GRS 1915+105: the distance, radiative processes and energy-dependent variability
我们提出了一个详尽的分析GRS 1915+105的五个宽带观测在两个变化状态，chi和omega，同时观察到的PCA，HEXTE和OSSE。我们发现，所有的光谱很好地拟合由康普顿化光盘黑体光子，非常有力的证据证明，在康普顿化等离子体中的非热电子成分的存在。无论是在chi状态的能量和功率谱是典型的非常高/中等状态的黑洞双星。Ω态的光谱的特征在于由热电子康普顿化的强黑体分量和弱非热尾。然后，我们计算PCA数据的均方根谱（作为能量函数的分数变异性）。我们准确地模拟均方根光谱的相干叠加的光谱拟合，即一个变量较少的黑体和变量较多的康普顿化所隐含的组件的变化。后者在高能量下占主导地位，导致大部分数据在高能量下均方根变平。这也是存在于chi状态的QPO的光谱的情况。然后，我们的一些数据需要圆盘黑体的均方根的径向依赖性。我们还研究了到源的距离，发现11千秒差距是最可能的值，与最近声称的一个更低的值相反。
2005-04-01 astro-ph
Radiative Processes, Spectral States and Variability of Black-Hole Binaries
本文综述了黑洞双星在硬（低）和软（高）谱态下X射线辐射的辐射过程。在硬态的主要过程似乎是散射的黑体光子从一个冷磁盘的热电子在一个热的内流，和任何贡献，从非热同步辐射是最小的。在软状态下，黑体盘发射占主导地位的大力，其高能量的尾巴是由于散射的混合，热/非热电子，可能在磁盘表面上方的活动区域。状态转换似乎对应于一个可变的内半径的冷盘驱动的吸积率的变化。在一定的吸积率范围内，存在热吸积和冷吸积两种解，导致低质量X射线双星的滞后现象。
2004-12-06 astro-ph
Dynamical Evolution of Gamma-Ray Burst Remnants with Evolving Radiative Efficiency
在以前的工作中，Huang等人提出了一个通用的动力学模型，这是正确的绝热和辐射blastwave，并在超相对论和非相对论阶段。在推导方程时，Huang等人假设火球的辐射效率是常数。然后，他们将他们的模型直接应用于辐射效率随时间变化的实际情况。本文放弃了上述假设，重新推导了一个更精确的伽马射线暴遗迹的动力学方程。数值结果表明，Huang et al.的模型在一般情况下是足够准确的。
2002-10-30 astro-ph
On the Kinetic Energy and Radiative Efficiency of Gamma-Ray Bursts
利用17个伽马射线暴余辉期的X射线光度测量值，考虑辐射损失，计算了这些暴的动能，并研究了它与伽玛暴其它性质的关系。然后，我们使用观测到的辐射能量在提示阶段，以确定这些爆发的辐射效率，并探讨如何效率与其他GRB观测。我们发现余辉阶段的动能与辐射能、总能量以及可能的喷流张角和谱峰能量直接相关。更重要的是，我们发现了一个有趣的事实，即效率与辐射能量，并温和地与总能量，射流张开角和光谱峰值能量。XRF020903似乎也遵循我们在GRB样本中发现的趋势。我们讨论了伽玛射线暴辐射和喷流模型的影响，这些结果。
2004-06-03 astro-ph
Radiative Regimes in Gamma-Ray Bursts and Afterglows
我们提出了数值模拟的伽马射线暴所产生的外部冲击的脉冲和风模型，包括一个弱或强的电子和质子之间的耦合加上磁场，并分析在每种情况下的突发功能。喷出物和外部介质的动力学被跟踪到减速的后期阶段，以研究残留物的流体动力学以及余辉的时间和光谱演化。并与GRB 970228和GRB 970508的光学余辉和射电余辉作了简要的比较。
1998-02-13 astro-ph
INTEGRAL high energy behaviour of 4U 1812-12
低质量X射线双星系统4U 1812-12在2003-2004年期间由INTEGRAL天文台监测，并于2000年4月20日由BeppoSAX进行监测。我们在这里报告的持续和突发发射的光谱和时间分析。完整的数据集证实了这种爆发的持久性，并揭示了高达200千电子伏的排放的存在。的持久性光谱很好地描述了康普顿化（CompTT）模型加上一个软黑体组件。该源在1-200 keV的硬光谱状态下被观测到，亮度为2*10^（36）ergs/s，L/LEdd约为1%，并且没有发现有意义的通量变化，这也被2004年的RXTE观测所证实。我们还检测到4个爆发，显示双峰轮廓和黑体光谱的温度范围从1.9至3.1千电子伏。
