Low Luminosity States of the Black Hole Candidate GX 339-4. I. ASCA and Simultaneous Radio/RXTE Observations
我们讨论了一系列观测的黑洞候选者GX 339-4在低光度，光谱硬态。我们提出了三个独立的档案先进的宇宙学和天体物理卫星（ASCA）的数据集和八个独立的罗西X射线定时探测器（RXTE）的数据集的光谱分析。RXTE观测中有三次与843 MHz和8.3-9.1 GHz射电观测严格同步。所有这些观测的（3-9 keV）通量约< 10^{-9}尔格·s^{-1} cm^{-2}。ASCA的数据显示了6.4 keV Fe线的证据，等效宽度为40 eV，以及软过剩的证据，这是很好地模拟了幂律加上一个黑体光谱的峰值温度为150-200 eV。RXTE数据集还显示了等效宽度为20-140 eV的Fe线的证据。反射模型显示，随着X射线通量的减少，RXTE光谱硬化;然而，这些模型没有表现出入射幂律通量的光子指数与反射器所对的立体角之间相关性的证据。“球体+圆盘”康普顿化模型和平流主导吸积流模型也提供了RXTE数据的合理描述。前者给出的日冕温度范围为20-50 keV，光学厚度为τ~ 3。然而，该模型适合X射线数据，并不能同时解释观测到的无线电特性。射电通量最可能的来源是一个直径大于O（10^7 GM/c^2）的扩展外流的同步辐射。
1999-04-09 astro-ph
Rapid Synchrotron Flares from BL Lacertae Detected by ASCA and RXTE
我们报告了在EGRET和RXTE观测期间进行的ASCA ToO观测中检测到的BL Lacertae的可变X射线发射，与1997年7月的爆发相吻合。该源显示出历史上最高的X射线、光学和伽马射线发射状态，其2-10 keV通量峰值约为3.3 E-11 erg/cm 2/s。这比ASCA在1995年测量的值高出3倍多。我们探测到了两个只发生在软X射线波段的快速耀斑，而硬X射线通量也增加了，但衰减的时间尺度要长得多。连同一个非常陡峭的和变化的功率定律的要求，除了硬功率定律主导的软X射线波段，我们建议，高能量端的同步加速器光谱和硬逆康普顿光谱是可见的，在这个源的爆发。我们讨论了所观察到的变化的时间尺度的可能来源，并解释为反映发射区域的大小的软X射线变化的短时间尺度。
2000-06-14 astro-ph
RXTE observation of NGC 6240: a search for the obscured active nucleus
利用RXTE和ASCA数据研究了NGC 6240在0.5- 200 keV范围内的宽带能谱。RXTE数据提供了超出ASCA范围（0.5-10 keV）的光谱，可显著检测高达20 keV的信号，上限高于20 keV。发现10 keV以上的谱是非常平坦的。在先前的ASCA观测中发现的强铁-K发射线也被RXTE PCA证实。这些结果提供了进一步的证据，反射分量的主导地位，即从冷物质的活动星系核照明的排放。通过同时拟合RXTE和ASCA获得的光谱，我们满意地模拟了活动星系核的康普顿反射成分和可能的透射活动星系核成分穿透厚吸收体的光谱。活动星系核的X射线光度估计在2- 10 keV范围内为4x10^43 - 6x10^44尔格/秒，这使NGC 6240成为最明亮的塞弗特核之一。2- 10 keV X射线光度与红外光度之比L_X（2- 10 keV）/L_IR为0.01 - 0.1，说明活动星系核对红外光度的贡献即使不是主要的，也是相当大的。
2000-03-02 astro-ph
Chandra--ASCA--RXTE observations of the micro-quasar GRS 1915+105
钱德拉AO 1 30 ksHETG观测的X射线瞬态微类星体GRS 1915+105揭示了吸收边和微弱的线发射的HETG能量范围。我们发现从初步分析的证据与铁，硅，镁，暂定硫显着的中性K边缘。假设太阳丰度的柱密度与超过银河值的几个x $10^{22} cm^{-2}$一致，并且可能指向与GRS 1915+105相关的周围冷物质。中性Fe K $α$发射和Fe XXV和Fe XXVI的电离吸收被分辨。我们的讨论仅限于Chandra的结果。
2000-12-05 astro-ph
Five-year Monitorings of TeV Blazars with ASCA and RXTE
我们研究的时间/光谱变化的两个河外TeV源，Mrk 421和Mrk 501，基于5年的观测与ASCA和RXTE卫星。我们发现同步辐射的峰值只存在于X射线波段，并且随着光源亮度的增加，其位置从低能向高能移动。峰值能量和峰值亮度之间的关系在两个源中表现出相当不同的行为; Mrk 421的峰值位置变化很小（0.5-2 keV），而Mrk 501揭示了在耀变体中观察到的最大位移（1-100 keV）。我们分析了这些X射线数据与TeV波段的通量变化，这是从35个真正的同时观测。这两个天体非常不同的光谱演化表明，在耀斑期间电子加速机制的工作存在一些差异。我们认为Mrk 421的通量变化与电子数的增加有关，而Mrk 501的耀斑主要是由于电子最大能量的大变化。我们还讨论了TeV源的特征时间变异性，以及对相对论性喷流中X射线发射点的影响。
2001-05-02 astro-ph
Detailed high-energy characteristics of AXP 1RXS J170849-400910 - Probing the magnetosphere using INTEGRAL, RXTE and XMM-Newton
我们提出了详细的光谱和时间特性在整个X射线波段。为此目的，使用了INTEGRAL、RXTE和XMM-牛顿的数据。INTEGRAL硬X射线（>10 keV）时间平均总光谱可以用光子指数γ = 1.13 +/- 0.06的幂律描述，并扩展到~175 keV。没有发现光谱突变的证据，也没有发现20千电子伏以上的明显的长期时间变化。脉冲发射测量到高达270 keV（12.3 sigma; 20-270 keV）。在脉冲轮廓中可以识别出三种不同的脉冲分量：1）在~ 4keV以上起作用的硬脉冲，2）在硬X射线域中不起作用的较软脉冲，以及3）低于2keV的非常软的脉冲分量。脉冲发射的详细相位分辨光谱证实了长期稳定性。光谱形状随着相位的变化逐渐从软的单次幂定律变为复杂的多分量形状，然后变为硬的单次幂定律。频谱在0.1宽的相位间隔内从非常硬的（Gamma = 0.99 +/-0.05）切换到非常软的（Gamma = 3.58 +/-0.34）单一幂律形状。我们确定了三个独立的组成部分。这三种形态分别是软实力法则、硬实力法则和曲线形态。这些频谱分量的归一化的相位分布形成三个解耦的脉冲轮廓。软分量在相位0.4附近达到峰值，而其他两个分量在相位0.8附近达到峰值。弯曲部件的宽度（相位约为0.25）约为硬部件宽度的一半。
2008-04-10 astro-ph
