On the Nature of the Unique H$α$-Emitting T Dwarf 2MASS J12373919+6526148
我们探索和折扣的假设，强，连续H $α$发射T矮星2 MASS J12373919+6526148可以解释为一个年轻的，低重力，非常低的质量棕矮星。我们已经知道这个源的绝对星等比三角视差测量的T型矮星要微弱一些，并且它的切向速度与旧的盘运动学一致。应用Burgasser、Burrows和Kirkpatrick的新近红外光谱技术，获得了该源的{ \teff }、$\log{g}$和金属丰度（[M/H]）的估算值。2 M 1237+6526具有{ \teff } $\approx$ 800-850 K。如果[M/H]是太阳的，则$\log{g}$高达$\sim$ 5.5（cgs），并且该源的年龄大于10 Gyr。我们发现一个更合理的方案是适度的太阳下金属丰度（[M/H] = -0.2）和中等的$\log{g}$ $\sim$ 5.0，这意味着年龄大于2 Gyr，质量大于0.035 M $_{\sun}$。另一种解释的独特的排放这个来源，涉及一个相互作用，密切，双简并系统，应进一步调查。事实上，根据可能的$Spitzer IRAC$ [3.6]--[4.5]颜色过剩，有证据表明2 M 1237+6526有一个{ \teff } $<$ 500 K伴星。然而，这种过剩可能是由太阳下的金属丰度造成的。
2006-09-28 astro-ph
On the origin of the X-ray emission from Herbig Ae/Be stars
我们进行了系统的搜索钱德拉档案观测赫比格Ae/Be星。这些恒星是完全辐射的，并且不支持类似于它们的对流低质量对应物金牛T星的发电机作用。它们的X射线发射仍然无法解释。钱德拉相对于以前的X射线仪器的优越的空间分辨率，使我们能够检查在产生所观察到的X射线的晚型同伴的可能作用。在17颗Herbig Ae/Be星的总样本中，有8颗在10”以内与发射X射线的暗伴星或其他不相关的X射线亮天体分辨。Herbig Ae/Be星的探测率为76%，但如果所有的辐射都归因于进一步已知和未解决的同伴，则会降低到35%。光谱分析证实了早期对单个天体研究得出的这类天体的高X射线温度（~ 20 MK）和大范围的分数X射线光度（log L_x/L_star）。根据高温的特点，排除了辐射风的排放机制。赫比格Ae/Be星的X射线性质与它们的晚型伴星（如果已知的话）没有太大的不同，也与其他用于比较的年轻晚型恒星没有太大的不同。因此，要么类似的过程发生在这两类天体上，要么必须有尚未发现的伴星。
2006-05-23 astro-ph
X-Ray Emitting Blast Wave from the Recurrent Nova RS Ophiuchi
恒星爆炸，如新星和超新星，产生了宇宙中大部分的重元素。虽然在双星系统中，从白矮星表面失控的热核聚变反应中产生新星的现象已经被理解[1]，但喷出物的结构、动力学和质量还不为人所知。在极少数情况下，白矮星会嵌入红巨星伴星的风星云中;爆炸产物会犁过星云并产生X射线辐射。今年年初，蛇夫座RS的一次爆发[2，3]首次提供了对这一事件进行全面X射线观测并诊断喷出物内状况的机会。在这里，我们表明，从RS蛇夫座在喷发早期的硬X射线发射来自后面的冲击波，或向外移动的冲击波，自由扩大了不到2天，然后减速，由于与星云的相互作用。X射线迅速减弱，表明冲击波偏离了标准的球壳结构[4-6]。减速的早期开始表明，喷出的壳层质量较低，而白矮星质量较高[7]，蛇夫座RS是研究宇宙膨胀不可或缺的超新星类型的先驱。
2006-05-30 astro-ph
X-Ray Emission from Central Binary Systems of Planetary Nebulae
