Inference on accretion flow dynamics using TCAF solution from the analysis of spectral evolution of H 1743-322 during 2010 outburst
我们研究了银河系瞬态黑洞候选者（BHC）H 1743-322在其2010年爆发期间的吸积流动力学，通过分析光谱数据，使用两个组件（开普勒和次开普勒）对流（TCAF）解决方案后，其包含在XSPEC作为本地模型。我们比较我们的TCAF解决方案拟合的结果与组合磁盘黑体和幂律模型拟合的结果，并发现一个类似的平滑变化的热（开普勒或磁盘黑体）和非热（幂律或次开普勒）通量/速率在两种类型的模型拟合。对于光谱分析，使用来自RXTE PCA仪器的2.5-25 keV光谱数据。从TCAF解的拟合中提取了吸积流参数，如Keplerian速率、亚Keplerian速率、离心压力支持激波的位置和激波的强度等，从而加深了对BHC H 1743-322 X射线爆发期间吸积过程和吸积盘性质的认识。根据晕盘吸积率比（ARR）、激波性质、吸积率和准周期振荡（QPO，如果观测到的话）的性质，将整个爆发分为硬、硬中间、软中间和软四种不同的谱态。从内禀流动参数随时间的变化来看，它们在下降阶段的演化并不沿上升阶段的路径进行。由于我们目前的模型不包括磁场，光谱营业额超过500-600千电子伏的能量无法解释。
2014-03-07 astro-ph.HE
Accretion flow dynamics of MAXI J1836-194 during its 2011 outburst from TCAF solution
银河系瞬变X射线双星MAXI~J1836-194于2011年8月29日被发现。本文利用RXTE正比计数器阵列仪器的档案数据，对其2011年爆发的光谱和时间特性进行了详细的研究。在XSPEC中，利用Chakrabarti-Titarchuk的两分量平流（TCAF）解作为局部表模型，通过谱分析，研究了爆发期间源的吸积流动力学的演变。我们还结合磁盘黑体和幂律模型拟合光谱，并将其与TCAF模型拟合结果进行比较。源被发现是在硬和硬中间光谱状态，只有在整个阶段的爆发。没有观察到软或软中间光谱状态。这可能是由于该对象属于特殊类别的源（例如，MAXI~J1659-152、Swift~J1753.5-0127等）其轨道周期非常短，伴星的质量大量减少，或者其圆盘被浸没在排泄圆盘中。在这些情况下，吸积盘中的流动主要由低粘性的亚开普勒流动主导，并且开普勒速率不足以高到启动较软的状态。低频准周期振荡（QPOs）是偶尔观察到的，虽然在正常的爆发的瞬态黑洞，单调演化的QPO频率在上升和下降阶段观察。从TCAF拟合，我们发现质量的黑洞范围内的$7.5-11~M_\odot$和开普勒和次开普勒吸积率的峰值之间的时间差，我们获得粘性的时间尺度为这个特定的爆发$\sim 10$天。
2016-04-14 astro-ph.HE
Spectral study of GX 339-4 with TCAF using Swift/XRT and NuSTAR Observation
利用TCAF解拟合了星系瞬态源GX~339-4在2013年爆发期间的光谱。这是我们第一次将NuSTAR和Swift观测与TCAF相结合。我们使用TCAF来拟合0.8-9.0~keV Swift和4-79 keV NuSTAR光谱以及LAOR模型。为了拟合数据，我们使用盘吸积率，晕吸积率，康普顿云的大小和密度跳跃的平流在这个云边界作为模型参数。从TCAF拟合的流动参数，和能谱指数，我们得出结论，在整个这个特定的爆发源是在硬状态。本文还对Fe $K_α$随吸积率的展宽给出了一些看法。由于TCAF还不包括Fe线，我们利用“LAOR模型”作为唯象模型，并发现该候选者的克尔参数的估计为$\sim 0.99$。
2016-07-26 astro-ph.HE
Inference on Disk-Jet Connection of MAXI J1836-194: Analysis with the TCAF Solution
MAXI/GSC和Swift/BAT于2011年8月30日发现了银河系瞬态黑洞候选者（BHC）MAXI~J1836-194。爆发期间的源活动持续了约3个月，然后进入静止状态。它在2012年3月再次活跃，并持续了大约2个月。利用XSPEC中基于TCAF模型的拟合文件，对2011年爆发的3-25 keV RXTE/PCA谱和2012年爆发的0.5-10.0 keV Swift/XRT数据进行了分析。我们计算X射线的贡献来自射流/流出使用一种新开发的方法的基础上的偏差的TCAF模型归一化。我们还研究了观测到的无线电和估计喷流X射线通量之间的相关性。在3-25 keV范围内，将7.45 GHz VLA射电通量与总X射线通量和喷流X射线通量关联，得到关联指数$b$分别为$1.79$和$0.61$。已经发现，在2011年爆发期间，喷流对X射线的贡献最高可达86%。这使得BHC MAXI J1836-194在最初的上升阶段是强烈的射流主导。
2019-01-04 astro-ph.HE
Estimation of Mass of Compact Object in H 1743-322 from 2010 and 2011 Outbursts using TCAF Solution and Spectral Index - QPO Frequency Correlation
著名的黑洞候选者H~1743-322在几次爆发中表现出时间和光谱的变化。每天的变化的吸积率和流动的几何形状的变化，每天的基础上，在每一个爆发可以很好地理解使用最近实施的两个组件平流（TCAF）的粘性跨音速流方程的解决方案作为一个附加表模型在XSPEC。这极大地提高了我们对吸积流动力学的理解。最有趣的是，该解决方案允许将黑洞候选者的质量视为自由参数，并且可以从光谱拟合估计质量。本文拟合了2010年和2011年两次连续爆发的H~1743-322数据，研究了两个分量（开普勒和次开普勒）吸积速率、激波位置（即，康普顿云的大小）等。我们假设模型归一化在这两个爆发中的状态之间保持相同。我们用它来估计黑洞的质量，发现它在$9.25-12.86 M_\odot$的范围内。为了比较，我们还使用光子指数与QPO频率相关方法估计质量，结果是使用GRO J1655-40作为参考源的$11.65 \pm 0.67 M_\odot$。结合这两个估计，致密物体的最可能质量变为$11.21^{+1.65}_{-1.96} M_\odot$。
2016-11-04 astro-ph.HE
Estimation of Mass of the Black Hole Candidate MAXI J1659-152 using TCAF and POS Models
银河系瞬变黑洞候选者MAXI~J1659-152在2010年9月25日被发现后的第一次X射线爆发期间表现出时间和光谱演化。2010.我们最近在XSPEC中使用Chakrabarti-Titarchuk两分量平流（TCAF）解作为可加表局域模型对包括MAXI~J1659-152在内的几个瞬态黑洞进行了研究，揭示了黑洞（BH）周围吸积流动力学的细节。TCAF模型拟合的归一化（N）在由几个光谱状态组成的整个爆发过程中几乎是恒定的。本文介绍了两种确定六六六质量（$M_{BH}$）的独立方法，即{ \it $i)$保持TCAF拟合的归一化参数在一个窄范围内}和{ \it $ii)$研究准周期振荡频率（$ν_{QPO}$）随时间的演化，拟合传播振荡激波（POS）模型}。这两种方法预测的源质量范围分别为$4.7-7.8~M_\odot$和$5.1-7.4~M_\odot$。结合这两种方法的结果，我们得到了一个最可能的质量范围的源是$4.7-7.8~M_\odot$或$6^{+1.8}_{-1.3}~M_\odot$。
2016-05-24 astro-ph.HE
