The SMC X-ray binary SXP4.78 : a new Type II outburst and the identification and study of the optical counterpart
SXP 4.78最初是在2000年由罗西X射线计时探测器（RXTE）在小麦哲伦星云（SMC）中发现的一颗脉冲星，但当时还没有空间定位。2018年，Neil Gehrels Swift天文台在II型爆发期间进行了一次新的探测，从而准确定位了它的位置，并确定了它的光学对应物。我们报告的X射线和光学监测，涵盖时代之前和期间的爆发。使用光度数据，我们显示了长期的可变性的被光盘，我们目前的流量和颜色变化与光盘的增长和衰变在一段时间内的~6000天。我们通过增加的H-α等效宽度和光度通量的光盘增长的证据，在最近的爆发。使用光学光度和光谱数据进行周期分析，但没有显著的轨道周期检测。从OGLE I波段的数据中检测到一个2.65天的适度周期性信号，但是我们将其归因于Be星的非径向脉动（NRP）。我们还从南部非洲大望远镜（SALT）获得了蓝色光谱，这使我们能够将光谱类型分类为B0.5 IV-V。
2019-03-11 astro-ph.HE
Swift observations of SMC X-3 during its 2016-2017 super-Eddington outburst
Be X射线脉冲星SMC X-3从2016年8月到2017年3月经历了一次巨大的爆发，这是由雨燕卫星监测的。在爆发期间，它的宽带通量急剧增加，未被吸收的X射线光度在8月24日左右达到$\sim 10^{39}$ erg/s的极值。利用Swift/XRT数据，我们测量了观测到的中子星的脉冲频率，计算了双星系统的轨道参数。在将轨道修正应用于Swift观测之后，我们发现自旋频率从8月10日的128.02 mHz稳步增加，并在2017年1月接近自旋平衡$\sim 128.74$ mHz，未吸收光度为$L_{\rm X} \sim 2\times10^{37}$ erg/s，表明中子星表面存在强偶极磁场$B \sim 6.8\times10^{12}$ G。在超级爱丁顿爆发期间，自旋上升率与其X射线光度密切相关。Swift/XRT数据中的脉冲轮廓是可变的，在爆发的早期阶段显示双峰，然后在低光度下合并为单峰。此外，我们报告的低温（$kT \sim 0.2$ keV）热分量出现在相位平均光谱的通量衰减，它可能是从外部截断磁盘或外部流和磁层之间的边界层。
2017-06-02 astro-ph.HE
Swift J011511.0-725611: Discovery of a rare Be Star / White Dwarf binary system in the SMC
本文报道了雨燕J011511.0-725611的发现，这是一个罕见的Be X射线双星系统（BeXRB）与一个白矮星（WD）紧凑型天体，在小麦哲伦云（SMC）中的S-CUBED，一个每周由Neil Gehrels Swift天文台进行的SMC X射线/紫外线调查。观测结果显示，Swift J011511.0-725611爆发了大约3个月，这是自2016年6月开始以来S-CUBED首次探测到的爆发。Swift J011511.0-725611显示出超软X射线辐射，这表明它是一个致密的白矮星天体，它被一个0.871 keV的边缘进一步加强，通常归因于WD大气中的O viii K边缘。SALT的光谱学证实了伴星的Be性质，OGLE的长期光变曲线发现了在爆发时系统中星周盘的签名，以及17.4天的周期性，可能是系统的轨道周期。斯威夫特J011511.0-725611被认为正在经历II型爆发，类似于之前报道的SMC Be白矮星双星（BeWD）斯威夫特J004427.3-734801。已知BeWD的稀有性可能部分是由于难以检测到这种爆发，因为它们的稀有性和与中子星BeXRB爆发相比的相对微弱。
2021-09-11 astro-ph.HE
An X-ray and optical study of the outbursting behaviour of the SMC Be X-ray binary SXP 91.1
本文报道了Be X射线双星SXP 91.1在最近的一次I型爆发中的光学和X射线行为。我们用尼尔·格瑞尔斯·斯威夫特天文台监测了这次爆发。这些数据得到了南部非洲大型望远镜和光学引力透镜实验的光学数据的支持，以显示星周盘的活动。来自这个盘的物质吸积到中子星上，产生了X射线爆发，正如在光学和X射线光变曲线的同步演化中所看到的。使用OGLE的数据，我们表明，拱星盘表现出稳定的行为超过二十年。从OGLE和OOO的观测中可以看到颜色和星等之间的正相关，这表明圆盘的取向相对较低的倾角。从OGLE和斯威夫特的数据，我们表明，该系统已显示出相对相位偏移，已持续多年。自旋周期的衍生物被认为是在最大的自旋时，质量吸积率是在最大的阶段。我们表明，中子星在SXP 91.1是一个不寻常的成员，它有一个一致的自旋周期衍生物多年来，平均自旋率是已知的SMC恒星中最高的。最近对自旋加速率的测量显示，数值高于全球趋势，这是由于最近的质量吸积事件导致了当前的爆发。
2019-08-13 astro-ph.HE
The 2019 super-Eddington outburst of RX J0209.6-7427: Detection of pulsations and constraints on the magnetic field strength
2019年11月，MAXI探测到了位于小麦哲伦云外翼的已知Be X射线双星系统RX J0209.6-7427的X射线爆发。我们用NICER跟踪了该系统的爆发，发现了周期为9.3秒的X射线脉动。我们同时分析了NuSTAR和NICER获得的X射线数据，使我们能够表征光谱并提供其热光度的准确估计。在爆发期间，系统的最大宽带X射线光度达到了$1-2\times10^{39}$ erg/s，因此超过了典型的1.4 $M_{\odot}$质量中子星（NS）的爱丁顿极限大约一个数量级。费米/GBM和NICER的监测观测使我们能够研究NS的自旋演化，并将其与标准的吸积力矩模型进行比较。我们发现NS磁场的量级应该是$3\times10^{12}$ G.我们得出结论，RX J0209.6-7427表现出从麦哲伦云中的Be X射线双星脉冲星观察到的最明亮的爆发之一，达到与2016年SMC X-3爆发相似的光度水平。尽管RX J0209.6-7427具有超爱丁顿光度，但NS似乎只有中等的磁场强度。
2020-04-06 astro-ph.HE
Escape, capture, and levitation of matter in Eddington outbursts
内容：如果引力是牛顿的，并且忽略了坡印廷-罗伯逊阻力，那么当光度脉冲增加到爱丁顿值的一半或更多时，将导致所有光学薄的等离子体从辐射星周围的开普勒轨道上喷出。辐射阻力可能会把一些粒子带到恒星表面。另一方面，广义相对论的计算表明，引力可能被距离恒星一定距离的足够强的辐射场所平衡。目的：我们调查的运动测试粒子周围的高亮度的恒星，以确定条件下，等离子体可能会从系统中喷出。结果如下：在爱因斯坦的引力理论中，如果爆发接近爱丁顿光度，所有在逃逸球外运行的测试粒子都会被抛出系统，而所有其他粒子则会被捕获到另一个球的表面上，这个球远高于恒星表面，甚至可能在逃逸球之外，这取决于光度的值。辐射阻力将使所有被捕获的粒子停留在这个“爱丁顿捕获球”上，只要局部辐射通量不改变并保持在有效的爱丁顿值，它们将保持悬浮在平衡态。
2013-06-27 astro-ph.HE
Spectro-timing analysis of Be X-ray pulsar SMC X-2 during the 2022 outburst
