Long-Term RXTE Monitoring of the Anomalous X-ray Pulsar 1E 1048.1-5937
本文报道了利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对异常X射线脉冲星（AXP）1 E 1048.1-5937的长期观测。这颗脉冲星的计时行为与RXTE监测的其他AXP不同。特别是，我们表明，脉冲星显示出显着的偏差，从简单的自旋下降，使相位相干定时已不可能超过几个月的时间跨度。我们发现，从简单的自旋下降的偏差是不一致的单一的“毛刺”类型的事件，也不符合辐射岁差。我们发现，尽管旋转的不规则性，脉冲星既没有表现出脉冲轮廓的变化，也没有大的脉冲通量变化。我们讨论了我们的研究结果对AXP模型的影响。在磁星模型的背景下，我们认为，1 E 1048.1-5937可能是一个过渡对象之间的软伽马射线中继器和AXP人口，和AXP最有可能有一天经历一次爆发。
2001-07-16 astro-ph
An RXTE Observation of the Vela Pulsar: Filling in the X-ray Gap
我们用Rossi X射线定时探测器（RXTE）在93 k s的观测中探测到船帆座脉冲星2 - 30 keV的脉冲辐射。RXTE脉冲轮廓显示出两个峰，这两个峰大致与EGRET峰同相，但没有显示出任何显著的峰间发射。峰2的相位是能量相关的，随着RXTE带中能量的增加而移动到更高的相位，在2 - 8 keV的最低能带中与第二光脉冲相位对准，并且在16-30 keV的最高能带中与第二EGRET脉冲相位对准。平均脉冲谱平滑地加入到OSSE、COMPTEL和EGRET的高能谱，尽管峰1的谱明显比峰2的谱硬。一个突破或营业额的频谱约50千电子伏，以前建议的OSSE数据，现在明确界定。的RXTE光谱下降几个数量级低于ROSAT发射在0.1 - 2千电子伏波段，表明ROSAT脉冲的热起源。
1999-04-26 astro-ph
We report the results of analysis of observations of the Vela Pulsar by PCA on RXTE. Our data consists of two parts. The first part contains observations at 1, 4, and 9 days after the glitch in 1996 and has 27000 sec. total exposure time. The second part of observations were performed three months after this glitch and have a total exposure time of 93000 sec. We found pulsations in both sets. The observed spectrum is a power-law with no apparent change in flux or count rate. The theoretical expectations of increase in flux due to internal heating after a glitch are smaller than the uncertainty…
2000-02-25 astro-ph
We report on long-term monitoring of the anomalous X-ray pulsar 1E 1048.1-5937 using the Rossi X-ray Timing Explorer. This pulsar's timing behavior is different from that of other AXPs. In particular, the pulsar shows significant deviations from simple spin-down such that phase-coherent timing has not been possible over time spans longer than a few months. We show that in spite of the rotational irregularities, the pulsar exhibits neither pulse profile changes nor large pulsed flux variations. We discuss the implications of our results for AXP models. We suggest that 1E 1048.1-5937 may be a tr…
2001-07-16 astro-ph
Chandra and RXTE studies of the X-ray/gamma-ray millisecond pulsar PSR J0218+4232
本文报道了利用钱德拉X射线天文台（CXO）和罗西X射线定时探测器（RXTE）对毫秒脉冲星PSR J 0218 +4232进行的高分辨率空间和定时观测。通过这些观测，我们能够研究a）与PSR J 0218 +4232详细一致的DC源的X射线能量的可能空间范围（CXO），b）X射线、无线电和伽马射线剖面（CXO和RXTE）之间的相对相位，以及c）超过10 keV能量的光谱特性（RXTE）。我们没有发现任何迹象表明，在X射线能量下的扩展发射下降到1弧秒尺度，并确认了一个点状直流分量的存在。发现X射线分布中的2个非热脉冲与在射频下可见的3个脉冲中的2个对准，更重要的是与EGRET 100-1000 MeV脉冲分布中看到的两个伽马射线脉冲对准。后者现在将检测到的伽马射线信号的随机发生概率降低到~ 1.E-6，其对应于4.9西格玛检测显著性。
2003-06-30 astro-ph
Long-Term INTEGRAL and RXTE Observations of the X-Ray Pulsar LMC X-4
本文分析了INTEGRAL天文台和RXTE天文台的全天监视器（ASM）对X射线脉冲星LMC X-4在宽能量范围内的观测结果。观测到的来自源的硬X射线通量在吸积盘旋进期的时间尺度上变化超过50倍（从高态的~70 mCrab到低态的~1.3 mCrab），其1996-2004年的平均值以高精度确定，Pprec=30.275+/-0.004天。在低的状态下，约10小时的持续时间的耀斑被检测到的源，从源的流量增加了超过4倍，在此耀斑。脉冲星的宽带光谱的形状基本上是不变的，其强度;没有统计上显着的功能与可能的共振回旋吸收线被发现在源的光谱。
2005-04-27 astro-ph
RXTE Observations of the Anomalous Pulsar 4U 0142+61
1996年3月，我们利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）上的正比计数器阵列（PCA）观测了异常X射线脉冲星4U 0142+61。脉冲频率的测量值为f = 0.11510039（3）Hz，在4.6天的观测跨度内，频率发生短期变化时，上限为df/dt < 4 * 10^（-13）Hz/s。对所有历史测量结果的汇编显示了整体自旋下降趋势，斜率为df/dt =（-3.0 +/- 0.1）* 10^（-14）Hz/s。对脉冲到达时间的轨道调制进行的检验得出的上限为a_xsin i <0. 26 lt-s（99%置信度），周期范围为70 s至2.5天。这些极限与先前的光学极限和演化论相结合，表明4U 0142+61可能不是双星系统的成员。
1998-09-02 astro-ph
Orbital Evolution and orbital phase resolved spectroscopy of the HMXB pulsar 4U 1538-52 with RXTE-PCA and BeppoSAX
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）和BeppoSAX卫星对高质量X射线脉冲双星4U~1538- 52的几个双星周期进行了详细的定时和光谱研究。脉冲时序分析与2003年RXTE数据超过两个双星轨道确认偏心轨道的系统。结合从这次观测中确定的轨道参数和早期的测量，我们没有发现任何证据表明这个X射线双星的轨道衰变。我们已经进行了轨道相位分辨光谱测量的光谱参数的轨道相位的变化，特别是吸收柱密度和铁线通量。在3- 20 keV能量范围内的RXTE-PCA谱符合幂律和高能截止，并在$\sim$ 6.4 keV处有一条高斯发射线，而BeppoSAX谱在0.3- 10.0 keV的限制能量范围内只需要在$\sim$ 6.4 keV处有一条幂律和高斯发射线。RXTE和BeppoSAX数据都包括沿视线的吸收。研究了自由光谱参数在双星轨道上的变化，发现视线内吸收物质柱密度随轨道相位的变化与一个简单的球对称伴星风模型相吻合。
2007-02-06 astro-ph
RXTE Observations of PSR J1105-6107
我们报告的X射线观测的年轻，充满活力的射电脉冲星PSR J1105-6107获得使用罗西X射线定时探测器。我们对正比计数器阵列数据的时间分析没有发现来自该源的X射线脉动的证据。我们设置了一个新的上限脉冲X射线通量从脉冲星的18%，在2-10千电子伏波段，占空比为0.5。我们改进的上限支持这样一个假设，即ASCA X射线卫星在PSR J1105-6107方向上看到的X射线发射是脉冲星驱动的同步加速器星云的结果。
1998-09-28 astro-ph
Chandra and RXTE studies of X-ray/gamma-ray millisecond pulsar PSR J0218+4232: A clue to unidentified gamma-ray sources?
