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
New Massive Binaries in the Cygnus OB2 Association
作为正在进行的确定天鹅座OB 2星协大质量双星轨道参数分布研究的一部分，我们给出了两个新的单线分光双星MT 059（O 8V）和MT 258（O 8V）以及一个双线食双星Schulte 3的轨道解。我们还约束了另外三个双线系统（MT 252，MT 720，MT 771）的轨道根数。所有系统的周期范围为1.5-19天，偏心率范围为0-0.11。这六个新的OB双星系统使天鹅座OB 2核心区域内的多个系统总数达到11个。目前的样本没有显示出“双重”二元分布的证据。
2008-02-22 astro-ph
The Distribution of X-ray Dips with Orbital Phase in Cygnus X-1
我们提出了一个全面的研究结果的吸收下降与轨道相位的天鹅座X-1的分布。首先，使用来自所有主要X射线天文台的档案数据获得该分布，并针对优先观测到相位零（黑洞的优合）的选择效应进行校正。倾角的出现随着轨道相位的变化而变化很大，峰值在θ ~ 0.95，即关于相位零不对称。第二，RXTE ASM自2009年9月以来一直提供对天鹅座X-1低状态的连续报道。1996年，我们选择了基于硬度比增加的dip数据。分布，与倾斜事件的数量大大增加，证实了峰值是在0.95，我们报告发现的第二个峰值在0.6。我们把这个峰值归因于伴星HDE 226868的吸积流的吸收。我们估计了不同位置的电离参数，表明在双星系统的特定区域，光电离抑制了风的辐射加速。为了获得柱密度随相位的变化，我们对风的加速度完全被抑制或根本不被抑制的极端情况下的中性风密度进行了估计。准确的描述将介于这两个极端之间。在每种情况下，柱密度与轨道相位的强烈变化，类似于倾角发生的变化。这提供了证据表明，在风中的斑点，导致吸收下降的形成取决于在风中的中性成分的密度，这表明斑点增长的可能机制。
1999-09-14 astro-ph
Jet radio emission in Cygnus X-1 and its orbital modulation
我们目前的结果，我们详细的理论研究所观察到的轨道调制的无线电发射在天鹅座X-1。调制的发生是由于自由自由吸收风从伴星随轨道相位的变化，我们的研究结果提出了强烈的约束喷流无线电发射的空间分布在2-15 GHz的频率。在增强由喷流发射所遭受的风吸收的不对称性方面，黑洞附近发射的X射线的照射起着至关重要的作用。相对于孤立的超巨星，这使风的温度增加了一个数量级以上。观测到的射电辐射最小值相对于光谱零相位的相位滞后强烈暗示喷流核心内的大部分喷流质量是非相对论性的（约5 x 10^8 cm/s）。然而，喷流在核心之外可以变成相对论性的。此外，喷流可以有一个双组分结构，在外面慢，在里面快，在这种情况下，它的同步辐射部分可能已经在核心中相对论。我们还考虑了观测到的无线电发射的超轨道调制（周期约为150 d），并发现它可以解释为一个喷流进动既造成可变的风吸收和改变喷流多普勒因子。最后，我们考虑天鹅座X-3的情况下，并表明，它缺乏可观察到的轨道无线电调制（尽管强烈的X射线调制）的解释是，该系统是更紧凑，更明亮的天鹅座X-1。
2006-12-22 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
Orbital dynamics of Cygnus X-3
本文给出了天鹅座X-3在爆发和静止时的轨道相分辨红外光谱，包括层析分析。我们确认了宽HeII和NV线在静止时的定相，使得最大蓝移对应于在相位= 0.00 +/- 0.04处的X射线最小值。在爆发中，双峰HeI结构显示出类似的相位，但有两个显著的差异：（a）虽然相对强度不同，但在轨道周围的蓝色和红色峰值中有连续的线发射，以及（b）吸收分量，与发射特征的相位相差约1/4的轨道，被识别出来。双峰剖面的多普勒断层图像与盘风几何形状一致，以1000 km/s的速度旋转。令人遗憾的是，层析成像算法将产生一个类似的环结构，从替代线源，如果污染的覆盖天鹅座P配置文件。在强的2.0587微米HeI谱线中，情况确实如此，从而导致双峰发射的性质的模糊解决方案。的吸收功能，检测到1/4的轨道的相位与排放功能，是一致的起源在他星风和收益率的第一次一个合理的径向速度曲线的系统。我们直接导出了系统的质量函数，0.027 M_sun。如果我们假设一个中子星吸积体，并采用高轨道倾角i > 60度，我们得到He星的质量范围为5 M_sun < M_WR < 11 M_sun。或者，如果紧凑的对象是一个黑洞，我们估计M_BH < 10 M_太阳。我们讨论了这些质量的性质和大小的二元系统的影响。
