XMM-Newton observations of the interacting galaxy pairs NGC7771/0 and NGC2342/1
我们提出了XMM牛顿X射线观测的相互作用星系对NGC 7771/7770和NGC 2342/2341。在NGC 7771中，我们第一次能够将X射线发射分解为一个明亮的中心源（L（X）~10^41 erg/s），以及位于棒两端的两个（L（X）>10^40 erg/s）超亮X射线源（ULX）。中心源的软发射由kT=0.4/0.7 keV的双温热等离子体很好地模拟。硬辐射是用平坦的吸收幂律模型（γ ~1.7，NH~10^22 cm ^2）来模拟的，这与一条低显著性（1.7 sigma）的~300 eV等效宽度的发射线（能量约为6 keV）一起，首次表明NGC 7771可能拥有一个低光度活动星系核。对于条形ULX，通过添加热等离子体分量（kT~0.3 keV），在2.5 sigma水平下改善了对X-1的幂律拟合，而通过添加T（in）~0.2 keV的盘状黑体分量，仅在1.3 sigma水平下改善了对X-2的幂律拟合。这两个来源是可变的短时间尺度意味着他们的排放是由单一的吸积X射线双星（XRB）为主。剩下的三个星系NGC 7770、NGC 2342和NGC 2341观测到的X射线光度分别为0.2、1.8和0.9x10^41 erg/s（0.3-10 keV）。它们的综合光谱也很好地模拟了多温度热等离子体成分与kT=0.2-0.7千电子伏，加上幂律连续的斜率γ =1.8-2.3，这可能是代表综…
2004-11-10 astro-ph
We report the detection of hard X-ray emission from the field of the star-forming region NGC 6334 with the the International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory INTEGRAL. The JEM-X monitor and ISGRI imager aboard INTEGRAL and Chandra ACIS imager were used to construct 3-80 keV images and spectra of NGC 6334. The 3-10 keV and 10-35 keV images made with JEM-X show a complex structure of extended emission from NGC 6334. The ISGRI source detected in the energy ranges 20-40 keV and 40-80 keV coincides with the NGC 6334 ridge. The 20-60 keV flux from the source is (1.8+-0.37)*10(-11) erg cm(-2) s(-1).…
2005-12-28 astro-ph
X-ray emission from a merger remnant, NGC 7252,the "Atoms-for-Peace" galaxy
我们用X射线卫星ASCA观测了附近的合并残留物NGC 7252，并探测到了X射线发射，其X射线通量为（1.8+/-0.3）E-13 ergs/s/cm/cm，在0.5 - 10 keV波段。这相当于X射线的光度为8.1E40尔格/秒。X射线发射用双组分模型很好地描述：软组分kT =0.72+/-0.13 keV，硬组分kT > 5.1 keV。虽然NGC 7252被认为是一个动力学上年轻的原椭圆星系，但其0.5 - 4 keV的软成分光度约为2 E40 ergs/s，这对于一个早期类型的星系来说是很低的。L_X/L_FIR的比值表明软组分来源于恒星形成过程中的高温气体。它的低光度可以用星系风的气体喷射来解释。我们的观测结果表明，在2 - 10 keV范围内存在硬X射线发射，其亮度为5.6E40尔格/秒。这可能表明NGC 7252中存在核活动或中等质量黑洞。
2001-11-17 astro-ph
ROSAT and ASCA Observations of X-ray Luminous starburst Galaxies : NGC3310 and NGC3690
本文介绍了两个发光（L_x ~10^{41-42} erg s^{-1}）成星星系NGC 3310和NGC 3690的ROSAT（HRI和PSPC）和ASCA观测。HRI清楚地表明，NGC 3690的X射线发射源至少来自三个区域。NGC 3310的0.1-10 keV组合谱可以用两个分量来描述，一个是Raymond-Smith等离子体，温度kT=0.81^{+0.09}-0.12} keV，另一个是硬幂律，γ =1.44^{+0.20}-0.11}，（或者是一个更硬的雷蒙德-史密斯等离子体，kT ~15 keV），而在银河系上方没有实质性的过量吸收。软辐射成分可能是由超级风引起的，而硬辐射的性质则不太确定，可能来源于X射线双星、红外光子的逆康普顿散射、活动星系核或非常热的气体成分（~10^8 K）。NGC 3690的能谱相似，kT=0.83^{+0.02}-0.04} keV，γ =1.56^{+0.11}-0.11}。我们还采用更复杂的模型，如多温度热等离子体，非平衡电离代码或添加第三个更软的组件，这些组件改善了拟合，但没有达到统计学显著水平（<2sigma）。这些结果与最近对原型恒星形成星系M82和NGC 253的研究结果相似。
1998-07-24 astro-ph
BeppoSAX observation of NGC 7674: a new reflection-dominated Seyfert 2 galaxy
在BeppoSAX核心方案内，用0.1至100千电子伏的机载窄场仪器观测了Seyfert 2星系NGC 7674。宽带光谱显示了四个最相关的光谱分量：a）低于~2 keV的软过量; b）突出的（EW~1 keV）Fe线; c）平坦的（Gamma~1.1）2-10 keV连续谱; d）高于13 keV的4.5 sigma检测。平坦的幂律谱可以很好地解释在目前的AGN统一模型假设陡峭的（γ ~2）的本征谱散射的温暖的气体的低能量带和全反射的光学厚冷物质（可能是一个分子环面）的高能量带。NGC 7674的情况增加了所谓的“康普顿厚度”塞弗特2星系的数量，其中直接发射被完全吸收，因此X射线亮度比从观测到的通量中推断的至少大一到两个数量级。
1997-11-13 astro-ph
Multiwavelength observations of short time-scale variability in NGC 4151. III. X-ray and Gamma-ray observations
1993年11月30日至12月13日期间，对塞弗特星系NGC 4151进行了一系列的PDMATHABMMROSAT、PDMATHABMMASCA和康普顿γ射线天文台（PDMATHABMMCGRO）观测，作为研究其短时间尺度变率的多波长光谱特征的密集活动的一部分。在{PDMATHAMM ROSAT}监测的最软X射线波段（0.1--0.4 keV，0.5--1.0 keV），源通量在整个观测期间保持恒定。然而，在相邻的频带（1.0- 2.0 keV）中，显著的变化是明显的，最明显的特征是从监测期的大约3天开始，在$\sim 2$天的时间尺度上计数率显著增加（因子1.45）。相比之下，在2-10 keV波段的四次{ \sl ASCA}观测中仅测量到低幅度的可变性（$\simless 10\%$）（但请注意，第一次{ \sl ASCA}观测是在{ \sl ROSAT}观察到的通量增加开始后进行的）。定向闪烁谱仪实验（OSSE）在\sl CGRO上记录的计数率与$\pm 15\%$在50- 150 keV γ射线波段的变化一致，但γ射线和软X射线光变曲线之间没有直接的对应关系。NGC 4151的0.1至$\sim300$ keV光谱主要由硬幂律连续体控制，该连续体在高（$\sim90$ keV）和低（$\sim4$ keV）能量处截止。高能量截止是由热康普顿化过程产生的连续谱的特征，而在低能…
