Spiral Structure in WZ Sagittae around the 2001 Outburst Maximum
在2001年7月23日至27日连续五个晚上获得了WZ Sge的中分辨率相位分辨光谱，涵盖了2001年超级爆发的初始阶段。He \textsc{II}在4686 nm处的双峰发射线在7月23日没有出现，7月24日与C \textsc{III}/N \textsc{III} Bowen混合物的发射线一起出现。利用多普勒层析成像技术对He \textsc{II}发射线进行了分析，揭示了吸积盘上的非对称螺旋结构。这一发现表明，具有非常短的轨道周期的螺旋激波可以在爆发的初始阶段出现，并且可能存在于所有SU UMa恒星中。
2001-12-16 astro-ph
The giant X-ray outbursts in NGC 5905 and IC 3599: Follow-up observations and outburst scenarios
在过去的几年里，在一些星系中报道了巨大振幅的X射线爆发。作为解释这些观测结果的令人兴奋的可能性之一，超大质量黑洞对恒星的潮汐破坏已经被提出。本文详细讨论了NGC 5905的这种和其它可能的X射线爆发情况，并比较了NGC 5905和IC 3599在爆发和平静时的情况。为此，我们提出了（i）全面分析的所有ROSAT观测的NGC 5905，（ii）光学测光的NGC 5905准同步的X射线爆发，（iii）第一次爆发后的光学光谱的NGC 5905和高分辨率的爆发后光谱的IC 3599，和（iv）在IC 3599的光学爆发光谱中发现的高激发发射线的光电离模型。研究的爆发模型包括，除了潮汐破裂事件，在稠密介质中的超新星，吸积盘不稳定性，极端引力透镜事件，和X射线余辉的伽玛暴。这两个星系在静止的光谱仔细检查永久低级别的塞弗特活动的迹象。虽然IC 3599显示出一些活动迹象，但NGC 5905没有显示出任何迹象。目前，在X射线爆发中，这使得NGC 5905成为唯一安全的候选者，在一个不活跃的星系中发生潮汐破裂事件。我们简要地评论搜索的基础上，ROSAT观测进一步高度可变的对象。有几个因子为10-20。
1999-01-12 astro-ph
V0332+53 in the outburst of 2004--2005: luminosity dependence of the cyclotron line and pulse profile
本文介绍了在2004年12月至2005年2月间利用INTEGRAL和RXTE天文台对瞬态X射线脉冲星V0332+53在宽（3-100 keV）能带内的一次强爆发进行观测的结果。在源光谱中检测到能量为~26 keV的回旋共振散射线及其分别为~50和~73 keV的两个高次谐波。结果表明，谱线的能量不是常数，而是随光源亮度线性变化。对于不同水平的源强度，揭示了强烈的脉冲轮廓变化，特别是在回旋加速器线附近。我们根据X射线散射的理论模型讨论了所得结果。
2006-05-24 astro-ph
NSV 10934: an Unusual ROSAT-Selected Dwarf Nova: An Analogous Object to HT Cam?
