A high-mass X-ray binary pulsar 4U 1907+09 with multiple absorption-line features in the spectrum
报道了对高质量X射线双星（HMXB）脉冲星4U 1907+09的X射线观测结果。使用NuSTAR观测对源进行了光谱和时序分析。光子事件的时序分析揭示了源的相干X射线脉动，脉冲周期为$442.92\;\pm\;0.03$ s。观察到源以$0.1971(4) s yr^{-1}$的速率自旋下降。脉冲轮廓的特征在于次峰的衰减幅度和主峰的幅度随着能量的增加而相对增长。NuSTAR的宽波段光谱覆盖范围已被用于观察源的X射线连续谱中的多重吸收特征。我们确认存在两个突出的回旋吸收功能，分别在$\sim 17$ keV和$\sim 38$ keV。此外，我们已经检测到的吸收线功能在$\sim 8$千电子伏，与$\sim 1.3$千电子伏的等效宽度。利用相位分辨光谱技术观察到了光谱参数随脉冲相位的变化，并讨论了相关参数的变化及其物理意义。连续谱的演化和光谱参数的变化也进行了研究的时间分辨光谱。
2022-11-11 astro-ph.HE
Discovery of Red-shifted He-like Iron Absorption Line from Luminous Accreting Neutron Star SMC X-1
我们分析了用\textit{Suzaku}获得的SMC X-1的X射线数据，并在2012年5月19日进行的观测中发现了以6.4 keV为中心的吸收线和基础加宽发射线的组合。该吸收线以$6.61_{-0.03}^{+0.02}$ ~keV为中心，吸收强度为$5.9_{-1.4}^{+1.7}$，自然地解释为Fe在6.7~keV的He $_α$共振线，其具有$4000_{-1300}^{+1400}\;\mathrm{km\;s^{-1}}$的红移。虽然\textit{Suzaku}在2011- 2012年的11个月中对该系统进行了10次观测，但只有在NS处于超轨道调制的上升阶段时的一次观测中观察到了吸收特征，这可以被认为是扩展的吸积盘从掩星的出口。因此，我们把这条线归因于一个低密度，高度电离的吸收体在一个吸积盘电晕所产生的磁盘照明NS的强烈的X射线。这种解释也与光电离度和谱线深度的讨论相一致。
2018-11-20 astro-ph.HE
XMM-Newton RGS spectrum of RX J0720.4-3125: An absorption feature at 0.57 keV
在孤立的中子星RX J 0720.4 -3125的共加RGS谱中发现了0.57keV处的窄吸收特征，其等效宽度为1.35 ± 0.3eV，半高宽约为6.0eV。该特征被识别为高度电离氧OVII的吸收线，最有可能源自RX J0720.4-3125的环境介质。利用光电离代码CLOUDY进行的广泛研究表明，RX J 0720.4 -3125光谱中观测到的光通量过剩至少部分可能源自相对致密（例如nH~10^8 cm^-3）的板层，该板层位于中子星附近（例如~ 10^10 cm）。
2009-03-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence for the photoionization absorption edge in a photospheric radius expansion X-ray burst from GRS 1747$-$312 in Terzan 6
中子星表面的热核X射线爆发可以使光球层富集金属元素，从而在爆发谱上留下光电离边缘。我们在这里报告的吸收边的发现，在光谱的I型X射线爆发的NS低质量X射线二进制GRS 1747 $-$ 312在泰山6观测期间的罗西X射线定时探测器。我们发现边缘能量在光球半径膨胀阶段从$9.45\pm0.51$ keV演化到$\sim6$ keV，然后再回到$9.44\pm0.40$ keV，而在冷却尾部保持在$8.06\pm0.66$ keV.类氢Ni、Fe或Fe/Ni混合物的光电离吸收边和金属的束缚-束缚跃迁可能是造成这些光谱特征的原因。在冷却尾中测量的吸收边能量与实验室类氢Ni（Fe）边能量值的比值允许我们估计引力红移因子$1+z=1.34\pm0.11$（$1+z=1.15\pm0.09$）。富金属大气模型很好地描述了冷尾过程中光谱参数的演变。直接冷却法和潮汐变形性对NS质量和半径的联合约束强烈表明铁族元素在大气中的丰度非常高，并将到源的距离限制在$11\pm1$ kpc。
2018-10-12 astro-ph.HE
NuSTAR observations of the supergiant X-ray pulsar IGR J18027-2016: accretion from the stellar wind and possible cyclotron absorption line
我们报告了NuSTAR天文台对吸收超巨星系统IGRJ 18027 -2016进行的第一次聚焦硬X射线视图。清楚地检测到脉冲的周期为$P_{spin}=139.866(1)$ s，脉冲分数约为50-60%，能量从3到80 keV。该源在十几年的时间尺度上表现出近似恒定的X射线光度，平均自旋下降速率为$dP/dt\simeq6\times10^{-10}$ s/s。脉冲星的这种行为可以用沉降区的风吸积模型来解释。在能量超过10 keV的详细光谱分析进行了第一次，并揭示了一个可能的回旋吸收功能的能量约23 keV。这种能量对应于中子星表面的磁场$B\simeq3\times10^{12}$ G，这是X射线中子星的典型特征。
2016-12-27 astro-ph.HE
A Suzaku sample of unabsorbed narrow-line and broad-line Seyfert 1 galaxies: II. Iron emission and absorption
利用朱雀号卫星观测的22个窄线Seyfert 1（NLS 1）和47个宽线Seyfert 1（BLS 1）星系的样本，研究了每组星系的Fe K带性质。三种不同的模型被用来检查的存在下：窄中性Fe Ka线在6.4千电子伏和电离的Fe xxv和Fe xxvi发射线（模型A）;一个广泛的发射功能在约6 - 7千电子伏（模型B）;和吸收边在7.1千电子伏（模型C）。在所有三个模型中，中性Fe Ka线在NLS 1中比在BLS 1中更弱（较低的光度和等效宽度）。模型（B）还发现NLS 1中的宽分量（更大的等效宽度）比BLS 1中的宽分量更显著。该特征似乎不是NLS 1 s中较陡光谱的伪影，而是这些源的固有属性。根据模型（C），吸收边的光学深度在两个样品之间看起来相当。当将吸收与发射线特性进行比较时，NLS 1 s似乎表现出比BLS 1 s更低的铁的发射-吸收比，并且比基于荧光产率的预期更低。观察到的差异可能来自于不同的环面几何形状（例如NLS 1 s中的较大开度角），和/或NLS 1 s中除了纯荧光之外的Fe K发射和吸收的额外来源（例如起源于圆盘和宽线区域）。
2021-12-15 astro-ph.HE
Narrow absorption features in the co-added XMM-Newton RGS spectra of isolated Neutron Stars
我们共同添加了每个分离的X射线源RX 1，J 0720.4 $-$ 3125，RX 1，J 1308.6 +2127的可用XMM-牛顿RGS光谱（RBS 1223）、RX 1605.3 +3249和RX 1856.4 $-$ 3754（“华丽七人组”的四名成员）和“三剑客”格明加，PSR\，B 0656 +14和PSR\，B1055 -52。我们确认在RX 1，J0720.4 $-$ 3125和RX 1，J1605.3 +3249的共同添加的RGS光谱中在0.57 keV处检测到窄吸收特征（包括最近的观测）。另外，我们还发现在RX_1，J_（1308.6 +2127）（0.53 keV）和PSR_1，B_（1055 -52）（0.56 keV）的光谱中有类似的吸收特征。RX 1，J1308.6 +2127的光谱中的吸收特征比例如RX 1，J0720.4 $-$ 3125中的特征更宽。在2 $σ$至5.6 $σ$的显著性下检测到窄吸收特征。虽然非常明亮且经常观察到，但在RX 1，J 1856.4 $-$ 3754和PSR 1，B 0656 +14的光谱中没有可见的吸收特征，而Geminga的共同添加的XMM-牛顿RGS光谱没有足够的计数来检测这样的特征。我们讨论了一个可能的起源，这些吸收功能作为线引起的存在下，高度电离的氧（特别是OVII和/或OVI在0.57千电子伏）在星际介质和中…
