Timescales of Soft X-Ray Variability and Physical Constraints in Agns
利用ROSAT/PSPC定点观测资料，计算了65个活动星系核的软X射线变率时间尺度。对于这65个光变曲线具有明显指数增长或指数下降规律的天体，我们采用指数时间尺度，发现它们更适合于分析ROSAT光变曲线数据。我们还讨论了一些物理约束的中央引擎暗示我们的结果。假设软X射线变率指数时间尺度近似等于标准吸积盘的热时间尺度，我们利用最近估计的37个活动星系核的中心黑洞质量，得到了它们的吸积率、软X射线辐射区的大小和紧致性参数。对于其中的12个活动星系核，利用中心黑洞质量和计算的吸积率，得到了标准薄吸积盘的引力不稳定性半径。这与混响映射方法的结果一致。这些结果提供了支持的证据，这种引力不稳定性有助于宽线区（BLR）的活动星系核的形成。
2003-03-25 astro-ph
Variability of Soft X-ray Spectral Shape in Blazars Observed by ROSAT
在论文1（Cheng et al.2001）中，我们已经证明了两类Seyfert 1星系的软X射线谱随强度的增加统计上的变化是不同的。为了了解blazar星光谱的变化规律，通过给出硬度比1与计数率（HR 1-CTs）的相关性，研究了18颗由ROSAT/PSPC模式观测到的blazar星的光谱形状变化。根据我们的标准，10个blazar显示出正的HR 1-CT的关系，只有2 blazar显示HR 1与CT的反相关。其余6颗耀变体没有显示出任何明显的相关性。从这些数据中我们可以看出，我们样本中的大多数耀变体在总体通量增加期间统计上显示出硬化谱，尽管有些耀变体是随机变化的。通过研究这些天体的光子指数和不同的辐射理论，我们认为软X射线波段同步辐射或逆康普顿辐射的优势可以很好地解释光谱变化的二分法，不同的光谱变化可能代表同步辐射峰值频率的序列。
2001-10-30 astro-ph
Hard X-ray Variability in M82: Evidence for a Nascent AGN?
我们报告的硬（2-10千电子伏）X射线的变化，在9 ASCA观测过程中的星爆星系M82的检测。长期变化发生在一个以天为单位的时间尺度上，通量的变化高达4倍，对应于L（2-10 keV）~ 6 e40 ergs/s的点源光度。在最长观察期间，观察到短期变异性，在小时时间尺度上振幅约为1.4。这表明M82的大部分硬X射线发射（取决于通量状态）来自致密区域，可能是由于吸积源。2-10 keV的源光度是爱丁顿光度的下限，意味着黑洞质量至少约为460太阳质量，或者说质量介于正常活动星系核和恒星质量黑洞候选者之间。
1999-03-24 astro-ph
Long term hard X-ray variability of the anomalous X-ray pulsar 1RXS J170849.0-400910 discovered with INTEGRAL
本文报道了一个多波段高能观测活动，目的是研究磁星候选者之一的异常X射线脉冲星（AXP）1 RXS J170849.0-400910的长期光谱变化。我们在2006年秋季和2007年春季同时用Swift/XRT在0.1-10 keV能量范围内和INTEGRAL/IBIS在20-200 keV能量范围内观测到1 RXS J170849.0-400910。此外，我们还重新分析，使用最新的校准和软件，自2002年以来，所有公开可用的INTEGRAL数据，和软X射线数据从1999年开始使用BeppoSAX，钱德拉，XMM，和Swift/XRT，以研究软和硬X射线光谱的变化1 RXS J170849.0-400910。我们发现一个长期的变化硬X射线通量，延长硬度强度相关性提出了这个源超过2个数量级的能量。
2007-09-24 astro-ph
Hard X-ray Variability of AGN
目的：已知活动星系核在整个电磁波谱中是可变的。在这方面研究不足的能量域是20 keV以上的硬X射线范围。方法：利用Swift/BAT全天空巡天的前9个月资料，研究了44个最亮活动星系核的14 - 195 keV的光变。选择这些源是因为它们的检测显著性>10 sigma。我们测试的变异性，使用极大似然估计和分析的结构函数。结果：在不同的时间尺度上，活动星系核的吸收比未吸收的活动星系核变化更大。这同样适用于Seyfert 2和Seyfert 1对象的比较。正如预期的那样，耀变体显示出更强的可变性。在20天的时间尺度上，15%的非耀变体活动星系核的通量变化大于20%，30%的活动星系核的通量变化至少为10%。所有表现出强变率的非耀变体活动星系核都是L（14-195 keV）<1 E44 erg/sec的低光度天体。结论：关于变化模式，有一种趋势，未吸收或1型星系的变化小于吸收或2型物体在最硬的X射线。一个更坚实的反相关性之间的变化和光度，这已经观察到在软X射线，在紫外线，并在光学域。
2007-09-14 astro-ph
Variability of Soft X-ray Spectral Shape: Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies versus Broad-Line Seyfert 1 Galaxies
