Synchrotron and Synchrotron Self-Compton Spectral Signatures and Blazar Emission Models
我们发现，由于同步自康普顿（SSC）在blazar喷流发射的能量损失可以产生独特的签名，这些对象的时间平均同步和SSC光谱。对于相当宽的粒子注入分布范围，SSC损失主导的同步辐射表现出光谱依赖性$F_ν\sim ν^{-3/2}$。在平谱射电类星体（如3C~279）的光学和紫外光谱中以及在高频BL Lac天体（如Mrk 501）的软X射线光谱中是否存在这种依赖性，给出了SSC损失重要性的可靠度量。此外，对于部分冷却的粒子分布，不同大小的光谱中断可以出现在同步加速器和SSC光谱中，并且将与低于中断的发射的光谱指数相关。这些光谱特征的大小规模和非热粒子内容的发射等离子体，以及相对于射流轴的观测方向的限制。
2001-09-11 astro-ph
Observations of Outflows in Cataclysmic Variables
从吸积盘以快风形式流出的气流几乎出现在所有的高吸积率激变变星中，包括爆发中的新星和新星。CV风的主要特征是广泛的，蓝移的吸收功能和天鹅座P剖面出现在电离金属线的低倾角系统和广泛的发射线出现在日食系统。我们已经取得了很大的进展，在我们的理解的结构和行为的CV流出的基础上获得的数据与X射线，EUV和UV望远镜和运动学模型，以适应观测。我们目前对CV外流的看法是，它们是双极的旋转风，主要由来自吸积盘、边界层和白矮星辐射的辐射线驱动，从吸积盘中驱动。其他机械力可能在CV风的形成中起作用。风是高度湍流，并显示出复杂的垂直和方位结构。未来的工作将集中在确定风的物理，热和电离结构，并探索控制风的形成和行为的机制。
2004-10-07 astro-ph
Influence of Compton scattering on the broad-band X-ray spectra of intermediate polars
在硬X射线能带中观测到的大多数激变变星都是中间极，那里的磁场足够强，可以将吸积物质引导到白矮星的磁极。恒星表面上方的冲击将气体加热到相当高的温度（10- 100 keV）。激波后区域主要通过光学薄韧致辐射冷却。研究了康普顿散射对激波后区结构和出射光谱的影响。我们还研究了它对白矮星质量的影响，这些质量是由观测到的中间极的X射线谱拟合得到的。我们建立了考虑康普顿散射的激波后区模型。辐射传递方程在平面平行近似下求解。康普顿散射对激波后区域结构的反馈也被考虑。计算了一组不同质量白矮星的激波后区模型谱。我们发现，康普顿散射不改变出射光谱显着低吸积率或低白矮星质量。然而，它在高吸积率和高白矮星质量时变得重要。用计算得到的谱模型拟合了RXTE和INTEGRAL天文台获得的中极V709 Cas的时间平均宽带X射线谱。在考虑康普顿散射和不考虑康普顿散射的情况下，我们分别得到了白矮星的质量为0.91 +/- 0.02 M_sun和0.88 +/- 0.02 M_sun。
2008-09-19 astro-ph
Hubble Space Telescope Observations of the Nova-Like Cataclysmic Variable V348 Puppis
本文介绍了新星变星V348 Pup在日食前后的紫外和光学（1150 - 8000 A）分光光度时间序列。在日食之外，光谱的特征是蓝色连续谱，强线发射，以及2000 - 3000 A的宽倾角。连续日食的深度在整个波长范围内大致相同，并且在光变曲线中没有WD日食的特征。模型稳态吸积盘光谱提供了一个贫穷的适合的形状的紫外光谱以外的日食。所有这些性质都与一个自屏蔽的圆盘相一致，隐藏了内部圆盘和白矮星。在日食中，发射线和宽倾角被掩盖的程度小于连续谱，表明这些分量的垂直延伸。这种下降与系统中存在垂直的"Fe II“吸收幕一致。较低倾角NL UX UMa的档案紫外光谱显示出比V348 Pup更蓝的连续谱和更弱的线发射，并且没有宽的倾角。V348 Pup中存在强烈闪烁。闪烁光谱表明，闪烁只发生在连续谱中。我们没有发现任何与快速变化相关的周期性。V348幼仔的特性与其先前作为NL SW性别亚类成员的鉴定一致。
2003-04-18 astro-ph
Time-Dependent Synchrotron and Compton Spectra from Jets of Microquasars