1996-05-16 astro-ph
Hard X--ray detection of NGC 1068 with BeppoSAX
我们报告的第一次检测以上~10千电子伏的原型康普顿厚塞弗特2星系NGC 1068。这一探测是用BeppoSAX号卫星上的PDS仪器在20-100千电子伏范围内获得的，证实了X射线光谱在几千电子伏以上的硬度（如ASCA观测所示），并支持设想中性和电离反射混合在一起的模型，否则就看不见核连续谱，中性反射成分是硬X射线中的主要成分。
1997-07-04 astro-ph
XMM-Newton study of the ULIRG NGC 6240
最近对ULIRG NGC 6240进行的XMM-牛顿观测清楚地表明活动星系核对其X射线谱的贡献。在5.0 - 7.0 keV的能量范围内，分别在6.4、6.7和6.9 keV处有明显的荧光Fe K线特征。6.4 keV谱线的谱线强度不能由热元件产生。0.3 - 10.0 keV的光谱能量分布特征如下：（I）两个热的热分量（星暴），（II）一个直接分量（被严重吸收，活动星系核被隐藏），（III）一个反射分量（活动星系核），（IV）三条窄Fe线。宽带谱能量分布的模型参数与前人工作的结果一致。
2001-06-12 astro-ph
On the hypothesis of an advection-dominated flow in the core of NGC 1052: new constraints from a BeppoSAX observation
我们报告的结果，宽带（0.1-100千电子伏）的X射线观测附近的椭圆星系NGC 1052，与BeppoSAX天文台进行。我们确认存在一个明亮的（2-10 keV光度~ 4 x 10^{42} erg/s）和强吸收（NH ~ 2 x 10^{23} atoms/cm/cm）的X射线源。X射线光谱的平坦度（光子指数~1.4）、估计的低吸积率（m-dot \~ 10^{-4}）和射电-X射线光谱能量分布表明，这一观测可能代表了椭圆星系中吸积主导流的10 keV以上的首次直接测量。
2000-11-17 astro-ph
Soft X-Ray Sources at the Centers of the Elliptical Galaxies NGC 4472 and NGC 4649
钱德拉最近对椭圆星系NGC 4472和NGC 4649的观测分析显示，在它们的中心有微弱的软X射线源。这些源位于星系光学中心的1“以内。它们很可能与中心的超大质量黑洞有关。对这些和其他几个类似物体的兴趣源于嵌入致密星际介质中的超大质量黑洞异常低的光度。我们的钱德拉光源有非常柔和的光谱。它们只能在低于0.6 keV的能量下被探测到，在NGC 4649和NGC 4472中，它们在0.2-2.5 keV能带的亮度分别为~ 6 * 10^{37} erg/s和~1.7 * 10^{38} erg/s。
2003-06-30 astro-ph
The composite starburst/AGN nature of the superwind galaxy NGC 4666
我们报告发现的康普顿厚的活动星系核和强烈的恒星形成活动，分别在核和磁盘，近边的超风星系NGC 4666。BeppoSAX探测器只探测到能量小于10 keV的空间分辨发射，而XMM-牛顿探测器则探测到整个盘的空间分辨发射。两种仪器都探测到了约6.4 keV的显著（EW ~ 1-2 keV）发射线。仅从XMM-牛顿数据来看，这条线的光谱定位在E ~ 6.42 +/- 0.03 keV，并且似乎在空间上集中在NGC 4666的核区域。这一点，加上在核区域存在平坦的（伽马~ 1.3）连续区，表明存在强烈吸收的（即，康普顿厚度）活动星系核，其固有的2-10 keV光度估计为L_{2-10} > 2 x 10^{41} erg/s。在能量<1 keV时，积分（BeppoSAX）光谱主要由分布在整个磁盘中的~0.25 keV热气体成分（由XMM-牛顿解析）。在能量约2-10 keV时，积分谱由陡峭（G > 2）幂律（PL）分量主导。后一种辐射可能是由于光度L ~ 10^{38} - 10^{39} erg/s的未解析源，它们最有可能是吸积双星（BH质量<8 M_sun）。已知此类双星在附近恒星形成星系的X射线点源亮度中占据主导地位，它们在相关能量范围内具有Gamma ~ 2 PL光谱。来自环境FIR光子对（无线电发射）相对论电子的康普顿散射的伽马~ 1.8 PL贡献可以向2-10 keV发射添加…
2004-06-22 astro-ph
BeppoSAX uncovers the hidden Seyfert 1 nucleus in the Seyfert 2 galaxy NGC 2110
塞弗特2星系NGC 2110已经用BeppoSAX在0.5和150 keV之间进行了观测。机载的高能量仪器PDS首次成功地测量了该源在13-150 keV范围内的光谱。PDS光谱的光子指数γ ~1.86与塞弗特1型核的预期光谱完全一致。在统一模型的框架下，假设存在复杂的部分+总吸收体（Nh~ 30 × 10^22 cm^-2 × 25%+ Nh~ 4 × 10^22 cm ^-2 × 100%），可以很好地解释较硬的（γ ~1.67）2-10 keV光谱。这种复合吸收体的高柱密度与FeK_α线强度和在幂律谱中E~7.1 keV处的吸收边的检测一致。
1999-01-12 astro-ph
ASCA PV observations of the Seyfert 2 galaxy NGC 4388: the obscured nucleus and its X-ray emission
我们目前的结果，塞弗特2星系NGC 4388在室女星系团观察ASCA在其PV阶段。0.5-10 keV X射线光谱由多个分量组成：（1）连续谱分量，在3 keV以上被柱密度NH = 4 E23 cm-2严重吸收;（2）强6.4 keV谱线（EW = 500 eV）;（3）1 - 3 keV之间的弱平坦连续谱;以及（4）1 keV以下的过量软X射线发射。对硬X射线成分的强吸收的探测是这个塞弗特2星系中一个被遮蔽的活动核的有力证据。经吸收校正后的X射线光度约为2 E42 erg/s。这是第一次在该物体中检测到荧光铁-K线。在中间能量范围内的平坦光谱可以是来自中心源的散射连续谱。低于1 keV的软X射线发射可以是来自温度kT = 0.5 keV的热发射，与ROSAT HRI观察到的空间扩展发射一致。然而，低丰度（0.05 Z）和高质量流率所需的热模型和铁-K线强于预期的模糊环面模型是令人费解的。如果中心光源的亮度比一千年前高出一百倍，那么就可以得到另一种一致的解。所有低于3 keV的X射线发射都是散射辐射。
1996-09-27 astro-ph
ASCA Observations of the Starburst-Driven Superwind Galaxy NGC 2146: Broad Band (0.6 - 9 keV) Spectral Properties
我们报告ASCA地理信息系统和SIS观测附近（D = 11.6百万秒差距），近侧，星暴星系NGC 2146。这些X射线光谱数据补充了Armus等人讨论的ROSAT PSPC和HRI成像，1995. NGC 2146的宽波段（0.6-9 keV）X射线谱最好用两个分量模型来描述：软X射线发射用雷蒙德-史密斯热等离子体模型，其温度为kT $\sim 0.8$ keV;硬X射线发射用热等离子体模型，其温度为kT $\sim 8$ keV或幂律模型，其光子指数为$\sim 1.7$。我们没有发现令人信服的证据表明大量的过量吸收超过银河值。软（硬）热分量在0.5 - 2.0 keV能量带中提供约30%（70%）的总光度，而在2-10 keV能量范围内，只有硬分量起主要作用。光谱的结果使我们能够设置更严格的限制，星暴驱动的超风模型，我们可以令人满意地占的亮度，质量和能量含量所代表的软X射线光谱分量。我们估计，质量外流率（$\sim$ 9 M $_{\odot}$每年）是大约一个数量级大于预测的速度，超新星和恒星风返回质量到星际介质，因此，认为流量是强烈的“质量负载”与材料在和周围的星暴。估计的热气体流出速度接近星系的逃逸速度，因此气体的命运尚不清楚。我们认为，硬X射线光谱成分是由于合并发射的X射线双星和/或年轻的超新星遗迹与星暴。
