Discovery of a dusty yellow supergiant progenitor for the Type IIb SN 2017gkk
本文在哈勃望远镜图像中发现IIb型超新星SN 2017gkk的黄色超巨星前身星，其质量不足以通过星风剥离包层，从而支持相互作用双星前身星通道。
2024-07-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
How much hydrogen is in Type Ib and IIb supernova progenitors?
核心坍缩的超新星只有很少或没有氢（分别用IIb型和Ib型表示），是大质量恒星失去部分或大部分外层的爆炸。它们如何失去质量尚不清楚，但可能涉及二元相互作用。到目前为止，在爆炸前的成像中已经确定了七个这样的超新星的祖先（五个是IIb型事件，两个是Ib型事件）。在这里，我们发展详细的二进制恒星演化模型，以更好地了解这些祖先的性质。我们发现，在爆炸时留在信封中的氢的量很大程度上取决于后相互作用的质量损失率。剩余的氢反过来又以非平凡的方式强烈影响祖先的性质，如温度和光球半径。再加上前体数据中的消光和距离不确定性，很难从爆炸前成像中推断出准确的前体氢质量。我们量化了这种不确定性，并发现现有的数据是一致的，提出的Ib-IIb型氢质量阈值约为0.033 Msun，这意味着即使是Ib型祖先不是纯氦星。这些结果缓解了SN 2019 yvr的Ib型分类与其候选祖先属性之间的紧张关系。我们还估计了幸存的2019 yvr祖先伴星的亮度，这可能会在未来的观测中被发现。
2022-02-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray observations of the Compton-thick Seyfert 2 galaxy, NGC 5643
我们目前的结果从~55 ks长的XMM-牛顿观测模糊AGN，NGC 5643，在2009年7月进行。在2003年2月之前，一个较短的（大约10 k）XMM-牛顿观测留下了两个主要问题，硬X射线发射的性质（康普顿薄与康普顿厚）和软X射线过剩（光电离与碰撞电离物质）。新的观测结果表明，源是康普顿厚度的，对软X射线发射的主要贡献是光致电离物质（即使目前还不清楚碰撞电离物质是否也可能有贡献）。我们还研究了NGC 5643场中的三个亮X射线源。ULX NGC 5643 X-1被证实是非常明亮的，即使比2003年暗了2倍多。然后，我们提供了Abell 3602星系团的第一个高质量光谱。最后一个源CXOJ 143244.5 -442020可能是一个未被遮蔽的活动星系核，可能属于阿贝尔3602。
2013-07-05 astro-ph.HE
The effect of the infrared excess from the Be star on inverse Compton gamma-ray production in PSR B1259-63/SS 2883
双星系统PSR B1259-63由一颗48毫秒的脉冲星组成，它围绕一颗Be星运行3.4年，在以前的近星点通道附近已经探测到了非脉冲TeV伽马射线辐射。一个可能的伽马射线源是在plerion激波阵面区域的超相对论性电子/正电子脉冲星风对Be星的目标光子的逆康普顿上散射。在这项研究中，从Be星的拱星盘上的逆康普顿γ射线产生PSR B1259-63的红外辐射的效果进行了研究，考虑各向同性光子/电子近似。修正的光子密度分布是通过使用生长曲线法拟合以前的光学和红外观测确定的。利用修正的光子分布和精确的散射方程计算了逆康普顿散射率。结果表明，包括红外发射增加了一个因素$\ga 2$的GeV的伽玛射线通量。
2010-11-09 astro-ph.HE
Gamma-ray burst polarization via Compton scattering process
同步辐射和康普顿散射被广泛认为是一些天体物理现象，如伽马射线暴（GRB）和活动星系核（AGN）的最可能的发射机制。光子偏振度的测量为区分不同的发射机制和发射区结构提供了有用的工具。从极化光子被任意初始动量的非极化电子散射的微分截面出发，导出了各向同性幂律分布电子散射的成束光子极化的解析公式。在四种特殊情况下进行了数值计算：静止电子，汤姆逊极限，正面碰撞和单色电子。研究发现，对于低能光子，如果电子处于静止状态，最大极化可以高达$100\%$。尽管由于各向同性电子，极化被高度抑制，但仍然可以实现$\sim 10\% \-- 20\%$的最大值。康普顿散射过程可以用来解释GRB 041219A和GRB 100826A的偏振。
2014-02-16 astro-ph.HE
The Contribution Of Inverse Compton Scattering To The Diffuse Extragalactic Gamma-Ray Background From Annihilating Dark Matter
除了伽马射线外，暗物质湮灭的产物还包括高能电子，这些高能电子与宇宙微波背景发生逆康普顿散射，产生弥漫的银河系外伽马射线和X射线背景。在暗物质粒子主要湮灭为电子或μ子的模型中，EGRET和COMPTEL的测量可以对湮灭截面提供重要的约束。费米伽马射线太空望远镜可能会对这种情况进行更严格的测试。
2010-03-12 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Type IIb Supernova 2013df and Its Cool Supergiant Progenitor
我们获得了NGC 4414中超新星2013 df的早期测光和谱学结果。SN显然是IIb型，与SN 1993 J有显著的相似之处。从它在次极大光下的光度来看，SN 2013 df爆炸中合成的$^{56}$ Ni（$\lesssim 0.06\ M_{\odot}$）似乎比SN IIb 1993 J、2008 ax和2011 dh少。根据光变曲线的比较，SN 2013 df的前身在爆炸前的半径一定比SN 1993 J的前身更大。SN 2013 df的总灭绝估计为$A_V=0.30$ mag。SN位置的金属丰度可能是太阳的。我们用哈勃空间望远镜（HST）的机会目标3号宽视场相机对SN进行了观测，并将这些新观测结果与爆炸前14年获得的宿主星系的HST观测结果进行了精确比较，我们已经确定SN 2013 df的前身是一颗黄色超巨星，比正常II型高原SN的红色超巨星前身稍热。从观测到的光谱能量分布来看，假设光由一颗恒星主导，其前身的有效温度为$T_{\rm eff} = 4250 \pm 100$ K，辐射热光度为$L_{\rm bol}=10^{4.94 \pm 0.06}\ L_{\odot}$。这导致有效半径$R_{\rm eff} = 545 \pm 65\ R_{\odot}$。这颗恒星的初始质量可能在13到17 $M_{\odot}$之间;然而，如果它是一个相互作用的双星系统的成员，…
2013-12-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of a variable yellow supergiant progenitor for the Type IIb SN 2024abfo
通过多历元成像发现SN 2024abfo的前身星为黄超巨星，其光度变化揭示其最终演化阶段，初始质量12-18倍太阳质量。
2025-06-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
