Luminosity and spin-period evolution of GX 304$-$1 during outbursts from 2009 to 2013 observed with the MAXI/GSC, RXTE/PCA, and Fermi/GBM
报道了2009 - 2013年期间由MAXI/GSC、RXTE/PCA和Fermi/GBM观测到的Be双星X射线脉冲星GX 304 $-$ 1的亮度和脉冲周期演化。总共观察到了$\sim$重复12次爆发，持续132.2天，这与20世纪70年代观察到的该物体的X射线周期性一致。这12次爆发，加上20世纪70年代的爆发，都被发现以132.189 $\pm$ 0.02 d的明确周期复发，这可以用轨道周期来确定。从RXTE/PCA和Fermi/GBM数据中获得的$\sim 275$ s的脉冲周期明显地表现出与爆发周期同步的周期性调制，这表明脉冲星的轨道运动在整个活动阶段叠加在长期的自旋向上趋势上。观测到的脉冲周期的变化成功地代表了一个模型组成的双星轨道调制和脉冲星自旋通过吸积盘的质量吸积引起的。由最佳拟合模型得到的轨道要素，包括轨道半长轴投影$a_{\rm x}\sin i \simeq 500-600$光-s和偏心率$e \simeq 0.5$，是Be双星X射线双星的典型特征。
2015-04-19 astro-ph.HE
RXTE and BeppoSAX Observations of the Transient X-ray Pulsar XTE J1859+083
利用RXTE星载ASM和PCA以及BeppoSAX星载WFC对9.8 s X射线脉冲星XTE J1859+083进行了观测。ASM数据涵盖了12年的时间间隔，并显示在大约MJD 50，250和50，460之间（1996年6月16日至1997年1月12日）发生了一次延长的爆发。不包括该爆发间隔的ASM数据表明可能存在周期为60.65 +/- 0.08天的调制。1999年，在大约一个月的时间间隔内获得了18组主成分分析观测数据。用PCA测量的通量变化似乎与ASM发现的可能周期一致。脉冲周期的PCA测量显示其非单调地减小，然后显著地增大。多普勒频移由于轨道运动，而不是吸积扭矩似乎能够更好地解释脉冲周期的变化。在扩展爆发期间与WFC的观测给出了与先前确定的PCA误差框一致的位置，但其误差明显较小。XTE J1859+083的瞬变性质和脉冲周期的长度与它是Be/中子星双星相一致。可能的60.65天轨道周期将是一个脉冲周期为9.8秒的Be恒星系统的预期长度。
2009-01-09 astro-ph.HE
16 Years of RXTE Monitoring of Five Anomalous X-ray Pulsars
我们总结了1996年至2012年用RXTE定期监测的五颗非瞬态异常X射线脉冲星（AXP）1 E 1841-045、RXS J170849.0-400910、1 E 2259+586、4U 0142+61和1 E 1048.1-5937的各种性质的长期演变。我们专注于这些源的三个属性：时间的演变，脉冲通量，和脉冲轮廓。我们报告了几个新的时间异常和辐射事件，包括2009年在1 E 2259+586中看到的一个假定的反毛刺，以及在1 E 1048.1-5937中大通量爆发后的第二个非常大的自旋下降率波动时期。我们编译了1996年至2012年期间从这5个AXP中观察到的11个毛刺和4个毛刺候选者的属性。总的来说，这些监测观察揭示了AXP样品行为的几种明显模式：（包括长寿命的通量增强，短爆发和脉冲轮廓变化）是罕见的，通常每隔几年才发生一次;大的辐射变化几乎总是伴随着某种形式的定时异常，通常是自旋上升故障;只有20-30%的时间异常伴随着任何形式的辐射变化。我们发现，AXP的辐射行为的时候，辐射响亮的毛刺是足够相似的，建议共同的物理起源。当比较AXP中辐射大声和辐射无声的毛刺时，毛刺特性的相似性表明恒星内部有一个共同的物理起源。最后，AXP和射电脉冲星故障的总体相似性表明这两种现象有着共同的物理起源。
2014-01-14 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
\emph{RXTE} Timing Analysis of the AXP 1E 2259+586
报道了异常X射线脉冲星1E 2259+586从2002年爆发到2010年10月的\emph{Rossi X-ray Timing Explorer}（\emph{RXTE}）脉冲时序分析。我们的目的是在2002年故障后延长恢复阶段的工作，调查2007年发生的第二次故障所引起的变化，并寻找其他不寻常的事件，如果有的话，出现在正常的自旋下降趋势的来源。2002年故障的恢复给出了很好的拟合时，使用的螃蟹脉冲星的双指数故障模型，而不是标准的故障模型，在1360天的间隔后的第一个故障。接下来的260天的采样不够频繁，无法进行相位连接。在该间隔之后，我们的时序分析得出存在$\frac{Δν}ν\sim8.20(2)\times10^{-7}$的分数频率变化。此外，我们报告了两个频率偏移的分数变化，$\frac{Δν}ν\sim3\times10^{-8},-1\times10^{-8}$：第一个在MJD $\sim53750$有一个积极的分数频率变化，而第二个在MJD $\sim54880$的脉冲频率下降。这些频率偏移都类似于在射电望远镜中观察到的微小毛刺。
2011-10-06 astro-ph.HE
Spin-Down of the Long-Period Accreting Pulsar 4U 2206+54
4U 2206+54是一颗高质量的X射线双星，被怀疑含有一颗中子星，该中子星是由它的伴星BD +53 2790的风吸积而来。Reig等人最近在RXTE和INTEGRAL观测中都探测到了5560 s周期的脉动，他们得出结论，这是由于中子星的自旋造成的。我们目前的意见与朱雀是同时期的RXTE观察这个来源。我们发现在5554 +/- 9秒的周期与他们的结果一致的强脉动。我们还提出了一个重新分析的BeppoSAX观测4U 2206+54在1998年，其中我们发现在5420 +/- 28秒的周期强脉动，揭示了自旋下降的趋势，在这个长周期吸积脉冲星。对这些数据的分析表明，该系统中的中子星是一颗吸积动力磁星。
2009-08-27 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
Pulse profile stability of the Crab pulsar
我们提出了一个蟹状星云脉冲星，PSR B 0531 +21，使用档案RXTE数据的X射线定时分析。我们已经调查了螃蟹脉冲轮廓的稳定性，在软（2-20千电子伏）和硬（30-100千电子伏）的X射线能量，在过去十年的RXTE操作。分析包括测量两个脉冲峰之间的间隔;以及两个峰的强度和宽度。我们没有发现任何显着的时间依赖性的脉冲形状。这两个峰在相位、强度和宽度上都很稳定。第一个脉冲在软X射线中相对较强。在软X射线能量和硬X射线能量两者中，第一脉冲峰值比第二峰值窄。这两个峰都显示出缓慢的上升和陡峭的下降。两个峰值中的脉冲光子的比率在时间上也是恒定的。