为了了解软X射线谱的变化规律，本文给出了ROSAT PSPC定点观测中8个窄线塞弗特1型星系（NLS 1）和14个宽线塞弗特1型星系（BLS 1）的硬度比1与计数率（HR 1-CT s）的相关关系。根据我们的标准，6个NLS 1显示出HR 1-CT正相关，7个BLS 1显示出HR 1与CT的反相关。其他2个NLS 1和7个BLS 1未显示出明显的HR 1-CT相关性。从这些我们可以看出，NLS 1 s在统计上显示出与BLS 1 s不同的光谱形状变化：随着总通量的增加，NLS 1 s的光谱变得更硬，而BLS 1 s的光谱变软。我们把不同的光谱变化归因于NLS 1 s中强稳定的“软过剩”，而BLS 1 s中弱。对于两种类型的对象，幂律分量类似地随着强度的增加而变得更软。这意味着软过剩来源于大蓝凸点，幂律辐射来源于紫外或软X射线光子的康普顿上散射。我们的结果是一致的，被广泛接受的是，NLS 1的黑洞的质量较小，吸积率比BLS 1的。
2001-10-26 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
Energy-dependent variability and the origin of the soft X-ray excess in AGN
在许多活动星系核中发现的能量低于~1 keV的软过剩的起源仍然是一个未解决的问题。它不太可能代表一个真正的连续分量，因为它的特征“温度”在AGN光度和黑洞质量的大范围内显示出显着的恒定性。相反，这有利于与原子过程的关联，特别是与部分电离的O和Fe相关的0.7-2 keV之间的不透明度增加。不透明度跳跃可以通过反射或透射产生软过量，并且只要存在强速度剪切以涂抹特征性的窄原子特征，两种情况都可以同样好地拟合光谱。在这里，我们使用正交约束的能量依赖的变化。在XMM-牛顿活动星系核数据中看到的均方根谱经常在0.7-2 keV之间显示出一个宽峰。我们表明，吸收模型可以很好地解释数据，如果电离状态的拖尾吸收响应的连续光度变化。
2006-05-31 astro-ph
An exploratory study of the hard X-ray variability properties of PG quasars with RXTE
我们用RXTE主成分分析仪对Laor等人（1994）样品中的4个PG类星体（QSO）的2-20 keV通量的变率图象进行了监测。每隔1天定期对每个靶点进行6次观察。样品包括具有巴耳末线宽度（以及因此软X射线陡度）的极值的物体，并且在光度上跨越大约一个数量级。最稳健的结果是变异幅度随着能量的增加而减小。几种可能的最终驱动程序的软和硬X射线的可变性，如康普顿相对论粒子的流入率，吸积流或X射线活性位点的数量的不稳定性，与我们的结果是一致的。
2000-05-08 astro-ph
Comptonization signatures in the rapid aperiodic variability of Galactic black-hole candidates
我们研究了在太阳质量黑洞周围的热康普顿化区和冷吸积盘的不同几何结构中软辐射耀斑的逆康普顿散射效应。讨论了硬光子相对于软光子的光变曲线、光变曲线的傅里叶变换、功率谱和傅里叶周期滞后。在与现有数据的比较的基础上，我们发现参数对康普顿化的外部软辐射以及康普顿化在均匀介质中作为主导机制的快速非周期性变化的银河系黑洞候选人。可能的进一步观测测试的影响康普顿对银河系黑洞候选人的快速非周期性变化的建议。
1998-02-22 astro-ph
Frequency resolved spectroscopy of Cyg X-1: fast variability of the reflected emission in the soft state
利用RXTE/PCA数据，我们研究了Cyg X-1的反射辐射的快速变化的软光谱状态的傅立叶频率分辨光谱。我们发现，反射辐射的均方根振幅的变化具有相同的频率依赖性的初级辐射下降到<30 - 50毫秒的时间尺度。这可能表明，反射通量再现，几乎平坦的响应，初级发射的变化。这种行为明显不同于硬光谱状态，在硬光谱状态下，反射通量的变化与主发射相比在短于~0.5 - 1秒的时间尺度上被显著抑制。如果与反射器的有限光穿越时间有关，这些结果表明，反射器的特征尺寸-大概是一个光学厚的吸积盘，在硬光谱态比在软光谱态大> 5 - 10倍。通过建立吸积盘的传递函数模型，我们估计了10兆太阳黑洞在硬态下吸积盘的内径R_in~100R_g，在软态下吸积盘的内径R_in <10R_g。
2000-01-26 astro-ph
Microquasars in the low/hard state: strong coronae, compact jets, and the high frequency variability
我们应用模型的磁占主导地位的日冕以上的标准吸积盘的银河系黑洞的低/硬态。当磁盘电晕耦合占自洽假设磁旋转不稳定性是在工作中的磁盘，并产生的电晕浮逃逸磁盘磁结构，然后该模型预测强大的，X射线发射电晕在低吸积率。一个主要的后果进行了讨论：日冕本身是强大的，MHD驱动的射流/外流的发射场的可能性。这主要取决于日冕的高度。最后，我们提出了第一个径向配置文件的日冕不同的吸积率，并讨论了它们的影响，高频率的变化。
2002-08-05 astro-ph
Soft X-ray spectral variations of the narrow line Seyfert 1 galaxy Markarian 766
利用9个ROSAT PSPC数据集研究了窄线Seyfert 1星系Markarian 766的X射线光变。该光谱很好地描述了幂律结合黑体（kT~ 70 eV）软过剩。对3个X射线波段的通量比变化和变化幅度的研究表明，幂律分量在~ 5000 s的时间尺度上连续变化，并且当它更亮时更陡。相反，未检测到软过量的变化。光谱建模的31个光谱从不同的观测和计数率的范围也是一致的图片，其中的幂律是陡峭的，当它是明亮的，其中的软过剩成分不改变。如果幂律是由软光子的可变热或非热康普顿化产生的，则可以解释幂律可变性。这种行为与处于低态的银河系黑洞候选者相似。Markarian 766的X射线和多波长性质与其它窄线Seyfert 1非常相似。这可能意味着在其他窄线Seyfert 1中看到的快速X射线变异性也可能不是源于其强软过量成分。
