Supersoft X-ray sources in M31: II. ROSAT-detected supersoft sources in the ROSAT, Chandra and XMM eras
在过去的3年里，我们对ROSAT发现的5个M31超软X射线源（SSS）进行了Chandra观测。令人惊讶的是，尽管预测检测到约20-80个计数，但仅检测到这些来源中的一个。这促使对ROSAT M31测量I数据进行彻底检查，包括放宽用于选择SSS的硬度比要求。这使第一次调查中确定的社会保障系统的数目增加了7个。然后，我们进行了比较与ROSAT M31调查II数据集，迄今尚未明确调查SSS。我们发现，大多数的ROSAT调查I源没有被检测到，只有两个新的SSS被确定。在ROSAT调查II和我们的钱德拉观测的低检测率意味着SSS的变化时间尺度是几个月。如果这些来源中的大多数是具有壳氢燃烧的近二元SSS，则进一步意味着这些来源中的一半主要经历大的传质速率。
2004-03-29 astro-ph
Relation between supersoft X-ray sources and VY Scl stars
在最近的ROSAT观测中，在其光学低态期间，我们发现VY Scl星V751 Cyg是一个高度发光的软X射线源。V751 Cyg的ROSAT HRI计数率比以前观测期间用ROSAT获得的上限高10-20倍，在此期间V751 Cyg恰好处于光学高状态。对X射线光谱的分析表明，它的温度非常低（kT~15 eV），辐射热光度为5*10^36（D/500 pc）^2 erg/s。这些值是超软X射线源的特征。基于V751 Cyg的超软性质和VY Scl星与超软瞬态源RX J0513.9-6951的相似性，我们假设VY Scl星与超软X射线源之间存在联系。可以想象，VY Scl星都是超软双星（SSB），它们形成了以前已知的SSB类向低质量和低温度的白矮星的延伸。
1998-10-01 astro-ph
A XMM-Newton observation of Nova LMC 1995, a bright supersoft X-ray source
Nova LMC 1995，以前在1995-1998年期间被ROSAT探测到，2000年12月再次被XMM-牛顿作为发光超软X射线源观测到。这颗新星提供了观察热白矮星光谱的可能性，在壳中燃烧氢，而不是像其他超软X射线源那样被风或星云发射所遮挡。尽管在E<0.5 keV时EPIC仪器的校准存在不确定性，但使用局部热核平衡的大气模型，我们得出T（eff）= 400，000 - 450，000 K，L（bol）=2.3 x 110（-14）0（37）erg cm（-2）s（-1），我们证实C丰度没有显著增加。RGS光谱没有显示出风或星云的发射线，但白矮星的吸收线无法分辨。在0.6-10 keV范围内的通量上限为10（-14）erg cm（-2）s（-1）。在光变曲线中没有快速或大的变化，但我们在功率谱中发现在5.25小时处的峰值。
2003-05-16 astro-ph
HST/STIS ultraviolet spectroscopy of the supersoft X-ray source RX J0439.8-6809
利用哈勃空间望远镜成像光谱仪对超软X射线源RXJ 0439.8 -6809进行了紫外观测。紫外光谱是一个非常蓝的连续光谱，上面覆盖着星际吸收线。观测到的宽莱曼α吸收线与中性氢的星际柱密度Nh=（4.0+-1.0 e20 cm-2）相一致。从时间标记数据集获得的光变曲线在10秒至35分钟的时间尺度上对RXJ0439.8-6809的紫外变化性设定了0.04 mag的3 sigma上限。从我们对RXJ 0439.8 -6809进行的三年ROSAT HRI监测中获得的长期X射线光变曲线表明，该源具有恒定的计数率，这意味着温度变化不超过1000 K。如果RXJ 0439.8 -6809是一颗在水平烧壳轨道上的巨大极热前白矮星，而不是一颗非常紧凑的双简并超软X射线双星，那么它的恒定温度和光度将是对恒星演化理论的挑战。有趣的是，RXJ 0439 -6809被发现接近理论上的碳燃烧主序列。
1999-10-18 astro-ph
Luminous supersoft X-ray emission from the recurrent nova U Scorpii
BeppoSAX探测器在1999年2月光学爆发高峰后19-20天从复发新星U Sco ~中探测到发光的0.2-2.0 keV超软X射线发射。U Sco是第一颗在明亮的超软X射线阶段被观测到的复发新星。非LTE白矮星大气光谱模型（连同~0.5 keV光学薄热分量）与BeppoSAX光谱相吻合。我们发现，假设富集He和增强的N/C比，拟合是可以接受的。这意味着CNO循环在爆发期间是活跃的，与热核失控的情况一致。最佳拟合温度为~9 × 10^5 K，测热光度为在接近于克拉塞卡质量的WD上稳定核燃烧时预测的光度。U~Sco作为超软X射线源被探测到的事实与爆发后至少持续一个月的稳定核燃烧相一致。这意味着只有一小部分先前吸积的H和He在爆发期间被喷射出来，WD的质量可以增长，最终达到阿布拉塞卡极限。这使得U~Sco成为Ia型超新星的候选祖先。
