Dramatic Changes in the Outburst Properties in V503 Cygni
我们研究了不寻常的SU UMa型矮新星V503 Cyg的VSNET光变曲线，已知该矮新星在超周期内具有短（89 d）的超周期长度和异常小（少数）的正常爆发。在1999-2000年，V503 Cyg显示频繁的正常喷发，典型的复发时间为7-9 d。在此期间的行为是一个通常的SU UMa型矮新星的特点，具有短的超循环长度。另一方面，天鹅座V503在2001-2002年很少出现正常爆发。在此期间观察到的一些超级爆发比平常短。V503 Cyg爆发状态的显著变化支持了抑制正常爆发和过早淬灭超爆发机制的存在，这些机制已被提出来解释一些不寻常的SU UMa型爆发。在同一物体中观察到的抑制/猝灭机制的时间变化表明，这些机制主要不是由一个固定的系统参数，但更多地反映状态的变化在吸积盘。
2002-09-12 astro-ph
Brief outbursts in the dwarf nova V1316 Cygni
在2005年期间，在矮新星V1316 Cyg中发现了几次短暂的爆发。这些事件的平均振幅为1.4级，持续时间<1至2天。虽然无法确认爆发期，但检测到的事件之间的最短时间为10天。这些奇怪的短暂爆发似乎是这个系统的正常行为模式。它们的振幅和持续时间都比以前报道的正常爆发要小。V1316 Cyg似乎是一个非常不寻常的系统，我们建议业余和专业天文学家的进一步观察可以获得有关其潜在机制的重要信息。
2006-05-11 astro-ph
Chandra and RXTE Spectroscopy of the Galactic Microquasar XTE J1550-564 in Outburst
在2000年5月银河系黑洞和微类星体XTE J1550-564爆发的峰值附近，我们用Chandra和RXTE两次获得了几乎同时的~ 4千秒快照观测。钱德拉的低能量灵敏度和高能量透射光栅光谱仪（HETGS）的分辨率，再加上RXTE的宽能量范围和大收集面积，使我们能够在“中间”X射线状态下对该源的爆发吸积流几何形状进行限制。0.65-25.0 keV的连续谱由相对热的（kT ~ 0.8 keV）吸积盘和硬的（Gamma ~ 2.3）日冕幂律分量很好地描述。在联合光谱拟合中强烈需要宽的、相对强的Fe K-α发射线（EW ~170 eV）和与Fe XXV一致的模糊吸收边分量。钱德拉/HETGS的分辨率显示，在单个RXTE光谱中清楚看到的宽Fe K-α发射线不是由于固有的窄线。
2002-08-06 astro-ph
Faint arc-minute extended radio emission around Cygnus X-3
目标。我们在无线电波长上重新审视了微类星体天鹅座X-3的附近。我们的目标是改善我们以前的搜索可能相关的扩展无线电功能/热点的位置角的天鹅座X-3相对论性喷流集中在较短的角尺度比以前探索。方法.我们的工作主要是基于分析现代调查和档案无线电数据，主要包括使用甚大阵列和赖尔望远镜进行的观测。我们还使用了2005年获得的深近红外图像。结果我们提出了新的无线电地图的天鹅座X-3领域的计算后，结合多配置甚大阵列档案数据在6厘米和不同的观测运行在2厘米的赖尔望远镜。这些可能是迄今为止报道的天鹅座X-3在厘米波长下最深的无线电图像之一。这两个干涉仪揭示了一个扩展的无线电功能在几个弧分的微类星体的位置，从而使我们的探测更可信。此外，这种扩展的发射可能是非热的，尽管这一点仍然需要确认。在不同的物理情景下，初步考虑了它与微类星体的物理联系。我们还报告了一个可能的Fanaroff-Riley II型射电星系的偶然发现，距离天鹅座X-3只有3弧分。
2008-01-08 astro-ph
Chandra HETG Spectra of SS Cyg and U Gem in Quiescence and Outburst
本文给出并讨论了典型矮新星SS Cyg和U Gem在静止和爆发时的Chandra HETG谱。当天鹅座SS进入爆发时，它在硬X射线中变得更暗，并且在其相对线强度上显示出戏剧性的变化，而当U Gem进入爆发时，它在硬X射线中变得更亮，并且在其相对线强度上仅显示出微小的变化。在这两个系统中，爆发时的发射线变得明显更宽，表明高速气体的存在，要么在围绕白矮星的开普勒轨道上，要么从系统中向外流动。
2004-09-27 astro-ph
Post-outburst radio spectral evolution of Cygnus X-3
本文介绍了2001年9月天鹅座X-3射电爆发的多频VLA和OVRO观测结果，说明了源的频谱在6天内的演变。估计的磁场在发射区的光谱营业额和光谱演变的可能的解释提出了建议。
2002-09-18 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
Observations of Gamma-Ray Outbursts from Galactic Microquasars
BATSE掩星数据库提供了能量范围为35-1700 keV的75个$γ$射线源的9年覆盖范围。对于瞬变源，这种长时基数据集使得研究单个物体的重复爆发成为可能。我们利用JPL的数据分析程序包EBOP（Enhanced BATSE Occultation Package）计算了黑洞候选者和微类星体源GRO J1655-40和GRS 1915+105的光变曲线和光谱随时间的演化。我们发现，GRO J1655-40，在高强度耀斑期间，其特点是由一个单一的幂律谱高达500千电子伏的光谱指数与观测到的OSSE一致。在与OSSE和HEXTE同时观测的一次耀斑期间，观测到GRO J1655-40光谱随着$γ$射线强度的增加而变陡。对于GRS 1915+105，在高强度耀斑期间的光谱可以通过具有随时间变化的高能分量的破幂律来表征。这些微类星体的光谱与黑洞候选者天鹅座X-1、GRO J 0422 +32和GRO J1719-24不同，它们在高$γ$射线状态下对光谱有热贡献。这表明可能有两种不同类型的银河系黑洞候选者。
2004-10-05 astro-ph
Observations of giant outbursts from Cygnus X-1
我们提出了行星际网络定位，光谱和时间历史信息的7集异常强烈的伽马射线发射天鹅座X-1。爆发发生在1995年至2003年之间，持续时间长达28000秒。在15 - 300 keV范围内观测到的峰值通量和注量分别达到3E-7 erg /cm ~ 2·s和8 E-4 erg /cm ~ 2。通过结合这些爆发的三角测量，我们得到一个约1700平方角分（3西格玛）的误差椭圆，其中包含天鹅座X-1，没有其他已知的高能量源。这里报告的爆发发生在天鹅座X-1处于硬态和软态时，以及在不同的轨道相位。光谱数据表明，这些爆发显示相同的参数作为那些潜在的硬和软状态，这表明他们代表了这些国家的另一种表现。