SN2017jgh - A high-cadence complete shock cooling lightcurve of a SN IIb with the Kepler telescope
SN 2017 jgh是Pan-STARRS在开普勒/K2任务的C16/C17活动期间发现的IIb型超新星。在这里，我们介绍了开普勒/K2和SN 2017 jgh的地面观测，它们以前所未有的节奏捕获了祖先冲击爆发的冲击冷却。这一事件提供了一个独特的机会，调查剥离信封超新星的祖先。通过拟合SN 2017 jgh光变曲线的分析模型，我们发现SN 2017 jgh的前身可能是一颗黄超巨星，其包络半径为$\sim50-290~R_{\odot}$，包络质量为$\sim0-1.7~M_{\odot}$。SN 2017 jgh的激波速度可能是$\sim7500-10300$ km s $^{-1}$。此外，我们使用SN 2017 jgh的光变曲线来研究早期观测到的上升如何对祖先模型产生约束。仅对地面观测数据进行拟合，我们就得到了$\sim50-330~R_{\odot}$的包络半径、$\sim0.3-1.7~M_{\odot}$的包络质量和$\sim9,000-15,000$ km s $^{-1}$的激波速度。没有上升，爆炸时间不能很好地约束，这将导致系统的偏移速度参数和更大的不确定性的质量和半径。因此，很可能通过这些模型估计祖财产可能有更大的系统不确定性比以前计算。
2021-08-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nebular spectroscopy of the nearby type IIb supernova 2011dh
我们目前的星云光谱附近的IIb型超新星（SN）2011 dh采取201和678天之间的核心崩溃。SN 2011 dh在这些较晚的时间表现出强烈的发射线，包括非常广泛和持久的Hα特征。新的星云光谱模型证实SN 2011 dh的前身星是一颗低质量的巨星（M ~ 13 - 15 M_sun），在爆炸时喷射出~0.07 M_sun的56 Ni和~0.27 M_sun的氧，这与最近消失的一颗候选的黄超巨星前身星相一致。我们表明，从SN位置的光是由衰落SN在很晚的时候（~2年），而不是，例如，由一个二进制伴侣或背景源。我们提出的证据之间的相互作用的扩大SN爆炸波和拱星介质在晚些时候，并表明SN可能是由正电子沉积爆炸后约1年。我们还研究了喷出物的几何形状，并表明SN 2011 dh的星云线轮廓表明全球球形爆炸与非球面组件或团块。
2013-10-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
Likely detection of GeV γ-ray emission from pulsar wind nebula G32.64+0.53 with Fermi-LAT
本研究利用Fermi-LAT约14.7年数据，疑似探测到PWN G32.64+0.53的GeV γ射线辐射，通过含时单区模型验证其多波段辐射机制，支持该源由脉冲星PSR J1849-0001供能的假说。
2024-08-13 astro-ph.HE
Full Spectral Survey of Active Galactic Nuclei in the Rossi X-ray Timing Explorer Archive
我们已经分析了光谱的所有活动星系核的罗西X射线定时探测器（RXTE）档案。我们目前的长期平均值的吸收，铁线等效宽度，康普顿反射和光子指数，以及计算流量和光度在2-10千电子伏波段的100 AGN有足够的亮度和整体观测时间，以产生高质量的光谱结果。我们比较这些参数在不同的分类塞弗特和耀变体。我们的分布的光子指数的塞弗特1和2的是一致的想法，塞弗特共享一个共同的中心引擎，但我们的康普顿反射峰强度的分布不支持经典的图片的吸收由环面和反射小康康普顿厚盘的类型只取决于倾角。我们的结论是，一个更复杂的反射几何形状，如组合盘和环面或clujettorus可能是一个更准确的图片康普顿厚的材料。我们发现，康普顿反射存在于约85%的塞弗茨，并通过比较Fe线EW的康普顿反射峰强度，我们发现，平均40%的Fe线出现在康普顿厚的材料，然而，这个比例是不一致的，从对象到对象，似乎并不依赖于光学分类。
2013-06-18 astro-ph.HE
Long-Lasting X-Ray Emission from Type IIb Supernova 2011dh and Mass-Loss History of The Yellow Supergiant Progenitor
IIb型超新星（SN）2011 dh，以前所未有的黄色超巨星（YSG）祖先的结论性检测，提供了一个极好的机会，加深我们对大质量恒星演化的最后几个世纪的SN爆炸的理解。在本文中，我们报告的探测和分析的热X射线发射从SN IIb 2011 dh在~500天后爆炸的钱德拉档案数据，提供了一个坚实的推导出的质量损失率的YSG祖首次。我们发现，拱星介质（CSM）应该是密集的，超过预期的沃尔夫-拉叶星（WR）的一个数量级。发射是由反向冲击波穿透到外壳，完全符合YSG的祖先，但不与WR的祖先。在最外面的喷出物的密度分布是陡峭得多，比预期的紧凑型WR星，这一发现必须考虑到在模拟早期的紫外线/光发射从SNe IIb。在爆炸前的最后约1，300年，质量损失速度约为20 km/s，由此得出的质量损失率为3 x 10^{-6} Msun/年。导出的质量损失性质在很大程度上与巨星预期的标准风质量损失一致。这不足以成为排出几乎所有氢气包层的主要驱动力。因此，在爆炸前1,300年发生的巨大质量转移的二元相互作用是产生YSG祖先的可能方案。
2014-03-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the emitting region of X-ray fluorescent lines around Compton-thick AGN
X射线荧光谱线是活动星系核中心辐射时环面反射光谱的独特特征。它们的本征线宽可以用来探测线发射区。以前的研究集中在6.4 keV的Fe Ka线，这是最突出的荧光线。然而，这些研究受到目前可用仪器的光谱分辨率的限制，其中最好的是由钱德拉高能光栅（HEG）提供的$\sim1860$ km s $^{-1}$。HEG的光谱分辨率提高了4倍，在1.74 keV，其中Si Ka线的位置。我们测量了圆规座、Mrk 3和NGC1068的Si Ka线的半高宽，它们分别是$570\pm240$、$730\pm320$和$320\pm280$ km·s $^{-1}$。它们比以前用Fe Ka线测得的小$3-5$倍。这表明Fe Ka线的本征宽度很可能被高估。测得的Si Ka线的宽度把这些星系中的尘埃升华半径之外的线发射区。这表明，对于康普顿厚度的活动星系核，其X射线荧光物质很可能与尘埃环的红外辐射相同。
2016-03-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Search for precursor eruptions among Type IIb supernovae
