Formation of Resonant Atomic Lines during Thermonuclear Flashes on Neutron Stars
受EXO 0748-676（Cottam，Sperrels & Mendez）I型X射线爆发期间红移Fe H $α$线测量的启发，我们研究了爆发中子星（$k_BT_{\rm eff} \approx 1-2 {\rm keV}$）光球层上方Fe原子线的形成。讨论了斯塔克展宽、共振散射和能级布居对类氢Fe H $α$、Ly $α$和P $α$线形成的影响。从观测到的Fe H $α$线的等效宽度，我们发现了一个隐含的Fe柱$1-3 \times 10^{20} {\rm cm}^{-2}$，它比Bildsten，Chang和Birrels的吸积/溅射模型计算的Fe柱大3-10倍。我们还估计，隐含的铁柱是约2-3倍，大于一个统一的太阳金属丰度大气。我们讨论了旋转增宽的影响，并发现\EXO的旋转速率必须是缓慢的，证实了最近的测量45赫兹的爆发振荡的Villarreal和Strohmayer。当H $α$ EW为10 eV（红移8 eV）时，Fe Ly $α$ EW $\approx$为15-20 eV（红移11-15 eV），P $α$ EW $\approx$为4-7 eV（红移3-5 eV）. Ly $α$线旋转加宽至深度为$\approx 10%$，使得难以用{ \it Chandra}观察。我们还表明，辐射悬浮可能支持的Fe柱需要解释的线。
2005-05-03 astro-ph
The Thermal X-ray Spectra of Cen X-4, Aql X-1, and 4U 1608-522 in Quiescence
我们使用真实的氢大气模型重新分析了I型爆发中子星瞬变Aql X-1、Cen X-4和4 U 1608-522的可用X射线光谱数据。以前的光谱拟合假设一个黑体光谱，因为自由自由为主的光球不透明度随频率的增加而降低，黑体光谱拟合高估了有效温度和低估，多达两个数量级，发射面积。氢大气光谱模型，当适合现有的观测数据，意味着系统更大的发射区半径，符合典型的10公里半径的中子星。这表明，相当一部分的静态光度是来自中子星表面的热辐射。然而，朝向这些系统的等效氢柱密度的大小呈现出相当大的系统不确定性，这只能通过高信噪比X射线光谱测量（例如，与AXAF或XMM），这将允许同时测定等效氢柱密度、发射面积和热温度。
1998-10-19 astro-ph
The Rapid Burster in Liller 1: the Chandra X-ray Position and a Search for an IR Counterpart
尽管紧凑型爆发X射线源MXB 1730 -335，即高度红化的球状星团Liller 1中的“快速爆发”（RB）具有独特的X射线行为，但迄今为止还没有已知的光学/红外对应物，没有精确的天体测量解决方案将X射线，无线电和光学位置联系起来，因此限制了可能的候选者的数量，甚至也没有公布的现场红外图像。我们解决了以前的无线电/X射线位置的差异，提出了精确的钱德拉X射线成像的结果，明确表明，无线电源的位置与MXB 1730 -335对齐。同时，在两个核半径范围内还探测到另外三个低光度（Lx~ 10 e ~（34）erg/s）X射线源，它们可能是静止的低质量X射线双星。我们提出了地面和哈勃空间望远镜红外成像的领域（在静止和爆裂的X射线状态的RB），连同必要的天体测量解决方案，以覆盖无线电/X射线源的位置。即使在HST分辨率下，RB字段也非常复杂，并且存在多个候选项。没有发现异常颜色的物体，也没有发现静止与活动或突发与非突发状态的实质性变化。此外，还需要更灵敏的HST/NICMOS和/或地面自适应光学观测来确定正确的对应物。在RB的情况下，不确定的，但似乎合理的计算上的双伴星上的突发的影响表明，检测一个可变的候选人应该是可行的。
2001-11-24 astro-ph
The Mass and Radius of the Neutron Star in EXO 1745-248
球状星团中爆发的X射线双星是测量中子星质量和半径的理想光源，因此，也是确定冷的超致密物质状态方程的理想光源。我们使用时间分辨光谱数据EXO 1745-248热核爆发期间，光球半径膨胀的强有力的证据来测量爱丁顿通量和表观表面积的中子星。我们将其与最近测量到该源所在的球状星团Terzan 5的距离相结合，以测量中子星的质量和半径。我们发现严格约束的质量和半径的值对，这是围绕M=1.4 M_sun和R=11公里或围绕M=1.7 M_sun和R=9公里。这些值有利于核子状态方程的对称性能量是相对较低的，并有一个弱的密度依赖。
2008-10-09 astro-ph
Low Mass X-ray Binaries As the Source of the Very Soft X-ray Emission in the X-ray Faintest Early-Type Galaxies
