On the Possibility of V4444 Sgr as a Recurrent Nova
V4444 Sgr（Nova Sgr 1999）最近被认为是一颗可能的复发新星，这是基于对先前存在的尘埃的探测，这些尘埃可能是在以前的爆发中形成的。我们研究了这种可能性，使用现有的爆发观测，包括VSNET观测。我们还注意到，这颗新星被记录在OGLE II公共测光数据库中，其中包括爆发前和后期衰退阶段。根据这些观测结果构建的爆发光变曲线显示出一个平台阶段，特别是在OGLE II I波段光变曲线中，随后是一个更快速的下降。光变曲线类似于那些“快速”复发新星和候选人在存在明显的平台阶段。爆发光谱和爆发前的星等更类似于经典新星，但不排除复发新星的可能性。
2003-09-02 astro-ph
A Giant Outburst from SGR 1900+14 Observed with the BeppoSAX Gamma Ray Burst Monitor
我们报告BeppoSAX号卫星上的伽马射线暴监测器探测到了SGR 1900+14的最强和最长的爆发。在整个事件持续时间约300 s内，可检测到周期约为5.16 s的振荡。时间分析还揭示了一个显著的周期性子结构：在事件发生约35 s后，每个5.16 s脉冲显示出四个子脉冲和一个下降的模式，每个子脉冲间隔约1 s。在事件期间和每个单独的振荡中检测到显著的光谱变化。爆发的第一个也是最强烈的部分相当硬，与以前从“3月5日事件”中检测到的相似。硬非热光谱分量持续约200 s。SGR 1900+14被认为是一颗强磁化的中子星（B> 10 ^14 G），由于内部磁场/地壳应力而发生剧烈的不稳定性。然而，在5.16秒的脉动和观测到的光谱特性内，一个明显的1秒周期性的开始显示出一种复杂的行为，这种行为还没有令人满意地模拟出来。
1999-02-05 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
MHD Simulations of Accretion onto Sgr A*: Quiescent Fluctuations, Outbursts, and Quasi-Periodicity
对Sgr A* 的高分辨率观测揭示了从强烈的快速耀斑到准周期振荡等多种多样的现象，使其成为研究低光度吸积黑洞性质的理想系统。本文利用伪谱算法构造并发展了Sgr A* 中吸积盘的三维磁流体动力学模型。假设一个混合的热-非热辐射方案，我们表明，MHD湍流本身只能产生两个因子的亮度波动。这些变化幅度不能解释在这个系统中观测到的耀斑的大小。然而，我们也表明，在磁盘中的密度扰动产生爆发定性类似于XMM-牛顿在X射线和地面设施在近红外线观察。准周期振荡自然出现在模拟的光变曲线。我们将这些归因于非轴对称密度扰动，这些扰动是随着磁盘向其静止状态发展而出现的。
2006-11-08 astro-ph
Outburst and Post-Outburst Active Phase of the Black Hole X-ray Binary V4641 Sgr in 2002
黑洞X射线双星V4641 Sgr在2002年5月经历了一次爆发，在X射线，光学和无线电波段被探测到。爆发只持续了6天，但该物体在接下来的几个月里一直活跃。在这里，我们报告在爆发和爆发后的活动阶段的光变曲线的详细属性。我们发现，快速光学变化的~100秒变得更加突出时，热耀斑减弱和光谱平坦的IC，Rc和V带区域。结合射电范围内的平坦光谱，这强烈表明快速变化的起源不是热发射，而是同步辐射。就在爆发之后，我们探测到光学和X射线波长的重复耀斑。光学和X射线光变曲线表现出很强的相关性，与X射线，滞后约7分钟。X射线滞后可以理解的一个热区域传播到吸积流的内部区域。然而，短的X射线滞后需要修改这个简单的场景以考虑短的传播时间。我们还检测到爆发后50天的快速光学变化，其幅度惊人地高，我们称之为光学闪光。在最显著的闪光中，物体仅在30秒内就变亮了1.2等。释放的能量表明，发射源应该在吸积流的最里面的区域。
2003-08-09 astro-ph
Discoveries of Diffuse Iron Line Sources from the Sgr B Region
无线电复合体Sgr B区域是用朱雀号上的X射线成像光谱仪（XIS）观测的。该区域在6.4、6.7和6.9 keV处显示扩散铁线，其分别是Fe \emissiontype{I}（中性铁）、Fe \emissiontype{XXV}（类He铁）和Fe \emissiontype{XXVI}（类H铁）的K $α$线。XIS的高能量分辨能力提供了来自Fe \emissiontype{I}（6.4 keV）和Fe \emissiontype{XXV}（6.7 keV）的K壳层跃迁线的单独的图。虽然6.7 keV的线是平滑地分布在Sgr B区域，局部过剩附近发现在$(l, b) = (\timeform {0D.61}, \timeform{0D.01})$，可能是一个新的SNR。等离子体温度为\textit{kT} $\sim$ 3 keV，年龄估计约为$\times10^{3}$年。6.4 keV图像与Sgr B2附近和$(l, b) = (\timeform{0D.74}, -\timeform{0D.09})$处的局部过量有关。像Sgr B2一样，这个过剩可能是X射线反射星云（XRN）的另一个候选者。
2006-09-12 astro-ph
A Radio Outburst Nearly Coincident with the Large X-ray Flare from Sgr A* on 2002-10-03
在VLA每周监测计划期间，观测到Sgr A* 的2厘米、1.3厘米和7毫米的大射电爆发，几乎与XMM-牛顿X射线天文台于2002年10月3日探测到的最亮的X射线耀斑一致。在7毫米处测得的通量密度为1.9 $\pm$ 0.2 Jy，比平均值（1.00 $\pm$ 0.01 Jy）高出$\sim 2$倍，是过去三年（2000年6月至2003年10月）中观测到的两个最高增幅之一，而在1.3厘米和2厘米处观测到的通量密度增幅则不太显著。放射性观测在X射线耀斑（持续时间超过45分钟）开始后13.5小时开始，并持续1.3小时。在观测过程中，有没有显着的（$<3σ$）在所有三个波长的无线电通量密度的变化，表明无线电爆发变化的时间尺度$>1$小时。一个光谱指数$α=2.4^{+0.3}_{-0.6}$（${\rm S \proptoν^α}$）推导出的爆发组件，符合光学厚的非热同步辐射源。这些结果表明，负责无线电爆发的高能电子可能通过与X射线耀斑相关的过程产生，然后传输到大半径，产生观测到的无线电爆发。这一观测结果是第一次证明Sgr A* 的射电和X射线发射存在相关变化。
2004-01-23 astro-ph
The Konus-Wind and Helicon-Coronas-F detection of the giant $γ$-ray flare from the soft $γ$-ray repeater SGR 1806-20
SGR 1806-20的大爆发在2004年12月27日被许多航天器观测到。这一极其罕见的事件与迄今为止观测到的两次巨大爆发（1979年3月5日SGR 0526-66和1998年8月27日SGR 1900+14）有着惊人的相似性。这三次爆发都是从一个短的巨大辐射脉冲开始，然后是一个较弱的尾部。尾巴的脉动周期为中子星自转$\sim$ 5- 8 s，最终在几分钟内衰变。初始脉冲的巨大强度已证明远远超过伽马射线探测器的饱和水平，结果丢失了关于脉冲时间结构和能谱的最有价值的数据。在12月27日爆发时，一艘载有$γ$射线光谱仪的俄罗斯宇宙飞船Coronas-F被地球掩盖，无法看到爆发。然而，它成功地观测到了一个由月球散射的$γ$射线康普顿反射的微弱信号。这是第一次观测到从天体反射的宇宙伽马射线耀斑。在这里，我们报告说，检测到一个减弱的反向散射的初始脉冲结合直接观测的Konus $γ$射线光谱仪的风航天器允许我们可靠地重建强度，时间历史，和能量谱的爆发。
2005-02-25 astro-ph
V5116 Sgr, an Eclipsing Supersoft Post-Outburst Nova?