几颗IIb型超新星（SNe）的祖星显示出扩展氢包层的迹象。这些包层可能是明亮的高能爆炸前事件的结果，即所谓的前兆爆发。我们使用的Palomar瞬态工厂（PTF）爆炸前的27个附近的IIb型SNe的样本观察，寻找这样的前体在最后几年的SN爆炸之前。结合15天仓的观测结果，没有发现任何前兆，我们计算了前兆率的绝对震级依赖上限。在90%的置信水平下，IIb型超新星在爆炸前的最后3.5年内和最后一年的$<0.56$事件中，平均$<0.86$前兆与绝对$R$ -带星等$-14$一样亮。相比之下，SNe IIn中的前体具有高$\gtrsim 5$倍的速率。解开一个低质量恒星包层所需的动能与几周前体的辐射能量相当，而在我们的样本中，最近的SNe可以探测到。因此，质量喷射，如果他们是常见的，在这样的SNe，是辐射效率低，或有持续时间超过几个月。实际上，当使用60天的箱时，在SN 2012 cs之前检测到微弱的前体候选物（$\sim2$ %假警报概率）。我们还报告了SN 2011 dh的前身的检测，在爆炸前的最后两年中没有显示出可检测的变化。SN 2012 P的前身仍然存在，因此可能是一个紧凑的星团，或者是一个不相关的物体。
2015-08-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing the Transition Between the Synchrotron and Inverse-compton Spectral Components of 1ES 1959+650
1 ES 1959+650是最显著的高峰值BL Lacertae天体之一。在2002年，它展示了TeV的伽马射线耀斑，但在较低能量下的同步加速器组件没有类似的增亮。我们提出了一个多频运动的结果，触发的整数IBIS检测1 ES 1959+650。我们的数据范围从光学到硬X射线能量，从而同时覆盖同步加速器和逆康普顿组件。我们用INTEGRAL、Swift X射线望远镜和紫外光学望远镜观察了这个源，几乎同时用地面光学望远镜观察了这个源。在X射线能量的陡峭的光谱分量是最有可能由于同步辐射，而在软伽马射线能量的硬光谱指数可以解释为开始的耀变体光谱能量分布（SED）的高能量分量。这是第一次清晰地测量到HBL的凹面X射线-软伽马射线光谱。用轻子同步辐射自康普顿模型可以很好地模拟SED。当SED被拟合时，该模型需要q ~ 1.85的非常硬的电子谱指数，这可能表明二阶费米加速的相关性。
2010-10-15 astro-ph.HE
Evidence of Compton cooling during an X-ray flare supports a neutron star nature of the compact object in 4U1700-37
基于新的钱德拉X射线望远镜观测数据，我们给出了非脉动大质量X射线双星4U 1700 -37耀斑期间等离子体康普顿冷却的经验证据。这种行为可以用缓慢旋转的磁化中子星上的准球形吸积来解释。在静止时，4U 1700 -37中的中子星被一个热的辐射冷却壳层所包围。它的存在是支持的兆赫准周期振荡可能产生的对流细胞的检测。高等离子体温度和相对较低的X射线光度观察期间的平静，指向一个小的发射面积约1公里，兼容的NS表面上的热点。从辐射到一个更有效的康普顿冷却制度的突然过渡触发了一个增强的吸积事件，导致耀斑。在耀斑期间，等离子体温度迅速下降。这种跃迁的预测光度Lx = 3 x 10^35 erg s-1，非常接近4U 1700 -37在平静期的光度。这种转变可能是由施主星的星风中的团块吸积引起的。因此，致密物体的磁化NS性质非常有利。
2017-10-06 astro-ph.HE
External inverse-Compton emission from jetted tidal disruption events
Swift J1644+57和J2058+05的最新发现表明，潮汐扰动事件（TDEs）可以发射相对论喷流。超爱丁顿吸积产生了一个强辐射场的爱丁顿级光度。在喷流TDE中，喷流中的电子将逆康普顿散射来自吸积盘和风的外部辐射场。受Swift J2058+05和其他几个TDEs的热光紫外光谱观测的启发，我们假设被相对论性喷流拦截的外辐射场的光谱是黑体。喷流中的热电子散射了这种热辐射，在X/γ射线波段产生10^45-10^48 erg/s的亮度。将该热辐射加逆康普顿辐射模型应用于Swift J2058+05。首先，我们表明，在光学紫外光谱中的黑体分量最有可能有其起源于超级爱丁顿风从磁盘。然后，用观测到的黑体分量作为外辐射场，证明了在下列条件下，X射线的光度和光谱与逆康普顿辐射一致：（1）喷注的洛伦兹因子为~5-10，（2）喷注中的电子具有最小的洛伦兹因子~1和幂律指数p = 2.4的幂律分布;（3）风具有轻度相对论性（洛伦兹因子> 1.5），各向同性等效质量损失率约为5 M_sun/yr。我们描述的影响射流成分和半径，射流能量转换为辐射。
2016-02-03 astro-ph.HE
Late-time spectral line formation in Type IIb supernovae, with application to SN 1993J, SN 2008ax, and SN 2011dh
我们调查线形成过程中的IIb型超新星（SNe）爆炸后100至500天，使用光谱合成计算。模型确定了核燃烧层和产生主要发射线的物理机制，以及这些的诊断潜力。我们将模型计算结果与迄今为止观测到的三个最佳IIb型超新星SN 1993 J、SN 2008 ax和SN 2011 dh的数据进行了比较。氧核合成敏感地依赖于恒星的主序星质量，[O I] 6300、6364谱线的模拟将这三个SNe的祖先限制在M_ZAMS=12-16 M_sun范围内（喷出的氧质量为0.3-0.9 M_sun），SN 2011 dh位于该范围的下端，SN 1993 J位于该范围的上端。来自M_ZAMS >= 17 M_sun祖星的高喷出物质量产生比观测到的更亮的星云相位发射线。因此，核合成分析支持IIb型SNe的低/中等质量祖细胞的情况，并暗示起源于二元系统。我们演示了如何氧和镁复合线可以结合起来，以诊断在SN喷出物中的镁质量。对于SN 2011 dh，导出的镁质量为0.02-0.14 M_sun，这给出了与太阳值一致的Mg/O产生比。在我们的模型中，Hoc燃烧留下的He包层中的氮给出了强的[N II] 6548，6583发射线，其在H-α发射中占主导地位。IIb型SNe的氢包层太小太稀，在150天后无法产生任何明显的H-α发射或吸收，在6550 A附近看到的星云相发射在许多情况下可能是由[N II] 6548，6…
2014-12-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Coherent Inverse Compton Scattering in Fast Radio Bursts Revisited
本文重新探讨了快速射电暴（FRBs）的相干逆康普顿散射辐射机制，提出磁星壳层振荡激发的快磁声波在百倍磁星半径外通过该过程产生FRB，并自然形成所需粒子束，解释了重复FRB的偏振和窄光谱等观测特性。
2024-06-28 astro-ph.HE
Inverse Compton Scattering Spectra of Gamma-Ray Burst Prompt Emission