最暗的X射线椭圆星系和S 0星系的X射线辐射特征为~5 keV的硬辐射和~0.2 keV的极软辐射。硬成分通常被认为是低质量X射线双星（LMXB）的积分辐射，但软成分的来源尚不清楚。我们目前的证据表明，LMXB也表现出软的组件，这是负责非常软的X射线发射在最微弱的早型星系。这种软成分存在于两个银河系LMXB中，它们位于低银河系氢柱密度的方向，以及M31凸起中的LMXB中，它们构成了该星系凸起中大部分的X射线发射。M31和Sa星系NGC 1291的X射线光谱特征和X射线-蓝光光度比与X射线最暗的早型星系非常相似，表明早型星系中的软硬成分都是由LMXB构成的。此外，低温星际介质可能存在于某些X射线暗星系中。
1997-12-04 astro-ph
An absorbed view of a new class of INTEGRAL sources
欧洲伽马射线天文台INTEGRAL发现了一组被高度吸收的硬X射线源，即，柱密度高于约10^{23}/cm ^2。在这里，我给这类积分源的概述。这些源的X射线，以及光学/红外特性和它们在天空中的位置表明它们属于高质量X射线双星，其中一些可能是长周期X射线双星。这些双星中的捐赠者很可能是巨星或超巨星。我认为IGR J16318-4848的软X射线光谱低于~5 keV，以及其他几个X射线双星（例如，XTE J 0421 +56），可以描述为从一个紧凑的对象，强烈吸收的部分电离致密信封的发射。
2005-04-28 astro-ph
A highly-ionized absorber as a new explanation for the spectral changes during dips from X-ray binaries
到目前为止，在倾斜的低质量X射线双星中观察到的从持续到倾斜间隔的光谱变化是通过调用扩展发射区域的渐进和部分覆盖来解释的。在这里，我们提出了一种新的和更简单的方法来解释这些光谱的变化，它不需要任何部分覆盖，因此任何扩展的电晕，并进一步具有解释自洽的光谱变化的连续和窄吸收线，现在揭示了XMM-牛顿的优势。在4U 1323-62中，我们检测到Fe XXV和Fe XXVI吸收线，并首次通过包括完整的光电离吸收体模型而不是单独的高斯分布来对其进行建模。我们表明，光谱变化的连续和线可以简单地模拟电离吸收体的性质的变化。从持续到浸渍，光电离参数减小，而电离吸收体的等效氢柱密度增大。在最近的工作（见迪亚兹Trigo等人。在这些诉讼），我们表明，我们的新方法可以成功地应用于所有其他倾斜源已被观察到的XMM-牛顿。
2005-11-07 astro-ph
X-Ray Emission from M32: X-Ray Binaries or a micro-AGN?
为了研究这个最近的椭圆星系的X射线发射，我们分析了M32的PSPC档案数据。我们拟合光谱从三个长期曝光与雷蒙德-史密斯，热韧致辐射，和幂律模型。所有型号都非常适合。热拟合的$\approx$为kT 4 keV，雷蒙德-史密斯铁丰度为$0.4^{+0.7}_{-0.3}$ Solar，幂律拟合的$α$ =1.6 $\pm$ 0.1，所有拟合的$N_H$与银河柱一致。源以M32为中心，精确度为9 $''$，在27 $''$ FWHM（$\sim$ 90 pc）处未分辨。M32的X射线变异系数为3- 5，时间尺度为10分钟，有证据表明可能的周期为$\sim$ 1.3天。对这些结果有两种合理的解释：1）低质量X射线双星的辐射; 2）大质量中心黑洞吸积的辐射。这两种可能性都得到了基于先前对M32和其他古老恒星系统研究的论证的支持;{ \it ROSAT} PSPC数据不允许我们在它们之间做出明确的选择。需要用{ \it ROSAT} HRI和{ \it ASCA}进行观测，以确定这两个非常不同的物理模型中哪一个是正确的。
1996-03-19 astro-ph
Black hole X-ray binaries LMC X-1 and X-3: observations confront spectral models
本文根据BeppoSAX卫星的观测结果，对黑洞X射线双星LMC X-1和LMC X-3进行了全面的光谱分析。我们测试多色盘加幂律（MCD+PL）模型和一个新开发的蒙特卡罗模拟为基础的模型Comptonized MCD（CMCD）与球形或板状日冕，通过比较推断的参数与独立的直接测量。虽然所有的模型给出了足够的描述的光谱，我们发现一个显着的差异MCD+PL推断X射线吸收气体柱密度和吸收边缘测量的基础上分散的X射线光谱。MCD+PL与LMC X-1光谱的拟合还需要在BeppoSAX观测期间改变内盘半径，这可能是由于模型中继承的非物理效应。相比之下，具有球冠的CMCD模型给出的盘倾斜角和吸收的预测与直接测量一致，并且仅略微低估了LMC X-3的黑洞质量。该模型解释了BeppoSAX观测范围内LMC X-1的光谱状态演化为吸积率的变化，这导致了内部盘温度和康普顿化不透明度的增加。另一方面，具有板状电晕的CMCD模型在测试中更有问题，因此不推荐。
