An XMM-Newton study of the 401 Hz accreting pulsar SAX J1808.4-3658 in quiescence
SAXJ1808.4 -3658是第一个低质量X射线双星，其相干脉动的旋转周期与毫秒射电双星相当。在这里，我们提出了一个XMM牛顿观测的SAX J1808.4-3658在平静，第一次评估其静态光度和光谱具有良好的信噪比。XMM-Newton没有发现SAXJ1808.4 -3658附近的其他源，这可能表明BeppoSAX和ASCA以前的观测也发现了该源，即使位置和通量不确定性很大。我们得到了0.5-10 keV的未吸收光度L_X= 5 × 10 ^{31} erg/s，与其它中子星软X射线瞬变源相比，这是一个相对较低的值。与其他软X射线瞬态不同的是，SAX J1808.4-3658的静态光谱由硬（伽马~1.5）幂律支配，只有软黑体成分的微小贡献（<10%）。如果幂律起源于开启的射电脉冲星的风和从伴星流出的物质之间的激波，那么导出自旋下降到X射线光度的转换效率为eta~10^{-3};这与食射电脉冲星PSR J1740-5340的估计值一致。在地壳深部加热模型中，类黑体成分的模糊性表明SAX J1808.4-3658可能拥有一颗大质量中子星（M>1.7太阳质量）。
2002-06-21 astro-ph
Constraints on the Neutron Star Magnetic Field of the two X-ray Transients SAX J1808.4-3658 and Aql X-1
最近在SAXJ1808.4 -3658中发现的频率约为400 Hz的相干X射线脉动，以及对静止期源亮度的测量，使我们能够通过对静止期磁层半径位置的简单考虑，对中子星磁场设定一个上限，即B < 5 10^8高斯。结合X射线脉动存在的下限，这将SAX J1808.4-3658中子星的磁场限制在相当窄的范围（1-5）10^8高斯。类似的考虑应用到Aql X-1的情况，中子星的磁场低于~10^9高斯。
2002-10-04 astro-ph
Variability in the Thermal Emission from Accreting Neutron Star Transients
中子星外层100米的组成决定了从核心向外流动的热通量。对于一个吸积中子星在X射线瞬变，热静态流量敏感地依赖于吸积爆发后的表面上剩余的氢和氦的量，并在以前的H/He燃烧的基础灰烬的组成。因为H/He具有较高的导热性，较大质量的H/He意味着通过低密度包层的较浅的热梯度，因此对于给定的核心温度，有效温度较高。残余H和He的质量因爆发而异，因此即使核心温度在< 10 000年的时间尺度上保持恒定，热静态通量也是可变的。重元素在几个小时内从H/He包层中沉淀下来;因此，我们将静态包层建模为两个不同的层，H/He在较重的元素上，并将H/He的质量视为自由参数。我们发现，出现的热静态通量可以变化的2至3倍之间的不同的静态时期。这种变化在较低的内部温度下更加明显，使得具有低静态光度和频繁爆发的系统，如SAX J1808.4-3658，是观察这种效应的理想候选者。我们计算，对于不同的灰分成分，Cen X-4，Aql X-1，和SAX J1808.4-3658的内部温度。在Aql X-1的例子中，推测的内部高温表明中微子冷却有助于中子星的热平衡。
2002-04-05 astro-ph
X-Ray Flux Decrease of the Accretion-Powered Millisecond Pulsar SAX J1808.4-3658 in Quiescence Detected by ASCA
1999年9月，在静止期用ASCA观测到吸积动力毫秒X射线脉冲星SAX J1808.4-3658。我们在SIS数据中检测到一个昏暗的X射线源，其位置与SAX J1808.4-3658一致。对于单个SIS，源计数率为（1.1+-0.4 x10 E-3 cts/s（0.5-5 keV），如果假设具有对应于1.3 × 10 E21 cm E-2的氢柱密度的低能吸收的光子指数2的幂律能谱，则其对应于（3+-1 x10 E-14 ergs/s/cm E-2。数据的统计质量不足以约束能谱或检测401 Hz相干脉动。我们比较的数据与BeppoSAX观测也在静止状态下，发现ASCA测量的X射线通量是至少比BeppoSAX测量的小4倍。我们讨论了可能的X射线发射机制，可以解释流量的变化，包括射电脉冲星和射电脉冲星冲击发射。
2000-09-19 astro-ph
Thermal states of coldest and hottest neutron stars in soft X-ray transients
本文计算了吸积中中子星（吸积物质中的深部地壳加热使其变暖）在软X射线瞬变（SXTs）中的热结构和静态热光度。我们考虑具有核子和超子核以及吸积包层的中子星。假设包层有一个氦外层（深度可变）和更深的重元素层，在顶部有铁或更重的原子核（原子量A > 100）（Haensel & Zdunik 1990，2003，astro-ph/0305220）。得到并拟合了恒星内部温度与表面温度之间的关系。计算了最热（低质量）和最冷（高质量）中子星的静态光度，以及由于氦层厚度的变化而引起的可能变化范围。结果进行了比较SXTs的观测，特别是，包含最冷的（SAX J1808.4-3658）和最热的（Aql X-1）中子星。2001年3月24日对静止状态的SAXJ1808.4 -3658的观测（Campana et al. 2002，astro-ph/0206376）只有在这个SXT包含一个具有核子/超子核的大质量中子星的情况下才能得到解释;一个电子分数不太低的超子核是可取的。未来的观测可能会区分超子/核子致密物质的各种模型。SAXJ1808.4 -3658的热发射对最外层等离子体电离模型也很敏感，可以用来检验这类模型。
2003-10-09 astro-ph
Constraints on Thermal X-ray Radiation from SAX J1808.4-3658 and Implications for Neutron Star Neutrino Emission
中子星静止期软X射线瞬变产生的热X射线辐射对中子星的冷却速率以及对中子星核内物质的组成和性质具有最强的约束作用。我们分析了新的（2006年）和档案（2001年）XMM牛顿观测的吸积毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658在静止，提供了最严格的限制。在2006年的观测中，SAXJ1808.4 -3658的X射线光谱符合光子指数为1.83 \pm 0.17的幂律，而不需要存在来自中子星大气的类黑体成分。我们2006年的观测结果表明，0.5-10 keV X射线光度略低于2001年的观测结果，为68^{+15}_{-13}%。同时拟合所有可用的XMM数据允许对静止中子星（0.01-10 keV）的光度限制为L_{NS} <1.1*10^{31} erg/s。这个极限排除了目前一些由π凝聚介导的中微子发射模型，并提供了更多的证据，例如在大质量中子星的核心中，通过直接的Urca过程（涉及核子和/或超子）的中微子发射。
