Unveiling supergiant fast X-ray transient sources with INTEGRAL
超巨星大质量X射线双星（SGXB）被认为是罕见的天体，因为超巨星阶段的恒星寿命很短，迄今为止只发现了大约12颗。已知它们是持久且明亮的X射线源。INTEGRAL正在改变这一经典图像，因为它的观测揭示了SGXB的一个新子类的存在，这些SGXB被标记为超巨星快速X射线瞬变（SFXTs），因为它们的强烈特征是持续不到一天的快速X射线爆发，通常是几个小时。本文报道了IBIS探测到的10个源的快速X射线爆发，其中4个最近被光学鉴定为超巨星大质量X射线双星。特别是其中之一，IGR J11215-5952，我们观察到快速X射线瞬态行为的第一次。其余六个源（IGR J16479-4514、IGR J16418-4532、XTE J1743-363、IGR J16195-4945=AX J161929-4945、AX J1749.1-2733、IGR J17407-2808）仍然未分类，但是由于它们与已知SFXT的相似性，它们可以被认为是候选SFXT。
2006-03-28 astro-ph
Supergiant Fast X-ray Transients: interpretation of archival INTEGRAL data
在过去的5年里，对银道面的综合监测揭示了一个新的高质量X射线双星（HMXB），即超巨星快速X射线瞬变（SFXTs）。它们的耀斑持续时间从几分钟到几小时不等，峰值亮度为1 E36 - 1 E37 erg/s，频繁的长期耀斑活动达到X射线亮度1 E33 - 1 E34 erg/s，最近被雨燕卫星探测到。静态电平约为1 E32 erg/s。我们对4种SFXT（IGRJ 16479 -4514、XTEJ 1739 -302、IGRJ 17544 -2619、IGRJ 18410 -0535）的存档INTEGRAL数据进行了系统性再分析。这导致了先前未被注意的IGRJ 16479 -4514和IGRJ 17544 -2619爆发的发现。我们讨论了这些结果的框架内提出的超巨星风的不同结构来解释这类新的源的爆发。
2008-10-30 astro-ph
IGR J18483-0311: a new intermediate supergiant fast X-ray transient
IGR J18483-0311是INTEGRAL最近发现的一颗高质量X射线双星。它的周期性快速X射线瞬变活动和它在Corbet图中的位置（尽管不明确）导致了这样的结论：即使超巨星快速X射线瞬变（SFXT）的性质不能被排除，它的源也可能是Be/X射线双星（BeXB）。我们的目标是识别IGR J18483-0311的伴星，以区分BeXB和SFXT源的性质。光学和近红外测光，以及近红外光谱的伴星进行了识别其光谱类型。我们还组装和拟合了它的宽带光谱能量分布，推导出它的物理参数。结果表明，IGR J18483-0311的伴星是一颗早B超巨星，可能是B0.5Ia，它的距离约为3-4 kpc。其伴星的早期B超巨星性质，以及其快速X射线瞬变活动点朝向IGR J 18483 -0311的SFXT性质。尽管如此，它的爆发持续时间长，周期性强，以及它的高静止水平，与IGR J 18483 -0311是一个中间SFXT相一致，介于经典超巨星X射线双星（SGXB）和经典SFXT之间，前者的特征是小而圆的轨道，后者的特征是大而偏心的轨道。
2008-09-25 astro-ph
XTE J1739-302 as a Supergiant Fast X-ray Transient
