A versatile facility for the calibration of X-ray polarimeters with polarized and unpolarized controlled beams
我们设计并建造了一个多功能的设备，用于校准具有非偏振和偏振辐射的下一代X射线偏振仪。前者是通过Fe 55放射源或X射线管在5.9 keV下产生的，而后者是通过布拉格衍射在近45度处获得的。利用具有钼、铑、钙和钛阳极的X射线管的发射线调谐的晶体用于分别在2.29、2.69、3.69和4.51 keV处有效地产生高度偏振的光子。此外，连续发射被利用在1.65 keV和2.04 keV和对应于更高的衍射阶的能量的偏振光子的生产。光子通过可互换的毛细管板和隔膜进行准直，允许在准直和高通量之间进行权衡。光束的方向通过高精度电动载物台精确排列，并通过计算机控制，从而可以进行长时间的自动测量。选择偏振方向和入射点，我们可以映射成像设备对偏振和非偏振辐射的响应。通过改变光束的倾角，我们可以研究掠入射光学系统的聚焦效应和大视场仪器的可行性。
2008-10-15 astro-ph
The Multicolor Panoramic Photometer-Polarimeter with high time resolution based on the PSD
基于PSD的多色全景光度计-偏振计（MPPP）的时间分辨率为1微秒，已在俄罗斯SAO的6米望远镜上使用。该设备允许注册的光子通量在四个光度带同时和发现值的3斯托克斯参数。MPPP由位置敏感探测器（PSD）、采集MANIA系统、偏振单元和一组二向色滤光片组成。MPPP提供了一种在2个瞳孔中探测光子的可能性，其大小为10 - 15弧秒，同时以物体和比较星的位置为中心。物体光子通量的前一半通过相位旋转板和起偏器，第二部分仅通过起偏器。MPPP在4个滤波器中的每一个中记录了具有不同偏振平面取向的物体的四个图像和比较星的一个图像。它允许测量瞬时斯托克斯参数。MPPP要解决的主要天体物理问题是：光学双星的研究，光学范围内伽玛暴现象的研究，单个黑洞的寻找，X射线双星快变的研究。作为MPPP应用的一个例子，给出了蟹状星云脉冲星和软γ中继站的6米望远镜观测结果。
2003-10-15 astro-ph
Constraining Brans-Dicke Gravity with Millisecond Pulsars in Ultracompact Binaries
最近用罗西X射线计时探测器发现的超紧双星中的五个吸积毫秒X射线双星为限制由布兰-迪克参数omega_BD描述的与广义相对论的偏差提供了极好的候选者。我计算这些双星的轨道周期的预期变化率，并讨论了约束omega_BD的值是一个数量级大于目前的限制的前景。最后，我展示了如何测量的轨道周期导数在超紧双星可以用来把它们的轨道倾角的下限。
2005-01-12 astro-ph
Superhumps in Low-Mass X-Ray Binaries
我们提出了一种机制，在光学光度学中观察到的至少两个黑洞X射线瞬变（SXTs）的超级驼峰调制。在极端质量比激变变星（CV）中，超峰被认为是由吸积盘中3：1轨道共振的存在引起的。这导致圆盘变成非轴对称和旋进。然而，在低质量X射线双星（LMXB）的超高亮度变化的机制必须不同于CV，在那里它是由于一个潮汐驱动的调制盘的粘性耗散，在轨道和盘的进动周期之间的节拍变化。相比之下，在LMXB中，外部吸积盘中的潮汐耗散可以忽略不计：光学发射主要由被拦截的中央X射线的再处理所控制。因此，需要不同的起源用于超级驼峰调制。最近的观测和数值模拟表明，在一个极端的质量比系统中，盘面积的变化的超级驼峰周期。我们推断，在SXTs中观察到的超级驼峰产生的调制的再处理通量的变化面积。因此，与CV中的情况不同，超级峰振幅与倾角无关，超级峰应该在低倾角的LMXB中最好地看到，而来自次级恒星加热面的轨道调制应该在高倾角时更加突出。在光盘进动周期（10秒的天）的调制可能表明光盘的不对称性，如翘曲。评述了LMXB的轨道周期测定，以及可能存在永久超峰LMXB的可能性和意义。
2000-09-21 astro-ph
GeV-TeV gamma-ray light curves expected in the IC electron-positron pair cascade model for massive binaries: Application to LS 5039
