Swift-UVOT captures the earliest ultraviolet spectrum of a Gamma Ray Burst
我们提出了有史以来最早的紫外光谱的伽马射线暴（GRB）所观察到的Swift-UVOT。GRB 081203 A光谱被观察50秒，其中UV棱镜在Swift-BAT触发之后251秒开始，此时GRB为μ ~13.4等并且仍上升到其峰值光学亮度。紫外棱镜光谱显示出衰减的Ly-alpha线，Ly-beta，以及在红移z = 2.05 +/- 0.01处的莱曼连续谱断裂。莱曼吸收的模型拟合意味着log N（HI）= 22.0 +/- 0.2 cm-2，这是具有阻尼Ly-alpha吸收体的GRB宿主星系的典型特征。对GRB 081203 A的观测表明，对于亮度超过v ~14等且0.5 < z < 3.5的GRB，UVOT将能够提供红移，并在Swift-BAT触发后4-6分钟内探测阻尼的Ly-alpha吸收体。
2009-01-28 astro-ph
Prompt optical observations of GRB050319 with the Swift UVOT
斯威夫特天文台的UVOT望远镜已经探测到GRB 050319的光学余辉发射。在爆发开始后约230秒（爆发触发后90秒）开始观测，直到约5 × 10^4秒后，流量衰减到仪器灵敏度阈值以下，流量衰减的斜率为α = -0.57。没有证据表明早期光变曲线中快速下降的成分在X射线波段中同时出现。余辉在B波段的UVOT短波中没有被探测到，这表明红移约为3.5。光学V带发射位于X射线光谱的延伸上，光学到X射线的斜率为β =-0.8。爆炸相对平稳的衰减率表明，在爆炸后的几× 10^4秒内，中心引擎继续向火球注入能量。
2005-11-04 astro-ph
Swift XRT and UVOT deep observations of the high energy peaked BL Lac object PKS 0548-322 close to its brightest state
我们提出的光谱分析的结果5雨燕XRT和UVOT观测的BL Lac对象PKS 0548-322进行了在2005年4月至6月期间。这个高能量峰值BL Lac（HBL）源的X射线通量被发现近似恒定在F（2-10 keV）~ 4x 10 ^-11 erg cm^-2 s^-1的水平上，比1999年BeppoSAX观测到的亮度高2倍，接近爱因斯坦回转巡天报告的最大强度。在0.3-10千电子伏的斯威夫特X射线光谱中获得的非常好的统计数据使我们能够检测到一个简单的幂律谱分布的高度显着的偏差。一个对数抛物线模型很好地描述了X射线数据，并给出了一个最佳拟合曲率参数为0.18和峰值能量的光谱能量分布约2千电子伏。来自Swift UVOT的紫外光谱数据与软X射线数据点的幂律外推结合得很好，这表明相同的组分负责在两个波段中观察到的发射。X射线波段的同步辐射峰和高强度态的结合证实PKS 0548-322是TeV观测的主要目标。X射线监测和协调的TeV运动是非常可取的。
2006-10-13 astro-ph
Ultraviolet Light Curves of Supernovae with Swift Uvot
我们目前的紫外线（UV）观测超新星（SNe）获得的紫外线/光学望远镜（UVOT）上的斯威夫特航天器。这是来自任何单一仪器的最大的UV光变曲线样本，涵盖了所有主要SN类型和大多数亚型。SNe Ia的紫外光变曲线相当均匀，而SNe Ib/c和IIP的光变曲线形状变化较大。紫外光的颜色清楚地区分Ia型超新星和IIP型超新星，特别是在早期。然而，SNe IIP的颜色演变使得它们在爆炸后约20天的颜色与SNe Ia相似。SNe Ib/c显示出具有不同的UV光学颜色。使用紫外线的颜色来帮助类型SNe将是重要的高红移SNe发现在光学观测。这些数据可加到地基光学和近红外数据中，以建立单个物体的热辐射光变曲线，并作为对在没有紫外线数据的情况下使用的一般热辐射校正的检查。这个样本也可以与在光学波长处观察到的高红移SNe的静止帧UV观测进行比较。
2008-03-08 astro-ph
The First Swift Ultra-Violet/Optical Telescope GRB Afterglow Catalog
