The broad band spectral variability of MCG-6-30-15 observed by NuSTAR and XMM-Newton
MCG-6-30-15，距离37 Mpc（z=0.008），是典型的塞弗特1星系，显示出非常宽的Fe K $α$发射。我们目前的结果，从联合NuSTAR和XMM-牛顿观测活动，第一次，允许一个敏感的，时间分辨的光谱分析从0.35千电子伏到80千电子伏。源的强可变性是最好的解释方面的内在X射线通量的变化，并在光弯曲模型的上下文中：主要的，可变的发射是由吸积盘，产生二次，较少的变量，反射发射再处理。广泛的Fe K $α$配置文件，通常为这个源，以及解释发生在最里面的区域的吸积盘周围的快速旋转的黑洞的相对论效应。我们还讨论了替代模型中的Fe K $α$的扩大是由于复杂的性质的环核吸收结构。即使不能排除这种模式，但从统计学的角度来看，它也是不受欢迎的。我们还探测到一个可能由BLR云穿过视线引起的掩星事件。
2014-04-14 astro-ph.HE
The changing X-ray time lag in MCG-6-30-15
MCG-6-30-15是在X射线波段观测到最多的窄线塞弗特1星系之一。在本文中，我们检查X射线的时间滞后，在这个源使用的观测（440 ks曝光），共600 ks的XMM-牛顿望远镜（300 ks在2001年和300 ks在2013年）。新旧观测结果都显示出通常的硬滞后，随着能量的增加而增加，然而，在低于~ 1 e-4 Hz的频率下，硬滞后转变为软滞后。在这个源的最高频率（~ 1 e-3 Hz）显示出一个明显的软滞后，如前所述的第一个300 ks的观测，但没有明显的铁K滞后检测在旧的或新的观测。软滞后在旧观测中比在新观测中更显著。观测结果与混响解释一致，其中软反射发射相对于硬幂律分量延迟。这些光谱计时结果表明，两个不同的变化机制是重要的，在这个来源：固有的日冕变化（这导致相关的变化，在再处理的排放），和几何变化的日冕。由于几何变化引起的变化不会导致反射中的相关变化，因此抑制了铁K滞后的清晰检测。
2014-08-21 astro-ph.HE
PCA of PCA: Principal Component Analysis of Partial Covering Absorption in NGC 1365
我们分析了400 KS的XMM牛顿数据的活动星系核NGC 1365使用主成分分析（PCA），以确定模型独立的光谱成分。我们发现两个重要的组成部分，并证明他们是定性不同的那些发现在MCG？15 -30用同样的方法由于已知NGC 1365的变异性是由于部分覆盖中性吸收体参数的变化，这表明相同的机制不能成为MCG-6-30-15变异性的驱动因素。通过检查间隔的光谱显示相对较低的吸收，我们分离的内在源的变化，包括相对论反射的签名，从干预吸收的变化的影响。我们模拟了不同的物理变化所产生的主成分，并表明PCA提供了一个明确的区别吸收和反射的驱动程序的活动星系核光谱的变化。模拟结果再现了NGC 1365和MCG-6-30-15的PCA光谱，并进一步证明了这两个源的光谱变化的主要原因需要一个定性不同的机制。
2014-04-09 astro-ph.HE
Evidence for a clumpy disc-wind in the star forming Seyfert\,2 galaxy MCG--03--58--007
本文报道了对附近（$z=0.0315$）和明亮（$L_{\rm bol}\sim3\times10^{45}\,\rm erg\,s^{-1}$）星暴-活动星系核Seyfert 2系统MCG-03 - 58 - 007的深同步观测的详细分析结果。从宽带拟合，我们表明，大多数的遮蔽需要建模与环形类型的再处理器，如\texttt{MYTorus} \citep{MurphyYaqoob09}。尽管如此，一个强大的磁盘风的签名仍然是明显的，在较高的能量和所观察到的快速的短期X射线光谱的变化更可能是由一个可变区的高度电离的快风，而不是由中性clusterian介质。我们还检测到的X射线发射从较大规模的气体，从存在的几个软窄发射线的RGS，起源于一个弱的恒星形成活动的贡献，连同一个占主导地位的光电离成分的活动星系核。
2018-12-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Compton processes in the bright AGN MCG+8-11-11
本文介绍了用INTEGRAL和SWIFT观测到的塞弗特1.5星系MCG+8-11-11的硬X射线辐射特性的初步结果。我们分析了2009年10月之前的所有INTEGRAL IBIS/ISGRI数据，以及2009年8月和10月进行的两次SWIFT/XRT快照观测，这两次观测与MCG+8-11-11的INTEGRAL定点观测准同时进行。硬X射线通量和光谱斜率之间没有相关性，而高能截止点的位置被发现在INTEGRAL观测过程中发生了变化。这表明康普顿化介质的温度从kT = 30-50 keV的最小值变化到大于100-150 keV的值。没有发现明显的康普顿反射，3 sigma的上限R < 0.2，在112 keV没有发现任何谱线，正如之前HEAT观测所声称的（112 keV通量F < 2.4e-4 ph/cm^2/s）。MCG+8-11-11的变化行为与IC 4329 A相似，在相同的源通量水平下，电子等离子体的温度不同，而其他明亮的塞弗特星系在硬X射线下呈现不同的变化模式，光谱变化与通量变化相关（例如NGC 4151）。
2011-02-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
Dramatic changes in the observed velocity of the accretion disk wind in MCG-03-58-007 are revealed by XMM-Newton and NuSTAR
过去对塞弗特2号MCG-03-58-007附近的X射线观测显示，存在一个强大且高度可变的盘风，其中观测到两个可能的相位，分别是$v_{\rm out1}/c\sim -0.07$和$v_{\rm out2}/c\sim -0.2$。覆盖2010年至2018年期间的多时期X射线观测表明，低速分量是持久的，因为它在所有观测中都被检测到，而与$v_{\rm out2}/c\sim -0.2$一起流出的更快相位似乎更分散。在这里，我们介绍了对2019年5月至6月进行的MCG-03-58-007新监测活动的分析，该活动由四个同时进行的XMM-Newton和NuSTAR观测组成。我们确认MCG-03-58-007中的盘风是持久的，因为它在所有的观测中都被检测到，并且很强大，其动能范围在爱丁顿光度的0.5-10%之间。高度电离风（log（$ ξ/{\rm erg\,cm \,s^{-1}})\sim 5$））的不透明度和速度都是变化的。这是我们第一次观察到盘状风中外流速度的显著变化，在短短16天内从$v_{\rm {out}}/c\sim -0.2$（在前三次观测中测量）下降到$v_{\rm {out}}/c\sim -0.074$。我们得出结论，外流速度的这种戏剧性和快速变化可能是由于风的加速，正如最近由Mizumoto等人提出的。在这里，在前三次观测中看到的更快的风已经加速到$v_{\rm …
