Cooling of the quasi-persistent neutron star X-ray transients KS 1731-260 and MXB 1659-29
我们提出钱德拉和XMM-牛顿X射线观测，监测准持久中子星X射线瞬态KS 1731-260和MXB 1659-29约4年后，这些源从长时间的爆发恢复到平静的中子星冷却。在这两个来源的爆发是足够长的显着加热中子星地壳的热平衡与核心。我们分析的X射线光谱的吸收中子星大气模型的观测。我们的分析结果加强了Wijnands等人的初步发现，即在这两个来源中，中子星地壳冷却非常迅速，这表明它具有高导热性，中子星核心需要增强核心冷却过程。重要的是，我们现在发现，随着地壳与地核恢复热平衡，两个来源的冷却都变平了。我们通过拟合一条指数衰减到一个恒定水平的曲线来测量这两个源的热平衡通量和温度。在没有恒定偏移的情况下，冷却曲线不能仅用简单的指数衰减来拟合。我们发现KS 1731-260中的恒定热通量和有效温度分量分别为（9.2 +/- 0.9）E-14 ergs/cm^2/s和70.0 +/- 1.6 eV，MXB 1659-29中的恒定热通量和有效温度分量分别为（1.7 +/- 0.3）E-14 ergs/cm^2/s和51.6 +/- 1.4 eV。此外，我们发现KS 1731-260的地壳冷却速度比MXB 1659-29快约2倍，可能是由于不同的地壳性质。这是第一次如此详细地观察到中子星外壳冷却到与核心热平衡的过程。
2006-07-31 astro-ph
Monitoring Chandra observations of the quasi-persistent neutron-star X-ray transient MXB 1659-29 in quiescence: the cooling curve of the heated neutron-star crust
我们用Chandra三次观测了准持久中子星X射线瞬变食双星MXB 1659-29的静止。我们观测的目的是监测在2001年9月结束的最后一次长时间（~2.5年）爆发后源的静态行为。源的X射线光谱与来自中子星表面的热辐射一致。我们发现，辐射源的辐射热通量减少了7-9倍，在我们的第一次和最后一次钱德拉观测之间的1.5年的时间跨度。有效温度也降低了1.6-1.7倍。辐射热通量和有效温度随时间的减少可用指数衰减函数来描述，e折叠时间分别为0.7年和3年。我们的结果是一致的假设，我们观察到一个冷却的中子星地壳，这是加热相当长的吸积过程中，仍然是热平衡的中子星核心。由于中子星核心的热状态，我们只能确定任何光度贡献的上限。中子星壳的快速冷却意味着它具有很大的热导率。我们的研究结果还表明，增强冷却过程中存在的中子星核心。
2004-03-19 astro-ph
A limit for the mass transfer rate in soft X-ray transients
许多黑洞的X射线瞬变在爆发之前的几十年里都处于低状态。我们解释这种爆发的行为作为一个边缘发生的矮新星型磁盘不稳定性的冷外吸积盘。我们计算了盘的演化，包括物质从冷薄盘蒸发。这个蒸发过程导致转变为热日冕流。效率取决于黑洞的质量。新的结果是依赖的爆发复发时间的质量转移率从伴星和物质的分数，这是积累在磁盘上的爆发。我们确定了一个下限的质量传递速率，低于该值，没有磁盘不稳定性可以触发。我们发现，速率略低于那些在已知的黑洞X射线瞬态磁盘将是固定的。我们认为，许多这样的光学昏暗的黑洞X射线双星与固定冷吸积盘存在。
2000-03-03 astro-ph
XMM-Newton observations of the neutron star X-ray transient KS 1731-260 in quiescence
本文报道了2001年9月13-14日对静止期中子星X射线瞬变KS 1731-260的XMM-牛顿观测。根据用于拟合数据的模型，在未吸收的0.5-10 keV通量下检测到的源仅为4 - 8 x 10^{-14} erg/s，对于7 kpc的距离，这意味着0.5-10 keV的X射线亮度约为2 - 5 x 10^{32} erg/s。2001年9月KS 1731-260的静态流量低于2001年3月钱德拉观测期间观测到的流量。在冷却中子星模型中，中子星X射线瞬变的静态X射线发射，静态通量的减少意味着KS 1731-260中中子星的地壳在两个时期之间迅速冷却，表明地壳具有高电导率。此外，我们的结果也支持中子星核心的冷却增强。
2002-05-22 astro-ph
A Chandra observation of the long-duration X-ray transient KS 1731-260 in quiescence: too cold a neutron star?