毫秒脉冲星PSR J 0218 +4232显示出显著的高能特性：非常硬的脉冲X射线发射高达~10 keV，并可能探测到高能伽马射线（> 100 MeV）和软谱。然而，X射线和伽马射线分布的相对相位是未知的。最近对PSR J 0218 +4232进行的Chandra（0.08-10 keV）观测将定相降至0.2毫秒，并表明X射线脉冲与伽马射线脉冲对齐，为我们首次探测到该源的高能伽马射线提供了支持证据。最近RXTE（2-250 keV）观测（2001年12月27日-2002年1月7日）的初步结果显示，在复杂的轮廓中，高达~20 keV的脉冲发射显著。这颗毫秒脉冲星的复合高能谱与未识别伽马射线源（UGS）的正则谱相似，使得特征年龄低（<10^8年）的快速（<3-4 ms）毫秒脉冲星成为UGS协星的良好候选者，并成为INTEGRAL观测的挑战性目标。
2002-06-20 astro-ph
RXTE Observations of the X-ray Pulsar XTE J1855-026 - a Possible New Supergiant System
一个新的X射线源，XTE J1855-026，是在沿着银道面进行RXTE扫描时发现的。源显示脉动在一个周期为361秒，也调制在一个周期为6.1天，我们解释为系统的轨道周期。高于~3 keV的X射线光谱可以用具有高能量截止的吸收幂律模型拟合，并且铁发射线在约6.4keV处。我们解释这些结果表明XTE J1855-026可能是由一个中子星吸积从风的O或B超巨星主要。另一种不太可能的解释是XTE J1855-026是一颗Be/中子星双星，在这种情况下，它的轨道周期是已知的最短的。
1999-01-11 astro-ph
RXTE observations of Seyfert-2 galaxies: evidence for spectral variability
本文介绍了对附近的暗塞弗特星系ESO 103-G35、IC 5063、NGC 4507和NGC 7172的一系列RXTE观测结果。监测期从NGC 7172的7天到ESO 103-G 035的约7个月不等。所有星系的光谱都很好地符合一个高度模糊的（N_H>10^23 cm-2）幂律和一条6.4 keV的Fe线。我们发现了ESO 103-G35和NGC 4507中存在反射成分的强有力证据。所观察到的通量在所有物体的日时间尺度上呈现出很强的变异性。光谱的变化也被检测到的意义上说，光谱陡峭的增加类似的行为在一些Seyfert-1星系的流量。
2000-08-18 astro-ph
Evidence for a very slow X-ray pulsar in 2S0114+650 from RXTE All-Sky Monitor Observations
Rossi X射线定时探测器（RXTE）对X射线双星2S 0114 +650的全天监视器（ASM）观测显示，调制的周期接近光学推导的轨道周期（11.591天）和拟议的脉冲周期（~ 2.7小时）。脉冲周期显示频率和强度的变化，在超过2年的ASM观测分析。脉冲特性与旋转的中子星上的吸积相一致，这将是已知的最慢的周期。轨道光变曲线的形状显示了在整个轨道过程中的调制，并与船帆座X-1的轨道光变曲线进行了比较。然而，根据光学星历的外推，预期的日食相位与观测到的轨道最小值并不一致。从ASM光变曲线得到的轨道周期也比光学周期稍长。
1998-09-16 astro-ph
Discovery of luminous pulsed hard X-ray emission from anomalous X-ray pulsars 1RXS J1708-4009, 4U 0142+61 and 1E 2259+586 by INTEGRAL and RXTE
利用RXTEPCA（2-60 keV）和HEXTE（15-250 keV）数据以及INTEGRAL IBIS ISGRI（20-300 keV）数据，在异常X射线天体1 RXS J1708-4009、4U 0142+61和1 E 2259+586的总谱和脉冲谱中发现了能量大于10 keV的硬谱尾。提供了1 E 1841-045的改进光谱信息。在10千电子伏以上测得的脉冲和总光谱具有幂律形状，到目前为止，还没有明显的证据表明光谱断裂或弯曲高达~150千电子伏。脉冲光谱非常硬，4个AXP的折射率大约在-1.0 --1.0范围内。我们还重新分析了CGRO COMPTEL（0.75-30 MeV）的档案数据，以从我们的一组AXP中搜索签名。没有检测可以声称，但在MeV波段获得的上限表明，对于1 RXS J1708-4009，4U 0142+61和1 E 1841-045强断裂必须发生在150和750 keV之间的某个地方。
2006-03-17 astro-ph
Chandra and RXTE spectroscopy of the accreting msec pulsar IGR J00291+5934
利用RXTE-正比计数器阵列（PCA）和Chandra-高能透射光栅光谱仪（HETGS）对最近发现的吸积毫秒X射线脉冲星IGR J 00291 +5934进行了观测。RXTE的数据来自对源的两周跟踪，而钱德拉的观测发生在跟踪结束时，大约在发现源后12天，当时源通量已经减少了10倍。钱德拉数据的分析使我们能够提取IGR J 00291 +5934的最精确的X射线位置，RA=00 29 03.08和Dec=+59 34 19.2（0.6秒误差），与光学和无线电的兼容。我们发现，IGR J 00291 +5934的光谱可以用热分量和幂律的组合来描述。沿着PCA检测到的爆发，幂律光子指数没有显示出特别的趋势，而热分量（~1 keV，解释为中子星表面的热点）变得越来越弱，直到未检测到。在同时观测的弱钱德拉/RXTE光谱，有没有更多的迹象为~1 keV的热分量，而我们检测到一个较冷的热分量（~0.4 keV），我们解释为冷盘的排放。检测到6.4 keV铁线的提示，以及6.8 keV附近的过量和7.1 keV附近的吸收特征。后两个特征以前从未在吸积驱动的毫秒日冕光谱中被检测到，如果得到证实，将表明存在一个具有高流出速度的膨胀热日冕。
2005-08-11 astro-ph
A Further Study of the Luminosity-Dependent Cyclotron Resonance Energies of the Binary X-ray Pulsar 4U0115+63 with RXTE
