The Nature of the Emission Spectrum of NGC 7793 P13: modeling the atmosphere of the donor star
本文研究了极亮X射线源NGC 7793 P13，测试供体星球对称星风大气模型，发现高自转速度可解释其高恒星质量损失率，并探讨了X射线辐照对光谱的影响及星风加速的可能性。
2024-07-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Studying the age of supergiant companions in the magnetized X-ray binaries
人们多次提出利用高质量X射线双星中的中子星作为X射线探测器，嵌入其超巨星伴星的风馈系统中，以抑制来自超巨星伴星的恒星线驱动风。我们演示了如何结合各种可观的HMXB的X射线吸积光度产生的风馈NS，以估计和约束的年龄的捐助者。这将有助于我们研究每个施主模型的恒星演化轨迹。由于大质量恒星的演化基本上是由质量损失决定的，而由于风的微观结构未知，质量损失率的直接测量受到重要的不确定性的影响。
2023-01-15 astro-ph.HE
Preliminary determinations of the masses of the neutron star and mass donor in the High Mass X-ray Binary system EXO 1722-363
我们的目的是测量与高质量X射线脉冲双星EXO 1722 -363发生食时的超巨星伴星的径向速度曲线，从而确定其组成部分的恒星质量。我们使用了一组档案K $_{\rm s}$波段红外光谱的对应EXO 1722 -363获得使用ISAAC的VLT，并互相关，以测量径向速度的恒星。由此产生的径向速度曲线的半振幅为$24.5 \pm 5.0$ km s $^{-1}$。当结合系统的其他测量参数时，这产生的质量范围为1.5 $\pm$ 0.4 - 1.6 $\pm$ 0.4 M $_{\odot}$（对于中子星）和13.6 $\pm$ 1.6 - 15.2 $\pm$ 1.9 M $_{\odot}$（对于B 0 - 1 Ia超巨星伴星）。这些下限和上限分别是在假设系统从侧面观察（i = 90 $^\circ$）和超巨星充满罗氏瓣（$β= 1$）的情况下得到的。系统倾角被限制为$i>75^{\circ}$，超巨星的罗氏瓣填充因子为$β>0.9$。此外，我们能够进一步限制我们的距离确定为7.1 $\le$ d $\le$ 7.9 kpc的EXO 1722 -363。该距离范围的X射线光度为4.7 $\times$ 10 $^{35}$ $\le$ L $_{\rm X}$ $\le$ 9.2 $\times$ 10 $^{36}$ erg s $^{-1}$。EXO 1722 -363因此成为…
2009-11-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
A massive AGB donor in Scutum X-1: Identification of the first Mira variable in an X-ray binary
共生的X射线双星Sct X-1被认为是第一颗从红超巨星伴星吸积而来的中子星。尽管已知近50年，但仍然缺乏供体的详细表征，特别是由于朝向源极高的变红（$A_V\gtrsim25$ mag）。在这里，我们提出i）改进本地化的对应使用盖亚和钱德拉观测，ii）第一个宽带红外光谱（$\approx1-5\,μ$ m; $R\approx 2000$）获得的SpeX的美国宇航局红外望远镜设施和iii）$J$波段光曲线从帕洛玛加蒂尼-IR调查。红外光谱的特征在于：i）深吸水特征（H $_2$ O指数$\approx 40$ %），ii）强TiO、VO和CO特征，和iii）弱/不存在CN线。我们发现这些特征与已知的红超巨星不一致，但建议M8-9 III型富O的Mira施主星。我们报告发现的大振幅（$ΔJ\approx3.5$ MAG）周期光度变化表明脉冲周期为$621\pm36\,{\rm(systematic)}\pm8\,{\rm(statistical)}$天，我们用它来限制捐助者是一个相对明亮的米拉（$M_K=-8.6\pm0.3$ MAG）在$3.6^{+0.8}_{-0.7}$千秒差距的距离。将这些特征与最近的模型进行比较，我们发现供体与年龄为$\approx 0.1-0.3$ Gyr的$\approx 3-5$ M $_\odot$恒星一致。总之，我们表明，Sct X-1以前被错误地…
2022-03-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the origin of supergiant fast X-ray transients
一小部分高质量X射线双星是超巨星快速X射线瞬变。这些系统的平均X射线亮度较低，但在短耀斑期间，它们的X射线亮度会上升几个数量级。主导这种X射线行为的物理模型表明，捐赠者OB超巨星的风是磁化的。与此模型一致，在甚大望远镜上使用FORS 2仪器对SFXT IGR J11215-5952进行的第一次分光偏振观测表明存在kG纵向磁场。基于这些结果，超巨星快速X射线瞬变和其他高质量X射线双星之间的关键区别可能是超巨星的恒星风的性质以及风与中子星磁层相互作用的物理性质。
2018-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the super-orbital modulation of supergiant high mass X-ray binaries
经典超巨星X射线双星和超巨星快X射线瞬变的长期X射线光变曲线显示出相对相似的超轨道调制，这仍然缺乏合理的解释。我们建议，这些调制有关的存在共转相互作用区（CIR）已知线程的OB超巨星的风。为了检验这一假设，我们耦合的结果，3-D流体动力学模型形成的CIR在恒星风与一个简化的配方吸积到一个中子星。结果表明，合成的X射线光变曲线确实被CIR的存在所调制。这些调制的确切周期和幅度取决于控制流体动力学风模型和双星轨道配置的一些参数。为了将我们的模型预测与观测结果进行比较，我们应用先前显示的3-D风结构很好地解释了原型B 0. 5I型超巨星紫外时间序列中离散吸收分量的出现。利用具有相同B 0. 5I施主光谱类型的IGRJ 16493 -4348的轨道参数，模拟得到的X射线光变曲线的周期和调制与观测结果相似，从而为我们的假设提供了支持。我们建议，在未来的理论和模拟工作的风馈X射线双星的捐助星风中的CIR的存在应被考虑。
2017-10-05 astro-ph.HE
Spectral classification of the mass donors in the high-mass X-ray binaries EXO 1722-363 and OAO 1657-415
我们报道了食高质量X射线双星（HMXB）系统EXO 1722 - 363和OAO 1657 - 415的质量施主的近红外观测，以获得它们准确的光谱分类。我们确定EXO 1722 - 363的光谱类型为B0-B1 Ia，位于距离8.0 + 2.5/-2.0 kpc处，其前身质量在30 - 40 M_Sun之间。光度计算表明，在这个距离范围内，L_X约为10^35 - 10^37尔格·秒^-1。我们的结论是EXO 1722 - 363与其他X射线双星B型超巨星施主有许多共同的性质。我们发现OAO 1657 - 415与一类过渡天体的光谱密切相关，Ofpe/WNL是大质量O型恒星离开主序星并演化为沃尔夫-雷耶特的中间演化阶段。由于Ofpe/WNL星的亮度范围很宽，（log L/L_Sun~5.3 - 6.2）距离的测定是有问题的。对于OAO 1657 - 415，我们报告的距离为4.4 <= d <= 12 kpc，这意味着X射线的光度为1.5 x 10^36 <= L_X <= 10^37 erg·s ^-1。我们已经使用我们的新分类OAO 1657 - 415来解释其在Corbet图中独特位置的物理过程。Ofpe/WNL恒星通过密集的恒星风和低的终极速度表现出高的质量损失率。这种风的性质的组合导致一个高的吸积率和角动量转移到该系统中的中子星。我们相信这反过来导致了一个较小的瞬时平衡自…
