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7.68k
2001 ) observed on february 26@xmath3 for 35 ks .
2001年2月26日に観測された) @xmath3
we processed this data set starting from the observation data files .
観測データファイルから このデータセットを 処理しました
the data have been treated using the latest version ( 15.0.0 ) of the science analysis system ( sas ) with the most recent ( 13 march 2016 ) calibrations .
データは,最新の (2016年3月13日) カリブレーションを伴う科学分析システム (sas) の最新バージョン (15.0.0 ) で処理された.
we used all epic ( strder et al .
ストラダー社 (Epic) の 作品を全部使った
2001 ; turner et al .
2001年; ターナー et al.
2001 ) cameras equipped with the medium filter .
2001年) のカメラは,ミディアムフィルターで装備されている.
the arrival times of the events were corrected to the solar system barycentre , applying the barycen task of sas .
観測時の到着時刻は 太陽系バリアセンターに調整され,SASのバリアセンタスクを適用した.
we screened the periods of enhanced particle - induced activity by inspecting the epic - pn 10 - 15 kev light curves , binned with 5 s resolution , extracted from a circular region , with 5 arcmin radius , close to the border of the field of view .
粒子誘発の期間を検出したのは 視野の境界に近い 5 弧分の半径の 円形領域から抽出した 5 秒分辨率の EPIC-PN 10 - 15 kev 光曲線を検査した結果です
we then filter out all the periods with more than 0.85 cts s@xmath6 .
フィルターから 0.85 cts以上を 削除します
since the main focus of the observation was the study of the full extension of the dust scattering halo around the source , the epic - pn camera was in full frame mode .
観測のメインは 噴出源の周囲の 塵散乱の全範囲を 調べることだったので EPIC-PNカメラはフルフレームモードでした
having a frame time of 73.4 ms , the inner core of the point spread function shows pile up .
フレームタイムが73.4ミリ秒で ポイントスプレッドの内核は 積み重なって表示されます
on the other hand , both epic - mos1 and mos2 were in timing mode , with a frame time of 1.75 ms .
一方,Epic-Mos1とMos2は, フレームタイムが1.75ミリ秒で, タイムモードでした.
this assures that no pile up is present in these datasets .
このデータセットに 積み重ねがないことを保証します
a bad column is falling in the center of the extraction region in the epic - mos1 camera , inducing lower statistics .
エピックスモス1カメラの 抽出領域の中央に 悪い列が落ちているので 統計が下がっている
therefore these data have been used for consistency checks only .
したがって,これらのデータは一貫性チェックのみに使用されています.
to reduce pile up , the source photons in the epic - pn camera were extracted from an annular region .
積み重ねを減らすために, 源光子 EPIC-PNカメラは環状領域から抽出されました.
the outer radius of the annulus was limited to 40 arcsec , to avoid contribution from the low mass x - ray binary ( ponti et al .
低質量X線バイナリからの貢献を避けるために, 環の外半径は40弧秒に制限された (Ponti et al.
2015 ) and the inner radius has been fixed to 15 arcsec .
内部半径は15アーキ秒に設定されています
by comparing this spectrum from the wings of the point spread function with the pile - up free epic - mos2 spectrum , we verified that it is not affected by pile up .
ポイント・スプレッド・関数の翼のスペクトルと スタイプアップ・フリー・エピック・モス2スペクトルを比較して スタイプアップの影響を受けないことを確認しました
we note that the magnetar sgr j1745 - 2900 ( rea et al .
磁星GRJ1745-2900 (リア・エット・アル) が観測されました
2013 ) is located inside the source extraction region .
2013年) は,採掘地域内に位置しています.
however , the magnetar is currently observed at a 2 - 10 kev flux of @xmath10 erg s@xmath6 @xmath5 , about three orders of magnitude lower than the instantaneous 2 - 10 kev flux of ( @xmath11 erg s@xmath6 @xmath5 ) .
