep optical imaging of the gamma-ray pulsar J1048-5832 with the VLT
PSR J1048-5832是一颗年轻的类船帆座脉冲星，最近被费米望远镜在伽马射线中探测到，也被钱德拉和XMM-牛顿望远镜在X射线中探测到。它为X射线可见的紧凑PWN提供动力。我们目前的深光学观测与ESO甚大望远镜寻找脉冲星及其星云的光学对应物，并探讨其多波长的发射特性。在V和R波段获得的数据，并与档案数据在其他光谱域进行了比较。我们没有在光学上探测到脉冲星，并推导出其亮度的信息上限R > 28.1等和V > 28.4等。利用红团星方法，我们估计了脉冲星的星际消光为2等，这与X射线吸收柱密度一致。相应的距离与色散测量距离一致。我们重新分析了Chandra X射线数据，并将去红上限与脉冲星未吸收的X射线光谱进行了比较。我们发现，就其光学X射线光谱特性，这伽马射线脉冲星是没有区别于其他恒星在这两个范围内检测到。然而，像船帆座脉冲星一样，它在光学和X射线方面非常低效。在与脉冲星X射线星云重叠的十几个光源中，我们发现了一个V = 26.9和R = 26.3等的光源，其颜色比场星略蓝，与脉冲星星云特征的特有颜色一致。它的位置与脉冲星X射线星云的一个相对明亮的特征相吻合，类似于蟹状星云，距离脉冲星2角秒。我们建议将此源作为该功能的对应候选人。基于对脉冲星的大量星际消光及其光学效率低下，应在更长的波长上进行进一步的光学研究。
2013-02-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray counterpart candidates for six new $γ$-ray pulsars
利用存档的X射线数据，我们发现了点状X射线对应物候选者，它们的位置与最近由Einstein@Home项目在费米伽马射线太空望远镜数据中发现的六个$γ$射线源重合。使用Swift检测PSR J 0002 $+$ 6216、J 0554 $+$ 3107、J1844 $-$ 0346和J1105 $-$ 6037的候选，使用Chandra检测PSR J 0359 $+$ 5414和J2017 $+$ 3625的候选。尽管一些候选人的低计数统计，假设合理的约束对吸收柱密度对pk10，我们表明，所有的X射线光谱特性与其他pk10观察到的一致。$+$ 5414是最可靠的识别对象。我们在它周围探测到一个星云，其光谱和范围表明这是一个由脉冲星提供动力的脉冲星风星云。J 0002 $+$ 6216和J1844 $-$ 0346与超新星遗迹CTB 1和G28.6 $-$ 0.1成协。
2018-02-12 astro-ph.HE
Neutron star masses from hydrodynamical effects in obscured sgHMXBs
INTEGRAL发现了一群被遮蔽的超巨星高质量X射线双星（sgHMXB）。IGR J17252-3616的X射线风层析成像推断出一个缓慢的风速来解释增强的遮蔽。本研究的主要目的是了解在何种条件下会发生高遮蔽。我们用流体动力学程序模拟了中子星周围的星风流动。模拟网格被用来研究吸收柱密度和X射线光变曲线对模型参数的依赖性。模拟结果和IGR J17252-3616的观测结果之间的比较提供了对这些参数的估计。我们把风的终极速度限制在500-600 km/s，把中子星的质量限制在1.75-2.15太阳质量。我们已经证实，一个缓慢的风速与一个中等的质量损失率的初始假设是有效的。中子星的质量可以通过研究它对吸积流的影响来限制。
2012-10-10 astro-ph.HE
A hydrodynamics-informed, radiation model for HESS J0632$+$057 from radio to gamma rays