2009-07-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supergiant Fast X-ray Transients observed by INTEGRAL
我们回顾了超巨星快X射线瞬变的X射线性质，并指出这些系统中的致密天体是一个中子星，它具有强磁场，是从施主星的星风吸积而来的。我们表明，在中子星的磁层边界的离心屏障的存在下，可能是一个关键的理解突然短X射线爆发的这些瞬变和长时间的间隔，他们的平静。
2010-04-02 astro-ph.HE
A Rapidly Varying Red Supergiant X-Ray Binary in the Galactic Center
我们分析了先前确定的银河系中心X射线双星CXO 174528.79-290942.8（XID 6592）的多波长观测，并根据其光谱和光度确定近红外对应物是一颗红超巨星。盾座X-1是目前已知的唯一一颗拥有红超巨星供体星的X射线联星，在X射线光度（L $_{\mathrm{X}}$）、绝对星等和红外线变率（L $_{\mathrm{IR,var}}$）方面与XID 6592非常相似，支持XID 6592包含红超巨星供体星的结论。XID 6592红外对应物在宽视场红外巡天探测器-1波段（3.4 $μ$ m）显示了几小时时间尺度上$\sim$ 0.5 mag的变化。其他的红外数据集也显示了这个来源在早期的大幅度变化，但在最近的数据中没有显示出显着的变化。我们并不期望红超巨星在这些短时间尺度上的光度变化为$\sim50\%$，这表明变化应该是由紧凑的物体提供动力的。然而，该系统的X射线光度通常比红外中的可变光度小$\sim1000\times$，并且低于钱德拉检测极限。虽然X射线再处理可以产生大幅度的快速红外变化，但它通常需要L $_{\mathrm{X}} >> $ L $_{\mathrm{IR,var}}$才能做到这一点，这表明必须有另一个过程在起作用。我们认为，该系统可能是一个超巨星快速X射线瞬变（SFXT），和一个大的（$\sim10^{38}$ ergs $^{-1}$），快速（…
2020-06-26 astro-ph.HE
A search for the presence of magnetic fields in the two Supergiant Fast X-ray Transients IGR J08408-4503 and IGR J11215-5952
超巨星快速X射线瞬变（SFXTs）是大质量X射线双星的重要组成部分。支配它们X射线行为的物理学基本模型表明，捐赠者OB超巨星的风是磁化的。为了研究磁场是否确实存在于这样的系统的光学对应物中，我们在两次不同的观测运行期间使用ESO FORS 2仪器获得了两个光学最亮SFXT IGR J 08408 -4503和IGR J11215-5952的低分辨率分光偏振观测。IGR J 08408 -4503在3 σ显著性水平下未实现现场检测。对于IGR J11215-5952，我们在2016年的两个不同夜晚获得了3.2sigma和3.8sigma检测（<B_z>_hydr = -978+-308G和<B_z>_hydr = 416+-110G）。这些结果表明，涉及磁化恒星风与中子星磁层相互作用的模型确实可以被认为是SFXT行为的特征。我们在IGR J11215-5952中检测到长期光谱变异性，而对于IGR J 08408 -4503，我们发现在分钟的时间尺度上存在短期变异性的指示。
2017-12-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accretion disc by Roche lobe overflow in the supergiant fast X-ray transient IGR J08408-4503
超巨星快X射线瞬变（SFXT）是具有超巨星伴星和可能的中子星的X射线二元系统，它显示出快速（$\sim 10^3$ s）和高变异性，动态范围高达$10^{5-6}$。由于它们的极端性质，它们被认为是测试吸积模型的最有价值的实验室之一。最近，从光学观测中获得了这类成员IGR J 08408 -4503的轨道参数。我们使用这些信息，加上X射线观测从以前的出版物和新的结果，从X射线和光学数据收集的INTEGRAL和本工作中提出的，研究吸积机制在工作中IGR J 08408 -4503。我们发现，致密天体轨道的高偏心率和施主星的大尺寸意味着近星点附近存在罗氏瓣溢出（RLO）。也有可能是施主星的光球层外层的一部分在近天体通过期间从拉格朗日点$L_2$丢失。在此基础上，我们讨论了IGR J 08408 -4503在吸积盘存在下的耀斑变率。我们指出，IGR J 08408 -4503可能不是唯一的SFXT与吸积盘由RLO燃料。这些发现为SFXTs中的吸积机制开辟了一个新的场景，因为到目前为止，它们中的大多数都是基于球对称吸积的假设。
2019-10-08 astro-ph.HE
The supergiant optical counterpart of ULX P13 in NGC7793
我们已经在附近的螺旋星系NGC 7793中确定了ULX源P13的光学对应物。该天体是一颗V ~ 20.5等的恒星，比附近星系中任何其他已建立的ULX对应物亮10倍。在2008年和2009年使用ESO-VLT进行的中分辨率光谱显示存在窄的高阶Balmer，HeI和MgII吸收线，表明一颗质量在10到20 Msol之间的B型超巨星伴星。恒星H β和HeII 4686的发射线也被看到叠加在光球光谱上。我们检测到不同的模式的径向速度变化的发射和吸收线在一个月的时间间隔。高阶巴耳末吸收线的速度变化约为100 km/s，而H β和HeI 4686发射分量的变化量大致相同，但相位不同。假设观测到的速度变化跟踪质量施主星和X射线源的运动，意味着吸积黑洞的质量在3到100 Msol的范围内，最可能的值为~ 10到20 Msol。根据超巨星的低密度，我们预计它的轨道周期在20到40天之间。P13很可能是在一个短暂的，因此罕见的高X射线光度的演化状态与供体恒星的提升到超巨星阶段。
2010-11-18 astro-ph.HE
Common envelopes in massive stars: Towards the role of radiation pressure and recombination energy in ejecting red supergiant envelopes
我们进行3D流体动力学模拟的一个共同的信封事件涉及12太阳质量的红超巨星捐助者。预计大质量恒星与低质量恒星在质量上有所不同，因为它们的包层有来自辐射压力的显著支持，这增加了最终的分离和通过共同包层相互作用喷出的质量。我们进行绝热模拟，包括通过状态方程的辐射能，这导致喷射60%以上的质量（高达三分之二的总包络质量成为未结合的，或更多），并产生一个10%以上的最终分离相比，假设一个理想气体的模拟。当还包括复合能，我们发现，至少四分之三的信封，并可能整个信封，可能是未绑定的。最后的分离进一步增加了近20%。额外的喷射物质的数量主要是由于从氦复合注入的能量。氢的复合作用相对较小，因为它主要发生在已经变得不受束缚的气体中。我们的结论是，内能的信封可以是一个重要的能源，用于弹出共同的信封，但最终辐射传输和对流需要包括在内。
2022-01-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Common envelopes in massive stars III. The obstructive role of radiation transport in envelope ejection
本文通过三维辐射流体力学模拟研究大质量红超巨星共有包层演化，发现辐射输运显著抑制包层抛射，抛射质量约为绝热模拟的一半，支持动力学旋入后存在非绝热演化阶段。