2003-07-10 astro-ph
Synthetic NLTE accretion disc spectra for the dwarf nova SS Cyg during an outburst cycle
矮新星爆发是由于激变变星系统的吸积盘增强了物质的传输。我们评估的问题，这些爆发是由增强的质量转移从晚型主序星到白矮星（所谓的质量转移不稳定性模型，MTI）或在吸积盘的热不稳定性（盘不稳定性模型，DIM）。我们计算非LTE模型和光谱的吸积盘在平静和爆发，并构建光谱时间序列的光盘在一个完整的爆发周期。然后，我们比较我们的光谱发表的光谱的矮新星SS天鹅座。特别是，我们调查的氢和氦线的轮廓，从发射到吸收的上升过程中爆发。在上升到爆发和下降过程中的氢和氦线轮廓的演变显然有利于盘不稳定模型。我们的光谱模型序列使我们能够区分由内而外和由外而外的移动加热波在光盘的SS天鹅座，这可以与对称和不对称的爆发光变曲线，分别。
2007-09-04 astro-ph
Clues from microquasars to the origin of radio-loudness of quasars
我们分析了四个微类星体（GRS 1915+105，Cyg X-1，Cyg X-3和Sco X-1）在无线电和X射线中的长期变化。我们的分析结果表明存在两种不同的能量输出模式，我们称之为“耦合”模式和“燃烧”模式。耦合模式负责轻微波动，平坦频谱的无线电发射，与X射线发射耦合;耀斑模式产生强大的，陡峭频谱的无线电耀斑，在X射线中没有明显的对应物。我们发现，一个典型的微类星体在耀斑模式所花费的时间的分数是类似的类星体的无线电响亮的分数。这与类星体的射电响度是观测源的时代的函数的假设是一致的。
2006-11-06 astro-ph
Spectral evolution of the microquasar XTE J1550-564 over its entire 2000 outburst
本文报道了2000年4 - 6月微类星体XTE J1550-564爆发期间的RXTE观测结果。我们研究了PCA+HEXTE谱在爆发过程中的演化。源从初始低硬状态（LS）转变到中间状态（IS），然后回到LS。该源显示出类似于在其他源中观察到的滞后效应，有利于软X射线瞬态中的状态转变的共同起源。第一次跃迁发生在~恒定的2-200 keV通量，这可能表明发射介质的相对重要性的变化。第二次跃迁更可能是由质量吸积率的下降驱动的。在这两个LS，光谱的特点是存在一个强大的幂律尾（康普顿电晕）与可变的高能量截止。在IS期间，光谱显示存在~0.8 keV的热分量（吸积盘）。我们讨论了这两种介质的明显独立的演化，并表明，在MJD 51662上的X射线极大值之后，源光度的降低是由于幂律光度的降低，在一个恒定的磁盘光度。这一点，再加上无线电发射的检测（具有典型的光学薄同步辐射光谱），可能表明日冕被喷射，并进一步检测为离散的无线电喷射。
2003-06-11 astro-ph
A Search for SS Cyg Outburst Predictors
我们报告空的结果，两年的光度搜索在SS天鹅座爆发的预测。在两个观测季节中，几乎每天都在约翰逊V号和约翰逊I号上进行多小时的观测。通过各种统计和视觉分析技术，积累的数据，但未能发现任何突出的预测。然而，对102年的AAVSO档案视觉数据的分析导致检测到大约1，000 - 2，000天长度的长期准周期特征与爆发率增加之间的相关性。
2007-10-16 astro-ph
Radio-loud flares from microquasars and radio-loudness of quasars
四个微类星体的X射线和射电发射的低频功率谱表明，两种不同的能量输出模式在起作用：（一）"耦合"模式，其中X射线和射电光度紧密耦合，变化很小;（二）"耀斑"模式，它大大提高了射电光度，但对X射线光度没有影响。这些系统只有百分之几的时间处于燃烧模式。然而，耀斑完全控制了射电辐射的功率谱，结果是发生耀斑模式的源，如GRS 1915 + 105和Cyg X-3，其射电功率谱比相应的X射线功率谱高出一个数量级以上。在我们已经检查过数据的四个微类星体中，只有天鹅座X-1的耀斑模式似乎不活跃。天鹅座X-1是一个黑洞候选者，而三个耀斑源之一的天蝎座X-1是一颗中子星。因此，很可能这两种模式都是由吸积盘驱动的，而不是由黑洞旋转驱动的。无线电成像强烈表明，耀斑模式涉及相对论喷流。一个典型的微类星体有百分之几的时间处于耀斑模式，这与射电大声的类星体的比例相似。因此，射电响亮类星体和射电安静类星体之间可能没有本质的区别;射电响度可能只是观测源的时代的函数。
2005-07-04 astro-ph
Optical and near-infrared observations of the microquasar V4641 Sagittarii during the 1999 September outburst
我们介绍了在微类星体V4641 Sgr = SAX J1819.3-2525爆发期间进行的光度和光谱光学和近红外（NIR）观测（基于在智利欧洲南方天文台收集的观测（ESO ID 63.H-0493和64.H-0382））（in'tzand等人，1999年9月）。我们观察到的J-Ks颜色增加5和8天之间的爆发，我们解释为可能的证据周围的源存在的尘埃。我们还观测到一条非常强、宽和可变的H_α线，其速度宽度为4560 km/s，表明存在高速外流分量。我们将系统的距离限制在3到8千秒差距之间，使其比之前从无线电观测中得出的距离更远（Hjellming等人，2000），但与Orosz et al.（2001）一致。然后，我们讨论了这个系统的性质，表明伴星要么是一个B3-A2主序星，要么是一个B3-A2亚巨星穿过赫兹斯普林间隙。因此，该系统是一个中等或高质量X射线双星系统（IMXB或HMXB）。通过这些光学/近红外观测得出的距离意味着，由Hubriming等人（2000年）观测到的喷流将表现出约10 c的表观速度。最后，我们讨论了喷流和源周围环境之间相互作用的可能性，以及这个源是一个“微blazar”的可能性。
2003-03-24 astro-ph
Long-term multi-frequency monitoring of microquasars
