Suzaku Spectroscopy of an X-Ray Reflection Nebula and a New Supernova Remnant Candidate in the Sgr B1 Region
我们用朱雀/XIS对银河系中心（GC）附近的人马座（Sgr）B1区（l，b）=（0.5，-0.1）进行了100 ks的观测。在光谱中清楚地检测到S XV、Fe I、Fe XXV和Fe XXVI的发射线。我们发现，Fe XXV和Fe XXVI线发射平滑地分布在从GC连接的Sgr B1和B2区。这一结果表明，GC热等离子体至少延伸到具有恒定温度的Sgr B区。在观测区有两个弥散X射线源。其中一个（G0.42-0.04）是新发现的，并显示出强烈的S XV Ka发射线，表明位于GC区域的超新星遗迹的候选者。另一个（M0.51-0.10）有明显的Fe I Ka发射线和强吸收连续谱，可能是一个X射线反射星云。没有足够亮的近源照射M0.51-0.10。然而，如果300年前的Sgr A* 比现在亮10^6倍，那么Fe I Ka发射就可以解释，光的旅行时间为100 pc到M0.51-0.10。
2007-12-06 astro-ph
Suzaku broad-band spectroscopy of RX J1347.5-1145: constraints on the extremely hot gas and non-thermal emission
本文给出了对Z=0.451的X射线最亮的星系团RX J1347.5-1145的长朱雀观测的分析结果。目的：我们研究了由Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应观测发现的东南（SE）区域的热（~20 keV）气体团簇的物理性质，以理解剧烈团簇合并的气体物理。我们还探讨了使用硬X射线数据的非热发射的签名。结果：我们发现单温模型不能同时再现XIS测量的连续发射和Fe-K线。具有非常热的组分的双温度模型改进了拟合，尽管XIS数据只能给出其温度的下限。我们检测到的硬X射线发射在12-40 keV波段在7西格玛水平，然而，显着性变得边际时，背景估计中的系统误差包括在内。用Suzaku + Chandra联合分析，我们确定了SE过剩成分的温度为25.3^{+6.1}-4.5} ^{+6.9}-9.5} keV（90%统计误差和系统误差），这与以前的SZ + X射线分析结果非常一致。这是第一次单独使用X射线光谱法对SE区域中的热部件的温度进行良好的测量，这是由于朱雀对宽X射线波段具有前所未有的灵敏度。这些结果强烈地表明，该集群最近经历了一次剧烈的合并。光谱分析表明，SE分量与热一致。在12-60 keV波段，我们发现非热通量的3 σ上限F <8 e-12 erg s^{-1} cm^{-2}。结合这个极限和最近发现的1.4 GHz的射电迷你晕，我们发现了一个更低的集群内磁场的强度，B > …
2008-09-01 astro-ph
Broad band X-ray spectroscopy of A0535+262 with SUZAKU
2005年9月14日，朱雀星对瞬态X射线脉冲双星A0535+262进行了观测，当时该源正处于8 - 9月小爆发的下降阶段。~103 s X射线脉冲波形与能量密切相关，在软X射线能带（<3 keV）为双峰波形，在硬X射线为单峰平滑波形。主倾角的宽度被发现是随着能量的增加。脉冲星的宽带能谱用带指数的正负幂律（NPEX）连续介质模型以及软过剩的黑体分量进行了很好的描述。在源谱中检测到一条等效宽度约为25 eV的弱铁K α发射线。黑体成分在脉冲相位上是脉动的，这意味着吸积柱和/或吸积盘的内边缘可能是A0535+262中软过剩的发射位置。柱密度的较高值被认为是软X射线能带处的二次凹陷的原因。铁线等效宽度被发现是恒定的（误差内）的脉冲相位。然而，铁发射线的正弦型通量变化，在相位与硬X射线通量表明，内吸积盘是铁荧光线的可能的发射区域。
2007-10-04 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
Suzaku wide-band X-ray Spectroscopy of the Seyfert 2 AGN in NGC 4945
朱雀观测到附近的塞弗特2星系NGC 4945，它拥有20 keV以上最明亮的活动星系核之一。结合X射线CCD相机（XIS）和硬X射线探测器（HXD）的数据，同时观测活动星系核的本征核发射及其再处理信号。本征发射被$\sim 5 \times 10^{24}$ cm $^{-2}$的吸收柱高度遮蔽，并且仅在高于$\sim 10$ keV时可检测到。低于10 keV的光谱主要由反射连续谱和中性/电离材料的发射线组成。与中性铁K $α$线一起，首次从该来源检测到中性铁K $β$和中性镍K $α$线。中性线和冷反射连续谱是一致的，两者都起源于同一位置。中性Fe-K $α$线的康普顿下散射肩是窄芯磁通量中的$\sim 10%$，这证实该线起源于反射而不是透射。康普顿肩的弱点也表明，反射体可能几乎是从侧面看到的。本征发射的通量在$\sim 20$ ks内以$\sim 2$的因子变化，这要求遮蔽材料在几何上是薄的。宽带光谱模拟表明，中性反射体的立体角小于几个$\times 10^{-2} \times 2π$。所有这些关于再处理信号的证据表明，从近边缘角度观察到的是盘状吸收器/反射器。
2007-08-09 astro-ph
X-Ray Spectroscopy of SN 1006 with Suzaku
本文报道了用朱雀星上的X射线成像光谱仪（XIS）对SN 1006的观测结果。我们首次探测到铁的K壳层发射，发现铁的电离态很低。从残骸东南部提取的宽带光谱很好地拟合了由三个光学薄的热非平衡电离等离子体和一个幂律分量组成的模型。其中两个热模型的重元素含量过高，因此可能是由于喷出物造成的。这些组分具有不同的电离参数：$n_et \sim 1.4\times 10^{10}$ cm $^{-3}$ s和$n_et \sim 7.7\times 10^8$ cm $^{-3}$ s，后者产生Fe-K发射。这表明，Fe比其他元素更近地被反向冲击加热，这与喷出物按成分分层的图片一致，Fe在内部。另一方面，第三个热分量被假定为太阳丰度，我们将其与发射从星际介质（ISM）。电子温度和电离参数分别为$kT_e \sim $ 0.5 keV和$n_et \sim 5.8\times 10^9$ cm $^{-3}$ s。电子温度低于预期的冲击速度，这表明缺乏碰撞的电子加热在前向冲击。极低的电离参数和极端的非平衡态是由于周围介质的低密度。