本文报道了双星X射线脉冲星4U 0115 +63在1999年3 - 4月爆发时的RXTE观测结果。结合3-30 keV PCA谱和15-50 keV HEXTE谱分析了回旋共振特征。当3-50 keV的光度在假定的7 kpc距离处在（5-13）x10^{37} erg s^{-1}范围内时，在~11和~22 keV的吸收中观察到谐波双回旋特征，就像以前在典型爆发期间测量到的那样。当光度降低到5 × 10 ^{37} erg·s^{-1}以下时，第二共振消失，基本共振能量逐渐增加，在0.16 × 10 ^{37} erg·s^{-1}处达到$\sim$ 16 keV。这些结果再次证实了Mihara等人（2004年）使用Ginga的报告，Ginga在该物体的小爆发（~10^{37} erg s^{-1}）中观察到~16 keV的单次吸收。依赖于亮度的回旋共振能量可以理解为响应于质量吸积速率的减小而减小的吸积柱高度的结果。
2006-01-21 astro-ph
RXTE Absolute Timing Results for the Pulsars B1821-24 and B1509-58
利用罗西X射线定时探测器和乔德雷尔班克、帕克斯和格林班克望远镜的观测，我们能够确定两颗孤立的双星B1821-24和B1509-58中射电和X射线脉冲之间的时间延迟。对于前者，我们发现窄X射线和射电脉冲分量在时间上接近重合，射电峰值领先0.02周期（60 +/- 20微秒），而宽X射线脉冲分量滞后于两个较宽射电分量中的最后一个约0.08周期。对于后一颗脉冲星，使用色散测量的标准值，我们发现X射线脉冲比射电滞后约0.27个周期，没有证据表明在2-100 keV范围内存在任何能量依赖性。然而，历史上的不确定性，这颗脉冲星的色散措施与以前的结果进行比较困难。很明显，在一年或更短的时间尺度上，滞后或离散度量都没有明显的变化。
1998-01-26 astro-ph
The Multi-Component Nature of the Vela Pulsar Nonthermal X-ray Spectrum
本文报道了用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对船帆座脉冲星274 k S的观测结果。双峰，脉冲发射在2 - 30千电子伏，这是我们以前在93 KS观测期间检测到的，证实了大大改善的统计。现在有明确的证据，无论是在光谱和光变曲线，在RXTE波段的发射是两个独立的非热成分的混合。较硬组分的光谱与OSSE、COMPTEL和EGRET光谱平滑连接，光变曲线的峰与高能光变曲线的峰相位一致。较软分量的光谱与脉冲光通量的外推一致，并且第二RXTE脉冲与第二光学峰相位重合。此外，我们看到在2-8 keV的RXTE脉冲轮廓在无线电阶段的峰值。
2002-05-13 astro-ph
INTEGRAL and RXTE observations of accreting millisecond pulsar IGR J00291+5934 in outburst
分析了国际伽玛射线天体物理实验室和Rossi X射线计时探测器在2004年12月爆发期间对吸积动力毫秒脉冲星IGR J 00291 +5934的同步观测。在电子温度为50 keV，汤姆逊光学深度为τ_T ~ 1的平板几何条件下，用热康普顿化很好地描述了平均谱。在爆发期间，光谱形状几乎是恒定的。我们探测到脉冲星的自旋上升，努度= 8.4 × 10 ~（-13）Hz/s。ISGRI的数据显示，X射线的脉动周期为1.67毫秒，高达~150 keV。脉冲分数示出从6千电子伏的6%增加到100千电子伏的12- 20%。这自然是由多普勒效应的作用，指数截止康普顿谱从热点。近正弦脉冲显示软滞后与复杂的能量依赖性，增加到7千电子伏，然后减少到15千电子伏，似乎在更高的能量饱和。
2005-08-29 astro-ph
An exploratory study of the hard X-ray variability properties of PG quasars with RXTE
我们用RXTE主成分分析仪对Laor等人（1994）样品中的4个PG类星体（QSO）的2-20 keV通量的变率图象进行了监测。每隔1天定期对每个靶点进行6次观察。样品包括具有巴耳末线宽度（以及因此软X射线陡度）的极值的物体，并且在光度上跨越大约一个数量级。最稳健的结果是变异幅度随着能量的增加而减小。几种可能的最终驱动程序的软和硬X射线的可变性，如康普顿相对论粒子的流入率，吸积流或X射线活性位点的数量的不稳定性，与我们的结果是一致的。
2000-05-08 astro-ph
Three new X-ray pulsars detected in the Small Magellanic Cloud and the positions of two other known pulsars determined
在小麦哲伦星云（SMC）中发现了三个新的X射线天体，另外两个天体的位置也已经确定，这些都是钱德拉天文台的存档数据。2002年5月至10月期间对SMC进行了一系列的五次观测。对这些数据的分析揭示了三个以前未知的X射线脉冲周期为34秒、503秒和138秒。脉冲星XTE J 0052 -725的位置也被准确地确定，它最初是由RXTE在2002年6月19日探测到的，以前探测到的7.78s RXTE脉冲星被确定为源SMC X-3。
2004-06-28 astro-ph
Absolute Timing of the Crab Pulsar with RXTE
自1996年1月任务开始以来，我们已经用罗西X射线定时探测器（RXTE）监测了蟹状星云脉冲星主X射线脉冲的相位近8年。RXTE时钟的绝对时间足够精确，可以直接将该相位与无线电配置文件进行比较。我们对脉冲星的监测观测每两周进行一次（在它距离太阳至少30度的时期），我们将数据与来自Jodrell Bank观测的无线电计时星历进行了相关。我们已经确定了每个观测的X射线主脉冲的相位，每个数据点的典型误差为50 μ s。总的系综与在监测周期内恒定的相位一致，X射线脉冲领先无线电脉冲0.0102+/-0.0012周期的相位，或344+/-40 us的时间。误差估计主要由无线电数据中的40 us的系统误差决定，该误差由星际散射和仪器校准引起的脉冲延迟量的不确定性引起。统计误差为0.00015周期或5 us。主脉冲和间脉冲的间隔在一年或更短的时间尺度上似乎是不变的，平均值为0.4001+/-0.0002周期。在2-30 keV范围内，这些值随能量没有明显变化。无线电脉冲和X射线脉冲之间的滞后可以是相位恒定（旋转）或时间恒定（线性路径长度）。我们还不能区分这两种解释。
2004-03-08 astro-ph
