Vertical Convection in Turbulent Accretion Disks and Light Curves of the A0620-00 1975 Outburst
本文提出了一个非定常的$α$ -盘模型，考虑了氢部分电离的外吸积盘中的辐射和垂直对流。我们在吸积盘的混合长度对流方程中考虑了粘性能的产生。用这个模型研究了X射线新星A0620-00的光学和X射线光变曲线。估计了吸积盘的湍流粘性参数$α= 0.5 ÷0.6$，这对于解释1975年A0620-00爆发X射线光变曲线下降支上的光度衰减率是必要的。光变曲线上的次级光度极大值可以通过假设光学伴星向吸积盘中注入了额外的物质来解释。
2015-11-07 astro-ph.HE
Temporal evolution of the circumstellar disk orientation in the transient X-ray pulsar GRO J1008-57
University of Turku（图尔库大学）；Universität Tübingen（蒂宾根大学）；Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所）；Sun Yat-sen University（中山大学）
研究探讨了暂态X射线脉冲星GRO J1008-57在多次Type II爆发后Type I爆发的轨道相位演变，发现其具有阶梯状变化特征，可能与Be星周围盘的长期轨道周期有关。
2026-05-19 astro-ph.HE
NuSTAR and XMM-Newton observations of the 2015 outburst decay of GX 339-4
在恒星质量低/硬态的黑洞X射线双星中，吸积盘的范围仍然是一个悬而未决的问题。有一些证据表明，内部的吸积盘被截断，并被热流取代，而相对论性加宽的铁发射线的检测似乎需要一个吸积盘完全延伸到最里面的稳定圆轨道。我们对2015年秋季在爆发衰变期间拍摄的GX 339-4的六个核光谱望远镜阵列（NuSTAR）和XMM-牛顿观测进行了全面的光谱和时序分析。使用的光谱模型组成的热吸积盘，康普顿化的排放，和相对论反射组件，我们得到一个减少的光子指数，一致的X射线双星在爆发衰变。虽然，我们观察到的吸积盘和反射器，这可以解决在每个模型中的不同的基本假设的内半径的差异，两个模型组件表明截断吸积盘，随着光度降低relies。傅立叶功率谱中的特征频率的演变和它们缺失的能量依赖性支持在硬态中截断和演变盘的解释。XMM-Newton数据集使我们能够第一次研究协方差谱和比值在爆发衰减过程中的演变。协方差比的增加和陡峭的爆发衰减过程中，增加磁盘不稳定性一致。
2017-06-27 astro-ph.HE
Non-Steady State Accretion Disks in X-Ray Novae: Outburst Models for Nova Monocerotis 1975 and Nova Muscae 1991
我们用随时间变化的吸积盘模型拟合了两颗X射线新星（Nova Monocerotis 1975 = A0620 - 00和Nova Muscae GS 1991 = 1124 - 683）的爆发。该模型是基于一个新的解决方案的扩散型方程的非稳态吸积，并描述了一个粘性的α-磁盘在一个二进制系统的爆发后的峰值，当在磁盘中的物质完全电离的演变。吸积率在磁盘上按照幂律下降。我们推导出吸积率和有效温度的磁盘公式。该模型有三个自由输入参数：中心物体M的质量、湍流参数α和归一化参数Δ t。模拟结果与观测到的X射线和光学B和V光变曲线进行了比较。由此得出的湍流参数$α$的估计值是相似的：A 0620 - 00为0.2 - 0.4，GS 1124 - 683为0.45 - 0.65，这表明这些源中致密天体周围的吸积盘中的粘性具有相似的性质。我们还推导出这些系统的距离作为其紧凑的对象的质量的函数。
2009-05-15 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
The 2009 outburst of H~1743-322 as observed by RXTE
我们分析了2009年H~1743-322爆发的RXTE观测，以及前五次爆发的观测结果进行比较。硬度-强度图（HID）显示了2009年爆发的完整逆时针q轨迹，有趣的是，该轨迹介于2003年的一个巨大的，完全过渡到高/软状态，以及2008年失败的爆发之间。它离开低/硬状态，但没有到达整个HID的最左边。虽然HID中的最低硬度（6- 19 keV/3- 6 keV）值在2009年爆发时约为0.3- 0.4，类似于持久性黑洞XRB Cyg X-1中看到的"失败状态转换”，但时序分析表明发生了向高软状态的转换。在2009年爆发的低/硬态期间，发现吸积盘的内径更靠近中心黑洞，并且与盘的温度存在反相关关系。这些结果可以理解为热日冕在吸积盘的软X射线上的再加工，这可能导致对吸积盘内径的低估。在日冕相对于盘的光度图中，2003年和2009年爆发的轨迹穿过这条线，这条线代表热和非热成分对整个发射的贡献大致相等; 2008年爆发的轨迹在这条线上翻转。这可以指示电晕和盘之间的发射平衡，其防止状态转变比低/硬状态更进一步。
2010-08-18 astro-ph.HE
The peculiar disk evolution of 4U 1630--472 observed by Insight-HXMT during the 2022 and 2023 outbursts
本文利用 Insight-HXMT 观测研究了黑洞 X 射线双星 4U 1630--472 在 2022 和 2023 年特殊软态爆发期间的光谱特性，发现盘的流量-温度关系符合标准盘，并揭示了盘向细盘演化可能依赖于非热发射比例。
2025-03-05 astro-ph.HE
Evolution of the Accretion Disk and Corona During the Outburst of the Neutron Star Transient MAXI J1807+132
本研究利用NICER数据分析中子星暂现源MAXI J1807+132 2023年爆发的X射线特征，揭示其态转变、吸积盘演化规律，并追踪日冕尺度演化与再耀发特性。
