Detailed study of the X-ray and Optical/UV orbital ephemeris of X1822-371
最近对X 1822 -371的光学/紫外和X射线星历表的研究发现，轨道周期导数值存在一些差异。由于这个值在约束系统演化的重要性，我们全面分析了所有可用的光学/UV/X日食时间的这个来源，调查这些差异的起源。我们收集了1977年至2008年所有先前公布的X射线日食时间，并将2006年朱雀观测到的日食时间加入其中。这一点对于覆盖上一次RXTE日食时间（2003年拍摄）和最近一次钱德拉日食时间（2008年拍摄）之间的时间差距非常重要。同样，我们收集了1979年至2006年期间的光学/紫外日食到达时间，增加了1978年的日食时间，并更新了以前的光学/紫外星历。通过比较X射线和光学/紫外星历，结合X射线和光学/紫外波段的日食到达时间，得到了一个新的食源星历。相对于一个恒定的轨道周期模型计算的X射线日食时间延迟显示出一个明显的抛物线趋势，证实了这个源的轨道周期不断地以$\dot{P}_{\rm{orb}} =1.51(7) \times 10^{-10}$ s/s的速率增加。结合X射线和光学/紫外数据集，我们发现$\dot{P}_{\rm{orb}} =1.59(9) \times 10^{-10}$ s/s与X射线轨道解是相容的。我们还调查了可能存在的延迟的光学/UV日食相对于X射线日食，发现这种延迟可能不是恒定的时间。特别是，这种变化是兼容的正弦调制的光学/UV日食到达时间相对于长期的抛物…
2012-07-13 astro-ph.HE
The Supergiant Fast X-ray Transient with the shortest orbital period: Suzaku observes one orbit in IGRJ16479-4514
食硬X射线源IGR J16479-4514是超巨星快速X射线瞬变源（SFXT），具有最短的轨道周期（3.32天）。这使我们能够在2012年2月对朱雀进行250 k长的X射线观测，覆盖其大部分轨道，包括日食出口。在日食之外，源的光度大约是1 E34 erg/s。X射线谱与6.4 keV的中性铁发射线符合吸收功率定律。在X射线食区之外，柱密度恒定在1 E23 cm-2。在日食期间，它是较低的，与在日食期间由超巨星伴星风散射低X射线发射源一致。在X射线食期间的散射X射线发射被用来直接探测在轨道分离处的伴随风的密度，产生7 E-14 g/cm 3，其转化为风质量损失率与风终极速度的比率Mdot_w/v_terminal = 7 E-17太阳质量/km。假设合理的终极速度在500-3000 km/s范围内，这个比率转化为吸积光度比观测到的高两个数量级。我们的结论是，一个机制，减少吸积率到紧凑的对象是在工作中，可能是由于中子星磁层。
2013-02-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray Eclipse Diagnosis of the Evolving Mass Loss in the Recurrent Nova U Scorpii 2010
我们报告朱雀探测到最早的X射线日食看到的经常性新星U天蝎座2010年。爆发15天后的一次机会目标观测发现，在预测的日食中心，0.2-1.0 keV能量带的亮度下降了27+/-5%。与XMM-牛顿观测到的X射线食深度相比，在爆发后的第15天到第35天，源区域缩小了约10-20%。X射线食似乎比同时代的光学食更深或相似，这表明X射线和光源区域的范围在第15天是可比的。我们提出的可能性的能量依赖性的光子逃逸区域，这将是一个结果的超软X射线不透明度高于汤姆逊散射光学不透明度在光球由于大量的金属，没有完全电离的束缚-自由过渡。假设球对称爆炸模型，我们约束的质量损失率作为时间的函数。当超软X射线的实际不透明度与汤姆逊不透明度之比为10-100时，我们发现喷出物的总质量约为10^{-7}-10 ^{-6} M_{\odot}。
2013-03-22 astro-ph.HE
2XMMi J225036.9+573154 - a new eclipsing AM Her binary discovered using XMM-Newton
利用XMM-牛顿方法发现了食极星2XMMi J225036.9+573154。它是通过在2XMMi目录中搜索显示X射线可变性的物体的光变曲线而发现的。它的X射线光变曲线显示，每174分钟就会有一次白矮星被第二颗恒星完全蚀过。在phi=0.8-0.9的软X射线中观察到一个扩展的食前吸收下降，在phi~0.4的软X射线光变曲线中有进一步下降的证据。此外，X射线可以从所有的轨道相位（除了日食）看到，这使得它在日食极星中不寻常。我们已经确定了光学对应物，它是暗淡的（r=21），并显示了深食（>3.5等白光）。它的X射线光谱没有显示出明显的软X射线成分，这在许多但不是所有的极地中都可以看到。它的光谱显示出在轨道周期的一小部分时间内发射出H α。
2009-01-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Effects of Interstellar Dust Scattering on the X-ray Eclipses of the LMXB AX J1745.6-2901 in the Galactic Center
AX J1745.6-2901是一颗位于银河系中心的低质量X射线双星（LMXB）。它在食相期间显示出显著的X射线过量发射，并且其食光曲线显示出不对称的形状。我们使用档案XMM牛顿和钱德拉观测研究这些奇特的X射线日食现象的起源。我们发现观察到的X射线食光曲线的形状取决于光子能量和源提取区域的形状，并且也显示出两种仪器之间的差异。通过对随时间变化的X射线尘埃散射晕的详细模拟，以及对AX J1745.6-2901的食晕和非食晕观测剖面的直接模拟，我们获得了确凿的证据，证明其独特的食晕现象确实是由X射线尘埃散射在沿视线（LOS）的多个前景尘埃层中引起的。对仪器的明显依赖性是由不同的仪器点扩展函数引起的。我们的结果可以用来评估尘埃散射对其他食X射线源的影响，并提出在研究GC中其他X射线源（如Sgr A*）的变化时考虑尘埃散射晕的重要性。此外，我们对日晕食的研究加强了Jin等人（2017）报道的AX J1745.6-2901局部尘埃层的存在，并确定了距离地球几百秒差距内的另一个尘埃层，含有高达百分之几十的LOS尘埃，这可能与太阳附近的分子云有关。剩下的LOS尘埃很可能与位于银河系盘之间的分子云有关。
2018-04-01 astro-ph.HE
Three X-ray Flares Near Primary Eclipse of the RS CVn Binary XY UMa
我们报告了对食RS CVn双星XY Uma（$\rm P_{orb}\approx$ 0.48 d）的存档X射线观测。在两个$\emph{Chandra}$ ACIS观测跨越200公里和几乎5个轨道周期，三个耀斑发生。我们在X射线通量中没有发现日食的证据。耀斑发生在主食前后，其中一次耀斑发生在主食后不久（$<0.125\rm P_{orb}$），另外两次耀斑发生在主食前不久（$<0.05\rm P_{orb}$）。两个耀斑发生在彼此大约一个轨道周期（$Δϕ\approx1.024\rm P_{orb}$）内。我们分析了系统的光变曲线和光谱，并研究了平静期和耀斑期间的日冕长度尺度，以及耀斑的时间。我们通过引入一个小的轨道偏心率来探索耀斑是轨道诱导的可能性，这对这颗近距离双星来说是相当具有挑战性的。
2016-05-30 astro-ph.HE
Dips and eclipses in the X-ray binary Swift J1858.6-0814 observed with NICER