本文讨论了具有相对论喷流的X射线双星的射电研究结果。2006年11月1日至2008年8月31日，利用RATAN-600射电望远镜对微类星体SS 433、GRS 1915 +105和天鹅座X-3的射电通量变化进行了多频（1-30 GHz）的日常观测。从2005年12月开始，天鹅座X-3的射电辐射经过四年的相对静止水平（100-200 mJy）下降到$\sim$ 20 mJy，然后我们检测到大量明亮的射电耀斑事件（1-20 Jy），随后是非常可变的（从0到0.5螃蟹）15-50 keV X射线辐射，这是在斯威夫特/BAT ASM计划中监测到的。再次从2007年12月至2008年3月，我们每天测量几乎静止的流量从天鹅座X-3，但在2008年4月，一个明亮的无线电耀斑与明确的同步自吸收检测。我们在GRS 1915+105上探测到了几个明亮的短期耀斑，这些耀斑可能与活动的软X射线事件有关。在对SS 433通量的密集测量中（通常与X射线和光学观测相互作用），我们在强大的耀斑期间探测到了大规模的喷射。我们讨论了微类星体光变曲线的各种光谱和时间特性。对耀斑射电辐射的监测是对喷流活动X射线双星的一个很好的示踪。
2008-10-19 astro-ph
XMM-Newton and INTEGRAL spectroscopy of the microquasar GRO J1655-40 during its 2005 outburst
我们报告两个同时XMM牛顿和积分观测的微类星体GRO J1655-40在2005年爆发时，源是在其高软状态。0.3-200 keV的光谱是复杂的，具有整体连续性，其可以使用吸收的黑体连同弱的、陡峭的、幂律分量来建模。此外，有证据表明，存在相对论加宽的铁K线和高度光电离的吸收体。光电离吸收体是EPIC pn谱中Fe XXV和Fe XXVI的强K吸收线和RGS谱中蓝移（v = -540 +/-120 km/s）的Ne X和Fe XXIV特征的原因。光电离吸收体的参数在两次观测期间是不同的，电离参数logxi，从3.60 +/- 0.04降至3.30 +/- 0.04 erg cm/s，柱密度从在第一次和第二次观察期间，（5.2 +/-1.0）x 10^22原子cm-2至（1.5 +/- 1.0）x 10^22原子cm-2，因为0.5-200 keV GRO J1655-40的亮度下降了约一半。在90%的置信度下，INTEGRAL数据显示，第一次和第二次观测分别在能量为380 keV和90 keV时，没有证据表明幂律分量发生了断裂。
2006-10-30 astro-ph
Correlated radio:X-ray emission in the hard states of Galactic microquasars
我们目前的相关无线电和X射线发射在两个黑洞候选者和银河系微类星体GRS 1915+105和天鹅座X-1在其稳定的长期硬态，随着天鹅座X-3（使用从RXTE-ASM，CGRO-BATSE和GBI获得的数据）的研究结果。我们在GRS 1915+105的X射线谱中发现了一个与射电辐射相关的关键行为。与天鹅座X-3的结果类似，在这种状态下，比旋转点更软的X射线通量与射电辐射相关，而相应的较硬X射线通量与射电和较软X射线辐射都反相关。我们研究了所有以前报道的相关性的X射线属性与银河系微类星体的无线电发射，并认为这些是一致的一般图片，其中的频谱旋转是一个共同的特点，在这些来源的频谱形状确定的无线电发射通量，在硬态。我们还检测到一般单调增加，这些源的无线电发射的软X射线发射跨越约5个数量级。我们定性地解释这些发现与两个组件的平流模型之间的薄磁盘和康普顿化区域的边界层的位置确定的频谱形状和流出量。
2003-06-23 astro-ph
RXTE observations of Galactic microquasar XTE J1748--288 during its 1998 outburst
本文分析了最近发现的银河系微类星体XTEJ 1748 - 288在1998年爆发期间的RXTE观测结果。在爆发过程中，源的光谱演化可以被认为是一系列性质不同的状态。在第一次观测期间，对应于X射线通量的最大值，源的光谱由占主导地位的硬幂律分量和软热分量组成，可以用圆盘发射模型来描述。在3-25 keV的能量范围内，硬组分对X射线亮度的贡献>80%。整体的双组分光谱形状是以前在BHC中观察到的甚高态（VHS）的属性，但硬组分的主导是不寻常的。后来，随着X射线源的消失，它的能谱发生了质的变化，显示出高（HS）和低（LS）状态，这两种状态都是黑洞双星的典型状态。随着能量谱的变化，快速变化也发生了巨大的变化。最初，功率密度谱由占主导地位的带限噪声分量、20-30 Hz和~0.5 Hz的QPO特征以及极低频噪声分量形成。在硬谱分量的贡献显著降低之后，分数可变性的幅度降低了一个数量级，PDS谱采用了幂律形状，在0.03 Hz附近具有宽QPO峰。当系统切换到LS时，PDS形状再次发生变化，此后未检测到QPO。当在VHS中观察源时，QPO参数和X射线通量之间存在明显的相关性。
1999-11-21 astro-ph
Possible hot spots excited by the relativistic jets of Cygnus X-3
我们提出了一个深搜索的结果，在微类星体天鹅座X-3附近的相关无线电功能。背后的动机是找到其相对论性喷流与周围星际介质相互作用的证据，这最终可以让我们对这个微类星体在其燃烧寿命期间释放的总能量进行量热。值得注意的是，在厘米波长的mJy发射水平的两个无线电源已被检测到与内部无线电喷流的位置角非常一致。我们建议，这些对象可能是热点的相对论流出碰撞与周围的气体类比Fanaroff-Riley II射电星系。这些候选热点距离天鹅座X-3只有几弧分，如果物理上相关的话，喷流的整个线性范围将达到几十秒差距。我们在这里讨论的证据，目前可支持这一假设的基础上，档案数据和我们自己的观察。
2005-05-20 astro-ph
The 2003 Outburst of the X-ray Transient H 1743-322: Comparisons with the Black Hole Microquasar XTE J1550-564
在2003年的8个月大爆发期间，罗西X射线计时探测器（RXTE）每天都观测到明亮的X射线瞬变H 1743-322。我们提出了一个详细的光谱分析和支持所有这些数据的时序分析，我们讨论的行为和演变的源的三个主要X射线状态定义的Remillard和McClintock。这些X射线的结果是补充甚大阵列（VLA）的数据在6个频率，提供相当完整的覆盖范围的整个爆发周期在4.860 GHz和8.460 GHz。我们还提出了光度数据和发现图表的光学对应的爆发和平静。我们仔细比较H 1743-322和研究得很好的黑洞X射线瞬态XTE J1550-564，发现这些系统的行为非常相似。正如其他地方所报道的，H 1743-322和XTE J1550-564都是相对论性喷流源，并且都表现出一对频率比为3：2的高频QPO振荡。这两个来源之间有许多惊人的相似之处，强烈地证明H 1743-322是一个黑洞双星，尽管目前还没有动力学数据支持这一结论。
2009-04-01 astro-ph