2011-09-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Strong Evolution of X-Ray Absorption in the Type IIn Supernova SN 2010jl
我们报告了两个时代的钱德拉-ACIS X射线成像光谱附近的明亮的IIn型超新星SN 2010 jl，采取了大约2个月，然后一年后的爆炸。在这两个光谱的X射线发射的大部分是由高温（$\ga 10$ keV）的特点，很可能是从前冲击区产生的拱星相互作用。第一个光谱中的吸收柱密度很高，约为10^{24} cm^{-2}，比银河系的吸收柱高出3个数量级，我们将其归因于星周物质的吸收。在第二个历元的观测中，柱密度减少了3倍，正如预期的激波在星周介质中的传播。在这两个时期，未吸收的0.2-10 keV光度约为7 x 10^{41} erg/s。在第一光谱中清楚地存在的6.4keV Fe线在第二光谱中未检测到。荧光线的强度大致是预期的柱密度的拱星气体，提供了铁不是高度电离。也有证据表明，在这两个光谱，我们归因于一个背景超铝X射线源的吸收幂律分量。
2012-03-07 astro-ph.HE
How the effects of resonant absorption on black hole reflection spectra can mimic high-velocity outflows
在活动星系和银河系黑洞的2-10 keV光谱中看到的窄吸收线通常归因于高速流出或流入的铁。我们认为，这种功能可能会自然地出现在吸积盘的可能性。位于圆盘上方并随其旋转的光学薄等离子体中高度电离的铁（例如Fe XXVI和Fe XXV）的共振吸收可以在光谱的反射分量中再现狭窄的特征，因为它从圆盘中出现。根据盘的倾斜度和热等离子体的确切几何形状（例如，它是否覆盖盘或环），可以在4-10 keV之间检测到明显狭窄的吸收特征。这样的解释不需要高速流出/流入，并与基于反射的解释吸积黑洞系统是一致的。
2011-08-25 astro-ph.HE
INTEGRAL and Swift/XRT observations on IGR J18179-1621
IGR J18179-1621是INTEGRAL最近发现的一个硬X射线双星瞬变。在这里，我们报告详细的时间和光谱分析IGR J18179-1621在X射线的基础上，可用的INTEGRAL和斯威夫特数据。根据INTEGRAL分析，在2012年2月29日至2012年3月1日期间，ISGRI在18-40 keV波段检测到IGR J18179-1621，其显著性为21.6 sigma，JEM-X在3-25 keV波段检测到IGR J18179-1621，其显著性为15.3 sigma。我们分析了两个准同时Swift ToO观测。在大于99.99%的置信水平下，在白噪声之上检测到清晰的11.82秒脉动。脉冲分数估计为22+/-8%，0.2-10 keV。INTEGRAL/ISGRI在18-40 keV波段未检测到脉动迹象。结合软X射线和硬X射线中的Swift和INTEGRAL光谱，IGR J18179-1621可以通过具有高能量截止的吸收幂律加上以21.5 keV为中心的高斯吸收线来拟合。发现了源固有的额外吸收，而吸收线是最可能起源于回旋共振散射的证据，并表明在\sim 2.4 \times 10^12高斯的发射区存在磁场。
2012-07-17 astro-ph.HE
Possible phase-dependent absorption feature in the x-ray spectrum of the middle-aged PSR J0659+1414
本文报道了利用XMM-Newton和NuSTAR对PSR J 0659 +1414的X射线辐射进行的能量分辨和相位分辨的时间谱分析。我们发现，新的数据排除了先前提出的模型的相位相关的光谱作为一个三分量（2黑体+幂律）连续，这表明大的残差之间的$0.3-0.7$千电子伏。拟合中子星大气模型或几个黑体的光谱并不能提供更好的描述的光谱，并要求光谱模型组件与不切实际的大发射区域的大小。如果我们添加中心能量$0.5-0.6$ keV和等效宽度高达$\approx 50$ eV的相位相关吸收特征，则拟合显著改善。我们在大约一半的脉冲周期内检测到该特征。能量分辨脉冲轮廓支持具有三分量连续谱和吸收分量的光谱的描述。这种吸收特征可以解释为起源于脉冲星磁层的电子回旋线，并因沿视线方向的磁场不均匀性而加宽。从整个恒星表面的热辐射显着的相位变化可能表明多极磁场和不均匀的温度分布。NuSTAR在$3-20$ keV范围内检测到的强脉冲非热光谱分量与光子指数$Γ=1.5\pm0.2$的幂律模型拟合良好。
2018-10-28 astro-ph.HE
Discovery of the 5 keV cyclotron line followed by three harmonics in SwiftJ1626.6-5156
我们报告了在2021年3月的一次短暂爆发期间用NuSTAR对Be/X射线双星系统SwiftJ1626.6-5156进行的观测，该系统是在MAXI监测器和Spektrum-Roentgen-Gamma（SRG）天文台探测到它之后进行的。我们的宽带X射线光谱的源的分析证实了两个吸收的功能，在能量~9和~17千电子伏以前在文献中报道，并解释为基本回旋共振散射功能（CRSF）和它的第一谐波（基于RXTE数据）的存在。NuSTAR更好的灵敏度和能量分辨率，加上NICER的低能量覆盖范围，使我们能够在~4.9 keV和~13 keV检测到两个额外的吸收样特征。因此，我们得出结论，在SwiftJ1626.6-5156的光谱中总共观察到四条回旋加速线：在~4.9 keV的基本CRSF和三个更高的间隔谐波。这一发现使SwiftJ 1626.6 -5156成为继4U 0115 +63之后的第二颗吸积脉冲星，其光谱具有三条以上的回旋起源线，并意味着该源在所有X射线脉冲星B~ 4 E 11 G中具有最弱的已证实磁场。这一发现使SwiftJ1626.6-5156成为即将到来的X射线偏振测量任务的主要目标之一，涵盖软X射线波段，如IXPE和eXTP。
2021-06-17 astro-ph.HE
Study of Complex Absorption and Reflection in a Unique Intermediate Polar Paloma
我们提出的宽带（0.3-40.0千电子伏）的一个独特的中间极地帕洛玛使用同时从XMM-牛顿和NuSTAR天文台的数据的X射线分析。X射线功率谱显示出较强的调制轨道周期相比，自旋周期。轨道折叠光变曲线在软X射线和中等X射线（0.3-10.0 keV）下呈现单一的宽峰状结构，并有强烈的下降。在$ϕ\sim 0.16$和$0.5$处的能量依赖性下降是由于复杂的本征吸收体而产生的，其强度足以在15 keV附近产生良好的效果。吸积幕/吸积流以及吸积流-吸积盘/吸积流-磁层相互作用产生的吸积物质可能是吸积幕/吸积流的主要贡献者。我们注意到吸收体随轨道相位的显著变化，在轨道相位0.1-0.22期间具有最大吸收。吸收体需要一个以上的部分覆盖吸收体组件，指定的必要性，使用列密度分布的源的光谱建模。利用等压冷却流分量模拟了多温激波后区的辐射，给出了$31.7_{-3.5}^{+3.3}$ keV的激波温度，对应于$0.74_{-0.05}^{+0.04}\;M_{\odot}$的白矮星质量。我们使用了中性吸收体和暖吸收体模型，它们在统计上给出了类似的良好拟合，但具有不同的物理含义。在Fe K $_α$线络合物中，中性线最弱.我们探测了康普顿反射，发现光谱拟合中的统计贡献最小，表明帕洛玛存在弱反射。
2022-09-29 astro-ph.HE
Are X-ray Emitting Coronae around Super Massive Black Holes Outflowing?
