The X-ray afterglow of GRB030329
我们报告了XMM-牛顿和Rossi-XTE观测的明亮（通量$\sim$ 10 $^{-4}$ erg cm $^{-2}$）和附近（z=0.1685）与SN 2003 dh相关的伽马射线暴GRB 030329。第一次Rossi-XTE观测，在爆发后5小时，显示通量随时间减少，指数为0.9 $\pm$ 0.3。这样的衰减规律仅与进一步的Rossi-XTE测量（在t-t $_{GRB}\sim$ 30小时时）略微一致。与光学观测相比，在X射线波长下对这种明亮余辉的后期观测具有不受超新星和宿主星系影响的优势。第一次XMM-牛顿观测，在$_{GRB}\sim$ 37天时，显示出4 $\times10^{-14}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$（0.2-10 keV）的通量。光谱是一个幂律，光子指数$Γ$ =1.9，吸收$<2.5\times10^{20}$ cm $^{-2}$，与银河值一致。另一个指向t-t $_{GRB}\sim$ 61天的XMM-牛顿显示通量减弱因子为$\sim$ 2。组合的Rossi-XTE和XMM-牛顿测量需要在t $\sim$ 0.5天的余辉衰减中的中断，幂律指数从0.9增加到1.9，类似于在光学余辉的早期部分中观察到的。XMM-牛顿光谱到光学频率的外推位于同时测量之下的$\sim10$的因子。这可能是由于SN 2003 dh的存在。
2003-07-28 astro-ph
Observation of Kilohertz Quasiperiodic Oscillations from the Atoll Source 4U 1702-429
我们目前的罗西X射线定时探测器（XTE）的环礁源4U 1702-429在其光度范围的中间的观测结果。千赫范围的准周期振荡（QPO）首先在900 Hz附近观察到一个窄峰（FWHM ~7 Hz），然后在625- 825 Hz范围内观察到一个窄峰和一个微弱的宽峰（FWHM ~ 91 Hz）。当两个峰同时出现时，分离为333 +/-5Hz。探测到六个I型热核爆发，其中五个在330 Hz附近表现出几乎相干的振荡，这使得4U 1702-429成为第二个表现出非常接近KHz QPO分离频率的爆发振荡的源。能谱和颜色-颜色图表明，震源在"岛屿“和"下香蕉”环礁状态之间的范围内执行变化。除了千赫兹的变化，振荡在~10，~35，和80赫兹也被检测到在不同的时间，叠加在一个红噪声连续。当它们都存在时，35 Hz QPO的质心跟踪千赫兹振荡的频率。在这种情况下，与其他具有低频QPO的环礁源相比，Lense-Thirring重力磁旋进解释似乎更合理。
1998-12-27 astro-ph
X-ray Nova XTE J1550-564: RXTE Spectral Observations
罗西X射线计时探测器提供了1998年爆发的X射线新星XTE J1550-564的出色报道。XTE J1550-564在1998年9月19日（UT）表现出强烈的（6.8蟹状）耀斑，使其成为RXTE观测到的最亮的新X射线源。我们提出了一个光谱分析，利用60正比计数器阵列光谱从2.5-20千电子伏跨越71天，和一个几乎连续的全天监测光曲线。光谱拟合到一个模型，其中包括黑体盘和幂律分量。XTE J 1550 -564是在黑洞X射线新星的甚高、高/软和中等正则爆发态中观测到的。
1999-03-25 astro-ph
Kilohertz Quasi-Periodic Oscillations in Low-Mass X-Ray Binaries - a Review
本文综述了美国国家航空航天局（NASA）的罗西X射线计时探测器（Rossi Timing Explorer）最近发现的低质量X射线双星中的千赫兹准周期振荡。它包含两个表，是最新的1997年10月1日与所有kHz QPO现象的信息，迄今为止报告。在最直接的解释中，kHz QPO提供了对低质量X射线双星中中子星毫秒级自旋速率的直接估计，以及对吸积盘内缘开普勒频率的直接估计。如果是这样的话，吸积盘必须几乎穿透到这些中子星的势阱底部。kHz QPO直接限制了这些中子星的质量和半径，从而限制了高密度物质的状态方程，并可能允许检测主要的强场广义相对论效应，如最内层稳定轨道的存在和框架拖曳。
1997-10-01 astro-ph
Precise Measurements of the Kilohertz Quasi-Periodic Oscillations in 4U 1728-34
我们分析了1996年和1997年由罗西X射线定时探测器进行的低质量X射线双星和环礁源4U 1728-34的17次观测。我们获得精确的测量的频率的两个同时千赫兹准周期振荡（kHz QPO）在这个源。我们发现，两个QPO，$Δν$之间的频率分离，总是显着小于在X射线爆发期间，在这个源中看到的近相干振荡的频率，即使在最低的推断质量吸积率，当$Δν$似乎达到其最大值。我们还发现，$Δν$显著降低，从$349.3 \pm 1.7$ Hz到$278.7 \pm 11.6$ Hz，因为较低频率kHz QPO的频率从615增加到895 Hz。这是第一次，kHz的QPO峰分离的变化被测量在一个源，显示近相干振荡在突发。
1999-03-19 astro-ph
X-ray outburst of CI Cam/XTE J0421+560: RXTE observations
本文介绍了1998年4月初用Rossi X射线计时探测器对XTE J 0421 +560 X射线瞬变的观测结果。由ASM全天空监视器获得的光变曲线显示，该物体的光度异常快速地下降。对主成分分析和HEXTE实验的系列观测结果进行了详细的研究。两个发射线区域的能量约6.5 keV和约8 keV的光谱中已经提到。讨论了在相对论等离子体射流中产生所观察到的辐射的可能性。与已知的银河系喷流源SS 433有一些相似之处。
1999-05-05 astro-ph
Discovery of kilohertz quasi-periodic oscillations and state transitions in the low-mass X-ray binary 1E~1724-3045 (Terzan 2)
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）的正比计数器阵列对低质量X射线双星1 E ~1724- 3045进行了99个点观测，研究了其快速X射线时间变，首次包括了该源在岛状和香蕉状状态下的观测，证实了该源的环礁性质。我们报告发现的千赫兹准周期振荡（kHz QPO）。虽然我们有5个检测到较低的kHz QPO和一个检测到较高的kHz QPO，在没有一个观测中，我们同时检测到两个QPO。通过比较不同环礁源中kHz QPO的均方根振幅与能量的依赖关系，我们得出结论，该信息不能用于明确识别千赫兹QPO，如以前所认为的。我们发现Terzan~2在不同状态下表现出与其他中子星低质量X射线双星（LMXB）相似的计时行为。我们研究了2004年2月和2005年10月之间观察到的通量转换，并得出结论，他们是由于吸积率的变化。
2008-06-25 astro-ph
Discovery of Two Simultaneous Kilohertz QPOs in the Persistent Flux of GX 349+2
我们报告了在GX 349+2的持续通量中发现两个同时的准周期振荡，频率为712 +/- 9和978 +/- 9 Hz，均方根幅度分别为1.25% +/- 0.34%和1.34 +/-0.32%。在我们使用罗西X射线定时探测器进行的152 ks观测期间，GX 342+2处于正常分支或耀斑分支中，标称2-60 keV RXTE-PCA波段的计数率范围从8，000 cps的下限到15，000 cps的上限。只有当源位于正常分支的顶部时，当计数率约为8，200 cps时，对应于2-10 keV带中1.4E-8 ergs/cm**2/s的通量时，才观察到kHz QPO。有了这份报告，现在kHz QPO已被观察到在所有6个Z源。
