Multiwavelength evidence for a 15-year periodic activity in the symbiotic nova V1016 Cygni
在共生新星V1016 Cyg的长期UBV光电和照相测光中发现的~15.1年的周期也在（J-K）颜色指数和紫外连续光谱中被检测到，并且来自IUE和HUT光谱的发射线通量。它可以被解释为从Mira型变星伴星到其超宽轨道上的一个热成分的经常性增强质量损失事件的影响（根据最近的HST观测提出），或者是一个三重系统的内部未解析双星的真实轨道周期。发现紫外线通量的最大值相对于连续谱的最大值有410天的延迟，Mira型变星的脉动周期改进为474 ± 6天。
2002-07-01 astro-ph
Multiwavelength study of the transient X-ray binary IGR J01583+6713
我们研究了瞬态X射线双星IGR J 01583 +6713的H $α$谱线轮廓的多波段光度变化和稳定性。在3个月的时间尺度内，我们将{ \it V}波段的光度变化上限设定为0.05 mag。发现H $α$线由非高斯分布组成，并且在2个月的持续时间内相当稳定。我们已经确定伴星的光谱类型为B2 IV e，而到源的距离估计为$\sim$ 4.0 kpc。除了光学观测，我们还对该源的三次短观测的X射线数据进行了分析，两次是用{ \it Swift}-XRT，一次是用{ \it RXTE}-PCA。我们已经检测到吸收柱密度的变化，从爆发后即刻的22.0 $\times$ 10 $^{22}$ cm $^{-2}$下降到4个月后的2.6 $\times$ 10 $^{22}$ cm $^{-2}$。在静止状态下，X射线吸收与E（B-V）= 1.46 mag.的光学红化测量一致。从{ \it Swift}的一次观测中，在此期间X射线强度较高，我们有可能检测到周期为469.2 s的脉冲。对于Be X射线双星，这表明该双星系统的轨道周期在216- 561天之间。
2008-03-07 astro-ph
Swift panchromatic observations of the bright gamma-ray burst GRB050525a
斯威夫特天文台已经探测到了明亮的伽马射线暴GRB 050525 a，从爆发的最早阶段开始提供了独特的多波长覆盖。X射线和光学/紫外余辉衰减光曲线都表现出一个陡峭的斜率约0.15天后爆发，表明喷流中断。这个喷流中断时间与爆发的总伽马射线能量相结合，将喷流的张开角限制为3.2度。我们从BAT数据中得出经验的“时滞”红移z_hat = 0.69 +/- 0.02，与光谱红移0.61吻合得很好。在射流破裂之前，X射线数据可以通过指数α =-1.2的简单幂律来建模。然而，在300 s之后，与幂律拟合相比，X射线通量变亮约30%。光学/紫外数据有一个更复杂的衰减，有证据表明，在第一分钟左右，一个快速下降的反向激波分量占主导地位，在稍后的时间让位于一个平坦的前向激波分量。余辉的多波长X-射线/UV/光谱显示了电子冷却频率在25000 s内通过光学范围迁移的证据。测量的时间衰减和光谱指数在X射线和光学/紫外线制度相比，有利的标准火球模型的伽马射线暴假设膨胀到一个恒定的密度星际介质。
2005-10-26 astro-ph
Efficiency Crisis of Swift Gamma-Ray Bursts with Shallow X-ray Afterglows: Prior Activity or Time-Dependent Microphysics?
