We are searching data for your request:
Upon completion, a link will appear to access the found materials.
In X-straal-sterrekunde word die bron beskou as in die harde of sagte spektraaltoestand. Wat is die betekenis van die harde spektraaltoestand? Wat is die sagte toestand en harde toestand in spektroskopie?
Daar is bekend dat aktiewe sterrestelsels die toestand verander soos gesien deur 'n verandering in die helling van hul X-straal- en gammastraal-spektra. Ons sê dat 'n spektrum harder geword het (of verander het in sy harde toestand) wanneer die helling verander sodat daar relatief meer hoë-energie-fotone is, en dit word sagter wanneer die verhouding van lae-energie-fotone tot hoë-energie-fotone toeneem. Die fisika waarom hulle van toestand verander, word nog nie verstaan nie.
As die hoë-energiespektrum in 'n termies gedomineerde toestand is, dit wil sê 'n Planck-agtige spektrum, dan is dit beslis sag. As dit in 'n sterk magswet is, word die staat met 'n lae oorheersing $ alpha <1, I_ nu = f ^ {- alpha} $, dan word dit steeds as sag beskou. Maar as $ alpha $ hoër is, dan is dit moeilik. Maar dit is ook 'n relatiewe term, dus 'n stelsel wat tussen twee verskillende waardes van beweeg $ alpha $ sal gaan tussen sy harde toestand en sy lae toestand.
Nie net in die X-straal-astronomie nie (ook chemie en omtrent alles wat met X-strale verband hou). As u 'n X-straalspektrum het, word die gebied met fotonenergie> 5-10 Kev 'harde' X-strale genoem, minder as dat dit 'sagte' X-strale genoem word. Wiki het 'n mooi verduideliking daarvoor (Energy Ranges): https://en.wikipedia.org/wiki/X-ray Ek vind die boek egter beter: https://web.archive.org/web/20121111141255/http : //ast.coe.berkeley.edu/sxreuv/
Net om 'n voorbeeld te voeg tot wat al gesê is deur eshaya en Larz.Astro. Hier is die spektrum van die Black Hole-binêre Cygnus X-1 in sy harde en sagte toestand. Die intrige is geneem van Gierlinski et al. 1999.
U sien dat die sagte toestand meestal uit termiese emissie onder 10 keV bestaan, terwyl die harde toestand bo-oorheers word deur nie-termiese (gekombineerde) emissie. Of soos die koerant dit stel:
Die resulterende Xy-spektrum bestaan uit swartliggaam-fotone wat deur die skyf uitgestraal word (teen lae energie) en 'n komponent as gevolg van Compton-verspreiding van die skyffotone deur beide termiese en nie-termiese elektrone in die korona.
Aardbewinggevare 201 - Tegniese Q & ampA
'N Lys met tegniese vrae en antwoorde oor aardbewinggevare.
Wat is% g?
Wat is versnelling? piekversnelling? piekgrondversnelling (PGA)?
Wat is spektrale versnelling (SA)?
PGA (piekversnelling) is wat ervaar word deur 'n deeltjie op die grond, en SA is ongeveer wat ervaar word deur 'n gebou, soos gemodelleer deur 'n deeltjie massa op 'n massalose vertikale staaf met dieselfde natuurlike trillingsperiode as die gebou.
Die massa op die staaf gedra hom ongeveer soos 'n eenvoudige harmoniese ossillator (SHO). As 'n mens die massastangstelsel aan sy basis "dryf" deur die seismiese rekord te gebruik, en met die veronderstelling van 'n sekere demping na die massastafstelsel, sal 'n rekord verkry word van die deeltjiebeweging wat basies slegs die onderdele van die grond "voel". beweging met tydperke naby die natuurlike periode van hierdie SHO. As ons na hierdie seismiese deeltjie-rekord kyk, kan ons die maksimum verplasing identifiseer. As ons die afgeleide (tempo van verandering) van die verplasingsrekord met betrekking tot tyd neem, kan ons die snelheidsrekord kry. Die maksimum snelheid kan ook bepaal word. Net so word vir responsversnelling (snelheid van verandering van snelheid) ook responsespektrale versnelling, of bloot spektrale versnelling, SA (of Sa) genoem.
PGA is 'n goeie indeks vir gevaar vir kort geboue, tot ongeveer 7 verdiepings. Om 'n goeie indeks te wees, beteken dat as u 'n mate van vraag aan 'n gebou, soos verdieping of basisverskuiwing, stel teenoor PGA, vir 'n aantal verskillende geboue vir 'n aantal verskillende aardbewings, u 'n sterk korrelasie sal kry .
PGA is 'n natuurlike eenvoudige ontwerpparameter, aangesien dit met 'n krag verband hou en vir eenvoudige ontwerp 'n gebou ontwerp kan word om 'n sekere horisontale krag te weerstaan. PGV, piekgrondsnelheid, is 'n goeie indeks vir gevaar vir hoër geboue. Dit is egter nie duidelik hoe snelheid en krag in verband gebring moet word om 'n hoër gebou te ontwerp nie.
SA sou ook 'n goeie indeks wees vir die gevaar vir geboue, maar dit behoort nader verband te hou met die bougedrag as die hoogtepuntbewegingsparameters. Ontwerp kan ook makliker wees, maar die verhouding tot ontwerpkrag sal waarskynlik ingewikkelder wees as met PGA, omdat die waarde van die periode in die prentjie kom.
PGA, PGV of SA hou slegs verband met die vraag / ontwerp van geboue omdat die gebou nie 'n eenvoudige ossillator is nie, maar vibrasies het, wat elkeen die grootste vraag aan verskillende dele van die struktuur bied. eie swakhede. Duur speel ook 'n rol in skade, en sommige voer aan dat duur-verwante skade nie goed voorgestel word deur reaksie-parameters nie.
Aan die ander kant het sommige outeurs getoon dat nie-lineêre reaksie van 'n sekere struktuur slegs swak afhanklik is van die grootte en afstand van die oorsaaklike aardbewing, sodat die nie-lineêre respons verband hou met lineêre respons (SA) deur 'n eenvoudige skalaar (vermenigvuldigingsfaktor). Dit is nie so vir piekgrondparameters nie, en hierdie feit voer aan dat SA aansienlik beter moet wees as 'n indeks vir vraag / ontwerp as parameters vir piekgrondbeweging.
Daar is geen besondere betekenis vir die relatiewe grootte van PGA, SA (0.2) en SA (1.0) nie. Gemiddeld korreleer dit ongeveer, met 'n faktor wat afhanklik is van tydperk. Alhoewel PGA kan weerspieël wat 'n persoon op 'n aardbeving op die grond mag voel, glo ek nie dat dit korrek is om te verklaar dat SA weerspieël wat 'n mens mag nie ' voel "as 'n mens in 'n gebou is. In hoër geboue word kortbewegings slegs swak gevoel, en langtermynbewegings word gewoonlik nie as kragte gevoel nie, maar eerder as desoriëntasie en duiseligheid.
Wat is waarskynlikheid van oorskryding (PE)?
Vir enige gegewe terrein op die kaart bereken die rekenaar die grondbewegingseffek (piekversnelling) op die terrein vir al die aardbewinglokasies en groottes wat in die omgewing van die terrein moontlik geglo word. Daar word geglo dat elkeen van hierdie grootte-liggingspare volgens 'n gemiddelde waarskynlikheid per jaar plaasvind. Klein grondbewegings is relatief waarskynlik, groot grondbewegings is baie onwaarskynlik. Vanaf die grootste grondbewegings en verder na kleiner, tel ons waarskynlikhede op totdat ons 'n totale waarskynlikheid het wat ooreenstem met 'n gegewe waarskynlikheid, P, in 'n bepaalde tydperk , T.