Evolution of X-Ray Properties of MAXI J1535-571: Analysis with the TCAF Solution
我们提出了新发现的X射线瞬态源，MAXI J1535-571，这被认为是一个银河系X射线二进制包含一个黑洞候选人（BHC）作为主要对象的光谱和定时特性。在2017年9月2日发现后，它一直由多颗卫星在多波段进行定期监测。我们使用档案数据的雨燕（XRT和BAT）和MAXI（GSC）卫星仪器研究吸积流动力学的爆发过程中的源。在爆发期间，该源在天空中变得非常明亮，在$2-10$ ~keV GSC波段观测到最大通量$5$ ~Crab。与其他瞬变BHC类似，它在爆发期间也显示出低频准周期振荡（QPO）特征。利用基于跨音速流解的双组分平流模型拟合文件对不同仪器的光谱数据进行拟合，得到直接吸积流参数。从模型拟合的物理流参数和QPO的性质来理解光谱态及其跃迁的演化。我们还估计可能的质量黑洞从我们的光谱分析为$7.9-9.9~M_\odot$或$8.9\pm1.0~M_\odot$。
2019-05-07 astro-ph.HE
Extracting Flow parameters of H 1743-322 during early phase of its 2010 outburst using Two Component Advective Flow model
将银河系瞬变黑洞候选者H 1743-322作为局部模型，并将其纳入光谱分析软件包XSPEC中，利用TCAF模型研究了其在2010年爆发早期的光谱特性.对于分析，使用来自RXTE/PCA仪器的2.5-25 keV能带的光谱数据。从谱拟合，吸积流参数，如开普勒（盘）率，亚开普勒（晕）率，位置的冲击和冲击的强度直接提取。QPO频率是根据TCAF模型谱拟合冲击参数预测的，与观察到的频率“密切”匹配。
2013-09-13 astro-ph.HE
Accretion Flow Evolution of a New Black Hole Candidate MAXI J1348-630 During the 2019 Outburst
银河系黑洞候选者MAXI~J1348-630最近由{ \it MAXI}和{ \it Swift}/BAT卫星在2019年1月的第一次爆发期间发现，持续了$\sim4$个月。我们详细研究了源的光谱和定时特性。用双组分平流（TCAF）解研究了组合的$1-150$ keV { \it Swift}/XRT、{ \it Swift}/BAT和{ \it MAXI}/GSC谱。根据谱拟合结果，估算了TCAF的物理流动参数，如Keplerian盘吸积率、亚Keplerian晕吸积率、激波位置和激波压缩比。根据软、硬X射线范围内的通量变化、硬度比、TCAF模型拟合的吸积率和吸积率比（ARR），我们给出了源在上升态和下降态中经历硬、硬-中间、软-中间和软四种谱态的演化过程。低频准周期振荡（QPO）观察到的两个观测期间的爆发的上升阶段。根据光谱分析，我们估计该黑洞的质量为$9.1^{+1.6}_{-1.2}$ $M_{\odot}$。我们还发现，在这次爆发的粘性时标是$\sim 3.5$天。源的距离也估计为距状态转变亮度的$5-10$ kpc。
2020-05-22 astro-ph.HE
Jet Properties of XTE J1752-223 During its 2009-2010 Outburst
银河系短轨道周期黑洞候选者（BHC）XTE~J1752-223于2009年10月21日被罗西X射线定时探测器（RXTE）发现。我们使用基于双组分平流（TCAF）模型的跨音速流解研究了这次爆发的光谱特性。TCAF模型拟合谱给出物理流参数的估计，例如开普勒圆盘率、次开普勒晕率、所谓的{ \it{Compton cloud} }的性质，而不是源的质量和归一化（$N$）。$N$是TCAF中发射光子通量与观测光子通量的标准化比率，不包括射流的X射线发射。在射流的存在下，该比率改变，并且该偏差用于获得来自射流的X射线贡献的估计。在低亮度的硬态下，射流的性质是紧凑的，而在高亮度的中间态下，射流是离散的或滴状的。我们发现无线电（5.5 GHz）和X射线（$2.5-25$千电子伏）通量从不同的组件之间的相关性。射电（$F_R$）和喷流X射线（$F_{ouf}$）通量的相关性在标准相关性（$0.6$到$0.7$）的可接受范围内。另外三个短轨道周期瞬变BHC（Swift~J1753.5-0127，MAXI~J1836-194和XTE~J1118+480）也有类似的相关指数。
2021-04-21 astro-ph.HE
Evolution of spectral and temporal properties of MAXI J1836-194 during 2011 outburst
利用RXTE/PCA存档数据研究了银河系黑洞候选者MAXI~J1836-194在2011年爆发期间的瞬变。用XSPEC中的TCAF模型拟合文件对2.5-25 keV能谱进行了拟合。从TCAF模型的谱拟合，物理参数，如开普勒盘率，亚开普勒晕率，冲击位置和压缩比提取直接为更好地了解在这次爆发的BHC周围的吸积过程。低频准周期振荡（QPO）在整个爆发时期都是零星出现的，与其他瞬变BHC一样，在爆发的上升阶段频率增加，在下降阶段频率降低。吸积率比（晕和盘率的比率）和QPO（如果观察到）的变化的性质，允许我们正确地将整个爆发时期分为以下两个光谱状态，如硬（HS），硬中间（HIMS）。这些状态在HS（Ris.）$\rightarrow$ HIMS（Ris.）$\rightarrow$ HIMS（十二月）$\rightarrow$ HS（12月）MAXI~J1836-194的这次爆发可以被称为“失败的”爆发，因为在整个爆发过程中没有发现软（SS）和软中间（SIMS）光谱状态。
2019-01-04 astro-ph.HE
Accretion Flow Properties of EXO 1846-031 During its Multi-Peaked Outburst After Long Quiescence
本研究利用多卫星数据结合TCAF模型分析黑洞候选体EXO 1846-031长期宁静后多峰爆发，揭示了多峰通量源于堆积半径处物质供应变化，并测得黑洞质量与粘滞时间尺度。
2024-06-06 astro-ph.HE
Accretion Properties of MAXI J1813-095 during its Failed Outburst in 2018
我们介绍了在2018年爆发期间使用{ \it Swift}，{ \it NICER}和{ \it NuSTAR}观测对黑洞候选者MAXI~J1813-095进行详细计时和光谱研究的结果。主要通过使用$0.5-10$ keV范围内的{ \it NICER}光变曲线来研究源的定时行为。我们没有发现任何迹象的准周期振荡的功率密度谱的来源。我们进行了光谱分析与组合的磁盘黑体\幂律模型，和一个物理的两个组件的平流（TCAF）模型。从组合的{ \tt磁盘黑体} \{ \tt power-law}模型，我们提取的热和非热通量，光子指数，和内部磁盘温度。我们还发现了光谱中弱反射的证据。我们已经在{ \it NuSTAR}和{ \it Swift}/XRT的宽带频谱上测试了物理TCAF模型。提取了质量吸积率、康普顿云大小和激波强度等参数。我们的研究结果表明，在整个爆发过程中，源保持在硬态，这表明一个'失败'的爆发。利用TCAF模型对黑洞的光谱进行了研究，得到黑洞的质量为$7.4 \pm 1.5$ $M_{\odot}$.我们用{ \tt LAOR}模型计算了Fe K $α$谱线的发射.由此，黑洞的自旋参数被估计为$a^* > 0.76$。根据反射模型估计系统的倾角在$28^{\circ} - 45^{\circ}$的范围内。我们估计源距离为$\sim 6$ kpc。
2021-04-27 astro-ph.HE
