Suzaku observations of the 2013 outburst of KS 1947+300
我们报告了2013年爆发期间高质量X射线双星KS 1947+300的两次朱雀观测的时间和光谱分析。在协议与同步NuSTAR观测，连续很好地描述了一个截止和一个额外的黑体组件的吸收功率法。此外，我们发现中性，氦样，甚至H-样铁的荧光发射。我们确定一个脉冲周期约18.8秒的源显示两个观测之间的自旋。这两个朱雀观测显示了非常相似的行为的脉冲轮廓，这是强烈的能量依赖性，从一个轮廓与一个峰值在低能量的轮廓演变为两个不同宽度的峰值向更高的能量，在朱雀和NuSTAR数据中看到。这种在更高能量下向更复杂轮廓的演变在X射线散射中很少见，大多数情况下表现出相反的行为。脉冲相位分辨光谱分析表明，在脉冲相位的吸收柱密度，NH的变化。与脉冲相位平均光谱相比，在脉冲轮廓最小值期间获取的光谱本质上更软。
2016-03-02 astro-ph.HE
Evidence for an Evolving Cyclotron Line Energy in 4U 1538-522
我们已经进行了一个完整的时间和亮度分辨光谱分析的高质量的X射线二进制4U 1538-522使用现有的RXTE，INTEGRAL和朱雀数据，检查相位平均和脉冲相位约束的数据集，并专注于回旋共振散射功能（CRSF）的行为。在组合数据集中没有观察到CRSF的能量和光度之间的统计学显著趋势。然而，CRSF能量似乎在RXTE和朱雀测量之间的约8.5年内增加了约1.5 keV，蒙特卡罗模拟发现朱雀测量比RXTE点高4.6 $σ$。有趣的是，朱雀CRSF能量的增加在主脉冲峰值的脉冲相位约束光谱中更为显著和稳健，这表明变化仅限于单个磁极。7年的RXTE测量本身并没有显示出任何强烈的显着变化。我们讨论的意义CRSF的行为相对于光度和时间的背景下，这个源的历史观测以及最近的观测和理论工作有关的中子星吸积柱，并提出一些机制，观察到的变化随时间的推移可能发生。
2016-03-07 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
Suzaku Observations of the Black Hole H1743-322 in Outburst
我们观察了银河系黑洞候选者H1743-322与朱雀约32千秒，而源是在低/硬状态在其2008年爆发。我们收集和分析的数据与HXD/PIN，HXD/GSO和XIS相机跨越能量范围从0.7-200 keV。拟合的光谱与简单的模型未能检测到窄的Fe XXV和Fe XXVI的吸收线，与90%的置信上限分别为3.5 eV和2.5 eV的等效宽度。这些限制是相称的那些在非常高的状态，但远低于在高/软状态检测到的线的等效宽度，这表明盘风是部分依赖于状态。我们讨论了这些结果的背景下，在H1743-322和连接到风和吸积系统的电离铁吸收线的检测。此外，我们报告可能检测磁盘反射功能，包括铁K发射线。
2010-03-17 astro-ph.HE
A Systematic X-ray Study of the Dwarf Novae Observed with Suzaku
矮新星（DNe）在静止状态之外的X射线行为还没有完全了解。因此，我们收集了2013年底由朱雀卫星观测到的15个DNe的21个数据集，其中不仅包括静止期间的光谱，还包括过渡，爆发和超级爆发状态。从传统的冷却流模型来解释边界层的X射线发射开始，我们做了几个修改来解释观测到的光谱。因此，我们发现，最佳拟合的光谱模型强烈依赖于DNe的状态，只有少数例外。在静止状态下的光谱解释的冷却流模型加上Fe荧光线发射衰减的星际消光。过渡态的光谱需要额外的部分覆盖消光。爆发和超爆发状态下的光谱需要额外的低温薄热等离子体成分。超爆发状态下的光谱进一步要求边界层的最低温度的高值。我们提出了一个解释所需的修改，冷却流模型为每个国家。
2016-11-09 astro-ph.HE
Luminosity and spin-period evolution of GX 304$-$1 during outbursts from 2009 to 2013 observed with the MAXI/GSC, RXTE/PCA, and Fermi/GBM
报道了2009 - 2013年期间由MAXI/GSC、RXTE/PCA和Fermi/GBM观测到的Be双星X射线脉冲星GX 304 $-$ 1的亮度和脉冲周期演化。总共观察到了$\sim$重复12次爆发，持续132.2天，这与20世纪70年代观察到的该物体的X射线周期性一致。这12次爆发，加上20世纪70年代的爆发，都被发现以132.189 $\pm$ 0.02 d的明确周期复发，这可以用轨道周期来确定。从RXTE/PCA和Fermi/GBM数据中获得的$\sim 275$ s的脉冲周期明显地表现出与爆发周期同步的周期性调制，这表明脉冲星的轨道运动在整个活动阶段叠加在长期的自旋向上趋势上。观测到的脉冲周期的变化成功地代表了一个模型组成的双星轨道调制和脉冲星自旋通过吸积盘的质量吸积引起的。由最佳拟合模型得到的轨道要素，包括轨道半长轴投影$a_{\rm x}\sin i \simeq 500-600$光-s和偏心率$e \simeq 0.5$，是Be双星X射线双星的典型特征。
2015-04-19 astro-ph.HE
X-ray outbursts of low-mass X-ray binary transients observed in the RXTE era
我们对1996- 2011年在{ \it RXTE}（\it Rossi X射线定时探测器）上的全天监测器（2- 12 keV）观测到的36个低质量X射线双星瞬变（LMXBT）中的110个明亮X射线爆发的性质进行了统计研究。我们已经测量了一些爆发的性质，包括峰值X射线光度，光度的变化率在每天的时间尺度，$e$折叠上升和衰减的时间尺度，爆发持续时间，和总辐射能量。我们发现，平均性能，如峰值X射线亮度，上升和衰减的时间尺度，爆发持续时间，和总辐射能量的黑洞LMXBT，至少是两倍以上的中子星LMXBT，这意味着这些属性的测量可能提供初步线索的性质紧凑的对象的一个新发现的LMXBT。我们还发现，爆发峰值X射线亮度与X射线亮度在上升相和衰变相的变化率相关，这与我们以前的研究是一致的。在爆发中还发现了总辐射能量与峰值X射线亮度之间以及总辐射能量与$e$折叠上升或衰减时标之间的正相关关系。这些相关性表明，在爆发之前储存在盘中的质量是建立稍后看到的爆发属性的主要初始条件。我们还发现，M31中两个瞬态恒星质量ULX的爆发也大致遵循相关性，这表明相同的爆发机制适用于M31中这两个源达到爱丁顿光度的更明亮的爆发。
2015-05-05 astro-ph.HE
RXTE observations of the 1A 1118-61 in an outburst, and the discovery of a cyclotron line
