Astronomiya

X-ray ikili ulduz sisteminin sərtlik nisbəti (HR) ilə spektral vəziyyət arasındakı əlaqə nədir?

X-ray ikili ulduz sisteminin sərtlik nisbəti (HR) ilə spektral vəziyyət arasındakı əlaqə nədir?

Sərtlik nisbəti haqqında oxuduqda, ikili ulduzun sərtlik nisbətinə görə spektral vəziyyətlərin yumşaq, sərt vəziyyətlərə bölünə biləcəyini göstərir. Bəs HR dəyəri spektral vəziyyətə görə necə dəyişir? Sərt vəziyyət və yumşaq vəziyyət barədə danışarkən bu ifadə ilə nə demək istəyirik.


Qara dəlikli Namizəd X-ray İkili Cyg X-1-in Uzunmüddətli Spektral Dəyişkənliyinə dair Tədqiqat ☆, ☆☆

Rossi X-ray Timing Explorer-in (RXTE) 1996-cı ilin yanvarından 2005-ci ilin may ayına qədər olan All-Sky Monitor (ASM, 1.5–12-kev) məlumatlarını istifadə edərək foton sayma nisbəti ilə spektral sərtlik arasındakı əlaqəni ətraflı təhlil etdik. Qara dəlikli namizədin X-ray ikili Cyg X-1-in 3 enerji zolağındakı HR2 (5-12 keV / 3-5 keV) nisbəti, yəni A-band (1,5-3 keV), B-band (3– 5 keV) və Cband (5-12 keV). 1 günlük vaxt miqyaslı ASM məlumatları üzərində işləyərək tapırıq: (1) Cyg X-1 yumşaq vəziyyətdə olduqda, A-band foton sayma nisbəti və sərtlik nisbəti HR2 antikorrelyasiya göstərir, lakin B -band və C-bandın pozitiv korrelyasiyası görünür. Cyg X-1 sərt vəziyyətdə olduqda, A, B, C lentlərindəki foton sayma nisbətləri, HR2 (2) sərtlik nisbəti ilə tərs əlaqəlidir (2) Cyg X-1 yumşaq vəziyyətdə olsun ya da sərt olsun vəziyyət, HR2 və HR1 sərtlik nisbətləri hər zaman müsbət bir şəkildə əlaqələndirilir. Bundan əlavə, ASM-in “dwell by dwell” məlumatlarını təhlil etdik və aşağıdakı maraqlı nəticələr əldə etdik: (1) MJD = 52600-52760 (Cyg X-1 sərt vəziyyətdə olduğu müddətdə), A-band və B-banddakı foton sayma nisbətləri HR2 ilə tərs şəkildə korrelyasiya olunur, lakin C-bandda nisbətən güclü müsbət korrelyasiya yaranır (2) Sərt vəziyyət zamanı HR2 və sərtlik nisbətləri arasında aydın antikorrelyasiya mövcuddur. HR1.


Qara dəlikdəki çarpaz korrelyasiya və zaman gecikməsinin bir tədqiqatı XTE J1859 + 226

Rossi X-ray Zamanlama Kəşfiyyatçısı (RXTE) məlumatları ilə 1999-2000-ci illərin bütün partlayışları dövründə qara dəlikli X-ray ikili (BHXB) XTE J1859 + 226-nın bütün spektral vəziyyətlərindəki qarşılıqlı əlaqəni və zaman gecikməsini sistematik olaraq araşdırırıq. 166 gün davam etdi. Anti-korrelyasiya və pozitiv korrelyasiya və onların müvafiq yumşaq və sərt rentgen geriləmələri yalnız parlaqlığın yüksək olduğu zaman partlayışın ilk 100 günündə aşkar edilir. Bu, çarpaz korrelyasiyaların yüksək parlaqlıqla əlaqəli ola biləcəyini göstərir. Hər bir XTE J1859 + 226 vəziyyətində pozitiv korrelyasiyalar, yəni sərt vəziyyət, sərt orta vəziyyət (HIMS), yumşaq-orta vəziyyət (SIMS) və yumşaq vəziyyətdə aşkar olunur. Bununla birlikdə, anti-korrelyasiya yalnız HIMS və SIMS-də, anti-korrelyasiya olunmuş sərt gecikmələr yalnız SIMS-də, anti-korrelyasiya olunmuş yumşaq gecikmələr həm HIMS-də, həm də SIMS-də aşkar edilir. Üstəlik, XTE J1859 + 226-da təsbit edilmiş anti-korrelyasiya olunmuş yumşaq laglarla sərt gecikmələrə nisbət neytron ulduzunun aşağı kütləli rentgen ikili sənədlərindən (NS LMXB) xeyli fərqlidir. İndiyə qədər anti-korrelyasiyalar heç vaxt BHXB-lərin yumşaq vəziyyətində aşkar olunmur, lakin NS LMXB-lərin hər filialında və ya vəziyyətində aşkar edilir. Bunun səbəbi BHXB-lərdəki yumşaq toxum fotonlarının yığılma diskində və NS LMXB-lər üçün həm yığılma diskindən, həm də NS səthindən məhdudlaşdırılmasıdır. XTE J1859 + 226-da təsbit edilmiş anti-korrelyasiya olunmuş vaxt gecikmələrinin vaxt miqyasının digər BHXB və NS LMXB-lərlə oxşar olduğunu görürük. BHXB-də təsbit edilmiş anti-korrelyasiya olunmuş yumşaq gecikmənin NS LMXB ilə yanaşı yığılma diskindəki dalğalanma ilə nəticələnə biləcəyini təklif edirik.

Bu abunə məzmununun önizləməsidir, təşkilatınız vasitəsilə giriş.


3 Müşahidələr və məlumatların təhlili

- dən olan məlumatları təhlil etdik RXTE 9 sentyabr tarixindən (MJD 51065, müşahidə ID 30188-06-01-01) 1998 sentyabrın 16-dək (MJD 51072, müşahidə ID 30188-06-11-00) həyata keçirilmiş 12 sivri müşahidədən istifadə edən mütənasib Counter Array (PCA Jahoda et al. 1996). ). Müşahidələrin hər biri ∼2 ilə ∼4 ks arasında məlumat ehtiva edir.

Spektral analiz heasoft 6.13 istifadə edilərək aparıldı: Standard2 məlumatlarından mənbə və fon spektrini çıxardıq (16 saniyə vaxt ayırma). Bütün analiz olunan spektrlər üçün bir PCA cavab matrisi yaratdıq (həm spektral analiz, həm də propfluc uyğunluğu üçün lazımdır). Hər bir enerji spektri arxadan çıxarıldı və yüzdə 0,5 sistematik bir səhv tətbiq edildi. Enerji spektrini xspec 12.8.2 (Arnaud 1996) istifadə edərək 3–20 keV aralığında yerləşdirdik.