本文研究了行星状星云（PN）中央电离星的主序星双星伴星在什么条件下可能变得磁活跃，从而显示出强的X射线亮度。由于大多数PNE的年龄都超过几十亿年，任何主序星伴星的旋转速度都太慢，以至于没有磁场活动，因此不会发射明亮的X射线，除非它是自旋的。我们证明，如果在AGB阶段的PN祖先的轨道间隔小于30-60 AU，在光谱类型范围F7到M4的主序星同伴将吸积足够的角动量从AGB风快速旋转，成为磁活跃，并表现出强大的X射线光度。质量较低的M星和棕矮星也可以变得磁活跃，但它们的轨道间隔应该很小，因此不太可能在祖先的AGB阶段幸存下来。我们估计，20- 30%的椭圆PN和30- 50%的双极PN可能有磁活性的同伴，将揭示自己在X射线观测。对NGC 7293致密中心源的钱德拉X射线天文台光谱的重新分析表明，该物体的发射区域具有与日冕活动主序星类似的丰度异常。
2001-11-14 astro-ph
Discovery of microquasar LS I +61 303 at very high energy gamma-rays with MAGIC
在这里，我们报告的发现非常高的能量伽马射线发射的射电发射X射线双星LS I +61 303与主要大气伽马成像切伦科夫（MAGIC）望远镜。这种高能量的辐射被发现是可变的，在近星点通过后4天被检测到，并持续数天。这些数据是沿不同的轨道周期采集的，而探测到的情况发生在类似的轨道相位，这表明发射是周期性的。有两种不同的情况涉及到解释这种高能量发射：微类星体的情况下，伽马射线产生的无线电发射喷流;或脉冲星双星的情况下，他们产生的冲击，这是由脉冲星风和风的大质量的同伴的相互作用。
2006-10-31 astro-ph
Red Companions to the z=2.15 Radio Loud Quasar 1550-269
我们对z=2.15射电大声类星体1550-269周围的环境进行了观测，以寻找与它或z=2.09 CIV吸收体有关的遥远星系。这些物体将通过它们的红色来区分，R-K > 4.5。我们在类星体周围1.5弧分^[2]的区域内发现了5个这样的天体，典型的K'星等约为20.4，没有探测到R波段的辐射。我们还发现了第六个物体，K=19.6 +/- 0.3，在R处未被发现，距离类星体只有两角秒。所有这些天体的性质目前尚不清楚，在我们确定它们的红移之前，它们的性质将一直如此。我们认为它们很可能与类星体或CIV吸收体有关，在这种情况下，它们的性质可能与Francis等人（1997）发现的z=2.38的红色Ly-alpha发射星系相似。类星体和我们最亮的物体之间的小间隔表明它可能是负责CIV金属线吸收系统的星系。与类星体的接近和红色可能已经排除了在之前对CIV和EG发射的搜索中发现类似物体的可能性。阻尼减振器
2000-02-04 astro-ph
Evidence of a Massive Black Hole Companion in the Massive Eclipsing Binary V Puppis
迄今为止，大多数恒星质量的黑洞都是在X射线双星中发现的，其中的黑洞是通过共包络演化形成的。在这里，我们给出了证据的存在下，一个大规模的黑洞候选人作为一个三级同伴在大规模的食二进制V船尾座。我们发现这颗短周期双星的轨道周期（P=1.45天）在经历长期增长的同时呈现出周期性的变化。周期振荡可以解释为光的旅行时间效应，通过第三个机构的质量不小于10.4太阳质量的存在。然而，没有发现第三个天体的谱线表明它是一个大质量黑洞候选者。这个黑洞候选者可能对应于乌胡鲁、哥白尼和ROSAT卫星发现的船尾座V附近的弱X射线源，它是通过恒星风从大质量双星吸积物质产生的。这对双星周围含有大量重元素的星周物质可能是由大质量黑洞的前身超新星爆炸形成的。所有的观测结果都表明，一个巨大的黑洞正在以5.47年的周期绕着大质量的近距离双星船尾座V运行。同时，我们发现中心密近双星正在经历缓慢的质量转移从第二次到主星的第二个组成部分的核时标，揭示了该系统已经通过了一个快速的质量转移阶段。