NSV 10934是一颗大振幅的疑似变星，分类未知。我们注意到，该物体被识别为明亮的ROSAT X射线源（1 RXS J184050.3-834305）。VSNET小组对该天体的系统监测显示，在2001年至2002年期间发生了四次爆发，证实了NSV 10934的矮新星性质。爆发的特点是迅速衰落（1.5 mag内0.90 d）的爆发结束。结合强烈和相对较硬的X射线探测，这种爆发行为表明该物体可能与最近发现的中间极地HT Cam（astro-ph/0206184）有关。
2002-07-29 astro-ph
Simultaneous photometry and echelle-spectroscopy of the dwarf nova BZ Ursae Majoris during the 2005 January Outburst
我们同时报告光度和阶梯光谱观测的矮新星BZ UMa在此期间，我们很幸运地赶上了系统爆发的开始，我们详细跟踪的发展，从静止到早期下降。爆发有一个前兆，持续时间很短（约5天），具有高度不对称的光变曲线。在上升过程中，我们观察到一个“跳跃”，在半小时的时间里，亮度几乎翻了一番。功率谱分析显示，周期约为42分钟的明确振荡。使用多普勒层析成像，我们发现，不寻常的发射分布检测到的平静举行的爆发。在最大值之后，一个新的发射源出现了，来自当时最亮的第二颗恒星的内半球。我们分析了这一爆发的“由内而外”和“由外而内”的类型，以确定这些类型发生在BZ UMa。
2006-03-13 astro-ph
Post-Outburst Observations of V1647 Ori: Detection of a Brief Warm, Molecular Outflow
我们提出了新的观测基本振转CO光谱的V1647猎户座，年轻的恒星，其最近爆发照亮麦克尼尔星云。以前的光谱，在2004年2月和7月的爆发期间获得的，显示了CO的发射线是广泛的和中央峰值类似的一个典型的经典金牛座T星的CO光谱。在本文中，我们提出了CO光谱后不久获得的亮度源恢复到其爆发前的水平（2006年2月），大约一年后（2006年12月和2007年2月）。2006年2月拍摄的光谱显示，蓝移的CO吸收线叠加在先前观察到的CO发射线上。该流出气体的预计速度、柱密度和温度分别为30 km/s、3^{+2}_{-1} E_（18）cm^{-2 $}和700^{+300}_{-100} K。在2006年12月和2007年2月的数据中没有观察到吸收线，因此它们的强度在此期间一定下降了9倍或更多。我们讨论三种机制，可能会导致这种不寻常的外流。
2007-10-02 astro-ph
Observation of V0332+53 over the 2004/2005 outburst with Integral
利用Integral对瞬态X射线脉冲星V0332+53在2004/2005年的爆发进行了光谱和时间分析。在相位平均谱中发现第三条回旋加速器谱线之后（Kreykenbohm等人，2005年; Pottschloven等人，2005年），详细的脉冲相位谱显示，通过4.4s X射线脉冲，回旋加速器谱线的变化非常小（Pottschloven等人，2005年）。在爆发的下降过程中，观测到通量呈指数衰减，直到2005年2月10日，此后呈线性衰减。发现随着时间的推移，光谱变得更硬，而折叠能量保持不变。基回旋谱线的能量随时间增加，从RXTE观测的26.5kev增加到积分观测的29.5kev，表明发射区向中子星表面移动。详细分析见Mowlavi et al（2005）。
2005-11-09 astro-ph
The binary period and outburst behaviour of the SMC X-ray binary pulsar system SXP504
在小麦哲伦云中的X射线源CXJ 005455.6 -724510 = RX J 0054.9 -7245 = AX J 0054.8 -7244 = SXP 504的光学对应物中探测到一个可能的双星周期。钱德拉在2002年7月4日发现了这个源，随后在2003年12月18日由XMM-牛顿观测到。该光源与光学引力透镜（OGLE）天体的光变曲线一致，在该天体的光变曲线中，可以看到几个光学爆发峰值，间隔约为268天。时间分析显示268.6 +/- 0.1天的时间段具有> 99%的显著性。档案罗西X射线定时探测器（RXTE）的504秒脉冲周期的数据揭示了检测密切对应的预测或实际峰值的光学数据。这个轨道周期和504秒的脉冲周期之间的关系在科贝特图中发现的正常变化范围内。
2005-05-17 astro-ph
RXTE spectra of the Galactic microquasar GRO J1655-40 during the 2005 outburst
我们报告的389 RXTE观测银河系微类星体GRO J1655-40，在其2005年爆发进行了详细的光谱分析的结果。在这次爆发中达到的最大亮度是上一次（1996-1997年）爆发的1.4倍。然而，两次爆发期间的光谱行为非常相似。特别是，在相同的临界光度下，Ldisk与Tin ^[4]成正比，而且在两次爆发中，都有能谱非常柔和的时期，但无法用标准的圆盘模型来拟合。
2007-02-01 astro-ph
A detection of the donor star of Aquila X-1 during its 2004 outburst?