银河系X射线双星源高能发射的喷流模型重新引起了人们的极大兴趣，其中包括对微类星体X射线发射的详细光谱和时间研究，HESS合作组最近对微类星体LS~5039的甚高能伽马射线的探测，以及早期对许多邻近星系中观测到的超亮X射线源的喷流模型的建议。在这里，我们研究的同步和康普顿签名的时间相关的电子注入和加速，绝热和辐射冷却，以及不同的射流几何形状的喷流的银河系微类星体。同步加速器，同步自康普顿，和外部康普顿辐射过程与软光子提供的伴星和吸积盘的处理。本文给出了汤姆逊区康普顿散射射流的一般幂律几何的电子动力学方程的解析解。我们特别注意预测的快速通量和光谱变化的签名预计在各种情况下，作出具体的预测可能的光谱滞后，类似于已观察到的几个TeV耀变体。这样的预测应该是可以测试的专门监测观测银河系微类星体和超亮X射线源使用钱德拉和/或XMM-牛顿。
2006-02-20 astro-ph
X-Ray Spectral Variability Signatures of Flares in BL Lac Objects
我们提出了一个详细的参数研究的时间相关的电子注入和运动学和自洽的辐射输运中，低频峰值BL Lac对象的射流。利用一个随时间变化的同步自康普顿和外康普顿喷流模型，我们研究了几个重要模型参数变化的影响，如电子注入的致密性、同步加速器对外部软光子对软光子致密性的相对贡献、电子注入的光谱指数以及引起耀斑活动的电子注入事件的时间剖面细节。在我们的结果的分析中，我们专注于预期的X射线光谱变化的签名在一个区域的参数空间特别适合再现宽带光谱能量分布的中间和低频峰值BL紫胶对象。我们表明，SSC和外部康普顿为主的模型的伽玛射线发射耀变体产生显着不同的签名的X射线的变化，特别是在软X射线光变曲线和光谱滞后在软X射线的能量，这可以被用作一个强大的诊断揭开的性质，从BL Lac对象的高能发射。
2002-08-12 astro-ph
Barnes-Evans relations for dwarfs with an application to the determination of distances to cataclysmic variables
巴恩斯-埃文斯型关系提供了恒星表面亮度与其颜色之间的经验关系。它们被广泛用于测量已知半径恒星的距离，如激变变星（CV）中的Roche瓣填充秒。对光谱类型为A0至L 8的近太阳金属度场矮星表面亮度的校准涵盖了在CV和相关物体中可探测到的所有次级光谱类型，并将有助于测量它们的距离。定标是根据红外线通量法和干涉法测量的场矮星半径进行的。使用已发表的光度测定法，并将其均匀化至胆固醇Rc和Ic以及CIT JHK光度测定系统。7500 A处的窄带表面亮度是基于我们自己和出版的分光光度法。注意选择适合CV的近太阳金属度矮星，并避免因无法识别的双星而导致的错误。给出了V、Rc、Ic、J、H、K和7500 A窄带内表面亮度与V-K和光谱类型的关系。该方法使用选定的CV进行测试，这些CV具有关于其距离的独立信息。讨论了观测到的给定质量或光度的早期M矮星的半径分布及其对CV距离测量的影响。只要大量的CV不能常规地获得精确的三角测量，表面亮度方法仍然是确定CV距离的可靠方法，在CV中可以辨别出二级恒星的光谱特征。
2006-10-19 astro-ph
Observational Signatures of High-Energy Emission during the Shallow Decay Phase of GRB X-Ray Afterglows
伽马射线暴（GRB）中广泛存在的X射线余辉的浅衰减相被普遍认为是由于长时间的能量注入。携带注入能量的外流，根据能量占主导地位的成分，分为两种可能的类型：重子主导和轻子主导。前一种外流可能是在伽玛暴的瞬发阶段喷出的喷出物，由一系列分布有洛伦兹因子的重子壳层组成，后一种外流可能是由爆发后中心引擎驱动的电子-正电子对风。本文对基于这两种能量注入的火球动力学提供了统一的描述，并考虑电子的同步辐射和逆康普顿散射（包括同步辐射自康普顿散射和组合逆康普顿散射）计算了相应的高能光子发射。我们发现，在这两种能量注入模型中，在X射线浅衰变阶段，高能光变曲线有一个平台（甚至是一个驼峰）。特别是，在轻子主导的模型中，相当大一部分的注入能量可以被持久的反向冲击所分享，因为它是相对论性的。此外，几乎所有的反激波能量都由轻子携带，因此反康普顿辐射显著增强。因此，这个模型预测更显着的高能余辉发射比重子占主导地位的模型。我们认为，这些观测签名将被用来区分不同的能量注入模型在即将到来的{ \em伽马射线大面积空间望远镜}（GLAST）时代。
2007-08-24 astro-ph
XMM-Newton observations of the TeV BL Lac object PKS 2155--304 in 2006: signature of inverse Compton X-ray emission?