2000-05-02 astro-ph
Five Years in the Life of Cygnus X-1: BATSE Long-Term Monitoring
自1991年4月CGRO发射以来，BATSE一直在监测天鹅座X-1的硬X射线发射。我们目前的硬X射线强度和光谱的历史，涵盖了一段时间超过五年的源。功率谱分析表明，在双星轨道周期处有一个明显的峰值。20-100 keV的轨道光变曲线大致为正弦曲线，X射线源的最小值接近上交点，均方根调制分数约为1.7%。功率谱中没有明显的长期周期性。我们比较我们的结果与其他意见，并讨论了模型的源几何的影响。
1997-12-04 astro-ph
On the orbital and physical parameters of the HDE 226868/Cygnus X-1 binary system
利用准周期振荡（QPO）-光子指数相关标度方法，研究了最近测定的天鹅座X-1的质量m=（8.7 +/-0.8）MSun对双星系统HDE 226868/天鹅座X-1的轨道和物理性质的影响.利用这一结果和HDE 226868超巨星的最新分光光学数据，得到其质量M=（24 +/- 5）MSun。结果表明，如果系统的轨道平面相对于天空平面的倾角i落在41-56度的范围之外，则会发生偏离开普勒定律第三定律的显著性超过1-sigma水平的偏离：这种偏离不可能是由于对轨道周期的第一次后牛顿（1 PN）修正，因为它很小;在牛顿引力理论的框架中解释为由于恒星的四极质量矩Q，它们是非物理的，因为Q会取不合理的大值。通过保守地假设开普勒定律第三定律是轨道周期的适当模型，我们得到i=（48 +/- 7）deg，这产生相对半长轴a=（42 +/- 9）R_Sun。我们对HDE 226868的罗氏瓣的估计是r_M =（21 +/- 6）R_Sun。
2008-05-26 astro-ph gr-qc
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
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
Radio flares and plasmon size in Cygnus X-3
我们用MERLIN阵列观测了天鹅座X-3的一些小射电耀斑。光度观测表明，该系统非常活跃，在一个月的观测方案中，每小时都会有多次耀斑。对源的功率谱的分析表明，这些数据中没有持续的周期性，也没有证据表明4.8小时的轨道周期。源通量在轨道周期的任何正弦变化的幅度可以设定为15 mJy的上限。耀斑的亮度温度通常为T > 10^{9}- 10^{10} K，一些持续时间为5分钟的小耀斑的亮度温度为T >几x 10^{11} K。对于在典型的10分钟时间尺度内发生的通量的这种变化，辐射必须起源于尺寸< 1.22 AU的等离子体激元。这种发射不太可能起源于系统的中心附近，因为喷流和致密物体都深埋在光学厚的恒星风中。假设风是球对称的，等离子体激元在距离地核约13天文单位的地方就可以被观测到。
2001-04-29 astro-ph
Cygnus X-3 with ISO: investigating the wind
我们使用ISO卫星观测了天鹅座X-3在4到16微米之间的静态和耀斑状态。我们发现，静态源显示的热自由的光谱典型的热，快速的恒星风，如从一个大质量的氦星。由于球对称，非加速风的静态质量损失率被发现在每年0.4-2.9 x 10 E-4太阳质量的范围内，与其他红外和无线电观测一致，但远远大于从轨道变化和X射线柱密度推导出的每年10 E-5太阳质量。在射电和X射线活动增强的同时，在4.5和11.5微米处有快速、大幅度的耀斑，在耀斑状态下红外光谱明显变得平坦。我们相信非热过程正在运作，也许伴随着增强的热排放。
2000-10-22 astro-ph
The Wolf-Rayet counterpart of Cygnus X-3
