A High Statistics Search for Ultra-High Energy Gamma-Ray Emission from Cygnus X-3 and Hercules X-1
我们对天鹅座X-3和武仙座X-1的X射线双星源的超高能γ射线发射进行了高统计（20亿次事件）搜索。使用CASA-MIA探测器在五年内（1990-1995年）的数据，我们没有发现任何证据表明，稳定的排放源的能量高于115 TeV。推导出的这种排放的上限比先前声称的检测值低两个数量级以上。我们也没有发现任何证据中性粒子或伽马射线发射源的时间尺度上的一天和0.5小时。天鹅座X-3，有没有证据表明发射与4.8小时的X射线周期性或发生大射电耀斑。除非有人假设这些源以前非常活跃，现在处于休眠状态，否则这里提出的限制对早期的结果提出了质疑，并突出了未来可能的实验在探测超高能量伽马射线信号时的困难。
1996-11-14 astro-ph
Faint arc-minute extended radio emission around Cygnus X-3
目标。我们在无线电波长上重新审视了微类星体天鹅座X-3的附近。我们的目标是改善我们以前的搜索可能相关的扩展无线电功能/热点的位置角的天鹅座X-3相对论性喷流集中在较短的角尺度比以前探索。方法.我们的工作主要是基于分析现代调查和档案无线电数据，主要包括使用甚大阵列和赖尔望远镜进行的观测。我们还使用了2005年获得的深近红外图像。结果我们提出了新的无线电地图的天鹅座X-3领域的计算后，结合多配置甚大阵列档案数据在6厘米和不同的观测运行在2厘米的赖尔望远镜。这些可能是迄今为止报道的天鹅座X-3在厘米波长下最深的无线电图像之一。这两个干涉仪揭示了一个扩展的无线电功能在几个弧分的微类星体的位置，从而使我们的探测更可信。此外，这种扩展的发射可能是非热的，尽管这一点仍然需要确认。在不同的物理情景下，初步考虑了它与微类星体的物理联系。我们还报告了一个可能的Fanaroff-Riley II型射电星系的偶然发现，距离天鹅座X-3只有3弧分。
2008-01-08 astro-ph
The Cygnus X region: a nucleosynthesis laboratory for INTEGRAL
COMPTEL望远镜对天鹅座X复合体1.809 MeV γ射线发射的探测是银河系中大质量恒星核合成的最有说服力的证据之一。天鹅座X复合体是一个非常活跃的邻近区域，包含几个恒星形成区，OB协会和年轻的疏散星团。它拥有我们银河系中已知的一些最大质量的恒星，并集中了大量的沃尔夫-拉叶星。热无线电连续发射和强烈的[C II]线发射揭示了广泛的电离，至少有60个单独的H II区域已被确定。为了了解1.809 MeV的伽马射线线发射的天鹅座X复合体，并比较理论核合成计算的观测，我们模拟了该地区的多波长光谱的进化合成模型。我们的调查使我们得出以下结论：1。恒星风抛射是天鹅座X区域26 Al富集的主要机制。2.天鹅座OB2是天鹅座X中最主要的大质量星协，在这个星协中产生的26Al的1.809 MeV谱线发射应该可以被INTEGRAL上的光谱仪SPI探测到。3.在天鹅座X复合体中只有低超新星活动，60 Fe线应该低于INTEGRAL的探测灵敏度。INTEGRAL对单个大质量星团（天鹅座OB2）的探测能力为未来利用伽马射线谱进行核合成研究提供了极好的机会。我们将探索这种观测的科学潜力，并根据天鹅座X区域的大质量恒星普查提供伽马射线线强度分布的估计。
2001-04-04 astro-ph
The diffuse GeV-TeV $γ$-ray emission of the Cygnus region
最近，米拉格罗实验在天鹅座区域观测到弥散的多TeV伽马射线发射，这比银河宇宙线模型预测的要强得多。然而，EGRET的亚GeV观测结果并没有超过基于同一模型的预测。这种TeV的过量意味着可能有高能宇宙射线存在于比地球上观测到的光谱更硬的区域。在工作中，我们详细研究了这种理论推测。我们发现，一个具有功率指数$α_p\lesssim 2.3$的扩散质子源，或一个具有功率指数$α_e\lesssim2.6$的扩散电子源可以重现Milagro的观测，而不与EGRET数据相冲突。对中微子的进一步探测，强子模型的诊断，以及硬X射线同步辐射，轻子模型的诊断，有助于打破这种简并性。结合费米几百GeV的γ射线观测，我们将能够更好地理解天鹅座区域的漫发射机制。
2009-02-06 astro-ph
Low-energy line emission from Cygnus X-2 observed with the BeppoSAX LECS
我们提出了一个0.2-10千电子伏的低质量X射线双星天鹅座X-2的光谱获得的低能聚光器光谱仪上Bepposax。该光谱可以用截止幂律模型描述，其吸收率为（2.28 +/- 0.07）10^{21}原子/cm ^2，幂律指数为0.78 +/- 0.02，截止能量为4.30 +/- 0.08 keV（68%置信误差），除了在约1 keV附近存在过量发射的能量。这可以通过具有1.02 +/- 0.04 keV的能量、0.47 +/- 0.07 keV的半高全宽和74 +/-^{25}_{11} eV的等效宽度的宽高斯线特征来建模。这一结果证实了早期的报告线发射近1千电子伏，并显示的强度和结构的功能是可变的。
1997-06-02 astro-ph
FUSE Observations of the Cygnus Loop: OVI Emission from a Nonradiative Shock
我们目前的远紫外线光谱探测器（FUSE）的观测在天鹅座圈超新星遗迹的东北地区的巴耳末灯丝。数据由通过30“x30”（LWRS）孔径获得的一个光谱和通过4“x20”（MDRS）孔径获得的相邻位置处的三个光谱组成。在产生这些微弱的光学细丝的区域中的非辐射冲击产生强的OVI 1032，1038发射，这在所有光谱中被检测到。OVI发射被FUSE分解为以0 km/s为中心的强分量和以+/- 140 km/s为中心的弱分量。MDRS谱使我们能够研究OVI辐射在激波后结构中的变化。我们发现，零速度发射是直接与巴尔末灯丝冲击，而高速发射来自一个更均匀分布的组件沿视线的其他地方。我们还发现，如果我们假设驱动它们的冲压压力与零速度分量激波相同，则产生+/- 140 km/s发射的激波的速度在180 km/s和220 km/s之间。在天鹅座圈的空腔模型的背景下，爆炸波与形成空腔壁的大部分的球壳的相互作用可以自然地产生观察到的类似的红移和蓝移分量。
2001-09-28 astro-ph
Diffuse gamma-ray line emission from multiple OB Associations in Cygnus