1999-06-15 astro-ph
FUV Spectroscopy of the Supersoft X-ray Binary RX J0513.9-6951
我们用远紫外光谱探测器（FUSE）获得了超软X射线双星RX J 0513.9 -6951在一个完整的双星轨道周期上的光谱。光谱显示了一个热的连续谱，具有极宽的OVI发射和弱的莱曼散射。He II发射微弱而狭窄，而N III和C III发射未被检测到，尽管这些离子的谱线在光波长处很突出。宽的O VI发射和莱曼吸收显示出近似反相的径向速度曲线，其半振幅分别为~117 +- 40和54 +- 10 km/s。窄的排放量从他II和O VI显示小的速度变化与相位不同的广泛的O VI，但一致的光学线峰。我们还测量了FUV连续谱和OVI发射线通量的相当大的变化。我们讨论了测量的变化和一个试探性的二元解释的可能原因。
2002-07-30 astro-ph
A Close Look at the Population of Supersoft and Quasi-Soft X-Ray Sources Observed in M31 with XMM-Newton
本文利用XMM-Newton获得的M31最深X射线像，导出了最软X射线源总体的光谱和统计特性。超软X射线源（SSS）的分类标准基于相同的硬度比定义为最近的钱德拉观测，四分之一的选择SSS原来是超新星遗迹（SNR）。另外四分之一的SSS在空间上与最近的经典新星一致（但它们不到过去25年中观察到的新星数量的10%）。在15个非SNR SSS中，只有3个显示出明显的时间变异性，在几个月内X射线通量变化超过一个数量级。其中两个源在几分钟的时间尺度上显示出额外的、较小的振幅变异性。在M31的近爱丁顿光度下，它们的宽带光谱和新星的宽带光谱近似符合黑体或白矮星大气模型。两颗SSS在部分时间内似乎达到非常大的光度，可能是超爱丁顿光度，并可能在风中喷射物质，直到几个月后光度再次下降。其中一个天体与在本星系群外观测到的超亮X射线源有一些共同的特征。大多数准软源（QSS）被重复检测。讨论了大部分QSS可能是M31中的SNR或前景中子星的可能性。两个X射线源同时具有软硬成分，分别位于一颗复发新星和另一颗暂时被归类为共生新星的天体的位置。这两个源可能是黑洞瞬变。
2006-02-01 astro-ph
The long-term X-ray lightcurve of RX J0527.8--6954
超软X射线源通常被认为是稳定燃烧的白矮星。然而，对一些超软源的观测表明，它们的X射线通量在从几天到几年的时间尺度上具有显著的变化。在这里，我们提出了进一步的观测数据的超软X射线源RX J 0527.8--6954在过去的5年中表现出持续下降，没有一个一致的温度下降的明确趋势，这可能表明一个进化的情况下，WD离开稳定燃烧的分支和减少的光度和冷却的组合效应在恒定半径产生的观察效果。
1996-01-23 astro-ph
A new clue to the transition mechanism between optical high and low states of the supersoft X-ray source RX J0513.9-6951, implied from the recurrent nova CI Aquilae 2000 outburst model
我们发现了LMC超软X射线源RX J0513.9-6951的光学高/X射线截止态和光学低/X射线导通态之间跃迁机制的新线索。CI Aql 2000爆发通常会出现约1等的急剧下降。这些水滴自然地归因于白矮星上光学厚风的停止。对CI Aql的详细光变曲线分析表明，当风停止时，盘的大小急剧缩小。这导致光学光变曲线中的~1-2等下降。在RX J0513.9-6951中，相同的机制再现了从光学高到低状态的约1 mag的急剧下降。我们预测这种机制也适用于从低到高状态的转变。恒星风和伴星之间的相互作用减弱了质量传递，并驱动了低态和高态的完整循环。
2003-01-24 astro-ph
The nature of the supersoft X-ray source RX~J0513--69
本文介绍了LMC超软双星系统RX~J0513.9-6951的光谱学和光度学。我们得到了一个精细的光谱周期P $=0.761\pm0.004$ ~d，它与长期光度监测得到的值（P $=0.76278\pm0.00005$ ~d）是一致的。我们看到He{ \sc ii}和H $β$的双极流出分量，速度为$\sim 3800$ \，km\，s $^{-1}$，强烈表明致密天体是白矮星。利用所有可用的光学和X射线数据，我们构建了一个理论模型来解释这个源的异常变化的主要特征。特别是，我们注意到，X射线爆发只看到在光学极小值的时候。由此，我们得出结论，X射线爆发的最有可能的原因是光球收缩在核壳燃烧阶段，而不是热核闪光或冲击发射。该系统可能包括一个相对巨大的白矮星，从一个演化的施主恒星以高速率吸积（$\sim 10^{-6} M_{\odot}~{\rm yr}^{-1}$），并在接近极点的地方被观测到。