Die waarskynlikheid P kom van grondbewegings wat groter is as die grondbeweging waarop ons opgehou het om by te voeg. Daar word gesê dat die ooreenstemmende grondbeweging (piekversnelling) 'n P-waarskynlikheid van oorskryding (PE) in T jaar het. Die kaart kontoer die grondbewegings wat ooreenstem met hierdie waarskynlikheid op al die terreine in 'n rooster wat die VSA bedek. Die kaarte is dus nie waarskynlikheidskaarte, maar eerder grondbewegingskaarte op 'n gegewe waarskynlikheidsvlak. In die toekoms sal ons waarskynlik kaarte plaas wat waarskynlikskaarte is. Hulle sal die waarskynlikheid van oorskryding vir konstante grondbeweging toon. Een so 'n kaart kan byvoorbeeld die waarskynlikheid toon dat 'n grondbeweging binne 50 jaar meer as 0,20 g sal wees.
Wat is die verband tussen piekgrondversnelling (PGA) en 'effektiewe piekversnelling' (Aa), of tussen piekgrondsnelheid (PGV) en 'effektiewe piksnelheid' (Av), aangesien hierdie parameters op die bou van kodekaarte voorkom?
Aa en Av het geen duidelike fisiese definisie as sodanig nie. Inteendeel, hulle bou kodekonstruksies, aangeneem deur die personeel wat die Toegepaste Tegnologieraad (1978) (ATC-3) seismiese bepalings vervaardig het. Kaarte vir Aa en Av is deur ATC-projekpersoneel afgelei uit 'n konsep van die Algermissen en Perkins (1976) se waarskynlike piekversnellingskaart (en ander kaarte) om voorsiening te maak vir ontwerpbewegings vir die gebruik in modelboukodes. Baie aspekte van die ATC-3-verslag is aanvaar deur die huidige (gebruik in 1997) nasionale modelboukodes, behalwe vir die nuwe NEHRP-bepalings.
Hierdie proses word uiteengesit in die ATC-3-dokument waarna hieronder verwys word, (p 297-302). Hier is 'n paar uittreksels uit die dokument:
- bl. 297. "Op die oomblik is die beste werkbare hulpmiddel om die ontwerp van grondskuddings te beskryf, 'n gladde elastiese reaksiespektrum vir enkele vryheidsstelsels ...
- bl. 298. "By die ontwikkeling van die ontwerpvoorsienings is twee parameters gebruik om die intensiteit van die skudding van die ontwerpkarakterisering te kenmerk. Hierdie parameters word die Effective Peak Acceleration (EPA), Aa en die Effective Peak Velocity (EPV) genoem, AV. Hierdie parameters doen op die oomblik nie presiese definisies in fisiese terme het nie, maar die betekenis daarvan kan verstaan word uit die volgende paragrawe.
- "Om die betekenis van EPA en EPV die beste te verstaan, moet dit beskou word as normaliserende faktore vir die konstruksie van gladde elastiese responsspektra vir grondbewegings van normale duur. Die EPA is eweredig aan die spektrale ordinate vir periodes in die reeks van 0,1 tot 0,5 sekondes, terwyl die EPV eweredig is aan die spektrale ordinate gedurende ongeveer 1 sekonde ... Die konstante proporsionaliteit (vir 'n demperspektrum van 5 persent) word in beide gevalle op 'n standaardwaarde van 2,5 gestel.
- "... Die aldus verkrygde EPA en EPV hou verband met piekgrondversnelling en piekgrondsnelheid, maar is nie noodwendig dieselfde as of selfs eweredig aan piekversnelling en snelheid nie. As daar baie hoë frekwensies in die grondbeweging voorkom, kan die EPA aansienlik wees minder as die piekversnelling. Dit stem ooreen met die waarneming dat die afsny van die spektrum wat uit die beweging bereken is, behalwe in periodes wat baie korter is as dié van belang in gewone boupraktyk, baie min invloed het op die responsespektrum wat bereken word uit daardie beweging, behalwe by tydperke wat baie korter is as dié wat in gewone boupraktyke belangstel ... Aan die ander kant sal die EPV oor die algemeen groter wees as die piksnelheid op groot afstande vanaf 'n groot aardbewing. '
- bl. 299. "Dus kan die EPA en EPV vir 'n beweging óf groter óf kleiner wees as die piekversnelling en snelheid, alhoewel die EPA oor die algemeen kleiner sal wees as piekversnelling, terwyl die EPV groter as die piksnelheid sal wees.
- ".... Vir die berekening van die laterale kragkoëffisiënt in Afdeling 4.2, word EPA en EPV vervang deur onderskeidelik dimensiewe koëffisiënte Aa en Av. Aa is numeries gelyk aan EPA wanneer EPA uitgedruk word as 'n desimale breuk van die versnelling van swaartekrag. "
Die ondersoek na die drieledige diagram van die reaksiespektrum vir die aardbewing van El Centro in 1940 (p. 274, Newmark en Rosenblueth, Fundamentals of Earthquake Engineering), bevestig dat die neem van responsversnelling by 0,05 persent demping, in periodes tussen 0.1 en 0.5 sek. en om deur 'n getal tussen 2 en 3 te deel, sou die piekversnelling vir daardie aardbewing benader. Dus, in hierdie geval is die effektiewe piekversnelling in hierdie periode bykans numeries gelyk aan die werklike piekversnelling.
Aangesien die responsversnellingsspektrum vir baie kort periodes asimptoties is vir piekversnelling, het sommige mense aangeneem dat effektiewe piekversnelling 2,5 keer minder is as ware piekversnelling. Dit sou slegs waar wees as 'n mens sou voortgaan om die reaksiesnellerings met 2,5 te verdeel vir periodes van veel korter as 0,1 sek. Maar EPA word slegs gedefinieër vir tydperke langer as 0,1 sek.
Effektiewe piekversnelling kan 'n faktor laer wees as piekversnelling vir die aardbewings waarvoor die piekversnellings plaasvind as kort-periode spykers. Dit is presies wat effektiewe piekversnelling ontwerp is.
Aan die ander kant beperk die ATC-3-verslagkaart EPA tot 0,4 g, selfs waar waarskynlike piekversnellings tot 1,0 g of groter kan wees. THUS EPA IN THE ATC-3 VERSLAGKAART kan 'n faktor van 2,5 minder wees as die waarskynlike piekversnelling vir plekke waar die waarskynlike piekversnelling ongeveer 1.0 g is.
Die volgende paragrawe beskryf hoe die Aa- en Av-kaarte in die ATC-kode saamgestel is.
Die waarskynlike grondbewegingskaart van USGS 1976 is oorweeg. Dertien seismoloë is genooi om die waarskynlike piekversnellingskaart glad te maak, met inagneming van ander streekskaarte en hul eie streekskennis. 'N Finale kaart is op grond van die gladstrykings geteken. Grondbewegings is afgesny op 40% g in gebiede waar waarskynlike waardes van 40 tot meer as 80% g kon wees. Dit het gelei tot 'n Aa-kaart wat 'n ontwerpbasis voorstel vir geboue met kort natuurlike periodes. Aa is 'Effective Peak Acceleration' genoem.
'N Dempingsfunksie vir piksnelheid is oor die Aa-kaart "gedrapeer" om 'n ruimtelike verbreding van die laer waardes van Aa te lewer. Die uitgebreide gebiede is 'Av' genoem vir 'Effective Peak Velocity-Related Acceleration' vir ontwerp vir langtermyn-geboue, en 'n aparte kaart vir hierdie parameter geteken.
