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
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
X-ray spectra transmitted through Compton-thick absorbers
用蒙特卡罗模拟计算了通过光学厚度大于康普顿散射的物质的X射线谱。应用BeppoSAX数据的Seyfert 2星系在Circinus，和宇宙X射线背景的光谱建模，进行了讨论。
1999-04-24 astro-ph
The X-ray spectrum of Compton-thick Seyfert 2 Galaxies
本文综述了目前关于康普顿厚的Seyfert 2星系X射线谱的一些看法，并简要描述了目前已知的四个属于这类星系的X射线源。
1996-11-29 astro-ph
Changing look: from Compton-thick to Compton-thin, or the re-birth of fossil AGN
我们讨论的性质的一个小样本的塞弗特2星系的X射线光谱改变外观的时间尺度上的年，成为反射占主导地位的康普顿薄，反之亦然。反射占主导地位的光谱通常被认为是康普顿厚吸收的证据，但我们认为这样的光谱是由于核辐射的暂时关闭。这里讨论的观测结果可能有助于解释光学和X射线分类之间的不匹配，并提供了新的强有力的直接证据，证明在塞弗特2星系中存在一个以上的冷环核区域。
2003-02-17 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
Compton Thick AGN: the dark side of the X-ray background
硬X射线背景谱记录了宇宙时间内累积过程的历史。一些观测和理论证据表明，大部分的能量密度被大柱的气体和尘埃所掩盖。吸收物质通常非常厚，柱密度超过N_H > 1.5 10^24 cm-2，该值对应于康普顿散射的单位光学深度。这些源被称为“康普顿厚度”，似乎非常多，至少在附近的宇宙中。虽然康普顿厚的活动星系核（AGN）被认为对整个宇宙的能量收支做出了重要贡献，但它们的空间密度和宇宙学演化却知之甚少。本文综述了康普顿厚活动星系核的性质，特别强调了它们对硬X射线和红外波段河外背景光的贡献。
2004-03-30 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
On the detectability of distant Compton-thick obscured quasars
钱德拉和XMM-Newton已经将2-8 keV的X射线背景（XRB）分解为点源。许多较暗的源是被遮蔽的活动星系核（AGN），其柱密度在10^22-10^23 pcmsq之间，其中一些具有类星体的光度。根据遮蔽模型，能量超过8千电子伏的XRB主要来自康普顿厚度的活动星系核，其柱密度超过10^24 pcmsq的1.5倍。在这里，我们考虑是否康普顿厚的类星体是可检测的钱德拉和XMM-牛顿通过其直接（即不散射）的X射线发射。如果物体单独具有高光度和高红移，则可探测性最佳，因此直接发射在观察到的波段中具有显著的通量。使用一个简单的星系形成模型，纳入吸积黑洞，类星体建立自己的大部分质量在康普顿厚的方式，然后才驱逐模糊的物质，我们预测，适度深100 ks钱德拉和XMM-牛顿曝光可能包含少数可检测的康普顿厚的类星体。深度M或更高的钱德拉图像应该包含50-100个遥远的、光学微弱的、康普顿厚度的源。在传递中，我们表明，辐射压力可以有效地驱逐模糊气体类星体风，并产生一个黑洞质量成正比的主机隆起的速度色散的四次方。
2001-11-21 astro-ph
Reliable Identification of Compton-thick Quasars at z~2: Spitzer Mid-IR spectroscopy of HDF-oMD49