射电宁静的活动星系核中的硬X射线辐射被认为是由超大质量黑洞附近炽热致密的日冕通过逆康普顿散射产生的。然而，冠的起源和物理特性，包括几何学，运动学和动力学，仍然知之甚少。本文以[OIV] 25.89 μ m发射线作为活动星系核内禀光度的各向同性指标，比较了在统一方案下不同倾角观测的Seyfert 1星系和Compton-thin Seyfert 2星系的内禀日冕X射线发射。我们收集了130个Compton薄Seyfert星系的样本，它们的[OIV] 25.89 μ m线光度是用Spitzer-IRS测量的，X射线谱是用XMM-Newton、Chandra、Suzaku或Swift观测的。已知的无线电噪声源被排除在外。我们拟合了X射线光谱，得到了吸收校正后的2-10 keV连续发光。我们发现，在2-10 keV的本征辐射中，Seyfert 1星系的本征亮度是Compton薄Seyfert 2星系的2.8 ± 0.5-0.4倍（在Swift-BAT 14-195 keV的本征辐射中是2.2 ± 0.9-0.3倍）。Seyfert 1和Compton-thin Seyfert 2星系的吸收校正的2-10 keV光度和14-195 keV光度之间具有统计上相同的相关性，表明我们对2-10 keV流量的吸收校正是足够的。因此，两个群体之间的X射线发射的差异不太可能是由于X射线吸收，而是意味着电…
2014-01-15 astro-ph.HE
An investigation of the "10 keV feature" in the spectra of Accretion Powered X-ray Pulsars with NuSTAR
本研究利用NuSTAR对30颗亮X射线脉冲星的58次观测进行系统光谱分析，发现16次观测（11个源）存在10 keV特征，并指出耀发数据若不单独分析可能导致误检。
2023-08-29 astro-ph.HE
X-ray Absorption in Young Core-Collapse Supernova Remnants
核心坍缩超新星（SN）爆炸喷出的物质吸收了来自中心区域的X射线。我们使用基于三维中微子驱动爆炸的SN模型来估计爆炸中心的光学深度，比较不同的祖先模型，并研究爆炸不对称性的影响。由于光吸收，在爆炸后的第一个世纪，具有剩余氢包层的祖细胞的光学深度低于2 keV，预计会很高。典型的光学深度是$100 t_4^{-2} E^{-2}$，其中$t_4$是自爆炸以来的时间，单位为10 000天（${\sim}$ 27年），$E$是能量，单位为keV。康普顿散射在50 keV以上占主导地位，但散射深度较低，并在1 MeV下的${\sim}$ 1000天内已经达到1。氢剥离的祖细胞的光学深度大约低一个数量级。SN喷出物的金属丰度远高于星际介质，这增强了光吸收，使吸收边更强。这些结果一般适用于年轻的SN遗迹，但我们详细探讨了SN 1987 A和Cas A致密天体观测的影响。SN 1987 A的吸收率很高，致密天体上${\sim}$ 100 Lsun的X射线上限比以前使用其他吸收模型估计的限制大约少一个数量级。详细情况见随附的文件。对于中心紧凑的对象在Cas A，我们发现我们更详细的吸收模型推断的表面温度没有显着的影响。
2018-06-19 astro-ph.HE
Broadband X-ray emission and the reality of the broad iron line from the Neutron Star - White Dwarf X-ray binary 4U 1820-30
中子星X射线双星的宽相对论铁谱线是研究内吸积盘的重要探针。X射线的反射特征会因为强磁场或极低的铁丰度而减弱，这在X射线双星中是可能的，它们有低质量的第一代恒星作为伴星。本文研究了早期在中子星低质量X射线双星4U~1820- 30中发现的宽铁谱线的真实性。我们使用\suzaku{}和同时观测的\nustar{} \& \swift{}对环礁源进行了全面、系统的宽带光谱研究。我们使用了不同的连续模型，包括吸积盘发射，热黑体和热康普顿化的磁盘或黑体光子。\suzaku{}数据在铁K带区域有正残差和负残差。这些特征通过在$7.67\pm0.14\kev$和$6.93\pm0.07\kev$处的两个吸收边或部分覆盖光电离吸收或通过模糊反射来很好地描述。虽然同时的\swift{}和\nustar{}数据没有清楚地揭示发射或吸收特征，但数据与吸收或发射特征的存在一致。因此，基于吸收的模型提供了宽铁线或反射模型的替代方案。吸收特征可能出现在来自内部吸积盘的风中。宽带光谱似乎不利于连续模型，其中从中子星表面的黑体发射提供了种子光子的热康普顿。我们的研究结果表明，从薄吸积盘（$kT_{disk} \sim 1\kev$），康普顿化的磁盘光子在边界层中最有可能覆盖了大部分的中子星表面和吸积盘的最里面的部分，和黑体发射（$kT_{bb} \sim 2\kev$）从极地地区的排放。
2016-06-16 astro-ph.HE
{\it NuSTAR} Reveals an Intrinsically X-ray Weak Broad Absorption Line Quasar in the Ultraluminous Infrared Galaxy Markarian 231
我们提出了最近的类星体，超亮红外星系（ULIRG）Markarian 231（Mrk 231）的高能（3- 30 keV）{ \it NuSTAR}观测，补充了新的和同时从{ \it钱德拉}的低能量（0.5- 8 keV）的数据。该辐射源被探测到了，但比先前报道的要微弱得多，可能是由于先前非聚焦硬X射线望远镜的大孔径受到污染。X射线全谱带（0.5- 30 keV）表明Mrk 231的活动星系核（AGN）被一个斑片状的、康普顿薄的（N $_{\rm H} \sim1.2^{+0.3}_{-0.3}\times10^{23}$ cm $^{-2}$）柱吸收。固有X射线发光度（L $_{\rm 0.5-30 keV}\sim1.0\times10^{43}$ erg s $^{1}$）相对于辐射热发光度是非常弱的，其中2- 10 keV与辐射热发光度的比率是$\sim$ 0.03%，而典型值是2- 15%。此外，Mrk 231具有低X射线-光幂律斜率（$α_{\rm OX}\sim-1.7$）。它是低电离宽吸收线（LoBAL）类星体的局部例子，本质上是X射线弱的。弱电离连续谱可以解释缺乏中红外[O IV]，[Ne V]和[Ne VI]精细结构发射线，这些发射线存在于具有其他类似活动星系核特性的源中。我们认为，内在的X射线的弱点可能是一个结果的超爱丁顿吸积发生在这个ULIRG的核心，也可能…
2014-02-19 astro-ph.HE
Absorption features caused by oscillations of electrons on the surface of a quark star
如果夸克星存在，它们可能被包裹在薄的电子层（电子海）中，这些电子层均匀地包围着整个恒星。这些层将受到夸克星的磁场的影响，电子海将传输磁流体回旋波，如本文所研究的。特别注意的是专门用于涡旋流体动力学振荡的电子海。这些振荡的频谱的解析形式导出。如果夸克星的热X射线谱受到涡旋流体动力学振动的调制，那么致密星、最重要的中心致密天体（CCO）和X射线暗孤立中子星（XDINS）的热谱就可以用来从观测上验证这些振动模的存在。在这种情况下，中央致密物体1 E 1207.4-5209显得特别有趣，因为它在0.7 keV和1.4 keV的吸收特征可以在水力回旋振荡模型的框架内得到很好的解释。
2012-01-09 astro-ph.HE
Decrease in the Brightness of the Cosmic X-ray and Soft Gamma-ray Background toward Clusters of Galaxies