虽然伽马射线暴（GRB）瞬发辐射的物理起源仍有争议，但加速电子的同步辐射是一种很有前途的机制。人们认为，电子被超相对论冲击或磁重联连续加速。同时，这些电子将通过几个过程（主要是绝热膨胀，同步辐射和逆康普顿散射（ICS））冷却，这些过程调节电子的分布。一个额外的高能量谱分量预计将诱导ICS。然而，γ-γ湮灭效应可能会消除高能光子，并阻止观察者区分额外的成分。我们进行数值计算，考虑到这些影响，并讨论是否可以观察到额外的ICS组件。通过探索伽玛暴喷出物相关量的合理参数空间，我们给出了电子分布和相应的同步辐射和ICS的光谱。结果表明，只有在体积洛伦兹因子较大的喷出物中才能观察到这种额外的成分。大的洛伦兹因子意味着绝热膨胀是电子冷却过程中的主导过程，这使得低能电子分布谱比较困难。因此，ICS分量更有可能被检测到的伽玛暴，具有硬低能光子谱。
2019-04-22 astro-ph.HE
Hydrogen-rich Core Collapse Supernovae
富氢核坍缩超新星，被称为“II型”超新星，是自然界中最常见的恒星爆炸类型。它们的定义是在光谱中存在显著的氢线。II型超新星仅在恒星形成星系中观察到，并且有几个事件与大质量恒星祖先直接相关。确定了五个主要的亚类：IIP型（在其光变曲线中显示出平台），IIL型（显示出光变曲线下降），IIn型（显示出窄的发射线），IIb型（显示出随着时间的推移越来越强的He特征）和87A类（显示出类似于SN 1987 A的长上升光变曲线）。IIP型超新星已经被有力地确定为红超巨星的爆炸，而IIL型超新星的祖先仍然难以捉摸。IIn型可能与明亮的蓝色变星有关，IIb型的前身可能是相互作用的双星系统，而类87A的原型被观测到是一颗蓝色超巨星的爆炸。母星质量、金属丰度、双星和自转的多样性可能是导致观测到的爆炸类型多样性的原因，但是母星参数和超新星性质之间的联系在理论上还没有完全理解，也没有完全映射到观测上。目前正在实施限制这种联系的新的观测方法，包括分析大量事件样本，利用非常早期的数据（从爆炸后几小时到几天获得）和对宿主星系性质的统计研究。
2017-10-10 astro-ph.HE
Origin of X-rays in the low state of the FSRQ 3C 273: Evidence of inverse Compton emission
我们分析了发光类星体3C 273的2.5- 10 keV X射线光谱，以及2000年至2015年期间XMM-牛顿紫外波长的同步观测。2015年观测到有史以来最低的通量水平。3C 273的连续发射通常最好用吸收幂律来描述，但在极低的状态下，K壳铁线的荧光的加入改善了拟合。我们研究的光谱演化的源在其扩展的静态，并检查之间的连接的X射线和紫外线的排放，这已经看到在一些，但不是所有的，以前的工作。我们检测到一个可能的反相关性，这两个波段在低状态的特点3C 273在此期间的大部分时间，然而，这是不存在的耀斑状态。在对3C 273的长期观测中，首次观察到了X射线光谱更亮时更硬的趋势。我们认为3C 273中的X射线发射是软UV种子光子（从活动星系核的局部环境中发射）的逆康普顿散射的结果，最有可能是在热日冕中。我们可以按照Courvoisier和Camenzind（1989）提出的风激波模型，将光谱连续谱的显著时间变化解释为康普顿化介质的光学深度变化的结果。
2017-05-08 astro-ph.HE
A Likely Inclination Dependence in the Non-linear Variability of Quasi Periodic Oscillations from Black Hole Binaries
本文系统地分析了轨道倾角对黑洞双星中B型和C型类星体非线性光变特性的影响。我们使用双相干性（不同傅里叶频率下相位耦合的测量）进行分析。我们发现，有一个可能的倾斜依赖于C型QPO的非线性特性的变化，作为源从硬中间态过渡到软中间态。高倾斜度（边缘上）源显示从“网”到“十字”模式的变化，而低倾斜度（正面上）源显示从“网”到“十字”模式的变化。我们提出了一个方案的Comptonising区域的光学深度的适度增加作为这些影响的一个可能的解释。B型QPO的双相干性不表现出任何可测量的倾斜依赖性。
2019-10-03 astro-ph.HE
Inverse Compton X-rays from Giant Radio Galaxies at z~1
我们报告的XMM-牛顿观测三个FR II射电星系的红移在0.85和1.34之间，这表明在射电叶内的扩展扩散X射线发射，可能是由于逆康普顿上散射的宇宙微波背景。在此假设下，通过频谱拟合与档案VLA射电观测，我们得到了一个独立的估计磁场在射电瓣的3C 469.1，并比较它与均分值。我们发现这两个估计之间的一致性，只要在粒子的能量分布的周转发生在一个洛伦兹因子超过~ 250。我们确定的相对论粒子的总能量在所有三个源的无线电发射波瓣的范围在3e 59和8 e59尔格之间。这些X射线源的原子核是强吸收的活动星系核。
2009-09-23 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Suzaku X-ray spectrum of NGC 3147. Further insights on the best "true" Seyfert 2 galaxy candidate
NGC 3147是迄今为止最令人信服的“真正”塞弗特2星系的例子，也就是说，它是一个真正缺乏宽线区的星系源。我们获得了朱雀观测的双重目的，以更详细地研究铁线复合物，并检查康普顿厚假设缺乏观察到的光学宽线。详细分析了该源的朱雀XIS和HXD/PIN谱。该线复合物由至少两条未分辨的线组成，一条在约6.45 keV，另一条在约7 keV，最有可能与Fe XVII/XIX（前者）和Fe XXVI（后者）相鉴别。高电离线可以起源于光电离物质或光学薄的热等离子体。在后一种情况下，意味着异常高的温度。在光电离模型的情况下，大的等效宽度可以通过极端的铁过剩或假设源是康普顿厚度来解释。然而，在康普顿厚假设中，高于2 keV的辐射主要是由于高度电离的反射层，与通常在康普顿厚的塞弗特2s中发现的相反，在那里，低电离物质的反射占主导地位。此外，XMM-牛顿和朱雀观测之间的源通量不同，相隔3.5年，证实了以前的发现，并表明发射区域的大小必须小于秒差距。硬X射线谱也不能确定康普顿厚度假说。权衡各种论点，NGC 3147的“真正”塞弗特2性质似乎仍然是最有可能的解释，即使“高度电离的反射层”康普顿厚度假设目前还不能被正式拒绝。
2012-04-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
High energy emission of GRB 130427A: evidence for inverse Compton radiation
附近的超亮爆发GRB 130427 A被六台$γ$射线太空望远镜（{ \it Swift}、Fermi-GBM/LAT、Konus-Wind、SPI-ACS/INTEGRAL、AGILE和RHESSI）和三台RAPTOR全天持续监测器同时探测到。各向同性的$γ-$射线能量释放为$\sim 10^{54}$ erg，使其成为红移为$z\leq 0.5$的GRB中最强大的爆炸。超过100 MeV的发射持续了大约一天，四个光子的能量超过40 GeV。结果表明，100 MeV-100 GeV辐射的计数率主要是由前向激波同步辐射引起的，而在GeV-TeV能量范围内，逆康普顿辐射可能占主导地位。特别地，建立了费米-GBM触发后到达$t\sim (243,~256.3,~610.6,~3409.8,~34366.2)$ s的$\sim (95.3,~47.3,~41.4,~38.5,~32)$ GeV光子的逆康普顿辐射源。有趣的是，即时发射的外部逆康普顿散射（第二集，即，由前向冲击加速的电子产生的（$t\sim 120-260$ s）预计会产生一些能量超过10 GeV的$γ-$射线，而在同一时间间隔内检测到了5条。给出了GRB 130427 A、GRB 080319 B和GRB 090902 B的瞬发软$γ-$射线、光学和GeV辐射的统一模型。讨论了IceCube对GRB 130427 A产生的…
