Time lags in Narrow-line Seyfert 1 galaxies and the origin of their soft excess emission
在过去的二十年里，第一类活动星系核的软X射线过量发射的起源一直是一个主要问题。尽管XMM-Newton和Chandra提供了出色的数据质量，但仍无法区分软过量排放的替代模型。在这里，我们提出的软和硬带X射线发射之间的时间滞后的意见，并讨论了软过剩的模型的影响。我们还设计了一种方法来区分模型的软过剩使用朱雀的宽带能力。
2007-09-12 astro-ph
EUV and soft X-rays from clusters of galaxies - the `cluster soft-excess' phenomenon
星系团是极紫外线和软X射线的强发射体，在X射线温度下，它们的贡献远远超过了星系团内热介质的贡献。在最初发现室女星系团的EUV过量发射之后，Coma、A1795和A2199星系团也报道了这种现象。最近的重新观测证实了这一发现，对附近星系团的大样本的进一步搜索清楚地揭示了这一发现的宇宙学影响。
2000-12-04 astro-ph
Revisiting the soft X-ray excess emission in clusters of galaxies observed with XMM-Newton
我们分析了四个XMM-牛顿星系团，以测试它们的软X射线过量发射在0.2-0.5 keV波段的报告Kaastra等。（2003）保持后的应用程序的XMM-牛顿背景和校准的现有知识。我们表明，在明亮的中央500千秒差距的地区的背景建模的细节是微不足道的。因此，与Bregman等人（2006）最近的说法相反，集群软过剩不是背景伪影。我们发现的证据表明，在2002年和2005年之间的PN校准的变化导致软过量信号的显着减少。然而，MOS仪器测量到大量的软过剩，或亚银河NH。这些差异与两种仪器校准中的当前不确定性水平一致。
2006-10-19 astro-ph
What is the origin of the soft excess in AGN?
我们调查的性质软过剩低于1千电子伏观察活动星系核。我们使用的XMM牛顿数据的低红移，光学明亮的类星体，PG 1211+143，我们比较它与窄线塞弗特1星系，1H 0707-495，其中有一个最强的软过剩看到。我们测试了软X射线过剩起源的各种想法，包括单独的光谱分量（例如低温康普顿化分量），反射主导模型或复杂的吸收模型。所有这三种方法都能很好地拟合数据，而$χ^2$拟合标准不足以区分它们。相反，我们倾向于复杂吸收模型，因为它在物理上是最合理的。
2004-12-20 astro-ph
Is the soft excess in AGN real?
我们系统地分析了所有公开的射电宁静PG类星体的XMM-牛顿谱。这些天体中的软X射线过剩被一个额外的、冷的康普顿散射区域很好地模拟了。然而，在整个样品中，该组分的温度非常恒定，需要对参数进行令人困惑的微调。相反，我们建议，软过剩是一个强大的，相对论涂抹，部分电离吸收的文物。从OVII，OVIII和铁在~0.7 keV处的不透明度的强烈跳跃可以导致低于该能量的明显的软过量，该能量是平凡的常数，因为它取决于原子过程。这可以有一个戏剧性的影响，衍生的光谱，这对拟合的相对论性拖尾的反射铁线从光盘发射的影响。
2004-02-03 astro-ph
ROSAT observations of the soft X-ray background and of the cluster soft excess emission in the Hercules supercluster
最近用XMM-牛顿卫星进行的观测证实了星系团中存在软过剩现象，这一现象早先曾在EUVE、ROSAT和BeppoSAX的几次观测中发现。在XMM报告检测到软过量发射的星系团中，有MKW 03和A2052，这两个星系团的浓度都是大力神。武仙座超星系团位于北极支线的南部延伸部分，这是一个明亮的软X射线发射区，在ROSAT全天巡天图像中清晰可见。我们分析了11点ROSAT PSPC观测到的3个集团在武仙座浓度，MKW 03，A2052和A2063，和8个相邻的领域，以调查软X射线发射在该地区的天空。我们发现，软X射线发射变化的几个因素的尺度上的几度，使背景扣除一个复杂的任务。如果北极支发射是本地起源的，我们发现只有A2052和A2063有星系团软过剩发射的证据，而在A2052和MKW 03的XMM观测中检测到的OVII发射线与星系团无关。如果部分或全部的北极支线软X射线增强是河外性质的，那么这三个星团都具有强烈的软过量发射，XMM观测到的OVII发射线确实与星团有关。我们解释了软过量排放与温暖的气体的存在下，无论是混杂在一起的热的集群内介质或在位于集群周围的附属结构，并估计温暖的气体是大约大规模的热的集群内介质。
2005-12-23 astro-ph
Funnel wall jets and the nature of the soft X-ray excess
在许多1型活动星系核中看到的平滑的软X射线过剩可以很好地用具有大速度色散的部分电离物质的吸收模型来描述，通常物理上解释为辐射驱动的吸积盘风。然而，国家的最先进的XSCORT代码，计算通过差分流出吸收器的光电离辐射转移，表明终极速度的顺序~ 0.9 c是必需的，以再现软X射线过剩。如此高的出流速度排除了紫外线驱动、连续辐射驱动和热驱动作为产生风的机制。磁驱动射流夹带的材料是这种高速流动的唯一合理来源，但射流和相关流出的数值模拟目前没有显示足够的材料在足够高的速度来再现软X射线过剩。如果软过量是由吸收产生的，那么似乎更有可能的是，该材料是clubelous和/或仅部分覆盖源，而不是形成连续的流出。
2007-09-17 astro-ph
ROSAT and BeppoSAX evidence of soft X-ray excess emission in the Shapley supercluster: A3571, A3558, A3560 and A3562
