Kilohertz QPO Frequency and Flux Decrease in AQL X-1 and Effect of Soft X-ray Spectral Components
我们报道了1997年3月Aql X-1爆发期间的RXTE/PCA观测结果，在一次I型爆发之后，2-10 keV的宽带通量立即下降了约10%，千赫兹QPO频率从813 ± 3 Hz下降到776 ± 4 Hz。kHz QPO频率的这种变化比从使用爆发前的数据建立的频率-通量相关性的简单外推所预期的要大得多。与此同时，甚低频噪声（VLFN）成分中的宽带FFT功率谱的分数均方根（RMS）的幅度为1.2%的爆发前停止存在后，突发。所有这些变化都伴随着能谱形状的变化。如果我们用两个黑体（BB）分量和一个幂律分量组成的模型来描述能谱，几乎所有的通量下降都在两个BB分量中。我们把这两个BB分量分别归因于中子星附近区域的贡献，甚至中子星本身的贡献和吸积盘的贡献。
1999-01-17 astro-ph
Energy spectra of X-ray quasi-periodic oscillations in accreting black hole binaries
研究了黑洞X射线双星中X射线准周期振荡的能量依赖性。我们分析RXTE数据的低频和高频QPO。我们构建的低f QPO能谱，并证明它们不包含热盘组件，即使后者是存在于时间平均光谱。因此，圆盘似乎没有参与振荡。此外，QPO谱比时间平均谱更硬，当后者是软的时，这可以被建模为热等离子体中发生的调制的结果。当时间平均谱硬时，QPO谱比时间平均谱软。在QPO光谱中没有圆盘成分也适用于在黑洞双星中观察到的高频（百赫兹）QPO。我们计算的QPO光谱预期从模型的磁盘共振。
2006-11-06 astro-ph
A detailed study of the 5 Hz quasi-periodic oscillations in the bright X-ray transient and black-hole candidate GRS 1739-278
本文详细研究了1996年3月31日Rossi X射线定时探测器观测期间在明亮的X射线瞬变和黑洞候选者GRS 1739-278（Borozdin & Trudolyubov 2000）中发现的5 Hz准周期振荡（QPO）。总共获得了6.6千秒的源上数据，分为3.4和3.2千秒的两个数据集，它们之间相隔2.6千秒。5 Hz QPO仅在第二个数据集出现。QPO的强度从低于4 keV光子能量的2% rms幅度增加到高于10 keV能量的约5% rms幅度。软QPO光子（低于5 keV）落后硬的（10 keV以上）几乎1.5弧度。除了QPO基频外，还检测到了它的第一泛音。泛音的强度随着光子能量的增加而增加（从低于5 keV的<2%rms到高于10 keV的~ 8%rms）。虽然有限的统计数据不允许准确地确定第一泛音的滞后，但有迹象表明，对于这种QPO，软光子也滞后于硬光子。当未检测到5 Hz QPO时（即，在观测的第一部分期间），对于低于10 keV的光子能量，发现了宽噪声分量，但在高于该能量时，它几乎变成了真正的QPO（Q值为~1.9），频率为~3 Hz。它的硬光子先于软光子，这让人想起5 Hz的QPO，强烈表明这两个特征是物理相关的。我们讨论了我们的发现在低频QPO的框架工作和他们的性质在BHC。
2001-08-02 astro-ph
Large X-ray Flares from LMC X-4: Discovery of Milli-hertz Quasi-periodic Oscillations and QPO-modulated Pulsations
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）的观测数据，报道了在大质量X射线脉冲双星LMC X-4的大X射线耀斑中发现的毫赫兹准周期振荡（QPO）和QPO调制脉动。耀斑的光变曲线表明，除了~74mHz相干脉动外，还存在两个频率为~0.65 - 1.35和~2 - 20mHz的时变时间结构。这些相对长期的结构出现在功率密度谱中，作为mHz QPO，以及在相干脉冲频率周围的发达的边带，这表明相干脉动的幅度由mHz QPO的幅度调制。一个有趣的特征是，虽然第一个耀斑在相干脉冲频率周围显示出对称的边带，但第二个耀斑由于~2 - 20 mHz的QPO而在较低频率的边带中显示出显著的过量发射。我们讨论的起源的QPO使用的组合的拍频模型和修改后的版本的开普勒频率模型。根据我们的讨论，似乎有可能将~0.65 - 1.35和~2 - 20 mHz QPO的起源分别归因于中子星的旋转频率和在共转半径附近的大吸积团块的开普勒频率之间的拍频，以及团块在开普勒半径为2 - 10 × 10^9 cm处的轨道运动。