2021-11-08 astro-ph.HE
Time-resolved XRISM spectroscopy reveals the evolution and structure of the corona in MCG-6-30-15
The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Stanford University（斯坦福大学）；Harvard & Smithsonian（哈佛大学与史密森尼学会）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Cambridge University（剑桥大学）；Technion（以色列理工学院）；University of Maryland, Baltimore County (UMBC)（马里兰大学巴尔的摩县分校）
通过XRISM、NuSTAR和XMM-Newton的联合观测，研究MCG-6-30-15的X射线反射特性，发现日冕的演化和结构变化对黑洞自转测量至关重要。
2026-04-10 astro-ph.HE
The absorption-dominated model for the X-ray spectra of type I active galaxies: MCG-6-30-15
MCG-6-30-15是I型活动星系的典型例子，在其X射线光谱中，在6.4 keV Fe K-α发射线以下的能量和20 keV以上的连续过剩处显示出宽的“红翼”发射。Miller等人（2008年）表明这些光谱特征可能是由clusional吸收材料引起的，但Reynolds等人（2009年）认为观测到的Fe K-alpha线光度与这一解释不一致，除非吸收体的全局覆盖因子非常低。然而，Reynolds等人的计算有效地考虑了不透明度的唯一来源是Fe K束缚-自由跃迁，忽略了线能量处的不透明度：对实际不透明度的校正使预测的线通量降低了很大一部分。我们还讨论了覆盖因子的解释和吸积盘掩星的可能影响。最后，我们考虑一个模型MCG-6-30-15占主导地位的clurons吸收，这是一致的全球覆盖因子0.45，虽然模型，包括康普顿散射的影响，需要达到一个全面的理解。覆盖率的变化可能主导所观察到的X射线光谱的变化。
2009-07-17 astro-ph.HE
A remarkably stable accretion disc in the Seyfert galaxy MCG-5-23-16
通过分析 XMM-Newton 和 NuSTAR 首次同步观测数据，发现 Seyfert 星系 MCG-5-23-16 存在截断吸积盘、高能截断及双光电离区，且其连续谱在约 20 年内保持异常稳定。
2023-09-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Coronal Properties of the Seyfert 1.9 Galaxy MCG -05-23-016 Determined from Hard X-ray Spectroscopy with NuSTAR
长期以来，除了少数最明亮的例子外，对活动星系核日冕连续体中高能截止区的测量一直是难以捉摸的。我们提出了一个直接测量的截止能量在附近的塞弗特1.9星系MCG-05 - 23 -016的核连续的前所未有的精度。NuSTAR高达79千电子伏的高灵敏度使我们能够清楚地解开其反射分量的主要连续谱的光谱曲率。硬X射线光谱使用一个简单的唯象模型，我们约束的截止能量为$116_{-5}^{+6}$ keV与90%的置信度。测试更复杂的模型和滋扰参数，可能会影响测量，我们发现，截止检测鲁棒性。我们进一步使用简单的康普顿化等离子体模型，提供独立的约束，在电晕和它的光学深度的电子的动力学温度。在90%的置信水平下，我们发现$kT_e=29\pm2$ keV和$τ_e=1.23\pm0.08$假设为板状（盘状）几何形状，$kT_e=25\pm2$ keV和$τ_e=3.5\pm0.2$假设为球形几何形状。这两种几何形状被发现同样很好地拟合数据，它们的两个主要物理参数在这两种情况下是相关的。随着光学厚度制度中的光学深度，数据正在推动目前可用的康普顿化等离子体的理论模型的有效性的极限。由于先前在MCG-05 - 23 -016中已经观测到内吸积盘产生的光谱特征和变化，因此推断的高光学厚度意味着球形或盘状日冕不可能是均匀的。
2014-12-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Long Look At MCG-5-23-16 With NuSTAR: I- Relativistic Reflection And Coronal Properties
MCG-5-23-16在2015年初被定位为使用NuSTAR进行半兆秒的观测活动。在这里，我们提出了这些数据集的光谱分析以及早期的观察和研究的相对论反射和主要的日冕源。这些数据显示出以窄铁线和宽铁线加上康普顿反射峰的形式存在的强反射特征。在所有曝光中显著检测到截止能量。反射光谱的形状在观察所跨越的两年中没有变化，表明几何形状稳定。截止能量与硬X射线通量和谱指数之间存在很强的正相关关系。测量结果表明，日冕等离子体并没有达到逃逸电子-正电子对的极限，而是主要包含电子。观测到的日冕性质的变化是由可变的光学深度驱动的。一个恒定的加热到冷却比的测量意味着有一个反馈机制，其中一个显着的部分冷却电晕的光子是由于再处理的硬X射线。
2017-01-09 astro-ph.HE
A Sharper View of the X-ray Spectrum of MCG--6-30-15 with XRISM, XMM-Newton and NuSTAR
本研究利用XRISM、XMM-Newton和NuSTAR的联合观测，分析窄线1型塞弗特星系MCG--6-30-15的X射线光谱，发现其光谱特征可由内部吸积盘反射和流出风吸收解释，并强调了时间分辨高分辨率光谱分析对研究变化AGN的重要性。
2025-10-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
A weakening Compton hump and soft X-ray excess detected in the Seyfert-1 galaxy MCG-02-58-22
我们对裸露的塞弗特-1星系MCG--02--58--22进行了广泛的X射线光谱研究，以确定X射线后处理介质的性质，使用朱雀（2009）的观测以及XMM-牛顿和NuSTAR（2016）的同步观测。我们的调查最重要的结果是：1。日冕的初级X射线发射在这些观测中是恒定的，无论是在幂律斜率（$Γ=1.80$）和光度（$L_{2-10 \rm keV}= 2.55\times 10^{44} $ erg/s）方面。2. 2016年，软过剩通量减少了两倍，康普顿峰在2016年减弱/消失，窄的FeK $α$发射线变得稍微宽（$σ=0.35\pm0.08$ keV），其通量在2016年翻了一番。3.从物理模型拟合中我们发现，FeK $α$线窄分量的归一化在两个历元中没有变化，尽管康普顿峰在同一时间跨度内消失。由于初级X射线连续谱没有变化，我们假设再处理发射的任何变化一定是由于再处理介质的变化引起的。我们的主要结论是：A.康普顿峰在2016年的消失可能是由一个正在下降/流出的动态cluttertorus或极地环面风解释的。B.活动星系核中的环面可能有两种结构：赤道环盘（产生窄的FeK $α$辐射）和极盘（产生可变的康普顿峰）。在同一时期，软过剩通量减半和FeK $α$通量增加两倍的现象不能单独用电离盘反射模型来充分解释。