我们发现星系团中炽热星系际气体的电子的康普顿散射会导致宇宙背景X射线和软γ射线辐射的特殊畸变--在E<60-100 keV时亮度增加，在更高能量时亮度下降。失真允许测量最重要的聚类参数。的光谱形状的扭曲和它的依赖于气体温度，光学深度，和表面密度分布规律进行了研究，使用Monte Carlo计算和确认的分析估计。在集群框架中的最大背景减少由于反冲效应发生在~500-600 keV。类氢和类氦铁和镍离子的光电离导致背景光谱的额外扭曲-阈值为~9 keV的强吸收线（对于冷团簇，也导致~2 keV的吸收跳跃）。这些离子对团簇气体的固有热辐射的吸收也导致了这样的谱线。在附近的（z<1）星系团中，~2 keV的吸收线被周围较冷的（~10^6 K）等离子体（~3 Mpc）区域的吸收显著增强;此外，~1.3 keV的吸收线从它分裂出来;遥远星系团的红移使背景光谱（~2、~9和~500 keV）中的吸收线向较低的能量移动。因此，与微波背景散射效应相反，这种效应取决于星系团红移z，但方式非常特殊。当观察z>1的星系团时，这种效应允许人们确定X射线背景是如何演化的，以及它是如何随着z“聚集”的。为了检测这种影响，测量的准确度应该达到~ 0.1%。我们认为最有前途的集群观察效果和讨论的技术，从而阻碍检测背景失真的热气体辐射的影响应该是最小的。
2020-04-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
Relativistic X-ray reflection and highly ionized absorption in the spectrum of NS LMXB 1A 1744-361
本文利用NuSTAR观测2022年爆发的中子星LMXB 1A 1744-361，通过相对论反射拟合限制其内盘半径和磁场强度，并发现高度电离的盘风吸收特征。
2023-10-30 astro-ph.HE
Fe KαLine in Hard X-ray Emitting Symbiotic Stars
6.4 keV铁发射线通常通过硬X射线源照射中性（或低电离）铁而产生。而6.7和7.0 keV的发射线主要是由热等离子体中的光电离和碰撞激发产生的，6.4 keV的荧光线通常是来自吸积盘的反射或吸收的特征。为了更好地理解这些系统的几何结构，我们利用朱雀观测的硬X射线发射共生星的集合对发射进行了调查。我们发现它们似乎没有单一的几何形状，而在我们的研究中，吸收诱导荧光导致三个发射硬X射线的共生星（hSS）中的一些发射，CH Cyg，T CrB和RT Cru强有力地暗示，在硬X射线辐照的吸积盘中出现了显著的6.4 keV辐射。在我们的一个光源SS73 17中，来自吸积盘和热白矮星之间的边界层的射线。然而，6.7和7.0千电子伏的线，主要是由碰撞激发产生的紧凑的白矮星附近。
2013-10-10 astro-ph.HE
NuSTAR discovery of a cyclotron absorption line in the transient X-ray pulsar 2S 1553-542
我们使用NuSTAR和Chandra天文台以及Fermi/GBM仪器在2015年爆发期间收集的数据，报告了研究不足的瞬态X射线脉冲星2S 1553-542的光谱和时序分析结果。首次研究了该源在高能（>30 keV）下的特性，并从根本上改善了其天空位置。源的宽带光谱具有相当复杂的形状，可以合理地描述由一个复合模型与两个连续组件-一个黑体发射的温度约为1 keV，在低能量和高能量的指数截止的幂律。此外，在相位平均谱和相位分辨谱中都发现了$\sim23.5$ keV处的吸收特征，并解释为对应于中子星$B\sim3\times10^{12}$ G磁场强度的回旋共振散射特征。基于Fermi/GBM数据，系统的轨道参数得到了很大的改进，这使我们能够确定中子星的自旋周期P = 9.27880（3）s，以及在NuSTAR观测中由于质量吸积而导致的局部自旋上升$\dot P \simeq -7.5\times10^{-10}$ s $^{-1}$.假设吸积从磁盘和使用标准的扭矩模型，我们已经估计到系统的距离$d=20\pm4$ kpc。
2015-12-02 astro-ph.HE
XMM-Newton and Suzaku analysis of the Fe K complex in the Seyfert 1 galaxy Mrk 509
我们报告部分重叠的XMM-牛顿（~260 ks）和朱雀（~100 ks）的铁K带附近，明亮的塞弗特1星系Mrk 509的观测。源显示了解决中性铁K线，最有可能产生的吸积盘的外部。此外，该源还显示出由于电离物质而导致的6.4 keV线的进一步发射。这种发射很好地再现了在吸积盘中产生的宽线，而它不能很容易地描述从静止的光电离气体的散射或发射。所有XMM-牛顿观测的总和光谱显示存在由高度电离的流出物质产生的7.3千电子伏的窄吸收线。XMM-牛顿数据的光谱变异性研究表明，在6.6-6.7千电子伏的变异性过剩。这些变化可能产生于宽电离线的红翼，也可能是由于另一个吸收结构的变化。朱雀的数据表明，中性Fe K α线强度在长时间尺度（几年）上是恒定的，它们也证实了最有可能用宽电离Fe线来解释过量蓝移发射。平均朱雀光谱不同于XMM-牛顿的一个消失的7.3 keV的吸收线和6.7 keV左右，其中XMM-牛顿数据单独建议的变化。
2009-01-13 astro-ph.HE
Wideband Study of the Brightest Black Hole X-ray Binary 4U 1543-47 in the 2021 Outburst: Signature of Disk-Wind Regulated Accretion
首次利用NICER、NuSTAR和AstroSat观测数据，通过现象学和反射模型，对最亮的黑洞X射线双星4U $1543-47$在2021年爆发期间的宽带光谱进行了全面分析。该源达到超爱丁顿峰值亮度，并保持在软态，与一小部分（$< 3\%$）的逆康普顿光子。光谱模型揭示了陡峭的光子指数（$Γ\sim 2-2.6$）和相对较高的内部磁盘温度（$T_{in}\sim 0.9-1.27$ keV）。视线柱密度在（$0.45-0.54$）$\times10^{22}$ cm $^{-2}$之间变化。使用ESTXILL模型的反射建模表明，4U $1543-47$是一个低倾角系统（$θ\sim 32^\circ - 40^\circ$）。吸积盘高度电离（log $ξ$ > 3），在整个研究期间具有超太阳丰度（3.6 $-$ 10 $A_{Fe,\odot}$）。我们检测到一个突出的动态吸收功能之间的$\sim 8-11$ keV的光谱在整个爆发。这是首次探测到X射线双星。我们推断，高电离、快速移动的盘风对初级X射线光子的吸收可以产生所观察到的吸收特征。现象学的光谱模型还显示存在的中性吸收功能$\sim 7.1 - 7.4$千电子伏，电离和中性吸收组件遵循彼此与延迟的一个典型的粘性时间尺度的$10-15$天。
2023-01-31 astro-ph.HE
A possible cyclotron resonance scattering feature near 0.7 keV in X1822-371
我们分析了XMM-牛顿，钱德拉，朱雀和INTEGRAL卫星对X1822-371的所有可用X射线观测。观察不是同时进行的。Suzaku和INTEGRAL宽带能量覆盖范围使我们能够很好地约束连续发射的光谱形状。我们使用的模型已经提出了这个源，由一个Comptonised组件吸收的星际物质和部分吸收的本地中性物质，我们添加了一个高斯吸收功能在$\sim 0.7$千电子伏。这一增加显著改善了拟合，并将残差在0.6和0.8 keV之间进行了调整。我们解释吸收的高斯特征作为一个回旋共振散射功能（CRSF）产生的中子星表面附近，并推导出在中子星表面的磁场强度，$(8.8 \pm 0.3) \times 10^{10}$ G为半径为10公里。我们推导出EPIC-pn数据中的脉冲周期为0.5928850（6）s，并使用所有可用的脉冲周期测量值估计X1822-371的自旋周期导数为$(-2.55 \pm 0.03) \times 10^{-12}$ s/s。假设X 1822 - 371的内禀光度处于爱丁顿极限，利用源的自旋周期和自旋周期导数值，我们约束了中子星和伴星的质量。我们发现中子星和伴星的质量分别为$1.69 \pm 0.13$ M $_{\odot}$和$0.46 \pm 0.02$ M $_{\odot}$，中子星半径为10 km。在自洽的情况下，X1822-371是自旋和在爱丁顿极限吸积，…
