A search for X-ray variability in the open cluster NGC 2516
本文介绍了银河系疏散星团NGC 2516的X射线光变研究结果。这个集群已经使用XMM-Newton观察了8次，使其成为此类研究的绝佳目标。我们发现4个源显示出显着的变化，这意味着每25千秒检测一个显着的可变源。所有的来源表现出光谱，可以使用吸收的一个或两个温度的热等离子体模型拟合。这些耀斑中最亮的也显示出一条在~7.0keV附近的突出的铁谱线。这4个源都位于观测到的NGC 2516主序附近，表明它们是星团成员。我们认为这4个天体中至少有3个是RS CVn系统。我们比较了最亮耀斑和太阳耀斑的性质。
2003-02-11 astro-ph
Simultaneous EUV and X-ray variability of NGC 4051
我们提出了一个通量变化的研究同时RXTE和EUVE观测的高度可变的塞弗特星系NGC4051。我们发现在EUV和中等能量X射线波段的变化之间有很强的相关性，表明两者都是采样相同的幂律连续。两个带之间的滞后小于20 ks，并且根据模型假设，可能<1 ks。我们研究的后果，这样一个小的滞后的背景下，简单的康普顿模型的生产的幂律连续。滞后<1 ks implies that the size of the Comptonising region is less than 20 Schwarzschild radii for a black hole of mass >1E6个太阳质量。
1999-12-06 astro-ph
Variability of accretion flow in the core of the Seyfert galaxy NGC 4151
我们分析了观测的塞弗特星系NGC 4151涵盖90年的光学波段和27年的2-10千电子伏的X射线波段。我们计算这些数据的归一化功率谱密度（NPSD），结构函数（SF）和自相关函数（ACF）。结果表明，光学和X射线光变特性有很大的不同。X射线变化主要在5 - 1000天的时间尺度范围内。光学变化也具有可能与X射线变化相关的短时间尺度分量，但主要影响是长时间尺度变化，时间尺度长于$\sim$ 10年。我们比较了我们的结果与观测的NGC 5548和天鹅座X-1。我们的结论是，长时间尺度的变化可能是由辐射压力不稳定性的吸积盘，虽然在NGC 4151中观察到的时间尺度是由一个因素的几个比预期的更长。这个源的X射线变化与天鹅座X-1中观察到的非常相似，但与黑洞的质量成比例，这表明辐射压力不稳定性不会对X射线产生显著影响。
2003-03-13 astro-ph
Variability Study of EHB Stars in the Globular Cluster NGC 6752
本文介绍了在球状星团NGC 6752的中心部分寻找变星的结果。监测的样本分别包括160颗BHB和107颗EHB星。共检测到17个变量，其中14个是新的鉴定。五颗变星是BHB/EHB星。我们还报告识别的一个分离的食二进制可能是一个成员的集群。此外，我们还探测到了位于星团核心的矮新星爆发。
2007-12-21 astro-ph
The X-ray spectrum and variability of the Seyfert 2 Galaxy NGC7172
我们提出的证据通量变化，在短（小时）和长（月）的时间尺度的塞弗特2星系NGC 7172。这些结果是基于1996年5月ASCA对NGC 7172的观测。在相当低的通量水平上探测到该源，比其通常状态（包括一年前ASCA也观测到它时）暗约3倍。在观测过程中，来源也发生了约30%的变化，证实了其中心存在1型核。然而，它的光谱似乎比典型的Seyfert 1光谱平坦（与其他Seyfert 2的发现一致），除非调用复杂的吸收，否则统一模型会出现问题。
1998-03-13 astro-ph
Correlation of IR and Opticical Variability in NGC4151
我们结合了所有已发表的NGC 4151的近红外和光学光度观测以及我们新的未发表的数据，这些数据可用于确定光学和近红外变化之间的时间延迟。在此之前，我们已经发现了K和L滤波器在不同的光度状态下的时间延迟值的变化。在这里，我们考虑的是核的非常高的状态之后的深极小值的新数据。我们得出结论，粉尘恢复后的高状态的时间是任何情况下，然后几年。
2004-10-05 astro-ph
Variability of the iron K-emission line in the Seyfert 1 galaxy NGC 3516
我们提出了强有力的证据，铁K $α$发射线在塞弗特1星系，NGC 3516的通量的变化。两次ASCA观测（相隔$\sim 1$ ~yr）显示连续通量明显减少了$\sim 60$ ~ %，在这段时间内，宽铁K $α$线的通量减少了相同的因子，但没有证据表明线剖面发生了变化。在$>99$ ~ %的置信度下，线的变异性是显著的，并排除了在距离细胞核$>1$ ~pc的分子环中产生线的模型。一个吸积盘的可能性要大得多。
1996-08-26 astro-ph
A variability study of the Seyfert 2 galaxy NGC 6300 with XMM-Newton
本文给出了对赛弗特2星系NGC 6300的XMM-牛顿观测的时间分析结果。在2 keV以上的硬X射线光谱是由康普顿薄吸收的幂律组成的，就像在塞弗特2星系中经常看到的那样。我们清楚地检测到快速的时间变化的时间尺度上约1000秒的光变曲线以上2千电子伏。时间变异性的超额方差（sigma2_RMS）计算为约0.12，光变曲线的周期图由斜率为1.75的幂律函数很好地表示。与以前的结果相比，从塞弗特2核，这些变化的特点是一致的塞弗特1星系。这种一致性表明NGC 6300具有与塞弗特1星系相似的黑洞质量和吸积特性。利用Hayashida等人（1998）的时间变率与中心黑洞质量之间的关系，NGC 6300的黑洞质量估计为~2.8x10^5 Mo。考虑到这种方法的不确定性，黑洞的质量小于10^7 Mo。考虑到辐射热光度为3.3x10^43 erg/s，这产生了大于爱丁顿值0.03的吸积率，并且与使用这种方法对塞弗特1星系的估计相当。时间变率分析表明，NGC 6300实际上有一个被厚物质遮蔽的塞弗特1核，并且更普遍地为基于遮蔽的塞弗特星系统一模型提供了新的支持支柱。
2005-07-20 astro-ph
The swansong in context: long-timescale X-ray variability of NGC 4051
1998年5月9日至11日，BeppoSAX（Guainazzi等人，1998年）RXTE和EUVE观测到高度可变、低光度的Seyfert 1星系NGC 4051处于不寻常的低通量状态。我们提出了4-15 keV的RXTE光谱和BeppoSAX MECS光谱在这次观测过程中获得的，这是一致的解释，源已关闭，只留下从遥远的冷物质的纯反射光谱。我们通过展示在过去两年半的RXTE监测活动中获得的NGC 4051的X射线光曲线，这表明，在5月观测之前，低状态持续了约150天（这意味着反射材料距离连续光源> 10^17 cm），并形成了光变曲线的一部分，显示出长波长的明显变化。时间尺度上的长期平均通量>月。我们发现，长时间尺度的组成部分，X射线的变化是固有的主要连续，可能是不同的变化在较短的时间尺度，可能与吸积流的物质到中央黑洞的变化。当源接近低状态时，可变性过程变得非线性。NGC 4051可能代表了射电宁静活动星系核（AGN）中所有X射线变化的缩影，在几年内显示出各种通量状态和变化特性，而更明亮的AGN可能在几十年到几千年的时间尺度上通过。