Axelsson, Hjalmarsdotter & amp Bitti (2013) sonrasında TBABS x GABS x (DISKBB + NTHCOMP + RFXCONV x NTHCOMP) modelini istifadə etdik (Mitsuda et al. 1984 Zdziarski, Johnson & amp Magdziarz 1996 Życki, Done & amp Smith 1999 Kolehmaine, Trigo 2011). Alınan nəticələr Axelsson və digərləri ilə uyğundur. (2013) təhlili. İki fərqli enerji zolağında mənbə və fon işıq əyrilərini çıxardıq (yumşaq: 1.94-12.99 keV və sərt: 13.36-20.30 keV). Fon çıxarılan işıq əyrilərindən sərtlik nisbətini HR, yəni sərt və yumşaq enerji zolağı arasındakı sayma nisbətini hesabladıq. Spektral analizdən maksimum disk temperaturu əldə etdik Td, maks və disk hissəsini yumşaq zolaqda hesabladıq xs (İK rolu haqqında ətraflı məlumat üçün və Td, maks propfluc uyğun olaraq, bax RIKK16, Əlavə A).

Fourier vaxtı təhlili üçün ≈125 μs vaxt qətnaməsi Tək Bit rejimi və ≈16 μs vaxt qətnaməsi Hadisə rejimi istifadə etdik. Hər bir müşahidə üçün, 256 s məlumat seqmentləri və 1/8192 s vaxt çözünürlüğünü istifadə edərək, yumşaq və sərt zolaqda Leahy-normallaşdırılmış güc spektrlərini və bu iki zolaq arasındakı çarpaz spektrləri hesabladıq, 1/256 bir tezlik qətnaməsi verdik. ≈ 0.004 Hz və 4096 Hz Nyquist tezliyi. Leahy-normallaşdırılmış güc və çarpaz spektrlər daha sonra ortalama, Poisson səs-küyü çıxarıldı və hissə-hissə edildi rms normallaşdırılmışdır (Leahy- və haqqında ətraflı məlumat üçün rms normallaşdırılmış çarpaz spektrlər, bax RIKK16, Bölmə 3). Fourier analiz məhsullarının hesablanmasında heç bir fon düzəlişi tətbiq etmədik.

Hər müşahidə üçün güc və çarpaz spektrləri birləşdirərək, həm sərt, həm də yumşaq zolaq üçün kəsrli rms və bu zolaqlar arasındakı faz gecikmələrini üç tezlik aralığında hesabladıq: aşağı (0.004-0.2 Hz), orta (0.5-10 Hz) ) və yüksək (10-40 Hz).


2 məlumatların azaldılması və təhlili

2.1 Müşahidələr və məlumatların azaldılması

Hamısı Cəld Foton sayma (PC) rejimi ilə HLX − 1-in XRT məlumatları götürülmüşdür. Vaxt analizini aparmaq üçün XRT məhsulları generatoru 1 (Evans et al. 2007, 2009) vasitəsilə işıq əyrisini yaratdıq. Nöqtə yayılma funksiyasını uyğunlaşdırmaq üçün dairəvi mənbə çıxarış bölgəsini çıxardıq və yalnız effektiv enerji aralığındakı mənbə hadisələri (yəni 0.3-10 keV) Cəld 0-12 dərəcələri ilə nəzərə alınır. Arxa fon töhfəsini düzəltmək üçün hədəfimiz üzərində mərkəzləşmiş böyük bir halqa bölgəsindən istifadə etdik. İşıq əyrisi hər müşahidə üçün bağlanır və yaxşı vaxt intervalı və pis piksel sütunları üçün düzəldilir.

Cəld hədəfimizi 2008-ci il oktyabr ayının sonundan bəri izlədi, ancaq 2009-cu il avqustun əvvəlinə qədər yalnız dörd dağınıq məlumat nöqtəsi əldə edildi (yəni MJD 55048). Buna görə də, məlumatdakı böyük vaxt boşluqlarının təsir göstərə biləcəyi təsirlərin qarşısını almaq üçün onları sonrakı zamanlama analizində götürürük. Anormal dərəcədə yüksək sayma dərəcələri ilə yüksək fon və ya yalançı alovlarla çirklənmiş məlumat nöqtələrini də rədd edirik və bu məlumat nöqtələrini ən az 3σ aşkarlama əhəmiyyəti ilə saxlayırıq. Qalan 401 məlumat nöqtəsi HLX-1-in müvəqqəti davranışını araşdırmaq üçün istifadə edildi və ən azı yeddi əhəmiyyətli partlayış ehtiva etdi (Şəkil 1-də göstərildiyi kimi). Bərabər götürülmüş məlumatlar tələb edən xüsusi dinamik zamanlama alqoritmlərindən istifadə etmək üçün məlumatları hər 5 d-də birləşdirdik və sonra boşluqları doldurmaq üçün fərqli interpolasiya metodlarını (məsələn, xətti, spline və kvadratik) tətbiq etdik. Şəkil 1-də göstərildiyi kimi, spline və ya kvadrat interpolasiyaların işıq əyrisində süni zirvələrə gətirib çıxardığını və saxta siqnallara səbəb olacağını görə bilərik, buna görə yalnız zamanlama təhlili üçün bərabər seçilmiş məlumat dəstləri yaratmaq üçün xətti interpolasiyadan istifadə etdik.

ESO 243–49 HLX Light 1 işıq əyrisi Cəld/ XRT 0,3–10 keV-də. 285-ci gündən əvvəl dörd səpələnmiş məlumat nöqtəsi (MJD 55048) əlaqədar vaxt analizində silinir. Xətti, kvadratik və spline interpolasiyaları da daxil olmaqla müxtəlif interpolasiya metodları ilə əldə edilmiş 5-ölçülü birləşdirilmiş məlumatları göstərmək üçün müxtəlif rəngli qatı xəttlərdən istifadə olunur. Zamanlama analizimizdə yalnız xətti interpolasiya yolu ilə əldə edilən məlumatlar nəzərə alınır. Narıncı və yaşıl üfüqi xəttlər Cədvəl 3-də spektral analiz üçün qəbul edilmiş müxtəlif partlama və səssiz dövrlərin zaman aralıklarını etiketləmək üçün istifadə olunur.

