Neutral hydrogen absorption towards Fast Radio Bursts
如果快速射电暴（FRB）真的在天文学上，特别是宇宙学上的距离，那么它们代表了过去十年天体物理学中最令人兴奋的发现之一。然而，到目前为止，到FRB的距离纯粹是从它们的过度分散估计的，并且还没有被任何独立的手段证实。在本文中，我们讨论了检测中性氢吸收对FRB无论是从我们自己的星系内的旋臂，或从干预河外HI云的可能性。在任何一种情况下，都将建立到FRB的距离的严格下限。银河旋臂的吸收可能已经可以用现有的设施探测到明亮的低纬度爆发，而且平方公里阵列（SKA）肯定也应该可以探测到。对河外HI云的吸收，这将证实FRB的宇宙学距离，也应该可以用SKA探测到，也许还有阿雷西博。定量地，我们估计，SKA 1-MID应该能够检测河外HI吸收对百分之几的FRB在红移z~1。
2015-05-05 astro-ph.HE
Weak Bursts on Slowly Accreting Neutron Stars
本研究用MESA模拟缓慢吸积中子星上的氢不稳定点火，发现高金属丰度可产生与SAX J1808.4-3658弱暴匹配的光度峰值及准稳态尾部，可用于测量吸积物质成分。
2025-06-18 astro-ph.HE
The Relation Between Optical Extinction and Hydrogen Column Density in the Galaxy
银河系中的氢柱密度（N_H）与消光系数（A_V）之间存在线性关系。许多研究发现，这种关系的斜率不同。在这里，我们利用最新一代X射线天文台观测到的22个超新星遗迹的数据，并对其进行了光学消光和/或红化测量，发现N_H（cm^-2）=（2.21 \pm 0.09）× 10 ^{21} A_V（mag）。我们将我们的结果与以前的研究进行比较，并评估可能影响这些结果的任何系统不确定性。
2009-08-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Neutron star cooling and the rp process in thermonuclear X-ray bursts
当吸积中子星的上层经历氦和氢的热核逃逸时，它表现出几keV的X射线爆发，冷却阶段通常为1~ 1 min。当氢过剩时，由于rp过程，氢聚变预计将在同一分钟内进行，该过程包括快速的质子捕获和缓慢的富含质子的同位素的β衰变。我们分析了1996年至2012年期间使用Rossi X射线定时探测器上的正比计数器阵列获得的1254个X射线爆发的高质量光变曲线，以系统地研究冷却和rp过程。这是一项研究的后续行动，该研究选择了37个来自缺乏氢的系统的爆发，并且在爆发期间只显示冷却。我们发现，辐射热光变曲线很好地描述了一个幂律和单侧高斯的组合。幂律衰减指数在1.3和2.1之间，与37次爆发样本的幂律衰减指数相似。有个别的爆发器具有较窄的范围。在所有爆发的一半中检测到高斯，典型的标准偏差为50 μ s，并且能量密度范围高达总能量密度的60%。高斯分布似乎与rp过程一致。高斯注量分数表明，层的rp过程是活跃的是不足的H的一个因素，至少有五个宇宙丰度。超紧凑X射线双星的所有爆发中有94%缺乏高斯分量，剩下的6%是边缘检测。这与这些双星中的氢缺乏是一致的。我们没有发现明显的相关性之间的幂律和高斯光曲线组件。
2017-08-29 astro-ph.HE
Diverse Properties of Interstellar Medium Embedding Gamma-Ray Bursts at the Epoch of Reionization
分析超高分辨率大尺度宇宙辐射流体动力学模拟，首次量化的物理环境的长持续时间伽马射线暴（GRB）在再电离的时代。我们发现，在秒差距尺度上，13%的伽玛暴保持在高密度（$\ge 10^4$ cm $^{-3}$）的低温恒星形成区域，而87%的伽玛暴发生在低密度（$\sim 10^{-2.5}$ cm $^{-3}$）的高温区域超新星加热。更重要的是，伽玛射线暴余辉的光谱特性，如中性氢柱密度，总氢柱密度，尘埃柱密度，气体温度和金属含量的干预吸收剂，从视线到视线变化很大。虽然我们的模型解释了现存的有限的观测推断值环暴密度，金属丰度，柱密度和灰尘的属性，一个大得多的样本高Z伽玛暴余辉将需要促进模型的统计坚实的测试。我们的研究结果表明，任何试图推断的物理性质（如金属丰度）的星际介质的主机星系的基础上非常少量的（通常是一个）视线将是不稳定的。利用高Z伽玛暴探测星际介质和星系际介质时，应考虑到星际介质的物理性质。
2014-09-23 astro-ph.HE
X-ray absorbing column densities of a complete sample of short Gamma Ray Bursts
我们更新了基于Swift的SGRB的通量限制完整样本（SBAT 4，D 'Avanzo et al. 2014），使其达到25个事件，并使其先前的红移范围增加了一倍。然后，我们使用样本BAT 6 ext（Arcodia等人，2016）评估更新样本中事件的列密度，以便将其与LGRB的NH分布进行比较。我们依靠蒙特卡罗模拟的两个人口和比较计算的NH分布与两个样本Kolmogorov Smirnov（K-S）检验。然后，我们研究如何K-S概率变化相对于我们考虑的红移范围。我们发现K-S几率随着红移的增加而减小，直到z $\sim$为1.8时，短和长伽玛暴来自同一母源分布的几率降到1 $\%$以下。这证明了两个群体之间的观察差异。这种差异可能是由于存在z $\sim$ 1.3以上的高度吸收的LGRB，这在SGRB样品中尚未观察到，尽管这可能是由于我们无法检测到它们，或者由于相对较小的样品量。
2019-03-21 astro-ph.HE
Thermonuclear Bursts with Short Recurrence Times from Neutron Stars Explained by Opacity-Driven Convection
氢和氦在中子星上的热核闪光产生了经常观察到的I型X射线爆发。目前的模式是，几乎所有的材料都在爆炸中燃烧，之后需要几个小时才能为下一次爆炸积累新的燃料。然而，在极少数情况下，观察到爆发，复发时间短至几分钟。我们提出了第一个一维多区域模拟再现这种现象。在相对较热的中子星包层中点燃的爆发会在较浅的深度留下相当大一部分未燃烧的燃料。在爆发后，对流混合事件驱动的不透明度，使这种燃料下降到点火深度上观察到的时间尺度分钟。在那里，未燃烧的氢与富含金属的灰烬混合，点燃产生随后的爆炸。我们发现突发对和三胞胎，类似于所观察到的情况。我们的模拟再现了观察到的短等待时间的爆发分数~ 30%，并表明，短复发时间的爆发通常不太明亮，持续时间较短。
2017-06-02 astro-ph.HE
Radius-expansion burst spectra from 4U 1728-34: an ultracompact binary?