Let daarop dat die Aa- en Av-kaarte in die praktyk vanaf 'n PGA-kaart verkry is en NIE deur die 2,5 faktore op die responsspektra toe te pas nie.
Let ook daarop dat as 'n mens die verhouding van die SA (0.2) waarde tot die PGA-waarde op individuele plekke in die nuwe USGS nasionale waarskynlike gevaarkaarte ondersoek, die waarde van die verhouding gewoonlik minder as 2,5 is.
Inligtingsbronne:
- Algermissen, S.T., en Perkins, David M., 1976, 'n waarskynlike skatting van die maksimum versnelling in rots in die aangrensende Verenigde State, Amerikaanse geologiese opname-openlêerverslag VAN 76-416, 45 bl.
- Toegepaste Tegnologieraad, 1978, voorlopige bepalings vir die ontwikkeling van seismiese regulasies vir geboue, ATC-3-06 (NBS SP-510) Amerikaanse staatsdrukkery, Washington, 505 bl.
Wat is persentasie demping?
In ons vraag oor responsversnelling het ons 'n eenvoudige fisiese model deeltjie massa op 'n massalose vertikale staaf gebruik om die natuurlike periode te verklaar. Vir hierdie ideale model, as die massa baie kort aan die gang gesit word, sal die stelsel onbepaald bly ossilleer. In 'n werklike stelsel het die staaf styfheid wat nie net bydra tot die natuurlike periode nie (hoe stywer die staaf, hoe korter is die periode van ossillasie), maar versprei ook energie soos dit buig. As gevolg hiervan neem die ossillasie geleidelik af tot die massastangstelsel weer in rus is. Hierdie afname in die grootte van die ossillasie noem ons demping. Ons sê die ossillasie het gedemp.
As die demping klein is, neem die oscillasie lank om uit te demp. As die demping groot genoeg is, is daar geen oscillasie nie en neem die massastangstelsel lank om weer vertikaal terug te keer. Kritieke demping is die minste waarde van demping waarvoor die demping ossillasie voorkom. Enige spesifieke dempingswaarde wat ons as persentasie van die kritieke dempingswaarde kan uitdruk. Aangesien spektrale versnellings gebruik word om die effek van aardbewingsgrondbewegings op geboue voor te stel, moet die demping wat by die berekening van spektrale versnelling gebruik word, ooreenstem met die demping wat gewoonlik in geboue ervaar word. waarvoor aardbewing-ontwerp gebruik word. Die boukodes veronderstel dat 5 persent van die kritieke demping 'n redelike waarde is om die demping van geboue waarvoor aardbewingbestande ontwerp is, te benader. Daarom is die spektrale versnellings in die kaarte vir seismiese gevare ook 5 persent van die kritieke demping.
Waarom sluit u die aardbewing-katalogus af om die kaarte oor seismiese gevare te ontwikkel?
Die primêre rede vir ontluistering is om die beste moontlike skatting vir die tempo van hoofskokke te kry. Die metodologie vereis ook 'n katalogus van onafhanklike gebeurtenisse (Poisson-model), en deklustering help om onafhanklikheid te bewerkstellig.
Skade weens die aardbewing moet herstel word, ongeag hoe die aardbewing gemerk is. Sommige voer aan dat hierdie naskokke getel moet word. Hierdie waarneming dui daarop dat 'n beter manier om aardbewingsreekse te hanteer as om te dekluster, die samevoeging van die gegroepeerde gebeure in die waarskynlikheidsmodel eksplisiet sou wees. Hierdie stap kan 'n toekomstige verfyning wees. Die ander kant van die muntstuk is dat hierdie sekondêre gebeure nie sonder die hoofskok gaan plaasvind nie. Die moontlike opname van voorskokke en naskokke in die waarskynlikheidsvoorspelling van die aardbewing behoort duidelik te maak dat dit in 'n kort tydsbestek naby die hoofskok voorkom en dat dit nie die aardbewingvrye periodes beïnvloed nie, behalwe triviaal. Dit wil sê, die waarskynlikheid dat daar geen aardbewings met M & GT5 binne 'n paar jaar is nie, word of behoort feitlik nie beïnvloed te word deur die ontbindingsproses nie. Volgens die ondervinding van die VSA is naskokskade ook 'n klein deel van die hoofskokskade.
Hoe gebruik ek die kaarte vir seismiese gevare?
Die kaarte het drie verskillende waarskynlikheidsvlakke en vier verskillende grondbewegingsparameters, piekversnelling en spektrale versnelling op 0.2, 0.3 en 1.0 sek. (Hierdie waardes word gekarteer vir 'n gegewe toestand op geologiese terreine. Ander toestande op die terrein kan die gevaar verhoog of verlaag. Ook, as ander dinge gelyk is, is ouer geboue kwesbaarder as nuwe.)
Die kaarte kan gebruik word om (a) die relatiewe waarskynlikheid van 'n gegewe kritieke vlak van aardbewinggrondbeweging van een deel van die land na 'n ander te bepaal (b) die relatiewe vraag na strukture van een deel van die land na 'n ander, op 'n gegewe waarskynlikheidsvlak. Daarbenewens gebruik © boukodes een of meer van hierdie kaarte om die weerstand wat geboue benodig, te bepaal om skadelike vlakke van grondbeweging te weerstaan.
Die verskillende vlakke van waarskynlikheid is dié wat belangstel in die beskerming van geboue teen grondbeweging. Die grondbewegingsparameters is eweredig aan die gevaar wat 'n spesifieke soort geboue inhou.
Piekversnelling is 'n maatstaf van die maksimum krag wat ervaar word deur 'n klein massa wat op die oppervlak van die grond tydens 'n aardbewing geleë is. Dit is 'n indeks vir gevaar vir kort stywe strukture.
Spektrale versnelling is 'n maatstaf van die maksimum krag wat ervaar word deur 'n massa bo-op 'n staaf met 'n spesifieke natuurlike vibrasieperiode. Kort geboue, sê maar, minder as 7 verdiepings, het kort natuurlike tydperke, byvoorbeeld, 0,2-0,6 sek. Hoë geboue het lang natuurlike periodes, byvoorbeeld 0,7 sekondes of langer. 'N Sterkbewegingsrekord van die aardbewing bestaan uit verskillende hoeveelhede energie gedurende verskillende periodes. 'N Natuurlike periode van die gebou dui aan watter spektrale deel van 'n aardbewing grondbewegingstydgeskiedenis die vermoë het om energie in die gebou te plaas. Tydperke wat baie korter is as die natuurlike periode van die gebou of veel langer as die natuurlike periode, het nie veel vermoë om die gebou te beskadig nie. Dus word 'n kaart van 'n waarskynlike spektrale waarde gedurende 'n bepaalde periode 'n indeks vir die relatiewe skadegevaar vir geboue van daardie tydperk as 'n funksie van geografiese ligging.
Kies 'n grondbewegingsparameter volgens die bogenoemde beginsels. Vir baie doeleindes is piekversnelling 'n geskikte en verstaanbare parameter. Kies 'n waarskynlikheidswaarde volgens die kans wat u wil waag. 'N Mens kan nou 'n kaart kies en na die relatiewe gevaar van een deel van die land na 'n ander kyk.
As u die waarskynlikheid van oorskryding vir 'n bepaalde vlak van grondbeweging wil skat, kan u die grondbewegingswaardes vir die drie gegewe waarskynlikhede teken, met behulp van log-log grafiekpapier en interpoleer, of, tot 'n beperkte mate, ekstrapoleer vir die gewenste Omgekeerd kan 'n mens dieselfde plot maak om die vlak van grondbeweging te skat wat ooreenstem met 'n gegewe waarskynlikheidsvlak anders as dié wat gekarteer is.