2015-03-17 astro-ph.HE
Detailed X-ray spectroscopy of the magnetar 1E 2259+586
磁场的几何形状预计将在磁星活动中发挥基本作用。在SGR 0418+5729的X射线光谱中发现了相位可变吸收特征，解释为回旋共振散射，表明磁星的磁场中存在非常强的非偶极分量。我们对脉冲星1 E 2259+586进行了XMM-牛顿观测，以寻找强局部磁场的光谱特征。在相位平均的X射线光谱，我们发现了一个广泛的吸收功能在非常低的能量（0.7千电子伏）的证据。如果这一特征是源所固有的，则可能是由于靠近恒星表面的质子的共振散射/吸收。线能量意味着磁场约为10^14 G，大致类似于自旋下降的测量值，约为6 × 10^13 G。对X射线相-能图的检查显示了进一步吸收特征的证据，其能量强烈地依赖于旋转相（E >~ 1 keV）。与在其他磁星源（特别是SGR 0418+5729）中检测到的类似特征不同，它太浅，并且仅限于小的相位间隔，无法用窄的相位可变回旋吸收线进行建模。一个详细的相位分辨光谱分析揭示了显着的相位相关的连续变化，特别是在2千电子伏以上。我们的结论是，1 E 2259+586中的相位的所有变化都可以归因于连续谱性质的变化，这些变化与共振康普顿散射模型的预测一致。
2019-05-30 astro-ph.HE
Interpretation of the X-ray Spectral Variation of 1H0707-495 with a Variable Double Partial Covering Model
窄线塞弗特1星系1H 0707 -495被认为具有显著的X射线光谱变化。它的X射线能谱的特征在于强的软过量发射，在~7 keV处的极深的铁K边缘结构，以及在~1 keV处的推定的铁L线/边缘特征。发现1H 0707 -495在0.5-10 keV的能谱可用“可变双部分覆盖模型”成功地解释，即由软多色盘黑体分量和硬幂律分量组成的连续谱被两个电离态不同、部分覆盖率相同的电离吸收层部分覆盖。较低电离和较厚的吸收层主要解释了铁的K边特征，较高电离和较薄的吸收层解释了L边特征。我们已经发现，观测到的显着的强度/光谱变化在~天内主要是由部分覆盖分数的变化来解释。在我们的模型中，内禀光度和光谱形状在~天内几乎不变，而在3 keV以上的一些内禀变化是公认的。这与多色盘黑体光谱在该时间尺度上几乎不变，而硬幂律分量变化较大的情况相一致。我们认为1H 0707 -495的光谱变化是由三种不同时间尺度的物理独立变化引起的：（1）内在光度随时间的变化，（2）部分覆盖分数在小时的时间尺度上的变化，以及（3）在小时或更短的时间尺度上超过3 keV的小内在硬成分变化。
2014-09-10 astro-ph.HE
Broadband Observations of the Be/X-ray Binary Pulsar RX J0440.9+4431: Discovery of a Cyclotron Absorption Line
我们报告的分析结果与INTEGRAL，雨燕和RXTE天文台在2010年4月和9月爆发的X射线脉冲星RX J0440.9+4431获得的数据。首次研究了该脉冲星在宽能量带（0.6-120 keV）的时间和光谱特性。我们在源光谱中发现了一个~32 keV的回旋共振散射特征，这使我们能够估计中子星的磁场强度为B~3.2 x 10^12 G。通过对源噪声功率谱的综合分析，证实了对磁场强度的估计。根据I型爆发之间的重现时间，双星系统的轨道周期可以估计为~155天。我们已经表明，脉冲轮廓有一个正弦波状的单峰形状，几乎没有依赖于源的光度或能带。
2012-01-03 astro-ph.HE
Torque reversal and cyclotron absorption feature in HMXB 4U 1538-522
基于NuSTAR数据对HMXB 4U 1538-522进行时序与光谱分析，探测到526秒脉动、转矩反转及约22和27 keV回旋吸收特征，估计磁场强度约10^12高斯。
2023-04-25 astro-ph.HE
Neutral absorber dips in the periodic burster LMXB XB 1323-619 from Suzaku
我们目前的观测结果与朱雀的倾斜，周期性爆发的低质量X射线二进制XB 1323-619。使用0.8 - 70 keV的能带，我们表明，源光谱是很好地描述为一个扩展的吸积盘日冕的排放，加上一个小的贡献，黑体发射的中子星。在渐进覆盖模型中，扩展ADC逐渐被外吸积盘中低电离态的吸收凸起所覆盖，而凹陷主要是由于凸起中的光电吸收引起的。在高能量（20 - 70千电子伏）的通量的能量无关的减少被证明是一致的汤姆逊散射的水平预期在凸起。在6.67千电子伏（铁XXV）的吸收功能中检测到的非浸渍光谱和其他可能的弱功能。在浸渍中，观察到中等和高度电离状态的吸收线，表明ADC中有吸收，但没有证据表明这些线比非浸渍中更强。我们发现，源的光度发生了很大的变化，因为Exosat观测1985年，增加光度1985年和2003年之间，然后在2003年至2007年下降到初始低值。X射线爆发又变成了周期性的，在最高光度状态下它不再是周期性的，我们发现X射线爆发既表现出rp燃烧过程的快速衰减，又表现出后来的缓慢衰减特征。我们目前的论点反对最近的建议，即在一般的浸渍LMXB连续通量的减少可以解释为在电离吸收剂，而不是在凸起的外盘吸收的网站被普遍接受的吸收。
2009-05-05 astro-ph.HE
Timing and Spectral Analysis of HMXB OAO 1657-415 with NuSTAR
这项工作通过使用核光谱望远镜阵列（NuSTAR）于2019年6月进行的观测，对高质量X射线双星脉冲星OAO 1657 - 415进行了全面的计时和光谱分析。在这次观测中，OAO 1657 - 415的X射线变异系数约为3。在70 keV以下观测到37.03322（14）s的X射线脉动。OAO 1657 - 415正在经历使用$\dot{P} = 9(1) \times 10^{-8}$ s s $^{-1}$的自旋下降阶段。这是一个比长期旋转速度大100左右的数量级。在观察过程中，脉冲轮廓略有变化。我们已经讨论了源的长期脉冲周期的历史跨越43年的时基，包括最新的费米/GBM数据。3 - 70 keV源谱由部分覆盖的截止幂律、6.4 keV的Fe K $_α$线和6.3 keV的康普顿肩描述。我们报告了在40 keV附近存在回旋吸收特征，这表明$3.59 \pm 0.06 \ (1 + z)^{-1} \times 10^{12}$和$3.29_{-0.22}^{+0.23} \ (1 + z)^{-1} \times 10^{12}$ G的表面磁场强度。这项工作显示了第一个强大的回旋吸收功能的存在源。
2021-11-23 astro-ph.HE
Discovery of Broad Soft X-ray Absorption Lines from the Quasar Wind in PDS 456
