X射线双星SAX J1808 .4-3658中光学周期调制的精确测定

2008年爆发期间吸积毫秒X射线脉冲星SAX J1808 .4-3658的相位分辨光谱学

Phase resolved spectroscopy of the accreting millisecond X-ray pulsar SAX J1808.4-3658 during the 2008 outburst

目标：我们获得了吸积毫秒X射线脉冲星SAXJ1808.4 -3658在2008年爆发期间的相位分辨光谱，以寻找施主星的签名，限制其径向速度半振幅（K_2），并获得对脉冲星质量的估计。方法：使用波文区的多普勒图像，我们发现在期望施主星的位置处有一个显著的（> 8 σ）致密点。如果这是施主星的特征，我们测量K_em=248+/-20 km/s（1 sigma置信度），这代表了K_2的严格下限。此外，He II的多普勒图显示了吸积盘的特征信号，并有一个暗示的增强发射，这可能是一个结果的潮汐扭曲的吸积盘，预计在非常低的质量比相互作用的双星。结果：K_2的下限导致f（M_1）>0.10M_sun的质量函数的下限。应用最大K-修正得到228<K_2<322 km/s和质量比0.051<q<0.072。结论：尽管数据的S/N有限，但我们能够在SAX J1808.4-3658中检测到施主星的签名，尽管在新爆发期间的未来观测仍然有必要证实这一点。如果导出的K_em是正确的，那么用动力学方法确定SAXJ1808.4 -3658中中子星质量的最大不确定性在于对倾角知之甚少。

低质量X射线瞬态衰变过程中的质量传递

Mass transfer during low mass X-ray transient decays

低质量X射线双星的爆发相对于矮新星激变变星的爆发是延长的，这是由于X射线照射盘的结果。我们表明，衰变光变曲线的时间尺度和它在一个特征时间的光度与吸积盘的半径有关。因此，一个好的X射线光变曲线允许两个独立的估计光盘半径。在毫秒级的射电望远镜SAXJ1808.4 -3658和XTEJ 0929 -314的情况下，这些估计之间的一致性非常强。我们的分析允许新的距离和吸积盘半径的测定。我们的分析将允许在外部星系的源的吸积盘半径的测定，从而约束系统参数，其他观测技术是不可能的。我们也使用X射线光变曲线来估计传质速率。在2002年的SAXJ1808.4 -3658爆发中观察到的破指数衰减可能是由圆盘的自阴影变化引起的。

X射线激发毫秒级射电望远镜爆发剖面的模拟

Modelling the outburst profile of X-ray powered millisecond pulsars

低质量X射线双星的爆发相对于矮新星激变变星的爆发是延长的，这是由于X射线照射盘的结果。我们表明，衰变光变曲线的时间尺度和它在一个特征时间的光度与吸积盘的半径有关。因此，一个好的X射线光变曲线允许两个独立的估计光盘半径。在毫秒级的射电望远镜SAXJ1808.4 -3658和XTEJ 0929 -314的情况下，这些估计之间的一致性非常强。我们的分析允许新的距离和吸积盘半径的测定。我们的分析将允许在外部星系的源的吸积盘半径的测定，从而约束系统参数，其他观测技术是不可能的。我们也使用X射线光变曲线来估计传质速率。在2002年的SAXJ1808.4 -3658爆发中观察到的破指数衰减可能是由圆盘的自阴影变化引起的。

SAX J1747 .0-2853在爆发活动期间的X射线光谱演化及其瞬态性质的确认

X-ray spectral evolution of SAX J1747.0-2853 during outburst activity and confirmation of its transient nature