COMPTEL观测到的由26 Al放射性衰变产生的1.809 MeV银河系弥散辐射证实了这条星际辐射线的弥散性质。重建的强度图案的最显著的特征之一是在天鹅座区域的方向上的通量增强。这个区域相当年轻，包含大量的大质量恒星，其中大部分聚集在天鹅座OB协会。多频模型拟合强烈支持大质量恒星及其派生超新星是星际26Al主要来源的假设。已知大质量恒星和超新星会将大量的动能传递到周围的ISM中，从而导致激波区和大空洞。此外，大质量恒星的电磁辐射中有很大一部分位于极紫外线中，导致周围星际介质的光电离。我们应用人口合成模型结合分析模型的膨胀的超级气泡天鹅座OB协会。该模型预测了预期的1.809 MeV通量和由于星际60Fe的伽马射线线强度。我们计算的大小和膨胀参数的预期HI结构和自由的自由发射强度由于光致电离辐射从大质量恒星在这一地区的天空。我们讨论我们目前的理解天鹅座地区的大质量恒星普查和历史。我们的模型分配约70%的1.809兆电子伏的强度，以六个已知的OB协会，约20%的已知的孤立源和大约10%的一个未知的扩散组件。
2001-08-01 astro-ph
Polarization and kinematics in Cygnus A
从天鹅座A的偏振光谱分析，我们得出天鹅座A电离锥中的散射介质以170 ± 34 km/s的速度向外运动，所需的动量可以由平均类星体的辐射压提供。这样的过程可能会产生一种类似于观察到的电离锥的结构，这种结构被认为是由环核尘埃环的阴影造成的。我们在天鹅座A中心千秒差距的[O III]发射线中检测到一个偏振的红色翅膀。这种机翼与宽线区边界附近产生的线发射是一致的。
2003-08-22 astro-ph
Multiwavelength study of Cygnus A II. X-ray inverse-Compton emission from a relic counterjet and implications for jet duty-cycles
强大的射电星系和类星体，如原型天鹅座A的占空比知之甚少。逆康普顿散射宇宙微波背景（ICCMB）光子的X射线观测比同步辐射的射电观测探测更低的洛伦兹因子粒子。对较近和较远的叶瓣进行比较研究，它们之间的距离为10秒kpc，因此光的旅行时间为10秒几千年，在生命周期的研究中产生了额外的时间分辨率。我们共同添加了所有存档的Chandra ACIS-I数据，并提供了天鹅座A的深度200 k图像。这张深层图像揭示了来自反喷流的X射线发射的存在，反喷流即从地球后退的喷流，与前一次喷流活动有关。非热X射线发射，我们解释为ICCMB辐射。没有任何可辨别的X射线发射与喷流向地球。我们的结论是：（1）来自遗迹喷流的辐射，表明喷流活动的前一幕，发生在当前喷流活动之前，表现为同步辐射。(2)天鹅座A的遗迹反喷流发射出X射线，而遗迹接近喷流时却没有发射出X射线，这使得连续的喷流活动之间的时间间隔大约为10^6年。(3)射流的横向膨胀导致膨胀损失，这将能量分布转移到较低的能量。(4)假设电子由于绝热膨胀而冷却，则所需的磁场强度基本上小于均分磁场强度。(5)相对论性粒子在当前喷流中的分布有一个很高的最小洛伦兹因子，大约为10 ^3，它是从这个活跃星系的中心核喷射出来的。节录。
2008-05-16 astro-ph
Gamma-Ray Line Emission from Superbubbles in the Interstellar Medium: The Cygnus Region
银河系中的恒星形成过程在时间和空间上是不均匀的。恒星形成区的规模从几个pc内的群体到大的螺旋臂段，线性尺寸为kpc。当许多恒星在一个相对较小的体积内在短时间内形成时，局部的星暴就形成了。这种恒星形成爆发的能量冲击会严重影响气体盘的动态结构。恒星风和超新星爆炸驱动一个膨胀的超级气泡，其大小最终超过了盘的尺度高度，从而驱动盘风将富含金属的气体吹入晕中。我们讨论了超级气泡演化的基本情况，强调相关的伽马射线线签名。特别讨论了天鹅座26Al和60Fe的核谱线发射。
2001-06-07 astro-ph
Radio emission from the Cygnus Loop and its spectral characteristics
我们提出了一个新的敏感的2675 MHz的天鹅座环，这是用于与408 MHz，863 MHz和1420 MHz的地图从Effelsberg 100米望远镜和DRAO合成望远镜的频谱分析的无线电连续谱图。在408 MHz和2675 MHz之间，我们发现一个整体的综合频谱指数为$\rm α= -0.42 \pm 0.06$（$S \sim ν^α$），接近以前的结果。在积分光谱中没有光谱中断的迹象。空间高度变化和相当强的光谱曲率以前曾有报道，但没有得到证实的基础上，新的，更高的灵敏度观测。我们发现光谱变化跨越天鹅座环路达到$Δα= 0.2$从TT-图分析。朝向增强的发射区域看到最平坦的光谱。不同频率对之间的频谱指数图，以及所有四个地图，显示至少有三个平坦的频谱区域。在高发射灯丝内部的区域，我们已经检测到至少两个光谱分量在整个对象与$α=-0.4$和$α=-0.6$对北部和南部的对象，分别。
2004-09-07 astro-ph
ROSAT PSPC observations of Cygnus-A : X-ray spectra of the cooling flow and hot spots
利用{ \it ROSAT}位置敏感正比计数器（PSPC）对强射电星系天鹅座A进行了观测。在{ \it ROSAT}带的X射线发射主要是来自相关星系团的热的星系团内介质的热发射。图像解投影证实了一个显着的集群冷却流的存在，总质量沉积速率为$\sim 250\,{\rm M}_\odot\,{\rm yr}^{-1}$和（哈勃时间）冷却半径为$\sim 180$ \，kpc。光谱数据显示，在排放加权平均温度的梯度与温度降低对集群的中心。我们还发现了射电源的特征：特别是，我们探测到了来自西部无线电热点的X射线发射，该热点先前由{ \it ROSAT}高分辨率成像仪（HRI）发现。我们发现从热点的发射是硬的，并讨论了这一结果的物理意义。
1995-10-01 astro-ph
Time Domain Analysis of Variability in Cygnus X-1: Constraints on the Emission Models
我们使用时域分析技术来研究天鹅座X-1的快速变化。我们表明，硬和软能带之间的交叉关联函数达到非常接近于统一的值和峰值，在小于2毫秒的滞后能量分离的一个因素为10。这证实了在不同能量下产生X射线光子的过程在短时间尺度上是极其相干的，并且强烈约束了为解释傅立叶频率依赖的时间滞后而提出的发射模型。我们提出了在不同的能量自相关函数，并注意到它们的宽度随着能量的增加而减小。我们表明，扩展的康普顿日冕模型产生的自关联函数的宽度随着能量的增加而增加，柱面波向内运动通过过渡盘的模型在交叉关联函数中有太大的峰值滞后。在热日冕中的磁耀斑和漂移团的模型可以定性地符合观测。
2000-06-02 astro-ph
Disk-Jet Connection in Cygnus X-3