Long-Term RXTE Monitoring of Anomalous X-ray Pulsars
我们报告了使用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对三个异常X射线天体的长期监测。我们提出了一个相位相干的定时星历为4U 0142+61，并表明，它已旋转了4.4年以上的高稳定性，与RMS相位偏差的7%的脉冲周期从一个简单的拟合，仅包括$ν$和$\dotν$。我们报告的持续时间稳定性的1 E 2259.1+586，其中相位相干性现已保持超过4.5年，以及在1.4年的监测RXS J170849.0-400910，与恢复后的故障一致的一个显着的$\ddotν$的检测。我们注意到一个相关性，其中在AXP的定时稳定性随着$\dotν$的增加而降低。软伽马中继站在静止状态下的定时稳定性与这种趋势是一致的，因为它们有很大的自旋下降速率。这一趋势与无线电广播中看到的趋势相似，表明这三个种群之间存在联系。我们发现没有大的变化，脉冲形态作为时间的函数。我们提出了高的信噪比平均脉冲轮廓为每个AXP，并认为他们作为一个功能的能量。我们发现了各种不同的行为，并考虑了数据中可能的趋势。我们还发现脉冲通量没有大的变化，并将1 $σ$上限设定为平均值的~20-30%。假设一个恒定的脉冲分数，或者一个以上的AXP巧合地在我们的RXTE监测期间比过去更静止的状态，或者过去声称的大通量变化是不正确的。
2001-11-06 astro-ph
10 Years of RXTE Monitoring of Anomalous X-ray Pulsar 4U 0142+61: Long-Term Variability
本文报道了用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对8.7秒异常X射线脉冲星4U 0142+61进行的10年监测。这颗脉冲星从2000年到2006年2月表现出稳定的自转：包括nu，nudot和nudot在内的自旋下降模型的RMS相位残差为2.3%。我们报告了一个可能的相位相干的时间解决方案，有效期超过10年的跨度延伸到1996年3月。1998年至2000年期间可能发生过故障，但现有数据不需要。我们还报告说，在过去的6年中，源的脉冲轮廓一直在发展，使得自2000年以来，其两个峰值之间的发射倾角越来越浅，几乎就像轮廓正在恢复到2000年前的形态，其中峰值之间没有明显的区别。在2- 4keV频带中看到这些轮廓变化，但在6-8 keV中没有。最后，我们提出了脉冲通量的时间序列的源在2-10 keV。有证据表明，自2000年以来，源的脉冲通量缓慢但稳定地增加。脉冲通量的变化和窄带脉冲轮廓的变化提出了有趣的挑战方面的磁星模型。
2006-10-31 astro-ph
An Expanded RXTE Survey of X-ray Variability in Seyfert 1 Galaxies
本文系统地分析了对Seyfert 1活动星系核进行的前七年的RXTE监测，得到了五个2-12 keV光变曲线的均匀样品，探测了从1天到3.5年的连续较长持续时间的硬X射线变率。2-10包括ASCA探测的约1天时间尺度上的keV变异性。所有的源都表现出更强的X射线变化对较长的时间尺度，但增加是相对较高的光度源更大。变化幅度与X射线光度和黑洞质量是反相关的，但幅度饱和，并成为独立的光度或黑洞质量对最长的时间尺度。这些数据与Markowitz等人（2003 a）和McHardy等人（2004）描述的功率谱密度（PSD）运动模型一致，其中Seyfert 1星系的可变性可以用一个单一的通用PSD形状来描述，其断裂频率与黑洞质量成比例。变率时间尺度、黑洞质量和X射线光度之间的最佳拟合标度关系意味着样品的平均吸积率约为爱丁顿极限的5%。在所有时间尺度上，与7-12 keV带相比，几乎所有源在相对软的2-4 keV带中表现出更强的可变性。有迹象表明，相对较低的亮度或质量较小的来源表现出较大程度的光谱变化，为总通量的增加。
2004-09-02 astro-ph
EUVE-RXTE simultaneous observations of NGC 4051: variability and spectrum
我们提出的时间和光谱分析的数据收集的极紫外探测卫星（EUVE）的塞弗特1星系NGC 4051在1996年。NGC 4051在1996年5月和1996年12月分别被观测了两次，总共超过200千公里。这些观测总是与罗西X射线定时探测器（RXTE）进行的硬X射线观测同时进行。EUVE光变曲线在每次观测期间变化极大，从峰值到最小值的最大变化超过15倍。我们在EUVE光谱仪中在75-100 A范围内检测到信号，该范围与吸收幂律模型很好地拟合。我们说明了我们的光谱和详细的功率谱分析EUVE数据和比较与RXTE光变曲线和讨论的约束，我们可以把中心对象的质量和发射区域的大小。
1998-09-08 astro-ph
Simultaneous INTEGRAL and RXTE observations of the accreting millisecond pulsar HETE J1900.1-2455
Hete J1900.1-2455是已知的第七颗X射线瞬态吸积毫秒脉冲星，已经爆发一年多了。我们将Hete J1900.1-2455的数据与其他类似天体进行了比较，并试图推导出光谱形成的物理过程的约束条件。研究方法：宽带光谱的持久性发射在2-300千电子伏的能量带和定时性能进行了研究，同时使用INTEGRAL和公开获得的RXTE数据在2005年10月。本文还研究了Hete J1900.1-2455观测到的X射线爆发的性质。结果如下：该谱可用双分量模型描述，该模型由0.8keV的类黑体软X射线辐射和30 keV的热康普顿谱组成，热康普顿谱的电子温度为30 keV，汤姆逊光学深度为τ T ~ 2。在0.1-200 keV的能量带内，在5E 36 erg/s的光度下（假设距离为5 kpc），通过INTEGRAL检测到高达200 keV的源。我们还探测到了一个I型X射线爆发，它显示了光球半径的膨胀。爆发发生在推断的持续发射水平，约为爱丁顿光度的3-4%。利用迄今为止从Hete J1900.1-2455观测到的所有X射线爆发的数据，估计爆发复发时间约为2天。无论是在RXTE还是在INTEGRAL数据中都没有检测到脉动，这对中子星低质量X射线双星的磁场演化理论提出了有趣的限制。
2007-01-13 astro-ph
Properties of X-ray Binaries in the Magellanic Clouds from RXTE and Chandra Observations
