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
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
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
The giant outburst of 4U 0115+634 in 2011 with Suzaku and RXTE
本文分析了2011年7月朱雀星和RXTE观测到的高质量X射线双星4U 0115+634的X射线谱，该双星处于一次巨大的X射线爆发的衰落阶段。我们使用了一个连续模型，包括一个吸收的截止幂律和一个特设的高斯发射功能中心约8.5千电子伏，我们讨论是由于回旋发射。我们的研究结果是一致的基本回旋吸收线为中心的${\sim}10.2$ keV的所有观测到的通量范围。在同一时间，我们排除了显着的影响8.5千电子伏高斯的CRSF参数，这是不一致的回旋加速器线能量和深度先前报道的通量依赖的描述。我们还表明，一些连续模型可以导致人工线状残差在分析的光谱，然后被误解为非物理强回旋线。具体来说，我们的研究结果不支持先前声称的额外回旋加速器功能在${\sim}15$千电子伏的存在。除了这些功能，我们发现了第一次的证据，在${\sim}6.7$ keV和弱H类Fe XXVI发射接近${\sim}7.0$ keV的Fe XXV发射线。
2019-12-13 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
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
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
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
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
Timing and broad band spectroscopy of 1A 1118-61 with Suzaku
本文利用朱雀星观测资料对2009年1月爆发期间观测到的瞬变Be X射线脉冲双星1A 1118-61进行了定时和宽带脉冲相位分辨光谱分析。朱雀观测了两次，一次在爆发的高峰期，一次在13天后的下降阶段。两次观测的脉冲轮廓都表现出强烈的能量依赖性，在低能量有几个峰，在10 keV以上有一个单峰。一个弱的，窄的峰值检测到的脉冲轮廓从两个观察的能量带低于3千电子伏的主倾角，表明存在的相位相关的软过剩的源连续。脉冲星的宽带能谱可以用部分覆盖截断的幂律模型和窄的铁荧光谱线进行很好的拟合。我们还检测到一个广泛的回旋特征在~50千电子伏，从这两个观测，这是一个功能常见的吸积供电的高磁场强度的恒星。脉冲相位分辨光谱分析显示部分覆盖分量的吸收柱密度的增加，以及在脉冲轮廓的倾角处的覆盖分数的变化，这自然解释了相同的能量依赖性。的回旋加速器线参数也显示出显着的变化与脉冲相位的回旋加速器线能量的变化和深度的变化的3倍~ 10 keV。这可以解释为在不同脉冲相位下偶极场的不同视角的效应，或者更复杂的潜在磁场几何形状
2011-11-14 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
Suzaku Observations of 4U 1957+11: Potentially the Most Rapidly Spinning Black Hole in (the Halo of) the Galaxy
我们提出了三个朱雀观测的黑洞候选人4U 1957+11（V1408 Aql）--一个源，展示了一些最简单和最干净的例子软，磁盘为主的光谱。4U 1957+11也是从盘主导光谱中发现的最高峰值温度之一。这样的温度可能与快速的黑洞旋转有关。4U 1957+11的光谱也需要非常低的标准化，这可以解释为小的内盘半径和大的距离（>10 kpc）的组合，这使得4U 1957+11很好地进入了星系晕。我们进行联合适合朱雀光谱与相对论和康普顿磁盘模型。假设一个低质量的黑洞和最近的距离（3 M_sun，10 kpc），无量纲自旋参数a* = Jc/GM ^2>~ 0.9。更大的质量和更远的距离产生a*~1。康普顿化模型也得到了类似的结论;它们意味着小的内盘半径（或者，等价地，快速自旋）和大的距离的组合。除非4U 1957+11是一个低质量的黑洞，并且距离大于40 kpc，否则无法恢复低自旋。我们推测是否建议的最大自旋是有关如何系统来居住在晕。
2011-09-27 astro-ph.HE
Suzaku Observation of the Black Hole Candidate MAXI J1836-194 in a Hard/Intermediate Spectral State
本文报道了朱雀星对新发现的X射线双星MAXI J1836-194的观测。源被发现是在硬/中间光谱状态，并显示出清晰和强大的相对论加宽铁发射线。我们适合的光谱与各种现象学，以及物理动机的磁盘反射模型，并发现的宽度和强度的铁线总是特征的发射在几个引力半径周围的黑洞。该结果与所使用的连续统无关，并且强烈指向MAXI J1836-194中的中心物体，即以$a=0.88\pm0.03$的自旋旋转的恒星质量黑洞（90%置信度）。我们讨论了这一结果的背景下，光谱状态的定义，物理变化（或缺乏）的吸积盘和吸积盘电晕在状态转换的潜在重要性。
2012-03-19 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
Suzaku Observation of Be/X-ray Binary Pulsar EXO 2030+375