XTE J1739-302是一种短暂的X射线源，具有异常短暂的爆发，持续数小时。在这里，我们给出了一个总结的X射线观测，我们已经取得了这个对象的爆发与罗西X射线定时探测器（RXTE）和在一个低水平的活动与钱德拉X射线天文台，以及其他团体所作的观察。可见光和红外光谱的质量供体的XTE J1739-302中提出的配套文件。X射线谱在低能级和爆发时都是硬的，但有些变化，从一个爆发到另一个爆发，吸收柱有很强的变化。虽然没有观测到脉动，但来自多个观测站的爆发数据显示了1500-2000 s量级的特征时间尺度的变化。钱德拉定位（赤经赤经17 h 39 m 11.58 s，赤经-30 o 20'37.6“，J2000）显示，尽管XTE J 1739 -302位于距离银河系中心不到2度的位置，并且被高度吸收，但它实际上是一个前景天体，具有明亮的光学对应物。一个非常短的爆发时间尺度和一个超巨星伴星的组合与其他几个最近发现的系统共享，形成了我们命名为超巨星快速X射线瞬变（SFXTs）的一类。三个持续明亮的X射线双星与类似的超巨星同伴也产生了极短的明亮爆发：天鹅座X-1，船帆座X-1和1 E 1145.1-6141。
2005-10-21 astro-ph
A natural explanation for periodic X-ray outbursts in Be/X-ray binaries
当应用于Be/X射线双星时，Be星的粘性衰减盘模型自然地预测了星周盘的截断。拱星盘被截断的距离主要取决于轨道参数和粘性。在低偏心率的系统中，圆盘在3：1的共振半径处被截断，圆盘外半径和Be星的临界瓣半径之间的间隙是如此之宽，以至于在正常条件下，中子星在近星通过时不能吸积足够的气体来显示I型X射线爆发。这些系统将只显示II型X射线爆发。另一方面，在具有高轨道偏心率的系统中，盘截断发生在高得多的共振半径处，该共振半径非常接近或稍微超过近星点处的临界波瓣半径，除非粘性非常低。在这些系统中，盘截断不能有效，允许中子星在每一次近星点通过时从盘捕获气体，并定期显示I型爆发。与低偏心率和高偏心率系统的相当稳健的结果相反，中等偏心率系统的结果取决于相当微妙的细节。在临界波瓣附近圆盘被截断的系统将定期显示I型爆发，而圆盘明显小于临界波瓣的系统将在正常条件下仅显示II型爆发，而当圆盘受到强烈扰动时，将显示临时I型爆发。
2001-08-02 astro-ph
Discovery of a 30 day period in the supergiant fast X-ray transient SAX J1818.6-1703
自从BeppoSAX宽视场照相机探测以来，根据几次INTEGRAL/IBIS探测，SAX J1818.6-1703被定性为超巨星快速X射线瞬变系统。使用IBIS/ISGRI，Swift/BAT和档案观测，我们表明，事实上，SAXJ1818.6 -1703的发射周期为30 +/- 0.1天，具有高度的重现性。因此，SAX J1818.6-1703是第二个表现出周期性爆发的SFXT，但其周期比另一个已知系统IGR J11215-5952短得多。
2008-10-31 astro-ph
Outbursts on normal stars. FH Leo misclassified as a novalike variable
我们提出了高分辨率光谱的共同自行系统FH狮子座（组件HD 96273和BD+07 2411 B），这已被归类为novalike变量由于爆发观察依巴谷，我们提出和审查可用的测光。我们从我们的光谱表明，这两颗星都不可能是激变变星，相反，它们是完全正常的晚F星和早G星。我们测量了它们的径向速度，得到了大气的基本参数，Fe，Ni，Cr，Co，V，Sc，Ti，Ca，Mg等元素的丰度，并计算了它们的年龄。从我们的分析中，我们得出结论，恒星确实构成了一个物理双星。然而，观察到的爆发不能很容易地解释。我们研究了几种解释，包括来自木星的散射光污染，双星，微透镜，背景超新星，与看不见的同伴和行星吞没的相互作用。虽然没有解释是完全令人满意的，散射光和恒星-行星相互作用的情况下出现的最不可能的，我们给出了进一步研究的建议。
2005-04-15 astro-ph
Supergiant Fast X-ray Transients: A new class of high mass X-ray binaries unveiled by INTEGRAL
对银道面的综合监测显示，周期性的X射线瞬变现象越来越多，其特征是具有非常快的上升时间（约数十分钟）和典型的几个小时的持续时间的短爆发。在这里，我们表明，这些瞬变与OB超巨星，因此定义了一类新的大规模X射线双星，我们称之为超巨星快速X射线瞬变（SFXTs）。许多其他瞬态X射线源显示出类似的X射线特性，表明它们属于同一类。由于它们很难被探测到，而且它们的数量正在快速稳定地增长，它们可能是X射线双星中的一个主要类别。