我们提出了天鹅座X-3的轨道相位分辨I和K带光谱。所有的光谱都显示了WN子类沃尔夫-拉叶星的特征发射线。在超过一天的时间尺度上，谱线强度在通量和等效宽度上都有很大的变化。此外，谱线比率改变，对应于光谱亚型WN 6/7至WN 4/5的变化。我们证实了这一发现，即在发射线较弱的时候，它们的波长作为轨道相位的函数发生变化，最大蓝移与红外线和X射线最小值相一致，最大红移在半个轨道之后。此外，我们证实了预测-在以前的观察的基础上-在发射线很强的时候，没有观察到明显的波长偏移。我们描述了一个简化的，但详细的系统模型，其中的同伴的X射线源是一个沃尔夫-拉叶星的风有时电离的X射线源，除了在恒星的阴影的一部分。用这个模型，观测到的光谱变化可以重现只有少量的自由参数。我们讨论并验证了这个模型的后果，并发现，在一般情况下，所观察到的属性可以理解。我们认为天鹅座X-3是一颗沃尔夫-拉叶/X射线双星。
1996-04-17 astro-ph
A 2.4 - 12 microns spectrophotometric study with ISO of Cygnus X-3 in quiescence
我们目前的中红外分光光度法获得的结果与国际标准化组织的奇特的X射线双星天鹅座X-3在静止，在轨道相位0.83至1.04。用ISOPHOT-S观测到的2.4-12微米连续辐射可以用膨胀风中的无热辐射来解释，在6.5微米以上，可能有一个额外的黑体分量，温度T ~ 250 K，半径R ~ 5000太阳半径，在10 kpc，可能是由于星周尘埃的热辐射。观测到的亮度和连续光谱与沃尔夫-拉叶星WR 147（一个WN 8 +B0.5的双星系统）的亮度和连续光谱非常匹配，当在与天鹅座X-3相同的10 kpc距离处重新缩放时。假设WN风，粗略的质量损失估计为~ 1.2 × 10^{-4} M（太阳）/年。在~ 4.3微米处的线具有超过4.3西格玛的检测水平，并且具有126 mJy的去红通量，被解释为在4.295微米处的预期He I 3 p-3s线，WR 147光谱中的突出线。这些结果与天鹅座X-3中WN 8型致密天体的Wolf-Rayet型伴星一致，后者比早期的工作所建议的类型更晚。
2002-07-22 astro-ph
The magnetic field and the location of the TeV emitter in Cygnus X-1 and LS 5039
天鹅座X-1和LS 5039是在TeV能量下观测到的两颗X射线双星。这两个源都是紧凑的系统，包含喷流状（无线电）结构，并拥有非常明亮的O星。TeV信号已被发现在两个对象中的紧凑对象的上级结合，当最高的伽马射线不透明度是预期的。我们调查的影响，发现TeV发射天鹅座X-1和LS 5039周围的优越的结合，因为这可以提供信息的系统磁场和位置的TeV发射器。利用天鹅座X-1和LS 5039的超级结合周围观测到的非常高的能量光谱和通量，我们计算了吸收光度，这是由恒星光子场中的对创建相对于恒星和观测者视线的不同发射位置引起的。讨论了磁场和电磁级联的作用。对于效率低下的电磁级联的情况下，预期的二次同步辐射通量进行了比较，在X射线能量的观测。我们发现，在天鹅座X-1和LS 5039中，要么是恒星周围的磁场比O型星的预期磁场小得多，要么是TeV辐射源位于距离致密天体> 10^12 cm的位置。我们的研究结果强烈地表明，天鹅座X-1和LS 5039的TeV发射体位于双星系统的边界处，并且远高于轨道平面。这与那些发射体位于系统内部的模型不一致，比如最内部的喷流区域（天鹅座X-1和LS 5039;微类星体场景），或者脉冲星和主星之间的区域（LS 5039;标准脉冲星场景）。
2008-08-25 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
X-ray Orbital Modulations in Intermediate Polars
我们提出了一个分析的30档案ASCA和RXTE X射线观测16个中间极性，调查其轨道调制的性质。我们发现，X射线轨道调制是普遍存在的这些系统中，但不是无处不在的，如以前的研究，包括较少的对象。十六个系统中只有七个显示出明显的统计学显著调制深度，其幅度随着X射线能量的增加而减小。将其解释为由于在吸积盘边缘的材料中的光电吸收，将意味着这种调制对于超过60度的所有系统倾斜角都是可见的。然而，也很明显，X射线轨道调制的存在可以在单个系统中~年或月的时间尺度上出现和消失。这可能是一个旋进的证据，倾斜的吸积盘的存在，在一些低质量的X射线双星推断。
2005-03-30 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