SMC的X射线二进制人口是非常不同的银河系组成，除了一个例外，完全是瞬态脉动的Be/中子星二进制。我们现在已经使用罗西X射线定时探测器监测这些SMC X射线天体超过10年，通常每周进行一次观测。RXTE观测得到了钱德拉天文台观测的补充。RXTE观测是非成像的，但可以对脉冲源进行详细的研究。相比之下，钱德拉观测可以提供精确的源位置和较低通量水平的源检测，但不提供相同的定时信息或延长的持续时间光变曲线，RXTE观测。我们总结了这些监测计划的结果，这些监测计划提供了深入了解SMC和银河系之间的差异，并在X射线天体的吸积过程的细节。
2008-10-27 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
Long Term Spectral Variability of Seyfert Galaxies from RXTE Color-Flux Diagrams
我们提出的结果，从RXTE数据期间获得的四个塞弗特星系（NGC 5548，NGC 5506，MCG-6-30-15和NGC 4051）的系统监测计划。我们研究了由四个能带的光变曲线得到的三个硬度比的变化。所有的物体在所有的比率下都显示出相似的光谱变化。为了解释结果，我们计算了对应于幂律加铁线加反射分量的简单光谱模型的硬度比，考虑了两种可能性：a）恒定线等效宽度和反射参数R的变化和b）恒定线和反射通量的变化。总体而言，平均观察到的趋势可以解释光谱斜率的变化和一个恒定的通量铁线和反射组件，虽然存在的线组件，这是可变的短时间尺度上不能排除。最后，我们发现，数据是不一致的增加R与通量的个别来源，这表明，作为一个单一的源的变化，较软的光谱不对应于较大的R值。
2002-02-27 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
Characterizing a new class of variability in GRS 1915+105 with simultaneous INTEGRAL/RXTE observations
本文报道了银河系微类星体GRS 1915+105的100 KS积分观测结果的分析。我们集中在整数革命48号时，源被发现表现出一种新的类型的可变性，初步报告在Hannikainen等。（2003）。我们命名为$ξ$的变化模式的特征在于脉冲行为，包括主脉冲和较短、较软且振幅较小的前驱脉冲，在JEM-X 3-35 keV光变曲线中的时间尺度为5分钟。我们还提出了同步RXTE数据。通过对单个RXTE/PCA脉冲轮廓的研究，我们发现上升阶段比下降阶段更短，更硬，这与在该源中其他类似的变异性类别中观察到的情况相反。在整个旋转过程中，色-色图中的位置对应于状态A（Belloni等人，2000年），但不对应于任何先前已知的变化类别。我们将INTEGRAL数据分成两个子集，覆盖脉冲的最大值和最小值，并用混合热-非热康普顿化模型拟合得到的两个宽带光谱。拟合显示源处于软状态，其特征在于低于~6 keV的强盘分量和在较高能量下的热电子和非热电子的康普顿化。
2005-02-24 astro-ph
An RXTE Survey of Long-Term X-ray Variability in Seyfert 1 Galaxies
从RXTE观测的头三年的数据进行了系统的分析，以产生一组300天，2-10 keV的光变曲线，同样均匀，~5天的采样，共9个赛弗特1星系。这是第一个X射线变率调查，一贯探测时间尺度长于几天在大量的活动星系核。与ASCA观测结果的比较表明，活动星系核在长时间尺度上的变化比短时间尺度上的变化更强。这种增加对于最高光度的光源是最大的。在长时间尺度上测量时，源光度与变率振幅之间的幂律关系既强又浅。这与塞弗特1 s的X射线可变性可以用一个单一的、普遍的波动功率密度形状来描述的图片是一致的，对于更高的光度源，截止移动到更长的时间尺度。所有的Seyfert 1 s在相对软的2-4 keV波段比在硬的7-10 keV波段表现出更强的可变性。这种效应太过明显，以至于无法用简单的模型来解释，这些模型要么是基于康普顿反射分量对幂律连续谱的稀释，要么是基于静态的、对主导的、平面平行的康普顿化日冕中产生的硬X射线。
2000-09-26 astro-ph
Differences between the Two Anomalous X-Ray Pulsars: Variations in the Spin Down Rate of 1E 1048.1-5937 and An Extended Interval of Quiet Spin Down in 1E 2259+586
我们分析了1E 1048.1 - 5937的RXTE档案数据，涵盖一年多的时间跨度。在观测过程中，该源的自旋下降率降低了30%。我们不能解决的X射线通量的变化，因为污染的Eta船底座。我们发现，1E 1048.1 - 5937的脉冲频率波动水平与吸积驱动的脉冲星的典型噪声水平是一致的。最近对1E 2259 + 586的RXTE观测表明，它有一个恒定的自旋下降，定时噪声的上限非常低。我们使用1 E 2259 + 586的RXTE档案X射线观测结果表明，本征X射线亮度时间序列也是稳定的，均方根分数变化小于15%。该源可能处于吸积的安静阶段，具有恒定的X射线光度和自旋下降速率。
2000-09-29 astro-ph
After three years of no unusual activity, Anomalous X-ray Pulsar 1E 1048.1-5937 reactivated in 2007 March. We report on the detection of a large glitch (Delta(nu)/nu =1.63(2)X~10^{-5}) on 2007 March 26 (MJD 54185.9), contemporaneous with the onset of a pulsed-flux flare, the third flare observed from this source in 10 years of monitoring with the Rossi X-ray Timing Explorer. Additionally, we report on a detailed study of the evolution of the timing properties, the pulsed flux, and the pulse profile of this source as measured by RXTE from 1996 July to 2008 January. In our timing study, we attem…
