Discovery of Strong Radiative Recombination Continua from The Supernova Remnant IC 443 with Suzaku
我们介绍了银河系中年超新星遗迹（SNR）IC 443的朱雀光谱研究。在1.75-6.0 keV波段的X射线谱由具有0.6 keV的电子温度的光学薄的热等离子体和几个附加的莱曼线描述。我们稳健地检测到，第一次，强辐射复合连续（RRC）的H-样硅和S在2.7和3.5千电子伏左右。由RRC与He类K-α线的强度比确定的Si和S的电离温度分别为1.0 keV和1.2 keV。因此，我们找到了一个极端过度电离（重组）等离子体的有力证据。作为过电离的起源，在以前的工作中所争论的热传导方案在我们的新结果中并不受欢迎。我们建议，高度电离的气体是在SNR演化的初始阶段，在密集的区域周围的一个巨大的祖，和低电子温度是由于快速冷却的绝热膨胀。
2009-09-21 astro-ph.HE
NuSTAR discovery of a cyclotron line in GRO J1750-27
GRO J1750-27是在1995年的一次爆发中发现的，是已知最远的星系Be-X射线双星系统之一。这个研究相对较少的系统最近在2021年9月爆发。在最近一次爆发期间，在爆发的上升阶段使用NuSTAR望远镜观测到了该源。我们估计的源的自旋周期为4.45秒，使用它，我们产生的能量分辨的脉冲轮廓之间的3和65千电子伏。我们发现，在低能量（<18 keV）的轮廓是双峰，而演变成一个单峰，在较高的能量（>18 keV）。该源的宽带光谱与高能截止幂律模型拟合良好，我们报告了在43 keV处发现的回旋共振散射特征（CRSF），表明磁场强度为$3.7 \times 10^{12}$ G。我们估计的磁场强度使用回旋加速器线是一致的估计较早使用吸积扭矩模型从测量的自旋速度和通量在以前的爆发。
2022-05-12 astro-ph.HE
Discovery of Recombining Plasma in the Supernova Remnant 3C 391
最近对中年超新星遗迹（SNRs）的X射线研究揭示了与过电离等离子体相关的强辐射复合连续谱（RRC），其起源仍然不确定。我们报告我们发现的RRC在中年SNR 3C 391。如果用碰撞电离平衡（CIE）下的双温等离子体模型拟合X射线谱，则发现Si XIV Ly α线在2.006 keV处、S XVI Ly α线在2.623 keV处和Si XIII的RRC边缘在2.666 keV处有残留，用CIE等离子体和重组等离子体（RP）组成的复合模型能更好地描述X射线谱。丰度模式表明，RP是从一个核心坍缩超新星与15太阳质量的祖星喷出物。在被密集分子云包围的东南区和西北区，重组等离子体参数没有显著差异。我们还发现了来自SNR东南区域的6.4 keV（~2.4 sigma检测）处的Fe I K α线的提示。
2014-09-24 astro-ph.HE
Discovery of hard phase lags in the pulsed emission of GRO J1744-28
我们报告的发现和能量依赖性的硬相位滞后在2.14赫兹的脉冲配置文件的GRO J1744-28。我们使用了XMM-Newton和NuSTAR的数据。我们能够很好地约束相对于最软（0.3- 2.3 keV）带的滞后谱：延迟显示出增加的滞后值，达到$\sim$ 12 ms的最大延迟，在6和6.4 keV之间。在该最大值之后，硬滞后的值下降到7 ms，随后对于高于8 keV的能量恢复到9 ms的平台。NuSTAR数据证实了高达30 keV的这种趋势，但测量结果在统计学上较差，因此限制较少。滞后能量模式的不连续性是很好地描述了一个对数函数。假设这是由于康普顿混响机制，我们推导出康普顿云$R_{\rm{cc}}$ $\sim$ 120 $R_{\rm g}$的大小，与以前的估计磁层半径一致。在这种情况下，在$\sim$ 6.5 keV的尖锐的不连续性似乎难以解释，并建议在这个能量范围内的反射分量的可能影响。因此，我们提出了可能共存的康普顿和磁盘混响来解释滞后的规模和它的能量依赖性。
2016-09-07 astro-ph.HE
Discovery of strong Iron Kα emitting Compton thick quasars at z=2.5 and 2.9
本文报道了在CDF-S中观测到的两个大质量的红外发光BzK星系中的6.4keV铁Kα发射线，其位置分别为z = 2.578和z = 2.90。BzK 4892和BzK 8608的Chandra 4 Ms谱显示了一个反射主导的连续谱，具有强的铁线，静止坐标系等效宽度分别为EW-2.3 keV和1.2 keV，表明活动星系核中心存在康普顿厚遮蔽。对于BzK 8608，谱线的识别与现有的恒星辐射的光度红移非常匹配。我们利用观测到的铁Kα线、静止系中红外连续谱线和紫外静止系窄发射线的亮度来推断本征L（2-10 keV）> 1 e44 erg/s，比观测值大约1.0-2.5 dex，从而证实存在N（H）> 1 e24 cm-2的吸收体。这两个BzK星系的恒星质量为5 e10 M \odot，根据VLA 1.4 GHz和submm 870μm的观测，它们似乎拥有活跃的星暴活动，SFR - 300-700 M \odot /年，光学厚度也很大。我们估计，活动星系核也可以想象占了一个重要部分的辐射热远红外辐射的星系。L（2-10 keV）> 1 e ~（44）erg/s的康普顿厚（CT）活动星系核的体密度与X射线背景合成模型的预测一致。这些来源提供了对长期寻求的同时，严重模糊的类星体和恒星形成活动阶段的第一个明确的观测，这些活动是由大规模星系演化模型在高红移时预测的。
2011-01-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku Discovery of a Slowly Varying Hard X-ray Continuum from the Type I Seyfert Galaxy NGC 3516
{ \it Suzaku}在2005年10月12日至15日和2009年10月28日至11月2日两次观测到明亮的I型塞弗特星系NGC 3516，总时间覆盖率分别为242和544 ksec，净曝光量分别为134和255 ksec。2005年的2- 10 keV光度为$2.8 \times 10^{41}$ erg s $^{-1}$，2009年为$1.6 \times 10^{41}$ erg s $^{-1}$。1.4- 1.7 keV和2- 10 keV计数率在2005年均表现出$\sim2$的峰-峰变化，而在2009年表现出$\sim 4$的峰-峰变化。在这两种观测中，15- 45 keV的计数率变化较小。2005年的2- 10 keV光谱比2009年明显更凸。通过计数-计数-绘图技术，在两个数据中的2- 45 keV信号被成功地以与模型无关的方式分解成两个不同的宽带分量。一个是一个可变的发射与一个无特征的光谱形状，另一个是一个不变的硬成分伴随着一个突出的Fe-K发射线在6.33 keV（6.40 keV的休息帧）。前者成功地拟合了吸收的幂律模型，而后者需要一个新的硬连续除了从遥远的材料的反射分量。这两个观测之间的光谱和变异性差异主要归因于这个新的硬连续体的长期变化，它在几百ksec的时间尺度上是稳定的。
