Gamma-Ray Spectral Variability of Cygnus X-1
我们使用CGRO的观测结果来研究天鹅座X-1在其低和高X射线状态之间的MeV发射的变化。这些数据提供了1 MeV以上的光谱可变性的测量。发现高态MeV谱比低态MeV谱硬得多。特别是，在硬X射线能量的高态光谱（光子光谱指数为2.6）中看到的幂律发射被发现延伸到至少5 MeV，没有任何截止的证据。在这里，我们提出的数据和描述我们的努力，模拟低状态和高状态的光谱使用混合热/非热模型，其中发射结果从康普顿化的电子人口，包括一个热和非热组件。
2001-06-04 astro-ph
Cygnus X-1 from RXTE: Monitoring the short term variability
我们目前的时间和光谱监测天鹅座X-1的罗西X射线定时探测器（RXTE）在1998年和1999年的结果。我们专注于硬态时序特性的长期演变，比较它与1996年的软态演变。这导致了以下结果：1.硬态和软态时滞谱非常相似，2.在状态转换期间，在1-10 Hz范围内的滞后增加超过一个数量级3。在硬态本身中，可以看到耀斑事件-1998年7月耀斑期间的时间和光谱演化将其确定为"失败的状态转换“。在（失败）状态转换期间，时间滞后谱和功率谱主要在1-10 Hz范围内变化。我们认为，这种额外的可变性是产生在喷出的日冕物质破坏同步辐射发射外流存在于硬状态。
2001-01-18 astro-ph
Spectral variability in Cygnus X-3
我们模拟了由罗西X射线定时探测器观测到的天鹅座X-3在所有状态下的宽带X射线谱。从我们的模型中，我们第一次推导出未吸收的光谱形状和光度的光谱状态的全部范围。我们解释的非吸收光谱的康普顿化的混合电子分布和强康普顿反射。我们研究了它的光谱演化，并与其它黑洞源和中子星源进行了比较。我们发现，一个中子星吸积体是不一致的光谱演化作为一个功能的Ledd，特别是不与过渡到硬态。我们的结果指出天鹅座X-3中的致密天体是一个质量约为30兆太阳的黑洞。
2008-10-09 astro-ph
Variability of the Halpha emission of Cygnus X-1 and its connection with the soft X-ray radiation
在1996-2002年期间对天鹅座X-1，HD 226868进行了高分辨率的H α监测，并结合1.5-12 keV X射线监测分析了所得光谱。我们表明，Halalpha线轮廓在不同的时间尺度上有复杂的变化，特别是控制的轨道周期和集中的风模型的质量损失。我们发现，在低/硬X射线态，超巨星质量损失的长期变化和恒星风团簇结构的短期变化占主导地位，而X射线光电离对谱线形状和EW变化的影响相对较小。在高/软X射线态和耀斑过程中，由于光电离的影响，H α的线形和EW增加，但仍不能描述EW与低能X射线发射之间松散的反相关。我们建议，由超巨星的质量损失的变化可以改变在Stromgren区周围的吸积盘的二次风的速度，导致通过光盘的吸积率增加。
2003-02-12 astro-ph
A Search for Aperiodic Millisecond Variability in Cygnus X-1
我们已经进行了搜索的非周期性毫秒的变化，在集成的1至25千电子伏的X射线区域的天鹅座X-1。我们已经研究了HEAO A-1档案数据和罗西X射线定时探测器（RXTE）的客人观察员数据的证据，过剩的权力以上的泊松噪声地板使用相对积分功率分析和傅立叶变换方法。我们的结果与Meekins等（1984）的结果不一致。我们把这种差异归因于Meekins et al.（1984）没有进行更正。通过校正，我们在HEAO A-1数据中没有看到超过25 Hz的过量功率的证据。我们对RXTE数据的分析与先前发表的不同数据集的结果一致，并且没有显示超过30 Hz的多余功率的迹象。
1999-01-11 astro-ph
Bimodal spectral variability of Cygnus X-1 in an intermediate state
我们报告的天鹅座X-1的观测结果与积分，我们结合与赖尔望远镜的同时无线电观测。源的光谱和变率特性都表明天鹅座X-1处于中间状态。INTEGRAL光谱显示出约100 keV的高能截止或断裂。这种截止的形状不同于纯热康普顿化，这表明在更高的energy.The平均宽带光谱的非热成分的存在下，很好地代表了混合热/非热康普顿化模型。在为期4天的观测中，源显示出重要的光谱和通量变化。主成分分析表明，这种变异性大部分发生在2个独立的模式。第一种模式是在小时的时间尺度上的总光度的变化，几乎恒定的光谱是惊人的不相关的变量无线电流量。我们解释这种变异模式的变化在日冕中的耗散率。第二可变性模式包括在10 keV左右的频谱的枢转。它作用于更长的时间尺度：最初是软的，光谱在观察的第一部分变硬，然后再次变软。这种旋转模式与无线电（15 GHz）发射强烈相关：当积分频谱更硬时，无线电通量更强。我们建议，枢转模式代表了一个“迷你”的状态过渡，从一个近高软状态到一个近低硬状态，并返回。这种微小的转变可能是由与吸积盘温度增加相关的热康普顿化等离子体中的软冷却光子通量的变化引起的。喷流的能量似乎与星盘的光度反相关，而与日冕的能量无关。
2005-11-25 astro-ph
High-speed Keck II and RXTE spectroscopy of Cygnus X-2: (I) Three X-ray components revealed by correlated variability
我们对低质量X射线双星天鹅座X-2进行了X射线和光谱同时观测。我们已经使用了一个新的数据系统连接到低分辨率成像光谱仪的凯克II获得光谱的平均时间分辨率为72.075毫秒，同时与点X射线观测使用PCA板载XTE。在本文中，我们分析了16秒的时间尺度上的两个波段的变化。在我们的观测过程中，天鹅座X-2覆盖了Z曲线的所有三个分支，使我们能够研究X射线光谱状态的变化如何影响光发射。随着光通量的上升，X射线强度首先在水平分支上上升（0<S_z<1），然后在正常分支（1<S_z<2）和扩口分支（2<S_z<3）上下降，其中S_z是表征Z曲线上位置的秩数。光通量随S_z的线性增加表明光通量是从Z态S_z推断的吸积速率（可能由其自身的长期平均归一化）的良好预测器。我们利用这种相关性将总的X射线计数率分解为三个不同的谱分量。
2004-02-05 astro-ph
The Physical Interpretation of X-ray Phase Lags and Coherence: RXTE Observations of Cygnus X--1 as a Case Study