许多试图解释未分辨X射线背景的模型预测，康普顿厚度的活动星系核（AGN）在高红移下无处不在。然而，很少有遥远的康普顿厚的活动星系核已被可靠地确定日期。在这里，我们提出了斯皮策-IRS光谱和3.6- 70微米测光的z=2.2光学识别AGN（HDF-oMD 49），正式未检测到的2 MS钱德拉深场北（CDF-N）调查。该天体的Spitzer-IRS光谱和光谱能量分布以活动星系核为主，将X射线波长处的能量学与中红外（中红外）和光学光谱学得出的能量学进行比较表明，活动星系核本身是发光的（L_X~ 3 × 10^44 erg/s），但被康普顿厚度的物质严重吸收（N_H>>10^24 cm^{-2}）;即，这个物体是一个康普顿厚度的类星体采用与HDF-oMD 49相同的方法，我们在文献中发现了另外六个z~2-2.5的天体，它们也是X射线弱/未被探测到的，但从光学和/或中红外光谱学中有活动星系核活动的证据，并表明所有这些源也是康普顿厚度的类星体，L_X>10^44 erg/s。根据Daddi et al.（2007），这些康普顿厚度的类星体将被归类为中红外多余星系，我们的研究提供了第一个光谱证实这些z~2中红外明亮星系的子样本中的康普顿厚度活动星系核活动。利用位于CDF-N场中的四个天体，我们估计了康普顿厚度类星体的空间密度[对于z~2-2.5处的LX>10^44 erg/s的天体，为Φ ~（0…
2008-07-15 astro-ph
The Compton-thick AGN in the GPS radio source OQ+208
本文报道了ASCA在千兆赫兹峰谱（GPS）射电源OQ+208中发现的第一个被康普顿厚度的X射线吸收体覆盖的射电大声活动星系核（AGN）。它代表了这类源的核环境中的致密物质的少数可用的直接测量之一，如果GPS源确实是“受挫”的经典射电双打，这可能会提供无线电发射区域的限制介质。展望了XEUS的未来研究方向。
2002-08-30 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
The Compton-thick quasar at the heart of the high-redshift giant radio galaxy 6C 0905+39
我们对巨大的高红移（z=1.88）射电星系6C 0905+39的XMM-牛顿光谱显示，它包含已知最强大的高红移康普顿厚度类星体之一。它的光谱在2keV以上是非常硬的。陡峭的XMM频谱低于该能量被证明是由于从无线电桥使用钱德拉数据的扩展发射。6C 0905+39的核柱密度为3.5（+1.4，-0.4）X 10^24 cm^-2，在2-10 keV波段的吸收校正X射线光度为1.7（+0.9，-0.1）X 10^45 erg/s。在同一视场中，一个较低红移的活动星系SDSS J090808.36+394313.6，也可能是康普顿厚度。
2008-01-22 astro-ph
A Chandra observation of the z=2.285 galaxy FSC10214+4724: Evidence for a Compton-thick quasar?
本文介绍了对z=2.285的强透镜超亮红外星系FSC 10214 +4724的~20 ksChandra ACIS-S观测。虽然这次观测达到了相当于4毫秒钱德拉曝光的灵敏度（当进行引力透镜校正时），但FSC 10214 +4724的静止帧1.6-26.3 keV辐射很弱（L_X~ 2 E42 erg/s，透镜增强~100）;这种X射线辐射的很大一部分似乎是由于活跃的恒星形成活动。如果FSC 10214 +4724拥有类星体，那么它一定被康普顿厚度的物质所掩盖。我们将FSC 10214 +4724与高红移SCUBA星系进行了比较，并讨论了高红移下康普顿厚度活动星系核的X射线鉴别。
2004-11-11 astro-ph
The hard X-ray spectrum of Compton-thick Seyfert 2 galaxies and the synthesis of the XRB
本文提出了一个适用于2型活动星系核的宇宙X射线背景（XRB）综合模型，该模型包括对吸收物质中康普顿散射的适当处理。在高红移时，2型活动星系核的相对重要性降低的证据被发现，这可能是由于遮蔽源的相对数量减少，或者（更可能）由于康普顿厚吸收源的比例增加。只有采用BeppoSAX/MECS测量的XRB标准化，才能同时拟合XRB谱、软X射线和硬X射线源计数。
1999-12-16 astro-ph
Drilled by the jet? XMM-Newton discovers a Compton-thick AGN in the GPS galaxy Mkn668
我们报告了XMM-牛顿在宽线射电星系中发现的第一个康普顿厚度的模糊活动星系核，千兆赫兹峰值频谱源Mkn 668（OQ+208）。非常平坦的2-10 keV X射线光谱（观察到的光子指数，r ~ 0.7），以及突出的铁K-α荧光发射线，是康普顿反射主导光谱的清晰特征。Mkn 688代表了X射线光谱特性和光学分类之间差异的一个显著例子，因为其光谱的特征在于宽而不对称的巴耳末线。遮蔽物质被限制在无线电热点内，而无线电热点之间的距离约为10 pc。如果喷流穿透了遍布核环境的康普顿厚度介质，人们可能会在很大程度上低估了从观察到的热点衰退速度确定的无线电活动动力学年龄。软X射线光谱主要是由一个陡峭得多的组成部分，这可能是由于核连续电子散射，或逆康普顿-非常大-远红外发射。软X射线被另一个康普顿薄（N_H ~ 10^21/cm/cm）吸收系统所抑制，我们认为它是负责射电瓣自由-自由吸收的物质。