本文报道了在典型的高能量峰值BL Lac天体PKS 2155- 304中首次发现的低于10 keV的可能的逆康普顿（IC）X射线发射。在2006年进行的两次XMM-牛顿观测表明，0.6- 10 keV的X射线光谱的源硬化（$ΔΓ\sim$ 0.1- 0.3）在约4 keV的断裂能量。源的凹X射线谱可以容易地通过陡峭分量（即，同步加速器发射的高能量尾部）和平坦尾部（即，IC发射的低能量侧）。然而，硬X射线中的陡峭谱（$Γ\sim$ 2.3）表明同步辐射仍然支配IC辐射，而后者有效地存在，并被认为是在该能量范围内使同步辐射谱变平。用XMM-Newton获得的准同步光学-紫外-X射线谱能量分布（SED）表明，源的凹形X射线谱可能是同步辐射峰值频率向光学波段下移的结果，使IC排放在硬环境中变得更加重要（$\sim 4$ -10 keV）X射线带的同步辐射与同步辐射峰值在UV-软-X射线范围内的其它情况的同步辐射的比较。这一发现为高亮度Lac天体与低能峰值BL Lac天体之间的平稳过渡提供了新的线索。
2008-04-23 astro-ph
Learning about Jets from Observations of Blazars
喷流，铺平了道路，通过内部区域的活动核，康普顿相互作用的紫外线辐射从吸积盘和广泛的发射线区域。我们计算的预测属性的由此产生的光谱签名的散装康普顿过程中，注意到它们是独立的分数质子含量或动力学功率的射流，并使用存在或不存在这样的签名，把约束的结构射流附近的基地。
2002-11-27 astro-ph
X-ray Spectral Signatures of the Photon Bubble Model for Ultraluminous X-ray Sources
邻近星系中超亮X射线源的性质是现代X射线天体物理学中的一个重要问题。对这些物体的一种可能的解释是围绕$\sim 10 M_{\odot}$黑洞的非均匀的、辐射主导的吸积盘--所谓的"光子泡“模型。虽然以前的研究主要集中在这个模型的辐射流体力学方面，在本文中，我们提供了一个分析其X射线光谱（连续和可能的边缘和线）的特点。盘中高密度区和低密度区之间的康普顿反射可能提供了区分这种模型与其他模型的关键，例如吸积到中等质量黑洞上。我们耦合的Monte Carlo/Fokker-Planck辐射输运程序与XSTAR代码的反射模拟光子气泡模型中产生的光子光谱的ULXs。我们发现，反射分量往往是非常弱的，在大多数情况下是不可观察的，并作出预测的形状的高能康普顿化谱。在许多情况下，康普顿化甚至在低至$\sim$几keV的光谱中占主导地位。在一个模拟中，发现了一个$\sim 9 \kev$功能，这可能被认为是ULX中光子气泡的签名;此外，我们预测了未来仪器可能观察到的高能幂律。
2007-07-03 astro-ph
Discovery of a bright eclipsing cataclysmic variable
本文报道了J 0644 +3344的发现，这是一颗明亮的深食激变变星（CV）。在可见光波段可以看到双星和吸积盘的光谱特征。光谱显示了宽的H I、He I和He II吸积盘发射线，以及来自H I、He I、Mg II和Ca II的深窄吸收分量。在整个轨道周期都可以看到吸收线，只有在主食时才消失。这些吸收线要么是光学厚度的内吸积盘的结果，要么是来自主星的光球层。径向速度测量结果表明，H I、He I和Mg II吸收线与主星位相一致，而与主星位相一致的吸收线则较弱。径向速度解给出主星的半振幅为150+/-4 km/s，主星的半振幅为192.8+/-5.6 km/s。主恒星的质量为0.63-0.69 Mdot，副恒星的质量为0.49-0.54 Mdot。这颗双星明亮的食光性质有助于为这两个分量提供质量，而CV的精度很少达到。这种二进制最接近于新星状UX UMa或SW Sex类型的CV。然而，J 0644 +3344的轨道周期比大多数UX Uma或SW性星都要长。因此，假设J 0644 +3344的轨道周期会变短，它很可能是一颗年轻的交互作用双星。第二颗恒星的大小和光谱类型与K8恒星一致，但质量为M0。
2007-08-06 astro-ph
The first detection of Compton Reflection in the Low-Mass X-ray Binary 4U1705-44 with INTEGRAL and BeppoSAX
我们目前的数据从INTEGRAL和BeppoSAX卫星显示的中子星，环礁型，低质量X射线二进制1705-44的光谱状态转换。它的能谱可以描述为一个或两个黑体分量，6.4 keV的Fe线，和一个组件由于热康普顿的总和。此外，在这个源中，我们第一次发现了强烈的康普顿反射信号，这可能是由于康普顿化光谱对光学厚度的吸积盘的照射。这两个黑体分量，软态数据所需的，大概产生于磁盘和中子星表面。康普顿化可能发生在一个热的内流辐射的一些黑体光子。的光谱转换示出与辐射热光度的变化，最有可能成比例的吸积率。与光谱状态无关，我们还看到康普顿化电子的温度和康普顿反射强度的变化。
2006-11-02 astro-ph
On Jet Features in the Optical Spectra of Cataclysmic Variables
