Low-frequency constraints on the spectra of the lobes of the microquasar GRS 1758-258
我目前的低频观测的微类星体GRS 1758-258，其中，与早期的射电观测，提供了最好的限制，但对瓣光谱，并表明，他们是一致的电子能量指数预期从标准的冲击加速模型。没有统计学显著性证据表明沿瓣长的同步加速器老化，如果磁场强度接近最小能量值，则与预期一致。如果波瓣的环境具有典型的ISM特性，那么波瓣将在数千年或更短的时间尺度上消散，远早于同步加速器老化变得显著。
2005-01-04 astro-ph
Flaring variability of Microquasars
我们讨论了微类星体的射电辐射的耀斑变化，在监测计划与RATAN-600射电望远镜测量。我们在2005-2007年对微类星体SS 433、GRS 1915 +105和天鹅座X-3的射电通量变化进行了多频（1-30 GHz）的日常监测。在GRS 1915+105上观测到了大量明亮的短时间耀斑，它们可能与活动的X射线事件有关。在2006年1月，我们检测到天鹅座X-3的静态流量下降（从100到$\sim$ 20 mJy），然后在2006年2月2日检测到1 Jy的耀斑，经过18天的淬灭无线电发射。利用日本NRO的RT 45米望远镜和NMA毫米波阵在110 GHz的准同步观测资料，观测到耀斑极大期的日光谱在2 ~ 110 GHz之间是平坦的。在RXTE ASM计划中监测到的非常可变和强烈的1-12 keV X射线发射（$\sim$ 0.5 Crab）的持续状态期间，发生了几次明亮的射电耀斑事件（1-15 Jy）。Swift/BAT ASM硬X射线通量与耀斑无线电数据密切相关。通过这种比较，可以确定微类星体光变曲线的各种光谱和时间特征。我们的结论是，监测的耀斑无线电发射是一个很好的示踪剂喷流活动的X射线双星。
2008-11-14 astro-ph
Recent Radio Monitoring of Microquasars with RATAN-600 Radio Telescope
报道了2005年9月至2006年5月期间对SS 433、GRS 1915 +105和Cyg X-3三颗微类星体射电通量变率的多频（1-30 GHz）逐日监测。1.我们检测到明确的相关性的耀斑无线电通量和X射线的“尖峰”在2-12千电子伏的发射在RXTE ASM从GRS 1915 +105在2005年10月8个相对明亮的（200-600毫焦耳）无线电耀斑。这些耀斑的1-22 GHz光谱在2.3 GHz以下的最大光学厚和光学薄的频率在较高的频率。在射电耀斑期间，X射线尖峰的光谱变得比静止相的光谱更软。因此，这些数据表明，从非常高/硬状态的过渡到高/软的，在此期间可能发生大规模喷射。这些喷射是可见的，作为检测到的无线电耀斑。2.在静止的射电辐射之后，我们探测到天鹅座X-3的通量下降（~20 mJy）。这是下一个明亮耀斑的迹象。事实上，这样一个1 Jy的耀斑是在2006年2月3日被发现的，在18天的猝灭无线电发射之后。利用日本野边山射电天文台RT 45米望远镜和毫米波阵（NMA）在109 GHz的准同步观测资料，观测到耀斑极大期的日谱在1 ~ 100 GHz之间是平坦的。在这种非常可变和强烈的1-12 keV X射线发射（~0.5 Crab）状态下，随后发生了几次明亮的射电耀斑事件（1-10 Jy），这是RXTE ASM计划中监测到的。
2007-02-14 astro-ph
Low Frequency GMRT Observations of Microquasar V4641 Sgr
利用巨型米波射电望远镜在2002年5月耀斑爆发时对微类星体V4641 Sgr（SAXJ1819.3 -2525）进行了低射频（244和610 MHz）观测。这是无线电探测的最低频率来源。该源显示出从光学厚态到薄态的光谱演化的清晰特征。我们模拟源的光谱演化，以获得一些源参数。假设磁场强度的值在0.1到1高斯的范围内，我们得到射流的初始膨胀速度在$\sim$ 0.45到0.25 c的范围内。这与其他微类星体喷流的已知膨胀速度一致。
2007-01-15 astro-ph
High Frequency Quasi-Periodic Oscillations in the 2000 Outburst of the Galactic Microquasar XTE J1550-564
本文分析了2000年4 - 5月由Rossi X射线计时探测器测量的黑洞候选者和银河系微类星体XTE J1550-564爆发的高频计时特性。我们测量的快速X射线变化与处于“非常高”或"中等“黑洞状态的源一致。强（5-8%均方根）准周期振荡（QPO）被发现之间的249-276赫兹，这是第一次检测到相同的高频QPO在随后爆发的瞬态黑洞候选人。我们还提供了约188 Hz（3.5 sigma，单次试验）的低频QPO的证据，之前也报道过，并且可能与高频QPO同时存在。我们讨论这些发现的背景下，1998年爆发的XTE J1550-564，并评论的影响模型的QPO，吸积流，和黑洞自旋。
2001-09-23 astro-ph
The Infrared Counterpart of the Microquasar GRS 1758-258