本文报道了在X射线双星Swift J1858.6-0814的X射线光变曲线中发现的食。从这些数据中，我们发现轨道周期为$P=76841.3_{-1.4}^{+1.3}$ s（$\approx21.3$小时），日食持续时间为$t_{\rm ec}=4098_{-18}^{+17}$ s（$\approx1.14$小时）。我们还发现在食前阶段的几个吸收下降。根据日食持续时间与轨道周期的比值，双星轨道的倾角被限制为$i>70^\circ$。伴星质量最可能的范围表明倾角可能比$90^\circ$更接近这个值。日食也与早期的数据一致，其中强烈的变化（“耀斑”）和长的轨道周期阻止了对周期或日食的清晰检测。我们还发现，明亮的耀斑优先发生在日食后阶段的轨道，可能是由于增加的厚度在盘吸积流界面防止耀斑在日食前阶段可见。这支持了变量模糊化是Swift J1858.6-0814中异常强大的可变性的原因。
2021-03-23 astro-ph.HE
Type I X-ray Burst Emission Reflected into the Eclipses of EXO 0748-676
本文分析了EXO 0748-676中22次与X射线食重合的I型X射线暴，发现食内观测到的暴发射无法用直接发射或外吸积盘反射解释，提出其可能由暴引起的吸收柱密度上升、吸积盘风或烧蚀外流散射所致。
2025-03-11 astro-ph.HE
A study of the secondary cosmic $γ$ -ray flux in India during the Great American solar eclipse on 21$^{st}$ August 2017
我们提出的结果，从测量二次宇宙γ射线通量使用碘化钠（铊）闪烁探测器在日全食。这个实验的独特之处在于它是在一个无法观测到日食的地方进行的。2017年8月21日的日全食，白天在北美的大部分地区都可以看到，而位于地球另一半的印度则错过了这次日食。我们的目的是测量和检查，如果有任何变化的次级宇宙线（SCR）通量在加尔各答，印度由于发生在美国的日食。本文中提到了用于该实验的详细实验技术。给出了数据分析方法和结果。我们观察到意想不到的dehancement和增强的SCR通量在某些能量区域。
2020-07-08 astro-ph.HE astro-ph.IM
Variations in the X-ray eclipse transitions of Cen X-3
本文报道了高质量X射线脉冲双星Cen X-3在不同强度状态下的X射线食跃迁的研究结果。用RXTE-ASM获得的Cen X-3的长期光变曲线跨度超过5000天，显示出强的非周期性的低态和高态通量变化。我们利用ASCA、BeppoSAX、XMM-Newton、Chandra和RXTE上更灵敏的仪器定点观测获得的数据，研究了Cen X-3在不同强度状态下的食跃变。我们发现了一个非常明显的趋势，即在高状态下发生急剧的日食转变，而在低状态下发生较长的转变。这是对RXTE-ASM首次观察到的此功能的确认，但现在更清晰了。从几次任务获得的光变曲线可以看出，低状态下的日食出口开始较早，轨道相位为0.02，表明观测到的X射线来自一个更大的区域。我们还对每次观测的日食后部分进行了光谱分析。根据BeppoSAX号卫星的观测，发现在高强度和低强度状态期间，食外X射线通量相差约26倍，而食计数率相差仅约4.7倍。这表明，在低态，有一个额外的散射介质，散射的一些源光子对观察者，即使当中子星是完全遮蔽。在低态下，我们还可以用XMM-牛顿观测来分辨三个铁谱线分量。通过比较在高和低状态期间的铁线等效宽度，可以看出，在低状态期间铁线的宽度相对较大，这支持了在低状态中发生X射线的显著再处理和散射的事实。
2010-06-05 astro-ph.HE
Neutron star mass estimates from gamma-ray eclipses in spider millisecond pulsar binaries
可靠的中子星质量测量是确定冷核物质状态方程的关键，但这是罕见的。“黑寡妇”和“红背”是由毫秒双星和半简并伴星组成的致密双星。光谱的光学明亮的同伴可以确定其径向速度，提供倾斜依赖的脉冲星质量估计。虽然可以从光学光变曲线中的细微特征推断出倾斜度，但由于不完整的加热模型和对变化的理解不足，这种估计可能会有系统性的偏差。使用费米大天区望远镜的数据，我们已经从49个蜘蛛系统中搜索了伽马射线食，在7个系统中发现了重要的食，包括原型黑寡妇PSR B 1957 $+$ 20。伽玛射线食需要伴星直接遮蔽脉冲星，因此伽玛射线食的检测或显著排除严格限制了双星的倾角，提供了新的鲁棒的、与模型无关的脉冲星质量约束。对于PSR B1957 $+$ 20，日食意味着一颗比光学光变曲线模型推断的更轻的脉冲星（$M_{\rm psr} = 1.81 \pm 0.07\,M_{\odot}$）。
2023-01-26 astro-ph.HE
Thermonuclear X-ray bursts across the eclipse transitions in the LMXBs EXO 0748-676 and XTE J1710-281
本文通过分析RXTE档案数据，在发生掩食的LMXB系统EXO 0748-676和XTE J1710-281中发现了跨越掩食边界的奇特热核X射线暴，通过建模估计了再辐射比例随接近掩食出掩而增加的趋势，并探讨了伴星烧蚀风和吸积盘等再辐射区域的可能性。
2025-09-16 astro-ph.HE
Gamma-ray Eclipses and Orbital Modulation Transitions in the Candidate Redback 4FGL J1702.7-5655
费米大面积望远镜（LAT）对伽马射线源4FGL J1702.7-5655的观测，先前被归类为候选毫秒脉冲星，显示了0.2438033天（约5.85小时）的高度显著调制。对折叠光变曲线的进一步检查表明窄食的存在，表明这是一个红背双星系统。对13年LAT观测的长期调制特性的检查表明，伽马射线的轨道调制从2013年初之前的简单日食变为更广泛，更容易检测的准正弦调制。此外，日食的时间在相位上移动到约0.05。然而，这种轨道调制特性的变化并不伴随着伽马射线通量或光谱的显著总体变化。准正弦分量的峰值与食相位相差约0.5，这将指示系统中致密物体的次合。Swift X射线望远镜的观测揭示了LAT误差椭圆内可能的X射线对应物。然而，澳大利亚望远镜紧凑阵列获得的射电观测并没有在该地区探测到源。4FGL J1702.7-5655似乎在2013年改变了它的状态，这可能与系统中双星内部冲击的变化有关。我们将讨论4FGL J1702.7-5655的性质如何与其他在伽马射线中表现出轨道调制的双星毫秒双星进行比较。
2022-05-23 astro-ph.HE
Probing relativistic effects in the central engine of AGN
活动星系核（AGN）是通过使用宽线区（BLR）云食探测吸积盘最内部区域来检验广义相对论（GR）效应的完美实验室。介绍了一个新的X射线食的相对论X射线谱模型。首先，我们提出了不同的观测，涉及X射线日食，包括X射线发射区的大小，发射率指数，云的柱密度，电离，大小和速度，黑洞旋转，和系统的倾斜。然后，我们通过使用XMM-牛顿模拟强调了对可观测量的一些理论预测，发现吸收取决于光子的能量范围，当X射线发射区域的接近侧被覆盖时，吸收最大。最后，我们将我们的相对论模型与NLS 1星系SWIFT J2127.4+5654的长期观测的实际XMM-牛顿数据进行了拟合，并将我们的结果与以前的工作进行了比较，在以前的工作中，我们从非相对论的角度讨论了BLR云食。
2016-12-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Flares during Eclipses of High Mass X-ray Binary Systems Vela X-1, 4U 1700-37, and LMC X-4
