Constraints on the High Energy Continuum of Seyfert galaxies from RXTE Color-Color and Color-Flux Diagrams
本文报道了对NGC 4051、NGC 5548、MCG-6-30-15和NGC 5506四个Seyfert星系进行的三年RXTE观测的结果。我们在这里集中于颜色-颜色和颜色-通量图获得使用PCA仪器的计数率在不同的能量范围：3- 5，5- 7和7- 10千电子伏。不同来源的数据在不同的颜色-颜色和颜色-通量平面上显示出有趣的趋势。这些趋势从一个源到另一个源是非常相似的，即使是在窄线Seyfert 1 NGC 4051的情况下，它表现出很强的通量和光谱变化。我们讨论了这些结果在一个简单的光谱模型：高能量截止+反射+铁线的幂律，与理解的范围内观察到的不同成分的变化和变化的物理原因之间的关系。
2001-01-13 astro-ph
Long Term Spectral Variability of Seyfert Galaxies from RXTE Color-Flux Diagrams
我们提出的结果，从RXTE数据期间获得的四个塞弗特星系（NGC 5548，NGC 5506，MCG-6-30-15和NGC 4051）的系统监测计划。我们研究了由四个能带的光变曲线得到的三个硬度比的变化。所有的物体在所有的比率下都显示出相似的光谱变化。为了解释结果，我们计算了对应于幂律加铁线加反射分量的简单光谱模型的硬度比，考虑了两种可能性：a）恒定线等效宽度和反射参数R的变化和b）恒定线和反射通量的变化。总体而言，平均观察到的趋势可以解释光谱斜率的变化和一个恒定的通量铁线和反射组件，虽然存在的线组件，这是可变的短时间尺度上不能排除。最后，我们发现，数据是不一致的增加R与通量的个别来源，这表明，作为一个单一的源的变化，较软的光谱不对应于较大的R值。
2002-02-27 astro-ph
Structure of the Circumnuclear Region of Seyfert 2 Galaxies Revealed by RXTE Hard X-ray Observations of NGC 4945
我们报告的罗西X射线定时探测器观测的严重吸收的塞弗特2星系NGC 4945，这证实了大柱密度的吸收体，对应的光学厚度汤姆逊散射约2.4。硬X射线通量在一天或更短的时间尺度上，我们测量到的（8-30 keV）是快速变化的，幅度很大。这意味着大部分极端吸收并不起源于秒差距大小的几何厚的分子环面：对散射通量的量的限制要求秒差距尺度上的光学厚材料在几何上必须相当薄，从细胞核看，对着一个小于10度的半角。这就提出了一个问题，在占宇宙X射线背景主要与AGN拥有这样的几何形状。
2000-02-02 astro-ph
An RXTE Survey of Long-Term X-ray Variability in Seyfert 1 Galaxies
从RXTE观测的头三年的数据进行了系统的分析，以产生一组300天，2-10 keV的光变曲线，同样均匀，~5天的采样，共9个赛弗特1星系。这是第一个X射线变率调查，一贯探测时间尺度长于几天在大量的活动星系核。与ASCA观测结果的比较表明，活动星系核在长时间尺度上的变化比短时间尺度上的变化更强。这种增加对于最高光度的光源是最大的。在长时间尺度上测量时，源光度与变率振幅之间的幂律关系既强又浅。这与塞弗特1 s的X射线可变性可以用一个单一的、普遍的波动功率密度形状来描述的图片是一致的，对于更高的光度源，截止移动到更长的时间尺度。所有的Seyfert 1 s在相对软的2-4 keV波段比在硬的7-10 keV波段表现出更强的可变性。这种效应太过明显，以至于无法用简单的模型来解释，这些模型要么是基于康普顿反射分量对幂律连续谱的稀释，要么是基于静态的、对主导的、平面平行的康普顿化日冕中产生的硬X射线。
2000-09-26 astro-ph
Simultaneous Chandra and RXTE observations of the nearby bright Seyfert 2 galaxy NGC4945
我们分析了最近同时钱德拉/RXTE观测的塞弗特2星系NGC 4945。钱德拉前所未有的空间分辨率意味着我们能够分离核，星暴和超级风区域的光谱，而RXTE数据将光谱扩展到更高的能量。$N_H\sim 4\times 10^{24}$ cm $^{-2}$的极端吸收柱意味着原子核只能直接在8- 10 keV以上看到，而钱德拉的原子核区域的低能谱主要是反射。相比之下，超风主要是由热等离子体的发射，但恒星暴区域包含热等离子体和反射签名。要形成反射光谱，需要星暴区域包含冷的、光学厚的物质，也许是恒星形成的核心，这些物质被来自核的7- 10 keV光子照射。由于这种能量的光子沿着视线被遮蔽，因此这证实了Madejski等人（2000年）的结果，即极端吸收材料是盘状的而不是圆环。然而，红外/光学限制的缺乏高激发发射线表明，相比之下，较低的能量的光子从核是模糊的所有方向。我们讨论了这些观测所揭示的复杂吸收结构，并提出了一个整体的源几何结构，其中原子核完全嵌入$N_H\sim 10^{23}$ cm $^{-2}$的材料中
2003-01-20 astro-ph
An Expanded RXTE Survey of X-ray Variability in Seyfert 1 Galaxies
本文系统地分析了对Seyfert 1活动星系核进行的前七年的RXTE监测，得到了五个2-12 keV光变曲线的均匀样品，探测了从1天到3.5年的连续较长持续时间的硬X射线变率。2-10包括ASCA探测的约1天时间尺度上的keV变异性。所有的源都表现出更强的X射线变化对较长的时间尺度，但增加是相对较高的光度源更大。变化幅度与X射线光度和黑洞质量是反相关的，但幅度饱和，并成为独立的光度或黑洞质量对最长的时间尺度。这些数据与Markowitz等人（2003 a）和McHardy等人（2004）描述的功率谱密度（PSD）运动模型一致，其中Seyfert 1星系的可变性可以用一个单一的通用PSD形状来描述，其断裂频率与黑洞质量成比例。变率时间尺度、黑洞质量和X射线光度之间的最佳拟合标度关系意味着样品的平均吸积率约为爱丁顿极限的5%。在所有时间尺度上，与7-12 keV带相比，几乎所有源在相对软的2-4 keV带中表现出更强的可变性。有迹象表明，相对较低的亮度或质量较小的来源表现出较大程度的光谱变化，为总通量的增加。
2004-09-02 astro-ph
The X-ray variability of the Seyfert~1 galaxy MCG-6-30-15 from long ASCA and RXTE observations