最近的理论和观测研究表明，热核燃烧产生的灰烬可能会在径向膨胀爆发期间喷出，从而在X射线光谱中产生光电离边缘。我们报告的搜索这样的功能在钱德拉光谱观察到的低质量X射线二进制4U 1728-34。我们分析了2006年7月和2002年3月检测到的四个径向膨胀爆发的光谱，但没有发现离散特征的证据。我们估计的上限为几百eV的边缘，这对于在爆发过程中观察到的中等温度的等效宽度，是可比的预测。在2006年7月的观测中，4U 1728-34表现出微弱的、异常频繁的爆发（在某些情况下间隔小于2小时），其轮廓和α值是贫氢燃料的特征。像测量的那样短的重现时间不足以耗尽太阳合成物中的吸积氢，这表明该来源吸积氢不足的燃料，例如来自进化的供体。第一次探测到持续强度为10.77分钟的周期信号，可能是由轨道调制引起的，支持了这一解释，并表明该系统是一个类似于4U 1820-30的超紧凑双星。
2010-09-13 astro-ph.HE
An Explanation for the Different X-ray to Optical Column Densities in the Environments of Gamma Ray Bursts: A Progenitor Embedded in a Dense Medium
本文研究了由伽马射线暴的余辉谱推断的X射线与光柱密度的比值大于10的情况。我们提出了随时间变化的光电离计算这些余辉，并探讨其环境的不同条件。我们发现，均匀模型的环境（恒定密度）预测X射线柱中发现的光谱，与大部分的不透明度由中性物质在大距离的爆发。这一结果与气体密度或金属丰度无关。只有假设原始粒子浸没在稠密（10^（2-4）cm-3）的气体云中（半径约为10 pc），周围星际介质的密度梯度很大，且呈下降趋势的模型才能解释大的X射线与光学柱密度比。然而，为了避免这种云的大小和伽玛射线暴产生的电离锋的大小之间的非物理相关性，模型还要求环爆介质在爆发之前已经电离。即使假设介质中的金属丰度较低（Z~0.1 Z_solar），推断的云质量也小于10^6 M_solar。这些云的性质是一致的，发现在巨大的分子云，我们的研究结果支持的情况下，祖先居住在激烈的恒星形成区域的星系。最后，我们表明，在大样本的伽玛射线暴余辉建模可能会提供强有力的约束范围内的属性，在这些云，和主星系ISM。
2013-07-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Using realistic host galaxy metallicities to improve the GRB X-ray equivalent total hydrogen column density and constrain the intergalactic medium density
已知GRB等效氢柱密度（NHX）随红移而变化，并且通常NHX大于GRB宿主中性氢柱密度。我们编制了大量GRB NHX和金属丰度[X/H]的数据样本。本文的主要目的是通过使用实际的金属丰度为我们的样本生成改进的NHX，在可用于检测的情况下进行了尘埃校正，并且对于剩余的GRB，使用太阳标准调整的更现实的平均固有金属丰度。然后，通过近似的伽玛射线暴主机固有的氢柱密度使用测量的中性柱（NHI，IC）调整的电离分数，我们隔离星系际介质（IGM）的贡献更准确的估计。从36个GRB样本中，GRB样本的平均金属丰度为= -1.17+/-0.09 rms（或0.07+/-0.05 Z/Zsol），红移为1.76 < z < 5.91，大大低于用作许多拟合NHX标准的太阳金属丰度假设。较低的伽玛射线暴宿主平均金属丰度导致NHX估计值增加，其红移校正标度为log（NHX cm-2）=（0.59+/-0.04）log（1+z）+ 0.18+/-0.02。在我们的样本中，在128个具有NHX和NHI，IC数据的GRB中，只有6个具有NHI，IC > NHX，当根据实际金属丰度进行修正时，与假设太阳金属丰度时的32个相比。修正后的NHX-NHI，IC的下包络线与红移的关系可用log（NHX-NHI，IC cm-2）=20.3 + 2.4log（1+z）拟合.这被认为是最大IGM氢柱密度作为红移的函数的估计。使…
2020-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Neutrino Losses in Type I Thermonuclear X-ray Bursts: An Improved Nuclear Energy Generation Approximation
I型X射线爆发是发生在吸积中子星表面的热核爆炸。富氢的X射线爆发燃烧远离稳定线的质子，并能从$β$ -衰变中以中微子的形式释放能量。我们已经估计，第一次，中微子通量的I型爆发的初始条件范围内的预测的基础上的一维隐式流体动力学代码，开普勒，计算完整的核反应网络。我们发现，中微子损失之间的$6.7 \times 10^{-5}$和$0.14$的总能量每核子，Q $_{nuc}$，取决于燃料中的氢分数。这些值显着低于$35\,\%$值的中微子损失经常采用在最近的文献中的rp过程。之所以出现这种差异，是因为只有在$β$ -衰变时，$\approx35\,\%$的能量才因中微子发射而损失，而在$(p,γ)$和$(α,p)$反应中没有中微子损失。利用KEPLER实验室在一定初始条件下测得的爆发总能量，我们确定了X射线爆发时每个核子释放的总能量的近似公式：$_{nuc}$ =1.31+6.95 $\bar{X} - 1.92\bar{X}^2 $ MeV/核子，其中$\bar{X}$是点火柱中氢的平均质量分数，均方根误差为$0.052\,$ MeV/核子。我们提供了一个详细的分析的核能输出的爆发，并发现一个不完全提取的质量过剩的燃料，与$14\,\%$的质量过剩的燃料没有被提取。
2019-01-13 astro-ph.HE
Hydrogen Column Density Variability in a Sample of Local Compton-Thin AGN II
