ROSAT PSPC Observations of the Seyfert 1 Galaxies Ark 564, NGC 985, Kaz 163, MRK 79 and RX J 2256.6+0525
本文对Seyfert 1星系Ark 564、NGC 985、Kaz 163、Mrk 79和RX J2256.6+0525的ROSAT位置敏感正比计数器（PSPC）观测数据进行了空间、时间和光谱分析。方舟564是一颗强窄谱线的赛弗特1，具有强的Fe II发射。几个类似的窄线赛弗特1星系最近被发现有显着陡峭的软X射线连续谱以及快速的X射线变化。我们发现，方舟564也有一个非常陡峭的（$Γ> 3$）0.1- 2.5千电子伏的频谱和变化的百分之$\sim 20$在1500年代。我们检查方舟564的模型，根据其X射线和光学特性，并建议窄线塞弗特1星系的陡峭的X射线光谱和它们的窄线之间的可能的连接。NGC 985有一个大的软过剩，一个温暖的吸收体，或两者兼而有之。其他三个Seyfers有系统陡峭的光谱比通常观察到的Seyfers在更高的能量Ginga数据，这表明他们也港进一步的光谱复杂性。Kaz 163在0.1- 2.5 keV波段显示了$\sim 45$ %的强度变化，Mrk 79也显示了变化的证据。
1994-11-16 astro-ph
Parsec-scale radio structures in the nuclei of four Seyfert galaxies
我们提出了18厘米射电图的四个塞弗特核，Mrk 1，Mrk 3，Mrk 231和Mrk 463 E，与欧洲VLBI网络（EVN）。线性射电结构存在于四个源中的三个源中，其尺度为~100 pc至~1 kpc，EVN的20质量束使我们能够在<10 pc的尺度上解析射电结构中的细节。还使用MERLIN对Mrk 3进行成像，并将数据与EVN数据结合以提高对延长发射的灵敏度。我们在Mrk 3中发现了一个未解决的平谱核心，我们将其与该物体中隐藏的Seyfert 1核相识别，并且我们还看到了从核心发出的两个高度准直的射电喷流之间的显着差异。西部急流终止于一个明亮的热点，类似于FRII无线电结构，而东部急流与FRI源有更多的共同点。在Mrk 463 E中，我们使用源的射电和光学结构来论证真正的核心位于射电和光学亮度峰值位置以南约1弧秒处，这可能代表射电喷流工作表面的热点。EVN数据还提供了新的证据，证明在Mrk 231的1型核中有一个100 pc的射电喷流为射电源提供动力。然而，塞弗特2星系Mrk 1在分辨率极限（~10 pc）下没有显示射电喷流的证据。我们讨论的范围内的射电源的大小和形态，可以发生在塞弗特星系的核和塞弗特统一计划的影响和大样本的对象的无线电调查。
1999-04-14 astro-ph
Discovery of hard X-ray delays in the X-ray emission of the Seyfert 1 galaxy Mrk~110: possible evidence for Comptonization
本文报道了基于XMM-牛顿观测的Seyfert 1星系Mrk 110的X射线发射中的硬X射线延迟。不同能带的X射线光变曲线之间的互相关揭示了从几分钟到一小时不等的依赖于能量的延迟。我们发现能谱可以用圆盘黑体光子的康普顿化来模拟。依赖于能量的延迟可以被建模为由于在热等离子体中的康普顿化的效果被限制在黑洞的10史瓦西半径内。我们讨论了我们的结果的背景下，高能量等离子体的软光子的逆康普顿化。
2006-09-13 astro-ph
Unveiling the Narrow-Line Seyfert 1 Nature of Mrk 573 using near-Infrared spectroscopy
在这封信中，我们提出了明确的证据，Mrk 573是一个模糊的窄线塞弗特1（NLSy 1），而不是一个原型塞弗特2，因为它一直被归类到现在。在这项工作之前，只有三个星系被认为是这类星系的成员。在这里，我们报告的近红外光谱数据与LIRIS的4.2米威廉赫歇尔望远镜（WHT）。我们在0.88-1.35微米波长范围内的高质量近红外核光谱显示出允许的O I 1.128、1.317微米窄线、Fe II 9200- 1000线和Fe II 1微米线，以及相对较宽的Paschen Beta成分（~1700 km/s）。这些特征可能仅起源于光学厚的高密度区域，类似于在宽线区域（BLR）中观察到的那些。
2008-05-06 astro-ph
Detection of Polarized Broad Emission in the Seyfert 2 Galaxy Mrk 573
我们报告的散射辐射的发现，从一个隐藏的宽线区域（BLR）在塞弗特2星系，Mrk 573，根据我们最近的分光偏振观测在斯巴鲁望远镜。根据以往的观测，该天体被认为是一个不存在暗BLR的2型活动星系核。然而，我们对Mrk 573偏振通量的高质量光谱显示出显著的宽（~3000 km/s）H_α发射，宽的弱H_β发射和微弱的Fe II多重态发射。我们的新检测这些迹象的存在下隐藏的BLR在Mrk 573的核被认为是由于我们的数据的高信噪比，但散射的BLR发射的时间变化的可能性也被提到。Mrk 573窄线区的IRAS颜色、射电功率和线比等诊断量与具有隐藏BLR的2型活动星系核的这些量的分布是一致的。Mrk 573被认为是活动星系核中活动星系核活动水平最弱的一个天体。根据2型活动星系核之间的系统差异，有一个隐藏的BLR和没有，我们简要地评论了一个有趣的Seyfert 2星系，Mrk 266 SW，它可能拥有一个隐藏的BLR，但已被视为2型活动星系核没有一个隐藏的BLR。
2004-04-01 astro-ph
An X-ray view of Mrk 705: A borderline narrow-line Seyfert 1 galaxy
Mrk 705具有窄线和宽线塞弗特1星系的光学特性。我们研究的X射线属性的边界对象利用专有和公共数据从钱德拉，ASCA，ROSAT和RXTE，跨越超过十二年。虽然长期的流量变化，从点观测似乎相当温和（约3倍），我们发现罕见的大振幅爆发的RXTE监测数据的例子。很少有证据表明长期的光谱变化，因为低能量和高能量光谱随时间变化。在Mrk 705的ASCA光谱中检测到6.4 keV的发射线，但在后来的更高通量状态钱德拉观测中没有检测到。然而，钱德拉光谱中的线的等效宽度的上限与恒定通量发射线和更亮的连续谱一致，这表明该线是从遥远的物质（如假定的环面）发射的。总体而言，Mrk 705的X射线性质表现为BLS1活性的典型特征。
2005-10-19 astro-ph
Integral Field Spectroscopy of Mrk 273: Mapping 10^3 km/s Gas Flows and an Off-Nucleus Seyfert 2 Nebula
积分场光学光谱与INTEGRAL光纤为基础的systemis用于映射扩展的电离区和气体流动的Mrk 273，最近的超铝红外星系（ULIRGs）之一。Hbeta和[OIII]5007图显示了沿位置角（PA）240分开4“（3.1 kpc）的两个不同区域的存在。东北部区域与星系的光学核重合，显示出LINER的光谱特征。西南部地区以[OIII]排放为主，被归类为Seyfert 2。因此，在光学上，Mrk 273是一个超亮红外星系，有一个LINER核和一个扩展的离核Seyfert 2星云。[OIII]电离气体的运动学表明：（i）LINER核周围区域存在高度扰动的气体;（ii）峰间振幅为2.4 x 10^3 km/s的高速气流;（iii）外部区域（3 kpc）存在静止气体。我们假设，高速流是在一个光学模糊的核星暴中产生的星暴驱动的超风，并且静止的气体直接被核源电离，就像通常在塞弗特星系中看到的电离锥。
