The BH mass of nearby QSOs: a comparison of the bulge luminosity and virial methods
本文分析了29个低红移（z<0.6）类星体的光度和光谱性质，这些类星体既有HST WFPC 2图像，也有紫外HST FOS光谱。对于每个对象，我们测量的R波段绝对星等的主机星系，CIV（1550 A）的线宽和1350 A的连续光度。从这些量中，我们可以估计黑洞（BH）的质量，通过M（BH）-L（隆起）关系的不活跃的星系，并从维里方法的基础上的运动学发射的宽线的区域。从这两种方法得到的质量的比较产生的信息的几何形状的气体发射区域绑定到大规模BH。线宽度的累积分布与物质放置在倾角均匀分布在10 °和50 °之间的平面中产生的分布一致，这对应于几何因子f=1.3。我们的结果与文献中的结果进行了比较，并在活动星系核的统一模型下进行了讨论。
2006-09-07 astro-ph
An Excess Due to Small Grains Around The Nearby K0V Star HD69830: Asteroid or Cometary Debris?
斯皮策测光和光谱学的恒星HD 69830揭示了过量的发射相对于恒星光球8和35 $μ$ m之间占主导地位的强烈功能归因于结晶硅酸盐的发射表面积超过1,000倍，我们的黄道云。它的光谱与C/1995 O 1（海尔-波普彗星）的光谱非常相似。由于在70 $μ$ m处没有探测到过量的辐射，因此辐射物质一定相当温暖，被限制在恒星的几个天文单位之内，并且起源于具有低长波长发射率的颗粒，即比$70 μ$ m $/2π\sim 10 $ $μ$ m小得多的颗粒。强烈的矿物学特征是更小的证据，可能是亚微米尺寸的颗粒。这种小的颗粒尺寸与10-100 $μ$ m的颗粒形成了直接的对比，这些颗粒在我们的黄道尘埃云和大多数其他主序星的相对无特征的光谱中占主导地位。70 $μ$ m的上限也意味着任何类似的柯伊伯带要么非常冷，要么质量小于$\sim$ 5倍于我们自己的柯伊伯带。由于小颗粒的碰撞和坡印廷-罗伯逊拖曳时间约为1000年，发射物质必须：a）通过在密集的小行星带中不断研磨物质而产生;或b）源于来自单个"超级彗星“或来自遥远水库的大量单个彗星的彗星碎片。在彗星起源的情况下，许多单独的彗星连续产生的质量要求是不合理的，我们赞成将单个"超级彗星“捕获到0.5-1 AU的轨道上，在那里它可以在200万年的时间内演化出大量的小颗粒。
2005-05-11 astro-ph
General Relativistic Effects on Magnetar Models of AXPs
光的广义相对论弯曲极大地改变了超磁中子星表面X射线发射的可变性。我们构建了具有轻元素大气层的强磁冷中子星的辐射平衡模型，计算了它们表面辐射强度随角度和能量的变化，发现表面辐射主要是非径向的。结合这种辐射模式与光弯曲的计算产生的脉冲幅度的变化与中子星的紧凑性和发射区域的大小非单调。大发射面积的脉冲幅度的显着抑制提供了非常强的约束机制，可以同时产生高的周期性变化和X射线光度。我们将这些结果应用到异常X射线磁星（AXP）的热发射磁星模型中，AXP是明亮的缓慢旋转的X射线源，具有大的脉冲幅度。我们使用所观察到的通量和脉冲幅度为所有已知的AXP和显示，从两个对映区域的表面上的热发射，一些磁星模型预测，是不一致的，这些观察到的属性。
2001-06-05 astro-ph
Temperature distribution in magnetized neutron star crusts. II. The effect of a strong toroidal component
我们继续研究了强磁场对磁化中子星（NS）地壳温度分布的影响及其对可观测表面温度的影响。扩展Geppert et al.（2004），我们考虑更复杂，因此，更现实，磁场结构，但仍然限制自己的轴对称配置。我们特别强调了环向场分量的热覆盖效应。我们表明，不对称的温度分布可能会发生和一个地壳场组成的偶极向和环向分量将导致一个极点是大于相对的。这两个温暖的地区可以被一个延伸的冷赤道带分开。我们提出了一个内部磁场结构，可以解释这两个X射线和光谱的孤立NS RXJ 1856-3754。我们调查所得到的表面温度分布上的可观察到的光变曲线，一个孤立的热发射NS会产生不同的字段的几何形状的影响。光变曲线在定性（偏离正弦曲线）和定量（对于相同的观测几何形状，较大的脉冲分数）上都不同于具有等温地壳的NS。这为通过模拟NS的X射线光变曲线和光谱来确定NS的内部磁场强度和结构提供了可能性。我们的模型计算所观察到的光谱和脉冲轮廓孤立的热发射NS的惊人的相似之处是一个迹象的存在，强磁场组件维持地壳电流。
2005-12-21 astro-ph
A Coherent Timing Solution for the Nearby Isolated Neutron Star RX J1308.6+2127/RBS 1223