两颗大质量微类星体LS 5039和LS I +61 $^{\rm o}$ 303的TeV伽马射线辐射显示出明显的轨道周期变化。我们的目的是计算大质量双星LS 5039的GeV和TeV $γ$射线光变曲线，这是在特定的逆康普顿$e^\pm$对级联模型中所期望的。该模型成功地预测了LS 5039和LS I +61 303的高能$γ$射线发射的基本特征。在计算中，我们应用的Monte Carlo程序，它遵循的IC $e^\pm$对级联的各向异性辐射的大质量恒星。在不同的加速方案参数和双星倾角下，得到了$γ$光变曲线和光谱。发现GeV和TeV $γ$的光变曲线应该是反相关的。在不久的将来，我们可以用AGILE和GLAST望远镜同时观测LS 5039的GeV能量，用切伦科夫望远镜同时观测TeV能量。考虑的模型还预测了TeV $γ$ -射线光变曲线在相位$\sim 0.4-0.8$之间的宽极大值，与HESS望远镜对LS 5039的观测一致。此外，我们预测的TeV光变曲线的大倾角$\sim 60^{\rm o}$的额外下降。这一特征可以作为独立测量该双星系统倾角的诊断，也表明LS 5039中存在中子星。
2006-11-09 astro-ph
Polarimetric variations of binary stars. IV. Pre-main-sequence spectroscopic binaries located in Taurus, Auriga, and Orion
我们目前的偏振观测位于金牛座，御夫座和猎户座恒星形成区域的14个前主序星（PMS）双星。大多数观察到的平均偏振低于0.5%，没有一个高于0.9%。除去星际极化的估计值后，大约一半的双星有超过0.5%的内禀极化，尽管它们中的大多数没有其他证据证明存在星周尘埃。各种测试表明，77%的PMS双星具有或可能具有可变偏振。LkCa 3、Par 1540和Par 2494呈现可检测的周期性和锁相变化。周期性的偏振变化比其他类型的双星，如热星，噪音更大，振幅更小（~0.1%）。这可能是由于随机事件产生的偏差，平均偏振，一个不利的几何形状（环二进制信封），或散射体的性质（尘埃颗粒是效率较低的极化比电子）。Par 1540是一颗弱线TTauri星，但它的环境中有足够的尘埃产生可检测的偏振和变化。第四个有趣的例子是W134，它显示了偏振的快速变化，这可能是由于日食。我们比较的观察与我们的一些数值模拟，还表明，分析的周期性极化变化与布朗，麦克莱恩，和埃姆斯利（BME）形式主义，以找到轨道倾角是为时尚早：非周期性事件引入随机噪声，部分掩盖了周期性低振幅的变化，并防止BME形式主义找到一个合理的估计轨道倾角。
2002-06-04 astro-ph
Polarimetry of binary stars
天文偏振测量是一种强大的技术，可以提供物理信息，有时很难或不可能通过任何其他类型的观察获得。几乎每一类双星都可以从偏振观测中受益：主序前天体、近距离或接触双星、质量传递系统、演化双星、激变变星、食双星等。在这些系统中，偏振测量可以帮助确定星周或星周双星物质分布的几何形状，产生关于不对称性和各向异性的信息，识别模糊源，绘制星点图，探测磁场，并建立轨道参数，仅举几个例子。特别是轨道倾角对于双星系统来说是一个非常重要的信息，因为它可以确定组成部分的质量，这是决定恒星初始结构和随后演化的基本参数。这篇评论将说明偏振技术在双星研究中的有用性，并举例说明对各种双星系统获得的结果，以及模型的概述，包括用于检索轨道倾角的模型。
2005-11-08 astro-ph
Radio emission from Colliding-Wind Binaries: Observations and Models
基于风碰撞区的流体动力学处理，建立了风碰撞双星射电辐射的辐射转移模型。CWB系统的原型是7.9年周期的双星WR 140，它在无线电波长上表现出巨大的变化。WR 140的高分辨率无线电观测允许确定几个系统参数，特别是轨道倾角和距离，这对该系统的任何模型都是必不可少的。在轨道相位0.9的数据拟合的模型示出，我们的模型的一些简短的描述。
2005-10-18 astro-ph