在本文中，我们研究了Be/X射线脉冲双星EXO 2030+375的时间和光谱特性，使用$Suzaku$观测2012年5月23日，在一个不太强烈的I型爆发。在X射线光变曲线中，在质心周期为41.2852 s处清楚地检测到脉冲，这表明脉冲星正在旋转。脉冲轮廓被发现是奇特的，例如，不同于从2007年5月14日的早期朱雀观测中获得的脉冲轮廓。在软X射线（0.5-10 keV范围）下的单峰窄轮廓在12-55 keV能量范围内改变为双峰宽轮廓，并且在硬X射线（55-70 keV范围）下再次恢复为平滑的单峰轮廓。脉冲星1.0-100.0 keV的宽带谱可以用三种连续模型来描述：（i）部分覆盖高能截止幂律模型，（ii）部分吸收高能指数衰减幂律模型和（iii）部分覆盖指数正负幂律模型.与早期的朱雀观测不同，在2012年5月爆发期间，脉冲星光谱中只存在6.4 keV的微弱窄铁K_α发射线。在1-100 keV能量范围内未检测到任何类似吸收的特征，这支持了早期朱雀观测中EXO 2030+375不存在回旋共振散射特征的说法。脉冲相位分辨光谱揭示了额外的致密物质的存在下，导致第二个峰的情况下，从软X射线脉冲轮廓。详细的结果在文件中描述。
2014-12-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Spectral Study of the Black Hole Candidate XTE J1752-223 in the High/Soft State with MAXI, Suzaku and Swift
利用MAXI/Gas Slit Camera（GSC）、Swift/XRT和Suzaku的互补工作，我们对2009- 2010年爆发中的黑洞候选者XTE\ J1752--223进行了X射线光谱分析。正如Nakahira等人（2010年）所报告的那样，MAXI在整个爆发过程中连续监测了大约8个月的源。所有的MAXI/GSC的能谱在高/软状态持续2个月，很好地代表了多色盘加幂律模型。最内层的盘温度从$\sim$ 0.7 keV变化到$\sim$ 0.4 keV，盘通量下降了一个数量级。然而，最内侧的半径是恒定的，为$\sim$ 41 $D_{3.5}(\cos{\it i})^{-1/2}$ km，其中$D_{3.5}$是以3.5 kpc为单位的震源距离，$i$是倾角。MAXI/GSC获得的多色圆盘参数与Swift/XRT和Suzaku一致。朱雀号的数据还表明，圆盘发射有轻微康普顿化的可能性，这可以解释以前报道的广泛的铁-K特征。假设所得到的最内层半径代表非旋转黑洞的最内层稳定圆轨道，我们估计该黑洞的质量为5.51 $\pm$ 0.28 $M_{\odot}$ $D_{3.5}(\cos{\it i})^{-1/2}$，其中考虑了无应力内边界条件和色硬化因子1.7的校正。如果倾斜度小于49 $^{\circ}$，正如瞬态喷流的无线电监测所建议的那样，并且2010年4月的软到硬转变发生在…
2011-09-08 astro-ph.HE
A Highly Accreting Low-Mass Black Hole Hidden in the Dust: Suzaku and NuSTAR observations of the NLS1 Mrk 1239
我们提出了环面建模的X射线光谱附近的窄线塞弗特1星系Mrk 1239（$z=0.0199$），档案朱雀，NuSTAR和雨燕观测的基础上。我们的模型表明$Γ\approx2.57$在2019年和$Γ\approx2.98$在2007年的非常软的内在幂律连续发射。通过对未被吸收的X射线光度应用修正因子，我们发现Mrk 1239在爱丁顿极限附近或附近吸积。我们的最佳拟合光谱模型还表明，在Mrk 1239中，一个环面的柱密度为$\log(N_{\rm H, ave}/$ cm $^{-2})=25.0\pm0.2$，并且$0.90$的覆盖因子很高，这表明该源最有可能与$i\approx26^{\circ}$几乎面对面地观察。我们的视线可能会穿过$N_{\rm H, los}=2-5\times10^{23}$ cm $^{-2}$的环面边缘。高爱丁顿比和高视线柱密度使Mrk 1239成为接近极限的活动星系核之一，由于高辐射压，风可能在环的边缘附近形成。
2021-05-05 astro-ph.HE
The X-ray Evolution of the Symbiotic Star V407 Cygni during its 2010 Outburst
我们总结了Swift和Suzaku对2010年共生星天鹅座V407新星爆发的X射线观测。在第30天获得的朱雀光谱表明存在来自白矮星表面的超软成分，以及来自新星喷出物和米拉风之间的激波的光学薄成分。Swift的观测结果使我们能够跟踪这两种成分从第4天到第150天的演变。最值得注意的是在第20天左右光学薄组分的突然变亮。我们确定这是冲击波到达米拉光球层附近的时间。我们建立了一个简单的爆炸波-风相互作用模型，该模型可以再现天鹅座V407的X射线演化的总体特征，并探索了抛射质量、双星分离和Mira质量损失率的参数空间。如果这个模型是正确的，那么双星的分离度可能比之前提出的要大，而米拉的质量损失率可能相对较低。
2012-01-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
The truncated disk from Suzaku data of GX 339-4 in the extreme very high state
本文报道了基于对银河系黑洞GX 339-4的朱雀观测，在强康普顿化态（非常高/陡幂律/硬中间态）下的吸积盘和高能日冕的几何结构。这些数据是在2006-2007年爆发的峰值之前拍摄的，在0.7-200 keV波段的平均X射线光度估计为2.9E38 erg/s，距离为8 kpc。我们适合简单的（独立的磁盘和日冕）和复杂的（能量耦合磁盘和日冕）模型的光谱，但所有的配合意味着，基本的光学厚盘被截断显着的最内部稳定的圆形轨道周围的黑洞。我们直接显示了这一点与类似的宽带数据从磁盘占主导地位的光谱在几乎相同的光度观察到的XMM-牛顿和RXTE 3天后，朱雀观测。在朱雀观测期间，QPO频率从4.3 Hz变化到5.5 Hz，同时频谱变软。能量耦合模型给出了相应的5+/-8%的盘的导出内半径减小。虽然这并不重要，但它与从盘内部热流的Lense-Thirring进动和/或这种流的变形模式预测的QPO频率变化一致，因为较高的QPO频率意味着日冕的尺寸尺度较小。这与被截断的圆盘进一步向黑洞内部延伸是一致的。