1999-05-10 astro-ph
On the photometric variability of blue supergiants in NGC 300 and its impact on the Flux-weighted Gravity-Luminosity Relationship
我们提出了一个光谱确认的超巨星在NGC 300的光度变化的研究，包括28个历元在五个月的时间内延伸。我们发现15个明显光度可变的蓝超巨星在近70个这样的恒星的样本，显示最大的光振幅范围从0.08到0.23的V带，和一个可变的红超巨星。我们给出了它们的光变曲线，并确定了两颗A2 Ia星的半周期。假设所观察到的变化对应于类似的辐射热光度的变化，我们测试这种变化的影响通量加权重力-光度关系，并找到一个可以忽略不计的影响，表明这种关系的校准，它有可能测量河外距离的造父变星的精度水平，不受恒星光度变化的任何显着的方式。
2003-09-11 astro-ph
Power density spectrum of NGC 5548 and the nature of its variability
我们得到的功率密度谱在光学和X射线波段的时间范围从几年到$\sim $一天。我们认为，光功率密度谱由两个独立的组成部分：长时间尺度的变化和短时间尺度的变化，与划分的时间尺度约100天。短时间尺度分量的形状类似于X射线功率密度谱，这与X射线再处理引起的短时间尺度光学变化的解释一致。我们发现，所观察到的光学长时间尺度的变化是一致的热脉动的吸积盘。
1998-10-14 astro-ph
Extreme X-ray spectral variability in the Seyfert 2 Galaxy NGC 1365
我们提出了多个钱德拉和XMM牛顿观测的1.8型塞弗特星系NGC 1365，这表明最戏剧性的X射线光谱变化观察到迄今为止在活动星系核：源切换从反射为主的透射为主，并在短短6周内回来。在此期间，从中心周围约1 kpc区域产生的软热分量保持不变。反射分量在所有时间尺度上都是恒定的，其相对于主要分量的高通量意味着存在覆盖大部分立体角的厚气体。这种气体的存在，以及快速变化的时间尺度，表明康普顿厚到康普顿薄的变化是由于视线吸收体的变化，而不是极端的固有发射变化。我们讨论了一种环核吸收体/反射体的结构，它可以解释所观察到的X射线光谱和时间特性。
2005-03-16 astro-ph
Variability of Optical \ion{Fe}{ii} Complex in Narrow-Line Seyfert 1 Galaxy NGC 4051
从活动星系核监视计划中提取的光谱研究了NGC 4051中Fe Ⅱ光学混合物的变化。在我们的分析中，Fe Ⅱ复合物被扣除并测量，结果如下。首先，在NGC 4051中检测到Fe II在3年期间的变化。所确定的FeII变化密切跟随连续体中的变化。其次，据报道，EW的Fe II的增加与上升的连续通量，这是一致的，以前的说法，没有令人信服的鲍德温效应在光学Fe II。第三，通过比较H $β$和Fe II的变化，我们发现RFe标度的连续通量为$\rm{R_{Fe}\propto (5.0\pm0.8) \log(L/M)}$，这与理论预期有很大的不同。最后，在六个选定的Seyfert星系中，五个窄线Seyfert 1星系中的四个呈现RFe和连续通量之间的正相关。发现两个具有较宽H $β$（$\rm{FWHM>1500 km\ s^{-1}}$）谱线的天体具有负相关性，我们认为宽线云电子密度的差异和/或入射高能辐射的变率行为可以解释RFe变率行为的二分法。
2005-04-05 astro-ph
A Search for Variable Stars and Planetary Occultations in NGC2301 I: Techniques
2004年2月，我们用正交转移CCD相机（OPTIC）对年轻的疏散星团NGC 2301进行了14个夜晚的观测。我们在观测过程中使用PSF整形技术（“方形星”），从而获得更大动态范围（4.5星等）的高光度精度结果（$\le$ 2毫等）。这些结果优于使用标准CCD成像仪的类似观测活动。本文讨论了我们的观测技术，并提出了在NGC 2301中发现的变异统计的初步结果。作为颜色、变化类型、恒星类型和星系团位置函数的变化统计的详细信息将出现在论文II中。
2005-01-04 astro-ph
Ultracompact X-ray Binaries in Globular Clusters: Variability of the Optical Counterpart of X1832-330 in NGC 6652
越来越多的证据表明，球状星团核心的发光X射线源可能经常由超紧凑（P < 1 hr）双星组成，甚至可能是一个由超紧凑（P < 1 hr）双星主导的类别。除了已知的两个这样的系统，即NGC 6624和NGC 6712，我们现在又增加了另外两个这样的系统的证据。我们检测到大幅度的变化，在候选人的光学对应的X射线源的核心NGC6652。虽然现有的观测结果相对较短，但现有的哈勃太空望远镜数据表明，可见光通量的半振幅30%的强烈的43.6分钟周期调制。此外，虽然NGC 1851中的源的轨道周期尚未明确测量，但我们证明，以前的光学光度与X射线光度和吸积盘大小的相关性，最近的数据加强，强烈暗示该系统的周期也小于1小时。因此，目前有证据表明，7个具有约束周期的球状星团X射线源中有4个是超紧的，这一比例远远大于在该领域的X射线双星中发现的比例。
1999-12-14 astro-ph
Measurements of Variability of Low Mass X-ray Binary Candidates in the Early-Type Galaxy NGC 4697 from Multi-Epoch Chandra X-ray Observations
对邻近大质量早型星系的多历元Chandra X射线观测开启了对低质量X射线双星（LMXB）行为的一个重要机制--长期变率的研究。在另一篇论文中，我们报告了对NGC 4697的5个钱德拉观测，探测到158个X射线源，探测/完整性极限为0.6/1.4 x 10^{37}尔格/秒，NGC 4697是最近的（11.3 Mpc），光学发光（M_B < -20），椭圆（E6）星系之一。在本文中，我们报告的可变性LMXB候选人测量的时间尺度从秒到年。在几秒到几小时的时间尺度上，我们检测到五个具有显著变化的源。大约7%的光源在任何两次观测之间表现出变化，16+/-4%的光源在所有五次观测中都没有恒定的光度。在变量源中，我们确定了11个瞬态候选者，我们估计，如果NGC 4697中的所有LMXB都是长期瞬态，那么它们将持续约100年，占空比为7%。这些数字与在M87和NGC 1399中发现的较亮LMXB一致，这表明长期瞬态中子星LMXB和黑洞LMXB的爆发持续时间之间似乎没有可测量的差异。我们详细讨论了瞬态超软源，其属性是不容易解释的超软源的标准解释。