2005-08-02 astro-ph
Further studies of 1E 1740.7-2942 with ASCA
我们报告了在3.5年的时间跨度内用5次定点观测获得的大湮灭子1 E 1740.7-2942的ASCA结果。每个周期的X射线光谱都很好地符合高气柱吸收的单一幂律。X射线通量从一个周期到另一个周期变化2倍，但其他光谱参数没有显着变化。光子指数是平坦的，Γ= 0.9- 1.3。氢N_H的柱密度为$\sim$ 1.0 x 10^{23} H cm^{-2}，铁N_{Fe}的柱密度为$\sim$ 10^{19} Fe cm^{-2}。这些巨大的柱密度表明1 E 1740.7-2942在银河系中心附近。柱密度比导致铁丰度比太阳比单位中的其他元素大2倍。中性铁的Kα线的等效宽度在90%置信度下小于15 eV。这表明1 E 1740.7-2942的几个秒差距内的铁柱密度小于5 x 10^{17} Fe cm^{-2}。此外，导出的氢柱密度约为视线内巨分子云的1/6。所有这些事实都支持1 E 1740.7-2942不是在分子云中，而是可能在分子云的前面; X射线不是由分子云的吸积提供动力，而是像普通X射线双星一样来自伴星。
1999-03-25 astro-ph
INTEGRAL monitoring of unusually long X-ray bursts
X射线爆发是发生在低质量X射线双星中吸积中子星表面的热核爆炸。由于INTEGRAL经常观察到大多数已知的X射线爆发，因此一个国际合作组织一直在利用其仪器专门监测持续时间超过10分钟的异常爆发事件的发生。到目前为止，INTEGRAL已经观测到了一半的所谓中间长爆发。我们的目标是得到一个全面的图片之间的关系，核点火过程和吸积状态的系统导致这样长的爆发。根据吸积物质的组成，这些爆发可以解释为一大堆混合氢和氦的不稳定燃烧，或者是一层厚的纯氦层的点燃。中等长的爆发特别预计发生在非常低的吸积率，并有可能研究从富氢爆发制度到纯氦制度的过渡。
2008-11-06 astro-ph
Constraining Alternate Models of Black Holes: Type I X-ray Bursts on Accreting Fermion-Fermion and Boson-Fermion Stars
在排除其他可能的选择之前，黑洞的存在仍然值得怀疑。基于这个动机，我们考虑一个致密恒星的模型，其中大部分质量由某种暗粒子组成，一小部分质量以普通核子气体的形式存在。除了通过重力，气体不会与暗物质相互作用，而是作为单独的费米子流体成分聚集在中心。根据暗物质是由费米子还是玻色子组成，这些物体可以分别被称为费米子-费米子星或玻色子-费米子星。为了适当选择暗物质粒子的质量，这些物体是X射线双星中黑洞候选者的可行模型。我们考虑暗质量为10个太阳质量，气体质量范围从10 ^{-6}到接近1个太阳质量的模型，并分析了模型吸积气体时的爆发性质。我们表明，所有的模型将经历热核I型X射线爆发在适当的质量吸积率。由于没有I型爆发的报道，从黑洞候选者，模型被排除在外。因此，加强了在X射线双星中识别黑洞候选者为真正的黑洞的情况。
2004-01-26 astro-ph gr-qc
Probing the gas content of the dwarf galaxy NGC 3109 with background X-ray sources
利用两次ROSAT PSPC观测资料建立了麦哲伦型旋涡星系NGC 3109（DDO 236）场中的X射线点源星表。在91个X射线源中，26个包含在Jobin和Carignan（1990）用VLA得出的NGC 3109的HI范围内。对于其中的10个，我们可以确定精确的硬度比Δ HR 2 <=0.2。我们发现了3个候选活动星系核，2个候选X射线双星和一个可能属于任一类的源。我们还发现了2颗候选前景恒星。在NGC 3109核中心的I波段NTT观测的8 '× 8'视场中，我们确定了7个ROSAT PSPC源的X射线误差圆中的候选光学对应物。我们应用光谱拟合的ROSAT光谱的X射线最明亮的吸收候选AGN背后的NGC 3109，RX J1003.2-2607。假设银河系前景氢柱密度为4.3 × 10^20 cm^-2，我们从X射线光谱拟合中推导出，假设金属丰度约为0.2太阳能，NGC 3109的氢柱密度为11（+7，-5）× 10^20 cm^-2。该值略大于由21厘米观测数据得到的氢柱密度（约8 10^20 cm^-2）。我们估计气体的分子质量分数不大于~ 60%。
2000-05-24 astro-ph
Variability and Spectra of Two Neutron Stars in 47 Tucanae