到目前为止，在星系团中探测到的过量软X射线发射源位于视线方向，银河系HI柱密度非常低（如后发座，A1795，A2199和室女座，N_H 0.9-2.0 10^{20} cm-2）。研究表明，即使在较高的N_H下，也可以研究团簇的软过剩发射，这为研究大量团簇的软X射线发射特性提供了机会.对Shapley浓度的某些成员（A3571，A3558，A3560和A3562，在N_H 4-4.5 × 10^{20} cm-2）的ROSAT PSPC分析证明了在1/4 keV波段的过量发射。我们能够通过一个有针对性的SAX观察来证实A3571病例的发现。在当前的样品中，软X射线通量再次被发现始终高于热维里化等离子体的预期水平。然而，数据质量不足以区分过量低能通量的替代模型。
2001-03-21 astro-ph
The Cluster Soft Excess: new faces of an old enigma
在XMM-牛顿出现之前，由于软过量发射机制的数据分析问题和不确定性，集群软过量（CSE）一直是一些争议的主题。XMM-牛顿观测最终消除了对CSE存在的任何怀疑，并就其发射机制的性质提供了诱人的线索。在这里，我们报告的XMM-牛顿观测的一些CSE集群的分析，试图提高CSE的分析和理解。作为研究的一部分，包括对背景减除的影响的分析，这要求质疑所声称的O VII线发现的完整性，尽管不是软过量本身。我们还详细介绍了CSE集群Abell 3112的热和非热拟合。
2005-01-03 astro-ph
Soft X-ray and extreme ultraviolet excess emission from clusters of galaxies
在一些星系团中，已经探测到热的团内介质的热辐射超出外推到极紫外和软X射线范围。我们简要介绍了每个卫星（EUVE，ROSAT PSPC和BeppoSAX，目前XMM-牛顿，钱德拉和朱雀）和它们相应的仪器问题，这是负责的事实，这种软过剩在一些情况下仍然有争议。然后，我们审查了这种软X射线过剩的证据，并讨论了可能的机制（热和非热），这可能是负责这种排放。
2008-01-07 astro-ph
On the Lack of a Soft X-Ray Excess from Clusters of Galaxies
一些星系团内部和周围存在软X射线过剩，这种发射被认为是由温暖的星系际介质造成的，而星系际介质可能构成了局部宇宙中的大多数重子。我们重新研究了Kaastra等人（2003）关于这个主题的XMM-牛顿观测研究，发现X射线过剩（或不足）取决于银河系纬度，似乎与1/4 keV发射的表面亮度关系最密切，这主要是由于银河系的局部热泡和晕的发射。我们认为，软X射线过量的存在是由于不正确的扣除软X射线背景。执行分析，其中我们选择与集群附近的背景（并且对于类似的HI柱）相似的1/4keV背景。我们发现，软X射线过剩很大程度上消失，使用我们的背景扣除，并得出结论，这些软X射线过剩是不相关的目标集群。我们还表明，Kaastra等人（2003）声称的“红移”O VII线的检测与太阳系电荷交换发射相关，这表明它们也不是河外的。
2006-02-24 astro-ph
Constraints on a soft X-ray excess in the quasar 3C 279
我们提出了为期三周的日常监测活动的类星体3C 279的X射线卫星RXTE和ROSAT的结果。互相关没有提供任何证据，在非常相似的软和硬X射线光变曲线之间的时间滞后，和源显示在观察期间没有显着的光谱变化。没有证据支持软过剩的存在，在0.1 ~ 2 keV波段（< 3 x 10^38 W），任何软过剩分量的99%上限为总观测光度的25%。这部分（但不是光度）明显小于在3C 273中观察到的软过剩。
1998-09-24 astro-ph
Identification of the soft X-ray excess in Cygnus X-1 with disc emission
我们目前的研究结果的软X射线过剩的黑洞候选人天鹅座X-1与{ \it Rosat PSPC}，使用观测期间持续发射轨道相位接近0.5。软过量可以很好地拟合为具有温度$\rm {kT_{bb}}$ = $\rm {0.13\pm 0.02}$ keV的黑体。$\rm {kT_{bb}}$不随光源强度而明显变化。假定源的距离是它的下限2.5 kpc，得到软过剩的亮度为$\rm {4.7\cdot 10^{36}}$ erg $\rm {s^{-1}}$。由此，圆盘温度被计算为半径的函数，假设致密物体是一个10 $\rm{M_{\sun}}$黑洞，特别是在7史瓦西半径的温度预计是高度代表总盘发射。这被发现是0.13千电子伏，在非常好的协议与光谱拟合结果。这一良好的一致性有力地支持了对黑洞周围圆盘发射的软过剩的识别。
1995-09-05 astro-ph
The puzzle of the soft X-ray excess in AGN: absorption or reflection?
活动星系核的2-10 keV连续区一般可用单一的幂律来表示。然而，在较小的能量下，相对于该幂律的外推，连续谱显示出过剩，称为“软X射线过剩”。到目前为止，这种软X射线的过剩要么是由于硬X射线源被吸积盘反射，要么是由于存在额外的康普顿化介质，从而产生陡峭的光谱。Gierlinski和Done（2004）提出的另一种解决方案是，一个单一的幂律很好地代表了软和硬X射线发射，软X射线过量的印象是由于相对论风吸收了一个主要的幂律。我们研究反射与吸收模型的优点和缺点，我们的结论是，所观察到的光谱可以很好地建模，无论是吸收（强过剩），或反射（弱过剩）。然而，吸收模型所需的物理条件似乎不太现实：我们更喜欢“混合模型”。
2006-01-19 astro-ph
The big blue bump and soft X-ray excess of individual quasars
对于11类星体，我们发现软X射线过剩分量不是大蓝凸的延拓。此外，通过采用被适当量的固有灰尘吸收的理论连续性，我们能够将这种普遍的理论连续性与UV中断和柔软性问题相协调。在第11段中，我们发现射线-X的异常并不是蓝色大乔罗巴的一个分支。因此，我们采用一种连续电离的方法，通过一种不同的内部粒子来获得类星体，我们可以通过这种方法来解决紫外光的问题。
2008-02-18 astro-ph
What is the origin of the soft excess in AGN?
