Simultaneous H.E.S.S. and RXTE observations of the microquasars GRS 1915+105, Circinus X-1 and V4641 Sgr
微类星体，银河系双星系统显示出扩展和可变的无线电发射，是潜在的伽马射线发射源。至少在Cyg X-1和Cyg X-3两个系统中报告了伽马射线瞬变事件的迹象。识别额外的伽马射线发射微类星体是更好地理解这些系统的关键。来自微类星体的极高能量伽马射线辐射被预测发生在可能与喷流形成有关的短暂爆发期间。使用H.E.S.S.望远镜阵列和RXTE卫星是在三个微类星体上获得的：GRS 1915+105、Circinus X-1和V4641 Sgr，目的是探测甚高能伽马射线和X射线波段的宽带耀斑事件。我们在这里报告对每个系统的这些数据的分析，包括详细的X射线分析，评估在观察过程中的硬度-强度图中的源的位置。最后讨论了它们的甚高能γ射线通量的上限。
2015-09-10 astro-ph.HE
The magnetic field strengths of accreting millisecond pulsars
在这项工作中，我们估计的上限和下限的磁偶极矩的强度与罗西X射线定时探测器（RXTE）观察到的所有14个吸积毫秒X射线双星。对于每个源，我们搜索了存档的RXTE数据，以获得最高和最低通量水平，并检测到显著的脉动。我们假设这些通量水平对应于通道吸积发生的吸积盘内边缘的最近和最远位置。通过估计吸积率从观测到的光度在这两个通量水平，我们放置上下限的中子星的磁偶极矩，使用标准磁层吸积理论的假设。最后，我们讨论了如何我们的场强估计可以进一步提高，因为更多的信息，这些historicars获得。
2015-07-08 astro-ph.HE
Timing and spectral study of XB 1254-690 using new RXTE PCA data
分析了新的Rossi X射线定时探测器正比计数器阵列获得的环礁中子星低质量X射线双星XB 1254-690的数据。色-色图显示源处于高强度香蕉态。我们在功率谱中发现了两个低频候选峰，其单次试验显著性分别为~ 2.65 X 10^{-8}和~ 7.39 X 10^{-8}。考虑到试验次数后，这两个峰值在数据集中偶然出现的联合概率为~ 4.5 X 10^{-4}，因此可以认为从该源首次检测到的低频QPO具有~ 4.5 X 10^{-4}或~ 3.5σ的显著性。我们还对XB 1254-690进行了首次系统的X射线光谱研究，发现虽然单组分模型是不够的，但数据不需要三组分模型。在19个双组分模型中，破幂律和康普顿化模型是描述源连续谱的最佳模型。康普顿化分量的等离子体温度（~ 3 keV）和光学深度（~ 7）与先前报道的其他源的值一致。然而，最近已经开始使用一个破幂律分量来描述NS LMXB光谱，我们已经使用这个组件的XB 1254-690的第一次。我们试图确定的吸积盘和边界层使用最佳拟合的光谱模型的相对能量预算，并得出结论，这些预算的可靠估计需要在不同波长的光谱特性的时间变化之间的相关性。
2011-07-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The kHz QPOs as a probe of the X-ray color-color diagram and accretion-disk structure for the atoll source 4U 1728-34
以KHz QPO为工具，在假设KHz QPO的上半部分为开普勒轨道运动，中子星磁层由偶极磁场定义的基础上，研究了环礁源4U 1728-34的X射线色图（CCD）径迹与磁层-盘位置之间的相关性.我们发现，从岛态到香蕉态，内吸积盘逐渐靠近NS面，半径从r ~ 33.0 km减小到~15.9 km，对应的磁场从B（r）~4.8*10^6 G减小到~4.3*10^7 G.另外，我们还注意到磁层-圆盘-r的一些特殊半径的特征：首先，CCD的整个环状形状连接着圆盘半径~15.9 - 33.0 km的范围，而圆盘半径正好位于4U 1728-34 -r_co的共转半径（~34.4 km）之内，这意味着CCD的形状参与了NS上旋态。其次，CCD的岛状和香蕉状对应于两个特殊的边界：（I）-在r ~27.2 - 33.0km的共转半径附近，源处于岛状;（II）-在r ~15.9 - 22.3km的NS面附近，源处于岛状和香蕉状。第三，在r ~ 16.4km处，CCD图像中环礁形状的顶点位于NS表面附近，在那里发生了从硬光子到软光子的辐射跃迁。上述结果表明，磁场和吸积环境都与环礁径迹的CCD结构有关，其中，共转半径和NS硬表面对环礁源的辐射分布起着重要作用。
2018-09-02 astro-ph.HE
The accretion flow to the intermittent accreting ms pulsar, HETE J1900.1-2455, as observed by XMM-Newton and RXTE
利用XMM-Newton和RXTE同步观测资料，对间歇吸积毫秒脉冲星HETE J1900.1-2455的吸积流进行了研究。0.33-50 keV的谱由起源于光学薄τ~1日冕的硬康普顿化分量、被解释为吸积盘发射的软kTin~0.2 keV分量和硬分量的盘反射之和描述。在0.98（1）和6.58（7）keV能量处分别检测到两个发射特征。后者被确定为Fe XXIII-XXV的Kα跃迁。EPIC-pn、EPIC-MOS 2和RGS光谱的同时检测也有利于前者的天体物理起源，前者具有与Fe-Lα和类氦Ne-Kα跃迁相兼容的能量。这两个特征的广泛性表明了一个共同的起源，来自于一个倾角为（30+4°）的吸积盘的反射，并从致密天体向下延伸到Rin=25（+16，-11）的引力半径。然而，EPIC-pn在较低能量下测量的特征强度不能与Fe Kα线的振幅完全一致，这阻碍了用宽带反射模型描述它的可能性，并阻止了可靠的识别。在377.3 Hz的自旋频率下无法检测到脉动，在3-σ c.l.处的上限为0.4%。分数振幅上。我们解释内盘半径估计光谱建模和缺乏显着的检测相干X射线脉动的指示盘吸积流截断的一些机制连接到整体的发展的吸积盘，而不是由中子星磁场。这是兼容的光谱和时间特性的这个源相对于其他的，非脉冲环礁源在硬状态的极其接近的相似性。
2012-12-11 astro-ph.HE
Very Low Frequency QPO in 4U1700-37
利用RXTE存档数据的自动关联函数分析，在2 - 60 keV的4U 1700 -37 X射线源中探测到了极低频（ν ~ 1.9 mHz）准周期振荡（QPO）。在数据中没有检测到脉冲星信号。小于0.5%的来自源的通量（3σ上限）是相干脉冲，周期在250 ms和40 s之间。该上限对应于<0.02 mJy的脉冲通量。4U 1700 -37中QPO的存在以及没有发现脉冲星表明X射线源更可能是黑洞而不是中子星，这与最近的质量估计一致。
2011-07-07 astro-ph.HE
RXTE Observation of the Non-thermal Emission from the Early Stage Merger in Abell 1750
