Broad-Band Spectrum of The Black Hole Candidate IGR J17497-2821 Studied with Suzaku
介绍了INTEGRAL于2006年9月发现的IGR J17497-2821的1-300 keV朱雀谱。朱雀号在发现IGR J17497-2821八天后的9月25日观测到约53千秒的净曝光量。在朱雀观测期间，IGR J 17497 -2821非常明亮，在1-300 keV范围内，8 kpc时为2 x 10^37 erg/s，并显示出硬光谱，这是低硬态黑洞候选者的典型特征。尽管对源进行了多任务X射线监测，但只有朱雀号才有可能获得1-300 keV范围内的宽带谱，并具有非常高的信噪比。多色盘（DISKBB）和具有温和反射的热康普顿化分量（COMPPS）的总和是我们的IGR J17497-2821朱雀光谱的良好代表。吸积盘的光谱特性，以及在光谱中的截止能量在约150千电子伏的明确检测和约束。我们讨论的物理模型用于解释数据和与以前的结果比较的影响。
2008-11-17 astro-ph
Suzaku Observations of the Circinus galaxy
我们报告朱雀观测活跃，康普顿厚的Circinus星系。观测是用X射线成像光谱仪（XIS）和硬X射线探测器（HXD）获得的。在10 keV以下，核光谱主要是由高柱密度的冷致密气体反射的辐射，而在13 keV以上，辐射是通过约4 x 10^{24} cm^-2的柱密度直接透射的核发射。在0.2- 10 keV波段，XIS谱被Circinus中最亮的非核源（CG X-1）污染了5%，但在5-10 keV波段下降到1%，在更高的能量下可以忽略不计。我们没有发现硬（>12千电子伏）发射的变化的显着证据。用HXD/GSO在50- 100 keV波段2.5σ水平上勉强探测到Circinus。我们用四个分量模拟了3-70 keV波段的XIS+PIN光谱：康普顿透射核发射，反射核发射，软幂律（代表散射核发射，扩展发射和星系中低于几keV的源污染的组合）。发现硬核幂律的光子指数γ_h ~= 1.6，与软幂律非常相似。高能截止为E_C ~= 49 keV。这些结果与BeppoSax的结果一致。这个模型的外推到GSO带显示出良好的协议与GSO的光谱，并支持我们的检测Circinus高达~= 100 keV。
2008-09-26 astro-ph
Study of the Spectral and Temporal Characteristics of X-Ray Emission of the Gamma-Ray Binary LS 5039 with Suzaku
我们报告的结果，从朱雀宽频带X射线观测银河系双星源LS 5039。朱雀星的数据连续覆盖了一个以上的轨道周期，显示出在这个TeV伽马射线发射系统的轨道周期上X射线发射的强烈调制。X射线发射在轨道相位~ 0.1处显示出最小值，接近于紧凑天体的所谓上合，在相位~0.7处显示出最大值，非常接近于紧凑天体的下合。直到70 keV的X射线光谱数据由具有在γ ~1.45 - 1.61范围内变化的相位相关光子指数的硬幂律描述。通量变化的幅度是2.5倍，但明显小于TeV通量变化的8倍。除此之外，两条光变曲线相似，但不完全相同。虽然在许多星系双星系统中发现了周期性的X射线发射，但朱雀号的结果意味着一种与X射线的“标准”起源不同的现象，这种X射线的起源与在致密伴星周围形成的热吸积等离子体的发射有关。LS 5039的X射线辐射可能与极高能量的电子有关，而极高能量的电子也是导致TeV伽马射线辐射的原因。伽马射线是电子对可见恒星光子的逆康普顿散射的结果，而X射线是通过同步辐射产生的。然而，虽然TeV伽马射线信号的调制可以自然地由光子-光子对产生和各向异性逆康普顿散射来解释，但观察到的同步加速器X射线的调制需要一个额外的过程，最自然的是辐射产生区域的绝热膨胀。
2009-04-26 astro-ph
Suzaku Observations of Iron Lines and Reflection in AGN