1998-10-26 astro-ph
Origin of the "Disk-Line" Feature in the X-Ray Energy Spectrum of a Seyfert Galaxy, NGC4151
我们利用ASCA和RXTE数据研究了NGC 4151能谱中4.5- 7.5keV宽斜特征的起源。该特征由6.4 keV处的窄峰和4.5-7.5 keV之间延伸的宽翼组成。对长期变化的分析表明，该特征仅在长于1.5x10^6秒的时间尺度上变得可变。通过与连续谱变化的比较，我们发现在4.5-7.5 keV的过剩通量的发射区范围为10^17 cm。在4.5-7.5 keV的宽和偏斜的特征可以用所谓的“盘线”模型来解释。如果是这样的话，线发射区的大小（10 ^17 cm）应该等于中心黑洞史瓦西半径的几倍或十倍。这导致一个黑洞的质量为10^11太阳质量，这对于NGC 4151来说可能太大了。我们提出了一个替代的解释广泛和倾斜的功能，即“反射”模型，它也可以很好地再现整体的能量谱。在这个模型中，具有足够大的柱密度的冷物质被X射线照射以产生反射的连续体，其构成特征的宽翼和窄的荧光线。铁荧光线的等效宽度（~ 2keV）及其宽度上限（σ < 92 eV）也与该模型一致。从这些结果和考虑，我们得出结论，“盘线”模型难以解释的光谱变化的NGC 4151，和反射模型是更合理的。
2002-04-18 astro-ph
The BeppoSAX view of the X-ray active nucleus of NGC4258
BeppoSAX于1998年12月对NGC 4258进行了观测，当时它的2-10 keV光度为1 E41 erg/s。在半天的时间尺度上，在3-10 keV波段中观察到100%的变异性，而在1小时的时间尺度上观察到20%的变异性。只有在2 keV以上才能看到核成分，被（9.5+/-1.2 E22 cm-2）的柱密度所掩盖;在70 keV以下，S/N>=3，陡峭的幂律能量指数为1.11+/-0.14时，可以探测到该成分。如在强风的ADAF模型中预期的那样，2-70 keV X射线光度的韧致辐射发射被数据排除。核射电与X射线光度之比<= 1 E-5，与射电宁静活动星系核相似。X射线的变化和光谱形状，射电与X射线和近红外与X射线的光度比表明，NGC 4258的核可能是一个缩小版的塞弗特核。软（E<=2keV）X射线发射是复杂的。至少有两个类热成分，T1=0.6+/-0.1 keV和T2>=1.3 keV。较冷的（L（0.1-2.4keV）= 1 E40 erg/s）成分可能与喷流有关，由ROSAT HRI在X射线中分辨。第二个分量的能量L（0.1-2.4keV）~ 7 E39 erg/s，与宿主星系离散X射线源的预期值一致，可以用一个清晰的幂律模型很好地模拟。NGC 4258和其他脉泽活动星系核都具有很强的核X射线吸收。我们认为，这种大的气体柱可能是负责屏蔽的X射线照射的微波激射发射区域…
2001-02-26 astro-ph
Detection of Hard X-Rays from the Compton-Thick Seyfert 2 Galaxy NGC 2273 with Suzaku
我们用朱雀望远镜获得了康普顿厚度的Seyfert 2星系NGC 2273的宽带光谱。该光谱揭示了NGC 2273中首次探测到~10 keV以上的硬X射线。宽带光谱是很好地代表了一个三分量模型，伴随着一个强铁Ka线的等效宽度为1.8 keV和几个弱线。三分量模型由软分量、来自冷物质的反射分量和被吸收的幂律分量组成。软分量可以由kT~0.56 keV的薄热发射或由散射分数为0.4%的散射分量表示。将幂律分量和反射分量的光子指数固定为1.9，我们发现，被柱密度约为1.5 × 10^24 cm^-2的气体大量吸收的幂律分量具有约1.7 × 10^42 erg/s的2-10 keV内禀光度。我们还应用反射模型的基础上的蒙特卡罗模拟，假设一个简单的环面几何形状。我们发现，该模型符合宽带频谱，以及我们放置一些假定的几何形状的环在NGC 2273试探性的限制。
2008-10-25 astro-ph
The XMM-Newton view of NGC 6251
本文报道用XMM-牛顿观测射电星系NGC 6251的核X射线性质。NGC 6251是一个著名的射电星系，具有中等的FRI/II射电性质。它在光学上被归类为塞弗特2，并拥有一个质量约为6 e8太阳质量的超大质量黑洞。0.4-10 keV的EPIC pn连续最适合两个热分量（kT~0.5和1.4 keV，分别），加上一个功率定律与光子指数~1.9吸收的柱密度NH~ 5e 20 cm-2。我们确认了先前ASCA检测到的强铁线。在EPIC pn谱中解析的线在EW 220 eV的静止坐标系能量6.4 keV下与宽高斯（sigma~0.6 keV）充分拟合。我们还检测到，第一次，短期的，低幅度的变化的核通量的时间尺度上的几个千分之一。光谱特性支持标准吸积盘的存在，排除了喷流底部是X射线的唯一来源。中等的X射线亮度和缺乏强的内禀吸收表明NGC 6251是一个“纯”的2型活动星系核，它缺乏宽线区。
2003-09-23 astro-ph
The XMM-Newton Iron Line Profile of NGC 3783
我们报告的铁K线在附近的塞弗特1星系，NGC 3783，在一个长，2轨道（240 ks）XMM-牛顿观测获得的意见。得到的线轮廓表现出两个强窄峰在6.4 keV和7.0 keV，测得的线等效宽度分别为120和35 eV。6.4 keV的发射是来自近中性Fe的K-α线，而7.0 keV的特征可能源于中性Fe的K-β线和6.97 keV的Fe的类H线的混合。K-α线的速度宽度相对较窄（<5000 km/s），它对短时间尺度上的连续辐射缺乏响应，以及检测到中性康普顿反射分量，这些都与康普顿厚度物质（如假定的分子环面）的遥远起源相一致。一个强的吸收线从高度电离铁（在6.67千电子伏）中检测到的时间平均的铁线的轮廓，而深度的功能似乎随时间而变化，最强的连续通量较高时。铁吸收线可能来自NGC 3783中已知的热吸收体的最高电离分量，电离度为logxi=3，柱密度为5 × 10 ^{22}cm{-2}，可能起源于核的0.1pc以内。在6.4keV以下还检测到铁K线轮廓的弱红翼。然而，当考虑到高电离温吸收体对底层连续谱的影响时，对来自内盘的相对论性铁谱线分量的要求降低了。
2003-10-29 astro-ph
Iron K line Variability in the Low-Luminosity AGN NGC 4579
我们目前的低光度活动星系核（LLAGN）NGC 4579的新ASCA观测结果于1998年12月18日和28日，我们报告的铁K发射线的变化检测。两次观测的2- 10 keV波段的X射线光度几乎相同（LX $\approx$ 2 $\times10^{41}$ ergs/s），但比Terashima等人1995年7月的观测结果大35%。在$6.39\pm0.09$ keV（源静止坐标系）处探测到一条Fe K发射线，该线能量低于1995年观测的线能量$6.73^{+0.13}_{-0.12}$ keV。如果我们用中心在6.39 keV和6.73 keV的两个高斯的混合来拟合Fe线，则在3.5年的间隔内，6.7 keV线的强度减小，而6.4 keV线的强度增加。这种变化排除了热等离子体在宿主星系的起源电离铁线在这个LLAGN。6.4 keV线的检测和变化表明，冷物质对着一个大的立体角从核，它位于$\sim1$ pc从核。它可以用一个光学厚度的标准吸积盘来识别。如果是这样的话，一个标准的吸积盘是存在的爱丁顿比$L_{\rm Bol}/L_{\rm Eddington} \sim 2\times10^{-3}$。一个广泛的盘线轮廓是不清楚的，吸积盘的最里面的部分的结构仍然不清楚。