1999-02-17 astro-ph
Soft X-ray spectral variability of AM Herculis
极星（武仙座AM双星）是一类重要的明亮软X射线源，其中许多是用ROSAT发现的。我们提出了一个同质分析的所有点ROSAT PSPC观测的极细分成两篇论文，详细讨论了原型的极地AM她和总结类的所有其他极。我们推导出高状态软X射线通量和短期光谱变化的AM她使用一个新的探测器响应矩阵和确认的ROSAT PSPC低于0.28千电子伏的通量校准。AMHer在1991年4月的最佳拟合平均单黑体温度和积分亮相能流分别为27.2 +/-1.0 eV和（2.6 +/-0.6）x 10 ^-9 erg cm ^-2s ^-1。一个多温度模型的总黑体通量可以同时适用于软X射线和波动的远紫外成分，其公式为Fbb =（4.5 +/-1.5）x 10 ^-9 erg cm ^-2 s ^-1。在距离为80秒差距处的总吸积光度Lbb =（2.1 +/-0.7）x 10^33 erg s-1，意味着对于0.78 Msun的白矮星，吸积速率Mdot =（2.4 +/-0.8）x 10 ^-10 Msun yr ^-1。软X射线通量显示显着的时间尺度上的变化下降到200毫秒。相关的光谱和计数率的变化被认为是在耀斑的时间尺度上下降到1秒，展示与个人吸积事件的加热和冷却。我们的光谱和时间的分析提供了直接的证据斑点吸积模型，并建议软X射线和波动的远紫外成分之间的连接。
2008-02-19 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
The X-Ray Spectral Variability of Mrk 766
本文报道窄线塞弗特1星系Mrk 766的ASCA和ROSAT观测结果。在ASCA观测中，我们观察到了快速的变异，倍增时间尺度为1000秒。观察到的光谱变化事件中，光谱软化和硬化以上和以下~1千电子伏，分别作为通量增加。光谱可以用5个分量建模：幂律、暖吸收体、铁K（α）线和软过剩分量通量。光谱的变化导致了一个非常显着的变化，在固有的光子定律指数从伽玛~1.6到~2.0，在温暖的吸收体电离的增加，和一个轻微的显着减少的软组件归一化。在高态谱中检测到一条约100 eV等效宽度的窄铁K（α）线。在三次ROSAT观测中观察到通量增加期间的光谱硬化。内禀光子指数的变化和ASCA谱中软过剩成分的消失可以解释为注入电子洛伦兹因子的突然增加所引起的从一阶对再处理谱到对级联谱的转变。在温暖的吸收剂的电离的变化，虽然模型依赖，可以对应于在氧的边缘导致的光谱指数的变化，在通量的增加。ROSAT光谱的变化可以解释由可变强度的硬功率定律和相对不变的软分量，可能是主要的磁盘发射。这些结果进行了比较，从其他窄线塞弗特1星系的报道。
1996-03-18 astro-ph
Suzaku observations of the hard X-ray variability of MCG-6-30-15: the effects of strong gravity around a Kerr black hole
朱雀，第一次，使硬X射线可变性的塞弗特1星系MCG-6-30-15被测量。在14-45 keV波段，这是由一个强反射峰为主的可变性，淬火相对于在几个keV。这直接证明了整个反射光谱的变化比幂律连续谱小得多。宽带光谱的变化可以分解成两个组成部分-一个高度可变的幂律和恒定的反射-如先前推断的其他观测在2-10千电子伏波段。强烈的反射和高的铁丰度产生了一条强烈的宽铁线，这要求圆盘的内半径大约为2个引力半径。我们的结果与光弯曲模型的预测是一致的，该模型在非常接近快速旋转的黑洞的地方产生了非常强的引力效应。
2006-09-19 astro-ph
Long-Term Variability in Bright Hard X-ray Sources: 5+ Years of BATSE Data
CGRO/BATSE的运行在5年多之后继续为研究明亮硬X射线源的长期变化提供了宝贵的数据库。BATSE的全天观测能力利用地球掩星技术，每天可对每个辐射源进行大约30次通量测量。长BATSE基线和众多上升和设置掩星通量测量允许搜索周期和准周期信号从小时到数百天。我们目前的初步结果，从我们的硬X射线的变异性在24个最亮的BATSE源的研究。计算每个源的功率密度谱。此外，我们还给出了8个X射线双星的硬X射线轨道调制剖面（Cen X-3，Cyg X-1，Cyg X-3，GX 301-2，Her X-1，OAO 1657 -415，Vela X-1和4U 1700 -37），Her X-1在35天周期中主高压振幅和宽度的几百天调制，以及在复发性X射线瞬变中爆发持续时间和强度的变化。
1997-01-13 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
The X-ray variability properties of PG quasars: XMM-Newton results
本文介绍了用XMM-牛顿法系统研究PG类星体X射线光谱变率的初步结果。我们集中在那些对象，其X射线光谱很好地符合在"双康普顿化“模型的框架。在短（<1000秒）时间尺度上，软（E<2 keV）和硬（E>2 keV）带之间的变化是不相关的。在这两个对象中，在不同的时代的观测，软X射线制度的光谱变化被揭开。其时间范围限制在约1周到约1年之间。
2004-09-17 astro-ph