我们第一次基于观测计算了在结构形成过程中冲击加速中进入宇宙射线质子与宇宙射线电子的能量。我们发现宇宙射线质子的能量与宇宙射线电子的能量之比为0.86。这个值，计算从非热的X射线组件在这里报告的RTXE和费米LAT上限的伽马射线发射，是显着低于理论估计，把大部分的非热能的质子。我们的估计是基于使用3 - 20千电子伏RXTE光谱的非热X射线发射的检测，这表明残余发射没有很好地模拟由一个单一的热组件。添加非热、幂律分量的统计显著性为~ 96%。添加第二热分量的显著性为90%。在等温模型中加入一个包含完整宇宙X射线背景（CXB）涨落的分量是显著的，置信度为92%。两个热分量模型的累积概率为81%，热加幂定律的累积概率为90%。因此，非热发射模型是数据的首选描述。在XMM、Chandra和Suzaku的光谱成像数据中，星团之间的激波加热的证据表明，宇宙射线成分也应该存在，并支持对额外成分的非热解释。测辐射热非热X射线光度为1.6 $\times$ 10 $^{44}$尔格·s $^{-1}$，占0.1 - 100 keV波段总X射线辐射的36%。
2022-07-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
IGRJ17361-4441: a possible new accreting X-ray binary in NGC6388
IGRJ 17361 -4441是一个新发现的位于球状星团NGC 6388中的积分硬X射线瞬变源。我们在这里报告的X射线和无线电观测的结果与斯威夫特，积分，RXTE和澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）后，发现的来源在2011年8月11日。在X射线域，IGRJ 17361 -4441显示了几乎恒定的流量和光谱参数，从爆发开始长达18天。通过使用具有高能量截止值的吸收幂律分量（N_H \simeq 0.8 × 10 ^（22）cm^（-2），Γ \simeq 0.7-1.0，E_cut \simeq 25 keV），可以合理地描述源的宽带（0.5-100 keV）光谱，并显示出低于\sim 2 keV的软分量的一些证据。在RXTE数据中没有发现相干定时特征。ATCA的观测并没有发现IGRJ 17361 -4441的显著射电源发射，并提供了迄今为止最严格的上限（在5.5 GHz时rms为14.1 μJy），即任何射电源靠近NGC 6388重心。根据钱德拉最近的一次机会观测，IGRJ 17361 -4441在爆发中的位置得到了改善，同时在源的方向上测量到了X射线通量和射电上限，这些都与假定的中等质量黑洞存在于球状星团以及积分源是黑洞候选者的一般假设相矛盾。IGRJ 17361 -4441可能更像是一个新的X射线双星，其中有一颗吸积的中子星。ATCA的射电未探测也使我们能够推导出NGC 63…
2011-09-26 astro-ph.HE
Modeling the upper kHz QPOs of 4U 1728-34 with X-ray reverberation
虽然千赫兹准周期振荡（kHz QPO）自最初发现以来已经被研究了几十年，但这些信号的原因仍然未知，因为没有模型能够准确预测它们的所有频谱和定时特性。另外，X射线混响滞后已经在活动星系核和恒星质量黑洞双星中检测到，混响也可能发生在中子星系统中，产生与kHz QPO测量的滞后相同幅度的滞后。此外，在许多中子星系统的时间平均光谱中检测到相对论反射的Fe K线，为测试混响提供了额外的动机。虽然已经表明较低kHz QPO的滞后能量特性不太可能由X射线混响产生，但是尚没有探索较高kHz QPO。因此，我们使用相对论射线追踪函数的上kHz QPO滞后能谱模型，并将其应用于4U 1728-34上kHz QPO已被检测到的存档RXTE数据。通过建模的时间平均频谱中，上kHz QPO已被显着检测到，我们确定的反射通量分数在所有的能量，并产生一个模型的滞后能量谱从X射线混响。我们探讨了几种不同类型的反射模型的建模滞后特性的依赖关系，但无法成功地再现测量滞后的4U 1728-34。我们的结论是，混响本身并不能解释测得的时间滞后检测到上kHz QPO。
2020-01-22 astro-ph.HE
XTE J1701-462 and its Implications for the Nature of Subclasses in Low-Magnetic-Field Neutron Star Low-Mass X-Ray Binaries
我们报告的瞬态中子星低质量X射线二进制（NS-LMXB）XTE J1701-462，在其2006-2007年爆发期间获得的RXTE数据的分析。源的X射线性质在各种类型的NS-LMXB子类之间变化。在高亮度的源之间切换的两种类型的Z源的行为和在低亮度下，我们观察到从Z源的过渡到环礁源的行为。这些子类之间的过渡主要表现为X射线颜色-颜色和硬度-强度图中的轨迹形状的变化，但它们伴随着kHz准周期振荡、宽带可变性、突发行为和/或X射线光谱的变化。我们发现，低能量X射线通量是一个很好的参数来跟踪的颜色-颜色和硬度-强度图中的轨道的逐渐演变，使我们能够解决比以前更详细的源的演变，并与其他NS-LMXB观察到的属性。我们进一步发现，在从Z到环礁的过渡期间，被称为环礁上香蕉的特征行为可以等效地描述为弱化Z源耀斑分支的最后阶段，从而模糊了两个子类之间的界限。我们的研究结果强烈表明，在不同光度的NS-LXMB中观察到的各种行为可以通过单个变量参数（即质量吸积率）的变化来联系起来，而不需要中子星参数或视角的额外差异。我们简要地讨论了我们的研究结果的影响，在NS LMXBs中观察到的光谱变化，并建议，与通常假设的相反，沿Z源的颜色-颜色轨道的位置不是由瞬时质量吸积率决定的。
2010-05-18 astro-ph.HE
A search for very high-energy flares from the microquasars GRS 1915+105, Circinus X-1, and V4641 Sgr using contemporaneous H.E.S.S. and RXTE observations
微类星体是潜在的$γ$射线发射体。最近在至少两个系统中报告了$γ$射线发射的短暂发作迹象：Cyg X-1和Cyg X-3。为了更好地理解$γ$射线是如何在这些系统中产生的，需要识别额外的$γ$射线发射微类星体。理论模型已经预测了微类星体在短暂爆发期间会发射甚高能量（VHE）$γ$射线。本文报告的观测目的是观测$γ$射线和X射线波段的宽带耀斑事件。利用高能光谱系统（H.E.S.S.）对三颗微类星体GRS 1915+105、Circinus X-1和V4641 Sgr进行了同期观测。这是由Rossi X射线定时探测器（RXTE）卫星和望远镜阵列组成的。对每个微类星体进行了X射线分析，并从同时期的H.E.S.S. S获得了VHE $γ$射线上限。观察得出。在三个系统中均未检测到显著的$γ$射线信号。对于GRS 1915+105、Circinus X-1和V4641 Sgr，观测历元的积分$γ$射线光子通量分别被限制为$I(> 560 {\rm\ GeV}) < 7.3\times10^{-13}$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$、$I(> 560 {\rm\ GeV}) < 1.2\times10^{-12}$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$和$I(> 240 {\rm\ GeV}) < 4.5\times10^{-12}$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$。…