2025-07-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supergiant Fast X-ray Transients: a review
超巨星快速X射线瞬变星是一类具有超巨星伴星的银河系高质量X射线双星。由于INTEGRAL/IBIS的观测，它们的极端瞬态X射线耀斑活动被揭示出来。SFXTs的动态范围，X射线亮度从1 E32 erg/s到1 E37 erg/s，以及低X射线发射的长时间间隔，是令人困惑的，因为它们的施主星性质以及轨道和自旋周期似乎与持续发射X射线的大质量双星非常相似。星团超巨星风、吸积障碍、轨道几何和风的各向异性常被用来解释它们的行为，但仍有一些悬而未决的问题。将概述最近的主要观测结果的审查，连同一个新的情况下提出的解释其明亮的闪耀X射线活动的摘要。简要总结了对具有最短轨道周期的SFXT IGRJ 16479 -4514进行长时间朱雀观测的主要结果。在这个源中观测到的X射线食使我们能够直接探测轨道分离处的超巨星风密度，得出的结论是，它太大了，不能证明低X射线光度是合理的。需要一种机制来降低致密物体上的吸积率。
2013-01-31 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The role of structured OB supergiant winds in producing the X-ray flaring emission from High Mass X-ray Binaries
超巨星快速X射线瞬变星（Supergiant Fast X-ray Transients，SFXTs）是INTEGRAL卫星发现的一类新的高质量X射线双星，其耀斑持续时间从几分钟到几小时，峰值亮度为1 E36 - 1 E37 erg/s。在明亮的爆发之外，它们显示出频繁的长期耀斑活动，达到X射线光度水平1 E33 - 1 E34 erg/s，正如最近用雨燕卫星观察到的那样。由于一些具有超巨星施主的高质量X射线双星（HMXB）的耀斑性质与SFXTs相似，因此有人认为这两类双星的耀斑活动可能是由相同的机制产生的，可能是组成超巨星风的团块的吸积。我们发展了一个新的具有球对称和非球对称外流的OB超巨星星云风模型。我们研究了在持久性和瞬态HMXB两类中，云团风对中子星的吸积效应。
2010-04-12 astro-ph.HE
Uncovering Red and Dusty Ultraluminous X-ray Sources with Spitzer
我们提出了一个中红外（IR）样品研究附近的超铝X射线源（ULX）使用多历元的观测与红外阵列相机（IRAC）的斯皮策太空望远镜。2014年以后的斯皮策/IRAC观测是斯皮策红外密集瞬变巡天（SPIRITS）的一部分。我们的样本包括96个位于10 Mpc范围内的ULX。在96个ULX中，有12个具有与超巨星的绝对中红外亮度一致的候选对应物，16个对应物超过了单个超巨星的中红外亮度，因此与星团或非ULX背景的活动星系核（AGN）更加一致。在斯皮策/IRAC色星等图中，超巨星候选者呈现双峰色分布，其中"红色"和"蓝色" ULX分别属于IRAC色$[3.6] - [4.5]\sim0.7$和$[3.6] - [4.5]\sim0.0$。4颗"红色"和5颗"蓝色" ULX的中红外颜色和绝对星等分别与超巨星B [e]（sgB [e]）和红超巨星（RSG）一致。虽然“蓝色”，RSG-样中IR ULX对应物可能具有RSG质量供体，但我们提出“红色”对应物是表现出“B [e]现象”的ULX，而不是sgB [e]质量供体的宿主。我们表明，中红外线过剩的“红色”ULXs可能是由于热辐射从拱星或环双星尘埃。使用尘埃作为探针的总质量，我们估计质量损失率的$\dot{M}\sim1\times10^{-4}$ M $_\odot$年$^{-1}$在尘埃形成的红色ULX的流出。基于瞬态中红外的行为和它的相对平坦的…
2019-04-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Effect of Donor Star Rejuvenation on Common Envelope Evolution
本研究通过三维流体动力学模拟，发现供体星再 rejuvenation 使公共包层演化内旋时间减半，未绑定质量减少20%-40%，并导致更不对称的抛射物。
2024-07-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-wavelength spectroscopic analysis of the ULX Holmberg II X-1 and its nebula suggests the presence of a heavy black hole accreting from a B-type donor
本研究首次对ULX Holmberg II X-1进行多波段光谱分析，发现其光学/紫外辐射来自B型超巨星伴星，而非吸积盘，并推断系统包含约66倍太阳质量的黑洞，可能为引力波源前身。
2024-09-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Capturing the lowest luminosity state of the Supergiant Fast X-ray Transient XTE J1739-302
我们在这里报告的钱德拉，XMM-牛顿和NuSTAR的超巨星快速X射线瞬变XTEJ 1739 -302的最新观测的分析结果。源在低X射线光度状态下捕获，从几个$10^{31}$到$10^{34}$ erg/s（0.5-10 keV）。特别是，在2022年10月进行的XMM-牛顿观测期间捕获了非常低的X射线光度，在几个$10^{31}$ erg/s（0.5-10 keV），这在XTEJ 1739 -302之前从未观察到。XMM-牛顿光谱可以很好地拟合吸收，陡峭的幂律模型（光子指数为3.5）或碰撞电离扩散气体的温度为0.7千电子伏，很可能产生的冲击在超巨星施主风。这些观测涵盖了不同的轨道相位，但都与轨道积分光变曲线预期的低光度水平相一致。吸收柱密度在$10^{22}-10^{23}$ cm $^{-2}$范围内变化。在XTEJ 1739 -302中，利用不同时（但在相似的轨道相位）的Chandra和NuSTAR数据，首次研究了$10^{34}$ erg/s（0.5-30 keV）的宽带X射线谱，显示出光子指数约为2.2的幂律谱形和$\sim$ $10^{23}$ cm $^{-2}$的吸收柱密度。值得注意的是，由于XMM-牛顿观测，X射线变化的幅度已经增加到五个数量级，使XTEJ 1739 -302成为最极端的SFXT之一。
2023-01-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Massive star winds and HMXB donors
了解高质量X射线双星（HMXB）的复杂行为是不可能的，如果没有关于它们的供体恒星的详细信息。虽然至关重要，但这在多个方面都是一个挑战。首先，多波长光谱是至关重要的。由于这种系统可以高度吸收，这通常已经很难实现。其次，即使光谱数据是可用的，确定可靠的恒星参数需要复杂的模型大气，准确地描述最外层和捐赠恒星的风。对于早期类型的施主，恒星风是辐射驱动的，恒星的最外层和风之间有一个平滑的过渡。热恒星风中复杂的非LTE条件使情况进一步复杂化，因为适当的模型大气需要考虑大量的物理学，以准确地提供恒星和风参数。后者对于所谓的“风馈”HXMB尤其重要，在这种情况下，超巨星供体的捕获风是紧凑物体吸积物质的唯一来源。在这篇评论中，我将讨论不同的方法来处理恒星风的分析HMXB。恒星大气建模的基础进行了讨论，也解决了现代模型的局限性和例子，从最近的分析结果为特定的HMXB。此外，还将概述下一代恒星大气模型的途径，其中模型不仅可用于测量，而且可用于预测，并为理论结论提供实验室。恒星大气是理解HMXB的关键工具，例如通过提供有关恒星风吸积到紧凑物体上的见解，或者通过将所研究的系统置于正确的进化背景中以识别潜在的引力波（GW）祖先。