最近有许多光谱模型成功地再现了银河系黑洞候选者（GBHC）观测到的X射线光谱。然而，仍然存在争议等问题，如：什么是硬辐射的来源，什么是系统的几何形状，是吸积有效或无效，等一个潜在的强大的工具，区分这些可能性，可能由罗西X射线定时探测器（RXTE），是可变性数据，特别是观察到的相位滞后和可变性的一致性。这些数据，结合光谱建模，有可能确定系统的物理尺寸，以及放置强有力的约束条件，康普顿日冕和平流模型。作为一个例子，我们介绍了天鹅座X-1的RXTE变化数据
1997-12-07 astro-ph
Unveiling the Cygnus OB2 stellar population with Chandra
本工作的目的是确定天鹅座OB 2区迄今未知的低质量恒星星族，并研究其成员的X射线和近红外恒星性质。我们分析了97.7千秒钱德拉ACIS-I观测指向天鹅座OB 2区域的核心。分别通过KS检验和XSPEC热模型表征了源的X射线可变性和光谱分析。我们探测到1003个X射线源。其中，775个有与天鹅座OB 2成员相关的近红外对应物。我们估计天鹅座OB 2的典型吸收为Av~7.0 mag.虽然该区域很年轻，但只有极少数恒星（~ 4.4%）在近红外区域表现出盘诱导的过度吸收。在~ 13%的源中检测到X射线变化。耀斑至少占变异的60%。O-早期的B型恒星没有显著的变化。典型的X射线光谱参数为log（Nh）~22.25和kT~1.35 keV。变量和耀斑源具有较硬的光谱，中值kT=3.3和3.8千电子伏，分别。OB星通常较软（kT~0.75 keV）。中低质量恒星的X射线光度范围在1 E +30和1 E +31 erg/s之间，OB星的X射线光度范围在2.5x10^30和6.3E+33 erg/s之间。天鹅座OB 2区域有非常丰富的低质量X射线发射恒星。星周盘似乎非常稀少。
2006-10-12 astro-ph
Long term variability of Cygnus X-1, III. Radio-X-ray correlations
黑洞在硬态下的长时间尺度射电-X射线关联已经在许多来源中被发现，并且似乎出现了一个普遍的潜在关系，它定量地描述了这种行为。虽然在X射线和无线电中（有一定的时间滞后）检测到短期发射模式似乎是很自然的，但到目前为止，几乎没有证据表明这一点。到目前为止，在短时间尺度（分钟）上无线电X射线相关性的最突出的来源仍然是GRS 1915+105，其中可以在X射线，IR和无线电波段中连续检测到单个质量喷射。我们分析了一个数据库，超过4年的同步无线电X射线数据天鹅座X-1从赖尔望远镜和RXTE PCA/HEXTE。我们确认存在的无线电X射线相关性在长时间尺度上，特别是在硬能量。我们发现，天鹅座X-1的光变曲线在短时间尺度上的明显相关性很可能是白噪声统计的巧合结果。将这一结果解释为无线电-X射线相关性在较短时间尺度上的崩溃，这为喷流的速度设定了限制。
2004-07-03 astro-ph
Understanding the long-term spectral variability of Cygnus X-1 with BATSE and ASM observations
我们提出了一个分析的所有观测天鹅座X-1的BATSE（20-300千电子伏）和ASM（1.5-12千电子伏），直到2002年6月，包括1200天的同时数据。我们发现在不同的能带通量和硬度之间的相关性。在硬态下，可变性可以通过以50 keV为支点软化整个光谱和另一个独立的可变性模式来解释，其中光谱形状在光度变化时不会改变。在软状态下，可变性是由叠加在恒定软分量上的恒定形状的可变硬尾部引起的。这些变化模式是在协议中的能量依赖均方根变化的两个国家。我们还详细研究了2000年至2002年最近的软状态。到目前为止，最后一次已经持续了200多天。它们的光谱在1.5-5 keV波段更硬，但在3-12 keV波段与1996年软态的光谱相似，而在所有ASM波段的均方根变化都更强。另一方面，BATSE观测到的1994年的软态跃迁与1996年非常相似。我们解释的变化模式的理论康普顿化模型。在硬态下，变化似乎主要是由种子光子中的变化通量驱动的，种子光子在具有近似恒定电源的热等离子体云中被康普顿化。在软状态下，可变性是一致的耀斑的混合动力，热/非热，等离子体与可变功率以上的稳定的冷盘。1996年和2000-02年的软状态之间的光谱和时间的差异被解释的色盘温度的下降。此外，基于宽带定点观测，我们发现从硬态到软态，内禀辐射热光度增加了3-4倍。
2002-06-11 astro-ph
Different kinds of long-term variability from Cygnus X-1
我们提出了一个研究的长期变化的天鹅座X-1使用的数据从RXTE/ASM和RXTE/PCA在1996年和2001/2002年的两个软状态之间的时间。这一时期的特点是许多短期ASM耀斑发作，我们已经确定为“失败的状态转换”。在1996年软状态之前和之后不久出现的150 d周期在这段时间的大部分时间里并不明显存在于ASM速率中。应用选择标准，从我们指出的RXTE/PCA观测排除耀斑发作，我们表明，150天期间确实仍然可以显着检测到的硬态。此外，虽然与扩口相关的~420 d时间尺度在选定的硬态计数率中减小，但在相应硬度比的时间演变中仍然明显。赖尔射电通量也与存在的150 d周期一致，但在这段时间内发生了扭曲。
2004-03-02 astro-ph
Probing the temporal variability of Cygnus X-1 into the soft state
基于对天鹅座X-1的研究结果，我们分析了Rossi X射线定时探测器（RXTE）在源处于软光谱态和过渡光谱态时的数据。我们看看在0.01 - 50赫兹范围内的功率谱，使用一个模型，包括一个截止的幂律和两个洛伦兹组件。我们能够约束洛伦兹分量的特征频率之间的关系，并表明它是符合幂律关系具有相同的指数（1.2），如先前报道的硬态，但由一个因素~2移动。此外，它表明，在过渡期间看到的频率关系的变化可以解释调用一个洛伦兹分量的一个更高的谐波的移位，我们探索这种解释在其他组件参数的可能支持。与改进的软状态的结果，我们研究的分数方差的演变为每个时间分量。这种方法表明，两个洛伦兹分量相互连接，并且与功率谱中的幂律分量无关，指向至少两个单独的发射分量。
2006-03-13 astro-ph
X-Ray Spectral Variability in Cygnus X-1
利用RXTE观测和时域方法研究了天鹅座X-1不同状态X射线在不同能带的光谱变化。在$\sim 10$ keV以上能谱的硬尾区，平均峰值对准发射比平均稳态发射更软，并且在所有状态下，当发射期间通量增加时，硬度比减小。对于较低$\sim 10$ keV的软带，软状态下的硬度以相反的方式变化：当弹丸的通量达到峰值时，硬度达到峰值。对于硬态和过渡态，在压射过程中相对于软带的硬度比通常低于稳定组分的硬度比，并且在压射峰附近观察到急剧上升。对于软态，在硬尾的强度和硬度比之间的相关系数是负的，并随着时间尺度从0.01 s到50 s的增加而单调减小，这与软带相反。对于硬态和过渡态，相关系数一般为负，并有随时间增加而减小的趋势。