介绍了原型吸积盘风类星体PDS 456的高分辨率软X射线谱。在这里，XMM-Newton RGS光谱是从2013-2014年的大型XMM-Newton活动中分析的，由5个长度约为100 ks的观测组成。在最后一次观测（以下简称OBS. E）期间，类星体处于最小通量水平，在软X射线波段显示出宽吸收线轮廓，典型速度宽度为$σ_{\rm v}\sim 10,000$ km/s $^{-1}$。在第3次和第4次观测（分别为OBS.C和D）的高通量期间，在1 keV以上也存在非常宽的吸收谷。从拟合的吸收线与模型的光电离吸收光谱，推断的外流速度位于范围$\sim 0.1-0.2c$。在这些能量下，吸收线可能来自He和类H氖和L壳铁。与PDS 456早期存档数据的比较也揭示了2001年40 ks观测中接近1 keV的类似吸收结构，并且通常当光谱整体吸收更多时，吸收线出现得最明显。软X射线宽吸收线的存在下，也独立地确认从分析的XMM-牛顿EPIC光谱低于2千电子伏。我们认为，软X射线吸收剖面可能与较低的电离和可能cluerous阶段的吸积盘风，后者是已知的存在于这个类星体从其良好的研究铁K吸收剖面和风速达到一个典型的值为0.3 $c$。
2016-04-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Weak Hard X-ray Emission from Broad Absorption Line Quasars: Evidence for Intrinsic X-ray Weakness
我们报告了NuSTAR对六个X射线弱宽吸收线（BAL）类星体的观测结果。这些目标的z=0.148-1.223，是已知z<1.3的光学最明亮和最明亮的BAL类星体之一。然而，它们的静止坐标系2 keV光度比典型类星体的预期弱14至>330倍。我们对两个低红移BAL类星体的试点NuSTAR研究、对高红移BAL类星体样本的Chandra叠加分析以及对本地BAL类星体Mrk 231的NuSTAR光谱分析的结果已经表明存在本质上弱X射线的BAL类星体，即，类星体不发射X射线的水平预期从他们的光学/紫外线发射。目前计划的目的是扩大对这些非凡物体的搜索。NuSTAR在3-24 keV波段中微弱检测到6个新靶中的3个，计数<45，其他3个未检测到。NuSTAR观测到的硬X射线（8-24 keV）弱，如果这些物体具有标称的潜在X射线发射，则需要康普顿厚度的吸收。然而，该样品的软堆叠有效光子指数（Γ~1.8）通常不利于康普顿厚吸收。NuSTAR针对该样品和选择的弱<10 keV的中试样品观察到的均匀的硬X射线弱也表明X射线弱是至少一些靶中固有的。我们的结论是，NuSTAR观测可能发现了一个显着的人口（>33%）的本质X射线弱对象之间的BAL类星体显着弱<10 keV的发射。我们认为本征X射线弱的类星体可能优先被观测到作为BAL类星体。
2014-08-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Evidence for a resonant cyclotron line in IGR J16493-4348 from the Swift-BAT hard X-ray survey
共振吸收回旋特征是直接测量吸积中子星磁场强度的关键诊断工具。然而，回旋特征的典型值位于20 keV和50 keV之间的光谱的高能量部分，其中检测经常被来自单点观测的低统计数据所抑制。我们表明，长期的监测活动进行持续的，但微弱的，吸积高质量的X射线二进制的斯威夫特-BAT能够揭示在他们的光谱回旋特征的存在。我们从对高质量X射线源IGR J16493-4348进行的长达54个月的Swift-BAT调查中提取了平均Swift-BAT 15-150 keV光谱。为了限制宽带谱，我们使用来自Swift-XRT和朱雀点观测的软X射线谱。我们用一套描述吸积高质量X射线双星能谱的唯象模型来模拟能谱;无论我们使用哪种模型，我们都发现谱拟合有显着改进，为模型增加了广泛的（10 keV宽度）吸收特征，最佳拟合能量估计值在30和33 keV之间，我们认为这是共振回旋吸收特征的证据。我们还讨论了与使用Swift-BAT进行此类研究相关的工具问题，以及衡量这种检测置信水平的统计方法。修正了1.4 M $_{\sun}$中子星的引力红移后，推断出的表面磁场为Bsurf 3.7 x 10^{12}高斯。IGR J16493-4348的光谱参数符合经验的相关性时，观察到的高质量双星与检测到的回旋特征的整个样本被认为是。
2012-08-01 astro-ph.HE
Spectral study of neutron star low mass X-ray binary source 1A 1744-361
本文利用NuSTAR和NICER联合观测，研究了中子星低质量X射线双星1A 1744-361在2022年爆发期间处于香蕉态的光谱特性，发现宽铁Kα发射线及多个吸收特征，并通过时间分辨光谱揭示了光谱特征的变化性。
2023-09-21 astro-ph.HE
Weak Hard X-ray Emission from Two Broad Absorption Line Quasars Observed with NuSTAR: Compton-thick Absorption or Intrinsic X-ray Weakness?
介绍了NuSTAR硬X射线观测的两个X射线弱宽吸收线（BAL）类星体PG 1004+130（射电强）和PG 1700+518（射电静）。许多BAL类星体的X射线看起来很弱，可能是由于被核和吸积盘风之间的保护气体吸收。这两个目标是光学上最亮的BAL类星体之一，但它们在静止坐标系下的X射线明显较弱，为2-10 keV（比典型的类星体暗16-120倍）。我们预计使用NuSTAR可以获得约400-600个硬X射线（>10 keV）光子，前提是这些光子不会被显著吸收（NH<1 E24 cm^{-2}）。然而，这两个BAL类星体只在较软的NuSTAR波段（例如，4-20 keV）但不在其较硬的频带中（例如，20-30 keV），这表明要么保护气体是高康普顿厚度的，要么两个靶本质上是X射线弱的。如果弱的硬X射线发射是由屏蔽气体的遮蔽引起的，我们将两者的柱密度限制为NH~ 7 E24 cm^{-2}。我们讨论了几种可能性如何PG 1004+130可以有康普顿厚的保护气体没有强铁K？线发射;来自喷射关联的X射线发射的稀释是一种可能的解释。我们还讨论了内禀X射线弱的情况下，基于日冕猝灭模型相关的屏蔽气体和盘风的BAL类星体。受NuSTAR结果的启发，我们对大型明亮类星体巡天BAL类星体样本进行了钱德拉叠加分析，并对固有X射线弱BAL类星体的比例进行了统计约束;这一比例可能为17- 40%。
2013-06-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
XMM-Newton observations of GX 13+1: correlation between photoionised absorption and broad line emission
我们分析了GX 13+1的五个XMM-牛顿观测数据，以研究该源中存在的光电离吸收剂的变化。我们拟合EPIC和RGS光谱从“最小变量”的间隔与一个模型组成的磁盘黑体和黑体组件连同高斯发射功能在~6.55-6.7千电子伏修改吸收由于冷和光电离材料。我们发现了一个显着的相关性之间的硬，~6-10千电子伏，通量，电离和柱密度的吸收体和宽铁线的等效宽度。我们解释的相关性的情况下，盘风是热驱动的大，~10^{10}厘米，半径和宽线的结果，从再处理的排放在风和/或热大气。发射线的宽度自然地由散射、复合和荧光过程的组合来解释。我们属性的吸收和发射沿轨道周期的变化，以查看风的不同部分，可能位于略有不同的倾角。我们将GX 13+1的倾角限制在60到80度之间，因为在视线中存在强吸收，在一次观测中会掩盖高达80%的总发射，并且没有日食。我们的结论是，盘风和/或热大气的存在下，可以解释目前的观测结果的窄吸收和广泛的铁发射功能的中子星低质量的X射线双星作为一个类。
2012-04-26 astro-ph.HE
The origin of blue-shifted absorption features in the X-ray spectrum of PG 1211+143: Outflow or disc?
