RXTE & Swift Observations of SWIFT J0513.4--6547
我们介绍了瞬态Be/X射线脉冲星SWIFT J0513.4--6547在2009年爆发和2014年重新增亮期间的\emph{Swift} $-$ XRT和\emph{RXTE} $-$ PCA观测的时间和光谱分析。根据2009年的观测，发现爆发峰值后源的短期自旋上升速率约为Coe等人在爆发峰值时测量的值的一半。当源在2009年至2014年之间静止时，平均自旋-源的下降速率被测量为$\sim 1.52 \times 10^{-12}$ Hz s $^{-1}$，指示假定螺旋桨的$\sim 1.5 \times 10^{13}$高斯的表面偶极磁场状态根据2014年的观测，源的短期自旋下降速率比长期自旋下降速率小两个数量级。源的轨道被发现是圆形的，这是非典型的瞬态Be/X射线二元系统。源的硬度比与3-10 keV波段中高达$8.4\times 10^{36}$ erg s $^{-1}$的X射线亮度相关，而对于更高的亮度，硬度比保持不变。脉冲分数被发现与源通量。源的总体\emph{Swift} $-$ XRT和\emph{RXTE} $-$ PCA能谱同样很好地拟合由黑体和幂律组成的模型以及由具有高能量截止的幂律组成的模型。从使用\emph{RXTE} $-$ PCA获得的脉冲相位分辨光谱和脉冲相位分辨硬度比，表明对于脉冲的两个峰之间的相位，光谱较软。
2015-11-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
XMM-Newton and Swift observations of the Type IIb SN 2011dh in Messier 51
IIb型SN 2011 dh在附近的星系M51（漩涡星系）中爆炸，为我们提供了研究SNe早期高能辐射的最佳实验室之一。我们在这里给出了一个全面的看法SN 2011 dh的X射线特性的分析，两个点XMM-牛顿早期观测以及完整的斯威夫特X射线望远镜（XRT）数据集（163 ks）。由于XMM-牛顿的高吞吐量，我们能够令人满意地拟合X射线光谱与两个热扩散气体成分，包括一个额外的吸收成分，我们的银河系。幂律模型对数据的描述较差。此外，早期的雨燕XRT光变曲线暗示了早期（< 3 d）的通量过剩，这与激波爆发后几天恒星光球层的绝热冷却相一致。
2012-09-04 astro-ph.HE
Spectral Evolution of a New X-ray Transient MAXI J0556-332 Observed by MAXI, Swift, and RXTE
我们报告的光谱演变的一个新的X射线瞬态，MAXI J 0556 -332，观察到的MAXI，雨燕，和RXTE。该源于2011年1月11日（MJD=55572）由MAXI气体狭缝相机全天巡天发现，位于（l，b）=（238.9度，-25.2度），相对远离银河平面。Swift/XRT的后续观测将其与之前未编目的明亮X射线源相鉴别，并导致光学鉴定。MAXI J 0556 -332自问世以来一年多来一直活跃于X射线领域，其2-10 keV的强度超过30 mCrab。MAXI/GSC的数据显示，在最初的五天里，X射线迅速变亮，同时出现了从硬到软的转变。在接下来的约70天里，几乎每天由Swift/XRT和RXTE/PCA获得的0.5-30 keV光谱显示出逐渐硬化，具有较大的通量变化。这些光谱近似的截止幂律与光子指数为0.4-1和高能量指数截止在1.5-5千电子伏，在整个最初的10个月的光谱演变主要是由截止能量的变化表示。为了更加物理化，光谱一致地被解释为来自吸积盘的热发射加上来自中子星周围的边界层的康普顿化发射。这支持了中子星X射线双星的来源鉴定。得到的光谱参数与软态中子星X射线双星的光谱参数一致，其光度大于1.8 × 10^37 erg·s^-1。这表明震源距离大于17千秒差距。
2013-01-10 astro-ph.HE
First simultaneous multi-wavelength observations of the black hole candidate IGR J17091-3624: ATCA, INTEGRAL, Swift, and RXTE views of the 2011 outburst
我们提出的前四个（准）同时无线电（ATCA），X射线（雨燕，RXTE），伽马射线（INTEGRAL）的观测结果的黑洞候选人IGR J17091-3624，在2011年2月和3月进行。X射线衍射分析表明，该源处于硬态，然后过渡到软中间态。我们研究相关的无线电/X射线行为的这个源的第一次。IGR J17091-3624的射电对应物在ATCA的所有四次观测中都被探测到。在硬态，无线电频谱是典型的光学厚同步辐射从一个自吸收紧凑的喷流。在软中间态，光学薄同步辐射的检测可能是由于一个离散的喷射事件与状态转换。IGR J17091-3624在射电与X射线光度图（又称基本面）中的位置与距离大于11 kpc的其他黑洞源的位置是一致的。IGR J17091-3624也是少数几个在状态转换后表现出强烈猝灭的射电辐射源的新成员。利用从硬态光谱跃迁时的估计光度，对典型质量为10 M太阳，我们估计到源的距离在~11和~17 kpc之间，与源的射电行为一致。
2011-08-02 astro-ph.HE
Revealing the broad iron Kalpha line in Cygnus X-1 through simultaneous XMM-Newton, RXTE, and INTEGRAL observations
我们报告的分析广泛的Fe Ka线功能的天鹅座X-1的光谱中的四个同时硬中间态观测与X射线多镜任务（XMM-牛顿），罗西X射线定时探测器（RXTE），和国际伽马射线天体物理实验室（INTEGRAL）。在EPIC-pn相机的修改定时模式下拍摄的XMM-牛顿数据的高质量为研究6.4 keV处加宽的Fe Ka反射线提供了绝佳的机会，具有非常高的信噪比。4- 500 keV的能量范围被用来限制基础的连续谱和更高能量下的反射。我们首先调查的数据，通过应用一个唯象模型，包括指数截止幂律和相对论模糊反射的总和。此外，我们应用一个更物理的方法和模型的照射的吸积盘直接从灯柱几何。所有四个观测结果都显示了自旋为$a\sim 0.9$的黑洞参数的一致值，与最近的反射和盘连续拟合测量结果一致。发现倾斜度为$i\sim30^\circ$，与轨道倾斜度一致，并且不同于在软状态期间进行的倾斜度测量，其显示出更高的倾斜度。我们推测，倾角测量之间的差异是由于在吸积盘的内部区域的变化。
2016-02-28 astro-ph.HE
RXTE/ASM and Swift/BAT Observations of Spectral Transitions in Bright X-ray Binaries in 2005-2010
我们研究了X射线光谱状态的转变，可以看到在长期监测光变曲线的明亮X射线双星从全天监视器（ASM）上的罗西X射线定时探测器（RXTE）和突发警报望远镜（BAT）上的斯威夫特在五年的时间从2005年到2010年。我们应用程序自动识别了ASM和BAT观测到的亮X射线双星的硬-软（H-S）谱态跃迁。我们总共确定了128个硬到软的转变，其中59个发生在2008年之后。在Yu & Yan（2009）的基础上，对近30个明亮的持久和瞬变黑洞和中子星双星的H-S跃迁光度和随后软态的峰值光度进行了更新测量，发现2008-2010年的光谱跃迁的光度相关性和光度范围与2008年以前的光谱跃迁的光度相关性和光度范围基本相同。这进一步加强了这样一种观点，即在银河系X射线双星中发生H-S光谱跃迁的光度是由非稳态吸积参数决定的，例如质量吸积率的变化率，而不是质量吸积率本身。相关性也被发现在单个源4U 1608-52和4U 1636-53的数据中保持。
2010-12-07 astro-ph.HE
The 2009 outburst of accreting millisecond pulsar IGR J17511-3057 as observed by SWIFT and RXTE
第十二颗由吸积提供动力的毫秒脉冲星IGR J17511-3057于2009年9月被发现。在这项工作中，我们研究了它的光谱和时间特性在2009年爆发的基础上Swift和RXTE数据。我们的源的光谱分析表明，只有轻微的光谱形状的演变在整个爆发。在爆发期间，与恒星表面热点相关的铁谱线的等效宽度和黑体辐射的表观面积都显著减小。这与吸积盘随着吸积速率的下降而逐渐后退是一致的。脉冲轮廓分析表明，没有戏剧性的形状演变与脉冲幅度适度下降。这种行为可能是由于吸积柱的足迹向磁极的磁盘撤退的运动。在爆发期间，软能量脉冲和硬能量脉冲之间的时间滞后增加了两倍。吸积激波的质心相对于黑体点的物理位移或与吸积柱结构的变化相关的康普顿化分量的发射率图案的变化可能导致这种演变。我们发现IGR J17511-3057的爆发阶段与SAX J1808.4-3658相似。从“缓慢衰减”到“快速下降”阶段的过渡，与戏剧性的通量减少，也伴随着脉冲相移，这可能是由于增加的内部光盘半径的二次斑点的外观。
2011-06-06 astro-ph.HE
