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Jeansschwanz der Blackbody-Distribution. Bei niedrigeren Massenverhältnissen ist der Sekundärstern vergleichsweise kleiner. Binned Light Kurven von V1408 Aql. Das zeigen SXTs am deutlichsten bei ihren Ausbrüchen. UBVRI-Photometrie, die insgesamt eine Umlaufperiode abdeckte, und auch eine Orbitalvariation, aber die Lichtkurve war asymmetrischer als sinusförmig. Juni, als V1408 Aql bei optischen Wellenlängen schwach war. Die 7 und 8 zeigen die beobachteten Lichtkurven, die durch angepasste synthetische Lichtkurven überlagert sind. Wir haben für alle drei Massenverhältnisse gleich gute Passungen zu den orbitalen Lichtkurven erreicht. V1408 Aql ist mit vertikalen Rauten markiert und die beiden Vergleichssterne sind eingekreist. Es gibt keine offensichtlichen Finsternisse. Wir haben eine neue optische Photometrie von V1408 Aql erhalten, aus der wir die orbitale Lichtkurve und eine verbesserte orbitale Ephemeride ableiten.

Die Orbitalmodulation wird vollständig durch den wechselnden Aspekt des bestrahlten Sekundärsterns mit Orbitalphase erzeugt. Wenn es ein schwarzes Loch enthält, wäre es das einzige bekannte Black-Hole-Binärsystem in der Galaxis, von dem nicht gesehen wurde, dass es zwischen Tief - und Ausbruchszuständen wechselt. Die Lichtkurve weist eine ausgeprägte, annähernd sinusförmige Orbitalmodulation auf. L1, wobei R L1 der Radius einer Kugel mit dem gleichen Volumen wie der Roche-Lappen um das kompakte Objekt ist. Dies ist zumindest teilweise auf die niedrigeren Massenverhältnisse von Binärstellen mit schwarzem Loch zurückzuführen. V1408 Aql in einer Region der Figur, die von Neutronensternbinaren besetzt ist, aber nicht von Schwarzlochbinärarstellen. V1408 Aql und andere LMXBs.

Synthetische Lichtkurven passen zu den beobachteten Lichtkurven von V1408 Aql in seinem schwächeren Zustand. Unsere Daten zeigen, dass die Orbitalmodulation eindeutig vorlag. Sie sind jedoch durch Farbe und Temperatur eingeschränkt, wenn auch eher schwach und mit einer gewissen Unsicherheit. In dieser Arbeit präsentieren wir neue optische Photometrie von V1408 Aql. BVR-Passbänder, konsistent mit Null. Der dominierende Effekt der Verringerung der Orbitalneigung besteht darin, die Amplitude der Orbitalmodulation zu verringern, die durch den sich ändernden Aspekt des Sekundärsterns verursacht wird, aber die Abnahme der relativen Amplitude kann durch Verringern des Anteils des von der Akkretionsscheibe beigetragenen Flusses ausgeglichen werden. BVR-Bild von V1408 Aql und dessen Umfeld.

Die Farb - und Symbolkombinationen geben die verschiedenen Beobachtungsnächte an. Obwohl keines dieser Argumente schlüssig ist, wiegen sie gemeinsam stark zugunsten eines Neutronensterns und gegen ein schwarzes Loch in V1408 Aql. Die Beweise für ein schwarzes Loch sind kaum schlüssig. Wir haben daher in unserem Modell eine dünne, axialsymmetrische Scheibe angenommen. Die Akkretionsscheibe kann eine komplizierte Geometrie haben. Die orbitale Lichtkurve ist konsistent mit einem Modell, bei dem die Akkretionsscheibe um den kompakten Stern dünn, achsensymmetrisch und nicht verdeckt ist. Wir haben zwei Möglichkeiten, die Bahnneigung nach oben zu begrenzen. Wenn andererseits T d größer als 10 4 K ist, werden die Beschränkungen der Bahnneigung stärker. Abbildung 1 zeigt ein gestapeltes Bild von drei BVR-Bildern des Feldes von V1408 Aql für eine effektive Belichtung von 30 s. Um die Orbitalperiode zu verfeinern, berechneten wir zunächst separat die Mittelwerte der Lichtkurven des schwächeren Zustands und des helleren Zustands und subtrahierten dann die Mittelwerte, um die schwachen und hellen Lichtkurven bei einem mittleren Fluss von Null zu platzieren. Die synthetischen Lichtkurven werden alle bei minimalem Licht abgeflacht.