我们报告的光谱和变化分析的两个静态低质量的x射线双星（以前确定与ROSAT HRI的X5和X7）在球状星团47 Tuc，从钱德拉ACIS-I观测。X5显示了周期为8.666 ± 0.008小时的锐食，以及显示N_H柱增加的下降。它们的热光谱很好地模拟了热中子星的非磁化氢大气，很可能是由瞬态吸积加热的，几乎没有硬幂律成分。
2001-12-06 astro-ph
Fundamental Properties and Distances of LMC Eclipsing Binaries: IV. HV 5936
我们测定了大麦云星云中第四个食双星HV 5936（B0.5 V + B2 III）的基本性质和距离。在我们以前的研究中，我们结合了“经典”EB光曲线和径向速度曲线分析与UV-通过-光学光谱能量分布的HV 5936的建模，以产生系统的详细表征。在本文中，我们还包括一个高分辨率的光学吸收线光谱的二元组份的分析。我们发现HV 5936是一个大陵星系，其中主星和次星的质量已经通过质量转移分别演化到目前的11.6 Mo和4.7 Mo。主星的性质与相同当前质量的“正常”恒星的性质是无法区分的。二次被发现是overlightning其目前的质量，并表现出一个因素的2增强其表面的He丰度。这些结果是兼容的“情况A”的质量交换发生在当前的二次核心氢燃烧阶段。到系统的距离为43.2 +/- 1.8 kpc，这意味着到LMC光学中心的距离约为44.3 kpc。这是几个千秒差距，比我们在其他系统的分析中发现，我们认为，HV 5936在于“以上”的LMC磁盘。这是由该系统非常低的星际H I柱密度和低E（B-V）所支持的-这两者都与预期的银河系前景物质一致-并且可能与HV 5936的位置靠近LMC超巨星壳LMC 4有关。
2003-01-15 astro-ph
GBT Observations of Very Low Mass Binary Millisecond Pulsars: A Search for Eclipses
我们搜寻了两颗毫秒双星PSR J1807-2459和PSR B1908+00的食。这些双星是质量非常低的双星系统，轨道参数与食双星相似。在低至575 MHz的频率下用GBT进行了观测。在这两个系统中都没有发现日食。对J2051-0827的观测发现，日食比以前观测到的要弱得多，在整个日食区域都能探测到脉冲星，频率为575 MHz，电子柱密度比以前测量的小一个数量级。
2004-11-08 astro-ph
First superburst from a classical low-mass X-ray binary transient
利用Rossi X射线定时探测器上的全天监视器（ASM）对一个瞬态吸积中子星系统的首次超暴进行了分析。超级爆发发生在4U 1608-522的吸积爆发开始后55天。在这段时间内，吸积率至少是爱丁顿极限的7%。超暴的峰值通量是爱丁顿极限的22%到45%，其辐射能量输出在4 e41和9 e41尔格之间，距离为3.2 kpc。冷却模型与超爆发光曲线的拟合表明，点火柱深度在1.5e12和4.1e12 g/cm 2之间。外推由ASM观察到的吸积历史，我们得出这个列是在26至72年的时间内吸积。超暴特征与其他超暴低质量X射线双星的特征一致。然而，宿主双星的瞬态性质对超暴理论提出了重大挑战，需要为模型添加额外的成分。超级爆发的燃料碳被认为主要是在吸积爆发期间产生的，并在频繁的I型X射线爆发中被破坏。中子星包层中元素的混合和沉积可能会显著影响碳的生成和破坏之间的平衡。此外，对中子星地壳温度的预测未能达到在推断的柱深度处点燃碳所需的值。
2007-11-27 astro-ph
Detection of highly ionized O and Ne absorption lines in the X-ray spectrum of 4U1820-303 in the globular cluster, NGC 6624
利用Chandra LETG对球状星团NGC 6624中的两个低质量X射线双星4U 1820 -303和Cyg X-2的能谱进行了高电离态O和Ne的吸收谱搜索，探测到4U 1820 -303的O VII、O VIII和Ne IX吸收谱。O VII K α线的等效宽度为1.19 ± 0.47/-0.30 eV（90%误差），显著性为6.5 σ。对于Cyg X-2，没有检测到吸收线，其中对于O VII K α，等效宽度的90%上限为1.06 eV。在4U 1820 -303中观察到的吸收线很可能是由于热的星际介质，因为如果吸收柱靠近双星系统，O将被完全光电离。根据O VII K α和K β线、Ne/O丰度比和H柱密度之间的一致性，速度色散被限制在b = 200 - 420 km/s。平均温度为log（T[K]）= 6.2 - 6.3，O VII密度为n（O VII）=（0.7 - 2.3）× 10^{-6} cm^{-3}。两个源的O VII柱密度的差异可能与软X射线背景（SXB）向银河系隆起区的增强有关。使用多面体模型的热气体占SXB，我们校正的密度梯度和估计的中平面O VII密度在太阳附近。然后利用活动星系核的吸收线估算了热气体的标度高度。这表明，活动星系核的吸收线和高纬度SXB发射线的一个显着的部分可以解释在我们的银河系的热气体。