2004-05-13 astro-ph
Time Domain Studies of X-ray Shot Noise in Cygnus X-1
我们调查的变化天鹅座X-1的背景下拍摄噪声模型，并采用峰值检测算法来选择个别镜头。对于低，硬状态的长期观察，拍摄之间的时间间隔的分布被发现是符合一个纯粹的随机过程，在文献中以前的索赔。检测到的镜头适合几个模型模板，并发现具有广泛的形状。拟合的镜头具有从低于10毫秒到高于1秒的时间尺度分布。研究了不同能带光变曲线互谱的相干性。观察到的高相干性意味着低能量和高能量可变性之间的传递函数是均匀的。传递函数的均匀性意味着所观察到的射束宽度分布不可能通过康普顿散射获得。我们的研究结果与文献中的其他结果相结合，建议拍摄光度相互关联。我们讨论我们的实验方法如何涉及到非线性模型的变异性。
2005-07-17 astro-ph
Timing in the Time Domain: Cygnus X-1
可以直接在时域中定义和计算表征时间特性的参数，例如功率密度、相干性和时滞，而不使用傅立叶变换。光谱硬度，变异持续时间，以及不同的时间尺度上的不同特征量之间的相关性可以在时域中进行研究。时间域中的时间分析技术是一个强大的工具，特别是在研究短时间尺度（或高频）的快速变化。用时域分析技术和RXTE数据研究Cyg X-1 X射线的变化，为理解X射线的产生和传播过程以及黑洞系统中吸积盘的结构提供了有价值的线索。
2001-09-26 astro-ph
Infrared spectroscopic variability of Cygnus X-3 in outburst and quiescence
我们提出了四个时代的高分辨率红外光谱的特殊X射线双星天鹅座X-3。观测涵盖了无线电和X射线监测所定义的系统的静止、小耀斑和爆发状态。在无线电和X射线静止和小耀斑状态下观察到的源的基本红外光谱是宽的，弱的HeII和NV发射之一。在这种状态下的光谱变化是占主导地位的调制在4.8小时的轨道周期的系统。H-带光谱证实了显着的氢消耗的质量供体。与天鹅座X-3的静态红外光谱最接近的光谱是一颗早期型WN沃尔夫-拉叶星。在爆发中，红外光谱是显着不同的，非常强的双峰氦发射的外观显示每天的变化和V（iolet）/R（ed）的变化与轨道相位。最可能的解释似乎是来自伴星的增强的恒星风。因此，在这个系统中的X射线和射电爆发很可能起源于质量转移，而不是盘，不稳定性，并且轨道周期的延长不会是平滑的，但在这些爆发期间会加速。此外，这些线的出现暗示了不对称的发射区域。我们认为天鹅座X-3的风在双星轨道的平面上明显变平。这可以解释观测到的双峰HeI特征，以及如果盘风与视线成一定角度，则可以将大量的沃尔夫-拉叶次级与相对较小的X射线光学深度相协调。
1999-03-29 astro-ph
Long Term Variability of Cygnus X-1. IV. Spectral Evolution 1999-2004
利用RXTE和Ryle射电望远镜在1999年初至2004年底期间对银河系黑洞候选者天鹅座X-1进行的200次定点观测，给出了天鹅座X-1在X射线和15 GHz波段的长期光谱演化。X射线谱是非常好地描述了一个简单的破幂律谱与指数截止。物理激发的康普顿化模型，例如，compTT或eqpair可以再现这种简单性。破幂律模型揭示了一个显着的线性相关性之间的光子指数较低的能量幂律和硬化的幂律在约10 keV。康普顿化模型表明，软过剩（例如，圆盘组分）与康普顿化介质的致密比密切相关。我们还发现，在低无线电发射/软X射线光谱状态的时间的分数从1996-2000年的~10%增加到~34%，自2000年初。无线电耀斑通常发生在状态转换和失败的状态转换期间。在10- 50 keV的X射线通量和源的射电光度之间也有很强的相关性。我们证明，而不是有明显分离的状态，在对比的时间属性的光谱天鹅X-1显示极端的属性之间的变化，与清晰的例子，在观察到的光谱相关性的每个中间点的光谱。
2005-10-06 astro-ph
The Soft Gamma-Ray Spectral Variability of Cygnus X-1
我们已经使用观测天鹅座X-1从康普顿伽马射线天文台（CGRO）和BeppoSAX研究的变化，在硬和软光谱状态之间的MeV的伽马射线发射，使用的光谱，覆盖能量范围20千电子伏至10 MeV。这些数据提供了证据，在1兆电子伏以上的能量显着的光谱变化。特别是，虽然硬X射线通量在软状态期间减少，但能量高于1 MeV的通量增加，导致能量高于1 MeV的伽马射线谱明显更硬。这种行为与银河系黑洞候选者在软伽马射线能量下具有两种不同光谱形式的一般情况是一致的。这些数据首次将这一图像扩展到1 MeV以上的能量。我们使用了两种不同的混合热/非热康普顿化模型来拟合硬谱态和软谱态的宽带光谱数据。这些拟合提供了电子分布的定量估计，并使我们能够探测在低和高X射线状态之间的转换过程中发生的物理变化。我们发现，有一个显着的增加（由~4倍）的辐射热光度的源从硬态移动到软态。此外，康普顿化电子分布中的非热尾的存在对源区中的磁场提供了显著的约束。
2002-02-25 astro-ph
Wavelet analysis of millisecond variability of Cygnus X-1 during its failed state transition
介绍了小波多分辨分析在天鹅座X-1毫秒级非周期X射线光变研究中的应用。在时间序列分析中，这种相对较新的方法使我们能够研究时频空间中局部化的任何通量振荡的意义，以及其周期的稳定性。利用RXTE/PCA的观测结果，我们分析了天鹅座X-1在其失败的状态转换期间的档案数据。这种状态的功率谱强烈地由对应于阻尼振荡器的单个洛伦兹峰主导。本文提出的小波分析表明，在频域中没有明显的趋势存在短暂的振荡。基于这一结果，我们建议解释天鹅座X-1功率谱在所有光谱状态下的主要成分：（i）支配软状态的幂律分量是由于与冷盘中的MRI不稳定性相关的吸积率波动，（ii）低频洛伦兹算子与相同的波动相关，但是在内部离子环中，以及（iii）高频Lorentzian（在失败的状态转变期间占主导地位的功率谱）是由于内部离子环的动力学脉动。提出了利用小波分析作为一个潜在的和有吸引力的工具，以发现黑洞吸积过程的半直接证据。
2005-05-10 astro-ph
Short Timescale Correlations Between Line and Continuum Fluxes in Cygnus X-1