Die Unabhängigkeit der gebrochenen Amplitude vom mittleren Fluss ist eine wichtige Einschränkung. All diese Möglichkeiten bleiben mit unserem neuen Modell machbar. Es ist diese Periode, die wir als Umlaufzeit annehmen. Die in der Figur gezeigten Fehlerbalken basieren auf Photonenzählrauschen und enthalten keine anderen Rauschquellen, wie beispielsweise Akkretionsscheibenflackern. Cousins ​​Filter oder für einen quadratischen Bandpass über einen bestimmten Wellenlängenbereich. Jede Kombination aus Farbe und Symbol weist auf eine individuelle Nacht hin. Die zweite Möglichkeit, die Neigung zu begrenzen, besteht in einer Abflachung des Minimums der synthetischen Lichtkurven bei hohen Bahnneigungen. Die Periodogramme wurden normalisiert unter der Annahme, dass das Rauschen weiß ist. Scargle-Periodogramm der optischen Daten V1408 Aql.

Daraus lässt sich schlussfolgern, dass höhere Massenverhältnisse leicht begünstigt sind und die Modelle über einen weiten Bereich von Neigungen und Massenverhältnissen intern konsistent sind. Erstens, wie bereits erwähnt, wäre es das einzige bekannte Black-Hole-Binärsystem in der Galaxis, von dem nicht gesehen wurde, dass es zwischen niedrigen und Ausbruchsstadien wechselt. Das Programm geht davon aus, dass die Orbitalexzentrizität Null ist, der Primärstern eine Punktquelle ist, die von einer Akkretionsscheibe umgeben ist, und der Sekundärstern seinen Roche-Lappen füllt. Diese zweite Grenze ist unabhängig vom Massenverhältnis und der Größe der Akkretionsscheibe und ist zuverlässiger als die Grenzen, die durch das Fehlen von Scheibenfinsternissen gesetzt werden. Abbildung 3 mit sechs oder mehr Standardabweichungen. Dipankar Maitraet al. Infolgedessen ergeben die beobachteten Lichtkurven für sich genommen keine brauchbaren Grenzen für das Massenverhältnis. Wir glauben, dass dieses Modell physikalisch realistischer ist als Modelle, die einen hohen Scheibenrand zur Erzeugung der Orbitalmodulation aufrufen, aber es vergrößert den Bereich möglicher Bahnneigungen und Massenverhältnisse.

Es gibt keine Finsternisse in der Lichtkurve. Wir haben keine Daten am 6. Juni oder am 3. und 4. August wegen Wolken erhalten. Tabelle 1 ist direkt proportional zum angenommenen Bereich der Akkretionsscheibe. Diese Beschränkungen sind jedoch nicht so sicher, wie man es sich wünschen könnte. Der mittlere Fluss von V1408 Aql ändert sich auf Zeitskalen von Tagen zu Monaten. Die gestrichelte Linie zeigt den Beitrag der Akkretionsscheibe, der verbleibende Fluss aus dem erhitzten Sekundärstern. Der dominierende Effekt der Erhöhung des Massenverhältnisses besteht darin, die relative Größe des Sekundärsterns zu erhöhen, aber der Effekt der vergrößerten Größe kann durch Verringerung der Menge an Strahlungsheizung ausgeglichen werden. Da das System nicht in den Schatten gestellt wird, sind die Anpassungen der Modelllichtkurven unempfindlich gegenüber den Orbitalparametern, was einen weiten Bereich von Bahnneigungen und Massenverhältnissen ermöglicht. V1408 Aql erhielt zwischen 2006 und 2009 und kam zu dem Schluss, dass sich das System geändert hat. Da die Farbvariationen mit der Orbitalphase ebenfalls von diesen Problemen betroffen sind, ist es zu früh, zu folgern, dass V1408 Aql bei schwächeren Orbitalphasen blauer wird.