2009-04-17 astro-ph
Suzaku Spectroscopy Study of Hard X-Ray Emission in the Arches Cluster
我们提出的结果朱雀研究的拱门集群。用XIS获得了3-12 keV波段的高S/N谱。我们发现，光谱由热等离子体，硬幂律尾，和两个高斯线。根据CaXIX和FeXXV K α线的存在以及FeXXVI K α线的不存在确定血浆组分（kT~2.2 keV）。这两条高斯线代表铁在较低电离阶段的K α和β线。这两条谱线的谱线中心和强度比与中性铁一致。发现硬幂律尾（指数~0.7）没有明显的铁K边缘特征。通过与已发表的Chandra谱的比较，我们得出结论：热辐射分量来自于点状源的集合加上集中在团簇中心的热扩散辐射，而高斯辐射和硬尾辐射分量来自于在更大尺度上扩展的非热扩散辐射.在带限XIS图像中，7.5-10.0 keV发射的分布类似于6.4 keV发射的分布。这强烈表明，幂律发射与基础物理中的6.4和7.1 keV线有关。我们讨论了两种观点来解释硬连续谱和谱线：（1）产生荧光谱线和汤姆逊散射连续谱的X射线光电离;（2）铁原子的非热电子碰撞电离和韧致辐射连续谱。但无论采用哪种方案，来自拱门星系团的光子或粒子通量都太低，无法解释观测到的线和连续谱强度。
2006-11-03 astro-ph
Suzaku Observation of HCG 62: Temperature, Abundance, and Extended Hard X-ray Emission Profiles
本文报道了用朱雀XIS和HXD PIN对一个致密星系群HCG~62（$z=0.0145$）的120 k S观测结果。用变丰度的双温{ \it vapec}模型，结合前景银河系成分，对4个环形区的XIS谱进行了拟合。银河系分量被限定为在四个环中具有共同的表面亮度，双温{ \it apec}模型优于单温模型。我们证实了Chandra和XMM-牛顿报告的群内介质的多温度性质，在硬度图像中半径为3.3- 6.5 $'$的甜甜圈状高温环。我们发现Mg、Si、S和Fe的丰度相当强。我们检查了中心西南方向$\sim 2'$可能的“高丰度弧”，但朱雀的数据没有证实这一点。我们怀疑这是将该区域的过量热成分错误识别为Fe线。仔细的背景研究表明，在5- 12 keV的XIS和12- 40 keV的HXD-PIN中，ASCA以前报告的扩展硬X射线没有阳性检测，尽管我们的上限没有排除ASCA结果。有迹象表明，$r<3.3'$区的X射线强度比标称CXB水平（5- 12 keV）高出$70\pm 19$ %，Chandra和Suzaku的数据表明，这种过量的大部分可能是由于平均光子指数为$Γ=1.38\pm 0.06$的硬X射线源的集中。导出了各组气体中O、Fe和Mg的累积质量和金属质光比，并与其他各组进行了比较。活动星系核或星系合并在这组可能的作用进行了讨论。
2007-11-09 astro-ph
Precision Fe Kalpha and Fe Kbeta Line Spectroscopy of the Seyfert 1.9 Galaxy NGC 2992 with Suzaku
本文用朱雀X射线成像光谱仪（XIS）详细测量了Seyfert~1.9星系NGC2992在0.5 - 10keV波段的时间平均X射线谱。我们详细地模拟了复杂的连续体。有一个铁K线发射复合物，我们的模型与宽和窄线，我们表明，这两个组件的强度解耦的置信水平> 3sigma。宽Fe K线的EW为118（+32，-61）eV，可能起源于一个吸积盘（倾角大于~30度）。窄的Fe K α线的EW为163（+47，-26）eV，并且是未分辨的FWHM <4090 km/s），并且可能起源于遥远的物质。窄线中的绝对通量意味着视线外的柱密度可能比视线内测量的高得多，并且形成该线的平均（历史平均）连续发光度可能比从数据中测量的高几倍。我们还检测到窄的Fe Kbeta线具有高的信噪比，并描述了一种新的鲁棒性的方法来约束负责Fe Kalpha和Fe Kbeta线，不需要任何知识的可能的重力和多普勒能量漂移影响线能量的Fe的电离态。对于遥远的线发射物质（例如，假定的模糊环面），我们推断，主要的电离状态低于Fe VIII（在99%的置信度），保守地考虑到剩余的校准不确定性的XIS能量标度和理论和实验的不确定性的Fe K荧光线能量。从可能的康普顿反射连续谱的极限来看，窄的Fe K α和Fe K β线很可能起源于康普顿薄结构。
2006-09-20 astro-ph
Diffuse X-ray Emission from the Carina Nebula Observed with Suzaku
一些巨大的HII区与软扩散X射线发射有关。其中船底座星云拥有最明亮的软漫射辐射。所需的等离子体温度和热能可以通过碰撞或终止主序星或嵌入的年轻O星的快风来产生，但扩展的发射通常是在远离大质量星团的区域观察到的。X射线发射的来源不明。朱雀星上搭载的XIS CCD相机具有迄今为止扩展软源的最佳光谱分辨率，因此能够测量软波段的关键发射线。朱雀号分别于2005年8月和2006年6月对船底座星云（Car-D1）的核心和东侧进行了观测。核心南部和Car-D1的光谱同样显示出强的铁离子L-壳层线和硅离子K-壳层线，而在核心北部，这些线要弱得多。用吸收的薄热等离子体模型拟合的光谱显示kT~0.2，0.6keV和NH~1- 2 e ~（21）cm ~（-2），其中氧、镁、硅和铁的丰度变化为2-3倍。等离子体可能起源于一颗古老的超新星，或者是多颗超新星的超级壳层。
2007-04-03 astro-ph
Monte-Carlo Simulator and Ancillary Response Generator of Suzaku XRT/XIS System for Spatially Extended Source Analysis
我们已经开发了一个框架的蒙特卡罗模拟的X射线望远镜（XRT）和X射线成像光谱仪（XIS）的朱雀，主要是空间和光谱复杂的天体源的科学分析。在ANL平台上建立了一个光子-光子仪器模拟器，该模拟器已成功应用于ASCA数据分析。该模拟器具有模块化结构，其中XRT模拟基于光线跟踪库，而XIS模拟利用由其他工具单独生成的光谱“重分布矩阵文件”（RMF）。仪器特性和校准结果，例如，XRT几何形状、反射率、相互对准、热屏蔽传输、XIS光学阻挡滤光片（OBF）上的污染物积聚都尽可能完整地纳入其中。这些信息大多以FITS（灵活图像传输系统）文件的形式在标准校准数据库（CALDB）中提供。该模拟器还可用于生成“辅助响应文件”（ARF），该文件描述XRT响应和OBF污染量。ARF取决于天体目标的空间分布和探测器上的光子积累区域，以及观测条件，如观测日期和卫星姿态。我们描述的模拟器和ARF发生器的原理，并证明其性能与飞行中的数据比较。