2014-06-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Suzaku Discovery of a Hard X-Ray Tail in the Persistent Spectra from the Magnetar 1E 1547.0-5408 during its 2009 Activity
旋转最快的磁星1 E 1547.0-5408于2009年1月28日至29日在其最近一次爆发活动开始后的7天，用朱雀的宽带X射线观测了33千秒。在去除爆发事件后，用XIS测量的持续发射的吸收未校正的2-10 keV通量为5.7e-11 ergs cm-2 s-1，这比2006年和2007年源不太活跃时测量的高1-2个数量级。HXD在>10 keV至至少~110 keV的能量范围内也能显著检测到持续发射，在20-100 keV的能量范围内甚至能检测到1.3e-10 ergs cm-2 s-1的更高通量。在2.072135+/-0.00005 s的周期内检测到至少高达70 keV的脉动，其调制比在较暗状态下测量的调制更深。相位平均的0.7-114 keV光谱通过吸收的黑体发射再现，温度为0.65+/-0.02 keV，加上光子指数为~1.5的硬幂律。在距离为9 kpc时，黑体的辐射热光度和2-100 keV的硬幂律光度分别为（6.2+/-1.2）e+35 ergs-1和1.9e+36 ergs-1，黑体半径为~5 km。虽然在过去较暗的状态下，在硬X射线中没有检测到显著的源，但是在低于10 keV的能量中，现在和过去的光谱的比较表明，在持续活动期间，硬分量比软X射线分量增强。
2010-02-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Discovery of a Quasi-Periodic Oscillation in the Ultraluminous X-ray Source IC 342 X-1: XMM-Newton Results
我们报告了在对超铝X射线源（ULX）IC 342 X-1的{ \it XMM-Newton}观测中发现的642 mHz准周期振荡（QPO）。QPO的质心为$ν_{QPO} = 642 \pm 20$ mHz，相干因子为$ Q = 11.6$，振幅（rms）为4.1\%，显著性为$3.6σ$。能量依赖性研究表明，在0.3 - 5.0keV能量范围内，QPO较强。随后的观察（6天后）在功率密度谱中没有显示出QPO的任何特征。通过对{ \it XMM-Newton}和{ \it NuSTAR}的准同步观测，得到了0.3 - 40.0 keV的宽带能谱，可用吸收的{ \it diskbb}+{ \it cutoffpl}模型来描述。最佳拟合的光谱参数是幂律指数（$Γ$）$\sim$ 1.1，截止能量（$E_c$）$\sim$ 7.9 keV和光盘温度（$kT_{in}$）$\sim$ 0.33 keV，其中QPO被检测到。未吸收的热光度为$\sim$ 5.34 $\times$ 10 $^{39}$ erg~s $^{-1}$。与已知的X射线双星GRS 1915+105比较，我们的结果与IC 342 X-1中致密天体的质量在$\sim 20 - 65 ~ M_\odot$范围内是一致的。我们讨论了我们的研究结果的可能影响。
2014-11-15 astro-ph.HE
Discovery of evolving low-frequency QPOs in hard X-rays ($\sim 100$ keV) observed in black hole Swift J1727.8-1613 with $AstroSat$
本文利用$AstroSat$首次在黑洞Swift J1727.8-1613硬中间态爆发的硬X射线（高达100 keV）中探测到演化的Type-C低频QPO，揭示了其频率与能通量的相关性及硬谱特征，为黑洞X射线双星吸积动力学提供了新见解。
2024-04-26 astro-ph.HE
Discovery of a new black hole transient within 100" (400 pc) of M31*
我们在2013年6月钱德拉观测期间在M31中发现了一个新的X射线瞬态CXOM 31 004252.457+411631.17（T13）。这个系统是特别令人兴奋的，因为它位于M31* 的100”以内;人们认为，这个区域的隆起足够密集，可以动态地形成X射线双星，但只有具有黑洞吸积物和/或短周期的系统才有望存活下来。后续的XMM-牛顿观测产生了一个软光谱，可以用0.39+/-0.02 keV的圆盘黑体来描述;将这个模型应用到钱德拉观测中，得到了一个观测到的0.3- 10 keV的光度峰值6.2+/-0.6 E+37 erg/s（在2.0- 10 keV波段为4.7 E+36 erg/s）。用HST/ACS观测没有发现光学对应物，但允许我们将B >26.9的上限，对应于绝对V带星等>2.0。根据2- 10 keV的光度和绝对V星等，我们从经验关系式中估计出轨道周期为$<$ 5 h。拟合一个盘状黑体+黑体模型，使我们能够拒绝一个中子星吸积在14西格玛水平。
2013-12-04 astro-ph.HE
Discovery of Kiloparsec Extended Hard X-ray Continuum and Fe K alpha from the Compton Thick AGN ESO428-G014
我们报告发现的kpc尺度的扩散发射在硬连续（3-6千电子伏）和铁K α线的康普顿厚（CT）的塞弗特星系ESO 428-G 014。这个扩展的硬分量包含至少~24%的观测到的3-8 keV的发射，并遵循扩展的光学线发射（电离锥）和射电喷流的方向。扩展的硬分量在双锥内具有约0.5%的本征2-10 keV光度。密度为1 cm-3的均匀散射介质将在双锥中的1 kpc路径长度内产生这种光度。或者，ESO 428-G 014盘中较高的柱密度分子云可能是这些组分的原因。射电喷流中带电粒子的加速也可以增强连续性。在中心1.5”半径核区域之外的硬连续谱的较陡光谱（γ ~1.7 ± 0.4）表明散射/荧光固有Seyfert发射的贡献。超快的核流出不能解释扩展的F K α发射。这一发现表明，我们可能需要在我们对CT活动星系核谱的解释的基础上修改图像。
2017-05-30 astro-ph.HE
Discovery of a 36 ks Phase Modulation in the Hard X-ray Pulses from the Magnetar 1E 1547.0$-$5408