2008-06-03 astro-ph
Long-term variability survey of the old open cluster NGC 6791
我们介绍了对老的疏散星团NGC 6791的长期变率观测结果。使用ISIS图像减影软件包分析了在6年时间跨度内收集的BVI观察结果。我们观测的主要目标是两个激变变星B7和B8。我们已经确定了B7和B8可能的周期长度分别为25天和18天。我们初步将B7归类为VY Scl型类新星变星或Z Cam型矮新星。B8很可能是天鹅座SS型矮新星。我们还提取了42颗以前报道过的变星的光变曲线，并发现了7颗新的变星。新的变量表现出长周期或非周期的变化。我们观测的长基线也使我们能够推导出更精确的变星周期，特别是对于短周期食双星。
2003-02-28 astro-ph
The X-ray Spectral Variability of the Seyfert Galaxy NGC 3227
（节略）我们提出了NGC 3227的{ \it ASCA}观测结果以及{ \it ROSAT}观测结果。0.6- 10千电子伏的连续体是一致的幂律与$Γ\sim 1.6$，平坦比通常观察到的塞弗特星系。Fe $K$壳层发射具有典型的Seyfert 1星系的EW和轮廓。1993年的{ \it ASCA}观测揭示了电离物质与$U_X \simeq 0.01$的屏蔽$N_{H,z}^{ion} \simeq 3\times10^{21} cm^{-2}}$的吸收。对{ \it ASCA}和{ \it ROSAT}数据的联合分析显示，NGC 3227固有的中性物质的额外屏蔽具有$N_{H,z}^{neu} \sim $和少量$\times10^{20} cm^{-2}}$。NGC 3227在观测之内和观测之间都表现出光谱的变化，这是由于连续辐射的短期变化和吸收的长期变化。时间分辨光谱显示在持续时间为$\sim 10^4$ s的耀斑期间，连续谱被$ΔΓ\simeq 0.1$变陡。该列增加了一个因素的$\sim10$由1995年的时代，而连续与1993年观察到的。1995年的数据还表明，温暖的吸收剂允许$\sim$ 10%的核辐射逃逸而不衰减。
1998-06-30 astro-ph
Similarity of the variability patterns in the Exosat and Ginga folded light curves of the Seyfert galaxy NGC 6814
塞弗特星系NGC 6814的X射线光度有周期性的变化。我们发现，在折叠的X射线光变曲线中的峰（可变性模式）的序列构建从{ \it Exosat}和{ \it Ginga}数据是非常相似的，当一个忽略的峰值的振幅，只考虑它们的相位。稳定模式由五个峰组成，这五个峰存在于两条曲线中。对应峰的相位以大约10度的精度一致。根据最保守的估计，这种巧合偶然发生的概率小于1%。所观察到的稳定的峰值图案可能是由吸积盘表面上的“亮点”的稳定分布产生的，{ \it例如}通过强涡流或磁通量管。
1993-01-08 astro-ph
Long-Term X-ray Spectral Variability in Seyfert 1 Galaxies
对7个Seyfert 1星系的连续RXTE观测数据进行了直接时间分辨光谱拟合，研究了它们在日至年时间尺度上的宽带光谱变率和Fe K α变率特征。在某些物体中没有检测到Fe K α线的变化，但在其他物体中存在，例如，在NGC 3516、NGC 4151和NGC 5548中，线通量在3-4年内有系统地减少约2-5倍。Fe K α线的变化不如宽带连续谱强烈，但像连续谱一样，在更长的时间尺度上表现出更强的可变性。相对较少的模型依赖的宽带分数变化幅度（Fvar）光谱也表现出较弱的线的变化相比，连续的变化。在NGC 5548中，谱线和连续谱线的系统性长期衰减也是相当的。然而，总体而言，没有证据表明线和连续体之间的相关变异性，严重挑战的模型中，线跟踪连续变化修改仅由光旅行时间延迟。局部效应，如在线发射部位形成电离皮肤可能是相关的。谱拟合和Fvar谱都支持谱软化的连续通量增加。
2003-08-18 astro-ph
The AGB stars of the intermediate-age LMC cluster NGC 1846 Variability and age determination
目的：调查变异性和模拟的脉动行为的AGB变量在中年大麦哲伦星系团NGC 1846。研究方法：我们自己的光度监测已经与来自CAMO档案的数据相结合，以检测星团AGB恒星中的22个变量，并推导出脉动周期。根据团簇的全局参数，建立了考虑C/O比对大气结构影响的脉动模型。特别是，我们使用了不透明度适合O-丰富的恒星和碳星的脉动计算。结果：用质量约为1.8 M的AGB星$_{\sun}$拟合NGC 1846的PL图。我们发现，脉动的周期增加时，AGB星变成碳星。使用我们的样品的脉动行为所定义的AGB上的质量，我们得出了$1.4\times10^{9}$年的集群年龄。这是第一次从AGB恒星的变化性中推导出星团的年龄。碳星被证明是一个混合物的基本和第一泛频径向散射。
2007-10-04 astro-ph
The exceptional X-ray variability of the dwarf Seyfert nucleus NGC 4395
本文根据长周期XMM-牛顿观测，分析了低光度塞弗特核NGC 4395的X射线变率。功率谱在频率f_br = 0.5 ~ 3.0 * 10^-3 Hz处出现明显的突变，从平坦的谱（α ~ 1）变为陡峭的谱（α ~ 2），这与之前在塞弗特星系中发现的最高特征频率相当。这扩展了测量的M_BH-f_br值到比以前研究的Seyfert星系更低的M_BH，并且与变率频率与黑洞质量成反比是一致的。所观察到的变化是迄今为止活动星系核中最剧烈的变化之一，在最软的波段，分数均方根振幅（F_var）超过100%。NGC 4395的变化幅度似乎本质上高于大多数其他塞弗特星系，即使在考虑了特征频率的差异之后。这种差异的原因尚不清楚，但不太可能是高吸积率（NGC 4395的L/L_Edd <20%）。这些变化明显遵循线性均方根通量关系，进一步支持了这是吸积黑洞普遍存在的特征的观点。不同能带之间的变化高度一致，任何频率相关的时间延迟都限制在<1%。
2004-10-11 astro-ph
On the artificial nature of aperiodic variability in XMM-Newton observations of M31 X-ray sources and the ultraluminous X-ray source NGC 4559 ULX-7