本研究对27个近邻康普顿薄型AGN开展多历元X射线分析，发现37%存在N_H可变，N_H变化中位数为25%，且部分含康普顿厚反射体的源存在水脉泽辐射，暗示二者可能有共同起源。
2024-03-11 astro-ph.HE
X-ray Reflection and An Exceptionally Long Thermonuclear Helium Burst from IGR J17062-6143
来自吸积中子星的热核X射线爆发对周围环境的短暂但强烈的辐射，为研究吸积物理提供了一种独特的方法。我们分析了2015年IGR J17062-6143观测到的一天闪光的MAXI/GSC和Swift/XRT光谱。这是一个罕见的在0.15%爱丁顿低吸积光度下重复爆发的例子。从2015年爆发和2012年前一次爆发之间拍摄的MAXI，Chandra和NuSTAR观测的光谱被用来确定吸积柱。我们发现它与5x10^10 g cm^-2的爆发点火柱一致，这表明它很可能是由在深氦层中燃烧提供动力的。观测到的爆发通量超过一天，并按照直接的幂律衰减：F~t^-1.15。爆发和持久的光谱很好地描述了从中子星的热辐射，康普顿化的这种发射在一个热的光学薄介质周围的恒星，和光电离的吸积盘的反射。在爆发峰值处，康普顿化分量消失，此时爆发可以耗散康普顿化气体，并且它在爆发尾部返回。反射信号表明，内盘在爆发前被截断在约100个引力半径处，但在爆发期间可能会向恒星靠近。在爆发结束时，通量下降到低于爆发冷却趋势2天，然后返回到爆发前水平。
2017-02-07 astro-ph.HE
Hydrodynamical simulations of proton ingestion flashes in Type I X-ray Bursts
本文首次利用MAESTROeX对I型X射线暴中富氢壳层下的氦点火进行多维模拟，揭示对流区通过冷却辐射层向外增长并高效混合碳和质子，修正了一维混合长理论的不足。
2024-11-19 astro-ph.HE
The Peculiar Behavior of Burst Oscillations in the Accreting Millisecond X-ray Pulsar XTE J1814-338
吸积毫秒X射线双星（AMXPs）在热核爆炸过程中表现出明显不同于非脉动低质量X射线双星的爆发振荡现象。AMXP XTE J1814-338以具有相位锁定（恒定相位差）的爆发振荡而闻名，并且在其所有热核爆发期间（除了最后一次）与吸积动力脉动一致。在这项工作中，我们使用了一个相干的时序分析，以更详细地调查这种现象，并具有更高的时间分辨率比过去做的。我们确认，爆发振荡阶段，平均而言，相位锁定的吸积动力脉动。然而，它们在每个单独的爆发期间也显示出中等（<~ 0.1个周期）的漂移，显示出根据热核爆发阶段（上升，峰值，尾部）一致观察到的重复模式。尽管存在这些漂移模式，但爆发振荡相位不知何故能够在几乎是吸积动力脉动的确切位置处平均化。我们提供了一个运动学描述的现象，并回顾文献中现有的模型。这种现象仍然没有明确的解释，但我们可以对热核爆发机制进行重要的限制。特别是，观测结果表明热核爆发的点火点发生在吸积柱的底部附近。我们推测燃烧的流体在被磁场捕获的后倾吸积柱中膨胀，同时燃烧的火焰覆盖表面。
2021-12-01 astro-ph.HE
Multi-epoch X-ray burst modelling: MCMC with large grids of 1D simulations
I型X射线爆发是在吸积的中子星表面反复发生的热核爆炸。将观测到的爆发与计算模型相匹配有助于限制系统特性，例如中子星的质量和半径、地壳加热速率和吸积燃料成分，但迄今为止系统的参数研究有限。我们首次将马尔可夫链蒙特卡罗方法应用于一维突发模型，通过同时拟合多个观测历元，获得了“时钟突发”GS 1826 $-$ 238的系统参数估计。我们探讨了经常保持不变的多个参数，包括中子星质量，地壳加热速率和氢成分。为了提高计算效率，我们预先计算了3840个KEPLER模型的网格-迄今为止最大的一维爆发模拟集-通过在模型网格上插值，我们可以快速采样爆发预测。我们得到的CNO金属丰度的$Z_\mathrm{CNO} = 0.010^{+0.005}_{-0.004}$，氢分数的$X_0 = 0.74^{+0.02}_{-0.03}$，距离$d \sqrt{ξ_\mathrm{b}} = 6.5^{+0.4}_{-0.6}\, \mathrm{kpc}$，和系统的倾斜度$i = {69^{+2}_{-3}}^{\circ}$的估计。
2020-04-16 astro-ph.HE
Bursting behavior of the Galactic Center faint X-ray transient GRS 1741.9-2853
中子星低质量X射线双星GRS 1741.9-2853是已知的银河系中心I型爆发。它是短暂的，微弱的，位于一个非常拥挤的区域，距离超大质量黑洞Sgr A* 只有10弧分。因此，迄今为止对其爆裂行为的研究很少。特别是，由于缺乏敏感性或混乱，它的持续发射很少在连续爆发之间被检测到。这就是为什么GRS 1741.9-2853成为BeppoSAX号卫星几年前确定的九个“爆发源”之一。GRS 1741.9-2853爆发的物理性质仍然非常有趣，因为我们对低吸积率爆发的核机制知之甚少。在这里，我们第一次检查几个爆发的持续排放的来源，使用积分，XMM牛顿，和斯威夫特的意见。我们调查了2005年和2007年长爆发期间的源通量变化和爆发行为。GRS 1741.9-2853的持久光度在~1.7和10.5 10^36 erg s^-1之间变化，即爱丁顿光度的0.9-5.3%。在整个爆发过程中，由吸收幂律描述的光谱形状保持不变，光子指数为γ ~ 2，柱密度为N_{\rm H} ~ 12 × 10^22 cm^-2。我们用INTEGRAL发现了11个I型爆发，并检查了另外4个爆发：2个由XMM-牛顿记录，2个由斯威夫特记录。从这个爆发中，我们得到了一个源距的上限约为7 kpc。观测到的爆发特征和源吸积速率表明，纯氦爆炸在柱体深度y_{ign} ~ 0.8-4.8 10^8 g cm^-1处点燃，典型的能量释放为…