我们提出了在2009年1月的硬X射线瞬变1A 1118-61爆发期间获得的RXTE监测数据的分析。利用这些观测结果，首次测量了该源的宽带（3.5-120 keV）光谱。我们发现，该源的宽带连续谱与其它吸积源的宽带连续谱相似，并且可以用几种常用的唯象模型很好地描述。我们已经发现，无论应用的连续模型，一个突出的广泛的吸收功能，在~55 keV的观察。我们解释这个功能作为回旋共振散射功能（CRSF）。观测到的CRSF能量是已知的最高能量之一，对应于散射区B~4.8 x 10^12 G的磁场。我们的数据还表明，铁发射线的存在下，还没有以前报道的1A 1118-61。研究发现，该源的计时特性（包括强自旋）与CGRO/BAT SE在之前的爆发期间观察到的特性相似，但RXTE的宽带能力揭示了脉冲轮廓的更复杂的能量依赖性。
2010-05-26 astro-ph.HE
Chandra and RXTE Observations of 1E 1547.0-5408: Comparing the 2008 and 2009 Outbursts
我们目前的结果，从观测磁星1 E 1547.0-5408（SGR J1550-5418）采取的钱德拉X射线天文台和罗西X射线定时探测器（RXTE）后，源的爆发在2008年10月和2009年1月。在钱德拉观测的时间跨度（分别涵盖2008年和2009年事件后的第4天至第23天和第2天至第16天）期间，源光谱形状保持稳定，而脉冲星在2008年同一时间段的自旋下降率增加了2.2倍。光谱变化的缺乏表明磁星自旋下降和辐射变化之间的解耦，因此自旋下降推断的磁场强度和推断光谱之间。我们还发现，在2008年和2009年的钱德拉数据中，相位平均通量和脉冲分数之间存在很强的反相关性，但在2008年之前的测量中没有。我们讨论这些结果的背景下的磁星模型。
2010-12-13 astro-ph.HE
RXTE-PCA observations of 1A 1118--61: timing and spectral studies during an outburst
我们报告了2009年1月瞬态X射线脉冲星1A 1118- 61爆发期间观测到的RXTE-PCA数据的详细时序和光谱分析。脉冲轮廓在爆发过程中表现出显着的演变，也显着的能量依赖性-双峰轮廓高达10千电子伏和一个单峰在更高的能量。在0.07- 0.09Hz范围内，我们还探测到了准周期振荡（QPO）。QPO的均方根值为5.2%，它显示出显着的能量依赖性，在9 keV的最高均方根值为7%。QPO频率在10天内从0.09 Hz变为0.07 Hz。利用QPO频率和X射线光度计算的磁场强度与从该源中检测到的回旋吸收特征的能量测量的磁场强度一致。2009年1A 1118- 61爆发的3-30 keV能谱可以很好地拟合具有高能截止和铁荧光线发射的部分覆盖幂律模型。脉冲相位分辨谱分析表明，部分覆盖和高能截止模型参数随脉冲相位有明显的变化。
2011-01-26 astro-ph.HE
Suzaku spectroscopy of the neutron star transient 4U 1608-52 during its outburst decay
利用宽波段X射线数据对提出的中子星低质量X射线双星三分量谱模型进行了检验。我们分析了在2010年4U 1608-52爆发期间用朱雀获得的4个X射线光谱（0.8-30 keV），这使我们能够进行涵盖所有经典光谱状态的全面光谱研究。我们使用一个热康普顿连续分量来解释硬发射，以及两个热分量来约束吸积盘和中子星表面的贡献。我们发现，所提出的组合的光盘，单温黑体和康普顿组件成功地再现了从软到硬状态的数据。在软态下，我们的研究支持中子星表面（或边界层）作为康普顿种子光子产生所观察到的弱硬发射的主要来源，而在硬态下，无论是磁盘或中子星表面的解决方案，同样有利。所得的谱参数以及谱/时相关与吸积黑洞中观测到的谱参数和谱/时相关相当，这支持了黑洞和中子星低质量X射线双星在吸积过程中经历相似的状态演化的观点.
2017-01-10 astro-ph.HE
The 2009 outburst of H~1743-322 as observed by RXTE
我们分析了2009年H~1743-322爆发的RXTE观测，以及前五次爆发的观测结果进行比较。硬度-强度图（HID）显示了2009年爆发的完整逆时针q轨迹，有趣的是，该轨迹介于2003年的一个巨大的，完全过渡到高/软状态，以及2008年失败的爆发之间。它离开低/硬状态，但没有到达整个HID的最左边。虽然HID中的最低硬度（6- 19 keV/3- 6 keV）值在2009年爆发时约为0.3- 0.4，类似于持久性黑洞XRB Cyg X-1中看到的"失败状态转换”，但时序分析表明发生了向高软状态的转换。在2009年爆发的低/硬态期间，发现吸积盘的内径更靠近中心黑洞，并且与盘的温度存在反相关关系。这些结果可以理解为热日冕在吸积盘的软X射线上的再加工，这可能导致对吸积盘内径的低估。在日冕相对于盘的光度图中，2003年和2009年爆发的轨迹穿过这条线，这条线代表热和非热成分对整个发射的贡献大致相等; 2008年爆发的轨迹在这条线上翻转。这可以指示电晕和盘之间的发射平衡，其防止状态转变比低/硬状态更进一步。
2010-08-18 astro-ph.HE
The Fall and the Rise of X-rays from Dwarf Novae in Outburst: RXTE Observations of VW Hydri and WW Ceti
在矮新星中，白矮星周围的吸积盘是紫外线、可见光和红外线光子的来源，但从来没有热到足以发射X射线。而观测到的X射线则来自于圆盘和白矮星之间的边界层。当盘在静止和爆发状态之间切换时，2-10 keV的X射线通量通常被认为与光学亮度是反相关的。在这里，我们提出了RXTE监测观测两个矮新星，VW Hyi和WW Cet，确认在这两个系统中的光学/X射线反相关。然而，我们没有检测到任何硬X射线通量增加的事件，从爆发上升（两个可能的机会WW Cet）或下降（两个WW Cet和一个VW Hyi），这些属性在SS Cyg中明确确立。将这些数据添加到现有的文献中，确立了一个事实，即SS Cyg的行为是例外，而不是通常假设的原型。我们推测矮新星所表现出的行为的多样性的起源，集中在所发挥的作用的白矮星质量。
2011-07-15 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
X-Ray Spectra of The High-Mass X-RAY Binary 4U~1700-37 using BeppoSAX, Suzaku and RXTE Observations
本文报道了高质量双星4U~1700-37在硬-软态演化过程中的X射线谱分析。我们使用BeppoSAX，朱雀和RXTE（罗西X射线定时探测器），朱雀和BeppoSAX的观测进行这项调查。我们认为，X射线的宽带光谱在所有的光谱状态可以充分再现的模型，包括一个低温黑体组件，两个康普顿组件都由于康普顿云（CC）的存在下，向上散射种子光子的$T_{s1}$ ~< 1.4 keV，和$T_{s2}<$ 1 keV，和一个铁线组件。我们发现，使用这个模型的光子幂律指数几乎是恒定的，$Γ_{1}\sim 2$的所有光谱状态。然而，$Γ_{2}$表现出依赖于光谱状态的行为。即，当CC等离子体温度$kT^{(2)}_e$小于40 keV时，$Γ_{2}$准恒定在$Γ_{2}\sim 2$的水平;另一方面，当$kT^{(2)}_e$大于40 keV时，$Γ_{2}$在$1.3<Γ_{2}<2$的范围内。我们解释了这种准稳定的$Γ$在大多数的硬-软转变的4U~1700-37在一个框架的模型，其中所产生的光谱描述的两个康普顿分量。我们发现HMXB 4U~1700-37的这些康普顿化谱分量与以前在NS源中发现的谱分量相似。4U~1700-37中所揭示的质量吸积率和$kT_e$对指数的依赖性是4U~1700 -37中NS存在的普遍观测证据。
