Burst Fluence Distributions of Soft Gamma Repeaters 1806-20 and 1900+14 in the RXTE PCA era
我们使用Rossi X射线定时探测器/正比计数器阵列截至2011年3月的完整观测数据，研究了SGR 1806-20的3040多个爆发和SGR 1900+14的1963多个爆发的注量分布。累积事件分布的两个来源，并与单一和破碎的幂律以及指数截止拟合。该分布最适合于指数截止的破幂律，然而截止的统计显著性不高，破幂律的上部可以解释为由于随机噪声波动引起的假爆发的预期数量。事件分布也检查在高和低突发率制度和幂律指数被发现是一致的，独立的突发率。计算了事件注量的贡献函数。这种分布表明，SGR爆发中释放的能量主要是由两个源的最强大的事件。这些分布的幂律性质与发生在大的、不太频繁的爆发中的系统的占主导地位的能量耗散相结合，表明了自组织临界系统（SOC），如Goelius等人在1999年所建议的。
2012-06-30 astro-ph.HE
Timing Studies on X-Per and Discovery of its Transient QPO Feature
我们给出了1998 - 2010年X Per的{ \emph{RXTE} }-PCA和{ \emph{INTEGRAL} }-ISGRI观测的时序分析。从{ \emph{RXTE} }-PCA观测获得的所有脉冲到达时间是相位连接的，并且使用这些到达时间获得定时解。我们通过使用{ \emph{RXTE} }-PCA和{ \emph{INTEGRAL} }-ISGRI数据测量其脉冲频率来更新源的长期脉冲频率历史。从{ \emph{RXTE} }-PCA数据，频率导数和X射线通量之间的关系表明，通过伴星的恒星风吸积。另一方面，检测到的瞬态QPO功能峰值在$\sim 0.2$ Hz表明存在的吸积盘。我们发现，双折模型拟合的平均功率谱，这表明，源至少有两个不同的吸积流分量占主导地位的整体流量。从频率导数的功率谱，我们测量的幂律指数的$\sim -1$，这意味着在短时间尺度光盘吸积占主导地位的噪声，而在时间尺度长于粘性时间尺度的噪声占主导地位。从脉冲轮廓，我们发现脉冲分数和计数率的源之间的相关性。
2014-07-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Does the 62-day X-ray periodicity come from ULX M82 X-1?
M82 X-1是星暴星系M82中最亮的超亮X射线源，也是中等质量黑洞的最佳候选者之一。先前基于罗西X射线定时探测器/正比计数器阵列（RXTE/PCA）的研究报告了M82的规则X射线通量调制，周期为62天，并将这种周期性调制归因于M82 X-1。然而，这种调制不一定来自M82 X-1，因为RXTE/PCA的空间分辨率非常差，只有约1度。在这项工作中，我们分析了来自Swift/X射线望远镜（XRT）的M82 X-1的1000天的监测数据，它具有比RXTE/PCA更好的空间分辨率。M82的周期分布图显示，62天的周期很可能不是来自M82 X-1，而是来自M82 X-1东南4角秒处的几个周期性X射线源的贡献之和。然而，Swift/XRT无法解析这些周期源，也无法定位M82周期性的确切来源。因此，需要更高空间分辨率的长期观测。
2015-09-06 astro-ph.HE
An Empirical Method for Improving the Quality of RXTE HEXTE Spectra
我们已经开发了一种校正工具，通过采用与我们先前用于提高RXTE PCA光谱质量相同的方法来提高RXTE HEXTE光谱的质量。我们将螃蟹的数百个HEXTE光谱分别拟合到一个简单的幂律模型中，簇A总共有3700万个计数，簇B有3900万个计数，我们为每个簇创建了一个残差的组合光谱。我们发现，集群A的剩余频谱是免费的仪器伪影，而集群B包含显着的特征，幅度~1%，最突出的是在能量范围30-50 keV，这与碘K边缘相一致。从聚类B的残差光谱开始，通过迭代过程，我们创建了校准工具hexBcorr，用于校正任何感兴趣的聚类B光谱。我们通过将其应用于两个明亮的黑洞的B簇光谱来证明该工具的有效性，其中每个黑洞包含数百万个计数。对于这些光谱，工具的应用显著提高了拟合的拟合优度，同时仅轻微影响宽带拟合参数。该工具可能是重要的光谱特征的研究，如回旋加速器线，这是一个主题，超出了本文的范围。
2016-01-22 astro-ph.HE astro-ph.IM
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
Timing and spectral study of XB 1254-690 using new RXTE PCA data
