High efficiency of soft X-ray radiation reprocessing in supersoft X-ray sources due to multiple scattering
对CAL 87光变曲线的详细分析清楚地表明，高的光学光度来自吸积盘边缘，只能用吸积流撞击位置附近的盘边缘严重增厚来解释。这个区域在它面对白矮星的地方被X射线照射。只有当X射线对可见光的再处理率很高时，才能理解像观察到的那样高的光度。但最近对超软X射线源的软X射线辐射后处理的研究表明，其效率还不够高。我们在这里提出了一个解决这个问题的方案。正如在前面的光变曲线分析中已经讨论过的那样，吸积流在外盘边缘的撞击产生了一种“喷雾”，由大量嵌入周围日冕中的单个气体团组成。对于高质量流率，这在吸积盘的边缘处构成光学上厚的垂直延伸的屏。我们分析了这种辐照喷雾的光学性质，发现这些气体斑点之间的多重散射导致了有效的再处理软X射线的光学光所需的意见。
2003-02-19 astro-ph
Reprocessing and Variable Cold Absorption in the Broad-Line Radio Galaxy 3C390.3
报告了BLRG 3C390.3的BeppoSAX观测结果。首次在该源中检测到6.4 keV的铁谱线和由初级X射线发射照射冷物质产生的强反射峰。0.1-100 keV连续谱由具有相当大覆盖因子（Ω/2π~1）的材料在高能量下反射的吸收功率定律（Γ~ 1.8）模拟。铁谱线本质上是窄的（$σ=73(+207,-73) eV) and has an equivalent width of ~140$ eV.我们讨论的结果的背景下，目前的模型活动星系核，并建议主要的X射线幂律连续体可能是由一个热的内流，而再处理的辐射来自外部冷薄盘，和/或从厚环面在更大的半径。用BeppoSAX号卫星进行的进一步观察可以区分后两种情况。与射电喷流相关的射束辐射不太可能对X射线发射有显著贡献。最后，一个历史研究的列密度NH，也报告在这里，表明吸收沿视线随时间变化。NH的时间变化，这是不相关的主要连续，似乎意味着吸收体的几何形状的变化，而不是在气体的电离状态的变化。
1998-10-28 astro-ph
Reprocessing of X-rays in the outer accretion disc of the black hole binary XTE J1817--330
我们建立了一个简单的模型的光学/紫外辐射的外光盘照射的内光盘和日冕发射的黑洞双星。我们将此应用到宽带雨燕数据从爆发的黑洞二进制XTE J1817- 330，以确认以前的结果，在软状态下的光学/紫外线发射是一致的再处理一个常数部分的热X射线光度。然而，这是非常令人惊讶的，因为盘温度在软状态下下降超过3倍，这应该在再处理效率中产生显著变化。最简单的方法来匹配所观察到的恒定的再处理部分是光盘皮肤高度电离（如30年前由van Paradijs建议的），这样大部分的光盘通量被反射，只有最硬的X射线加热光盘。恒定的再处理部分也有利于直接照明的光盘上的散射起源的光学深度/立体角的任何散射材料（风/日冕）在光盘应减少源光度下降。相比之下，当源进入硬态时，再处理的分数非常显著地增加（因子~6）。这种戏剧性的变化是不明显的X-射线/紫外线通量的相关性，因为它是由带通效应掩盖。然而，它不一定表示发射的变化，例如，喷射的出现主导了光学/UV通量，因为反射率必须随着光谱形状的急剧变化而变化。
2008-11-06 astro-ph
The Origin of Wavelength-Dependent Continuum Delays in AGNs - a New Model
本文提出了活动星系核光学连续谱变化的波长相关滞后模型，避免了目前流行的“灯柱”模型的问题。从B到I带观察到的与波长相关的延迟不是由于来自吸积盘上方的假设源的高能辐射的再处理，而是由于本质相干可变连续谱与维恩尾的污染造成的。来自周围环中的热尘埃的热发射。新模型正确地给出了滞后的大小，波长依赖性和亮度依赖性，并定量预测观察到的颜色滞后。该模型还解释了如何测量延迟随观测历元的变化。还必须有散射光的污染，这可以通过偏振通量的滞后来检测。