重新分析了2009年1月活动期间获得的高度可变磁星1 E 1547.0 $-$ 5408的朱雀数据。发现用HXD探测到的15- 40 keV发射的2.07 s脉动是相位调制的，周期为$36.0^{+4.5}_{-2.5}$ ks，幅度为$0.52 \pm 0.14$ s。建议调制波形更像方波而不是正弦。虽然用10- 14 keV XIS数据证实了这种效应，但调制幅度朝较低能量减小，在4 keV以下与0一致。在4U 0142+61的情况下，这是从磁星中检测到这种行为的第二个例子。这种效应可以解释为该磁星自由进动的一种表现，并认为该磁星在$\sim 10^{16}$ G强环向场的作用下发生了扁圆形变。
2016-02-10 astro-ph.HE
Discovery of X-ray pulsations in the Be/X-ray binary IGR J21343+4738
本文报道了在X射线毫米波-牛顿观测中发现的Be/X射线双星IGR J21343+4738中的X射线脉动。我们获得了320.35 ± 0.06秒的重心校正脉冲周期。脉冲轮廓在低能量处显示峰值，在高能量处显示峰值。脉冲分数为45+-3$%，并且在统计不确定性内与能量无关。0.2-12 keV的光谱很好地拟合了由kT=0.11 ± 0.01 keV的黑体和光子指数γ =1.02 ± 0.07的幂律组成的双组分模型。这两种成分都受到光电吸收的影响，等效氢柱密度NH=（1.08+-0.15）x 10^{22} cm^{-2}。在0.2-12 keV能带中，观测到的未吸收通量为1.4 x 10 ^{-11} erg cm^{-2} s^{-1}。尽管Be星的拱星盘几乎已经消失，吸积仍然是高能辐射的主要来源。我们认为，观测到的X射线光度（LX~10^{35} erg s^{-1}）可能是通过来自光学伴星的低速赤道风吸积的结果。
2014-05-06 astro-ph.HE
Suzaku Discovery of the Strong Radiative Recombination Continuum of Iron from the Supernova Remnant W49B
我们提出了一个硬X射线光谱的质量前所未有的银河系超新星遗迹W 49 B与朱雀卫星获得。该光谱表现出一种不寻常的结构，包括一个锯齿状隆起超过8千电子伏。这种隆起不能用电离平衡中的高温等离子体的任何组合来解释。我们坚定地得出结论，这种碰撞是由铁的强辐射复合连续谱（RRC）引起的，这是第一次在超新星遗迹中检测到。从韧致辐射连续体形状和RRC的斜率导出的电子温度为1.5 keV。另一方面，从观测到的铁的RRC和K-α线之间的强度比导出的电离温度为2.7 keV。这些结果表明等离子体处于高度过电离状态。独立确定的热量和RRC组件的通量的体积排放量的措施是相互一致的，这表明这些组件的相同的起源。
2009-10-17 astro-ph.HE
INTEGRAL discovery of unusually long broad-band X-ray activity from the Supergiant Fast X-ray Transient IGR J18483-0311
我们报告了一个宽带X射线研究（0.5-250千电子伏）的超巨星快速X射线瞬态IGR J 18483 -0311使用档案积分数据和一个新的目标XMM牛顿观测。我们的积分研究首次发现了一个异常长的X射线活动（3-60 keV），它连续持续至少11天，即整个轨道周期的相当大的一部分（约60%），并跨越了对应于近星点和非星点通道的轨道相位。这种增强的X射线活动与标记来自经典SFXT的爆发的短得多的持续时间不一致，特别是在20 keV以上，因此，它代表偏离其标称行为，并且它为已经极端的SFXT IGR J18483-0311增加了进一步的极端特征。我们的IBIS/ISGRI高能量调查（100-250 keV）的档案爆发活动的来源表明，最近报道的暗示可能是一个硬X射线尾巴是不真实的，它可能是由于嘈杂的背景。新的XMM-牛顿目标观测没有发现任何来自源的强烈X射线爆发活动的迹象，尽管是在其近星点附近进行的，相反，IGR J 18483 -0311是在普通中间X射线状态下捕获的，亮度值为3 x 10^33 erg s^-1（0.5-10 keV）。我们在球对称云团风和准球沉降吸积模型的框架下讨论了所有的结果。
2015-02-16 astro-ph.HE
Discovery of cyclotron and narrow Fe K$_α$ lines in HMXB GRO J1750-27
我们报告了从2021年9月开始使用核光谱望远镜阵列（NuSTAR）观测的瞬态Be X射线脉冲星GRO J1750-27的时间和光谱分析。这是该系统自1995年以来的第四次爆发。NuSTAR观测在爆发的上升阶段进行。在3-60 keV能量范围内观察到周期为4.450710（1）s的脉冲。平均脉冲轮廓由宽峰和随能量变化的弱次峰组成。在这次观察中，我们没有发现X射线发射的任何明显变化。宽带相位平均谱由黑体、幂律或康普顿化分量描述。我们报告发现的Fe K $_α$线在6.4千电子伏以及存在两个回旋共振散射功能约36和42千电子伏。这些线表示中子星的磁场强度为$3.7_{-0.3}^{+0.1} \times 10^{12}$和$4.4 \pm 0.1 \times 10^{12}$ G。根据吸积盘力矩模型，我们估计了源距为$\sim$ 13.6-16.4 kpc。
2022-04-12 astro-ph.HE
BeppoSAX observations of the X-ray pulsar MAXI J1409-619 in low state: discovery of cyclotron resonance features
瞬态500 s X射线脉冲星MAXI J1409-619于2010年10月17日被MAXI上的狭缝相机发现，并很快被Swift精确定位。我们发现，2000年BeppoSAX号卫星对银河平面进行观测时偶然观测到了源位置。在MECS中清楚地检测到两个源：一个与IGR J14043-6148的位置一致，另一个与MAXI J1409-619的位置一致。我们报告的分析，这个档案BeppoSAX/MECS的观察与新分析的观察从ASCA和一组高能量的观测获得的偏移领域的BeppoSAX/PDS仪器。对于开源观测，1.8-100 keV能谱符合吸收功率定律，光子指数γ = 0.87 - 0.19 ^{+0.29}，对应的2-10和15-100 keV未吸收通量分别为2.7E-12和4 E-11 erg/cm ~ 2/s，2-10 keV的光度为7 E +34 erg/s，距离为15 kpc。对于PDS偏移场观测，进行了大约一年后，并显示了15-100千电子伏通量的7 E-11 erg/cm 2/s，我们清楚地指出三个光谱吸收功能在44，73，和128千电子伏，解决了光谱拟合和螃蟹的比例。我们解释这些不是谐波间隔的功能，由于回旋共振。44 +/- 3 keV的基本能量对应于中子星表面的磁场强度为3.8 E12（1+z）G，其中z是引力红移。我们讨论的性质的来源，根据其可能的对应。