2024-12-11 astro-ph.HE
Optical variability of the accretion disk around the intermediate mass black hole ESO 243-49 HLX-1 during the 2012 outburst
我们提出了专门的准同步X射线（斯威夫特）和光学（甚大望远镜（VLT），V-和R-波段）观测的中间质量黑洞候选人ESO 243-49 HLX-1之前和期间的2012年爆发。我们表明，V-波段的幅度随时间变化，从而证明所观察到的发射起源于吸积盘的一部分。利用HLX-1的第一次静态光学观测，我们发现HLX-1周围的恒星星族比V~25.1和R~24.2更暗。我们发现，光辐射可能会增加之前的X射线发射与Lasota等人（2011年）提出的方案一致，其中定期爆发可能与通过在近星点的恒星围绕中等质量黑洞在偏心轨道，这触发了质量转移到一个准永久的吸积盘周围的黑洞。此外，如果在X射线发射中确实存在延迟，则我们估计传质传递半径为~ 1 e11 cm。
2013-11-27 astro-ph.HE
The effect of thermal winds on the outbursts evolution of LMXB systems
本研究利用升级代码freddi模拟带热风的非稳态吸积盘，发现其会降低BH LMXB的α估计，并合理解释4U 1543-47的2002年爆发。
2023-10-31 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
High frequency oscillations in outbursts of Kerr-metric slim disks
我们数值研究了黑洞周围的热不稳定吸积盘。基于两次MHD模拟的结果，我们采用了一个演化的粘性应力方程来代替标准的α-处方。在极限环爆发态下，我们发现了一些运行模型的有趣的振荡现象。振荡在内边界附近产生并径向向外传播。我们认为它们是由音速点不稳定性激发的捕获$p$模振荡。我们直接整合当地的辐射冷却通量，以建立模拟的热光变曲线。在模拟光变曲线的功率谱上，我们发现在基次谐波的旁边有一系列的泛音。基波频率与圆盘的最大周转频率非常接近，基波频率与泛音频率之比为正整数级数。我们提出了在虚拟观测中射线追迹计算的代码必须是时间相关的，并指出了用高频QPO测量黑洞自旋的鲁棒性。
2015-01-29 astro-ph.HE
Peculiar outbursts of an ultra luminous source likely signs of an aperiodic disc-wind
富含金属的球状星团RZ 2109位于大质量的室女座椭圆星系NGC 4472（M49）中，拥有超亮X射线源XMMU 122939.7+075333。以前的研究表明，这个来源在几个小时的时间尺度上在明亮和暗淡的阶段之间变化。在这里，我们报告发现了两个奇怪的X射线爆发事件，持续约8和3.5小时，间隔约3天。这种重复出现的X射线爆发行为以前从未被观察到。我们认为，I型X射线爆发或超级爆发以及爆发的情况下，需要一个年轻的恒星对象是极不可能的解释所观察到的光变曲线，离开一个非周期性盘风的情况下，超爱丁顿吸积驱动作为一个可行的解释这种新类型的X射线耀斑活动。
2019-05-14 astro-ph.HE
On the X-ray Outbursts of Transient Anomalous X-ray Pulsars and Soft Gamma-ray Repeaters
本文给出了XTE J1810-197、SGR 0501+4516、SGR 1627-41和CXTEJ 164710.2 -455216等四个瞬态异常X射线源（AXP）和软γ射线重复源（SGR）的X射线爆发光变曲线，可以产生的回退磁盘模型，也适用于持久的AXP和SGR在我们的早期工作的爆发光曲线。该模型求解了被软伽马射线暴推回的圆盘的弛豫扩散方程。用于这些瞬态源的主要磁盘参数集彼此非常相似，并且与我们早期的持久AXP和SGR模型中所采用的参数非常相似。瞬变源和持久源的X射线爆发光变曲线存在特征差异。这可以解释的差异，在磁盘的表面密度分布的瞬态和持久的源在静止的静态X射线光度表示。我们的研究结果表明，在临界温度在~ 1300 - 2800 K范围内的粘性盘不稳定性是一个共同的属性的所有回退盘周围AXP和SGR。不稳定性的影响是更明显的，开始较早的源与较低的静态光度，这导致了可观察到的差异，在X射线增强光曲线的瞬态和持久的源。具有相同基本盘参数的单个活动盘模型可以解释瞬态和持续AXP和SGR的增强阶段。我们还提出了一个详细的参数研究，以显示磁盘参数的X射线亮度的AXP和SGR的X射线增强阶段的演变的影响。
2012-10-05 astro-ph.HE
A Multi-wavelength Characterization of the 2023 Outburst of MAXI J1807+132: Manifestations of Disk Instability and Jet Emission
本文通过射电至X射线多波段观测表征MAXI J1807+132的2023年爆发，发现X射线与光学上升延迟支持截断盘不稳定性模型，并首次在X射线双星中观测到小耀发前光学偏振近正交旋转及喷流熄灭现象。
2025-06-04 astro-ph.HE
Swift XRT Timing Observations of the Black-Hole Binary SWIFTJ1753.5-0127: Disk-Diluted Fluctuations in the Outburst Peak
在仔细分析了仪器对泊松噪声的影响以证明使用Swift X射线望远镜（XRT）进行详细随机变化研究的可行性之后，我们分析了2005-2010年期间所有XRT观测中黑洞X射线双星SWIFT J1753.5-0127的变化。我们提出的功率谱分量的演变沿爆发在两个能带：软（0.5-2千电子伏）和硬（2-10千电子伏），并在硬带找到与罗西X射线定时探测器（RXTE）的结果一致。XRT的优点是我们还可以探索RXTE未覆盖的软频段。该源先前被认为是一个吸积盘，向下延伸到接近低硬态的黑洞，并在该盘固有的软带中显示低频变化。我们的研究结果与此一致，在低强度较强的低频变化在软比在硬带。从我们的分析中，我们能够提出的软带的变化在爆发的峰值的第一次测量，并发现它是可变的比硬带，特别是在高频率，相反，在低强度看到的。这两个结果都可以在一个简单的双发射区模型的框架内得到解释，其中热流在爆发峰值时变化更大，而盘在低强度时变化更大。