经过十多年以爱丁顿临界质量吸积率的十分之一积极吸积，中子星X射线瞬变KS 1731-260在2001年初恢复平静。我们提出了一个钱德拉/ACIS-S观察几个月后，这种过渡。我们探测到的源的未吸收通量约为2 x 10^{-13} erg/cm^2/s（0.5-10 keV）。对于7 kpc的距离，这导致0.5-10 keV的光度为~1 x 10^{33} erg/s，而热光度大约是其两倍。这种静止的光度与其他静止的中子星系统非常相似。然而，如果这种亮度是由于中子星的冷却，那么这种低亮度可能表明，在爆发之间，源至少要花费数百年的时间来冷却中子星。如果属实，那么它可能是第一个被发现的此类X射线瞬变现象，银河系中可能存在数百个类似的系统。或者，在中子星的核心可能会发生中微子冷却的增强，这将更快地冷却恒星。然而，在这种情况下，KS 1731-260中的中子星将比原型中子星瞬变中的中子星质量更大（例如，Aql X-1或4U 1608-52）。
2001-09-14 astro-ph
Black hole X-ray transients: mass accumulation in the disk - constraints for the viscosity
黑洞X射线瞬变的爆发周期现在通常被认为是由吸积盘中的热不稳定性引起的，与矮新星爆发的机制相同。在静止过程中，吸积发生在外部区域的冷盘，但在内部区域的冠状流/ADAF的变化。向日冕流的转变是由物质从冷盘蒸发引起的。这一过程是盘演化的一个重要特征。我们指出，如果磁盘耗尽在爆发期间，例如，通过照射，其演变过程中的平静是独立的详细的爆发光度下降。静止期的质量积累必须满足几个约束条件，如吸积速率、重现时间和总爆发能量。我们提出了一个关键的讨论不同的方式来模拟X射线瞬态爆发周期，并与观测的要求进行比较。对于爆发后只剩下少量质量的情况，观测表明冷盘中的摩擦参数为α（冷）=0.05，类似于矮新星盘在静止时的摩擦参数，而不需要采用低得多的α值0.005。
2001-03-12 astro-ph
An X-Ray Dip in the X-Ray Transient 4U 1630-47
在1996年Rossi X射线定时探测器对复发性X射线瞬变4U 1630-47进行观察期间，观察到X射线下降。在下降期间，2-60 keV的X射线通量下降约三倍，并且在下降的最低点，X射线光谱比非下降时间软得多。我们发现，4U 1630-47下降是最好的解释吸收的内部部分的一个吸积盘，而外部的磁盘是不受影响的。倾斜过程中的光谱演化是充分描述了一个单一的参数，柱密度模糊的内部磁盘的变化。
1997-09-22 astro-ph
"Listening" To Cluster Cooling Flows: Radio Emission and the Cluster Environment
本文综述了具有冷却流的星系团的射电连续谱性质及其与X射线环境的关系。我们发现，60-70%的冷却流中的cD星系是无线电响亮的，比14%的典型集群椭圆形高得多的分数。新的ROSAT HRI观测揭示了各种有趣的相关性和内部冷却流和无线电形态的X射线结构之间的关系。射电等离子体对星系团冷却核心的内部结构有很强的影响，因为几乎所有具有中心射电源的冷却流星系团都具有非对称的X射线结构。本文对冷流大气中的射电喷流进行了数值模拟。我们还讨论了通过集群集群合并破坏冷却流的前景，使用新的水力/N体模拟，其中包括辐射冷却。
1996-09-24 astro-ph
The 1998 outburst of the X-ray transient 4U 1630-47 observed with BeppoSAX
我们报告了BeppoSAX对候选黑洞4U 1630-47在1998年爆发期间的五个点的观测结果，当时2-10 keV的源亮度从2.1 × 10^38 erg/s（假设距离为10 kpc）下降了约7倍。2-200 keV的光谱可以用软的多温盘黑体和硬的幂律来模拟。在四次观测中，有证据表明偏离纯幂律形状>~20 keV，这可能是由于反射。随着爆发的衰减，许多光谱趋势是明显的：（1）光电吸收量减少，（2）光谱变得更硬（即幂律指数变小），（3）盘状黑体的温度降低，（4）推断的内部盘半径增加了约4倍。在吸积盘内半径的变化在爆发过程中的结果与其他软X射线瞬态。我们发现，磁盘黑体温度依赖于内磁盘半径大致为T=r^（-3/4）。对于标准的Shakura-Sunyaev盘模型，这意味着在BeppoSAX号卫星观测到的部分爆发期间，推断的盘内半径处的质量吸积率没有明显变化。
1998-10-09 astro-ph
Heating and Cooling of Hot Accretion Flows by Non Local Radiation