2016-07-18 astro-ph.HE
A Deep Pulse Search in Eleven Low Mass X-Ray Binaries
本文对11颗低质量X射线双星进行了系统的相干X射线脉动研究。我们选择了相对广泛的LMXB，包括持久性和瞬态源和跨越0.3至17小时的轨道周期。我们使用约3.6兆的罗西X射线定时探测器（RXTE）和XMM牛顿收集的数据，并应用半相干搜索策略，寻找弱和持久的脉冲在一个很宽的自旋频率范围。我们没有发现这些系统中存在X射线脉动的证据，因此对10个爆发/持续LMXB的脉动正弦半振幅设定上限为0.14%至0.78%，对静止系统设定上限为2.9%。这些结果表明，弱脉动可能不会形成（大多数）非脉动LMXB。
2017-09-29 astro-ph.HE
A multi-observatory database of X-ray pulsars in the Magellanic Clouds
利用数百个XMM-牛顿和钱德拉档案观测和近千个RXTE观测，我们已经生成了一个全面的小和大麦云云（SMC，LMC）中已知的双星库。在X射线光度（$L_X= 10^{31-38}$ ~erg/s）和自旋周期（P $<$ 1 s- P $>$ 1000 s）的整个参数空间中多次检测到这些散射体，并且该库能够在一系列能量尺度下进行时域研究。EPIC相机的高时间分辨率和灵敏度与Chandra的角分辨率和RXTE的定期监测相辅相成。我们的处理% $\sim$ 15年流水线使用最新的校准文件和软件为每个脉冲星探测生成一套有用的产品：事件列表，高时间分辨率光变曲线，周期图，光谱和$\dot{P}$的完整历史，脉冲分数等，在宽（0.2-12 keV）、软（0.2-2 keV）和硬（2-12 keV）能带中。在结合了这些望远镜的观测结果后，我们发现28颗恒星显示出长期的自旋上升，25颗长期的自旋下降。我们还使用最暗和最亮的源来绘制吸积动力X射线发射的下限和上限：螺旋桨线和爱丁顿线，分别。我们正在将观测到的脉冲轮廓与X射线发射的几何模型进行比较，以限制这些天体的物理参数。最后，我们正在准备一个公共发布的图书馆，以便它可以被其他人在天文社区使用。
2017-03-14 astro-ph.HE
Chandra spectroscopy of Rapid Burster type-I X-ray bursts
我们观察到钱德拉快速爆发时，它是在“香蕉”的状态，通常在II型X射线爆发的“岛”的来源是特别已知的状态。我们采用了高能透射光栅光谱仪与ACIS-S探测器在连续时钟模式相结合。观测产生了20热核I型X射线爆发从中子星表面发射的复发时间在0.9和1.2小时之间，和一个e-折叠衰变时间尺度为1分钟。我们寻找窄的光谱特征的爆发发射，可以约束的组成的灰烬的核燃烧和紧凑的中子星，但没有发现。2和6 keV之间的窄吸收线的等效宽度的上限是5和20 eV之间（单次试验3西格玛置信水平）和150和400 eV之间的吸收边。后者的数值与Weinberg，Bildsten & Schatz（2006）对爱丁顿极限热核爆发的预测相当。
2017-03-21 astro-ph.HE
Study of the reflection spectrum of the bright atoll source GX 3+1 with NuSTAR
我们报告了2017年10月17日对环礁型中子星（NS）低质量X射线双星GX~3+1进行的\nustar{}观测。该源被发现处于软X射线光谱状态，$3-70$ keV光度为$L_\text{X}\sim3\times 10^{37}$ ergs s $^{-1}$（爱丁顿光度的$\sim 16\%$），假设距离为6 kpc。强度和硬度比之间的正相关性表明，在这次观察中的源是在香蕉分支。宽带$3-70$ keV \nustar{}光谱数据可以用由圆盘黑体（$kT_\text{disc}\sim1.8$ keV）和单温黑体模型（$kT_\text{bb}\sim2.7$ keV）组成的双组分连续模型来描述。该光谱显示出清晰和可靠的指示，从内部光盘的相对论反射，这是一个自洽的相对论反射模型建模。吸积盘的倾角为$i\simeq22^\circ-26^\circ$，并延伸到NS附近，向下延伸到$R_\text{in}=(1.2-1.8) R_\text{ISCO}\:(\simeq6.1-9.1\,R_{g}\: \text{or}\: 14-20.5$ km），这使得NS半径有一个上限（$\leq13.5$ km）。根据测量的通量和质量吸积率，边界层的最大径向延伸估计为从NS表面的$\sim6.3\:R_{g}$。然而，如果圆盘不是被边界层截断，而是被磁层截断，那么极区磁场的估计上限将是$B…
2019-06-14 astro-ph.HE
Discovery of a strong 6.6 keV emission feature from EXO 1745$-$248 after the superburst in 2011 October
我们在超暴峰值后40小时的RXTE观测到的EXO 1745 $-$ 248的X射线谱中发现了一个不明的强发射特征。该结构以6.6 keV为中心，并以4.3 keV的大等效宽度显著加宽，对应于4.7 $\times$ 10 $^{-3}$ ph cm $^{-2}$ s $^{-1}$的线光子通量。3-20 keV的光谱成功地再现了一个幂律连续带窄和宽（2.7 keV的半高宽）高斯发射分量。或者，该特征可以由四个窄高斯描述，中心在5.5 keV，6.5 keV，7.5 keV和8.6 keV。考虑到该特征的强度和形状，它不太可能是由某些光学厚材料（如吸积盘）反射连续X射线引起的。在RXTE观测前10 h进行的INTEGRAL观测中未检测到该特征，线通量上限为1.5 $\times$ 10 $^{-3}$ ph cm $^{-2}$ s $^{-1}$。所观察到的发射结构是一致的重力红移电荷交换发射从Ti，Cr，Fe和Co。我们建议，从一个高度富集金属回落电离爆发风和吸积盘之间的电荷交换相互作用的发射结果，在距离$\sim$ 60公里的中子星。如果这种解释是正确的，那么这些结果将为理解热核X射线爆发期间的核燃烧过程提供新的信息。
2021-08-31 astro-ph.HE
In-depth study of long-term variability in the X-ray emission of the Be/X-ray binary system AX J0049.4-7323