我们提出了修订后的红外（2.2微米）天体测量的领域包含银河系微类星体GRS 1758-258，使用观测凯克我10米望远镜。我们发现三个候选人的微类星体在3西格玛误差圆，但没有在2西格玛。我们表明，如果18.4天的X射线周期的GRS 1758-258是由于一个双轨道，那么只有一个的三个候选人，早期的K-型巨人，是足够大的权力通过罗氏瓣溢出的微类星体。因此，我们将这颗恒星确定为GRS 1758-258的红外对应物，我们将其归类为低质量X射线双星。对这个来源的长期红外监测应该提供有关微类星体系统的进一步信息，包括确认X射线周期和估计致密物体的质量。
2002-10-15 astro-ph
Variable-Frequency QPOs from the Galactic Microquasar GRS 1915+105
我们发现，银河系微类星体GRS 1915+105表现出准周期振荡（QPO），其频率从1-15 Hz连续变化，在光谱硬骤降时，源处于耀斑状态。我们在这里报告的分析同时能量谱和功率密度谱在4秒的时间间隔。能谱在每个时间步都很好地拟合了光学厚吸积盘加幂律模型，而功率密度谱则由变化的红噪声分量和可变频率的QPO组成。两个光谱的特征彼此强烈相关。1-15 Hz QPO在幂律分量变得坚硬和强烈时出现，并且它们本身具有与幂律分量一致的能谱（均方根振幅高达10%）。然而，振荡的频率与热盘组件的参数最显著相关。QPO频率与盘X射线通量之间的相关性最强。这一事实表明，QPO的性质并不仅仅由盘或日冕决定。
1999-01-05 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
GMRT Observations of Microquasar V4641 Sgr
我们报告的GMRT观测V4641 Sgr在2002年5月爆发期间的射频为610和244兆赫。这是该源的最低频率无线电探测。目前的低频射电观测清楚地显示了从光学厚到薄的光谱演化。这种行为与膨胀气泡模型大致一致。然而，在较低频率下观察到的通量密度远高于该模型的预测。在锥形射流模型中，这种差异可以得到调和。
2005-12-05 astro-ph
Accretion-Ejection Instability, MHD Rossby Wave Instability, diskoseismology, and the high-frequency QPO of microquasars
我们提出了一个可能的解释高频准周期振荡的微类星体的MHD不稳定性相结合的物理开发，在不同的背景下，吸积-喷射不稳定性，Rossby波不稳定性，和正常模式的diskoseismic模型（依赖于相对论旋转曲线的性质在附近的边缘稳定轨道）。这种不稳定性可以表现为方位波数m=2，3，.具有非常相似的模式速度ω/m，而m=1模式（作为该离散谱的基本模式）不太不稳定。这很容易解释在这些QPO之间观察到的2：3（有时更高）的频率比。这些不稳定性形成本征模，即在盘中以恒定频率的驻波图案;它们是非常不稳定的，因此不需要外部激励机制来达到高振幅。此外，它们具有一部分吸积能量可以向日冕发射的性质：这可以解释这些QPO是在日冕的康普顿化发射总是存在的光谱状态下看到的。它们的存在主要取决于在吸积过程中极向通量平流形成的磁结构的存在，该磁结构位于圆盘和黑洞之间的中心区域。
2006-08-04 astro-ph
RXTE Observations of the Microquasar GRS 1915+105
我们分析了一组的三个RXTE目标的机会观测银河系微类星体GRS 1915+105，观察在2000年4月。我们专注于源的定时特性，并检查低频QPO的属性，其谐波，在几个能量范围内。在Belloni等人（2000）的光谱/时间分类的两种不同状态下发现了该源，并且在三次观测中显示出强低频QPO以及强谐波。我们在吸积喷射不稳定性（AEI）的框架中讨论QPO的性质、其谐波及其光谱行为（Tagger & Pellat，1999; Varnière，Rodriguez & Tagger，2001; Rodriguez等人，2001年）。
2001-05-18 astro-ph
Time-Dependent Synchrotron and Compton Spectra from Jets of Microquasars
银河系X射线双星源高能发射的喷流模型重新引起了人们的极大兴趣，其中包括对微类星体X射线发射的详细光谱和时间研究，HESS合作组最近对微类星体LS~5039的甚高能伽马射线的探测，以及早期对许多邻近星系中观测到的超亮X射线源的喷流模型的建议。在这里，我们研究的同步和康普顿签名的时间相关的电子注入和加速，绝热和辐射冷却，以及不同的射流几何形状的喷流的银河系微类星体。同步加速器，同步自康普顿，和外部康普顿辐射过程与软光子提供的伴星和吸积盘的处理。本文给出了汤姆逊区康普顿散射射流的一般幂律几何的电子动力学方程的解析解。我们特别注意预测的快速通量和光谱变化的签名预计在各种情况下，作出具体的预测可能的光谱滞后，类似于已观察到的几个TeV耀变体。这样的预测应该是可以测试的专门监测观测银河系微类星体和超亮X射线源使用钱德拉和/或XMM-牛顿。
2006-02-20 astro-ph
Discovery of a Second High Frequency QPO from the Microquasar GRS 1915+105