我们考虑非局部效应时产生的辐射在一个半径的吸积盘通过康普顿散射加热或冷却气体在其他半径。我们讨论三种情况：1。对流主导流动的内部区域的辐射：中等半径处的康普顿冷却气体和大半径处的康普顿加热气体。2.来自外部薄吸积盘的软辐射康普顿冷却内部的一个或两个温度的热流。3.来自内部薄吸积盘的软辐射康普顿冷却周围单温流中的热气体。我们描述了以前的结果是如何修改这些非本地的相互作用。我们发现，康普顿加热或冷却的气体中发出的辐射的内部区域的热流是不重要的。同样，当冷流到热流的转变发生在半径大于某个最小值$R_{tr,min}$时，来自外部薄盘的软光子的康普顿冷却可以忽略不计。然而，如果热气流终止于$R < R_{tr,min}$，非局部冷却是如此强烈，以至于热气体在失控过程中被冷却到薄盘配置。在薄盘周围的热的一个温度流的情况下，我们发现，康普顿软辐射冷却占主导地位的局部冷却的热气$\dot{M} \gsim 10^{-3} α\dot{M}_{Edd}$，和$R \lsim 10^4 R_{Schw}$。因此，最大吸积率对流为主的一个温度的解决方案存在，减少了一个因素的$\sim 10$，相比，当地的能量平衡的假设下计算的值。
1997-01-08 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
The structure of cool accretion disc in semidetached binaries
我们提出的结果，定性的考虑可能发生的变化，从热吸积盘过渡到冷的。我们认为，可能存在的一个更类型的螺旋密度波的内部部分的磁盘的气体动力学扰动可以忽略不计。这种波的形成机制以及它的参数被认为是。我们还介绍了冷吸积盘的三维气体动力学模拟结果。这些结果证实了一个新的，“旋进”类型的盘的内部区域的螺旋波的可能形成的假设。这种波的可能观测表现进行了讨论。
2004-03-02 astro-ph
The transition from a cool disk to an ion supported flow
我们表明，一个凉爽的吸积盘在X射线双星的内部区域可以转化为一个平流，离子支持的吸积流（光学薄ADAF，这里称为ISAF），通过事件只涉及已知的库仑相互作用在两个温度的等离子体，标准辐射过程，和粘性加热的属性。盘的光学薄的内边缘被加热到几个100千电子伏的强通量的热离子从周围的热ISAF。我们发现，他的居民离子在这个“温暖”磁盘是热不稳定的，由于内部粘性加热，并加热到他们的维里温度。因此，最里面的磁盘区域蒸发并供给ISAF。这些过程表明与时间相关的计算的两个温度等离子体在垂直流体静力平衡，包括加热外部离子，内部质子-电子能量交换，和粘性加热。这一过程是对“日冕”蒸发机制的补充，“日冕”蒸发机制在距离中心物体较远的地方起作用。
2002-03-08 astro-ph
Geometry of accretion in Soft X-ray Transients
我们提出了一些软X射线瞬态源的Ginga数据建模的结果进行的目的是约束的源的演变的各个阶段的吸积的几何形状。假设一个通用的几何中心，扩展X射线源与外部，光学厚吸积盘，我们使用一致的模型X射线后处理约束的吸积盘的内径和它的电离状态。我们表明，GS 1124-68（新星苍蝇1991年）和GS 2000+25的演变同意定性与最近的想法连接的高/低状态转变与改变的光学厚盘的内径，但GS 2023+33（V404天鹅座）的情况下提出了一个问题，任何模型。
1997-12-15 astro-ph
Charting the temperature of the Hot Neutron Star in a Soft X-ray Transient
我们探讨了一个中子星的热演化经历强烈的吸积事件，由长时间的静止分开。通过使用一个精确的冷却代码，我们详细的热量在恒星中的流动，由于时间依赖的吸积引起的加热从恒星地壳中的致密核反应，表面光子发射，和中微子冷却。这些模型使我们能够研究中子星的软X射线瞬变。与Brown、Bildsten和Rutledge（1998）的结论一致，我们认为Aql X-1，4U 1608-522和最近发现的SAX J1808.4的静态光度的软成分可以理解为来自冷却的中子星的热辐射，中微子辐射可以忽略不计。然而，我们表明，在这种情况下，Cen X-4，尽管它的复发时间长，强烈的中微子发射从中子星内核是必要的，以了解所观察到的低比率的静态爆发光度。这一结果意味着，Cen X-4中的中子星比其他系统中的中子星重，其中心的配对临界温度必须足够低（远低于10^9 K），以避免中微子发射受到强烈抑制。
2000-12-15 astro-ph
Models of Soft X-Ray Transients and Dwarf Novae
本文提出了软X射线瞬变的模型，并与观测作了比较.讨论了静止瞬态源中内平流主导流的重要性，以及标准外吸积盘的全局稳定性问题。并与矮新星模型中的类似问题作了比较。
1995-09-01 astro-ph
A Generalized Potential with Adjustable Slope: A Hydrostatic Alternative to Cluster Cooling Flows