2013-02-11 astro-ph.HE
Timing and spectral analysis of the 2025 outburst of 4U 1630$-$47 with \textit{NICER}
Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Department of Physics, College of Science, Southern University of Science and Technology（南方科技大学理学院物理系）；Department of Astronomy, School of Physics and Technology, Wuhan University（武汉大学物理科学与技术学院天文学系）
通过分析NICER对黑洞X射线双星4U 1630−47在2025年爆发的观测，研究其瞬态低频准周期振荡和毫赫兹级准规则调制的光谱-定时特性，揭示不同阶段相关特性及关系。
2026-07-02 astro-ph.HE
Spin measurement of 4U 1543-47 with Insight-HXMT and NICER from its 2021 outburst: A test of accretion disk models at high luminosities
本文利用 Insight-HXMT 观测 4U 1543-47 在 2021 年的明亮爆发，通过比较 kerrbb2 和 slimbh 吸积盘模型在爱丁顿极限下的光谱演化行为，检验了高光度下的吸积盘模型，并确定了两个最适合进行自旋连续谱拟合的“黄金”时期。
2023-07-21 astro-ph.HE
`Spectro-temporal' characteristics and disk-jet connection of the outbursting black hole source XTE J1859+226
我们重新调查的“光谱-时间”的行为的源XTE J1859+226的X射线在其爆发阶段在1999年，通过分析的RXTE PCA/HEXTE数据在2 - 150千电子伏的光谱带。详细的分析表明，虽然爆发的演化模式遵循典型的q形轮廓，“典型”的软态和“二次”发射的弱存在的情况下观察到的。宽带光谱，建模与高能量的截止，表明折叠能量单调增加，在硬和硬中间状态，然后由一个随机变化的软中间状态。我们试图估计的准周期振荡（QPO）频率的演变的基础上，在上升阶段建模与传播振荡冲击的解决方案，并从光子指数和QPO频率的相关性的源的质量。还观察到，在多次喷射（观察到的无线电耀斑）的QPO频率是不存在的功率谱，其次是软化的频谱（盘通量增加或高能量通量减少）。这些结果是“可能”的指示，即可能导致QPO产生和光谱的非热康普顿化分量的康普顿化日冕被破坏，物质以射流的形式被疏散。我们试图解释的复杂行为的源在整个爆发和性质的磁盘射流连接的背景下，两种不同类型的吸积流材料，在存在磁场。
2014-06-30 astro-ph.HE
Geometry variation of accretion disks of Compact Objects
黑洞候选者在爆发过程中的时间和光谱变化已经在一些出版物中报道。众所周知，在爆发期间，源在最初几天变得柔软，然后在几周或几个月后恢复到坚硬状态。在本文中，我们显示的康普顿化效率（CE）的变化，从黑体光子数的比率，幂律光子数，作为时间的函数在几个爆发。由于幂律光子是通过被拦截的软光子的逆康普顿化产生的，因此CE是康普顿云的几何形状的量度。我们的研究表明，所有的爆发开始于一个大的CE，并在几天后变得非常小，当康普顿云变得非常小，以拦截任何显着数量的软光子。CE在爆发结束时返回到更大的值。
2014-02-17 astro-ph.HE
Back to quiescence: post-outburst evolution of the pulsar J1119-6127 and its wind nebula
我们报告了对强磁场脉冲星（PSR）J1119-6127及其紧凑脉冲星风星云（PWN）的深度钱德拉观测的分析，该观测于2019年10月，即该源爆发三年后拍摄。脉冲星爆发后（2019年）的0.5-7 keV光谱最好用双组分黑体加幂律模型描述，温度为0.2 \pm 0.1 keV，光子指数为1.8 \pm 0.4，X射线光度为~ 1.9 e33 erg s^{-1}，与其爆发前的静止相一致。我们发现脉冲星又回到了静止状态。致密星云呈现出南北方向拉长的喷流状形态，类似于爆发前阶段。爆发后的PWN光谱最适合吸收幂律，光子指数为2.3 \pm 0.5，通量为~ 3.2 e-14 erg cm^{-2} s^{-1}（0.5-7 keV）。PWN光谱显示出在爆发后阶段光谱软化的证据，爆发前的光子指数从1.2 \pm 0.4变为2.3 \pm 0.5，爆发前的光度从~1.5e32 erg s^{-1}变为0.5-7 keV波段的2.7e32 erg s^{-1}，这表明磁星爆发可以影响PWN。观测到的恢复平静的时间尺度只有几年，这意味着一个相当快的冷却过程，并有利于J1119在磁星爆发后暂时由磁能提供动力的情况，除了它的自旋下降能量。
2021-06-22 astro-ph.HE
Events leading up to the June 2015 outburst of V404 Cyg
2015年6月15日，{ \em Swift}上的爆发警报望远镜（BAT）探测到来自黑洞瞬态V404 Cyg的X射线爆发。在过去的10年里，我们用2米的福克斯望远镜在三个光学波段（V，R和i $^{'}$）对天鹅座V404进行了监测。我们发现，在这次爆发前一周，光通量比静止轨道调制亮0.1- 0.3等，这意味着X射线爆发的光学前兆。也有一个暗示，一个逐渐的光学衰减（年），然后在爆发前持续两个月的上升。我们在BAT触发前13小时偶然获得了V404 Cyg的光谱。这也是明亮的（$\sim1\rm\,mag$）比宁静，并显示谱线典型的吸积盘，与特征吸收功能的施主弱得多。没有检测到He II的发射，这在X射线通量大幅增亮的情况下是可以预期的。这一点，结合强烈的H $α$发射的存在，大约是静止水平的7倍，表明盘在X射线爆发开始之前进入了热的爆发状态。我们建议，爆发是由一个粘性热不稳定性触发的截断盘的内边缘附近。一周的X射线延迟与重新填充内部区域所需的时间一致，因此将盘的内缘向内移动，使物质到达中心BH，最终打开X射线发射。
