High spatial resolution mapping of extinction in the SMC with the Swift-UVOT
小麦哲伦星云（SMC）中广泛的紫外线消光特性可能是恒星形成对星际尘埃的影响的痕迹。Swift UVOT有三个紫外线滤光片（分别位于1800、2200和2500 A）和三个光学滤光片，是绘制这种消光图的理想仪器。本文给出了SMC中~ 3.3角分平方场中六波段测光的初步结果。拟合由此产生的光学/紫外光谱分布与尘埃模型，我们估计的消光深度为53颗恒星，并使用此映射的尘埃在观测场的分布。我们简要讨论了这项研究的相关性恒星形成星系，包括主机的伽马射线暴。
2005-10-26 astro-ph
Prompt optical observations of GRB050319 with the Swift UVOT
斯威夫特天文台的UVOT望远镜已经探测到GRB 050319的光学余辉发射。在爆发开始后约230秒（爆发触发后90秒）开始观测，直到约5 × 10^4秒后，流量衰减到仪器灵敏度阈值以下，流量衰减的斜率为α = -0.57。没有证据表明早期光变曲线中快速下降的成分在X射线波段中同时出现。余辉在B波段的UVOT短波中没有被探测到，这表明红移约为3.5。光学V带发射位于X射线光谱的延伸上，光学到X射线的斜率为β =-0.8。爆炸相对平稳的衰减率表明，在爆炸后的几× 10^4秒内，中心引擎继续向火球注入能量。
2005-11-04 astro-ph
Swift XRT and UVOT deep observations of the high energy peaked BL Lac object PKS 0548-322 close to its brightest state
我们提出的光谱分析的结果5雨燕XRT和UVOT观测的BL Lac对象PKS 0548-322进行了在2005年4月至6月期间。这个高能量峰值BL Lac（HBL）源的X射线通量被发现近似恒定在F（2-10 keV）~ 4x 10 ^-11 erg cm^-2 s^-1的水平上，比1999年BeppoSAX观测到的亮度高2倍，接近爱因斯坦回转巡天报告的最大强度。在0.3-10千电子伏的斯威夫特X射线光谱中获得的非常好的统计数据使我们能够检测到一个简单的幂律谱分布的高度显着的偏差。一个对数抛物线模型很好地描述了X射线数据，并给出了一个最佳拟合曲率参数为0.18和峰值能量的光谱能量分布约2千电子伏。来自Swift UVOT的紫外光谱数据与软X射线数据点的幂律外推结合得很好，这表明相同的组分负责在两个波段中观察到的发射。X射线波段的同步辐射峰和高强度态的结合证实PKS 0548-322是TeV观测的主要目标。X射线监测和协调的TeV运动是非常可取的。
2006-10-13 astro-ph
Ultraviolet Light Curves of Supernovae with Swift Uvot
我们目前的紫外线（UV）观测超新星（SNe）获得的紫外线/光学望远镜（UVOT）上的斯威夫特航天器。这是来自任何单一仪器的最大的UV光变曲线样本，涵盖了所有主要SN类型和大多数亚型。SNe Ia的紫外光变曲线相当均匀，而SNe Ib/c和IIP的光变曲线形状变化较大。紫外光的颜色清楚地区分Ia型超新星和IIP型超新星，特别是在早期。然而，SNe IIP的颜色演变使得它们在爆炸后约20天的颜色与SNe Ia相似。SNe Ib/c显示出具有不同的UV光学颜色。使用紫外线的颜色来帮助类型SNe将是重要的高红移SNe发现在光学观测。这些数据可加到地基光学和近红外数据中，以建立单个物体的热辐射光变曲线，并作为对在没有紫外线数据的情况下使用的一般热辐射校正的检查。这个样本也可以与在光学波长处观察到的高红移SNe的静止帧UV观测进行比较。
2008-03-08 astro-ph
The First Swift Ultra-Violet/Optical Telescope GRB Afterglow Catalog
我们介绍了第一个雨燕紫外/光学望远镜（UVOT）的伽马射线暴（GRB）余辉目录。该目录包含了来自Swift，高能瞬变探测器2（HETE 2），国际伽马射线天体物理实验室（INTEGRAL）和行星际网络（IPN）首次探测到的229个GRB的64，000多个独立UVOT图像观测数据。该目录涵盖了2005年1月17日至2007年6月16日期间发生的伽马射线暴，包括雨燕爆发警报望远镜（BAT）探测到的86%的爆发。该目录提供了从每个UVOT图像中提取的详细的连拍位置、时间和光度信息。相对于USNO-B1星表，在3-sigma级别检测到的爆发位置具有标称精度，约为0.25弧秒。每个爆发的光度测定在三个紫外波段、三个光学波段和一个“白色”或开放式滤光片中给出。对于低于3-sigma的源，报告幅度的上限。还提供了突发样本和光变曲线的一般属性，包括依赖于滤波器的时间斜率。对于在3 σ水平检测到的爆发，大多数UVOT光变曲线可以通过单一幂律拟合，时间斜率（α）中位数为0.96，从爆发触发后几百秒开始，在约1x10^5 s结束。对于“良好”检测到的爆发的样本，2000 s时UVOT v波段（~5500埃）的中值幅度为18.02。UVOT通量内插到2000秒后的爆发，显示出相对较强的相关性，提示斯威夫特BAT通量，并在11小时后的斯威夫特X射线通量触发。