2008-06-30 astro-ph
Atmospheric reflection during an anomalous low-state of Hercules X-1
我们目前的日食X射线双星武仙座X-1的RXTE观测期间进行的异常低状态。数据简化显示，它的光变曲线超过2.7个轨道周期，与伴星主导的光学和紫外光变曲线非常相似。计数率被调制接近轨道周期，达到最大值时，内面的伴星，照射的X射线从紧凑的来源，是最明显的。冷反射对能谱提供了可接受的拟合。采用二元几何比例模型，并假设伴星反射，我们能够重建入射的X射线，这是从我们的直接视线（大概是由吸积盘）。我们发现隐藏源的通量与观测到的Her X-1在其主高态峰值时的通量相同。因此，Her X-1发射的是反射光谱，在异常低态下基本上没有受到直接X射线的污染。调制的光谱能量分布、周期、振幅和相位都与伴星起源一致。由于这个源发生在一个很好理解的二进制环境中，它为将来更敏感的实验提供了一个很好的案例研究。
2001-01-23 astro-ph
Red Companions to a z=2.15 Radio Loud Quasar
我们对z=2.15射电大声类星体1550-269周围的环境进行了观测，以寻找与它或z=2.09 CIV吸收体有关的遥远星系。这些物体将通过它们的红色来区分，R-K>4.5。我们在类星体周围1.5弧分^[2]的区域内发现了5个这样的天体，典型的K星等约为20.4，没有探测到R波段的辐射。我们还发现了第六个物体，K=19.6+/-0.3，在R处未被发现，距离类星体只有两角秒。所有这些天体的性质目前尚不清楚，在我们确定它们的红移之前，它们的性质将一直如此。我们认为它们很可能与类星体或CIV吸收体有关，在这种情况下，它们的性质可能与Francis等人（1997）发现的z=2.38的红色Ly-alpha发射星系相似。类星体和我们最亮的物体之间的小间隔表明它可能是负责CIV金属线吸收系统的星系。与类星体的接近和红色可能已经排除了在之前对CIV和EG发射的搜索中发现类似物体的可能性。阻尼减振器
1999-06-28 astro-ph
HgMn Stars as apparent X-ray emitters
在ROSAT全天巡天中，探测到11颗汞锰星是软X射线发射体（Berghoefer、Schmitt和Cassinelli，1996年）。在ROSAT之前，爱因斯坦天文台的X射线观测表明，光谱范围在B5-A7的恒星没有X射线发射。由于这些恒星没有X射线发射机制（也不适用于HgMn恒星），通常的论点是，在这种光谱类型的X射线探测到的恒星的情况下，存在一个看不见的低质量伴星，这是X射线发射的原因。本工作的目的是使用我们的X射线检测到的HgMn星样本的所有可用数据，并得出可能伴星的性质的结论。
1998-05-18 astro-ph
The He II Emitting Nebula N44C in the LMC: Optical/UV Spectroscopy of the Nebula and its Ionizing Star
我们提出了HST光谱和成像，以及新的地面光谱和ROSAT HRI成像，的He II发射星云N44 C和它的电离星。这颗电离星的GHRS光谱图给出了它的光谱类型约为O 7。缺少Si IV和C IV的天鹅座P剖面表明这颗恒星不是超巨星。星云中的电离气体丰度与大麦哲伦星系H II区的平均丰度一致，但可能的例外是氮可能会增加。以前演化的伴星的富集作用并不明显。在H-α + [N II]中的长缝阶梯光栅光谱图显示N44 C中没有高速气体的证据。这排除了高速激波作为星云He II发射源的可能性。N44 C的108 ks ROSAT HRI图像显示，在0.1-2.0 keV波段，当3 σ上限L（X）< 10^34 erg s^-1时，没有X射线点源。根据对He II发射区电子密度的新测量，我们得出He^+2的复合时间尺度约为20年，Ne^+4的复合时间尺度约为4年。如果N44 C是一个化石X射线电离星云，这就严重限制了假定的X射线源何时关闭。如果电离源已经关闭，星云中强[Ne IV]发射的存在是令人困惑的。虽然N44 C中的O星目前还没有显示出Be的特征，但这个系统可能与Be X射线双星有关。需要对星云的X射线和He II发射进行监测，以及对电离恒星的径向速度进行研究，以充分了解N44 C的发射线光谱。