本研究通过NuSTAR与NICER同步观测分析SMC X-2在2022年爆发中的宽带X射线数据，测得自转周期并确认31 keV CRSF，揭示康普顿化机制、相位变化及超临界吸积迹象。
2025-01-07 astro-ph.HE
Accreting, highly magnetized neutron stars at the Eddington limit: A study of the 2016 outburst of SMC X-3
我们研究了SMC X-3在2016年爆发期间的时间和光谱特征。在爱丁顿极限下探测高磁化中子星（NS）上的吸积。我们获得了SMC X-3的XMM-Newton观测结果，并将其与Swift的长期观测结果相结合。我们研究了源的时间和光谱行为，以及它的短期和长期演化。我们构建了一个简单的玩具模型，以深入了解SMC X-3的复杂发射模式。我们确认的脉冲周期的系统，由以前的作品，并注意到，脉冲有一个复杂的，三个峰值的形状。我们发现，脉冲发射是由硬光子为主，而在能量低于1 keV，发射几乎是非脉动。我们进一步发现，脉冲轮廓的形状和源光曲线的短期和长期演变可以通过调用“风扇”和“极性”光束的组合来解释。我们的光谱分析，揭示了两个组件的发射：硬功率定律和软热分量。我们发现，后者产生大量的非脉动发射，最有可能的结果是再加工的主要硬发射，光学厚的材料，部分掩盖了中央源。我们还检测到来自高度电离金属的强发射线。发射线的强度强烈地依赖于相位。的能量和时间的演变和形状的脉冲轮廓和长期的光谱演变的源是一致的预期的发射模式的吸积柱在超临界制度，而一个大的后处理区域的存在下是一致的分析先前研究的X射线天体在高吸积率观察。该区域的存在是一致的，最近提出的作品，表明高B NS占据了相当大的一部分ULXs。
2018-05-29 astro-ph.HE
The bright black hole X-ray binary 4U 1543-47 during 2021 outburst. A clear state transition from super-Eddington to sub-Eddington accretion revealed by Insight-HXMT
本研究利用Insight-HXMT观测分析黑洞X射线双星4U 1543-47 2021年爆发数据，发现其存在超爱丁顿到亚爱丁顿的清晰态转变，提出该转变由吸积流从超临界盘向薄盘构型变化驱动。
2024-03-05 astro-ph.HE
Pulse phase-resolved analysis of SMC X-3 during its 2016--2017 super-Eddington outburst
Be X射线脉冲星SMC X-3从2016年8月到2017年3月经历了一次超长和超亮的巨大爆发。X射线峰值亮度达到$\sim 10^{39}$ erg/s，表明强磁化中子星上存在轻度的超爱丁顿吸积。因此，它在银河系Be/X射线双星（$L_{\rm X}^{\rm peak} \leq 10^{38}$ erg/s）和在附近星系中发现的超亮X射线双星（$L_{\rm X}^{\rm peak} \geq 10^{40}$ erg/s）之间架起了一座桥梁。为了观察这次爆发，进行了一些观测。在本文中，我们进行了全面的相位分辨分析的高质量的数据与Nustar和XMM-牛顿，这是在高和中等光度水平观察。为了更好地理解整个极端爆发的演化，我们还考虑了低光度态下的Swift结果。在爆发初期，源的脉冲波形为双峰型，第二个主峰接近第一个主峰，并在低光度处合并为单峰。第二个主峰在20 keV以上消失，其辐射变得比第一个主峰的辐射要软得多。荧光铁谱线的线宽随相位变化很大，表明吸积流具有复杂的几何结构。与低亮度的情况相反，脉冲分数随着光子能量的增加而增加。低于1 keV的脉冲分量可以解释为在远离中心中子星的地方存在一个额外的热分量。
2018-01-08 astro-ph.HE
The First Year of S-CUBED: The Swift Small Magellanic Cloud Survey
Swift Small Magellanic Cloud Survey，简称S-CUBED，是一个高节奏的SMC浅层X射线巡天。该调查由142个覆盖SMC光学范围的瓦片点组成，由NASA的Neil Gehrels Swift天文台每周进行一次，每个瓦片曝光60秒。该调查的重点是发现和监测SMC中大量已知和未知BeXRB的X射线爆发。考虑到斯威夫特的X射线望远镜的背景非常低，即使每瓦曝光时间很短，对于典型的1.4 M中子星致密天体，S- CUBED通常对SMC中> 1 - 2%爱丁顿光度的爆发很敏感。这种灵敏度，加上高节奏，以及调查可以全年进行的事实，使其成为SMC中爆发吸积X射线天体的强大发现工具。本文描述了S-CUBED第一年的观测结果，其中包括265个X射线源的1 SCUBEDX目录，其中160个没有与任何以前编目的X射线源一起确定。我们报告的1 SCUBEDX目录中的源的批量属性。最后，我们集中在几个有趣的来源，其中包括发现的三个II型爆发BeXRB的S-CUBED观测的结果，并在6 BeXRB系统的I型爆发和轨道周期的检测。
2018-10-12 astro-ph.HE
Swift observations of V404 Cyg during the 2015 outburst: X-ray outflows from super-Eddington accretion
黑洞双星V404 Cyg在经过26年的X射线静止后，于2015年6月进入爆发阶段，其行为打破了大多数黑洞双星典型的爆发演化模式。我们用雨燕卫星观察了整个爆发，并对其最活跃的阶段进行了时间分辨光谱学分析，获得了1000多个光谱，曝光时间从几十秒到几百秒不等。所有的光谱都可以用吸收幂律模型拟合，这在大多数情况下需要部分覆盖的存在。蓝移的铁-K α线出现在10%的光谱中，并伴随着高柱密度的特征，大约20%的光谱似乎显示出反射的特征。没有一个光谱显示明确存在的软盘黑体发射，而观测到的辐射热通量超过爱丁顿值的光谱的3%。我们的结果可以解释假设吸积流的内部膨胀成一个细长的磁盘，既隐藏了最里面（和最亮）的流量区域，并产生一个冷，cloudly，高密度的流出，介绍了高吸收和快速光谱变化观察。我们认为，天鹅座V404中的黑洞可能以爱丁顿/超爱丁顿速率不规则地甚至连续地吸积-从而维持周围的细长盘-同时部分或完全被膨胀的盘及其流出物所掩盖。因此，由源产生的最大耀斑可能不是吸积驱动的事件，而是隐藏在系统中的极亮源的暴露的影响。
2017-07-04 astro-ph.HE
SMC X-3: the closest ultraluminous X-ray source powered by a neutron star with non-dipole magnetic field
吸积中子星的磁场决定了它们的整体行为，包括最大可能的光度。一些模型需要高于平均水平的磁场强度（> 10^13 G）才能解释最近发现的脉动超铝X射线源（ULX）中的超爱丁顿质量吸积率。SMC X-3在2016-2017年的主要爆发期间的峰值亮度达到约2.5x10^39 erg/s，与ULX相当，因此使该源成为最近的ULX脉冲星。SMC X-3属于具有Be光学伴星的瞬态X射线星，并在2016年7月至2017年2月期间表现出巨大的爆发。在整个爆发期间，Swift/XRT和Fermi/GBM望远镜以及NuSTAR天文台都观测到了该源。收集的数据使我们能够使用几种独立的方法来估计SMC X-3中中子星的磁场强度。在爆发期间和爆发之间，源的自旋演化以及向所谓的螺旋桨区转变的光度在（0.3 - 7）x10^35 erg/s范围内，这意味着相对较弱的偶极场为（1 - 5）x10^12 G。另一方面，也有证据表明，在中子星表面附近存在更强的磁场。特别是，过渡从超到亚临界吸积制度与停止的吸积柱，回旋吸收功能的情况下，在宽带X射线光谱的源与NuSTAR和非常高的峰值光度有利于一个数量级更强的领域。这种差异使SMC X-3成为一个很好的候选者，以消除显着的非偶极分量的领域，和一个中间源之间的经典X射线的恒星和吸积磁星，可能构成一个可观的一部分ULX人口。
