Accreting magnetars: linking ultraluminous X-ray pulsars and the slow pulsation X-ray pulsars
吸积磁星的可能表现进行了讨论。结果表明，在吸积低磁场磁星的情况下，可以理解四个超亮X射线星体。NGC 300 ULX 1脉冲星可能比其他源具有更高的偶极磁场。对它们的质量吸积率的一般约束证实了它们的超爱丁顿性质。得到了它们的聚束因子的下限。他们似乎没有强烈的光芒。ULX突发状态的占空比也可以受到其定时观测的约束。ULX星系在长期内可能处于吸积平衡状态。在爆发过程中，它们会加速旋转，并从先前的平衡态运行到新的平衡态。最慢的推流X射线脉冲星AX J1910.7+0917可能是一颗质量吸积速率较低的吸积磁星。ULX磁星、慢脉动X射线磁星都可能是吸积速率不同的吸积磁星。总结了吸积磁星的七种可能的特征。
2018-11-02 astro-ph.HE
Broadband X-ray Spectral Study of Ultra-luminous X-ray Source M81 X--6
超亮X射线源（ULX）是一类银河系外的、点状的、非核X射线源，其X射线亮度从$\sim 10^{39}$ ~erg s $^{-1}$到$10^{41}$ ~erg s $^{-1}$。利用同步观测的\textit{Suzaku}和\textit{NuSTAR}研究了ULX M81~X-6的时间和宽频带X射线光谱特性。为了了解源的性质，我们使用\textit{NuSTAR}观测来搜索来自源的脉动信号。然而，我们未能从源头识别出任何强烈的脉动信号。另外，吸积磁中子星连续体模型的宽带光谱模型提供了一个统计上可接受的拟合，推断的光谱参数和X射线颜色与其他脉动ULX一致。因此，我们的分析表明，M81~X-6是另一个候选的ULX脉冲星。
2020-04-03 astro-ph.HE
Chandra probes the X-ray variability of M51 ULX-7: evidence of propeller transition and X-ray dips on orbital periods
我们报告了ULX脉冲星M51 ULX-7的时间特性，这些特性是从2012年33天内获得的2018-2020年Swift/XRT监测数据和Chandra档案数据的分析中推断出来的。我们发现一个扩展的低通量状态，这可能是指示螺旋桨过渡，贷款进一步支持的解释，NS旋转接近平衡。或者，这种关闭状态可能与可变的超轨道周期有关。此外，我们还发现了与双星轨道周期相关的X射线光变曲线的周期性下降。这些凹陷的存在意味着双星的轨道平面更接近于一个方向的边缘，因此证明了观测ULX双星并不需要有利的几何结构。这些特征类似于在原型X射线双星如Her X-1和SMC X-1或其他ULX双星如NGC 5907 ULX 1中看到的特征。
2021-02-16 astro-ph.HE
A Potential Cyclotron Resonant Scattering Feature in the ULX Pulsar NGC 300 ULX1 seen by NuSTAR and XMM-Newton
基于$XMM$和$NuSTAR$的相位分辨宽带光谱，我们报道了新近发现的ULX脉冲星NGC 300 ULX 1的脉冲谱中$E \sim 13$ keV的一个潜在的回旋共振散射特征.如果这个解释是正确的，那么中央中子星的隐含磁场是$B \sim 10^{12}$ G（假设电子被散射），类似于从观测到的恒星自旋上升估计的磁场，也类似于已知的银河系X射线双星。我们讨论了这一结果对NGC 300 ULX 1和其他已知ULX星之间联系的影响，特别是最近在另一个ULX，M51 ULX-8中发现的可能的质子回旋加速器线。
2018-04-04 astro-ph.GA 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
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
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
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
Unveiling the origin of the optical and UV emission during the 2017 giant outburst of the Galactic ULX pulsar Swift J0243.6+6124 (Corrigendum)
本勘误指出此前模拟Swift J0243.6+6124 2017年大爆发光学/紫外辐射的模型代码有误，导致Be星加热表面贡献被高估，提出加入非共面Be星盘X射线辐照效应，更新模型初步拟合效果良好。
2025-05-16 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