1996-05-15 astro-ph
NLTE Model Atmosphere Analysis of the LMC Supersoft X-ray Source CAL 83
我们提出了一个非LTE模式大气分析的钱德拉HRC-S/LETG和XMM牛顿RGS光谱的原型超软源CAL 83在大麦云云。以16个月为间隔，钱德拉和XMM-牛顿光谱非常相似。它们揭示了来自热白矮星光球的非常丰富的吸收线光谱，但没有风的光谱特征。我们还报告了第三个X射线关闭状态在后来的钱德拉观测，表明CAL 83的经常性。此外，我们还发现了软X射线光谱的短时间尺度变化的证据。我们完成了对CAL 83的LETG和RGS光谱的分析，新的NLTE线覆盖模型大气明确包括11个最丰富的物种的74个离子。假设模型成分具有LMC金属丰度，我们成功匹配了Chandra和XMM-Newton光谱。我们推导出了这颗热白矮星的基本恒星参数，但目前软X射线领域的原子数据状况排除了详细的化学分析。我们首次获得了白矮星质量大（Mwd > 1 Msun）的直接光谱证据。短时间尺度的X射线关闭状态与高质量的白矮星相一致。因此，我们的分析提供了直接支持超软源作为可能的祖先的超新星Ia。
2004-10-04 astro-ph
Measurements of Variability of Low Mass X-ray Binary Candidates in the Early-Type Galaxy NGC 4697 from Multi-Epoch Chandra X-ray Observations
对邻近大质量早型星系的多历元Chandra X射线观测开启了对低质量X射线双星（LMXB）行为的一个重要机制--长期变率的研究。在另一篇论文中，我们报告了对NGC 4697的5个钱德拉观测，探测到158个X射线源，探测/完整性极限为0.6/1.4 x 10^{37}尔格/秒，NGC 4697是最近的（11.3 Mpc），光学发光（M_B < -20），椭圆（E6）星系之一。在本文中，我们报告的可变性LMXB候选人测量的时间尺度从秒到年。在几秒到几小时的时间尺度上，我们检测到五个具有显著变化的源。大约7%的光源在任何两次观测之间表现出变化，16+/-4%的光源在所有五次观测中都没有恒定的光度。在变量源中，我们确定了11个瞬态候选者，我们估计，如果NGC 4697中的所有LMXB都是长期瞬态，那么它们将持续约100年，占空比为7%。这些数字与在M87和NGC 1399中发现的较亮LMXB一致，这表明长期瞬态中子星LMXB和黑洞LMXB的爆发持续时间之间似乎没有可测量的差异。我们详细讨论了瞬态超软源，其属性是不容易解释的超软源的标准解释。
2008-06-03 astro-ph
A Supersoft X-Ray Binary in the Small Magellanic Cloud
两年来对超软X射线源1 E 0035.4-7230的测光观测表明，（V（最大值）=20.2，B-V=-0.15，U-B=-1.06）的周期为0.1719256天，振幅为Δ V~0.3磁，接近正弦变化。光线的变化周期大致相同。然而，要么X射线最小值先于光学最小值约四分之一周期，要么在两个波长区域之间存在小的周期差。我们认为这个X射线源是一个密近双星，其可见光主要来自致密恒星周围的吸积盘。光谱显示弱，可变的He II（4686埃）发射，可能起源于这个磁盘。可能的解释的光变曲线进行了讨论，包括X射线加热的第二颗星。X射线光变曲线中非常宽的最小值表明X射线可能是在一个大的吸积盘日冕（ADC）中散射的，该日冕可能被盘边缘的方位不规则凸起部分掩盖。如果这个系统位于小麦哲伦云的距离上，它会在爱丁顿光度附近辐射。
1995-12-04 astro-ph
The central region of M31 observed with XMM-Newton. II. Variability of the individual sources
本文介绍了基于XMM性能验证观测的仙女座星系（M31）中心30'区域X射线源的变化研究结果。在2000年6月和12月进行了两次观测，总曝光时间约为50 ks。我们发现了116个比极限光度6 × 10（35）erg/s（0.3- 12 keV，d=760 kpc）亮的光源。对于~60个最亮的源，我们搜索了周期性和非周期性的变化;这些源中至少有15%在几个月的时间尺度上是可变的。在6月的观测中，我们发现了一个新的明亮的瞬变源，距离核约2.9'，这个源在12月明显减弱，不再被探测到。该物体的行为类似于少数银河系LMXB瞬变，其中大多数被认为是黑洞的避难所。我们从一个超软谱源中探测到了周期为865 s的脉动。在两次XMM观测之间，这个源的通量显著下降。探测到的周期异常的短，并指向一个快速旋转的磁化白矮星。高亮度和源的瞬态性质表明它可能与经典或共生新星，其中一些被观察到较早的超软源。
2001-08-03 astro-ph