我们提出了一个详细的软X射线，硬X射线和无线电发射（分别从RXTE ASM，BATSE和GBI观测）的明亮的无线电发射银河X射线双星天鹅座X-3之间的相关性研究的结果。我们检测到一个非常强的正相关性的软X射线和无线电发射在低硬和轻微的耀斑期间的源，和软，硬X射线发射之间的反相关性。我们提出的统计参数表明，无线电和硬X射线发射之间的反相关性，报告较早，主要是由于它们的相关性和反相关性，分别与软X射线发射。我们使用指向RXTE观测进行了宽波段X射线光谱研究，并检测了X射线光谱中的关键行为。我们认为，这种X射线光谱枢转是负责的软，硬X射线发射之间的反相关。软X射线与射电辐射之间的强相关性表明，吸积机制、致密天体周围的等离子体云与射电辐射之间存在着密切的联系。
2002-01-17 astro-ph
Cygnus X-1: X-ray Emission Mechanism and Geometry
我们总结了天鹅座X-1在1996年的状态转换的最新观测。结果有利于发射几何中心光学薄电晕包围光学厚，几何薄吸积盘。当接近软态时，盘的内边缘移近黑洞，日冕收缩，这可能是由于更有效的冷却。软X射线来自最内部的盘，日冕的逆压缩作用似乎是硬X射线发射的原因。在这两种状态下都观察到康普顿反射和铁发射线。它们很可能起源于盘的内部区域。还简要讨论了理论上的努力，同时模拟观测到的光谱和时间X射线的Cyg X-1的属性。
1997-11-14 astro-ph
SPI/INTEGRAL observation of 1809 keV gamma-ray line emission from the Cygnus X region
我们目前的第一个结果的观测1809 keV的伽马射线线发射的天鹅座X区域的SPI成像光谱仪。我们的分析基于INTEGRAL仪器性能验证阶段的数据，包括1.3 Ms的暴露时间。我们观测到一个1809 keV的线通量为（7.3 +/- 0.9）x 10-5 ph cm-2 s-1，从一个由星系角73-93度和|b| < 7度界定的区域，显著性水平为8 sigma。1809 keV谱线出现适度加宽，固有FWHM为3.3 +/- 1.3 keV。虽然这种扩大只是边际（在2西格玛水平，我们的数据与未加宽的线兼容），它可以反映26铝喷出物的运动学。
2004-05-25 astro-ph
The Cygnus Region: 26Al from OB Associations
1.809 MeV伽马射线线的COMPTEL图，这是由于26铝的放射性衰变，显示在天鹅座地区显着的过量排放。天鹅座是一个近期恒星形成活动的区域，富含大质量的早期型恒星，集中在OB协会中。我们在这一区域进行人口合成研究，以模拟26 Al的产生和分布，26 Al主要在大质量恒星中合成，并通过恒星风和核心坍缩超新星分布。我们的模拟天鹅座OB协会确定的时间依赖的生产率26铝。我们还估计了放射性60 Fe的相关生产，这主要是在核心塌陷超新星合成。这种同位素的伽马射线线发射尚未被探测到。我们还跟踪了恒星风和超新星喷出物的动能以及早期型恒星的电离极紫外辐射引起的机械“光度”的时间演化。再加上一个简单的一维模型的超级气泡驱动到ISM的这种能量通量，可以限制关键参数的恒星协会在天鹅座地区。
2001-04-03 astro-ph
Identification of the soft X-ray excess in Cygnus X-1 with disc emission
我们目前的研究结果的软X射线过剩的黑洞候选人天鹅座X-1与{ \it Rosat PSPC}，使用观测期间持续发射轨道相位接近0.5。软过量可以很好地拟合为具有温度$\rm {kT_{bb}}$ = $\rm {0.13\pm 0.02}$ keV的黑体。$\rm {kT_{bb}}$不随光源强度而明显变化。假定源的距离是它的下限2.5 kpc，得到软过剩的亮度为$\rm {4.7\cdot 10^{36}}$ erg $\rm {s^{-1}}$。由此，圆盘温度被计算为半径的函数，假设致密物体是一个10 $\rm{M_{\sun}}$黑洞，特别是在7史瓦西半径的温度预计是高度代表总盘发射。这被发现是0.13千电子伏，在非常好的协议与光谱拟合结果。这一良好的一致性有力地支持了对黑洞周围圆盘发射的软过剩的识别。
1995-09-05 astro-ph
Metal Rich Plasma at the Center Portion of the Cygnus Loop
我们用ASCA天文台观测了天鹅座圈超新星遗迹的中心部分。中心部分的X射线光谱与在东北（NE）边缘获得的X射线光谱显著不同。Si和S的发射谱线相当强，而O的发射谱线和连续发射谱线与在NE肢处获得的发射谱线相似。基于光谱分析，Si和S发射线起源于高kTe和低电离等离子体，而O和大部分连续发射产生于低kTe和高电离等离子体。我们假设Si和S发射气体存在于Loop的内部，而O线和连续谱发射主要来自壳层区域。因此，我们从中心的光谱中减去了东北边缘的光谱。获得的Si、S和Fe的丰度分别比宇宙丰度高4 $\pm$ 1、6 $\pm$ 2和${1.3}^{+0.6}_{-0.3}$倍，比NE翼获得的丰度高$\sim$ 40倍。这些事实有力地支持了一些原始喷出物必须留在天鹅座环的中心部分。Fe相对于Si和S的低丰度表明天鹅座环的起源是一个II型SN，其前身恒星是一颗大质量恒星。
1998-03-14 astro-ph
A giant molecular cloud falling through the heart of Cygnus A: clues to the triggering of the activity
我们目前的中间分辨率近红外长缝光谱数据附近的射电星系天鹅座A（3C 405）（获得的NIRSPEC光谱仪的凯克II望远镜）。这些数据揭示了近红外发射谱线运动学的相当复杂性，包括200-350 km/s的谱线分裂以及窄（FWHM ~200 km/s）和宽（FWHM ~700 km/s）组分的混合物。值得注意的是，Pa α和H2发射线显示出显着不同的运动学，无论是在核上和核外。总的来说，这些数据提供了一个巨大的分子云穿过天鹅座A宿主星系中心的证据，其运动不是由AGN本身驱动的。我们认为，这个云可能连接到这个非常强大的活动星系核的活动的触发。我们还检测到分裂H2组件的核，可能起源于环核环面。
2004-05-17 astro-ph
Resolving the Composite Fe K-alpha Emission Line in the Galactic Black Hole Cygnus X-1 with Chandra
2001年1月4日，我们用钱德拉高能透射光栅光谱仪对银河系黑洞天鹅座X-1进行了30千秒的观测。该源处于中间状态，其通量大约是其持续低/硬状态下通常观察到的通量的两倍。我们的X射线光谱的最佳拟合模型包括窄高斯发射线（E = 6.415 +/- 0.007 keV，FWHM = 80（+28，-19）eV，W = 16（+3，-2）eV）和宽线（E = 5.82（+0.06，-0.07）keV，FWHM = 1.9（+0.5，-0.3）keV，W = 140（+70，-40）eV）分量，以及在7.3 +/-0.2 keV（τ ~ 1.0）处的模糊边缘。宽线轮廓不像在一些塞弗特星系中观察到的那样强烈倾斜。我们解释这些功能的吸积盘与照射的内盘产生一个广泛的Fe K-α发射线和边缘，和照射的外盘产生一个狭窄的Fe K-α发射线。这条宽线可能主要是由多普勒频移和引力效应形成的，在较小程度上是由反射引起的康普顿散射形成的。我们讨论了潜在的连续X射线光谱和诊断的背景下，在天鹅座X-1和其他银河系黑洞的吸积流几何这些线的功能。