2006-12-17 astro-ph
Reprocessing of radiation by multi-phase gas in Low Luminosity Accretion Flows
我们讨论的作用，磁场在低光度吸积流中可以发挥创造和维持一个多相介质，并表明，小磁约束云或细丝的致密冷气体可以显着再处理的“初级”辐射从环面。特别是，无线电发射将被自由-自由吸收抑制，并且在光波长处会出现额外的（弱）分量。这可能是活动星系中心区各种环境中的一个共同过程，如宽线区、吸积盘日冕和喷流。
1998-07-24 astro-ph
On the hard X-ray spectra of radio-loud active galaxies
在过去几年中，ASCA、RXTE和BeppoSAX对宽线射电星系（BLRG）的X射线观测表明，这些天体似乎表现出比射电宁静的塞弗特天体更弱的X射线反射特征（如铁Kα线）。这导致了推测，在射电大声活动星系核（AGN）的光学厚吸积盘可能被截断的源的内部区域的光学薄流。在这里，我们提出，弱反射功能是在电离吸积盘的再加工的结果。这将减轻在这些来源的吸积几何形状的变化的需要。从电离盘的反射光谱的计算预计在无线电响亮AGN（高吸积率，中等到高黑洞质量）的情况下预测弱后处理功能。通过将明亮的BLRG 3C 120的ASCA光谱与Ross & Fabian的恒定密度电离盘模型拟合，验证了这一想法。当电离参数为100 ~4000 erg cm ^{-1}且反射率固定为1时，我们发现了一个很好的拟合。如果XMM-牛顿对BLRG的观测显示出电离反射的证据，那么这将支持这样一种观点，即高吸积率可能需要发射强大的射电喷流。
2002-03-19 astro-ph
Anisotropic illumination of AGN's accretion disk by a non thermal source : I General theory and application to the Newtonian geometry
我们提出了一个吸积盘模型，其中吸积盘的光度完全是由于碰撞在吸积盘上的硬辐射的再加工。硬辐射本身是由盘上方的热点源发射的，这可以通过终止中止喷流的强烈冲击来实现。该热源中含有超相对论轻子，它们通过逆康普顿（IC）过程与盘软光子发生散射。利用一个简单的公式描述各向异性光子场中的IC过程，导出了牛顿几何中软硬辐射的自洽角分布。圆盘有效温度的径向分布也是唯一确定的。对于给定的轻子分布，可以计算高能谱。这为标准的吸积盘发射定律提供了另一种图景。我们讨论了这个模型的应用，活动星系核，无论是复制个人的光谱，或预测新的标度律，更好地适合所观察到的统计特性。
1997-05-29 astro-ph
Concave Accretion Discs and X-ray Reprocessing
塞弗特星系的光谱通常被模拟为一个X射线照射的平面吸积盘围绕中心黑洞的发射。这就提供了观测单个天体所需的X射线发射的再处理和直接成分，并可能提供宇宙学X射线背景的一小部分。有一些观察动机，至少考虑一个有效的凹盘表面可能发挥的作用：（1）在一些塞弗茨和可能在X射线背景的再处理部分$\gsim 1/2$，和（2）在6.4 KeV的塞弗茨尖铁线峰的共同性，尽管峰的位置依赖于平盘模型的倾角。在这里，它示出了凹盘不仅可以提供更大的总分数的再处理的光子，但也可以再处理更大的分数的光子在其外部区域相比，一个平坦的盘。这降低了6.4KeV峰值位置对内部盘倾角的敏感性，因为外部区域受多普勒和重力效应的影响较小。如果X射线源是各向同性的，则再处理分数直接由X射线衍射仪确定。如果X射线源是各向异性的，铁谱线峰值的位置仍然可以通过反射率确定，但是总反射分数不需要像各向同性发射体情况那样大。本文的几何计算适用于从中心照射的一般吸积盘系统。
1999-03-16 astro-ph
Tests for Standard Accretion Disk Models by Variability in Active Galactic Nuclei