Slim Disk Model for Soft X-Ray Excess and Variability of Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies
窄线塞弗特1星系（NLS 1）具有极强的软X射线过剩和大的光变。我们认为，这两个功能基本上可以占超薄磁盘模型。我们假设NLS 1中的中心黑洞质量相对较小，为$M \sim 10^{5-7}M_\odot$，并且一个圆盘几乎以爱丁顿光度$L_{\rm E}$发光。然后，盘变成了一个细长的盘，并表现出以下独特的特征：（1）盘的光度（特别是X射线）对质量流率$\dot M$不敏感，因为产生的能量部分被吸积流中捕获的光子带到黑洞。(2)光谱为多色黑体。最大黑体温度为$T_{\rm bb} \simeq 0.2(M/10^5 M_\odot)^{-1/4}$ keV，黑体发射区的大小很小，即使对于Schwarzschild黑洞也是$r_{\rm bb} \lsim 3 r_{\rm S}$（其中$r_{\rm S}$是Schwarzschild半径）. (3)NLS 1的ASCA观测数据全部落在（$r_{\rm bb},T_{\rm bb}$）面上的$\dot M/(L_{\rm E}/c^2)>10$区域（$L_{\rm E}$为爱丁顿光度），支持了我们的观点，即NLS 1中在$\sim L_{\rm E}$处有一个细长的盘状物发射软X射线。(4)磁能最多可以被放大到与被捕获的辐射能的均分值，该值大大超过从圆盘发射的辐射能。因此，连续磁场重联的能量释放将引起软X射线发射的显著变化。
2000-03-02 astro-ph
INTEGRAL observation of hard X-ray variability of the TeV binary LS5039 / RX J1826.2-1450
LS 5039/RX J1826.2-1450是少数几个观测到射电和高能TeV辐射的高质量X射线双星系统之一。此外，变化的TeV发射与轨道周期被检测到。我们利用INTEGRAL卫星上的IBIS/ISGRI监测仪器研究了该源的硬X射线（25 - 200 keV）光谱和时间特性。我们提出了分析的INTEGRAL观测共约3毫秒的曝光时间，包括公共数据和数据的关键计划。我们搜索的通量和光谱的变化与轨道相位。观察到的源发射从25至200千电子伏和排放集中在附近的劣势结合。探测到硬X射线带的轨道变化，并确定与H.E.S. S观测到的轨道调制TeV发射同相。对于这个能量范围，我们确定了下合相间隔的平均通量为$(3.54 \pm 2.30) \times 10^{-11}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，上合相间隔的通量上限为$1.45 \times 10^{-11}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$（分别为90%置信水平）。下合相间期的频谱遵循指数为$Γ= 2.0^{+0.2}_{-0.2} $（90%置信水平）的幂律。
2009-01-14 astro-ph
The nature of X-ray spectral variability in Seyfert Galaxies
我们使用一个独立于模型的技术，调查的性质2-15 keV的X射线光谱的变化在四个塞弗特星系和光谱旋转和光谱变化的两个组件模型之间的区别。我们的分析结论性地揭示了MCG-6 - 30 -15和NGC 3516中X射线连续谱随通量增加的软化是两个谱分量相加的结果：谱形与通量无关的软变化分量（SVC）和恒定的硬分量（HCC）。相比之下，NGC 4051的光谱变化可以通过简单的旋转一个分量，加上一个额外的硬常数分量来很好地描述。NGC 5506的光谱变率模型是模糊的，因为数据采样的通量范围较小。我们研究了MCG-6 - 30 -15中硬谱分量的形状，发现它看起来类似于纯反射谱，但需要大的反射分数（R>3）。我们简要地讨论了不同模式的光谱变化的物理解释。
2003-04-29 astro-ph
Variability of X-ray pulsars in a hard energy band observed with INTEGRAL
本文介绍了INTEGRAL天文台对X射线天体LMC X-4、4U 0352 +309和EXO 1722 -363的首次观测结果。在整个超轨道周期（$\sim$ 30天）内对LMC X-4进行了研究，发现其周期在这个时间尺度上并不稳定。我们观测到脉冲星EXO 1722 -363的X射线通量在18-60 keV之间变化，这可能与双星系统的轨道运动有关。一个更准确的位置和估计的轨道周期为这个源的报告。我们还研究了用INTEGRAL测量的4U 0352 +309（英仙座X星）的硬X射线谱，并报道了在29 keV左右的回旋吸收线的探测。
2004-07-16 astro-ph
Long term spectral variability in the soft gamma ray repeater SGR 1900+14
我们对SGR 1900+14的所有BeppoSAX数据进行了系统分析。历时五年的观测显示，该源在两个场合比平常亮：1998年8月的大耀斑后约20天，以及2001年4月的中等耀斑后的10^5秒长的X射线余辉。在后一种情况下，我们探讨了描述所观察到的短期软化的可能性，只有一个类似黑体的组件的温度的变化。在巨型耀斑之前进行的唯一一次BeppoSAX观测中，SGR 1900+14持续发射的光谱明显更硬，而且可能也用PDS仪器探测到了10千电子伏以上的能量。在最近一次BeppoSAX观测中（2002年4月），通量比历史水平低约25%，表明源正进入静止期。