我们调查的性质软过剩低于1千电子伏观察活动星系核。我们使用的XMM牛顿数据的低红移，光学明亮的类星体，PG 1211+143，我们比较它与窄线塞弗特1星系，1H 0707-495，其中有一个最强的软过剩看到。我们测试了软X射线过剩起源的各种想法，包括单独的光谱分量（例如，低温康普顿化发射），反射主导模型或复杂的吸收模型。这三种方法都能很好地拟合数据，卡方拟合准则不足以区分它们。相反，我们赞成复杂的吸收模型，因为它需要较少的极端参数。特别是几何形状似乎更物理合理的反射组件中的涂抹吸收模型不再占主导地位，相对论性扭曲，虽然仍然明显存在，并没有大大大于预期的一个磁盘周围的Schwarzchild黑洞。
2006-09-28 astro-ph
The X-ray soft excess in classical T Tauri stars
我们研究了在经典金牛座T星（CTTS）中OVII 21.6- 22.1 A三重态和OVIII Lya线之间的X射线通量（或光度）比的异常。与主序星和非吸积的金牛T星的比率相比，这个比率异常高（Telleschi et al. 2007）。我们比较这些样本以确定过量的来源。最近发现的X射线星与归因于喷流发射的软组件的样本也被认为是。我们讨论从金牛座分子云（XEST）项目的XMM-牛顿扩展巡天获得的数据，并辅之以已发表文献的数据。我们还介绍了CTTS RU Lup的数据。与WTTS或MS星相比，样品中的所有CTTS都显示出异常的OVII/OVIII通量比。异常是由于过量的冷，OVII发射材料，而不是缺乏较热的等离子体。因此，多余的等离子体必须具有<~2 MK的温度。这种软过剩与CTTS的紫外过剩无关，但似乎与恒星的X射线光度有关。喷气式飞机驾驶的TTS的频谱不适合这幅图。软过剩既取决于存在的吸积流在CTTS和磁活动。这些气体可能在地表附近被激波加热，但也可能在磁层吸积漏斗中被加热。射流驱动源的软成分不太可能是由于同一过程。
2007-09-06 astro-ph
XMM-Newton observation of the Be/neutron star system RX J0146.9+6121: a soft X-ray excess in a low luminosity accreting pulsar
本文报道了NGC 663疏散星团中Be/中子星X射线双星RX J0146.9+6121的XMM-牛顿观测。X射线的亮度与1998年的最后一次观测相比下降了2倍，达到了10^34 erg/s的水平，这是该源有史以来观测到的最低水平。的频谱分析揭示了一个显着的过剩在低能量的主要幂律谱分量的存在。软过剩可以用黑体光谱来描述，其温度约为1 keV，发射区半径约为140 m。虽然目前的数据不允许确定软过剩是否是脉冲或没有，它的属性是一致的发射从中子星极冠。这是第三次在低光度（~ 10^34 erg/s）脉冲星中检测到软过剩，另一个是X Per和3A 0535+262，这表明这种光谱分量是迄今为止在高光度系统中观察到的，是吸积X射线脉冲星的一个相当普遍的特征。对这三个源的研究结果表明，在低光度系统中，软过剩比在高光度系统中具有更高的温度和更小的表面积。
2006-04-10 astro-ph
XMM-Newton observations of 4 luminous radio-quiet AGN, and the soft X-ray excess problem
射电宁静活动星系核中软X射线过剩的性质和起源至今仍是一个悬而未决的问题。尽管观测到的源的黑洞质量范围很广，但有效温度的恒定性的发现改变了用热盘发射来解释的观点。另一种模型是电离物质的反射和相对论性涂抹风的吸收。我们分析了XMM-牛顿观测的四个发光的射电安静AGN的主要特性，特别是软过剩的特点。尝试了不同的光谱模型的软过剩：热盘发射，康普顿化，电离反射，相对论涂抹风。热辐射的康普顿化和模糊风提供了最佳拟合，但其他模型也提供了可接受的拟合。然而，所有的模型，返回参数非常相似，从源到源，尽管在光度，黑洞质量和爱丁顿比的巨大差异。此外，涂抹风模型需要非常大的涂抹速度。紫外线与X射线的通量比非常不同，但与任何其他参数无关。对于软X射线的过剩还没有找到完全令人满意的解释，需要更好的数据，例如在更宽的能带中的观测，以取得进一步的进展。
2008-01-30 astro-ph
Can the soft excess in AGN originate from disc reflection?
在许多活动星系核中看到的软过剩很可能是由于部分电离的物质以相对论速度靠近黑洞。目前这种材料有两种潜在的几何形状，一种是在视线之外，通过反射看到，例如吸积盘，另一种是在视线中，在吸收中看到，例如盘上方的风。这两种模型都需要对这种材料的电离参数进行明显的微调，以便在与OVII/VIII相关的$\sim 0.7$ keV下产生不透明度的大跳跃，这是制造软过量所需的。然而，Chevalier等人（2006年）表明，如果被照射的材料（至少近似）处于压力平衡状态，这些状态相当自然地主导了软X射线光谱的吸收光谱。在这里，我们探讨是否流体静压平衡在一个光盘可以同样自然地选择所需的电离状态的反射。我们发现恰恰相反。在流体静力学模型中，软过剩X射线过剩比在常密度模型中弱得多。由于即使是恒定密度模型也不能拟合在没有内在连续性被隐藏的情况下所看到的最大软过量，这意味着来自流体静力盘的反射不能真实地匹配数据。即使光盘结构，而不是更像一个恒定密度的大气，所需的电离参数的微调仍然是一个问题的反射模型。
2007-02-07 astro-ph
Failed disk winds; a physical origin for the soft X-ray excess?
在许多第一型活动星系核中观测到的软X射线过量辐射的起源问题，一直是X射线天文学中一个悬而未决的问题。我们开发了Gierlinski & Done（2004）提出的模型，该模型通过包括必须与此吸收相关的发射来模拟具有严重涂抹、电离、吸收的软过量。我们表明，而不是阻碍电离吸收模型，除了发射实际上有助于这个模型再现软过剩。发射填充了一些吸收槽，同时保留了约1 keV的急剧上升，使总模型能够从相当宽的模型参数范围内再现软过量曲率。我们证明，该模型是能够再现即使是最强的软X射线超拟合它的XMM-牛顿EPIC PN谱的PG 1211 +143，具有良好的效果。添加发射将拟合这些数据所需的柱密度降低了约2倍，并将拖尾速度从约0.28c降低到约0.2c。Gierlinski和Done提出了一个暂定的起源吸收在最里面，加速，区域的吸积盘风，我们强调这种解释的优势相比，吸积盘反射模型的软过剩。然而，将这种物质与离开吸积盘的风联系起来，会导致几个独立的问题，即风的径向性质和隐含的大量质量损失率。我们提出了一个起源在“失败的风”，其中中央X射线源是强大到足以过度的风，删除通过线吸收的加速之前，材料达到逃逸速度，使材料回落到磁盘在更大的半径。
2006-06-05 astro-ph
Soft and hard X-ray excess emission in Abell 3112 observed with Chandra
钱德拉ACIS-S观测星系团A3112的特点是存在过量的X射线发射以上的贡献，从弥漫的热气体，这可以同样很好地模拟与额外的非热幂律模型或低金属丰度的低温热模型。我们表明，过量的排放不能是由于在背景减除或在银河系HI柱密度的不确定性。校准不确定性的ACIS探测器，可能会影响我们的结果，解决比较钱德拉数据XMM MOS和PN光谱。虽然这三种工具之间的差异仍然存在，但所有工具都检测到类似数额的超额，证明超额具有工具性质。考虑到A3112中心附近存在非热射电辐射，我们认为，多余的X射线发射是非热性质的，并分布在整个X射线带通，从软到硬X射线。这种过剩可以用相对论性电子的存在来解释，它们的压强约为星系团气压的7%。我们还讨论了可能的热性质的过剩，并检查与这种解释相关的问题。
