A 0535+26 in outburst: magnetospheric instabilities and accretion geometry
Be/X射线双星A 0535+26在2005年8月/9月表现出一次正常（I型）爆发，在5- 100 keV范围内达到最大X射线通量400 mCrab。用INTEGRAL和RXTE观测了爆发。用INTEGRAL和RXTE测量了~ 45 keV的基回旋线能量。在上升到爆发高峰期间观察到了耀斑活动。在其中一个耀斑期间的RXTE观测发现，基本回旋线的能量转移到比爆发的其余部分明显更高的位置，在那里它保持不变。此外，在耀斑期间的能量依赖的脉冲轮廓显着不同，从其余的爆发。这些差异已被解释与存在的磁层不稳定性的吸积开始。对A0535 +26脉冲波形进行了分解.该方法的基本假设是，在脉冲轮廓中观察到的不对称性是由扭曲的磁偶极子场引起的，并且发射区域具有轴对称的波束图案。利用从RXTE观测得到的脉冲轮廓，这两个发射区的贡献已被解开。给出了脉冲星的几何约束条件和波束图的可能解。重建的光束图案与几何模型，包括相对论光偏转的比较的第一结果。
2009-12-01 astro-ph.HE
Swift and RXTE observations of the black hole transient GX 339-4 in the hard state between outbursts
我们使用同时Swift和RXTE观测的黑洞的二进制GX 339-4测量其吸积盘的内半径在硬态下通过热盘发射和相对论加宽的铁线建模下降到0.4% L_{Edd}。对于本工作所涵盖的光度范围，我们的结果排除了对流主导吸积流范式所预测的在100-1000 R_g处显著截断的盘。测量强烈依赖于假设的排放几何形状，大多数结果提供没有清晰的图片半径演变。然而，如果倾斜度被限制在大约20度，基于热盘发射的测量表明，在0.4%的光度L_{Edd}处有一个轻微后退的盘。铁的丰度在大约1-2个太阳丰度之间变化，i=20度的结果表明与光度呈负相关，尽管这可能是由于圆盘照明几何形状的变化。
2013-07-12 astro-ph.HE
Variable neutron star free precession in Hercules X-1 from evolution of RXTE X-ray pulse profiles with phase of the 35-day cycle
物质在具有复杂非偶极磁场的自由旋进NS表面的吸积可以解释RXTE观测到的Her X-1的X射线脉冲轮廓随35天周期相位的变化。我们证明了这一点，使用所有可用的测量X射线脉冲轮廓在9-13 keV的能量范围内获得的RXTE/PCA。测得的配置文件指导的几何模型的阐述和定义的位置的发射极，弧，并在NS表面上的斑点，令人满意地再现所观察到的脉冲轮廓和它们的依赖于自由旋进相位。我们已经发现，观测到的O-C图上35天转折点的时间趋势，可以近似为平均值周围的连续线性段的集合，可以通过我们的模型来描述，假设一个可变的自由岁差周期，周期变化约为百分之几。我们建议，2.5%的变化，发生在几个到几十个35天周期的时间尺度上的自由岁差周期，可以与NS机构的主惯性轴的游荡，由于在NS表面上的吸积模式的变化。吸积盘进动和NS自由进动周期的接近可以用系统中存在的同步机制来解释，该机制用NS自由进动周期来调节气体流和吸积盘的动力学相互作用.
2013-07-24 astro-ph.HE
RXTE/ASM and Swift/BAT Observations of Spectral Transitions in Bright X-ray Binaries in 2005-2010
我们研究了X射线光谱状态的转变，可以看到在长期监测光变曲线的明亮X射线双星从全天监视器（ASM）上的罗西X射线定时探测器（RXTE）和突发警报望远镜（BAT）上的斯威夫特在五年的时间从2005年到2010年。我们应用程序自动识别了ASM和BAT观测到的亮X射线双星的硬-软（H-S）谱态跃迁。我们总共确定了128个硬到软的转变，其中59个发生在2008年之后。在Yu & Yan（2009）的基础上，对近30个明亮的持久和瞬变黑洞和中子星双星的H-S跃迁光度和随后软态的峰值光度进行了更新测量，发现2008-2010年的光谱跃迁的光度相关性和光度范围与2008年以前的光谱跃迁的光度相关性和光度范围基本相同。这进一步加强了这样一种观点，即在银河系X射线双星中发生H-S光谱跃迁的光度是由非稳态吸积参数决定的，例如质量吸积率的变化率，而不是质量吸积率本身。相关性也被发现在单个源4U 1608-52和4U 1636-53的数据中保持。
2010-12-07 astro-ph.HE
Discovery and Modeling of a Flattening of the Positive Cyclotron Line/Luminosity Relation in GX 304-1 with RXTE
RXTE在2010年和2011年观测到四次吸积X射线双星瞬态源GX 304-1的爆发。我们提出了详细的3-100千电子伏的69个单独的观测光谱分析的结果，并报告回旋加速器线参数之间的正相关性，以及其他光谱参数，幂律通量。回旋线的能量，宽度和深度与通量，从而光度，相关性显示出平坦的关系，随着光度的增加，这是很好地描述了准球形或磁盘吸积产生的表面磁场是~60千电子伏。由于在RXTE任务接近尾声的这些观测期间，HEXTE集群A与PCA视场固定对齐，集群B固定观察偏离源方向1.5度的背景区域，因此使用HEXTEMPEST从集群B事件估计集群A背景。这使得~55 keV回旋加速线的探测和连续谱的精确测量成为可能。所有的光谱参数与主要的2-10千电子伏的幂律通量的相关性揭示它是光谱形状的主要驱动程序。吸积被认为是在无碰撞冲击制动制度。