2016-01-19 astro-ph.HE
Wideband Study of the Brightest Black Hole X-ray Binary 4U 1543-47 in the 2021 Outburst: Signature of Disk-Wind Regulated Accretion
首次利用NICER、NuSTAR和AstroSat观测数据，通过现象学和反射模型，对最亮的黑洞X射线双星4U $1543-47$在2021年爆发期间的宽带光谱进行了全面分析。该源达到超爱丁顿峰值亮度，并保持在软态，与一小部分（$< 3\%$）的逆康普顿光子。光谱模型揭示了陡峭的光子指数（$Γ\sim 2-2.6$）和相对较高的内部磁盘温度（$T_{in}\sim 0.9-1.27$ keV）。视线柱密度在（$0.45-0.54$）$\times10^{22}$ cm $^{-2}$之间变化。使用ESTXILL模型的反射建模表明，4U $1543-47$是一个低倾角系统（$θ\sim 32^\circ - 40^\circ$）。吸积盘高度电离（log $ξ$ > 3），在整个研究期间具有超太阳丰度（3.6 $-$ 10 $A_{Fe,\odot}$）。我们检测到一个突出的动态吸收功能之间的$\sim 8-11$ keV的光谱在整个爆发。这是首次探测到X射线双星。我们推断，高电离、快速移动的盘风对初级X射线光子的吸收可以产生所观察到的吸收特征。现象学的光谱模型还显示存在的中性吸收功能$\sim 7.1 - 7.4$千电子伏，电离和中性吸收组件遵循彼此与延迟的一个典型的粘性时间尺度的$10-15$天。
2023-01-31 astro-ph.HE
Enhanced optical activity 12 days before X-ray activity, and a 4 day X-ray delay during outburst rise, in a low-mass X-ray binary
X射线瞬变，如吸积中子星，周期性地经历爆发，被认为是由吸积盘中的热粘性不稳定性引起的。通常，当吸积盘经历了不稳定性，并且持续的X射线通量上升到X射线空间观测站上的所有天空监测器都能探测到的阈值时，吸积中子星的爆发就被识别出来了。在这里，我们提出了最早的已知组合光学，紫外和X射线监测观测的爆发开始的吸积中子星低质量X射线二元系统。我们观察到，在2019年SAXJ1808.4 -3658爆发开始期间，从7月25日开始，即Swift/XRT和NICER首次X射线探测前12天（8月6日），光学i '带幅度显著持续增加。我们还观察到4天的光学X射线上升延迟，和2天的紫外线X射线延迟，在爆发的开始。我们提出的多波长观测，得到讨论的理论爆发的X射线瞬态，包括磁盘不稳定性模型，和延迟的影响。这项工作是一个重要的确认光学X射线发射的延迟期间爆发的低质量X射线双星，这是以前只测量灵敏度较低的全天监测器。我们发现观测证据表明，爆发是由电离的氢在磁盘。
2020-08-22 astro-ph.HE
Typical X-ray Outburst Light Curves of Aql X-1
本研究在盘不稳定性模型框架下，通过考虑盘径高比对质量流率的弱依赖，成功重现Aql X-1的典型X射线爆发光变曲线，解释了拐点与快衰减特征，并给出其宁静态吸积及偶极矩上限的结论。
2023-12-16 astro-ph.HE
Change in the orbital period of a binary system due to an outburst in a windy accretion disc
我们考虑了一种新的机制，从X射线双星系统的角动量的删除和改变其轨道周期-质量损失的形式风从吸积盘。观测和模型都预测了X射线瞬变中圆盘的强风。我们得到了一个分析估计的增加轨道周期的双星系统的风从盘在爆发期间，和定量估计系统XTE J1118+480，A0620-00和GRS 1124-68。由此产生的周期增长率与观测到的周期长期下降率相当。我们还比较了预测的变化率在一个双系统的周期，由于物质流入光盘和流出的第二拉格朗日点与观测。它的结论是，上述机制不能解释所观察到的长期减少期间的三个X射线新星，它是必要的，以考虑一个circumbinary光盘，排水的二进制的角动量。
2021-05-25 astro-ph.HE
Bright mini-outburst ends the 12-year long activity of the black hole candidate Swift J1753.5-0127
我们提出了光学，紫外和X射线监测的短轨道周期黑洞X射线二进制候选人斯威夫特J1753.5-0127，专注于其12 $-$年的爆发，在2005年开始的最后阶段。从2016年9月开始，光源开始衰减，在三个月内，光通量几乎达到静止水平。在那之后不久，使用一种新提出的再亮分类方法，我们在光学光变曲线中记录了一个小爆发和一个小爆发，分别在2017年2月（V $\rm\sim$ 17.0）和5月（V $\rm\sim$ 17.9）达到峰值。值得注意的是，小爆发有一个峰值通量，这与在它之前的衰落阶段之前的缓慢衰减的外推相一致。我们从光学颜色中发现，当源开始迅速衰减时，外盘的温度为$\sim 11$，000 K。根据磁盘不稳定性模型，这是接近临界温度时，冷却波预计将在磁盘中形成，关闭爆发。光学颜色可能是一个有用的工具，以预测在一些X射线瞬变衰减率。我们注意到，所有的X射线双星，显示主爆发后的小爆发是短轨道周期系统（$<$ 7小时）。在类比与另一类短周期双星显示类似的迷你爆发，灾难性的变量的RZ LMi型，我们建议迷你爆发可能会发生，如果有一个热的内盘在年底的爆发衰变。
2019-03-22 astro-ph.HE
Was an Outburst of Aquila X-1 a Magnetic Flare?