AX J 0049.4 -7323是小麦哲伦星云中的一颗Be/X射线双星，它的主星为一颗~750 s的脉冲星，在过去的17年里，已有多架X射线望远镜观测到它。尽管有许多观察，但对其X射线行为知之甚少。因此，我们连贯地分析了档案斯威夫特，钱德拉，XMM-Newton，RXTE和INTEGRAL数据，并将它们与已经发表的ASCA数据进行了比较，以研究其X射线长期光谱和通量变化。AX J0049.4-7323显示出高X射线变异性，跨越三个数量级以上，从L ~ 1.6E37 erg/s（0.3-8 keV，d=62 kpc）下降到L ~ 8 E33 erg/s。RXTE、Chandra、Swift和ASCA观测到，除了预期的近星点X射线亮度增强之外，通量变化约为270倍，峰值亮度约为2.1E36 erg/s，远离近星点。这些属性是难以调和的，与典型的长期变化的Be/XRB，传统上解释为I型和II型爆发。对AX J0049.4-7323的研究得到了对Swift、Chandra和XMM-Newton数据的光谱分析的补充，这些数据显示出当发射变得微弱时的软化趋势，以及对Swift上的UVOT望远镜收集的光学/紫外数据的分析。此外，我们还测量了$\dot{P}=(-3.00\pm0.12)\times 10^{-3}$ s天$^{-1}$的长期自旋上升率，这表明脉冲星尚未达到平衡周期。在球形吸积的…
2018-02-22 astro-ph.HE
Is SS 433 a misaligned ultraluminous X-ray source? Constraints from its reflected signal in the Galactic plane
我们评估的发射，必须出现由于SS 433的原子气体和分子云在银河系平面的原子气体和分子云的假定准直X射线辐射的反射，并比较预测的信号与现有的RXTE和ASCA数据的区域的利益。假设SS 433的本征X射线谱与超铝X射线源（ULX）的谱相似，我们得到了在2- 10 keV能带内总（角积分）光度的上限$\sim 2\times 10^{39}$ erg s $^{-1}$，它仅弱地依赖于发射锥的半开角$Θ_r$。相比之下，SS 433的视光度上限（观察者正面观察其超临界吸积盘时会感觉到）随着$Θ_r$的增加而减小，对于$Θ_r\gtrsimΘ_p=21°$，为$\sim 3\times 10^{40}$ erg s $^{-1}$，其中$Θ_p$是重子喷流的进动角（假设发射锥以与喷流相同的方式进动）。这就有可能SS 433是一个未对准的ULX。利用更高的角分辨率观测对分子云的反射信号进行进一步研究，可以改善这些约束，并有可能打破$ Θ_r $和表观光度之间的简并性。
2016-01-29 astro-ph.HE
kHz Quasi-Periodic Oscillations in the low-mass X-ray binary 4U 0614+09
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对中子星低质量X射线双星4U 0614 +09进行了千赫兹（300 Hz以上）准周期振荡（kHz QPO）的综合分析。使用比以前分析的数据集（1996年2月至2007年10月的所有存档数据）大得多的数据集，我们首先调查了van Straaten等人（2000）报告的1330 Hz QPO的真实性。该QPO将特别令人感兴趣，因为它具有任何源的最高报告频率。对同一观察结果的彻底分析无法证实这一发现。另一方面，在我们的扩展数据集上，我们测量的上kHz QPO的最高QPO频率约为1224 Hz;该值与在类似系统中观察到的最大值完全一致。其次，我们证明了较低和较高kHz QPO的品质因数和振幅的频率依赖性遵循在类似系统中看到的系统趋势（Barret等人，2006年）。特别地，4U 0614 +09示出了高于700 Hz的较低kHz QPO的品质因数的下降。如果这是由于接近最内侧的稳定圆形轨道，它意味着中子星的质量约为1.9个太阳质量。最后，当分析固定持续时间的数据时，我们发现上QPO的频率分布中存在一个间隙，与其振幅的局部最小值相关。在较低QPO频率的分布中不存在类似的间隙，这表明在仅基于较低QPO的发生来解释频率比分布时需要注意。
2009-07-18 astro-ph.HE
Constraining black hole spins with low-frequency quasi-periodic oscillations in soft states
黑洞X射线瞬变在其爆发阶段表现出各种状态转换，其特征在于它们的光谱和时序特性的变化。特别是，功率密度谱（PDS）显示准周期振荡（QPOs），可以与吸积制度的源。我们在12个已知在爆发期间显示QPO的瞬态黑洞X射线双星的RXTE档案数据中寻找盘主导状态（即高软状态）和超亮状态下的C型QPO。我们在软态中检测到6个显著的QPO，可以归类为C型QPO。假设处于盘支配态的吸积盘向下或接近最内层稳定圆轨道（ISCO），并且在吸积流的内边缘会产生C类QPO，我们利用相对论进动模型（RPM）对黑洞的自旋进行约束.我们能够对样本中所有12个源的自旋值设置下限，同时也可以对5个源的自旋设置上限。
2017-01-30 astro-ph.HE
An Fe XXVI Absorption Line in the Persistent Spectrum of the Dipping Low Mass X-ray Binary 1A 1744-361
本文报道了钱德拉X射线天文台（CXO）2008年7月爆发期间倾斜低质量X射线双星（LMXB）1A 1744-361的高能透射光栅（HETG）光谱。我们发现，它的持续发射是很好地模拟黑体（kT ~ 1.0 keV）加上幂律（$Γ$ ~ 1.7）的吸收边在7.6 keV。在合并光谱的残差中，我们发现在6.961+/-0.002 keV处有一条明显的吸收线，与Fe XXVI（类氢Fe）2 - 1跃迁一致。我们对红移流的速度设了一个上限，即v < 221 km/s。我们发现该谱线的等效宽度为27^+2_-3 eV，通过生长曲线分析，我们由此确定该谱线的柱密度为7+/-1x10^17 cm^-2。使用XSTAR模拟，我们将电离参数的下限设置为> 10^3.6 erg cm/s。这条线的性质与在其他浸渍LMXB中观察到的性质一致。使用罗西X射线定时探测器（RXTE）的数据积累在这最新的爆发，我们提出了一个更新的颜色-颜色图，清楚地表明，1A 1744-361是一个“环礁”源。最后，利用RXTE和CXO数据中发现的额外倾角，我们提供了更新的轨道周期估计值52+/-5分钟。
2009-09-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Time lags of the kilohertz quasi-periodic oscillations in the low-mass X-ray binaries 4U 1608--52 and 4U 1636--53
