The 2000 outburst of the recurrent nova CI Aquilae: optical spectroscopy
我们目前的低，中分辨率光谱的经常性新星CI天鹰座采取了14个时代在2000年5月和6月。总体外观与其他U Sco型复发新星（U Sco，V394 CrA）相似。中等分辨率（R=7000-10000）的氢和铁剖面表明早期膨胀速度为2000-2500 km/s。从Dt = -0.6 d到+53 d，Hα从近似高斯型到双峰型，再到强的P-Cyg型。钠D线的星际分量和两个弥漫的星际带对星际红化施加了限制，估计为E（B-V）=0.85 \pm 0.3。可用的目视和CCD-V观测值用于确定t0、t2和t3。得到的参数为：t0=2451669.5 \pm 0.1，t2=30 \pm 1 d，t3=36 \pm 1 d。最近的光变曲线被发现与1917年观测到的光变曲线大致相似，在某些阶段偏离高达1-2等。这种行为对于U Sco子类也是典型的。
2000-11-14 astro-ph
Hard X-ray Flares Preceding Soft X-ray Outbursts in Aquila X-1: A Link between Neutron Star and Black Hole State Transitions
分析了中子星天鹰座X-1在1999年5月/6月和2000年9月/10月爆发期间的{ \it Rossi X射线定时探测器}（RXTE）数据。我们发现，在这些爆发的早期上升，在15 keV以上的能量范围内的硬耀斑之前的软X射线峰。硬耀斑的硬X射线通量在最大值时比爆发中的任何其他点都强三倍以上。硬X射线耀斑上升到这个最大值，与单调增亮的低/硬态光谱一致。在硬耀斑的峰值之后，在8- 12 keV范围内发生了一个尖锐的光谱跃迁。定时分析表明，在硬耀斑期间，功率谱主要由带限噪声和$\sim$ 1- 20 Hz的QPO组成，它们在频率上是相关的。在硬耀斑之后，功率谱立即变成幂律噪声。在硬耀斑期间和之后的光谱和定时特性非常类似于爆发早期上升期间的黑洞瞬变。我们认为Aql X-1中的这些硬耀斑和光谱跃迁与黑洞瞬变中观察到的是同一起源。这导致Aql X-1中的1- 20 Hz QPO和带限噪声与黑洞瞬态中的QPO和带限噪声相关联。我们讨论了这一发现对我们理解软X射线瞬态爆发、状态转变和X射线二进制变化的影响。
2003-04-09 astro-ph
Aquila X-1 from outburst to quiescence: the onset of the propeller effect and signs of a turned-on rotation-powered pulsar
我们报告了1997年3月至4月BeppoSAX对Aql X-1的观测，这是第一次监测中子星软X射线从爆发衰变到静止的瞬态的光谱和时间变化特性的演变。我们观测到了快速的X射线通量衰减，在不到10天的时间里，源的光度从~ 10 ^{33} erg/s降到了~10^{36} erg/s。X射线光谱显示出一个幂律高能尾，光子指数为γ ~2，当源达到静止时，它硬化到γ ~1-1.5。这些观测结果，加上RossiXTE探测到X射线爆发期间的几毫秒周期性，可能表明快速的通量衰减是由中子星磁层非常快速的旋转引起的螺旋桨效应引起的。X射线的光度和硬光谱，掩盖了静态发射可以一致地解释为冲击发射的旋转动力脉冲星。
1998-03-26 astro-ph
The Extraordinary X-ray Light Curve of the Classical Nova V1494 Aquilae (1999 #2) in Outburst: The Discovery of Pulsations and a "Burst"