2013-08-22 astro-ph.HE
Systematic Physical Characterization of the Gamma-Ray Spectra of 2FHL Blazars
我们测试不同的物理动机模型的光谱形状的$γ$射线发射的样本中的128个耀变体与已知的红移费米大面积望远镜（LAT）检测到的能量超过50 GeV。为了扩大2FHL耀变体的光谱能量覆盖范围，我们分析了前9年的LAT数据，能量范围从300 MeV到2 TeV。我们比较这些光谱数据的四轻子模型的生产$γ$ -射线通过康普顿散射的人口具有不同的光谱形状的电子。在前三个模型中，我们考虑康普顿散射的汤姆逊制度与不同的加速机制的电子。在第四个模型中，我们考虑康普顿散射的纯幂律分布的电子光谱曲率由于散射的克莱因-西科制度。大多数blazar $γ$射线谱在Thomson区优先符合指数截止的幂律分布，在Klein-Nishina区优先符合康普顿散射的幂律分布，而在Thomson区优先符合低能幂律和破幂律谱形的对数抛物线，这很可能是我们对这些模型施加的纯汤姆逊散射限制的结果。这一发现可能表明，在2FHL目录中，来自FSRQs的$γ$射线发射主要是来自尘埃环面的康普顿散射辐射，而在BL Lac天体的情况下，它主要是由同步加速器自康普顿辐射。
2019-01-11 astro-ph.HE
Compton scattering as the explanation of the peculiar X-ray properties of Cyg X-3
我们考虑的影响可能存在的一个汤姆逊厚，低温，等离子体云周围的紧凑的对象在二进制系统天鹅座X-3。这种云的存在是早期推断的能量无关的轨道调制的X射线通量和缺乏高频率的功率谱。在这里，我们研究了云的康普顿散射对X射线能量和功率谱的影响，集中在硬谱状态。该过程降低了能谱中的高能断裂/截止的能量，这使我们能够确定汤姆逊光学深度。这一点，再加上观测到的功率谱截止值，确定了等离子体的大小为2 × 10^9 cm。在这个尺寸下，云将在X射线源的光子场中处于热平衡，这产生3 keV的云温度，这将汤姆逊光学深度的确定细化到7。在这些参数下，云的热韧致辐射也变得很重要。云的物理起源可能是沃尔夫-拉叶星伴星的非常强的恒星风与风吸积形成的小吸积盘的碰撞。我们的模型解释了天鹅座X-3独特的X射线能量和功率谱。
2010-09-15 astro-ph.HE
Modeling the Fe K Line Profiles in Type I AGN with a Compton-Thick Disk Wind
我们已经建立了一个小样本的塞弗特星系，以前被确定为具有简单的X射线光谱，几乎没有内在的吸收。在这个样本中的源都包含适度广泛的Fe K壳层发射的组件，是理想的候选人测试的适用性的康普顿厚吸积盘风模型AGN发射组件。通过风的视角允许观察者看到气体的吸收特征，而正面视角允许观察者看到来自风的散射光。我们发现，铁K发射线的轮廓很好地描述了一个模型的康普顿厚的吸积盘风的太阳丰度，产生几十到几百个引力半径的中心黑洞。此外，拟合需要铁钾α发射的中性成分，该成分太窄而不能从风的内部产生，并且可能来自更远的后处理区域。我们的研究表明，康普顿厚的风可以对观测到的活动星系核的X射线光谱产生深远的影响，即使系统没有通过流动。
2012-04-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
The peculiar Ca-rich SN 2019ehk: Evidence for a Type IIb core-collapse supernova from a low mass stripped progenitor
附近星系M100中奇特的“富钙”SN 2019 ehk的性质仍然不清楚。它的起源一直在争论，要么是剥离的核心坍缩超新星，要么是热核氦爆炸事件。在这里，我们提出了非常晚的时间测光的瞬态获得的凯克我望远镜在$\approx280$天从峰值光。利用测光法对同时期的星云相位谱进行精确的通量定标，在不确定的消光范围内沿视线方向测量了$(0.19-1.08)\times10^{38}$ erg s $^{-1}$的[O I]光度和$(2.7-15.6)\times10^{38}$ erg s $^{-1}$的[Ca II]光度。我们使用这些测量来推导合成的氧质量的下限$\approx0.004-0.069$ M $_\odot$。氧质量是一个敏感的示踪剂的祖质量的核心坍缩超新星，我们的估计是一致的爆炸非常低质量的CO核心的$1.45-1.5$ M $_\odot$，对应于He核心质量的$\approx1.8-2.0$ M $_\odot$。我们提出了高质量的峰值光光谱的瞬态和突出的特点，氢在早期（“闪光”）和光球相光谱，这表明存在的$\gtrsim0.02$ M $_\odot$的氢在祖在爆炸的时候。在星云阶段，H的存在以及[Ca II]/[O I]的大比值（$\approx10-15$）与SN 2019 ehk是一颗IIb型核心坍缩超新星的一致性，它来自剥离的低质量（$\approx9-9.…
2021-01-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Chandra/HETG view of NGC 1365 in a Compton-thick state
我们提出了一个钱德拉高能透射光栅（HETG）的本地塞弗特星系NGC 1365的观测分析。该源以其引人注目的X射线光谱变化而闻名，被捕获在反射占主导地位的康普顿厚状态中。钱德拉提供的高空间分辨率使我们能够从活动核中分离出软X射线辐射，忽略了kpc级星暴环的大部分贡献。因此，HETG光谱揭示了丰富的He-和H-样线从光致电离气体，而在较大的孔径观测这些几乎完全是通过碰撞电离产生的环核环境。一旦剩余的热分量被占，靠近硬X射线连续源的光电离区域的发射线特性表明，NGC 1365有一些相似之处，当地人口的遮蔽活动星系。尽管总体数据质量有限，但几条软X射线线似乎具有相当宽的剖面（半峰全宽约为800-1300 km/s），似乎涉及一系列外流速度（高达约1600 km/s，但可能达到几千km/s）。在更高的能量下，中性铁的K $α$荧光谱线的分辨置信度大于99%，其宽度约为3000 km/s，表明其起源来自同一个宽线区域云，该云负责遮蔽X射线源并可能屏蔽窄线区域。
2015-08-05 astro-ph.HE
The Seyfert 2 galaxy NGC 2110: hard X-ray emission observed by NuSTAR and variability of the iron K$α$ line
我们目前的NuSTAR观测明亮的Seyfert 2星系NGC 2110在2012年获得，当源处于有史以来最高的通量水平，并在2013年，当源处于更典型的通量水平。我们包括其他X射线卫星，即XMM-牛顿，朱雀，BeppoSAX，钱德拉和雨燕的档案观测。同步NuSTAR和Swift宽带光谱（在3-80 keV范围内）指示截止能量$E_{\rm c}>210$ keV，没有来自康普顿反射的可检测贡献。NGC 2110是为数不多的来源之一，没有证据表明遥远的康普顿厚散射被发现，并通过使用时间信息收集了十多年，我们调查的铁K $α$线的时间尺度年的变化。Fe K $α$线可能是两个分量的总和：一个是常数（来自遥远的康普顿厚物质），另一个是变量，与源通量线性相关（可能来自更接近黑洞的康普顿薄物质）。