2016-10-27 astro-ph.HE
No apparent accretion mode changes detected in Cen X-3
在RXTE/ASM观测的基础上，先前已经报道了Cen X-3存在两种不同的光谱状态。由这一结果触发，我们使用现在可用的大量X射线数据研究了源的光谱特性，目的是澄清和解释所报告的行为。为了检查报告的结果，我们使用了相同的数据集，并遵循与报告两种光谱状态的工作相同的分析程序。此外，我们使用扩大的数据样本重复分析，包括最新的RXTE/ASM观测数据以及来自MAXI监测器和INTEGRAL/JEM-X和ISGRI仪器的数据。我们无法证实Cen X-3中两种光谱状态的存在，
2011-11-02 astro-ph.HE
Secrets behind the RXTE/ASM light curve of Cyg X-3
本文提出启发式反馈模型，将天鹅座 X-3 中 EUV 辐照对 Wolf-Rayet 伴星星风的抑制与 X 射线源耦合，解释其 RXTE/ASM 不规则光变可由小幅吸积变化经正/负反馈放大形成。
2023-05-13 astro-ph.HE
Correlating nonlinear time series and spectral properties of IGR J17091-3624: Is it similar to GRS 1915+105?
我们根据GRS 1915+105的基本行为，用相关积分方法研究了IGR J17091-3624的非线性性质。我们发现，虽然后者是已知的，以揭示分形（甚至混沌）和随机行为的组合取决于其时间类，前者主要表现出随机行为。因此，尽管一些观察认为IGR J17091-3624与GRS 1915+105相似，它们之间具有共同的时间类别，但潜在的非线性时间序列分析提供了不同的结果。然而，IGR J17091-3624的泊松噪声与$rms$变化值的比值很高，认为它们是泊松噪声主导的，因此可能导致非线性特征的抑制（如果有的话）。与GRS 1915+105相比，它是一个非常微弱的源。然而，通过增加时间仓，IGR J17091-3624的一些时间类显示偏离随机性，表明更高的分形维数的可扩展性。随着光谱分析，整体IGR J17091-3624主张揭示三种不同的吸积类：超薄，开普勒和平流吸积盘。
2020-01-06 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
Accretion flow dynamics during the evolution of timing and spectral properties of GX 339-4 during its 2010-11 outburst
银河系黑洞候选者GX 339-4在Rossi X射线定时探测器（RXTE）时代以\sim 2-3年的规律间隔展示了几次爆发。在保持几乎静止状态3年后，它在2010年1月再次成为X射线活跃，并在接下来的\sim 14个月内继续如此。我们研究的时间和光谱特性的黑洞候选人（BHC）在其最近的爆发使用RXTE PCA数据，从2010年1月12日至2011年3月6日。我们的研究提供了一个全面的理解质量吸积过程和黑洞候选者的吸积盘的性质。2.5-25 keV的PCA谱主要与两个分量的组合拟合，即盘状黑体和幂律。RXTE观测到的整个爆发分为4个光谱状态，即硬，硬中间，软中间和软。准周期振荡（QPO）被发现在3的4个状态，即硬，硬中间，和软中间。在爆发的上升阶段，QPO频率从0.102 Hz单调增加到5.692 Hz，而在下降阶段，QPO频率从6.420单调下降到1.149 Hz。GX 339-4最近的爆发使我们有机会了解从爆发阶段开始到结束的双组分吸积率的演变。我们发现，QPO频率的变化可以解释的传播振荡冲击模型（POS）和硬度与强度的变化可以重现，如果我们假设，较高的粘度导致转换的低角动量盘组件到开普勒组件在爆发阶段。由于粘度降低，下降阶段开始。
2012-04-23 astro-ph.HE
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
Signature of Two-Component Advective Flow in several Black Hole candidates obtained through time-of-arrival analysis of RXTE/ASM Data