Orbital and super-orbital periods in ULX pulsars, disc-fed HMXBs, Be/X-ray binaries and double-periodic variables
我们提出了一个简单的线性关系的证据，在超亮X射线（ULX）双星的轨道周期和超轨道周期，类似于在人口的盘馈中子星超巨星X射线二进制和Be/X射线二进制系统。我们认为，这种关系的最可能的原因是调制的进动热点或密度波的吸积或拱星盘的二元运动的系统，这意味着ULX双星和高质量X射线二元（HMXB）双星之间的物理联系。最近对银河系和麦哲伦星云HMXB以超爱丁顿速率吸积的研究，以及ULX双星在HMXB自旋周期-轨道周期图上的位置，都支持这一假说。在这项工作中发现的一个有趣的次要关系是盘馈HMXB，ULX和一组看似无关的早期型双星之间的明显联系，显示出所谓的“双周期”变化。我们认为这些系统是Be/X射线双星的直接前身星。
2020-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Comments on "No magnetars in ULXs"
超铝X射线源的磁偶极场可能不是很高。然而，现在说它们不是磁星还为时过早。应考虑低磁场磁星的存在。
2019-03-15 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
Searching for the Donor Stars of ULX Pulsars
我们报告了我们在新的和存档的HST观测中对两个具有已知轨道周期的超亮X射线天体M82 X-2和NGC 5907 X-1的光学对应物的搜索，以努力描述这些系统中的供体星。我们探测到五个近红外光源与M82 X-2的位置一致，它们太亮了，不可能是单个恒星。我们还检测到7个来源的WFC 3/UVIS F336 W图像的光度匹配的10-15 M $_\odot$明星关闭主序列。根据X射线计时分析，这些恒星的密度与M82 X-2的施主星的性质一致，尽管施主星也可能是一颗低于我们探测极限的低质量恒星，或者吸积盘对光发射有重要贡献。我们在近红外探测到NGC 5907 X-1的三个候选对应物。所有这些都太亮了，不可能是ULX的施主星，根据它的轨道周期，它是一颗红巨星。NGC 5907 X-1位置的高背景使我们无法探测到这颗预期的施主星。最近发现的NGC 5907 ULX-2也在近红外成像的视野范围内;我们在误差圆中检测到四个源，测光与AGB星相匹配。Pintore et al.（2018）提出的与NGC 5907 ULX-2对应的恒星落在我们的2- $σ$误差圆之外。
2019-01-12 astro-ph.HE
Broadband X-ray spectral analysis of the ULX NGC 1313\,X-1 using JeTCAF: Origin of the ULX bubble
本研究使用JeTCAF模型分析NGC 1313\\,X-1的宽波段X射线光谱，确定致密天体质量约为133太阳质量，证实超爱丁顿吸积驱动的中心源外流是周围气泡膨胀的原因。
2023-04-25 astro-ph.HE
Diffuse X-ray emission around an ultraluminous X-ray pulsar
超亮X射线源（ULX）是位于偏离其宿主星系中心的河外X射线发射源，如果各向同性发射，其亮度超过几个${10^{39}\text{ erg s}^{-1}}$。周期性调制的发现表明，在某些ULX中，吸积的致密天体是一颗中子星，这表明它们的光度大大高于爱丁顿极限。在这方面最极端的天体是${NGC 5907~ULX-1}$（ULX 1），其峰值亮度是爱丁顿极限的500倍。在钱德拉观测探测ULX1的低态期间，我们在ULX1的位置检测到弥散X射线发射。它的直径是$2.7 \pm 1.0$ arcsec，包含25个光子，没有一个低于0.8 keV。我们将这个扩展的结构解释为由ULX1风驱动的膨胀星云。其直径约为${200\text{ pc}}$，特征能量为${\sim 1.9\text{ keV}}$，光度为${\sim 2\times10^{38}\text{ erg s}^{-1}}$，这意味着${1.3\times10^{41}\text{ erg s}^{-1}}$的机械能和年龄为${\sim 7 \times 10^{4}\text{ yr}}$。这种解释表明，一个真正的超爱丁顿状态可以持续的时间尺度远远长于驱动系统的中子星的自旋时间。由于单个ULX星云的机械能可以与整个星系的宇宙射线注入速率相媲美，因此ULX星云可能是重要的宇宙射线加速器。
2019-10-25 astro-ph.HE
Decomposing the Spectrum of Ultra-Luminous X-ray Pulsar NGC 300 ULX-1
本文对ULXP NGC 300 ULX-1进行相位分辨能谱分析，新方法将脉冲周期分为两个区间并分解出稳定盘谱与脉冲康普顿化分量，支持磁层漏斗流起源图像。
2023-09-20 astro-ph.HE