As u die waarskynlike waarde van spektrale versnelling vir 'n tydperk tussen die genoemde periodes wil skat, kan u die metode gebruik wat gerapporteer word in die Open File Report 95-596, USGS Spectral Response Maps en die gebruik daarvan in seismiese ontwerpmagte in die boukodes. (Hierdie verslag kan van die webwerf afgelaai word.) In die verslag word uitgelê hoe om 'n ontwerpspektrum te konstrueer op 'n soortgelyke manier as wat in die boukodes gedoen word, met behulp van 'n lang-en 'n kort-periode waarskynlike spektrale ordinaat van die soort in die kaarte. Gegewe die spektrum, kan 'n ontwerpwaarde by 'n gegewe spektrumperiode behalwe die kaartperiodes verkry word.
Wat as ons moet weet van die totale aardbewings met M & GT5, insluitend naskokke?
Afskokke en ander probleme rakende afhanklike gebeurtenisse is op hierdie webwerf nie regtig aanspreeklik nie, gegewe ons aannames, met een uitsondering. Die huidige National Seismic Hazard-model (en hierdie webwerf) behandel eksplisiete gegroepeerde gebeure in die New Madrid Seismic Zone en gee hierdie tak van die cluster-model 50% gewig in die logika-boom. Selfs in die NMSZ-geval is daar egter slegs hoofskokke in 'n groep, terwyl NMSZ-naskokke weggelaat word. Ons doen navorsing oor naskokverwante skade, maar die invloed van naskokke op die gevaarsmodel is tans nie opgelos nie.
Die waardes van die seismiese gevaarkaart toon grondbewegings wat waarskynlik oorskry sal word in 50 jaar van 10, 5 en 2 persent. Wat is die waarskynlikheid dat dit binne een jaar oorskry word (die jaarlikse waarskynlikheid van oorskryding)?
Laat r = onderskeidelik 0,10, 0,05 of 0,02. Die geskatte jaarlikse waarskynlikheid van oorskryding is die verhouding, r * / 50, waar r * = r (1 + 0.5r). (Om die jaarlikse waarskynlikheid in persent te kry, vermenigvuldig u met 100.) Die inverse van die jaarlikse waarskynlikheid van oorskryding staan bekend as die 'terugkeerperiode', dit is die gemiddelde aantal jare wat dit neem om 'n oorskryding te kry.
Voorbeeld: Wat is die jaarlikse waarskynlikheid van oorskryding van die grondbeweging met 'n waarskynlikheid van tien persent oorskryding in 50 jaar?
Antwoord: Laat r = 0,10. Die geskatte jaarlikse waarskynlikheid van oorskryding is ongeveer 0.10 (1.05) / 50 = 0.0021. Die berekende opbrengstydperk is 476 jaar, met die regte antwoord minder as 'n halwe persent kleiner.
Dieselfde benadering kan gebruik word vir r = 0.20, met die regte antwoord ongeveer een persent kleiner. As r 0,50 is, is die ware antwoord ongeveer 10 persent kleiner.
Voorbeeld: Gestel 'n bepaalde grondbeweging het 'n waarskynlikheid van tien persent dat dit oor 50 jaar oorskry sal word. Wat is die waarskynlikheid dat dit oor 500 jaar oorskry gaan word? Is dit (500/50) 10 = 100 persent?
Antwoord: Nee. Ons gaan dit oplos deur twee benaderings te vergelyk:
r1 * / T1 = r2 * / T2. Oplossing vir r2 *, en laat T1 = 50 en T2 = 500,
r2 * = r1 * (500/50) = .0021 (500) = 1.05.
Neem die helfte van hierdie waarde = 0,525. r2 = 1.05 / (1.525) = 0.69.
Stop nou. Moenie hierdie resultaat probeer verfyn nie.
Die ware antwoord is ongeveer tien persent kleiner, 0,63. Vir R2 * minder as 1,0 word die benadering vinnig beter.
Vir r2 * = 0,50 is die fout minder as 1 persent.
Vir r2 * = 0,70 is die fout ongeveer 4 persent.
Vir r2 * = 1,00 is die fout ongeveer 10 persent.
Wees versigtig vir waardes van r2 * groter as 1.0, maar dit is interessant om op te let dat vir r2 * = 2.44 die skatting slegs ongeveer 17 persent te groot is. Dit dui daarop dat, met inagneming van die fout, nuttige getalle bereken kan word.
Hier is 'n ongewone, maar nuttige voorbeeld. Klaarblyklik is r2 * die aantal kere wat die verwagte grondbeweging na verwagting in T2 jaar oorskry sal word. Gestel iemand sê dat 'n 95% waarskynlikheid is dat 'n bepaalde gebeurtenis in tyd T sal plaasvind. Vir r2 = 0,95, sou 'n mens verwag dat die berekende R2 ongeveer 20% te hoog sou wees. Laat bereken dus r2 = 1,15.
Die vorige berekeninge stel die vergelyking voor,
r2calc = r2 * / (1 + 0.5r2 *)
Vind r2 * .r2 * = 1,15 / (1 - 0,5x1,15) = 1,15 / 0,425 = 2,7
Dit impliseer dat die waarskynlikheidsverklaring waar moet wees, dat die gebeurtenis gemiddeld 2,5 tot 3,0 keer gedurende 'n tydsduur moet plaasvind = T. As die geskiedenis nie hierdie gevolgtrekking ondersteun nie, is die waarskynlikheidsverklaring moontlik nie geloofwaardig nie.
Die seismiese gevaarkaart is vir grondbewegings met 'n waarskynlikheid van 2% oorskryding binne 50 jaar. Is die waardes dieselfde as vir 10% in 250?
Ja, basies. Hierdie gevolgtrekking sal geïllustreer word deur 'n benaderde reël te gebruik vir die berekening van die terugkeerperiode (RP).
'N Tipiese kaart vir seismiese gevare kan die titel hê: "Grondbewegings met 'n waarskynlikheid van 90 persent dat hulle nie binne 50 jaar oorskry sal word nie." Die 90 persent is 'n 'nie-oorskrydende waarskynlikheid', die 50 jaar is 'n 'blootstellingstyd'. 'N Gelykwaardige alternatiewe titel vir dieselfde kaart sou wees:' Grondbewegings met 'n waarskynlikheid van tien persent om binne 50 jaar oorskry te word '. 'N Tipiese snelskrif om hierdie grondbewegings te beskryf, is om te sê dat dit 475 jaar terugkeerperiodes is. Dit beteken dieselfde as om te sê dat hierdie grondbewegings 'n jaarlikse waarskynlikheid van 1/475 per jaar het. 'Terugkeerperiode' is dus slegs die omgekeerde van die jaarlikse waarskynlikheid van 'n voorkoms (om 'n oorskryding van die grondbeweging te kry).
Om 'n benaderde waarde van die opbrengstydperk te kry, bereken RP: gegewe die blootstellingstyd, T en oorskrydingskans, r = 1 - nie-oorskrydingskans, NEP, (uitgedruk as 'n desimaal, eerder as 'n persent):
RP = T / r * Waar r * = r (1 + 0.5r) .r * 'n benadering is tot die waarde -loge (NEP).