2007-01-24 astro-ph
New results on neutron star low mass transients in the quiescence
综述了中子星低质量瞬变的主要观测特性。我们首先回顾BeppoSAX号卫星的发现。然后，我们专注于钱德拉和XMM-牛顿的最新发现，特别强调对检测的静止对应的SAX J1808.4-3658和研究的变化在静止状态。
2003-09-30 astro-ph
The nature of the X-ray transient SAX J1711.6-3808
SAX J1711.6-3808是一个发生在银河系核球中的X射线瞬变现象，在2001年1月至5月期间活跃，其1-200 keV的最大光度被测量为5 × 10 -9 erg/s/cm 2，如果放置在与银河系中心相等的距离上，则小于爱丁顿极限的25%。我们研究的X射线数据，采取了这种中等明亮的瞬态与仪器BeppoSAX和RXTE。该光谱显示了两个有趣的功能上的康普顿化连续通常观察到的低状态X射线双星：一个广泛的发射功能峰值在7千电子伏，并从4至9千电子伏，和一个软过剩的色温低于1千电子伏，揭示了自己只有在一个星期的数据。对412千秒数据的高时间分辨率分析未能显示爆发、相干或高频准周期振荡。考虑到通量测量的动态范围，如果存在中子星，这将是不寻常的。SAXJ1711.6 -3808可能包含一个黑洞。在5”半径XMM误差圆内的存档数据中无法识别静态光学对应物，但由于严重消光（Av=16），限制不是很严格。
2002-05-21 astro-ph
Discovery of an eccentric 30 days period in the supergiant X-ray binary SAX J1818.6-1703 with INTEGRAL
SAX J 1818.6 -1703是一个闪烁的瞬态X射线源，是BeppoSAX于1998年在观测银河系中心时偶然发现的。该源被确认为一颗高质量X射线双星，伴随着一颗OB超巨星。该源具有短暂而明亮的耀斑和异常低的静态能级，表明强度动态范围高达1 e 3 -4，因此被归类为超巨星快速X射线瞬变。触发经典SGXB和最近发现的SFXT类之间观察到的不同时间行为的机制仍有争议。长轨道（>15 d）的发现应有助于区分排放模型并带来限制。我们分析了SAX J1818.6-1703上的存档INTEGRAL数据。我们建立了短期和长期的光变曲线，并进行了时序分析，以研究不同时间尺度上的SAX J1818.6-1703的时间行为。INTEGRAL揭示了一个异常长的轨道周期为30.0+/-0.2 d，在短暂的SGXB SAX J1818.6-1703中经历了一个约6 d的吸积阶段。这意味着一个椭圆轨道，并限制了可能的超巨星光谱类型在B0.5- 1 I之间，偏心率e~0.3-0.4（对于超巨星的平均基本参数）。在吸积阶段，源表现得像经典的SGXB。观测到的X射线通量的巨大变化可以通过恒星风中形成的大团块的吸积来解释。我们的分析加强了模型预测SFXTs的行为SGXB，但不同的轨道参数，从而不同的时间行为。
2008-11-18 astro-ph
The hard quiescent spectrum of the neutron-star X-ray transient EXO 1745-248 in the globular cluster Terzan 5
我们提出了一个钱德拉观测的球状星团泰山5的时候，中子星X射线瞬态EXO 1745-248位于这个集群是在其静止状态。我们探测到的静态系统（0.5-10 keV）的光度约为2 x 10^{33}尔格/秒。这类似于在静止状态下观察到的其他几个中子星瞬变。然而，EXO 1745- 48的静态X射线谱主要是由硬幂律分量，而不是通常主导其他中子星X射线瞬变的静态发射的软分量。这种软成分不能最终在EXO 1745-248中检测到，我们得出结论，它在0.5-10 keV的能量范围内贡献了至多10%的静态通量。EXO 1745-248是第二个静态光谱以硬成分为主的中子星瞬变（另一个是SAX J1808.4-3658）。我们讨论这种不寻常的行为EXO 1745-248，它与其他静态中子星系统的关系，以及我们的研究结果对理解静态X射线双星的影响可能的解释。我们还讨论了我们的结果的含义的方式低光度X射线源在球状星团的分类。
2004-09-22 astro-ph
The transient X-ray source SAX J2239.3+6116 and its optical counterpart
我们用BeppoSAX号卫星上的宽视场照相机发现了弱瞬变X射线源SAXJ 2239.3 +6116，其位置与4U 2238 +60/3A 2237 +608的位置重合，并接近于快速瞬变AT 2238 +60和身份不明的EGRET源3EG 2227 +6122。数据表明，该源的爆发持续数周，最高通量为4 E-10 erg/s/cm 2（2-10 keV）。在峰值期间，X射线光谱是硬的，光子指数为-1.1+/-0.1。使用同一平台上的窄场仪器进行的后续观测显示，静态发射水平低1 E +3倍。搜索RXTE上的全天监测器数据档案，发现该源在1996年至1999年间总共发生了5次爆发，规律间隔时间为262天。KPNO 2.1米望远镜的光学观测提供了可能的光学对应物。它是一颗从B 0 V到B2 III的恒星，在距离约4.4 kpc处有加宽的发射线。距离意味着2-10 keV的光度范围从1 E +33到1 E +36 erg/s。SAXJ 2239.3 +6116是一颗轨道周期为262天的Be X射线双星。
2000-06-23 astro-ph
Optical Observations of SAX J1808.4-3658 During Quiescence
我们用Gemini-South在g'和i'波段对吸积毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658进行了观测，几乎与XMM-Newton观测同时进行。一个明确的周期性通量调制系统的轨道周期是存在的，与捐助者恒星的加热面的变化方面相一致。我们模型的磁盘和捐助者的明星，这些光学波段的贡献。为了产生所观察到的调制幅度，我们得出结论，捐助者必须被照射的外部通量2个数量级大于所提供的测量的X射线光度。对这种辐射的一种可能的解释是，正如Burderi等人所建议的那样，无线电脉冲星机制在静止状态期间变得活跃，用相对论粒子加热捐赠者的白昼面我们的模型将二进制倾角限制在36和67度之间。我们得到了脉冲星质量大于2.2太阳质量的估计（尽管这个极限对源的距离很敏感），这与X射线观测表明的该系统中加速的NS冷却一致。我们还估计施主质量在0.07-0.11太阳质量的范围内，进一步表明该系统经历了非标准的双星演化才达到目前的状态。
2008-10-02 astro-ph
The Optical Counterpart to SAX J1808.4-3658 in Quiescence: Evidence of an Active Radio Pulsar?