しかし,磁星は現在 @xmath10 erg s@xmath6 @xmath5 の 2 - 10 kev 流量で観測されており, (@xmath11 erg s@xmath6 @xmath5 ) の瞬時の 2 - 10 kev 流量より約3桁の大きさで低い.
therefore , sgr j1745 - 2900 gives a negligible contribution to the light curves and spectra of .
軽微な貢献をします 軽微な貢献をします 軽微な貢献をします
a strong contribution from the emission of the supernova remnant sgr a east ( maeda et al .
超新星残骸の放射による強い貢献が東方から観測された (Maeda et al.
2002 ; ponti et al .
2002年; ポンティ et al.
2015 ) is expected within the epic - pn extraction region of , therefore we extracted the background plus diffuse emission from a long archival observation ( obsid 0505670101 ) during which had flux and spectral properties similar to the ones during this observation ( being in the soft state and at similar flux ) , the magnetar was in quiescence and did not show any flare ( ponti et al .
2015年) がエピック - pn抽出領域内に予想されているため,長期のアーカイブ観測 (オブシド0505670101 ) から背景と拡散放射を抽出しました. この観測中に流量とスペクトル特性がこの観測中のものと類似していました (柔らかい状態で同様の流量で),磁星は静止状態で,フラアーを示しませんでした (ponti et al.
2015 ) .
2015年) に基づいている.
in the epic - mos2 camera , the source photons were extracted between rawx @xmath12 and @xmath13 .
ソース光子は rawx @xmath12 と @xmath13 の間で抽出されました
the larger extraction region , imposed by the timing mode , implies a larger contribution from and diffuse emission , compared to the epic - pn spectrum .
タイムモードによって課されるより大きな抽出領域は, 広範囲の放出からのより大きな貢献を意味し, 超伝導 - pnスペクトルと比較します.
we converted the source extraction region ( from rawx coordinates into sky coordinates through the sas task ecoordconv ) and we extracted the background plus diffuse emission from the epic - mos2 camera , during the same long observation ( obsid 0505670101 ) with in quiescence .
ソース抽出領域を (RAWX座標からSASタスク ecoordconvで空座標に) 変換し,同じ長い観測 (Obsid 0505670101 ) の間,静止状態のEpic-Mos2カメラから背景と分散放射を抽出しました.
because of the higher contamination by we use the epic - mos spectra for comparison only .
汚染が大きいので 比較のために エピックスモスのスペクトルを使います
we note that the same best fit parameters ( with all values consistent with the ones obtained by fitting the epic - pn spectrum ; [ specxmm ] ) were obtained by fitting the epic - mos spectra .
同じベストフィットパラメータ (すべての値が epic - pnスペクトル; [ specxmm ] を合わせた値と一致する) が epic - mosスペクトルを合わせた値と一致していることに注意します.
the combination of high column density of absorbing material ( @xmath14 @xmath5 ) and the intense diffuse emission in the direction towards the galactic center , prevents us from obtaining a good characterisation of the source emission below @xmath15 kev ( e.g.
吸収物質の高柱密度 (xmath14,xmath5) と銀河の中心に向かっての激しい拡散放射の組み合わせは, @xmath15 kev以下の源放射の良好な特徴付けを得ることを妨げています (例えば,
, the low energy absorption edges ) .
低エネルギー吸収のエッジは
for this reason in this work we do not consider the data from the reflection grating spectrometer ( rgs ) instruments .
この理由から,この研究では反射格子スペクトロメーター (rgs) 装置からのデータには考慮していません.
spectral fitting was performed using xspec version 12.8.2 .
配線はxspecバージョン12.8.2で実行されました.
the spectra were grouped so that each bin contains at lest 30 counts .
スペクトルは集約されていて, 各コンビンは少なくとも30個分を含んでいる.
the _ swift _ x - ray telescope ( xrt ) has been monitoring the central @xmath16 arcmin of the galaxy daily since year 2012 ( degenaar et al .