2000-08-01 astro-ph
Abundance Anomalies in the X-ray Spectra of the Planetary Nebulae NGC 7027 and BD +30 363
为了解决发射X射线的气体丰度异常的问题，我们重新审视了Chandra对行星状星云NGC 7027和BD +30 3639的观测。NGC 7027的镁（Mg）和BD +30 3639的氖（Ne）相对于太阳的丰度需要增加，以适应它们的X射线光谱，而在光学和红外波长的观测表明，在这些系统中镁和氖耗尽。我们将NGC 7027中Mg在X射线中相对于光学的增强归因于光学星云中Mg在尘埃颗粒上的耗尽。对于BD +30 3639，我们推测高度增强的Ne来自WD伴星，它吸积了渐近巨星分支祖先吹来的风的一小部分，并经历了一次类似新星的爆发，使X射线发射气体富含Ne。
2003-01-30 astro-ph
Discovery of a cataclysmic variable with a sub-stellar companion
我们发现ROSAT源1 RXS J105010.3-140431是一个激变变星，轨道周期为88.6分钟，光谱与WZ Sge非常相似。特别是，发射线两侧的斯塔克加宽的吸收翼可能起源于光球的一个紧凑的对象。巴耳末吸收线可以用一颗具有13 000 $< T_{eff} <$ 24 000 K的DA白矮星的光谱来模拟。强吸收线使我们能够使用互相关技术获得白矮星的直接径向速度。我们发现了一个极低的白矮星径向速度半振幅，$K_{wd}$ = 4 $\pm$ 1 km s $^{-1}$ .这与从H $α$发射线机翼K < 20 km s $^{-1}$得到的上限是一致的。相应的质量函数与主序星次级不相容，但与轨道后周期最小的激变变星和类褐矮星次级相容。形式解给出了10-20个木星质量的次级质量。多普勒地图的发射线和假设的黑体发射表明一个稳定状态（T $\sim r^{-3/4}$）吸积盘主要发射H $α$和光学厚热点具有较强的贡献高阶巴耳末线和\ion{He}{I} 5875。与其他长周期矮新星一样，从发射线的分析中发现了内盘被移除的证据。
2001-07-11 astro-ph
X-ray Emitting Young Stars in the Carina Nebula
我们提出了一个多波长的研究船底座星云的中心部分，包括Trumpler 16和Trumpler 14的一部分。对钱德拉X射线观测站档案数据的分析导致了近450个X射线源的识别。然后，这些交叉识别与光学光度和光谱信息可从文献中，并与深近红外（JHKs）成像观测。已知的OB星中有38颗是X射线发射星。所有的O星和早期B星的X射线光度与辐射热光度之间都有名义关系Lx ~ 10^{-7} Lbol。一些中晚期的B型星被发现与X射线发射有关，可能是金牛座T星的伴星。我们发现了17颗在光学波段有较大消光的OB候选星。大约300个源具有晚型前主序星的X射线和红外特征。我们的样本提供了船底座星云中年轻恒星星族最全面的普查，将有助于研究这个大质量恒星形成区域的恒星形成历史。我们还报告了一个紧凑的（5' X 4'）组的7个X射线源，所有这些都在近红外高度红化和最X射线明亮的发现。这个星群在空间上与将船底座星云一分为二的暗“V”形尘埃带重合，可能是嵌入式星协的一部分。与Trumpler 16相关的HII区域周围的年轻恒星群的分布与收集和崩溃场景的恒星形成触发过程一致。