我们报告发现档案罗西X射线定时探测器（RXTE）的数据中的40赫兹准周期振荡（QPO）的硬X射线通量从银河系微类星体GRS 1915+105。QPO仅在13 keV以上的硬X射线波段被探测到，并且在先前已知的67 Hz QPO存在的观测中被发现。40 Hz QPO在13 - 27 keV频带中具有2%的典型rms幅度，以及约8.5 Hz（FWHM）的宽度。在1997年7月和11月的同一观测中，我们发现了67和40 Hz的QPO。然而，在1996年4月、5月和6月首次发现67 Hz QPO的观测中，没有发现QPO。与1996年的观测资料相比，1997年的67 Hz准周期振荡的频率明显增加了约5%。40 Hz QPO的发现使GRS 1915+105成为第二个同时出现一对高频QPO的黑洞双星（另一个是GRO J1655-40）。GRS 1915+105中的67 Hz QPO和最近在GRO J1655-40中发现的450 Hz QPO之间的相似性表明，这些系统中的频率对可能由相同的物理机制产生，两者之间的频率差异可能是由于两个系统中不同的黑洞质量。我们讨论的影响，我们的结果的质量和自旋的GRS 1915+105，以及在黑洞和中子星的X射线可变性的模型。
2001-05-18 astro-ph
Discovery of a 450 Hz QPO from the Microquasar GRO J1655-40 with RXTE
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）上的正比计数器阵列（PCA），在银河系微类星体GRO J1655-40的硬X射线通量中发现了450 Hz的准周期振荡（QPO）。这是迄今为止从黑洞中看到的最高频率的QPO调制。QPO仅在13 keV以上的硬X射线波段被探测到。它既强又窄，在13 - 27 keV范围内的典型均方根幅度为4.5%，宽度为40 Hz（FWHM）。对于两个观测，其中我们检测到450 Hz QPO一个以前已知的300 Hz QPO也观察到在2 - 13 keV波段。我们发现，这两个QPO有时同时出现，从而证明了在黑洞系统中的一对高频QPO的第一次检测。在此之前，高频QPO对只在中子星系统中被探测到。GRO J1655-40是少数几个具有良好动力学质量约束的黑洞系统之一。对于质量在5.5 - 7.9太阳质量之间的非旋转黑洞，最内层稳定圆轨道（ISCO）的范围为45 - 70公里。对于这个范围内的任何质量，轨道频率达到450 Hz时的半径都小于ISCO半径，这表明如果调制是由开普勒运动引起的，那么黑洞必须具有可观的自旋。如果QPO频率由ISCO下物质的轨道频率设定，那么对于这个质量范围，无量纲角动量介于0.15 < j < 0.5之间。此外，如果调制是由圆盘中的振荡模式或Lense-Thirring进动引起的，那么这也需要快速旋转的孔。我们简要地讨论了我们的研究结果的…
2001-04-30 astro-ph
K band monitoring of GRS 1915+105 during 1999/2000
本文报道了自1999年3月以来银河系微类星体GRS 1915+105的长期K波段测光结果。我们看到了超过1等的变化，这似乎与X射线强度和光谱斜率的变化有关。
2000-12-04 astro-ph
The 2006 Radio Outburst of a Microquasar Cyg X-3: Observation and Data
利用野边山45米射电望远镜、野边山毫米波阵和山口32米射电望远镜对2006年2月和3月的微类星体天鹅座X-3射电爆发进行了多频观测。自从RATAN-600预测耀斑以来，这些射电望远镜从1月27日（UT）开始监测该源。在活动熄灭后的第18天，成功地观测到了超过1焦耳的连续耀斑。在活跃期的可变性的时间尺度大概是较短的较高的频带。我们还介绍了日本VLBI观测网（JVN）在第一次上升后2.6天在8.4GHz进行的VLBI跟踪观测结果。VLBI图像显示了一个大小<8 mas（80 AU）的单个核心。观测到的图像几乎是稳定的，虽然核心显示出快速变化的通量密度。在灵敏度为$T_b = 7.5\times 10^5$ K时未观察到喷流结构。
2007-10-15 astro-ph
Low-frequency QPO, Magnetic Flood and the states of GRS 1915+105
我们总结了自上次微类星体研讨会以来，在吸积-抛射不稳定性（AEI）物理学方面所取得的进展，以及它解释微类星体低频QPO性质的能力。这些结果涉及的基本理论的不稳定性，其数值模拟和由此产生的建模的QPO，以及详细的观察QPO属性。它们汇聚在一起，以加强“磁洪水”的情况下，从AEI外推，以解释约30分钟的周期G1915。然后，我们讨论的方向，这种情况下可能会扩展到一个更全球性的观点，这个源的演变。
2002-08-27 astro-ph
Modelling of the nonthermal flares in the galactic microquasar GRS 1915+105
本文研究了微类星体GRS 1915+105中相对论性喷出物中射电耀斑的时间和光谱演化，并提出了一个模型，认为这些耀斑是由于相对论性电子在快速膨胀的等离子体团（射电云）中遭受绝热和辐射能量损失的同步辐射引起的。通过与1994年3、4月GRS 1915+105耀斑观测结果的详细比较，给出了磁云膨胀过程中电子运动方程的解析解，给出了磁云膨胀过程中磁场的绝对值、磁云膨胀速度、磁云膨胀速度的无线电电子连续注入到和他们的能量依赖逃逸的云，等的数据的无线电监测的对解决喷出物使确定的参数的批量运动的反喷出物和它们之间的不对称程度，并包含重要的信息的主要能源加速电子。假设电子可能被加速到非常高的能量，我们计算的同步辐射的通量硬X射线/软伽马射线，和逆康普顿GeV/TeV的伽马射线预计在无线电耀斑，并讨论可能遵循的影响，无论是积极的检测或通量上限这些高能光子。