ULX pulsar Swift J0243.6+6124 observations with NuSTAR -- dominance of reflected emission in the super-Eddington state
我们报告了ULX脉冲星Swift J0243.6+6124的超爱丁顿态中明亮反射发射分量的发现，这是基于NuSTAR在2017年爆发期间对该源的观测。反射辐射的通量在脉冲星相位上是弱可变的，而直接辐射显示出明显更大的脉动幅度。我们建议，在这个系统中的中子星发现自己在由几何厚的超爱丁顿吸积盘的内边缘截断的脉冲星的磁场形成的井的中心。阱的纵横比为H/R \sim 1。截断盘的内边缘被吸积柱的发射连续照亮，产生弱可变反射发射。当中子星旋转时，它的辐射扫过视线，产生脉动的直接辐射。根据铁谱线的多普勒展宽，我们测量了吸积盘\sim 50 R_g的截断半径.推断的磁场的偶极分量与先前的估计一致，有利于不是很强的场。这个系统的独特性是由它的适度的超爱丁顿吸积率和适度的磁场，使截断的几何厚吸积盘的内边缘是从中子星在一个大的立体角。
2022-08-05 astro-ph.HE
Timing properties of ULX pulsars: optically thick envelopes and outflows
最近发现，一部分超亮X射线源（ULX）表现出X射线脉动，因此由磁化中子星（NS）上的超爱丁顿吸积提供动力。对于典型的ULX质量吸积率（$\gtrsim 10^{19}\,{\rm g\,s^{-1}}$），吸积盘的内部部分预计将处于超临界状态，这意味着一些材料在从盘表面发射的风中损失，而其余部分则在NS周围形成光学厚的包络，因为它遵循从内部盘半径到恒星磁极的磁场线。包络线将中心物体从远处的观测者中隐藏起来，并定义了ULX双星的关键观测特性：它们的能谱、偏振和定时特征。包层的光学厚度受光盘质量损失的影响。我们计算质量损失率，由于风在ULX星系，占NS磁场强度和平流过程中的磁盘。我们认为，检测到强烈的外流从ULX星可以被认为是一个相对较弱的偶极分量的NS磁场的证据。我们估计的质量损失的影响的光学厚度的信封和分析如何信封影响宽带非周期性变化的ULXs。我们发现，在高傅立叶频率的亮度波动可以强烈抑制多重散射的信封和抑制的强度是由质量吸积率和磁层的几何尺寸。
2019-01-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Discovery of a 2.8 s pulsar in a 2 d orbit High-Mass X-ray Binary powering the Ultraluminous X-ray source ULX-7 in M51
在UNSEEN项目中，我们发现了超铝X射线源（ULX）M51 ULX-7的X射线发射中的2.8 s脉动，该项目旨在利用XMM-牛顿寻找新的脉动ULX（PULX）。脉冲形状是正弦曲线，即使在单次曝光（脉冲分数从小于5%到20%）内也观察到其幅度的大变化。M51 ULX-7是一个可变源，通常观测到的X射线亮度介于$10^{39}$和$10^{40}$ erg s $^{-1}$之间，位于旋涡星系M51 a的外围，距离8.6 Mpc。根据我们的分析，X射线脉冲星的轨道是一个二维双星，其投影半长轴为$a_\mathrm{X} \sin i \simeq$ 28 lt-s。对于1.4 $M_{\odot}$的中子星（NS），这意味着伴星质量的下限为8 $M_{\odot}$，将M51 ULX-7置于高质量X射线双星类别中。在2018年5月至6月的31天观测中，重心脉冲周期减少了$\simeq$ 0.4 ms，对应于自旋上升率$\dot{P} \simeq -1.5\times10^{-10}\text{s s}^{-1}$。在2005年的XMM-牛顿曝光档案中，我们测得$\sim$的自旋周期为3.3 s，表明长期自旋为$\dot{P}_{\mathrm{sec}}\simeq -10^{-9}\text{ s s}^{-1}$，这是其他已知PULX范围内的一个值。我们的研究结果表明，该系统由…
2020-05-11 astro-ph.HE
A New Transient Ultraluminous X-ray Source in NGC 7090
我们报告在星系NGC 7090中发现了一个新的瞬态超亮X射线源（ULX）。这个新的ULX，我们称之为NGC 7090 ULX 3，是在2019-20年期间通过$Swift$监测发现的，迄今为止已经显示出$L_{\rm{X}} \sim 6 \times 10^{39}$ erg s $^{-1}$的峰值亮度。档案检索显示，在最近过渡到ULX制度之前，ULX 3似乎表现出相当稳定的亮度$L_{\rm{X}} \sim 10^{38}$ erg s $^{-1}$。这种强烈的长时间尺度变异性可能会让人联想到已知ULX脉冲星的小群体，尽管使用$XMM$ - $Newton$和$NuSTAR$进行的深度随访观察没有显示任何稳健的X射线脉动信号。然而，不能完全排除与从已知ULX光谱仪中观察到的脉冲类似的脉冲，因为在这些数据中未检测到的任何信号的脉冲分数的极限为$\lesssim$ 20\%。从这些观测的宽带光谱是一个简单的薄盘模型，符合亚爱丁顿吸积，这可能意味着一个中等大小的黑洞吸积（$M_{\rm{BH}} \sim 40 ~ M_{\odot}$）。同样，考虑到可用宽带数据的有限信噪比，不能排除与其他ULX（和已知ULX光谱仪）中看到的超爱丁顿光谱一致的更复杂的模型。因此，为这种新的ULX提供动力的吸积物的性质仍然不确定。