ESO 243–49 HLX Light 1 işıq əyrisi Cəld/ XRT 0,3–10 keV-də. 285-ci gündən əvvəl dörd səpələnmiş məlumat nöqtəsi (MJD 55048) əlaqədar vaxt analizində silinir. Xətti, kvadratik və spline interpolasiyaları da daxil olmaqla müxtəlif interpolasiya metodları ilə əldə edilmiş 5-ölçülü birləşdirilmiş məlumatları göstərmək üçün müxtəlif rəngli qatı xəttlərdən istifadə olunur. Zamanlama analizimizdə yalnız xətti interpolasiya yolu ilə əldə edilən məlumatlar nəzərə alınır. Narıncı və yaşıl üfüqi xəttlər Cədvəl 3-də spektral analiz üçün qəbul edilmiş müxtəlif partlama və səssiz dövrlərin zaman aralıklarını etiketləmək üçün istifadə olunur.

Bütün bunları sadalayırıq Cəld Cədvəl 1-də zamanlama və spektral analizdə istifadə olunan məlumatlar. HR-lərin əldə edilməsi və HLX related 1-in əlaqəli spektral məhsullarının istehsalı prosesində, HEASOFT v6.22.1 tapşırığı ilə 'xrtgrblc v1.9' və son kalibrləmə sənədləri ( CALDB versiyası 20180710 2). Ekspozisiya xəritələri və köməkçi cavab sənədləri də ‘xrtgrblc’ tapşırığından istifadə edərək yaradıldı. Cavab matrix sənədləri spektral uyğunluğumuza uyğun olaraq qəbul edildi. Bunları birləşdirdik Cəld oxşar bir sərtlik nisbəti (HR) olan bir spektr yaratmaq və xspec v12.9.1p ilə təchiz edilmiş məlumatlar. 3

Xülasəsi Cəld təhlildə istifadə olunan müşahidələr.

Obs. Şəxsiyyət vəsiqəsi. Müşahidələrin tarixi.
00031287 (005–170, 171–174, 176–179, 181–185, 187–220, 223–246,
248–252, 254–255) 2009 5 Avqust 2012 28 Eyl
00032577 (001–187) 2012 Okt 2–2019 8 Jul
00049794 (001–004) 2013 Mar 14–2013 22 Mart
00080013001 2012 21 Kasım 2012 2012 21 Kasım
00091907 (001–037) 2014 3 Noyabr 2015 15 Mart
00092116 (001–029) 2015 15 Nisan 2015 21 Dekabr
00093143 (001–022) 2017 31 Mart 2018 19 Mart
03104799 (002, 004–006) 2018 18 dekabr - 17 Mar
Obs. Şəxsiyyət vəsiqəsi. Müşahidələrin tarixi.
00031287 (005–170, 171–174, 176–179, 181–185, 187–220, 223–246,
248–252, 254–255) 2009 5 Avqust 2012 28 Eyl
00032577 (001–187) 2012 Okt 2–2019 8 Jul
00049794 (001–004) 2013 Mar 14–2013 22 Mart
00080013001 2012 21 Kasım 2012 2012 21 Kasım
00091907 (001–037) 2014 3 Noyabr 2015 15 Mart
00092116 (001–029) 2015 15 Nisan 2015 21 Dekabr
00093143 (001–022) 2017 31 Mart 2018 19 Mart
03104799 (002, 004–006) 2018 18 dekabr - 17 Mar

Xülasəsi Cəld təhlildə istifadə olunan müşahidələr.

Obs. Şəxsiyyət vəsiqəsi. Müşahidələrin tarixi.
00031287 (005–170, 171–174, 176–179, 181–185, 187–220, 223–246,
248–252, 254–255) 2009 5 Avqust 2012 28 Eyl
00032577 (001–187) 2012 Okt 2–2019 8 Jul
00049794 (001–004) 2013 Mar 14–2013 22 Mart
00080013001 2012 21 Kasım 2012 2012 21 Kasım
00091907 (001–037) 2014 3 Noyabr 2015 15 Mart
00092116 (001–029) 2015 15 Nisan 2015 21 Dekabr
00093143 (001–022) 2017 31 Mart 2018 19 Mart
03104799 (002, 004–006) 2018 18 dekabr - 17 Mar
Obs. Şəxsiyyət vəsiqəsi. Müşahidələrin tarixi.
00031287 (005–170, 171–174, 176–179, 181–185, 187–220, 223–246,
248–252, 254–255) 2009 5 Avqust 2012 28 Eyl
00032577 (001–187) 2012 Okt 2–2019 8 Jul
00049794 (001–004) 2013 Mar 14–2013 22 Mart
00080013001 2012 21 Kasım 2012 2012 21 Kasım
00091907 (001–037) 2014 3 Noyabr 2015 15 Mart
00092116 (001–029) 2015 15 Nisan 2015 21 Dekabr
00093143 (001–022) 2017 31 Mart 2018 19 Mart
03104799 (002, 004–006) 2018 18 dekabr - 17 Mar

2.2 Zamanlama alqoritmləri

Zamanlama siqnalının ilkin araşdırmasında, qeyri-bərabər seçilmiş məlumat dəstləri ilə məşğul olmaq üçün diskret Fourier çevrilməsindən yaxşılaşdırılmış Lomb-Scargle metodundan (Lomb 1976 Scargle 1982) istifadə etdik. Periodoqramı (yəni LSP) REDFIT v3.8e 4 (Schulz & amp Mudelsee 2002) vasitəsi ilə yaratdıq və həm ağ, həm də qırmızı səs-küyün təsirlərini nəzərə aldıq. Şəkil 2-də, zaman dilimindəki qeyri-bərabər müvəqqəti seçmə səbəbindən yüksək tezlikli gücün həddindən artıq qiymətləndirilməsində qərəzli olduğu üçün düzəldilmiş orijinal məlumat dəstlərindən və 5 ölçülü bir orta məlumatdan alınan LSP-ni göstəririk (Schulz & amp Stattegger 1997 Schulz & amp Mudelsee 2002). Frekans aralığını 0.1 d-1 səviyyəsinə qədər qətnamə ilə əhatə etmək üçün analizimizdə Lomb-Scargle metodu üçün həddindən artıq seçmə əmsalı və Nyquist tezliyinə nisbətən maksimum tezlik əmsalı təyin etdik. Ağ səs-küyün saxta həyəcan ehtimalı, bir periodogramdakı ən yüksək zirvənin gücünə görə əldə edilmişdir (P) və müstəqil sınaq tezliyinin sayı (Nmən) hesablamada (yəni | $ 1- (1 - < rm e> ^ <-P>) ^$ | ⁠), burada müstəqil sınaqların sayı Horne sayından əldə edilir (Horne & amp Baliunas 1986). Qırmızı səs-küy modeli, birinci dərəcəli avoreqressiv (AR1) prosesə işıq əyrisinə uyğunlaşma yolu ilə qiymətləndirilə bilər (Schulz & amp Mudelsee 2002) və yalan siqnal səviyyələri qırmızı səs-küy modelini müvafiq faiz dərəcəsi ilə ölçərək müəyyən edilmişdir. χ 2 - ehtimal paylanması (bax Şəkil 2-də möhkəm xətlər).

