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
NGC 300 ULX1: A new ULX pulsar in NGC 300
NGC 300 ULX 1是第四个被发现的超亮X射线天体。NGC 300 ULX 1的脉动是在2016年12月的XMM-牛顿/ NuSTAR同步观测中发现的。周期在几天内从31.71秒减少到31.54秒，自旋上升速率为-5.56 x 10^{-7} s^{-1}，可能是从吸积的中子星观测到的最大的周期之一。存档的Swift和NICER观测显示，周期在2.3年内从~45秒呈指数下降到~17.5秒。的脉冲是高度调制的脉冲分数强烈增加的能量，并达到近80%的能量高于10 keV。X射线光谱由幂律和圆盘黑体模型描述，导致0.3-30 keV的未吸收光度为4.7 x 10^{39} erg s^{-1}。来自2010年XMM-牛顿观测档案的光谱可以用相同的模型来解释，但是吸收率要高得多。这表明，自那个时代以来，内在光度没有太大变化。NGC 300 ULX 1与超巨星高质量X射线双星有许多共同的性质，但是，在一个极端的吸积率。
2018-11-09 astro-ph.HE
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
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
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
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
Spectral variability in Swift and Chandra observations of the Ultraluminous source NGC 55 ULX1
NGC 55 ULX 1是一个明亮的超铝X射线源，距离地球1.78 Mpc。我们分析了2013年4月至8月期间拍摄的20个Swift观测样本，以及2001年9月和2004年6月拍摄的两个Chandra观测样本。我们只发现了有限数量的光变曲线的下降，以前报道发生在这个源的边缘提示，虽然由于数据的低计数统计的不确定性很大。Chandra和Swift光谱显示出清晰的光谱变异性，这与在其他ULX中观察到的相似。我们可以解释这种光谱的变化方面的变化，在两个标准化和固有的柱密度的两个组件的模型组成的黑体（软组件）和多色吸积盘（硬组件）。我们讨论的可能性，强大的外流喷出的光盘是部分负责这种光谱的变化。
2015-01-06 astro-ph.GA 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
A 78 Day X-ray Period Detected from NGC 5907 ULX1 by Swift
我们报告了在极高亮度X射线源NGC 5907 ULX 1（$L_{\rm{X,peak}}\sim5\times10^{40}$ erg s $^{-1}$）的X射线光变曲线中探测到$78.1\pm0.5$日周期，这是在与Swift进行的一项广泛的监测计划中发现的。这些周期性的变化是强大的，与观测到的流量变化的$\sim$ 3-4之间的周期的波峰和波谷的一个因素，我们的模拟表明，所观察到的周期性检测舒适超过3 $σ$的意义。我们讨论了这个X射线周期的可能起源，但得出的结论是，在目前的时间，我们不能鲁棒地区分轨道和超轨道的变化。
2016-07-25 astro-ph.GA 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
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
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
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
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
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
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
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
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
New Transient ULX Candidate in NGC 4254: Evidence of Circumbinary Disk?
本文通过多波段观测在 NGC 4254 中发现新暂现 ULX 候选体 ULX-3，峰值光度约 4e39 erg/s，其 SED 显示环双星盘证据，并表现出类似 Be 星伴星 HMXB 的硬度比转变和典型暂现 ULX 的大幅光度变化。
2023-10-17 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 long-term X-ray monitoring of the ultraluminous X-ray source NGC 5408 X-1 with Swift reveals the presence of dips but no orbital period
NGC 5408 X-1是一个经过充分研究的超亮X射线源（ULX），多年来一直被认为发射出超过恒星质量黑洞爱丁顿极限的X射线。在本文中，我们报告了最广泛的X射线监测的ULX，使用超过四年的观测斯威夫特卫星。我们发现Strohmayer（2009）报告的115天周期在几个周期后就消失了，证实了Foster等人（2010）的怀疑，即周期很可能是超轨道的，而不是系统的轨道周期。我们还报告了一个明确的浸渍行为的来源，可能与（超）轨道现象。所有这些特征都让人想起银河系的X射线双星，并加强了它们与ULX的联系。对倾角进行更深入的观测可以帮助解决对ULX光谱成分解释的模糊性。
2013-05-08 astro-ph.CO 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
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
Unveiling the origin of the optical/UV emission from the Galactic ULX Swift J0243.6+6124 during its 2017-2018 giant outburst
本研究针对Be/X射线双星Swift J0243.6+6124 2017-2018年大爆发的光学/紫外辐射起源，通过光变曲线关联分析与物理模型建模，证实X射线再处理（Be星表面加热和吸积盘辐照）是核心机制。
2023-12-13 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
Probing spectral variability in NGC 4490 ULX-8 over 24 years of XMM-Newton, Chandra and Swift-XRT observations
Indian Institute of Science Education and Research (IISER) Mohali（印度科学教育研究所）；University of Southampton（南安普顿大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文学与天体物理学中心）；Raman Research Institute（拉曼研究所）
基于2000-2024年的多卫星观测数据，通过光谱建模和相关性分析，研究超亮X射线源NGC 4490 ULX-8的长期光谱变化，发现其光谱由宽盘主导，光度与光子指数呈弱正相关，支持恒星质量黑洞在爱丁顿极限附近吸积。
2026-05-21 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
Discovery of a 9.67-s pulsar in an ultraluminous X-ray source in NGC 4631 with XMM-Newton
Maynooth University（梅努斯大学）
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
Does the 62-day X-ray periodicity come from ULX M82 X-1?
