Relativistically broadened iron line in the SUZAKU observation of the neutron star X-ray binary 4U 1705-44
吸积致密天体的X射线谱常表现出与吸积盘中荧光发射有关的离散发射特征，其中最强的是6.4- 6.97keV的Fe K α荧光线。这些反射特征是研究致密物体周围吸积流内部区域的最佳工具之一。在这里，我们报告了三个朱雀观测的中子星X射线二进制4U 1705 -44，一个广泛的，倾斜的Fe K α发射线是清晰可见的以上的连续。利用相对论模糊反射模型，我们发现4U 1705 -44的内盘半径向下延伸到rin=10.5^{+1.0}_{-1.7} GM/c^2，与视线成29.8^{+1.1}_{-1.0}度角。此外，我们发现，电离水平的表面层的吸积盘的变化由两个数量级之间的三个观测，但从线轮廓获得的内半径保持稳定。
2009-04-17 astro-ph.HE
Spectral Analysis of the Accretion Flow in NGC 1052 with Suzaku
我们提出了一个分析的101 KS，2007朱雀光谱的LINER星系NGC 1052。0.5-10千电子伏的连续体是很好的模拟由银河系和本征吸收修改的幂律，它表现出软，低于1千电子伏的热发射组件。一个狭窄的核心和一个更广泛的组成部分，铁钾发射中心在6.4 keV的稳健检测。虽然窄线与远离黑洞的物质的起源是一致的，但宽线根据经验最适合一个模型，该模型描述了快速旋转的黑洞周围的内部吸积盘的荧光发射。然而，我们在这次观测中没有发现10 keV以上的硬X射线源被盘康普顿化反射的证据，这对宽铁线起源于标准吸积盘内部区域的假设产生了怀疑。我们探讨了产生这种光谱特征的其他可能的情况，并得出结论，宽铁线的高等效宽度（EW ~ 185 keV）和全宽半最大速度（v ~ 0.37c）需要在d ~ 8的硬X射线源的引力半径内的起源。基于在这个星系核中已证实存在强射电喷流，宽铁线可能产生于喷流底部附近的致密等离子体中，这意味着活动星系核近中心部分的发射机制比以前认为的更复杂。
2009-03-20 astro-ph.HE
Understanding the nature of the intriguing source X Persei: A deep look with a Suzaku observation
我们提出了详细的宽带定时和光谱分析的持久性，低光度和缓慢旋转的脉冲星X英仙座深朱雀观测源。光谱异常坚硬，具有回旋共振散射特征（CRSF），其存在一直存在争议。通过比较与吸积供能星有关的谱模型，我们得到了迄今为止对英仙座X星宽带谱模型的最佳约束。CRSF在平均光谱中未得到证实。我们还确定了不同的强度水平的存在下，在脉冲轮廓和能量谱的变化，表明吸积几何形状的变化的源。我们进一步发现了在$\sim$ 40 keV处最高强度水平的CRSF的证据，表明磁场强度为3.4 $\times10^{12}$ G。
2017-05-22 astro-ph.HE
Exploring the Spectral Variability of the Ultra-luminous X-ray source M81 X-6 with Suzaku and XMM-Newton
我们介绍了2001- 2015年期间使用{ \it Suzaku}和{ \it XMM-Newton}观测的超亮X射线源（ULX）M81 X-6的X射线光谱变化研究。光谱首先由标准多温盘和热康普顿化组件拟合，其揭示了光谱可变性，其中主要区别是康普顿化组件的光学深度的变化，类似于对其他ULX观察到的。我们还拟合了光谱与广义相对论吸积盘发射和幂律分量，并发现它可以重现很大一部分，但不是所有的光谱变异的来源。黑洞质量和自旋的参数被发现是简并的，但高自旋和更大的质量（$20-100\,\rm M_\odot$）的解决方案提供了接近爱丁顿吸积率与模型的假设一致。的光谱变化被发现是由吸积率的变化导致三个不同的光谱类。因此，我们的研究结果表明，一个占主导地位的相对论盘发射组件的一些光谱状态的源的可能性。
2018-10-16 astro-ph.HE
Probing the Accretion Scheme of the Dipping X-ray Binary 4U 1915-05 with Suzaku
2007年11月8日，朱雀号观测到了倾斜的低质量X射线双星4U 1915-05，净曝光量为39千秒。它被XIS以每台相机9.84+\-0.01 cts/s的0.8-10 keV信号速率和HXD-PIN以0.29+/-0.01 cts/s的12-45 keV信号速率检测到。在去除周期性下降和X射线爆发后，0.8 - 45 keV的连续谱被成功地描述为具有内部盘温度~ 0.7 keV的光学厚盘发射和具有温度~ 1.3 keV的中子星黑体发射，条件是黑体分量或可能的盘发射也被显著地康普顿化。这一成功的建模与4U 1915-05在这次观测中处于高软状态是一致的，并意味着它的宽带光谱可以用与许多非倾斜的软态低质量X射线双星相同的方案来解释。它的热光度（约为爱丁顿极限的0.02倍）对于软态来说相对较低，但如果考虑到距离和倾角的不确定性，则在公差范围内。作为一个高倾角双星，该源表现出更强的康普顿化效应，具有较大的康普顿化y参数，与低和中等倾角的双星相比。这表明，这些天体在软态下的康普顿化日冕是扁圆形（而不是球形），沿着吸积盘平面延伸，因为如果日冕是球形的，y参数将不依赖于倾角。
2014-09-07 astro-ph.HE
Iron-line and continuum variations in the XMM-Newton and Suzaku spectra of the neutron-star low-mass X-ray binary 4U 1636-53
我们使用了6个同步的XMM-牛顿和罗西X射线定时探测器加上5个朱雀观测，研究了中子星低质量X射线双星4U 1636-53的连续谱和铁发射线。我们建模的光谱与两个热组件（代表吸积盘和边界层），Comptonised组件（代表一个热电晕），以及高斯或相对论线组件，以模拟铁发射线在约6.5千电子伏。对于相对论性线分量，我们使用了盘线，laor或kyrline模型，后者适用于三个不同的自旋参数值。连续体的拟合结果与标准截断圆盘的情况一致。我们还发现，磁通量和等效宽度的铁线先增加，然后减少的康普顿分量的磁通量的增加。这可以通过吸积盘电离状态的变化来解释，其中该线是由反射产生的，或者如果该分量产生的高度随着质量吸积率而变化，则可以通过来自康普顿分量的发射的光弯曲来解释。
2014-02-11 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 Observations of the Galactic Center Microquasar 1E 1740.7-2942
我们提出了两个朱雀观测银河系中心微类星体1 E 1740.7-2942，相隔约700天。在过渡到光谱硬态后，在这两种情况下都观察到了源。从1 E 1740.7-2942的显著发射被检测到300 keV的能量，在数据中没有明显的光谱中断或转换。我们尝试性地测量到~ 380 keV的截止能量的下限。在这两种情况下，发现光谱与康普顿化日冕一致，其中高能量发射与硬幂律（Γ~ 1.8）一致，在软X射线能量下，温度为~ 0.4 keV的吸积盘有显著贡献。吸积盘内径的测量值与在低硬态下吸积盘在大半径处被截断的图象不一致，而是倾向于接近ISCO（R_in ~ 10 - 20 R_g）的半径。
2010-05-07 astro-ph.HE