2014-11-19 astro-ph.HE
Supernova Nebular Spectroscopy Suggests a Hybrid Envelope-Stripping Mechanism for Massive Stars
当一颗具有零年龄主序星质量$M_{\rm ZAMS} \gtrsim 8M_\odot$的大质量恒星核心的核燃料耗尽时，铁或镁核心的中心部分坍塌并形成中子星或黑洞。与此同时，坍缩核心上方的物质被迅速喷出，如果恒星的外层氢包层在爆炸前被移除，就会导致剥离包层超新星（SESN）爆炸。这个包层可能是通过强烈的恒星风或由于质量转移到近距离双星轨道上的伴星而被剥离的。目前尚不清楚哪个过程是主导的，以及不同的机制是否在不同类别的SESNe中起作用; IIb型，Ib型和Ic型SNe以增加包膜剥离程度的顺序。在这项工作中，提出了一种新的分析晚时间星云光谱的SESNe，这是更敏感的核心结构的差异比早期阶段的光谱分析。结果表明，SNe IIb和Ib的前身核除了氢包层的剩余量外，没有什么区别，而SNe Ic的前身核不仅缺乏氢和氦，而且质量明显大于SNe IIb和Ib。这些发现强烈表明，有不止一种机制负责去除外层氢包层和更深的氦层，前者最有可能是由于双星相互作用，而后者涉及质量依赖的过程，如强烈的恒星风或偶发性的爆炸前物质抛射。
2018-08-14 astro-ph.HE
Probing the low-mass end of core-collapse supernovae using a sample of strongly-stripped Calcium-rich Type IIb Supernovae from the Zwicky Transient Facility
本研究利用Zwicky Transient Facility的9个富钙IIb型超新星样本，通过光谱与测光分析确认其前身星为8-12倍太阳质量的低质量恒星，填补了低质量核心坍缩超新星观测样本的空缺，并揭示了强剥离超新星的过渡性质及相关双星系统的演化意义。
2023-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Inverse Compton scattering occurring in a reverse-shock scenario involving a kilonova: A channel of TeV gamma-ray photons
Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文研究所）
本文提出在伽马射线暴余辉阶段，反向激波加速的电子通过外部逆康普顿散射上散射千新星种子光子产生TeV辐射，并应用于GRB 160821B，发现极低磁能分数和明亮千新星有利于TeV探测。
2026-05-24 astro-ph.HE
SN 2024aecx: A double-peaked rapidly evolving Type IIb supernova at 11 Mpc
South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）；Yunnan Key Laboratory of Survey Science, Yunnan University（云南大学云南省测绘科学重点实验室）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学李政道研究所）；Hiroshima Astrophysical Science Center, Hiroshima University（广岛大学广岛天体物理科学中心）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory（云南省超新星国际研究中心）；Tianjin Astrophysics Center, Tianjin Normal University（天津师范大学天津天体物理中心）
本文报道了距离约11 Mpc的IIb型超新星SN 2024aecx的密集测光与光谱观测，发现其具有双峰光变曲线和快速演化特征，并通过建模确定其前身星属于延展型前身星。
2025-11-11 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
NuSTAR Spectroscopy of Multi-Component X-ray Reflection from NGC 1068
我们报告的观测NGC 1068与NuSTAR，它提供了最好的限制，迄今为止的$>10$ keV的光谱形状。在过去的二十年里，我们没有发现强烈的变化，与其康普顿厚AGN分类一致。组合的NuSTAR、Chandra、XMM-Newton和Swift-BAT光谱数据集为复杂的反射发射提供了新的见解。高信噪比NuSTAR数据和Chandra空间分解的关键组合使我们能够打破几个模型退化，并极大地帮助物理解释。当被建模为单片时（即，对于单个N_H反射镜，没有一种常用的康普顿反射模型能够与康普顿反射的中性荧光线和宽光谱形状相匹配。具有三个不同列密度的多部件反射器（例如，N_H~1.5e23、5e 24和1 e25 cm^{-2}）与谱线和康普顿峰的拟合更为合理，且具有接近太阳的Fe丰度。在该模型中，较高的NH分量提供了大部分的康普顿峰通量，而较低的NH分量产生了大部分的线发射，有效地解耦了康普顿反射的两个关键特征。我们注意到，约30%的中性Fe K α线通量来自>2”（约140 pc），这意味着<10 keV的反射分量中有很大一部分来自秒差距尺度环面之外的区域。这些结果可能对解释较差的信噪比观测和/或更远的物体产生影响。
2014-11-03 astro-ph.HE
Evolution of the disc atmosphere in the X-ray binary MXB 1659-298, during its 2015-2017 outburst
我们报告了吸积中子星（NS）低质量X射线双星（LMXB）MXB 1659-298在2015-2017年最近一次爆发期间的X射线发射演化。我们在软态期间检测到60条吸收线（其中21条在大于3 $σ$处），其在硬态中消失（例如，Fe XXV和Fe XXVI线）。正在吸收的等离子体处于静止状态，很可能是吸积盘大气的一部分。大量的吸收特征可以通过高度电离（$log(ξ/erg~cm~s^{-1})\sim3.8$）等离子体的高柱密度（$log(N_H/cm^{-2})\sim23.5$）来再现。它在硬态期间的消失可能是热光电离不稳定性的结果。MXB 1659-298的连续辐射可以用一个被吸收的盘状黑体和它的康普顿辐射之和，加上一个黑体分量来描述。观测到的光谱演化与状态符合通常观察到的环礁和恒星质量黑洞LMXB。在软态期间需要相对论性Fe K $α$盘线的存在。我们还试探性地检测到Fe xxii双重态，其比率表明$n_e>10^{13} cm^{-3}$的吸收体的电子密度，因此，吸收体可能位于距照射源$<7\times10^4 r_g$处，以及康普顿和外盘半径内。MXB 1659-298是第三个受到良好监测的环礁LMXB，在软态期间表现出强烈的Fe xxv和Fe xxvi吸收，在硬态期间消失。
2019-05-03 astro-ph.HE