Multi-wavelength observations of the microquasar XTE J1720-318: a transition from high-soft to low-hard state
为了更好地了解高能银河系源，我们观察了银河系X射线双星和黑洞候选者XTE J1720-318的光学和近红外，就在2003年1月的X射线爆发开始后。这些观测结果是在2003年2月和4月以ESO/NTT作为机会目标获得的。我们进行了精确的天体测量和分析光度观测。然后，我们制作了一个颜色-星等图，观察了多波长光变曲线的整体演变，并分析了光谱能量分布。我们在R波段（R ~ 21.5）发现了光学对应物，并确认了近红外对应物。我们发现，对于6和8等之间的吸收，XTE J1720-318可能是一个位于3和10 kpc之间的中间质量X射线双星，拥有一颗光谱类型在B晚期和G早期之间的主序星。我们的第二组观测与X射线和近红外线曲线中的第三次次级爆发同时发生。其光谱能量分布的演变表明，XTE J1720-318在两次观测之间进入了从高软态到低硬态的转变。最后，我们讨论了微类星体爆发的一般方案中，这个源爆发的不同阶段。
2006-11-17 astro-ph
Revisiting the radio/X-ray flux correlation in the black hole V404 Cyg: from outburst to quiescence
本文报道了银河系吸积黑洞V404 Cyg（GS 2023+338）静止状态的Chandra X射线和VLA射电观测结果。天鹅座V404在其最微弱的射电和X射线发射水平下被探测到，其0.5 ~ 10 keV的未吸收光度为8.3 x 10^32（d/3.5 kpc）^2 erg/s。用吸收幂律模型拟合的X射线光谱产生2.17 +/- 0.13的光子指数。与之前的发现相反，这清楚地表明，与大多数处于静止状态的黑洞一样，V404 Cyg经历了与标准硬态相比非常低的亮度下的X射线光谱软化。静止的无线电发射与自吸收的致密喷流的存在是一致的。我们还重新分析了1989年天鹅座V404爆发衰变的档案数据，以便更精确地量化在天鹅座V404硬态下无线电和X射线发射之间的相关性。我们发现，这种相关性延伸超过五十年的X射线通量，并保持到静止状态的V404 Cyg。这种相关性的指数（~0.5）可能表明，同步辐射自康普顿发射是在V404 Cyg的高能量的主要物理过程。然而，这个指数也是一致的尺度不变的喷流模型耦合到一个低效的辐射吸积盘。我们讨论了黑洞的静态性质，并强调了这样一个事实，即它们的一些性质是不同于标准的硬态。
2008-06-18 astro-ph
Infrared [Fe II] emission from P Cygni's nebula: Atomic data, mass, kinematics, and the 1600 A.D. outburst
我们提出了中等和高色散1-2.5微米光谱的10角秒星云周围的天鹅座P，主要是明亮的发射线的[Fe II]。观察到的[Fe II]线的比率不同意在文献中的理论跃迁率，所以我们使用的光谱天鹅座P星云约束的原子数据为低水平的[Fe II]。特别令人感兴趣的是[Fe II] 12567/16435的比率，经常用作变红指标，我们根据经验得出其内在值为1.49，比以前的估计高出10%至40%。[Fe II] 16435的高色散光谱限制了天鹅座P星云的几何形状、详细结构和运动学，这是天鹅座P在公元1600年爆发的主要产物。我们使用[N II]/[N I]线比得出结论，该星云大部分是电离的，总质量为~0.1 Msun;比爆发以来恒星风损失的质量还要多。对于这个质量，我们预计会有比观测到的更大的红外过量。我们认为，在爆发后遮蔽恒星的尘埃已经被大量破坏，将Fe释放到气相中，产生明亮的[Fe II]发射。这个壳层的动能为~ 2 e46尔格，远小于19世纪40年代埃塔车巨大喷发时释放的动能。质量和动能在星云的eta车和天鹅座P给洞察力的参数范围内预期河外的eta车一样的爆发。
2005-10-31 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
Is the ejection of the corona a general phenomenon in microquasars?
我们利用X射线望远镜RXTE和INTEGRAL研究了一些微类星体在爆发过程中的演化。我们专注于吸积盘和负责产生硬X射线的介质（所谓的日冕）之间的相互作用。通过比较两个源（XTE J1550-564和GRS 1915+105）在X射线能量和无线电波长下的行为，我们提出了一种方案，其中离散喷射与爆发期间的软X射线峰值重合。我们还认为，在这两个来源中，喷射的物质是日冕，它与X射线最大值同时消失。然后，我们转向其他两个来源，XTE J1748-248和XTE J1859+226，并研究是否可以从现有的多波长（无线电+X射线）数据得出相同的结论。
2008-11-21 astro-ph
The X-ray Spectrum of the Dwarf Nova SS Cyg in quiescence and outburst
我们重新分析档案GINGA和ASCA的X射线数据从SS天鹅座在静止和爆发，使用多温度等离子体模型的连续和线发射，连同他们的反射从X射线照射白矮星和吸积盘。反射在所有的光谱中都被清楚地检测到，但它的贡献在爆发中看到的较软的X射线光谱中比在静止中更大。这支持了那些静止的内盘不存在或光学厚度不厚的模型，因此唯一的反射器是白矮星的表面，而不是白矮星加上内盘。我们在ASCA爆发光谱中检测到部分电离吸收，这可能是外流风的X射线特征。ASCA数据还可以详细测量元素丰度。我们发现，从热等离子体（也许除了Si和S）的所有可检测线是一个因素$\sim 2.5\times$弱于预期的太阳丰度。我们检查可能的偏离日冕平衡，但得出结论，重元素是真正的SS天鹅座丰度不足。在静止的基础上的本征光谱是一致的一个单一的温度等离子体。这与材料的预期冷却相冲突，并且要求等离子体被再加热，或者较冷的发射被光学薄的内盘中的吸收所掩盖，这仅影响盘下方的那部分边界层发射。相比之下，爆发光谱是软得多，是由冷却成分占主导地位，但有一个总的热等离子体光度类似的平静，表明光学薄的等离子体发射是重要的，即使在爆发。
1997-03-06 astro-ph
Internal shock model for Microquasars
基于准连续喷注的假设，我们提出了一个微类星体射电爆发的模型。喷流在爆发时被沿喷流行进的激波前沿“照亮”。所观察到的相对平坦的衰变光变曲线结合逐渐陡峭的光谱斜率解释的叠加辐射的老化相对论粒子人口留下的冲击。这种情况是低能量，时间分辨的等价于伽玛暴的内部冲击模型。我们表明，该模型预测的辐射等离子体类似的等离子体模型的能量含量。与此同时，喷流模型放宽了对中心源的严格要求，即必须将能量提供给喷流的速率。对具有平坦光谱斜率的“小爆发”和远离源中心的红外发射的观测表明喷流喷射的两种不同状态：（一）具有相对稳定的喷流产生和具有平坦光谱的弱无线电发射的“小爆发”模式;（二）具有喷流总体速度强烈变化和具有较陡光谱的强无线电发射的爆发模式。我们还表明，在微类星体中的连续喷流应终止于强烈的冲击，并可能膨胀类似于河外喷流源的射电瓣。最后，我们调查的可能性，测试这个模型的预测与解决无线电观测。