2002-06-26 astro-ph
Extended Emission from Cygnus X-3 Detected with Chandra
我们在钱德拉X射线天文台的档案观测中发现了微类星体Cyg X-3的扩展X射线发射。一个5”宽的结构位于距核心点源东北约16”处，并可沿该方向延伸。这个角度尺度对应于大约0.8 lyr的物理范围，距离天鹅座X-3 2.5 lyr（假设距离为10 kpc）。在两次观测间隔的四个月期间，通量变化了2.5倍，这表明了显著的亚结构。2-10 keV的峰值亮度约为5e 34 ergs/s。也可能有较弱的，类似规模的扩大发射相反方向的核心，这表明一个双极外流。这种结构不是尘埃散射晕的一部分，也不是由钱德拉点扩散函数引起的。在这封信中，我们描述的意见，并讨论可能的起源的扩展。
2003-03-03 astro-ph
Doppler Modulation of X-ray lines in Cygnus X-3
我们测量了钱德拉X射线天文台记录的天鹅座X-3发射的X射线中三条明亮谱线的多普勒频移。与Si XIV和S XVI相关的谱线的多普勒频移表现出轨道调制。这种调制相对于轨道星历表的幅度和相位表明了这种发射源在小型物体伴星发出的风中的位置。这些观测使我们能够间接测量这两颗星的距离。在某些假设下，我们观测到的与Fe XXV有关的谱线也限制了致密天体的质量M < 3.6 MSun。
2003-03-13 astro-ph
Shocking Clouds in the Cygnus Loop
利用哈勃空间望远镜广角行星照相机2对天鹅座圈超新星遗迹的观测，我们在10^15 cm的物理尺度上研究了星际云与冲击波的相互作用。激波阵面被扭曲，揭示了细丝和弥散发射的边缘和正面视图，类似于在较低分辨率下在较大尺度上观察到的视图。我们在密度n~15 cm^-3、速度v_s~170 km/s的云中识别出单个的地震。我们还发现了形态上不寻常的扩散巴尔默主导的发射更快的冲击在一个较低的密度区域。障碍物衍射这些冲击波，因此它们以相对于主爆炸波的斜角传播。在云和爆炸波之间的相互作用的早期阶段，出现了复杂的网络扩散和间接的H α发射，表明复杂的冲击波传播和发射形态发生之前的不稳定性，完全摧毁云。
2001-06-21 astro-ph
A model of the TeV flare of Cygnus X-1: electron acceleration and extended pair cascades
我们认为，理论模型的TeV光子发射天鹅座X-1在耀斑期间发现的MAGIC探测器。我们研究了电子加速到足以产生TeV辐射的能量，发现发射点可以靠近黑洞。然后，我们考虑对吸收的光子场的中心X射线源和周围的吸积盘，并发现其光学深度是<1，允许发射接近黑洞。另一方面，在1 TeV时，恒星场中的光学深度约为10。然而，光学深度随着能量的增加而下降，允许初始能量>3 TeV的模型，其中光子远离恒星，引发空间扩展的对级联。这定性地解释了观测到的TeV光谱，尽管仍然不是它的确切形状。
2008-11-25 astro-ph
Cygnus X-3 in outburst : quenched radio emission, radiation losses and variable local opacity
本文介绍了天鹅座X-3在1994年2 - 3月爆发期间的多波长观测结果.在13.3，3.6和2.0厘米的密集无线电监测补充观测（分）毫米和红外波长，发现天鹅座X-3是异常明亮和可变的，并包括第一次报告的检测源在0.45毫米。我们报告的第一次确认淬火无线电发射之前，无线电耀斑独立的观测在绿岸。观测结果揭示了无线电喷流环境中波长相关辐射损失和不透明度逐渐降低的证据。我们发现，辐射损失很可能是占主导地位的逆康普顿损失所经历的无线电发射电子在强辐射场的发光同伴紧凑的对象。我们解释的耀斑序列中的不透明度降低，由于在射流中夹带的热电子的比例降低，反映了在该地区的射流形成的密度降低。我们提出，部分借鉴其他作者的工作，一个模型的基础上，质量转移率不稳定性预测伽玛射线，X射线，红外线和无线电的趋势在无线电耀斑序列。
1996-12-12 astro-ph
Cygnus X-3 transition from the ultrasoft to the hard state
天鹅座X-3的性质仍然没有得到很好的理解。这个双星系统可能拥有一个黑洞或一颗中子星。INTEGRAL最近的观测表明，天鹅座X-3再次处于非常超软的状态。在这里，我们提出了我们的分析，从超软状态的过渡，占主导地位的黑体辐射在软X射线加上非热发射的硬X射线，低硬状态。方法：INTEGRAL在2007年5月底和6月初的三周内对Cyg X-3进行了六次观察。分析了IBIS/ISGRI和JEM-X1的数据，以显示光谱跃迁。结果如下：在超软状态下，软X射线光谱可以很好地用吸收（NH = 1.5E22 1/cm**2）黑体模型描述，而20 keV以上的X射线光谱似乎非常低和硬（伽马= 1.7）。在跃迁过程中，射电通量上升到>1 Jy的水平，软X射线辐射下降了3倍，而硬X射线辐射上升了14倍，并且变得更陡（直到伽马= 4）。结论：超软状态明显先于喷流的发射，这在无线电和硬X射线领域是明显的。
2007-08-06 astro-ph
Gamma-Ray Spectral Variability of Cygnus X-1
我们使用CGRO的观测结果来研究天鹅座X-1在其低和高X射线状态之间的MeV发射的变化。这些数据提供了1 MeV以上的光谱可变性的测量。发现高态MeV谱比低态MeV谱硬得多。特别是，在硬X射线能量的高态光谱（光子光谱指数为2.6）中看到的幂律发射被发现延伸到至少5 MeV，没有任何截止的证据。在这里，我们提出的数据和描述我们的努力，模拟低状态和高状态的光谱使用混合热/非热模型，其中发射结果从康普顿化的电子人口，包括一个热和非热组件。
2001-06-04 astro-ph
Radio Polarization from the Galactic Plane in Cygnus
我们提出1420 MHz（λ = 21厘米）观测天鹅座银道面117度正方形区域的偏振辐射，覆盖82 < l < 95，-3.5 < b <+5.5，这是一个视线几乎沿本旋臂指向的复杂区域，角分辨率为~ 1 '，并且在图像中完全表示了大至45“的结构。偏振功能承担很少的相似之处，在总功率检测的功能：而偏振信号出现在弥漫的银河同步辐射区，偏振天空的外观是由法拉第旋转发生在小尺度结构中的介入温暖电离介质为主。没有集中的偏振结构朝向银河平面，表明发射和法拉第旋转都发生在附近。我们开发了一个概念框架的解释的意见。我们只能探测到起源比偏振视界更近的偏振发射，距离为d_ph;更远的偏振发射由于深度去偏振（差分法拉第旋转）和/或光束去偏振（由于内部和外部法拉第色散）而无法探测到。d_ph取决于所使用的仪器（频率和波束宽度）以及所研究的方向。在我们的数据中，我们发现d_ph ~ 2kpc，与起源于本地臂的偏振特征一致。