2016-02-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
GK Per 2015 dwarf nova covered by Suzaku
中间极区的GK Per在2015年3月至4月间爆发了一次矮新星爆发。朱雀X射线望远镜在其预定的为期四天的定点观测中偶然捕捉到了爆发的开始。在本文中，我们提出的时间和频谱分析结果的爆发，连同那些从档案数据的静态在2009年和2014年获得的。我们的时间分析证实了先前报道的X射线计数率的自旋调制与WD自旋周期PWD =351.4+/-0.5秒的爆发。在硬X射线波段（16-60 keV）也检测到了这种调制，对吸收的光谱建模表明，这种调制被一种稠密的吸收所遮蔽，其视线柱密度N_H>10^23 cm^-2。一个复杂的时间演化的自旋调制配置文件中看到的自旋最小相位从相位~0.25在第一个半观测到~0.65在第二个，和脉冲形状显着改变历元。Fe Ka带的光谱拟合显示荧光线等效宽度增加，从~80 eV（静止）增加到~140 eV（爆发）。类He和类H Fe K α的等效宽度在两种状态下都是恒定的，约为40 eV。在2-60 keV波段进行宽波段光谱拟合，得到亚太阳Fe丰度约为0.1 Zsun，采用等压冷却流模型时等离子体最高温度kT_max约为50-60 keV。基于在6-7倍的吸积速率下温度变化很小的情况，讨论了爆发早期的吸积几何。
2016-03-25 astro-ph.HE
Swift and RXTE observations of the black hole transient GX 339-4 in the hard state between outbursts
我们使用同时Swift和RXTE观测的黑洞的二进制GX 339-4测量其吸积盘的内半径在硬态下通过热盘发射和相对论加宽的铁线建模下降到0.4% L_{Edd}。对于本工作所涵盖的光度范围，我们的结果排除了对流主导吸积流范式所预测的在100-1000 R_g处显著截断的盘。测量强烈依赖于假设的排放几何形状，大多数结果提供没有清晰的图片半径演变。然而，如果倾斜度被限制在大约20度，基于热盘发射的测量表明，在0.4%的光度L_{Edd}处有一个轻微后退的盘。铁的丰度在大约1-2个太阳丰度之间变化，i=20度的结果表明与光度呈负相关，尽管这可能是由于圆盘照明几何形状的变化。
2013-07-12 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
A 0535+26 in outburst: magnetospheric instabilities and accretion geometry
Be/X射线双星A 0535+26在2005年8月/9月表现出一次正常（I型）爆发，在5- 100 keV范围内达到最大X射线通量400 mCrab。用INTEGRAL和RXTE观测了爆发。用INTEGRAL和RXTE测量了~ 45 keV的基回旋线能量。在上升到爆发高峰期间观察到了耀斑活动。在其中一个耀斑期间的RXTE观测发现，基本回旋线的能量转移到比爆发的其余部分明显更高的位置，在那里它保持不变。此外，在耀斑期间的能量依赖的脉冲轮廓显着不同，从其余的爆发。这些差异已被解释与存在的磁层不稳定性的吸积开始。对A0535 +26脉冲波形进行了分解.该方法的基本假设是，在脉冲轮廓中观察到的不对称性是由扭曲的磁偶极子场引起的，并且发射区域具有轴对称的波束图案。利用从RXTE观测得到的脉冲轮廓，这两个发射区的贡献已被解开。给出了脉冲星的几何约束条件和波束图的可能解。重建的光束图案与几何模型，包括相对论光偏转的比较的第一结果。
2009-12-01 astro-ph.HE
Outburst of LS V+44 17 Observed by MAXI and RXTE, and Discovery of a Dip Structure in the Pulse Profile
报道了首次观测到Be/X射线双星LS V +44 17/RX J0440.9+4431的X射线爆发，并在脉冲轮廓中发现了吸收凹陷结构。MAXI GSC在2010年4月发现了该源的爆发。这是自1997年LS V +44 17被确认为Be/X射线双星以来，首次探测到其瞬态活动。从后续的RXTE观测资料中，我们发现了一个狭窄的倾斜结构的脉冲轮廓，在较低的能量带更清晰。在3 $-$ 100 keV频带中的脉冲相位平均能谱可以用包含具有指数截止和黑体分量的幂律函数的连续模型拟合，所述幂律函数在低能量下由吸收分量修改。在光谱中还检测到弱铁K $α$发射线。从脉冲相位分辨光谱，我们发现，在浸渍阶段的吸收柱密度远高于在其他阶段。在随后的RXTE观测中，在较低的通量水平上没有看到这种下降。这些结果表明，脉冲轮廓的下降源于吸积柱对中子星辐射的遮蔽。
2012-01-31 astro-ph.HE
Spectral evolution of the X-ray nova XTE J1859+226 during its outburst observed by BeppoSAX and RXTE
我们报告的X射线新星XTE J1859+226在其1999年爆发期间与BeppoSAX和RXTE观测到的广泛分析的结果。我们模拟的源光谱与多色黑体一样的功能加上通用康普顿模型BMC的优势，提供发射辐射特性的光谱描述，而无需假设的基本物理过程。多色成分归因于几何薄吸积盘，而康普顿化谱被认为起源于系统的最内层次开普勒区域（过渡层）。我们发现XTE J1859+226在其演化过程中覆盖了所有典型的黑洞源光谱状态，然而在非常高的状态下，当盘对总光度的贡献大于70%，均方根变率> 5%时，高能光子指数更接近硬态值（Gamma ~ 1.8）。BMC标准化和光子指数Gamma与射电辐射有很好的相关性，我们还观察到Gamma在最亮的射电辐射水平上可能存在饱和效应。康普顿化种子光子的分数和所观察到的综合均方根变异性之间存在很强的正相关性，这加强了这些系统中大部分快速变异性由最内层康普顿云提供的想法，康普顿云也可以被识别为射流。
2012-11-06 astro-ph.HE
The early phase of a H1743-322 outburst observed by INTEGRAL, RXTE, Swift, and XMM/Newton