2000-06-05 astro-ph
A broadband X-ray view of NGC4945
我们提出的BeppoSAX观测附近的螺旋星系NGC 4945在0.1-200千电子伏的能量带的结果。核X射线发射在~7 keV以上，通过柱密度为N_H ~ 10 ^24/cm/cm的吸收体。它的显著变化（倍增/减半时间尺度约为10^4 s）与任何可感知的光谱变化无关，排除了插入吸收体的变化或主连续谱形状的变化。强烈的铁K-ALPHA荧光发射线很可能是由相同的核吸收物质产生的。我们对NGC 4945的内禀核功率的估计表明，如果它的核具有典型的类星体LX/L（bol）比，则活动核在辐射热能量输出中占主导地位。这支持了X射线是寻找被吸收活动星系核的最佳能带的观点。0.1-5 keV的辐射沿着星系平面延伸，很可能是由于一些未解决的双星，据信发生在几个早期类型的星系中。或者，与恒星爆发驱动的超风外流相关联的热气体可以大大有助于超过1千电子伏的扩展发射。
2000-01-31 astro-ph
XMM-Newton observation of the ULIRG NGC 6240: The physical nature of the complex Fe K line emission
我们报告的XMM-牛顿观测超亮红外星系NGC 6240。0.3-10 keV的光谱可以成功地模拟为：（i）三个碰撞电离等离子体成分，温度约为0.7，1.4和5.5 keV;（ii）高度吸收的直接幂律成分;和（iii）中性Fe K_α和K_β线。我们检测到一个显着的中性柱密度梯度，这是与三个等离子体成分的温度。结合XMM-Newton光谱模型和高空间分辨率的Chandra图像，我们发现温度和柱密度向中心增加。结果表明，Fe K线复合体可分解为三条不同的窄线：（i）6.4keV的中性Fe K_α线，（ii）6.7keV左右的电离线，（iii）7.0keV的高电离线（Fe XXVI线和Fe K_β线的混合线）。虽然中性Fe K线最有可能是由于光学厚材料的反射，但Fe XXV和Fe XXVI发射来自最高温度的电离等离子体成分。我们比较了超亮红外星系NGC 6240和本地星暴星系NGC 253的等离子体参数。我们发现等离子体温度和柱密度梯度有惊人的相似性，这表明两个星系中存在类似的物理过程。
2003-07-17 astro-ph
BeppoSAX detection of the Fe K line in the nearby starburst galaxy NGC 253
我们目前的BeppoSAX结果附近的星爆星系NGC 253。虽然扩展，但很大一部分X射线发射来自核区域。对中心4'区LECS/MECS/PDS ~0.2-60 keV数据的初步分析表明，该连续谱与两个热模型很好地拟合：kT ~ 0.9 keV的"软“分量和kT ~ 6 keV的”硬“分量，其吸收柱密度为~ 1.2 x10**22 cm-2。在这个对象中的第一次，在6.7 keV的铁K线被检测到，具有约300 eV的等效宽度。这一检测，连同2- 60 keV的连续体的形状，意味着大多数的硬X射线发射是热的起源，并限制铁的丰度，这一组成部分是~0.25的太阳。其他线清楚地检测到Si，S和Fe L/Ne，与以前的ASCA结果一致。我们讨论我们的结果的背景下，恒星暴驱动的星系超风模型。
1998-09-21 astro-ph
The X-ray Emission from the Nucleus of the Dwarf Elliptical Galaxy NGC 3226
我们提出了矮椭圆星系NGC 3226的第一个高分辨率X射线图像。这些数据是在钱德拉X射线天文台观测附近的塞弗特星系NGC 3227时获得的。我们探测到一个点X射线源空间一致的光学核的NGC 3226和最近检测到的，紧凑，平谱，无线电源。X射线光谱可以测量到高达~10 keV，并且符合光子指数为1.7 <~ Gamma <~ 2.2的幂律，或者符合4 <~ kT <~ 10 keV的热韧致辐射。在这两种情况下，2- 10 keV波段的亮度~10^{40} h_{75} ^{-1} erg/s。我们发现了少量的证据，表明原子核在观测范围内发生了变化。这些特征支持了其他波段的证据，即NGC 3226拥有一个低光度的活跃核。我们还评论了两个以前未知的，较暗的X射线源<~ 15 arcsec从NGC 3226的核心。它们与核的距离（投影距离<~ 1.3/ h_{75} kpc）表明它们都在NGC 3226内，因此它们的光度（~几个x 10^{38} -几个x 10^{39} erg/s）与黑洞双星系统一致。
2001-05-04 astro-ph
BeppoSAX detection of the Fe K line in the starburst galaxy NGC253
本文介绍了BeppoSAX号卫星对星爆星系NGC 253观测的初步结果。来自该物体的X射线辐射明显地被扩展，但大部分辐射集中在光学核上。用中心4'区获得的LECS和MECS数据的初步分析表明，连续体很好地拟合了0.9 keV和7 keV的两个热分量。在该星系中首次探测到6.7keV的Fe K线，其等效宽度约为300 eV。线能量和2-10 keV的连续体的形状强烈支持NGC 253的硬X射线发射的热起源。根据铁钾线的测量，丰度可以明确地限制在太阳值的~0.25。其他线清楚地检测到Si，S和Fe XVIII/Ne，与ASCA的结果一致。
1998-01-14 astro-ph
ASCA Observations of "Type 2" LINERs: Evidence for a Stellar Source of Ionization
我们目前ASCA观察LINER没有广泛的H $α$发射在其光谱。“2型”内衬样品由NGC 404、4111、4192、4457和4569组成。除了NGC 404之外，我们已经探测到了所有天体的X射线辐射;在探测到的天体中，有两个所谓的过渡天体（NGC 4192和NGC 4569），它们被假定为具有HII区和LINER组分的复合核。NGC 4111和NGC 4569在软（0.5-2 keV）和硬（2-7 keV）X射线波段的图像扩展到几个kpc的尺度。NGC 4111、NGC 4457和NGC 4569的X射线能谱可以很好地用两组分模型拟合，该模型由$kT\sim0.65$ keV的软热辐射和由幂律（光子指数$\sim$ 2）或热韧致辐射（$kT\sim$几keV）表示的硬辐射组成。扩展的硬X射线可能来自离散的源，而软发射最有可能来自宿主星系中活跃的恒星形成产生的热气。我们还没有发现明显的证据，在样品中的活动星系核（AGN）的存在。如果活动星系核成分是光发射线的主要电离源，那么它必须被明显大于$10^{23}$ cm $^{-2}$的柱密度严重遮蔽。或者，光辐射可能被一群异常热的恒星电离。
1999-11-17 astro-ph
Dark Matter in the Dwarf Galaxy NGC 247
矮星系即使在最里面的区域也被暗物质所支配，因此，它为研究暗晕提供了极好的探测器。为此，我们分析了矮星系NGC 247的ROSAT PSPC数据。我们特别关注在$1/4 $ keV波段的扩散X射线发射。假设一个等温的密度分布，我们发现，热发射气体的质量约为$10^8 {\rm M_{\odot}}$，相应的$\lesssim 0.5%$的星系的总动力学质量。NGC 247的总质量，从X射线数据得出，与从测量的旋转曲线（Burlak）获得的值相当吻合。$3/4 $ keV和$1.5 $ keV带中的X射线轮廓显示在距中心约$15 $弧分的径向距离处过量。径向X射线剖面中的这种“驼峰”可以用一个年轻的低质量恒星或棕矮星集群的存在来解释。因此，NGC 247提供了观察MACHO晕形成的可能性。