Swift detection of an intermediately long X-ray burst from the very faint X-ray binary XMMU J174716.1-281048
我们报告了雨燕探测到的热核X射线爆发从非常微弱的准持久性中子星X射线二进制XMMU J174716.1-281048，这引发了卫星的爆发警报望远镜（BAT）在2010年8月13日。BAT光谱的分析产生了观测到的辐射热峰值通量~4.5E-8 erg/cm 2/s，由此我们推断源距离<8.4 kpc。斯威夫特的X射线望远镜（XRT）的后续观测表明，该事件的持续时间约为3小时，总辐射能量约为9 E40尔格，这将其归类为中等长度的X射线爆发。这只是第二次从这个来源报道的X射线爆发。对2007-2010年间进行的Swift/XRT观测的检查表明，该系统的2-10 keV吸积光度仅为~ 5E 34 erg/s，假设距离为8.4 kpc。尽管是短暂的，XMMU J174716.1-281048似乎一直持续活跃，因为它在2003年发现。
2011-04-20 astro-ph.HE
XMM-Newton and Swift observations of WZ Sge: spectral and timing analysis
射手座WZ是矮新星的一个子类的原型天体，具有罕见的长时间（超级）爆发，其中白矮星主要从低质量伴星吸积物质。高能观测为更好地理解WZ类Sge双星的盘吸积机制提供了可能性。我们使用档案XMM-牛顿和雨燕数据来表征WZ Sge在静止时的X射线光谱和时间特性。我们进行了详细的定时分析，同时获得的X射线和紫外光曲线与EPIC和OM仪器上XMM-牛顿在2003年。在这项研究中，我们采用了几种技术，包括两条曲线之间的相关性研究。我们还使用EPIC数据以及2011年获得的Swift/XRT数据进行了X射线光谱分析。我们发现，X射线强度在约28.96秒的周期内明显调制，证实了先前发表的初步结果。我们发现WZ Sge的X射线光谱形状在XMM-Newton和Swift观测之间几乎保持不变。然而，在校正了星间吸收后，2003年和2011年的内禀光度估计分别为2.65 × 10 ^ 30 erg/s/cm ^2和1.57 × 10 ^30 erg/s/cm ^2。在雨燕/XRT观测期间，观测到的通量比XMM-牛顿观测到的通量低约2倍，但与2001年爆发前不同时间观测到的静止水平相似。
2014-04-24 astro-ph.HE
XMM-Newton and Swift observations prove GRB 090709A to be a distant, standard, long GRB
GRB 090709 A是雨燕发现的一个长伽马射线暴（GRB），具有明亮的X射线余辉和微弱的红外瞬变，具有非常红色和特殊的颜色。这个爆发引起了人们极大的兴趣，因为在P=8.1 s的瞬发辐射中可能存在准周期性，这表明它可能与标准的长伽玛暴有不同的起源。为了理解这次爆发的性质，我们用XMM-牛顿法得到了一个机会观测的目标。基于XMM-牛顿和雨燕数据的X射线光谱学使我们能够模拟光电吸收相对于银河值的显著过量，这是由于伽马射线暴宿主中位于z=4.2处的大柱密度（约6.5E+22 cm^-2）造成的。这样的图像也与红外瞬变的特性相一致。根据INTEGRAL和Swift数据对瞬时发射进行重新分析，排除了P=8.1 s时的任何显著调制。因此，我们得出结论，GRB 090709 A是一个遥远的、标准的、长的GRB。
2009-12-02 astro-ph.HE
Timescale-dependent X-ray to UV time lags of NGC 4593 using high-intensity XMM-Newton observations with Swift and AstroSat
我们提出了一个140 ks的观测NGC 4593与XMM-牛顿提供同时和连续的PN X射线和OM紫外（UVW 1 2910）光曲线，采样短时间尺度的变化比以前的观测更好。这些观测与先前报道的22天Swift X射线和紫外线/光学监测以及4天AstroSat X射线（SXT）、远紫外线（FUV 1541）和近紫外线（NUV 2632）同时进行，这使得它们与高采样XMM之间的测量滞后。根据XMM，我们发现UVW 1滞后于X射线29.5 $\pm$ 1.3ks，是先前根据Swift监测确定的滞后的$\sim$的一半。重新检查的\textit{Swift}数据揭示了一个双峰滞后分布，长和短滞后的证据。然而，如果我们通过5d宽度的LOWESS滤波来降低Swift光变曲线的趋势，那么只剩下较短的滞后（23.8 $\pm$ 21.2ks）。与PN和SXT相比，NUV观测证实了XMM发现的$\sim$ 30 ks滞后，并且在应用4d滤波以去除长时间尺度分量之后，FUV显示出$\sim$ 23 ks的滞后。由此产生的新UVW 1、FUV和NUV滞后光谱扩展到X射线波段，而不需要额外的X射线到UV滞后偏移，如果UV来自X射线的再处理，则意味着直接照射再处理器。通过参考以前的雨燕和HST滞后测量，我们得到了一个X射线光学滞后光谱同意使用KYNreverb光盘处理代码的模型，假设接受的质量$7.63\ti…
2022-11-18 astro-ph.HE
Timing and X-ray Spectral Features of Swift J1626.6-5156
在本文中，我们使用MJD 53724和MJD 55113之间的RXTE-PCA观测值以及MJD 54897上的Chandra-ACIS观测值（20 ks曝光量）扩展了Baykal等人（2010）对\src的时序分析。我们还提出了这些RXTE和钱德拉观测的X射线光谱分析。我们发现源的上旋速率与X射线通量有关。利用这种相关性，我们估计的距离和表面磁场的源$\sim 15$ kpc和$\sim 9\times 10^{11}$高斯分别。从谱分析中我们发现，幂律指数增加，氢柱密度减少，随着流量的减少。
2011-04-22 astro-ph.HE
Swift, XMM-Newton, and NuSTAR observations of PSR J2032+4127/MT91 213
我们报告了我们最近对PSR J2032+4127/MT 91 213的Swift，NuSTAR和XMM-牛顿X射线和丽江光学观测，PSR J2032+4127/MT 91 213是一个周期为45-50年的伽马射线双星候选者。该系统的近星点预计将在2017年11月，预计会出现keV至TeV的高能耀斑。最近对2015/16年钱德拉和斯威夫特X射线观测的研究表明，它的X射线发射比2013年之前亮了约10倍，可能揭示了脉冲星风和恒星风之间的一些持续活动。我们新的Swift/XRT光变曲线没有显示出单一强烈增亮趋势的强有力证据，而是在每周到每月的时间尺度上有几个强烈的X射线耀斑，其基线缓慢增亮，即低状态。NuSTAR和XMM-Newton观测分别在耀斑和低态期间进行，显示出在耀斑状态期间更密集的环境和更软的幂律指数，这意味着脉冲星风与伴星的更强恒星风相互作用产生耀斑。这些前兆对于研究2017年底近星点通过期间这个极端伽马射线双星的预测巨型爆发至关重要。
2017-05-26 astro-ph.HE
Swift J0525.6+2416 and IGR J04571+4527: two new hard X-ray selected magnetic cataclysmic variables identified with XMM-Newton
IGR J 04571 +4527和Swift J0525.6+2416是在Swift/BAT和INTEGRAL/IBIS勘测中探测到的两个硬X射线源。根据光谱学，它们被认为是中间极性（IP）类型的磁激变变星。IGR J 04571 +4527也显示了1218 s的光学周期，暗示了白矮星的旋转周期，进一步指向IP分类。在这里，我们提出了详细的X射线（0.3-10 keV）的定时和光谱分析与XMM-牛顿，补充硬X射线覆盖范围（15-70 keV）从斯威夫特/BAT。这是第一次在软X射线域中对两个源进行高信噪比观测，使我们能够识别Swift J0525.6+2416（226.28 s）和IGR J 04571 +4527（1222.6 s）的白矮星X射线自旋周期。由多温度光学薄发射与复杂吸收组成的模型充分地适合这两个源的宽带光谱。我们估计IGR J 04571 +4527和雨燕J0525.6+2416的白矮星质量分别约为1.1和1.0太阳质量。上述特征使我们能够明确地将这两种源分类为IP，证实了在硬X射线发射的灾变变星中该子类的高发生率。
2015-07-23 astro-ph.HE
Magnetar Broadband X-ray Spectra Correlated with Magnetic Fields: Suzaku Archive of SGRs and AXPs Combined with NuSTAR, Swift, and RXTE