分析了新的Rossi X射线定时探测器正比计数器阵列获得的环礁中子星低质量X射线双星XB 1254-690的数据。色-色图显示源处于高强度香蕉态。我们在功率谱中发现了两个低频候选峰，其单次试验显著性分别为~ 2.65 X 10^{-8}和~ 7.39 X 10^{-8}。考虑到试验次数后，这两个峰值在数据集中偶然出现的联合概率为~ 4.5 X 10^{-4}，因此可以认为从该源首次检测到的低频QPO具有~ 4.5 X 10^{-4}或~ 3.5σ的显著性。我们还对XB 1254-690进行了首次系统的X射线光谱研究，发现虽然单组分模型是不够的，但数据不需要三组分模型。在19个双组分模型中，破幂律和康普顿化模型是描述源连续谱的最佳模型。康普顿化分量的等离子体温度（~ 3 keV）和光学深度（~ 7）与先前报道的其他源的值一致。然而，最近已经开始使用一个破幂律分量来描述NS LMXB光谱，我们已经使用这个组件的XB 1254-690的第一次。我们试图确定的吸积盘和边界层使用最佳拟合的光谱模型的相对能量预算，并得出结论，这些预算的可靠估计需要在不同波长的光谱特性的时间变化之间的相关性。
2011-07-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A study of spectral and timing properties of Cyg X-1 based on a large sample of pointed RXTE observations
我们研究了大样本的RXTE PCA/HEXTE观测天鹅座X-1。我们的光谱特征的软和硬X射线的颜色（定义的光谱状态），并配合他们的混合，热/非热康普顿化的物理模型。然后，我们通过洛伦兹函数的总和来拟合功率谱。我们将显示光谱颜色（定义硬，中间和软光谱状态），康普顿化放大因子，分数康普顿反射强度，和峰值频率的洛伦兹之间的相关性。我们还计算了分数变异性（rms）作为光子能量的函数。我们适合所获得的均方根依赖性的物理模型的不同吸积率，一个不同的软光子输入从外光盘到一个热的内部等离子体，和一个不同的耗散率在一个光盘以上的热日冕。
2010-11-26 astro-ph.HE
Investigating the Anti-Correlation between Photon Index and Flux of the Crab using RXTE and NuSTAR
利用RXTE和NuSTAR存档数据，系统确认蟹状星云X射线流量与光子指数存在持续反相关，且硬能段更强，支持磁场变化调制同步辐射的机制。
2025-06-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Time-resolved X-Shooter spectra and RXTE light curves of the ultra-compact X-ray binary candidate 4U 0614+091
本文给出了超紧凑X射线双星候选体4U 0614+091的X射线时间分辨光谱和RXTE PCA光变曲线。将X-Shooter数据与Nelemans等人（2004）先前分析的GMOS数据进行比较。我们确认了在~ 4650 nm和~ 5000 nm处存在C III和O II发射特征。发射线没有显示出明显的多普勒频移，这可能是由于施主星/热点围绕双星的质心运动。我们注意到在~ 4650 ° C的发射特征的红翼/蓝翼通量比中有一个弱的周期性信号。当源处于低/硬状态时，信号在X-Shooter中出现在P = 30.23 +/- 0.03 min，在GMOS谱中出现在P = 30.468 +/- 0.006 min。由于混叠效应，GMOS和X-Shooter数据中的周期可能完全相同。我们认为轨道周期可能接近30分钟，然而，由于文献中已经报道了该源的几个光度周期，因此需要进一步确认30分钟的周期。我们比较了4U 0614+091的施主星和盘的表面积与典型的富氢低质量X射线双星和AM Canum Venaticorum星的施主星和盘的表面积，并认为4U 0614+091的光发射可能是由盘发射主导的。此外，我们在所有公开的4U 0614+091的RXTE PCA光变曲线中寻找周期信号，这些信号可能与该源的轨道周期有关。在轨道周期的调制幅度约为10%，如那些已被发现在其他超紧凑的X射线双星（4U 051…
2012-12-04 astro-ph.HE
When A Standard Candle Flickers
蟹状星云是天空中唯一的硬X射线源，它既足够明亮又足够稳定，可以很容易地用作标准蜡烛。因此，它已被大多数X射线/伽马射线望远镜用作标准化标准。虽然星云中的小尺度变化是众所周知的，但自2008年8月费米伽马射线暴监测器（GBM）开始科学运作以来，在15 - 50 keV波段，用地球掩星技术测量的蟹状星云总通量下降了约7%（70 mcrab）。这种下降是由其他三个仪器独立证实的：斯威夫特爆发警报望远镜（Swift/BAT），罗西X射线定时探测器正比计数器阵列（RXTE/PCA）和国际伽马射线天体物理实验室成像仪（IBIS）。在RXTE/PCA和INTEGRAL欧洲联合监测器（JEM-X）的~3 - 15 keV数据中以及GBM和INTEGRAL/IBIS的50 - 100 keV波段中也观察到类似的下降。从100至500千电子伏的GBM观测表明，下降可能会更大，在更高的能量。自1999年以来，用RXTE/PCA测量的脉冲通量与脉冲星自旋下降一致，表明所观察到的变化是星云的。在2005年至2008年期间，蟹状星云流量在3年时间尺度上的相关变化也独立于PCA、BAT和IBIS，流量最小值出现在2007年4月。截至2010年8月，电流通量已降至2007年最低值以下。
2011-02-03 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