2003-10-30 astro-ph
XMM-Newton observations of the Small Magellanic Cloud: Be/X-ray binary pulsars active between October 2006 and June 2007
我们分析了2006年10月至2007年6月期间对小麦哲伦云（SMC）进行的8次XMM-牛顿观测，以研究高质量X射线双星系统。我们发现了新的周期为202 s（XMMU J005929.0-723703）、342 s（XMMU J005403.8-722632）、645 s（XMMU J005535.2-722906）和325 s（XMMU J005252.1-721715）的X射线双星，后者证实了钱德拉数据中的独立发现。此外，我们还发现了16个已知的Be/X射线双星和6个ROSAT分类的候选高质量X射线双星。从其中一个候选者RX J0058.2-7231中，我们发现了周期为291 s的X射线脉动，这使其成为XTE J 0051 -727的可能对应物。从已知的脉冲星中，我们将CXTEJ010206.6 -714115的脉冲周期修正为967 s，并在爆发中探测到了18.37 s的脉冲星XTEJ 0055 -727（= XMMJ004911.4 -724939），这使我们能够定位源。X射线谱的脉冲轮廓显示出从平滑到高度结构化的图案和不同的能量依赖性的各种各样的形状。对于所有候选的高质量X射线双星光学对应物可以确定的星等和颜色一致的Be星。其中20颗Be/X射线双星的X射线光度范围为1.5 × 10^35 erg/s -5.5 × 10^36 erg/s。大部分光谱由吸收幂律很好地表示，其平…
2008-06-25 astro-ph
The optical/NIR counterpart of the INTEGRAL obscured source IGR J16318-4848 : a sgB[e] in a HMXB ?
IGR J16318-4848是INTEGRAL发现的第一个X射线源。高能谱显示出如此高的柱密度，以至于在低于2keV的X射线中无法检测到源。我们使用欧洲南方天文台的NTT望远镜获得光学和近红外（NIR）观测。我们确认了已经提出的近红外对应物，并首次扩展到光学检测。我们在这里报告测光测量的R，I，J，波段，在Bb和V波段的上限通量，在H和Ks波段的下限通量。我们还获得了近红外光谱，揭示了大量的发射线，包括禁止铁线和P-Cygni配置文件，并显示出与CI凸轮，另一个强吸收源的强烈相似性。这些数据指向一个高亮度、高温的光源，其固有的光学近红外吸收大于星际吸收，但比X射线吸收低两个数量级。我们认为该源是一个距离在0.9 ~ 6.2 kpc的大质量X射线双星（HMXB），光学/近红外对应物对应于质量施主，它是一颗早期型星，可能是sgB[e]星，被致密的吸收性星周物质所包围。这将是继CI Cam之后第二个以sgB[e]星作为质量供体的HMXB。这样的源可能代表了以前未被低能量太空望远镜探测到的X射线双星的不同演化状态;如果是这样，INTEGRAL将揭示一类新的强吸收X射线双星。
2004-08-23 astro-ph
Identifications of Four INTEGRAL Sources in the Galactic Plane via Chandra Localizations
INTEGRAL卫星对银河平面的硬X射线成像发现了大量20-100 keV的“IGR”源。我们目前的结果，从钱德拉，积分，光学和红外观测的4 IGR源：3个源在诺玛地区的银河系（IGR J16195-4945，IGR J16207-5129和IGR J16167-4957）和一个更接近银河系中心（IGR J17195-4100）。在所有4种情况下，一个相对明亮的钱德拉源在积分误差圆中被看到，这些可能是IGR源的软X射线对应物。它们具有0.3-10 keV的硬光谱，幂律光子指数为0.5至1.1。虽然许多先前研究过的IGR源显示出很高的柱密度，但只有IGR J16195-4945的柱密度可能高达10^23 cm^-2。利用光学和红外巡天星表和我们自己的测光，我们已经获得了所有4个源的识别。的J-波段的幅度是在14.9-10.4的范围内，我们已经使用的光学/红外光谱能量分布（SED）来约束的源的性质。IGR J16195-4945和IGR J16207-5129的温度下限分别为>9400 K和> 18，000 K的黑体成分表明它们很可能是高质量X射线双星（HMXB）。然而，对于IGR J16167-4957和IGR J17195-4100，低消光和SED表明推定的伴星的光谱类型较晚，表明它们不是HMXB。
