The First Measurement of Cassiopeia A's Forward Shock Expansion Rate
我们已经获得了第二个时代的观测仙后座A超新星遗迹（SNR）与钱德拉X射线天文台测量详细的X射线自行的第一次。两个历元观测值都是ACIS-S3芯片的50 ks曝光量，它们间隔2年。对位于残骸边缘的X射线连续体主导的细丝的测量（与前向激波一起确定）显示了从0.02%/年到0.33%/年的膨胀率。因此，这些细丝中的许多细丝显著减速。它们的中值为0.21%/年，等于用爱因斯坦和ROSAT测量的亮环的中值膨胀（0.21%/年）。这就提出了一个难题，如果亮环的运动是反向冲击速度的指示。我们还重新评估了无线电亮环的运动，重点是角平均发射率剖面。我们对角平均射电亮环膨胀的新测量值为0.07 ± 0.03%/年，比以前对小尺度特征运动敏感的射电测量值0.11%/年稍慢。我们建议，在光学，X射线和无线电的小尺度亮环功能的扩展不代表反向冲击的扩展，而是代表一个亮度加权平均的喷出物通过并被减速的反向冲击。反向激波本身的运动则由射电亮环的角平均发射率剖面的运动来表示。
2003-03-17 astro-ph
Proper Motions and Brightness Variations of Nonthermal X-ray Filaments in the Cassiopeia A Supernova Remnant
我们目前钱德拉ACIS X射线观测银河超新星遗迹仙后座A采取在2007年12月。将这些数据与钱德拉在2000年、2002年和2004年的观测资料相结合，我们估计残骸在最外层壳周围不同点的前向冲击速度在4200和5200 +/- 500 km/s之间。利用这些结果，结合以前对Cas A X射线辐射的分析，我们提出了一个Cas A演化的模型，发现它的膨胀很好地符合进入周风的rho_ej ~ r^{-（7-9）}喷出物轮廓。我们进一步发现，虽然在这个模型中的反向冲击波的位置是一致的，在X射线测量，为了匹配的前向冲击波的速度和半径，我们不得不假设，约30%的爆炸能量已经进入加速宇宙射线在前向冲击波。新的X射线图像还显示，一些向前的激波丝可能会发生亮度变化，就像在残骸内部投射的几个非热灯丝所看到的那样。对外部前向激波细丝和内部非热细丝的谱拟合表明，它们具有相似的谱。这与类似的通量变化一起表明，内部非热细丝可能只是投影中看到的前向激波细丝，而不是像最近提出的那样位于反向激波处。
2009-02-27 astro-ph
Near-Infrared Spectroscopy of the Cassiopeia A and Kepler Supernova Remnants
近红外光谱（0.95 - 2.4微米）的仙后座A和开普勒超新星遗迹（SNRs）。低色散（R = 700）光谱获得了五个明亮的快速移动的喷出物结（FMK）在主壳上的两个位置和三个明亮的拱星结（QSF）西南边缘附近的Cas A。Cas A中的主壳层FMK表现出稀疏的近红外光谱，主要由[S II] 1.03微米发射和少数其他较暗的发射线组成。其中有两条高电离硅线，[Si VI] 1.96微米和[Si X] 1.43微米，它们在活动星系核和新星中被探测到，但以前从未在超新星遗迹中被探测到。Cas A星周QSF的近红外光谱显示出更丰富的光谱，具有强烈的He I 1.083微米发射和十几条明亮的[Fe II]线。观测到的[Fe II]线比率表明，在QSF中，电子密度为5 ~ 9 * 10^4 cm^-3。Cas A的QSF数据与观测到的开普勒SNR西北边缘明亮的星周结的光谱非常相似，后者也显示出强烈的He I和[Fe II]发射，测得的电子密度为2.5 - 3 * 10^4 cm^-3。最后，我们提出了J-和K-波段图像的Cas A。K波段的图像显示微弱的漫射发射，没有光学或中红外对应物，但在形态上类似于无线电连续谱图，可能是红外同步辐射。
2001-02-14 astro-ph
The X-ray Expansion of the Supernova Remnant Cassiopeia A