相位分辨高分辨率光谱学揭示了窄的N III和He II发射线从软X射线瞬态天鹰座X-1在其2004年爆发，作为一个功能的轨道一致的捐助者的明星相移动。在假设这些线来自施主星的辐照侧的条件下，我们可以将施主星的K_2速度限制在>247+/-8km/s，并导出质量函数f（M_1）>1.23+/-0.12M_sun。基于发射分量的旋转展宽估计表明，可能存在一颗质量大于1.6兆太阳质量的中子星（95%置信度）。然而，在未来的爆发期间，Aql X-1的更新星历表和额外的高分辨率光谱是必要的，以确认窄线确实起源于施主星表面，并可靠地确定这个重要的X射线双星的系统参数。在爆发结束时拍摄的光谱显示，发射线的形态发生了显着变化。不再有施主星的特征，而狭窄的低速发射线的存在变得清晰，使Aql X-1成为缓慢增长的低速发射线源。
2006-12-15 astro-ph
Orbital Periodicities in the Hard Emission from X-ray Transient - Black Hole Candidates Between Outbursts
在Prognoz-9号卫星和“和平号”轨道站（GRIF实验）上进行的空间实验中，用硬X射线（10-300千电子伏）对银河系中心区域进行了长期观测，发现了一些周期源。包括时周期和日周期，周期范围为：152 h、98 h、82 h（4U 1700 -37）、69 h、62 h、13.3h、9.36h、8.03h、8.15h（岑X-4）、4.38h、4.35h（4U 1755 -33）和3.45h。对于所有观察到的周期性过程的平均相位分布（光变曲线）在不同的能量范围内获得。大多数观测到的周期源的平均位相分布既不同于正弦形式，也不同于纯食形式。在六个具有周期日范围的源中，至少有三个被确定为X射线新星-黑洞候选者：152 h（H1705-25，Nov.Oph.，1977），62小时（GRO J 1655-40，Nov. Sco.，1994），13.3h（4U1543-47）。在Prognoz-9和GRIF“和平号”实验中对GRO J 1655-40和4U 1543 -47的观测结果与CGRO、RXTE、BeppoSax空间观测站获得的观测数据进行了比较。应该指出的是，即使在爆发之间的时期，X射线瞬变黑洞候选者GRO J 1655-40和4U 1543 -47的硬发射也揭示了轨道周期性。周期在一天范围内的周期性过程对于像X射线新星-黑洞候选者这样的瞬变源来说是典型的。这样的周期性是轨道的，但它…
2004-04-08 astro-ph
HST Observations of GRO J1655-40 in Outburst
我们研究的结果，协调HST-RXTE-CGRO活动，研究微类星体GRO J1655-40在其1996-7爆发，集中在解释的整体反相关之间看到的光学和X射线通量在爆发的最初几个月。我们的工具包括回波测绘、光学/紫外连续光谱建模和光谱可变性分析。最后，我们提出了一种可能的解释的反相关性。
1998-06-05 astro-ph
Rapidly Evolving Circularly Polarized Emission during the 1994 Outburst of GRO J1665-40
我们报告了1994年银河系微类星体GRO J1655-40爆发期间的圆偏振探测。在1.4和2.4GHz处可以清楚地检测到圆极化，但在4.8和8.4GHz处没有检测到，其幅度从未超过5 mJy。在爆发过程中，圆偏振的符号和幅度都发生了变化。偏振发射的时间依赖性和幅度可以定性地解释由一个模型的基础上从爆发的同步辐射，但最一致的圆偏振所产生的传播效应，通过周围的相对论等离子体的对象。
2002-10-01 astro-ph
INTEGRAL observations of the blazar Mrk 421 in outburst (Results of a multi-wavelength campaign)