2007-01-09 astro-ph
X-Ray Spectral Variability Signatures of Flares in BL Lac Objects
我们提出了一个详细的参数研究的时间相关的电子注入和运动学和自洽的辐射输运中，低频峰值BL Lac对象的射流。利用一个随时间变化的同步自康普顿和外康普顿喷流模型，我们研究了几个重要模型参数变化的影响，如电子注入的致密性、同步加速器对外部软光子对软光子致密性的相对贡献、电子注入的光谱指数以及引起耀斑活动的电子注入事件的时间剖面细节。在我们的结果的分析中，我们专注于预期的X射线光谱变化的签名在一个区域的参数空间特别适合再现宽带光谱能量分布的中间和低频峰值BL紫胶对象。我们表明，SSC和外部康普顿为主的模型的伽玛射线发射耀变体产生显着不同的签名的X射线的变化，特别是在软X射线光变曲线和光谱滞后在软X射线的能量，这可以被用作一个强大的诊断揭开的性质，从BL Lac对象的高能发射。
2002-08-12 astro-ph
Monitoring the Short-Term Variability of Cyg X-1: Spectra and Timing
我们目前的光谱和时间分析的RXTE监测活动的黑洞候选人天鹅座X-1在1999年的第一个结果。这种硬态黑洞的时间特性显示出相当大的可变性，即使状态不会改变。这一点以前已经在功率谱密度中提到过，但在时间滞后中可能更为明显。通过对天鹅座X-1的四次监测观测的分析，我们发现，时间滞后的缩短与X射线光谱的硬化以及较长的特征“拍摄时间尺度”有关。我们简要地讨论可能的物理/几何原因，这种变化的硬态性能。
1999-10-28 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
Spectra and time variability of galactic black-hole X-ray sources in the low/hard state
我们提出了一个黑洞X射线源低/硬态的喷流模型，它解释了a）X射线谱，b）时间滞后谱，c）振幅（QPO和高频）随光子能量增加而增加，d）自相关函数随光子能量增加而变窄。该模型（以其最简单的形式）假设i）沿射流的轴存在均匀的磁场，ii）射流中的电子密度与距离成反比，iii）射流在其中心附近比在其外围“更热”。我们对来自吸积盘的软光子的康普顿上散射进行了蒙特卡罗模拟，并发现了光子数指数在1.5-2范围内的幂律高能谱，指数约为0.8的幂律时标与傅立叶频率的关系，以及变化的均方根幅度的增加和光子能量的自相关函数的变窄，就像在天鹅座X-1中观察到的那样。
2004-05-28 astro-ph
Spectral variability analysis of an XMM-Newton observation of Ark 564
利用100 ksXMM-牛顿观测数据对窄线塞弗特1星系Ark 564的X射线辐射进行了光谱变率分析。利用这一长期观测的高灵敏度和方舟564的简单光谱形状，我们准确地确定了源的光谱变化模式。我们使用标准的互相关方法来研究软、硬能带光变曲线之间的相关性。我们还从每个持续时间为500 s的数据延伸中生成了200个能谱，并将每个能谱与幂律加上韧致辐射分量（对于软过量）拟合，我们研究了各种最佳拟合模型参数值之间的相关性。“幂律加韧致辐射”模型在任何时候都能很好地描述光谱。在源的时间平均谱中发现的铁谱线和吸收特征太弱，不影响时间分辨谱拟合的结果。我们发现，幂律和软过剩通量是可变的，在所有测量的时间尺度。幂律斜率也是可变的，并且导致幂律和韧致辐射分量的通量变化。我们的结果可以在含时康普顿化模型的框架下得到解释。它们与不稳定性通过扩展的X射线源传播的图像一致，首先影响软光子，然后影响硬光子产生区域。软过剩可以对应于电离盘反射发射，在这种情况下，它快速响应的主要连续变化。时间尺度是这样的，光的传播时间可能会额外影响所观察到的可变性结构。
2007-01-01 astro-ph
A key to the spectral variability of prompt GRBs
我们证明，快速的光谱变化的提示伽玛暴是一个固有的属性，从冲击产生的辐射，高度各向异性的小尺度磁场。我们解释了硬到软的演变和软指数$α$与伽玛暴中观察到的光子通量的相关性作为冲击波视角的时间变化和相对论性像差的个人薄，瞬时照明壳的组合效应。该模型预测，大约四分之一的时间分辨光谱应该有硬光谱，违反同步加速器$α=-2/3$限制。该模型还自然地解释了为什么$α$的分布峰值在$α\sim-1$。在倾斜角度的抖动谱中存在低能量中断也解释了一些伽玛暴中出现软X射线成分及其缺乏的原因。我们强调，我们的理论是完全基于第一原则，并不包含特设（现象学）的假设。
2006-01-16 astro-ph
X-ray variability in the quiescent state of Cen X-4
本文报道了用ROSAT-HRI对Cen X-4静止期软X射线瞬变的观测结果。我们发现在不到四天的时间里，通量的变化是3倍。这种相对快速的变化，第一次观察到从一个静态的软X射线瞬态，排除了一些已提出的静态通量的发射机制。无论是在中子星表面还是在磁层边界上的吸积都是明显有利的。
1997-01-30 astro-ph
X-Ray Luminosity and Spectral Variability in the TEV BL Lac 1ES2344+514
本文简要介绍TeV BL Lac天体1ES 2344 +514的一系列五个\sax观测结果。已经发现了与硬X射线中令人印象深刻的光谱变化有关的大幅度光度变化，光变曲线的形状取决于能量，耀斑在硬带开始和结束，但在软X射线中可能更早达到最大强度。光度和光谱的变化可能是由于同步辐射的峰值从软X射线转移到硬X射线波段，类似于MKN 501的\sax观测期间检测到的。