2008-09-24 astro-ph
Photometric Calibration of the Swift Ultraviolet/Optical Telescope
我们提出的雨燕紫外线/光学望远镜（UVOT）的光度校准，其中包括：最佳的光度和背景孔径，有效面积曲线，颜色变换，转换系数的计数率通量，和光度零点（准确到优于4%）的七个UVOT宽带过滤器。校准是用代表广泛光谱恒星类型的标准星和标准星场的观测结果进行的。校准结果包括位置相关的均匀性，以及在1600- 8000 A的工作范围内的仪器响应。由于UVOT是一种光子计数仪器，我们还讨论了符合损失对校准结果的影响。我们为UVOT数据分析中使用校准提供了实用指南。此处给出的结果取代了先前的校准结果。
2007-11-09 astro-ph
Swift-UVOT Observations of the X-Ray Flash 050406
我们提供了2005年4月6日X射线闪光（XRF 050406）的光学余辉的Swift-UVOT数据，从初始即时伽马射线发射后88秒到\sim 10^5秒。我们在V，B和U波段的观测是最早的XRF光学对应物。将早期的光学时间和光谱特性与Swift上的BAT和XRT望远镜拍摄的γ射线和同步X射线数据相结合，我们能够限制XRF的可能来源。瞬时发射具有FRED曲线（快速上升，指数衰减），持续时间为T_90 = 5.7 \pm 0.2 s，使其处于长爆发持续时间分布的短端。在紫外/可见光谱中没有4000 Ω的光电吸收，这就为红移提供了z \leq 3.1的严格上限，从而排除了高红移作为软光谱的唯一原因。光学光变曲线符合幂律衰减，斜率α = -0.75 \pm 0.26（F_v \propto t^α），最大值出现在初始伽马射线发射后的前200秒。离轴结构射流模型很好地描述了瞬发发射的柔软性，该模型能够解释在光学和X射线波段观察到的早期峰值通量和浅衰减。
2006-03-21 astro-ph
The Swift Ultra-Violet/Optical Telescope
紫外线/光学望远镜（UVOT）是斯威夫特伽马射线天文台上的三个仪器之一。它的设计目的是捕捉早期（约1分钟）的紫外线和光学光子从余辉的伽马射线暴在170-600纳米波段，以及长期观察这些余辉。这是通过使用紫外线和光学宽带滤波器和光栅来实现的。UVOT采用改进的Ritchey-Chretien设计，微通道板增强电荷耦合器件探测器记录单个光子的到达时间，并提供源的亚弧秒定位。我们讨论了一些科学所追求的UVOT和仪器的整体设计。
2005-07-18 astro-ph
Observations of Early Optical Afterglows
雨燕紫外线/光学望远镜（UVOT）在其运行的头十个月里对71个雨燕爆发警报望远镜触发的伽马射线暴（GRB）进行了广泛的跟踪。在本文中，我们讨论了一些紫外和光学性质的UVOT检测余辉，如XRF 050406，明亮的GRB 050525 A，高红移GRB 050730，早期耀斑GRB 050801，和其他。我们还讨论了为什么75%的伽玛暴余辉UVOT观察不到一个小时的影响是“黑暗的。"
2006-05-03 astro-ph
Observations of LSI+61303 with Swift
2006年9月初至2007年1月初，Swift卫星观测到了一个能发射TeV能量的高质量X射线双星系统LSI+61303。这些观测中有许多是与TeV观测同时进行的。这些数据包括24天的观测，持续时间在700 s到4700 s之间，部分覆盖了双星系统的4.5个轨道周期。我们在这里提出的0.2至10 keV的X射线数据的分析从Swift-XRT仪器。UVOT的同期光学数据也可用。
2007-09-18 astro-ph
A photometric redshift of $z=1.8^{+0.4}_{-0.3}$ for the \agile GRB 080514B
目的：AGILE伽马射线暴GRB 080514 B是第一个探测到30 MeV以上辐射和光学余辉的暴。然而，这个爆发的光谱红移是未知的。研究方法：我们汇编了来自多个天文台的地面光度光学/近红外和毫米数据，包括多通道成像仪GROND，以及紫外\swift UVOT和X射线XRT观测。光学/近红外余辉的光谱能量分布表明，在\swift UVOT紫外线过滤器，可用于估计的红移急剧下降。结果如下：将\swift UVOT $uvw2$带的SED拟合到$H$带，我们估计了$z=1.8^{+0.4}_{-0.3}$的光度红移，与Pelangeon & Atteia（2008）基于伽马射线数据报告的赝红移一致。结论：GRB 080514 B的余辉性质与全球长暴样品所表现出的余辉性质没有区别，支持余辉性质基本上独立于瞬发发射性质的观点。