我指出了2009年11月天鹰座X-1 X射线双星爆发和一些太阳耀斑之间的射电和软X射线光变曲线的有趣相似之处。天鹰座X-1在这次爆发中的软X射线和射电光度的比值也类似于一些弱的太阳耀斑，8 GHz附近的射电频谱也是如此。基于这些，以及其他一些最近的研究，指出吸积盘日冕和恒星耀斑的一些类似的属性，如无线电与X射线光度的比值（Laor & Behar 2008），我推测天鹰座X-1的软X射线爆发与其盘日冕的巨大磁耀斑有关。
2010-08-31 astro-ph.HE
Disc and wind in black hole X-ray binary MAXIJ1820+070 observed through polarized light during its 2018 outburst
我们描述了第一个完整的偏振数据集的整个爆发的低质量黑洞X射线二元系统，并讨论了几何和辐射机制的约束。在硬态衰减期间，当光通量由非热分量主导时，在所有滤波器中观察到的偏振与星际值一致。在软状态下，源的固有极化很小，在$B$和$V$过滤器中为$\sim 0.15$ %，并且很可能是在辐照光盘中产生的。一个更高的极化，达到$\sim 0.5$ %的$V$和$R$过滤器，在上升的硬态观察到的$\sim 25^\circ$的位置角与系统中的风的检测时间相吻合。这个角度与射流的位置角一致。检测到的光学偏振是最好的解释，在赤道风的非热（热流或喷流基地）辐射的散射。
2020-05-19 astro-ph.HE
Strong disc winds traced throughout outbursts in black-hole X-ray binaries
在密近双星系统中，物质流到致密的恒星残骸（黑洞、中子星、白矮星）上时，伴随着物质的反复爆发，为限制人们知之甚少的吸积过程提供了强有力的试验平台。吸积盘中角动量（以及质量）传输的效率，传统上被编码在$α$ -粘性参数中，塑造了这些爆发的光变曲线。磁旋转不稳定性的数值模拟被认为是这种运输背后的物理机制，发现$α\sim 0.1-0.2$的值需要从观测吸积白矮星。等价的$α$ --在中子星或黑洞周围的圆盘中，粘性参数从未被估计过。在这里，我们报告的结果分析档案X射线光变曲线的21黑洞X射线双爆发。将贝叶斯方法应用于吸积模型允许我们直接从光变曲线确定相应的$α$ -粘度参数为$α\sim$ 0.2- 1。这一结果可以解释为一个强大的内在速率的角动量运输的磁盘，这只能维持磁旋转不稳定性，如果一个大规模的磁场线程磁盘，或作为一个直接的指示，即质量正在失去从磁盘通过大量的质量外流强烈塑造的X射线双爆发。此外，我们估计的$α$ -粘度和吸积状态之间缺乏相关性意味着这种外流可以消除所有黑洞X射线二元吸积状态中的盘质量的显着部分，有利于磁驱动风超过需要特定辐射条件的热驱动风。
2018-01-22 astro-ph.HE
Origin of Two Types of X-Ray Outbursts in Be/X-Ray Binaries. I. Accretion Scenarios
本文提出了Be/X射线双星中X射线爆发的新设想：正常爆发和巨爆发分别是由Be盘最外层与双星轨道面偏离的物质的辐射低效吸积流（RIAF）和Bondi-Hoyle-Lyttleton（BHL）吸积引起的。基于模拟的质量转移率从错位的被磁盘，连同简化的吸积流模型，我们表明，质量吸积率估计从正常的X射线爆发的光度是一致的，与对流为主的吸积流，而不是与标准的，辐射冷却为主，吸积。我们对正常X射线爆发的RIAF方案解决了对这些爆发的标准磁盘图片提出挑战的问题。当一个未对准的Be盘穿过中子星的轨道时，例如，通过翘曲，中子星可以在盘凌日事件期间通过BHL型吸积捕获大量的质量。我们数值计算表明，这样的过程可以重现巨型X射线爆发的X射线光度。在非常高的Be盘密度的情况下，与盘凌日相关的吸积流成为超临界的，从而产生高于爱丁顿光度的光度。
2012-11-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Chandra, XMM-Newton and HST observations of a transient in M31 with a possible asymmetric, precessing disk
瞬态X射线源CXOM 31 004205.77+411330.43在我们用Chandra对M31中心进行的~每月一次的长期监测活动中表现出几次爆发。然而，衰变曲线似乎与从银河系瞬变观测到的不同。我们跟踪了2011年爆发的两个~B波段HST/ACS观测，一个在爆发中，另一个在平静中，并使用差分成像来寻找对应物;这将由来自盘的再处理的X射线发射主导。我们找到了对应的B = 28.21+/-0.16。XMM-牛顿观测到的前一次爆发产生的光谱可以用吸收幂律很好地描述，吸收相当于~2.6 E+21 H原子cm^（-2），光子指数~1.8;最高质量的钱德拉光谱只产生了$\sim$ 130个计数，与XMM-牛顿的结果最吻合。我们计算了一个典型的磁盘光谱爆发期间的绝对V级为+1.9。X射线与光通量之比与轨道周期之间的经验关系表明，黑洞吸积体的周期< ~4 hr。这样一个短的时间内，预计将产生一个不对称的，旋进磁盘，我们建议，所观察到的衰减光曲线是由于调制的质量传递速率由于磁盘旋进。
2015-03-11 astro-ph.HE
Convection Causes Enhanced Magnetic Turbulence in Accretion Disks in Outburst
我们提出的本地，垂直分层，辐射磁流体剪切盒模拟MRI湍流适合矮新星和软X射线瞬态爆发的氢电离制度的结果。我们采用了频率积分不透明度和状态方程，但忽略了非理想的MHD效应和表面辐照，不施加净垂直磁通量。我们发现两个稳定的热平衡轨道的有效温度与表面质量密度的平面，在定性协议与标准盘不稳定性模型的S曲线图片。我们发现，在$10^4$ K附近的温度下，氢电离过渡的必然结果，大的不透明度，触发强，间歇性的热对流上稳定的分支。这种对流加强了磁湍流发电机，并极大地提高了应力与热压力比$α$的时间平均值，这可能是通过产生垂直的磁场，这可能会导致轴对称的磁旋转不稳定性，并通过增加冷却，使压力不会与湍流耗散成比例地上升。这些增强的应力压力比可以减轻在爆发状态下观测推断的$α$值与从先前的缺乏净垂直磁通量的磁旋转湍流的局部数值模拟中测量的那些值之间的数量级差异。
2014-04-11 astro-ph.HE
Physics of nova outbursts: A theoretical model of classical nova outbursts with self-consistent wind mass loss
我们提出了一个基于辐射压力梯度加速的自洽风质量损失的经典新星爆发周期模型，即，所谓的光学厚风。用Henyey程序计算了质量吸积率为$5 \times 10^{-9}~M_\odot$/年$^{-1}$的1.0 $M_\odot$白矮星的演化模型。当光学厚风发生时，富氢包层的最外部分连接到稳定移动的包层。我们证实，没有内部冲击波发生在热核逃逸。在光球最大膨胀时期，风质量损失率达到最大值，为$1.4 \times 10^{-4}~M_\odot$ yr $^{-1}$，此时光球温度降低到$\log T_{\rm ph}$（K）=3.90。几乎所有的吸积质量都消失在风中。氢燃烧产生的核能以光子发射（64%）、重力能（克服重力将风物质提升，35%）和风的动能（0.23%）的形式损失。一颗典型的新星在热核逃逸开始后的一天内（光学极大值前$\sim$ 25 d），在远紫外（100 - 300 nm）波段应该非常明亮。在新星爆发的衰变阶段，包络结构非常接近于稳态解。
2022-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
The Reflares and Outburst Evolution in the Accreting Millisecond Pulsar SAX J1808.4-3658: a Disk Truncated Near Co-rotation?