最近，在至少两个超软X射线源RX J 0513 -069和RX J 0019.8 +2156的光谱中发现了蓝移和红移的氢和氦卫星复合线，并初步在一颗短周期激变变星（CV）中发现了这种复合线。这些特征被认为是这些系统中存在高度准直射流的证据。在其他短周期CV的光谱中没有检测到类似的光谱特征。在这里，我们要问的是，在大多数CV的光谱中，这种明显的“喷流线”的缺失是否已经意味着似乎存在于SSSs和T Pyx中的那种喷流的缺失，或者目前CV中喷流检测的缺失是否仍然可以归因于观测困难。为了回答这个问题，我们推导出两种类型系统中喷流线的预期等效宽度（EW）与通过盘的吸积率之间的简单、近似的比例关系。然后，我们使用这种关系来预测的强度喷射线的光谱的“普通”CV，即系统的特点是吸积率略低于T Pyx。假设在T Pyx中看到的特征确实是喷射线，并使用该系统作为参考点，我们发现，如果喷射存在于许多CV中，则它们可能会在适当选择的系统中产生具有百分之几到十分之几Angstrom的EW的卫星重组线。如果SSS RX J 0513 -069用作参考点，则获得类似的预测。这样的EW足够小，可以解释到目前为止CV中未检测到射流特征，但足够大，可以在足够高质量的数据中检测到射流特征，如果它们存在的话。
1998-03-16 astro-ph
Dynamical constraints on the component masses of the cataclysmic variable WZ Sge
本文介绍了用哈勃空间望远镜观测到的短周期激变变星WZ Sge的相位分辨光谱。我们能够分辨出一些吸收线的轨道运动，这些吸收线可能探测了吸积白矮星附近的环境。对13条吸收线同时拟合得到的径向速度表明轨道速度半振幅为KUV = 47 +/-3 km/s。然而，我们发现相位零点与白矮星星历表有+0.1的偏移。我们的偏移量和速度幅度是非常相似的约束来自静态的吸积盘的光发射线，尽管事实上，我们正在探测的材料更接近的主要。如果我们将UV振幅与K_1联系起来，我们的动力学约束与Steeghs等人（2001）的K_2估计以及已知的双星倾角i = 77 +/-2一起意味着0.88 <M_1 <1.53 M_sun，0.078 <M_2 <0.13 M_sun，0.075 <q = M_2/M_1 <0.101。如果我们把紫外线的平均速度（-16 +/-4 km/s）解释为由于白矮星附近高g环境中引起的引力红移，我们发现v_grav = 56 +/-5 km/s，当与质量-半径关系相结合时，它提供了M_1 = 0.85 +/-0.04 M_sun的质量的独立估计。我们的主要质量估计是非常一致的，也是自相一致的分光光度法拟合的紫外线通量，尽管观察到的相位偏移。目前还不清楚是什么原因导致了紫外光谱中观测到的相位偏移，以及它在多大程度上扭曲了底层白矮星的径向速度特征。
2007-06-07 astro-ph
Testing the inverse-Compton catastrophe scenario in the intra-day variable blazar S5 0716+71. I. Simultaneous broadband observations during November 2003
一些日内变化的致密河外射电源的亮度温度严重超过10^{12} K，这是非相干同步辐射源中灾难性逆康普顿（IC）冷却的极限。在非稳态条件下，可能违反IC极限，这将导致瞬态期间软伽马射线能带中的IC雪崩。在S5 0716+71中首次搜索了可能的IC灾难的宽带特征。2003年11月，在欧洲多频分析银河核研究网的框架下，开展了一项针对S5 0716+71的多频观测活动，同时还开展了一项由全地球耀变体望远镜开展的活动，其中包括由软伽马射线卫星INTEGRAL、光学、近红外、亚毫米、毫米、无线电、甚长基线阵列（VLBA）监测。S5 0716+71在射频下非常明亮，在INTEGRAL指向期间处于相当微弱的光学状态;在射电区域记录到显著的日间和低日间变化，而在光学波段观察到典型的快速变化特征。无线电和光发射之间没有相关性。INTEGRAL、JEM-X和ISGRI都没有探测到这个辐射源，但估计了3-200 keV能量带的辐射源上限。从射电变率推断出亮度温度Tb>2.1x10^{14} K，但在更高的能量下没有记录到相应的IC雪崩信号。没有IC-突变特征提供了影响无线电发射的多普勒因子的下限δ>8或对S5 0716+71中康普顿突变建模的强约束。
2006-02-10 astro-ph
The concave X-ray spectrum of the blazar ON 231: the signature of intermediate BL Lac objects
在4月至5月发生一次异常光学爆发之后，于1998年5月和6月用BeppoSAX号卫星观测了ON 231。我们测量了从0.1到100 keV的X射线光谱。在这两种情况下，光谱有一个凹的形状，与一个突破检测到约4和2.5千电子伏，分别。我们解释陡峭的组件在能量低于突破，由于同步辐射和非常平坦的组件在能量高于突破，由于逆康普顿发射。这是迄今为止在耀变体的X射线光谱中用相同的仪器同时探测到同步辐射和逆康普顿分量的最好例子。我们检测到的X射线通量下降约30%以下的第一次和第二次观察之间的休息，和较小的变异幅度之间的4和10千电子伏。在5月的观测中，我们还探测到一个快速的变化事件，其通量低于4 keV，在5小时内增加了约三倍。高于4 keV时，未检测到变异性。我们在同步辐射自康普顿模型的框架下讨论了这些结果。
1999-12-02 astro-ph
The Afterglows of Ultraluminous Quasars