雨燕卫星观测到的大多数伽马射线暴（GRB）的X射线余辉在最初的几个小时内都有一个浅衰变相t^{-1/2}。这不是标准余辉模型所预测的，需要解释。我们讨论的浅衰变需要一个不合理的高伽玛射线效率，>75- 90%，在目前的模型，这是很难产生的内部冲击。如果在主爆发前约10^3-10^6 s发生一次弱的相对论性爆炸，或者如果在浅衰变过程中电子能量的微物理参数ε_e ~ t^{1/2}增加，那么这种危机是可以避免的。前一种解释预测了一个非常长的前兆，而两种解释都更喜欢来自反向冲击的暗淡的光学闪光，正如最近报道的那样。我们还计算了多波长余辉，并与观测结果进行了比较。在X射线的浅衰减结束时没有光破缺，这表明我们更倾向于采用附加衰减磁场的时变微物理模型ε_B ~ t^{-0.6}。
2006-07-27 astro-ph
Multiwavelength Observations of the Powerful Gamma-ray Quasar PKS 1510-089: Clues on the Jet Composition
我们提出的结果，从一个强大的伽马射线类星体PKS 1510-089的多波长活动。这次活动开始于朱雀号深空观测，持续三天，总暴露时间为120千秒，并继续进行雨燕监测，持续18天。除了雨燕的观测外，该活动还包括地面光学和无线电数据，并产生了从10^9 Hz到10^{19} Hz的准同步宽带光谱能量分布。朱雀观测提供了一个高S/N的X射线光谱，这是很好地代表了一个非常硬的幂律与光子指数伽玛~ 1.2，增强了明显低于1 keV的软分量，这是很好地描述了一个黑体模型与温度kT ~ 0.2 keV。监测朱雀揭示了时间的变化，这是不同的低，高能量波段，再次表明存在的第二个，变量组件除了主要的幂律emission.We模型的宽带光谱PKS 1510-089假设的高能量光谱成分的结果，从康普顿红外辐射产生的热尘埃位于周围的分子torus。在所采用的内部冲击的情况下，推导出的模型参数意味着，射流的功率是由质子占主导地位，但与电子/正电子的数量超过质子的数量的一个因素~10。我们还发现，负责冲击形成的不均匀性，碰撞前可能会产生大量的康普顿辐射，这可以解释所观察到的软X射线过剩和可能的过剩在~18 keV。然而，我们注意到，体康普顿解释并不是唯一的，观察到的软过剩也可能通过文中简要讨论的其他过程产生。
2007-09-11 astro-ph
Multiwavelength Properties of the X-ray Sources in the Groth-Westphal Strip Field
本文总结了80 ksXMM-牛顿观测Groth-Westphal带所探测到的X射线源的多波长特性。我们发现23个XMM牛顿源WFPC 2字段内。DEEP和CFRS项目提供了10个光谱红移，其中4个显示了广泛的Mg II发射（1型活动星系核）。然而，其中两个没有任何宽线的星系有[NeV]发射，这是活动星系核活动的明确标志，其中一个是窄线的Seyfert 1，另一个是2型活动星系核。我们用斯巴鲁OHS/CISCO光谱仪对其中五个X射线源进行了近红外光谱观测，在这些源的光谱中没有发现活动星系核活动的迹象。我们已经在其中四个中检测到H-α +[NII]发射。一个广泛的H-α成分和/或一个大的[NII]/H-α比率被看到，提示活动星系核的活动。在Ks波段探测到了19个源，其中4个是极红天体（I814-Ks>4）。大多数X射线源的光学对应物都是以膨胀为主的，颜色与演化中的椭圆星系一致，带有星暴/活动星系核污染。假设已知的球核光度、中心速度色散和中心黑洞质量之间的局域关系在z=1时保持不变，活动星系核的热光度与爱丁顿光度之比为0.3%~ 10%。（节略）
2004-02-26 astro-ph
The Swift Gamma-Ray Burst Mission
Swift飞行任务定于2004年初发射，是一个伽马射线暴天文学多波长观测站。它是第一颗用于瞬变天文学的自主快速回转卫星，并为未来的快速反应和多波长任务开辟了道路。它将比以前的任何GRB任务都要强大得多，每年观测100多次爆发，并在爆发后1分钟到几天的时间范围内进行详细的X射线和紫外/光学余辉观测。目标是确定伽玛暴的起源;对伽玛暴进行分类并寻找新的类型;研究伽玛暴的超相对论流出与周围介质的相互作用;以及使用伽玛暴研究z>10的早期宇宙。该任务由NASA领导的国际合作开发。它将携带三种仪器：新一代宽视场伽马射线（15-150千电子伏）探测器;窄视场X射线望远镜;和窄视场紫外/光学望远镜。对大多数爆发都将进行红移测定。除了主要的伽马射线暴科学外，该任务还将进行硬X射线测量，灵敏度为~1 mCrab（15-150 keV波段~ 2x 10 ^{-11} erg cm^{-2} s^{-1}），比HEAO A-4好一个数量级以上。一个灵活的数据和操作系统将允许对所有类型的高能瞬变进行快速跟踪观测，并通过美国航天局的TDRSS系统提供快速的数据下行链路和上行链路。目前，该任务的运行资金为2年，航天器的轨道衰变寿命约为8年。[删节]