本文分析了1997年7月对塞弗特1星系MCG-6-30-15的长时间RXTE观测结果。我们的研究结果表明，行为是复杂的。我们从颜色比和直接光谱拟合中找到了明确的证据，表明内在光子指数正在发生变化。光谱硬化在强度减弱的时期是明显的;特别是，在最硬的RXTE耀斑之后的时期，可以看到更硬光谱的一般趋势。通量相关研究进一步表明，3-10 keV的光子指数变陡，而在10-20 keV的波段，随着通量的增加，光子指数变陡。最大的变化来自10 keV以下的光谱指数;然而，内在幂律斜率的变化和反射都在不同程度上对整体光谱变异性做出贡献。我们发现，铁线通量是一致的，是恒定的，在大的时间间隔上的订单天（虽然ASCA和RXTE光谱显示，$F_{Kα}$的变化在较短的时间间隔上的订单<10 ks），和等效宽度，它与连续通量，和反射分数。通量相关的研究指出可能的电离签名，而详细的光谱分析的短时间间隔周围的耀斑事件暗示暂时在观测光谱响应的耀斑。我们提出了一个简单的模型，部分电离的大部分变异来自6r_g内。时间分析进一步提供了可能的时间（<1000 s）和相位（φ ~0.6 rad）滞后的证据。最后，我们报告了功率密度谱（~ 4-5 x 10^{-6}Hz）的明显中断和可能的33小时周期。估计的质量的黑洞在MCG-6-30-15的范围内讨论的光谱和时间的调查结果。
2000-07-18 astro-ph
The HI and Ionized Gas Disk of the Seyfert Galaxy NGC 1144 = Arp 118: A Violently Interacting Galaxy with Peculiar Kinematics
我们目前的观察NGC 1144，星系的Arp 118系统的一部分，中性和电离气体的分布和运动学。在NGC 1144的盘面上，电离气体的速度分布很广（1100 km/s），但HI辐射只在这个速度范围的1/3处被探测到，这个区域对应于盘面的西北半部分。在NGC 1144的核区域，观察到电离气体成分的速度跳跃为600 km/s。在NGC 1144盘面的东南部分也发现了微弱而狭窄的HI吸收线，其中包括大质量恒星形成区和塞弗特核。这种特殊的HI分布集中在NW盘中，似乎与集中在SE盘中的分子分布相反。虽然这可能部分是由于SE盘中HI云的破坏，但有间接证据表明NGC 1144的整个HI发射光谱受到覆盖600 km/s范围的深核吸收线的影响，并且可能相对于核发生蓝移。在这幅图中，高柱密度HI流与核电离气体速度不连续性有关，吸收有效地掩盖了NGC 1144 SE盘中存在的任何HI发射。
1999-05-25 astro-ph
X-ray spectral variability of the Seyfert galaxy NGC 4051
本文报道了1996年5月至1999年3月期间用Rossi X射线计时探测器（RXTE）观测到的塞弗特1星系NGC 4051的X射线光谱变化。光谱是作为监测观测的一部分获得的，并使用RXTE正比计数器阵列（PCA）从两个长期观测中获得。在监测期间，NGC 4051的2-10 keV通量在10 E-12和7 x 10 E 11（cgs）之间变化。我们重新分析了RXTE PCA观测从一个独特的低状态在1998年5月使用最新的背景和探测器响应模型。NGC 4051在低态期间的RXTE和BeppoSAX观测显示出具有强烈未分辨荧光线的非常硬的光谱。这种发射，可能是由于从分子环面反射，很可能是恒定的，在很长的时间尺度，因此被假定为在所有通量状态下的基本组成部分。通过减去环分量，我们能够确定的光谱变化的主要连续。在变量分量中，我们观察到PCA能带中的X射线通量和光谱硬度的强反相关。我们表明，硬度的变化是由斜率变化的主要幂律谱，而不是通过改变反射或可变的光电吸收。主光谱指数在最暗状态的Gamma=1.6和最亮状态期间的Gamma=2.3之间变化，在该水平下光谱指数接近渐近值。我们发现，6.4 keV铁荧光线的通量的连续通量的变化的响应依赖于观测的时间尺度。这条线的轮廓很宽，表明它起源于吸积盘的最里面区域。
2002-09-09 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
Computer science approach to the stellar fabric of violent starforming regions in AGN
为了分析大量的塞弗特星系光谱，我们正在测试新的技术，以快速和准确地获得它们的物理参数。我们提出了这样一个新的技术，分离老和年轻的恒星星族在星系光谱使用机器学习方法的实验。我们使用了一个分类器集成，集成中的每个分类器都专门针对年轻或老年人群，并使用局部加权回归进行训练，并使用十倍交叉验证进行测试。由于相关信息集中在光谱的某些区域，我们采用离线顺序浮动后向选择的方法进行特征选择。非常有趣的是，应用于塞弗特星系证明，这种技术是非常不敏感的稀释由活动星系核（AGN）连续。与穷举搜索相比，我们得出结论，这两种方法在准确性方面相似，但机器学习方法快了大约两个数量级。
2004-07-28 astro-ph
The AGN nature of 11 out of 12 Swift/RXTE unidentified sources through optical and X-ray spectroscopy
雨燕爆发警报望远镜（BAT）正在14-195 keV波段进行银河系高纬度巡天，通量极限为~10^{-11} erg cm^{-2} s^{-1}，导致发现新的高能源，其中大部分至今尚未被正确分类。一个类似的工作也已经进行了与RXTE回转调查，导致发现68源检测超过8千电子伏，其中许多仍然是未分类的。用斯威夫特X射线望远镜进行的后续观测，为其中许多天体提供了位置精确度为几角秒的源定位，从而使寻找光学对应物的工作更加有效和可靠。我们提出的光学/X射线后续研究的结果，11斯威夫特BAT检测和一个活动星系核在RXTE回转调查中检测到的，旨在确定他们的同行，并在评估他们的性质。利用这些数据首次对8个物体进行了光学分类，并确定了其中3个物体的距离。对于另一个目的，一个更精细的光学分类比现有的文献中还提供。对于其余的源，光谱学提供了在时间上接近于X射线测量的源的表征。该样本由6个Seyfert 2星系，5个中间类型1.2-1.8的Seyfert星系和一个银河系性质的物体-中间极地（即，磁）激变变星。在11个活动星系核中，有8个（约70%），包括2个1.2和1.5型的Seyferts，被吸收的NH > 10^{22} cm^{-2}。最多有3个天体的厚度可以达到康普顿厚度（即NH > 1.5 x 10^{24} cm^{-2}），但只有在一个例子（斯威夫特J0609.1-8636）中，所有的观测证…
2007-06-23 astro-ph
X-ray Variability of the Magnetic Cataclysmic Variable V1432 Aql and the Seyfert Galaxy NGC 6814
天鹰座V1432（=RX J1940.2-1025）是一颗发出X射线的明亮、食磁激变变星，距离塞弗特星系NGC 6814约37'。由于轨道（12116.3 s）和自旋（12150 s）周期之间的0.3%差异，吸积几何形状在约50天的拍频周期内发生变化。在这里，我们报告了RXTE活动观测日食25次的结果，以及ASCA和BeppoSAX的档案观测结果。在确认了日食确实是由次要的，我们使用日食的时间和配置文件来映射吸积几何作为一个功能的拍相位。我们发现吸积区是紧凑的，并且在拍频周期上吸积区相对于白矮星中心有运动。这种运动的幅度表明这是一颗低质量的白矮星，与之前根据其X射线光谱估计的高质量形成对比。X射线发射区的大小似乎比其他食磁CV更大。我们还报告了RXTE数据以及NGC 6814的长期行为，表明通量的变化在年的时间尺度上至少有10倍。
2003-07-09 astro-ph
