Frequency resolved spectroscopy of Cyg X-1: fast variability of the reflected emission in the soft state
利用RXTE/PCA数据，我们研究了Cyg X-1的反射辐射的快速变化的软光谱状态的傅立叶频率分辨光谱。我们发现，反射辐射的均方根振幅的变化具有相同的频率依赖性的初级辐射下降到<30 - 50毫秒的时间尺度。这可能表明，反射通量再现，几乎平坦的响应，初级发射的变化。这种行为明显不同于硬光谱状态，在硬光谱状态下，反射通量的变化与主发射相比在短于~0.5 - 1秒的时间尺度上被显著抑制。如果与反射器的有限光穿越时间有关，这些结果表明，反射器的特征尺寸-大概是一个光学厚的吸积盘，在硬光谱态比在软光谱态大> 5 - 10倍。通过建立吸积盘的传递函数模型，我们估计了10兆太阳黑洞在硬态下吸积盘的内径R_in~100R_g，在软态下吸积盘的内径R_in <10R_g。
2000-01-26 astro-ph
Frequency resolved spectroscopy of Cyg X-1: fast variability of the Fe K_alpha line
我们利用Rossi X射线定时探测器的数据研究了天鹅座X-1在标准低（硬）谱态下的频率分辨能谱。我们发现，反射特征的相对幅度-铁荧光线在~6.5 keV和涂抹的边缘以上~7 keV -随着频率的增加而减小。特别地，我们发现铁线的等效宽度在~ 1Hz以上减小，并且在~10 Hz的频率下下降两次。假设这种行为仅仅是由于反射介质的有限光穿越时间，这意味着反射器的特征尺寸约为5E 8 cm，对应于10 Msun黑洞的约150 Rg。或者，反射分量的高频振荡的缺乏可能表明，主连续体的短时间尺度（~50-100毫秒）变化出现在吸积流的几何上不同的（可能是内部的）部分中，并且产生比较长时间尺度事件明显较弱的反射发射（如果有的话）。
1999-06-11 astro-ph
High-Resolution Spectroscopy of FUors
在1995年至2002年期间，使用NOT的SOFIN和Keck I的HIRES获得了FUor FU Ori和V1057 Cyg的高分辨率光谱。在这几年里，FU Ori的亮度比1938-39年的最大亮度低了1等，但V1057 Cyg（在1970-71年达到峰值时亮度为10.5）从13.5减弱到14.9，然后略有恢复。它们的光球光谱类似于旋转的G 0 Ib超巨星，FU Ori的v_eq sin i = 70 km/s，V1057 Cyg的v_eq sin i = 55 km/s。随着V1057 Cyg的褪色，Halpha和IR CaII线中的P Cyg结构得到加强，一个复杂的短位移壳光谱的强度增加，于1999年消失，并于2001年再次出现。FU Ori风结构的夜间变化显示了零星降雨的证据。P-Cyg吸收强度的周期为14.8天，在3个季节中保持相稳定性，这是一个旋转周期。光球线的结构也有周期性变化，但周期为3.54天。V1057 Cyg中可能存在类似的变化。由于V1057 Cyg已经褪色，先前存在的低激发色球层的发射线已经出现，因此我们认为V1057 Cyg中的“线倍增”是由吸收线中的这些中心发射核心产生的，而不是由倾斜开普勒圆盘中的轨道运动产生的。没有依赖于v_eq sin i的波长或激发电位被检测到在任何恒星，再次与预期的自发光吸积盘。合成圆盘光谱也不能解释近红外线的临界线。一颗快速…
2003-07-10 astro-ph
FUV Spectroscopy of the Dwarf Novae SS Cygni and WX Hydri in Quiescence