2006-10-04 astro-ph
Deconvolution of Images Taken with the Suzaku X-ray Imaging Spectrometer
本文提出了一种非迭代的方法，对朱雀X射线成像光谱仪（XIS）拍摄的图像进行空间响应函数或点扩散函数（PSF）的反卷积。该方法是优化的扩展源与高光子统计分析。朱雀有四个XIS探测器，每个都有自己的X射线CCD和X射线望远镜（XRT），并提供了独特的机会，在空间分辨光谱分析扩展对象。然而，检测器遭受宽的和位置相关的PSF，其典型的半功率密度（HPD）约为110“。作者认为，这一缺点阻碍了朱雀高收集面积和高光谱分辨率的充分利用。本方法旨在在亮度为1：100左右的动态范围内将空间分辨率恢复到~ 15“，而无需假设任何源模型。我们的反卷积过程分为两个步骤：XIS图像与在将CCD像素重新组合为较大尺寸的瓦片（通常为6“x 6”）后从其PSF计算的逆响应矩阵相乘;然后自适应平滑反转图像以获得最终的反卷积图像。点扩散函数的光线跟踪程序和观察到的点源图像建模。用该方法对XIS-1卫星拍摄的半人马座A、PSR B1509-58和RCW 89等天体图像进行了解卷积处理。结果与Chandra获得的图像进行了比较，得出的结论是，空间分辨率已经恢复到约20“，直到表面亮度约为图像中最亮瓷砖的1：50的区域。我们相信，在未来的空间分辨率和动态范围可以提高更高的保真度PSF建模和更高精度的指向信息。
2008-05-20 astro-ph
Suzaku and XMM-Newton Observations of Diffuse X-ray Emission from the Eastern Tip Region of the Carina Nebula
用朱雀XIS对船底座星云东端区域进行了77 k s的观测，以进行扩展X射线发射的高精度光谱研究。利用XMM-Newton EPIC数据对点源进行了探测。XIS探测到来自整个视场的强扩展X射线发射，其通量为$0.7\sim4\times10^{-14}$ erg s $^{-1}$ arcmin $^{-2}$，为0.2- 5 keV。发射具有斑点状结构，与中红外图像中观察到的电离气体细丝一致。天体物理背景和探测到的点源的贡献是微不足道的。因此，发射本质上是漫射的。扩散发射的X射线光谱由具有0.3和0.6 keV的温度和2 $\times10^{21}$ cm $^{-1}$的吸收柱密度的双温度等离子体模型表示。X射线发射显示正常的氮氧丰度比和高的铁氧丰度比。光谱推导的参数，如温度和柱密度，是常见的$η$车附近的扩散X射线发射。因此，这两个场中的漫射X射线发射可能具有相同的起源。光谱拟合的结果进行了讨论，以约束的背景下，恒星风和超新星的起源。
2008-09-20 astro-ph
Suzaku Observation of Diffuse X-ray Emission from the Carina Nebula
我们研究了2005年8月29日由朱雀CCD相机XIS拍摄的船底座星云的扩展X射线发射。X射线形态、等离子体温度和等离子体吸收与早期爱因斯坦的结果一致。朱雀光谱新揭示了包括氧在内的各种物质的发射线，但不是氮。这一结果限制了N/O比显着较低，与演化的大质量恒星风相比，这表明扩散发射起源于一个古老的超新星遗迹或多个超新星遗迹产生的超级壳。在0.3-2 keV之间，海山二南北侧的X射线谱有明显的差异。南谱显示铁离子的L壳层线和硅离子的K壳层线较强，而北谱显示它们较弱。这意味着南部地区的硅和铁丰度比北部地区高2-4倍。丰度的变化可能是由SNR喷出物产生的，或者与恒星形成核心周围的尘埃形成有关。
2006-10-02 astro-ph
Suzaku Observation of AXP 1E 1841-045 in SNR Kes 73
异常X射线双星（AXP）被认为是磁星，它是一种具有超强磁场的中子星，磁场强度为$10^{14}$ -- $10^{15}$ G.它们的能谱低于$\sim$ 10 keV的两个组件组成的黑体（BB）（$\sim$ 0.4 keV）和相当陡峭的幂律（POW）函数（光子指数$\sim$ 2-4）很好地模拟。Kuiper等人（2004）从一些AXP中发现了高于$\sim$ 10 keV的硬X射线成分。在这里，我们介绍了朱雀观测的AXP 1 E 1841-045在超新星遗迹Kes 73的中心。通过这一观测，我们可以同时分析0.4至50 keV的光谱。然后，我们可以测试在这个宽的能量范围内，上述光谱模型是否有效。发现用BB + POW模型进行光谱拟合时存在残差。通过添加另一个BB或POW组件来改善配合。但是在相位分辨光谱中，每个组分的含义变得模糊不清。另外，我们发现，NPEX模型适合相位平均光谱和相位分辨光谱。在这种情况下，光子指数在所有相位期间是恒定的，并且光谱变化似乎非常明显。这一事实对磁星的辐射具有某种基本意义。
2007-12-29 astro-ph
Suzaku Observation of the Anomalous X-ray Pulsar CXOU J164710.2--455216
2006年9月23日至24日，朱雀公司对异常X射线脉冲星CXYJ 164710.2 -455216进行了观测，观测净曝光量为38.8 ks。在观察期间，XIS在1/8窗口选项中操作，以实现1 s的时间分辨率。在XIS光变曲线中清晰地检测到脉动，其重心校正脉冲周期为10.61063（2）s。在0.2- 6.0keV能量范围内，XIS脉冲波形显示出3个不同幅度的峰，RMS分数幅度约为11%。虽然该源是用朱雀的HXD观测的，但其观测数据受到HXD视场内邻近的亮X射线源GX 340+0的高度污染。1-10 keV的XIS光谱很好地拟合两个黑体分量。两个黑体成分的温度分别为0.61+/-0.01 keV和1.22+/-0.06 keV，吸收柱密度值为1.73+/-0.03 x 10^{22} atoms cm^{-2}。在1-10 keV能量范围内观测到的源通量计算为2.6 x 10^{-11} ergs cm^{-2} s^{-1}，软黑体分量的贡献很大（kT = 0.61 keV）。XIS数据的脉冲相位分辨光谱表明，软黑体分量的通量由三个窄峰组成，而另一个分量的通量在AXP的脉冲周期上显示出单峰。黑体半径在2.2-2.7公里和0.28-0.38公里（假设源距离为5千秒差距）之间的变化，分别为软和硬组件的脉冲相位。从定时和频谱分析获得的结果的细节。