Simultaneous EUVE/ASCA/RXTE Observations of NGC 5548
本文介绍了EUVE、ASCA和RXTE对1型塞弗特星系NGC 5548的同步观测。这些数据表明，EUV发射（在$\sim 0.2 $ keV）的变化似乎导致在更高能量（$\ga 1 $ keV）X射线中$\sim$ 10- 30 ks的类似调制。这与将1型Seyferts的EUV、UV和光发射的相关变化归因于高能辐射后处理的流行模型相反。相反，这种行为表明，通过EUV发射的光学的可变性是可能由热康普顿化产生的较硬X射线的可变性的重要驱动因素。我们还研究了荧光铁K $α$线和康普顿反射发射的光谱特性。在以前的测量这些光谱特征，我们发现，铁K $α$线具有相对较小的等效宽度（$W_{Kα} \sim 100 $ eV）和反射分量是一致的覆盖因子，这是显着小于单位（$Ω/2π\sim 0.4$ -0.5）。值得注意的是，虽然2- 10 keV的X射线通量变化$\sim \pm 25$ %，并且导出的反射分数在我们的观测中似乎是恒定的，但Fe~K $α$线的通量也是恒定的。这种行为在标准康普顿反射模型的背景下很难调和。
1999-07-09 astro-ph
New Infrared Seyfert Galaxies
本文给出了北京天文台2.16米望远镜观测到的新红外Seyfert星系的光谱。经过波长和流量校准后，它们被分类的核活动的程度：9个塞弗特2和3个塞弗特3星系。此外，通过使用de Grijp et al.（1992），我们发现：（1）远红外线的光度之间存在着紧密的相关性（$L_{FIR}$）和\Ha（$L_{Hα}$），用于Seyfert和HII样（2）Seyfert 1 s的\Ha光度中值比Seyfert 2 s和星暴星系的大一个星等;（3）Seyfert 1 s和2s的远红外光度和红外光谱指数$α(100,60)$的累积分布与星暴星系相似。我们的结论是，大多数的远红外辐射从Seyfert 2星系是由于激烈的核/环核星暴，而不是在核的非热活动，这也可能是许多Seyfert 1的情况以及。
1998-10-07 astro-ph
Monitoring RXTE Observations of Markarian 348: the origin of the column density variations
我们分析了37 RXTE观测的2型塞弗特星系Mrk 348在14个月内获得的。我们证实了史密斯等人先前报道的光谱变异性，在这个意义上，柱密度随着计数率的增加而减小~3倍。柱密度的变化可能起源于吸收屏内云的随机漂移，或由于光电离过程。我们对观测到的变化进行的建模表明，第一种情况更有可能发生。这些云应该位于距离源大于2光年的地方，直径为几个光日，密度大于10^7 cm^（-3），因此可能位于宽线区之外。
2001-12-12 astro-ph
The formerly X-ray reflection-dominated Seyfert~2 galaxy NGC6300
本文介绍了对明亮的Seyfert 2星系NGC 6300的BeppoSAX观测结果。通过康普顿薄吸收体（NH ~ 3x10^23 atomoms/cm/cm）可以看到来自活动核的快速变化的辐射。一个具有异常高的反射率（R ~ 4.2）的康普顿反射分量，以及与两年半前由RXTE测量的反射占主导地位的光谱的比较表明，NGC 6300属于“瞬态”活动星系核，经历了长期和重复的低活动期。光谱转换提供了支持的想法，康普顿厚和康普顿薄X射线吸收体在塞弗特2星系是去耦，前者是最有可能与“环面”，而后者可能是位于更大的距离。
2001-11-07 astro-ph
The relativistic iron line profile in the Seyfert 1 Galaxy IC4329a
我们提出了同时ASCA和RXTE数据的明亮的塞弗特1星系IC 4329 a。铁谱线明显变宽了，但没有达到预期的程度，即吸积盘向下延伸到围绕黑洞的最后一个稳定轨道。我们勉强检测到一个狭窄的线成分，大概是从分子环面，但即使包括这给出了一个线的轮廓从吸积盘这是显着窄，在MCG-6-30-15中看到的，更像是从低/硬态星系黑洞候选人。这与内盘在最后一个稳定轨道之前被截断是一致的，在ADAF模型中形成了小半径的热流。然而，我们不能排除存在一个对反射光谱没有贡献的内盘，要么是因为极端电离抑制了反射光谱的特征原子特征，要么是因为X射线源本质上是各向异性的，所以它不会照亮内盘。用RXTE每两天监测一次源，持续2个月，这些快照光谱表明存在固有的光谱变化。这些数据足够好，可以从反射的连续谱中分离出幂律，我们看到，当光源变亮时，幂律变软。在所观察到的反射光谱中缺乏相应的增加意味着盘内部径向范围/电离结构的变化很小，或者可变性实际上是由与硬X射线机制解耦的种子光子的变化驱动的。
2000-02-01 astro-ph
RXTE observation of NGC 6240: a search for the obscured active nucleus
利用RXTE和ASCA数据研究了NGC 6240在0.5- 200 keV范围内的宽带能谱。RXTE数据提供了超出ASCA范围（0.5-10 keV）的光谱，可显著检测高达20 keV的信号，上限高于20 keV。发现10 keV以上的谱是非常平坦的。在先前的ASCA观测中发现的强铁-K发射线也被RXTE PCA证实。这些结果提供了进一步的证据，反射分量的主导地位，即从冷物质的活动星系核照明的排放。通过同时拟合RXTE和ASCA获得的光谱，我们满意地模拟了活动星系核的康普顿反射成分和可能的透射活动星系核成分穿透厚吸收体的光谱。活动星系核的X射线光度估计在2- 10 keV范围内为4x10^43 - 6x10^44尔格/秒，这使NGC 6240成为最明亮的塞弗特核之一。2- 10 keV X射线光度与红外光度之比L_X（2- 10 keV）/L_IR为0.01 - 0.1，说明活动星系核对红外光度的贡献即使不是主要的，也是相当大的。
2000-03-02 astro-ph
EUVE-RXTE simultaneous observations of NGC 4051: variability and spectrum
我们提出的时间和光谱分析的数据收集的极紫外探测卫星（EUVE）的塞弗特1星系NGC 4051在1996年。NGC 4051在1996年5月和1996年12月分别被观测了两次，总共超过200千公里。这些观测总是与罗西X射线定时探测器（RXTE）进行的硬X射线观测同时进行。EUVE光变曲线在每次观测期间变化极大，从峰值到最小值的最大变化超过15倍。我们在EUVE光谱仪中在75-100 A范围内检测到信号，该范围与吸收幂律模型很好地拟合。我们说明了我们的光谱和详细的功率谱分析EUVE数据和比较与RXTE光变曲线和讨论的约束，我们可以把中心对象的质量和发射区域的大小。
1998-09-08 astro-ph
First Constraints on Iron Abundance versus Reflection Fraction from the Seyfert~1 Galaxy MCG--6-30-15