我们目前的时间分辨FUV光谱的矮新星SS Cyg和WX Hyi在静止状态下使用霍普金斯紫外望远镜的天文-1和天文-2航天飞机任务和戈达德高分辨率摄谱仪的哈勃太空望远镜的观测。这两颗矮新星的特征是蓝色的连续谱，延伸到莱曼极限，被广泛的发射线打断，包括O VI，N V，Si IV和C IV的转换。WX Hyi的连续谱可以用物理上合理的模型参数的白矮星模型来拟合，但实际上两个系统都没有显示出明确的白矮星发射特征。天鹅座SS光谱的形状和通量不能与提供所有FUV连续通量的白矮星自洽地协调。组合白矮星/磁盘或白矮星/光学薄等离子体模型提高了拟合，但仍然没有给出物理上合理的模型参数的一个静止的矮新星。假设紫外线发射谱线是从圆盘上发出的，这些谱线的形状表明，在两个系统中，表面通量都大致为R^{-2}。与天鹅座SS中双峰线轮廓的拟合表明，FUV线形成区域集中在比光学线更靠近白矮星的位置，并且没有提供内盘中有洞的证据。虽然在我们所有的观测中，来自天鹅座SS的通量相对恒定，但在GHRS观测期间，WX Hyi表现出显着的变化。在WX Hyi，线和连续通量（与He II除外）高度相关，表明线和连续区域的形成机制之间的联系。
2005-05-18 astro-ph
Transient supersoft X-ray emission from V751 Cyg during the optical low-state
我们用ROSAT HRI观测了V751 Cyg在其最近的光学低态，并以0.015 cts/s的计数率清晰地探测到它。X射线强度比ROSAT PSPC在光学高态期间获得的上限高约20倍。光谱研究表明，一个非常软的X射线光谱。我们调查了V751 Cyg的IUE数据，并根据E（B-V）=0.25+-0.05的消光估计得出V751 Cyg的距离为d~500 pc。这意味着X射线的发射非常明亮，大约为10^34-10^36 erg/s。在光学低态期间的光谱的特征在于非常蓝色的连续谱和存在的强发射线的巴耳末系和HeI。此外，HeII 4686 A被清楚地检测到。我们确定天鹅座V751是一个瞬态超软X射线源，并推测其他VY Scl星也可能是类似的类型。
1998-12-02 astro-ph
Chandra HETG line spectroscopy of the Non-magnetic Cataclysmic Variable SS Cyg
本文介绍天鹅座SS静止和爆发的{ \it Chandra} HETG观测。光谱的特征在于从O到Fe的类He和类H Ka发射线，以及从Fe的L壳层发射线。在静止时，光谱主要由类H的Ka线，而在爆发时，类He线与类H线一样强。在爆发中，从O到Si的类H K_a线是宽的，在高斯型$σ$（1800- 2300 $ {\rm km s^{-1}}$）中宽度为4- 14 eV。大线宽，连同线轮廓，表明线发射等离子体与开普勒盘，仍然保留了方位角散装运动。在静止时，发射线较窄，高斯$σ$为1- 3 eV（420- 620 $ {\rm km s^{-1}}$）。较轻元素的速度稍大，这表明静止状态的谱线是从边界层入口处的电离等离子体发射出来的，在那里，光学厚度较厚的吸积盘的整体运动由于摩擦而转化为热量。利用类He和类H K_a线的强度比，我们还研究了静止和爆发时边界层的温度分布。发现天鹅座SS的分布与其它用{ \it ASCA}资料系统研究的矮新星一致。
2008-05-18 astro-ph
High-speed Keck II and RXTE spectroscopy of Cygnus X-2: (I) Three X-ray components revealed by correlated variability
我们对低质量X射线双星天鹅座X-2进行了X射线和光谱同时观测。我们已经使用了一个新的数据系统连接到低分辨率成像光谱仪的凯克II获得光谱的平均时间分辨率为72.075毫秒，同时与点X射线观测使用PCA板载XTE。在本文中，我们分析了16秒的时间尺度上的两个波段的变化。在我们的观测过程中，天鹅座X-2覆盖了Z曲线的所有三个分支，使我们能够研究X射线光谱状态的变化如何影响光发射。随着光通量的上升，X射线强度首先在水平分支上上升（0<S_z<1），然后在正常分支（1<S_z<2）和扩口分支（2<S_z<3）上下降，其中S_z是表征Z曲线上位置的秩数。光通量随S_z的线性增加表明光通量是从Z态S_z推断的吸积速率（可能由其自身的长期平均归一化）的良好预测器。我们利用这种相关性将总的X射线计数率分解为三个不同的谱分量。