Homer等人（2001年）在V = 21.5等时探测到了双毫秒X射线脉冲星SAX J1808.4-3658在静止期的光学对应物。这颗恒星在系统的轨道周期上显示出6%的半振幅正弦调制。有人提出，调制产生的X射线照射的本征微弱的同伴由残留的吸积盘，和大量的光发射产生的粘性耗散盘。在这种情况下，严重的困难在于估计所需的辐射光度匹配的观测数据，这是一个因素10-50高于静态X射线光度的这个来源。为了克服这个问题，我们提出了一个替代方案，其中的辐射是由于释放的旋转能量的快速旋转的中子星，打开，磁偶极子旋转器（无线电脉冲星），在静止。我们的计算表明，光学星等是完全符合这一假设。在这种情况下，观测到的光学光度可能是第一个证据，表明无线电脉冲星是活跃在这个系统中的静止，一个关键的阶段，了解这类物体的演变。
2003-05-15 astro-ph
Beppo-Sax Observation of the Coma cluster
我们提出的后发座星团的BeppoSAX观测的第一个结果。由于PDS仪器前所未有的灵敏度，该源已被检测到高达~80 keV。有明确的证据表明，超过热超过25千电子伏的排放，很可能是非热起源。因此，我们第一次探测到了长期以来一直在寻找的CMB光子上的逆康普顿发射，这些光子被预测在具有无线电晕的星系团中，比如后发座。结合X射线和射电观测，体积平均的团内磁场的值为0.16微高斯。
1998-08-03 astro-ph
X-ray emission in the direction of the SNR G318.2+0.1
我们报告在射电壳层G318.2+0.1中发现了三个X射线源，其中一个可能是扩展的。其中两个源是在\sax银河平面巡天期间发现的，一个是在档案\ros数据中发现的。较暗的\sax源与超致密星系H { \sc ii}区域重合，我们讨论了它可能是一个闪烁的年轻恒星天体的可能性，而另一个\sax源没有明显的对应物。PSPC源与前景恒星的发射一致。较亮的\sax源的硬光谱与非热起源一致，尽管不能正式排除热性质。如果这个源与G318.2+0.1有关，那么它的硬谱表明它可能是非热电子加速的位置。
2000-12-06 astro-ph
The Low Quiescent X-Ray Luminosity of the Neutron Star Transient XTE J2123-058
我们报告的第一个X射线观测的中子星软X射线瞬态（SXT）XTE J2123-058在宁静，钱德拉和BeppoSAX，以及同期的光学观测。在2002年，XTE J2123-058的Chandra光谱符合幂律模型，或黑体加幂律的组合，但它不能很好地用纯黑体描述。利用星际柱密度，幂律拟合得到光子指数为3.1（+0.7，-0.6），表明0.3 ~ 8 keV的未吸收光度为9（+4，-3）E31（d/8.5 kpc）^2 ergs/s（90%置信误差）。与由热力学和幂律分量组成的模型的拟合表明，一个质量为1.4太阳、半径为10 km的氢大气中子星的温度上限为kT_eff < 66 eV，辐射光度上限为L_infinity < 1.4E32 ergs/s（假设d = 8.5 kpc）。在表现出短（< 1年）爆发的中子星SXT中，包括Aql X-1，4U 1608-522，Cen X-4和SAX J1810.8-2609，最低的温度和光度是XTE J2123-058和SAX J1810.8-2609。根据2000年BeppoSAX对XTE J2123-058的观测，我们得到了1-10 keV未吸收光度的上限为9 E32 ergs/s。虽然这个上限允许X射线光度可能在2000年至2002年之间有所下降，但我们同期的R波段观测结果并不支持这种可能性，这表明光通量显着增加。受布朗及其同事的地壳深部加热…
2004-04-14 astro-ph
Quiescent Magnetar Emission: Resonant Compton Upscattering
磁星静态非热伽马射线发射的一个主要候选者是其磁层强场中的共振逆康普顿散射。本文概述了这种发射的预期，形成从非热电子加速在一个脉冲星般的极冠电位向上散射热X射线从热恒星表面。由此产生的光谱被发现是惊人的平坦，通量和强烈的脉动，可以检测到的GLAST。
2003-11-10 astro-ph
Quiescent Thermal Emission from the Neutron Star in Aql X-1
我们报告的静态光谱测量与钱德拉/ACIS-S的瞬态，I型X射线爆发中子星Aql X-1，紧接着吸积爆发。中子星的半径，假设是纯氢大气和硬幂律谱，是$R_\infty$ =13.4{+5}{-4}（d/5 \kpc）km。根据RXTE/ASM的历史爆发记录，静态光度与Brown，Bildsten和Rutledge的深部地壳加热预测结果一致，支持了瞬态中子星最小静态光度的理论。虽然数据不要求，但硬幂律分量可以占0.5-10 keV热通量的18+/-8%。短时间尺度的强度变化在此观察是小于15%的rms（3西格玛; 0.0001-1赫兹，0.2-8千电子伏）。比较钱德拉光谱和1992年10月至1996年10月间的三次X射线光谱观测，发现所有光谱都与纯H大气一致，但温度范围为145- 168 eV，观测通量的因子为1.87+/-0.21。在长时间尺度上（大于几年）的静态光度变化的来源仍然是一个谜。如果是由于吸积，那么为什么静态吸积速率提供的光度如此接近于深部地壳加热的光度，这就有待解释了。
2001-05-18 astro-ph
SAX J1808.4-3657 in Quiescence: A Keystone for Neutron Star Science
吸积毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658可能是介于吸积X射线双星和毫秒射电双星之间的过渡天体。通过XMM-牛顿X射线观测，我们抑制了来自其表面的热辐射，为中子星核的中微子冷却过程提供了强有力的证据。我们还同时进行了X射线和光学（双子座）观测，揭示了伴星在静止时的强烈加热是否可能是由于X射线照射，或者是由于吸积停止时无线电脉冲星开启。
2007-10-08 astro-ph
Two spectral states of the transient X-ray burster SAX J1747.0-2853