回顾了作为朱雀保证时间计划的一部分观测到的几个活动星系核中的铁K壳线和反射分量的初步结果。本文讨论了朱雀星迄今为止观测到的一个小样本康普顿薄塞弗茨，即MCG-5 - 23 -16，MCG-6 - 30 -15，NGC 4051，NGC 3516，NGC 2110，3C 120和NGC 2992。宽铁K $α$发射线似乎存在于所有这些塞弗特星系，但其中一个，而来自遥远物质的线的窄核心是无处不在的所有观测。MCG-6 - 30 -15中的铁线显示了所有天体中最极端的相对论性模糊，线的红翼要求内吸积盘向内延伸到黑洞的2.2Rg以内，与XMM-牛顿观测一致。在许多这些塞弗特星系中观察到超过10千电子伏的强过量辐射，这与康普顿厚度物质（例如吸积盘）再处理的反射成分的存在相一致。只有一个塞弗特星系（NGC 2110）既没有宽的铁线，也没有反射成分。本文还讨论了MCG-6 - 30 -15、MCG-5 - 23 -16和NGC 4051的光谱变异性。在所有3种情况下，当源较暗时，光谱显得较硬，而铁谱线或反射分量随源通量的变化很小。这与一个简单的双组分光谱模型相一致，其中可变发射是主要的幂律，而铁谱线和反射分量保持相对恒定。
2006-10-13 astro-ph
Suzaku wide-band X-ray Spectroscopy of the Seyfert 2 AGN in NGC 4945
朱雀观测到附近的塞弗特2星系NGC 4945，它拥有20 keV以上最明亮的活动星系核之一。结合X射线CCD相机（XIS）和硬X射线探测器（HXD）的数据，同时观测活动星系核的本征核发射及其再处理信号。本征发射被$\sim 5 \times 10^{24}$ cm $^{-2}$的吸收柱高度遮蔽，并且仅在高于$\sim 10$ keV时可检测到。低于10 keV的光谱主要由反射连续谱和中性/电离材料的发射线组成。与中性铁K $α$线一起，首次从该来源检测到中性铁K $β$和中性镍K $α$线。中性线和冷反射连续谱是一致的，两者都起源于同一位置。中性Fe-K $α$线的康普顿下散射肩是窄芯磁通量中的$\sim 10%$，这证实该线起源于反射而不是透射。康普顿肩的弱点也表明，反射体可能几乎是从侧面看到的。本征发射的通量在$\sim 20$ ks内以$\sim 2$的因子变化，这要求遮蔽材料在几何上是薄的。宽带光谱模拟表明，中性反射体的立体角小于几个$\times 10^{-2} \times 2π$。所有这些关于再处理信号的证据表明，从近边缘角度观察到的是盘状吸收器/反射器。
2007-08-09 astro-ph
First simultaneous multiwavelength observations of the BL Lac object 1ES1959+650 in a steady state with MAGIC and Suzaku/Swift
2006年5月，利用MAGIC望远镜和朱雀号和雨燕号X射线卫星对处于稳定状态的BL Lac天体1 ES 1959 +650进行了同时多波长观测。Swift还可以在紫外光波段提供多滤光片测光。在所有观测到的能带中，从光学到TeV，都能清楚地检测到该源。相对于以前的观测，源在甚高能量（VHE）带（300 GeV以上~10%的蟹状星云通量）处于低状态，但在X射线带处于相对高的状态。光变曲线显示出相当稳定的活性，VHE γ射线发射无显著变化，X射线带的变化较小（~10%幅度）。稳态下观测到的光谱能量分布可用单区同步辐射自康普顿模型描述。
2007-09-14 astro-ph
Discovery of Extended X-Ray emission from the unidentified TeV source HESS J1614-518 using the Suzaku Satellite
我们报告了HESS J1614-518的朱雀结果，这是在使用H.E.S.S.进行的银河平面调查中发现的最亮的扩展TeV伽马射线源。望远镜我们在X射线成像光谱仪（XIS）的视场中发现了三个X射线物体，它们被命名为朱雀J1614-5141（src A），朱雀J1614-5152（src B）和朱雀J1614-5148（src C）。Src A是位于HESS J1614-518峰值位置的扩展源，因此它是HESS J1614-518的合理对应物。2-10 keV波段的X射线通量为5 e-13 erg/s/cm ^2，比TeV通量小一个数量级。光子指数为1.7，小于在一些超新星遗迹中发现的高能电子同步辐射的标准值。这些发现提出了一个挑战的模型，其中的TeV发射的起源是逆康普顿散射的宇宙微波背景的加速电子，通过同步辐射发射X射线。Src B位于TeV带图像中相对暗淡的区域;然而，其氢柱密度与Src A相同。因此，src B也可以与HESS J1614-518物理相关。Src C是一颗前景的晚型B星。我们还在HESS J1614-518附近发现了软扩展X射线发射。