吸积毫秒X射线脉冲星SAXJ1808.4 - 3658在主爆发结束后表现出特殊的低光度状态，称为“反射”。在这个阶段，X射线源的光度在不到1-2天的时间内变化高达3个数量级。观测到的最低X射线光度达到~ 1 e32 erg/s，仅比其典型的静态水平亮几倍。我们调查了2008年和2005年SAXJ1808.4 -3658的爆发状态，以确定是否有任何证据表明吸积流相对于主爆发发生了变化。我们进行了多波长的光度和光谱研究，2005年和2008年的反射与观测活动期间收集的数据，涵盖近红外，光学，紫外线和X射线波段。我们发现，近红外/光学/紫外辐射，预计一些从外部吸积盘显示的光度变化是1- 2个数量级的浅于X射线。在反射过程中观察到的X射线光谱状态基本上不改变与X射线光度表示一个相当稳定的配置的吸积流。我们调查的最可能的配置的吸积流的最里面的区域，我们推断一个吸积盘截断或附近的共同旋转半径。我们解释这些发现是由于一个强大的外流（由于螺旋桨效应）或被困盘（有限/无外流）的吸积流的内部区域。
2015-04-20 astro-ph.HE
AstroSat view of spectral transition in the changing-look active galaxy NGC1566 during the declining phase of the 2018 outburst
NGC 1566是一个外观不断变化的活跃星系，在2017-2018年期间爆发，并在2018年6月达到峰值。我们在2018年8月和10月的下降阶段两次触发了AstroSat对NGC 1566的观测。使用AstroSat观测以及2015年（爆发前）和2018年6月（峰值爆发）的两次XMM-牛顿观测，我们发现X射线幂律，软X射线过剩和磁盘组件在爆发期间表现出极端的变化。特别是，在爆发前的2015年，软过剩可以忽略不计，它在2018年6月以$>200$的因子增加到最大水平，并在2018年8月以$\sim7.4$的因子急剧减少，并在2018年10月变得无法检测。爱丁顿分数（$L/L_{Edd})$）从$\sim0.1\%$（2015）增加至$\sim 5\%$（2018年6月），然后降低至$\sim 1.5\%$（2018年8月）和$0.3\%$（2018年10月）。因此，NGC 1566以几个$\%$的爱丁顿速率从高软过剩态跃迁到可忽略的软过剩态。软过剩是一致的温暖康普顿化的内盘，似乎已经开发过程中的爆发和消失的爆发结束超过一个时间尺度可比的声音穿越时间。NGC 1566在爆发期间的多波长光谱演化很可能是由NGC 1566吸积盘内部区域的辐射压不稳定性引起的。
2021-11-17 astro-ph.HE
Disk Instabilities Caused the 2018 Outburst of AG Draconis
共生双星AG~Draconis（AG~Dra）的爆发行为已被广泛的观测历史所证实。通常，系统会经历一个9- 15年的静止期，释放出恒定的平均能量，在此期间，系统的轨道周期为$\sim$ 550 d，可以在较短的波长（特别是在U波段）看到，以及一个较短的周期为$\sim$ 355 d，被认为是由于冷分量的脉动。在一个平静期之后，活跃期的标志通常是一个高达$\textrm{V}=8.4$ ~mag的大（冷）爆发，随后是一系列以大约1~yr为周期重复的小（热）爆发。然而，在2016年4月，经过9年的平静期后，AG~Dra表现出不寻常的行为：它开始了一个活跃阶段，伴随着一次小爆发，随后又发生了两次小爆发，间隔为$\sim$ 1年。我们提出了AG~Dra 2018年4月小爆发的R波段观测结果，并分析了爆发机制，并报告了下一次预期爆发时间后系统的活动水平。通过考虑增亮和冷却时间、爆发的规模及其温度演化，我们确定这次爆发具有盘不稳定性的性质。
2020-06-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multiwavelength observations of KS 1947+300
本文通过多波长观测研究了Be/X射线双星KS 1947+300的长期光学与X射线变化，发现其光学变化源于星周盘的弱化与结构变化，X射线爆发的不规则性源于中子星与盘相互作用点的进动，最终将光学和X射线变化归因于演化且扭曲的减积盘。
2023-11-23 astro-ph.HE
The 1989 and 2015 outbursts of V404 Cygni: a global study of wind-related optical features
天鹅座黑洞V404在2015年6月展示了一次明亮的爆发，在很宽的波长范围内被密集跟踪。我们的团队获得了高时间分辨率的光谱（~90秒），其中包括事件最活跃阶段的详细覆盖。我们提出了一个数据库，其中包括在这次事件中获得的651个光谱，我们将其与2015年12月较暗的续集爆发期间收集的58个光谱以及1989年事件的57个光谱相结合。我们之前曾报道过在2015年的两次爆发中发现了与风有关的特征（P-Cygni和宽翼线轮廓）。在这里，我们建立诊断图，使我们能够研究典型的发射线参数，如线通量和等效宽度的演变，并开发一种技术，系统地检测流出签名。我们发现，这些都存在于整个爆发，即使在非常低的光通量，这两种类型的外流功能同时观察到在某些光谱，确认了一个共同的起源的想法。我们还表明，星云相位描绘循环模式在许多诊断图，而P-天鹅座配置文件是高度可变的时间尺度分钟。三次爆发之间的比较显示，2015年6月和12月期间获得的光谱有许多相似之处，而1989年的光谱显示出较窄的发射线和较低的风终极速度。在这项工作中提出的诊断图已使用标准的测量技术，因此可以应用于其他活动的低质量X射线双星。
2018-09-03 astro-ph.HE
Outbursts of the intermediate-mass black hole HLX-1: a wind instability scenario