对2006年至2013年朱雀号观测到的15颗磁星的1-70 keV持续谱进行了研究。结合早期NuSTAR对4个硬X射线发射体的观测，9个天体显示出以$\gtrsim$ 10 keV为主的硬幂律发射，$\sim$ 1- $11\times 10^{-11}$ ergs $^{-1}$ cm $^{-2}$的通量为15- 60 keV。硬X射线亮度$L_{\rm h}$，相对于一个软热表面辐射$L_{\rm s}$，往往变得更高的年轻和强磁化的对象。从以前的研究更新，他们的硬度比，定义为$ξ=L_{\rm h}/L_{\rm s}$，与测得的自旋下降率$\dot{P}$为$ξ=0.62 \times (\dot{P}/10^{-11}\,{\rm s}\,{\rm s}^{-1})^{0.72}$，对应的偶极场强$B_{\rm d}$（$ξ\propto B_{\rm d}^{1.41}$）和特征年龄$τ_{\rm c}$（$ξ\propto τ_{\rm c}^{-0.68}$）的正相关性和负相关性，分别。在我们的样品中，在X射线爆发期间观察到五个瞬态，并将结果与Swift/XRT和RXTE/PCA监测的长期1-10 keV通量衰变进行比较。用地震学中的经验公式近似计算了三次明亮爆发的衰减曲线，表明$\sim$存在10-40 d的平台相。瞬变显示出$L_{\rm s}$ $\sim$…
2017-04-24 astro-ph.HE
XMM-Newton and Swift observations of XTE J1743-363
XTEJ 1743 -363是一个鲜为人知的硬X射线瞬变，它显示出与超巨星快速X射线瞬变类似的短暂而强烈的耀斑。可能的光学对应物显示出类似于M8 III巨星的光谱特性，因此表明XTEJ 1743 -363属于共生X射线双星。在本文中，我们报告的第一个专门的监控活动的源在软X射线范围内与XMM牛顿和斯威夫特/XRT。这些观测结果证实了XTEJ 1743 -363与先前提出的M8 III巨星的联系，并将其归类为共生X射线双星的成员。在软X射线领域，XTEJ 1743 -363显示出高吸收（~6x10^22 cm^-2）和几百秒到几千秒时间尺度上的变化，这是典型的风吸积系统。在XMM-牛顿观测期间记录到了一个相对微弱的耀斑（峰值X射线通量为3x 10 ^-11 erg/cm^2/s），持续时间约为4 ks，并根据风吸积情景进行了解释。
2013-06-07 astro-ph.HE
XMM-Newton and Swift spectroscopy of the newly discovered very-faint X-ray transient IGR J17494-3030
越来越多的低质量X射线双星被发现在非常微弱的X射线光度<1 E36 erg/s（2-10 keV）的吸积。一旦这样的系统是新的X射线瞬态IGR J17494-3030。我们介绍了在2012年发现爆发期间获得的Swift和XMM-牛顿观测结果。雨燕的观测追踪到了爆发的峰值，其亮度达到~7 E35（D/8 kpc）^2 erg/s（2-10 keV）。XMM-牛顿数据是在爆发衰减到~ 8 E34（D/8 kpc）^2 erg/s的强度时获得的。该光谱可以用指数为~1.7的幂律来描述，并且需要一个黑体温度为~0.37 keV的附加软组分（占0.5-10 keV波段总未吸收通量的~20%）。考虑到与非常微弱的中子星低质量X射线双星的高质量光谱的相似性，我们认为IGR J17494-3030中的致密主星是一颗中子星。有趣的是，在约12小时的XMM-牛顿观测期间，源强度迅速下降，这伴随着推断温度的下降。我们解释的软光谱分量所产生的中子星表面由于低水平的吸积，并提出，所观察到的强度下降的质量吸积率下降到中子星的结果。
2013-09-04 astro-ph.HE
HP Cet and Swift J0820.6-2805: two candidate intermediate polars observed by XMM-Newton
我们报告的XMM牛顿观测的HP Cet和斯威夫特J0820.6-2805，两个X射线光子源，是候选人的中间极性类的激变变量的成员。如果HP Cet的历史光学光变曲线在$\simeq 96$分钟处显示出周期性特征，则缺乏对高能带中这种特征的明确识别（除了ROSAT卫星检测到的$\simeq 8$分钟时间尺度上的变化性之外）。通过使用XMM-牛顿存档数据，我们清楚地确定了一个功能（在$\simeq 88$分钟），这是勉强符合文献中报道的双星系统的轨道周期之一。我们还发现了$\simeq 5.6$分钟的时间尺度上的周期性特征的签名。在雨燕J0820.6-2805的情况下，中间极性的性质以前是不清楚的，轨道和白矮星的旋转周期也是未知的。在这里，0.3-10 keV的数据无疑揭示了轨道周期和白矮星自旋分别为$\simeq 87.5$分钟和$\simeq 27.9$分钟。光谱分析表明，HP Cet和Swift J0820.6-280都是欠发光IP子类的成员，因为它们在$0.3-10$ keV波段的光度估计分别为$\simeq 5\times 10^{30}$ erg s $^{-1}$和$\simeq 3.8\times 10^{29}$ erg s $^{-1}$。
2020-08-19 astro-ph.HE
Multiwavelength Observations of LS I +61 303 with VERITAS, Swift and RXTE
我们目前的结果，从一个长期的监测活动的TeV的二进制LSI +61 303与VERITAS在能量超过500 GeV，并在2-10千电子伏的硬X射线波段与RXTE和雨燕，采样9个26.5天的轨道周期之间的2006年9月和2008年2月。VERITAS观测到二进制是可变的，所有综合观测结果在8.8 sigma（2006/2007）和7.3 sigma（2007/2008）的显着水平上检测到500 GeV以上的发射。该辐射源是在活动期间探测到的，其通量值在蟹状星云的5%到20%之间，在一个轨道周期内变化。此外，在2007-2008年观测季节进行的观测显示边际证据（在3.6西格玛的显着性水平）TeV的排放外的apastron通过的紧凑对象周围的Be星。RXTE和Swift同时进行的硬X射线观测显示出很大的变化性，在一个轨道周期内，通量值通常在0.5 ~ 3.0*10^-11尔格·cm^-2·s^-1之间变化。同期的X射线和TeV数据进行检查，它表明，TeV采样是不够密集，以检测两个波段之间的相关性。
2009-04-28 astro-ph.HE
A spectral and timing study of MAXI J1535-571, based on Swift/XRT, XMM-Newton and NICER observations obtained in fall 2017
我们对2017年秋季新探测到的X射线瞬态MAXI J1535-571进行了光谱定时分析。在我们的研究中，我们包括38个Swift/XRT窗口定时模式观测，3个XMM-牛顿观测和31个NICER观测。计算了黑洞瞬变过程中常用的基本图，拟合了功率密度和能谱，研究了谱参数和时间参数的演化。观测到的性质与明亮的黑洞X射线双星（$F_{\mathrm{0.6-10 keV}}^{\mathrm{max}}=3.71\pm0.02\times10^{-7}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$）一致，该双星从低硬态演化到高软态，再回到低硬态。在一些观测中，功率密度谱显示出C型准周期振荡，这进一步证明了MAXI J1535-571在这些观测中处于硬态。不到10天的软状态持续时间非常短，2018年春季的观测表明，MAXI J1535-571进入了第二个（更长）软状态。
2018-10-16 astro-ph.HE
XMM Follow-Up Observations of Three Swift BAT-Selected Active Galactic Nuclei
我们目前的XMM-牛顿观测的三个AGN作为狩猎的一部分，找到非常模糊的康普顿厚AGN。对于大于10^25 cm^-2的暗柱，活动星系核只有在能量低于10 keV时才能通过反射/散射辐射被观测到，其特征是具有平坦的幂律。因此，我们选择了三个对象（ESO 417-G 006，IRAS 05218-1212和MCG-01 - 05 -047）从斯威夫特BAT硬X射线调查目录与斯威夫特X射线望远镜XRT 0.5-10 keV光谱与平坦的幂律指数作为候选康普顿厚源的后续观测与更敏感的仪器XMM-牛顿。然而，XMM光谱，排除反射为主的模型的基础上观察到的Fe K-α线的弱点。相反，光谱是很好的拟合的幂律连续被康普顿薄吸收体掩盖的模型，加上软过剩。这一结果与之前对另外两个BAT探测到的活动星系核的后续观测结果一致。因此，在22个月的BAT目录中，有6个活动星系核具有明显平坦的斯威夫特XRT光谱，所有5个有后续观测的活动星系核都不太可能是康普顿厚度的。我们还介绍了其中两个天体的新光谱，IRAS 05218-1212和MCG-01 - 05 -047。有趣的是，虽然这两个活动星系核有相似的X射线光谱，但它们的光谱却完全不同，这增加了反对活动星系核几何统一模型最简单形式的证据。IRAS 05218-1212在光学上看起来像是塞弗特1，尽管它的X射线光谱显示了约8.5x10^22 cm^-2的视线吸收柱…
2011-05-04 astro-ph.HE