2012-01-23 astro-ph.HE
Discovery of Enhanced Radiative Recombination Continua of He-like Iron and Calcium from IC 443 and Its Implications
本文介绍了用{ \it朱雀X射线卫星}对银河系超新星遗迹IC 443的深度观测。我们发现铁和镍的K壳层谱线很强，在8- 10 ~keV处有一个三角形的剩余谱线，它对应于类氦铁的辐射复合连续谱（RRC）的能量。此外，在$\sim$ 5.1和$\sim$ 5.5 keV处观察到波浪形残差。我们证实，残差显示的第一个增强RRCs的He和H-类钙发现超新星遗迹。这些事实为重组血浆提供了强有力的证据。在电子温度为0.65keV的条件下，用重组等离子体模型再现了3.7- 10 keV波段的等离子体。复合参数$n_{\rm e}t$（$n_{\rm e}$是电子密度，$t$是复合等离子体形成后经过的时间）与铁和镍的丰度具有强相关性，因此误差较大。另一方面，镍与铁相对于太阳丰度的比值被很好地限制在11 $^{+4}_{-3}$（1 $σ$）。一种可能性是，大丰度比是祖先恒星不对称爆炸的结果。
2014-03-24 astro-ph.HE
Source identification in the IGR J17448-3232 field: discovery of the Scorpius galaxy cluster
我们使用一个43-ks XMM-牛顿观测调查的源的性质首先区分的后续钱德拉观测场周围的积分源IGR J17448-3232，其中包括扩展发射和亮点源以前被归类为耀变体。我们确定，扩展发射是一个迄今未知的大质量星系团隐藏在银河系隆起。星系团在视野内的辐射加权温度为8.8 keV，部分星系团的温度高达12 keV;没有明显的冷核心。在红移为0.055时，相对于X射线的光度-温度关系，这个星系团有点不太亮，这可能是由于它的动力学状态。本文对其性质作了初步分析。我们还证实了亮点源是耀变体，我们建议它是一个平坦的频谱射电类星体或低频峰值BL Lac对象。我们发现在该领域，我们研究和初步确定其他四个较暗的来源。只有一个，我们认为是前景银河X射线双星，很难对IGR J17448-3232做出贡献，但它太暗了，没有意义。因此，我们确定IGR J17448-3232实际上是$\approx$ 45 keV以下的星系团和更高的耀变体。
2014-11-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
Discovery of a Cyclotron Resonance Feature in the X-ray Spectrum of GX 304-1 with RXTE and Suzaku during Outbursts Detected by MAXI in 2010
我们报告了在GX 304-1的X射线光谱中发现的回旋共振散射特征（CRSF），该特征是由RXTE和朱雀在2010年MAXI探测到的主要爆发期间获得的。8月的峰值强度在2-20 keV波段达到600 mCrab，这是有史以来从该源观测到的最高强度。RXTE在20多个场合的观测和一个朱雀观测揭示了54 keV左右的光谱吸收特征，这是该源的第一个CRSF探测。表面磁场的估计强度$4.7 \times 10^{12}$ G是迄今为止发现CRSF的双星X射线源中最高的。在8月爆发期间拍摄的RXTE谱也表明CRSF能量在50-54 keV之间变化，可能与X射线通量呈正相关。这种行为在性质上类似于在长时间尺度上从Her X-1或从A 0535+26观察到的行为，但不同于从4U 0115+63和X 0331+53观察到的负相关。
2011-02-21 astro-ph.HE
Discovery of a 7 mHz X-Ray Quasi-periodic Oscillation from the most Massive Stellar-mass Black Hole IC 10 X-1
本文报道了用XMM-牛顿方法从食、高倾角黑洞双星IC 10 X-1中发现的约7 mHz X射线（0.3-10.0 keV）准周期振荡（QPO）。QPO在> 4.33 sigma置信水平下是显著的，并且具有分别约为11和4的分数振幅（% rms）和品质因数Q。在0.0001 - 0.1 Hz的频率范围内的整个X射线（0.3-10.0 keV）功率谱可以用指数为-2的幂律和7 mHz的QPO来描述。在> 0.02 Hz的频率下，没有证据表明存在显著的变异性。QPO的分数振幅（rms）在0.3-1.5 keV的能量范围内大致与能量无关。高于1.5 keV，数据的低信噪比不允许我们检测QPO。通过将这些性质与目前已知的来自吸积黑洞和中子星的广泛QPO进行直接比较，我们认为IC 10 X-1的7 mHz QPO可能与以下三类QPO之一有关：（1）黑洞源GRS 1915+105和IGR J17091-3624的“心跳”mHz QPO，或（2）高倾角中子星系统的0.6-2.4 Hz“勺状QPO”，或（3）天鹅座X-3的mHz QPO。
2013-08-07 astro-ph.HE
NuSTAR discovery of an unusually steady long-term spin-up of the Be binary 2RXP J130159.6-635806
我们对吸积X射线脉冲星2 RXP J130159.6-635806的NuSTAR观测进行了光谱和时间分析。该源是在一次专注于伽马射线双星PSR B1259-63的活动中偶然观察到的，后来成为专门观测的目标。该谱具有典型的吸积X射线双星的形状，由简单的幂律和指数截止组成，起始于~7 keV，折叠能量E_fold=~18 keV。在~3 sigma显著性水平下，还表明光谱中存在6.4 keV铁谱线。NuSTAR对脉冲周期的测量显示，脉冲星在过去20年中经历了强烈而稳定的自旋。脉冲分数估计为~ 80%，并且在能量高达40 keV时是恒定的。功率密度谱示出了相对于当前自旋周期向更高频率的中断。这一点，加上稳定的持续光度，表明长期的质量吸积率高到足以使脉冲星脱离自旋平衡。
2015-07-16 astro-ph.HE
Discovery and state transitions of the new Galactic black hole candidate MAXI J1535-571
我们报告的检测和随后的X射线监测的新的银河系黑洞候选人MAXI J1535-571与MAXI/GSC。在2017年9月2日由MAXI和Swift/BAT独立发现后，源逐渐变亮，并在几周内达到约5 Crab的峰值强度，或2- 20 keV通量的约1.6 x 10^{-7} erg cm^{-2} s^{-1}。在最初的爆发上升阶段，X射线光谱由幂律模型描述，光子指数为~2，而在9月18日发生的硬到软转变之后，光谱需要另外的盘状黑体分量。在通量峰值附近，2-8 keV和15-50 keV的光变曲线显示出准周期和反相关的波动，幅度为10- 20%，时间尺度为~1天。基于MAXI/GSC获得的这些X射线性质，我们讨论了该源的谱态演化，并给出了其系统参数的约束条件。