M82 X-1是星暴星系M82中最亮的超亮X射线源，也是中等质量黑洞的最佳候选者之一。先前基于罗西X射线定时探测器/正比计数器阵列（RXTE/PCA）的研究报告了M82的规则X射线通量调制，周期为62天，并将这种周期性调制归因于M82 X-1。然而，这种调制不一定来自M82 X-1，因为RXTE/PCA的空间分辨率非常差，只有约1度。在这项工作中，我们分析了来自Swift/X射线望远镜（XRT）的M82 X-1的1000天的监测数据，它具有比RXTE/PCA更好的空间分辨率。M82的周期分布图显示，62天的周期很可能不是来自M82 X-1，而是来自M82 X-1东南4角秒处的几个周期性X射线源的贡献之和。然而，Swift/XRT无法解析这些周期源，也无法定位M82周期性的确切来源。因此，需要更高空间分辨率的长期观测。
2015-09-06 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
Spectroscopic comparison between ultraluminous X-ray sources and magnetar bursts
附近的星系拥有超亮X射线源（ULX），其性质在很大程度上仍然未知。在第一颗ULX脉冲星M82 X-2被发现之前，大多数ULX的大光度的动力机制被认为是超级爱丁顿吸积到黑洞上。ULX脉冲星清楚地表明，这一假设并不普遍，问题是，其他ULX是否也是由中子星上的吸积提供动力的。一种可能性是通过强磁场来降低不透明度，就像磁星一样，就像对M82 X-2提出的那样。为了研究ULXs和磁星爆发/耀斑之间的联系，我们进行了这些类之间的比较光谱研究，这两个类都在$L \sim 10^{40}$ erg s $^{-1}$附近发射类似的超爱丁顿光度。我们发现，当它们的光谱与双热模型拟合时，ULX的长期光谱变化与磁星耀斑期间看到的短期光谱变化相似。在这两类源中，黑体温度和半径遵循类似的$R_\textrm{bb} \propto T_\textrm{bb}^{-2}$趋势，唯一的区别是ULX中的温度低一个数量级，因此它们具有大得多的特征发射面积。此外，两个黑体分量的亮度之间的比率显示出相同的一对一的依赖性在ULX和磁星。我们讨论了这些相似性的可能起源，并推测，在“磁星-ULX”缺乏脉动的原因可能是，他们的光球远远超出了中子星表面。
2017-01-24 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
Comprehensive X-ray and Multiwavelength Study of ULXs in NGC 1566
本文利用Chandra、Swift/XRT、JWST和HST档案数据对NGC 1566中的极亮X射线源进行了多波段研究，发现了ULX-3的光谱状态转变、新暂现源ULX-4，并探讨了各源的光学/近红外对应体及伴星性质。
2023-11-27 astro-ph.HE
The (re)appearance of NGC 925 ULX-3, a new transient ULX
我们报告了在NGC 925中发现的第三个ULX（ULX-3），钱德拉于2017年11月在$L_{\rm X} = (7.8\pm0.8)\times10^{39}$ erg s $^{-1}$的光度下检测到。对NGC 925存档数据的检查显示，雨燕在2011年以类似的高光度探测到了ULX-3，而XMM-牛顿在2017年1月以低得多的光度$L_{\rm X} = (3.8\pm0.5)\times10^{38}$ erg s $^{-1}$探测到了ULX-3。在2005年的一次钱德拉非探测中，该天体展示了大于26倍的高动态通量范围。在其高光度探测中，ULX-3使用$Γ=1.6\pm0.1$表现出硬幂律光谱，而XMM-牛顿探测稍微柔和，使用$Γ=1.8^{+0.2}_{-0.1}$，并且也与加宽的圆盘模型很好地拟合。长期光变曲线覆盖稀疏，可能与螺旋桨效应或大振幅超轨道周期一致，这两种情况都可以在ULX中看到，特别是那些有中子星吸积器的超X。对ULX-3的进一步系统监测将使我们能够确定ULX-3经历极端变异的机制，并更好地了解ULX的吸积过程。
2020-02-19 astro-ph.HE
Searching for propeller-phase ULXs in the XMM-Newton Serendipitous Source Catalogue