1998-04-22 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
Highlights from RXTE after 2.5 Years: Neutron-star Spins at KiloHertz Frequencies, Microquasars and More
Rossi X射线定时探测器（RXTE）卫星于1995年12月30日发射。它在致密物体及其周围环境方面作出了重大贡献。宽波段光谱和短时间尺度的时间研究正在探索广义相对论在强引力范围内的影响。我们提出了一个简短的大纲的主要贡献，然后给出了一个一般概述的两个新领域的X射线天文学已被RXTE证明是非常富有成效的：吸积中子星与毫秒自旋周期和微类星体。前者涉及低质量x射线双星的自旋演化和中子星的状态方程，而后者则有助于了解星系黑洞双星系统中的盘喷流相互作用。
1999-01-13 astro-ph
RXTE observations of XTE J1550-564 during its 2000 outburst
我们报告的时间和光谱观测的微类星体XTE J1550-564在其2000年爆发的罗西X射线定时实验（RXTE）。我们研究的光谱特性的源在上升到爆发和其下降。我们观察到从一个低硬态过渡到一个中间状态，反之亦然，源返回到静止之前。我们表明，第一过渡可能反映了发射介质的相对重要性的变化，而不是总吸积率的变化，相反的第二过渡。我们研究了源的时间特性，并跟踪了低频准周期振荡（QPO）的演化。
2002-05-21 astro-ph
Discovery of a Second Kilohertz QPO in the X-ray Binary 4U 1735-44
在Rossi X射线定时探测器的观测中，我们在低质量X射线双星和环礁源4U 1735 - 44中发现了两个同时出现的准周期振荡（QPO）峰。较低和较高频率的QPO分别具有在632和729 Hz以及982和1026 Hz之间变化的频率。分数均方根幅度为3.7至8.1%和5.0至5.8%。两个QPO之间的频率间隔从341 ± 7 Hz变为296 ± 12 Hz。在我们的观测过程中推断的质量吸积率相对较低，在以前的观测中，只有一个QPO存在。有微弱的证据表明，QPO的频率与质量吸积率相关，如在其他双星中观察到的。记录了5个X射线爆发，没有可检测到的振荡，均方根分数的上限为4%至13%。
1998-09-30 astro-ph
Discovery of microsecond time lags in kilohertz QPO
使用Rossi X射线定时探测器，我们在4U 1608-52中测量了4-6 keV和11-17 keV之间的830 Hz准周期振荡（QPO）中的27微秒时间延迟，高能光子落后于低能光子，并发现在4U 0614+091中，在730 Hz QPO中，在2-6.5 keV和6.5-67 keV之间的时间延迟的上限为45微秒，在8.7- 67 keV之间的时间延迟的上限为30微秒。4U 1636-53中870 Hz QPO中的12.4 keV和12.4-67 keV。在4U 1608-52和4U 1636-53中，我们还发现不同能量下QPO之间的交叉相干函数> 0.85，置信度为95%。如果低能X射线在一个光学深度为几的区域中的康普顿上散射是造成延迟的原因，那么康普顿上散射区域的大小在几公里到几十公里之间。
1997-04-24 astro-ph
KiloHertz quasi-periodic oscillations difference frequency exceeds inferred spin frequency in 4U 1636-53
最近的观测低质量的X射线双星4U 1636-53与罗西X射线定时探测器显示，第一次，一个千赫准周期振荡（kHz QPO）的峰值分离，超过了中子星的自旋频率，从爆发振荡推断。这强烈地挑战了在低质量X射线双星中发现的kHz QPO的声波点拍频模型。我们检测到两个同时kHz QPO的频率间隔为323.3+-4.3 Hz的平均傅立叶功率谱的观测，在2001年9月和2002年1月。较低kHz QPO频率在644 Hz和769 Hz之间变化。在该源的先前观测中，当较低kHz QPO频率为~900 Hz时，峰值分离频率为~250 Hz。爆发振荡发生在4U 1636-53中，频率约为581 Hz，可能为该频率的一半（290.5 Hz）。这是第一个观察到峰值分离频率从小于（一半）脉冲串振荡频率变为大于脉冲串振荡频率的源。这一观察结果与之前所有的声点拍频模型相矛盾，除了4U 1636-53中的圆盘从顺时针切换到逆时针的情况。
2002-06-24 astro-ph
Dependence of the Frequency of the Kilohertz Quasi-Periodic Oscillations on X-ray Count Rate and Colors in 4U 1608-52
我们提出了新的观测结果的基础上进行的观测与罗西X射线定时探测器在衰变的爆发的低质量X射线二进制（LMXB）和环礁源4U 1608-52。至少在4 U 1608-52中，我们的结果似乎解决了有关千赫兹准周期振荡（kHz QPO）现象学的长期问题之一，即kHz QPO的频率与频率之间缺乏独特的关系。X射线通量。我们发现，尽管其复杂的依赖于X射线通量，kHz QPO的频率是单调相关的颜色-颜色图中的源的位置。我们的研究结果加强了这样一种想法，即在Z源的情况下，在环礁源的X射线通量不是$\dot M$的一个很好的指标，并在LMXB中观察到的kHz QPO频率的变化是由$\dot M$的变化驱动的。这些结果引起了人们对最近报道的4U 1820-30最内层稳定轨道上轨道频率的探测的关注。
1998-11-17 astro-ph
Quasi periodic oscillations in XTE J0111.2--7317, highest frequency among the HMXB pulsars
本文报道了1998年12月在高质量X射线双星（HMXB）脉冲星XTE J0111.20-7317的一次瞬时爆发中发现的准周期振荡（QPO）。利用Rossi X射线定时探测器的正比计数器阵列在这次爆发的第二个峰值和下降阶段的观测，我们发现了一个频率为1.27 Hz的QPO特征。我们已经排除了观测到的QPO可能来自邻近的明亮X射线脉冲星SMC X-1的可能性。这是在任何HMXB脉冲星中探测到的最高频率QPO特征。在X射线光谱中没有回旋吸收特征的情况下，QPO特征以及脉冲周期和X射线通量测量测量有助于我们约束中子星的磁场强度。
2007-03-09 astro-ph
XTE J1739-302: An Unusual New X-ray Transient
在1997年8月12日Rossi X射线定时探测器（RXTE）上的正比计数器阵列（PCA）发现了一个新的X射线瞬变，命名为XTE J1739-302。虽然它是活动时银河系中心区域最亮的源（在2 ~ 25 keV的能量范围内，约为3.0 x 10^-9尔格/cm 2/s），但它只在那一天被观测到，在9天前或2天后都无法探测到。在其他波长上没有已知的对应物，而且它靠近银河系中心，由于来源混乱和灭绝，这种识别将变得困难。X射线的光谱和强度表明，这是一个Be/中子星双星的巨大爆发，尽管没有观测到脉动，而且爆发时间比这些系统通常的短。
1998-05-13 astro-ph