2006-03-02 astro-ph
Variable gamma-ray emission from microblazars
我们提出了一个模型的基础上的康普顿相互作用的相对论性的电子-正电子等离子体，喷射功能，由一个高质量的恒星同伴提供的UV-光子场的伽马射线发射微耀变体。考虑到恒星对吸积盘的引力作用，我们预测了一个喷流进动，它导致一个可变的，周期性的，高能伽马射线源。天鹅座X-1的具体情况进行了简要讨论。
2002-07-30 astro-ph
Further X-ray detections of Herbig stars
对赫比格Ae/Be星的X射线探测结果的解释存在争议，因为尚不清楚这些中等质量的前主序星是否能够驱动发电机以及随之而来的磁活动现象。其他的X射线产生机制，与恒星风、星盘磁层或尚未解决的晚型金牛座T星伴星有关。在一系列的论文中，我们一直在研究赫比格Ae/Be和主序星B型星的高分辨率X射线钱德拉图像，通过空间分辨已知的可见伴星来检验金牛座T假说。在这里，我们报告六个尚未公布的钱德拉曝光从我们的X射线调查赫比格星。目标列表包括六颗赫比格星和已知的冷伴星，以及另外三颗偶然出现在钱德拉视野中的A/B型恒星。在这个样品中，我们记录到100%的探测率，即所有A/B型星都显示出log（L_x/L_bol）~-5. -的X射线发射水平。7.硬度比的分析证实，HAeBe的有更热和/或更多的吸收X射线发射等离子体比更进化的B型星。根据高的X射线温度，排除了辐射风是唯一的发射机制。与早期的结果一致，赫比格Ae/Be星的X射线性质与它们的晚期伴星（如果已知的话）没有很大的不同。根据现有的数据，赫比格星的硬X射线发射是否是由于年轻或表明有更多的日冕活动的低质量伴星，这一问题尚待解决。在后一种情况下，我们的检测统计意味着高分数的高阶多重系统之间的赫比格恒星。
2008-10-10 astro-ph
The origin of HI-deficiency in galaxies on the outskirts of the Virgo cluster. II. Companions and uncertainties in distances and deficiencies
本文对位于室女星系团外围的13个旋涡星系中性氢缺乏的成因进行了重新评价。如果这些星系穿过了星系团的核心，它们的星际气体应该已经通过星系团的热X射线发射气体的冲压压力剥离而消失了。我们分析这些HI缺乏和其他螺旋星系的速度-距离图中的位置，在其中我们包括我们的汇编61椭圆星系的速度-距离数据，并与宇宙学N体模拟获得的模拟速度-距离图进行比较。我们发现，~20%的相对塔利-费舍尔距离误差与绝大多数螺旋一致，除了少数物体，其在速度-距离图中的位置表明距离非常不正确，这意味着塔利-费舍尔误差分布函数具有非高斯翼。此外，我们发现，距离误差可能会导致不正确的拟合的Tolman-Bondi解决方案，可以产生显着的错误的距离，特别是质量估计的集群。我们提出了4种可能性，为边远的HI-缺乏螺旋（频率递减）：1）它们有很大的相对距离误差，实际上足够近（距离我们12.7 - 20.9 Mpc）的星系团穿过了它的核心，看到它们的气体被冲压压力剥离; 2）它们的气体通过与其他星系的潮汐相互作用转化为恒星; 3）它们的气体在最近与较小星系合并时被加热; 4）它们实际上并不是缺乏HI的（例如S 0/a被错误地归类为Sa）。
2004-01-19 astro-ph
Asymmetric silicate dust distribution toward the silicate carbon star BM Gem
