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 and infrared properties of V1647 Orionis during the 2003-2006 outburst. II. Temporal evolution of the eruptive source
新的FU Orionis类天体的出现对于理解年轻恒星的爆发机制及其在恒星形成和盘演化中的作用至关重要。我们的工作旨在研究V1647 Ori最近爆发的性质。利用光学和中红外长缝光谱，我们监测V1647猎户座爆发之间的2004年2月和2006年1月。光谱的特征是在P-Cygni剖面中有H α和H β，并有许多弱的Fe I和Fe II发射线。在连续谱和谱线发射中测量了短时间尺度的变异性。2006年1月，我们首次探测到禁发射谱线（[OI]、[SII]和[FeII]）。这些谱线可能是由猎户座V1647驱动的赫比格-哈罗天体产生的。猎户座V1647的中红外光谱在所有时期都是平坦的，没有特征。SED发生了巨大的变化：在爆发的早期，源比最后阶段红得多。V1647 Ori的震级上升和SED类似于FUor，而爆发的持续时间和复发类似于EXor。光谱明显不同于FUor的吸收线光谱或EXor的类金牛光谱。我们的数据是一致的磁盘不稳定事件，导致增加的质量吸积率。这些数据还表明，在恒星+盘系统周围存在一个拱星包层。奇特的N波段光谱可能是由尘埃升华在磁盘的外层。存在的信封和爆发的统计数据表明，这些不稳定性事件只发生在一个特定阶段的I类源（例如，在过渡阶段的光学可见星周围的原行星盘）。我们根据热不稳定性模型讨论了爆发机制。
2007-06-22 astro-ph
Chandra and Swift observations of the quasi-persistent neutron star transient EXO 0748-676 back to quiescence
准持久性中子星X射线瞬变和食双星EXO 0748-676最近开始过渡到平静后，吸积爆发，持续了24年以上。我们报告的两个钱德拉和12斯威夫特的意见，在五个月内进行的爆发结束后。钱德拉光谱是由一个软的，热的组成部分，适合中子星大气模型与kT^inf~0.12 keV，加入了硬幂律尾，贡献了~20%的总0.5-10 keV的未吸收通量。钱德拉/雨燕组合数据集揭示了一个相对热而明亮的静止系统，其温度为kT^inf~0.11-0.13 keV，热辐射光度为~8.1E33-1.6E34（d/7.4 kpc）^2 erg/s。我们讨论我们的结果的背景下冷却中子星模型。
2009-03-12 astro-ph
Rapid spectral and timing variability of Be/X-ray binaries during type II outbursts
我们研究了在主要的X射线爆发期间，四个具有Be型伴星的吸积X射线恒星的光谱和时间变化。根据X射线的颜色和通量定义了不同的光谱状态。瞬变Be/X射线双星在色-色和色-强度图中表现出两个分支：水平分支对应于低强度状态，表现出较大的分数均方根，类似于环礁中的岛状态和Z源中的水平分支;对角分支对应于高强度状态，其中源花费约75%的爆发总持续时间。尽管由于脉冲周期及其谐波的峰值的功率谱的复杂性，Be/X射线二进制的非周期性的变化可以用一个相对较低的洛伦兹分量的数量来描述。其中一些成分可能与低质量X射线双星中看到的相同类型的噪声有关，尽管特征频率低一个数量级。V0332 +53的轨迹是一个类似于低质量Z源的Z形轨迹，没有耀斑分支。相比之下，4U 0115+63、KS 1947+300和EXO 2030+375中的水平分支对应于低/软状态，在其他类型的X射线双星中看不到。非常低频率的噪声在V 0332+53（如LMXB Z）中遵循幂律，在4U 0115+63、KS 1947+300和EXO 2030+375（如LMXB环礁）中为平顶。V 0332+53示出了与周期性变化耦合的噪声分量，该噪声分量在其他三个源中的任何一个中都没有看到。
2008-07-30 astro-ph
Post-Outburst Phase of McNeil's Nebula (V1647 Orionis)