(Abridged) We are conducting a survey of Galactic shell-type supernova remnants (SNRs) known or suspected to possess non-thermal components to their X-ray emission using new and archived observations made with such X-ray satellites as ROSAT, ASCA, RXTE, Chandra and XMM-Newton. This research is intended to probe the phenomenon of cosmic-ray acceleration by Galactic SNRs and estimate the maximum energy of cosmic-ray electrons accelerated by these sources. To illustrate this work, we examine the X-ray spectrum of the northwestern rim of an SNR suspected to have a non-thermal component to its X-ra…
2003-08-28 astro-ph
Simultaneous EUVE/ASCA/RXTE Observations of NGC 5548
本文介绍了EUVE、ASCA和RXTE对1型塞弗特星系NGC 5548的同步观测。这些数据表明，EUV发射（在$\sim 0.2 $ keV）的变化似乎导致在更高能量（$\ga 1 $ keV）X射线中$\sim$ 10- 30 ks的类似调制。这与将1型Seyferts的EUV、UV和光发射的相关变化归因于高能辐射后处理的流行模型相反。相反，这种行为表明，通过EUV发射的光学的可变性是可能由热康普顿化产生的较硬X射线的可变性的重要驱动因素。我们还研究了荧光铁K $α$线和康普顿反射发射的光谱特性。在以前的测量这些光谱特征，我们发现，铁K $α$线具有相对较小的等效宽度（$W_{Kα} \sim 100 $ eV）和反射分量是一致的覆盖因子，这是显着小于单位（$Ω/2π\sim 0.4$ -0.5）。值得注意的是，虽然2- 10 keV的X射线通量变化$\sim \pm 25$ %，并且导出的反射分数在我们的观测中似乎是恒定的，但Fe~K $α$线的通量也是恒定的。这种行为在标准康普顿反射模型的背景下很难调和。
1999-07-09 astro-ph
Glitches in Anomalous X-ray Pulsars
本文报道了对反常X射线脉冲星（AXP）RXS J170849.0-400910和1 E 1841-045分别进行的8.7年和7.6年的RXTE观测。这些观测是更大的RXTE AXP监测计划的一部分，使我们能够研究这些物体的长期定时，脉冲通量和脉冲轮廓演变。我们报告了四个新的故障，一个来自RXS J170849.0-400910，三个来自1 E 1841-045。现在几乎所有已知的持久性AXP都出现了故障，这种行为显然是这个源类的通用行为。我们表明，在分数频率变化方面，AXP是最活跃的毛刺中子星。然而，就绝对毛刺幅度而言，AXP毛刺并不显著。我们发现，迄今为止观察到的最大的AXP毛刺的恢复是不寻常的无线电脉冲星毛刺之间，与恢复时间尺度和分数的组合产生的变化，自旋下降率的毛刺类似，或大于，长期平均值。我们还观察到1 E 1841-045在其最大故障之后的自旋下降速率的幅度有很大的长期分数增加。这些观测结果在标准毛刺模型中解释是具有挑战性的，因为在AXP的高测量温度下经常发生大的毛刺。我们推测，恒星核心可能与最大的AXP故障有关。此外，我们表明，AXP故障似乎分为两类：辐射大声和辐射安静。J170849.0-400910和1 E 1841-045是后者的例子，几乎没有证据表明伴随着辐射事件。然而，我们还表明，脉冲轮廓和脉冲通量的变化是常见的，在这些AXP，但不apprear密切相关的任何…
2007-10-11 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
The Flared Disc Project: RXTE and ASCA Observations of X 1822-371
我们目前的档案RXTE和同步ASCA数据的食低质量X射线二进制（LMXB）X 1822-371。我们的光谱分析表明，各种简单的模型可以拟合的光谱相对较好。在这些模型中，我们通过相位解析拟合详细探讨了两个模型。这两个模型代表了一个非常光学厚和一个非常光学薄的日冕的情况。虽然系统残差保持在高能量下，但整体谱形状很好地近似。同样的两个基本模型适用于X射线光变曲线，它显示了正弦调制，解释为不同高度的不透明圆盘边缘的吸收。我们从这些拟合中推断出的几何形状与以前的研究是一致的：盘边缘达到潮汐截断半径，而日冕的半径（近似为球形）非常接近圆化半径。RXTE数据的时序分析显示，从硬到软的时间滞后与从拟合推断的冠状大小一致。无论是光谱还是光变曲线拟合都不能让我们排除任何一种模型，留下了X 1822-371谜团的一个关键因素。此外，虽然以前的研究是一致的中心对象是一个1.4 Msol的中子星，这已被采纳为该系统的最佳猜测方案，我们的光曲线拟合表明，一个白矮星或黑洞主要可以工作一样好。然而，基于先前发表的对X 1822-371轨道演化的估计，我们认为该系统要么包含一颗中子星，要么包含一个低质量（~ 2.5 Msol）黑洞，并且处于持续时间短于10^7年的过渡状态。
2000-08-02 astro-ph
Simultaneous ASCA And RXTE Observations of Cygnus X--1 During Its 1996 State Transition
我们报告的结果，同时ASCA和RXTE观测天鹅座X-1时，源作出了罕见的转变，从硬（=低）状态到软（=高）状态在1996年。这些观测涵盖了~0.7--50 keV的宽能量范围，在铁K波段具有中等的能量分辨率，因此可以解开各种光谱分量。低能谱主要由超软成分组成，这可能是黑洞周围吸积盘最热内部的辐射。在高能量下，X射线光谱可以用具有反射分量的康普顿化光谱来描述。康普顿日冕，向上散射软“种子光子”产生硬X射线发射，被发现有一个y参数~0.28。硬X射线辐射照亮了吸积盘，再辐射的光子产生了观测到的“反射凸点”。我们发现，反射介质对着只有一个小的立体角（$\sim 0.15\times 2π$），但有一个大的电离参数，使铁离子化到\ion{Fe}{24} - \ion{Fe}{26}。如果我们考虑到线能量的重力和多普勒频移，那么在$6.58\pm0.04$ keV处存在宽铁谱线也与高度电离的盘一致。这些结果意味着一个几何形状的中心电晕周围的黑洞和反射发生在最里面的区域的磁盘，物质是高度电离的。
1997-11-14 astro-ph
RXTE and ASCA Constraints on Non-thermal Emission from the A2256 Galaxy Cluster