2006-05-04 astro-ph
On the Dynamics of Suddenly Heated Accretion Disks around Neutron Stars
中子星上的I型X射线爆发和超级爆发会向周围环境释放突然而强烈的辐射场。在这里，我们考虑这些强大的爆炸对吸积盘的结构可能产生的影响。我们的目标是要说明的超级爆发期间的吸积盘周围的4U 1820-30的最里面的区域的明显的演变。三个不同的过程被认为是详细的：辐射或热驱动的流出，流入由于坡印廷-罗伯逊阻力，和结构变化的磁盘由X射线加热。具有大柱密度的辐射驱动风可以从内盘发射，但仅限于L/ L_{Edd} >~ 1，预计仅在爆发开始时获得。此外，预测的质量外流率小于4U 1820-30的吸积率。对坡印廷-罗伯逊或辐射拖曳时间尺度的估计表明，这是一种非常有效的从气体中去除角动量的方法。然而，分析结果可能仅适用于盘的最内边缘。X射线的加热导致了与黑体温度相关的盘尺度高度的变化，正如在4U 1820-30超级暴的演变中所看到的那样。如果刻度高度的这种变化可以改变表面密度，则粘性时间（α约为0.03-0.2）与4U 1820-30结果最接近。然而，我们预计，当一个吸积盘受到突然加热事件的影响时，所有这三个过程都可能正在进行。最后，需要数值模拟爆炸中子星周围的磁盘，以确定磁盘的准确响应。吸积流的磁截断也被考虑并应用于4U 1820-30 X射线反射结果。
2005-02-22 astro-ph
Resonant Cyclotron Radiation Transfer Model Fits to Spectra from Gamma-Ray Burst GRB870303
我们证明，在强场（即回旋散射）的共振回旋辐射转移模型可以占谱线看到在两个时代，表示为S1和S2，GRB 870303的Ginga数据。利用Wang等人（1988，1989 b）的蒙特卡罗程序的一个广义版本，我们模拟了线的形成，方法是将连续谱光子注入一个静态的平面平行的电子板，该电子板被一个强中子星磁场（~ 10 ^12 G）穿过，该磁场可以相对于板的法线以任意角度取向。我们检查两个源的几何形状，我们表示为“1-0”和“1-1”，与数字表示的相对电子柱密度以上和以下的连续体光子源平面。我们比较方位对称的模型，即模型中的磁场是平行于板正常的，与模型具有更一般的磁场方向。如果爆发源有一个简单的偶极场，这两个模型类表示线形成的磁极，或其他地方的恒星表面。我们发现，S1和S2的数据，单独考虑，是一致的两种几何形状，并与所有的磁场方向，除了S1的数据显然有利于线形成远离极帽的1-1几何形状，与最佳拟合模型放置在磁赤道线形成区域。在这两种几何形状，适合合并（S1+S2）的数据稍微有利于赤道线形成的功能模型，并在其中观察者的方向相对于板的变化之间的两个时代。我们解释这种变化是由于中子星旋转，我们把旋转周期的限制。
1999-06-24 astro-ph
A comprehensive set of elemental abundances in damped Ly-alpha systems: revealing the nature of these high-redshift galaxies
通过将我们对类星体Q 0100 +13、Q1331+17、Q2231-00和Q2343+12的四个阻尼Ly-alpha系统（DLAs）的UVES-VLT光谱与现有的HIRES-Keck光谱相结合，我们覆盖了四个类星体从3150到10000 A的总光谱范围。这种大的波长覆盖范围和高质量的光谱使我们能够测量多达21种离子的柱密度，即15种元素- N，O，Mg，Al，Si，P，S，Cl，Ar，Ti，Cr，Mn，Fe，Ni，Zn。如此大量的信息是必要的，以限制光电离和尘埃耗尽效应，两个重要的步骤，以获得DLAs的内在化学丰度模式。利用Al ~+/Al ~（++）、Fe ~（++）/Fe ~（++）、N ~ 0/N ~+和Ar/Si，S比值，计算了尘埃修正。我们的分析表明，朝向Q2343+12的DLA需要重要的电离校正。获得完整的一系列相对强大的内在元素丰度在其他三个DLAs使我们能够限制他们的恒星形成的历史，他们的年龄和他们的恒星形成率的螺旋和矮不规则星系的化学演化模型的网格进行详细的比较。结果表明，在红移区间z_abs = 1.7-2.5内，与这三个DLA相关联的星系要么是螺旋盘的外围区域（半径>= 8 kpc）或矮不规则星系（具有爆发或连续的恒星形成历史），年龄从5千万年左右到> 3.5 Gyr不等，每单位面积的中等恒星形成率为-2.1 1.5 M_{sol}年^{-1}千秒差距^{-…
2003-12-08 astro-ph
The behavior of subluminous X-ray transients near the Galactic center as observed using the X-ray telescope aboard Swift