2011-06-28 astro-ph.HE
Long-Term Timing and Glitch Characteristics of Anomalous X-ray Pulsar 1RXS J170849.0-400910
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）从2005年到RXTE任务结束的6年间的观测资料，对一颗异常X射线脉冲星1RXS J170849.0 - 400910的定时进行了详细的研究.我们构建了源的长期自旋特性，并研究了脉冲轮廓和脉冲计数率的时间和能量依赖性。我们发现，脉冲轮廓和脉冲计数率在2 - 10 keV波段没有显示出任何显着的变化，在~6年。1RXS J170849.0 - 400910是最常发生故障的异常X射线脉冲星：在2005年之前观察到三个自旋向上故障和三个候选故障。我们在时间轴中对后续故障的广泛搜索没有发现明确的故障，尽管我们在两个数据间隙中确定了两个故障候选项（Delta（nu）/nu~10 ^{-6}）：一个强候选项围绕MJD 55532，另一个围绕MJD 54819，后者的鲁棒性稍差。我们讨论了我们的结果的背景下，脉冲星毛刺模型和预期的毛刺内的旋涡unpinning模型。
2014-01-22 astro-ph.HE
A glitch and an anti-glitch in the anomalous X-ray pulsar 1E 1841-045
通过对2006年9月至2011年12月期间约5.2年的RXTE观测资料进行时间分析，研究了异常X射线脉冲星（AXP）1 E 1841-045的长期自旋性质.我们发现了两个彼此相隔不到1年的特殊时序异常：MJD 54303附近的Delta（nu）/nu约为4.8 x 10^{-6}的毛刺;以及MJD 54656附近的Delta（nu）/nu约为-5.8 x 10^{-7}的反毛刺。我们发现的小故障是RXTE监测13年来在该源中发现的第四个小故障，与最后两个检测到的小故障相似。然而，来自1 E 1841-045的抗毛刺是第一个被识别的。抗毛刺的幅度与最近在AXP 1 E 2259+586中观察到的幅度相当。我们发现，无论是毛刺或抗毛刺的脉冲X射线输出的源没有显着的变化。我们讨论了我们的研究结果有关的标准脉冲星故障机制的故障，和合理的磁层场景的反故障。
2014-11-19 astro-ph.HE
Contrasting behaviour from two Be/X-ray binary pulsars: insights into differing neutron star accretion modes
本文介绍了来自小麦哲伦云（SMC）方向的两个周期性X射线信号的识别。在罗西X射线计时探测器（RXTE）的探测中，175.4秒和85.4秒的脉动被认为是来自位置未知的新Be/X射线双星（BeXRB）。利用快速跟踪的INTEGRAL和XMM-牛顿观测，我们发现第一颗脉冲星（命名为SXP 175）与一颗候选的高质量X射线双星（HMXB）重合，该双星位于SMC北部棒区，正在经历一次小型II型爆发。本文首次给出了该系统的轨道周期（87 d）和光谱类（B 0-B0.5IIIe）。第二颗脉冲星被证明不是新的，但与SXP 91.1-SMC长达13年的RXTE关键监测计划开始时发现的脉冲星一致。虽然理论上吸积中子星在如此短的时间内如此显著地改变自旋周期是可能的，但可用于该源的X射线和光学数据表明，这种自旋上升在X射线静止的长阶段是连续的，其中吸积驱动的中子星的自旋上升应该是最小的。
2013-04-29 astro-ph.HE
Time evolution of the X-ray and gamma-ray fluxes of the Crab pulsar
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）11年的观测数据和费米γ射线空间望远镜（FGST）9年的观测数据，研究了蟹状星云脉冲星的X射线和γ射线谱的演化。通过对各观测数据的光谱拟合，得到了相应的通量，并分析了X射线（或γ射线）光度的长期演化及其与脉冲星自旋下降功率的关系。由RXTE的正比计数器阵列（PCA）获得的5-60 keV的X射线通量以（-2.4+/-0.4）*10^（-14）erg cm^（-2）s^（-1）/天的速率下降。RXTE的高能X射线计时实验（HEXTE）获得的15-250 keV的X射线通量与FGST上的大面阵望远镜（LAT）获得的0.1-300 GeV的γ射线通量呈现出相似的下降趋势，但在统计学上并不显著。5- 60 keV X射线光度L_（X）与自旋下降功率L_（sd）的关系为L_（X）propto L_（sd）^（1.6 ± 0.3），这与年轻恒星的统计结果相似。
2018-08-08 astro-ph.HE hep-ph
Detection of a variable QPO at ~41 mHz in the Be/X-ray transient pulsar 4U 0115+634
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）观测数据，观测到了Be/X射线脉冲双星4U~0115+634在~41 mHz处的准周期振荡（QPO）。本工作中使用的观测期间进行的X射线爆发在1999年3月至4月，2004年9月至10月和2008年3月至4月。发现新检测到的QPO的频率在27-46 mHz范围内变化。在1999年爆发期间，在36次RXTE正比计数器阵列（PCA）观测中的4次中检测到了这种~41 mHz的QPO，而在2004年和2008年爆发期间，在33次和26次观测中分别检测到了4次和3次。虽然在~2 mHz和~62 mHz的QPO较早被报道，但~41 mHz的QPO及其一次谐波是首次在该脉冲星中被检测到。在4U~0115+634的功率密度谱中，有三次RXTE/PCA观测中检测到多个QPO。同时存在多个QPO在吸积动力X射线源中是很少见的。所有点RXTE/PCA观测的光谱分析表明，3-30 keV的能谱很好地描述了负和正幂律指数截止（NPEX）连续模型以及星际吸收和回旋吸收组件。然而，在这三次X射线爆发中，除了先前报道的回旋吸收能和光度之间的反相关性外，没有发现任何光谱参数的系统性变化。还研究了QPO频率和均方根随源通量的任何系统性变化的存在，得到了否定的结果。
2013-08-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
High-energy characteristics of the schizophrenic pulsar PSR J1846-0258 in Kes 75