Sonic-Point Model of Kilohertz Quasi-Periodic Brightness Oscillations in Low-Mass X-ray Binaries
利用Rossi X射线定时探测器在15颗低质量双星系统中的中子星的X射线辐射中发现了频率在300 Hz ~ 1200 Hz之间的强相干准周期亮度振荡（QPO）。在15个源中的12个中检测到了频率相差250到350赫兹的两个同时发生的千赫兹QPO。在这里，我们提出了一个模型，这些QPO。在这个模型中，X射线源是一颗中子星，其表面磁场为10^7 ~ 10^10 G，自旋频率为几百赫兹，通过开普勒圆盘吸积气体。千赫QPO对中较高频率的QPO的频率是开普勒流内边缘声波点附近半径处的开普勒频率，而较低频率的QPO的频率大约是声波点附近半径处的开普勒频率与恒星自旋频率之间的差。这个模型自然地解释了千赫兹QPO的许多特性，包括它们的频率、振幅和相干性。我们表明，如果频率较高的QPO在一对的轨道频率，在音速点模型，这些QPO的频率地方有趣的上界的质量和半径的中子星在千赫兹QPO源，并提供新的约束在高密度的物质状态方程。对这些QPO的进一步观测可能会为边缘稳定轨道的存在提供令人信服的证据，证实广义相对论在强场区域的关键预测。
1998-09-28 astro-ph
Frequency Variation of the Kilohertz Quasi-periodic Oscillations and the Flux of the Band-limited Noise in Scorpius X-1
利用{ \it Rossi X射线定时探测器（RXTE）}对最亮中子星天蝎座X-1的水平支（HB）和上正常支（NB）同时观测到的0.5- 16 Hz范围内的kHz准周期振荡（QPO）和带限噪声（BLN）进行了研究。我们发现双kHz QPO频率与HB上BLN时间尺度上发生的通量变化正相关，与先前报道的NB上正常分支振荡（NBO）时间尺度上的反相关相反，这表明尽管它们沿着颜色-颜色轨道顺序发生，BLN和NBO是不同的起源。我们还表明，双kHz QPO之间的频率分离的BLN时间尺度上的$2\sim~3$ Hz的流量减少的证据，这是一致的，在较长的时间尺度上的Z源跟踪HB的趋势。这进一步表明，与BLN相关的流量变化源于盘吸积流中的质量吸积率变化。我们讨论了这些结果对我们理解BLN的影响。
2008-09-12 astro-ph
Kilohertz Quasi-Periodic Oscillation Peak Separation is not Constant in the Atoll Source 4U 1608-52
我们提出了新的罗西X射线定时探测器观测的低质量X射线双星4U 1608-52在其1998年爆发的衰变。我们检测的直接FFT方法的第二千赫准周期振荡（kHz QPO）在其功率密度谱的存在下，以前只看到通过灵敏度增强的“移位和添加”技术。这个结果证实4U 1608-52是一个双kHz QPO源。这两个QPO之间的频率间隔显著减小，从325.5 +/- 3.4 Hz减小到225.3 +/- 12.0 Hz，因为较低kHz QPO的频率从470 Hz增加到865 Hz，这与简单的拍频解释相矛盾。kHz QPO的峰值分离的这种变化与之前在Sco X-1中看到的非常相似，但是发生在平均亮度低十倍的地方。我们讨论了这一结果的框架内，已提出的kHz QPO模型。拍频模型中的峰值分离与中子星的自旋速率，以及先前提出的解释类似的行为在天蝎座X-1，强烈挑战这一结果。
1998-07-28 astro-ph
The Orbit and Position of the X-ray Pulsar XTE J1855-026 - an Eclipsing Supergiant System
利用Rossi X射线定时探测器上的正比计数器阵列的观测，获得了X射线双星XTE J1855-026的脉冲定时轨道。~ 16 Mo的质量函数和一次扩展的近全蚀的探测证实了主星是一颗超巨星。轨道偏心率被发现是非常低的最佳拟合值为0.04 +/- 0.02。使用RXTE的全天监视器获得的改进和扩展的光变曲线，轨道周期也被修正为6.0724 +/- 0.0009天。ASCA卫星的观测提供了一个改进的R.A.源位置。= 18 h 55 m 31.3s}，下降= -02o 36' 24.0”（2000），估计系统不确定度小于12”。在ASCA的观测中，还发现了一个偶然的新来源，AX J1855.4-0232。
2002-07-08 astro-ph
Discovery of KiloHertz Quasi-Periodic Oscillations in the Z source GX 5-1
利用Rossi X射线定时探测器在明亮的低质量X射线双星和Z源GX 5-1中发现了两个同时发生的kHz准周期振荡（QPO）。在X射线颜色-颜色和硬度-强度图中，描绘出清晰的Z轨迹，该轨迹在观测之间移动。两个kHz QPO的频率分别从水平支左侧的~215 Hz和~500 Hz增加到正常支上部的~700 Hz和~890 Hz。随着频率的增加，高频kHz QPO的FWHM和均方根幅度（8.6-60 keV）分别从300 Hz下降到30 Hz和从6.6%下降到2.4%。低频kHz QPO（50-100 Hz和3-4% rms）的半高宽和振幅与Z轨道上的源位置无关。kHz QPO分离与恒定在298+/-11 Hz一致。与kHz QPO同时检测到频率在18和56 Hz之间的水平分支振荡（HBO）。
1998-06-03 astro-ph
Kilohertz quasi-periodic oscillations in low-mass X-ray binaries
1996年初，美国宇航局的罗西X射线计时探测器开始了一系列新的发现，直到当时未知的天体物理现象。事实证明，吸积的低磁场中子星在其X射线通量中表现出准周期振荡，其频率高达一千赫兹以上。这些kHz的QPO，现在从11个不同的系统中报告，是天空中最快的现象之一，可以为我们提供关于中子星基本性质的新信息，并帮助测试强场区域的广义相对论。例如，如果它们的频率可以与围绕1.4太阳质量的中子星运行的物质的开普勒频率相一致，那么恒星的半径必须小于15公里，这直接限制了体核密度物质的状态方程，而对于一个稍微紧一点的轨道或稍微重一点的中子星来说，轨道半径将等于史瓦西几何的一般公式，相对论性边缘稳定轨道（1.4太阳质量物体为12.5公里）。到目前为止，为解释这一新现象而提出的所有模型都遇到了问题。在本文中，我回顾了相对简单和高度暗示的现象学，因为它已经出现了从数据到现在，并讨论了一些建议的模型。
1997-04-28 astro-ph
Correlations between Low-Frequency QPOs and Spectral Parameters in XTE J1550-564 and GRO J1655-40
利用Rossi X射线定时探测器获得的观测结果，我们研究了黑洞候选者XTE J1550-564和GRO J1655-40的0.08-22 Hz可变频率QPO的性质与X射线光谱参数之间的相关性。将光谱拟合到包括多温度黑体盘和幂律分量的模型。我们发现，QPO的频率和振幅与频谱参数有很好的相关性，虽然XTE J1550-564的相关性通常与GRO J1655-40的相关性相反。有一个例外：这两个来源表现出一般的增加，在QPO频率的磁盘通量增加（或作为通过磁盘的质量吸积率增加）。此外，只有当幂律分量贡献超过2-20 keV通量的20%时，才能观察到这些QPO，这表明圆盘和幂律分量都与QPO现象有关。
1999-10-28 astro-ph
Do High Frequency QPOs Depend on Phase of Low Frequency QPOs in XTE J1550-564 ?