In bogenoemde geval, waar r = 0,10, r * = 0,105 wat ongeveer = -loge (0,90) = 0,10536 is
Dus, wanneer r = 0,10, RP = T / 0,105
Beskou die volgende tabel:
| Duimreël | Presies | |||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| NEP | T | r | r * | Berekening | RP | RP |
| 0.90 | 50 | 0.10 | 0.105 | 50/0.105 | 476.2 | 474.6 |
| 0.90 | 100 | 0.10 | 0.105 | 100/0.105 | 952.4 | 949.1 |
| 0.90 | 250 | 0.10 | 0.105 | 250/0.105 | 2381.0 | 2372.8 |
In hierdie tabel is die oorskrydingswaarskynlikheid konstant vir verskillende blootstellingstye. Vergelyk die resultate van die bostaande tabel met die onderstaande, almal vir dieselfde blootstellingstyd, met verskillende oorskrydingskanse.
| Duimreël | Presies | |||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| NEP | T | r | r * | Berekening | RP | RP |
| 0.90 | 50 | 0.10 | 0.105 | 50/0.105 | 476.2 | 474.6 |
| 0.95 | 50 | 0.05 | 0.05125 | 50/0.05125 | 975.6 | 974.8 |
| 0.98 | 50 | 0.02 | 0.0202 | 50/0.0202 | 2475.2 | 2475.9 |
Vergelyking van die laaste inskrywing in elke tabel stel ons in staat om te sien dat grondbewegingswaardes met 'n oorskrydingskans van 2% in 50 jaar ongeveer dieselfde moet wees as dié met 'n waarskynlikheid van 10% om in 250 jaar oorskry te word: Die jaarlikse oorskrydingskans verskil met ongeveer 4%. Ooreenstemmende grondbewegings moet met 2% of minder in die EUS en 1 persent of minder in die WUS verskil, gebaseer op tipiese verhoudings tussen grondbeweging en terugkeerperiode.
Ek probeer die grondbewegingseffek vir 'n sekere plek in Kalifornië bereken. Ek het die ontwerpspektrumversnelling van u werf gekry, maar ek wil graag die grondsoort van hierdie plek identifiseer - hoe kan ek dit kry?
U kan die inligting nie op ons webwerf vind nie.
Ons ken geen webwerf met 'n kaart van die omgewingstoestande deur die kategorie van die Nasionale Aardbewinggevaarverminderingsprogram (NEHRP). Daar is 'n kaart van die een of ander algemene toestand wat deur die California Division of Mines and Geology (CDMG) geskep is. Die kaart is landwyd, hoofsaaklik gebaseer op geologiese oppervlaktes, en kan gesien word op die CDMG-webwerf. Dit het nie breedte- en lengtelyne nie, maar as u daarop klik, sal dit opblaas om meer besonderhede te gee, as u korrelasies met geografiese kenmerke kan maak. Daar is geen advies oor hoe om die tema in spesifieke NEHRP-werfkategorieë te omskep nie.
Vir webwerwe in die Los Angeles-omgewing is daar in die volgende publikasie minstens drie artikels wat u algemene geologiese terreintoestand of geskatte skuifgolfsnelheid vir terreine in die San Fernando Valley en ander gebiede in Los Angeles sal gee. Soek artikels met skrywer / mede-outeur J.C. Tinsley. Dit is ouer werk en is nie noodwendig akkurater as die CDMG-staatskaart vir die beraming van geologiese werfreaksie nie.
- Ziony, J.I., uitg, 1985, Evaluering van aardbewinggevare in die Los Angeles-streek - 'n aardwetenskaplike perspektief, U.S. Geological Survey Professional Paper 1360, US Gov't Printing Office, Washington, 505 p.
- C. J. Wills, et al., 'N Kaart van die toestandstoestande vir Kalifornië gebaseer op geologie en skuifgolfsnelheid, BSSA, Bulletin Seismological Society of America, Desember 2000, Vol. 90 Nommer 6, deel B-aanvulling, pp. S187-S208. Daar word in die algemeen verwag dat iemand wat die kode gebruik, die toestand van die geologiese terrein van die plaaslike amptenare sal kry, of dat 'n geotegniese ingenieur die terrein moet besoek.
Wat is 'n afstandsmaatstaf? Waarom is die keuse van afstandsmaatstaf belangrik in waarskynlikheidsbepalings? Watter afstand moet ek gebruik?
Vir aardbewings is daar verskillende maniere om te meet hoe ver dit is. Die een wat ons hier gebruik, is die episentrale afstand of die afstand van die naaste punt van die projeksie van die fout na die aardoppervlak, wat tegnies Rjb genoem word. Al is die aardbewingbron baie diep, meer as 50 km diep, kan dit steeds 'n klein episentrale afstand hê, soos 5 km. Frekwensies van sulke bronne is op die kaart ingesluit as dit binne 50 km van die episentrum is.
Verskeie stede in die westelike VSA het aansienlike skade ervaar deur aardbewings met 'n hiposentrale diepte van meer as 50 km. Hierdie aardbewings maak 'n groot deel uit van die seismiese gevaar in die Puget Sound-streek in Washington. As die waarskynlikheidsbepaling byvoorbeeld 'n afsny-afstand van 50 km gebruik en hiposentrale afstand eerder as episentraal gebruik, sou hierdie diep Puget Sound-aardbewings weggelaat word, wat 'n baie laer waarde vir die waarskynlikheidsvoorspelling sou oplewer. 'N Ander voorbeeld waar afstandsberekeninge belangrik kan wees, is op webwerwe oor dompelfoute. Die afstand wat op hierdie webwerf gerapporteer word, is Rjb = 0, terwyl 'n ander analise moontlik 'n ander afstandsmaatstaf gebruik wat 'n waarde van R = 10 km lewer, byvoorbeeld vir dieselfde werf en fout. As u dus die waarskynlikheid wil weet dat 'n nabygeleë dompelfout in die volgende paar jaar kan breek, kan u 'n baie klein waarde van die maksimum afstand, soos 1 of 2 km, invoer om 'n verslag van hierdie waarskynlikheid te kry.
Hierdie afstand (in km en nie myl nie) is iets wat u kan beheer. As u net in baie nou aardbewings belangstel, kan u dit 'n klein aantal soos 10 of 20 km maak. As u belangstel in groot gebeurtenisse wat ver weg is, kan u die getal groot maak, soos 200 of 500 km. In die verslag sal u die hoeveelheid sowel as groot gebeurtenisse vertel, en u moet dus verwag dat 'n hoë hoeveelheid M5-aardbewings binne 200 km of 500 km van u gunsteling werf verwag word. Die meeste van hierdie klein gebeurtenisse sou nie gevoel word nie. As 'n M8-byeenkoms binne 200 km van u werf moontlik is, sal dit waarskynlik op hierdie groot afstand gevoel word.
Waar kan ek inligting vind oor seismiese sones 0,1,2,3,4?
'N Seismiese sone kan een van drie dinge wees:
- 'N Streek op 'n kaart waarin 'n gemeenskaplike vlak van seismiese ontwerp vereis word. Hierdie konsep is verouderd.
- 'N Gebied van seismisiteit het waarskynlik 'n algemene oorsaak. Voorbeeld: "The New Madrid Seismic Zone."
- 'N Streek op 'n kaart waarvoor 'n gemeenskaplike oppervlakte van seismisiteit aanvaar word vir die berekening van waarskynlike grondbewegings.
Die bou van kodekaarte met genommerde sones, 0, 1, 2, 3, 4, is feitlik verouderd. 1969 was die laaste jaar wat so 'n kaart deur hierdie personeel uitgesit is. Die 1997 Uniform Building Code (UBC) (gepubliseer in Kalifornië) is die enigste boukode wat nog sulke sones gebruik. Oor die algemeen het die boukodes die afgelope twee dekades kaarte met genommerde sones vervang deur kaarte wat die kontoere van die ontwerp se grondbeweging vertoon. Hierdie kaarte is op hul beurt afgelei van waarskynlike grondbewegingskaarte. Probabilistic ground motion maps have been included in the seismic provisions of the most recent U.S. model building codes, such as the new "International Building code," and in national standards such as "Minimum Design Loads for Buildings and Other Structures," prepared by the American Society of Civil Engineers.