硅酸盐碳星显示出10微米的硅酸盐辐射，尽管它们的光球富含碳。它们被认为有环双星或环伴星盘，作为过去质量损失所脱落的富氧物质的储存库。我们提出了在甚大望远镜干涉仪（VLTI）的硅酸盐碳星BM宝石的N波段光谱干涉观测。我们的目标是探测富氧尘埃的空间分布与高空间分辨率。使用UT 2-UT 3和UT 3-UT 4基线配置，在44- 62 m基线处用VLTI/VLBI观测BM Gem。BM Gem的N波段荧光强度在8 ~10 μ m范围内急剧下降，在10 μ m范围内逐渐增加，反映了亚微米级无定形硅酸盐颗粒的光学薄硅酸盐发射特征。在~44--46 m基线处获得的微分相位在~9和11微米之间的硅酸盐发射特征的中心部分显示出显著的非零值（~ -70度），揭示了硅酸盐发射区域的光心移位和不对称性质。观测到的N波段的vibration和微分相位可以用一个简单的几何模型来解释，在这个模型中，未分辨的恒星被一个具有方位亮度调制的环所包围。最佳拟合模型的特征是一个宽环（10微米处约70质量），其中明亮的区域与未解析的恒星偏移约20质量，位置角约为280度。这个模型可以被解释为一个系统的circum-companion盘，是一致的光谱特征的吸积盘周围的一个看不见的同伴最近发现的紫光谱BM宝石。
2008-07-21 astro-ph
Deep 10 and 18 micron Imaging of the HR 4796A Circumstellar Disk: Transient Dust Particles & Tentative Evidence for a Brightness Asymmetry
我们提供了HR 4796 A的新的10.8和18.2微米的图像，HR 4796 A是一颗年轻的A0 V恒星，最近被发现有一个壮观的，几乎是边缘的，拱星盘突出约20微米（Jayawardhana等1998; Koerner等1998）。这些新的图像，获得了OSCIR在凯克II，显示磁盘的大小在10微米是可比的大小在18微米。因此，发射18微米的粉尘也可能发射部分或全部10微米辐射。使用这些多波长图像，我们确定了中红外发射尘埃颗粒的“特征”直径为2-3微米，如果它们是球形的，由天文硅酸盐组成。这么小的粒子预计会在几百年内被辐射压吹出系统，因此这些粒子不太可能是原始的。圆盘的动力学模型（Wyatt等人，2000年）表明，圆盘表面密度在70 AU附近相对尖锐地达到峰值，这与Schneider等人（1999年）从他们的NICMOS图像中推导出的平均环形半径一致。我们目前的证据（~1.8西格玛意义）的亮度不对称，可能会导致从存在的黑洞和引力扰动的磁盘粒子轨道的低质量恒星的同伴或行星。这种“近心辉光”（pericenter glow）仍有待证实，是由于星盘的对称中心相对于中心恒星HR 4796 A有一个非常小（几个天文单位）的位移;环内边界的一侧移向HR 4796 A，因此变得更温暖，发出更多的红外线。近心辉光的可能检测意味着检测行星盘上甚至复杂的动力学效应是触手可及的。
1999-09-21 astro-ph
Discovery of slow X-ray pulsations in the high-mass X-ray binary 4U 2206+54
4U 2206+54是最神秘的高质量X射线双星之一。尽管进行了密集的搜索，但在0.001-1000 s的时间范围内没有检测到X射线脉动。在~30 keV的回旋加速器线已建议由不同的作者，但从未检测到的意义。光学伴星的恒星风异常缓慢。最初报告的轨道周期为9.6天，消失了，新的周期为19.25天。我们新的长时间和不间断的RXTE观测使我们能够首次搜索长时间（~1小时）的脉动。我们在4U 2206+54的光变曲线中发现了5560秒的脉动。这些脉动最初是在RXTE数据中探测到的，现在也出现在INTEGRAL和EXOSAT观测中。在2-10 keV的能量范围内，平均X射线亮度为1.5 x 10^{35} erg s^{-1}，Fmax/Fmin约为5。该比率意味着偏心率约为0.4，略高于先前建议的偏心率。该源在低能量下也表现出软过剩。如果用黑体分量来模拟软过剩，那么发射区的大小和温度就与它在中子星表面上的热点方面的解释一致。该源显示的变化的时间尺度的天，大概是由于质量吸积率的变化，因为中子星周围的光学伴星在一个适度的偏心轨道。
