The Cygnus Region: 26Al from OB Associations
1.809 MeV伽马射线线的COMPTEL图，这是由于26铝的放射性衰变，显示在天鹅座地区显着的过量排放。天鹅座是一个近期恒星形成活动的区域，富含大质量的早期型恒星，集中在OB协会中。我们在这一区域进行人口合成研究，以模拟26 Al的产生和分布，26 Al主要在大质量恒星中合成，并通过恒星风和核心坍缩超新星分布。我们的模拟天鹅座OB协会确定的时间依赖的生产率26铝。我们还估计了放射性60 Fe的相关生产，这主要是在核心塌陷超新星合成。这种同位素的伽马射线线发射尚未被探测到。我们还跟踪了恒星风和超新星喷出物的动能以及早期型恒星的电离极紫外辐射引起的机械“光度”的时间演化。再加上一个简单的一维模型的超级气泡驱动到ISM的这种能量通量，可以限制关键参数的恒星协会在天鹅座地区。
2001-04-03 astro-ph
Ultraviolet observations of the X-ray photoionized wind of Cygnus X-1 during X-ray soft/high state
利用HSTubble上的STIS对黑洞X射线双星天鹅座X-1进行了紫外观测。我们检测到天鹅座P线的功能表现出强大的，广泛的吸收成分时，X射线源是后面的伴星和明显较弱的吸收时，X射线源是我们和伴星之间。我们拟合的P天鹅座配置文件使用SEI方法适用于球对称恒星风受到X射线光电离的黑洞。Si IV偶极子提供了风和X射线照明参数的最可靠估计。根据$v=v_\infty(1-r_\star/r)^β$，速度$v$随半径$r$增加，$β\approx0.75$和$v_\infty\approx1420$ km s $^{-1}$。微湍流速度为$\approx160$ km s $^{-1}$。我们的拟合意味着X射线光度与风质量损失率的比值为L $_{X,38}/\dot M_{-6} \approx 0.33$，在$\dot M_{-6}$ = 4.8处测量。我们的模型确定的参数，可用于估计吸积率到黑洞和独立预测的X射线光度。我们预测的L $_x$与同期RXTE ASM确定的结果非常匹配，但比Bondi-Hoyle-Littleton球形风吸积的速率低3倍。我们认为，吸积的一部分能量可能用于驱动喷流。
2007-10-18 astro-ph
Modeling of orbital modulation of Cygnus X-3 by particle simulations
用WR（Wolf Rayet）伴风粒子模拟方法研究了天鹅座X-3环双星包层的形成。计算了该包层中电子散射吸收的光变曲线，并与IBIS/ISGRI和BATSE光变曲线进行了比较。匹配度比较好。对于合理的二元参数值（质量，倾角）和风速，一个稳定的包络线形成在几个二元轨道。假设WR风的速率约为10^-6太阳质量/年，则可以重现观测到的光变曲线和吸积光度（假设电离的富氦包层中存在汤姆逊散射不透明度）。照明的信封也可以使用光致电离XSTAR代码的CHANDRA光谱模型。此外，我们讨论了所观察到的径向速度曲线的红外发射线的模拟速度场的背景下，找到很好的协议。
2007-05-11 astro-ph
High Resolution Spectroscopy of the X-ray Photoionized Wind in Cygnus X-3 with the Chandra High Energy Transmission Grating Spectrometer
本文对钱德拉X射线天文台高能透射光栅谱仪获得的大质量X射线双星Cyg X-3的1- 10 keV能谱进行了初步分析。该源揭示了一个丰富的详细的离散发射光谱，具有明确的签名的光致电离驱动的激发。在光谱学的新数据中，第一次天体物理学探测到了一些类似氦的“三胞胎”。（Si，S，Ar），具有光电离平衡特征的发射线比，完全分辨的Mg，Si和S的窄辐射复合连续谱，类H Fe巴耳末系的存在，以及~ 800 km/s大尺度速度场的清晰探测，以及源中~1500 km/s的FWHM多普勒展宽。我们简要地触及这些研究结果的结构的沃尔夫-拉叶风的影响。
2000-02-16 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
The Distribution of X-ray Dips with Orbital Phase in Cygnus X-1