内容：低质量X射线双星（LMXB）的功率密度谱（PDS）是由XMM-Newton观测到的M31 X射线源的特征。然而，我们最近发现，这些PDS的结果从不适当的添加/减去非同时光变曲线。目的：了解人工制品的性质和来源。研究方法：我们重新分析了我们的XMM-牛顿观测M31与非同时和同时的光变曲线，然后结合模拟光变曲线在不同的强度与各种偏移，并发现文物更依赖于偏移比强度。结果：XMM-牛顿科学分析软件（SAS）产生的光变曲线在默认情况下是不同步的。这不仅影响来自三个EPIC探测器（MOS 1、MOS 2和pn）的光变曲线的组合，而且影响同一CCD中的背景扣除。因此，即使要使用整个观测，也必须通过时间滤波来同步所有SAS生成的光变曲线。我们还发现，NGC 4559 ULX-7报告的时间行为也受到人工制品的污染; NGC 4559 ULX-7的正确组合光变曲线没有显著的变化。因此，将这个源归类为中等质量黑洞不再合理。结论：虽然之前来自M31的计时结果已经被证明是错误的，而且在NGC 4559 ULX-7中也打破了幂律PDS，但XMM-牛顿能够在NGC 5408 ULX-1的3 ks观测中检测到非周期性变化。因此，XMM-牛顿仍然是分析河外X射线源变化的可行工具。
2007-03-06 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
Discovery of high-amplitude X-ray variability in the Seyfert-LINER transition galaxy NGC7589
我们提出的第一个结果的方案，以寻找大通量变化的X射线源的XMM偶然调查相比，以前的ROSAT观测。在不到5年的时间尺度上，发现NGC 7589星系核的X射线通量增加了10倍以上。0.4- 10 keV的XMM光谱可以近似为光子指数为1.7-1.8的幂律，尽管它似乎在5 keV以上变平，这表明可能存在复杂的模型，例如部分覆盖或圆盘反射。根据对它的光谱的分析，分类将NGC 7589置于Seyfert区域，但在活动星系核诊断图上靠近Seyfert-LINER边界线。我们把NGC 7589分类为Seyfert1.9或LINERI，根据探测到的宽H_α线，这使NGC 7589成为低光度区的活动星系核。我们解释观察到的变化，无论是在AGN中的吸收气体的覆盖因子的变化，或在固有的X射线光度的变化。如果是后者的情况下，推断爱丁顿吸积率增加，从辐射效率低的吸积为主的制度，以接近假定的临界值，在该值的吸积模式的过渡应该发生的值。这种可能性为通过直接观察“光谱状态”的变化来研究外部星系中心黑洞的吸积物理学提供了新的前景，这在恒星黑洞双星系统中很常见。
2004-08-03 astro-ph
Temporal characteristics of the X-ray emission of NGC 7469
利用30 d的RXTE/PCA观测资料，研究了NGC 7469的时间变率.在整个X射线波段观察到变化，并观察到光谱变化。柔软度比与紫外线通量相关，但似乎表现出更快的变化。在~1d时间尺度上计算的RMS变率参数是显著可变的，并且在光谱最硬的时期附近看到急剧增加。2- 4keV、4-10 keV和10-15 keV光变曲线的互相关在零延迟处显示出峰值，但CCF向正滞后倾斜（即软超前硬），具有约0.5d的表观时滞。2-10 keV频带中的功率谱密度（PSD）函数没有显示出明显的特征-例如周期性或间断-但是幂律是相当差的拟合，特别是对于高频谱。软X射线波段的归一化PSD在长时间尺度上显示出更大的变化幅度，但硬X射线PSD更平坦，并且在小于约1d的时间尺度上显示出更大的功率。我们的数据广泛支持这样的观点，即X射线是由较低能量种子光子的康普顿上散射产生的，正如以前得出的结论。它们很难与那些变化的唯一来源是种子光子的模型相协调，更有可能表明X射线日冕固有的变化过程。我们对这些结果的解释是，NGC 7469的低频变化确实是通过康普顿种子光子的变化产生的，但高频变化是由日冕加热机制产生的（截断）。
2001-05-14 astro-ph
Quasi-Periodic Variability in NGC 5408 X-1
我们报告的发现与XMM-牛顿的准周期变化的0.2 - 10千电子伏的X射线通量从超铝X射线源NGC 5408 X-1。所有EPIC-pn数据的平均功率谱揭示了具有9%的平均幅度（rms）和Q~6的相干性的强20 mHz QPO。在一个33千秒的时间间隔时，20兆赫的QPO是最强的，我们也发现了第二个QPO峰在15兆赫的证据。这是ULX源中的近QPO对的第一个指示。有趣的是，这个QPO对的频率比在3sigma水平上与3：2不一致，但与4：3的比率一致。斜率接近1.5的幂律噪声分量也存在于0.1 Hz以下，有证据表明在约3 mHz处出现了向更平坦斜率的转折。该源显示出相当大的宽带可变性，在0.1 - 100 mHz频带中具有约30%的总振幅（rms），并且存在对可变性的强能量依赖性。我们讨论的背景下，ULXs的模型，以及它们的影响对象的质量，这些研究结果的影响。
2007-01-12 astro-ph
X-ray variability of NGC 2516 stars in the XMM-Newton observations
本文利用XMM-Newton/EPIC/pn资料，研究了星系团NGC 2516恒星的X射线光变特征。探讨了短（小时）、中（月）和长（年）时间尺度上的X射线变化。我们检测到303个不同的X射线源分析6 EPIC/pn观测，其中194个是集群的成员。所有光谱类型的恒星，从早期类型到晚M矮星，都被探测到。应用于X射线光子时间序列的Kolmogorov-Smirnov检验表明，在短时间尺度上，只有相对较小的一部分（dG和dF的范围分别为6%至31%）的NGC 2516成员是可变的，置信水平为$\geq$ 99%;然而，这一部分很小可能只是因为统计学不好。一组dF 7-dK 2星的时间X射线振幅分布函数（XAD），在短（小时）和中（月）时间尺度上导出，似乎表明，中期变化，如果存在的话，有一个小得多的振幅比短时间尺度上的;类似的结果也得到了dK 3-dM星。NGC 2516晚型星的振幅变化与同时代的昂宿星一致。将这些数据与7-8年前收集的ROSAT/PSPC和4-5年前收集的ROSAT/HRI的数据进行比较，我们没有发现相关时间尺度上存在显著变化的证据，这表明由于类似于太阳活动周期的活动周期而产生的长期变化在年轻恒星中并不常见。在一颗恒星的光谱中发现了光谱变异的迹象，该恒星的光谱在三个时期都是可用的。
2008-01-16 astro-ph
Steps toward determination of the size and structure of the broad-line region in active galactic nuclei. VI. Variability of NGC 3783 from ground-based data
塞弗特1星系NGC 3783在1991年12月至1992年8月期间受到强烈监测。我们提出的结果，从地面观测的光学和近红外，这补充了数据集从IUE，在别处讨论。从许多天文台的光谱和光度数据相结合，以获得良好的采样光曲线的连续和H-β。在竞选期间，来源变化很大。光学连续谱和H-β的光变曲线与IUE获得的光变曲线相似。近红外线通量没有显着变化，除了在运动结束时增加。光学连续谱和H-β通量分别滞后于紫外连续谱1天或更少和8天。这些结果证实了连续谱的变化是同步的，或者在整个紫外光范围内有一个非常小的滞后，并且NGC 3783的谱线对电离连续谱变化的响应比NGC 5548的延迟要小。与NGC 5548一样，H-β的滞后大于高电离线的滞后。