ESO 243-49 HLX − 1 LSP. Qara və qırmızı əyrilər, orijinal məlumat dəstinin qərəzli olaraq düzəldilmiş LSP-lərini və 5-b yığma ilə yenidən seçilmiş məlumatları göstərir. Orijinal və yenidən seçilmiş məlumat dəstlərindən əldə edilən hər LSP-nin qırmızı səs modelləri, sırasıyla qara və qırmızı qatı xətlərlə göstərilir. Orijinal (qara ilə) və yenidən nümunə götürülmüş işıq əyrilərinin (qırmızı ilə) yüzdə 99 ağ və qırmızı səs-küy əhəmiyyəti səviyyələri kəsikli üfüqi xəttlər və nöqtəli əyrilərlə təmsil olunur.

ESO 243-49 HLX − 1 LSP. Qara və qırmızı əyrilər, orijinal məlumat dəstinin qərəzli olaraq düzəldilmiş LSP-lərini və 5-b yığma ilə yenidən seçilmiş məlumatları göstərir. Orijinal və yenidən seçilmiş məlumat dəstlərindən əldə edilən hər LSP-nin qırmızı səs modelləri, sırasıyla qara və qırmızı qatı xətlərlə göstərilir. Orijinal (qara ilə) və yenidən nümunə götürülmüş işıq əyrilərinin (qırmızı ilə) yüzdə 99 ağ və qırmızı səs-küy əhəmiyyəti səviyyələri kəsikli üfüqi xəttlər və nöqtəli əyrilərlə təmsil olunur.

Dinamik güc spektrini (DPS) istifadə edərək, yarım-dövri siqnalın tezliyinin dəyişkənliyini daha da izləyirik, yəni bütün zaman aralığını bir neçə sürüşən pəncərəyə böldük və hər birinin LSP-ni hesabladıq. Belə bir dinamik güc spektri (DPS) fikri Clarkson və b. (2003a, b) və kvaz dövri siqnalın gücünün dəyişməsi müxtəlif zaman aralıqlarında araşdırıla bilər. Sürüşən pəncərənin uzunluğunu, erkən partlayışların orta ayrılması ilə təqribən təxmin edilə bilən ən güclü əsas siqnalın ən azı iki tam dövrünü əhatə etmək üçün 1000 d olaraq təyin etdik (yəni 2014-cü ilin əvvəlindən 80380 d. Lin və digərləri 2015) . Bununla birlikdə, partlayış təkrarlanma intervalları uzanır və 6-cı aşkarlanan partlayışdan sonra məlumat dəstlərini daxil etsək (yəni ∼MJD 57120 2015 aprel), əsas siqnalın kvazili dövrü əvvəlki aşkarlamadan xeyli çox ola bilər. Bundan əlavə, əsas siqnalın necə inkişaf etdiyini izləmək üçün ayrışma metodlarını tətbiq edirik. WWZ (ağırlıqlı dalğacan Z-transformasiya Foster 1996) və HHT (Hilbert-Huang çevirmə Huang və digərləri. 1998) uzunmüddətli dəyişikliyi / dövrliliyi araşdırmaq üçün geniş qəbul edilmiş ayrışma metodlarıdır (məsələn, WWZ of An, Lu & amp Wang 2016 və Hu et al. 2011). WWZ, dalğa dalğası çevrilməsinin proyeksiya şəklində tökülməsi ilə həyata keçirilir və qeyri-bərabər məlumatların və model funksiyalarının təsirli sayından və ağırlıqlı dəyişikliklərindən ibarətdir, beləliklə qeyri-sabit qeyri-bərabər nümunə götürülmüş zaman seriyası təhlili üçün optimize edilmişdir (Han və digərləri 2012 Lin et 2015).

WWZ ilə müqayisədə, HHT yalnız bərabər şəkildə götürülmüş məlumatlar üzərində işlənə bilər və biz bunu 5-d orta işıq əyrisinə tətbiq etdik. HHT, ən böyük enerji / gücün tərkib hissəsinin işıq əyrisinə yerləşdirilmiş əsas siqnala uyğun gələ biləcəyi harmonik funksiyanın tərəfdaşı kimi salınım rejimini təmsil etmək üçün orijinal zaman seriyasını bir neçə daxili rejim funksiyasına (IMF) ayırır. HHT istifadə edərək apardığımız analizdə, mod qarışması problemindən qaçınmaq üçün bir ansambl ampirik rejimi parçalanmasını (EEMD Wu & amp Huang 2009) nəzərdən keçirdik və orijinal işıq əyrisini 10 IMF-ə parçaladıq. Orijinal işıq əyrisini BVF-lərə parçaladıqdan sonra, normallaşdırılmış Hilbert çevrilməsi (Huang & amp Long 2003) ani tezliklər və amplitüdlər əldə etmək üçün BVF-lərə tətbiq edilə bilər. Ani frekansların və müxtəlif IMF-lərin amplitüdlərinin çıxarılması nəticəsində ortaya çıxan Hilbert spektrində modulyasiya dövrü və amplitüdünün zamanla necə dəyişdiyini göstərə bilər və Hilbert enerjisini / gücünü ani amplituda kvadratı olaraq təyin etdik. Hilbert spektri hər bir BVF-nin tezliyini və enerjisini zamanın funksiyaları kimi göstərə bilər və belə bir alqoritmdən hər dövr uzunluğunun (yəni dalğalararası modulyasiya) və bir dövrədəki ani tezliklərin (yəni intravenə modulyasiya) dəyişməsini araşdırmaq üçün istifadə edilə bilər. Sabit-Q transformasiyası (Brown 1991) tezlikdə eksponensial böyümə olan siqnallar üçün başqa bir faydalı alqoritm ola bilər, lakin WWZ daha çox sinusoidal komponentlərdən ibarətdir və sabit-Q transformasiyasından daha ətraflı bir siqnal nümunəsi təqdim edir. Səbəbi WWZ-nin tezlik diapazonunu xətti olaraq həll etməsidir, sabit-Q çevirməsi isə onu Q faktorunun həndəsi miqyasında həll edir. Buna görə də bu vəziyyət üçün yalnız WWZ və HHT ilə dinamik müvəqqəti təhlil aparmışıq.