使用Rossi X射线定时探测器正比计数器阵列对Abell 2256星系团进行了8.3小时的观测，产生了2 - 30 keV范围内的高质量光谱。与天体物理学和宇宙学高级卫星气体成像光谱仪获得的0.7 ~ 11 keV光谱进行联合拟合，得到30 keV非热辐射的上限为2.3 × 10 ^-7光子/平方厘米/秒/keV。由此得出宇宙射线电子能量密度的平均磁场下限为0.36微高斯（uG），上限为1.8 × 10 ^-13尔格/cm ^3。由此产生的中心磁场的下限为~1 - 3 μ G。虽然星系尾流可以产生~0.1 - 0.2 μ G的磁场，但几μ G的磁场通常与冷却流或子星系团合并有关，如后发座星系团。然而，对于A2256，合并的证据很弱，主星团没有显示出冷却流的证据。因此，目前还没有令人满意的假设起源的平均集群磁场高达>0.36 μ G的A2256集群。
1999-03-20 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
RXTE, ROSAT and ASCA Observations of G347.3-0.5 (RX J1713.7-3946): Probing Cosmic Ray Acceleration by a Galactic Shell-Type Supernova Remnant
我们对银河壳型超新星遗迹（SNR）G347.3-0.5（RX J1713.7-3946）的X射线光谱进行了分析。通过使用ROSAT PSPC，ASCA GIS和RXTE PCA对G347.3-0.5的观测数据进行联合光谱分析，我们在0.5至30 keV的近似能量范围内拟合了该SNR的特定区域（包括明亮的西北和西南边缘，东北边缘和内部漫射发射）的光谱。基于SRCUT模型的最佳拟合的光谱参数，我们估计的最大能量的宇宙射线电子加速的边缘G347.3-0.5为19-25 TeV，假设磁场强度为10微高斯。我们提出了一个宽带（无线电伽马射线）的SNR的西北边缘的光子能量通量谱，使用同步逆康普顿模型与可变磁场强度，以适应频谱。我们从这个模型得到的拟合结果表明，加速宇宙射线电子的最大能量只有8.8 TeV，磁场强度为150微高斯。然而，我们推导出的TeV发射和X射线发射的体积比（约1000）太大，物理上无法接受。我们认为，无论是非热韧致辐射，也不中性π衰变可以充分描述TeV从这个边缘的排放，因此，负责这种排放的物理过程是目前不确定的。最后，我们比较了G347.3-0.5与其他已知具有以非热发射为主的X射线光谱的SNR的总体性质。
2003-04-30 astro-ph
RXTE/ASM Observations of PSR B1259-63
RXTE/ASM对PSR B1259-63在1997年近天体通道附近的观测发现，没有比ASCA在1994年近天体相遇期间探测到的大约10倍亮的发射，这表明脉冲星不太可能经历过甚至短暂的吸积事件。
1998-03-03 astro-ph
Intensive HST, RXTE and ASCA Monitoring of NGC 3516: Evidence Against Thermal Reprocessing
在1998年4月13-16日期间，NGC 3516几乎连续地用HST进行了10.3小时的紫外和2.8天的光学监测，同时进行了RXTE和ASCA监测。X射线变化很大，软X射线（0.5-2 keV）显示出比硬X射线（2-10 keV; ~50%峰-峰）更强的变化（~65%峰-峰）。光学连续谱显示出小得多但非常显著的变化：缓慢的~2.5%上升，然后快速的~3.5%下降。短紫外线观察结果未显示显著变异性。软X射线和硬X射线光变曲线强相关，无显著滞后。同样，光学连续谱带（3590和5510 A）也与<0.15 d的极限以上没有可测量的滞后密切相关。然而，没有显着的相关性或简单的关系，可以找到光学和X射线光变曲线。这些结果似乎很难调和与以前的报告之间的相关性X射线和光学变化和可测量的滞后内的光学波段的一些其他塞弗特1。这些结果也为“后处理”模型提出了严重的问题，其中X射线源加热分层的吸积盘，然后在光学/紫外线中重新发射：光学内的同步变化表明发射区域的宽度<0.3 lt-d，而X射线和光学变化之间缺乏相关性表明，在该模型的上下文中，任何再处理区域的大小必须>1 lt-d。也许可以通过调用各向异性发射或特殊几何来解决这个冲突，但最自然的解释似乎是大部分的光学光度是由一些其他机制而不是再处理产生的。
1999-12-14 astro-ph
X-ray observations of the high magnetic field radio pulsar PSR J1814-1744
PSR J 1814 -1744是一颗4 s射电脉冲星，表面偶极磁场强度为5.5*10^13 G，假设是简单的磁偶极制动。这颗脉冲星的自旋参数与异常X射线双星（AXP）的自旋参数非常相似，这表明这可能是一个介于射电脉冲星和AXP之间的过渡天体，如果AXP是孤立的、高磁场的中子星，正如最近所假设的那样。我们目前的档案X射线观测PSR J1814-1744与ROSAT和ASCA。从射电脉冲星的位置没有探测到X射线发射。导出的通量上限意味着X射线光度显着小于所有已知的AXP。该结论对PSR J1814-1744的X射线发射被射束或发生适度变化的可能性不敏感。当解释的磁星机制的上下文中，这些结果认为，X射线发射的AXP必须依赖于不仅仅是推断的表面磁场强度。这表明不同的进化路径的射电望远镜和AXP，尽管他们接近的周期-周期导数相空间。
2000-01-06 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 A2256
在2001年7月至2002年1月期间，在RXTE卫星上进行的PCA和HEXTE实验分别观测了星系团A2256，观测总量分别为343 ks和88 ks。大多数发射是热的，但数据分析产生了光谱中两种成分的证据。仅基于统计似然性，次要分量可以是热的或幂律的。包括在ASCA测量数据的分析导致一个更明确的需要第二component.Joint分析的组合RXTE-ASCA数据集产生$kT_1 = 7.9^{+0.5}_{-0.2}$和$kT_2 = 1.5^{+1.0}_{-0.4}$，当第二个组件也是热的，和$kT = 7.7^{+0.3}_{-0.4}$和$α= 2.2^{+0.9}_{-0.3}$，如果第二个组件是符合幂律（光子）指数$α$ ;所有的误差都在90%的置信度。考虑到观测到的A2256射电辐射的扩展区域，可以合理地解释推断出的幂律二次发射是由于宇宙微波背景辐射对射电产生的相对论电子的康普顿散射。如果是这样的话，那么在星团中央1 $^{o}$区域的磁场的{ \it有效，平均体积平均}值--其中包含“晕”和“遗迹”射电源--是$B \sim 0.2^{+1.0}_{-0.1}$ $μG$。
2003-05-20 astro-ph
A Burst and Simultaneous Short-Term Pulsed Flux Enhancement from the Magnetar Candidate 1E 1048.1-5937