我们利用RXTE数据研究了NS LMXB 4U 1608-52和4U 1636-53中kHz QPO的傅里叶时间滞后和固有相干性的能量和频率依赖性。在这两个源中，我们证实了较低kHz QPO的10-100 μs的能量依赖性软滞后。我们还发现，上kHz QPO的时间滞后与能量无关，并且与下kHz QPO的软滞后不一致。较低kHz QPO的固有相干性从5到12 keV保持恒定在0.6，然后下降到零，而对于较高kHz QPO，固有相干性在整个能量范围内与零一致。上kHz QPO的固有相干性在QPO的整个频率范围内与零一致，除了在4U 1636-53中在~780 Hz处增加到0.13。在4U 1636-53中，对于较低kHz的QPO，在500-850 Hz的QPO频率范围内，4-12 keV的光子滞后于12-20 keV的光子25 μs，在较高频率下，滞后减小到15 μs。在4U 1608-52中，较低kHz QPO的软滞后保持恒定在40 μs。在4U 1636-53中，对于较高kHz的QPO，12-20 keV的光子滞后于4-12 keV的光子11 +/- 3 μs，与QPO频率无关;我们在4U 1608-52中发现了较高kHz QPO的时间滞后的一致结果。在4U 1636-53和4U 1608-52中，较低kHz QPO的固有相干性分别从600 Hz处的~0-0.4增加到800 Hz处…
2013-02-26 astro-ph.HE
On the distribution of frequency ratios of kHz QPOs
吸积中子星准周期振荡（QPO）的宽度（W）和均方根振幅（Rs）随频率变化。类似地，QPO频率随着源计数率（S）而变化。因此，QPO的重要性，缩放为S x Rs^2/W^（1/2）也将取决于频率。此外，显著性还随着傅立叶功率密度谱（T）的积分时间的平方根而增加。因此，根据数据的考虑方式，kHz QPO可能仅在其频率跨度的有限范围内被检测到，或者主要在某些频率处被检测到，从而潜在地导致所观察到的频率或频率比的分布中的偏差。尽管存在很多争议，但在Sco X-1中观察到的QPO频率比约为3/2的聚类，也在其他来源中看到，以前已被用作支持中子星QPO共振模型的论据。本文测量了三个原型中子星kHz QPO源4U 1636 -536、4U 0614 +091和Sco X-1的两个kHz QPO的统计显著性随频率的变化。由于QPO检测的意义取决于频率，我们表明，在灵敏度有限的观测（如在RXTE/PCA的情况下），同时检测的较低和较高的kHz QPO只能在有限的频率范围内实现。结果，即使QPO频率的均匀分布也将导致频率比的直方图中的峰值（特别是约3/2）。这意味着，所观察到的集群的比率并没有提供任何证据的固有的首选频率比，从而削弱了共振机制的情况下，在起源的中子星kHz QPO。
2009-09-16 astro-ph.HE
Discovery of TeV gamma-ray emission from PKS 0447-439 and derivation of an upper limit on its redshift
使用H.E.S.S.探测器探测到PKS 0447-439发射的极高能伽马射线。切伦科夫望远镜阵列，2009年12月。这颗耀变体是费米亮源列表中最明亮的河外天体之一，其硬光谱在MeV到GeV范围内。在TeV范围内，发现光子指数为3.89 +- 0.37（stat）+- 0.22（sys），在1 TeV处的通量归一化为Phi（1 TeV）=（3.5 +- 1.1（stat）+- 0.9（sys））x 10^{-13} cm^{-2} s^{-1} TeV^{-1}。引发了斯威夫特和RXTE望远镜在X射线波段的观测。同时还可以获得Swift UVOT的紫外和光学数据以及ATOM和ROTSE光学望远镜的数据。用H.E.S.S.的多波长数据，并在较低的能量进行比较。在Swift XRT和RXTE数据中可以看到快速的耀斑，以及紫外波段的通量变化，时间尺度为一天。结合费米-LAT和H.E.S.S.，我们得到PKS 0447-439红移的一个确定上限z < 0.59。假设在费米-LAT能量范围以上的本征光谱中没有上升，并且河外背景光（EBL）的吸收不弱于当前模型提供的下限，则可以使用这些数据。如果源的红移小于z <~ 0.4，则光谱能量分布可以由简单的单区同步自康普顿（SSC）方案很好地描述。
2013-03-07 astro-ph.HE
On the disc reflection spectroscopy of NS LMXB Serpens~X-1: analysis of a recent NuSTAR observation
我们介绍了2018年2月17日对环礁型中子星（NS）低质量X射线双星（LMXB）Serpens~X-1（Ser~X-1）进行的\nustar{}观测。我们观测到Ser~X-1的软X射线光谱态，亮度为$L_\text{X}\sim0.4\times 10^{38}$ ergsPDMATHABMO（Eddington亮度的$\sim 23\%$），距离为7.7kpc。强度和硬度比之间的正相关性表明，在这次观察中的源是在香蕉分支。宽带3 - 30 keV的NuSTAR能谱可以很好地描述由一个三分量的连续模型组成的一个磁盘黑体，一个单一的温度黑体和幂律或由一个两个组件的连续模型组成的一个磁盘黑体和康普顿化组件。在X射线谱中清晰地检测到$\sim 5-8$ keV宽铁谱线和在$\sim$ 10 - 20 keV波段的康普顿背散射峰。这些功能是最好的解释自洽的相对论反射模型。与相对论模糊盘反射模型的拟合表明，内盘半径$R_{in}$在$(1.9-2.5)\;R_{ISCO}$（$\simeq11.4-15\,R_{g}\: \text{or}\: 26-34$ km）的ISCO之前被截断，吸积盘在低倾角$i\simeq16^\circ-20^\circ$处被观测到.圆盘很可能被边界层或磁层截断。根据测量的通量和质量吸积率，边界层的最大径向延伸估计为从NS表面的$\sim6.4\:R_{g}$。…
2020-04-07 astro-ph.HE
Constraining the size of the Comptonizing medium by modeling the energy dependent time-lags of kHz QPOs of Neutron star system
在早期的工作中，我们已经表明，所观察到的软滞后和r.m.s与能量的低kHz QPO的中子星双星可以解释的框架下的热康普顿化模型。它还表明，这样的解释可以提供的康普顿介质的大小和几何形状的估计。在这里，我们研究的依赖性，这些估计的时间平均谱模型假设和QPO的频率。利用1996年3月3日RXTE对4U 1608-52的高质量时间滞后和均方根值，以及其它在不同QPO频率下的观测结果，其中两个宽能带之间存在单一时间滞后。我们比较了当假设时间平均光谱由光谱退化的“热”和“冷”种子光子光谱模型表示时所得到的结果。我们发现，对于“热”种子光子模型，介质的尺寸在0.3-2.0公里的范围内，随着QPO频率的增加，尺寸减小。另一方面，对于“冷”种子光子模型，尺寸的范围大得多，为0.5-20 km，因此可能不显示出随QPO频率的变化。我们的研究结果强调需要宽带光谱信息结合高频定时，以解除这种简并。我们进一步表明，作为能量的函数的上kHz QPO的均方根值是类似的较低的一个，我们确实发现，该QPO的驱动程序应该是相同的较低kHz QPO的日冕的温度变化。然而，对于上kHz QPO报告的时间滞后是困难的，如果证实，将挑战这里提出的简单康普顿化模型。这可能意味着混响滞后也很重要，和/或主导频谱分量不是单一温度介质，而是多温度复杂介质。