1998-02-02 astro-ph
Accreting corona model of the X-ray variability in soft state X-ray binaries and active galactic nuclei
我们发展了一个包含局部磁旋转不稳定性效应的黑洞吸积双流模型。该流动由一个吸积盘吸积盘和一个吸积日冕组成，局部发电机影响吸积盘/日冕的质量交换。该模型的目的是解释的功率谱密度的源在其软，磁盘为主的状态。圆盘中磁场的局部扰动如King等人（2004）和Mayer和Pringle（2005）所述，但与时间相关的局部磁场被假设影响日冕物质的局部供应。由于日冕中的粘性时间尺度比圆盘中的短得多，因此日冕中的局部扰动不会被涂抹。简单的分析估计和完整的时间相关的计算的磁盘电晕系统进行。吸积日冕模型可以再现软态X射线双星和活动星系核的宽功率谱。然而，该模型预测，（i）源经历辐射压力不稳定性（GRS 1915+105）应该有系统陡峭的功率谱比其他来源，（ii）活动星系核应该有系统陡峭的功率谱比GBH，即使他们的磁盘描述使用粘度成正比的气体压力。显然需要对软态源的功率谱进行更精确的测量。
2007-02-26 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
X-ray spectral variability in PG1535+547: the changing-look of a 'soft X-ray weak' AGN
PG 1535 +547是一个明亮的NLS 1星系，其高能辐射在形状和流量上表现出强烈的变化。ROSAT数据将其归类为软X射线弱类星体（其X射线与光通量之比小于典型类星体的天体）：其X射线光谱的特点往往是高度电离、复杂的吸收体和（或）盘的反射，其相对重要性目前仍有争议。在这两种情况下，这些特征的存在意味着我们正在寻找位于活动星系核最内部区域的物质。本文旨在阐明PG 1535 +547的X射线发射的本质，并对发射源区域的物理性质进行约束。我们提出了新的XMM观测结果，从中我们获得了2个光谱，间隔约1周，我们与以前的XMM观测结果进行了比较。这些数据支持X射线发射的复杂性和可变性。宽带通量在3年内增加约2.3倍，然后在1周左右减少约1.3倍。在新的EPIC光谱中，在E<3keV处的强吸收特征和在Fe线能量范围内的复杂光谱形状是明显的，并且在较高能量下发射下降。我们描述所有的状态，假设一个温暖的吸收剂加上相对论模糊的电离反射，或两相温暖的吸收剂部分覆盖的源加上散射组件。这种变化归因于温暖的吸收体，它们在年和天的时间尺度上改变它们的物理性质。在反射场景中，所有的状态都需要高比例的反射。相对于较恒定的光辐射，X射线波段的强变化意味着PG 1535 +547实际上不能被归类为软X射线弱活动星系核。
2008-02-20 astro-ph
Super-Orbital Variability in Hard X-rays
我们提出的研究结果与\emph{Swift}突发警报望远镜在14 - 195 keV范围内的长期变化的5个低质量X射线双星报告或怀疑超轨道周期- 4U 1636-536，4U 1820-303，4U 1916-053，天鹅座X-2和天蝎座X-1。在4U 1916-053、Cyg X-2或Sco X-1光变曲线中，在先前报道的周期附近没有检测到显著的持续周期调制。在$\sim$ 170 d期间的4U 1820-303被检测到高达24千电子伏，符合变量吸积由于先前提出的三重系统模型。在4U 1636-536中的$\sim$ 46 d周期被检测到高达100 keV，在低和高能量带中的调制被发现相对于彼此相移$\sim180^\circ$。这种相移，当与近一致的发病的$\sim$ 46 d调制和低/硬X射线状态，导致我们推测调制可能预示着瞬态射流的形成。
2008-10-29 astro-ph
INTEGRAL spectral variability study of the atoll 4U 1820-30: first detection of hard X-ray emission
在2003-2005年期间，我们用INTEGRAL方法研究了低质量X射线双星4U 1820-30的4-200 keV的光谱和时间行为。在软（香蕉）和硬（岛）光谱状态下都观察到了这个源。在硬态中首次观察到高于50 keV的高能尾。这将源置于显示高能量发射的X射线爆发的类别中。尾部可以被建模为软幂律分量，光子指数为~2.4，在来自等离子体的热康普顿化发射的顶部，电子温度为kT_e~6 keV，光学深度为τ~4。或者，但在较低的拟合优度，硬态宽带光谱可以占从一个混合的，热非热，等离子体的发射。在监测过程中，该源大部分时间处于软态，这是该源的常见状态，而>~ 4keV的谱由kT_e~3 keV和τ~6-7的热康普顿化表示。
2006-08-28 astro-ph
Damped harmonic oscillator interpretation of the soft-state power spectra of Cyg X-1
我们建立了一个吸积盘模型，在该模型中，在给定半径处引起的变化由相应周转频率处的阻尼谐振子控制。这种可变性在局部发射的辐射中引起线性和非线性响应。观测到的源的总变率是这些贡献在盘半径上的总和，并由每个半径处的能量耗散率加权。结果表明，这个简单的模型，它有效地只有三个参数，包括归一化，可以解释的范围内观察到的Cyg X-1在软状态下的功率谱。虽然黑洞质量和阻尼强度之间的简并不允许唯一地确定质量，但我们仍然可以将其限制在<16- 20太阳质量。我们还表明，我们的模型保留了所观察到的线性均方根通量的关系，即使在存在的非线性通量响应。