2020-11-19 astro-ph.HE
Detection of hard X-ray pulsations in non-ULX X-ray pulsar 3X J0042 in M31
Raman Research Institute（拉曼研究所）
利用NuSTAR档案数据，在M31非超亮X射线脉冲星3X J0042中首次探测到硬X射线脉冲，并发现其自转加速率加快，证实其为低质量X射线双星。
2026-09-11 astro-ph.HE
A Broadband X-ray Analysis and Optical Counterpart Search of IC5052 ULX
University of Hertfordshire（赫特福德大学）；European Space Astronomy Centre (ESA/ESAC)（欧洲空间天文中心）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；Durham University（杜伦大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Cagliari（意大利国家天体物理研究所卡利亚里天文台）；University of Southampton（南安普顿大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）
本文通过XMM-Newton、NuSTAR及Chandra数据，分析IC5052 ULX的宽带X射线特性，提出含吸积柱或康普顿化冕的改进模型，识别出候选光学对应体，发现存在局域X射线吸收。
2026-08-26 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
X-ray spectral cut-off and the lack of hard X-ray emission from two ultraluminous X-ray sources M81 X-6 and Holmberg IX X-1
利用Suzaku和XMM-Newton观测数据，对两个超亮X射线源（ULX）M81 X-6和Holmberg IX X-1进行了宽带X射线谱研究。我们进行联合宽带光谱分析的领域中最亮的源，即两个ULX和活动星系核（AGN）在M81，并证明了X射线光谱的ULX截止能量超过约3 keV，在朱雀HXD/PIN带的高能量的贡献可以忽略不计。在10- 30 keV波段，M81 X-6和Holmberg IX X-1的亮度上限分别为3.5e38ergs/s和1.2e39ergs/s。这些极限比M81 X-6的6.8e39ergs/s和Holmberg IX X-1的1.9e40 ergs/s的辐射热光度（0.1-30 keV）低一个数量级以上。我们的研究结果证实了早期的迹象推断，从明亮的ULX的XMM-牛顿观测光谱截止，并表明，没有一个额外的高能量幂律分量显着贡献的X射线发射。这两个ULX的光谱形式与银河系黑洞X射线双星（BHB）或活动星系核（AGN）的光谱形式有很大不同。这意味着ULX既不是恒星质量BHB的简单放大版本，也不是AGN的缩小版本。
2013-04-06 astro-ph.HE
Absence of nebular He{\sc ii} $λ$4686 constrains the UV emission from the Ultraluminous X-ray pulsar NGC~1313~X--2
本研究通过缺失的星云He{\sc ii} $\lambda$4686发射约束了超亮X射线脉冲星NGC~1313~X--2的紫外光度，发现其紫外辐射低于$10^{39}$ erg/s，并暗示硬软ULXs可能存在内在差异。
2024-05-22 astro-ph.HE
AstroSat Observations of the first Galactic ULX Pulsar Swift J0243.6+6124