本文首次提出了信噪比Cas A的X射线展开测量。我们比较了新的ROSAT和爱因斯坦HRI存档的图像，两者相隔17年。残骸的平均膨胀率为0.20%/年，是明亮射电环膨胀速度的两倍，是光学快速移动结系综的三分之二。这表明我们在每个带中观察到不同的流体动力学结构，尽管所有这些组件都位于同一个补丁环上。此外，显着的变化，膨胀率作为周围的明亮的X射线环的方位角的函数被发现。这些发现进行了讨论的背景下，两类模型，涉及的环境介质与均匀或单调递减的密度远离中心，或预先存在的拱壳。
1998-06-17 astro-ph
Evidence for Proportionate Partition Between the Magnetic Field and Hot Gas in Turbulent Cassiopeia A
我们提出了一个深的X射线观测的年轻的银河系超新星遗迹Cas A，获得的ROSAT高分辨率成像仪。这张高动态范围（232 ks）的图像揭示了低表面亮度的X射线结构，它在定性上与相应的射电特征相似。我们认为X射线和无线电形态之间的相关性及其物理意义。在对整个残骸的不均匀吸收进行校正后，我们在X射线和无线电图像之间进行了逐点（4”分辨率）的表面亮度比较。我们发现一个强（r = 0.75）对数-对数相关性，这意味着$\log(Σ_{_{\rm X-ray}}) \propto (2.21\pm0.05) \times \log(Σ_{_{\rm radio}})$的整体关系。这与局部磁场和热气之间的比例分配（并且可能是均分）是一致的--这意味着Cas A的等离子体是完全湍流的，并且不断放大磁场。
1998-05-08 astro-ph
On energy-dependent propagation effects and acceleration sites of relativistic electrons in Cassiopeia A
为了解释年轻超新星遗迹Cassiopeia A的宽带非热辐射，我们考虑了相对论电子在空间非均匀介质中的能量相关传播效应。提出了一个两区模型，区分紧凑，明亮的陡谱无线电结和明亮的碎片无线电环一方面，和其余的壳-弥漫的“高原”-另一方面。在这个模型的框架内，它是可能的解释的光谱和时间演化的同步辐射的Cas A的基本特征，如果一个假设，这些紧凑的结构对应于网站的有效电子加速产生硬光谱的加速粒子的幂律指数~2.2。在这些紧凑的结构中，所得到的无线电电子的能量分布变得比这些电子进入周围的扩散平台区域的能量依赖性逃逸的时间尺度上的电子产生谱明显更陡。我们认为，陡度，而不是硬度，紧凑的明亮结构的射电频谱clueros源一般可以被认为是一个典型的签名的网站，强电子加速建立了高梯度的空间分布的无线电电子。随后的扩散逃逸，然后修改他们的能量分布，导致空间变化的频谱指数内的无线电源。对Cas A的一些观测数据作了定性和定量的解释。从模型的预测进行了讨论。
2000-01-11 astro-ph
A Comparison of X-ray and Radio Emission from the Supernova Remnant Cassiopeia A
我们比较了无线电和软X射线亮度作为年轻超新星遗迹仙后座A内位置的函数。X射线发射（经星际吸收校正）和射电发射之间存在中等强度的相关性（r = 0.7），表明热等离子体和相对论等离子体占据相同的体积，并受共同的基本参数的调节。ln（Sx射线）= 1.2 x Sradio + ln（k）的对数斜率意味着亮度的变化主要是由于路径长度的差异。X射线和射电发射率在相同的一般位置都很高，但它们更详细的关系受到很差的约束，可能显示出显著的散射。最强的射电和X射线吸收出现在Cas A的西边界。基于Cas A和吸收分子云的性质，我们认为它们之间存在物理相互作用。我们还比较ASCA衍生的列密度与21厘米H I和18厘米OH光学深度的方向Cas A，为了提供一个独立的估计ISM属性。我们推导出的H I自旋温度约为40 K的平均值和测量的OH分子氢的比例名义上大于以前的估计。关键词：Cas A，仙后座A，星际介质，分子云，射电天文学，超新星遗迹，X射线天文学