1999-07-12 astro-ph
The BeppoSAX broad-band spectrum and variability of the Seyfert 1 NGC 3783
BeppoSAX号卫星从1998年6月6日至1998年6月10日对塞弗特1号星系NGC 3783进行了约5天的观测。观测期间的平均通量为F（2-10 keV）~ 6 X 10^{-11} erg cm^-2 s^-1。长时间曝光提供了一个非常高质量的光谱，展示了塞弗特1的所有典型特征。在该天体中首次探测到内禀连续谱的高能截止，其能量为E_c=340+560/-107keV。在观测过程中，源显示出适度的通量变化（2-10 keV中约20%）和光谱可变性，这可以完全由本征斜率ΔΓ~ 0.1的变化来解释。NGC 3783是为数不多的在BeppoSAX光谱中显示出软发射成分的Seyfert 1之一。这种软过剩很好地再现了温度为kT ~ 0.2 keV的黑体组件。还需要一个温暖的吸收体来适应软X射线光谱。这两个后处理功能，康普顿反射峰和铁发射线，在我们的观察中被检测到。除了一条窄的铁谱线（如钱德拉所观察到的），还需要一个σ =0.72 + 1.28/-0.27 keV和EW=115+/-76 eV的宽分量来拟合该谱线。用Ross & Fabian的电离（lg（xi）=2.73+0.04/-0.05）圆盘反射模型较好地再现了观测到的康普顿峰和Fe线。在这种情况下，在2 keV以下观察到的软过量可以通过盘发射率来解释，并且不需要额外的软X射线分量来拟合光谱。
2002-03-20 astro-ph
The X-ray properties of the nearby LINER galaxy, NGC 4736
NGC 4736是一个邻近的Sab螺旋星系，拥有最接近LINER核的例子之一。我们利用ROSAT和ASCA最近的观测结果来研究这个星系的X射线特性。12个离散的X射线源被检测到的光盘对着的区域内，其中大部分可能是X射线双星与星系。到目前为止，X射线波段最亮的源与星系核的位置一致，并在空间上被分解成一个径向范围约为3千秒差距的分量加上一个点状核心。该核源的宽带（0.1-10 keV）谱由硬连续谱组成，其谱斜率特征为在经典Seyfert核中观察到的谱斜率（即幂律光子指数，γ ~ 1.7），热发射（kT = 0.1-0.6 keV）在2 keV以下占主导地位。Fe K α线也可能存在于~ 6.8 keV。没有证据表明X射线在数小时至数年的时间尺度上存在时间变异性。一个合理的模型是，硬连续体起源于一个近静止的活动星系核（L_x ~ 6 x 10^39 erg/s，0.5 ~ 10 keV），它嵌在NGC 4736中心的LINER中。然而，另一种解释，即LINER是一个密集的X射线二元源的网站，不能完全排除。
1998-11-24 astro-ph
BeppoSAX view of NGC 526A: a Seyfert 1.9 galaxy with a flat spectrum
在本工作中，我们报告的BeppoSAX观测的Seyfert 1.9星系NGC 526 A在带0.1-150 keV。机载的高能量仪器PDS首次成功地测量了该源在13-150 keV范围内的光谱。所有窄场仪器的综合分析提供了~ 1.6的幂律光谱指数，并证实了该源的平坦光谱性质。虽然NGC 526 A在2-10 keV之间的变化很大，但它的光谱形状在这些时间尺度上保持不变。Fe K-α线，其特征在于一个复杂的结构，已被检测到在6-7千电子伏的范围。这条谱线的等效宽度为120 eV，与在N_H约为10^22 cm^-2的吸收环中产生的谱线不一致，但最有可能是在吸积盘中以约42 °的中间倾角观察时产生的反射。然而反射分量很小（R < 0.7），因此不足以使光谱陡峭到更典型的活动星系核的光子指数值。相反，我们发现，数据是更一致的平坦的功率定律频谱截止在100千电子伏左右加上一个小的反射组件，可以解释所观察到的铁线。因此，NGC 526 A是唯一一个真正的塞弗特2星系，即使在考虑宽带数据时也保持着“平坦光谱”：在这个意义上，它的性质，相对于塞弗特2的一般类别，与NGC 4151相对于绝大多数塞弗特1的性质类似。
2001-10-05 astro-ph
A Long Observation of NGC 5548 by BeppoSAX: the High Energy Cut-off, Intrinsic Spectral Variability and a Truly Warm Absorber
BeppoSAX号卫星在0.2至200千电子伏的单次长时间（8天）观测中观测到NGC 5548。我们发现：（1）源的光谱变化是由内禀幂律斜率的变化产生的;（2）在$E_c= 115^{+39}_{-27}$ keV处有一个高能量截止，并暗示$E_c$随通量的变化;（3）OVII和OVIII吸收K边缘，以及在$0.54^{+0.07}_{-0.06}$ keV处可能有一个混合的OVII-OVIII K $α,β$发射特征，与平衡态的纯光电离气体不一致。我们建议吸收和发射气体的温度是$\sim 10^6$ K，这样碰撞电离和光电离都有贡献。
2000-01-12 astro-ph
A simultaneous XMM-Newton and BeppoSAX observation of the archetypal Broad Line Seyfert 1 galaxy NGC 5548
我们报告了一个长期的XMM-牛顿观测的光谱分析研究，中等亮度宽线塞弗特1星系NGC 5548。源是在历史上的平均亮度，我们发现硬（3-10千电子伏）光谱可以很好地拟合的幂律光子指数γ ~ 1.75，连同反射。硬X射线光谱的唯一特征是在6.4 keV附近有一条窄的发射线，等效宽度约为60 eV。这条线的能量和强度与来自远离中央连续源的“中性”铁的荧光一致。我们没有发现广泛的铁K线的证据，上限远低于以前的报告，这表明内吸积盘现在是不存在的或高度电离的。同步BeppoSAX数据的添加允许分析扩展到200千电子伏，产生重要的限制全反射。将硬X射线幂律外推至0.3 keV，显示在~ 0.7 keV以下存在明显的“软过剩”。适当津贴后，一个复杂的温暖的吸收体的影响，测量与XMM-牛顿RGS，我们发现软过剩更好地描述为一个平滑向上的曲率在连续通量低于2千电子伏。软过量可以通过康普顿热发射或通过从高度电离的盘的表面增强反射来建模。
2003-02-03 astro-ph
The Enigmatic X-ray Point Sources at the Central Stars of NGC 6543 and NGC 7293
最近的钱德拉ACIS-S观测在NGC 6543的中心恒星上发现了一个点源，并证实了NGC 7293的硬X射线发射的点源性质。两个源的X射线谱的峰值都在0.5 keV和1.0 keV之间，谱线特征表明，在温度为10^6 K的几倍时存在一个薄等离子体。它们的X射线亮度分别为10^30 erg/s和3 × 10^29 erg/s。我们已经考虑了四种不同的机制来解释这些来源的性质。NGC 6543中心恒星的X射线发射可能来自于未被探测到的伴星的日冕活动或其快速恒星风的冲击，而NGC 7293的硬X射线发射可能归因于未被探测到的dMe伴星。后续观测需要确定这些恒星同伴的存在和性质。
2001-04-16 astro-ph
The X-ray Reflectors in the Nucleus of the Seyfert Galaxy NGC 1068