PSR J1846-0258是一颗位于超新星Kes 75中心的脉冲星。它是所有已知脉冲星中最年轻的（约723岁），自2000年发现以来，它的速度非常可预测地减慢。直到2006年6月7日，非常稳定的行为已经显示在时间和光谱域与脉冲发射检测的INTEGRAL IBIS ISGRI和RXTE HEXTE高达~150千电子伏。然后，在2006年6月7日至12日钱德拉对Kes 75的观测中发现了脉冲星的戏剧性增亮。这一辐射事件持续了约55天，伴随着一个巨大的定时故障，在目前的工作中首次报道。此外，还发现了几个短的类磁星爆发。在这项工作中，不仅时间平均爆发前的X射线/软伽玛射线的特征进行了详细的讨论，但也解决了在爆发过程中的光谱演化及其弛豫阶段使用RXTE PCA和HEXTE和INTEGRAL IBIS ISGRI数据。
2009-04-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
A multi-observatory database of X-ray pulsars in the Magellanic Clouds
利用数百个XMM-牛顿和钱德拉档案观测和近千个RXTE观测，我们已经生成了一个全面的小和大麦云云（SMC，LMC）中已知的双星库。在X射线光度（$L_X= 10^{31-38}$ ~erg/s）和自旋周期（P $<$ 1 s- P $>$ 1000 s）的整个参数空间中多次检测到这些散射体，并且该库能够在一系列能量尺度下进行时域研究。EPIC相机的高时间分辨率和灵敏度与Chandra的角分辨率和RXTE的定期监测相辅相成。我们的处理% $\sim$ 15年流水线使用最新的校准文件和软件为每个脉冲星探测生成一套有用的产品：事件列表，高时间分辨率光变曲线，周期图，光谱和$\dot{P}$的完整历史，脉冲分数等，在宽（0.2-12 keV）、软（0.2-2 keV）和硬（2-12 keV）能带中。在结合了这些望远镜的观测结果后，我们发现28颗恒星显示出长期的自旋上升，25颗长期的自旋下降。我们还使用最暗和最亮的源来绘制吸积动力X射线发射的下限和上限：螺旋桨线和爱丁顿线，分别。我们正在将观测到的脉冲轮廓与X射线发射的几何模型进行比较，以限制这些天体的物理参数。最后，我们正在准备一个公共发布的图书馆，以便它可以被其他人在天文社区使用。
2017-03-14 astro-ph.HE
Chandra and RXTE Observations of 1E 1547.0-5408: Comparing the 2008 and 2009 Outbursts
我们目前的结果，从观测磁星1 E 1547.0-5408（SGR J1550-5418）采取的钱德拉X射线天文台和罗西X射线定时探测器（RXTE）后，源的爆发在2008年10月和2009年1月。在钱德拉观测的时间跨度（分别涵盖2008年和2009年事件后的第4天至第23天和第2天至第16天）期间，源光谱形状保持稳定，而脉冲星在2008年同一时间段的自旋下降率增加了2.2倍。光谱变化的缺乏表明磁星自旋下降和辐射变化之间的解耦，因此自旋下降推断的磁场强度和推断光谱之间。我们还发现，在2008年和2009年的钱德拉数据中，相位平均通量和脉冲分数之间存在很强的反相关性，但在2008年之前的测量中没有。我们讨论这些结果的背景下的磁星模型。
2010-12-13 astro-ph.HE
Discovery of a Cyclotron Resonance Feature in the X-ray Spectrum of GX 304-1 with RXTE and Suzaku during Outbursts Detected by MAXI in 2010
我们报告了在GX 304-1的X射线光谱中发现的回旋共振散射特征（CRSF），该特征是由RXTE和朱雀在2010年MAXI探测到的主要爆发期间获得的。8月的峰值强度在2-20 keV波段达到600 mCrab，这是有史以来从该源观测到的最高强度。RXTE在20多个场合的观测和一个朱雀观测揭示了54 keV左右的光谱吸收特征，这是该源的第一个CRSF探测。表面磁场的估计强度$4.7 \times 10^{12}$ G是迄今为止发现CRSF的双星X射线源中最高的。在8月爆发期间拍摄的RXTE谱也表明CRSF能量在50-54 keV之间变化，可能与X射线通量呈正相关。这种行为在性质上类似于在长时间尺度上从Her X-1或从A 0535+26观察到的行为，但不同于从4U 0115+63和X 0331+53观察到的负相关。
2011-02-21 astro-ph.HE
RXTE observations of the 1A 1118-61 in an outburst, and the discovery of a cyclotron line
我们提出了在2009年1月的硬X射线瞬变1A 1118-61爆发期间获得的RXTE监测数据的分析。利用这些观测结果，首次测量了该源的宽带（3.5-120 keV）光谱。我们发现，该源的宽带连续谱与其它吸积源的宽带连续谱相似，并且可以用几种常用的唯象模型很好地描述。我们已经发现，无论应用的连续模型，一个突出的广泛的吸收功能，在~55 keV的观察。我们解释这个功能作为回旋共振散射功能（CRSF）。观测到的CRSF能量是已知的最高能量之一，对应于散射区B~4.8 x 10^12 G的磁场。我们的数据还表明，铁发射线的存在下，还没有以前报道的1A 1118-61。研究发现，该源的计时特性（包括强自旋）与CGRO/BAT SE在之前的爆发期间观察到的特性相似，但RXTE的宽带能力揭示了脉冲轮廓的更复杂的能量依赖性。
2010-05-26 astro-ph.HE
Luminosity dependent change of the emission diagram in the X-ray pulsar 4U 1626-67
我们检测到的X射线脉冲星4U 1626-67的光谱中的Fe Ka发射线的变化，与它的光度和它的脉冲轮廓的形状的变化。对Chandra和RXTE观测档案的分析表明，在该源当前高亮度期间获得的光谱中存在本质上较窄的Fe Ka发射线。然而，在7年前的XMM-牛顿观测中，这条线并不存在，当时光源比现在暗了3倍。该谱线在98%的置信水平下被钱德拉的高能光栅分辨，其小的本征宽度σ =36.4（-/+11.3，15.3）eV，表明它是从半径R~7.5（-/+3.8，8.2）x10^8 cm的吸积盘反射出来的，假设它是一个开普勒盘，在倾角为20度时观察。这个值与脉冲星的磁层半径一致，表明这条线起源于被中子星的磁场截断的圆盘的内边缘附近。对XMM-牛顿和RXTE数据的计时分析揭示了源的脉冲轮廓的重大变化，从高光度状态时的明显双峰形状到低光度状态时的复杂得多的多峰结构。我们认为，该线的外观和脉冲轮廓的形状的变化是相关的，是吸积柱的发射图中的一个重大变化的结果，从低光度的扇形光束图案，在高光度的扇形光束图案。
2015-12-07 astro-ph.HE
Spectral properties of the Be/X-ray pulsar 2S 1553-542 during Type II outbursts