V5116 Sgr（Nova Sgr 2005 No. 2），发现于2005年7月4日，于2007年3月被XMM-牛顿观测到，在光学爆发后20个月。X射线光谱显示，这颗新星已经演化成一个纯粹的超软X射线源，在能量超过1 keV时没有明显的辐射。X射线光变曲线显示通量的突然减少和增加约8倍。这与Dobrotka等人（2007年）提出的2.97小时的轨道周期一致，尽管观测持续的时间比整个周期略长。我们估计到V5116 Sgr的距离为11+/-3 kpc。一个简单的黑体模型并不能正确地拟合EPIC光谱，其约化卡^[2]>4。相比之下，有一个富含氖的白矮星大气模型提供了很好的拟合，其nH=1.3（+/-0.1 e21 cm^-2），T=6.1（+/-0.1 e5 K），L=3.9（+/-0.8 e37（D/10 kpc）^2 erg/s（在高通量时期）。这与白矮星外壳中残留的氢燃烧是一致的。在低通量和高通量期间，白矮星大气温度是相同的，排除了X射线源随着通量起源的变化而发生内在变化的可能性。我们推测，X射线光变曲线可能是由一个大倾角系统中的非对称吸积盘部分覆盖造成的。
2008-01-25 astro-ph
Remarkable changes in the near-infrared spectrum of the nova-like variable V4332 Sgr
我们报告最近的近红外观测V4332 Sgr -新星一样的变量，爆发于1994年。它在爆发后迅速演化为冷的M型巨星/超巨星，这表明它是一个不寻常的物体，不同于其他爆发变星，如经典/共生新星或再次爆发的AGB星。目前对V4332 Sgr的研究是出于对最近爆发的V838 Mon的浓厚兴趣-与V4332 Sgr一起-被认为属于一类新的物体（我们建议它们可以被称为“准新星”）。我们的观察显示了V4332 Sgr进化的新进展。最显著的特征是在JHK光谱中检测到AlO的几个分子带--AlO是天文光谱中罕见的分子。其中许多波段是第一次被探测到。其中一些AlO波段的唯一其他探测是在V838 Mon中，从而显示了两个物体之间的进一步光谱相似性。JHK测光显示在V4332 Sgr周围有一个新的尘埃壳层形成，温度约为900 K。这个尘埃壳似乎与1994年爆发的喷出物无关，而是由于第二次质量损失事件，这在经典的新星爆发中是不可能的。冷的分子环境，建议由铝排放，也没有预计新星喷出物。我们模拟了AlO能带，并讨论了AlO的可能形成机制。
2003-10-03 astro-ph
X-Ray Reflection Nebulae with Large Equivalent Widths of Neutral Iron Ka Line in the Sgr C Region
本文报道了朱雀星在Sgr C区观测的第一批结果。我们检测到四个弥漫团块与强线发射在6.4keV，Ka从中性或低电离铁。其中之一，M359.38-0.00，是最近在朱雀星上发现的。两个亮团M359.43-0.07和M359.47-0.15的X射线谱扣除银河系中心扩散X射线辐射（GCDX）后，显示出强的Fe I Ka线，其等效宽度（EW）为2.0-2.2keV，Fe I的Kb值清晰。Sgr C区的GCDX由6.4keV和6.7keV的相关成分组成。这些是唯象分解的EWs的6.4keV和6.7keV线之间的关系。在明亮的团簇区，相对于相关连续谱的前EW估计为2.4（+2.3--0.7）keV。由于这两种不同的方法给出了相似的2keV的大EW，我们强烈建议在Sgr C区域的6.4keV团块是由于X射线反射/荧光（X射线反射星云）。
2008-11-12 astro-ph
A Major SGR-like Outburst and Rotation Glitch in the No-Longer-So-Anomalous X-ray Pulsar 1E 2259+586
我们报道了异常X射线脉冲星1 E 2259+586的一次大爆发，其中使用Rossi X射线定时探测器在4小时内探测到80多次X射线爆发。爆发的持续时间从2 ms到3 s不等，在2-10 keV波段的能量密度从3 x 10^{-11}到5 x 10^{-9} erg cm^{-2}不等。我们同时观察到的脉冲和持久的X射线发射的增加超过一个数量级相对于静态水平。在我们14 ks的观测过程中，两者都发生了显著的衰变。还观察到相关的光谱硬化，在观察过程中光谱软化。此外，我们观察到脉冲轮廓变化，其中脉冲轮廓中的两个峰的幅度被交换。在约6天后，剖面松弛回到其爆发前的形态。脉冲星也经历了一个突然的自旋上升（df/f = 4 x 10^{-6}），随后是一个大的（2倍）的自旋下降率的增加，持续了18天以上。我们还观察到，使用Gemini-North望远镜，红外增强，其中K_s（2.15 μ m）通量增加，相对于在2000年的观测中所测量的，在爆发后三天增加了约3倍。IR对应物然后在一周后褪色约2倍。此外，我们报告了爆发后两天在1.4 GHz的无线电发射的上限为50 μ Jy。这次爆发的X射线特性与只有在软伽马重复器中才能看到的相似。这最终统一了异常X射线脉冲星和软伽马重复星，正如磁星模型所预测的那样。
2003-04-15 astro-ph
L & M band infrared studies of V4332 Sagittarii - detection of the water-ice absorption band at 3.05 microns and the CO fundamental band in emission
本文给出了类新星变星V4332 Sgr的L和M波段观测结果。得到了两个有意义的结果，即在3.05微米处异常探测到水冰和在4.67微米处探测到~（12）CO的基本谱带。冰的特征是第一次检测到的新星类变量，而CO的排放是很少看到的新星。这些结果，当与其他现有的数据一起考虑时，意味着V4332 Sgr可能是一个年轻的物体，被包含气体，尘埃和冰的拱星盘所包围。在这样的系统中发生类似新星爆发的原因尚不清楚。但是，由于行星被认为是在这样的盘中形成的，因此似乎有理由认为V4332 Sgr神秘的爆发可能是由于行星的坠落。我们还提供了一个更可靠的估计，一个时代的尘埃形成V4332 Sgr似乎发生在1999年晚些时候-近五年后，其爆发。
2004-09-16 astro-ph
X-Ray Observations of V4641 SGR (= SAX J1819.3-2525) During the Brief and Violent Outburst of 2003