2007-12-06 astro-ph
Suzaku observations of Markarian 335: evidence for a distributed reflector
本文报道了窄线塞弗特1星系Mrk 335的净曝光量为151 ks的朱雀观测。0.5-40 keV的光谱包含宽Fe线、低于约2 keV的强软过剩和在20-30 keV附近的康普顿峰。我们发现，由幂律和两个反射器组成的模型提供了对时间平均光谱的最佳拟合。在这个模型中，电离的、严重模糊的内反射层产生了大部分的软过剩，而几乎中性的外反射层（在~40 r_g外）产生了大部分的Fe线发射。观测的光谱变异性的特征在于在非常低的计数率下的光谱硬化。在我们的幂律+双反射器模型中，似乎这种硬化主要是由幂律的旋转引起的。整个观测的均方根光谱具有活动星系核中常见的弯曲形状，尽管当考虑光变曲线中不包含任何深倾角的间隔时，形状明显更平坦。我们还研究了以前的133 KS XMM-牛顿观测Mrk 335。我们发现，XMM-牛顿谱可以与朱雀数据类似的双反射器模型拟合，我们确认观测的均方根谱是平坦的。平坦的均方根光谱，以及来自朱雀PIN探测器的高能数据，不利于Mrk 335中软过量的吸收起源。
2007-12-12 astro-ph
Suzaku Observations of Active Galactic Nuclei Detected in the Swift/BAT Survey: Discovery of "New Type" of Buried Supermassive Black Holes
我们提出了朱雀宽波段观测的两个活动星系核的雨燕/BAT硬X射线（>15 keV）调查，没有以前的X射线数据，雨燕J0601.9-8636和雨燕J0138.6-4001。朱雀的光谱显示，在这两个对象的强烈吸收的幂律分量的柱密度为NH =~ 10^{23.5-24} cm^{-2}，占主导地位的10 keV以上，和强烈的反射分量的立体角>~ $2π$从冷，光学厚介质。我们发现，这些活动星系核有一个非常小的部分，从核散射光，<~ 0.5%的内禀幂律分量。这表明它们被埋在具有小开度角的非常几何厚的环面中和/或具有异常少量的负责散射的气体。在前一种情况下，Swift J0601.9-8636的几何形状应该接近正面，这是从反射分量的小吸收推断出来的。在这个小样本中发现两个这样的物体意味着在局部宇宙中一定存在大量尚未被识别的、非常康普顿厚的活动星系核，这些活动星系核在更大的倾角下被观察到，即使在目前最灵敏的光学或硬X射线巡天中也很难探测到。
2007-06-08 astro-ph
Suzaku observation of TeV blazar the 1ES 1218+304: clues on particle acceleration in an extreme TeV blazar
2006年5月，我们用X射线天文卫星朱雀观测了TeV blazar 1 ES 1218+304。在两天的连续观测开始时，我们探测到一个大耀斑，其中5-10 keV的通量在5 × 10^4秒的时间尺度上变化了约2倍。在耀斑期间，硬X射线通量的增加明显滞后于软X射线通量的增加，在0.3-1 keV和5-10 keV波段之间观察到的最大滞后为2.3x10^4 s。此外，我们发现耀斑的时间轮廓明显地随能量而变化，在更高的能量下更对称。通过对多波长数据的光谱拟合，假设一个单区域、均匀的同步加速器自康普顿模型，我们得到B~0.047 G，发射区域大小R = 3.0 × 10^16 cm，多普勒因子δ = 20。这个B值与一个独立的估计值非常一致，该估计值是通过对观测到的时滞进行模型拟合得到的，该模型将能量依赖的变化归因于相对论性电子的微分加速时标，前提是陀螺因子ε = 10^5。
2008-04-16 astro-ph
Constraint of Non-thermal X-ray Emission from the On-going Merger Cluster Abell 3376 with Suzaku