Observations of the recurrent M31 transient XMMU~J004215.8+411924 with Swift, Chandra, HST and Einstein
2010年5月27日钱德拉观测发现M31内的瞬态X射线源XMMU J004215.8+411924再次爆发。我们目前的结果，从我们的四个钱德拉和七个雨燕观测，涵盖了这次爆发。X射线的瞬态行为通常是由以下两种情况之一引起的：在轨道周期中的某些受限相位范围内，来自高质量伴星的质量吸积，或者低质量系统中的盘不稳定性。我们的目标是利用Einstein，HST，Chandra和Swift的观测来确定XMMU J004215.8+411924的性质。我们对2010年5月的光谱进行建模，并使用结果将较暗的Chandra观测以及Swift观测中的强度转换为计数;这些数据用于创建光曲线。我们还估计了1979年1月13日爱因斯坦观测中的通量。此外，我们寻找一个光学对应的HST数据。我们从2006年和2010年爆发的最佳X射线位置是0.3”，距离爱因斯坦源1.6”;这些爆发很可能来自同一个恒星系统。我们没有看到mB < ~25.5的光学对应物的证据;这个新的极限比现有的要暗3.5等。此外，我们没有看到m_V < ~26的V带对应物。局部吸收比银河系的视线高7倍，在V波段提供2个量级的消光。因此M_V > ~ 0.5。与X射线发射光谱相吻合，表明有一个黑洞。我们发现XMMU J004215.8+411924最有可能是一个瞬态LMXB，而不是最初提出的HMXB。虽然我们认为可能是一个黑洞，但其本质尚不清楚。
2010-11-16 astro-ph.HE
The accretion flow to the intermittent accreting ms pulsar, HETE J1900.1-2455, as observed by XMM-Newton and RXTE
利用XMM-Newton和RXTE同步观测资料，对间歇吸积毫秒脉冲星HETE J1900.1-2455的吸积流进行了研究。0.33-50 keV的谱由起源于光学薄τ~1日冕的硬康普顿化分量、被解释为吸积盘发射的软kTin~0.2 keV分量和硬分量的盘反射之和描述。在0.98（1）和6.58（7）keV能量处分别检测到两个发射特征。后者被确定为Fe XXIII-XXV的Kα跃迁。EPIC-pn、EPIC-MOS 2和RGS光谱的同时检测也有利于前者的天体物理起源，前者具有与Fe-Lα和类氦Ne-Kα跃迁相兼容的能量。这两个特征的广泛性表明了一个共同的起源，来自于一个倾角为（30+4°）的吸积盘的反射，并从致密天体向下延伸到Rin=25（+16，-11）的引力半径。然而，EPIC-pn在较低能量下测量的特征强度不能与Fe Kα线的振幅完全一致，这阻碍了用宽带反射模型描述它的可能性，并阻止了可靠的识别。在377.3 Hz的自旋频率下无法检测到脉动，在3-σ c.l.处的上限为0.4%。分数振幅上。我们解释内盘半径估计光谱建模和缺乏显着的检测相干X射线脉动的指示盘吸积流截断的一些机制连接到整体的发展的吸积盘，而不是由中子星磁场。这是兼容的光谱和时间特性的这个源相对于其他的，非脉冲环礁源在硬状态的极其接近的相似性。
2012-12-11 astro-ph.HE
XMM-Newton and Swift Observations of the Seyfert 1 AGN NGC 5940
探测活动星系核（AGN）周围吸积流的物理特性对于理解它们的发射机制以及能够约束它们周围不同区域的几何和可变性特性至关重要。软X射线过剩-通常在$\sim2\,\mathrm{keV}$下方观察到超过占主导地位的X射线幂律连续体-是1型塞弗特活动星系核中常见的一个突出特征，因此很容易为这些系统周围的吸积流机制提供有用的诊断。NGC 5940是一个Seyfert 1活动星系核，它在$\sim2\,\mathrm{keV}$以下显示出强烈的、突出的软X射线过剩，这在它的XMM-牛顿和雨燕观测中都可以看到。模型拟合的数据显示，这一功能可以同样很好地解释电离部分覆盖，热康普顿和模糊的反射模型。虽然其他的模型不能用手头的数据来决定性地排除，但在反射光栅光谱仪（RGS）数据中缺乏显著的宽铁$K_α$以及任何显著的发射/吸收线特征，倾向于支持NGC 5940中软X射线过量的热康普顿化起源。
2022-05-23 astro-ph.HE
Iron K and Compton hump reverberation in SWIFT J2127.4+5654 and NGC 1365 revealed by NuSTAR and XMM-Newton
在过去的五年中，使用XMM-牛顿望远镜在0.3-10 keV能量范围内对吸积超大质量黑洞进行了一系列X射线反射滞后测量。在这项工作中，我们使用的NuSTAR望远镜扩展的滞后分析，以更高的能量为两个塞弗特星系，SWIFT J2127.4+5654和NGC 1365。X射线反射滞后是由于光在直接连续辐射和电离吸积盘内半径的再处理辐射之间的传播时间延迟。XMM-牛顿特别擅长于测量与宽Fe K发射线相关的滞后，其中观察到该线的引力红移翼在6.4 keV的线质心之前做出响应，产生于较大的半径。现在，我们使用NuSTAR来探测更高能量下的滞后，其中光谱显示了康普顿反射的明确证据，称为康普顿“驼峰”。XMM-牛顿数据显示，SWIFT J2127.4+5654和NGC 1365中的Fe K滞后。NuSTAR数据提供了这些铁钾滞后的独立确认，也显示了相应的康普顿驼峰滞后的证据，特别是在SWIFT J2127.4+5654中。这些宽带滞后测量证实，康普顿峰和铁K滞后产生在小半径。在NGC 1365的低频，光谱显示在视线内有食云的证据，我们发现从2- 10 keV有一个明显的负（不是正）滞后，这可以理解为在观测过程中中性食云移出我们视线时柱密度的减少。
2014-10-13 astro-ph.HE
An X-ray view of the very faint black hole X-ray transient Swift J1357.2-0933 during its 2011 outburst
我们报告的X射线光谱（使用XMM-牛顿数据）和时间行为（使用XMM-牛顿和罗西X射线定时探测器[RXTE]数据）的非常微弱的X射线瞬态和黑洞系统斯威夫特J1357.2-0933在其2011年爆发。该源的XMM-牛顿X射线谱可以适当地拟合具有~0.22 keV的温度的软热分量（使用盘模型）和当使用简单的幂律模型时具有~1.6的光子指数的硬非热分量。此外，由于星际吸收，需要约0.73 keV的边缘。在第一次RXTE观测期间，我们发现了一个6 mHz的准周期振荡（QPO），这在任何后来的RXTE观测期间或在第一次RXTE观测后3天进行的XMM-牛顿观测期间都不存在。这个QPO的性质尚不清楚，但它可能与黑洞系统H 1743-322中看到的类似QPO有关，也可能与在倾斜中子星X射线双星中看到的所谓1 Hz QPO有关（尽管后来的鉴定是相当推测的）。观测到的QPO与2011年爆发期间在该源中观察到的光学倾角具有相似的频率，但我们无法最终确定它们是由于相同的潜在物理机制。除了QPO，我们检测到强大的带限噪声的功率密度谱的源（从RXTE和XMM-牛顿数据计算）的特征频率和强度非常相似的其他黑洞X射线瞬态时，他们在低X射线光度。我们讨论的背景下，提出了非常高的倾斜度，这个源的源的光谱和定时特性。我们的结论是，从源看到的所有现象，到目前为止，不能直接解释的边缘上的配置或任何其他倾斜配置的轨道。
2014-02-04 astro-ph.HE
Discovery of a 23.8h QPO in the SWIFT light curve of XMMU J134736.6+173403
XMMU J134736.6+173403是XMM-牛顿偶然发现的一个X射线源，它在空间上与一对星系重合，其中包括一个赛弗特2星系，但在2003年出现了一个非常急剧的持续通量下降，在1小时内下降了6.5倍。通过对2008年2月6日至5月23日的29个雨燕观测数据的分析，发现了周期分别为23.82 ± 0.07 h和71.44 ± 0.57 h的双峰准周期振荡（QPO）。使用钱德拉2008年的观测，我们更准确地评估了X射线源的位置，并表明新的源坐标与塞弗特2星系的位置相吻合。我们提供了一个详细的光谱能量分布的活动星系核对应物使用多波长观测。活动星系核的射电噪声很大，而宽带SED模型表明它是一个质量为9.8 × 10^6 Msun的黑洞，以0.047的爱丁顿比吸积。到目前为止，只有少数情况下报道了活动星系的QPO，最可靠的一个是RE J1034+396，分析~91 ks XMM-牛顿观测发现了1 h周期。双峰QPO的观测频率比为3：1还没有报道到目前为止的任何活动星系核。从周转频率的共振模型，我们评估不同的可能的质量自旋关系。目前还不清楚2003年才观察到的高通量和急剧下降的起源。
2018-03-29 astro-ph.HE
Soft X-ray emission lines in the X-ray binary Swift J1858.6-0814 observed with XMM-Newton-RGS: disc atmosphere or wind?