本研究对Be/X射线脉冲星2S 1553-542在II型爆发期间进行光谱分析，发现回旋加速器特征随脉冲相位变化，并识别出两种吸积状态，自旋加速率随通量增加而增加。
2022-11-17 astro-ph.HE
A New, Low Braking Index For the LMC Pulsar B0540-69
我们报告的结果，为期16个月的监测活动使用雨燕卫星PSR B 0540 -69，一个年轻的脉冲星在大麦云云。在整个活动期间保持相位连接，以便能够确定可靠的星历，活动的长度足以准确确定自旋频率及其一阶和二阶导数。制动指数为0.031 +/- 0.013（90%置信度），远低于先前报道的B 0540 -69和几乎所有其他年轻的A500。我们使用来自RXTE的广泛监测活动的数据表明，定时噪声不太可能显著影响测量。这是首次测量脉冲星最近发现的高自旋下降状态的制动指数。我们讨论了产生低制动指数的可能机制。
2016-08-05 astro-ph.HE
Analysis of RXTE-PCA Observations of SMC X-1
我们提出的定时和频谱分析的RXTE-PCA观测SMC X-1之间的1996年1月和2003年12月。从1996年8月30日前后的观测中，我们得到了一个精确的时间解，并将偏心率解为0.00089（6）。我们发现一个轨道衰变率为$\dot P_{orb}/P_{orb} =-3.402(7) \times 10^{-6}$ yr $^{-1}$，这是接近以前的结果。利用我们的时间分析和以前的研究，我们构建了一个$\sim 30$一年长的脉冲周期历史的源。我们发现，频率导数显示长期（即超过几年）和短期（即为了天）的长期波动。从光谱分析，我们发现，所有的光谱参数，除了氢柱密度显示没有显着的变化与时间和X射线通量。氢柱密度随着X射线通量的降低而增大。这可能是由于当脉冲星像Her X-1那样被部分遮蔽时，软吸收的增加，或者可能只是能谱中软过剩尾部的伪影。
2010-02-02 astro-ph.HE
Discovery of an Energetic Pulsar Associated with SNR G76.9+1.0
本文报道了利用钱德拉X射线望远镜在超新星遗迹G76.9+1.0中发现的PSR J2022+3842，它是一颗24毫秒的射电和X射线脉冲星。伯德格林班克射电望远镜和罗西X射线定时探测器（RXTE）。脉冲星的自旋下降速率意味着旋转动力光度Edot = 1.2 x 10^{38} erg/s，表面偶极磁场强度B_s = 1.0 x 10^{12} G，特征年龄为8.9 kyr。PSR J2022+3842是已知的第二大能量的银河系脉冲星，仅次于蟹状星云，也是已知的旋转最快的年轻射电明亮脉冲星。射电脉动是高度分散的，并因星际散射而变宽，我们发现在我们的发现和确认观测之间一定发生了一个大的（delta-f / f ~= 1.9 x 10^{-6}）自旋毛刺。X射线脉冲是窄的（0.06周期半高宽）和可见的高达20千电子伏，从旋转动力脉冲星的磁层发射一致。钱德拉X射线图像识别出脉冲星在SNR G76.9+1.0的双叶射电形态的中点处具有坚硬的未解析源，并嵌入在微弱的致密X射线星云中。X射线和无线电辐射的空间关系与船帆座脉冲星周围的扩展结构非常相似。钱德拉和RXTE脉冲星的组合光谱与吸收幂律模型很好地拟合，柱密度N_H =（1.7 \pm 0.3）x 10^{22} cm^{-2}，光子指数Gamma = 1.0 \pm 0.2;这意味着钱德拉点源通量实际上是100%脉冲的。在10 kpc的距离上…
2011-06-10 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
Iron line emission from X-ray pulsars: physical conditions and geometry of the system
本文介绍了对含Be伴星的X射线谱线荧光铁谱线发射的初步研究结果。我们建议利用这种发射的性质来研究致密物体周围以及整个二元系统中物质的空间分布和物理条件。利用RXTE天文台的观测数据，研究了2004-2005年强II型爆发期间瞬态X射线脉冲星V0332 +53光谱中的铁谱线行为。特别地，我们研究了不同时间尺度（脉冲周期，轨道周期，爆发阶段）的铁线等效宽度的变化，并寻找其与连续通量，光谱参数等的相关性。
2010-02-09 astro-ph.HE
RXTE-PCA observations of 1A 1118--61: timing and spectral studies during an outburst
我们报告了2009年1月瞬态X射线脉冲星1A 1118- 61爆发期间观测到的RXTE-PCA数据的详细时序和光谱分析。脉冲轮廓在爆发过程中表现出显着的演变，也显着的能量依赖性-双峰轮廓高达10千电子伏和一个单峰在更高的能量。在0.07- 0.09Hz范围内，我们还探测到了准周期振荡（QPO）。QPO的均方根值为5.2%，它显示出显着的能量依赖性，在9 keV的最高均方根值为7%。QPO频率在10天内从0.09 Hz变为0.07 Hz。利用QPO频率和X射线光度计算的磁场强度与从该源中检测到的回旋吸收特征的能量测量的磁场强度一致。2009年1A 1118- 61爆发的3-30 keV能谱可以很好地拟合具有高能截止和铁荧光线发射的部分覆盖幂律模型。脉冲相位分辨谱分析表明，部分覆盖和高能截止模型参数随脉冲相位有明显的变化。
2011-01-26 astro-ph.HE
Discovery of millihertz quasi-periodic oscillations in the X-ray binary EXO 0748--676
本文报道了用Rossi X射线时间探测器（RXTE）从爆发的高倾角环礁中子星低质量X射线双星（NS LMXB）EXO 0748- 676中发现的毫赫兹准周期振荡（mHz QPO）。这类QPO最初发现于三个NS LMXB中，被解释为NS表面核燃烧的特殊模式的结果。使用源的所有RXTE存档观测，我们在11个观测中检测到显著的（$>3σ$）mHz QPO。振荡频率在$\sim$ 5和$\sim$ 13 mHz之间。我们还发现，在两个场合的QPO频率随时间的减少，在这些振荡消失的X射线爆发的开始，类似于在其他来源的报道。我们对X射线颜色的分析表明，EXO 0748- 676在表现QPO时处于软光谱状态。这使得EXO 0748- 676成为第六个具有与边缘稳定燃烧相关的mHz振荡的源，并且是第二个显示系统频率漂移的源。我们的研究结果表明，产生漂移的机制可能总是存在的，如果在所谓的中间态观察到的mHz QPO。
2021-02-01 astro-ph.HE
Secular spin-down of the AMP XTE J1751-305