2021-04-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-Ray Variability and the Inner Region in Active Galactic Nuclei
我们提出的理论模型的X射线可变性可归因于轨道签名从吸积盘，包括发射区的大小，准周期振荡（QPOs）和它的品质因子$Q$，并出现一个中断频率的功率谱密度形状。我们发现了$F_{var}\propto M^{-0.4}_{\bullet}$的分数变异幅度。对活动星系核样品的X射线光变曲线（$0.3-10$ keV）进行了时间序列分析。在3个活动星系核的58条光变曲线中，有9条（16%）的弯曲频率具有统计学意义，它们的弯曲时间尺度与报告的BH自旋一致，但与报告的BH质量不一致。NGC 4051中的$2.85 \times 10^7 M_\odot$、MRK 766中的$8.02 \times 10^7 M_\odot$和MCG-6-30-15中的$4.68 \times 10^7 M_\odot$的上限被推断为最大自旋BH。对于REJ 1034+396，其中在3733 s的QPO被报道，我们得到的发射区尺寸为$(6 - 6.5) M$和BH自旋$a\lesssim$ 0.08。薄盘的相对论性内部区域，主要由辐射压力和电子散射是可能的主机的轨道功能作为模拟的$Q$范围从$6.3 \times 10^{-2}$到$4.25 \times 10^6$，包含观察到的$Q$。因此，REJ 1034+396的$Q \sim$ 32的导出值表明活动星系核拥有一个薄盘。
2014-08-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Intra-day variability of three Seyfert Galaxies measured with XMM-Newton
我们提出并分析了三个塞弗特星系在一天内的时间尺度上的变化。我们以统一的方式分析了XMM-牛顿在2000年至2015年期间对NGC 4051，MCG $-06-30-15$和NGC 4151进行的38次最长（$>30$ ks）观测。在基本上所有这些观测中，原子核都相当活跃，总体X射线通量（0.3-10 keV）变化了一个数量级。大多数观测确实显示出特征时间尺度，通过其自关联函数估计，范围在$\sim 2.9$ ks和$\sim 45.3$ ks之间。硬（2-10千电子伏）和软（0.3-02千电子伏）带是非常好的相关性，但考虑到他们的硬度比显示，源通常软化耀斑期间。我们还提供了新的估计，这三个活动星系核的中心黑洞的质量支持的假设，窄线塞弗特1星系有相对较小的中央黑洞。
2019-03-12 astro-ph.HE hep-ph
X-ray Absorption Variability in NGC 1142: Another Constraint on the Nature of the Torus/Broad-Line Region in Active Galactic Nuclei
Clemson University（克莱姆森大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文台）；INAF-Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
本研究对NGC 1142的9次X射线观测数据进行$N_H$变异性分析，采用UXCLUMPY等环面模型建模，验证了$N_H$变异性相关趋势，为AGN环面/宽线区本质提供新约束。
2026-07-31 astro-ph.GA astro-ph.HE
Revealing the X-ray Variability of AGN with Principal Component Analysis
我们分析了一个样本的26个活动星系核与深XMM-牛顿观测，使用主成分分析（PCA），找到模型独立的光谱的不同变量的组成部分。总的来说，我们确定了至少12种不同的光谱变化模式，涉及几种不同的机制，包括五个来源，显示出可变的相对论反射的证据（MCG-6-30-15，NGC 4051，1H 0707-495，NGC 3516和Mrk 766）和三个显示出不同的部分覆盖中性吸收的证据（NGC 4395，NGC 1365和NGC 4151）。在超过一半的来源研究，变化是占主导地位的幂律连续体的变化，无论是在通量和幂律指数的变化，这可能是由传播波动内的日冕。模拟用于为不同的物理模型找到独特的预测，然后我们试图定性地将模拟结果与真实数据中观察到的行为相匹配。我们能够解释很大一部分的变化，在这些来源使用简单的模型的光谱变化，但更复杂的模型可能需要的其余部分。我们已经开始建立一个不同的主成分库的过程，以便活动星系核的光谱变化可以很快地与物理过程相匹配。我们表明，PCA可以是一个非常强大的工具，用于区分不同的模式，在活动星系核的变化，它可以有效地使用大量的高质量的档案数据，从当前一代的X射线望远镜。
2014-11-19 astro-ph.HE
The nature of the soft-excess and spectral variability in the Seyfert 1 galaxy Zw 229.015
利用XMM-Newton、Suzaku、Swift和NuSTAR等多历元、多仪器、深点观测资料，对邻近（z=0.0279）活动星系Zw 229.015进行了系统分析。光谱和时间的变化进行了详细的检查长（周至年）和短（小时）的时间尺度。一个深朱雀观测源显示两个不同的光谱状态;一个明亮的软态和一个暗淡的硬态，其中的变化，在幂律分量占的差异。部分覆盖，模糊反射和软康普顿模型描述了X射线光谱的平滑，而不是特征，光谱可能有利于软康普顿的情况。此外，独立的光谱模型，所观察到的光谱变异性归因于在幂律连续的变化，并不需要在其他情况下吸收器或模糊反射器的属性的变化。2009年至2018年之间的多历元观测可以以类似的方式描述。这可以理解，如果初级发射是在一个大的距离从一个标准的吸积盘或如果光盘是光学薄和几何厚最近提出的Zw 229.015。我们的研究表明，Zw 229.015的行为类似于Akn 120和Mrk 530等源，它们表现出较强的软过剩，但较弱的康普顿峰和Fe K $α$发射。
2019-07-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
The nature of the broadband X-ray variability in the dwarf Seyfert galaxy NGC 4395