我们报告的结果，多波长运动的耀变体Mrk 421爆发期间。我们在X射线能量下观察到了四个在其他波长下看不到的强烈耀斑（部分原因是数据缺失）。从X射线的最快上升，可以推导出发射区域延伸的上限。观察到高能和低能X射线之间的时间滞后，这允许估计磁场强度。X射线的光谱分析揭示了低能（3 - 43 keV）光谱指数的轻微光谱硬化。Swift-XRT（0.2 - 10 keV）数据的硬度比分析表明与强度的小相关性;例如，观察到硬到软的演变。在IBIS/ISGRI的能量（20 - 150 keV）下，这种相关性不太明显。合成了多波长光谱，计算了X射线和辐射热光度。
2008-05-16 astro-ph
The 1996 Outburst of GRO J1655-40
在1996年期间，利用包括HST、RXTE、CGRO和地面设施在内的多波长活动观测了软X射线瞬变和超光速喷流源GRO J1655-40。在这里，我们专注于一个关键的问题所提出的意见：在哪里以及如何爆发的光通量起源？任何模型不仅必须符合光谱，而且必须考虑到X射线通量持续缓慢上升而光通量下降的观测结果，这与SXTs和矮新星爆发的标准模型的预测相反。
1997-08-18 astro-ph
The Nature of the Giant Outbursts in the Bursting Pulsar GRO J 1744-28
我们调查的可能作用的吸积盘不稳定性产生的巨大的爆发中看到的GRO J1744-28。具体来说，我们研究的全球性，时间依赖的Lightman-Eardley不稳定性，可以开发附近的内边缘的吸积盘时，辐射压力变得可比的气体压力的演变。一般来说，我们的结果与Taam \& Lin和Lasota \& Pelat的早期工作是兼容的。GRO J1744-28的独特性似乎与这样一个约束有关，即为了使爆发发生，内边缘的吸积速率必须在一个狭窄的范围内，刚好高于辐射压力开始变得显着的临界吸积速率。
1996-05-20 astro-ph
The 1996 Outburst of GRO J1655-40: The Challenge of Interpreting the Multi-wavelength Spectra
我们报告的活动，以观察SXT GRO J1655-40的突出使用HST，XTE和GRO和AAT的结果。这一爆发与其他SXT爆发和该源以前的爆发在性质上完全不同。硬X射线活动的开始非常缓慢，持续了几个月，相对于软X射线的上升有所延迟。在此期间，光通量稳步下降。这种明显的反相关性与SXT爆发的标准盘不稳定性模型不一致，如果光学输出主要由后处理控制，也不符合预期。利用我们推导出的红化，我们发现去红化后的光谱主要是由一个在光学区域达到峰值的成分所支配，而预期的nu^1/3圆盘光谱只在紫外区域出现。我们认为可能的解释，这个光谱的热发射从外吸积盘和/或二级恒星，无论有和没有X射线照射，也作为非热光学同步辐射从一个紧凑的自吸收中心源。X射线光谱大致类似于黑洞候选者中常见的高软状态，但通过两个子状态演化。爆发数据集不能容易地解释任何标准模型的SXT爆发。许多特征可以解释与模型相结合的X射线照射与光盘的不稳定性，但与一个非常大的光盘在这个长周期系统的添加成分。
1998-03-12 astro-ph
Dual Nature of Hard X-Ray Outbursts from the Superluminal X-Ray Transient Source GRO J1655-40
本文报道了1995年3 - 4月强X射线爆发期间和之后对GRO J1655-40的超光速X射线瞬变的多波长观测结果。GRO J1655-40由CGRO上的BATSE持续监测，并在地面的无线电和光学波段反复观察。在硬X射线爆发后大约一个月，HST于1995年4月25日和27日两次观测到GRO J1655-40，目的是探测从喷出的等离子体团中发出的微弱光学辐射。尽管1995年4月的硬X射线发射与1994年以前的事件相似，但没有检测到与等离子体团有关的无线电或光学发射。我们的结论是，GRO J1655-40是一个复杂的行为表现：无线电响亮的硬X射线爆发与强大的无线电发射（通量$f_r \goe 100$ ~mJy）从一个'核心'源和传播的等离子体团（如在1994年），和无线电安静的硬X射线爆发没有检测到的无线电发射和等离子体团活动（$f_r \loe 0.5$ ~mJy）（如在1995年）。我们的结果可以约束相对论性等离子体团的粒子加速和辐射模型。