Zone maps numbered 0, 1, 2, 3, etc., are no longer used for several reasons:
- A single map cannot properly display hazard for all probabilities or for all types of buildings. Probabilities: For very small probabilities of exceedance, probabilistic ground motion hazard maps show less contrast from one part of the country to another than do maps for large probabilities of exceedance. Buildings: Short stiff buildings are more vulnerable to close moderate-magnitude events than are tall, flexible buildings. The latter, in turn, are more vulnerable to distant large-magnitude events than are short, stiff buildings. Thus, the contrast in hazard for short buildings from one part of the country to another will be different from the contrast in hazard for tall buildings.
- Building codes adapt zone boundaries in order to accommodate the desire for individual states to provide greater safety, less contrast from one part of the state to another, or to tailor zones more closely to natural tectonic features. Because of these zone boundary changes, the zones do not have a deeper seismological meaning and render the maps meaningless for applications other than building codes. An example of such tailoring is given by the evolution of the UBC since its adaptation of a pair of 1976 contour maps. First, the UBC took one of those two maps and converted it into zones. Then, through the years, the UBC has allowed revision of zone boundaries by petition from various western states, e.g., elimination of zone 2 in central California, removal of zone 1 in eastern Washington and Oregon, addition of a zone 3 in western Washington and Oregon, addition of a zone 2 in southern Arizona, and trimming of a zone in central Idaho.
Older (1994, 1997) versions of the UBC code may be available at a local or university library. A redrafted version of the UBC 1994 map can be found as one of the illustrations in a paper on the relationship between USGS maps and building code maps.
Spectral evolution of the Atoll source 4U 1728-34 with RXTE and INTEGRAL: evidence for hard X-ray tail
X-Ray Astronomy 2009 Present Status, Multi-wavelength Approach and Future Perspectives: Proceedings of the International Conference (AIP Conference Proceedings). Vol. 1248 2010. p. 213-214.
Research output : Chapter in Book/Report/Conference proceeding › Conference contribution › Academic › peer-review
T1 - Spectral evolution of the Atoll source 4U 1728-34 with RXTE and INTEGRAL: evidence for hard X-ray tail
N1 - M1 - Conference Proceedings
N2 - We report the temporal and spectral results on the INTEGRAL and RXTE 2006-2007 observation campaign of the Atoll source 4U 1728-34 (GX 354-0). The source shows, more than once, spectral evolution as revealed by the hardness intensity diagram. The soft state is well described by a Comptonization with an electron temperature of 3 keV and a high optical depth of 6. In the hard spectral state the emission extends to above 100 keV and it can be described by Comptoniziation (with higher temperature of 10 keV) plus a power law component with Γ of 1.8, which is evidence for non-thermal emission from the source.
AB - We report the temporal and spectral results on the INTEGRAL and RXTE 2006-2007 observation campaign of the Atoll source 4U 1728-34 (GX 354-0). The source shows, more than once, spectral evolution as revealed by the hardness intensity diagram. The soft state is well described by a Comptonization with an electron temperature of 3 keV and a high optical depth of 6. In the hard spectral state the emission extends to above 100 keV and it can be described by Comptoniziation (with higher temperature of 10 keV) plus a power law component with Γ of 1.8, which is evidence for non-thermal emission from the source.
KW - X-ray sources (astronomical)
KW - energy spectra and interactions
KW - outflows and bipolar flows
KW - effective temperatures
KW - and spectral classification
KW - opacity and line formation
M3 - Conference contribution
BT - X-Ray Astronomy 2009 Present Status, Multi-wavelength Approach and Future Perspectives
Spectral variability of GX 339−4 in a hard-to-soft state transition*
We report on INTEGRAL observations of the bright black hole transient GX 339&minus4 performed during the period 2004 August&ndashSeptember, including the fast transition (10 h) observed simultaneously with INTEGRAL and RXTE on August 15 and previously reported. Our data cover three different spectral states, namely hard/intermediate state (HIMS), soft/intermediate state (SIMS) and high/soft state (HSS). We investigate the spectral variability of the source across the different spectral states. The hard X-ray spectrum becomes softer during the HIMS-to-SIMS transition, but it hardens when reaching the HSS. A principal component analysis demonstrates that most of the variability occurs through two independent modes: a pivoting of the spectrum around 6 keV (responsible for 75 per cent of the variance) and an intensity variation of the hard component (responsible for 21 per cent). The pivoting is interpreted as due to changes in the soft cooling photon flux entering the corona, the second mode as fluctuations of the heating rate in the corona. These results are very similar to those previously obtained for Cygnus X-1. Our spectral analysis of the spectra of GX 339&minus4 shows a high energy excess with respect to pure thermal Comptonization models in the HIMS: a non-thermal power-law component seems to be requested by data. In all spectral states joint IBIS, SPI and JEM-X data are well represented by hybrid thermal/non-thermal Comptonization (eqpair). These fits allow us to track the evolution of each spectral component during the spectral transition. The spectral evolution seems to be predominantly driven by a reduction of the ratio of the electron heating rate to the soft cooling photon flux in the corona, lh/ls. The inferred accretion disc soft thermal emission increases by about two orders of magnitude, while the Comptonized luminosity decreases by at most a factor of 3. This confirms that the softening we observed is due to a major increase in the flux of soft cooling photons in the corona associated with a modest reduction of the electron heating rate.
Journal
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society &ndash Oxford University Press
Published: Oct 11, 2008
Keywords: accretion, accretion discs black hole physics stars: individual: GX 339−4 gamma-rays: observations X-rays: binaries
Spectral Inversion of 43 to 22 GHz During Small Flares in a Hard State of Cyg X-3 in February 2016
We present simultaneous 22 and 43 GHz observations of the microquasar Cyg X-3 during a series of small-scale flaring activity in a hard state. In the end of January 2016, Cyg X-3 was in a state transition from a soft to hard state after a minimum hard X-ray flux at 15–50 keV. We have observed Cyg X-3 in 3–6 February immediately after Cyg X-3 went into the hard state. We found a series of episodic, low-flux flaring activity of < 500 mJy in the hard state at 22 and 43 GHz, simultaneously observed for the first time. The spectral slope was negative on 3 February, while there were the events of spectral inversion on 5 and 6 February, typical for a rise phase, indicating the optically thick emission, with an alternative possibility of a flat spectrum on 5 February. The previous observations of the small flares with the flux similar to our observation lasted < aday. The brightness temperature argument requires the time scale of such flares should be much less than a day for the flaring activity and associated jets to be non-thermal. Therefore, the flaring activity observed in 5 and 6 February would be more likely to be two separate flares of < 1 day in the rise, rather than a longer, single event.
4. Results
4.1. Light curves
Figure 1 shows the light curve of the three sources. The different states in which these sources were observed are indicated. In J1659, the nature of the light curve was reported to be fast rise and exponential decay (Kennea et al., 2011 Yamaoka et al., 2012) . The source was first observed when it was already in the HIMS transitions between the HIMS and the SIMS were observed during the later part of the outburst (Kalamkar et al., 2011) . In J1753, the nature of the light curve was also reported to be fast rise and exponential decay. It should be noted that the source was in the hard state during all these observations and that this is a hard state at ‘high’ intensity, as it is observed during the peak of the outburst (Cadolle Bel et al., 2007 Ramadevi & Seetha, 2007 Soleri et al., 2013 Zhang et al., 2007) . GX-339 was observed in the LHS, the HIMS and the SIMS with several transitions between the HIMS and the SIMS (Motta et al., 2011) . It should be noted that unlike J1659 and J1753, the light curve of GX-339 was reported to be slow rise slow decay (Debnath et al., 2010) .