我们介绍了第一个雨燕紫外/光学望远镜（UVOT）的伽马射线暴（GRB）余辉目录。该目录包含了来自Swift，高能瞬变探测器2（HETE 2），国际伽马射线天体物理实验室（INTEGRAL）和行星际网络（IPN）首次探测到的229个GRB的64，000多个独立UVOT图像观测数据。该目录涵盖了2005年1月17日至2007年6月16日期间发生的伽马射线暴，包括雨燕爆发警报望远镜（BAT）探测到的86%的爆发。该目录提供了从每个UVOT图像中提取的详细的连拍位置、时间和光度信息。相对于USNO-B1星表，在3-sigma级别检测到的爆发位置具有标称精度，约为0.25弧秒。每个爆发的光度测定在三个紫外波段、三个光学波段和一个“白色”或开放式滤光片中给出。对于低于3-sigma的源，报告幅度的上限。还提供了突发样本和光变曲线的一般属性，包括依赖于滤波器的时间斜率。对于在3 σ水平检测到的爆发，大多数UVOT光变曲线可以通过单一幂律拟合，时间斜率（α）中位数为0.96，从爆发触发后几百秒开始，在约1x10^5 s结束。对于“良好”检测到的爆发的样本，2000 s时UVOT v波段（~5500埃）的中值幅度为18.02。UVOT通量内插到2000秒后的爆发，显示出相对较强的相关性，提示斯威夫特BAT通量，并在11小时后的斯威夫特X射线通量触发。
2008-09-24 astro-ph
Photometric Calibration of the Swift Ultraviolet/Optical Telescope
我们提出的雨燕紫外线/光学望远镜（UVOT）的光度校准，其中包括：最佳的光度和背景孔径，有效面积曲线，颜色变换，转换系数的计数率通量，和光度零点（准确到优于4%）的七个UVOT宽带过滤器。校准是用代表广泛光谱恒星类型的标准星和标准星场的观测结果进行的。校准结果包括位置相关的均匀性，以及在1600- 8000 A的工作范围内的仪器响应。由于UVOT是一种光子计数仪器，我们还讨论了符合损失对校准结果的影响。我们为UVOT数据分析中使用校准提供了实用指南。此处给出的结果取代了先前的校准结果。
2007-11-09 astro-ph
Swift-UVOT Observations of the X-Ray Flash 050406
我们提供了2005年4月6日X射线闪光（XRF 050406）的光学余辉的Swift-UVOT数据，从初始即时伽马射线发射后88秒到\sim 10^5秒。我们在V，B和U波段的观测是最早的XRF光学对应物。将早期的光学时间和光谱特性与Swift上的BAT和XRT望远镜拍摄的γ射线和同步X射线数据相结合，我们能够限制XRF的可能来源。瞬时发射具有FRED曲线（快速上升，指数衰减），持续时间为T_90 = 5.7 \pm 0.2 s，使其处于长爆发持续时间分布的短端。在紫外/可见光谱中没有4000 Ω的光电吸收，这就为红移提供了z \leq 3.1的严格上限，从而排除了高红移作为软光谱的唯一原因。光学光变曲线符合幂律衰减，斜率α = -0.75 \pm 0.26（F_v \propto t^α），最大值出现在初始伽马射线发射后的前200秒。离轴结构射流模型很好地描述了瞬发发射的柔软性，该模型能够解释在光学和X射线波段观察到的早期峰值通量和浅衰减。
2006-03-21 astro-ph
The Swift Ultra-Violet/Optical Telescope
紫外线/光学望远镜（UVOT）是斯威夫特伽马射线天文台上的三个仪器之一。它的设计目的是捕捉早期（约1分钟）的紫外线和光学光子从余辉的伽马射线暴在170-600纳米波段，以及长期观察这些余辉。这是通过使用紫外线和光学宽带滤波器和光栅来实现的。UVOT采用改进的Ritchey-Chretien设计，微通道板增强电荷耦合器件探测器记录单个光子的到达时间，并提供源的亚弧秒定位。我们讨论了一些科学所追求的UVOT和仪器的整体设计。
2005-07-18 astro-ph
Observations of Early Optical Afterglows
雨燕紫外线/光学望远镜（UVOT）在其运行的头十个月里对71个雨燕爆发警报望远镜触发的伽马射线暴（GRB）进行了广泛的跟踪。在本文中，我们讨论了一些紫外和光学性质的UVOT检测余辉，如XRF 050406，明亮的GRB 050525 A，高红移GRB 050730，早期耀斑GRB 050801，和其他。我们还讨论了为什么75%的伽玛暴余辉UVOT观察不到一个小时的影响是“黑暗的。"
2006-05-03 astro-ph
Improving Swift-XRT positions of GRBs