2007-07-06 astro-ph
Simulating the Soft X-ray excess in clusters of galaxies
自首次发现软X射线或极紫外（EUV）辐射以来，在来自热的团内介质（ICM）的热贡献之上的过量软X射线或极紫外（EUV）辐射的检测一直是一个有争议的主题。我们使用一个大尺度的流体动力学模拟的一致性$Λ$ CDM模型，调查可能的热起源，这样一个多余的一组20模拟集群的温度范围在1- 7 keV。通过模拟ROSAT-PSPC数据的观测程序对模拟星团进行了分析，该数据首次显示了软X射线过剩的证据。对于集群为中心的距离$0.4< R/R_{\rm vir}< 0.7$，我们检测到一个显着的过剩，在大多数的模拟集群，其相对量的变化，从集群到集群，对于同一个集群，通过改变投影方向。在大约30%的情况下，软X射线通量被测量为至少比单温度等离子体模型预测的大50%。我们发现，这种过剩是在大多数情况下产生的集群维里化区域内。它主要是由低熵高密度的气体与合并的子晕，而不是扩散温暖的气体。只有在少数情况下，过量产生的前/背景组中观察到的投影，而没有证据表明，一个显着的贡献，从气体躺在大规模的细丝。我们计算了相对软过剩的分布，作为星系团中心距离的函数，并将其与Bonamente等人（2003）对后发座星系团的观测结果进行了比较。与观测结果相似，我们发现相对过剩随离星系团中心的距离增加而增加，而$R<0.4R_{\rm vir}$没有发现明显的过剩。（节略）
2004-09-29 astro-ph
XMM-Newton observations of seven soft X-ray excess QSOs
本文给出了七个类星体的XMM-牛顿观测结果，并对EPIC谱进行了分析。其中五个活动星系核显示出铁K-α辐射的证据，其中三个与有限宽度的谱线拟合得稍微好一些;不过，在99%的水平上，它们与本质上的窄谱线是一致的。宽带光谱可以通过具有幂律的不同温度黑体的组合来很好地建模，其中温度在kT ~ 100-300 eV之间。总的来说，这些温度太高了，不可能是吸积盘的直接热辐射，所以康普顿化模型被用作更物理的参数化。康普顿化电子数形成软过量发射，电子温度约为120-680 eV。幂律、热等离子体和圆盘黑体模型也适用于软X射线过剩。在样本中，有四个活动星系核是射电安静的，三个是射电大声的。射电宁静类星体可能有稍强的软过剩，虽然电子温度覆盖相同的范围为两组。
2004-04-22 astro-ph
Warm gas in the outskirts of galaxy clusters -- The cluster soft excess phenomenon
星系团软过剩辐射表明在星系团附近存在大量的暖气体（T ~ 10^6 K）。后发座星系团是显示这种现象的星系团之一，它是最近的富星系团。在星团的外围，过量的辐射比中心更突出。对它的大尺度发射（从星团中心到2.6 Mpc）的详细研究表明，这些暖重子的质量与众所周知的热星团内介质（T ~10^8 K）一样大，甚至可能更大。后发座星系团的过量辐射的一个可能解释是来自星系团附近低密度细丝的辐射。在这种情况下，细丝将延伸更大的距离，或具有更高的密度，比目前的宇宙学模拟预测的要大得多。
2004-04-21 astro-ph
The origin of the soft excess in high L/L_Edd AGN
我们讨论了活动星系核中软X射线过剩的起源。有明显的优势，模型，这是从原子过程中产生的部分电离的材料，而不是它是一个真正的连续组成部分。然而，目前的数据无法区分这种物质是反射还是吸收的模型，即使是原型的“反射主导”活动星系核MCG-6-30-15。相反，我们给出的物理参数的电离结构的X射线照射的材料，排除反射起源，如果光盘是在流体静力平衡。同样的物理过程强烈支持软过剩的吸收起源，给出了一个更混乱的吸积环境的图片。这意味着这些明显的“反射主导”活动星系核不是测试GR的好地方，但它们确实让我们了解了早期宇宙中第一个类星体的光谱。
2007-03-16 astro-ph
The soft X-ray excess AGN RE J2248-511
我们用康普顿吸积盘模型模拟了超软宽线活动星系核RE J2248-511的光谱能量分布。它们能够再现陡峭的光学和超软X射线斜率，并且导出的黑洞质量与独立的质量估计一致。这AGN显示宽和窄线塞弗特1星系的属性，但我们得出结论，它本质上是一个“正常”塞弗特1在高倾角。
2004-03-01 astro-ph
XMM-Newton confirmation of Soft X-ray excess emission in clusters of galaxies - the discovery of O VII emission from an extended warm baryonic component
我们调查了一个样本的14个星系团观察到的XMM-牛顿在寻找软X射线过量发射。在这些集群中的五个显着的软过剩是显而易见的。将这种软X射线过量与来自热的团内气体和可能存在的任何冷却（流动）气体的热发射进行比较。一个温暖的（kT=0.2千电子伏），扩展（几个百万秒差距），等离子体成分是特别清楚的外部的集群，其中正常的集群X射线发射是弱的。这个温暖的组成部分导致了低能量（低于0.4-0.5 keV）的热软X射线过剩，以及O VII线发射，其红移与星系团的起源一致，并且不容易被解释为银河系的前景发射。该分量的强度与之前用ROSAT PSPC在1/4 keV波段测量的强度相当。我们把这一成分归因于这些星系团附近的温热星系际介质的星系团间细丝的发射。对于团簇的中心区域，软X射线谱线的检测更加困难，这是由于在那里发射热等离子体的X射线占主导地位，因此我们不能区分软过量的热起源和非热起源，留下几个选项。这些辐射包括在星系团中心前后的投影中看到的暖丝的热辐射、与磁重联有关的星系团核心本身的热辐射或非热辐射，或者相对论电子上的宇宙微波背景的逆康普顿辐射。
2002-10-31 astro-ph
An explanation for the soft X-ray excess in AGN (Conference proceedings version)
我们提出了一个大样本的1型活动星系核光谱与XMM-牛顿。我们用Ross & Fabian（2005）的相对论模糊光电离盘模型拟合它们。这个模型是基于一个照明吸积盘的荧光和康普顿散射气体，并包括相对论多普勒效应由于快速运动的磁盘和广义相对论效应，如引力红移由于存在的黑洞。圆盘模型成功地再现了所有源的X射线连续体形状，包括软过量。它提供了一个自然的解释，观察到软过剩是在一个恒定的温度在广泛的活动星系核的属性。该模型还再现了许多传统上被解释为吸收边缘的功能。我们使用该模型来测量活动星系核的性质，如倾角，黑洞旋转和金属丰度。
2005-11-18 astro-ph
RE J1034+396: The origin of the soft X-ray excess and QPO