2012-05-03 astro-ph.HE
Confirmation of dust scattering echo around MAXI J1421-613 by Swift observation
MAXI J1421-613是一颗X射线爆发双星，于2014年1月9日由全天空X射线影像监测器（英语：Monitor of All-sky X-ray Image）发现，被认为是一颗低质量X射线双星。之前的一项研究分析了朱雀号在2014年1月31日至2月3日获得的后续观测数据，报告称在瞬态源周围发现了半径约为3 '-9'的环形发射。环形辐射最可能的来源是MAXI J1421-613爆发的尘埃散射回波。本文通过对2014年1月18日Swift卫星的光子计数跟踪观测数据的分析，证实了环发射的存在。在径向轮廓中，我们发现在~ 2 '.5 - 4'.5处的环形发射。其光谱可用吸收功率定律很好地解释，其光子指数比MAXI J1421-613本身高Δ Gamma~2。Swift观测到的环形辐射的通量和半径可以用朱雀观测到的环形辐射的尘埃散射来解释。假设Swift发现的引起环状辐射的尘埃层与MAXI J1421-613前方的CO云位于同一位置，则到瞬变源的距离估计为~3 kpc，这与以前朱雀研究的估计值一致。
2022-09-16 astro-ph.HE
Nature of the Unidentified TeV Source HESS J1614-518, Revealed by Suzaku and XMM-Newton Observations
我们报告新的朱雀和XMM-牛顿的结果HESS J1614-518，这是一个最明亮的扩展TeV的伽马射线源，并有两个区域与强烈的伽马射线发射。我们最近用朱雀观测了HESS J1614-518的南部和中心区域，因为北部区域，包括TeV伽马射线发射的第一个最亮峰的位置，已经被观测到。在TeV伽马射线发射的第二个最亮峰的位置没有发现X射线对应物;我们估计在2-10 keV波段X射线通量的上限为1.6 \times 10^{-13} erg cm^{-2} s^{-1}。在之前的观测中，在视场边缘发现的软X射线源朱雀J1614-5152也在HESS J1614-518的中间被探测到。通过分析XMM-Newton的存档数据，我们发现朱雀J1614-5152由多个点源组成。最亮点源XMMU J161406.0-515225的X射线谱可用光子指数γ = 5.2^{+0.6}-0.5}的幂律模型或温度kT = 0.38^{+0.04}-0.04} keV的黑体模型描述。在黑体模型中，氢当量柱密度几乎与在第一峰位置处发现的硬扩展X射线发射Suzaku J1614-5141的氢当量柱密度相同。如果为真，则XMMU J161406.0-515225可能与朱雀J1614-5141和HESS J1614-518物理相关。
2011-10-17 astro-ph.HE
Suzaku observes weak flares from IGR J17391-3021 representing a common low-activity state in this SFXT
本文分析了用朱雀星收集的超巨星快X射线瞬变（SFXT）IGR J17391-3021（=XTE J1739-302）的37-ks观测结果。源从平静发展到低活动水平，最终在三个弱耀斑持续约3 ks，其中峰值亮度只有一个因素的5倍，耀斑前的亮度。在0.5- 10 keV范围内，观测到的最小光度为1.3 × 10^33 erg/s（d/2.7 kpc）^[2]。微弱的耀斑伴随着光谱参数的显著变化，包括柱密度（nH =（4.1+-0.5 x10 ^22/cm ^2），它是静止时测量的吸收的2- 9倍。恒星风物质的模糊团块的吸积可以解释小耀斑和nH的增加。将这一观察结果放在最近的雨燕监测活动的背景下，我们发现，弱耀斑事件，或至少是在静止水平之上但远低于中等亮度或高亮度爆发的增强活动时期，在0.5- 10 keV能量范围内，占所有观测结果的60+-5%以上，使其成为IGR J17391发射行为中最常见的状态。3021
2010-12-03 astro-ph.HE
Assessing black hole spin in deep Suzaku observations of Seyfert 1 AGN
本文对Seyfert 1活动星系核Fairall 9、MCG-6 - 30 -15、NGC 3516、NGC 3783和NGC 4051的深朱雀观测资料进行了宽带分析。利用高信噪比的深层观测（曝光量>200千赫兹），可以充分研究这些物体的复杂光谱，同时考虑到软过剩、反射连续体和复杂吸收成分等特征。在对宽带数据（0.6-100.0 keV，也利用Swift的BAT数据）进行自洽建模之后，可能由于热吸收体而引入的微小曲率对能量>3 keV的光谱和Fe K区域产生了测量影响。形成一个模型（包括吸收），这些活动星系核允许的真实程度，扩大diskline发射是目前被检查，并作为一个结果的吸积盘和黑洞参数的测量是一致的，在整个0.6-100.0 keV的能量范围。拟合相对论性线发射模型似乎排除了在90%置信水平下所有物体中存在最大自旋黑洞的可能性，特别是MCG-6 - 30 -15在>99.5%置信水平下。相对论性铁K线发射在NGC 3516中只需要少量的，而在NGC 4051中不需要，在整个能量带通上。尽管如此，在Fairall 9，MCG-6 - 30 -15和NGC 3783中检测到统计上显著加宽的6.4 keV Fe K α发射，当与圆盘发射模型拟合时，分别产生a=0.67（+0.10，-0.11），a=0.4（+0.20，-0.12）和a<-0.04的黑洞自旋估计。
