Amplitude variability or close frequencies in pulsating stars? The Delta Scuti star FG Vir
在盾牌座三角洲恒星FG Vir的几种模式所观察到的振幅变化的性质进行检查。在这颗恒星中，三个频率显示出强烈的振幅和相位变化。在功率谱中，这些频率也显示为频率双峰。然而，由于单个频率的真实振幅变化也可能导致功率谱中的（假）频率双峰，因此应用了详细检查所观察到的假设单个频率的振幅和相位变化的特定测试。对于12.15和23.40周期/天的频率，可以排除单一模式的振幅变化。特别地，实现了两个模式之间的拍频的重要性质：幅度和相位同步变化，相移接近90度。第三种模式（即19.86 c/d附近）的振幅变化性的起源尚不清楚，因为拍频周期长达20多年，振幅/相位测试的覆盖范围存在空白。然而，即使对于该频率，振幅变化也可以通过数学双模式模型很好地表示。如果我们检查这三个接近的频率对与其他（通常更广泛地分离）在FG Vir接近的频率，18对频率的分离接近于0.10 c/d已被检测到。结果表明，大多数对发生在理论上预期的径向模式的频率附近。模式识别仅适用于少数模式：在12.15 c/d处唯一检测到的径向模式是密切对的一部分。它表明，意外的协议之间的激发模式的频率可以排除，因为大量的检测到的关闭频率的双峰。
2006-02-02 astro-ph
44 Tau: Discrimination between MS and post-MS models
在先前的研究中，已经发现了44颗Tau的13个独立频率。这颗恒星在盾牌座δ恒星中是不寻常的，因为它的v sin i值非常低，只有2 +/- 1 km/s，这表明它要么是一个极慢的自转体，要么是在极上看到的。44 Tau显示出典型的非径向脉动的盾牌座δ恒星不寻常的高振幅，被认为是连接高振幅盾牌座δ恒星（HADS）和低振幅盾牌座δ恒星的纽带。我们进行了一项星震研究，以找到适合这颗恒星的理论模型。径向基频和第一泛音频率已经被识别的事实允许显著减少可能的解决方案的数量。与主序上的各种模型相比，标准的主序后模型与信封中的低效率对流似乎更可取。它们拟合了观测到的44 Tau的全局参数和大多数确定的径向和非径向频率。
2007-03-28 astro-ph
Temporal variability of the telluric sodium layer
通过分析科罗拉多州立大学激光雷达实验获得的28个夜晚的数据，研究了碲钠层的时间变化。发现钠层的平均高度功率谱在所观察到的频率范围内（10微赫兹至4兆赫）符合幂律。发现最佳拟合幂律为10^βν^α，其中α= -1.79 +/- 0.02且β= 1.12 +/- 0.40。波前传感的应用需要知道钠层在kHz频率下的行为。在这些频率上的直接测量是不存在的。从低频行为到高频的外推表明，这种可变性可能是大口径望远镜上激光导星自适应光学的一个重要误差来源。
2006-09-12 astro-ph
Emissive Mechanism on Spectral Variability of Blazars in High Frequencies
Mrk 421同步辐射峰演化的新结果很可能与粒子加速过程有关。为了解释上述结果，我们提出了一个模型的耀变体在耀斑期间，其中的排放来自加速电子。本文导出了电子能量分布的扩散平流方程，用于计算同步辐射的光谱和光变曲线。我们提出，观测到的同步辐射峰值移动到更高的能量在耀斑的冲击加速造成的。在指定的频率范围内的磁通量和位移的峰值位置的变化之间的观察到的关系拟合约束的耗散区的物理参数。
2000-11-14 astro-ph
Pulsation of the Delta Scuti star Theta2 Tau: New multisite photometry and modelling of instability