Application of the spine-layer jet radiation model to outbursts in the broad-line radio galaxy 3C 120
我们提出了一个详细的费米/LAT数据分析的宽线射电星系3C 120。该源最近进入了伽马射线活动增加的状态，这在费米/LAT于2014年9月和2015年4月检测到的两次主要耀斑中表现出来，其他波长没有显著的通量变化。我们分析了现有的数据，将注意力集中在上述爆发上。我们发现非常快的变化的时间尺度在耀斑（小时的顺序）与一个显着的伽马射线通量增加。结果表明，3C 120的6.8年平均γ射线辐射可能是外辐射康普顿辐射和同步辐射自康普顿辐射的总和。为了解决“孤儿”伽玛射线耀斑和快速变化的问题，我们模拟的喷流辐射分为两个组成部分的喷流结构：广泛和相对缓慢的外层和快速，狭窄的脊柱。我们表明，除了快速脊柱偶尔弯曲朝向观察者，我们能够解释观测到的光谱能量分布的3C 120在耀斑与康普顿上散射的宽线区域和尘埃环光子作为主要的伽马射线发射机制。
2015-08-26 astro-ph.HE
Investigating polarization signatures from GRB models
Center for Space Research, North-West University（西北大学空间研究中心）
本研究通过逆康普顿散射模拟，分析了两种GRB模型的偏振特征，发现其偏振水平可能低于现有探测设备的灵敏度，并与已有结果一致。
2026-02-23 astro-ph.HE
On the nature of supernovae Ib and Ic
使用非LTE的时间相关的辐射传输计算，我们研究的混合和非热过程与SN IIb/Ib/Ic光变曲线（LC）和光谱的放射性衰变的影响。从\leq 5 Msun富氦恒星（主序星18- 25 Msun）的短周期双星模型开始，我们人工混合产生1.2B喷出物以改变化学分层。虽然总的56 Ni质量影响LC峰，但由混合过程控制的56 Ni的空间分布影响多带LC和光谱。通过增强混合，我们的合成LC更早地开始其爆发后的重新增亮阶段，随后更渐进地上升到峰值，出现更红，并且由于增强的伽马射线逃逸而在峰值后更快地褪色。非热电子，对于HeI线的产生至关重要，将其能量的主要部分作为热量沉积。因为能量沉积通常在LC峰之后很好地局部化，最轻SN IIb/Ib光谱的特征是HeI谱线较宽，这需要将56 Ni和氦核混合在一个伽马射线平均自由程内，这一要求表明SN IIb和Ib很可能是由带状包层大质量恒星的爆炸产生的（主序星质量\leq 25 Msun），是通过双星系统中的质量转移演化而来，而不是来自更大质量的单个WR星。相比之下，SNe Ic中缺乏HeI线可能是由多种原因造成的：真正的氦缺乏;强不对称混合;弱混合;或者更大的，也许是单一的，以更大的富氧核心为特征的祖先。我们的模型，根据不同的混合幅度，可以产生各种SN类型，包括IIb，IIc，Ib和Ic。由于爆炸模型的限制很差，混合挑战了我们推断SNe IIb/Ib/Ic…
2012-05-24 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Early Shock-Cooling Observations and Progenitor Constraints of Type IIb SN 2024uwq
本文通过对IIb型超新星SN 2024uwq早期激波冷却观测与建模，将其前身星约束为半径10-60倍太阳半径、初始质量12-20倍太阳质量的部分剥离蓝/黄超巨星，揭示了双星质量转移在塑造剥离包层前身星连续谱中的关键作用。
2025-05-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Signature of Seyfert-like component in a blazar 3C 273 and its reflection-based explanation
该研究分析3C 273在2015—2019年五个历元的XMM-Newton与NuSTAR同步观测，发现喷流模型之外存在类赛弗特热成分，并用相对论反射解释软超量与康普顿峰。
2025-02-18 astro-ph.HE
SN 2024iss: A Multi-Wavelength Exposé of a Type IIb Supernova with an Early-Time Ultraviolet Spectrum and Shock Breakout Constraints
University of North Carolina at Chapel Hill（北卡罗来纳大学教堂山分校）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；Institut d’Astrophysique de Paris, CNRS-Sorbonne Université（巴黎天体物理研究所，CNRS-索邦大学）
研究通过多波段观测和分析，探讨SN IIb 2024iss的爆发特性，确定喷流质量、镍-56质量及前身星半径，揭示喷流与周围物质相互作用的影响。
2026-03-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Suzaku Observations of Luminous Quasars: Revealing the Nature of High-Energy Blazar Emission in Quiescent States
本文介绍了在朱雀星上对PKS 0208 -512、Q 0827 +243、PKS 1127 -145、PKS 1510 -089和3C454.3等5个平谱射电类星体的X射线观测结果。此外，费米卫星还同时或准同时监测了所有这些辐射源的伽马射线，雨燕UVOT分别监测了紫外和光学波段。我们构建了它们的宽带光谱，覆盖了从10^14 Hz到10^25 Hz的频率范围，这些光谱揭示了发光耀变体在低活动状态下的高能发射的本质。分析的X射线光谱很好地符合幂律模型与光电吸收。在PKS 0208 -512、PKS 1127 -145和3C 454.3的情况下，X射线连续谱显示出低能量下的硬化迹象。此外，与以前的X射线观测相比，我们看到当源变得越来越暗时，低能光子对总X射线通量的贡献显着增加。同样的行为可以在朱雀数据中单独注意到。一个可能的解释是通过逆康普顿（IC）发射产生的可变的平谱分量，加上一个额外的，可能是稳定的软X射线分量，当源变暗时突出。这种软X射线过剩要么由陡峭的幂律（光子指数γ ~ 3 - 5）或黑体型发射与温度kT ~ 0.1-0.2 keV。我们使用同步辐射自康普顿（SSC）和/或外康普顿辐射（ECR）模型的宽带光谱光谱的五个观测FSRQs模型。我们的模拟表明，发光耀变体的低和高活动状态之间的差异是由于不同的总动力学功率的喷气，最有可能涉及到不同的散装洛伦兹因子的流出耀变体发射区内。
2010-04-16 astro-ph.HE
The NuSTAR View of Nearby Compton-thick AGN: The Cases of NGC 424, NGC 1320 and IC 2560