利用光学B、V、R、I和近红外J、H、K测光和低分辨率光谱观测，对麦克尼尔星云（V1647 Ori）的爆发后阶段进行了详细的研究。在2004年2月至2005年12月期间，在2米HCT和1.2米PRL望远镜上使用HFOSC、NIRCAM、TIRCAM和NICMOS相机进行了观测。光学/近红外观测显示，麦克尼尔星云（V1647 Ori）的激发源亮度普遍下降。我们最近的光学图像显示V1647 Ori自2004年2月以来已经褪色超过3个mags。光学/近红外光度数据还显示，在一个月的时间内，V1647猎户座的MAG（Delta V = 0.78 MAG，Delta R = 0.44 MAG，Delta I = 0.21 MAG，Delta J = 0.24 MAG和Delta H = 0.20 MAG）发生了显著变化，这可能正在经历类似于喷发变量（如EXOR或FUOR）的阶段。光谱显示出一些特征，例如具有蓝移吸收的强H α发射和CaII IR三重态（8498 A，8542 A和8662 A）的发射。与爆发后的时期相比，蓝移吸收分量的深度和范围都有所减少，表明强大的恒星风减弱。在发射中出现的CaII红外三重态证实了V1647是一颗PMS星。V1647猎户座爆发后的长期光度观测表明它是EXor事件，而不是FUor事件。对麦克尼尔星云周围区域的光学/红外比较显示，光学星云更广泛，主要向北延伸，而…
2006-02-02 astro-ph
High mass X-ray binary SXP18.3 undergoes the longest Type II outburst ever seen in the Small Magellanic Cloud
2006年8月30日，SXP 18.3在小麦哲伦云（SMC）中被Rossi X射线计时探测器（RXTE）观测到一个脉冲周期为18.3秒的高质量X射线双星（HMXB）。在接下来的36周内连续观察源。这是SMC中HMXB所见过的最长的II型爆发。在爆发期间，SXP 18.3通过偶然的XMM-牛顿观测定位。光学对应物的鉴定使SXP 18.3被归类为Be/X射线双星。本文将报告的光学和每周RXTE X射线数据，跨越过去10年的分析。这一爆发的极端长度使我们能够第一次进行广泛的研究的脉冲定时的SMC Be/X射线二进制。我们提出了一个可能的完整的轨道解决方案，从脉冲定时数据。根据OGLE III光变曲线的分析，SXP 18.3在Corbet图中位于已知源的边界上，提出其轨道周期为17.79 d。
2008-10-08 astro-ph
Recovery of the orbital parameters and pulse evolution of V0332+53 during a huge outburst
高质量X射线双星（HMXB）V0332+53于2004年底开始活动，RXTE和INTEGRAL在硬X射线上观测到了爆发。基于这些硬X射线观测，通过拟合多普勒频移自旋周期，测量了轨道参数。推导出的轨道周期和偏心率与Stella等人（1985）从EXOSAT观测中获得的结果一致，而投影半长轴和近星点经度分别从48 $\pm$ 4变为86 $^{+6}_{-10}$ lt-s，从313 $^{\circ}$ $\pm$ 10变为283 $^{\circ}$ $\pm$ 14。这表明过去21年轨道旋转的角速度为$\geq$ 1.5 $^{\circ}$ $\pm$ 0.8 yr $^{-1}$。MJD 53367 $\pm$ 1的近星点通过时间正好是其强度达到最大值的时间，而爆发开始的时间则比它早一个轨道周期。这种相关性类似于I型爆发的行为。在爆发期间，源以8.01 $^{+1.00}_{-1.14}$ $\times10^{-6}$ s天$^{-1}$的速率旋转。脉冲轮廓的演变是高度依赖于强度的。当光源明亮时，双脉冲的间隔几乎保持不变（$\sim$ 0.47），随着光源变弱，在$\leq$ 3天内下降到0.37。V0332+53的脉冲演化可能与扇形束和扇形束机制之间发射优势的变化有关。
2005-07-20 astro-ph
Giant Outbursts of Luminous Blue Variables and the Formation of the Homunculus Nebula Around eta Carinae
当这些大质量恒星接近它们的爱丁顿极限时，观测到的蓝色发光变星（LBV）的巨大爆发可能会发生。当这种情况发生时，它们必须达到离心力和辐射加速度在赤道处抵消重力的点。我们称之为欧米茄极限。当恒星接近Ω极限时，会发生强烈的非球形质量损失。这表明一种情况，即一个缓慢和非常密集的风，强烈限制在赤道平面，其次是一个快速和几乎球形的风。我们计算从这种相互作用的风形成的星云的演化的二维流体动力学模型，使用的参数与上个世纪的船底座η星的爆发一致。这次爆发产生了侏儒星云，一个高度结构化的星周星云的沙漏状内部。假设恒星在爆发期间非常接近欧米茄极限，我们的模型产生的气体分布在大小尺度上都与侏儒非常相似。这支持了一般的猜想，即当它们接近爱丁顿极限时，在LBV中发生巨大的爆发。我们的模型约束的平均质量损失率，因为爆发的值小于现今的质量损失率，并建议eta车正在接近另一个爆发。我们的模型意味着巨大的LBV爆发的发生取决于初始恒星自转速率，并且初始角动量对于超大质量恒星的演化与它们的初始质量或金属丰度一样重要。
1999-05-04 astro-ph
Dramatic Changes in the Outburst Properties in V503 Cygni