2000-02-17 astro-ph
Broadband X-ray spectrum of XTE J1550-564 during 2003 outburst
介绍了2003年春季银河系微类星体XTE J1550-564爆发期间的宽带积分和RXTE观测结果。在爆发的源被发现在一个典型的低/硬光谱状态。
2004-04-23 astro-ph
Very high energy gamma-ray production inside the massive binary system Cyg X-1/HDE 226868
我们应用IC e $^\pm$对级联模型，以研究可能的$γ$射线发射功能，从另一个紧凑的大质量的微类星体类型，天鹅座X-1。我们的结论是，在较低的能量（从MeV到GeV）的观测约束表明，电子注入喷流的光谱可能比其他TeV $γ$射线微类星体陡峭。天鹅座X-1中具有这种光谱的电子产生的级联$γ$射线光谱应该低于MAGIC和VERITAS级切伦科夫望远镜的灵敏度。然而，如果电子光谱是平坦的，那么最高的TeV $γ$ -射线通量预测在$\sim$ 7小时之前和之后的阶段时，紧凑的对象是在前面的大质量恒星。我们建议切伦科夫望远镜应该集中在这些范围内的阶段，因为TeV流量可以改变$\sim$ 20的因素与Cyg X-1双星系统的周期。此外，该模型预测明确的GeV和TeV的$γ$射线发射的关系。这一特征可以通过未来使用AGILE和GLAST望远镜在GeV能量范围内以及MAGIC和VERITAS望远镜在TeV能量范围内进行多波长观测来检验。
2006-12-08 astro-ph
Relativistic Iron Emission and Disk Reflection in Galactic Microquasar XTE J1748-288
我们报道了银河系微类星体XTE J1748-288在1998年6月~1998年爆发期间的甚高、高、低态X射线谱中Fe K-α荧光线特征和盘反射的证据。光谱分析的数据收集整个爆发的罗西X射线定时探测器正比计数器阵列。高斯线，相对论盘发射线，电离盘反射模型拟合的数据。在非常高的状态下，线的轮廓出现强烈的红移，从最内部的稳定轨道周围的最大旋转克尔黑洞盘发射一致。在高态，谱线轮廓红移较小，并且越来越突出。低态线轮廓非常强（约0.5 keV等效宽度），中心在6.7 +/- 0.10 keV;盘线发射模型拟合表明，在这种状态下，盘的内边缘在约20到约100个引力半径之间波动。磁盘反射分数跟踪通过爆发;从电离磁盘的反射是优选的VHS和HS，并从一个相对中性的磁盘的反射是优选的LS。我们讨论了我们的研究结果的影响，在XTE J1748-288的二元系统动力学和吸积流几何。
2000-08-24 astro-ph
Spectral atlas of dwarf novae in outburst
到目前为止，只有极少数矮新星在其爆发状态期间得到了研究（北半球约30%）。本文介绍了我国第一个全面的矮新星爆发谱图集。我们研究了可能的相关性的发射和吸收线的光谱和一些基本参数的二进制文件。我们发现，在所呈现的48个光谱中，除了IP Peg之外的12个系统显示出强的HeII发射：SS Aur，HL CMa，TU Crt，EM Cyg，SS Cyg，EX Dra，U Gem，HX Peg，GK Per，KT Per，V893 Sco，IY UMa，以及其他7个不太突出的系统：FO And，V542 Cyg，BI Ori，TY Psc，VZ Pyx，ER UMa和SS UMi。我们的结论是，如果Smak（2001）和Ogilvie（2001）的模型是正确的，这些系统是很好的目标，发现在其吸积盘的螺旋结构在爆发期间。这一点可以通过在SS Cyg、EX Dra和U Gem的圆盘中已经发现螺旋不对称的迹象来证实。
2002-01-22 astro-ph
Monitoring and modeling radio flares from microquasars
我们提出了长期的日常监测的银河系无线电发射的X射线双星的样本显示相对论性喷流（RJXRB）：SS 433，天鹅座X-3，和GRS 1915+105，与RATAN-600射电望远镜在0.6-22 GHz的范围。我们进行了建模计算，以了解时间（1- 100天）和频谱（1-22 GHz）的依赖性。我们测试了有限的射流段模型，我们发现，锥形中空射流的几何形状是负责要么幂律或指数衰减的耀斑。1997年监测了100天，1999年监测了120天。从静止的射电光变曲线中，我们得到了6.04天10-15%调制的明确证据。2000年4月，天鹅座X-3探测到三次强烈的耀斑（高达13焦耳）。
2000-11-03 astro-ph
Sensitivity of an underwater Cerenkov km3 telescope to TeV neutrinos from Galactic Microquasars
本文介绍了用蒙特卡罗模拟模拟NEMO-km $^3$望远镜探测银河系微类星体TeV μ中微子的能力。对于每一个已知的微类星体，我们计算可探测事件的数量，以及大气中微子和μ子背景事件。我们还讨论了探测器的灵敏度中微子通量预期从已知的微类星体，优化的事件选择也拒绝的背景下，幸存的事件选择的事件的数量。最好的候选者是稳定的微类星体SS 433和GX 339 -4，我们估计它们的灵敏度约为$5\cdot10^{-11}$ erg/cm $^2$ s;预计预测的通量将远高于这个灵敏度。对于爆发的微类星体，最令人感兴趣的候选者是天鹅座X-3、GRO J1655-40和XTE J1118+480：由于爆发的随机性，它们的分析更加复杂。
2007-03-17 astro-ph
The May 1989 outburst of the Soft X-ray Transient GS 2023+338 (V404 Cyg)
我们重新分析了软X射线瞬态源GS 2023+338的档案Ginga数据，涵盖了1989年5月爆发的开始。该源显示出一些相当不寻常的特征：非常高且明显饱和的光度，戏剧性的通量和光谱变化（通常在~1秒的时间尺度上），通常非常硬的光谱，没有明显的软/高状态的软热成分特征。我们描述了在通量的最大值得到的光谱，我们表明，这是非常不同的光谱的其他软X射线瞬态在类似的光度。我们确认以前的建议，戏剧性的变化是由于沉重的和强烈的可变光电吸收。我们还表明，在很短的时间内，源的光谱看起来像一个典型的软/高状态的光谱，但这正好与非常重的吸收。