Wir zeigen, dass die orbitale Lichtkurve durch ein Modell reproduziert werden kann, in dem die Akkretionsscheibe um den kompakten Stern dünn, achsensymmetrisch und nicht verdeckt ist. V1408 Aql ist mit vertikalen Rauten markiert und die beiden Vergleichssterne sind eingekreist. Sebastian Gomez et al. Die Orbitalmodulation wird vollständig durch den variierenden Aspekt der erwärmten Fläche des Sekundärsterns mit Orbitalphase verursacht. Da V1408 Aql am 6. und 7. August im Übergang war, ist die Orbitalmodulation verzerrt, was zu einer falschen Verschiebung in der Orbitalphase des maximalen Lichts führt. V1408 Aql an neun Nächten im Juni und August 2008. Die beiden Berechnungen müssen übereinstimmen, damit das Modell intern konsistent ist. Wir haben die relativen Flüsse gemessen, indem wir den Fluss von V1408 Aql durch den Gesamtfluss von zwei benachbarten Vergleichssternen im Rahmen dividierten.

Bei dieser und höheren Bahnneigungen ist das Minimum der Lichtkurve flach abgeflacht. Da es keine Eklipsen gibt, besteht die einzige Wirkung der Scheibe darin, der Lichtkurve einen konstanten Fluss hinzuzufügen und den Sekundärstern zu bestrahlen, und die einzige Quelle der Orbitalmodulation ist der variierende Aspekt des bestrahlten Sekundärsterns. Die erste stammt aus dem Fehlen von Eklipsen in der Lichtkurve. Das obere Feld von Fig. 2 zeigt die schwächere Lichtkurve, das mittlere Feld zeigt die hellere Lichtkurve und das untere Feld zeigt die Übergangslichtkurven. Die Ergebnisse aus dem vorherigen Abschnitt zeigen, dass weder das Massenverhältnis noch die Orbitalneigung durch die Form der Lichtkurve stark eingeschränkt sind. Dieses einfache Modell liefert konsistente Passungen für alle mittleren Lichtstärken und vermeidet einen unphysikalisch hohen Scheibenrand. Wenn V1408 Aql jedoch ein schwarzes Loch enthält, wäre es auf zwei Arten ungewöhnlich. Alle Spitzen sind mit Rauschen konsistent.

Dieses Abflachen steht in keinem Zusammenhang mit Finsternissen, sondern tritt stattdessen auf, weil weniger als die Hälfte des Sekundärsterns bestrahlt wird, weil die Kanten des bestrahlten Bereichs auf niedrigere Temperaturen erhitzt werden und weil der Sekundärkörper nicht kugelförmig ist. Die Zeiten unserer optischen Beobachtungen sind ebenfalls in der Abbildung dargestellt. Die erste ist von der Amplitude der Orbitalmodulation, die nahezu unabhängig von der Helligkeit und der linearen Skala des Modells ist, und die zweite ist von der Strahlungsheizung der Scheibe und des Sekundärsterns, die stark von der Leuchtkraft und dem Maßstab des Modells abhängt Modell. Wir verfeinern die Umlaufzeit und leiten die mittlere Bahnlichtkurve ab. Die Zeiten, die für die optischen Beobachtungen in 2 abgedeckt sind, sind mit den vertikalen Linien angegeben. Die vielen Skalen im Universum: JENAM 2004 Astrophysics Reviews, hrsg. Außerdem deckt ihr dichtester Datensatz ab 2008 zufällig nur die Hälfte der Umlaufbahn ab, was zu einem Verlust an Empfindlichkeit gegenüber Orbitmodulationen führt. Die Datensätze, die wir untersucht haben, sind verschiedenen Epochen zugeordnet. Mit anderen Worten, diese Beobachtungssignatur kann als eine Sonde für die Natur eines kompakten Sterns verwendet werden. Das wichtigste Problem ist, wie sich der Photonenindex in Abhängigkeit von den verschiedenen Modellparametern verhält. Gauß-Linien und Zyklotron-Absorptionskomponenten.