1997-11-12 astro-ph
A new model for QPOs in accreting black holes: application to the microquasar GRS 1915+105
本文推广了Petri（2005 a，b）的观点，认为在低质量X射线双星中观测到的高频准周期振荡可以解释为吸积盘与致密天体施加的旋转非对称背景（引力或磁场）场的共振振荡。在这里，我们把这个一般的想法应用到黑洞双星。它是假设一个测试粒子经历了类似的参数共振机制，如一个在文件I和II中描述的，但现在的共振是由螺旋密度波之间的相互作用引起的吸积盘，激发接近最里面的稳定的圆形轨道，和垂直周转振荡。我们使用克尔时空几何推导出这个测试粒子的特征频率。在候选黑洞中，当两个最强共振的频率比等于3：2时，测试粒子的响应最大。最后，将我们的模型应用于微类星体GRS 1915+105，我们再现了几个HF-QPO的正确值。实际上，预测了功率谱时间分析中168/113/56/42/28 Hz特征的存在。此外，仅基于两个HF-QPO频率，我们的模型就能约束吸积黑洞的质量$M_{\rm BH}$和角动量$a_{\rm BH}$.
2008-09-18 astro-ph
Joint H-alpha and X-Ray Observations of Massive X-Ray Binaries. II. The Be X-ray Binary and Microquasar LS I +61 303
我们提出的BeXRB和微类星体系统LS I +61 303的H-α监测活动的结果。我们使用径向速度测量的HeI线在我们的光谱重新评估的轨道要素，更好地建立近星点的时间。我们列出了等效宽度和其他参数的H-α发射线，并讨论了观测到的轨道相位相关的变化。我们提请注意，在不到一天的时间里，发生了一次放射减弱的戏剧性事件，这可能是由于暴露于瞬时电离辐射源造成的。我们认为，在H-α和X射线发射的增加后，近星点可能是由于创建一个扩展的密度波的潮汐力所创建的磁盘。我们还讨论了从H-α等效宽度测量的磁盘的大小的估计，我们建议，磁盘半径从平均等效宽度对应于共振截断半径的磁盘，而最大等效宽度对应于半径有限的恒星在近星点的分离。我们注意到，附近的一个微弱的同伴可能是一个无关的前景对象。
2006-10-19 astro-ph
Long term monitoring of the BHC 1E 1740.7-2942
微类星体1 E 1740.7-2942是银河系中心区域最吸引人的来源之一。SIGMA曾经探测到的高能特征在过去几年中被INTEGRAL搜索过，但从未得到证实。2004年被归类为持续性源，表现为类静止状态。事实上，1 E 1740.7-2942有几个月低于探测器灵敏度水平。我们介绍了INTEGRAL和RXTE在2004年和2005年观测到的1 E 1740.7-2942的长期时间行为，以及可能的光谱跃迁的初步结果。
2007-10-01 astro-ph
Measuring mass and angular momentum of black holes with high-frequency quasi-periodic oscillations
测量了三颗微类星体GRO J1655-40、XTE J1550-564和GRS 1915+105的3：2和/或3：1孪生高频准周期振荡。对于一个在稳定的圆形轨道上绕旋转黑洞运行的测试粒子，存在两个不同的轨道，在这两个轨道上，对于任何黑洞角动量$a$的选择，垂直和径向周转振荡都是3：1或3：2的参数共振。如果要求这两个轨道是频率可调的开普勒轨道，则对于两个轨道半径和$a$只有一个解。该模型预测了微类星体具有相同的$a$，并根据测量的HFQPO与动力学确定的质量相一致，预测了它们的黑洞质量。使用最近测量的QPO将该模型应用于银河系中心黑洞Sgr A*（Genzel等人，2003年，Aschenbach等人，2004）导致黑洞质量为（3.28 +/- 0.13）× 10^6 M_odot，并且与微类星体的$a$相同。所有四个源都有$a$ =0.99616的可能性表明这个值是广义相对论强加的$a$的上限。通过对轨道速度径向梯度的广义相对论表达式的分析，也建议低轨道半径和$a$的值相同，当$a$ >0.9953时，轨道速度径向梯度在低轨道周围的狭窄环形区域内改变符号。
2004-06-24 astro-ph
Radio-loud flares from microquasars and radio-loudness of quasars
