Time-sequenced Multi-Radio-Frequency Observations of Cygnus X-3 in Flare
介绍了2001年9月天鹅座X-3的一次主要射电爆发的VLA、VLBA和OVRO毫米波阵列的多频观测结果，测量了该源在30年的频率中，在6天内的频谱演变。在耀斑的峰值之后，随着强度的下降，频率为nu的高频谱从nu^{-0.4}变陡到nu^{-0.6}，之后频谱指数保持在后一个终端值;这是以前观察到的趋势，但迄今为止还没有令人满意的解释。VLBA观测首次在几天内跟踪了一系列初始直径约为8毫弧秒的节的膨胀。这些等离子体激元中的光穿越时间与观察到的光谱演化的时间尺度具有相同的量级。我们认为，适当占光的传播时间的影响和等离子体激元，最初是光学厚，但膨胀后成为光学薄，解释了光谱演化的关键特征，例如观察到的时间尺度。利用VLBA图像，我们首次直接测量了单个节的自行，分析表明，一个双面射流的轴是进动。最适合的喷流速度大约是β = 0.63，岁差周期大约是5天，明显低于以前的耀斑。外推VLBA测量到的节点位置回到零分离显示，这发生在天鹅座X-3的通量密度上升的检测后大约2.5天。
2003-11-12 astro-ph
X-ray flaring from the young stars in CygnusOB2
目的：研究CygOB 2和ONC恒星形成区恒星X射线耀斑的个体和系综性质。方法：我们分析了1003个CygOB 2源的X射线光变曲线，这些源是钱德拉在100千秒内观测到的，而在“钱德拉猎户座超深项目”的850千秒观测中探测到的1616个ONC源。我们采用了一种无分箱的极大似然方法将光变曲线分割成常数信号区间，并根据光源亮度的振幅和时间导数来识别耀斑。然后，我们推导并比较了CygOB 2和ONC源的耀斑频率和能量分布。通过对从ONC数据中提取的5个100 ksec长的片段重复进行统计分析，研究了观测长度对这些结果的影响。结果：我们分别从CygOB 2和ONC源中检测到147和954个耀斑。CygOB 2的耀斑的衰变时间从0.5小时到10小时不等。在高能量下，耀斑能量分布符合指数α =-（2.1+-0.1）的幂律。在低能量下，分布变平，可能是因为检测不完整。我们推导出平均耀斑频率作为耀斑能量的函数。耀斑频率被认为取决于源的固有X射线光度，但它的确定是由观察的长度的影响。然而，能量分布的高能量尾部的斜率几乎不受影响。考虑到观测偏差，对CygOB 2和ONC源的比较表明，已知具有相似X射线发射水平的两个种群具有非常相似的耀斑活动。
2007-08-17 astro-ph
X-rays From Magnetic Flares In Cygnus X-1: A Unified Model With Seyfert Galaxies
最近的一些工作表明，塞弗特1星系的光谱与几个银河系黑洞候选者（GBHC）在硬态下的光谱非常相似。然而，在天鹅座X-1观测到的反射分量很小，加上其他限制，似乎排除了GBH的两相模型（在塞弗特Galerkin的情况下是成功的）。在这里，我们表明，后一个结论是基于一些关键的假设，可能是无效的，当覆盖的日冕是不完整的，例如，当它是由盘上方的局部磁耀斑组成时。我们表明，在GHBCs的能量沉积的X射线不能再辐射足够快，以保持平衡，除非X射线皮肤加热到康普顿温度，在这一点上的气体主要是电离。这导致由于相应较少数量的重新注入的低能光子而显著降低的有源区的冷却速率。我们通过引入一个过渡层位于电晕和冷盘之间的模型，这种效果，并发现所得到的光谱比标准的（和不切实际的）两相模型得到的更难。我们将这个模型应用到天鹅座X-1，并表明它可以解释其观测到的光谱。因此，这一分析似乎提供了一个一致的图片为塞弗特Galerkin和GHBCs在同一个框架内，由于变化的物理条件中的两类来源，而不是由于一个特设的模型参数的变化所产生的差异。
1998-02-11 astro-ph
Orbital modulation and longer-term variability in the radio emission from Cygnus X-1