スウィフトX線望遠鏡 (xrt) は2012年から毎日銀河の中央の16弧分を観測しています (Degenaar et al.
we downloaded all the _ swift _ pc mode datasets between 5 - 2 - 2016 and 10 - 3 - 2016 from the heasarc data archive .
2016年5月2日から2016年10月3日の間の スウィフト・PCモードのデータセットを HEASARCのデータアーカイブからダウンロードしました
this comprises 31 pc mode xrt observations .
これは31のPCモード xrt観測を含んでいます
to characterise the contribution from the background plus complex diffuse emission within the extraction region of ( that contains a contribution from sgr j1745 - 2900 and ) , we used the data before the outburst of .
背景からの貢献と 抽出地域内の複雑な拡散放射を特徴付けるために (それは,SGR J1745 - 2900とからの貢献を含んでいる) 我々は,爆発前のデータを使用しました.
since there was no _ swift _ observation of this region between 03 - 11 - 2015 and 05 - 02 - 2016 , we retrieved 15 _ swift _ observations between 15 - 10 - 2015 and 02 - 11 - 2015 in xrt pc mode when the source was quiescent .
2015年3月11日と2016年5月2日の間にこの領域の _ スウィフト _ 観測は行われなかったので, 2015年10月15日と2015年11月2日の間に 15 _ スウィフト _ 観測を xrt pc モードで取得しました.
these 15 observations are used to measure the background plus diffuse emission underneath .
この15の観測は背景とその下にある拡散放射を測定するために使われます
we applied the standard data reduction following the threads described on the _ swift _ website .
標準的なデータ削減を スウィフトのウェブサイトで説明されているように 実行しました
because of the high absorption column density towards the source , we considered only data in the 2 - 10 kev band .
吸収柱の密度が 高いので 2〜10kVの範囲のデータしか 考慮していません
images and spectra were produced using the xselect ( v2.4c ) package .
xselect (v2.4c) パッケージを使用して画像とスペクトルを生成した.
since is very bright , significant pile up is affecting all the pc mode observations .
観測が非常に明るくなり 観測の PC モードに影響を及ぼしています
we followed the standard xrt pile - up thread to determine the pile - up level .
標準の XRT スタイルの線に沿って スタイルのレベルを決定しました
we extracted the products from an annulus with inner radius of 15@xmath17 , to ensure that spectra , fluxes and light curves are not affected by pile up .
内部半径15@xmath17の 環から 産物を抽出しました スペクトル,フルーツ,光の曲線が 積み重ねによって影響されないようにするためです
a 40@xmath17 outer radius is used to include most source flux and less contamination from .
汚染源の流量と汚染の少ない部分を含むために使用されます.
we manually adjusted the astrometry of all datasets by visually inspecting the images of all the observations .
観測した全ての画像を 視覚的に検査することで データの測定を手動で調整しました
this has been obtained by adjusting the relative position between and ax j1745.6 - 2901 .
これは,と ax j1745.6 - 2901 の間の相対位置を調整することによって得られた.
this allows us to correct the astrometry shifts , which would otherwise affect the psf correction and the correct determination of the source flux .
これは,PSFの修正と源流の正しい決定に影響を与えるであろう, 星計のシフトを修正することを可能にします.
by comparing the light curve with that derived without psf correction , we ensured that the uncertainties in the psf correction are not the cause of the observed source variability .
光の曲線をPSFの修正なしで 導出した曲線と比較することで,PSFの修正の不確実性が 観測された源の変動の原因ではないことを確認しました.
we also note that the background flux underneath is only 3% of the source flux in the 2 - 10 kev band , so it does not significantly contaminate the light curve of , either .
2-10kV帯の源流の3%しかありません だから光線を大きく汚染しません
in addition to the pc mode data , there are also 12 _ swift _ xrt windowed timing ( wt ) mode observations of .