星系团是宇宙中粒子加速源的最佳候选者之一，其特征是来自加速的相对论粒子的非热硬X射线发射。我们目前的早期结果朱雀观测的非热发射Abell 3376，这是一个附近的正在进行的合并集群。朱雀观测了两次，集中在星团中心，包括东部的弥散射电发射，和星团外围区域的西部。对于这两个观测，我们没有检测到多余的硬X射线发射以上的热团簇发射。用硬X射线探测器（HXD）从$34\times34$ arcmin $^2$区域导出的3 $σ$能级上$2.1\times10^{-11}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$（15- 50 keV）的非热X射线通量上限与用BeppoSAX/PDS获得的结果相似。使用X射线成像光谱仪（XIS）数据，在122弧分$^2$区域的3 $σ$水平上，来自西方遗迹的非热发射的上限被独立地约束为$<1.1\times10^{-12}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$（4 $-$ 8 keV）。假设相对论粒子与宇宙微波背景光子之间存在康普顿散射，则团内磁场$B$被限定为$>0.03μ$ G（HXD）和$>0.10μ$ G（XIS）。
2008-05-23 astro-ph
The Nature of a Cosmic-Ray Accelerator, CTB37 B, Observed with Suzaku and Chandra
我们报告了朱雀和钱德拉对年轻超新星遗迹CTB 37 B的观测，H.E.S.S.切伦科夫望远镜。80 ks的朱雀观测为我们提供了清晰的漫发射图像和高质量的光谱。光谱表明，漫发射是由热和非热成分。热分量可用NEI模型表示，其温度、冲击前电子密度和年龄分别为0.9（0.7-1.1）keV、0.4（0.3-0.5）cm^{-3}和650（350-3150）yr。这表明CTB 37 B的爆炸发生在低密度空间。在CTB 37 B的南部区域发现了一个非热幂律分量。它的光子指数约为1.5，滚降能量很高（>15 keV），表明宇宙射线加速效率很高。将这个X射线光谱与TeV伽马射线光谱进行比较，我们得出结论，TeV伽马射线发射似乎是由多区逆康普顿散射或中性π介子衰变提供动力的。钱德拉在壳层附近分辨出的点源可能与CTB 37 B有关，这是因为扩散热发射具有共同的氢柱密度。光谱和时间特征表明，该源是一个新的异常X射线脉冲星。
2009-04-02 astro-ph
Hard X-Ray Spectrum from West Lobe of Radio Galaxy Fornax A Observed with Suzaku
报道了用朱雀对射电星系天炉座A（NGC 1316）西瓣的观测结果。自从Feigelson等（1995）和Kaneda等（1995）发现射电瓣中的宇宙微波背景激发的逆康普顿X射线以来，人们一直在假设相对论电子的单一成分同时产生逆康普顿X射线和同步辐射的情况下，估算瓣中的磁场和电子能量密度密度。然而，在1 - 10 keV波段产生所观察到的IC X射线的电子不具有足够的能量来在估计的几微G的磁场下辐射所观察到的同步加速器无线电发射。根据朱雀的观测结果，本文表明，0.7 - 20 keV的能谱可以用能量指数为0.68的单一幂律模型很好地描述，西瓣1 keV处的通量密度为0.12+/-0.01微焦耳。导出的多波长光谱强烈表明，一个单一的电子能量分布在洛伦兹因子γ = 300 - 90000负责产生的X射线和无线电发射。导出的物理量不仅与西瓣的报道一致，而且与东瓣的报道也非常一致。
2013-08-02 astro-ph
Precision Fe Kalpha and Fe Kbeta Line Spectroscopy of the Seyfert 1.9 Galaxy NGC 2992 with Suzaku
