Suzaku Observation of Diffuse X-ray Emission from the Carina Nebula
我们研究了2005年8月29日由朱雀CCD相机XIS拍摄的船底座星云的扩展X射线发射。X射线形态、等离子体温度和等离子体吸收与早期爱因斯坦的结果一致。朱雀光谱新揭示了包括氧在内的各种物质的发射线，但不是氮。这一结果限制了N/O比显着较低，与演化的大质量恒星风相比，这表明扩散发射起源于一个古老的超新星遗迹或多个超新星遗迹产生的超级壳。在0.3-2 keV之间，海山二南北侧的X射线谱有明显的差异。南谱显示铁离子的L壳层线和硅离子的K壳层线较强，而北谱显示它们较弱。这意味着南部地区的硅和铁丰度比北部地区高2-4倍。丰度的变化可能是由SNR喷出物产生的，或者与恒星形成核心周围的尘埃形成有关。
2006-10-02 astro-ph
X-ray studies of HESS J1837--069 with Suzaku and ASCA: a VHE gamma-ray source originated from the pulsar wind nebula
我们介绍了ASCA和朱雀研究的TeV源HESS J1837- 069，这还没有确定在其他波长。我们确认在朱雀XIS图像中存在两个X射线源，AX J1838.0--0655和AX J1837.3--0652，靠近延长的TeV发射区的两端。两个源的XIS谱均由吸收的幂律模型再现，其参数与ASCA数据确定的参数一致。最近，在包括HESS J1837- 069（2008，ApJ，681，515）的天空区域中，已经用RXTE检测到70.5 ms的X射线脉动。利用具有定时和成像能力的ASCA GIS数据，我们确定脉动源为AX J1838.0--0655。ASCA和Suzaku测定的脉冲周期以及RXTE报告的脉冲周期表明稳定的自旋下降在$\dot{P} = 4.917(4) \times 10^{-14}$ s $^{-1}$。这些结果表明，AX J1838.0- 0655是一个内在稳定的源，可能是一个脉冲星风星云（PWN）。本文讨论了AX J1838.0- 0655与HESS J1837- 069有关的可能性，以及VHE γ射线发射来源于PWN的可能性。
2008-10-24 astro-ph
Diffuse X-ray Emission from the Carina Nebula Observed with Suzaku
一些巨大的HII区与软扩散X射线发射有关。其中船底座星云拥有最明亮的软漫射辐射。所需的等离子体温度和热能可以通过碰撞或终止主序星或嵌入的年轻O星的快风来产生，但扩展的发射通常是在远离大质量星团的区域观察到的。X射线发射的来源不明。朱雀星上搭载的XIS CCD相机具有迄今为止扩展软源的最佳光谱分辨率，因此能够测量软波段的关键发射线。朱雀号分别于2005年8月和2006年6月对船底座星云（Car-D1）的核心和东侧进行了观测。核心南部和Car-D1的光谱同样显示出强的铁离子L-壳层线和硅离子K-壳层线，而在核心北部，这些线要弱得多。用吸收的薄热等离子体模型拟合的光谱显示kT~0.2，0.6keV和NH~1- 2 e ~（21）cm ~（-2），其中氧、镁、硅和铁的丰度变化为2-3倍。等离子体可能起源于一颗古老的超新星，或者是多颗超新星的超级壳层。
2007-04-03 astro-ph
The Radio Nebula of the Soft Gamma Ray Repeater SGR 1806-20
早些时候，我们提出G10.0-0.3是一个非热星云，很可能是一个古老的超新星遗迹（SNR），与软伽马中继器（SGR）SGR 1806-20有关。在这里，我们提出了在甚大阵（VLA）的非热射电星云G10.0-0.3获得的新的无线电图像。该星云是一个由嵌套的无定形成分组成的层积星云，最终形成一个峰。最近对X射线点源的戏剧性探测与射电峰值和定位于G10.0-0.3的硬X射线爆发一致，证实了SNR-SGR的关联。我们认为SGR是一颗孤立的脉冲星，它同时具有稳定的相对论粒子风和脉冲粒子风，这两种粒子风共同为星云提供能量。我们注意到，SGR和SGR 0526-66都偏离了它们的SNR中心，这需要脉冲星的高空间运动。我们认为，某些出生机制产生高速度，并诱导SGR活动。
1994-01-21 astro-ph
ASCA Discovery of Diffuse 6.4 keV Emission Near the Sgr C Complex: A New X-ray Reflection Nebula
我们提出了一个ASCA的发现弥漫硬X射线发射的Sgr C复合物的分子云核心附近的峰值。X射线谱的特征在于强的6.4 keV线和大吸收。这些性质表明，Sgr C是一个新的X射线反射星云，它通过外部X射线源的照射发出荧光和散射X射线。我们发现在紧邻的Sgr C附近没有足够亮的光源来完全解释荧光。辐射源可能是银河核Sgr A*，它在过去比现在更亮，这是从第一个X射线反射星云Sgr B2的观测中得出的结论。