2001-01-22 astro-ph
Comptonization and QPO Origins in Accreting Neutron Star Systems
我们发展了一个简单的含时康普顿化模型来探讨吸积中子星系统光谱变化的起源。在该模型中，软“种子光子”被注入到热电子的日冕中，在那里它们在作为硬X射线逃逸之前被康普顿向上散射。该模型描述了当软光子源或康普顿化介质的性质发生小的振荡时，硬X射线谱是如何变化的。观测所产生的光谱调制可以确定变化是否是由于（i）种子光子注入的振荡，（ii）日冕电子密度的振荡，或（iii）日冕能量耗散率的振荡。确定光谱变化的起源应该有助于澄清日冕是如何运作的，以及它与吸积盘的关系。这也将有助于发现在许多吸积中子星和黑洞系统的X射线输出中观察到的各种准周期振荡（QPO）的机制。作为我们模型的一个应用实例，我们分析了在环礁源4U~1608-52中观测到的一个千赫兹QPO。我们发现QPO主要是由康普顿化气体的电子密度振荡驱动的。
1997-12-17 astro-ph
An X-ray Timing Study of XTE J1550--564: Evolution of the Low Frequency QPO for the Complete 2000 Outburst
本文报道了2000年4 - 6月微类星体XTE J1550爆发70天期间的RXTE观测结果。在这里，我们专注于源的时间特性，并研究低频（0.1-10 Hz）准周期振荡（LCPO），这似乎是不同类型的行为。我们专注于所谓的C型（根据Remillard和合作者的分类），这对应于一个强的0.1-6 Hz Lemitted PO，发现存在于至少17次观测中。我们发现QPO的频率与软X射线通量（< 7 keV）的相关性比与硬通量（> 7 keV）的相关性好。如果软X射线代表了一个吸积盘的行为，这个关系表明吸积盘可以决定LIPO的频率。在两种情况下，QPO类型的识别并不简单。如果这两种情况下的QPO是A型（或B型），那么我们可能会看到QPO类型在C型和A型（或B型）之间交替，这可能代表吸积流的物理性质发生了一些快速变化，然后系统稳定下来，并在爆发结束时缓慢衰减。另一方面，如果所有的QPO都是C型，我们可能会观察到频率与通量关系的反转，类似于GRO J1655-40中所见。我们讨论的QPO行为的理论模型的框架。
2004-05-20 astro-ph
Quasiperiodic oscillations in Cen X-3 and the long term intensity variations
利用Rossi X射线定时探测器（\it {Rossi X-ray Timing Explorer}}）的正比计数器阵列（PCA）对吸积动力X射线脉冲星Cen X-3的准周期振荡（QPO）特征进行了为期4年的观测。观测涵盖了宽范围的X射线强度的源超过二进制强度调制。我们已经检测到QPO在11个共81点的PCA与均方根强度波动高达10%。QPO峰值频率在40和90 mHz附近显示出聚类，QPO频率与X射线强度无关。这表明，要么（a）观测到的X射线亮度的源是不相关的质量吸积率或吸积盘的内半径或（b）QPO的产生机制在岑X-3是不同的拍频模型或开普勒频率模型，被认为是在大多数其他瞬态和持久的X射线天体运行。我们还发现，在40 mHz的QPO特征的均方根变化是不依赖于X射线的能量，这表明盘吸收有关的起源QPO是不可能的。
2008-06-05 astro-ph
A model for the alternating phase lags associated with QPOs in X-ray binaries
