We discovered 2.8 s pulsations in the X-ray emission of the ultraluminous X-ray source (ULX) M51 ULX-7 within the UNSEeN project, which was designed to hunt for new pulsating ULXs (PULXs) with XMM-Newton. The pulse shape is sinusoidal and large variations of its amplitude were observed even within single exposures (pulsed fraction from less than 5% to 20%). M51 ULX-7 is a variable source, generally observed at an X-ray luminosity between $10^{39}$ and $10^{40}$ erg s$^{-1}$, located in the outskirts of the spiral galaxy M51a at a distance of 8.6 Mpc. According to our analysis, the X-ray pulsar orbits in a 2-d binary with a projected semi-major axis $a_\mathrm{X} \sin i \simeq$ 28 lt-s. For a neutron star (NS) of 1.4 $M_{\odot}$, this implies a lower limit on the companion mass of 8 $M_{\odot}$, placing the system hosting M51 ULX-7 in the high-mass X-ray binary class. The barycentric pulse period decreased by $\simeq$0.4 ms in the 31 d spanned by our May -- June 2018 observations, corresponding to a spin-up rate $\dot{P} \simeq -1.5\times10^{-10}\text{s s}^{-1}$. In an archival 2005 XMM-Newton exposure, we measured a spin period of $\sim$3.3 s, indicating a secular spin-up of $\dot{P}_{\mathrm{sec}}\simeq -10^{-9}\text{ s s}^{-1}$, a value in the range of other known PULXs. Our findings suggest that the system consists of an OB giant and a moderately magnetic (dipole field component in the range $10^{12}$ G $\lesssim B_{\mathrm{dip}}\lesssim 10^{13}$G) accreting NS with weakly beamed emission ($1/12\lesssim b\lesssim1/4$).

中文翻译：

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在 2 天轨道中发现 2.8 秒脉冲星 为 M51 中的超亮 X 射线源 ULX-7 提供动力的高质量 X 射线双星

我们在 UNSEeN 项目中发现了超亮 X 射线源 (ULX) M51 ULX-7 的 X 射线发射中的 2.8 s 脉动，该项目旨在用 XMM-Newton 寻找新的脉动 ULX (PULX)。脉冲形状是正弦曲线，即使在单次曝光中也观察到其幅度的巨大变化（脉冲分数从小于 5% 到 20%）。M51 ULX-7 是一个可变源，通常在 $10^{39}$ 和 $10^{40}$ erg s$^{-1}$ 之间的 X 射线光度下观察到，位于螺旋星系 M51a 的外围在 8.6 Mpc 的距离。根据我们的分析，X 射线脉冲星以二维双星轨道运行，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 $M_{\odot}$，将托管 M51 ULX-7 的系统置于高质量 X 射线二进制类别中。在我们 2018 年 5 月至 2018 年 6 月的观测所跨越的 31 d 中，重心脉冲周期减少了 $\simeq$0.4 ms，对应于自旋速率 $\dot{P}\simeq -1.5\times10^{-10}\文本{ss}^{-1}$。在 2005 年的 XMM-Newton 档案中，我们测量了 $\sim$3.3 s 的自旋周期，表明 $\dot{P}_{\mathrm{sec}}\simeq -10^{-9 的长期自旋}\text{ ss}^{-1}$，其他已知 PULX 范围内的值。我们的研究结果表明，该系统由一个 OB 巨星和一个中等磁性的（偶极场分量在 $10^{12}$ G $\lesssim B_{\mathrm{dip}}\lesssim 10^{13}$G 范围内）组成用弱光束发射增加 NS ($1/12\lesssim b\lesssim1/4$)。在我们 2018 年 5 月至 6 月的观测所跨越的 31 d 中为 4 毫秒，对应于自旋速率 $\dot{P} \simeq -1.5\times10^{-10}\text{ss}^{-1} $. 在 2005 年的 XMM-Newton 档案中，我们测量了 $\sim$3.3 s 的自旋周期，表明 $\dot{P}_{\mathrm{sec}}\simeq -10^{-9 的长期自旋}\text{ ss}^{-1}$，其他已知 PULX 范围内的值。我们的研究结果表明，该系统由一个 OB 巨星和一个中等磁性的（偶极场分量在 $10^{12}$ G $\lesssim B_{\mathrm{dip}}\lesssim 10^{13}$G 范围内）组成用弱光束发射增加 NS ($1/12\lesssim b\lesssim1/4$)。在我们 2018 年 5 月至 6 月的观测所跨越的 31 d 中为 4 毫秒，对应于自旋速率 $\dot{P} \simeq -1.5\times10^{-10}\text{ss}^{-1} $. 在 2005 年的 XMM-Newton 档案中，我们测量了 $\sim$3.3 s 的自旋周期，表明 $\dot{P}_{\mathrm{sec}}\simeq -10^{-9 的长期自旋}\text{ ss}^{-1}$，其他已知 PULX 范围内的值。我们的研究结果表明，该系统由一个 OB 巨星和一个中等磁性的（偶极场分量在 $10^{12}$ G $\lesssim B_{\mathrm{dip}}\lesssim 10^{13}$G 范围内）组成用弱光束发射增加 NS ($1/12\lesssim b\lesssim1/4$)。表明 $\dot{P}_{\mathrm{sec}}\simeq -10^{-9}\text{ ss}^{-1}$ 的长期旋转，该值在其他已知范围内PULX。我们的研究结果表明，该系统由一个 OB 巨星和一个中等磁性的（偶极场分量在 $10^{12}$ G $\lesssim B_{\mathrm{dip}}\lesssim 10^{13}$G 范围内）组成用弱光束发射增加 NS ($1/12\lesssim b\lesssim1/4$)。表明 $\dot{P}_{\mathrm{sec}}\simeq -10^{-9}\text{ ss}^{-1}$ 的长期旋转，该值在其他已知范围内PULX。我们的研究结果表明，该系统由一个 OB 巨星和一个中等磁性的（偶极场分量在 $10^{12}$ G $\lesssim B_{\mathrm{dip}}\lesssim 10^{13}$G 范围内）组成用弱光束发射增加 NS ($1/12\lesssim b\lesssim1/4$)。