中子星双星SAXJ1747.0 -2853位于银河系中心区域，距离Sgr A* 约0.5度，距离为9 kpc，BeppoSAX和RossiXTE已观测到四次爆发（1998年，1999年，2000年和2001年）。在1998年发现时，该源处于低/硬状态，显示出具有70 keV高能量截止的硬尾。大约两年后，该源在X射线（0.5-10 keV）中重新出现，亮度约为一个数量级，光谱明显更陡。与低态的情况一样，数据可以通过基于两个连续主要成分的输入模型拟合：a）软热过剩，其比硬态中发现的发光度高约4倍; b）与幂律或康普顿化光谱兼容的非热成分。软组分同样可以用纯黑体或多色盘发射来描述，其温度明显高于在低状态下观察到的温度（约1.3 keV，而假设纯黑体约为0.5 keV）。对于该模型，低于~10 keV的非热分量的通量是总X射线通量的重要部分，即在2-10 keV带中大于~50%。
2003-12-10 astro-ph
An Accurate Determination of the Optical Periodic Modulation in the X-Ray Binary SAX J1808.4-3658
我们报告的光学成像的X射线二进制SAX J1808.4-3658与8米双子座南望远镜。双星，包含一个吸积动力毫秒脉冲星，似乎有一个大的周期性调制在其静态光发射。为了阐明这种调制的起源，我们在五天内获得了三个时间分辨的$r'$波段光变曲线（LC）的源。LC可以用正弦曲线来描述，它们之间的长时间跨度使我们能够确定MJD 54599.0处的光学周期P=7251.9 s和相位0.671（TDB;相位0.0对应于脉冲星轨道的升交点），不确定度分别为2.8 s和0.008（90%置信度）。这种周期性与X射线轨道星历高度一致。通过考虑这种一致性和LC的正弦形状，我们排除了由吸积盘引起的调制的可能性。我们的研究支持先前的建议，X射线脉冲星成为旋转供电在静止，其能量输出照射伴星，造成光学调制。虽然也有人认为吸积盘会被脉冲星蒸发，但我们认为吸积盘是存在的，并产生持续的光辐射。盘的存在可以通过对静止源的长期多波长光学监测来验证，因为根据标准盘不稳定性模型，预计来自源的通量和光谱变化会增加。
2008-12-15 astro-ph
Chandra observation of the fast X-ray transient IGR J17544-2619: evidence for a neutron star?
IGR J 17544 -2619属于一个至少有7个快速X射线瞬变的独特的群，它们不容易与附近的耀斑星或前主序星联系在一起，很可能是具有风吸积的X射线双星。迄今为止，仅在一种情况下确定了吸积物的性质（SAX J1819.3-2525/V4641 Sgr）。我们对IGR J17544-2619进行了20 ksChandra ACIS-S观测，结果表明该源从静止进入爆发。钱德拉的位置证实了之前对光学对应物的初步鉴定，一颗3到4 kpc的蓝色O 9 Ib超巨星（Pellizza，Chaty和Negueruela，在准备中）。这是第一次探测到静止期的快速X射线瞬变。静态频谱非常柔和。光子指数为5.9+/-1.2（90%置信误差），比钱德拉ACIS-S观测到的6个静止黑洞候选者要软得多（Kong et al. 2002; Tomsick et al. 2003）。假设相当一部分静止的光子来自吸积体而不是施主星，我们推断吸积体可能是一颗中子星。与Pavlov等人（1992）和Zavlin等人（1996）建立的中子星大气模型的静态光谱相拟合，意味着未被吸收的0.5- 10 keV静态光度为（5.2+/-1.3）x 10^32 erg/s。我们推测这些短暂爆发的性质。
2005-08-10 astro-ph
The Quiescent X-Ray Spectrum of the Neutron Star in Cen X-4 Observed with Chandra/ACIS-S
我们报告的光谱和强度变化分析从钱德拉/ACIS-S观测的瞬态，I型X射线爆发低质量X射线二进制岑X-4。在此观察期间的静态X射线光谱在统计学上与先前用Beppo/SAX观察到的光谱相同，并且与先前用ASCA观察到的光谱接近但不相同。X射线光谱最好描述为纯氢大气热光谱加上在2 keV以上占主导地位的光谱的幂律分量。如果星际吸收固定在光学红化所暗示的值上，那么中子星的最佳拟合半径为r=12.9+/-2.6（d/1.2 kpc）km。允许星际吸收是一个自由参数，得出r=19+45-10（d/1.2 kpc）km（90%置信度）。来自中子星表面的热光谱与太阳的金属丰度不一致。我们发现在观测过程中均方根变异性的3 σ上限<18%（0.2-2.0 keV; 0.0001-1 Hz）。另一方面，0.5-10.0 keV的光度在Asca和Chandra观测之间的4.9年内下降了40+/-8%。这种变化可以归因于幂律分量。此外，我们将这4.9年的热温度变化限制在<10%。热温度和发射区半径的稳定性支持了静态热发射是由于热的中子星核的解释。
2000-12-19 astro-ph
A Thermal Bremsstrahlung Model For the Quiescent X-ray Emission from Sagittarius A*
考虑到观测望远镜的光束（R_beam）相对于Bondi吸积半径（R_A）的有限尺寸，我们考虑了来自热吸积流（Bondi/ADAF）的热韧致辐射。当R_beam >> R_A时，来自黑洞周围热星际介质的软X射线辐射占主导地位，而当R_beam << R_A时，来自吸积流的硬X射线辐射占主导地位。我把这些模型应用到钱德拉对银河系中心的观测中，对于它，R_beam ~ R_A。我认为，韧致辐射占大多数的“静止”（非耀斑）流量钱德拉观察到的Sgr A*，这种排放是空间扩展的尺度R_A ~ 1“，并有一个相对较软的光谱，观察。如果通过邦迪流或ADAF流吸积到中心黑洞上，那么在更深的观测中应该存在硬X射线幂律，其通量约为软X射线通量的1/3;没有检测到这种硬X射线分量将与ADAF/邦迪模型相矛盾。我简要地讨论了这些结果的应用到其他低光度活动星系核。
2002-05-28 astro-ph