本文讨论了一种新的引力势Phi（r）~（r_0 ^n +r^n）^（-1/n），用于模拟球系的质量分布。该势具有有限的质量，并产生具有可调节的内斜率2-n的密度分布。嵌入该势中的气体具有流体静力学温度和气体密度分布，这些分布是n的基本函数，大大简化了从X射线数据测量斜率的任务。我表明，这个模型是成功的，在描述的温度上升的轮廓和陡峭的气体密度分布经常看到的冷却流团。应用于阿贝尔478星系团，得到了一个内部斜率2-n = 1.0 +/- 0.2（90%），与纳瓦罗、弗伦克和怀特首次模拟的无碰撞暗物质晕的内部区域一致。该势对团簇动力学也很有用：它是熟悉的Hernquist势和Plummer势的推广，并且因为它是可逆的，它允许简单地分析计算粒子相空间分布函数。
2002-12-16 astro-ph
A Chandra X-ray observation of the globular cluster Terzan 1
我们提出了一个19 ksChandra ACIS-S观测的球状星团泰山1。在1.4弧分的集群中心与这些源预测为不与集群（背景AGN或前景对象）的2内检测到14个源。中子星X射线瞬变，X 1732 -304，以前在这个球状星团的爆发中被观察到，爆发至少持续了12年。在这里，我们找到了4个源，这是与ROSAT的位置一致的瞬态，但没有一个源是完全一致的无线电源的位置检测到的VLA可能与瞬态。最有可能的候选者的静态对应的瞬态有一个相对较软的光谱和未吸收的0.5-10千电子伏的光度为2.6E32尔格/秒，相当典型的其他静态中子星。假设标准的核心冷却，从这个源的静态通量，我们预测长（>400年）的静态插曲，让中子星冷却。或者，需要增强的堆芯冷却过程来冷却堆芯。然而，如果我们没有检测到瞬态的静态对应物，这给出了未吸收的0.5-10 keV光度上限为8 E31 ergs/s。我们还讨论了球状星团内的其他X射线源。从这个星团的估计恒星encouter率，我们发现，我们检测到的源的数量显着高于预期的关系Pooley等（2003）。
2006-03-14 astro-ph
Warming rays in cluster cool cores
我们提出了一个宇宙射线加热星系团核心的模型，该模型通过使用能量平衡条件再现了星系团中观测到的温度分布，在该条件下，发射的X射线能量由强子宇宙射线提供，这些宇宙射线充当暖射线（WR）。IC气体的温度分布与WR压力分布相关，因此与WR与IC气体和磁场的相互作用引起的非热发射（无线电、硬X射线和伽马射线）相关。根据测量的离子气体密度分布，成功地预测了冷芯团簇和非冷芯团簇中离子气体的温度分布。在此约束下，WR模型也能再现团簇中的热压力和非热压力分布，以及团簇的径向熵分布。WR模型提供了其他可观察的特征：压力比的相关性（WR到热IC气体）与内部星系团温度T_{inner}、伽马射线光度与T_{inner}的相关性、通过GLAST-LAT实验可观察到的大量冷核星系团、冷核星系团中射电晕的表面亮度恢复了观察到的亮度，来自冷核星系团的硬X射线发射，系统性地低于观察到的极限，但可以通过下一代HXR实验（如Simbol-X）观察到。分析了电磁场的理论特性和多频分布。WR模型中预测的信号使它与其他提出的用于加热团簇冷核的模型有很大的不同。这种差异使得证明或反驳我们的模型作为一个解释的冷却流问题的基础上的多频观测的星系团。
2008-01-17 astro-ph
Spectral Indices in Cooling Flow Galaxies: Evidence for Star Formation
通过对光学范围内的两个吸收光谱特征（Mg 2和4000 A的破裂）的研究，我们发现了冷流星系内部区域恒星形成的证据。简单的恒星星族模型的应用表明，如果总质量流的一个相对较小的部分（5-17%）正在形成具有正常IMF的新恒星，则可以解释测量的指数。然而，我们认为这只是一个下限，并得出结论，星系内的大部分气体可能正在形成恒星。此外，在内部星系区域的线强度梯度的分析表明，在平均值，他们是低于正常的椭圆，并表现出暗示的相关性与质量吸积率。同时，在一些星系的外部区域的光谱指数，有和没有冷却流，达到极低的值，这表明他们可能主办恒星形成的起源与冷却流无关。
1995-05-30 astro-ph
The photophoretic sweeping of dust in transient protoplanetary disks
原行星盘在其内部无尘区域开始其生命，该区域的温度高于固体的升华温度。当恒星照亮最里面的粒子时，这些粒子在升华边缘浸没在气体中，这些粒子受到一种电泳力的作用。我们研究了尘埃粒子在原行星盘内边缘由于惯性阻力的运动。我们发现，在一个层流盘，吸积到中心体后，电泳阻力增加内孔的大小已成为制服。孔内的这个区域变成了包含气体和大尘埃颗粒（>> 10 cm）的光学透明区，但没有或强烈耗尽较小的尘埃聚集体。光电泳可以在不到一百万年的时间内将内盘的尘埃清除到10个天文单位。在后期，边缘达到稳定的平衡之间的向内漂移和电泳向外漂移，在一些几十AU的距离。最后，边缘将再次向内移动，因为磁盘分散，在磁盘模型中，在1 - 200万年内将平衡位置从大约40 AU移回到30 AU以下。在一个湍流盘中，扩散可以通过电泳延迟盘的清除。较小的和/或年龄无关的几个AU半径的孔也可能是湍流扩散抵消电泳的结果。这个向外然后向内移动的边缘标志着一个高粉尘浓度的区域。这种密度的增加，以及粒子从靠近恒星到远距离的有效传输，可以解释彗星的特征，例如高测量的结晶硅酸盐与无定形硅酸盐的比率，并且有大量的其他应用。
