Be/X-ray binary SXP6.85 undergoes large Type II outburst in the Small Magellanic Cloud
小麦哲伦星云（SMC）Be/X射线脉冲双星SXP 6.85 = XTE J 0103 -728在2008年8月10日开始经历了一次大的II型爆发。在随后的20周内，始终观察到该来源（MJD = 54688 - 54830）。我们目前的X射线定时和光谱分析的来源，作为我们正在进行的罗西X射线定时探测器（RXTE）监测活动的一部分，和整体的关键方案监测SMC和47 Tuc。与光学引力透镜实验（OGLE）III的Be对应的光变曲线的比较表明，从这个源的X射线爆发符合光学最大值的时间。我们把这归因于拱星盘的尺寸增加，导致质量吸积到中子星上。地面红外测光和H-α光谱在爆发过程中获得的被用来作为衡量的大小的拱星盘和借给支持这张照片。此外，折叠RXTE光变曲线似乎表明复杂的变化，在几何形状的吸积区域的表面上的中子星，这可能是一个不均匀的密度分布在拱星材料造成可变的吸积率到中子星。最后，假设的倾斜度的系统和H-α等效宽度的测量是用来做一个简单的估计的大小的拱星盘。
2009-12-15 astro-ph.HE
We conducted a spectral and temporal analysis of X-ray data from the Be X-ray binary pulsar SXP 15.6 located in the Small Magellanic Cloud based on NuSTAR, NICER and Swift observations during the 2021 outburst. We present for the first time the broadband X-ray spectra of the system based on simultaneous NuSTAR and NICER observations. Moreover we use monitoring data to study the spectral and temporal properties of the system during the outburst. Comparison of the evolution of the 2021 outburst with archival data reveals a consistent pattern of variability with multiple peaks occurring at time i…
2022-06-13 astro-ph.HE
Observational constraints on the magnetic field of the bright transient Be/X-ray pulsar SXP 4.78
利用NuSTAR、Swift、Chandra和NICER等天文台在Be/X射线脉冲星SXP 4.78最近爆发期间获得的数据，对该脉冲星进行了光谱和时间分析。利用系统光度、光谱分析和变率功率谱的整体演化，我们得到了中子星磁场强度的约束条件。我们发现，在爆发的上升过程中的变化率功率谱的快速演变，并在通量衰减过程中没有显着的变化。几个低频准周期振荡的功能被发现出现在不同阶段的爆发，但没有明确的线索，他们的起源被发现在能谱和整体通量行为。我们用几种间接的方法估算了中子星表面的磁场强度，发现大多数方法都表明中子星表面存在磁场$B \lesssim 2 \times10^{12}$ G。最严格的上限来自于能谱中回旋吸收特征的缺失，并且表明相对弱的磁场$B < 6 \times 10^{11}$ G。
2019-07-14 astro-ph.HE
Modelling the observable behaviour of SXP 5.05
SXP 5.05是一颗Be/X射线双星，有一颗中子星伴星，位于小麦哲伦星云。它于2013年首次被发现，同年晚些时候，SXP 5.05经历了大规模的光学和X射线爆发。这一爆发使过去5年来在该系统中观测到的任何其他光学事件相形见绌。系统光学亮度的大幅增加意味着Be星的拱星盘的大小和密度增加。X射线数据显示，中子星在每个轨道上有两次掩星，这与一颗中子星从Be星后面经过的情况不一致，因此这些掩星是由圆盘造成的。在本文中，我们模拟的Be/中子星双星SXP 5.05的爆发是由于大量增加的质量喷射的Be星。中子星直接穿过生长盘，结果表明，由此产生的遮蔽可以定性地解释所观察到的系统的X射线行为。我们发现，再现所观察到的系统光学行为的时间尺度的唯一方法是在短时间内（<2个轨道）大幅增加质量喷射，并在事件期间降低粘度。所观察到的X射线和Ha线发射的一般行为也再现的模型。然而，推断的质量喷射和粘度需要产生一个足够快的磁盘大小的增加都高于建议由以前的作品。
2019-04-12 astro-ph.HE
Spectral analysis of SXP59.0 during its 2017 outburst and properties of the soft excess in X-ray binary pulsars
我们报告了X射线脉冲双星SXP 59.0在2017年4月最近一次爆发期间的XMM-牛顿观测结果。在$f_{\rm X}$（0.2-12 keV）= 8 $\times 10^{-11}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$时检测到该源，这是迄今为止报告的最高通量水平之一。测得的脉冲周期为$P_{\rm spin}$ = 58.949（1）s，与以前大多数观测中测得的周期非常相似。在0.2和12 keV之间的整个能量范围内清楚地检测到脉冲发射，但脉冲轮廓是能量依赖性的，并且脉冲分数随着能量的增加而增加。虽然时间平均的EPIC谱主要由幂律分量（光子指数$Γ= 0.76 \pm 0.01$），数据显示出明显的软过剩，这可以用黑体和热等离子体分量的总和来描述（温度分别为$kT_{\rm BB} = 171^{+11}_{-14}$ eV和$kT_{\rm APEC} = 1.09^{+0.16}_{-0.09}$ keV）。此外，EPIC和RGS光谱显示出N、O、Ne、Mg和Fe的窄发射线。EPIC数据的相位分辨谱分析表明，黑体分量的通量随脉冲相位的变化而变化，而等离子体分量几乎是常数。我们表明，黑体分量可以归因于再加工的初级发射的吸积盘的内边缘的光学厚的材料，而热等离子体分量是由于远离吸积区域的扩散气体和窄的发射线的RGS光谱是最有可能由于周围的吸积源的光电离物质。
2018-09-28 astro-ph.HE
Circumstellar Disc and X-ray Variability in the Be/X-ray Binary SXP 5.05 During its 2024 Outburst
St. Xavier’s College（圣泽维尔学院）；Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）
研究利用多波长分析Be/X射线双星SXP 5.05的2024年爆发，结合X射线和光学观测，分析其光变曲线、光谱演化等，发现此次爆发强度和持续时间降低，支持变异性由盘结构和观测几何变化驱动的观点，该双星是探测Be星盘特性的关键系统。
2026-10-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
A multi-wavelength study of SXP 1062, the long period X-ray pulsar associated with a supernova remnant
SXP 1062是一颗位于小麦哲伦星云的Be X射线双星。它拥有一颗长周期X射线脉冲星，可能与超新星遗迹MCSNR J 0127 -7332有关。在这项工作中，我们提出了SXP 1062在不同的光度制度的多波长视图。我们考虑在光学（OGLE调查）和X射线（SWIFT望远镜）监测活动。在这些活动期间，观测到X射线和光学爆发的紧密重合。我们解释这是典型的I型爆发，经常检测到的X射线双星在近星通道的中子星。为了深入研究不同的X射线光度制度，在源静止期间，我们用XMM-牛顿观测，而钱德拉观测则在X射线爆发之后。几乎与钱德拉的X射线观测同时，RSS/SALT望远镜获得了SXP 1062的光学光谱。我们的多波长运动的基础上，我们提出了一个简单的情况下，被观察到的磁盘上的Be星，而中子星的轨道是倾斜的光盘。根据准球形沉降吸积模型，我们对SXP 1062脉冲星磁场的估计目前不需要一个非常强的磁场。