Orbital modulation of emission of the binary pulsar J0737-3039B
在射电脉冲双星系统J 0737 -3039中，慢脉冲星B表现出轨道强度调制，在两个短的轨道相位上特别明亮。我们建议，这些调制是由于脉冲星B磁层的脉冲星A风产生的轨道相位相关的变化沿其发射的无线电波的方向的失真。在我们的模型中，脉冲星B在任何时候本质上都是明亮的，但它的辐射束在大多数轨道阶段都会错过地球。我们采用一个简单的模型，扭曲的B磁层使用拉伸变换的偶极场的欧拉势。为了拟合观测结果，我们使用从A日食模型中获得的脉冲星B的参数（Lyutikov和Thompson 2005）。该模型再现了两个明亮的区域近似在观测到的轨道相位，解释了它们之间的脉冲形状和定期定时残差在每个发射窗口内的变化。它还预测了脉冲星B剖面的时间特性和长期变化。
2005-02-24 astro-ph
Stellar Wind Variations During the X-ray High and Low States of Cygnus X-1
本文介绍了利用哈勃空间望远镜对大质量X射线双星HD 226868 = Cyg X-1的紫外光谱测量结果。在2002年和2003年的两次运行中，当系统处于X射线高/软状态时，在两个轨道会合阶段获得了光谱。由于风离子的X射线电离，当黑洞处于前景时，恒星风线的强度会大大降低。HST和档案IUE光谱的比较表明，类似的光电离效应发生在两个X射线状态。我们建立了紫外线风廓线模型，假设X射线电离发生在风中的任何地方，除了超巨星阻挡X射线通量的区域。观测结果与模型结果吻合较好，表明风电离区延伸到了超巨星面对X射线源的半球附近。与低/硬态相比，高/软态中的H-α发射强度通常较低，但He II 4686发射在状态之间相对恒定。结果表明，天鹅座X-1的质量转移是由一个集中的风流量，沿轴连接恒星的峰值和恒星风的贡献是关闭的X射线光电离效应。当科里奥利偏转将气体带入X射线照射区域时，来自超巨星阴影侧的强烈恒星风将停止。这种停滞的气体成分可能会被黑洞的轨道运动所超越，并起到抑制聚集风吸积的作用。阴影风分量强度的变化可能会导致吸积率的变化，最终决定X射线的状态。
2008-01-28 astro-ph
Eclipses and orbital modulations in binary pulsar PSR J0737-3039
双星射电脉冲星系统J0737 - 3039的轨道非常紧凑，脉冲星的自转和磁轴方向非常有利，而且轨道的定向非常偶然，这为研究脉冲星磁层的内部结构提供了一个极好的机会。在这个系统中，毫秒脉冲星A在每个轨道上都会被食一次。在日食期间，脉冲星B在2.77秒周期处出现明显的调制，明确地指向日食的磁层起源。基于脉冲星B的闭合磁场线上的同步加速器吸收使射电脉冲衰减的想法，一个简单的几何模型可以成功地再现日食光变曲线，直到复杂的细节。这个详细的一致性证实了中子星磁场的偶极结构。该模型对脉冲星B的大地岁差引起的日食剖面的时间演变给出了明确的预测。此外，脉冲星B显示出轨道强度的调制，在两个短的轨道阶段特别明亮。我们发现，这些调制是由于脉冲星B磁层的脉冲星A风产生的轨道相位相关的变化，沿其发射的无线电波的方向的失真。因此，脉冲星B在任何时候本质上都是明亮的，但它的辐射束在大多数轨道阶段都不会到达地球。
2005-09-30 astro-ph
Studies of multiple stellar systems - III. Modulation of orbital elements in the triple-lined system HD 109648
三线分光三重星系HD 109648的外轨道周期为120.5天，是晚型三重星系中已知最短的周期之一，外轨道和内轨道的周期之比很小，为22：1。在这样的极端值下，该系统应显示出在大约十年的时间尺度内轨道要素的变化。我们已经用CfA数字速度计对HD 109648的径向速度进行了八年的监测，并发现了一些轨道要素调制的证据。虽然我们没有看到明确的证据调制的内部二进制偏心率，我们清楚地观察到的变化，在内部和外部的近星点，以及在径向速度振幅的三个组成部分。观测结果与数值模拟相结合，使我们能够限制轨道的方向。
2000-03-31 astro-ph
Long term flux variations in Cen X-3: clues from flux dependent orbital modulation and pulsed fraction