报道了Theta 2 Tau的多站点光度活动的结果。这个双星系统由不稳定带内的演化恒星和主序星A组成。第12次盾牌座三角洲网络活动包括在四个天文台获得的152小时高精度测光。这导致在10.8至14.6 c/d范围内的11个脉动频率的推导。这些频率证实了以前的地球（1982-1986年）以及卫星（2000年）测光的结果，虽然振幅在几年的时间尺度上的变化。我们发现，至少有两个高频率（26.18和26.73 c/d）也存在于θ 2 τ。参数给出，这些高频率起源于主序伴侣，而不是组合频率，fi+fj，从小学。检查了初级和次级组件的模型，以确定径向和非径向振荡的不稳定性。Teff > 8000 K的热模型在观测频率范围内都是稳定的。理论和观察到的频率范围之间的最佳拟合是通过Teff约等于7800 K（或略高）的模型实现的，与光度校准一致。不稳定性范围跨越两个或三个径向阶数，径向模式的范围为p4至p6。主序后模型（有或没有过冲）是首选的主要，但不能排除过冲的主序模型。对于亮度较低的次级分量，不稳定性范围较宽，从p2到p8跨越5到7个径向阶。观察到的频率位于径向模式p5至p6附近。这些结果的主要不确定性是由一个简单的处理在氢电离区的对流通量。
2002-04-17 astro-ph
Super-Keplerian Frequencies in Accretion Disks. Implications for Mass and Spin Measurements of Compact Objects from X-ray Variability Studies
从吸积黑洞和中子星中检测到的快准周期变化已经被用来限制它们的质量、半径和自旋。如果观察到的振荡是吸积盘中的线性模式，那么可以通过假设这些模式是局部亚克卜勒模式来对中心物体的性质进行限制。另一方面，如果观察到的振荡对应于圆盘模式之间的非线性共振，则可以通过假设共振模式在圆盘中的相同径向环处被激发来测量中心物体的性质。在本文中，我们使用的垂直集成，轴对称流体动力学吸积盘的数值模拟提供的情况下，隐含在这两种方法的假设不满足的例子。然后，我们讨论了我们的结果的稳健性的质量和自旋测量的致密物体的可变性研究。
2008-05-05 astro-ph
Ubiquitous H-alpha polarized line profiles: absorptive spectropolarimetric effects and temporal variability in Post-AGB, Herbig Ae/Be and other stellar types
我们在这里表明，吸收H-α偏振线轮廓以前看到许多赫比格Ae/Be（HAeBe）的明星是一个几乎无处不在的功能，其他类型的嵌入式或遮蔽的恒星。这种特征性的1%线性偏振变化跨越了H-α线的吸收部分，在后AGB恒星以及RV-Tau，Delta-Scuti和其他类型的恒星中都可以看到。这些恒星中的每一个都显示出被星际氢气遮蔽的证据，并且偏振效应是在吸收分量中，与光学泵浦模型一致。我们提出了ESPaDOnS光谱偏振观测9后AGB和RV-Tau类型，除了许多多时代的HiVIS观测这些目标。我们发现在8/9颗恒星的H-α线上有显着的偏振变化，偏振幅度为0.5%至3%以上（5/6 Post-AGB和3/3 RV-Tau）。在所有这些，但其中之一，偏振变化是由线轮廓的吸收分量占主导地位。没有证据表明显示恒星脉动的暗星的子类（后AGB星的RV-Tau和赫比格Ae/Be星的Delta-Scuti）与主类有显着的分光偏振差异。从HiVIS和ESPaDOnS的数据中可以明显看出，这里介绍的几颗恒星：89 Her，AC Her，SS Lep，MWC 120，AB Aurigae和HD 144668。的形态和时间的变化是可比的赫比格Ae/Be和Be型恒星现有的大样本。由于后AGB恒星的星周气体是非常不同的Be星，我们讨论这些意见的背景下，他们不同的环境。
2008-12-14 astro-ph
X-ray variability and correlations in the two phase disk-corona model for Seyfert galaxies
我们详细讨论了宽带X射线的变化预期在塞弗特星系的康普顿冷却日冕模型的框架。日冕的光学深度τ的变化导致康普顿化发射的光谱变化，在这个意义上，光谱变陡，温度随着τ的增加而降低。如果日冕是对主导的，τ是由紧凑度（与固定大小的光度成正比）决定的。这产生了光谱形状和强度之间的明确关系，意味着在2-10 keV的光谱指数中，对于0.2的变化，强度的变化因子为10。对于低电子对密度的日冕，没有明确的预测是可能的。在日冕结构没有实质性变化的情况下，软热成分与中硬康普顿化成分相关。使用ROSAT响应矩阵计算的例子，表明目前的观察NGC 5548和Mrk 766显示不同的行为可以与模型相协调。Mrk 766的光谱行为强烈地表明，在这个源的日冕等离子体不是对占主导地位。