我们提出的16秒时间尺度光谱拟合天鹅座X-1的软态和过渡态的结果，使用康普顿黑体加铁线。在这些时间尺度上，我们发现连续源通量可以变化2-3倍，并且铁线强度似乎很好地跟踪这些变化，即，所推断的线的等效宽度在误差内保持恒定。我们还发现种子（黑体）光子温度没有显着变化，而康普顿化日冕的性质明显不同，光谱硬度和通量通常是相关的。因此，日冕似乎是在软态和过渡态中观察到的快速时标变化的总体驱动力。这些结果与Gilfanov等人（2000）的傅立叶分辨光谱结果一致，后者表明铁谱线显示出快速的通量变化，而黑体分量则没有，并表明铁谱线通量实际上跟踪连续变化到非常短的时间尺度。我们扩展这项工作表明，不仅变化幅度，但也{ \it阶段}的铁线和连续组件是相同的。我们注意到，软态和过渡态的短时间尺度变化特性实际上与硬态的变化特性没有很大的不同，这表明日冕也是硬态快速变化的主要原因，因此，在所有三种状态下，导致日冕的机制是相似的。
2002-06-29 astro-ph
Orbital, precessional and flaring variability of Cygnus X-1
我们提出了一个2.5年的天鹅座X-1的多波长监测计划的结果，利用硬和软X射线数据，光谱学，UBVJHK测光和无线电数据。特别是，我们确认，5.6天的轨道周期是明显的，在所有波段，并注意到存在的波长依赖的调制，在这个意义上说，较高的能量达到最低。我们还发现了一个强烈的调制周期为142 +/- 7天，我们认为这是由于旋进和/或辐射翘曲的吸积盘。硬和软X射线通量的强调制在这个长时期可能不兼容的光学薄吸积流和日冕在低状态的简单模型。我们提出了更详细的系统未来建模所需的基本组件-包括部分光学厚射流，在低状态下准连续，其基础作为Comptonising电晕。此外，我们发现，有一些耀斑似乎是相关的，至少在两个波段，一般在更多。我们选择其中两个耀斑进行进一步的详细研究，发现硬X射线和软X射线在第一个耀斑中是相关的，而软X射线和射电在第二个耀斑中是相关的。一般来说，光学和红外线表现出彼此相似的行为，但与X射线或无线电不相关。
1999-06-23 astro-ph
A Self-Consistent Model For The Long-Term Gamma-Ray Spectral Variability of Cygnus X-1
候选的黑洞天鹅座X-1的长期跃迁（在状态gamma_1、gamma_2和gamma_3之间）包括偶尔出现一个强的~ MeV隆起（gamma_1），其强度似乎与连续通量（~ 400 keV）反相关，这是由于内部热日冕对冷盘光子的康普顿上散射。我们开发了一个自洽的磁盘图片，自然占这些过渡和相应的光谱变化。我们认为，凸点是由于自康普顿的韧致辐射光子发射主要是附近的日冕本身的平面。我们的研究结果表明，约2倍的粘度参数α的减少是负责淬火这个凸点和驱动系统的gamma_2状态，而从gamma_2到gamma_3的过渡似乎是由增加约25%的吸积率Mdot诱导。鉴于在这个源中观察到的大多数跃迁似乎是γ_2到γ_3的变化，我们得出结论，天鹅座X-1的长期γ射线光谱变化大部分是由于Mdot的这些小波动。gamma_1状态的异常出现显然反映了盘中耗散过程的变化。
1993-06-19 astro-ph gr-qc
Correlation Between BATSE Hard X-ray Spectral and Timing Properties of Cygnus X-1
我们分析了大约1100天的天鹅座X-1硬X射线数据获得的BATSE研究其快速变化。首次发现了谱斜率与硬X射线强度之间以及谱斜率与硬X射线通量快速变化幅度之间的相关性。我们将我们的结果与当前黑洞吸积理论的预期进行比较。
1996-03-20 astro-ph
Periodic long-term X-ray and radio variability of Cygnus X-1
我们提出了一个综合分析的长期周期性变化的天鹅座X-1的方差（mhAoV）的方法适用于现有的监测数据，自1969年以来，在X射线从船帆座5 B，Ariel 5，Ginga，CGRO和RXTE卫星和无线电从赖尔和格林银行望远镜。我们确认了一些先前获得的结果，并首次发现在15 GHz的软状态下的轨道调制，并显示了详细的非正弦形状的调制在硬状态下的15 GHz的发射和X射线从RXTE/ASM。我们发现CGRO/BATSE数据与弱轨道调制的存在是一致的，与其理论模型一致，由于康普顿散射的伴风。然后，我们确认了~150 d的超轨道周期的存在，在所有的数据，因为~1976年，发现它特别是第一次在阿里尔5号数据。这些数据集涵盖了超过65个超轨道周期，显示出周期和相位的显著恒定性。另一方面，我们证实了在1969-1979 Vela 5 B数据中存在一个~290-d的周期，表明在<~1980的某个时间从该周期转换到其一次谐波。我们发现超轨道调制与吸积盘进动是相容的。最后，我们发现在RXTE/ASM数据在5.82-d的周期，这对应于轨道和超轨道调制之间的节拍提供后者是obtede的显着调制。
2006-02-22 astro-ph
Bizarre Hard X-ray Outbursts of Cygnus X-1
1999年4月19日至21日，康普顿伽马射线天文台上的BATSE大面积探测器记录了天鹅座X-1的一次非常高的活动。峰值亮度比天鹅座X-1的正常亮度高一个数量级。这一事实对于天鹅座X-1的硬态模型至关重要。最长的爆发持续了约1000秒，并表现出非常不寻常的时间和光谱行为，这表明存在两种发射成分。一个组件是相对较软的（截止值低于100 keV）和高度可变的，另一个是硬的（超过100 keV），具有慢得多的可变性。
2001-03-09 astro-ph
X-ray Variability of Cygnus X-1 In Its Soft State
我们以前报道过，对于Cyg X-1，在从硬态到软态的过渡之后有一个稳定期（astro-ph/9610071）。在跃迁过程中，低能谱（~10 keV以下）随观测值的变化很大，而高能谱变化很小。源在建立期间达到标称软状态亮度。它的特征在于软低能谱和功率密度谱（PDS）上的显著低频1/f噪声和白噪声。当达到“真正”的软态时，低能谱变得更软，PDS完全由1/f噪声控制。在本文中，随后的RXTE观测天鹅座X-1的软状态进行了检查，结果证实了我们以前的结论。此外，我们显示了从软到硬的过渡期间采取的观察结果。正如预期的那样，白噪声再次出现，因此，1/f噪声变得不那么占主导地位，类似于硬到软过渡结束时的建立期。Cyg X-1处于硬态时没有观察到低频1/f噪声。因此，它似乎是正相关的磁盘质量吸积率是低的硬状态和高的软状态。观测到的硬态和软态之间的光谱和时间特性的差异与一个简单的“波动日冕”模型（astro-ph/9610071）定性一致。在这里，我们提出了更多的证据。
1996-12-16 astro-ph
Soft state of Cygnus X-1: stable disk and unstable corona