Polarimetric variations of binary stars. II. Numerical simulations for circular and eccentric binaries in Mie scattering envelopes
我们提出了数值模拟的周期性偏振变化的双星放置在一个空的球形空腔内的一个circumbinary椭球和光学薄信封的尘埃颗粒的中心。米氏单散射被认为是随着前和后的散射消光系数，产生随时间变化的光学深度和影响形态的周期性变化。我们感兴趣的影响，各种参数将对平均偏振，偏振变化的幅度，和形态的变异。我们表明，绝对振幅的变化是较小的米氏散射比汤姆逊散射。在我们所研究的四种晶粒类型中，尺寸在0.1-0.2微米范围内的晶粒产生的偏振最高。一般来说，每个轨道可以看到两次变化。在某些情况下，由于球形尘埃颗粒具有不对称的散射功能，因此产生的极化曲线也显示出每个轨道一次的变化。星周盘产生的偏振变化幅度大于环双星包络。这些模拟的另一个目标是看看1978年BME（Brown，McLean，& Emslie，ApJ，68，415）形式主义，它使用偏振变化的傅立叶分析来找到轨道倾角的汤姆逊散射包络，仍然可以用于米氏散射。我们发现，如果变化的幅度足够大，并且真实倾角i_true > 45度，情况就是这样。对于偏心轨道，傅立叶拟合的一阶系数，而不是二阶系数，可以用来找到几乎所有的倾角。
2001-08-08 astro-ph
Theoretical X-ray Line Profiles from Colliding Wind Binaries
我们目前的理论X射线线轮廓从一系列模型碰撞风系统。特别是，我们调查的影响，不同的恒星质量损失率，风速，和观看方向。我们发现，广泛的理论线轮廓形状是可能的，随轨道倾角和相位。在合点或接近合点时，谱线具有近似高斯的轮廓，宽度很小（HWHM ~ 0.1 v_ \infty），蓝移或红移是确定的（取决于风较弱的恒星是在前面还是后面）。当在正交下观察系统时，谱线通常宽得多（HWHM ~ v_ \infty）、平顶且不移位。局部吸收会对观测到的轮廓产生重大影响--在质量损失率为10^{-6} Msol/yr的几倍的系统中，较低能量的谱线（E <~ 1 kev）尤其受到影响。这通常会导致偏蓝的轮廓，特别是当系统通过主要的密集风观察时。在低倾角双星中，谱线宽度和位移的轨道变化减小。极端的情况是i = 0度的双星，我们预计它不会有谱线轮廓变化。
2003-06-23 astro-ph
Tidally induced radial-velocity variations in close binaries
本文提出了一个确定由潮汐引起的密近双星径向速度变化的理论框架。自由和强迫振荡的组件被视为线性，等熵扰动的球对称星。通过Smeyers等人（1998）提出的形式化方法，考虑了动力潮汐和自由振荡模式之间的共振。观测者看到的潮汐引起的径向速度变化的幅度取决于轨道偏心率和轨道倾角。振幅随着轨道偏心率的增加而增加，并且当20 < i < 70时对轨道倾角的值最敏感。在一个5太阳质量的ZAMS星与1.4太阳质量的紧凑的同伴的情况下，它示出的共振动态潮汐可以导致径向速度变化的振幅大到足以在观测中检测到。潮汐引起的径向速度曲线的形状从非常不规则的轨道周期远离任何共振与自由振荡模式的轨道周期接近的正弦曲线与自由振荡模式的共振。我们的调查的结论与应用程序的缓慢脉动B星HD 177863显示的可能性共振激发的高阶二度g-模式在这颗星。
2002-01-04 astro-ph
Testing Accretion Disk Theory in Black Hole X-ray Binaries
我们提出了三个黑洞X射线双星：LMC X-3，GRO J1655-40，和XTE J1550-564的光谱建模的结果。使用磁盘为主的观测样本，我们适合的数据与一系列的光谱模型，其中包括一个简单的多温黑体（DISKBB），一个相对论性的吸积盘模型的基础上的颜色校正黑体（KERRBB），和一个相对论性模型的基础上非LTE大气模型内的α处方（BHSPEC）。BHSPEC为BeppoSAX对LMC X-3的观测提供了最佳拟合，它具有我们样本中最广泛的能量覆盖范围。它还提供了最适合的多个时期的罗西X射线定时探测器（RXTE）的数据在这个来源，除了在非常高的光度（L/ L_{Edd} >~ 0.7），其中额外的物理必须发挥作用。BHSPEC也是GRO J1655-40和XTE J1550-564的多历元RXTE观测的最佳拟合模型，尽管最佳拟合的内盘倾角与双星倾角不同。我们所有的拟合都倾向于α =0.01而不是α =0.1，这与从这两个源的爆发中观察到的快速上升时间推断出的大应力明显不一致。在所有三个来源中，我们的拟合意味着中等的黑洞自旋（a/M ~ 0.1 - 0.8），但这对这些系统参数的独立测量的可靠性和我们的光谱模型所依据的物理假设是敏感的。