4.2. Spectral evolution
Figure 2 shows representative energy spectra of the three sources. The spectra are in the HIMS for J1659, in the hard state for J1753 and in the LHS for GX-339. They all show the presence of the soft disk component and hard power-law like emission in these observations modelled with diskbb+comptt . The disk is significantly detected in many observations in these three sources (see below).
Figure 3 shows the evolution of the disk temperature as a function of the total unabsorbed flux. In J1659, the disk is detected over the entire period of observations. The temperature initially stays somewhat constant, followed by an increase in a correlated fashion with the flux. The correlation spans the HIMS and the SIMS, although a large scatter is seen at higher disk temperatures. In GX-339, the disk is not significantly detected in the first observation (and hence not shown in Figure 3 ), but it is detected in all subsequent observations. The temperature does not show a large change during the LHS (as also reported by Cadolle Bel et al., 2011) . The temperature begins to increase after the source enters the HIMS, (flux > 1.7e-08 erg/s/ c m 2 ). A scatter is seen above a disk temperature of 0.5 keV, corresponding to the time when the source exhibits transitions between the HIMS and the SIMS. In J1753, the disk is detected during the rise, peak and decay of the outburst till MJD 53587 (see Figure 1 ). In Figure 3 , it appears that the temperature increases till the flux reaches its maximum, followed by a decrease in temperature during the flux decay. However, as the errors on the disk temperature are large, this cannot be said conclusively. Independent of the large errors, we observe that both the disk temperature and the flux vary over a limited range in J1753 J1659 and GX-339 span a larger range of fluxes as well as disk temperatures.
The important spectral parameters that characterise the spectral model are the disk temperature (which in our model is equal to the input seed photon temperature) and the plasma optical depth. As the XRT CCD is only sensitive to X-ray emission in the energy range below 10 keV, we are unable to independently constrain the electron temperature, which requires detection of the spectral cut-off typically present at energies in excess of 10 keV. For this reason, the electron temperature was fixed at 50 keV in all fits. This has the effect of producing power-law like high energy emission in the XRT bandpass. The optical depth and electron temperature are known to be somewhat degenerate in the comptt model, hence, we are unable to uniquely constrain the absolute value of the optical depth. For this reason, although we fit the spectra with diskbb+comptt accounting for both the components of the accretion flow, here we present the evolution of, and correlations with only the disk parameters (temperature and radius). We emphasise that our choice of electron temperature does not affect our measurement of the disk parameters.
4.3. Timing evolution
Figure 4 shows representative XRT power spectra from the sources in the 0.5–10 keV energy band, using the same observations as in Figure 2 . The components in each power spectrum are identified as follows: The power spectrum of J1659 (HIMS) shows four components which, in the order of increasing frequency, are the low frequency noise (lfn), the ‘break’ component, the QPO and the broad band noise underlying the QPO, referred to as the ‘hump’, as identified in Kalamkar et al. (2011) with the RXTE data and in Kalamkar et al. (2014) with the Swift data. In GX-339 (LHS), based on the frequency and rms evolution properties we observe (see below), we identify the components as the lfn, the QPO (Motta et al., 2011) , the hump and an additional component seen around 3 Hz. A similar component was reported during the rise of the 2002/2003 outburst (Belloni et al., 2005) . As we detect this component only in GX-339, we do not study it further. The break is not detected during these 2010 XRT observations. The break was reported in very few observations during the 2002/2003 observations of GX-339 (Belloni et al., 2005) . The power spectrum of J1753 is of an observation from the peak of the outburst, during which the source was in the ‘hard’ state. Except for the lfn (not detected in any observation), the same components are detected in J1753 as described for J1659, as identified in Kalamkar et al. (2013) .
Figure 5.— Evolution of the frequency of the different variability components as a function of the total unabsorbed flux in the 0.5-10 keV energy range. The bottom panel indicates the coverage of the observations the components are not always detected. The states covered are: J1659 - HIMS and SIMS (lfn only - large inverted triangle), GX 339 - LHS (larger sized symbols) and HIMS, and, J1753 - hard state. The filled and open symbols show the frequency in the 0.5–2 keV and 2–10 keV bands, respectively. | Bron | lfn | break | QPO | hump |
| type-C | ||||
| J1659 | HIMS, SIMS | HIMS | HIMS | HIMS |
| J1753 | – | hard state | hard state | hard state |
| GX-339 | LHS, HIMS | – | LHS, HIMS | LHS, HIMS |
Figure 6.— Evolution of the frequency of the different variability components as a function of the disk temperature. The states covered are: J1659 - HIMS and SIMS (lfn only - large inverted triangle), GX 339 - LHS (larger sized symbols) and HIMS, and, J1753 - hard state. The filled and open symbols show the frequency in the 0.5–2 keV and 2–10 keV bands, respectively. 
Figure 7.— Evolution of the fractional rms amplitude of the different variability components as a function of the disk temperature. The states covered are: J1659 - HIMS and SIMS (lfn only - large inverted triangle), GX 339 - LHS (larger sized symbols) and HIMS, and, J1753 - hard state. The filled and open symbols show the fractional rms amplitude in the 0.5–2 keV and 2–10 keV bands, respectively. The detections of the various components in different spectral states in the three sources are shown in Table 1 . These components are typical of the LHS and the HIMS, and have been reported in many BHBs (see, e.g., van der Klis, 2006) . We detect type C QPO in all the sources type B and type A QPOs which are typical of the SIMS, are not detected in our data. It should be noted that not all components are seen in each source in each observation. All the components are detected in the hard and soft bands, although not always simultaneously. Interestingly, we detect the QPO and the hump components more often in the hard band, while the break and lfn components are detected more often in the soft band. Figure 5 shows the frequency evolution of the variability components as a function of the total unabsorbed flux. In BHBs, the component frequencies generally correlate with flux. We observe that:
1) The QPO frequency is strongly correlated with flux in J1659 (HIMS) and GX-339 (LHS and HIMS, see below), but in our data the correlation is not clear in J1753 (hard state). A strong correlation has been reported in J1753 with the RXTE data (Zhang et al., 2007 Ramadevi & Seetha, 2007) during the decay.
2) The hump frequency shows a strong correlation with flux for J1659 (HIMS), but is not clearly seen in J1753 (hard state) in our data. In GX-339, the hump frequency does not exhibit a clear correlation with the flux during the observations at low flux, which are in the LHS. It increases sharply only during the two detections in the hard band which correspond to the HIMS the frequency is higher in the hard band than the soft band.
3) The break component in J1659 (HIMS) is detected much later along the outburst than the rest of the components and shows only two detections. The frequency shows an increase with flux only in the hard band. Correlation of the frequency with intensity has been reported with the RXTE data in the 2-60 keV range (Kalamkar et al., 2014) . The frequency is higher in the hard band than the soft band for the only simultaneous detection. Such an energy dependence of break frequency (frequency increasing with energy) has been reported in this source (Kalamkar et al., 2014) and also in other sources (Belloni et al., 1997 Kalemci et al., 2003) . In J1753 (hard state) during the peak of the outburst, the break frequency does not show a clear dependence on flux, but during the flux decay (below 1.5e-08 erg/s/ c m 2 ) the frequency decreases. The break component is not detected in GX-339.