本文报道了对明亮的Seyfert~1星系MCG-6 - 30 -15的一次横跨$\sim$ 400~ks时间间隔的ASCA和RXTE联合观测。这些数据清楚地证实了我们以前的论文中报道的在更高能量下存在宽的倾斜铁线（$W_{Kα} \sim$ 266 eV）和康普顿反射连续谱。我们还调查是否重力和多普勒效应，影响铁线也可能表现在反射的连续。这个数据集的独特性是由我们从大约400万个光子（仅构成2-20 keV RXTE PCA光谱）中获得的非常好的统计数据所强调的。再加上HEXTE的高能量覆盖范围和ASCA在铁线制度中的光谱分辨率，使我们能够将丰度和反射率之间的关系首次限制在99%的置信水平。的反射分数是完全一致的一个扁平的磁盘，即冷材料对着$\rm 2 π$锶在源，以蒙特卡罗模拟的准确度表明，所观察到的强铁线强度的解释是由一个过剩的铁由一个因素的$\sim$ 2和一个不足的低Z元素由一个类似的因素。通过考虑非标准丰度，可以得到一个清晰而一致的图像，其中铁谱线和反射连续谱都来自相同的材料，例如吸积盘。
1999-07-26 astro-ph
X-Ray Spectra of the Narrow-Line Seyfert 1 Galaxy Ton S180 in Comparison with Galactic Black Holes
利用ASCA、RXTE和XMM-牛顿的存档数据，对窄线塞弗特1星系Ton S180的0.3-15 keV X射线谱进行了分析。在能量高于2.5 keV时，光子指数为~ 2.3的幂律定律成功且一致地再现了所有这些天文台的光谱。假设这个幂律分量向较低的能量延伸，软过剩，这是窄线塞弗特1 Galerkin最显着的特点之一，是由另一个幂律乘以热截止在~ 0.4 keV的解释。在这个物体和银河系黑洞双星之间观察到了一些相似之处，后者是在高吸积率下实现的。人们试图用围绕着吸积盘的电子云对盘光子的康普顿化来解释软过剩，就像处于非常高状态的BHB一样。
2005-04-05 astro-ph
RXTE and BeppoSAX Observations of MCG -5-23-16: Reflection From Distant Cold Material
我们研究的光谱变化的塞弗特1.9星系MCG-5-23-16使用RXTE和BeppoSAX观测跨越2年，从1996年4月至1998年4月。在第一年期间，X射线源在几天到几个月的时间尺度上变亮约25%。在此期间，用RXTE观察到的再处理连续发射对连续增加没有可测量的响应。然而，到BeppoSAX时代第二年年底，X射线源再次减弱。这一次，再处理的发射也已经褪色，表明再处理的通量已经对连续谱做出了响应。如果这些效应是由X射线源和后处理区之间的距离引起的时间延迟引起的，我们得出的光穿越时间在~1光年~~1.5光年之间。这对应于0.001 pc到0.55 pc的距离，这意味着再处理后的发射起源于距离X射线源3x10^15 cm到1.6x10^18 cm之间。换句话说，MCG-5 - 23 -16中的后处理不受标准吸积盘内部区域的支配。
2003-10-16 astro-ph
An RXTE study of M87 and the core of the Virgo cluster
我们目前的硬X射线观测附近的射电星系M87和核心的室女星系团使用罗西X射线定时探测器。这是第一次对M87的硬X射线观测，没有受到附近塞弗特2星系NGC 4388的污染。室女座星系团内介质的热辐射被清楚地探测到，并具有kT=2.5keV等离子体的光谱，宇宙丰度约为25%。在硬X射线波段没有探测到来自M87的非热（幂律）发射，宇宙X射线背景的波动是限制因素。结合ROSAT数据，我们推断M87核和喷流的X射线谱一定是陡峭的（Gamma_core>1.90$，Gamma_jet>1.75），并讨论了这一结果的意义。特别是，这些结果与M87是未对准的BL-Lac天体一致。
1999-03-16 astro-ph
The hard X-ray spectrum of the Seyfert galaxy IRAS 18325-5926: cool corona, reflection from an ionized disk and variable iron K emission
本文报道了在XMM-Newton之前从各种X射线观测站获得的Seyfert星系IRAS 18325-5926（=Fairall 49）的X射线谱的分析结果，包括两个RXTE和一个BeppoSAX观测的新结果。一个相对陡峭的连续斜率（光子指数为~2.2）在2-15 keV带被证实。用BeppoSAX PDS观测到的连续谱表明，在能量高于30 keV时可能发生翻转，表明康普顿化日冕比其他塞弗特核更冷。高于2千电子伏的X射线光谱最好用一个模型来解释，该模型包括从具有显著相对论模糊的高度电离盘的反射。铁的K-α发射特征主要是由于FeXXV。最近的七次观测表明，铁钾的发射通量似乎遵循几个月到几年的观测之间的连续性，尽管有些例外表明，线强度可能以更复杂的方式确定。
2003-09-16 astro-ph
X-ray Power Density Spectrum of the Narrow Line Seyfert 1 Galaxy Akn 564
从1999年1月开始，RXTE每4.3天观测一次明亮的、强变窄线塞弗特1（NLS 1）星系Akn 564。2000年7月期间，每隔约3.2小时监测一次。这些均匀采样的观测结果允许在NLS 1中首次定量比较长时间尺度和短时间尺度的X射线变异性，并推导出X射线功率密度谱（PDS）。短时间尺度光变曲线中的变异幅度与长时间尺度光变曲线中的变异幅度非常相似，与“正常”宽线塞弗特1 s（BLS 1 s）在较长时间尺度上的较强变异形成鲜明对比。此外，Akn 564 PDS的幂律截止频率为8.7x10^-7 Hz，对应的时间尺度约为13 d，明显短于NGC 3516的PDS，而NGC 3516是一个亮度相当的BLS 1。这一结果与NLS 1比BLS 1表现出更快（而不是更大的振幅）的变化相一致，提供了进一步的证据，表明NLS 1比类似光度的BLS 1拥有更低质量的黑洞，以相应更高的相对速率吸积。
2001-01-30 astro-ph
The changing X-ray period of the Seyfert galaxy IRAS18325-5926
报道了1997年12月和1998年2月用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对Seyfert星系IRAS 18325 -5926的两次观测结果。我们发现周期性的证据，在所产生的X射线光变曲线，这是短于58~ks的周期发现的数据源在1997年3月与成像卫星ASCA。因此，IRAS 18325 -5926很可能有一个类似于银河系黑洞候选者的准周期振荡（QPO），但周期要长得多。二月数据的功率谱有几个峰值，其中第二个最高峰与X射线期间的单调下降一致。周期的变化与两个大质量黑洞由于引力辐射的发射而螺旋在一起的预期一致。这种可能性不大，但由于其潜在的重要性而被提及。
1998-03-24 astro-ph
SMBH Spherically Symmetric Accretion Regulated by Violent Star Formation Feedback