1996-03-19 astro-ph
Chandra Detection of the Forward and Reverse Shocks in Cassiopeia-A
我们使用钱德拉天文台获得的X射线数据报告了年轻超新星遗迹Cas-A中正向和反向激波锋面的定位。高分辨率X射线图解决了以前看不见的X射线特征，包括残端。这个特征由薄的切向发射束组成，这些束与热X射线和射电残余的外缘接壤，形成一个圆形的边缘，大约。2.7方圆无线电图像显示，在这个X射线边缘亮度急剧上升，同步加速器偏振角大幅跳跃。这些特征表明，这些小缕是以前未解决的前向或外部激波的特征。同样，我们确定了急剧上升的辐射率的明亮的外壳的无线电和X射线线发射与反向冲击。导出的平均正向和反向激波半径的比值约为。3：2限制了残留物被扫起的质量与被喷射出的质量大致相同;这表明Cas-A刚刚进入Sedov阶段。从两个冲击区的X射线光谱的比较表明，显着的发射线的等效宽度显着较低的外部明亮的壳，如预期的，如果它们分别与冲击拱星物质和冲击喷出物。此外，外环本身的光谱主要是由幂律发射，可能是以前在10 keV以上的能量看到的非热分量的对应物。
2001-04-10 astro-ph
Contour binning: a new technique for spatially-resolved X-ray spectroscopy applied to Cassiopeia A
本文提出了一种新的X射线光谱学空间区域选择方法，称为“轮廓面元法”。该方法通过在对象的平滑图像上跟随轮廓来选择区域。此外，我们重新探索一种简单的方法，自适应平滑X射线图像根据当地的计数率，我们称之为“累积平滑”，这是一个概括的方法所使用的FADAPT。算法进行了测试，将它们应用到一个模拟的集群数据集。我们说明的技术，使用它们对一个50 KS钱德拉观测仙后座A超新星遗迹。生成的地图的对象显示在八个不同的元素，吸收柱密度，温度，电离时间尺度和速度的丰度。测试表明，轮廓分箱再现表面亮度比其他方法好得多。它特别适合于具有详细空间结构的物体，如超新星遗迹和星系团的核心，产生美观的结果。
2006-06-21 astro-ph
Cassiopeia A: on the origin of the hard X-ray continuum and the implication of the observed O VIII Ly-alpha/Ly-beta distribution
我们目前的硬X射线连续图像（高达15千电子伏）的超新星遗迹Cas A测量与EPIC相机板载XMM-牛顿的第一个结果。数据表明，以前观察到的硬X射线尾部，延伸到100 keV以上的能量，并不起源于局部区域，如明亮的X射线结和细丝或初级爆炸波，但在整个残骸上分布，8-10和10-15 keV能带的硬度比相当平坦。这一结果不支持硬X射线辐射是在主激波中产生的同步辐射的解释，在这种情况下，预计在主激波阵面附近会有硬X射线辐射的临边增亮壳层。事实上，在最硬的X射线图像中，在主激波阵面附近有一个微弱的辐射边缘，但它只包含硬X射线发射率的百分之几。Fe-K线混合的等效宽度在残骸上的变化超过一个数量级，考虑到残骸的温度和年龄，很难将其解释为反向冲击加热喷出物的Fe发射。独特的高波长色散RGS光谱仪首次允许在几种高度电离的元素物种中以高光谱分辨率提取单色图像。我们在这里提出了一个初步的测量结果的O VIII的Ly-alpha和Ly-beta亮度分布和亮度比。观测到的Ly-alpha/Ly-beta比值从N到SE的大幅下降可以用残留物上N_H柱的小尺度（10弧秒）变化和临边增亮壳层中O VIII Ly-alpha光子共振散射的潜在存在来解释。
2000-10-30 astro-ph
V723 Cas (Nova Cassiopeiae 1995): MERLIN observations from 1996 to 2001