由于伽玛射线暴衰减迅速，因此在早期公布准确、精确的位置非常重要。对于雨燕探测到的爆发，最好的即时可用位置通常是X射线望远镜（XRT）的位置。我们提出了两个过程，开发的斯威夫特团队在莱斯特，这是现在经常使用的，以提高精度和准确性的XRT的位置报告的斯威夫特团队。这两种方法都是完全自动化的，都使用了PSF拟合方法，该方法可以解释CCD上的坏柱。第一种方法在触发后10- 20分钟内产生90%误差半径<4.4”90%的位置。第二种方法使用UVOT场星和XRT和UVOT探测器之间的已知映射进行天体测量校正位置，产生增强的位置，90%的时间误差半径<2.8”90%，通常在触发后约2小时。
2008-01-29 astro-ph
A photometric redshift of $z=1.8^{+0.4}_{-0.3}$ for the \agile GRB 080514B
目的：AGILE伽马射线暴GRB 080514 B是第一个探测到30 MeV以上辐射和光学余辉的暴。然而，这个爆发的光谱红移是未知的。研究方法：我们汇编了来自多个天文台的地面光度光学/近红外和毫米数据，包括多通道成像仪GROND，以及紫外\swift UVOT和X射线XRT观测。光学/近红外余辉的光谱能量分布表明，在\swift UVOT紫外线过滤器，可用于估计的红移急剧下降。结果如下：将\swift UVOT $uvw2$带的SED拟合到$H$带，我们估计了$z=1.8^{+0.4}_{-0.3}$的光度红移，与Pelangeon & Atteia（2008）基于伽马射线数据报告的赝红移一致。结论：GRB 080514 B的余辉性质与全球长暴样品所表现出的余辉性质没有区别，支持余辉性质基本上独立于瞬发发射性质的观点。
2008-08-01 astro-ph
Detectability of GRB Iron Lines by Swift, Chandra and XMM
通过即将发射的雨燕卫星快速获取位置，将能够在比以前可行的更早的时期监测伽马射线暴余辉中的X射线线。我们计算可能的显着水平的铁线检测作为源红移和观察时间的函数后，触发，为斯威夫特XRT，钱德拉ACIS和XMM史诗探测器。对于具有标准亮度、衰变率和等效宽度为1 keV的爆发，假设从早期源帧时期开始恒定，Swift可能能够检测到z~1.5的谱线，其显著性优于3 sigma，时间长达10^4 s。同样的谱线在z值达到6时，Chandra的显著性优于4 sigma，在z值达到8时，XMM的显著性优于4 sigma，时间达到10^5 s。对于源帧中峰值在0.5到1天之间的1 keV处具有可变等效宽度的类似爆发，Swift在t~1天达到了相同的显著性水平，而Chandra在t~ 1-2天左右达到了先前的检测显著性水平，即在峰值等效宽度时间附近可检测到该线，并且在更早或更晚的时间不可检测到。对于初始X射线发光体余辉的上限范围内的余辉，这也可能是典型的pop. III爆发，类似的显着性水平得到了相当高的红移。对于标准突发参数，Chandra和XMM分别可以在z~2和~6.5的范围内区分宽线和窄线，以优于3 sigma，而Swift可以在z~1的范围内区分宽线和窄线。6.4 keV与6.7 keV（或6.7 keV与钴7.2 keV）的不同能量质心线之间的区别可能高达z~0.6、1.2和2（z~ 1、…
2005-01-18 astro-ph
Heavily obscured AGN with BeppoSAX, INTEGRAL, SWIFT, XMM and Chandra: prospects for Simbol-X
根据最新的宇宙X射线背景综合模型，康普顿厚活动星系核应占总吸收活动星系核的50%左右。然而，尽管它们在宇宙学背景下的重要性，只有几十个康普顿厚AGN已被发现和研究至今。我们将简要回顾这一主题，并讨论Simbol-X任务在这一领域的改进，其灵敏度（E>10 keV）比以前的X射线任务提高了500倍以上。
2007-09-19 astro-ph
The true redshift distribution of Pre-SWIFT gamma-ray bursts
雨燕爆发似乎比以前的爆发更遥远。我们提出了联系红移和余辉光度的Boer & Gendre关系。利用XMM-Newton、Chandra和BeppoSAX星表，利用这个关系，我们研究了伽玛暴的红移分布。我们发现，未知红移的XMM爆发源似乎比那些已知的红移更遥远。我们认为这种效应可能是由于SWIFT之前光学观测的选择效应造成的。