NuSTAR and Suzaku observations of the hard state in Cygnus X-1: locating the inner accretion disk
我们提出了同时核光谱望远镜阵列（NuSTAR）和朱雀观测的X射线双星天鹅座X-1在硬态。这是第一次在Cyg X-1中使用NuSTAR观察到这种状态，这使我们能够以前所未有的细节研究反射和宽带光谱。我们确认，铁线不能适合与窄线和吸收功能的组合，而是需要一个相对论模糊的配置文件结合窄线和吸收的同伴风。我们使用Garcia等人的反射模型。（2014）以自洽的方式同时测量黑洞自旋，盘内半径和日冕高度。与铁谱线轮廓的详细拟合显示出高水平的相对论性模糊，表明来自内部吸积盘的反射。我们发现一个高自旋，一个小的内盘半径，和一个低的源高度，并排除截断大于3个引力半径在3σ的置信水平。此外，我们发现，线轮廓并没有改变很大的开关从软到硬的状态，和差异是一致的，而不是相对论模糊的基础反射光谱的变化。我们发现，模糊参数是一致的拟合时，无论是铁线或整个宽带光谱，这是很好地模拟与康普顿化连续加反射模型。
2015-05-29 astro-ph.HE
Suzaku Observation of GRS 1915+105: Evolution of Accretion Disc Structure during Limit-Cycle Oscillation
我们目前的结果从朱雀观测的微类星体GRS 1915+105在2005年10月多波长活动。数据包括稳定状态（χ类）和极限环振荡（θ类）。在光谱分析中充分考虑了正确的星际吸收以及尘埃散射的影响。在2-120 keV带，两个态的能谱都是由光学厚（τ~7-10）、低温（T_e ~2-3 keV）的混合等离子体对盘光子的强康普顿化所支配的，该混合等离子体含有总输入功率的10-60%的非热电子。在振荡过程中检测到的高电离铁离子的吸收线表明，一个强大的盘风的发展。风的电离阶段与X射线通量相关，支持光电离起源。铁-K发射线在振荡过程中表现出很强的变化性;反射在倾斜过程中最强，但在耀斑过程中消失。我们将其解释为“自屏蔽”的证据，即康普顿化日冕在耀斑阶段变得几何厚，阻止光子照射外盘。低温高光度的盘发射表明，盘的结构类似于正则黑洞双星的甚高态。在振荡过程中的光谱变化的磁盘的几何形状和康普顿化日冕的物理参数的变化，特别是分数功率提供给非热粒子的加速解释。
2010-03-01 astro-ph.HE
Testing Accretion Disk Structure with Suzaku data of LMC X-3
LMC X-3的朱雀观测提供了迄今为止关于吸积盘光谱形状的最佳数据。这是由于沿该视线的非常低的吸收柱密度的组合，其允许盘发射的形状在低能量下被CCD约束，而尾部可以同时由高能量检测器确定高达30 keV。这些数据清楚地表明，所观察到的磁盘光谱比简单的“黑体之和”更宽，并且强烈需要发射的相对论拖尾。然而，本征发射应该比黑体的（颜色校正）总和更复杂，因为它还应该包含来自部分电离的盘光球的光电吸收边缘。这些被相对论性的涂抹扩大了，但是模型预测在边缘能量附近1/3 - 1太阳丰度的偏差约为3 - 5%，明显强于观测到的。这表明，模型需要包括更多的物理过程，如自辐射，束缚束缚（线）吸收，和/或从复合连续和/或线的发射。或者，如果这些都不匹配的数据，它可以改为要求吸积盘密度和/或发射率的高度分布是不同的假设。因此，这些数据证明了我们对吸积盘垂直结构的基本认识的观测测试的可行性。
2010-03-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Pulse phase dependent variations of the cyclotron absorption features of the accreting pulsars A 0535+26, XTE J1946+274 and 4U 1907+09 with Suzaku
利用朱雀观测资料，对Be/X射线双星A0535+26和XTE J1946+274以及风吸积HMXB脉冲星4U 1907+09的回旋共振散射特征（CRSF）进行了详细的脉冲相位分辨谱分析。CRSF参数在脉冲相位上变化很大，并且可以用于映射这些源中的磁场和可能偏离偶极子几何形状。它还反映了在不断变化的视角上的吸积柱和当地环境的条件。对于每个源，用一种以上的连续谱模型得到了脉冲相位变化的模式，所有的结果都是一致的。还要注意对具有恒定光谱特性和光度的一段数据进行分析，以确保结果反映仅由于视角变化而引起的变化。对于A0535+26和XTE J1946+274，它们在脉冲轮廓中显示出能量依赖性的下降，在连续谱模型中添加了部分覆盖吸收体，以考虑到吸积流/柱阻挡我们视线在这些相位处的额外吸收。
2013-04-23 astro-ph.HE
Properties of the cosmological filament between two clusters: A possible detection of a large-scale accretion shock by $Suzaku$
我们报告的结果，$Suzaku$观测的等离子体中的灯丝位于两个大质量星系团Abell 399和Abell 401之间。Abell 399（$z$ =0.0724）和Abell 401（$z$ =0.0737）预计将处于集群合并的初始阶段。在两个集群之间的区域中，我们发现一个明显的增强灯丝等离子体的温度从4千电子伏（预期值从一个典型的集群温度分布）到$kT\sim$ 6.5千电子伏。我们的分析还表明，丝状等离子体是目前的径向距离为15'（1.3 Mpc）的线连接两个集群。温度分布的特征在于几乎平坦的径向形状，其中$kT\sim$ 6-7 keV在10'内或$\sim$ 0.8 Mpc。在$r$ = 8 '~的距离上，灯丝等离子体的温度从6.3 keV下降到5.1 keV，表明存在激波阵面。基于温度下降的马赫数估计为${\cal M}\sim$ 1.3。我们还成功地确定了15'（1.3 Mpc）的丰度分布，在星团外围显示出几乎恒定的值（$Z$ =0.3太阳）。我们估计康普顿$y$参数为$\sim$ 14. 5 $\pm1.3\times10^{-6}$，这与$Planck$的结果（灯丝上的14-17 $\times10^{-6}$）一致。细丝的视线深度为$l\sim$ 1.1 Mpc，表明细丝的几何形状可能是煎饼形状而不是圆柱形。附件结构的总质量为$\sim$ 7.7 $\times1…
2017-04-19 astro-ph.HE
Suzaku spectroscopy of the neutron star transient 4U 1608-52 during its outburst decay
利用宽波段X射线数据对提出的中子星低质量X射线双星三分量谱模型进行了检验。我们分析了在2010年4U 1608-52爆发期间用朱雀获得的4个X射线光谱（0.8-30 keV），这使我们能够进行涵盖所有经典光谱状态的全面光谱研究。我们使用一个热康普顿连续分量来解释硬发射，以及两个热分量来约束吸积盘和中子星表面的贡献。我们发现，所提出的组合的光盘，单温黑体和康普顿组件成功地再现了从软到硬状态的数据。在软态下，我们的研究支持中子星表面（或边界层）作为康普顿种子光子产生所观察到的弱硬发射的主要来源，而在硬态下，无论是磁盘或中子星表面的解决方案，同样有利。所得的谱参数以及谱/时相关与吸积黑洞中观测到的谱参数和谱/时相关相当，这支持了黑洞和中子星低质量X射线双星在吸积过程中经历相似的状态演化的观点.