我们提出了一个全面的研究结果的吸收下降与轨道相位的天鹅座X-1的分布。首先，使用来自所有主要X射线天文台的档案数据获得该分布，并针对优先观测到相位零（黑洞的优合）的选择效应进行校正。倾角的出现随着轨道相位的变化而变化很大，峰值在θ ~ 0.95，即关于相位零不对称。第二，RXTE ASM自2009年9月以来一直提供对天鹅座X-1低状态的连续报道。1996年，我们选择了基于硬度比增加的dip数据。分布，与倾斜事件的数量大大增加，证实了峰值是在0.95，我们报告发现的第二个峰值在0.6。我们把这个峰值归因于伴星HDE 226868的吸积流的吸收。我们估计了不同位置的电离参数，表明在双星系统的特定区域，光电离抑制了风的辐射加速。为了获得柱密度随相位的变化，我们对风的加速度完全被抑制或根本不被抑制的极端情况下的中性风密度进行了估计。准确的描述将介于这两个极端之间。在每种情况下，柱密度与轨道相位的强烈变化，类似于倾角发生的变化。这提供了证据表明，在风中的斑点，导致吸收下降的形成取决于在风中的中性成分的密度，这表明斑点增长的可能机制。
1999-09-14 astro-ph
The earliest phases of high-mass star formation: a 3 square degree millimeter continuum mapping of Cygnus X
我们在IRAM 30 m望远镜上使用MAMBO相机对天鹅座X分子云复合体进行了广泛的1.2mm连续镶嵌研究。然后，我们将我们的毫米图与中红外图像进行了比较，并对大质量恒星的最佳候选祖先进行了SiO（2-1）后续观测。我们对天鹅座X的完整研究首次提供了对大质量年轻恒星天体的公正普查。我们发现了129个大质量致密核，其中42个可能是大质量恒星的前身。我们的研究有资格17个核心作为托管大规模红外安静原恒星的良好候选者，而多达25个核心可能托管高光度红外原恒星。我们没有发现天鹅座X星前致密核心的高质量类似物，但发现了几个可能被引力束缚的大质量无星团块。由于我们的样本来自单个分子复合体，并且覆盖了大质量恒星形成的每个嵌入阶段，因此它给出了它们寿命的第一个统计估计。与低质量的0类和I类阶段相比，高质量恒星的红外宁静原恒星阶段可能会持续很长时间，就像他们更知名的高光度红外阶段一样。天鹅座X中高质量原恒星和前恒星核心（~ 3 x 10^4年和< 10^3年）的统计寿命分别比附近低质量恒星形成区的寿命小一个和两个数量级。因此，我们提出，高质量的前恒星和原恒星的核心是在一个高度动态的状态，如预期的分子云湍流过程占主导地位。
2007-08-21 astro-ph
Stellar tracers of the Cygnus Arm. II: A young open cluster in Cam OB3
Cam OB 3是唯一被认为属于外银河臂或天鹅座臂的OB星协。很少有成员被观测到，并且对该星协的距离模数也不清楚。我们试图更完整地描述凸轮OB 3的人口和更好地确定其距离模量。我们目前的紫外测光的O-型恒星BD +56 864和LS I +57 138周围的区域，发现一个明确的序列的早期类型的恒星，定义了一个未编目的疏散星团，我们称之为阿利坎特1。我们还提出了光谱的恒星在这个集群和周围的协会。从光谱类型的18个非常可能的成员协会和UBV测光发现在文献中，我们得出个人的红化，发现一个消光定律接近标准和平均距离模DM=13.0+-0.4。这个值是在很好的协议与距离模量的新集群阿利坎特1发现通过拟合光度序列的ZAMS。尽管有几颗O-型恒星存在，阿利坎特1是一个非常稀少的疏散星团，几乎完全没有早期的B-型恒星。我们的研究结果肯定了Cam OB 3位于天鹅臂上，并确定了第一个已知属于该协会的疏散星团。
2008-10-14 astro-ph
Gamma-Ray Line Emission from Superbubbles in the Interstellar Medium: The Cygnus Region
银河系中的恒星形成过程在时间和空间上是不均匀的。恒星形成区的规模从几个pc内的群体到大的螺旋臂段，线性尺寸为kpc。当许多恒星在一个相对较小的体积内在短时间内形成时，局部的星暴就形成了。这种恒星形成爆发的能量冲击会严重影响气体盘的动态结构。恒星风和超新星爆炸驱动一个膨胀的超级气泡，其大小最终超过了盘的尺度高度，从而驱动盘风将富含金属的气体吹入晕中。我们讨论了超级气泡演化的基本情况，强调相关的伽马射线线签名。特别讨论了天鹅座26Al和60Fe的核谱线发射。
2001-06-07 astro-ph
The orbital modulation in the radio emission of Cygnus X-1
我们提出的模型光变曲线已经创建，以解释观测到的天鹅座X-1的无线电发射的轨道调制。我们调用变量吸收恒星风的黑洞喷气机轨道周围的OB伴星，并发现一个非常简单的模型是能够再现所观察到的光变曲线的振幅和频率依赖性。
2002-06-26 astro-ph