2017-06-19 astro-ph.HE
RXJ0123.4-7321, a Be/X-ray binary in the wing of the SMC
为了确认微弱的Be/X射线二进制候选人的XMM-牛顿调查的小麦哲伦云，我们寻找X射线爆发档案ROSAT观测。我们发现RXJ0123.4-7321在ROSAT探测时比16年后XMM-牛顿观测到的要亮得多。我们分析了ROSAT观测和光学对应物的OGLE I波段光变曲线，以研究系统的性质。在ROSAT和XMM-牛顿探测之间，发现X射线通量的长期变异性高达150倍，表明ROSAT观测期间爆发活动很强。I波段光变曲线揭示了长期变化和有规律的爆发，周期为（119.9+-2.5）天，表明该双星系统的轨道周期。大的X射线通量变化和光学对应物的性质证实RXJ 0123.4 -7321是小麦哲伦云翼中的一个新的Be/X射线双星。
2013-01-15 astro-ph.HE
Partitioning the Outburst Energy of a Low Eddington Accretion Rate AGN at the Center of an Elliptical Galaxy: the Recent 12 Myr History of the Supermassive Black Hole in M87
M87是室女星系团中心的活跃星系，是研究超大质量黑洞（SMBH）与高温、富含气体环境相互作用的理想对象。钱德拉对M87的深层观测显示出一个近似圆形的激波阵面（投影半径为13 kpc），它是由中心空腔（填充有相对论性射电发射等离子体的SMBH）的膨胀驱动的，投影半径为$\sim$ 1.9 kpc。我们结合X射线和无线电观测M87的冲击模型的约束，推导出的属性的爆发，创造了13千秒差距的冲击。该模型的主要约束条件是：1）测得的马赫数（$M$ $\sim$ 1.2），2）13 kpc激波的半径，3）作为活塞驱动激波的中心空腔/气泡（射电明亮茧）的观测尺寸。我们发现一个大约1200万年前开始并持续了$\sim$ 200万年的$\sim$ 5 $\times$ $10^{57}$尔格的爆发符合所有的约束条件。在这个模型中，$\sim$ 22%的能量在激波膨胀时由激波携带。剩余的$\sim$ 80%的突出能量可用于加热核心气体。超过一半的总爆发能量最初进入中央气泡的焓，无线电茧。当浮力气泡上升时，它的大部分能量被转移到周围的热气体中。对于一个重复率约为1200万年（爆发的年龄）的爆发，80%的爆发能量足以平衡辐射冷却。
2017-05-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Tracing the AGN/X-ray Binary Analogy with Light Curves of Individual Changing-Look AGN
如果我们能够确定这两种黑洞吸积现象是相似的，那么X射线二元爆发的物理模型可以帮助理解“外观变化”的活动星系核（AGN）的起源。在此之前，研究紫外-X射线光谱指数α_OX和爱丁顿比之间的相关性，使用单历元观测的变化看AGN样品揭示了可能的相似之处爆发X射线双星的光谱演化。然而，直接比较使用多历元的UV/X射线光变曲线的个别变化看活动星系核经历了戏剧性的变化，爱丁顿比一直很少。本文利用已发表的两个变貌活动星系核（NGC 2617和ZTF 18 aajupnt）的Swift UV/X射线光变曲线，研究了它们在爆发过程中α OX值的演化。我们发现，这两个变化的AGN相结合，可以追溯到预测的光谱演化的X射线双爆发，包括反转的α_OX演化作为爱丁顿比的函数。我们认为，光谱软化，观察到发生在活动星系核和X射线双星的临界爱丁顿比以下是由于再加工的康普顿X射线发射的吸积盘，根据X射线紫外混响滞后先前观察到的NGC 2617。我们的研究结果表明，活动星系核变貌现象的物理过程与X射线双星爆发相似。
2019-09-12 astro-ph.HE
Confirmation of six Be X-ray binaries in the Small Magellanic Cloud
小麦哲伦云（SMC）的X射线双星群体包含大量的大质量X射线双星，最近的XMM-牛顿巡天观测又发现了近50颗大质量X射线双星候选者。使用Haberl & Sturm（2016）的概率参数以及这项工作中的光谱和时间，我们确认了SMC中的六个新的大质量X射线双星。我们还报告了两个非常可能的双星周期，XMM 1859年为36.4 d，XMM 2300年为72.2 d。这些Be X射线双星可能是一般SMC人口的一部分，很少经历X射线爆发。
2017-01-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Models of Ultra-Luminous X-ray transient sources
现在人们普遍认为大多数超亮X射线源（ULX）是双星系统，其大的（高于$10^{39}$ erg s $^{-1}$）视光度可以用恒星质量致密天体上的超爱丁顿吸积来解释。许多ULX，特别是那些包含磁化中子星的ULX，是高度可变的;有些表现出瞬态行为。大的光度可能意味着大的吸积盘，因此可能倾向于热粘性不稳定性，已知驱动矮新星和低质量X射线双星瞬变源的爆发。本文的目的是扩展和推广的X射线瞬态盘不稳定性模型的情况下，大（外径大于$10^{12}$ cm）的吸积盘和应用它的描述系统的超爱丁顿吸积率在爆发，在某些情况下，超爱丁顿质量转移率。我们用我们的盘不稳定性模型程序计算了吸积盘的时间演化和爆发性质。我们表明，如果自辐射的吸积盘是有效的，即使当吸积率超过爱丁顿值，可能是由于散射回的X射线通量的光盘的外部部分上的光盘的中心部分发射，加热前可以达到光盘的外缘产生高吸积率。我们还提供了分析近似的可观察到的属性的爆发。我们已经成功地再现了观测到的星系瞬变的性质与大磁盘，如V404天鹅座，以及一些ULX，如M51 XT-1。如果吸积体是中子星，我们的模型可以再现ESO 243-39 HLX-1爆发的峰值亮度和衰变时间。我们预测的爆发持续时间和衰变时间与峰值亮度之间的关系的观测测试将是最受欢迎的。
2020-10-01 astro-ph.HE
Super-Eddington accretion discs with advection and outflows around magnetized neutron stars
本文提出了一个磁化中子星周围的超爱丁顿吸积盘模型，该模型考虑了热的平流和风的质量损失。该模型是半解析的，并预测吸积盘的所有基本物理特性的径向轮廓。磁层半径被发现作为一个本征值的问题。当内盘处于辐射压力主导的状态，但没有达到当地的爱丁顿极限，平流是温和的，磁层的半径依赖于吸积率弱。一旦接近当地爱丁顿极限，磁盘成为平流为主，磁层半径与质量吸积率的标度是类似的经典阿尔芬关系。考虑到风中的质量损失会导致磁层半径的增加。我们的模型可以应用于大量的磁化中子星吸积接近或超过其爱丁顿极限：超亮X射线双星，Be/X射线双星爆发，和其他系统。在我们的模型中，我们讨论了迄今为止已知的最亮的超亮脉冲星NGC 5907~X-1和经历过非常亮的超爱丁顿爆发的Be/X射线双星NGC 300~ULX-1的观测性质。
2019-02-12 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
A Super-Eddington Compton-Thick Wind in GRO J1655-40?