1993-11-01 astro-ph
Multiwavelength observations of short time-scale variability in NGC 4151. IV. Analysis of multiwavelength continuum variability
本文综合了前三篇文章的观测资料，分析了1993年12月观测期间Seyfert~1星系NGC~4151的多波段光变和光谱能量分布。该源接近其历史亮度峰值，在X射线，紫外线和光学波长处显示出强烈的相关变化。在中等能量（$\sim$ 1.5 keV）的X射线中观察到最强的变化，归一化变异幅度（NVA）为24%。在$\sim$ 100 keV的软$γ$射线能量下观察到较弱的（NVA = 6%）变化（与较低能量下的变化不相关）.在较软的（0.1- 1 ~keV）X射线波段中没有观察到显著的变化。在紫外/光学区，NVA随波长从1275 nm增加到6900 nm而从9%下降到1%。这些数据没有探测极紫外（1200~ 10 keV至0.1~keV）或硬X射线（2--50~keV）的变化。不同波段变化之间的相位差与零滞后一致，1275~ keV和其他紫外波段之间的相位差上限为$\ls$ 0.15天，1275~ keV和1.5~keV之间的相位差上限为$\ls$ 0.3天，1275~ keV和5125~ keV之间的相位差上限为$\ls$ 1天。这些严格的限制比以前的多波段活动星系核监测活动中确定的限制有一个数量级以上的改进。紫外波动功率谱没有显示出周期性的证据，而是与非常陡峭的红色幂律（$ a = -2.5 $）很好地拟合。如果在"主”波段发射的光子被附近的物质吸收，并“再加工”以产生次级波段的发射…
1996-05-15 astro-ph
X-ray spectral variability of the Seyfert galaxy NGC 4051
本文报道了1996年5月至1999年3月期间用Rossi X射线计时探测器（RXTE）观测到的塞弗特1星系NGC 4051的X射线光谱变化。光谱是作为监测观测的一部分获得的，并使用RXTE正比计数器阵列（PCA）从两个长期观测中获得。在监测期间，NGC 4051的2-10 keV通量在10 E-12和7 x 10 E 11（cgs）之间变化。我们重新分析了RXTE PCA观测从一个独特的低状态在1998年5月使用最新的背景和探测器响应模型。NGC 4051在低态期间的RXTE和BeppoSAX观测显示出具有强烈未分辨荧光线的非常硬的光谱。这种发射，可能是由于从分子环面反射，很可能是恒定的，在很长的时间尺度，因此被假定为在所有通量状态下的基本组成部分。通过减去环分量，我们能够确定的光谱变化的主要连续。在变量分量中，我们观察到PCA能带中的X射线通量和光谱硬度的强反相关。我们表明，硬度的变化是由斜率变化的主要幂律谱，而不是通过改变反射或可变的光电吸收。主光谱指数在最暗状态的Gamma=1.6和最亮状态期间的Gamma=2.3之间变化，在该水平下光谱指数接近渐近值。我们发现，6.4 keV铁荧光线的通量的连续通量的变化的响应依赖于观测的时间尺度。这条线的轮廓很宽，表明它起源于吸积盘的最里面区域。
2002-09-09 astro-ph
A Long Observation of NGC 5548 by BeppoSAX: the High Energy Cut-off, Intrinsic Spectral Variability and a Truly Warm Absorber
BeppoSAX号卫星在0.2至200千电子伏的单次长时间（8天）观测中观测到NGC 5548。我们发现：（1）源的光谱变化是由内禀幂律斜率的变化产生的;（2）在$E_c= 115^{+39}_{-27}$ keV处有一个高能量截止，并暗示$E_c$随通量的变化;（3）OVII和OVIII吸收K边缘，以及在$0.54^{+0.07}_{-0.06}$ keV处可能有一个混合的OVII-OVIII K $α,β$发射特征，与平衡态的纯光电离气体不一致。我们建议吸收和发射气体的温度是$\sim 10^6$ K，这样碰撞电离和光电离都有贡献。
2000-01-12 astro-ph
Spectral Variability and iron line emission in the ASCA Observations of the Seyfert 1 Galaxy NGC4051
本文介绍了对Seyfert 1星系NGC 4051的“ASCA”AO 2观测结果的广泛分析。靶点在时间尺度$\sim 10^4 s$上表现出由因子$\sim 8$引起的宽带[0.5- 10 keV]变异性，具有典型的倍增时间$\sim 500 s$。该光谱的特征在于在能量$E \le 1 keV$处超过外推幂律的强发射过剩。在$E \sim 0.93 keV$处检测到由于电离氧物种OVII和OVIII引起的吸收边缘以及类似发射的特征。OVII边缘在低至$\sim 10^4 s$的时间尺度上经历显著变化，而没有检测到OVIII特征的当代变化。典型的可变性时间尺度对吸收物质的位置和密度施加限制。在自洽假设的高能量（$E \ge 2.3 keV$）的幂律反映了一个无限的平面平行的冷板，光子指数变化（$ΔΓ= 0.4$）也被观察到，一个自然的解释可以在非热康普顿化模型的框架。铁谱线是红移的（质心能量$E \sim 6.1 keV$）和宽谱线（$σ> 0.2 keV$）;多组分结构暗示着相对论吸积盘的发射;然而，如果盘没有电离，则需要分子环面的贡献或铁的丰度超过$\sim 1.5$。
1996-10-23 astro-ph
X-ray Variability of the Magnetic Cataclysmic Variable V1432 Aql and the Seyfert Galaxy NGC 6814
天鹰座V1432（=RX J1940.2-1025）是一颗发出X射线的明亮、食磁激变变星，距离塞弗特星系NGC 6814约37'。由于轨道（12116.3 s）和自旋（12150 s）周期之间的0.3%差异，吸积几何形状在约50天的拍频周期内发生变化。在这里，我们报告了RXTE活动观测日食25次的结果，以及ASCA和BeppoSAX的档案观测结果。在确认了日食确实是由次要的，我们使用日食的时间和配置文件来映射吸积几何作为一个功能的拍相位。我们发现吸积区是紧凑的，并且在拍频周期上吸积区相对于白矮星中心有运动。这种运动的幅度表明这是一颗低质量的白矮星，与之前根据其X射线光谱估计的高质量形成对比。X射线发射区的大小似乎比其他食磁CV更大。我们还报告了RXTE数据以及NGC 6814的长期行为，表明通量的变化在年的时间尺度上至少有10倍。
2003-07-09 astro-ph
Multiwavelength observations of short time-scale variability in NGC 4151. III. X-ray and Gamma-ray observations