On the Lack of Thermal Emission from the Quiescent Black Hole XTE J1118+480: Evidence for the Event Horizon
热辐射的软成分是非常常见的，从静止的，吸积中子星的表面观察。我们用钱德拉搜索了来自动力学黑洞候选者XTE J1118+480（= J1118）的这样一个表面发射分量，它的原始质量约为8个太阳质量。没有发现，正如人们所期望的，如果紧凑的X射线源是一个真正的黑洞，拥有一个事件视界。J1118的X射线能谱符合简单的幂律模型。在我们寻找热分量时，我们将钱德拉数据拟合到幂律模型（斜率和柱密度固定）加上一系列9个氢-大气模型，半径范围从9/8到2.8史瓦西半径。对于更紧凑的模型，我们包括了大气自辐射的重要影响。由于J1118的柱密度极低，我们获得了对假设热源的非常强的限制：kT（无穷大）< 0.011 keV和L（无穷大）< 9.4E30 erg/s（99%置信水平）。在类比中子星，我们研究了两个可能的热辐射源从一个假设的表面J1118：深地壳加热和吸积在平静。我们的结论是，如果J1118具有正常的核物质组成的表面，我们会检测到从这个表面的热辐射。没有热辐射表明J1118是一个真正的黑洞，具有事件视界。
2004-07-15 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
Constraining the neutron star equation of state using quiescent low-mass X-ray binaries
对静止低质量X射线双星的钱德拉或XMM-牛顿观测可以对中子星的状态方程提供重要的约束。中子星的质量和半径可以通过将中子星大气模型拟合到观测到的X射线光谱来确定。对于半径测量，到源的距离受到很好的约束是至关重要的，因为半径的分数不确定性至少与距离的分数不确定性一样大。中子星的大气层仍然存在。在这个阶段，它还不清楚，如果软的热成分在许多静态的X射线双星的光谱是可变的时间尺度太短，以适应冷却中子星的情况。这可以通过对静止状态下中子星X射线瞬态CenX-4的长时间XMM-牛顿观测来检验。通过这样的观测，人们可以使用反射光栅光谱仪光谱来将星际消光限制在光源上。这从EPIC pn和MOS谱的X射线谱拟合中去除了该参数，并允许研究在该源的静态X射线谱中观察到的变化是否是由于软热谱分量的变化或与N_H的变化耦合的幂律谱分量的变化。这将测试软热成分是否确实是由于中子星的热辉光。不管这种研究的结果如何，在地壳由于长时间的爆发而与地核严重热平衡的源（如KS 1731-260）中观察到的静止冷却似乎是通过用中子星大气模型模拟观察到的X射线来确定质量和半径的极好候选者。
2007-11-16 astro-ph
Neutron star cooling in transiently accreting low mass binaries: a new tool for probing nuclear matter
我们探索，使用一个精确的冷却代码，热演化的中子星经历强烈的吸积事件，交替长时间的静止（如软X射线瞬变）。我们发现Aql X-1，4U 1608-522和SAX J 1808.4 -3658的静态光度的软分量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。在Cen X-4的情况下，来自内核的强中微子发射对于解释观测是必要的：这可能表明Cen X-4的中子星比1.4 Msun重。这项研究开启了使用软X射线瞬态的静态发射作为探测与中子星质量相关的核心超流性的工具的可能性。
2001-02-02 astro-ph
Resonant Cyclotron Scattering in Three Dimensions and the Quiescent Non-thermal X-ray Emission of Magnetars
虽然磁星的表面是明亮的热X射线源，但它的光谱包含大量的非热成分。X射线发射是脉冲的，脉冲部分可以高达~ 70%。磁星的几个特性表明存在持续的静态电流流过恒星表面并在磁层内闭合。支持这些电流的电荷为1-100 keV波段的共振回旋散射提供了显著的光学深度。在这里，我们描述了一个蒙特卡罗方法来计算热种子光子的频率和角度的重新分布的磁层多重共振散射。该计算包括完整的角度依赖的回旋散射截面，相对论多普勒效应由于运动的电荷，并允许任意的粒子速度分布和磁场几何形状。我们构建合成光谱和脉冲轮廓的自旋轴，磁轴和视线的任意方向，使用自相似的，扭曲的偶极场的几何形状，并假设种子光子提供的单温黑体发射从恒星表面。脉冲轮廓和1-10 keV的光谱典型的AXP很容易产生的这个模型，与脉冲分数的~ 50%。然而，这个模型不能再现硬，上升的能量谱，在活动期间观察到的SGR，而不会过度产生的热发射峰。这表明SGR的1-100 keV发射与从一些高于~20 keV的AXP检测到的硬X射线发射具有共同的起源。
2007-04-09 astro-ph
Chemical Abundances in the Secondary Star of the Black Hole Binary V4641 Sagittarii (SAX J1819.3-2525)
我们报告详细的光谱研究进行了二次星的黑洞二进制（微类星体）V4641 Sgr，以检查其表面的化学成分，看看它的表面是否显示出任何污染的签名从超新星爆炸喷出物。在蓝视区静止状态下观测到的V4641 Sgr的高分辨率光谱与用同一仪器观测到的两颗明亮的B 9星（14 Cyg和$ν$ Cap）的高分辨率光谱进行了比较。V4641 Sgr的有效温度（10500 $\pm$ 200 K）是由He~{ \sc i}线的强度估算的，而它的自转速度$\it v$ sin $\it i$（95 $\pm$ 10 km s ${}^{-1}$）是由Mg~{ \sc ii}线在4481 ℃的剖面估算的。获得了10种元素的丰度值，并发现V4641 Sgr中N和Na的丰度值分别超过0.8dex和0.8dex。通过对V4641 Sgr和两颗参考星之间的其他8种元素（C、O、Mg、Al、Si、Ti、Cr和Fe）的逐行比较，我们得出结论：V4641 Sgr和两颗正常的晚B型星之间这些元素的丰度没有明显的差异。本文建立了一个大质量近双星系统的演化模型来解释V4641 Sgr的丰度观测。该模型表明，形成超新星的黑洞的前身在主序星上的质量为~ 35 Msun，在成为~ 10 Msun的He星后，经历了“黑暗”爆炸，只喷射出富含N和Na的He星外层，没有放射性$^{56}$ Ni。