在2005年的爆发中，GRO J1655-40被钱德拉HETGS以高光谱分辨率观测到，揭示了一个富含蓝移吸收线的光谱，表明了一个吸积盘风-显然太热，太密集，太靠近黑洞，而不是由辐射压力或热压力驱动（米勒等人）。但是这种奇异的风只是这次爆发中的一块拼图，因为它的存在与极其柔软和弯曲的X射线连续光谱，显着的X射线可变性（Uttley & Klein-Wolt）以及明亮的，意想不到的光学/红外黑体分量相一致，该黑体分量随轨道周期而变化。聚焦于X射线连续谱和光学/红外/紫外光谱能量分布，我们认为这种“超软状态”的不寻常特征是来自盘的超爱丁顿康普顿厚风的自然后果：光学/红外黑体代表密集的冷光球，扩展流出，而X射线发射被解释为康普顿散射相对凉爽，光学厚风。这种风掩盖了内盘的内在光度，我们认为它可能已经达到或超过了爱丁顿极限。
2016-03-13 astro-ph.HE
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
The newly discovered Be/X-ray binary Swift J004516.6-734703 in the SMC: witnessing the emergence of a circumstellar disc
本文报道了由Swift SMC Survey，S-CUBED发现的Be/X射线双星系统Swift J004516.6-734703。斯威夫特J 004516.6 -734703，或SXP 146.6，被发现在2020年6月18日表现出明亮的（~10^37 erg/s）X射线爆发。来自OGLE和Swift/UVOT的历史紫外和红外光变曲线显示，经过长时间的稳定亮度，它在2019年3月左右开始经历了显着的增亮。这种红外/紫外线的上升很可能是星周盘形成的标志，通过SALT光谱中强烈的Hα线的存在得到证实，这在以前是不存在的。对OGLE数据的周期性分析揭示了426天的双星周期，在X射线中检测到146.6s周期的脉动周期。雨燕J 004516.6 -734703开始发射X射线，可能是中子星伴星第一次通过星周盘时I型爆发的特征。我们注意到，星周盘的形成开始于预测的前一次近星点通过的时间，这表明它的形成是由与中子星的潮汐相互作用引起的。
2020-08-25 astro-ph.HE
Origin of Two Types of X-Ray Outbursts in Be/X-Ray Binaries. I. Accretion Scenarios
本文提出了Be/X射线双星中X射线爆发的新设想：正常爆发和巨爆发分别是由Be盘最外层与双星轨道面偏离的物质的辐射低效吸积流（RIAF）和Bondi-Hoyle-Lyttleton（BHL）吸积引起的。基于模拟的质量转移率从错位的被磁盘，连同简化的吸积流模型，我们表明，质量吸积率估计从正常的X射线爆发的光度是一致的，与对流为主的吸积流，而不是与标准的，辐射冷却为主，吸积。我们对正常X射线爆发的RIAF方案解决了对这些爆发的标准磁盘图片提出挑战的问题。当一个未对准的Be盘穿过中子星的轨道时，例如，通过翘曲，中子星可以在盘凌日事件期间通过BHL型吸积捕获大量的质量。我们数值计算表明，这样的过程可以重现巨型X射线爆发的X射线光度。在非常高的Be盘密度的情况下，与盘凌日相关的吸积流成为超临界的，从而产生高于爱丁顿光度的光度。
2012-11-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Propeller effect in the transient X-ray pulsar SMC X-2
我们报告了2015年9月至2016年1月期间在II型爆发期间使用Swift/XRT望远镜对瞬态X射线脉冲星SMC X-2进行的监测活动的结果。在这次事件中，辐射热光度的来源范围从$\simeq10^{39}$下降到几个$\times10^{34}$ erg/s。此外，我们发现它的戏剧性的下降超过100倍以下的极限值$L_{\rm lim}\simeq4\times10^{36}$ erg/s，这可以解释为一个过渡到螺旋桨制度。这些测量使SMC X-2的第六个脉动X射线源，在那里观察到这样的过渡，并允许我们估计磁场的中子星系统$B\simeq3\times10^{12}$ G，这是在协议的光谱分析的独立结果。
2016-12-27 astro-ph.HE
A Bayesian approach for torque modelling of BeXRB pulsars with application to super-Eddington accretors
在这项研究中，我们提出了一种方法来估计后验分布的标准吸积力矩模型参数和二进制轨道参数的X射线双星使用嵌套抽样算法贝叶斯参数估计。我们研究了麦哲伦云中两个Be X射线双星系统RX J0520.5-6932和RX J 0209 -7427在大爆发期间的自旋演化，在大爆发中，它们超过了Eddington极限。此外，我们将我们的方法应用于最近发现的Swift J0243.6+6124;唯一已知的银河脉动超亮X射线源。这是一个很好的候选人研究光盘的演变在超爱丁顿吸积率，其光度跨度几个数量级在其爆发期间，与最大$L_{\rm X}$，超过了爱丁顿限制的一个因素$\sim 10$。当应用于RX J0520.5-6932和RX J 0209 -7427时，我们的方法能够识别每个系统的更有利的扭矩模型，同时产生NS和轨道参数的有意义的范围。我们对Swift J0243.6+6124的分析表明，与标准扭矩模型的预测相反，磁层半径和Alfvén半径在超过爱丁顿极限时彼此不成比例。据报告，这一来源的距离估计在5至7千秒差距之间。较小的距离需要非典型的中子星性质（即质量和半径），并可能降低吸积柱的辐射效率。
2022-11-29 astro-ph.HE
Type-I bursts within outbursts of IGR J17473-2721
在环礁源IGR J17473-2721的历史中，RXTE观测到了两次爆发。在2008年的最近一次爆发中，源显示了一系列完整的光谱状态/跃迁。中子星系统是多产的I型X射线爆发，我们调查他们在完整的爆发演化的背景下。在IGR J17473-2721的两次爆发期间，RXTE收集了约309 ks的总暴露量。我们在这个数据集中进行了I型爆发的系统搜索。对于每一个爆发发现，我们研究了爆发的轮廓，峰值流量，以及它们对吸积率的依赖性沿爆发的演变。在IGR J17473-2721中发现了18个I型X射线爆发：两个来自2005年的爆发，另外16个来自2008年的爆发。其中，3个爆发显示光球半径膨胀（PRE）。距离源估计为6.4千秒差距与15%的不确定性的基础上，显示PRE的三个爆发。在最近的突发中，在状态转换到高/软状态之前的低/硬状态中出现6个突发，在高/软状态的结束阶段出现3个突发，在随后的低/硬状态中出现7个突发。这些爆发的黑体半径呈现出各种有趣的特征。我们发现，在最近的爆发结束时，黑体半径的轮廓与黑体温度和爆发通量是反相关的。I型爆发的持续时间被发现与爱丁顿比相关，并有两个平行的演化群。随着爱丁顿比的减小，爆发持续时间减少，并在发生PRE爆发的每个组中结束。这为环礁XRB爆发背景下的I型爆发提供了新的线索。
2010-02-04 astro-ph.HE
Evolution of hard X-ray photon index in black-hole X-ray binaries: hints for accretion physics
在X射线双星爆发和活动星系核样品的衰变阶段，发现了X射线光子指数与Eddington标度X射线光度之间的反相关和正相关。我们进一步系统地研究了4个黑洞X射线双星的8次爆发中X射线谱指数、X射线通量和爱丁顿比的演化，其中所有选定的爆发都有Rossi X射线定时探测器在上升和衰变阶段的观测数据。在初始上升阶段，X射线谱指数与通量呈反相关，当X射线通量接近峰值时，X射线谱迅速软化。在衰减阶段，X射线光子指数和通量遵循两种不同的正相关关系，当X射线通量低于某一临界值时，它们再次变为反相关，其中反相关部分遵循与初始上升阶段相同的趋势。与其它X射线双星相比，GRO J1655-40的反跃迁和正跃迁临界爱丁顿比明显较低，这可能是由于其黑洞质量和距离没有得到很好的约束，或者是由于其内禀质量不同.