我们研究了几个银河系黑洞候选人使用长时间的RXTE/ASM X射线数据，以寻找在两个组件中使用的两个组件的粘性时间尺度的差异，在两个组件的对流（TCAF）范例的迹象。在高质量X射线双星（HMXB）中，风主要是吸积的。这种几乎无粘性的、占主导地位的次开普勒流几乎自由地落向黑洞。在存在显着粘性的情况下，标准的Keplerian圆盘可以由这种亚Keplerian物质形成，并且尺寸可能很小。然而，在低质量X射线双星（LMXB）中，由于罗氏瓣溢出，高粘性和更大的开普勒吸积盘预计将形成亚开普勒盘。由于这两个分量中的两个粘性时间尺度，预计LMXB中这些分量的到达时间之间的滞后比HMXB中的大。光子通量之间的直接互相关不会揭示这种滞后/延迟，因为它们缺乏线性相关性;然而，它们通过粘性过程耦合，从而引入两种物质。为了量化上述时间滞后，我们引入了一个指数（Θ），它是通常光子指数（r）的代理。因此，当动态响应于两个通量的θ被认为是参考时，发现LMXB中的两个通量之间的到达时间滞后比HMXB中的大得多。我们的结果建立了存在两个动力学组件的吸积，并表明开普勒盘的大小确实是较小的HMXB相比，在LMXB。
2018-10-18 astro-ph.HE
Revealing the broad iron Kalpha line in Cygnus X-1 through simultaneous XMM-Newton, RXTE, and INTEGRAL observations
我们报告的分析广泛的Fe Ka线功能的天鹅座X-1的光谱中的四个同时硬中间态观测与X射线多镜任务（XMM-牛顿），罗西X射线定时探测器（RXTE），和国际伽马射线天体物理实验室（INTEGRAL）。在EPIC-pn相机的修改定时模式下拍摄的XMM-牛顿数据的高质量为研究6.4 keV处加宽的Fe Ka反射线提供了绝佳的机会，具有非常高的信噪比。4- 500 keV的能量范围被用来限制基础的连续谱和更高能量下的反射。我们首先调查的数据，通过应用一个唯象模型，包括指数截止幂律和相对论模糊反射的总和。此外，我们应用一个更物理的方法和模型的照射的吸积盘直接从灯柱几何。所有四个观测结果都显示了自旋为$a\sim 0.9$的黑洞参数的一致值，与最近的反射和盘连续拟合测量结果一致。发现倾斜度为$i\sim30^\circ$，与轨道倾斜度一致，并且不同于在软状态期间进行的倾斜度测量，其显示出更高的倾斜度。我们推测，倾角测量之间的差异是由于在吸积盘的内部区域的变化。
2016-02-28 astro-ph.HE
The Physics of Disk Winds, Jets,and X-ray Variability in GRS 1915+105
基于RXTE/Chandra HETGS对GRS 1915+105中快速X射线变化的联合研究，我们提出了关于吸积和喷射物理学的新见解。这是第一次，与快速相位分辨光谱的ρ状态，我们能够表明，在宽带X射线光谱（RXTE）的时间尺度上秒的变化与可测量的变化吸收线（钱德拉HETGS）从吸积盘风。此外，我们直接检测的材料蒸发的辐射压力为主的内盘。因此，我们的X射线数据揭示了黑洞，因为它蒸发了一部分内部吸积流，然后从外盘驱动风，所有这些都在一个奇怪的周期中持续不到60秒，但可以重复数周。我们发现，吸积盘风可能是足够大的发挥积极的作用，在GRS 1915+105，不仅在淬火喷流的长时间尺度上，但也可能产生或促进类之间的过渡X射线的变化。
2010-10-26 astro-ph.HE
Decade long RXTE monitoring observations of Be/X-ray binary pulsar EXO 2030+375
利用Rossi X射线定时探测器1995 - 2011年的观测资料，对Be/X射线脉冲双星EXO 2030+375的时间和光谱进行了全面的研究，包括多次I型和2006年II型爆发。脉冲星的脉冲轮廓被发现是强烈的光度依赖。在低光度下，脉冲轮廓由主峰和次峰组成，该次峰在高光度下演变成具有显著相移的宽结构。一个狭窄而尖锐的吸收下降，也依赖于能量和光度，检测到的脉冲轮廓。脉冲轮廓的比较表明，在一个特定的光度的功能是独立的类型的X射线爆发。这表明发射几何仅仅是质量吸积率的函数。宽带能谱用部分覆盖高能截止模型和基于吸积柱中热康普顿化和体康普顿化的物理模型描述。我们没有发现任何签名的回旋共振散射功能从所有的观测获得的光谱。光谱参数的详细分析表明，根据源的光度，幂律光子指数分布在三个不同的区域。从理论上揭示了脉冲星从亚临界区到超临界区的光谱跃迁阶段。在~（2-4）x 10^37 erg/s范围内还观察到一个光子指数恒定的区域，这表明EXO 2030+375的临界光度状态。
2017-08-30 astro-ph.HE
Contrasting behaviour from two Be/X-ray binary pulsars: insights into differing neutron star accretion modes
本文介绍了来自小麦哲伦云（SMC）方向的两个周期性X射线信号的识别。在罗西X射线计时探测器（RXTE）的探测中，175.4秒和85.4秒的脉动被认为是来自位置未知的新Be/X射线双星（BeXRB）。利用快速跟踪的INTEGRAL和XMM-牛顿观测，我们发现第一颗脉冲星（命名为SXP 175）与一颗候选的高质量X射线双星（HMXB）重合，该双星位于SMC北部棒区，正在经历一次小型II型爆发。本文首次给出了该系统的轨道周期（87 d）和光谱类（B 0-B0.5IIIe）。第二颗脉冲星被证明不是新的，但与SXP 91.1-SMC长达13年的RXTE关键监测计划开始时发现的脉冲星一致。虽然理论上吸积中子星在如此短的时间内如此显著地改变自旋周期是可能的，但可用于该源的X射线和光学数据表明，这种自旋上升在X射线静止的长阶段是连续的，其中吸积驱动的中子星的自旋上升应该是最小的。