2008-08-01 astro-ph
SWIFT observations of TeV BL Lac objects
内容：我们提出了一组观测的9 TeV检测BL Lac对象的XRT和UVOT探测器上的斯威夫特卫星3月至2005年12月之间进行的结果。目的：我们主要感兴趣的是测量光谱参数，特别是在X射线波段的内禀曲率。方法：我们进行X射线光谱分析观察BL紫胶TeV对象使用一个对数抛物线或一个简单的幂律模型。结果如下：我们发现，在我们的样本中的许多对象确实显示出显着的光谱曲率，而那些具有峰值的能量低于0.1 keV的光谱能量分布显示幂律谱。然而，在这些情况下，统计数据通常较低，从而妨碍了对曲率的良好估计。同时进行UVOT观测对于验证如何在较低频率下外推X射线光谱以及寻找多个发射成分非常重要。结论：我们的分析结果是有用的统计加速过程预测固有的弯曲光谱的可能签名的研究和建模的SED的BL Lacertae对象TeV的能量，相应的曲率可能存在。
2006-11-08 astro-ph
An Observational Limit on the Earliest GRBs
我们预测第一个可观测的红移（即，在我们过去的光锥）伽马射线暴（GRB）和计算GRB率红移分布的第三星族恒星在非常早期（z=20-60）。利用Swift近两年的观测数据，我们给出了第一代恒星每太阳质量产生伽玛暴的效率（η_{GRB}）的上限。我们发现，第一个可观察到的伽玛暴是最有可能在红移60。观测到的极高红移伽玛暴（XRGs）是每年15个长伽玛暴的一个子集，没有相关的红移，也没有光学余辉，由雨燕探测到。取此最大值，得到每太阳质量的恒星中η_{GRB}<1.1~10^{-4} GRB。更现实的评价，例如，取Swift总样本的5%作为一个子群，其上限为η GRB <3.2~10^{-5}/太阳质量。
2007-02-13 astro-ph
Swift XRT Observations of the Breaking X-ray Afterglow of GRB 050318
本文报道了利用雨燕X射线望远镜（XRT）对GRB 050318的观测结果。这一事件触发了Swift上的突发警报望远镜（BAT），并从触发后54分钟开始连续11次使用XRT和UVOT进行跟踪。一个以前未知的衰落X射线源被检测到，并准确地监测。发现该源的强度随时间降低，并且在观察到触发后约18000 s时发生明显的时间中断。发现X射线光变曲线与幂律断裂一致，断裂前后的衰减指数为-1.17 +/-0.08和-2.10（+0.22）（-0.24）。X射线余辉光谱符合光电吸收幂律，能量指数为-1.09 +/-0.09。没有发现光谱演化的证据，我们将这些结果与UVOT的结果进行了比较，并对BAT的数据分析进行了改进。我们在准直火球模型和同步辐射发射机制的框架下讨论了我们的结果。假设GRB红移是由最远的光吸收复合体（z = 1.44）导出的，则该事件完全符合E_p-E_iso关联。
2005-09-07 astro-ph
Swift Observations of the highly X-ray variable Narrow Line Seyfert 1 galaxy RX J0148.3-2758
本文报道了对窄线塞弗特1星系（NLS 1）RX J0148.3- 2758的雨燕观测。2005年5月观测到41.6公里，2005年12月观测到15.8公里。在短期和长期的时间尺度RX J0148.3- 2758是一个高度可变的来源。它在18-25 k内使其X射线通量加倍。2005年12月9日的观测结果表明，与2005年5月和2005年12月20/21日的观测结果相比，X射线硬度比显著变硬。对X射线光谱的详细分析表明，我们实际上在RX J 0148.3 -2758中观察到两个光谱变化：第一，在2005年5月至12月9日期间，软X射线分量减少，这很可能是由于本征吸收柱的增加，第二，在12月20日/21日的观测中，硬X射线通量减少。2005年5月高态软X射线谱斜率$α_{\rm X, soft}$ =2.58 $^{+0.15}_{-0.12}$，与ROSAT测量值（\axs =2.54 \plm 0.82）吻合较好。与强X射线变异性相反，RX J0148.3--2758的2005年12月的Swift UVOT光度分析显示，6个UVOT滤光片中的任何一个均无显著变异性。从同时X射线和紫外线观测在2005年12月，我们测量的X射线响度α ox之间变化α ox =1.5和1.8。我们对RX J0148.3-2758的Swift观测表明了多波长天文台Swift对AGN科学的巨大潜力。（缩短）
2006-05-25 astro-ph
Swift Observations of GRB 050603: An afterglow with a steep late time decay slope