2006-01-09 astro-ph
Swift and XMM-Newton Observations of the Extraordinary GRB 060729: An afterglow with a more than 100 days X-ray light curve
本文报道了用Swift和XMM对Swift发现的长伽马射线暴GRB 060729（$T_{90}$ = 115 s）的观测结果。这一爆发的余辉在X射线和紫外/光学波长下异常明亮，显示出异常长的缓慢衰减阶段（$α$ =0.14 \plm 0.02），表明在早期比其他爆发有更大的能量注入阶段。X射线光变曲线在爆发后约60 ks处显示出一个断裂。断裂后的X射线衰减斜率为$α$ =1.29 \plm 0.03。在爆发后的125天内，我们没有检测到喷流中断，这表明喷流张开角大于28度。在爆发后的前2分钟（静止帧），爆发的X射线光谱从硬X射线光谱急剧变化为非常软的光谱。我们发现，在这个早期阶段的X射线光谱都可以用吸收单幂律模型或黑体加幂律模型拟合。幂律拟合表明，吸收柱密度减小，X射线谱变陡。在斯威夫特的紫外/光学望远镜中，在爆发后的9天内，在所有6个过滤器中都清楚地检测到余辉，在一些紫外过滤器中甚至更长，最新的检测是在爆发后31天的UVW 1中。从约0.3的浅衰减斜率和1.3的较陡衰减斜率，在所有6个UVOT滤波器中清楚地检测到约50 ks处的断裂。除了\swift观测外，我们还介绍并讨论了XMM观测61 ks ToO的结果。（删节）
2007-03-01 astro-ph
X-Ray Observations of Type Ia Supernovae with Swift: Evidence for Circumstellar Interaction for SN 2005ke
我们提出了一个研究的早期（几天到几周）的X射线和紫外线特性的八个Ia型超新星（SNe Ia）已被广泛观察到的X射线望远镜（XRT）和紫外/光学望远镜（UVOT）的斯威夫特，从5-132天后爆发。SN 2005 ke在爆发后8至120天的XRT深度监测的基础上，在X射线中被暂时检测到（在3-3.6西格玛的显著性水平）。推测的X射线光度[（2+/-1）x 10^{38}尔格/秒; 0.3-2 keV波段]可能是由SN激波与星周物质（CSM）的相互作用引起的，CSM是由来自祖先伴星的恒星风沉积的，质量损失率约为3 x 10^{-6} M_sun/yr（v_w/10 km/s）。CSM在X射线中相互作用的证据由雨燕上的UVOT观察到的过量紫外线辐射独立证实，大约在爆炸后35天开始。在爆发后105天，钱德拉没有探测到SN 2005 ke，这意味着下降速率比L_x \propto t^{-0.75}更陡，这与SN激波与球对称CSM相互作用（t^{-1}）所预期的下降一致。其他七个超新星Ia都没有在X射线中检测到，也没有显示出紫外线过量，这使我们能够严格限制祖先系统的质量损失率。
2006-07-27 astro-ph
Swift and XMM observations of the dark GRB 050326
我们提出了雨燕和XMM观测GRB 050326，由Swift-BAT检测。它的能量密度为7.7 × 10 ^-6 erg cm^-2（20-150 keV），光谱很硬，幂律光子指数为1.25。余辉光变曲线在爆发后约1小时至约6天之间没有出现任何中断或耀斑，并以1.70的斜率衰减。余辉光谱符合幂律模型，在银河系和宿主星系中都有吸收。静止坐标系中氢柱密度很大，N_H_z > 4x10^21 cm^-2，吸收体的红移z > 1.5。Swift-XRT和XMM结果之间具有良好的一致性。通过比较瞬发和余辉通量，我们发现在XRT观测之前发生了一个早期的破裂。GRB 050326余辉的性质很好地描述了在均匀外部介质中膨胀的球形火球，因此预计在稍后的时间会进一步变陡。缺少这种中断限制射流角度为>7度。利用X射线分析提供的红移约束，我们还估算出经过射束校正的伽马射线能量大于3 × 10^51尔格，处于伽玛暴能量的高端。尽管X射线的亮度很高，但Swift-UVOT只能在光学/UV波长下设置深度限制。因此，这个伽玛射线暴是“真正的黑暗”，其光学到X射线的光谱违反了同步加速器的限制。光学和X射线观测结果与吸收事件或高红移事件一致。为了遵守吉兰达关系，需要中/大红移z>4.5。（节略）