在某些无线电宁静的活动星系（AGN）中，X射线光谱中的高能吸收特征被解释为超快流出（UFO）--以温和的相对论速度喷出的高度电离物质（例如Fe XXV和Fe XXVI）。在某些情况下，这些外流可以携带超过宿主星系结合能的能量。不用说，这些特征需要我们的注意，因为它们是活动星系核反馈的强烈特征，并将影响星系的演化。出于同样的原因，需要讨论和反驳或确认替代模型。加洛和法比安提出，其中一些特征可能是由位于吸积盘上方并与吸积盘共转的电离物质层中反射光谱的共振吸收引起的。因此，吸收介质将受到与在光盘中看到的类似的模糊效果。先验地说，圆盘上方存在这样的等离子体就像快风一样合理。在这项工作中，我们强调的模糊性，通过证明吸收模型可以描述类星体PG 1211+143的~7.6 keV的吸收功能（和可能的其他功能），活动星系核，通常被描述为一个典型的例子不明飞行物。在这个模型中，2-10 keV的光谱将主要是反射为主（与风模型中的幂律为主相反），共振吸收将起源于大约6到60个引力半径之间的层。对这些特征的研究构成了未来X射线天文台（如Astro-H和Athena+）的基石。如果我们的模型被证明是正确的，或者至少在某些情况下是重要的，那么吸收将提供另一种诊断工具，用于探测未来任务的内部吸积流。
2013-06-14 astro-ph.HE
The absorption-dominated model for the X-ray spectra of type I active galaxies: MCG-6-30-15
MCG-6-30-15是I型活动星系的典型例子，在其X射线光谱中，在6.4 keV Fe K-α发射线以下的能量和20 keV以上的连续过剩处显示出宽的“红翼”发射。Miller等人（2008年）表明这些光谱特征可能是由clusional吸收材料引起的，但Reynolds等人（2009年）认为观测到的Fe K-alpha线光度与这一解释不一致，除非吸收体的全局覆盖因子非常低。然而，Reynolds等人的计算有效地考虑了不透明度的唯一来源是Fe K束缚-自由跃迁，忽略了线能量处的不透明度：对实际不透明度的校正使预测的线通量降低了很大一部分。我们还讨论了覆盖因子的解释和吸积盘掩星的可能影响。最后，我们考虑一个模型MCG-6-30-15占主导地位的clurons吸收，这是一致的全球覆盖因子0.45，虽然模型，包括康普顿散射的影响，需要达到一个全面的理解。覆盖率的变化可能主导所观察到的X射线光谱的变化。
2009-07-17 astro-ph.HE
A HaloSat Analysis of the Cygnus Superbubble
天鹅座超级气泡（Cygnus Superbubble，简称CSB）是一个在螺旋臂方向上宽约13度的软X射线辐射区域。如此大的区域可能是强烈的恒星风和来自附近恒星孕育区的超新星的结果，也可能是一个单一事件--超新星的结果。HaloSat在0.4-7 keV波段的CSB区域观察到4个不重叠的10度直径场。研究发现，CSB的吸收和温度在所有4个场上都是一致的，加权平均值分别为6.1x10^21 cm^-2和0.190 keV。这些观察结果表明，CSB是一个具有单一起源的内聚对象。根据CSB的壳状物理模型，CSB的总热能估计为4 × 10^52 erg。吸收和距离估计Cyg OB协会进行检查。发现CSB吸收与Cyg OB 1中看到的吸收最一致，这意味着CSB位于1.1-1.4 kpc的相似距离处。
2021-01-12 astro-ph.HE
Orbital modulations of X-ray light curves of Cyg X-1 in its low/hard and high/soft states
黑洞双星天鹅座X-1的轨道周期为5.6天。我们首先检测到一个明确的强度调制与轨道周期在其高/软状态与6年MAXI数据，以及在其低/硬状态。在低/硬态下，折叠光变曲线显示在黑洞的上结合处的强度下降了调制因子（MF），调制因子是振幅除以平均值，对于2 - 4 keV、4 - 10和10 - 20 keV带，具有8 ± 1%、4 ± 1%和3 ± 2%，显示在黑洞的上结合处的光谱硬化。采用由幂律和光电吸收组成的模型进行的光谱分析表明，在上合点附近，氢柱密度从（2.9 +-0.4）E +21增加到（4.7 +-1.1）E +21 cm ^-2，但也提出了更复杂的光谱变化，如部分吸收，幂律分量的通量下降了6 +-1%。另一方面，对于2 - 4keV和4 - 10keV带，高/软状态下折叠光变曲线的MF分别为4 ± 1%和4 ± 2%。我们应用了一个由幂律和具有光电吸收的圆盘黑体组成的模型，发现在MF中幂律分量的通量调制为7 ± 5%，而氢柱密度的调制小于1E +21 cm ^-2。这些结果可以解释如下;这两种状态的调制主要可以解释为电离的恒星风对X射线的散射，但只有在低/硬态的优越合点，才出现大的光电吸收，因为在相位的视线中风的电离状态较低。这一条件可以通过合理的非均匀风参数和观测到的光度值来建立。
2017-05-13 astro-ph.HE
Spectral evolution of X-ray pulsar 4U 1901+03 during the 2019 outburst based on Insight-HXMT and NuSTAR observations
我们报告了X射线脉冲星4U 1901+03发射的详细光谱分析，使用了Insight-HXMT和NuSTAR天文台在2019年爆发期间获得的数据。由于Insight-HXMT对爆发的广泛覆盖，我们能够研究源的光谱演化作为通量的函数，并将这些结果与以前的报告进行比较，重点关注10 keV左右的假定吸收特征的性质。特别是，我们证明了宽带X射线连续的4U 1901+03可以很好地描述与两个组件的连续模型没有吸收线在10 keV，这使人怀疑其解释为回旋线。高质量的数据也使我们能够进行相位平均和相位分辨光谱分析作为光度的函数。最后，我们进行了一个详细的调查的另一个吸收功能的频谱中的源约30千电子伏最近报告的NuSTAR数据。我们表明，这一功能似乎显着检测相位平均和相位分辨光谱，无论连续模型。
2021-06-09 astro-ph.HE
A candidate cyclotron line at 1.89 keV in the ultraluminous X-ray source NGC 4861 X-2
Institut für Astronomie und Astrophysik（天文与天体物理研究所）；University of Çukurova（居克洛瓦大学）；University of Çanakkale Onsekiz Mart（恰纳卡莱十三三月大学）；Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿耶波多观测科学研究所）
基于钱德拉最深观测数据，在超亮X射线源NGC 4861 X-2的能谱中检测到约1.89 keV的吸收特征，其性质与质子回旋共振散射特征一致，表明磁场强度约为(3-4)×10^14 G。
2026-06-03 astro-ph.HE
A Chandra-HETG VIEW OF MCG +8-11-11
我们提出了一个光谱分析的118 KS高能透射光栅（HETG）的X射线明亮的塞弗特1.5星系MCG +8-11-11的观察，结合100 KS的档案朱雀数据，旨在调查的签名温暖的吸收和康普顿反射报告从以前的朱雀和XMM-牛顿研究的来源。与以前的结果相反，我们发现，温暖的吸收是不需要的数据。相反，我们报告的上限低于以前的（边际）检测的吸收线。Fe Ka线发射被清楚地检测到，并且很可能用HETG数据用σ ~ 0.02 keV解决。我们应用自洽，宽带光谱拟合模型的HETG和朱雀的数据，调查这一点和其他签名的遥远的吸收和反射。特别是利用MYTorus模型，我们发现，数据是一致的再处理由一个遥远的，中性的环面，康普顿厚和视线之外。然而，我们没有发现令人信服的证据，相对论性增宽的Fe-K发射线，这通常是预期从1型活动星系核。这与先前对MCG +8 - 11 -11的一些（尽管不是全部）研究一致。一个测量良好的边缘被确定的HETG接近0.5千电子伏，表明中性吸收的视线是一致的银河系吸收，但是，吸收可能是部分固有的源。HETG的数据与软过剩的存在是一致的，这是一个单独考虑朱雀数据可能会错过的特征。
2014-06-17 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
X-ray evidence for a mildly relativistic and variable outflow in the luminous Seyfert 1 galaxy Mrk509
越来越多的证据表明，蓝移的铁钾吸收线的存在，在一些无线电安静的活动星系核和类星体。这些可能是探测超大质量黑洞附近流动动力学的基础。在这里，我们的目的是验证和更好地表征存在这样的铁K吸收在~8-10 keV的发光塞弗特1星系Mrk 509，这些研究的最有前途的目标之一。我们提出了一个全面的光谱分析的六个XMM-牛顿观测的源（共约200 ks），专注于详细和系统的搜索吸收功能的高能量数据。我们检测到几个吸收功能在静止帧能量~8-8.5 keV和~9.7 keV。这些线与类H铁Ka和Kb壳层折射产生的线是一致的，这些壳层折射与具有~0.14-0.2 c的温和相对论速度的流出相关联。线被发现是可变的能量和，边缘强度，这意味着无论是柱密度，几何形状和/或电离结构的流出物的变化是常见的，在这个源。
2009-06-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku view of Be/X-ray binary pulsar GX 304-1 during Type I X-ray outbursts