1999-04-22 astro-ph
Cygnus X-3 in outburst : quenched radio emission, radiation losses and variable local opacity
本文介绍了天鹅座X-3在1994年2 - 3月爆发期间的多波长观测结果.在13.3，3.6和2.0厘米的密集无线电监测补充观测（分）毫米和红外波长，发现天鹅座X-3是异常明亮和可变的，并包括第一次报告的检测源在0.45毫米。我们报告的第一次确认淬火无线电发射之前，无线电耀斑独立的观测在绿岸。观测结果揭示了无线电喷流环境中波长相关辐射损失和不透明度逐渐降低的证据。我们发现，辐射损失很可能是占主导地位的逆康普顿损失所经历的无线电发射电子在强辐射场的发光同伴紧凑的对象。我们解释的耀斑序列中的不透明度降低，由于在射流中夹带的热电子的比例降低，反映了在该地区的射流形成的密度降低。我们提出，部分借鉴其他作者的工作，一个模型的基础上，质量转移率不稳定性预测伽玛射线，X射线，红外线和无线电的趋势在无线电耀斑序列。
1996-12-12 astro-ph
Optical, UV, and EUV Oscillations of SS Cygni in Outburst
我提供了一个审查的意见，在光学，紫外线（HST），和EUV（EUVE和钱德拉LETG）的快速周期振荡的星系，盘吸积，高质量吸积率激变变量（CV），特别强调矮新星SS天鹅座爆发。此外，我还提请注意白矮星、中子星和黑洞双星的准周期振荡（QPO）频率之间的相关性，这种相关性在近六个数量级的频率上都是有效的。这种相关性确定了CV的高频准相干振荡（所谓的“矮新星振荡”）与低质量X射线双星（LMXB）的千赫兹QPO，以及CV的低频和低相干QPO与LMXB的水平分支振荡（或被确定为这样的宽噪声分量）。假设白矮星、中子星和黑洞双星的QPO是由相同的机制产生的，那么这种相关性对QPO模型有重要的意义。
2004-01-23 astro-ph
Radiation pressure instability as a variability mechanism in the microquasar GRS 1915+105
吸积盘中高粘度的物理机制仍在争论之中。参数化的粘性应力$αP$被证明是一个成功的代表性，这种机制在磁盘的外部部分，解释矮新星和X射线新星爆发，由于电离不稳定性。我们表明，这种参数化也可以通过在磁盘的最里面的一部分，通过的$α$粘度法意味着存在的不稳定性的辐射压力占主导地位的区域。我们研究了这种磁盘的时间演化。结果表明，如果精确地计算$α$ -粘性盘模型（在垂直平均方程中采用适当的数值系数，并考虑平流），并在模型中补充（i）耗散50%能量的中等日冕（ii）携带与亮度相关的能量部分的喷流，则可以很好地再现GRS 1915+105的时间相关行为。这些以日冕和喷流的存在形式出现的必要的变化在观测上是合理的。该模型预测爆发的光度大于0.16 $\dot M_{Edd}$，根据需要，正确的爆发时间尺度和振幅，包括增加爆发时间尺度与平均光度的影响。这一结果强烈表明，$α$ -粘性定律是一个很好的描述的实际机制，负责角动量转移也在最里面，辐射压力占主导地位的部分磁盘周围的黑洞。
2000-08-23 astro-ph
On the nature of the microquasar V4641 Sagittari
我们介绍了在最近爆发的源V4641 Sgr = SAX J1819.3-2525爆发期间进行的光度和光谱光学和近红外（NIR）观测（基于在智利欧洲南方天文台收集的观测（ESO ID 63.H-0493和64.H-0382））（在Zand等人，2000年），1999年9月。这个源被独立地检测为RXTE源XTE J1819-254（Markwardt等人，1999），后来被鉴定为可变对象V4641 Sgr（Kato等人，1999）。它在1999年9月经历了一次明亮的光学爆发。15.7 UT，在V波段从14级到8.8级（Stubbings 1999），在X射线中达到12.2 Crab（Smith et al. 1999），Ks接近13。因此，这次爆发是明亮的，但非常短暂，e倍衰变时间为0.6天。一个射电源被解析，使得V4641 Sgr成为一个新的微类星体（Havelming et al. 2000）。我们讨论了这个系统的性质，表明我们的观测表明距离比以前从射电观测中得出的距离更远（Hellinget al. 2000）。该系统的距离在3到8千秒差距之间，伴星是一颗B3-A2主序星。另一种可能性是伴星正穿过赫兹弹簧间隙（B3-A2 IV型），在这种情况下，上述距离将是系统的最小距离。因此，该系统是一个中等或高质量X射线双星系统（IMXB或HMXB）。无线电和光学/近红外观测之间的距离不一致…
2001-02-06 astro-ph
Multi-periodic variations in the last 104 years light curve of the symbiotic star BF Cyg
我们分析了共生星BF Cyg的光变曲线，涵盖了114年的光度历史。这颗恒星在1894年左右发生了一次大爆发。从那时起，该系统的平均光学亮度一直在稳步下降，直到最近几年才达到爆发前的水平。叠加在这一普遍下降是大约6个较低强度的爆发1-2级和持续时间为2000-5000天。我们发现，在这些爆发的发生中，有一个~6376天的周期，或者可能是这个周期的两倍。我们认为，系统爆发的起源是在系统巨星外层的某些磁周期中，类似于我们太阳的不太强烈的~8000天磁周期。我们进一步发现，除了众所周知的双星周期757.3天外，BF Cyg还具有另一个光度周期798.8天。这可能是系统中巨星的自转周期。如果是这样，这两个周期的拍周期，14580天，是在巨人的表面潮汐波的旋转周期。4436天的第四周期，14580和6376个周期的拍周期也可能存在于LC中。我们预测BF Cyg将在2007年5月左右达到下一次爆发的高峰。新发现的798.8天周期解释了在光变曲线的某些时期轨道调制的消失。757.3振荡将在2013年左右再次减弱。
2005-12-12 astro-ph
Observations of microquasars with the MAGIC telescope
本文报道了对天鹅座X-1黑洞X射线双星（BHXB）的甚高能带（VHE，E_γ> 100 GeV）的观测结果。这些观测是用MAGIC望远镜进行的，在2006年6月至11月的26个夜晚中总共进行了40个小时。我们报告的结果搜索稳定和可变的伽马射线信号，包括强烈的耀斑，持续时间在1.5和24小时之间的第一个实验证据。
2007-09-14 astro-ph
The dwarf nova SS Cygni: what is wrong?