SAX J1747.0-2853是一个X射线瞬变现象，在1998年至2001年期间每年都有X射线爆发，1976年也有可能。2000年的爆发是最长和最明亮的。我们已经分析了X射线数据集，重点是2000年的爆发，并获得了BeppoSAX，XMM-牛顿和RXTE。这些数据涵盖了2--10 keV的未吸收通量，通量范围在0.1 ~ 5.3 × 10^-9 erg/s/cm ^2之间。等效光度范围为6 X 10^35至2 X 10^37 erg/s。0.3- 10 keV的谱线由多温盘黑体、热康普顿化分量和6.5 - 6.8 keV的窄Fe-K发射线的组合很好地描述，其等效宽度高达285 eV。视线中的氢柱密度为（8.8+/-0.5）× 10^22 cm^-2。该模型中最显著的光谱变化表现为吸积盘内缘温度和半径的变化，以及Fe-K线等效宽度在一次观测中的跳跃。此外，在1998年至2001年期间，明确探测到45次I型X射线爆发，这些爆发都发生在爆发期间或接近爆发。我们得出的距离为7.5+/-1.3千秒差距，这与以前的测定是一致的。我们未能检测到爆发以外的长时间爆发提供了间接证据，源恢复到爆发之间的平静，是一个真正的瞬态。

IGR J00291 +5934的光学对应物

The optical counterpart of IGR J00291+5934 in quiescence

最近（2004年12月）发现的第六个吸积动力毫秒X射线脉冲星IGR J 00291 +5934提供了一个很好的机会，加深我们的知识，这样的系统。虽然这些系统在高能量下得到了很好的研究，但在静止期间，它们的光学/近红外对应物的信息很少。到目前为止，只有SAXJ1808.4 -3658，第一个发现的这种类型的系统，我们有一个安全的多波段检测其光学对应物在安静。在七个已知的系统中，IGR J 00291 +5934是更接近于SAX J1808.4-3658的系统。用意大利3.6米TNG望远镜，我们进行了深光学和近红外测光的IGR J 00291 +5934领域的平静期间，以寻找一个变量对应物的存在。我们在这里提出的第一个多波段（$VRIJH$）检测的光学和近红外对应的IGR J 00291 +5934在静止以及深上限的$K-$带。我们获得了一个光学光变曲线，表明在已知的2.46小时的轨道周期与正弦调制一致的变化，并提出了强烈照射的同伴的证据。

澳大利亚Cosmic Ray调制研究

Australian Cosmic Ray Modulation Research

50多年来，澳大利亚对到达地球的宇宙射线通量变化的研究发挥了关键作用。这项工作主要由塔斯马尼亚大学和澳大利亚南极分部的小组领导，并涉及许多地点的中子监测器和μ子望远镜的操作。本文综述了澳大利亚研究人员的研究成果，并对今后的实验进行了展望。特别重点包括：宇宙线调制参数的确定;地面增强模型技术的开发;尾入和损失锥恒星各向异性的确认;空间船地球合作;以及太阳周期纬度测量。

球状星团47 Tuccino中的一颗X射线变毫秒脉冲星：关闭与低质量X射线双星的联系

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。

为什么在中子星X射线双星中探测毫秒脉冲星很困难？

Why is it Difficult to Detect a Millisecond Pulsar in Neutron Star X-ray Binaries?

我们解释了为什么有可能直接检测到X射线发射从近表面的中子星（NS）在SAX J1808.4-3658，而不是在大多数其他低质量X射线双星（LMXB），从表面的发射可以看到在爆发事件。我们发现，来自SAXJ1808.4 -3658的X射线发射主要起源于相对光学薄热区（光学深度$τ_0$约为4，温度约为20 keV）的康普顿化过程。这样的透明区域并不妨碍我们检测由于NS表面上的热点引起的相干X射线脉动。当该区域中的特征散射时间是逆旋转频率ω或更高的数量级时，则谐波振荡的振幅以（τ_0 x ω）指数衰减。我们给出了一个精确的调制损耗模型，这种由于散射引起的QPO振幅的抑制可以解释kHz QPO随QPO频率增加而消失的原因。我们还制定了一般条件下，毫秒X射线脉动可以检测到LMXB。我们表明，所观察到的软相位滞后的脉冲发射的硬X射线光子在NS表面附近的相对较冷的材料的向下散射的结果。在这个下向散射模型的框架中，我们提出了一种方法来确定该地区的大气密度从软滞后测量。

第三颗瞬变毫秒X射线脉冲星XTE J0929-314的光学对应物

The optical counterpart of XTE J0929-314, the third transient millisecond X-ray pulsar