2016-02-29 astro-ph.HE
Ionisation state of the accretion disc in the neutron-star low-mass X-ray binary 4U 1728-34
我们分析了一个XMM-牛顿加上一个同步的罗西X射线定时探测器观测和一个单独的朱雀观测的中子星低质量X射线二进制4U 1728-34。用自洽反射模型relxill拟合了X射线谱。我们发现4U 1728-34的倾角为49度，与从该源中没有日食或倾角推导出的60度上限一致。XMM-Newton/RXTE观测拟合的倾角大于85度，这可能是由于PN仪器在定时模式下可能存在校准问题。我们还发现吸积盘的热辐射并不显著。这可以解释为沿源的视线方向星际介质的相对高的柱密度，这减少了软盘光子的数量，或者如果大部分来自盘的软热光子在日冕中被再处理。从拟合导出的电离参数大于在标准反射模型的框架中预测的值，其中，盘由致密物体上方的X射线源照射。这种不一致性表明，来自中子星及其边界层的辐射可能在吸积盘的电离中起重要作用，因此在该源的反射分量中也起重要作用。
2019-01-22 astro-ph.HE
Microquasar observations with the MAGIC telescope
微类星体是一种X射线双星，显示出由吸积作用驱动的相对论性喷流到致密物体上，是银河系中最有效的加速器。理论模型预测在射流底部的甚高能量（VHE）发射，其中粒子被加速到多TeV能量。这种发射可以通过现有的IACT检测到。%此外，伽马射线通量应增加耀斑事件时，吸积率提高。MAGIC望远镜从2005年到2008年总共观测了微类星体GRS 1915+105，Cyg X-3，Cyg X-1和SS 433约150小时。我们通过使用RATAN望远镜的无线电耀斑警报使用多波长信息以及通过RXTE/ASM和Swift/BAT监测数据确保源的低/硬状态来触发我们的观测。我们报告的上限稳定和可变的排放量从这些来源在这段长时间。
2009-07-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
NuSTAR and AstroSat observations of GX 9$+$1: Spectral and temporal studies
本研究利用 NuSTAR 与 AstroSat 数据分析中子星低质量 X 射线双星 GX 9+1 的软态光谱和时变特征，约束了倾角、内盘半径、磁场上限及吸积性质。
2023-11-02 astro-ph.HE
The discovery of the 401 Hz accreting millisecond pulsar IGR J17498-2921 in a 3.8 hr orbit
我们报告在最近发现的X射线瞬变IGR J17498-2921的Rossi X射线定时探测器光变曲线中检测到400.99018734（1）Hz相干信号。通过分析2011年8月13日至9月8日期间观测到的轨道运动引起的频率调制，我们导出了周期为3.8432275（3）hr的双星系统的轨道解。（M_2，M_1，i）=0.00203807（8）Msun，允许设定伴星质量的下限为0.17 Msun，而设定伴星质量的上限为0.48 Msun是通过强制伴星不超过其洛希瓣。我们观察到信号频率以-（6.3 +/- 1.9）E-14 Hz/s的平均速率略微显著地演变。这种测量的低统计意义和可能存在的定时噪声阻碍了对中子星自旋演化的可靠探测。我们还提出了一个IGR J17498-2921的光谱特性的分析的基础上进行的观测的Swift-X射线望远镜和RXTE-正比计数器阵列之间的2011年8月12日和9月22日。在大部分的爆发，光谱模拟的幂律与指数伽玛~1.7-2，而值~3的观察到的源渐弱到平静。
2011-11-08 astro-ph.HE
X-ray Spectral Analysis of the Steady States of GRS 1915+105
我们报道了GRS 1915+105在稳态下的X射线光谱行为。我们的工作是基于使用罗西X射线定时探测器上的正比计数器阵列获得的源上的完整数据集和使用赖尔望远镜获得的15 GHz无线电数据。在X射线数据集中的稳定观测在色-色图中自然地分成两个区域，我们把它们称为稳定-软和稳定-硬。GRS 1915+105在{ \it RXTE}/PCA带通内的软数据和硬数据中均显示冠状分量的显著曲率。大多数的稳态软观测显示一个大致恒定的内盘半径（R_in），而稳态硬观测显示一个不断变化的盘截断，这是相关的质量吸积率通过磁盘。在稳定硬观测中，盘通量和日冕通量的相关性很强，而在稳定软观测中，相关性很弱。在定常硬观测中，我们观察到两种特殊情况：日冕X射线通量与射电通量之间存在对数斜率为η~0.68 +/- 0.35和η~ 1.12 +/- 0.13的相关性。它们分别与Gallo等人（2012年）的上轨和下轨一致。模型参数的状态定义的比较表明，几乎所有的稳态软观测值匹配的标准，无论是热或陡峭的幂律状态，而大部分的稳态硬观测值匹配的硬状态标准时，磁盘分数的约束被忽略。
2016-02-29 astro-ph.HE
The Spectral Evolution along the Z track of the Bright Neutron Star X-ray Binary GX 17+2
Z源是明亮的中子星X射线双星，在爱丁顿极限附近吸积。我们分析了1999年10月3日至12日期间对类SCO Z源GX 17+2的68个RXTE观测（270 k），覆盖了一个完整的Z轨道。我们创建和拟合的颜色分辨光谱与模型组成的热盘，一个单一的温度黑体边界层和弱康普顿组件。我们发现，类似于XTE J1701-462在其类SCO Z相中观察到的情况，GX 17+2的分支可以通过以恒定吸积速率Mdot进入盘的三个过程来解释：水平分支上康普顿化增加，正常分支上从标准薄盘过渡到薄盘，在扩张支上，内盘半径暂时快速减小。我们还以经验自洽的方式对康普顿化进行建模，其种子光子与热盘组件相关联，并进行校正以恢复预康普顿化的热盘发射。这使我们能够基于热盘组件沿整个Z轨道显示恒定的Mdot。我们还测量了上KHz QPO频率，发现它与视内盘半径R_in（康普顿散射前）的关系近似为频率\propto R_in^（-3/2），支持了它在R_in处的开普勒频率的近似化。水平支的振荡也可能与内盘的动力学有关，因为其频率和Rin在水平支上变化很大，而在正常支上则相对恒定。
2012-07-04 astro-ph.HE
Probing the Peculiar Behavior of GRS 1915+105 at Near-Eddington Luminosity