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）在MJD 51241上的观测，研究了X射线双星黑洞J1550-564中高频准周期振荡（~284 Hz）与低频准周期振荡（~6 Hz）相位的关系.通过选取6 Hz QPO时间尺度上光变曲线中的局部极大值和局部极小值，我们发现相应的高频QPO频率在1.5 σ内是一致的。然而，最大值和最小值的平均中心QPO频率比在整个观测中获得的平均高频QPO频率低约2.0 σ。这勉强表明，高频QPO可能在短时间尺度上的频率变化。我们简要讨论这些结果及其后果。
2002-07-30 astro-ph
X-Ray Observations of XTE J1550-564 During the Decay of the 2000 Outburst - II. Timing
我们用Rossi X射线定时探测器（RXTE）研究了XTE J1550-564在2000年爆发衰变过程中向硬态跃迁的时间行为。我们在一次观察中检测到65 Hz的高频QPO，分数均方根幅度为4.9%。这是第一次在爆发衰变期间向硬态过渡时检测到高频QPO。我们还观察到在0.36-4.1 Hz范围内的低频QPO和丰富的非周期性变化。在衰变过程中的时间特性的变化是非常相似的状态转换观察到的其他来源。我们发现在连续谱中QPO频率和突变频率之间存在相关性。我们调查的QPO的均方根振幅的能量依赖性。我们将这些时间特性与以前观察到的XTE J1550-564和其他银河系黑洞候选者进行了比较，并讨论了QPO模型和黑洞吸积的影响。
2001-08-07 astro-ph
Quasi-Periodic Oscillations from Low-Mass X-Ray Binaries with Neutron Stars
在罗西X射线计时探测器（RXTE）发射之前，人们认识到中子星吸积盘可以向内延伸到非常接近中子星表面的地方，因此受毫秒时标的控制。以前的任务缺乏探测它们的灵敏度。RXTE发现的千赫兹准周期振荡（QPO）经常但不总是在X射线通量中很明显。在8年的时间里，RXTE在100个含有中子星的低质量X射线双星（LMXB）中的四分之一发现了千赫信号。所观察到的功率谱具有简单的主导特征，两千赫兹振荡，低频振荡和带限白噪声。它们随着其他源特性的变化而系统地变化，并提供了与模型预测进行比较的可能性。来自毫秒双星的新信息解决了QPO与自旋关系的一些问题。相干性、能谱和时滞测量表明了系统行为，这些行为应能约束机制。
2004-02-21 astro-ph
Discovery of Kilohertz QPOs in the Atoll X-Ray Binary 4U 1705-44
在Rossi X射线定时探测器的观测中，我们发现了4U 1705-44在1 kHz附近的准周期振荡（QPO）。4U 1705-44是一个低质量的X射线双星，其中子星被归类为环礁源。在六个单独的观测中，我们检测到一个QPO的频率范围在770和870 Hz之间，并在整个检测器的能量带的4%的均方根分数。有证据表明，在一个时间间隔内，在1073 Hz处存在第二次QPO。两个QPO的频率间隔为298 ± 11 Hz。QPO只存在于质量吸积率被推断为处于中间水平的观测中，基于环礁源现象学。在最高的吸积率，QPO没有检测到的均方根分数的上限约为2%。在最低的吸积速率下，上限约为4%。QPO的频率增加推断的质量吸积率。这在QPO频率由吸积盘内缘的运动产生的模型中是可以预期的。增加的质量吸积率导致盘边缘向内移动，增加了轨道频率。观察到五个I型X射线爆发，没有可检测到的振荡。
1998-03-03 astro-ph
Long Term Spectral and Timing Behavior of the Black Hole Candidate XTE J1908+094
利用Rossi X射线定时探测器正比计数器阵列对XTE J1908+094在2002年和2003年初的两次爆发进行了观测，给出了XTE J1908+094的长期X射线光变曲线、详细的光谱和定时分析。在第一次爆发的开始，源被发现在一个光谱低/硬状态持续约40天，随后三天长的过渡到高/软状态。2002年4月6日，源通量（2 $-$ 10 keV）达到$\sim$ 100 mCrab，然后迅速衰减。在功率谱中，我们检测到强的带限噪声和变化的低频准周期振荡，从~0.5 Hz到~5 Hz的源的初始低/硬状态。我们发现，第二次爆发非常类似的光谱演变的第一。X射线瞬变的整体爆发特征使我们将XTE J1908+094归类为黑洞候选者。在这里，我们也得到精确的X射线位置的源使用钱德拉观测期间进行的第一次爆发的衰变阶段，并在第二次爆发。
2004-03-22 astro-ph
Observations of the Optical Counterpart to XTE J1118+480 During Outburst by the ROTSE-I Telescope
X射线新星XTE J1118+480在2000年早期有两次爆发。根据罗西X射线计时探测器（RXTE）的探测，第一次爆发开始于1月初，第二次爆发开始于3月初。机器人光学瞬态搜索实验（ROTSE）对北部天空的常规成像显示了两次爆发期间XTE J1118+480的光学对应物。这些数据包括2000年1月至6月的60多个时期。ROTSE数据档案的搜索显示，在1998年4月至2000年1月期间，在选定的数据中没有这个源以前的光学爆发。虽然XTE J1118+480的X射线与光通量之比在两次爆发期间都很低，但我们认为它们是完整的X射线新星，而不是基于与类似源的比较的小型爆发。在2000年3月爆发期间进行的ROTSE测量也表明，在RXTE测量的X射线发射之前大约10天，光通量迅速上升。利用这些结果，我们估计爆发前的吸积盘的内截断半径为1.2 × 10^4史瓦西半径。
2001-05-24 astro-ph
Timing Features of the Accretion--driven Millisecond X-Ray Pulsar XTE J1807--294 in 2003 March Outburst
为了探讨盘内流的活动及其对中子星表面辐射的影响，利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对毫秒X射线脉冲星XTE J1807- 294的观测数据进行了定时分析，重点研究了其在X射线强度、硬度比、脉冲轮廓和功率密度谱等方面的相关行为.在2003年3月的一次衰减爆发的顶部，观测到该源有一系列广泛的“微小”耀斑，时间尺度为数小时至数天。在耀斑中，光谱被软化，脉冲轮廓变得更加正弦。发现千赫兹准周期振荡（kHz QPO）的频率与耀斑中的X射线计数率呈正相关。耀斑中观察到的这些特征可能是由于吸积流的不均匀性造成的。在$\sim 2%-14%$的范围内，分数脉冲幅度随耀斑强度的增加而增加，与毫秒X射线脉冲星XTE J 1814 - 338的热核爆发相当，而在正常状态下，分数脉冲幅度保持在6.5%左右。“微小”耀斑脉冲轮廓的这种显着变化可能反映了内盘吸积区物理参数的变化。此外，我们注意到kHz QPO频率和分数脉冲幅度之间的总体正相关性，这可能是第一个证据，表明中子星表面发射特性对盘流不均匀性非常敏感。在爆发振荡研究中应谨慎考虑这种影响。