2006-11-24 astro-ph
X-rays from Quiescent Low-Mass X-ray Binary Transients
我认为，这是非常不可能的X射线从静止的黑洞低质量的X射线二进制瞬态发射的日冕的伴星。我表明，在一个简单的模型中，这些X射线发射的ADAF填充内部的不稳定，矮新星型光盘，X射线光度与轨道周期。我预测什么值的X射线光度从黑洞瞬态系统应观察钱德拉和XMM-牛顿。
2000-06-16 astro-ph
Black-Hole X-Ray Transients: The Effect of Irradiation on Time-Dependent Accretion Disk Structure
本文讨论了辐照对黑洞X射线新星含时吸积盘模型的影响。两种类型的辐射被认为是：直接辐射从内部的热磁盘和间接辐射可能会反映了由日冕或色球盘上方。的阴影效应的磁盘高度和随之而来的外部磁盘的内部和中间部分的直接照射的磁盘的时间依赖性的演变被包括在内。软X射线通量产生的内层直接照射的磁盘被发现只有一个小的影响，因为阴影的外盘。温和的间接照射，使光变曲线，但在其他方面不影响很大，仍然有有趣的非线性效应的结构上的磁盘作为加热和冷却波传播。被照射的磁盘并不总是在热状态和冷状态之间进行简单的转换，而是可以在中间温度下逗留，甚至暂时返回到热状态，这取决于磁盘相邻部分的照射和活动。
1999-08-27 astro-ph
Crustal Heating and Quiescent Emission from Transiently Accreting Neutron Stars
发生在瞬时吸积的中子星地壳深处的核反应有效地将核心维持在> 5e 7 K的温度。当吸积停止时，包层松弛到由来自热核的通量设定的热平衡，就好像中子星刚刚诞生。对于典型的低质量X射线瞬态的时间平均吸积率，标准中微子冷却是不重要的，核心热再辐射沉积的热量。由此产生的光度与从几颗静止的瞬变中子星观测到的光度大小相同。这一机制的证实将有力地限制中子星的快速中微子冷却机制。热辐射以前被认为是静态辐射的主要来源，因为黑体光谱拟合暗示了一个比中子星表面小得多的辐射区域。然而，与射电望远镜的热辐射一样，与实际出射光谱的拟合将意味着一个大得多的发射区域。其他发射机制，如吸积或脉冲星冲击，也可以在静止状态下运行，并在短时间内产生强度和光谱变化。事实上，静态吸积可能会在静态光谱中产生引力红移的金属光电离边缘（可以用AXAF和XMM检测到）。讨论了Aql~X-1的观测结果，指出球状星团中的低光度X射线源和Be星/X射线瞬变是未来研究的极好候选者。
1998-07-28 astro-ph
Excitation of low-frequency QPOs in black-hole accretion
在“截断盘”模型的背景下，我们研究了黑洞吸积体在其硬谱态的吸积流中准周期振荡的可能激发机制。内离子支持吸积流（ISAF）与从其向外延伸的冷盘相互作用，可以激发出准球形振荡，其中最容易激发出的是基模（p模）振荡，其频率在冷盘内缘处接近开普勒频率。最强的激发机制是一个反馈回路，涉及冷却的ISAF的软光子从冷盘和加热的冷盘的ISAF，而同步辐射可以是一个相对较强的阻尼效应。增长时间计算的详细康普顿化计算的相互作用的理想化的ISAF与冷磁盘。典型的增长时间短的几个动力学的时间被发现，而振幅可以高达10%。
2004-07-22 astro-ph
The crust cooling curve of the neutron star in MXB 1659-29
我们利用Chandra观测了MXB 1659-29的准持久中子星X射线瞬变。我们的观测目的是监测源在最后一次长时间爆发事件后的静止行为，并研究该系统中中子星的冷却曲线。我们讨论了所获得的结果以及它们如何限制MXB 1659-29中中子星的性质
2004-03-04 astro-ph
Soft X-ray components in the hard state of accreting black holes
最近对低硬态（LX/LEdd~0.003 - 0.05）的两个黑洞候选者（GX 339 - 4和J1753.5 - 0127）的观测表明，在黑洞最内侧的稳定轨道附近存在一个冷的吸积盘。这与低硬态的模型背道而驰，在低硬态中，冷盘在更大的半径处被截断。本文研究了中等截头盘与热内流之间的相互作用。离子轰击在双温平流吸积流与标准吸积盘的重叠区加热盘表面，在冷盘表面产生热（kT_e~70 keV）层。来自这一层的硬X射线通量加热下面的冷盘的内部，产生软X射线过剩。加上星际吸收，这些效应模拟了从圆盘延伸到最后稳定轨道的热光谱。结果表明，软过剩在低硬状态是截断盘模型的一个自然特征。