1996-10-25 astro-ph
Hard X-ray emission of the microquasar GRO J1655-40 during the rise of its 2005 outburst
本文分析了银河系黑洞GRO J1655-40在2005年爆发初期的高能辐射。458 ks的INTEGRAL观测数据，分布在4周内，与现有的同步RXTE和雨燕数据一起进行分析。高能量的数据使我们能够检测到一个高能量截止的存在，并研究其演变过程中的爆发上升。这种高能量的特点通常与康普顿化模型框架中的热机制有关，从中我们可以估计等离子体参数。我们发现电子温度约为30-40 keV，光学深度约为1.8-2.1。高能截止随着射电流量的增加而减小，并随着喷流的关闭而消失。
2008-03-27 astro-ph
Discovery of the 198 s X-ray Pulsar GRO J2058+42
GRO J2058+42是一颗198秒的瞬变X射线脉冲星，由康普顿伽马射线天文台（CGRO）的爆发和瞬变源实验（BATSE）在1995年9月至10月的一次“巨”爆发中发现。总通量的峰值约为300 mCrab（20-50 keV），由地球掩星测量。在46天的爆发中，脉冲周期从198秒减少到196秒。脉冲形状演变的过程中的爆发，并表现出能量依赖的变化。BATSE观测到GRO J2058+42的另外五次弱爆发，每次持续两周，峰值脉冲通量约为15 mCrab（20-50 keV），间隔约110天。通过罗西X射线定时探测器（RXTE）正比计数器阵列（PCA）对1996年11月爆发的观测，将源定位在以R. A为中心的4 \arcmin半径误差圆内（90%置信度）。= 20小时59m.0，Decl. = 41度43弧分（J2000）。BATSE在前四次15 mCrab爆发之间的中途检测到峰值脉冲通量约为8 mCrab的额外较短爆发。RXTE全天空监测器探测到了所有8个弱爆发，其持续时间和强度大致相等。GRO J2058+42很可能是一颗Be/X射线双星，它在近星和远星爆发。迄今为止，还没有发现光学对应物，ROSAT存档观测的误差圆中也没有X射线源。
1998-02-25 astro-ph
HST Observations of Black Hole X-ray Transient Outbursts
哈勃太空望远镜在一项正在进行的“机会目标”计划下，现已观测到四个黑洞爆发时的X射线瞬变：GRO J 0422 +32（1994）、GRO J1655-40（1996）、XTE J1859+226（1999-2000）和XTE J1118+480（2000）。我们总结了迄今为止该计划的亮点，包括光谱能量分布的多样性，相关的X射线/UV/光学快速变化和详细的UV光谱。
2000-08-09 astro-ph
Absorption dips in the light curves of GRO J1655-40 and 4U 1630-47 during outburst
使用RXTE PCA，我们发现了黑洞候选者GRO J1655-40和4U 1630-47在爆发期间的X射线光变曲线中的深凹。GRO J1655-40在同一爆发期间的90秒RXTE ASM测量中发现了类似的下降。两个源的下降持续时间都是以分钟为单位。在GRO J1655-40中用RXTE PCA和ASM观测到的倾角的出现与光学确定的轨道周期一致，并且在光度轨道相位0.72和0.86之间发现。这构成了GRO J1655-40 X射线轨道变化的第一个证据。主成分分析数据表明，吸收介质是负责这些下降。在下降期间的X射线光谱可以最好地描述由一个严重吸收的成分和一个未吸收的成分。在GRO J1655-40的情况下，我们能够限制吸收介质和中心X射线源的范围。
1997-10-02 astro-ph
ToO observations of GRO J1655-40 in outburst with INTEGRAL