利用朱雀星2010年8月和2012年1月的两次X射线爆发观测数据，研究了Be/X射线双星脉冲星GX 304-1的时间和光谱特性。在两次观测的光变曲线中都清楚地检测到了~275 s的脉动。脉冲轮廓被发现是强烈的能量依赖性。在2010年的观测中，发现在软X射线（$\leq$ 10 keV）脉冲轮廓中观察到的显著下降在较高能量下不存在。然而，在2012年的观测中，由于存在几个下降，脉冲轮廓很复杂。在高能量（$>$ 35 keV）下检测到脉冲轮廓形状的显著变化。当比较低于和高于$\sim$ 35 keV的脉冲轮廓中的主下降相位时，检测到$\sim$ 0.3的相移。脉冲星的宽带能谱可用部分吸收的负、正幂律指数截止（NPEX）模型描述，模型具有6.4keV铁谱线和回旋吸收特征。在2010年和2012年的观测中，回旋吸收线的能量分别为$\sim$ 53和50 keV，表明对源光度的边际正依赖性。基于从相位分辨光谱学获得的结果，脉冲轮廓中的吸收骤降可以被解释为由于在相同相位处存在附加物质。从X射线谱线回旋吸收线的理论模型出发，讨论了观测到的回旋线能量与光度的正相关性以及回旋参数的显著脉冲相位变化。
2016-01-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the cyclotron absorption line and evidence of the spectral transition in SMC X-2 during 2022 giant outburst
我们使用2015年和2022年爆发期间的X射线观测报告了Be/X射线双星脉冲星SMC X-2的全面光谱和时间特性。脉冲星的脉冲轮廓是独特的，强烈的光度依赖。在亮度3 $\times$ 10 $^{38}$ ergs $^{-1}$以上，它从一个宽峰型演变成一个双峰型。脉冲星的脉冲分数被发现是光度以及能量的线性函数。我们还研究了在最近的2022年爆发与NICER源的光谱演化。所观察到的光子指数显示出负的和正的相关性低于和高于临界光度，分别表明从亚临界到超临界制度的光谱过渡的证据。两次爆发的四组NuSTAR和XRT/NICER数据的宽带光谱可以使用具有黑体分量的截止幂律模型来描述。除了6.4 keV的铁荧光线，吸收样的功能，清楚地检测到的光谱。在2015年爆发期间观察到的回旋加速器线能量低于29.5 keV，但2022年爆发的最新估计值为31.5 keV。此外，增加了3.4千电子伏的回旋加速器线能量检测到在2022年相对于2015年观察到的亮度相同的水平。从吸积屏蔽机制或线形成区几何变化的角度探讨了观测到的回旋线能量变化。
2023-03-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Highly ionized disc and transient outflows in the Seyfert galaxy IRAS 18325-5926
本文报道了从2001年XMM-Newton EPIC pn观测中获得的赛弗特星系IRAS 18325-5926的强X射线变率和Fe K带光谱。虽然X射线源是高度可变的，但8-10 keV带显示出比较低能量更大的可变性。放大的8-10 keV的通量变化与两个突出的耀斑的X射线源在观测过程中。Fe K发射峰位于6.6keV处，具有中等展宽。它可能起源于一个电离参数为log xi ~3的高电离盘。铁钾线通量响应于大耀斑，支持其磁盘的起源。有一个短暂的爆发的Fe线通量没有关系的连续亮度，我们没有明确的解释。我们还发现了短暂的，蓝移的铁K吸收功能，这可以确定与高速（~0.2 C）的高度电离的气体流出，在其他活动星系中发现。最深的吸收特征仅在大耀斑开始时短暂出现（约1小时），并在耀斑下降时消失。吸收光谱的快速演化使得该源在具有高速流出的活动星系中是独特的。吸收特征的另一个检测也在另一个耀斑之前。吸收特征的可变性部分地解释了吸收特征出现的8-10 keV频带中的过度可变性。虽然没有混响测量是可用的，黑洞质量2 e6 Msun推断从X射线的变化。当假设这个质量时，黑洞在爱丁顿极限附近吸积，这可能符合在这个星系中观察到的高度电离的盘和强烈的流出。
2016-06-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Suzaku broadband X-ray spectrum of the dwarf Seyfert galaxy NGC4395
我们对矮塞弗特星系NGC 4395进行了朱雀观测，估计其黑洞质量约为10^5 Msun。快速和强大的X射线的变化与均方根幅度约60%，观察到在0.4-10千电子伏波段与XIS相机。光变曲线的形状似乎取决于能量。HXD-PIN探测器在与INTEGRAL IBIS相似的通量水平下检测到高达35 keV的硬X射线发射。当采用简单的吸收模型时，10 keV以下的X射线谱被平均等效氢柱密度为~ 2 e22 cm^-2的部分电离（xi~35）气体强烈吸收。光谱形状也是强可变的，但不是源亮度的简单函数。光谱的变化似乎主要是占连续斜率的变化，但电离吸收体的变化也可能发挥一定的作用。明显平坦的光谱斜率与光子指数为1.4低于10千电子伏，吸收校正后获得的，是轻微不一致的光子指数2推断从14-35千电子伏PIN光谱。如果真实的光谱斜率与硬X射线波段测量的一样陡，那么就会有一个我们无法检测到的额外吸收成分。与INTEGRAL测量相结合，10 keV以上的硬X射线发射在光度方面超过了光发射，并主导了宽带能量输出，除非在不可观测的波段中还没有检测到大量过量的UV盘发射。在6.4 keV处观察到一条弱的Fe K线，平均等效宽度为110 eV，在3天的观测中没有显示出明显的通量变化。
2010-02-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
On the Origin of Spectral Features Observed during Thermonuclear X-ray Bursts and in the Aftermath Emission of a Long Burst from 4U 1820-30
本文利用NICER研究4U 1820-30的热核X射线暴，在暴期间和超级暴余辉中探测到多条发射线与吸收线，提出这些谱线特征共同起源于暴风或受其污染的吸积流中富含Si、Ar、Ca、Ti等元素的重核灰烬。
2025-04-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Temporal Variations And Spectral Properties of Be/X-ray Pulsar GRO J1008-57 Studied by INTEGRAL
利用积分观测研究了Be/X射线脉冲星GRO J1008-57的自旋周期变化和硬X射线光谱特性。测定了2004年93.66s和2009年93.73s的脉动周期。GRO J1008-57在爆发期间的脉冲轮廓是能量依赖的：在3-7 keV的软带中为双峰轮廓，在7 keV以上的硬X射线中为单峰轮廓。GRO J1008-57在1993-2009年经历了一个自旋下降的趋势，速率为4.1x10^-5 s/天^-1，并可能在2009年之后转入自旋上升的趋势。GRO J1008-57在爆发期间从3-100 keV的光谱与光子指数1.4和截止能量23-29 keV拟合。在2009年爆发的早期阶段，我们发现了一个相对较软的光谱，截止能量为13 keV。当硬X射线通量超过10^-9 erg cm^-2 s^-1时，GRO J1008-57在爆发期间的光谱需要一个柱密度为6 × 10^22 cm^-2的增强氢吸收。GRO J1008-57在软X射线波段观察到的倾斜状脉冲轮廓应该是由这种本征吸收引起的。在爆发峰附近，在GRO J1008-57的光谱中检测到一个可能的74 keV的回旋共振散射特征，使该源成为已知吸积X射线源中磁场最高的中子星（6.6 × 10 ^12 G）。利用GRO J1008-57的RXTE/ASM光变曲线发现了124.38和248.78天的两个调制周期。折叠光变曲线中出现的两个耀斑峰具有…
2013-12-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Search For Gravitational Redshifted Absorption Lines In LMXB Serpens X-1
超致密物质的状态方程可以通过观测中子星的质量与半径之比来检验。这可以从表面产生的窄线的红移精确测量。X射线爆发已经被密集地寻找这些特征，但到目前为止还没有发现。相反，在这里，我们寻找红移线的持续发射，吸积流占主导地位的表面发射。我们讨论了窄线生产的要求，并表明，从高度电离铁的窄吸收线可以潜在地观察到吸积低质量的X射线双星（低B场）具有低自旋或低倾角，使多普勒展宽是小的。这选择了巨蛇座X-1作为唯一潜在的候选持久性LMXB，因为它的倾角低。在宽带吸积流模型中包括表面模型预测，在6.7 keV的类He铁的吸收线应该红移到$\sim$ 5.1 - 5.7 keV（对于$1.4\mathrm{M_\odot}$为10 - 15 km），并且在7 - 10 $\times$ 10 $^6$ K的表面温度下具有0.8 - 8.0 eV的等效宽度。我们使用高分辨率的钱德拉光栅数据，给出一个坚定的上限为2 - 3 eV的吸收线在$\sim 5$ keV。我们讨论这种缺乏检测（表面温度和几何形状的边界层等）的可能原因。为了探索是否存在这种特征，需要今后使用灵敏度更高的仪器。
2017-12-24 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