我们报告了2004年6月29日从异常X射线脉冲星（AXP）1 E 1048.1-5937的方向使用罗西X射线定时探测器（RXTE）检测到的爆发。我们发现，在2-10 keV的脉冲通量1 E 1048.1-5937的同时增加的静态值的3.5倍，在尾部的突发确定的AXP作为突发的起源。这次爆发总体上与2001年从该来源方向报告的另外两次非常相似。1 E 1048.1-5937的明确识别确认了它也是2001年爆发的起源。爆发峰值的出现时间非常接近1 E 1048.1-5937的脉冲峰值的到达时间。爆发表现出显着的频谱演变的趋势，从硬到软。在爆发后的11天内，用RXTE、XMM-Newton和Chandra进一步观察了AXP。爆发前和爆发后的观测结果显示，静态发射的总通量或光谱没有变化。比较迄今为止从该源探测到的所有三个爆发，我们发现该事件是最流畅的（在2-20 keV波段> 3.3 × 10 ^-8 erg/cm ^2），具有最高的峰值通量（在2-20 keV波段为59+/-9 × 10 ^-10 erg/s/cm ^2）和最长的持续时间（>699 s）。爆发的长持续时间将其与软伽马重复（SGR）爆发区分开来，后者的典型持续时间为~0.1 s。优先发生在脉冲最大值的爆发，具有快速上升和包含大部分总爆发能量的长X尾，这是AXP独有的。AXP和SGRs爆发之间的显着差异可能会提供新的线索，以…
2005-07-02 astro-ph
Spectral Analysis of RXTE Observations of A3667
2001年12月至2002年7月期间，在RXTE卫星上进行的PCA和HEXTE实验测量了星系团A3667的X射线辐射。分析~141 ksRXTE观测和较低能量ASCA/GIS数据，仅得到光谱中二次幂律发射分量的边缘证据。在15-35 keV波段，非热辐射的90%置信上限为2.6 × 10 ^{-12} erg/（cm^{2}s）。当结合测得的无线电通量和频谱指数的主要区域的扩展无线电发射，这个上限意味着一个下限的平均值，体积平均的集群内磁场在A3667的~0.4微高斯。
2004-01-15 astro-ph
The early X-ray emission from V382 Velorum (=Nova Vel 1999): An internal shock model
本文介绍了经典新星V382 Velorum早期X射线发射的ASCA和RXTE观测结果。它的ASCA光谱是硬的（kT~10 keV），具有强的（10**23 cm**-2）本征吸收。在随后的RXTE数据中，由于温度下降和柱减少，光谱变得更柔和。我们认为，这地方的X射线发射内部的V382 Vel在1999年产生的最外层的喷出物，因此必须有内部的新星喷出物的冲击的结果。Fe K α谱线的弱可能表明发射X射线的等离子体不处于电离平衡。
2001-01-02 astro-ph
Modeling the Non-Thermal X-ray Tail Emission of Anomalous X-ray Pulsars
随着INTEGRAL和RXTE在三颗反常X射线脉冲星中发现了平坦、坚硬的X射线成分，反常X射线脉冲星的研究范式发生了变化。这些非热谱成分与在这些源的经典X射线波段中看到的更陡峭的准幂律尾有很大不同，自然可以归因于磁层的活动。共振，磁康普顿上散射是一个候选机制，产生这种新的组件，因为它是非常有效的强场附近的AXP表面。本文采用动力学方程和QED磁散射截面，给出了AXP表面热X射线上散射的内磁层模型结果。特征平坦和强偏振的发射光谱是由注入发射区的非热电子产生的。光谱结果强烈依赖于观测者的方向和磁层的散射区域，直接耦合到采样的光子的角分布。这些AXP的Comptel上限所施加的约束被提到。
2008-04-02 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
RXTE Spectrum of A2319
星系团A2319在1999年被RXTE卫星上的PCA和HEXTE仪器观测了160千秒。在8周的观察期间，在通过任一仪器测量的发射中没有观察到明显的变化。拟合RXTE数据由一个单一的热组件，我们得到$kT = 8.6 \pm 0.1$（90%的置信限），低铁丰度$Z_{F_e} \sim 0.16 \pm 0.02$，和大的正残差低于6千电子伏和15至30千电子伏之间。如果添加第二个组件，则配合的质量将得到显著改善。双温模型产生$kT_{1} \simeq 10.1 \pm 0.6$、$kT_{2}\simeq 2.8 \pm 0.6$和$Z_{F_e} \sim 0.23 \pm 0.03$。同样好的拟合是通过一个主要的热和一个次要的非热组件的组合，与$kT \simeq 8.9 \pm 0.6$，和幂律指数$α\simeq 2.4 \pm 0.3$。我们通过对这些RXTE测量值和ASCA存档数据进行联合拟合来重复分析。ASCA数据中可能存在最多25%的RXTE次要组分。考虑到这种差异，得到了非常相似的结果，在后一个模型中，温度和幂律指数的值略有不同。$α$的推导值与实测的射电扩展辐射谱一致。确定的幂律发射作为康普顿散射的无线电发射电子的CMB，我们得到$B \sim0.1-0.3$ $μG$的体积平均磁场，和$\sim 4 \times 10^{-14}(R/2 Mpc)^{-3…
2001-10-23 astro-ph
Relativistic Iron Lines in Galactic Black Holes: Recent Results and Lines in the ASCA Archive
钱德拉和XMM-牛顿最近的观测，在RXTE宽带光谱覆盖的帮助下，揭示了恒星质量银河系黑洞系统中倾斜的相对论铁发射线。这样的系统是测试广义相对论的极好实验室，而相对论性的铁线则为进行这样的测试提供了重要的工具。在这篇对第10届马塞尔·格罗斯曼广义相对论年会论文集的贡献中，我们简要回顾了最近的进展，并提出了适合于星系黑洞档案ASCA观测的初步结果。如果相对论效应是真的，那么它应该在许多系统中（而不是一两个系统中）被揭示出来，这是合乎情理的;我们的档案工作的结果已经证明了这一点。ASCA光谱揭示了XTE J1550-564、GRO J1655-40、GRS 1915+105和天鹅座X-1的倾斜相对论谱线。
2004-02-04 astro-ph
RXTE Observations of the SGR 1806-20 Steady Emission
我们讨论的静态发射观测软伽马中继SGR 1806-20的罗西X射线定时探测器。我们发现，2-20千电子伏的RXTE数据是一致的一个恒定的光谱形状在两个活跃的爆发期间和相对平静的时期，是最好的非热（幂律）的光谱形状。使用ASCA存档数据，我们发现SGR 1806-20的静态光谱在1-30 keV的能量范围内符合光子指数2.31 +/- 0.04的幂律，热韧致辐射和Raymond-Smith模型对数据的拟合要差得多。
1998-03-05 astro-ph
Activity from Magnetar Candidate 4U 0142+61: Bursts and Emission Lines