四个微类星体的X射线和射电发射的低频功率谱表明，两种不同的能量输出模式在起作用：（一）"耦合"模式，其中X射线和射电光度紧密耦合，变化很小;（二）"耀斑"模式，它大大提高了射电光度，但对X射线光度没有影响。这些系统只有百分之几的时间处于燃烧模式。然而，耀斑完全控制了射电辐射的功率谱，结果是发生耀斑模式的源，如GRS 1915 + 105和Cyg X-3，其射电功率谱比相应的X射线功率谱高出一个数量级以上。在我们已经检查过数据的四个微类星体中，只有天鹅座X-1的耀斑模式似乎不活跃。天鹅座X-1是一个黑洞候选者，而三个耀斑源之一的天蝎座X-1是一颗中子星。因此，很可能这两种模式都是由吸积盘驱动的，而不是由黑洞旋转驱动的。无线电成像强烈表明，耀斑模式涉及相对论喷流。一个典型的微类星体有百分之几的时间处于耀斑模式，这与射电大声的类星体的比例相似。因此，射电响亮类星体和射电安静类星体之间可能没有本质的区别;射电响度可能只是观测源的时代的函数。
2005-07-04 astro-ph
Radio-loud and Radio-quiet X-ray Binaries: LSI+61303 in Context
微类星体的三个基本组成部分--一个旋转的致密天体、一个吸积盘和一个准直的相对论性喷流--使其成为一个星系缩小版的射电活动星系核。这就解释了对这类新对象的巨大兴趣，到目前为止，这类对象的成员还不到20个。微类星体属于更大的一类X射线双星系统，其中存在一个致密的物体及其发射X射线的吸积盘，但缺少相对论性喷流。X射线双星系统何时演化为微类星体？周期性微类星体LS I +61303是由Be星的赤道风吸积的致密天体沿偏心轨道发生多个超临界吸积和抛射事件而形成的。对于在星周通过的喷射，相对论电子会因为高能Be星的紫外光子的上散射而遭受严重的逆康普顿损失：在星周通过时，观测到了伽马射线发射，而在20年的无线电通量监测中从未观测到无线电爆发。对于从近星点通过的抛射，损失不太严重，并观察到射电爆发。从几个天文单位到几百个天文单位的射电辐射图显示了一个双面相对论性（β =0.6c）S形喷流，类似于SS 433的旋进喷流。
2004-10-21 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
Radio-loud and radio-quiet X-ray binaries: LSI+61o303 Galaxies
微类星体的三个基本组成部分--一个旋转的致密天体、一个吸积盘和一个准直的相对论性喷流--使其成为一个星系缩小版的射电活动星系核。这就解释了对这类新对象的巨大兴趣，到目前为止，这类对象的成员还不到20个。微类星体属于一类更大的X射线双星系统，其中存在一个致密的天体及其发射X射线的吸积盘，但缺少相对论性喷流。X射线双星系统何时演化为微类星体？理想的研究这种转变的周期性微类星体LSI+61 deg 303是由一个紧凑的物体从一个Be星的赤道风吸积和超过一个事件的超临界吸积和喷射沿偏心轨道形成的。对于在星周通过的喷射，相对论电子会因为高能Be星的紫外光子的上散射而遭受严重的逆康普顿损失：在星周通过时，观测到了伽马射线发射，而在20年的无线电通量监测中从未观测到无线电爆发。对于从近星点通过的抛射，损失不太严重，并观察到射电爆发。从几个天文单位到几百个天文单位的射电辐射图显示了一个双侧相对论性（β =0.6c）S形喷流，类似于众所周知的SS 433旋进喷流。
2005-01-03 astro-ph
The 2003 Outburst of the X-ray Transient H 1743-322: Comparisons with the Black Hole Microquasar XTE J1550-564
在2003年的8个月大爆发期间，罗西X射线计时探测器（RXTE）每天都观测到明亮的X射线瞬变H 1743-322。我们提出了一个详细的光谱分析和支持所有这些数据的时序分析，我们讨论的行为和演变的源的三个主要X射线状态定义的Remillard和McClintock。这些X射线的结果是补充甚大阵列（VLA）的数据在6个频率，提供相当完整的覆盖范围的整个爆发周期在4.860 GHz和8.460 GHz。我们还提出了光度数据和发现图表的光学对应的爆发和平静。我们仔细比较H 1743-322和研究得很好的黑洞X射线瞬态XTE J1550-564，发现这些系统的行为非常相似。正如其他地方所报道的，H 1743-322和XTE J1550-564都是相对论性喷流源，并且都表现出一对频率比为3：2的高频QPO振荡。这两个来源之间有许多惊人的相似之处，强烈地证明H 1743-322是一个黑洞双星，尽管目前还没有动力学数据支持这一结论。
2009-04-01 astro-ph
The link between ejection of a jet component and characteristics of variable continuum emission in the active galaxy 3C 390.3
利用射电、光学和X射线观测资料，研究了射电强星系3C 390.3的喷流事件和连续辐射变化之间的相关性。我们提出的证据之间的联系，可变的光学连续和固定的无线电功能的喷流。射电成分的喷射发生在X射线光变曲线的下降期间或之后。此外，在X射线浸渍期间，通量变化显著减小，而硬度比及其方差变得更难。这些发现加强了活动星系核（AGN）和微类星体之间的相似性的想法，指向一个共同的物理机制，在磁盘喷流系统。在与微类星体GRS 1915+105和Cyg X-1比较的基础上，还讨论了3C 390.3的其它相似性。如果微类星体GRS 1915+105和3C 390.3的抛射速率之间的类比（基于线性质量标度）是正确的，那么3C 390.3的抛射速率在千年的时间尺度上应该在每年约0.01到1次抛射之间变化。
2006-11-21 astro-ph