利用RXTE PCA/HEXTE对黑洞X射线双星（BHXRB）V4641 Sgr（= SAXJ1819.3 -2525）在2003年8月爆发期间的定点X射线观测进行了详细分析。软X射线（3-20 keV）通量变化的因素10或更多的时间尺度分钟或更短的。这种来源的快速和强烈的变化性使其与典型的XRB不同。尽管有很大的光度波动，源的光谱状态并没有显着变化，这表明在观测过程中物理发射过程并没有太大的变化。在居住期间的能谱占主导地位的硬康普顿幂律分量，表示在其他BHXRB中观察到的典型的低/硬状态。在四个RXTE点中的三个点中没有发现软热分量。然而，最大平均光度观测的光谱解卷积表明，一个模糊的，热的吸积盘。在其中一次观测中，我们发现了一个短期（约100 s）的软X射线丢失，这显然是由于观测到的柱密度的变化。在6.5keV附近检测到强的Fe K $α$荧光发射线，其等效宽度在700 - 1000 eV范围内。在时间域中，傅立叶功率谱由低于几Hz的红噪声主导。泊松噪声占主导地位，在较高的频率，没有检测到高频功能。强的康普顿化光谱，宽的铁发射线，在光谱中没有磁盘组件，没有任何超过几个Hz的时间变化和偶尔的大变化，在列密度沿视线，所有支持一个笼罩黑洞偶尔流出和一个非常动态的环境。
2005-10-18 astro-ph
V4643 Sagittarii or Nova Sagittarii 2001 was discovered in outburst at 7.7 mag. on 2001 February 24. Here, we present near-infrared results of this fast classical nova obtained in the early decline phase in 2001 March followed by optical observations about one month later. Subsequently we also present near-infrared spectra taken later in the nova's evolution, about four months after the outburst, when V4643 Sgr had entered the coronal phase. The spectra in the early decline phase are dominated by emission lines of the HI Brackett series and also the Paschen beta and gamma lines. We study the c…
2006-02-07 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
Optical studies of V4332 Sagittarii - detection of unusually strong KI and NaI lines in emission
我们目前的光学观测的神秘新星一样的变量V4332 Sgr。这个天体的重要性不应被低估，因为它被认为是一类新的爆发变星的可能原型。这些天体目前已经成为大量研究的主题，主要是因为V838 Mon -这类天体的另一个成员-最近在2002年的壮观爆发。这类天体爆发的原因尚不清楚。我们最近的工作表明，自1994年爆发以来，V4332 Sgr的近红外光谱发生了显着变化。这里提供的光谱证实了V4332 Sgr确实是一个不寻常的和非常有趣的对象。这是在爆发后中断近10年后拍摄的第一张光谱，显示了几条发射线，但主要是KI在7665和7699的共振双重峰的特别强的发射，以及在5890和5896的未解析NaI双重峰的强度略低。KI线被证明是光学厚，大大拓宽。我们调查的KI和碘化钠排放的原产地的网站。根据BVRI测光结果讨论了V4332 Sgr与L型矮星或T型矮星的关系。
2004-06-21 astro-ph
A Time-Variable X-Ray Echo: Indications of a Past Flare of the Galactic-Center Black Hole
本文利用朱雀星和钱德拉星的观测资料，对Sgr B2区6.40keV中性铁谱线通量的时变进行了研究。6.68 keV的高电离铁谱线是由银河系中心漫射X射线（GCDX）产生的，因此是时间不变的。通过比较6.68keV和6.40keV的谱线通量，我们发现来自Sgr B2复合体区的6.40keV谱线通量是随时间变化的，特别是被称为“Sgr B2云”的巨大分子云M0.66-0.02是高度可变的。6.40 keV谱线强度和空间分布的变化强烈支持SgrB 2区的分子云是银河系中心（GC）黑洞Sgr A* 辐射的X射线反射星云的假设。
2007-11-19 astro-ph
Polarization of X-ray emission from the Sgr B2 cloud
Sgr B2巨大的分子云被认为是一个“X射线反射星云”--是几百年前发生的Sgr A* 源的一次强烈耀斑的后处理场所。X射线光谱的形状和铁荧光线的强度支持这一假设。我们认为，从Sgr B2的X射线的起源最干净的测试将是从这个源偏振发射的检测。
2001-11-04 astro-ph
Mid-infrared observations of the SGR 1900+14 error box
我们报告位于SGR 1900+14附近的紧凑星团的中红外观测，以及这个软伽马中继器的无线电/X射线位置。2001年5月和6月，当爆发源处于活动状态时，进行了观测。在SGR已知的射电和X射线位置，我们没有探测到瞬态中红外活动，尽管观测是在高能带爆发前后几个小时进行的。
2002-01-07 astro-ph
The Suzaku Observations of SS Cygni in Quiescence and Outburst