コンピュータモードのデータに加えて, 12 _ スウィフト _ xrt ウィンドウ付きタイム (wt) モードでの観測も行われています.
compared to the pc mode , the wt mode provides higher time resolution and more counts , but the 1-dimensional image in the wt mode makes it difficult to determine the background underneath the source region from previous observations as we did in the pc mode .
PCモードと比較して wtモードは 時間の解像度が高く 計数も多いが 1次元画像は wtモードでは 元の領域の下の背景を 判断するのが難しい
however , since the background flux is only 3% of the source flux , we use anyway the wt mode observations as an independent check of the pc mode results .
しかし,背景流は源流の3%しかありませんので,私たちはpcモードの結果の独立したチェックとして wtモードの観測を使用します.
and @xmath18 , respectively , and binned at 200 s. no bursts ( not even in 1 s binned light light curves ) or dips are observed .
爆発 (1秒間の光の曲線でも) や沈みは見られませんでした.
the red dashed line shows the best fit with a constant ( that results in 43.9 cts s@xmath6 and @xmath19 for 170 dof ) . ]
赤の dashed line は,定数で最もよく合っていることを示しています (これは, 170 dof の 43.9 cts s@xmath6 と @xmath19 を表します).
is not piled up in the wt mode , so we defined a circular source region of 20@xmath17 radius , centred on the pixel which is the perpendicular projection of the source position on the 1-dimensional wt mode image ( again we consider only data in the 2 - 10 kev band ) .
円形で定義した 20@xmath17 半径の源領域は 1 次元の wt モード画像の源位置の垂直プロジェクションであるピクセルを中心にしています (また, 2 - 10 kev 帯のデータのみを考慮します)
the choice of 20@xmath17 radius was a compromise between including more source flux and less contamination from .
放射はより多くの源流とより少ない汚染の間の妥協でした
for eleven wt mode observations , there were also pc mode observations on the same day , for which we could compare the spectra between the two modes .
11つのWtモード観測には PCモード観測も同日にありました 2つのモードのスペクトルを比較できます
for nine observations , both the spectral shape and normalization were consistent between the two modes , except that wt mode provided more counts and thus higher s / n .
9つの観測では スペクトルの形状と正常化の両方が 2つのモード間で一致していましたが wtモードはより多くの数値とそれにより高いs / nを提供していました
the remaining two wt mode spectra ( obsid : 00035063134 , 00035063136 ) have the same spectral shape as in the pc mode but with different normalisation .
残りの2つの重量モードスペクトル (オブシード: 00035063134, 00035063136) は,pcモードと同じスペクトル形状であるが,異なる標準化がある.
we found that this is caused by the bad pixels within the source extraction region in these two wt mode observations , which affected the source flux and psf correction , but did not affect the spectral shape .
この2つの wtモードの観測で 源抽出領域内の悪いピクセルが原因で 源流とpsfの修正に影響を及ぼしたが スペクトル形状には影響はなかったことがわかりました
we excluded these two observations from further analysis .
更に分析から 2つの観測を排除しました
since the source spectra from wt mode observations were consistent with the pc mode , and the background underneath was much weaker than the source itself , we decided to apply the same background flux and spectra for the wt mode data as for the pc mode , and this should not affect our results .
源のスペクトルは PC モードと一致し, 背景は 源より弱かったので, PC モードと同じ背景の流れとスペクトルを WT モードデータに適用しました.
the exposure maps and ancillary files for the spectra were computed with the xrtexpomap and xrtmkarf tools provided in the heasoft ( 6.18 ) software .
放射能マップとスペクトルの付属ファイルは,heasoft (6.18) ソフトウェアに搭載されているxrtexpomapとxrtmkarfツールで計算された.
[ [ section ] ] the outburst of the source was observed by starting from 2016 february 11 , i.e.