类星体代表了大多数大质量星系生命周期中的一个短暂阶段，但中心黑洞与其宿主星系之间的演化联系仍不清楚。当类星体处于活跃状态并且比康普顿极限光度更亮时，它们的辐射会将周围的介质加热到康普顿温度，形成康普顿球，其半径延伸到Fe $^{26+}$ /He $^{2+}$的斯特伦格伦半径。在类星体关闭后，它们的"余辉“可以通过三个特征来检测：（1）扩展的X射线包络，特征温度为$\sim 3\times 10^7$ K;（2）Ly $α$和Ly $β$线以及Fe $^{26+}$的$K-$边缘;（3）氢和氦复合发射线的星云状。我们讨论了使用{ \em钱德拉}、计划中的{ \em XEUS}任务和地面光学望远镜探测这些特征的可能性。类星体余辉的亮度和大小可以用来限制类星体的寿命。
2005-04-14 astro-ph
Detecting Compton Reflection and a Broad Iron Line in MCG-5-23-16 with the Rossi X-ray Timing Explorer
我们报告的检测与罗西X射线定时探测器的康普顿反射签名的塞弗特星系MCG-5-23-16。RXTE还解析了Fe K-α荧光谱线，其FWHM约为48，000 km s^{-1}。这一测量提供了ASCA检测的第一个独立的确认，在西弗特星系的广泛的铁K-α线，被认为是从一个吸积盘的内部区域发射的签名围绕一个黑洞。假设反射来自位于中性吸积盘上方的各向同性源，并使用一个理论模型，占倾斜角的反射光谱的依赖关系，我们得出了一个90%的置信度范围为i = 50至81度的磁盘倾角。大倾角与基于其Seyfert 1.9分类的MCG-5-23-16统一模型的预期一致。如果我们假设入射光谱中的高能截止位于大于几百keV的能量处，则Fe K-α线的等效宽度远大于反射量的预测。这意味着铁丰度增加，反射材料的覆盖因子> 0.5，或者入射光谱在~60和~200 keV之间的能量处截止。
1997-12-03 astro-ph
Drilled by the jet? XMM-Newton discovers a Compton-thick AGN in the GPS galaxy Mkn668
我们报告了XMM-牛顿在宽线射电星系中发现的第一个康普顿厚度的模糊活动星系核，千兆赫兹峰值频谱源Mkn 668（OQ+208）。非常平坦的2-10 keV X射线光谱（观察到的光子指数，r ~ 0.7），以及突出的铁K-α荧光发射线，是康普顿反射主导光谱的清晰特征。Mkn 688代表了X射线光谱特性和光学分类之间差异的一个显著例子，因为其光谱的特征在于宽而不对称的巴耳末线。遮蔽物质被限制在无线电热点内，而无线电热点之间的距离约为10 pc。如果喷流穿透了遍布核环境的康普顿厚度介质，人们可能会在很大程度上低估了从观察到的热点衰退速度确定的无线电活动动力学年龄。软X射线光谱主要是由一个陡峭得多的组成部分，这可能是由于核连续电子散射，或逆康普顿-非常大-远红外发射。软X射线被另一个康普顿薄（N_H ~ 10^21/cm/cm）吸收系统所抑制，我们认为它是负责射电瓣自由-自由吸收的物质。
2004-02-26 astro-ph
Constraining X-ray Binary Jet Models via Reflection
虽然热盘发射被抑制或不存在的硬态的X射线双星，存在一个冷，薄盘可以推断从签名的后处理在~2-50千电子伏波段。该特征的强度取决于源光谱和撞击在盘表面上的通量，并且因此对系统几何形状非常敏感。硬态下这一特征的普遍弱点被归因于薄盘的截断、大的电离或β~0.3的日冕区域远离盘的波束。后者的速度是可比的射流喷嘴的速度，所以我们探讨是否可以解释所观察到的反射分数的射流。有人认为，喷流可能对X射线双星的高能谱有贡献，这可能是通过沿喷流轴的100-1000 r_g的同步加速器或来自底部附近的逆康普顿（同步加速器自康普顿和/或外康普顿）。在这里，我们计算的反射率从喷流模型，其中无论是同步加速器或康普顿过程占主导地位的排放。使用GX 339-4的数据集作为指导，其中反射分数先前已被估计为~ 10%，我们研究了喷流模型的结果。我们发现，同步加速器的情况下，给出了< 2%的反射，而一个模型与主要同步自康普顿在基地给~10- 18%。这表明，第一次，一个X射线双射流是能够显着的反射分数，反射的极值可以被用来作为一种方式来辨别占主导地位的贡献X射线光谱。
2004-03-19 astro-ph
Modeling the Spectral Signatures of Accretion Disk Winds: A New Monte Carlo Approach
两极外流存在于许多吸积盘的天体物理系统中。在吸积盘激变变星（CV）中，这些外流是这些系统紫外光谱中大多数强特征的原因。然而，很少有人尝试对这些特征进行定量建模。在这里，我们描述了一个新的，混合Monte Carlo/Sobolev代码，它使我们能够合成一个磁盘为主的，质量损失CV的完整频谱。我们计算C IV的线轮廓类似于以前的工人计算时，假设一个相同的几何形状。然而，我们的合成光谱表现出不仅是众所周知的共振线的O VI，N V，Si IV和C IV，但是，适当选择的质量损失率和风的几何形状，也有许多线来自激发较低的状态。其中许多谱线已经在用HUT、FUSE和HST获得的CV的远紫外光谱中看到。为了说明在何种程度上，我们目前能够重现观测到的光谱，我们最后提出了一个初步的适合霍普金斯紫外望远镜光谱的矮新星Z凸轮爆发。
2002-07-31 astro-ph
Photospheric signatures imprinted on the gamma-ray burst spectra