2013-04-29 astro-ph.HE
New measurement of orbital and spin period evolution of the Accretion Disk Corona source 4U 1822-37
4U 1822-37是一个带有吸积盘电晕的低质量X射线双星系统。在过去的13年里，我们利用RXTE-PCA、RXTE-ASM、Swift-XRT、XMM-Newton和Chandra天文台的X射线观测，获得了16个新的日食中期时间测量结果。这些数据，连同先前已知的月食中期时间，被用来精确地确定4U 1822-37轨道周期变化的时间尺度。我们导出了轨道周期Porb = 0.23210887（15）d，其变化率为\cdot Porb = 1.3（3）× 10-10 d-1（T0 = MJD 45614）。轨道周期变化的时间尺度为Porb/ \cdot Porb = 4.9（1.1）x 106年。我们还报道了从源中探测到0.59290132（11）s（T0 = MJD 51975）的X射线脉动，其长期平均\cdot Pspin为-2.481（4）× 10-12 s s-1，即，自旋上升时间尺度（Pspin/ \cdot Pspin）为7578（13）年。鉴于这些结果，我们讨论了各种机制，可能是负责在这个系统中的轨道演化。假设保守质量传递的极端情况，我们发现测量的\cdot Porb需要（4.2 - 5.2）x 10-8 M \odot yr-1的大质量传递速率，其与自旋上升速率一起意味着磁场强度在（1-3）x 108 G的范围内。使用长期的RXTE-ASM光变曲线，我们发现，在过去的13…
2010-07-10 astro-ph.HE
Correlating spectral and timing properties in the evolving jet of the micro blazar MAXI J1836-194
在爆发期间，黑洞X射线双星（BHXB）的观测特性在几天到几个月的时间尺度上变化。这些相对较短的时间尺度使这些系统成为探测吸积材料和外流射流之间耦合的理想实验室，因为吸积速率不同。特别是，硬X射线发射的起源知之甚少，争议很大。这个光谱分量具有幂律形状，是由于黑洞附近光子的康普顿化，但尚不清楚它是否起源于吸积流本身，或在喷流的底部，或可能是它们之间的界面区域。在本文中，我们通过模拟MAXI J1836-194在2011年爆发期间的多波长发射来探索圆盘-喷流的联系。我们通过X射线光谱，X射线定时信息和一个强大的联合拟合方法来更好地隔离射流的物理特性。我们的研究结果表明，在这个系统/爆发的喷流基地可以产生幂律硬X射线发射，只要它的基地是相当紧凑的，发射电子的温度是亚相对论。由于精力充沛的考虑，我们的模型有利于温和的成对加载的射流携带至少20对每个质子。最后，我们发现，X射线功率谱的属性与射流的属性，这表明一个潜在的物理过程调节两者。
2020-12-29 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
Spectro-temporal evolution during the onset-phase of the 2011 outburst of IGR J17091-3624. Implications on accretion disk dynamics
我们重新分析了RXTE / INTEGRAL / Swift卫星在2011年X射线源IGR J17091-3624爆发开始阶段的档案数据。在此阶段，源的光谱和时间性质的演化明显地表现出从硬态（HS）到硬中间态（HIMS）到软中间态（SIMS）再到软态（SS）的状态转变，然后进入变率阶段（VP）（即开普勒流和次开普勒流）。
2013-09-10 astro-ph.HE
Spectral and timing analysis of the bursting pulsar GRO J1744-28 with RXTE observations
分析了爆发脉冲星GRO J1744-28在1995-1997年两次爆发期间的RXTE/PCA观测结果。我们发现了一个重要的转变，即，在$\rm 10^{-8}\ ergs\ cm^{-2}\ s^{-1}$（3-30 keV）通量附近光谱和定时特性的急剧变化，这对应于距离为4- 8千秒差距的2 - 8 $\rm \times 10^{37}\ ergs\ s^{-1}$的光度。当通量小于（大于）这个阈值时，我们定义暗（亮）态。在暗态下，光谱硬度随通量的增加而显著增加，而在亮态下几乎保持不变。此外，我们还发现，在两个状态下，脉冲分数与通量和能量（<30 keV）都呈正相关。由于在所有能带中非常稳定的脉冲轮廓形状，可以测量硬X射线滞后。这种滞后仅在微弱状态下是显著的（在3-4 keV和16-20 keV之间达到$\sim$ 20 ms），并且在亮状态下小得多（$\lesssim$ 2 ms）。我们推测发现的跃迁可能是由于中子星表面吸积结构的变化引起的，而硬X射线滞后是由于几何效应引起的。
2018-10-03 astro-ph.HE
A QPO in NGC 4945 from Archival RXTE Data