我们从3XMM-DR 4发布的XMM-Newton偶发源目录中的ULX样本中搜索瞬态源，以找到在吸积状态和螺旋桨状态之间交替的候选中子星ULX，其中光度急剧下降。通过检查他们的通量和通量上限，我们确定了五个ULX，表现出超过一个数量级的长期变化。使用钱德拉和斯威夫特的数据，以进一步验证他们的光变曲线，我们发现，其中两个源只检测到一次，可能是X射线双星爆发，只有短暂达到ULX光度。另外两个是一致的超级爱丁顿吸积源与高水平的观测间的变化。一个源，M51 ULX-4，表现出明显的双峰通量行为，可以指示螺旋桨制度。它具有硬X射线光谱，但在其定时数据中没有显著的脉动，尽管在约1.5 Hz的脉冲信号的10%的上限下，不能排除脉动ULX，特别是如果脉动是瞬态的。通过模拟XMM-牛顿对脉动ULX群体的观测，我们预测可能有大约200个其他双峰ULX没有被XMM-牛顿足够好地观测到，从而被识别为瞬态。
2018-02-21 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
INTEGRAL, Swift, and RXTE observations of the 518 Hz accreting transient pulsar Swift J1749.4-2807
爆发的斯威夫特J1749.4-2807源是在高X射线活跃状态下发现的，而在2010年4月10日对银河系膨胀的{INTEGRAL}观测期间。在RXTE数据中发现了518 Hz的脉动，证实了以前关于爆发源和吸积毫秒X射线源之间可能存在联系的建议。随后X射线食的发现使斯威夫特J 1749.4 $-$ 2807成为第一颗食吸积毫秒X射线脉冲星。我们获得了有关Swift J1749.4-2807和其他突发源的更多信息。我们报告的监测活动的来源，进行了约两个星期的斯威夫特，积分，和RXTE卫星的结果。观测结果表明，雨燕J1749.4-2807在整个事件期间的X射线光谱（能量范围为0.5-40 keV）可以用吸收幂律模型（N_H~ 3e 2 cm^-2，Gamma~1.7）精确地模拟。在雨燕的数据中也发现了X射线食，并提供了一个明确的证据，证明沿着视线到源的尘埃散射晕。在长达两周的监测中，只观察到一次I型X射线爆发。Swift J1749.4-2807的X射线通量在发现后约11天以指数方式衰减到Swift/XRT的检测阈值以下（tau的e折叠时间=12^+7_-3天）。我们比较了从斯威夫特J1749.4-2807观测到的爆发的性质与以前已知的毫秒X射线双星和其他瞬态低质量X射线双星。
2010-10-14 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
Super-Eddington accretion onto a stellar mass ultraluminous X-ray source NGC 4190 ULX1
我们提出了高质量的XMM-牛顿观测的结果，在星系NGC 4190的ULX。在NGC 4190 ULX 1光谱中检测到光谱截止，排除了ULX处于标准低/硬正则吸积状态的解释。我们报告说，高质量的EPIC光谱可以更好地描述了广泛的热组件，如一个薄的磁盘。此外，我们发现长期的光谱和通量的变化源使用几个XMM牛顿和雨燕数据。通量和幂律光子指数之间存在明显的反相关，进一步证实了ULX的光谱态演化。ULX的光谱特性表明，该源是在一个扩大的磁盘状态与光度（$\approx (3-10) \times 10^{39}$尔格s $^{-1}$）落在ultraluminous制度。正的亮度-温度关系进一步表明，多色盘模型遵循$L \propto T^4$关系，这是预期的黑体盘发射从一个恒定的区域和薄盘模型似乎有利于$L \propto T^2$关系与平流主导的盘发射一致。从这种光度下的宽盘状光谱特征，我们估计了中心致密天体的质量上限，并发现ULX拥有一个恒星质量的黑洞。
2021-03-18 astro-ph.HE
A new sample of transient ultraluminous X-ray sources serendipitously discovered by Swift/XRT
本文基于 Swift/XRT 在 NGC 4945、NGC 7793 和 M81 中偶然发现的五个暂现 ULX，利用盘不稳定性模型拟合光变曲线并估计出现率，揭示暂现源可能在产生 ULX 光度的系统中占主导。