2017-01-10 astro-ph.HE
Highly Ionized Fe-K Absorption Line from Cygnus X-1 in the High/Soft State Observed with Suzaku
2011年10月5日，在高/软状态期间，我们在朱雀观测的天鹅座黑洞X-1的高级会合附近观测到了一条瞬态类He Fe K α吸收线，这使我们能够首次绘制出从幕式吸积现象或下降开始和结束的完整演化。我们在事件中的X射线光谱模型，并跟踪其演变。吸收线在观测的前半部分相当弱，但在~10 ks时立即加深，之后减弱。等效宽度的总体变化是~3的因子，在~0.08的轨道相位处达到峰值。这是为黑洞提供能量的伴星风是星云的证据。通过分析与Voigt配置文件的线，它被发现是符合轻微红移的Fe XXV过渡，或可能是几个物种的混合物比Fe XXV少电离。这些数据可以用一个距离约为10^（10-12）cm、密度约为10^（（-13）-（-11））g cm^-3的团块来解释，该团块吸积到黑洞上，并/或通过视线到达黑洞，导致观测到的电离度瞬间下降和/或吸积物质密度增加。通过未来的X射线量热计任务（如ASTRO-H和AXSIO）继续监测个别事件，将使我们能够详细绘制出吸积环境及其在各种吸积状态之间的变化。
2013-04-07 astro-ph.HE
The Suzaku View of the Disk-Jet Connection in the Low Excitation Radio Galaxy NGC 6251
我们目前的结果，从87-ks朱雀观测典型的低激发射电星系（LERG）NGC 6251。我们之前已经提出，LERG违反了传统的活动星系核统一方案：它们可能缺乏一个模糊的环面，很可能以辐射效率低下的方式吸积，几乎所有的能量释放的吸积过程被引导到强大的喷流。我们模型的0.5-20千电子伏朱雀光谱与一个单一的幂律的光子指数$Γ=1.82^{+0.04}_{-0.05}$，连同两个碰撞电离等离子体模型，其参数是一致的，与已知的星系和集团尺度的热发射。我们的观察证实，在NGC 6251中没有与吸积相关的模糊X射线发射的特征，并且我们表明任何这样的组件的光度必须基本上是亚爱丁顿性质的。
2011-09-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
Broadband spectroscopy using two Suzaku observation of the HMXB GX 301-2
本文分析了GX 301-2在近星点通过后两个轨道相位的两次朱雀观测。观察到的视线吸收器的列密度的变化，一致的吸积从cloudical风。除了CRSF之外，在两次观察中还检测到多条荧光发射线。在整个脉冲相位中的脉冲轮廓和CRSF的变化具有磁偶极子场的特征。使用一个简单的偶极子模型，我们计算了预期的磁场值为不同的脉冲相位，并能够提取一组几何角度，松散地约束在中子星的偶极子几何形状。从CRSF的宽度和能量的变化，我们找到了一个几何解的偶极子，使倾斜与以前公布的值一致。
2011-11-09 astro-ph.HE
Discovery of ultra-fast outflows in a sample of Broad Line Radio Galaxies observed with Suzaku
本文报道了用朱雀卫星观测到的五个亮宽线射电星系（BLRGs）的X射线谱中蓝移Fe K吸收线的统一和系统的搜索结果。我们检测到，第一次在X射线在射电响亮AGN，几个吸收线的能量大于7千电子伏的三个五个来源，即3C 111，3C 120和3C 390.3。根据F检验和广泛的蒙特卡罗模拟，检测到具有高显著性的线。它们可能被解释为蓝移的Fe XXV和Fe XXVI K壳层共振线，意味着起源于高度电离的气体，以温和的相对论速度流出，在0.04- 0.15 c范围内。用特定的光电离模型拟合得到的电离参数范围为log_xi~4-5.6，柱密度为N_H~10^22-10^23 cm^-2。这些特征与先前在无线电宁静活动星系核中观测到的超快外流（UFO）非常相似。它们的估计位置在中心超大质量黑洞的0.01-0.3pc范围内，表明可能与吸积盘风/外流有关。根据吸收体覆盖率，这些不明飞行物的质量流出率可以与吸积率相当，它们的动力学功率可以对应于热光度的一个重要部分，并与它们典型的喷射功率相当。因此，这些不明飞行物可以发挥重要作用，在预期的反馈从AGN对周围环境，并可以给我们进一步的线索之间的关系，吸积盘和风/喷流的形成在无线电安静和无线电响亮的AGN。
2010-06-21 astro-ph.HE
Analysis of NuSTAR and Suzaku observations of Cyg X-1 in the hard state: evidence for a truncated disc geometry
硬态黑洞X射线双星吸积流的几何形状，特别是盘内边缘的位置，近年来一直是激烈争论的主题。我们通过对NuSTAR和朱雀在硬态下对天鹅座X-1的同时观测进行光谱研究来解决这个问题。同样的数据以前被分析过，并通过一个含有混合电子的灯柱进行建模，该灯柱位于非常接近地平线的位置，其发射入射到周围的圆盘上，该圆盘几乎延伸到最里面的稳定圆形轨道。我们重新分析了事件连续模型，并表明，它遭受缺乏物理自洽性。尽管如此，该模型提供的数据的良好拟合表明，真实的连续体具有相似的形状。我们发现它具有较强的软X射线过剩低于几千电子伏，我们作为一个软热康普顿化组件模型，除了主要的硬热康普顿组件。这个连续模型与反射的两个组件产生的整体最低的$χ^2$和具有一个热的内部吸积流和光盘截断在$\simeq$ 13- 20引力半径的几何形状。另一方面，我们也发现了光谱解决方案与灯柱在一个大的高度和一个光盘，可以延伸到最innnermost稳定的圆形轨道，虽然有点统计上更差。总的来说，我们发现拟合截断半径取决于假设的连续和几何形状。
2017-09-02 astro-ph.HE
Suzaku and BeppoSAX X-ray Spectra of the Persistently Accreting Neutron-Star Binary 4U 1705-44
对2006- 2008年用{ \it Suzaku}和2000年用{\it BeppoSAX}获得的~ 4U~（1705- 44）的宽带谱进行了分析。该源表现出两种不同的状态：硬态显示从1到150 keV的发射，而软态主要限于$<40$ keV。我们用两个热分量来模拟软态连续谱，其中一个是一个吸积吸积盘，另一个是一个单温黑体来描述边界层，用简单幂律或Steiner等人的SIMPL模型来表示弱康普顿化。硬态连续谱由一个单温黑体来模拟边界层加上强康普顿化。由截止功率定律建模。虽然我们无法对硬态吸积盘的物理性质得出确切的结论，但软态吸积盘似乎近似遵循$L\propto T^{3.2}$。从$L\propto T^4$的偏差，如预期从一个恒定的内部磁盘半径，可能是由亮度相关的光谱硬化因子和/或内部磁盘半径的实际变化，在软状态的某些部分。边界层表观发射面积从硬态到软态大致恒定，其值约为中子星表面的1/11。在4U~1705--44中，NS盘表面的磁场估计小于$1.9\times 10^8$ G，并假定NS盘被ISCO或中子星表面截断。宽相对论Fe线在大多数光谱中检测到，并与盘线模型建模。Fe线的强度与软态下的边界层发射有很好的相关性。在硬态下，Fe线可能是由于强康普顿化辐射对吸积盘的照射。