Unter Verwendung der BeppoSAX-Probe betrachteten wir die Hintergrundregion in der Nähe der Quellenextraktionsregion. Was die BB-Quelle betrifft, kommen diese weichen Photonen von dem äußeren Teil der ausgedehnten Platte. Comptb-Modell als Ergebnis der Analyse der RXTE-Beobachtungen. PIN Hintergrund Lichtkurven und Spektrum. Bei hohen Helligkeiten stoppt der Strahlungsdruck von den NS-Photonen das fallende Plasma. Es ist erwähnenswert, dass 27 Beobachtungen während der Finsternisse auftraten. Unsere Daten zeigen eindeutig keinen langfristigen Verschiebungseffekt. Comptb-Modell: für die meisten Fälle. Tatsächlich sollte die Absorptionsmenge ansteigen, wenn das kompakte Objekt hinter den winddichten Teilen erscheint, nahe dem Eintritt und Austritt der Sonnenfinsternis. In der Tat zeigt unsere Abbildung 2 deutlich die spektrale Erweichung, wenn die Zählrate zunimmt.

Auf der anderen Seite werden in einer BH die weichen Samenkolonien nur in der Akkretionsscheibe erzeugt, die sich neben der relativ heißen CC befindet. Genauer gesagt, haben wir diese Spektraldaten mit dem Modell angepasst. Die dynamische Messung dieser kompakten Objektmasse kann als Beweis dafür dienen, dass das Objekt ein BH ist. McCray 1974; Branduardiet al. Dieses Verfahren erlaubt uns, eine schwache Akkretionsscheibe zu berücksichtigen. Bei solchen Temperaturen wird die kritische Leuchtkraft nicht erreicht. Die Abwesenheit von Pulsationen von dieser Quelle führt sogar zu der Annahme, dass die Quelle eine BH-Quelle sein könnte. CCD und HID bilden glatte und glatte Spuren. Comptonization-Modell bietet sehr gute Anpassungen für alle untersuchten Datensätze. Wir haben das Datenanalyse-Paket SAXDAS für die Datenaufbereitung eingesetzt.

Der letztere Fall wird in denjenigen Quellen realisiert, für welche die lokale aufsteigende Helligkeit die Eddington-Grenze überschreitet und wo die Plasmatemperatur des äußeren Teils des CC höher als 30 keV ist. Daher können wir das Vorhandensein dieser Linie in den BeppoSAX - und Suzaku-Spektren mit unserem Spektralmodell nicht unterstützen. Titarchuk 2011; Titarchuket al. Reynolds et al. Beobachtet wird die Ausdehnung der TL auch durch eine Abnahme der Seedphotonentemperatur kT s2 bestätigt. Blaue vertikale Streifen bezeichnen die Lichtkurvenphasen, wenn die B-Körper-Komponente ansteigt. Mit BeppoSAX-Daten haben Reynolds et al. HXD-Instrument, während das in XIS-Instrument 81 ist. Dies bedeutet, dass die NS in einer dicken CC eingebettet ist, die keine direkte Sicht auf die NS-Oberfläche erlaubt, was es schwierig macht, das NS-Magnetfeld abzuschätzen. Mit dem BeppoSAX-Spektrum haben Reynolds et al. Wir extrahierten Spektren und Lichtkurven aus den gereinigten Ereignisdateien mit XSELECT und generierten Antworten für jeden Detektor unter Verwendung des XISRESP-Skripts mit einer mittleren Auflösung.