2005-11-14 astro-ph
Non-Detection of Gravitationally Redshifted Absorption Lines in the X-ray Burst Spectra of GS 1826-24
利用XMM-牛顿反射光栅光谱仪对GS 1826-24进行了200 k s的观测，共观测到16个I型X射线爆发。我们结合爆发光谱，试图测量来自中子星表面的引力红移。我们将合成的GS 1826-24爆发光谱分为三组的基础上的黑体温度在爆发。光谱没有显示任何明显的离散吸收线。我们将我们的观测结果与EXO 0748-676的观测结果进行了比较。
2007-10-11 astro-ph
Model neutron star atmospheres with low magnetic fields. 1. Atmospheres in radiative equilibrium
我们提出了一个详细的调查中子星大气与低磁场，$B < 10^8 -10^{10}$ G，它不影响不透明度和状态方程的大气物质。我们计算了在中子星期望的有效温度和引力加速度的宽域中氢、氦和铁大气的大气结构、出射光谱通量和比强度。铁气氛是用OPAL不透明度库中的不透明度和状态方程计算的。我们表明，模式大气光谱是从黑体光谱有很大的不同。对于轻元素大气，在高光子能量下，通量大于黑体通量，光谱更硬，而在低能量下，光谱通量遵循瑞利-金斯定律，（表面）温度低于有效温度。铁大气的光谱在软X射线范围内显示出突出的光谱特征。出射比强度是各向异性的，各向异性取决于能量。大气辐射的这些性质应考虑到适当的解释的热成分的中子星辐射可探测的X射线通过紫外线能量。特别地，热分量与黑体模型的拟合可能导致辐射区域的基本上不正确的参数。我们讨论了我们的大气模型的应用程序附近的毫秒脉冲星PSR J 0437 -4715。
1996-04-13 astro-ph
Precursors of gamma-ray bursts: a clue to the burster's nature
在相对论性强磁化风中，从伽马射线暴（GRB）的快速旋转致密祖先中流出，有三个区域可能产生强大的高频发射：（i）热光球，（ii）内部风不稳定性区域和（iii）风与环境气体相互作用区域。这导致了伽玛暴的多组分结构。来自热光球层的辐射可以作为主爆发的微弱前兆被观测到。前体应该具有类似黑体的光谱，光子的平均能量为$\sim 1$ MeV，其强度应该比主要的GRB辐射小几十到几百倍。在未来的$γ$ -射线任务（如GLAST）中观测这些前兆可以澄清爆发的性质。
2000-07-27 astro-ph
Gamma-Ray Burst Precursors as the Remnant of the Thermal Radiation Initially Trapped in the Fireball
在伽马射线暴（GRB）的标准火球模型中，火球起始于光学厚相。当它膨胀时，火球在某个阶段变得光学薄。被困在最初不透明的火球中的热辐射然后泄漏出来，产生瞬态事件。事件的外观调查的框架内的一个均匀的，球对称的，自由膨胀的火球立即产生的爆炸过程中没有连续注入的质量和能量。我们发现，一般情况下，事件的持续时间短于主爆发，这可能是由内部冲击后，火球变得光学薄产生的。该事件与主爆发之间有一个静止的时间间隔，至少在高能带内比主爆发弱。因此，该事件对应于GRB前兆。模型预测的前兆事件具有平滑的FRED（快速上升和指数衰减）型光变曲线和准热谱。典型地，特征黑体光子能量在X射线带中。然而，如果考虑电子散射对黑体光谱的畸变，特征光子能量可以被提升到γ射线波段。我们的模型可以解释一类观察到的GRB前体-那些具有光滑和FRED形状的光变曲线和准热谱。
2007-06-07 astro-ph
The Broad Band Spectrum of MXB 1728-34 Observed by BeppoSAX