1996-09-06 astro-ph
Aperiodic variability of low-mass X-ray binaries at very low frequencies
我们利用Rossi X射线定时探测器上的全天监测器的长期光变曲线获得了一个持久低质量中子星X射线双星样品的离散傅立叶功率谱。我们的目标是研究它们在1 x 10^{-7}-5 x 10^{-6} Hz频率范围内的非周期性变化，并将它们的性质与黑洞源天鹅座X-1的性质进行比较。我们发现，将LMXB分为Z和环礁源的分类方案在非常低的频率下模糊。根据长期（~年）的变化模式和对1 × 10^{-7}-5 × 10^{-6} Hz功率密度谱的幂律拟合（P ~ v^{-a}）结果，低质量中子星双星可分为三类。第一类包括除天鹅座X-2和环礁源GX 9 +1和GX 13 +1以外的所有Z源。它们显示出相对平坦的功率谱（α < 0.9）和低变异性（rms < 20%）。II型系统包括4U 1636-53、4U 1735-44和GX 3 +1。它们比I型源更易变（20% < rms < 30%），功率谱更陡（0.9 < a < 1.2）。III型系统是最可变的（rms > 30%），并表现出最陡的功率谱（α> 1.2）。源4U 1705-44、GX 354 -0和4U 1820-30属于这一组。GX 9 +9和Cyg X-2分别作为I型和II型以及II型和III型源之间的中间系统出现。我们推测，这些系统中的差异可能是由于存在不同类型的质量供体同伴。其他因素，如吸积盘的大小和/或弱磁场的存在，也预计会影响…
2002-11-20 astro-ph
An asteroseismic study of the Delta Scuti star 44 Tau
在本文中，我们研究的理论脉动模型的三角洲盾牌星44头。该恒星在几次多站点活动中受到监测，证实了径向和非径向振荡的存在。此外，它极低的自转速度使得44 Tau对于星震研究特别有意义。由于测得的log g值为3.6 +/- 0.1，因此必须考虑主层序和主层序后模型。我们进行模式识别的光度和光谱数据的基础上。一个非绝热脉动代码被用来计算模型，适合所确定的模式。测试了不同的不透明度表和元素混合对结果的影响。44 Tau在主序和后主序两个演化阶段的出现频率均能较好拟合。主序后模型更可取，因为它们几乎满足所有观测约束（观测频率的拟合、HRD中的位置和不稳定范围）。这些模型可以得到与正常的化学成分，这是在最近的光谱测量。包层对流的效率（在混合长度理论的框架内）预计在44 Tau中非常低。我们表明，结果是敏感的OPAL和OP混浊之间的选择。虽然用OP不透明度计算的44 Tau的脉动模型相当冷和太暗，但OPAL不透明度的使用导致模型在预期的温度和光度范围内。
2007-11-23 astro-ph
Asteroseismology from space: the Delta Scuti star Theta2 Tauri monitored by the WIRE satellite
第一个密集的光度时间序列的盾牌座δ恒星是从太空中获得的。Theta 2 Tau是由Wide-Field Infrared Explorer（WIRE）卫星上的恒星照相机监测的。12个独立的频率被检测到0.5毫微克的振幅水平。通过使用两种不同的算法和一些内部检查来搜索它们，从而调查它们的真实性。所有频率都在10.8-14.6 c \d范围内。频率间隔的直方图显示，81%低于1.8 c \d ;因此，旋转可能在模式激励中起作用。基本径向模式没有被观察到，虽然它预计会出现在一个区域，其中的噪声水平非常低（55微磁）。均方根残差比通常从成功的地面多站点战役中获得的均方根残差低大约两倍。以前的运动与新的运动的结果的比较建立了一些模式的振幅变化。
2001-11-19 astro-ph