从1996年10月开始，对天鹅座X-1在15 GHz处的无线电发射进行了20个月的观测，显示出双星周期为5.6天的变化，但与X射线波长的变化有相位偏移。在150天的时间尺度上也有较长期的变化，这些变化与软X射线通量的关系很松散。在此期间，源处于硬/低X射线状态。15 GHz的平均通量密度为13 mJy，无线电频谱是平坦的，轨道调制的半振幅约为2 mJy。我们讨论了调制的可能来源和软X射线发射的关系。
1998-09-24 astro-ph
Analyzing short-term X-ray variability of Cygnus X-1 with Linear State Space Models
天鹅座X-1在所有测量的时间尺度上都表现出不规则的X射线变异性。通常应用的散粒噪声模型通过叠加具有散粒持续时间分布的随机发生的散粒来描述该源的典型短期行为。我们重新分析了EXOSAT ME观测天鹅座X-1使用更一般的线性状态空间模型（LSSMs）。这些模型，明确地考虑到观测噪声，模型的内在系统的变化与自回归（AR）过程。我们的拟合表明，一阶AR过程可以再现Cyg X-1的系统变异性。一种可能的解释是再次叠加的个别拍摄，但与一个单一的弛豫时间尺度τ。发现该参数为0.19s。
1998-02-26 astro-ph
A Peculiar Flaring Episode of Cygnus X-1
最近用{ \em RXTE}对天鹅座X-1进行的监测揭示了一段强烈的燃烧期，它从2000年10月开始，一直持续到2001年3月。在此期间，该来源表现出一些非常不寻常的行为。源的软X射线通量在大约一个月的时间尺度上上下波动了三次，正如RXTE上的ASM所发现的那样，最后恢复到正常水平（硬态）。观测到的Cyg X-1的光谱和时间X射线性质大多介于典型的硬态和软态之间。这是已知的强X射线耀斑，然而，我们表明，源没有进入一个时期，类似于，在许多方面，持续的软状态在最后的三个耀斑。我们做了详细的比较，这个耀斑和1996年的状态转换，在所观察到的X射线性质，如通量-硬度相关性，X射线光谱，功率密度谱。我们指出的相似之处和差异，并讨论可能的影响，我们的理解与天鹅座X-1的耀斑和状态转换的现象的结果。
2001-12-06 astro-ph
Time Domain Analysis of Variability in Cygnus X-1: Constraints on the Emission Models
我们使用时域分析技术来研究天鹅座X-1的快速变化。我们表明，硬和软能带之间的交叉关联函数达到非常接近于统一的值和峰值，在小于2毫秒的滞后能量分离的一个因素为10。这证实了在不同能量下产生X射线光子的过程在短时间尺度上是极其相干的，并且强烈约束了为解释傅立叶频率依赖的时间滞后而提出的发射模型。我们提出了在不同的能量自相关函数，并注意到它们的宽度随着能量的增加而减小。我们表明，扩展的康普顿日冕模型产生的自关联函数的宽度随着能量的增加而增加，柱面波向内运动通过过渡盘的模型在交叉关联函数中有太大的峰值滞后。在热日冕中的磁耀斑和漂移团的模型可以定性地符合观测。
2000-06-02 astro-ph
The Spectral Variability of Cygnus X-1 at MeV Energies
在以前的工作中，我们已经使用的数据，从第一个三年的CGRO任务，组装一个宽带$γ$射线光谱的银河系黑洞候选人天鹅座X-1。根据BATSE测量的硬X射线通量（45- 140 keV），选择了来自COMPTEL、OSSE和BATSE实验的CGRO同期数据。这提供了天鹅座X-1在其典型的低X射线态（在低于10 keV的能量下测量）的光谱，覆盖了从50 keV到5 MeV的能量范围。在这里，我们报告的比较，这一光谱的COMPTEL-OSSE光谱收集在天鹅座X-1（1996年5月）的高X射线状态。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。特别地，尽管在高X射线状态期间硬X射线通量{ \it减小}，但是在高于1 MeV的能量处的通量{ \it增加}，导致显著更硬的高能谱。这种行为与银河系黑洞候选者在软$γ$射线能量下具有两种不同光谱形式的一般图像是一致的。这些数据首次将这一图像扩展到1 MeV以上的能量。