Very High Energy Gamma-ray Radiation from the Stellar-mass Black Hole Cygnus X-1
本文报道了对天鹅座X-1黑洞X射线双星（BHXB）的甚高能带（VHE，E_γ> 100 GeV）的观测结果。这些观测是用MAGIC望远镜进行的，在2006年6月至11月的26个夜晚中总共进行了40个小时。稳定的伽马射线信号的探测没有得到积极的结果，并已建立了积分通量的上限，范围在蟹状星云通量的1%和2%之间，取决于能量。我们还独立分析了每个观测夜晚，在4.0标准差（sigma）显著性水平（试验校正后为3.2 sigma）获得了9月24日20 h58和23 h41 UTC之间154分钟有效时间（EOT）的伽马射线信号的证据，与RXTE，Swift和INTEGRAL看到的X射线耀斑一致。搜索一夜内变化更快的信号，结果在UTC 22：17至23：41之间的EOT 79分钟内出现显著性为4.9 σ（试验校正后为4.1 σ）的过量。测量到的过量与天鹅座X-1位置的点状源相一致，并且排除了附近由其相对论性喷流提供动力的射电星云。微分能谱符合dN/（dA dt dE）=（2.3+- 0.6）x 10^{-12}（E/1 TeV）^{-3.2 +- 0.6}的幂律方程。这是第一个从恒星质量的黑洞发射VHE的实验证据，因此从确认吸积X射线双星。
2007-06-27 astro-ph
Stellar Wind Variations During the X-ray High and Low States of Cygnus X-1
本文介绍了利用哈勃空间望远镜对大质量X射线双星HD 226868 = Cyg X-1的紫外光谱测量结果。在2002年和2003年的两次运行中，当系统处于X射线高/软状态时，在两个轨道会合阶段获得了光谱。由于风离子的X射线电离，当黑洞处于前景时，恒星风线的强度会大大降低。HST和档案IUE光谱的比较表明，类似的光电离效应发生在两个X射线状态。我们建立了紫外线风廓线模型，假设X射线电离发生在风中的任何地方，除了超巨星阻挡X射线通量的区域。观测结果与模型结果吻合较好，表明风电离区延伸到了超巨星面对X射线源的半球附近。与低/硬态相比，高/软态中的H-α发射强度通常较低，但He II 4686发射在状态之间相对恒定。结果表明，天鹅座X-1的质量转移是由一个集中的风流量，沿轴连接恒星的峰值和恒星风的贡献是关闭的X射线光电离效应。当科里奥利偏转将气体带入X射线照射区域时，来自超巨星阴影侧的强烈恒星风将停止。这种停滞的气体成分可能会被黑洞的轨道运动所超越，并起到抑制聚集风吸积的作用。阴影风分量强度的变化可能会导致吸积率的变化，最终决定X射线的状态。
2008-01-28 astro-ph
Cosmic Ray Acceleration by Stellar Associations? The Case of Cygnus OB2
所有太阳系外宇宙射线的起源--包括超高能和低能银河系射线--仍然不清楚。有人认为，来自年轻恒星协的许多热恒星的多个相互作用的超音速风引起的大尺度激波和湍流可能在加速银河系宇宙射线中发挥作用-无论是否有相关的多个超新星遗迹（例如，超新星遗迹）。Cesarsky & Montmerle，1983; Bykov 2001）.在这种情况下，HEGRA切伦科夫望远镜组关于天鹅座OB 2外围稳定和扩展的未识别TeV伽马射线源的报告特别重要。天鹅座OB 2是银河系中已知质量最大的星协，估计包含约2600个OB型成员，事实上，天鹅座OB 2也与不可变MeV-GeV范围的未识别EGRET源3EG 2033+4118相吻合。我们在这里总结的扩展TeV源区域的CHANNEL X射线天文台和甚大阵（VLA）射电望远镜的近同时的后续观测。应用数值模拟，准确地跟踪无线电伽马射线发射的初级强子，以及初级和次级e+/-，我们发现，宽频带的TeV源区域的频谱有利于一个主要的核子，而不是电子起源的高能通量，虽然更深的X射线和无线电观测将有助于证实这一点。天鹅座OB 2的极端恒星风机械光度转换成核子加速到~PeV（10^15 eV）能量的转换效率非常合理，约为0.1%，足以解释多频发射。
2003-06-11 astro-ph
Variability of the Halpha emission of Cygnus X-1 and its connection with the soft X-ray radiation
在1996-2002年期间对天鹅座X-1，HD 226868进行了高分辨率的H α监测，并结合1.5-12 keV X射线监测分析了所得光谱。我们表明，Halalpha线轮廓在不同的时间尺度上有复杂的变化，特别是控制的轨道周期和集中的风模型的质量损失。我们发现，在低/硬X射线态，超巨星质量损失的长期变化和恒星风团簇结构的短期变化占主导地位，而X射线光电离对谱线形状和EW变化的影响相对较小。在高/软X射线态和耀斑过程中，由于光电离的影响，H α的线形和EW增加，但仍不能描述EW与低能X射线发射之间松散的反相关。我们建议，由超巨星的质量损失的变化可以改变在Stromgren区周围的吸积盘的二次风的速度，导致通过光盘的吸积率增加。