2011-06-10 astro-ph.HE
Spectral and Timing Properties of the Black Hole X-ray Binary H 1743-322 in the Low/hard State Studied with Suzaku
我们报告了朱雀观测银河系黑洞X射线双星H 1743-322在2012年10月爆发期间处于低/硬状态的结果。我们适当地考虑了尘埃散射的影响，以准确地分析X射线光谱。在1-200 keV波段的时间平均光谱占主导地位的硬幂律组成部分的光子指数为\approx 1.6与高能量截止在\approx 60 keV，这是很好地描述了由热电晕盘发射的康普顿化。我们从多色盘分量估计了内盘半径，发现它是高/软状态下半径的1.3-2.3倍。这表明标准圆盘没有延伸到最里面的稳定圆形轨道。在R = Ω/2π \approx 0.6（Ω是立体角）的情况下检测来自盘的反射分量。我们还成功地估计了稳定的磁盘组件的方式独立的时间平均光谱建模，通过分析短期光谱变化的\sim 1秒的时间尺度。观测到0.1-0.2 Hz的低频准周期振荡（LF QPO），其频率与X射线亮度和光子指数有关。这一结果可以用圆盘截断半径的演化来解释。
2014-05-26 astro-ph.HE
The Suzaku Discovery of A Hard Power-Law Component in the Spectra of Short Bursts from SGR 0501+4516
利用朱雀XIS和HXD的数据，对软伽马中继站SGR 0501+4516的短暴进行了光谱研究。在2008年8月的活动中，在约60千公里的观测期间总共检测到32个爆发。除去最强的一个，其余31个爆发的平均能量为2- 40 keV，注量为1.0（-0.5，+0.3）*10^-9 erg cm^-2。将1- 40 keV的谱叠加在它们上面，在HXD-PIN带中留下了显著的正残差，其值为chi ^2/d.o.f.。= 74/50，当与双黑体函数拟合时。通过添加幂律模型，拟合变得可以接受，卡方面积/d.o.f. = 56/48，产生伽马=1.0（-0.3，+0.4）的光子指数。该光子指数与使用朱雀获得的同一物体的持续发射的伽马=1.33（-0.16，+0.23）（Enoto等人，2010 a）相当。两个黑体组件表现出非常相似的比例，无论是在温度和发射半径，那些包括持久性发射。然而，在2.6西格玛水平上，幂律与双黑体通量的比值可能高于持续发射的比值。在此基础上，将这些相对较弱的爆发的平均宽带特性与持续辐射的平均宽带特性进行了比较。
2011-06-24 astro-ph.HE
A Delayed Transition to the Hard State for 4U 1630-47 at the End of Its 2010 Outburst
在这里，我们报告斯威夫特和朱雀观测接近尾声的爆发从黑洞瞬态4U 1630 - 47和钱德拉观测时，源处于静止状态。4U 1630 - 47在主突结束后约50 d由软态向硬态转变。在这段不寻常的延迟期间，通量持续下降，雨燕的一次测量发现，在2 - 10 keV的光度L = 1.07e35 erg/s，估计距离为10 kpc的软光谱源。虽然这种瞬变通常在L/Ledd = 0.3 - 3%时转变为硬态，其中Ledd是爱丁顿光度，但4U 1630 - 47光谱在L/Ledd = 0.008/M10%（在2 - 10 keV波段测量）时保持柔软，其中M10是黑洞的质量，单位为10个太阳质量。在更宽的0.5 - 200 keV带通范围内的光度估计给出L/Ledd = 0.03/M10%，这仍然比典型的低一个数量级。我们还测量了硬态X射线通量的指数衰减，e-折叠时间为3.39 +/-0.06 d，这比以前测量的软态4U 1630 - 47衰变期间的12 - 15 d要小得多。通过~100 ks的朱雀观测，我们没有看到反射分量的证据，窄铁K α发射线的等效宽度的90%置信限对于窄线<40 eV，对于任何宽度的线<100 eV，这与硬态中几何形状的变化（截短的吸积盘或硬X射线源位置的变化）一致。最后，我们报告了0.5 - 8 keV的光度上限<2e32 erg/s的平静，这是迄今为止测量到的最低值4…
2014-07-07 astro-ph.HE
Suzaku Observation of the Black Hole Binary 4U 1630--47 in the Very High State
我们报告了银河系黑洞双星4U 1630- 47在非常高的状态下的X射线和近红外观测结果，在2012年9月至10月爆发的峰值附近进行了{ \it朱雀}和IRSF。X射线光谱近似于陡峭的幂律，光子指数为3.2，确定源处于非常高的状态。一个更详细的拟合表明，X射线连续谱是很好地描述了一个多色盘，连同热和非热康普顿化。内盘出现稍微截断与以前的高/软状态的这个源相比，即使考虑到光盘和日冕之间的能量耦合，虽然有不确定性，由于尘埃散射校正。近红外线通量高于外推圆盘模型，表明在这些波长下，外盘和/或伴星的辐射有贡献。我们的X射线谱没有显示出表明重子喷流的多普勒位移铁发射线，这是在四天前的XMM-牛顿观测中看到的，尽管源处于类似的状态。也没有明显的吸收线，从高度电离的铁是在以前的高/软状态数据中看到的。我们表明，增加的源光度是不足以使风如此高度电离，以检测到自己。这表明，与高/软状态相比，盘风在其发射半径和/或密度方面发生了变化。
2014-06-20 astro-ph.HE
The return to the hard state of GX 339-4 as seen by Suzaku