2006-07-03 astro-ph
Crustal Emission and the Quiescent Spectrum of the Neutron Star in KS 1731-260
（节录）。Wijnands等人最近首次在静止状态下探测到I型X射线爆发低质量X射线双星KS 1731-260，在2001年2月结束的大约13年的爆发之后。与所有其他已知的瞬变中子星不同，这次最近爆发的持续时间与地壳的热扩散时间一样长。地壳中的反应所沉积的大量热量将把地壳加热到比平衡核心温度高得多的温度。因此，目前从中子星观测到的热光度不是由核心决定的，而是由地壳决定的。此外，静态光度的水平和时间演化主要取决于最近一次爆发期间地壳中沉积的热量。使用的爆发质量吸积率的估计，我们的计算的静态流量后立即结束的爆发同意与观察到的静态流量的几个因素之内。我们提出了模拟的地壳微物理学的不同场景的静态光变曲线的演变，并表明，监测观测（目前飞行仪器）跨越1- 30年可以测量地壳冷却的时间尺度和总热量存储在地壳中。这些量还没有直接测量任何中子星。
2001-08-08 astro-ph
Identification of the optical counterparts of high-mass X-ray binaries through optical photometry and spectroscopy
我们提出了我们的搜索结果的光学同行的高质量X射线瞬态源发现的各种X射线任务。我们通过BVR和H α滤光片获得了X射线场的CCD图像，以识别R-H α与B-V色图中的早型星。我们还获得了候选者的中等分辨率光谱，以确认Hα发射的存在并进行光谱分类。我们报告了两个X射线源的光学对应物的发现：XTE J1858+034和IGR J 01363 +6610，以及我们小组新发现的另外两个源的后续观测：SAX J2103.5+4545和GRO J2058+42。对于另一个源，IGR J 00370 +6122，我们提出了第一个详细的光谱分析。测光和分光结果表明，GRO J2058+42、SAX J2103.5+4545和IGR J 01363 +6610与Be/X射线双星的身份一致，IGR J 00370 +6122与超巨星X射线双星身份一致，而XTE J1858+034的身份不确定。我们还研究了静态下光学和X射线发射之间的关系。
2005-05-16 astro-ph
Wide band observations of the new X-ray burster SAX J1747.0-2853 during the March 1998 outburst
本文报道了我们在1998年3月10日用BeppoSAX宽视场照相机在2 - 28 keV能量范围内探测到的X射线源SAXJ1747.0 - 2853的发现和跟踪观测。这个辐射源位于离银河核大约半度的地方。1998年春共探测到14次I型X射线爆发，从而确定该天体可能是一个低质量X射线双星，其中包含一颗弱磁化中子星。光球半径膨胀的证据存在于至少一个观测到的爆发中，导致估计源距离约为9千秒差距。我们在3月23日使用BeppoSAX窄场仪器进行了一次机会观察的随访目标，总时间为72 ks。在2 - 10 keV的能量范围内，源的持续光度为2.6x10^36 erg/s。宽谱带（1 - 200 keV）的光谱数据与在150 keV以下探测到的一个显著的硬X射线光谱相一致，该光谱在低能量（Nh为10^23 cm ^-2量级）下被高度吸收，并且有明显的证据表明在7 keV附近有一个吸收边。还观察到一个软的热分量，这可以通过在约0.6千电子伏的单温黑体发射来描述。
2000-09-01 astro-ph
Cygnus X-3 with ISO: investigating the wind
我们使用ISO卫星观测了天鹅座X-3在4到16微米之间的静态和耀斑状态。我们发现，静态源显示的热自由的光谱典型的热，快速的恒星风，如从一个大质量的氦星。由于球对称，非加速风的静态质量损失率被发现在每年0.4-2.9 x 10 E-4太阳质量的范围内，与其他红外和无线电观测一致，但远远大于从轨道变化和X射线柱密度推导出的每年10 E-5太阳质量。在射电和X射线活动增强的同时，在4.5和11.5微米处有快速、大幅度的耀斑，在耀斑状态下红外光谱明显变得平坦。我们相信非热过程正在运作，也许伴随着增强的热排放。
2000-10-22 astro-ph
Transient Low-Mass X-Ray Binaries in Quiescence
本文总结了瞬态低质量X射线双星的静态X射线观测。这些观测表明，在静止状态下，含有黑洞的双星比含有中子星的双星要暗。这引发了许多关于静止X射线发射原因的理论想法。对于黑洞双星，选择是吸积到黑洞或日冕发射从快速旋转的恒星同伴。对于中子星来说，还有更多的可能性：吸积、表面的热发射或“开启”的射电脉冲星的非热发射。我们回顾了最近的理论工作，这些机制，并指出目前的观察可以区分它们。我们强调了Rutledge和合作者对静止中子星发射的重新分析，这些分析表明热发射是许多这些系统中的主要贡献者。由于钱德拉和XMM卫星的成功运行，
2000-05-17 astro-ph
MHD Simulations of Disk-Magnetized Star Interactions in Quiescent Regime: Funnel Flows and Angular Momentum Transport
利用磁流体动力学（MHD）模拟研究了具有排列偶极矩的旋转磁化星的吸积盘。静止的初始条件，以避免早期研究中看到的快速初始演变。对不同的恒星磁矩和自转速率进行了一组模拟。模拟结果表明，磁盘结构显着改变indea半径r_{br}磁制动是显着的。在这个区域，圆盘是强不均匀的。物质的径向吸积随着接近强磁场区域而减慢，并且在磁层半径r_m处形成致密的环和漏斗流，在那里磁压等于物质的总的动压加热压。
2002-09-20 astro-ph
An X-ray Variable Millisecond Pulsar in the Globular Cluster 47 Tucanae: Closing the Link to Low Mass X-ray Binaries