我们报告BeppoSAX卫星观测到的爆发环礁源MXB 1728-34的宽带（0.1-100千电子伏）光谱分析结果。在该观察期间出现了三次爆发。爆发期间的光谱可以用温度为2 keV的黑体拟合。根据爆发，我们还估计到源的距离为5.1千秒差距。MXB 1728-34在BeppoSAX号卫星观测期间处于相当软的状态。持久光谱很好地拟合由软黑体发射和康普顿光谱组成的连续体。我们把软分量解释为来自吸积盘的辐射。考虑到光谱硬化因子为1.7，我们估计内盘半径为$R_{\rm in} \sqrt{\cos i} \sim 20$ km，其中i是倾角。康普顿化的成分可能起源于一个球形日冕，温度为10 keV，光学厚度为5，周围的中子星。在6.7 keV的光谱中观察到一个宽的高斯发射线，可能是在电离日冕或在磁盘的内部发射。另一条发射线位于1.66 keV。
2000-05-19 astro-ph
Results of a LMXB survey: variation in the height of the neutron star blackbody emission region
本文介绍了用ASCA方法对低质量X射线双星的光谱进行测量的结果。结果表明，在调查中的所有来源都很好地拟合由相同的两个组件的排放模型，我们以前已经证明是能够描述两个非倾角和倾角光谱的倾斜类LMXB。这个模型由来自中子星的点状黑体辐射和来自典型半径为50，000 km的盘状吸积盘日冕的康普顿化辐射组成。我们从BeppoSAX和ASCA在其他地方发表的结果中获得的其他数据也被添加到调查中。调查源的黑体光度的大的变化示出主要是由于黑体发射面积的主要变化。拟合多温度盘黑体加康普顿化模型的调查光谱需要值的内部磁盘半径大大小于中子星半径在许多情况下，使磁盘的黑体起源极不可能。假设辐射来自中子星上的赤道带，则带的半高h与辐射支撑的内吸积盘的半高H一致，这种一致性在每个参数上跨越了三个数量级。讨论了这种一致性的可能机制，包括内盘和中子星之间的径向吸积流，以及中子星表面的吸积流"蠕动“。
2001-02-01 astro-ph
Neutron star blackbody contraction during flaring in X1624-490
我们提出的物理变化发生在发射区的LMXB X 1624 -490在RXTE观测的强耀斑期间的调查结果。基于详细的光变曲线，我们提出耀斑由X射线爆发的叠加组成。结果表明，黑体辐射分量发生了较大的变化，燃烧时kT_BB升高到~ 2.2keV。值得注意的是，黑体面积在燃烧中减少了约5倍。在耀斑演化过程中，黑体的光度保持近似恒定，构成了一个以前未知的爱丁顿限制效应，我们建议是由于辐射压力的黑体作为kT_BB增加影响内盘或吸积流导致在恒星上的发射面积减少。我们认为，面积的大幅减少不能解释在修改的黑体光谱的电子散射在大气中的中子星。非耀斑中子星上的发射区的高度与Church & Balucinska-Church（2001）的LMXB的ASCA巡天中发现的源的内辐射支撑盘的高度一致。根据可能的模型讨论了耀斑过程中高度的降低，包括恒星表面的径向吸积流和Inogamov & Sunyaev（1999）的吸积流在中子星表面扩散的理论。我们证明了在6.4 keV的宽铁线的强度与从中子星的黑体发射的光度强相关，并讨论了这条线在ADC的可能起源。最后，可能的原因，在这个源，和LMXB一般的反射分量的非检测，进行了讨论。
2001-10-01 astro-ph
Discovery of hard X-ray emission from Type II bursts of the Rapid Burster
我们报告的结果BeppoSAX目标的机会（TOO）的源MXB 1730-335，也称为快速爆发（RB），在其爆发的1998年2月至3月。我们监测了RB的光谱性质从爆发衰变到平静的演变。在第一次TOO期间，RB的X射线光变曲线显示出许多II型爆发，其宽带（1-100 keV）光谱符合双黑体加幂律模型。此外，据我们所知，这是第一次在30 keV以上检测到该源。
2000-07-24 astro-ph
An X-ray study of the dipping low mass X-ray binary XB 1323-619