V1494 Aql（Nova Aql 1999 No. 2）于1999年12月2日发现。我们在2000年4月15日和6月7日获得了钱德拉ACIS-I光谱，这些光谱似乎只显示出发射线。我们在8月6日进行的第三次观测表明，它的光谱已经演变成超软X射线源的特征。然后，我们在9月28日（8 ksec）和10月1日（17 ksec）获得了Chandra LETG+HRC-S光谱。我们分析了光栅观测的X射线光变曲线，发现了短时间尺度的“爆发”和振荡。这两种现象以前都没有在爆发的新星的光变曲线中看到过。"爆发“是在第二次观察的中间附近X射线计数增加10倍，持续约1000秒;除了其他结构外，它至少显示出两个峰。我们对组合的25 ksec观测的时间序列分析表明，在2500 s处有一个峰值，该峰值出现在零级图像和色散光谱的独立分析中，而在HZ 43和天狼星B的光栅数据的类似分析中没有出现。对V1494 Aql数据的进一步分析发现，存在其他周期，这意味着我们正在从脉动的重新点燃的白矮星观察非径向g+模式。
2002-10-02 astro-ph
Timing properties and spectral states in Aquila X-1
我们分析了五个中子星软X射线瞬变Aql X-1的X射线爆发，并研究了源的时间特性与其光谱状态的相关性，这些光谱状态由颜色-颜色和硬度-强度图中的不同位置定义。硬颜色和源计数率作为区分参数，产生三种光谱状态：低强度硬状态，中间状态和高强度软状态。这些国家分别确定为极端岛屿，岛屿和香蕉国家的特点环礁源。分析的大量数据使我们能够首次对这个极端岛国进行详细的时间分析。在这种状态下，X射线爆发的上升和衰减之间的非周期性变化的差异被发现：在颜色-颜色图中的同一位置，在上升期间，源在低频（< 1 Hz）下表现出更多的功率，而在衰减期间，源在高频（> 100 Hz）下变化更大。表征低于1 Hz的香蕉状态功率谱的甚低频噪声不能用单次幂律来描述，而是需要双分量模型。在两次爆发中，发现了一个新的6-10 Hz QPO，并初步确定了只有在最高的推断质量吸积率下才能观察到的正常/耀斑分支状振荡。我们比较了Aql X-1与其他环礁和Z源的光谱和时间特性。我们的结果反对这两种类型的中子星X射线双星的统一计划。
2003-11-12 astro-ph
A Hard-to-Soft State Transition during A Luminosity Decline of Aquila X-1
我们已经发现了从低/硬（LH）状态到高/软（HS）状态的光谱转换时，天鹰座X-1是{ \em下降}与{ \it罗西X射线定时探测器（RXTE）}的观测。对应于状态跃迁的2- 200 keV能通量是$1.1\times{10}^{-9} ergs cm^{-2} s^{-1}$，比过去观察到的低一个数量级。以下HS状态的2- 200 keV峰值通量是$1.6\times{10}^{-9} ergs cm^{-2} s^{-1}$。从硬态到软态跃迁的亮度与下一个HS态的峰值亮度之间的关系证实了先前发现的线性关系。这意味着从硬态到软态跃迁的亮度并不仅仅由质量吸积率决定，而是由软X射线爆发的峰值亮度决定。我们还发现LH到HS态跃迁发生在与相应的HS到LH态跃迁相似的光度处，即，没有明显的滞后现象。这些结果提供了额外的证据表明，在吸积盘的质量影响的亮度的硬到软的状态过渡，和吸积流的动力LH状态是相关的吸积流的动力HS状态在稍后的时间。
2007-09-01 astro-ph
Evolution of Spectral States of Aql X-1 during the 2000 Outburst
本文介绍了2000年9 - 11月期间中子星天鹰座X-1瞬变爆发70天的3-20 keV X射线数据的详细分析结果。YALO 1米望远镜的光学监测被用来触发罗西X射线定时探测器（RXTE）的X射线观测，以便从非常早期的阶段跟踪爆发。在本文中，我们讨论了相关的演变在时间的频谱和时间域的功能，为整个爆发。在爆发的上升过程中，从低/硬状态到高/软状态的状态转变发生在比在衰变过程中转变回低/硬状态更高的光度下，正如在其他爆发中所观察到的那样。在低频率的傅立叶功率谱显示出一个破碎的幂律连续在上升阶段，与突破频率随时间的增加。在从最大值下降的过程中，源演化到硬度-强度平面中的位置以及颜色-颜色图中的位置，该位置类似于但不同于典型的高/软状态。只有在这种过渡状态下才能看到636-870 Hz的高频准周期振荡。