2004-05-12 astro-ph
Multiple flaring activity in the supergiant fast X-ray transient IGR J08408-4503 observed with Swift
IGR J 08408 -4503是一颗在2006年被发现的超巨星快速X射线瞬变星，与一颗O8.5 Ib（f）超巨星HD 74194有关联。我们报告的分析两个爆发抓住斯威夫特/BAT在2006年10月4日和2008年7月5日，并跟进在较软的能量与斯威夫特/XRT。2008年的XRT光变曲线显示了一个多峰结构，最初的明亮耀斑达到了~ 1 E-9 erg/cm 2/s（2-10 keV）的通量，随后在75 ks内出现了两个同样明亮的耀斑。耀斑的光谱特性差异很大，大部分的差异，通过时间分辨光谱学，是由于吸收柱的变化。随着时间的推移，我们观察到NH逐渐减少，使用吸收幂律模型拟合得出。我们解释这些NH变化是由于第一次耀斑产生的电离效应，导致测得的柱密度显着减少。耀斑的持续时间以及爆发的时间表明，如果在Sidoli等人2007年的模型框架内解释耀斑活动，即爆发是由中子星在相对于轨道平面倾斜的赤道风内通过触发的，则轨道周期约为35天。
2008-10-07 astro-ph
Nonthermal Synchrotron and Synchrotron Self-Compton Emission from GRBs: Predictions for {\em Swift} and {\em GLAST}
本文给出了用轻子喷流模型计算伽玛暴瞬发和早期余辉的结果。同步组件建模与规范带谱和同步自康普顿组件计算从隐含的同步辐射发射电子光谱在相对论等离子体斑点。在共运动坐标系中，假设磁场是纠缠的，电子和光子的分布是各向同性的。康普顿散射光谱是使用汤姆逊-克莱因-西名的完整康普顿截面，使用琼斯公式计算的。对生产的光吸收，无论是从环境辐射的喷流和河外背景光（EBL），考虑。结果作为一个功能的一组参数：多普勒因子，观察到的变化时间尺度，共动磁场，峰值同步辐射通量，和红移的爆发。模型预测将通过多波长观测进行检验，其中包括{ \em Swift}和{ \em GLAST}卫星，它们将提供前所未有的伽马射线暴覆盖范围。
2008-02-11 astro-ph
A ROSAT Bright Source Catalog Survey with the Swift Satellite
我们认为，ROSAT全天巡天亮源目录（BSC）与美国宇航局的雨燕伽马射线暴（GRB）任务的18,811源的完整调查的前景。通过用卫星的成像X射线和紫外/光学望远镜对每个BSC源进行500秒的观测，这一“Swift Bright（源）目录巡天”（Swift-BCS）将得出所有BSC源的<5“源位置，这些源的通量水平基本上没有从ROSAT时代的通量水平衰减，并提供0.2-10 keV的X射线和紫外或光通量测量。这些光源的二维定位提高了10到30倍，几乎在每种情况下都能实现光学识别或深度限制，实现了BSC作为多波长目录的承诺，并允许充分枚举其罕见的源种群。由于Swift-BCS可以在三年任务中用10%的在轨时间完成，而且由于其目标的优先级低于活动余辉，因此它不会与GRB后续观测的主要Swift任务相冲突。此外，可以安排BSC目标，以推进雨燕的次要目标：用宽视场爆发警报望远镜（BAT）对硬X射线波段（源通量>~20 mCrab，10-100 keV）的全天进行日常监测;并进行为期两年的全天BAT调查，直到>~1 mCrab。由此产生的已识别X射线源目录从2000扩展到18，000，将为XMM-牛顿，钱德拉和未来的高能天文台提供一组非常丰富的观测目标。
2004-03-10 astro-ph
Multiwavelength Observations of 1ES 1959+650, One Year After the Strong Outburst of 2002