我们报告发现一个约6周的准周期振荡（QPO）的档案NGC 4945数据观测的罗西X射线定时探测器（RXTE）卫星。QPO是吸积盘中的一个重要观测指标，在中子星和黑洞的X射线双星中得到了广泛的研究。如果星系黑洞和超大质量黑洞（SMBH）受一组共同的物理过程控制，那么活动星系核（AGN）中应该存在QPO。在活动星系核中寻找QPO已经被证明是困难的，因为它们的质量更大，时间尺度要长得多。从1996年到2011年，RXTE AGN的光变曲线为寻找低频QPO提供了一个极好的，也许是独一无二的机会。我们研究了对Seyfert-2活动星系核NGC 4945的533个RXTE观测。在2006 - 2007年的一个大的观测集群（194次观测，跨度396天）中，Lomb-Scargle周期图显示在0.274 $μ$ Hz（周期$\approx$ 42.2天）的候选QPO。我们使用虚警概率（FAP）来估计不确定性。我们讨论了可能的识别这一功能与透镜Thirring岁差周期。
2020-09-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
RXTE and BeppoSAX Observations of the Transient X-ray Pulsar XTE J1859+083
利用RXTE星载ASM和PCA以及BeppoSAX星载WFC对9.8 s X射线脉冲星XTE J1859+083进行了观测。ASM数据涵盖了12年的时间间隔，并显示在大约MJD 50，250和50，460之间（1996年6月16日至1997年1月12日）发生了一次延长的爆发。不包括该爆发间隔的ASM数据表明可能存在周期为60.65 +/- 0.08天的调制。1999年，在大约一个月的时间间隔内获得了18组主成分分析观测数据。用PCA测量的通量变化似乎与ASM发现的可能周期一致。脉冲周期的PCA测量显示其非单调地减小，然后显著地增大。多普勒频移由于轨道运动，而不是吸积扭矩似乎能够更好地解释脉冲周期的变化。在扩展爆发期间与WFC的观测给出了与先前确定的PCA误差框一致的位置，但其误差明显较小。XTE J1859+083的瞬变性质和脉冲周期的长度与它是Be/中子星双星相一致。可能的60.65天轨道周期将是一个脉冲周期为9.8秒的Be恒星系统的预期长度。
2009-01-09 astro-ph.HE
NGC 7314: X-ray Study of the Evolving Accretion Properties
本文利用XMM-Newton、NuSTAR和RXTE/PCA数据研究Seyfert 1.9星系NGC 7314的时变与光谱性质，揭示软硬X射线不同起源、Fe Kα线及反射成分，并发现其吸积性质随时间演化，可能属于状态转变活动星系核。
2024-10-02 astro-ph.HE
Spectral evolution of the X-ray nova XTE J1859+226 during its outburst observed by BeppoSAX and RXTE
我们报告的X射线新星XTE J1859+226在其1999年爆发期间与BeppoSAX和RXTE观测到的广泛分析的结果。我们模拟的源光谱与多色黑体一样的功能加上通用康普顿模型BMC的优势，提供发射辐射特性的光谱描述，而无需假设的基本物理过程。多色成分归因于几何薄吸积盘，而康普顿化谱被认为起源于系统的最内层次开普勒区域（过渡层）。我们发现XTE J1859+226在其演化过程中覆盖了所有典型的黑洞源光谱状态，然而在非常高的状态下，当盘对总光度的贡献大于70%，均方根变率> 5%时，高能光子指数更接近硬态值（Gamma ~ 1.8）。BMC标准化和光子指数Gamma与射电辐射有很好的相关性，我们还观察到Gamma在最亮的射电辐射水平上可能存在饱和效应。康普顿化种子光子的分数和所观察到的综合均方根变异性之间存在很强的正相关性，这加强了这些系统中大部分快速变异性由最内层康普顿云提供的想法，康普顿云也可以被识别为射流。
2012-11-06 astro-ph.HE
Ignition column depths of helium-rich thermonuclear bursts from 4U 1728-34
本文用RXTE、Chandra和INTEGRAL等方法分析了低质量X射线双星4U 1728 -34的热核（I型）X射线爆发。我们比较了爆炸能量和复发时间的变化作为吸积率的函数与数值点火模型的预测，包括在地壳中的加热和冷却的治疗。我们发现，测得的爆发点火柱深度显着低于理论预测值，无论假设的热结构的中子星内部。虽然钱德拉测量的吸积率可能被低估，但由于敏感带外的额外持久光谱成分，所需的校正因子通常为3.6，甚至高达6，这是不可信的。此外，对于RXTE和INTEGRAL，这种低估甚至更不可能，它们具有更宽的带通。对观测到的差异的可能解释包括剪切触发的混合的吸积氦更大的柱深度，导致更早的点火，或部分覆盖的吸积燃料的中子星表面。
2010-05-26 astro-ph.HE
Anti-correlated Soft Lags in the Intermediate State of Black Hole Source GX 339-4