2009-07-25 astro-ph
Swift, RXTE, and INTEGRAL observation of Swift J1922.7-1716
我们报告了分析Swift J1922.7-1716的Swift、RossiXTE和INTEGRAL数据的结果，Swift J1922.7-1716可能是Swift/BAT发现的瞬态X射线源。RXTE/PCA和Swift/XRT，RXTE/PCA和INTEGRAL/ISGRI（0.5-100 keV）能谱测量的快速变化都表明该系统是中子星低质量X射线双星或低吸积水平的黑洞候选者。非同步光谱与相同的光谱形状和通量一致，表明在2005年7月至10月期间变化不大，但档案INTEGRAL数据的分析表明，在2003-2004年没有检测到源，表明一个短暂的或强烈的可变行为。
2006-07-11 astro-ph
RXTE Observations of 3C273 between 1996 and 2000:Variability Timescale and Jet Power
我们提出了一个长期的监测3C 273与RXTE在1996年和2000年之间的结果。总共230次观测相当于845 ksec的净曝光量，3C 273的光谱和变化分析涵盖了硬X射线能量下最长的观测周期。在4年多的时间里，观测到了4倍的通量变化，而在3天的时间尺度上，观测到的单个耀斑的通量变化不到30%。采用功率谱密度（PSD）和结构函数（SF）两种时间尺度方法研究了3C 273的光变特性。硬X射线光子谱一般表现出幂律形状，微分光子指数G = 1.6 ± 0.1。在261个数据段中的10个中，发现了幂律行为的例外：（i）低于4keV的额外软过量，以及（ii）EW = 100-200 eV的宽Fe荧光线特征。我们对这些先前报道的X射线特征的新观测可能意味着3C 273是一个独特的天体，其硬X射线发射偶尔包含与光束发射无关的成分（Seyfert类），但大多数硬X射线可能起源于来自相对论性喷流（blazar类）的逆康普顿辐射。除了我们的RXTE结果，从无线电到伽马射线的多频光谱。本文在同步辐射自康普顿像的框架下讨论了X射线的时间变率和光谱演化。我们考虑了吸积盘、次pc尺度喷流和10 kpc尺度喷流之间的“功率平衡”（包括辐射和动力）。
2002-06-29 astro-ph
RXTE observations of single pulses of PSR B0531+21 I: Flux variations
本文是分析PSR B 0531 +21（蟹状星云脉冲星）约187万个周期的系列文章中的第一篇，该系列文章由RXTE x射线天文台上的PCA探测器观测到。蟹状星云脉冲星的X射线光变曲线在从几天到一个周期（33.46毫秒）的时间尺度上几乎没有变化。其X射线通量变化的标准差为平均值的$\approx$ 0.7%，与其射电通量变化相比可以忽略不计。脉冲到脉冲X射线通量变化的相位分辨功率谱没有显示光谱特征;任何可能的宽光谱特征的峰值的上限是平均功率的0.06%。其积分剖面的两个分量中的X射线通量彼此无关;它们的线性相关系数为0.0004 $\pm$ 0.0010。在无线电波长下经常看到的“巨脉冲”在这里不存在。这项工作对射电和X射线能量下的通量变化之间的联系（如果有的话）设置了非常强的约束，例如由于基本发射体的相干程度的变化。其相位分辨的X射线通量变化与积分轮廓显示出弱的相关性。如果得到证实，这可能是理解蟹状星云脉冲星X射线发射机制的重要线索。
2001-05-28 astro-ph
The X-ray variability of the Seyfert~1 galaxy MCG-6-30-15 from long ASCA and RXTE observations
本文分析了1997年7月对塞弗特1星系MCG-6-30-15的长时间RXTE观测结果。我们的研究结果表明，行为是复杂的。我们从颜色比和直接光谱拟合中找到了明确的证据，表明内在光子指数正在发生变化。光谱硬化在强度减弱的时期是明显的;特别是，在最硬的RXTE耀斑之后的时期，可以看到更硬光谱的一般趋势。通量相关研究进一步表明，3-10 keV的光子指数变陡，而在10-20 keV的波段，随着通量的增加，光子指数变陡。最大的变化来自10 keV以下的光谱指数;然而，内在幂律斜率的变化和反射都在不同程度上对整体光谱变异性做出贡献。我们发现，铁线通量是一致的，是恒定的，在大的时间间隔上的订单天（虽然ASCA和RXTE光谱显示，$F_{Kα}$的变化在较短的时间间隔上的订单<10 ks），和等效宽度，它与连续通量，和反射分数。通量相关的研究指出可能的电离签名，而详细的光谱分析的短时间间隔周围的耀斑事件暗示暂时在观测光谱响应的耀斑。我们提出了一个简单的模型，部分电离的大部分变异来自6r_g内。时间分析进一步提供了可能的时间（<1000 s）和相位（φ ~0.6 rad）滞后的证据。最后，我们报告了功率密度谱（~ 4-5 x 10^{-6}Hz）的明显中断和可能的33小时周期。估计的质量的黑洞在MCG-6-30-15的范围内讨论的光谱和时间的调查结果。
2000-07-18 astro-ph
A Comparison of the Variability of the Symbiotic X-ray Binaries GX 1+4, 4U 1954+31, and 4U 1700+24 from Swift/BAT and RXTE/ASM Observations
利用雨燕爆发预警望远镜（BAT）和罗西X射线定时探测器（RXTE）全天监测器（ASM）的观测结果，对三个共生X射线双星GX 1+4、4U 1700+24和4U 1954+31的X射线变率进行了分析。用雨燕BAT对4U 1954+31的观测显示调制周期接近5小时。模型来解释这种调制进行了讨论，包括存在一个非常慢的X射线脉冲星的系统和吸积不稳定性。我们的结论是，最有可能的解释是，4U 1954+31包含已知最慢的X射线天体之一。与4U 1954+31不同的是，GX 1+4和4U 1700+24都没有显示出任何在小时时间尺度上的调制证据。对GX 1+4、4U 1700+24和4U 1954+31的RXTE ASM光变曲线的分析没有显示任何源存在周期性调制，尽管所有三个源在长时间尺度上都有相当大的变化。GX 1+4的光学轨道周期为1161天，而以前报道的X射线周期为304天，两者都没有调制。对于4U 1700+24，我们无法从较短持续时间的ASM光变曲线中确认先前针对该源提出的404天X射线周期。我们的结论是，所有这三个来源有大量的低频噪声在其功率谱，可能会给周期性调制的外观，如果这种噪声没有得到适当的考虑，特别是如果短时间的光变曲线进行检查。