在本文中，我们报告了七个X射线瞬变的光谱分析，这被发现是活跃的银河系中心在2006年和2007年进行的监测活动期间，使用X射线望远镜搭载雨燕卫星。这次活动探测到五个已知的X射线瞬变的新爆发，并发现了两个新系统。它们的2-10 keV峰值亮度范围为1 E34 - 6 E36 erg/s。本文讨论的两个源是已证实的中子星系统（AX J1745.6-2901和GRS 1741-2853），而其他五个源的性质未知。我们讨论了所观察到的爆发和占空比的各种系统的特性。几个检测到的瞬变似乎经历了增强的X射线活动与平静和全面爆发之间的中间水平。本文讨论了食X射线爆发体AX J1745.6-2901的亚发光现象是由于视线效应的可能性。我们探测到AX J1745.6-2901的两个I型X射线爆发，持续时间为50-60秒，我们讨论了低亮度X射线瞬变的爆发行为。假设我们正在处理吸积中子星和黑洞，我们估计的时间平均吸积率，Mdot，瞬态，这是一个重要的输入参数的二进制演化模型，试图解释的性质，亚发光X射线瞬态。如果系统是中子星X射线双星，我们的估计值在3E-13 Msun/yr < Mdot <1 E-10 Msun/yr之间;如果吸积体是黑洞，我们的估计值在4 E-14 Msun/yr < Mdot <2 E-11 Msun/yr之间。一些系统具有如此低的估计质量吸积率，它们可能对二元演化模型构成挑战。
2009-01-21 astro-ph
A Deep Chandra Survey of the Globular Cluster 47 Tucanae: Catalog of Point Sources
我们在球状星团47的半质量半径（2.79 '）内探测到了300个X射线源。我们进行测光和简单的光谱拟合我们检测到的源，并构建光度函数，X射线颜色星等和颜色颜色图。87个X射线源显示出从数小时到数年的时间尺度上的变化。31个新的X射线源与Albrow等人的星表中的色球活动双星一起确定。检测到的源的径向分布意味着大约70个是某种背景源。除了静止的低质量X射线双星（qLMXB，包含吸积中子星）和毫秒双星（MSP）外，大多数源光谱都能很好地拟合热等离子体模型。我们确定了三个新的候选qLMXB与相对较低的X射线光度。最明亮的激变变星之一（CV，X10）显示了一个磁场主导的吸积流的证据（4.7小时周期的脉动和强烈的软X射线发射），就像AM Her系统一样。大多数明亮的CV需要10^{21} cm^-2量级的本征N_H柱，这表明可能存在DQ Her性质。与明亮（次）巨星相关的一组X射线源也需要内在吸收。通过比较X射线的颜色，亮度，可变性，和质量的光谱拟合的检测到的MSP的那些不明来源，我们估计，总共有25-30 MSP存在于47 Tuc（<60在95%的置信度），无论其无线电波束的分数。我们估计47 Tuc中的中子星总数为300个，减少了理论中子星保留率与观测到的球状星团中中子星数量之间的差异。（摘要被截断。）
2005-03-07 astro-ph
Revealing the nature of the highly obscured galactic source IGR J16318-4848
X射线源IGR J16318-4848是INTEGRAL于2003年1月29日发现的第一个X射线源。高能谱显示出如此高的柱密度，以至于在低于2keV的X射线中无法检测到源。2003年2月23- 25日，我们启动了一个机会目标（ToO）计划，使用欧洲南方天文台（La Silla）新技术望远镜上的EMMI和SOFI仪器进行光学和近红外（NIR）观测。我们发现了光学对应物，并在近红外光谱中证实了已经提出的候选者。我们在这里报告测光测量在R，I和J波段，在Bb和V波段的上限通量，在H和Ks波段的下限通量。我们还得到了0.95至2.52微米之间的近红外光谱，揭示了大量的发射线，包括禁止铁线和P-Cygni轮廓，并显示出与另一个强吸收源CI Cam的高度相似性。与光谱能量分布（SED）一起，这些数据指向一个高亮度，高温源，其固有吸收大于星际吸收，但比X射线吸收低两个数量级。我们提出了以下的图像来匹配数据：源是一个高质量X射线双星（HMXB），距离在0.9和6.2 kpc之间，光学/近红外对应物对应于质量供体，这是一个早期类型的恒星，可能是sgB[e]星，被致密和吸收的星周物质包围。这将是继CI Cam之后第二个以sgB[e]星作为质量供体的HMXB。这样的源可能代表了以前未被低能量太空望远镜探测到的X射线双星的不同演化状态;如果是这样，INTEGRAL将揭示一类新的强吸收X射线双星。
2004-05-28 astro-ph
XMM-Newton and optical follow-up observations of SDSS J093249.57+472523.0 and SDSS J102347.67+003841.2