本文介绍了对异常慢的新星V723 Cas的梅林观测。在1996年和2001年之间的9个时代的6厘米数据映射，显示了最初的扩张和增亮的无线电残留，结构的发展和最终的下降。提出了一种射电光变曲线，并用标准的哈勃流模型拟合新星的射电辐射，以确定壳层的各种物理参数值。该模型与射电辐射的总体发展是一致的。假设距离为2.39（+/-0.38）kpc，壳层温度为17000 K，模型得出的膨胀速度为414 +/-0.1 km s^-1，壳层质量为1.13 +/-0.04 * 10^-4 Msolar。这些值与从其他观测中得出的值是一致的，尽管喷出的质量比理论预测的要高。MERLIN解析了壳体的结构，并表明标准模型中球对称的假设不太可能正确。
2007-08-08 astro-ph
Two X-Ray Bright Cataclysmic Variables with Unusual Activities: GZ Cnc and NSV 10934
我们报告在两颗X射线亮矮星新星中发现了意想不到的活动。与以往的低爆发频率记录相比，2002年GZ Cnc出现了异常的爆发聚集现象。活动类似于在一些中间极性或候选者中看到的增加的活动。我们确定NSV 10934是一颗X射线选择的高振幅变星，是一颗衰退异常迅速的矮新星。NSV 10934的爆发特征使其成为最近发现的具有矮新星型爆发的中极（HT Cam）的孪生子。我们认为，这些活动在X射线强矮新星可能是以前被忽视的表现，在磁激变变量的爆发活动。
2002-10-01 astro-ph
A synoptic spectral study of Cassiopeia-A based on XMM-Newton and BeppoSax observations
在本文中，我们提出了最近的图像和光谱数据的Cas-A获得的XMM-牛顿和BeppoSAX。对硬X射线连续谱的分析不支持将硬X射线辐射解释为在主激波中产生的同步辐射，非热韧致辐射是一个合理的替代方案。此外，BeppoSAX卫星最近对硬X射线连续体进行的500千秒深度观测显示，在67.9和78.4千电子伏探测到44 Sc核衰变线。对硬X射线连续谱的适当建模导致对（0.8-2.5）E-4太阳质量的初始44 Ti质量的估计。我们还提出了电离年龄，温度，丰度图。所观察到的元素丰度比模式可以调和最好的Ib型SNe，产生于60太阳质量的祖先（ZAMS）与高质量损失。图像分辨发射线光谱的精确建模使我们能够获得可靠的多普勒速度为明亮的硅-K，S-K，和Fe-K线复合物。
2002-02-11 astro-ph
X-ray outburst of 4U 0115+634 and ROTSE Observations of its Optical Counterpart V635 Cas
ROTSE IIId（机器人光学瞬态实验）的观测期间，2004年6月和2005年1月获得的X射线双星系统4U 0115+634/V635 Cas的，第一次有可能研究光学和II型X射线爆发之间的相关性。X射线爆发在经过近星点后急剧增强，光学亮度在几天内降低了0.3等。我们解释的急剧减少的光学亮度作为一个标志的质量喷射的外部部分的光盘的Be星。在这种急剧下降之后，光学亮度恢复并达到X射线爆发前的水平。之后，光学亮度逐渐降低，达到最小值，然后再次开始逐渐增加。定性地说，光学光变曲线的变化表明Be星盘的岁差大约为几百天。我们还调查了从档案RXTE-ASM（罗西X射线定时探测器-全天监视器）光曲线覆盖的时间跨度为$\sim 9$年的周期性签名。我们发现，在ASM光变曲线的I型X射线爆发的轨道调制。
2005-06-07 astro-ph
The Identification of Infrared Synchrotron Radiation from Cassiopeia A