2009-06-19 astro-ph.HE
Helium in natal HII regions: the origin of the X-ray absorption in gamma-ray burst afterglows
在大多数伽马射线暴（GRB）的余辉中观察到超过银河系的软X射线吸收，但是经过十多年的工作，还没有找到正确的解决方案，这阻碍了它作为一个强大的诊断工具的使用。我们解决这个长期存在的问题，并发现，他在伽玛射线暴的主机HII区负责大部分的吸收。结果表明，X射线吸收柱密度（N_Hx）与中性气体柱密度和光学余辉消光系数（Av）均相关。这种相关性解释了暗爆发和高NHx值爆发之间的联系。从这些相关性中，我们排除了与宿主星系无关的X射线吸收的起源，即星系际介质或介入的吸收体不起作用。我们发现，与尘埃柱的相关有一个很强的红移演化，而与中性气体的相关没有。由此我们得出结论，X射线吸收的柱密度与宿主星系中的总气体柱密度相关，而不是与金属柱密度相关，尽管X射线吸收通常由金属主导。因此，NHx/Av的强红移演化反映了恒星形成星系的宇宙金属丰度演化。我们的结论是X射线的吸收在伽玛暴余辉是由他在HII区托管的伽玛暴。当尘埃被破坏，金属被伽马射线暴剥离所有电子到很远的地方时，大量的He使更接近伽马射线暴的He电离紫外连续谱饱和，使其保持在中性或单电离状态。氦X射线吸收解释了与总气体的相关性，缺乏强烈的红移演化，以及在光学-紫外光谱中没有灰尘，金属或氢的吸收特征。
2012-12-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Neutral Fraction of Hydrogen in the Intergalactic Medium Surrounding High-Redshift Gamma-Ray Burst 210905A
本研究通过分析高红移GRB 210905A的X-shooter光谱，拟合莱曼α阻尼翼估算其宿主星系周围IGM的中性氢丰度，得出3σ上限低于0.23、周围IGM大多已电离的结论，为EoR研究提供了观测约束。
2024-12-12 astro-ph.HE
Cosmological evolution of the absorption of $γ$-ray burst X-ray afterglows
$γ$ -射线暴（GRB）余辉的X射线吸收是普遍存在的，但人们对其了解甚少。由X射线导出的伽玛暴X射线余辉的中性氢柱密度（$N_{\rm H}$）随红移而增加，这可能为这种吸收的起源提供线索。我们使用来自Swift XRT库的350多个具有光谱红移（$z$）的X射线余辉以及$z>1.6$源中的100多个Ly\，$α$吸收测量。在0.5千电子伏的平均光学深度$τ$的观察趋势是一致的主机$N_{\rm H}(z)$，和吸收扩散星系际介质，随着主机的贡献减少$τ$急剧增加。我们用X射线余辉和Ly\，$α$线的$N_{\rm H}$分析了一个高$z$伽玛暴的子样本。X射线衍生的$N_{\rm H}(z)$的增加与Ly 1，$α$衍生的柱密度没有这样的增加形成对比。我们认为，这种差异意味着在高$z$下，X射线和Ly 1，$α$吸收体之间缺乏关联。这表明在高$z$下的X射线吸收是由介入的吸收体所主导的，这使得星系际介质的吸收贡献变得可信。
2019-08-27 astro-ph.HE
Highly-ionized metals as probes of the circumburst gas in the natal regions of gamma-ray bursts
本文介绍了用VLT/X-射手摄谱仪获得的长持续时间伽马射线暴（GRB）余辉谱中的高电离吸收线。我们的主要目标是研究伽玛暴诞生区的环暴介质。我们的主要重点是NV 1238，1242线跃迁，但我们也讨论了其他高电离线，如OVI，CIV和SiIV。我们没有发现NV的柱密度和中性气体的属性，如金属丰度，HI柱密度和尘埃耗尽之间的相关性，但是NV的相对速度，通常是相对于中性气体的蓝移，被发现与HI的柱密度。如果NV气体是GRB所在的HII区域的一部分，则可以解释这一点，该区域的膨胀受到GRB宿主星系中致密中性气体的限制。我们发现了初步的证据（在2 σ显著性下），X射线导出的柱密度N_H，X可能与NV的柱密度相关，这将表明这两种测量对位于GRB附近的气体的柱密度敏感。我们调查的情况下，NV（和OVI）产生的重组后，相应的原子已完全剥离其电子的初始即时发射，在以前的模型中，高度电离的气体产生的光电离从伽玛射线暴余辉。
2018-06-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the Environment of Short Gamma-ray Bursts
在本文中，我们提出了一个样本的10个短伽马射线暴（伽玛暴）与一个强大的红移测定，发现的雨燕卫星到2011年1月。我们测量它们的X射线吸收柱密度，并收集宿主星系偏移的数据。我们发现的内在吸收的证据和没有相关性的内在吸收柱密度和伽玛射线暴从其宿主星系中心的投影偏移。我们发现，在伽马制度（T90，通量和1秒峰值光子通量）的短伽玛暴与“明亮”和“微弱”的X射线余辉的属性可能不利于不同的即时发射机制。宿主星系的偏移和伽玛暴持续时间（T90）不相关。相反，在有效半径归一化的宿主星系偏移和T90之间存在着一种反相关性。最后，我们研究了具有短寿命和长寿命X射线余辉的短伽玛暴的性质，发现一些具有短寿命X射线余辉的短伽玛暴具有光学余辉。鉴于此，X射线余辉持续时间似乎并不是短伽马射线暴特定祖先和/或环境的唯一指标。
2012-05-30 astro-ph.HE
Comparisons of Two- and Three-Dimensional Convection in Type I X-ray Bursts
本文首次对混合H/He X射线爆发中热核点火前的低马赫数对流进行了详细的三维模拟。我们的模拟包括一个中等规模的近似网络，通过rp过程突破捕获氢和氦燃烧。我们将详细讨论二维和三维对流场之间的差异，包括湍流对流的细节。