2006-05-07 astro-ph
White Dwarf Donors in Ultracompact Binaries: The Stellar Structure of Finite Entropy Objects
本文讨论了任意简并和演化（He，C，O）组分的低质量（M<0.1 Msun）白矮星（WD）的质量-半径（M-R）关系.我们这样做，一个简单的分析模型和模型计算的流体静力平衡，使用现代状态方程完全电离等离子体有效的整合。M-R平面分为三个区域，其中库仑物理，简并电子或经典气体占主导地位的WD结构。对于给定的M和中心温度T_c，M-R关系有两个分支，这两个分支由模型的熵含量区分。本文给出了纯He、C和O的任意简并度的常熵WDs序列的M-R关系式。我们讨论了这些模型的应用，最近发现的吸积毫秒星系。给出了这些双星的轨道倾角与施主成分和T_c的关系。特别是，我们发现，从轨道倾角的限制，XTE J1807-294可以容纳一个氦供体的概率约为15%，而XTE J 0929 -304，它是约35%。我们认为，如果捐助者在ultracompact系统的演变，应该有60-160多个系统在40分钟的轨道周期比在10分钟的轨道周期，这取决于捐助者的组成。
2003-08-13 astro-ph
The Most Massive Stars in the Local Group: Measuring Accurate Masses of Stars in Eclipsing Binaries
精确的质量，以及一般来说，遥远恒星的所有基本参数，只能在食双星中测量。有几颗质量接近200 Mo的大质量候选恒星存在，但它们有很大的不确定性。有史以来精确测量的最大质量的双星是WR 20a，我们给出了它的光变曲线。测量的周期和倾角，我们得出的质量大于80钼的每个组件。大质量双星必定存在于本星系群中，例如M31和M33。这些可以从它们的光变曲线中选择，这些光变曲线是通过可变性研究获得的，例如DIRECT项目。我们提出的测光和光谱分离系统M33A，我们获得了直接的距离测定。DIRECT项目已经探测到了几个候选的大质量双星，它们是更亮但不分离的系统，可能类似于WR 20a。我们计划获得它们的光谱并测量它们的质量。
2004-06-17 astro-ph
Studying the Accretion Disks in Black Hole X-ray Binaries with Monte-Carlo Simulations
了解热日冕的性质对于研究X射线双星系统中的黑洞吸积盘具有重要意义。利用Monte-Carlo方法模拟了热日冕中盘状光子与电子的逆康普顿散射过程，在XSPEC软件包中建立了两个表模型。将模型应用于黑洞候选者XTE J2012+381的宽带BeppoSAX观测，我们证明了该表模型的能力。结果表明，日冕中的电子分布呈幂律分布，谱指数约为4，日冕的大小约为几十个引力半径，盘的倾角约为60度。
2001-05-30 astro-ph
Inferring the Inclination of a Black Hole Accretion Disk from Observations of its Polarized Continuum Radiation
目前正在通过拟合X射线双星中恒星质量黑洞的吸积盘发射的X射线连续谱来估计它们的自旋参数。对于这种方法，有必要知道产生X射线的磁盘内部区域的倾斜度。由于内盘的方向应该垂直于黑洞的自转轴，通常的做法是假设黑洞的自转与双星的轨道角动量矢量一致，并根据第二颗恒星的光变曲线中的椭球调制来估计后者的倾角。我们表明，磁盘的倾斜度可以直接推断，如果我们有光谱和偏振信息的磁盘辐射。当星盘倾角从正面到侧面变化时，偏振度的预测值在0%到5%之间变化。用现有的X射线偏振测量技术，对一个典型的亮X射线双星进行10天左右的观测，偏振度的测量精度可达0.1%。这样的测量将把盘的倾角限制在1度或2度以内，并将显著提高黑洞自旋估计的可靠性。此外，它还将提供关于黑洞自旋轴和双星轨道旋转轴之间倾斜的新信息，这将限制恒星质量黑洞在形成过程中所经历的任何速度反冲。