Accretion Flow Properties of XTE J1118+480 During Its 2005 Outburst
利用RXTE PCA和HEXTE仪器在组合能量范围为$3-100$ keV的档案数据，研究了银河系短轨道周期瞬态黑洞XTE J1118+480在2005年爆发期间的光谱和时间特性.谱分析与物理的两个组成部分的平流（TCAF）模型，使我们能够了解吸积流的源特性。我们发现XTE J1118+480的这次爆发是一次非常规的爆发，因为震源仅处于硬态（HS）。我们的光谱分析表明，在整个爆发，源是高度占主导地位的低角动量次开普勒晕率。由于源是活跃的无线电在整个爆发，我们作出努力，估计X射线的贡献，总观测到的X射线发射的光谱分析与TCAF模型的射流。总的X射线强度显示出与射电和喷流X射线通量相似的演化性质。这使我们能够将这种“爆发”也定义为喷流主导的“爆发”。当喷流活动消失时，总的X射线通量也会减弱。我们详细的光谱分析还表明，虽然在爆发期间源只在HS中，但在后期下降阶段，由于开普勒盘速率的缓慢上升，光谱变得稍微柔和。
2020-04-06 astro-ph.HE
Accretion Flow Properties of MAXI J1910-057/Swift J1910.2-0546 During Its 2012-13 Outburst
银河系黑洞候选者MAXI J1910-057/Swift J1910.2-0546是由MAXI/GSC和Swift/BAT卫星在2012年首次爆发时同时发现的。我们研究了详细的光谱和时间特性的源在一个广泛的能量范围内使用档案数据从斯威夫特/XRT，MAXI/GSC和斯威夫特/BAT卫星/仪器。在爆发期间观察到低频准周期振荡。结合1-50 keV的频谱分析使用跨音速流解决方案的基础上的双组分平流（TCAF）模型。根据软、硬X射线通量、硬度比以及谱模型拟合参数的变化，我们发现该源经历了6个谱态的演化。我们解释这种光谱状态的演变是两个连接的爆发的结果，从一个主爆发的剩余物质被释放的堆积半径，由于突然上升的粘度造成的duplex/二次爆发。我们展示了一个可能的配置的吸积流的演化过程中爆发。根据TCAF模型的光谱分析，我们估计黑洞的质量为$9.97^{+3.51}_{-3.24}$ $M_\odot$，从跃迁光度考虑，我们估计黑洞的源距离为$3.4-9.6$ ~kpc.
2022-09-06 astro-ph.HE
Accretion Flow Properties of GRS 1716-249 during its 2016-17 'failed' Outburst
在$2016-17$中，银河系瞬变黑洞候选者GRS 1716-249在经过近23年的长时间静止后表现出爆发事件。震源在爆发阶段持续了$\sim 9$个月。我们研究的光谱和时间特性的源在这次爆发使用档案数据从四个天文卫星，即MAXI，雨燕，NuSTAR和AstroSat。初始光谱分析是使用组合磁盘黑体和幂律模型。为了更好地理解吸积流的性质，我们用物理双组分平流（TCAF）模型研究了吸积流的谱。吸积流参数直接从与TCAF模型的谱拟合中提取。在Swift/XRT和AstroSat/LAXPC数据中也观察到低频准周期振荡。从光谱和时间特性的变化性质来看，在整个爆发过程中，震源始终处于硬态。它从来没有过渡到其他状态，这使得这一事件是一个“失败的”爆发。没有较软的光谱状态与源所属的短轨道周期物体的类别一致。根据光谱拟合，我们还估计GRS~1716-249的可能质量在$4.50-5.93 M_\odot$或$5.02^{+0.91}_{-0.52} M_\odot$范围内。
2021-02-04 astro-ph.HE
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
Characterization of GX 339-4 outburst of 2010-11: analysis by xspec using two component advective flow model
将GX 339-4作为一个表模式纳入XSPEC后，利用TCAF模式研究了GX 339-4在2010-11年爆发期间的光谱特征。比较了TCAF模型与圆盘黑体和幂律组合模型的拟合结果。对于光谱拟合，我们使用2.5-25 keV的PCA仪器机载RXTE卫星的光谱数据。从我们的拟合，吸积流参数，如开普勒（盘）率，次开普勒（晕）率，位置和强度的冲击提取。我们量化的磁盘和晕率变化在整个爆发。我们研究了如何晕盘吸积率比（ARR），准周期振荡（QPOs），冲击的位置和强度变化时，系统通过硬，硬中间，软中间，软状态。我们发现件的证据单调增加和减少的性质QPO频率依赖于ARR的变化在上升和下降阶段。有趣的是，在从硬态过渡到硬中间光谱态（在上升阶段）或反之亦然（在下降阶段）的日子里，ARR被观察到局部最大值。ARR的非恒定性，同时获得合理的拟合点的存在下，两个独立的组件在流动中。
2015-01-06 astro-ph.HE
Properties of 2017-18 'failed' Outburst of GX 339-4
本研究利用NICER和AstroSat数据分析了GX 339-4在2017-18年的失败爆发，发现源全程处于硬谱态且受非热通量主导，通过TCAF模型拟合揭示了亚开普勒晕率主导的流体特征，并测得0.31 Hz QPO及其谐波，估算黑洞质量约为10.76太阳质量。
2022-01-27 astro-ph.HE
A comparative study of the timing and the spectral properties during two recent outbursts (2010 & 2011) of H 1743-322
银河系黑洞候选者（BHC）H~1743-322最近在2010年8月和2011年4月展示了两次X射线爆发。分析了爆发的性质（爆发轮廓、准周期振荡（QPO）频率和谱态的演化等）。这两次连续爆发，每次持续约两个月，是非常相似的。我们提出的时间和光谱特性的源在这两个爆发的比较研究所获得的结果。在两次爆发中观测到的类星体振荡的演化与传播振荡激波（POS）模型拟合得很好。在这两次爆发期间，观测到的光谱状态（即，硬，硬中间，软中间和软）遵循“标准”类型的对流环，这可以用两个分量平流（TCAF）模型来解释。
2013-09-13 astro-ph.HE
Properties of MAXI J1348-630 during Its Second Outburst in 2019
新发现的星系黑洞候选者（BHC）MAXI~J1348-630在2019年出现了两次重大爆发，就在它被发现之后。在这里，我们提供了一个详细的光谱和时间分析较少研究的第二次爆发使用档案数据从多个卫星，即斯威夫特，MAXI，NICER，NuSTAR和AstroSat。爆发持续了大约两个半月。与该来源的第一次爆发不同，第二次爆发是“失败的”。源没有过渡到软或中间光谱状态。在整个爆发过程中，源处于非热光子占优势的硬态。利用TCAF模型进行谱拟合，推断出强震的存在。在NuSTAR光谱中，从光谱拟合观察到弱反射。在AstroSat数据中还探测到低频准周期振荡。
2022-09-06 astro-ph.HE
Evolution of QPO During Discovery Outburst of MAXI J1834-021: Estimation of Intrinsic Parameters from Spectro-Temporal Study
本研究针对黑洞候选体MAXI J1834-021爆发中期的低频QPO演化，结合多望远镜观测数据与多种模型，估算了其质量、自旋等本征参数，证实激波振荡为QPO起源。
2025-06-12 astro-ph.HE
MAXI J0637-430: A Possible Candidate for Bulk Motion Comptonization?