我们调查的第一个状态变化的早期阶段，在2008年9月至11月爆发的H1743-322，第一次检测到的INTEGRAL卫星。我们分析了INTEGRAL，RXTE，雨燕，和XMM/牛顿观测，它提供了在3-200千电子伏范围内的爆发演化的平静覆盖每隔几天。的能谱很好地拟合由一个唯象模型，包括一个指数截止幂律加上一个磁盘组件。一个更物理的热康普顿化模型（和一个圆盘）同样很好地代表了光谱。在第一阶段（直到MJD 54760），盘的光子指数和温度没有显著变化，并且具有使人联想到硬态（HS）的值。时序分析也与HS的时序分析一致，并且特别显示出相当高的可变性（~30%），以及具有其第一谐波的强~0.5-1 Hz QPO。H1743-322的时间和光谱特征与2003年爆发时的第一颗HS相似。在MJD 54760之后，变软的光谱和~5-6 Hz的QPO表明源经历了到硬中间态（HIMS）的状态转变。我们观察到在这两个国家的QPO频率和光子指数之间的相关性，这表明吸积盘，通常被理解为确定QPO频率，和电晕，这决定了QPO功率之间的强有力的联系。QPO谐波的逐渐消失，以及缓慢减少的硬X射线通量，意味着吸积盘在HS期间逐渐向内移动。
2009-01-06 astro-ph.HE
Corona, Jet, and Relativistic Line Models for Suzaku/RXTE/Chandra-HETG Observations of the Cygnus X-1 Hard State
利用朱雀和罗西X射线定时探测器，我们进行了一系列的四个同时观测银河系黑洞候选者天鹅座X-1在历史上是微弱的和光谱硬低状态。此外，所有这些观测都发生在我们的视线与X射线源的优越结合附近，X射线源穿过来自质量贡献次级的聚焦风的密集相。我们的观测之一也是与钱德拉高能透射光栅的观测同时进行的。后者的光谱对于揭示次级风聚焦引起的电离吸收是至关重要的。这种吸收是存在的，必须在所有四个光谱中考虑。这些同步的数据给出了天鹅座X-1的0.8-300 keV光谱的前所未有的视图，因此，对黑洞硬态的日冕和X射线发射喷流模型都有影响。三个模型拟合的光谱很好：热或混合热/非热电子种群的日冕，和射流。这三个模型都需要一个软分量，我们用一个内径只有几十个GM/c^2的低温圆盘光谱来拟合。所有这三个模型也同意，在10.keV的已知的光谱中断不仅是由于反射的存在，但每一个都给出了不同的基本解释，这种中断的增强。因此，尽管所有三个模型都要求有一个相对论性加宽的Fe线，但这种线的强度和内径取决于特定的模型，{因此对天鹅座X-1系统中的黑洞自旋进行了过早的基于线的估计。我们详细研究了相对论线，占窄Fe发射和电离吸收检测HETG。尽管该线的特定相对论参数是连续性相关的，但没有一条宽线拟合允许内盘半径大于40 GM/c^2。
2010-12-21 astro-ph.HE
Suzaku X-ray Spectra and Pulse Profile Variations during the Superorbital Cycle of LMC X-4
我们提出的结果，从光谱和时间分析的朱雀和RXTE观测的高质量X射线二进制LMC X-4。使用完整的13年可用的RXTE/ASM数据，我们应用ANOVA和Lomb归一化周期图方法获得了30.32 +/-0.04天的改进的超轨道周期测量。在0.6 - 50 keV波段，由朱雀观测得到的超轨道周期高态的相位平均X射线谱可以模拟为γ~0.6的幂律和~25 keV的高能截止，kT_BB~0.18 keV的黑体，以及来自Fe K_α，O VIII和Ne IX（X Lyalpha）的发射线的组合。假设距离为50千秒差距，在2 - 50千电子伏波段，该源的光度L_X约为3 x 10^38尔格·秒^-1，软（黑体）分量的光度L_BB约为1.5 x 10^37尔格·秒^-1。能量分辨脉冲轮廓显示单峰软（0.5 - 1 keV）和硬（6 - 10 keV）脉冲，但更复杂的模式的介质（2 - 10 keV）脉冲;交叉相关的硬与软脉冲显示相移，观察之间的变化。我们解释这些结果的图片中，一个旋进盘再处理的硬X射线，并产生所观察到的软光谱分量，已建议为类似的源Her X-1和SMC X-1。
2010-08-13 astro-ph.HE
Timing and Spectral Study of IGR J19294+1816 with RXTE: Discovery of Cyclotron Feature
本文报道了利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）/正比计数器阵列（PCA）对IGR J 19294 +1816的两次爆发的观测结果。第一次爆发发生在MJD 54921-54925（2009 C.E.）第二次发生在MJD 55499-55507（2010 C.E.）。在这两种情况下，PCA观测是在爆发的衰变阶段进行的，源随通量的变化呈现出时间和光谱的演变。在亮通量水平，在光谱中检测到35.5 keV处的吸收特征，这可能归因于对应于B = 4.13*10^12高斯的磁场的回旋共振散射特征。在另外两个观察结果中也检测到了较低的显著性。此外，在最高通量期间显著检测到6.4 keV的Fe线发射。在10次观测中有9次探测到X射线脉动;在通量水平最低的观测中没有发现脉动。在最低通量的观测过程中，脉动现象仅在软X射线波段才能检测到。
2017-11-05 astro-ph.HE
Suzaku observations of the HMXB 1A 1118-61
我们提出了宽带分析的Be/X射线瞬变1A 1118-61朱雀在其第三次观测到的爆发在2009年1月的峰值和2周后，源通量衰减了一个数量级。用\texttt{cutoffpl}模型和compTT模型对连续体进行建模，两种情况都需要在较低能量下的额外黑体分量。我们确认检测的回旋线在~5 keV，并讨论了在~110 keV的第一谐波的可能性。脉冲轮廓的比较表明，在较低的能量，在吸积几何形状的可能变化的指示的轮廓结构的变化。相位分辨光谱的爆发数据显示在整个脉冲周期的连续变化。CRSF质心能量的降低也表明吸积柱上的视角在整个脉冲周期内都在变化。
2011-03-07 astro-ph.HE
RXTE observations and state transition in MAXI J1836-194
我们介绍了2011年8月爆发期间X射线瞬态源MAXI J1836-194的分析结果。MAXI GSC于2011年8月30日检测到该源，当时它开始从静止状态上升。我们利用RXTE的观测资料研究了这个源。在本文中，我们研究的时间和光谱的演变过程中爆发的源。光谱分析表明，该源表现出的硬中间态（HIMS）的状态转变和衰减回低/硬状态。时间分析表明，在硬中间态的QPO的存在。我们还观察到的频谱特性的突变频率的演变之间的相关性。我们的结论是，这可能是继H 1743-322之后的第二个源，它表现出向HIMS的跃迁，但没有达到软光谱状态。
2014-01-06 astro-ph.HE
Observational aspects of Outbursting Black Hole Sources - Evolution of Spectro-Temporal features and X-ray Variability