越来越多的证据表明，在塞弗特星系的暴力核恒星的形成，使我们考虑的流体动力学的大质量恒星通过强大的恒星风和超新星，在存在一个中央大质量BH的情况下重新插入的物质。我们发现，在所有情况下，有一个双峰的解决方案强烈加权的停滞半径（Rst）的位置，分裂成两个不同的区域的星团。重新插入停滞体积内的物质将被BH吸积，而其外部对应物将构成星团风。后者的机械动力确保了ISM不会吸积到BH中，因此BH的吸积和光度由恒星形成反馈调节。停滞半径的位置是三个参数的函数：BH质量，恒星形成事件的机械功率（或质量）和恒星形成区域的大小。在这里，我们提出了我们的自洽，固定的解决方案，讨论吸积率和BH光度，并表明我们的模型预测BH活动和星爆参数之间的内在联系。
2008-07-16 astro-ph
A Comprehensive X-ray Spectral Analysis of the Seyfert 1.5 NGC 3227
本文介绍了对Seyfert 1.5 NGC 3227的100 ksXMM观测结果。我们对pn谱的最佳拟合宽带模型包括一个中等平坦（光子指数为1.57）的硬X射线幂律，被N_H = 3 * 10^21 cm^-2的冷气体吸收，加上一个强的软过剩，被建模为一个陡峭的幂律，光子指数为3.35，被N_H = 9 * 10^20 cm^-2的冷气体吸收。软过量归一化在~20 ks内增加~20%，与硬X射线成分无关，并且通过OM跟踪的UV连续谱也显示出在观察期间强烈的增加趋势，与软X射线发射的再处理一致。热吸收体的特征在EPIC和RGS中都很明显;我们模拟了两个层，log（xi）= 1.2和2.9 erg cm ^-1，柱密度相似（~1-2 * 10^21 cm^-2）。相对于高电离吸收体和低电离吸收体系统的流出速度估计分别为-（2060（+240，-170））km/s和-（420（+430，-190））km/s。Fe K α线宽FWHM为7000 +/- 1500 km/s;其推断的半径与BLR和Suganuma等人绘制的尘埃混响的内半径一致。6.0 keV附近的发射特征同样被建模为窄红移Fe K线，可能与磁盘“热点”相关，或作为相对论加宽Fe线轮廓的红翼。Swift-BAT和档案RXTE数据表明，最多弱康普顿反射（R <~ 0.5），以及接近100 keV的高能截止。从RXTE监测，我们发…
2008-10-07 astro-ph
Reflection at large distance from the central engine in Seyfert 1s
我们考虑的可能性，大多数的反射分量，观察到的硬X射线光谱的塞弗特星系，可以形成在一个扩展的介质，在很大的距离从中央源的初级辐射（例如在环面）。这样，反射器就不能对主光源的快速波动作出响应。观测到的反射通量是由时间平均的主要光谱，而不是瞬时（观测）之一。我们发现，这种效果强烈影响的光谱拟合参数下得到的反射分量与初级辐射一致的假设。我们发现，一个旋转的主要幂律光谱与一个几乎恒定的康普顿光度可能占报道的反射振幅R和光谱指数伽玛之间的相关性，并同时产生一个铁线EW是几乎独立的伽玛。我们强调的影响的建模的主要组成部分的反射振幅的测定，并表明，在NGC 5548，当考虑到这些影响，RXTE数据是一致的反射功能主要是在大距离产生的中央源。
2002-07-12 astro-ph
The exceptional X-ray variability of the dwarf Seyfert nucleus NGC 4395
本文根据长周期XMM-牛顿观测，分析了低光度塞弗特核NGC 4395的X射线变率。功率谱在频率f_br = 0.5 ~ 3.0 * 10^-3 Hz处出现明显的突变，从平坦的谱（α ~ 1）变为陡峭的谱（α ~ 2），这与之前在塞弗特星系中发现的最高特征频率相当。这扩展了测量的M_BH-f_br值到比以前研究的Seyfert星系更低的M_BH，并且与变率频率与黑洞质量成反比是一致的。所观察到的变化是迄今为止活动星系核中最剧烈的变化之一，在最软的波段，分数均方根振幅（F_var）超过100%。NGC 4395的变化幅度似乎本质上高于大多数其他塞弗特星系，即使在考虑了特征频率的差异之后。这种差异的原因尚不清楚，但不太可能是高吸积率（NGC 4395的L/L_Edd <20%）。这些变化明显遵循线性均方根通量关系，进一步支持了这是吸积黑洞普遍存在的特征的观点。不同能带之间的变化高度一致，任何频率相关的时间延迟都限制在<1%。
2004-10-11 astro-ph
Timing evidence in determining the accretion state of the Seyfert galaxy NGC 3783
以前的观测与罗西X射线定时探测器（RXTE）的建议，NGC 3783的功率谱密度（PSD）的斜率在低频率接近零，在类似的方式，银河系黑洞X射线双星系统（GBH）在“硬”的状态。然而，这个物体发出的低无线电通量与硬态解释不一致。NGC 3783的吸积速率（约为爱丁顿速率的7%）与其他具有“软”状态PSD的活动星系核的吸积速率相似，并且高于GBH Cyg X-1的吸积速率（约为爱丁顿速率的2%），GBH Cyg X-1经常与活动星系核进行比较，在“硬”和“软”状态之间变化。如果NGC 3783真的有一个“硬”状态PSD，这将是非常不寻常的，这将表明AGN和GBH并不像我们目前认为的那样相似。在这里，我们提出了一个改进的X射线PSD的NGC 3783，从~10^{-8}到~10^{-3} Hz，相当长的时间（5.5年）的RXTE观测结合两个轨道的连续观测XMM牛顿。我们表明，这个PSD是，事实上，很好地拟合的“软”状态模型，只有一个休息，在高频率。虽然“硬”状态模型也可以拟合数据，但通过在低频处添加第二个断点来改善拟合并不显著。因此NGC 3783并不罕见。这些结果使阿拉克564成为唯一一个在低频处出现第二次破裂的活动星系核，尽管在这种情况下，非常高的吸积率意味着“非常高”的PSD，而不是“硬”态PSD。在NGC 3783中发现的破裂频率与基于与其他AGN和GBH的比较的预期一致，考虑到…
2007-04-05 astro-ph
The Physical Connections Among IR QSOs, PG QSOs and Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies
本文研究了红外选择类星体（IR类星体）、光学选择类星体（PG类星体）和窄线塞弗特1星系（NLS 1）的性质。我们比较它们的性质，从红外线的光学和检查之间的各种相关性的黑洞质量，吸积率，恒星形成率和光学和红外光度。我们发现红外类星体的红外过量辐射主要在远红外区域，红外光谱指数表明红外类星体的红外过量辐射来自于由星暴加热的低温尘埃，而不是活动星系核。因此，红外过剩是一个有用的标准，以区分相对贡献的恒星爆发和活动星系核。我们进一步发现红外类星体的恒星形成率和中心活动星系核的吸积率之间存在紧密的相关性。红外类星体的恒星形成率与吸积率之比约为几百，但随着中心黑洞质量的增加而减小。这表明恒星质量和中心黑洞质量之间的紧密相关性在剧烈合并的大规模恒星爆发中得以保留。我们认为，NLS 1和IR类星体的爱丁顿比较高，意味着它们分别处于向经典Seyfert 1和类星体演化的早期阶段。
2005-01-30 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
Long-Term X-ray Spectral Variability in Seyfert 1 Galaxies