本文利用NICER、Swift和NuSTAR数据研究了黑洞候选体MAXI J0637-430在2019-20年爆发期间的光谱特性，发现其高软态下的额外光谱分量可由体运动康普顿化现象解释，并估计其质量约为8.1太阳质量。
2023-09-08 astro-ph.HE
Evolution of Accretion Disc Geometry of GRS~1915+105 during its $χ$ state as revealed by TCAF solution
瞬态黑洞源中C型低频准周期振荡（LCPO）和相关时滞随时间的演化可以用双分量对流解（TCAF）中康普顿云大小的变化来解释。对一个持久源GRS~1915+105的类似研究还没有尝试过。对两组所谓的$χ$态观测，我们用传播振荡激波（POS）解拟合了QPO的演化，发现当QPO频率降低且谱硬化时，激波以几乎恒定的速度稳定地后退。在这两种情况下，当QPO频率增加，谱软化时，激波分别以恒定速度$v_0=473.0$ cm s $^{-1}$和$v_0=400.0$ cm s $^{-1}$向内运动。这种行为与1998年爆发期间在XTE~J1550-564中观察到的行为相似。在QPO频率下测量的时间滞后的变化方式与康普顿云的大小相似。最有趣的是，在这两种情况下，滞后在$\sim 2.3 - 2.5$ Hz的QPO频率下切换符号（硬滞后到软滞后），而与光子的能量无关。我们发现，在很低的频率$< 1$ Hz，Comptonizing效率（CE）的QPO频率增加，在较高的QPO频率的趋势是相反的。当CE大于两个源的$\sim 0.85\%$时，在所有能量下的时间滞后大多为正。
2018-10-06 astro-ph.HE
Spectral and Temporal Properties of MAXI J1836-194 during 2011 Outburst
利用$2.5-25$ ~keV波段的RXTE/PCU 2观测数据，采用TCAF模型对候选黑洞MAXI~J1836-194在2011年爆发期间的活动进行了研究。从谱拟合中直接提取了开普勒盘速率（$\dot{m_d}$）、次开普勒晕速率（$\dot{m_h}$）、激波位置（$X_{s}$）和压缩比（R）等吸积流参数。在爆发的整个阶段，准周期振荡（QPO）的零星观察。根据吸积率比（ARR= $\dot{m_h}$ / $\dot{m_d}$）和类星体质量的变化性质，将整个爆发周期划分为硬（HS）和硬中间（HIMS）两种光谱状态。与其他瞬变BHC不同，在整个爆发阶段没有观测到软（SS）和软中间（SIMS）谱态的特征
2016-04-14 astro-ph.HE
Role of Viscosity and Cooling in Hydrodynamic Simulation of Two Component Accretion Flow (TCAF) around Black Holes
对同时存在粘性和冷却效应的黑洞吸积流进行了数值模拟。我们假设$α$在赤道平面上最大，在垂直方向上逐渐下降，而不是在整个模拟网格中使用恒定的$α$参数。我们表明，当注入的亚开普勒流角动量足够高和/或粘度和冷却足够高时，将形成双组分{ \bf吸积}流（TCAF），否则子开普勒流将保持子开普勒。我们看到在赤道平面上产生了一个开普勒圆盘。时间变化的总，开普勒和次开普勒物质的研究相对于各种流动参数。
2013-10-08 astro-ph.HE
Accretion Flow Properties of MAXI J1834-021 during Its Multi-peaked Outburst in 2023
Institute of Astronomy, National Tsing Hua University（国立清华大学天文研究所）；Institute of Astronomy Space and Earth Science, P 177, CIT Road, Scheme 7m, Kolkata 700054, India（加尔各答印度理工大学天体物理与地球科学研究所）；Department of Physics, National Tsing Hua University（国立清华大学物理系）；Institute of Space Engineering, National Tsing Hua University（国立清华大学太空工程研究所）；Center for Theory-Computation-Data Science Research (CTCD), National Tsing Hua University（国立清华大学理论-计算-数据科学研究中心）
2023年MAXI J1834-021的双次爆发期间，通过NICER数据研究其吸积流性质，发现其光谱状态持续较硬，非热辐射占主导，质量估计为12.3±0.2个太阳质量。
2026-10-28 astro-ph.HE
Anomalous Outbursts of H 1743-322
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）卫星上的全天空监测器（ASM）的黑体和幂律光子计数，我们最近证实了在双分量平流（TCAF）范例中，标准的缓慢移动的开普勒圆盘被快速移动的晕所包围，两个分量的入射时间尺度之间存在明显的时滞。时间滞后显然是由于流动组分中的粘度差异，并且开普勒圆盘的大小可以被认为与到达时间滞后成比例。利用RXTE/ASM（1.5-12 keV）数据，从一个新的角度研究了低质量X射线双星H 1743-322自2003年以来的8次连续爆发。动态光子指数θ表明开普勒圆盘的大小在2003年最明亮的爆发期间最大。在随后较弱的爆发中，其大小逐渐减小。当对应于两个流的两个能量通量关于Θ互相关时，这些结果得到证实。此外，Θ决定任何爆发的光谱跃迁。我们仅从Θ的行为表明，2008年10月的爆发是一次异常爆发。事实上，每一次正常的爆发之前或之后都有一次过早的爆发。这使得H 1743-322成为一个谜一样的来源和进一步研究的对象。
2018-10-18 astro-ph.HE
Study of Accretion Flow Dynamics of V404 Cygni during its 2015 Outburst
2015年天鹅座V404的爆发是一次不寻常的爆发，有几个X射线和无线电耀斑，以及光谱和时间特性的快速变化。这次爆发发生在黑洞静止$26$数年之后。利用$0.5-150$ keV能量范围内的{ \it Swift}/XRT和{ \it Swift}/BAT数据，研究了爆发初始阶段的吸积流性质。我们已经用双组分平流（TCAF）模型拟合文件进行了谱分析。几个流动参数，如两种类型的吸积率（开普勒盘和亚开普勒晕），激波参数（位置和压缩比）提取了解吸积流动力学。我们计算了爆发的均分磁场$B$，发现最高的$B \sim 900$ ~高斯。功率密度谱（PDS）没有出现断裂，这表明开普勒盘分量没有或只有很小的贡献，这也从谱分析的结果中看出。在PDS中没有观察到显著的准周期振荡（QPO）。这是由于冷却时间尺度和冲击后物质的下落时间尺度不匹配造成的。
2020-06-05 astro-ph.HE
Does Cyg X-1 have a small Standard Accretion Disc?