2000-01-27 astro-ph
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 One-sided, Highly Relativistic Jet from Cygnus X-3
X射线双星天鹅座X-3的甚长基线阵列图像是在1997年2月4日10 Jy耀斑峰值后2、4和7天获得的。前两幅图像显示了一个弯曲的单侧喷流，第三幅图像显示了一个散射变宽的圆盘，大概位于核心位置。喷流的曲率从第一个时期到第二个时期都在变化，这强烈地表明了一个旋进喷流。接近喷流中的通量密度与（未被探测到的）后退喷流中的通量密度之比> 330;如果这种不对称是由于多普勒助推造成的，则隐含的喷流速度> 0.81c。旋进喷流模型的拟合，加上假设喷流是本质对称的，并且是在大耀斑期间或之后喷射出来的，产生了以下限制：喷流与视线的倾角必须< 14度;锥开口角必须< 12度;旋进周期必须> 60天。
2001-02-01 astro-ph
X-rays From Magnetic Flares In Cygnus X-1: The Role Of A Transition Layer
塞弗特1星系的光谱与几个银河系黑洞候选者（GBHC）在硬态下的光谱非常相似，这表明这两类物体具有相似的物理过程。虽然看起来吸积盘日冕（ADC）模型，其中日冕夹层冷吸积盘，是能够解释塞弗特星系的观测，最近的工作表明，这个模型是有问题的GBH。为了解决Seyfert和GBH的光谱的差异，我们考虑的吸积盘在一个活跃的磁耀斑附近的区域（我们把这个区域称为过渡层）的大气结构。我们表明，过渡层是受热不稳定性。由于GBHC中的电离X射线通量要高得多，吸积盘上层的唯一稳定解是高度电离并处于康普顿温度（$kT \sim $几千电子伏）的解。使用数值模拟的平板几何ADC，我们表明，过渡层的存在下，可以显着改变逃逸辐射的光谱适度的光学深度。过渡层的存在还导致再处理特征的减少，即，铁线和X射线反射峰。我们发现，由于吸积盘表面的热不稳定性，GBH和Seyfert星系的X射线谱可以用一个统一的ADC模型来解释。
1998-11-03 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
RXTE Observations of Cygnus X-3
在1997年5月至1997年8月期间，对天鹅座X-3进行了一系列尖锐的RXTE观测。在此期间，天鹅座X-3从静止射电状态过渡到耀斑状态（包括一次大耀斑），然后又回到静止射电状态。对观测结果的分析是在硬X射线（CGRO/BATSE）、软X射线（RXTE/ASM）和无线电（绿岸干涉仪、赖尔望远镜和RATAN-600）的同时观测的背景下进行的。初步分析的意见。
1998-09-29 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
Dramatic Variability of X-ray Absorption Lines in the Black Hole Candidate Cygnus X-1
本文报道了在钱德拉X射线天文台上用高能透射光栅光谱仪对天鹅座X-1进行30 ks观测的结果。在HETGS光谱中检测到许多吸收线。这些谱线与高度电离的Ne、Na、Mg、Al、Si、S和Fe有关，其中一些在早期的HETGS观测中已经看到。然而，令人惊讶的是，我们发现在目前的观察期间，这些线的变化很大。例如，在观测的早期，Ne X射线12.14 μ m处的通量约为$5 \times 10^{-3}$光子cm $^{-2}$ s $^{-1}$，但随后变得不可检测，在该线的通量上有99%的$0.06 \times 10^{-3}$光子cm $^{-2}$ s $^{-1}$。这意味着该线在数小时的时间尺度上减弱了近两个数量级。在观测过程中，源的总X射线通量也发生了变化，但变化幅度仅为20- 30%。对于天鹅座X-1，吸收线通常归因于双星系统中电离星风对X射线的吸收。因此，它们可以提供关于风的物理状况的有价值的诊断。我们讨论了结果的影响。
2007-04-04 astro-ph
Cygnus X-1: A Spinning Black Hole?