上下文在13颗已知的吸积毫秒彗星中，只有少数在RXTE时代显示出不止一次的爆发。XTE J1751-305显示，在2002年的主要爆发之后，还有另外三次暗淡的爆发。我们报告的时间分析的最新的一个，发生在2009年10月8日，并偶然观察到从一开始的RXTE。目标。在一个以上的爆发期间的脉动的检测允许获得一个更好的约束的轨道参数和它们的演变，以及跟踪长期的自旋频率演变的源。方法.利用AMP XTE J1751-305最后一次爆发的RXTE数据，我们进行了时序分析，以改善轨道参数。由于统计量低，我们使用了一个历元折叠搜索技术，对整个数据集，以改善局部估计的升交点通过的时间。结果使用这个新的轨道解决方案，我们历元折叠数据获得三个脉冲相位延迟的时间跨度为1.2天，我们拟合使用恒定的自旋频率模型。将这一重心自旋频率与2002年爆发的重心自旋频率进行比较，我们得到长期自旋频率导数为-0.55（12）x 10^{-14} Hz s^{-1}。在长期自旋下降的假设是由于旋转的磁偶极子发射，一致的假设无线电脉冲星，我们估计脉冲星的磁偶极子值。假设弗里德曼-潘达里潘德-斯凯尔姆状态方程成立，对于质量为1.4 M \odot的中子星，我们推导出极帽磁场强度的估计值为B_{PC} = 4.0（4）× 10^8高斯。
2011-05-11 astro-ph.HE
A bright thermonuclear X-ray burst simultaneously observed with Chandra and RXTE
原型吸积动力毫秒脉冲星SAX J1808.4-3658与Chandra-LETGS和RXTE-PCA在2011年11月短暂爆发的峰值附近同时观测。探测到了一个单一的热核（I型）爆发，这是钱德拉从任何来源观测到的最亮的爆发，也是RXTE观测到的第二亮爆发。我们没有发现离散的光谱特征在爆发的证据，吸收边缘已被预测存在于这样的爆发，但可能需要更大程度的光球膨胀比相当温和的膨胀在这一事件中看到的（几个因素）。这些观测提供了一个独特的数据集，以研究一个X射线爆发在一个宽带通和高光谱分辨率（λ/delta-lambda=200-400）。我们发现一个显着过剩的光子在高能量和低能量相比，标准的黑体光谱。在爆发期间，持续通量增加了20倍，很好地描述了这种过量。我们推测，这是由于爆发光子被散射在吸积盘日冕。这些和其他最近的观测X射线爆发指出，需要详细的理论模型的辐射和流体动力学之间的相互作用热核X射线爆发和吸积盘。
2013-03-29 astro-ph.HE
The nature of the X-ray binary IGR J19294+1816 from INTEGRAL, RXTE, and Swift observations
我们报告了最近发现的INTEGRAL源IGR J19294+1816的高能多仪器活动的结果。Swift/XRT数据使我们能够将源的位置精确到RA= 19 h 29 m 55.9 s Dec=+18 deg 18' 38.4”（+- 3.5”），这反过来又使我们能够识别候选的红外对应物。Swift和RXTE光谱与硬（γ ~ 1）光子指数的吸收幂律很好地拟合。在最长的雨燕观测期间，我们获得了吸收真正超过银河值的证据，这可能表明这个来源中有一些内在的吸收。我们在12.43781（+-0.00003）s处探测到一个强（P=40%）脉动，我们将其解释为脉冲星的自旋周期。所有这些结果，加上可能的117天轨道周期，都表明IGR J19294+1816是一颗有Be伴星的HMXB。然而，虽然长期的INTEGRAL/IBIS/ISGRI 18- 40千电子伏的光变曲线显示，源花费其大部分时间在一个不可检测的状态，我们检测到的短（~2000-3000秒）和强烈的耀斑，更典型的超巨星快速X射线瞬变发生。因此，我们不能对系统的类型做出确切的结论，我们讨论了IGR J19294+1816作为SFXT的可能影响。
2009-10-15 astro-ph.HE
Insight-HXMT observations of the Crab pulsar
我们使用Insight-HXMT在发射后第一年的观测报告了蟹状星云脉冲星（PSR B 0531 +21）的X射线发射特性。我们在X射线能量带11-250 keV获得了高信噪比的配置文件。我们已经证实，随着能量的增加，第二峰与主峰的通量比增加，这与其他任务一致。随着能量的增加，两个峰的分离没有显示出显著的趋势。的相位平均光谱，拟合的logpar模型，和相位分辨光谱的蟹状星云脉冲星，拟合的幂律在不同的能带的HXMT，是一致的RXTE和NuSTAR的光子指数演变作为一个函数的相位，以及一个功能的能量有助于宽带建模。
2019-06-09 astro-ph.HE
Retrograde Accretion Disks in High-Mass Be/X-ray Binaries
我们已经编制了一个全面的麦哲伦星系X射线观测数据库，其中包含了{ \it XMM-Newton}、{ \it Chandra}和{ \it RXTE}在1997-2014年期间进行的所有观测。本文利用小麦哲伦云中53个大质量Be/X射线双星的观测数据，证明了自旋下降双星的自旋周期导数与自旋周期的分布与吸积自旋上升双星的自旋周期导数与自旋周期的分布没有任何区别。不可避免的结论是，向上和向下的样本来自同一个连续的母体，因此，在18年的时间里向下旋转的Be/X射线天体实际上是从逆行盘中吸积的。在它们的旋转周期-周期导数图中，存在数量大致相等的逆时针和逆行盘支持Be/X射线双星的新演化情景。
2017-04-20 astro-ph.HE
Evolution of the X-ray Profile of the Crab Pulsar
利用Rossi X射线定时探测器（{ \sl RXTE}）的存档数据，研究了蟹状星云脉冲星X射线剖面在11年时间跨度内的演化。X射线剖面的几个参数在这些年中发生了轻微但显著的变化：两个峰的分离以每世纪$0.88\pm0.20\,\textordmasculine$的速率增加，第二个脉冲与第一个脉冲的通量比以每世纪$(3.64\pm0.86)\times10^{-2}$的速率减少，两个脉冲的脉冲宽度分别以每世纪$1.44\pm0.15\,\textordmasculine$和$1.09\pm0.73\,\textordmasculine$的速率减少。上述参数的演变趋势与射电结果相似，但数值不同。我们简要地讨论了这些X射线性质对该脉冲星发射区几何结构的约束。
2019-09-11 astro-ph.HE
Hard X-ray timing and spectral characteristics of the energetic pulsar PSR J0205+6449 in supernova remnant 3C58