利用Rossi X射线定时探测器上的全天监视器和正比计数器阵列的观测资料，研究了在不同通量状态下，利用轨道调制和脉冲分率观测的Cen X-3的长期通量变化。在高状态下，日食的入口和出口被发现是尖锐的，而在中间状态的过渡是渐进的。在低态，而不是日食的入口和出口，光变曲线显示了一个平滑的通量变化与轨道相位。在低态下X射线光变曲线的轨道调制表明，在这种状态下观察到的X射线发射来自一个扩展的物体。通量相关的轨道调制表明，不同的通量状态的Cen X-3主要是由于不同程度的遮蔽。在不同的通量状态下的脉冲分数的测量是一致的与Cen X-3的X射线发射具有一个高度变化的组件与恒定的脉冲分数和非脉冲的组件和在低状态下，非脉冲的组件成为主导。观测到的低态X射线辐射可能是由于伴星的恒星风散射X射线。虽然我们不能确定造成非周期性长期流量变化的遮蔽物质的来源和性质，但我们指出，由辐射力驱动的进动吸积盘是一种明显的可能性。
2008-04-10 astro-ph
Pulsations and orbital modulation of the intermediate polar 1WGA J1958.2+3232
我们目前的光度学，光谱学和旋光，以及ASCA的X射线观测，最近发现的中间极性1 WGA J1958.2+3232。通过第一次探测到的光学拍频，我们证实了先前的试探性建议，即白矮星的自旋周期是X射线和光学脉动周期的两倍，我们也证实了在每种情况下。我们首次在U，B，V，R和I波段中检测到轨道调制，并建议真正的轨道周期是先前建议的-1d别名。我们还确认在这个系统中的圆偏振的存在下，检测一个可变的偏振，在每个B和R波段具有相反的符号。双峰脉冲轮廓和相反符号的极化脉冲表明，1 WGA J1958.2+3232通过一个相对靠近白矮星被截断的圆盘吸积到两个磁极上。
2002-01-08 astro-ph
Superorbital variability of X-ray and radio emission of Cyg X-1 - II. Dependence of the orbital modulation and spectral hardness on the superorbital phase
我们发现了一个显着的依赖于X射线轨道调制的强度和硬度在天鹅座X-1在硬态上的超轨道相。我们的结果可以很好地模拟为两种效应的组合：吸积盘的进动（导致超轨道通量调制）和吸积凸起中依赖于轨道相位的X射线吸收，该吸积凸起位于吸积盘边缘，靠近超巨星伴星，但距离恒星连接线约25 ^o。我们的发现得到了X射线倾角分布的支持，表明浓度朝向零超轨道阶段，这对应于通过视线的凸起。我们傅立叶分析我们的模型，并发现它解释了以前发现的非对称拍频（轨道和超轨道调制之间）在所观察到的功率谱，提供光盘进动是obtede。我们发现在15-GHz的无线电数据的轨道调制与超轨道相位的统计上没有显着的变化。这种缺失与系统中喷流发射的无线电一致，在这种情况下，轨道调制是由远离圆盘的风吸收引起的。我们还发现，天鹅座X-1在硬态下的X射线和射电通量在大于10^4-s的时间尺度上都具有对数正态分布，这补充了先前在硬态下1-s时间尺度上的对数正态通量分布的发现。我们指出，通量分布的对数正态特征要求通量曲线而不是通量本身应用于平均和误差分析。我们还提供了一个正确的公式的不确定性均方根的光变曲线的情况下，当不确定性高于测量。
2008-07-01 astro-ph
Optical Spectroscopy of GX 339-4 - Paper I: Orbital Modulation
在1998年5月（X射线高态）和1999年5月（X射线低态）之间对GX 339-4进行了7个历元的光谱观测。在高态时，H α的等效宽度增大，而在低态时，H α的等效宽度减小。HeII 4686的等效宽度在两种状态下都有所下降。从1998年到1999年，Halpha，Hbeta，HeII 4686和Bowen Blend的全宽半峰增加，表明发射线区域向紧凑物体移动。在所有历元中，Hbeta在4880埃处显示出红移的吸收特征。这条线仍然不明。对1998年5月28日至31日的单个光谱的分析表明，在14.86小时的轨道周期上，H α的径向速度、等效宽度和V/R比都发生了调制。HeII 4686的等效宽度也随轨道周期而变化。这是自Calanan等人（1992年）的研究以来，光谱数据首次证实了轨道周期。H α径向速度的半幅值为K_1 = 14 km/s。因此，质量函数= 2 x 10^（-4）Msun。