2008-07-29 astro-ph
Thermal Relaxation in Young Neutron Stars
中子星壳的内部性质可以通过观测热弛豫的时期来探测。超新星爆炸后，强大的中微子辐射迅速冷却恒星核心，而地壳保持高温。冷却波然后通过地壳传播，由于其有限的导热性。当冷却波到达表面（年龄10-100岁），有效温度急剧下降，从250 eV到30或100 eV，这取决于冷却模型。地壳弛豫时间对亚核密度物质的微观性质（知之甚少）很敏感，如热容、热导率和自由中子的超流性。我们计算冷却模型的新值的电子热导率在地壳内，基于一个现实的处理的形状的原子核。超流体效应可以将弛豫时间缩短4倍。理论冷却曲线与观测结果的比较，提供了一个潜在的强大的方法来研究的性质的中子超流体和极不寻常的原子核在地壳内部。
2000-12-14 astro-ph
Origin of X-ray Emission from Transient Black Hole Candidates in Quiescence
我们报告的结果从一个系统的研究X射线发射的黑洞瞬态在平静。在这种状态下，质量吸积被认为遵循外部光学厚的几何薄盘和内部光学薄的几何厚的辐射低效吸积流（RIAF）的几何形状。内部流动也可能与经常在这种系统中看到的黑洞附近的喷流相耦合。这项研究的目的是要了解静止状态下的X射线发射主要是由吸积流还是喷流提供动力。利用对选定的黑洞瞬变的深XMM-牛顿观测数据，我们发现在GRO J1655 - 40和V404 Cyg的情况下，静态X射线谱具有高精度的幂律形状。这样的光谱明显偏离预期的X射线光谱的RIAF在非常低的吸积率。另一方面，如果发射的电子遵循幂律光谱分布（正如通常假设的那样），它们自然可以用喷流的发射来解释。由于数据质量相对较差，XTE J1550 - 564的情况仍然不明确。我们讨论了结果的含义。
2008-06-16 astro-ph
XMM-Newton observations of two transient millisecond X-ray pulsars in quiescence
本文报道了对两个X射线瞬变毫秒双星（XRTMSPs）的XMM-牛顿观测。我们探测到XTE J 0929 -314的未吸收光度为7 × 10 ^{31} erg/s。（0.5-10 keV），基准距离为10 kpc。静态频谱与简单的幂律频谱一致。来自冷却的中子星大气的通量上限约为总通量的20%。而XTE J1807-294则未检测到。我们可以将源静态的上限定为0.5-10 keV，在8 kpc时未吸收的光度<4 × 10 ^{31} erg/s。这些观测结果加强了XRTMSP的静态光度明显低于经典中子星瞬态的观点。
2005-03-24 astro-ph
The inner radius of T Tauri disks estimated from near-infrared interferometry: the importance of scattered light
对于年轻的赫比格Ae/Be恒星，近红外干涉测量揭示了中心天体的光度与盘内缘位置之间的相关性。这种相关性在较冷的金牛座T星上被打破，这一事实通常被解释为具有较大内半径的圆盘。在大多数情况下，观测到的干涉能见度和计算的磁盘内半径之间的转换是用一个粗糙的磁盘发射模型。在这里，我们研究如何使用模型，忽略散射光可能会导致高估的磁盘大小。为了做到这一点，合成磁盘图像（和violet）计算与辐射转移的全面治疗。比较了热辐射和散射光的相对贡献。我们发现对于冷星，后者是不可忽略的。为了进一步比较，还使用与文献中相同的简单圆盘模型将模型可见度转换为内盘半径。我们发现，可靠的内径只能估计Herbig Ae/Be星与这些模型。然而，他们导致系统高估的磁盘大小，由2至3倍，金牛座T星。我们认为，包括散射光的模型是一个简单的（和足够的）解释目前的干涉测量金牛座T星。
2007-11-30 astro-ph
Photohadronic Neutrinos from Transients in Astrophysical Sources
我们研究了在天体物理源中，特别是在活动星系核（blazar）和伽马射线暴（GRB）中的喷流中，光强子产生的非常高能量（VHE，> 10 ^14 eV）中微子的光谱，这些天体物理源的物理性质受到它们的可变性的限制。我们详细讨论了高能质子的各种竞争冷却过程，以及强子级联中的π介子和μ介子的冷却，这对中微子产生的效率和最大中微子能量都有限制。如果质子加速过程是费米型的，我们可以推导出一个模型无关的上限中微子能量从任何宇宙瞬态的观测性质，这只取决于假设的总能量的瞬态。对于标准的能量约束，我们可以从目前的耀变体和伽玛暴模型中排除10^19 eV以上的主要贡献;而且在大多数模型中，为了产生可测量的中微子通量，都应用了更强的限制。对于伽玛暴，我们表明，冷却的介子和μ介子的强子级联的中微子能量施加最强的限制，导致截止能量的电子和μ介子中微子光谱的源不同的约一个数量级。我们还讨论了最大宇宙线能量与伽玛暴中最大中微子能量和中微子通量的关系，发现只有在极端条件下，才能在同一地点同时产生最高能量的宇宙射线和可观测的中微子通量;这一联合假设的一个检验意义是，伽玛暴关联的μ介子中微子的强通量的存在，直到超高能量，>10^17 eV。二次粒子冷却也导致轻微修订的中微子通量的估计（非瞬态）活动星系核。