2017-11-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
SXP7.92: A Recently Rediscovered Be/X-ray Binary in the Small Magellanic Cloud, Viewed Edge On
我们提出了一个详细的光学和X射线的研究，2013年爆发的小麦哲伦云Be/X射线二进制SXP 7.92，以及概述了过去18年的观测从OGLE，RXTE，钱德拉和XMM-牛顿。我们将该源的位置修正为RA（J2000）=00：57：58.4，Dec（J2000）=-72：22：29.5，$1σ$不确定度为1.5角秒，将Coe等人（2009）先前报告的位置修正了20角分以上。我们确定和光谱分类正确的对应物作为B1 Ve星。光谱的特征在于非典型的深窄巴耳末系，其中H $α$线特别具有独特的壳轮廓，即嵌入在发射线中的深吸收芯。我们将此解释为我们正在观察系统边缘并看到拱星盘的自遮蔽的证据。我们推导出一个光学周期为40.0 $\pm0.3$天，我们解释为轨道周期的系统，并提出了几种机制来描述X射线/光学行为在最近的爆发，特别是“耀斑”和“下降”的光学光变曲线，包括一个短暂的吸积盘和一个细长的旋进盘。
2017-01-06 astro-ph.HE
SXP 15.6 is a recently established Be star X-ray binary system (BeXRB) in the Small Magellanic Cloud (SMC). Like many such systems the variable X-ray emission is driven by the underlying behaviour of the mass donor Be star. It is shown here that the neutron star in this system is exceptionally close to spin equilibrium averaged over several years, with the angular momentum gain from mass transfer being almost exactly balanced by radiative losses. This makes SXP 15.6 exceptional compared to all other known members of its class in the SMC, all of whom exhibit much higher spin period changes. In …
2022-04-27 astro-ph.HE
Discovery of a Glitch in the Accretion Powered Pulsar SXP 1062
本文根据\textit{Swift}、\textit{XMM-Newton}和\textit{Chandra}卫星对吸积动力脉冲星SXP 1062的2年观测资料，对该脉冲星的时间进行了分析。我们得到了一个相位相干定时解，它表明SXP 1062一直以$-\,4.29(7) \times 10^{-14}$ Hz s $^{-1}$的速率稳定地自旋，导致表面磁场估计约为$1.5 \times 10^{14}$ G。我们还解决了双轨道运动的X射线数据，证实了656（2）天的轨道周期的系统。在MJD 56834.5上，脉冲频率发生突然变化，频率为$Δν= 1.28(5) \times 10^{-6} $ Hz，这表明发生了毛刺事件。毛刺的分数大小为$Δν/ ν\! \sim \! 1.37(6) \times 10^{-3}$，并且SXP 1062在毛刺之后继续以稳定速率降速。在故障前25天的短X射线爆发不会改变源的自旋下降;因此故障应该与中子星的内部结构有关。虽然故障事件对于孤立的彗星是常见的，但SXP 1062的故障是第一次确认吸积动力彗星中这种类型事件的可观测性。此外，脉冲频率的分数变化值确保我们发现迄今为止报告的最大毛刺。
2017-07-11 astro-ph.HE
Long-term evolution of the neutron-star spin period of SXP 1062
由于中子星的大自旋周期，大的自旋下降速率，以及与超新星遗迹的关联限制了它的年龄，Be/X射线双星SXP 1062特别令人感兴趣。这使得该源成为吸积物理学的重要探测器。为了研究自旋周期和相关光谱变化的长期演化，我们在X射线爆发期间对SXP 1062进行了XMM-牛顿机会目标观测。XMM-牛顿数据的光谱和时间分析与以前的研究进行了比较，以及补充斯威夫特/XRT监测和光谱与SALT望远镜获得。在2012年10月14日测得自旋周期为Ps =（1071.01+-0.16）s。X射线光谱与以前的观测结果相似。没有令人信服的回旋吸收功能，这可能是一个高的磁场强度的指示，被found. The高分辨率RGS光谱表明发射线的存在下，这可能不完全占的SNR发射。多历元光谱的比较表明，在Be星周围的递减盘的大小或密度增加。SXP 1062在915天的基线上显示出平均（2.27+-0.44）s/年的净自旋下降。
2013-07-18 astro-ph.HE
Discovery of a 0.8-mHz quasi-periodic oscillation in the transient X-ray pulsar SXP31.0 and associated timing transitions
University of Turku（图尔库大学）；Space Research Institute of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院空间研究所）；University of Oxford（牛津大学）
在X射线脉冲星SXP31.0中发现0.8 mHz准周期振荡及其相关定时转变，该振荡在高能区出现并随后消失，表明其为瞬态现象。
2026-03-05 astro-ph.HE
Discovery of SXP265, a Be/X-ray binary pulsar in the Wing of the Small Magellanic Cloud
我们确定了一个新的候选人的Be/X射线二进制的XMM-牛顿回转调查和档案斯威夫特观测，位于小麦哲伦云和麦哲伦桥的翼的过渡区。我们调查和分类这个源与后续的XMM牛顿和光学观测。我们建立了X射线光谱模型，并在X射线观测和OGLE I波段光变曲线中寻找周期性和可变性。光学对应物已被分类光谱，在SAAO 1.9米望远镜获得的数据，光度，在MPG 2.2米望远镜使用GROND获得的数据。X射线光谱是一个典型的高质量X射线双星与吸积中子星。我们探测到了X射线脉动，揭示了中子星自旋周期P =（264.516+-0.014）s。该源可能显示出持续的X射线光度，约为10^35 erg/s，此外还有I型爆发，表明其轨道周期约为146 d。在光学光变曲线中发现的0.867 d的周期性可以用Be星的非径向脉动来解释。我们确定了光学对应物，并将其归类为B1- 2 II-IVe星。这证实了SXP 265是一颗新的Be/X射线脉冲双星，起源于麦哲伦星云之间的潮汐结构。
2014-08-18 astro-ph.HE
Detection of a 522 s Pulsation from the Transient X-ray Source Suzaku J0102.8--7204 (SXP 523) in the Small Magellanic Cloud
在2012年10月对朱雀卫星1E0102.2-7219在小麦哲伦云（SMC）中进行的例行校准观测期间，我们在春分点J2000.0的（RA，Dec）=（01 h 02 m47 s，-72d04m54s）处探测到一个瞬态X射线源，其位置不确定度约为1“4。我们对该源进行了时间和光谱分析，发现了一个周期为522.3 +/- 0.1 s的相干脉冲信号，以及一个由单一幂律模型描述的无特征光谱，其中光子指数为1.0 +/- 0.1，0.5 ~ 10 keV的光度为8.8 x 10^35 erg s^-1，假设距离为60 kpc。朱雀源可能是2XMMJ010247.4-720449的对应物，它已经被观测过多次，包括在雨燕爆发期间。根据我们的数据中的X射线特性，以及文献中的瞬态记录和光学及近红外特征，我们得出结论，这个源是一个高质量的X射线脉冲双星与Be星的同伴在SMC，这是已知的港口异常大（80）数量相比，我们的银河系。