1993年11月30日至12月13日期间，对塞弗特星系NGC 4151进行了一系列的PDMATHABMMROSAT、PDMATHABMMASCA和康普顿γ射线天文台（PDMATHABMMCGRO）观测，作为研究其短时间尺度变率的多波长光谱特征的密集活动的一部分。在{PDMATHAMM ROSAT}监测的最软X射线波段（0.1--0.4 keV，0.5--1.0 keV），源通量在整个观测期间保持恒定。然而，在相邻的频带（1.0- 2.0 keV）中，显著的变化是明显的，最明显的特征是从监测期的大约3天开始，在$\sim 2$天的时间尺度上计数率显著增加（因子1.45）。相比之下，在2-10 keV波段的四次{ \sl ASCA}观测中仅测量到低幅度的可变性（$\simless 10\%$）（但请注意，第一次{ \sl ASCA}观测是在{ \sl ROSAT}观察到的通量增加开始后进行的）。定向闪烁谱仪实验（OSSE）在\sl CGRO上记录的计数率与$\pm 15\%$在50- 150 keV γ射线波段的变化一致，但γ射线和软X射线光变曲线之间没有直接的对应关系。NGC 4151的0.1至$\sim300$ keV光谱主要由硬幂律连续体控制，该连续体在高（$\sim90$ keV）和低（$\sim4$ keV）能量处截止。高能量截止是由热康普顿化过程产生的连续谱的特征，而在低能…
1996-05-16 astro-ph
Broad-band continuum and variability of NGC 5548
我们分析了一个复合宽带光学/UV/Xgamma射线光谱的塞弗特1星系NGC 5548。该光谱由同时进行的光学/IUE/Ginga观测的平均值以及ROSAT和GRO/OSSE非同时观测数据组成。我们表明，宽带连续与简单的磁盘模型延伸到软X射线是不一致的。相反，软过剩是很好地描述了光学厚，低温，热康普顿可能占主导地位的整个大蓝色凸块。这可以解释所观察到的紧密的紫外线/软X射线变化的相关性和缺乏莱曼边缘在这个对象。然而，由光谱推断的等离子体参数需要在光学深度和/或温度上分层，以防止物理不一致。光学/UV/软X射线分量约占总源通量的一半。软过量的光谱变化与UV的光谱变化是一致的，并且认为组分是密切相关的。光谱变化的总体模式表明源几何形状的变化，并显示光学/UV/软X射线分量在更亮时更硬，而硬X射线分量在更亮时更软。
1997-07-17 astro-ph
Identification of A Transient Neutron Star in Quiescence in the Globular Cluster NGC 5139
利用Chandra/ACIS-I探测器，我们在球状星团NGC 5139中发现了一个X射线源（CX132619.7 -472910.8），它的热谱与静止时瞬时吸积的中子星的热谱一致。在短至4秒（< 25%均方根变化）和长至5年（<50%变化）的时间尺度上没有强度变化，这支持了对该源作为中子星的识别，它很可能通过来自双星伴星的瞬态吸积而保持在高有效温度（约1 e6 K）。在球状星团（距离和星际柱密度已知）中光谱识别静止中子星的能力为精确测量中子星半径开辟了新的机会。
2001-05-23 astro-ph
The warm absorber in NGC 5548: The lean years
我们研究了Seyfert 1星系NGC 5548中暖吸收体和负责发射线的气体的变化，以限制这些成分的位置和物理性质。使用\textit{Chandra} $-$ LETGS在2002年和2005年采取的X射线光谱，我们研究的离子柱密度和线强度的变化。在2005年发现了较低的\ion{O}{vii}禁戒发射线通量，而Fe K $α$线通量保持不变.温暖的吸收体在2005年电离较少，使我们能够将其位置限制在中心源的7 pc以内。利用观测到的变化和对\ion{O}{vii} f线半高宽的限制，我们将窄线区域的位置限制在距离中心源1 pc的范围内。铁钾$ α$线通量的明显缺乏变异性，不允许一个独特的解释。
2008-04-28 astro-ph
X-ray and optical variability of the ultraluminous X-ray source NGC 1313 X-2
我们提出了一个分析最近的XMM牛顿和HST档案数据的超铝X射线源NGC 1313 X-2。利用XMM-牛顿、HST和VLT进行的准同步观测使我们能够研究X射线光变曲线及其与两个ULX对应物的光发射的相关性。在2003年12月底，该源经历了一次短暂但强烈的耀斑，最大亮度达到约10^40 erg/s。同时，两种建议的对应物的光通量没有显示出明显的变化（<30%）。假设ULX辐射是各向同性的，并考虑到X射线后处理，其中一颗对应的恒星的光学数据与它是早期类型一致，大约10-18 Msun的主序星通过罗氏瓣溢出将物质损失到大约120 Msun的黑洞上，其轨道间隔相当于大约2天。
2006-12-15 astro-ph
X-ray Variability Characteristics of the Seyfert 1 Galaxy NGC 3783
利用XMM-Newton和Rossi X射线定时探测器的观测数据，研究了Seyfert~1星系NGC 3783的能量依赖X射线光变特性。高频波动功率谱密度函数（PSD）的斜率与向更高能量的平坦化一致。光变曲线交叉关联函数没有产生明显的滞后，但峰值系数通常随着带的能量分离在短时间尺度和长时间尺度上的增加而减小。我们测量了6 e-8到1 e-4 Hz的时间频率范围内各种X射线波段之间的相干性;这个范围包括Markowitz等人暂时探测到的低频功率谱密度函数（PSD）突变的时间频率，也包括迄今为止在任何活动星系核中测量到的相干性的最低时间频率。在这些时间频率处，相干性通常接近一致性，尽管它随着频带的能量分离增加而略微减小。在短时间尺度上检测到时间频率相关的相位滞后;相位滞后随着能量分离的增加或时间频率的降低而增加。所有这些结果都类似于以前获得的几个塞弗特星系和恒星质量的黑洞系统。定性而言，这些结果与Kotov等人和Lyubarskii的变异性模型一致，其中X射线变异性是由于局部质量吸积率的向内传播变化。
2005-11-22 astro-ph
Long-Term Variability in the Optical Spectrum of the Seyfert Galaxy NGC 2992
来自Cerro Tololo Inter-American Observatory的NGC 2992的新光谱显示，这个附近的活动星系核在2006年已经将其类型分类改为Seyfert 2。它最初被归类为塞弗特1.9，之前被认为是塞弗特1.5，具有强烈的宽α发射。从这些新数据中得到的窄线区域的红化和等效氢柱密度与以前计算的靠近核的不同区域的红化和等效氢柱密度的比较表明，它们非常相似，并表明这些不同的区域都被相同的不透明度源吸收，一个大的100-pc尺度的尘埃带穿过核。然而，在这条车道上被灰尘遮蔽可能不是在短短几年内发生的分类变化的原因。NGC 2992观测到的变化更可能是由于高度可变的电离连续体。因此，我们得出结论，虽然NGC 2992最初被确定为Seyfert 1.9，但这并不是因为通过中央尘埃环的大气的倾斜视角，而是因为它的活动核在低连续状态时被确定。
2008-04-09 astro-ph