经过6年的沉寂，异常X射线脉冲星（AXP）4U 0142+61在2006年3月进入了持续数月的活跃期。在活动阶段，探测到了几次爆发，X射线发射的许多方面都发生了变化。我们报告了六个X射线爆发的发现，这是在罗西X射线定时探测器（RXTE）监测的10年中首次从AXP中看到的。所有爆发都发生在2006年4月6日至2007年2月7日之间。这些爆发具有典型的SGR/AXP爆发的快升慢衰特征。爆发持续时间范围为8-3x10^3 s（以T90为特征），即使与SGR和AXP的其他爆发的广泛T90分布相比，这些持续时间也非常长。前五个爆发光谱很好地模拟了简单的黑体，温度kT ~2-6 keV。然而，第六次爆发有一个复杂的光谱，包括至少三条发射线，可能还有额外的发射线和吸收线。最显著的特征是在~14 keV。在AXP 1 E 1048.1-5937和XTE J1810-197的爆发中观察到了类似的14 keV光谱特征。如果这个功能被解释为质子回旋线，那么它支持这些AXP的磁场强度场的存在。几个爆发伴随着短期脉冲通量增强。我们讨论这些事件的背景下的磁星模型。
2007-12-27 astro-ph
A Gemini Observation of the Anomalous X-ray Pulsar 1RXS J170849-400910
异常X射线中子星（AXP）代表了在X射线能量下发现的一类不断增长的中子星。虽然它们的多波长发射机制的性质仍在争论中，但最近已经积累了有利于它们的磁星性质的证据。他们在光学和红外（IR）波长的研究最近打开了一个新的窗口，以限制提出的模型。本文简要介绍了AXP和我们对1 RXS J170849-400910的双子座南观测。1 RXS J170849-400910是由ROSAT发现的一颗相对较亮的AXP，后来被ASCA发现是一颗11 s的X射线脉冲星。观察是用近红外成像仪火烈鸟在J（1.25微米），H（1.65微米），和Ks（2.15微米）。我们确认Israel等人（2003）最近探测到的一个源与Chandra源（候选“A”）一致。我们得出的J = 20.6（0.2）、H = 18.6（0.2）和Ks = 17.1（0.2）等值与Israel等人（2003）得出的值一致，表明如果该源确实是1 RXS J170849-400910的IR对应物，则没有证据表明该AXP存在变异性。然而，考虑到与其他AXP相比，该源缺乏IR可变性和相对较高的IR到X射线通量，我们得出结论，该源不太可能是AXP的对应物，并且不应排除钱德拉误差圆内的其他源（候选“B”）作为对应物。需要进一步监测这些来源和深入观察这个复杂的领域，以确认这些来源的性质及其与AXP的关联。
2005-01-27 astro-ph
RXTE Investigation into Extended Hard X-ray Emission from Elliptical Galaxies
我们提出的第一个硬X射线发射正常椭圆星系的RXTE调查的结果。对NGC 4472和NGC 4649的RXTE PCA和ASCA GIS数据的联合光谱分析显示，存在约5 10^-12 erg cm^-2 s^-1的2-10 keV辐射，辐射源位于光学星系之外，光谱硬度介于银河系热星际气体和X射线双星成分之间。这种发射的很大一部分起源于室女座团内介质（ICM），我们提出的ICM温度和金属丰度在这两个星系附近的限制。然而，扩散通量明显大于基于ROSAT测量的软X射线强度的预期值，这使得可能存在额外的扩散非热成分。我们也得到新的限制，从这两个星系的综合X射线二进制发射，并存在一个核平谱点源。
2000-09-22 astro-ph
The first multi-wavelength campaign of AXP 4U 0142+61 from radio to hard X-rays
首次对反常X射线脉冲星进行了从射电到硬X射线波段的准同时多波长观测。4U 0142+61是2005年7月1个M的综合目标。在这些观测期间，它也被Swift和RXTE在X射线波段，Gemini North在光学和近红外波段以及WSRT在无线电波段观测到。在本文中，我们提出的源能量分布。在各个波段获得的光谱结果并不平滑地连接;显然，不同来源的分量对总光谱有贡献。值得注意的是，INTEGRAL硬X射线光谱（幂律指数0.79 +/- 0.10）现在被测量到~230 keV的能量，没有光谱中断的迹象。将积分幂律谱外推到较低的能量通过了近红外和光通量以下的数量级，以及无线电波段中的低~30 microJy（2 sigma）上限。
2006-11-06 astro-ph
Chandra Monitoring of the Candidate Anomalous X-ray Pulsar AX J1845.0-0258
目前已确认的异常X射线脉冲星已增加到7颗，但仍有一颗候选的异常X射线脉冲星（AXP）尚未得到确认。在这里，我们提出了一组七个钱德拉ACIS-S观测的瞬态脉冲星AX J1845.0-0258，在2003年获得。我们的观测揭示了一个微弱的X射线点源，它位于AX J1845.0-0258发现的ASCA误差圆内，我们将其命名为CX184454.6 -025653，并暂时确定为静止的AXP。它的光谱可以用吸收的单组分黑体（kT~2.0 keV）或幂律（Gamma~1.0）很好地描述，该黑体在至少数月的时间尺度上通量稳定，但比AX J1845.0-0258在1993年X射线增强期间至少13倍的亮度要暗。与AX J1845.0-0258的爆发光谱相比，CXEJ J184454.6-025653的爆发光谱要硬得多：如果确实是对应的，那么它的光谱行为与在已建立的瞬态AXP XTE J1810-197中看到的相反，后者在静止时从kT~0.67 keV软化到~0.18 keV。这个意想不到的结果促使我们研究的可能性，我们已经观察到一个不相关的来源，我们讨论的AXP的影响，和一般的磁星。
2006-08-22 astro-ph
Implications of the X-ray Variability for the Mass of MCG-6-30-15
明亮的Seyfert 1星系\mcg在各种时间尺度上显示出很大的变化。我们研究了$\aproxlt 3$日时间尺度的变化，使用一组同时存档的观测，从\rxte和{ \it宇宙学和天体物理学高级卫星}（\asca）。\rxte \观测跨度接近$10^6$秒，并表明X射线傅立叶功率谱密度的均方根变化率为16%，在约10^{-6} - 10^{-5} Hz范围内是平坦的，然后变陡为$α\aproxgt 1$的幂律$\propto f^{-α}$。在10^{-4}-10 ^{-3} Hz之间进一步陡化到$α\approx 2$。形状和均方根振幅与在\ngc和\cyg中观察到的结果相当，尽管断裂频率分别相差10^{-2}和10^{4}倍。如果破裂频率是中心黑洞质量的指示，那么这个质量可能低至$10^6 {\rm M}_\odot$。还发现了0.5-2 keV \asca带相对于8-15 keV \rxte带的相对滞后的上限$\sim 2$ ks，再通过与\ngc和\cyg的类比，这个极限与相对较低的中心黑洞质量相一致。
2000-01-14 astro-ph
Phase Dependent Spectral Variability of 4U1907+09