2.3 Sərtliyin intensivliyi və spektral analiz

6-cı partlayışdan sonra (yəni ∼MJD 57120) spektral vəziyyətin təkamülünü araşdırmaq üçün son Cəld həm İK, həm də spektral davranışı yoxlamaq üçün məlumatlar. HR'yi sərt (1.5-10 keV) / yumşaq (0.3-1.5 keV) sayma nisbəti olaraq istifadə edirik və aşağıdan yüksəkə qədər 6 zolaqda təsnif edirik (yəni 'A + B': HR & gt0.5 'C': 0.25 & lt HR & lt0.5 'D': 0.13 & lt HR & lt0.25 'E': 0.07 & lt HR & lt0.13 'F': 0.03 & lt HR & lt0.07 'G': HR & lt0.03) spektral vəziyyətlərlə müqayisə etmək. 6. partlayışdan əvvəl görülmüşdür (Titarchuk & amp Seifina 2016a). Sakit mərhələdə tək bir müşahidədən təyin olunan HR'nin məhdud qaynaq fotonları səbəbindən çox böyük bir qeyri-müəyyənliyə sahib olduğunu qeyd edirik. Beləliklə, HR təyin etmək üçün kifayət qədər mənbə fotonları toplamaq üçün bir neçə müşahidəni (yəni 8-16) sakitlikdə birləşdirdik. Partlayış mərhələsində HR-i hər bir müşahidədən təyin edirik, çünki sayma nisbəti səssizliyin göstəricisindən ən azı bir sıra böyükdür. HR və HID (sərtliyin intensivliyi diaqramı) təkamülü Şəkil 3-də göstərilmişdir. 7-ci partlayışın MJD 57862 ətrafında (yəni 2017-ci ilin aprel ayının ortalarında) meydana gəldiyini və ESO 243-49 HLX-1-in açıq-aşkar baş verdiyini aydın şəkildə görə bilərik. partlayış zamanı aşağı / sərtdən yüksək / yumşaq vəziyyətə spektral keçid. JMJD 57429-da görünən mümkün alov sərt spektral vəziyyətdə qaldı və açıq-aşkar partlayış mərhələsi ilə müqayisədə fərqli bir İK var idi.

(Sol panel): ESO 243-49 HLX ES 1 üçün sərtlik nisbətinin 2009 Avqust-2019 İyun aylarında Cəld məlumat. Statistik araşdırma üçün kifayət qədər mənbə fotonuna sahib olmaq üçün məlumatları səssiz vəziyyətdə daha uzun zaman aralıqlarına toplayırıq. Açıq partlayış aralıqlarında fərdi müşahidələrdən HR təyin edirik. (Sağ panel): ESO 243–49 HLX − 1 üçün sərtliyin intensivliyi diaqramı 2015-ci ilin aprelindən 2019-cu ilədək Cəld məlumat.

(Sol panel): ESO 243-49 HLX ES 1 üçün sərtlik nisbətinin 2009 Avqust-2019 İyun aylarında Cəld məlumat. Statistik araşdırma üçün kifayət qədər mənbə fotonuna sahib olmaq üçün məlumatları səssiz vəziyyətdə daha uzun zaman aralıqlarına toplayırıq. Açıq partlayış aralıqlarında fərdi müşahidələrdən HR təyin edirik. (Sağ panel): ESO 243–49 HLX − 1 üçün sərtliyin intensivliyi diaqramı 2015-ci ilin aprelindən 2019-cu ilədək Cəld məlumat.

X-ray sayının aşağı olması və hər müşahidənin məhdud məruz qalması səbəbindən, tək bir müşahidə ilə spektral analiz aparmaq üçün mənbə fotonlarımız yoxdur. Bu səbəbdən bir spektr yaratmaq üçün eyni HR bandı ilə etiketlənmiş fərqli müşahidələrin mənbə hadisələrini yığdıq. Yüksək HR bandında yığılmış mənbə fotonları (yəni. A + B) spektral analiz üçün azdır, buna görə də spektral uyğunlaşma üçün Cash statistikasını (Cash 1979) istifadə etdik. Digər İK bandlarında channels 2 statistikasının istifadəsinə imkan vermək üçün kanalları hər kanalda ən azı 15 mənbə fotonuna sahib olduq. Wisconsin kəsişmələrindən istifadə edərək ulduzlararası udma tətbiq etdik (Morrison & amp McCammon 1983) və neytral sütunu 5 × 10 20 sm -2 olaraq düzəltdik (Yan et al. 2015). Əvvəlcə tək bir güc qanunu (PL) modelindən istifadə edərək spektral uyğunluqlar etdik. PL + BB (blackbody) / discBB (çox rəngli disk birdən çox qaraciyər komponentlərindən ibarət olan bir yığılma diski) və ya BMC (Bulk Motion Comptonization Titarchuk, Mastichiadis & amp Kylafis 1997) kimi çoxkomponentli modelləri də nəzərdən keçirdik. GündəlikA BMC modelində düşən maddənin işıqlandırılmasından gələn töhfəni qiymətləndirmək üçün təqdim olunur və Comptonization spektrinin bizə görünən yüzdə 67 BB emissiyasını və digər yüzdə 33 BB'yi göstərmək üçün −0,3 olaraq təyin edilmişdir. qeyri-müəyyənliyi ən uyğun şəkildə məhdudlaşdırmaq mümkün olmadıqda, emissiya Comptonization Green funksiyası ilə həll olunur.


Yumşaqlaşdırılması çətin olan dövlət keçidinin xaricində

Ayrı-ayrı çıxarılma

İndiyə qədər yalnız aşağı / sərt dövlət BH-lərinə, yəni sabit dərəcədə sabit bir yığılma halı ilə xarakterizə olunan və rentgen spektrində sərt güc qanununun hakim olduğu ikili sistemlərə diqqət yetirmişik.

Aşağıda, optik olaraq nazik radio emissiyasına uyğun ayrı-ayrı ejeksiyon hadisələri ilə əlaqəli epizodik atışlar zamanı keçici BHC-lərdən alınan radio və rentgen axınlarını əlavə edəcəyik.

Referansları olan yumşaq rentgen və radio pik axınlarından ibarət olan bütün mövcud məlumatlar Fender & amp Kuulkers (2001) tərəfindən bildirilmişdir. Bu hissəyə daxil etdiyimiz iki nöqtə, Şəkil 2-də sərt vəziyyətdə ikən göstərilən sistemlərdən, yəni V404 Cygni və GRO J0422 + 32. Nəzərdə tutulan mənbələr və onların əsas fiziki parametrləri Cədvəl 3-də verilmişdir. Sinxron radio-rentgen pik axınları, 1 kpc məsafəyə miqyaslanmış şəkildə doldurulmuş kvadratlarla şəkil 6-da çəkilmişdir.