2004-01-12 astro-ph
Correlation between Hard X-ray Peak Flux and Soft X-ray Peak Flux in the Outburst Rise of Low Mass X-ray Binaries
我们分析了{\it Rossi} X射线定时探测器（RXTE）对黑洞和中子星软X射线瞬变爆发的观测，在这些瞬变爆发中观察到了初始的低/硬态或"岛"态，随后过渡到较软的状态。在黑洞瞬变XTE J 1550 - 564、中子星瞬变天鹰座X-1和准持久中子星低质量X射线双星（LMXB）4U 1705 - 44三个源中，我们发现了两个这样的爆发，软X射线峰的通量与硬X射线峰的通量成比例，软X射线峰的通量比硬X射线峰的通量滞后几天到几周。我们的结论是，我们能够预测软X射线爆发峰值通量的基础上的"前"硬X射线峰值通量，这意味着早期成立的爆发。我们还发现，对应于硬X射线通量的峰值的X射线亮度，其对应于硬-软态转变开始时的X射线亮度，变化约为2倍。如果在爆发上升早期的吸积几何是由两个流组成的（例如，热的次开普勒晕流和开普勒盘流，或外流和开普勒盘流），相关性表明，这两个流最初是相关的，可能是由于吸积盘外部的过程。我们讨论了一个单一的流动模型和圆盘射流模型从这些观察的约束。
2004-07-23 astro-ph
The 1998 outburst of XTE J1550-564: a model based on multiwavelength observations
1998年9月X射线黑洞双星XTE J1550-564的爆发受到X射线、光学和无线电波长的监测。我们将爆发序列分为五个阶段，并讨论了它们的多波长特性。爆发开始于硬X射线尖峰，而软X射线通量则以更长的时间尺度上升。我们认为，爆发的开始是由从伴星的质量传递速率增加，但爆发的形态是由吸积物质的特定角动量的分布。XTE J1550-564中的伴星可能是一颗活跃的磁星，其表面磁场足以影响质量转移的动力学。我们认为，它的磁场可以创建一个磁袋能够限制气体内的罗氏叶的主要。当磁约束被打破时，在自由落体的时间尺度上，硬X射线的脉冲上升被解释为具有低角动量的物质流入黑洞。与此同时，高角动量的物质，通过普通的罗氏瓣溢出转移，是形成盘的原因。
2001-09-14 astro-ph
On the Correlated X-ray and Optical Evolution of SS Cygni
利用RXTE和AAVSO观测资料，分析了原型矮新星系统天鹅座SS的变率和光谱演化。一系列尖锐的RXTE/PCA观测使我们能够以前所未有的细节追踪SS Cygni的X射线光谱的演变，而6年的光学AAVSO和RXTE/ASM光变曲线显示了长期的模式。采用一种技术，其中我们堆叠的X射线通量在多个爆发，根据光学光变曲线分阶段，我们调查的爆发形态。我们发现，3-12 keV的X射线通量被抑制在光学爆发，以前看到的行为，但只有在少数几个周期。用更灵敏的RXTE/PCA观测到的天鹅座SS的几次爆发也显示了光学爆发期间X射线的抑制。我们量化了光学和X射线爆发之间的时间滞后，以及从爆发恢复X射线的时间尺度。天鹅座SS的光学光变曲线显示出短暂的异常爆发。在这些事件中，硬X射线和光通量一起增加。长期数据表明，X射线在爆发之间下降。我们的研究结果与修正的盘不稳定性模型（DIM），调用一个两个组件的吸积流组成的冷光学厚吸积盘截断的内径，和一个准球形的热日冕状流延伸到表面的白矮星。我们在Meyer和Meyer-Hofmeister（1994）提出的光学厚吸积盘内部蒸发的模型框架下讨论了我们的结果。
2003-10-15 astro-ph
Low and High Angular Momentum Accretion Flows in BHCs: Case Study of XTE J1550-564