我们发现软X射线发射线从X射线二进制斯威夫特J1858.6-0814的数据从XMM-牛顿-RGS：N VII，O VII和O VIII，以及显着的残差短的检测在Ne IX和其他更高的电离过渡。这些可能与盘状大气有关，如吸积盘日冕源，或与风有关，如斯威夫特J1858.6-0814在光波长的发射线中检测到的那样。事实上，N VII线是红移的，与天鹅座P-Cygni轮廓的发射成分一致。我们发现发射等离子体具有电离参数$\log(ξ)=1.35\pm0.2$和密度$n>1.5\times10^{11}$ cm $^{-3}$。由此，我们推断发射等离子体必须在电离源的$10^{13}$ cm范围内，对于$1.4M_{\odot}$中子星，则在$\sim5\times10^{7}r_{\rm g}$范围内，并且从谱线宽度来看，它至少在$10^4r_{\rm g}$之外（$2\times10^{9}(M/1.4M_{\odot})$ cm）。我们比较这与其他X射线双星和活动星系核的发射线区域的已知类。
2020-07-28 astro-ph.HE
A remarkable long-term light curve, and deep, low-state spectroscopy: Swift & XMM-Newton monitoring of the NLS1 galaxy Mkn 335
窄线塞弗特1星系（NLS 1）Mkn 335是值得注意的，因为它多次显示出深，长X射线低态，显示出明显的光谱结构。它已成为深最小X射线态活动星系核的原型之一。在这里，我们报告继续我们正在进行的监测活动与雨燕和检查的基础上，2009年6月的200 KS触发观测与XMM的低状态X射线光谱。自2007年5月以来，斯威夫特一直在持续监测MKN 335，通常是每月一次。这是迄今为止获得的活动星系核（AGN）最长的同时UV/X射线光变曲线之一。即使在数小时的时间尺度上，Mkn 335也表现出强烈的X射线变异性。在紫外线下，它是NLS 1中变化最大的一种。Swift的长期监测使我们能够检查紫外线、X射线和X射线硬度比之间的相关性。我们没有发现显着的相关性或滞后之间的UV和X-射线的变化，但是，我们确实发现不同的趋势的行为的硬度比的变化。硬度比和计数率在低通量状态下相关，但在高通量状态下没有相关性。2007年和2009年XMM观测的X射线低态光谱显示出显着的光谱变化。为了表征数据，我们用一套唯象模型拟合X射线光谱。用部分吸收模型和模糊反射模型可以很好地拟合宽波段CCD光谱。这些更复杂的模型将在接下来的工作中进一步详细探讨。
2012-03-05 astro-ph.HE
XMM-Newton observation of the highly magnetised accreting pulsar Swift J045106.8-694803: Evidence of a hot thermal excess
几个持久的、低光度（L_X 10^{34} erg s^{-1}）、长自旋周期（P>100 s）的高质量X射线双星已被报道，其黑体成分的温度大于1 keV。这些过热的热辐射区相应地较小（小于1平方公里），这是由中子星极冠造成的。我们提出了一个最近的XMM牛顿目标的机会观察这个类的最新成员，斯威夫特J045106.8-694803。截至2012年7月17日，周期确定为168.5+/-0.2秒（MJD = 56125.0）。在$L_X 10^{36} erg s^{-1}，Swift J045106.8-694803是这个新类别中最亮的成员，也是周期最短的成员。光谱分析首次揭示了一个温度为kT_{BB} =1.8^{+0.2}-0.3} keV，半径为R_{BB} =0.5+/-0.2 km的黑体的存在。脉冲分数随着能量的增加而减小，并且硬光曲线（> 2keV）和软光曲线（<2keV）之间的比率与脉冲轮廓成反比。光谱的模拟表明，这是由于黑体的脉动与幂律分量的脉动异相。使用一个简单的模型，从热点发射的中子星表面上，我们适合的黑体组件的脉冲轮廓，以获得指示的几何系统。
2013-09-10 astro-ph.HE
Swift, NuStar and XMM-Newton observations of the NLS1 galaxy RX J2317.8-4422 in an extreme X-ray low flux state
我们报告了2014年4月/5月Neil Gehrels Swift天文台在极低X射线通量状态下发现的RX J2317.8-4422。总的来说，低能量X射线发射下降了100倍。我们对这个窄线塞弗特1星系进行了多波长跟踪观测。在这里，我们介绍了Swift，XMM-Newton和NuSTAR在2014年10月和11月的观测，以及Swift在2015年至2018年的进一步监测观测。与2005年雨燕观测开始时相比，在2014年11月的XMM和NuSTAR观测中，RX J2317- 4422.8在0.3-10 keV波段下降了约80倍。虽然高态Swift观测结果可以通过具有$N_H=5.4\times 10^{22}$ cm $^{-2}$或模糊反射的中等吸收柱密度的部分覆盖吸收模型来解释，但由于在2 keV以上的能量处占主导地位的背景，低态XMM数据无法区分不同的多组分模型，并且与单一幂律模型充分拟合。我们讨论了各种情况，如吸积率或吸收的长期变化，作为RX J2317.8--4422中所见的强可变性的原因。
2019-03-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
XMM-Newton and Swift observations of supergiant high mass X-ray binaries
风馈超巨星X射线双星是珍贵的实验室，不仅可以研究在极端重力和磁场条件下的吸积，而且还可以探测大质量恒星风仍然高度争议的性质。这些包括所谓的团块（源于线驱动风的固有不稳定性）和较大的结构。在本文中，我们报告了我们小组自2007年以来与XMM-牛顿和斯威夫特尼尔·格瑞尔斯天文台进行的最后一次（尚未公布）监测活动的结果。通过XMM-Newton上的EPIC相机收集的数据使我们能够进行详细的硬度比分辨光谱分析，该分析可用作检测与团块存在相关的光谱变化的有效方法。利用Swift上的XRT进行长期观测，在许多不同的轨道周期内均匀采样超巨星X射线双星的X射线发射，以寻找致密物体周围介质中大尺度结构的存在。本文报道的结果代表了我们对超巨星X射线双星4U 1907+09、IGR J 16393 -4643、IGR J 19140 +0951和XTE J 1855 -026以及超巨星快X射线瞬变IGR J 17503 -2636、IGR J 18410 -0535、IGR和IGR J11215-5952。所有的结果进行了讨论的背景下，风馈超巨星X射线二进制文件，并应理想地服务于最佳形状的下一个观测活动，旨在在同一类源。我们在论文的一个附录中表明，IGR J17315-3221，在文献中初步归类为INTEGRAL发现的可能的超巨星X射线双星，是数据分析人工制品的产物，因此在未来的研究中应该被忽略。
2022-05-06 astro-ph.HE
The 2015 outburst of the accreting millisecond pulsar IGR J17511-3057 as seen by INTEGRAL, Swift and XMM-Newton
我们报告了在2015年3月23日至4月25日爆发期间对IGR J17511-3057进行的INTEGRAL，Swift和XMM-牛顿观测。该源达到0.7（2）E-9 erg/cm $^2$ /s的峰值通量，并在大约一个月内衰减到静止。X射线光谱主要由光子指数在1.6和1.8之间的幂律控制，我们将其解释为温度> 20 keV的电子云中的热康普顿化。在能量E = 6.9 $^{+0.2}_{-0.3}$ keV处探测到一条宽的（σ ~ 1 keV）发射线，与电离Fe的Kα跃迁一致，表明起源于吸积盘的内部区域。在这次爆发期间显示的爆发通量和光谱特性与2009年从源检测到的上一次吸积事件期间观察到的非常相似。在XMM-牛顿和INTEGRAL数据中检测到脉冲星自旋周期的相干脉动，频率与2009年观察到的值一致。假设源在2015年爆发期间以与前一次爆发期间观察到的相同速率旋转，我们推导出静止期间3.5E-15 Hz/s的自旋下降速率的保守上限。根据电磁自旋下降解释这个值，得出脉冲星磁偶极子的上限为3.6E26 G/cm $^3$（假设磁倾角为30°）。我们还报告了五个I型X射线爆发的检测（三个在XMM-牛顿数据，两个在INTEGRAL数据），其中没有一个表明光球半径膨胀。
2016-09-01 astro-ph.HE