根据ASCA、RXTE和BeppoSAX对NGC 1068中Seyfert核的观测结果，我们发现在相隔4个月的观测中，在6.7keV的Fe K α线分量上出现了一次耀斑（通量增加了约1.6倍），而在其他（6.21，6.4和6.97keV）的Fe K α线分量上没有明显的变化。在此期间，连续通量下降约20%。RXTE光谱需要接近8.6keV（Fe XXIII-XXV）的Fe K吸收边。光谱数据表明，2-10 keV的连续辐射主要是由来自一个以前未被确认的温暖电离气体区域的反射（约为光度的2/3），该区域距离活动星系核<0.2 pc。其余约1/3的观测到的X射线发射是从光学厚的中性气体反射的。暖反射器（WR）的推断性质是：大小（直径）<~0.2 pc，气体密度n >~ 10^{5.5} /cm 3，电离参数xi约为10^{3.5} erg cm/s，覆盖率为0.003（L_0/10^{43.5} erg/s）^{-1} <（Omega/4 pi）< 0.024（L_0/10^{43.5}）^{-1}，其中L_0为活动星系核的2-10 keV X射线亮度。我们认为WR气体是6.7keV Fe线发射和6.97keV Fe线发射的来源。6.7 keV谱线耀斑被认为是由于WR气体的发射率从L_0的减少（20-30%）增加。WR的性质与L_0约为10^{43.0} erg/s的本征X射线弱活动星…
2002-08-07 astro-ph
INTEGRAL and XMM-Newton Spectral Studies of NGC 4388
我们提出了第一个积分和XMM牛顿观测的塞弗特星系，2型活动星系核NGC 4388。在2003年进行的几次积分观测使我们能够研究20 - 300千电子伏范围内的光谱。此外，两个XMM-牛顿观测给出了0.2 - 10 keV发射的详细见解。这里介绍的测量结果以及与BeppoSAX、SIGMA和CGRO/OSSE以前的观测结果的比较表明，从软X射线到伽马射线的整个光谱可以用一个高度吸收的（N_H = 2.7e23 1/cm ^2）和可变的非热分量以及恒定的非吸收热发射（T = 0.8 keV）的低丰度（7%太阳能），加上一个恒定的铁K-α和K-β线。硬X射线分量很好地描述了一个简单的幂律与平均光子指数为1.7。在INTEGRAL观测期间，20 - 100 keV的通量增加了1.4倍。XMM-牛顿数据的分析表明，低于3千电子伏的发射是解耦的活动星系核，可能是由于扩展发射钱德拉观测。恒定的铁谱线发射显然也与中央发动机的直接发射解耦，并且可能在遮蔽材料中产生，例如在分子环面中。
2004-06-24 astro-ph
Accretion and Outflow in the AGN and Starburst of NGC 5135
钱德拉X射线天文台对塞弗特2和星暴星系NGC 5135的观测表明，这两种现象都对它的X射线发射有很大的贡献。我们在空间上隔离了活动星系核（AGN），并证明它完全被柱密度N_H > 10^{24} cm^{-2}所遮蔽，在钱德拉带通中只能探测到一个强再处理的弱连续谱和一条等效宽度为2.4 keV的显著铁K α发射线。大部分的软X射线辐射，无论是在活动星系核附近，并在几个kpc的空间尺度上延伸，是碰撞激发的等离子体。我们将这种热辐射归因于恒星过程。活动星系核只在能量超过4keV时才主导X射线的发射。在远红外波段的光谱能量分布中，几乎所有低于10 keV的出射光度都是由于恒星的形成，而不是活动星系核。
2003-10-22 astro-ph
The hard X-ray properties of the Seyfert nucleus in NGC 1365
本文介绍了在0.1- 100 keV范围内对Seyfert 1.8星系NGC 1365的BeppoSAX观测结果。该光源比3年前ASCA观测时亮6倍。在BeppoSAX观测期间，4- 10 keV通量变化很大，而软（0.1-4 keV）发射在误差范围内是恒定的。为了解释观测到的光谱，需要冷反射体、热反射体和冷吸收体。ASCA和BeppoSAX光谱之间的比较有力地表明，环核物质具有比简单的均匀环面更复杂的结构，沿着不同的视线具有完全不同的吸收气体柱。谱中还出现了宽的铁K_α线，其峰值能量明显红移。这可以用相对论盘线模型来解释。另外，一个N_H ~ 10^23 cm^（-2）的暖吸收Fe线系统可以解释观测到的谱线轮廓。
2000-02-08 astro-ph
The XMM-Newton View of the Nucleus of NGC 4261
我们提出的第一个结果，从XMM牛顿观测的FRI星系NGC 4261，其中藏有一个超大质量黑洞和低电离核发射线区（LINER）。在这里，我们专注于X射线性质的核，使用EPIC pn数据。0.6-10 keV的连续体最适合于kT ~0.7 keV的热分量，加上光子指数~1.4的幂律，被柱密度NH~ 4 e22 cm-2吸收。在7 keV处检测到EW 280 eV的未分辨Fe K发射线。我们还检测到，第一次，短期通量变化的核，在3-5千秒的时间尺度。短期变化排除了ADAF作为X射线连续谱的唯一产生机制。相反，我们认为，内喷流有助于在X射线波段的发射。
2003-02-05 astro-ph
On the nature of the X-ray absorption in the Seyfert 2 galaxy NGC 4507
本文介绍了对Seyfert 2星系NGC 4507的ASCA观测结果。0.5-10 keV的能谱相当复杂，由几个部分组成：（1）硬X射线幂律，被约3 × 10^23 cm^-2的柱密度严重吸收;（2）6.4 keV处的窄Fe K α线;（3）远高于吸收的硬幂律外推的软连续辐射;（4）约0.9 keV处的窄辐射线。线能量与高度电离的氖（NeIX）一致，可能表明软X射线发射来自光电离气体中的共振散射和荧光的组合。一些贡献的软X射线光谱的热发射，作为一个混合的铁L线，在宿主星系的星爆组件不能排除与目前的数据。
1997-10-28 astro-ph
The complex X-ray absorbers of NGC 3516 observed by BeppoSAX
本文分析了Seyfert 1星系NGC 3516的两个宽带（0.1-150 keV）BeppoSAX观测结果。这两次观测相隔4个月，分别于1996年11月8日和1997年3月12日进行。我们报告了一个显着的变化，在两个观测之间的中心源的遮蔽程度，并提出，作为可能的解释瞬态吸收通过一个静止状态的冷气体云穿过视线，或一个变化的状态，最初的中性和密集量的膨胀气体密度降低，因此降低不透明度。我们还报告了第二个高度电离的吸收体/发射体的检测，这导致深FeXVII-XXII K边缘在约7.8千电子伏出现在两个BeppoSAX光谱的NGC 3516，并可能产生软X射线连续发射和1千电子伏的铁L复合线的重核遮蔽的时代期间检测到的混合物。
2000-07-12 astro-ph
The unusual morphology of the intragroup medium in NGC 5171
本文给出了对NGC 5171星系群的24 kSXMM-牛顿观测结果。NGC 5171的不寻常之处在于它是一个X射线亮群（L > 10^42 erg/s），具有不规则的轮廓，并不以明亮的星系为中心。全球光谱是充分描述了一个单一的温度APEC模型与T = 0.96 +/- 0.04千电子伏，Z = 0.13 +/- 0.02 Zsol，与以前的ROSAT数据吻合得很好。我们发现X射线轮廓集中在从BGG延伸到附近星系的明亮发射脊上。光谱映射显示，这个脊是冷（T ~ 1.1 keV）和金属（Z ~ 0.4 Zsol）相比，它的周围，这表明它是两个星系之间的潮汐相互作用的结果。光学数据显示，成员星系具有高速度色散（sigma = 494 +/- 99 km/s）和显著的非高斯速度分布，表明该集团正在合并过程中。在明亮的中央脊的西部发现了一个T = 1.58 +/- 0.36 keV的热气体区域，我们将其解释为合并导致的冲击加热。在明亮的中央脊的东南部，T = 1.14 +/- 0.13 keV的另一个发射区可能与一个背景群有关，距离是它的四倍。
2004-08-11 astro-ph
Highly Ionized Neon in the Spectrum of the Sey 2 Galaxy NGC 4507 ?