本文利用26个观测良好的天体的光变曲线对活动星系核的标准吸积盘模型进行了检验。变化的时间尺度是由最常见的定义的变化时间尺度和零交叉时间的自相关函数的光学光变曲线为每个源估计。两种方法测得的变化时间尺度是一致的。如果采用粘度参数$α\sim 0.1$的典型值，则所测得的光变时标与标准盘的热时标最为接近。如果允许$α$的范围从$\sim 0.03$到$\sim 0.2$，则测量的时间尺度与标准磁盘的热时间尺度一致。观测到的变率时间尺度与黑洞质量之间存在线性关系，这种线性关系与标准吸积盘模型的预期定性一致。ZDCF测量的不同波段之间的时间滞后大约是几天。NGC 4151和NGC 7469的测量时间滞后与标准吸积盘模型连续热后处理情况下估计的时间滞后略有一致。然而，NGC 5548和Fairall 9的测量时间滞后不太可能是连续热后处理的情况。我们的结果不太可能与活动星系核的标准吸积盘模型不一致，也可能有条件地支持它。
2008-03-04 astro-ph
Testing a model of variability of X-ray reprocessing features in Active Galactic Nuclei
最近对活动星系核的X射线观测的一些结果涉及Fe K α线（与X射线连续可变性相比，线可变性减少，X射线"鲍德温效应“），这些结果归因于存在热的、电离的吸积盘表层，抑制了线的发射。电离皮肤是X射线辐照等离子体热不稳定性的结果。我们测试这个假设，通过计算汤姆逊厚度的热皮肤上的'阿尔法P_tot' Shakura-Sunyaev盘，同时解决的热皮肤和盘的垂直结构。然后，我们计算可观测量之间的一些关系，例如，硬X射线通量，所观察到的再处理成分的振幅，K α线的相对论性拖尾，有效值。硬X射线的可变性。这些关系可以与当前和未来的观测结果进行比较。我们指出，这种机制是不太可能解释的行为的X射线源在MCG-6-30-15，那里有一些参数反对存在一个厚厚的热皮肤，但它可以为其他一些塞弗特1星系。
2001-02-13 astro-ph
Accretion and emission processes in AGN
UV-X连续谱、X射线光谱特征以及这些谱带的变化为研究活动星系核的最内层区域提供了强有力的工具，从而使我们得以深入了解吸积过程。本章讨论的重点是发光活动星系核，即塞弗特星系和类星体。描述了标准的吸积盘模型（一个静止的几何薄盘），并给出了径向结构的垂直平均解。使用不同的近似讨论了标准盘的发射，并将其与观测结果进行了比较。这导致的结论是，需要更复杂的模型，如照射磁盘和磁盘电晕模型。最后一个模型的优点是它解释了整个UV-X光谱分布。在这些盘模型的框架下，X射线铁谱线的轮廓、强度和变化特性可以通过在非常靠近黑洞的冷盘表面的再处理来解释（“相对论盘模型”）。另一种可能性进行了讨论，其中的UV-X连续产生的致密云包围（或嵌入）热介质的准球形分布。在这样的模型中，铁谱线的轮廓可能是由于康普顿化而不是相对论效应。
2001-01-13 astro-ph
A High Signal-to-Noise UV Spectrum of NGC 7469: New Support for Reprocessing of Continuum Radiation
从1996年6月10日到7月29日，国际活动星系核观察站使用IUE、RXTE和地面观测站网络对塞弗特1号星系NGC 7469进行了监测。1996年6月18日，在这一密集的监测期间，我们获得了一个高的信号噪声快照的紫外光谱从1150-3300 A使用的FOS的HST。该光谱使我们能够更准确地从发射谱线的宽翼中解开UV连续谱，以识别无污染发射和吸收的清洁连续谱窗口，并解混谱线复合物，如Lya+NV、CIV+HeII+OIII]、SiIII]+CIII]和MgII+FeII。利用FOS光谱作为模板，我们拟合和提取线和连续通量的IUE监测数据。清洁连续提取确认发现不同的紫外线连续带之间的时间延迟的Wanders等人。我们的新的测量结果显示，延迟增加的波长为中心的连续带在1485 A，1740 A和1825 A相对于1315 A的延迟0.09，0.28和0.36天，分别。像许多其他塞弗特1星系一样，NGC 7469的紫外光谱在Lya、NV和C IV中显示出固有的蓝移吸收。软X射线吸收在档案ASCA X射线光谱中也是可见的。然而，紫外线吸收的强度与单区模型不兼容，在单区模型中，相同的材料吸收紫外线和X射线光。与其他塞弗特星系（如NGC 3516）类似，NGC 7469中的紫外吸收气体的电离参数和柱密度都比X射线吸收物质低。虽然紫外线和X射线的吸收并不出现在同一种物质中，但在同一个星系中经常出现…