是什么触发了天鹅座X-1中硬态和软态之间的光谱跃迁，这一直是一个长期存在的难题。此外，在源中经常观察到的X射线耀斑的起源仍然是一个谜。在本文中，我们将尝试解决这些问题，根据我们最近的工作黑洞自旋及其观测结果。
1997-11-14 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
First e-VLBI observations of Cygnus X-3
我们报告的前两个5 GHz的e-VLBI观测的X射线双星天鹅座X-3使用欧洲VLBI网络的结果。2006年4月20日和2006年5月18日分别进行了两次成功的观测，一次是在一次大耀斑发生几周后系统处于准静止状态，另一次是在另一次耀斑发生几天后。在第一个时期，我们检测到微弱的发射可能与一个衰落的喷流，空间上分离的X射线二进制。相比之下，第二个时期揭示了一个明亮的，弯曲的，相对论性喷流的范围超过40毫弧秒。在第一个时期，也可能是第二个时期，X射线双星核心没有被探测到，这可能表明在某些X射线状态下的某些黑洞X射线双星中看到的喷流产生的暂时抑制。在第二个时代的空间分辨偏振图提供了证据的喷出物和周围介质之间的相互作用。这些结果清楚地表明了快速分析瞬变的长基线观测的重要性，例如由e-VLBI提供的便利。
2006-11-02 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
X-Ray Spectral Behavior of the Relativistic Jet Source Cygnus X-3
Cyg X-3是一颗特殊的X射线双星，它的硬X射线、软X射线和射电之间有着显著的相关行为。我们提出了一个分析这些长期的光变曲线的背景下的光谱变化的系统。这项分析还将包括一组在天鹅座X-3从静止射电状态过渡到耀斑状态（包括一次大耀斑），然后返回到静止射电状态期间进行的定点RXTE观测。
1998-11-03 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
Modeling the X-ray fractional variability spectrum of Active Galactic Nuclei using multiple flares
利用蒙特卡罗模拟了活动星系核（AGN）吸积盘上的X射线耀斑分布，得到了与能量相关的分数光变幅度的模拟结果。参考这个模型的已有结果，我们说明了点到点分数变异谱F_pp的形状与时间积分谱能量分布F_E之间的关系。结果证实，铁K α线的光谱形状和变化的最接近的磁盘中心的耀斑占主导地位。
2007-01-07 astro-ph
A High Statistics Search for Ultra-High Energy Gamma-Ray Emission from Cygnus X-3 and Hercules X-1
我们对天鹅座X-3和武仙座X-1的X射线双星源的超高能γ射线发射进行了高统计（20亿次事件）搜索。使用CASA-MIA探测器在五年内（1990-1995年）的数据，我们没有发现任何证据表明，稳定的排放源的能量高于115 TeV。推导出的这种排放的上限比先前声称的检测值低两个数量级以上。我们也没有发现任何证据中性粒子或伽马射线发射源的时间尺度上的一天和0.5小时。天鹅座X-3，有没有证据表明发射与4.8小时的X射线周期性或发生大射电耀斑。除非有人假设这些源以前非常活跃，现在处于休眠状态，否则这里提出的限制对早期的结果提出了质疑，并突出了未来可能的实验在探测超高能量伽马射线信号时的困难。
1996-11-14 astro-ph
Rapid magnetic flux variability on the flare star CN Leonis
我们提出了UVES/VLT观测附近的耀斑星CN狮子座覆盖Wing-Ford FeH波段近1亩的高光谱分辨率。在这个波段的一些FeH吸收线是磁敏感的，并允许测量CN狮子座上的平均磁通量。我们的观测包括三个夜晚，每个夜晚相隔48小时，可以清楚地探测到平均磁场Bf~2.2kG。差分通量测量显示夜间变化具有极高的意义。最后，我们的数据强烈建议磁通量变化的时间尺度低至6小时，符合色球变化。
2007-03-08 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
X-ray Variability of Active Galactic Nuclei and the Flare Model