本文介绍了NGC4507的ASCA X射线观测结果。光谱最好通过双幂律（或部分覆盖）模型加上窄FeK $α$发射线（可能是由于视线吸收物质）进行参数化。数据还需要与NeIX一致的在$\sim$ 0.9 keV处的发射线，这可以指示软X射线发射源自光电离气体的辐射的共振散射和荧光的组合。此外，低于3keV的数据需要复吸收（或其他未分辨的发射线）。NGC 4507和NGC 4151的X射线光谱之间的相似性也被强调。
1997-01-17 astro-ph
Detection of an iron K Emission Line from the LINER NGC 4579
我们介绍了对LINER NGC 4579的ASCA观测结果。假设距离为16.8 Mpc，则在原子核处探测到一个2-10 keV光度为1.5x10^41尔格/秒的点状X射线源。X射线光谱由光子指数为~1.7的幂律和kT为~0.9 keV的软热分量的组合表示。在6.73+/-0.13 keV（静止坐标系）处检测到铁K发射线，等效宽度为490 + 180/-190 eV，并且在99.9%以上的置信度下具有统计学显著性。线中心能量与类氦铁一致，并且显著高于6.4 keV，这是通过“冷”（或较低电离态）铁从荧光预期的。与塞弗特1星系相比，铁线剖面没有明显的红尾，尽管统计数据有限。线中心的能量，等效宽度，和配置文件是一致的电离吸积盘的起源。然而，使吸积盘膨胀所需的大质量吸积率与观测到的光度和正常吸积模型并不一致。
1998-04-06 astro-ph
Deconstructing NGC 7130
钱德拉X射线天文台对塞弗特2和星暴星系NGC 7130的观测表明，这两种现象都对星系的可探测X射线发射有重要贡献。活动星系核（AGN）被强烈地遮蔽，埋藏在柱密度N_H > 10^{24} cm^{-2}之下，最明显的是等效宽度大于1 keV的显著Fe K α发射线。活动星系核在能量E > 2 keV的X射线中占了绝大部分（60%），其余的是由于空间扩展的恒星形成。软X射线发射很强，主要是热，在小尺度和大尺度上。我们将热辐射归因于恒星过程。总的来说，活动星系核仅占该星系观测到的0.5- 10 keV亮度（3 x 10^{41} erg/s）的三分之一，不到其热光度的一半。像NGC 7130这样的星暴/活动星系核复合星系确实很常见，类似的例子可能对高能宇宙X射线背景有很大的贡献，同时在较低的能量下保持隐藏，特别是如果它们很遥远。
2004-11-23 astro-ph
Clearing up the clouds around NGC 4151: evidence of a highly ionized absorber
塞弗特1星系NGC 4151的特征是复杂的X射线吸收，很好地描述了双吸收体，由均匀的温和电离气体和部分覆盖中央源的冷系统组成。然而，在BeppoSAX号卫星的5次观测中，有一次观测的光谱显示出两个特殊的特征。在8.5-9 keV附近检测到吸收特征，统计显著性为99.96%。这一特征可以用吸收边E=8.62^{+0.34}-0.52} keV，光学深度τ=0.06 \pm 0.03来拟合，也可以用吸收线E = 9.5^{+1.3}-0.6} keV，宽度σ=0.95^{+1.2}-0.7} keV和EW= 200 eV来拟合。在第一种情况下，我们将该特征与静止时的高度电离铁相关联，如FeXXII-FeXXIII（E_{rest} =8.4-8.5 keV）。在第二种情况下，特征可以用FeXXV和FeXXVI线的混合来识别，流出速度v \approx（0.09-0.26）c。该光谱的特征还在于吸收柱密度和双吸收体的覆盖分数的大幅降低。特别是轻度电离和冷吸收剂的柱密度是\approx 3-5倍低于观察到的其他国家，和覆盖分数减少了\approx 40%.We提出了一个可能的解释连接的两个属性的多相电离吸收剂。
2005-08-29 astro-ph
RXTE View of the Starburst Galaxies M82 and NGC 253
在1997年的10个月里，观测了附近的两个星暴星系M82和NGC 253，观测时间为100千秒。在7月至11月期间，与1997年早些时候测量的通量相比，M82通量增加了2倍。在以M82为中心的磁场中测量到的通量包括了来自塞弗特1号星系M81的辐射的约38倍。M82早期发射的最佳拟合模型是热模型，kT = 6.7 +/- 0.1 keV。在高通量状态下，发射另外包括吸收的第二热分量或吸收的幂律分量，其中前者提供更好的拟合。时间变化的一个可能来源是M82中的一个单一来源。NGC 253的通量在观测期间没有显著变化，可以很好地拟合kT ~ 3.8 +/- 0.3 keV的热谱，或者光子指数为2.7 +/- 0.10的幂律。我们还试图拟合的测量更现实的复合模型与热和幂律的组件，如预期从一个占主导地位的贡献，从二进制系统，或康普顿散射（远）红外辐射的无线电发射电子。然而，添加任何量的幂律分量，即使截止电压为20 keV，也只会增加卡方。指数为1.5的幂律辐射的90%置信上限仅为M82 2 - 10 keV通量的2.4%;指数为2.0的NGC 253的相应上限为48%。
2002-04-25 astro-ph
The complex iron line in NGC 7469 observed by BeppoSAX
在这封信中，我们提出了分析的BeppoSAX数据从一个长期看塞弗特1星系NGC 7469。软过剩低于0.8千电子伏的存在下，证实了我们的分析，没有温暖的吸收组件是必需的，以适应频谱。一个复杂的铁发射线和康普顿反射峰被清楚地检测到。这条线的轮廓太宽，无法将这一特征与遥远的物质联系起来。此外，所观察到的软过剩和铁线E_{Fe} =6.8千电子伏的能量强烈支持的情况下，硬X射线再处理的光电离吸积盘。用Ross & Fabian的电离盘反射模型拟合BeppoSAX光谱，对这一假设进行了检验。除了在圆盘中产生的第二窄线分量之外，还需要第二窄线分量来配合所观察到的铁线轮廓。在光谱中清楚地检测到约150 keV的高能量截止。
2002-05-21 astro-ph
The Soft and Medium--Energy X--Ray Variability of NGC 5548: A Reanalysis of EXOSAT Observations
我们提出了一个详细的互相关（CCF）和功率谱再分析的X射线光变曲线的明亮的塞弗特1星系NGC 5548获得EXOSAT。0.05- 2keV和1- 4keV的光变曲线分别与1-9 keV和4-9 keV的光变曲线有交叉相关。我们讨论了如何虚假的时间滞后可以引入相关的检测器交换以及开关的仪器的系统效应。我们还发现强有力的证据表明，ME探测器之一，在1986年3月观察的第二部分不正常工作。当考虑到这些影响时，CCF峰在所有情况下都与不同能量的X射线变化之间没有延迟一致。这与几位作者基于相同数据发现的结果不同。1-9 keV的光变曲线的功率谱计算和准周期振荡（QPO）进行了详细的搜索，这些频谱上使用一种新的技术，用于检测周期（或准周期）的信号，即使在源噪声的存在下的变化。除了1986年3月观测的第二部分，没有发现高于95%置信度检测阈值的显著峰，最有可能是ME检测器故障的结果。我们讨论并比较了我们的结果与Papadakis & Lawrence（1993 a）的结果。
1996-02-15 astro-ph
Unveiling the hidden AGN in the merging starburst system ARP 299 (IC694 + NGC 3690)