为了理解超临界吸积的本质，我们系统地分析了GRS 1915+105在准稳态下的{ \it RXTE}/PCA数据，选择了1999 - 2000年期间变化较小的数据。我们应用一个圆盘加上热康普顿化模型，并考虑到准确的星际吸收，反射分量，并从磁盘风自洽吸收功能。有一个很强的相关性之间的内部磁盘的温度和磁盘组件的分数。大多数的康普顿化占主导地位的光谱显示$T_{\rm in} \sim 1$ keV的高电子温度为$>10$ keV，这可能对应于在正则黑洞X射线双星（BHB）的非常高的状态。相比之下，磁盘占主导地位的光谱有$T_{\rm in} \sim 2$ keV的低温（$<10$ keV）和光学厚康普顿化，并显示两个独立的分支（$L$ - $T_{\rm in}$）图。较低的分支明显遵循$L \propto T_{\rm in}^4$轨道。此外，应用扩展的磁盘黑体模型，我们发现，9的12个数据集与磁盘光度高于$0.3 L_{\rm E}$更喜欢一个平坦的温度梯度比在标准磁盘（$p < 0.7$）。我们解释说，在较低的分支，磁盘向下延伸到最里面的稳定的圆形轨道，是最有可能在细长盘状态。一个快速旋转的黑洞可以解释$L \propto T_{\rm in}^2$轨道的缺乏和非旋转黑洞所需的高光谱硬化因子（$\sim 4$）。上支的谱与低温康普顿化的截断盘的图像一致。这种状态是唯一从GRS …
2010-01-22 astro-ph.HE
Constraints on cosmic-ray efficiency in the supernova remnant RCW 86 using multi-wavelength observations
最近在高能和甚高能伽马射线区域发现了几个年轻的超新星遗迹。正如RX J1713.7-3946所示，这种发射的性质一直受到激烈的争论，并且在SNR冲击下宇宙射线质子有效加速的直接证据仍然难以捉摸。我们分析了超过40个月的数据，这些数据是由费米伽马射线太空望远镜（Fermi Gamma-Ray Space Telescope）上的大面积望远镜（LAT）在HE域获得的，并收集了有关RCW 86宽带非热发射的所有相关多波长（从无线电到VHE伽马射线）信息。为此，我们重新分析了ASCA/气体成像光谱仪（GIS）、XMM-牛顿/EPIC-MOS和RXTE/正比计数器阵列（PCA）的存档X射线数据。除了预期的银河弥漫背景，在0.1-1，1-10和10-100 GeV的费米-LAT图中，没有检测到RCW 86方向的显著伽马射线发射。在强子情况下，导出的HE上限和VHE域中的HESS测量值只能由谱指数Gamma <= 1.8来容纳，即在强修正激波情况下，标准（测试粒子）指数和理论粒子谱的渐近极限之间的一个值。通过高能电子的逆康普顿散射对伽马射线发射的解释使用15-25 μ G的平均磁场的合理值再现了多波长数据。对于这两种情况，我们评估了加速效率的水平。我们讨论这些结果的光现有的估计的磁场强度，有效密度和加速效率在RCW 86。
2012-07-26 astro-ph.HE
Testing the relativistic precession model using low frequency and kHz quasi-periodic oscillations in neutron star low mass X-ray binaries with known spin
我们分析了所有可用的RXTE数据的样本13个低质量的X射线双星与已知的中子星自旋，不是持久的中子星。我们仔细测量的准周期振荡（QPO）的质心频率之间的相关性。我们比较这些相关性的相对论性进动模型（RPM）的预测，由于帧拖动，QPO将发生在Lense-Thirring进动频率$ν_{LT}$的测试粒子轨道，其轨道频率是上kHz QPO频率$ν_u$。相反，最突出的以前的研究，我们发现两个不同的振荡范围内预测的$ν_{LT}$，同时存在于广泛的$ν_u$。另外，当$ν_u$超过600 Hz时，低频噪声分量之一演变成$ν_{LT}$范围内的（第三）QPO。这些QPO的频率都与$ν_u$相关，遵循幂律，指数在0.4 $-$ 3.3之间，在80例$\%$病例中（3至>20 $σ$）显著超过预测值2.0。此外，没有证据表明中子星的自旋频率会影响这三个QPO频率中的任何一个，就像预期的框架拖曳一样。最后，观察到的QPO频率往往高于$ν_{LT}$预测的合理的中子星特定的转动惯量。鉴于最近在黑洞中的进动模型的成功，我们简要地讨论了这样的进动可以发生在中子星的频率不同的测试粒子值和与观察到的一致的方式。进动环面几何形状和其他扭矩比帧拖动可能允许进动产生观察到的频率相关性，但只能解释$ν_{LT}$范围内的三个QPO之一。
2016-11-17 astro-ph.HE
A search for Very High Energy gamma-ray emission from Scorpius X-1 with the MAGIC telescopes
在过去几年中，微类星体中粒子加速到GeV或更高能量一直是相当多的理论和观测工作的主题。Sco X-1是一个微类星体，当它处于所谓的水平分支（HB）时，在喷流中发现了高能粒子的证据，这是一种无线电和硬X射线通量较高的状态，并且存在强大的相对论性喷流。在这里，我们提出了第一个非常高的能量伽玛射线观测的Sco X-1获得的魔术望远镜。对整个数据集的分析没有产生显著的信号，95%的CL通量上限在2.4x10^{-12} ph/cm^2/s的水平上高于300 GeV。同时进行RXTE观测，以寻找在特定的X射线状态的源TeV的排放。根据X射线颜色选择在HB期间获得的伽马射线数据也没有产生信号，上限为3.4x10^{-12} ph/cm^2/s。这些上限对最大TeV光度与非热X射线光度的限制为L_{VHE} / L_{ntX} <0.02，这可以与最大TeV光度与喷流功率的比率L_{VHE} / L_{j} <10^{-3}相关。我们的上限表明，在斯科X-1的基本高能发射物理必须是固有的不同，迄今为止检测到的伽马射线双星。
2011-06-08 astro-ph.HE
Reflection Spectroscopy of the Black Hole Binary XTE J1752-223 in its Long-Stable Hard State
我们提出了一个详细的光谱分析的黑洞二进制XTE J1752 - 223在其2009年爆发的硬态。RXTE对该源的定期监测提供了沿爆发上升和衰减的高信噪比光谱。在整整一个月的时间里，该源在恒定的硬度和强度下以其峰值计数率的30%停滞在$\sim$。通过组合这种异常稳定的硬态中的所有数据，我们获得了具有1亿次计数的聚合PCA光谱（3 - 45 keV）和具有580万次计数的相应HEXTE光谱（20 - 140 keV）。实现一个版本的反射代码与康普顿化的物理模型，我们得到严格的约束，这个系统的重要物理参数。特别是，内吸积盘的测量非常接近，在$R_\mathrm{in}=1.7\pm0.4$ $R_g$。假设$R_\mathrm{in}=R_\mathrm{ISCO}$，我们发现一个相对较高的黑洞自旋（$a_*=0.92\pm0.06$）。施加一个灯柱几何形状，我们得到一个低倾角（$i=35\pm4$度），这与无线电（$i<49$度）中发现的上限一致。然而，我们注意到，这个模型不能从统计上与具有自由发射率指数的非灯柱模型区分开，对于非灯柱模型，倾斜度明显更高。此外，我们还发现了一个相对较冷的日冕（$57-70$千电子伏）和大量的铁丰度（$3.3-3.7$太阳）。我们还发现，适当地考虑反射发射的康普顿化显著地改善了拟合，并且导致原本低的反射分数（$\sim 0.2-0.3$）增加一个数量级…