1998-11-17 astro-ph hep-ph
X-ray Spectral and timing properties of the black hole x-ray transient Swift J1753.5-0127
我们对2005年由Rossi X射线计时探测器（RXTE）观测到的黑洞候选者（BHC）X射线瞬变Swift J1753.5-0127在其爆发期间进行了详细的分析{2006.光谱分析表明，发射的硬X射线占主导地位，从而揭示了低/硬状态的源在爆发。发现峰值亮度低于平衡盘内边缘的质量流和蒸发的典型值（Meyer-Hofmeister 2004）。因此，防止盘向内延伸以产生强的软X射线，对应于所谓的高/软状态。这些是BHC的一小部分的典型特征，即，在爆发期间，那些软X射线瞬变停留在低/硬状态。在大多数观测时间内，QPO频率随流量和光谱指数的变化大致呈线性关系，而在峰值光度处偏离这种关系可能是吸积盘内缘部分蒸发的第一个观测证据。QPO频率和光谱颜色之间的反相关表明，Titarchuk & Osherovich（2000）提出的全球盘振荡模型不太可能起作用。
2007-01-17 astro-ph
The interaction of radio sources and cooling flows
许多星系团的X射线辐射显示出表面亮度的中心峰值与温度的下降相一致。这些表征冷却流。在这些区域的中心通常也有一个无线电源。来自钱德拉的数据现在使我们能够绘制射电源和集群内介质之间的相互作用。初步工作显示，在射电瓣之外没有任何气体加热的迹象，这些气体通常缺乏较冷的气体，因此看起来像洞。在围绕3C84的英仙座星团中，最冷的X射线发射气体出现在紧邻内射电瓣的地方。
2001-03-23 astro-ph
Black Hole Accretion in Transient X-Ray Binaries
综述了近年来软X射线瞬变中黑洞吸积模式的研究进展，重点讨论了影响静态吸积模型（内部热流，外部薄盘）的不确定性。对含有中子星（NS）的系统和含有BH候选者的系统之间的静态X射线光度差异的各种解释也进行了总结。一个新的方案，它不需要BH候选人拥有一个事件视界，在这里提出。这种情况可能会被排除在未来，从详细的X射线光谱诊断或从缺乏I型X射线爆发的系统包含BH候选人。
2001-11-28 astro-ph
Detection of cool dust around the G2V star HD 107146
我们报告了在HD 107146的亚毫米波长处检测到尘埃排放，HD 107146是一颗G2 V恒星，年龄估计在80到200百万年之间。发射分辨为450 μ m，尺寸为300 AU x 210 AU。对光谱能量分布的拟合给出了51 K的尘埃温度和0.10地球质量的尘埃质量。在光球层上方没有探测到18 μ m的过量辐射，这表明只有很少的温暖尘埃，并暗示在恒星周围存在一个大的内洞，半径至少为31 AU（~ 1“）。这个星盘系统的性质进行了比较与其他系统的类似的意见。我们还讨论了未来观测的前景，这些观测可能能够确定内孔是否是由一个看不见的轨道伴星的动力学效应维持的。
2003-11-26 astro-ph
On the evolution of cooling cores in X-ray galaxy clusters
为了给X射线星系团冷却核的形成和演化定义一个框架，我们研究了在辐射冷却和引力作用下，能量为4 keV和8 keV的星系团内部区域的物理性质随宇宙时间的变化。冷却半径R_cool，定义为在给定红移下冷却时间等于宇宙年龄的半径，从z>2时的~0.01 R200（结构开始演化）演化到z=0时的~0.05 R200。在0.01 R200下测得的值表明，气体密度和表面亮度每Gyr增加约15- 20%，气体温度每Gyr平均下降10%。当计算中考虑所有的星系团发射时，10 Gyrs后，发射加权温度降低约25%，测辐射热X射线光度增加约2倍。相反，当排除0.15 R500以内的芯区时，气体温度值不变，X射线亮度变化仅为10- 20%。冷却时间和气体熵的径向分布很好地代表了幂律函数。气体温度和密度分布的内斜率的行为是演化冷却核的最敏感和明确的示踪剂。经过10 Gyrs的辐射损失后，热（冷）天体的T_gas ~ r ^0.4和n_gas ~ r^（-1.2）与附近的X射线发光冷却核团的观测约束非常一致。因为我们的模拟没有考虑任何活动星系核加热，他们意味着反馈过程不会大大改变气体密度和温度分布所产生的辐射冷却单独。
2008-02-02 astro-ph
The inner nebula and central binary of the symbiotic star HM Sge