1999-10-19 astro-ph
An X-ray Luminous, Dwarf Seyfert Companion of Mrk 273
我们报道了在超亮IRAS合并星系Mrk 273附近发现的最亮X射线源，它是由一个暗（M_B=-16）矮星系所承载的。这个矮星系距离Mrk 273 1.3弧分，位于Mrk 273东北方向一个微弱的羽状物的顶端。它的光谱显示出强烈的[OIII]，H α，[NII]发射线，这确定了矮星系$z=0.0376$的红移，与Mrk 273相同。发射线比率是典型的塞弗特星系。X射线发射与一个与矮星系中心重合的点状源一致。在0.1- 2.4 keV能量范围内，本征X射线亮度为6.3 × 10 ^{41}尔格，比B带亮度大7倍。该源的X射线谱符合幂律分布。所有的证据都表明它的来源是塞弗特星系。ROSAT只探测到$\sim 10$中的一个暗天体，而且它的软X射线光度与光学光度之比与BL Lac天体和少数活动星系核（AGN）一样高，这是个谜。如果有一群这样的矮活动星系核隐藏在主要合并星系（如Mrk 273）的伴星中，它们可能对活动星系核的光度函数和暗端的宇宙X射线背景有贡献。
1998-01-24 astro-ph
UV Imaging Polarimetry of the peculiar Seyfert 2 galaxy Mrk 477
本文介绍了哈勃太空望远镜（HST）暗天体照相机对Seyfert 2星系Mrk 477的紫外成像偏振测量结果。从之前的HST紫外图像（λ ~ 2180 A）中，Mrk 477被认为在中心区域有一个点状明亮的紫外热点，这在附近的塞弗特2星系中是罕见的。也有关于紫外线/光学可变性的说法，这对塞弗特2星系来说是不寻常的。我们的数据表明，存在一个离核散射区~ 0。“6（~ 500 pc）NE从热点。在减去由于该明亮的热点区域而导致的仪器效应之后，数据可能指示在中心0中也检测到散射光。“2半径区域并延伸到非常宽的角度。热点位置与PA图案的对称中心一致，其代表隐藏核的位置，但我们的数据没有提供对称中心与热点之间的距离的强上限。我们得到了高空间分辨率的连续谱彩色图，表明0。4尺度（~ 300 pc）比核外镜和热点区域明显更蓝。热点的性质进行了简要讨论。
2001-12-21 astro-ph
Reflection dominated X-ray spectra of Narrow Line Seyfert 1 Galaxies: Mrk 478 and EXO 1346.2+2645
本文给出了两个窄线Seyfert 1（NLS 1）Mrk 478和EXO 1346.2+2645的多历元XMM-牛顿谱。这些数据与不同的模型进行了拟合，包括相对论模糊反射模型reflionx，它被发现在所有时期都能很好地描述这两种光谱。这两个光源都是反射为主，照明连续体隐藏在视图中。这可以用波纹盘或强引力光弯曲效应来解释。这两个源的辐射来自一个非常小的区域（引力半径很小），非常接近一个快速旋转的黑洞。光谱变异性分析表明，这两个来源有恒定的RMS光谱，和恒定的硬度比，在所有的时代，在协议与一个单一的光谱分量。高态和低态之间的谱的恒定性排除了部分覆盖等替代模型。
2008-10-13 astro-ph
The orientation of the Seyfert nucleus in Markarian 348
本文介绍了Mrk 348的多频观测资料，包括两个历元的5 GHz MERLIN数据，170、90、60和25微米的ISOPHOT数据，U、B、R和I波段的NOT图像和来自SCUBA档案的1350微米数据。新的光学图像显示了一个中断的手臂，该手臂朝向Mrk 348的东部伴星，这与Mrk 348和它的伴星形成相互作用系统的假设一致。5 GHz MERLIN成像显示，Mrk 348的无线电组件中只有一个是极化的（%P=5）。Mrk 348的宽带光谱在无线电和毫米波段之间是平坦的，这表明同步辐射延伸到高频。Mrk 348具有许多无线电响亮物体的特征。我们讨论了Mrk 348的射电轴相对于视线的取向。我们的结论是，证据是相互矛盾的，在Mrk 348的几何形状是不是一个简单的边或面对模型很好地描述。
2002-07-08 astro-ph
The Nature of the Optical Light in Seyfert 2 Galaxies with Polarized Continuum
利用沿射电或扩展发射轴的长缝光谱，研究了Seyfert 2s Mrk 348、Mrk 573、NGC 1358和Mrk 1210在中心kpc区域的光学连续谱和恒星星族的性质。已知这些星系具有偏振连续谱-包括Mrk 348和Mrk 1210中的偏振宽线-先前的研究表明，在5500 A处，无特征连续谱（FC）的贡献在20-50%范围内。尽管如此，我们的测量的吸收线和连续比的等效宽度的函数，从核的距离显示没有稀释的线，也没有变蓝的光谱，如预期的，如果一个蓝色的FC存在于上述比例的核。我们研究了一种可能性来解释这种效应：在核处的恒星星族与周围球的恒星族是相同的，并且支配着核光。光谱分析证实了这一假设适用于Mrk 348，NGC 1358和Mrk 1210，我们发现在所有波长下，恒星在核中的贡献大于90%。我们发现，一个较大的恒星星族的核谱的贡献可以发挥的作用，从以前的研究推断的"第二FC“源。恒星星族的合成表明，Mrk 348和Mrk 1210的核区域有重要的贡献，年轻到中等年龄的恒星（0- 1亿年），不存在于椭圆星系的模板。在Mrk 1210的情况下，在核发射线光谱中检测到的“沃尔夫-拉叶特特征”进一步证实了这一点。
1998-01-29 astro-ph
GMRT and VLA observations of HI and OH from the Seyfert galaxy Mrk 1
本文介绍了用巨米波射电望远镜（GMRT）观测塞弗特2星系Mrk 1的HI 21 cm线和甚大阵（VLA）观测OH 18 cm线的结果。Mrk 1和它的伴星NGC 451都探测到HI辐射。Mrk 1的HI发射形态和速度场受到干扰。我们推测Mrk 1的核活动是由潮汐相互作用触发的。我们还检测到两个组件的HI 21厘米线和OH 18厘米线的吸收朝向核的Mrk 1在蓝移速度相对于其系统速度表示流出的原子和分子气体。OH吸收的曲线定性地类似于HI吸收的曲线。HI和OH（1667 MHz）吸收线的较高速度分量与O[III]5007、O[I]6300和系统速度相比蓝移了约100 km s^{-1}，但与O[II]3727速度一致。我们解释这些速度的差异，由于冲击电离的一个区域，这是由于在前面的射电核冲击向前推，从而使明显的蓝移HI，OH和O[II]速度。HI和OH吸收分量的光学深度比τ {HI}/τ {OH 1667}均为~3，表明它们起源于致密的分子云。使用银河系分子云的OH/ A_{v}值，我们得到9 < A_{v} < 90朝向Mrk 1的视线。
2002-08-09 astro-ph
Hidden starburst in Seyfert 1 Galaxies