我们报告ASCA，RXTE，和档案观测的高质量X射线脉冲双星4U1907+09。在X射线脉冲星轨道的所有阶段都进行了吸收和通量的光谱测量，包括在ASCA的两次观测期间对长时间低通量的首次光谱测量。我们发现，一个简单的球形风模型可以适合的时间平均光变曲线测量的RXTE ASM，但不适合所观察到的吸收柱的变化或帐户的相位锁定的二次耀斑的存在。由尾流组成的附加模型组件可以解释柱深度的变化。然而，这些模型倾向于系统的高倾角，这表明伴星的质量更符合Be星的身份。在这种情况下，赤道增强风和倾斜的中子星轨道可能是对数据的更适当的解释。
2001-03-09 astro-ph
A High-Energy Study of the Geminga Pulsar
我们提出了在ASCA和CGRO任务的最后几年获得的Geminga脉冲星的深X射线和伽马射线观测结果，以及RXTE的上限。在考虑到1996年末δ f/f = 6.2 x 10^-10的频率小故障后，从伽马射线中得到了一个跨越1973-2000年的相位连接星历表。ASCA在1994年和1999年对硬X射线脉冲轮廓的观测证实了这一故障。1999年ASCA长时间观测的硬X射线脉冲轮廓和光谱的改进表征证实，存在与EGRET测量的伽马射线光谱不同的非热X射线成分。它可以被参数化为光子指数γ = 1.72 +/- 0.10的幂律，在0.7-5 keV波段的通量为2.62 x 10^-13尔格/cm ^2/s，脉冲分数为0.54 +/- 0.05，与之前测量的值相似，但比之前测量的值更精确。将这一光谱外推到RXTE PCA观测到的能带与该仪器未探测到Geminga的脉冲发射一致。这些结果解释的背景下，外间隙模型，并给出了未来的X射线观测Geminga的动机。
2002-06-28 astro-ph
An ASCA X-ray Observation of 1E1724-3045 in the globular cluster Terzan 2
1995年9月24- 25日，ASCA对位于球状星团Terzan 2中的明亮的持久X射线源和I型X射线爆发1 E1724 -3045进行了10 ksec的硬态观测，在0.5-10 keV波段（d=7.7 kpc）的亮度为6 × 10^36 erg/s。ASCA光谱是硬的，并且揭示了低于2-3 keV的软组分的存在。当与非同步RXTE/HEXTE数据相结合时，我们表明ASCA谱可以用电子温度为~30 keV，光学厚度为~3的球形散射云的康普顿化模型进行适当的拟合。对于黑体和圆盘黑体，软分量分别带走了0.1-200 keV光度的13%和35%。它更可能产生于吸积盘，而硬康普顿化成分产生于盘内部的热边界层。朝向源测得的柱密度（NH=10^22 cm^-2）与星系团光学红化的预期值一致。没有发射线被检测到，和上限为30 eV的6.4千电子伏线（西格玛=0.1千电子伏）的等效宽度已被导出。
1998-10-28 astro-ph
Discovery of hard non-thermal pulsed X-ray emission from the anomalous X-ray pulsar 1E 1841-045
利用RXTE主成分分析和HEXTE数据，我们发现了位于超新星遗迹Kes 73中心附近的异常X射线脉冲星AXP 1 E 1841-045的非热脉冲X射线/软γ射线发射，能量约为150 keV。双峰脉冲轮廓的形态随着能量从2keV到约8 keV而快速变化，在该能量以上脉冲形状保持或多或少稳定。脉冲光谱是非常硬的，它的形状高于10 keV可以很好地描述与光子指数为0.94 +/- 0.16的幂律。1 E 1841-045是第一个探测到这种非常硬的脉冲发射的AXP，它指向磁星磁层的起源。
2004-04-29 astro-ph
On the enigmatic X-ray Source V1408 Aql (=4U 1957+11)
紧凑型X射线源V1498 Aql（=4U 1957+11）的特征软X射线谱的模型从光学厚康普顿化模型到吸积吸积盘模型不等。我们严格审查的X射线光谱V1408 Aql通过档案先进的宇宙学和天体物理卫星（ASCA）的数据，档案伦琴卫星（ROSAT）的数据，和最近的罗西X射线定时探测器（RXTE）的数据。虽然我们能够适应各种X射线光谱模型，这些数据，我们赞成解释的X射线光谱是由于一个吸积盘在大倾角。这一假设的证据包括长期（117天，235天，352天）的RXTE全天监视器（ASM）看到的周期性，我们认为这是由于一个扭曲的旋进盘，并在ASCA数据中的1 keV功能，我们解释为从磁盘大气或风的L荧光功能的混合。我们还提出了定时分析的RXTE数据，并找到上限为4%的均方根（rms）之间的变化f=0.001-16 Hz。这个致密天体究竟是黑洞还是中子星的情况仍然不明确;然而，现在看来更有可能的是，一个发射X射线的、扭曲的吸积盘是这个系统的重要组成部分。
1999-03-24 astro-ph
Correlations Between Spectral Properties and Spin-Down Rate in Soft Gamma-Ray Repeaters and Anomalous X-ray Pulsars
异常X射线源（AXP）和软γ射线中继源（SGR）是具有特殊性质的X射线源，它们与旋转动力源和大多数吸积动力源不同。使用档案ASCA数据的能量范围为0.5-10.0 keV，我们研究了这些源的持续发射光谱和它们的变化与自旋下降率。使用一个单一的幂律谱模型，我们发现，整体硬度的光谱增加与自旋下降率的增加，因此，在这些对象的光谱和自旋下降机制是密不可分的。在双组分黑体加幂律谱模型方面，这种相关性被视为随着自旋下降速率的增加，高能量组分的硬度增加，而低能量黑体组分的温度基本保持恒定。对于双分量光谱模型，2-10 keV幂律和辐射热黑体光度的比值随自旋下降速率逐渐增大。我们讨论了这些结果的SGRs和AXP的各种理论模型。
2001-02-21 astro-ph
X-ray reprocessing in Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies: Ton S180 and Ark 564
我们提出的光谱分析结果的ASCA数据窄线塞弗特1星系（NLS 1）Ton S180和同步ASCA和RXTE数据建模的NLS 1方舟564。我们建模的主要和反射的连续以及铁K α线，其能量取决于电离状态的洗消器。我们表明，后处理的物质是温和的电离，我们发现软，硬光度比约为2.5。吸积速率近似对应于爱丁顿极限值。
2000-05-08 astro-ph
On the temperature profile of radiatively efficient geometrically thin disks in black hole binaries with the ASCA GIS