PSR J 0205 +6449是一颗年轻的旋转动力脉冲星，SNR 3C 58。它是迄今为止在射电和经典X射线波段、20 keV以上的硬X射线和高能（>100 MeV）$γ$射线中发现的仅有的三颗年轻（<10，000岁）的恒星之一。另外两个年轻的小行星是螃蟹和PSR B1509-58。我们的目标是获得PSR J 0205 +6449在宽X射线波段从~0.5到~270 keV的时间和光谱特性。我们使用了PSR J 0205 +6449的所有公开可用的RXTE观测数据，首先生成了2000年9月30日至2006年3月18日期间的精确星历。接下来，相位折叠程序使用来自RXTE PCA和HEXTE以及XMM-牛顿EPIC PN的数据产生脉冲轮廓。虽然我们的定时解决方案与早期的结果是一致的，我们的工作表明，在PCA X射线配置文件中更清晰的结构。X射线脉冲轮廓由两个尖脉冲组成，相位间隔为0.488（2），可以用两个不对称洛伦兹曲线来描述，每个洛伦兹曲线的上升翼比后缘更陡，半高全宽分别为1.41（5）ms和2.35（22）ms。我们发现一个指标的通量增加的一个因素~2，约3.5西格玛以上的时间平均值，为第二个，较弱的脉冲在两个星期的时间间隔，而其脉冲形状没有改变。脉冲X射线发射的光谱是非热源的，在~0.5至~270 keV的能带上呈现幂律形状，光子指数γ = 1.03（2）。在PCA覆盖的能带（…
2010-01-27 astro-ph.HE
Broadband Observations of the Be/X-ray Binary Pulsar RX J0440.9+4431: Discovery of a Cyclotron Absorption Line
我们报告的分析结果与INTEGRAL，雨燕和RXTE天文台在2010年4月和9月爆发的X射线脉冲星RX J0440.9+4431获得的数据。首次研究了该脉冲星在宽能量带（0.6-120 keV）的时间和光谱特性。我们在源光谱中发现了一个~32 keV的回旋共振散射特征，这使我们能够估计中子星的磁场强度为B~3.2 x 10^12 G。通过对源噪声功率谱的综合分析，证实了对磁场强度的估计。根据I型爆发之间的重现时间，双星系统的轨道周期可以估计为~155天。我们已经表明，脉冲轮廓有一个正弦波状的单峰形状，几乎没有依赖于源的光度或能带。
2012-01-03 astro-ph.HE
On the Possibility of Improving the Orbits of Satellites Based on Observations of Isolated X-ray Pulsars
目前，全世界都对开发能够利用脉动宇宙源的X射线发射信息为深空航天器提供导航解决方案的技术非常感兴趣。在本文中，我们说明了用于确定空间位置的航天器的基础上，已经存在的数据从RXTE X射线空间天文台的技术。我们表明，航天器的位置对螃蟹脉冲星可以确定使用X射线探测器的有效面积约为0.6平方米的能量范围为3-15 keV的准确度高达730米，在1000秒的信号积分时间。将能量范围扩大到1千电子伏（在能量低于3千电子伏时，RXTE/PCA光谱仪的效率急剧下降），将使航天器在相同的有效面积上的定位精度达到400-450米，而在1-10千电子伏能量范围内使用有效面积约为1平方米的探测器时，定位精度可达300-350米。
2015-07-12 astro-ph.HE astro-ph.IM
Searching for X-ray Variability in the Glitching Anomalous X-ray Pulsar 1E 1841-045 in Kes 73
反常X射线脉冲星（AXP）目前已被证实表现出显著的X射线变化性，并且是多产的毛刺，其中一些毛刺伴随着大的辐射变化。一个悬而未决的问题是，AXP故障是否通常伴随着辐射变化，与理解磁星的物理特性有关。在这里，我们报告的档案X射线数据的分析，从AXP 1 E ~1841 $-$ 045，在1993年和2007年之间获得的。该AXP位于SNR Kes~73的中心，自1999年以来通过{ \it RXTE}监测确定，在2002年至2007年期间出现了三次故障。我们已经寻找了相平均通量变化的证据，如果AXP中的小故障通常伴随着辐射变化，则可能存在这种变化。我们没有发现任何证据，毛刺相关的通量变化从这个来源，认为这种行为是不通用的AXP。
2010-03-09 astro-ph.HE
The X-ray Pulsar 2A 1822-371 as a Super Eddington source
低质量X射线双星2A 1822-371是一个轨道周期为5.57小时的食星系统，具有吸积盘日冕，主星为0.59秒的X射线脉冲星，强磁场为10^10-10^12 G。本文研究了脉冲星的自旋演化和系统的几何约束。我们发现，与以前的说法相反，厚电晕是不需要的，并且该系统的特性可以最好地解释由薄吸积流出由于超爱丁顿质量传递速率和几何厚内吸积流。轨道，光谱和定时观测可以调和在这种情况下的假设下，质量转移进行的热时标，这将使2A 1822-371，一个温和的超爱丁顿源在高倾角。对13年RXTE数据的时序分析显示，2A 1822-371可能会在未来几千年内迅速转变为毫秒脉冲星。
2017-02-24 astro-ph.HE
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
Pulse Frequency Fluctuations of Magnetars
利用\emph{RXTE}、\emph{Chandra}、\emph{XMM-Newton}和\emph{Swift}观测资料，首次构造了磁星的功率谱和转矩噪声强度。对于一些来源，我们在数月到数年的时间尺度上测量强红噪音，这可能是它们爆发的结果。通过研究磁星噪声强度与自旋下降速率、磁场和年龄之间可能的相关性，比较了磁星和射电磁星的噪声强度。利用这些相关性，我们发现磁星噪声强度服从与无线电信标相似的趋势。相反，我们没有发现任何噪声强度和X射线光度之间的相关性，这是在吸积动力的恒星。我们的研究结果表明，磁星的噪声行为类似于射电望远镜，但它们具有更高的噪声水平，可能是由于它们更强的磁场。
2018-11-27 astro-ph.HE
A possible evolutionary connection between high-mass X-ray binary pulsars and isolated rotation-powered pulsars
Harvard University（哈佛大学）
该研究以小麦哲伦云的大质量X射线双星脉冲星为对象，发现其自旋演化关系与最年轻孤立旋转动力脉冲星相似，二者特征年龄范围重合但自旋周期差异显著，支持二者存在连续演化联系的可能。
2026-10-15 astro-ph.HE
Low-frequency QPO from the 11 Hz accreting pulsar in Terzan 5: not frame dragging
我们报告6 RXTE观测期间，2010年爆发的11赫兹吸积脉冲星IGR J17480-2446位于球状星团泰山5。在这些观测过程中，我们发现的功率谱类似于那些在Z型高光度中子星低质量X射线双星，与准周期振荡（QPO）在35-50 Hz范围内，同时与kHz QPO和宽带噪声。使用众所周知的频率-频率相关性，我们确定35-50 Hz的QPO水平分支振荡（HBO），这是以前建议是由于Lense-Thirring进动。由于IGR J17480-2446的自转速度比发现这些QPO的其他中子星慢一个数量级以上，所以这种QPO不能用标架拖曳来解释。推而广之，这对中子星甚至黑洞系统中其他低频QPO的Lense-Thirring进动模型产生了怀疑。