本文报道了球状星团47 Tuccenda射电毫秒脉冲双星PSR J 0024 - 7204 W的X射线光谱变化。观测到的辐射由占主导地位的非热成分和热成分组成，前者在轨道的一部分被遮蔽，后者似乎是持久的。我们认为，非热X射线起源于相对论性双星内激波，形成由于相对论性粒子风从脉冲星和主序星伴星的物质之间的相互作用，而热光子是从加热的毫秒脉冲星的磁极帽。在光学波长下，发射在轨道周期上表现出大幅度的变化，这可以归因于脉冲星风对潮汐锁定的二级恒星一侧的加热。观测到PSR J 0024 - 7204 W的X射线和光学性质与低质量X射线双星和X射线毫秒脉冲星SAXJ 1808.4 - 3658在静止期的观测结果非常相似。这支持了这样的猜想，即在静止状态下的SAX J1808.4- 3658系统中看到的非热X射线发射和光学调制是由于来自重新激活的旋转动力脉冲星的风与来自伴星的物质之间的相互作用。这两个系统之间惊人的相似性为毫秒射电望远镜和吸积中子星系统之间长期寻求的联系提供了支持。
2005-06-01 astro-ph
Uniting the Quiescent Emission and Burst Spectra of Magnetar Candidates
本文介绍了利用XMM-Newton、Chandra和Swift卫星数据对候选磁星的静态发射和爆发进行的光谱研究。大多数候选磁星的静态发射和爆发的光谱都是由光电吸收的两个黑体函数（2BB）再现的。对于2BB能很好地再现其光谱的候选磁星，2BB的低温和高温（kT_LT和kT_HT）之间存在很强的相关性。此外，kT_T（R_LT^2）的半径平方与kT_HT（R_HT^2）的半径平方密切相关。比率kT_LT/kT_HT ~ 0.4几乎是恒定的，与物体和/或发射类型无关（即，静态发射和突发）。这意味着候选磁星之间存在共同的发射机制。静态发射和爆发之间的关系可能类似于太阳的微耀斑和太阳耀斑之间的关系。三个AXP（4U 0142+614，1 RXS J170849.0-400910和1 E 2259+586）似乎有超过~7 keV的过量，这与INTEGRAL发现的非热硬组分非常一致。
2009-04-10 astro-ph
A BeppoSAX Observation of KS 1731-260 in its Quiescent State: Constraints on the NS Magnetic Field
本文报道了BeppoSAX对低质量X射线双星和环礁源KS 1731-260在静止期的观测结果。从这一观测结果中，我们得到一个X射线源的亮度为\sim 10^{33}尔格/秒（源距为7千秒差距）。如果中子星以几毫秒的周期旋转，正如从I型X射线爆发期间观察到的近相干振荡所推断的那样，静态X射线光度将中子星的磁场强度限制在\sim 10 ^9 G以下。如果静态辐射是由前一个吸积阶段的地壳深部加热所积累的热能释放而产生的，那么所测得的静态光度要求中子星质量大于1.7 M_（\odot）或爆发重现时间很长（\sim 10^3年）。前一种可能性与循环设想的预期是一致的，即中子星已经吸积了大量的质量，足以使它旋转到毫秒周期。
2002-02-19 astro-ph
The X-ray sources at the center of the supernova remnant RXJ0852.0-4622
我们对X射线源AX J 0851.9 -4617.4进行了BeppoSAX观测，该源被认为是与壳状超新星遗迹RX J 0852.0 -4622相关的中子星。在E>5 keV的图像显示了一个新的源的存在，SAX J0852.0-4615，在以前的观测中没有从AX J0851.9-4617.4中分辨出来。AX J0851.9-4617.4的位置精度得到了提高，证实了它可能是一颗早期型恒星，也与它的软热谱（kT~1.3 keV）一致。SAX J 0852.0 -4615具有更硬的X射线光谱和更高的X射线与光通量比，更可能是与超新星遗迹相关的中子星的候选者。
2000-11-29 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
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
Strongly absorbed quiescent X-ray emission from the X-ray transient XTE J0421+56
我们用XMM-牛顿法观测了XTE J 0421 +56的软X射线瞬态。所观察到的光谱是非常不寻常的被占主导地位的一个广泛的功能，在6.5千电子伏，可以模拟一个强烈吸收的连续。目前观测到的X射线瞬变谱通常采用平流吸积流模型、黑体模型、幂律模型或中子星表面的热辐射模型。XTE J 0421 +56强烈吸收的X射线发射可能是由于这个紧凑的物体被嵌入超巨星B[e]伴星发出的密集的星周风中。
2002-02-01 astro-ph
A Chandra observation of the globular cluster Terzan 1: the neutron-star X-ray transient X 1732-304 in quiescence
我们提出了一个简短的（~3.6 ks）钱德拉/HRC-I观测的球状星团泰山1。已知这个星团包含明亮的中子星低质量X射线双星X 1732-304，它在20世纪80年代和90年代的大部分时间都很活跃。但1999年进行的BeppoSAX号卫星观测只显示了一个非常微弱的源，表明该源已经静止。在我们的钱德拉观测期间，我们探测到一个0.5-10 keV光度约为1 - 2 x 10^{33} erg/s的源（假设距离为5.2 kpc）。然而，它的位置与X 1732-304的位置并不一致。我们没有最终探测到0.5-10 keV光度上限为0.5 - 1 x 10^{33} erg/s的X 1732-304。这个极限与我们银河系中几个中子星X射线瞬变静止时观测到的光度一致，强烈表明X 1732-304在我们的钱德拉观测期间仍然处于静止状态。如果中子星X射线瞬态的静态发射是由于来自中子星的热发射，那么可以预期的静态光度取决于源的时间平均吸积率。然而，X 1732-304的静态光度上限，加上它在当前的静态事件之前非常长的吸积事件，表明源的静态事件必须超过200年。这将是继KS 1731-260之后，第二个被推断出静止期超过数百年的系统。我们讨论这种可能性和替代静态模型来解释我们的结果。