2007-11-27 astro-ph
Suzaku Observations of the Circinus galaxy
我们报告朱雀观测活跃，康普顿厚的Circinus星系。观测是用X射线成像光谱仪（XIS）和硬X射线探测器（HXD）获得的。在10 keV以下，核光谱主要是由高柱密度的冷致密气体反射的辐射，而在13 keV以上，辐射是通过约4 x 10^{24} cm^-2的柱密度直接透射的核发射。在0.2- 10 keV波段，XIS谱被Circinus中最亮的非核源（CG X-1）污染了5%，但在5-10 keV波段下降到1%，在更高的能量下可以忽略不计。我们没有发现硬（>12千电子伏）发射的变化的显着证据。用HXD/GSO在50- 100 keV波段2.5σ水平上勉强探测到Circinus。我们用四个分量模拟了3-70 keV波段的XIS+PIN光谱：康普顿透射核发射，反射核发射，软幂律（代表散射核发射，扩展发射和星系中低于几keV的源污染的组合）。发现硬核幂律的光子指数γ_h ~= 1.6，与软幂律非常相似。高能截止为E_C ~= 49 keV。这些结果与BeppoSax的结果一致。这个模型的外推到GSO带显示出良好的协议与GSO的光谱，并支持我们的检测Circinus高达~= 100 keV。
2008-09-26 astro-ph
Probing the Disk-jet Connection of the Radio Galaxy 3C120 Observed with Suzaku
宽线射电星系（BLRGs）是一种罕见的射电强活动星系核，在其中除了观测到扩展喷流外，还观测到了宽的光学允许发射线。本文报道了利用朱雀望远镜对明亮的BLRG 3C~120进行的深（40 ksec × 4）观测。观测间隔一周，并对一系列连续通量进行采样。一个优秀的宽带频谱，获得了超过二十年的频率（0.6至50千电子伏），在每40千秒曝光。我们清楚地分辨了铁K发射线复合体，发现它由一个窄的Ka核（σ ~ 110 eV或EW为60 eV）、一条6.9 keV的线和一条宽的铁线组成。我们对宽线的确认与2003年的XMM-牛顿观测相反，当时不需要宽线。宽线最自然的解释是铁K线从一个正面的吸积盘发射，它在~10 r_g处被截断。在10 keV以上，检测到一个相对较弱的康普顿峰（反射分数R ~ 0.6），叠加在伽马~ 1.75的初级X射线连续谱上。由于朱雀数据的良好光子统计和低背景，我们清楚地证实了3C 120的光谱演化，即变化幅度随着能量的增加而减小。更引人注目的是，我们发现的变化是由一个陡峭的幂律分量伽玛~2.7，可能与非热喷流排放。我们讨论我们的研究结果的背景下，无线电大声/安静的对象之间的相似性和差异。
2006-12-28 astro-ph
Discovery of a possible X-ray counterpart to HESS J1804-216
朱雀深空观测发现了两个非常重要的非热X射线源，朱雀J1804 $-$ 2142（Src 1）和朱雀J1804 $-$ 2140（Src 2），与未识别的TeV $γ$射线源HESS J1804 $-$ 216在位置上重合。X射线源是非时变的，除了TeV源外，在其它波段没有对应的X射线源。Src 1在朱雀空间分辨率下无法分辨，而Src 2是由多个源扩展或组成的。X射线光谱是高度吸收的、硬的和无特征的，并且通过具有最佳拟合光子指数的吸收幂律模型和对于Src 1的$-0.3_{-0.5}^{+0.5}$和$0.2_{-0.2}^{+2.0}\times 10^{22}$ cm $^{-2}$以及对于Src 2的$1.7_{-1.0}^{+1.4}$和$1.1_{-0.6}^{+1.0}\times 10^{23}$ cm $^{-2}$的吸收柱来很好地拟合。测得的X射线吸收后一个来源是显着大于总银河中性氢柱在该方向。未被吸收的2- 10 keV波段亮度为$7.5\times 10^{32}(d/{\rm 5 kpc})^2$ ergs s $^{-1}$（Src 1）和$1.3\times 10^{33}(d/{\rm 5 kpc})^2$ ergs $^{-1}$（Src 2），其中$d$为源距离。在少数几个具有已知X射线对应物的TeV源中，HESS J1804 $-$ 216具有Te…
2006-08-15 astro-ph
X-ray Spectral Study of the extended emission,'the Cap', located 11.6 kpc above the disk of M82
用朱雀和XMM-牛顿观测了来自星暴星系M82盘上方11'（11.6kpc）的'帽'区的扩展X射线发射。由于Suzaku上的XIS具有良好的能量分辨率和大的收集面积，结合XMM-Newton上的EPIC仪器的类似性能，我们清楚地检测到O VII，O VIII，Ne X，Mg XI，Mg XII和Fe-L络合物的K壳层发射线。需要两个光学薄的热等离子体组件来拟合所观察到的X射线光谱。首次测定了该地区的O、Ne、Mg、Si、Fe等金属元素丰度。它们的金属丰度比与贫金属星和II型超新星合成金属的模型预测吻合得很好，但与Ia型超新星的金属丰度不一致。这一结果支持了这样一种观点，即帽中金属的起源是发生在M82星系星暴区域的II型超新星爆炸。我们讨论了可能的贡献溅射尘埃颗粒的金属帽。在0.459千电子伏的n=4至1的C VI过渡一致的发射线是勉强检测到的，虽然它是不具有统计学意义的99%的置信水平，这条线的存在表明电荷交换过程中的上限。
2006-09-22 astro-ph
The Variable X-ray Spectrum of Markarian 766 - II. Time-Resolved Spectroscopy
活动星系核的可变X射线谱系统地显示出陡峭的幂律高态和硬谱低态。硬低态以前已被发现是一个组件，只有弱的变化。这一成分的起源以及吸收和相对论模糊等效应的相对重要性目前尚不清楚。目标：在先前的主成分分析的后续行动中，我们的目标是确定散射和吸收效应对窄线塞弗特1星系Mrk~766随时间变化的X射线光谱的相对重要性。方法：利用时间分辨光谱技术，将XMM和Suzaku的数据切割到25 ks元素，研究了Mrk 766的光谱变化是吸收还是散射成分占主导地位。时间分辨光谱技术证实，Mrk 766的光谱变化可以用两种主成分分析方法中的任何一种解释。详细的研究证实，散射和直接发射的相对强度的快速变化或吸收体覆盖分数的快速变化提供了很好的解释大多数的光谱变化。然而，6.97 keV吸收线和主连续谱之间的强相关性以及快速的不透明度变化表明，复杂和多层吸收体的变化，最有可能是盘风，是Mrk 766光谱变化的主要来源