2006-02-24 astro-ph
Relativistic Iron Emission and Disk Reflection in Galactic Microquasar XTE J1748-288
我们报道了银河系微类星体XTE J1748-288在1998年6月~1998年爆发期间的甚高、高、低态X射线谱中Fe K-α荧光线特征和盘反射的证据。光谱分析的数据收集整个爆发的罗西X射线定时探测器正比计数器阵列。高斯线，相对论盘发射线，电离盘反射模型拟合的数据。在非常高的状态下，线的轮廓出现强烈的红移，从最内部的稳定轨道周围的最大旋转克尔黑洞盘发射一致。在高态，谱线轮廓红移较小，并且越来越突出。低态线轮廓非常强（约0.5 keV等效宽度），中心在6.7 +/- 0.10 keV;盘线发射模型拟合表明，在这种状态下，盘的内边缘在约20到约100个引力半径之间波动。磁盘反射分数跟踪通过爆发;从电离磁盘的反射是优选的VHS和HS，并从一个相对中性的磁盘的反射是优选的LS。我们讨论了我们的研究结果的影响，在XTE J1748-288的二元系统动力学和吸积流几何。
2000-08-24 astro-ph
Iron-line and continuum flux variations in the RXTE spectra of the black-hole candidate XTE J1650-500
我们提出的光谱拟合的结果57点观测银河系黑洞候选人和X射线瞬态XTE J1650-500，与罗西X射线定时探测器在2001年时，源是在从硬态过渡到软态。在这些光谱中检测到一个强大的和可变的Fe K-α发射线。线通量以非线性方式随硬X射线通量变化，这与简单圆盘反射模型的预测明显矛盾。我们观察到的整体趋势的变化，符合连续X射线光谱和快速X射线变异的变化。铁线通量与硬X射线通量的变化是一致的反射模型，考虑高光盘电离状态的预测，并与模型，认为重力光弯曲效应。在光谱最硬的观测中，铁线通量和硬X射线通量之间的反相关性以及铁线能量的微弱变化（如用XMM-牛顿和BeppoSAX观测到的那样）略微有利于光弯曲解释。
2005-04-07 astro-ph
Discovery of twin kHz quasi-periodic oscillations in the high galactic la titude X-ray transient XTE J2123--058
我们报告了在新的X射线瞬态XTE J2123-058的持续X射线通量中发现的双kHz准周期振荡（QPO）。1998年7月14日，我们在Rossi X射线定时探测器上用正比计数器阵列采集的数据中探测到了QPO，当时源计数率约为爆发峰值水平的50%。QPO的频率为853+/-4 Hz和1129+/-8 Hz。峰宽为32（+11/-8）Hz和50（+17/-13）Hz，均方根振幅分别为6.1%（+0.7/-0.6）和6.5%（+0.9/-0.8）。QPO频率随计数率略有增加，振幅随光子能量略有增加。根据颜色-颜色和硬度-强度图中的外观、低频功率谱和kHz QPO的强度，该系统可以被归类为环礁源。源显示了五个I型X射线爆发。到源的距离估计约为10（5-15）千秒差距，加上银河系的高纬度36.2度，表明源位于星系晕内。
1999-01-13 astro-ph
Discovery of a New 89 Second X-ray Pulsar XTE J1906+09
本文报道了在Rossi X射线定时探测器对中心位于RA（J2000）= 19 hr 05 m 43 s和Dec（J2000）= +08 deg 58 arcmin 48 arcsec的低银河纬度场的观测中发现的一个新的脉动X射线源。RXTE上的PCA和HEXTE仪器都探测到了显著的脉动，基本周期为89.17 +/- 0.02秒，在2-10 keV的功率谱中也可以看到更高的谐波。折叠的光曲线从源是多峰在较低的能量，并改变为单峰形态以上~20 keV。从源的相位平均光谱是很好的拟合强吸收功率定律或热韧致辐射的光子指数1.9 +/- 0.1或温度19.5 +/- 4.6 keV，分别光谱模型。中性氢柱的平均密度约为10^23 cm^-2，表明其与源的距离大于10 kpc，2-10 keV X射线的最小亮度为2*10^{35}尔格·秒^{-1}。通过与其他具有相似周期和光度的恒星的比较，我们认为XTE J1906+09有一个超巨星伴星，它的洛希瓣是欠填充的。我们进一步推测，一个特殊的M星双星系统中的M星之一可能是伴星。
1998-05-28 astro-ph
Discovery of Two Simultaneous Kilohertz Quasi-Periodic Oscillations in KS 1731-260
在1996年8月1日用Rossi X射线定时探测器对低质量X射线双星KS 1731-260的观测中，我们发现了898.3+/-3.3Hz和1158.6+/-9.0Hz的两个同步准周期振荡（QPO）。较低频率QPO的均方根振幅和FWHM分别为5.3+/-0.7%和22+/-8 Hz，而较高频率QPO的均方根振幅和FWHM分别为5.2+/-1.0%和37+/-21 Hz。在较低的质量吸积速率下，两个QPO都是可见的，在稍高的质量吸积速率下，较低频率的QPO消失，较高频率的QPO的频率增加到~1178 Hz。在最高的推断质量吸积率，这QPO是只有边缘检测（2.1西格玛）接近1207赫兹，这是迄今为止在X射线双星观测到的最高频率。QPO之间的频率差（260.3+/-9.6 Hz）等于在该源中I型爆发中观察到的振荡频率的一半（523.92+/-0.05 Hz，Smith，Morgan和Bradt 1997）。这表明中子星的自旋频率为261.96 Hz（3.8 ms），较低频率QPO是较高频率QPO（可能是中子星周围的优选轨道频率）与中子星自旋之间的差拍。在1996年8月31日的观测中，我们在26.9+/-2.3 Hz处探测到了另外一个QPO，其半高宽和均方根振幅分别为11+/-5 Hz和3.4+/-0.6%。
1997-04-21 astro-ph
XTE J1946+274 = GRO J1944+26: An Enigmatic Be/X-ray Binary
XTE J1944 +274 = GRO J1944+26是一颗15.8 s Be/X射线脉冲星，于1998年9月由康普顿伽马射线天文台（CGRO）的爆发和瞬变源实验（BATSE）和罗西X射线定时探测器（RXTE）的全天监视器（ASM）同时发现。在这里，我们提出了新的结果从BATSE和{ \em RXTE}，包括脉冲定时分析，光谱分析，和证据的吸积盘。我们的脉冲定时分析得到的轨道周期为169.2天，中等偏心率为0.33，并暗示了9.7 M_太阳的质量函数。我们观测到了一个吸积盘的证据，这是一个测量到的自旋上升速率和通量之间的相关性，经过拟合得到的距离估计为9.5 +/- 2.9千秒差距。XTE J1946+274在1998年9月至2001年7月期间仍然活跃，经历了13次未锁定在轨道阶段的爆发。比较RXTE PCA观测从最初的明亮的爆发在1998年和最后一对爆发在2001年，我们发现能量和强度依赖的脉冲轮廓变化的爆发和硬化光谱的强度增加，在较暗的2001年爆发。2001年7月，光学Halpha观测表明，随着X射线爆发的停止，Be盘中出现了密度扰动。我们建议，赤道平面的Be星是倾斜的轨道平面在这个系统中，这种倾斜可能是一个因素，在不寻常的爆发行为的系统。