Assisted stellar suicide in V617 Sgr
人马座V617是一颗人马座V型恒星，一组被认为是银河系中与致密双星超软X射线源（CBSS）对应的双星。为了验证这个假设，我们测量了它的轨道周期的时间导数。观测到的日食极小期的时间跨度超过30，000个轨道周期。我们发现轨道周期的变化相当迅速：P/Pdot = 1.1 x 10^{6}年。这与V617 Sgr是风驱动吸积超软源的想法一致。由于双星系统演化的时间尺度约为100万年，这对于低质量演化的双星系统来说是非常短的，所以很可能很快就会结束，要么是它的次级完全蒸发，要么是主爆炸成为Ia型超新星。
2005-12-27 astro-ph
X-Ray Off States and Optical Variability in CAL 83
CAL 83是最早被发现的超软X射线双星之一，被认为是同类双星的原型。在1983年至1997年的15次X射线观测中，观测到它具有几乎恒定的X射线光度和温度，除了1996年的一次关闭状态。我们报告的第二个X射线关闭状态，发现与钱德拉ACIS-S观测于1999年11月。通过比较长时程X射线光变曲线和长时程X射线光变曲线，我们发现CAL 83具有明显的低、中、高光学态。状态之间的转换不伴随颜色变化。在光学高态期间观察到两种X射线关闭状态，然后在约50天内观察到光学低态。我们讨论了可能的解释所观察到的光学和X射线的变化。
2002-03-14 astro-ph
The eclipsing supersoft X-ray binary CAL 87
我们提出并讨论了25个光谱在1996年11月，涵盖了所有阶段的CAL 87二元系统。这些光谱在信噪比和波长覆盖范围方面都优于先前公布的数据，因此可以测量其他光谱特征。在同一个夜晚获得的光度测量用于确认星历表，并与前几年的光变曲线进行比较。利用档案数据对整个轨道周期的颜色变化进行了分析。当一颗勉强分辨的红场恒星被考虑在内时，即使在日食期间也没有（V-R）色变化。自1988年以来，最小光照深度发生了重大变化，在过去几年中减少了0.5等。光谱特征和径向速度不仅在0.44天的轨道上变化，而且在一年或更长的时间尺度上变化。这些长期变化的可能解释进行了讨论。1996年的光谱包含了以前没有看到过的相位调制的巴耳末吸收线，显然是在致密恒星区域的气体流动中产生的。发射线强度随轨道相位的变化表明吸积盘结构存在方位角变化。几条线的径向速度给出不同的振幅和相位，使得恒星质量的测定变得困难。所有恒星质量的解都表明伴星的质量比简并恒星小得多。巴耳末吸收线速度对应的质量为退化恒星的~ 1.4 Msun，质量供体的~ 0.4 Msun。然而，强烈的He II发射线显示了一颗质量更大的吸积恒星，Mx> 4 Msun。
1998-04-22 astro-ph
Magnetic cycles and photometric variability of T Tauri stars
我们认为，恒星磁场周期对金牛座T星盘吸积的影响，其中内部区域的磁盘被破坏的恒星场。使用随时间变化的光盘模型，我们表明，为了统一的变化，场强可以强烈调制的吸积流的周期时间尺度的几年到几十年。光度变化预计在紫外线中最大，在近红外线中可能有较小但仍显着的变化。我们认为，恒星磁场的变化可能有助于长时间尺度的光度变化的金牛座T星。金牛座T星的长期变化可能因此提供了一个线索的性质，在这些恒星的磁发电机周期。
1995-03-13 astro-ph
High-amplitude, long-term X-ray variability in the solar-type star HD 81809: the beginning of an X-ray activity cycle?
我们目前的初步结果，从我们的XMM计划，旨在寻找太阳型恒星的X射线活动周期。HD 81809是一颗G2型恒星（比太阳演化得更快，并且有一颗质量较小的伴星），有明显的8.2年色球周期。威尔逊程序数据。我们在这里提出的结果，从最初的2.5年的XMM观测，表明大振幅（一个因素约为1.5倍），10)在X射线光度中存在调制，在2002年中期有一个明确的最大值，此后稳步下降。色球周期的最大值发生在2001年;如果观测到的X射线变化是X射线周期的初始部分，这可能意味着色球和日冕活动之间的相移，尽管目前色球周期最小值的下降很好地反映在恒星的X射线光度中。这里提出的观测结果提供了明确的证据，证明存在大振幅X射线变化与太阳以外的恒星色球层的活动周期一致。
2004-03-05 astro-ph
Total Solar Irradiance Variability and the Solar Activity Cycle