2005-11-02 astro-ph
On the Outbursts of Soft X-ray Transients
我们提出了一个新的方案来解释黑洞软X射线瞬变的爆发光变曲线连同次极大值和在其衰变阶段看到的隆起。我们的解释是基于考虑X射线辐照效应的盘不稳定性模型。该方案是一致的观测到的X射线延迟几天的光学上升的主要爆发和后来的最大值。我们测试我们的情况下，通过数值求解磁盘扩散方程。所得到的模型曲线与观测到的黑洞软X射线瞬变GS/GRS 1124-68的X射线爆发光子通量曲线拟合良好，GS/GRS 1124-68是具有非常相似光变曲线的四个BH SXT的典型代表。
2002-07-10 astro-ph
X-ray Spectral Variations of U Gem from Quiescence to Outburst
本文报道了在铀宝石的X射线谱中发现了一个高能成分，它可以在铀宝石的爆发过程中被观测到。我们用Chandra和XMM-牛顿观测比较了源的静止和爆发X射线谱。额外的成分可能是在爆发期间，从白矮星附近的光学薄等离子体发射的X射线从光学厚的边界层反射的结果。另一种可能的解释是，某些磁通道吸积可能发生在主震的赤道带上，类似于\citep{w2002}提出的中间极中的吸积。我们还发现了约73 mHz（$\sim$ 13.7 s）的时序结构。在RXTE观测中，类似于矮新星振荡（DNOs）。
2006-08-08 astro-ph
X-ray outbursts from nearby `normal' and active galaxies. A review, new radio observations, and an X-ray search for further tidal disruption flares
在过去的几年里，在几个非活动星系（NGC 5905，RXJ 1242 -11，RXJ 1624 +75，RXJ 1420 +53，RXJ 1331 -32）中观测到了巨振幅的非周期性X射线耀斑。它们都具有相似的性质，即：爆发时的极弱X射线，巨大的峰值亮度（高达~10^{44} erg/s），以及没有塞弗特活动的光学迹象。对于这些不寻常的事件，最受欢迎的解释是恒星被超大质量黑洞潮汐破坏。我们提出了一个审查以前的结果，搜索所有爆发的无线电发射，NVSS数据库的基础上，和专门的无线电观测NGC 5905进行的VLA。这些提供了重要的限制存在的（模糊的）活动核（AGN）在每个耀斑星系的中心。我们严格探索活动星系核的情况下，占不寻常的X射线爆发的光学“正常”的星系，并发现活动星系核相关的模型极不可能。我们的结论是，以前喜欢的情况下-恒星的潮汐破坏的超大质量黑洞在每个爆发的中心-提供了最好的解释X射线观测。最后，我们目前的结果，从我们正在进行的搜索进一步的X射线耀斑的样本约140附近的活动和非活动星系，使用ROSAT数据库。虽然我们没有发现另一个X射线耀斑正常星系在这个样本中-完全符合预测的潮汐中断方案-几个高度可变的活动星系被检测到。它们的变化与潮汐破坏无关，但最好用吸收或吸积盘相关模型来解释。
2001-06-22 astro-ph
Mechanisms for Dwarf Nova Outbursts and Soft X-Ray Transients
我回顾了试图解释矮新星爆发和软X射线瞬变的模型。矮新星的盘不稳定性模型仍处于初步发展阶段：它的预测非常依赖于未知的粘性机制。{ \sl pure}盘不稳定现象是否能够描述{ \sl all}类型的矮新星爆发，特别是超新星爆发，也是值得怀疑的。SXTs的盘不稳定性模型也有同样的困难，但除此之外，它的预测与静止时瞬态源的观测相矛盾。对于质量小于1 $M_{\odot}$的主序星秒级，照明质量转移模型不能正确描述SXT事件的时间尺度。至少存在三个具有$P_{\rm orb} < 10$ hr的系统似乎排除了将其作为SXT现象的解释。
1995-09-01 astro-ph
The giant-amplitude X-ray outburst in NGC 5905 - a tidal disruption event ?