2013-03-01 astro-ph.HE
Orbital Period Determinations for Four SMC Be/X-ray Binaries
本文对小麦哲伦云（SMC）中的四个Be/X射线双星进行了光学和X射线研究。对SMC X-2、SXP 172和SXP 202 B长达11年的半连续监测的OGLE I波段数据进行了分析，提供了轨道周期的测量值（对于脉冲星，Porb分别为18.62、68.90和229.9天）和每个脉冲星的详细光学轨道剖面。对于SXP 172，这允许通过常规RXTE监测直接比较光学和X射线发射，揭示了X射线爆发比光学爆发早约7天。XMM-牛顿最近的X射线研究在SXP 15.3附近发现了一个新的源，这对该X射线脉冲星的光学对应物的识别提出了疑问。在这里，我们提出了一个讨论的意见，导致了原来的对应物的建议和详细的光学分析对应的新的X射线源，确定了21.7 d周期性的OGLE I波段数据。该星的光学特征与SMC Be/X射线双星一致。然而，在先前的研究中，由于缺乏Hα发射，该恒星被拒绝作为SXP 15.3的对应物。
2010-10-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
The XMM-Newton survey of the Small Magellanic Cloud: Discovery of the 11.866 s Be/X-ray binary pulsar XMMUJ004814.0-732204 (SXP11.87)
XMM-牛顿小麦哲伦云巡天的目标之一是研究Be/X射线双星的总体。在我们的第一次调查观察中，发现了一个明亮的新瞬变- XMMUJ004814.0-732204。我们提出的EPIC X射线数据的分析与光学观测一起，调查XMMUJ004814.0-732204的光谱和时间特性。我们在EPIC数据中发现了周期为（11.86642 +/- 0.00017）s的相干X射线脉动。X射线光谱可以用具有软过量指示的吸收幂律来建模。根据软X射线光谱的建模，光子指数范围在0.53和0.66之间。我们确定的光学对应物是一个B = 14.9等的恒星，这是监测期间的CAMO和OGLE-III项目。光学光变曲线显示B和R的爆发约为0.5等，I的爆发可达0.9等，这些爆发以大约1000天的时间尺度重复。该恒星的OGLE-III光学颜色与早期B光谱类型一致。2009年12月在南非天文台1.9米望远镜上获得的光谱显示H_alpha发射，等效宽度为3.5 +/- 0.6 A。X射线谱和脉动的探测表明XMMUJ 004814.0 -732204是SMC中一颗新的高质量X射线脉冲双星。光学对应物光谱的长期变化和H_α发射线表明它是Be/X射线二元系统。
2010-11-16 astro-ph.HE
Discovery of a Rare Eclipsing Be/X-ray Binary System, Swift J010902.6-723710 = SXP 182
本研究通过Swift SMC巡天发现罕见食Be/X射线双星Swift J010902.6-723710，测定其X射线周期、轨道周期，揭示食现象由中子星吸积盘遮挡伴星导致，为精确约束双星物理参数提供新契机。
2024-03-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multiwavelength monitoring of a very active dwarf nova AX J1549.8$-$5416 with an unusually high duty cycle
我们提出了新的光学，紫外（UV）和X射线观测的高度可变的源$-$ AX J1549.8 $-$ 5416的分析结果。在光学光变曲线中检测到几个快速上升、指数衰减的爆发，以及在光谱中缺乏He II发射线，都表明AX J1549.8 $-$ 5416是一颗矮新星（DN）类型的激变变星。三个小爆发和一个正常的爆发的多波长分析代表一个DN的最完整的多波长的研究，并帮助细化在这个系统中的X射线，紫外线和光发射之间的关系。我们发现，在爆发的上升阶段，紫外发射相对于光学延迟$1.0-5.4$天。X射线发射在光学爆发的峰值期间被抑制，并在爆发结束期间恢复。从我们对AX J1549.8 $-$ 5416的存档Swift，Chandra和XMM-牛顿观测的分析中，我们估计这个DN具有高占空比（$\sim50\%$），表明静态X射线光度大于$10^{32}$ erg/s。我们还发现，X射线和紫外光通量大致是反相关的。此外，我们发现，在低的X射线通量，X射线光谱是很好地描述了一个单一的温度热等离子体模型，而在高的X射线通量，等压冷却流模型也可以工作。我们发现等离子体在静止时的最高温度明显高于爆发时的最高温度。
2017-05-04 astro-ph.HE
Contrasting behaviour from two Be/X-ray binary pulsars: insights into differing neutron star accretion modes
本文介绍了来自小麦哲伦云（SMC）方向的两个周期性X射线信号的识别。在罗西X射线计时探测器（RXTE）的探测中，175.4秒和85.4秒的脉动被认为是来自位置未知的新Be/X射线双星（BeXRB）。利用快速跟踪的INTEGRAL和XMM-牛顿观测，我们发现第一颗脉冲星（命名为SXP 175）与一颗候选的高质量X射线双星（HMXB）重合，该双星位于SMC北部棒区，正在经历一次小型II型爆发。本文首次给出了该系统的轨道周期（87 d）和光谱类（B 0-B0.5IIIe）。第二颗脉冲星被证明不是新的，但与SXP 91.1-SMC长达13年的RXTE关键监测计划开始时发现的脉冲星一致。虽然理论上吸积中子星在如此短的时间内如此显著地改变自旋周期是可能的，但可用于该源的X射线和光学数据表明，这种自旋上升在X射线静止的长阶段是连续的，其中吸积驱动的中子星的自旋上升应该是最小的。
2013-04-29 astro-ph.HE
On the braking index of the unusual high-B rotation-powered pulsar PSR J1846-0258
PSR J1846-0258是一个跨越磁星和旋转动力磁星之间边界的天体。虽然多年来一直表现为旋转动力的脉冲星，但在2006年，它表现出明显的类似磁铁的行为-发射几个短的硬X射线爆发，通量增加。在这里，我们报告7年后爆发时序观测PSR J1846-0258使用罗西X射线定时探测器和雨燕X射线望远镜。我们测量的制动指数超过后磁星爆发期间是$n=2.19\pm0.03$。这代表了$Δn=-0.46\pm0.03$的变化，或与爆发前制动指数$n=2.65\pm0.01$相差14.5 $\;σ$，后者本身是在6.5年的跨度内测量的。脉冲星制动指数的变化如此之大且持续时间如此之长，是前所未有的，对脉冲星自旋下降模型构成了重大挑战。
2015-08-14 astro-ph.HE
The Curious Case of Swift J1753.5-0127: A Black Hole Low-mass X-ray Binary Analogue to Z Cam Type Dwarf Novae
雨燕J1753.5-0127（J1753）是一个候选的黑洞低质量X射线双星（BH-LMXB），于2005年5月在爆发中被发现。它在$\sim12$年中一直处于爆发状态，在不同的时间尺度上表现出广泛的变化性，然后在2017年4月经历了两次短暂的低亮度“迷你爆发”后进入平静状态。异常长的爆发持续时间在这样一个短周期（$P_{\rm orb}\approx3.24$小时）的来源，和复杂的变化，在此期间观察到的爆发期间，挑战的预测广泛接受的磁盘不稳定性模型，已被证明广泛再现LMXB系统的行为。在J1753中观察到的长期行为让人联想到Z Cam类矮新星，来自伴星的可变质量转移驱动不寻常的爆发，其特征是停滞的衰变和光度的突然变化。使用复杂的建模的多波长的光变曲线和光谱的J1753，在$\sim12$年的源是活跃的，我们调查的假设，从伴星的增强质量转移的周期可能驱动这个异常长的爆发。我们的模型表明，J1753实际上是一个BH-LMXB模拟Z凸轮系统，其中来自伴星的可变质量转移是由系统的辐射特性变化驱动的，影响了盘和伴星。