有人认为，太阳的变化是由于太阳核心的扰动性质，这种变化是由太阳中微子探测器的太阳中微子通量的变化提供的，即，Homestake、Superkamiokande、SAGE和GALLEX-GNO。标准太阳模型（SSM）中的太阳中微子通量是在中微子光度L_nu =光学光度L_gamma的假设下计算的，这意味着如果光学光度发生变化，那么太阳中微子通量数据也会发生变化。提出了太阳活动周期是由太阳核内核能产生的周期性变化所引起的内部发电机所引起的，因此内部磁场也是变化的。同样，核能产生的变化引起结构变化，导致全球太阳参数的变化，即，通过对1970 ~ 2003年太阳总辐照度（TSI）资料的分析，发现太阳活动周期有5个阶段。第一阶段（I）开始于太阳黑子极小期前两年。第二阶段（II）开始于太阳黑子最小值的时候，第三阶段（III）开始于太阳黑子最大值的2 - 3年之前，第四阶段（IV）开始于太阳黑子最大值的时候，第五阶段（V）开始于太阳黑子最大值的2-3年之后。
2006-05-06 astro-ph
Rapid Variability and Annual Cycles in the Characteristic Time-scale of the Scintillating Source PKS 1257-326
在南方类星体PKS 1257-326中发现了快速射电日内变率（IDV）。在这个源中，在短短45分钟内观察到高达40%的通量密度变化，使其与PKS 0405-385和J1819+3845一起成为已知的三个最快速的IDV源之一。在过去的一年中，我们已经监测了IDV在这个来源与澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）在4.8和8.6 GHz的过程中，并找到一个明确的年度周期的特征时间尺度的变化。这一年周期明确地表明，星际闪烁是在该源中观察到的无线电波长处快速IDV的原因。我们使用观测到的年周期来约束散射物质的速度，以及PKS 1257-326的散射分量的角大小。我们观察到一个时间延迟，这也显示了一个年度周期，在两个频率的相似的变化模式之间。我们认为，这是由4.8和8.6 GHz分量的质心之间的小（~10微弧秒）偏移引起的，并且可能是由于源中的不透明效应。因此，所观察到的闪烁的统计特性，使我们能够解决源结构的规模为10微弧秒，分辨率的数量级高于目前的VLBI技术允许。闪烁源的物理性质和湍流ISM的一般影响进行了讨论。
2002-11-20 astro-ph
Radio Variability of Sagittarius A* - A 106 Day Cycle
我们报告存在一个106天的周期的射电变率的Sgr A* 的基础上，在过去的20年中观察到的数据分析与甚大阵列（VLA）。脉冲信号在1.3 cm处最清晰可见，周期频率与频率宽度之比f/Delta_f= 2.2+/-0.3。在2cm处也清楚地观察到周期性信号。在3.6 cm处，周期性信号的检测是边缘的。在6和20 cm处均未检测到显著的周期性。由于采样函数是不规则的，我们进行了一些测试，以确保观察到的周期性不是噪声的结果。对于最大熵方法和CLEAN方法的周期图，发现了类似的结果。基于Monte Carlo测试，对于几种不同的噪声分布，错误检测的概率小于5%。1.3 cm脉冲分量的射电性质为：光谱指数α ~ 1.0+/- 0.1（对于S nu^alpha），振幅Δ S=0.42 +/- 0.04 Jy，特征时标Δ t_FWHM ~ 25 +/- 5天。VLBI没有探测到次级成分，说明在~5 AU的尺度上，Sgr A* 内存在着不稳定的吸积盘。
2000-11-08 astro-ph
Variability and multi-periodic oscillations in the X-ray light curve of the classical nova V4743 Sgr
经典新星V4743 Sgr在2003年4月4日被XMM-牛顿观测了大约10小时，在光学极大值之后的6.5个月。此时，这颗新星已经成为有史以来观测到的最明亮的超软X射线源。我们提出的时间序列分析的结果进行X射线光变曲线在这次观察中，并在以前较短的观察与钱德拉16天前。两次都观察到了强烈的变化，振幅高达总通量的40%。在变异的结构中，可以在两个观测结果之间找到相似之处。大部分的变化是很好地表示为一组低于1.7兆赫的离散频率的振荡的组合。在两次观测之间的16天时间间隔内，至少有5个频率是恒定的。我们认为，在0.75 mHz及其一次谐波处的光变曲线功率谱中的a周期与系统中白矮星的自旋周期有关，而其它观测到的频率则是非径向白矮星脉动的特征。在XMM-牛顿光变曲线中也发现了一个可能的24000秒周期的信号：一个半周期被清楚地识别出来。这个周期与在光源的光学光变曲线中发现的24278 s周期一致，并被认为是新星双星系统的轨道周期。
2006-07-07 astro-ph
Long-term Variability in the Length of the Solar Cycle