2003-02-12 astro-ph
Wind Accretion and State Transitions in Cygnus X-1
我们提出了一个光谱监测计划（1998年至2002年）的H-α发射强度的HDE 226868，光学对应的黑洞二进制，天鹅X-1的结果。H-α剖面由以下部分组成：（1）与超巨星风有关的天鹅座P分量，（2）在结合处达到高速的发射分量，可能形成于朝向和远离黑洞的增强流出，以及（3）与超巨星运动反相运动的发射分量。我们认为第三分量是在黑洞附近的吸积气体中形成的，其径向速度曲线符合质量比MX/Mopt = 0.36 +/-0.05。我们发现，H α发射强度与X射线通量之间存在着普遍的反相关，即当H α发射较强时（W_λ< -0.5埃），X射线通量较弱，谱线较硬。另一方面，当H-α较弱时，H-α发射强度与X射线通量之间没有相关性。在低/硬X射线状态，强风是快速和吸积率是相对较低的，而在高/软状态，较弱的，高度电离的风只达到一个中等的速度和吸积率增加。我们认为，X射线从正常的低/硬到罕见的高/软状态的转变是由超巨星供体星的质量损失率降低的事件触发的。
2002-10-02 astro-ph
Doppler Modulation of X-ray lines in Cygnus X-3
我们测量了钱德拉X射线天文台记录的天鹅座X-3发射的X射线中三条明亮谱线的多普勒频移。与Si XIV和S XVI相关的谱线的多普勒频移表现出轨道调制。这种调制相对于轨道星历表的幅度和相位表明了这种发射源在小型物体伴星发出的风中的位置。这些观测使我们能够间接测量这两颗星的距离。在某些假设下，我们观测到的与Fe XXV有关的谱线也限制了致密天体的质量M < 3.6 MSun。
2003-03-13 astro-ph
Photometry of a Galactic field at l = 232, b = -6. The old open cluster Auner 1, the Norma-Cygnus spiral arm and the signature of the warped Galactic Thick Disk
本文对银河场中的大犬星座（CMa）l = 232，b = -6的恒星星族进行了详细的测光研究。我们首次对老的疏散星团Auner 1进行了U、B、V、I测光，确定它的年龄为3.25 Gyr，距离太阳8.9 kpc。在星团的背景中，在超过9 kpc的位置，我们发现了一个年轻的种群，它很可能与天鹅座旋臂有关。此外，我们还发现了一个老年种群的特征，并确定了它的关闭和红巨星分支。这个人口被发现有7年的平均年龄和平均金属丰度Z = 0.006。我们重建的几何形状的恒星分布，并认为，这个老的人口-通常与大犬座{ \it星系}-实际上属于扭曲的老薄/厚盘组件沿这条视线。
2006-10-20 astro-ph
Dramatic Variability of X-ray Absorption Lines in the Black Hole Candidate Cygnus X-1
本文报道了在钱德拉X射线天文台上用高能透射光栅光谱仪对天鹅座X-1进行30 ks观测的结果。在HETGS光谱中检测到许多吸收线。这些谱线与高度电离的Ne、Na、Mg、Al、Si、S和Fe有关，其中一些在早期的HETGS观测中已经看到。然而，令人惊讶的是，我们发现在目前的观察期间，这些线的变化很大。例如，在观测的早期，Ne X射线12.14 μ m处的通量约为$5 \times 10^{-3}$光子cm $^{-2}$ s $^{-1}$，但随后变得不可检测，在该线的通量上有99%的$0.06 \times 10^{-3}$光子cm $^{-2}$ s $^{-1}$。这意味着该线在数小时的时间尺度上减弱了近两个数量级。在观测过程中，源的总X射线通量也发生了变化，但变化幅度仅为20- 30%。对于天鹅座X-1，吸收线通常归因于双星系统中电离星风对X射线的吸收。因此，它们可以提供关于风的物理状况的有价值的诊断。我们讨论了结果的影响。
2007-04-04 astro-ph
Jet radio emission in Cygnus X-1 and its orbital modulation