SwiftJ0243.6+6124是第一颗银河系超亮X射线脉冲星，在2017-2018年与\emph{AstroSat}爆发期间被观测到，在亚爱丁顿和超爱丁顿吸积水平，X射线光度为$L_{X}{\sim}7{\times}10^{37}$和$6{\times}10^{38}$ $ergs^{-1}$，我们的宽带定时和光谱观测表明，X-当源在超爱丁顿能级吸积时，在${\sim}9.85\rm{s}$探测到能量高达150 keV的脉冲，脉冲轮廓是能量和源亮度的强函数，结果表明，连续X射线谱具有双峰分布，脉冲分数从$1.65\rm{keV}$的$\sim$ $10{\%}$增加到$70\rm{keV}$的40- 80 $\%$（$Γ$ ${\sim}$ 0.6-0.7）和一个或两个温度为$\sim$ 0.35 $\rm{keV}$和$1.2\rm{keV}$的黑体成分，这取决于吸积能级。在亚爱丁顿能级没有观察到铁线发射，而在超爱丁顿能级观察到约6.9keV的宽发射特征，以及黑体半径（$121-142\rm{km}$），其指示光学厚流出物的存在。
2020-10-16 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
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
Broadband X-ray spectral variability of the pulsing ULX NGC 1313 X-2
最近发现的X射线脉动和相对论风表明，超铝X射线源（ULX）主要由超爱丁顿吸积中子星或黑洞提供动力。本文对脉冲ULX NGC 1313 X-2近二十年的光谱演化进行了跟踪研究，以了解吸积盘的结构。其主要目的是通过研究它们随光源光度变化的变化来确定主要光谱成分的形状和性质。我们已经进行了光谱分析的所有高信号噪声XMM-牛顿观测的典型的0.3-10千电子伏的能量带，我们已经测试了一些不同的光谱模型，这应该近似超爱丁顿吸积盘。基线模型由两个具有不同温度的热黑体组件加上指数截止幂律组成。特别是，更热和更亮的热分量描述了来自超爱丁顿内盘的发射和截止幂律的贡献，从中子星的吸积柱。相反，较冷的分量描述了来自接近球化半径的圆盘外部区域的发射和风。冷分量的亮度-温度关系遵循负趋势，这与L $\propto$ T $^4$不一致，正如预期从亚爱丁顿薄盘的Shakura-Sunayev，也与L $\propto$ T $^2$，预期对流为主的光盘，但会同意与风为主的X射线发射区。相反，较热分量的（L，T）关系介于前两种理论情景之间。我们的研究结果同意超级爱丁顿的情况下，并提供进一步的细节光盘结构。源光谱演化在性质上类似于在NGC 1313 X-1和Holmberg IX X-1中看到的。
2021-06-29 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
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
Ultra-luminous X-ray pulsars as sources of TeV neutrinos
本研究通过数值模拟发现，极亮X射线脉冲星（ULX）中子星磁层内质子碰撞可产生数十TeV的强中微子，并利用IceCube数据推导了Swift J0243.6+6124的中微子流量上限，为未来观测建立新基准。
2025-08-14 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
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
Continuous Gravitational Waves from Thermo-Elastic Mountains in Ultraluminous X-ray Pulsars
Lanzhou Center for Theoretical Physics, Key Laboratory of Theoretical Physics of Gansu Province, Key Laboratory of Quantum Theory and Applications of MoE, Gansu Provincial Research Center for Basic Disciplines of Quantum Physics, Lanzhou 730000, China（兰州理论物理中心，甘肃省理论物理重点实验室，教育部量子理论与应用重点实验室，甘肃省量子物理基础学科研究中心）；Institute of Theoretical Physics & Research Center of Gravitation, School of Physical Science and Technology, Lanzhou University, Lanzhou 730000, China（兰州大学物理科学与技术学院理论物理与引力研究中心）；Department of Astronomy, School of Physics, Peking University, Beijing 100871, China（北京大学物理学院天文学系）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University, Beijing 100871, China（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences, Beijing 100101, China（中国科学院国家天文台）