NGC 5905是极少数经历过巨大X射线爆发的星系之一，其光子计数率的变化为100倍。爆发光谱既柔和又明亮（Bade，Komossa & Dahlem 1996）。值得注意的是，NGC 5905爆发前的光学发射线光谱是一个HII型星系的光谱，也就是说没有显示出任何塞弗特活动的迹象。对X射线观测结果的一个令人兴奋的解释是，我们可能目睹了一颗恒星被一个位于星系核中的超大质量黑洞（SMBH）潮汐破坏。Rees（1988）提出，当恒星碎片被黑洞吞噬时，会产生预期的电磁辐射耀斑，作为追踪附近非活动星系中SMBH的一种手段。在目前的工作中，我们讨论了这一点和其他可能的爆发的情况下，通过分析所有的ROSAT PSPC和HRI X射线观测的NGC 5905。我们还介绍了NGC 5905的同时和长期的光学光度学以及后续的光学光谱学。
1998-09-03 astro-ph
X-RAY OUTBURST OF THE PECULIAR SEYFERT GALAXY IC 3599
我们报告的光学，软X射线和紫外线观测奇特的塞弗特星系IC 3599使用ROSAT和IUE获得的数据。最值得注意的是，我们发现X射线通量在一年内迅速减少约100倍，此后逐渐减少。IC 3599的X射线光谱在通量最大时是软的，并且随着通量降低而变得甚至更软。同时，随着X射线通量的后期下降，我们观察到高度电离的光学铁线的强度下降。我们讨论了这种行为的几种解释，包括一个吸积盘的不稳定性和潮汐破坏的恒星绕中心的大质量黑洞。
1995-05-18 astro-ph
INTEGRAL long-term monitoring of the Supergiant Fast X-ray Transient XTE J1739-302
在过去的几年里，一种新的大质量X射线双星（HMXRB）被认为存在，即超巨星快X射线瞬变星（SFXT）。这些是X射线双星系统，有一个紧密的伴星绕着一颗超巨星运行，在一系列的活动期和较长的静止期上表现出非常短暂而明亮的爆发。直到最近，第一次尝试模型的行为，这些来源已经公布，其中一些框架内的吸积从cluerous恒星winds.Our的目标是分析的背景下，超巨星风的cluerous结构的XTE J1739-302/IGR J17391-3021的属性。我们利用INTEGRAL和RXTE/PCA观测获得了XTE J1739-302的宽波段（1-200 keV）光谱和光变曲线，并研究了它的X射线光谱和时间变化。我们发现XTE J1739-302遵循比预期复杂得多的行为。XTE J1739-302远没有呈现出有规律的变化模式，而是显示出高、中、低耀斑活动的周期。
2008-06-25 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
A Decade in the Life of EXO 2030+375: A Multi-wavelength Study of an Accreting X-ray Pulsar
利用1991年4月至2001年8月的BATSE和RXTE观测资料，我们在EXO 2030+375的82个近星点通道中探测到了71次爆发，其中包括1993年8月至1996年4月的几次爆发。EXO 2030 + 375是一颗42秒瞬态X射线脉冲星，有一颗Be伴星。结合BATSE，RXTE和EXOSAT数据，我们推导出一个改进的轨道解。应用这个解决方案的结果在一个平滑的配置文件的自旋速率在巨大的爆发和结果的证据之间的相关性的自旋速率和观测到的流量在较亮的BATSE爆发。红外线和Halpha测量显示Be星周围的星周盘密度下降。这种下降之后是X射线通量的突然下降和频率历史中从自旋上升趋势到自旋下降的转变。这是第一个Be/X射线双星，它显示了一个延长的间隔，大约2.5年，在那里的全球趋势是自旋下降，但爆发继续。在1995年，EXO 2030+375的爆发的轨道相位从近星点后约6天的峰值转移到近星点前的峰值。爆发阶段在近星点后约2.5天缓慢恢复到峰值。我们解释这种转变的轨道相位，然后由一个缓慢的恢复作为证据的全球单臂振荡传播的磁盘。这是进一步支持的形状的变化，通常认为是由重新配置的Be盘的H α分布。截断的粘滞衰减盘模型提供了一个解释长系列的正常爆发和吸积盘的证据，在较明亮的正常爆发。
2002-01-14 astro-ph
V723 Cassiopeia still on in X-rays: A bright Super Soft Source 12 years after outburst
我们发现，经典新星V723 Cas（1995年）仍然是一个活跃的X射线源超过12年后爆发和分析7个X射线观测与斯威夫特之间进行2006年1月31日和2007年12月3日。平均计数率为0.022+/-0.01 cts ^-1，但源的变化在平均值的2倍之内，并且没有显示出任何关闭的迹象。我们目前支持的光学观测表明，在2001年和2006年之间，一个潜在的热源是目前与稳步上升的温度。为了确认X射线发射来自V723 Cas，我们提取了1990年拍摄的ROSAT观测结果，发现新星位置没有X射线源。Swift XRT光谱类似于超软X射线双星源（SSS）的光谱，RXTE调查数据证实了这一点，该数据显示在1996年至2007年期间没有超过2 keV的X射线发射。使用黑体拟合，我们将有效温度限制在T_eff=（2.8-3.8）x10^5 K和热光度>5x10^36 erg s^-1之间，并警告说，黑体的光度通常被高估，温度被低估。我们讨论了一些可能的解释持续的X射线活动，包括稳定的氢燃烧由于重新吸积有趣的可能性。