微类星体GX 339-4在其2010-2011年爆发结束时转变回硬态期间被朱雀观测了五次，间隔几天。2-10 keV的源通量在监测开始和结束之间减小约10倍。同时进行的无线电和OIR观测强调了在战役开始前无线电发射的重新点燃，最大无线电发射在两个第一个朱雀点之间达到，而IR在几周后达到峰值。荧光铁线总是被显著检测到。与高斯或Laor轮廓的拟合给出统计上等效的结果。在Laor轮廓的情况下，五个数据集的拟合同时与~20度的盘倾斜角一致。在前两次观测中，盘内半径<10-30 R_g，而在后三次观测中，盘内半径几乎不受约束。在这两个最初的观测中也存在软X射线过剩。与一个圆盘组件的拟合给出的圆盘内径与用铁线拟合得到的内径一致。使用一个物理上更现实的模型，包括一个模糊的反射组件和康普顿化连续，给一些提示的磁盘内半径的增加，但意义总是很弱。有趣的是，增加热吸收显著改善了OBS 1的拟合，而在其他观测中则不需要。射电喷流重燃发生在OBS 1和OBS 2之间，这些吸收特征可能指示盘风和喷流的自然演化。与长期的2008年朱雀观测GX 339-4在一个持久的微弱的硬状态，窄的铁线清楚地表明磁盘衰退，进行了讨论。
2014-02-06 astro-ph.HE
Observations of MCG-5-23-16 with Suzaku, XMM-Newton and NuSTAR: Disk tomography and Compton hump reverberation
MCG-5-23-16是第一个基于短XMM-牛顿观测发现的活动星系核之一，其铁K线中的相对论混响起源于超大质量黑洞附近。在这项工作中，我们提出的结果，从长X射线观测使用朱雀，XMM-牛顿和NuSTAR设计使用X射线混响映射的发射区域。在三个不同的时间尺度上的滞后谱中检测到相对论性的铁线，允许从黑洞周围的不同区域的发射被分离。使用NuSTAR覆盖的能量超过10千电子伏揭示了这些能量和主要的连续性，这是第一次在活动星系核检测之间的滞后。这种滞后是由于康普顿反射峰以类似于相对论性铁K线的响应的方式响应于主要源的变化。
2014-05-14 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
Confirmation of a High Magnetic Field in GRO J1008-57
GRO J1008 $-$ 57是一个高质量X射线双星，有几个声称在80 keV附近有回旋共振散射特征的报道。我们使用NuSTAR，朱雀，和雨燕数据从其巨大的爆发2012年11月，以确认存在的80千电子伏的功能，并执行最敏感的搜索迄今为止的回旋散射功能在较低的能量。我们在NuSTAR和Suzaku数据中发现了78 $^{+3}_{-2}$ keV线的证据，具有$> 4σ$显著性，证实了Yamamoto等人（2014）单独使用Suzaku的检测结果。搜索的时间积分和相位分辨的数据排除了一个基本的在较低的能量与光学深度大于5%的78千电子伏线。这些结果表明，GRO J1008 $-$ 57具有$6.7\times10^{12} (1+z)$ G的磁场，是已知吸积星中最高的。
2014-03-20 astro-ph.HE
Suzaku observation of the classical nova V2491 Cyg in quiescence
我们目前朱雀XIS观测V2491天鹅座（新星天鹅座2008年第2号）在平静，两年多后的爆发。这颗新星被探测到是一个非常明亮的光源，光谱范围很广，从软X射线到硬X射线。一个非常软的黑体一样的组件峰值在0.5千电子伏表明，要么我们观察到剩余的，本地化的氢燃烧的表面上的白矮星，或吸积到磁化极帽。在第二种情况下，V2491 Cyg是候选“软中间极性”。我们得到了最好的适合的X射线光谱与几个组件：两个热等离子体，黑体和复杂的吸收体。后者是典型的中间极性。X射线光变曲线显示调制周期为$\sim$ 38 min。这种调制的幅度与能量密切相关，在0.8- 2.0keV范围内达到最大值。我们讨论了X射线发射和脉动的起源，以及中间极地情景的可能性。
2015-06-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Suzaku Observation of the Anomalous X-ray Pulsar 1E 1841-045
我们报告了朱雀观测的异常X射线脉冲星（AXP）1 E 1841-045的超新星遗迹Kes 73的中心的结果。我们证实，由以前的单独观测得到的能量依赖的光谱模型也满足在宽的能量范围从0.4到~70 keV，同时。这里，低于~10 keV的模型是黑体（BB）和幂律（PL）函数的组合，或者是在0.6 - 7.0 keV具有不同温度的两个BB的组合（Morii等人，2003），而高于~20 keV的模型是PL函数（Kuiper Hermsen Mendez，2004）。BB + PL + PL的组合被发现最好地代表相位平均光谱。相位分辨光谱表明存在两个发射区域，一个具有热性质，另一个具有非热性质。BB + BB + PL的组合也被发现很好地代表了相位平均光谱。然而，我们发现，这个模型是物理上不可接受的，由于一个过大的面积的黑体发射区。尽管如此，我们发现，温度和半径的两个黑体组件显示出适度的相关性的相位分辨光谱。在各种磁星的相位平均光谱之间观察到相同的相关性这一事实（Nakagawa等人，2009年）表明，自相似函数可以近似低于10 keV的磁星的固有能量谱。
2010-09-02 astro-ph.HE
Constraining the Spin of the Black Hole in Fairall 9 with Suzaku
我们报告的光谱拟合的结果，从168千秒朱雀观测的Seyfert-1星系Fairall 9获得的数据。在30 keV的能量范围内可以清楚地检测到该源。观察到的光谱相当简单，它是由一个软过剩和磁盘反射的幂律很好地描述。由于X射线成像光谱仪（XIS）中CCD的分辨率，可以检测到宽的铁谱线，并很容易从不同的窄组分中分离出来。宽线显示是不对称的，与圆盘起源一致。我们适合的XIS和硬X射线探测器（HXD）光谱与相对论模糊磁盘反射模型。假设内盘延伸到最里面的稳定圆形轨道，最佳拟合模型意味着黑洞的自旋参数为a = 0.60（7），并且在高置信度下排除了极值。我们讨论了这一结果的背景下，塞弗特观测和模型的宇宙分布的黑洞自旋。