我们使用哈勃太空望远镜、XMM-牛顿和斯威夫特对中等质量黑洞HLX-1进行了建模。我们量化的一个蓝色的组件，X射线照射的功能，和一个红色的组件，常数和可能来自一个老的恒星星族的相对贡献。我们估计一个黑洞的质量约为（2^{+2}_{-1}）× 10^4 M_{sun}，在中等正面视角下的自旋参数a/M约为0.9，爆发的峰值亮度约为爱丁顿光度的0.3倍。我们讨论了从短X射线时间尺度（R ~几个10^{11} cm）和从光发射器（R sqrt[cos θ] ~ 2.2 x 10^{13} cm）推断的特征尺寸之间的差异。一种可能性是，光发射器是一个环双星盘;然而，我们不赞成这种情况，因为它需要一个非常小的施主星。一个更合理的假设是，盘很大，但只有内环参与了X射线爆发。我们认为，周期性爆发是由风不稳定性驱动的内盘吸积率振荡造成的。我们认为，该系统有一个长期的平均吸积率为百分之几爱丁顿，略低于低/硬状态的上限;风驱动的振荡可以触发过渡到高/软状态，复发周期约为1年（远长于二元周期，我们估计为10天）。在过去十年中主导系统的振荡现在被阻尼，使得吸积率不再达到触发转变所需的水平。最后，我们强调在HLX-1和银河系黑洞V404天鹅座盘风之间的相似性。
2017-04-18 astro-ph.HE
Disk-jet coupling changes as a possible indicator for outbursts from GX 339-4 remaining within the X-ray hard state
我们提出了银河系黑洞X射线二进制GX 339-4的准同步无线电，（亚）毫米和X射线观测，在其2017- 2018爆发期间拍摄，其中源保持在硬X射线光谱状态。在这次爆发期间，GX 339-4没有表现出非典型的X射线行为，这可能是硬态内爆发的指示。然而，与该系统（$L_{\rm radio} \propto L_{\rm X}^{0.62 \pm 0.02}$）的成功爆发相比，准同时射电和X射线观测显示，射电和X射线光度之间的耦合比预期的要平坦（最佳拟合关系为$L_{\rm radio} \propto L_{\rm X}^{0.39 \pm 0.06}$）。虽然我们的2017- 2018年爆发数据只涵盖有限的无线电和X射线光度范围（两者的$\sim$都是1个数量级，而$L_{\rm X}$需要大于2个数量级），包括来自GX 339-4的其他硬爆发的数据，将亮度范围分别扩展到$\sim$ 1.2和$\sim$ 2.8个数量级，并且还导致更平坦的相关性（其中$L_{\rm radio} \propto L_{\rm X}^{0.46 \pm 0.04}$）。这一结果表明，对于GX 339-4一个平坦的无线电-X射线的相关性，意味着一个更低效的喷流和吸积流之间的耦合，可以作为一个硬只有爆发的指标。然而，需要从不同的单一来源对更大光度范围内的成功爆发和硬爆发进行严格同步的无线电和X射线观测，…
2020-12-09 astro-ph.HE
Suzaku X-Ray Observation of the Dwarf Nova Z Camelopardalis at the Onset of an Optical Outburst
我们提出的结果朱雀X射线光谱观测的矮新星Z Camelopardalis，这是偶然进行的光学爆发的开始。我们使用X射线成像光谱仪（38 ks曝光）和硬X射线探测器（34 ks）同时获得0.35-40 keV的光谱。光谱特征表明，该源是在X射线静止状态，尽管在上升阶段的爆发在光学波段。光谱显示出明显的星周吸收超过星际吸收的特征，以及Fe荧光和康普顿散射的再处理发射特征。额外的吸收被解释为由于中性或电离物质的部分覆盖。在观测过程中，我们发现了一个光谱变化，这只归因于星周吸收的变化。这种X射线光谱变化是首次在矮新星中报道。我们推测，在拱星吸收的变化被解释为一个随时间变化的磁盘风或几何耀斑盘周围的白矮星在传播的热浪沿吸积盘在爆发的开始，其中光学爆发和X射线静态共存。
2012-02-28 astro-ph.HE
NGC 7793 P9: An Ultraluminous X-Ray Source Evolved from a Canonical Black Hole X-Ray Binary
瞬态超铝X射线源（ULX）是连接瞬态低质量X射线双星和ULX的重要纽带。在这里，我们报告的第一个发现的典型的亚爱丁顿爆发和超明亮的超爱丁顿爆发从一个不寻常的瞬态ULX，NGC 7793 P9的变异因子高于$10^3$。其X射线谱在典型的高/软态和陡峭的幂律态之间切换。吸积盘的内径和盘的温度-光度相关性表明，P9藏有一个恒星质量的黑洞（BH）。在开始的超铝爆发，我们观察到一个很冷的外盘与硬康普顿光谱，这意味着过渡到ULX制度。当光度增加到$L\gtrsim3\times10^{39}$ erg/s时，P9显示出一个明显弯曲的光谱，可以用一个细长的圆盘或一个强烈弯曲的康普顿化日冕来描述。唯象模型表明，在超铝爆发峰值附近观测到的热盘与热径迹的延伸是一致的。利用更多的物理康普顿化盘模型，我们认为，日冕冷却和明显的盘状光谱是由软康普顿化占主导地位。高于1 keV的显著变化支持这种双组分方案。光谱演化也可以用超临界吸积模型来解释。这些都表明正则黑洞的X射线双星可以表现出ULX的性质。
2018-08-23 astro-ph.HE
The bright black hole X-ray binary 4U 1543--47 during 2021 outburst: a thick accretion disk inflated by high luminosity
本文通过多波段X射线光谱分析2021年超爱丁顿爆发的黑洞X射线双星4U 1543--47，提出其软态光谱中的强反射成分源于几何厚漏斗形吸积盘的自照射，并用广义相对论光线追踪模拟验证了该机制。
2023-12-15 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
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