我们研究了不寻常的SU UMa型矮新星V503 Cyg的VSNET光变曲线，已知该矮新星在超周期内具有短（89 d）的超周期长度和异常小（少数）的正常爆发。在1999-2000年，V503 Cyg显示频繁的正常喷发，典型的复发时间为7-9 d。在此期间的行为是一个通常的SU UMa型矮新星的特点，具有短的超循环长度。另一方面，天鹅座V503在2001-2002年很少出现正常爆发。在此期间观察到的一些超级爆发比平常短。V503 Cyg爆发状态的显著变化支持了抑制正常爆发和过早淬灭超爆发机制的存在，这些机制已被提出来解释一些不寻常的SU UMa型爆发。在同一物体中观察到的抑制/猝灭机制的时间变化表明，这些机制主要不是由一个固定的系统参数，但更多地反映状态的变化在吸积盘。
2002-09-12 astro-ph
Infrared spectroscopic variability of Cygnus X-3 in outburst and quiescence
我们提出了四个时代的高分辨率红外光谱的特殊X射线双星天鹅座X-3。观测涵盖了无线电和X射线监测所定义的系统的静止、小耀斑和爆发状态。在无线电和X射线静止和小耀斑状态下观察到的源的基本红外光谱是宽的，弱的HeII和NV发射之一。在这种状态下的光谱变化是占主导地位的调制在4.8小时的轨道周期的系统。H-带光谱证实了显着的氢消耗的质量供体。与天鹅座X-3的静态红外光谱最接近的光谱是一颗早期型WN沃尔夫-拉叶星。在爆发中，红外光谱是显着不同的，非常强的双峰氦发射的外观显示每天的变化和V（iolet）/R（ed）的变化与轨道相位。最可能的解释似乎是来自伴星的增强的恒星风。因此，在这个系统中的X射线和射电爆发很可能起源于质量转移，而不是盘，不稳定性，并且轨道周期的延长不会是平滑的，但在这些爆发期间会加速。此外，这些线的出现暗示了不对称的发射区域。我们认为天鹅座X-3的风在双星轨道的平面上明显变平。这可以解释观测到的双峰HeI特征，以及如果盘风与视线成一定角度，则可以将大量的沃尔夫-拉叶次级与相对较小的X射线光学深度相协调。
1999-03-29 astro-ph
Long-Term Flux Monitoring of LSI +61 303 at 2.25 and 8.3 GHz
LSI +61 303是一个奇异的双星系统，由一颗~10 Msun B星和一颗可能是中子星的致密天体组成。该系统与有趣的射电源GT 0236 + 610有关，该射电源表现出明亮的射电爆发，周期为26.5天。本文报道了从1994年1月至1996年2月对GT 0236 + 610在2.25和8.3GHz的连续射电干涉观测结果。观察涵盖25个完整（和3个部分）周期，每天进行多次观察。我们检测到大量的周期到周期的无线电发射的特点是无线电耀斑的快速发作，然后由一个更渐进的减少排放的变化。我们检测到一个系统的无线电频谱指数α的变化，通常变得大于零的无线电爆发的发病。这种行为是暗示材料的膨胀最初光学厚射频，表明同步加速器或逆康普顿冷却是重要的，或自由的自由光学深度的源是迅速变化的。经过两年的观测，我们只看到微弱的证据，提出了4年的周期调制的峰值流量的爆发。我们观察到一个长期的趋势，在爆发阶段根据最好的出版星历。这一趋势表明，要么是轨道周期的演变，要么是爆发轨道相位的漂移，以响应系统中的某些其他变化。
1997-10-02 astro-ph
An alternative hypothesis for the outburst mechanism in Supergiant Fast X-ray Transients: the case of IGR J11215-5952
（删节）--最近认识到的一类高质量X射线联星--超巨星快X射线瞬变（SFXT）中短暂爆发的物理机制仍然未知。为了解释低的（1 E32 erg/s）静态辐射，目前提出了两个主要的假说：一个是致密天体突然吸积，一个是来自超巨星施主的云团风的小喷射，另一个是在宽的偏心轨道上的近星点通道处（或附近）产生的爆发，但这两种机制似乎都不能解释这些源的全部现象。在这里，我们提出了一个新的解释的爆发机制，根据新的X射线观测的独特SFXT已知显示周期性爆发，IGRJ 11215 -5952。在第五次爆发时，我们用Swift，XMM-牛顿和INTEGRAL进行了三次机会目标观测，预计在2007年2月9日。对2007年2月爆发的快速观测在其他地方也有报道。2007年7月，为了监测所谓的“apastron”通道，与斯威夫特进行了另一次ToO。第二次意外爆发是在2007年7月24日发现的，距离2007年2月的爆发大约165天。新的X射线观测使我们能够提出SFXTs爆发机制的另一种假设，与可能存在的第二个风分量有关，其形式为来自超巨星供体的赤道盘。我们讨论了该模型的适用性，所有其他SFXTs的短爆发持续时间，在爆发中还没有发现一个明确的周期性。7月观测到的IGRJ 11215 -5952的新爆发表明，它的真实轨道周期为165天，而不是之前认为的329天。