我们使用RXTE观测报告了源GX 339-4中软能带和硬能带之间的几百秒反相关软滞后。在一次观察中，使用ISGRI/INTEGRAL硬能带和PCA/RXTE软能带光变曲线观察到反相关软滞后。当源处于硬和软中间状态时，即，在一个陡峭的幂律态，我们发现，时间和光谱特性的变化，在滞后时标。反相关的软滞后与光谱的变化，在此期间的吸积盘的几何形状发生了变化。所观察到的时间和光谱变化的解释使用截断盘几何的框架。我们发现，在滞后时间尺度内，准周期振荡的质心频率降低，软通量随着硬通量的增加而降低，幂律指数随着圆盘归一化参数的减小而变陡.我们认为，这些变化可以解释，如果我们假设，热日冕凝聚，并形成一个磁盘的内部区域的吸积盘。整体的光谱和时间的变化支持截断几何的吸积盘在陡峭的幂律状态或在中间状态。
2010-11-30 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
GRS 1915+105 in "Soft State": Nature of Accretion Disk Wind and Origin of X-Ray Emission
我们提出的结果，同时钱德拉HETGS和RXTE观测的微类星体GRS 1915+105在其准稳定的“软状态”（或状态A）在2007年8月14日，几天后，从“硬状态”（状态C）的状态转换。X射线通量在钱德拉观测的中间随着光谱硬化而增加，之后67 Hz QPO变得显著。HETGS光谱揭示了至少32条来自高电离离子的窄吸收线，包括Ne，Mg，Si，S，Ar，Ca，Cr，Mn，Fe，其特征是Chandra从该源观察到的那些中最深的。我们发现，对于Si XIV和Fe XXVI离子，吸收体的流出速度分别为~150和~500 km s ^{-1}，视线速度色散分别为~70和~200 km s^{-1}。大的速度和它的分散在较重的离子表明，风沿视线的非均匀动力学结构。吸收体的位置估计在距源~（1-3）x10^5 r_g（r_g是引力半径）处，与热驱动风和/或辐射驱动风相一致。在3-25 keV波段用RXTE得到的连续谱可以用热康普顿化很好地描述，其电子温度约为4 keV，光学深度约为5，从标准盘的种子光子向下延伸到（4-7）rg。在这种解释中，大部分辐射能量是在康普顿化日冕中产生的，它完全覆盖了圆盘的内部。探测到宽（1σ宽~ 0.2keV）的铁-K发射线和模糊的边缘特征，这可以用半径大于400 r_g的吸积盘的反射来解释。
2009-01-14 astro-ph.HE
Be/X-ray binary SXP6.85 undergoes large Type II outburst in the Small Magellanic Cloud
小麦哲伦星云（SMC）Be/X射线脉冲双星SXP 6.85 = XTE J 0103 -728在2008年8月10日开始经历了一次大的II型爆发。在随后的20周内，始终观察到该来源（MJD = 54688 - 54830）。我们目前的X射线定时和光谱分析的来源，作为我们正在进行的罗西X射线定时探测器（RXTE）监测活动的一部分，和整体的关键方案监测SMC和47 Tuc。与光学引力透镜实验（OGLE）III的Be对应的光变曲线的比较表明，从这个源的X射线爆发符合光学最大值的时间。我们把这归因于拱星盘的尺寸增加，导致质量吸积到中子星上。地面红外测光和H-α光谱在爆发过程中获得的被用来作为衡量的大小的拱星盘和借给支持这张照片。此外，折叠RXTE光变曲线似乎表明复杂的变化，在几何形状的吸积区域的表面上的中子星，这可能是一个不均匀的密度分布在拱星材料造成可变的吸积率到中子星。最后，假设的倾斜度的系统和H-α等效宽度的测量是用来做一个简单的估计的大小的拱星盘。
2009-12-15 astro-ph.HE
Study of the long-term evolution of the accretion dynamics of GX 339-4
我们使用RXTE、Swift（XRT）、XMM-Newton（PN）档案数据研究了2002-2011年爆发期间银河系黑洞源GX 339-4的动力学行为。我们提出的频谱演化的源使用四个爆发数据，并讨论它们的相似性/差异爆发。我们推断，在2002/03年和2004/05年爆发的第二个高峰可能是由于第二个瞬间触发的不稳定性的吸积盘由于辐射从中央X射线源后，峰I。这在粘性时间范围内传播，在峰I后约80-90天产生峰II。这统一了所有四次爆发，其上升时间约为90天。用两分量吸积盘模型模拟了单个观测光谱，研究了吸积参数的动力学演化。其中，软光子由Keplerian吸积盘产生，硬光子则由热的次Keplerian中心日冕产生。提出了一个通用的数学模型来理解像GX 339-4这样具有较长上升时间的源的吸积参数的演化。此外，还讨论了上升时间较短的突出物理情景可能存在的差异。
2019-05-11 astro-ph.HE
The accretion rate dependence of burst oscillation amplitude
低质量X射线双星中的中子星在热核爆发期间表现出振荡，这归因于燃烧表面的不对称亮度模式。所有被提出来解释这些不对称性起源的模型（扩展热点、表面波和冷却尾流）都依赖于吸积率。通过对六个振荡源的RXTE数据的分析，我们研究了爆发振荡振幅与吸积率的关系。这比Muno等人（2004年）以前分析的样本规模增加了一倍多，Muno等人发现了吸积率和振荡幅度之间关系的迹象。我们发现在所有观测到的吸积速率下都可以检测到爆发振荡信号。此外，在低吸积率的振荡被发现有相对较小的振幅（$A_\text{rms}\leq0.10$），而在高吸积率观察到的爆发中检测到的振荡涵盖了广泛的振幅（$0.05\leq A_\text{rms}\leq0.20$）。在本文中，我们提出了我们的分析结果，并讨论了这些电流突发振荡模型的光。此外，我们调查了两个源的爆发没有以前检测到的振荡。尽管这些来源已被观察到在吸积率爆发振荡可能是预期的，我们发现他们的行为是不异常的振荡源相比。