2003-02-12 astro-ph
Chandra X-ray spectroscopy of the focused wind in the Cygnus X-1 system. I. The non-dip spectrum in the low/hard state
利用钱德拉高能透射光栅光谱仪（HETGS）对超巨星X射线双星Cygnus X-1/HDE 226868进行了50 ks的观测分析。天鹅座X-1处于光谱硬态，观测是在黑洞的高级会合期间进行的，允许沿着视线对吸积的恒星风进行光谱分析。观测的一个重要部分涵盖了天鹅座X-1在这个轨道阶段通常观察到的X射线下降，然而，在这里我们只分析高计数率的非下降光谱。完整的0.5-10 keV的连续可以描述由一个单一的模型，包括一个磁盘，一个狭窄的和相对论加宽的Fe K α线，和幂律分量，这是一致的同时RXTE宽带数据。我们检测到的吸收边缘从过剩的中性O，Ne和Fe，和吸收线系列从高度电离的离子和推断列密度和多普勒频移。与发射线的He类镁XI，我们检测到两个等离子体组件的速度和密度一致的基础上的球形风和一个集中的风。对光电离区的简单模拟表明，聚焦流之外的大部分球形风都被完全电离，这与在吸收线中观察到的低速度（<200 km/s）一致，因为在低投射速度下球形风中吸收体的位置受到很好的限制。我们的观测结果为将HDE 226868的风活动与黑洞上的吸积流特性相结合的模型提供了输入。
2009-01-07 astro-ph
Dependence of the orbital modulation of X-rays from 4U 1820-303 on the accretion rate
我们报告的发现，使用RXTE数据，X射线轨道调制深度的依赖性的X射线光谱状态的超紧环礁二进制\source。这种状态（我们通过X射线色图上的位置测量）与吸积率紧密耦合，而吸积率又与该源的170 d超轨道周期相耦合。调制深度在高光度（所谓的香蕉态）中比在低光度（岛态）中强得多。我们发现X射线调制与能量无关，这排除了在光学薄介质中束缚-自由X射线吸收作为调制的原因。我们还发现了一个显着的依赖关系的轨道调制的偏移相位的光谱状态，这有利于模型中的调制是由散射在盘边缘的凸起周围的热气体，这两个大小和位置随吸积率而变化。源倾角的估计似乎排除了一个模型，其中隆起本身掩盖了吸积盘日冕的一部分。我们计算了这个源在其超轨道变化过程中的平均通量（周期为170 d），并发现它与由于角动量损失通过发射引力辐射而引起的吸积模型完全兼容。此外，我们将BeppoSAX和RXTE从该源观测到的所有X射线爆发的日期与RXTE光变曲线进行了比较，发现所有这些都与通量的深极小值相吻合，证实了以前基于较小样本的结果。
2007-02-28 astro-ph
The Optical Light Curves of Cygnus X-2 (V1341 Cyg) and the Mass of its Neutron Star
我们目前的U，B和V光变曲线（取自文献）的低质量X射线双星天鹅座X-2。在轨道周期上折叠的光变曲线的“下半部分”是椭圆形的。我们将椭球模型拟合到B和V光变曲线的下包络线，以获得倾斜约束。如果我们假设吸积盘是稳态的，其径向温度分布为T（r）\propto r^{-3/4}，我们发现倾角i = 62.5 +/- 4度。然而，预测的盘通量与B中总通量的比率（"盘分数“）大于观察到的（约0.55，而< 0.3）。如果我们使用一个较平坦的径向温度分布图，这是强辐照圆盘所期望的（T（r）\propto r^{-3/7}），那么我们发现倾角i = 54.6度，B中的圆盘分数约为0.30。然而，在这种情况下，卡方系数的值要大得多（36个自由度时为48.4，而稳态情况下为40.9）。采用i = 62.5 +/- 4 deg并使用先前确定的质量比（q = M_c/M_x = 0.34 ± 0.04）和光学质量函数（f（M）= 0.69 ± 0.03太阳质量），我们发现中子星的质量为M_x = 1.78 +/- 0.23太阳质量，次级星的质量为M_c = 0.60 +/- 0.13太阳质量。我们得出的距离d = 7.2 +/- 1.1 kpc，这是显着小于最近的距离测量d = 11.6 +/- 0.3 kpc来自一个I型径向膨胀X射线爆发的观测，但与早期的距离估计一致。（节略）