我们给出了一个邻近孤立的中子星RX J1308.6+2127（RBS 1223）的相位连接定时解。从专门的Chandra观测以及长达五年的Chandra和XMM-Newton档案数据中，我们证明了10.31秒的脉动正在以Pdot=1.120（3）e-13 s/s的速率稳定地减慢。假设这是由于磁偶极矩，我们推断的特征年龄为1.5百万年和磁场强度为3.4e13 G。RX J 0720.4 -3125是唯一一颗被推导出时间解的无线电安静热辐射孤立中子星，其场强与之前从其X射线光谱中存在强吸收特征推断的结果一致。此外，这两个来源都认为特征年龄超过了从标准冷却模型推断的冷却年龄。然而，这些信号源的时序噪声不同：RX J0720.4-3125显示出相当大的时序噪声，而RX J1308.6+2127则相对稳定。
2005-11-02 astro-ph
X-ray Emission from the nearby PSR B1133+16
我们用钱德拉探测到一颗邻近的（d=360 pc）古老（500万年）脉冲星B1133+16。在0.5-8 keV波段，观测到的脉冲星的流量为$(0.8\pm 0.2)\times 10^{-14}$ ergscm $^{-2}$ s $^{-1}$。由于检测到的计数数量较少，因此可以通过各种模型来描述光谱。光谱的幂律拟合给出光子指数$Γ= 2.5$和在0.5-8 keV带中的各向同性光度$1.4\times 10^{29}$ ergs s $^{-1}$，其大约是自旋下降功率$\dot{E}$的$1.6\times 10^{-3}$。光谱也可以用黑体模型拟合，温度为$\approx 2.8$ MK，投影发射面积为$\sim 500$ m $^2$，可能是热极帽。PSR B 1133 +16的X射线性质与其他在X射线中观测到的老恒星相似，特别是漂移脉冲星B 0943 +10。
2005-10-16 astro-ph
Establishing the nature of companion candidates to X-ray emitting late B-type stars
对于探测到晚期B型恒星的X射线发射，最受欢迎的解释是，这些恒星有一个尚未发现的晚期伴星（或附近一颗未束缚的晚期恒星）产生X射线。在我们早期的自适应光学成像观测中，发现了几个与B型星相距（亚）角秒的微弱红外天体，其中一些天体已经被钱德拉X射线天文台的高空间分辨率跟踪，精确定位了X射线发射体。然而，关于其性质的确切结论需要寻找年轻人的光谱特征。在这里，我们报告了我们最近在低分辨率光谱模式下进行的ISAAC观测。等效宽度已被用来获得有关同伴的光谱类型的信息。所有八个X射线发射系统与晚B型原色研究包含矮像同伴的光谱类型晚于A7。在样本中，唯一一个伴星被证明是早期光谱类型的系统不是X射线源。这些结果与观测到的晚B型星的X射线辐射是由活跃的前主序星伴星产生的假设是一致的。
2007-08-07 astro-ph
Halpha emitting galaxies and the cosmic star formation rate at z = 2.2
在100平方米的2.1 μ m窄谱成像巡天中，发现了10个z = 2.2的候选H α发射星系。arcmin，包括哈勃深空南部的WFPC 2和STIS场。其中六个随后在ESO VLT使用ISAAC进行光谱确认。根据它们的Halpha通量得出的单个星系的恒星形成率为20-35 Msolar/yr，没有任何消光校正，而根据它们的静止坐标系UV连续通量得出的SFR低了4倍-与Halpha的低消光一致。速度色散通常为~ 100 km/s，在最有利的条件下观测到的一个星系，在~ 3 kpc半径处显示出终极速度~ 140 km/s的旋转曲线，这在附近旋涡星系的观测范围内。因此，这些似乎是相对大规模的系统在高红移。与Yan等人（1999）的HST NICMOS棱镜Halpha巡天比较，Halpha光度函数在z ~ 1.3和2.2之间几乎没有变化。在z = 2.2时，恒星形成率密度为0.12 Msolar/Mpc^3/yr，这也与Steidel等人在z ~ 3-4.5时得出的结果相同。（1999）从消光校正的紫外线连续通量。
2000-09-01 astro-ph
Radiative transitions of the helium atom in highly magnetized neutron star atmospheres
最近对热辐射孤立中子星的观测揭示了可以解释为磁化中子星大气中He辐射跃迁的光谱特征。用Hartree-Fock方法计算了He原子在10^12 G ~ 10^14 G的强磁场中的光电离截面.给出了方便的截面拟合公式以及各种束缚-束缚跃迁的振子强度。利用微扰理论研究了有限核质量对辐射吸收截面的影响。
2008-01-18 astro-ph
An optical bow shock around the nearby millisecond pulsar J2124-3358