我们报告了在大约320年前的超新星遗迹Cas A的明亮壳层中发现了2.2微米的偏振通量。在6厘米和2.2微米处的分数偏振是可比的，并且偏振角是相似的，这表明在这些分离很远的波段处观察到来自相同相对论性等离子体的同步辐射。在2.2微米处辐射的相对论性电子具有~ 150 GeV的能量，（伽马~ 3e 5），假设~500微高斯磁场。2.2微米处的总强度接近于从射频推断的幂律，表明相对论粒子加速可能是一个持续的过程;红外发射电子的加速时间不超过80年。如果加速激波已经被宇宙射线的背压修正，那么谱就有一个小而显著的凹曲率，这是可以预料的;考虑到校准的不确定性，这个结论目前必须被认为是试探性的。HST观测到的2.2微米极化角和发射线细丝都偏离了局部径向10 - 20度，这证明了Cas A中的磁场是由减速喷出物中的瑞利-泰勒不稳定性产生的。
2002-12-26 astro-ph
An Optical Precursor to the Recent X-ray Outburst of the Black Hole Binary GRO J1655-40
罗西X射线定时探测器上的全天监视器探测到了一次从黑洞双星GRO J1655-40开始的X射线（2-12 keV）爆发，爆发发生在1996年4月25日附近。1996年4月20日至24日获得的光学光度测量显示，在X射线爆发开始前约6天，B、V、R和I源开始稳定增亮。光学增亮的开始时间在I中最早，在B中最晚。然而，B中的光学增亮速率最快，I中的光学增亮速率最慢。不同滤光器的增加顺序表明，这一事件是吸积盘的“由外向内”扰动。光学上升和X射线上升之间的显著延迟可能为吸积盘内部区域的对流主导吸积流模型提供间接支持。
1997-01-15 astro-ph
A Study of the New X-ray Transient RXTE J2123-058 during its Post-Outburst State
1998年中期，在X射线爆发结束后不久，我们对中子星X射线双星RXTE J2123-058进行了I、R、V和B测光观测。我们采用低质量双星模型来解释我们的观测。在将我们的数据折叠到0.24821-d轨道周期上，并对爆发后的稳定亮度下降进行校正后，我们观察到正弦振荡，并伴有椭圆调制的暗示，这种振荡逐渐变得更加明显。我们的数据还表明，亮度的下降速度在V波段比在R和I波段。这表明，在我们观测的夜晚，一颗被辐射加热的二级恒星冷却了，一个吸积盘褪色了。
1999-06-16 astro-ph
The outburst triggered by the Deep Impact collision with Comet Tempel 1
通过对深度撞击（DeepImpact，DI）相机拍摄的9 P/Tempel 1彗星撞击后13 min内的图像分析，研究了该彗星喷出的粒子（主要是直径d<3 μm的冰粒子）的速度和相对数量随时间的变化。分析的最大值或最小值的曲线的时间变化的距离的轮廓的恒定亮度从喷射的地方允许我们估计的特征速度的粒子在几个时刻的喷射后，为te $\leq$ 115秒的影响。还使用了其他方法来估计速度。所有这些估计都与速度的相同指数下降相一致。对喷射粒子相对量随时间变化的估计也是基于对喷射物质明亮区域大小随时间变化的分析结果。在te~10 s时，喷出物的形态（例如，最亮像素的位置和亮度）发生变化，并且所观察到的物质的喷出速率rte增加。在撞击后的1至3秒和8至60秒之间，喷射出的小而明亮的粒子比预期的要多。撞击引发的爆发可能会造成这种差异。在55<te<72 s时射血率的急剧下降（1.6倍）可能是由于在10 s时开始的爆发减少所致。对DI云和一些彗星爆发的观察结果的分析证明了这样一个命题：在彗星表面的相当大一部分下方可能存在大的空腔，其中含有处于气体压力下的物质。内部气体压力和空腔中的物质可以产生自然和触发的爆发，并可能导致彗星分裂。
2010-11-25 astro-ph
V4140 Sgr: a short period dwarf nova with a peculiar behavior