我们目前的结果，我们详细的理论研究所观察到的轨道调制的无线电发射在天鹅座X-1。调制的发生是由于自由自由吸收风从伴星随轨道相位的变化，我们的研究结果提出了强烈的约束喷流无线电发射的空间分布在2-15 GHz的频率。在增强由喷流发射所遭受的风吸收的不对称性方面，黑洞附近发射的X射线的照射起着至关重要的作用。相对于孤立的超巨星，这使风的温度增加了一个数量级以上。观测到的射电辐射最小值相对于光谱零相位的相位滞后强烈暗示喷流核心内的大部分喷流质量是非相对论性的（约5 x 10^8 cm/s）。然而，喷流在核心之外可以变成相对论性的。此外，喷流可以有一个双组分结构，在外面慢，在里面快，在这种情况下，它的同步辐射部分可能已经在核心中相对论。我们还考虑了观测到的无线电发射的超轨道调制（周期约为150 d），并发现它可以解释为一个喷流进动既造成可变的风吸收和改变喷流多普勒因子。最后，我们考虑天鹅座X-3的情况下，并表明，它缺乏可观察到的轨道无线电调制（尽管强烈的X射线调制）的解释是，该系统是更紧凑，更明亮的天鹅座X-1。
2006-12-22 astro-ph
The Cygnus X region - a multiwavelength view
天鹅座X区域是银河系内距离我们最近的大质量恒星形成区域之一，在整个电磁波谱中，从无线电波到伽马射线波，都有显著的辐射。本文回顾了我们目前的知识，通过描述其多波长特性。特别强调将给予中央星团天鹅座OB 2，占主导地位的能量和运动学在该地区。该星系团也被认为是核合成的活跃场所，可以通过观察到1809 keV的伽马射线线来追踪，这归因于26 Al的放射性衰变。由SPI望远镜上的INTEGRAL伽马射线天文台获得的新观测结果将证实这一假设，并首次允许测量热天鹅座X超气泡中气体的运动学。
2004-07-02 astro-ph
X-ray Orbital Modulation of Cygnus X-1
我们已经分析了天鹅座X-1两年多的RXTE/ASM数据。我们已经检测到5.6天的轨道周期的Lomb-Scargle周期图的光变曲线和硬度比时，天鹅座X-1是在硬状态。与以前其他X射线飞行任务的探测相比，这次探测的灵敏度和时间范围都有所提高。折叠光变曲线和硬度比显示了一个广泛的强度下降伴随着光谱硬化集中在优越的连接的X射线源。倾角的持续时间约为轨道周期的27%，深度范围为三个能带中非倾角强度的8%至23%。在展开数据的大幅下降中，小时时间尺度的变化通常很明显。相比之下，在软态的周期图或折叠光变曲线中，轨道周期没有明显的特征。伴星的星风对X射线的吸收可以再现硬态下观测到的X射线轨道调制。为了解释软状态数据中的低轨道调制，需要在软状态期间降低风密度。作为一种替代方案，部分覆盖的情况下进行了描述，这也可以解释缺乏的轨道调制在软状态。
1999-06-07 astro-ph
Infrared spectroscopic variability of Cygnus X-3 in outburst and quiescence
我们提出了四个时代的高分辨率红外光谱的特殊X射线双星天鹅座X-3。观测涵盖了无线电和X射线监测所定义的系统的静止、小耀斑和爆发状态。在无线电和X射线静止和小耀斑状态下观察到的源的基本红外光谱是宽的，弱的HeII和NV发射之一。在这种状态下的光谱变化是占主导地位的调制在4.8小时的轨道周期的系统。H-带光谱证实了显着的氢消耗的质量供体。与天鹅座X-3的静态红外光谱最接近的光谱是一颗早期型WN沃尔夫-拉叶星。在爆发中，红外光谱是显着不同的，非常强的双峰氦发射的外观显示每天的变化和V（iolet）/R（ed）的变化与轨道相位。最可能的解释似乎是来自伴星的增强的恒星风。因此，在这个系统中的X射线和射电爆发很可能起源于质量转移，而不是盘，不稳定性，并且轨道周期的延长不会是平滑的，但在这些爆发期间会加速。此外，这些线的出现暗示了不对称的发射区域。我们认为天鹅座X-3的风在双星轨道的平面上明显变平。这可以解释观测到的双峰HeI特征，以及如果盘风与视线成一定角度，则可以将大量的沃尔夫-拉叶次级与相对较小的X射线光学深度相协调。
1999-03-29 astro-ph
Gamma-ray line emission from OB associations and young open clusters. II. The Cygnus region
天鹅座区域的伽马射线和微波观测揭示了1.809 MeV线发射的强烈信号，归因于26 Al的放射性衰变，这与53 GHz的自由-自由发射密切相关，源自电离的星际介质。我们模拟了这两个排放使用多波长的进化合成代码的大质量恒星协会，我们应用于已知的大质量恒星群体在天鹅座。对于所有的OB协会和年轻的疏散星团在外地，我们确定了人口的年龄，距离和丰富度，以及在所有这些数量的不确定性，从公布的光度和光谱数据。我们通过贝叶斯方法传播模型不确定性中的总体不确定性。年轻的球状星团天鹅座OB 2是天鹅座26 Al核合成和电离的主要来源。我们的模型很好地再现了天鹅座地区的电离光度，但它低估了26铝生产约2倍。我们将这种低估归因于当前核合成模型的缺点，并建议将恒星自转作为提高26 Al产量的可能机制。我们还模拟了天鹅座地区的60 Fe核合成，但最近的超新星事件数量很少，表明只有很少的60 Fe生产。因此，即将到来的INTEGRAL天文台预计不会探测到天鹅座1.137 MeV和1.332 MeV的60 Fe衰变线。