2010-06-26 astro-ph.HE
Discovery of Red-Skewed K_alpha iron line in Cyg X-2 with Suzaku
本文报道了在朱雀观测站对中子星低质量X射线双星天鹅座X-2的观测结果。线条轮廓显示出明显的红色翅膀。这一发现增加了观察到红色倾斜铁线的中子星源的数量，并强烈表明这种现象不仅在黑洞中很常见，而且在其他类型的吸积致密物体中也很常见。我们检查的线轮廓的模型，其属性的生产相对论效应，由于从冷吸积盘的X射线辐射的反射，也作为一个结果的线形成在扩展的风/流出配置。这两种模型都能够充分代表所观察到的线轮廓。我们认为线建模的结果在亚秒级的变化。虽然我们无法最终取消的模型之一，我们发现，风的范式有几个相对论磁盘反射模型的优势。
2009-04-29 astro-ph.HE
Pulse phase resolved spectroscopy of Vela X-1 with Suzaku
我们提出了一个详细的脉冲相位分辨光谱分析的持续高质量的X射线双星脉冲星船帆座X-1观测与朱雀在2008年6月。脉冲轮廓表现出强度和能量依赖性，在低能量下具有多个峰，在较高能量下具有双峰。源显示出在观测期间的一些光谱演变，并且已经注意到以最小光谱变化对数据进行平均以用于分析。我们使用唯象部分覆盖高能截止模型和更具物理性的部分覆盖热康普顿化模型（CompTT）对连续统进行建模，排除了具有可变硬度比和强度依赖性的时间范围。对于这两个模型，我们检测到的回旋共振散射功能（CRSF）和它的谐波在~ 25 keV和~ 50 keV。CRSF基波和谐波参数在脉冲相位上都是强烈可变的，两条线能量的比率偏离经典值2。连续参数也显示了显着的变化，在脉冲阶段，并给我们一些想法的变化的物理条件，是看到在不同的脉冲阶段和遮蔽的吸积流在一些脉冲阶段的变化的视角。
2012-12-07 astro-ph.HE
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
Symbiotic stars in X-rays III: long term variability
我们研究了朱雀星观测到的五颗共生星的X射线辐射。这些物体在首次被ROSAT和Swift探测到后，被朱雀号选中进行更深入的观测。我们发现，X射线光谱可以充分符合吸收光学薄的热等离子体模型，无论是单温度或多温度。这种模型与X射线发射起源于吸积盘的最内部区域，即边界层是相容的。基于大的闪烁幅度（仅在4 Dra中检测到），高等离子体温度和以前的测量紫外线的变化和光度，我们得出结论，所有五个源是通过主要opticall厚边界层吸积供电。考虑到以前和这些观测之间的时间间隔，我们能够研究它们的X射线发射的长期变化，并发现固有的X射线通量和介入的吸收柱可以变化三倍或更多。然而，吸收体的位置以及吸积率的变化与吸收的关系仍然是难以捉摸的。
2015-05-04 astro-ph.HE
Glancing through the accretion column of EXO 2030+375
我们利用XMM-牛顿上EPIC相机的大收集面积和良好的计时能力，在2014年源I型爆发的上升期间，研究了高质量X射线双星EXO 2030+375中磁化中子星的吸积几何。我们对XMM-牛顿观测作为中子星自旋相位的函数进行了定时和光谱分析。我们使用的现象学光谱连续模型，包括所需的荧光发射线。存在两种中性吸收成分：一种完全覆盖源，另一种仅部分覆盖源。在2007年和2012年爆发期间对源进行的两次朱雀观测也进行了相同的分析，以寻找不同光度下可能的光谱变化。XMM-牛顿数据捕捉到了X射线光度为$2\times10^{36}$ erg s $^{-1}$的源，并揭示了在其脉冲轮廓中存在以前从未报道过的窄倾角特征。这个特征的宽度大约相当于中子星自旋周期的百分之一。从相位分辨光谱分析的结果，我们认为，这一功能可以归因于通过在前面的观察者视线的吸积流的自遮蔽。我们从2007年进行的朱雀观测中推断，吸积流的自遮蔽可能会在更高光度的中子星脉冲剖面中产生明显更宽的特征（$\gtrsim$ $2\times10^{37}$ erg s $^{-1}$）。
2016-07-13 astro-ph.HE
Broadband X-ray Spectra of the Ultraluminous X-ray Source Holmberg IX X-1 observed with NuSTAR, XMM-Newton and Suzaku
我们介绍了NuSTAR、XMM-Newton和朱雀在2012年底对极端超亮X射线源Holmberg IX X-1进行的协调宽带X射线观测的结果。这些观测提供了迄今为止Holmberg IX X-1的第一个高于10 keV的高质量光谱，将这个显着来源的X射线覆盖范围扩展到~30 keV。宽波段观测在两个时期进行，在这两个时期之间，Holmberg IX X-1表现出通量和强烈的光谱变化，亮度从Lx =（1.90+/-0.03 e40 erg/s）增加到Lx =（3.35+/-0.03 e40 erg/s）。这两个时代的光谱表现出一致的排放标准低/硬吸积状态中看到的银河系黑洞双星，这将是预期的，如果霍姆伯格IX X-1窝藏一个真正的大规模黑洞吸积在基本上亚爱丁顿吸积率。NuSTAR的数据证实，在3-10千电子伏的带通之前观察到的曲率并不代表一个真正的光谱截止。在每一个时期，光谱似乎是由两个光学厚的热成分，可能与一个吸积盘。光谱还显示了最高能量下非热尾的一些证据，这可能进一步支持这一假设。现有的数据允许的两个热分量中的任何一个占主导地位的光谱演变，虽然这两种情况下需要高度非标准的行为热吸积盘排放。
2014-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Relativistic iron K alpha line detection in the Suzaku spectra of IC 4329A
我们提出了一个分析的五个朱雀观测明亮的塞弗特1星系IC 4329A。宽的能带和高的信噪比的数据给出了新的限制铁K α线的轮廓和它的关系，在更高的能量康普顿驼峰。铁钾带通是由一个狭窄的核心（EW=57 eV）在6.4 keV一致的中性材料。使用物理动机的模型，我们的分析还揭示了存在一个广泛的铁K α线（EW=124 eV），最有可能产生在内部的吸积盘和模糊的广义相对论效应。该分量在单个光谱中并不明显，但在所有五个观测值的叠加残差中明显存在，并且具有很高的统计显著性。这突出了在活动星系核中识别宽铁谱线的困难，即使是在具有非常高的信噪比的数据中，因为它们很难从连续体中分离出来。这些数据与跟踪康普顿驼峰的窄铁线和宽铁线组件一致，但没有提供明确的证据证明情况确实如此。还可以看到6.94 keV处的额外窄FeXXVI发射线，这表明存在离中心区域相对较远的电离材料。也有一个变化的暗示，所以这条线的确切起源仍然不清楚。
2014-04-28 astro-ph.HE
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
Comprehensive broadband study of accreting neutron stars with Suzaku: Is there a bi-modality in the X-ray spectrum?