对偏心伽玛射线双星HESS J 0632 $+$ 057的相对论流体动力学模拟表明，一个假定的脉冲星风的能量应该积累在双星周围的近星点和远日点之间，并通过靠近远日点的快速平流释放出来。为了评估这是否会导致最大的非热发射前apastron，我们推导出简单的处方的非热能含量，辐射效率，和非热粒子的能量损失的影响，在模拟流体动力学流。这些处方被用来估计无线电，X射线，GeV和TeV的非热发射，从冲击脉冲星风在一个二进制系统模拟使用一个简化的3维计划的几个轨道周期。在不同波长的光变曲线的推导，以及合成的无线电图像不同的轨道阶段。在计算的光变曲线中的主峰很宽，出现在离星很近的地方，但在离星很近之前。这个峰值之后是一个准平台的形状，和一个小峰值，只有在伽马射线后的近星点。射电图显示了射电斑点在近星点-近星点方向上的抛射。结果表明，一个高度偏心的高质量的二进制主机的年轻脉冲星的情况下，可以解释的一般现象HESS J 0632 $+$ 057：尽管它的简单，所采用的方法产生的预测是强大的半定量水平和多波长观测一致。
2018-06-14 astro-ph.HE
Analyzing X-ray pulsar profiles: geometry and beam pattern of A 0535+26
本文对吸积双星A 0 5 35 + 2 6的能量相关脉冲轮廓进行了分解，以确定中子星的两个磁极的贡献，并得到对系统几何结构和束斑图的约束。我们分析了脉冲轮廓从RXTE观测X射线制度。该方法的基本假设是，在脉冲轮廓中观察到的不对称性是由非对极磁极引起的，并且发射区域具有轴对称的束图案。给出了脉冲星的几何约束条件和波束图的可能解。我们解释了重建的光束图案的几何模型的空心柱加上一个晕的散射辐射的中子星表面，其中包括相对论光偏转。
2010-12-14 astro-ph.HE
XRISM/Resolve observations of Hercules X-1: a pulsating, highly broadened Fe K emission line from the neutron star accretion column
Center for Astrophysics — Harvard & Smithsonian（天体物理中心——哈佛与史密森尼学会）；MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院卡弗里天体物理与空间研究所）；INAF—IASF Palermo（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文物理研究所）；Department of Astronomy and Astrophysics, The University of Chicago（芝加哥大学天体物理学系）；Institut für Astronomie und Astrophysik, Universität Tübingen（蒂宾根大学天文学与天体物理研究所）；Centre for Astrophysics Research, University of Hertfordshire（赫特福德大学天体物理研究中心）；Università degli Studi di Palermo, Dipartimento di Fisica e Chimica（巴勒莫大学物理与化学系）；Institute of Astronomy, Madingley Road, Cambridge（剑桥大学天体物理研究所）；Department of Physics, Graduate School of Science, Kyoto University（京都大学理学研究科物理学系）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）
通过XRISM/Resolve观测Hercules X-1，发现中子星吸积柱中脉动的Fe K发射线，揭示强引力和磁场下的吸积物理特性。
2026-07-21 astro-ph.HE
The Peculiar Behavior of Burst Oscillations in the Accreting Millisecond X-ray Pulsar XTE J1814-338