2018-11-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accretion form a clumpy massive-star wind in Supergiant X-ray binaries
超巨星X射线双星（SgXB）拥有一个紧凑的物体，通常是一颗中子星（NS），绕着一颗演化的O/B星运行。质量转移通过恒星施主的强烈线驱动风进行，其中一部分被NS的引力场捕获。SgXB的大量X射线发射是由随后的吸积过程导致的。它们还显示出X射线通量的峰-峰变化，变化系数为10到100，以及硬度比的变化，这可能是由于沿视线的吸收变化。我们使用最近的辐射流体动力学模拟的不均匀性（又名团块）在非平稳风的大质量热恒星，以评估其影响的时变吸积过程。为此，我们运行3D流体动力学模拟的风在附近的吸积器，以调查弓激波的形成，并遵循几个空间数量级的非均匀流，到NS磁层。特别是，我们表明，风团的内在质量吸积率的时间变异性的影响是严重回火的交叉的冲击，相比纯粹的弹道邦迪-霍伊尔-Lyttleton估计。我们还考虑了由于团块通过视线而引起的可变吸收，并估计了不同轨道分离的柱密度和质量吸积率的最终有效变化。最后，我们将我们的结果与Vela X-1的X射线通量和硬度比的最新分析进行了比较。
2017-11-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
A two-stage formalism for common-envelope phases of massive stars
我们提出了一个新的简单的形式主义来预测轨道分离后，共同的信封阶段与大质量的恒星捐助者。我们关注的事实是，大质量的红超巨星往往有一个相当大的辐射层之间的稠密的氦核心和对流信封。我们的形式主义对待的共同信封阶段在两个阶段：动态螺旋通过外部对流信封和热时间尺度的质量传递从辐射间壳。与基准选择的参数，新的形式主义通常预测更广泛的分离相比，经典的能量形式主义。此外，我们的形式主义预测，最终的分离强烈依赖于捐助者的进化阶段和同伴的质量。我们的形式主义提供了一个物理动机的替代选择人口合成研究治疗共同信封进化。这种处理方法将影响到对双星系统的预测，包括引力波源、X射线双星系统和剥离包层超新星。
2022-09-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
The stellar and wind parameters of six prototypical HMXBs and their evolutionary status
高质量X射线双星（HMXB）是特殊的天体物理实验室，提供了一个难得的一瞥，以物理过程，管理吸积紧凑的物体，恒星风，和恒星演化。在HMXB的一个子集中，致密天体仅从大质量施主恒星的风中吸积物质。根据它们的X射线特性，这些所谓的风馈HMXB被分为持久HMXB和超巨星快速X射线瞬变（SFXTs）。虽然有人认为这种二分法取决于恒星风的特性，但对它们的研究很少。通过这项调查，我们的目标是纠正这种情况，通过系统地分析施主恒星的风馈HMXB的紫外线可观察到的，集中在那些与中子星（NS）的同伴。我们获得了所有目标的Swift X射线数据，HST UV光谱和其他光谱。我们的多波长的方法使我们能够提供恒星和风参数的六个捐助者的恒星（四个风馈系统和两个OBe X射线双星）。风的性质是符合线驱动风理论的预测。其中三颗捐赠恒星处于高级演化阶段，而对于一些恒星，丰度模式表明加工过的物质可能已经被吸积。当它在狭窄的轨道上经过NS时，施主星风还没有达到它的终极速度，但它仍然明显较慢;它的速度与NS伴星的轨道速度相当。有两种类型的风馈HMXB（持久与瞬态）相对于捐助星之间没有系统的差异。对于我们样本中的SFXTs，轨道偏心率对其瞬态X射线性质具有决定性作用。根据这些天体的轨道参数和施主星的进一步演化，推测这些HMXB在未来可能形成Thorne-playytkow天体。
2020-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
EXIST perspective for Supergiant Fast X-ray Transients
超巨星快速X射线瞬变（SFXTs）是INTEGRAL任务最有趣（也是最意想不到）的结果之一。它们是一类新的高质量X射线双星，迄今涉及约20个源，其中8个已确定的SFXT和许多候选者。它们是由一颗大质量OB超巨星作为伴施主和一个致密天体组成的。至少有四个SFXT拥有一颗中子星，因为已经发现了X射线脉动，而对于其他SFXT，不能排除黑洞。SFXT显示短的X射线爆发（与Be/X射线瞬变相比），其特征是在几小时的短暂时间尺度上的快速耀斑和通常在1，000 - 100，000范围内的大通量变化。INTEGRAL/IBIS的灵敏度只允许捕捉明亮的耀斑（峰值在1 E36 - 1 E37 erg/s），而没有持续或静态的发射。高能X射线成像巡天望远镜（EXIST）的观测将极大地有助于研究其性质，特别是其耀斑活动的快速变化时间尺度，并有可能对硬X射线天空进行长期和尽可能连续的监测。
2010-01-19 astro-ph.HE astro-ph.IM
Swift/XRT orbital monitoring of the candidate supergiant fast X-ray transient IGR J17354-3255
我们报告了雨燕/X射线望远镜（XRT）对候选超巨星快速X射线瞬变（SFXT）IGR J17354-3255周围视场的监测，该视场与AGILE/GRID伽马射线瞬变AGL J1734-3310位置相关。我们的观察，其中包括11天的总曝光量约24 ks，跨度1.2轨道周期（P_orb=8.4474 d），是第一个敏感的软X射线源的监测。这些新的数据使我们能够利用该领域的源的定时变化特性，以明确地识别IGR J17354-3255的软X射线对应物。软X射线光变曲线显示出中等的轨道调制和下降。我们调查的性质的倾角通过比较X射线光变曲线的预测的Bondi-Hoyle-Lyttleton吸积理论，假设球形和非球形对称的流出从施主星。我们发现这种下降不能用X射线轨道调制来解释。我们建议，日食或发病的门控机制是最有可能的解释所观察到的光变曲线。
2013-06-27 astro-ph.HE
Coupling hydrodynamics with comoving frame radiative transfer: II. Stellar wind stratification in the high-mass X-ray binary Vela X-1
船帆座X-1是一个原型的高质量X射线双星（HMXB），在一颗早期B超巨星施主星的近轨道上有一颗中子星（NS）。施主星的风在NS上的吸积为其强大的X射线亮度提供了动力。要理解HMXB的物理学，需要对施主星风有详细的了解。目标：为了获得一个真实的图片的施主星船帆座X-1，我们构建了一个流体动力学一致的大气模型描述风层结，同时适当地再现观测到的施主光谱。为了研究X射线照明如何影响恒星风，我们计算了不同X射线光度制度的其他模型。方法：采用正交设计法我们使用最近更新的版本的PoWR代码一致地解决流体动力学方程与统计方程和辐射转移。结果：船帆座X-1内的风是由多种元素的离子驱动的，其中Fe III和S III在外部风中占主导地位。模型预测的质量损失率与早期的经验研究一致。质量损失率几乎不受风中存在的吸积NS的影响。确认终端风速为$v_\infty \approx 600$ km/s。另一方面，NS所处的内部区域中的风速仅为$\approx 100$ km/s，这在标准$β$速度定律的基础上是不期望的。在X射线水平增强的模型中，外部风的速度场可以改变。如果X射线通量太高，由于电离增加，加速就会中断。结论：考虑到辐射流体动力学，我们的Vela X-1施主大气模型揭示了NS位置的低风速，并提供了这一重要HMXB中风驱动的定量信息。
2017-11-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Can the Subsonic Accretion Model Explain the Spin Period Distribution of Wind-fed X-ray Pulsars?
