The Cessation of Flickering during Dips in Cygnus X-1
我们报告了在黑洞候选者天鹅座X-1中发现闪烁停止的发现，这是ASCA在5月9日的观测中首次发现的。1995.在该观察期间，发生特别深的浸渍，导致对应于幂律光谱分量的吸收的硬度比的强烈变化。具有高时间分辨率的死区时间校正的光变曲线清楚地示出了在浸渍期间在0.7 - 4.0 keV带中闪烁程度的急剧减小，但是在4.0 - 10.0 keV带中，存在相对较小的变化。我们表明，均方根闪烁幅度在频带0.7 - 4.0 keV是成比例的X射线强度在这个波段的变化几乎是三个因素。这是直接的证据，即强烈的低态闪烁是固有的幂律发射;即发生的发射过程的一部分。均方根振幅与低能量带中的强度成比例，除了在较低强度处可能偏离线性。如果得到证实，这种非线性可能意味着一个过程，如电子散射的辐射，这将往往涂抹出的波动，或波动产生的过程，这取决于在源的径向位置。因此，在吸收下降期间的定时观测可以给出关于源区的信息，并且可以对其大小进行限制。
1997-02-25 astro-ph
Short Timescale Correlations Between Line and Continuum Fluxes in Cygnus X-1
我们提出的16秒时间尺度光谱拟合天鹅座X-1的软态和过渡态的结果，使用康普顿黑体加铁线。在这些时间尺度上，我们发现连续源通量可以变化2-3倍，并且铁线强度似乎很好地跟踪这些变化，即，所推断的线的等效宽度在误差内保持恒定。我们还发现种子（黑体）光子温度没有显着变化，而康普顿化日冕的性质明显不同，光谱硬度和通量通常是相关的。因此，日冕似乎是在软态和过渡态中观察到的快速时标变化的总体驱动力。这些结果与Gilfanov等人（2000）的傅立叶分辨光谱结果一致，后者表明铁谱线显示出快速的通量变化，而黑体分量则没有，并表明铁谱线通量实际上跟踪连续变化到非常短的时间尺度。我们扩展这项工作表明，不仅变化幅度，但也{ \it阶段}的铁线和连续组件是相同的。我们注意到，软态和过渡态的短时间尺度变化特性实际上与硬态的变化特性没有很大的不同，这表明日冕也是硬态快速变化的主要原因，因此，在所有三种状态下，导致日冕的机制是相似的。
2002-06-29 astro-ph
Ginga observations of Cygnus X-2
我们分析了Ginga获得的低质量X射线双星天鹅座X-2的所有X射线数据。这4年的数据的光谱和快速定时行为的分析提供了新的见解，这种Z源的行为。我们证实了之前在X射线颜色-颜色和硬度-强度图（Hids）中观察到的反复出现的行为模式，包括Z轨迹的位移和形状变化。源行为与总体强度相关。当总强度增加时，沿着Z轨道的正常分支（NB）的运动的平均速度以及HID中NB的宽度增加。与以前的结果相反，我们发现，在不同的观测，当源是在Z轨道的NB的相同位置的快速X射线的变化显着不同。在Kuulkers等人（1996）的“中等”水平期间，检测到正常的分支准周期振荡（QPO），这在"高“总强度水平期间是看不到的。在高总强度水平片段期间，较低NB上的极低频噪声非常强，而在中等总强度水平片段期间，Z轨道中相同位置处的该噪声分量弱得多。用旋进的吸积盘来解释不同的整体强度水平是很难与我们的数据相一致的。此外，当Cyg X-2进入上NB时，水平分支QPO的频率降低，给出了磁赤道处磁场强度的模型相关上限约为8.5 × 10^9 G。我们还报告了5个爆发，持续时间为5秒，其发生与Z轨道的位置，整体强度水平或轨道相位无关。脉冲串属性表明它们不是常规的I型脉冲串。
1997-04-23 astro-ph
Understanding the long-term spectral variability of Cygnus X-1 with BATSE and ASM observations