2000-12-14 astro-ph
Suzaku and XMM-Newton Observations of Diffuse X-ray Emission from the Eastern Tip Region of the Carina Nebula
用朱雀XIS对船底座星云东端区域进行了77 k s的观测，以进行扩展X射线发射的高精度光谱研究。利用XMM-Newton EPIC数据对点源进行了探测。XIS探测到来自整个视场的强扩展X射线发射，其通量为$0.7\sim4\times10^{-14}$ erg s $^{-1}$ arcmin $^{-2}$，为0.2- 5 keV。发射具有斑点状结构，与中红外图像中观察到的电离气体细丝一致。天体物理背景和探测到的点源的贡献是微不足道的。因此，发射本质上是漫射的。扩散发射的X射线光谱由具有0.3和0.6 keV的温度和2 $\times10^{21}$ cm $^{-1}$的吸收柱密度的双温度等离子体模型表示。X射线发射显示正常的氮氧丰度比和高的铁氧丰度比。光谱推导的参数，如温度和柱密度，是常见的$η$车附近的扩散X射线发射。因此，这两个场中的漫射X射线发射可能具有相同的起源。光谱拟合的结果进行了讨论，以约束的背景下，恒星风和超新星的起源。
2008-09-20 astro-ph
ASCA Observations of the Sgr B2 Cloud: An X-Ray Reflection Nebula
我们提出的巨大分子云Sgr B2的成像光谱的ASCA结果。发现X射线谱是非常奇特的;它在6.4 keV处具有强发射线，在约4 keV以下具有低能量截止，在7.1 keV处具有明显的边缘结构。X射线图像被延长，其峰值位置从分子云核心向银河系中心移动了约1- 2弧分。X射线光谱和形态很好地再现了一个方案，X射线从外部源位于银河系中心方向被散射的分子云Sgr B2，并进入我们的视线。因此，Sgr B2可以称为X射线反射星云。银河系中心活动的可能影响，这一独特的来源。
1999-08-20 astro-ph
X-Ray Reflection Nebulae with Large Equivalent Widths of Neutral Iron Ka Line in the Sgr C Region
本文报道了朱雀星在Sgr C区观测的第一批结果。我们检测到四个弥漫团块与强线发射在6.4keV，Ka从中性或低电离铁。其中之一，M359.38-0.00，是最近在朱雀星上发现的。两个亮团M359.43-0.07和M359.47-0.15的X射线谱扣除银河系中心扩散X射线辐射（GCDX）后，显示出强的Fe I Ka线，其等效宽度（EW）为2.0-2.2keV，Fe I的Kb值清晰。Sgr C区的GCDX由6.4keV和6.7keV的相关成分组成。这些是唯象分解的EWs的6.4keV和6.7keV线之间的关系。在明亮的团簇区，相对于相关连续谱的前EW估计为2.4（+2.3--0.7）keV。由于这两种不同的方法给出了相似的2keV的大EW，我们强烈建议在Sgr C区域的6.4keV团块是由于X射线反射/荧光（X射线反射星云）。
2008-11-12 astro-ph
X-Ray Observations of the Galactic Center with Suzaku
本文报道用朱雀卫星上的X射线成像光谱仪（XIS）观测到的银河系中心（GCDX）的弥散X射线辐射。XIS的高精度能量定标和极低的背景为GCDX提供了许多新的事实。这些是：（1）6.7/7.0keV谱线的起源是热等离子体中的碰撞激发，（2）发现了新的SNR和超气泡候选者，（3）6.4keV谱线的大部分是X射线荧光，（4）6.4keV谱线的时间变化是从SgrB 2复合体中发现的。
2007-11-19 astro-ph
A Re-brightening of the Radio Nebula associated with the 2004 December 27 giant flare from SGR 1806--20
2004年12月27日从磁星SGR 1806-20探测到的巨大伽马射线耀斑产生了一个膨胀的射电星云，我们用澳大利亚望远镜紧凑阵列和超大阵列进行了监测。这些数据表明，在最初的耀斑发生后约25天，观测到的流量增加了约8天，我们认为这是周围物质被这个射电星云扫过和冲击的结果。对于距离SGR 1806-20为15 kpc的情况，利用这种再增亮的性质，我们推断最初的爆炸波由质量M>10^{24.5} g的重子物质主导。对于初始膨胀速度v~ 0.7 c（如在所附的论文中推导出的），我们推断该材料的初始动能E>10^{44.5}尔格。如果这种物质来自磁星本身，它可能会发出一个超高能（E > 1 TeV）中微子的爆发，比其他天体物理来源的预期要亮得多。
2005-10-31 astro-ph
A Catalog of Diffuse X-ray-Emitting Features within 20 pc of Sgr A*: Twenty Pulsar Wind Nebulae?