2002-06-04 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
Gemini Observations of Disks and Jets in Young Stellar Objects and in Active Galaxies
我们目前的第一个结果，从近红外积分场光谱仪（NIFS）位于北双子座。对于活动星系天鹅座A和英仙座A，我们观测到旋转支撑的吸积盘，并提出了大质量中心黑洞的存在，并估计了它们的质量。在天鹅座A中，我们还看到了显著的高激发电离锥，主要由中央引擎的光电离控制。在T-Tauri星HV Tau C和DG Tau中，我们在[Fe II] 1.644微米线上看到高度准直的双极流出，被H_2线上看到的较慢的分子双极流出所包围，这与Pyo等人（2002）提出的模型一致。
2007-06-01 astro-ph
Orbital dynamics of Cygnus X-3
本文给出了天鹅座X-3在爆发和静止时的轨道相分辨红外光谱，包括层析分析。我们确认了宽HeII和NV线在静止时的定相，使得最大蓝移对应于在相位= 0.00 +/- 0.04处的X射线最小值。在爆发中，双峰HeI结构显示出类似的相位，但有两个显著的差异：（a）虽然相对强度不同，但在轨道周围的蓝色和红色峰值中有连续的线发射，以及（b）吸收分量，与发射特征的相位相差约1/4的轨道，被识别出来。双峰剖面的多普勒断层图像与盘风几何形状一致，以1000 km/s的速度旋转。令人遗憾的是，层析成像算法将产生一个类似的环结构，从替代线源，如果污染的覆盖天鹅座P配置文件。在强的2.0587微米HeI谱线中，情况确实如此，从而导致双峰发射的性质的模糊解决方案。的吸收功能，检测到1/4的轨道的相位与排放功能，是一致的起源在他星风和收益率的第一次一个合理的径向速度曲线的系统。我们直接导出了系统的质量函数，0.027 M_sun。如果我们假设一个中子星吸积体，并采用高轨道倾角i > 60度，我们得到He星的质量范围为5 M_sun < M_WR < 11 M_sun。或者，如果紧凑的对象是一个黑洞，我们估计M_BH < 10 M_太阳。我们讨论了这些质量的性质和大小的二元系统的影响。
2000-05-02 astro-ph
Discovery of the compact X-ray source inside the Cygnus Loop
在利用ASCA GIS对天鹅座环进行全环观测的过程中，我们在天鹅座环内探测到了一个X射线致密源。GIS的源强度为0.11 cs $^{-1}$，SIS的源强度为0.15 cs $^{-1}$，在ASCA波段最强。X射线谱与具有中性H柱（\error{3.1}{0.6}）${\rm \times 10^{21} cm^{-2}}$的\error{-2.1}{0.1}的光子指数的幂律谱很好地拟合。考虑到星际吸收的特点，这个源是X射线明亮的主要是1千电子伏以上，这表明要么活动星系核或旋转的中子星。到目前为止，我们没有发现强度变化，也没有相干脉动，主要是由于有限的观测时间。在X射线图像的误差区域内有几个光学亮星体。我们对最亮的光源（V=+12.6）进行了光谱分析，发现它是一颗G星。因此，在光学和X射线波段上进行后续的深部观测是十分必要的。
1998-07-27 astro-ph
A model of the TeV flare of Cygnus X-1: electron acceleration and extended pair cascades
我们认为，理论模型的TeV光子发射天鹅座X-1在耀斑期间发现的MAGIC探测器。我们研究了电子加速到足以产生TeV辐射的能量，发现发射点可以靠近黑洞。然后，我们考虑对吸收的光子场的中心X射线源和周围的吸积盘，并发现其光学深度是<1，允许发射接近黑洞。另一方面，在1 TeV时，恒星场中的光学深度约为10。然而，光学深度随着能量的增加而下降，允许初始能量>3 TeV的模型，其中光子远离恒星，引发空间扩展的对级联。这定性地解释了观测到的TeV光谱，尽管仍然不是它的确切形状。
2008-11-25 astro-ph
The magnetic field and the location of the TeV emitter in Cygnus X-1 and LS 5039