我们报告的检测3.3亩多环芳烃（PAH）功能在两个塞弗特1星系- NGC 3227和Mrk 766，和一个类星体- Mrk 478，观察与SpeX在IRTF的光谱分辨率以前没有达到这种类型的对象。除NGC 3227外，这是Mrk 766和Mrk 478首次检测到3.3亩PAH排放。也是首次报道的发射宽度相当相似，范围从450 A到550 A。在类星体Mrk 478中测量到的3.3 μ PAH发射的光度与在星暴和红外发光星系中发现的光度相似，这意味着该天体正在经历恒星形成的剧烈爆发。光谱的空间分辨率使我们能够将恒星形成区域的位置限制在类星体的1 Kpc和Seyferts的150 pc以内。我们的结果支持这样的想法，即这些对象居住在分子气体丰富的星系和它们所观察到的红外过剩主要是由于恒星的形成，如以前所指出的CO和H_2的观测。我们还报告，为Mrk 1239，存在一个广泛的发射功能集中在3.43亩，没有previosly检测到的河外天体，其起源尚不清楚。
2003-02-17 astro-ph
Simultaneous X-Ray and optical spectroscopy of the Seyfert galaxy Mrk 993
本文介绍了对Seyfert星系Mrk 993的XMM-牛顿X射线和3.5m/CAHA光谱同时观测的结果。这个星系在过去表现出其宽发射线的显着变化，将其分为Sy 1，Sy1.5和Sy1.9。为了检验活动星系核统一模型的X射线/光学一致性，我们比较了光电X射线吸收量与宽发射线分量的巴耳末衰减。光学数据表明，在我们的观测期间，Mrk 993处于Sy1.8状态，巴耳末减量为9。吸收X射线的气体只有7 E20 cm E-02，很可能是由于宿主星系。对于一个正常的气体尘埃比在吸收材料（预计出现在分子环面）这两个数量明显不一致的固有巴耳末减量为3.4。因此，我们得出结论，巴耳末比是固有的，而不是由遮蔽产生的，因此在该物体中，光学宽线发射特性是由宽线区域的物理特性决定的，而不是由取向/遮蔽效应决定的。
2004-10-14 astro-ph
Reflection Component in the Hard X-Ray Emission from the Seyfert 2 Galaxy Mrk 1210
通过ASCA发现Seyfert 2星系Mrk 1210呈现出一个平坦的硬X射线分量，尽管ASCA无法区分它是吸收的直接分量还是反射的分量。然后，我们用BeppoSAX对Mrk 1210进行了观测，发现X射线光谱特性与ASCA有很大的不同，这一点已经用XMM-Newton得到了证实;通量明显高于ASCA观测中的通量，并且在5 keV以下出现了明显的吸收截止。探测到高达100 keV的明亮硬X射线发射。反射分量是描述BeppoSAX PDS光谱所必需的，并且非常好地代表了ASCA硬分量。因此，ASCA光谱中的硬成分是反射成分，其强度在6年内几乎不变。这表明显著的光谱变化归因于吸收柱密度的>5倍的大变化，而不是核发射的变化。吸收柱密度的变化意味着环面不是均匀的，而是具有滴状结构，典型的滴状尺寸< 0.001
2004-05-10 astro-ph
Relativistic inflow in the Seyfert 1 Mrk 335 revealed through X-ray absorption
本文分析了明亮的Sy 1星系Mrk 335的XMM-牛顿数据中的硬X射线特征。Gondoin等人首次发现的光谱中存在宽的电离铁K α发射线。（2002年），得到证实。宽谱线可以用相对论吸积盘反射模型成功地模拟。无论我们报告的基础连续，第一次在这个源中，在~5.9千电子伏的静止帧能量的窄吸收功能的检测。如果用铁在高度电离介质中的共振吸收线来识别该特征，则该线的红移对应于~0.11-0.15 c的流入速度。还介绍了较长时间（100 ks）曝光的初步结果。
2006-12-12 astro-ph
ASCA observations of the Seyfert 1 galaxies Mrk1040 and MS0225.5+3121
本文介绍了Seyfert 1星系Mrk~1040和MS~0225.5+3121的{ \it ASCA}观测结果。自从10年前{ \it EXOSAT}观测以来，发现Mrk~1040的通量减少了近4倍。Mrk~1040的能谱在软能（低于0.8 \thinspace keV）和硬能（6- 7 \thinspace keV）都表现出复杂性。后者很容易被解释为荧光K $α$发射从冷铁预期时，初级X射线源照射冷光学厚的材料。这条线既宽（FWHM为16000 - 70000 km\，s $^{-1}$）又强（等效宽度为$\sim 550\pm 250$ \，eV），表明它起源于靠近致密天体的非太阳丰度的物质。通过蒙特卡罗模拟研究了畸变效应对这种谱线的等效宽度的影响。我们发现，强线可以产生物理上合理的丰度。还讨论了丰度对相关反射连续谱的影响。软光谱的复杂性意味着要么是一个强大的软过剩连同本征吸收，或复杂的吸收体。讨论了这种复杂吸收体的性质的各种模型。MS~0225.5+3121没有显示出任何变化的证据，其光谱可以很好地用银河系吸收的幂律来描述。
1995-04-27 astro-ph
Free-Free Absorption on Parsec Scales in Seyfert Galaxies
塞弗特星系有两种主要类型（1型和2型），这种差异可能是由于致密分子物质的环面遮蔽了星系核。环的内边缘预计会被来自活跃核的光和紫外辐射电离，并会辐射直接的热辐射（例如NGC 1068），并会导致通过环观察到的核射电成分（例如Mrk 231，Mrk 348，NGC 2639）的自由吸收。然而，与射电星系和类星体相比，塞弗特星系中的核射电源很弱，需要高灵敏度来研究这些效应。我们一直在做敏感的相位参考VLBI观测波长在21和2厘米之间的自由-自由营业额是预期的，寻找秒差距尺度的吸收和发射。我们发现，自由-自由吸收是常见的（例如，在Mrk 348，Mrk 231，NGC 2639，NGC 1068），虽然紧凑的喷流仍然可见，和推断的吸收体的密度与从X射线光谱推断的吸收柱（Mrk 231，Mrk 348，NGC 2639）一致。我们在Mrk 348和Mrk 231中发现了单侧秒差距尺度的喷流，并且我们测量了低喷流速度（通常<= 0.1 c）。这种片面性可能不是由于多普勒增强，而是可能是自由-自由吸收。假设路径长度为0.1 pc，产生吸收所需的等离子体密度为N_e ≥ 2 x 10^5 cm^-3，这是在模糊环的内边缘所预期的典型值。
1999-09-06 astro-ph
X-ray absorption in the strong FeII narrow-line Seyfert 1 galaxy Mrk 507
我们目前的结果从光谱分析的ASCA数据的NLS 1 Mrk 507。这个星系被发现在NLS 1中有一个非常平坦的ROSAT光谱。然而，ASCA光谱在低于2 keV的能带中显示出明显的吸收特征，这部分解释了ROSAT PSPC观察到的平坦光谱。吸收主要是由于柱密度为（2-3）E21 cm-2的冷气体。对PSPC数据的重新分析表明，吸收体是轻微电离的，只覆盖了中心源的一部分，或者从扩展区域有额外的软热发射。也有证据表明，X射线吸收是复杂的，边缘功能边缘检测到0.84千电子伏表明存在一个额外的高电离吸收体，它强加了一个强大的OVIII边缘的频谱。修正吸收后，从ASCA数据中得到的内禀连续统的光子指数为1.8，与普通的Seyfert 1星系十分相似。Mrk 507仍然是NLS 1中最平坦的连续体斜率之一，但不再例外。强光学Fe II发射仍然不寻常的光Fe II强度和软X射线斜率的陡度之间的相关性。
1997-08-13 astro-ph
Variable X-ray Absorption in the Seyfert 2 Galaxy Mrk 348