我们提出了同期的HST WFPC 2和VLA观测的共生新星HM Sge。我们确定了一些离散的功能，在空间尺度小于约0.1角秒嵌入扩展星云，无线电和光发射以及相关的内部1角秒。这是我们第一次直接测量共生星双星的位置。我们估计双星的投影角间距为40+/-9毫角秒，双星轴的位置角为130+/-10度。后者与以前用间接方法作出的估计是一致的。如果距离为1250+/-280 pc，则二进制分离与先前估计的50 au一致。温度和密度诊断显示，在星云周围有两个不同的区域，在西南方向有一个冷楔。消光图表明真正的星际消光不超过E（B-V）= 0.35。这与700秒差距的最小距离是一致的，但如果在消光图中有一个拱星对最小距离的贡献，这个距离就会减少。灭绝地图也显示了星尘的不均匀分布。我们认为，南部集中的灰尘和西南楔形与冷分量风。或者，南部的尘埃集中是造成冷楔的原因，因为它屏蔽了星云的一部分，使其免受热辐射场的影响。
2001-01-16 astro-ph
Cooling Flows Induced by Compton Cooling due to Luminous Quasars in Clusters of Galaxies
通过对含亮类星体星系团中热气体时间演化的流体动力学数值计算，研究了康普顿冷却对冷却流的影响。我们假设热的团内气体具有不同的温度。我们已经表明，康普顿冷却由于非常明亮的类星体是有效的诱导冷却流，在辐射冷却流实现。由于冷却流的质量通量随时间增加，随着康普顿冷却区域的扩大。然而，康普顿冷却流的质量通量并不大，在我们的模型中小于1 M_sun/yr，因为康普顿冷却区仅限于类星体周围的银河系内区域。即使类星体的活跃阶段已经停止，冷却流仍将持续至少10^9年。如果康普顿冷却气体被团内高压气体压缩，吸积质量足以解释高红移类星体的X射线吸收线。
1997-11-11 astro-ph
Gravitational Instabilities in Disks with Radiative Cooling
先前对自引力原恒星盘的模拟表明，一旦发展起来，引力不稳定性就会通过在其演化过程中不断冷却盘而增强（Pickett et al. 2002）。这些早期的计算包括一种非常简单的体积冷却形式，在整个圆盘中具有恒定的冷却时间，这与冲击加热的稳定作用相反。目前的工作包括更现实的治疗能量传输。最初的盘模型从2.3到40 AU，质量为0.07 Msun，并围绕0.5 Msun的恒星运行。这些模型演化了超过2500年的时间，在此期间形成了广泛的螺旋臂。盘的结构发生了深刻的变化，在一种情况下形成了短暂的团块，但没有永久的束缚伴随物体发展。
2003-09-25 astro-ph
The impact of mergers on relaxed X-ray clusters - I. Dynamical evolution and emergent transient structures
我们报告的分析一套SPH模拟（包括冷却和恒星形成）的合并涉及理想化的X射线集群，其初始条件类似于松散的集群与冷却紧凑的核心钱德拉和XMM观察。模拟采样最有趣的，理论上似乎合理的，范围内的碰撞参量和祖质量比。我们发现，所有的合并演变通过一个共同的进展。我们说明了这一进展的投影气体密度，X射线表面亮度，SZ，温度和气体熵地图。在合并过程中可能会出现几种不同类型的短暂的“冷锋”样特征。我们发现，所有这些类都存在于钱德拉和XMM观测合并系统，并提出了一个命名方案，这些功能：“彗星般的”尾巴，桥梁，羽毛，流和边缘。在所考虑的任何情况下，初级和次级的初始冷致密核心都不会在合并过程中被破坏。我们量化的演变形态，我们的合并使用质心方差，功率比和偏移之间的X射线和投影质量地图。我们发现，质心方差最好地捕捉集群的动态状态。将系统放置在z=0.1，我们发现，所有容易识别的可观察到的痕迹的二次消失，从模拟的50 KS钱德拉图像以下的第二个pericentric通道。然而，系统需要大约2个额外的陀螺仪来放松和维里化。在最终系统中，20%水平的温度波动可以持续到维里化点之后，这表明温度波动的存在本身并不一定表明系统受到干扰或不松弛。
2006-08-25 astro-ph
A Moderate Cluster Cooling Flow Model
我们建议，在星系团的冷却流（CFs）的外部经常被无线电喷流中断，其有效年龄比星系团的年龄要短得多。气体密度较高的内部区域更难以破坏，并且甚至在破坏事件之后也可以继续窝藏CF。该方案的主要假设是，在大约2-4 × 10^9年的时间尺度上，CF星系团中的cD星系经历了活动星系核活动的强烈爆发，产生了强烈的射电喷流。喷流激发出以数千公里/秒的速度移动的冲击波，并加热CF区域，从而将其终止在外部区域。由于CF的总吸积质量是一个数量级低于根据“标准”CF模型（假设一个未受干扰的CF的时间等于集群的年龄）吸积的质量。因此，这种情况下，带来了协议的意见，大部分的集群港口CF，强烈的光学和无线电活动只存在于非常内部的CF区域，并缺乏一个令人满意的水库预期（在标准CF模型）大质量已冷却整个生命的集群。
2000-09-12 astro-ph