在对低质量X射线二元倾斜源XB 1323-619进行BeppoSAX观测期间，共观测到10次I型X射线爆发和12次强度倾斜的部分。在非爆发、非倾斜间隔期间，1-150 keV的BeppoSAX光谱可由截止幂律建模，光子指数为1.48 +/- 0.01，截止能量为44.1 + 5.1/-4.4 keV，kT为1.77 +/- 0.25 keV的黑体贡献了2-10 keV通量的约15%。需要吸收相当于3.88 +/- 0.16x10^22 H原子cm^（-2）。这些下降以2.938 +/- 0.020小时的周期重复，跨度为轨道周期的40%。在下降期间，2-10 keV强度的最大降低约为65%。倾斜期间的光谱变化是复杂的，并且不能通过简单的吸收体来建模，因为清楚地存在未被吸收的非倾斜光谱的一部分。倾斜的光谱演化可以很好地模拟逐步覆盖的截止功率定律的组成部分，必须扩展，加上快速吸收的点源黑体。其中一次爆发是双重的，其中4次爆发发生在倾斜间隔期间。这些爆发具有2-10 keV的峰值计数率，平均仅比那些发生在下降之外的峰值计数率降低22%，并且没有被大量吸收。对这种缺乏吸收的一种解释是，爆发暂时覆盖了引起下降的吸收材料。
1999-09-13 astro-ph
Relativistic Winds from Compact Gamma-Ray Sources: II. Pair Loading and Radiative Acceleration in Gamma-ray Bursts
我们考虑快速对创建的影响，由一个强脉冲的伽玛射线传播的相对论冲击。侧面散射的光子与主伽马射线束碰撞，放大了散射电荷的密度。计算了对荷介质的加速率，其极限体积洛伦兹因子与光子源的光谱和紧凑度有关。结果，我们得到了重子和重子对的相对惯性的一个确定的预言。在移动介质中的相对论冲击的减速，以及由此产生的同步辐射率，与现有的静态介质的计算进行比较。辐射效率显着增加对加载。当初始环境密度超过临界值时，主伽马射线脉冲穿过的散射深度上升到1以上，并且脉冲被加宽。这些考虑对爆发的前身有很大的限制：爆发前的质量损失率超过每年10^{-5} M_ \odot很难与窄于10 s的单个脉冲相一致，除非辐射效率很低。各向异性的伽马射线通量（在角度尺度上为Γ^{-1}或更大）驱动大的速度剪切，这极大地增加了传播激波前方的种子磁场中的能量。
2000-02-21 astro-ph
The Post-Burst Awakening of the Anomalous X-ray Pulsar in Westerlund 1
2006年9月21日，雨燕BAT探测到一个强烈（~10^39 erg/s）和短暂（20 ms）的爆发，其位置与钱德拉在2005年发现的候选异常X射线脉冲星CX164710.2 -455216的位置一致。在事件发生后约13小时开始了快速的后续观测，发现该源的1- 10 keV通量水平约为4.5 x 10^-11 erg/s/cm ^2，比XMM在5天前测量的亮度高出约300倍。我们报告的结果，从斯威夫特BAT观测的爆发和随后的斯威夫特XRT观测进行了前四个月的爆发后。这些数据与来自两个XMM观测（在BAT事件之前和之后进行）和2005年至2007年期间进行的四个档案钱德拉观测的数据进行了补充。我们找到了爆发后源脉动的相位相干解。脉冲相位的演变包括以1.4d的时间尺度衰减的指数分量，我们将其解释为大故障后的恢复阶段（Delta nu / nu约为6 x 10^-5）。我们还检测到一个二次分量，对应于自旋下降速率Pdot ~ 9 x 10^-13，这意味着磁场强度为10 ^14高斯。在爆发后0.6天进行的第一次Swift XRT观测中，光谱显示出kT = 0.65keV的黑体（R_BB = 1.5km）和γ =2.3的幂律，约占1-10 keV观测通量的60%。钱德拉存档数据的分析，在2005年期间，当源处于静止状态，显示在静止的调制是100%的脉冲能量超过4千电子伏和一致的（异常小尺寸…
2007-03-27 astro-ph
Radiative Processes in Microquasars
综述了吸积黑洞和微类星体的X射线和软γ射线观测的最新进展。简要讨论了辐射过程的排放负责。混合热/非热康普顿化模型，以及描述所观察到的宽带光谱。我们还评论替代现象学和物理模型，用于描述吸积黑洞的X/伽马射线光谱。其中包括“标准”模型（即盘黑体加上幂律），pexrav，体运动康普顿化，以及来自喷流的同步辐射。
2002-09-11 astro-ph
Kilo-hertz QPO and X-ray Bursts in 4U 1608-52 in Low Intensity State