利用\emph{Suzaku}上的XIS和PIN数据，对吸积中子星进行了宽带光谱分析。从光谱拟合这些源与一个单一的连续模型，包括幂律和高能量截止，回旋加速器线（如需要），我们研究了各种光谱参数之间的相关性。在我们研究的39个源中，16个是文献中已知存在回旋加速线的源，29个需要截止能量。在这29个源中，18个具有在3-10 keV范围内的截止能量聚束，而对于11个源，其分布在12-25 keV。这种双模态行为并不基于Be XRB或超巨星HMXB的系统的特定性质，也不基于表征其X射线发射的不同光束模式（如从其脉冲轮廓的同时研究中推断的）。\emph{Suzaku}的宽带覆盖范围还表明，截止能量饱和的回旋加速器线能量的值更高-与以前的作品在文献中一致-的组和回旋加速器线的宽度显示出弱相关性的回旋加速器线能量。我们还发现，光谱指数和折叠能量与光度的关系。与以前的工作不同，我们没有发现任何X射线亮度和K $α$线EW之间的关系。最后，我们发现铁K $α$线的EW和通量在SFXT中比经典的NS-HMXB小。我们讨论这些发现的不同性质的恒星风和吸积机制。
2021-01-05 astro-ph.HE
Two Power-Law States of the Ultraluminous X-ray Source IC342 X-1
为了阐明超铝X射线源（ULX）在幂律（PL）状态下的发射特性，我们利用我们自己的Suzaku数据和XMM-Newton、Chandra和Swift观测的存档数据，研究了IC 342 X-1在PL状态下的长期X射线光谱数据。根据0.5-10 keV的X射线亮度，该源的PL态可分为两个亚态：低亮度PL态（4-6*10^{39} erg/s）和高亮度PL态（1.1-1.4*10^{40} erg/s）。在2010年8月和2011年3月的朱雀观测中，X-1一直处于低光度PL状态。观测到的X射线光度（4.9-5.6*10^{39} erg/s）和光谱形状（光子指数= 1.67-1.83）在两次观测之间略有变化。使用朱雀PIN探测器，我们第一次证实了PL尾巴延伸到至少20千电子伏，没有签名的高能量周转在两个朱雀观测。与此相反，在2004年和2005年的高亮度PL状态与XMM-牛顿在约6千电子伏的营业额进行了观察。重要的是，两个PL状态之间的光子指数是相似的，y ~ 1的康普顿y参数也是相似的，这表明尽管电子温度不同，但在两个PL状态中保持相似的能量平衡（在日冕和吸积盘之间）。从最近关于其他ULX和银河系黑洞双星GRS 1915 +105的研究的光谱相似性来看，IC 342 X-1也可能处于超临界吸积率的状态，尽管需要更灵敏的更高能量观测才能得出结论。
2012-12-05 astro-ph.HE
Hot accretion flows in low-luminosity active galactic nuclei in NGC 4258 and NGC 7213
我们研究了两个活动星系核NGC 4258和NGC 7213的高能辐射。我们直接应用广义相对论（GR）热流模型，kerrflow，档案BeppoSAX，NuSTAR和朱雀观测这些对象。大多数这些数据集表明，约10- 20%的吸积功率用于电子的直接加热，然而，我们也发现在某些情况下，电子加热效率的显着变化的迹象。此外，所有这些X射线数据集表明，相当强的磁化流，与磁场接近均分与气体压力。将模型预测与NGC 7213的费米/LAT数据进行比较，我们可以将非热质子的含量限制在最多10%。
2023-03-03 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
Short-Term Variability of X-rays from Accreting Neutron Star Vela X-1: I. Suzaku Observations
利用{ \it Suzaku} 100 ks曝光量观测，分析了船帆座X-1（最亮的风馈吸积中子星）在2 ks短时间尺度上的宽波段X射线谱的时变。在观测过程中，该物体表现出强烈的变化，包括几次耀斑和所谓的“低态”，其中X射线光度降低了一个数量级。虽然光谱硬度随着X射线光度的增加而增加，但大多数记录的耀斑并没有显示出任何显著的星周吸收变化。然而，在一次短暂的耀斑出现之前，就有大量吸收的迹象，显示出显着的光谱硬化。在低状态下，流量水平调制脉冲星的自旋周期，表明即使在这种状态下的吸积流达到接近的中子星。从现象学上讲，宽带X-射线光谱，这是集成在整个自旋阶段，很好地代表了“NPEX”功能（负和正的幂律与指数截止由一个共同的折叠能量的组合）与回旋共振散射功能在50千电子伏。拟合的数据使我们能够推断光子指数和X射线光度之间的相关性。最后，星周吸收在轨道相位间隔0.25- 0.3内逐渐增大，这可以解释为致密天体在超音速星风中运动产生的弓形激波的影响。
2013-04-22 astro-ph.HE
High-resolution X-ray Spectra Of The Symbiotic Star SS73 17
SS 73 17是一颗无害的Mira型共生星，直到Integral和Swift发现了它明亮的硬X射线发射，将它加入了“硬X射线发射共生星”的小类。朱雀在2006年的观测结果显示，它也发射了三条明亮的铁谱线，在0.3-2 keV的带通中几乎没有发射。我们在这里提出的后续观测与钱德拉HETG和朱雀，确认较早的检测到强发射线的Fe K α荧光，Fe XXV和Fe XXVI，但也显示出显着更软的X射线发射。高分辨率光谱还显示了其他高度电离离子的发射线，如Si XIV和可能的S XVI。此外，使用最新校准对2006年朱雀数据进行的重新分析表明，硬（15-50 keV）X射线发射比以前认为的要亮，并且在2006年和2008年的数据中保持不变。从Fe XXV线计算的G比表明，这些线是热的，而不是光电离，在原产地。除了硬X射线发射外，来自两个时期的光谱可以使用热辐射拟合，假设基于与完全和部分吸收体相结合的冷却流模型的差分发射测量。我们表明，可以接受的拟合，可以得到所有的数据在1-10千电子伏波段的变化，只有部分吸收。根据温度和吸积速率，热辐射似乎是由吸积白矮星和吸积盘之间的边界层产生的。
2009-12-14 astro-ph.HE
Discovery of Red-shifted He-like Iron Absorption Line from Luminous Accreting Neutron Star SMC X-1
我们分析了用\textit{Suzaku}获得的SMC X-1的X射线数据，并在2012年5月19日进行的观测中发现了以6.4 keV为中心的吸收线和基础加宽发射线的组合。该吸收线以$6.61_{-0.03}^{+0.02}$ ~keV为中心，吸收强度为$5.9_{-1.4}^{+1.7}$，自然地解释为Fe在6.7~keV的He $_α$共振线，其具有$4000_{-1300}^{+1400}\;\mathrm{km\;s^{-1}}$的红移。虽然\textit{Suzaku}在2011- 2012年的11个月中对该系统进行了10次观测，但只有在NS处于超轨道调制的上升阶段时的一次观测中观察到了吸收特征，这可以被认为是扩展的吸积盘从掩星的出口。因此，我们把这条线归因于一个低密度，高度电离的吸收体在一个吸积盘电晕所产生的磁盘照明NS的强烈的X射线。这种解释也与光电离度和谱线深度的讨论相一致。
2018-11-20 astro-ph.HE
Suzaku Studies of Luminosity-Dependent Changes in the Low-Mass X-ray Binary Aquila X-1