2018-07-23 astro-ph.HE
Discovery of a Candidate 2 keV Cyclotron Resonance Scattering Feature in the HLX NGC 3583 X-1
Raman Research Institute（拉曼研究所）；ISRO（印度空间研究组织）
利用多波段X射线数据，在超亮X射线源NGC 3583 X-1中检测到约2 keV的吸收线，解释为候选质子回旋共振散射特征，表明存在强磁场中子星。
2026-06-07 astro-ph.HE
Discovery of X-ray Emission in the Old Classical Nova DK Lacertae
我们报告了利用雨燕卫星在古老的经典新星DKLacertae的位置发现的X射线发射。在发现这颗新星62年后，使用X射线望远镜进行了三次观测，在4.8千秒的曝光时间内产生了46个源信号。减去背景的计数率为9+/-2x10 ^{-3}计数s^{-1}，对应于5 σ的检测显著性水平。X射线光谱的特征是连续谱延伸到约7 keV，可以用光子指数为1.4- 5.6的幂律分量或温度为0.7- 13.3 keV的热韧致辐射分量建模，与星际吸收卷积，等效氢柱密度为0.3- 2.4 x10 ^<$22} cm^{-2}。假设到源的距离为3900秒差距，在0.3- 10千电子伏的能量带中，光度为10^{32}-10 ^{34}尔格·秒^{-1}。X射线的来源被认为是白矮星上的质量吸积或新星喷出物中的绝热冲击，前者似乎更有可能。无论哪种情况，蜥蜴座DK都代表着一个罕见的新成员，加入了发射X射线的古老新星的专属俱乐部。
2012-11-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery and Modeling of a Flattening of the Positive Cyclotron Line/Luminosity Relation in GX 304-1 with RXTE
RXTE在2010年和2011年观测到四次吸积X射线双星瞬态源GX 304-1的爆发。我们提出了详细的3-100千电子伏的69个单独的观测光谱分析的结果，并报告回旋加速器线参数之间的正相关性，以及其他光谱参数，幂律通量。回旋线的能量，宽度和深度与通量，从而光度，相关性显示出平坦的关系，随着光度的增加，这是很好地描述了准球形或磁盘吸积产生的表面磁场是~60千电子伏。由于在RXTE任务接近尾声的这些观测期间，HEXTE集群A与PCA视场固定对齐，集群B固定观察偏离源方向1.5度的背景区域，因此使用HEXTEMPEST从集群B事件估计集群A背景。这使得~55 keV回旋加速线的探测和连续谱的精确测量成为可能。所有的光谱参数与主要的2-10千电子伏的幂律通量的相关性揭示它是光谱形状的主要驱动程序。吸积被认为是在无碰撞冲击制动制度。
2016-10-27 astro-ph.HE
Discovery of oscillations above 200 keV in a black hole X-ray binary with Insight-HXMT
在黑洞X射线双星中普遍存在低频准周期振荡现象，其成因至今仍有争议。在高能量（30 keV以上）的LCPO的属性是密切相关的吸积流在最里面的区域的性质，因此在严格测试各种理论模型中起着至关重要的作用。硬X射线调制望远镜（Insight-HXMT）能够探测30 keV以上的辐射，因此是一种理想的仪器。在这里，我们报告的发现LIPPO超过200千电子伏的新黑洞MAXI J1820+070在X射线硬态，这使我们能够理解的行为LIPPO在数百千电子伏。LCPO的相位滞后在30 keV以下在零附近恒定，并且在30 keV以上变为软滞后（即，高能光子首先到达）。软滞后随着能量的增加而逐渐增加，在150-200 keV波段达到~0.9s。在200 keV以上的能量，大的软滞后和能量相关的行为的LPENPO的检测提出了一个很大的挑战，目前现有的模型，但建议LPENPO可能起源于一个小尺度喷流的进动。
2020-09-22 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
NuSTAR Discovery of a Cyclotron Line in the Be/X-ray Binary RX J0520.5-6932 During Outburst
我们提出了光谱和时间分析的NuSTAR观测RX J0520.5 $-$ 6932在3-79千电子伏波段收集在2014年1月爆发。目标上观察到两个时代，我们报告的检测回旋共振散射功能的中心能量为$E_\mathrm{CRSF} = 31.3_{-0.7}^{+0.8}$ keV和$31.5_{-0.6}^{+0.7}$ keV，在两个观测期间，分别对应于磁场的$B \approx 2 \times10^{12}$ G。假设标称距离为50千秒差距，在这两个时期内，系统的3-79 keV光度为$3.667\pm0.007\times 10^{38}\,\mathrm{erg\,s^{-1}}$和$3.983\pm0.007\times10^{38}\,\mathrm{erg\,s^{-1}}$。这两个值都比$\approx1.5\times10^{37}\,\mathrm{erg\,s^{-1}}$的临界光度高得多，高于这个临界光度，就可能出现辐射主导的激波阵面。这增加了一个新的对象的稀疏集的三个系统，有一个回旋加速器线观察超过$10^{38}\,\mathrm{erg\,s^{-1}}$的光度。一个广泛的（$σ\approx0.45$千电子伏）Fe的发射线观察到在光谱中的$6.58_{-0.05}^{+0.05}$千电子伏的中心能量在这两个时代。脉冲星的脉冲轮廓被观察到是高度不对称的，…
2014-09-17 astro-ph.HE
NuSTAR discovery of the hard X-ray emission and a wide-band X-ray spectrum from the Pictor A western hot spot