2004-02-05 astro-ph
Hubble Space Telescope imaging and ground-based spectroscopy of old nova shells - I. FH Ser, V533 Her, BT Mon, DK Lac, V476 Cyg
在本文中，我们报告的前五个在我们的哈勃太空望远镜（HST）的老新星壳成像计划的11个观测。我们展示了在F656 N（Halalpha +[NII]）滤波器中拍摄的FH Ser和V533 Her周围炮弹的新WFPC 2图像。我们还显示了长缝光谱采取使用威廉赫歇尔望远镜（WHT）在拉帕尔马的这些对象在相同的光谱范围。发现FH Ser周围的壳是一个椭圆率为1.3 +/- 0.1的长椭球体，与视线成62 +/- 4度倾斜。壳层有一个赤道环，这是由于两条[NII]线的发射增加而不是Halpha。膨胀速度、系统速度和距离分别为490 +/- 20 km/s、-45 km/s和950 +/- 50 pc。[NII]赤道环的起源进行了讨论的背景下的光电离功能导致从非球面照明的中心源，而不是一个简单的密度增强。然而，环也可能部分是由于氮丰度的极度局部增加。对新星V533 Her的类似成像和光谱分析显示，它的壳层半径为5 +/- 0.7弧秒，轴比为1.2 +/- 0.2，膨胀速度为850 +/- 150 km/s，距离为1250 +/- 300 pc。HST未检测到BT Mon、DK Lac和V476 Cyg周围的炮弹。
2000-01-06 astro-ph
A study of the expanding envelope of Nova V1974 Cyg 1992 based on IUE high resolution spectroscopy
我们对经典新星V1974 Cyg 1992的IUE档案高分辨率光谱进行了详细分析。除了天鹅座P线和发射线外，还存在两个短频移吸收系统。有证据表明，这些反射起源于两个独立的膨胀壳，在风层外的发射线形成。外部的主壳层包含了大部分在爆发时喷出的物质，产生了所谓的“主吸收线系统”，而内部移动更快的第二壳层产生了所谓的“扩散增强吸收线系统”。两个壳层的流出速度随时间呈指数增长，分别达到约1750 km/s和2900 km/s。我们认为，加速壳是由于增加线辐射压力的结果，由于紫外线增亮的恒星的有效半径减小。在第60天左右，第二个壳层已经超过了移动较慢的主系统壳层，并与之合并，这解释了：扩散线系统在该日期附近突然消失，主系统的速度上升了240 km/s，并且在第63天首次探测到硬X射线发射。这种速度跳跃表明主壳层的质量大约是第二壳层的4倍。在冲击之后，扩散增强系统所遭受的减速提供了约1.6 KeV的冲击温度，与所观察到的硬X射线发射的温度相当一致。
2004-03-11 astro-ph
Chandra X-ray spectroscopy of the focused wind in the Cygnus X-1 system. I. The non-dip spectrum in the low/hard state
利用钱德拉高能透射光栅光谱仪（HETGS）对超巨星X射线双星Cygnus X-1/HDE 226868进行了50 ks的观测分析。天鹅座X-1处于光谱硬态，观测是在黑洞的高级会合期间进行的，允许沿着视线对吸积的恒星风进行光谱分析。观测的一个重要部分涵盖了天鹅座X-1在这个轨道阶段通常观察到的X射线下降，然而，在这里我们只分析高计数率的非下降光谱。完整的0.5-10 keV的连续可以描述由一个单一的模型，包括一个磁盘，一个狭窄的和相对论加宽的Fe K α线，和幂律分量，这是一致的同时RXTE宽带数据。我们检测到的吸收边缘从过剩的中性O，Ne和Fe，和吸收线系列从高度电离的离子和推断列密度和多普勒频移。与发射线的He类镁XI，我们检测到两个等离子体组件的速度和密度一致的基础上的球形风和一个集中的风。对光电离区的简单模拟表明，聚焦流之外的大部分球形风都被完全电离，这与在吸收线中观察到的低速度（<200 km/s）一致，因为在低投射速度下球形风中吸收体的位置受到很好的限制。我们的观测结果为将HDE 226868的风活动与黑洞上的吸积流特性相结合的模型提供了输入。