高质量X射线双星（HMXB）中的中子星通常是从它们的大质量伴星的风物质中吸积而来的。最近Shakura等人（2012）提出了一个低光度风馈X射线天体的亚音速吸积模型（$<4\times 10^{36}$ ergs $^{-1}$）。为了验证该模型的可行性，我们利用粒子数合成方法研究了具有超巨星伴星的风馈X射线双星的自旋周期分布。我们发现，在自旋周期-轨道周期图中，超巨星HMXB的模型分布与观测一致，前提是来自施主星的风具有相对较低的终极速度（$\lesssim 1000$ kms $^{-1}$）。在几个超巨星HMXB中测得的风速似乎支持这一观点。预测的持续X射线亮度高于和低于$4\times 10^{36}$ ergs $^{-1}$的风馈X射线天体的数量比约为$1:10$。
2016-05-12 astro-ph.HE
Supergiant Fast X-ray Transients
本文评述了一个拥有蓝超巨星伴星的高质量X射线双星的子类--超巨星快速X射线瞬变星（SFXTs）的现象学。它们的数量正在增加，主要归功于INTEGRAL卫星的发现，然后是软X射线观测（旨在改进源位置和监测源行为），导致对施主星的蓝超巨星性质的光学识别。它们的定义性质是一种短暂的X射线活动，由零星的、快速的和明亮的耀斑组成（每个耀斑的持续时间在几分钟到几小时之间），达到1 E36 - 1 E37 erg/s。静止是在1 E32 erg/s的光度，而他们更频繁的状态包括一个中间X射线发射1 E33 - 1 E34 erg/s（1-10 keV）。INTEGRAL（>17 keV）在短时间内只探测到最亮的耀斑，没有探测到持续发射。尽管已经收集了大量的观测数据，特别是旨在寻找脉冲和轨道周期性的数据，但驱动短爆发的物理机制仍然存在争议。大约有一半的成员显示X射线脉动，这表明致密物体的中子星性质。在其他SFXT中，黑洞也不能排除，尽管爆发时的X射线光谱与吸积X射线天体所显示的光谱相似。由于它们的短暂活动是短暂的，虽然从源到源以不同的时间尺度重复出现，但它们可能代表了许多类银河系大质量X射线双星，直到现在仍然隐藏着。
2011-03-31 astro-ph.HE
Phase-resolved spectroscopic analysis of the eclipsing black hole X-ray binary M33 X-7: System properties, accretion, and evolution
M33 X-7是唯一已知的食黑洞高质量X射线双星。据报道，该系统包含一个非常大质量的O超巨星施主和一个在短轨道上的大质量黑洞。M33的高X射线光度及其位于贫金属星系的位置使其成为研究贫金属施主星与黑洞伴星的风的独特实验室，它有助于我们了解黑洞合并的潜在祖先。利用相位分辨的同步HST和XMM牛顿观测，我们追踪了恒星风与黑洞的相互作用。我们全面的光谱调查的施主星（X射线+UV+光学）产生新的恒星和风参数的系统，显着不同于以前的估计。特别是，组件的质量大大减少到38 O-星施主和11.4黑洞。O型巨星的洛希瓣被过度填充，表面显示出He的富集。捐赠者展示了一个密集的团块风，其质量损失率与理论预测相符。我们研究了风驱动的贡献，从不同的离子和电离结构的变化，由于X射线照射。朝向黑洞的风由于强烈的X射线照射而强烈熄灭。对于这个系统，标准的风馈吸积方案不能单独解释观测到的X射线亮度，指向一个额外的质量溢出，这是符合我们的加速计算。X射线光电离产生He II发射区，发射$10^{47}$ ph/s。我们使用MESA计算系统的二进制演化轨迹。目前，该系统正在向不稳定的质量转移阶段过渡，导致黑洞和施主的共同包络。由于质量比为q~3.3且周期很短，系统不太可能在公共包络线中存活，而是会合并。
2022-08-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
JWST spectroscopy of SN 2010da/NGC 300 ULX-1: a surviving star hidden by dust
Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Arizona（亚利桑那大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；National Institute for Public Health and the Environment (RIVM)（荷兰国家公共卫生与环境研究所）
利用JWST光谱和辐射传输模型，发现SN 2010da/NGC 300 ULX-1的供体星并非红超巨星，而是一颗被碳化硅尘埃壳包裹的渐近巨星支（AGB）星，排除了失败超新星假说。
2026-06-02 astro-ph.HE
XMM-Newton spectroscopy of the accreting magnetar candidate 4U0114+65
4U 0114 $+$ 65是已知速度最慢的X射线望远镜之一。我们提出了一个由XMM-牛顿X射线望远镜的观察点的分析。分析了能量分辨光变曲线、船上EPIC照相机提供的时间分辨X射线光谱和反射光栅光谱仪提供的该源的第一个高分辨率光谱。测量了$9350\pm 160$ s的X射线脉冲，证实了该源的长期自旋。我们还适合脉冲相位分辨光谱与康普顿模型。这些模型意味着一个非常小的（$r\sim 3$公里）和热（$kT\sim 2-3$ keV）的发射区，因此指向一个热点的中子星（NS）表面作为最可靠的解释的X射线脉冲。长的NS自旋周期，上旋速率，和持续的X射线发射可以在准球形沉降吸积理论的范围内解释，这可能表明磁场是在磁星范围内。因此，4U 0114 $+$ 65可能是一颗风吸积磁星。我们还观察到两次低光度事件。第一个可以解释为在施主的风中过密结构的吸收。第二个插曲可能是由于暂时停止吸积到一个磁极所造成的非球形物质捕获的结构性恒星风。光变曲线显示了在高通量间隔期间看到的两种类型的下降。这种持续数十秒的短暂下降是由风团吸收而产生的。长的下降可能与稀薄的丛间介质有关。我们还发现了B1 Ia供体的X射线光电离风中发射线的证据。Fe K $α$线是高度可变的，比其他超巨星施主的X射线双星弱得多。风聚集的程度，通过覆盖分数测量，比超巨星捐助星的早期光谱类型低得多。
2017-06-15 astro-ph.HE
Optical emission of the ultraluminous X-ray source NGC 5408 X-1: donor star or irradiated accretion disk?
我们获得了3个时期的同时哈勃空间望远镜（HST）/宽视场相机3和钱德拉观测的超亮X射线源NGC 5408 X-1。对应的X射线源被认为是在所有的HST过滤器，从紫外线到近红外线，并为第一次，我们解决了光学星云周围的ULX。我们在ULX附近发现了一个小型OB协会，可能是该系统的诞生地。这个星协是年轻的，约500万年前，包含的大质量恒星可达40个太阳质量，因此与其他ULX附近的星协相似，尽管更年轻。ULX对应物的紫外/可见/近红外光谱能量分布（SED）与B 0 I超巨星一致。我们还能够用辐照的圆盘模型拟合从X射线到NIR的整个SED。这三个时期的数据只显示出微小的变化，因此，我们不能确定光发射的性质。
2011-09-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
Probing the Masses and Radii of Donor Stars in Eclipsing X-ray Binaries with the Swift Burst Alert Telescope
质量供体和致密天体的物理参数都可以被约束在具有明确日食的X射线双星中，正如我们对风馈超巨星X射线双星（SGXB）IGR J16393-4643，IGR J16418-4532，IGR J16479-4514，IGR J18027-2016和XTE J1855-026的调查所揭示的那样。利用轨道周期和开普勒第三定律，我们可以用半径、倾角和质量之和来表示食半角。脉冲定时和径向速度曲线可以给出施主和致密天体的质量，就像“双线”双星IGR J18027-2016和XTE J1855-026的情况一样。IGR J16393-4643、IGR J16418-4532、IGR J16479-4514、IGR J18027-2016和XTE 1855-026的月食半角分别为15（+3，-2）、31.7（+0.7，-0.8）、32 +/- 2、34 +/- 2和33.6 +/- 0.7度。在风馈系统中，不超过罗氏瓣尺寸的初级提供了系统参数的上限。在IGR J16393-4643中，发现B 0 V或B 0 -5 III的光谱类型与日食持续时间和罗氏瓣一致，但先前在IGR J16418-4532和IGR J16479-4514中提出的施主星与罗氏瓣大小不一致。光谱类型为O7.5 I或更早的恒星是可能的。对于IGR J18027-2016，供体星的质量和半径介于18.6- 19.4 $M_\odot$和1…
2015-06-10 astro-ph.HE
Detection of the optical counterpart of the transient ULX NGC300 ULX-1: a nascent black hole - neutron star binary?