本研究探讨超亮X射线脉冲星中磁致热弹性山脉产生的连续引力波，发现强磁场下非线性热传输增强四极矩，快速旋转的银河系ULXPs可能成为下一代探测器的目标。
2026-10-06 astro-ph.HE
Chandra reveals a possible ultra-fast outflow in the super-Eddington Be/X-ray binary Swift J0243.6+6124
预计超爱丁顿速度的增长将伴随着强劲的资金外流。在银河系X射线双星和河外超亮X射线源（ULX）中观察到这种外流。然而，由于它们的源距离很远，ULX外流对检测和详细研究具有挑战性。银河系中子星以超爱丁顿速率从Be星伴星吸积，显示出与ULX中子星的许多相似之处，因此提供了一种替代方法来研究这种吸积机制中的外流。在这里，我们介绍了这样一颗超级爱丁顿吸积中子星Swift J0243.6+6124的钱德拉高分辨率光谱，以寻找其2017/2018年巨大爆发高峰期间的风外流特征。我们检测到狭窄的发射特性，在休息从Ne，Mg，S，Si和Fe。此外，我们检测到的吸收功能，可以确定在两种方式的集合：无论是作为所有的铁过渡在休息（可能的贡献，从镁），或三个蓝移的Ne和镁线在$\sim 0.22c$的组合，而其余的线是在休息。第二种情况意味着外流的速度与ULX中看到的速度相似，包括ULX脉冲星NGC 300 ULX-1。这一结果也意味着斯威夫特J0243.6+6124发射了一个喷流，在无线电中检测到并报告过，同时以超爱丁顿吸积速率发射了超快的风外流。
2019-06-04 astro-ph.HE
SED modelling of broadband emission in the pulsar wind nebula 3C 58
利用光谱能量分布模型研究了脉冲星风星云3C58的宽带辐射特性。我们试图同时匹配宽带SED和PWN中X射线发射的空间变化。我们进一步的模型，以解释一个可能的远红外功能，其中一个提示是最近在3C 58建议：在$\sim$ $10^{11}$ GHz的普朗克和赫歇尔波段的小凸起。虽然外部尘埃排放可以很容易地解释所观察到的隆起，但它可能是来源的内部排放，意味着额外的粒子群。虽然凸点的意义不高，在这里，我们探讨了可能的起源的IR凸点使用的发射模型，并发现一个人口的电子与GeV的能量可以解释凸点。如果它是在PWN中产生的，它可能会提供新的见解PWNe粒子加速和流动。
2020-02-17 astro-ph.HE
Broadband High-Energy Emissions of the Redback Millisecond Pulsar PSR J2129-0429
我们提出的第一个结果，从联合XMM牛顿和NuSTAR观测的伽玛射线发射毫秒脉冲星紧凑的二进制PSR J2129-0429。X射线发射高达约40千电子伏的检测和联合频谱可以模拟与幂律加中子星大气模型。在1.4千秒差距的距离，0.3-79千电子伏的光度是$3.56\times10^{32}$ erg s $^{-1}$。我们还发现了0.64天的双轨道周期的双峰结构的波段。通过结合更新的费米GeV数据，我们模拟了宽带光谱能量分布以及X射线调制与intrabinary模型，涉及脉冲星风和流出的伴星之间的冲击相互作用。最后，我们报告了Chandra提供的高分辨率X射线图像，以排除与PSR J2129-0429相关的脉冲星风星云。
2018-06-04 astro-ph.HE
Quasi-periodic dipping in the ultraluminous X-ray source, NGC 247 ULX-1
大多数超亮X射线源（ULX）被认为是恒星质量的黑洞或超过爱丁顿极限吸积的中子星。从宽带光谱学确定致密物体的性质和吸积模式目前是一个挑战，但观察到的定时特性提供了对致密物体的深入了解以及几何形状和吸积过程的细节。在这里，我们报告的800 ksXMM牛顿运动的超软超铝X射线源，NGC 247 ULX-1的时序分析。在X射线光变曲线中出现深而频繁的下降，其幅度随着能带的增加而增加。功率谱和相干性分析揭示了倾斜优先发生在$\sim 5$ ks和$\sim 10$ ks时间尺度上。这种下降可能是由于中心X射线源被光学厚结构遮蔽（如吸积盘的翘曲），或者是由于吸积盘发射的风遮蔽，或者两者兼而有之。这种行为支持了超软ULX被认为接近吸积盘的观点。
2021-05-19 astro-ph.HE
A broadband X-ray study of the Rabbit pulsar wind nebula powered by PSR J1418-6058