本文用朱雀X射线成像光谱仪（XIS）详细测量了Seyfert~1.9星系NGC2992在0.5 - 10keV波段的时间平均X射线谱。我们详细地模拟了复杂的连续体。有一个铁K线发射复合物，我们的模型与宽和窄线，我们表明，这两个组件的强度解耦的置信水平> 3sigma。宽Fe K线的EW为118（+32，-61）eV，可能起源于一个吸积盘（倾角大于~30度）。窄的Fe K α线的EW为163（+47，-26）eV，并且是未分辨的FWHM <4090 km/s），并且可能起源于遥远的物质。窄线中的绝对通量意味着视线外的柱密度可能比视线内测量的高得多，并且形成该线的平均（历史平均）连续发光度可能比从数据中测量的高几倍。我们还检测到窄的Fe Kbeta线具有高的信噪比，并描述了一种新的鲁棒性的方法来约束负责Fe Kalpha和Fe Kbeta线，不需要任何知识的可能的重力和多普勒能量漂移影响线能量的Fe的电离态。对于遥远的线发射物质（例如，假定的模糊环面），我们推断，主要的电离状态低于Fe VIII（在99%的置信度），保守地考虑到剩余的校准不确定性的XIS能量标度和理论和实验的不确定性的Fe K荧光线能量。从可能的康普顿反射连续谱的极限来看，窄的Fe K α和Fe K β线很可能起源于康普顿薄结构。
2006-09-20 astro-ph
Suzaku Observations of M82 X-1 : Detection of a Curved Hard X-ray Spectrum
本文报道了2005年10月朱雀星对星暴星系M82超亮X射线源X-1的三次观测，每次曝光量约为30 ks。来自原子核周围半径为3的区域的XIS信号确定了一个2-10 keV的通量为2.1 x 10^-11 erg s-1 cm-2，可归因于点源。3.2-10 keV的光谱比光子指数为1.7的幂律略凸。在所有观测中，HXD还探测到了来自M82的能量高达20 keV的信号，能量为12-20 keV，通量为4.4 x 10^-12 erg s-1 cm-2。HXD谱比XIS谱陡。XIS和HXD光谱可以通过截止幂律模型或类似的弯曲模型联合再现。在探测到的宽带信号中，1/3 ~ 2/3可归因于X-1，其余的可归因于M82中的其它离散源。不管这些污染物的模型如何，X-1的光谱比幂律曲线更弯曲，其辐射热光度为（1.5 - 3）x 10 ^40 erg s-1。这些结果被解释为来自100-200太阳质量的黑洞的康普顿化发射，辐射大致在爱丁顿光度。
2008-09-26 astro-ph
Supernova Remnants and Plerions in the Compton Gamma-Ray Observatory Era
根据康普顿伽马射线天文台在过去六年的观测，似乎有一些银河系超新星遗迹可能是宇宙伽马射线源的候选者。这包括壳型遗迹，如IC 443和天鹅座$γ$，它们没有已知的母星，但与未识别的EGRET源有显著的联系，以及其他似乎是复合的，其中脉冲星嵌入壳（如W 44和船帆座），或者纯粹是脉冲星驱动的，如蟹状星云。本文讨论了我们目前对重离子和非重离子超新星遗迹中γ射线产生的认识，并探讨了这种发射与其他波段的关系。重点包括蟹状星云和船帆座星云的模型，W44的复合性质，壳型残余物与宇宙射线产生的关系，冲击加速质子和电子的相对重要性，TeV，X射线和射电观测对模型的约束，以及母星直接注入残余物的电子的作用。
1997-11-19 astro-ph
Low/Hard State Spectra of GRO J1655-40 Observed with Suzaku
银河系黑洞双星GRO J1655 $-$ 40在2005年9月22- 23日被朱雀观测到，X射线成像光谱仪（XIS）的净曝光量为35 ks，硬X射线探测器（HXD）的净曝光量为20 ks。在0.7- 300 keV的宽且连续的能量范围内检测到该源，在20 keV下具有$\sim$ 50 mCrab的强度。在3.2千秒差距的距离，0.7- 300千电子伏的光度是$ \sim 5.1 \times 10^{36}$ erg s $^{-1}$（6 $M_{\odot}$黑洞爱丁顿光度的$\sim 0.7$ %）。该源处于典型的低/硬状态，表现出具有$\sim 1.6$的光子指数的幂律形状的连续体。在观测过程中，源强度在能量高于$\sim 3$ keV时逐渐降低25%，在能量低于2 keV时降低35%。这一点，连同软X射线光谱与XIS，建议存在一个独立的软组件，可以表示从冷（$\sim 0.2$ keV）磁盘的排放。用HXD获得的硬X射线光谱揭示了高能光谱截止，e折叠能量为$\sim 200$ keV。由于10 keV以上的光谱光子指数比在较软的能带中观察到的要硬$\sim 0.4$，并且e折叠能量高于典型的反射峰，所以即使考虑反射效应，整个0.7- 300 keV的光谱也不能由单一的热康普顿化模型再现。相反，光谱（除了软过剩）可以成功地解释调用两个热康普顿组件与不同的$y$参数。与该物…