2015-05-29 astro-ph.HE
Inferring the Distances of Fast Radio Bursts Through Associated 21-cm Absorption
快速射电暴（FRB）源的距离目前尚不清楚。我们发现，氢的21厘米吸收线可以用来推断FRB源的红移，并确定它们是否是银河系或河外。我们计算的概率$\sim 10\%$的宿主星系的FRB表现出21厘米的吸收功能的等效宽度$\gtrsim 10 ~\mathrm{km}~\mathrm{s}^{-1}$。阿雷西博以及未来的几个射电观测站应该能够探测到这种相关的21厘米吸收信号，以获得$\gtrsim {\rm several}~\mathrm{Jy}$峰值通量密度的强爆发。
2016-04-06 astro-ph.HE
The variable absorption in the X-ray spectrum of GRB 190114C
GRB 190114 C是一个发生在本地宇宙（z=0.425）的明亮爆发。多亏了MAGIC，这是第一次探测到TeV能量的伽马射线暴（GRB）。通过对吸收X射线柱密度的研究，我们表征了宿主星系周围介质的性质。结合Swift、XMM-牛顿和NuSTAR的观测，我们发现GRB X射线谱的特征是高柱密度，远远超过预期的银河系值，并在~ $10^5$ s附近降低了~2倍。这种变化在伽玛暴中并不常见。最直接的解释的变化方面的光致电离的环境介质是不能够占减少在这样晚的时候，当源通量是不太强烈。相反，我们将这种减少解释为由于聚集的吸收体，沿着视线更密集，并被低密度气体包围。在TeV的GRB 190114 C被发现后，另外两个GRB也被发现。它们都具有很高的固有柱密度值，并且也有柱密度降低的迹象。我们推测，一个高的本地柱密度可能是一个共同的成分TeV检测到的伽玛暴。
2021-03-09 astro-ph.HE
Fast Radio Bursts Associated with Persistent Radio Sources Prefer Hydrogen-poor Superluminous Supernova Host Environments
Tsinghua University（清华大学）
研究发现与持续射电源相关的快速射电暴宿主星系偏好贫氢超亮超新星环境，支持低金属丰度大质量恒星形成年轻磁星的起源假说。
2026-09-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Flux decay during thermonuclear X-ray bursts analysed with the dynamic power-law index method
I型X射线爆发的冷却可以用来探测中子星包层的核燃烧情况。爆发的通量衰减传统上是用指数模型来模拟的，即使理论上的考虑预测了类似幂律的衰减。我们分析了Rossi X射线计时探测器观测到的五个低质量X射线双星的540个I型X射线爆发。我们根据观测到的源光谱状态（硬或软）对爆发进行了分组，标记了那些显示出光球半径膨胀（PRE）迹象的爆发。所有爆发的衰减相，然后拟合与动态幂律指数方法。该方法为探测吸积物质的化学成分提供了一种新的途径。我们的研究结果表明，在富氢源的幂律衰减指数是可变的，在爆发的尾巴和简单的冷却模型定性地描述了冷却可能是富氦源4U 1728-34和3A 1820-303。相反，富氢源4U 1608-52、4U 1636-536和GS 1826-24中的冷却明显不同，并且取决于光谱状态和是否发生PRE。特别是硬态爆发的行为与模型预测的不同，在低爆发通量下表现出冷却指数的特殊上升，这表明尾部的冷却比预期的要快得多。我们的研究结果表明，爆炸行为的驱动程序不仅是吸积率和吸积材料的化学成分，而且冷却，这是某种程度上与光谱状态。后者表明，中子星包层深处的燃烧层的性质可能会受到不同的影响，这取决于光谱状态。
2017-05-16 astro-ph.HE
The imprint of convection on Type I X-ray bursts: Pauses in photospheric radius expansion lightcurves
本文通过MESA模拟表明，I型X射线暴在富氢壳层下氦层点燃后，超爱丁顿风抛射外层可自然产生光变曲线“暂停”，其时长由对流范围决定，且SAX J1808.4-3658数据支持H/He界面强混合情形。
2023-10-30 astro-ph.HE
Calibration of X-ray absorption in our Galaxy
预测软X射线吸收沿视线通过我们的银河系是至关重要的了解河外源的光谱，但需要一个很好的估计前景柱密度的光电吸收物种。假设均匀的元素丰度，这简化为具有总氢柱密度的良好估计，N（Htot）=N（H1）+2N（H2）。使用映射的21厘米无线电发射可靠地提供了原子分量N（H1），但是估计分子氢柱密度N（H2），预期对于任何特定方向是困难的。伽玛射线暴的X射线余辉是探测银河系中X射线吸收的理想光源，因为它们是河外的，数量众多，明亮，光谱简单，随机出现在整个天空中。我们描述了一个经验的方法，利用493余辉探测的雨燕XRT，确定N（Htot）通过银河系，它提供了一个改进的估计在我们的银河系的X射线吸收，从而导致更可靠的测量的固有X射线吸收，并可能，其他光谱参数，河外X射线源。我们得到一个简单的函数，依赖于产品的原子氢柱密度，N（HI），和尘埃消光，E（B-V），它描述的变化的分子氢柱密度，N（H2），我们的银河系，在天空中。使用由此产生的N（Htot），我们表明，尘埃与氢的比例与一氧化碳排放量，并使用这个比例来估计形成星际尘埃颗粒的材料的比例。与以前的标准方法相比，我们得到的配方代表了银河系吸收的重大修订，特别是在银河系低纬度地区。
2013-03-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
XMMU J181227.8-181234: a new ultracompact X-ray binary candidate