本研究通过最新X射线和十年光学观测，发现瞬变ULX NGC300 ULX-1已停止超爱丁顿吸积，其光学对应体显著变暗，并探讨供体星可能无声坍缩为黑洞的结论。
2025-03-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation of wind-captured discs in Supergiant X-ray binaries : consequences for Vela X-1 and Cygnus X-1
在超巨星X射线双星（SgXB）中，一个紧凑的物体捕获了O/B超巨星在近轨道上的一小部分风。代理存在评估质量和角动量吸积的效率，但他们如此显着地依赖于风速，鉴于目前的不确定性，他们只设置松散的约束。此外，它们通常绕过轨道和激波效应对流动结构的影响。我们研究风的动力学和角动量获得的流量是吸积。我们确定的条件，形成一个盘状结构的吸积体周围的观测结果为SgXB。我们使用最近的结果风发射机制计算三维流线，占重力和X射线电离的紧密的同伴风的影响。一旦气流进入吸积体的洛希瓣，我们就求解带冷却的流体力学方程。当气流被照射时，吸积体周围形成了一个激波区。对于轨道速度量级的风速，与纯平面均匀流的轴对称弓形激波相比，激波是高度不对称的。在净辐射冷却的情况下，当风速足够低时，气流总是循环的。尽管供体星没有填满它的罗氏瓣，但风可以因轨道效应而显着传播和弯曲。吸积流的净角动量足以形成一个持久的盘状结构。这一机制可以解释天鹅座X-1的吸积盘向外延伸的有限性，并表明船帆座X-1的中子星磁层外缘存在一个吸积盘，这对吸积体的旋转产生了巨大的影响。
2018-10-30 astro-ph.HE
Optical spectra of 5 new Be/X-ray Binaries in the Small Magellanic Cloud and the link of the supergiant B[e] star LHA 115-S 18 with an X-ray source
小麦哲伦星云（SMC）是一个拥有大量高质量X射线双星（HMXB）的星系。它们的光学对应物的识别提供了关于施主星的性质的信息，并且可以帮助约束这些系统的参数及其演化。我们获得了一些HMXB在以前的钱德拉和XMM-牛顿调查的SMC使用AAOmega/2dF光纤光谱仪在英澳望远镜确定的光谱。我们发现5个新的Be/X射线二进制文件（BeXRB，包括一个暂定的），通过确定其光学对应物的光谱类型，我们确认光谱分类的另外15个已知的BeXRB。我们比较了SMC和银河系BeXRB种群的光谱类型、轨道周期和偏心率，发现光谱类型分布之间存在差异的边缘证据，但轨道周期和偏心率没有统计学显著差异。此外，我们的搜索发现，著名的超巨星B[e]星LHA 115-S 18（或AzV 154）与弱X射线源CXFJ 005409.57 -724143.5有关。我们提供了超巨星LHA 115-S 18是X射线源的光学对应物的证据，并讨论了其低X射线光度（Lx ~ 4 x 10^33 erg/s）的起源的不同可能性。
2013-12-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Infrared spectroscopy of SWIFT J0850.8-4219: Identification of the second red supergiant X-ray binary in the Milky Way
本文通过红外光谱证认了银河系中第二颗红超巨星X射线双星SWIFT J0850.8-4219，发现其具有K3-K5型RSG伴星，且X射线特征符合处于螺旋桨阶段的磁化中子星。
2023-09-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Near-infrared counterparts of ultraluminous X-ray sources
在本文中，我们提出的第一个系统的搜索结果，在近红外（NIR）附近的超铝X射线源（ULXs）。我们在37个星系中观测到62个10 Mpc以内的ULX，并发现了17个候选的近红外对应物。62个ULX候选者中有17个的检测表明，显示和不显示红外发射的系统之间存在内在差异。对于六个对应物，我们从绝对星等和-在某些情况下-额外的信息，如形态和以前报道的光度或光谱观测，他们可能是背景活动星系核或ULX居住在星团。其中11颗对应的绝对星等与它们是单一的红超巨星一致。或者，这些系统可能有更大的吸积盘，比我们没有探测到的系统发射更多的近红外光。其他的情况，如来自周围星云或致密射电喷流的辐射也是可能的，尽管对于Holmberg II X-1来说，近红外光度远远超过了预期的喷流贡献。这11颗可能的红超巨星是光谱后续观测的绝佳候选者。这可能使我们能够测量这些系统中的质量函数，如果它们确实是我们可以观察到吸收线的红超巨星施主星。
2014-05-07 astro-ph.HE
Astrophysical parameters and orbital solution of the peculiar X-ray transient IGR J00370+6122
BD+6073是X射线源IGR J 00370 +6122的光学对应物，IGR J 00370 +6122可能是吸积动力的X射线脉冲星。该双星系统的X射线光变曲线在15.7 d处显示出明显的周期性，这被解释为围绕偏心轨道的近星点的重复爆发。我们获得了BD+6073在不同时期的高分辨率光谱。我们使用FASTWind程序生成一个恒星大气模型来拟合观测到的光谱并获得物理量。合成光谱被用作与观测光谱互相关的模板，以测量径向速度。径向速度曲线提供了系统的轨道解。我们还分析了RXTE/ASM和Swift/BAT光变曲线，以确认周期性的稳定性。BD +6073是一颗BN 0.7 Ib的低光度超巨星，距离地球约3.1 kpc，属于CasOB 4星协。我们推导出Teff=24000 K和日志GC=3.0，和化学丰度符合一个中等高水平的演变。光谱质量和演化质量在1 sigma水平上与15个太阳质量的质量一致。X射线耀斑的重现时间是系统的轨道周期。NS在一个高离心率（e=0.56）的轨道上，X射线发射在轨道相位0.2附近达到强烈的峰值，尽管观测结果与所有轨道相位都发生的某种程度的X射线活动是一致的。IGR J 00370 +6122的X射线行为让人联想到中间SFXTs，尽管它的峰值亮度相当低。它的轨道比经典的持久性超巨星X射线双星的轨道要宽一些，再加上质量供体的低光度，解释了低的X射线光度。IGR J …
2014-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
The ultracompact nature of the black hole candidate X-ray binary 47 Tuc X9
图克47 X9是球状星团图克47中的一颗低质量X射线双星（LMXB），之前被认为是激变变星。然而，Miller-Jones等人（2015）最近发现了X9的射电对应物（推断射电/X射线光度比与黑洞LMXB一致），并建议捐赠星可能是白矮星。我们报告的同时观测X9的钱德拉，Nustar和澳大利亚望远镜紧凑阵列。我们发现一个明确的28.18 $\pm$ 0.02分钟的周期调制的钱德拉数据，我们确定为轨道周期，确认该系统作为一个超紧凑的X射线二进制。我们的X射线光谱拟合提供了证据，在这个系统中，具有高氧丰度的光电离气体，这表明一个C/O白矮星捐助者。我们还确定了硬X射线光谱中的反射特征，使X9成为显示X射线反射的最微弱的LMXB。我们检测到$\sim$ 6.8天调制的X射线亮度的10倍，在档案钱德拉，斯威夫特，和Rosat数据。如果中子星是一颗过渡毫秒脉冲星，那么同步射电/X射线通量比与黑洞主星或中子星主星一致。考虑到测量的轨道周期（与白矮星供体的其他证据），以及缺乏过渡毫秒脉冲星的X射线光变曲线的功能，我们认为这可能是第一个超紧凑的黑洞X射线二进制在我们的银河系中确定。