我们报告我们试图了解银河系黑洞（GBH）源的爆发配置文件，牢记在爆发的时间和光谱特征的演变。我们目前的准周期振荡（QPOs），光谱状态的演变结果和可能的连接与喷射喷射在爆发阶段。此外，我们试图将观察到的X射线变化（即，“类”/“结构”变异性，类似于GRS 1915+105）与BH源的光谱状态。在这些研究中，我们考虑了三个黑洞源，它们自RXTE时代开始以来经历了一次（XTE J1859+226）、几次（IGR J17091-3624）和多次（GX 339-4）爆发。最后，我们使用RXTE和NuSTAR观测模拟了不同光谱态的宽带能谱（3 - 150 keV）。结果进行了讨论的上下文中的两个组件的平流模型，同时限制质量的三个BH源。
2018-02-14 astro-ph.HE
Suzaku Observation of Strong Fluorescent Iron Line Emission from the Young Stellar Object V1647 Ori during Its New X-ray Outburst
朱雀X射线卫星于2008年10月8日在2008年8月报告的新的质量吸积爆发期间观察到年轻的恒星物体V1647 Ori。在净曝光量为40 ks的87 ksec观测期间，V1647 Ori显示出高水平的X射线发射，通量逐渐减少5倍，然后显示出突然的通量增加一个数量级。这种增强的X射线变化性在2003-2005年爆发期间的2004年和2005年XMM-牛顿观测中也被发现，但很少在其他年轻恒星物体中被观察到。光谱清楚地显示了来自氦样铁的发射，这是热等离子体（kT ~5 keV）的特征。它还显示了一个非常大的等效宽度为~600 eV的荧光铁Ka线。如此大的等效宽度表明，照射星周物质和/或恒星表面的一部分入射X射线发射隐藏在我们的视线之外。2003-2005年爆发期间的XMM-牛顿光谱没有显示出强烈的荧光铁K α线，因此非常接近恒星核心的星周气体的结构可能在2005年至2008年之间发生了变化，这些气体吸收并重新发射来自中心物体的X射线。这一现象可能与2004年至2008年间麦克尼尔星云红外线形态的变化有关。
2012-07-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Anomalous nature of outbursts of the black hole candidate 4U 1630-472
银河系黑洞候选者（BHC）4U~1630-472在过去的25年里经历了几次爆发（特别是13次），从RXTE时代开始至今。像其他瞬态BHC的爆发，爆发的这个源显示的持续时间，峰值数，最高峰值通量等的变化，但是，与任何其他软X射线瞬变，这个源显示爆发的两种类型，如正常和超级。在$\sim 500$ ~天的平均复发/静止期内，准周期性地观察到持续时间为$\sim 100-200$ ~天的正常爆发。持续时间为$\sim 1.5-2.5$ ~年的超级爆发包含一个或多个正常爆发，而不是一个巨型爆发。我们努力从超级爆发中分离出正常和特大爆发的通量贡献，并试图根据爆发前的平静期来理解两种类型（正常和特大）爆发的演化性质。研究使用了1996年1月至2011年6月RXTE/ASM和2009年8月至2020年7月MAXI/GSC的存档数据。一个可能的线性关系之间的平静和爆发期的两种类型的爆发观察。这使得BHC成为一个特殊的源，它可能包含两个伴星。两个同伴可能会导致两种类型的爆发。
2021-06-28 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
RXTE and BeppoSAX Observations of the Transient X-ray Pulsar XTE J1859+083
利用RXTE星载ASM和PCA以及BeppoSAX星载WFC对9.8 s X射线脉冲星XTE J1859+083进行了观测。ASM数据涵盖了12年的时间间隔，并显示在大约MJD 50，250和50，460之间（1996年6月16日至1997年1月12日）发生了一次延长的爆发。不包括该爆发间隔的ASM数据表明可能存在周期为60.65 +/- 0.08天的调制。1999年，在大约一个月的时间间隔内获得了18组主成分分析观测数据。用PCA测量的通量变化似乎与ASM发现的可能周期一致。脉冲周期的PCA测量显示其非单调地减小，然后显著地增大。多普勒频移由于轨道运动，而不是吸积扭矩似乎能够更好地解释脉冲周期的变化。在扩展爆发期间与WFC的观测给出了与先前确定的PCA误差框一致的位置，但其误差明显较小。XTE J1859+083的瞬变性质和脉冲周期的长度与它是Be/中子星双星相一致。可能的60.65天轨道周期将是一个脉冲周期为9.8秒的Be恒星系统的预期长度。
2009-01-09 astro-ph.HE
The Be/X-ray binary A0535+26 during its recent 2009/2010 outbursts
Be/X射线双星A0535+26在2009年12月发生了一次巨大的爆发，能量在15-50 keV范围内达到~5.14 Crab。不幸的是，由于太阳的限制，它不能被大多数X射线卫星观测到。在这次爆发之前，有四次较弱的爆发，与中子星的近星点通道有关。其中第四次是在2009年8月，呈现出一个特殊的双峰光变曲线，第一个峰值持续了大约9天，达到了440 mCrab的通量（15-50 keV）。然后通量下降到小于220 mCrab，并再次增加到近星点周围的440 mCrab。这次爆发是由INTEGRAL、RXTE和朱雀TOO观测卫星监测的。在2009年巨星爆发后的一个轨道周期（约111天），又发生了一次新的、意想不到的明亮爆发（约1.4克拉伯，能量范围15-50千电子伏）。使用INTEGRAL、RXTE、Suzaku和Swift进行了太多观察。这些观测的光谱和时序分析的第一个结果，与特定的重点在回旋加速器线存在于系统中，其变化与质量吸积率。
2011-07-18 astro-ph.HE
Peculiar Lapse of Periodic Eclipsing Event at Low Mass X-ray Binary GRS 1747$-$312 during Suzaku Observation in 2009
GRS 1747 $-$ 312是一颗低质量X射线双星，位于球状星团泰山6号，距离地球9.5千秒差距。在它爆发的过程中，人们知道会发生周期性的日食。2004年，钱德拉和2013年，斯威夫特分别对爆发进行了观测。XMM-牛顿在2004年观测到了它的静止状态。此外，当朱雀在2009年作为银河系中心测绘观测的一部分进行观测时，发现GRS 1747 $-$ 312处于低光度状态，$L_{\rm x} \sim 1.2 \times 10^{35}$的亮度为$^{-1}$。除了XMM-牛顿之外，所有的观测都包括了预测的日食时间。我们分析了这些观察的档案数据。在钱德拉和斯威夫特的观测中，我们发现在日食的预期时间，通量明显减少。然而，在朱雀观测期间，没有明显的迹象表明预测的日食。朱雀观测期间预测的日食的消失可以用一个非常接近GRS 1747 $-$ 312的污染源来解释。当GRS 1747 $-$ 312处于静止状态时，我们观察到来自污染物源而不是来自GRS 1747 $-$ 312的X射线。然而，我们的数据中没有明确的污染源证据。这种消失也可以用中子星和伴星之间的厚物质（$N_{\rm H} > 10^{24}$ cm $^{-2}$）来解释，尽管厚物质的来源还不清楚。