Statistical analyses of long-term variability of AGN at high radio frequencies
我们提出了一个大样本的活动星系核在4.8和230 GHz之间的几个频率的变化时间尺度的研究。我们研究了活动星系核不同类型和频率的差异，并将测量的时间尺度与光度和洛伦兹因子等物理参数进行了关联。我们的样本包括高偏振和低偏振类星体，BL Lacertae对象和射电星系。这项工作的基础是Metsahovi无线电观测站25年来的22 GHz、37 GHz和87 GHz监测数据。此外，我们使用了更高的90 GHz和230 GHz的频率数据获得的SEST望远镜在1987年和2003年之间。还使用了密歇根大学监测方案提供的4.8千兆赫、8千兆赫和14.5千兆赫的更低频率数据。我们应用了三种不同的统计方法来研究时间尺度：结构函数、离散关联函数和Lomb-Scargle周期图。我们还讨论了这三种方法的差异和相对优点。我们的研究表明，较小的流量密度变化发生在这些源的短时间尺度上的1-2年，但较大的爆发很少发生，平均每6年只有一次。我们没有发现任何显着差异的时间尺度之间的源类。时间尺度与光度的关系也很弱，这表明激波的形成是由喷流不稳定性引起的，而不是由中心的黑洞引起的。
2007-05-23 astro-ph
On the Viewing Angle Dependence of Blazar Variability
通过环境辐射场传播的内部激波会受到辐射阻力的影响，在某些条件下，辐射阻力会显著影响激波的动力学特性，从而影响激波后面产生的辐射束锥的演化。与不透明度效应相结合的多普勒因子的所产生的变化导致由这样的系统产生的可变性图案的强烈依赖性，具体地，光变曲线的形状和相关发射的特性，对视角的依赖性。一个含义是，在相对较大的视角定向到观察者的对象应该表现出较高水平的活动在高同步辐射频率（自吸收频率以上）和在伽马射线能量低于阈值能量对生产，比在较低的（无线电/毫米）频率。
2000-01-20 astro-ph
Oceanography of Accreting Neutron Stars: Non-Radial Oscillations and Periodic X-Ray Variability
对许多吸积中的中子星（NS）的光度准周期振荡（QPO）的观测使我们开始研究在其他恒星中普遍存在的周期性来源：非径向振荡。在总结了吸积NS的大气和海洋结构之后，我们讨论了频率在1-100 Hz范围内的各种低lg模。成功识别具有观测频率的非径向模式将产生关于NS的热和成分构成以及其半径的新信息。最后，我们讨论快速旋转如何改变g模式频率。
1997-12-31 astro-ph
2D and 3D MHD Simulations of Disk Accretion by Rotating Magnetized Stars: Search for Variability
我们进行了二维和全三维磁流体动力学模拟磁盘吸积到一个旋转的恒星与对齐或错位偶极子磁场。我们研究了旋转的平衡态，并从模拟中得出两个主要频率之间的比率：恒星的自旋频率和磁盘的内半径处的轨道频率。在3D模拟中，我们观察到不同的功能相关的非轴对称的磁层流。这些特征可能是高频准周期振荡（QPO）的原因。在低得多的频率下的变化可能与穿过磁盘内部区域的磁通量的重组有关。在进化的推进阶段，这种变异性特别强。
2006-04-05 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
Solar-like oscillations in the G8 V star tau Ceti
我们使用HARPS来测量低质量恒星tau Cet的振荡。虽然数据受到仪器噪声的影响，但我们已经能够提取振荡的主要特征。我们发现τ Cet的振荡幅度约为太阳的一半，并且模式寿命略短于太阳。大的频率分离是169 μ Hz，我们已经确定了度为0，1，2和3的模式。我们使用这些频率来估计恒星的平均密度，精确度为0.45%，结合干涉半径，得到质量为0.783 +/- 0.012 M_sun（1.6%）。
2008-11-24 astro-ph
Broad band variability of SS433: Accretion disk at work?