2009-08-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray Flux and Spectral Variability of the Blazar OJ 287 with Suzaku
本文利用 Suzaku 对 OJ 287 多时期 XIS 观测，分析其 X 射线日内变化、波段相关性、功率谱与光谱软化，以约束喷流、吸积盘及双超大质量黑洞模型。
2024-08-05 astro-ph.HE
Characterization of few transient black hole candidates during their X-ray outbursts with TCAF Solution
Chakrabarti-Titarchuk二分量对流模式（TCAF）的理论概念是在20世纪90年代中期提出的。近年来，将TCAF模型作为可加表模型引入XSPEC后，我们发现它能够很好地拟合几个瞬态黑洞候选者（TBHC）在爆发过程中不同相位的光谱。这与我们的理论理解是一致的。在这里，我们的几个TBHC的X射线爆发与TCAF期间的光谱和时间特性的最近研究的简要总结将进行讨论。
2016-04-14 astro-ph.HE
The Suzaku view of 3C 382
我们提出了一个长期的朱雀观察3C 382。还分析了来自58个月调查的Swift BAT光谱，以及存档的XMM-Newton EPIC曝光。我们的主要结果是发现与朱雀的宽FeK线与相对论的轮廓一致的排放从一个吸积盘在几十个引力半径的中心黑洞。XIS的数据表明，从高度电离的铁的发射，并允许我们设置严格的，虽然模型依赖，约束的内部和外部半径的磁盘反射区，r_in~ 10 r_g和r_out~ 20 r_g，分别和磁盘的倾角，i~ 30度。可能观察到两个电离反射分量，对总连续谱的贡献约为10%。一个高度电离的，log_xi~3，它成功地模拟了相对论线;一个轻度电离的，log_xi~1.5，它模拟了窄的Fe-K线和高能峰。当包括这两个分量时，不需要低于2keV的额外黑体软过量。朱雀的数据证实了存在一个温暖的吸收剂以前已知的光栅研究。在考虑了所有的光谱特征后，X射线连续谱的内禀光子指数为~1.8，截止能量为~ 200 keV，与康普顿化模型一致，并排除了这些能量的喷流相关发射。3C 382和其他BLRG的X射线性质与Seyferts的比较证实了这样一种观点，即射电强活动星系核和射电静活动星系核在X射线下的区别是模糊的。
2011-04-10 astro-ph.HE
X-Ray Observations of Magnetar SGR 0501+4516 from Outburst to Quiescence
磁星是具有极强磁场强度的中子星。研究它们在静止状态下的发射特性有助于理解强磁场对中子星的影响。SGR 0501+4516是一颗磁星，在2008年的一次爆发中被发现，最近又恢复了平静。我们报告它的光谱和定时性能测量与新的和档案观测钱德拉X射线天文台，XMM-牛顿，朱雀。我们发现静态光谱最适合于幂律加双黑体模型，温度kT_low~0.26 keV和kT_high~0.62 keV。我们将这两个黑体分量解释为来自热点和整个表面的发射。爆发后热点半径从1.4 km缩小到0.49 km，热点面积与X射线光度之间存在显著的相关性，这与扭曲磁层模型的预测相一致。我们将双温度谱模型应用于所有处于静止状态的磁星，发现这可能是磁星群体的一个共同特征。此外，较冷黑体的温度随磁星场强度呈现出一般趋势，这支持了由磁场衰减加热的简单情景。
2018-01-03 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
The Reflection Component from Cygnus X-1 in the Soft State Measured by NuSTAR and Suzaku
黑洞双星天鹅座X-1是在2012年底由核光谱望远镜阵列（NuSTAR）和朱雀观测到的，提供了1-300 keV范围内的光谱覆盖。源处于软态，具有多温度黑体、幂律和反射分量，以及系统中高度电离物质的吸收。NuSTAR的高通量允许对复杂的铁谱线区域以及反射分量的其余部分进行非常高质量的测量。这条铁线明显变宽，并被相对论模糊模型很好地描述，这为限制黑洞的旋转提供了机会。虽然自旋约束在某种程度上取决于使用的连续介质模型，我们得到了一个 *>0.83的所有模型，提供了一个很好的描述的频谱。然而，我们的光谱拟合没有给出一个与最近报道的天鹅座X-1的二进制值一致的磁盘倾斜。这可以指示在轨道平面和内吸积盘之间存在>13度的未对准（即，一个扭曲的吸积盘）或者在光谱模型中缺少物理学。
2013-10-14 astro-ph.HE
Properties of the propagating oscillatory shock wave in the accretion flows around few transient black hole candidates during their outbursts
在我们对几个银河系黑洞候选者的计时性质的研究中，观测到了低频和中频准周期振荡（LIFQPO）的演化。2005年，Chakrabarti和他的学生为了解释2005年GRO J1655-40爆发上升段QPO频率的演化，提出了一个新的模型，即传播振荡激波（POS）模型。在这里，我们提出的结果，从同一POS模型拟合QPO演化期间的爆发2005 GRO J165540，2010-11 GX 339-4，和2010年和2011年H 1743-322的上升和下降阶段。
2013-09-13 astro-ph.HE
Inclination and relativistic effects in the outburst evolution of black hole transients