利用\textit{Chandra}、\textit{XMM-Newton}和\textit{NuSTAR}，从Pictor A的西部热点获得了0.2 ~ 20 keV的宽频带X射线谱。特别地，\textit{NuSTAR}在30 σ下在3至20 keV频带中显著地检测到X射线发射。这是第一次探测到来自活动星系核喷流终止热点的能量超过10 keV的硬X射线。硬X射线能谱可用幂律模型描述，光子指数为$\mathitΓ=1.8\pm0.2$，在3 ~ 20 keV波段，通量为$(4.5\pm0.4)\times10^{-13}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$.所得到的谱与\textit{Chandra}和\textit{XMM-Newton}观测到的软X射线谱是光滑的。宽带光谱显示出具有$\mathitΓ=2.07\pm0.03$光子指数的单一幂律光谱，不包括任何截止/断裂特征。假设X射线为电子的同步辐射，则从宽带谱估计电子的能量指数为$p=2\mathitΓ-1=3.14\pm0.06$。考虑到X射线同步辐射发射电子通过同步辐射迅速失去其初始能量，电子在加速位点处的能量指数估计为$p_\mathrm{acc}=p-1=2.14\pm0.06$。这与扩散激波加速的预测是一致的。由于光谱没有截止功能高达20 keV，最大电子能量估计不低于40 TeV。
2022-03-03 astro-ph.HE
NuSTAR discovery of a 3.76-second transient magnetar near Sagittarius A*
我们报告发现3.76秒的脉动，从一个新的爆发源附近的Sgr A* 观察NuSTAR天文台。来自SGR J1745-29的强信号在3-10 keV频带中呈现出以脉冲分数27+/-3%调制的复杂脉冲轮廓。相隔9天的两次观测得出的自旋下降速率为Pdot =（6.5+/-1.4 x10 ^{-12}。这意味着旋转偶极子模型的磁场B = 1.6 × 10^14 G，自旋下降功率Edot = 5 × 10^33 erg/s，特征年龄P/2 Pdot = 9 × 10^3 yr。然而，当前Pdot可能不稳定，特别是在爆发期间。在观测过程中，通量和调制保持稳定，3-79 keV的光谱可以用黑体加幂律模型很好地拟合，温度kT_BB = 0.96+/-0.02 keV，光子指数= 1.5+/-0.4。NuSTAR和Swift测量的中性氢柱密度（nH ~ 1.4x10^23 cm^{-2}）表明SGR J1745-29位于银河系中心或附近。在已发表的钱德拉巡天星表中，X射线星表的缺失使得2-8 keV的静态亮度极限为Lx ~< 10^32 erg/s。爆发、时间和光谱特性表明，一颗瞬变磁星正在经历一次爆发，其亮度为2-79 keV，最高可达3.5x10^35 erg/s，距离为8 kpc。SGR J1745-29加入了一个不断增长的瞬变磁星子类，表明许多静止磁星在X射线波段仍然没有被探测到，或者已经被探…
2013-05-15 astro-ph.HE
XMM-Newton discovery of a possible cyclotron emission feature from the SFXT IGR J18483-0311
我们报告的结果，从档案XMM牛顿观测超巨星快速X射线瞬变（SFXT）IGR J18483-0311在其apastron通过。测得的0.5- 10 keV光度态（1.3 $\times10^{33}$ erg s $^{-1}$）是文献中报道的最低值，它最好用吸收黑体模型拟合，得到的参数与以前的测量结果一致。此外，在0.5- 10 keV EPIC-pn源谱中，我们还发现了$\sim$ 3.3 keV处的发射线特征。我们表明，它的物理解释的原子发射线似乎不太可能，相反，我们试图归因于一个电子回旋发射线，这将意味着一个中子星磁场的顺序为$\sim3\times10^{11}$ G。一个可能的暗示的第一谐波也被发现。如果坚定地证实了未来更长的X射线观测，这将是有史以来第一次检测到的回旋特征的X射线光谱的SFXT，具有重要意义的理论模型。
2011-06-10 astro-ph.HE
Discovery of a 115 Day Orbital Period in the Ultraluminous X-ray Source NGC 5408 X-1
我们报告的检测周期为115天的SWIFT/XRT监测数据从超铝X射线源（ULX）NGC 5408 X-1。我们正在进行的活动大约每周两次对其X射线通量进行采样，现在已经达到了约485天的时间基线。周期图分析揭示了一个显著的周期性，周期为115.5 +-4天。检测到的调制具有3.2 e-4的显著性。分数调制幅度随着能量的增加而减小，范围从高于1 keV的0.13到低于1 keV的0.24。轮廓的形状也会演变，在较高的能量下变得不那么尖锐。周期图分析与周期性过程一致，然而，需要持续监测以确认调制的相干性质。光谱分析表明，NGC 5408 X-1的亮度可达0.3 - 10 keV，约2 e40 ergs/s。我们认为，像M82（X41.4+60）中ULX的62天周期一样，NGC 5408 X-1中检测到的周期性代表了包含ULX的黑洞双星的轨道周期。如果这是真的，那么次级恒星只能是巨星或超巨星。
2009-11-06 astro-ph.HE
MAXI/GSC Discovery of the Black Hole Candidate MAXI J1305-704
我们提出了新的黑洞候选人，MAXI J1305-704，观察MAXI/GSC的第一个结果。新的X射线瞬变，被命名为MAXI J1305-704，是在2012年4月9日由MAXI-GSC全天空巡天首次探测到的，方向是银河系外核的（l，b）=（304.2度，-7.6度）。Swift/XRT的后续观测证实了未编目的点源，并定位于（13 h 06 m56 s.44，-70 d27 '4”.91）的位置。消息来源继续进行了大约五个月的活动，直到2012年8月。2- 10 keV波段的MAXI/GSC光变曲线和4-10 keV与2-4 keV通量的硬度比的变化揭示了亮相第6天（4月15日）的硬-软态转变和衰变相第60天（6月15日）的软-硬态转变。在衰变阶段，从硬到软的初始跃迁的亮度明显高于从软到硬的跃迁。硬态的X射线谱由光子指数约为2.0的单一幂律模型表示，而软态的X射线谱则需要一个附加的软分量，如由内盘温度约为0.5- 1.2keV的多色盘黑体辐射表示。所有得到的特征支持的来源识别的银河系黑洞双星位于银河系的隆起。
2013-07-09 astro-ph.HE
Discovery of the linear energy-dependence of the spectral lag of X-ray bursts from SGR J1935+2154
低能光子相对于高能光子的光谱滞后是一种常见的天体物理现象（如伽马射线暴和蟹状星云脉冲星），它可以作为研究辐射机制的一个重要手段。然而，在keV范围内的磁星爆发的光谱滞后尚未得到系统的研究。利用Li-CCF方法对2014年7月至2022年1月期间由{ \it Insight}-HXMT、GECAM和Fermi/GBM观测到的SGR J1935+2154爆发进行了详细的光谱滞后分析。我们发现，SGR J 1935 +2154约61%（非零显著性>1的$σ$）爆发的光谱滞后与具有$t_{\rm lag}(E)=α(E/{\rm keV})+C$的光子能量（$E$）成线性关系，这可以用黑体发射等离子体温度随时间的线性变化来解释。斜率（$α$）的分布近似遵循高斯函数，平均值和标准差分别为0.02 ms/keV（即高能光子到达较早）和0.02 ms/keV。我们还发现该分布可以很好地拟合三个高斯分布，其平均值分别为$\sim$-0.009，0.013和0.039 ms/keV，这可能对应于爆发的不同起源。这些光谱滞后特征可能对磁星爆发有重要意义。