2016-03-01 astro-ph.HE
Suzaku Confirms NGC~3660 is an Unabsorbed Seyfert 2
一组神秘的天体，未被吸收的塞弗特2s可能具有本质上弱的宽线区域，在BLR的视线中而不是X射线日冕，或者如此多的遮蔽，以至于X射线连续谱被完全抑制，并且观察到的光谱实际上从附近的物质散射到视线中。NGC 3660已经被证明具有弱的宽光学/近红外线，在软X射线波段没有遮蔽，并且没有“改变外观”行为的迹象。Beppo-SAX以前对该源的唯一硬X射线探测似乎表明，该源可能含有一个严重模糊的核。然而，我们对朱雀星长期观测的分析表明，情况并非如此，该源具有典型的幂律X射线连续谱，具有正常反射，没有遮蔽。我们的结论是，NGC 3660被证实没有不明的遮蔽，并且异常高的Beppo-SAX测量值必须是由于源混淆或类似的原因，与我们的朱雀测量值以及Swift-BAT和RXTE的未检测到不一致。
2016-01-12 astro-ph.HE
An enigmatic hump around 30 keV in Suzaku spectra of Aquila X-1 in the Hard State
典型的吸积中子星，天鹰座X-1，在2007年9月至10月的一次爆发的衰变阶段被朱雀观测了七次。其中，第二次到第四次观测是在爆发峰值后10到22天进行的，当时源处于硬态，亮度为2x10^36 erg/sec。这类天体的统一光谱模型近似地再现了这3次观测中得到的0.8- 100 keV谱。然而，光谱都表现出一个神秘的驼峰状过剩约30千电子伏，以上的硬X射线连续，这被解释为产生通过康普顿。过量的功能被证实是显着的统计和系统的不确定性。它被成功地表示为高斯中心在~32 keV，与宽度（西格玛）的~6 keV和等效宽度的~8.6 keV。或者，该特征也可以通过复合边缘模型来解释，该模型在~27 keV的边缘能量以上产生准连续谱，电子温度为~11 keV，等效宽度为~6.3 keV。这些结果的背景下，通过快速质子捕获过程中热核闪光合成的重元素的原子特征进行了讨论。
2019-02-14 astro-ph.HE
Sub-MeV Band Observation of a Hard Burst from AXP 1E 1547.0-5408 with the Suzaku Wide-band All-sky Monitor
2.1秒的异常X射线脉冲星1 E 1547.0-5408在2009年1月22日表现出一次X射线爆发，发出大量的短爆发。朱雀号上的宽带全天空监测器（WAM）在1月22日00：57-17：02 UT期间从1 E 1547.0-5408方向检测到至少254个160 keV-6.2 MeV波段的爆发。其中一个爆发发生在06：45：13，产生了0.5-6.2MeV范围内最亮的通量，平均通量为0.16-6.2MeV，外推25 keV-2 MeV的通量分别约为3x 10 -6 erg cm-2 s-1和3x 10 -4 erg cm-2。经过堆积修正后，该爆发的时间分辨WAM光谱在0.16-6.2MeV范围内通过两个组件模型拟合良好;具体地说，黑体加上光学薄的热韧致辐射或黑体和幂律组件与指数截止的组合。这些结果进行了比较与以前的作品报告的持续发射和较弱的短脉冲，然后由相同的爆发。
2015-02-28 astro-ph.HE
Classification and Spectral Evolution of Outbursts of Aql X-1
我们提出了一个广泛的分类与所有的爆发检测与罗西X射线定时探测器（RXTE）和监视器的所有天空X射线图像（MAXI）的Aql X-1的全天监视器（ASM）。我们确定三种类型的爆发：长高，中低，短低，持续时间和最大流量的基础上。我们分析了通量导数与通量的“相空间”趋势，以证明三种确定的突出类型的差异。我们提出了一个光谱分析的观测Aql X-1的正比计数器阵列（PCA）在2000年和2011年爆发的长-高类和2010年爆发的中低类。我们采用混合热/非热等离子体发射模型（EQPAIR in XSPEC，Coppi 2000）对源光谱进行建模，并加入高斯分量对Fe K_α发射线进行建模。我们构造了这三个爆发的源通量、日冕光学厚度（τ）、种子光子温度（kT_bb）和硬态紧致度（l_h）的时间历程。我们发现，任何一类的物理参数达到相同的值在整个爆发，唯一的区别是最大通量。我们讨论了我们的结果中的相互作用的恒星与光盘和大小的光盘保持热辐射的模式。我们的结论是，辐射是占主导地位的物理过程，导致不同类别的爆发。
2014-01-16 astro-ph.HE
Suzaku view of Be/X-ray binary pulsar GX 304-1 during Type I X-ray outbursts
利用朱雀星2010年8月和2012年1月的两次X射线爆发观测数据，研究了Be/X射线双星脉冲星GX 304-1的时间和光谱特性。在两次观测的光变曲线中都清楚地检测到了~275 s的脉动。脉冲轮廓被发现是强烈的能量依赖性。在2010年的观测中，发现在软X射线（$\leq$ 10 keV）脉冲轮廓中观察到的显著下降在较高能量下不存在。然而，在2012年的观测中，由于存在几个下降，脉冲轮廓很复杂。在高能量（$>$ 35 keV）下检测到脉冲轮廓形状的显著变化。当比较低于和高于$\sim$ 35 keV的脉冲轮廓中的主下降相位时，检测到$\sim$ 0.3的相移。脉冲星的宽带能谱可用部分吸收的负、正幂律指数截止（NPEX）模型描述，模型具有6.4keV铁谱线和回旋吸收特征。在2010年和2012年的观测中，回旋吸收线的能量分别为$\sim$ 53和50 keV，表明对源光度的边际正依赖性。基于从相位分辨光谱学获得的结果，脉冲轮廓中的吸收骤降可以被解释为由于在相同相位处存在附加物质。从X射线谱线回旋吸收线的理论模型出发，讨论了观测到的回旋线能量与光度的正相关性以及回旋参数的显著脉冲相位变化。
2016-01-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
The 2009 outburst from the new X-ray transient and black-hole candidate XTE J1652$-$453
对2009年新发现的瞬变黑洞候选者XTE J1652 $-$ 453爆发的RXTE和Swift观测结果进行了分析。RXTE观测到该源表现出一系列典型的黑洞XRB光谱状态。在前7次观测中，从软热成分占主导的谱图和硬度-强度图（HID）中显示的硬度$\sim$ 0.1，诊断出源处于高/软状态，软热成分对2- 20 keV的X射线通量的贡献平均为85%。对于最后20次观测，根据$\sim$ 0.8的平均硬度以及热分量和非热分量之间的平衡，将光谱状态分类为{ \sl低/硬}：幂律分量占总2- 20 keV通量的${\geq}80%$。位于两者之间的是源可能经历的{ \sl中间}状态。RMS和硬度之间的通常关系也出现在HRD中。在整个爆发过程中，在XTE J1652 $-$ 453中没有发现QPO。