2009-01-07 astro-ph
Simultaneous optical and X-ray high speed photometry of Cyg X-2
X射线双星的X射线发射可能起源于耀斑，耀斑发生在盘中的磁环重新连接时。与我们的太阳类似，当加速电子在光学发射盘中热化时，H α发射应该出现，这可能导致X射线，H α和光学连续谱之间的相关变化。我们对中子星小质量X射线双星Cyg X-2进行了同步X射线和光学高速测光，以寻找这种关联。最高的时间分辨率达到5毫秒在白光和100毫秒与3纳米过滤器集中在H α。我们发现在总r.m.s.的光学中，时间尺度> 100 s（闪烁）的功率。几个百分点，大约比X射线中看到的小一个数量级。我们没有发现X射线和光通量在短时间尺度上有显著的相关性，因此不能得出磁耀斑是否对光辐射有显著贡献的结论。
2003-10-21 astro-ph
Correlated X-ray and Optical Variability in V404 Cyg in Quiescence
本文报道了天鹅座V404在静止状态下的同步X射线和光学观测。在60 ks的观测过程中，X射线通量的变化幅度很大，变化系数大于20。X射线变化与Halpha的变化相关性很好，尽管后者也包括近似恒定的成分。相关性也可以用光学连续谱看到，尽管这些不太清楚。我们看到X射线和光学谱线变化之间没有大的滞后;这意味着它们在短时间尺度上有因果关系。与以前的观测一样，阿尔法耀斑呈现出双峰轮廓，表明辐射分布在整个吸积盘上。峰分离与向外延伸至至少圆化半径的材料一致。整个Ha线中的迅速响应证实了变异性由X射线（和/或EUV）辐照提供动力。
2004-07-19 astro-ph
Optical Spectroscopic Observations of Cyg X-1=HDE 226868
本文介绍了2001年至2006年对黑洞X射线双星天鹅座X-1的光学对应物HDE 226868的光谱观测结果。我们分析了复H $α$线中两个分量的变化：一个是P-Cygni形分量，它遵循超巨星的运动，另一个发射分量相对于超巨星以反相轨道运动运动，这归因于聚焦星风。KOREL解缠的结果表明，聚焦的恒星风是H $α$发射线的主要变化原因。超巨星成分的辐射在低/硬态和高/软态之间的差异很小，而聚焦风成分在低/硬态变得很强，在高/软态变得很弱。在低/硬态期间，风几乎不受X射线光电离的干扰。然而，在高/软状态下，来自致密物体的X射线可以减速线驱动风，并导致高的质量吸积率，由于X射线光电离的影响。X射线照射还可以改变恒星风的温度分布，使其温度升高，从而降低恒星风的H $α$发射率，这可以解释天鹅座X-1在不同X射线状态下的H $α$变化。
2008-06-26 astro-ph
The Optical Light Curves of Cygnus X-2 (V1341 Cyg) and the Mass of its Neutron Star
我们目前的U，B和V光变曲线（取自文献）的低质量X射线双星天鹅座X-2。在轨道周期上折叠的光变曲线的“下半部分”是椭圆形的。我们将椭球模型拟合到B和V光变曲线的下包络线，以获得倾斜约束。如果我们假设吸积盘是稳态的，其径向温度分布为T（r）\propto r^{-3/4}，我们发现倾角i = 62.5 +/- 4度。然而，预测的盘通量与B中总通量的比率（"盘分数“）大于观察到的（约0.55，而< 0.3）。如果我们使用一个较平坦的径向温度分布图，这是强辐照圆盘所期望的（T（r）\propto r^{-3/7}），那么我们发现倾角i = 54.6度，B中的圆盘分数约为0.30。然而，在这种情况下，卡方系数的值要大得多（36个自由度时为48.4，而稳态情况下为40.9）。采用i = 62.5 +/- 4 deg并使用先前确定的质量比（q = M_c/M_x = 0.34 ± 0.04）和光学质量函数（f（M）= 0.69 ± 0.03太阳质量），我们发现中子星的质量为M_x = 1.78 +/- 0.23太阳质量，次级星的质量为M_c = 0.60 +/- 0.13太阳质量。我们得出的距离d = 7.2 +/- 1.1 kpc，这是显着小于最近的距离测量d = 11.6 +/- 0.3 kpc来自一个I型径向膨胀X射线爆发的观测，但与早期的距离估计一致。（节略）