2017-02-07 astro-ph.HE
Fundamental properties of High-Mass X-ray Binaries
这篇博士论文的目的是描述由4个源形成的超巨星X射线双星（SGXB）的代表性样本：XTE J1855-026，具有长期稳定的X射线通量的经典SGXB; AX J1841.0-0535和AX J1845.0-0433，两个超巨星快速X射线瞬变（SFXT），其X射线发射主要由耀斑控制;和IGR J 00370 +6122，介于这两个亚组之间。产生这些可观察到的差异的物理过程仍然是一个有争议的问题。在这篇博士论文中，我对这4种不同的系统进行了研究，以提供新的数据来约束模型。这项研究包括：（一）确定的轨道解决方案，（二）沿轨道的风行为的系统研究，通过测量的H α变化，（三）的施主星的恒星大气模型，（四）建立是否有X射线通量的变化调制的轨道周期。风的研究表明，Halalpha的变化是由内在的风过程。恒星大气研究表明，这些双星的超巨星有更高的投影旋转速度，更高的He丰度和更高的N/C比孤立的超巨星。研究结果表明，双星的偏心率与不同子群的X射线通量的差异并不存在简单的相关关系。因此，更加复杂的设想得到了巩固。IGR J 00370 +6122是一种新的系统，其性质不适合任何已建立的子组，这一发现加强了观察到的性质中的连续性的想法，而不是严格的系统分类。此外，我已经开发了一个管道来减少利物浦望远镜的FRODOSpec光谱仪的光谱，该光谱仪针对我们在这些SGXB中发现的模糊超巨星的红色光谱进行了优化。
2016-07-04 astro-ph.HE
Dust-scattering halo and giant hard X-ray flare from the Supergiant Fast X-ray Transient IGR J16479-4514 investigated with XMM-Newton and INTEGRAL
我们报告的XMM牛顿和积分数据IGR J16479-4514的分析结果。2012年进行的未发表的XMM-牛顿观测发生在源食期间。没有从源中检测到点状X射线发射，相反，在被其伴星遮蔽之前，在与源X射线发射产生的尘埃散射晕相兼容的尺寸距离内，清楚地检测到了扩展的X射线发射。与2008年发表的XMM-牛顿观测结果相比，可以在没有任何来自中心点X射线源的污染的情况下观察到尘埃散射晕的漫发射。我们对2012年未发表的漫发射光谱以及2008年从三个相邻时间间隔和不同提取区域提取的重新分析光谱（针对点状和扩展发射进行了优化）进行了全面分析，使我们能够清楚地将散射晕光谱与2008年日食期间残留的点状发射分离开来。此外，在2008年检测到的点状发射可以分为两个组成部分，分别归因于来自源的直接发射和在恒星风中的散射。从未发表的INTEGRAL数据中，我们发现了一个非常强（3 $\times$ 10 $^{-8}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$）和快速（持续时间25分钟）的耀斑，由于测得的峰值光度为7 $\times$ 10 $^{37}$ erg s $^{-1}$，因此将其归类为巨型硬X射线耀斑。SFXTs产生的巨型X射线耀斑非常罕见，迄今为止只有一个来自不同来源的报告。我们提出了一个物理场景来解释IGR J16479-4514的起源。
2020-07-30 astro-ph.HE
Two years of monitoring Supergiant Fast X-ray Transients with Swift
我们对三种SFXT（IGR J16479 - 4514、XTE J1739 - 302和IGR J17544 - 2619）进行了两年的密集Swift监测（自2007年10月以来）。基于爆发强度的X射线（0.3 - 10keV）谱产生了硬光子指数（G~1 - 2）的吸收功率定律。它们的爆发宽带（0.3 - 150 keV）光谱可以很好地与通常用于描述吸积NS在HMXB中的X射线发射的模型拟合。我们评估每个源在每个州花费多长时间，使用敏感仪器进行系统监测。这些源在明亮的爆发中花费总量的3 - 5%。最可能的通量是1 - 2E-11 erg cm ^{-2} s ^{-1}（2 - 10 keV，未被吸收），对应的亮度在10 ^{33}到10 ^{34} erg s ^{-1}的数量级（比明亮的爆发低两个数量级）。IGR J16479 - 4514、XTE J1739 - 302和IGR J17544 - 2619的不活动占空比分别为19、39和55%。我们提供了一份完整的最佳可得技术车载检测清单，进一步证实了这些来源的持续活动。这表明真正的静止是一种罕见的状态，并且这些瞬变在其整个生命周期中以不同的速率吸积物质。在我们可以探测的所有时间尺度和强度下观察到X射线变异性。叠加在逐日变率上的是日内耀斑，它涉及到一个数量级的变化，可以在短至~1ks的时间尺度上发生，并且可以用组成施主风的质量…
2010-09-06 astro-ph.HE
The Transient Ultra-luminous X-ray Source, ULX-4, in M51
我们提出的时间和光谱分析的瞬态源ULX-4在星系M51的结果。使用的数据来自Chandra，XMM-Newton和Swift-XRT档案，跨越2000-2019年。在0.3-10 keV能量范围内，观测到源的X射线通量在一个月内有两个数量级的变化，但在100-2000秒的时间间隔内没有观测到短期的变化。我们发现一些证据的存在双峰功能的流量分布的ULX-4。我们确定了两个光源作为误差半径为0。“18基于存档的HST/ACS和HST/WFC 3数据，ULX-4的置信水平为95%。光谱能量分布（SED）的黑体拟合表明光谱类型为B型星。其中一颗在F606 W滤波器中表现出264天的低振幅光学周期;如果我们假设这种明显的周期性与施主的轨道运动有关，那么施主更有可能是一颗满足长周期性和通过罗氏瓣溢出吸积的红超巨星。因此，SED必须被解释为冷施主和热流分量的叠加，最有可能来自吸积盘。另一方面，如果周期性本质上是超轨道的，即，由于致密天体可能与拱星盘发生相互作用，施主可能是一颗Be/X星，其中有一颗中子星。
2021-12-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
An XMM-Newton and NuSTAR study of IGR J18214-1318: a non-pulsating high-mass X-ray binary with a neutron star
IGR J 18214 -1318是由国际伽玛射线天体物理实验室发现的一个银河系源，是一个高质量X射线双星（HMXB），有一个超巨星O型恒星施主。我们报告的XMM-牛顿和NuSTAR的意见，进行了确定在这个系统中的紧凑对象的性质。该源表现出高水平的非周期性变化，但在0.00003-88 Hz之间的2%分数均方根的90%置信上限下没有检测到周期性脉动，该频率范围包括HMXB中中子星（NS）的典型脉冲周期（0.1-10 $^3$ s）。虽然缺乏脉动使我们无法确定IGR J18214-1318中的致密天体，但在其0.3-79 keV光谱中存在e折叠能量$\lesssim30$ keV的指数截止，强烈表明致密天体是NS。X射线谱还显示了Fe K $α$发射线和软过剩，这可以解释为部分覆盖吸收体与$N_{\mathrm{H}}\approx10^{23}$ cm $^{-2}$，这可能是由于不均匀的超巨星风，或黑体分量与$kT=1.74^{+0.04}_{-0.05}$ keV和$R_{BB}\approx0.3$ km，这可能来自NS热点。虽然这两种解释都不能排除软过剩，但前者更符合在其他超巨星HMXB中观察到的性质。我们将IGR J18214-1318与其他缺乏脉动或具有超出我们观测范围的长脉动周期的HMXB进行了比较。