本文报道了伽玛暴GRB 050603的雨燕观测结果。在爆发后约10小时，V星等V=18.2，这是雨燕迄今为止探测到的最明亮的光学余辉，也是有史以来最明亮的光学余辉之一。爆发警报望远镜（BAT）的光变曲线显示了三个快速上升指数衰减尖峰，$T_{90}$ = 12秒，在15-150 keV波段的通量为7.6 $\times 10^{-6}$ ergs cm $^{-2}$。有了$E_{\rm γ, iso} = 1.26 \times 10^{54}$尔格，它也是有史以来最具活力的爆发之一。斯威夫特航天器在探测到爆发后约10小时开始用窄场仪器观测余辉。这次爆发的亮度足以让雨燕紫外/光学望远镜（UVOT）在爆发后的近3天内探测到，而X射线望远镜（XRT）在爆发后的一周内探测到。X射线光变曲线显示出衰减指数$α$ =1.76 $^{+0.15}_{-0.07}$的快速衰减余辉。X射线能谱指数为$β_{\rm X}$ =0.71 \plm 0.10，柱密度与银河值一致。光谱分析没有显示出随时间的X射线光谱斜率的明显变化。光学UVOT光变曲线以$α$ =1.8 \plm 0.2的斜率衰减。光学和X射线衰减率的陡度和相似性表明，余辉是在喷流中断后观察到的。我们估计喷流张开角约为1-2 $^{\circ}$
2006-03-21 astro-ph
The Two-Component Afterglow of Swift GRB 050802
本文研究了GRB 050802，它的一个最好的例子，它的快速伽马射线暴余辉，显示在X射线光变曲线的中断，而光学对应衰减为一个单一的幂律。这个爆发有16.5等的光学明亮余辉，在雨燕上的UVOT的170- 650 nm光谱范围内被探测到。XRT和UVOT望远镜在初始触发后286秒开始观测，持续了1.2 x 10^6秒。X射线光变曲线由三个幂律段组成：上升到420 s，然后是缓慢衰减，α_2 = 0.63 +/- 0.03，直到5000 s，之后，光变曲线衰减得更快，斜率为α_3 = 1.59 +/- 0.03。在整个观测过程中，光学光变曲线呈单一的幂律衰减，α_O = 0.82 +/- 0.03。X射线数据本身与5000 s处的断裂一致，这是由于能量注入结束。模拟的光学X射线光谱能量分布，我们发现，光学余辉不能产生相同的组件作为X射线发射在晚些时候，排除了单组分余辉。因此，我们认为两个组件的射流模型，并发现，X射线和光学发射是最好的复制模型中，这两个组件的能量注入观察到的余辉的持续时间和X射线休息在5000秒是由于在狭窄的组件射流休息。这个明亮的、观测良好的爆发很可能是解释斯威夫特令人惊讶的发现的指南，斯威夫特发现爆发很少显示消色差的喷流中断。
2007-06-05 astro-ph
X-Ray Observations of Type Ia Supernovae with Swift: Evidence for Circumstellar Interaction for SN 2005ke
我们提出了一个研究的早期（几天到几周）的X射线和紫外线特性的八个Ia型超新星（SNe Ia）已被广泛观察到的X射线望远镜（XRT）和紫外/光学望远镜（UVOT）的斯威夫特，从5-132天后爆发。SN 2005 ke在爆发后8至120天的XRT深度监测的基础上，在X射线中被暂时检测到（在3-3.6西格玛的显著性水平）。推测的X射线光度[（2+/-1）x 10^{38}尔格/秒; 0.3-2 keV波段]可能是由SN激波与星周物质（CSM）的相互作用引起的，CSM是由来自祖先伴星的恒星风沉积的，质量损失率约为3 x 10^{-6} M_sun/yr（v_w/10 km/s）。CSM在X射线中相互作用的证据由雨燕上的UVOT观察到的过量紫外线辐射独立证实，大约在爆炸后35天开始。在爆发后105天，钱德拉没有探测到SN 2005 ke，这意味着下降速率比L_x \propto t^{-0.75}更陡，这与SN激波与球对称CSM相互作用（t^{-1}）所预期的下降一致。其他七个超新星Ia都没有在X射线中检测到，也没有显示出紫外线过量，这使我们能够严格限制祖先系统的质量损失率。
2006-07-27 astro-ph
An Update on the X-ray transient Narrow-Line Seyfert 1 galaxy WPVS 007: Swift observations of UV variability and persistence of X-ray faintness