RE J1034+396中的X射线准周期振荡（QPO）是迄今为止活动星系核中唯一的。在这里，我们看看RE J1034+396的另一个独特的功能，即其巨大的软X射线过剩，看看这是否以任何方式与QPO的检测有关。结果表明，所有考虑软能量过剩的势能模型都能拟合0.3-10 keV的X射线谱，但快变的能量依赖性（其由QPO主导）强烈支持其中软过量来自盘发射的低温康普顿化的光谱分解，并且大部分保持恒定，而快速变化是由归一化中幂律尾部变化产生的。在黑洞双星系统中，QPO出现在尾部而不是盘中是一个共同的特征，但是盘谱的低温康普顿化在这些系统中通常是看不到的。主要的例外是GRS 1915+105，它是唯一经常显示超艾丁顿光度的黑洞联星。我们推测，超爱丁顿吸积率导致光盘结构的变化，这也触发了X射线QPO。
2008-07-30 astro-ph
Origin of the Soft Excess in X-ray Pulsars
许多X射线天体的光谱显示，除了幂律，一个低能量的组成部分，通常被建模为一个黑体与kT ~ 0.1 keV。然而，这种软过剩的物理起源仍然是一个谜。我们研究了一个经过充分研究的明亮的X射线天体样本，这些天体已经用ROSAT、ASCA、Ginga、RXTE、BeppoSAX、Chandra和XMM-Newton观测到。我们特别考虑麦哲伦星云的双星SMC X-1、LMC X-4、XTE J0111.2-7317和RX J0059.2-7138，以及银河系的源Her X-1、4U 1626-67、Cen X-3和Vela X-1。我们表明，软过剩是一个非常普遍的，如果不是无处不在的功能固有的X射线的光谱。我们评估几种可能的机制，软发射，使用理论参数以及观测线索，如光谱形状，日食，脉动的软分量，超轨道调制的源通量。我们发现，吸积盘内部区域对来自中子星的硬X射线的再加工是唯一能够解释所有Lx > 10 ^38尔格/秒的中子星中软过剩的过程。其他机制，如系统中扩散气体的发射，在发光度较低的物体中很重要。
2004-10-20 astro-ph
On the relativistic iron line and soft excess in the Seyfert 1 galaxy Markarian 335
我们报告了对Seyfert 1星系Markarian 335的133 ksXMM-牛顿观测。0.4-12千电子伏的频谱包含一个潜在的幂律连续，软过剩低于2千电子伏，和双峰铁发射功能在6-7千电子伏的范围。我们调查的可能性，双峰发射可能代表的吸积盘的特征签名。详细的研究表明，一个适度广泛的，吸积盘线是最有可能存在的，但峰值可能是由于更远的材料较窄的组件。在6.4和7千电子伏的峰值，可以确定，分别与分子环面在活动星系核统一计划，非常高度电离，光学薄气体填充环面。长（~100 ks）和短（~1 ks）时间尺度上的X射线变异谱不赞成最近的建议，即软过剩是一个可变的，适度电离吸收的神器。
2007-08-06 astro-ph
The soft X-ray emission in a large sample of galaxy clusters with ROSAT PSPC
对ROSAT PSPC观测到的38个X射线选择性星系团的软X射线辐射研究表明，软过剩现象可能是星系团中普遍存在的现象。超过来自热的团内介质的贡献的过量软X射线辐射在大部分源中是明显的，并且在最深的观测中清楚地检测到具有大的统计意义。调查依赖于新的，高分辨率的21厘米HI观测。样本选择还包括红外图像分析，以进一步确保银河系吸收特性结果的可靠性。背景或校准效应的可能性，作为过量发射的原因，同样调查;过量发射的分布相对于探测器的位置和银河HI柱密度的详细分析表明，过量发射是一个真正的天体现象。我们发现的软过量发射的优先分布的距离大于~150-200千秒差距的集群中心的证据，这种行为可以自然地解释在一个非热逆康普顿的情况下。或者，我们建议，这种现象可能是由非常大规模的“温暖”的细丝在最近的流体动力学模拟中看到的热发射。这一新的解释减轻了传统的集团内“温暖”气体和非热的情况下非常苛刻的要求。我们还研究了软过剩起源于未解决的，X射线暗淡的星系团星系的可能性。
2002-05-27 astro-ph
Soft X-ray excess emission from clusters of galaxies
这是第一次专门讨论集群软过剩和相关现象的会议。它召集了大约40名科学家，其中大多数是该领域的专家，介绍他们在星团发射的观测方面的发现，星团中WHIM的签名，星系际和局部环境，宇宙学流体动力学模拟中WHIM的理论建模，星团宇宙射线的理论和观测，磁场，无线电数据和使用Sunyaev-Zeldovich效应作为约束重要参数的手段。我们特别感谢F. J.洛克曼和S.L.斯诺登展示了他们关于星际介质中冷气体分布的最新图片，因为这影响了我们通过HI和HeI的银河系吸收来模拟河外EUV和软X射线数据的能力。论文给出了未来的硬件概念，以进一步的空间和光谱诊断的扩散软X射线发射一般也包括在内。
2004-03-17 astro-ph
Energy-dependent variability and the origin of the soft X-ray excess in AGN
在许多活动星系核中发现的能量低于~1 keV的软过剩的起源仍然是一个未解决的问题。它不太可能代表一个真正的连续分量，因为它的特征“温度”在AGN光度和黑洞质量的大范围内显示出显着的恒定性。相反，这有利于与原子过程的关联，特别是与部分电离的O和Fe相关的0.7-2 keV之间的不透明度增加。不透明度跳跃可以通过反射或透射产生软过量，并且只要存在强速度剪切以涂抹特征性的窄原子特征，两种情况都可以同样好地拟合光谱。在这里，我们使用正交约束的能量依赖的变化。在XMM-牛顿活动星系核数据中看到的均方根谱经常在0.7-2 keV之间显示出一个宽峰。我们表明，吸收模型可以很好地解释数据，如果电离状态的拖尾吸收响应的连续光度变化。
2006-05-31 astro-ph
The Origin of the soft excess in AGN
我们讨论了活动星系核中软X射线过剩的起源的各种想法。有明显的优势，模型，这是从原子过程中产生的部分电离，而不是它是一个真正的连续组成部分。然而，目前的数据无法区分这种材料是反射还是吸收的模型。虽然更高的能量数据可能会打破简并，但我们也认为，强烈的外流极有可能存在，从而为吸收起源提供更多的物理可解释性。NLS 1的这张更混乱的照片意味着它们可能不是测试GR的好地方，但它们确实可以让我们深入了解早期宇宙中第一批类星体的光谱。
2007-03-16 astro-ph
Excess Ionization and Soft X-ray Emission from Cooling Flow Clusters
冷却流团簇的X射线光谱显示，在大范围的X射线亮度和维里温度下，在约1/3的环境等离子体温度下，气体的软X射线发射线意外不足。我们建议过量电离从人口的超热电子或光电离的X射线连续发射从热气体或一个中心活动星系核作为一种手段去耦的热状态的气体从其发射线光谱。前一种效应被认为在日冕中起作用。因为它们通常在团簇气体温度的某个固定部分变得重要，所以这些机制原则上可以解释发射谱线抑制的普遍性和温度依赖性，而这些特性是当今基于气体加热的模型都无法解释的。最终，这些模型不能解释的意见，但是，他们有吸引力和强大的功能，这可能是有用的，在阐明软X射线赤字的最终解决方案。
2004-04-16 astro-ph
An investigation of the origin of soft X-ray excess emission from Narrow-line Seyfert 1 galaxies Akn564 and Mrk1044