2002-02-21 astro-ph
Pycnonuclear reactions in dense stellar matter
本文讨论了中子星深壳中密度高达1 e13 g/cc的高度奇异原子核的密核燃烧。作为一个应用，我们考虑了软X射线瞬变中中子星（SXT，一个包含中子星和低质量伴星的致密双星）上物质的致密核燃烧。当物质在新吸积物质的重量下沉入恒星外壳时，燃烧释放的能量足以使恒星升温，并在其核心引发中微子发射。恒星静止状态下的表面热辐射与星核超核物质的状态方程（EOS）密切相关，这为探索该状态方程提供了一种方法。四个定性不同的模型EOS进行了测试，对观测的SXTs。这些结果表明：（1）核子/超子物质中的直接Urca过程;（2）π介子凝聚;（3）K介子凝聚;（4）核子物质中中子的Cooper配对与被禁止的直接Urca过程对大质量中子星中微子发射有不同程度的增强。SXT J1808.4-3658和Cen X-4的低水平热静态发射与模型（4）相矛盾。对SXTs的观测与对冷却孤立中子星的热辐射的观测一样，测试了致密物质的物理性质，但SXTs的数据目前更具决定性。
2005-01-29 astro-ph
Thermal state of transiently accreting neutron stars
本文研究了瞬态吸积中子星的热态（平均吸积速率为$\dot{M} \sim 10^{-14}-10^{-9}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$），它由吸积物质下沉到恒星内部的深地壳加热决定。我们正式这个问题的冷却中子星的问题直接对应。利用一个简单的模型，我们分析了影响吸积恒星热状态的最重要因素：低质量恒星核心中的强超流性和高质量恒星核心中的快中微子发射（在稠密物质的核子、π介子凝聚、K介子凝聚或夸克相中）。我们简要地比较了结果与软X射线瞬态静止的观察。如果将SAXJ1808.4 -3658（Campana et al.2002）中中子星的静态热光度上限与地壳深部加热联系起来，则支持直接Urca过程的核子中子星核模型。
2003-07-10 astro-ph
The Quiescent Emission Spectrum of Cen X-4 and other X-ray Transients containing Neutron Stars
我们使用所观察到的光-紫外和X射线发射光谱的岑X-4在静止约束模型在这个系统中的吸积流。我们认为，光学紫外辐射不是由于光学厚的静态吸积盘，也不是由于同步辐射从平流为主的吸积流（ADAF）。如果Cen X-4中的传质速率>~ 2.10^16 g/s，那么来自亮点的发射可以解释观察到的光学-UV分量。虽然中子星周围ADAF的存在导致了恒星表面辐射的软X射线光子的康普顿上散射，但我们发现，仅这个过程不能解释在Cen X-4的静态X射线谱和其他含有中子星的X射线瞬态谱中看到的幂律分量;该结果与软光子源是白炽热发射还是吸积能量发射无关。我们的结论是，在模型中调用存在的ADAF和螺旋桨效应的X射线瞬变包含中子星的静止，从ADAF的固有发射必须有助于观察到的光学紫外线和X射线发射非常小。如果这些ADAF+螺旋桨模型是正确的，观察到的X射线幂律分量必须来自气体撞击中子星表面的区域。可变性研究可大大有助于澄清所涉各种排放机制的作用。
2001-04-17 astro-ph
Massive Quiescent Cores in Orion. -- II. Core Mass Function
我们调查了猎户座分子云中相对静止区域的亚毫米连续辐射，以确定高质量恒星形成区域的核心质量函数与恒星初始质量函数的比较。这些研究对于理解核心到恒星的演化，以及比较高质量和低质量恒星形成区的形成过程非常重要。我们使用加州理工学院亚毫米波天文台望远镜上的SHARC II相机获得了350个\micron数据，其角分辨率约为9角秒，相当于猎户座距离的0.02秒差距。我们的分析结合尘埃连续谱和谱线数据定义了一个51猎户座分子核心的样本，质量范围从0.1 \Ms到46 \Ms，平均质量为9.8 \Ms，这是一个数量级高于典型的低质量恒星形成区域，如金牛座。这些核心中的大多数都不能受到热压力或湍流的支持，并且可能是超临界的，因此它们可能是原恒星的前身。猎户座静止核心的核心质量函数可以用指数等于-0.85 $\pm$ 0.21的幂律拟合。这是显着平坦的萨尔彼得初始质量函数，也比低和中等恒星形成区的核心质量函数平坦。因此，环境过程很可能在致密核心的演化和这些区域的恒星形成中塑造恒星IMF中发挥作用。
2006-10-20 astro-ph
On the bolometric quiescent luminosity and luminosity swing of black hole candidate and neutron star low mass X-ray transients
低质量X射线瞬变（LMXRT）托管黑洞候选者（BHC）显示平均约100倍的摆动在最小（静态）到最大（爆发）X射线亮度比中子星（NS），尽管在质量流入率的摆动可能是在相同的范围内。平流主导的吸积流（ADAF）被提出来解释这种差异。在减去伴星光谱后，静止LMXRT的剩余光学/紫外辐射是由ADAF（最新版本）中的同步辐射产生的，因此是ADAF光度预算的一部分。我们证明，一旦考虑到剩余的光学/紫外发射，BHC的热光度摆动是一致的NS。我们在这里探索一种替代方案，ADAF中，非常小的质量吸积到坍缩的恒星发生在静止间隔。BHC的剩余光学/紫外辐射预计来自伴星转移的物质释放的能量，其半径与圆化半径相当。静止的X射线光度来源于黑洞以非常低的速率吸积和/或来自伴星或外盘的日冕活动。对于较小的质量流入率，在这些系统中的NS可能在无线电脉冲星制度。在射电脉冲星的相对论风与伴星的物质相互作用中，形成了激波，其类似幂律的发射为更硬的X射线发射和大部分剩余的光学/紫外辐射提供了动力。软的类热X射线成分可能来自NS表面的冷却。这种情况很好地匹配了LMXRT的X射线和辐射热光度摆动。（简略）。
2000-05-07 astro-ph