2007-08-09 astro-ph
X-ray and UV spectroscopy of Galactic diffuse hot gas along the LMC X--3 sight line
我们提出了朱雀光谱的X射线发射的领域刚刚关闭LMC X-3视线。OVII，OVIII和NeIX发射线被清楚地检测到，表明存在光学薄的热等离子体，平均温度为2.4E6。这个温度明显高于从现有的X射线吸收线数据与钱德拉光栅观测LMC X-3推断，强烈表明气体是不等温的。然后，我们共同分析这些数据，以表征气体的空间和温度分布。假设采用垂直指数银盘模型，我们估计银盘上的气体温度和密度及其标度高度分别为3.6（2.9，4.7）E6 K和1.4（0.3，3.4）E-3 cm^{-3}和1.4（0.2，5.2）kpc和$2.8(1.0, 6.4)$ kpc。这种特性可以解释所有的\ovi线吸收，如在LMC X-3的FUSE光谱中观察到的那样，但只能预测不到在银河系高纬度地区通常检测到的OVI线发射强度的十分之一。大部分OVI排放最有可能出现在冷气体和热气体之间的界面处。
2008-08-28 astro-ph
VIMOS spectroscopy of extended emission line regions
本文介绍了FRII射电星系PKS 2250 -41和PKS 1932 -46的光谱和成像观测结果。这两个源显示非常广泛的发射线区域，似乎正在经历与同伴机构的相互作用。除了与射电源的相互作用相关联的扰动气体运动学，更远的发射材料显示简单，狭窄的发射线配置文件，往往在显着的速度偏移从系统静止帧，并可能与潮汐碎片。
2007-04-25 astro-ph
The Nature of Unresolved Soft X-ray Emission from the Galactic Disk
虽然在0.4 - 1 keV范围内约有40%的软X射线背景辐射来自河外，因此在中面方向上被银河吸收完全阻挡，但在中面方向上最多减少约20%。朱雀观测的方向，（1，b）=（235，0），显示OVII Ka发射强度与MBM-12的云朱雀观测，但揭示了一个狭窄的隆起峰值约0.9 keV。后一个分量部分地填补了中平面河外分量的减少。该特征可以很好地由具有约0.8keV的温度的薄的热发射来表示。由于在空间上扩展的热气体隐含着高压，因此发射很可能是未解决的微弱源的总和。我们认为很大一部分的发射来自暗淡的dM星。我们构建了一个模型光谱的空间未分辨的dM星，一贯解释所观察到的光谱和表面亮度。该模型还表明，dM星的辐射随b的增加而迅速减少，因此它不能完全补偿b ~ 2 - 10 deg时河外分量的减少。
2008-10-11 astro-ph
Optical integral field spectroscopy of the extended line emission around six radio-loud quasars
我们提出了一个小样本的射电噪类星体在中等红移（0.26<z<0.60），其中大多数是与大的射电源的积分场光谱。所有这些星云都有超过几十千秒的氧线发射，这些星云在形态和运动学行为上都显示出不同的范围。两个类星体表现出延长线发射的“羽流”，两个表现出cluerous结构，另一个表现出平滑的分布。关于电离气体相对于射电源轴的分布，没有明确的模式;延伸的发射线区域既平行于射电源轴，也垂直于射电源轴，而且与射电源轴完全无关。电离气体的速度结构范围从基本静止到明显的平滑旋转，在两种情况下，显示出与射电源的明确关联。考虑到性质上的差异，星云都显示出令人惊讶的相似的电离状态，正如[OII]和[OIII]的延长线所测量的那样。假设气体至少被附近的类星体核电离，我们使用发射线比率来推断电离气体中的压力;在所有情况下，我们发现它都处于高压下，这表明被外部（可能是集群内）介质限制。
1999-12-15 astro-ph
Deep Spectroscopy of Systematically Surveyed Extended Lyman-alpha Sources at z~3-5
在圆锥体中，空间扩展的Ly-alpha源是微弱和/或紧凑的，是极年轻（~< 10^7年）的高红移星系的候选者。我们提出了中等分辨率（R~2000）光谱的扩展Ly-alpha源在我们以前的研究中发现在z~3-5，使用VLT/VIMOS。深能谱表明，我们观察到的所有18个天体都具有超过100 A的大等效宽度（EW）。对于大约30%的样本（5个物体），我们在Ly-alpha线的轮廓上发现了明显的不对称。它们在红边显示出宽的机翼辐射成分，在Ly-alpha线的蓝边显示出尖锐的截止。这种不对称性在迄今已知的超风星系中经常可见，并且与超风活动的理论预测一致。有8个天体（8/18 ~ 40%）具有超过200 A的大EW，没有明显的超风活动特征。如此大的EW不能用中等年龄（>10^7岁）的恒星星族的光电离来解释，即使是头重脚轻的IMF或极低的金属丰度。这八个天体清楚地显示出Ly-alpha光度和速度宽度之间的正相关性。这表明这八个天体是在气体冷却阶段形成星系的良好候选者。
2007-05-10 astro-ph
Phase-dependent X-ray observations of the beta Lyrae system: No eclipse in the soft band
本文报道了朱雀X射线望远镜对食和互作用双星天琴座的观测结果。这个系统包含一颗早期的B星，它嵌入在一个光学和几何厚度的圆盘中，从一颗质量较小的晚期B II伴星中吸取大气气体。受爱因斯坦X射线望远镜未发表的X射线光谱表明异常硬发射的启发，我们获得了朱雀指向单个轨道内三个不同阶段的时间。从XIS探测器上看，较软的X射线发射似乎是典型的早期恒星。令人惊讶的是，尽管系统的几何形状高度不对称，但这种发射在光度和光谱形状上都显着不变。在10 keV以下，我们没有看到日食效应。软发射的恒定性可能与嵌入的B星的风和系统中X射线的汤姆逊散射有关，尽管它可能是由于异常高的质量传递速率导致的吸积盘附近产生的扩展激波结构。PIN仪器有一些证据表明在10-60 keV范围内存在硬发射。RXTE卫星的后续观测将证实这一初步探测。
2007-11-26 astro-ph