我们报告的宽带X射线特性的兔子脉冲星风星云（PWN）与脉冲星PSR J1418-6058使用档案钱德拉和XMM-牛顿数据，和一个新的NuSTAR观测。NuSTAR数据超过10千电子伏，使我们能够检测到110毫秒的脉冲星的自旋周期，其硬X射线脉冲轮廓的特征，并解决硬X射线发射的PWN后，从脉冲星和其他重叠的点源去除污染。扩展的PWN被检测到$\sim$ 20千电子伏，并很好地描述了一个幂律模型与光子指数$Γ\approx$ 2。PWN的形状并不随能量而显著变化，其X射线光谱也没有显示出远离脉冲星的明显软化迹象。我们模拟了X射线谱的空间分布和射电到TeV波段的宽带谱能量分布，以推断PWN的物理性质。我们发现，低磁场强度（$B\sim 10$ $μ$ G）和有效扩散（$D\sim 10^{27}$ cm $^2$ s $^{-1}$）的模型符合PWN数据。扩展硬X射线和TeV发射，分别与同步辐射和相对论电子的逆康普顿散射，表明粒子被加速到非常高的能量（$\gtrsim500$ TeV），表明兔子PWN是银河系PeVatron候选者。
2023-02-07 astro-ph.HE
Angle-dependent hardening of the reprocessed spectra in ULXs powered by accretion onto neutron stars
本文通过几何模型与Monte Carlo模拟，研究了中子星吸积驱动的ULXs中星风导致的X射线辐射再处理光谱，发现其高能部分强烈依赖于视角，预测了极亮X射线源在进动调制倾角时表现出高能角度敏感性与软波段适度变化。
2025-09-15 astro-ph.HE
The Great Pretenders Among the ULX Class
最近从三个超铝X射线（ULX）源中发现的脉冲X射线发射最终使我们能够识别ULX类中的一个子类：伟大的伪装者似乎以各向同性光度$L_X = 7\times 10^{39}$ ~erg~s $^{-1}-1\times 10^{41}$ ~ erg~发出X射线辐射的中子星（NS）我们之所以能认出它们是$^{-1}$，是因为它们的辐射强烈地射向我们的方向，而我们的视线只与它们的磁偶极轴偏离了几度。这三个已知的伪装者似乎比ULX类的假定黑洞，如Holmberg II \& IX X-1，IC 10 X-1和NGC 300 X-1更强的发射体。对于这三个NS，我们采用了一个合理的假设，即它们观测到的最亮爆发以爱丁顿速率展开，我们计算了它们的螺旋桨状态和表面磁场大小。我们发现，这些结果与最近对麦哲伦Be/X射线双星获得的结果没有任何不同：三个NS显示出大约0.3-0.4~TG的适度磁场和$\sim 10^{36-37}$ ~erg~s $^{-1}$的波束螺旋桨线X射线光度，基本上低于爱丁顿极限。
2017-03-24 astro-ph.HE
Investigating ULX accretion flows and cyclotron resonance in NGC 300 ULX1
方法.我们分析了NGC 300 ULX 1的宽带XMM-牛顿和NuSTAR观测，执行相位平均和相位分辨光谱。我们比较了两个物理动机的源谱模型：非热吸积柱发射模拟的幂律与高能量指数滚降（AC模型）与光热发射从光学厚吸积信封加上硬幂律尾巴（MCAE模型）。我们将贝叶斯分析的结果与定性物理考虑相结合，以评估每个模型的适用性。结果源谱的低能量部分（<2 keV）主要是非脉动的热辐射。（脉动的）高能连续谱更加模糊。如果用AC模型建模，则检测到残留结构，其可以使用以~12 keV为中心的宽高斯吸收线来建模。然而，相同的残差可以成功地使用MCAE模型建模，而不需要类似吸收的功能。使用贝叶斯方法进行的模型比较强烈表明，MCAE模型（没有吸收线）是首选模型。结论.所有考虑的模型强烈表明存在一个吸积盘截断在一个大的距离从中心对象，最近已建议为一个大部分的脉动和非脉动ULX。硬的脉冲发射不能用平滑的光谱连续来描述。如果用宽高斯吸收线建模，则拟合残差可以解释为与~10^12 G磁场兼容的回旋散射特征（CRSF）。然而，MCAE模型描述了源排放的光谱和时间特性，而不需要吸收特征，并产生物理上有意义的参数值。因此，强烈怀疑NGC 300 ULX 1中是否存在CRSF。
2018-11-15 astro-ph.HE
Pulsar Emission Beam Geometry of Radio Broadband Arecibo Sources
我们提出了无线电脉冲星发射波束的分析和模型的主要目的是检查脉冲星波束的几何形状和物理在最宽的射频合理可获得的。我们考虑了一组位于阿雷西博天空中的经过充分研究的恒星。这些辐射源因其可检测到的宽频率范围而脱颖而出，并在高达4.5 GHz和低于100 MHz的频率下被广泛观察到。我们利用已发表的配置文件，以量化的核心/双锥发射光束模型作为我们的分类框架，这些historiars的频率演变的一个更完整的图片。对于低频观测，我们考虑到测量的散射时间尺度来推断脉冲轮廓的固有与散射展宽。最后，我们讨论了人口趋势的核心/conal类配置文件的内在参数。我们表明，对于这个子人口的pumerars，核心和conal为主的配置文件群集在一起成两个大致隔离的$P$ - $\dot{P}$人口，借贷的建议，在成对形成的几何形状的演变是负责核心/conal发射和其他发射效应，如归零和模式改变的证据。
2022-08-09 astro-ph.HE