Swift XRT Timing Observations of the Black-Hole Binary SWIFTJ1753.5-0127: Disk-Diluted Fluctuations in the Outburst Peak
在仔细分析了仪器对泊松噪声的影响以证明使用Swift X射线望远镜（XRT）进行详细随机变化研究的可行性之后，我们分析了2005-2010年期间所有XRT观测中黑洞X射线双星SWIFT J1753.5-0127的变化。我们提出的功率谱分量的演变沿爆发在两个能带：软（0.5-2千电子伏）和硬（2-10千电子伏），并在硬带找到与罗西X射线定时探测器（RXTE）的结果一致。XRT的优点是我们还可以探索RXTE未覆盖的软频段。该源先前被认为是一个吸积盘，向下延伸到接近低硬态的黑洞，并在该盘固有的软带中显示低频变化。我们的研究结果与此一致，在低强度较强的低频变化在软比在硬带。从我们的分析中，我们能够提出的软带的变化在爆发的峰值的第一次测量，并发现它是可变的比硬带，特别是在高频率，相反，在低强度看到的。这两个结果都可以在一个简单的双发射区模型的框架内得到解释，其中热流在爆发峰值时变化更大，而盘在低强度时变化更大。
2013-02-11 astro-ph.HE
XMM-Newton and Swift Unveil Another X-Ray Transient in NGC 4945, XMM J130514.64-493311.27
Oak Ridge Associated Universities（橡树岭联合大学）；X-ray Astrophysics Laboratory, NASA Goddard Space Flight Center（X射线天体物理实验室，NASA戈达德太空飞行中心）；Cahill Center for Astrophysics, California Institute of Technology（加州理工学院卡希尔天体物理学中心）；Southeastern Universities Research Association（东南部大学研究协会）；Center for Research and Exploration in Space Science and Technology, NASA/GSFC（NASA/GSFC空间科学与技术研究与探索中心）
研究利用 XMM-牛顿卫星和雨燕卫星在 NGC 4945 中发现 X 射线瞬变源 XMM J130514.64-493311.27，分析其特性并通过多种波段观测寻找对应体，最终提出该源是处于活跃阶段的 X 射线双星。
2026-07-24 astro-ph.HE
Compton-thick AGNs in the NuSTAR era. V: Joint NuSTAR and XMM-Newton spectral analysis of three "soft-Gamma" candidate CT-AGNs in the Swift-BAT 100-month catalog
我们提出了联合NuSTAR和XMM牛顿谱分析在0.6-70 keV波段的三个候选康普顿厚（CT-）AGN选择在100个月的Swift-BAT目录。这些物体先前根据低质量的Swift-XRT和Swift-BAT数据被归类为CT-AGN，并且具有软光子指数（Gamma>2.2），这表明可能高估了视线柱密度。由于高质量的NuSTAR和XMM-Newton数据，我们能够确定在所有三个对象中，光子指数被显著高估，并且三个源中的两个从CT重新分类为康普顿薄，证实了先前观察到的趋势，即，当将NuSTAR数据加入拟合时，BAT选择的具有较差软X射线数据的候选CT-AGN中的很大一部分被重新分类为康普顿薄。最后，由于良好的XMM-Newton空间分辨率和高NuSTAR和XMM-Newton光谱质量，我们发现样本中的第三个对象与错误的对应物相关联：正确的一个，2 MASX J10331570+5252182，红移z=0.14036，这使得它成为在100个月BAT目录中检测到z>0.1的极少数候选CT-AGN之一，也是一个罕见的CT类星体。
2019-07-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Swift J053041.9-665426, a new Be/X-ray binary pulsar in the Large Magellanic Cloud
我们对新发现的X射线源Swift J053041.9-665426进行了X射线和光学观测，以证实其作为高质量X射线双星的性质。我们获得了XMM-牛顿和雨燕X射线数据，以及ESO暗天体摄谱仪的光学观测，以研究雨燕J053041.9-665426的光谱和时间特征。XMM-牛顿数据显示相干X射线脉动，周期为28.77521（10）s（1 sigma）。X射线光谱可以通过吸收功率定律建模，光子指数在0.76至0.87的范围内。黑体分量的添加增加了拟合的质量，但也导致光子指数、黑体温度和吸收柱密度的强依赖性。我们确定了XMM-牛顿误差圆内的唯一光学对应物，其角距离为~0.8角秒，即2 MASS J 05304215 -6654303。我们进行了光谱分析，从中我们将伴星归类为B 0 -1.5Ve星。X射线脉动和长期变化，以及光学对应物的性质，确认斯威夫特J 053041.9 -665426是一个新的Be/X射线双星脉冲星在大麦云。
2013-09-03 astro-ph.HE
Swift J2218.4+1925: a new hard X-ray selected Polar observed with XMM-Newton
Swift J2218.4+1925是Swift BAT探测到的一个硬X射线源，它被认为是极型磁激变变星的候选者。使用XMM-牛顿，我们进行详细的定时和光谱分析，同时X射线（$0.3-10$千电子伏）和光学B波段数据。我们补充档案硬X射线（14-70千电子伏）光谱收集的斯威夫特BAT以及光学，近红外和中红外光度$SDSS$，$2MASS$和$WISE$档案，分别与光谱研究。在2.16 h处的一个强周期性X射线信号，与最近确定的光谱轨道周期一致，将斯威夫特J2218.4+1925添加到一小群硬X射线极星中，并将其定位在轨道周期间隙的低边缘。X射线脉冲轮廓显示了在极区看到的典型亮相和暗相（分别为轨道的$\sim 70%$和$\sim 30%$）。还检测到以亮相为中心的明显下降。它在较低的能量下更强，主要由光电吸收产生。估计了双星倾角$i \sim 40^o - 50^o$和磁余纬$β\sim 55^o - 64^o$。源似乎在$\sim 24^o$宽的大面积上增生。具有复杂吸收的多温度光学薄发射很好地描述了宽带（$0.3-70$ keV）光谱，没有软X射线黑体分量的迹象。光谱形状的变化与源旋转达到等离子体温度高达55千电子伏，在浸渍硬化，并在微弱的阶段（$\sim7$千电子伏）软。我们发现的第一个迹象的吸收边由于一个温暖的吸收极。在RGS光谱中发现了过量氖的指示。UV到中红外光谱能量分…
2014-09-08 astro-ph.HE
Pulse Profiles of Swift J1626.6+5156
本文利用MJD 53724（爆发后）和MJD 55113之间的RXTE-PCA观测数据和MJD 54897上的Chandra-ACIS数据集（曝光量为20 ks），分析了Swift J1626.6+5156的脉冲轮廓。我们发现，脉冲轮廓显示形态的变化和脉动不停止，甚至$\sim 1200$天后爆发。尽管有这些变化，我们没有发现任何显着的变化，随着X射线通量的减少，脉冲分数。
2011-04-22 astro-ph.HE
A strong and broad iron line in the XMM-Newton spectrum of the new X-ray transient and black-hole candidate XTE J1652-453
我们用XMM-Newton和Rossi X射线定时探测器（RXTE）同时观测了新的X射线瞬变和黑洞候选者XTE J1652-453。观测是在2009年爆发的衰变期间进行的，当时XTE J1652-453处于硬中间状态。光谱显示出强而宽的铁发射线，其等效宽度为~ 450 eV。这条曲线与吸积盘反射产生的线一致，该线因靠近黑洞的相对论效应而变宽。吸积盘的最佳内径为~ 4个引力半径。假设吸积盘在最内层稳定圆轨道半径处被截断，XTE J1652-453中的黑洞的自旋参数约为0.5。RXTE观测的功率谱在50 Hz以上有一个额外的可变性分量，这对于硬中间态是典型的。在功率谱中没有明显的低频相干准周期振荡，这可能意味着我们在一个相当低的倾角下观察系统。
2010-09-08 astro-ph.HE
Cross-calibration of the X-ray Instruments onboard the Chandra, INTEGRAL, RXTE, Suzaku, Swift, and XMM-Newton Observatories using G21.5-0.9