2011-01-23 astro-ph.HE
X-ray softening during the 2008 outburst of XTE J1810-189
XTE J1810-189在2008年经历了一次爆发，RXTE在$\sim 100$ d上空观测到。对2008年5月4日观测到的光球半径膨胀爆发进行了时间分辨光谱分析，首次获得了3.5- 8.7kpc范围内的源距。在爆发期间，XTE J1810-189没有进入高/软状态，并且随着通量的降低，软色和硬色都降低。分数均方根保持在较高值（$\sim 30$ %）。3-25 keV的RXTE/PCA谱可以用一个附加高斯分量的幂律吸收分量来描述，当3-25 keV的未吸收X射线亮度从$4\times10^{36}$ ergs s $^{-1}$下降到$6\times10^{35}$ ergs $^{-1}$时，导出的光子指数$Γ$从$1.84\pm0.01$增加到$2.25\pm0.04$。相对较高的通量，密集的观测和宽带光谱使我们能够提供强有力的证据，在XTE J1810-189爆发中检测到的软化行为源于非热分量的演化，而不是热分量（即中子星表面发射）。
2015-11-24 astro-ph.HE
Suzaku Observations of the Dwarf Nova V893 Scorpii: the Discovery of a Partial X-ray Eclipse
V893 Sco是一颗食矮新星，在被提出作为RXTE全天回转巡天（XSS）源之前，它几乎没有引起X射线天文学家的注意。在这里，我们报告的指向X射线观测这个对象使用朱雀。正如我们在南非天文台获得的协调光学测光所示，V893 Sco当时处于静止状态。我们的朱雀数据显示V893 Sco是X射线明亮的，具有高吸收光谱。最重要的是，我们发现了V893 Sco的部分X射线食。这是第一次在矮新星的X射线光变曲线中看到日偏食。我们的初步模拟表明，如果V893 Sco中的白矮星发生部分日食，则部分X射线日食在原则上可以重现。对这一天体进行高质量的观测，有可能对X射线发射区的纬度范围施加重大限制，从而区分赤道边界层和球形日冕。因此，部分X射线日食使V893 Sco成为理解静止矮新星吸积物理学的关键对象。
2009-10-18 astro-ph.HE
The Impact of Suzaku Measurements on Astroparticle Physics
本文总结了朱雀星系团X射线宽带观测的结果。为了更好地理解气体加热/粒子加速的物理过程以及星系团的动力学演化，我们基于Suzaku和XMM-Newton/Chandra联合分析方法，对合并星系团，特别是A2163和Bullet星系团的非热硬X射线辐射进行了研究.所观察到的硬X射线发射是很好地代表了单温度或多温度的热模型，包括超热（kT~20 keV）的气体。然而，没有发现明显的非热硬X射线发射。结合现有的文献，我们用Suzaku研究了大约10个团簇的硬X射线性质。本文总结了朱雀星非热X射线辐射和星团磁场测量的现状，并与RXTE、BeppoSAX和Swift卫星的测量结果进行了比较。并对今后的发展前景作了简要的展望。
2013-10-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
Secular spin-down of the AMP XTE J1751-305
上下文在13颗已知的吸积毫秒彗星中，只有少数在RXTE时代显示出不止一次的爆发。XTE J1751-305显示，在2002年的主要爆发之后，还有另外三次暗淡的爆发。我们报告的时间分析的最新的一个，发生在2009年10月8日，并偶然观察到从一开始的RXTE。目标。在一个以上的爆发期间的脉动的检测允许获得一个更好的约束的轨道参数和它们的演变，以及跟踪长期的自旋频率演变的源。方法.利用AMP XTE J1751-305最后一次爆发的RXTE数据，我们进行了时序分析，以改善轨道参数。由于统计量低，我们使用了一个历元折叠搜索技术，对整个数据集，以改善局部估计的升交点通过的时间。结果使用这个新的轨道解决方案，我们历元折叠数据获得三个脉冲相位延迟的时间跨度为1.2天，我们拟合使用恒定的自旋频率模型。将这一重心自旋频率与2002年爆发的重心自旋频率进行比较，我们得到长期自旋频率导数为-0.55（12）x 10^{-14} Hz s^{-1}。在长期自旋下降的假设是由于旋转的磁偶极子发射，一致的假设无线电脉冲星，我们估计脉冲星的磁偶极子值。假设弗里德曼-潘达里潘德-斯凯尔姆状态方程成立，对于质量为1.4 M \odot的中子星，我们推导出极帽磁场强度的估计值为B_{PC} = 4.0（4）× 10^8高斯。
2011-05-11 astro-ph.HE
Suzaku Observation of the New Soft Gamma Repeater SGR 0501+4516 in Outburst
我们提出了新的软伽马重复站SGR 0501+4516的第一个朱雀观测，在2008年8月26日进行，四天后爆发活动的这个新成员的磁星家庭。用X射线成像光谱仪（XIS）在0.5-10 keV的通量为3.8E-11 erg/s/cm ~ 2的条件下探测到软X射线持续发射，其光谱符合吸收黑体加幂律模型。源脉冲的周期为5.762072+/-0.000002秒，XIS探测到32个X射线爆发，其中4个也被硬X射线探测器（HXD）探测到。最强的爆发发生在03：16：16.9（UTC），非常明亮，导致仪器饱和，但其前体阶段持续约200 ms，在0.5-200 keV范围内成功检测到，通量约为2.1 E-7 erg/cm 2，峰值强度约为89 Crab。整个爆发通量估计要高出约50倍。前兆光谱是非常困难的，并很好地模拟了两个黑体的组合。我们讨论的爆发活动和X/γ射线的性质，这个新发现的软γ重复相比，其他成员的类。
2009-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Inference on Accretion Flow Properties of XTE J1752-223 During Its 2009-10 Outburst
我们进行了详细的光谱和恒星质量的黑洞候选人XTE J1752-223在其2009年至2010年爆发期间，使用RXTE PCA数据在$2.5-25$ keV的能量范围内的时间特性的研究。在功率密度谱（PDS）中观察到低频准周期振荡（LQPO）。谱分析采用两种模型：一种是组合的圆盘黑体加幂律模型，另一种是基于跨音速流解的双分量平流（TCAF）模型。RXTE PCA在2009年11月16日至2010年1月18日期间未运行，因此我们使用MAXI GSC和Swift BAT数据研究光变曲线轮廓和硬度比的演变。基于其2009-10爆发期间源的时间和光谱特性的演变，我们发现该对象通过以下光谱状态演变：硬，硬中间和软中间/软。从TCAF模型拟合的谱分析，我们还估计黑洞的可能质量在$8.1-11.9$ $M_\odot$范围内，更准确地说，质量似乎是$10\pm{1.9}~M_\odot$。