Integral Field Spectroscopy of the Extended Emission-Line Region of 3C 249.1
本文介绍了类星体3C249.1扩展发射线区域的Gemini多目标摄谱仪积分场光谱。从[O III] $λ$ 5007线测得的电离气体的运动学相当复杂，不能用一个简单的动力学模型来解释，但有些云可以单独建模为具有局部线性速度梯度。电离气体的温度似乎是均匀的（从~12000到15000 K变化），而密度从几十到几百cm^{-3}不等。所有的发射云的发射机制，如线比诊断所示，是一致的“冲击+前兆”和纯光电离模型。电离气体的总质量约为10^9 M太阳。我们估计的体积动能和动量的扩展发射线区域的2.5*10^{57}尔格和10^{50}达因s，和一个动力学的时间尺度约为10万年。通过比较不同星系风模型的动能和动量注入率与观测值，我们认为发射线云很可能是类星体反馈的直接结果。我们还讨论了类星体周围的扩展X射线辐射的性质。
2006-06-29 astro-ph
Optical Spectroscopy of Galactic Cirrus Clouds: Extended Red Emission in the Diffuse Interstellar Medium
我们提出了高纬度银河卷云的第一次光学光谱调查的初步结果。观测到的卷云光谱的形状与周围散射的银河系星光的形状不一致。这种不匹配可以用弥漫的星际介质中存在的扩展红光（ERE）来解释，就像在许多其他天体中发现的那样，可能是由碳氢化合物的光致发光引起的。积分的ERE强度I_ERE \approx 1.2 x 10^{-5} erg s^{-1} cm^{-2} sr^{-1}，大约是散射光强度的三分之一，与最近对漫射银河光的颜色测量结果一致。卷云ERE（lambda_{0} \sim 6000 AA）的峰值与由强紫外辐射激发的源中的ERE（例如HII区域（lambda_{0} sim 8000 AA））相比向短（更蓝）波长偏移;在氢化非晶碳膜的实验室实验中看到这样的趋势。
1997-12-09 astro-ph
Deep VLT spectroscopy of the z=2.49 Radio Galaxy MRC 2104-242: Evidence for a metallicity gradient in its extended emission line region
我们目前的光谱观测的休息帧紫外线辐射周围的射电星系MRC 2104-242在z=2.49，获得与VLT Antu上的FORS 1。晕的形态主要是由两个空间分辨区域。Lya沿着射电轴延伸了>12角秒，CIV和HeII延伸了~8角秒。整个光谱是典型的高红移射电星系。最显著的空间变化是NV存在于与星系中心相关的区域的频谱中，该区域是射电源所在的北部区域，而南部区域则没有。假设气体被隐藏的类星体光致电离，NV发射的差异可以用晕内的金属丰度梯度来解释。这与气体与大规模冷却流有关或起源于两个或更多星系合并的碎片的情况一致。
2001-01-10 astro-ph
Spectroscopy of the Extended Emission Associated with Two High-z Quasars
我们展示了用凯克10米望远镜上的低分辨率成像光谱仪拍摄的高红移射电噪类星体PKS 0445+097（z=2.108）和PKS 2338+042（z=2.589）周围的空间分辨结构（“模糊”）的光谱。对于PKS 0445+097，我们发现类星体宿主星系中有微弱的扩展HeII 1640和CIII]1909。两条谱线都很宽（FWHM（HeII）=1000 ± 200 km/s和FWHM=2200 ± 600 km/s）。通量的极限、大线宽和线比HeII/CIII]与高红移射电星系的观测结果相似。从PKS 2338+042的光谱中，我们发现了大约10“尺度的扩展Ly-alpha发射，这是强烈的单侧发射（在更强，更靠近核，更扭曲的射电瓣的一侧）。延长的Ly-alpha线很宽，宽度超过1000 km/s。我们还发现了弱扩展CIV和HeII发射，具有类似的特性（线宽度，线通量和线比）的高红移射电星系。此外，我们偶然发现了一个似乎是Ly-alpha发射星系，位于z=2.665的类星体东南约29“处。
1997-11-11 astro-ph
Integral Field Spectroscopy of Extended Emission-Line Regions around QSOs
发光的扩展发射线区域（EELRs）的kpc尺度上包围了很大一部分的陡谱射电响亮类星体。虽然它们的存在已经被发现了三十多年，但对于它们复杂的形态和运动学的物理过程仍然存在很大的不确定性。我们正在使用Gemini North望远镜上GMOS的积分场单元（IFU）获得z<0.5的类星体周围EELRs样本的深积分场光谱，旨在提取EELRs的精确运动学，测量重要的物理参数（例如，密度、温度、金属丰度）和可靠的强度比。在这里，我们介绍了类星体4C 37.43的EELR观测结果。我们显示地图的气体运动学测量的[O III] 5007线和线比诊断图比较数据与预测电离模型。我们发现，电离气体显示出相当复杂的全球运动学，而线性速度梯度往往是在个别的云。类星体连续体的纯光电离是大多数EELR云最可能的电离机制。
2006-12-15 astro-ph
Time resolved spectroscopy of GRB 021004 reveals a clumpy extended wind
GRB 021004的高分辨率光谱显示了来自几个中间电离物种的丰富的吸收线。吸收体的速度结构是复杂的，并且观察到速度高达>3000 km/s的材料。由于只观测到蓝移成分，吸收体很可能是紧密围绕伽马射线暴的物质。我们使用一个随时间变化的光电离代码来跟踪随着时间的推移的离子的丰度。由于中间电离态的吸收在很长一段时间内的存在，我们可以估计吸收体的成分的位置和质量。我们解释了这些限制在超新星的情况下，显示的质量损失率的祖先必须有~10^{-4}太阳质量每年，这表明一个非常大的恒星。此外，风终端激波必须位于至少100 pc的距离处，这意味着低密度环境。吸收器的速度结构也需要在这些大距离处聚集风。
2006-08-21 astro-ph
INTEGRAL Field Spectroscopy of the Extended Ionized Gas in Arp 220