2002-11-19 astro-ph
The 9.7 Micron Silicate Dust Absorption Toward the Cygnus A Nucleus and the Inferred Location of the Obscuring Dust
我们报告的探测到一个9.7 $μ$ m硅酸盐尘埃吸收功能对天鹅座A核。然而，它的光学厚度明显小于尘埃消光对背景$L$带发射区（$A_{\rm V}$ $\sim$ 150等）的预期。我们认为，最有可能的解释是，小的光学深度的模糊尘埃存在如此接近的中央引擎，温度梯度发生。我们的计算证实，这种解释可以定量地再现3- 30 $μ$ m处的小光学深度和光谱能量分布。结合这张照片和活动星系核的巨大光度，天鹅座A的发射特性与2型类星体的发射特性一致，2型类星体是一个高亮度的活动星系核，它被一个内半径为$<$ 10 pc的尘埃环高度遮蔽（$A_{\rm V}$ $>$ 50等），而不是被宿主星系中几个100 pc尺度的$>$尘埃遮蔽。
2000-01-18 astro-ph
An Isolated, Recently Shocked ISM Cloud in the Cygnus Loop SNR
空间分辨ROSAT X射线和地面光学数据的西南地区的天鹅座环路信噪比揭示了前所未有的细节非常早期阶段的冲击波相互作用与孤立的星际云。在上游气流附近和沿云边缘的许多内部云激波锋面在光学上是可见的，它们是增强的H-α发射的尖锐细丝。在云的南北两侧，沿着一条以巴尔默为主的激波细丝线可以看到微弱的X射线辐射，估计X射线气体温度为1.2 x 10^6 K（0.11 keV），对应的激波速度为290 km/s^-1。主云体本身几乎没有X射线通量。相反，X射线辐射被限制在最北部和最南部的云边缘，在离冲击波前锋当前位置最远的下游区域发射最亮。我们估计的相互作用年龄约1200年的基础上观察到的冲击/云的形态。总的来说，光学和X射线特性的冲击ISM云显示了许多的主要功能预测一个年轻的SNR冲击ISM云的相互作用。特别是，人们看到激波的形成和衍射内的非均匀云随着部分主爆炸波吞没。然而，从模型预测的几个显着的差异也存在，包括没有证据表明沿云边缘的湍流，扩散，而不是间接的[O III]的云的主体内的发射，异常强烈的下游[S II]的发射在冲击后的云区，和限制的X射线发射到云的外边界。
2002-06-27 astro-ph
Variability of the Halpha emission of Cygnus X-1 and its connection with the soft X-ray radiation
在1996-2002年期间对天鹅座X-1，HD 226868进行了高分辨率的H α监测，并结合1.5-12 keV X射线监测分析了所得光谱。我们表明，Halalpha线轮廓在不同的时间尺度上有复杂的变化，特别是控制的轨道周期和集中的风模型的质量损失。我们发现，在低/硬X射线态，超巨星质量损失的长期变化和恒星风团簇结构的短期变化占主导地位，而X射线光电离对谱线形状和EW变化的影响相对较小。在高/软X射线态和耀斑过程中，由于光电离的影响，H α的线形和EW增加，但仍不能描述EW与低能X射线发射之间松散的反相关。我们建议，由超巨星的质量损失的变化可以改变在Stromgren区周围的吸积盘的二次风的速度，导致通过光盘的吸积率增加。
2003-02-12 astro-ph
A Chandra X-ray Study of Cygnus A - II. The Nucleus
我们报告钱德拉ACIS和准同时RXTE观测附近，强大的射电星系天鹅座A，本文件侧重于活性核的属性。在钱德拉的观测中，硬（>几keV）X射线发射在空间上无法分辨，其大小为\approxlt 1弧秒（1.5 kpc，H_0 = 50 km s^-1 Mpc^-1），与射电和近红外核相吻合。相比之下，软（< 2 keV）发射表现出双极星云，与光学双极连续谱和发射线结构对齐，大约与射电喷流对齐。特别是软X射线发射与HST成像的[O III] λ5007和Hα+ [N II] λλ6548、6583星云体非常一致。在原子核的位置，只有微弱的软X射线发射，这种效应可能是内在的，也可能是垂直于源轴穿过原子核的尘埃带造成的。各种X射线成分的光谱是通过同时拟合6个探测器获得的。在100 keV的能量下探测到致密核，它被一个强吸收的幂律谱很好地描述，其能量为Γ_h = 1.52^{+0.12}_{-0.12}（类似于其他窄线射电星系），等效氢柱N_H（nuc）= 2.0^{+0.1}_{-0.2} \times 10^{23} cm^-2。（摘要截断）。
2001-09-27 astro-ph
Discovery of TeV Gamma-Ray Emission from the Cygnus Region of the Galaxy
宇宙射线粒子与银河系中的物质和辐射相互作用产生的弥散伽马辐射是研究宇宙射线起源的少数探测器之一。Milagro是一个水切伦科夫探测器，可以连续观察整个头顶天空。大视场加上长时间的观测使米拉格罗成为研究大的、低表面亮度源（如宇宙辐射与星际物质相互作用产生的漫射伽马辐射）的最灵敏的仪器。在本文中，我们提出的空间和流量测量TeV的γ射线发射的天鹅座地区。TeV图像显示了至少一个新的源MGRO J2019+37以及与该区域物质密度的相关性，正如宇宙射线质子相互作用所预期的那样。然而，在天鹅座区域（排除MGRO J2019+37之后）测量的~12 TeV的TeV伽马射线通量超过了宇宙射线产生和传播的传统模型预测的通量。这一观测结果表明，该地区存在硬谱宇宙射线源和/或其他TeV伽马射线源。
2006-11-21 astro-ph
Molecular hydrogen emission in Cygnus A
我们呈现了天鹅座A的J、H和K带光谱，在静止坐标系中跨度为1.0-2.4微米，因此有几条振转H2、H复合和[FeII]发射线。这些谱线在空间上从原子核延伸了6 kpc，但它们不同的运动学表明这三个族（H、H2和[Fe II]）并不完全是在同一种气体中产生的。最宽的谱线，[Fe II]1.644，呈现出一个宽基的非高斯分布（FWHM=1040 km/s），可能是由于与射电源的相互作用。消光线发射区大大超过早期的测量的基础上光学H复合线。来自类星体核的硬X射线可能主导H2发射的激发。因此，马洛尼、霍伦巴赫和蒂伦斯（1996）的结果可以用来推断出当气体密度为10^3和10^5 cm^-3，停止柱密度N_H=10^22-10^24 cm^-2时，H 2 v=1-0 S（1）发射云中气体的总质量随半径的变化。假设方位角对称，如果线发射云看到一个清晰的类星体光谱，那么在5 kpc的核内至少有2.3E8 Msun的这种物质。或者，如果上野等人（1994）推断的原子核吸收的X射线大部分来自环核环面，则隐含的气体质量上升到10^10兆太阳。后者可以解释10^9年来自星团冷却流的质量沉积，在此半径内Mdot \simeq 10 Msun/yr。