我们报告了从瞬态源XMMU J181227.8-181234 = XTE J1812-182中发现的I型（热核）X射线爆发。在2008年的爆发中，我们在Rossi X射线定时探测器的观测中发现了7个X射线爆发，证实了其来源是中子星低质量X射线双星。根据测量的爆发注量和平均重现时间1.4 $^{+0.9}_{-0.5}$ hr，我们推断该源是吸积几乎纯氦（$X \leq 0.1$）燃料。两次爆发相隔仅18分钟;第一次短等待时间爆发是在一个吸积贫氢燃料的来源中观察到的。考虑到由于推断的系统倾斜度为$30\pm{10}$度对爆发和持续通量的影响，我们估计距离为$14\pm{2}$ kpc，其中我们报告了统计不确定性，但注意到由于本文讨论的系统效应，距离可能会有高达$20\%$的变化。相应的最大吸积速率是$0.30\pm0.05$乘以爱丁顿极限。基于吸积燃料的低氢含量和短的平均重现时间，我们将该源归类为瞬态超紧凑低质量X射线双星。
2019-04-24 astro-ph.HE
A multi-epoch X-ray study of the nearby Seyfert 2 galaxy NGC 7479: Linking column density variability to the torus geometry
活动星系核（AGN）是由吸积的超大质量黑洞提供动力的，黑洞周围是一个模糊的物质环。最近的研究表明，以前被认为是均匀的环面结构看起来是“不规则的”：事实上，对视线氢柱密度变化的检测与具有复杂结构的模糊物的描述相匹配，这些结构由具有不同柱密度的云组成。在这项工作中，我们执行的X射线光谱的塞弗特2星系NGC 7479的多历元分析，以估计其环面属性，如平均柱密度和覆盖因子。测量的视线氢柱密度变化的环面，使我们能够获得一个上限的云距离中央引擎。此外，使用源的X射线光度，我们估计爱丁顿比在Edd=0.04-0.05的范围内的所有时期。
2022-06-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Luminous supernovae associated with ultra-long gamma-ray bursts from hydrogen-free progenitors extended by pulsational pair-instability
我们发现与超长伽马射线暴（GRB）相关的发光超新星（SNe）可能与脉动对不稳定性扩展的无氢祖先爆炸的缓慢冷却有关。在随附的论文（Marchant & Moriya 2020）中，我们已经证明，一些经历脉动对不稳定性的快速旋转的无氢GRB祖细胞可以保持由脉动对不稳定性引起的扩展结构，直到核心崩溃。这些先驱体的半径超过10朗日，有时在核心坍缩时超过1000朗日。因此，它们是有希望的超长伽玛暴的祖先。在这里，我们执行的光变曲线模拟的一个扩展的无氢祖半径为1962 Rsun的爆炸。由于大的原始半径，当爆炸能量大于1 e52 erg时，即使没有56 Ni核衰变的能量输入，喷出物在冲击波爆发后也经历缓慢冷却，并在光学上迅速演化（<~ 10天）发光（>~ 1 e43 erg/s）SNe。当~（56）Ni质量在1 Msun左右时，~（56）Ni衰变能量输入可以影响光变曲线峰值后的光变曲线，使光变曲线衰减变慢。它们也有超过10，000 km/s的快速光球速度和超过10，000 K的高温光球温度。我们发现SN 2011 kl的光学光变曲线中的快速上升和发光峰，这与超长GRB 111209 A有关，可以解释为扩展的祖先的冷却阶段。Marchant & Moriya（2020）提出的超长GRB祖先可以解释超长GRB持续时间和伴随的SN特性。当伽玛暴喷流离轴或被阻塞时，可以观察到发光的SNe作为快速的蓝色光…
2020-09-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
GRB 140515A at z=6.33: Constraints on the End of Reionization From a Gamma-ray Burst in a Low Hydrogen Column Density Environment
我们提出的发现和随后的光谱学与Gemini北的光学余辉的雨燕伽马射线暴（GRB）140515 A。该光谱在波长大于8915 Angs处表现出良好的连续性，由于红移z~6.33处的Ly-alpha吸收，该光谱在8910 Angs的蓝向处急剧衰减至零通量。在5.2<z<5.733处有一些穿过莱曼α森林的透射，但在更高的红移处没有检测到，这与之前对类星体和GRB 130606 A的测量结果一致。我们用三种方法模拟了Lyman-alpha的红阻尼翼：（a）单个宿主星系吸收体，z=6.327，log（N_HI）=18.62+/-0.08;（b）纯星系际介质（IGM）吸收体，z =6.0 ~ 6.328，中性氢含量x_HI=0.056+0.011-0.027;以及（c）混合模型，其中主吸收体位于半径为10的电离泡内，在IGM中与Mpc共动，其中x_HI=0.12+/-0.05（在2-sigma水平下x_HI<0.21）。不管是哪种模型，在这个红移处，传输中的衰减的尖锐性与IGM中的大量中性部分不一致。没有检测到来自宿主星系的窄吸收线，表明宿主星系的金属丰度[Z/H]<~-0.8。即使我们假设所有的氢吸收都是由于宿主星系，对于GRB视线来说，该柱也异常低，类似于其他三个具有测量log（N_HI）的最高红移爆发中的两个。这可能是一个证据，说明在z>~6时，来自正常恒星形成星系的电离光子的逃逸分数会…
2014-05-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
An FRB Sent Me a DM: Constraining the Electron Column of the Milky Way Halo with Fast Radio Burst Dispersion Measures from CHIME/FRB