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）卫星的正比计数器阵列（PCA）数据（2.5-25 keV）和全天监视器（ASM）数据（1.5-12 keV）分析了几次瞬变源爆发。当用双分量平流解拟合谱数据时，我们发现开普勒圆盘分量的到达时间与双分量平流的到达时间之间存在一个时间延迟。我们将光谱拟合的时间延迟与瞬态低质量X射线双星（LMXB）的TCAF解进行了比较，例如，GX 339-4、H 1743-322和MAXI J1836-194与高质量X射线双星（HMXB）Cyg X-1的对比。我们发现，几天的时间延迟观察LMXB，而Cyg X-1的延迟是可以忽略不计的。我们解释的大延迟是由于粘性延迟的大开普勒组件到达内部区域相比，近自由落体的时间所采取的低角动量晕组件。对于低质量X射线双星（LMXB），主要通过罗氏瓣馈电，延迟是几天的量级。然而，在像天鹅座X-1这样的风力系统中，它是可以忽略不计的，因为这里通过缓慢地重新分配风的低角动量来创建非常小的开普勒圆盘。因此，观察到零星的软或中间光谱状态。
2019-02-15 astro-ph.HE
Implications on accretion flow dynamics from spectral study of Swift~J1357.2-0933
利用{ \it Swift}和{ \it NuSTAR}观测资料，对Swift~J1357.2-0933低质量X射线双星在2017年爆发期间的光谱进行了详细研究。用二分量平流（TCAF）模型和幂律模型对数据进行了拟合。我们观察到，在爆发的过程中，源是在硬状态下的康普顿云的大小变化显着的光盘吸积率。这个源的典型盘吸积率是爱丁顿吸积率$(\dot M_{Edd})$的$\sim 1.5-2.0~\%$。模型拟合的中间激波压缩比给出了射流存在的指示，这在不同的能量带的文献中有报道。我们还将NuSTAR数据分为三个相等的部分，并与模型相匹配。我们检查光谱的稳定性，使用颜色-颜色图和吸积率比（ARR）与强度图，使用不同的光变曲线段，但没有发现任何显着的变化，在硬度比或吸积率比。为了估计候选者的质量，我们使用TCAF的一个重要特性，即模型归一化始终保持恒定。我们发现质量在$4.0-6.8~M_\odot$的范围内。从模型拟合的结果，我们研究了圆盘的几何形状和不同的物理参数的流动在每个观测。源的计数率似乎以$\sim 45 day$的时间尺度衰减。
2018-11-23 astro-ph.HE
Images and Spectra of Time Dependent Two Component Advective Flow in Presence of Outflows
双分量平流（TCAF）理论成功地解释了爆发源或持续源的光谱和时间特性。由于光子的引力弯曲，有康普顿云或离心压力支持的边界层（CENBOL）的静态TCAF图像以前已经被研究过。本文研究了Schwarzschild黑洞周围平流流的时间相关图像，其中包括由于来自Keplerian盘的软光子的康普顿化以及自洽产生的喷流和流出的冷却效应。我们显示了一个典型的波束宽度卷积后的磁盘喷射系统的整体图像。含时系统的长曝光图像不需要显著地显示黑洞视界，除非观察的是没有喷流的软态或沿喷流轴的系统。假设这些盘状喷流结构也与射电发射系统有关，我们的结果将有助于寻找Seyfert星系、RL类星体中高吸积率超大质量黑洞事件视界。
2018-05-02 astro-ph.HE
Accretion Flow Properties of Swift J1753.5-0127 during its 2005 outburst
2005年6月30日，Swift/BAT仪器发现了银河系X射线双星黑洞候选者Swift~J1753.5-0127。本文利用RXTE/PCA档案数据，对2005年爆发的光谱和时间特性进行了详细的分析。我们研究了Chakrabarti-Titarchuk两组分平流（TCAF）解的加性表模型{ \it fits}文件的谱分析的源的谱特性的演变。从谱拟合中提取了Keplerian盘吸积率、次Keplerian晕率、激波位置和激波压缩比等物理流参数，并研究了低频准周期振荡（QPOs）观测、X射线强度变化等时间特性的演化。从QPO的变化的性质，吸积率比（ARRs=比的晕盘率），我们将整个2005年爆发分为两个硬（硬中间和硬）光谱状态。没有看到较软（软-中间和软）光谱状态的特征。这可能是因为在整个爆发过程中有显著的晕率。这种行为类似于其他一类短轨道周期源，如MAXI~J1836-194，MAXI~J1659-152和XTE~J1118+480。在这里，我们还估计源的可能质量范围，根据我们的光谱分析，在$4.75 M_\odot$到$5.90 M_\odot$之间。
2017-03-16 astro-ph.HE
Spectral signature of mass outflow in Two Component Advective Flow Paradigm
外流在许多天体物理系统中很常见。在本质上是包括旋转、粘性和冷却效应的广义邦迪流的双分量平流（{ \fontfamily{qcr} \selectfont TCAF}）范式中，外流源自吸积盘内边缘的热的、膨胀的、后冲击区域。我们认为这一区域是高速射流带走物质的底部。本文利用{ \fontfamily{qcr} \selectfont TCAF}研究黑洞的光谱性质，其中还包括垂直于盘平面方向的喷流（{ \fontfamily{qcr} \selectfont JeTCAF}）.来自开普勒盘的软光子被激波后区域和喷流底部向上散射，并作为硬辐射发射。我们还考虑了射流发散引起的体运动康普顿效应。我们的自洽吸积喷射解决方案显示了如何从喷流的基础上的频谱随吸积率，几何形状的流动和准直因子的喷流。利用{ \it NuSTAR}观测资料，对GS1，1354 -64在2015年爆发期间的质量外流率和流动的几何构型进行了估算。估计的质量流出与质量流入比率为$0.12^{+0.02}_{-0.03}$。从模型拟合的吸积率、激波压缩比和能谱指数，我们确定了爆发的硬谱态和中间谱态的存在。我们的模型拟合射流准直因子（$f_{\rm col}$）被发现是$0.47^{+0.09}_{-0.09}$。
2021-07-30 astro-ph.HE
Is Compton cooling sufficient to explain evolution of observed quasi-periodic oscillations in Outburst sources?