我们提出的RXTE监测观测的塞弗特2星系Mrk 348跨越6个月的时间。在3-20 keV波段的时间平均光谱显示了康普顿薄塞弗特2星系的许多特征，即一个硬的幂律连续体（光子指数= 1.8），具有强软X射线吸收（N_h ~ 10^23 cm^-2）加上可测量的铁谱线发射（等效宽度~ 100 eV），以及在高能时存在反射成分（R < 1）的证据。在监测期的前半段，来自Mrk 348的X射线连续通量保持相对稳定。然而，这之后是一个显着增亮的来源（约4倍）与最快的变化对应的两倍，其X射线通量的时间尺度上约20天。通量增加伴随着X射线光谱的显著软化，这很可能是由于固有视线柱密度下降了3倍。相比之下，铁线和反射分量没有显示出变化的证据。这些观测结果表明，中心X射线源周围是一个片状分布的吸收材料，位于大约一个光周的Mrk 348的核心。在吸收屏内的单个云的随机运动，穿过我们的视线，在数周至数月的时间尺度上产生所测量的柱密度的实质性时间变化，并引起所观察到的X射线光谱变化。然而，从核心观察，云层的全球覆盖范围和典型厚度保持相对恒定。
2000-11-29 astro-ph
XMM-Newton observations of the Narrow-Line Seyfert 1 galaxy Mrk 335 in an historical low X-ray flux state
本文报道了窄线塞弗特1星系Mrk 335在极低的X射线通量状态下，强的软X射线发射线和高于2keV的硬连续谱的发现。Mrk 335在2007年7月被XMM-牛顿作为机会目标观测了22千秒，以检查它的X射线低通量状态，这是由雨燕发现的。长期的光变曲线表明，这是活动星系核有史以来最低的通量状态。然而，Mrk 335仍然足够明亮，可以详细研究其X射线特性。X射线连续谱是非常复杂的，需要几个组件来建模。从统计学上讲，部分覆盖和模糊反射模型工作得很好。我们确认存在一个强大的窄铁线在6.4 keV。使用XMM-RGS的高分辨率光谱显示了在以前的高信噪比XMM-牛顿观测中没有检测到的强、软X射线发射线，例如：高度电离的Fe线、O VII、Ne IX和Mg XI线。光学/紫外线通量与之前用Swift测量的通量相似。2007年9月拍摄的光谱与8年前获得的光谱没有任何变化。
2008-04-22 astro-ph
Discovery of a very luminous megamaser during a radio flare in the Seyfert 2 galaxy Mrk 348
本文报道了用位于Effelsberg的MPIfR 100米望远镜在Seyfert 2星系Mrk 348中发现的一个新的H_2O超脉泽。该脉泽的表观各向同性光度为L_H_2O ~ 420 L_sun，是迄今为止发现的第三大最亮脉泽。探测到的谱线异常宽（Δ v ~ 130 km/s），相对于系统速度红移~130 km/s，并且不对称，有明显的蓝翼。虽然早些时候发现了该星系核的模糊物质的证据，但这次探测是第一次直接观察AGN附近的分子物质。我们还研究了氨（NH_3）和亚环丙烯（C_3H_2）对明亮射电核的吸收。H_2O谱线在档案资料中仅被少量探测到，表明该脉泽最近与一个巨大的射电连续谱耀斑一起爆发。连续谱和线通量密度增加了三倍，表明是不饱和脉泽。射电连续谱耀斑使Mrk 348成为已知射电最亮的超脉泽星系。指出巨脉泽星系中有相当大一部分星系具有显著的射电核心，并推测Mrk 348中脉泽发射的耀斑与核喷流中的耀斑有关。
2000-04-27 astro-ph
Monitoring of the optical and 2.5-11.7 micron spectrum and mid-IR imaging of the Seyfert 1 galaxy Mrk279 with ISO
介绍了用ISO卫星获得的Seyfert 1星系Mrk 279的中红外图像，以及对2.5-11.7微米光谱进行为期一年的监测活动的结果。同时，光学光度和分光光度观测。该星系在ISOCAM仪器的分辨率4-5”下看起来像一个点状源。Mrk 279的2.5-11.7微米平均光谱显示出强的幂律连续谱，光谱指数α = -0.80+/-0.05，以及弱的PAH发射特征。Mrk 279光谱能量分布显示出中红外凸起，其从2微米延伸到15-20微米。中红外线的突起与距离大于等于100光日的尘埃颗粒的热辐射一致。在我们的观测活动期间没有检测到中红外通量的显著变化，这与活动期间光学变化的相对较低幅度（~ 10% rms）一致。响应于光学连续谱变化的H β线发射的时间延迟为16.7 ± 5.3/5.6天，与先前的测量一致。
2001-02-21 astro-ph
The Narrow Line Region of the Seyfert 2 galaxy Mrk 78. An infrared view
我们报告的近红外光谱数据的塞弗特2星系Mrk 78，在威廉赫歇尔望远镜（WHT）的LIRIS近红外相机/光谱仪。长缝光谱清楚地显示出扩展的发射。近红外光谱的分辨率和深度允许检查其形态和电离区域，并与类似的深可见光谱进行直接比较。得到的发射线的比率被用来推导出对核的消光。利用[Fe II]、H $_{2}$、氢复合线和日冕[Si VI] $λ$ 1.962线等强特征的探测，研究了Mrk 78的运动学和激发机制，揭示了尽管该天体存在强射电-喷流相互作用，但来自活动核的光电离主导了窄线区发射，而UV荧光是H $_{2}$发射的源。具有扩展的发射速度分布的线的振幅约为600 km/s，这是东瓣远离我们加上西瓣具有相反贡献的结果。我们使用的光电离代码云重建一个典型的窄线区区域，推导出电离参数，并比较我们的光谱数据与诊断图。
2006-03-16 astro-ph
Wide-band spectroscopy of the Compton thick Seyfert 2 galaxy Mrk 3 with Suzaku
我们用朱雀望远镜获得了康普顿厚度的Seyfert 2星系Mrk 3的宽带光谱。观察到的光谱被清楚地分解为弱的，软的幂律发射，大量吸收的幂律分量，冷反射，和许多发射线。被柱密度为1.1x10^24 cm^-2的气体吸收的被严重吸收的部分，具有约1.6x10^43 erg s^-1的2- 10 keV内禀光度，被认为是来自Mrk 3核的直接发射。反射分量被解释为直射光离开冷的厚材料的反射;反射分数$R$为1.36+/-0.20。由于铁离子的电离参数较低（xi < 1 erg cm s^-1）和铁离子的线宽较窄（s < 22 eV），推测冷物质距离Mrk 3中心黑洞> 1 pc。一个康普顿肩的铁线被检测到，但肩组件的强度小于预期的球形分布康普顿厚的材料。弱的、软的幂律辐射被认为是电离气体的散射光。在观测的光谱中存在许多来自O、Ne、Mg、Si、S和Fe的高离化线，表明离化气体具有宽离化结构，xi=10- 1000。相对于直射光的散射分数估计为0.9+/-0.2%，这表明散射区域的柱密度约为3.6 x10^22 cm^-2。朱雀星获得的高质量光谱可以被认为是研究塞弗特2星系的模板。
2007-07-17 astro-ph
Hubble Space Telescope Observations of the CfA Seyfert 2s: Near-infrared Surface Photometry and Nuclear Bars
我们目前的近红外J和H表面测光的24个附近的塞弗特1.8，1.9和2星系的CfA塞弗特样本。HST探测器出色的角分辨率可以探测到大多数活动星系核中小至几十秒差距的空间尺度，并且对核棒的存在以及活动星系核燃料过程的其他潜在特征非常敏感，这些燃料过程将星系气体和尘埃引导到核区域。我们已经使用椭圆等照度线技术来寻找核酒吧在所有这些星系，并采用了二维拟合技术来模拟核点源和表面亮度分布的一个明亮的子样本，这些星系，试图减轻核点源的影响，我们的灵敏度核酒吧。我们在其中四个星系中发现了恒星核棒候选者：Mrk 471，Mrk 270，Mrk 573和NGC 5929，占总样本的近20%。当排除具有扰动形态或高倾角的系统时，该百分比上升至~30%。Mrk 573和Mrk 270的核棒在其前缘显示出一些尘埃带的证据，类似于在宿主星系棒中看到的结构，而Mrk 471和NGC 5929的尘埃带显示出更复杂的形态。这些活动星系核中的大多数似乎不包含恒星核棒，这一事实表明它们不是大多数低光度活动星系核的燃料机制。