2000-07-17 astro-ph
Scattered Nuclear Continuum and Broad H-alpha in Cygnus A
利用凯克II望远镜，我们在天鹅座A的光谱中发现了散射的宽巴耳末发射线。宽的H-α出现在来自核两侧组件的极化通量中，并且在较小程度上出现在核中。宽H-α的半峰全宽为26，000 km/s，与宽线射电星系中最宽的发射线相当。活动星系核的散射光对西向分量3800埃（静止）的总通量有显著贡献，在那里偏振度上升到16%。天鹅座A在5500埃的空间积分流量可以分解为一个椭圆星系部分（Fg=0.70），一个高度偏振的蓝色分量（FC 1 =0.15），一个较低偏振的红色分量（FC=0.09），以及来自星云连续体的贡献（0.06）。成像偏振显示了一个双扇的偏振矢量与圆对称，这对应于电离锥中看到的HST图像。我们的结果是一致的光的散射从一个隐藏的类星体的亮度适中的扩展，尘埃窄线区域。
1997-03-24 astro-ph
Observations of Water Vapor Outflow from NML Cygnus
我们报告的NML天鹅座的远红外和亚毫米波水蒸气排放的红外空间天文台和亚毫米波天文卫星收集的数据的基础上的新观测。我们比较了NML天鹅座的排放量，以前公布的VY CMa和W Hya在试图建立最近提出的模型的有效性，从演化的恒星流出。获得的数据支持Ivezić & Elitzur（1995，1997）的论点，即演化恒星的大气遵循一组标度律，其中流出物的光学深度是唯一最重要的标度参数，影响辐射转移和流出物的动力学。具体来说，我们提供了比较NML Cyg，VY CMa和W Hya的水汽排放的观测结果，并发现，在我们的数据质量允许的范围内，结果与Zubko & Elitzur（2000）开发的模型合理一致。使用这个模型，我们推导出一个质量损失的基础上的尘埃不透明度，谱线通量，和外流速度的水蒸气在这些富氧巨星的大气中观察到。对于VY CMa和NML Cyg，我们也得到了恒星质量的估计。
2004-05-04 astro-ph
HST-STIS Observations of the Cygnus Loop: Spatial Structure of a Non-radiative Shock
我们提出了一个空间分辨的紫外光谱的非辐射冲击波前的天鹅座圈，获得与空间望远镜成像光谱仪（STIS）上的哈勃太空望远镜（HST）。光谱覆盖波长范围1118 - 1716埃，有效光谱分辨率约为12埃。这些数据的0.1”空间分辨率比早期的紫外光谱有了巨大的改进，使我们能够研究冲击波前正后方的高电离线发射的空间分布。通过将STIS光谱与该地区的WFPC 2 H-alpha图像进行比较，我们能够在光谱中分离出单个冲击特征。分离出最亮的激波切线，我们识别出NV、CIV、HeII、OV、OIV]和SiIV以及NIV]的谱线以及氢双光子连续谱。NV线峰值在CIV和HeII发射之后约0.3”，并且在空间上更宽。此外，所观察到的线比的CIV和HeII NV是更高的，在我们的明亮的冲击光谱比在以前的观察相同的灯丝通过更大的光圈，表明必须有一个更广泛的分布组件的NV排放。我们计算的冲击模型，并表明，所观察到的CIV和NV发射区之间的分离和所观察到的线强度约束的冲击速度和预冲击密度的组合是允许的。
2000-06-13 astro-ph
Simultaneous ASCA and HST/GHRS observations of Cygnus X-2/V1341 Cygni
我们目前的结果，从紫外和X射线观测的低质量的X射线双星天鹅座X-2。同时HST/GHRS和ASCA的意见发生在低状态的82天周期。我们比较我们的观察以及档案IUE和RXTE数据与模型，预测紫外线和光学连续辐射的X射线加热盘和Roche瓣填充星。该模型的预测与观测到的光学，紫外线和X射线的变化在轨道和长期期间是一致的。的X射线光谱状态，光度暗示的适合的X射线数据，紫外线连续谱和线通量，并从适合的紫外线连续谱获得的质量吸积率是一致的位置上的Z形X射线的正常和水平分支的颜色-颜色图的观察。质量吸积率的变化和翘曲盘的阻碍相结合，可以被援引为色-色平面中“Z”运动的可能解释。GHRS/G160 M的测量主要集中在NV和HeII上。低分辨率（GHRS/G140 L）观测捕获了SiIV，NIV和CIV。虽然相对线通量是一致的从X射线加热吸积盘日冕的发射，从简单的磁盘线发射模型的预测不符合观测到的发射线profiles.The径向速度（80-130公里秒$^{-1}$）是一致的发射从光学星在轨道相位（0.70-0.74），我们的观测。
2003-05-23 astro-ph
Discovery of Correlated Behavior Between the HXR and the Radio Bands in Cygnus X-3
利用CGRO/BATSE硬X射线（HXR）数据和绿岸干涉仪（GBI）的GHz射电监测数据，我们对不寻常的X射线双星Cyg X-3进行了长期研究（$\sim$ 1800天），发现了这两个波段之间的显著关系。我们发现，在静止的无线电状态下，无线电流量与HXR发射的强度是强相关的。这种关系转变为与主要射电耀斑活动的开始相关。在主要的射电耀斑活动期间，HXR在射电猝灭期间下降到非常低的强度，并在射电耀斑期间恢复。注入等离子体到天鹅座X-3的无线电喷流发生在HXR发射的变化，并表明，磁盘相关和喷射相关的组件负责的高能量发射。
1998-10-14 astro-ph
The very flat radio - millimetre spectrum of Cygnus X-1
我们提出了几乎同时检测天鹅座X-1在无线电和毫米制度，在低/硬X射线状态。该源在2和220 GHz之间显示平坦的频谱，频谱指数平坦于0.15（3 sigma）。没有证据表明低频或高频截止，但在中红外（~30微米），来自OB型伴星的热辐射占主导地位。这种平谱发射在静止时的积分亮度大于2 x 10^{31} erg/s（2 x 10^{24} W）。假设发射起源于非辐射（例如绝热膨胀）损失占主导地位的射流，这是维持射流所需功率的非常保守的下限。与天鹅座X-3和GRS 1915+105相比，其他的X射线双星在短于厘米的波长下观察到平坦的光谱，表明天鹅座X-1的喷流明显不那么明亮，变化也较小，可能是我们迄今为止最好的例子，连续，稳定，从X射线双星流出。这种平坦光谱成分的发射机制仍然不确定。具体来说，我们注意到，从这些X射线双星观测到的无线电毫米光谱比那些“平谱”活动星系核平坦得多，现有的模型同步辐射部分自吸收的无线电核心，预测高频截止毫米政权，是不直接适用。
1999-10-11 astro-ph
Chandra Observations of the Northeastern Rim of the Cygnus Loop