从吸积黑洞中经常观测到两个分量的X射线谱（软X射线黑体加硬幂律）。这些成分可能与致密源附近吸积流的不同部分（分别为光学厚和光学薄）有关。在短时间尺度上，X射线通量的大部分非周期性变化与较硬的分量有关。我们认为，这两个组件的变化幅度完全不同，只是涉及到非常不同的粘性时间尺度的几何薄和几何厚部分的吸积流。在几何薄盘中，由于扩散时间很长，在距离黑洞较大半径处，局部动力学或热力学时间尺度上的粘性或质量吸积率变化不会引起较小半径处质量吸积率的任何显著变化。比扩散时间尺度短的时间尺度上的任何变化都被有效地抑制。相反，这样的变化可以很容易地生存在几何厚流，因此，在流的最里面的区域的质量吸积率将反映调制的质量吸积率添加到流在任何距离的黑洞。因此，如果初级不稳定性在短时间尺度上运行，则自然地解释了软组分的稳定性（源自几何上薄的和光学上厚的流）和硬组分的可变性（来自几何上厚的和光学上薄的流）。
2000-09-26 astro-ph
Observations of Cygnus X-1 during the two spectral states with the Indian X-ray Astronomy Experiment (IXAE)
给出了天鹅座X-1在两个光谱态下的时变特性。这些观测是使用印度X射线天文学实验（IXAE）上的尖正比计数器（PPC）进行的。仪器的特点，观察策略，和背景建模方法的细节进行了描述。在Cyg X-1的软状态下，我们确认了使用RXTE卫星上的正比计数器阵列（PCA）获得的功率密度谱（PDS）的总体趋势。硬态的源之前的光谱转换没有观察到的PCA和我们目前的PDS在这种状态下获得。我们发现PDS的低频端比在光谱跃迁期间观察到的更平坦。此外，我们发现在PDS的低频端还有一个分量，它与源的谱态无关。时间变异性也检查通过采取统计的发生的镜头，它被发现，镜头的持续时间和镜头能量遵循指数分布，与时间常数显着不同的两个光谱状态。在源的软状态下，已经识别出具有非常大强度的激发，并且其具有时间常数为0.4s的指数上升和衰减阶段。我们检查这些结果的光吸积到黑洞的当前模型。
1997-10-24 astro-ph
SPI/INTEGRAL observation of the Cygnus region
我们提出了分析的第一次观测天鹅座地区的SPI光谱仪板载的积分伽马射线天文台，包括${\sim}$ 600 ks的数据。明确检测到三个源，即Cyg X-1、Cyg X-3和EXO 2030+375。我们的数据说明了天鹅座X-1的时间变化的能量范围从20千电子伏到300千电子伏。光谱分析表明，天鹅座X-1光谱的显着稳定性时，平均超过一天的时间尺度。这些观测的另一个目的是SPI飞行中校准和性能验证。最新的目标已经实现，如本文所示的结果。
2003-10-15 astro-ph
Log-Normal Distributions in Cygnus X-1: Possible Physical Link with Gamma-Ray Bursts and Blazars
由于最近发现的伽马射线暴和耀变体的伽玛射线/X射线时间变率服从对数正态分布，我们利用1990年Ginga观测数据重新研究了天鹅座X-1在硬态/低态的X射线变率。据以前报道，X射线拍摄（耀斑）之间的时间间隔的分布偏离泊松分布在短的时间间隔：拍摄的发生往往被抑制了几秒钟之前和/或之后的拍摄事件。详细的分析表明，对于峰值较大的炮，这种偏差较大，并且大炮的时间间隔分布接近对数正态分布，峰值间隔在7- 8 s之间。此外，我们还表明，峰值强度分布的镜头是符合对数正态分布，虽然没有典型的峰值强度可以看到。这可能表明存在一个物理链接连接物理的黑洞吸积流和喷流/伽玛射线暴的形成。
2002-08-16 astro-ph
RXTE Observations of Cygnus X-1: Broad-Band Spectra and High-Resolution Timing
我们目前的结果，从20千秒的RXTE观测的黑洞候选人天鹅座X-1。我们应用自洽的吸积盘电晕模型，这些硬态的数据，并表明，康普顿化在一个球形电晕软光子从外部冷盘照射是能够成功地模拟的光谱。我们还提出了功率谱，相干函数，从四个能带的光变曲线的时间滞后。通过用随机线性状态空间模型模拟高分辨率光变曲线，我们发现天鹅座X-1的快速硬态变化可以用一个时间尺度来解释。
1998-10-08 astro-ph
X-Ray Variability Coherence in the Time Domain
介绍了一种直接在时域中计算不同时间尺度的变异性相干性的方法。仿真结果表明，用时域法得到的相干谱与用傅里叶分析法得到的相干函数是一致的。结果表明，与傅里叶分析相比，时域分析技术更能揭示噪声数据中信号的相干性。我们将时域方法应用于黑洞双星天鹅座X-1和GX 339-4的实际数据，并将结果与它们的傅里叶相干谱进行了比较。
2007-02-09 astro-ph
Discovery of powerful millisecond flares from Cygnus X-1
我们已经发现了大量的非常强的耀斑在现有的XTE PCA数据的天鹅座X-1（也看到在现有的HEXTE和BATSE数据）与13耀斑满足我们选择的阈值标准，发生在硬和软状态。我们在这里详细分析其中的两个。最强的一个发生在软状态，与3-30 keV的能量通量增加30倍，相对于前16秒的平均值。主耀斑的e-折叠时间约为7 ms，其前兆约为1 ms。光谱在耀斑期间强烈硬化。另一方面，在硬态的耀斑一般有较低的振幅和较长的e-折叠时间，和他们的光谱软化期间的耀斑，与硬度的光谱在耀斑峰值相似的两种类型的耀斑。耀斑的出现表明天鹅座X-1的吸积流中发生了不同寻常的戏剧性事件。另一方面，硬态耀斑的发生率表明，它们可能代表天鹅座X-1通常光变曲线中存在的爆炸分布的高通量端。
2003-06-17 astro-ph
Vanishing hardness-flux correlation in Cygnus X-1: signs of the disc moving out
目标。我们调查的X射线双星天鹅座X-1具有异常高的硬度和低通量的意见。特别是，我们研究的特征频率中看到的PDS和硬度通量的相关性内和这些观测之间。方法.我们分析了Cyg X-1在源达到其最高硬度水平期间的观测结果（对于9-20 keV超过2-4 keV的RXTE/PCA计数比，> 1，对应于Gamma < 1.6）。用相对论性的岁差模型来解释PDS，我们估计的吸积盘的内径值。我们还研究了硬度-磁通的相关性。结果在选定的观测中，功率谱中看到的特征频率被移动到其频率范围的最低端。在一个单一的观察，硬度通量的相关性是非常弱的，相反的负相关性通常观察到的硬状态。我们认为，这可以解释为内盘边界是在大半径（> 50 Rg），从而需要更多的时间来调整到一个不断变化的吸积率比一个单一的RXTE观测所允许的，并比较我们的研究结果的粘性时间尺度的估计负责系统中的小尺度变化。