2008-10-03 astro-ph
Resonant Tidal Excitations of Inertial Modes in Coalescing Neutron Star Binaries
研究了中子星在双星旋进过程中惯性模的共振潮汐激发效应。对于小于100 Hz的自旋频率，与共振相关联的引力波形中的相移很小，并且不影响用于引力波检测的匹配滤波方案。对于更高的自旋频率，相移可以变得显著。大多数共振发生在与自旋频率相当的轨道频率上，因此只有在引力波的高频带（数百赫兹）才可能发生显著的相移。唯一的例外是一个单一的奇数位$m=1$模式，它可以被共振激发为错位的自旋轨道倾角，并可能出现在低频带（几十赫兹）的引力波和诱导显着（>> 1弧度）相移。
2006-07-06 astro-ph
Polarimetric variations of binary stars. V. Pre-main-sequence spectroscopic binaries located in Ophiuchus and Scorpius
我们目前的偏振观测的7个前主序（PMS）光谱双星位于rho Oph和上斯科恒星形成区（SFR）。在7660 A处观察到的平均偏振在0.5%和3.5%之间。除去星际偏振的估计值后，所有双星的固有偏振都在0.4%以上。两个双星，NTTS 162814 -2427和NTTS 162819 - 2423 S，呈现出高水平的内在极化，在1.5%和2.1%之间。所有7颗PMS双星都有一个统计上可变或可能可变的偏振。结合这些结果与我们以前的样本位于Tau，Aur和Ori SFR的二进制文件，68%的二进制文件有一个内在的极化0.5%以上，和90%的二进制文件是polarimetrically可变或可能的变量。NTTS 160814 -1857、NTTS 162814 -2427和NTTS 162819 - 2423 S明显是偏振可变的。前两个也表现出相位锁定的变化超过10和40轨道分别。NTTS 160905 -1859示出了未锁相并且仅在短时间间隔内存在的周期性变化。变化的幅度达到百分之零点几。高偏心率系统NTTS 162814 -2427显示单周期变化，与我们以前的数值模拟一致。非周期性事件引入随机噪声，其部分地掩盖了周期性变化，并且阻止Brown，McLean，& Emslie（1978）形式主义找到倾斜的合理估计。
2003-02-24 astro-ph
Eclipsing binaries in the LMC: a wealth of data for astrophysical tests
我们已经分析了6833变星在大麦云云，列为食双星的公开可获得的观测。在发现样本中有很大一部分被错误分类后，我们重新确定了所有恒星的周期和变率类别，产生了3031个食双星的干净样本。我们已经研究了它们在周期-颜色-光度空间中的分布，例如，它被用来为每个物体分配前景概率，并为选定类型的食星建立新的周期-光度关系。我们发现LMC双星的轨道周期分布与SMC和银河系的轨道周期分布非常相似。我们还用O-C方法测定了每颗恒星的周期变化率，发现了约40颗具有拱点运动的食双星，45个具有周期变化的系统和约80颗具有抛物线O-C图的恒星。在一些物体中，我们发现了逐渐的振幅变化，这可以用系统中扰动的第三体引起的轨道倾角变化来解释。
2006-11-21 astro-ph
Binaries discovered by the SPY project I. HE 1047-0436: a subdwarf B + white dwarf system
在我们用ESO VLT（ESO SN Ia始祖巡天- SPY）的UVES摄谱仪寻找双简并双星作为Ia型超新星的潜在祖先的过程中，我们发现sdB星HE 1047-0436是径向速度可变的。通过对径向速度曲线的分析，得到了它的轨道周期为1.213253d，半振幅为94 km/s，最小质量为0.44Msol。我们使用sdB星的投影旋转速度上限来限制系统倾角和伴星质量，使其M>0.71Msol，使系统的总质量更接近于克拉塞卡极限。然而，只有经过几次哈勃时间，系统才会因引力波辐射而失去角动量而合并。还导出了大气参数和金属丰度。所得值是sdB星的典型值。