吸积毫秒X射线双星（AMXPs）在热核爆炸过程中表现出明显不同于非脉动低质量X射线双星的爆发振荡现象。AMXP XTE J1814-338以具有相位锁定（恒定相位差）的爆发振荡而闻名，并且在其所有热核爆发期间（除了最后一次）与吸积动力脉动一致。在这项工作中，我们使用了一个相干的时序分析，以更详细地调查这种现象，并具有更高的时间分辨率比过去做的。我们确认，爆发振荡阶段，平均而言，相位锁定的吸积动力脉动。然而，它们在每个单独的爆发期间也显示出中等（<~ 0.1个周期）的漂移，显示出根据热核爆发阶段（上升，峰值，尾部）一致观察到的重复模式。尽管存在这些漂移模式，但爆发振荡相位不知何故能够在几乎是吸积动力脉动的确切位置处平均化。我们提供了一个运动学描述的现象，并回顾文献中现有的模型。这种现象仍然没有明确的解释，但我们可以对热核爆发机制进行重要的限制。特别是，观测结果表明热核爆发的点火点发生在吸积柱的底部附近。我们推测燃烧的流体在被磁场捕获的后倾吸积柱中膨胀，同时燃烧的火焰覆盖表面。
2021-12-01 astro-ph.HE
Deciphering the Nature of the Pulsar Wind Nebula CTB 87 with XMM-Newton
CTB 87（G74.9+1.2）是一个演化的超新星遗迹（SNR），拥有一个独特的脉冲星风星云（PWN）。X射线峰值与射电观测的峰值有偏移，位于射电星云的边缘。假设的脉冲星，CX 10 ~J201609.2+371110，首先被\textit{Chandra}解析，被一个紧凑的和更广泛的X射线星云包围。在这里，我们使用一个深{ \textit{XMM-Newton} }观测检查的形态和演化阶段的PWN和搜索的热发射预期从超新星壳或反向冲击与超新星喷出物的相互作用。我们没有发现从SNR的热X射线发射的证据，并放置在等离子体温度$kT\sim 0.8$ keV的0.05 cm $^{-3}$的电子密度的上限。其形态和光谱特征与一个$\sim$ 20千光年的遗迹PWN膨胀成恒星风吹泡的结果一致。我们还提出了第一个X射线光谱指数图从PWN和表明，我们可以重现其形态通过二维轴对称相对论流体动力学模拟。
2019-11-26 astro-ph.HE
On the nature of `off' states in slowly rotating low-luminosity X-ray pulsars
我们详细阐述了最近提出的亚音速准球形吸积到缓慢旋转的中子星模型，其中吸积介导的热准静态壳以上的中子星磁层。我们表明，在相同的外部条件下，两个制度的亚音速吸积是可能的，这取决于如果在过渡区的等离子体冷却是由康普顿或辐射过程为主。我们认为，从较高的光度康普顿冷却制度的低光度辐射冷却制度的过渡可以负责的“关”状态的发病反复观察到的几个低光度缓慢吸积恒星，如船帆座X-1，GX 301-2和4U 1907+09。我们进一步建议，触发的过渡可能是由于开关的X射线光束图案在吸积柱中的光学深度的变化与变化的光度响应。
2012-09-22 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
Diversity Of Short Gamma-Ray Burst Afterglows From Compact Binary Mergers Hosting Pulsars
短伽马射线暴（sGRB）被广泛认为是致密双星合并的结果。该模型预测的余辉，承担一个恒定的，低密度介质的特征签名，包括一个平滑的余辉过渡，和一个简单的时间演变。然而，这些预期与sGRB余辉中不可忽略的一部分的观测结果相冲突。特别是，这些事件的余辉阶段的开始似乎是延迟的，此外，他们中的一些人表现出晚时间的光变曲线迅速衰落。我们表明，这些特殊的观察可以解释独立的正在进行的中央引擎活动，如果一些sGRB的祖先是紧凑的双星至少有一个脉冲星。脉冲星伴星的坡印廷流能在双星周围产生一个弓形激波腔。如果这个空腔大于未受扰动的星际介质中激波减速的长度尺度，那么余辉的开始将被延迟。如果减速完全发生在掠起的薄壳内，光变曲线将随之快速衰减。我们确定了两种类型的脉冲星，可以实现改变余辉所需的条件：低场，长寿命的脉冲星，和高场脉冲星。我们发现，相当大的一部分（~20-50%）的低场双星很可能居住在中子星双星的基础上的观察，而他们的高场同行不是。流体动力学计算的动机，这个模型被证明是在很好的协议与sGRB余辉光曲线的观察。