Variability of Fe II Emission Features in the Seyfert 1 Galaxy NGC 5548
我们研究了Seyfert 1星系NGC 5548的紫外（1250- 2200 A）和光学（4000- 6000 A）光谱中低对比度的Fe II发射混合物，并表明这些特征在通量上是变化的，而且这些变化与光学连续谱的变化相关。光学Fe II发射的变化幅度是H β的50% - 75%，紫外Fe II发射的变化幅度甚至比H β更大。然而，在这些共混物中的通量的准确测量被证明是非常困难的，即使使用优良的Fe II模板来拟合光谱。我们能够约束只有弱的光学Fe II发射线响应时间尺度小于几个星期的值，这个上限超过了所有可靠测量的发射线滞后在这个来源，所以它不是特别有意义的。然而，事实上，光学Fe II和连续通量的变化是相关的线荧光在光电离等离子体，而不是碰撞激发，是负责的Fe II发射。铁排放量模板可根据要求提供。
2005-02-21 astro-ph
On the absence of broad MgII emission-line variability in NGC 3516 during 1996
在1996年对塞弗特1号星系NGC 3516进行的HST/FOS监测活动中，紫外线连续谱显示出5倍的变化;相应地，最强的宽紫外线发射线（例如Ly-alpha，CIV）显示出稍弱，但仍然有显著的变化（2倍）。相比之下，没有变化被检测到在强宽MgII+UV Fe II发射线复合物。虽然从历史上看，在广泛的MgII发射线的通量发生了变化（在几年内的2倍），轮廓形状没有被观察到改变在过去的十年。相比之下，高电离线（HILs）显示发射线通量和轮廓的变化相对较短的时间尺度上，这似乎是相关的连续水平的变化。值得注意的是，在1996年2月21日，HIL（例如Ly-alpha，CIV）和低电离线（LILs，例如MgII）的轮廓形状是相同的，当时连续能级处于最高水平。这些结果对NGC 3516中BLR的可行运动学模型施加了严格的约束，其中一些我们将在下面讨论。
1998-12-18 astro-ph
The nature of X-ray spectral variability in Seyfert Galaxies
我们使用一个独立于模型的技术，调查的性质2-15 keV的X射线光谱的变化在四个塞弗特星系和光谱旋转和光谱变化的两个组件模型之间的区别。我们的分析结论性地揭示了MCG-6 - 30 -15和NGC 3516中X射线连续谱随通量增加的软化是两个谱分量相加的结果：谱形与通量无关的软变化分量（SVC）和恒定的硬分量（HCC）。相比之下，NGC 4051的光谱变化可以通过简单的旋转一个分量，加上一个额外的硬常数分量来很好地描述。NGC 5506的光谱变率模型是模糊的，因为数据采样的通量范围较小。我们研究了MCG-6 - 30 -15中硬谱分量的形状，发现它看起来类似于纯反射谱，但需要大的反射分数（R>3）。我们简要地讨论了不同模式的光谱变化的物理解释。
2003-04-29 astro-ph
Simultaneous X-ray and Ultraviolet spectroscopy of the Seyfert galaxy NGC 5548. III. X-ray time variability
钱德拉使用HETGS和LETGS光谱仪对塞弗特1星系NGC 5548进行了为期一周的观测。本文研究了连续谱辐射的时变特性。在我们的观测过程中，该光源的通量在四天内逐渐增加，随后迅速下降，光变曲线变平。叠加在这些相对缓慢的变化几个短持续时间的爆发或准周期振荡发生了一个典型的持续时间为几个小时和0.6-0.9天之间的间隔。爆发显示硬X射线相对于软X射线延迟了几个小时。我们将这些爆发解释为由于大约10个引力半径处的旋转、波动热点造成的;爆发产生的硬X射线的时间延迟与软吸积盘光子在热介质上的逆康普顿散射的典型图像一致，该热介质相对靠近中心黑洞。
2004-04-23 astro-ph
X-Ray Spectral Variability of the Seyfert Galaxy NGC 4051 Observed with Suzaku
我们报告的结果，从朱雀观测窄线塞弗特1 NGC 4051。在我们的观测过程中，观测到了大幅度的快速变化，2--10 keV的平均通量为8.1 × 10 ^-12 erg s^-1 cm^-2，比历史平均值低好几倍。X射线光谱在源通量变低时变硬，证实了许多塞弗特1星系已知的光谱变化趋势。分析了宽带平均谱和高、低通量区间谱。首先拟合的光谱与模型组成的幂律分量，反射连续起源于冷物质，黑体组件，两个区域的电离吸收体，和几个高斯发射线。反射量相当大（R ~ 7，其中R=1对应于无限平板的反射），而对于平均光谱，在6.4keV处的Fe-K线的等效宽度是适度的（140 eV）。然后，我们通过引入部分覆盖的幂律分量和反射连续独立的整体光谱模型。前者的柱密度为1 × 10^23 cm^-2，而后者固定为1 × 10^24 cm ^-2。通过比较不同通量状态下的光谱，我们确定了光谱变化的原因。（节略）
2008-11-05 astro-ph
A Search for Variable Stars and Planetary Occultations in NGC 2301 II: Variability
2004年2月，我们对年轻的、富含金属的疏散星团NGC 2301进行了12个夜晚的R波段时间序列观测。也获得了B图像，并产生了具有R=19.5和B=21.5的极限的颜色幅度图。由于我们的星等极限比以前公布的值要深得多，所以我们只做了一点努力来确定星系团的成员资格。对于最亮的5个星等的光源，我们的测光精度为1-2毫等。我们确定，对于$\sim$ 4000颗恒星的时间序列数据，56%是可变的，其中，约13%的观察到表现出周期性的光变曲线，从几十分钟到几天。我们提出了一些例子的光变曲线获得和生产的基础上的参数，如颜色和振幅的变化空间的削减。所有颜色的变星的变星百分比大致相等，大多数变星的振幅在0.15星等或更小。我们发现一个平稳的周期变量的数量下降到更长的周期。这种下降可能是由于从内在变化到外在变化的过渡，部分原因是我们有限的12个夜晚的观察期。基本上，我们样本中所有的A和F主序星都是可变的（$\sim$ 2毫等或更大），并且大多数呈现复杂的光变曲线，包含多个周期，暗示它们包含在$δ$ Sct和$γ$ Dor类中。讨论了一个变星和两个变星候选白矮星。我们的方程描述的变异性被证明是一个很好的预测工具，用于确定将在光度测量中观察到的变量的累积分数。我们的整个数据集都是电子版的。
2005-09-19 astro-ph
A model of the broad-band continuum of NGC 5548
讨论了Seyfert 1星系NGC 5548的中心源模型。该模型假设一个三相盘结构组成的冷外盘，热中心盘构成的康普顿X/γ源，和一个中间不稳定和复杂的阶段发射软过剩分量。该模型定性地解释了宽带光谱和可变性的行为，假设软过剩贡献显着的连续发射和驱动器的中间盘区的几何变化的可变性。
1997-10-16 astro-ph
Optical and X-ray Variability in The Least Luminous AGN, NGC4395