2007年9月28日至10月30日，朱雀星对中子星低质量X射线双星天鹰座X-1进行了7次观测。观测成功地追踪到了一个爆发衰变，在这个衰变中，源的光度几乎单调地从$\sim 10^{37}$ erg s $^{-1}$下降到$\sim 10^{34}$ erg s $^{-1}$，下降的幅度为$\sim 3$数量级。为了研究吸积几何形状的光度相关变化，分析了7个数据集中的5个，每个数据集都具有典型的$\sim 18$ KS曝光;另外两个数据集在以前的工作\citep{Sakurai2012}中使用。在第二次到第四次观测中，源被检测到高达100 keV，在第五次观测中检测到40 keV，在最后两次观测中检测到10 keV。所有的光谱都成功地再现康普顿黑体模型与相对较高的（$\gtrsim 2.0$）的光学深度，加上一个额外的软光学厚的组件。最微弱的三个光谱交替地再现了一个单一的康普顿黑体模型与一个相对较低的（$\lesssim 0.8$）的光学深度。在0.8 - 100 keV光度为$2.4\times 10^{36}$ erg s $^{-1}$（第2次至第4次观测）时，黑体辐射（包括康普顿化的种子光子）的估计半径为$10 \pm 2$ km。相反，在光度分别为$(4.8-5.2)\times 10^{35}$ erg s $^{-1}$（第5次观测）和$\sim 2\times 1…
2013-08-28 astro-ph.HE
Ionization structure and Fe K$α$ energy for irradiated accretion disks
本文研究了X射线照射下吸积盘表面的径向电离结构。我们绘制预期的铁K $α$线能量作为爱丁顿比的函数和距离的发射物质从中心源，一个非旋转和最大旋转的黑洞。我们比较预测的磁盘线能量与{ \it钱德拉}，{ \it XMM-牛顿}和{ \it朱雀}观测到的活动星系核的档案样本中测量的能量，并讨论线能量是否与混响研究推断的径向距离一致。我们还建议用快变铁K $α$线来估计吸积盘的粘性参数。在低爱丁顿比时，在线能量与爱丁顿比的平面上存在一个禁带，在那里吸积盘不能产生高度电离的铁K $α$线。如果在低爱丁顿比源中观察到这种发射，它要么来自高度电离的外流，要么是来自快速移动的中性物质的蓝移成分。
2011-02-16 astro-ph.HE
Broadband X-ray emission and the reality of the broad iron line from the Neutron Star - White Dwarf X-ray binary 4U 1820-30
中子星X射线双星的宽相对论铁谱线是研究内吸积盘的重要探针。X射线的反射特征会因为强磁场或极低的铁丰度而减弱，这在X射线双星中是可能的，它们有低质量的第一代恒星作为伴星。本文研究了早期在中子星低质量X射线双星4U~1820- 30中发现的宽铁谱线的真实性。我们使用\suzaku{}和同时观测的\nustar{} \& \swift{}对环礁源进行了全面、系统的宽带光谱研究。我们使用了不同的连续模型，包括吸积盘发射，热黑体和热康普顿化的磁盘或黑体光子。\suzaku{}数据在铁K带区域有正残差和负残差。这些特征通过在$7.67\pm0.14\kev$和$6.93\pm0.07\kev$处的两个吸收边或部分覆盖光电离吸收或通过模糊反射来很好地描述。虽然同时的\swift{}和\nustar{}数据没有清楚地揭示发射或吸收特征，但数据与吸收或发射特征的存在一致。因此，基于吸收的模型提供了宽铁线或反射模型的替代方案。吸收特征可能出现在来自内部吸积盘的风中。宽带光谱似乎不利于连续模型，其中从中子星表面的黑体发射提供了种子光子的热康普顿。我们的研究结果表明，从薄吸积盘（$kT_{disk} \sim 1\kev$），康普顿化的磁盘光子在边界层中最有可能覆盖了大部分的中子星表面和吸积盘的最里面的部分，和黑体发射（$kT_{bb} \sim 2\kev$）从极地地区的排放。
2016-06-16 astro-ph.HE
The Study of X-Ray Flux Variability of M87
我们从朱雀、钱德拉和NuSTAR望远镜的存档X射线数据和长时间曝光数据中寻找M87核心和喷流的短期X射线变化。我们发现了2006年获得的朱雀数据和2017年获得的钱德拉核心的日内变化。日内的变化表明，M87超大质量黑洞有一个大约施瓦茨希尔德半径大小的微小发射区。朱雀无法分辨核心和HST-1;然而，在2006年，HST-1比核心亮得多，因此，变化可能是由于HST-1。由于2006年的光子指数为2.38，因此发射可能是来自HST-1局部激波区的同步辐射，表明TeV电子的粒子加速发生在远离核心（约100 pc）的地方。假设衰减时间等于同步加速器冷却时间，则磁场被约束为B ~1.94 $δ^{1/3}$ mG。此外，2017年核心的光子指数约为1.96;因此，可能的发射来自核心的辐射无效吸积流或喷流中的逆康普顿散射。日内时间变化倾向于后一种可能性。
2021-09-13 astro-ph.HE
Cyclotron absorption lines in the era of Suzaku and NuSTAR
回旋共振散射特征或回旋吸收线是在磁场为10 $^{12}$ G量级的吸积供能X射线源的硬X射线谱中观察到的独特特征。这些特征的检测使我们能够直接估计靠近中子星表面的磁场的强度。对应于$\sim$ 10 $^{12}$ G的磁场，基本回旋加速器线预期在10-100 keV能量范围内，谐波预期为基本线能量的倍数。然而，我们检测到的回旋线的第一谐波在不到两倍的基本线能量（$\sim$ 1.7倍的基本线能量）在Be/X射线双星脉冲星Cep X-4。利用$Suzaku$和$NuSTAR$天文台的宽谱能力，我们研究了几个X射线源的回旋共振散射特性，以了解回旋谱线的形状、宽度、磁场映射、谱线能量的非谐性以及回旋谱线的亮度依赖特性。本文介绍了从这些工作中获得的结果和在未知/研究不足的源中新的回旋线探测。
2017-05-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
NuSTAR, XMM-Newton and Suzaku Observations of the Ultraluminous X-ray Source Holmberg II X-1
我们提出了第一个宽带0.3-25.0 kev的X射线观测明亮的超亮X射线源（ULX）Holmberg II X-1，由NuSTAR，XMM-Newton和朱雀在2013年9月。NuSTAR的数据提供了Holmberg II X-1在10 keV以上的首次观测，并揭示了一个非常陡峭的高能光谱，类似于NuSTAR迄今为止观测到的其他ULX。这些观测结果进一步表明，ULX表现出的光谱状态通常不会出现在银河系黑洞双星。与其它源的比较表明Holmberg II X-1的吸积率很高，甚至可能超过了Eddington吸积率，软X射线谱（E<10 keV）似乎由两个类黑体发射分量主导，其中较热的一个可能与一个吸积盘有关。然而，所有简单的磁盘模型低于预测的NuSTAR数据以上~10 keV，并需要一个额外的发射组件在最高的能量探测，这意味着NuSTAR数据不下降与维恩光谱。我们调查这样一个额外的高能量的发射组件的物理起源，并赞成的情况下，多余的康普顿散射产生的热电晕的电子与一些属性类似的非常高的状态中看到的银河双星。从这些历元中推断出观测到的0.3-25.0 keV宽波段光度为Lx =（8.1+/-0.1 e39 erg/s，这是Holmberg II X-1的典型特征，大部分通量（约90%）在10 keV以下发射。