Sərt hal BH-lərinə (açıq ulduzlara) əlavə olaraq həm də eyni vaxtda qara dəlik keçicilərindən radio-rentgen axınları və iki kanonik yumşaq haldan və bir qədər ‘həddindən artıq’ mənbələrdən, Eddington yığılma rejiminə yaxın olan detektorları çəkirik. Doldurulmuş kvadratlar fərqli mənbələrdən (Fender & amp Kuulkers 2001-dən) tək partlayışlara uyğundur, dairələr davamlı yumşaq / yüksək dövlət mənbələri LMC X-1 və LMC X-3 üçündür, yuxarı həddlər açıq çoxbucaqlılar GRS 1915 + 105, açıq dairələr Cygnus X3 nöqtələrini göstərir. 0.7 korrelyasiyasına əsaslanaraq və radioaktivliyin ümumi jet gücünün artdığını düşündüyümüzü x= 1.4 (Blandford & amp Königl 1979 və MFF modellərində olduğu kimi), radio parlaqlığının aşağıdakı rentgen şüalarında üstünlük təşkil edəcəyi gözlənilir. LX≃ 4 × 10 −5 LEdd (təxminən 0.005 Crab). Proqnozlaşdırılan radio səviyyəsində yaxınlıqdakı SXT A 0620−00-un mümkün aşkarlanması, belə bir ifadəni çox aşağı bir rentgen səviyyəsində yoxlaya bilər və ulduz BH-lərinə tamamilə yeni bir uyğunlaşma rejimi tələb edir.

Sərt hal BH-lərinə (açıq ulduzlara) əlavə olaraq həm də eyni vaxtda qara dəlik keçicilərindən radio-rentgen axınları və iki kanonik yumşaq haldan və bir qədər ‘həddindən artıq’ mənbələrdən, Eddington yığılma rejiminə yaxın olan detektorları çəkirik. Doldurulmuş kvadratlar fərqli mənbələrdən (Fender & amp Kuulkers 2001-dən) tək partlayışlara uyğundur, dairələr davamlı yumşaq / yüksək dövlət mənbələri LMC X-1 və LMC X-3 üçündür, yuxarı həddlər açıq çoxbucaqlılar GRS 1915 + 105, açıq dairələr Cygnus X3 nöqtələrini göstərir. 0.7 korrelyasiyasına əsaslanaraq və radioaktivliyin ümumi jet gücünün artdığını düşündüyümüzü x= 1.4 (Blandford & amp Königl 1979 və MFF modellərində olduğu kimi), radio parlaqlığının aşağıdakı rentgen şüalarında üstünlük təşkil edəcəyi gözlənilir. LX≃ 4 × 10 −5 LEdd (təxminən 0.005 Crab). Proqnozlaşdırılan radio səviyyəsində yaxınlıqdakı SXT A 0620−00-un mümkün aşkarlanması, belə bir ifadəni çox aşağı bir rentgen səviyyəsində yoxlaya bilər və ulduz BH-lərinə tamamilə yeni bir uyğunlaşma rejimi tələb edir.

Radio məlumatları 5 GHz tezlikdə müşahidə olunan axın sıxlığına əsaslanır. 5 GHz-də ölçmələrin olmadığı yerlərdə, müxtəlif tezliklərdə aparılmış müşahidələrə əsaslanaraq 5 GHz axını qiymətləndirmək üçün α = -0.5 spektral indeks götürülmüşdür (ətraflı məlumat üçün Fender & amp Kuulkers 2001-ə baxın).

X-ray məlumatlarının əksəriyyəti ASM detektorlarıdır, yalnız istisnalar GRO J1655−40 və GRO J0422 + 32-dir, partlayışları ya BATSE ya da GRANAT tərəfindən aşkar edilmişdir. Aydınlıq üçün heç bir səhv çubuğu çəkilmir.

Digər BHC-lər: davamlı yumşaq vəziyyət və ‘həddindən artıq’ mənbələr

Reaktiv söndürmə və keçici mənbələrdən ayrılan ayrı-ayrı atışlar arasında, əlbətdə davamlı bir yumşaq spektr göstərən ikili sistemlər mövcuddur, yəni emissiyasında disk qara cisim fotonları üstünlük təşkil edir. LMC X-1 və LMC X-3, Böyük Magellan Buludlarında hər zaman müşahidə edilən yeganə BHC-lərdir (əslində Wilms və digərləri. 2001 Boyd & amp Smale 2000 Homan et al. 2000, LMC X-3'ün girdiyini bildirən əlamətlər ağır vəziyyətdə). Bu mənbələrin hər ikisi üçün, çox güman ki, 9 və 6 M kütləsi olan bir qara dəliyin mövcudluğu olduqca yaxşı qurulmuşdursırasıyla LMC X-3 və LMC X-1 üçün. 1997-ci ildə aparılan radio və rentgen müşahidələri sayəsində iki mənbəni yerləşdirə bilərik SradioSX təyyarə, sərt hal korrelyasiyasından xeyli aşağı olması gözlənilən yumşaq hal BH-lərindən gələn radio gücünü yoxlamaq üçün. LMC X-3 rentgen axını sıxlığı Haardt və digərlərindən əldə edilmişdir. (2001), LMC X-1 dəyərləri Gierlinski, Maciolek-Niedzwiecki & amp Ebisawa (2001). Hər iki qaynaq üçün radionun yuxarı hədləri Fender, Southwell & amp Tzioumis (1998) -dən götürülmüşdür. 1 kpc məsafəyə qədər ölçülən və (2) tənliyinə uyğun olaraq udma üçün düzəldilmiş müvafiq dəyərlər Şəkil 6-da doldurulmuş dairələr şəklində (təxminən 150 Crab, & lt4540 mJy və 45 Crab, & Lt360 mJy, LMC X-1 üçün) və müvafiq olaraq LMC X-3). Gözlənildiyi kimi, hər iki nöqtə belə yüksək rentgen enerjilərinə tətbiq olunan sərt vəziyyət münasibətinin altındadır. Yalnız yuxarı hədləri bildirdiyimizə baxmayaraq, LMC X-1 və LMC X-3-dən gələn axınların əvvəlki tapıntı ilə razılaşmadığını iddia edə bilərik.

Tamamlıq üçün iki həddindən artıq mənbənin - GRS 1915 + 105 (açıq çoxbucaqlı) və Cygnus X-3 (açıq dairələrin) eyni vaxtda radio-rentgen təsbitləri daxil edildi, üst sağdakı iki böyük 'bulud' a uyğun gəldi. -Şəkil 6. Əl bölgəsi. Hər iki sistem vaxtı və spektral davranışlarına görə ənənəvi olaraq 'ekzotik' hesab olunur, məsələn BHC-lər üçün ümumiyyətlə qəbul edilmiş hər hansı bir 'standart' şəklə bənzəmirlər, bu mənbələrin hər ikisi ya optik olaraq incədir və ya qalın radio spektrləri. Geniş araşdırmalar üçün baxın Bonnet-Bidaud & amp Chardin (1998, Cygnus X-3) və (Belloni et al. 2000, GRS 1915 + 105). Burada qeyd edirik ki, qeyri-adi dərəcədə yüksək parlaqlığına baxmayaraq GRS 1915 + 105 sözdə yayla dövləti (Belloni et al. 2000) - oxşar xüsusiyyətlərin kanonik aşağı / sərt vəziyyətlə bölüşdüyü görünür - hələ də super Eddington rejiminə qədər 0,7 korrelyasiyasına aiddir.