我们目前的结果，从朱雀观测的矮新星天鹅座SS在平静和爆发在2005年11月。由于HXD PIN探测器的高灵敏度和XIS的高光谱分辨率，我们以前所未有的精度确定了等离子体的参数。静止时血浆最高温度为20.4 ± 4.0-2.6（stat.）+/- 3.0（系统）6.0 ± 0.2 - 1.3keV的爆发时的能量显著高于爆发时的能量。中Z元素（Si，S，Ar）的元素丰度接近太阳，而较轻和较重元素的丰度均下降。氧和铁的吸收系数分别为0.46和0.37太阳能。碳的辐射非常高，至少是2个太阳能。反射镜对着光学薄热等离子体的立体角为Ω/2π= 1.7+/-0.2（stat.）+/-0.1（系统）在寂静中一个6.4 keV的铁Ka线被分解成一个狭窄的和广泛的组件。这些事实表明白矮星和吸积盘对连续反射和6.4keV铁Ka线都有贡献。我们认为标准光学薄边界层是静止状态下等离子体结构最合理的描述。爆发反射体的立体角Ω/2π= 0.9 + 0.5 - 0.4和6.4keV的宽铁谱线表明，爆发反射体来自于吸积盘和赤道吸积带。根据6.4keV谱线的能量宽度，我们认为爆发中光学薄的热等离子体分布在类似日冕的吸积盘上。
2008-10-08 astro-ph
Suzaku discovery of iron absorption lines in outburst spectra of the X-ray transient 4U 1630-472
本文介绍了2006年2月8日至3月23日期间对周期性黑洞瞬变4U 1630 -472从爆发到衰退的六次朱雀观测结果。所有的观测结果都显示了2- 50 keV波段典型的高/软态光谱形状，大致由软能带中的光学厚盘光谱加上仅在20 keV以上才占主导地位的弱幂律尾来描述。磁盘的温度从1.4keV下降到1.2keV的通量减少了一个因素2，符合一个恒定的半径，预计磁盘占主导地位的光谱。所有的观测结果都显示了高电离态（类氢和类氦）铁Ka在7.0keV和6.7keV处的明显吸收线。最亮的数据集也显示了7.8keV和8.2keV之间的显著但较弱的吸收结构，我们将其确定为铁Kb和镍Ka吸收线的混合物。这些吸收线的能量表明在流出速度为~ 1000 km/s时发生了蓝移。在所有观测中，类H铁的Ka等效宽度保持近似恒定在约30 eV，而类He Ka线的Ka等效宽度从7 eV增加到20 eV。因此，材料的电离状态降低，正如通量下降所预期的那样。我们用Voigt函数（生长曲线）拟合轮廓以获得吸收柱，然后将这些与详细的光电离计算一起使用以获得吸收材料的物理参数。然后，数据约束的吸收体的速度色散为200-2000公里/秒，等离子体的大小为约1 E10厘米假设源距离为10千秒差距。
2006-10-17 astro-ph
Analysis of a XMM-Newton Spectrum of the Extremely Hot White Dwarf in Nova V4743 Sgr
经典新星出现在近距离双星系统（主序星+白矮星）中。V4743 Sgr是一颗非常快的新星，其X射线光谱与极热白矮星（WD）的光学厚大气层一致。它表现出强的C V，C VI，N VI，N VII和O VII共振线的吸收特性，表明约610 kK的有效温度。我们目前的光谱分析的初步结果，通过线覆盖的非LTE大气模型的XMM-牛顿RGS-1光谱的V4743 Sgr，采取约半年后，其爆发。
2005-01-03 astro-ph
An Accretion-Induced X-ray Flare in Sgr A*
钱德拉最近探测到一个来自Sgr A* 的三小时X射线耀斑，这为银河系中心这个超大质量黑洞附近存在一个紧凑的发射区提供了非常有力的证据。Sgr A* 的毫米/亚毫米光谱和偏振特性，以及它的静止态X射线通量密度，与一个模型是一致的，在这个模型中，在大半径处捕获的低角动量气体在黑洞事件视界的几十个史瓦西半径内形成一个热的磁化开普勒流。在Sgr A* 的静止状态下，X射线发射似乎是由在该区域发射的mm/sub-mm同步加速器光子的自康普顿化（SSC）产生的。在本文中，我们表明，突出的X射线耀斑看到的Sgr A* 可能是由于突然增强的吸积通过循环流。取决于异常粘度的相关响应是增加还是减少，与这种额外的质量注入串联，爆发期间的X射线光子可以通过热韧致辐射（如果粘度降低）或通过SSC（如果粘度增加）产生。然而，后者预测的X射线光谱比钱德拉所看到的要软，所以看来X射线爆发的韧致辐射起源是有利的。当耀斑X射线由SSC产生时，毫米/亚毫米和X射线通量之间预期有很强的相关性，而当轫致辐射在耀斑期间占主导地位时，亚毫米/远红外和X射线之间的相关性变化最强。此外，我们表明，未来协调的多波长观测计划为2002年和2003年的周期可能能够区分吸积和喷流的情况。
2002-01-21 astro-ph
XMM-Newton observations of Sagittarius A East
我们提出了一个最近的XMM-牛顿观测Sgr A东，超新星遗迹位于靠近银河系中心的分析。非常高质量的X射线光谱揭示了许多发射线从高度电离的原子符合多温度薄的热等离子体电离平衡。我们使用一个双温度模型来拟合光谱，并推导出1千电子伏和4千电子伏的温度。在X射线源的中心有大量的铁，使得铁的丰度从核心的~4倍太阳能到外部区域的~0.5倍太阳能，这与其他金属如硫、氩和钙的相当均匀的分布形成对比，这些金属的丰度在1- 3的范围内。推导出的总能量，质量和丰度模式是一致的一个单一的超新星事件，无论是Ia型或II型起源，涉及一个相对低质量的祖星。一个弱的6.4 keV中性铁荧光线也被检测到，照明源最有可能是Sgr A东本身。Sgr A East的形态和光谱特征与Sgr A* 中假定的过去活动没有明确的联系。
2003-12-19 astro-ph
Sgr A East and its surroundings observed in X-rays
我们报告的结果，XMM牛顿观测的Sgr A东及其周围地区。Sgr A East的X射线谱很好地代表了温度为~1和~4 keV的双温等离子体模型。只有铁的丰度显示出明显的空间变化，它集中在核心的Sgr A东。导出的等离子体参数表明，Sgr A东起源于一个单一的超新星。在人马座A东周围，有一个广泛的硬X射线发射分布，叠加了一个软过剩分量，从人马座A东的位置延伸到平面上方和下方。我们讨论了这些结构的性质以及Sgr A* 的附近。
2003-08-21 astro-ph
Chemical abundances of RGB-Tip stars in the Sagittarius dwarf Spheroidal galaxy
我们提出了初步的铁丰度和$α$元素（Ca，Mg）丰度比的样本22红巨星分支（RGB）在人马座矮球状星系（Sgr），选择附近的RGB-提示。该样本代表Sgr优势种群。平均铁丰度为[Fe/H]=-0.49。$α$元素丰度比略低于太阳，与Bonifacio等人最近提出的结果一致。(2004，A&A，414，503）。