2015-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Latest results of pulse phase resolved spectroscopy of cyclotron lines in accretion powered pulsars
利用长曝光的朱雀观测资料，对1A 1118-61、Vela X-1、A0535+26、XTE J1946+274、4U 1907+09、4U 1626-67和GX 301-2等明亮吸积源X射线天体的回旋共振散射特征（CRSF）进行了脉冲相位分辨光谱研究。我们已经进行了研究，使用不同的光谱模型的连续，并获得了类似的模式的变化的CRSF在所有的情况下，从而证明了我们的结果的鲁棒性。首次获得了XTE J1946+274中CRSF的脉冲相位关系，并在~ 2倍光度差下比较了4U 1907+09中CRSF的相位分辨变化。我们还研究了这些物体的脉冲轮廓附近的CRSF能量，并注意到增加的脉冲分数和/或改变脉冲形状附近的CRSF能量的一些来源。的影响的结果进行了讨论。
2013-09-23 astro-ph.HE
Discovery of 40.5 ks Hard X-ray Pulse-Phase Modulations from SGR 1900+14
利用2009年朱雀和2016年NuSTAR拍摄的数据，研究了磁星SGR 1900+14的X射线定时特性，时间间隔分别为114 ks和242 ks。在这两种情况下，该物体都显示出特有的双组分光谱。在$\sim 5$ keV以下的能量中占主导地位的软成分显示出有规律的脉动，如用朱雀XIS测定的周期为$P=5.21006$ s，用NuSTAR测定的周期为$P=5.22669$。然而，在硬成分占主导地位的$\gtrsim 6$ keV中，只有在对数据进行周期脉冲相位调制校正后，才能用朱雀HXD和NuSTAR检测到脉动，周期为$T=40-44$ ks，幅度为$\approx 1$ s。进一步校正相位调制参数中的复能量依赖性的两个数据集，硬X射线脉动变得完全可检测，在12-50 keV中使用HXD，在6-60 keV中使用NuSTAR，使用$T=40.5 \pm 0.8$ ks的公共值。因此，SGR 1900+14成为继4U 0142+61和1 E 1547 $-$ 5408之后的第三个示例，以显示硬X射线脉冲相位调制，以及调制参数中能量依赖性的第二种情况。在这个系统中的中子星被推断为执行自由进动，因为它是轴向变形的$\approx P/T =1.3 \times 10^{-4}$大概是由于$\sim 10^{16}$ G环向磁场。作为反例，我们分析了脉冲双星4U 1626-67的朱雀星数据，…
2021-09-23 astro-ph.HE
The Modulating Optical Depth of Photoelectric Absorption Edge with Pulse Phase in Accretion-Powered X-ray Pulsars
本文报道了在朱雀观测中首次发现的吸积X射线双星铁K边的脉冲相位调制光学深度。Vela X-1和GX 1+4的铁K边有明显的调制光学深度。在GX 301-2和OAO 1657-415中观察到类似趋势，但统计学显著性较差。当X射线连续谱变暗时，铁的K边出现最大光学深度，铁的电离态没有明显的脉冲相位变化。所揭示的光学深度随脉冲相位的变化可以解释为是由于被脉冲星的磁场线捕获的吸积物质，该吸积物质与中子星的自旋共同旋转，并负责光电吸收。基于上述解释，我们提出，在阿尔文半径内的吸积物质包含铁与Fe $_{\rm V\hspace{-0.1em}I-X\hspace{-0.1em}I}$的电离状态，粒子密度为$10^{17}$ cm $^{-3}$，并具有沿方位角方向平坦的形状，如吸积幕。
2019-06-25 astro-ph.HE
Short-Term Variability of X-rays from Accreting Neutron Star Vela X-1: II. Monte-Carlo Modeling
我们发展了一个蒙特卡罗康普顿化模型的X射线光谱的吸积动力的恒星。简单的球形热康普顿化模型给出了更高光学深度的光谱，而船帆座X-1的观测数据表明，光谱在更高的光度下更难。这表明一个物理解释的吸积等离子体的光学深度增加与质量吸积率。我们开发了一个详细的Monte Carlo模型的吸积流，包括强磁场（$\sim 10^{12}$ G）的影响，在几何约束的流动到吸积柱，并在减少的截面。我们处理大体积运动康普顿的下落材料以及热康普顿。这些模型的光谱可以匹配所观察到的宽带{ \it朱雀}数据船帆座X-1在广泛的质量吸积率。该模型还可以解释所谓的“低态”，其中光度降低了一个数量级。在这里，热康普顿化应该是可以忽略的，所以光谱反而是由整体运动康普顿化主导的。
2013-11-06 astro-ph.HE
Possible Supercritical Accretion on the ULX in the Metal-poor Galaxy IZw18
本文结合 Chandra、XMM-Newton 与 Suzaku 存档数据分析 IZw18 中 ULX 的光谱演化，发现其光度—温度关系及温度径向分布支持细盘与超临界吸积，而非中等质量黑洞解释。
2024-05-21 astro-ph.HE
X-ray Observations of INTEGRAL Discovered Cataclysmic Variable IGR J17195-4100
我们目前的档案X射线数据与XMM-牛顿和朱雀的一个新的中间极性确定为一个完整的发现伽马射线源，IGR J17195-4100的对应物的分析。我们报告了一个新的周期为1053.7 \pm 12.2秒的X射线。在时间序列的功率谱中强烈地指出了一个新的双星轨道周期3.52+1.43-0.80 h。还获得了作为系统自旋周期的新周期的星历。在功率谱中检测到的各种峰表明可能是一个无盘吸积系统。软X射线（<3 keV）在X射线光变曲线中占主导地位。自旋调制显示的能量依赖性表明一个可变的部分覆盖吸积柱的可能性。用XMM-Newton EPIC相机获得的平均光谱数据显示了具有软过剩的多温度光谱。后者可归因于不同的覆盖范围的增生幕。
2012-08-16 astro-ph.HE
The Central Engine Structure of 3C120: Evidence for a Retrograde Black Hole or a Refilling Accretion Disk
宽线射电星系3C 120是一个强大的X射线和射电辐射源，包括超光速喷流。我们报告了我们对2006年拍摄的160 k朱雀数据的重新分析，之前由Kataoka等人（2007）进行了检查。光谱拟合的XIS和HXD/PIN数据在0.7-45千电子伏的范围内揭示了一个定义明确的铁K线复杂的一个狭窄的Ka核心和相对论性扩大的功能一致的发射从内部区域的吸积盘。此外，圆盘的内部区域似乎被截断，其内半径r_in = 11.7^{+3.5}_{-5.2} r_g。如果我们假设荧光铁线特征终止于最内部稳定圆轨道（ISCO），我们在90%的置信水平下测量到a < -0.1的黑洞自旋。在99%的置信水平下，可以排除快速旋转的黑洞（a > 0.8）。或者，圆盘可以在快速钻孔的ISCO之外被截断。最令人信服的情况是，在这些观测之前，盘的内部区域可能被灾难性的不稳定性破坏/弹出。
2012-05-14 astro-ph.HE
Is the black hole in GX 339-4 really spinning rapidly?