我们提出了一个目录的34个弥漫的特点，确定在银河系中心的X射线图像与钱德拉X射线天文台。其中几个特征在以前的文献中已经讨论过，包括7个与表现出荧光线发射的分子云复合体有关，4个叠加在超新星遗迹Sgr A East上，2个与被认为是另一个超新星遗迹外壳的射电特征一致，另一个被认为是脉冲星风星云，从人马座A* 投射出来只有几角秒。然而，这留下了20个以前没有报道过的特征。基于铁发射在它们的光谱中的微弱性，我们认为它们大多数是非热发射。一个狭长的特征指向Sgr A*，因此我们认为这个特征是从超大质量黑洞喷出的同步辐射粒子喷流。对于其他星云，我们发现它们的大小（D=8 kpc时长度为0.1-2 pc）、X射线光度（在10^32和10^34 erg/s之间，2-8 keV）和光谱（伽马=1-3的幂律）与脉冲星风星云一致。根据银河系中心的恒星形成率，我们预计在过去的300 kyr中已经形成了大约20个脉冲星，并且可能正在产生脉冲星风星云。19个候选脉冲星风星云中只有一个在银河系中心的存档射电图像中被可靠地探测到;其余的上限对应于L_R<la 10^31 erg/s。这些射电极限并没有强烈地限制它们的性质，这就强调了对这一前所未有的银河系X射线发射结构样本进行进一步多波长研究的必要性。
2007-07-13 astro-ph
The Planetary Nebula population of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
在人马座矮椭球星系中发现了两个新的行星状星云。这使总数达到四个。第一个，StWr 2-21，属于Sgr的主体。第二，晕PN BoBn 1，有一个位置，距离和速度与Sgr的领先的潮汐尾。我们估计，10%的星系晕由Sgr碎片组成。PNe的比频率表明Sgr的总光度（包括其潮汐尾）为M_V=-14.1。StWr 2-21显示出高丰度[O/H]=-0.23，这证实了Bonaficio等人（2004年）发现的Sgr中的高金属丰度群体。陡峭的金属丰度-年龄梯度在Sgr是由于ISM删除在银河系平面通道，ISM改造由于恒星质量损失，并可能吸积富含金属的气体从我们的银河系。由于恒星质量损失，Sgr的ISM再形成速率为5 × 10^-4 M_sun/年^-1，相当于每个轨道周期约10^6 M_sun。哈勃望远镜的图像显示了发达的双极形态，并提供了清晰的中心恒星的检测。所有三颗深光谱的恒星都显示出WR线，这表明祖先质量和金属丰度决定了PN中心恒星是否发展出WR光谱。其中一颗Sgr PN属于IR-[WC]星。膨胀速度被确定为三个星云。与流体动力学模型的比较表明，初始密度分布为rho ~ r^-3。这是AGB质量损失率增加的证据。质量损失率的峰值约为10^-4 M_sun/年^-1。IR-[WC] PN，He 2-436，提供了迄今为止唯一直接探测矮球状星系中尘埃的方法。
2006-03-16 astro-ph
An expanding radio nebula produced by a giant flare from the magnetar SGR 1806-20
软伽马中继器（SGR）是“磁星”，一小类缓慢旋转的中子星，具有极端的表面磁场，~10^15高斯。2004年12月27日，在磁星SGR 1806-20上发现了一个巨大的耀斑，这是有记录以来的第三次这样的事件。这种能量爆发被各种仪器探测到，甚至在地球高层大气中引起了电离层扰动，全球各地都有记录。在这里，我们报告检测到一个衰落的无线电余辉产生的爆发，与光度500倍以上，只有其他检测类似的来源。在SGR 1806-20的耀斑爆发后的第6天到第19天，观测到了一个分辨的线性偏振射电星云，其膨胀速度约为光速的四分之一。为了形成这个星云，巨大的耀斑必须以磁场和相对论性粒子的形式发射出至少4 × 10^43尔格的能量。空间分辨结构和快速时间演化的结合，使得我们能够对附近类似超新星和伽马射线暴的物质进行前所未有的详细研究。
2005-05-22 astro-ph
G359.95-0.04: Pulsar Candidate Near Sgr A*