2019-12-09 astro-ph.HE
Unveiling the Nature of SN 2011fh: a Young and Massive Star Gives Rise to a Luminous SN 2009ip-like Event
近年来，许多IIn型超新星被发现与奇特的SN 2009 ip有着惊人的相似之处，其真实性质仍在争论中。在这里，我们提出了10年的观测SN 2011 fh，一个相互作用的瞬态光谱和光度的相似性SN 2009 ip。SN 2011 fh有一个M $_r \sim -16$等的增亮事件，随后在2011年8月又有一个更亮的M $_r \sim -18$等的发光爆发。SN 2011 fh的光谱在其整个演化过程中以窄到中等的巴耳末发射线为主，天鹅座P的轮廓表明在$\sim 6400 \ \textrm{km s}^{-1}$处有快速移动的物质。2016年10月的HST/WFC 3观测显示了一个M $_{F814W} \approx -13.3$等的明亮源，表明我们正在看到喷出物与星周物质的持续相互作用，或者该恒星可能在2011年发光爆发五年后经历爆发阶段。使用超新星SN 2011 fh周围星团的HST测光，我们估计了其前身星的年龄为$\sim 4.5$ Myr，这意味着使用单星演化模型，恒星质量为$\sim 60$ M $_\odot$，或者考虑双星系统，质量范围为$35 - 80 \ \textrm{M}_\odot$。我们还表明，SN 2011 fh的祖先超过了经典的爱丁顿极限的一个大的因素，在2011年的发光爆发前的几个月，这表明强大的超级爱丁顿风作为一个可能的机制，所观察到的质量损失。…
2022-01-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of Cyclotron Resonance Scattering Feature in High Mass X-ray Binary Pulsar SMC X-2
利用三个同步的$NuSTAR$和$Swift$ /XRT观测，报道了高质量X射线脉冲双星SMC X-2在2015年爆发期间的宽带光谱特性。这颗脉冲星非常明亮，在1-70 keV范围内的亮度高达$\sim$ 5.5 $\times$ 10 $^{38}$ ~ergs~s $^{-1}$。脉冲星的自转周期估计为2.37 s。脉冲轮廓被发现是强烈的光度依赖。脉冲星的1-70 keV能谱可以用三种不同的连续模型来描述：（i）指数截止的正、负幂律模型，（ii）费米-狄拉克截止幂律模型和（iii）截止幂律模型。除了在$\sim$ 6.4 keV处存在一条铁谱线外，在脉冲星光谱中还检测到在$\sim$ 27 keV处的一个与模型无关的吸收特征。这一特征被确定为回旋吸收线，并首次在该脉冲星中被探测到。相应的中子星磁场估计为$\sim$ 2.3 $\times$ 10 $^{12}$ G。回旋加速线能量与光度呈微弱的负相关。回旋线参数被发现是可变的脉冲相位和解释，由于发射几何形状或复杂的结构的脉冲星磁场的影响。
2017-05-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
INTEGRAL deep observations of the Small Magellanic Cloud
2008-2009年，INTEGRAL天文台在硬X射线波段对小麦哲伦云和区域进行了深度观测。该仪器的视场允许同时覆盖整个SMC和麦哲伦桥的东端。INTEGRAL总共在SMC中探测到7个源，在麦哲伦桥中探测到5个源;大多数源是以前未知的系统。几个新的源被探测到正在经历明亮的X射线爆发，除了超巨星系统SMC X-1外，所有的源都表现出瞬态行为。它们都被认为是高质量X射线双星（HMXB）系统，其中致密的物体是一颗中子星。
2010-04-13 astro-ph.HE
Theoretical Analysis of the RX J0209.6-7427 X-ray Spectrum During Giant Outburst
本文利用基于物理的辐射流体力学模型，首次成功模拟了 X 射线脉冲星 RX J0209.6-7427 在 2019 年超爱丁顿爆发期间的高低光度态能谱，揭示了极冠半径恒定、康普顿化轫致辐射主导及回旋能量负相关等物理机制。
2024-04-24 astro-ph.HE
Investigating slim disk solutions for HLX-1 in ESO 243-49
ESO 243-49星系中的超亮X射线源HLX-1是目前最好的中等质量黑洞候选者，它显示出的光谱跃迁与银河系黑洞双星中观察到的光谱跃迁相似，但亮度要高出100-1000倍。我们研究了这个独特的源拟合多历元数据收集的斯威夫特，XMM牛顿和钱德拉与磁盘模型计算光谱的广泛的次和超爱丁顿吸积率假设一个非旋转的黑洞和面对磁盘（i = 0度）的X射线特性。在这些假设下，我们发现HLX-1中的黑洞处于中等质量范围（~2 × 10^4 M_odot），吸积流处于亚爱丁顿区。圆盘辐射效率为eta = 0.11 +/-0.03。我们还证明了源的质量估计符合L_X ~ T^4关系。在爆发峰值处，源辐射接近爱丁顿极限。吸积速率随后几天保持在4 × 10^（-4）M_odot yr^（-1）附近，然后呈指数下降。吸积速率的这种“平台”可以证明，增强的传质速率是HLX-1中驱动突出的机制。我们还报告了2011年8月由斯威夫特X射线望远镜观测到的新爆发。这次新爆发的时间进一步加强了~1年复发时间尺度。
2012-04-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
Spin measurement of 4U 1543-47 with Insight-HXMT and NICER from its 2021 outburst: A test of accretion disk models at high luminosities
本文利用 Insight-HXMT 观测 4U 1543-47 在 2021 年的明亮爆发，通过比较 kerrbb2 和 slimbh 吸积盘模型在爱丁顿极限下的光谱演化行为，检验了高光度下的吸积盘模型，并确定了两个最适合进行自旋连续谱拟合的“黄金”时期。
2023-07-21 astro-ph.HE
Truncation of the Accretion Disk at One Third of the Eddington Limit in the Neutron Star Low-Mass X-ray Binary Aquila X-1