1998年XTE J1550-564的爆发开始于硬X射线峰值，在不到一天的时间内上升，3-4天后下降;同时，软X射线通量在更长的时间尺度（~ 10天）内上升。我们认为，软和初始硬X射线发射产生的吸积流的两个不同的组件：较高的角动量流，形成磁盘，和较低的角动量流喂热的内部区域。因此，我们认为，爆发的开始是由从伴星的质量传递速率增加，但爆发的形态也由特定的角动量在吸积物质的分布。在XTE J1550-564中，我们将初始的、脉冲式的低角动量吸积归因于磁性活跃的次级恒星对磁约束的破坏。我们发现，硬X射线尖峰被认为是在其他BHC爆发的开始。
2001-08-06 astro-ph
A Major SGR-like Outburst and Rotation Glitch in the No-Longer-So-Anomalous X-ray Pulsar 1E 2259+586
我们报道了异常X射线脉冲星1 E 2259+586的一次大爆发，其中使用Rossi X射线定时探测器在4小时内探测到80多次X射线爆发。爆发的持续时间从2 ms到3 s不等，在2-10 keV波段的能量密度从3 x 10^{-11}到5 x 10^{-9} erg cm^{-2}不等。我们同时观察到的脉冲和持久的X射线发射的增加超过一个数量级相对于静态水平。在我们14 ks的观测过程中，两者都发生了显著的衰变。还观察到相关的光谱硬化，在观察过程中光谱软化。此外，我们观察到脉冲轮廓变化，其中脉冲轮廓中的两个峰的幅度被交换。在约6天后，剖面松弛回到其爆发前的形态。脉冲星也经历了一个突然的自旋上升（df/f = 4 x 10^{-6}），随后是一个大的（2倍）的自旋下降率的增加，持续了18天以上。我们还观察到，使用Gemini-North望远镜，红外增强，其中K_s（2.15 μ m）通量增加，相对于在2000年的观测中所测量的，在爆发后三天增加了约3倍。IR对应物然后在一周后褪色约2倍。此外，我们报告了爆发后两天在1.4 GHz的无线电发射的上限为50 μ Jy。这次爆发的X射线特性与只有在软伽马重复器中才能看到的相似。这最终统一了异常X射线脉冲星和软伽马重复星，正如磁星模型所预测的那样。
2003-04-15 astro-ph
Time Variability of the Neutral Iron Lines from the Sgr B2 Region and its Implication of a Past Outburst of Sgr A$^*$
我们使用X射线卫星朱雀，XMM-牛顿，钱德拉和ASCA的档案数据研究了Sgr B2复合体的长期X射线行为。观测到的Sgr B2复合物区域包括在6.40 keV的Fe I K- $α$线上的两个突出点，一个巨大的分子云M 0.66 $-$ 0.02，称为“Sgr B2云”，和一个不寻常的X射线源G 0.570 $-$ 0.018。虽然这些6.40千电子伏的斑点有几个pc尺度的空间扩展，形态和通量的6.40千电子伏线已随时间变化了10年，在银河系的扩散X射线发射的Fe XXV-K $α$线在6.67千电子伏的恒定通量相比。这种时间变化主要是由于M 0.66 $-$ 0.02; 6.40 keV线通量在2001年下降，并在1994- 2005年的时间跨度下降到60%。另一个G为0.570 $-$ 0.018的斑点只在2000年的钱德拉观测中才被发现。从Sgr B2复合体的长期时间变率（$\sim$ 10年），我们推断银河系中心黑洞Sgr A $^*$在过去的300年中是X射线亮的，并表现出几年周期的时间变率。
2008-03-11 astro-ph
Optical and infrared properties of V1647 Orionis during the 2003-2006 outburst. I The reflection nebula