2018-10-22 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
We report on the discovery of Swift J004516.6-734703, a Be/X-ray binary system by the Swift SMC Survey, S-CUBED. Swift J004516.6-734703, or SXP 146.6, was found to be exhibiting a bright (~10^37 erg/s) X-ray outburst in 2020 June 18. The historical UV and IR light-curves from OGLE and Swift/UVOT showed that after a long period of steady brightness, it experienced a significant brightening beginning around 2019 March. This IR/UV rise is likely the signature of the formation of a circumstellar disc, confirmed by the presence of strong a Hα line in SALT spectroscopy, that was not previously prese…
2020-08-25 astro-ph.HE
A double-peaked outburst of A 0535+26 observed with INTEGRAL, RXTE, and Suzaku
Be/X射线双星A 0535+26在2009年8月表现出一次正常（I型）爆发。这是一系列与近星点有关的正常爆发中的第四次，但由于呈现双峰光变曲线而不寻常。这两个峰在15-50 keV范围内达到~450 mCrab的通量。我们提出的时间和光谱分析的INTEGRAL，RXTE，朱雀观测的爆发的结果。研究了爆发过程中的能量依赖脉冲波形及其演化。没有观察到与其他正常爆发的显着差异。基回旋加速线的质心能量在爆发过程中没有明显的变化。随着光度的增加，观察到光谱硬化。我们的结论是，源是在次临界政权的增生。我们讨论了双峰爆发的可能解释。
2013-01-21 astro-ph.HE
First INTEGRAL observations of V404 Cygni during the 2015 outburst : spectral behavior in the 20 - 650 keV energy range
2015年6月，天鹅座V404（= GS 2023 +38）经历了一次异常的爆发。我们提出的结果，在第一次革命致力于这个目标的积分任务，并专注于在硬X射线域的光谱行为，使用SPI和IBIS仪器。源表现出极端的变化，并达到几十个螃蟹的通量。然而，20和650千电子伏之间的辐射可以理解为两个主要组成部分，在所有可观测的时间尺度上变化，类似于在持久的黑洞系统Cyg X-1中观察到的。低能量分量（高达~ 200 keV）呈现出相当不寻常的形状，可能是由于固有源的可变性。尽管如此，一个令人满意的描述与康普顿化模型，如果一个异常热的种子光子（$kT_0$ ~ 7 keV）的人口被引入。在这第一个组成部分之上，一个明显的过量延伸到400-600千电子伏，导致我们研究一种情况，其中一个额外的（截止）幂律可能对应于射流同步辐射的贡献，如天鹅座X-1所提出的。对湮灭特征的搜索没有提供任何可靠的检测，在平均获得的光谱上，对于以511 keV为中心的窄线，上限为2 x $10^{-4} ph/cm^2 s$（2 σ）。
2015-10-13 astro-ph.HE
Puzzling Blue Dips in the Black Hole Candidate Swift J1357.2-0933, from ULTRACAM, SALT, ATCA, Swift and NuSTAR
我们在2017年爆发期间对低质量X射线双星Swift J1357.2-0933进行了快速的多波长测光。使用几套准同时ULTRACAM/NTT（光学），NuSTAR（X射线），XRT/雨燕（X射线），盐（光学）和ATCA（无线电）的观测期间采取的爆发下降，我们确认频繁的光学浸渍，以前已经注意到在爆发和平静。我们还发现：1）倾角频率随着爆发的衰减而降低，与前一次爆发中所看到的相似，2）倾角产生的形状与部分盘掩星的双星系统相似，3）在这些倾角期间，源变得明显更蓝，表明与其他LMXB倾角相比，具有不寻常的几何形状，以及4）倾角叠加分析证实了对光学倾角没有X射线响应。这些非常不寻常的性质似乎是雨燕J1357.2-0933所独有的，并且可能是高双星倾角的结果，从其非常低的爆发X射线光度等特征推断。从这个分析，以及X射线/光学定时相关性，我们提出了一个模型与多组分发射/吸收功能与不同的颜色。这可能包括一个偶尔被掩盖的喷气机基地和一个凹陷的光盘可能存在。这个源仍然有许多令人困惑的特征，对非常微弱的X射线瞬变种群产生了影响。
2019-06-10 astro-ph.HE
The unusual X-ray morphology of NGC4636 revealed by deep Chandra observations: cavities and shocks created by past AGN outbursts
本文介绍了位于室女星系团外围的X射线发光椭圆星系NGC 4636的Chandra ACIS-I和ACIS-S观测资料（$\sim$共200 ks）。软带（0.5-2 keV）图像显示，在中心存在一个明亮的核心，周围是一个扩展的X射线日冕和两个明显的准对称，8 kpc长，臂状特征。每个特征都定义了椭圆形气泡的边缘。另外一个类似气泡的特征，其北部边缘位于东北臂以南$\sim2$千秒差距处，也被探测到。我们目前的表面亮度和温度分布在整个边缘的气泡，表明它们的边缘是尖锐的，其特征在于约20- 25%的温度跳跃。通过与理论激波模型的比较，我们表明，气泡产生的冲击，可能是由能量沉积的偏离中心的射流驱动的情况下，是最可行的解释观察到的X射线形态的中心部分的NGC 4636。
2009-09-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
The 2015 Outburst of V404 Cygni is an unusual one with several X-ray and radio flares and rapid variation in the spectral and timing properties. The outburst occurred after $26$ years of inactivity of the black hole. We study the accretion flow properties of the source during its initial phase of the outburst using {\it Swift}/XRT and {\it Swift}/BAT data in the energy range of $0.5-150$ keV. We have done spectral analysis with the two-component advective flow (TCAF) model fits file. Several flow parameters such as two types of accretion rates (Keplerian disk and sub-Keplerian halo), shock par…
2020-06-05 astro-ph.HE
What causes long outbursts of neutron star low-mass X-ray binaries?