Cygnus X-3 ən güclü müşahidə olunan davamlı radio yayan BH ikili və yoldaş Wolf-Rayet ulduzundan (van Kerkwijk et al. 1992 Fender, Hanson & amp Pooley 1999c) sıx bir ulduz küləyinə bürünmüşdür ki, bu da təcrid olunmasını çətinləşdirir. kompakt obyekt yüksək enerji spektri. Cygnus X-3-dəki kompakt obyektin ətrafından çıxan yüksək enerjili emissiya, ehtimal ki, mənbəyi əhatə edən sıx bir ulduz mühiti ilə gizlədilir, nəticədə daxili rentgen parlaqlığı nəticələnəndən daha yüksək ola bilər və bu da məlumat dəstini yaxınlaşdırır. 0.7 əlaqəsi. Üstəlik, bu sistemdə mühasibin təbiəti ilə bağlı hələ də bir qeyri-müəyyənlik qalmaqdadır. Neytron ulduzu fərziyyəsi inamla istisna edilə bilməz.

Maraqlıdır ki, GRS 1915 + 105-dən gələn təyyarələr 60 ° -70 ° (Fender et al. 1999a) olduğu halda, Cygnus X-3-lərin görmə xəttinə yaxın olduğu görünür (-14 °, Mioduszewski və digərləri, 2001), ortalamadan yüksək normallaşma faktorlarının daha yüksək Doppler faktorlarına uyğun gələcəyi əvvəlki fərziyyəni dəstəkləyir. Bundan əlavə, Cygnus X-3-ün, radio gücündəki açıq dövriyyəsi ilə, Cygnus X-1-in davranışları, reaktiv söndürmədən sonrakı alovlanma davranışı xaricində (bu alovlanmaya uyğun nöqtələrin xarakterik olduğunu nəzərə alaraq) əksinə optik olaraq incə radio spektrləri, məşəldən əvvəl aşkarlanmalar 'düz' radio spektrləri, yəni fərqli fiziki mənşəyi göstərir).


MAXI J1820 + 070: Qara delikli ikili superluminal təyyarələri işə salan güclü bir partlayış

MAXI J1820 + 070, təxmin edilən kütləsi 7-8 günəş kütləsi olan bir qara dəlikdən [1] və bir günəş kütləsindən az yoldaş ulduzdan ibarət olan Qara Delik İkili (BHB) sistemdir ([2], bax şəkil 1). . Günəş sisteminə olan məsafəsi təxminən 3.5 kpc-dir (yəni təxminən 10000 işıq ili) [3]. Belə bir BHB sistemində maddə ulduzdan yığılma diski vasitəsilə qara dəliyə ötürülür. MAXIJ1820 + 070 daxil olmaqla əksər BHB sistemləri, vaxtlarının böyük əksəriyyətini səssiz bir vəziyyətdə keçirirlər: yığılma nisbəti çox aşağıdır və əhəmiyyətli bir rentgen emissiyası yoxdur. Toplanma dərəcəsi artarsa, daha çox maddə ötürülür və sistem bir partlayışa girir. Bu, radiodan rentgen rejiminə qədər geniş bir dalğa boyu boyunca müxtəlif emissiya fazalarının artmasına səbəb olur. Püskürmə zamanı bir anda, yığılma diskinin daxili bölgəsindən bir jet atılır. Bu, sistemlər üçün 'Microquasar' terminini tipik ölçülərin bir milyon qat aşağı salınması ilə də olsa, kvazarlarla bənzətməyə ilham verdi [4]. Jet sürəti yüksək dəyərlərə çata bilər, bəzən hətta superluminal sürətləri təqlid edir [5]. Termal olmayan radio və rentgen emissiyasının təyyarələrdən qaynaqlandığına inanılır. Qeyri-istilik emissiyasından məsul olan hissəciklərin enerjilərinin qamma-şüa yayması üçün kifayət qədər yüksək ola biləcəyi çoxdan bəri düşünülür. Ümumiyyətlə qısa bir reaktiv işə salma epizodunun xaricində, rentgen şüaları da sistemin partlayış boyunca təkamülünün yaxşı bir mənzərəsini təmin edir. Mikroquasar davranışının fenomenologiyasının təfsiri çox müxtəlif tədqiqat sahəsidir, müxtəlif modellər təklif edilmişdir (məs. [6], [7])

11 Mart 2018-ci ildə əvvəllər gözə dəyməyən İkili Sistem MAXIJ1820 + 070 böyük bir rentgen partlayışına məruz qaldı və nəticədə Beynəlxalq Kosmik Stansiyada yerləşən MAXI rentgen rəsədxanası ilə erkən eyniləşmə baş verdi [11]. 6 Mart 2018-ci il tarixində aşkar edilmiş parlaq optik keçici ASASSN-18ey ilə bir posteriori ilə əlaqələndirilmişdir [12]. Mənbə çox parlaq idi və rentgen şüalarında istinad mənbəyinin (Crab Nebula) axınının dörd qatına çatırdı. Swift XRT, Swift BAT, NICER və Integral rentgen müşahidələrini əhatə edən geniş bir təqib kampaniyası başladı. Sərt vəziyyətdə olan kompakt jet üçün tipik olan radio emissiyası da ölçülmüşdür [13]. MAXIJ1820 + 070, hard rentgen vəziyyətində təxminən dörd ay keçirdikdən sonra NICER [14] tərəfindən elan edildiyi kimi sərtdən yumşaq vəziyyətə keçdi, 5 iyul 2018-ci il tarixində təxminən on gün ərzində. AMI-LA tərəfindən təcrid olunmuş radio alovu aşkar edildi [15]. Yüksək bucaqlı dəqiqlikli radio müşahidələri ilə sonrakı interferometrik müşahidələr alovlanmanın iki qütblü nisbi reaktivlərin işə salınması ilə əlaqəli olduğunu aşkar etdi [8]. Discrete ejections with superluminal velocities have been resolved by radio-telescopes (eMERLIN, MeerKAT, VLA) and followed up for about 200 days. The estimated date of their launch is July 7, 2018, during the X-ray state transition from hard to soft. These superluminal jets have also been observed in the X-ray band using the Chandra satellite [16]. After 70 days in the soft state, MAXI J1820+070 transitioned back to the hard state with very low X-ray luminosity, closing this major outburst. The top and middle panels of the figure 3 show the X-ray behaviour of the system during the whole outburst. In the top panel, the date of the jet launch, esitmated from radio observations [8], is indicated with an orange, dashed vertical line and H.E.S.S observation dates are indicated with red vertical lines. We also studied the GeV domain with public data of the Large Area Telescope on board of the Fermi satellite: no evidence for a GeV signal has been found, and upper limits have been computed.