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
Disk instability model incorporating a variable inner disk radius in SS Cyg and U Gem
Advanced Research Center for Space Science and Technology, College of Science and Engineering, Kanazawa University（金泽大学理工学研究科宇宙科学先进技术研究中心）；Department of Astronomy, School of Science, University of Tokyo（东京大学理学部天文学系）
研究通过纳入可变内盘半径的数值模型，探讨SS Cyg和U Gem中盘不稳定性，发现蒸发抑制内向外爆发，且在标准蒸发模型中，截断内盘可解释紫外延迟与光学爆发时间差。
2026-04-13 astro-ph.HE
Rapidly alternating flux states of GX 339-4 during its 2021 outburst captured by Insight-HXMT
低质量X射线双星GX 339-4在2021年进入了一次新的爆发。在这次爆发的硬到软转变结束时，Insight-HXMT发现源在几个小时的时间尺度上在低通量和高通量状态之间迅速交替。两个高通量状态只持续了相当于观测站轨道周期的一段时间。时间分辨谱分析表明，通量突变局限于硬X射线波段（>4 keV）。可变的非热辐射，包括来自日冕的幂律连续体和来自内部吸积盘的反射辐射，是造成观测到的可变性的原因。两种流态的吸积盘热辐射强度和吸积盘内径一致。假设灯柱的几何形状，我们的最佳拟合磁盘反射模型表明一个非常低的日冕高度（3 $R_{\rm g}$内），也没有证据表明日冕几何形状的显着变化。观察到的快速交替的通量状态表明，电晕的固有功率必须改变在状态转换。我们讨论了观测到的GX 339-4日冕能量突然变化的可能机制。
2022-04-27 astro-ph.HE
The 2018 outburst of MAXI J1820+070 as seen by Insight-HXMT
本文利用 Insight-HXMT 数据分析了 MAXI J1820+070 的 2018 年爆发，比较 DISKBB 和 NKBB 两种吸积盘模型，发现盘倾角假设和反射模型选择会显著影响黑洞自旋测量结果。
2024-07-02 astro-ph.HE
Wind, jet, hybrid corona and hard X-ray flares: multiwavelength evolution of GRO J1655-40 during the 2005 outburst rise
我们研究了GRO J1655-40在2005年爆发上升期间的复杂多波长演化。我们探测到两个硬X射线耀斑，第一个在从软态到超软态的转变过程中，第二个在超软态。第一个X射线耀斑与一个光学上薄的射电耀斑相吻合。我们还观察到在第二次X射线耀斑期间无线电发射增加的迹象。为了解释硬耀斑，而不调用二次发射组件，我们适合整个数据集的eqpair模型。这个单一的混合康普顿化模型即使在硬X射线耀斑期间，如果我们允许反射分数大于1，也足以拟合数据。在这种情况下，硬X射线耀斑对应于由非热电子主导的康普顿化日冕。配合还需要柔软和超柔软状态下的吸收特征，这可能是由于风。在这项工作中，我们表明，风和光学薄射电耀斑共存。最后，我们还调查了无线电光谱的能量分布，跟踪无线电光谱的演变，通过淬火的紧凑的喷流和光学薄耀斑的上升，并解释了所有的数据使用状态转换模型。
2016-09-02 astro-ph.HE
Type I outbursts in low eccentricity Be/X-ray binaries
Be/X射线双星的I型爆发通常与双星轨道的偏心率有关。中子星在每一次近星点通过时都从Be星周围的衰变盘外部吸积气体。然而，这种机制不能解释I型爆发，已观察到近圆形轨道的Be/X射线双星。流体动力学模拟和分析估计，我们发现，在一个圆形轨道的二进制，一个几乎共面的磁盘周围的Be星可以成为偏心。双星的极端质量比导致Be星盘内部存在3：1的Lindblad共振，这驱动了偏心率的增长。因此，中子星每次接近盘状的近星时都能捕获物质，时间尺度比轨道周期长百分之几。我们已经发现了一个新的应用，这是能够解释所观察到的低偏心率Be/X射线双星的I型爆发的机制。
2019-08-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Challenging the disk instability model: I -- The case of YZ LMi
YZ LMi的观测表明，在爆发期间以及当静止盘较大时，沿流轨迹的发射增强，超出了盘边缘的影响。我们研究了这些功能是否可以解释在任何气流溢出或渗透的框架内的磁盘不稳定性（DIM）和传质不稳定性（MTIM）模型的爆发盘。气流溢出是不可能的，因为气流的垂直刻度高度显著低于外盘，并且因为没有参数组合能够在较大的盘上实现气流溢出，同时防止其在较小的盘上发生。气流穿透要求气流密度大于外盘区域。低粘度DIM盘不能满足这一要求，因为在发生热粘性不稳定性的整个传质速率范围内，其密度显著大于气流的密度。另一方面，高粘度MTIM盘具有低得多的密度，其随着半径的增加而减小，容易在爆发期间（当传质速率和流密度增加时）以及在大的静止盘中允许气流渗透。观察到的特征与DIM不一致，但可以用MTIM解释。这些结果表明，YZ LMi的爆发是高粘度盘对增强的传质速率爆发的响应。在这种情况下，（2-3）d的爆发下降时标意味着α =3-4范围内的粘度参数。
2021-12-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