我们提出了一个通量分辨X射线分析的矮塞弗特1.8星系NGC4395，根据三个档案$XMM-Newton$和一个档案$NuSTAR$的观测。该源是已知的港口低质量黑洞（$\sim 10^4- {\rm a~ few~}\times 10^{5}~\rm M_\odot$），并显示在整个X射线范围在这些观测强烈的变化。我们假设三个吸收层：中性，轻度电离和高度电离（$N_{\rm H} \sim 1.6\times 10^{22}-3.4 \times 10^{23}~\rm cm^{-2}$，$\sim 0.8-7.8 \times 10^{22}~\rm cm^{-2}$，和$ 3.8 \times 10^{22}~\rm cm^{-2}$，分别为源的通量分辨光谱建模。该源还显示了内在的变化，由$\sim 3$的一个因素，在短时间尺度上，由于核通量的变化，假设是一个幂律（$Γ= 1.6-1.67$）。我们的结果表明内禀通量与吸收体的电离参数之间存在正相关关系。在第一次$XMM-Newton$观测期间，中性吸收体的覆盖分数发生变化，这可以解释明显的软X射线可变性。然而，在其他两次观测中，源仍然完全被这一层覆盖，这在很大程度上抑制了软X射线的变化。这表明在宽线区域中存在不均匀的分层结构。我们还发现了不同的能量范围和观测之间的功率谱的特征时间尺度的差异。最后，我们展示了$XRISM$、$A…
2019-10-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray Scattering Echoes and Ghost Halos from the Intergalactic Medium: Relation to the nature of AGN variability
X射线明亮的类星体可能被用来通过X射线散射现象追踪环星系和星系际介质中的尘埃，这种散射现象在银河系物体周围观察到，这些物体的光穿过足够的星际气体和尘埃柱。特别令人感兴趣的是大于0.1微米的灰色尘埃的丰度，这在其他波长下很难检测到。为了计算大颗粒的X射线散射，必须放弃传统的瑞利-甘斯近似。宇宙X射线散射光学厚度的米氏解约为1%。这给从钱德拉的点源图像中区分尘埃散射光子带来了很大的困难，钱德拉的点源图像目前在成像分辨率上是无与伦比的。活动星系核的可变性质为这个问题提供了一个解决方案，因为散射光需要更长的路径，因此相对于非散射光会经历一个时间延迟。如果活动星系核由于一个主要的反馈事件而明显变暗（> 3 dex），钱德拉点源图像相对于散射晕将被抑制，X射线回波或鬼晕可能变得可见。我估计了钱德拉在整个天空中可见的散射回波的总数：N_ech ~ 10^3（nu_fb / yr^-1），其中nu_fb是能够使活动星系核迅速变暗的反馈事件的特征频率。
2015-03-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
The nature of the extreme X-ray variability in the NLS1 1H 0707-495
我们研究档案XMM牛顿数据的极端可变窄线塞弗特1（NLS 1）活动星系核（AGN）1H 0707-495。我们为每个时期构建分数超额方差（Fvar）谱，包括最近2019年与eROSITA同时进行的观测。我们探讨内在和环境吸收的起源在不同的时代的可变性，并检查从流出的气体的光电离发射线的效果。特别是，我们表明，eROSITA在2019年首次检测到的不寻常的软变率是由于遮蔽事件和光电离发射对1 keV处方差的强烈抑制的组合，这使得低于1 keV的方差显得更加极端。我们还研究了长时间尺度上的变化，观察之间，并发现它是很好地描述了固有的变异性和吸收变异性的组合。我们认为，1H 0707-495是已知的典型的极高频率的变化是固有的源，但大振幅，低频率的变化，导致长期的低通量间隔可能是由可变的低电离，低速吸收为主。
2021-08-23 astro-ph.HE
Nature of Intra-night Optical Variability of BL Lacertae
我们提出了2010- 2012年期间对BL Lacertae进行广泛的多波段夜间光学监测的结果。BL Lacertae在这一时期非常活跃，几乎在所有波长上都表现出强烈的变化。我们总共对它进行了38个夜晚的广泛观察;其中26个夜晚在B，V，R和I波段（总共113条光变曲线）准同时进行观察，平均采样间隔约为8分钟。BL Lacertae在不同光学波段的19个夜晚中显示出小时般的时间尺度上的显着变化。我们没有发现光变曲线的周期性或特征性变化时间尺度的任何证据。夜间变化幅度一般在较高频率下较大，并随着源通量的增加而减小。我们发现光谱的变化BL Lacertae在这个意义上的光谱变得平坦的流量增加，但在几个耀斑状态偏离线性趋势，表明不同的喷流组件在不同的时间有助于发射。
2015-08-05 astro-ph.HE
The slow heartbeats of an ultra-luminous X-ray source in NGC 3621
我们报告了位于星系NGC 3621中的一个瞬态超亮X射线源4XMM J111816.0-324910的X射线观测结果。该系统的特征在于瞬态性质和显著的变化性，特征时间尺度为~3500 s，与其他ULX不同，其他ULX在绝大多数情况下显示有限的观察内变化性。这种行为让人想起有时在银河系黑洞双星GRS 1915+105中观察到的所谓心跳，其中变化时间尺度为~10-1000 s。我们研究了这个对象的光谱和时间特性，发现总体而言，一旦考虑到变化时间尺度的差异，它们与GRS 1915+105和一些在其光变曲线中显示心跳的对象非常接近，包括一颗确认的中子星和一个超大质量黑洞为活动星系核提供动力。我们通过寻找典型的中子星特征和尝试基于不同方法和假设的质量估计，研究了4XMM J111816.0-324910中致密天体的性质。根据目前的数据，我们无法明确地确定导致所观察到的现象的吸积致密物体的性质。
2020-06-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
The nature of the intra-night optical variability in blazars
在本文中，我们提出的13个耀变体的短期光学监测的结果。2006年至2011年期间，这些物体主要在R波段受到监测，共计约160小时。我们研究了短期变化的性质，并表明它们中的大多数可以被描述为缓慢，平滑，（几乎）线性变化高达~ 0.1 mag/h，但许多对象显示没有短期变化。事实上，我们发现，对于我们观察到的样品，只有2%的机会观察到超过0.1 mag/h的变化。在很低的振幅水平的准周期振荡的提示也发现了一些对象。我们简要地讨论了一些可能的机制，以产生夜间的变化和准周期振荡。
2012-07-25 astro-ph.CO astro-ph.HE
Untangling the Complex Nature of AGN Variability with Fairall 9
本研究利用 Fairall 9 的 3 年多波段监测数据，通过傅里叶分辨分析发现 AGN 的 UV 与 X 射线光变性不相关，揭示了其光变性与 SED 变化对理解 AGN 结构与物理的重要意义。
2025-09-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Nature of $γ$-ray Variability in Blazars