本文介绍了1996年3月15日、18日和22日对4U 1608-52的RXTE/PCA观测结果。3月22日，在RXTE的一个轨道上探测到三个I型X射线爆发。3月15日和22日，我们观察到QPO特征在567-800 Hz处达到峰值，源分数均方根幅度为13%-17%，每个航天器轨道上平均功率密度谱的宽度为78-180 Hz。这些QPO的均方根振幅与光子能量正相关。三个X射线爆发，爆发间隔为16分钟和8分钟，持续时间为16秒。三次爆发中最小的X射线爆发的黑体发射区表明这是一次局部核燃烧。我们还讨论了观测中的一个I型X射线暴候选者。
1997-10-09 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
Overall Evolution of Realistic Gamma-ray Burst Remnant and Its Afterglow
传统的伽马射线暴残留物动力学模型在非相对论相的绝热爆炸波中是不正确的。本文导出了一个新的模型，该模型对超相对论和非相对论阶段的辐射和绝热爆炸波都是正确的。我们的模型还考虑了辐射效率的演变。强调了从超相对论相到非相对论相的转变的重要性。
1999-08-21 astro-ph
A Swift gaze into the 2006 March 29th burst forest of SGR 1900+14
我们报告了2006年3月29日记录的持续约30秒的强烈爆发“森林”。BAT和XRT都探测到了40多个爆发，其中7个是罕见的中间耀斑（IF）：几次释放10^{42}尔格。BAT数据用于在14- 100 keV范围内进行时间分辨光谱，时间尺度低至8 ms。这个独特的数据集使我们能够测试磁星模型的预测，如磁捕获火球和扭曲的磁层在一个前所未有的通量范围和大量的统计数据（在光子和IF方面）。我们证实，一个两个黑体组件适合充分的时间分辨和积分光谱的IF。然而，康普顿化模型给出了相当好的约化chi ^[2]。此外，我们发现：i）行为的变化，约为~10^{41} erg/s，高于该值，较软的黑体显示出某种饱和，而较硬的黑体仍增长到10^{41} erg/s的几倍; ii）温度和黑体半径之间的相当尖锐的相关性（R^2 prop kT^{-3}），它适用于耀斑的最亮部分（大约适用于L_{tot} > 10^{41} erg/s）。在磁星模型中，这些发现中的大多数可以用E模式和O模式光球的热辐射来解释。有趣的是，观测到的最大光度来自一个约15公里的区域，与相同半径的磁爱丁顿光度相匹配，表面偶极场约为8 x 10^{14} G（实际上等于从SGR 1900+14的自旋下降推导出的）。
2008-05-26 astro-ph
A Generic Dynamical Model of Gamma-ray Burst Remnants
传统的一般模型被认为能很好地解释$γ$射线暴残留物的动力学，无论它们是绝热的还是高辐射的。然而，我们发现，对于绝热膨胀，该模型不能再现非相对论阶段的Sedov解决方案，因此该模型需要修改。本文导出了一个新的微分方程。基于该方程的一般模型对辐射火球和绝热火球，以及超相对论和非相对论相都是正确的。
1999-06-24 astro-ph
INTEGRAL observations of the X-ray burster 4U1850-087: first detection of hard X-ray emission extending above 50keV
X射线爆发源4U 1850 -087位于球状星团NGC 6712中，是一个超紧双星，可能有一个简并伴星。宽带光谱（2-100 keV; INTEGRAL连同准同步XMM-牛顿观测）用盘黑体发射（kTin=0.8keV）连同幂律（光子指数为2）很好地描述。我们在这里报告的硬X射线发射的第一次检测从这个源高于50千电子伏。高能量截止存在的下限可以设置为Ec> 100 keV。
2006-10-30 astro-ph
A new bursting X-ray transient: SAX J1750.8-2900