Discovery and Monitoring of a new Black Hole Candidate XTE J1752-223 with RXTE: RMS spectrum evolution, BH mass and the source distance
报道了Rossi X射线计时探测器（RXTE）对银河系新的黑洞候选者XTE J1752-223的发现和监测观测。这个新的源于2009年10月21日出现在X射线天空中，并活跃了近8个月。从现象学上讲，该源表现出低硬/高软光谱状态的双峰和变化的演变过程中的状态转换，符合标准的行为预期从恒星质量的黑洞二进制。我们使用通用康普顿化模型来模拟整个爆发的能量谱，假设部分输入的黑体谱形式的软辐射在康普顿化介质中得到再处理。我们遵循分数均方根（RMS）的变化在RXTE/PCA能量带与源光谱状态的演变，并得出结论，宽带的变化与源硬度（或康普顿分数）强烈相关。我们遵循的能量分布的变化，均方根变化在低硬状态和状态转换，并找到进一步的证据表明，可变发射强烈集中在幂律谱分量。我们讨论了我们的结果在不同光谱状态下的康普顿化制度的影响。光谱和变化特性的相关性提供了BH质量和到源的距离的测量。在硬到软状态转换期间应用于RXTE观测的光谱定时相关缩放技术表明XTE J1752-223中BH的质量在8到11个太阳质量之间，距离源约3.5千秒差距。
2010-09-09 astro-ph.HE
RXTE/HEXTE Analysis of the Crab Pulsar Glitch of July 2000
硬X射线数据从RXTE天文台（HEXTE能量范围15至240千电子伏）进行了分析，以获得一个相位相干的时间解决方案的螃蟹脉冲星毛刺的2000年7月15日。其结果是：（1）在毛刺出现时，蟹状星云脉冲星旋转频率$ν_0$的阶跃变化是$Δν_0 = (30 \pm 3) \times 10^{-9} \times ν_0$，（2）其时间导数的阶跃变化是$Δ\dot ν_0 = (4.8 \pm 0.6) \times 10^{-3} \times \dot ν_0$，（3）阶跃变化的衰减时间尺度是$τ_d = 4.7 \pm 0.5$天。前两个结果与Jodrell Bank天文台在射频上获得的结果一致。最后一个结果没有在文献中引用，但可能是一个低估，由于缺乏非常接近毛刺时期的观察。通过与Jodrell小组公布的蟹状星云脉冲星的月星历表比较，估计了硬X射线和射电脉冲轮廓的主峰之间的时间延迟为$+411 \pm 167$ $μ$ sec.虽然这个数字不是很重要，但它与使用RXTE的PCA仪器得出的2至16 keV能量范围的数字一致。蟹状星云脉冲星的积分脉冲轮廓的两个峰之间的分离，以及它们的强度比，在毛刺前后都是统计上相似的。积分脉冲轮廓内的死区时间校正的积分光子通量似乎在毛刺之后减小，尽管这不是统计上强的结果。这项工作实现了什么可以被认为是几乎绝对的蟹状星云脉冲星硬X射线数据的时序分析。
2015-04-13 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
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
Rapid X-ray variability of the gamma-ray binary LS I+61 303
本研究分析1996-2011年RXTE/PCA存档数据，探究伽马射线双星LS I+61 303的快速X射线光变，测得约26.6天的周期，发现0.1Hz以下弱红噪声随相位变化，未发现显著周期/准周期信号。
2023-05-29 astro-ph.HE
Time evolution of the X-ray and gamma-ray fluxes of the Crab pulsar
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）11年的观测数据和费米γ射线空间望远镜（FGST）9年的观测数据，研究了蟹状星云脉冲星的X射线和γ射线谱的演化。通过对各观测数据的光谱拟合，得到了相应的通量，并分析了X射线（或γ射线）光度的长期演化及其与脉冲星自旋下降功率的关系。由RXTE的正比计数器阵列（PCA）获得的5-60 keV的X射线通量以（-2.4+/-0.4）*10^（-14）erg cm^（-2）s^（-1）/天的速率下降。RXTE的高能X射线计时实验（HEXTE）获得的15-250 keV的X射线通量与FGST上的大面阵望远镜（LAT）获得的0.1-300 GeV的γ射线通量呈现出相似的下降趋势，但在统计学上并不显著。5- 60 keV X射线光度L_（X）与自旋下降功率L_（sd）的关系为L_（X）propto L_（sd）^（1.6 ± 0.3），这与年轻恒星的统计结果相似。
2018-08-08 astro-ph.HE hep-ph
Re-analysis of Timing Parameters of OAO 1657-415
本文对1997年8月20-27日OAO 1657-415的一组RXTE-PCA观测资料进行了再分析。我们找到了一个修正的定时解决方案，发现它更适合数据，并相应地更新了脉冲频率值。我们还证实了Baykal（2000）提出的在逐渐的自旋上升（或自旋下降速率的降低）和X射线亮度的增加之间存在边缘相关性。
2011-04-22 astro-ph.HE