对7个Seyfert 1星系的连续RXTE观测数据进行了直接时间分辨光谱拟合，研究了它们在日至年时间尺度上的宽带光谱变率和Fe K α变率特征。在某些物体中没有检测到Fe K α线的变化，但在其他物体中存在，例如，在NGC 3516、NGC 4151和NGC 5548中，线通量在3-4年内有系统地减少约2-5倍。Fe K α线的变化不如宽带连续谱强烈，但像连续谱一样，在更长的时间尺度上表现出更强的可变性。相对较少的模型依赖的宽带分数变化幅度（Fvar）光谱也表现出较弱的线的变化相比，连续的变化。在NGC 5548中，谱线和连续谱线的系统性长期衰减也是相当的。然而，总体而言，没有证据表明线和连续体之间的相关变异性，严重挑战的模型中，线跟踪连续变化修改仅由光旅行时间延迟。局部效应，如在线发射部位形成电离皮肤可能是相关的。谱拟合和Fvar谱都支持谱软化的连续通量增加。
2003-08-18 astro-ph
Multiwavelength Monitoring of the Narrow-Line Seyfert 1 Galaxy Akn 564. III. Optical Observations and the Optical--UV--X-ray Connection
我们提出了一个为期两年的窄线塞弗特1星系Akn 564的光学监测计划的结果。这个监测项目的大部分也被X射线观测（RXTE）所覆盖，在大约50天的时间里，我们在紫外线（HST）和X射线（RXTE和ASCA）中与地面观测同时观测该星系。在X射线波段，在每天和每小时的时间尺度上看到的快速和大幅度的变化，没有检测到在光学和紫外波长，这反过来又表现出低得多的变化，无论是在短（一天）或长（几个月）的时间尺度。唯一显著的光学变化可以被描述为两个2- 4天的事件，约10%的通量变化。我们没有检测到显着的光学线的变化，因此不能推断出混响的宽线区域的大小。类似地，当光变曲线在30天内平滑时，大的X射线变化似乎消失了。紫外线连续谱跟随X射线，滞后约0.4天，光学波段滞后紫外线波段约2天。在整个X射线数据集和光学波段之间未发现显著相关性。聚焦在最强光学事件周围的20天间隔，我们检测到一个显着的X射线-与紫外线和X射线中看到的类似事件的光学相关性。我们的数据是一致的，在这个单一的事件中发射的能量的理由后处理模型。然而，几个大的X射线耀斑没有产生相应的光辐射。
2001-07-04 astro-ph
Evidence for an ionised disc in the narrow-line Seyfert 1 galaxy Ark 564
我们提出了同时ASCA和RXTE观测方舟564，最明亮的已知的“窄线”塞弗特1在2-10千电子伏波段。测得的X射线光谱主要是由一个陡峭的（伽马~2.7）幂律连续延伸到至少20千电子伏，与印刷铁K线和边缘功能和一个额外的“软过剩”低于~1.5千电子伏。铁K边的能量表明存在高度电离的材料，我们确定在反射从一个强烈照射吸积盘。这个假定的光盘的高反射率，连同其强大的内在O VIII Ly-alpha和O VIII复合发射，也可以解释所观察到的软过剩通量。此外，相同的光谱模型也提供了一个合理的匹配非常陡峭的0.1-2千电子伏的光谱推导出ROSAT数据。该源的变化速度要比光度相当的“正常”塞弗特1 s快得多，在1.6小时内增加了约50%，在0.5-2 keV和3-12 keV波段之间没有可测量的滞后，这与吸积盘内部区域主要幂律分量再处理产生的大部分软过量通量一致。最后，我们注意到，如果异常陡峭的幂律分量是强烈的软光子流对盘状日冕进行康普顿冷却的结果，那么这意味着这些软光子的大部分位于未观测到的极紫外线中。
1999-08-27 astro-ph
X-ray vs. Optical Variations in the Seyfert 1 Nucleus NGC 3516: A Puzzling Disconnectedness
本文介绍了1997年3月至2002年3月在怀斯天文台获得的Seyfert 1核NGC 3516的光学宽带（B和R）观测，同时用RXTE进行了2-10 keV的X射线测量。有了这些数据，我们将该数据集的时间基线增加到5年，是我们之前为该对象提供的覆盖范围的三倍多。新数据的分析并没有证实X射线在光学变化之后100天的滞后，这在我们以前的工作中是暂时报道的。事实上，排除第一年的数据，驱动以前的结果，有任何滞后之间的X射线和光学波段没有显着的相关性。我们还发现，在任何滞后之间的光通量和各种X射线硬度比没有相关性。我们的结论是，在我们的计划的第一年观察到的带之间的密切关系要么是一个侥幸，或者可能是NGC 3516在1997年异常明亮的状态，它还没有返回的结果。回顾已发表的X射线和紫外/光学塞弗特监测计划的结果，我们推测至少有两种成分或机制有助于高达10 keV的X射线连续谱发射：与时间尺度>1天的紫外/光学变化相关的软成分，并且当在足够低的能量下观察源时可以检测到其存在（约IkeV），未被吸收，或处于足够亮的相位;以及其变化与UV/光学不相关的硬组分。
2002-07-21 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
RXTE monitoring observations of Markarian 3
我们提出罗西X射线定时探测器，监测观测的Seyfert 2星系Markarian 3跨越200天的时间，在此期间的源通量变化的一个因素$\sim 2$在4-20千电子伏的带通。在广泛的协议与早期的Ginga的结果，平均光谱可以表示在一个简单的光谱模型组成的一个非常硬的幂律连续（$Γ\approx 1.1$）修改低于$\sim 6$千电子伏的高吸收柱（$N_H\sim 6\times 10^{23}$ \cunits）连同一个高等效宽度的铁-钾发射功能在6.4千电子伏。异常平坦的光谱指数可能是一个强反射分量的签名，我们考虑两个模型，将这种排放。在第一个反射信号遭受相同的吸收作为本征连续，而在第二个反射被视为一个未吸收的光谱分量。在前一种情况下，我们需要一个非常强的反射信号（$R ~< 3$），以匹配的数据;此外，本征幂律和反射分量的变化是必需的。非吸收反射模型要求到核源的视线柱密度稍高（$\sim 10^{24}$ \cunits），但在这种情况下，反射信号保持恒定，而本征连续谱的水平变化。后者的描述是一致的反射起源于一个分子环面，其近侧屏幕我们的中央连续光源的直接视图的照明远内壁。
1999-03-05 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
Intensive HST, RXTE and ASCA Monitoring of NGC 3516: Evidence Against Thermal Reprocessing