1999-01-13 astro-ph
Long-term optical/infrared variability in the quiescent X-ray transient V404 Cyg
本文给出了1992-2003年期间静止X射线瞬变V404 Cyg的光学和红外测光结果。从最完整的数据库（1992年、1998年和2001年）中提取的椭球调制显示出不相等的最大值和最小值，相对强度每年都有变化，尽管它们的峰到峰振幅大致保持在0.24+-0.01等。叠加在第二颗恒星的双峰椭球调制上的快速光学变化每年都被检测到，平均振幅为~0.07 mags。我们没有发现显着的变化，在这十年中的活动，这表明，这种可变性可能是没有连接到1989年的爆发。我们发现在1998年和2001年的数据周期性附近的6小时准周期性在1992年观察到的，虽然我们解释它作为一个耀斑事件的外观几乎每晚的后果。在I和近红外（J和K_短）波段也存在显著的可变性，并且在较长的波长处略微降低或保持近似恒定。互相关分析表明，R和I发射是同时下降到40秒。
2004-05-04 astro-ph
Spectroscopy and orbital periods of four cataclysmic variable stars
我们目前的光谱和轨道周期Porb的四个相对较少研究的激变变星。这些恒星及其周期是：AF Cam，Porb = 0.324（1）d（日周期计数有点模糊）; V2069 Cyg（= RX J2123.7+4217），0.311683（2）d; PG 0935+075，0.1868（3）d;和KUV 03580+0614，0.1495（6）d。V2069 Cyg和KUV 03580+0614都显示HeII λ 4686发射强度与H β相当。天鹅座V2069似乎是一颗明亮的新星变星，而强烈的HeII则表明它可能是一颗中等极性的变星。KUV 03580+0614的周期类似于SW Sex型novalike变星的成员，并且它在Balmer和He I线中显示出典型的这个子类的相位依赖吸收。AF Cam显示出K型次级的吸收特征，正如预期的那样，考虑到其相当长的轨道周期。次级光谱和爆发震级都表明AF Cam距离我们大约1千秒差距。PG 0935+075的光谱类似于矮新星在最低光下的光谱，有一颗M矮星的显著贡献。二级光谱和初步的爆发震级都表明距离接近500 pc。
2001-05-29 astro-ph
Spectroscopy of Nine Cataclysmic Variable Stars
我们提出了9个激变双星，主要是矮新星，主要是为了确定轨道周期Porb的光谱。它们的恒星和周期分别为：LX And，0.1509743（5）d; CZ Aql，0.2005（6）d; LU Cam，0.1499686（4）d; GZ Cnc，0.0881（4）d; V632 Cyg，0.06377（8）d; V1006 Cyg，0.09903（9）d; BF Eri，0.2708804（4）d; BI Ori，0.1915（5）d;和FO Per，其中Porb为0.1467（4）或0.1719（5）d。有几颗星星被证明特别有趣。在BF Eri中，我们探测到光谱类型为K3 +- 1子类的二级恒星的吸收光谱，这导致距离估计约为1千秒差距。然而，BF Eri有一个大的自行（100 mas/yr），我们有一个初步的视差测量，证实了大自行和收益率只有一个上限的视差。BF Eri的空间速度明显很大，似乎属于晕族。在CZ Aql中，发射线具有以大的速度幅度移动的强翼，这表明磁通道吸积流。天鹅座V1006的轨道周期正好位于激变双星轨道周期分布的2至3小时“间隙”内。