本文给出了一个准热重子光球中高能伽马射线暴光子能谱的解。该解决方案是有效的，在稳态极限假设所考虑的区域是光学厚的连续注入的光子。结果表明，对于一个高光度的光球，非热电子产生的γ射线康普顿冷却失去了他们的能量，通过上散射的软热化辐射。由此产生的光谱修改提供了诊断的可能性，不仅爆发共动光度，但也喷出物的重子负荷。这个模型导致一个简单的物理解释的X射线丰富的爆发和异常的低能量斜坡。
2005-09-08 astro-ph
The XMM-Newton view of Mrk3 and IXO30
本文分析了Seyfert 2星系Mrk 3的XMM-牛顿EPIC pn谱。我们确认，源是由一个纯康普顿反射组件和铁K $α$线，都产生从康普顿厚环面反射，可能也负责的大柱密度，这是穿透的主要幂律仅在高能量。低倾角和铁丰度不足，建议的反射量和深度的铁边缘，是一致的铁K $α$线EW相对于康普顿反射分量。此外，如果根据由于环面的开普勒旋转引起的多普勒展宽来解释铁线宽，则对后者的内径$r=0.6^{+1.3}_{-0.3} \sin^2{i}$ pc进行估计。最后，需要两种不同的光电离反射器来考虑来自N、O、Ne、Mg、Si、Fe L和FeXXV发射线的大量软X射线发射线。RGS光谱表明，软X射线光谱主要是由发射线，而基本的连续最好的拟合由未吸收的幂律与相同的光子指数的主要连续，产生作为反射的光电离材料的列密度为几个$10^{22}$ cm $^{-2}$。我们还提出了ROSAT源IXO 30的第一个X射线光谱，它显示了一个巨大的铁线，并很好地代表了吸收幂律或韧致辐射发射。它的光谱特性表明它很可能是一颗弱的银河系激变变星，但由于缺乏任何光学对应物，排除了其他可能性，比如距离Mrk 3的ULX。
2005-03-29 astro-ph
Cosmological Constraints on f(R) Acceleration Models
通过增加Ricci标量f（R）的函数来加速宇宙膨胀的模型在宇宙的大尺度结构中留下了额外标量自由度的康普顿波长尺度的特征信号。我们在当前的宇宙学数据集中寻找这样的签名：WMAP宇宙微波背景（CMB）功率谱，SNLS超新星距离测量，SDSS明亮的红色星系功率谱，和星系CMB角相关。由于f（R）模型的非线性演化的理论不确定性，星系功率谱保守地只对模型产生弱约束，尽管线性物质功率谱中有很强的预测信号。目前，最严格的约束涉及修改的综合萨克斯-沃尔夫效应的增长，在加速时期的引力势。这种效果是明显的大康普顿波长在增强的低多极功率的CMB和反相关的CMB和示踪剂的潜力。他们把场的康普顿波长限制在小于哈勃尺度的量级。
2007-06-16 astro-ph gr-qc
Signatures of Accretion Shocks in Broadband Spectrum of Advective Flows Around Black Holes
本文计算了离心压力支持的激波对主要由低角动量物质组成的吸积盘发射光谱的影响。电子被吸积激波非常有效地加速，并获得幂律分布。被加速的粒子在与气体均分的随机磁场的存在下依次发射同步辐射。与质子相比，这些软光子对电子的有效冷却降低了其温度。我们用康普顿化、韧致辐射和同步辐射等方法研究了宽带光谱的性质。然后，我们表明，可能有两个交叉点在宽带频谱，一个附近的$\sim 10 keV$和其他$\sim 300-400$千电子伏。
2005-01-14 astro-ph
Polarization signatures of strong gravity in AGN accretion discs
研究了强引力对X射线照射下吸积盘康普顿反射偏振的影响。旋转黑洞的引力场会影响辐射沿传播方向的斯托克斯参数。假设灯柱模型，程度和角度的偏振检查作为函数的观察者的倾斜角，主源的高度和盘发射区域的内半径。结果表明，偏振测量可以提供有关黑洞源性质的重要信息，偏振角的时间变化是广义相对论效应的一个强有力的特征。预期的偏振度和角度应该可以被新一代偏振仪检测到，就像Xeus任务计划的那样。
2004-09-15 astro-ph
Observational Signature of the `Boundary Layer' of Galactic and Extragalactic Black Holes
本文给出了一个吸积盘模型的光谱性质，在这个模型中，一个开普勒吸积盘的两侧是一个终止于驻波激波的次开普勒晕分量。激波后区域（可以认为是黑洞的边界层）对开普勒吸积盘发出的软光子进行再处理。我们表明，切换状态（从硬到软，反之亦然）可以完成的开普勒磁盘组件的吸积率的变化。我们的研究第一次解决了一个长期存在的问题，即确定造成状态转换的虚幻的“康普顿云”。
1996-11-04 astro-ph
Testing the inverse-Compton catastrophe scenario in the intra-day variable blazar S5 0716+71: II. A search for intra-day variability at millimetre wavelengths with the IRAM 30 m telescope