我们报告发现了一个由附近毫秒脉冲星J2124-3358提供动力的H-α发射弓形激波星云。弓形激波非常宽，并且关于脉冲星的速度矢量高度不对称。这种形状与各向同性风与均匀环境介质相互作用的情况下所预期的形状不一致。在脉冲星风中调用各向异性的模型，周围气体的整体流动，或在周围介质中垂直或平行于脉冲星运动方向的密度梯度也未能再现所观察到的形态。然而，当我们考虑这些影响的组合时，我们发现一个很好的适合星云形态的合奏。在所有这些情况下，我们发现脉冲星都是在平均密度为0.8-1.3 cm^（-3）、整体流速为15-25 km/s的环境介质中传播的，而且该恒星最近在~<0.02 pc的尺度上经历了1-10 cm^（-3）的密度增加。各种各样的模型，适合的数据表明，在一般情况下，没有一套独特的参数，可以推断出的弓形激波星云的形态。
2002-10-24 astro-ph
NEXXUS: A comprehensive ROSAT survey of coronal X-ray emission among nearby solar-like stars
我们提出了所有ROSAT X射线观测附近的恒星的最后摘要。利用ROSAT PSPC、HRI和WFC进行的所有现有ROSAT观测都与CNS 4附近恒星目录和收集在附近X射线和XUV发射恒星数据库中的结果相匹配，这些结果可通过汉堡Sternwarte主页http://www.hs.uni-hamburg.de/DE/For/Gal/Xgroup/nexxus上的www.构造了F/G星（d_lim = 14 pc）、K星（d_lim = 12 pc）和M星（d_lim = 6 pc）的新的有限体积样本，在这些样本中，获得了超过90%的探测率，只有一颗星（GJ 1002）在一次定点跟踪观测中未被探测到。F/G星、K星和M星具有不可分辨的表面X射线通量分布，在F_PDMATHABMM 10^4 erg/cm ^2/sec处观测到的表面分布的下包络线是在日冕洞中观测到的X射线通量水平。X射线通量的大幅度变化在类太阳恒星中并不常见，但在主序底部附近的恒星中可能更常见;据报道，M星LHS 288出现了大幅度耀斑。给出了半人马座α A/B和Gl~86的长期X射线光变曲线，显示了以周为时标的变化，证明了半人马座α B是一颗耀斑星。
2003-08-29 astro-ph
X-ray Spectroscopy of the Nearby, Classical T Tauri Star TW Hya
我们展示了经典金牛座T星TW Hya的ASCA和ROSAT X射线观测结果，TW Hya与一个小星协同名，距离约50秒差距，代表了最近的已知恒星形成区域。ASCA和ROSAT光谱的分析表明TW Hya的X射线发射区的特征温度为~1.7 MK和~9.7 MK，其中高度电离的Fe的发射线在能量~1 keV处占主导地位。X射线数据显示X射线通量在<~1小时的时间尺度上的变化，以及X射线吸收柱在几年的时间尺度上的变化的迹象，这表明耀斑和可变的遮蔽是负责TW Hya的大幅度光学变率在短期和长期的时间尺度上，分别。TW Hya的ASCA光谱大约有2000万年的历史，质量约为0.7 M_sun，被尘埃环绕的星周盘所包围，可能是木星行星形成时期年轻太阳X射线光谱的最佳指示。与模型计算的比较表明，TW Hya产生足够的硬X射线通量，产生显着电离的分子气体在其拱星盘，这种X射线电离可能调节原行星吸积和原行星化学。
1999-05-25 astro-ph
Constraints on the equation of state of ultra-dense matter from observations of neutron stars
我讨论的约束条件的状态方程的物质在超核密度，可以来自观测中子星。我专注于最近的工作船帆座X-1，这很可能是大大超过规范的1.4太阳质量，并提供了“孤立”或“热发射”中子星的前景。我重新分析了孤立的最亮的中子星RX J1856.5-3754的LETG观测结果，发现光谱显示，与迄今为止观察到的所有其他中子星不同，在39埃附近有一个显著的吸收特征。
2001-10-15 astro-ph
The Nearby Neutron Star RX J0720.4-3125 from Radio to X-rays
我们目前的无线电，光学，紫外线和X射线观测孤立的，热发射中子星RX J0720.4-3125使用帕克斯射电望远镜，甚大阵，哈勃太空望远镜，和钱德拉X射线天文台。从这些数据中，我们发现RX J0720.4-3125的光学/UV光谱并不像以前认为的那样与Rayleigh-Jeans尾很好地拟合，而是与单个非热幂律或Rayleigh-Jeans尾和非热幂律的组合最佳拟合。结合X射线光谱，我们发现RX J0720.4-3125的最佳模型是两个黑体加一个幂律，冷黑体意味着半径为11-13 km，假设距离为300 pc。这与许多中年（10^{5-6}年）的射电脉冲星类似，如PSR B 0656 +14，这一证据支持RX J0720.4-3125可能是一颗离束射电脉冲星的假设。射电数据将1.4 GHz处的通量限制在<0.24 mJy，或者说光度限制为4*pi*d^2*F <3e 25 *d_300^2 ergs/s，我们没有看到扩展的星云，这与对RX J0720.4-3125这样的脉冲星的预期一致。
2003-03-05 astro-ph
Thermal emission from Isolated Neutron Stars and their surface magnetic field: going quadrupolar?