在爆发源中，准周期振荡（QPO）频率以某种方式演变：在上升阶段，它单调上升，直到达到软中间状态。在传播振荡激波模型中，康普顿云的振荡被认为是引起QPO的原因。因此，为了提高QPO频率，康普顿云必须在上升阶段稳定地坍缩。在下降阶段，情况应该正好相反。我们调查的康普顿云的这种演变的原因。增加开普勒盘速率的相同粘度参数也移动开普勒分量的内边缘，从而减小康普顿云的大小并减少冷却时间尺度。我们表明，冷却的康普顿云逆康普顿化是足够的，它充分崩溃，以解释QPO的演变。在Chakrabarti-Titarchuk的双分量平流（TCAF）构型中，离心力诱导的激波代表康普顿云的边界。我们以2010年银河系黑洞候选者H~1743-322爆发的上升相为例，发现亚开普勒流的$α$参数的变化估计是从$0.0001$单调上升到$0.02$，在磁旋转不稳定性所建议的范围内。我们还估计康普顿云的向内速度为几米/秒，这与我们小组早期的几项研究中通过经验拟合冲击位置与观察时间而发现的结果相当。
2014-12-20 astro-ph.HE
AstroSat Observation of Non-Resonant Type-C QPOs in MAXI J1535-571
银河系瞬态黑洞候选者（BHC）MAXI J1535-571于2017年9月2日由{ \it MAXI}/GSC和{ \it Swift}/BAT仪器同时发现。印度第一颗多波长天文任务卫星{ \it AstroSat}在2017-18爆发的上升阶段也观测到了它。我们使用{ \it AstroSat}的大面积X射线正比计数器（LAXPC）在$3-40$ ~keV能量范围内的数据对2017年9月12日至17日期间的源进行光谱和时间分析，以推断源的吸积流性质。频谱分析是用基于物理双组分平流（TCAF）解的{ \it拟合}文件完成的。从TCAF模式拟合的物理流参数变化的性质，我们得出结论，并确认源在我们的分析期间处于中间光谱状态。在$\sim 1.75-2.81$ ~Hz的频率范围内观察到尖锐的C型准周期振荡（QPO）。为了更好地理解这些C类QPO的性质和演化，我们对它们的功率密度谱进行了动态研究。我们还从激波振荡模型的角度研究了这些QPO的起源。我们发现，不满足非耗散冲击的Rankine-Hugoniot条件，而不是它们的共振振荡是所观察到的C型QPO的原因。
2021-08-11 astro-ph.HE
Revisiting the 2021 Outburst of the BHC MAXI J1803-298 Using NICER, NuSTAR, and Insight-HXMT Data
South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（西南天体物理研究所，云南大学）；Indian Center for Space Physics（印度空间物理中心）；Institute of Astronomy, National Tsing Hua University（国立清华大学天文研究所）
利用NICER、NuSTAR和Insight-HXMT数据研究MAXI J1803-2982021年出变现象，分析低频准周期震荡及源光谱特性，确定黑洞质量并探讨LFQPO起源。
2026-05-13 astro-ph.HE
Temporal variability from the two-component advective flow solution and its observational evidence
在传播振荡激波模型中，激波后区域的振荡，即，康普顿云，导致观察到的低频准周期振荡（QPO）。QPO频率的演变可以用康普顿云大小的系统变化来解释，激波前缘的稳定径向运动，这是由激波后区域的冷却触发的。因此，分析不同变率时间尺度下的能量依赖时间特性可以诊断黑洞周围吸积流的动力学和几何结构。利用RXTE/PCA数据研究了高倾角黑洞源XTE J1550-564在其1998年爆发期间和低倾角黑洞源GX 339-4在其2006-07年爆发期间的这些性质，我们发现它们可以令人满意地解释与这些系统的QPO相关的时间滞后。我们发现，作为时间的函数，在两个源的上升阶段的时滞的平滑减少。在下降阶段，时滞随时间增加。我们发现，在这些爆发的QPO频率和硬滞后系统的演变。在XTE J1550-564中，滞后从硬变到软（即，从正值到负值）以$\sim 3.4$ Hz的交叉频率（$ν_C$）。我们提出了可能的机制来解释一个单一的双组分平流模型（TCAF）的框架内的高和低倾角源的滞后行为。
2016-09-26 astro-ph.HE
Precursors and Outbursts of A 0535+26 in 2009-2011 observed by the MAXI/GSC and the Swift/BAT
在2008年9月至2011年11月的3年活动期内，利用MAXI/GSC和Swift/BAT对Be/X射线双星A 0535+26的爆发行为进行了连续监测。该源有9次爆发，每111.1天的双星周期，其中两次被归类为巨型（II型）爆发。这些爆发的复发周期被发现是$\sim115$天，明显长于轨道周期111.1天。利用MAXI/GSC，在至少四次巨大爆发之前探测到一个低水平活跃期或“前兆”。前兆重现期与大爆发的前兆重现期一致。巨星爆发的周期与轨道周期的差异可能与Be伴星周围形成的星周盘的某些结构有关。两种情况下，一个基于单臂盘结构和其他的Be盘进动，进行了讨论。
2013-08-26 astro-ph.HE
Different accretion heating of the neutron star crust during multiple outbursts in MAXI J0556-332
瞬态中子星（NS）低质量X射线双星MAXI J 0556 $-$ 332提供了一个难得的机会，研究NS地壳加热和随后的冷却多次爆发的同一来源。我们研究了在不同持续时间和亮度的三次吸积爆发期间和之后获得的MAXI J 0556 $-$ 332的{ \it MAXI}、{\it Swift}、{ \it Chandra}和{ \it XMM-Newton}数据。我们报告后获得的新数据爆发III。在第一次爆发结束后的$\sim$ 1800 d内追踪到了震源。第一次爆发强烈地加热了地壳，但在第二次爆发期间没有观察到明显的再加热。在第一个$\sim$ 1200 d期间观察到从$\sim$ 333 eV冷却到$\sim$ 146 eV。爆发III将地壳重新加热至$\sim$ 167 eV，之后地壳在$\sim$ 350天内再次冷却至$\sim$ 131 eV。我们模拟了地壳的热演化，发现这三次爆发都需要不同强度和深度的浅层加热。爆发I期间释放的浅层加热是$\sim$ 17 MeV核子$^{-1}$，爆发III需要$\sim$ 0.3 MeV核子$^{-1}$。如果没有浅层加热，这些冷却观测结果就无法解释。爆发II的浅层加热没有得到很好的限制，可以从$\sim$ 0- 2.2 MeV核子$^{-1}$变化，即，这种爆发原则上可以在不引起浅层加热的情况下得到解释。我们讨论了浅层加热的性质，以及为什…
2017-11-29 astro-ph.HE