2008-10-07 astro-ph
The Cessation of Flickering during Dips in Cygnus X-1
我们报告了在黑洞候选者天鹅座X-1中发现闪烁停止的发现，这是ASCA在5月9日的观测中首次发现的。1995.在该观察期间，发生特别深的浸渍，导致对应于幂律光谱分量的吸收的硬度比的强烈变化。具有高时间分辨率的死区时间校正的光变曲线清楚地示出了在浸渍期间在0.7 - 4.0 keV带中闪烁程度的急剧减小，但是在4.0 - 10.0 keV带中，存在相对较小的变化。我们表明，均方根闪烁幅度在频带0.7 - 4.0 keV是成比例的X射线强度在这个波段的变化几乎是三个因素。这是直接的证据，即强烈的低态闪烁是固有的幂律发射;即发生的发射过程的一部分。均方根振幅与低能量带中的强度成比例，除了在较低强度处可能偏离线性。如果得到证实，这种非线性可能意味着一个过程，如电子散射的辐射，这将往往涂抹出的波动，或波动产生的过程，这取决于在源的径向位置。因此，在吸收下降期间的定时观测可以给出关于源区的信息，并且可以对其大小进行限制。
1997-02-25 astro-ph
Multi-Satellite Observations of Cygnus X-1 to Study the Focused Wind and Absorption Dips
高质量X射线双星系统是由其施主恒星的恒星风提供动力的。天鹅座X-1的X射线状态与定义质量吸积环境的风的性质相关。接近轨道相位0的Chandra-HETGS观测允许以高分辨率分析光电离恒星风，但由于软X射线吸收下降造成的强烈变化，需要同时进行多卫星观测以跟踪和了解连续体。除了早期的联合钱德拉和RXTE观测，我们目前的第一个结果，从最近的运动，代表了最好的宽带频谱的天鹅X-1有史以来取得的：在2008年4月18日/19日，我们观察到这个源与XMM-牛顿，钱德拉，朱雀，RXTE，INTEGRAL，斯威夫特，和AGILE在X-和伽马射线，以及与VLA在无线电。在黑洞的完美合并之后，我们探测到了软X射线吸收的下降，这可能是由于聚集的风中的团块覆盖了超过95%的X射线源，其柱密度可能达到几个10^23 cm^-2，这也通过康普顿散射影响了20 keV以上的光子能量。
2008-11-03 astro-ph
Dramatic X-ray Spectral Variability of the Broad Absorption Line Quasar PG2112+059
在1999年的ASCA观测中，PG 2112 +059成为第一个被发现的宽吸收线（BAL）类星体，表现出典型的射电宁静类星体X射线连续体，其基础是大量的内在吸收。我们提出了一个最近的钱德拉ACIS-S3观测PG 2112 +059，表现出显着的光谱和光度变化，因为那个时候。除了连续归一化降低约3.5倍外，吸收柱密度明显大幅增加，并且在Fe K α区域出现了强烈的特征。与早期HST档案数据相比，同步HST STIS数据显示了连续谱变异性（紫外线高达约1.7倍）以及自1992年以来CIV 1549 BAL的一些吸收特征的证据;然而，OVI BAL结构与1995年的观察结果一致。我们还提出了Ly β-OVI 1037.62和Ly α-NV 1242.80线锁定吸收系统的证据，支持紫外线压力驱动BAL流出的假设。虽然紫外BALs通常只表现出适度的等效宽度的变化超过几年的时间尺度，戏剧性的X射线变化的PG 2112 +059表明，X射线光谱变化研究BAL类星体有很大的潜力，探测类星体风的物理。
2003-11-17 astro-ph
X-ray Orbital Modulation of Cygnus X-1
我们已经分析了天鹅座X-1两年多的RXTE/ASM数据。我们已经检测到5.6天的轨道周期的Lomb-Scargle周期图的光变曲线和硬度比时，天鹅座X-1是在硬状态。与以前其他X射线飞行任务的探测相比，这次探测的灵敏度和时间范围都有所提高。折叠光变曲线和硬度比显示了一个广泛的强度下降伴随着光谱硬化集中在优越的连接的X射线源。倾角的持续时间约为轨道周期的27%，深度范围为三个能带中非倾角强度的8%至23%。在展开数据的大幅下降中，小时时间尺度的变化通常很明显。相比之下，在软态的周期图或折叠光变曲线中，轨道周期没有明显的特征。伴星的星风对X射线的吸收可以再现硬态下观测到的X射线轨道调制。为了解释软状态数据中的低轨道调制，需要在软状态期间降低风密度。作为一种替代方案，部分覆盖的情况下进行了描述，这也可以解释缺乏的轨道调制在软状态。
1999-06-07 astro-ph
Linear and nonlinear time series analysis of the black hole candidate Cygnus X-1
本文用线性和非线性时间序列分析方法分析了候选黑洞天鹅座X-1的X射线光变曲线的变化。虽然线性模型很好地描述了观测数据的总体二阶特性，但替代数据分析揭示了与线性的显著偏差。我们讨论了通常用于分析这些数据的散粒噪声模型和线性随机自回归模型之间的关系。我们辩论的统计和解释问题的替代数据测试目前的情况下。最后，我们建议从线性和非线性时间序列分析方法的工具的组合作为一个程序来测试观测数据的天体物理模型的预测。
1999-11-10 astro-ph chao-dyn nlin.CD
Integral observation of Cyg X-1 in an intermediate state
本文介绍了2003年6月7-11日用INTEGRAL对天鹅座X-1进行观测的初步结果。源的光谱和变率特性都表明天鹅座X-1处于中间状态。正如预期的状态转换过程中，我们发现3-10 keV和15 GHz的无线电通量之间的关系和3-200 keV的硬度和无线电通量之间的强相关性。
2004-11-02 astro-ph
Monitoring the Short-Term Variability of Cyg X-1: Spectra and Timing
我们目前的光谱和时间分析的RXTE监测活动的黑洞候选人天鹅座X-1在1999年的第一个结果。这种硬态黑洞的时间特性显示出相当大的可变性，即使状态不会改变。这一点以前已经在功率谱密度中提到过，但在时间滞后中可能更为明显。通过对天鹅座X-1的四次监测观测的分析，我们发现，时间滞后的缩短与X射线光谱的硬化以及较长的特征“拍摄时间尺度”有关。我们简要地讨论可能的物理/几何原因，这种变化的硬态性能。
1999-10-28 astro-ph
Properties Of The Hard X-ray Radiation From The Black Hole Candidates: Cygnus X-1 And 1E1740.7-2942