我们提出了一个理论模型的交替相位滞后与QPO的基本和谐波频率观察到的一些银河系黑洞候选人。我们假设吸积流表现出从外部冷的、光学厚的吸积盘到内部热的、对流主导的吸积流（ADAF）的过渡，并且QPO与吸积速率和过渡半径的小尺度振荡有关.我们提出了一个分析估计的预期相位滞后的基本和第一谐波频率的QPO和进行详细的时间依赖性的蒙特卡罗模拟的辐射输运振荡ADAF /冷盘系统。我们发现，这个模型是非常适合再现交替的相位滞后之间的基本和第一谐波。这也自然地解释了在GRS 1915+105中观察到的趋势，即随着软X射线亮度的增加，QPO频率增加，与QPO基频相关的相位滞后从正变为负。在GRS 1915+105中观察到的盘温度和QPO频率之间的关系与在过渡半径处调制盘蒸发的长期不稳定性是一致的。
2000-03-10 astro-ph
Keck II spectroscopy of mHz quasi-periodic oscillations in Hercules X-1
我们提出了一个光学兆赫准周期振荡（QPOs）的光变曲线的X射线脉冲星双星Her X-1的凯克II光谱。在功率谱中，它表现为“峰值噪声”，相干性为$\sim$ 2，中心频率为35 mHz，峰-峰幅度为5%。然而，动态功率谱显示它是一个间歇性的QPO，寿命为$\sim$ 100秒，正如预期的那样，如果轨道材料的寿命等于内盘的热时标。我们将光谱时间序列分解为常数和变量分量，并使用黑体拟合得到的光谱来表征QPO变化性的光谱并限制可能的生产地点。我们发现，QPO的光谱是最适合的一个小的热区域，可能是内部区域的吸积盘，在那里的弹道吸积流的磁盘上的影响。在X射线功率谱中，使用来自XTE的同步光变曲线创建的QPO频率周围没有任何多余的功率，这意味着QPO不仅仅是再处理的X射线可变性。
2001-05-10 astro-ph
Discovery of Microsecond Soft Lags in the X-Ray Emission of the Atoll Source 4U1636-536
利用时间功率谱中存在的千赫准周期振荡（QPO），我们发现中子星X射线双星和环礁源4U 1636 -536的软X射线发射在QPO频率调制下滞后于硬X射线发射。相对于9.3-69 keV频带，3.8-6.4 keV频带中的发射延迟25.0 +/-3.3微秒。延迟的幅度随着能量的增加而增加。我们的结果与Vaughan等人（1997）的结果一致，当对环礁源4U 1608 -52的符号进行校正（Vaughan等人，1998）时。软滞后可以通过注入到较冷的电子云中的硬光子的康普顿化或通过在每个振荡周期期间发射的固有光谱软化来产生。
1999-01-25 astro-ph
Correlated X-ray Spectral and Timing Behavior of the Black Hole Candidate XTE J1550-564: A New Interpretation of Black Hole States
本文分析了J1550-564型X射线瞬态XTE的RXTE数据。源经历了几个状态，这些状态被分为光谱上的软状态和硬状态。这些状态在颜色-颜色图中显示为不同的分支，形成具有梳状拓扑结构的结构;软状态分支形成脊柱，硬状态分支形成牙齿。变异性与分枝的位置密切相关。随着频谱的变硬，宽带噪声变强，并从幂律噪声向限带噪声转变。在硬支和软支附近分别出现1-18 Hz和102-284 Hz的QPO，在软支和软支附近出现16-18 Hz的QPO。硬枝上的高、低频QPO频率相互相关，与光谱硬度呈反相关。在QPO频率的变化表明，内盘半径仅增加了3-4倍，从软到硬状态的源的变化。我们在XTE J1550-564上的结果强烈支持黑洞行为的二维描述，其中在色-色图中梳脊附近的区域可以被识别为高状态，并且齿具有从高状态，通过中间状态（包括非常高的状态）到低状态的转变，然后返回。这种行为背后的两个物理参数在很大程度上是独立变化的，例如可以是通过盘的质量吸积速率和康普顿化区域的大小。
2000-09-17 astro-ph
On the high coherence of kilo-Hz Quasi-Periodic Oscillations