2007-11-09 astro-ph
RXTE Observation of PSR B0656+14
1997年8月22日至9月3日期间，利用带有正比计数器阵列（PCA）的{ \it Rossi X射线定时探测器（RXTE）}和高能X射线定时实验（HEXTE）对PSR B 0656 +14进行了160 ksec的观测。在时间分析中没有发现脉动，其中应用同期的无线电星历和各种统计检验来寻找脉动的证据。根据$H$检验，在95.5%置信水平下，发现在整个HEXTE能量带中的数据存在脉动的边缘检测。在2-10 keV的能带内，{ \it RXTE} PCA的上限比{ \it ASCA} GIS数据的上限低一个数量级。如果这颗脉冲星的{ \it CGRO} EGRET探测是真实的，考虑到大多数EGRET探测到的脉冲星在硬X射线和伽马射线能带中具有冷却谱的共同特征，估计的{ \it RXTE}上限指示从20 keV或更高开始的冷却谱的偏差（低能量翻转）。这反过来又表明PSR B 0656 +14的高能辐射来源于外磁层同步辐射。{ \it RXTE} PCA上限还表明，基于{ \it ASCA} SIS数据（1-10 keV）与{ \it ROSAT}数据联合拟合的报告幂律分量（如果真实）应主要是无脉冲的。
1998-08-11 astro-ph
RXTE Observations of GX 3+1
我们总结了新的RXTE观测，以寻找明亮的银河系核球源GX 3+1的毫秒X射线变化。在短短的2千秒的观察，我们没有检测到千赫兹（kHz）准周期振荡（QPO）。我们对这种振荡的振幅设置了约1%（rms）的上限。
1998-02-02 astro-ph
INTEGRAL and RXTE Observations of Centaurus A
INTEGRAL和RXTE在2003年3月、2004年1月和2004年2月对附近的射电星系Cen A进行了三次同时观测，目的是通过X射线/低能伽马射线通量的光谱/时间变化来研究几何形状和发射过程，以及INTEGRAL仪器与RXTE仪器之间的相互校准。当结合早期档案RXTE的结果，我们发现幂律连续通量和视线柱深度独立变化，和铁线通量基本上是不变的。考虑到自1970年以来的卫星X射线光谱测量结果，我们发现柱体深度在1.0 × 10^23 cm^-2和1.5 × 10^23 cm^-2之间存在变化，并认为从近侧观察时，翘曲的吸积盘边缘的变化可能是原因。
2005-12-16 astro-ph
Observations of millisecond X-ray pulsars
我目前已知的五个吸积驱动的毫秒X射线天体的观测审查，重点是罗西X射线定时探测器（RXTE）卫星获得的结果。在这篇评论中，一个突出的地方是发现的第一个这样的系统，SAX J1808.4-3658。目前，已经从这个来源检测到四次爆发，其中三次已经使用RXTE进行了研究。这使得这个源成为所有吸积驱动的毫秒彗星中研究得最好的例子。它在2002年10月的爆发特别令人感兴趣，因为在它的热核X射线爆发期间发现了千赫兹准周期振荡和爆发振荡。另外四颗吸积毫秒双星是在过去两年中发现的，迄今为止只发表了有限的结果。更多的评论可以在http://zon.wins.uva.nl/~rudy/admxp/上找到
2004-03-17 astro-ph
Timing and Spectroscopy of Accreting X-ray Pulsars: the State of Cyclotron Line Studies
在RXTE时代，对时序的大量强调一直是推动越来越高的频率现象，特别是kHz QPO。然而，RXTE尖端仪器的大面积提供了另一种能力，这是理解吸积X射线天体的关键--在有限的观测时间内积累高质量光谱的能力。对于吸积的X射线类星体，由于它们的自旋频率相对适中，这就转化为研究作为脉冲相位函数的宽带光谱的能力。这是一个关键的工具，因为脉冲星的光谱是“吸积丘”的几何形状和观测者对~10^12 G磁场的视角的强函数。特别是，“回旋线”的外观是敏感地依赖于观察的几何形状，这必须随着恒星的旋转而改变。这些光谱特征，只在少数天体中看到，是非常重要的，因为它们给了我们对中子星磁场的唯一直接测量。此外，它们还携带了大量关于增生丘的几何和物理条件的信息。本文综述了利用RXTE进行回旋加速器谱线研究的现状。我们提出了一个相位平均结果的概述，并给出了观察的例子，说明了相位分辨光谱的力量。
2004-03-09 astro-ph
Probing Dense Matter in the cores of AGN: Observations with RXTE and ASCA
本文介绍了用ASCA和RXTE对Seyfert 1星系进行X射线光谱研究的初步结果。通过对康普顿反射和Fe K-α荧光的X射线后处理特征的分析，发现铁谱线强度并不一定是反映反射量的好指标。Fe K-α和反射的可变性特性不一定一起缩放，并且再处理通量的行为相对于连续可变性的实质性解耦是常见的。这种趋势表明活动星系核中存在着多个和/或复杂的致密物质区域，标准的吸积盘模型大大简化了现实。
2000-07-21 astro-ph
Long-Term X-Ray and TeV variability of Mrk 501
本文介绍了1997、1998、1999、2000和2004年利用RXTE对耀变体Mrk 501进行的X射线观测。本研究的目标是双重的：1）表征长期的X射线通量和光谱变化的源与模型无关的分析，和2）调查的X射线和TeV的相关性在长时间尺度上。的频谱和时间的变化特性似乎是显着不同的非喷流占主导地位的无线电大声和无线电安静AGN与RXTE监测。为了研究长时间尺度上的X射线/TeV相关性，我们将RXTE数据与HEGRA和Whipple历史光变曲线进行了比较。我们确认存在的直接相关性，这似乎是更强的源时，是明亮的。单个耀斑的分析表明，X射线\TeV相关活动是不均匀的。然而，更敏感的TeV观测是必要的，以证实这些发现，并把更严格的约束喷流模型（删节）。
2006-03-24 astro-ph
Discovery of an Ultra-fast X-ray Pulsar in the Supernova Remnant N157B