我们提出了宽带功率谱的变化SS 433在无线电，光学和X射线谱带。我们表明，在低于1e-5赫兹的频率源在所有这些波段表现出相同的变异模式。宽带功率谱可以用一个幂律拟合到~1e-7 Hz的频率，然后平坦化。这样的平坦化意味着在时间尺度大于~1e7秒时，源变率变得不相关。这自然会导致在源光变曲线中出现准泊松耀斑，这在射电和光学光谱波段中经常被观察到。射电通量功率谱在傅立叶频率~1e-5 Hz处出现二次突变，这可能是由于射电发射区的内在射电变率在光穿越时间的时间尺度上的模糊造成的。我们发现SS433的射电和光学通量之间存在相关性，射电通量相对于光学通量延迟约2天。从1e-7 Hz到~0.01 - 0.05 Hz，光学和X射线光变的功率谱继续遵循相同的幂律。SS 433的宽带功率谱可以用Lyubarskii（1997）提出的、Churazov等人（2001）详细阐述的吸积盘中的自相似吸积速率调制来解释。本文讨论了SS 433的吸积盘中的粘性时间尺度对观测到的宽带功率谱的影响。
2005-01-24 astro-ph
A multifrequency analysis of radio variability of blazars
我们已经进行了多频分析的耀变体的无线电变化，利用在密歇根大学射电天文台（UMRAO，在4.8，8和14.5 GHz）和Metsahovi射电天文台（22和37 GHz）进行的广泛的监测计划期间获得的数据。在Metsahovi光变曲线中，两种不同的技术检测到5个源（0224+671，0945+408，1226+023，2200+420和2251+158）在两个频率下的周期性证据。对于最后三个源，在三个UMRAO频率上也发现了一致的周期，Scargle（1982）方法产生了极低的虚警概率。另一方面，0224+671和0945+408的22和37 GHz周期性（在Metsahovi没有得到广泛的监测，我们得到了一个显着的假警报概率）没有得到UMRAO数据库的确认，其中检索到了一些关于长两倍的不明确周期的迹象。我们还研究了最广泛监测源的变率指数、结构函数和强度变化的分布。我们发现一个统计上显着的差异，在这个意义上说，前者的对象是更多的变量相比，平谱射电类星体（FSRQs）的BL Lac对象的变化指数的分布。对于这两个群体，变异性指数随着频率的增加而稳步增加。强度变化的分布也随着频率的增加而变宽，并且在最高频率处接近对数正态形状。我们发现，变异性增强了20-30%的高频率计数的河外射电源在明亮的流量密度，如那些的WMAP和普朗克调查。
2004-02-26 astro-ph
Identification of black hole power spectral components across all canonical states
从一个大的（8.5 Ms）Rossi X射线定时探测器的低质量X射线双星数据集的统一分析，我们提出了一个完整的识别的所有可变组件的功率谱中的黑洞在其正则状态。它是基于状态之间观察到的组件的逐渐频率变化，并使用以前的识别作为起点的黑洞低硬状态。它得到了频率之间的相关性的支持，这些频率与先前发现的黑洞和中子星的频率一致。在中子星和黑洞中也观察到类似的变率分量（只有在最高频率下观察到的分量不同），因此它们不依赖于特定的源特性，如中子星的磁场或表面或黑洞的自旋。由于在喷流线上也观察到了相同的变化成分，因此X射线的变化不可能起源于外喷流，而很可能是在盘或日冕中产生的。我们利用该识别直接比较了黑洞和中子星的变异性强度的差异，发现这些差异可以归因于高频特征的频率和强度的差异，而不需要缺少任何分量。黑洞达到最高频率（在硬中间态和甚高态）的水平比相应的中子星成分达到的最高频率低约6倍，这可能与这些系统中致密物体之间的质量差有关。
2007-11-08 astro-ph