本研究在三个大质量X射线双星的食期间发现耀发，通过光谱分析揭示了再处理区域的尺寸与发射线起源等关键信息，为理解双星环境提供了新线索。
2024-03-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Eclipses of jets and discs of X-ray binaries as a powerful tool for understanding jet physics and binary parameters
计算了施主星对食双星X射线喷流的光谱能量分布和光变曲线的影响。喷流在所有的倾角下都会被日食，而日食发生的高度由轨道参数决定。通常，日食将导致喷流发射在波长的几个因子的范围内减少5- 10%，具有周期性调制。在具有高倾角、相对均匀的质量比和适度喷流速度的理想系统中，日食可能更深。我们将讨论如何日食可以用来测量双星系统的参数，以及高度的基础上的喷流。我们还讨论了如何，与数据集，将可能需要未来的设施，更详细的测试模型的射流物理可以通过建立偏离标准配方紧凑的圆锥形平谱射流，并通过确定的入口和出口的持续时间的日食和测量的横向大小的射流。我们提供了代表性的计算的期望不同类别的系统，表明最有前途的目标，在无线电波段显示这种效果是较长的周期“环礁”类中子星X射线二进制，而在光学和红外波段，最好的候选人可能是最边缘的黑洞X射线二进制。我们还讨论了外吸积盘遮蔽内喷流的影响。
2020-09-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
The first X-ray spectrum of the HMXB XTE J1855-026 during the compact object eclipse
我们提出了第一个{ \it XMM-牛顿}观察的经典超巨星高质量X射线二进制XTE J1855 $-$ 026采取完全在日食的中子星（NS），覆盖轨道相位$ϕ= 0.00-0.11$。通过对观测数据的分析，我们可以：a）与现有的食前观测参数进行比较; b）探索B 0 I型施主的背照星风。在食前用来描述软过剩的黑体分量在食时没有观测到。然后，它必须在NS附近或沿着供体-NS线生产。日食期间的$0.3-10$ keV光度（$\sim 10^{34}$ erg s $^{-1}$）比日食前低70倍。在平均食谱中，Fe K $α$线的强度比食前测得的低$\sim 7.4$倍。由于KPDMATHABMS光子不能在风中共振散射，因此绝大多数Fe KPDMATHABMS辐射必须来自NS的$1R_{*}$范围内。日食光谱成功地模拟通过添加两个光电离等离子体，一个具有低电离（$\logξ_{\rm 1,cold}=0.36$）和高发射措施（$EM_{\rm 1,cold}\approx 3\times 10^{59}$ cm $^{-3}$），另一个具有高电离（$\logξ_{\rm 2,hot}=3.7$）和低发射措施（$EM_{\rm hot}\approx 2\times 10^{56}$ cm $^{-3}$）。假设冷、热气体相分别是恒星风的团簇和团间介质，团簇体积填充因子为大质量恒星的典型…
2022-02-09 astro-ph.HE
Unveiling the X-ray properties of the eclipsing Cataclysmic Variable UU Aqr: spatially and spectrally-resolved two-component emission
University of Maryland, Baltimore County（马里兰大学巴尔的摩分校）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；CRESST II（联合研究生教育、空间科学和技术研究所二期）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）
研究揭示UU Aqr的X射线特性，发现硬X射线来自紧凑边界层，软X射线来自扩展区域的激波，通过多波段观测和建模确定了相关参数。
2026-02-25 astro-ph.HE
The X-ray eclipse of the dwarf nova HT CAS observed by the XMM-Newton satellite: spectral and timing analysis
激变变星是由白矮星组成的双星系统，它通过罗氏瓣机制从次级天体吸积物质。在观测时间足够长的情况下，可以进行详细的时间分析，从而确定双星系统的物理性质。我们提出了一个XMM-牛顿观测矮新星HT Cas获得解决的双星系统日食和约束观察到的X射线的起源。我们还将我们的结果与之前的ROSAT和ASCA数据进行比较。在对三台EPIC相机信号进行光谱分析之后，利用已知技术研究了观测到的X射线光变曲线，并获得了日食接触点。X射线谱可以通过温度$kT_1=6.89 \pm 0.23$ keV的热韧致辐射加上温度为$kT_2=30_{-6}^{+8}$ eV的黑体分量（上限）来描述。忽略黑体，辐射热吸收校正通量为$F^{\rm{Bol}}=(6.5\pm 0.1)\times10^{-12}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$，对于131 pc的HT Cas距离，对应于辐射热光度$(1.33\pm 0.02)\times10^{31}$ erg s $^{-1}$。对EPIC光变曲线中的食的研究使我们能够限制X射线发射区的大小和位置，结果接近白矮星半径。我们测量的X射线食比相应的光学食稍小（但仅在$\simeq 1.5 σ$的水平上）。如果是这样的话，我们可能已经确定了高纬度发射或一层X射线发射材料的特征，部分被吸积盘所掩盖。
2009-07-28 astro-ph.HE
X-ray polarization fluctuations induced by cloud eclipses in active galactic nuclei
内容：一部分活动星系核（AGN）显示出戏剧性的X射线光谱变化的一天到一周的时间尺度与变化的视线的冷吸收。目的：我们打算建模的偏振波动所产生的一个模糊事件，从而提供一种方法来确定是否是由于掩星或极端的固有发射变化的通量变化。研究方法：进行1 - 100 keV极化模拟与蒙特卡罗代码STOKES，我们模拟了各种冷气云的旅程在前面的一个扩展的主要来源。我们改变了氢柱密度nH和吸收体的尺寸，以及发射源的初始偏振态，以覆盖广泛的场景。结果如下：对于未偏振的初级通量，预计在掩星事件之前和之后偏振位置角ψ的大的（约50度）变化，这与非常低的剩余偏振度（P低于1%）有关。在具有内在的、位置无关的偏振的发射盘的情况下，并且对于给定的参数范围，X射线食显著地改变了观测到的偏振光谱，其中大部分变化以psi为单位。最后，非均匀偏振的发射区域由于盘的不同部分的连续覆盖和暴露而产生非常独特的偏振变化。相对于时间绘制，P和psi的变化形成可检测的P~天鹅座型轮廓，这是非轴对称发射的独特特征。结论：因此，偏振测量特别适合于区分内在强度波动和外部日食事件，约束覆盖介质的几何形状，并测试广义相对论预测的非均匀发射盘的假设。
2014-11-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray Eclipses of Active Galactic Nuclei