Low Frequency Radio Observations of GRS1915+105 with GMRT
本文首次详细介绍了银河系微类星体GRS 1915 +105的低频射电测量结果。在610和244 MHz下进行了同步观测。即使在244 MHz的低射频下，我们的数据也没有显示任何频谱翻转的特征。我们建议，虽然在高射频的无线电发射可能主要来自紧凑的喷流，在较低频率的发射起源于在喷流的末端，其作用像一个水库的低能量电子的叶。
2005-12-02 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
RXTE observations of Galactic microquasar XTE J1748--288 during its 1998 outburst
本文分析了最近发现的银河系微类星体XTEJ 1748 - 288在1998年爆发期间的RXTE观测结果。在爆发过程中，源的光谱演化可以被认为是一系列性质不同的状态。在第一次观测期间，对应于X射线通量的最大值，源的光谱由占主导地位的硬幂律分量和软热分量组成，可以用圆盘发射模型来描述。在3-25 keV的能量范围内，硬组分对X射线亮度的贡献>80%。整体的双组分光谱形状是以前在BHC中观察到的甚高态（VHS）的属性，但硬组分的主导是不寻常的。后来，随着X射线源的消失，它的能谱发生了质的变化，显示出高（HS）和低（LS）状态，这两种状态都是黑洞双星的典型状态。随着能量谱的变化，快速变化也发生了巨大的变化。最初，功率密度谱由占主导地位的带限噪声分量、20-30 Hz和~0.5 Hz的QPO特征以及极低频噪声分量形成。在硬谱分量的贡献显著降低之后，分数可变性的幅度降低了一个数量级，PDS谱采用了幂律形状，在0.03 Hz附近具有宽QPO峰。当系统切换到LS时，PDS形状再次发生变化，此后未检测到QPO。当在VHS中观察源时，QPO参数和X射线通量之间存在明显的相关性。
1999-11-21 astro-ph
X-ray properties of the microquasar GRS 1915+105 during a variability class transition
本文对2000年6月印度X射线天文实验的PPC观测到的微类星体GRS 1915+105在变率级转换期间的X射线研究进行了详细的介绍。我们用RXTE档案中的数据补充了这一观察结果。该源在2000年5月11日至17日之间从稳定的低硬态过渡到光变曲线中的规则振荡行为，称为爆发或“rho”类（Belloni等人，2000年），并在2000年6月27日恢复到低硬态。观察到爆裂复发时间从约75 s逐渐变化至约40 s，然后在约40天的“rho”类期间增加至约120 s。规则爆发从X射线光变曲线上消失了，并且在2000年6月27日观察到PPC在1.5小时内发生了类别转变。一个相关性被发现之间的观察到的QPO频率在5-8 Hz的静止相和平均X射线强度的源在类“ρ”。我们注意到“rho”类中的源属性与“alpha”类观测的振荡阶段期间的源属性之间存在很强的相似性。从时间和频谱分析，它被发现，在几十天内的源的观测性质的类“ρ”是相同的，在一个时间尺度的几百秒的类“α”。从RXTE/PCA和RXTE/ASM观测开始检查光变曲线，发现从无线电安静的低硬态到高态的状态变化通过在状态转变期间一起出现的X射线类“rho”和“alpha”发生。进一步推断，源通过中间类“alpha”从低硬状态切换到类“rho”。
2001-10-28 astro-ph
Synchrotron Flaring in Galactic and Extragalactic jets
我们研究了耀变体3C 279和微类星体Cyg X-3的同步辐射行为。通过将多频光变曲线分解为一系列自相似事件，从观测中导出了典型爆发的性质。我们还讨论了银河系和河外喷流的耀斑行为的相似性和差异。
2006-11-16 astro-ph
An integral monitoring of GRS1915+105: simultaneous observations with INTEGRAL, RXTE, the Ryle and Nancay radio telescopes
自2002年底INTEGRAL发射以来，我们已经用长曝光（~100 ks）点对银河系微类星体GRS 1915+105进行了监测。所有的观测都是与其他仪器同时进行的，特别是RXTE和赖尔望远镜，在某些情况下还与其他仪器（斯皮策、南凯、GMRT、朱雀等）同时进行。我们在这里报告的结果，3个观测同时进行的INTEGRAL，RXTE，赖尔和Nancay射电望远镜。这些观测结果显示了所谓的$ν$和$λ$类的变化，在此期间观察到了高水平的相关X射线和射电变化。我们研究的吸积过程中看到的X射线行为之间的连接，和在无线电中看到的喷射。通过观察$λ$类期间的喷射，我们概括了GRS 1915+105中的离散喷射发生在X射线硬下降/软尖峰序列之后的事实，并通过对我们的INTEGRAL数据的光谱方法确定最可能的喷射触发。我们表明，每个喷射很可能是一个Comptonising介质负责硬X射线发射看到以上15千电子伏的积分喷射的结果。我们研究了该源的快速变化，发现在X射线下降期间存在低频准周期振荡，且频率可变。这种行为的普遍存在，以及随后的喷射可能表明QPO和负责喷射的机制之间的联系
2006-11-07 astro-ph