2001-07-31 astro-ph
UV Imaging Polarimetry of the Seyfert 2 Galaxy Mrk 3
本文介绍了哈勃太空望远镜拍摄的Seyfert 2星系Mrk 3的紫外成像偏振测量数据。偏振通量从原子核延伸到~1 kpc，偏振位置角是中心对称的，证实了偏振是由散射引起的。我们确定隐藏核的位置为中心对称图案的中心。从两个宽波段的偏振图像中，我们得到了偏振光束的颜色分布。有些区域有蓝色的偏振通量，与光学薄尘埃散射一致，但有些明亮的结有类似于塞弗特1核的颜色。此外，最近的钱德拉X射线观测表明，散射的UV通量与散射的X射线通量的比率与Seyfert 1核中的固有UV/X射线比率相当相似，如果所观察到的扩展X射线连续谱是散射光的话。虽然散射的X射线基本上来自电子散射，但UV斜率和UV/X射线比都类似于Seyfert 1，这将导致关于UV散射体的性质的两种可能性。一个是紫外线也可能被电子散射，在这种情况下，散射气体是某种程度上无尘的。另一种观点认为，紫外光被尘埃粒子散射，但由紫外光斜率和紫外/X射线比所显示的与波长无关的低效率紫外散射表明尘埃粒子存在于紫外不透明的云中，或者尘埃粒子可能主要由大粒子组成而缺乏小粒子。
2001-11-22 astro-ph
The Nature of the Diffuse Clumps and the X-ray Companion of Mrk 273
我们给出了Mrk 273 x的光谱，它是Mrk 273东北方向1.3'的X射线源。新的光谱表明，该天体的红移（0.458）比以前报道的值（0.0376）高得多。所有探测到的发射线都显示了塞弗特2星系的特征。Mrk 273 x在Seyfert 2星系中具有最高的X射线和射电光度L_x ~ 1.1 x 10^{44} erg/s，L_{1.37 GHz} ~ 2.0 x 10^{40} erg/s，但它具有较低的中性氢柱密度，N_H ~ 4.4 x 10^{20}/cm ^2。这些性质似乎很难在活动星系核的统一方案中解释。先前用来识别Mrk 273 x红移的光谱，原来是在东北方向的尾部/羽流中，距离Mrk 273核区约20“（投影距离约20 kpc）的弥散团块。获得了该区域的新光谱;该光谱与前一个光谱基本相同。这些观测结果表明，这些团簇与Mrk 273具有相同的红移，并且与合并有关。光谱主要由强发射的[O III]双峰与Seyfert 2-like线比，这表明这些东北团块可能是激发的冲击加前兆机制在合并过程中。这种机制也可能在其他超亮IRAS星系中起作用。（节略）
1999-05-17 astro-ph
The Seyfert 1 Galaxy Mrk 335 at a very low flux state: mapping the soft X-ray photoionised gas
本文报道了XMM-牛顿观测的塞弗特1星系Mrk 335作为一个目标的机会时，源是在一个异常低的流量状态。低水平的连续发射揭示了一个潜在的线丰富的软X射线光谱，这可以用反射光栅光谱仪进行研究。对这种来源的发射特征进行了高分辨率的分析，得到了前所未有的详细资料。由类氢离子和类氦离子的谱线比诊断表明，在X射线光电离等离子体中出现了谱线发射。已经进行了广泛的模拟与云光电离代码。从预期的和观察到的线强度的比较，得到线发射材料的物理性质。由于电离参数的简并性，在气体的电子密度和柱密度方面的许多不同的解决方案与光谱诊断是一致的。这使我们无法确定唯一的等离子体的属性;然而，X射线光致电离气体的位置可以被限制在0.06 pc（外边界）内。该限制将X射线线发射气体放置在产生宽光学线的材料的内边缘处（宽线区域）。
2008-05-15 astro-ph
New photometric and spectroscopic observations of the Seyfert galaxy Mrk 315
我们提出了新的重要结果的中间型塞弗特星系Mrk 315，最近观察到的光学成像和积分场光谱。宽带图像用于研究宿主星系的形态，窄带H-α图像用于跟踪恒星形成区域，而中带[O III]图像用于证明高度电离气体的分布。一些扩展的发射区被隔离，并通过通量校准光谱研究其物理性质。高分辨率光谱学被用来分离气体和恒星速度场中不同的运动学分量。这个看起来不受干扰、与世隔绝的活动星系具有一些特殊的特征。这些功能，已经调查了其他作者，重新分析和讨论，根据这些新的意见。我们得到的最相关的结果是：盘的多层结构，存在一个准环的区域与恒星形成比以前的索赔高得多，一个次级核证实了恒星成分运动学解耦的主星系;一个关于长纤维的有争议的性质的新假设，最初被描述为钩形，更有可能是由两个独立的丝状体组成，这两个丝状体是由主星系和两个矮星系同伴之间的相互作用事件造成的。
2005-03-22 astro-ph
FUSE Observations of Intrinsic Absorption in the Seyfert 1 Galaxy Mrk 509
我们目前的远紫外光谱的塞弗特1星系Mrk 509在1999年11月获得的远紫外光谱的远紫外光谱探测器（FUSE）。我们的数据跨越观测波长范围915-1185 A，分辨率约为20 km/s。光谱显示出蓝色连续谱、宽OVI 1032、1038发射和宽CIII 977发射线。叠加在这些发射分量上，我们通过Lzeta解析了OVI 1032、1038、CIII 977和Lyman线的相关吸收线。存在七个不同的运动学分量，相对于系统速度，速度范围为-440至+170 km/s。吸收集中在两组，一组集中在-370 m km/s处，另一组集中在系统速度处。蓝移的星系团可能与菲利普斯等人获得的Mrk 509深层图像中可见的延长线发射有关。虽然有几个成分似乎是饱和的，但它们的中心并不是黑色的。部分覆盖或散射允许约7%的宽线或连续通量不受吸收的影响。在多种组分中，只有一种具有与高电离气体相同的电离状态和柱密度，其在Mrk 509的X射线光谱中产生OVII和OVIII电离边缘。这篇论文将发表在《天体物理学杂志快报》的特刊上，专门介绍FUSE任务的第一批科学成果。
2000-04-28 astro-ph
Detection of an X-ray periodicity in the Narrow-line Seyfert 1 Galaxy Mrk 766 with XMM-Newton
本文分析了窄线塞弗特1星系Mrk 766在PV阶段的XMM-牛顿观测的时间特性。在29，000秒的观测中，源强度变化了1.3倍。如果用黑体分量来模拟软过剩，如EPIC pn数据所示，那么黑体分量的光度与其温度成比例关系，即L ~ T ^[4]。这就要求“黑体尺寸”的下限约为1.3*10^25 cm ^2。此外，我们报告了一个强周期信号的检测与2.4*10^-4 Hz。对观测到的时间序列和相位随机化的红噪声光谱的光变曲线的模拟清楚地表明，周期性峰值是遥远活动星系核所固有的。EPIC MOS和RGS数据也证实了它的存在。光谱拟合结果表明，在周期振荡过程中，黑体温度和中性氢的吸收保持不变。这个观测事实倾向于排除那些强度变化是由于围绕中心黑洞旋转的热点引起的模型。根据Bardeen-Petterson效应的岁差或内吸积盘的不稳定性可以解释周期性信号。