我们提出了一个深入的和系统的变化研究的样本20个强大的耀变体，包括12 BL Lac和8个平坦频谱射电类星体，应用各种分析工具，如流量分布，对称性分析，和时间序列分析长达十年的费米/LAT观测。结果表明，具有较陡的\gama射线谱指数的耀变体更易变，并且\gama射线通量分布接近对数正态概率分布函数。通过功率谱密度分析研究的源的统计变异特性与\emph{flicker noise}（$P(ν)\propto1/ν$）--工作中的长记忆过程的指示--是一致的。为了区分粒子加速和能量耗散时间尺度，对辐射源光变曲线中通量上升和衰减率的分布进行了统计分析，结果反直觉地表明，这两种速率都遵循类似的分布，并且导出的平均变化时间尺度大约为几周。相应的发射区域大小用于将源中\gama射线产生点的位置约束为几个秒差距。此外，使用Lomb-Scargle周期图和加权小波z变换方法以及广泛的蒙特卡罗模拟，我们在源S5 0716+714、Mrk 421、ON +325、PKS 1424-418和PKS 2155-304中检测到年时间尺度的准周期振荡。适当考虑观测中固有的红噪声和其他伪影，计算检测显著性。我们解释的结果，在目前的耀变体模型与相对论冲击传播的射流看起来接近视线。
2020-02-08 astro-ph.HE
The dual nature of blazar fast variability. Space and ground observations of S5 0716+714
Blazar S5 0716+714以其短时间内的变化而闻名。我们在这里介绍了TESS太空望远镜在2019年12月至2020年1月获得的2分钟节奏光学光变曲线，并以前所未有的采样分析了物体的快速变化。全地球Blazar望远镜合作在B，V，R和I波段的支持观测使我们能够研究TESS指向期间的光谱变化。光谱分析的频率进一步扩展到紫外线和X射线波段，数据来自尼尔·格瑞尔斯·斯威夫特天文台。我们开发了一种新的方法来揭示最短的光学变化的时间尺度。这是基于TESS光变曲线的逐步去趋势，通过三次样条插值通过分箱通量，减少时间箱。然后用时间序列分析的经典工具（周期图、自相关和结构函数）分析去趋势光变曲线。结果表明，在3d以下，存在约1.7、0.5和0.2d的显著特征变率时间尺度。< 0.2 d的时间尺度上的变化是强色的，必须归因于内在的能量过程，涉及发射区，可能是喷流子结构，尺寸小于约毫秒差距。相比之下，时间尺度上的流量变化> 0.5天是准消色差的，可能是由于几何起源的多普勒因子的变化。
2020-11-12 astro-ph.HE
Probing the nature of the TeV gamma-ray binary HESS J0632+057 by monitoring Be disk variability
我们报告TeV伽马射线双星HESS J 0632 +057的监测观测结果，这些观测是为了限制Be拱星盘和性质未知的致密天体之间的相互作用，并首次提供了从离星到近星的轨道周期后半期的高色散（R > 50000）光谱。发现H α、H β和H γ谱线在近星点后约1个月内（0.6- 0.7相）表现出显著的短期变化，而在近星点附近变化很小。这些发射线显示出“S形”变化，时间尺度约为150天，约为先前报道的两倍。与巴耳末谱线相反，在任何Fe II发射谱线中均未观察到轮廓变化。我们估计H α、H β、H γ和Fe Ⅱ发射线的发射区半径分别约为30、11、7和2个恒星半径（R *）。不同谱线上谱线轮廓变化的幅度表明，与致密天体的相互作用对Be盘的影响至少可达离星后半径为7 R * 的范围。这一事实，加上近星点附近的轮廓变化很小，排除了潮汐力作为磁盘变化的主要原因。虽然这使得脉冲星风成为最有可能的磁盘变化的候选机制，但了解相互作用的细节，特别是在Apastron之后引起大规模磁盘扰动的机制，仍然是一个悬而未决的问题。
2015-04-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
The nature of spectral variability of the accreting pulsar Centaurus X-3 unveiled by NuSTAR observation covering two orbital cycles
通过NuSTAR对吸积脉冲星半人马座X-3两个轨道周期的观测，揭示光子指数是光谱变异性的关键参数且与连续谱通量相关，其变异性源于外在因素，并用包含吸积盘热发射的物理模型成功拟合光谱。
2025-04-14 astro-ph.HE
The Contrasting Nature of Gamma-Ray/Optical Variability in the Blazar PKS 0208-512 During Successive Outbursts
耶鲁大学/SMARTS光学近红外监测计划自2008年以来一直在密切观察南方天空中费米-LAT监测的耀变体的发射变化。我们报告的光学近红外（OIR）爆发的发现，没有伴随的伽玛射线在耀变体PKS 0208-512，该计划的目标之一。虽然在2008-2011年期间，该源在OIR波长上经历了三次1等或更高的爆发，持续时间超过3个月，但只有间隔1和3具有持续时间超过1个月的GeV能量的相应亮相。在间隔2期间的OIR爆发在亮度和时间范围上与间隔1和3期间的OIR耀斑相当，后者确实有伽马射线对应物。在费米耀变体中，伽马射线和OIR的变化在大多数情况下是非常好的相关性，在这种情况下缺乏相关性是异常的。通过对伽玛射线、OIR和支持多波长变率数据的详细分析，我们推测在间隔2期间喷流中爆发的位置更靠近黑洞，那里的喷流更紧凑，磁场强度更高，喷流中物质的体积洛伦兹因子更小。这导致康普顿优势低得多，在间隔2期间没有可观测到的伽马射线爆发。
2013-03-08 astro-ph.HE
Correlated X-ray/UV/optical variability and the nature of accretion disc in the bare Seyfert 1 galaxy Fairall~9
利用\swift{}监测观测资料研究了一个裸露的Seyfert 1星系Fairall~9的多波长光变，该观测资料由跨越近两年的六个紫外/可见波段和X射线的$165$可用点组成。Fairall~9在所有波段中变化很大，尽管变化幅度从X射线到光学波段逐渐减小。X射线和UV/光学波段的变化具有很强的相关性。我们使用{ \tt JAVALIN}工具进行的混响映射分析表明，UV/光学波段的变化滞后于$\sim 2-10{\rm~days}$的X射线波段的变化。这些滞后测量强烈地表明，光学/UV变化主要是由X射线的变化引起的，并且大部分光学/UV发射的起源是X射线再处理。所观察到的滞后被发现$τ\proptoλ^{1.36\pm0.13}$，与预测，$τ\proptoλ^{4/3}$，X射线在一个标准的吸积盘后处理的变化。然而，预测滞后的标准吸积盘X射线后处理使用黑洞质量（$M_{BH} \sim 2.6\times10^{8}~M_{\odot}$）估计的混响映射的宽发射线和吸积率相对于爱丁顿率（$\dot{m_E} =0.02$）比观察到的滞后。这些观测结果表明Fairall~9星系的吸积盘比标准盘模型预测的要大，并证实了在其他一些Seyfert 1星系如NGC~5548中的类似发现。
2016-12-05 astro-ph.HE
Investigating the nature of the ultraluminous X-ray sources in the galaxy NGC 925