我们报告发现了一个突出的非热X射线功能位于银河系中心附近，我们确定为一个充满活力的脉冲星风星云。这个特徴G359.95-0.04，位于Sgr A* 以北1里（投影），形状像彗星，具有幂律光谱，随着距离假定的脉冲星的距离增加而变陡。该特征的独特光谱和空间X射线特征类似于那些属于罕见的冲压压力限制脉冲星风星云。该星云在距离\sgra处的亮度与推断的X射线衍射一致，在2- 10 keV的能量带中为1 10^{34}尔格·秒^{-1}。彗星尾延伸回以大质量恒星复合体IRS 13为中心的区域，周围环绕着增强的弥散X射线辐射，这可能代表了相关的超新星遗迹。此外，星云对强环境辐射的逆康普顿散射一致地解释了从银河系中心观测到的TeV辐射。我们还简要讨论了G359.95-0.04与该地区其他高能源的可能联系，例如年轻的恒星复合体IRS 13和SNR Sgr A East。
2005-12-29 astro-ph
The Nature of Plerions Surrounding Soft Gamma-Ray Repeaters
在至少两个软γ射线中继站（SGR）的位置上探测到了紧凑的稳定X射线发射源。这些辐射源被解释为同步加速器星云，由导致爆发的中子星提供能量。我们探讨了一个plerion模型的源周围SGR稳定观测到的排放供电的SGR爆发，而不是由自旋下降的脉冲星。在这种情况下，中子星的磁场没有极限。我们发现，注入到plerion周围SGR 1806 -20的粒子的同步辐射寿命是足够长的涂抹从个别爆发的星云发射。因此，在SGR爆发之后，不会检测到瞬态星云发射。来自多个爆发注入的组合无线电发射预计将具有比典型的plerion更陡峭的频谱。
1995-06-28 astro-ph
A Time-Variable X-Ray Echo: Indications of a Past Flare of the Galactic-Center Black Hole
本文利用朱雀星和钱德拉星的观测资料，对Sgr B2区6.40keV中性铁谱线通量的时变进行了研究。6.68 keV的高电离铁谱线是由银河系中心漫射X射线（GCDX）产生的，因此是时间不变的。通过比较6.68keV和6.40keV的谱线通量，我们发现来自Sgr B2复合体区的6.40keV谱线通量是随时间变化的，特别是被称为“Sgr B2云”的巨大分子云M0.66-0.02是高度可变的。6.40 keV谱线强度和空间分布的变化强烈支持SgrB 2区的分子云是银河系中心（GC）黑洞Sgr A* 辐射的X射线反射星云的假设。
2007-11-19 astro-ph
Suzaku Observation of HESS J1825-137: Discovery of Largely-Extended X-rays near from PSR J1826-1334
我们用朱雀XIS观测了HESS J1825-137最亮的部分，发现了从脉冲星PSR J1826-1334延伸至少15'（~ 17 pc）的弥散X射线。光谱没有发射线，并符合吸收幂律模型。因此，X射线很可能是来自脉冲星风星云的同步辐射。脉冲星附近（r<1.5 '）的光子指数为1.7，而r=1.5-16的光子指数在γ =2.0时几乎不变。朱雀星和H.E.S.S.结果自然可以用一个组合过程来解释：同步加速器X射线和伽马射线是由宇宙微波光子的逆康普顿引起的，高能电子是在7微G的磁场中引起的。如果电子在脉冲星上被加速，那么在1900年的同步加速器寿命内，电子必须以大于8.8 × 10^3 km·s^{-1}的速度传输超过17 pc。
2008-08-26 astro-ph
Time Variability of the Neutral Iron Lines from the Sgr B2 Region and its Implication of a Past Outburst of Sgr A$^*$