The extraordinary outburst of MAXI J1820+070 was observed with the H.E.S.S. telescopes over the course of half a year, probing the hard state as well as transitions into and out of the soft state. The coverage and the actual HID of the outburst of MAXI J1820+070 are shown in Figure 4. This diagram shows the MAXI dataset that covers the time of jet launch estimated using radio data [8]. It matches well with the typical location of the "Jet line" shown in figure 2. MAXI data points contemporaneous to H.E.S.S. observations are encircled in red. Preliminary analysis of the H.E.S.S. observations have been combined with data obtained by our colleagues of the MAGIC and VERITAS collaborations and have been presented in Reference [20].

No significant signal has been detected from MAXIJ1820+070, leading to calculation of upper limits in the VHE band. Integrating the H.E.S.S. observations over the full cycle, the absence of signal implies that there is only a 1% chance that the photon flux at Earth from MAXIJ1820+070 exceeds

0.5% of the flux of the Crab Nebula, the "standard candle" for VHE gamma-ray astronomy (assuming a power-law spectral shape of index -2.5).

In its 2018 outburst, MAXIJ1820+070 has joined the handful of microquasars exhibiting superluminal ejections. It has emitted at all wavelengths up to X-rays: radio, infra-red, optical and X-rays. It has evolved in a canonical way, going through the full expected path on the X-ray hardness intensity diagram. At higher energies, the H.E.S.S., MAGIC and VERITAS telescopes have followed the event throughout the cycle, focusing on the more promising phases. While no VHE signal has been found, the modelling of underlying physics will benefit from the ensuing constraints.

The outburst observed in 2018 event was spectacular, but not the first recorded flare of MAXIJ1820+070. Digital archival data of optical astronomy revealed two outbursts that occurred in 1898 and 1934 ([21]), predating the era of radio, X-ray, and gamma-ray astronomy.


Observational aspects of outbursting black hole sources: Evolution of spectro-temporal features and X-ray variability

We report on our attempt to understand the outbursting profile of Galactic Black Hole sources, keeping in mind the evolution of temporal and spectral features during the outburst. We present results of evolution of quasi-periodic oscillations, spectral states and possible connection with jet ejections during the outburst phase. Further, we attempt to connect the observed X-ray variabilities (i.e., ‘class’/‘structured’ variabilities, similar to GRS 1915+105) with spectral states of black hole sources. Towards these studies, we consider three black hole sources that have undergone single (XTE J1859+226), a few (IGR J17091-3624) and many (GX 339-4) outbursts since the start of RXTE dövr. Finally, we model the broadband energy spectra (3–150 keV) of different spectral states using RXTENUSTAR observations. Results are discussed in the context of two-component advective flow model, while constraining the mass of the three black hole sources.

Bu abunə məzmununun önizləməsidir, təşkilatınız vasitəsilə giriş.


The emission regions in X-ray binaries: dipping as a diagnostic

X-ray dipping in the black hole binary Cygnus X-1, the Galactic jet source GRO J1655-40 and in low mass X-ray binaries is discussed. It is shown that spectral analysis strongly constrains emission models. Measurement of dip ingress/egress times allows the sizes of extended emission regions to be determined, notably for the Accretion Disk Corona which is responsible for Comptonization in X-ray binaries. In LMXB, the radius of the ADC is shown to be between ∼ 1 × 10 9 and ∼ 5 × 10 10 cm, an appreciable fraction of the accretion disk radius. This is inconsistent with Comptonization models requiring a localized Comptonizing region, for example, in the immediate neighbourhood of the neutron star. Results from a survey of LMXB using ASCABeppoSAX reveal an approximate equality between the height of the blackbody emission region on the neutron star and the height of the inner radiatively-supported disk, suggesting either that there is a direct causal link, such as a radial accretion flow between the inner disk edge and the star, or an indirect link, as in the case of accretion flow creep on the surface of the neutron star as suggested by Inogamov & Sunyaev. Finally, the survey shows that the blackbody cannot originate on the accretion disk as the required inner radii in many sources are substantially less than the neutron star radius.


Title: Dust and gas absorption in the high mass X-ray binary IGR J16318-4848

With an absorption column density on the order of 10 24 cm -2 , IGR J16318-4848 is one of the most extreme cases of a highly obscured high mass X-ray binary. In addition to the overall continuum absorption, the source spectrum exhibits a strong iron and nickel fluorescence line complex at 6.4 keV. Previous empirical modeling of these features and comparison with radiative transfer simulations raised questions about the structure and covering fraction of the absorber and the profile of the fluorescence lines. We aim at a self-consistent description of the continuum absorption, the absorption edges, and the fluorescence lines to constrain the properties of the absorbing material, such as ionization structure and geometry. We further investigate the effects of dust absorption on the observed spectra and the possibility of fluorescence emission from dust grains. We used XMM-Newton and NuSTAR spectra to first empirically constrain the incident continuum and fluorescence lines. Next we used XSTAR to construct a customized photoionization model where we vary the ionization parameter, column density, and covering fraction. In the third step we modeled the absorption and fluorescence in a dusty olivine absorber and employed both a simple analytical model for the fluorescence line emission and a Monte Carlomore » simulation of radiative transfer that generates line fluxes, which are very close to the observational data. Our empirical spectral modeling is in agreement with previous works. Our second model, the single gas absorber does not describe the observational data. In particular, irrespective of the ionization state or column density of the absorber, a much higher covering fraction than previously estimated is needed to produce the strong fluorescence lines and the large continuum absorption. A dusty, spherical absorber (modeled as consisting of olivine dust, although the nature of dust cannot be constrained) is able to produce the observed continuum absorption and edges. A dense, dusty absorber in the direct vicinity of the source consisting of dust offers a consistent description of both the strong continuum absorption and the strong emission features in the X-ray spectrum of IGR J16318-4848. In particular, for low optical depth of individual grains, which is the case for typical volume densities and grain size distribution models, the dust will contribute significantly to the fluorescence emission. « less


Videoya baxın: Kainat, Qalaktikalar, Planetler, Ulduzlar ve Qara Delik Haqqinda (Sentyabr 2021).