利用Rossi X射线定时探测器获得的档案数据，对中子星低质量X射线双星4U 1608 -52 X射线辐射中观测到的千赫兹准周期振荡（QPO）的性质进行了系统的研究。我们研究了振荡的品质因数Q（定义为QPO峰的频率与其半峰全宽的比值）。为了最大限度地减少长期频率漂移的影响，在数据统计允许的最短时间内计算功率谱。我们表明，Berger等人（1996）在他们的一次观测中对低频KHz QPO报告的~200的高Q值绝不是例外，因为我们在分析的21次观测中的14次观测中观察到平均Q值超过150，并且Q值可以在数千秒内保持在200以上。QPO的频率在560- 890 Hz的宽范围内变化，我们发现QPO的相干时间的系统趋势，估计为τ =Q /（π nu），随着频率增加，在~ 800 Hz处达到最大水平，超过该水平，在QPO减弱的频率处，它似乎减小。τ和QPO均方根振幅（RMS）之间存在更复杂的关系，其中可以发现正相关和负相关。通过校正560-890 Hz QPO的频率漂移揭示的较高频率QPO具有低得多的Q（~10），其不遵循相同的模式。我们讨论了这些结果的竞争QPO模型的框架，并表明，那些涉及团块内或以上的吸积盘轨道被排除。
2004-12-16 astro-ph
RXTE Observations of 0.1-300 Hz QPOs in the Microquasar GRO J1655-40
我们研究了GRO J1655-40的52个RXTE定点观测，这些观测跨越了1996年4月25日开始的X射线爆发，持续了16个月。我们的X射线时序分析揭示了四种类型的QPO：三种具有相对稳定的中心频率，分别为300 Hz，9 Hz和0.1 Hz，第四种在14-28 Hz范围内变化。300 Hz和0.1 Hz的QPO只出现在观测到的最高亮度（Lx > 0.15 Ledd），其中幂律分量占主导地位的X射线光谱。在较低的光度下，圆盘的通量超过了幂律通量，并且只有两个QPO被观测到：光谱上的“软”9 Hz QPO，以及随着硬通量的减少而从14-28 Hz变化的窄的“硬”QPO。300 Hz的QPO很可能类似于微类星体GRS 1915 +105中观察到的67 Hz的稳态QPO。我们讨论了这些高频QPO的模型依赖于由于广义相对论的影响。9 Hz的QPO显示出与热起源一致的频谱，但这个频率似乎与任何与盘相关的自然时标都不一致，也与黑洞的质量和快速自旋的推断值不一致。14-28 Hz QPO的机制似乎与幂律分量有关，GRS 1915 +105中的1-10 Hz QPO也是如此。最后，我们显示了GRO J1655-40和GRS 1915 +105的数据，因为每个源在相对稳定性和0.1 Hz的强烈振荡状态之间摇摆不定。通过对源的光谱参数进行比较，我们可以推测GRS 1915 +105中的黑洞质量非常大，…
1998-06-03 astro-ph
Does Low Frequency X-ray QPO Behavior in GRS 1915+105 Influence Subsequent X-ray and Infrared Evolution?
利用Rossi X射线定时探测器的观测结果，我们研究了GRS 1915+105的X射线光变曲线中伴随红外耀斑的2-10 Hz准周期振荡（QPO）的行为。在检查的12个光变曲线中，根据Belloni等人（2000年）的方案，9个是β类，3个是α类。在大多数情况下，QPO频率与幂律通量的相关性最强，这部分地反驳了一些早期的说法，即QPO频率与黑体通量之间的相关性最强。七个β类曲线与黑体特征高度相关。在几种情况下，QPO演变似乎从光谱演变解耦。我们发现，具有强相关性的β类光变曲线可以通过它们的“触发尖峰”形态与那些没有的光变曲线区分开来。我们还表明，随后的红外耀斑的起源和强度可能是因果关系的QPO频率演变的变化，而不仅仅是绑定到软X射线耀斑行为的发病。我们根据QPO的演化、触发尖峰的形态和红外耀斑的强度，将12个α类和β类光变曲线分为3组。一个明显的交叉的情况下，我们得出结论，这些群体是不是唯一的模式，但代表了一个连续的吸积行为的一部分。我们相信在硬浸渍开始时的QPO行为最终可以用于确定终止X射线行为和随后的红外闪烁行为。
2005-10-03 astro-ph
Quasi Periodic Oscillations and Strongly Comptonized X-ray emission from Holmberg IX X-1