1999-12-09 astro-ph
Multiwavelength Observations of EXO 0748-676 - I. Reprocessing of X-ray Bursts
我们提出了第一个高时间分辨率的同时X射线，紫外和光学观测X射线爆发的UY双星，光学对应的低质量X射线二进制EXO 0748-676，获得与RXTE，HST和Gemini-S。强的再处理信号存在于紫外线（因子4）和光学（因子2.5）中。这些信号相对于X射线是滞后的，并且看起来也明显模糊。一次爆发的远紫外覆盖范围的增加，以及数据集的高质量，允许对后处理区域的温度和几何形状的约束比以前更严格。一个单区黑体再处理模型表明，在爆发期间，温度从18，000 K上升到35，000 K，发射面积与盘和/或辐射伴星的预期相当。滞后，平均值为4.0秒，范围为2.5秒，与二进制内的预期一致。然而，单区黑体模型不能再现爆发期间光通量与紫外通量的比率。的差异，对应于低于预测的光学超过两个因素，似乎太大，无法解释与当地的黑体光谱的偏差，更有可能表明，需要一系列的再处理温度，如预期的那样，与较冷的地区没有贡献的紫外线。类似的结果来自其他爆发，特别是滞后和涂抹都出现较短的伴星是在近侧的磁盘预测。HST观测到的爆发也产生了再处理光的光谱。[删节]
2006-05-04 astro-ph
Blue, Green, and Red Bumps in AGN
我表明，任何扩展黑体辐射器的总光谱能量分布（SED）$L(ν)$将以可预测的方式缩放，如果身体的所有部分的温度变化相同的因素$X$，这样$ L^\prime(ν) = X^3L(ν/X) $。例如，这应该适用于黑洞周围的吸积盘，其中$X$是相对吸积率，或外部加热率，但不适用于黑洞质量的变化。我总结了活动星系核光学紫外SED随着光度的降低而逐渐变红的证据，并表明Mushotzky和Wandel（1989）所示的颜色与光度的趋势通过采用模板高光度SED并以上述方式对其进行缩放而非常匹配。这个一致性是惊人的，因为它涉及{ \em无可调参数}。由于恒星污染和变红，这种一致性在低光度时就被打破了。然后，我认为一个单独的活动星系核（NGC 5548）的颜色变化的光度变化，根据流行的X射线后处理模型，应该遵循标度律。然而，观察到的变化显然{ \em不}与简单缩放预测一致。相反，这些颜色变化可以很好地解释为恒定的红色成分和可变的蓝色成分的混合。总的来说，有强有力的支持的想法（i）活动星系核的光学紫外SED产生的吸积盘，（ii）吸积率起着重要的作用，在活动星系核中看到的非常大的亮度范围内，和（ii）活动星系核的内部区域的变化独立于外部吸积盘。
2005-07-05 astro-ph
Correlated X-ray and Optical Variability in X-ray Binaries
人们早就知道，活动X射线双星中的X射线和光学/紫外变化有时是相关的。人们一直期望这是由于X射线快速再处理成更长波长的光子，因此带通之间的滞后可以用来重建二进制的回波图，揭示再处理站点的几何形状和空间尺度。我将回顾如何做到这一点，可以学到什么，以及用真实数据取得了什么进展。此外，一个有趣的转折的故事已经出现的形式相关的变化，似乎没有与再处理。这延伸到非常短的时间尺度，包括准周期性行为，并可能与光学同步辐射从喷流。最后，与预期相反，我们最近发现，类似的相关性被认为是即使在一个表面上的“静止”对象允许类似的分析后处理效果。
2004-10-08 astro-ph
Unveiling obscured accretion in the Chandra Deep Field South