Low frequency radio monitoring of Cygnus X-1 and Cygnus X-3
我们目前的监测观测的微类星体天鹅座X-1和天鹅座X-3在0.61和1.28 GHz的结果。这些观测是在2003年6月至2005年1月期间用巨型米波射电望远镜（GMRT）进行的。在这两种情况下，变量，未解决的来源。天鹅座X-1在大约一半的观测中被探测到，在每个频率下的平均通量密度约为7 mJy。结果清楚地表明，在1.28 GHz以上的频谱中存在中断。天鹅座X-1的变化可能是由于折射星际闪烁。Cyg X-3在每次观察中都被检测到，并且以4的因子变化。对于这个源，闪烁的模型表明一个非常长的时间尺度（在1.28 GHz的40年的顺序），因此，我们认为，变化是固有的源。
2005-09-19 astro-ph
A model of rotating hotspots for 3:2 frequency ratio of HFQPOs in black hole X-ray binaries
提出了一个解释黑洞（BH）X射线双星GRO J1655-40、GRS 1915+105和XTE J1550-564高频准周期振荡（HFQPO）频率比为3：2的模型.在我们的模型中，旋转黑洞（BH）与其周围吸积盘的非轴对称磁耦合（MC）与Blandford-Znajek（BZ）过程共存。上频率由靠近盘的内边缘的旋转热点拟合，其由从BH到盘的能量转移产生，并且下频率由远离盘的内边缘的某处的另一旋转热点拟合，其由盘上的磁场的螺旋不稳定性引起。结果表明，这些X射线双星中HFQPO的3：2频率比可以很好地拟合观测数据，而BH自旋的范围要窄得多。此外，还讨论了HFQPO的光谱特性。HFQPO与微类星体喷流的相关性自然包含在我们的模型中。
2005-01-21 astro-ph
Study of the Largest Multiwavelength Campaign of the Microquasar GRS 1915+105
我们提出的结果，从多波长运动的GRS 1915+105从2000年4月16日至25日进行。这是迄今为止对该源进行的最大的协调观测集之一，涵盖无线电（13.3-0.3厘米）、近红外（J-H-K）、X射线和伽马射线（从1千电子伏到10兆电子伏）的宽能带。在活动期间，GRS 1915+105主要处于“平台”（或低/硬）状态，但有时会出现软X射线振荡：在4月20.3日之前，观察到快速，准周期（约= 45分钟）的耀斑-倾斜周期。4月17日观测到的射电耀斑表现出依赖于频率的峰值延迟，这与同步辐射区的扩展一致，该扩展始于X射线从硬倾角到软耀斑状态的转变。另一方面，4月20日的红外耀斑似乎在X射线振荡开始之后（或之前），具有~= 5-30 min的不恒定时间延迟。这意味着红外发射区距离黑洞>~ 10 E13 cm，而其大小受时间变化的限制<~ 10 E12 cm。我们发现在近红外波段和X射线波段的准稳态通量水平之间有很好的相关性。由此我们估计，X射线的再加工，可能发生在吸积盘的外部，约占20-30%的观察到的K级的平台状态。0.05-10 MeV波段的OSSE光谱由单次幂律表示，光子指数为3.1，延伸到~1 MeV，没有截止。在~30 keV以上的幂律斜率被发现是非常相似的不同状态之间，尽管在软X射线的大通量变化，这意味着电子的能量分布是不受影响的状态的变化在吸积盘。
2002-04-02 astro-ph
Millisecond Time Variations of X-Ray Binaries
罗西X射线计时探测器（RXTE）发现，低质量X射线双星中的中子星表现出300-1200 Hz的振荡。持久性发射可表现出两种特征中的一种或两种。在爆发中可以看到一个近似相干的脉动，这可能是中子星的自转周期。对于一些频率等于两个较高频率之间的差，表明拍频模型，但在其他情况下，它是差的两倍。类似的最大频率表明，它对应于开普勒轨道频率在最小稳定轨道或中子星表面，这两个将决定中子星的质量，半径和状态方程。黑洞吸积理论预言了与内部吸积盘有关的准周期振荡（QPO）。两个微类星体黑洞候选者（BHC）已经展示了这个或相关频率的候选者。
1998-01-23 astro-ph
Two years of INTEGRAL monitoring of GRS 1915+105 Part 1: multiwavelength coverage with INTEGRAL, RXTE, and the Ryle radio Telescope
本文报道了用INTEGRAL和RXTE Ryle同时对银河系微类星体GRS 1915+105进行监测观测的结果。我们给出了整个\integral活动的结果，报告了探测到的源和它们的通量，并确定了GRS 1915+105的变化类别。通过源光变曲线，硬度比和颜色图，以一种独立于模型的方式研究了吸积喷射连接。在稳定的“硬”X射线状态（所谓的chi类）期间，我们观察到稳定的无线电通量。然后，我们转向3个特殊的观测，在此期间，我们观察到几种类型的软X射线下降和尖峰周期，其次是无线电耀斑。在这些观测期间，GRS 1915+105处于所谓的nu，lambda和beta类变异性中。在lambda类中观察到的喷射是有史以来第一次报道。我们概括的事实是，一个（非主要）离散喷射总是发生，在GRS 1915+105，作为一个响应的X射线序列组成的光谱硬X射线倾角终止的X射线尖峰标志着消失的硬X射线发射高于18千电子伏。我们还确定了弹射的触发器就是这个X射线尖峰。在我们的数据中发现了射电耀斑的振幅和X射线倾角的持续时间之间的一种可能的相关性。在这种情况下，在喷射之前的X射线下降可以被看作是源积累能量和随后喷射的物质的时间。