2008-02-05 astro-ph
A Constant Spectral Index for Sagittarius A* During Infrared/X-ray Intensity Variations
我们报告的第一个时间序列的宽带红外（IR）的颜色测量的Sgr A*，可变的发射源与银河系中心的超大质量黑洞。使用凯克II望远镜上的激光和自然导星AO系统，我们在4次观测运行（2005-2006年）中以~3 min的典型周期时间在多个近红外宽带滤波器中成像Sgr A*，其中两次与Chandra X射线测量同时进行。尽管Sgr A*（2-30 mJy）的去红通量密度范围很大，但我们所有的近红外测量都与α = -0.6+-0.2的恒定光谱指数一致。此外，该值与几乎所有爆发期间在X射线波长处观察到的光谱指数一致;这与产生X射线发射的同步加速器自康普顿模型一致。在协调观测期间，一个红外爆发发生在可能相关的X射线爆发之后<36分钟，而几个类似的红外爆发没有显示出升高的X射线发射。可变的X射线与IR比率和恒定的红外光谱指数挑战了IR和X射线发射与相同电子有关的概念。因此，我们认为，负责IR和X射线发射的电子群体是由加速机制产生的，该机制使负责IR发射的电子能量分布的大部分不变，但具有可变的高能截止。偶尔会产生大于1 GeV的电子尾，正是这种高能尾引起了X射线爆发。对这种变化的一种可能的解释是由磁旋转不稳定性引起的湍流，其中湍流的外尺度长度变化并改变高能截止。
2007-06-12 astro-ph
Quark-nova remnants IV: Application to radio emitting AXP transients
XTE J1810-197和1 E 1547.0-5408是两个瞬变AXP，它们具有不寻常的射电发射特性。此外，它们在爆发期间的自旋下降率表现出相反的趋势，这到目前为止还没有解释。在这里，我们扩展我们的夸克新星模型AXP包括瞬态AXP，其中爆发是由瞬态吸积事件从开普勒（富铁）简并环。对于一个内外半径分别为23.5 km和26.5 km的环，我们的模型给出了一个很好的拟合所观察到的X射线爆发从XTE J1810-197和两个X射线黑体的温度，光度和面积随时间的行为。在我们的模型中的两个黑体有关的热前（即玻姆扩散前）沿环的表面和夸克星表面上的吸积热点的传播。在我们的模型中，射电脉动是由X射线爆发期间在环附近产生的磁泡的轻圆柱体的耗散引起的。在我们的模型中，X射线峰值发射和射电发射之间的延迟与这些气泡到光柱的传播时间有关。我们预测XTE J1810-197和1 E 1547.0-5408分别延迟约1年和1个月。在我们的模型中，所观察到的平坦光谱、不稳定的脉冲轮廓和脉冲持续时间都被解释为由气泡在光柱处的耗散引起的X点重连事件的结果。中心夸克星的自旋下降速率可以增加或减少，这取决于磁岛的径向漂移速度如何随着与中心恒星的距离而变化。我们建议在我们的模型中的瞬态AXP和典型的AXP之间的进化连接。
2010-04-19 astro-ph
Chandra observations of the neutron star soft X-ray transient RXJ170930.2-263927 returning to quiescence
我们提出了我们的钱德拉观测时，软X射线瞬态RX J170930.2-263927（XTE J1709-267）恢复到静止爆发后获得的分析。利用Cocchi等人（1998）发现的I型爆发峰值亮度和我们从光谱拟合中得到的N_H值，可以将到RX J170930.2-263927的距离限制在2.5-10 kpc。RX J170930.2-263927可能与低金属度的球状星团NGC 6293有关，它的潮汐半径为14.2弧分，因为它到星团中心的投影距离约为25秒差距（9-10弧分）。如果关联是正确的，RX J170930.2-263927将在~8.5 kpc。我们确定了这次爆发的L_爆发/ L_平静约为10^5。如果静止的光度是由中子星核心的冷却引起的，那么增强的核心冷却过程正在起作用，这意味着中子星的质量为1.7-1.8 Msun。结合我们的钱德拉观测与档案ROSAT观测，我们表明，源最有可能表现出持续的低水平吸积期。可变的低水平活动可以为最近提出的微弱软X射线瞬变类别中的一些源提供另一种解释。我们发现在~0.6 keV的过量发射。如果像最近提出的那样，这种过剩是超紧凑系统的独特特征，那么RX J170930.2-263927也必须有一个短的轨道周期。从距离的限制和不能探测到m_V<20.5的光学对应物的条件出发，我们得出结论：该系统必须有一个低质量伴星。
2003-01-23 astro-ph