2002-11-06 astro-ph
Variable Quasi Periodic Oscillations during an outburst of the transient X-ray pulsar XTE J1858+034
研究了瞬态吸积X射线脉冲星XTE J1858+034在2004年4 - 5月第二次爆发期间的准周期振荡（QPO）性质。我们使用的观测与正比计数器阵列（PCA）的罗西X射线定时探测器（RXTE）在2004年5月14日至18日，在爆发的下降阶段。在所有的RXTE-PCA观测中，我们在140- 185 mHz的频率范围内检测到低频QPO的存在。我们报道了QPO参数随时间、X射线通量和X射线光子能量的演化。虽然QPO中心频率和瞬时X射线通量之间的相关性不是很清楚的数据，我们指出，QPO频率和一天的平均X射线通量随着时间的推移，在这些观测。我们已经得到了一个明确的能量依赖性的RMS变化的QPO，增加约3%，在3千电子伏至6%，在25千电子伏。X射线脉冲轮廓是单峰正弦曲线，脉冲分数从3 keV时的20%增加到30 keV时的45%。我们发现，类似于以前的爆发，能谱很好地拟合了一个模型，该模型由截止功率定律和铁发射线组成。
2006-02-25 astro-ph
The discovery of a 7-14 Hz Quasi-Periodic Oscillation in the X-ray Transient XTE J1806-246
利用Rossi X射线定时探测器上的正比计数器阵列获得的数据，研究了XTE J1806-246的X射线瞬态的相关X射线谱和X射线定时行为。在X射线色-色图中描绘出两种不同的图案。第一种模式是一个弯曲的分支，这是在爆发的上升和衰减过程中观察到的。这种模式类似于所谓的香蕉分支的低光度中子星低质量X射线双星（LMXB），被称为环礁源。XTE J1806-246在该弯曲分支上的功率谱由幂律和截止幂律分量组成。这些组件的存在和它们对分支上的源的位置的依赖性也与香蕉分支上的环礁源的行为相同。XTE J1806-246在其爆发末期在色-色图上形成斑块状，光谱较硬，功率谱显示出强烈的带限噪声，具有岛状环礁源的特征。第二种模式是在爆发高峰期的唯一观测中描绘出来的。它由一个结构组成，我们解释为由两个不同的分支形成。这种模式类似于高光度中子星LMXB（Z源）的正常燃烧分支。在这次观测中发现的7-14 Hz QPO加强了这种相似性。我们的结论是，如果XTE J 1806 -246是一颗中子星，它很可能是一个环礁源，只有在其爆发的峰值达到足够高的光度水平，以显示QPO的类型，Z源谁在他们的正常和耀斑分支。
1999-04-18 astro-ph
Kilohertz QPO Frequency Anti-Correlated with mHz QPO Flux in 4U 1608-52
我们分析了1996年3月3日获得的低质量X射线双星和环礁源4U 1608-52的{ \it Rossi X射线定时探测器}（RXTE）数据，其中该源同时显示出在840 Hz附近的强单千赫准周期振荡（QPO），以及在低于5 keV的能量下检测到的7.5 mHz QPO。我们发现kHz QPO的频率与mHz QPO的2- 5 keV X射线计数率近似反相关。在平均2- 5 keV计数率变化约60 c/s（4%）的mHz QPO周期期间，平均KHz QPO频率变化约0.6Hz（0.07%）。这与在较长时间尺度上的相同数据中观察到的频率-计数率相关性相反，因此构成了与通量起源相关的频率-通量相关性中的符号反转的第一个示例。这样的符号反转的辐射盘截断模型的情况下，其中的通量变化起源于中子星，但不是由于磁盘吸积率波动预测。结果支持mHz QPO的核燃烧解释，以及kHz QPO频率作为吸积盘内缘轨道频率的指示器的解释。由于准周期核燃烧的通量施加在内盘上的不同的辐射应力导致内盘半径的变化，因此观察到kHz QPO频率和X射线计数率之间的反相关性。X射线计数率相对于kHz QPO频率存在约10秒的时间滞后，这可能是由于中子星上的核燃烧锋面传播远离赤道区所致。
2002-01-21 astro-ph
X-Ray and Optical Observations of XTE J0052-723 a Transient Be/X-Ray Pulsar in the Small Magellanic Cloud
2000年12月27日，在我们用罗西X射线定时探测器进行的常规SMC监测计划中，探测到了周期为4.78秒的强脉动。随后在1月9日和13日进行的旋转观测允许脉冲星的位置定位为RA：0 52 17，Dec：72 19 51（J2000）。爆发持续到1月24日，在此期间获得了7次PCA观测，产生了最大X射线光度~10^38尔格/秒。2001年1月16日，在计算脉冲星位置的基础上，利用南非天文台（SAAO）的1米望远镜对RXTE误差盒进行了光学观测，当时该脉冲源仍处于X射线爆发状态。2001年11月7日，利用SAAO 1.9m对候选Be星进行了光谱观测。只有一颗被光度测定的恒星[MA 93]537显示出明显的H $α$发射，具有双峰线轮廓（EW= -43.3+/-0.7 A，分离速度= 200+/-15 km/s），证实存在大量的星周盘。
2002-10-17 astro-ph
Discovery of KiloHertz Quasi-Periodic Oscillations in 4U 1735-44
我们在Rossi X射线定时探测器的低质量X射线双星和环礁源4U 1735-44的X射线光变曲线中发现了一个接近1150 Hz的单一kHz准周期振荡（QPO）。该峰的均方根幅度为2- 3%，半高宽为6-40 Hz。有迹象表明，当计数率增加时，千赫兹准周期振荡频率从1160赫兹下降到1145赫兹，这与在发现千赫兹准周期振荡的其他环礁源中观察到的情况大不相同。在X射线色-色图和硬度-强度图中，源描绘出了弯曲的树枝（所谓的香蕉树枝），这是以前的仪器所发现的。kHz QPO仅在我们的观测期间源处于最低计数率时被检测到，即在香蕉枝的下部。当4U 1735-44在香蕉枝上部的计数率较高，且相对于香蕉枝下部的质量吸积率较高时，未检测到QPO。除了kHz QPO之外，我们还发现了频率接近67 Hz的低频QPO，以及低于30 Hz的复杂宽峰噪声分量。这种67 Hz的QPO可能与Z源水平分支上观测到的磁层拍频QPO有关。这一想法得到了在4U 1735-44和Z源中发现的频率刚好低于QPO频率的（峰值）噪声的支持。
1998-01-05 astro-ph
KiloHertz Quasi-Periodic Oscillations in GX 17+2
