The clear characteristic timescale picked out by the low frequency quasi-periodic oscillations (QPOs) seen in many black hole and neutron star binaries has the potential to provide a very powerful diagnostic of the inner regions of the accretion flow. However, this potential cannot be realised without a quantitative model for the QPO. We have recently shown that the same truncated disc/hot inner flow geometry which is used to interpret the spectral transitions can also directly produce the QPO from Lense-Thirring (vertical) precession of the hot inner flow. This correctly predicts both the frequency and spectrum of the QPO, and the tight correlation of these properties with the total spectrum of the source via a changing truncation radius between the disc and hot flow. This model predicts a unique iron line signature as a vertically tilted flow illuminates different azimuths of the disc as it precesses. The iron line arising from this rotating illumination is blue shifted when the flow irradiates the approaching region of the spinning disc and red shifted when the flow irradiates the receding region of the disc. This gives rise to a characteristic rocking of the iron line on the QPO frequency which is a necessary (and probably sufficient) test of a Lense-Thirring origin. This is also an independent test of disc truncation models for the low/hard state, as vertical precession cannot occur if there is a disc in the midplane.
We show that it may be possible to observe this effect using archival data from the Rossi X-ray timing explorer (RXTE) or XMM Newton. However, a clean test requires a combination of moderate resolution and good statistics, such as would be available from a long XMM-Newton observation or with data from the proposed ESA mission LOFT.
Testing the relativistic precession model using low frequency and kHz quasi-periodic oscillations in neutron star low mass X-ray binaries with known spin
Disk warping and black hole X-ray binaries I. Tentative unification of low-frequency quasi-periodic oscillations
University of Turku（图尔库大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）；SRON（荷兰太空研究所）；University of Maryland（马里兰大学）；INAF—Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali（意大利国家天体物理研究所空间天体物理学和行星科学研究所）；Coventry University（考文垂大学）；University of Southampton（南安普顿大学）；Institute of Science and Technology Austria（奥地利科学技术研究院）
The chemical composition of the accretion disk and donor star in Ultra Compact X-ray Binaries: A comprehensive X-ray analysis
我们分析了所有已知的超紧凑X射线双星（UCXB）的X射线谱，目的是限制它们的吸积盘和施主星的化学成分。我们的调查集中在铁K $α$发射线的存在（或不存在），这是用来作为探针的磁盘的化学成分，根据先前建立的理论预测的反射X射线辐射离开表面的C/O丰富的或He丰富的吸积盘在UCXB。我们将光谱分析的结果与这些系统的I型X射线爆发的历史进行了对比，这也可以表明供体星的组成。我们发现，UCXB与突出和持久的铁K $α$发射也具有重复爆发活动。另一方面，在十多年的监测中，没有检测到铁线的UCXB似乎很少或没有检测到I型X射线爆发。基于蒙特卡罗模拟，证明了Fe K $α$线强度与吸积盘材料中C和O丰度之间的强相关性，并给出了H/He丰度与I型X射线爆发重现率之间的预期相关性，我们提出，具有持续铁发射的UCXB很可能具有富He施主，而那些不具有持续铁发射的UCXB具有富He施主，可能具有C/O或O/Ne/Mg富施主。我们的研究结果强烈主张发展更复杂的模拟X射线反射从氢贫吸积盘。
X-ray quasi-periodic oscillations in Lense-Thirring precession model -- II. variability of relativistic iron K$α$ line
黑洞X射线双星（BHXRB）吸积盘中的初级X射线辐射经过再处理后，产生具有特征Fe K $α$荧光线的反射谱。从BHXRB观察到强低频准周期振荡（QPO），并且QPO性质（例如，相位滞后）表明观察到的QPO可能与几何效应有关，例如，自旋黑洞附近由于标架拖曳引起的X射线源的进动。在这里，在场景中的透镜Thirring进动的X射线源，我们使用的辐射转移的蒙特卡罗模拟研究的辐射/反射和由此产生的光谱特性，包括Fe K $α$线，作为一个函数的进动相位（时间）。我们发现，反射分数，即，朝向圆盘的入射通量与朝向无穷远处的观察者的直接通量的比率用进动相位调制，这取决于截断半径（即，截断圆盘模型中的光谱状态）和倾角。Fe K $α$谱线的轮廓也随着主X射线源的进动而变化，谱线的亮度和通量加权质心能量随进动相位而变化。周期性调制的2-10 keV的连续通量可以明显滞后于线亮度的相位，如果截断半径足够小的多普勒效应，由于磁盘轨道运动显着影响所观察到的辐射。
Enhancement of the 6.4 keV line in the inner Galactic ridge: Proton-induced fluorescence?