2004-10-29 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
Equivalent width, shape and proper motion of the iron fluorescent line emission from the molecular clouds as an indicator of the illuminating source X-ray flux history
在8- 22千电子伏能量范围内观察到的扩散发射，平行于银河平面拉长（Sunyaev等人，1993年）和从一些巨分子云中探测到具有$\sim$ 1 keV等效宽度的强6.4 keV荧光线（例如Sgr B2）位于银河系中心区域（Koyama 1994）提出这些云的中性物质被（或曾经被）强大的X射线辐射照射，这导致了再处理辐射。这种辐射的来源仍然未知。接近Sgr B2云的瞬变源或银河系中心超大质量黑洞的X射线发射的短暂爆发是两个主要的候选者。我们认为，新一代的X射线望远镜相结合的非常高的灵敏度和优良的能量和角分辨率将能够区分这两种可能性，研究随时间变化的表面亮度分布的形态，等效宽度和形状的荧光线在Sgr B2和该地区的其他分子云。我们还注意到，在遥远的活动星系核的光谱中，在6.4 keV线附近探测到广泛而复杂的结构，这些结构现在是X射线弱的，这可能证明这些物体的中心引擎在过去的剧烈活动的存在。线形的精确测量可以提供关于自爆发以来经过的时间的信息。荧光辐射波前的适当运动（超光速或超光速）可以提供有关光源位置的额外信息。对上述效应的观测可以提供有关Sgr B2和其他巨型分子云内部物质分布的独特信息。
1998-05-05 astro-ph
The importance of the remnant's mass for VLTP born again times. Implications for V4334 Sgr and V605 Aql
我们提出了数值模拟的非常晚的热脉冲（VLTP）的情况下，范围广泛的残余质量。我们表明，通过考虑不同的可能的残余质量，V4334 Sgr的快速爆发演化（a.k.a. Sakurai's Object）和V605 Aql可以在标准的一维恒星演化模型中重现。重生的时间尺度的二分法被发现，低质量的残留物在几年内发展和更高质量的残留物（M $\hbox{\rlap{\hbox{\lower4pt\hbox{$ \sim $}}}\hbox{$ > $}}$ 0.6 M $_{\odot}$）未能扩大由于氢闪光，因此，在典型的氦壳闪光驱动的重生的时间尺度（$\sim 100$年）。
2007-11-28 astro-ph
Discovery of superstrong, fading, iron line emission and double-peaked Balmer lines of the galaxy SDSSJ0952+2143 - the light echo of a huge flare
我们报告了在星系SDSSJ 095209.56 +214313.3（以下简称SDSSJ 0952 +2143）中发现的超强、衰落、高电离铁谱线发射，这一定是由大振幅的X射线爆发引起的。SDSSJ 0952 +2143在其强多波长可变性方面是独一无二的;以前从未观察到这样的宽带发射线和连续响应。在强铁谱线发射的同时，还伴随着宽基、窄芯、双峰窄角的巴耳末谱线和强HeII谱线发射。这些谱线虽然在2005年拍摄的SDSS光谱中很强，但在2007年12月拍摄的新光谱中已经明显消失。SDSS、2 MASS、GALEX和后续GROND光度测量的比较揭示了NUV、光学和NIR波段的可变性。总的来说，这些不寻常的观测结果可以用极紫外-X射线波段的巨大爆发来解释，甚至在光学和近红外波段也能探测到。强烈而多变的铁、氦和巴耳末线代表了耀斑的“光回波”，因为它穿过了环核物质。这次爆发可能是由一个超大质量黑洞对恒星的潮汐破坏造成的。SDSS等光谱测量非常适合探测这种罕见耀斑事件的发射线光回波。这些光回波的反射映射，然后可以被用来作为一个新的和有效的探测器的物理条件在非活动或活动星系的环核物质。
2008-04-16 astro-ph
The Optical Counterpart of the Accreting Millisecond Pulsar SAX J1808.4-3658 in Outburst: Constraints on the Binary Inclination
我们目前的V4580 Sgr，吸积动力毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658的光学对应物，在1998年的X射线爆发的系统采取的多波段光学/红外测光。光通量与X射线加热的吸积盘的辐射一致。假设距离为2.5千秒差距，在爆发期间对X射线和光发射的自洽建模产生最佳拟合消光Av=0.68和倾角cos（i）=0.65。允许的倾角范围要求脉冲星的伴星具有极低的质量，0.05-0.10 Msun。有些红外观测结果与盘的辐射并不一致，而且即使在X射线加热的情况下，也太亮了，不可能来自盘或伴星。
2001-10-30 astro-ph
Evidence for a Sudden Magnetic Field Reconfiguration in SGR 1900+14
我们报告了1998年SGR 1900+14爆发活动期间持续X射线通量的大通量变化。最值得注意的是，我们发现在8月27日耀斑之后，非爆发X射线通量增加了约700倍，其随时间衰减为幂律。我们的测量结果表明，在整个衰减过程中，脉冲分数保持不变。这表明全球通量增强是8月27日耀斑的结果，而不是局部加热。虽然持续的流量已经恢复到爆发前的水平，但脉冲轮廓却没有。脉冲形状在8月27日耀斑的尾部变成了一个接近正弦曲线的轮廓（在伽马射线中），这种影响已经持续了1.5年以上（在X射线中）。这里给出的结果表明，在8月27日的巨大耀斑期间，SGR 1900+14中中子星的磁场发生了显着变化（可能是全球性的）。
2001-01-03 astro-ph
On the nature of the microquasar V4641 Sagittari