[ [ セクション ] ] 噴出源は2016年2月11日から観測されました
during satellite revolution 1643 .
衛星革命の1643年のことです
at the time of writing , only consolidated data up to revolution 1652 were made available and thus we were able to observe the evolution of the source hard x - ray emission until 2016 march 6 .
論文の執筆時点では, 1652年革命までの統合データしか入手できませんでした. そして, 2016年3月6日まで, 硬質X線放射の進化を観察することができました.
as the source is located right into the galactic center , which is a complex and crowded region , we also made use of the last data collected toward this region before the outburst of .
銀河の中心部に位置しているので 複雑で混雑した地域です 我々はまた 爆発前のこの地域に向けて 収集された最後のデータを利用しました
these included data during revolutions 1597 , 1603 , and 1604 , covering the period from 2015 october 11 to 19 .
2015年10月11日から19日の期間をカバーする 1597, 1603, 1604 年のデータも含まれています.
observations are divided into `` science windows '' ( scws ) , i.e.
観測は"科学ウィンドウ" (scw) に区分される.
, pointings with typical durations of @xmath202 - 3 ks .
典型的な持続時間は @xmath202 - 3 ks.
we considered only scws where the source was within a maximum off - axis angle of 12 deg from the satellite aim point , in order to reduce the uncertainties on the energy calibrations .
衛星の標的点から最大12度 軸外角度にある スクリューのみを考慮した エネルギー校正の不確実性を減らすために
all data were analyzed by using version 10.2 of the off - line scientific analysis software ( osa ) distributed by the isdc ( courvoisier et al .
すべてのデータは,ISDCが配布しているオフラインの科学分析ソフトウェア (OSA) のバージョン10.2を使用して分析された (Courvoisier et al.
2003 ) .
2003年) に基づいている.
we first extracted the ibis / isgri ( ubertini et al .
まずイビス・イスグリ (Ubertini et al) を採取した
2003 ; lebrun et al .
2003年; レブルン et al.
2003 ) mosaics in the 20 - 100 kev energy band and the jem - x ( lund et al .
フレームワークの構造は,この2つの領域のエネルギー帯の20~100KVとJEM-Xの2つの領域のエネルギー帯の1~3KVの2~3KVの2~3KVの2~3KVの2~3KVの2~3KVの2~3KVの2~3KVの2~3KVの2~4KVの2~4KVの2~4KVの2~4KVの2~4KVの2~4KVの2~4KVの2~4KVの2~4KVの2~4KVの2~4KVの2~4KVの2~4KVの2~4KVの2~4KVの2~4KVの2~4KVの2~4KVの2~4KVの2~4KVの2~4KVの2~4KVの2~5KVの2~4KVの2~4KVである.
2003 ) mosaics in the 3 - 10 kev energy band by summing up all data in revolutions 1597 to 1604 .
革命1597から1604までのすべてのデータをまとめることで, 3~10kVのエネルギー帯のモザイクを測定した.
no source was detected at a position consistent with in the 20 - 100 kev energy band and we estimated a 3@xmath21 upper limit on the corresponding energy range of 3 mcrab ( corresponding to roughly 5.4@xmath2210@xmath23 erg @xmath5 s@xmath6 ) .
20-100KVのエネルギー帯に一致する位置で検出されず, 3mcrabのエネルギー帯の3@xmath21の上限を推定しました (大体5.4@xmath2210@xmath23 erg @xmath5 s@xmath6に相当します).
from the jem - x mosaic , we noticed that the well known transient lmxb axj1745.6 - 2901 ( ponti et al .
ジェム・Xモザイクから,よく知られた 変異性 LMXB axj1745.6 - 2901 (Ponti et al.
2015 ) was detected at a position consistent with that of .
2015年) と一致する位置にありました.
the limited spatial resolution of the jem - x instrument does not allow us to disentangle the emission of axj1745.6 - 2901 from the one of .