2004-02-26 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
Compton-Thick X-ray Absorption in the Seyfert Galaxies Tololo 0109-383 and ESO 138-G1
本文分析了Tololo 0109-383和ESO 138-G1两个塞弗特星系的ASCA X射线谱。在这两种情况下，光谱拟合揭示了两个统计上可接受的连续模型：康普顿反射和部分覆盖。两个光谱都有强的铁K-α线，等效宽度大于1.5 keV。这些较大的等效宽度表明，暗度比部分覆盖模型直接显示的暗度（约为2 x 10^23 cm^-2）更大，而实际的柱密度为“康普顿厚度”（即N_H > 1.5 x 10^24 cm^-2）。我们使用硬X射线/[O III]通量相关的Seyferts和文献中的数据，为这一假设提供额外的支持。由于Tololo 0109-383已知具有光学1型特征，例如宽的巴耳末线分量和Fe II发射，因此该结果将其标记为值得注意的对象。
2000-07-19 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
XMM-Newton observations of ULIRGs I: A Compton-thick AGN in IRAS19254-7245
我们介绍了合并系统IRAS 19254-7245的XMM-牛顿观测，也被称为超天线，其南核被归类为塞弗特2星系。XMM-Newton数据使我们能够对该系统进行详细的X射线成像和光谱分析。我们清楚地检测到，在这个系统中的第一次，在6.49+/-0.1 keV（休息帧）的EW ~ 1.4 keV的Fe发射线。X射线光谱需要一个软的热分量（kT~0.9 keV; L（0.5-2）~ 4 E41 cgs），可能与星暴有关，以及一个硬的幂律连续谱（观察到的L（2-10）~ 4 E42 cgs）。我们证实了平坦的后一个组成部分，已经注意到在以前的ASCA数据。这种平坦性，加上强的Fe-K α线和其他宽带指标的检测，表明存在一个康普顿厚度的活动星系核，其内部亮度> 1 E44 cgs。我们表明，康普顿厚模型可以完美地再现该对象的X射线光谱特性。
2002-11-12 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
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
A Compton Thick AGN Powering the Hyperluminous Infrared Galaxy IRAS 00182--7112
本文介绍了用XMM-Newton EPIC相机对超亮红外星系（HLIRG）IRAS 00182- 7112（F00183- 7111）的X射线观测结果。揭示了与原子核重合的发光硬X射线源，以及较弱的软X射线发射，该发射可能会从硬X射线中延伸或抵消。EPIC光谱是非常平坦的，并显示了Fe K $α$发射具有非常高的等效宽度：这两个都是一个埋，康普顿-厚AGN，这是看到只有在散射光的典型特征。也许该光谱最显著的特征是Fe K $α$线的能量是类He铁的能量，这使得IRAS 00182- 7112成为已知的第一个被电离的康普顿厚反射控制的隐藏活动星系核。采取适当的辐射热修正，我们发现，这个活动星系核可以很容易地主导FIR能量。核反射光谱是通过一个相对冷的吸收体看到的，其柱密度与斯皮策最近的观测结果一致。软X射线发射，可能是热的性质，并与恒星形成活动有关，被认为是未被吸收的。软X射线和弱PAH特征都给出了恒星形成速率$\sim 300 M_{\odot}$ yr $^{-1}$的估计，不足以为远红外辐射提供能量，也支持了这一HLIRG是活动星系核主导的观点。
2007-08-01 astro-ph
Dust lanes, thick absorbers, and the unification model for Seyfert galaxies
提出了一个修改流行的统一模型的塞弗特星系，它考虑到最近的观测结果的统计性质的1型和2型塞弗特。在提出的方案中，康普顿厚的Seyfert 2星系是通过致密、厚的物质（“环面”）观察到的那些来源，而康普顿薄/中等的Seyfert星系在更大的距离上被尘埃带所掩盖。