2014-06-22 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
Polarisation of Accreting X-ray Pulsars. I. A New Model
高能天文学的一个新窗口正在打开：X射线偏振测量。由于许多任务目前正在开发中，并计划最早于2021年发射，对吸积X射线天体的X射线偏振的观测将很快可用。由于偏振对发射区域的几何形状特别敏感，因此即将推出的偏振计将为这些物体的发射机制提供新的见解，前提是我们有合理的理论模型，这些模型与当前的光谱和定时观测一致，并且可以预测发射的偏振参数。在这里，我们提出了一个新的模型的极化发射的吸积X射线天体的吸积柱的情况下，第一次考虑到宏观结构和动力学的吸积区域和传播的辐射朝向观察者，包括相对论光束，引力透镜和量子电动力学。在本文中，我们提出了所有的细节模型，而在一个配套文件中，我们应用我们的模型来预测明亮的X射线脉冲星武仙座X-1的偏振参数。
2020-09-01 astro-ph.HE
Super-Eddington accretion of the first Galactic Ultra-luminous X-ray pulsar Swift J0243.6+6124
我们利用HXMT和费米/GBM数据对Swift J0243.6+6124在2017年大爆发期间的脉冲轮廓进行了详细的计时研究。发现在$5\times10^{38}$ erg\，s $^{-1}$之上的双峰轮廓与在$1.5\times10^{38}$ erg\，s $^{-1}$之下的双峰轮廓相差0.25个相位，这有力地支持了笔形束到扇形束的转变，从而支持了激波主导吸积柱的形成。在高双峰区的上升阶段，弱峰在10-100 keV波段达到饱和，亮度高于$L_t\sim1.3\times10^{39}$ erg\，s $^{-1}$，这与主峰和弱峰的光谱突变相一致。它们意味着在$L_t$周围发射模式的突然变化。自旋上升速率（$\dotν$）与低于$L_t$的光度（$L$）呈线性相关，与辐射压主导（RPD）盘的预测一致。$\dotν-L$关系式高于$L_t$，表明在高于$L_t$时，角动量的转移效率较低，吸积盘的几何形状也发生了变化。这可能是由于辐射的磁盘中央吸积柱，并表示显着的辐射反馈之前，内部磁盘半径达到球化半径。
2022-03-23 astro-ph.HE
A new nearby PWN overlapping the Vela Jr SNR
PSR J 0855 -4644是一颗高能脉冲星（Edot = 1.1x10^36 erg/s，P=65 ms），由帕克斯多波束巡天在超新星遗迹RX J0852.0-4622（又名船帆座）东南边缘附近发现。脉冲星的位置与X射线和TeV伽马射线的增强在空间上一致，这可能代表它的脉冲星风星云（PWN）。我们用XMM-牛顿观测揭示了脉冲星的X射线对应物以及周围的扩展发射，从而证实了PWN的建议。脉冲星的X射线吸收柱密度与12 CO观测值（追踪致密气体）的比较被用来推导脉冲星距离的上限（d< 900 pc），并讨论脉冲星与Vela Jr SNR的可能关联。这种新的距离估计意味着脉冲星就在附近，因此可能对观测到的宇宙射线轻子（e-/e+）光谱有很大贡献。
2011-09-20 astro-ph.HE
Relativistic model on pulsar radio emission and polarization
我们发展了一个脉冲星射电辐射和偏振的相对论模型，考虑了辐射区的几何结构、旋转和调制。极帽上的火花活动导致发射区的等离子体柱和调制发射。将沿旋转偶极场线流出的相对论等离子体束团视为曲率辐射源，利用Stokes参数推导了辐射场的偏振态。我们模拟了一组典型的脉冲轮廓，并分析了观测几何、旋转和调制对脉冲星偏振轮廓的影响。我们的模拟解释了脉冲星射电剖面中常见的大多数不同极化行为。我们表明，“反对称”和“对称”类型的圆偏振是可能的曲率辐射的框架内工作。我们还表明，“扭结”性质的偏振位置角遍历可能是由于旋转和调制效应。偏振位置角拐点相对于芯峰相位的相位滞后还取决于源轨迹曲率和调制的旋转诱导非对称性。