我们使用X射线卫星朱雀，XMM-牛顿，钱德拉和ASCA的档案数据研究了Sgr B2复合体的长期X射线行为。观测到的Sgr B2复合物区域包括在6.40 keV的Fe I K- $α$线上的两个突出点，一个巨大的分子云M 0.66 $-$ 0.02，称为“Sgr B2云”，和一个不寻常的X射线源G 0.570 $-$ 0.018。虽然这些6.40千电子伏的斑点有几个pc尺度的空间扩展，形态和通量的6.40千电子伏线已随时间变化了10年，在银河系的扩散X射线发射的Fe XXV-K $α$线在6.67千电子伏的恒定通量相比。这种时间变化主要是由于M 0.66 $-$ 0.02; 6.40 keV线通量在2001年下降，并在1994- 2005年的时间跨度下降到60%。另一个G为0.570 $-$ 0.018的斑点只在2000年的钱德拉观测中才被发现。从Sgr B2复合体的长期时间变率（$\sim$ 10年），我们推断银河系中心黑洞Sgr A $^*$在过去的300年中是X射线亮的，并表现出几年周期的时间变率。
2008-03-11 astro-ph
Discoveries of Diffuse Iron Line Sources from the Sgr B Region
无线电复合体Sgr B区域是用朱雀号上的X射线成像光谱仪（XIS）观测的。该区域在6.4、6.7和6.9 keV处显示扩散铁线，其分别是Fe \emissiontype{I}（中性铁）、Fe \emissiontype{XXV}（类He铁）和Fe \emissiontype{XXVI}（类H铁）的K $α$线。XIS的高能量分辨能力提供了来自Fe \emissiontype{I}（6.4 keV）和Fe \emissiontype{XXV}（6.7 keV）的K壳层跃迁线的单独的图。虽然6.7 keV的线是平滑地分布在Sgr B区域，局部过剩附近发现在$(l, b) = (\timeform {0D.61}, \timeform{0D.01})$，可能是一个新的SNR。等离子体温度为\textit{kT} $\sim$ 3 keV，年龄估计约为$\times10^{3}$年。6.4 keV图像与Sgr B2附近和$(l, b) = (\timeform{0D.74}, -\timeform{0D.09})$处的局部过量有关。像Sgr B2一样，这个过剩可能是X射线反射星云（XRN）的另一个候选者。
2006-09-12 astro-ph
Polarization of X-ray emission from the Sgr B2 cloud
Sgr B2巨大的分子云被认为是一个“X射线反射星云”--是几百年前发生的Sgr A* 源的一次强烈耀斑的后处理场所。X射线光谱的形状和铁荧光线的强度支持这一假设。我们认为，从Sgr B2的X射线的起源最干净的测试将是从这个源偏振发射的检测。
2001-11-04 astro-ph
Numerical Modeling of the Radio Nebula from the 2004 December 27 Giant Flare of SGR 1806-20
我们使用相对论流体动力学程序Cosmos++模拟了由2004年12月27日软伽马中继器1806-20的巨大耀斑事件触发的射电星云的演化。我们主要关注的再亮和质心运动发生后的第20天耀斑事件。我们将这一时期模拟为一个温和的相对论性（γ ~ 1.07 - 1.67）喷射流出扩展到星际介质（ISM）。我们证明，一个总能量约为10^46尔格的喷流被限制在半开角约20度的范围内，符合该事件的关键观测值，例如通量光变曲线、发射图质心位置和长宽比。特别是，如果再亮是由喷流引起的，它以0.5 c的速度向观测者倾斜0 ~ 40度，与ISM中半径为10^16 cm的密度不连续面发生碰撞，我们发现与观测结果非常吻合。我们还发现，一个更高的速度，>~ 0.7c，更大的倾角，>~ 70度，移动到一个均匀的ISM可以符合一般的观察，但往往错过再亮的细节。后者，统一的ISM模型预测的ISM密度比前一个模型低100倍以上，因此建议一个独立的测试，可能会区分两者。这两种模型的最强约束之一是，数据似乎需要一个非均匀的射流，以便很好地拟合。
2006-10-24 astro-ph
X-Ray Observation of Very High Energy Gamma-Ray Source, HESS J1745-303, with Suzaku