2016-10-27 astro-ph.HE
A Unified Spectral Model for Accreting Neutron Stars
最近的研究表明，弱磁性中子星周围的吸积流在到达恒星表面之前经历了多次冲击，这导致了X射线观测到的光谱和时间变化。在这里，我们报告，第一次，一个统一的模型的冲击吸积流周围的中子星，基于双组分对流范式的光谱特性。我们比较我们的理论结果与X射线光谱特征的Z和环礁源，在不同的状态。我们还拟合了Sco X-1和4U 1705-44的RXTE/PCA谱，以显示该新模型的潜在应用。
2020-12-28 astro-ph.HE
Properties of the propagating shock wave in the accretion flow around GX 339-4 in the 2010 outburst
上下文黑洞候选者GX 339-4在2010年1月展示了一次X射线爆发，目前仍在继续。我们在这里讨论的时间和光谱特性的爆发使用RXTE数据。目标。我们的目标是研究GX 339-4的时间和光谱特性，使用其最近的爆发数据和提取有关吸积流的性质的信息。方法.我们使用最近GX 339-4爆发的RXTE存档数据，并使用NASA HEAsoft软件包6.8版对其进行分析。然后，我们比较了观测到的准周期振荡（QPO）频率与现有的冲击振荡模型，并获得的冲击位置的演化过程中爆发的性质。结果我们发现QPO频率在26天内从0.102 Hz单调增加到5.69 Hz。我们解释这种演变与传播振荡冲击（POS）的解决方案，并找到初始和最终的冲击位置和强度的变化。模型拟合还给出了传播冲击波的速度，这是负责QPO的产生和它们的演变，在~ 10 m/s。我们从光谱中观察到，到2010年4月10日，该物体处于硬态。之后，进入了硬中期。4月18日，它进行了状态转换，进入了软中间状态。5月15日，观测到另一个状态转换，源移动到软状态。结论.与先前拟合的爆发源一样，该源也显示出在粘性时间尺度中QPO频率（$ν_{QPO}$）快速增加的趋势，这可以相当准确地模拟。在这种情况下，激波似乎在约172史瓦西半径处消失，不像2005年GRO J1655-40爆发时，激波消失在视界后面。
2010-09-17 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
Bayesian parameter constraints for neutron star masses and radii using X-ray timing observations of accretion-powered millisecond pulsars
提出了一种利用吸积毫秒中子星的X射线脉冲轮廓信息来约束中子星质量和半径的贝叶斯方法。我们使用“扁史瓦西”近似模型的脉冲的形状，它考虑到变形的形状的恒星连同特殊和广义相对论的光子轨迹和角度的修正。辐射的光谱是从热板中的康普顿化的经验模型获得的，其中种子黑体光子的一部分被散射成幂律分量。通过使用仿射不变的马尔可夫链蒙特卡罗系综抽样方法，我们得到了不同的模型参数，特别是质量和半径的后验概率分布。为了测试我们的方法的鲁棒性，我们首先分析了具有已知模型参数的自生成的合成数据。然后对Rossi X射线定时探测器（RXTE）对SAX J1808.4-3658的观测进行了类似的分析。结果表明，我们的方法可以重现的模型参数的合成数据，并使用RXTE脉冲轮廓观测，如果质量是先验已知的，可以得到精确的约束半径。对于1.5-1.8 Msun范围内的质量，SAX J1808.4-3658中NS的半径被限制在9和13 km之间。如果质量是准确知道的，半径可以确定5%的精度（68%的可信度）。例如，对于1.7 Msun的质量，赤道半径为Req = 11.9+0.5 - 0.4 km。最后，我们表明，当X射线偏振数据从成像X射线偏振探测器将成为可用时，可以得到进一步的改进。
2018-10-29 astro-ph.HE
Long-term multi-wavelength studies of GRS 1915+105 I. A high-energy and mid-infrared focus with RXTE, INTEGRAL, and Spitzer
迄今为止，银河系黑洞双星的中红外特性几乎没有在多波长运动的框架下进行过研究。然而，在这个光谱域的研究是至关重要的，以获得补充信息的存在下的灰尘和/或物理过程，如灰尘加热和热韧致辐射。在这里，我们报告了对微类星体GRS 1915+105的长期多波长研究。一方面，我们的目标是了解中红外发射的起源，另一方面，寻找与高能和/或射电活动的相关性。我们在2004年和2006年之间的几个时期观察到的源与光度计IRAC和光谱仪IRS，都安装在斯皮策太空望远镜。当可用时，我们完成了我们的数据集与准同时RXTE和INTEGRAL高能和/或赖尔射电观测从公共档案。通过光谱分析和射电-X射线光谱能量分布的宽带拟合，研究了GRS 1915+105的中红外环境和活动。我们在GRS 1915+105的所有IRS光谱中检测到多环芳烃分子，但只有一个IRS光谱明确证明了尘埃成分的存在，可能是由高能发射光电离的。我们还认为，这种尘埃分布在一个由伴星加热的盘状结构中，就像在一些赫比格Ae/Be和孤立的冷巨星中观察到的那样。此外，我们表明，一些软X射线发射的吸积盘的内部区域发出的再处理和热化的外部。这导致中红外过量，这很可能与软X射线发射相关。我们排除热韧致辐射的贡献显着在这个光谱域。