2007-04-06 astro-ph
The mass of the neutron star in Cyg X-2 (V1341 Cyg)
天鹅座X-2是已知的最亮和最长的X射线源之一。我们提出了高分辨率的光谱Cyg X-2获得超过4年，它给出了一个改进的质量函数为0.69 +/- 0.03 Msun（1西格玛误差）。此外，我们还首次解析了该恒星的旋转展宽吸收特征，得到了该恒星的旋转速度vsin（i）= 34.2 +/-2.5 km/s（1 σ误差），从而得到质量比q = M_c/M_x = 0.34 +/-0.04（1 σ误差），假设该恒星为潮汐锁定的Roche叶填充的次级恒星。因此，在没有X射线食的情况下（即i <~ 73度），我们可以确定中子星质量M_x > 1.27 Msun和伴星质量M_c > 0.39 Msun的95%置信下限。然而，如果额外要求伴星必须超过0.75 Msun（理论上产生稳定的低质量X射线双星的要求），那么M_x > 1.88 Msun，i < 61度（95%置信下限和上限），从而使天鹅座X-2成为迄今为止测量到的质量最高的中子星。如果得到证实，这将对核物质的状态方程产生重大的限制。
1997-11-20 astro-ph
V751 Cyg and V Sge as transient supersoft X-ray sources
我回顾了两个激变变星V751 Cyg和V Sge在光学低态期间发光的软X射线发射的观测证据，并讨论了与典型超软X射线源的可能联系。
1999-06-01 astro-ph
Halpha Flares from V404 Cyg in Quiescence
本文利用分光光度法研究了静止黑洞V404 Cyg的X射线瞬态光变。这包括两个晚上的高时间分辨率Halpha光谱，我们解决了大部分的时间变化，以及另外六个晚上的档案光谱，时间分辨率较低，但光谱分辨率较高。我们发现显着的变化，在大多数考虑的数据，与Halpha线和连续往往以相关的方式变化。这包括持续几个小时的剧烈耀斑，其中线通量几乎加倍，以及低层闪烁。最强的耀斑涉及线轮廓的不对称性的发展，红翼通常最强的轨道相位无关。目前还不清楚为什么会出现这种情况，但我们讨论了几种可能的解释。我们考虑的耀斑的能量学和比较合理的模型，包括色球活动的伴星，当地的磁重联事件内的光盘和不同的辐射接近的黑洞。基于耀斑期间的线轮廓变化，我们得出结论，最有可能的起源的可变性是可变的光电离的中央源，虽然不能排除在光盘的本地耀斑。
2001-11-12 astro-ph
Spectrally resolved flares in the quiescent black hole V404 Cyg
我们提出了一个短期的光学变化的分光光度计研究在静态黑洞X射线瞬态V404 Cyg集中在两个晚上的H α光谱。我们发现显着的变异性，与H α线和连续变化的相关方式。这包括持续几个小时的剧烈耀斑，其中线通量几乎加倍，以及低层闪烁。最强的耀斑涉及线轮廓的不对称性的发展，红翼通常最强的轨道相位无关。基于耀斑期间的线轮廓变化，我们得出结论，最有可能的起源的可变性是可变的光电离的中央源。
2001-10-02 astro-ph
1996 multisite photometric and spectral campaign on the lambda Boo star 29 Cyg
1996年的脉动λ牧夫座星29天鹅座的多站点活动的初步结果。这一活动由中亚网络发起，在乌克兰、哈萨克斯坦、土耳其、匈牙利、加拿大和美国的观测站收集了48个光度和2个光谱夜晚的数据。在光谱学和光度学中证实了激发模式的多样性。目前正在分析1995年和1996年的所有数据，并结合1997年7月至10月气候变化网络的新观测结果。
1998-05-19 astro-ph
Modeling the Hard X-Ray Lag and Energy Spectrum of Cyg X-1