2023-03-22 astro-ph.HE
Discovery of new X-ray sources near the unidentified gamma-ray source HESS J1841-055
HESS J1841 $-$ 055是一个弥散的未识别伽马射线源，大小为$\sim\,1.3^{\circ}\times\,1^{\circ}$。到目前为止，在其他波长上还没有发现决定性的对应物。为了寻找导致TeV辐射的X射线，进行了朱雀观测，覆盖了HESS源的一半区域。在软带（0.5-2.0 keV），我们发现了一个弥散发射，Suzaku J1840.2 $-$ 0552，大小为$\sim10'$ .由于它的光谱符合光学薄热等离子体模型，朱雀J1840.2 $-$ 0552很可能是超新星遗迹。我们还发现了一个扩展源，朱雀J1840.2 $-$ 0544，在硬带（2.0-8.0 keV）与6.1 keV的发射线。从光谱特征和大的星际吸收来看，这个源很可能是银道面后面的一个红移为$\sim$ 0.09的星系团。另一个漫射源在空间上与SNR候选G26.6 $-$ 0.2重叠，其示出了非热主导光谱。由于在硬X射线波段没有发现其他候选者，我们推断这些大幅度扩展的源可能是HESS J1841 $-$ 055的可能对应物。
2015-06-02 astro-ph.HE
Discovery of a high confidence soft lag from an X-ray flare of Markarian 421
利用2005年11月9-10日进行的60 ks长的XMM-牛顿观测，给出了X射线和TeV亮耀变体Mrk 421的X射线变率特性。源经历了一个明显的耀斑，其中带间的时间滞后确定了一个非常高的置信水平。软（0.6-0.8 keV）X射线变化滞后硬（4-10 keV）变化1.09 ks，并且软滞后随光子能量差的增加而增加。与能量相关的软滞后可以很好地拟合为导致观测到的X射线发射的相对论电子分布的与能量相关的冷却时标之差，这将发射区的磁场强度和多普勒因子限制在Bδ^（1/3）~1.78 Gauss。
2010-03-26 astro-ph.HE
Evolution of Time-Lags of Swift J1727.8-1613 during the Rising Phase of Its Discovery Outburst
Indian Center for Space Physics（印度空间物理中心）；Institute of Astronomy, National Tsing Hua University（国立清华大学天文研究所）；Institute of Astronomy Space and Earth Science（天文、太空与地球科学研究所）；Department of Physics, National Tsing Hua University（国立清华大学物理系）
研究Swift J1727.8-1613爆发上升阶段的时间滞后演变，揭示了QPOs与吸积几何变化的关系，支持POS模型解释X射线双星的频谱-时间演变。
2026-03-04 astro-ph.HE
Discovery of recombining plasma associated with the candidate supernova remnant G189.6+3.3 with Suzaku
本文介绍了用朱雀星对候选超新星遗迹G189.6+3.3的东北区进行X射线光谱分析的结果。K壳线从高电离的Ne，Mg，Si和S的光谱中首次检测到。此外，在2.5 keV附近可以清楚地看到类氦硅的辐射复合连续谱（RRC）。RRC的检测首次揭示了G189.6+3.3拥有X射线发射的重组等离子体（RP）。在0.6-10.0 keV的能量带中提取的X射线光谱很好地拟合由碰撞电离平衡等离子体成分（与星际介质）和RP成分（与喷出物）组成的模型。光谱特征表明，G189.6+3.3最有可能是一个中年信噪比与RP。
2020-07-07 astro-ph.HE
NinjaSat: Astronomical X-ray CubeSat Observatory
本研究介绍了X射线立方星NinjaSat的设计参数、研制发射进程及初期观测成果，验证了立方星开展X射线天文观测的可行性，为时域天文学提供了新的观测手段。
2024-12-04 astro-ph.HE astro-ph.IM
INTEGRAL discovery of a high-energy tail in the microquasar Cygnus X-3
X射线双星的X射线光谱主要由软X射线或硬X射线的发射决定，这定义了它们的软和硬光谱状态。天鹅座X-3是X射线双星中表现出相当复杂的行为，具有各种不同的光谱状态。由于天鹅座X-3的柔软度和通常高于50 keV的固有低通量，人们对天鹅座X-3的硬X/软伽马射线（100-1000 keV）发射知之甚少。使用整个INTEGRAL数据库，我们的目标是探索天鹅座X-3的3-1000千电子伏的光谱。这允许以有史以来最高的灵敏度探测该区域，并搜索有时在其他来源中看到的高能非热成分的潜在特征。我们的工作是基于在以前的研究与罗西X射线定时探测器的数据进行的状态分类。我们将这种分类扩展到整个INTEGRAL数据集，并进行长期的状态分辨光谱分析。使用JEM-X、ISGRI和SPI的16年数据获得了6个叠加光谱。我们提取堆叠图像在三个不同的能量带，并检测源高达200千电子伏。在最硬的状态下，我们的唯象方法揭示了除了通常被解释为热康普顿化的成分之外，还存在> 50 keV的成分。我们应用混合热/非热电晕的物理模型来表征这个组件，并将我们的结果与以前的研究进行比较。我们的模型表明，在观察到主要喷射的状态下，电子的加速更有效。我们发现一个依赖性的光子指数的幂律作为一个功能的强轨道调制的源中的耀斑中间体（ESTA）状态。这种依赖性可能是由于天鹅座X-3在其伴星后面时吸收更高。然而，密度列的不确定性使我们无法得出结论…
2020-11-13 astro-ph.HE
NICER Discovery of Millisecond X-ray Pulsations and an Ultracompact Orbit in IGR J17494-3030
我们报告了2020年10月/11月在低质量X射线双星IGR J17494-3030的瞬态爆发的NICER观测中检测到376.05 Hz（2.66 ms）相干X射线脉动。该系统是一颗75分钟超紧双星中的吸积毫秒X射线脉冲星。质量供体很可能是由He或C/O组成的$\simeq 0.02 M_\odot$有限熵白矮星。分数均方根脉冲幅度为7.4%，并且软（1-3 keV）X射线脉冲轮廓包含显著的二次谐波。脉冲幅度和脉冲相位滞后（相对于我们的平均定时模型）是能量依赖性的，各自分别在4 keV和1.5 keV处具有局部最大值。我们还恢复了存档的2012年XMM-牛顿观测中的X射线脉动，使我们能够测量脉冲星的长期自旋下降速率为$\dotν= -2.1(7)\times10^{-14}$ Hz/s，并推断脉冲星表面偶极磁场强度为$\simeq 10^9$ G。我们表明，在二进制的质量转移可能是非保守的，我们讨论了各种情况下的质量损失的系统。