本文分析了1990-1994年天鹅座X-1和天鹅座1E1740.7-2942的GRANAT/SIGMA观测资料，以寻找硬X射线主要观测特征之间的相关性（40-200 keV）发射-硬X射线光度，光谱的硬度（根据最佳拟合热韧致辐射温度kT量化）和短期通量变化的RMS。虽然没有发现严格的点对点相关性，但某些一般趋势是明显的。结果发现，对于天鹅座X-1的光谱硬度一般是正相关的短期变异的相对幅度。对于X射线瞬态GRO J 0422 +32，发现了类似的相关性（X射线Nova Persei 1992）。对于这两种源，kT与L_X之间存在近似的相关性，在低硬X射线亮度下（低于10 E_（37）erg/sec），kT随L_X的增大而增大。在较高的光度下，光谱硬度对硬X射线光度的依赖性较弱或根本不依赖于硬X射线光度。这些近似相关性的低光度端（低kT和低RMS）对应于SIGMA观测期间发生的非常低的硬X射线通量的扩展事件。
1997-08-29 astro-ph
Long Term Variability of Cyg X-1, II. The rms-Flux Relation
我们研究了1996 - 2003年用Rossi X射线定时探测器（RXTE）观测到的天鹅座黑洞X-1的均方根（rms）变率和通量之间的关系（“均方根-通量关系”）的长期演化。我们证实了Uttley和McHardy（2001）的早期结果，即在> 5 s的时间尺度上，硬态均方根和通量之间存在线性关系，其斜率反映了分数均方根变化。我们证明了在软和中间状态的线性均方根通量关系的延续。在线性均方根通量关系中存在非零截距，这说明存在两个光变曲线分量，例如，一个变量和一个非变量分量，或者可能存在一个恒定均方根分量。这两个假设分量之间的关系可以通过斜率和截距在时间尺度~< 10 ksec时与通量长期平均值的基本依赖关系来描述。
2003-11-05 astro-ph
Ginga observations of Cygnus X-2
我们分析了Ginga获得的低质量X射线双星天鹅座X-2的所有X射线数据。这4年的数据的光谱和快速定时行为的分析提供了新的见解，这种Z源的行为。我们证实了之前在X射线颜色-颜色和硬度-强度图（Hids）中观察到的反复出现的行为模式，包括Z轨迹的位移和形状变化。源行为与总体强度相关。当总强度增加时，沿着Z轨道的正常分支（NB）的运动的平均速度以及HID中NB的宽度增加。与以前的结果相反，我们发现，在不同的观测，当源是在Z轨道的NB的相同位置的快速X射线的变化显着不同。在Kuulkers等人（1996）的“中等”水平期间，检测到正常的分支准周期振荡（QPO），这在"高“总强度水平期间是看不到的。在高总强度水平片段期间，较低NB上的极低频噪声非常强，而在中等总强度水平片段期间，Z轨道中相同位置处的该噪声分量弱得多。用旋进的吸积盘来解释不同的整体强度水平是很难与我们的数据相一致的。此外，当Cyg X-2进入上NB时，水平分支QPO的频率降低，给出了磁赤道处磁场强度的模型相关上限约为8.5 × 10^9 G。我们还报告了5个爆发，持续时间为5秒，其发生与Z轨道的位置，整体强度水平或轨道相位无关。脉冲串属性表明它们不是常规的I型脉冲串。
1997-04-23 astro-ph
Spectra and time variability of galactic black-hole X-ray sources in the low/hard state
我们提出了一个黑洞X射线源低/硬态的喷流模型，它解释了a）X射线谱，b）时间滞后谱，c）振幅（QPO和高频）随光子能量增加而增加，d）自相关函数随光子能量增加而变窄。该模型（以其最简单的形式）假设i）沿射流的轴存在均匀的磁场，ii）射流中的电子密度与距离成反比，iii）射流在其中心附近比在其外围“更热”。我们对来自吸积盘的软光子的康普顿上散射进行了蒙特卡罗模拟，并发现了光子数指数在1.5-2范围内的幂律高能谱，指数约为0.8的幂律时标与傅立叶频率的关系，以及变化的均方根幅度的增加和光子能量的自相关函数的变窄，就像在天鹅座X-1中观察到的那样。
2004-05-28 astro-ph
Properties Of The Hard X-ray Emission From The Black Hole Candidates: Cygnus X-1 And 1E1740.7-2942
本文分析了1990-1994年天鹅座X-1和天鹅座1E1740.7-2942的GRANAT/SIGMA观测资料，以寻找硬X射线主要观测特征之间的相关性（40-200 keV）发射-硬X射线光度，光谱的硬度（根据最佳拟合热韧致辐射温度kT量化）和短期通量变化的RMS。虽然没有发现严格的点对点相关性，但某些一般趋势是明显的。结果发现，对于天鹅座X-1的光谱硬度一般是正相关的短期变异的相对幅度。X射线瞬态GRO J 0422 +32（X射线Nova Persei 1992）和最近GX 339 -4发现了类似的相关性。对于这两种源，kT与L_X之间存在近似的相关性，在低硬X射线亮度（10 E37 erg/sec以下）时，kT随L_X的增加而增加。在较高的光度下，光谱硬度对硬X射线光度的依赖性较弱或根本不依赖于硬X射线光度。这些近似相关性的低光度端（低kT和低RMS）对应于SIGMA观测期间两个源发生的非常低的硬X射线通量的扩展事件。
1997-04-28 astro-ph
High frequency VLBI observations of the scatter broadened quasar B2005+403
位于天鹅座区域后面的类星体B2005 + 403是研究传播效应之间相互作用的合适对象，传播效应是源和源内在可变性的外在因素。基于1992 - 2003年在1.6、5、8、15、22和43GHz进行的VLBI实验和多频平行观测的总通量密度，我们研究了总通量密度和源结构的变化。在8 GHz以下，点状VLBI源受到湍流星际介质散射增宽的影响，该湍流星际介质位于视线上，可能与天鹅座区域有关。我们提出并讨论了测量的频率依赖性的源的大小，这表明一个幂律的斜率为-1.91 +/-0.05。根据1GHz下测得的散射角77.1 +/-4.0mas，推导出SM = 0.43 +/-0.04 m ^{-20/3} kpc，与该方向上ISM的一般特性一致。朝向更高频率的角展宽的减小效应允许研究源的内部结构。在8GHz以上，新的VLBI观测揭示了一个单侧的稍微南弯的核心喷流结构，具有固定的和明显的超光速运动的喷流成分。射流部件在非弹道轨道上移动。在活动星系核中，总通量密度的变化往往与新的VLBI分量的出现有关。然而，在近11年的时间里，B2005 + 403没有新的组件被抛出。在1996年至2001年期间，在5 - 37 GHz处观察到通量密度变化的低谷。这可以解释为射流分量通量的混合效应。密集的时间采样的通量密度监测观测揭示了在1.6GHz的一天内的变化，意味着第二个，不太密集或湍流散射屏幕在几到几百秒差…
2006-01-17 astro-ph