我们提出了一个分析的所有观测天鹅座X-1的BATSE（20-300千电子伏）和ASM（1.5-12千电子伏），直到2002年6月，包括1200天的同时数据。我们发现在不同的能带通量和硬度之间的相关性。在硬态下，可变性可以通过以50 keV为支点软化整个光谱和另一个独立的可变性模式来解释，其中光谱形状在光度变化时不会改变。在软状态下，可变性是由叠加在恒定软分量上的恒定形状的可变硬尾部引起的。这些变化模式是在协议中的能量依赖均方根变化的两个国家。我们还详细研究了2000年至2002年最近的软状态。到目前为止，最后一次已经持续了200多天。它们的光谱在1.5-5 keV波段更硬，但在3-12 keV波段与1996年软态的光谱相似，而在所有ASM波段的均方根变化都更强。另一方面，BATSE观测到的1994年的软态跃迁与1996年非常相似。我们解释的变化模式的理论康普顿化模型。在硬态下，变化似乎主要是由种子光子中的变化通量驱动的，种子光子在具有近似恒定电源的热等离子体云中被康普顿化。在软状态下，可变性是一致的耀斑的混合动力，热/非热，等离子体与可变功率以上的稳定的冷盘。1996年和2000-02年的软状态之间的光谱和时间的差异被解释的色盘温度的下降。此外，基于宽带定点观测，我们发现从硬态到软态，内禀辐射热光度增加了3-4倍。
2002-06-11 astro-ph
A Complete Relativistic Ionized Accretion Disc in Cygnus X-1
银河系黑洞候选者天鹅座X-1被观测到处于两种X射线光谱状态之一：低/硬（低软X射线通量和平坦的幂律尾部）或高/软（高黑体般的软X射线通量和陡峭的幂律尾部）状态。这两种状态的物理起源尚不清楚。本文提出了一个电离吸积盘的模型，它的光谱被相对论效应所模糊，并将它与天鹅座X-1的ASCA、Ginga和EXOSAT数据在两种光谱状态下进行了拟合。我们确认，相对论模糊提供了一个更好的适合低/硬状态的数据，相反，以前的一些结果，发现这两个国家的数据是一致的电离薄吸积盘与反射分数的团结延伸到最里面的稳定的圆形轨道周围的黑洞。我们的模型是一种替代那些，在低/硬状态，需要的吸积盘被截断在几十个史瓦西半径，其中有一个薄的，热吸积流。我们提出了一种可能导致光谱状态变化的机制。
2001-03-14 astro-ph
Discovery of the compact X-ray source inside the Cygnus Loop
在利用ASCA GIS对天鹅座环进行全环观测的过程中，我们在天鹅座环内探测到了一个X射线致密源。GIS的源强度为0.11 cs $^{-1}$，SIS的源强度为0.15 cs $^{-1}$，在ASCA波段最强。X射线谱与具有中性H柱（\error{3.1}{0.6}）${\rm \times 10^{21} cm^{-2}}$的\error{-2.1}{0.1}的光子指数的幂律谱很好地拟合。考虑到星际吸收的特点，这个源是X射线明亮的主要是1千电子伏以上，这表明要么活动星系核或旋转的中子星。到目前为止，我们没有发现强度变化，也没有相干脉动，主要是由于有限的观测时间。在X射线图像的误差区域内有几个光学亮星体。我们对最亮的光源（V=+12.6）进行了光谱分析，发现它是一颗G星。因此，在光学和X射线波段上进行后续的深部观测是十分必要的。
1998-07-27 astro-ph
Identification of the soft X-ray excess in Cygnus X-1 with disc emission
我们目前的研究结果的软X射线过剩的黑洞候选人天鹅座X-1与{ \it Rosat PSPC}，使用观测期间持续发射轨道相位接近0.5。软过量可以很好地拟合为具有温度$\rm {kT_{bb}}$ = $\rm {0.13\pm 0.02}$ keV的黑体。$\rm {kT_{bb}}$不随光源强度而明显变化。假定源的距离是它的下限2.5 kpc，得到软过剩的亮度为$\rm {4.7\cdot 10^{36}}$ erg $\rm {s^{-1}}$。由此，圆盘温度被计算为半径的函数，假设致密物体是一个10 $\rm{M_{\sun}}$黑洞，特别是在7史瓦西半径的温度预计是高度代表总盘发射。这被发现是0.13千电子伏，在非常好的协议与光谱拟合结果。这一良好的一致性有力地支持了对黑洞周围圆盘发射的软过剩的识别。
1995-09-05 astro-ph
A very massive runaway star from Cygnus OB2