我们目前的结果从空间分辨光谱分析的东北（NE）边缘的天鹅座圈超新星遗迹（SNR）的基础上两个钱德拉观测。一个指向包括最近的朱雀观测发现的北部最外层丰度增强的区域，而另一个指向位于天鹅座环东北边缘的“正常”丰度区域。钱德拉优越的空间分辨能力使我们能够揭示丰度增强区集中在激波阵面后面约200”厚的区域。我们确认绝对金属丰度（即，相对于H）以及金属之间的丰度比与太阳值的丰度比在约2倍内一致。此外，我们发现，在该地区的排放措施逐渐减少的冲击波前。这些功能与船帆座SNR周围的喷出物碎片，这使我们相信，丰富的增强是不太可能由于富含金属的喷出物形成对比。我们认为该区域的等离子体起源于星际介质。在“正常”的丰度区域，我们确认，丰度耗尽太阳值的一个因素约为5，这是不预期的ISM天鹅座圈周围。在我们的模型拟合中引入非热辐射并不能自然地解决丰度-贫化问题。枯竭的起源仍然是一个悬而未决的问题。
2008-06-25 astro-ph
Detection of anti-correlated hard X-ray time lag in Cygnus X-3
高质量X射线双星天鹅座X-3的宽带X射线谱在“低”态（以及“硬”态）表现出与射电辐射相关的枢转行为。从RXTE-ASM和CGRO-BATSE的监测观测中发现，软X射线和硬X射线的反相关的时间尺度小于一天，这导致了旋转特征。在这封信中，我们报告在硬X射线发射（20- 50 keV）与软X射线发射（2- 7 keV）的反相关中探测到$\lesssim$ 1000 s的滞后，这可能归因于吸积盘中物质流动的粘性时标。这暗示了一个截断的吸积盘的几何图像，盘内有康普顿云，其相对大小决定了光谱的形状。圆盘结构的任何变化都将在粘性时间尺度内发生，康普顿云中也会发生相应的反相关变化。我们还报告了枢轴的光谱在一个跨度的一个点的观察时，偶然观察到的插曲的重新安排的吸积系统。这是第一次在硬态范围内观察到持久的银河系微类星体中的硬X射线延迟。
2004-10-12 astro-ph
The outskirts of Cygnus OB2
我们研究了天鹅座OB 2周围可能存在的早期型恒星扩展晕，这是暗示了近红外色色图，它的关系，天鹅座OB 2本身，以及附近的协会天鹅座OB 9和天鹅座X北复杂的恒星形成区。在目标区域共识别出96颗早型星，占观测样本的近一半。它们中的大多数在现有的分辨率下都具有OB星所期望的无特征的近红外光谱。另外18颗显示Brackett发射线的恒星可以根据它们的红外线过剩分为演化的大质量恒星（最有可能是Be星）和Herbig Ae/Be星。一个与天鹅座OB 9/NGC 6910相关的组成部分被清楚地识别出来，以及天鹅座X北的早期型恒星表面密度的增强。我们还发现了一个领域的人口，主要由早期的B巨星和超巨星，这可能是在最近的研究中确定的天鹅座OB 2周围的内部1度圈相同。这个种群的年龄和大规模的扩展放弃了与天鹅座OB 2或任何其他特定协会的直接关系。早先关于天鹅座OB 2可能超出其中心的大范围的说法，非常巨大的聚集体似乎被我们的发现驳回了。几乎无处不在的演化恒星与大规模的前体的存在表明，天鹅座的大规模恒星形成历史早在该地区目前观察到的OB协会形成之前就已经开始了。
2008-06-11 astro-ph
The Plasma Structure of the Southwestern Region of the Cygnus Loop with the XMM-Newton Observatory
我们用\textit{XMM-Newton}在两个点上观测了天鹅座圈的西南区域。观察到的区域被称为“井喷”区域，该区域在南部进一步延伸。“爆发”的起源还不太清楚，但在射电观测中，有人认为这里还有另一颗超新星遗迹。为了研究该区域在X射线中的详细结构，我们将视场划分为33个盒状区域。用双组分非平衡电离模型对光谱进行了拟合。重元素的排放量分布从环的内部区域到外部区域逐渐减小。然后，我们也将我们的视野划分为26个环形扇区来研究径向等离子体结构。从获得的金属丰度来看，这与X射线发射是天鹅座环起源的观点一致，我们得出结论，高$kT_{e}$分量（$\sim$ 0.4 keV）来自喷出物，而低$kT_{e}$分量（$\sim$ 0.2 keV）来自上扫的星际介质。低$kT_{e}$组分的通量远小于高$kT_{e}$组分的通量，表明ISM组分非常薄。此外，喷出物成分的相对丰度显示出类似的值从天鹅座圈以前的观测。我们在X射线中没有发现任何证据表明“爆发”区域的性质起源于额外的超新星遗迹。根据喷出物的成分，我们计算了各种金属的质量，并估计天鹅座圈的起源是核心坍塌爆炸，而不是Ia型超新星。
2008-09-03 astro-ph
Jet radio emission in Cygnus X-1 and its orbital modulation
我们目前的结果，我们详细的理论研究所观察到的轨道调制的无线电发射在天鹅座X-1。调制的发生是由于自由自由吸收风从伴星随轨道相位的变化，我们的研究结果提出了强烈的约束喷流无线电发射的空间分布在2-15 GHz的频率。在增强由喷流发射所遭受的风吸收的不对称性方面，黑洞附近发射的X射线的照射起着至关重要的作用。相对于孤立的超巨星，这使风的温度增加了一个数量级以上。观测到的射电辐射最小值相对于光谱零相位的相位滞后强烈暗示喷流核心内的大部分喷流质量是非相对论性的（约5 x 10^8 cm/s）。然而，喷流在核心之外可以变成相对论性的。此外，喷流可以有一个双组分结构，在外面慢，在里面快，在这种情况下，它的同步辐射部分可能已经在核心中相对论。我们还考虑了观测到的无线电发射的超轨道调制（周期约为150 d），并发现它可以解释为一个喷流进动既造成可变的风吸收和改变喷流多普勒因子。最后，我们考虑天鹅座X-3的情况下，并表明，它缺乏可观察到的轨道无线电调制（尽管强烈的X射线调制）的解释是，该系统是更紧凑，更明亮的天鹅座X-1。
2006-12-22 astro-ph
Cygnus A
我们报告钱德拉成像光谱和RXTE光谱附近，强大的射电星系天鹅座A。结果的各个方面进行了讨论，包括X射线性质的核，无线电热点，星系团，在ICM膨胀的无线电喷流和“带”的热气体包围在其赤道平面的腔的扁长腔。原子核的硬X射线发射扩展到100 keV，并且源自被大柱密度（N $_{\rm H}$ $\simeq$ 2 $\times$ 10 $^{23}$ cm $^{-2}$）气体吸收的未分辨源。软（$<$ 2 keV）核发射表现出双极结构，从核延伸$\simeq$ 2 kpc，并与光学连续谱和发射线形态密切相关。这表明，这是由原子核光电离的星云和扩展的X射线是电子散射的核辐射。所有四个无线电热点都在X射线中被检测到，其发射来自近似均分场中的同步加速器自康普顿辐射。发出X射线的星系团内气体的温度从距中心100千秒差距以上的$\simeq 8$ keV降至距中心80千秒差距左右的$\simeq 5$ keV，最冷的气体紧邻射电星系。在X射线发射气体中有一个金属丰度梯度，最高的金属丰度（$\sim$太阳能）发现靠近中心，降低到$\sim 0.3$太阳能在外部部分。（摘要截断）。
2002-02-17 astro-ph
Model Simulations of a Shock-Cloud Interaction in the Cygnus Loop