Diese Episoden sind in Abbildung 1 durch senkrechte Streifen gekennzeichnet, um diese Episoden mit vorübergehenden Akkretionsscheibenereignissen in Verbindung zu bringen. HID ist ähnlich denen von LMXBs, während das CCD anders ist. Die CC-Plasmatemperatur beträgt weniger als 30 keV. MECS; Boellaet al. Wir haben die Spektralanalyse im Energieband durchgeführt, für das die Antwort bekannt ist. Wir haben auch die Standard-Totzeitkorrektur für die Daten und die Daten von den HEXTE-Detektoren verwendet, um Breitbandspektren zu erzeugen. Daher haben wir nur Beobachtungen während der binären unverankerten Intervalle der Umlaufperiode ausgewählt. In Tabelle 3 stellen wir eine Liste von Beobachtungen vor, die die gesamte Stichprobe der Entwicklung des Zustands der Quelle abdeckt. Seifina 1996a, 1996b; Titarchuket al. HXD bzw.

XIS. Das kompakte Objekt, das mit diesem System assoziiert ist, zeigt jedoch keine Pulsation, Boroson et al. Ein realer Beweis sollte aus der beobachtenden Bestätigung der Abwesenheit oder Anwesenheit einer festen Oberfläche für ein bestimmtes Objekt folgen. NSs, was später wurde von TSS14 bestätigt. Comptb1 bzw. Comptb2. Die CCD - und HID-Spuren sind jedoch eine empirische Beschreibung, und daher benötigt man eine physikalische Interpretation ihres Verhaltens. XIS-Spektren um die Si - und Au-Kanten.

Man beachte, dass das Comptb-Modell das resultierende Spektrum als eine Faltung eines Keimschwarzkörpers der Normierung N Com und der Temperatur kT s mit der Comptonization Green-Funktion beschreibt. Wir schätzen die Bearbeitung des Textes durch Demos Kazanas und seine wertvollen Vorschläge, die die Präsentation des Papiers verbessert haben. NS und Akkretionsscheibe weiche Photonen. Für eine Reihe von Ausbrüchen haben wir jedoch die Verstärkung dieser Komponente festgestellt. Die NS-Oberfläche kann den Akkretionsfluss nicht stoppen. Unter Verwendung der Chandra-Beobachtungen haben Boroson et al. Das COMPTB-Modell wird normalerweise auf NS-Spektren angewendet, da in NS die beiden Compton-Komponenten in dem CC erzeugt werden, für das die Seed-Photonen von der NS-Oberfläche und der Akkretionsscheibe kommen. PIN-Spektren wie vom Instrumenten-Team empfohlen. Com1 und N Com2 von Comptb1 bzw. Comptb2.

Suzaku Data Reduction Guide. MECS-Instrument, während die in LECS - und PDS-Instrumenten 12 sind. Comptb1-, Comptb2-, Blackbody - und Gauß-Komponenten. Wir haben die Ephemeriden von Rubin et al. Fryxell 1988; Romanoet al. TSS14 erklärte diesen Beobachtungseffekt. CCD ist nur eine qualitative Beschreibung der Daten. Diese Daten bestehen aus 62 Beobachtungen, die sich auf verschiedene spektrale Zustände der Quelle beziehen. Insbesondere haben Reynolds et al. BeppoSAX und Suzaku Beobachtungen. Wir möchten auch die Anstrengungen der Schiedsrichter bei der klaren Präsentation unseres Papiers anerkennen.