在过去的几年里，大量的观测资源被用于研究孤立中子星的热辐射。详细的XMM和钱德拉观测揭示了X射线脉冲轮廓中的许多特征，如不对称性，能量依赖性以及脉冲轮廓在数月或数年时间尺度上的可能演变。在这里，我们表明，这些特性可以解释由一个补丁的表面温度分布，这是预期的，如果磁场具有复杂的结构，其中高阶多极子有助于与偶极子一起。我们从理论的角度重新考虑这些效应，并讨论它们对热发射中子星观测性质的影响。
2005-01-06 astro-ph
The Plasma Emission Model of RX J1856.5-3754
本文对附近孤立的中子星RX J1856.5-3754进行了光谱分析。应用动力学方法，导出了发射电子的分布函数，并拟合了整个光谱。发现回旋机制激发的波进入无线电域。我们确认回旋不稳定性是相当有效的，因为估计表明，波粒相互作用的时间足够长，粒子获得垂直动量和产生观测到的辐射。讨论了旋转调制的缺乏，并估计了脉冲星的自旋周期。
2007-05-11 astro-ph
Lyman alpha emitting galaxies at 0.2 < z < 0.35 from GALEX spectroscopy
本文采用GALEX（GalaxyEvolutionExplorer）分光巡天模式，在FUV（1350 - 1750 A）和NUV（1950 - 2750 A）上分别具有约8A和约20 A的分辨率，对低红移的Ly-a发射星系进行了系统的搜索。这旨在填补高红移巡天和在附近宇宙中详细研究的一小部分天体之间的空白。在5次深曝光（5.65平方度）中提取的7018个光谱的盲搜索导致了96个Ly-a发射星系候选者在FUV域中，在考虑了宽线活动星系核之后。Ly-a的EW（等效宽度）与恒星星族模型的预测一致，并且没有显示出作为紫外线颜色或紫外线光度的函数的趋势，除了可能由于小数统计而导致的最明亮的可能减少。它们在东西方向的分布与z约为3的位置相似，但它们在恒星形成星系中所占的比例较小。为了避免不确定的候选对象，在0.2 < z < 0.35范围内的66个对象的子样本已被用于构建Ly-a LF（光度函数）。的不完整性，由于对象具有显着的Ly-a发射，但紫外连续光谱提取太低进行了评价。与H-a LF在相同的红移域中的比较，在大约15%的恒星形成星系中，平均Ly-a/H-a约为1。与高红移Ly-a LF的比较意味着Ly-a的光度密度从z约0.3到z约3增加了约16倍。通过与在相同红移范围内的UV光度密度增加5倍的比较，这表明平均Ly-a逃逸分数随着红移而增加。
2008-03-13 astro-ph
A 15.65 solar mass black hole in an eclipsing binary in the nearby spiral galaxy Messier 33
恒星质量的黑洞是在发射X射线的双星系统中发现的，它们的质量可以从它们的伴星的动力学中确定。恒星演化的模型很难在质量大于10个太阳质量的密近双星中产生黑洞，这与已知质量最大的恒星黑洞的质量都在10个太阳质量的1 sigma范围内的事实相一致。在这里，我们报告了最近发现的系统M33 X-7中的黑洞的质量为15.65 +/- 1.45太阳质量，它位于附近的M33星系中，是唯一已知的食双星中的黑洞。为了产生这样一个巨大的黑洞，原始恒星必须保留大部分的外壳，直到核心的氦聚变完成。另一方面，为了使黑洞在其目前的3.45天轨道上围绕其70.0 +/- 6.9太阳质量的伴星，必须有一个"共同的“演化阶段，在这个阶段中，系统失去了大量的质量。我们发现，共同的信封阶段不可能发生在M33 X-7，除非在其演化过程中从祖先的质量损失量是一个数量级小于通常假设的大质量恒星的演化模型。
2007-10-16 astro-ph