2011-12-30 astro-ph.HE
VLT Suzaku observations of the Fermi pulsar PSR J1028-5819
我们使用甚大望远镜（VLT）在B和V波段拍摄的光学图像来搜索PSR J1028-5819的光学对应物或限制其光学亮度。与此同时，我们使用朱雀观测档案来确认斯威夫特获得的脉冲星X射线对应物的初步鉴定。由于脉冲星的射电位置存在很大的不确定性，并且存在一颗明亮的（V = 13.2）< 4”的早期F-型恒星，我们无法探测到它的对应物，其通量极限为B~25.4和V ~25.3，这是迄今为止PSR J1028-5819获得的最深通量极限。从朱雀星的观测中，我们发现脉冲星的候选对应物的X射线光谱最符合幂律，光谱指数为1.7 +/- 0.2，吸收柱密度NH < 10^21 cm-2，这将支持所提出的X射线识别。此外，我们还发现了脉冲星周围弥漫辐射存在的可能证据。如果这是真的，并且与脉冲星风星云（PWN）有关，它的表面亮度和角范围将与PSR J1028-5819距离处的约100 kyr年龄的脉冲星的预期相一致。
2012-05-09 astro-ph.HE
Understanding the Last Mile - Physics of the Accretion Column
吸积X射线天体是X射线天文学中观测最好的天体之一，在光谱和时间域中具有丰富的观测现象数据集。虽然这些来源的总体情况已经很好地建立，但观察到的现象背后的详细物理学往往是争论的主题。我们提出了最近的观测，理论和模拟结果的吸积柱在这些系统中的结构和动力学。我们的研究结果表明存在不同的吸积制度和可能的解释所观察到的光谱特征与光度的变化。
2012-11-16 astro-ph.HE
Spectral and Timing Analysis of the accretion-powered pulsar 4U 1626-67 observed with Suzaku and NuSTAR
我们提出了一个吸积动力脉冲星4U 1626-67观测朱雀和NuSTAR在自旋向上状态的光谱形状和脉冲轮廓的分析。这颗脉冲星在2008年经历了一次扭矩反转，旋转周期为7.7秒。比较2010年使用朱雀和2015年使用NuSTAR获得的相位平均光谱，我们发现两次观测之间的光谱形状发生了变化：3-10 keV通量增加了5%，而30-60 keV通量显著减少了35%。相位平均和相位分辨光谱分析表明，NuSTAR观察到的连续谱是很好地描述了一个经验NPEX连续与周围的光谱峰在20千电子伏的宽高斯发射分量。结合Fermi/GBM观测到的Pdot值，我们得出结论，朱雀和NuSTAR观测之间的光谱变化可能是由吸积速率的增加引起的。我们还报告了可能的检测的基本回旋加速器线的轮廓中的不对称性。此外，我们提出了一个研究的能量分辨脉冲轮廓使用一个新的相对论射线追踪代码，在那里我们进行了同时拟合的脉冲轮廓假设一个混合的铅笔和扇形束发射模式的两列几何形状。由此产生的脉冲轮廓分解，使我们能够获得几何参数的吸积柱（倾角，方位角和极角）和一组基准的光束图案。这一信息对于验证强磁场中辐射传输的理论预测是重要的。
2019-05-14 astro-ph.HE
Colliding wind binaries and gamma-ray binaries : relativistic version of the RAMSES code
伽马射线双星是由大质量恒星和非吸积脉冲星组成的碰撞风双星。粒子在冲击波的加速导致辐射从扩展的无线电辐射到伽马射线波段。预计相互作用区域将显示与恒星CWB的共同特征。利用流体动力学程序RAMSES进行数值模拟，重点研究了它们的结构和稳定性，发现Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）可以导致风之间的重要混合，破坏大尺度螺旋结构。为了研究脉冲星风的相对论性质的影响，我们将RAMSES扩展到相对论流体动力学（RHD）。脉冲星风和恒星风之间的相互作用的初步模拟显示出重要的相似之处与恒星碰撞风小相对论修正。