2023-05-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Chandra and Swift X-ray Observations of the X-ray Pulsar SMC X-2 During the Outburst of 2015
我们报告了Chandra/HRC-S和Swift/XRT对2015年小麦哲伦云SMC X-2中高质量X射线双星（HMXB）脉冲星爆发的观测结果。虽然以前的研究表明，O型星或Be星是SMC X-2的高质量伴星，但我们的Chandra/HRC-S图像明确证实了O型星是真正的光学对应物。利用Swift/XRT观测数据，通过到达时间（TOA）分析，提取了脉冲星双星的精确轨道参数。此外，在下合点附近有两次X射线下降，这可能是由日食或伴星表面附近的电离高密度阴影风造成的。最后，我们提出，在爆发的X射线/光学演化中，第10天的辐射压力驱动的外流起了重要作用。
2016-09-13 astro-ph.HE
M51 ULX-7: super-orbital periodicity and constraints on the neutron star magnetic field
在目前的工作中，我们探讨了标准的理论模型的吸积M51 ULX-7所观察到的属性的适用性。上旋速率和观测到的X射线光度是中子星表面磁场为$2-7\times10^{13}$ G的证据，在接近平衡状态下旋转。对该系统的X射线光变曲线的分析（Swift/XRT数据）揭示了$\sim$ 39 d超轨道周期的存在。我们认为超轨道周期性是由于盘的进动，物质以恒定的速率吸积到中子星上，并将这种调制归因于中子星的自由进动，我们估计表面磁场强度为$3-4\times10^{13}$ G.这两个独立的估计协议提供了强有力的约束表面极性磁场强度的中子星。
2019-11-21 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
Revealing the nature of the ULX and X-ray population of the spiral galaxy NGC 4088
本文介绍了螺旋星系NGC_4088及其超亮X射线源（ULX N4088--X1）的首次\textit{Chandra}和\textit{Swift} X射线研究。我们还报告了在1.6和5 GHz的甚长基线干涉测量（VLBI）观测进行准同时与\textit{Swift}和\textit{Chandra}观测，分别。利用\textit{Chandra}探测到NGC 1，4088的D25椭圆内的15个X射线源，并由此导出了该星系的X射线光度函数（XLF）。我们发现XLF与恒星形成星系的恒星形成率非常相似，并估计恒星形成率为4.5 $M_{\odot}$/年$^{-1}$。ULX的\textit{Chandra}探测产生其最精确的X射线位置，该位置在空间上与1.6 GHz的紧凑无线电发射一致。ULX \textit{Chandra} X射线光度（$L_\mathrm{0.2-10.0 keV} = 3.4\ \times$ 10 $^{39}$ erg s $^{-1}$）表明N4088-X1可能位于NGC 1，4088的高质量X射线双星（HMXB）群体的高光度端。对N4088-X1的黑洞质量和射电与X射线光度之比的估计排除了超大质量黑洞的性质。N4088-X1的\textit{Swift} X射线谱最好用热康普顿化模型描述，并呈现统计学上显著的高能截止。我们的结论是，N4088-X1最有…
2014-03-05 astro-ph.GA 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
Orbit and intrinsic spin-up of the newly discovered transient X-ray pulsar Swift J0243.6+6124
基于2017年10月费米星上伽马射线暴监测器获得的数据，给出了新发现的瞬变Be X射线双星Swift J0243.6+6124的轨道解。我们建立了中子星的Doppler诱导自旋变化和内禀自旋变化的模型，假设后者是由吸积力矩驱动的，并讨论了观测到的自旋变化对中子星和双星参数的影响。特别地，我们得出结论，中子星必须是强磁化的，并估计到源的距离为$\sim$ 5千秒差距。
2017-12-19 astro-ph.HE