2000-02-23 astro-ph
An analytic function fit to Monte-Carlo X- and gamma-ray spectra from Thomson thick thermal/nonthermal hybrid plasmas
我们提出了一个简单的拟合公式来表示康普顿X射线和γ射线光谱从热（$kT_e \gtrsim 10$ keV），汤姆逊厚（$τ_T \gtrsim 5$）混合热/非热等离子体在球形几何形状与均匀的软光子注入整个康普顿化区域。我们用这个公式来拟合一个大的数据库的Monte-Carlo产生的光子光谱，并提供等离子体的物理参数和我们的解析拟合函数的拟合参数之间的相关性。这些使我们能够构建汤姆逊厚康普顿谱，而无需执行计算机密集型蒙特卡罗模拟的高汤姆逊深度混合等离子体康普顿化问题。我们的公式可以很容易地使用在数据分析软件包，如XSPEC，从而呈现快速$χ^2$拟合这样的光谱的实际数据可行。
2001-02-16 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
A 3 dimensional diagnostic diagram for Seyfert 2s: probing X-ray absorption and Compton thickness
我们提出并讨论了一个“三维”的诊断图塞弗特2星系获得的X射线和[OIII]数据的大样本的对象（报告在附录中）。该图显示了K α铁谱线的等效宽度，它是从光电截止得到的柱密度和标准化为[OIII]光学谱线通量的2-10 keV通量的函数（后者经过消光校正，被认为是源固有光度的真实指示器）。我们发现，硬X射线性质的第2类对象依赖于一个单一的参数，沿视线的吸收柱密度，按照统一的模型。该图可用于鉴别康普顿厚源和分离研究特殊天体。从这个分析中，我们得到了一个列密度分布的塞弗特2星系被认为是一个很好的近似的真实分布。大量的重吸收天体被发现，包括许多康普顿厚的候选者。我们的研究结果表明，2型塞弗茨的平均对数Nh/cm^（-2）为23.5，多达23-30%的源的Nh > 10^24 cm^（-2）。
1998-11-04 astro-ph
The X-ray spectra of Compton-thick Seyfert 2 galaxies as seen by BeppoSAX
本文总结和评述了BeppoSAX对Compton厚的Seyfert 2星系的观测结果，并推导和讨论了它们的一般性质。在观测到的7个源中，有5个源的原子核在高X射线能量下是直接可见的，其中光子穿透吸收体的柱密度在1.1-4.3x10^{24} cm-2之间（在另外两个源NGC 1068和NGC 7674中，原子核在所有能量下都是完全模糊的，这意味着更大的柱密度）。在大多数来源中，有明确的证据表明反射成分来自光学厚，冷物质，而在两个（或四个）情况下，也有证据表明来自电离物质的反射。对于具有测量的X射线光度的源，与红外光度进行了比较;而在两种情况下（Circinus星系和NGC 4945），红外辐射似乎是由星暴活动主导的，在其他三个源（NGC 6240，Mrk 3和TOL 0109-383），它很可能是由活动星系核发射的紫外和X射线光子的再处理主导的。
2000-05-10 astro-ph
XMM-Newton Detection of a Compton-thick AGN in the 1-Jy ULIRG/LINER F04103-2838
我们报告了F04103 $-$ 2838中Fe K α发射的探测结果，这是一个超亮红外星系（ULIRG; log[L $_{\rm IR}$ /L $_\odot$ ] $\ge$ 12），光学分类为LINER。以前的{ \it钱德拉}观测表明，在这个源中同时存在星暴和活动星系核。更深的（$\sim$ 20 ksec）{ \it XMM-Newton}光谱揭示了在静止坐标系能量$\sim$ 6.4 keV处的Fe K α线，与冷中性铁一致。最佳拟合光谱模型表明Fe K α线的等效宽度为$\sim$ 1.6 keV。硬X射线辐射主要来自康普顿厚度的活动星系核，其固有亮度为0.2- 10 keV，$\sim10^{44}$ ergs $^{-1}$，而软X射线辐射则来自星暴产生的$\sim$ 0.1 keV气体。这个源的X射线光谱与典型的发光红外星系NGC 6240的X射线光谱惊人地相似，尽管在合并状态和红外特性上存在差异。
2007-10-31 astro-ph