Super-Eddington Accretion onto the Neutron Star NGC 7793 P13: Broadband X-ray Spectroscopy and Ultraluminous X-ray Sources
利用$XMM$ - $Newton$、$NuSTAR$和$Chandra$天文台的观测数据，我们对ULX脉冲星NGC 7793 P13（一个已知的超爱丁顿源）进行了详细的宽带X射线谱分析。P13的宽带$XMM$ - $Newton+NuSTAR$光谱与具有宽带覆盖的ULX样本的其余部分定性相似，这表明已知人口中的其他ULX可能拥有中子星吸积物。通过时间平均，相位分辨和多历元的研究，我们发现，两个非脉冲的热黑体组件的温度$\sim$ 0.5和$\sim$ 1.5 keV的需要，以适应数据低于10 keV，除了第三个连续分量延伸到更高的能量，并与脉冲发射的吸积柱。热成分的特征半径似乎相似，并且太大而不能与中子星本身相关联，因此需要两个成分可能表明磁层外的吸积流是复杂的。我们提出了一个方案，在该方案中，厚的内盘预计超爱丁顿吸积开始形成，但终止后不久，其发病的中子星的磁场，这意味着一个限制$B \lesssim 6 \times 10^{12}$ G的偶极分量的中心中子星的磁场。在其他来源中类似的圆盘终止的证据可能提供进一步的方法来识别额外的中子星ULX。最后，我们研究了P13在其不寻常的“关闭”状态之一所表现出的光谱。这些数据都需要一个硬幂律分量，表明残留吸积到中子星，并从热等离子体，我们认为这是可能与P13系统的排放。
2017-10-31 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Reprocessing of X-rays emission in Ultra-Luminous X-ray sources
Raman Research Institute（拉曼研究所）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics (IUCAA)（天文学与天体物理学大学间中心）
本研究通过三种诊断方法（Fe Kα线搜索、硬度比演化、食内外通量比）约束超亮X射线源的再处理辐射，发现其效率高于银河系X射线双星，并推测周围环境可能金属贫乏或高度电离。
2026-11-02 astro-ph.HE
Coupling of radiation and magnetospheric accretion flow in ULX pulsars: radiation pressure and photon escape time
本研究针对超亮X射线脉冲星磁层吸积流的光学厚包层问题，通过蒙特卡洛模拟分析辐射与吸积流的耦合效应，证实辐射力可超重力、辐射压可超磁压，并揭示了光子逃逸时间与吸积率的关联及高吸积率下的逃逸时间特征。
2024-03-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Unraveling the Eclipse Mechanism of a Binary Millisecond Pulsar Using Broadband Radio Spectra
致密双星系统中毫秒双星（MSP）射电辐射的频率相关食提供了一个了解食机制和确定食介质性质的机会。我们结合多频观测升级的巨型米波射电望远镜（uGMRT）和模型的宽带无线电频谱在光学厚到薄的过渡制度，以约束日食机制。日食相位谱的最佳拟合模型有利于相对论电子的同步辐射吸收。我们能够将日食发生的频率严格限制在345 $\pm$ 5 $\mathrm{MHz}$，这比以前的估计要精确一个数量级。同步辐射吸收对磁场强度的依赖性使我们能够估计日食介质的磁场强度为$\sim$ 13 $\mathrm{G}$，这与考虑入射脉冲星风和伴星风之间的压力平衡所获得的值非常相似。将此方法应用于其他毫秒双星，将使我们能够确定食机制是否都是相同的，也估计风和磁场的伴星的属性。该方法也可以应用于其他系统中的双星与伴风相互作用的双星系统，在所有情况下，它将导致更好地了解演变过程。
2021-10-14 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
Broadband X-ray Spectroscopy of the Pulsar Wind Nebula in HESS J1640-465
基于Chandra和NuSTAR数据，本研究分析了HESS J1640-465中脉冲星风云的宽带X射线光谱，并利用单区时间依赖演化模型重现其特性，发现该源具有强磁场和高达PeV的电子能量，是潜在的PeVatron候选体。
2023-02-23 astro-ph.HE
Modeling of Thermal Emission from ULX Pulsar Swift J0243.6+6124 with General Relativistic Radiation MHD simulations
本研究通过广义相对论辐射MHD模拟Swift J0243.6+6124的超爱丁顿吸积，解释其热辐射起源，并约束吸积率与中子星磁场强度。
2023-05-21 astro-ph.HE
