X-ray Variability of the Seyfert 1 Markarian 335: Power Spectrum and Time Lags
为了进一步研究活动星系核和黑洞X射线双星的比较，我们研究了Seyfert 1星系Markarian 335的主要X射线光变特性。我们特别强调的X射线的时间滞后，这是一个潜在的重要诊断的物理模型。从100 ksec的观测XMM-牛顿，我们表明，这个源的功率谱是很好地拟合的弯曲幂律模型，和弯曲的时间尺度Tb是精确的预测值的Tb与Hbeta线宽关系的McHardy等人。在不同的能量带的变化显示时间尺度依赖的时间滞后，其中较高的能量带滞后较低的。滞后τ作为光变曲线中的可变性分量的傅立叶频率f的函数在低频下以τ propto 1/f的形式变化，但是在接近功率谱中的弯曲频率的频率处，滞后中存在急剧截止。在黑洞X射线双星系统中也可以看到类似的行为。时间滞后的长度随着能量分离而连续增加，几乎呈对数线性关系。我们表明，只要X射线发射区的能谱向中心硬化，通过吸积流传播的波动可以产生滞后谱。
2008-04-21 astro-ph
Long term optical and X-ray variability of the Seyfert galaxy Markarian 79
我们提出的结果，同时X射线和光学监测的塞弗特1星系Mrk 79在一个超过五年的时间。我们发现，在短到中等的时间尺度（天到几十天）的2-10 keV的X射线和光学u和V带通量显着相关，与零天一致的带之间的延迟。我们表明，这些变化中的大多数可以很好地再现的模型，其中的短期光学变化源于再处理的X射线的光学厚吸积盘。然而，光学光变曲线也显示了数千天的长时间尺度变化，这在X射线光变曲线中不存在。这些光学变化必须起源于一个独立的可变性机制，我们表明，它们可以产生的（几何）薄盘吸积率的变化，以及通过改变后处理分数通过在X射线电晕的位置的变化。
2008-12-03 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
XMM-Newton observation of an unusual iron line in the quasar Markarian 205
XMM-牛顿对低光度、射电宁静类星体Markarian 205的观测揭示了一个独特的铁K发射线轮廓。在显着的对比，广泛的和红移的铁K线常见于ASCA观测的Seyfert 1星系，我们发现，大量的线通量在Mrk 205发生以上的中性线能量为6.4千电子伏。此外，我们发现，铁线发射有两个不同的组成部分，一个狭窄的，未解决的中性线在6.4千电子伏和一个扩大的线中心在6.7千电子伏。我们认为，最有可能的起源的6.7千电子伏线是从X射线反射的表面高度电离的吸积盘，而6.4千电子伏的组件可能产生的中性物质远离黑洞，很可能在假定的分子环面。总的来说，这一观察强调了XMM-牛顿使用铁K线作为AGN最内部区域物质诊断的潜力。
2000-10-24 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 Chandra High Energy Transmission Grating Observation of an X-ray Ionization Cone in Markarian 3
本文对钱德拉X射线天文台上的高能透射光栅光谱仪获得的塞弗特2星系Mkn 3的第一个高分辨率X射线谱进行了初步分析。高能光谱（λ < 4 Ang）主要是活动星系核连续辐射在冷的光学厚介质中的反射，包含来自铁和硅的明亮的K-α荧光线，以及来自硫和镁的微弱的混合线。软X射线发射（4 < lambda < 23 Ang）沿[O III]电离锥在空间上延伸，并显示在温暖的光电离区域产生的复合和光激发后发射的离散签名。测得的铁L线通量表明，碰撞电离等离子体的发射几乎完全可以忽略不计，并没有显着贡献的总能量预算的X射线发射。我们发现，显着的分数的H-和He-类共振线，以及所观察到的铁L线是通过再发射的温暖的吸收介质中观察到的塞弗特1星系。它的X射线光谱性质与在不同方向观察的典型的塞弗特1星系的光谱性质定性一致，并为Mkn 3中存在一个模糊的塞弗特1核提供了进一步令人信服的证据。