本文通过系统比较短轨道周期中子星低质量X射线双星的长、短爆发性质，发现长爆发源在吸积率、盘质量等参数空间中与短爆发源明显分离，表明热-粘滞不稳定性无法解释长期爆发，对理解暂现吸积过程具有重要意义。
2025-04-10 astro-ph.HE
$Fermi$ GBM Observations of V404 Cyg During its 2015 Outburst
天鹅座V404是在1989年由$Ginga$ X射线卫星发现的，在它之前唯一观测到的X射线爆发期间，很快就被证实是一个黑洞双星。2015年6月15日，伽马射线暴监测器（GBM）触发了天鹅座V404的新爆发。我们提出了13天的GBM观测这次爆发，包括地球掩星通量测量，光谱和时间分析。地球掩星通量达到30蟹检测到的排放量为100千电子伏，并确定，通过硬度比，源是在一个硬的状态。在高光度下，8和300 keV之间的光谱分析表明，电子温度随光度增加而降低。如果质子和电子在爆发期间处于热平衡，并且电子被来自盘的较软种子光子的康普顿散射冷却，则这是预期的。然而，隐含的种子光子温度异常高，这表明来自另一个来源的贡献，如喷流。在这段时间内没有看到状态转换的证据。时间分析揭示了功率谱，可以模拟两个或三个强大的，广泛的洛伦兹，类似的功率谱的黑洞二进制在其硬态。
2016-04-15 astro-ph.HE
The 2013 outburst of a transient very faint X-ray binary, 23" from Sgr A*
我们报告了使用Swift/XRT、NuSTAR和Chandra X射线望远镜对瞬态X射线源CXOGC J174540.0-290005在2013年爆发期间的观测结果。由于它位于多个针对Sgr A* 的观测活动的区域，这是迄今为止对非常微弱的X射线双星（VFXB;峰值$L_X<10^{36}$ erg/s）爆发研究得最好的一次，在50天的X射线观测中发现了173 k。VFXBs特别令人感兴趣，因为它们异常低的爆发光度和时间平均质量转移速率，这在标准吸积物理学和双星演化中很难解释。2013年CXOGC J174540.0-290005爆发的峰值为$L_X$（2-10 keV）= $5.0\times10^{35}$ erg/s，所有高于$10^{34}$ erg/s的数据都与光子指数$\sim1.7$的吸收幂律很好地拟合，从2 keV延伸到$\sim$ 70 keV。我们讨论了这些意见的吸积态的CXOGC J174540.0-290005的影响。
2014-05-01 astro-ph.HE
A Double Outburst from IGR J00291+5934: Implications for Accretion Disk Instability Theory
2008年，由吸积提供能量的毫秒脉冲星IGR J 00291 +5934经历了两次约10 d的爆发，两次爆发之间相隔30 d。爆发之间如此短的静止期以前从未在中子星的X射线瞬变中看到过。在两次爆发中都检测到了自旋频率为599 Hz的X射线脉动。我们首次推导出一个连接两个爆发的脉冲相位模型，为自旋频率测量提供了一个长基线。与2004年爆发时测得的频率相比，该源在静止期的自旋下降为-4（1）x10^-15 Hz/s，大约比在401 Hz吸积动力脉冲星SAX J1808.4-3658中观测到的长期自旋下降大一个数量级。如果这种自旋下降是由于磁偶极辐射引起的，那么它需要2 × 10^8 G的场强，并且它的高自旋下降光度可以用费米大面积望远镜探测到。或者，这种大的自旋下降可能是由Q/I = 1 × 10 ^{-9}的分数质量四极矩发射的引力波产生的。爆发的快速连续性也为低质量X射线双星的吸积模型提供了独特的测试。盘不稳定性模型通常预测，爆发将使吸积盘过于耗尽，以至于在如此短暂的静止之后无法为第二次爆发提供燃料。我们建议一个修改，其中的爆发是关闭的螺旋桨效应的发病之前，磁盘耗尽。这个模型可以解释2008年第二次爆发的短暂平静和异常缓慢的光变曲线上升。
2010-11-16 astro-ph.HE
Unexpected late-time temperature increase observed in two neutron star crust cooling sources -- XTE~J1701-462 and EXO~0748-676
作为中子星（NS）宿主的瞬态LMXB为探测NS地壳中存在的致密物质物理提供了极好的实验室。在LMXB的增生爆发期间，放热反应可能加热NS地壳，破坏壳核平衡。当爆发停止时，地壳冷却，与地核恢复热平衡。监测这种演变使我们能够探测地壳中的致密物质物理学。在爆发结束后的较晚时间，可以探测更深地壳层的性质。我们报告了LMXB中两个NS，XTE J1701-462和EXO 0748-676的意外后期温度演变（爆发结束后>2000天）。虽然这两个源表现出非常不同的爆发（在持续时间和平均吸积率方面），但它们在爆发结束后约2000天左右，在观测到的有效温度（发生在约700天的时间跨度内）中表现出异常陡峭的约7 eV的衰减。此外，在这种急剧衰减之后，它们都显示出更意想不到的温度上升~3 eV（在~500-2000天的时间段内）。对于XTE J1701-462和EXO 0748-676，该升高分别在2.4σ和8.5σ水平下显著。这种行为的物理解释是未知的，不能直接用冷却假说来解释。此外，这种观察到的演变也不能很好地解释低水平的吸积，而不援引许多假设。我们研究了理论加热和冷却模型中的潜在途径，这些模型可以重现这种不寻常的行为，到目前为止，已经在两个地壳冷却源中观察到这种行为。在其他NS地壳冷却源中，在类似的较晚时间没有观察到这种温度升高，尽管不能排除这可能是在如此晚的时间获得的采样不足的结果。
2020-05-25 astro-ph.HE
Seyfert galaxies with Swift: giant flares, rapid drops, and other surprises
斯威夫特开创了一个了解活动星系核（AGN）变化极端的新时代，它们的驱动因素和潜在的物理学。这是基于其快速响应、高灵敏度、良好的空间分辨率以及其同时收集X射线到光学SED的能力。在这里，我们提出了我们最近的监测活动的结果与斯威夫特的高度可变AGN，包括爆发，深低状态，和不寻常的长期趋势，在几个塞弗特星系，包括Mrk 335，WPVS007，和RXJ2314.9+2243。我们还报告了IC 3599新的X射线和光学爆发的检测以及我们的Swift后续行动。IC 3599以前被认为是活动星系核中振幅最高的爆发之一。我们简要地讨论了这第二次爆发的IC 3599排放的情况下，包括吸积盘的变化，重复潮汐破坏事件，并存在一个二元超大质量黑洞的影响。
2015-02-24 astro-ph.HE
Peculiar outburst of A 0535+26 observed with INTEGRAL, RXTE and Suzaku
Be/X射线双星系统A0535+26在2009年8月发生了一次正常的爆发。这是发生在源的近星点附近的一系列正常爆发中的第四次，但由于在较早的轨道阶段开始并呈现出特殊的双峰光变曲线而不寻常。第一次“耀斑”（从MJD 55043开始持续约9天）达到440 mCrab的通量。然后流量下降到小于220 mCrab，并再次增加，在MJD 55057的近星点周围达到440 mCrab。利用INTEGRAL、RXTE和朱雀进行了机会目标观测。这些观测的第一个结果，特别强调的回旋线存在于X射线光谱的源，以及在脉冲周期和能量依赖的脉冲轮廓的源。
2010-03-15 astro-ph.HE
Giant outburst from the supergiant fast X-ray transient IGR J17544-2619: accretion from a transient disc?