系统地研究了轨道倾角对黑洞瞬变爆发演化的影响。我们已经包括了所有的系统所观察到的罗西X射线定时探测器，其中的热，吸积盘组件成为强烈的优势，在某些点的爆发。倾斜被发现修改这些系统显示在传统上用于他们的研究的颜色/光度图的轨道的形状。在低倾角下观测到的黑洞瞬态光谱较软，吸积盘看起来比在边缘上观测到的要冷，这种差异可以通过考虑倾角对吸积盘的相对论效应来自然解释。
2013-04-07 astro-ph.HE
Probing the near-horizon region of Cygnus X-1 with Suzaku and NuSTAR
天体物理学上的黑洞是在强场状态下检验爱因斯坦的广义相对论的理想实验室。在这篇手稿中，我们提出了一个分析的朱雀和NuSTAR光谱的黑洞的二进制天鹅座X-1使用XIILL_NK。与我们以前的研究天鹅座X-1与NuSTAR数据，在这里，我们能够约束约翰森变形参数$α_{13}$。然而，尽管朱雀提供的铁线附近的高能量分辨率，我们对天鹅座X-1的克尔度规的限制与其他来源的克尔度规相比并不是很严格，这证实了天鹅座X-1是一个相当复杂的来源。
2021-01-28 astro-ph.HE gr-qc
Failed-Transition outbursts in Black hole low-mass X-ray binaries
黑洞低质量X射线双星（BH LMXB）在爆发期间以类似的方式演化。根据X射线谱和可变性，这种演化可以分为三个典型状态：低/硬，中间和高/软状态。BH LMXB在一些爆发中通过中间状态（这里称为“完全爆发”）从低/硬状态演化到高/软状态。然而，在其他情况下，BH LMXB经历爆发，其中源永远不会达到高/软状态，这里称为“失败转换爆发”（FT爆发）。从56个BH LMXB经历128次爆发的样本中，我们发现这些BH LMXB中的$\sim$ 36%经历了至少一次FT爆发，FT爆发占样本爆发的$\sim$ 33%，表明这些是常见的事件。我们比较了RXTE/PCA、Swift/BAT和MAXI的BH LMXB全爆发和FT爆发的所有可用X射线数据，发现FT爆发和全爆发在爆发开始后的最初10-60天内不能从它们的X射线光变曲线、高密度指数或X射线变化来区分。这表明这两种类型的爆发是由相同的物理过程驱动的。我们还比较了光学和红外（O/IR）数据的FT和完全爆发的GX 339-4。我们发现，这个系统通常是明亮的O/IR波段前FT爆发，这表明O/IR通量点的物理过程，后来导致一个完整的或FT爆发。我们讨论了我们的研究结果的背景下，模型描述的发病和演化的爆发吸积X射线双星。
2021-07-21 astro-ph.HE
Disk-Jet connection in outbursting Black Hole sources
我们探讨了X射线中爆发的黑洞源的“光谱-时间”行为，在被观察为射电耀斑的喷流喷射时。所有研究的源的属性的能量依赖的演变，表明在喷射的QPO频率“消失”，以及磁盘（热）发射增加，这意味着软性质的频谱。这些结果可以根据TCAF模型（Chakrabarti & Titarchuk 1995）在存在磁场的情况下理解。
2013-12-12 astro-ph.HE
Investigation of the Outburst Activity of the Black Hole Candidate GRS 1739-278
我们基于Swift和INTEGRAL数据对2014年GRS 1739-278的爆发进行了联合频谱和时序分析。我们表明，在此爆发的系统表现出两个中间状态：硬和软。在0.1-5 Hz的频率范围内的准周期振荡（QPOs）的峰值分类为C型QPOs已被检测到的系统。使用Swift/BAT数据，我们表明，在2014年爆发之后，系统进入了小型爆发活动状态：除了文献中提到的三次小型爆发外，我们还检测到了四次小型爆发，其在硬能带（15-50 keV）中具有可比的（~20 mCrab）通量。我们已经调查的吸积历史的爆发特性的影响：在硬能带中的低/硬状态的峰值通量的依赖性的当前和以前的峰值之间的时间间隔已被发现（在此期间，系统传递到高/软状态的爆发）。
2019-04-25 astro-ph.HE
Detection of X-ray spectral state transitions in mini-outbursts of black hole transient GRS 1739-278
我们报告了黑洞（BH）瞬态GRS 1739 $-$ 278在2014年大爆发后的两次小爆发中的状态转换和滞后效应的检测。这两次小爆发的X射线谱演化与大爆发相似，但峰值亮度和爆发持续时间都比大爆发低一个数量级。我们发现小型爆发的$L_\mathrm{hard-to-soft}$和$L_\mathrm{peak,soft}$也遵循以前在其他X射线双星中发现的相关性。小爆发的$L_\mathrm{hard-to-soft}$仍然高于持续BH双星天鹅座X-1，这支持有一个链接之间的最大亮度源可以达到在硬态和相应的非稳态吸积所代表的质量吸积率在耀斑/爆发的实质性变化率。这两个小型爆发的探测亮度范围大致在3.5 $\times 10^{-5}$ - 0.015（$D/7.5$ kpc）$^{2}$（$M/8M_{\odot}$）$L_\mathrm{Edd}$之间。在这种低亮度下的其他BH瞬态的X射线谱通常由幂律分量主导，并且在低于1\% $L_\mathrm{Edd}$的光子指数和X射线亮度之间观察到反相关。因此，X射线谱态跃迁的探测表明，在这种低光度区，GRS 1739 $-$ 278的这两个小爆发中的吸积流演化与其他BH系统不同。
2017-07-24 astro-ph.HE
AstroSat and MAXI view of the Black Hole binary 4U 1630-472 during 2016 and 2018 Outbursts