目的：年轻的爆发恒星猎户座V1647最近的爆发在猎户座（麦克尼尔星云）中产生了一个新的反射星云。我们提出了一个光学/近红外调查麦克尼尔星云。这项分析的目的是确定星云的形态、时间演变和性质及其与爆发的联系。方法：我们对McNeil星云和V1647猎户座进行了多历元B、V、R、I、z和K成像以及K_S偏振成像。多波段成像使我们能够重建星云内部的灭绝图。通过偏振观测，我们试图将星云的辐射与猎户座V1647周围的吸积盘的辐射分开。我们还试图解决照明源的小空间尺度结构。结果：麦克尼尔星云的能量分布和时间演化模拟了照明源的能量分布和时间演化。灭绝图显示了在V1647猎户座方向上的一个高度灭绝区域。不计前景消光，V1647猎户座方向的McNeil星云消光为A_V ~ 6.5等，偏振测量显示V1647猎户座附近有致密的高偏振辐射。K_S波段线极化率在10 - 20%之间。矢量都与北纬90 +/-9度的位置角对齐。这可能与V1647 Ori周围可能存在的吸积盘的方向相对应。这些发现表明，麦克尼尔星云的出现是由于V1647 Ori周围预先存在的物质对光线的光的反射。我们还报告了在V1647猎户座附近发现的一颗新的候选棕矮星或原恒星，以及HH 22 A内存在的星团结构。
2007-07-04 astro-ph
X-ray Flux Related Timing and Spectral Features of 2S 1417-62
分析了1999年11月至2000年8月期间对X射线瞬态脉冲星2S 1417-62的RXTE观测资料，总曝光量为$\sim 394$ ksec。观测结果包括一次主要爆发，随后是一系列小型爆发。发现脉冲形态和脉冲分数的变化与X射线通量的变化有关。特别低的X射线通量区域被发现具有显著较低的脉冲分数与不同的脉冲形态。3-60 keV PCA-HEXTE主爆发谱采用具有高能量截止和高斯铁谱线复特征的吸收幂律模型。使用相同的光谱模型，发现单个3-20 keV PCA光谱在爆发之间的低X射线通量区域中更柔和且吸收更少。光谱研究表明，氢柱密度与3-20 keV X射线通量相关，幂律指数与通量反相关。除低X射线通量区外，2S 1417-62中与X射线通量相关的光谱和时间特征被解释为具有相似吸积几何形状和不同质量吸积速率的盘吸积的迹象（$\dot{M}$），而低X射线的光谱和时间特征，射线通量区域被解释为在下一个近星点之前可能的临时吸积几何变化的标志，在该近星点处$\dot{M}$增加再次恢复原始的吸积几何形状。
2003-12-02 astro-ph
The optical counterpart to SAX J1808.4-3658: observations in quiescence
我们报告的第一个广泛的光学光度观测对应的SAXJ1808.4 -3658（V4580人马座）在宁静。在V~21处检测到该源，比1998年爆发的峰值弱5个星等。然而，揭示了其通量的可比较的~6%半振幅2小时调制。这有相同的相位和近似正弦调制期间看到的爆发和光度最小时，脉冲星是后面的同伴。缺乏双峰的形态排除了椭球的起源，这意味着大部分的光通量并不是来自伴星。此外，将粗糙的模型应用于圆盘和X射线照射的供体表面，表明残余圆盘的内能释放（由引力辐射驱动的质量转移）足以解释大部分的光发射，以及由于加热恒星表面的不同贡献而产生的调制。我们注意到，这个模型也是一致的低得多的X射线光通量比在静止与爆发，并与相位的光学调制。
2001-04-07 astro-ph
Turmoil on the accretion disk of GRO J1655-40
在1996/1997年GRO J1655-40 X射线瞬变爆发期间，BeppoSAX号卫星上的宽视场照相机在爆发的某些阶段几乎连续地观测到该系统。在两个场合，我们发现明确的证据，频繁的浸渍行为，其特点是发生在一个二元轨道内的几个吸收骤降。然而，在之前和之后的双星轨道中，在相同的轨道相位范围内没有这种下降的迹象。我们还收集了与其他X射线仪器所见的吸收下降的光变曲线。虽然收集到的65个倾角最好发生在轨道相位0.68和0.92之间，但有证据表明，导致倾角的物质的形态仅在一个双星轨道上发生变化。短的持续时间（~分钟）和阶段的下降的模型框架中讨论的流从伴星遇到热外缘的吸积盘。
2000-04-19 astro-ph