我们在1997年2月6-8日、4月1-4日和7月26-27日用Rossi X射线定时探测器对低质量X射线双星和Z源GX 17+2进行了观测。X射线彩色图显示了清晰的Z轨迹。两个同时kHz的准周期振荡（QPO）存在于每个观察，其频率是很好的相关性的Z轨道上的源的位置。在水平分支（HB）的左端，仅观察到较高的频率峰值，在645+/-9 Hz处，具有5.7+/-0.5%的rms幅度和183+/-35 Hz的FWHM。当源沿Z轨迹向下移动到上法线分支时，kHz QPO的频率增加到1087+/-12 Hz，均方根幅度和FWHM减小到原来的2倍。沿Z轴向下，QPO变得不可检测，均方根上限通常为2.0%。在HB的中途，第二个QPO出现在具有480+/-23 Hz频率的功率谱中。当源沿Z轨迹移动时，该QPO的频率也会增加，在正常分支的一半处高达781+/-11 Hz，而均方根幅度和FWHM大致保持恒定，为2.5%和70 Hz。QPO频率差恒定在293.5+/-7.5 Hz。与kHz QPO同时，我们检测HB QPO（HBO）。HBO和kHz QPO的同时存在排除了磁层拍频模型作为这两种现象中至少一种的解释。
1997-10-01 astro-ph
An abrupt drop in the coherence of the lower kilohertz QPO in 4U 1636-536
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）的存档数据，系统地研究了低质量X射线双星4U 1636 -536在~550 Hz ~~1200 Hz频率范围内的低kHz和高kHz准周期振荡（QPO）的品质因数和振幅的变化.当用品质因数与频率的关系图表示时，上、下QPO遵循两条不同的轨道，这表明它们是不同的现象，尽管不是完全独立的，因为当同时检测到两个QPO的频率差时，它们的频率差保持在中子星自旋频率的一半（581 Hz）的~60 Hz范围内。较低kHz QPO的品质因数随频率增加而增加，在~850 Hz处达到~200的最大值，然后在~920 Hz的最高检测频率处急剧下降到Q~50。在频率对计数率图中也清楚地看到920 Hz处的较低QPO频率的上限。品质因数提供了基础振荡器的相干性的度量。对于指数衰减的正弦激发，观察到的最高Q对应于约0.1秒的振荡器相干时间。所有现有的QPO模型面临的挑战，在解释这么长的相干时间和显着不同的行为的品质因数的上，下QPO报告。因此，很难确定较低QPO在~850 Hz处突变的含义。我们讨论了各种可能的原因，包括相干性的下降最终是由与最内层稳定圆形轨道相关的效应引起的。
2005-05-19 astro-ph
Discovery of a New Transient Magnetar Candidate: XTE J1810-197
本文报道了一颗新的X射线脉冲星XTE J1810-197的发现。这个源是在2003年7月15日由罗西X射线定时探测器（RXTE）在观测软伽马中继器SGR 1806-20时偶然发现的。脉冲星的自旋周期为5.54 s，光谱较软（光子指数~ 4）。我们在2003年1月的早期RXTE观测中发现了这个源。这些数据表明，脉冲星在2002年11月17日至2003年1月23日之间开始了一次短暂的爆发，从那时起，脉冲星一直在减速旋转，高速率的Pdot约为10^-11 s/s，显示出明显的定时噪声，但没有证据表明由于双星伴星而产生了多普勒频移。快的自旋降速和慢的自旋周期意味着超临界磁场B= 3 × 10 ^14 G和年轻的特征年龄< 7600年。这些性质与异常X射线源和软伽马重复源惊人地相似，使其成为可能的新磁星。钱德拉的后续观测提供了一个半径为2”.5的误差圆，在这个误差圆内，1.5米的俄罗斯-土耳其光学望远镜RTT 150发现了一个极限星等R_c=21.5，与最近报道的其他极限一致。该源也存在于ASCA和ROSAT档案数据中，其亮度比2003年观察到的3 mCrab弱100倍。这表明，目前处于与XTE J1810-197的非活动阶段类似的状态的其他X射线源也可能是等待通过类似活动进行检测的未识别磁星。
2003-10-23 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
X-Ray Observations of XTE J1550-564 During the Decay of the 2000 Outburst - I. Chandra and RXTE Energy Spectra
我们报告的X射线能谱的黑洞候选者（BHC）的X射线瞬态XTE J1550-564在2000年爆发的衰变过程中的演变。罗西X射线计时探测器（RXTE）和钱德拉天文台的观测跨越了近五个数量级的光度。RXTE光谱主要由幂律分量和一个相对较弱的软分量也检测到的前两个观测。在几次观测中，该源在9 E36 erg/s的光度附近过渡到正则硬态，这一点可以通过RXTE能带中软组分通量的下降和幂律组分硬化到光子指数接近1.6来证明。在之前的XTE J1550-564爆发中，幂律没有表现出这种行为。对于一些观察，我们检测到一个高能量的截止，并发现截止是更显着的，在较低的能量在过渡期间比在硬态。硬态的截止能量比大多数以前吸积的BHC所看到的能量更高。Chandra谱为硬态转变后的光谱演化提供了证据。这是很好的，但不是唯一的，描述的幂律与光子指数为2.30^{+0.41}_{-0.48}（90%的信心）和星际吸收。平流为主的吸积流模型预测逐渐光谱软化的光度下降，但我们的观察不允许我们确定光谱的演变是渐进的或突然的。我们用Chandra测量的XTE J1550-564的最低光度为5E 32 erg/s（0.5-7 keV，距离为4 kpc）。虽然这可能不是真正的静态光度，但它代表了这个量的有用上限。
2001-07-25 astro-ph
X-ray Bursts from the Accreting Millisecond Pulsar XTE J1814-338
自发现吸积毫秒脉冲星XTE J1814-338以来，利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）上的正比计数器阵列（PCA）共观测到27次热核爆发。光谱的爆发，以及连续爆发振荡的存在，表明所有的爆发，但其中一个是次爱丁顿。剩余的爆发具有最大的峰值热通量（2.64 x E^-8 erg/sec/cm^2），以及爆发振荡中的间隙，与来自其他来源的艾丁顿有限爆发中观察到的情况类似。假设这个爆发是爱丁顿限制的，我们得到的源距离约为8千秒差距。所有的爆发都在314.4 Hz的自旋频率下显示出相干振荡。爆发振荡与持续脉动有很强的频率和相位锁定。只有两个爆发显示出在爆发开始后的最初几秒钟内频率漂移的证据。在这两种情况下，初始漂移对应于十分之几赫兹的自旋下降。爆发期间的大振荡幅度证实了爆发通量在自旋频率处被调制。我们检测到，第一次，一个显着的第一谐波成分在突发振荡。一次谐波与基波的计数率之比可大于0.25，平均而言，小于持续脉动的计数率。如果脉动来自表面上的单个明亮区域，那么谐波强度表明爆发发射是波束发射的，这可能是由于比非脉冲LMXB更强的磁场。或者，谐波含量可以由具有两个明亮区域的几何形状产生。