X射线变化是活动星系核普遍存在的特征，但其成因至今仍不清楚。本文指出，某些活动星系核中的X射线通量变化及其相应的功率谱密度（PSD）可以解释为宽线区（BLR）的食云或食团与尘埃环的碰撞所致。本文通过对几种云模型的蒙特卡罗模拟，系统地研究了由云食引起的X射线变化的统计特性及其PSD。对于这些模型，我们表明，日食事件的数量可以是显着的，由于这些日食云的吸收柱密度可以在10^{21}至10^{24} cm^{-2}的范围内，导致显着的X射线变化。我们发现，从模拟观测的X射线通量和吸收柱密度从这些模型得到的PSD可以描述为一个破碎的双幂律，类似于那些直接测量的一些活动星系核的观测。PSD的形状强烈地依赖于活动星系核中云的运动学结构和内在性质。我们证明了X射线食模型可以自然地导致PSD的破裂频率（以及相应的破裂时间尺度）与模型活动星系核中大质量黑洞（MBH）的质量之间的强相关性，这与观测结果是一致的.进一步研究活动星系核X射线（也可能包括光-紫外）通量和柱密度变化的PSD，将为约束BLR和环面的结构以及估算活动星系核中MBH的质量提供有力的工具。
2017-08-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Eclipse Timings of the LMXB XTE J1710-281: Orbital Period Glitches
我们提出了一个瞬态低质量X射线双星XTE J1710 - 281的X射线食定时分析。我们报告了57个完整的X射线日食的观测，与RXTE卫星上的正比计数器阵列探测器。利用日食计时技术，我们得到了MJD 52132到MJD 54410的轨道周期为0.1367109674（3）d，周期导数的1 σ极限为-1.6 $\times$ 10 ^-12 d-1和0.2 $\times$ 10 ^-12 d-1。这就限制了长期轨道周期演化的最小时间尺度，即周期衰减为2.34 $\times$ 10^8年，周期增加为18.7 $\times$ 10^8年。我们还报告了在日食中期检测到两个不连续的实例，一个在上述MJD范围之前，一个在上述MJD范围之后。这些结果被解释为XTE J1710 - 281的三个不同的轨道周期。我们对连续历元的轨道周期变化设定了1.4 ms和0.9 ms的下限。
2010-11-28 astro-ph.HE
Analysis of hard X-ray eclipse in SS433 from INTEGRAL observations
利用2003-2008年超吸积星系微类星体SS 433的硬X射线积分观测资料，分析了其在最大星盘张角源岁差位相的观测结果。据发现，主要的X射线日食的形状和宽度是强烈的变化，这表明在致密的恒星风和气体流出的光学A7 I-组件和风碰撞区域的额外吸收。观测到的硬X射线谱与吸积盘进动相位的独立性表明，硬X射线发射（20-100 keV）是在一个扩展的，热的，准等温日冕，可能加热的相互作用的相对论性喷流与不均匀的风流出旋进超临界吸积盘。通过几何模型对INTEGRAL揭示的SS 433的X射线食变和岁差硬X射线变的联合建模表明了二元质量比$q=m_x/m_v\simeq 0.25÷0.5$。在$q\simeq 0.3$达到联合轨道和岁差$χ^2$残差的绝对最小值。发现的二进制质量比范围，使我们能够解释的最小亮度在中间的主要光学日食的实质性岁差变化。对于从Hillwig & Gies数据导出的光学星$f_v=0.268 M_\odot$的质量函数，获得的$q\simeq 0.3$值产生了组成部分$m_x\simeq 5.3 M_\odot$，$m_v\simeq 17.7 M_\odot$的质量，证实了SS 433中致密物体的黑洞性质。
2009-04-22 astro-ph.HE
An X-ray view of the Cataclysmic Variable V902 Mon: Discovery of an X-ray eclipse
针对激变变星V902 Mon，通过NuSTAR和XMM-Newton观测发现其X射线食，结合光谱分析确认吸积盘遮挡致密天体，提出吸积柱原初X射线被吸积盘吸收、散射及Fe荧光线再处理的模型，揭示其X射线特性成因。
2025-02-14 astro-ph.HE
Chandra and XMM Monitoring of the Black Hole X-ray Binary IC 10 X-1
在2003-2012年期间的10次钱德拉和2次XMM-牛顿观测中观测到了大质量黑洞+沃尔夫-拉叶双星IC 10 X-1，显示出在7 x10^37 erg/s左右的一致变化，并在2009年发生了光谱硬化事件。我们通过将光子到达时间折叠在一系列跨越已知轨道周期及其不确定性的试验周期上，将整个光变曲线相连接，将X射线周期精确到P = 1.45175（1）d。X射线食的最小通量持续时间为5小时，这与伴星的光学径向速度曲线一起产生食体的半径为8-10伦日。18.5-22 Rsun的轨道间距为日全食的发生提供了一个极限倾角i>63度。日食是不对称的（出口持续时间0.9小时），并显示能量依赖性，暗示吸积盘热点和日冕。这个日食比1.5-2 Rsun的WR星宽得多（5倍），这表明WR星的密集风中有吸收/散射。类似的NGC 300 X-1也是如此。来自文献的He II [4686]线的RV测量显示相对于X射线星历表的相移，使得速度在日食中期不通过零。X射线食导致RV曲线的下合90度，所以要么BH被尾激波/羽流所食，要么He II线不直接跟踪WR星的运动，而是起源于恒星风的阴影部分电离区域。
2014-10-13 astro-ph.HE
The puzzling orbital period evolution of the low mass X-ray binary AX J1745.6-2901
X射线联星的轨道周期演化为理解这些系统的角动量损失机制提供了基本线索。本文给出了瞬态低质量X射线双星AX J1745.6-2901的X射线食时分析。该系统显示全日食，因此是可以使用这种方法进行精确轨道演变研究的少数物体之一。我们报告XMM-牛顿和ASCA观测涵盖了30个完整的X射线日食跨越20多年的时间间隔。我们改进的轨道周期的相对精度为$2\times10^{-8}$，两个数量级优于以前的估计。我们确定，第一次，轨道周期$\dot{P}_{orb}=-4.03\pm0.32\times10^{-11}$ ~s/s的一个非常显着的减少率。这比由引力波和磁破裂引起的保守质量传递和角动量损失所预期的至少大一个数量级，并且可能是由非保守质量传递引起的。印在轨道的长期演变，我们观察到非常显着的日食铅延迟~10-20秒，其特征是一个明确的状态依赖性，平均而言，日食发生在硬状态。
2015-11-11 astro-ph.HE
X-ray eclipse tomography: Resolving the extent of X-ray-emitting region(s) in the Seyfert galaxy ESO362-G18
Universidad de Alcalá（阿尔卡拉大学）；Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学）；Foundation for Research and Technology-Hellas（希腊研究与技术基金会）；CSIC-INTA（西班牙国家科学技术研究中心-国家航空航天技术研究所）
通过Swift监测发现ESO 362-G18的两次X射线掩食事件，利用时变光谱解析吸收云性质及主X射线发射区尺寸，揭示软超射区比热冕区延伸50%但共存在30Rg内。
2026-06-17 astro-ph.HE
High resolution X-ray spectroscopy of Supergiant HMXB 4U1700$-$37 during the compact object eclipse