本文介绍了在大麦云星云中发现的类蟹状超新星遗迹N157 B的16 ms脉冲X射线辐射。这是与超新星遗迹（SNR）相关的最快旋转脉冲星。罗西X射线计时探测器（RXTE）以SN 1987 A为中心进行观测，发现了一颗具有窄脉冲轮廓的X射线脉冲星。档案ASCA X射线数据证实了这一探测，并将脉冲星定位在超新星遗迹N157 B的1'范围内，距离SN 1987 A 14'。这颗脉冲星显示了RXTE和ASCA观测之间存在故障的证据，时间跨度为3.5年;平均线性自旋下降率为Pdot = 5.126 X 10 E-14 s/s。扣除背景的脉冲发射类似于其他类克拉布光子晶体，其光子指数的幂律为~ 1.6。特征自旋下降年龄（~ 5000年）与先前SNR的年龄估计一致。一颗旋转供电的脉冲星的B场推断为~ 1 X 10 E12高斯。我们的结果证实了N157 B的蟹状星云性质;该脉冲星可能与ROSAT HRI观测揭示的紧凑X射线源有关。
1998-03-18 astro-ph
X-Ray Variability of NLS1s and BLS1s
使用RXTE获得了1个NLS 1（Akn 564）和4个BLS 1的均匀采样硬X射线监测。NLS 1的变异幅度不大于BLS1的平均值，并且NLS 1在RXTE带的较硬部分显示出更强的变异性，而BLS1在带的相对较软部分的变异性更强。这篇文章讨论了这些令人惊讶的结果，包括可能的校准误差或长期和短期的NLS 1s和BLS1s的时间尺度变化之间的系统差异可能的解释。
2000-05-08 astro-ph
Combined Long and Short Timescale X-ray Variability of NGC4051 with RXTE and XMM-Newton
本文对窄线塞弗特1（NLS 1）星系NGC 4051的X射线变率进行了全面的研究。我们将RXTE超过6.5年的频繁监测观测与XMM-Newton的> 100 ks连续观测相结合，因此提出了一个功率谱密度（PSD），覆盖了从1 e-2 Hz到6.5十年的前所未有的频率范围<1e-8 to >。结合RXTE和XMM牛顿PSD是一个非常好的匹配PSD的银河系黑洞双星系统（GBH）天鹅座X-1时，在一个“高”，而不是“低”，提供了第一个明确的确认活动星系核在一个“高”的状态。我们发现PSD在频率ν_{B}= 8 e-4 Hz处有一个突变。如果ν_{B}与质量成线性关系，则假设天鹅座X-1的黑洞（BH）质量为10 M_solar，我们推断NGC 4051的BH质量为3e-5 M_solar，这与最近报道的混响映射值是一致的。因此，NGC 4051在\sim 30% L_{Edd}下发射。我们注意到，较高能量的光子滞后于较低能量的光子，并且滞后对于较长傅立叶周期的变化更大，并且随着带的能量分离而增加。不同波段的变化在长傅立叶周期时是非常相干的，但在较短的周期时，随着波段之间能量分离的增加，相干性降低。这种行为类似于GBH，表明频率和光子能量的径向分布，能量越高，频率越高，半径越小[缩写]。
2003-09-05 astro-ph
The nature of a broad line radio galaxy: Simultaneous RXTE and Chandra HETG observations of 3C 382
我们提出的结果，同时钱德拉和rxte观测的X射线明亮的宽线射电星系（BLRG）3C 382。长时间（120 ks）的曝光与钱德拉HETG允许详细研究的软X射线连续谱和铁K α线的窄成分。的rxte PCA数据被用来把一个上限的宽线分量和约束硬X射线连续。在时间平均的HETG谱中观察到低于1 keV的强软过量，其可以用陡峭的幂律或热模型参数化。低能时的通量变化表明，软过剩的起源不能完全归因于钱德拉在20-30弧秒（22-33千秒差距）尺度上探测到的环核扩散发射。通过钱德拉HEG观察到窄（σ <90 eV）Fe Ka线（EW< 100 eV）。类似的值的线参数测量的rxte PCA，这表明从一个广泛的线组件的贡献是可以忽略不计的。事实上，曝光被分成两个观察采取三天分开，使我们能够调查光谱和时间演变的来源在不同的时间尺度。在小时和天的时间尺度上观察到与光谱变化相关的显著通量变化。光谱的变化类似于在射电宁静活动星系核中观察到的，排除了X射线的喷流主导起源。
2007-04-20 astro-ph
Long-Term X-ray Variability in GX 354-0
我们首次报道了用Rossi X射线定时探测器（RXTE）上的全天监视器（ASM）观测到的明亮球源GX 354-0（=4U 1728-34）的长期X射线变化。2年RXTE ASM数据库显示在约72天时具有显著功效。在6年Ariel 5 ASM数据库中也观察到类似的行为，但周期约为63天。时间尺度和光变曲线类似于天鹅X-2中观察到的~78天调制，因此我们将GX 354-0中的这种调制解释为超轨道效应。
1998-05-06 astro-ph
Integrally monitoring GRS 1915+105 with simultaneous INTEGRAL, RXTE, Ryle and Nancay observations
我们在这里报告的结果，同时进行的2个观测与INTEGRAL，RXTE，赖尔和Nancay射电望远镜。这些观测属于所谓的$ν$和$λ$类的变化，在此期间，观测到高水平的相关X射线和射电变化。我们研究的吸积过程中看到的X射线之间的连接，并在无线电中看到的喷射。通过观察$λ$类的喷射，我们概括了GRS 1915+105中的离散喷射发生在软X射线下降/尖峰序列之后的事实。然后，我们通过对INTEGRAL数据的光谱方法来确定最有可能触发喷射的因素。我们表明，每个喷射很可能是一个Comptonising介质负责硬X射线发射看到以上15千电子伏的喷射的结果。
2006-09-27 astro-ph
RXTE observations of the Seyfert galaxy NGC 5506: evidence for reflection from disk and torus
本文报道了用Rossi X射线定时探测器对窄线塞弗特星系NGC 5506的观测结果。观测涵盖了约1000天的时间间隔，在此期间，源显示出强通量和光谱变化。该光谱清楚地显示了在6.4 keV处的铁荧光发射和显著的反射特征。在低通量状态下，铁谱线的等效宽度和反射连续谱的相对强度都较高。反射特征的可变性可以通过两个反射分量的存在来解释：一个是对初级连续体的通量变化迅速响应的分量，另一个是来自远处反射器（例如分子环面）的缓慢可变的分量。
2000-08-15 astro-ph