2020-02-11 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
Type-I bursts within outbursts of IGR J17473-2721
在环礁源IGR J17473-2721的历史中，RXTE观测到了两次爆发。在2008年的最近一次爆发中，源显示了一系列完整的光谱状态/跃迁。中子星系统是多产的I型X射线爆发，我们调查他们在完整的爆发演化的背景下。在IGR J17473-2721的两次爆发期间，RXTE收集了约309 ks的总暴露量。我们在这个数据集中进行了I型爆发的系统搜索。对于每一个爆发发现，我们研究了爆发的轮廓，峰值流量，以及它们对吸积率的依赖性沿爆发的演变。在IGR J17473-2721中发现了18个I型X射线爆发：两个来自2005年的爆发，另外16个来自2008年的爆发。其中，3个爆发显示光球半径膨胀（PRE）。距离源估计为6.4千秒差距与15%的不确定性的基础上，显示PRE的三个爆发。在最近的突发中，在状态转换到高/软状态之前的低/硬状态中出现6个突发，在高/软状态的结束阶段出现3个突发，在随后的低/硬状态中出现7个突发。这些爆发的黑体半径呈现出各种有趣的特征。我们发现，在最近的爆发结束时，黑体半径的轮廓与黑体温度和爆发通量是反相关的。I型爆发的持续时间被发现与爱丁顿比相关，并有两个平行的演化群。随着爱丁顿比的减小，爆发持续时间减少，并在发生PRE爆发的每个组中结束。这为环礁XRB爆发背景下的I型爆发提供了新的线索。
2010-02-04 astro-ph.HE
Be/X-ray binary SXP6.85 undergoes large Type II outburst in the Small Magellanic Cloud
小麦哲伦星云（SMC）Be/X射线脉冲双星SXP 6.85 = XTE J 0103 -728在2008年8月10日开始经历了一次大的II型爆发。在随后的20周内，始终观察到该来源（MJD = 54688 - 54830）。我们目前的X射线定时和光谱分析的来源，作为我们正在进行的罗西X射线定时探测器（RXTE）监测活动的一部分，和整体的关键方案监测SMC和47 Tuc。与光学引力透镜实验（OGLE）III的Be对应的光变曲线的比较表明，从这个源的X射线爆发符合光学最大值的时间。我们把这归因于拱星盘的尺寸增加，导致质量吸积到中子星上。地面红外测光和H-α光谱在爆发过程中获得的被用来作为衡量的大小的拱星盘和借给支持这张照片。此外，折叠RXTE光变曲线似乎表明复杂的变化，在几何形状的吸积区域的表面上的中子星，这可能是一个不均匀的密度分布在拱星材料造成可变的吸积率到中子星。最后，假设的倾斜度的系统和H-α等效宽度的测量是用来做一个简单的估计的大小的拱星盘。
2009-12-15 astro-ph.HE
Morphology of the Light Curves for the X-ray Novae H1743-322 and GX339-4 during their Outbursts in 2005-2019
基于对X射线新星H 1743 -322（IGR J17464-3213）和GX 339 -4的长期SWIFT、RXTE和MAXI观测，我们研究了它们的X射线爆发的形态和光变曲线。特别是，我们已经证实了两个源中存在两种完全不同类型的爆发，软（S）和硬（H），并揭示了它们的变种，超亮（U）和中间（I）。根据截断吸积盘模型讨论了这些爆发光变曲线差异的性质和来源。
2020-09-19 astro-ph.HE
Suzaku and Multi-wavelength Observations of OJ 287 during the Periodic Optical Outburst in 2007
朱雀号在2007年4月10日至13日和11月7日至9日对耀变体OJ 287进行了观测。它们分别对应于静止状态和燃烧状态。在两次曝光中，X射线谱都可以用单次幂律模型很好地描述。在静止状态下，导出的X射线光子指数和1 keV下的通量密度为Gamma = 1.65 +- 0.02和S_{1 keV} = 215 +- 5 nJy。在耀斑状态下，该源显示出更硬的X射线谱（γ = 1.50 ± 0.01），X射线通量密度几乎增加了一倍S_{1 keV} = 404^{+6}_{-5} nJy。此外，检测到高达~ 27 keV的显著硬X射线信号。与朱雀号合作，分别用野边山毫米波阵列、卡纳塔望远镜和MAGIC望远镜同时进行了射电、光学和甚高能伽马射线观测。耀斑状态下的射电和光通量（在86.75 Hz和V波段分别为3.04 ± 0.46 Jy和8.93 ± 0.05 mJy）比静止状态高2- 3倍（在86.75 Hz和V波段分别为1.73 ± 0.26 Jy和3.03 ± 0.01 mJy）。在两次观测中都没有发现明显的伽马射线事件。光谱能量分布表明，在两次观测中，X射线光谱都以逆康普顿辐射为主，而同步辐射在光学频率附近表现出光谱截止。此外，没有显着差异的同步截止频率之间的静态和耀斑状态。根据一个简单的同步辐射自康普顿模型，光谱能量分布的变化是由于电子的能量密度的增加与小的变化的磁场强度和最大洛伦…
2009-06-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
The 2006 Outburst of the Magnetar CXOU J164710.2-455216
我们的钱德拉，XMM-牛顿，朱雀和斯威夫特X射线天文台获得的数据报告，在2006年爆发的异常X射线脉冲星CXO J164710.2-455216。我们没有发现非常大的毛刺和快速指数衰减的证据，如以前报道的这个来源。我们对Delta nu/nu < 1.5 x 10^{-5}爆发时的任何分数频率增加设置了3 sigma上限。我们的时间分析，基于最长的时间基线，产生了一个自旋下降率的脉冲星，这意味着一个表面偶极磁场~9 x 10^{13} G，虽然这可能是偏高的可能恢复未检测到的毛刺。我们还提出了一个源通量和光谱演化的分析，并没有发现长期的光谱弛豫后爆发的证据，如以前报道的。
2010-06-29 astro-ph.HE
Spectro-temporal evolution during the onset-phase of the 2011 outburst of IGR J17091-3624. Implications on accretion disk dynamics
我们重新分析了RXTE / INTEGRAL / Swift卫星在2011年X射线源IGR J17091-3624爆发开始阶段的档案数据。在此阶段，源的光谱和时间性质的演化明显地表现出从硬态（HS）到硬中间态（HIMS）到软中间态（SIMS）再到软态（SS）的状态转变，然后进入变率阶段（VP）（即开普勒流和次开普勒流）。
2013-09-10 astro-ph.HE