我们提出了一个分析的标志性的高质量X射线二进制\so与\chandra高能量传输光栅期间的X射线日食。观测的目的是通过高分辨率光谱学研究cluerous恒星风的结构/物理条件。我们发现：a）来自K壳层跃迁的发射线亮度，对应于近中性物质，与连续照明直接相关。然而，这些线在日食期间不会大大减少。如果荧光K $α$发射来自风的大部分，这很容易解释。b）高度电离的Fexxv和Fexxvi Ly $α$在日食期间减少。因此，它们必须在$\log ξ>3$所在的紧凑物体附近产生。c）为了描述发射线光谱，需要具有低电离（$\log ξ\sim -1$）和高电离（$\log ξ\sim 2.4$）的两个自洽光电离模型的总和。从它们的排放量测量，可以估计丛间密度比为$n_c/n_i\sim 300$。为了拟合复杂的He-样\ion{Si}{xiii}{}轮廓，等离子体需要用$v_{\rm bulk}\sim 840$ km s $^{-1}$加宽。再现所观察到的$r\approx f$线通量需要添加第三碰撞电离等离子体。d）除了硅之外，在\textsc{hetg}光栅分辨率下，发射线宽度看起来是未分辨的。有没有明确的径向隔离（准）中性和电离的物种，与冷风块穿插在一个热的稀薄interclump介质。
2020-12-22 astro-ph.HE
X-ray Eclipse Mapping Constrains the Binary Inclination and Mass Ratio of Swift J1858.6-0814
X射线食映射是一种很有前途的建模技术，它能够约束食双星中中子星（NS）或黑洞（BH）的质量和/或半径，并探测伴星周围的任何结构。在食系统中，双星倾角$i$和质量比$q$与全食持续时间$t_{e}$有关。$i$和$q$之间的简并可以通过对日食剖面的详细建模来突破。在这里，我们利用档案NICER观测资料，而源在爆发的NS低质量X射线二进制斯威夫特J1858.6 $-$ 0814的日食模型。类似于EXO 0748 $-$ 676，我们通过在我们的建模中需要一层恒星材料围绕伴星来找到伴星表面辐射驱动烧蚀的证据。这个物质层从伴星的表面延伸了$\sim 7000 - 14000$公里，很可能是我们观察到的扩展的、依赖能量的和不对称的进出的原因。我们的拟合返回$i \sim 81^{\circ}$的倾斜度和质量比$q \sim 0.14$。使用开普勒定律通过轨道周期（$\sim$ 21.3 hrs）将伴星的质量和半径联系起来，我们随后确定伴星在$0.183 M_{\odot} \leq M_{cs} \leq 0.372 M_{\odot}$范围内具有低质量，在$1.02 R_{\odot} \leq R_{cs} \leq 1.29 R_{\odot}$范围内具有大半径。我们的结果，结合从恒星吸收/发射线测量的未来径向速度振幅，可以对该系统中的组件质量施加精确的约束。
2022-05-11 astro-ph.HE
A Colourful Analysis: Probing the Eclipse of the Black Hole and Central Engine in NGC 6814 Using X-ray Colour-Colour Grids
本文利用X射线色-色网格分析NGC 6814的掩食数据，发现最大掩食期间吸收体行为由柱密度与覆盖分数共同变化转为仅柱密度变化，并通过模拟提出多云嵌于高电离晕的几何解释，同时估算约2-4%的轨道被非各向同性分布的云覆盖。
2023-08-09 astro-ph.HE
Energy-Dependent Orbital Phases in NGC 300 X-1
NGC~300 X-1是一个Wolf Rayet +黑洞双星，X射线通量呈周期性下降。本文介绍了钱德拉X射线天文台对NGC~300 X-1的两次新观测（总观测值为$\sim$ 130 k s）以及哈勃空间望远镜的ACS成像数据。我们观察到显着的X射线发射的短期变化，这是不一致的掩星的捐助者的明星，但在外部吸积盘或风的捐助者的明星是一致的结构。我们同时适合一个部分覆盖的磁盘黑体和康普顿日冕模型的日食出口和非日食部分的X射线光谱。我们发现，唯一的模型参数，日食出口和非日食光谱的部分之间的变化是部分覆盖分数（$\sim$ 86%在日食出口和$\sim$ 44%在非日食）和吸收柱（$\sim$ 12.3 $\times10^{22}$厘米$^{-2}$在日食出口，相比$\sim$ 1.4 $\times10^{22}$厘米$^{-2}$在非日食）。X射线光谱与X射线源穿过伴星的致密恒星风的运动一致。从我们新的HST成像中，我们发现WR星在X射线误差圆内，以及其他光源，包括AGB星和早期型主序星。最后，我们使用我们的出口测量rephase以前的径向速度测量文献中报道的，并找到证据表明，速度的强烈影响的电离风的紧凑的对象。因此，我们认为推断的黑洞质量可能是不可靠的。
2015-06-09 astro-ph.HE
High-resolution X-ray spectroscopy of Cen X-3 with XMM-Newton
University of Alicante（阿利坎特大学）；University Institute of Physics Applied to Sciences and Technologies, University of Alicante（阿利坎特大学物理科学与技术应用研究所）
本文利用XMM-牛顿卫星对Cen X-3双星系统进行高分辨率X射线光谱分析，通过比较凌日和非凌日光谱，研究致密天体周围环境的性质，并发现中性气体和电离物质对X射线连续谱的强烈吸收。
2026-02-09 astro-ph.HE
INTEGRAL and XMM-Newton observations of IGR J16418-4532: evidence of accretion regime transitions in a supergiant fast X-ray transient
我们报告了对超巨星快速X射线瞬变IGR J16418-4532的积分和XMM-牛顿观测的综合结果。观测的目标是IGR J16418- 4532 s轨道的X射线日食区域，在轨道相位的约25%范围内进行连续的积分观测，并在日食期间和日食之后分别进行两次长度为20 ks和14 ks的准同步XMM-牛顿观测。一个增强的INTEGRAL发射历史提供了19个以前未报告的爆发中确定的档案18-60千电子伏的数据集。XMM-牛顿日食观测显示出显著的铁辐射，通量为2.8*10^-13 erg cm^-2 s^-1（0.5 ~ 10 keV）。通过比较观测到的食和食后的流量，确定了超巨星通过恒星风的质量损失率为\dot{M}_{w} = 2.3-3.8*10^-7 M_{\odot} yr^-1。日食后的XMM-牛顿观测显示了一个动态的通量演化，包括X射线脉动的特征、一段时间的耀斑活动、结构化的nH变化以及有史以来第一次在脉动超巨星快速X射线瞬变中检测到X射线强度下降或“关闭状态”。考虑到起源的X射线倾角，我们得出结论，最适用的当前理论的X射线倾角的产生是康普顿冷却为主和辐射冷却为主的亚音速吸积制度之间的过渡内的“准球形”模型的风吸积。根据这一需要进一步确认的解释，IGR J 16418 -4532中的中子星拥有约10^14 G的磁场，首次提供了在超巨星快X射线瞬变中存在高磁化中子星的初步观测证据。I…
2013-05-02 astro-ph.HE
First Detection of X-ray Polarization and Its Short-term Increase Pre- and Post-Eclipse in HMXB 4U 1700-377
本研究首次探测到HMXB 4U 1700-377的X射线偏振，发现其偏振度与轨道相位相关，食前后偏振显著增强，揭示了致密天体与伴星间局部散射介质的作用，为理解吸积和星风结构提供了新见解。
2025-09-18 astro-ph.HE