我们报告的紫外线的变化和持久性的X射线昏暗的X射线瞬态窄线塞弗特1星系WPVS 007的基础上监测活动星系核的第一年，2005年10月和2007年1月之间的雨燕检测。WPVS 007是一个不寻常的来源。虽然在ROSAT全天巡天期间是X射线明亮的，但在随后的所有X射线观测中都非常微弱。斯威夫特还发现这个NLS 1是微弱的X射线，在0.3-10.0 keV波段的3 $σ$上限为$2.6\times 10^{-17}$ W m $^{-2}$的斯威夫特X射线望远镜中没有探测到，并确认活动星系核仍然处于低态。在2006年7月和12月的观测中，使用\swift的紫外光学望远镜（UVOT），活动星系核在紫外滤光片中变得暗淡了约0. 2等，在V、B和U中变得暗淡了约0. 1等，与2005年10月至2006年1月和2006年9月/10月的观测相比，在2007年1月的观测中又变亮了。这种变化可能是由吸收柱密度的变化以及因此在UV中的变红引起的，或者是由中央引擎的通量变化引起的。我们还注意到，UVOT滤光片中的通量与国际紫外线探测器在1993-1995年之间进行的早期测量结果一致，但哈勃太空望远镜微弱天体摄谱仪拍摄的光谱显示，WPVS 007在1996年的紫外线中至少微弱2倍。平坦的光学/UV光谱表明光谱中存在一些UV消光，但这根本不能解释X射线通量的急剧衰减。我们很可能在X射线中看到一个部分覆盖的吸…
2007-01-19 astro-ph
Simultaneous Swift and REM monitoring of the blazar PKS0537-441 in 2005
Blazar PKS 0537 -441在2004年底至2005年11月期间被雨燕观测到。BAT对它进行了2.7 M的周期性监测，XRT和UVOT对它进行了7次共67 K的周期性监测，使其成为雨燕监测最好的活动星系核之一。自动光学和红外望远镜REM一直在同时监测该源。在2005年1月至2月期间，PKS 0537 -441在光学和X射线中被探测到最亮：比2004年12月观测到的X射线亮2倍以上，光学亮约60倍。2005年7月的观测记录了一个较暗的X射线状态。同时光学状态，监测雨燕UVOT和REM，是高的，并在VRI波段，它是什么记录在2005年1月初，爆发之前。在2005年11月，该源在X射线和光学方面都下降到静止状态，与2005年1月至2月的爆发相比，分别下降了~4和~60倍。我们的监测显示了整体良好相关的光学和X射线衰减。在较短的时间尺度（天或小时）上，X射线和光学变化之间没有明显的相关性，但前者往往更明显，与月时间尺度上观察到的相反。在光学和X射线的长期变化的幅度大不相同是非常不寻常的，使这一观察成为一个独特的案例研究耀变体活动。的光谱能量分布的解释同步和逆康普顿机制内的射流等离子体辐射通过内部冲击和耗散取决于发射区域的距离从中央发动机（删节）。
2007-04-06 astro-ph
Swift observations of GRB050712
我们介绍了Swift对GRB 050712的X射线和光学观测结果。这个爆发的X射线光变曲线显示了前1000秒的耀斑事件，与UVOT探测到光学对应物的时间相同。一个浅的X射线衰变，衰变斜率为-0.73，随后持续约70 ks。这种行为可以用伽玛射线暴“内部引擎”的活动来解释，最后一次耀斑可能是由喷出物与周围介质的相互作用引起的。我们还发现有趣的光谱参数的X射线发射。特别是，数据表明，在前1000秒内存在固有的吸收，这可以解释，如果环绕中云沿着视线。
2006-05-04 astro-ph
Early afterglow detection in the Swift observations of GRB 050801
我们提出的雨燕光学，紫外和X射线观测的余辉GRB 050801的结果。该源在Swift UVOT和XRT仪器的整个光学、紫外和X射线能量范围内都是可见的，在γ射线事件发生后的最初几百秒内，光学和X射线光变曲线都呈现出一个宽的平台（Δt/t ~ 1）。我们调查的余辉的多波长光谱和定时特性，我们认为，在早期的行为是兼容的能量注入由一个新诞生的磁星与一个周期的零点几毫秒，这使得前向冲击刷新在这个短的间隔照射。未观察到反向激波发射。它的抑制可能是由于伽玛射线暴喷出物被高磁场渗透，如预期的流出由magnetar.Finally，多波长的研究允许的爆发红移的测定，z=1.56。
2007-03-16 astro-ph
The 26 year-long X-ray light curve and the X-ray spectrum of the BL Lac Object 1E 1207.9+3945 in its brightest state
我们研究了高能量峰值BL Lac天体1E1207.9 +3945的同步辐射的时间和光谱演化。最近，XMM-牛顿和雨燕卫星进行了两次观测;我们对这两次观测进行了X射线光谱分析，对雨燕卫星进行了光学紫外线滤光片测光。结合由此获得的结果与档案数据，我们建立了长期的X射线光变曲线，跨越26年的时间间隔，和光谱能量分布（SED）的这个来源。光变曲线显示出在几年的时间间隔内，大的通量增加，大约是六倍。在2000年12月与XMM-牛顿指向一致达到最大值后，流量在以后的几年中减少，正如斯威夫特所揭示的那样。在0.5-10 keV XMM-牛顿X射线谱中可获得的非常好的统计数据指出了与单一幂律的非常显著的偏差。对数抛物线模型的最佳拟合曲率参数为0.25和峰值能量在~1 keV的描述以及同步辐射的光谱形状。Swift UVOT和XRT数据的同时拟合提供了更温和的曲率（b~0.1）和更高能量（~15 keV）的峰值，表明源活动的不同状态。在这两种情况下，UVOT数据支持从光学/UV到X射线波段的单个同步辐射分量的情况。新的X射线观测对于监测源的时间和光谱演变非常重要;新一代伽马射线望远镜如AGILE和GLAST可以首次探测到它的逆康普顿发射。