2008-04-07 astro-ph
Blazar microvariability at hard X-rays
耀变体在电磁波谱的几乎所有波长上都表现出强烈而不稳定的变化。目前，在高能量（硬X射线，伽马射线）的变异性研究受到仪器灵敏度低的阻碍。然而，最新一代的卫星（INTEGRAL，Swift）给出的建议尚未完全证实日内时间尺度的变化。最近观察到的一些具体情况下，物理影响进行了讨论（如NRAO 530）。最后，对SIMBOL-X在本课题中的应用前景进行了展望。
2007-08-31 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
Quasi-periodic variability and the inner radii of thin accretion disks in galactic black-hole systems
通过将星系黑洞系统中几何薄的吸积盘的快速变率特性与中子星的快速变率特性联系起来，计算了它们的内径上界。我们推断，内部磁盘半径不表现出不同的光谱状态之间的大的偏移，在相反的概念，磁盘的软到硬的状态过渡过程中显着后退。我们发现，在硬态下，吸积盘向下延伸到半径小于6-25 GM/c^2，并讨论了我们的结果对黑洞X射线谱模型的意义。
1999-10-06 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
Multiwavelength Monitoring of the Narrow-Line Seyfert 1 Galaxy Akn 564. I. ASCA Observations and the Variability of the X-ray Spectral Components
我们提出了一个为期35天的ASCA观测NLS 1 Akn 564，这是一个多波长AGN手表监测活动的一部分。Akn 564示出了在2.45- 2.72的范围内变化的光子指数。确认了先前在ASCA数据中检测到的低于1 keV的软驼峰分量的存在。~每日采样的时间分辨光谱揭示了在数周的时间尺度上软驼峰和幂律分量的变异性的区别，与幂律中的因子4相比，驼峰在35天的观察中变化了6倍。幂律分量中的通量变化被测量到约1000 s的时间尺度，并且伴随的光谱变化表明软驼峰在如此短的时间尺度上与幂律没有很好的相关性。我们检测到Fe Ka和Fe Kb加Ni Ka的混合物，表明起源于高度电离的气体。变异性测量限制了大部分的Fe Ka起源于一个光周的核。大EW的发射线可能是由于高的金属丰度在NLS 1，支持一些演化模型的活动星系核。
2001-07-02 astro-ph
Long term spectral variability in the Soft Gamma-ray Repeater SGR 1900+14
我们对SGR1900+14的所有BeppoSAX数据进行了系统分析。历时5年的观测表明，该源在两个场合比平常更亮：1998年8月的大耀斑后约20天，以及2001年4月的中等耀斑后的10^5秒长的X射线余辉。在后一种情况下，我们探讨的可能性描述所观察到的短期光谱演化只与黑体组件的温度的变化。在巨型耀斑之前进行的唯一一次BeppoSAX观测中，SGR 1900 +14持续发射的光谱明显更硬，用PDS仪器也探测到了10千电子伏以上的能量。在最近一次BeppoSAX观测（2002年4月）中，通量至少比历史水平低1.2倍，表明源正进入静止期。
2006-09-12 astro-ph
XMM-Newton view of PKS 2155-304: hardness ratio and cross-correlation analysis of EPIC pn observations
目前可用的XMM-牛顿EPIC pn观测跨越约3年，我们提出了一个详细的光谱和时间变化的0.2- 10千电子伏的X射线发射的X射线明亮BL湖对象PKS 2155-304。光谱变异性检查与模型无关的硬度比方法。我们发现，源的光谱演化遵循光变曲线，表明光谱硬化时，流量增加。硬度比与计数率的关系曲线表明，光谱变化在耀斑期间特别显著。交叉关联函数（CCF）表明，在不同的时间滞后，在不同的能量带的光变曲线有很好的相关性。CCF峰值（即，最大相关系数）随着能量差的增大而趋于变小，并且不同能量带中的可变性对于耀斑比对于其它情况更相关。在大多数情况下，较高的能带变化导致较低的能带，但在两种情况下，我们观察到相反的行为，即较低的能量变化可能导致较高的能量变化。时滞随着两个互相关光变曲线之间的能量差而增加。发现最大滞后可达约一小时，这与以前的低地球轨道X射线飞行任务所获得的结果相一致。我们讨论我们的结果的背景下，粒子的加速，冷却和光交叉的时间尺度。
2005-10-03 astro-ph
Correlated X-ray spectral and timing variability of the Be/X-ray binary V0332+53/BQ Cam during a type II outburst
我们已经使用INTEGRAL & RXTE数据调查的时间属性的源相关的光谱状态定义的不同位置的颜色-颜色图。源在颜色-颜色图中示出类似于Z源的两个不同分支。硬分支（类似于Z源的水平分支）的特征在于与软颜色的变化相比，硬颜色的低幅度变化。在软分支（类似于正常分支）中，硬颜色的变化幅度比软颜色的变化幅度大约三倍。随着计数率的降低，源通过软分支逐渐向上移动到硬分支。非周期性变化（不包括脉冲噪声）由带限噪声（由三个宽洛伦兹分量表示）和两个QPO在0.05 Hz和0.22 Hz。低频QPO的强度随着源接近硬分支而增加（类似于Z源中的HBO）。当源位于分支的中间时，较高频率的QPO达到最大显著性（如NBO）。我们首次测量了吸积X射线脉冲星中8 Hz以下的带限噪声的相位滞后，发现软滞后在高频处占主导地位。在脉冲频率（0.23 Hz）以上，滞后的幅度随着X射线通量的增加而增加。Z拓扑似乎是中子星双星的一个特征，因为它存在于所有类型的中子星双星中（Z，环礁，正如我们在这里所展示的，也存在于吸积双星中）。然而，沿着这条轨道的运动，通过图的不同分支的时间尺度和与Z轨道部分相关的非周期性变化对于中子星双星的每个子类都是不同的。