2007-07-26 astro-ph
Multiwavelength Observations of the Powerful Gamma-ray Quasar PKS 1510-089: Clues on the Jet Composition
我们提出的结果，从一个强大的伽马射线类星体PKS 1510-089的多波长活动。这次活动开始于朱雀号深空观测，持续三天，总暴露时间为120千秒，并继续进行雨燕监测，持续18天。除了雨燕的观测外，该活动还包括地面光学和无线电数据，并产生了从10^9 Hz到10^{19} Hz的准同步宽带光谱能量分布。朱雀观测提供了一个高S/N的X射线光谱，这是很好地代表了一个非常硬的幂律与光子指数伽玛~ 1.2，增强了明显低于1 keV的软分量，这是很好地描述了一个黑体模型与温度kT ~ 0.2 keV。监测朱雀揭示了时间的变化，这是不同的低，高能量波段，再次表明存在的第二个，变量组件除了主要的幂律emission.We模型的宽带光谱PKS 1510-089假设的高能量光谱成分的结果，从康普顿红外辐射产生的热尘埃位于周围的分子torus。在所采用的内部冲击的情况下，推导出的模型参数意味着，射流的功率是由质子占主导地位，但与电子/正电子的数量超过质子的数量的一个因素~10。我们还发现，负责冲击形成的不均匀性，碰撞前可能会产生大量的康普顿辐射，这可以解释所观察到的软X射线过剩和可能的过剩在~18 keV。然而，我们注意到，体康普顿解释并不是唯一的，观察到的软过剩也可能通过文中简要讨论的其他过程产生。
2007-09-11 astro-ph
Probing the Disk-jet Connection of the Radio Galaxy 3C120 Observed with Suzaku
宽线射电星系（BLRGs）是一种罕见的射电强活动星系核，在其中除了观测到扩展喷流外，还观测到了宽的光学允许发射线。本文报道了利用朱雀望远镜对明亮的BLRG 3C~120进行的深（40 ksec × 4）观测。观测间隔一周，并对一系列连续通量进行采样。一个优秀的宽带频谱，获得了超过二十年的频率（0.6至50千电子伏），在每40千秒曝光。我们清楚地分辨了铁K发射线复合体，发现它由一个窄的Ka核（σ ~ 110 eV或EW为60 eV）、一条6.9 keV的线和一条宽的铁线组成。我们对宽线的确认与2003年的XMM-牛顿观测相反，当时不需要宽线。宽线最自然的解释是铁K线从一个正面的吸积盘发射，它在~10 r_g处被截断。在10 keV以上，检测到一个相对较弱的康普顿峰（反射分数R ~ 0.6），叠加在伽马~ 1.75的初级X射线连续谱上。由于朱雀数据的良好光子统计和低背景，我们清楚地证实了3C 120的光谱演化，即变化幅度随着能量的增加而减小。更引人注目的是，我们发现的变化是由一个陡峭的幂律分量伽玛~2.7，可能与非热喷流排放。我们讨论我们的研究结果的背景下，无线电大声/安静的对象之间的相似性和差异。
2006-12-28 astro-ph
Suzaku Observation of Two Ultraluminous X-Ray Sources in NGC 1313
2005年9月15日，朱雀号在附近的Sb星系NGC 1313中观测到两个超亮X射线源（ULX），分别命名为X-1和X-2。在净曝光量为28千秒的观测期间（但总时间跨度为90千秒），两个天体的强度变化约为50%。X-1和X-2的0.4- 10 keV X射线亮度分别测量为$2.5 \times 10^{40}~{\rm erg~s^{-1}}$和$5.8 \times 10^{39}~{\rm erg~s^{-1}}$，前者是该ULX有史以来报道的最高亮度。X-1的光谱可以解释为一个强大的和可变的幂律分量与高能量的截止，和一个稳定的黑体与最内层的磁盘温度为$\sim 0.2$ keV。这些结果表明，X-1处于“非常高”的状态，在这种状态下，圆盘发射是强烈的康普顿化。NGC 1313中朝向X-1的吸收体被认为具有太阳下的氧丰度。X-2的光谱在其较暗的相位中最好地由最内侧盘温度为1.2- 1.3keV的黑体模型表示，并且随着源变得更亮而变得更平坦。因此，X-2被解释为处于slim-disk状态。这些结果表明，这两个ULX有几十到几百个太阳质量的黑洞质量。
2006-10-06 astro-ph