变率是研究X射线双星（XRB），特别是主要在X射线波段探测的超铝X射线源（ULX）性质的有力工具。对于大多数ULX来说，吸积体的性质是未知的，尽管一些ULX已经被证实以超爱丁顿速率吸积到中子星（NS）上。监测这些来源对于探测瞬变和推导与轨道和超轨道调制有关的周期性特别有用。在这里，我们提出了我们的监测活动的星系NGC 925的结果，与尼尔Gehrels斯威夫特天文台进行。我们还包括与钱德拉，XMM-Newton和NuSTAR获得的档案和文献数据。我们已经研究了光谱，光变曲线和变化性质的天到月的时间尺度。在这个星系中探测到的所有三个ULX都显示出通量的变化。ULX-1是已知的最明亮的ULX之一，因为只有10%的ULX的亮度超过$\sim$ 5 $\times$ 10 $^{40}$ erg s $^{-1}$，但尽管它的高通量变化，我们只发现了微弱的光谱变化。我们将其归类为超爱丁顿吸积的硬超铝区域。ULX-2和ULX-3的亮度较低，但在通量和光谱形状上也可能变化。我们将它们分为介于硬和软之间的超亮区。ULX-3是一个瞬变源：通过应用Lomb-Scargle算法，我们得出周期为$\sim$ 126 d，这可能与轨道或超轨道起源有关。
2022-02-22 astro-ph.HE
The Nature and Cause of Spectral Variability in LMC X-1
本文介绍了利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）上的正比计数器阵列对河外风吸积黑洞X射线双星LMC X-1进行长期观测的结果。观测结果表明，LMC X-1的吸积盘具有反常的温光关系。我们使用深档案RXTE观测表明，整个温度-光度空间的大运动所占据的系统可以发生在短短半个小时的时间尺度。这些变化不能用从外盘传播的粘性时间尺度上的扰动来充分解释。相反，我们建议，明显的磁盘变化反映了快速波动的康普顿上散射日冕物质，掩盖了磁盘的内部。由变掩星模型导出的观测星盘光度和视星盘温度之间的关系定量地表明与观测结果吻合得很好。另外两个观测结果支持这一观点：幂律谱分量中的通量与拟合的内盘温度之间的逆相关，以及接近恒定的总光子通量，这表明当观测到较低的温度时，内盘不会被喷射。
2011-07-26 astro-ph.HE
Probing the Nature of the unidentified TeV Gamma-ray source HESS J0632+057 with Swift
新一代TeV伽马射线望远镜已经发现了许多新的来源，包括几个神秘的未知TeV天体。HESS J 0632 +057是一个特别有趣的未确认的TeV源，因为：它是一个点源，它有可能的硬谱X射线对应物和位置一致的Be星，它有长期VHE通量变化的证据，并且它被假设是一个新发现的TeV/X射线双星。我们已经获得了从MJD 54857到54965的Swift X射线望远镜观测结果，试图确定它的性质并调查它是以前未知的X射线/TeV双星的假设。变异和光谱特性类似的其他3个已知的X射线/TeV双星已被观察到，与测量通量增加约3倍。X射线变异性存在于多个时间尺度上，包括几天到几个月;然而，在这些数据探测的时间尺度上没有明确的周期性特征。如果双星调制存在并主导测量的变化，那么轨道周期可能超过54天（本次活动的一半），或者它有一个较短的周期，在连续的高状态上有不同程度的通量调制。如果到目前为止测量到的两个高状态是由于二进制调制，那么有利的周期大约是35-40天。需要进行更多的观测，以确定该物体是否确实是一个双星系统，并确定所测得的变化在多大程度上是由于轨道间耀斑效应或周期性双星调制造成的。
2009-12-04 astro-ph.HE
Variability in Ultra-luminous X-ray Sources
许多即将进行的调查，特别是在无线电和光学领域，旨在探测一系列天文物体的时间和/或空间变化。根据这些高分辨率的调查，我们审查的主题超发光X射线（ULX）源，这被认为是吸积黑洞的大部分。我们还讨论了被称为超亮X射线源的ULX的子类，这可能是吸积中等质量的黑洞。我们专注于一些开放的问题，将与新的设施，如ULXs的黑洞的质量，其时间的变化和状态变化的性质，其周围的星云和ULXs居住的区域的性质。
2014-01-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
The nature of X-ray spectral variability in SWIFT J2127.4+5654
研究了XMM-Newton和NuSTAR同时观测到的Seyfert星系SWIFT J2127.4+5654的通量-通量图。在$\sim 2-40$ keV范围内，0.7-2 keV FFP显示出非线性行为，而它们通过直线很好地拟合。在没有任何额外建模的情况下，该结果强烈表明，吸收和光谱斜率变化都不会对2 keV以上的观测变异性产生显著影响（至少在$\lesssim$ 5天的时间尺度上）。FFP方法能够分离该源中的可变和恒定X射线谱分量。我们发现，低，平均和高通量的可变组件的光谱是一致的幂律变化的归一化只加上相对论反射分量变化的同时与连续。在低能量下，我们确定了一个额外的变量组件，与中性吸收剂与可变覆盖分数一致。我们还检测到两个光谱分量，其通量在观测期间保持恒定。这些成分可以通过$kT_{\rm BB}\sim 0.18\, \rm keV$的黑体发射（在软X射线处占主导地位）和来自中性材料的反射成分来很好地描述。由FFP分析得到的谱模型能很好地拟合源的能谱。我们建议，在X射线明亮和可变的塞弗茨的情况下，FFP和能谱的联合研究可以明确地识别各种光谱分量，并且可以解除在不同的模型中经常观察到的简并，这些模型同样适合这些物体的时间平均光谱。
2018-07-30 astro-ph.HE
MAXI J1820+070 X-ray spectral-timing reveals the nature of the accretion flow in black hole binaries
黑洞X射线双星在短时间尺度（0.01 - 100秒）上显示出显著的随机变化，在不同的能量带中观察到相关变化的复杂模式。这种行为通常在一个模型中解释，其中在大半径处激起的缓慢波动向下传播通过吸积流，调制在较小半径处产生的更快波动。耦合这种情况下，径向分层排放开辟了一条道路，以测量传播时间尺度的数据，允许直接测试的吸积流结构。我们以前开发了一个模型的基础上，这张照片，并表明，它可以适合NICER（0.5 - 10千电子伏）的数据，从最近最亮的黑洞瞬态，MAXI J1820 + 070。然而，在这里，我们表明，当外推到来自Insight-HXMT的更高能量变异性数据时，它失败了。我们扩展了我们的模型，使得在每个半径处发射的光谱响应于波动（旋转）而改变形状，而不仅仅是改变归一化。这给出了作为数据中所见的能量的函数的分数可变性的强抑制。推导出的传播时间尺度是慢于预测的磁制动盘（MAD），尽管该系统显示出强大的射流。我们的新模型共同拟合了高达50 keV的光谱和可变性，尽管仍然无法匹配以上的所有数据。尽管如此，3 - 40 keV的良好拟合意味着QPO可以最容易地解释为流动的外在调制，例如在Lense-Thirring进动中产生的，而不是在额外的光谱定时分量（例如射流）中产生的。