我们介绍了在最近爆发的源V4641 Sgr = SAX J1819.3-2525爆发期间进行的光度和光谱光学和近红外（NIR）观测（基于在智利欧洲南方天文台收集的观测（ESO ID 63.H-0493和64.H-0382））（在Zand等人，2000年），1999年9月。这个源被独立地检测为RXTE源XTE J1819-254（Markwardt等人，1999），后来被鉴定为可变对象V4641 Sgr（Kato等人，1999）。它在1999年9月经历了一次明亮的光学爆发。15.7 UT，在V波段从14级到8.8级（Stubbings 1999），在X射线中达到12.2 Crab（Smith et al. 1999），Ks接近13。因此，这次爆发是明亮的，但非常短暂，e倍衰变时间为0.6天。一个射电源被解析，使得V4641 Sgr成为一个新的微类星体（Havelming et al. 2000）。我们讨论了这个系统的性质，表明我们的观测表明距离比以前从射电观测中得出的距离更远（Hellinget al. 2000）。该系统的距离在3到8千秒差距之间，伴星是一颗B3-A2主序星。另一种可能性是伴星正穿过赫兹弹簧间隙（B3-A2 IV型），在这种情况下，上述距离将是系统的最小距离。因此，该系统是一个中等或高质量X射线双星系统（IMXB或HMXB）。无线电和光学/近红外观测之间的距离不一致…
2001-02-06 astro-ph
Studying the X-ray hysteresis in GX 339-4: the disc and iron line over one decade
我们报告对GX 339-4的X射线发射进行了全面和一致的调查。对11年RXTE档案中的所有公众观察进行了分析。三种不同类型的模型-单一的幂律，破碎的幂律和一个光盘+幂律-适合调查光盘的演变，随着一个固定的高斯分量在6.4千电子伏调查光谱中的任何铁线。我们发现，流量和X射线颜色之间的两个最好的采样爆发的相对变化是非常相似的。在软态下，可以清楚地看到爆发期间盘温度的衰减。预期的衰减为S_Disc \propto T^4;我们测得T^4.75 \pm 0.23。这意味着在软状态下，内部盘半径近似恒定。在软态下，铁谱线的有效宽度与X射线通量之间存在显著的反相关关系，而在硬态下，铁谱线的有效宽度与通量无关。这导致X射线通量与线通量和EW两者之间的关系中的滞后。为了将X射线双星爆发与活动星系核中的行为进行比较，我们绘制了GX 339-4的盘分光度图，这是第一张X射线双星的盘分光度图。其形状与活动星系核的形状在性质上相匹配。将其与GX 339-4的无线电发射联系起来，可以清楚地看到圆盘和幂律主导状态之间的无线电频谱变化。
2008-04-01 astro-ph
Early spectral evolution of Nova Sgr 2004 (V5114 Sgr)
我们介绍了银河系新星V5114 Sgr（2004）在爆发后几个月内的光学和近红外光谱演化。我们使用多波段测光和来自光谱学的线强度，把约束的距离和物理条件的V5114 Sgr的喷出物。新星表现出快速下降（t_2 \simeq 11天）和Fe II光谱类的光谱特征。它在最大亮度时达到M_V = -8.7 \pm 0.2等，由此我们得出它的距离为7700 \pm 700千秒差距，到银道面的距离约为800秒差距。从发射谱线上测量出喷出物中氢和氧的质量，分别为10^{-6}和10^{-7} M_（\odot）。我们计算出喷出物的填充因子在0.1 - 10^{-3}的范围内。我们发现填充因子的值随时间而减小。在其他新星中也观察到了同样的情况，这支持了新星壳层不是均匀填充的观点，而是聚集在相对较高密度的团块中的物质，而不受喷出物一般膨胀运动的影响。
2006-08-28 astro-ph
Serendipitous Detections of XTE J1906+09 with the Rossi X-ray Timing Explorer
1996年，在Rossi X射线定时探测器（RXTE）对SGR 1900+14的观测中，发现了89秒的X射线脉冲星XTE J 1906 +09。作为SGR 1900+14监测活动的结果，XTE J1906+09也在1996年9月、1998年5月至6月、1998年8月至1999年7月和2000年3月至2001年1月定期监测。在这些观测中寻找脉动的结果是只探测到了1996年9月和1998年8月至9月的两次爆发。其余观测的脉冲通量上限表明XTE J1906+09是一颗瞬变X射线脉冲星，因此可能有一颗Be伴星。XTE J1906+09没有被RXTE全天监视器探测到。对第二次爆发的脉冲计时分析揭示了脉冲频率的正弦特征，这可能是由轨道中的近星点通道产生的。对于5、10、15和20 M_sun的固定质量函数，使用轨道模型和二次相位模型拟合脉冲相位时，在26-30天的轨道周期处有卡方最小值。脉冲形状表现出强度和能量依赖性变化。脉冲相位谱被用来量化的能量依赖的变化。以脉冲最小谱作为背景谱，消除SGR 1900+14和银道脊的影响，得到的相位平均谱符合高能量截止的吸收幂律。根据银河脊和SGR 1900+14的贡献进行校正后，估计1996年和1998年爆发的2-10 keV峰值通量分别为6 E-12 ergs/cm ^2/s和1.1 E-10 ergs/cm ^2/s。XTE J1906+09可能是一个…
2001-10-03 astro-ph
Changes in the X-ray Emission from the Magnetar Candidate 1E 2259+586 during its 2002 Outburst
2002年6月，从异常X射线脉冲星（AXP）1 E 2259+586上探测到了80多个单独的爆发，类似于从软伽马中继站（SGR）上看到的爆发。与此爆发活动相一致的是脉冲通量、持续通量、能谱、脉冲轮廓和潜在X射线源的自旋下降的总体变化。我们目前的RXTE和XMM-牛顿观测1 E 2259+586，显示上述源参数的演变过程中和之后的这一插曲。具体来说，我们观察到X射线通量增加了一个数量级以上，具有两个不同的组件。第一个成分与爆发活动有关，在~2天内衰减，在此期间，能量谱比源的静止状态要硬得多。第二分量在毛刺之后的一年中根据指数为-0.22 +/-0.01的幂律时间衰减。脉冲分数最初下降到~ 15%RMS，并且脉冲轮廓在爆发期间显著改变。在观察到的爆发活动之前，在1 E 2259+586中观察到一个毛刺。一小部分毛刺（~19%）恢复，尽管恢复不是纯粹的指数。在时间尺度为~14天的情况下，频率跳变的~20%的指数上升导致与数据的显著更好的拟合，然而，不能排除来自脉冲轮廓相位中的系统漂移的污染。长期的故障后降速率相对于故障前的值在幅度上有所下降。与SGR的爆发性能，物理解释的结果，并在我们的银河系中的候选磁星的数量的影响进行了比较讨论。