本文介绍了NuSTAR在3-79 keV波段观测到的三个Seyfert 2活动星系核NGC 424、NGC 1320和IC 2560的X射线光谱分析。高质量的硬X射线光谱允许在这些源中首次对康普顿反射分量进行详细建模。使用准同步NuSTAR和Swift/XRT数据，以及档案XMM-牛顿数据，我们发现，所有三个核被掩盖的康普顿厚的材料，柱密度超过~5 x $10^{24}$ cm $^{-2}$，和他们的X射线光谱超过3千电子伏的康普顿厚的材料上的反射的内在连续性占主导地位。由于非常高的遮蔽度，吸收的本征连续谱分量在任何源中的数据都不是正式要求的。我们通过反射光谱的形状来约束反射介质的内禀光子指数和柱密度。使用档案多波长数据，我们恢复的固有的X射线光度与宽带光谱能量分布一致。我们的研究结果是一致的反射介质是一个边缘上的cluerectorus具有相对较大的全球覆盖因子和整体反射效率的顺序为1%。由于明确确认的康普顿厚的性质的来源，我们调查是否有可能错过了康普顿厚AGN的常用选择标准，并探讨找到他们的高红移同行的可能性。
2014-08-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
A sequence of Type Ib, IIb, II-L, and II-P supernovae from binary-star progenitors of varying initial separation
该研究通过辐射流体力学与时变辐射转移模拟，揭示大质量双星初始轨道周期差异是Ib、IIb、II-L、II-P型超新星多样性的根源，同时指出星周物质作用等因素是模型与观测偏差的可能原因。
2024-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Highest Energy HAWC Sources are Likely Leptonic and Powered by Pulsars
HAWC协作组从9个源中观测到能量超过56 TeV的伽马射线。有人认为这种发射可能是强子性质的，需要这些系统将宇宙射线质子或原子核加速到PeV级能量。在本文中，我们反而表明，这些对象的光谱有利于轻子（逆康普顿）的起源为他们的排放。更具体地说，这些天体的伽马射线辐射可以直接容纳在一个模型中，在这个模型中，主脉冲星的自旋下降功率的$\sim \mathcal{O}(10\%)$被转移到电子和正电子的加速中，其幂律谱扩展到几百TeV或更高。在这些源中观察到的光谱突变在这个简单模型的背景下自然得到解释，并且发生在能量损失的时间尺度与脉冲星的年龄相匹配的能量处。相比之下，这种光谱特征不能直接容纳在强子的情况下。此外，强子模型预测，这些来源应产生更多的发射在GeV尺度的能量比观察到的。鉴于这些考虑，我们得出结论，HAWC的最高能源应被解释为TeV晕或脉冲星风星云，产生通过逆康普顿散射的排放，并提供动力的旋转动能的主机脉冲星。
2021-08-05 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
GRB 080916C: on the radiation origin of the prompt emission from KeV/MeV to GeV
对GRB 080916 C的高能γ射线辐射的费米观测表明，它的能谱与能带函数一致，能量范围从MeV到几十GeV。假设一个单一的发射机制占主导地位，在整个能量范围内，我们表明，这一频谱是一致的同步辐射起源的冲击加速电子。简单的电子逆康普顿模型和强子模型被发现是不太可行的。在同步加速器的情况下，同步自康普顿散射很可能是在克莱因-Nishina制度，因此产生的高能量发射是次优势，即使磁场能量密度低于相对论电子。Klein-Nishina逆康普顿冷却也可能影响低能电子数分布，从而导致低于峰值能量的低能同步光子谱$n(ν)\proptoν^{-1}$。在电子同步辐射解释的框架下，我们约束了激波的微物理参数，并推导出上游磁场的下限。在GRB 080916 C的源坐标系中，如果相对论外流的大部分洛伦兹因子不明显大于数千，则同步辐射的探测延伸到约70 GeV，这有利于玻姆扩散激波加速。
2009-04-18 astro-ph.HE
X-ray fluorescent lines from the Compton-thick AGN in M51
活动星系核（AGN）周围的冷盘/环面气体在硬X射线光子照射下会发出荧光线。Fe和Ni以外的元素的荧光线由于相对较弱而很少被检测到。我们报告了对M51中的低光度康普顿厚度活动星系核的深钱德拉观测中发现的中性Si、S、Ar、Ca、Cr和Mn的K $α$线，以及显著的Fe K $α$、Fe K $β$和Ni K $α$线。在$\sim3σ$处检测到1.74 keV处的Si K $α$线，其它荧光线具有2和2.5 $σ$之间的显著性，而Cr线具有$\sim1.5σ$的显著性。这些微弱的荧光线是由于M51的本征光谱的严重遮蔽而可观察到的，这是由Nustar在10 keV以上的观测所揭示的。来自Chandra和Nustar的M51的硬X射线连续谱可以用指数为1.8的幂律谱拟合，再用赤道柱密度为$N_{\rm H}\sim7\times10^{24}$ cm $^{-2}$和倾角为$74$度的环面进行处理。这证实了M51核的康普顿厚度性质。从荧光线的通量推断的相对元素丰度是类似的太阳值，除了锰，这是大约10倍过剩。这表明Mn可能被Fe的核分散所增强。
2015-10-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
SN2025aico: An Interesting Case Of $^{56}$Ni Mixing, Ejecta Asymmetries, and Dust Formation in a Type IIb Supernova
The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；Institute of Science Tokyo（东京科学大学）
本研究通过多波段观测揭示IIb型超新星SN2025aico中$^{56}$Ni有限混合、抛射物不对称及新尘埃形成，连接了前身星演化与爆炸物理。
2026-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Inverse Compton X-ray Emission from Supernovae with Compact Progenitors: Application to SN2011fe
本文提出了贫氢超新星逆康普顿X射线辐射的广义解析形式，并将其应用于SN 2011 fe的Swift-XRT、UVOT和Chandra观测。我们描述了SN 2011 fe在Swift波段的光学性质，发现它们与“正常”SN Ia大致一致，但是，XRT或Chandra都没有检测到X射线源。我们将前体系统的质量损失率限制在低于2 × 10 ^-9 M_sun/yr（3 σ c.l.）风速v_w=100 km/s。我们的结果排除了SN 2011 fe的共生双星祖先，并反对罗氏瓣溢出亚巨星和主序星，如果>1%的转移质量在拉格朗日点丢失。无论密度分布如何，X射线未检测表明祖细胞部位周围（2 × 10^15 <R<5 × 10^16）cm处的环境清洁（颗粒密度< 150 cm-3）。这要么与大部分物质被限制在双星系统内相一致，要么与质量损失和超新星爆炸之间的显着延迟相一致。此外，我们结合了Chomiuk等人2012年的X射线和无线电极限，以约束磁场中的冲击后能量密度。最后，我们使用来自行星际网络的伽马射线观测来搜索冲击爆发脉冲，没有发现与超新星相关的爆发的令人信服的证据。根据原始恒星的紧凑半径，我们估计冲击波爆发脉冲可能无法被当前的卫星探测到。
2012-02-03 astro-ph.HE