利用XMM-牛顿观测研究了窄线Seyfert 1星系Akn 564和Mrk 1044的软X射线过量辐射的起源。我们发现了Akn 564在100 ks长的观测中软、硬X射线发射之间存在时间延迟的明显证据。4- 10 keV波段的变化滞后于0.2-0.5keV波段的变化1768 ± 122 s。Akn~564的全波段功率密度谱（PDS）在~1.2e-3 Hz处有一个转折点，转折点上、下的幂律指数分别为~1和~3。硬带（3- 10 keV）的PDS比软带（0.2-0.5keV）的强而平坦。根据对Mrk 1044的短时间观测，我们发现在零滞后时0.2-0.3keV和5- 10 keV带之间没有相关性。这些观察结果表明，软过剩不是再处理的硬X射线发射。用RGS获得的Akn 564的高分辨率光谱显示了高度电离和另一种弱电离的温暖吸收介质的证据。模糊风和模糊电离反射模式不能充分描述pn数据。光谱是一致的一个复杂的模型组成的光学厚康普顿化在一个冷的等离子体的软过剩和陡峭的幂律，修改两个温暖的吸收介质推断的RGS数据和前景银河系吸收。涂抹风模型和光学厚康普顿化模型都能令人满意地描述Mrk 1044的光谱，但电离反射模型需要极端的参数。这些数据表明两个组成部分的电晕-一个凉爽，光学厚电晕软过剩和热电晕的幂律分量。在软带PDS中存在一个中断表明一个紧凑的冷日冕，可以是一个电离的表面的内部磁盘或内部光学厚…
2007-09-12 astro-ph
WHIM emission and the cluster soft excess: a model comparison
XMM-牛顿对团簇软过剩（CSE）的确认重新点燃了人们对其起源的兴趣。最近在大星系团半径的CSE发射的检测与OVII线发射与CSE的报告一起，导致许多作者推测，CSE实际上是一个签名的温暖，热的星系际介质（WHIM）。在本文中，我们测试的情况下，通过比较所观察到的属性的CSE与预测模型的WHIM的基础上。我们发现，在目前的模型中，从WHIM的发射是3至4个数量级太微弱，无法解释的CSE。我们讨论了这种差异的不同可能性，包括模拟分辨率和规模的问题，以及小密度增强或星系群的作用。我们的最终结论是，WHIM单独是不太可能能够accout所观察到的流量的CSE。
2004-09-27 astro-ph
The origin of the strong soft excess and puzzling iron line complex in Mkn 841
MKN 841在三个不同的时期（2001年1月、2005年1月和2005年7月）被XMM-牛顿观测到，总累积曝光时间约为108 ks。本文介绍了一个完整的EPIC-pn数据集的宽带谱分析。这些观测结果证实了存在强软过剩和复杂的铁线轮廓已知存在于这个源，因为很长一段时间。它们还揭示了它们极端而令人困惑的光谱和时间行为。事实上，0.5 - 2千电子伏的软X射线通量在2001年和2005年之间减少了3倍，并且线的形状似乎是宽和窄分量的混合，两者都是可变的，但在时间尺度上是可变的。0.5 - 10keV宽谱段可用一个包含一次幂律连续谱、一个模糊光电离反射和一条窄铁谱线的模型来描述，模糊反射自洽地拟合了软过剩和宽谱线分量。狭义部分的起源和性质尚不清楚。
2006-11-21 astro-ph
An Explanation for the soft X-ray excess in AGN
我们提供了一个大样本的第1型活动星系核（AGN）光谱的XMM-牛顿，并拟合它们与传统的模型（幂律和黑体）和相对论模糊的光电离盘反射模型的罗斯和费边（2005年）。我们发现圆盘反射模型是一个更好的拟合。光盘反射模型成功地再现了连续的形状，包括软过剩，所有的来源。该模型还再现了许多传统上被解释为吸收边缘的功能。我们能够使用该模型来推断源的性质;特别是样本中的大多数黑洞都在强烈旋转，并且倾斜度> 70度的源存在不足。我们认为圆盘反射模型是研究活动星系核X射线谱的重要工具。
2005-11-15 astro-ph
The role of absorption and reflection in the soft X-ray excess of Active Galactic Nuclei : 1. Preliminary results
活动星系核的2-10 keV连续区可以很好地用单一的幂律表示，这通常归因于热的压缩介质，例如吸积盘上方的日冕。在较小的能量下，相对于该幂律的外推，连续谱显示出过剩，称为"软X射线过剩”。到目前为止，它被归因于硬X射线源被吸积盘反射，或存在额外的康普顿化介质。Gierlibranski & Done（2004）提出的另一种解决方案是，一个单一的幂律正确地代表了软和硬X射线发射，而软X射线过量是由于相对论风吸收主幂律而产生的假象。我们研究的反射与吸收模型的优点和缺点。我们认为，在吸收假设中，吸收介质应该处于总压平衡，以约束光谱分布，否则光谱分布在时间上和从一个物体到另一个物体上变化太大，与观测结果相比。我们的结论是，一些X射线光谱，特别是那些具有较强的软X射线过剩，可以模拟吸收在0.3-10 keV的范围。然而，由于缺乏一个完整的网格模型和良好的数据扩展到10千电子伏以上，我们目前无法得出结论，所有的对象可以容纳这样的模型。这些吸收模型意味着要么强烈的相对论外流风的质量率的顺序的爱丁顿值（甚至更大），或准球形非均匀吸积流。只有微弱的过剩可以通过反射来模拟，除非主连续体不能直接看到。最后，一个被适度的相对论风吸收的反射模型可能是这个问题的最佳解决方案。
2005-11-01 astro-ph
Soft-excess in ULX spectra: the chilled-disk scenario
ULX的软X射线光谱显示出与幂律模型的微小偏差，这可以归因于快速电离流出中的后处理，或者来自冷盘的热发射。如果它是热辐射，冷的峰值温度可以用一个只辐射一小部分引力的内盘来解释，其余的转移到上散射介质，然后负责占主导地位的幂律分量。这种情况不需要中等质量的黑洞：我们使用一个唯象模型表明，所观察到的X射线光度和光谱的ULX是符合典型的质量~ 50-100 Msun。
2006-11-05 astro-ph
Evolution of UV -- NIR Structural Properties of Cluster Galaxies
本文在红移z=0.21-0.64范围内，从UV到NIR重新标架研究了星系团的结构和内部色梯度。导出了结构参数（半光半径r_e、平均表面亮度μ_e和Sersic指数n）。该数据集构成了第一个大样本（N ~ 270）的星系团星系，其内部结构在UV、光学（OPT）和NIR（U-、V-和H-波段重构框架）上可以被研究到~6 Gyr（Omega_m=0.3，Omega_Lambda=0.7和H_0=70 Km/s/Mpc）的回望时间。根据光廓线的形状将星系团分为球状和盘状两类，并分别研究了这两类星系团的演化。平均而言，球状体和盘都更集中在较长的波长：星系的大小从紫外到近红外变得更小，而Sersic指数增加。这种趋势显示了光盘中的演变，其中光学与NIR Sersic指数的平均比率从z=0.31降低到z=0.64。颜色梯度平均在所有的红移都是负的，并且在圆盘中比在球体中更强。颜色梯度和中心的颜色进行了比较与模型的金属，年龄和尘埃消光梯度。金属丰度是球体颜色梯度的主要驱动力，年龄梯度被限制在小于~ 25%。对于磁盘，两种模型适合目前的数据：（一）年龄梯度（在[30，50]%的范围内）与显着的尘埃消光，和（二）“纯”尘埃模型，其中颜色过剩的梯度是一个因素的两个高EIS 0048比其他集群。由于磁盘的颜色梯度似乎不相关的倾斜显着，我们认为，年龄梯度模型可以代表一个更可能的解释，目前的数据，在协议的基础…
2003-05-30 astro-ph
Soft-excess in ULX spectra: disc emission or wind absorption?