在模拟天鹅座X-1观测到的能谱及其硬X射线康普顿化滞后的过程中，我们发现：1）具有不同密度分布的等离子体云，即使它们具有相同的光学厚度和温度，也会导致不同的康普顿化能谱。另一方面，不同光学厚度的云，只要选择适当的径向密度分布，可以产生相同的能量谱。因此，仅仅通过拟合能谱，不可能唯一地确定康普顿化云的光学深度，更不用说它的密度结构了。2)两个能带X射线的相位差或时间差随傅里叶频率或周期的变化对散射云的径向密度分布很敏感。具有非均匀密度分布的等离子体云中的康普顿化可以解释天鹅座X-1和其他源的与频率相关的硬X射线滞后的长期困惑。因此，同时拟合观测到的光谱和时间X射线属性将使我们能够探测康普顿化大气的密度结构，从而探测致密物体上的质量吸积动力学。
1997-10-16 astro-ph
Polarization and kinematics in Cygnus A
从天鹅座A的偏振光谱分析，我们得出天鹅座A电离锥中的散射介质以170 ± 34 km/s的速度向外运动，所需的动量可以由平均类星体的辐射压提供。这样的过程可能会产生一种类似于观察到的电离锥的结构，这种结构被认为是由环核尘埃环的阴影造成的。我们在天鹅座A中心千秒差距的[O III]发射线中检测到一个偏振的红色翅膀。这种机翼与宽线区边界附近产生的线发射是一致的。
2003-08-22 astro-ph
A Study of Cyg OB2: Pointing the Way Towards Finding Our Galaxy's Super Star Clusters
对Comeron等人（2002）确定的14颗OB候选星进行了新的光学MK分类光谱研究，并推测它们可能是天鹅座OB 2星团的成员。所有观测到的14颗候选OB星都是早型星，这强烈暗示了Comeron等人发现的其余31颗候选OB星也是早型星。然而，多达一半的新恒星似乎比以前研究的光学星团要老得多，这使得它们在天鹅座OB 2中的成员资格受到怀疑。尽管如此，天鹅座OB 2是一个比以前认识到的更大质量和更广泛的星团，以及最近认识到的候选超级星团Westerlund 1只有几个kpc的距离（Clark & Negueruela 2002），提醒我们，我们对银河系中的大规模星团人口知之甚少。对局部导出的星团光度函数的外推表明，在我们的银河系中应该存在10个到100个这样的超大质量疏散星团（Mcl ~ 10 ^4 M_sun，Mv ~ -11）。如果这些星团的年龄超过几百万年，无线电测量就无法探测到它们。我们弥补这一不足的最大希望是通过深红外搜索和后续的近红外光谱观测，正如Comeron等人所使用的那样。
2003-07-30 astro-ph
High Resolution X-ray Spectra of the Brightest OB Stars in the Cygnus OB2 Association
天鹅座OB 2协会包含了我们银河系中一些最明亮的OB星，其中最明亮的也是X射线中最明亮的。我们已经获得了钱德拉高能透射光栅光谱仪（HETGS）的观测中心的天鹅座OB 2号8 a，最明亮的X射线源的协会。虽然我们的分析将集中在天鹅座OB 2 No. 8a的X射线特性上，但我们也对其他三颗OB星（天鹅座OB 2 No. 5、9和12）。应用标准的诊断技术，在早期型星的研究中使用的，我们发现，天鹅座OB 2 8号a的X射线的性质是非常相似的其他OB星，已被观察到使用高分辨率X射线光谱。通过对类氦离子“fir”发射谱线的分析，我们推导出了类氦离子发射谱线的径向距离，并发现这些半径与相应的X射线连续光学深度单位半径是一致的。与其他O星的结果相反，天鹅座OB 2 No. 8a的发射线显示出大范围的线质心偏移（大约-800到+250 km/s）。我们讨论了我们的研究结果的影响，根据这一事实，天鹅座OB 2号8a是一个相当紧密的星团的成员，和冲击可能会出现在这些其他恒星的风接口。
2004-07-17 astro-ph
The Cygnus X region: a nucleosynthesis laboratory for INTEGRAL