太阳活动周期的详细模型需要关于开始时间和上升时间以及周期的形状和幅度的信息。然而，这些模型都没有包括对周期长度变化的讨论，已知周期长度从$\sim$ 7年到17年不等。我们研究的重点是调查这个范围是否与太阳黑子周期长度的长期模式有关。为了给太阳的长期行为分析提供基础，我们分析了1700 - 2005年太阳黑子数量和1874 - 2005年太阳黑子面积的档案数据。利用功率谱分析和相位色散最小化的独立技术，证实了$\sim$ 11年施瓦贝周期，并说明了该周期长度的大范围变化。长期的周期被确定在档案数据从1610 - 2000年使用中位数跟踪分析的周期长度，并从功率谱分析的（O-C）残差的日期太阳黑子极小值和极大值。中位迹分析表明，周期长度有一个183 - 243年的周期，而更精确的功率谱分析确定的周期为188 $\pm$ 38年。我们发现188年的周期与太阳黑子数的变化相一致，似乎与施瓦布周期有关。我们发现了历史最小值的时间和太阳黑子周期的长度之间的相关性，这样，当太阳黑子的实际数量最低时，周期的长度通常最高。在蒙德极小期，太阳上几乎看不到太阳黑子时，太阳活动周期的长度正在增长。这些信息现在可以用来提高当前太阳周期模型的准确性，以更好地预测给定周期的开始时间。
2006-06-29 astro-ph
Numerical simulations of stellar SiO maser variability. Investigation of the effect of shocks
将恒星流体动力学脉动模型与SiO脉泽模型相结合，计算了AGB星拱星包层SiO脉泽辐射的时间变化。这项研究调查是否在当地的物理条件所带来的冲击的变化是主要的贡献因素，因为在这项工作中，泵的辐射部分是恒定的。我们发现，某些方面的可变性是不一致的，由冲击增强碰撞单独提供泵。在这些模拟中，相对增强的SiO丰度的气体包裹分布在一个模型CE的Monte Carlo方法，在一个单一的时代的恒星周期。从这一时期开始，拉格朗日运动的个别包裹计算根据在模型CE中遇到的速度场在恒星脉动周期。因此，潜在的脉泽气体包裹体经历不同的密度和温度，并在整个恒星周期中具有不同的视线速度梯度，这可能适合也可能不适合产生脉泽发射。在每个时期（相隔16.6天），来自包裹的发射线被组合以产生合成光谱和VLBI类型的图像。本文报道了v=1，J=1-0（43 GHz）和J=2-1（86 GHz）脉泽的实验结果。
2002-02-22 astro-ph
Clear Evidence for Intranight Optical Variability in Radio-quiet Quasars
我们提出了新的线索，无线电响度二分法的问题所产生的广泛的搜索intrinight光学变率在7套光学发光的无线电安静的类星体和（无线电大声）BL蝎虎天体，这是匹配的光学光度和红移。我们对射电宁静类星体的监测首次清楚地检测到这种夜间变化，峰间振幅约为1%，占空比约为1/6。当以相同的方式观察时，匹配的BL Lac具有更高的可变性幅度和占空比。我们表明，相对于BL Lac的射电宁静类星体的不太明显的夜内变化可以理解为从视线的射电宁静类星体的喷流的适度错位。因此，我们推断，相对论性粒子喷流也可能从射电宁静类星体中产生，但在穿越短的光发射距离时，它们可能会被扼杀，可能是通过核区域的逆康普顿损失。
2003-02-10 astro-ph
A Polarization Survey of SiO Maser Variability in Evolved Stars
我们对17颗变星（Miras、OH-IR星和超巨星）的SiO（v = 1，J = 2 -> 1）脉泽偏振进行了观测，研究了脉泽的长期持续性。这8个观测时期跨度为2.5年，因此这些恒星的多个周期通常为1年。平均偏振度为23%，典型的色散为7%，尽管恒星之间的差异很大。在个别恒星的斯托克斯q和u谱中，少数强脉泽特征往往主导偏振，某些恒星的脉泽特征持续不到一个恒星周期，少数恒星持续多个周期。由于单个脉泽在我们的光束平均总强度谱中没有分辨，我们将各时期之间的偏振谱关联起来，以测量特征的特征寿命，而不是试图跟踪单独的线分量的演变。我们发现单个脉泽特征的寿命从几个月或更短到>2年不等。这些数据表明，作为一个整体的恒星样本，脉泽没有重置在一个特定的恒星相位。
2003-01-16 astro-ph
Millenium Year X-ray Transients in Andromeda Galaxy
本文研究了2000年M31星系中心区域的三个亮的瞬变X射线源。钱德拉和XMM-牛顿的观测使我们在X射线天文学的历史上第一次能够建立M31瞬态源的光变曲线，适合于研究它们在几个月甚至几周的时间尺度上的变化。这三个源表现出明显不同类型的X射线可变性和光谱演化。XMMU J004234.1 + 411808很可能是一个黑洞候选者，因为它的X射线光变曲线和光谱与我们银河系中观测到的典型瞬态低质量X射线双星相似。CXO J004242.0 + 411608的爆发持续了一年多，这使得它成为一个不寻常的X射线瞬变源。超软瞬变XMMU J004319.4 + 411759可能是一个经典的类新星系统，包含一个磁化的、快速旋转的白矮星。我们估计M31中央隆起的X射线瞬时爆发的总速率约为每年10次。仙女座星系中部的硬X射线瞬变速率（~5 1/年）似乎与我们银河系的中部相当。
2001-08-29 astro-ph
On X-ray Variability in Active Binary Stars