本文报道了用XMM-牛顿法长时间观测的结果，在一个明亮的超亮X射线源（ULX）Holmberg IX X-1的X射线发射中发现了200 mHz的准周期振荡（QPO）。在0.2- 10 keV波段，QPO的中心频率为202.5 - 3.8 ^{+4.9}mHz，相干性Q ~9.3，幅度（rms）为6%。这是继M82 X-1之后，第二次从ULX探测到QPO，并提供了强有力的证据。功率谱与指数为~0.7的幂律拟合良好。在0.001-1Hz范围内，总积分功率（rms）约为9.4%。X射线谱显示了软X射线过剩成分的明显证据，该成分可以用圆盘黑体（kT_in ~ 0.3keV）和高能量曲率来描述，该高能量曲率可以用截止幂律（Gamma ~ 1; E_cutoff ~ 9 keV）来模拟，也可以用光学厚（τ ~7.3）和冷（kT_e ~ 3 keV）等离子体中的强康普顿化连续谱来模拟。QPO的存在和X射线光谱的形状都强烈表明ULX不处于高/软或热主导状态。截断盘和内部光学厚日冕可以解释所观察到的X射线光谱和QPO的存在。
2006-02-21 astro-ph
Timing analysis of the X-ray transient source XTE J1806--246 (2S1803--245)
1998年4 - 7月，Rossi X射线定时探测器观测到了X射线瞬变源XTE J1806- 246（2S 1803 - 245）的一次爆发。强准周期振荡（QPO）的中心峰值频率约为9 Hz的PCA/RXTE实验进行的系列中的一个观察中检测到。在QPO观察期间，来自源的X射线通量最大。此时XTE J1806- 246的能谱比其他观测结果更柔和。一个足够的变化的QPO参数已被检测到，在短期的相关性与通量的变化。功率密度谱中的甚低频噪声和QPO分量的分数幅值表现出较强的能量依赖性，而其他参数变化不明显。
1999-03-01 astro-ph
Detection of a 1258 Hz high-amplitude kilohertz quasi-periodic oscillation in the ultra-compact X-ray binary 1A 1246-588
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）观测了超紧凑低质量X射线双星（LMXB）1A 1246-588。在这份手稿中，我们报告了在1A 1246-588中发现的千赫兹准周期振荡（QPO）。千赫兹QPO只有在源处于软高通量状态时才被检测到，这让人想起环礁源中的较低香蕉枝。在1258 ± 2 Hz的相对高的频率和大于7 sigma的单次试验显著性下，仅检测到一个千赫QPO峰。在4U 0614+09中只发现了两次具有更高频率的KHz QPO。此外，该频率高于在任何源中发现的较低千赫兹QPO的频率，强烈表明QPO是LMXB中经常发现的千赫兹QPO对中的较高频率。半峰全宽为25+-4 Hz，使相干性成为上千赫兹QPO的最高值。从半径膨胀爆发到1A 1246-588的距离估计约为6千秒差距，我们得出1A 1246-588的持续通量约为爱丁顿通量的0.2- 0.3%，因此1A 1246-588是最弱的LMXB之一，其千赫兹QPO已被检测到。在5-60 keV波段的均方根（rms）幅度为27 ± 3%，这是迄今为止任何千赫兹QPO源的最高值，与之前确定的千赫兹QPO峰值的源亮度和均方根幅度之间的一般反相关性一致。利用X射线光谱信息，我们产生了一个颜色-颜色图。该图中的放射源行为为放射源的环礁性质提供了进一步证据。
2007-04-13 astro-ph
Phase Lag and Coherence Function of X-ray emission from Black Hole Candidate XTE J1550-564
本文报道了黑洞候选者XTE J1550-564 X射线辐射的相位滞后和相干函数的测量结果。这些X射线的时间属性已被公认为是越来越重要的，在提供重要的诊断动力学吸积流周围的黑洞。对于XTE J1550-564，我们发现了显著的硬滞后-高能带的X射线变化性{ \em滞后}落后于低能带的变化性-与宽带变化性和准周期振荡（QPO）有关。然而，对于QPO，情况更复杂：虽然针对信号的第一谐波测量硬滞后，但基波分量显示出显著的{ \em软}滞后。这种行为与微类星体GRS 1915+105的观测结果非常相似。在1998年爆发的初始上升阶段的相位滞后演变。QPO的软滞后和硬滞后的大小随X射线通量的增加而增加，而宽带滞后的傅立叶谱的形状变化很大。相干函数在低频处相对较高并且大致恒定，并且在QPO的第一谐波之后几乎立即开始下降。它在开始时接近1，在上升阶段迅速下降。还观察到的是，两个能带分离得越宽，两者之间的相干函数就越小。有趣的是，相干函数在QPO及其谐波的频率处显著增加。我们讨论的影响，为BHCs提出的模型上的结果。