我们报告的BL Lac对象S5 0716+71在86 GHz和229 GHz的IRAM 30米望远镜在一个协调的宽谱带运动，集中在2003年11月10日至16日的INTEGRAL观测密集的时间采样极化通量密度监测。我们的目标是寻找逆康普顿“灾变”的特征。在86 GHz，利用一种新的校准策略，我们达到了1.2%的磁通密度测量的相对均方根精度。在此频率下，S5 0716+71没有日内变化，但在前4个观测日内有显著的日间变化，通量密度增加了34%，这不能用源外原因来解释。S5 0716+71的86 GHz线性极化分数异常大，为15.0 ± 1.8%。86 GHz时线性极化的日间变化，显著性水平>~95%; sigma_P/<P>=15%，sigma_chi=6 °，也被观察到。根据同步加速器转换频率（~86 GHz）下的辐射变化，我们计算出红移为0.3时的视亮度温度T_B，app> 1.4 × 10^14 K，这超过了逆康普顿极限两个数量级。在多普勒因子δ> 7.8的条件下对T_B，app作相对论修正，使观测到的亮温降到逆康普顿极限。通过比较86 GHz同步加速器通量密度和INTEGRAL观测获得的同步加速器自康普顿通量密度的上限，得到了δ> 14.0的更精确的下限。这种高多普勒因子的发射的相对论性波束解释了INTEGRAL没有检测到“灾难性的”逆康普顿雪崩。
2006-06-02 astro-ph
Emission Spectra from Internal Shocks in Gamma-Ray-Burst Sources
伽马射线暴源的非定常活动导致其相对论风的内震。我们研究了这种冲击的发射光谱，假设它们产生相对论性电子的幂律分布和极强的磁场。由加速电子发射的同步辐射被相同的电子康普顿上散射多次。散射光子的主要成分获得高能量并产生e+e-对。电子对通过康普顿散射将它们的动能转移回辐射。对创建和多次康普顿散射的一般光谱签名是高度敏感的激波耗散发生的半径和风的洛伦兹因子。整个发射光谱在宽范围的光子能量上延伸，从光学范围到TeV能量。对于合理的风参数值，计算的谱与BATSE观测到的突发谱符合得很好。
1997-10-21 astro-ph
Spectral signature of a free pulsar wind in the gamma-ray binaries LS 5039 and LSI +61$\degr$303
LS 5039和LSI +61 $\degr$ 303是已经在TeV能量域中检测到的两个二进制。这些双星由一颗大质量恒星和一颗致密天体组成，可能是一颗年轻的脉冲星。伽马射线的发射可能是由于相对论脉冲星风和大质量恒星的恒星风之间的碰撞部位的粒子加速。部分辐射也可能来自恒星光子在未受冲击（自由）脉冲星风上的逆康普顿散射。本工作的目的是通过计算无激波风辐射并与观测结果进行比较，来约束LS 5039和LSI +61 $\degr$ 303的紧凑脉冲星风星云情景中脉冲星风的体洛伦兹因子和激波几何。导出了各向异性反康普顿损失方程，并将其应用于双星中的自由脉冲星风。观测者所看到的未受冲击的风谱的计算考虑到伽玛-伽玛吸收和冲击几何。由单能对组成的脉冲星风产生一个典型的尖峰，其能量取决于体洛伦兹因子，其幅度取决于发射区的大小。在LS 5039和LSI +61 $\degr$ 303中发现，来自自由脉冲星风的这种辐射很强，很难避免。如果脉冲星中的粒子是单能的，那么观测将它们的能量限制在大约10-100 GeV。对于更复杂的粒子分布，自由脉冲星风辐射将很难与冲击脉冲星风辐射区分开来。
2008-07-08 astro-ph
High-Energy Spectral Signatures in Gamma-Ray Bursts
康普顿伽马射线天文台（CGRO）上的EGRET实验取得的主要成果之一是探测到了几个100 MeV以上的伽马射线暴。从这些爆发获得的宽带光谱没有显示出任何高能光谱衰减，这可能会妨碍地面切伦科夫望远镜（ACT）对爆发的探测，从而激发了几个TeV观测计划。本文探讨了预期的光谱特性在TeV和子TeV波段的爆发，特别是如何衰减的光子对创建内部的源修改的频谱，以产生独特的光谱签名。光谱突变的能量和相关的光谱指数提供了有价值的信息，可以限制在给定的时间的伽玛暴流出的体积洛伦兹因子。这些特征定义了ACT程序的明显观测目标，并强烈影响了TeV波段爆发的可观测性。
1999-11-04 astro-ph
High Energy Spectral Components in Gamma-Ray Burst Afterglows
我们研究了两种高能辐射机制，质子同步辐射和电子逆康普顿辐射，并探讨了它们在宽波段光谱和伽马射线暴余辉的keV到GeV光变曲线中可能的特征。我们开发了一个简单的分析方法，也允许光子-光子对生产的影响，并探讨这些组件中的一个或另一个占主导地位的条件下。我们确定了三个参数空间区域，其中不同的光谱分量占主导地位：（I）质子同步加速器和其他强子相关的发射分量占主导地位的区域，这是小的;（II）电子逆康普顿分量占主导地位的区域，这是实质性的;（III）第三个实质性的区域，电子同步加速器占主导地位。我们讨论的前景和天体物理的影响，直接检测逆康普顿和质子高能量成分在各个波段，特别是在GeV波段与未来的任务，如GLAST，并在X射线波段与钱德拉。我们发现，第II区参数空间是最有利的高能量发射的制度。在典型的宇宙学距离上，逆康普顿分量可以在几小时内被GLAST探测到，如果周围的密度很高，则可以在几天内被钱德拉探测到。
2001-05-24 astro-ph
The Three Dimensional Structure of EUV Accretion Regions in AM Herculis Stars: Modeling of EUV Photometric and Spectroscopic Observations