Low energy cut-offs and hard X-ray spectra in high-z radio-loud quasars: the Suzaku view of RBS315
我们给出了朱雀星对强射电噪类星体RBS 315（z=2.69）的观测结果，先前的XMM-牛顿观测显示，在10 keV以下（光子指数γ =1.26），X射线连续谱非常平坦，并显示出强的内禀吸收（假设是中性气体，N_H~10^22 cm^{-2}）。硬X射线HXD/PIN仪器允许我们检测高达50千电子伏的源。宽带连续（0.5-50 keV）可以很好地模拟与斜率伽玛=1.5（肯定比连续测量XMM-牛顿）超过1 keV的软光子的强烈赤字的幂律。低能截止可以很好地与本征吸收（在类星体静止坐标系中，柱密度N_H~10^22 cm^{-2}）或连续谱中的一个间断拟合，在1 keV以下具有极硬（γ =0.7）的幂律。我们构建的光谱能量分布的源，也使用光学紫外测量获得通过准同步UVOT/SWIFT观测。SED的形状类似于其他具有类似功率的平谱射电类星体（FSRQ），使该源成为GLAST探测伽马射线的绝佳候选者。我们模拟的同步辐射逆康普顿模型通常适用于FSRQs的SED，显示软光子的赤字可以自然地解释为由于一个固有的弯曲的光谱附近的低能量端的IC组件，而不是固有的吸收，虽然后者的可能性不能排除。我们认为，在至少一小部分的射电强类星体在高红移的截止软X射线波段可以用类似的方式来解释。需要进一步的研究来区分这两种选择。
2007-05-02 astro-ph
The synthesis of the cosmic X-ray background in the Chandra and XMM-Newton era
基于最新的X射线光度函数（XLF）和活动星系核（AGN）的演化，提出了一个详细的、自洽的宇宙X射线背景（XRB）模型。通过软（0.5-2 keV）和硬（2-10 keV）X射线巡天收集的大量观测结果被用来最大限度地限制康普顿薄活动星系核的性质及其对XRB辐射的贡献。通过软硬XLFs的比较，确定了中度暗化（康普顿薄）活动星系核和未暗化活动星系核的数量比R，这表明R从低光度时的4减小到高光度时的1。从同样的比较中，没有明显的证据表明被遮蔽的活动星系核部分随红移而演化。通过软硬源计数的匹配，确定了活动星系核中吸收柱密度的分布。向更大的柱密度上升的分布能够再现软和硬活动星系核计数超过约6 dex的通量。该模型还具有良好的精度再现的部分被遮蔽的对象在活动星系核样品中选择在不同的X射线通量。康普顿薄活动星系核人口的综合排放被发现低估的XRB通量在约30千电子伏和人口的严重模糊的康普顿厚活动星系核，大的适度模糊活动星系核，需要适合剩余的背景排放。值得注意的是，在钱德拉深场南部和在第一个INTEGRAL和斯威夫特目录的AGN选择以上10千电子伏的康普顿厚AGN的分数与模型预测非常一致。[删节]
2006-10-31 astro-ph
Simultaneous multiwavelength observations of the blazar 1ES1959+650 at a low TeV flux
我们提出的结果，从多波长运动的TeV blazar 1 ES 1959+650，在2006年5月进行。利用SUZAKU和SWIFT卫星、MAGIC望远镜和其他地面设施获得了光学、紫外线、软X射线和硬X射线以及甚高能伽马射线（E > 100 GeV）波段的数据。源的光谱能量分布（SED），来自SUZAKU和MAGIC的观测在2006年5月底，显示出通常的双峰形状，与同步峰值在一个更高的通量水平比康普顿峰。关于历史值，在我们的活动中，该源在X射线和光学方面表现出相对较高的状态，而在VHE波段，它处于迄今为止记录的最低水平之一。我们还监测源的通量光谱变化的时间窗口为10天的光学紫外线和X射线波段和7天的VHE波段。源在X射线中的变化比在光学波段中的变化更大，其中2-10 keV X射线通量变化约2倍。同步加速器峰值位于X射线波段，随着源变得更亮，同步加速器峰值移动到更高的能量，其上方的X射线通量比低能量的X射线通量变化更快。在X射线波段观察到的变化行为不能由独立变化的发射区域产生，而是暗示某种“站立冲击”的情况。整体SED是由一个均匀的单区同步逆康普顿发射模型，从中我们得到的物理参数是典型的高能量峰值耀变体。
2008-01-25 astro-ph