本文给出了对黑洞瞬态GRO J1655-40的积分数据的分析结果。这些观测包括2005年2月至4月的4个ToO（每个100 ks）观测的AO-3传播。我们在这里提出的初步光谱分析，这个源之间的5和200千电子伏。此外，在此期间获得的光变曲线的一些意见。
2006-09-18 astro-ph
An Optical Precursor to the Recent X-ray Outburst of the Black Hole Binary GRO J1655-40
罗西X射线定时探测器上的全天监视器探测到了一次从黑洞双星GRO J1655-40开始的X射线（2-12 keV）爆发，爆发发生在1996年4月25日附近。1996年4月20日至24日获得的光学光度测量显示，在X射线爆发开始前约6天，B、V、R和I源开始稳定增亮。光学增亮的开始时间在I中最早，在B中最晚。然而，B中的光学增亮速率最快，I中的光学增亮速率最慢。不同滤光器的增加顺序表明，这一事件是吸积盘的“由外向内”扰动。光学上升和X射线上升之间的显著延迟可能为吸积盘内部区域的对流主导吸积流模型提供间接支持。
1997-01-15 astro-ph
The outburst radial velocity curve of X-Ray Nova Scorpii 1994 (=GRO J1655--40)
本文对1994年天蝎座X射线新星爆发径向速度数据进行了再分析。使用一个模型的基础上X射线加热的二级恒星，我们建议一个更现实的处理径向速度数据。在（K_2，q）平面上得到的解，与已公布的双星质量比和倾角值相结合，将黑洞的质量限制在4.1<M_1<6.6 Msun的范围内（90%置信度），这大大低于Orosz和Bailyn（1997）得到的值。这个黑洞质量的降低的下限和系统的高空间速度与它是由中子星的超新星后坍缩形成的想法一致。
1998-11-30 astro-ph
The 1996 outburst of GRO J1655-40: disc irradiation and enhanced mass transfer
我们发现，1996年爆发的X射线双星瞬态系统GRO J1655-40可以解释为标准的矮新星型盘的不稳定性，其次是一个插曲的增强质量转移从次要的，如果在GRO J1655-40的质量转移率是在一个因素< 10的稳定性限制。我们认为，辐射的二次爆发驱动的外盘的热不稳定性的发病过程中可以增加稳定吸积所需的最小值以上的质量传递速率。然后，这将产生在该系统中看到的接近恒定的X射线发射周期。这种情况也可以解释观测到的光学和X射线通量之间的反相关。一般认为，低质量X射线双星的光辐射是由X射线照射外盘产生的。也有强有力的间接证据表明，为了让外圆盘看到辐射通量，它必须弯曲。根据翘曲传播机制，来自次级或粘性衰变的质量爆发可能会降低翘曲程度，从而导致观察到的光通量减少，而X射线通量保持不变甚至增加，正如GRO J1655-40中所观察到的那样。最后，圆盘翘曲的减少以及由此产生的辐射将导致圆盘再次变得不稳定，从而终止爆发。
2000-01-12 astro-ph
The 2005 outburst of GRO J1655-40: spectral evolution of the rise, as observed by Swift
我们目前的黑洞X射线瞬变，GRO J1655-40，在最近的爆发斯威夫特观测。凭借其多波长功能和灵活的调度，Swift非常适合监测此类事件的光谱演变。对GRO J1655-40进行了20次观测，所有仪器都获得了大部分时期的数据。X射线光谱显示光谱形状与各个时期的“典型”低/硬，高/软和非常高的状态一致。软X射线源（0.3-10 keV）从静止上升，并进入低/硬状态，当铁发射线被检测到。然后软X射线源软化并衰减，然后开始缓慢的重新变亮，然后在非常高的状态下度过$\sim 3$周。硬X射线（14-150 keV）的表现类似，但它们的峰值比软X射线的峰值早了几天;此外，在缓慢的软X射线重亮期间，平均硬X射线通量保持近似恒定，当源进入非常高的状态时突然增加。这些观察结果表明（并证实了以前的建议），低/硬状态是提高我们对爆发触发和机制的理解的关键。光学/紫外光变曲线的表现与X射线的非常不同;这可能表明软X射线光变曲线实际上是两个已知光谱分量的合成，一个随着光学/紫外辐射（吸积盘）逐渐增加，另一个随着硬X射线（喷流和/或日冕）的行为而增加。