2018-07-05 astro-ph.HE
A year-long AGILE observation of Cygnus X-1 in hard spectral state
本文介绍了在AGILE科学验证阶段和硬X射线观测周期1期间对天鹅座X-1硬谱态的观测（使用SuperAGILE）和伽马射线我们研究了Cyg X-1在硬X射线中不同时间尺度的变化，从$\sim 6$ s到一天，我们应用不同的时间分析工具，如自相关函数，一阶结构函数和Lomb-Scargle周期图，我们的数据（来自SuperAGILE）和软X射线的同步数据（来自RXTE/ASM）。我们结束我们的调查与搜索的发射能量范围在100兆电子伏以上的极大似然技术。在硬X射线波段，天鹅座X-1的通量在所有时间尺度上都表现出典型的不稳定波动，其变化约为2倍，不会显著影响能谱的形状。从一级结构函数中我们发现Cyg X-1的X射线发射是由\textit{antipersistence}表征的，这表明在工作中存在负反馈机制。在整个观测期间（160天），在天鹅座X-1的γ射线数据中没有发现统计上显著的点状源，通量的上限为$\mathrm{5 \times 10^{-8} \; ph \; cm^{-2} \; s^{-1}}$。最后，我们比较我们的上限在伽马射线与预期的各种模型的天鹅X-1发射，强子和轻子的起源，在GeV - TeV波段。图中显示了天鹅座X-1在硬X射线波段超过13个月（不连续）的时间历程。不同的分析工具不提供系统中的特征时间尺度的完全收敛的结果，这表明在结构函数中发现的时间尺度不是源的物理…
2010-04-27 astro-ph.HE
The X-ray spectrum of the newly discovered accreting millisecond pulsar IGR J17511-3057
我们报告的XMM-牛顿观测吸积毫秒脉冲星，IGR J17511-3057。观察到244.8339512（1）Hz的脉动，RMS脉动分数为14.4（3）%。导出了P_orb=12487.51（2）s双星系统的精确解。测得的质量函数表明主序伴星的质量在0.15到0.44 Msun之间。源的XMM-牛顿谱至少可以由三个分量来模拟，多色盘发射、来自NS表面的热发射和热康普顿化发射。在一个同时的时间窗口中，XMM-牛顿数据和RXTE数据的光谱拟合限制了康普顿化参数：电子温度kT_e=51（+6，-4）keV，是相当高的，而光学深度τ =1.34（+0.03，-0.06）是中等的。的脉冲部分的能量依赖性支持解释的冷却器的热分量来自吸积盘，并表明康普顿化等离子体包围的NS表面上的热点，这提供了种子光子。反射的特征，如加宽的铁K-α发射线和约30 keV的康普顿峰，也被检测到。我们从反射分量的拖尾导出了1.4 Msun的中子星的内盘半径~> 40 km，倾角在38° ~ 68°之间。XMM-牛顿还观察到两个I型X射线爆发，可能是在接近纯氦的环境中点燃的。没有观测到光球半径膨胀，因此导致到源的距离上限为10千秒差距。如果假设在爆发的衰减部分的辐射涉及整个中子星表面，那么也可以设定6.5千秒差距的下限。在爆发衰减期间观察到的脉动与被锁相兼容，并且具有与爆发前脉动相似的幅度。
2010-05-26 astro-ph.HE
Long-Term Density Trend in the Mesosphere and Lower Thermosphere from Occultations of the Crab Nebula with X-Ray Astronomy Satellites
我们目前的长期密度趋势的地球高层大气在71和116公里之间的高度，根据大气掩星观测的蟹状星云的X射线天文卫星，ASCA，RXTE，朱雀，NuSTAR和瞳。这五颗卫星的组合提供了从1994年到2022年的28年时间段。为了抑制季节和纬度的变化，我们集中在北半球0- 40度的秋季（49< doy <111）和春季（235< doy <297）的数据。有了这个限制，本地时间会自动限制在中午或午夜左右。我们得到四组（两个季节的时间，两个当地时间）的密度趋势在每个高度层。我们考虑到由于线性趋势和11年的太阳活动周期，使用线性回归技术的变化。因为我们没有看到四个趋势之间的显著差异，所以我们将它们结合起来，以提供趋势斜率的单个垂直剖面。我们发现在每个海拔高度都有大约-5%/十年的负密度趋势。这与从高层大气沉降速率推断的结果是一致的。在100- 110 km的高度，我们发现了异常高的密度下降，约为-12%/decade。这一峰值可能是110公里附近由于水汽和臭氧导致的强烈冷却的第一个观测证据，这是Akmaev等人（2006年）在数值模拟中首次发现的。需要进一步的观察和数值模拟与适当的输入参数，以建立这一功能。
2023-01-25 astro-ph.EP astro-ph.HE physics.ao-ph
A new low magnetic field magnetar: the 2011 outburst of Swift J1822.3-1606
本文报道了用Swift、RXTE、Suzaku、Chandra和XMM-Newton对新发现的磁星Swift J1822.3-1606爆发的长期X射线监测（SGR 1822-1606），从探测到导致其发现的短X射线爆发后不久的第一次观测，到其爆发衰变的第一阶段，（涵盖时间跨度为2011年7月至2012年4月底）。我们还报告档案ROSAT观测，见证了源在其可能的静止状态，并在雨燕J1822.3-1606的无线电脉冲和光发射爆发期间的上限，与绿岸望远镜（GBT）和大加那利望远镜（GTC），分别。我们的X射线时间分析发现，源旋转的周期为P=8.43772016（2）s，周期导数\dot{P} =8.3（2）x10^{-14} s^{-1}，这意味着在赤道处的推断偶极表面磁场为B~ 2.7 x10 ^{13} G。这一测量结果使斯威夫特J1822.3-1606成为第二低的磁场磁星（仅次于SGR 0418+5729; Rea等人，2010年）。从爆发开始的通量和光谱演化之后，我们发现通量减少了大约一个数量级，光谱有微妙的软化，这是磁星爆发衰变的典型特征。通过模拟雨燕J1822.3-1606的长期热演化，我们发现，如果它出生时的极向场和地壳环向场分别为B_{p} ~1.5x10^{14} G和B_{tor} ~ 7 x10 ^{14} G，并且如果它的当前年龄为~550 kyr，则可以再现观测…
2012-05-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