2021-02-01 astro-ph.HE
Discovery of 40.5 ks Hard X-ray Pulse-Phase Modulations from SGR 1900+14
利用2009年朱雀和2016年NuSTAR拍摄的数据，研究了磁星SGR 1900+14的X射线定时特性，时间间隔分别为114 ks和242 ks。在这两种情况下，该物体都显示出特有的双组分光谱。在$\sim 5$ keV以下的能量中占主导地位的软成分显示出有规律的脉动，如用朱雀XIS测定的周期为$P=5.21006$ s，用NuSTAR测定的周期为$P=5.22669$。然而，在硬成分占主导地位的$\gtrsim 6$ keV中，只有在对数据进行周期脉冲相位调制校正后，才能用朱雀HXD和NuSTAR检测到脉动，周期为$T=40-44$ ks，幅度为$\approx 1$ s。进一步校正相位调制参数中的复能量依赖性的两个数据集，硬X射线脉动变得完全可检测，在12-50 keV中使用HXD，在6-60 keV中使用NuSTAR，使用$T=40.5 \pm 0.8$ ks的公共值。因此，SGR 1900+14成为继4U 0142+61和1 E 1547 $-$ 5408之后的第三个示例，以显示硬X射线脉冲相位调制，以及调制参数中能量依赖性的第二种情况。在这个系统中的中子星被推断为执行自由进动，因为它是轴向变形的$\approx P/T =1.3 \times 10^{-4}$大概是由于$\sim 10^{16}$ G环向磁场。作为反例，我们分析了脉冲双星4U 1626-67的朱雀星数据，…
2021-09-23 astro-ph.HE
Positrons and 511 keV radiation as tracers of recent binary neutron star mergers
从中子星-中子星（NS-NS）和中子星-黑洞（NS-BH）双星合并中喷射出的富中子物质被核过程加热到几百keV的温度，导致电子-正电子对的种群。一些正电子从喷出物的外层逃逸出来。我们发现，在银河系中的NS-NS和NS-BH合并产生的低能正电子的人口可以解释所观察到的511 keV线从银河系中心（GC）。此外，我们建议如何正电子和相关的511千电子伏的排放可以被用来作为示踪剂最近的合并。最近发现的511千电子伏的发射从超微弱的矮星系网状II，符合一个罕见的NS-NS合并事件，我们的建议提供了一个吸烟枪签名。
2019-03-31 astro-ph.HE
XMM-Newton
X射线多镜任务（XMM-Newton）提供同时的非色散X射线光谱成像和计时，中等分辨率色散X射线光谱和光学/紫外成像，光谱和计时。结合起来，成像相机在150 eV至12 keV的能量范围内提供了高达2500 cm $^2$（1.5 keV）和$\sim$ 1800 cm $^2$（5 keV）的有效面积。光栅覆盖的能量范围从0.4 keV到2.2 keV，在0.8 keV时组合有效面积高达120 cm $^2$。XMM-Newton为各种灵敏的X射线观测提供了独特的机会，同时进行光学/紫外测量。XMM-牛顿的大部分观测时间都是通过同行评审的机会公告提供给天文学界的。XMM-牛顿数据的科学利用得到了一个天文级X射线设施的帮助，该设施提供分析软件、流水线处理、校准和目录生成。每年大约有380篇基于XMM-Newton数据的论文发表，其中很大一部分论文报告了变革性的科学成果。
2022-12-21 astro-ph.HE astro-ph.IM
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
Discovery of the black hole X-ray binary transient MAXIJ1348-630
我们报告了对新银河系黑洞候选者MAXI J1348-630的第一个半年监测，该候选者于2019年1月26日用MAXI上的气体狭缝相机（GSC）发现。在监测期间，该源表现出两个爆发峰值，其中第一个峰值通量（在T =0发现后的T=14天）为~ 4Crab（2-20 keV），第二个峰值通量（在T =132天）为~ 0.4Crab（2-20 keV）。该源在高/软态和低/硬态之间表现出明显的光谱跃迁，在硬度-强度图上呈现明显的“q”形曲线，这两个特征都是黑洞双星的著名特征。与其他明亮的黑洞瞬态相比，MAXI J1348-630的特点是其低盘温度（最大值约为0.75 keV）和高/软状态下的高峰值通量。低的峰值温度导致了一个大的最里面的半径，被确定为最里面的稳定圆形轨道（ISCO），由黑洞的质量和自旋决定。假设软硬跃迁光度（Ltranss）与爱丁顿光度（LEdd）之间的经验关系为Ltranss/LEdd ~ 0.02，并假设一个非旋转的黑洞周围有一个正面盘，则源距和黑洞质量分别为D ~ 4 kpc和~7（D/4 kpc）Mo.如果圆盘是倾斜的，而黑洞是旋转的，那么黑洞的质量会更大。这些结果表明，MAXI J1348-630可能是银河系已知黑洞双星中质量相对较大的黑洞。
2020-07-31 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 discovery of transient 285.4 s X-ray pulsar XMMU J013359.5+303634 in M33
我报告的发现和分析的第一个瞬变X射线脉冲星在本星系群星系M33检测。2010年7月至8月对M33磁场的深XMM-牛顿观测揭示了一个新的明亮的X射线源XMMU J013359.5+303634，它在0.3-10 keV能量范围内表现出周期P~285.4 s和脉冲分数~ 47%的脉动。XMMU J 013359.5 +303634的脉冲相位平均谱是典型的X射线谱，在0.3-10 keV能带内可用光子指数γ ~1.2的简单幂律吸收模型拟合。在寻找光学对应物的过程中，没有发现任何亮度超过20等的天体，这表明XMMU J013359.5+303634不是银河系的前景天体，几乎可以肯定属于M33。假设距离为817 kpc，在0.3-10 keV能量范围内观测到的最大亮度为~1.4e37 ergs/s，至少比静态亮度高20倍。在XMMU J013359.5+303634的误差圆内最明亮的光学天体，视星等为20.9等，当放置在距离M33的位置时，其性质与早期B V星一致。根据X射线脉动和光谱、瞬态行为以及可能的早期B类光学对应物，XMMU J 013359.5 +303634可以被分类为另一个河外Be/X射线双星候选者。
2013-08-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