大量人口的严重模糊，康普顿厚AGN的预测模型的星系形成，宇宙X射线背景模型和“遗迹”的超大质量黑洞质量函数测量从当地的凸起。然而，到目前为止，只有少数康普顿厚的活动星系核可能被发现，即使是最深的钱德拉和XMM调查。通过选择活动星系核亮度在中红外和微弱的近红外和光学辐射的源，对活动星系核的红外紫外辐射进行再处理，可以恢复康普顿厚度的活动星系核。为此，我们利用深HST，VLT，斯皮策和钱德拉数据的钱德拉深场南限制康普顿厚活动星系核的数量在这个领域。我们发现，源与高24 $μ$米的光通量比和红色形成一个独特的源人口，他们的红外光度主要由活动星系核发射。对这些极端源的X射线性质的分析表明，它们中的大多数（80个$\pm15%$）确实可能是高度模糊的、康普顿厚度的活动星系核。在红移1.2-2.6的区间内，红外选择的、康普顿厚度的活动星系核（5.8 $μ$ m）的光度高于$10^{44.2}$ erg s $^{-1}$的数量与X射线选择的、未遮蔽的和中等遮蔽的活动星系核（2-10 keV）的光度高于$10^{43}$ erg s $^{-1}$的数量相似。这个“2的因子”源群正是解决模型预测和X射线活动星系核选择之间的差异所需要的。
2007-09-08 astro-ph
THE UNUSUAL X-RAY AND OPTICAL PROPERTIES OF THE ULTRASOFT AGN ZWICKY 159.034 (RE J 1237+264)
Zwicky 159.034是在ROSAT宽视场相机（WFC）全天巡天期间发现的极紫外光源的Seyfert星系之一，具有不寻常的特性。与WFC测量同时获得的ROSAT位置灵敏正比计数器（PSPC）0.1- 2.5 keV X射线谱似乎非常陡峭。随后用ROSAT进行的更深的定点观测表明，其0.1- 2.5千电子伏的计数率下降了极大的幅度（约70倍）。这与另一个超软Seyfert E1615+061中观察到的变异幅度相当。软组分中的通量似乎是任何预期硬尾部中通量的10倍，这表明，在没有部分覆盖硬通量的情况下，软通量不能通过硬尾部的再处理而产生。其特殊的光谱具有宽度约为1200- 1500 km s^{-1}的允许谱线，并且禁戒谱线很弱或不存在。它的光谱显示出可变性的证据，并可能被用来研究再处理的X射线在光学线形成中的作用。
1995-01-31 astro-ph
Reprocessed emission from warped accretion discs with application to X-ray iron line profiles
目前，氟铁谱线剖面是对活动星系核（AGN）发动机几何形状的最佳诊断。在这里，我们构建了一个方法来计算相对论性的铁线轮廓从任意扭曲的吸积盘，从上面和下面的硬X射线源照明。这基本上概括了以前的计算后处理的吸积盘包括非轴对称的影响。我们包括一个相对论治疗阴影的光线跟踪光子路径沿Schwarzchild测地线。我们将这种方法应用到两类翘曲的光盘，并产生一个选择所产生的线轮廓。新的轮廓特征包括更清晰的红色和更柔和的蓝色脱落的可能性，一个随时间变化的线轮廓，如果经纱在光盘上进动，以及“扭曲”和“无扭曲”经纱之间的一些差异。我们讨论了一些定性的影响线轮廓的背景下，I型和II型塞弗特活动星系核。
1999-08-25 astro-ph
Echoes in X-ray Binaries
本文提出了一种利用观测到的X射线驱动光变曲线与其再处理光学回波之间的时间延迟来分析X射线双星中相关的X射线和光学/紫外光变的方法。这使我们能够确定二进制内的再处理站点的分布。我们通过模拟再处理区域的分布，使用几何和二进制参数的时间延迟传递函数建模。我们构建最佳拟合的时间延迟传递函数，显示负责X射线再处理的二进制区域。我们已将此模型应用于软X射线瞬态观测，GRO j1655-40。我们发现光学变化滞后于X射线变化，平均时间延迟为19.3 $pm{2.2}$秒。这意味着吸积盘的外部区域是该系统中主要的后处理场所。在将数据拟合到一个简单的几何模型上时，我们得出了13.5 $^{+2.1}_{-2.8}$度的最佳拟合盘半张角，这与引用{orosz 97}的前一次爆发后观察到的结果相似。在爆发的这个阶段，这种盘增厚的效果几乎完全屏蔽了伴星的辐射。