比较了Einstein和ROSAT观测到的活动双星的计数率。我们发现了短期变异性的显著证据（约0.32）和较长时间尺度下较大变异性的边缘证据（约0.38）。将这种过剩建模为周期变化，我们对活动双星的周期分量的相对振幅（I_cyc/I_min < 4）设置了上限，明显小于太阳周期内太阳X射线输出的变化。
1999-05-10 astro-ph
Rotational and Cyclical Variability in gamma Cassiopeia
我们报告的结果，9年的监测工作不寻常的经典是与机器人地面（APT）的B，V-过滤望远镜，以及在2004年11月的同时观测，该仪器和RXTE（X射线）望远镜。我们的观测结果显示，这颗恒星对快速X射线耀斑没有相关的光学响应，在两个监测夜晚的任何一个波长范围内，这颗恒星也没有显示出任何持续的通量变化。我们的光学光变曲线表明，Cas γ星经历了60- 90天的振幅为3%的周期.在我们用RXTE监测这颗恒星的九天时间里，X射线通量随着它的光学周期而变化，并且根据早期论文中的相关光学/X射线数据预测了振幅。V星等周期的振幅比B星等周期的振幅大30- 40%，表明V星等周期的位置在星周。周期长度不断变化，可以在短至13天的时间尺度上潮湿或生长。我们还在所有数据中发现了1.21581 +/-0.00002天的相干周期，这只与旋转一致。在两个滤波器中，该变化的全振幅为0.0060。有点令人惊讶的是，导出的波形几乎是椭圆形。这种变化可能起源于恒星的表面。这种情况暗示存在一个强磁场，具有复杂的拓扑结构和相关的异质表面成分。
2006-03-13 astro-ph
Super Soft Sources
超软源的类别是在爱因斯坦和ROSAT卫星发现后建立的。只考虑超软X射线双星的来源。这些辐射源中的X射线是由于白矮星表面吸积物质的热核燃烧而产生的。描述了核燃烧的物理过程。在这些来源的变化的典型时间尺度进行了讨论。描述了超软X射线谱的出现和建模。概述了这些源中与吸积盘有关的现象。讨论了施主星的性质和外观。这些源的演化状态和它们可能的Ia型超新星祖先的简要概述。本文综述了Chandra和XMM-Newton最近在邻近旋涡星系和椭圆星系中发现的超软源。
2002-12-02 astro-ph
A limit cycle model for long-term optical variations of V Sagittae: The second example of accretion wind evolution
人马座V显示出准周期的光学高（软X射线关闭）和低（软X射线开启）状态，总周期约为300天。提出了一个二元模型来解释轨道光变曲线的高，低的状态，以及它们之间的过渡机制。双星模型由一颗白矮星（WD）、围绕WD的圆盘和一颗充满叶瓣的主序星（MS）伴星组成。在光学高状态下，向WD的质量传递速率超过~1 x 10^{-6} Msun/yr的临界速率，并且WD吹出光学厚的强风。磁盘的表面层被风吹动，磁盘表面延伸到同伴或上方。结果，由于其大的辐射效应，盘的光学光度增加了一个数量级。巨大的风完全遮蔽了软X射线。这对应于光学高/软X射线关闭状态。光学高态和低态之间的转变由次级的质量传递的衰减驱动。随着大规模供应停止，WD风减弱并最终停止。圆盘缩小到洛希瓣大小，光学星等下降。该阶段对应于光学低/软X射线开启状态。这个循环就像一个极限循环。WD的质量可以以临界速率增长，并最终达到克拉塞卡质量极限。这个过程被称为“吸积风演化”，这是最近开发的Ia型超新星演化场景中的一个关键演化过程。这种演化过程首先在LMC超软X射线源RX J0513.9 $-$ 6951中得到证实。因此，V Sge是吸积风演化的第二个例子。
2003-08-05 astro-ph
Statistics of optical intraday variability in a complete sample of radio-selected BL Lac objects
我们提出了一个完整的样本的无线电选择BL Lac对象从1 Jy目录的日内变化行为的研究。在34个BL Lac天体中的28个（82%）中，我们检测到日内变异。在几次活动中观察到7个物体。它们都没有改变其变异性行为。无线电大声BL Lac对象中的占空比非常高，即至少0.8。变异性的典型峰-峰幅度为30%。通过结构函数和自相关分析，我们研究了变化的典型时间尺度，并确定了BL Lac对象的活动。在21个可变BL Lac对象中，我们能够测量一个典型的时间尺度，其范围在0.5到3天之间。一般来说，这些结果可以用标准模型来解释，在标准模型中，激波沿着相对论性喷流传播。然而，在两个最密集的采样观察，我们发现的变异特征，这不能很容易地解释的标准模型单独，表明至少在这些对象的替代模型应考虑。然而，所有能够解释天的时间尺度上的变化的模型必须能够考虑这些BL Lac对象的高占空比。
1995-06-06 astro-ph
Are non-magnetic mechanisms such as temporal solar diameter variations conceivable for an irradiance variability?