The detection of high X-ray polarization from an accretion disc corona source and its modelling via Monte Carlo radiation transfer simulation
Osaka University（大阪大学）；Durham University（杜伦大学）；University of Tokyo（东京大学）
研究通过IXPE观测2S 0921-630系统，发现X射线偏振度为8.5±1.6%，并利用蒙特卡洛辐射传输模拟分析吸积盘冠状体的偏振特性，揭示了高倾角下偏振度随能量变化的可能机制。
2026-03-10 astro-ph.HE
Radio eclipse of the slowest spinning Galactic-field spider pulsar PSR J1932+2121 and its X-ray emission prospect
Central China Normal University（华中师范大学）；Institute of Astrophysics, Central China Normal University（华中师范大学天体物理研究所）；Laboratory for Compact Object Astrophysics and Astronomical Technology, Central China Normal University（华中师范大学致密天体天文学与技术实验室）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Chinese Academy of Sciences（中国科学院射电天文与技术重点实验室）
利用FAST观测数据，通过建模轨道相位依赖的色散测量和流量变化，约束了PSR J1932+2121的近边缘倾角和弱恒星风，提出同步辐射吸收解释射电掩食，并预测其X射线发射可被探测到。
2026-06-24 astro-ph.HE
A Systematic Search for X-ray Eclipse Events in Active Galactic Nuclei Observed by Swift
本文系统搜寻了Swift长期监测的40个活动星系核中的X射线食事件，识别出多个高置信度事件和候选事件，揭示了遮蔽云的性质及其与黑洞吸积过程的可能关联。
2025-05-06 astro-ph.HE
A Possible Third Body in the X-Ray System GRS 1747-312 and Models with Higher-Order Multiplicity
该研究在宁静态发现GRS 1747-312的5.3千秒食，提出其可能是三星系统或双低质量X射线双星，表明系统独特。
2023-10-17 astro-ph.HE
First X-ray-Based Statistical Tests for Clumpy-Torus Models: Eclipse Events from 230 Years of Monitoring of Seyfert AGN
我们提出了一个分析的多时间尺度变化的视线X射线吸收气体作为一个功能的光学分类在一个大样本的Seyfert活动星系核导出的第一个X射线统计约束的团块环面模型。我们系统地搜索离散的吸收事件，在大量的档案RXTE监测附近的几十个I型和康普顿薄II型活动星系核。我们对完全覆盖的中性或轻度电离气体云的离散吸收事件很敏感，这些气体云的柱体大于~ 10^（22-25）cm^-2，穿过视线。我们在8个物体中检测到12个日食事件，大约是以前从这个档案中发布的数量的三倍。峰柱密度范围约为4-26 x 10^22 cm^-2。事件持续时间从数小时到数月不等。在NGC 3783中，一个食云的柱密度轮廓是双重的，可能表明一个云正在被潮汐剪切。我们推断云到黑洞的距离为0.3 - 140 × 10^4 R_g。在七个物体中，云的距离与宽线区域（BLR）的外部或红外辐射尘埃环的内部区域相当。我们讨论的云分布的情况下，团块环面模型的影响。观测到一个经历吸收事件的源的概率，与非凝聚物质的恒定吸收无关，对于I类为0.006（+0.160，-0.003），对于II类为0.110（+0.461，-0.071）。
2014-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray emission from the luminous O-type subdwarf HD 49798 and its compact companion
X射线源RX J 0648.0 -4418是唯一被证实的双星系统，其中一个紧凑的物体，很可能是一个大质量的白矮星，从一个热的亚矮星伴星，明亮的sdO星HD 49798吸积。该系统的X射线发射具有两个周期性调制的特征，这两个调制是由日食引起的，轨道周期为1.55 d，以及由致密天体的旋转引起的，旋转周期为13.2 s。在2011年，我们获得了六个以轨道相位0.75为中心的短XMM-牛顿观测，以研究日食期间的系统，并以越来越长的时间间隔，以通过相位连接计时获得自旋周期演化的准确测量。日食的持续时间为500 s，表明脉冲星周围存在一个X射线发射区，其尺寸约为10^4 km，可能是由于伴星风的散射。我们推导出自旋-周期导数的上限值|Pdot| <6 × 10 ^-15 s/s，比以前得到的值小了两个数量级以上。在长达1.2小时的日食期间也探测到了显著的X射线发射，亮度约为3x10^30 erg/s。日食光谱显示了HD 49798中一种过剩的元素--类氢和类氦氮的突出发射线。这些发现支持了这样的观点，即在日食期间观测到的X射线发射起源于HD 49798，而在大质量O型星的恒星风中负责X射线发射的过程也在热亚矮星的弱得多的恒星风中起作用。
2013-04-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
A broad-band X-ray view of the precessing accretion disk and pre-eclipse dip in the pulsar Her X-1 with NuSTAR and XMM-Newton
利用宽波段X射线定时研究了低质量X射线双星Her X-1的超轨道周期变化。这个来源显示了一个35天的X射线通量的超轨道调制，这可能是由一个扭曲的，进动的吸积盘的掩星引起的。我们的数据集由四个联合XMM牛顿和NuSTAR的Her X-1的样本一个完整的超轨道周期的观测。我们的分析集中在第一次和第四次观测，这发生在明亮的“主”阶段，因为这些观测强烈检测到脉动。我们在超轨道周期的“短时间”阶段增加了一个档案XMM-牛顿观测，因为我们在那个阶段的观测信噪比较低。我们发现，能量分辨的脉冲轮廓显示出相同的形状在类似的超轨道阶段和轮廓是一致的，从一个旋进盘的预期。我们证明了一个简单的进动吸积盘模型是足够的再现所观察到的脉冲轮廓。这个模型的结果表明，在所观察到的脉冲轮廓的相似性是由于一个旋进盘，已返回到其原始的旋进相位的再处理。我们确定，宽带光谱是很好的拟合与软黑体组件的吸收功率法，并表明，光谱连续也表现出依赖于超轨道周期。我们还提出了一个简要的分析的能量分辨光变曲线的日食前的倾角，这表明软X射线吸收和硬X射线的变化在下降。
2021-02-09 astro-ph.HE
Spectral and polarimetric signatures of X-ray eclipses in AGN