本文介绍了朱雀公司对TeV未确认源HESS J1745-303的观测结果。发现了一个可能过量的中性铁谱线发射，可能与HESS J1745-303的主要部分有关，命名为“A区”。它可能是一个X射线反射星云，来自先前银河中心（GC）活动的X射线被分子云反射。这一结果进一步加强了与HESS J1745-303的A区空间一致的分子云位于GC区的假设。来自分子云的TeV辐射使人想起GC巨分子云的弥散TeV γ射线，并且它可能具有相同的发射机制。通过朱雀号的深曝光测绘观测，得到了A区2-10 keV连续漫发射的严格上限，为2.1 × 10 ^-13尔格·s^-1·cm ^-2。1-10 TeV和2-10 keV之间的通量比大于4。可能的情况下，再现宽频带的光谱从千电子伏到TeV的检查。在深曝光条件下，探测到了来自附近两个古老超新星遗迹G359.0-0.9和G359.1-0.5的热X射线，并很好地确定了它们的发射特性。
2008-10-09 astro-ph
The Connection between W31, SGR 1806-20, & LBV 1806-20: Distance, Extinction, and Structure
我们对射电星云G10.0-0.3进行了新的毫米和红外光谱观测，该星云由亮蓝变星LBV 1806-20的风提供动力，也与软伽马射线中继器SGR 1806 -20密切相关，并被认为位于巨大的银河系HII复合体W31中。根据对G10.0-0.3视线范围内分子云的CO发射线和NH_3吸收特征的观测，以及驱动星云的恒星的视向速度和消光系数，我们确定它的距离为15.1 $^{+1.8}_{-1.3}$ kpc，与Corbel等（1997）的结果一致。此外，这加强了SGR 1806-20与相同距离的大质量分子云的关联。所有具有精确位置的软伽马射线中继器现在都被发现与大质量恒星形成或分子云的位置有关。我们还表明，W31由至少两个不同的组件沿视线。我们认为G10.2-0.3和G10.6-0.4位于-30 km/s的旋臂上，距离太阳4.5 $\pm$ 0.6 kpc，G10.3-0.1可能与LBV星距离相同的大质量分子云有关，即15.1 $^{+1.8}_{-1.3}$ kpc，这意味着W31可以沿着视线分解为两个分量。
2003-11-13 astro-ph
X-Ray Observations on the Galactic Center Region
本文报道了早期钱德拉银河系中心（GC）活动的观点。大质量黑洞Sgr A* 非常微弱，而更明亮的弥漫X射线发射在环核盘中占主导地位。另一个高温等离子体是在Sgr A东壳层中发现的。这可能表明Sgr A East是一个超新星遗迹，尽管没有发现清晰的X射线壳，但发现了非热X射线丝的暗示，表明存在极高能量宇宙射线的加速点。巨分子云Sgr B2是一个X射线反射星云，可能是由过去的Sgr A活动产生的。钱德拉进一步发现了高温壳层，表明GC区域附近有多颗超新星爆炸。
2001-08-07 astro-ph
A Relativistic Particle Outburst From The Soft Gamma-Ray Repeater SGR1900+14
软伽马射线中继器（SGR）是一类高能瞬变现象，其短暂的辐射被认为是由年轻的高磁化中子星产生的。这些爆发的确切原因和能量损失的性质仍然未知。在这里，我们报告发现一个衰落的无线电源相对研究不足的SGR 1900+14的本地化。我们认为这个射电源是一个短暂的星云，由1998年8月下旬强烈的高能活动中喷射出的粒子提供动力，其中包括8月27日壮观的伽马射线暴。无线电观测使我们能够限制在爆发期间以粒子喷射形式释放的能量，不受光束效应的影响。此外，由于射电观测的天体测量精度，我们最终将该中继器定位到亚弧秒精度。
1998-12-28 astro-ph
The radio afterglow from the giant flare of SGR 1900+14: the same mechanism as afterglows from classic gamma-ray bursts?