在2003年4月至5月，blazar 1 ES 1959+650显示出X射线活动的增加。这促使惠普尔10米伽马射线望远镜、罗西X射线定时探测器、波尔多光学天文台和密歇根大学射电天体物理天文台进行了多波长观测活动。我们提出的多波长数据从2003年5月2日至2003年6月7日，并比较源特性与2000年和2002年期间采取的观测期间测量。X射线观测得到了一组具有高信噪比光变曲线和能谱的数据;然而，伽马射线观测并没有发现一个主要的TeV伽马射线耀斑。此外，我们发现，无线电和光通量没有显示出统计上的显着偏差，在2002年耀斑期间测量。虽然X射线通量和X射线光子指数在随后的观测中表现出相关性，但这种明显的相关性在2000年、2002年和2003年之间发生了显著的变化。我们讨论的影响，这一发现的机制，导致耀斑活动。
2006-03-01 astro-ph
Broad-band spectral changes of the microquasars Cygnus X-1 and SWIFT J1753.5-0127
我们报告的高能量的结果与INTEGRAL和Rossi-XTE两个微类星体：持久的高质量系统天鹅座X-1和瞬态低质量的二进制SWIFT J1753.5-0127。INTEGRAL从2002年到2004年观测到天鹅座X-1：源的光谱（5-1000 keV）特性，至少在三种不同的光谱状态下观察到，显示出圆盘和日冕的变化。2003年6月，观测到超过热康普顿化模型数百keV的高能尾，表明存在额外的非热成分。当时，我们发现了无线电数据和高能硬度之间的不寻常的相关性。我们还报告并比较了与瞬态源SWIFT J1753.5-0127在2005年8月10日至12日在其硬X射线爆发附近使用Rossi-XTE，INTEGRAL，VLA，REM和NTT进行的同时观测所获得的结果。宽带光谱和快速的时间变化特性来自这个源（可能位于星系晕）与无线电，红外和光学数据。我们建立了一个光谱能量分布的源，并得出有趣的多波长约束。在典型的低/硬状态下显著检测到高达600 keV，瞬态似乎不遵循通常的无线电/X射线相关性。
2006-11-07 astro-ph
Multiwavelength Signatures of Magnetic Activity from Young Stellar Objects in the LkH\alpha101 Cluster
本文介绍了我们对LkH $α$ 101星团中年轻天体的多波长观测结果。我们同时进行的X射线和多频射电观测是独一无二的，它同时限制了两个波长的短时间尺度变化，以及限制了年轻恒星射电辐射的热或非热性质。集中在无线电发射的对象和多波长的数据，他们获得的，我们发现，多频率的无线电数据表明非热发射，即使在对象与红外证据盘。我们发现无线电的变化是以几十年、几天和几小时为时间尺度的。大约一半的X射线和无线电探测物体在X射线波长上是可变的，尽管没有大规模的耀斑或大的变化。相对于X射线辐射，变化性似乎是影响射电辐射的更大因素。在一次射电耀斑的衰变阶段观测到了一颗有盘红外证据的恒星[BW 88]~3。在这个天体和另一个天体（[BW 88]~1）中，我们发现射电流量和光谱指数之间存在反相关关系，这与太阳和活动恒星的行为形成了鲜明对比。我们将这种行为解释为由于粒子加速而导致的最硬能量电子的重新布居。一个缺乏红外对应物的射电和X射线源，[BW 88]~1，可能接近亚恒星极限;它的射电性质与其他星团成员相似，但其更高的射电与X射线光度比让人想起附近极低质量恒星/棕矮星的行为。我们发现粒子加速和等离子体加热的签名之间没有对应关系，时间平均和时间变量。缺乏相关的时间变化的多波长的行为，故障的多波长的相关性…
2008-10-27 astro-ph
Discovery of an Extreme MeV Blazar with the Swift Burst Alert Telescope
雨燕号上的爆发警报望远镜（BAT）探测到来自SWIFT~J0746.3+2548（以下简称J 0746）的15- 195 keV的明亮发射，与光学昏暗（R ~ 19），z=2.979类星体SDSS J074625.87+244901.2相鉴别。在这里，我们提出了斯威夫特和多波长观测这个来源。J 0746的X射线发射在0.5- 8 keV的时间尺度上从数小时到数周是可变的，在15- 195 keV的时间尺度上从数月是可变的，但是在0.5- 8 keV的频带中没有伴随的光谱变化。有一种说法认为BAT光谱最初非常硬（光子指数γ ~ 0.7），在几个月内陡峭到γ ~ 1.3，同时15- 195 keV通量减少了约2倍。0.5- 8 keV的连续谱用Gamma ~ 1.3的幂律和低于1 keV的谱平坦化很好地描述。后者可以用柱密度超过银河系的值来描述，其本征柱密度N_H^z约为10^22 cm-2，或者用更平坦的幂律来描述，这意味着在类星体的静止框架中，在16 keV处有一个尖锐的（Δ Gamma>= 1）突变。J 0746的光谱能量分布是双峰的，第一个分量在IR波长处达到峰值，第二个分量在MeV能量处达到峰值。这些性质表明，J 0746是一个耀变体，具有高伽玛射线光度和低峰值能量（MeV），将耀变体序列扩展到了一个极端。