超巨星快X射线瞬变（SFXTs）是与OB超巨星伴星相关的高质量X射线双星，其特征是X射线耀斑行为，其动力学范围在几百到几千秒的时间尺度上达到5个数量级。目前的研究集中在寻找可能的机制，以抑制吸积SFXTs和解释其异常低的平均X射线光度。我们介绍了2014年10月10日SFXT IGR J17544-2619显示的异常明亮爆发的Swift观测结果，当时该源达到了$3\times10^{38}$ erg s $^{-1}$的峰值亮度。这将源的总动态范围扩展到$\gtrsim$ 10 $^6$，这是迄今为止从SFXT记录的最大值（因子为10）。还报告了脉动周期为11.6秒的初步证据。我们表明，这些观测挑战，第一次，最大的理论光度可实现的SFXT和建议，这个巨大的爆发是由于形成一个短暂的吸积盘周围的紧凑的对象。
2015-02-16 astro-ph.HE
Seven reflares, a mini-outburst and an outburst : High amplitude optical variations in the black hole X-ray binary Swift J1910.2-0546
本研究对黑洞X射线双星Swift J1910.2-0546开展十年光学监测，发现其罕见的多次再耀发与微型爆发特征，提出该现象源于吸积盘内重复的加热冷却锋面反射。
2023-04-04 astro-ph.HE
X-ray and optical monitoring of the December 2017 outburst of the Be/X-ray binary AX J0049.4-7323
AX J0049.4-7323是一颗Be/X射线双星，它显示出一种不寻常且知之甚少的光学变化，包括周期性和明亮的光学爆发，与X射线爆发同时发生，其特征是高度不对称的轮廓。爆发的周期性被认为与中子星的轨道周期相对应。为了了解这个来源所表现出的行为，我们在2017年12月的近星点期间进行了第一次多波长监测活动。监测持续了约37天，包括X射线，近紫外线，从尼尔·盖尔斯斯威夫特天文台的光学数据，光学I波段从OGLE调查，和光谱观测的H-α线进行的3.9米英澳望远镜。这些观测结果显示，AX J0049.4-7323在异常爆发期间具有与以前明显不同的性质。在I波段，它显示出更长的上升时间尺度（~60天而不是1-5天）和更长的衰减时间尺度。在爆发的高峰期，I波段的亮度突然增加，对应于X射线爆发的开始。对H-α发射谱线的监测显示出由三个峰组成的快速和高度可变的谱线，其具有可变的倒数亮度。我们解释这些结果作为一个拱盘翘曲的潮汐相互作用与中子星在一个高偏心率轨道期间，其近星通道。爆发峰值时光学光度的快速跳变和之前的非对称爆发可能是由于中子星在近星通过期间，星周盘中的X射线光子的再处理或大量物质从星周盘或施主星外层的潮汐位移，导致I波段发射区的大小增加。
2018-11-30 astro-ph.HE
We present the first ever discovery of a short-period and unusually helium-deficient dwarf nova KSP-OT-201701a by the Korea Microlensing Telescope Network Supernova Program. The source shows three superoutbursts, each led by a precursor outburst, and several normal outbursts in BVI during the span of ~2.6 years with supercycle and normal cycle lengths of about 360 and 76 days, respectively. Spectroscopic observations near the end of a superoutburst reveal the presence of strong double-peaked HI emission lines together with weak HeI emission lines. The helium-to-hydrogen intensity ratios measur…
2022-02-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
A new and unusual LBV-like outburst from a Wolf-Rayet star in the outskirts of M33
MCA-1B（也被称为MCA 003）是一颗位于M33西郊的亮热星，在20年前被分类为光谱型Ofpe/WN 9，并被确认为候选亮蓝变星（LBV）。Palomar Transient Factory的数据显示，这颗恒星在2010年变亮，其光曲线与M31中经典的LBV恒星AFAn相似。其他的Ofpe/WN 9恒星已经爆发为LBV，但MCA-1B是不寻常的，因为它仍然很热。它在整个喷发过程中表现出WN型光谱，而LBV通常会变得更冷。MCA-1B的热光度增加了近四倍，半径也增加了一倍，但温度保持在29 kK左右。当它逐渐消失时，它转向更热的温度，表现出WN 7/WN 8型光谱，并使其风速增加一倍。MCA-1B让人想起一些超新星冒名顶替者，它的位置类似于SN 2009 ip的孤立环境。它与HD 5980（在SMC中）和GR 290（也在M33中）最相似。而这两个LBV表现出B型光谱喷发，MCA-1B是第一个明确的情况下，沃尔夫-拉叶（WR）光谱持续在所有时间。MCA-1B、HD 5980和GR 290共同构成了一类WN型LBV，与S剑鱼座LBV不同。它们在低金属丰度的LBV背景下是最有趣的，可能是双星中的后LBV/WR转变，并且可能是~Ibn型超新星的祖先。
2020-01-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Puzzling thermonuclear burst behaviour from the transient low-mass X-ray binary IGR J17473-2721
我们研究了IGR J17473-2721的热核爆发行为，IGR J17473-2721是一个X射线瞬变，在2008年经历了长达六个月的爆发，（不寻常地）从X射线爆发开始。我们用AGILE、Swift、RXTE和INTEGRAL在整个爆发过程中总共探测到57次热核爆发。在爆发期间，推断出的吸积率范围很广（介于爱丁顿吸积率m-dot_Edd的<1%和约20%之间），使我们能够研究核燃烧过程的变化，并确定多达七个不同的阶段。爆发率逐渐增加的吸积率，直到它下降（在一个持久的流量对应于约15%的m-dot_Edd）爆发峰值前几天，之后爆发没有检测到一个月。随着持续发射随后减少，爆发活动恢复的速度比爆发上升期间低得多。这种滞后现象可能是由于吸积对表面核燃烧过程的热效应引起的，其时间尺度与中子星壳热响应的时间尺度大致一致。另一方面，在爆发峰值附近的数据间隙内发生的未被检测到的超级爆发可能会产生类似的爆发活动淬灭。
2010-07-29 astro-ph.HE
The spectral evolution and ejecta of recurrent nova U Sco in the 2010 outburst
介绍和分析了2010年U Sco爆发从最大光到平静的天气光谱观测以及同期的X射线观测。爆发后52天的X射线光谱表明有一个热源（kTbb ~ 70 eV）。.在氢和氦的光学复合谱线中观察到来自被辐照的伴大气的窄谱线分量。星云光谱的形成是第一次在这类经常性的新星，允许使用光电离模型的喷出物的详细研究。不寻常的[OIII]极光星云线的比例被发现和可能的情况下，他们的起源进行了讨论。发射线光谱的模拟表明，一个高度不均匀的喷出物质量约为或超过3 × 10-6 Msun
2010-09-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
A window into the neutron star: Modelling the cooling of accretion heated neutron star crusts