X-ray/Optical Variability of Akn 120 and 3C 120
利用Rossi X射线计时实验（RXTE），我们观测到了Seyfert 1星系Akn 120和宽线射电星系3C 120。监测观测跨越2年加上密集的凝视跨越几天已经获得了这两个对象。这些数据使我们能够构建每个对象的功率密度谱（PDS）。覆盖超过40年的时间频率，3C 120的PDS代表了第一次对射电大声星系的测量。3C 120的PDS在高频时显示出陡峭的幂律，在低频时翻转。Akn 120在其PDS中也具有幂律形状。使用天鹅座X-1的PDS，我们估计了这两个物体的质量。还提供了Akn 120的光学数据和互关联函数。Akn 120的长期光变曲线显示出与光学数据的强相关性，具有零时滞。
2003-12-16 astro-ph
Evidence for Nonlinear X-ray Variability from the Broad-line Radio Galaxy 3C 390.3
我们提出了分析的光变曲线从ROSAT HRI监测观测的宽线射电星系3C 390.3。每三天观测一次，持续了大约9个月，这是在这些时间尺度上第一个采样良好的X射线光变曲线。光变曲线中的耀斑和静止期表明，变异性是非线性的，统计检验产生了>6 sigma置信度的检测。结构函数的斜率很陡，约为0.7，而周期图的斜率要陡得多，约为2.6，差异部分是由于数据中的线性趋势。光变曲线的非平稳特性可能是可变性功率谱没有转向低频的证据，或者它可能是非线性过程的重要组成部分。X射线再处理的证据表明，X射线发射不是来自致密射电喷流，耀斑前后的变化性降低表明，不可能有两个成分对X射线短期变化性有贡献。因此，这些结果不能很容易地解释活动星系核变异性的简单模型，包括散粒噪声，它可能与耀斑在盘日冕模型或活动区的旋转盘，因为在这些模型中的事件是独立的，因此变异性是线性的。这种变化的特征与天鹅座X-1中所见的相似，这种变化可以用储层或自组织临界性模型来解释。由于固有的非线性，该模型可以再现大耀斑前后的变率降低和活动星系核中通常出现的陡峭的PDS。这里提出的3C 390.3光变曲线是第一个支持这样的模型来解释活动星系核在几天到几个月的中间时间尺度上的变化。
1997-03-03 astro-ph
Extrinsic Radio Variability of JVAS/CLASS Gravitational Lenses
我们提出的通量比曲线的折叠和尖点（即关闭多个）的图像的六个JVAS/CLASS引力透镜系统。这些数据是在2001年的8.5个月内，作为MERLIN关键项目的一部分，在5 GHz的多元素无线电链接干涉仪网络（MERLIN）以50质量的分辨率获得的。尽管与内源性变异性的时间尺度相比，折叠图像和尖点图像之间的时间延迟较小（<~1天），但所有6种晶状体系统均显示存在外源性变异性的证据。特别是，B2045+265的尖点图像-被认为是违反尖点关系的最强情况（即三个尖点图像的放大倍数之和为零）-在几个月的时间尺度上显示其通量比的外在变化高达约40%的峰-峰。它的低银河纬度b=-10度，并且视线朝向天鹅座超级气泡区域，这表明银河闪烁是最有可能的原因。在b=+69度时，B1422+231的尖点图像未显示出强烈的外在变异性。因此，银河闪烁可以在某些射电透镜系统的尖点和折叠关系中引起显著的散射（高达10% rms），即使这些关系在<~1年的时间基线上平均时仍然被破坏。
2003-06-09 astro-ph
Observation of Strong Variability in the X-Ray Emission from Markarian 421 Correlated with the May 1996 TeV Flare
1996年5月，我们用X射线卫星RXTE和惠普尔空气切伦科夫望远镜对BL Lac天体Markarian 421进行了为期两周的相关X射线/伽马射线活动观测。在此期间，在TeV能量下观察到两个具有非常快速和强烈通量变化的戏剧性爆发。在2-10 keV波段的X射线发射是高度可变的，并达到了$5.6\times10^{-10}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$的峰值通量，这是历史最高值。对于TeV发射观察到类似的行为。与早期对Mrk 421进行的几乎同时的X射线/伽马射线观测相反，在TeV处的变化幅度比在X射线能量处大得多。这种行为在同步加速器自康普顿模型中是预期的。
1997-07-11 astro-ph
Month-Timescale Optical Variability in the M87 Jet
M87喷流中一个以前不显眼的结已经经历了一次戏剧性的爆发，现在在光学和X射线光度上超过了核。在2002-2003年期间，哈勃太空望远镜和钱德拉X射线天文台对M87进行了监测，发现了原子核和HST-1的月时间尺度光学变化，这是距离原子核0.82“的喷流中的一个结。我们讨论的行为的变化时间尺度以及光谱能量分布的两个组件。在原子核中，我们看到几乎与能量无关的变化行为。结HST-1，然而，显示弱的能量依赖性在X射线和光学波段，但几乎相当的上升/衰减时间尺度在220 nm和0.5千电子伏。HST-1的燃烧区域在8个月的监测中似乎是静止的。我们考虑各种排放模型来解释这两个组件的变化。我们看到的耀斑与耀变体中看到的耀斑相似，尽管时间尺度更长，因此如果从更小的角度观察，可以解释这些物体的极端变化特性。
2003-11-06 astro-ph
X-ray continuum variability of MCG-6-30-15
本文对明亮的塞弗特1型星系MCG-6-30-15的X射线连续变率进行了全面的研究。源清楚地显示了强烈的，线性的均方根变化幅度和流量之间的相关性首次在银河系X射线双星。用蒙特卡罗方法对MCG-6-30-15的高频功率谱密度（PSD）进行了详细的分析，发现其在高频处具有陡峭的幂律分布（幂律指数α约为2.5），（alpha ~ 1）低于f_br ~ 0.6 - 2.0 x 10^-4 Hz，与Uttley、McHardy和Papadakis之前的结果一致。高于断裂的功率谱的斜率是能量依赖的，其中较高的能量示出较平坦的PSD。在低频处，不同能带之间的变化是高度相干的，而在高频处，相干性显著降低。在能量带之间检测到时间滞后，软变化领先于硬变化。滞后的幅度很小（对于观察到的频率<200 s），并且很可能与频率有关。这些性质与银河系黑洞候选者天鹅座X-1的时间性质非常相似。这两种源的特征时标相差约10^5倍;假设这些时标与黑洞质量成线性关系，那么MCG-6-30-15的黑洞质量约为10^6太阳质量。我们推测，MCG-6-30-15的时序特性可能类似于Cyg X-1在其高/软状态，并讨论了一个简单的唯象模型，最初开发的时间属性解释Cyg X-1，可以解释许多观察到的MCG-6-30-15的属性。
2002-11-19 astro-ph