对于银河系弥漫X射线辐射的起源，特别是来自中性和高度电离原子的铁谱线的起源，一个普遍的想法是许多激变变星和日冕活动双星的叠加。在这种情况下，流量应该对称地分布在相对于人马座A $^*$的平面上的东西之间，因为由红外观测确定的恒星质量分布是近似对称的。这种对称性被确认为高度电离的铁线以及连续发射。然而，在银河系中心的近东侧，中性铁谱线比近西侧明显过剩，过剩辐射的通量分布与分子柱密度有很好的相关性。过量发射的X射线谱由幂律连续谱加上6.4 keV的线描述，该线具有$\sim1.3$ keV的大等效宽度，这很难用低能电子轰击方案来解释。过量辐射的经度和纬度分布不利于X射线辐射，无论是人马座A $^*$还是附近的X射线双星。那么低能质子轰击是最可能的起源，尽管需要0.1-1000 MeV的高能量密度$\sim 80$ eV cm $^{-3}$，并且附近没有常规的质子源。
Accretion geometry in neutron star low-mass X-ray binaries during the hard spectral state
Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
The Fast and the Frame-Dragging: Efficient waveforms for asymmetric-mass eccentric equatorial inspirals into rapidly-spinning black holes
University of Birmingham（伯明翰大学）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）；European Space Agency (ESA)（欧洲航天局（ESA））；University of Southampton（南安普顿大学）；Université de Toulouse（图卢兹大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；NASA Marshall Space Flight Center（美国宇航局马歇尔太空飞行中心）；Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute)（马克斯·普朗克引力物理研究所（爱因斯坦研究所））；National University of Singapore（新加坡国立大学）
本文提出了一种高效方法，用于生成非对称质量偏心赤道 inspirals 进入快速旋转黑洞的波形，支持偏心率 e < 0.9 和半焦距参数 p < 200，生成长时程 IMRI 波形，且在 100 毫秒内完成，具有 10^-5 的匹配度。
Origin of the Galactic Diffuse X-ray Emission: Iron K-shell Line Diagnostics
本文详细报道了银河系中心X射线发射（GCXE）、银河系凸起X射线发射（GBXE）、银河系脊X射线发射（GRXE）、磁激变变星（mCV）、非磁激变变星（non-mCV）和日冕活动双星（AB）的铁（Fe）和镍（Ni）K壳层线轮廓。为了研究GCXE、GBXE和GRXE的起源，对Fe K $α$、Fe He $α$和Fe Ly $α$谱线的等效宽度进行了光谱分析。通过mCV、非mCV和ABs光谱的组合再现GBXE的全局光谱。另一方面，GRXE谱显示在Fe K $α$和Fe He $α$线能量处的显著数据过量。这意味着需要除了mCV、非mCV和AB之外的附加组件，其具有冷气体和非常高温等离子体的共生现象。GCXE光谱在铁和镍的所有K-壳层线处显示出比GRXE光谱中发现的更大的过量。其中最大的是Fe K $α$、Fe He $α$、Fe Ly $α$和Fe Ly $β$线。结合Fe K $α$、Fe He $α$和Fe Ly $α$谱线的标度高度与中心分子带（CMZ）相似的事实，过量组分可能与CMZ极端扩展中的高能活动有关。
Broad iron emission lines in Seyfert Galaxies - re-condensation of gas onto an inner disk below the ADAF
最近用Chandra、XMM-Newton和Suzaku对Seyfert 1活动星系核进行的观测显示出宽的铁K_α发射线，有些相对论性地模糊了。对于银河系黑洞的X射线双星XMM-牛顿光谱在硬态也揭示了相对论铁发射线和热分量的存在下，解释为一个弱的内部冷吸积盘热日冕下的指示。这些热成分被发现后，从软到硬的光谱状态的过渡，可以理解为持续的气体从对流为主的流（ADAF）到磁盘上的再冷凝。鉴于恒星质量和超大质量黑洞周围吸积流的相似性，我们讨论了Seyfert 1活动星系核中的宽铁发射线是否可以理解为来自类似的吸积流几何。在Miller（2007）和Nandra et al.（2007）的样本中，我们推导了具有强线的Seyfert星系的Eddington标度吸积率。在评估中，我们使用了观测到的X射线光度，热辐射校正和文献中的黑洞质量，大多数值来自Fabian和Vasudevan（2009）。超过一半的来源得出的速率小于爱丁顿速率的0.1。对于塞弗特1活动星系核中10^7到10^8个太阳质量的黑洞来说，这个极限相当于每年0.01到0.2个太阳质量。我们的研究表明，对于相当多的Seyfert活动星系核在硬谱态铁的发射线可以产生于一个内部弱盘周围的ADAF的再凝聚模型预测。一些具有较高吸积率的剩余源可能处于与LMXB的“非常高”状态相当的光谱状态。（节略）
Theoretical modelling of the AGN iron-line vs continuum time-lags in the lamp-post geometry
内容：对Fe K $α$发射和X射线连续谱之间的时滞变化进行理论模拟，可以揭示活动星系（AGN）和X射线双星中X射线发射区的物理和几何结构。本文对七个明亮的X射线活动星系核的两个能带（$5-7$与$2-4\,\mathrm{keV}$）的变化之间的时滞进行了系统的分析。目的：我们尽可能准确地估计时滞，并在灯柱几何形状的背景下用理论模型拟合它们。我们还限制了活动星系核中X射线发射区的几何形状。研究方法：我们使用所有可用的档案\textit{XMM-Newton}数据的来源，在我们的样品和提取光曲线的$5-7$和$2-4\,\mathrm{keV}$的能量带。我们使用这些光变曲线，并应用经过彻底测试（通过广泛的数值模拟）的配方来估计具有最小偏差的时滞，近似遵循高斯分布，并且具有已知误差。使用传统的$χ^2$最小化技术，然后我们用两种不同的模型拟合观察到的时滞：一种是时滞对频率具有幂律依赖性的现象学模型，另一种是使用灯柱几何形状中预期的混响时滞的物理模型。后者的计算假设一个点状的初级X射线源以上的黑洞周围的中性和吸积盘与太阳铁丰度。我们考虑了各种X射线源高度、倾斜角和黑洞自旋值的所有相对论效应。