我们发展了一个磁激变变星的高能吸积区模型，并将其应用于{ \it极紫外探测器}对10个上午武仙座型系统的观测。该模型较好地描述了极紫外光变曲线的主要特征。光变曲线表现出各种各样的特征，如吸积区被次级恒星和吸积流所食，以及由非常接近吸积区的物质所造成的下降。虽然所有观察到的光变曲线的特征都高度依赖于观察的几何形状，但没有一个光变曲线与平坦的圆形吸积斑一致，其光变曲线仅因投影效应而异。WD表面正上方的吸积区域是由吸积点的垂直范围或吸积柱中的康普顿散射电子引起的EUV辐射源，或者很可能是两者兼而有之。我们的模型产生的斑点大小平均为0.06 R PDMATHAMN，或$f \sim 1 \times 10^{-3}$ WD表面积，和0.023 R $_{WD}$的平均斑点高度。在宽倾角阶段期间提取的光谱比在倾角外阶段期间提取的光谱更软。这种光谱比测量导致的结论是，康普顿散射，一些吸收温暖的吸收体，几何效应，在吸积区域的非对称温度结构和吸积柱的非对称密度结构都是重要的组成部分，需要充分解释的数据。在吸积点隐藏在WD肢体后面的阶段提取的光谱，但吸积柱仍然可见，没有证据表明热等离子体的发射特征。
1998-05-14 astro-ph
Measuring energy dependent polarization in soft gamma-rays using Compton scattering in PoGOLite
X射线和伽马射线的线偏振是许多天体物理学源的重要诊断，首先给出关于它们的几何形状、磁场和辐射机制的信息。然而，很少有X射线偏振测量，然后只有单能量的检测，而几个对象被假定为具有能量依赖的偏振签名。在本文中，我们调查是否有可能使用康普顿技术，特别是与拟议的PoGOLite气球实验，在25-100千电子伏的范围内，从宇宙源的能量依赖极化的检测。我们使用Geant 4模拟的PoGOLite模型和输入光子光谱的基础上天鹅座X-1和吸积磁天体（100 mCrab）。模拟了6小时和35小时的有效观测时间，分别对应于标准和长时间飞行。平滑和尖锐的能量变化的偏振进行了研究，并比较恒定的偏振信号，使用卡方统计。对于天鹅座X-1光谱（在硬态），如果反射分量被假设为完全偏振的，我们可以拒绝恒定的偏振和能量，而对于较弱的偏振则不能进行区分。对于吸积脉冲星，在偏振度至少为50%的窄能带中，可以拒绝恒定偏振，在偏振度为30%~ 0%的负阶跃分布中，也可以拒绝恒定偏振。
2007-06-28 astro-ph
Compton reflection and iron fluorescence in AGN and GBHCs
在吸积黑洞附近的任何冷的、光学厚度的物质，如吸积盘，都可以拦截并重新处理一部分硬X射线连续辐射，从而将原子特征印在观测到的光谱中。这个“X射线反射”过程主要产生一个宽的反射“驼峰”，峰值在30 keV，铁发射线在6.4 keV。在这篇评论中，我简要地描述了这一过程的物理之前，审查这些功能的活动星系核（AGN）和银河系黑洞候选人（GBHC）的观测。在某些活动星系核中，特别是在Seyfert星系中，铁线非常宽，而且不对称。据信，这些线产生于吸积盘的最内部区域，轻微的相对论性多普勒频移和引力红移结合产生了线轮廓。因此，这样的线给我们提供了一个直接观测探测区域内的几个引力半径的黑洞。困扰类似的研究GBHC，如磁盘电离和可能的内部磁盘中断的并发症，也得到了解决。最后，我讨论了铁线混响，即大X射线耀斑扫过吸积盘的“回声”时铁线的时间变化。结果表明，有趣的混响效果，如一个明确的签名的极值克尔几何形状，是达到高通量光谱仪，如星座-X。
1998-10-01 astro-ph
The Observed Galactic Annihilation Line. Possible Signature of the Cluster for Accreting Small Mass Black Holes
康普顿γ射线天文台、OSSE、SMM、TGRS、气球和最近的INTEGRAL数据揭示了银河系中心0.511 MeV湮灭辐射的一个特征，其通量约为5 × 10^{-4}~0.511 MeV光子cm^{-2} s^{-1}。我们认为，在银心黑洞附近的致密区中，X射线辐射光子与~10-30 MeV光子相互作用可以产生e+e-对。事实上，在质量为10^{17} g的黑洞附近形成的圆盘应该会发出~ 10 MeV温度的黑体辐射。如果正电子e+源在银河系中心附近产生约10^{42} e+ s^{-1}，它们将在离开时湮灭，产生0.511 MeV的辐射。我们认为湮灭辐射可能是小质量黑洞吸积盘辐射与银心X射线辐射相互作用的观测结果。这可能是识别和观察这些SMMBH的唯一方法。
2005-11-10 astro-ph
Angular Signatures of Dark Matter in the Diffuse Gamma Ray Background
在我们银河系的光环和宇宙中的其他地方湮灭的暗物质预计将产生一个弥漫的伽马射线通量，可能通过下一代基于卫星的实验（如GLAST）观察到。在这篇文章中，我们研究了暗物质在这种辐射的角分布，特别是确定性的签名。关于河外贡献，我们讨论了太阳系相对于宇宙学静止系的运动的影响，以及由于我们本地宇宙的结构而引起的各向异性。对于来自我们自己的星系晕中的暗物质的γ射线通量，我们讨论了太阳系的偏移位置、康普顿-Getting效应、银河系晕的非球面性以及附近子结构的特征对γ射线通量的影响。我们探讨了GLAST卫星探测这些特征的前景，发现如果EGRET观测到的弥散伽马射线背景中有10%或更多是暗物质湮灭的结果，那么GLAST应该对次百分比水平的各向异性敏感。这种精确度足以检测出本文所讨论的许多（如果不是全部）签名。
2007-06-18 astro-ph hep-ph