2006-03-30 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
Suzaku Observations of Extreme MeV Blazar SWIFT J0746.3+2548
报道了2005年11月朱雀星对高光度耀变体SWIFT J0746.3+2548（J 0746）的观测结果。这个z = 2.979的天体是朱雀保证时间观测器（GTO）期间观测到的最高红移源，可能在MeV范围内显示出高伽马射线通量峰值。由于良好的光子统计和高信噪比的光谱，$Suzaku$观测清楚地证实了J 0746在0.3-24 keV的能量范围内具有非常硬的光谱，这可以很好地用光子指数为1.17的单一幂律和银河系吸收来表示。J 0746的多波长光谱能量分布显示了两个连续谱分量，并且假设高能光谱分量是由宽线区域光子的康普顿化产生的，则可以很好地建模。在本文中，我们寻找预测产生的软X射线波段的大规模康普顿光谱特征的散射外部光学/紫外光子的冷电子在相对论性喷流。我们讨论并提供了对内容的限制，从明显缺乏这样的功能。
2008-11-24 astro-ph
INTEGRAL and Swift/XRT observations of the SFXT IGR J16479-4514: from quiescence to fast flaring activity
背景：IGR J16479-4514是一种快速的X射线瞬变，通常会显示持续几个小时的耀斑。最近，它的对应物已经被确认为一颗超巨星，因此它可以被归类为新发现的超巨星快速X射线瞬变（SFXTs）的成员，特别是它是占空比最高的一个。目的：描述源的静态X射线行为，并将其宽带谱与快速X射线耀斑期间的谱进行比较。方法：我们使用OSA 5.1对IBIS和JEM-X数据进行了分析，并分析了存档的Swift/XRT数据。结果如下：本文介绍了对IGR J16479-4514的长期监测结果，并给出了19个明亮的快X射线耀斑的详细光谱和时间信息，其中10个是新发现的。我们还首次报告了静态X射线发射的结果;典型的亮度值（约10^34 erg s^-1）比SFXT的典型亮度值高出2个数量级，而其宽带X射线谱的形状与快速X射线瞬态活动时的非常相似，即γ =2.6时的一个相当陡峭的幂律。结论：IGR J16479 $-$ 4514的特征在于静态X射线发光度高于其它已知SFXT的典型发光度，但低于来自经典SGXB的持续发射。我们认为，这样的源是一种过渡对象之间的这两个系统，支持的想法，有一个连续的行为之间的类SFXTs和经典的持久SGXB。
2008-05-05 astro-ph
On Multiwavelength Emission of Large-Scale Quasar Jets
我们讨论了强大的无线电源，这是现在观察到的无线电，光学和X射线频率的大规模射流的形态学特性，以确定其X射线辐射的起源和粒子加速的性质负责他们的多波长发射。我们表明，建模结的这些对象的能量耗散在均匀和连续的射流固定区域导致几个问题。如果所观察到的X射线发射是由于CMB辐射的逆康普顿散射，则这样的问题尤其明显。我们探索另一种可能性，即结代表移动和单独的部分射流物质，与多余的动能。我们建议这种情况下，间歇性/高度调制的射流活动的想法之间可能存在联系。所提出的模型可以解释类星体喷流的一些形态学特性，如高结间亮度对比度、与频率无关的结轮廓和几乎普遍的结区域范围，而与产生X射线的确切发射机制无关。在这种情况下，我们考虑不同的可能性生产这样的X射线辐射，并讨论粒子加速的相关问题。我们的结论是，目前还不能确定适当的程序。然而，我们认为，在3C 120喷流的X射线观测（其中间歇性喷流活动是相当明显的）似乎已经支持X射线发射的同步辐射起源，至少在这个对象。
2004-02-23 astro-ph
Multiwavelength observations of the Be/X-ray binary 4U1145-619