2002-04-01 astro-ph
Echo Tomography of Black Hole Accretion Flows
讨论了活动星系核（AGN）中黑洞吸积流的微弧秒回波成像技术。回波映射采用时间延迟，多普勒频移，和光电离物理映射的几何形状，运动学和物理条件在后处理区域接近一个紧凑的时变电离辐射源。时间延迟图来自于对不同波长光变曲线变化的详细分析。回波测绘是一项成熟的技术，其发展阶段类似于VLA之前的无线电干涉测量。第一个重要的结果是，证实了该方法的基本假设，测量AGN发射线区域的大小，提供数十个黑洞质量，并显示了该技术的前景。现有活动星系核监测数据集的分辨率极限通常为5-10光日。在下一代回波测绘实验中，这应该会提高到1-2光日，使用Kronos和Robonet等专为持续光谱监测而设计的设施。红移0.1时，光日为0.4微角秒，因此回波映射探测的区域比VLBI小10^3倍，比HST小10^5倍。
2003-01-14 astro-ph
Thermal Instability and Photoionized X-ray Reflection in Accretion Disks
研究了吸积盘的X射线照射。我们放松了简化的假设恒定的气体密度在大多数以前的研究中使用，而是我们确定的密度从流体静力平衡。据发现，热电离不稳定性防止被照射的气体达到气体不稳定的温度。特别是，最上层的X射线照射的气体被发现几乎完全电离，并在当地的康普顿温度（$\sim 10^7 - 10^8$ K），在较大的深度，气体温度突然下降，形成一个薄层与$T\sim 10^6$ K，而在更大的深度，它急剧下降到磁盘的有效温度。我们发现，大部分的Fe K $α$线的发射和吸收边产生的最冷，最深的层，而在最热的，最上层的Fe原子一般几乎完全电离，因此在$\sim 6.4-10$ keV的能量范围内的后处理功能可以忽略不计的贡献。我们总结了X射线再处理功能如何取决于问题的参数。我们的自洽计算的结果是定量和定性的不同，从那些使用恒定密度假设。因此，我们得出结论，X射线反射计算应始终利用流体静力平衡，以提供一个可靠的理论解释观测到的X射线光谱的活动星系核和GBHC。
1999-09-21 astro-ph
Echoes from an Irradiated Disc in GRO J1655-40
我们首次在软X射线瞬态中展示了光学/UV和X射线发射之间的相关快速变化，GRO J1655-40：HST光变曲线显示出与RXTE所看到的相似的特征，但平均延迟为10- 20 s。我们解释的相关性，由于再处理的X射线到光学和紫外线发射，由于有限的光传播时间的延迟，从而执行系统的回波映射。时间延迟分布的平均值为14.6s +/- 1.4，二元相位为0.4时的色散（即分布的标准差）为10.5s +/- 1.9。因此，我们确定后处理区的吸积盘，而不是质量施主星。
1998-06-02 astro-ph
Iron lines from transient and persisting hot spots on AGN accretion disks
我们模拟了活动星系核内吸积盘上方同向旋转的强耀斑的X射线后处理。我们探讨了潜在热点的水平结构和演化。为了获得远距离观测者所看到的光谱演化，我们应用了广义相对论射线追踪技术。我们专注于铁K线周围的能带，在那里相对论效应最明显。持续耀斑持续的轨道时间尺度的一个显着的分数和短，短暂的耀斑被认为是。在我们的时间分辨分析中，远距离观测者记录的光谱依赖于耀斑/光斑相对于中心黑洞的位置。如果耀斑持续时间大大超过光在光斑上的传播时间，那么光斑水平分层就不重要了。另一方面，如果耀斑持续时间与光斑半径上的光传播时间相当，则光变曲线在其时间剖面上表现出典型的不对称性。动力学谱的顺序从较强到较弱的电离再发射。在斑点内的所有位置处，光谱强度朝向边缘发射角增加，揭示了边缘增亮效应。未来的X射线天文台具有明显更大的有效收集面积，将使光谱映射出的方位角辐射结构的吸积盘和本地化的持久耀斑。如果热点不太靠近黑洞的边缘稳定轨道，就有可能通过铁K线的子结构探测反射介质。瞬态耀斑的指示只能通过分析在吸积超大质量黑洞的引力时间尺度上观测到的光变曲线来获得。