2012-10-04 astro-ph.HE
Discovery of a 0.02 Hz QPO feature in the Transient X-ray Pulsar KS 1947+300
利用{ \em RXTE}-PCA方法在瞬态高质量X射线脉冲双星KS 1947+300中发现了0.02 Hz的准周期振荡。QPO是在2001年5月至6月期间，在一次长时间爆发结束时发现的。这是第9颗被探测到QPO的瞬态吸积强磁场X射线脉冲星，其QPO频率是这类源中最低的。这个源的不寻常之处在于，尽管爆发持续了100多天，但只有在爆发的最后几天，当X射线强度衰减到峰值强度的1.6%时，才检测到QPO。QPO的均方根值较大，$\sim15.4\pm1.0%$与能量有轻微的正相关。在低光度水平下检测到QPO和强脉动表明，中子星的磁场强度并不像先前根据自旋上转力矩和X射线光度之间的相关性预测的那样高。
2010-05-07 astro-ph.HE
Outburst of LS V+44 17 Observed by MAXI and RXTE, and Discovery of a Dip Structure in the Pulse Profile
报道了首次观测到Be/X射线双星LS V +44 17/RX J0440.9+4431的X射线爆发，并在脉冲轮廓中发现了吸收凹陷结构。MAXI GSC在2010年4月发现了该源的爆发。这是自1997年LS V +44 17被确认为Be/X射线双星以来，首次探测到其瞬态活动。从后续的RXTE观测资料中，我们发现了一个狭窄的倾斜结构的脉冲轮廓，在较低的能量带更清晰。在3 $-$ 100 keV频带中的脉冲相位平均能谱可以用包含具有指数截止和黑体分量的幂律函数的连续模型拟合，所述幂律函数在低能量下由吸收分量修改。在光谱中还检测到弱铁K $α$发射线。从脉冲相位分辨光谱，我们发现，在浸渍阶段的吸收柱密度远高于在其他阶段。在随后的RXTE观测中，在较低的通量水平上没有看到这种下降。这些结果表明，脉冲轮廓的下降源于吸积柱对中子星辐射的遮蔽。
2012-01-31 astro-ph.HE
Analyzing X-Ray Pulsar Profiles: Geometry and Beam Pattern of EXO 2030+375
瞬态Be/X射线双星EXO 2030+375的脉冲轮廓显示出强烈的能量依赖性，以及对它的光度状态，并在形状上是不对称的。我们想要识别脉冲发射中两个磁极的发射成分，以了解中子星的几何形状及其光束模式。我们利用脉冲轮廓分解方法，使我们能够找到两个对称的脉冲轮廓从磁极的中子星。这些单极脉冲轮廓的对称性特征给出了关于中子星的磁极相对于其旋转轴的位置的信息。通过对脉冲剖面的分解，我们发现了EXO 2030+375中中子星的一种可能的几何结构，这表明在中子星的公转过程中，一个极比另一个极更靠近视线，两极在视界后面消失了一小段时间。相当大一部分辐射来自一个磁极面对观测者时的晕，以及另一个磁极在中子星后面时的吸积流，但引力线弯曲使辐射对我们可见。
2010-04-27 astro-ph.HE
Discovery of a cyclotron absorption line in the transient X-ray pulsar XTE J1829-098
我们使用NuSTAR天文台在2018年8月爆发期间获得的数据报告了X射线脉冲星XTE J1829-098的光谱和时序分析结果。在源光谱中，在能量为$E_{cyc}\simeq 15$ keV处检测到强吸收特征。这一特征被解释为对应于中子星表面$B\simeq1.7\times10^{12}$ G磁场强度的回旋共振散射线。脉冲相位分辨光谱表明，回旋线是显着检测在所有阶段的脉冲和它的能量和其他参数是可变的脉冲周期。源发射的时序分析显示出周期为$P = 7.84480(2)$ s的强脉动。脉冲分数随能量而变化，包括其在回旋加速器线附近的局部增加。使用RXTE天文台的档案数据，XTE J1829-098光谱中回旋加速器线的存在被独立证实。
2018-09-04 astro-ph.HE
Her X-1: the positive cyclotron line energy / luminosity correlation
对一些明亮的超爱丁顿瞬变双星的研究表明，回旋共振散射特征（CRSF）的能量与辐射光度之间存在负相关。对于Her X-1，使用1996-2005年期间的重复RXTE观测，发现了相反的依赖关系：回旋加速器线的能量随着光度的增加而增加。RXTE/ASM测量的X射线通量（2-10 keV）被认为代表了亮度-更准确地说：在各自的35 d Main-On期间达到的最大X射线通量。这里，我们质疑ASM通量是否真的是源的热光度的准确测量。我们重新确定了回旋加速器线的能量，并使用来自RXTE上PCA（3.5-60 keV）和HEXTE（20-75 keV）仪器的组合数据进行了光谱拟合，其与原始工作中使用的相同35 d周期，以确定热通量。这些光谱。我们证实了原来的分析结果，回旋加速器线能量的变化约7%的通量的变化的一个因素。
2011-07-06 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
Return of the Big Glitcher: NICER timing and glitches of PSR J0537-6910
PSR J 0537 -6910也被称为Big Glitcher，是已知最多产的脉冲星，其自旋诱导的脉动只能在X射线中检测到。我们分析了从2017年8月到2020年4月的2.7年NICER定时观测结果。我们获得了一个旋转相位连接的整个时间跨度的定时模型，它与LIGO/室女座的第三次观测运行重叠，从而使最灵敏的引力波搜索这个潜在的强引力波发射脉冲星。我们发现，故障之间的短期制动指数在较长的时间内下降到7或更低的值，因为前面的故障。通过结合NICER和RXTE数据，我们测量了长期制动指数n=-1.25+/-0.01。我们的分析揭示了8个新的毛刺，这是自2011年RXTE接近尾声以来首次检测到的毛刺，NICER和RXTE毛刺活动的总活动量为8.88x10^-7 yr^-1。新的毛刺遵循之前使用RXTE数据建立的看似独特的下一个毛刺时间-毛刺大小相关性，斜率为5 d microHz^-1。对于NICER在两侧观察两天的一个毛刺，我们搜索但没有看到可能与毛刺相关的光谱或脉冲轮廓变化的明确证据。
2020-08-31 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Detection of X-ray pulsations at the lowest observed luminosity of Be/X-ray binary pulsar EXO 2030+375 with AstroSat