2004-01-30 astro-ph
X-ray Sources and Star Formation Activity in the Sgr B2 Cloud Observed with Chandra
报道了人马座B2（SgrB 2）巨分子云中X射线粒子数的研究。钱德拉发现了十几个X射线云成员（和候选者）。两个明亮的X射线源位于Sgr B2 Main附近，这是超紧凑HII源中最丰富的复合体。X射线谱用5-10 keV的薄热等离子体模型拟合。在修正了5 x 10^23 H/cm ^2的吸收后，内禀光度约为10^33 erg/s。虽然这两个X射线源都来自同一个HII复合体中的年轻恒星（YSO），但它们形成了鲜明的对比;一个位于HII复合体中心，显示出强的铁K壳层过渡线，而另一个位于东部附近，只有弱的线。其他的HII复合体，SgrB 2北和南，也显示出硬和高吸收的X射线发射，可能是由于恒星形成活动。其他云成员X射线源的合成X射线谱与温度约为10 keV的薄热等离子体相吻合，氢柱密度（NH）为1.3 x 10^23 H/cm ^2，单个X射线亮度为10^31-32$ erg/s的几倍。这可能是一个或一群YSO（s），但既没有射电也没有红外对应物。还讨论了另一种由来自稠密云气的邦迪-霍伊尔吸积提供动力的孤立白矮星的可能性。X射线谱显示出额外的6.4 keV中性或低电离离子谱线，这表明环境气体集中在源附近。
2002-03-04 astro-ph
Relativistic Iron Emission and Disk Reflection in Galactic Microquasar XTE J1748-288
我们报道了银河系微类星体XTE J1748-288在1998年6月~1998年爆发期间的甚高、高、低态X射线谱中Fe K-α荧光线特征和盘反射的证据。光谱分析的数据收集整个爆发的罗西X射线定时探测器正比计数器阵列。高斯线，相对论盘发射线，电离盘反射模型拟合的数据。在非常高的状态下，线的轮廓出现强烈的红移，从最内部的稳定轨道周围的最大旋转克尔黑洞盘发射一致。在高态，谱线轮廓红移较小，并且越来越突出。低态线轮廓非常强（约0.5 keV等效宽度），中心在6.7 +/- 0.10 keV;盘线发射模型拟合表明，在这种状态下，盘的内边缘在约20到约100个引力半径之间波动。磁盘反射分数跟踪通过爆发;从电离磁盘的反射是优选的VHS和HS，并从一个相对中性的磁盘的反射是优选的LS。我们讨论了我们的研究结果的影响，在XTE J1748-288的二元系统动力学和吸积流几何。
2000-08-24 astro-ph
Hard X-ray view of the past activity of Sgr A* in a natural Compton mirror
我们报道了最近发现的硬X射线源IGR J17475-2822与银河系中心区的巨大分子云Sgr B2的关联。由不同观测站的数据构建的源的宽波段（3-200 keV）谱强有力地支持了Sgr B 2的X射线发射是由Sgr A* 源在过去发射的康普顿散射和再处理的辐射的想法。我们的结论是，300-400年前，Sgr A* 是一个低光度（L ~ 1.5e39 erg/s，在2-200 keV）活动星系核的特征硬X射线光谱（光子指数伽玛~ 1.8）。我们分别估算了2 e6 Msun（r/10 pc）^[2]和1.9 Msun（其中r是云的半径）时Sgr B2散射气体的质量和铁丰度。
2004-08-10 astro-ph
BeppoSAX and Ulysses data on the giant flare from SGR 1900+14
1998年8月27日发生在SGR 1900+14上的巨大耀斑是迄今为止从这个或任何其他宇宙源探测到的最强烈的事件（甚至比著名的1979年3月5日事件更强烈）。它比SGR1900+14之前的任何爆发都要长一个数量级以上，并且它在硬X射线中显示出相同的5.16秒周期，这是在其静止对应物的低能X射线通量中检测到的。这一事件是由空间的几个伽马射线实验探测到的，其中包括BeppoSAX伽马射线暴探测器和BeppoSAX伽马射线暴监测器。这些仪器在不同的能量范围内工作，对它们的数据进行比较表明，该事件发出了强烈的能量依赖性通量，并在爆发期间显示出强烈的光谱演变。在此，我们对BeppoSAX号卫星和射电望远镜的数据进行联合分析，以确定这一事件的能量依赖特征，并了解产生这一耀斑的中子星环境中的某些物理条件。
1999-12-23 astro-ph
The Variability of Sagittarius A* at Centimeter Wavelengths
我们提出了一个3.3年的项目，以监测人马座A* 在2.0，1.3，和0.7厘米的VLA的通量密度的结果。提供了所有三个波长下Sgr A* 的完全校准光变曲线。在2.0、1.3和0.7 cm处，通量密度的典型误差分别为6.1%、6.2%和9.2%。有初步的证据表明，流量密度的双峰分布，这可能表明存在两个不同的状态吸积到超大质量黑洞。在1.3和0.7厘米，有一个尾巴的分布朝向高通量密度。在所有三个波长处检测到显著的变化，最大的振幅变化发生在0.7 cm处。在2.0、1.3和0.7 cm处，Sgr A* 通量密度的均方根偏差分别为0.13、0.16和0.21 Jy。在大部分监测活动期间，与之前活动的结果相比，Sgr A* 似乎相对静止。在监测活动期间，Sgr A* 的通量密度从未超过其平均值的两倍。Sgr A* 的平均光谱指数为α =0.20+/-0.01，标准差为0.14。光谱指数似乎线性依赖于观测到的流量密度在0.7厘米，在爆发期间观察到一个陡峭的指数。这种相关性与在0.7厘米或更长波长处自吸收的爆发的预期一致，并且与星际闪烁的简单模型的效果不一致。Sgr A* 的大部分变化，包括不同波长下通量密度变化之间可能的时间滞后，似乎发生在小于我们观测的时间分辨率（8天）的时间尺度上。未来的观测应侧重于这些时间尺度上的通量密度的演变。
2004-02-24 astro-ph
The 2008 May burst activation of SGR 1627-41