由于哈勃太空望远镜（HST）上的精细引导传感器（FGS）被用来测量到天鹅座SS的距离为$166\pm12$ pc，很明显，在这个距离上，盘不稳定性模型无法解释爆发期间的绝对星等。然而，是否必须修改模型或距离仍然是一个悬而未决的问题。最近的观测导致了SS Cyg系统参数的修订，似乎与$d\gta 140$ pc的距离一致。我们重新讨论的问题，考虑到新的二进制和恒星的SS天鹅座测量参数。我们不仅面对的观测与盘不稳定性模型的预测，但也比较SS天鹅座与其他矮新星和新星类系统。我们假设在爆发过程中的光盘是在一个准稳态，并使用黑体近似估计的吸积率在爆发作为距离的函数。使用已发表的长期光变曲线的分析，我们确定SS Cyg的平均传质速率作为距离的函数，并与其他矮新星和新星类系统导出的传质速率的结果进行比较。在$d\gta 140$ pc的距离，无论是吸积率在爆发期间，以及SS Cyg的平均传质速率矛盾的磁盘不稳定性模型。更重要的是，在这样的距离，我们发现SS Cyg的平均传质速率是更高的或相当于那些派生的新星样系统。我们的研究结果表明，SS天鹅座$\gta 140$个人电脑的距离矛盾的主要概念，在过去的30年中发展的激变吸积盘。要么我们目前对这些系统中的圆盘吸积的描述必须被修正，要么到天鹅座SS的距离是$\sim 100$ pc
2007-08-06 astro-ph
Flaring variability of Microquasars
我们讨论了微类星体的射电辐射的耀斑变化，在监测计划与RATAN-600射电望远镜测量。我们在2005-2007年对微类星体SS 433、GRS 1915 +105和天鹅座X-3的射电通量变化进行了多频（1-30 GHz）的日常监测。在GRS 1915+105上观测到了大量明亮的短时间耀斑，它们可能与活动的X射线事件有关。在2006年1月，我们检测到天鹅座X-3的静态流量下降（从100到$\sim$ 20 mJy），然后在2006年2月2日检测到1 Jy的耀斑，经过18天的淬灭无线电发射。利用日本NRO的RT 45米望远镜和NMA毫米波阵在110 GHz的准同步观测资料，观测到耀斑极大期的日光谱在2 ~ 110 GHz之间是平坦的。在RXTE ASM计划中监测到的非常可变和强烈的1-12 keV X射线发射（$\sim$ 0.5 Crab）的持续状态期间，发生了几次明亮的射电耀斑事件（1-15 Jy）。Swift/BAT ASM硬X射线通量与耀斑无线电数据密切相关。通过这种比较，可以确定微类星体光变曲线的各种光谱和时间特征。我们的结论是，监测的耀斑无线电发射是一个很好的示踪剂喷流活动的X射线双星。
2008-11-14 astro-ph
GMRT Observations of Microquasar V4641 Sgr
我们报告的GMRT观测V4641 Sgr在2002年5月爆发期间的射频为610和244兆赫。这是该源的最低频率无线电探测。目前的低频射电观测清楚地显示了从光学厚到薄的光谱演化。这种行为与膨胀气泡模型大致一致。然而，在较低频率下观察到的通量密度远高于该模型的预测。在锥形射流模型中，这种差异可以得到调和。
2005-12-05 astro-ph
Radio emission and jets from Galactic microquasars
由于在过去十年左右的爆发中对X射线双星的多波长观测的积极活动，我们现在已经对它们的射电现象响应于全球X射线特性的变化有了合理的理解。在这里，我将从观察的角度主观地回顾在评估流入和流出之间的相互作用方面取得的最新进展，并指出一些仍然需要在理论和观察上解决的未决问题。
2006-11-14 astro-ph
The Suzaku Observations of SS Cygni in Quiescence and Outburst
我们目前的结果，从朱雀观测的矮新星天鹅座SS在平静和爆发在2005年11月。由于HXD PIN探测器的高灵敏度和XIS的高光谱分辨率，我们以前所未有的精度确定了等离子体的参数。静止时血浆最高温度为20.4 ± 4.0-2.6（stat.）+/- 3.0（系统）6.0 ± 0.2 - 1.3keV的爆发时的能量显著高于爆发时的能量。中Z元素（Si，S，Ar）的元素丰度接近太阳，而较轻和较重元素的丰度均下降。氧和铁的吸收系数分别为0.46和0.37太阳能。碳的辐射非常高，至少是2个太阳能。反射镜对着光学薄热等离子体的立体角为Ω/2π= 1.7+/-0.2（stat.）+/-0.1（系统）在寂静中一个6.4 keV的铁Ka线被分解成一个狭窄的和广泛的组件。这些事实表明白矮星和吸积盘对连续反射和6.4keV铁Ka线都有贡献。我们认为标准光学薄边界层是静止状态下等离子体结构最合理的描述。爆发反射体的立体角Ω/2π= 0.9 + 0.5 - 0.4和6.4keV的宽铁谱线表明，爆发反射体来自于吸积盘和赤道吸积带。根据6.4keV谱线的能量宽度，我们认为爆发中光学薄的热等离子体分布在类似日冕的吸积盘上。
2008-10-08 astro-ph
The Turn-off of Classical Novae Observed Through X-rays: Models versus ROSAT Observations of V1974 Cyg
在爆发后阶段探测到经典新星的X射线辐射，提供了有关新星现象的重要信息。软X射线辐射提供了对剩余的热核燃烧壳的直接洞察。建立了一个稳态氢燃烧白矮星包层的数值模型，用于研究经典新星爆发后的相态。得到了新星后白矮星的X射线辐射特性，并与天鹅座V1974的ROSAT观测结果进行了比较。
2004-10-05 astro-ph
RXTE Spectral Observations of the 1996-97 Outburst of the Microquasar GRO J1655-40