我们对2016年8月爆发期间NuSTAR拍摄的中子星低质量X射线双星Aquila X-1的新观测进行了反射研究，并与2014年7月的爆发进行了比较。该源在$\sim32\%\ L_{\mathrm{Edd}}$被捕获，其亮度是2014年爆发期间的前一次观测的四倍多。这两个观察表现出加宽的Fe线轮廓。通过反射建模，我们确定内盘是截断的$R_{in,\ 2016}=11_{-1}^{+2}\ R_{g}$（其中$R_{g}=GM/c^{2}$）和$R_{in,\ 2014}=14\pm2\ R_{g}$（在90%置信水平下引用的误差）。基准中子星参数（M $_{NS}=1.4$ M $_{\odot}$，$R_{NS}=10$ km）给出的恒星半径为$R_{NS}=4.85\ R_{g}$ ;我们的测量排除了一个超过$6σ$置信水平的磁盘延伸到该半径。我们能够把一个上限的磁场强度$B\leq3.0-4.5\times10^{9}$ G在磁极，假设磁盘是截断在磁层半径在每一种情况下。这与之前对天鹰座X-1磁场强度的估计一致。然而，如果磁层不负责截断磁盘之前的中子星表面，我们估计边界层的最大程度的$R_{BL,\ 2016}\sim10\ R_{g}$和$R_{BL,\ 2014}\sim6\ R_{g}$。此外，我们比较了磁场强度推断铁线轮廓天鹰座X-1和其他中子星低质量X射线双星已知的…
2017-09-05 astro-ph.HE
The bright black hole X-ray binary 4U 1543--47 during 2021 outburst: a thick accretion disk inflated by high luminosity
本文通过多波段X射线光谱分析2021年超爱丁顿爆发的黑洞X射线双星4U 1543--47，提出其软态光谱中的强反射成分源于几何厚漏斗形吸积盘的自照射，并用广义相对论光线追踪模拟验证了该机制。
2023-12-15 astro-ph.HE
Outbursts of the intermediate-mass black hole HLX-1: a wind instability scenario
我们使用哈勃太空望远镜、XMM-牛顿和斯威夫特对中等质量黑洞HLX-1进行了建模。我们量化的一个蓝色的组件，X射线照射的功能，和一个红色的组件，常数和可能来自一个老的恒星星族的相对贡献。我们估计一个黑洞的质量约为（2^{+2}_{-1}）× 10^4 M_{sun}，在中等正面视角下的自旋参数a/M约为0.9，爆发的峰值亮度约为爱丁顿光度的0.3倍。我们讨论了从短X射线时间尺度（R ~几个10^{11} cm）和从光发射器（R sqrt[cos θ] ~ 2.2 x 10^{13} cm）推断的特征尺寸之间的差异。一种可能性是，光发射器是一个环双星盘;然而，我们不赞成这种情况，因为它需要一个非常小的施主星。一个更合理的假设是，盘很大，但只有内环参与了X射线爆发。我们认为，周期性爆发是由风不稳定性驱动的内盘吸积率振荡造成的。我们认为，该系统有一个长期的平均吸积率为百分之几爱丁顿，略低于低/硬状态的上限;风驱动的振荡可以触发过渡到高/软状态，复发周期约为1年（远长于二元周期，我们估计为10天）。在过去十年中主导系统的振荡现在被阻尼，使得吸积率不再达到触发转变所需的水平。最后，我们强调在HLX-1和银河系黑洞V404天鹅座盘风之间的相似性。
2017-04-18 astro-ph.HE
Timing analysis of Swift J0243.6+6124 with NICER and Fermi/GBM during the decay phase of the 2017-2018 outburst
本研究利用NICER/XTI和Fermi/GBM数据分析了Swift J0243.6+6124在2017-2018爆发期间的计时与噪声特性，发现脉冲轮廓在特定光度下发生转变，并揭示了超爱丁顿光度下异常的高噪声强度及其与四极场相互作用的潜在关联。
2023-05-06 astro-ph.HE
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
Peculiar outbursts of an ultra luminous source likely signs of an aperiodic disc-wind
富含金属的球状星团RZ 2109位于大质量的室女座椭圆星系NGC 4472（M49）中，拥有超亮X射线源XMMU 122939.7+075333。以前的研究表明，这个来源在几个小时的时间尺度上在明亮和暗淡的阶段之间变化。在这里，我们报告发现了两个奇怪的X射线爆发事件，持续约8和3.5小时，间隔约3天。这种重复出现的X射线爆发行为以前从未被观察到。我们认为，I型X射线爆发或超级爆发以及爆发的情况下，需要一个年轻的恒星对象是极不可能的解释所观察到的光变曲线，离开一个非周期性盘风的情况下，超爱丁顿吸积驱动作为一个可行的解释这种新类型的X射线耀斑活动。
2019-05-14 astro-ph.HE
The X-ray Pulsar M82 X-2 on its Propeller Line
{ \it NuSTAR}探测到了来自M82中的超亮X射线源X-2的脉动，而{ \it Chandra}的存档观测也让我们对它的占空比有了一个很好的了解。这颗新发现的脉冲星在过去的15年里至少出现了4次超级爱丁顿爆发，但在最低功率状态下，它的辐射略低于爱丁顿极限，其性质似乎是典型的高质量X射线双星。M82 X-2被描述为一颗普通的中子星，其磁场为1~TG，偶尔会在爱丁顿速率以上吸积，而M82 X-2则被描述为一颗类磁星脉冲星，其磁场为10-100~TG，达到量子极限以上。我们支持前一种解释。利用标准吸积理论和现有的观测资料，我们用两种独立的方法计算了这颗脉冲星的恒星磁场，结果表明，在任何一种情况下，恒星磁场都不会超过3~TG。我们讨论了我们的研究结果的影响，偶尔表现出类似的强大爆发的其他超铝X射线源。
2016-06-22 astro-ph.HE
Super-Eddington accretion onto the Galactic ultraluminous X-ray pulsar Swift J0243.6+6124
我们报告了第一颗银河系超亮X射线脉冲星Swift J0243.6+6124在2017-2018年爆发期间的光谱行为。在亚爱丁顿能级，源光谱的特点是由三个发射分量，分别来自吸积柱，热点，和一个广泛的铁线发射区。当辐射源高于爱丁顿极限时，热点温度升高，光谱中出现两个以上的黑体分量。一个黑体分量的半径为10-20公里，可能来自吸积柱的顶部。另一个在黑体光度为（1 - 2）*10^38 erg/s时饱和，与中子星的爱丁顿极限一致。这与紧凑物体上的超爱丁顿吸积将为光学厚度的外流提供动力的情况非常一致，并表明吸积率是临界值的60-80倍。这表明磁化系统上的超级爱丁顿吸积也可以为大规模的风提供动力。在超爱丁顿层，铁谱线变得更加显著和蓝移，并被认为与中央漏斗或喷流中的超快风有关。这个源，如果位于外部星系，将像其他超亮星系一样出现。
2019-01-28 astro-ph.HE
Rapid Cooling of the Neutron Star in the Quiescent Super-Eddington Transient XTE J1701-462