我们详细分析了1997年春BeppoSAX号卫星上的宽视场照相机对X射线爆发源SAX J 1750.8 -2900的发现测量结果，它位于离银河系中心约1.2度的位置。3月13日，当第一次观测开始时，该源处于爆发状态，并显示X射线发射约2周。共检测到9个爆发，峰值强度在2-10 keV范围内从~ 0.4到1.0 Crab不等。大多数爆发表现出快速上升时间（~ 1 s），指数衰减曲线与e-折叠时间~ 5s，衰减过程中的光谱软化，和光谱是一致的几keV黑体辐射。这些特征表明它们是热核起源的I型X射线爆发。I型爆发的存在和靠近银河系中心的源位置有利于将该天体分类为中子星低质量X射线双星。在之前和之后的银河系凸起监测中，没有发现来自SAX J1750.8-2900的X射线发射，并且再也没有看到该源爆发。
1999-07-21 astro-ph
The X-ray Spectrum of the Rapid Burster using the Chandra HETGS
我们目前的观测快速爆发（RB，也被称为MXB 1730-335）使用钱德拉高能透射光栅光谱仪。II型（吸积）爆发之间的平均间隔约为40秒。有一个I型爆发（热核闪光）和大约20个可能是II型爆发的“迷你爆发”，其峰值流量是其他II型爆发平均峰值流量的10-40%。II型爆发的时间平均谱与一个温度为kT = 1.6keV、半径为8.9km、距离为8.6kpc、星际柱密度为1.7e22/sq的黑体很好地拟合。厘米没有清晰地检测到窄的发射或吸收线。任何特征的等效宽度的3 σ上限在1.1-7.0 keV带中< 10 eV，在1.7 keV附近小至1.5 eV。我们认为，康普顿破坏吸收功能，如铁XXVI的共振线。
2001-04-09 astro-ph
Gamma-Ray Burst Afterglows: Effects of Radiative Corrections and Nonuniformity of the Surrounding Medium
伽马射线暴（GRB）的余辉通常被认为是由于周围介质中相对论膨胀的火球的持续减速。假设火球的膨胀是绝热的，介质的密度是激波半径的幂律函数，即，$n_{ext}\propto R^{-k}$方法，解析地研究了一阶辐射修正和介质非均匀性对伽玛暴余辉的影响。本文首先导出了观测时间、激波半径和火球洛伦兹因子之间的新关系式：$t_\oplus=R/4(4-k)γ^2c$，同时导出了同动时间、激波半径和火球洛伦兹因子之间的新关系式：$t_{co}=2R/(5-k)γc$。接下来我们用Blandford和McKee（1976）的解析解来研究火球的演化。辐射损失可能不会显著影响这种演变。我们进一步导出了新的X射线通量与观测时间之间以及光通量与观测时间之间的标度律。我们利用这些标度律讨论了GRB 970228和GRB 970616的余辉，发现如果电子分布的谱指数为$p=2.5$，则GRB 970616的X射线余辉可以很好地拟合为$k=2$。
1998-06-23 astro-ph
A Compact Fireball Model of Gamma Ray Bursts
有人提出，在几百千电子伏的光谱的峰值附近的伽马射线暴光子产生在非常紧凑的尺度上，其中光子生产是有限的黑体效应和/或高能量量子（$E>2m_e c^2$）的要求，以有效地进一步生产。在给定其他观测到的伽玛暴参数的情况下，时间剖面中毫秒级的快速变化是一种自然的期望。分析计算表明，逃逸的非热，高能γ射线可以出现在第二热光子从低于$10^{12}$厘米的γ射线。在这个模型中的最小渐近体洛伦兹因子被发现是几百的顺序，如果光球是$3 \times 10^{11}$ cm和更大或更小的光球半径。提示UHE γ射线可能会提供一个新的约束流出的渐近洛伦兹因子。
1999-10-17 astro-ph
Winds from Neutron Stars and Strong Type I X--Ray Bursts
本文提出了一个由X射线爆发中子星辐射驱动的定常风模型。广义相对论流体动力学和辐射转移方程从中子星表面向外积分，考虑到氦核燃烧的内部，致密，近流体静力学壳。辐射过程包括韧致辐射发射-吸收和康普顿散射;这里只考虑频率-积分输运。结果表明，每个解决方案的特点是只有一个参数：质量损失率$\Mdot$，或等效地，信封质量$\Menv$。我们发现，由于康普顿化的影响，稳定的，超音速风只能存在于$\Mdot$大于一个极限值$\Mdot_{min} \approx\Mdot_{E}$。在给定中子星参数的情况下，计算了几种模型，涵盖了大约20年的质量损失率。我们讨论了如何我们的解决方案与减少$\Menv$的序列可以用来遵循一个强的X射线爆发在膨胀/收缩阶段的光度最大值附近的时间演化。数值结果与Haberl { \it et al.}（1987）对4U/MXB 1820-30爆发给出了该源的光谱硬化因子和吸积率的估计。