目的：我们分析了恒星BD+43 3654的现有信息，以调查它可能起源于大规模OB协会天鹅座OB 2的可能性。研究方法：我们提出了新的光谱观测允许一个可靠的光谱分类的恒星，并讨论现有的MSX观测其相关的弓激波和天体测量信息以前没有研究。结果如下：我们的观测显示BD+43 3654是一颗非常早期的明亮恒星，光谱类型为O 4 If，估计质量为（70 +/- 15）太阳质量，年龄约为160万年。MSX观测的高空间分辨率使我们能够通过定义良好的弓形激波的对称轴来确定其在天空平面中的运动方向，该对称轴与自行预期的方向很好地匹配。追溯它在天空中的路径，我们发现BD+43 3654位于天鹅座OB 2的中央，密集区域附近，在过去的某个时间与它的估计年龄相似。结论：BD+43 3654是已知的三颗质量最大的逃逸恒星之一，它很可能形成于天鹅座OB 2的中心区域。一个失控的形成机制，通过动态喷射是一致的，我们的结果。
2007-04-05 astro-ph
Scattered Nuclear Continuum and Broad H-alpha in Cygnus A
利用凯克II望远镜，我们在天鹅座A的光谱中发现了散射的宽巴耳末发射线。宽的H-α出现在来自核两侧组件的极化通量中，并且在较小程度上出现在核中。宽H-α的半峰全宽为26，000 km/s，与宽线射电星系中最宽的发射线相当。活动星系核的散射光对西向分量3800埃（静止）的总通量有显著贡献，在那里偏振度上升到16%。天鹅座A在5500埃的空间积分流量可以分解为一个椭圆星系部分（Fg=0.70），一个高度偏振的蓝色分量（FC 1 =0.15），一个较低偏振的红色分量（FC=0.09），以及来自星云连续体的贡献（0.06）。成像偏振显示了一个双扇的偏振矢量与圆对称，这对应于电离锥中看到的HST图像。我们的结果是一致的光的散射从一个隐藏的类星体的亮度适中的扩展，尘埃窄线区域。
1997-03-24 astro-ph
ROSAT PSPC observations of Cygnus-A : X-ray spectra of the cooling flow and hot spots
利用{ \it ROSAT}位置敏感正比计数器（PSPC）对强射电星系天鹅座A进行了观测。在{ \it ROSAT}带的X射线发射主要是来自相关星系团的热的星系团内介质的热发射。图像解投影证实了一个显着的集群冷却流的存在，总质量沉积速率为$\sim 250\,{\rm M}_\odot\,{\rm yr}^{-1}$和（哈勃时间）冷却半径为$\sim 180$ \，kpc。光谱数据显示，在排放加权平均温度的梯度与温度降低对集群的中心。我们还发现了射电源的特征：特别是，我们探测到了来自西部无线电热点的X射线发射，该热点先前由{ \it ROSAT}高分辨率成像仪（HRI）发现。我们发现从热点的发射是硬的，并讨论了这一结果的物理意义。
1995-10-01 astro-ph
Detection of anti-correlated hard X-ray time lag in Cygnus X-3
高质量X射线双星天鹅座X-3的宽带X射线谱在“低”态（以及“硬”态）表现出与射电辐射相关的枢转行为。从RXTE-ASM和CGRO-BATSE的监测观测中发现，软X射线和硬X射线的反相关的时间尺度小于一天，这导致了旋转特征。在这封信中，我们报告在硬X射线发射（20- 50 keV）与软X射线发射（2- 7 keV）的反相关中探测到$\lesssim$ 1000 s的滞后，这可能归因于吸积盘中物质流动的粘性时标。这暗示了一个截断的吸积盘的几何图像，盘内有康普顿云，其相对大小决定了光谱的形状。圆盘结构的任何变化都将在粘性时间尺度内发生，康普顿云中也会发生相应的反相关变化。我们还报告了枢轴的光谱在一个跨度的一个点的观察时，偶然观察到的插曲的重新安排的吸积系统。这是第一次在硬态范围内观察到持久的银河系微类星体中的硬X射线延迟。
2004-10-12 astro-ph
RXTE Observation of Cygnus X-1: Spectral Analysis