2008-12-12 astro-ph
The UV/X-ray emission of the symbiotic star AG Draconis during quiescence and the 1994/1995 outbursts
我们提出了一个广泛的运动的协调X射线（ROSAT）和紫外线（IUE）的观测结果的共生星AG Dra在一个长时期的平静（1990年至1993年），随后在1994年和1995年的两个光学爆发。热的成分（即发射X射线的致密物体）在静止阶段非常明亮：（9.5+/-1.5）*10^36（D/2.5 kpc）^2 erg/s。这表明致密天体在其表面以（3.2+/-0.5）*10^-8（D/2.5 kpc）^2 M太阳/年的速率燃烧富氢物质。假设一个稳定的状态，也就是说，燃烧的速度正好是吸积供应的速度，这个高速度表明一个充满冷伴星的洛希瓣，尽管不能排除伴星风的邦迪-霍伊尔吸积。我们发现在两个光学极大值期间，X射线通量显著降低。在紫外线下，这些事件的特征是发射线和连续通量的大幅增加。X射线/紫外线通量与光学亮度演化的关系很可能是由于热组分的温度降低，这可能是向燃烧的致密物体的质量传递增加的结果，导致其在每次光学爆发期间缓慢膨胀到其原始尺寸的两倍左右。
1996-12-04 astro-ph
Waiting in the Wings: Reflected X-ray Emission from the Homunculus Nebula
我们报告了首次探测到的X射线发射与侏儒星云周围的超大质量恒星船底座伊塔。辐射的特征是温度超过100 MK，与恒星相关的延迟X射线通量的散射一致。星云发射在侏儒星的西北叶和中心区域附近明亮，在东南叶较暗。我们还报告检测到一个异常广泛的铁K荧光线，这可能表明荧光散射的伴星或其他一些高速流出的风。X射线侏儒星云是银河系X射线反射星云中距离最近的一个，也是唯一一个发射源和反射源都可以区分的星云。
2004-06-07 astro-ph
A 15.65 solar mass black hole in an eclipsing binary in the nearby spiral galaxy Messier 33
恒星质量的黑洞是在发射X射线的双星系统中发现的，它们的质量可以从它们的伴星的动力学中确定。恒星演化的模型很难在质量大于10个太阳质量的密近双星中产生黑洞，这与已知质量最大的恒星黑洞的质量都在10个太阳质量的1 sigma范围内的事实相一致。在这里，我们报告了最近发现的系统M33 X-7中的黑洞的质量为15.65 +/- 1.45太阳质量，它位于附近的M33星系中，是唯一已知的食双星中的黑洞。为了产生这样一个巨大的黑洞，原始恒星必须保留大部分的外壳，直到核心的氦聚变完成。另一方面，为了使黑洞在其目前的3.45天轨道上围绕其70.0 +/- 6.9太阳质量的伴星，必须有一个"共同的“演化阶段，在这个阶段中，系统失去了大量的质量。我们发现，共同的信封阶段不可能发生在M33 X-7，除非在其演化过程中从祖先的质量损失量是一个数量级小于通常假设的大质量恒星的演化模型。
2007-10-16 astro-ph
FUSE Observations of a Full Orbit of Hercules X-1: Signatures of Disk, Star, and Wind
我们用远紫外光谱探测器（FUSE）观测了X射线双星武仙座X-1的整个1.7天轨道。在OVI 1032，1037线剖面通过日食入口和出口的变化表明开普勒吸积盘旋转与轨道。这些观测结果可能显示了在武仙座X-1系统中看到的第一个双峰吸积盘线轮廓。发射线的多普勒断层图像显示了一个亮点偏离了伴星HZ Her的洛希瓣，但没有明显的吸积盘迹象。模拟显示，亮点偏离洛希瓣太远，不可能是由于其表面的X射线加热不均匀造成的。在断层图像中缺乏磁盘签名可以在模拟中重现，其中包括来自恒星风的吸收。我们试图从C III 977、C III 1175和N III 991发射线诊断发射气体的状态。后者可以通过Bowen荧光增强。