我们对黑洞双星4U 1630-472在2016年和2018年爆发期间的光谱和时间进行了深入分析，这些分析是由\textit{AstroSat}和\textit{MAXI}观测到的。使用\textit{MAXI}对爆发的广泛覆盖来获得硬度强度图（HID）。资料来源遵循“c”形轮廓，与先前的调查结果一致。根据以往爆发的高密度指示图，我们试图跟踪在“超级”爆发和“迷你”爆发的源的演变。我们使用唯象和物理模型模拟了这两个爆发的\textit{AstroSat}观测的宽带能谱（$0.7-20.0$ keV）。在2016年爆发开始时没有观察到开普勒圆盘签名。然而，盘在几个小时内出现，之后它仍然突出，温度（$T_{in}$）$\sim$ 1.3 keV，光子指数（$Γ$）从1.8增加到2.0，而在整个2018年爆发的\textit{AstroSat}活动中，源处于盘主导状态。基于HID和光谱特性，我们将爆发分为三种不同的状态-“典型”的硬和软状态以及中间状态。虽然没有检测到准周期振荡（QPO），但可以看到RMS沿不同状态的演化。我们用一个动力学吸积模型拟合了观测到的光谱，并估计了吸积参数。利用内盘半径、辐射热光度和二分量流模型估算了该黑洞的质量，得到了$3-9$ $M_{\odot}$。最后，我们讨论了我们的研究结果的可能影响。
2020-07-08 astro-ph.HE
MeerKAT radio detection of the Galactic black hole candidate Swift J1842.5-1124 during its 2020 outburst
Swift J1842.5 $-$ 1124是一个短暂的银河系黑洞X射线双星候选者，它在2020年5月经历了一次新的爆发。我们在ThunderKAT大型调查计划下进行了多时期MeerKAT无线电观测，并在爆发期间与准同步Swift/XRT X射线观测相协调，持续了近一个月。我们能够作出有史以来第一次无线电探测这个黑洞二进制的最高通量密度为229 $\pm$ 31 $μ$ Jy时，源是在硬状态，在无线电波段的非检测后，在软状态发生后，立即出现在新的X射线爆发。因此，它的射电和X射线性质与其他黑洞X射线双星中建立的盘喷流耦合图像是一致的。我们把源的准同步X射线和无线电测量的无线电/X射线光度相关平面上，两个准同步无线电/X射线测量间隔11天，其中跨度$\sim$ 2 dex的X射线光度。如果在爆发期间，源在射电/X射线相关平面中沿着黑洞的轨迹运动，那么它将位于$\sim$ 5 kpc以上的距离处。
2021-12-04 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
The non standard evolution of the Compton corona in the three 2006-2010 subsequent outbursts of the Black Hole Candidate 4U 1630-47
我们报告的分析数据的斯威夫特，积分和RXTE的黑洞候选人（BHC）4U 1630-47在2006年，2008年和2010年分别发生3次连续爆发收集。我们表明，虽然在2-10千电子伏之间的能量范围内的光谱和时间行为相似，这3爆发提出了明显的差异超过20千电子伏。事实上，2010年的爆发在高能量下延伸，直到150-200 keV没有任何可检测的截止，而2006年和2008年发生的另外两次爆发在20 keV以上根本没有检测到。此外，2008年爆发在其最后阶段没有显示任何可检测的硬态，即使在2010年爆发期间，最终的硬态也显示出一些在其他BHC中很少观察到的特性。我们还使用Swift/XRT数据研究了文献中报道的4 U 1630-47氢柱密度（N $_{H}$）的特殊巨大变化。事实上，由于其较低的能量覆盖范围，该仪器是最适合此目的的仪器之一。
2015-07-10 astro-ph.HE
Highly Ionized Fe-K Absorption Line from Cygnus X-1 in the High/Soft State Observed with Suzaku
2011年10月5日，在高/软状态期间，我们在朱雀观测的天鹅座黑洞X-1的高级会合附近观测到了一条瞬态类He Fe K α吸收线，这使我们能够首次绘制出从幕式吸积现象或下降开始和结束的完整演化。我们在事件中的X射线光谱模型，并跟踪其演变。吸收线在观测的前半部分相当弱，但在~10 ks时立即加深，之后减弱。等效宽度的总体变化是~3的因子，在~0.08的轨道相位处达到峰值。这是为黑洞提供能量的伴星风是星云的证据。通过分析与Voigt配置文件的线，它被发现是符合轻微红移的Fe XXV过渡，或可能是几个物种的混合物比Fe XXV少电离。这些数据可以用一个距离约为10^（10-12）cm、密度约为10^（（-13）-（-11））g cm^-3的团块来解释，该团块吸积到黑洞上，并/或通过视线到达黑洞，导致观测到的电离度瞬间下降和/或吸积物质密度增加。通过未来的X射线量热计任务（如ASTRO-H和AXSIO）继续监测个别事件，将使我们能够详细绘制出吸积环境及其在各种吸积状态之间的变化。
2013-04-07 astro-ph.HE
On the Relation of Hard X-ray Peak Flux and Outburst Waiting Time in the Black Hole Transient GX 339-4
目标。在这项工作中，我们重新调查的硬X射线峰值通量和爆发的等待时间之间的经验关系先前发现的黑洞瞬态GX 339-4。我们利用2007年GX 339-4爆发的硬X射线峰值通量对该关系进行了检验，澄清了有关微弱耀斑的问题，并估计了下一次爆发的硬X射线峰值通量的下限。方法.我们包括过去四年获得的Swift/BAT数据。连同CGRO/BATSE和RXTE/HEXTE光变曲线，这项工作中使用的观测涵盖了18年的时间。结果对2007年爆发的观测证实了以前发现的经验关系。这加强了吸积盘中的质量与黑洞瞬态所能达到的最亮硬态的峰值亮度之间的明显联系。我们还表明，微弱的耀斑与峰值流量小于约0.12蟹不影响的经验关系。我们预测，下一次爆发的硬X射线峰值通量应大于0.65克拉，这将使它至少成为自1991年以来硬X射线中第二亮的。
2010-01-11 astro-ph.HE