我们通过比较冷盘黑体模型与一系列其他模型来评估超亮X射线源（ULX）拥有中等质量黑洞（BH）的说法，这些模型是一个更复杂的物理模型，基于幂律分量，在各种能量下由高度电离气体的模糊发射/吸收线稍微修改。我们的主要结论是，软过剩，或软赤字的存在下，完全取决于我们选择的能量范围，以适应“真正的”幂律连续;因此，我们认为，这些组件不应该被视为证据吸积盘发射，也不用于推断BH群众。我们推测，明亮的ULX可能处于类似于（或扩展）银河系BH候选者的陡峭幂律状态的光谱状态，其中圆盘完全康普顿化，无法直接检测到，并且幂律发射可能会被周围快速移动的电离气体修改。
2006-12-01 astro-ph
The soft X-ray spectrum of PG1211+143
窄线类星体PG 1211 +143一直是最近试图了解活动星系核中软过剩的焦点，而2001年XMM-牛顿对这个发光活动星系核的观测也提供了大量能量外流的证据。在这里，我们考虑一个物理之间的联系充满活力的外流和可变的软过剩。
2006-12-05 astro-ph
Soft X-ray spectral variations of the narrow line Seyfert 1 galaxy Markarian 766
利用9个ROSAT PSPC数据集研究了窄线Seyfert 1星系Markarian 766的X射线光变。该光谱很好地描述了幂律结合黑体（kT~ 70 eV）软过剩。对3个X射线波段的通量比变化和变化幅度的研究表明，幂律分量在~ 5000 s的时间尺度上连续变化，并且当它更亮时更陡。相反，未检测到软过量的变化。光谱建模的31个光谱从不同的观测和计数率的范围也是一致的图片，其中的幂律是陡峭的，当它是明亮的，其中的软过剩成分不改变。如果幂律是由软光子的可变热或非热康普顿化产生的，则可以解释幂律可变性。这种行为与处于低态的银河系黑洞候选者相似。Markarian 766的X射线和多波长性质与其它窄线Seyfert 1非常相似。这可能意味着在其他窄线Seyfert 1中看到的快速X射线变异性也可能不是源于其强软过量成分。
1999-02-17 astro-ph
An intense soft-excess and evidence for light bending in the luminous narrow-line quasar PHL 1092
窄线类星体PHL 1092是由XMM-牛顿在相隔近30个月的两个时期观测到的。时间分析证实了在以前的X射线飞行任务中观察到的极端可变性。辐射效率的测量结果超过了史瓦西黑洞的预期。除了快速的X射线变化外，使用光学监测器获得的短紫外光曲线（< 4小时）也可能显示波动，尽管幅度比X射线低得多。一般来说，考虑到源的宽带（0.4-10 keV静止坐标系）光度约为10^45 erg/s，极端的变化性令人印象深刻。在至少一次观测中，X射线和紫外光变曲线显示出共同的趋势，尽管由于OM观测持续时间短，紫外光变曲线的重要性低，很难评论这种可能的相关性的重要性。有趣的是，高能量光子（> 2 keV）并没有出现高度可变。X射线光谱类似于许多窄线塞弗特1型星系：一个强烈的软过剩模型与多色盘黑体，幂律分量和吸收线在~1.4千电子伏。~1.4 keV的特征是奇怪的，因为它在以前的观测中没有被检测到，它的存在可能与软过剩的强度有关。进一步感兴趣的是曲率的频谱以上~2 keV，这可以描述为一个强反射组件。如果我们考虑接近最大旋转黑洞的引力光弯曲效应，就可以理解强反射分量、缺乏高能时间变化和极端辐射效率测量。
2004-05-06 astro-ph
The XMM-Newton view of AGN with intermediate mass black holes
我们用XMM-牛顿观测了四个从SDSS光学选择的黑洞质量小于10^6 Msun的辐射有效的活动1型星系。我们在这里表明，它们的软X射线光谱表现出软过剩的无线电安静的塞弗特1星系和1型类星体，无论是在温度和强度方面观察到无处不在的相同特性。然而，即使当软X射线过剩是一个纯粹的热盘建模，它的光度原来是远远低于预期的吸积理论为给定的温度，铸造进一步怀疑热解释软过剩。虽然替代方案的性质的软过剩（即模糊的电离吸收和光盘反射）不能区分在一个纯粹的统计基础上，我们指出，吸收模型产生了很强的相关性之间的吸收柱密度和电离状态，这可能是难以解释的，是最有可能是虚假的。至于反射，它只调用任何吸积模型的标准成分，用于辐射有效的源，如硬X射线源和相对较冷的（尽管部分电离）吸积盘，因此似乎是解释大多数（如果不是全部）情况下软过剩的自然选择。反射模型也与理论上预期温度的热盘组件的额外存在相一致（尽管，再次，比预期的总光度小）。观测到的活动星系是X射线变化最大的星系之一，它们的超额方差也是最大的。这与它们相对较小的黑洞质量和简单功率谱模型的预期一致。（节略）
2008-12-09 astro-ph
Non-thermal intracluster medium: a simultaneous interpretation of the central soft X-ray excess and WMAP's detection of reduced Sunyaev-Zel'dovich Effect
WMAP在几个丰富星系团的大样本中以低得多的水平检测到Sunyaev-Zel'dovich效应，这可以用传统物理学来解释。有人认为，在某些星系团中发现的中央软X射线和极紫外线过剩不可能是热源，这是由于气体快速冷却和O VII线的持续未检测到的问题，但可能是由于星系团内相对论电子和宇宙微波背景之间的逆康普顿散射。事实上，最近XMM对Coma和Abell 3112软X射线的观测同样符合幂律或热力学维里化气体。因此，丢失的Sunyaev-Zel'dovich通量可能部分是由于高估了散射CMB的维里化电子的中心密度。在几个$μ$ G强度的团内磁场中的同步辐射是造成显著的额外电子能量损失的原因。相对论粒子和磁场能量密度之间的均分是一种现实的可能性。GHz辐射数据从后发座星系团晕产生的信息的高能量陡峭的集群相对论电子光谱。还考虑了高能宇宙线电子和伴随宇宙线质子通量的γ射线发射在WMAP通带中的团簇微波发射。高能电子可能起源于活动星系核喷注，然后通过阿尔芬波扫过分布在星系团内，并伴随{ \it in situ}费米加速。