2017-05-24 astro-ph.HE
Two eclipsing ultraluminous X-ray sources in M 51
我们提出的发现，从档案钱德拉和XMM-牛顿数据，X射线日食在两个超亮度X射线源（ULX），位于同一地区的星系M 51：CXOM 51 J132940.0 $+$ 471237（ULX-1，为简单起见）和CXOM 51 J132939.5 $+$ 471244（ULX-2）。ULX-1探测到三次日食，ULX-2探测到两次日食。日食的存在对视角产生了很大的限制，这表明两个ULX几乎都是从侧面看到的，而且肯定不会向我们发射。尽管视角和光度相似（两种源的$L_{\rm X} \approx 2 \times 10^{39}$ erg s $^{-1}$在$0.3$ - $8$ keV波段），但它们的X射线性质不同。ULX-1有一个软的光谱，很好地拟合从电子温度$kT_e \approx 1$ keV的介质的康普顿化发射。ULX-2更硬，很好地拟合与$kT_{\rm in} \approx 1.5$ - $1.8$千电子伏和规范化一致的$\sim 10 M_{\odot}$黑洞的超薄磁盘。ULX-1的多温热等离子体辐射（$L_{\rm X,mekal} \approx 2 \times 10^{38}$ erg s $^{-1}$）有很大贡献;在日食期间，约有$10$ %的辐射仍然可见，这证明了发射气体来自一个比施主星的大小稍微更大的区域。从钱德拉观测的序列和持续时间，在日食和出，我们限制U…
2016-08-03 astro-ph.HE
Population synthesis of Thorne-Żytkow objects: Rejuvenated donors and unexplored progenitors in the common envelope formation channel
本文利用 COMPAS 种群合成研究大质量恒星与中子星公共包层演化形成 Thorne-Żytkow 天体的前身性质，发现约 92% 前身经历过物质转移并 rejuvenated，并估计银河系现存约 5±1 个 TŻO。
2024-11-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
XMM-Newton discovery of mHz quasi-periodic oscillations in the high mass X-ray binary IGRJ19140+0951
本文报道了在2015年对高质量X射线双星（HMXB）IGRJ 19140 +0951进行的40 ksXMM-牛顿观测中发现的mHz准周期振荡（QPO），该观测捕捉到了该双星源的最微弱状态。在观测开始时，IGRJ 19140 +0951处于2 $\times$ 10 $^{-12}$ ~erg~cm $^{-2}$ ~s $^{-1}$的低通量（2-10 keV;在3.6 kpc时L $_{\rm X}$ =3 $\times$ 10 $^{33}$ ~erg~s $^{-1}$），然后它的发射上升，达到10倍高的通量，呈耀斑样活动。功率谱的研究揭示了QPO的存在，仅在观测的第二部分中检测到，在1.46 $\pm{0.07}$ ~mHz的频率处具有强峰，以及较高的伤害电子学。X射线光谱是高度吸收的（N $_{\rm H}$ = $10^{23}$ ~cm $^{-2}$），通过光子指数在1.2-1.8范围内的幂律很好地拟合。对钱德拉存档观测的重新分析显示，在0.17+/-0.05mHz处有一个调制，很可能是中子星的自旋周期（尽管不能排除QPO）。我们讨论了起源的1.46兆赫QPO的框架内的盘馈和风馈HMXB，有利于准球形吸积的情况。XMM-牛顿观测到的低通量导致源的动态范围约为三个数量级，与超巨星快X射线瞬变（SFXTs）观测到的动态范围重叠。然而，由于IGRJ 19140 + 09…
2016-05-20 astro-ph.HE
Going from 3D common-envelope simulations to fast 1D simulations
本文介绍并测试 Bronner 等人（2024）的快速一维公共包层模拟方法，表明其经参数校准后可再现三维轨道演化与包层抛射，且参数依赖恒星结构。
2024-12-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wind Roche lobe overflow in high mass X-ray binaries : a possible mass transfer mechanism for Ultraluminous X-ray sources
超亮X射线源（ULX）具有如此高的X射线亮度，以至于长期以来人们认为它们正在吸积中等质量的黑洞。然而，一些ULX已经显示出周期性的调制和相干脉动，暗示着一颗中子星在围绕恒星伴星的轨道上，并以超爱丁顿速率吸积。在这封信中，我们提出，ULX中的质量转移可以定性地与超巨星X射线双星（SgXB）中的质量转移相同，来自供体恒星的风高度朝向紧凑的物体。由于恒星并没有填满它的洛希瓣，这种被称为“风洛希瓣溢出”的质量传递机制即使在大质量比下也能保持稳定。基于来自光谱观测和建模的恒星风的现实加速度剖面，我们计算风的体积运动来评估被紧凑物体捕获的恒星质量流出的分数。我们确定的轨道和恒星条件的SgXB传输质量的速率匹配的期望ULX，并表明，从SgXB到ULX光度水平的过渡是渐进的。这些结果表明，一个高的恒星洛希瓣填充因子是不必要的漏斗大量的材料进入洛希瓣的吸积物。大的恒星质量损失率，例如M101 ULX-1中的沃尔夫-拉叶星或NGC 7793 P13中的晚期B 9超巨星，足以导致高束风和显着增强的质量转移率。
2018-10-30 astro-ph.HE
An X-ray-UV correlation in Cen X-4 during quiescence
中子星低质量X射线双星Cen X-4的静态发射被认为在数百秒到数年的时间尺度上是可变的，这表明至少在这个物体中，低水平的吸积在静态期间是重要的。在这里，我们提出的结果，从最近的XMM牛顿和雨燕观测的Cen X-4，其中X射线通量（0.5 - 10千电子伏）变化的最亮和最暗的状态之间的6.5倍。我们发现X射线通量和同步近紫外通量之间存在正相关关系，而X射线通量和同步光学（V，B）通量之间没有显著的相关性。这表明，虽然X射线和紫外线发射区域以某种方式相连，但光学区域起源于其他地方。比较光度，这是合理的，紫外线发射起源于吸积盘的X射线通量的再处理，与盘的热的内部区域是一个可能的位置为紫外线发射区域。然而，光发射可能由施主星主导。X射线/紫外线的相关性不赞成吸积流的影响点的紫外线发射源。
2013-05-09 astro-ph.HE
High-mass X-ray Binaries
本章介绍高质量X射线双星（HMXBs）的风吸积物理与观测特性，探讨其分类、光谱变率及与极亮X射线源等可能联系，并揭示族群随金属丰度和年龄的变化。
2023-08-04 astro-ph.HE
Probing the Propeller Regime with Symbiotic X-ray Binaries
本研究通过应用多种螺旋桨自旋减慢模型，探究共生X射线双星 SWIFT J0850.8-4219 中中子星处于螺旋桨阶段的可能性，发现该阶段时长高度依赖转动损失机制，且仅特定慢速模型能提供显著观测概率。
2024-04-26 astro-ph.HE