COMPTEL望远镜对天鹅座X复合体1.809 MeV γ射线发射的探测是银河系中大质量恒星核合成的最有说服力的证据之一。天鹅座X复合体是一个非常活跃的邻近区域，包含几个恒星形成区，OB协会和年轻的疏散星团。它拥有我们银河系中已知的一些最大质量的恒星，并集中了大量的沃尔夫-拉叶星。热无线电连续发射和强烈的[C II]线发射揭示了广泛的电离，至少有60个单独的H II区域已被确定。为了了解1.809 MeV的伽马射线线发射的天鹅座X复合体，并比较理论核合成计算的观测，我们模拟了该地区的多波长光谱的进化合成模型。我们的调查使我们得出以下结论：1。恒星风抛射是天鹅座X区域26 Al富集的主要机制。2.天鹅座OB2是天鹅座X中最主要的大质量星协，在这个星协中产生的26Al的1.809 MeV谱线发射应该可以被INTEGRAL上的光谱仪SPI探测到。3.在天鹅座X复合体中只有低超新星活动，60 Fe线应该低于INTEGRAL的探测灵敏度。INTEGRAL对单个大质量星团（天鹅座OB2）的探测能力为未来利用伽马射线谱进行核合成研究提供了极好的机会。我们将探索这种观测的科学潜力，并根据天鹅座X区域的大质量恒星普查提供伽马射线线强度分布的估计。
2001-04-04 astro-ph
The jet-powered optical nebula of Cygnus X-1
我们提供了由黑洞候选者和微类星体天鹅座X-1的喷流提供动力的星云的H-α和[O III]（5007埃）图像，用2.5米艾萨克牛顿望远镜（INT）观测。环状结构在[O III]中发光，并且存在具有高[O III] / H-alpha通量比的薄外壳。这个外壳可能起源于靠近弓激波前部的碰撞激发原子。它的存在表明，气体是冲击激发，而不是光电离，支持喷气动力的情况。激波速度以前被限制在20 < v < 360 km/s;在这里，我们显示v >= 100 km/s（1 sigma置信度）的基础上观察到的[O III] / H-alpha比在弓激波与一些辐射激波模型的比较。由此，我们进一步约束射流的时间平均功率：P_Jet =（4 - 14）*10^36 erg/s。激波阵面后的H-α通量通常为4*10^-15 erg/s/cm ^2/arcsec ^2，我们估计该星云光学（R波段）连续通量的上限约为8*10^-15 erg/s/cm ^2/arcsec ^2（3 sigma）。该结构的推断年龄与天鹅座X-1接近明亮的H II区域的时间相似（由于双星的自行），表明需要致密的局部介质来形成冲击波。此外，我们在天鹅座X-1以南的H-α区域（由北银道面INT光度H-α巡天计划提供）搜索了一个大于1平方度的视场，以寻找反喷流与周围介质相互作用的证据。确定了两个候选区域，它们与喷流的可能联系可以通过[S …
2007-01-23 astro-ph
IPHAS discoveries of young stars towards Cyg OB2 and its southern periphery
我们报告发现了50多个强大的Halpha发射对象对大OB协会天鹅OB 2和HII区域DR 15在其南部外围。这是通过使用INT北银道面测光Halalpha巡天（IPHAS），结合使用MMT多目标光谱仪HectoSpec的后续光谱学来实现的。我们提出了光谱，补充了IPHAS的光学r '，i'和H α光度法，以及2 MASS的近红外J，H和K光度法。天体在（J-H）对（H-K）图中的位置强烈地表明它们中的大多数是年轻的。许多显示CaII IR三重态发射，表明它们处于金牛座T和赫比格Ae性质演化的前主序阶段。其中，我们发现了明显的金牛座T星集群，大约在天鹅座OB 2中心以南一度，在靠近HII区DR 15的弧中，以及射电环星云G79.29+0.46，我们讨论了它作为亮蓝变星（LBV）的候选资格。朝向天鹅座OB 2的发射线天体本身可能是尚未发现的低质量前主序星群体中最明亮最突出的组成部分。最后，我们讨论了天鹅座OB 2正在进行的恒星形成的性质和中心OB星引发周边恒星形成的可能性。
2008-03-19 astro-ph