我们报告后续XMM牛顿和地基光学观测的不寻常的X射线双星SDSS J102347.67+003841.2（=第一J102347.6+003841），和一个新的候选人中间极地发现的斯隆数字巡天：SDSS J093249.57+472523.0。SDSS J1023是在其低状态下观测到的，具有类似的星等/颜色（V=17.4和B=17.9），并且与大多数以前的观测一样，轨道调制平滑。我们进一步将星历表（测光极小值）精化为：HJD（TT）_min= 2453081.8546（3）+ E* 0.198094（1）d。在未吸收通量（0.01-10.0 keV）为5x 10 e-13 erg/cm^2/s的X射线中，它很容易被检测到。拟合各种模型，我们发现：（一）要么热（kT>~15 keV）光学薄等离子体发射模型（韧致辐射或MEKAL）或简单的幂律可以提供足够的数据拟合;（ii）这些模型更倾向于低柱密度~ 10 e19 cm^-2;（iii）中子星大气层加幂律模型（如发现静态低质量X射线双星）也可以产生良好的拟合（对于合理的距离），尽管只适用于高得多的约4x 10 e20 cm^-2的柱和非常冷的kT<~ 50 eV的大气。这些结果支持的情况下，SDSS J1023是一个瞬态LMXB，并确实将其放置在子类的静态X射线发射的硬幂律分量占主导地位的系统。对SDSS J 0932的测光结果表明，它是…
2005-09-28 astro-ph
RXTE observations of strongly absorbed sources IGR J16318-4848 and IGR J16358-4726
本文给出了对强吸收X射线源IGR J16318-4848和IGR J16358-4726的RXTE观测结果的分析结果。仔细减去银河系脊发射对RXTE/PCA观测光谱的贡献，使我们能够获得3-25 keV能带内的源光谱。光源的光谱可以很好地用具有光吸收的幂律来描述。结果表明，2003年3月14日对IGR J16318-4848进行的RXTE观测的吸收柱值比2003年2月10日XMM观测的吸收柱值偏高。这可能意味着源具有可变的吸收，可能与双星系统的轨道相位有关。INTEGRAL天文台在（1，b）~（336，0）天区发现的三个X射线源（IGR J16318-4848，IGR J16320-4751和IGR J16358-4726）都有很大的内禀光吸收，可能是高质量X射线双星。这一假设得到了间接的支持，因为它们的位置靠近诺玛旋臂切线，即在年轻大质量恒星集中的区域。如果它们位于这个旋臂内，则可以对源的距离进行一些粗略的估计-- D~6-8千秒差距。
2003-04-20 astro-ph
X-ray Studies of Two Neutron Stars in 47 Tucanae: Toward Constraints on the Equation of State
我们报告的光谱和变化分析的两个静态低质量X射线双星（X5和X7，以前发现的ROSAT HRI）在钱德拉ACIS-I观测的球状星团47 Tuc。X5显示了周期为8.666 ± 0.01小时的锐食，以及显示N_H柱增加的下降。X5和X7的热谱很好地模拟了热中子星的非磁化氢气氛。不需要硬幂律成分。一个可能的边缘或吸收功能被确定为0.64千电子伏附近，也许是一个OV边缘从热风。光谱拟合意味着X7的质量明显大于标准的1.4 \Msun中子星质量，在9-14 km的半径范围内M>1.8 \Msun，而X5的光谱与相同半径范围内质量为1.4 \Msun的中子星一致。或者，如果大部分的X射线亮度是由于中子星表面的持续吸积，那么这个特征可能是中子星大气层固有的0.87 keV静止框架吸收复合物（O VIII和其他金属线），而X7的质量可能是1.4 \Msun。
2003-01-14 astro-ph
Investigating ChaMPlane X-ray sources in the Galactic Bulge with Magellan LDSS2 spectra
我们已经进行了光学和X射线光谱分析的样本136个候选光学对应的X射线源中发现的五个银河系隆起领域包括在我们的钱德拉多波长平面调查。我们使用光谱拟合和分位数X射线分析的组合，以获得对每个对象的氢柱密度，和一个三维的星系尘埃模型，以估计在每种情况下的最可能的距离。我们提出了一个人口的恒星日冕发射源的发现，可能包括前主序星，年轻的主序星和主序星，以及RS CVn或BY Dra类型的活跃双星的组成部分。我们确定了一个候选人的静态低质量X射线与一个亚巨星伴星，我们注意到，这个对象也可能是一个RS CVn系统。我们报告在银河系中心方向（距离~2kpc）发现了三个新的X射线探测到的激变变星（CV）。这一数值超过了基于局部CV空间密度<~ 10^-5 pc^-3、标度高度~ 200 pc的简单CV模型的预测值。我们讨论了几个可能的原因，这种观察到的过剩。
2008-05-21 astro-ph