1999-01-13 astro-ph
RXTE All-Sky Monitor Detection of the Orbital Period of Scorpius X-1
天蝎座X-1的轨道周期被认为是0.787313 d，因为它是由Gottlieb，Wright，& Liller（1975）在光学光度数据中发现的。这一时期已经在光度学和分光光学观测中得到证实，尽管迄今为止只有边缘证据表明在这一时期X射线强度的调制。我们已经使用RXTE全天监测器拍摄的数据来搜索这样的调制。在X射线数据中探测轨道的一个主要困难是Sco X-1的耀斑行为，它对强度时间序列的傅里叶变换产生白噪声，并往往掩盖弱调制。我们提出了一种新的技术，大大减少了耀斑行为的影响，同时保留了大部分的任何周期性轨道调制，只要这两个时间的行为表现出不同的光谱特征。通过这样的搜索，我们已经发现了轨道调制的证据，在约1%的水平，周期为0.78893天，等于在我们的精度范围内的一个周期，每年从接受的值相差1个周期。如果我们将我们的结果与Gottlieb等人引用的1年边带的周期相比较，我们可以得出结论，实际周期可能是0.78901 d。
2002-09-30 astro-ph
Modelling the orbital modulation of ultraviolet resonance lines in high-mass X-ray binaries
通过模拟高质量X射线双星的紫外共振线，研究了高质量X射线双星的星风结构。在船帆座X-1和4U 1700 -37这两个星系中，OB超巨星的紫外光谱是高分辨率的;天鹅座X-1、SMC X-1和LMC X-4的紫外光谱是低分辨率的。为了解释恒星风的非单调速度结构，应用了Lamers等人（1987）的Sobolev精确积分（SEI）方法的修改版本。UV共振线的轨道调制提供了关于围绕X射线源的Stroemgren区的大小的信息。然而，观测到的轨道调制的幅度（称为Hatchett-McCray效应）也取决于环境风的密度和速度结构。模型配置文件，说明了不同的星风参数的HM效果的外观上的效果。对这5个系统，导出了Hatchett & McCray（1977）的q参数，以及描述超巨星风结构的其它参数。创建所观察到的斯特罗姆格伦区的大小所需的X射线光度与所观察到的X射线通量一致。导出的风参数进行比较，确定在单一的OB超巨星类似的光谱类型。我们的模型自然地解释了在4U 1700 -37中观察到的HM效应的缺失。船帆座X-1的轨道调制表明，除了斯特龙格伦带之外，恒星风中还存在其他结构（如光电离尾流）。在相同的有效温度下，HMXB中的OB超巨星的风速与逃逸速度的比值比单个OB超巨星的低。
2001-07-04 astro-ph
3.9 day orbital modulation in the TeV gamma-ray flux and spectrum from the X-ray binary LS 5039
利用切伦科夫望远镜高能立体系统（High Energy Stereoscopic System of Cherenkov Telescopes，H.E.S.S.）对LS 5039进行了新的观测。2005年，在甚高能（VHE）伽马射线能量。这些观测结果表明，它的流量和能谱与双星系统的3.9天轨道周期调制。这是伽马射线天文学首次观测到轨道调制，并使用地面伽马射线探测器明确确定了周期性。VHE伽马射线辐射主要局限于轨道的一半，在紧凑物体的下合时期达到峰值。对于这一时期，在0.2 TeV和几TeV之间的能量范围内也存在能谱的硬化。通量与轨道相位的关系首次明确表明了伽马射线通过天体物理源内的电子对产生而被吸收，如果伽马射线产生地点位于致密天体的1 AU以内，预计会发生这一过程。此外，生产区域大小不得显著大于二元分离（约0.15 AU）。值得注意的是，这些限制也比LS 5039中观察到的准直流出或喷流（延伸到~1000 AU）小得多。光谱硬化可能是由于最大电子能量的相位变化和/或主要的VHE伽马射线产生机制。
2006-11-03 astro-ph
Super-Orbital Variability in Hard X-rays