在吸积中子星的X射线瞬变过程中，在吸积爆发期间，中子星的地壳可以被加热到与内核的热平衡之外。在静止期（吸积停止时）观察到的随后冷却为研究地壳的结构和热特性提供了一个独特的机会。最初，地壳冷却模型研究的重点是具有长时间吸积爆发（> 1年）的瞬态X射线双星，这样地壳将被显着加热，以便可以检测到冷却。在这里，我们提出了一个理论模型的结果，观察到的冷却曲线后，一个短暂的吸积爆发只有~10周。在我们的研究中，我们使用2010年爆发的瞬时吸积11赫兹X射线脉冲星在球状星团泰山5。观测发现，在其短暂的吸积爆发结束后的4年多时间里，该源区的地壳仍然是热的。从我们的模型中，我们发现这样一个长寿的热地壳意味着一些不寻常的地壳特性，如非常低的导热率（比其他地壳冷却源低10倍以上）。此外，我们提出了我们的初步结果的建模的持续冷却的中子星在MXB 1659-298。这个瞬态X射线源在经历了约1.8年的吸积阶段后，于2017年3月恢复平静。我们比较了我们的预测冷却曲线后，这次爆发的冷却曲线后，它的前一次爆发结束于2001年获得的同一来源。
2017-12-06 astro-ph.HE
Radio monitoring of the hard state jets in the 2011 outburst of MAXI J1836-194
MAXI J1836-194是一个银河系黑洞候选X射线双星，在2011年爆发时被发现。在本文中，我们提出了完整的无线电监测系统在其“失败”的爆发，其中的源没有完成一套完整的状态变化，只有过渡到硬中间状态。与Karl G. Jansky甚大阵（VLA）和澳大利亚望远镜紧凑阵（ATCA）的观测表明，在爆发期间喷流的性质发生了显著的变化。VLA观测在爆发早期检测到线性偏振发射，水平约为1%，随着爆发达到峰值，增加到约3%。甚长基线阵列（VLBA）的高分辨率图像显示沿位置角$-21 \pm 2^\circ$的质量约为15的喷流，与我们的极化结果（$-21 \pm 4^\circ$）中发现的电矢量位置角一致，这意味着磁场垂直于喷流。天体测量观测表明，该系统需要一个不对称的出生踢来解释其观测到的空间速度。将2011年爆发的准同步X射线监测与5 GHz VLA观测结果进行比较，显示出$L_{\rm R} \propto L_{\rm X}^{1.8\pm0.2}$异常陡峭的硬态无线电/X射线相关性，其中$L_{\rm R}$和$L_{\rm X}$分别表示无线电和X射线光度。在2012年重新变亮期间，ATCA和Swift对该源进行了监测，我们发现该系统处于相同的陡峭相关性。由于该系统的低倾角，我们然后调查的可能性，所观察到的相关性可能已经变陡的可变多普勒增强。
2015-03-30 astro-ph.HE
The Double-Peaked 2008 Outburst of the Accreting Milli-Second X-ray Pulsar, IGR J00291+5934
2008年8月，吸积的毫秒X射线脉冲星（AMXP）IGR J 00291 +5934经历了一次持续约100天的爆发，这是自2004年发现以来的第一次。我们目前的数据从双峰爆发福克斯望远镜北，INT，凯克望远镜，PAIRITEL，韦斯特博克综合射电望远镜和斯威夫特，XMM-牛顿和RXTE X射线任务。我们研究了不同波长下爆发的演化。我们研究的光变曲线形态，提出了第一个无线电X射线光谱能量分布（SED），这个源和最详细的紫外-红外SED的任何爆发AMXP。我们展示了简单的模型，试图确定负责的排放机制。我们分析了短时间尺度的光学变化，并与2004年的中等分辨率光谱进行了比较。爆发形态是不寻常的AMXP，包括两个峰值，第二个包含一个'高原'的最大亮度约10天内的30天的初始活动。这对短周期X射线瞬变的占空比有影响。X射线谱可以用单一的硬幂律拟合。我们检测到光学变化的~ 0.05的幅度，在分钟的时间尺度，但没有发现周期性调制。在光学方面，SED包含蓝色成分，指示受照射的光盘，以及瞬态近红外（NIR）过量。这种过剩与光学厚同步加速器喷流的简单模型一致（如在其他爆发的AMXP中所见）。光谱显示出双峰的H α轮廓，这是吸积盘的诊断，但我们没有清楚地看到2004年报道的其他谱线（例如He I，II）。AMXPs的光学/红外观测对于研究外吸积盘和内喷流的演化是非常好的，并且最终可能为我们提供严格的约束…
2010-05-07 astro-ph.HE
The unusual X-ray morphology of NGC4636 revealed by deep Chandra observations: cavities and shocks created by past AGN outbursts
本文介绍了位于室女星系团外围的X射线发光椭圆星系NGC 4636的Chandra ACIS-I和ACIS-S观测结果（共约200千秒）。软带（0.5-2 keV）图像显示，在中心存在一个明亮的核心，周围是一个扩展的X射线日冕和两个明显的准对称，8 kpc长，臂状特征。这些特征中的每一个限定椭圆形泡的边缘。一个额外的气泡状特征，其北部边缘位于东北臂以南约2千秒差距，也被检测到。我们目前的表面亮度和温度分布在整个边缘的气泡，表明它们的边缘是尖锐的，其特征在于约20- 25%的温度跳跃。通过与理论激波模型的比较，我们证明了一个方案，其中气泡产生的冲击，可能是由能量沉积的偏离中心的射流驱动，是最可行的解释观察到的X射线形态的中心部分的NGC 4636。作为对这种情况的确认，射电喷流延伸到泡沫和一个中心弱X射线和射电源被检测到，最有可能是活动星系核活动的迹象，这是在过去更强烈。在NGC 4636的中心观察到一个明亮的致密核，半径约为1 kpc。观察到从核心到周围气体的表面亮度急剧下降，并且不伴随温度的变化，因此不可能处于热压平衡。然而，如果射电喷流是热压力的平衡因素，或者明亮的核心是由陡峭的丰度梯度产生的，那么明亮的核心可能是一个长期存在的特征。
2009-11-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
Symbiotic binary AG~Draconis (AG~Dra) has an well-established outburst behavior based on an extensive observational history. Usually, the system undergoes a 9--15~yr period of quiescence with a constant average energy emitted, during which the system's orbital period of $\sim$550~d can be seen at shorter wavelengths (particularly in the U-band) as well as a shorter period of $\sim$355~d thought to be due to pulsations of the cool component. After a quiescent period, the marker of an active period is usually a major (cool) outburst of up to $\textrm{V}=8.4$~mag, followed by a series of minor (h…
2020-06-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
NGC 7793 P9: An Ultraluminous X-Ray Source Evolved from a Canonical Black Hole X-Ray Binary