2000-01-06 astro-ph
Mechanisms for High-frequency QPOs in Neutron Star and Black Hole Binaries
我们解释了Rossi X射线计时探测器（RXTE）在一些低质量X射线双星系统的X射线发射中探测到的毫秒级变化（Sco X-1、4U 1728 -34、4U 1608 -522、4U 1636 -536、4U 0614 +091、4U 1735 -44、4U 1820 -30、GX 5 -1等）在离心屏障的动力学方面，围绕着中子星的热边界区域。我们表明，该区域可能会经历的弛豫振荡，并在径向和垂直方向上的气体元素的位移发生在相同的主频率，当地开普勒频率的顺序。我们显示的重要性的分裂的主要频率产生的科里奥利力在旋转盘的解释QPO峰之间的间距的效果。我们估计的分裂效果的大小，并提出了一个简单的公式为整个频谱的分裂频率。有趣的是，前三个最低阶泛音落在200-1200 Hz的范围内，与RXTE观测到的kHz-QPO频率相匹配。类似的现象也会发生在黑洞（BH）系统中，但是，由于QPO频率与致密物体的质量成反比，BH系统中离心屏障振荡的频率应该比NS系统低5-10倍。在这个区域中形成的X射线光谱是边界层中相对热的电子向上散射软辐射（来自圆盘和NS表面）的结果。我们还简要地讨论了一些替代QPO模型，包括在边界层，适当的恒星旋转，和g-模式磁盘振荡的声学振荡的可能性。
1997-12-30 astro-ph
How To Distinguish Neutron Star and Black Hole X-ray Binaries? Spectral index and Quasi-Periodic Oscillation Frequency Correlation
最近的研究表明，在低/硬态、陡幂律（软）态以及这些态之间的过渡态中，准周期振荡（QPO）的1-10 Hz频率与几个黑洞（BH）候选源的谱幂律指数之间存在很强的相关性。在软态中，这些指数-QPO频率相关性在低频的高值处示出约2.7的光子指数的饱和。这种饱和效应以前被认为是黑洞的特征。在本文中，我们认为这种饱和不会发生，至少对于一个中子星（NS）源4 U 1728-34来说是这样，其指数随着低频单调增加到6或更高的值。我们根据对4U 1728-34的约1.5 Msec RXTE存档数据的分析得出这一结论。我们揭示了康普顿黑体光谱的光谱演化时，从硬到软状态的源过渡。硬态谱是起源于盘和NS光球外层的软光子的典型热康普顿化谱。硬态光子指数约为2。软态光谱由两个黑体分量组成，它们只是轻微的康普顿化。因此，我们可以声称（正如理论所预期的那样），在NS源中，软态建立了热平衡。相反，在BH源中，由于BH视界的存在，平衡从未建立。紧急BH频谱，即使在高/软状态，具有幂律分量。我们还证明了4U 1728-34中Fe K_α发射线强度和QPO的存在以及它们之间的联系并不依赖于射电通量。
2005-03-03 astro-ph
Milli-second Oscillations in the Persistent and Bursting Flux of Aql X-1 During an Outburst
罗西X射线定时探测器在1997年2月和3月的爆发期间观测到了软X射线瞬变Aql X-1。我们报告了在其持续通量中发现的准周期振荡（QPO），频率范围为740 ~ 830 Hz，Q值超过100，分数RMS振幅为（6.8 ± 0.6）%，以及在频率为549 Hz的I型爆发中发现的近相干振荡（NCO）。在小时时间尺度上，持续流中QPO的出现频率与质量吸积率相关，而在天时间尺度上则不相关。这很可能是在许多源中观察到的kHz QPO难题的单个源中的表现，即，一方面，单个源的QPO频率与质量吸积率之间存在相关性，另一方面，十几个亮度跨越20年的源的QPO频率基本相同。我们提出，这种多值QPO频率和质量吸积率的相关性表明存在许多相似的制度的吸积盘。这些制度，具有非常相似的能谱和QPO频率，彼此区分的质量吸积率或总的X射线通量。通过考虑大的频率导数，可以使突发期间的NCO几乎完全相干。这有力地表明这个频率与中子星的自旋频率有关。大的频率导数归因于爆发期间中子星光球的膨胀或收缩。