本文报道了对大质量X射线双星4U 1145 -619（V801 Cen）的光学和红外观测结果。从1993年3月至1996年4月，对V801 Cen的红外J、H、K、L等进行了观测。在同一时期获得了H α谱。我们发现，无论是红外过剩和巴耳末发射已在整个观测期间下降。对该源13年的光学和X射线历史进行了整理，揭示了光学和X射线活动之间可能存在的相关性。此外，我们还使用u，v，b，y，beta指数，校正了拱星效应和星际效应，计算了底层B星的物理参数。
1997-06-11 astro-ph
The Swift X-ray Telescope
雨燕伽玛射线探测器是为对伽马射线暴（GRB）和GRB余辉进行快速多波长观测而设计的。X射线望远镜（XRT）使斯威夫特能够在爆发开始的100秒内以几弧秒的精度确定伽玛射线暴的位置。XRT利用为JET-X制造的反射镜组和XMM/EPIC MOS CCD探测器提供灵敏的宽带（0.2-10 keV）X射线成像仪，在1.5 keV下有效面积大于120 cm ^2，视场为23.6 x 23.6弧分，角分辨率为18弧秒（HPD）。探测灵敏度为2 × 10 ^-14 erg cm^-2 s^-1/10^4秒。该仪器设计用于在目标获取后5秒内提供自动源检测和位置报告。它还可以测量具有Fe线发射或其他光谱特征的γ暴的红移。XRT在自动曝光模式下运行，自动调整CCD读出模式，以优化源强度衰减时每帧的科学回报。XRT将测量伽玛射线暴余辉的光谱和光变曲线，大约在爆发后一分钟开始，并将跟踪每次爆发数天或数周。
2005-08-02 astro-ph
Black-Hole Engine Kinematics, Flares from PKS 2155-304, and Multiwavelength Blazar Analysis
综述了黑洞喷流源的运动学和光度关系。如果假设2006年7月在PKS 2155-304观测到的TeV耀斑起源于质量为$\approx 10^8 M_8 M_\odot$的黑洞，那么$\sim 5$分钟变率时标与光在$M_8\sim 1$黑洞史瓦西半径上的传播时间是一致的。然而，在同步加速器/SSC模型中的绝对喷流功率超过了具有$M_8\sim 1$的黑洞的爱丁顿光度，除非喷流是高效的。如果穿过视界的磁场能量密度与黑洞附近的光能密度相等，则最大Blandford-Znajek功率为$\sim 10^{46}M_8$ ergs $^{-1}$。一个外部的康普顿分量可以放松对能量的要求，所以一个质量为$\sim 10^8 M_\odot$的黑洞可以解释观测到的耀斑行为。对于2006年7月的Swift和HESS数据，具有体洛伦兹因子$Γ\gtrsim 30$的相对论外流满足$γ$ - $γ$衰减极限。如果这个系统包含一个双黑洞，那么来自更大质量的$\sim 10^9 M_\odot$黑洞的吸积盘将产生额外的外部辐射分量。双重热吸积盘特征将证实这种情况。
2008-10-06 astro-ph
INTEGRAL and Swift observations of the supergiant fast X-ray transient AXJ1845.0-0433=IGRJ18450-0435
AXJ 1845.0 -0433是由ASCA于1993年在快速爆发活动期间发现的，其特征是在短时间尺度上发生了几次耀斑。到目前为止，任何X射线探测任务都没有再次探测到放射源。它的光学对应物被认为是一颗O9.5I超巨星，这是在ASCA误差框内发现的唯一值得注意的天体。目的：利用INTEGRAL和存档的Swift XRT观测，探测和表征AXJ 1845.0 -0433的新快速爆发，并确认其超巨星HMXB的性质。方法：我们使用OSA 5.1分析了INTEGRAL IBIS和JEM-X数据，并分析了存档的Swift XRT数据。结果如下：我们报告的快速耀斑活动的时间尺度上的几十分钟，第一次被报道，因为它在1993年发现的来源。INTEGRAL探测到了两次爆发（2005年4月和2006年4月），它们具有相似的峰值通量和峰值亮度，分别为80 mCrab和9.3X10^35 erg s^-1（20- 40 keV）。Swift XRT在2005年11月和2006年3月探测到另外两次爆发。AXJ 1845.0 -0433的精确的雨燕XRT位置证实了它与之前提出的光学对应物超巨星的关联。结论：我们的INTEGRAL和Swift结果完全证实了AXJ 1845.0 -0433的超巨星HMXB性质，因此可以将其归类为超巨星快X射线瞬变。此外，他们提供了第一次的证据，其经常性的快速瞬态行为。