瞬态超铝X射线源（ULX）是连接瞬态低质量X射线双星和ULX的重要纽带。在这里，我们报告的第一个发现的典型的亚爱丁顿爆发和超明亮的超爱丁顿爆发从一个不寻常的瞬态ULX，NGC 7793 P9的变异因子高于$10^3$。其X射线谱在典型的高/软态和陡峭的幂律态之间切换。吸积盘的内径和盘的温度-光度相关性表明，P9藏有一个恒星质量的黑洞（BH）。在开始的超铝爆发，我们观察到一个很冷的外盘与硬康普顿光谱，这意味着过渡到ULX制度。当光度增加到$L\gtrsim3\times10^{39}$ erg/s时，P9显示出一个明显弯曲的光谱，可以用一个细长的圆盘或一个强烈弯曲的康普顿化日冕来描述。唯象模型表明，在超铝爆发峰值附近观测到的热盘与热径迹的延伸是一致的。利用更多的物理康普顿化盘模型，我们认为，日冕冷却和明显的盘状光谱是由软康普顿化占主导地位。高于1 keV的显著变化支持这种双组分方案。光谱演化也可以用超临界吸积模型来解释。这些都表明正则黑洞的X射线双星可以表现出ULX的性质。
2018-08-23 astro-ph.HE
Lack of emission lines in the optical spectra of SAX J1808.4-3658 during reflaring of the 2019 outburst
本研究对 SAX J1808.4-3658 在 2019 年爆发再耀发阶段进行光谱观测，发现其光学光谱缺乏发射线，推测可能因吸积盘被清空或喷流贡献所致。
2024-11-07 astro-ph.HE
A challenging view of the 2015 summer V404 Cyg outburst at high energy with INTEGRAL/SPI: The finale
在其2015年6月/7月的强烈爆发期间，在硬X射线域中观测到的X射线瞬态V404 Cygni（= GS 2023 +338）高达50 Crab的水平。我们在这里集中在一个特别强烈的插曲之前，一个明确的下降源活动。我们受益于大的信噪比调查源光谱变化的时间尺度为5分钟。三个宽带的硬度-强度研究揭示了在低能量和高能量（低于和高于约100 keV）下的明显不同的行为。特别地，在两种情况下，源强度在幅度上变化3-4倍，同时保持相同的光谱形状。另一方面，在大耀斑的末期，辐射在通量和硬度之间呈现出明显的负相关关系。这些行为强烈表明，存在两个光谱成分相关的排放过程中变化在很大程度上独立的方式。第一个分量（E < 100-150 keV）经典地被确定为具有康普顿化热电子布居，并且需要不寻常的种子光子布居或具有强吸收/反射材料的特定几何形状。第二个组成部分是由截止幂律，这可能对应于第二个更热的康普顿人口或另一种机制（同步加速器，非热康普顿化......）。在这样一个模型的框架下，硬度强度和通量通量图清楚地表明，源的演变遵循一个组织良好的基本计划。它们揭示了关于硬X射线发射过程及其之间联系的独特信息。
2016-11-09 astro-ph.HE
A magnetar outburst with atypical evolution: the case of Swift J1555.2-5402
European Space Science (ESA), European Space Astronomy Center (ESAC)（欧洲空间科学（ESA），欧洲空间天文中心（ESAC））；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（ICE，CSIC））；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚太空研究学院（IEEC））；INAF–Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所-布雷拉天文台）；INAF–Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所-罗马天文台）；INAF–Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica di Milano（意大利国家天体物理研究所-米兰空间天体物理学与宇宙物理研究所）；Università degli Studi di Milano Bicocca（米兰比可卡大学）；INAF–Osservatorio Astronomico di Cagliari（意大利国家天体物理研究所-卡利亚里天文台）
Swift J1555.2-5402的非典型爆发演化特征，包括持续高温、缩小热点及延长明亮流量平台后快速变暗，挑战了现有爆发机制。
2025-12-09 astro-ph.HE
Discovery of a 0.02 Hz QPO feature in the Transient X-ray Pulsar KS 1947+300
利用{ \em RXTE}-PCA方法在瞬态高质量X射线脉冲双星KS 1947+300中发现了0.02 Hz的准周期振荡。QPO是在2001年5月至6月期间，在一次长时间爆发结束时发现的。这是第9颗被探测到QPO的瞬态吸积强磁场X射线脉冲星，其QPO频率是这类源中最低的。这个源的不寻常之处在于，尽管爆发持续了100多天，但只有在爆发的最后几天，当X射线强度衰减到峰值强度的1.6%时，才检测到QPO。QPO的均方根值较大，$\sim15.4\pm1.0%$与能量有轻微的正相关。在低光度水平下检测到QPO和强脉动表明，中子星的磁场强度并不像先前根据自旋上转力矩和X射线光度之间的相关性预测的那样高。
2010-05-07 astro-ph.HE
Recurring X-ray Outbursts in the Supernova Impostor SN~2010da in NGC~300
我们使用钱德拉X射线天文台和哈勃太空望远镜对“超新星冒名顶替者”SN 2010 da进行了新的观测。在2010年爆发初期，雨燕观测到0.3-10 keV的光度为$\sim5\times10^{38}$ erg s $^{-1}$，并在四个月内以$\sim$ 25的因子褪色。我们的两个新的钱德拉观测结果表明，在0.35-8 keV X射线通量的$\sim$ 10增加的一个因素，从$\sim$ 4 $\times10^{36}$ erg s $^{-1}$到$\sim$ 6个月的$4\times10^{37}$ erg s $^{-1}$，并且X射线光谱在两个观测中是一致的，具有$Γ\sim0$的幂律光子指数。我们发现了X射线光谱状态变化的证据：当SN 2010 da处于高光度状态时，与低光度状态（$Γ\sim1.2\pm0.8$）相比，X射线光谱更硬（$Γ\sim0$）。利用我们的哈勃观测，我们拟合了同时代恒星群的色星等图，以估计SN 2010 da祖先系统形成以来的时间为$\lesssim$ 500万年。我们的观测结果与SN 2010 da是一颗由中子星和一颗明亮的蓝色变星组成的高质量X射线双星（HMXB）相一致，尽管我们不能排除SN 2010 da是一颗异常明亮的X射线大质量恒星的可能性。$\lesssim$ 500万年的年龄与理论上预测的大质量双星形成和HMXB阶段开始之间的延…
2016-01-11 astro-ph.HE
X-Ray and Optical Observations of A 0535+26
我们介绍了最近利用\textit{Fermi} /伽马射线暴监测器（GBM）和几个地面天文台对Be/X射线二元系统A\，0535 +26进行的同期X射线和光学观测。这些新的观测结果的背景下，丰富的历史数据（自$\sim$ 1978年）和讨论的中子星Be盘的相互作用。在2009年12月的大爆发之前，Be拱星盘非常大，这可能解释了这个源最近不寻常的X射线活动的起源。我们发现，在这场巨大的爆发中，脉冲轮廓有一种特殊的演变，两个主要成分以相反的方式随着能量而演变。在2009年12月的大爆发期间，GBM探测到了30-70 mHz的硬X射线QPO。它随着能量的增加而变得更强，并且在能量低于25 keV时消失。在长期的一个强的光学/X射线的相关性被发现为这个系统，但在中期的H $_α$ EW和V-波段亮度显示出反相关后，$\sim$ 2002年8月。每一次巨大的X射线爆发都发生在光学亮度下降的阶段，而H $_α$则表现出强烈的发射。在2010年末和2011年2月爆发之前，观察到H $_α$线的两个峰值强度的快速V/R变化。这些都有一个周期的$\sim$\，25天，我们建议存在一个全球单臂振荡来解释这种情况。可以推断出一个一般的模式，在巨大爆发后的6个月，从$\sim$开始，盘变弱并显示V/R变化。
2012-10-16 astro-ph.HE