4) The frequency of the lfn component varies in the range 0.01-0.1 Hz with no clear flux dependence over a large range of fluxes in J1659 and GX-339, which in the case of J1659 is across the HIMS and the SIMS (there is one detection of the lfn during the SIMS) and during the LHS and the HIMS in GX-339. The lfn is not detected in J1753.
Inhoud
ULXs were first discovered in the 1980s by the Einstein Observatory. Later observations were made by ROSAT. Great progress has been made by the X-ray observatories XMM-Newton and Chandra, which have a much greater spectral and angular resolution. A survey of ULXs by Chandra observations shows that there is approximately one ULX per galaxy in galaxies which host ULXs (most do not). [1] ULXs are found in all types of galaxies, including elliptical galaxies but are more ubiquitous in star-forming galaxies and in gravitationally interacting galaxies. Tens of percents of ULXs are in fact background quasars the probability for a ULX to be a background source is larger in elliptical galaxies than in spiral galaxies.
The fact that ULXs have Eddington luminosities larger than that of stellar mass objects implies that they are different from normal X-ray binaries. There are several models for ULXs, and it is likely that different models apply for different sources.
Beamed emission — If the emission of the sources is strongly beamed, the Eddington argument is circumvented twice: first because the actual luminosity of the source is lower than inferred, and second because the accreted gas may come from a different direction than that in which the photons are emitted. Modelling indicates that stellar mass sources may reach luminosities up to 10 40 erg/s (10 33 W), enough to explain most of the sources, but too low for the most luminous sources. If the source is stellar mass and has a thermal spectrum, its temperature should be high, temperature times the Boltzmann constant kT ≈ 1 keV, and quasi-periodic oscillations are not expected.
Intermediate-mass black holes — Black holes are observed in nature with masses of the order of ten times the mass of the Sun, and with masses of millions to billions the solar mass. The former are 'stellar black holes', the end product of massive stars, while the latter are supermassive black holes, and exist in the centers of galaxies. Intermediate-mass black holes (IMBHs) are a hypothetical third class of objects, with masses in the range of hundreds to thousands of solar masses. [2] Intermediate-mass black holes are light enough not to sink to the center of their host galaxies by dynamical friction, but sufficiently massive to be able to emit at ULX luminosities without exceeding the Eddington limit. If a ULX is an intermediate-mass black hole, in the high/soft state it should have a thermal component from an accretion disk peaking at a relatively low temperature (kT ≈ 0.1 keV) and it may exhibit quasi-periodic oscillation at relatively low frequencies.
An argument made in favor of some sources as possible IMBHs is the analogy of the X-ray spectra as scaled-up stellar mass black hole X-ray binaries. The spectra of X-ray binaries have been observed to go through various transition states. The most notable of these states are the low/hard state and the high/soft state (see Remillard & McClintock 2006). The low/hard state or power-law dominated state is characterized by an absorbed power-law X-ray spectrum with spectral index from 1.5 to 2.0 (hard X-ray spectrum). Historically, this state was associated with a lower luminosity, though with better observations with satellites such as RXTE, this is not necessarily the case. The high/soft state is characterized by an absorbed thermal component (blackbody with a disk temperature of (kT ≈ 1.0 keV) and power-law (spectral index ≈ 2.5). At least one ULX source, Holmberg II X-1, has been observed in states with spectra characteristic of both the high and low state. This suggests that some ULXs may be accreting IMBHs (see Winter, Mushotzky, Reynolds 2006).
Background quasars — A significant fraction of observed ULXs are in fact background sources. Such sources may be identified by a very low temperature (e.g. the soft excess in PG quasars).
Supernova remnants — Bright supernova (SN) remnants may perhaps reach luminosities as high as 10 39 erg/s (10 32 W). If a ULX is a SN remnant it is not variable on short time-scales, and fades on a time-scale of the order of a few years.
Access to Document
- APA
- Author
- BIBTEX
- Harvard
- Standard
- RIS
- Vancouver
In: The Astrophysical Journal , Vol. 546, No. 2 PART 2, 10.01.2001.
Research output : Contribution to journal › Article
T1 - The correlated intensity and spectral evolution of Cygnus X-1 during state transitions
N2 - Using data from the All-Sky Monitor (ASM) aboard the Rossi X-Ray Timing Explorer (RXTE), we found that the 1.5-12 keV X-ray count rate of Cygnus X-1 is, on timescales from 90 s to at least 10 days, strongly correlated with the spectral hardness of the source in the soft state but is weakly anticorrelated with the latter in the hard state. The correlation shows an interesting evolution during the 1996 spectral state transition. The entire episode can be roughly divided into three distinct phases: (1) a 20 day transition phase from the hard state to the soft state, during which the correlation changes from being negative to positive, (2) a 50 day soft state with a steady positive correlation, and (3) a 20 day transition back to the hard state. The pointed RXTE observations confirmed the ASM results but revealed new behaviors of the source at energies beyond the ASM passband. We discuss the implications of our findings.
AB - Using data from the All-Sky Monitor (ASM) aboard the Rossi X-Ray Timing Explorer (RXTE), we found that the 1.5-12 keV X-ray count rate of Cygnus X-1 is, on timescales from 90 s to at least 10 days, strongly correlated with the spectral hardness of the source in the soft state but is weakly anticorrelated with the latter in the hard state. The correlation shows an interesting evolution during the 1996 spectral state transition. The entire episode can be roughly divided into three distinct phases: (1) a 20 day transition phase from the hard state to the soft state, during which the correlation changes from being negative to positive, (2) a 50 day soft state with a steady positive correlation, and (3) a 20 day transition back to the hard state. The pointed RXTE observations confirmed the ASM results but revealed new behaviors of the source at energies beyond the ASM passband. We discuss the implications of our findings.
Accretion flow diagnostics with X-ray spectral timing: the hard state of SWIFT J1753.5−0127
Recent XMM–Newton studies of X-ray variability in the hard states of black hole X-ray binaries (BHXRBs) indicate that the variability is generated in the ‘standard’ optically thick accretion disc that is responsible for the multi-colour blackbody emission. The variability originates in the disc as mass-accretion fluctuations and propagates through the disc to ‘light up’ inner disc regions, eventually modulating the power-law emission that is produced relatively centrally. Both the covariance spectra and time-lags that cover the soft bands strongly support this scenario.
Here, we present a comparative spectral-timing study of XMM–Newton data from the BHXRB SWIFT J1753.5−0127 in a bright 2009 hard state with that from the significantly fainter 2006 hard state to show for the first time the change in disc spectral-timing properties associated with a global increase in both the accretion rate and the relative contribution of the disc emission to the bolometric luminosity.
We show that, although there is strong evidence for intrinsic disc variability in the more luminous hard state, the disc variability amplitude is suppressed relative to that of the power-law emission, which contrasts with the behaviour at lower luminosities where the disc variability is slightly enhanced when compared with the power-law variations. Furthermore, in the higher luminosity data the disc variability below 0.6 keV becomes incoherent with the power-law and higher energy disc emission at frequencies below 0.5 Hz, in contrast with the coherent variations seen in the 2006 data. We explain these differences and the associated complex lags in the 2009 data in terms of the fluctuating disc model, where the increase in accretion rate seen in 2009 leads to more pronounced and extended disc emission. If the variable signals are generated at small radii in the disc, the variability of disc emission can be naturally suppressed by the fraction of unmodulated disc emission arising from larger radii. Furthermore, the drop in coherence can be produced by disc accretion fluctuations arising at larger radii which are viscously damped and hence unable to propagate to the inner, power-law emitting region.