Multiwavelength observations of MAXI J1820+070 during its outburst decay and subsequent mini-outburst
我们提出了在2018年爆发的衰减期间对银河系黑洞X射线瞬变MAXI J1820 $+$ 070的准同时多波长观测结果及其随后在2019年3月的整个小型爆发。我们用唯象模型和康普顿化模型拟合了X射线谱，并与系统的多波长行为进行了比较，讨论了X射线谱的演化。在主爆发衰变期间软到硬转变后7天，该系统在UV/光学/NIR波段显示出重新变亮，而它在X射线和无线电中衰落。相比之下，小爆发发生在最初爆发衰变的硬态转变后165天，并在所有波长中被检测到。对于这两个事件，测量的时间尺度与在其他黑洞系统中观察到的时间尺度一致。同期的硬X射线/软$γ$ -射线观测表明，非热电子能量分布在开始的紫外/光学/近红外再亮，而热分布可以拟合的数据在硬迷你爆发活动。直到再亮的宽带光谱能量分布是一致的照射外吸积盘模型。然而，这两个SED产生的峰值的再亮和接近峰值的小型爆发提供了良好的配合，只有一个额外的幂律分量的UV/光学/NIR频率范围内，这往往是解释与喷源。
2022-06-06 astro-ph.HE
Observations of V0332+53 during the 2015 Outburst using Fermi/GBM, MAXI, Swift, and INTEGRAL
我们通过2015年II型爆发，使用Fermi/GBM，MAXI，Swift/BAT和INTEGRAL展示了高质量X射线双星V0332+53的光变曲线，光谱和硬度强度图（HID）。我们观察到的X射线发射（2-50千电子伏）由于近星点通道，吸积盘的动态时间尺度，和变化的吸积柱之间的辐射占主导地位的流量和流量占主导地位的库仑相互作用的特征。根据HID和光变曲线，观测到在爆发期间临界光度降低了约5- 7%，这表明磁场降低。
2017-02-13 astro-ph.HE
Accretion Scenario of MAXI J1820+070 during 2018 Outbursts with Multi-mission Observations
我们使用Swift/XRT，NICER，NuSTAR和AstroSat观测对2018年爆发期间的黑洞X射线瞬态MAXI J1820+070进行了全面的光谱和时间研究。Swift/XRT和NICER光谱研究表明，在第一次爆发期间，光变曲线中出现光谱软化（硬度从$\sim$ $2.5$变为$2$）的平台，随后逐渐下降，但没有光谱软化。此外，光谱模型表明，第一次爆发是在低/硬状态，整个截断盘，而热盘排放占主导地位，在第二次爆发。在整个爆发过程中，强烈的反射签名（反射分数$\sim$ $0.38 - 3.8$之间的变化），同时观察到宽带（NICER-NuSTAR，XRT-NuSTAR，AstroSat）数据，由于存在一个动态演变的日冕。NICER定时分析显示了准周期振荡（QPO）特征，并且在第一次爆发期间，特征频率在平台（下降）阶段随时间增加（减少）。我们理解，由于光谱软化和共振振荡与本地动力学时标的日冕中的电子冷却时标的减少可以解释爆发期间的源的上述行为。此外，我们提出了一个可能的情况下爆发触发和相关的吸积几何的来源。
2022-04-28 astro-ph.HE
On the morphology of outbursts of accreting millisecond X-ray pulsar Aquila X-1
我们使用$2-20$ keV波段的全天X射线图像（MAXI）观测监视器，展示了著名吸积毫秒X射线脉冲星（AMXP）天鹰座X-1最近两次爆发（2014年和2016年）的X射线光变曲线。在将（MAXI）计数率校准到全天空监测器（ASM）水平后，我们报告说，2016年的爆发是Aql X-1有史以来从该来源观察到的最具活力的事件。根据Güngör等人提出的分类，我们发现2016年的爆发属于长-高级别，具有$\sim68$ cnt/s最大通量和$\sim60$天持续时间，而2014年的前一次爆发属于短-低级别，具有$\sim 25$ cnt/s最大通量和$\sim 30$天持续时间。为了了解爆发之间的差异，我们调查可能的依赖性的峰值强度的静止持续时间导致爆发，并发现爆发后较长的静止发作往往达到更高的峰值能量。
2017-04-09 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
Sudden End of X-Ray Outbursts around Periastron of Circinus X-1 Observed with MAXI
MAXI/GSC在2009年8月至2013年12月期间观察到了Circinus X-1的21次爆发。其中14次爆发表现为一般的逐渐衰减，7次爆发在近星点附近几小时内光度突然下降，然后爆发终止。这些突然的下降开始于估计的几倍$10^{37}$ erg s $^{-1}$的光度，并达到$\lesssim3\times10^{36}$ erg s $^{-1}$。我们提出了三种解释：（1）在下沉期间爆发的结束，（2）螺旋桨效应，（3）伴星的恒星风的剥离效应。很难单独用这些解释中的任何一种来解释这种现象。假设快速衰变，对（1）的解释仅适用于两次爆发。螺旋桨效应（2）预计将发生在一个恒定的光度，这是不符合观察到的事实。在风剥离效应（3）中，典型恒星风的冲压压力不足以吹出大部分的吸积盘。在本文中，我们讨论了（3）假设其他附加条件，如风聚集和磁盘不稳定性的修改效果的可能性。
2014-05-23 astro-ph.HE
Low-Frequency Quasi-Periodic Oscillations in the X-ray Nova MAXI J1535-571 at the Initial Stage of Its 2017 Outburst
我们报告了在2017年9月爆发的初始阶段，在X射线新星MAXI J1535-571的功率谱中发现了低频准周期振荡（QPO）。基于SWIFT和INTEGRAL仪器的数据，我们追踪了QPO参数（主要是它们的频率）随时间的演变以及它们与源的X射线光谱变化（发射通量和硬度的变化）的相关性。我们将限制的理论QPO生成模型。
2018-06-15 astro-ph.HE
NICER observations reveal that the X-ray transient MAXI J1348-630 is a Black Hole X-ray binary
我们研究了最近发现的X射线瞬变MAXI J1348-630的爆发演化和定时特性。我们制作了通常用于追踪光谱演化的基本图，以及用于研究快X射线变率的功率密度谱。MAXI J1348-630的主要爆发演化与通常在黑洞瞬变中观察到的相似。在爆发上升期，震源从硬态演化，经过硬中间态和软中间态，进入软态，在爆发衰减期，震源又反过来回到硬态。在爆发结束时，MAXI J1348-630经历了两次再辉，峰值通量分别比主爆发弱约1和2个数量级。在重燃过程中，源只保持在硬态，没有经历任何状态转换，这类似于所谓的“失败爆发”。不同类型的准周期振荡（QPO）观察到在不同阶段的爆发。根据我们的光谱计时结果，我们得出结论，MAXI J1348-630是一个黑洞候选者。