我们介绍了Be/X射线双星脉冲星EXO 2030+375在2016年，2018年和2020年I型爆发的各个阶段使用大面积氙正比计数器和AstroSat软X射线望远镜进行观测的时间和光谱研究结果。与其他天文台早期的观测相比，脉冲星在这些观测中是暗淡的。在0.5- 30 keV能量范围内的最低光度为2.5 $\times$ 10 $^{35}$ erg s $^{-1}$时，在X射线光变曲线上清楚地检测到$\approx$ 41.3 s脉动。这一发现确立了迄今为止在极低的质量吸积率下首次在EXO 2030+375中探测到脉动。脉冲轮廓的形状是复杂的，由于存在几个狭窄的下降。虽然在光源较亮时探测到的脉动高达$\sim$ 80千电子伏，但在最低光源光度的第三次AstroSat观测期间，脉动被限制在$\sim$ 25千电子伏。在2 $\times$ 10 $^{-4}$ Hz至10 Hz范围内搜索准周期振荡，结果为阴性。AstroSat数据的光谱分析显示，脉冲星的光谱很陡，幂律指数为$\sim$ 2。在观测到的低光度的光子指数的值遵循已知的模式在亚临界制度的脉冲星。
2020-12-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
RXTE & Swift Observations of SWIFT J0513.4--6547
我们介绍了瞬态Be/X射线脉冲星SWIFT J0513.4--6547在2009年爆发和2014年重新增亮期间的\emph{Swift} $-$ XRT和\emph{RXTE} $-$ PCA观测的时间和光谱分析。根据2009年的观测，发现爆发峰值后源的短期自旋上升速率约为Coe等人在爆发峰值时测量的值的一半。当源在2009年至2014年之间静止时，平均自旋-源的下降速率被测量为$\sim 1.52 \times 10^{-12}$ Hz s $^{-1}$，指示假定螺旋桨的$\sim 1.5 \times 10^{13}$高斯的表面偶极磁场状态根据2014年的观测，源的短期自旋下降速率比长期自旋下降速率小两个数量级。源的轨道被发现是圆形的，这是非典型的瞬态Be/X射线二元系统。源的硬度比与3-10 keV波段中高达$8.4\times 10^{36}$ erg s $^{-1}$的X射线亮度相关，而对于更高的亮度，硬度比保持不变。脉冲分数被发现与源通量。源的总体\emph{Swift} $-$ XRT和\emph{RXTE} $-$ PCA能谱同样很好地拟合由黑体和幂律组成的模型以及由具有高能量截止的幂律组成的模型。从使用\emph{RXTE} $-$ PCA获得的脉冲相位分辨光谱和脉冲相位分辨硬度比，表明对于脉冲的两个峰之间的相位，光谱较软。
2015-11-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Suzaku Observation of Be/X-ray Binary Pulsar EXO 2030+375
在本文中，我们研究了Be/X射线脉冲双星EXO 2030+375的时间和光谱特性，使用$Suzaku$观测2012年5月23日，在一个不太强烈的I型爆发。在X射线光变曲线中，在质心周期为41.2852 s处清楚地检测到脉冲，这表明脉冲星正在旋转。脉冲轮廓被发现是奇特的，例如，不同于从2007年5月14日的早期朱雀观测中获得的脉冲轮廓。在软X射线（0.5-10 keV范围）下的单峰窄轮廓在12-55 keV能量范围内改变为双峰宽轮廓，并且在硬X射线（55-70 keV范围）下再次恢复为平滑的单峰轮廓。脉冲星1.0-100.0 keV的宽带谱可以用三种连续模型来描述：（i）部分覆盖高能截止幂律模型，（ii）部分吸收高能指数衰减幂律模型和（iii）部分覆盖指数正负幂律模型.与早期的朱雀观测不同，在2012年5月爆发期间，脉冲星光谱中只存在6.4 keV的微弱窄铁K_α发射线。在1-100 keV能量范围内未检测到任何类似吸收的特征，这支持了早期朱雀观测中EXO 2030+375不存在回旋共振散射特征的说法。脉冲相位分辨光谱揭示了额外的致密物质的存在下，导致第二个峰的情况下，从软X射线脉冲轮廓。详细的结果在文件中描述。
2014-12-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Exotic Zoo of Millisecond Pulsars in Globular Clusters: a multi-wavelength study
本论文主要利用射电望远镜和光学望远镜的多波段观测资料，对球状星团中的毫秒双星进行了研究。无线电观测已被用来搜索和计时的彗星。虽然经典的搜索例程是基于对单个和长时间序列的数据的分析，我们在这里提出了一种替代方法。这种方法利用大量的可用档案无线电数据，通过叠加所有的日常功率谱来搜索非常微弱的恒星。这种方法导致在恒星系统Terzan 5中发现了三颗新的恒星。光学观测已经被用来寻找毫秒脉冲星的光学对应物，其发射完全由伴星控制。发现了六颗新的伴星，使球状星团中的伴星总数增加了约40%。特别是，四颗伴星被证明是He白矮星，正如标准形成场景所预期的那样。其中一个伴星是一个非常微弱和非简并的天体，表现出很强的可变性，这可能是暴露于脉冲星注入通量的恒星一侧强烈加热的结果。最后，其中一颗伴星是主序星，它显示出强烈的Hα发射，这可能是由于残余盘的低水平吸积造成的。这个系统可以位于早期演化阶段，就在已经重新加速的脉冲星重新激活之前。此外，我们确定了伴星的瞬态低质量的X射线双星。在最后一章中得出结论，其中讨论了毫秒双星的演化和可能的未来发展的建议。
2019-01-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Timing accuracy of the Swift X-Ray Telescope in WT mode
雨燕上的X射线望远镜（XRT）主要用于提供伽马射线暴（GRB）余辉的详细位置、时间和光谱信息。在飞行任务寿命期间，分配给其他类型源的观测时间比例稳步增加。在本文中，我们报告的结果在飞行中校准的定时能力的XRT在窗口定时读出模式。我们使用观测的蟹状星云脉冲星的脉冲周期测定的准确性进行评估，通过比较获得的值由XRT定时分析与来自无线电监测的值。我们还检查了绝对时间重建测量的相位位置的主峰在螃蟹的配置文件，并将其与文献中报道的值和结果，我们从同步罗西X射线定时探测器（RXTE）的观察。我们发现，蟹状星云脉冲星的周期测定的精度是几皮秒的数量级的观测数据的时间跨度最大。使用Crab主峰的位置测量的绝对时间重建表明，主峰预期文献中报告的RXTE位置的相位平均约为270微秒（当使用UVOT数据校正的姿态文件减少数据时约为150微秒）。对同时进行的Swift-XRT和RXTE正比计数器阵列（PCA）观测的分析证实，XRT Crab剖面领先PCA剖面约200微秒。XRT光电二极管模式数据和BAT事件数据的分析显示主峰位置与RXTE非常一致，表明在窗口定时模式下观察到的XRT数据差异可能是由于该XRT读出模式的时间分配中的系统偏移。
2012-10-17 astro-ph.HE astro-ph.IM