我们报告的光学和X射线的变化，在已知的最不明亮的塞弗特星系，NGC 4395的检测。无特征的连续体在6个月内改变了2倍，这是更明亮的AGN的典型特征。最大的变化出现在较短的波长，因此光谱在较高的活动状态下变得“更硬”。在一个为期一周的光学宽带监测计划中，在连续的夜晚之间观察到20%的变化。在一个月的时间内，光谱形状从幂律变化，光谱指数α ~0（类星体的特征），光谱指数α ~2（如在其他矮活动星系核中观察到的）。ROSAT HRI和PSPC档案数据显示，一个可变的X射线源与星系核一致。观察到X射线通量在15天内变化2倍。与更明亮的活动星系核相比，NGC 4395的X射线显得非常安静。从PSPC数据获得的硬度比表明光谱可以被吸收。我们还报告了弱CaIIK吸收的发现，这表明存在一个年轻的星团提供了10%的蓝光。利用HST紫外存档数据，结合光学和X射线观测，我们研究了NGC 4395的光谱能量分布，并在标准活动星系核模型下讨论了核活动所隐含的物理条件。观测结果可以用一个吸积的大质量黑洞来解释，也可以用一个年龄为50 ~ 500年的小型核星暴产生的单个致密老SNR来解释。
1999-01-25 astro-ph
Rapidly variable Fe K$α$ line in NGC 4051
利用ASCA数据对NGC 4051的Fe K谱线的变化进行了详细的分析。通过简单的高斯线拟合，发现在两次观测之间，Fe K线的变化非常明显，但X射线连续通量没有显著差异，而且在第二次观测中，Fe K线在时间尺度$\sim$ s上的变化非常快。在第二次观测期间，当源最亮时，该线强（EW = 733 $^{+206}_{-219}$ eV）且宽（$σ= 0.96^{+0.49}_{-0.35}$ keV），并且当源最弱时，该线变弱（EW = 165 $^{+87}_{-86}$ eV）且窄（$σ<0.09$ keV）。Fe K线的等效宽度与连续通量呈正相关，而与另一个Seyfert 1星系MCG -6 - 30 -15的变化趋势相反。
1999-04-23 astro-ph
Discovery of Bright Variable X-ray Sources in NGC 1569 with Chandra
通过对矮星暴星系NGC 1569的~100 ksChandra观测资料的分析，发现其X射线点源CX1043048.1 +645050和CX1043048.6 +645058具有明显的时变特性。在这次观测中，CX43048.1 +645050的X射线通量仅在2 × 10^4秒内就增加了10倍。由于其亮相光谱符合盘状黑体模型，kT_in ~0.43 keV，测热光度L_bol ~10^38 ergs ^-1，因此该源是一个具有恒星质量黑洞的X射线双星。由于在其微弱阶段的光谱也符合一个磁盘黑体模型，时间的变化可以解释的吸积率到黑洞的变化。另一个可变源CX10043048.6 +645058具有光子指数约为1.6的平坦光谱。这个源可能是一个X射线双星，其X射线光度为几× 10^37尔格·秒^-1。此外，其他三个弱源显示出可能的时间变异性。考虑到所有的可变性可能表明在NGC 1569中有大量的紧凑型X射线源。
2003-05-27 astro-ph
Steps Toward Determination of the Size and Structure of the Broad-Line Region in Active Galactic Nuclei. XVI. A Thirteen-Year Study of Spectral Variability in NGC 5548
我们提出了一个密集的13年的研究在塞弗特1星系NGC 5548的光学连续谱和广泛的H-β发射线的变化的最后一部分。数据库包括1530个光学连续谱测量和1248个H-β测量。H-β的变化紧随连续变化，典型的时间延迟约为20天。然而，逐年分析表明，发射线的时间延迟的大小与平均连续通量相关。我们认为，数据是一致的简单模型预测的宽线区域的大小是成正比的电离光度的平方根。此外，H-β响应时间和非恒星光学连续谱之间的相关性明显呈线性，这是由于连续谱的形状随其变化而变化的结果，特别是光学（5100 A）连续谱的亮度与紫外（1350 A）连续谱的亮度成0.56次方。
2002-08-02 astro-ph
Combined Long and Short Timescale X-ray Variability of NGC4051 with RXTE and XMM-Newton
我们提出了超过6.5年的频繁X射线观测的NLS 1星系NGC 4051的RXTE与一个> 100 ks的观测XMM-Newton，因此得出了一个2-10 keV的PSD覆盖了前所未有的6.5十年的频率范围从<10^-8到>10^-2 Hz。这个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。弯曲，而不是急剧打破，幂律是一个更好的描述的PSD的天鹅X-1在高状态和NGC 4051。在低频下，NGC 4051的PSD具有-1.1的弯曲斜率，在nu_B = 8 x 10^-4 Hz时，斜率为α_H ~-2（在较低能量下更陡）。如果nu_B与质量成比例，我们暗示NGC 4051中的黑洞质量为3 x 10^5 M太阳能，与5 x 10^5 M太阳能反射值一致。因此，NGC 4051在~ 30%L_Edd下发射。NGC 4051遵循与GBH相同的均方根通量关系。频带之间的相位滞后和相干性也与GBH中相同。随着能带间隔的增加，软光子与硬光子的滞后增加，相干性降低。对于较长傅立叶周期的变化，滞后和相干性更大。这种行为表明，较高的光子能量和较短的可变性时间尺度与较小的半径有关。利用文献中的数据，我们不能将所有活动星系核都拟合到与黑洞质量相同的破裂时间尺度的线性标度中。然而，宽线AGN与Cyg …
2003-11-10 astro-ph
Iron K line Variability in the Low-Luminosity AGN NGC 4579
我们目前的低光度活动星系核（LLAGN）NGC 4579的新ASCA观测结果于1998年12月18日和28日，我们报告的铁K发射线的变化检测。两次观测的2- 10 keV波段的X射线光度几乎相同（LX $\approx$ 2 $\times10^{41}$ ergs/s），但比Terashima等人1995年7月的观测结果大35%。在$6.39\pm0.09$ keV（源静止坐标系）处探测到一条Fe K发射线，该线能量低于1995年观测的线能量$6.73^{+0.13}_{-0.12}$ keV。如果我们用中心在6.39 keV和6.73 keV的两个高斯的混合来拟合Fe线，则在3.5年的间隔内，6.7 keV线的强度减小，而6.4 keV线的强度增加。这种变化排除了热等离子体在宿主星系的起源电离铁线在这个LLAGN。6.4 keV线的检测和变化表明，冷物质对着一个大的立体角从核，它位于$\sim1$ pc从核。它可以用一个光学厚度的标准吸积盘来识别。如果是这样的话，一个标准的吸积盘是存在的爱丁顿比$L_{\rm Bol}/L_{\rm Eddington} \sim 2\times10^{-3}$。一个广泛的盘线轮廓是不清楚的，吸积盘的最里面的部分的结构仍然不清楚。
2000-06-05 astro-ph