2005-10-27 astro-ph
Complex outburst behaviour from the black-hole candidate 4U 1630-47
我们目前的数据从不同的时代在1978年，1987-1991年和1996年从黑洞候选人4U 1630 -47。我们第一次几乎完全覆盖了1987年、1988年和1996年开始的爆发。我们发现4U 1630 -47的爆发行为比以前认识到的更复杂。该源显示持续时间约为100-200天的爆发，有时是长期X射线活动的间隔。1987年和1996年发生的相对较短的爆发表现出不同的颜色行为：1987年的爆发显示出X射线光谱的软化，而1996年的爆发显示出X射线光谱的硬化，随着爆发的进行。1977年开始的爆发可能持续了约10个月，而1988年开始的爆发显示活动长达2.4年。这种长期活动让人想起GRS 1716 -249和银河系超光速源GRS 1915 +105和GROJ 1655 -40。我们对4U 1630 -47的突出历表进行了精化，发现在1984年和1987年的突出之间，突出重现的时间尺度可能从~600天变化到~690天。如果4U 1630 -47的复发间隔保持在690天左右，则下一次爆发将发生在1998年1月。
1997-06-13 astro-ph
GRO J1655-40: Early Stages of the 2005 Outburst
黑洞X射线双星GRO J1655-40在2005年初经历了一次爆发。我们提出了我们的多波长观测活动的结果，研究早期爆发的光谱和时间演变，它结合了X射线（RXTE，INTEGRAL），无线电（VLA）和光学（ROTSE，SMARTS）仪器的数据。在此期间，该源离开静止状态，经历了四个主要的吸积黑洞状态：低硬，硬中间，软中间和高软。我们研究了RXTE波段的浸渍行为，并将我们的结果与1996-1997年的情况进行比较，当时源主要处于高软状态，发现显着差异。我们考虑的低频准周期振荡的演变，发现频率强烈相关的光谱特性，关闭之前的过渡到高软状态。我们的宽带高能量光谱的经验模型的背景下，以及更多的物理动机的热和散装运动康普顿化和康普顿反射模型。RXTE和INTEGRAL数据共同支持在低硬态期间在100~200 keV的能谱中的统计上显著的高能量截止。仅RXTE数据也显示它在过渡期间非常显著，但在高软态光谱中看不到。我们认为，无线电，光学和X射线连接的背景下，可能的同步加速器和同步加速器自康普顿起源的X射线发射在低硬和中间状态。在这次GRO J1655-40的爆发中，射电通量并没有随着X射线通量而强烈上升。
2006-09-27 astro-ph
XTE J1946+274 = GRO J1944+26: An Enigmatic Be/X-ray Binary
XTE J1944 +274 = GRO J1944+26是一颗15.8 s Be/X射线脉冲星，于1998年9月由康普顿伽马射线天文台（CGRO）的爆发和瞬变源实验（BATSE）和罗西X射线定时探测器（RXTE）的全天监视器（ASM）同时发现。在这里，我们提出了新的结果从BATSE和{ \em RXTE}，包括脉冲定时分析，光谱分析，和证据的吸积盘。我们的脉冲定时分析得到的轨道周期为169.2天，中等偏心率为0.33，并暗示了9.7 M_太阳的质量函数。我们观测到了一个吸积盘的证据，这是一个测量到的自旋上升速率和通量之间的相关性，经过拟合得到的距离估计为9.5 +/- 2.9千秒差距。XTE J1946+274在1998年9月至2001年7月期间仍然活跃，经历了13次未锁定在轨道阶段的爆发。比较RXTE PCA观测从最初的明亮的爆发在1998年和最后一对爆发在2001年，我们发现能量和强度依赖的脉冲轮廓变化的爆发和硬化光谱的强度增加，在较暗的2001年爆发。2001年7月，光学Halpha观测表明，随着X射线爆发的停止，Be盘中出现了密度扰动。我们建议，赤道平面的Be星是倾斜的轨道平面在这个系统中，这种倾斜可能是一个因素，在不寻常的爆发行为的系统。
2002-11-06 astro-ph