本文报道了1991 - 2001年V4140星的CCD测光时间序列。分析表明，该天体在1992年爆发后一直在下降，2001年再次爆发。业余天文学家收集的历史光变曲线显示，低振幅（1-2等）爆发持续5-10天，每80-90天重复一次，证实了它的矮新星性质。我们得出一个爆发下降的时间尺度为1.2天等$^{-1}$。日食映射技术被应用到静止和爆发的数据，以获得吸积盘表面亮度图。通过与用于限制与疏散星团的距离的方法类似的方法获得$d = 170 \pm 30$ pc的距离。从这个距离，光盘径向亮度温度分布确定。在静态光盘的温度变化从$6 000$ K在内部区域的$3 000$ K附近的外部光盘和平坦的比$T \propto r^{-{3/4}}$法律的光学厚稳态光盘。爆发主要发生在中间和外部盘区域的亮度显着增加。在爆发期间，盘的温度在所有盘半径处保持在临界有效温度$T_{\rm crit}$以下。静止期和爆发期的径向温度分布与其他轨道周期相近的矮新星有明显的不同。这些结果不能在椎间盘不稳定模型的框架内解释。我们认为V4140 Sgr的小振幅爆发是由次级星的质量传递速率增强引起的。
2005-03-22 astro-ph
Reflections of AGN Outbursts in the Gaseous Atmosphere of M87
我们结合深钱德拉，ROSAT HRI，和XMM-牛顿观测M87研究活动星系核爆发的气体大气的影响。许多X射线特征似乎是活动星系核重复爆发的直接结果。特别是，喷流和反向喷流周围的X射线空洞可能是由于射电等离子体的膨胀，而14和17 kpc的增强发射环可能是与10 ^7年前开始的1-2次\times爆发有关的激波锋面。这些冲击的影响也可以在突出的X射线臂内的增亮中看到。在更大的尺度上，距核心约50千秒差距，表面亮度的凹陷可能是早期爆发的残余。正如Fabian等人对英仙座星系团的建议，我们对M87爆发的能量学分析认为，激波可能是活动星系核能量输入星系、星系群和星系团冷却流大气的最重要通道。对于M87，驱动冲击波爆发的平均功率为2.4 \times 10^{43}尔格/秒，是整个"冷却流“辐射损失的三倍。因此，即使在没有其他能量输入的情况下，每3 \times 10 ^7年爆发一次也足以使流动熄灭。
2004-01-11 astro-ph
The Kinematic and Plasma Properties of X-ray Knots in Cassiopeia A from the Chandra HETGS
我们提出了高分辨率X射线光谱从年轻的超新星遗迹Cas A使用70-KS的观测所采取的钱德拉高能透射光栅光谱仪（HETGS）。线发射，占主导地位的Si和S离子，用于高分辨率光谱分析的许多明亮的，狭窄的地区的Cas A检查他们的运动学和等离子体状态。这些数据允许使用前所未有的X射线运动学结果进行3D重建：我们推导出这些选定区域的明确多普勒频移，其值范围在-2500和+4000 km/s之间。这些地区的等离子体诊断，来自线比的解决He-样三线和H-样线的Si，表明温度主要在1千电子伏左右，我们的模型为O-丰富的反向冲击喷出物。电离年龄也没有显着变化，在这些地区的残留物。光栅分析是由来自同一数据集的非分散光谱补充的，该数据集提供了关于所选Cas A区域的发射测量和元素丰度的信息。发射X射线的喷出物的导出电子密度在20 ~ 200 cm^{-3}之间变化。测得的Mg、Si、S和Ca的丰度与O是Cas A等离子体中的主导元素一致。Cas A的直径为5弧分，是迄今为止HETGS观测到的最大源。因此，我们描述了我们使用的技术和一些挑战，我们面临的HETGS数据减少从这样一个扩展的，复杂的对象。
2006-08-28 astro-ph
The outburst of the eruptive young star OO Serpentis between 1995 and 2006