2012-12-17 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
AX J1910.7+0917: the slowest X-ray pulsar
来自高质量X射线双星AXJ 1910.7 +0917的脉动是在2011年进行的钱德拉观测期间发现的（以色列等人，2016）。我们在这里报告有关这一发现的更多细节，并讨论来源性质。X射线信号的周期为P=36200+/-110 s，脉冲分数PF为63+/-4%。由于它与一颗大质量的B型伴星有关，我们将这种长周期性归因于中子星的自转，使AXJ 1910.7 +0917成为已知最慢的X射线脉冲星。我们还报告了XMM-牛顿观测的光谱，偶然地覆盖了源场，导致高度吸收（柱密度几乎达到1 e23 cm-2），幂律X射线光谱。X射线通量在年的时间尺度上是可变的，跨越>60的动态范围。中子星自转周期很长，可以用一个准球形沉降吸积模型来解释，这个模型适用于低光度、风馈的X射线天体。
2017-05-04 astro-ph.HE
On the anomalously large extension of the Pulsar Wind Nebula HESS J1825-137
从脉冲星风星云（PWNe）的一些报告的非常高的能量（VHE）的γ射线发射自然地解释了多TeV的电子的逆康普顿散射。然而，一些伽马射线发射PWNe的物理尺寸显着超过PWN形成的标准流体动力学范式所预期的尺度。在这方面，最“令人不安”的情况是HESS J1825-137，它延伸到距离中央脉冲星PSR J1826-1334 $r\approx70\rm\,pc$的距离。如果伽马射线发射确实是在PWN内部产生的，但不是由逃离星云并在星际介质（ISM）中扩散的电子产生的，那么在氢数密度为$n_{ism}\le10^{-2}\rm\,cm^{-3}$的稀释环境中，可以实现这种有害扩展的plerion的形成。在本文中，我们探讨了另一种情况，假设负责形成星云的脉冲星最初有一个非常短的旋转周期。在这种情况下，PWN和周围超新星遗迹的大小取决于初始脉冲星周期，制动指数和ISM密度。为了检查这种情况下的可行性，我们研究的参数空间，将再现HESS J1825-137的大小。我们表明，如果制动指数小，$n\leq2$和脉冲星诞生周期短，$P_{\rm b}\simeq1\rm\,ms$，这一要求可以实现。这种情况下可以重现风终止位置，这是预期在$R_{ts}\simeq0.03\rm\,pc$，只有在一个密集的环境与$n_{ism}\geq\rm1\,cm^{-3}$。在源附近发现的分子云的存在支持了对密集…
2018-06-05 astro-ph.HE
Changes in the distribution of circum-binary material around the HMXB GX 301-2 during a rapid spin-up episode of the neutron star
一些由吸积驱动的X射线双星与超巨星伴星偶尔会经历持续数周至数月的快速自旋。我们探索了脉冲星GX 301-2在2019年最近80天的自旋上升事件中吸积环境的变化，当时脉冲星的自旋频率在双星的两个轨道上增加了约2%。通过对源的MAXI/GSC光谱进行时间分辨光谱，我们估计了自旋上升期间铁荧光线的等效氢柱密度和等效宽度，并将它们与轨道相位分辨光谱估计的长期平均值进行了比较。在自旋上升期间测得的吸收柱密度约为平均轨道的两倍，而铁线的等效宽度不到平均轨道的一半。虽然自旋上升的情节开始后立即前近星点耀斑和持续的两个连续的轨道的双星，相关的亮度增强开始后几天的前近星点耀斑和持续只有在第一个轨道，和一些增强再次看到在前近星点通过的第二个轨道。吸收柱密度和铁谱线的等效宽度在整个自旋向上的情节变化，是不同于平均轨道。这些观测结果表明，在GX 301-2的吸积和后处理环境的显着变化，在自旋的插曲，并可能在这个源和其他几个源与超巨星同伴的现象举行的重要线索。
2023-01-07 astro-ph.HE