天鹅座X-1和LS 5039是在TeV能量下观测到的两颗X射线双星。这两个源都是紧凑的系统，包含喷流状（无线电）结构，并拥有非常明亮的O星。TeV信号已被发现在两个对象中的紧凑对象的上级结合，当最高的伽马射线不透明度是预期的。我们调查的影响，发现TeV发射天鹅座X-1和LS 5039周围的优越的结合，因为这可以提供信息的系统磁场和位置的TeV发射器。利用天鹅座X-1和LS 5039的超级结合周围观测到的非常高的能量光谱和通量，我们计算了吸收光度，这是由恒星光子场中的对创建相对于恒星和观测者视线的不同发射位置引起的。讨论了磁场和电磁级联的作用。对于效率低下的电磁级联的情况下，预期的二次同步辐射通量进行了比较，在X射线能量的观测。我们发现，在天鹅座X-1和LS 5039中，要么是恒星周围的磁场比O型星的预期磁场小得多，要么是TeV辐射源位于距离致密天体> 10^12 cm的位置。我们的研究结果强烈地表明，天鹅座X-1和LS 5039的TeV发射体位于双星系统的边界处，并且远高于轨道平面。这与那些发射体位于系统内部的模型不一致，比如最内部的喷流区域（天鹅座X-1和LS 5039;微类星体场景），或者脉冲星和主星之间的区域（LS 5039;标准脉冲星场景）。
2008-08-25 astro-ph
Cygnus X-3 and the problem of the missing Wolf-Rayet X-ray binaries
天鹅座X-3是一个强X射线源（L_X约为10^38 erg/s），它被认为是由一个致密的物体组成，吸积了来自氦星的物质。我们分析发现，天鹅座X-3的质量损失率和轨道周期导数的估计范围与两个模型一致：i）该系统是分离的，系统的质量损失来自大质量氦星的恒星风，其中只有一小部分允许观测到的X射线光度被吸积，或ii）系统是半分离的，并且罗奇瓣溢出的低质量或中等质量氦供体将质量传递到致密物体，随后从系统中喷射超过爱丁顿速率的过量氦供体。这些分析结果似乎与进化计算相一致。通过粒子数合成，我们发现目前银河系中可能存在一个~1 X射线双星和一个X射线双星，其中一个黑洞是从一个大于~ 7 MSun的Wolf-Rayet星吸积而来的，而一个中子星是从一个质量小于~ 1.5 MSun的Roche瓣溢出氦星吸积而来的。Cyg X-3可能就是其中之一。
2005-07-12 astro-ph
Observations of Water Vapor Outflow from NML Cygnus
我们报告的NML天鹅座的远红外和亚毫米波水蒸气排放的红外空间天文台和亚毫米波天文卫星收集的数据的基础上的新观测。我们比较了NML天鹅座的排放量，以前公布的VY CMa和W Hya在试图建立最近提出的模型的有效性，从演化的恒星流出。获得的数据支持Ivezić & Elitzur（1995，1997）的论点，即演化恒星的大气遵循一组标度律，其中流出物的光学深度是唯一最重要的标度参数，影响辐射转移和流出物的动力学。具体来说，我们提供了比较NML Cyg，VY CMa和W Hya的水汽排放的观测结果，并发现，在我们的数据质量允许的范围内，结果与Zubko & Elitzur（2000）开发的模型合理一致。使用这个模型，我们推导出一个质量损失的基础上的尘埃不透明度，谱线通量，和外流速度的水蒸气在这些富氧巨星的大气中观察到。对于VY CMa和NML Cyg，我们也得到了恒星质量的估计。
2004-05-04 astro-ph
High Energy Properties of X-ray Sources observed with BeppoSAX
我们报告了用BeppoSAX在高能带（>20 keV）观测到的天体源的突出结果。特别是，我们审查的光谱特性的来源，属于不同类别的对象，即恒星日冕（大陵五），超新星遗迹（Cas A），低质量X射线双星（天鹅座X-2和X射线爆发GS 1826 -238），黑洞候选人（天鹅座X-1）和活跃的银河系核（MKN 3）。我们首次探测到了高达100 keV的恒星日冕宽带光谱;对于Cas A，我们报告了^44Ti线强度的上限，该上限低于迄今为止所获得的强度;对于天鹅座X-2，我们报告了高能成分的证据;我们报告了天鹅座X-1在软态和向硬态过渡期间清晰探测到宽Fe K线特征; Mkn 3是BeppoSAX探测到的几个Seyfert 2星系之一，康普顿散射过程对它很重要。
1998-02-06 astro-ph
Pre-main sequence stars, emission stars and recent star formation in the Cygnus Region