2007-10-05 astro-ph
Why soft X-ray transients can remain in the low/hard state during outburst
在瞬态X射线源的规范的理解，在静止过程中发生的吸积通过一个几何薄盘的外部和通过对流为主的热日冕流/ADAF的内部。对辐射很重要的内部部分产生硬光谱。在大多数光源中，爆发期间亮度的增加会导致光谱变软，这可以理解为多色黑体盘向内延伸到边缘稳定轨道。少数瞬态源不显示这种到软状态的转变。我们表明，这可以理解为由于相对较低的峰值光度在短的轨道周期的系统，因此在较小的吸积盘积累的质量较少的爆发。这与观测结果一致，观测结果表明，最有可能的短轨道周期系统仍然处于硬光谱状态。
2004-06-24 astro-ph
A study of the evolution of the accretion disk of V2051 Oph through two outburst cycles
我们跟踪了矮新星V2051 Oph的吸积盘在两次爆发中的结构变化，以探讨其周期性爆发的原因。我们应用日食映射技术，一组光变曲线覆盖正常（2000年7月）和低振幅（2002年8月）爆发，以获得地图的磁盘表面亮度分布在不同阶段沿爆发周期。2000年7月爆发的日食图序列显示，盘在爆发开始时收缩，而总光的13%的未食分量发展。导出的径向强度分布表明，存在一个向外移动的加热波在上升期间和一个向内移动的冷却波在下降期间。向外移动的加热波的推断速度约为1.6 km/s，而冷却波的速度只是其一小部分。连续几个晚上测量的冷却波速度的比较表明，冷却波加速，因为它向磁盘中心，在矛盾的磁盘不稳定性模型的预测。从推断的加热波的速度，我们推导出的粘度参数alpha_{hot} ~ 0.13，在静止时测得的粘度参数。2002年8月爆发的振幅较低（ΔB ~ 0.8mag），最大爆发时的盘小于2000年7月。对于一个假设的距离为92 pc，我们发现，沿两个爆发的磁盘亮度温度保持低于最低预期根据磁盘不稳定性模型。结果表明，V2051 Oph的爆发是由来自质量供体恒星的质量转移增加引起的。
2007-05-16 astro-ph
Changes in the structure of the accretion disc of HS1804+67 through the outburst cycle
本文报道了用食图技术对矮新星HS 1804 +67在爆发周期中的高速测光分析。日食图显示了在爆发的早期阶段盘中形成螺旋结构的证据，并揭示了盘在上升过程中如何膨胀，直到它在最大光下填充了大部分的主洛希瓣。在下降阶段，随着冷却锋从外部区域向内移动，圆盘逐渐变暗，直到白矮星周围只有一小块明亮的区域处于最低亮度。未被食光的可变部分可能是由于从圆盘内部发出的风中的发射。这一区域的辐射对质量吸积率很敏感。
1999-05-07 astro-ph
Spectral atlas of dwarf novae in outburst
到目前为止，只有极少数矮新星在其爆发状态期间得到了研究（北半球约30%）。本文介绍了我国第一个全面的矮新星爆发谱图集。我们研究了可能的相关性的发射和吸收线的光谱和一些基本参数的二进制文件。我们发现，在所呈现的48个光谱中，除了IP Peg之外的12个系统显示出强的HeII发射：SS Aur，HL CMa，TU Crt，EM Cyg，SS Cyg，EX Dra，U Gem，HX Peg，GK Per，KT Per，V893 Sco，IY UMa，以及其他7个不太突出的系统：FO And，V542 Cyg，BI Ori，TY Psc，VZ Pyx，ER UMa和SS UMi。我们的结论是，如果Smak（2001）和Ogilvie（2001）的模型是正确的，这些系统是很好的目标，发现在其吸积盘的螺旋结构在爆发期间。这一点可以通过在SS Cyg、EX Dra和U Gem的圆盘中已经发现螺旋不对称的迹象来证实。
2002-01-22 astro-ph
Optical Spectroscopic Observations of CI Camelopardalis
本文介绍了CI Cam的光谱观测结果。在2001年9月的一次观测运行中，首次在氢Balmer、He { \small I} $λ$ 6678和Fe { \small II}线中同时观测到双峰分布。B[e]星周围星周盘的中间视角与我们的数据一致。在我们2004年9月的观测中，H $α$和He { \small I}线的强度显著下降，这可能是2004年底线爆发的前兆。2005年各谱线强度的显著增强和可见光亮度的下降可能是由于爆发时喷出的新物质填充了环境。CI Cam的环境受到B[e]星的质量损失及其致密伴星爆发的影响。
2008-06-26 astro-ph