对2007年2月在甚高态期间获得的黑洞双星GX 339-4的宽带朱雀光谱进行了重新分析。仔细考虑了事件堆积（在图像中心的~ 3'内显著）和XIS数据的遥测饱和的影响。该源的能量可达300千电子伏，在8千秒差距时，0.5- 200千电子伏的未吸收光度为3.8 × 10^{38}尔格/秒。光谱可以近似为光子指数为2.7的幂律，有一个温和的软过剩和一个硬X射线驼峰。当使用图像中心2'以外的XIS数据时，Fe-K线看起来非常宽，这表明Miller等人（2008年）已经根据朱雀数据和其他CCD数据报道了高黑洞自旋。当XIS数据累积进一步限制在>3'以避免事件堆积时，Fe-K轮廓变得更窄，并且出现稍微更好的解决方案，该解决方案表明内部盘半径为引力半径的5-14倍（1-sigma），尽管在90%的置信水平下数据仍然允许最大旋转的黑洞。同时，光学厚度的吸积盘被推断为在5-32倍引力半径处被截断。因此，朱雀的数据允许另一种解释，而不是引用一个快速旋转的黑洞。先前在高/软状态下测量的盘半径进一步支持该推断。
2009-11-12 astro-ph.HE
Relativistic Lines and Reflection from the Inner Accretion Disks Around Neutron Stars
最近发现的一批中子星低质量X射线双星在X射线谱中显示出宽的、不对称的Fe K发射线。这些谱线通常被认为是反射光谱中最突出的部分，起源于吸积盘的内部，在那里强烈的相对论效应可以加宽发射谱线。本文对10个中子星低质量X射线双星的Suzaku谱和XMM-牛顿谱进行了全面、系统的分析，它们都显示出宽的Fe-K发射线。在这10个源中，4个是Z源，4个是环礁，2个是吸积毫秒X射线天体（也是环礁）。铁K线与史瓦西度规的相对论性线模型很好地拟合，并且在大多数情况下意味着内盘半径的范围很窄（6 ~ 15 GM/c^2）。这意味着吸积盘在一定的光度范围内延伸到靠近中子星表面的地方。连续体建模表明，对于大多数观测，黑体分量（可能与边界层相关）在8 - 20 keV的X射线发射中占主导地位。因此，看来很可能是这个光谱成分产生了照亮吸积盘的大部分电离通量。因此，我们也适合光谱与模糊反射模型，其中的黑体组件照亮磁盘。这个模型在大多数情况下都很适合，支持了边界层照亮了一个几何薄圆盘的观点。
2010-07-06 astro-ph.HE
Witnessing the magnetospheric boundary at work in Vela X-1
我们提出了一个分析船帆座X-1的“关闭状态”的基础上朱雀在2008年6月采取的观测。定义为状态，其中通量突然下降低于仪器的灵敏度，这些“关状态”已被解释为“螺旋桨制度”的发病的几个作者。然而，我们有史以来第一次发现源没有关闭，尽管在记录的三个“关闭状态”期间通量下降了20倍，但仍然观察到脉动。给出了“关态”的光谱和脉冲波形。最后，我们讨论了我们的研究结果的框架下的“门吸积”的情况下，并得出结论，最有可能的剩余通量是由于通过Kelvin-Helmholz不稳定性（KHI）的磁层泄漏的物质的吸积。
2011-03-14 astro-ph.HE
Ionisation state of the accretion disc in the neutron-star low-mass X-ray binary 4U 1728-34
我们分析了一个XMM-牛顿加上一个同步的罗西X射线定时探测器观测和一个单独的朱雀观测的中子星低质量X射线二进制4U 1728-34。用自洽反射模型relxill拟合了X射线谱。我们发现4U 1728-34的倾角为49度，与从该源中没有日食或倾角推导出的60度上限一致。XMM-Newton/RXTE观测拟合的倾角大于85度，这可能是由于PN仪器在定时模式下可能存在校准问题。我们还发现吸积盘的热辐射并不显著。这可以解释为沿源的视线方向星际介质的相对高的柱密度，这减少了软盘光子的数量，或者如果大部分来自盘的软热光子在日冕中被再处理。从拟合导出的电离参数大于在标准反射模型的框架中预测的值，其中，盘由致密物体上方的X射线源照射。这种不一致性表明，来自中子星及其边界层的辐射可能在吸积盘的电离中起重要作用，因此在该源的反射分量中也起重要作用。
2019-01-22 astro-ph.HE
Relativistic accretion-disc models of Cyg X-1 in the soft state: a case study
Scuola Universitaria Superiore IUSS Pavia（帕维亚高等大学学院）；Osservatorio Astronomico di Brera, Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF)（布拉耶天文台，意大利国家天体物理研究所）
本研究对比牛顿与相对论性吸积盘模型拟合软态天鹅座X-1的朱雀数据，发现牛顿内半径支持高自旋克尔轨道，相对论模型未普遍更优，张力源于数据简并而非广义相对论失效。
2026-09-24 astro-ph.HE
Is superorbital modulation in SMC X-1 caused by absorption in warped precessing accretion disc?
本文利用10个朱雀星和6个NuSTAR星的观测数据，对SMC X-1在不同强度状态下的超轨道变化进行了宽带谱时分析。在所有的状态下的光谱可以被描述为一个吸收的幂律与高能量的截止和一个黑体组件以及铁的发射线。与其他超巨星HMXB相比，SMC X-1中的Fe K $α$线等效宽度较低-从高态的小于10 eV到低态的高达$\sim$ 270 eV。光谱形状依赖于通量，硬X射线光谱随着通量的增加而变陡。我们还报告了这16个超轨道状态的幂律分量的高度可变的归一化。除了两次观测外，这两种仪器的硬X射线中都检测到了脉动。脉冲轮廓是具有两个峰值的近正弦曲线，并且第二峰值的相对强度随着亮度的降低而降低。这些结果表明，SMC X-1的超轨道调制并不是由旋进翘曲吸积盘的吸收引起的，在不同的超轨道状态下，来自中子星的X射线存在着内在的变化.在三个亮态的\nustar ~~谱中，我们还注意到在$\sim$ 50 keV处的一条假定的回旋线，表明可能存在$\sim$ 4.2 $\times$ 10 $^{12}$ G的磁场.最后，与新的脉冲周期测量报告这里，SMC X-1的长期自旋上升的时间基础增加了13年，完整的脉冲周期的历史表明，在1995年左右的自旋上升趋势的突然变化。
2020-04-01 astro-ph.HE