RXTE提供了GRO J1655-40整个16个月1996-97爆发周期的出色覆盖。我们提出了一个完整的光谱分析这些数据，其中包括52 PCA光谱从2.5-20千电子伏和HEXTE光谱以上20千电子伏。我们还包括一个几乎连续的ASM光变曲线，每天进行几次强度测量。的背景下，解释的数据？blackbody磁盘/幂律模型。在非常高、高/软和低/硬的爆发状态下观察到源。在非常高的状态，源表现出强烈的硬耀斑的时间尺度上的小时到天，这是相关的拟合温度和半径的内吸积盘的变化。在高/软状态下，光谱主要由软的热发射的吸积盘的光谱参数，建议近似恒定的内部磁盘半径和温度。我们发现，一个紧密的关系之间存在着密切的关系所观察到的内半径的磁盘和通量的幂律分量。在强烈的硬耀斑期间，观测到内盘半径在几天的时间尺度上减少多达三倍。在耀斑期间观察到的内盘半径的明显减小可能是由于圆盘中径向温度分布的陡峭化以及光谱硬化的增加而导致的圆盘模型的失败，而不是内盘半径的物理变化。假设我们的光谱模型在弱幂律辐射期间是有效的，我们最可能的内盘半径值意味着a* < 0.7。黑洞角动量如此之低的值与相对论性坐标系拖曳和“盘震”模型不一致，这些模型是对在某些RXTE观测期间看到的300 Hz X射线QPO的解释。
1999-02-27 astro-ph
Orbital Parameters of the Microquasar LSI +61 303
介绍了微类星体LSI +61303的新光谱学。偏心轨道适合我们的径向速度测量产生更新的轨道参数与以前的工作很好的协议。我们的轨道解表明，近星点通过发生在射电相位0.23，X射线/射电爆发触发后2.5- 4天的紧凑的恒星通过。光学星的光谱与B 0 V光谱类型一致，贡献了总光的约65%，其余的是由于环星圆盘的发射。我们还测量了投影旋转速度为v sin i = 113 km/s。
2005-04-14 astro-ph
Rapid Variations in V2275 Cyg (Nova Cyg 2001 #2)
我们目前的时间分辨CCD测光V2275 Cyg 790天后的新星爆发。数据显示20%的峰-峰振荡，周期为24分钟。在两个晚上的观测中，周期似乎是稳定的，但不能排除QPO。
2004-01-11 astro-ph
X-ray spectral evolution of GS 2023+338 (V404 Cyg) during decline after outburst
我们重新分析了软X射线瞬变源GS 2023 +308（V404 Cyg）的GINGA档案数据，涵盖了其1989年5月爆发的下降阶段。我们的光谱模型包括相对论性模糊的康普顿反射连续谱和由X射线照射吸积盘产生的6.5 keV附近的铁Kα荧光线。这给出了一个强有力的诊断吸积几何，与振幅的再处理组件显示的立体角所涵盖的光盘，而详细的相对论性涂抹的形状显示如何接近这种材料是黑洞事件视界。我们发现，反射总是显着存在于光谱中，但其分数的贡献随着下降的进展而减少。相对论性拖尾的量也与下降期间的减少一致，尽管除了最亮的光谱之外，这一点受到的限制很差。一个合理的解释是，一个光学厚盘的内径随着时间的变化而增加，X射线源以中央日冕的形式出现。这与其他X射线瞬变源（如苍蝇新星）的演化相似，只是GS 2023+338的基本幂律谱在圆盘几何形状改变时保持不变。这挑战了几乎所有吸积黑洞光谱模型的基本假设，即硬X射线是由来自吸积盘的种子光子的康普顿化形成的。
1998-11-06 astro-ph
Chandra HETG line spectroscopy of the Non-magnetic Cataclysmic Variable SS Cyg
本文介绍天鹅座SS静止和爆发的{ \it Chandra} HETG观测。光谱的特征在于从O到Fe的类He和类H Ka发射线，以及从Fe的L壳层发射线。在静止时，光谱主要由类H的Ka线，而在爆发时，类He线与类H线一样强。在爆发中，从O到Si的类H K_a线是宽的，在高斯型$σ$（1800- 2300 $ {\rm km s^{-1}}$）中宽度为4- 14 eV。大线宽，连同线轮廓，表明线发射等离子体与开普勒盘，仍然保留了方位角散装运动。在静止时，发射线较窄，高斯$σ$为1- 3 eV（420- 620 $ {\rm km s^{-1}}$）。较轻元素的速度稍大，这表明静止状态的谱线是从边界层入口处的电离等离子体发射出来的，在那里，光学厚度较厚的吸积盘的整体运动由于摩擦而转化为热量。利用类He和类H K_a线的强度比，我们还研究了静止和爆发时边界层的温度分布。发现天鹅座SS的分布与其它用{ \it ASCA}资料系统研究的矮新星一致。
2008-05-18 astro-ph
The unusual Nova Cygni 2006 (V2362 Cyg)
背景：光学新星光变曲线通常具有快速下降和恢复的结构，这是由于喷出物的星云或尘埃相造成的。天鹅座新星2006（V2362 Cyg）在经历了早期的快速下降后，经历了一次不寻常的增亮。光变曲线的形状可以与V1493 Aql相比较，但在这种情况下，整个事件并不那么明亮，只持续了几个星期。V2362 Cyg在再亮前有一个中等快速的下降t_2 = 9.0，在最大值后持续了250天。目的：我们提出了一个分析我们自己的光谱调查结合AAVSO测光数据，涵盖了整个再亮阶段，直到返回到最后的下降。研究方法：我们用79个夜晚中的10个夜晚获得的中等分辨率光谱来研究喷出物的速度结构的变化。采用AAVSO光度法对增亮剂的整体性能和增亮能量进行分析。结果如下：虽然主爆发的行为（速度，爆发幅度和下降时间尺度）类似于一个“正常”的经典新星，壳层显然经历了第二个快速的质量喷射阶段，导致不寻常的属性。这次事件的积分通量对爆发总辐射能量的贡献约为40%.用一个简单的光学薄模型减去主喷发的分离壳层的辐射，得到了碰撞事件中H_α剖面的演化。还导出了距离D ~ 7.5 {+3.0}{-2.5} kpc和星际消光E（B-V）= 0.6 +/-0.1。
2008-01-15 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