积分场光学光谱与INTEGRAL系统已被用来调查的二维运动学和电离特性的扩展，温暖的电离气体在Arp 220的面积为28 kpc的15 kpc的第一次。电离气体的结构被划分为与X射线发射羽流和扩展叶相关的识别区域。沿羽流主轴的气体电离状态的变化被检测到，特别是在西北羽流的外部区域，在那里的银河系的主要恒星体和广泛的，低表面亮度的潮汐尾之间的过渡。如果羽流是由恒星暴驱动的星系风产生的，那么机械能到辐射能的转换效率至少要比在具有明确旋转和流出轴的边缘螺旋中发展的星系风小10倍。叶片的运动学性质是一阶的合并方案的预测，根据该叶片是潮汐引起的气体冷凝合并过程中产生的协议。最大的速度梯度和速度偏离系统速度与羽流无关，但与外部恒星包络和宽潮汐尾在距离高达7.5 kpc，表明大尺度运动的扩展电离气体在Arp 220，最有可能是由潮汐引起的运动，而不是由银河风与核恒星爆发。
2003-10-24 astro-ph
Optical Spectroscopy of X-ray sources in the Extended Chandra Deep Field South
我们目前的第一个结果，我们的光谱计划，旨在提供红移和鉴定的X射线源在扩展钱德拉深场南。使用麦哲伦望远镜的IMACS摄谱仪和甚大望远镜的VIMOS摄谱仪，共瞄准了339个源。我们测量了186个X射线源的红移，包括档案数据和文献检索。我们发现活动星系核的宿主星系的平均静止框架光学颜色比非活动星系红，并且它们主要生活在“绿谷”中。被遮蔽的活动星系核的光度和红移的分数的依赖关系被确认在高的意义和观测到的活动星系核的空间密度进行比较，从现有的光度函数的预期。这些活动星系核在中红外线与X射线通量的比值上表现出明显的差异，这可以用尘埃自吸收对前者的影响来解释。这种差异在低光度的源中更大，这与尘埃张开角依赖于活动星系核光度的情况是一致的。
2008-11-20 astro-ph
Integral Field Spectroscopy of the Extended Emission-Line Region of 4C 37.43
我们提出了双子积分场光谱和凯克II长缝光谱的扩展发射线区域（EELR）周围的类星体4C 37.43。电离气体的速度结构是复杂的，不能用一个简单的动力学模型来解释。来自云的光谱与激波或“激波+散射体”电离模型不一致，但它们与类星体核的光电离一致。最佳拟合的光电离模型需要一种低金属丰度（12+log（O/H）< 8.7）的两相介质，该介质由填充因子为1（N ~ 1 \cc，T ~ 15000 K）的物质边界扩散组分组成，其中嵌入了小而致密的云（N ~ 400 \cc，T ~ 10^4 K）。高密度云是短暂的，可以通过低速激波（V_S \lesssim 100 \kms）压缩扩散介质而再生。我们的光电离模型给出了电离气体的总质量约为3 × 10 ^{10} M_sun，由该质量和观测到的速度场所隐含的总动能约为2 × 10 ^{58}尔格。发光的EELR仅限于陡谱射电噪类星体，但没有显示出与射电喷流的形态对应，这一事实表明，产生4C 37.43 EELR的驱动力是由喷流产生的大致球形冲击波。这种机制似乎能够喷射出与银河系总星际介质相当的质量，这表明“类星体模式”反馈可能确实是调节早期宇宙中恒星形成的有效手段。
2007-05-30 astro-ph
Integral Field Spectroscopy of Extended Lyman-alpha Emission from the DLA Galaxy in Q2233+131
本文介绍了对类星体Q2233+131光谱中产生阻尼莱曼α吸收（DLA）线的星系周围的扩展莱曼α发射星云的观测。利用波茨坦多孔径分光光度计（PMAS），我们测量了在3”* 5”的区域中具有总线通量为（2.8+/-0.3）*10^{-16} erg cm-2 s-1，其在红移z=3.15时对应于（2.4 -0.2/+0.3）*10^{43} erg s-1的光度和23乘以38 kpc的大小。发射的位置与先前探测到的DLA星系在空间上一致，但明显超出了它的边缘。我们认为，Ly-alpha发射很可能是由DLA星系的外流造成的，大概是由恒星形成提供动力的。在尘埃消光可以忽略不计的情况下，Ly-alpha光度表明恒星的形成速率为每年19+/-10太阳质量，与来自母星系的紫外连续通量的结果一致。积分场谱所示的风速是几百公里s-1的顺序。我们没有发现来自旋转圆盘的辐射。
2004-01-06 astro-ph
Evidence for Solar-Wind Charge-Exchange X-Ray Emission from the Earth's Magnetosheath
我们报告了一个明显的检测到的C VI 4p到1 s过渡线在459 eV，在长期增强（LTE）在朱雀北黄道极（NEP）观测2005年9月2日。观察到的线的强度与在367 eV处的C VI 2 p至1 s线的强度相当。这是电荷交换过程的有力证据。除了C VI线，O VII，O VIII，Ne X和Mg XI线的发射线显示出明显的增强。在750至900 eV范围内还存在一些特征，可能是由于Fe XVII和XVIII L线、O VIII的高阶跃迁（3 p至1 s和6 p至1 s）和Ne IX线的某种组合造成的。从X射线强度与太阳风通量在大约半天时间尺度上的相关性，以及从X射线强度的短期（~10分钟）变化来看，这些谱线很可能是由太阳风重离子与地球磁鞘中的中性物质相互作用产生的。硬幂律分量对于解释LTE频谱也是必要的。该成分的来源尚不清楚。我们的研究结果表明，太阳活动可以显着污染朱雀宇宙X射线谱低于1 keV。提出了在扩展源观测中识别此类污染的建议。
2006-09-12 astro-ph
Extended Stromgren Photoelectric Photometry in NGC 752
介绍了老疏散星团NGC 752中7颗巨星和21颗主序星的扩展Stromgren系统（uvbyCa）光电测光。通过对转折星hk数据的分析，给出了星团平均金属丰度的一个新的确定方法。从10个单星成员中，[Fe/H] = -0.06 +/- 0.03，其中引用的误差是平均值的标准误差，毕宿星团的丰度设定为[Fe/H] =+0.12。如果把所有20颗在hk金属丰度刻度范围内的恒星都包括在内，这个结果是不变的。导出的[Fe/H]是在良好的协议与过去的估计使用适当归零的M1数据，转换的中等色散光谱，最近的高色散光谱。
2005-12-15 astro-ph
Subaru Deep Spectroscopy of the Very Extended Emission-Line Region of NGC 4388: Ram Pressure Stripped Gas Ionized by the Nuclear Radiation