我们提出的研究结果与\emph{Swift}突发警报望远镜在14 - 195 keV范围内的长期变化的5个低质量X射线双星报告或怀疑超轨道周期- 4U 1636-536，4U 1820-303，4U 1916-053，天鹅座X-2和天蝎座X-1。在4U 1916-053、Cyg X-2或Sco X-1光变曲线中，在先前报道的周期附近没有检测到显著的持续周期调制。在$\sim$ 170 d期间的4U 1820-303被检测到高达24千电子伏，符合变量吸积由于先前提出的三重系统模型。在4U 1636-536中的$\sim$ 46 d周期被检测到高达100 keV，在低和高能量带中的调制被发现相对于彼此相移$\sim180^\circ$。这种相移，当与近一致的发病的$\sim$ 46 d调制和低/硬X射线状态，导致我们推测调制可能预示着瞬态射流的形成。
2008-10-29 astro-ph
High speed photometry of faint Cataclysmic Variables: IV. V356 Aql, Aqr1, FIRST J1023+0038, Ha 0242-2802, GI Mon, AO Oct, V972 Oph, SDSS 0155+00, SDSS 0233+00, SDSS 1240-01, SDSS 1556-00, SDSS 2050-05, FH Ser
本文介绍了另外十三颗暗弱激变变星的高速测光结果。V356 Aql（Nova Aql 1936）显示类似耀斑的爆发，重现时间尺度约为3000 s，但没有相干周期。Aqr 1是一个中等极性的天体，自旋周期为6.7284 min，由轨道边带推导出的可能轨道周期P（orb）= 3.226 h。它的轨道边带频率显示出非常可变的振幅。已发表的光谱周期为2.0小时，表明Aqr 1与GW Lib和FS Aur相似，具有未知来源的额外周期性。FIRST J1023+0038的P（orb）= 4.7548 h，轨道调制范围为0.45等，可能是由一颗热白矮星的反射效应造成的;因此它可能是过去几十年的某个时候的新星。Ha 0242是一个深食甚低质量转移速率系统，可能是一颗爆发间隔很长的矮新星，P（orb）= 1.792 h。GI Mon是一颗古老的新星，在4.325 h和48.6 min处有光学调制，因此是一个候选的中间极星。AO Oct是一颗SU UMa型矮新星，在静止时显示出轨道调制，P（orb）= 94.097 min。V972 Oph（Nova Ophiuchi 1957）在一组观测中没有显示出闪烁活动，但在后来的时间里这样做了，证实了这个物体的识别的正确性，但它没有显示出轨道调制。SDSS 0155是一个深食极星，轨道周期为87.13分钟。SDSS 0233显示出耀斑活动，但没有明显的周期性。在…
2004-03-18 astro-ph
Orbital and Super-Orbital Periods of 1E 1740.7-2942 and GRS 1758-258
Rossi X射线定时探测器（RXTE）对银河系黑洞候选者1 E 1740.7-2942和GRS 1758-258的五年观测显示，每个源的振幅分别为12.73 +/- 0.05 dy和18.45 +/- 0.10 dy，周期性调制为3-4%。我们解释的调制轨道，这表明该对象有红巨星的同伴。结合RXTE数据和康普顿γ射线天文台的爆发和瞬变源实验的早期数据（Zhang，Harmon和Liang 1997），我们发现1 E 1740.7-2942中存在约600 dy的长周期或准周期，并建议在GRS 1758-258中存在类似的600 dy周期。这些时间尺度比目前发现的任何进动系统都要长，比如Her X-1和SS 433，或者像LMC X-3和Cyg X-1这样的双星，周期更长。
2002-09-13 astro-ph
Orbital and superorbital variability and their coupling in X-ray binaries
我们回顾了X射线通量调制从X射线双星的时间尺度对应的轨道周期和那些在较长的时间尺度（所谓的超轨道）。这些调制提供了一个强有力的工具来约束吸积流的几何形状。超轨道变化的最常见原因似乎是岁差。然后，我们讨论了两个具体的例子，发现两种类型的可变性和它们的物理解释之间的耦合。一个是天鹅座X-1，一个黑洞双星与高质量的同伴，在这种情况下，我们发现存在的吸积隆起形成的碰撞的恒星风与旋进吸积盘的外缘。另一个是4U 1820-303，一个从低质量白矮星吸积而来的中子星，在这种情况下，我们将超轨道变化解释为三重恒星系统中相互作用引起的吸积速率调制。然后，变化的吸积速率导致该系统中吸积凸起的大小变化，从而使中心发射的X射线变得模糊。
2008-09-02 astro-ph