作为研究难以捉摸的活动星系核在一个定义明确的样本红外选定的星系（使用BeppoSAX，钱德拉，XMM牛顿和积分数据），我们已经观察到与BeppoSAX合并星暴系统Arp 299。宽波段（0.1-40 keV）的观测范围清楚地表明，在这个系统中第一次，深埋AGN的存在，具有L（0.5-100 keV）= 1.9E43 cgs的内禀光度。
2002-12-18 astro-ph
X-ray Emission from NGC 1808: More than a Complex Starburst
早期对NGC 1808的不同波段（X射线、光学、近红外、无线电）观测提供了星暴或塞弗特2核存在的证据。我们在这里提出的多波长XMM-牛顿和钱德拉观测的结果，直接证明了共存的热扩散等离子体和非核未解决的点状源与星暴活动，以及低亮度活动星系核（LLAGN）或超发光X射线源（ULX）。宽带宽的XMM-牛顿使我们能够表明，在NGC 1808中的未解决的核源占主导地位的硬X射线光谱，而在软制度，低于1千电子伏的排放，是由一个扩展的星爆相关联的热成分为主。EPIC和RGS数据都提供了可靠的检测重元素的一些发射线，不同元素的丰度范围约为0.7至2.2 Z_sol。然而，没有检测到6.4 keV的Fe K-α荧光线发射。对NGC 1808的核区域的分析使我们能够探测和解开一个未解决的核X射线源和星暴区域的贡献，但核的确切性质仍然未知。NGC 1808的观测光度为L（2-10 keV）=（1.61+/-0.06）E+40 erg/s。我们的OM 212 nm图像与CTIO 4-m望远镜H-α框架的比较显示，大质量恒星和温暖电离气体的发射之间存在良好的一般对应关系，在NGC 1808的棒末端附近存在微小偏差。在XMM-Newton光谱分析中发现了一个kT~0.1 keV的非常软的热谱分量，它很可能来自NGC 1808的晕。
2005-06-30 astro-ph
Chandra Observations of Diffuse Gas and Luminous X-ray Sources Around the X-ray Bright Elliptical NGC 1600
我们用钱德拉X射线天文台ACIS S3观测了X射线明亮的E3星系NGC 1600及其附近的群成员。未分辨的发射占主导地位的观察，然而，我们解决了一些排放到71个来源，其中大部分是低质量X射线双星（LMXB）与NGC 1600。21个源的LX> 2 E39 ergs/s（0.3-10.0 keV;假设它们在NGC 1600的距离上），标志着它们是超亮X射线点源（ULX）的候选者;我们预计只有11+/-2个是不相关的源。NGC 1600可能是迄今为止在早期类型星系中拥有最多ULX候选者的星系;然而，背景AGN数量的宇宙差异不能被排除。有迹象表明，还有大量未解决的点源。我们认为它们与球状星团（GC）有关，并且NGC 1600具有较大的GC比频率。未分辨的排放物似乎有两种气体成分。我们认为较软的内层组分（a<~25”，kT~0.85 keV）是NGC 1600的星际介质，较热的外层组分（a>~25”，kT~1.5 keV）是NGC 1600的群内介质。X射线图像显示了几个有趣的结构，过量发射大致与H $α$和尘埃细丝共空间，X射线发射中可能的空穴大致与射电瓣一致，东北方向的过量发射可能表明群势的中心，以及来自NGC 1603群星系的X射线发射的尾部可能是由于冲压压力剥离造成的
2004-08-23 astro-ph
Catching NGC 4051 in the low state with Chandra
我们报告的结果，从钱德拉TOO观测的低光度窄线塞弗特1星系NGC 4051，在2001年2月6周的持续时间低流量状态。在钱德拉观测期间，2-10 keV的源通量为7 e-12 erg/cm^2/s，对应于2-10 keV的光度为8 e40 erg/s。我们证实了NGC 4051没有强的扩展软X射线辐射，并且低能谱主要由中心点源控制。X射线光谱具有不寻常的混合形状，在~3 keV以下非常软（我们用温度为0.14 keV的黑体建模），在更高的能量下非常硬（Gamma~1的幂律斜率）。在软和硬带的光变曲线是显着的变量和相关性，这意味着硬和软组件之间的连接，并证明硬组件是主要的连续发射，而不是由于从遥远的冷材料的纯反射。然而，与RXTE数据在2001年相同的低状态下获得的比较表明，异常突出的磁盘反射功能的存在，这可能有助于解释明显向上的曲率和极端硬度的钱德拉频谱以上几千电子伏。2001年低态谱的形状与2000年4月在源正常状态期间的一次短暂（<3 d）低通量漂移中观察到的一致，表明低态期间的发射过程与正常状态下的发射过程没有显著差异。在低状态下观察到的不寻常的光谱形状可能是正常的，通量相关的源的光谱变化的低通量的延续。
2003-06-11 astro-ph
The High Energy Spectrum of NGC 4151
本文介绍了1.5型塞弗特星系NGC4151的首次积分观测。结合2003年期间进行的几个INTEGRAL观测，总计约400 ks的曝光时间，使我们能够研究2 - 300千电子伏范围内的光谱。这里提出的测量结果揭示了从X射线到软伽马射线的整体光谱，可以通过吸收（NH = 6.9e22 1/cm ** 2）模型来描述，该模型基于来自光学厚（tau = 1.3）日冕的热电子群（kT = 94 keV）的康普顿连续谱，反映在冷材料（R = 0.7）上，与先前的声明一致。时间分辨分析表明，在INTEGRAL观测的持续时间内，光谱参数的变化很小。与CGRO/OSSE数据的比较表明，相同的光谱模型可以适用于15年的时间跨度，通量变化的数量级为2的因素和变化的基础连续反映的温度的电子人口（kT = 50 - 100千电子伏）。当用指数截止幂律加上康普顿反射建模时，这导致光子指数范围从伽马= 1.5到伽马= 1.9，截止能量范围在100 - 500 keV。
2005-08-15 astro-ph
Chandra Observations of NGC 4438: An Environmentally Damaged Galaxy in the Virgo Cluster
本文给出了对室女星系团中星系NGC 4438和NGC 4435的25千秒CHANNEL ACIS-S观测结果。NGC 4438的X射线辐射在一个约700 pc的核区域，一个2.3 kpc的球形凸起，以及一个向银河系W和SW延伸4-10 kpc的细丝网络中被观测到。所有3个区域的X射线发射与在Halpha中观察到的类似特征高度相关。暗条和隆起的光谱可以用0.4 keV的MEKAL模型很好地表示，0.3-2 keV的本征光度为1.24 × 10 ^{40}erg/s，电子密度约为0.02-0.04 cm^{-3}，冷却时间为400-700 Myr，X射线气体质量<3.7 × 10^8 Msolar。在NGC 4438的核区，可以看到从核和两个向外延伸360（730）pc到核的NW（SE）的流出泡发射的X射线。NW流出气泡和核的光谱与吸收的（n_H= 1.9 × 10 ^{21} cm^{-2}）0.58 keV MEKAL等离子体模型和严重吸收的（n_H = 2.9 × 10 ^{22} cm^{-2}）Gamma = 2的幂律分量很好地拟合。西北流出的电子密度、冷却时间和X射线气体质量约为0.5 cm^{-3}、3000万年和3.5x10^6兆太阳能。在NGC 4435的中心区域观察到弱X射线发射，硬发射的峰值与星系的光学中心重合;而软X射线发射的峰值向东北方向移动了316 pc。N…
2004-07-20 astro-ph