1994-05-27 astro-ph
The discovery of hard X-ray emission in the persistent flux of the Rapid Burster
我们报告的第一个检测与INTEGRAL的持久性硬X射线发射（20至100千电子伏）从快速爆发器（MXB 1730-335），并描述其从3至100千电子伏的全谱。2003年2月/3月，在其一次反复爆发期间发现了该来源。在单点期间，以高信噪比清楚地检测到该源，并且该源与相邻源GX 354-0很好地区分开。3 - 100 keV的X射线光谱的持续发射是很好地描述了一个两个组件的模型，包括一个黑体加一个幂律与光子指数~ 2.4。在3 - 20 keV的能量范围内，估计的光度为~ 8.5x10^{36} erg/s，在20 - 100 keV的能量范围内，估计的光度为~ 1.3x10^{36} erg/s。
2004-07-16 astro-ph
The ultra-compact binary 4U1850-087 observed with INTEGRAL: hard X-ray emission from an X-ray burster
X射线爆发星4U 1850 -087位于银河系球状星团NGC 6712中，是一颗超紧双星（轨道周期~21分钟），可能藏有一个简并的同伴。在银河平面的监测期间，用INTEGRAL卫星多次在软伽马射线下观察到该源，曝光时间前所未有。我们分析了所有可用的INTEGRAL观测，主要目的是研究这个银河系核球X射线爆发的长期行为。光谱结果是基于对2003年3月至2005年11月期间进行的所有INTEGRAL观测的系统分析。源X射线发射是硬的，并且是第一次观测到，将INTEGRAL光谱与2003年9月进行的准同步XMM-牛顿观测相结合，得到了一个宽带光谱，并用盘黑体发射很好地模拟了该光谱（kTin=0.8keV）和幂律（光子指数=2.1），2- 100 keV的光度为1.5E36erg/s（假设距离为6.8kpc）。
2006-09-08 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
Radiation from condensed surface of magnetic neutron stars
最近的观测表明，许多孤立的中子星的热X射线谱是没有特征的，在某些情况下（例如，RX J1856.5-3754）与黑体很好地拟合。如此完美的黑体光谱令人困惑，因为通过典型的中子星大气的辐射传输会导致与黑体的明显偏离。此前的研究表明，在强磁场中，由于凝聚态物质的内聚能大大增强，中子星的最外层可能呈凝聚态固体或液体形式。凝聚的临界温度随着磁场强度的增加而增加，可以高达10 ^6 K（对于B \sim 10^{13} G的Fe表面或B \sim 10^{14} G的几倍的H表面）。因此，热辐射可以直接从简并的金属凝聚表面发出，而不需要经过气体气氛。本文计算了磁中子星的Fe和H凝聚表面在可能的凝聚区域的发射性质（光谱和偏振）。对于光滑的凝聚表面，黑体的总发射减少了不到2倍。光谱在很宽的能量范围内表现出与黑体的适度偏离，并表现出与凝聚态物质中的离子回旋频率和电子等离子体频率相关的温和吸收特征。固体凝聚体的粗糙度（在Fe的情况下）倾向于降低表面的反射率，并且使发射光谱更接近黑体。我们讨论的影响，我们的研究结果的暗淡，孤立的中子星和磁星的观测。
2005-05-04 astro-ph
Spectra of the Expansion Stage of X-Ray Bursts
提出了热核X射线爆发大气结构的解析理论。采用牛顿引力和扩散近似。流体动力学和热力学的配置文件作为一个数值解的柯西问题的一阶常微分方程。我们进一步阐述了一个组合的方法来解决辐射转移问题，产生的频谱的膨胀阶段的X射线爆发的解析形式，其中康普顿化和自由-自由的吸收-发射过程的帐户和τ ~ r^{-2}不透明度的依赖性假设。采用能量不透明度网格上的松弛法模拟辐射扩散过程，使含有自由参数的谱解析形式与能量轴相匹配。数值和解析结果显示了很高的相似性。所有的光谱都由幂律的软成分和稀释的黑体硬尾组成。我们推导出简单的近似公式，可用于测定质量半径的观测光谱拟合。