2007-12-04 astro-ph
Multi-frequency monitoring of gamma-ray loud blazars: I. Light curves and spectral energy distributions
内容：耀变体主要由排列的相对论喷流的非热辐射所控制，这使我们能够阐明河外喷流的物理学，以及最终，如何从射电大声活动星系核的中央黑洞中提取能量。目的：宽带光谱能量分布（SED）、它们随光度的变化趋势和相关的多频率变异性提供了关键信息。通过这项研究，我们计划获得一个耀变体样本的同期无线电-光学光谱数据库，这些耀变体将被当前和未来的高能卫星观测到。研究方法：自2004年12月以来，我们在Medicina和Noto的天线上对35个耀变体样本进行每月多频无线电监测。组织了我们所有观测时期的同期近红外和光学观测。结果：截至2006年6月，获得了约4000个无线电测量值和5500个近红外和光学测量值。大多数源在所有观测波段都显示出显著的变异性。在这里，我们提出了在该项目的前18个月获得的多频数据，并构建最佳采样源的SED。
2006-12-06 astro-ph
GMRT observations of the field of INTEGRAL X-ray sources- II (newly discovered hard X-ray sources)
我们用巨型米波射电望远镜（GMRT）对INTEGRAL卫星发现的40个新的硬X射线源进行了低频射电观测。进行这项调查是为了研究这些来源的无线电发射，以提供精确的位置并确定新的微类星体候选者。从我们的观察中，我们发现24个X射线源具有在积分误差圆内的射电候选者。根据射电形态、变率和不同波长的信息，我们将它们分为17个银河系源（4个未分辨源，7个扩展源，6个扩散区扩展源）和7个河外源（2个未分辨源，5个扩展源）。对其中17个来源的详细说明已在较早的论文中提出。根据剩余源在0.61 GHz的无线电数据，以及来自NVSS、DSS、2 MASS和NED的可用信息，我们已经确定了硬X射线源的可能无线电对应物。详细讨论了三个未分辨源，即IGR J17303 $-$ 0601、IGR J17464 $-$ 3213和IGR J18406 $-$ 0539。这些源已被确定为X射线双星，具有紧凑的中央引擎，X射线和射电可变，并且最有可能是微类星体的候选者。剩下的14个源具有扩展的无线电形态，它们要么是弥漫的银河系区域，要么是银河系外的起源。
2005-12-13 astro-ph
Parsec-Scale Blazar Monitoring: Flux and Polarization Variability
我们提出了一个双频，六历元，VLBA偏振实验监测12耀变体秒差距尺度的无线电喷流的流量和偏振变化的分析。在1996年期间，每两个月在15和22千兆赫进行一次观测。在这里，我们分析的通量，分数极化，和偏振位置角行为的核心区域和喷流的功能，考虑到这些量随时间的线性趋势和更快速的波动的线性趋势。观测的双频性质使我们能够检查光谱演化，分离法拉第效应从磁场顺序的变化，并推导出经验估计的VLBI喷流特征测量性能的不确定性（删节）。
2001-11-14 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
High-frequency VLBI observations of SgrA* during a multi-frequency campaign in May 2007
2007年5月，在从无线电到X射线波段的全球多频监测活动中观测到了致密射电源Sgr A*。在这里，我们提出并讨论第一次和初步的结果偏振敏感VLBA观测，这发生在2007年5月14日至25日。在这里，Sgr A* 在22、43和86 GHz下连续10天在双极化中观察到。我们描述了VLBI实验，我们的数据分析，监测程序，并显示在不同的频率获得的初步图像。我们讨论的数据也特别考虑到短期的变化。
2008-09-15 astro-ph
The X-ray Properties of Low-Frequency Quasi-Periodic Oscillations from GRS 1915+105 up to 120 keV
本文研究了1997年RXTE观测期间微类星体GRS 1915+105在低硬态下发生的0.8-3.0 Hz强准周期振荡（QPO）的性质。高计数率使我们能够跟踪单个QPO峰，我们利用这一点来开发QPO折叠技术。与以前的QPO研究与RXTE相比，我们强调高能量QPO属性，并报告在60-124千电子伏的能量带的QPO的检测。我们的技术允许我们，第一次，测量的QPO谐波相对于基本的相位。该相位差的变化导致QPO轮廓的形状随能量和时间的变化。QPO基本的强度增加到19 keV，但数据并不表明强度继续增加超过这个能量。在某些情况下，30-60 keV和60-124 keV能带中的QPO幅度显著小于13-19 keV和19-29 keV能带中的QPO幅度。我们还使用我们的技术来测量QPO基波和谐波的相位滞后。在对于基波检测到负相位滞后的情况下，对于一次谐波检测到正相位滞后。
2000-09-21 astro-ph