从空间监测辐照度变化已有二十多年。即使数据来自不同的来源，也可以很好地确定存在时间变化，可以将其设置为约0.1%，与太阳周期同步。今天，太阳表面磁场的演化提供了对这种辐照度变化的最好解释之一。但是，如果90%~ 95%可以再生产，那么剩下的10%~ 5%的来源是什么呢？非磁性效应是可以想象的。在本文中，我们将考虑太阳直径的时间变化作为剩余部分的可能贡献者。这种方法对太阳半径的变化施加了很强的约束。我们将证明，在一个太阳活动周期内，可以考虑不超过20质量的振幅变化。这种变化（与通过地面太阳星盘进行测量的观测者报告的情况相去甚远）可以解释一小部分无法用磁场特征解释的辐照度变化。还需要提出可能有助于得出结论的进一步要求。有必要进行专门的空间飞行任务（例如，PICARD、GOLF-NG或SDO，计划于2008年左右发射）;还建议为此目的重新启动SDS飞行。
2006-01-05 astro-ph
Further evidence for intra-night optical variability of radio-quiet quasars
虽然已经为BL Lac天体和射电强类星体建立了良好的基础，但射电静类星体中夜间光学变率（INOV）的发生仍然存在争议，主要是因为迄今为止只有少数具有良好统计意义的INOV事件，尽管幅度很小。这促使我们继续在夜间光学监测真正的无线电安静类星体（RQQs）。在这里，我们提出的结果为样本的11个RQQ由我们监测的19个晚上。在其中的5个夜晚，从两个分开的观测站同时监测给定的RQQ。总共检测到两例明确的INOV病例和两例可能的INOV病例。根据这些数据，我们估计RQQ的INOV占空比为$\sim$ 8%，如果还包括“可能变量”情况，则该占空比将增加至19%。RQQ的这种相对较小的INOV占空比以及较小的INOV幅度（$\sim$ 1%）与先前推导的该现象的特征一致。
2007-05-31 astro-ph
X-ray Variability and Period Determinations in the Eclipsing Polar DP Leo
对食磁激变双星DP Leo的ROSAT观测的分析提供了对白矮星表面软X射线发射区的起源、大小、温度、可变性和结构的限制。这些数据，当与先前的观测相结合时，显示出在吸积流对白矮星的影响位置每年大约2度的进展。对观测到的流位置漂移的一种解释是，次级上的磁活动周期产生了轨道周期振荡。这些振荡导致了一个在几乎同步的白矮星的旋转周期上下循环的轨道周期。对吸积流和X射线发射区进行了模拟，以拟合观测数据。还计算到系统的距离。[An在此更正了先前的预印本纸质版中包含的回旋加速器光度的错误值。]
1994-08-15 astro-ph
A deep XMM-Newton survey of M 31
大型本星系群螺旋星系M 31的深层均匀调查是X射线天文学的一个里程碑项目，因为它允许像我们这样的原型低恒星形成率星系的详细X射线清单。我们提出的第一个结果的深XMM牛顿调查，其中包括整个D 25椭圆。来自不同X射线能量带的信息组合在M 31的X射线彩色图像中。在最初的15次观测中，我们发现了大约1000个X射线源，整个调查将产生大约2000个X射线源。将使用硬度比、范围、高质量光谱和时间变异性对源进行分类。此外，这些来源将与光学、红外线和无线电波长的目录相关联。我们的目标是研究M 31 X射线双星和球状星团源、超软源、超新星遗迹和热星际介质，并将它们与前景恒星和背景天体分离。
2007-11-23 astro-ph
Variability of eta Carinae III
由A.D.萨克雷拍摄的eta Car中心天体的光谱（1951- 1978）揭示了三个先前未记录的低激发时期。至少自1948年以来，这些状态在Damineli等人提出的2020天周期中定期发生，持续约10%的周期。早期的狭缝光谱（1899-1919）表明，在那个时候，物体总是处于低态。报道了1994-2000年JHKL测光结果。这表明，在1972-94年发现的亮度长期增加一直在继续，并且在较短的波长上增加了。在近2020天的红外亮度调制期间继续。JHKL的光变曲线在1998.0附近有一个下降，与X射线光变曲线的下降一致。有证据表明，这种下降在红外重复在2020天的周期。正如Whitelock和Laney所建议的，这种下降最好解释为相互作用的双星系统中的日食现象;被日食的物体是一个明亮的区域（“热点”），可能在拱星盘上或由相互作用的恒星风产生。日食在相位和持续时间上与低激发状态一致。它可能是由等离子体柱和/或系统中的一颗恒星引起的。
2000-10-29 astro-ph
Spatial and Temporal Variability of the Gamma Radiation from Earth's Atmosphere during a Solar Cycle
太阳极大期任务卫星的伽马射线分光仪在1980-1989年期间的大部分时间里观测了地球大气层。它的28度轨道确保了一系列地磁纬度（地磁截止刚度）的采样。我们测量了1.6 MeV、2.3 MeV和4.4 MeV的γ射线谱线随时间和刚度的变化，这些谱线是银河宇宙辐射穿透截止线和大气中产生的次级中子的诊断。我们发现，伽马射线线强度与太阳活动和截止刚度成反比，正如预期的那样。谱线比（1.6 MeV + 2.3 MeV）/4.4 MeV在所有时间和刚度下都非常恒定（接近0.39）;前两条谱线是由5-10 MeV次级中子引起14 N的激发和去激发产生的，而后者是由能量更高（>20 MeV）的中子引起的。我们推断次级中子能谱的形状在任何地方和任何时候几乎都是恒定的。我们还测量了0.511 MeV电子正电子湮没线的强度。这条谱线也随太阳活动周期和截止刚度而变化，但它从低刚度到高刚度的衰减没有核谱线那么明显。这是由正电子产生和产生次级中子的强子过程的截面的能量依赖性引起的。
2003-08-21 astro-ph physics.geo-ph physics.space-ph