本文报道了利用斯巴鲁望远镜在室女星系团的塞弗特2星系NGC 4388周围偶然发现的甚扩展发射线区（VEELR）的深光谱结果。观察到的区域的大部分细丝的H-α衰退速度相对于星系的系统速度是高度蓝移的。速度场是复杂的，从运动学和形态学的观点来看，似乎有几个丝状流：低速（v = -100 km/s）丝状流，高速（v = -300 km/s）丝状流，以及非常高速（v > -500 km/s）的云复合体。VEELR灯丝的发射线比很好地解释了幂律光电离模型与太阳丰度，这表明NGC 4388的Seyfert核是VEELR的主要电离源，VEELR气体具有中等的金属丰度。除了光致电离，冲击加热可能有助于气体的电离。特别地，塞弗特核电离锥外的细丝主要由激波激发。我们的结论是，VEELR以前的盘气体的NGC 4388，这已被剥离的冲压压力，由于之间的相互作用，热的星系团内介质（ICM）和星系。VEELR的速度场和形态非常类似于这个过程的一些数值模拟的快照。在NGC 4388的例子中，冲压压力剥离的气体，通常被视为延伸的HI细丝，碰巧被来自活动星系核的辐射暴露和电离，因此可以被视为光学发射线气体。
2003-10-02 astro-ph
Spectral Mapping Reconstruction of Extended Sources
扩展源的三维光谱通常用专用积分场光谱仪来执行。我们描述了一种重建全光谱立方体的方法，具有两个空间和一个光谱维度，从光栅光谱映射观察采用一个单一的狭缝在传统的狭缝光谱仪。当背景和图像特性是稳定的，通常是在空间中实现的，使用传统的长狭缝积分场光谱可以大大降低仪器的复杂性，在专用的积分场设计，而不会损失映射效率-特别是引人注目的长狭缝模式时，单个未解决的源后续单独需要。我们详细介绍了一个自定义的通量守恒立方体重建算法，讨论了扩展源通量校准的问题，并描述了CUBISM，一个工具，它实现了这些方法的光谱图与施皮策太空望远镜的红外光谱仪。
2007-08-28 astro-ph
High Resolution X-ray Spectroscopy of Galaxies and Clusters with AXAF
我们回顾了AXAF天文台的高分辨率X射线光谱能力，重点是高能透射光栅（HETG）。作为保证时间观测（GTO）计划的一部分，HETG科学团队将观测椭圆星系和星系团。我们讨论的问题与观测扩展源与HETG和一些潜在的科学见解，AXAF的光谱能力可以提供这些类的对象。
1998-10-21 astro-ph
Chemical and Photometric Evolution of Extended Ultraviolet Disks: Optical Spectroscopy of M83 (NGC5236) and NGC4625
本文报道了GALEX最近发现的M83（NGC 5236）和NGC 4625扩展紫外（XUV）盘中31个Halpha-selected区的光谱分析结果。这些光谱分别是使用拉斯坎帕纳斯天文台6.5米麦哲伦I望远镜的IMACS和帕洛玛200英寸望远镜的COSMIC获得的，分别是M83和NGC 4625。测得的线比表明星云的氧丰度（来自R23参数）的顺序Zsun/5-Zsun/10。对于大多数的发射线区域分析的线通量和比率测量最好的复制模型的光电离质量在20-40 Msun和氧丰度的范围内的单星与那些来自R23参数。我们在M83的XUV盘中发现了相对较高的N/O丰度比的迹象。虽然衍生的金属丰度意味着这些不是在XUV盘中形成的第一批恒星，但在这些第一批恒星形成后仅1 Gyr，就可以在年轻的螺旋盘中达到这样的富集水平。XUV盘中的气体量允许维持目前的恒星形成水平至少几个Gyr。
2007-02-12 astro-ph
Compact radio sources and jet-driven AGN feedback in the early Universe: Constraints from integral-field spectroscopy
为了研究射电喷流在大质量宿主星系形成时期的影响，我们对z=3.5的log（M_stel/ M_sun）~10.6和11.3的两个大质量致密射电星系TNJ 0205 +2242和TNJ 0121 +1320进行了分析。它们的小射电尺寸（R<= 10 kpc）很可能是年轻的标志。我们将它们的射电性质和气体动力学与高红移的扩展射电星系中的射电性质和气体动力学进行了比较，这显示出强有力的证据，证明了大量气体质量（M 10^9-10 M_sun）的强大喷流驱动外流。我们的分析结合了现有的无线电成像，CO发射线光谱，和静止帧紫外光谱的静止帧光学积分场光谱。[OIII]5007线发射在两个星系中都是紧凑的，并且位于射电瓣所定义的区域内。对于TNJ 0205 +2242，Ly-alpha剖面在喷流半径外显著变窄，表明存在静止晕。TNJ 0121 +1320有两个分量，它们之间的距离约为10 kpc，速度偏移约为300 km s^-1。如果运动是引力运动，这意味着质量更大的射电噪声分量的动力学质量为2 × 10^11 M_sun。动力学质量，分子气体质量测量CO线发射，和无线电光度这两个紧凑的射电星系意味着紧凑的无线电源可能会发展大规模的，充满活力的外流观察到在扩展的射电星系，与潜在的删除显着的部分ISM从宿主星系。在这些源中没有延伸到射电辐射之外的发光发射线气体，这与在扩展射电星系中观察到的时间尺…
2007-08-30 astro-ph
Mid-infrared, spatially-resolved spectroscopy of the nucleus of the Circinus galaxy
Gemini-S上的T-ReCS在8- 13微米的高空间分辨率光谱显示了圆规星系核在亚弧秒尺度上的中红外发射和吸收的惊人变化。圆规座的核心是致密的，被一个巨大的冷硅酸盐尘埃柱所掩盖。向东和向西的弱延伸发射与日冕线区相一致，并且来自于无特征的尘埃颗粒，这些尘埃颗粒可能被日冕发射区的线发射加热。核东侧的扩展发射显示出比西侧更深的硅酸盐吸收，表明沿视线方向存在大量冷物质柱，对应于A（V）25 mag.的额外消光。芳烃的发射带不受这种额外消光的影响，在核和日冕线区域相对较弱，并且比连续尘埃辐射在空间上延伸得更远;它们可能出现在环核恒星形成区。这些数据被解释为围绕核心延伸数十秒差距的倾斜盘状结构，可能与Greenhill等人（2003）从水脉泽观测中发现的内盘有关。
2006-01-17 astro-ph