我们目前的光学观测和二维流体动力学模拟孤立的冲击ISM云。在1992年6月和2003年7月拍摄的一个小的光学发射云沿天鹅座环的西南翼的H $α$图像被用来测量周围的巴尔末主导的发射细丝的$\sim$ $0 \farcs 1$年$^{-1}$和$0\farcs025 - \farcs055$年$^{-1}$的内部云发射功能的位置位移。这些测量结果表明，对于ISM环境和内部云激波，横向速度分别为$\simeq$ 250 km s $^{-1}$和$\simeq$ 80 - 140 km s $^{-1}$。云内可见的复杂激波结构表明，云的内部密度分布是两个阶段：一个平滑变化的背景密度，其中填充了较高密度的团块。我们提出的模型结果与非均匀ISM云的冲击相互作用。我们发现，这种云可以很好地模拟由一个平滑变化的幂律核心包围的低密度信封与洛伦兹配置文件。在这样一个模型中，缺乏尖锐的密度梯度抑制了开尔文-亥姆霍兹不稳定性的增长，这与云的外观一致。我们的模型结果还表明，云团的密度$\sim$ 10倍的环境ISM密度和占总云体积的$\sim$ 30%。此外，观测到的内部云激波的间隔和模式模拟表明，团块之间的距离是$\sim$ 4团块半径。
2005-07-13 astro-ph
A Detailed Analysis of a Cygnus Loop Shock-Cloud Interaction
天鹅座圈的XA区域是一个辐射和非辐射激波与星际云相互作用的复杂区域。我们结合五个远紫外光谱观测霍普金斯紫外望远镜（HUT），网格的24 IUE光谱和高分辨率长缝Halalpha光谱研究整个区域的空间发射线的变化。这些光谱数据被放置在背景下使用地基，光学发射线图像的区域和远紫外图像获得的紫外成像望远镜（UIT）。高电离离子（OVI，NV，CIV）的存在表明冲击速度接近170 km/s，而其他诊断表明v_shock=140 km/s。很可能在比我们能够分辨的更小的空间尺度上存在大范围的激波速度。通过比较CIV 1550，CIII 977和CIII 1909，我们探索了整个区域的共振散射。我们发现，一个显着的列深度存在于所有位置，包括那些不靠近明亮的光学/UV灯丝。对OVI双峰比的分析表明，该离子的平均光学深度约为1，而对[SiVIII] 1443的通量测量表明，在略低于10^6K的区域存在热成分。考虑到OVI发射的亮度和相互作用的年龄，我们排除了UV发射的混合层解释。此外，我们制定了一个图片的XA地区遇到的冲击波与手指的致密气体从前SN腔向内突出。
2001-04-14 astro-ph
The Cygnus X region - a multiwavelength view
天鹅座X区域是银河系内距离我们最近的大质量恒星形成区域之一，在整个电磁波谱中，从无线电波到伽马射线波，都有显著的辐射。本文回顾了我们目前的知识，通过描述其多波长特性。特别强调将给予中央星团天鹅座OB 2，占主导地位的能量和运动学在该地区。该星系团也被认为是核合成的活跃场所，可以通过观察到1809 keV的伽马射线线来追踪，这归因于26 Al的放射性衰变。由SPI望远镜上的INTEGRAL伽马射线天文台获得的新观测结果将证实这一假设，并首次允许测量热天鹅座X超气泡中气体的运动学。
2004-07-02 astro-ph
Orbital dynamics of Cygnus X-3
本文给出了天鹅座X-3在爆发和静止时的轨道相分辨红外光谱，包括层析分析。我们确认了宽HeII和NV线在静止时的定相，使得最大蓝移对应于在相位= 0.00 +/- 0.04处的X射线最小值。在爆发中，双峰HeI结构显示出类似的相位，但有两个显著的差异：（a）虽然相对强度不同，但在轨道周围的蓝色和红色峰值中有连续的线发射，以及（b）吸收分量，与发射特征的相位相差约1/4的轨道，被识别出来。双峰剖面的多普勒断层图像与盘风几何形状一致，以1000 km/s的速度旋转。令人遗憾的是，层析成像算法将产生一个类似的环结构，从替代线源，如果污染的覆盖天鹅座P配置文件。在强的2.0587微米HeI谱线中，情况确实如此，从而导致双峰发射的性质的模糊解决方案。的吸收功能，检测到1/4的轨道的相位与排放功能，是一致的起源在他星风和收益率的第一次一个合理的径向速度曲线的系统。我们直接导出了系统的质量函数，0.027 M_sun。如果我们假设一个中子星吸积体，并采用高轨道倾角i > 60度，我们得到He星的质量范围为5 M_sun < M_WR < 11 M_sun。或者，如果紧凑的对象是一个黑洞，我们估计M_BH < 10 M_太阳。我们讨论了这些质量的性质和大小的二元系统的影响。
2000-05-02 astro-ph
Temperature Profiles of Accretion Disks around Rapidly Rotating Neutron Stars in General Relativity and Implications for Cygnus X-2
考虑到广义相对论的全部效应，我们计算了快速旋转中子星（具有低表面磁场）周围（薄）吸积盘的温度分布。然后，我们考虑一个模型的光谱的X射线发射的磁盘，参数化的质量吸积率，色温和旋转速率的中子星。我们推导出的X射线源天鹅座X-2使用的最高温度在磁盘以及磁盘和边界层光度的估计，使用从EXOSAT数据推断的光谱对这些参数的约束。我们的计算表明，天鹅座X-2中的中子星的旋转接近离心质量脱落极限。讨论了中子星状态方程的可能约束条件。
2000-11-28 astro-ph
Spectroscopy of the near-nuclear regions of Cygnus A: estimating the mass of the supermassive black hole
我们使用高空间分辨率的光学和近红外光谱数据相结合，使一个详细的研究的NLR气体的运动学在近核区域的强大的，FRII射电星系天鹅座A（z=0.0560），与放置在核心的任何超大质量黑洞的质量限制的总体目标。我们在Keck II望远镜上用NIRSPEC进行的K波段红外观测（视宁度0.75角秒）表明，在靠近垂直于射电轴的狭缝位置（PA 180）上，在Paschen α和H_2发射线上，有一个平滑的绕核转动的图象，但在射电轴（PA 105）上没有这种转动的证据。利用哈勃太空望远镜（HST）上的STIS对[OIII]5007发射线进行了更高空间分辨率的观测，证实了气体在垂直于射电轴的方向上的一般旋转模式，并提供了核心半径为0.1弧秒内陡峭速度梯度的证据。从凯克和哈勃望远镜的数据中测得的圆周速度可以估算出这个超大质量黑洞的质量为2.5+/-0.7x10^9太阳质量。对于天鹅座A的宿主星系性质，该质量与推导的非活动星系的黑洞质量和宿主星系性质之间的全球相关性是一致的。因此，尽管天鹅座A中的黑洞的射电源能量极大，活动星系核的光度也类似于类星体，但考虑到其宿主星系的光度，它的质量并不算特别大。事实上，天鹅座A中黑洞的估计质量与FRI射电星系M87中超大质量黑洞的估计质量相似，尽管天鹅座A的活动星系核和射电喷流的强度要高出2 - 3个数量级。
2003-02-25 astro-ph