2005-12-15 astro-ph
The 26 year-long X-ray light curve and the X-ray spectrum of the BL Lac Object 1E 1207.9+3945 in its brightest state
我们研究了高能量峰值BL Lac天体1E1207.9 +3945的同步辐射的时间和光谱演化。最近，XMM-牛顿和雨燕卫星进行了两次观测;我们对这两次观测进行了X射线光谱分析，对雨燕卫星进行了光学紫外线滤光片测光。结合由此获得的结果与档案数据，我们建立了长期的X射线光变曲线，跨越26年的时间间隔，和光谱能量分布（SED）的这个来源。光变曲线显示出在几年的时间间隔内，大的通量增加，大约是六倍。在2000年12月与XMM-牛顿指向一致达到最大值后，流量在以后的几年中减少，正如斯威夫特所揭示的那样。在0.5-10 keV XMM-牛顿X射线谱中可获得的非常好的统计数据指出了与单一幂律的非常显著的偏差。对数抛物线模型的最佳拟合曲率参数为0.25和峰值能量在~1 keV的描述以及同步辐射的光谱形状。Swift UVOT和XRT数据的同时拟合提供了更温和的曲率（b~0.1）和更高能量（~15 keV）的峰值，表明源活动的不同状态。在这两种情况下，UVOT数据支持从光学/UV到X射线波段的单个同步辐射分量的情况。新的X射线观测对于监测源的时间和光谱演变非常重要;新一代伽马射线望远镜如AGILE和GLAST可以首次探测到它的逆康普顿发射。
2007-10-12 astro-ph
GRB050223: A faint Gamma-Ray Burst discovered by Swift
GRB 050223是由雨燕伽马射线暴探测器在2005年2月23日发现的，是雨燕和XMM-牛顿观测到的第一个伽马射线暴。在写这篇文章的时候（2005年5月），它有着迄今为止观测到的最微弱的伽玛射线暴余辉之一。宇宙飞船无法立即转向爆发，因此第一次X射线和光学观测发生在触发后约45分钟。虽然没有任何仪器发现光学发射，但斯威夫特和XMM-牛顿都检测到了衰落的X射线余辉。这两个天文台的综合数据显示，余辉在爆发后45分钟至27小时的时间范围内单调衰减为0.99 + 0.15/-0.12。在很大程度上，XMM-牛顿的高通量允许光谱分析，这意味着斜率为Gamma=1.75 + 0.19/-0.18的幂律，并且没有证据表明在7 x 10^20 cm^-2的银河柱以上存在吸收。从X射线衰变和光谱斜率，一个低的电子幂律指数p = 1.3-1.9的推导;斜率也意味着喷流破裂没有发生后27小时爆发。GRB 050223的昏暗可能是由于大的喷流开口或视角或高红移。
2005-07-30 astro-ph
X-ray spectral evolution of TeV BL Lac objects: eleven years of observations with BeppoSAX, XMM-Newton and SWIFT satellites
在TeV能量的$γ$射线中发现的许多河外源都是BL Lac天体。特别是，它们属于“高频峰值BL Lac”（HBL）的子类，因为它们的光谱能量分布在X射线带中表现出第一个峰值。仔细观察，它们的X射线光谱似乎通常弯曲成对数抛物线形状。在先前对Mrk 421的研究中，在光谱参数之间发现了两种相关性。一个是高度$S_p$随着第一个峰的位置$E_p$而增加;这被解释为相对论电子同步辐射的特征。另一个是曲率参数$b$随着$E_p$的增加而减小;这指向发射电子的统计/随机加速过程。我们分析了几个TeV HBL的X射线谱，以确定它们在$E_p-S_p$和$E_p-b$平面上的行为，并将它们与Mrk 421进行比较。我们对15个BL Lacs样品进行了X射线光谱分析。我们报告了在1996年6月29日至1997年4月7日期间用\sax、\xmm和\swf卫星获得的整套观测结果。我们集中在五个源（PKS 0548-322，1H 1426+418，Mrk 501，1 ES 1959+650，PKS 2155 -304），其X射线观测保证详细搜索相关性或趋势。在我们的数据库中，我们发现五个来源中的四个，即PKS 0548-322，1H 1426+418，Mrk 501和1 ES 1959+650，在$E_p-S_p$平面上遵循与Mrk 421相似的趋势，而PKS 2155-304不同。对于$E_p-b$平面…
2007-12-13 astro-ph