2005-12-12 astro-ph
On the nature of the variability power decay towards soft spectral states in X-ray binaries. Case study in Cyg X-1
从低/硬和中等光谱状态的黑洞X射线双星观测到的傅立叶功率密度谱（PDS）的一个特征是宽带限噪声，其特征在于低于某个频率（"中断“频率）的常数和高于该频率的幂律。已经表明，这种类型的可变性可以产生的向内扩散的本地驱动扰动在一个有界的配置（吸积盘或日冕）。在这个模型的框架中，扰动扩散时间t_0与唯象的破裂频率有关，而在"破裂“之上的PDS幂律斜率由构型上的粘度分布决定。微扰扩散方案解释了在一些致密源（包括黑洞和中子星）中观测到的X射线变率功率在这些源从低/硬态到高/软态演化过程中的衰减。我们将模型预测与罗西X射线时间探测器（RXTE）收集的Cyg X-1数据子集进行比较。我们对天鹅座X-1 PDS的广泛分析表明，观测到的积分功率P_x近似地随驱动振荡特征频率v_{dr}的平方根而减小。天鹅座X-1的RXTE观测使我们能够推断出P_{dr}和t_0作为ν_{dr}的函数。利用驱动振荡的积分功率P_{dr}和t_0对ν_{dr}的依赖关系，我们证明了由模型预测的功率也以P_{x,diff}与ν_{dr}^{-0.5}成比例衰减，这与观察到的P_{x}行为相似。
2008-02-09 astro-ph
The aperiodic variability of Cyg X-1 and GRS 1915 +105 at very low frequencies
我们使用RXTE上的全天监视器（ASM）提供的超过5年的数据对Cyg X-1和GRS 1915+105进行了时间分析。我们首次获得了功率密度谱、颜色-颜色和颜色-强度图、交叉关联函数和相位滞后图，以研究频率< 10^{-5} Hz的源的变异性。我们发现，PDS不是平坦的，但符合指数~-1的幂律。这与软态期间Cyg X-1的功率谱中发现的斜率相同。实际上，天鹅座X-1在10^{-7}-10 ^{-5} Hz频率范围内的功率谱表现为软态期间10^{-3}-10 Hz功率谱的延续。对于GRS 1915+105和Cyg X-1，分别在27%和21%的水平下检测到显著变异性（表示为频率范围2 x 10^{-7}-1 x 10^{-5} Hz内的分数均方根）。我们的结果证实了之前的建议，即吸积盘的最内部区域受到距离黑洞较大半径处发生的变化的影响，可能是由于质量吸积率的变化。我们还观察到强烈的光谱变化：在Cyg X-1的光谱软化的流量增加时，它是在低/硬状态，并硬化与增加流量在高/软状态。GRS 1915+105在软态下遵循与Cyg X-1相同的趋势，但硬度比显示出更大的变化幅度。互相关表明，变化同时发生在所有的能带。然而，交叉关联函数对于负滞后是不对称的。相位谱还显示出大于几天的负滞后，这表明软能带的长期变化相对于硬能带有所延迟。
2001-12-18 astro-ph
XMM observations of the narrow-line QSO PHL 1092: Detection of a high and variable soft component
我们目前的结果的基础上进行的高光度窄线类星体PHL 1092在2003年1月的XMM-牛顿观测。0.3 - 10 keV的光谱由一个模型很好地描述，该模型包括幂律（Gamma ~ 2.1）和两个黑体分量（kT ~ 130 eV和kT ~ 50 eV）。软X射线过量发射是无特征的，并且在0.3 - 10 keV波段中占总X射线发射的约80%。目前观测的最显著特征是在非常短的时间尺度上检测到X射线的变化：X射线发射在大约5000 s内变化了35%。我们发现，这种变异性可以解释为假设只有整体的正常化在观察过程中发生变化。没有任何短期光谱变化的证据，即使在1997年进行的ASCA观测期间，光谱形状也相似。考虑到黑洞的高本征光度（~ 2x10^45 erg/s）和大的推断质量（~ 1.6x10^8 M_sun），观测到的变率时间尺度表明，接近爱丁顿光度的辐射来自非常靠近黑洞的地方。我们认为PHL 1092是一个快速旋转的黑洞，其X射线辐射与银河系黑洞源的高软态相对应。
2004-08-18 astro-ph
Phase lag variability associated with the 0.5-10 Hz QPO in GRS 1915+105
我们使用Rossi X射线定时探测器的数据来测量软（2-5 keV）和硬（5-13 keV）光子之间的滞后，并研究超光速黑洞候选人GRS 1915+105在低通量状态下的非周期性变化。功率密度谱表现出准周期振荡（QPO），其频率随计数率的增加而增加，并在0.6-8 Hz的频率范围内变化。首次报道了QPO频率与相位滞后谱之间的相关性。这种相关性被发现的相位滞后连续和相位滞后在QPO频率。我们发现，随着QPO频率移动到更高的值，相位滞后从正到负的反符号。滞后的绝对值总是随光子能量的增加而增加。负（软）滞后与较软的能量谱相关联，而正（硬）滞后则在源较硬时出现。我们描述了一个可能的情况下，可能占的变化的迹象滞后。
2000-05-03 astro-ph