2007-06-13 astro-ph
V407 Vul: a direct impact accretor
V407 Vul（= RXJ 1914.4 +2457）显示了X射线通量在9.5分钟内的脉动，这被归因于磁性白矮星上的吸积，随着吸积极进入和离开视野，X射线脉冲被看到。X射线通量在脉冲之间下降到零，并且没有看到其他周期，这表明V407 Vul是一种被称为“极地”的系统，其中白矮星具有足够强的场来锁定其同伴的轨道。如果是这样的话，V407 Vul是已知轨道周期最短的双星。然而，与其他极化不同的是，V407 Vul既没有极化也没有线发射。在本文中，我们提出，V407 Vul是第一个例子的一种新型的X射线发射的双星，其中的质量转移流直接击中一个非磁性的白矮星作为一个非常紧凑的轨道的结果。我们的模型自然地解释了X射线和光学脉动，以及偏振和线发射的缺乏。结果表明，当吸积星及其伴星的质量为M1 ~ 0.5，M2 ~ 0.1Msun时，直接碰撞将发生。在我们的模型中，V407保持了它作为已知轨道周期最短的双星的地位，因此是低频引力波的强源。V407 Vul代表了AM CVn类双星演化的早期阶段，并将在10^6至10^7年的时间尺度上演化到正常的盘吸积阶段。V407 Vul的存在支持了AM CVn星形成的双简并途径。
2002-01-18 astro-ph
Discovery of Two Types of X-ray Dips in Cyg X-1
我们观测天鹅座X-1与{ \em RXTE}在其5.6天的双星轨道上连续。在整个观察过程中，发现源处于硬态。在X射线光变曲线中检测到许多强度下降。我们发现，下降分为两个不同的类别，根据其光谱特性。一种类型在低能量下在下降期间表现出强烈的X射线发射的能量依赖性衰减，这是光电吸收的特征，但另一种类型表现出几乎与能量无关的衰减。虽然第一种类型的下降可能是由伴星的不均匀风中的密度增强引起的，正如以前的研究所表明的那样，第二种类型可能是由于吸积流中光学厚的“团块”对扩展的X射线发射区的部分遮蔽。后者也可能是由源的X射线亮度的瞬间降低引起的，例如，由于质量吸积速率的降低，或者由于高度电离的"团块“中的汤姆逊散射。我们讨论这些场景的影响。
2001-12-06 astro-ph
Winds in Collision: high-energy particles in massive binary systems
高解析度的无线电观测显示，WR星的非热无线电辐射产生于WR星的恒星风与双星伴星的恒星风碰撞的地方。这些碰撞风双星（CWB）系统为研究粒子加速的基本物理提供了重要的实验室。双星恒星风和风碰撞区（WCR）的流体动力学模型，占电子能谱的演变，主要是由于逆康普顿冷却，现在可用。用VLA、MERLIN、EVN和VLBA获得的辐射测量和成像为这些模型提供了必要的约束。图中显示了WR 146和WR 147的无线电发射模型，尽管这些非常广泛的系统没有确定的轨道，因此缺乏一些重要的模型参数。原型WR+O星双星WR 140通过其7.9年轨道的一部分的多历元VLBI成像已被用来定义轨道倾角，距离和伴星的光度，使任何无线电发射CWB系统的最佳约束。相对论电子和离子的空间分布模型，以及磁能密度被用来模拟无线电发射，并预测在X射线和伽马射线能量的高能量发射。很明显，高能设施，如GLAST和VERITAS，将是重要的约束粒子加速参数，如能谱的谱指数和离子和电子的加速效率，并反过来，确定无线电频谱的独特模型。这将是特别重要的，在未来的尝试，以模拟光谱的WR 140在其整个轨道。O星（WR星的祖先）同步辐射的WCR起源可以通过对天鹅座OB2 No.9的观测来说明。
2006-11-02 astro-ph