活动星系核（AGN）的X射线观测显示出从几小时到几天的时间尺度上的变化。其中一些变化可能与宽线区域的云的掩星事件有关。在这项工作中，我们的目标是模拟光谱和偏振变化所产生的X射线遮蔽事件，作为探针的相对论效应，占主导地位的发射从最里面的区域。我们发现，不对称性可以清楚地检测到活动星系核的光谱云是阴影的吸积盘的不同部分。我们还表明，这些效果可以检测到的偏振度（$P$）和偏振位置角（$Ψ$）的时间演化。$P$和$Ψ$的变化高度依赖于系统的倾角、主源的位置及其固有偏振。仅考虑盘-日冕系统，对于倾角为$θ= 30^\circ$（60 $^\circ$）的情况，当未极化的主源被遮蔽时，在4-8 keV波段，$P$增加到$\sim 20$ %（30）%。然而，在考虑了秒差距尺度的物质在我们的视线（窄线区域和分子环面）中散射光的贡献之后，可变性被平滑化，偏振度可以降低到$\sim 1$ %（2%）。我们的研究结果表明，在活动星系核的食与下一代的X射线光谱和偏振任务的研究可以提供独特的信息的物理和结构的最里面的区域，以及秒差距尺度的材料。
2018-07-30 astro-ph.HE
Optical, X-ray, and $γ$-ray observations of the candidate transitional millisecond pulsar 4FGL J0427.8-6704
我们对1 SXPS J 042749.2 -670434进行了光学、X射线和$γ$射线研究。1 SXPS J 042749.2 -670434是一个食X射线双星，它有一个相关的$γ$射线双星4FGL J 0427.8 -6704。这种关联导致该源被归类为处于吸积状态的过渡毫秒脉冲星（tMSP）。我们分析了10.5年的费米LAT数据，并在>5 $σ$水平上检测到与光学和X射线食相同相位的$γ$射线食，这是对先前检测的2.8 $σ$水平的显著改进。这次日食的确认巩固了X射线源和$γ$射线源之间的联系，加强了tMSP分类。然而，几个光学数据集和X射线观测的分析并没有揭示源的中值亮度在长时间尺度上的变化或短时间尺度上的双模态。相反，光变曲线是占主导地位的闪烁，有一个潜在的准周期振荡在$\sim$ 21分钟旁边的相关时间为2.6分钟。的质量的主要和次要的明星被约束为$M_1=1.43^{+0.33}_{-0.19}$ M $_{\odot}$和$M_2=0.3^{+0.17}_{-0.12}$ M $_{\odot}$通过建模的光学光变曲线。虽然这仍然是一致的白矮星的主要，我们赞成过渡毫秒脉冲星在低吸积状态的分类，由于$γ$射线日食检测的意义。
2020-03-30 astro-ph.HE
The size of the X-ray emitting region in SWIFT J2127.4+5654 via a broad line region cloud X-ray eclipse
本文介绍了窄线塞弗特1星系SWIFT J2127.4+5654在~130 ksXMM-牛顿观测期间的时间分辨X射线谱分析结果。我们揭示了大的光谱变化，特别是在第一个~90 KS的XMM-牛顿曝光。光谱的变化可以归因于X射线源的偏食，它被一个低电离/冷吸收结构（云）所介入，其柱密度为N_H = 2.0^{+0.2}_{-0.3} e 22 cm^-2，它逐渐覆盖然后暴露X射线发射区，覆盖率从0到~~ 43%。数密度和吸收云的位置具有良好的精度。我们推断云的大小（直径）为D_c <1.5 e 13 cm，对应于在距离中心黑洞R_c > 4.3 e 16 cm处的密度n_c > 1.5 e 9 cm^-3。所有的推断量一致，以确定与SWIFT J2127.4+5654的宽线区域相关的一个单一的云的吸收结构。我们还能够将X射线发射区的尺寸（直径）限制为D_s <2.3e 13 cm，假设由单历元光谱学（1.5e 7 M_sun）估计的黑洞质量，则转换为D_s < 10.5引力半径（r_g），较大的尺寸（以r_g计）与较小的黑洞质量相关联，反之亦然。我们还确认存在的相对论扭曲的反射组件的内部吸积盘引起广泛的相对论铁K发射线和小的软过剩（小，因为高银河柱密度），支持测量的中间黑洞自旋SWIFT J2127.4+5654，是从以前的朱雀观测。
2013-09-04 astro-ph.HE
V5116 Sgr: a disc-eclipsed SSS post-outburst nova?
新星V5116 Sgr 2005 No.2，发现于2005年7月4日，于2007年3月，光学爆发后20个月被XMM-牛顿观测到。X射线光谱显示，这颗新星已经演化成一个纯粹的超软X射线源，表明白矮星顶部残留的氢燃烧。X射线光变曲线显示出通量的突然减少和增加，周期为2.97小时，与系统可能的轨道周期一致。EPIC谱与一个ONe白矮星大气模型拟合良好，在低通量期和高通量期温度相同。这就排除了X射线源的内在变化，因为通量的原点发生了变化，并指出可能的偏食是可变光变曲线的原点。RGS高分辨率光谱支持这种情况，显示了低通量状态下的许多发射特征，这些特征在高通量状态下消失或变为吸收特征。2009年3月的一次新的XMM-牛顿观测表明SSS已经关闭，V5116 Sgr已经演变成一个较弱和较硬的X射线源。
2009-10-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing the Mysteries of the X-Ray Binary 4U 1210-64 with ASM, PCA, MAXI, BAT and Suzaku
4U 1210-64被认为是由Be机制提供能量的大质量X射线双星。朱雀号、国际空间站全天空X射线图像监测器（MAXI）和罗西X射线定时探测器正比计数器阵列（PCA）和全天空监测器（ASM）的X射线观测提供了关于这一知之甚少的来源的详细时间和光谱信息。ASM和MAXI的长期观测显示出明显的高态和低态，并存在6.7101 +/- 0.0005天的调制，解释为轨道周期。折叠的光变曲线揭示了一个急剧的下降，解释为日食。为了确定质量供体的性质，计算了几种恒星光谱类型的预测日食半角作为倾角的函数。食半角与光谱型为B5 V的质量供体不一致，但光谱型为B 0 V或B 0 -5 III的恒星是可能的。最佳拟合光谱模型由指数γ = 1.85（+0.04，-0.05）的幂律和5.5 +/- 0.2 keV的高能截止组成，该截止由完全覆盖源以及部分覆盖吸收的吸收体修改。在Suzaku光谱中观察到S XVI K α、Fe K α、Fe XXV K α和Fe XXVI K α的发射线。在食外，Fe K α线通量与未吸收的连续通量有很强的相关性，表明Fe I发射是致密天体附近冷致密物质荧光的结果。在日食期间没有检测到Fe I的特征，进一步支持了靠近致密天体的起源。
2014-07-25 astro-ph.HE
Keck Spectroscopy of Millisecond Pulsar J2215+5135: a Moderate-M_NS, High-Inclination Binary
本文介绍了毫秒脉冲双星J2215+5135的凯克光谱测量结果。这些数据表明中子星的质量M_NS=1.6Mo，比以前估计的要小得多。脉冲星将伴星表面加热到T_D~ 9000 K，这种大的加热效率可能是由于双星内激波控制了X射线光变曲线。在最适合的倾角i= 88.8度时，脉冲星应该会被食。我们在脉冲伽马射线中发现了这种日食的微弱证据;改进的无线电星历允许使用多达5倍的费米-LAT伽马射线光子对这张照片进行最终测试。如果得到证实，伽马射线食提供了一个新的探测密集的伴星风和脉冲星磁层。
2015-06-13 astro-ph.HE
Peculiar Lapse of Periodic Eclipsing Event at Low Mass X-ray Binary GRS 1747$-$312 during Suzaku Observation in 2009