我们介绍了Rossi X射线定时探测器和雨燕观测在2006-2007年的超爱丁顿中子星（NS）瞬态XTE J1701-462爆发的最后三个星期，以及钱德拉和XMM-牛顿观测涵盖了随后的静止期的前800天。源从活跃吸积迅速过渡到平静，在~13天内光度下降了3个数量级以上。在静止期间获得的光谱表现出热分量，假定起源于从NS表面的发射，和一个不确定的起源，这表明大的和不规则的变化的非热分量。我们解释所观察到的衰减推断的有效表面温度的NS在平静的冷却NS地壳后，被加热，并带来了热平衡的核心在爆发。数据的解释是复杂的，因为温度明显暂时升高，大约220天进入静止期，可能是由于额外的吸积激增。我们推导出推断温度的指数衰减时间尺度约为120（+30/-20）天（不包括受暂时增加影响的观测）。这个短时间尺度表明一个高导电性的NS地壳。需要进一步的观测来确认地壳是否仍在缓慢冷却，或者已经与地核达到热平衡，表面温度约为125 eV。后者意味着在8.8千秒差距的假设距离下，一个高的平衡热光度约为5x 10 ^{33} erg/s。
2010-04-12 astro-ph.HE
Follow-up Observations of the Prolonged, super-Eddington, Tidal Disruption Event Candidate 3XMM~J150052.0+015452: the Slow Decline Continues
X射线源3XMM~J150052.0+015452是在一次长时间（$>11$年）爆发期间发现的一个壮观的潮汐破裂事件候选者（Lin等人，2017年）。它在几年的高峰期表现出独特的准软X射线谱，其特征温度为$kT\sim0.3$ keV，但在最近的钱德拉观测（爆发10年）中，探测到了$kT\sim0.15$ keV的超软X射线谱。这种戏剧性的光谱软化可能标志着从超爱丁顿到热态的转变，或者暂时存在一个温暖的吸收体。在这里，我们报告我们的研究，四个新的XMM牛顿后续观测的来源。我们发现它们都显示出超软光谱，这表明该源在$>5$ s内保持了超软状态，因此其光谱变化最好解释为超爱丁顿态到热态的跃迁。对热态光谱的拟合表明，与Lin等人（2017）中获得的结果相比，对源的吸收较小。这使我们更新了事件的建模，因为一个0.75 msun的恒星被几个$\times10^5$ msun的大质量黑洞破坏。我们还获得了F606 W和F814 W滤波器的两幅HST图像，发现矮恒星形成宿主星系可以分解为一个主导盘和一个较小的凸起。在两个滤光器中都没有清楚地看到中心点源，排除了与X射线活动相关的强光学发射。
2021-12-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Detection of a cyclotron line in SXP 15.3 during its 2017 outburst
我们报告了AstroSat和NuSTAR在2017年底爆发期间对小麦哲伦云中Be/X射线双星脉冲星SXP 15.3的观测结果，当时该源达到了~ 10^{38} erg s^{-1}的光度水平，接近爱丁顿极限。前所未有的宽带覆盖范围的来源，使我们能够执行3和80千电子伏之间的定时和光谱分析。脉冲轮廓表现出显著的能量依赖性，并且在能量>15 keV时从双峰轮廓变形为单个宽脉冲。这可以通过在脉冲轮廓的两个峰值之间看到的强度下降期间的光谱硬化来解释。我们检测到的回旋共振散射功能（CRSF）在5千电子伏的X射线光谱，独立的连续模型的选择。这表明中子星的磁场强度为6 × 10 ^{11} G。
2018-07-27 astro-ph.HE
Observing the transient pulsations of SMC X-1 with NuSTAR
我们报告的NuSTAR观测瞬态脉动的中子星X射线双星SMC X-1。从非脉冲到脉冲状态的转变并不伴随着通量的大的变化。相反，在低通量超轨道状态期间，在一次观测中观察到脉冲和非脉冲状态。在高状态期间，我们在$T_{ref} = 56145\,\mathrm{MJD}$处测量$P = 0.70117(9)\,\mathrm{s}$的脉冲周期。在非脉冲和脉冲状态下的光谱分析表明，观测可以一致地模拟吸收功率法与现象学截止类似的费米-狄拉克分布，或由部分模糊的截止功率法。基本连续体的形状在不同时期之间几乎没有变化，而覆盖分数和列密度在超轨道状态之间变化。脉动的强度也各不相同，这使我们推断脉动的消失和重现与遮蔽的变化有关，例如通过扭曲的吸积盘。SMC X-1的吸积接近或超过其爱丁顿极限，达到未吸收的X射线光度$L_{\rm X}({\rm 2-10~keV}) \approx 5 \times 10^{38}\, {\rm erg}\, {\rm s}^{-1}$。这表明，SMC X-1可能是一个有用的本地模拟超亮X射线天文台（ULXPs），同样表现出强烈的变化，在其脉冲分数，以及通量变化类似的时间尺度。特别是，在M82 X-2中观察到的逐渐脉冲开启与我们在SMC X-1中观察到的行为相似。因此，我们提出ULXP的脉冲分数变异性也可能是由于可变遮蔽。
2019-03-15 astro-ph.HE
An evolving broad iron line from the first Galactic ultraluminous X-ray pulsar Swift J0243.6+6124
我们利用中子星内部成分探测器（NICER）在2017- 2018年的巨爆发期间对超铝质Be/X射线瞬态脉冲星Swift J0243.6+6124进行了光谱研究。1.2- 10 ~keV能谱可用吸收截止幂律模型近似。我们在6- 7千电子伏的能量范围内检测到强的、依赖于亮度的发射线。一个狭窄的6.42千电子伏的线，观察到的子爱丁顿政权，被认为是演变成一个广泛的铁线轮廓在超爱丁顿政权。其他功能被发现在6.67和6.97千电子伏的铁线复杂。一个不对称的宽线轮廓，峰值在6.67 keV，可能是由于多普勒效应和引力红移。NuSTAR和NICER观测到的1.2- 79 keV宽谱在爆发峰处由吸收截止幂律加上多条高斯线和黑体分量很好地描述。物理反射模型也进行了测试，以探测宽铁线功能。根据质量吸积率，我们发现的排放网站，从约5000公里的范围更接近表面的中子星。我们的研究结果进行了讨论的框架内的吸积盘和它的含义上的磁场，在磁层中存在的光学厚吸积幕，喷流发射，并预计在超爱丁顿吸积率的大规模，超快流出。在NICER或NuSTAR数据中，我们没有检测到任何回旋吸收线的特征。
2019-09-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Swift monitoring of the new accreting millisecond X-ray pulsar IGRJ17511-3057 in outburst