2008年5月，软伽马射线中继站SGR 1627-41在经历了近十年的沉寂后恢复了爆发活动。在探测到一个明亮的爆发后，斯威夫特在不到五个小时的时间里将X射线望远镜指向了爆发源的方向，并跟踪了五个多星期。在本文中，我们提出了一个分析的数据，从这些斯威夫特观测和XMM牛顿一个执行时，SGR 1627-41仍然处于静止状态。对Swift/BAT探测到的爆发的分析表明，它们的时间和光谱特性与SGR 1627-41和其他软伽马射线中继站以前的观测结果相似。爆发的最大峰值亮度约为2 E +41 erg/s。我们的数据表明，爆发伴随着快速的流量增强和硬化的光谱相对于持久的排放。
2008-07-10 astro-ph
The rapid X-ray variability of V4641 Sagittarii (SAX J1819.3-2525 = XTE J1819-254)
我们报道了9月15日观测到的变星的快速X射线变化和人马座V4641（SAX J1819.3-2525; XTE J1819-254）的X射线瞬变。1999年由Rossi X射线定时探测器（RXTE）上的正比计数器阵列（PCA）测量。在第一次PCA观察的前900 s期间，V4641 Sgr显示出非常强的X射线波动，在秒的时间尺度上为4倍，在分钟的时间尺度上约为500倍。当计数率降低时，在这段耀斑发作期间源的频谱变得更硬。在这次耀斑发作之后，V4641 Sgr进入了一个静止状态，在接下来的时间里一直保持着这种状态，以及随后的PCA观测。X射线谱在这种静止状态下比在耀斑发作期间要软得多。内在的X射线亮度（在耀斑发作和静止状态）和快速的X射线变化并没有强烈约束系统中致密物体（中子星或黑洞）的性质，尽管黑洞似乎更有可能。V4641 Sgr的明亮X射线阶段持续时间非常短，而且距离可能很近，这表明我们的星系中可能存在许多类似的物体，其中大多数在X射线爆发时都没有被注意到，因为这些爆发的持续时间很短。我们银河系中存在的相当数量的黑洞可能包含在类似于V4641 Sgr的系统中。
1999-11-12 astro-ph
Infrared emission towards 11 years after outburst: Properties of the circumstellar dust
详细介绍了SN 1987 A周围受冲击的星周气体中碰撞加热颗粒的晚时期中红外（MIR）辐射模型。热尘埃排放从一个区域的中等密度内部的厚的内环看到的哈勃太空望远镜（HST）被发现是一个自然的解释由ISOCAM测量的MIR光谱能量分布。通过硅酸盐-铁或硅酸盐-石墨颗粒的混合物或通过纯石墨颗粒的组合物可以再现MIR光谱。另一方面，可以排除纯铁颗粒的成分，并且纯硅酸盐成分似乎不太可能。在相互作用区的尘埃与气体之比约为0.01%，比大麦哲伦星云中红超巨星风中尘埃丰度的估计值低一个数量级。这种低尘埃丰度可以解释为通过超新星爆发的紫外线闪光蒸发和随后在冲击气体中溅射的组合。为了让这个解释成立，超新星爆发前的星周介质（CSM）中的尘埃必须主要由石墨以外的颗粒组成，最大尺寸小于0.1微米。
2003-09-17 astro-ph
Two years of INTEGRAL monitoring of the Soft Gamma-Ray Repeater SGR 1806-20: from quiescence to frenzy
SGR 1806-20已经用INTEGRAL卫星观测了两年多。在此期间，源从静止状态进入一个非常活跃的一个最终在2004年12月27日的巨大耀斑。在这里，我们报告的性质，所有的短爆发检测与积分前的巨大耀斑。我们推导出了它们的数量-强度分布，并证实了Gotz等人（2004 a）发现的爆发的硬度-强度相关性。我们的样本包括一个非常明亮的爆发，发生在2004年10月5日，在此期间，超过100个突发发射在10分钟内，涉及3 x 1 E42 erg的能量释放。我们提出了一个详细的分析，并讨论我们的结果的框架下的磁星模型。
2005-08-29 astro-ph
The first giant flare from SGR 1806-20: observations with the INTEGRAL SPI Anti-Coincidence Shield
2004年12月27日，几颗卫星探测到来自软伽马射线中继站SGR 1806-20的巨大耀斑。这次巨大的爆发是从该源观测到的第一次爆发，比SGR 0525-66和SGR 1900+14的前两次巨大耀斑强100倍。我们报告了用INTEGRAL卫星上SPI光谱仪的反符合屏蔽获得的结果，该光谱仪提供了E>~80 keV的高统计光变曲线。耀斑开始时有一个非常强的脉冲，使探测器饱和了约0.7秒，其从月球的后向散射辐射在2.8秒后被探测到。随后是一个~400 s长的尾巴调制在中子星旋转周期为7.56 s。尾部注量对应于3千电子伏以上的光子能量为1.6 × 10^44（d/15 kpc）^2尔格。这与从其他软中继器上看到的两个巨大耀斑的脉动尾部发射的能量是同一量级的，尽管SGR 1806-20巨大耀斑的总发射能量要大百倍。还探测到了持续时间较长（约1小时）的硬X射线辐射，其衰减时间为t^-0.85，可能与SGR 1806-20的巨大耀斑余辉有关。
2005-04-04 astro-ph
Evidence for Doppler-Shifted Iron Emission Lines in Black Hole Candidate 4U 1630-47
我们报告的第一次检测到的X射线光谱中的一对相关的发射线的黑洞候选人4U 1630-47在其1996年爆发，基于RXTE观测的来源。在爆发的峰值平台，检测到的发射线，主要集中在$\sim$ 5.7 keV和$\sim$ 7.7 keV，分别，而线能量表现出随机变化$\sim$ 5%。有趣的是，这些线以协调一致的方式移动，以保持它们的间隔大致恒定。这些线的强度也有很大差异，但低能量线总是比高能量线强得多。对于前者，测得的等效宽度范围为$\sim$ 50 eV至$\sim$ 270 eV，对于后者，测得的等效宽度范围为从不显著检测到$\sim$ 140 eV;两者合理相关。这些线条之间的相关性暗示着一种因果关系-也许它们有着共同的起源。这两条谱线都可能是由一条高电离铁的单$K_α$谱线引起的，该谱线在开普勒吸积盘或双极外流中或两者中都发生多普勒频移。在这两种情况下，线能量的变化可能只是反映了线发射物质电离状态的变化。我们讨论了结果的含义，也提出了一些问题，这样的解释。
1999-09-01 astro-ph