2001-11-09 astro-ph
X-Ray Flares and Oscillations from the Black Hole Candidate X-Ray Transient XTE J1650-500 at Low Luminosity
我们报告的X射线观测与罗西X射线定时探测器的黑洞候选人（BHC）瞬态XTE J1650-500在其第一次，目前唯一的，爆发结束。通过对该源几个月的低光度监测，发现了6个亮的~100秒的X射线耀斑和X射线通量的长时间尺度振荡。的振荡是非周期性的特征时间尺度为14.2天，在2.8-20千电子伏通量的数量级变化。振荡可能与光学“迷你爆发”，已观察到在其他短轨道周期BHC瞬变爆发的末端。X射线耀斑的持续时间在62到215秒之间，峰值通量比持续通量高5到24倍。耀斑具有非热能光谱，当持续光度接近3E 34（d/4 kpc）^2 erg/s（2.8 ~ 20 keV）时就会发生。最亮耀斑的上升时间表明，BHC系统的物理模型必须能够解释X射线通量在秒的时间尺度上增加到24倍的情况。我们讨论的背景下，银河系BHC的观测和理论的耀斑和比较的耀斑从Sgr A*，超大质量黑洞在银河系中心检测到的。我们还比较了耀斑的X射线爆发，看到在中子星系统。虽然有些耀斑的光变曲线与中子星爆发的光变曲线相似，但与爆发中的黑体光谱相比，耀斑具有非热能光谱。这表明，X射线爆发不应被视为一个给定的系统包含一个中子星的证据，除非在爆发光谱中的黑体成分的存在可以证明。
2003-04-11 astro-ph
Simultaneous BeppoSAX and RXTE observations of the X-ray burst sources GX 3+1 and Ser X-1
我们获得了GX 3+1和Ser X-1的光谱和时间数据。用BeppoSAX和RXTE同时观测了这两个源。RXTE数据用于提供功率谱和颜色-颜色图，以约束源所处的状态（从而跟踪$\dot M$）。BeppoSAX号卫星的数据提供了宽带光谱。这两个来源的光谱是合理的，很好地配合使用的模型组成的磁盘黑体，康普顿组件和Fe线，吸收星际吸收。康普顿化等离子体的电子温度（kT $_{\rm e}$）在两种情况下均为$\sim$ 2.5 keV。这意味着在任何一个源中都不存在来自康普顿化分量的强高能尾。我们讨论了这些爆发源和位于球状星团中的发光X射线源之间的相似性。我们发现，康普顿分量的光谱参数提供的信息质量吸积率，这与时间和光谱变化的估计。
2000-10-30 astro-ph
BeppoSAX observation of the eclipsing dipping X-ray binary X1658-298
介绍了2000年8月12日至13日BeppoSAX对7.1小时的食、倾、爆、瞬变、低质量X射线双星（LMXRB）X 1658 -298的观测结果。日食，倾角和爆发以外的光谱可以建模的软磁盘黑体和硬康普顿组件与少量（1.3 10 E21原子/cm 2）的低能量吸收的组合。相比之下，18个月前在同一爆发期间的RXTE观测，测量到5.0 10 E22原子/cm 2的吸收。这种变化与随着爆发的进行，吸积盘变薄是一致的。最佳拟合光谱模型的结构残差，这是暂时确定与Ne-K/Fe-L和Fe-K壳层发射。下降过程中的光谱变化是复杂的，可以建模由一个强大的（~3 10 E23原子/cm 2）增加吸收的康普顿化组件，连同减少两个光谱组件的归一化。这种行为与X射线倾角源的"复杂连续“模型相反，在该模型中，较软的黑体分量迅速遭受强吸收。然而，它类似于最近XMM-牛顿对食，倾斜，LMXRB EXO 0748 -676的观测。
2001-07-18 astro-ph
Suzaku Observations of SGR 1900+14 and SGR 1806-20
本文介绍了1900+14和1806-20两个SGR的朱雀卫星观测的光谱和时间研究。X射线静态发射光谱可以用两个黑体函数或黑体加幂律模型很好地拟合。INTEGRAL发现的非热硬组分由PIN二极管检测，其光谱由INTEGRAL报道的幂律模型再现。XIS检测到SGR 1900+14的周期性P = 5.1998+/-0.0002 s，SGR 1806-20的周期性P = 7.6022+/-0.0007 s。脉冲分数与SGR 1900+14的爆发活性相关。
2008-08-28 astro-ph