2010-07-05 astro-ph
Soft X-ray excess emission in clusters of galaxies observed with XMM-Newton
本文给出了后发星系团、A1795和A3112星系团中央0.5/h_50 Mpc区XMM-Newton EPIC光谱分析结果。通过模拟2 - 7 keV PN和MOS数据确定的热的团内气体的温度与从FeXXV-FeXXVI线比推断的温度一致。一个显着的温暖的排放成分的水平以上的系统的不确定性是显而易见的数据，并证实了ROSAT PSPC数据的后发座和A1795。在目前的校准精度水平下，不能排除这种现象的非热起源，但热模型与数据的拟合要好得多，温度在0.6 - 1.3 keV范围内，电子密度在10^{-4} - 10^{-3} cm^{-3}数量级。在外部的集群的温暖的组件的属性是勉强与最近的宇宙学模拟的结果相一致，它预测了当前时代的bayons位于一个温暖的热星系际介质（WHIM）的大部分。然而，导出的密度太高，在集群核心相比，WHIM模拟，因此需要更多的理论工作，以充分了解所观察到的软X射线过剩的起源。
2002-12-17 astro-ph
Slim Disk Model for Soft X-Ray Excess and Variability of Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies
窄线塞弗特1星系（NLS 1）具有极强的软X射线过剩和大的光变。我们认为，这两个功能基本上可以占超薄磁盘模型。我们假设NLS 1中的中心黑洞质量相对较小，为$M \sim 10^{5-7}M_\odot$，并且一个圆盘几乎以爱丁顿光度$L_{\rm E}$发光。然后，盘变成了一个细长的盘，并表现出以下独特的特征：（1）盘的光度（特别是X射线）对质量流率$\dot M$不敏感，因为产生的能量部分被吸积流中捕获的光子带到黑洞。(2)光谱为多色黑体。最大黑体温度为$T_{\rm bb} \simeq 0.2(M/10^5 M_\odot)^{-1/4}$ keV，黑体发射区的大小很小，即使对于Schwarzschild黑洞也是$r_{\rm bb} \lsim 3 r_{\rm S}$（其中$r_{\rm S}$是Schwarzschild半径）. (3)NLS 1的ASCA观测数据全部落在（$r_{\rm bb},T_{\rm bb}$）面上的$\dot M/(L_{\rm E}/c^2)>10$区域（$L_{\rm E}$为爱丁顿光度），支持了我们的观点，即NLS 1中在$\sim L_{\rm E}$处有一个细长的盘状物发射软X射线。(4)磁能最多可以被放大到与被捕获的辐射能的均分值，该值大大超过从圆盘发射的辐射能。因此，连续磁场重联的能量释放将引起软X射线发射的显著变化。
2000-03-02 astro-ph
An absorption origin for the soft excess in Seyfert 1 AGN
在许多高质量吸积率活动星系核的X射线光谱中看到的软过剩可以很好地用部分电离吸积盘的反射来模拟。然而，导出的参数往往是极端的，无论是在底层时空和反射几何，这些模型要求光盘是远离流体静力平衡。另一种模型使用类似的部分电离，速度模糊的材料，但在吸收中看到，虽然再次推导出的速度是极端的，需要磁驱动（在射流？）而不是简单的线驱动盘形卷绕机。我们发现，虽然这两个模型都很好地适合XMM-牛顿数据，我们赞成吸收模型，与反射不同，所有导出的光谱指数都是软的。这与预期的类比，相应的高质量吸积率恒星质量的黑洞。此外，这些X射线光谱与AGN类型和光谱状态之间的一一对应映射是一致的，NLS 1具有对应于非常高的状态的较软的光谱，而宽线AGN具有γ ~2，正如预期的高/软状态。我们还利用同步的OM数据导出了盘吸积功率与总吸积功率的比值，这是X射线双星谱态的另一种示踪。这并不总是表明NLS 1中的圆盘贡献的总功率小于80%，正如对非常高的状态所预期的那样。我们认为，这是一个伪像的标准光盘模型，用于确定光盘光度在我们的拟合。在黑洞双星的甚高态中，观测到的盘状结构常常偏离标准形状，而在NLS 1中，类似的效应可以恢复黑洞双星光谱态与活动星系核类型之间的对应关系。
2007-08-14 astro-ph
Soft X-ray background fluctuations and large-scale structure in the Universe
利用ROSAT位置灵敏正比计数器（PSPC）的80幅高银纬中深影像，研究了~10弧分和~2弧分束宽下软（0.9-2 keV）X射线背景强度的起伏。这些波动主要是由我们使用的光束尺寸无法分辨的源产生的混淆噪声所控制（并且很好地再现）。我们没有发现任何多余的波动，这可能是由于源集群的证据。过度波动dIclus的95%置信上限为：dIclus/Ixrb_10 arcmin<~ 0.12，dIclus/Ixrb_2 arcmin <~0.07。我们已经检查了低表面亮度扩展对象（如星系群或星系团）可能对过度波动有显着贡献的可能性，发现它们不需要拟合波动分布，并获得这种类型的源的表面密度的上限。对于宇宙密度Ω =0.1-1的任何值，标准的冷暗物质模型都会产生大于上述极限的dIclus/Ixrb，除非发射X射线的物质的偏置参数小于1，或者软X射线背景的重要部分（约30%）的红移z>1。2-10 keV的过量波动的限制也被认为是，表明在该频带的X射线源必须在红移z>1，除非Ω>0.4。最后，如果产生这些过剩涨落的源的空间关联函数是幂律，那么过剩涨落所隐含的密度对比度dho/rho表明，宇宙在几十Mpc的尺度上是平滑和线性的，而在~1 Mpc的尺度上则是高度非线性的。
1996-12-11 astro-ph