本研究利用CHIME/FRB探测的快速射电暴色散测量，通过四种估计量估算银河系总电子柱密度，得出银河系晕DM贡献上限为52-111 pc cm^-3，并指出部分气体密度模型高估了该贡献，强调了星系形成中反馈过程的重要性。
2023-02-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Hydrogen-Poor Superluminous Supernovae and Long-Duration Gamma-Ray Bursts Have Similar Host Galaxies
我们目前的光学光谱和光学/近红外测光的31个宿主星系的贫氢超亮超新星（SLSNe），包括15个事件从泛星1中深调查。我们的样本跨越了红移范围0.1 < z < 1.6，是第一个全面研究宇宙爆炸这一特定子类的宿主星系。结合多波段测光和发射线测量，我们确定了光度、恒星质量、恒星形成速率和金属丰度。我们发现，总体而言，SLSNe的宿主是低光度（<M_B>~ -17.3等）、低恒星质量（<M_*> ~ 2 x 10^8 M_sun）的种群，具有较高的比恒星形成率中位数（<sSFR>~ 2 Gyr^-1）。虽然至少有一个主星系具有太阳金属丰度，但我们的光谱样品的金属丰度中值较低，为12 + log（O/H）~ 8.35 ~ 0.45 Z_sun。贫H SLSNe的宿主星系在统计上不同于GOODS核心坍缩SNe的宿主星系（覆盖相似的红移范围），但在恒星质量、SFR、sSFR和金属丰度方面与长持续时间伽马射线暴（LGRB）的宿主星系相似。这一结果表明，导致大质量恒星形成SLSNe或LGRB的环境原因是相似的，特别是SLSNe在低金属丰度环境中更有效地形成。我们推测，大的核心角动量的关键成分，导致快速旋转的磁星在SLSNe和吸积黑洞在LGRB。
2014-05-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
Soft X-ray absorption excess in gamma-ray burst afterglow spectra: Absorption by turbulent ISM
三分之二的长持续时间伽马射线暴（GRB）显示出超过银河系的软X射线吸收。从紫外光谱和光学光谱推断的金属柱密度与从软X射线光谱得出的柱密度不同，有时相差一个数量级，后者更高。在GRB X射线余辉光谱中观测到的软X射线吸收过剩的起源仍然是一个有争议的问题，这导致了许多关于GRB宿主星系内部和外部热物质对我们的X射线余辉观测的影响的研究。然而，迄今为止提出的所有模型要么只能解释我们观测的一个子集（即z > 2），要么它们需要在吸收材料内存在相当极端的条件。在本文中，我们研究了碰撞电离和湍流星际介质（ISM）对伽玛暴余辉的吸收。我们发现，一个密集的（每立方厘米3）碰撞电离ISM可以产生不同的因素10的UV/光学和软X射线吸收柱密度，然而，这样的视线的UV/光学和软X射线吸收柱密度和2-3个数量级相比，伽玛射线暴余辉光谱低。对于那些具有较大的软X射线过剩高达一个数量级的伽玛暴，在吸收的贡献，从湍流ISM这里考虑将减轻所需的条件，额外的吸收组件，如伽玛暴环暴介质和星系际介质。
2016-03-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Explosive Common-Envelope Ejection: Implications for Gamma-Ray Bursts and Low-Mass Black-Hole Binaries
我们提出了一个新的机制，在一个大质量的双星，其中的能源是核能，而不是轨道能的共同信封喷射。这可能发生在一个大质量的一次核与一个1-3兆太阳的二次核缓慢合并的过程中，当时一次核已经完成了氦的核心燃烧。我们表明，在最后的合并阶段，从二次富氢的材料可以注入到氦燃烧壳的主要。这导致了一个核失控和氢和氦层的爆炸性喷射，产生了一个包含一颗CO星和一颗低质量伴星的近距离双星。我们认为，这提出了一个可行的方案，以产生短周期的黑洞双星和长时间的伽马射线暴（LGRB）。我们估计，在太阳金属丰度的LGRB率约为1.e-6每年，这意味着这可能占所有LGRB的一个显着的部分，这一比率应该在较低的金属丰度较高。
2010-04-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nuclear Resonances: The quest for large column densities and a new tool
核物理学为我们提供了一个强有力的工具：利用核共振吸收线来推断天体物理环境中的物理条件，否则很难推断。目前的技术提供了一个增加的灵敏度比以前的伽马射线任务大到足以利用这一工具的第一次。最令人兴奋的希望是测量红移20-60的第一颗恒星的伽马射线暴，但活动星系核也是有希望的目标。
2009-02-20 astro-ph.HE astro-ph.IM
Exploring the epoch of hydrogen reionization using FRBs
我们描述了三种利用快速射电暴（FRB）探测氢再电离时期的不同方法，并为高红移（z）处FRB的存在提供了论据。最简单的方法，观测，是确定最大的色散措施（DM $_{\rm max}$）的FRB的合奏，其中包括在再电离爆发。DM $_{\rm max}$提供了关于再电离的信息，就像CMB到汤姆逊散射的光学深度一样，如果DM $_{\rm max}$可以测量到优于500 $\mbox{pc cm}^{-3}$的精度，它有可能比普朗克的约束更精确。另一种方法是以$\sim10\%$精度测量z为6-10之间的约40个FRB的红移，以获得具有$\sim4\%$精度的4个不同z仓中的平均电子密度。这两种方法不需要知道FRB的光度函数和可能的红移演化。最后，我们表明，再电离的历史是反映在每单位DM的FRB的数量，给出一个注量有限的调查FRB，包括在再电离时代的爆发，我们表明使用消防模拟DM的贡献从FRB宿主星系$\&$ CGM在再电离时代是所观察到的DM的一小部分。第三种方法不需要红移信息，但需要FRB光度函数的知识。