一颗新的吸积毫秒X射线脉冲星IGR J 17511 -3057是在2009年9月12日的星系核膨胀监测计划中发现的。为了研究爆发期间源X射线通量和光谱特性的演变，我们请求对IGRJ 17511 -3057进行Swift监测。在本文中，我们报告的头两个星期的监测源的结果。IGR J17511-3057在爆发期间的持续发射可以用吸收黑体（kT~0.9 keV）和幂律分量（光子指数~1-2）很好地模拟，类似于从其他先前已知的毫秒彗星中观察到的情况。雨燕还探测到来自这个源的三个I型X射线爆发。通过假设这些爆发的峰值亮度等于纯氦I型X射线爆发的爱丁顿值，我们推导出源距离的上限为~10 kpc。根据氦爆发假说，理论上，预计爆发的重现时间为0.2-0.9天，与观测结果一致。
2009-12-07 astro-ph.HE
Bright Supernova Precursors by Outbursts from Massive Stars with Compact Object Companions
提出双星系统中致密天体吸积增能爆发机制，解释超新星前兆的高光度与能量矛盾，模型与观测及盖亚、引力波探测预期相符。
2024-03-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of 146.8 s pulsations from EP J005146.9-730930, a new transient Be/X-ray binary in the SMC
研究通过EP与XMM-Newton观测证认小麦哲伦云瞬现源EP J005146.9-730930为新Be/X射线双星脉冲星，测得146.79秒脉动及磁场下限。
2025-07-23 astro-ph.HE
Orbital Period and Outburst Luminosity of Transient Low Mass X-ray Binaries
本文研究了Rossi X射线定时探测器（RXTE）近十年来观测到的低质量瞬变X射线双星（或称软X射线瞬变双星）中，X射线爆发的最大亮度与轨道周期的关系。我们发现爱丁顿单位的最大光度（3-200 keV）一般随轨道周期的增加而增加，这并没有表现出光度饱和，但总体上与理论预测一致。超紧凑双星的峰值亮度可能高于轨道周期为2-4小时的双星，但需要更多的数据来证明这一点。我们还发现，在3-200 keV的爆发峰值亮度上，轨道周期大于4 h的中子星系统和黑洞系统没有显著差异，但在轨道周期较小的情况下，可能存在显著差异，因为只有中子星系统被观测到，并且对于黑洞吸积物，辐射无效吸积流可能在低亮度下工作。
2010-06-01 astro-ph.HE
X-ray outbursts of low-mass X-ray binary transients observed in the RXTE era
我们对1996- 2011年在{ \it RXTE}（\it Rossi X射线定时探测器）上的全天监测器（2- 12 keV）观测到的36个低质量X射线双星瞬变（LMXBT）中的110个明亮X射线爆发的性质进行了统计研究。我们已经测量了一些爆发的性质，包括峰值X射线光度，光度的变化率在每天的时间尺度，$e$折叠上升和衰减的时间尺度，爆发持续时间，和总辐射能量。我们发现，平均性能，如峰值X射线亮度，上升和衰减的时间尺度，爆发持续时间，和总辐射能量的黑洞LMXBT，至少是两倍以上的中子星LMXBT，这意味着这些属性的测量可能提供初步线索的性质紧凑的对象的一个新发现的LMXBT。我们还发现，爆发峰值X射线亮度与X射线亮度在上升相和衰变相的变化率相关，这与我们以前的研究是一致的。在爆发中还发现了总辐射能量与峰值X射线亮度之间以及总辐射能量与$e$折叠上升或衰减时标之间的正相关关系。这些相关性表明，在爆发之前储存在盘中的质量是建立稍后看到的爆发属性的主要初始条件。我们还发现，M31中两个瞬态恒星质量ULX的爆发也大致遵循相关性，这表明相同的爆发机制适用于M31中这两个源达到爱丁顿光度的更明亮的爆发。
2015-05-05 astro-ph.HE
The Analogous Structure of Accretion Flows in Supermassive and Stellar Mass Black Holes: New Insights from Faded Changing-Look Quasars
尽管它们的黑洞质量相差约10^8倍，但一些证据表明，活动星系核（AGN）和银河系X射线双星中的黑洞吸积流可能相似。然而，目前还不清楚X射线双星中的盘冠系统的几何形状是否直接扩展到活动星系核，以及这种类比是否仍然适用于不同的吸积状态。我们测试活动星系核/X射线双星类比，通过比较观测到的活动星系核的紫外-X射线光谱指数（α_OX）和爱丁顿比之间的相关性，从观测的X射线双星爆发的预测。这种方法探测它们的盘冠系统的几何形状，因为它们在不同的吸积状态之间过渡。我们利用钱德拉X射线和地基静止紫外线对褪色的“变化外观”类星体的新观测，将这种比较扩展到爱丁顿比小于10^-2的情况，在这种情况下，X射线双星的观测预测活动星系核中的α_OX会软化。我们发现，活动星系核的α_OX与爱丁顿比之间的相关性与原型X射线双星爆发中的吸积态跃迁有着显著的相似性，包括在临界爱丁顿比约为10^-2时这种相关性的反转。我们的研究结果表明，黑洞吸积流的结构直接跨越黑洞质量的10^8倍，并跨越不同的吸积状态，使我们能够应用X射线双星的理论模型来解释活动星系核现象。
2019-11-25 astro-ph.HE
Multiwavelength modeling the SED of nova V339~Del: Stopping the wind and long-lasting super-Eddington luminosity with dust emission
在经典新星爆发期间，白矮星（WD）表面层中氢的核燃烧产生的辐射被外部物质再处理成不同形式的较软能量，其光谱分布取决于新星年龄。使用多波长建模的SED的方法，我们确定的物理参数的恒星，星云和尘埃成分的辐射分离的光谱的经典新星V339 Del从第35天到第636天爆炸后。从铁幕阶段过渡到超软源阶段（35 - 72天），当光学亮度下降3-4等时，吸收柱密度由其环周分量从$\sim 1\times 10^{23}$下降到$\sim 1\times 10^{21}$ cm $^{-2}$，发射量度从$\sim 2\times 10^{62}$下降到$\sim 8.5\times 10^{60}$ cm $^{-3}$，这是由于WD停止质量损失造成的。第35天的模型SED表明，WD的假光球呈扁圆形，并且存在位于赤道上缓慢集中流出的尘埃。粉尘排放在第59天左右达到峰值。它与强超软X射线源在100天模型SED中的共存限制了盘状外流的存在，尘埃可以在那里停留很长时间。两个模型SED都显示了燃烧的WD在$1-2\times 10^{39}\,(d/4.5{\rm kpc})^2$ erg s $^{-1}$水平上的超爱丁顿光度，从$\sim$第2天持续到至少第100天。
2019-05-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