在1998年8月27日软伽马中继站（SGR）1900+14的巨大耀斑之后，发现了一个射电余辉。它的短暂行为与SGR 1806-20的射电星云非常不同，但与经典伽马射线暴（GRB）的射电余辉非常相似。受此启发，我们试图解释它与外部冲击模型调用的标准理论的伽玛暴余辉。我们发现这种射电余辉的光变曲线与超相对论外流的前向激波发射不一致，这被认为是造成巨耀斑初始硬尖峰的原因。然而，从一个温和的或亚相对论性的流出扩展到星际介质的激波发射可以符合观察。基于SGRs的磁星模型，讨论了这种外流的可能起源。此外，我们建议，超相对论性火球从SGR巨型耀斑的存在下，可以测试快速无线电光学后续观测在未来。
2003-07-04 astro-ph
In-Orbit Performance of the Hard X-ray Detector on board Suzaku
介绍了朱雀号X射线天文卫星上硬X射线探测器（HXD）的在轨性能和标定。它的基本性能，包括一个宽的能量带通的10-600 keV，能量分辨率~4 keV（FWHM）在40 keV和~11%在511 keV，和一个高的背景抑制效率，已被广泛的在轨校准证实。PIN-Si二极管的长期增益在半年内稳定在1%以内，整流器的长期增益下降了5- 20%。HXD的剩余非X射线背景是过去的非成像硬X射线仪器中能量范围为15-70和150-500 keV的最低值。我们提供准确的校准的能量响应，角响应，定时精度的HXD，和相对归一化的X射线CCD相机使用多个观测的蟹状星云。
2006-11-07 astro-ph
Molecules in the disk orbiting the twin young suns of V4046 Sgr
我们报告了用射电天文学毫米波研究所（IRAM）30米望远镜对1200万年前的V4046 Sgr系统进行的毫米波分子谱线测量的结果。V4046 Sgr是一个紧密的（9 R_sun）、短周期（2.42天）双星，其分量质量几乎相等，约为0.9 M_sun。我们检测到转动跃迁的12 CO 13 CO，HCN，CN，和HCO+。V4046 Sgr的双峰CO谱线轮廓很好地拟合了一个模型，该模型调用了一个外半径为~250 AU的开普勒圆盘，在倾角i = 35度处观察。根据V4046 Sgr CO线和亚毫米级连续通量，我们分别推断出最小圆盘气体和尘埃质量为~13和~20地球质量。如果气相CO高度贫化和/或13 CO非常光学厚，则实际盘气体质量可能大得多。V4046 Sgr的环双星盘与围绕着一颗约800万年前的恒星TW Hya（一个通常被认为是早期太阳星云代表的恒星/盘系统）的盘的整体相似性表明，气体巨行星可能在近距离双星系统中很常见。考虑到V4046 Sgr相对先进的年龄和距离，这些结果为未来的高分辨率成像提供了强大的动力，旨在确定行星系统是否现在围绕其孪生太阳运行。
2008-10-02 astro-ph
Discovery of Variable Iron Fluorescence from Reflection Nebulae in the Galactic Center
根据钱德拉X射线天文台对银河系中心三年的深度观测，我们报告了两个硬X射线星云的强度和形态变化的发现。星云以荧光铁发射为主，与分子云一致。形态上的变化在秒差距尺度上是明显的，这要求这些铁特征是来自一个点源（Sgr A* 或X射线双星）的2或3年爆发的散射X射线，亮度至少为1 e37 erg/s。这种变化排除了这些星云是由keV电子轰击分子云产生的假设，或者是超新星富含铁的喷出物。此外，反射星云的形态表明，云的致密区域是连续的，宽度约为0.3 pc，长度约为2 pc。
2006-11-21 astro-ph
Radio Monitoring and High Resolution Observations of the Soft Gamma Ray Repeater 1806-20. by Vasisht et al. Postscript file, 13 pages
本文报道了在3.6厘米波段用VLA对G10.0-0.3中围绕着软γ射线中继器（SGR）1806-20的射电星云进行射电通量监测和高分辨率观测的结果。静止的X射线源AX 1805.7 -2025与射电核心一致，表明G10.0-0.3是一个plerionic超新星遗迹。监测实验在五个月内进行了10个时期，从SGR 1806-20最近一次在伽马射线中重新激活之前开始。在伽马射线暴之后的几天到几个月的时间尺度上，G10.0-0.3中心区域的射电通量密度没有明显的增加。在1角秒的分辨率G10.0-0.3的峰值区域被认为是由一个紧凑的源扩散，单面发射，让人想起核心喷流的几何形状中看到的活动星系核和一些吸积银河双星。通过与这些后者的来源类比，我们认为SGR 1806-20与核心成分是一致的。如果是这样，这是第一个角秒定位的高能瞬态。SGR 1806-20缺乏射电变率和中心部分的低亮温，这使它有别于其他吸积双星。高分辨率射电图像的结构也不特别类似于在年轻恒星附近看到的结构。因此，没有令人信服的观测证据的两个模型讨论的SGRs，脉冲星模型或吸积双星模型。