2010-05-03 astro-ph.HE
A QPO in Mkn 421 from Archival RXTE Data
基于RXTE长达15年的ASM数据，在耀变体Mkn 421的X射线辐射中发现了一个325天的准周期振荡，并探讨了其可能源于吸积盘-喷流相互作用及Lense-Thirring进动调制机制。
2023-05-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
A truncated accretion disk in the galactic black hole source H1743-322
为了研究H1743-322源中吸积盘的几何结构，我们利用RXTE定点观测进行了详细的X射线时间和光谱研究。我们已经选择了所有的数据有关的陡幂律（SPL）状态在2003年爆发的这个源。我们发现反相关的硬X射线滞后在三个观测和光谱和时间参数（如QPO频率）的变化证实了截断吸积盘在这个源的想法。编译来自其他来源的类似观测数据，我们发现QPO频率的分数变化与观测到的延迟之间存在相关性。我们建议，这些意见表明一个明确的大小尺度内吸积盘（截断盘的半径），我们解释了所观察到的相关性使用各种磁盘参数，如康普顿冷却时间尺度，粘性时间尺度等。
2009-04-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
NGC 4051: Black hole mass and photon index-mass accretion rate correlation
我们发现在活动星系核NGC 4051中观测到的X射线光谱（光子）指数和质量吸积率之间存在着相关性。我们用XMM/Newton、Suzaku和RXTE分析了NGC 4051中观测到的光谱跃迁事件。我们采用了缩放技术的黑洞（BH）的质量评价，它使用的光子指数和归一化的种子（磁盘）组件，这是成比例的质量吸积率之间的相关性。我们开发了一个分析模型，表明光谱（光子）指数的BH紧急光谱经历了从低到高的值依赖于质量吸积率在吸积盘的演变。我们以天鹅座X-1和GRO~J1550-564为参考源，通过动力学测量计算了它们的距离、倾角和BH质量。应用光子指数-质量吸积率相关的定标技术，可以估计NGC 4051中的黑洞质量超过6 × 10^5太阳质量。
2018-02-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Thermal spectra of thin accretion disks of finite thickness around Kerr black holes
对黑洞的几何薄和光学厚的吸积盘的热谱分析，即所谓的连续拟合方法，是测量黑洞自旋的主要技术之一。目前的模型通常近似的磁盘作为无限薄，而在现实中的磁盘厚度是有限的，并增加了黑洞质量吸积率的增加。本文提出一个XSPEC模型来计算Kerr黑洞周围有限厚度薄吸积盘的多温黑体谱。我们测试我们的新模型与RXTE观测的黑洞二进制GRS 1915+105。我们发现，与新的模型推断的自旋值略高于与一个无限薄的磁盘模型获得的自旋值，但差异很小，目前的效果是次要的，相对于其他来源的不确定性在最终的自旋测量。
2020-06-03 astro-ph.HE gr-qc
X-Ray Spectra of The High-Mass X-RAY Binary 4U~1700-37 using BeppoSAX, Suzaku and RXTE Observations
本文报道了高质量双星4U~1700-37在硬-软态演化过程中的X射线谱分析。我们使用BeppoSAX，朱雀和RXTE（罗西X射线定时探测器），朱雀和BeppoSAX的观测进行这项调查。我们认为，X射线的宽带光谱在所有的光谱状态可以充分再现的模型，包括一个低温黑体组件，两个康普顿组件都由于康普顿云（CC）的存在下，向上散射种子光子的$T_{s1}$ ~< 1.4 keV，和$T_{s2}<$ 1 keV，和一个铁线组件。我们发现，使用这个模型的光子幂律指数几乎是恒定的，$Γ_{1}\sim 2$的所有光谱状态。然而，$Γ_{2}$表现出依赖于光谱状态的行为。即，当CC等离子体温度$kT^{(2)}_e$小于40 keV时，$Γ_{2}$准恒定在$Γ_{2}\sim 2$的水平;另一方面，当$kT^{(2)}_e$大于40 keV时，$Γ_{2}$在$1.3<Γ_{2}<2$的范围内。我们解释了这种准稳定的$Γ$在大多数的硬-软转变的4U~1700-37在一个框架的模型，其中所产生的光谱描述的两个康普顿分量。我们发现HMXB 4U~1700-37的这些康普顿化谱分量与以前在NS源中发现的谱分量相似。4U~1700-37中所揭示的质量吸积率和$kT_e$对指数的依赖性是4U~1700 -37中NS存在的普遍观测证据。
2016-02-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