2007-10-12 astro-ph
GRB 060605: multi-wavelength analysis of the first GRB observed using integral field spectroscopy
\emph{Swift} /BAT探测到的长而相对微弱的伽马射线暴GRB 060605持续了大约20秒。用\emph{Swift} /XRT可以观测到近1天的余辉，而用\emph{Swift} /UVOT可以在事件发生后的前6小时内观测到余辉。在这里，我们报告的PMAS/PPak安装在卡拉尔阿尔托3.5米望远镜的余辉积分场光谱。此外，我们报告的XRT和UVOT数据的详细分析和深晚时间VLT观测的结果，揭示了伽玛射线暴的宿主星系。我们发现，爆发发生在红移$z$ =3.773，可能与一个微弱的，$R_C=26.4 \pm 0.3$主机。基于光学和X射线数据，我们推断的信息SED的余辉，在SED的冷却频率的位置，环暴环境的性质，它的准直因子，和它的能量。我们发现，伽玛射线暴火球是扩大到一个恒定密度的介质，爆炸是准直的一个狭窄的半开角约2.4度。火球的初始洛伦兹因子约为250;然而，它在伽马射线带中的射束校正能量释放很低。另一方面，光学X射线余辉相当明亮。最后，我们发现，数据是一致的误差范围内的余辉消色差的演变过程中怀疑喷流休息时间在爆发后约0.27天。
2009-02-20 astro-ph
Swift follow-up observations of 17 INTEGRAL sources of uncertain or unknown nature
我们分析了雨燕卫星对17个积分源的观测数据。我们将硬X射线源的位置精确到几个弧秒。然后我们浏览了在线目录（例如，NED、SIMBAD、2 MASS、2 MASX、USNO）来搜索其它波长处的对应物。我们还利用X射线光谱参数试图确定这些来源的性质。我们提供的X射线的位置与arcsec的精度，确定可能的红外和光学同行（当发现），在这些波段，并在光学和紫外线看到的斯威夫特/UVOT望远镜观测时，给出的幅度。我们确认了先前建议的IGR J 03532 -6829、J 05346 -5759、J10101-5654、J13000+2529、J13020-6359、J15479-4529、J18214-1318和J23206+6431的关联和源类型。我们首次确认IGR J 09025 -6814为活动星系核，并认为它可能是Seyfert 2。我们认为IGR J 05319 -6601、J16287-5021、J17353-3539和J17476-2253是X射线双星，其中J 05319 -6601位于大麦哲伦星系，另外三个可能是银河系中的HMXB。对于IGR J15161-3827和J20286+2544，我们在IBIS误差区域中找到了几个可能的X射线对应物，并且我们讨论了哪些（如果有的话）是可能的对应物。两者都可能是活动星系核，尽管后者可能是两个活动星系核的混合体。对于IGR J 03184…
2008-11-28 astro-ph
Dust and Gas in the Local Environments of Gamma-Ray Bursts
利用雨燕上X射线和紫外/光学望远镜（XRT和UVOT）探测到的伽马射线暴（GRB）余辉样本，我们模拟了光谱能量分布（SED），以确定GRB局部环境中的气柱密度和尘埃消光。在七个案例中，我们发现了六个与伽马射线暴宿主星系相关的X射线吸收体，其柱密度（假设太阳丰度）范围为（0.8 - 7.7）x10^{21}cm^{-2}。利用SMC、LMC和银河系消光曲线模拟GRB宿主星系中的尘埃，我们确定了静止框架视消光A_V，其范围为A_V = 0.12 \pm 0.04 ~ A_V = 0.65^{+0.08}-0.07}。余辉SED通常通过具有SMC消光曲线的模型最佳拟合。只有一个例子是伽玛射线暴的余辉可以用银河系的消光曲线更好地模拟，它在2175埃处有一个突出的吸收特征。我们研究了在我们的样本中存在的选择效应，以及这些效应如何扭曲伽玛暴宿主星系中A_V的真实分布。我们估计，在5500埃的蓝色方向上没有发现余辉的伽玛暴，其平均静止帧视反射率几乎是在光学明亮的伽玛暴中观测到的平均静止帧视反射率的8倍。这可能有助于解释雨燕观测到的约1/3的伽玛暴没有被UVOT探测到的余辉。
2007-08-09 astro-ph
GRB 070724B: the first Gamma Ray Burst localized by SuperAGILE and its Swift X-ray Afterglow