1994-12-01 astro-ph
Gamma-ray bursts and other sources of giant lightning discharges in protoplanetary systems
太阳星云中的闪电被认为是产生陨石球粒的可能来源之一。伽马射线暴（GRB）提供了大量的伽玛射线，这些伽玛射线被康普顿散射，并在气体中产生电荷分离，因为电子从正离子中被取代。在0.1 AU量级的距离上，电场很容易超过击穿值~1 V m^-1。巨大闪电放电的能量是地面闪电的10^12倍。预测的伽玛射线爆发后的发射来自于新形成的黑洞的吸积或磁星的自旋下降，其强度足以在星云中引起持续数天的雷暴，并且比伽玛暴更有可能，因为辐射被射到一个更大的立体角。来自附近软伽马射线中继源（SGR）的巨大爆发也能够引起巨大的闪电放电。陨石球粒的总量与陨石的观测结果相当吻合。此外，在伽马射线暴的情况下，大多数球粒是由附近的伽马射线暴和闪电在整个星云上发生在同一时间的几个主要熔化事件中产生的，并为球粒的形成和太阳星云的演化提供了准确的时间标记。该模型为钙铝包裹体（CAIs）和球粒形成之间的延迟提供了合理的解释。
2005-02-01 astro-ph
Discovery of Radio Emission from Transient Anomalous X-ray Pulsar XTE J1810-197
本文报道了首次探测到来自异常X射线脉冲星（AXP）的射电辐射。来自角分辨率为6英寸的甚大阵列（VLA）MAGPIS测量的数据显示，在5.54秒脉冲星XTE J1810-197的精确位置处，有一个通量密度为4.5 +/- 0.5 mJy、频率为1.4 GHz的点源。这比所有其他AXP和软伽马射线中继器（SGR）静态的上限都要大。这次探测是在2004年1月进行的，距离XTE J1810-197在其唯一已知的爆发中被发现一年。在爆发之前和之后的额外VLA观测只产生与单次探测相当或更大的上限，既不支持也不排除与X射线开启有关的衰减无线电余辉。另一个假设是，与其他AXP和SGR不同，XTE J1810- 197可能通过其粒子风与中等密度环境的相互作用为无线电同步加速器星云提供动力，该环境没有被以前的活动从这个最小的区域疏散。在X射线中发光的已知磁星。
2005-08-24 astro-ph
The Chandra Detection of Galactic Center X-ray Features G359.89-0.08 and G359.54+0.18
本文报道了钱德拉X射线天文台在银河系中心探测到的两个细长X射线特征G359.89-0.08和G359.54+0.18。G359.89-0.08是一个拉长的X射线特征，位于银河系中心SgrA $^*$以南的$\sim$ 2 \arcmin投影中。这个X射线特征源与一个稍微弯曲的（"小缕“状）非热射电源部分重合。G359.89-0.08的X射线光谱可以最好地表征为非热，光子指数为2。与G359.89-0.08有关的X射线和射电辐射的形态和光谱特征最好解释为来自冲压压力限制的脉冲星风星云的同步辐射。G359.54+0.18是GC区最突出的射电非热灯丝（NTFs）之一，位于SgrA $^*$的投影上的$\sim$ 30 \arcmin。一条狭窄的（$\sim$ 10 \arcsec）X射线发射丝似乎来自组成射电NTF的两条线中的一条。虽然该源的光子统计数据很差，但X射线发射本质上也可能是非热的。讨论了G359.54+0.18产生X射线发射的几种模型。
2003-04-05 astro-ph
TeV Emission from the Galactic Center Black-Hole Plerion
HESS合作最近报告了与Sgr A* 一致的TeV伽马射线的高度显着检测。在其他银河中心（GC）观测的背景下，这指向以下场景：在极端对流主导的吸积流（ADAF）制度的GC黑洞（BH），同步辐射无线电/亚毫米发射的100兆电子从一个低效辐射湍流磁化日冕GCBH的20史瓦西半径。这些电子通过二阶费米过程被MHD湍流加速。接近ADAF的最内部稳定轨道，流内的不稳定性和冲击通过一阶费米加速注入幂律电子，使Chandra，XMM和INTEGRAL观察到同步加速器X射线耀斑。ADAF从GCBH附近驱动功率> 10^{37} erg/s的1 sr锥体对向的亚相对论MHD风。在脉冲星驱动的离子中，电子在距离GCBH> 10^{16.5} cm的风终端激波处被加速，并将ADAF和远红外（FIR）尘埃辐射康普顿散射到TeV能量。这些电子的同步辐射形成了钱德拉分辨的静态X射线源。当注入的电子在10^4年的时间尺度上冷却时，形成了这个TeV/X射线plerion的射电对应物，它可以解释射电星云Sgr A West的pc尺度棒中非热射电发射的起源。
2004-11-12 astro-ph