1997-12-22 astro-ph
Correlated Timing and Spectral Variations of the Soft X-ray Transient Aquila X-1: Evidence for an Atoll classification
基于Rossi X射线定时探测器的数据，讨论了Z/atoll方案下Aquila X-1软X射线瞬态的分类，以及它的kHz准周期振荡（QPO）特性与X射线颜色的关系。颜色-颜色图显示了一个细长的（“香蕉”）结构和几个数据点的“岛”。岛的功率谱最好由破幂律表示，而香蕉的功率谱由低于~ 1 Hz的幂律加上中频（30-60 Hz）处的指数截止分量表示。这两个分量的参数与源在色-色图中的位置相关地变化。根据色-色图中的震源模式及其非周期性变化，我们得出结论，Aquila X-1是一个环礁震源。我们还研究了kHz QPO的频率和源在色图中的位置之间的可能相关性。频率与计数率关系图中的复杂性在绘制频率与硬或软颜色关系图时减少到单个轨迹。
1999-10-07 astro-ph
Observational evidence for mass ejection during soft X-ray dips in GRS1915+105
通过分析银河系微类星体GRS 1915 +105在射电耀斑（~450 mJy）期间的X射线观测数据，研究了该星体的X射线和射电性质之间的联系. X射线光变曲线显示两个持续时间约为100秒的下降。详细的时间分辨光谱分析表明，存在三个光谱分量：一个圆盘黑体，康普顿组件由于热等离子体和幂律。我们发现，康普顿化分量是非常弱的倾角。这进一步证实了由PHA的原始数据的比率和在不同的能量带的光变曲线的比率。这些结果，结合的事实，即0.5 - 10 Hz QPO消失在浸渍和康普顿化的组件是负责QPO导致的结论，在浸渍的物质发射康普顿化的光谱被喷射走。这在源的X射线和无线电特性之间建立了直接联系。
2001-04-23 astro-ph
Temporal Properties of Cygnus X-1 During the Spectral Transitions
我们报告的结果，从我们的时间分析的15个RXTE观测天鹅座X-1在其1996年的光谱转换。整个时期可以分为3个不同的阶段：（1）从硬到软状态的过渡，（2）软状态，（3）从软状态过渡回硬状态。在第1阶段和第3阶段观察到的X射线特性非常相似，这表明触发这种转变可能涉及相同的物理过程。在过渡期间的功率密度谱（PDS）可以由红噪声分量、随后是延伸到大约1-3 Hz的白噪声分量（在该处其被切断）以及在较高频率处的更陡的幂律来表征。X射线通量也表现出明显的准周期振荡（QPO），质心频率在4-12 Hz范围内变化。QPO与源通量没有相关性，但在较高能量下变得更加突出。这种类型的PDS与通常在所谓的极高状态下观察到的其他黑洞候选者相似，尽管观察到的QPO的起源可能非常不同。低频红噪声在硬态下没有被观察到，因此似乎与硬态下低而软态下高的盘质量吸积率正相关;事实上，它完全主导了软态下的PDS。在热康普顿化模型的框架中，Cui等人（见astro-ph/9610071和astro-ph/9610072）推测，在硬态和软态之间观察到的光谱和时间特性的差异是由于在过渡期间存在“波动”的康普顿化日冕。在这里，我们提出了测量的硬X射线的时间滞后和各个能带之间的相干函数，并表明，结果强烈支持这样的情况。
1997-02-07 astro-ph
Time lags in Narrow-line Seyfert 1 galaxies and the origin of their soft excess emission
在过去的二十年里，第一类活动星系核的软X射线过量发射的起源一直是一个主要问题。尽管XMM-Newton和Chandra提供了出色的数据质量，但仍无法区分软过量排放的替代模型。在这里，我们提出的软和硬带X射线发射之间的时间滞后的意见，并讨论了软过剩的模型的影响。我们还设计了一种方法来区分模型的软过剩使用朱雀的宽带能力。
2007-09-12 astro-ph