巨蛇座OO是一颗深埋的前主序星，于1995年爆发，之后逐渐褪色。它的爆发类似于著名的FU Orionis型或EX Lupi型爆发。由于很少有这样的事件曾经被记录在红外波长，我们的目标是研究的时间演变OO Ser在红外。OO Ser由红外空间天文台监测，从亮度峰值后4个月开始，持续20个月。在2004-2006年，我们再次从地面观测到OO Ser，并补充了2004年斯皮策观测数据集。我们分析了这些数据，特别注意源混淆，并在10个不同的波长以及光谱能量分布的光变曲线。这次爆发使整个红外区域都变亮了。根据红外线曲线，OO Ser在峰值亮度之后开始与波长无关的衰减。后来，通量衰减变慢，但保持波长无关。衰落仍在继续，目前的衰落率表明OO Ser在2011年之前不会恢复到静止状态。OO Ser的爆发时间尺度似乎比FUors短，但比EXors长。爆发的时间尺度和中等的光度表明OO Ser不同于FUors和EXors，并且与最近爆发的年轻恒星V1647 Ori相似。根据它的光谱能量分布和测热温度，OO Ser似乎是一个早期的I类天体，年龄小于10^5年。该天体可能被一个吸积盘和一个致密的包层所包围。由于较短的爆发时间尺度，在拱盘OO Ser的粘度可能是一个数量级高于通常的FUors。
2007-05-09 astro-ph
Simultaneous photometry and echelle-spectroscopy of the dwarf nova BZ Ursae Majoris during the 2005 January Outburst
我们同时报告光度和阶梯光谱观测的矮新星BZ UMa在此期间，我们很幸运地赶上了系统爆发的开始，我们详细跟踪的发展，从静止到早期下降。爆发有一个前兆，持续时间很短（约5天），具有高度不对称的光变曲线。在上升过程中，我们观察到一个“跳跃”，在半小时的时间里，亮度几乎翻了一番。功率谱分析显示，周期约为42分钟的明确振荡。使用多普勒层析成像，我们发现，不寻常的发射分布检测到的平静举行的爆发。在最大值之后，一个新的发射源出现了，来自当时最亮的第二颗恒星的内半球。我们分析了这一爆发的“由内而外”和“由外而内”的类型，以确定这些类型发生在BZ UMa。
2006-03-13 astro-ph
Multiple time scales in cataclysmic binaries. The low-field magnetic dwarf nova DO Draconis
我们研究的突变变量DO Dra的变化，在几分钟和几十年之间的时间尺度。根据我们对CCD R的3个夜晚的观测，估计了特征衰变时间dt/dm=0.902（3）天/等。静态数据显示了一个周期约为303（15）d的光度波。我们分析了复合（或平均）爆发的轮廓。然而，我们发现，与理论预测相反，发生了各种不同的爆发高度和持续时间。随着最大亮度的增加，我们发现，衰减时间也增加，这是在相反的模型预测，这表明爆发应该有一个恒定的形状。这被解释为代表的磁层半径的爆发爆发的变化的存在。从这个统计关系中预测了一些错过的弱窄爆发的存在。在2007年的3个晚上，检测到一种新的变化类型：周期性（在一个夜间运行）振荡，频率从86到47周期/天迅速下降，半振幅从0.06增加到0。10，在亮度从14单调增加期间。二十七比十四。13.这一现象只在2007年一次异常长的约1等增亮事件（持续到秋季）中被观察到，在此期间没有（预期的）爆发被检测到。我们把这种行为称为瞬态周期振荡（TPO）。为了研究这一新的有趣现象，需要进行新的定期光度和光谱（以机会目标模式）观测。
2008-06-12 astro-ph
Monitoring Supergiant Fast X-ray Transients with Swift. III. Outbursts of the prototypical SFXTs IGR J17544-2619 and XTE J1739-302
IGR J17544-2619和XTE J1739-302被认为是新一类高质量X射线双星的原型源，即超巨星快速X射线瞬变（SFXTs）。这些源分别在2008年3月31日和2008年4月8日的明亮爆发期间被观测到，这要归功于我们从2007年10月开始与雨燕一起进行的持续监测活动。XRT和BAT的同时观测使我们能够首次对其爆发进行宽带光谱分析。X射线发射很好地再现与吸收截止幂律，类似于典型的光谱形状从吸积恒星。IGR J17544-2619在明亮的耀斑期间（达到超过1 E36 erg/s的光度）比在长期的低水平耀斑活动期间（1 E33 - 1 E34 erg/s）显示出明显更硬的光谱，而XTE J1739-302在不确定性范围内显示出相同的光谱形状，并且在耀斑期间比在低水平活动期间具有更高的柱密度。这两个SFXTs在明亮耀斑期间的光变曲线看起来与最近从其他两个SFXTs IGRJ 11215 -5952和IGRJ 16479 -4514耀斑期间观察到的光变曲线相似，加强了这类X射线源成员之间的联系。