利用ASCA GIS数据和部分RXTE PCA数据，对高/软态黑洞双星的X射线能谱进行了综合研究。一个数学盘模型被应用到几个BHB，看看所观察到的吸积盘的温度分布是一致的，从标准的吸积盘模型的预期。该模型被称为无p盘，并假定光谱由多温度黑体辐射组成，其半径r处的局部温度T（r）由T（r）~ r^-p给出，p为正的自由参数。标准盘大约需要p~3/4，而根据内边界条件、广义相对论效应和盘的垂直结构，预计会有很小的偏差。我们的样本对象包括LMC X-1，LMC X-3，XTE J2012+381和GRO J1655-40。在ASCA观察期间，这些BHB显示出标准高/软状态的特征。在高态黑洞双星的标准模型下，源Tin=0.76-1.17keV，盘占0.7- 10 keV总通量的54- 98%，Nh=（0.7- 12）μ E ~（21）/cm ~ 2.最佳拟合p值在0.6-0.8之间，所有源的标准p值均为3/4，所得p值与标准吸积盘在Schwarzschild度规中的预期值进行了比较，与标准吸积盘的预期值一致。
2005-05-17 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
X-ray and Near-IR Variability of the Anomalous X-ray Pulsar 1E 1048.1-5937: From Quiescence Back to Activity
我们报告了在2001-2007年间利用RXTE、CXO、Swift、HST和VLT对异常X射线脉冲星1 E 1048.1-5937进行的新的和存档的X射线和近红外观测。在其~2001-2004活跃期，1 E 1048.- 5937显示出两个大的、长期的X射线脉冲通量耀斑以及短爆发和大的（> 10倍）扭矩变化。RXTE的监测显示，该源在2004年进入了定时稳定阶段;与此同时，2006年CXO和HST的一系列四次同时观测表明，其X射线通量和光谱以及近红外通量在2005年之前都是可变的，稳定下来。当用HST（H~22.7 mag）和VLT（K_S~21.0 mag）探测时，近红外通量比以前测量的要弱得多。最近，在2007年3月，这一新发现的宁静被突然的通量增强，X射线光谱变化和脉冲形态变化，同时与一个大的自旋上升毛刺和近红外增强中断。我们的RXTE观测结果显示，在2-10 keV波段，脉冲通量突然增加了约3倍。在使用CXO和Swift的观测中，我们发现总X射线通量的增加比脉冲通量大得多，达到大于静态值（2-10 keV）的7倍的峰值。利用这些最新的数据，我们发现X射线通量和脉冲分数之间有很强的反相关性，以及X射线光谱硬度和通量之间的相关性。同时与辐射和定时的变化，我们观察到一个显着的X射线脉冲形态的变化，使轮廓从接近正弦曲线到具有多个峰值。我们比较这些显着的事件与其他AXP爆发，并讨论磁…
2007-12-17 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
Simultaneous ASCA and HST/GHRS observations of Cygnus X-2/V1341 Cygni
我们目前的结果，从紫外和X射线观测的低质量的X射线双星天鹅座X-2。同时HST/GHRS和ASCA的意见发生在低状态的82天周期。我们比较我们的观察以及档案IUE和RXTE数据与模型，预测紫外线和光学连续辐射的X射线加热盘和Roche瓣填充星。该模型的预测与观测到的光学，紫外线和X射线的变化在轨道和长期期间是一致的。的X射线光谱状态，光度暗示的适合的X射线数据，紫外线连续谱和线通量，并从适合的紫外线连续谱获得的质量吸积率是一致的位置上的Z形X射线的正常和水平分支的颜色-颜色图的观察。质量吸积率的变化和翘曲盘的阻碍相结合，可以被援引为色-色平面中“Z”运动的可能解释。GHRS/G160 M的测量主要集中在NV和HeII上。低分辨率（GHRS/G140 L）观测捕获了SiIV，NIV和CIV。虽然相对线通量是一致的从X射线加热吸积盘日冕的发射，从简单的磁盘线发射模型的预测不符合观测到的发射线profiles.The径向速度（80-130公里秒$^{-1}$）是一致的发射从光学星在轨道相位（0.70-0.74），我们的观测。
2003-05-23 astro-ph
PDS 456: an Extreme Accretion Rate Quasar?
我们提出了准同步ASCA和RXTE观测的最明亮的AGN在本地（z <0.3）宇宙，最近发现的类星体PDS 456。多波长观测表明PDS 456的辐射热光度为10^47 erg/s，峰值出现在光谱的紫外部分。在X射线波段，2 - 10 keV（静止坐标系）的光度为10^45 erg/s。用ASCA和RXTE获得的宽带X射线谱包含相当大的复杂性。观测到的最显著的特征是一个非常深的电离铁K边缘，在类星体静止框架中以8.7 keV观测到。我们发现，这些功能是一致的，从高度电离的物质，可能是内部的吸积盘的再处理。PDS 456似乎在17千秒内就出现了一次强烈的爆发（系数为2.1），尽管不能完全排除非本征源。如果得到证实，对于这样一个高光度的光源来说，这将是一个不寻常的事件，光穿越时间对应于2个史瓦西半径。这意味着，耀斑发生在非常中心的区域，否则PDS 456是一个"超爱丁顿"或相对论性光束系统。总的来说，我们得出结论的基础上，极端的蓝色/紫外线光度，快速的X射线变化和高度电离的物质在X射线光谱上的印记，PDS 456是一个类星体具有异常高的吸积率。
1999-11-25 astro-ph
First Constraints on Iron Abundance versus Reflection Fraction from the Seyfert~1 Galaxy MCG--6-30-15
本文报道了对明亮的Seyfert~1星系MCG-6 - 30 -15的一次横跨$\sim$ 400~ks时间间隔的ASCA和RXTE联合观测。这些数据清楚地证实了我们以前的论文中报道的在更高能量下存在宽的倾斜铁线（$W_{Kα} \sim$ 266 eV）和康普顿反射连续谱。我们还调查是否重力和多普勒效应，影响铁线也可能表现在反射的连续。这个数据集的独特性是由我们从大约400万个光子（仅构成2-20 keV RXTE PCA光谱）中获得的非常好的统计数据所强调的。再加上HEXTE的高能量覆盖范围和ASCA在铁线制度中的光谱分辨率，使我们能够将丰度和反射率之间的关系首次限制在99%的置信水平。的反射分数是完全一致的一个扁平的磁盘，即冷材料对着$\rm 2 π$锶在源，以蒙特卡罗模拟的准确度表明，所观察到的强铁线强度的解释是由一个过剩的铁由一个因素的$\sim$ 2和一个不足的低Z元素由一个类似的因素。通过考虑非标准丰度，可以得到一个清晰而一致的图像，其中铁谱线和反射连续谱都来自相同的材料，例如吸积盘。
1999-07-26 astro-ph
Emission From Rotation-Powered Pulsars and Magnetars
我将回顾在理解旋转驱动的脉冲星和磁驱动的异常X射线脉冲星（AXP）和软伽马射线中继器（SGR）的高能量发射方面的最新进展。在过去的几年里，这些领域在观测和理论上都非常活跃，部分原因是来自钱德拉，XMM-Newton和RXTE的新X射线数据。与此同时，帕克斯多波束巡天发现了700多个新的射电望远镜，其中一些是年轻的，与EGRET源重合，另一些则具有磁强度磁场。这些新的观测结果提出了关于中子星诞生和演化的重要问题，以及它们的高能发射特性。
2005-10-05 astro-ph
A precessing accretion disc in the intermediate polar XY Ari?