2000-09-20 astro-ph
Variable iron-line emission near the black hole of Markarian 766
我们研究了活动星系核Mrk 766附近的电离铁X射线线发射和连续辐射之间的联系。一个新的长（433千）XMM-牛顿观测进行了分析，从2000年和2001年的档案数据。电离线发射的贡献进行测量，其时间变化的短（5-20 ks）的时间尺度与连续发射。电离线通量被发现是高度可变的，并强烈相关的连续通量，证明了起源的电离线发射，是共同定位的连续发射。最有可能的发射是电离反射从吸积盘在几个天文单位。中心黑洞，它的检测标志着第一次这样的起源已被确定以外的拟合谱线轮廓。未来的观测可能能够测量一个时间滞后，从而实现混响映射的活动星系核在X射线能量。
2006-05-04 astro-ph
Radio Continuum Evidence for Outflow and Absorption in the Seyfert 1 Galaxy Markarian 231
VLBA和VLA已被用来对Mrk 231、Seyfert 1星系和本地宇宙中最亮的红外星系的连续射电发射进行成像。最小的尺度揭示了一个双源小于2个百分点的范围。这个中心源的组成部分最低亮度温度为10^9至10^{10} K，光谱转换在2至10 GHz之间，似乎定义了星系核和喷流的内部区域。所述组分可以是自由-自由吸收的或同步加速器自吸收的。在更大的尺度上，这些图像证实了一个先前已知的南北三重源，延伸40 pc，垂直于350 pc的星爆盘延伸。这两个波瓣都显示出在2 GHz附近存在自由-自由吸收的证据，这可能是由于星暴盘最内部密度为1-2 X 10^3 cm^{-3}的电离气体。吸收的气体可能被活跃的原子核或增强的恒星形成的局部区域电离。40-pc三元组的伸长与2-pc源的伸长相差65度。不同尺度上不同的对称轴意味着射电喷流内部有很强的曲率。来自350 pc圆盘的射电连续谱在1.4 GHz以上的光谱指数接近-0.4，并且可能由恒星形成的大规模爆发所激发。在VLA尺度上，不对称和扩散发射延伸超过25 kpc。这种发射具有陡峭的光谱，在某些位置线性偏振超过50%，并共享40-pc三重的对称轴。弥散射电源可能是由缓慢移动的核喷流的能量沉积产生的，可以想象，这也有助于为非核星暴提供能量。
1999-01-14 astro-ph
Heavy and Complex X-ray Absorption Towards the Nucleus of Markarian 6
我们利用ASCA卫星对Markarian 6星系进行了首次X射线谱测量。Markarian 6星系是一个明亮的Seyfert 1.5星系，具有复杂多变的允许谱线、电离锥和显著的射电结构。我们的0.6- 9.5keV谱穿透到这个Seyfert黑洞的核心，揭示了沉重的和复杂的内在X射线吸收。总覆盖和单部分覆盖模型都不能令人满意地拟合所观察到的吸收，并且似乎需要双部分覆盖或部分覆盖加上热吸收。双部分覆盖模型提供了对数据的最佳统计拟合，我们测量到的大柱密度为~（3-20）* 10^{22} cm^{-2}，而与所考虑的特定光谱模型无关。这些X射线柱比基于较长波长的观测所预期的要大一个数量级以上。我们的数据表明，大部分的X射线吸收发生在气体中，具有相对少量的灰尘或气体中，位于宽线区域。X射线吸收体很可能是圆环上方用来校准电离锥的假定“大气层”。我们还检测到一个明显广泛的6.4千电子伏铁K-α线，我们目前的光谱表明，光学发射线在我们的ASCA观察期间的代表性状态。
1998-07-27 astro-ph
Evidence for a multizone warm absorber in the XMM-Newton spectrum of Markarian 304