Monitoring and Discovering X-ray Pulsars in the Small Magellanic Cloud
用RXTE对SMC进行定期监测，发现了大量的X射线碎片。加上其他卫星的发现，目前已知至少有45颗SMC星。其中一个来源是一颗周期约为7.8秒的脉冲星，于2002年初首次被发现，自发现以来，它已经被发现爆发了9次。爆发模式清楚地显示了45.1 +/- 0.4 d的周期，这被认为是该系统的轨道周期。此外，我们亦已获得其他九个火山爆发期的候选数据，而继续进行监察，便可确定这些数据。如此大量的脉冲星都位于大致相同的距离处，使得能够进行大量的比较研究。此外，发现的大量恒星（这大大超过了简单地通过缩放SMC和银河系的相对质量所预期的数量）揭示了SMC最近的恒星形成历史，这受到了LMC和银河系的影响。
2004-02-02 astro-ph
Reconstruction of emission sites in the dwarf nova EX Draconis
我们进行了时间分辨光谱研究的双重食矮新星EX Dra（原HS 1804 + 6753），以定位线发射网站的系统。通过多普勒层析成像，分析了在静止和爆发状态期间记录的光谱。计算的多普勒图像映射系统在各种发射线，并允许我们比较不同的温度和吸积状态。我们的研究表明，在静止期间的EX Dra的巴耳末和HeI排放主要是在一个完全建立的磁盘和气流内形成。H_α的多普勒图显示了吸积盘中的第二个发射点，它位于远离气体流和吸积盘之间的相互作用区域。我们发现了一个微弱的线索，即在静止时，次级星辐射对H_α线有贡献，这显然是由于主星辐射加热光球而引起的。在爆发过程中，由于吸积速率的增加和白矮星或边界层的辐射增强，次级星辐射在巴耳末线处变成一个非常强的发射源。在爆发期间的巴耳末线和HeI线的多普勒图进一步显示了来自吸积盘的辐射。在爆发的气体流是很少看到的巴耳末线，但清晰可见的氦，并表明，在这个高吸积状态的磁盘半径约为0.2 RL1大于在记录的静止状态。CII（4267 Angstroem）线的起源只有在爆发时才能被探测到，可以通过多普勒成像定位在主成分附近，因此可能形成于白矮星的色球层。
1999-12-09 astro-ph
Study of the Fast X-Ray Transient XTE J1901+014 Based on INTEGRAL, RXTE and ROSAT Data
本文研究了RXTE天文台在一次强硬辐射爆发中发现的XTE J 1901 +014源，该源被归类为快X射线瞬变。首次在基于ROSAT和RXTE数据的软X射线能量范围（0.6-20 keV）和基于INTEGRAL数据的硬能量范围（>20 keV）研究了源在静止状态下的光谱特性。对源的性质的定时分析揭示了在几十秒的时间尺度上的弱非周期性活动爆发和两次持续时间超过几百秒的强烈爆发（$\sim$ 0.5-1 Crab）。对研究对象的性质作了某些假设。
2007-02-09 astro-ph
Advection-Dominated Flows and the X-ray Delay in the Outburst of GRO J1655-40
我们表明，光学和X射线爆发的黑洞软X射线瞬态源GRO J1655-40，在1996年4月观察到的时间延迟，要求在这个对象的吸积流必须由两个组成部分：一个冷的外部吸积盘和一个非常热的内部对流为主的吸积流（ADAF）。在静止时，该模型预测的光谱与观测结果非常一致，大部分观测到的辐射来自ADAF。通过拟合观测到的光谱，我们估计了静态系统的质量吸积率和盘和ADAF之间的过渡半径。我们提出了一个详细的数值模拟在外盘的矮新星型不稳定性。由此产生的热锋迅速到达ADAF腔;然而，它必须在粘性时间尺度上缓慢地向内传播，从而延迟X射线通量的开始。该模型再现了观测到的光学和X射线光变曲线的1996年4月爆发，以及6天的X射线延迟。此外，该模型给出了一个独立的估计的静态质量吸积率，这是在非常好的协议从拟合静态光谱估计的速率。我们发现，一个纯粹的薄盘模型没有ADAF区需要显着的调整来解释的X射线延迟，而且，这样的模型不能解释静止X射线发射GRO J1655-40。
1997-03-14 astro-ph