EUV and soft X-rays from clusters of galaxies - the `cluster soft-excess' phenomenon
星系团是极紫外线和软X射线的强发射体，在X射线温度下，它们的贡献远远超过了星系团内热介质的贡献。在最初发现室女星系团的EUV过量发射之后，Coma、A1795和A2199星系团也报道了这种现象。最近的重新观测证实了这一发现，对附近星系团的大样本的进一步搜索清楚地揭示了这一发现的宇宙学影响。
2000-12-04 astro-ph
Multifrequency Observations of the Galactic Microquasars GRS1915+105 and GROJ1655-40
1996年期间，具有超光速射电喷流的两个银河系“微类星体”相当活跃，引起了美国航天局和地面观测站的各种研究。GRS~1915+105在RXTE的观测中显示出戏剧性的吸积不稳定性，揭示了X射线光变曲线和发射态，这与以前所看到的任何东西都不同。在0.07- 10 Hz范围内的可变QPO已被监测，具有跟踪单个振荡的能力。QPO振幅高达平均通量的40%，而振幅和相位滞后都随光子能量的增加而增加。这些结果意味着QPO机制和被认为辐射X射线幂律分量的高能电子的起源之间存在直接联系。GRS 1915 +105在67 Hz下也显示出瞬态但稳定的QPO。另一个来源是GRO J1655-40，它是光学上建立的黑洞双星。最近的光学报告包括一个很好的模型的二进制倾角和质量，而光学前兆1996年4月的X射线爆发已被测量。我们报告了最近RXTE观测的新结果。GROJ 1655 -40显示了典型的"软/高“和"非常高”的X射线状态，在后一种状态期间QPO在8- 22 Hz。此外，还有一个300 Hz的高频QPO。在这些来源的快速振荡被怀疑提供了一个测量的质量和旋转的吸积黑洞，虽然几个竞争的模型可能会被应用时，评估的结果。
1997-05-09 astro-ph
A model for the Z-track phenomenon in GX 5-1 and observational evidence for the physical origins of the kHz QPO
我们提出了基于高质量RXTE数据的GX 5-1 Z轨道周围的频谱和kHz QPO演化的综合调查结果。扩展的ADC发射模型提供了非常好的拟合光谱，结果清楚地指向一个模型的性质的Z轨道，在协议与以前的结果为类似的源GX 340+0。在这个模型中，在Z轨道的软顶点处，质量吸积率Mdot最小，中子星的温度最低;但随着源沿正常分支移动，康普顿化辐射的光度增加，表明Mdot增加，中子星变得更热。测得的中子星辐射通量f增加了10倍，成为超级爱丁顿，我们认为这破坏了内盘，从而形成喷流。在耀斑中，ADC的主要康普顿化辐射的光度是恒定的，而中子星的辐射增加，我们首次提出了耀斑是由中子星上不稳定的核燃烧组成的，并且在耀斑开始时测量的单位面积质量吸积率mdot与理论上燃烧变得不稳定的临界值吻合得很好. kHz QPO的频率与通量与Eddington值的比率：f/f_Edd之间存在显着的相关性，这表明了对较高频率QPO及其沿Z轨道变化的解释。众所周知，在这个频率下，盘中的开普勒轨道对应于距离中子星一定距离的位置;我们提出，振荡总是发生在盘的内边缘，随着测量到的辐射压力的增加，内边缘在上法线和水平分支上径向向外移动。
2008-12-23 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
Revisiting the soft X-ray excess emission in clusters of galaxies observed with XMM-Newton
我们分析了四个XMM-牛顿星系团，以测试它们的软X射线过量发射在0.2-0.5 keV波段的报告Kaastra等。（2003）保持后的应用程序的XMM-牛顿背景和校准的现有知识。我们表明，在明亮的中央500千秒差距的地区的背景建模的细节是微不足道的。因此，与Bregman等人（2006）最近的说法相反，集群软过剩不是背景伪影。我们发现的证据表明，在2002年和2005年之间的PN校准的变化导致软过量信号的显着减少。然而，MOS仪器测量到大量的软过剩，或亚银河NH。这些差异与两种仪器校准中的当前不确定性水平一致。
2006-10-19 astro-ph