2001-09-04 astro-ph
Magnetic Fields in Star-Forming Molecular Clouds IV. Polarimetry of the Filamentary NGC 2068 Cloud in Orion B
我们在850微米处对猎户座B中与反射星云NGC 2068相关的恒星形成区进行了亚毫米偏振测量。这些数据是使用詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜的SCUBA偏振计获得的。观察到的偏振模式是不一致的，预期由一个单一的平均场方向定义的场的几何形状。存在三种不同的偏振角分布，其可以表示在辅助气体内的不同倾斜和/或场几何形状的区域。在一般情况下，偏振模式不相关的总粉尘排放量。相对于天空平面的不同倾斜度的存在与850微米连续辐射与Palomar光学巡天的光学辐射的比较一致，这表明西部的尘埃辐射位于光学星云的前景，而东部的尘埃辐射起源于背景。偏振百分比很高，特别是朝向云的东北区域。该区域的平均极化百分比为5.0%，标准差为3.1%。在灯丝的所有部分都发现了向高强度去极化。
2002-01-21 astro-ph
Detectability of planets in wide binaries by ground-based relative astrometry with AO
许多行星候选者已经被发现的径向速度变化的主要恒星;他们是行星候选者，因为未知的轨道倾角。探测到另外两个维度的摆动，用天体测量学来测量，就会得到倾角，从而得到伴星的真实质量。我们的目标是表明，行星可以确认或发现在一个密切的视觉恒星双星系统测量的天体测量摆动的系外行星的主恒星的周期性变化的分离，甚至从地面。我们测试的可行性与HD 19994，一个视觉二进制与一个径向速度行星候选人。我们使用的自适应光学相机NACO在VLT与其最小的像素尺度（13 mas）的高精度天体测量。在一个晚上拍摄的120张图像中测量的分离度显示为遵循白噪声，因此标准偏差可以除以图像数量的平方根以获得精度。本文介绍了第一批结果，并探讨了用自适应光学进行相对天体测量所能达到的精度。通过仔细的数据处理，有可能在1小时内用VLT/NACO观测获得0.6弧秒的相对天体测量精度低至50微弧秒，这是用地面上的单台望远镜获得的最好的相对天体测量精度。在这里用AO在8米的镜面上展示的相对天体测量精度足以检测行星HD 19994 Ab的天体测量信号，作为HD 19994 A和B之间间隔的周期性变化。
2006-10-18 astro-ph
Spectroscopic Analysis of subluminous B Stars in Binaries with compact Companions
像白矮星、中子星和黑洞这样的致密天体的质量是天体物理学的基础，但很难测量。我们提出的分析结果的亚发光B（sdB）星的密近双星系统与看不见的紧凑的同伴，以获得他们的质量和澄清他们的性质。径向速度曲线从时间分辨光谱。在定量光谱分析中确定了大气参数。基于高分辨率光谱，我们能够以高精度测量恒星的投影旋转速度。轨道同步的假设使得约束双星的倾角和伴星质量成为可能。五颗看不见的伴星的质量与正常的白矮星或晚型主序星的质量相容。但是四个sdB有非常大质量的同伴，比如大于1 Mo的重白矮星，中子星甚至黑洞。如此高比例的大质量致密伴星是目前双星演化模型所无法预期的。
2006-12-19 astro-ph
Spectral state transitions in low-mass X-ray binaries - the effect of hard and soft irradiation
在中子星和黑洞X射线双星中，两种光谱状态之间的转换，硬和软，通过热对流主导流（ADAF）吸积和磁盘吸积之间的变化信号。在少数情况下，在新星爆发的上升过程中观察到硬/软转变，大多数情况下，只有在光度下降过程中观察到软/硬转变。令人惊讶的是，第二次跃迁时的亮度总是低3到5倍。这种滞后的模型在前面的文件：它表明，这种开关在吸积模式在不同的质量吸积率，因此不同的亮度是由不同数量的康普顿冷却或加热的吸积盘电晕，因为它是由硬或软辐射从中央光源，分别照射。我们现在给出关于这种辐射的硬度和辐射效率的依赖性的详细结果。我们进一步讨论了所观察到的滞后盘的倾斜和可能的翘曲的影响。
2005-06-20 astro-ph