我们提出的分析结果的宽带光谱的天鹅座X-1从3.0至200千电子伏，使用的数据从10千秒观测的罗西X射线定时探测器。该光谱可以通过指数截止幂律在现象上很好地描述，其中光子指数Gamma = 1.45 +/- 0.02（比通常发现的值要难得多），e折叠能量E_fold = 162 +/- 9 keV，加上与幂律的偏差，该幂律在形式上可以被建模为具有温度kT_bb = 1.2 +/10.2keV的热黑体。虽然光谱的3 - 30 keV部分可以用反射幂律拟合，其中Gamma = 1.81 +/-0.01并且覆盖分数f = 0.35 +/-0.02，但是当包括30 - 100 keV范围内的HEXTE数据时，拟合的质量显著降低，因为在该能量范围内没有观察到幂律硬化。作为这个系统的物理描述，我们应用Dove，Wilms和Begelman（1997）的吸积盘日冕模型--其中日冕的温度是自洽确定的。一个总光学深度τ = 1.6 +/- 0.1，平均温度kT_c = 87 +/- 5 keV，被一个外部冷盘包围的球形日冕确实提供了一个很好的数据描述（约化卡方= 1.55）。这些模型偏离数据高达7%，在5 - 10千电子伏的范围内，我们讨论了这些差异的可能原因。然而，考虑到球形日冕如何成功地再现了10 - 200 keV的数据，这种"光子饥饿“的日冕几何形状似乎非常有希望解释天鹅座X-1的吸积过程。
1998-03-05 astro-ph
Chandra Observations of the Northeastern Rim of the Cygnus Loop
我们目前的结果从空间分辨光谱分析的东北（NE）边缘的天鹅座圈超新星遗迹（SNR）的基础上两个钱德拉观测。一个指向包括最近的朱雀观测发现的北部最外层丰度增强的区域，而另一个指向位于天鹅座环东北边缘的“正常”丰度区域。钱德拉优越的空间分辨能力使我们能够揭示丰度增强区集中在激波阵面后面约200”厚的区域。我们确认绝对金属丰度（即，相对于H）以及金属之间的丰度比与太阳值的丰度比在约2倍内一致。此外，我们发现，在该地区的排放措施逐渐减少的冲击波前。这些功能与船帆座SNR周围的喷出物碎片，这使我们相信，丰富的增强是不太可能由于富含金属的喷出物形成对比。我们认为该区域的等离子体起源于星际介质。在“正常”的丰度区域，我们确认，丰度耗尽太阳值的一个因素约为5，这是不预期的ISM天鹅座圈周围。在我们的模型拟合中引入非热辐射并不能自然地解决丰度-贫化问题。枯竭的起源仍然是一个悬而未决的问题。
2008-06-25 astro-ph
Extended Emission from Cygnus X-3 Detected with Chandra
我们在钱德拉X射线天文台的档案观测中发现了微类星体Cyg X-3的扩展X射线发射。一个5”宽的结构位于距核心点源东北约16”处，并可沿该方向延伸。这个角度尺度对应于大约0.8 lyr的物理范围，距离天鹅座X-3 2.5 lyr（假设距离为10 kpc）。在两次观测间隔的四个月期间，通量变化了2.5倍，这表明了显著的亚结构。2-10 keV的峰值亮度约为5e 34 ergs/s。也可能有较弱的，类似规模的扩大发射相反方向的核心，这表明一个双极外流。这种结构不是尘埃散射晕的一部分，也不是由钱德拉点扩散函数引起的。在这封信中，我们描述的意见，并讨论可能的起源的扩展。
2003-03-03 astro-ph
X-Ray Observations of Cygnus X-2
我们报告的联合BeppoSAX/RossiXTE观测的Z型低质量X射线二天鹅座X-2。该源处于所谓的高整体强度状态，并在不到24小时内穿过Z轨道的所有三个分支。连续X射线谱可以用一个软热分量（用黑体或圆盘黑体模型）和一个康普顿化分量的吸收和来描述。定时功率谱显示了几个分量，包括在28-50 Hz范围内的准周期振荡，而源位于水平分支上（水平分支振荡; HBO）。我们发现高压氧的频率与X射线谱中的软热成分的参数有很好的相关性。我们讨论的HBO模型的这种相关性的影响。
2001-10-25 astro-ph
Dramatic Variability of X-ray Absorption Lines in the Black Hole Candidate Cygnus X-1
本文报道了在钱德拉X射线天文台上用高能透射光栅光谱仪对天鹅座X-1进行30 ks观测的结果。在HETGS光谱中检测到许多吸收线。这些谱线与高度电离的Ne、Na、Mg、Al、Si、S和Fe有关，其中一些在早期的HETGS观测中已经看到。然而，令人惊讶的是，我们发现在目前的观察期间，这些线的变化很大。例如，在观测的早期，Ne X射线12.14 μ m处的通量约为$5 \times 10^{-3}$光子cm $^{-2}$ s $^{-1}$，但随后变得不可检测，在该线的通量上有99%的$0.06 \times 10^{-3}$光子cm $^{-2}$ s $^{-1}$。这意味着该线在数小时的时间尺度上减弱了近两个数量级。在观测过程中，源的总X射线通量也发生了变化，但变化幅度仅为20- 30%。对于天鹅座X-1，吸收线通常归因于双星系统中电离星风对X射线的吸收。因此，它们可以提供关于风的物理状况的有价值的诊断。我们讨论了结果的影响。