2006-10-31 astro-ph
The exceptionally extended flaring activity in the X-ray afterglow of GRB 050730 observed with Swift and XMM-Newton
我们提出了一个详细的光谱和时间分析的斯威夫特和XMM-牛顿观测高红移（z=3.969）GRB 050730的结果。GRB 050730的X射线余辉被发现随着时间的推移而下降，叠加了超过两个数量级的强烈耀斑活动。从236 s到41.2 ks的爆发后，观察到七个不同的再增亮事件。余辉的衰减可用双破缺幂律模型来描述，其破缺时刻分别为t_1= 237 ± 20 s和t_2 = 10.1（-2.2）（+4.6）ks。在这些断裂之前、之间和之后的时间衰减斜率分别为α_1 = 2.1 +/- 0.3、α_2 = 0.44（-0.08）（+0.14）和α_3 = 2.40（+0.07）（-0.09）。X射线余辉的光谱可以用光电吸收的幂律方程很好地描述，宿主星系中的吸收柱密度N_H=（1.28 +/- 0.26）10^22 cm^-2。耀斑活动期间存在较强的X射线谱演化。在大多数耀斑中（6/7），事件持续时间与耀斑峰值时间之比Δ t/tp几乎恒定，约为0.6-0.7。我们发现，所观察到的光谱和时间特性的前三个耀斑是一致的，由于高纬度的排放，如预期的，如果耀斑是由后期的内部冲击，或刷新的冲击，即后期的能量注入到主余辉冲击的缓慢移动的炮弹从中央发动机在提示阶段。该事件完全满足E_p-E_iso Amati关系，但不符合E_p-E_jet Ghirlanda关系。
2007-04-10 astro-ph
Simultaneous multiwavelength observations of the blazar 1ES1959+650 at a low TeV flux
我们提出的结果，从多波长运动的TeV blazar 1 ES 1959+650，在2006年5月进行。利用SUZAKU和SWIFT卫星、MAGIC望远镜和其他地面设施获得了光学、紫外线、软X射线和硬X射线以及甚高能伽马射线（E > 100 GeV）波段的数据。源的光谱能量分布（SED），来自SUZAKU和MAGIC的观测在2006年5月底，显示出通常的双峰形状，与同步峰值在一个更高的通量水平比康普顿峰。关于历史值，在我们的活动中，该源在X射线和光学方面表现出相对较高的状态，而在VHE波段，它处于迄今为止记录的最低水平之一。我们还监测源的通量光谱变化的时间窗口为10天的光学紫外线和X射线波段和7天的VHE波段。源在X射线中的变化比在光学波段中的变化更大，其中2-10 keV X射线通量变化约2倍。同步加速器峰值位于X射线波段，随着源变得更亮，同步加速器峰值移动到更高的能量，其上方的X射线通量比低能量的X射线通量变化更快。在X射线波段观察到的变化行为不能由独立变化的发射区域产生，而是暗示某种“站立冲击”的情况。整体SED是由一个均匀的单区同步逆康普顿发射模型，从中我们得到的物理参数是典型的高能量峰值耀变体。
2008-01-25 astro-ph
The 2005 outburst of GRO J1655-40: spectral evolution of the rise, as observed by Swift
我们目前的黑洞X射线瞬变，GRO J1655-40，在最近的爆发斯威夫特观测。凭借其多波长功能和灵活的调度，Swift非常适合监测此类事件的光谱演变。对GRO J1655-40进行了20次观测，所有仪器都获得了大部分时期的数据。X射线光谱显示光谱形状与各个时期的“典型”低/硬，高/软和非常高的状态一致。软X射线源（0.3-10 keV）从静止上升，并进入低/硬状态，当铁发射线被检测到。然后软X射线源软化并衰减，然后开始缓慢的重新变亮，然后在非常高的状态下度过$\sim 3$周。硬X射线（14-150 keV）的表现类似，但它们的峰值比软X射线的峰值早了几天;此外，在缓慢的软X射线重亮期间，平均硬X射线通量保持近似恒定，当源进入非常高的状态时突然增加。这些观察结果表明（并证实了以前的建议），低/硬状态是提高我们对爆发触发和机制的理解的关键。光学/紫外光变曲线的表现与X射线的非常不同;这可能表明软X射线光变曲线实际上是两个已知光谱分量的合成，一个随着光学/紫外辐射（吸积盘）逐渐增加，另一个随着硬X射线（喷流和/或日冕）的行为而增加。
2005-10-27 astro-ph