2000-11-09 astro-ph
Kinematics of the Narrow-Line Region in the Seyfert 2 Galaxy Mrk 3
我们目前的径向速度的测量窄线区气体（NLR）在塞弗特2星系Mrk 3到~1千秒差距的核心。观测包括两个数据集，都使用了哈勃太空望远镜上的太空望远镜成像光谱仪：1）一个[O III]无狭缝光谱，G430 M光栅围绕核内部3”，2）一个长狭缝观测，以核为中心（PA = 71度），使用G430 L光栅和52”x 0”.1孔径。我们的研究结果产生径向速度图的排放线气体。这些图显示了气体运动的一般趋势，其中包括：在核的两侧发生蓝移和红移，在0”内部发生从系统到~ +/-700 km/s的急剧速度上升。（0.8 kpc），在核的东部和西部，逐渐的速度从0-.3-1-.0下降到接近系统的值，在核的每一侧上的速度幅度略微不均匀，并且在整个观察区域上的速度范围狭窄。当安装到NLR气体的运动学建模程序时，数据显然有利于气体存在于部分填充的双锥中的模型，径向加速远离核，然后是恒定的减速。这个几何和一般的运动学模型与以前对NGC 1068和NGC 4151的NLR气体所做的工作是一致的。在数百秒差距的尺度上，我们得出结论，径向外流可能是一个共同的特点，塞弗特星系。
2001-08-31 astro-ph
X-ray emission from Seyfert 2 galaxies with optical polarized broad lines
本文分析了ASCA的X射线卫星观测到的6个Seyfert 2星系的0.5-10 keV能谱：Mrk 3，Mrk 348，Mrk 1210，Mrk 477，NGC 7212和Was 49 b。这些星系是根据它们拥有的光学偏振宽线而选择的。在2-10 keV波段，它们的光谱被严重吸收，2-10 keV吸收校正的X射线亮度范围为10^{42}至10^{43} erg/s。观测到的X射线发射一般只有根据它们已知的红外和H_β光度预测的十分之一左右。如果沿着我们的视线到原子核的方向，有相当一部分核活动被厚厚的物质完全阻挡，我们就可以理解这种明显的X射线弱点。所有这些星系都具有显著的软X射线发射，其来源似乎是来自其核发射的散射光。基于这一假设，我们估计X射线的典型散射效率约为10%。这个效率是大于几个%的普通塞弗特2星系没有光学偏振宽线的报告。一个大的散射效率是最好的解释，一个明显的弱点，硬X射线光度，而不是异常强烈的散射光在软带。视弱度的差异可能与视角有关。
2000-06-04 astro-ph
The X-ray spectrum of the Seyfert I galaxy Mrk 766: Dusty Warm Absorber or Relativistic Emission Lines?
竞争模型的软X射线光谱的塞弗特I星系Mrk 766的宽光谱特征进行了测试，从130 ksXMM-牛顿观测数据。一个模型，包括相对论加宽的Ly-alpha发射线的OVIII，NVII和CVI是一个更好的适合0.3-2千电子伏的XMM RGS数据比一个充满灰尘的温暖的吸收。此外，测量的中性铁吸收线的深度与尘埃暖吸收体模型中产生17- 18埃连续谱断裂所需的铁边的大小不一致。相对论发射线模型可以再现宽带（0.1-12 keV）XMM-EPIC数据，增加了第四条线，以代表在6.7 keV的离子化铁的发射和由于在铁线以上的能量反射的过量。6.7 keV的铁线的轮廓与低能量线的测量结果一致。有证据表明，在RGS数据在3西格玛水平的光谱特征，随源通量。热吸收剂气体的覆盖率估计为~ 12%。在温暖的吸收铁被发现是过剩的CNO相比，太阳能值。
2002-09-09 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
ASCA observations of type-2 Seyfert galaxies: II. The Importance of X-ray Scattering and Reflection
通过对25个2型塞弗特星系的ASCA观测资料的分析，讨论了X射线散射和康普顿反射在2型塞弗特星系中的重要性。对铁K α、[O III]线和X射线变化的考虑表明，NGC 1068、NGC 4945、NGC 2992、Mrk 3、Mrk 463 E和Mrk 273主要由再处理的X射线组成。我们更详细地研究这些来源的属性。我们发现，铁Kalpha复合物包含显着的贡献，从中性和高电离的铁物种。康普顿反射、热气体和星暴辐射都对观测到的X射线谱有重要贡献。Mrk 3是该子样本中唯一没有显著星暴污染的源。3 keV以下的ASCA光谱主要由U_X ~ 5、N_H ~ 4 x 10^23 cm^-2的热散射气体组成。这种物质比Seyfert~1星系中的暖吸收体更容易电离，但可能包含与喷流相关的激波加热气体的贡献。估计的X射线散射分数覆盖0.25 - 5%。高于3千电子伏的光谱似乎是由康普顿反射分量占主导地位，虽然有证据表明，主要的连续分量变得可见接近10千电子伏。
1997-05-12 astro-ph
Linear radio structures in selected Seyfert and LINER galaxies
对7个Seyfert星系进行了高分辨率MERLIN 5GHz观测（0.04”），并与高分辨率HST资料进行了比较。射电图揭示了所有星系中丰富的结构。NGC 2639和TXFS 2226-184具有多节秒差距尺度的扩展结构，Mrk 1034，Mrk 1210，NGC 4922 C和NGC 5506显示出单侧喷流，而IC 1481显示出类似喷流的扩展。在这些星系的内部区域的无线电发射的相对论性等离子体和电离气体之间的密切相关性，使我们能够详细研究的物理接近低光度活动星系核的中心。
2006-03-20 astro-ph
New Chandra/HST-STIS results on Seyfert I AGN: Photoionized Outflows
我们提出的软X射线观测结果与钱德拉HETGS的Seyfert I AGN NGC 4593和Mrk 509。我们讨论了与Seyfert I活动星系核有关的光电离外流的吸收光谱特征，并讨论了它们的运动学、柱密度和电离态。我们讨论了Mrk 509中的紫外线和X射线吸收剂之间的联系（这是与Chandra和HST/STIS同时观察到的）。我们还简要地讨论了由于中性铁嵌入在温暖的吸收NGC 4593与软X射线相对论发射线的数据的解释吸收的可能性。最后，我们总结了从高分辨率光谱学中了解到的I型活动星系核中的暖吸收体。
2002-11-17 astro-ph
A Radio Study of the Seyfert galaxy Markarian 6: Implications for Seyfert life-cycles
我们已经进行了广泛的无线电研究与甚大阵的塞弗特1.5星系Mrk 6和成像的一个壮观的无线电结构的来源。射电发射发生在三个不同的空间尺度上，从~7.5 kpc气泡到~1.5 kpc气泡，它们几乎垂直于它们，以及~1 kpc射电喷流垂直于kpc尺度气泡。为了解释复杂的形态，我们首先考虑一个方案，其中无线电结构是由核星暴喷出的超级风的结果。然而，斯皮策最近对Mrk 6的观测提供了一个恒星形成率（SFR）的上限约为5.5 Msun/yr，远低于假设气泡是超新星爆炸激发的星暴风的结果而得出的SFR约为33 Msun/yr。因此，一个恒星暴本身并不能满足Mrk 6中产生气泡的能量需求。我们发现，一个单一的等离子体模型是积极不可行的，我们认为，喷气驱动的气泡模型，而积极可行的不产生复杂的无线电形态。最后，我们考虑一个模型，其中复杂的无线电结构是一个episodically动力旋进喷气机，改变其方向的结果。该模型能自然地解释复杂的射电形态，并与能量学、谱指数和极化结构相一致，是最有吸引力的。在这种情况下，射电辐射是一个短暂的现象，在塞弗特星系的生命周期，其结果是由于吸积事件。