上下文多年来，蟹状星云一直被X射线天文任务用作X射线通量和光谱形状的天体校准源。然而，对于目前和未来配备有灵敏度提高的仪器的任务来说，该物体往往过于明亮。目标。我们使用G21.5-0.9作为蟹状星云的一个可行的、较暗的替代品，蟹状星云是另一个脉冲星风星云，具有时间常数幂律谱，在X射线波段的通量为几毫米蟹状星云。使用这个源，我们进行了交叉校准研究的仪器板载目前活跃的天文台：钱德拉ACIS，朱雀XIS，斯威夫特XRT，XMM-牛顿EPIC（MOS和pn）的软带，和INTEGRAL IBIS-ISGRI，RXTE PCA和朱雀HXD-PIN的硬带。方法.我们从所有仪器中提取光谱，并在相同的天体物理假设下拟合它们。我们比较了G21.5-0.9模型的光谱参数：幂律光子指数，星际光电吸收的H-等效柱密度，软（2-8 keV）或硬（15-50 keV）能带的通量。结果我们确定的最佳拟合参数值的系统性差异不可归因于单独的数据的统计分散。我们解释这些差异是由于残留的交叉校准问题。对于软带通量和幂律指数，差异可以分别高达20%和9%，而对于硬带通量，差异可以高达46%。将结果绘制成图表，作为今后使用多个飞行任务进行校准和科学研究的有用参考。
2010-09-14 astro-ph.HE astro-ph.IM
XMMSL1 J060636.2-694933: An XMM-Newton Slew discovery and Swift/Magellan follow up of a new Classical Nova in the LMC
为了发现新的X射线瞬变，XMM-牛顿在目标之间转换时采集的数据正在被处理，并与其他X射线观测结果进行交叉相关。2006年7月18日，在一个以前没有发现过X射线源的位置发现了一个明亮的X射线源，XMMSL 1 J060636.2-694933。XMM-牛顿转换数据，加上后续专用的XMM-牛顿和雨燕观测，加上麦哲伦粘土望远镜获得的光学数据，以及档案全天自动巡天（ASAS）数据被用来对新物体进行分类，并调查其属性。没有探测到超过1 keV的XMM-牛顿转换X射线计数，并且可以看到该源比ROSAT全天巡天在该位置的上限亮500倍以上。麦哲伦望远镜获得的线丰富的光谱允许该物体被归类为Ao极光相新星，软X射线光谱表明该新星在后续X射线观测中看到的X射线衰减中处于超软源状态。ASAS的档案数据显示，这颗新星在2005年10月爆发时是一颗“非常快”的新星，其距离的估计与位于大麦哲伦星云内的新星是一致的。随着在LMC中发现一颗新的经典新星，很明显，XMM-牛顿转换数据将继续为寻找新的X射线瞬变天体提供强大的机会。
2009-08-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Swift/XRT, Chandra and XMM-Newton observations of IGR J17091-3624 as it returns into quiescence
IGR J17091-3624是一颗低质量X射线双星（LMXB），由于与明亮的黑洞系统GRS 1915+105的相似性而受到社会的广泛关注。这两个系统在爆发期间都表现出广泛的高度结构化的X射线变化，时间尺度从几秒到几十分钟，这使得它们在LMXB的质量吸积研究中是独一无二的。在这项工作中，我们对IGR J17091-3624的长期演化进行了总体概述，使用Swift/XRT观测从2011年2月2011-2013年爆发开始到2016年11月最后一次明亮爆发结束。在2011年爆发的衰变过程中，我们发现了4次再耀斑，但在后一次爆发中似乎没有类似的再耀斑。我们详细研究了过去10年中观测到的最低通量的时期，就在2011-2013年爆发的尾端，使用Chandra和XMM-牛顿观测。我们观察到的变化通量高达10倍，在此期间的相对平静，没有强有力的证据软化的光谱。这个结果表明，到目前为止，还没有观察到该源的真正静止。通过比较IGR J17091-3624在低光度下的光谱特性和对LMXB种群的充分研究，我们得出结论，IGR J17091-3624最有可能拥有一个黑洞作为紧凑的伴星，而不是一颗中子星。
2020-07-20 astro-ph.HE
Finding AGN in Deep X-ray Flux States with Swift
我们报告了我们正在进行的寻找活动星系核（AGN）的项目，进入深X射线通量状态检测斯威夫特。Swift正在使用客座调查员和团队填充程序对AGN的通量和光谱变化进行广泛的研究，然后触发XMM_Newton进行更深入的后续观测。到目前为止，该计划非常成功，并导致了许多XMM-牛顿后续观测，包括Mkn 335，PG 0844+349和RX J2340.8-5329。最近对雨燕活动星系核新观测的分析表明，一些活动星系核进入了非常低的X射线通量状态，特别是窄线塞弗特1星系。其中之一是RX J2317-4422，与ROSAT全天巡天相比下降了约60倍。
2015-02-15 astro-ph.HE
The supergiant fast X-ray transient IGRJ18483-0311 in quiescence: XMM-Newton, Swift, and Chandra observations
IGR J 18483 -0311是在2003年被INTEGRAL发现的，后来被归类为超巨星快速X射线瞬变。它在爆发中被观察了很多次，但它的静止状态仍然知之甚少。在这里，我们介绍了IGRJ 18483 -0311的XMM-牛顿，斯威夫特和钱德拉观测结果。这些数据改进了源的X射线位置，并提供了IGR J18483-0311在静止时的时间和光谱特性的新信息。我们报告的脉动检测在静态X射线发射的这个源，并给出了第一次测量的自旋周期衍生物的这个源。在IGRJ 18483 -0311中，测量到的自旋周期导数为-（1.3+-0.3 x10 ^（-9）s/s，这可能是双星中光的传播时间效应造成的。我们比较了IGRJ 18483 -0311和SAXJ 1818.6 -1703的最新观测结果，这两个超巨星快速X射线瞬变，其轨道周期相似。
2009-05-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Swift and XMM-Newton monitoring of the ISP blazar ON 231 in outburst state
我们提出了一个详细的时间和光谱研究的中间型耀变体，ON 231与斯威夫特和XMM-牛顿卫星在2008年6月的爆发阶段的观测。当通量振幅变化在27- 38%范围内时，源显示出多个X射线耀斑。的X射线光谱很好地拟合了一个破碎的幂律模型，表明同步加速器和逆康普顿组件的存在。我们发现，该源在软能带（低于3-4 keV）显示出强的和可变的发射，其中硬带发射是弱的和稳定的。所有的软X射线波段显示出零滞后的相关变化，而用DCF分析观察到0.3-0.5和4-10 keV波段之间的约600 s的软滞后。耀斑的时间分辨光谱研究给出了总通量和两个发射分量的破裂能量之间的正相关关系。
2019-05-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Sharp Periodic Flares and Long-Term Variability in the High-Mass X-ray Binary XTE J1829-098 from RXTE PCA, Swift BAT and MAXI Observations
基于RXTE PCA、Swift BAT和MAXI约二十年X射线观测，研究暂现X射线脉冲星XTE J1829-098的周期性爆发与长期低态，发现其约244天轨道调制、窄相位爆发及2008–2018年沉寂，并将轨道周期精化为243.95±0.04天，支持其Be X射线双星属性。
2024-10-04 astro-ph.HE
The XMM-Newton Slew view of IGRJ17361-4441: a transient in the globular cluster NGC 6388
IGRJ 17361 -4441是INTEGRAL卫星最近观测到的一个硬瞬变。这个靠近球状星团NGC 6388重心的辐射源很快成为钱德拉、雨燕/XRT和RXTE天文台后续观测的目标。在这里，我们特别集中在一组由XMM-牛顿卫星在两个回转期间进行的观测，以获得源的光谱信息并搜索光谱变化。最近的XMM-牛顿回转观测确定的光谱参数进行了比较，以前已知的结果。XMM-牛顿回转观测探测到的0.5-10 keV波段的最大未吸收$X$射线通量为$\simeq 4.5\times 10^{-11}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，即与15天前Swift/XRT卫星观测到的结果一致。该光谱似乎与先前的高能观测结果略有一致（$Γ\simeq 0.93-1.63$）。