2007-04-04 astro-ph
Electron Energy Distributions at Relativistic Shock Sites: Observational Constraints from the Cygnus A Hotspots
我们报告了斯皮策太空望远镜在4.5和8.0微米处对天鹅座A热点的新探测。结合已发表的详细的射电观测和同步加速器自康普顿模型，我们重建了两个最亮热点（A和D）的基本电子能谱。电子分布的低能量部分具有平坦的幂律斜率（s~1.5），直到几乎完全对应于质子和电子之间的质量比的断裂能量;我们认为这些特征最有可能是内在的，而不是由于吸收效应。在突破之后，电子光谱继续以非常陡峭的斜率s>3向更高的能量发展。因此，没有证据表明在整个可观测的电子能量范围内，一阶费米型冲击的“正则”斜率为2。我们讨论了这些意见的意义和洞察力提供到高能粒子加速过程中轻度相对论冲击。
2007-09-06 astro-ph
The Optical Light Curves of Cygnus X-2 (V1341 Cyg) and the Mass of its Neutron Star
我们目前的U，B和V光变曲线（取自文献）的低质量X射线双星天鹅座X-2。在轨道周期上折叠的光变曲线的“下半部分”是椭圆形的。我们将椭球模型拟合到B和V光变曲线的下包络线，以获得倾斜约束。如果我们假设吸积盘是稳态的，其径向温度分布为T（r）\propto r^{-3/4}，我们发现倾角i = 62.5 +/- 4度。然而，预测的盘通量与B中总通量的比率（"盘分数“）大于观察到的（约0.55，而< 0.3）。如果我们使用一个较平坦的径向温度分布图，这是强辐照圆盘所期望的（T（r）\propto r^{-3/7}），那么我们发现倾角i = 54.6度，B中的圆盘分数约为0.30。然而，在这种情况下，卡方系数的值要大得多（36个自由度时为48.4，而稳态情况下为40.9）。采用i = 62.5 +/- 4 deg并使用先前确定的质量比（q = M_c/M_x = 0.34 ± 0.04）和光学质量函数（f（M）= 0.69 ± 0.03太阳质量），我们发现中子星的质量为M_x = 1.78 +/- 0.23太阳质量，次级星的质量为M_c = 0.60 +/- 0.13太阳质量。我们得出的距离d = 7.2 +/- 1.1 kpc，这是显着小于最近的距离测量d = 11.6 +/- 0.3 kpc来自一个I型径向膨胀X射线爆发的观测，但与早期的距离估计一致。（节略）
1999-01-13 astro-ph
Chandra Observations of Cygnus A: Magnetic Field Strengths in the Hot Spots of a Radio Galaxy
我们报告的X射线观测的强大的射电星系天鹅座A与钱德拉X射线天文台。这封信的重点是无线电热点，这四个热点都是在X射线中检测到的，它们的形态与它们的无线电结构非常相似。已经获得了两个较亮的热点（A和D）的X射线光谱。两者都可以很好地用幂律来描述，光子指数为Γ= 1.8 \pm 0.2，被天鹅座A方向的银河柱吸收。热X射线模型需要太高的气体密度，可能会被排除在外。图像和光谱强烈支持同步辐射自康普顿模型的X射线发射，提出了哈里斯，Carilli和Perley的ROSAT成像观测的基础上。这些模型表明，每个较亮热点的磁场强度为1.5 \times 10^-4高斯，不确定度为百分之几十。这个值接近于假设没有质子存在的均分场强。X射线是同步辐射的可能性进行了简要讨论，但不赞成。我们推测，当外部气体密度很高时，来自热点的X射线同步辐射所必需的γ \sim 10 ^7电子的产生会受到抑制，就像射电星系处于冷却流中的情况一样。
2000-09-19 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