我们提出了一个XMM牛顿观测Markarian 304，塞弗特1星系在z = 0.066。EPIC数据表明，MKN 304受到电离气体造成的严重（Nh ~10^{23} cm{-2}）遮蔽的影响。两相温吸收器提供了这种气体的充分参数化。这两个组分的电离参数分别为100 ~6 erg/cm ~ 2/s和100 ~90 erg/cm ~ 2/s。观测到的连续光子指数（Gamma ~1.9）是典型的Seyfert 1星系。在0.57 keV和6.4 keV处分别检测到两条显著的发射线。前者很可能是由于电离等离子体（可能是热吸收体本身）产生的类氦氧三重态发射。后者是由于在低电离状态（FeI-XV）的K-壳铁的荧光发射。sigma_{Kα}的线宽上限<0.18 keV，很可能排除了吸积盘内部的起源。有趣的是，这样的线的强度是一致的，在温暖的吸收体本身产生的排放的可能性。然而，来自环面的实质性贡献也是合理的。我们还发现了一个弱的（4%的主要连续）软过剩发射分量。这种过量的存在可以通过热气体的发射/散射或部分覆盖或两者的组合来解释。
2004-04-14 astro-ph
OH megamasers, starburst and AGN activity in Markarian 231
本文介绍了超亮红外星系Markarian 231的OH脉泽和射电连续辐射的MERLIN观测结果。1665-和1667-MHz跃迁的组合速度范围为720 km/s，并显示出类似的位置-速度结构，包括沿420 pc主轴从西北到东南的1.7 km/s/pc梯度，在内部几十pc处更陡。脉泽分布被模拟为一个围绕倾斜约45度的轴旋转的圆环。我们估计封闭的质量密度为320（90）Msun，呈扁平分布，包括中心未分辨的质量</= 8 E +06 Msun。所有的脉泽辐射都投射到射电连续谱亮温>/= 1 E +0.5 K的区域，得到脉泽增益</=2.2。1667：1665 MHz的线比接近LTE比1.8，与辐射泵浦的不饱和脉泽一致。单个微波激射区域的大小在0.25-4个范围内，覆盖因子接近1。与Seyfert 2 Markarian 273这样的星系相比，它没有非常明亮的紧凑脉泽，而Markarian 231的脉泽放大相对温和，这与它被归类为Seyfert 1相一致。在50-500秒差距尺度上，大部分射电连续辐射可能是星爆的起源，但紧凑的峰值是由南北走向的磁场极化的0.4%，类似于这些尺度上的喷流方向。脉泽与连续谱强度之间没有密切的相关性。与其他数据的比较表明，喷流改变方向接近核心，并建议sub-kpc光盘托管脉泽和星暴活动是严重翘曲。
2005-09-13 astro-ph
Super-solar N/C in the NLS1 Galaxy Markarian 1044
与活动星系核（AGN）相比，窄线塞弗特1型（NLS 1）具有许多极端的性质。特别是，以前的发射线研究表明，NLS 1 s与亮度相当的宽线活动星系核相比，异常富含金属。我们提出了低和中等分辨率的光谱观测NLS 1 Markarian 1044与哈勃空间望远镜成像光谱仪（STIS）。我们确定了两个蓝移的内在吸收系统在-1145和-295公里/秒相对于星系的系统速度。使用一个简单的光电离模型的吸收气体，我们发现，最强和最好的测量的吸收系统的N/C约6.96倍的太阳值。我们还报告了三个新的Ly-alpha森林线的发现，中性氢柱密度日志大于12.77的日志。这个数字与Mrk 1044源红移的路径长度预期的2.6一致。
2004-06-01 astro-ph
An RXTE Observation of the Seyfert 1 Galaxy MCG-6-30-15 : X-ray Reflection and the Iron Abundance
本文报道了用Rossi X射线定时探测器对明亮的塞弗特1星系MCG-6 - 30 -15进行的50 k S观测。数据清楚地显示了宽的荧光铁线（等效宽度~ 250 eV），以及更高能量下的康普顿反射连续谱。通过比较铁谱线和反射连续谱，我们可以确定吸积盘中的反射率和元素丰度。时间研究提供的证据表明，光谱的变化是由于反射量的变化和主要X射线源本身的属性。