LECS; Parmaret al. Wir führten die spektrale Anpassung unter Verwendung von XSPEC v12 durch. ASM, Levineet al. Der Spektralindex der austretenden Spektren der Comptonisierungskomponente wird durch die Energiefreisetzung in der CC bestimmt. HID-Track-Entwicklung von LHS zu HSS. Anstatt die optische Tiefe und die Plasmatemperatur von COMPTT zu verwenden, kann man einfach das COMPTB-Modell anwenden. TL, und diese Energieablagerung in der TL übersteigt die auf der Platte erheblich. Aufgrund der Anwesenheit dieser Rekombinationslinien wurde eine ausgedehnte Ionisationsregion um die Quelle herum vorgeschlagen. Die typischen Fehlerbalken für die Farben werden in der unteren rechten Ecke des linken Fensters angezeigt, während die Fehler der Intensität vernachlässigbar sind. Daher können wir diese Momente mit vorübergehenden Akkretionsscheibenereignissen verknüpfen. Für unsere Analyse haben wir auch öffentlich verfügbare Daten von RXTE verwendet, die von September 1996 bis September 2003 erworben wurden.

10. Februar und 13. September 2011 jeweils für XIS und HXD. BeppoSAX-Beobachtungen; Reynoldset al. Darüber hinaus können wir anhand von 5 feststellen, wie sich die spektrale Form bei Energien größer als 30 keV ändert, was einen Effekt der Summe der zwei Compton-Komponenten für verschiedene Zustände widerspiegelt. Die Modellkomponenten sind durch dunkelblaue, rote, grüne und purpurrote Linien für die Komponenten Blackbody, Comptb1, Comptb2 bzw. Gauss gekennzeichnet. Wie kürzlich von Romano et al. Die Spektren wurden gemäß der Auflösung der Geräteenergie neu gebündelt, um signifikante Statistiken in jeder Zelle zu erhalten. Corcoran 1992; Rubinet al. Titarchuk 2009; Shraderet al. BeppoSAX und Suzaku Spektraldaten und unser Spektralmodell. Die Linienstärken variierten über die Beobachtungen. PDS; Fronteraet al. Konkret begannen wir mit einem Modell eines absorbierten Körpers plus dem Comptb. Die Phasen der Lichtkurve, bezogen auf die erhöhte B-Körper-Komponente, sind mit blauen senkrechten Streifen markiert. Die Modellkomponenten werden auch durch rote, grüne, dunkelblaue und karmesinrote Linien für die Comptb1-, Comptb2-, Blackbody - bzw.

Gauß-Linie dargestellt. TSS14 und Seifina et al. Daher hat unser Spektralmodell eine grundlegende physikalische Bedeutung, weil es auf der Comptonisierung von zwei Quellen weicher Photonen beruht: eine, die von der NS kommt, und die andere mit einem Plattenursprung. 20. Januar und auch die damit verbundenen Screening-Kriterien Dateien anwenden. Suzaku und BeppoSAX Daten. Wir zeigen die Daten mit Kreuzen und das Spektralmodell wird durch die hellblaue Linie dargestellt. Timing Explorer Beobachtungen für diese Untersuchung. Abschnitt 3 beschreiben wir dem Leser Einzelheiten unserer Spektralanalyse.

Roche Lobe Überlauf führt in der Regel zu einer Akkretionsscheibe und Wind. Ein Teil dieser samenweichen Photonen kann auch direkt von der Erde beobachtet werden, weshalb wir der Normalisierung N BB einen weichen Schwarzkörper der Temperatur T BB hinzufügen. BHs, und kann somit als eine spektrale Signatur eines NS betrachtet werden. Eine solche Massenschätzung ist jedoch kein schlüssiges Argument für die Kompaktheit des Objekts. Solch ein apa itu mathematischer Code. Assets werden seit 2014 über das Netz dargestellt morris: traversush binary. Filtert Schiffe in einfachen Schritten, Apa Itu 2014 eine Stunde. Fonds beste Paare, binäre Kreditbetrüger binäre 4u Warnungen werden.

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