2021-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
SRG/eROSITA 3D mapping of the ISM using X-ray absorption spectroscopy
本研究利用eROSITA全天巡天X射线吸收光谱结合Gaia DR3距离数据，精确测量本地星际介质氢柱密度，发现其与银纬强相关，并通过高斯过程构建3D密度图，揭示多种小尺度结构与高密度区域。
2024-01-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Galactic dust-to-metals ratio and metallicity using gamma-ray bursts
银河系的金属丰度和尘埃与金属的比例是理解ISM的基本参数，但围绕这些参数仍然存在不确定性。本文利用几百个伽马射线暴（GRB）样品的X射线余辉的光电吸收来确定金属柱密度，结合银河系尘埃图来确定GRB方向上通过银河系的视线尘埃消光，从而确定银河系中的尘埃-金属比。伽玛射线暴的余辉通常有很大的河外软X射线吸收，因此伽玛射线暴样本的上限将定义银河系尘埃与金属的关系。使用一个二维的两个样本KS测试，我们确定这个上限，从而得出银河系的尘埃金属比。我们发现N_H = 2.2^{+0.3}_{-0.4} e21 cm^-2 A_V，假设太阳能，Anders & Grevesse（1989），金属丰度。这一结果与先前使用银河系中明亮X射线源的发现一致。使用同样的技术，但取代HI地图从莱顿阿根廷波恩调查的尘埃地图，使我们能够把一个限制在银河系的金属丰度。我们发现金属丰度与Anders & Grevesse（1989）太阳值一致，通常用于X射线拟合。基于这一点和以前的研究，我们认为，一个典型的ISM视线通过银河系的金属丰度是~0.25德克斯高于目前最好的估计太阳金属丰度。我们进一步表明，尘埃-气体比似乎与总气柱密度相关，这可能是由于朝向银河系中心观察到的金属丰度梯度。基于尘气比的非常数性质，我们提出，在N_H = 2.2e21 cm^-2 A_V处的尘柱密度比HI图更能代表软X射线吸收柱密度。
2011-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Probing Intergalactic Neutral Hydrogen by the Lyman Alpha Red Damping Wing of Gamma-Ray Burst 130606A Afterglow Spectrum at z = 5.913
GRB 130606 A的光学余辉是雨燕观测到的，其红移值接近再电离年代（z = 5.913），这为探测星系际介质的电离状态提供了新的机会。在这里，我们提出了一个分析的红色Ly α阻尼翼的余辉光谱斯巴鲁/FOCAS在10.4-13.2小时后爆发。我们发现，极小模型只包括基线幂律和HI吸收在宿主星系没有得到一个很好的拟合，留下的残差显示凹曲率在8400-8900 A的振幅约0.6%的流量。在短波长范围内的这种曲率不能被解释为消光在主机与标准消光曲线，余辉光谱的固有曲率，或由已知的系统的不确定性，在所观察到的光谱。通过在宿主外部介入HI气体的红色阻尼翼可以使残差减少约3 σ统计显著性。我们发现，阻尼Ly α系统是不赞成的起源，这种干预HI吸收，从观察到的Ly β和金属吸收功能。因此，弥漫性IGM的吸收仍然是一个合理的解释。用一个简单的均匀IGM模型进行拟合，需要HI中性分数fHI ~ 0.1-0.5，这取决于到GRB宿主的距离，意味着高fHI IGM与观测到的暗Gunn-Peterson（GP）槽有关。这为再电离在z ~ 6处尚未完成提供了新的证据。
2014-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Massive stars formed in atomic hydrogen reservoirs: HI observations of gamma-ray burst host galaxies
长伽马射线暴（GRB）是宇宙中能量最大的事件之一，是大质量和短寿命恒星的爆炸，因此它们可以精确定位最近恒星形成的位置。然而，最近发现几个GRB宿主星系缺乏分子气体（H2），被认为是恒星形成的燃料。此外，伽玛射线暴余辉的光谱学意味着分子相仅构成沿伽玛射线暴视线的气体的一小部分。在这里，我们报告了有史以来第一次使用澳大利亚望远镜紧凑阵列对GRB宿主星系进行的21厘米线观测，这意味着高水平的原子氢（HI），这表明原子气体和恒星形成之间的联系比以前认为的更强，恒星形成可能直接由原子气体提供燃料（或具有非常有效的HI至H2转化和分子气体的快速耗尽），如理论上已经证明是可能的。这可能发生在恒星形成开始时的低金属含量气体中，因为气体的冷却（恒星形成所必需的）比HI到H2的转化更快。事实上，大的原子气库，连同低分子气体质量，恒星和尘埃质量是一致的伽玛射线暴主机优先星系，最近开始了恒星形成插曲吸积贫金属气体从星系际介质。这为在低金属丰度环境中形成伽玛暴提供了一条天然途径。气体流入的情况也与伴HI天体的存在相一致，该天体与GRB 060505主机之间没有光学对应物~19 kpc，并且GRB 980425和060505主机的HI质心与这些星系的光学中心不重合，但靠近GRB位置。
2015-08-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Hydrogen Column Density Variability in a Sample of Local Compton-Thin AGN
本研究分析12个本地康普顿薄活动星系核的多历元X射线数据，发现5个源存在视线氢柱密度变化，并揭示吸收体与反射体物理脱节，对环面云大小给出初步下限。
2023-01-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