白羊座XY是唯一一个显示其白矮星的深X射线日食的中间极地。先前发表的Ginga和Chandra的观测也揭示了一个广泛的X射线轨道调制，大致与日食反相，并推测是由于吸积盘边缘附近的扩展结构的吸收。在1996年的一次爆发中，RXTE观测到的X射线脉冲轮廓是单峰的，但通常观测到的X射线脉冲轮廓是双峰的。我们用RXTE观测了XY Ari，并分析了ASCA和XMM-Newton对该系统的先前未发表的档案观测。这些观察包括六次单独的访问，时间跨度约为十年。各种X射线观测表明，宽轨道调制在相位和意义上各不相同，然后在过去几年中最终完全消失。此外，X射线脉冲轮廓显示出深度和形状的变化，并且在最近的RXTE观测中没有显示出硬度比变化的证据。观察到的变化表明，脉冲轮廓和轨道调制都是由于在RXTE观测时的几何效应，而不是先前看到的光电吸收的相位依赖性变化。我们认为，这是一个旋进，倾斜吸积盘在这个系统中的证据。圆盘的进动使结构从我们的视线中移出，既在它的外边缘（改变轨道调制），也在它的内边缘，吸积幕被锚定（改变脉冲轮廓）。
2007-06-29 astro-ph
Complex Spectral Variability from Intensive Multi-wavelength Monitoring of Mrk421 in 1998
我们在1998年4月对TeV blazar Mrk~421进行了多频观测。这场战役开始于SAX和惠普尔记录的一个明显的高振幅耀斑; ASCA观测在三天后开始。在X射线数据中，我们发现了多个耀斑，发生在大约一天的时间尺度上。ASCA数据清楚地揭示了光谱变异性。比较ASCA、EUVE和RXTE的数据表明，低能同步辐射分量的光变幅度在较高的光子能量下较大。在TeV伽马射线中，当三个切伦科夫望远镜的结果结合起来时，观察到了与X射线通量相关的大的日内变化。TeV γ射线的RMS变异性与在硬X射线中观察到的相似，高于10 keV。X射线光变曲线显示耀斑在大多数情况下几乎是对称的，这意味着主要的时间尺度是光穿过发射区的时间。根据连续7天的X射线光变曲线进行结构函数分析，其特征时间尺度为~0.5天。ASCA光变曲线在不同能带的分析似乎显示出软（正）和硬（负）滞后。这些可能不是真实的，因为系统效应也可能产生这些滞后，这些滞后都比轨道小得多。如果这两个符号的滞后是真实的，这意味着粒子加速和X射线冷却的时间尺度是相似的。
2000-08-31 astro-ph
Crab: the standard X-ray candle with all (modern) X-ray satellites
过去，各种X射线卫星都曾使用蟹状星云作为标准烛光进行校准。然而，XMM-牛顿的校准是独立于蟹状星云的，因为这个物体还没有被用来调整光谱校准问题。在2004年进行了一些特殊的观测，以测量光谱参数和绝对流量的螃蟹与XMM-牛顿EPIC-pn CCD相机。我们详细描述了这场运动的结果，并将其与四个当前任务（Integral，Swift，Chandra，RXTE）和许多以前的任务（ROSAT，EXOSAT，Beppo-SAX，ASCA，Ginga，Einstein，Mir-HEXE）的数据进行了比较。
2005-08-10 astro-ph
Accretion disk in Cyg X-1 in the soft state
我们分析了1996年5月30日在软状态下对天鹅座X-1进行的ASCA/RXTE同步观测。本文在拟牛顿势中应用了一个具有无矩边界条件的多色圆盘模型，并指出了我们的模型与常用的简化“圆盘”模型之间的主要差异。我们估计了黑洞的质量和吸积率，并表明在这次观测中，盘可能没有达到最后的稳定轨道，从硬态到软态的过渡还没有完成。
1998-11-13 astro-ph
A Broadband X-Ray Study of the Supernova Remnant 3C 397
利用ROSAT、ASCA和RXTE对射电亮超新星遗迹3C 397进行了X射线研究。用ROSAT高分辨率成像仪看到的中央X射线斑点暗示了脉冲星动力组件的存在，并使该SNR具有复合X射线形态。结合ROSAT和ASCA成像显示，残留物是高度不对称的，其硬X射线发射峰值在西叶。3C 397的光谱被严重吸收，并且由热发射主导，发射线明显来自Mg、Si、S、Ar和Fe。单组分模型不能描述光谱，至少需要两个组分。我们使用了一组非平衡电离（NEI）模型（Borkowski等人准备）。软组分和硬组分的温度分别为0.2 keV和1.6 keV。相应的电离时标$n_0 t$（$n_0$为冲击前氢密度）分别为6 $\times 10^{12}$ cm $^{-3}$ s和6 $\times$ 10 $^{10}$ cm $^{-3}$ s。用RXTE的比例计数器阵列（PCA）获得的光谱被银河脊的辐射污染，只有$\sim$ 15%的计数率来自5 - 15 keV范围内的3C 397。PCA光谱使我们能够确认硬X射线发射的热性质。第三个分量可能来自脉冲星驱动的分量，但银河脊对源信号的污染使我们无法找到任何隐藏脉冲星的脉动。我们讨论的X射线光谱的光的两种情况：一个年轻的喷出物为主的残留物的核心崩溃SN，和一个中年SNR在密集的ISM扩大。需要空间分辨光谱学（使用CHANNEL和XMM）来区分这两种情况，并解决神…
2000-07-25 astro-ph