GRB 070724 B是第一个由AGILE卫星上的硬X射线监测器SuperAGILE定位的伽马射线暴。事件的坐标在触发事件后$\sim 19$小时公布。Swift X射线望远镜指向SuperAGILE位置，并在SuperAGILE误差圆内探测到了X射线余辉。AGILE伽马射线跟踪器和微型辐射计没有探测到任何与GRB 070724 B相关的MeV和GeV范围内的显著伽马射线发射，既没有即时也没有延迟。光学余辉的观测是由斯威夫特UVOT和帕洛玛自动化60英寸望远镜进行的，没有任何明显的探测。同样，甚大天线阵也没有探测到无线电余辉。这是第一个在100 MeV - 30 GeV能量范围内具有确定上限的GRB事件，与X射线余辉有关。
2007-12-04 astro-ph
Swift Follow-up Observations of INTEGRAL Sources of Unknown Nature
我们利用\swift天文台上的X射线望远镜进行X射线观测，将12个INTEGRAL源的X射线位置精确到3-5”，以便进一步确定它们在光学、红外和无线电波长上的对应物，试图揭示它们的真实性质。然后，我们搜索了在线目录（例如NED，SIMBAD，2 MASS，2 MASX和NVSS），以搜索其他波长的对应物。对于所有的来源，我们给出了一个完善的X射线的位置，提供X射线光谱参数，确定红外对应物，并给出在光学和紫外线波长与UVOT观测时的幅度。我们确认了先前怀疑为活动星系核的6个源（IGR J 02343 +3229，J13149+4422，J14579-4308，J16385-2057，J18559+1535，J19378-0617）的性质。我们的分析首先使我们认为IGR J 09523 -6231和IGR J10147-6354是活动星系核。虽然前者最近已被证实为Seyfert 1.5 AGN，但我们认为后者是Seyfert 2。所有其他来源可能是银河系来源，在这种情况下，它们的光谱形状可能表明它们是X射线双星。在一个例子中（IGR J19308+0530），银河系的性质通过确认一颗F8恒星作为对应物而得到证实。我们赞成到源的距离不大于1千秒差距。源很可能是一颗中子星XRB或CV。我们还报告发现了六个未知性质的偶然来源。
2008-02-21 astro-ph
Swift Observations of the Cooling Accretion Disk of XTE J1817-330
在2006年爆发的160天里，斯威夫特卫星用XRT和UVOT仪器观测到了黑洞候选者X射线瞬态XTE J1817-330。在观测开始时，XRT光谱显示，0.6-10 keV的发射主要是由光学厚，几何薄吸积盘与内部磁盘温度为$\sim0.8$ keV，这表明源是在高/软状态在初始爆发阶段。我们跟踪的来源，通过其下降到低/硬状态的吸积盘冷却到$\sim 0.2 \mathrm{keV}$和内部磁盘半径一致的最内部的稳定的圆形轨道在任何时候。此外，X射线光度在下降期间大致遵循$L_X \propto T^4$，与几何稳定黑体一致。这些结果是迄今为止获得的最强有力的证据，表明吸积盘在状态转换后不会自动后退，吸积率低至$0.001 L_{Edd}$。同时，近紫外通量不跟踪X射线盘通量，并且远远超过了如果近紫外辐射来自外盘中的粘性耗散的预测。硬X射线通量和近紫外辐射通量之间的强相关性（其标度为$L_X^{0.5}$）表明，后处理辐射很可能是近紫外辐射通量的主要贡献。我们讨论我们的结果的背景下，吸积盘和整体吸积流的吸积黑洞的几何形状。
2007-03-19 astro-ph
Swift and XMM-Newton Observations of the Extraordinary GRB 060729: An afterglow with a more than 100 days X-ray light curve
本文报道了用Swift和XMM对Swift发现的长伽马射线暴GRB 060729（$T_{90}$ = 115 s）的观测结果。这一爆发的余辉在X射线和紫外/光学波长下异常明亮，显示出异常长的缓慢衰减阶段（$α$ =0.14 \plm 0.02），表明在早期比其他爆发有更大的能量注入阶段。X射线光变曲线在爆发后约60 ks处显示出一个断裂。断裂后的X射线衰减斜率为$α$ =1.29 \plm 0.03。在爆发后的125天内，我们没有检测到喷流中断，这表明喷流张开角大于28度。在爆发后的前2分钟（静止帧），爆发的X射线光谱从硬X射线光谱急剧变化为非常软的光谱。我们发现，在这个早期阶段的X射线光谱都可以用吸收单幂律模型或黑体加幂律模型拟合。幂律拟合表明，吸收柱密度减小，X射线谱变陡。在斯威夫特的紫外/光学望远镜中，在爆发后的9天内，在所有6个过滤器中都清楚地检测到余辉，在一些紫外过滤器中甚至更长，最新的检测是在爆发后31天的UVW 1中。从约0.3的浅衰减斜率和1.3的较陡衰减斜率，在所有6个UVOT滤波器中清楚地检测到约50 ks处的断裂。除了\swift观测外，我们还介绍并讨论了XMM观测61 ks ToO的结果。（删节）
2007-03-01 astro-ph