在1998年4月13-16日期间，NGC 3516几乎连续地用HST进行了10.3小时的紫外和2.8天的光学监测，同时进行了RXTE和ASCA监测。X射线变化很大，软X射线（0.5-2 keV）显示出比硬X射线（2-10 keV; ~50%峰-峰）更强的变化（~65%峰-峰）。光学连续谱显示出小得多但非常显著的变化：缓慢的~2.5%上升，然后快速的~3.5%下降。短紫外线观察结果未显示显著变异性。软X射线和硬X射线光变曲线强相关，无显著滞后。同样，光学连续谱带（3590和5510 A）也与<0.15 d的极限以上没有可测量的滞后密切相关。然而，没有显着的相关性或简单的关系，可以找到光学和X射线光变曲线。这些结果似乎很难调和与以前的报告之间的相关性X射线和光学变化和可测量的滞后内的光学波段的一些其他塞弗特1。这些结果也为“后处理”模型提出了严重的问题，其中X射线源加热分层的吸积盘，然后在光学/紫外线中重新发射：光学内的同步变化表明发射区域的宽度<0.3 lt-d，而X射线和光学变化之间缺乏相关性表明，在该模型的上下文中，任何再处理区域的大小必须>1 lt-d。也许可以通过调用各向异性发射或特殊几何来解决这个冲突，但最自然的解释似乎是大部分的光学光度是由一些其他机制而不是再处理产生的。
1999-12-14 astro-ph
An Unveiling Event in the Type 2 AGN NGC4388: A Challenge for a Parsec Scale Absorber
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对处于异常低X射线吸收态的2型Seyfert星系NGC4388进行了两次PCA观测。这些观测是由RXTE全天监测器1.5 - 3 keV波段的探测触发的。NGC 4388被发现在一个较高的连续能级（f（2 - 10 keV）= 8x10（-11）erg cm（-2）s（-1））和柱密度（N_H~3x10（22）cm（-2）），比正常值低约10倍。四小时后的第二次PCA观测结果显示，N_H <2x10（21）cm（-2），表明在3.1 sigma水平上，如此快速的变化使吸收体处于几百个史瓦西半径的尺度上，类似于宽发射线区域，或者更小。这种小尺度为1型和2型活动星系核的统一方案的秒差距尺度遮蔽环面范例造成了困难。
2004-08-11 astro-ph
Simultaneous Chandra and RXTE Spectroscopy of the Microquasar H~1743-322: Clues to Disk Wind and Jet Formation from a Variable Ionized Outflow
2003年银河系黑洞候选者H 1743-322爆发的明亮阶段，我们同时与钱德拉和RXTE的X射线在四个场合。钱德拉/HETGS光谱揭示窄，可变的（He-样）Fe XXV和（H-样）Fe XXVI共振吸收线。在第一次观测中，Fe XXVI线的半高宽为1800 +/- 400 km/s，蓝移为700 +/- 200 km/s，表明高度电离的介质是外流。此外，在第一次观测中，Fe XXV线在几百秒的时间尺度上发生了显着变化，这相当于开普勒轨道周期约为1 E+4引力半径。我们的吸收几何模型表明，几何效应和不断变化的电离通量相结合，需要考虑到观测之间观察到的线通量的大变化，吸收可能发生在半径小于1 E+4半径为10 Msun黑洞。可行的吸收几何模型包括由于吸积盘结构的循环吸收，在一个clusterous外流盘风的吸收，或这两个可能的组合。如果H1743 -322风具有单位填充因子，则最高隐含质量流出率为爱丁顿质量吸积率的20%。这种风可能是最近在银河系黑洞GX 339-4和XTE J1650-500中发现的类似塞弗特的外流“热吸收体”几何结构的热前兆。我们讨论这些发现的背景下，在其他银河系源的光谱中发现的电离铁吸收线，并连接到温暖的吸收器，风，和其他吸积系统的喷气机。
2004-06-10 astro-ph
Fe K Emission and Absorption in the XMM-EPIC Spectrum of the Seyfert Galaxy IC 4329a
我们提出了一个详细的分析XMM-牛顿长期期待的塞弗特星系IC 4329 a。铁K带通主要由两个分辨峰在6.4 keV和7.0 keV，中性或近中性的铁K α和K β发射一致。在6.4 keV的谱线中有一个明显的向红不对称性，这可能表明来自康普顿肩的发射。另外，使用双相对论disklines模型被发现来描述的排放轮廓。一个低倾角，适度的相对论性双盘线模型是可能的，如果窄的组件，由于遥远的材料，是小的或不存在的贡献。如果宽分量和窄分量的贡献大致相等，则每个峰的高倾斜度、适度相对论性轮廓是可能的。结合XMM-Newton数据和RXTE监测数据，我们探索了从小时到2年的时间尺度上的时间分辨光谱行为。我们没有找到强有力的证据，在任何时间尺度上的Fe K线通量的变化，可能是由于最低水平的连续变化。我们检测到，在高的意义，在7.68千电子伏的窄吸收线。这一特征最有可能是由于Fe XXVI K α吸收蓝移到约0.1c相对于系统速度，这表明一个高速，高度电离的外流组件。正如在高光度类星体中经常看到的类似外流的情况一样，与外流相关的功率代表了活动星系核总能量预算的相当一部分。外流可能来自辐射驱动的盘风，或者它可能是一个离散的，短暂的喷射物质的斑点的形式。
2006-06-22 astro-ph
Accretion Properties of A Sample of Hard X-ray (<60keV) Selected Seyfert 1 Galaxies
我们研究了42个硬（3- 60 keV）X射线选近宽线活动星系核的吸积性质。样品中的能量范围比以前类似研究中通常使用的更硬。这些活动星系核主要是由RXTE全天巡天（XSS）编制的，并由已发布的INTEGRAL活动星系核目录补充。根据H $β$宽发射线的光谱，导出了活动星系核的黑洞质量、辐射热光度和爱丁顿比。在我们的样品中，硬X射线（3- 20 keV）和测辐射热光度/线光度之间的紧密相关性被很好地确定。还确定了一个强的反鲍德温关系的H $β$发射线。此外，所有这些硬X射线活动星系核偏向于具有高爱丁顿比（大多在0.01到0.1之间）和低柱密度（$<10^{22} \mathrm{cm^{-2}}$）的发光天体，这很可能是由于巡天的选择效应。因此，硬X射线光度与黑洞质量密切相关。我们相信，在未来几年内，通过正在进行的Swift和INTEGRAL任务，以及接下来的高级任务，如NuSTAR，Simbol-X和NeXT，样本的完整性将得到改善。最后，RFe（=光学Fe II/H $β$）和磁盘温度之间的相关性评估由$T\propto (L/L_{\mathrm{Edd}})M_{\mathrm{BH}}^{-1}$导致我们建议，Fe II发射的强度主要是由电离光谱的形状。
2008-11-20 astro-ph
The swansong in context: long-timescale X-ray variability of NGC 4051
1998年5月9日至11日，BeppoSAX（Guainazzi等人，1998年）RXTE和EUVE观测到高度可变、低光度的Seyfert 1星系NGC 4051处于不寻常的低通量状态。我们提出了4-15 keV的RXTE光谱和BeppoSAX MECS光谱在这次观测过程中获得的，这是一致的解释，源已关闭，只留下从遥远的冷物质的纯反射光谱。我们通过展示在过去两年半的RXTE监测活动中获得的NGC 4051的X射线光曲线，这表明，在5月观测之前，低状态持续了约150天（这意味着反射材料距离连续光源> 10^17 cm），并形成了光变曲线的一部分，显示出长波长的明显变化。时间尺度上的长期平均通量>月。我们发现，长时间尺度的组成部分，X射线的变化是固有的主要连续，可能是不同的变化在较短的时间尺度，可能与吸积流的物质到中央黑洞的变化。当源接近低状态时，可变性过程变得非线性。NGC 4051可能代表了射电宁静活动星系核（AGN）中所有X射线变化的缩影，在几年内显示出各种通量状态和变化特性，而更明亮的AGN可能在几十年到几千年的时间尺度上通过。