2022-12-22 astro-ph.HE
Multi-wavelength Analysis and Modeling of OJ 287 During 2017-2020
上下文根据耀变体OJ 287的周期性光学爆发，人们认为它是一个双星黑洞系统。在具有秒差距尺度喷流的耀变体中，黑洞双星系统是非常罕见的，因此这个源是非常有趣的研究。目的。BL Lac OJ 287由于其周期性爆发而成为多波长研究的有趣对象。我们分析了2017-2020年期间OJ 287的光学，X射线和伽马射线数据。在此期间，光学紫外和X射线频率有几个高态。根据观测到的光学和X射线频率的变化，整个2017-2020年期间被分为五个部分，本文中称为A，B，C，D和E。进行了详细的时间和光谱分析，以了解其燃烧活动的性质。方法.为了理解这个源的时间变化，我们研究了所有不同状态的日内和分数变化，并且还估计了快速变化时间以理解变化的性质。此外，多波长的SED模型进行了解更多的物理过程负责的同时宽带发射和快速变化。结果费米-LAT观测表明，在整个这段时间内，该源的伽马射线频率的通量水平适中，但已观察到通量的变化。在2017年初和2020年中期，当该源处于非常高的状态时，该源在X射线，光学和紫外线方面表现出强烈的通量变化。一个单区SSC发射模型被认为是模拟光谱能量分布，这有助于我们探索这个BL Lac与二进制超大质量黑洞的性质。
2021-05-09 astro-ph.HE
On the nature of the radio calibrator and gamma-ray emitting NLS1 galaxy 3C 286 and its multiwavelength variability
本研究通过射电、X 射线、光学和紫外观测考察 3C 286，发现其 X 射线光变主要源于吸积盘，并验证其校准源可靠性与高爱丁顿比、高射电噪度。
2024-06-12 astro-ph.HE
Wavelet spectral timing: X-ray reverberation from a dynamic black hole corona hidden beneath ultrafast outflows
本研究利用小波光谱计时法分析吸积黑洞系统的X射线回响，发现铁K线回响的瞬态特性及超高速外流的掩盖效应，揭示了盘-冕联系中粘滞传播的作用机制。
2023-10-09 astro-ph.HE
Strong UV and X-ray variability of the Narrow Line Seyfert 1 Galaxy WPVS 007 -- on the nature of the X-ray low state
我们报告了对X射线瞬态窄线塞弗特1（NLS 1）星系WPVS 007的多波长观测。该星系在2005年10月至2013年7月期间被斯威夫特监测，此前它的X射线通量经历了急剧下降。我们第一次能够在X射线中重复检测到NLS 1。在过去几年中，探测到的数量增加可能表明，在活动星系核中发现的强吸收体开始泄漏，并可能最终消失。WPVS 007的X射线谱符合部分覆盖吸收体模型。根据极低X射线通量状态下的数据绘制的光谱显示，吸收柱密度约为4 x 10^23 cm^-2，覆盖率为95%。WPVS 007还显示了窄线塞弗特1型中最强的紫外线变化之一。紫外线连续光谱的变异性与光学/紫外线斜率α-紫外线反相关，这表明变异性主要可能是由于变红。紫外线变化的时间尺度是一致的移动尘埃“云”位于超过尘埃升华半径约20 LD。我们提出了第一次近红外JHK数据的WPVS 007，揭示了丰富的发射线光谱。最近的光谱学并没有显示出在宽和Fe II发射线的显着变化，这意味着这些气体云所看到的电离连续性在过去几十年中没有显着变化。所有的X射线和紫外线观测结果都与宽吸收线（BAL）流的发展掩盖了连续辐射的情况相一致。因此，WPVS 007是我们了解低质量活动星系核（AGN）中BAL流的重要目标。
2013-07-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
Fast variability from X-ray binaries
吸积黑洞和中子星的X射线发射具有亚秒级的强变率，具有非常复杂和广泛的现象学。从高频准周期振荡到快速变化的X射线爆发振荡，再到毫秒级脉动，这些都是沉浸在强噪声中的微弱信号，对它们的研究正在将仪器的能力推向极限。快时变研究的科学意义既有天文意义（吸积流的性质、源的性质和演化），也有物理意义（广义相对论的影响、简并物质的状态方程）。我首先回顾了主要的观测性质，然后讨论了未来的前景和观测需求。
2010-07-30 astro-ph.HE
Nature of the Warm Absorber Outflow in NGC 4051
窄线塞弗特1星系NGC 4051的X射线光谱/通量变化显著，并具有许多发射/吸收特征。X射线观测显示，这些吸收特征是蓝移的，这表明NGC 4051有温暖的吸收体流出。为了约束的物理参数的温暖的吸收器流出，我们分析了档案数据与最长的曝光XMM-牛顿在2009年。首次用光栅光谱分辨率计算了均方根光谱。RMS光谱有一个尖锐的峰值和几个下降，这可以解释为可变的吸收功能和非可变的发射线;较低的电离温暖的吸收（WA 1：$\logξ= 1.5,\, v=-650\,\mathrm{km\,s}^{-1}$）显示大的变化，而较高的电离温暖的吸收（WA 2：$\logξ= 2.5,\,v=-4100\,\mathrm{km\,s}^{-1}$，WA 3：$\logξ= 3.4,\, v=-6100\,\mathrm{km\,s}^{-1}$）显示很少的变化。WA 1在$\sim10^4$ ~s的时间尺度上表现出最大的变化性，表明吸收体位于Schwarzschild半径的$\sim10^3$倍处。在几个观测序列中，WA 1的吸收特征深度与观测到的软X射线通量是反相关的，这可以用由康普顿厚度的核和电离层组成的双层团（$=$ WA 1）的部分覆盖率的变化来解释。WA 2和WA 3显示出很小的变化性，并且可能在视线中均匀地延伸。结果表明，NGC 4051存在两种类型的暖吸收体外流：静态的、高电离的、扩展的…
2017-01-23 astro-ph.HE
Exploring the nature of broadband variability in the FSRQ 3C 273
对blazar 3C 273宽带通量变化的详细研究使我们能够探测发射区的位置和大小及其物理条件。我们报告了2008年至2012年期间观测到的耀斑活动的相关性研究结果。利用结构函数、离散关联函数和功率谱密度分析（PSD）方法研究了观测到的宽带变化。PSD分析表明，光变曲线的斜率与白噪声过程的斜率一致，而在射电、X射线和γ射线能量下的PSD斜率与红噪声过程的斜率一致。在伽玛射线和毫米射电波段的通量变化被发现是显着相关。利用伽马射线和射电光变曲线之间的（110 \pm 27）天的估计时滞，我们将伽马射线发射区的位置限制在距喷流顶点1.2 \pm 0.9 pc的去投影距离处。X射线波段的通量变化被发现与射电和γ射线能量的变化有显著的相关性。X射线和伽马射线光变曲线之间的相关性表明存在两种负责X射线发射的成分。- （50 \pm 20）天的负时滞，其中X射线领先发射，表明X射线从距离喷流顶点~（0.5 \pm 0.4）pc的致密区域发射，更接近喷流顶点。另一个X射线分量的正时滞为（110 \pm 20）天，表明它起源于距喷流顶点4- 5秒差距的喷流基底。在射频的通量变化被发现是很好的相互关联，使得在较高的频率的变化是领先于较低的频率，这可以预期在标准的冲击射流模型。