2006-07-26 astro-ph
An X-ray look at the Seyfert 1 Galaxy Mrk 590: XMM-Newton and Chandra reveal complexity in circumnuclear gas
本文报道了XMM-Newton和Chandra对明亮的Seyfert 1星系Mrk 590的部分同时观测。长曝光（~100 ks）允许在6-7 keV下详细研究Fe K络合物和软X射线光谱特征的存在。我们分析了XMM-牛顿数据从欧洲光子成像相机（EPIC）在0.5-12 keV波段和反射光栅光谱仪（RGS）在0.35-2.5 keV波段，和数据从高能传输光栅（HETG）机载钱德拉。来自XMM-牛顿机载光学监测器（OM）的UV和光学数据也包括在分析中。在6-7 keV范围内，宽带谱由未吸收的幂律和三条未分辨的Fe~K线很好地描述。康普顿反射分量和窄铁K线在6.4千电子伏的存在下是一致的起源通过环面反射。在~6.7和7 keV的电离Fe线反而最有可能起源于温暖和电离气体上的散射。由于非常明亮的连续发射，软X射线光谱似乎几乎没有特征，除了RGS和Chandra-MEG在约19埃处检测到的一条被识别为OVIII Ly α的发射线。新出现的图像包括一个活跃的核直接看到一个“干净”的视线没有干预的材料，周围的光电离环核气体在一个高电离水平。我们还研究了钱德拉和XMM-牛顿的视野中的三个偶然的来源。其中一个来源可能被识别为ULX为L_{0.3-10 keV} ~10^{40}尔格/秒。
2007-01-08 astro-ph
HST and VLA Observations of Seyfert 2 Galaxies: The Relationship between Radio Ejecta and the Narrow Line Region
我们目前的HST/WFPC 2图像，在窄带滤波器包含的[OIII] E5007和Halpha+[NII]发射线及其相邻的连续，7个塞弗特2星系的样本的基础上选择拥有扩展的发射线区域在地面观测或隐藏的宽线区域在偏振光。其中六个星系也被VLA观测到，得到的射电图质量和角分辨率都比文献中的好。我们发现在无线电和发射线的图像，清楚地表明无线电喷流和星际介质之间的强相互作用功能之间的详细对应关系。这种相互作用在确定NLR的形态方面起着重要作用，因为无线电射流扫过并压缩环境气体，产生有序结构，在线发射中具有增强的表面亮度。在至少三个星系中，即Mrk 573、ESO 428-G14和Mrk 34，也许还有NGC 7212，核外射电瓣与低气态激发区域重合（通过[OIII]/（Halpha+[NII]）比测量）。在Mrk 573和NGC 4388中，有一个明显的趋势，即低亮度电离气体具有较高的激发。如果射电波瓣和高发射线表面亮度的区域与高气体密度相关，降低了电离参数，那么这些结果就可以理解了。[OIII]/（Halpha+[NII]）激发图揭示了双极结构，可以解释为统一方案中预期的“电离锥”或加宽的自激气体流出。只有NGC 4388和Mrk 573显示出清晰的直边电离锥。
1998-01-12 astro-ph
The BeppoSAX observation of Mrk 766
1997年5月，BeppoSAX对窄线塞弗特1星系Mrk 766进行了观测。在观测过程中，源在通量和光谱上都是相当可变的。的变异性是最大的约2千电子伏，可能是由于在温暖的吸收剂性能的变化。至少在观察的第一部分中，清楚地检测到氧气线。7.5 keV附近的边缘，加上没有任何可检测的铁线，表明初级X射线被轻度电离的圆盘再处理，或者被更厚、更电离的材料吸收。
2000-09-20 astro-ph
Interstellar Polarization and the Position Angle Orientations of Seyfert 1 Galaxies
我们评论最近的spectropolarimetric研究，比较观察到的偏振位置角（PA）的塞弗特1星系附近的H α与观测到的方向，他们的无线电源轴的天空。对于一个散射主要发生在赤道散射区的塞弗特星系，人们期望偏振PA平行于射电轴，而在光散射主要发生在极区的情况下，H α偏振PA应该垂直于射电轴。在实践中，这些相关性很难建立，因为银河系星际偏振的贡献可以引入一个显着的不确定性偏振PA的确定，即使星际偏振的幅度很小。我们展示了这种不确定性如何可能会影响PA校准的分析，并提出了沿Seyfert 1星系Mrk 871视线的探测星的分光偏振观测，使我们能够评估Mrk 871的固有H α偏振和PA。这些结果表明，这种探测星的分光偏振观测应成为未来塞弗特星系偏振研究的一个组成部分。
2005-08-12 astro-ph
The broad-band X-ray spectrum of Mrk 3
我们使用非同时Ginga，ASCA和ROSAT观测研究复杂的X射线光谱的塞弗特2星系Mrk 3。我们发现，该复合光谱可以很好地描述了一个严重的截止硬X射线连续，铁K_α发射和软X射线过剩，与光谱的变化局限于在连续归一化和铁线通量的变化。以前的研究表明，Mrk 3中的幂律连续体异常困难。我们得到一个典型的值的能量指数的连续（即α约0.7）时，一个温暖的吸收体（负责近8千电子伏观察到的吸收边）包括在光谱模型。或者，包含反射分量产生可比较的幂律指数。软过剩通量不能仅仅用纯电子散射的基本幂律连续体来模拟。然而，更好地拟合光谱数据，如果我们包括在部分光致电离散射介质中的发射和吸收的影响。特别是在$\sim 0.9$ keV的光谱特征突出可以代表O VIII复合辐射产生的热光电离介质。我们讨论我们的结果的背景下，最近的其他研究的软X射线光谱的塞弗特2星系。
1998-04-23 astro-ph
New H2O masers in Seyfert and FIR bright galaxies
分别在Mrk 1066（UGC 2456）、Mrk 34、NGC 3556和Arp 299方向探测到50、1000、1和230太阳（各向同性）光度的河外水汽脉泽。相互作用系统Arp 299似乎显示出两个相隔20角秒的脉泽热点。对53个河外H_2O源的统计分析表明：（1）银盘中单个恒星形成区的IRAS点源与H_2O光度的相关性，对于活动星系核为主的超脉泽星系同样成立;（2）脉泽亮度与60/100微米色温无关;（3）到目前为止，只有一小部分100米望远镜可探测到的发光超脉泽被发现。H2O光度函数的斜率为-1.5，表明可探测脉泽的数量几乎与它们的光度无关。如果LF在非常高的脉泽亮度下不陡化，那么用当今最先进的设备应该可以探测到显著红移的H2O超脉泽。
2005-03-03 astro-ph
Starbursts in barred spiral galaxies. VI. HI observations and the K-band Tully-Fisher relation