1999-05-10 astro-ph
A Possible 100-day X-ray-to-Optical Lag in the Variations of the Seyfert 1 Nucleus NGC 3516
本文介绍了1997年3月至1998年9月在怀斯天文台获得的Seyfert 1核NGC 3516的光学宽带（B和R）观测结果，同时给出了RXTE的2-10 keV X射线测量结果。交叉关联函数在光学变化超前X射线约100天时出现正峰值。我们发现，在100天的推定的相关信号是完全由于光变曲线的缓慢（$\gtorder 30$天）的组件。在第一年或这次监测期间，光变曲线的平滑版本几乎是彼此相同的副本，但在振幅上缩放并在时间上移动。然而，在接下来的200天里，X射线和光学变化明显不同。在整个期间，光变曲线的快速变化的组件是不相关的，在任何滞后。这种滞后的检测是试验性的，相关性的意义不确定。然而，如果100天的延迟是真实的，一种解释是X射线发射的缓慢变化部分是光学发射的回波，康普顿散射来自距离光源约50-100 lt天的介质。我们指出，一个可能类似的现象，硬和软X射线之间的滞后为一个给定的变化时间尺度，存在于银河系恒星质量的吸积物。值得注意的是，在这两种情况下，滞后对应于$10^4$引力半径量级的光旅行距离。或者，滞后可能不代表物理尺寸，而是例如，在吸积流中向内传播的不稳定性的时间尺度，首先出现在光学中，然后出现在X射线中。在任何情况下，在零或小的正滞后处没有强相关性，排除了光学发射中能量显著的X射线再处理组分。
1999-10-01 astro-ph
Hard X-Ray Spectra of Broad-Line Radio Galaxies from the Rossi X-Ray Timing Explorer
本文介绍了利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对四个宽线射电星系（BLRG）的硬X射线观测结果。观测背后的最初动机是寻找BLRG和它们的射电安静对应物塞弗特星系之间的系统差异。我们确实发现，作为塞弗茨星系X射线谱特征的Fe K-α谱线和康普顿“反射”分量在BLRG中弱了约2倍。这一观测结果与最近对这些天体的其他研究结论一致。我们研究了几种可能的解释，这种系统的差异，包括光束的初级X射线远离吸积盘，低铁丰度，一个小的立体角对着磁盘的主要X射线源，和稀释所观察到的光谱光束的X射线从射流。我们发现，一个小的立体角所涵盖的磁盘的主要X射线源是一个可行的和有吸引力的解释，而所有其他遭受的缺点。我们解释这作为一个迹象的差异，在内部吸积盘结构之间的塞弗特星系和BLRG，即内吸积盘的BLRG有离子支持的环面或对流为主的吸积流，它照射几何薄外盘的形式。
2000-02-12 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
Detecting Compton Reflection and a Broad Iron Line in MCG-5-23-16 with the Rossi X-ray Timing Explorer
我们报告的检测与罗西X射线定时探测器的康普顿反射签名的塞弗特星系MCG-5-23-16。RXTE还解析了Fe K-α荧光谱线，其FWHM约为48，000 km s^{-1}。这一测量提供了ASCA检测的第一个独立的确认，在西弗特星系的广泛的铁K-α线，被认为是从一个吸积盘的内部区域发射的签名围绕一个黑洞。假设反射来自位于中性吸积盘上方的各向同性源，并使用一个理论模型，占倾斜角的反射光谱的依赖关系，我们得出了一个90%的置信度范围为i = 50至81度的磁盘倾角。大倾角与基于其Seyfert 1.9分类的MCG-5-23-16统一模型的预期一致。如果我们假设入射光谱中的高能截止位于大于几百keV的能量处，则Fe K-α线的等效宽度远大于反射量的预测。这意味着铁丰度增加，反射材料的覆盖因子> 0.5，或者入射光谱在~60和~200 keV之间的能量处截止。
1997-12-03 astro-ph
Simultaneous EUV and X-ray variability of NGC 4051
我们提出了一个通量变化的研究同时RXTE和EUVE观测的高度可变的塞弗特星系NGC4051。我们发现在EUV和中等能量X射线波段的变化之间有很强的相关性，表明两者都是采样相同的幂律连续。两个带之间的滞后小于20 ks，并且根据模型假设，可能<1 ks。我们研究的后果，这样一个小的滞后的背景下，简单的康普顿模型的生产的幂律连续。滞后<1 ks implies that the size of the Comptonising region is less than 20 Schwarzschild radii for a black hole of mass >1E6个太阳质量。
1999-12-06 astro-ph
Models for the X-ray spectra and variability of luminous accreting black holes
发光的塞弗特1星系的X射线光谱往往表现为反射为主。在一些窄线塞弗特1（NLS 1）星系和银河系黑洞在非常高的状态，变化的连续谱和铁线解耦，反射的成分往往是少得多的变化比连续谱。这些特性被解释为引力光弯曲的效应。在这个框架下，我们提出了详细的蒙特卡罗模拟的反射连续克尔度规。这些计算证实，这些光源的光谱和变化行为可以通过光弯曲模型重现。作为光弯曲模型的替代方案，我们表明，类似的观测性质预计从辐射压力为主的光盘受到暴力的聚集不稳定性，因此，有一个高度不均匀的两相结构。在这个模型中，大多数观测到的光谱和变化的功能来自复杂的几何结构的内部区域的近爱丁顿吸积流，因此是吸积物理学的签名，而不是广义相对论。
2006-09-26 astro-ph
Long-Term X-Ray monitoring of NGC6251: Evidence for a jet-dominated radio galaxy
利用RXTE对X射线明亮的FRI射电星系NGC 6251进行了为期一年的首次X射线监测观测。本研究的主要目标是阐明X射线的起源，通过研究与时间分辨和通量选择光谱学相结合的独立于模型的方法的光谱变异性。主要结果如下：1）在整个监测周期中，NGC 6251处于相对高通量状态。2)在20-30天的时间尺度上，通量持续变化，波动量级为~2。3)当硬度比对平均计数率作图时，有证据表明，随着源变亮，光谱硬化;这一发现得到了通量选择光谱分析的证实。4)分数的变化似乎是更明显的硬能带（5-12千电子伏）比软的（2.5-5千电子伏）。5)2个月的平均和通量限制的能量谱是适当的幂律拟合。铁的K α线在统计学上是不需要的，尽管由于线等效宽度的上限很高，不能排除强铁线的存在。NGC 6251的光谱变化行为与塞弗特星系中观察到的典型趋势不一致，与耀变体的相似性导致支持在RXTE监测活动期间以喷气为主的情况。然而，不能排除来自盘-日冕系统的可能贡献。
2008-01-14 astro-ph