2016-03-22 astro-ph.HE
Lognormal variability in BL Lacertae
利用Blazar BL Lac的X射线数据研究了其变率的性质，更准确地说是变率和通量分布的通量依赖性。通量的变化被发现有一个对数正态分布和变化的平均幅度是成比例的通量水平。BL Lac是第一个能清楚探测到对数正态X射线变化的耀变体。X射线光变曲线的对数正态变率，可能与吸积盘的活动有关，已经在各种致密系统中被发现，如塞弗特星系和X射线双星。光变曲线的数量级比其他耀变体少，很少有爆发事件。如果这定义了源的一种特定状态，那么对数正态性可能是喷流上的吸积盘的印记，首次将耀变体中的吸积和喷流性质联系起来。
2009-07-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Nature of the Stable Soft X-ray Emissions in Several Types of Active Galactic Nuclei Observed by Suzaku
为了限制在许多活动星系核中看到的软X射线过量现象的起源，Noda等人（2011年b）为Markarian 509开发的强度相关光谱分析被应用于具有相对较弱反射特征的五个代表性物体的宽带（0.5-45 keV）朱雀数据。它们是典型的裸核1型Seyfert Fairall 9、明亮而典型的1.5型Seyfert MCG-2-58-22、X射线最亮宽线射电星系之一的3C 382、典型的类Seyfert射电噪类星体4C+74.26和X射线最亮射电宁静类星体MR 2251 -178。在所有的软X射线谱中，能量低于3 keV的软X射线强度与能量在3-10 keV的软X射线强度密切相关，但存在显著的正偏移。当在更精细的能带中计算时，这些偏移在0.5-3 keV中定义稳定的软分量。在每个对象中，该组件成功地解释了幂律拟合以上的软过量。这些组件被解释在几个替代的方式，包括热康普顿化组件，这是独立的占主导地位的幂律排放。从多区康普顿化的角度讨论了这种解释，认为物理上最合理的，这是为黑洞双星天鹅座X-1提出的（Makishima et al. 2008）。
2012-08-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Covariance spectrum of MAXI J1820+070: On the nature of the Comptonizing flow
Wuhan University（武汉大学）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy（安东·范·斯潘诺克天文学研究所）；University of Lethbridge（莱斯布里奇大学）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天体物理中心）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；INAF-Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；University of Southampton（南安普顿大学）；Fudan University（复旦大学）
通过分析MAXI J1820+070的协方差谱，研究其硬X射线波段的相干性变化，提出双Compton化模型解释电子温度差异及光子场独立性。
2026-03-11 astro-ph.HE hep-ph
Multiwavelength campaign on Mrk 509. IV. Optical-UV-X-ray variability and the nature of the soft X-ray excess
我们提出了XMM牛顿和斯威夫特光学紫外和X射线观测的Seyfert-1/类星体Mrk 509，一个前所未有的多波长运动的一部分，调查这个活动星系核的核环境的分析。XMM-Newton的数据来自于2009年10月至11月间进行的一系列10次观测，每次约60 k，彼此间隔约4天。在我们的活动中，Mrk 509也被Swift观测了大约100天，在XMM-牛顿观测之前和之后监测了源的行为。有了这些数据，我们已经建立了在光学紫外和X射线波段的连续光谱，并研究了其在我们的运动的时间尺度上的变化，分辨率时间为几天。为了尽可能地测量和模拟紫外线的连续性，我们还利用了HST/COS对Mrk 509的观测（我们协调活动的一部分）和档案FUSE观测。我们已经发现，除了X射线幂律，光谱显示软X射线过量发射低于2千电子伏，有趣的是，变化与热光学紫外辐射从吸积盘。另一方面，X射线幂律分量通量的变化（尽管小于软过量）与探测时间尺度上的软X射线过量和盘分量的通量变化无关。我们同时宽带光谱和定时分析的结果表明，在几天的分辨率时间，软X射线过剩的Mrk 509产生的Comptonisation的热光学紫外光子从吸积盘由一个温暖的（0.2千电子伏）光学厚（τ ~ 17）电晕周围的内部区域的磁盘。这使得黑洞质量约为1-3 x 10^8太阳质量的Mrk 509成为已知质量最高的系统，显示出这种行为和软X射线过剩的起源。
2011-07-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
The EXOD search for faint transients in XMM-Newton observations: Method and discovery of four extragalactic Type I X-ray Bursters
XMM-牛顿已经产生了一个广泛的X射线源目录，其中标准管道通过卡方和分数变化测试确定足够亮的源的变化。然而，微弱的源不会自动检查可变性，因此忽略了微弱的，短时间尺度的瞬变。我们的目标是在XMM-牛顿EPIC-pn观测中找到新的微弱，快速的瞬变。为此，我们创建了EPIC-pn XMM-Newton爆发检测器（EXOD）算法，我们在3XMM-DR 8目录中提供的EPIC-pn数据上运行该算法。在EXOD中，我们通过及时合并每个探测器像素中的计数来计算全场可变性。接下来，我们计算每个像素中的最大到中值计数差以检测可变性。我们将EXOD应用于5，751个观测值，并将检测到的源的变异性与标准卡方和Kolmogorov-Smirnov（KS）变异性检验进行了比较。该算法能够检测周期性和非周期性的变化，短和长的耀斑。在EXOD检测到的源中，60-95%也被卡方检验和KS检验证明是可变的。我们获得了2，536个可变源的净数量。其中，我们调查了35个来源的性质，以前没有确认的分类。在这些新的来源中，我们发现了恒星耀斑和活动星系核，但也发现了四个河外I型X射线爆发，使M31中已知的中子星数量增加了一倍。该算法是快速检测XMM-Newton观测中变源的有力工具。EXOD检测快速瞬变，其他变异性测试由于其持续时间短和计数少而将其归类为不可变。最后，EXOD使我们能够通过它们的可变性来检测和识别稀有紧凑物体…
2020-05-18 astro-ph.HE astro-ph.IM