2003-08-20 astro-ph
Supporting evidence for the signature of the innermost stable circular orbit in Rossi X-ray data from 4U1636-536
对中子星双星的档案RXTE数据的分析表明，对于几个源，较低的千赫兹准周期振荡（QPO）的品质因数（Q）在超过一定频率时急剧下降。这是广义相对论最内层稳定圆轨道（ISCO）方法的一个可能特征，但这种解释对强引力和致密物质的影响非常重要，因此必须探索其他解释。在这种精神下，门德兹最近提出Q从根本上取决于质量吸积率（通过光谱硬度测量），而不是QPO的频率。我们测试这个假设4U 1636 -536通过精确测量光谱颜色同时与较低的QPO频率和Q校正后的频率漂移，在一个数据集跨越八年的RXTE观测。我们发现，在这个源有没有Q和光谱硬度之间的相关性。特别地，当Q在下降之前达到其最大值时，没有观察到硬度的明显变化。我们对4U 1608 -522进行了类似的分析;另一个源显示其较低kHz QPO的品质因数急剧下降。我们发现，对于这种源，光谱硬度，频率和Q之间的正相关和负相关。因此，如果我们要寻找一个共同的解释急剧下降的品质因数看到在两个来源，光谱硬度不是一个很好的候选人的独立变量，而频率仍然。因此，我们得出结论，ISCO的解释是可行的4U 1636 -536，因此可能为其他。
2007-01-10 astro-ph
Discovery of kilohertz quasi-periodic oscillations in the Z source GX 340+0
我们用Rossi X射线定时探测器在Z源GX 340+0中发现了两个同时发生的kHz准周期振荡。X射线硬度-强度图和颜色-颜色图都显示了一个完整的Z轨迹，其中一个额外的分支从Z的扩张分支分支出来。当质量吸积率增加时，两个峰都向高频移动。两个峰值从水平分支左端的247 +/- 6和567 +/- 39 Hz移动到其右端的625 +/- 18和820 +/- 19 Hz。较高频率峰值的均方根幅度（5-60 keV）和FWHM分别从约5%和383 +/- 135 Hz降至约2%和145 +/- 62 Hz。较低峰的均方根振幅和FWHM在2.5%和100 Hz附近保持恒定。kHz QPO分离与恒定在325 +/- 10 Hz一致。与kHz QPO同时，我们分别在20和50 Hz以及38和69 Hz之间的频率处检测到水平分支振荡（HBO）及其二次谐波。正常支振荡仅在上、中支出现，下支消失。HBO的频率并不在预测的Lense-Thirring（LT）进动的范围内，除非中子星的转动惯量与中子星质量之比至少为4，10^45 gcm ^2/M_sun，或者HBO的频率实际上是次谐波振荡，或者观测到的kHz峰值差是自旋频率的一半而不是自旋频率。在两次观测之间的1.2天间隔期间，硬度-强度图中的Z轨迹移动到更高的计数率约3.5%。通过比较这一位移前后的数据，我们发现HBO的性质是由Z轨道上的位置决定的，…
1998-04-07 astro-ph
ASCA Observation of the New Transient X-ray Pulsar XTE J0111.2-7317 in the Small Magellanic Cloud
新的瞬变X射线脉冲星XTE J0111.2-7317是在1998年11月18日由宇宙学和天体物理学高级卫星（ASCA）观测到的，这是在罗西X射线定时探测器上的正比计数器阵列发现它的几天之后。在0.7- 10.0 keV波段，该源的通量水平为3.6 × 10 ^-10 erg cm^-2 s^-1，如果假设该脉冲星在小麦哲伦星云中的距离为65 kpc，则对应的X射线光度为1.8 × 10^38 erg s^-1。在ASCA观测期间，明确检测到周期为30.9497 +/- 0.0004 s的近正弦脉动。脉冲分数较低，与能量关系不大，平均值为27%。当拟合到简单的幂律型模型时，能谱显示出低于~2 keV的大的软过剩。如果光谱符合"逆破幂律“模型，则软过量被消除，其中低于和高于1.5 keV的破能的光子指数分别为2.3和0.8。当~2 keV以上的光谱由幂律模型化时，软过量也可以由黑体或热韧致辐射来描述。然而，在这些模型中，热软组件需要一个非常大的发射区，因此很难解释所观察到的脉动能量低于2千电子伏。一个明亮的状态的源，使我们能够确定一个弱的铁线功能在6.4千电子伏的等效宽度为50 +/- 14 eV。脉冲相位分辨光谱揭示了轻微硬化的频谱和边缘指示的增加，在脉冲最大值的铁线强度。
2000-03-17 astro-ph
Complete RXTE Spectral Observations of the Black Hole X-ray Nova XTE J1550-564
我们报道了1998-99年爆发期间异常明亮的X射线新星XTE J1550-564的X射线光谱行为。我们的研究是基于209点观测使用的PCA和HEXTE仪器板载罗西X射线定时探测器跨越250天，涵盖了整个双峰喷发，发生在1998年9月至1999年5月。光谱拟合到一个包含黑体圆盘和幂律分量的模型。在黑洞X射线新星的甚高和高/软爆发态中观测到了该源。在非常高的状态下，当幂律分量占主导地位的频谱，观察到内盘半径的变化超过一个数量级，半径减少了16倍，在一天的6.8蟹状耀斑。如果这些观测到的半径中较大的一个被认为是最后的稳定轨道，那么较小的观测到的半径就意味着圆盘的内边缘在事件视界内！然而，我们的结论是，在幂律辐射增加期间观察到的内盘半径的明显变化可能是由圆盘/幂律模型的失败引起的;内盘的实际物理半径可能保持相当恒定。这一解释得到了以下事实的支持：在高态下，当幂律分量较弱时，即使盘通量和总通量变化一个数量级，观测到的盘内半径在120天内保持近似恒定。通过将在高/软态下观测到的近似恒定的内盘半径与Schwarzschild黑洞的最后稳定轨道相等，推断出黑洞的质量为M_BH = 7.4 M_sun（D/6 kpc）（cos i）^{-1/2}。
2000-05-31 astro-ph
First observation of a transition between "parallel tracks" in the kHz QPO frequency vs. intensity diagram
与理论预期相反，罗西X射线计时探测器（RXTE）的观测表明，在X射线双星中，计时特性与X射线光度并不唯一相关。例如，虽然千赫准周期振荡（kHz QPO）的频率与短时间（~几小时）尺度上的X射线通量相关，但在长于一天的时间尺度上，QPO出现在或多或少相同的频率，而光度可能是一个不同的因素。结果是在QPO频率与X射线通量图中的一组几乎平行的轨迹。尽管“平行轨道”是kHz QPO源中的常见现象，但到目前为止，经过RXTE五年的观测，没有看到其中两个轨道之间的单一过渡。在这里，我提出了第一次检测到这样的转变，在4U 1636-53。
2002-07-12 astro-ph