几个活动星系核的X射线谱的短期变化已被报道。在10^4 - 10^5秒的时间尺度内观察到显著的X射线通量变化。我们讨论短的可变性的时间尺度的框架内的X射线耀斑模型，它假定释放一个大的硬X射线通量以上的一小部分的吸积盘。所得到的观测到的X射线光谱是由初级辐射以及一个再处理/康普顿反射组件，我们模型进行数值辐射转移模拟。我们进行蒙特卡罗模拟的大耀斑分布在整个磁盘，包括观测到的辐射的相对论修正，并讨论活动星系核光谱及其变化的一般意义。
2005-04-06 astro-ph
X-ray Variability of AGN and the Flare Model
几个活动星系核的X射线连续谱的短期变率已被报道。在低至10^3-10^5秒的时间尺度内观察到显著的X射线通量变化。我们讨论了短的可变性时间尺度的框架内的X射线耀斑模型，它假定释放一个大的硬X射线通量以上的一小部分的吸积盘。由此产生的观测到的X射线光谱是由初级辐射和一个再处理的康普顿反射分量，我们模型与数值辐射转移模拟。耀斑的入射硬X射线将加热吸积盘的大气，从而引起热膨胀。最终，耀斑源将被光学厚介质包围，这将改变观测到的光谱。
2005-05-27 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
The structure and radiation spectra of illuminated accretion disks in AGN. II. Flare/spot model of X-ray variability
讨论了活动星系核（AGN）的X射线变率模型。我们考虑日冕耀斑强烈辐射后产生于吸积盘表面的多个斑点。这些斑点随着圆盘围绕中心黑洞移动，并最终衰减，而新的斑点不断出现。我们构造了斑点圆盘光谱的时间序列，并计算了相应的能量依赖的分数变异幅度。我们探讨了磁盘倾角和其他模型参数的依赖性。活动星系核在相对于观测者更高的倾角上看到，如塞弗特2星系，预计其直接发射的分数变率幅度比正面看到的物体（如塞弗特1星系）高出几倍。
2004-02-17 astro-ph
Long-term radio variability of AGN: flare characteristics
我们研究了55个活动星系核在4.8 - 230 GHz之间的8个不同频带上的耀斑特征。我们广泛的数据库使我们能够研究这些来源的耀斑的各种观测特性，并将我们的结果与理论模型进行比较。我们从流量密度曲线中直观地提取了159个单独的耀斑，并计算了不同的参数，如峰值流量密度和持续时间，在所有的频带。耀斑的选择是基于Metsähovi射电天文台的22和37 GHz数据以及SEST望远镜的90和230 GHz数据。其他较低频率4.8、8和14.5 GHz的数据来自密歇根大学射电天文台。我们还计算了变异性指数，并与早期的研究进行了比较。观测结果似乎与冲击波模型吻合得很好，但数据中仍有很大的离散性。特别是由于对较高频率的不完全采样，不同频带之间的时间延迟很难研究。耀斑在22和37千兆赫的平均持续时间为2.5年，这表明长期监测对于了解这些来源的典型行为至关重要。耀斑的能量释放似乎与耀斑的持续时间无关。
2008-05-09 astro-ph
XMM-Newton observations of variability in the X-ray binaries of M31: flares dips and a burst
XMM-牛顿卫星已经对M31的核心进行了四次观测，这是整个星系调查的一部分。大部分的X射线辐射来自点源，主要是X射线双星（XB）。令人兴奋的早期结果，从调查的时间变化，在三个XMM曝光的M31核心显示XB表现出Sco X-1一样的耀斑，下降和爆发。M31中的耀斑源还表现出强度和光谱硬度的变化，这是Z源的特征。
2002-03-27 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
Discovery of Correlated Behavior Between the HXR and the Radio Bands in Cygnus X-3
利用CGRO/BATSE硬X射线（HXR）数据和绿岸干涉仪（GBI）的GHz射电监测数据，我们对不寻常的X射线双星Cyg X-3进行了长期研究（$\sim$ 1800天），发现了这两个波段之间的显著关系。我们发现，在静止的无线电状态下，无线电流量与HXR发射的强度是强相关的。这种关系转变为与主要射电耀斑活动的开始相关。在主要的射电耀斑活动期间，HXR在射电猝灭期间下降到非常低的强度，并在射电耀斑期间恢复。注入等离子体到天鹅座X-3的无线电喷流发生在HXR发射的变化，并表明，磁盘相关和喷射相关的组件负责的高能量发射。
1998-10-14 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