2008-08-26 astro-ph
The Stellar Composition of the Star Formation Region CMa R1 -- III. A new outburst of the Be star component in Z CMa
我们报告最近的一个事件中，经过十多年的缓慢衰落，巨大的年轻的二进制Z CMa的视觉亮度突然开始上升约1等，在1999年12月，随后迅速下降到以前的亮度在接下来的六个月。这种行为与1987年2月该系统爆发时所表现出的行为相似。系统的内禀光度与最近的演化计算的比较表明，Z CMa可能由一颗16 M太阳B 0 IIIe主星和一颗3 M太阳FUOr伴星组成，共同年龄为3 x 10^5年。我们还比较了新的高分辨率光谱在2000年1月和2月，在最近的亮度上升，从1991年和1996年的档案数据。光谱中有丰富的发射线，这些发射线来自早期B型主星的包层。这些发射线的强度随着Z CMa的亮度的增加而增强。我们解释收集到的光谱数据的吸积盘与大气周围的Herbig B 0 e组件的Z CMa，它已扩大在1987年和2000年的爆发。我们在2002年3月获得的6300 A [O I]发射线的高分辨率剖面显示出通量的增加和延伸到~ -700 km/s的特征的显著蓝肩，这在爆发前光谱中要暗得多。我们认为，这种变化的轮廓是一个强大的变化的结果，在准直的喷流，作为一个结果，在本世纪初的爆发。
2004-01-16 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
Ultrahigh Energy Activity in Giant Magnetar Outbursts
2004年12月27日发生在磁星SGR 1806-20上的超级耀斑是现代有记录以来最明亮的太阳系外闪光。从能量的角度来看，从它那里看到奇异的高能辐射（UHE）--中子、中微子、伽马射线和带电宇宙射线--的机会要比从宇宙学的伽马射线暴（GRB）那里看到的好得多。根据12月27日事件的最新数据，讨论了探测各种成分的机会。
2005-04-20 astro-ph
Monitoring Supergiant Fast X-ray Transients with Swift. Rise to the outburst in IGR J16479-4514
IGR J 16479 -4514是一颗超巨星快速X射线瞬变星（SFXT），是一类新的高质量X射线双星，由于INTEGRAL卫星对银河平面的观测，其数量正在迅速增长。IGR J16479-4514自2007年11月以来一直被Swift/XRT定期监测，以研究其静态发射，爆发特性及其复发。雨燕/BAT捕捉到了一次新的明亮爆发，其通量超过10 $^{-9}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。斯威夫特立即用窄场仪器重新对准目标，以便首次在0.2- 150千电子伏的能量带内同时观测到来自SFXT的爆发，其中爆发复发的周期性是未知的。X射线的发射是高度可变的，跨越几乎四个数量级的计数率在雨燕/XRT观测覆盖几天之前和之后的明亮的峰值。爆发中的X射线谱是硬的，并且是高吸收的。幂律拟合得到光子指数为0.98 $\pm{0.07}$，吸收柱密度为$\sim5\times10^{22}$ cm $^{-2}$。这些观测结果表明，在这个源中（类似于2007年周期性SFXT IGR J11215-5952爆发期间观察到的情况），吸积阶段持续的时间远远超过几个小时。
2008-05-14 astro-ph