JEM-Xの空間解像度は 限られているので, 放射を分離することができません
therefore , we decided to extract a jem - x spectrum of axj1745.6 - 2901 from observation taken before the outburst of .
だから,我々は,爆発前の観測から, axj1745.6 - 2901の ジェム-Xスペクトルを抽出することに決めた.
we then used this file as a background for the spectrum of , that we obtained from the later observations ( we checked in the data that did not go through major flux and/or state changes during the considered period ) .
このファイルは,後の観測から得られた, 流動のスペクトルの背景として使われました (当期の大規模な流動および/または状態の変化を伴わないデータをチェックしました).
the jem - x spectrum of axj1745.6 - 2901 could be well fit ( @xmath24/d.o.f.=0.5/5 ) with a power - law model of photon index @xmath25 ( @xmath26 erg @xmath5 s@xmath6 ) .
axj1745.6 - 2901の jem - xスペクトルは,光子指数 @xmath25 (@xmath26 erg @xmath5 s@xmath6 ) のパワー・ローモデルとよく合っている (@xmath24/d.o.f.=0.5/5).
for all revolutions from 1643 to 1652 , we built the ibis / isgri and jem - x mosaics and extracted the source spectra in 13 energy bins for isgri and 8 energy bins for jem - x ( we used data from both the jem - x1 and jem - x2 units ) .
1643年から1652年の革命の全てで イビス / イスグリと ジェム-Xのモザイクを作り イスグリの13個のエネルギービンと ジェム-Xの8個のエネルギービンから 源スペクトルを抽出しました (我々は ジェム-X1と ジェム-X2の両方のデータを使用しました)
the jem - x spectrum obtained during revolution 1643 revealed a 3 - 20 kev flux of @xmath2710@xmath28 erg @xmath5 s@xmath6 , therefore axj1745.6 - 2901 contaminated the emission from by no more than 30% ( see also fig .
革命1643で得られたJem-xスペクトルは3~20 kevのフルス @xmath2710@xmath28 erg @xmath5 s@xmath6を明らかにしたので,axj1745.6 - 2901は30%以上の汚染を放出した (図も参照).
[ fig : mosaic ] ) .
絵画は 絵画は 絵画は 絵画は
as axj1745.6 - 2901 was not detected in the previous ibis / isgri mosaic , the recorded 20 - 100 kev x - ray flux of 7.4@xmath2210@xmath29 erg @xmath5 s@xmath6 is to be completely attributed to .
axj1745.6 - 2901は以前のイビス / イスグリモザイクで検出されなかったので,記録された20 - 100ケフのX線フルースは7.4@xmath2210@xmath29 erg @xmath5 s@xmath6に完全に帰属します.
this object remained bright in all data we used , and was detected at high significance in the ibis / isgri and jem - x mosaics of all revolutions .
この物体は我々が使った全てのデータで明るく残った そして全ての革命のイビス / イスグリと ジェム-Xのモザイクで 高い意味で検出された
vla observations of were carried out on two epochs , 25 feb 2016 and 25 mar 2016 .
観測は2つの時期 (2016年2月25日と3月25日) に実施された.
as we will discuss later ( see [ secswift ] ) , was in the soft state during at least the first of these vla observations .
後に議論する通り ([ secswift ] を参照) 少なくとも最初のVLA観測では 軟状態でした
in each epoch , data were obtained in two frequency bands , c and ku , with center frequencies of 6.0 and 15.0 ghz , respectively .
各時代には,それぞれ6.0GHzと15.0GHzの中央周波数を持つ, 2つの周波数帯, cとkuでデータを取得しました.
the vla correlator was simultaneously configured for imaging and a phased array beam centered on .
画像と相次ぎの光線を 集中させるように設定した
the vla was in its c configuration for both observations with a maximum baseline length of 3 km .
観測は両方で最大ベースライン長さ3kmでVLAはC構成でした.