2007-09-10 astro-ph
A new direct method for measuring the Hubble constant from reverberating accretion discs in active galaxies
我们展示了如何波长依赖的时间延迟活动星系核的连续通量变化之间可以用来测试标准的黑洞吸积盘范例，通过测量的温度结构$T(R)$的气体材料周围的所谓的黑洞。高能辐射在含$T \propto R^{-3/4}$的稳态黑体吸积盘中的再处理会引起与波长相关的光传播时间延迟$τ\propto λ^{4/3}$。国际活动星系核观察对NGC 7469进行的多波长监测活动显示，在4800 ° C时，光学连续谱的变化比紫外光的变化滞后约1天，在7500 ° C时，光学连续谱的变化比紫外光的变化滞后约2天。这些紫外/光学连续滞后意味着径向温度结构$T \propto R^{-3/4}$，与经典的吸积盘模型一致，因此强烈支持在这个系统中的盘的存在。我们假设观测到的时间延迟确实是由于一个经典的吸积盘结构，并得出一个红移无关的亮度距离NGC 7469。光度距离允许我们估计$H_{0} (\cos i / 0.7)^{1/2} = 42\pm9 \Hubble$的哈勃常数。在吸积盘结构的背景下观察到的时间延迟和光谱能量分布的解释需要进一步验证。同时，需要努力使我们的方法中的系统不确定性最小化，以获得更精确的$H_{0}$测量，例如通过获得盘倾角$i$的独立精确测定或中等活动星系样本的统计平均值。然而，这仍然是一个有前途的新方法来确定红移无关的距离活动星系核。
1998-11-18 astro-ph
Impact of reverberation in flared accretion discs on temporal characteristics of X-ray binaries
观测表明，许多X射线双星中的吸积盘可能是爆发的。盘的外边缘拦截来自中心X射线源的辐射。部分辐射被吸收并在光学/紫外光谱范围内重新发射。然而，该辐射的大部分被反射并且在宽带X射线光谱中作为康普顿反射凸起出现。与固有的X射线辐射相比，这种辐射是延迟的，并且可变性有些模糊。我们计算响应函数的平坦和耀斑吸积盘和各向同性和各向异性X射线源。一个简单的近似的响应函数，这是有效的，在广泛的范围内的盘的形状和倾角，内，外半径，和等离子体的体积速度。我们还研究了X射线再处理对X射线双星的时间特性的影响，如功率谱密度，自动和交叉关联函数，和时间/相位滞后。我们提出了一个后处理模型来解释在天鹅座X-1和其他银河系黑洞源中观测到的相位滞后傅立叶谱中的次级峰。峰的位置可以用来确定吸积盘的大小。
2001-12-13 astro-ph
The structure and X-ray radiation spectra of illuminated accretion disks in AGN. III. Modeling fractional variability
在Czerny等人（2004）工作的基础上，我们模拟了超大质量黑洞吸积盘上共轨热点分布引起的分数变率幅值。从定义的径向分布，我们的代码样本的随机位置的热点整个磁盘。局部点发射计算为来自盘上方的紧凑的主要源的再处理辐射。考虑了热斑的结构和再发射的各向异性。我们计算的分数变异光谱预期从这样的点合奏和调查的依赖关系的参数描述的径向斑点分布。我们考虑相对于谱均值的分数变异性F_var以及所谓的点到点F_pp。我们的方法包括弯曲时空的相对论修正，黑洞角动量是一个自由参数，并服从拟合过程。我们证实，均方根变率谱涉及内在的随机性在一个显着的水平时，出现在总的观测时间的耀斑的数量太小。此外，F_var并不总是与F_pp兼容。对于MCG-6 - 30 -15，我们可以重现短时间尺度的变异性，并对Kalpha线能量范围内的抑制变异性进行建模，而无需假设再处理远离中心。向盘中心的耀斑产生能量的速率增加，中心黑洞的快速旋转，以及对主耀斑发射的相当大的抑制是必需的。模型线保持与铁K α线复合体的测量等效宽度一致。
2006-05-08 astro-ph