X射线瞬态XTE J 0929 -314的蓝色和可变光学对应物于2002年5月1日被识别。我们在5月和6月期间使用老人星1米望远镜对这个物体进行了频繁的BVRI宽带测光，直到它褪色到21等以下。在2002年5月2日、3日和4日进行的几乎连续的I波段CCD测光显示，在5月2日的后半段，在持续约6个周期的双星周期内，约有10%的正弦调制。相位表明，调制可能是由于光盘上的热点发射和次级线圈的X射线加热的组合。在观测期间，B-I的发射一般倾向于蓝色，减少了0.6个星等，但在光学识别后的最初几天，当I波段的通量略有减少而其他波段的通量增加时，颜色出现了异常变化。光谱分析的BVRI宽带测光显示在R和I波段的变量过剩的证据。我们认为，这可能是由于同步辐射的物质流出的系统，并注意到，类似的过程可能是负责异常的V和I波段测量在1998年的持续毫秒X射线脉冲星SAX J1808.4-3658。

Implication of the discovery of the proper motion of the optical counterpart of GRB 970228 for the models of gamma-ray bursts

The accurate position determination of GRB 970228 by the Beppo/SAX Satellite led to the discovery of a fading X-ray and optical counterparts of the burst. About a month after the GRB event the proper motion of the ejecta was detected and the extended optical source has faded below the Keck detection level. We analyze these observations in the framework of the most popular gamma ray burst models. We find a lower limit on the distance to GRB 970228 d>6.6 pc. We estimate the amount of energy required to explain the motion of a point source and the variability of the extended source. We find that …

低质量X射线双星中的超峰

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。

双脉冲双星J0737-3039系统速度的Green Bank望远镜测量及其形成的意义

Green Bank Telescope Measurement of the Systemic Velocity of the Double Pulsar Binary J0737-3039 and Implications for its Formation

我们报告的测量在820-和1400-MHz的轨道调制的衍射闪烁时标脉冲星A的双脉冲星系统J 0737 -3039使用绿岸望远镜。与这种调制相适应，确定天空平面中的系统速度为V_iss ~ 140.9 +/- 6.2 km/s。该速度相对于脉冲星轨道节点线的平行和垂直分量分别为V_plane ~ 96.0 +/- 3.7 km/s和V_perp ~ 103.1 +/- 7.7 km/s。大的V_perp意味着脉冲星B出生时的反冲速度>~ 100 km/s。未来VLBA结合改进的V_iss测量确定角自行，应提供到系统的精确距离。使用高精度定时数据和V_iss模型，我们估计最佳拟合轨道倾角为i = 88.7 +/- 0.9度。

超新星中微子可以独立于通量模型告诉我们中微子质量等级

Supernova neutrinos can tell us the neutrino mass hierarchy independently of flux models

我们表明，从银河系核心坍缩超新星的中微子光谱的冲击调制的检测是足够的，以获得一个高的意义确定的中微子质量等级，如果超新星事件中观察到的Mton级水切伦科夫探测器和100吨级液氩探测器。这一决定既不需要详细的超新星中微子通量模型，也不需要观测地球物质的影响。作为推论，θ_x的一个非零值将被确定.

太阳光子的逆康普顿散射、日光层调制和中微子天体物理学

Inverse Compton scattering on solar photons, heliospheric modulation, and neutrino astrophysics

我们研究了太阳光子与银河宇宙线电子的逆康普顿散射。我们表明，从这个过程中的伽马射线发射是大量的最大通量在太阳的方向，发射的角分布是广泛的。在研究银河系和河外伽马射线的扩散时，应该考虑到这一以前被忽视的前景。此外，GLAST的观测可用于监测日光层，并确定从土星轨道到太阳附近的电子光谱随位置的变化，从而能够对太阳调制进行独特的研究。这为确定太阳表面附近的其他银河宇宙射线种类（主要是质子）铺平了道路，这将导致对太阳大气中pp相互作用产生的伽马射线的准确预测。GLAST可以观测到这些伽马射线，从而可以研究深层大气层、磁场和宇宙射线级联的发展。后者对于计算高能（>1 TeV）pp相互作用的中微子通量是必要的。虽然这个通量很小，但与其他天体物理学中微子源相比，它是一个“有保证的通量”，并且可能在不久的将来被km ^3中微子望远镜（如冰立方）探测到。由于太阳核心对于非常高能量的中微子是不透明的，因此直接研究太阳核心的质量分布是可能的。