2012-05-15 astro-ph.HE
Swift J164449.3+573451 and Swift J2058.4+0516: Black hole mass estimates for tidal disruption event sources
潮汐破裂事件（TDE）是一种天文现象，在这种现象中，先前休眠的黑洞（BH）摧毁了过于接近其中心部分的恒星。利用RXTE、Swift和Suzaku资料分析了TDE源Swift~J1644+57和Swift J2058+05的耀斑事件。光谱很好地拟合所谓的体运动康普顿化模型的最佳拟合光子指数伽玛变化从1.1到1.8。我们已经确定了在Gamma_{sat}的伽马饱和度与质量吸积率的关系约为1.7 - 1.8。Gamma的饱和度通常被识别为现在在Swift~J1644+57和Swift J2058+05中建立的BH的签名。在Swift~ J 1644 +57中，我们发现了相对较低的Gamma_{sat}值，这表明电子（等离子体）温度较高，kT_e ~ 30 - 40 keV。这也是一致的高截止能量，E_{cut} ~ 60 - 80千电子伏发现使用最佳拟合的RXTE光谱。Swift~J2058+05的电子温度比Swift~J1644+57低，kT_e约为4-10 keV。对于BH质量的估算，我们使用了标度技术，将银河系BH、GRO J1655- 40、GX~339- 4、Cyg~X-1和4U~1543- 47作为参考源，并发现Swift~J1644+57中的BH质量为M_{BH} > 7 × 10^6太阳质量，假设到该质量的距离为1.5 Gpc。对于雨燕J 2058 +05，我们得到M_{…
2017-07-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spatial, Temporal and Spectral Properties of X-ray Emission from the Magnetar SGR~0501+4516
SGR~0501+4516于2008年8月22日被雨燕卫星发现，当时它发出了一系列非常高能的爆发。从那时起，该源被广泛监测与斯威夫特，罗西X射线定时探测器（RXTE）和观察钱德拉和XMM-牛顿，提供了丰富的信息，其爆发行为和爆发引起的变化，其持久的X射线发射。在这里，我们报告的最准确的位置SGR~0501+4516（精度为0.11“），由钱德拉。使用组合RXTE，斯威夫特/X射线望远镜，钱德拉和XMM-牛顿观测，我们构建了一个相位连接的时间解决方案，最长的时间基线（~240天）的源日期。我们发现该源的脉冲轮廓与能量有关，并表现出与SGR~0501+4516爆发活动有关的显著变化。我们还发现显着的光谱演化（硬化）的源持续发射与爆发。最后，我们讨论了SGR~0501+4516接近超新星遗迹SNR G160.9+2.6（HB 9）的后果。
2010-08-24 astro-ph.HE
Outflows and spectral evolution in the eclipsing AMXP SWIFT J1749.4-2807 with NICER, XMM-Newton and NuSTAR
中子星低质量X射线双星SWIFT J1749.4-2807是唯一已知的食吸积毫秒X射线脉冲星。在这份手稿中，我们在整个2021年为期两周的爆发期间对该系统进行了光谱表征，分析了11个NICER观测以及爆发峰值时的准同步XMM-牛顿和NuSTAR单次观测。宽带光谱是很好的建模与黑体组件的温度为$\sim$ 0.6千电子伏，最有可能与中子星表面上的热点一致，和康普顿光谱与幂律指数$Γ\sim 1.9$，所产生的热日冕在$\sim$ 12千电子伏。没有发现圆盘的直接发射，可能是因为它太冷了。盘的高截断半径，即，在$\sim$ 20- 30 R $_{G}$下，从反射分量中Fe线的加宽轮廓的分析中获得。在$\sim$ 7 keV的蓝移Fe XXVI吸收线的显著检测表明弱相对论性X射线盘风，这通常是不存在的硬态X射线双星。通过比较在爆发期间观察到的低通量和保守的质量传递中预期的通量，我们得出结论，在系统中的质量传递是高度非保守的，也建议由风检测。最后，单独使用Nicer光谱，我们跟踪系统，而它是衰落到静止。在爆发衰变期间，随着光谱形状的硬化，中子星表面的热点冷却并收缩，这一趋势可能与静止期间观察到的纯幂律光谱一致。
2022-07-18 astro-ph.HE
Probing spectral variability in NGC 4490 ULX-8 over 24 years of XMM-Newton, Chandra and Swift-XRT observations
Indian Institute of Science Education and Research (IISER) Mohali（印度科学教育研究所）；University of Southampton（南安普顿大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文学与天体物理学中心）；Raman Research Institute（拉曼研究所）
基于2000-2024年的多卫星观测数据，通过光谱建模和相关性分析，研究超亮X射线源NGC 4490 ULX-8的长期光谱变化，发现其光谱由宽盘主导，光度与光子指数呈弱正相关，支持恒星质量黑洞在爱丁顿极限附近吸积。
2026-05-21 astro-ph.HE
Simultaneous NuSTAR and XMM-Newton 0.5-80 keV spectroscopy of the Narrow Line Seyfert 1 galaxy SWIFT J2127.4+5654
我们提出了一个宽波段的光谱分析的联合XMM牛顿和NuSTAR观测活动的窄线塞弗特1 SWIFT J2127.4+5654，包括300千分之三的XMM牛顿轨道期间进行。我们检测到一个相对论加宽铁K $α$线起源于吸积盘周围的中心黑洞，从中我们推断的中间自旋$a$ = $0.58^{+0.11}_{-0.17}$的最内部的地区。内禀光谱是陡峭的（$Γ=2.08\pm0.01$），通常发现在窄线塞弗特1星系，而截止能量（E $_{\rm c}=108^{+11}_{-10}$ keV）的范围内观察到的宽线塞弗特1星系。我们测量的低频滞后，随着能量的稳定增加，而在高频率下，有一个明显的滞后后的形状广泛的铁钾发射线。有趣的是，在SWIFT J2127.4+5654中观察到的Fe K滞后并不像其他具有最大旋转黑洞的来源那样广泛。滞后幅度表明连续处理器到洗消机的距离约为$ 10-20\ r_{\mathrm{g}}$。这些时间的结果独立地支持一个中间黑洞自旋和一个紧凑的日冕。
2014-02-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Probabilistic classification of X-ray sources applied to Swift-XRT and XMM-Newton catalogs
上下文偶然的X射线巡天已被证明是发现稀有天体的有效方法，例如潮汐破裂事件、变化的活动星系核（AGN）、二元类星体、超亮X射线源（ULX）和中等质量黑洞。随着超大型X射线测量的出现，X射线源的自动分类变得越来越有价值。这项工作提出了一个重新审视朴素贝叶斯分类的X射线源在Swift-XRT和XMM-牛顿目录到四个类- AGN，恒星，X射线双星（XRB）和激变变量（CV）-基于他们的空间，光谱和时间特性和他们的多波长对应。离群值度量用于识别其他性质的对象。分类器被优化以最大化所选类别（这里是XRB）的分类性能，并且它适于数据挖掘。我们增加了X射线目录与多波长数据，源类，和可变性的属性。然后，我们建立了一个参考样本约25000 X射线源的已知性质。从这个样本中，仔细估计了每种属性的分布，并将其作为参考，以分配属于每个类别的概率。然后对整个目录进行分类，结合每个属性的信息。在Swift参考样本上，我们分别检索了99%，98%，92%和34%的AGN，恒星，XRB和CV，假阳性率分别为3%，1%，9%和15%。在XMM源上获得了类似的结果。当应用到一个精心挑选的测试样品，代表55%的X射线目录，分类给出了一致的结果，在源属性的分布。使用离群值测量可以有效地检索出不属于任何类别的很大一部分源，以及AGN和性质偏离其类别大部分的恒星。然后将我们的算法与随机森林方法进行比较;两者表现出相似的性能，但…
2021-11-02 astro-ph.HE