GRS 1747 $-$ 312是一颗低质量X射线双星，位于球状星团泰山6号，距离地球9.5千秒差距。在它爆发的过程中，人们知道会发生周期性的日食。2004年，钱德拉和2013年，斯威夫特分别对爆发进行了观测。XMM-牛顿在2004年观测到了它的静止状态。此外，当朱雀在2009年作为银河系中心测绘观测的一部分进行观测时，发现GRS 1747 $-$ 312处于低光度状态，$L_{\rm x} \sim 1.2 \times 10^{35}$的亮度为$^{-1}$。除了XMM-牛顿之外，所有的观测都包括了预测的日食时间。我们分析了这些观察的档案数据。在钱德拉和斯威夫特的观测中，我们发现在日食的预期时间，通量明显减少。然而，在朱雀观测期间，没有明显的迹象表明预测的日食。朱雀观测期间预测的日食的消失可以用一个非常接近GRS 1747 $-$ 312的污染源来解释。当GRS 1747 $-$ 312处于静止状态时，我们观察到来自污染物源而不是来自GRS 1747 $-$ 312的X射线。然而，我们的数据中没有明确的污染源证据。这种消失也可以用中子星和伴星之间的厚物质（$N_{\rm H} > 10^{24}$ cm $^{-2}$）来解释，尽管厚物质的来源还不清楚。
2016-03-01 astro-ph.HE
Stokes imaging of AM Her systems using 3D inhomogeneous models-II. Modelling X-ray and optical data of CP Tucanae
CP Tuc极星的观测几何形状更好地解释了它的光学和X射线光变曲线是有争议的。以前的白光偏振数据的建模考虑了扩展的不均匀发射区域的部分日食。或者，相位相关吸收已被用于再现X射线数据。本文提出了新的CP Tuc的光学偏振数据和一个模型，一致地解释其光学和X射线数据。该模型是基于扩展的CYCLOPS代码，增加了X射线韧致辐射发射和预冲击区吸收的原始版本，其中只占回旋辐射。新的代码创造了同时光学和X射线拟合的可能性。我们发现，自食和吸收数据有不同的签名上的X射线光谱。尽管我们能够合理地将CP Tuc光学数据拟合到吸收和自食的情况，但我们只能在考虑激波前区域的吸收后再现X射线轨道调制。具体来说，我们无法重现在日食情况下的X射线观测。我们发现CP Tuc中的主发射区位于近似指向观测者的旋转极点附近。
2013-04-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Partial Eclipse of the Heart: The Absorbed X-ray Low State in Mrk 1048
我们提出了两个新的XMM-牛顿观测的一个前所未有的低通量状态在塞弗特1 Mrk 1048（NGC 985），在2013年采取。低于1 keV的X射线通量下降4-5倍，而高于5 keV的光谱基本上不变。这指向一个吸收原点的低状态，我们证实了这一点与光谱拟合，发现光谱差异可以很好地模拟通过添加一个部分覆盖中性吸收体，与列密度为$\sim3\times 10^{22}$ ~cm $^{-2}$和覆盖分数为$\sim0.6$。光学和紫外线通量没有受到影响，在最近的观测中确实稍微亮了一些，这表明只有圆盘的内部区域受到吸收事件的影响。这表明，吸收是由于云通过内部磁盘，模糊了X射线源，但留下外部磁盘不变，或吸收剂是无尘的，所以紫外线连续不受影响。我们使用的参数的基础上的事件的持续时间和吸收体的物理特性，以限制其大小和位置，并得出结论，它是最有可能的一个小的云在$\sim10^{18}$厘米从源。
2014-09-03 astro-ph.HE
Geometrical beaming of stellar mass ULXs
超亮X射线源（ULX）的X射线光变曲线中是否存在食可以直接与吸积系统的几何形状有关。在致密天体是恒星质量并且各向同性辐射的情况下，我们应该期待主序星到次巨星的次巨星在几小时到几天的重现时间尺度上的食。由于最新的XMM-Newton星表，X射线光变曲线现在可用于大量ULX。我们确定的分数变化量，应注入到一个否则无特征的光变曲线为一组给定的系统参数作为结果的日食和比较，这与现有的数据。我们发现，绝大多数的源，其可变性已被测量为非零，并为可用的观测满足日食搜索的标准，具有分数可变性，这是太低，从日食，所以必须这样看待θ =< acos（R*/a）。这就要求圆盘对向的角度要比第二颗星的对向角度大，因此与超临界吸积率形成的锥形外流一致，并意味着ULX中存在一定程度的几何光束。
2016-06-24 astro-ph.HE
Two eclipsing ultraluminous X-ray sources in M 51
我们提出的发现，从档案钱德拉和XMM-牛顿数据，X射线日食在两个超亮度X射线源（ULX），位于同一地区的星系M 51：CXOM 51 J132940.0 $+$ 471237（ULX-1，为简单起见）和CXOM 51 J132939.5 $+$ 471244（ULX-2）。ULX-1探测到三次日食，ULX-2探测到两次日食。日食的存在对视角产生了很大的限制，这表明两个ULX几乎都是从侧面看到的，而且肯定不会向我们发射。尽管视角和光度相似（两种源的$L_{\rm X} \approx 2 \times 10^{39}$ erg s $^{-1}$在$0.3$ - $8$ keV波段），但它们的X射线性质不同。ULX-1有一个软的光谱，很好地拟合从电子温度$kT_e \approx 1$ keV的介质的康普顿化发射。ULX-2更硬，很好地拟合与$kT_{\rm in} \approx 1.5$ - $1.8$千电子伏和规范化一致的$\sim 10 M_{\odot}$黑洞的超薄磁盘。ULX-1的多温热等离子体辐射（$L_{\rm X,mekal} \approx 2 \times 10^{38}$ erg s $^{-1}$）有很大贡献;在日食期间，约有$10$ %的辐射仍然可见，这证明了发射气体来自一个比施主星的大小稍微更大的区域。从钱德拉观测的序列和持续时间，在日食和出，我们限制U…
2016-08-03 astro-ph.HE
Swift observations of IGRJ16479-4514 in outburst
利用Swift观测了超巨星快X射线瞬变源IGR J16479-4514的两次爆发。它的静止状态仅在2008年通过XMM-牛顿相对较长的定点观测进行了一次深入研究。后一次观测是在2008年爆发后约1.7天进行的，并显示了类似X射线日食的事件，可能是由超巨星伴星引起的。目前，这是唯一的超巨星快速X射线瞬变，显示了X射线食的证据。在这里，我们对2009年1月29日雨燕捕获的IGRJ 16479 -4514最近的爆发和以前从该源检测到的爆发进行了比较。2005年、2008年和2009年爆发的衰变呈现出许多相似之处，并表明IGRJ 16479 -4514中调节中子星质量吸积速率的共同机制。
2009-06-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Revisiting the Dynamical Case for a Massive Black Hole in IC10 X-1
X射线双星IC 10 X-1的X射线食星历表和光学径向速度（RV）曲线的相对相位表明，He[ $λ$ 4686]发射线起源于恒星风的阴影部分，避免了来自致密物体的X射线的电离。在X射线食中期，当风直接朝向我们时，这条线达到最大的蓝移，这也是在天鹅座X-3中看到的。如果RV曲线与恒星运动无关，大质量黑洞的证据就消失了，因为双星的质量函数是未知的。报告的X射线光度，光谱，慢QPO，以及由WR风的吸收/散射引起的宽食都与低恒星质量BH或NS一致。对于NS，质心位于WR包络内，其运动远低于观测到的370 km/s RV振幅，而紧凑物体的速度高达600 km/s。由此产生的X射线谱线的0.4\%多普勒变化可以通过正在研制的飞行任务来证实。这些论点也适用于其他假定的BH双星的RV和日食曲线尚未相位连接。黑洞形成的理论和预测的引力波源速率可能需要修正。
2015-06-12 astro-ph.HE