用5个星团（IC 4996，NGC 6910，Berkeley 87，Biurakan 2和Berkeley 86）研究了天鹅座区域的近期恒星形成历史。从文献中的光学数据相结合的2 MASS数据，以确定前主序星（前MS）的恒星与近红外过剩。我们鉴定了93颗前MS星和9颗具有H $_α$发射谱的恒星。识别出的MS前恒星被用来估计星团的开启年龄。恒星形成的持续时间被估计为开启和关闭年龄之间的差异。我们发现，NGC 6910和IC 4996在过去的600 - 700万年里一直在形成恒星，Berkeley 86和Biurakan 2在过去的500万年里一直在形成恒星，Berkeley 87在过去的200万年里一直在形成恒星。这表明天鹅座地区在过去的700万年里一直在积极地形成恒星，这取决于位置。利用无狭缝光谱在4个星团中识别出9颗发射线星（Be 87 - 4星、Be 86 - 2星、NGC 6910 - 2星和IC 4996 - 1星）。个别光谱获得和分析，以估计恒星以及磁盘的属性。所有的发射星都在MS中，远低于关闭，处于核心氢燃烧阶段。这些恒星可能是经典Be（CBe）星。因此，CBe现象可以在非常年轻的MS星，只有几个（2 - 7）百万年的年龄。这表明CBe现象不一定是进化的结果。
2008-04-09 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
Gamma-ray line emission from OB associations and young open clusters
OB星协和年轻的疏散星团构成了银河系中最丰富的核合成场所。恒星风和核心坍缩超新星的结合活动将大量新合成的原子核喷射到星际介质中。在这些事件中共同产生的放射性同位素，如26 Al或60 Fe，最终可能通过其特有的衰变线特征被伽马射线仪器观测到。为了研究这样的签名，并得到有关核合成过程的约束，我们开发了一个多波长的大质量恒星协会的演化合成模型。我们将该模型应用于经过充分研究的天鹅座地区的星协和星系团，并根据光度和光谱数据重新确定了该地区的恒星普查。特别是，我们研究1.809兆电子伏的伽马射线线发射和电离通量之间的关系，因为后者已被证明是一个很好的示踪剂的全球银河系1.809兆电子伏的排放。我们比较我们的模型COMPTEL 1.8兆电子伏的伽马射线线观测，从中我们得到的限制，从大质量的恒星和核心坍缩超新星的实际26铝含量在这一地区的相对贡献。基于我们的模型，我们作出预测的预期26铝和60铁线签名在天鹅座地区。这些预测使天鹅座地区成为未来INTEGRAL任务的主要目标。
1999-10-11 astro-ph
Opacity effects and shock-in-jet modelling of low-level activity in Cygnus X-3
我们提出了同时双频无线电观测天鹅座X-3在一个阶段的低水平活动。我们将最小变化时间尺度限制为在43 GHz时为20分钟，在15 GHz时为30分钟，这意味着源大小为2至4 AU。我们在43 GHz的百分之几的水平上检测到偏振发射，其随总强度而变化。在两个频率的耀斑的峰值之间的延迟约10分钟被认为是随着时间的推移而减少，我们发现，同步辐射自吸收和自由-自由吸收夹带的热材料发挥更大的作用，在确定的不透明度比吸收在恒星风的同伴。喷流中的激波模型给出了一个很好的拟合在所有频率的光变曲线，表明这种机制，这是以前被用来解释更明亮，寿命更长的巨型爆发在这个来源，也适用于这些低级别的耀斑事件。收集通量密度超过两个数量级的爆发数据显示，事件的峰值亮度与达到峰值的时间尺度和频率之间存在强相关性。较亮的耀斑在较长的时间尺度上演化，并在较低的频率上达到峰值。拟合模型参数的分析表明，更明亮的爆发是由于冲击形成进一步下游的射流，增加电子归一化和磁场强度都发挥了作用，在设置强度的爆发。
2008-11-20 astro-ph
The Wolf-Rayet counterpart of Cygnus X-3
我们提出了天鹅座X-3的轨道相位分辨I和K带光谱。所有的光谱都显示了WN子类沃尔夫-拉叶星的特征发射线。在超过一天的时间尺度上，谱线强度在通量和等效宽度上都有很大的变化。此外，谱线比率改变，对应于光谱亚型WN 6/7至WN 4/5的变化。我们证实了这一发现，即在发射线较弱的时候，它们的波长作为轨道相位的函数发生变化，最大蓝移与红外线和X射线最小值相一致，最大红移在半个轨道之后。此外，我们证实了预测-在以前的观察的基础上-在发射线很强的时候，没有观察到明显的波长偏移。我们描述了一个简化的，但详细的系统模型，其中的同伴的X射线源是一个沃尔夫-拉叶星的风有时电离的X射线源，除了在恒星的阴影的一部分。用这个模型，观测到的光谱变化可以重现只有少量的自由参数。我们讨论并验证了这个模型的后果，并发现，在一般情况下，所观察到的属性可以理解。我们认为天鹅座X-3是一颗沃尔夫-拉叶/X射线双星。
1996-04-17 astro-ph