2020-09-16 astro-ph.HE
X-ray variability with spectral state transitions in NS-LMXBs observed with MAXI/GSC and Swift/BAT
利用MAXI/GSC（Gas Slit Camera）和Swift/BAT（Burst Alert Telescope）的一天面元光变曲线，研究了包含中子星的明亮低质量X射线双星的光谱态跃迁的X射线变。四个源（4U 1636 $-$ 536，4U 1705 $-$ 44，4U 1608 $-$ 52和GS 1826 $-$ 238）表现出小振幅X射线变化与光谱状态转换。这种“小爆发”的特点是振幅较小（几次）和持续时间较短（不到几十天）比“正常爆发”。Mineshige和Osaki（PASJ，37，1，1985）提出的盘不稳定性理论模型预测了大振幅爆发和小振幅变化。我们解释了正常的爆发作为该模型的前一个预测，和小爆发作为后者。在这里，我们也可以称之为“咕噜型爆发”，参考理论工作。我们认为，类似的变化持续了几十天，没有光谱状态转换，这是经常观察到的硬态，可能是一个重复的小爆发。
2015-06-05 astro-ph.HE
The complex evolution of the X-ray binary transient MAXI J1807+132 along the decay of its discovery outburst
MAXI J1807+132是在2017年爆发衰变期间发现的X射线瞬变。我们目前的光学和X射线监测源超过125天，从爆发到平静。爆发衰变的特点是存在几个再耀斑的准周期复发时间为$\sim 6.5$天。我们检测到广泛的H和He的发射线在爆发，瞬态低质量X射线二进制的特点。这些发射线显示出强烈的变化，从一个时代到另一个时代，特别是在早期阶段被发现嵌入到深和非常广泛的吸收功能。静态光谱显示H $α$在发射，没有明显的施主星的特征。XMM-牛顿谱和Swift谱都可以用标准的X射线模型来拟合黑洞和中子星的吸积，尽管得到的谱参数更倾向于后者。相反地，其他可观测的数据，例如光学/X射线通量比、可能的系统速度（$γ\sim -150$ km s $^{-1}$）和再耀斑的重现时间，则显示出黑洞的性质。我们讨论了所有上述的可能性，重点是强相似性的MAXI J1807+132与短轨道周期系统。
2018-12-11 astro-ph.HE
Spectral and timing evolution of MAXI J1631-479 during the 2018-19 outburst with NICER
X射线瞬变MAXI J1631-479于2018年12月21日爆发，并保持活跃约7个月。由于各种限制，国家电离层探测和分析中心只在爆发的衰变阶段对它进行了大约四个月的监测。NICER观测结果主要是在软态下，短暂地偏移到硬中间态。软态光谱主要由热盘辐射贡献，而硬中间态光谱主要由热康普顿辐射贡献。几乎所有的中间态功率谱都具有C型低频准周期振荡（4 - 10 Hz），通常伴有谐波分量。这些振荡的频率增加，分数均方根值下降与磁盘内的温度，这表明一个几何起源。在硬中间态期间的爆发中间的一个观察有两个非谐波相关的峰。虽然其中一个肯定是C型QPO，但另一个的身份尚不确定。在中间态的均方根光谱有一个硬的形状从1千电子伏以上。低于1 keV的形状在大多数情况下不能被约束，而只有少数观察显示振幅上升。
2021-05-18 astro-ph.HE
Swift and SALT observations of the Multiple Outbursts of MAXI J1957+032
新的周期性X射线瞬变MAXI J1957+032在16个月内有四次X射线爆发，都是非常短暂的（持续<5天）。在最近的事件（2016年9月/10月）中，我们使用SALT获得了瞬态对应物的第一个光谱，显示了LMXB中X射线辐照光盘的经典蓝色连续光谱，没有其他特征。在平面以下的高银河纬度（-13度），红化程度很低，但在任何现有的天空调查中都看不到静止的对应物，也没有任何其他已知的X射线源。快速监测的4个事件中的3个，显示快速衰落的X射线爆发，以及在UV（W1，M2，W2），U和B波段的显着UVOT检测。光学性质与短周期LMXB最相似，再加上衰变到静止期间的软化，系统的d <13 kpc。爆发的短持续时间和短重现时间使人想起AMXPs，其表现出1%L_Edd的峰值亮度。假设这个峰值亮度将使MAXI J1957+032位于d= 5-6 kpc的距离。
2017-02-21 astro-ph.HE
A timing study of MAXI J1820+070 based on Swift/XRT and NICER monitoring in 2018/19
基于Swift/XRT窗口定时模式观测、相应的UVOT数据和NICER观测，我们对明亮的黑洞双星MAXI J1820+070（ASASSN-18 ey）在2018年3月至2019年10月期间的首次探测到的爆发进行了详细的定时分析。光变曲线清楚地显示了四次爆发，在第一次爆发期间，源保持在硬态，而第二次爆发的上升对应于向软态的转变。在2004年观测到了GX 339 -4的一次类似的双重爆发。在这里，它后面跟着两个硬状态仅爆发。在许多观测中，功率密度谱显示出特征频率低于1 Hz的C型准周期振荡，这表明该源在其爆发的大部分时间内处于低有效吸积状态。缺乏其他类型的准周期振荡阻碍了状态转变的精确确定，但通过结合NICER和Swift/XRT数据，我们发现MAXI J1820+070在不到一天的时间内从硬中间态转变为软态。从NICER数据得出的协方差比显示出向较低能量的增加，这表明源应该过渡到软态。这一转变最终发生，在MAXI J1820+070以相当恒定的光度在硬态停留了大约116天之后。的协方差比的增加的陡峭度是不相关的均方根变异量，它不显示沿爆发单调的演变。
2019-12-16 astro-ph.HE
Evolution of MAXI J1631-479 during the January 2019 outburst observed by INTEGRAL/IBIS
我们报告了2019年1月观察到的新X射线双星瞬态MAXI J1631-479最近的明亮爆发。特别是，我们提出了30-200千电子伏的光谱跃迁的分析观察到的INTEGRAL/IBIS在其银河平面监测计划。在MAXI和BAT监测期间，我们观察到高/软和低/硬状态之间的两种不同光谱跃迁。在第二次跃迁前不久所获得的数据中，积分谱最好用一个康普顿化的热分量来描述，该分量的电子温度为30 keV，在2-200 keV的能量范围内（假设距离为8 kpc），亮度值为3 × 10^38 erg/s。在第二次跃迁期间，源显示出硬的幂律谱。缺乏高能量截止表明来自MAXI J1631-479的硬X射线谱是由于非热发射。来自非热或混合热/非热电子分布的软X射线光子的逆康普顿散射可以解释观察到的X射线光谱，尽管在这个阶段无法确定射流对硬X射线发射的贡献。硬度-强度图中的爆发演化、爆发的光谱特征以及爆发的上升和衰减时间都表明该系统是一个黑洞候选者。
2020-01-09 astro-ph.HE