本文主要研究棒对星暴星系和Seyfert星系中性氢含量的影响。我们还与“正常”星系的样本进行比较，并研究如何以及星暴和塞弗特星系遵循的基本缩放塔利-费舍尔（TF）关系定义为正常星系。Nancay射电望远镜观测到111个Markarian（Mrk）IRAS星系。这些测量的补充，从文献中的数据，形成一个样本的105 unbarred和113禁止Mrk IRAS星系。有棒星系比无棒星系有更低的总质量和偏差校正的HI质量，这对Mrk IRAS和正常星系都是如此。这个强有力的结果表明，棒将HI气体汇集到星系中心，在那里它在形成新恒星之前变成分子。Mrk IRAS星系比正常星系有更高的偏置校正HI质量。他们也显示出显着偏离TF关系，无论是在B和K波段。从TF关系最偏离点往往有一个强的远红外光度和低的氧丰度。这些结果表明，我们的Mrk IRAS星系的一小部分仍处于形成过程中，它们的中性HI气体，部分外部来源，尚未达到稳定状态。
2004-01-12 astro-ph
Sub-Relativistic Radio Jets and Parsec-Scale Absorption in Two Seyfert Galaxies
用甚长基线天线阵在15 GHz频率上对Seyfert星系Mrk 231和Mrk 348的毫角秒结构进行了两个相隔约1.7年的历元成像。这两个星系都含有秒差距尺度的双射电源，其组成部分的亮度温度为10^9-10^{11} K，这意味着它们是由同步辐射产生的。核成分的时代之间的强烈变化，表明双源代表明显的单侧喷流。在1.1秒差距或更小（H_0 = 65 km/s/Mpc）时，测量到的相对分量速度约为0.1c，这意味着秒差距尺度的Seyfert喷流本质上不同于大多数强射电星系和类星体中的喷流。观测到的反喷流的缺失很可能是由于环形气体的自由-自由吸收，在每个星系的内部秒差距内，在T~8000 K时，电离密度n_e > 2 X 10^5 cm^{-3}，或在T~10^{6.6} K时，n_e > 10^7 cm^{-3}。较低的密度与X射线吸收测量值一致，而较高的温度和密度与Gallimore等人对NGC 1068环面的直接无线电成像一致。
1999-03-24 astro-ph
X-ray variability and correlations in the two phase disk-corona model for Seyfert galaxies
我们详细讨论了宽带X射线的变化预期在塞弗特星系的康普顿冷却日冕模型的框架。日冕的光学深度τ的变化导致康普顿化发射的光谱变化，在这个意义上，光谱变陡，温度随着τ的增加而降低。如果日冕是对主导的，τ是由紧凑度（与固定大小的光度成正比）决定的。这产生了光谱形状和强度之间的明确关系，意味着在2-10 keV的光谱指数中，对于0.2的变化，强度的变化因子为10。对于低电子对密度的日冕，没有明确的预测是可能的。在日冕结构没有实质性变化的情况下，软热成分与中硬康普顿化成分相关。使用ROSAT响应矩阵计算的例子，表明目前的观察NGC 5548和Mrk 766显示不同的行为可以与模型相协调。Mrk 766的光谱行为强烈地表明，在这个源的日冕等离子体不是对占主导地位。
1996-09-06 astro-ph
Optical Continuum Variability of the Active Galaxy Mrk 279 - Implications for Different Accretion Regimes
我们目前的结果，从最近的宽波段监测的光学塞弗特1型星系Mrk 279。我们建立并分析了涵盖七年（1995 - 2002）的BVRI光变曲线。我们还显示了一些证据存在两种不同的状态的亮度和建议，基于光学连续模型，这些国家可能会导致从薄盘和ADAF吸积模式之间的过渡。我们假设，短期的可变性是由于一个变量的X射线发射从内部ADAF部分的流的再处理，而长期的一个可能是从过渡半径的变化的结果。我们的测试显示出一个很好的匹配与观测的一组合理的吸积参数，而接近的，预计为Mrk 279。
2003-11-23 astro-ph
Rotation and outflow in the central kiloparsec of the water megamaser galaxies IC 2560, NGC 1386, NGC 1052, and Mrk 1210
为了探索含H2O超脉泽源的星系核的结构，对光学发射线剖面进行了评价。星系旋转和窄线气体外流是这个水超脉泽星系样本的共同特征。所有分解的线系都具有活动星系核的典型线比。最近在星暴星系中探测到的H2O超脉泽以及一个超脉泽与Seyfert 1活动星系核的明显关联表明，超脉泽可能由光学可探测的外流触发。经常遇到的边缘上的几何形状有利于大分子柱密度似乎验证了NGC 1386和IC 2560。对于NGC 1052和Mrk 1210，不能排除由光学探测到的流出成分触发的脉泽发射。
2002-12-20 astro-ph
Neutral Hydrogen (21 cm) Absorption in Seyfert Galaxies: Evidence for Free-free Absorption and Sub-kiloparsec Gaseous Disks
活跃星系被认为是既有燃料，又被从宿主星系移走的中性气体所遮蔽，这些中性气体被漏斗状地注入中央的吸积盘。我们对Seyfert核和星暴核的21 cm吸收进行了VLA成像调查，以研究近核环境中的中性气体。除了NGC 4151，吸收气体的痕迹是100 pc尺度，旋转盘与外星系盘对齐。相对于非活跃螺旋中的核盘，这些盘似乎富含原子气体。我们没有发现中性氢快速流入或流出的强有力证据，但我们对质量下落速率的限制与塞弗特核所需的一致。在这里调查的星系中，中性氢吸收仅在NGC 4151中追踪到秒差距尺度的气体。基于吸收线的运动学，盘对称轴似乎与射电喷流轴而不是外星系轴对齐。最令人惊讶的结果是，我们没有检测到21厘米的吸收对隐藏的Seyfert 1核Mrk 3，Mrk 348和NGC 1068的中央射电源。此外，21厘米的吸收通常被观察到向扩展的射电喷流结构，但似乎避免中央，紧凑的射电源在塞弗特核。为了解释这些结果，我们提出，朝向核的21 cm吸收被自由-自由吸收、激发效应（即，增强的自旋温度），或在遮蔽气体中的快速运动。具有讽刺意味的是，这些效应的含义是，遮蔽盘必须很小，通常不大于几十秒差距。
1999-05-20 astro-ph
Motion and Properties of Nuclear Radio Components in Seyfert Galaxies Seen with VLBI
本文报道了对NGC 7674、NGC 5506、NGC 2110和Mrk 1210的18、6和3.6厘米EVN、MERLIN和VLBA观测，以研究它们在pc尺度上的结构和自行，并对Seyfert星系射电宁静的许多可能原因作了一些限制。NGC 7674和NGC 2110的组态是简单的线性结构，而NGC 5506和Mrk 1210的组态有多个没有明确对称轴的组态。我们认为NGC 7674是一个低光度致密对称天体。通过比较不同时期的图像，我们发现在NGC 7674中，两个相距282 pc的中心分量的自行极限为（0.92 ± 0.07）c，在NGC 5506中，两个相距3.8 pc的中心分量的自行极限为0.50 c。我们的研究结果证实并扩展了早期的工作表明，向外运动的无线电组件在塞弗特星系是非相对论性的pc尺度。我们简要地讨论了这种非相对论运动是否是内在的喷流形成过程或减速的结果，最初的相对论性喷流流与pc或次pc尺度星际介质的相互作用。我们结合我们的样品与一个列表汇编从文献中的VLBI观测的塞弗特星系，并发现大多数塞弗特核至少有一个平坦的光谱分量的VLBI尺度上，这是没有看到在角秒分辨率测量的光谱指数。我们还发现，射电星系和类星体所显示的pc和kpc射电结构的双峰排列并不显示在这个塞弗茨样本中，它显示了0度和90度之间的均匀分布的失准。频繁的错位可能是由于喷流进动或喷流与星际介质中的气体…
2004-02-06 astro-ph