Swift and Chandra Detections of Supernova 2006jc: Evidence for Interaction of the Supernova Shock with a Circumstellar Shell
奇特的Ib型超新星（SN）2006 jc在爆炸后的19至183天内被斯威夫特天文台的紫外/光学望远镜（UVOT）和X射线望远镜（XRT）观测到。探测到了传出的SN激波与致密的星周物质（CSM）相互作用的特征，如强X射线发射（L_{0.2-10} > E39 erg/s）和紫外光谱中可见的MgII 2800 A线发射。结合钱德拉在爆炸后第40天获得的观测结果，构建了X射线光变曲线，该曲线显示X射线发射在约4个月的时间内以约5倍的独特增长，然后迅速下降。我们解释了独特的X射线和紫外线特性的结果，SN冲击相互作用的外壳的材料，沉积的SN祖爆发前两年的爆炸。我们的研究结果是一致的爆炸的沃尔夫-拉叶星经历了一个情节质量喷射类似于那些明亮的蓝色变星爆炸前。这导致在距离爆炸点约E16 cm处形成了一个致密（>E7 cm**-3）的壳层，它随着WR风以（1300+/-300）km/s的速度膨胀。
2008-01-08 astro-ph
Swift and XMM observations of the dark GRB 050326
我们提出了雨燕和XMM观测GRB 050326，由Swift-BAT检测。它的能量密度为7.7 × 10 ^-6 erg cm^-2（20-150 keV），光谱很硬，幂律光子指数为1.25。余辉光变曲线在爆发后约1小时至约6天之间没有出现任何中断或耀斑，并以1.70的斜率衰减。余辉光谱符合幂律模型，在银河系和宿主星系中都有吸收。静止坐标系中氢柱密度很大，N_H_z > 4x10^21 cm^-2，吸收体的红移z > 1.5。Swift-XRT和XMM结果之间具有良好的一致性。通过比较瞬发和余辉通量，我们发现在XRT观测之前发生了一个早期的破裂。GRB 050326余辉的性质很好地描述了在均匀外部介质中膨胀的球形火球，因此预计在稍后的时间会进一步变陡。缺少这种中断限制射流角度为>7度。利用X射线分析提供的红移约束，我们还估算出经过射束校正的伽马射线能量大于3 × 10^51尔格，处于伽玛暴能量的高端。尽管X射线的亮度很高，但Swift-UVOT只能在光学/UV波长下设置深度限制。因此，这个伽玛射线暴是“真正的黑暗”，其光学到X射线的光谱违反了同步加速器的限制。光学和X射线观测结果与吸收事件或高红移事件一致。为了遵守吉兰达关系，需要中/大红移z>4.5。（节略）
2005-12-15 astro-ph
Gamma-Ray Emission from the Broad-Line Radio Galaxy 3C111
宽线射电星系3C 111被认为是伽马射线源3EGJ 0416 +3650的对应物。虽然3C 111符合大部分高概率识别的标准，如明亮的平谱射电核心和类似耀变体的宽带SED，但在第三个EGRET星表中，大约1.5度的大位置偏移使3C 111处于3EGJ 0416 +3650的99%概率区域之外，使这种关联受到质疑。我们提出了一个重新分析的所有可用数据3C 111从EGRET档案，导致在可能的检测高能伽马射线发射高于1000 MeV的位置接近3C 111的标称位置，在两个单独的观察期（VP），在3西格玛水平在每个。一个新的来源，GROJ 0426 +3747，似乎存在于附近。对于> 100 MeV，一个源似乎占了EGRET检测到的3EGJ 0416 +3650的大部分发射。后续的Swift UVOT/XRT观测显示，在3EGJ 0416 +3650的误差框中有一个中等亮度的X射线源，但由于EGRET位置的不确定性很大，不能确定X射线源和伽马射线源是否相关。另一个雨燕观测，GROJ 0426 +3747，附近没有发现X射线源。
2008-08-12 astro-ph
Swift and Suzaku Observations of the X-Ray Afterglow from the GRB 060105
本文介绍了Swift和Suzaku对GRB 060105的早期X射线余辉观测结果。明亮的长伽马射线暴GRB 060105在2006年1月5日06：49：28触发了雨燕暴警报望远镜（BAT）。朱雀小组在雨燕触发后19公里（5.3小时）开始了预先计划的机会观察目标。在快速发射和连续的非常陡峭的衰变之后，从T_0+187 s到T_0+1287 s观察到浅衰变。在T_0 +（1.5-3）ks的观测间隙之后，在T_0+（4-30）ks观测到极早的陡峭衰减。光变曲线在T_0+30 ks处再次变平，从T_0+50 ks到观测结束又发生了一次陡峭的衰减。这两个陡峭的衰减表现出2.3 - 2.4的衰减指数。这个非常早的中断，如果它是一个喷流中断，是X射线余辉观测中最早的情况，表明一个非常窄的喷流，其开口角远低于1度。独特的朱雀/XIS数据使我们能够设置非常严格的上限线辐射或吸收在这个伽玛暴。对于所报道的z=4.0+/-1.3的伪红移，铁谱线等效宽度的上限为50 eV。
2006-09-15 astro-ph