1998-05-14 astro-ph
ASCA Observation of an X-Ray-Luminous Active Nucleus in Markarian 231
我们获得了一个中等长（100千秒）ASCA观察的Seyfert 1星系Markarian 231，最明亮的本地超亮红外星系（ULIRG）人口。在最佳拟合模型中，我们不能直接看到X射线源;光谱由散射的幂律分量和反射分量组成，这两个分量都被N_H \approx 3 X 10^（22）/cm ^2柱吸收了。大约3/4的观测到的硬X射线来自散射分量，减少了铁K α线的等效宽度。1-10 keV X射线光度与辐射热光度之比L_x/L_bol \sim 2%，是辐射热光度相当的Sy 1星系和射电宁静类星体的典型特征，表明辐射热光度主要由活动星系核控制。我们对X射线光度的估计也使Mrk 231的移动与活动星系核具有极强Fe II发射的相关性一致。第二个源分离约2弧分也清楚地检测到，并贡献约25%的总通量。
2000-10-06 astro-ph
Variability of the iron K-emission line in the Seyfert 1 galaxy NGC 3516
我们提出了强有力的证据，铁K $α$发射线在塞弗特1星系，NGC 3516的通量的变化。两次ASCA观测（相隔$\sim 1$ ~yr）显示连续通量明显减少了$\sim 60$ ~ %，在这段时间内，宽铁K $α$线的通量减少了相同的因子，但没有证据表明线剖面发生了变化。在$>99$ ~ %的置信度下，线的变异性是显著的，并排除了在距离细胞核$>1$ ~pc的分子环中产生线的模型。一个吸积盘的可能性要大得多。
1996-08-26 astro-ph
The variable XMM-Newton spectrum of Markarian 766
XMM-牛顿天文台对窄线塞弗特1星系Markarian 766进行了60 ks的观测。源显示了复杂的X射线光谱。2-10 keV的光谱可以充分地由幂律和宽Fe Ka发射来表示。在0.7和2千电子伏之间的光谱是硬的，并表现出相对于外推的中等能量斜率的通量赤字。然而，低于0.7 keV时，存在强烈的过量发射。RGS光谱显示在0.7千电子伏的边缘状功能，这个功能的能量是不一致的预期OVII边缘从温暖的吸收。Markarian 766在EPIC和RGS仪器中的总计数率在几千秒的时间尺度上变化约2倍，而OM在紫外线中没有观察到显著的通量变化。X射线的变化是光谱依赖的最大幅度的变化发生在0.4-2 keV带。光谱的变化可以解释为通量和斜率的变化，中等能量的连续发射，叠加在一个较小的可变（或恒定）的低能量发射组件。
2000-11-13 astro-ph
IMAGING SPECTROPHOTOMETRY OF MARKARIAN 573
本文给出了Seyfert~2星系Markarian 573在亚角秒视宁度条件下的窄带发射线和连续谱图像。[ \oi ]、[ \oii ]、[\oiii ]、[\sii ]和\halpha +[ \nii ]发射谱线中的图像用于测量围绕活性核的扩展发射区中的结构和激发。双锥区域包含多种复杂的特征，包括活动核的$\sim 2\arcsec$内的两个弧形结构，它们似乎与扩展的射电连续辐射有关，因为射电瓣恰好位于发射线弧的质心内。这些弧可能是由ISM和来自活动核的射电等离子体之间的相互作用引起的。另外两条发射线的特征是$\sim3-4\arcsec$位于星系核的两侧，并且看起来几乎垂直于内部射电和光学结构的对称轴被拉长。多重发射线成分的存在可能是射电等离子体从活动核中阵发性喷射的证据。
1995-06-03 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
On the inability of Comptonization to produce the broad X-ray iron lines observed in Seyfert nuclei
最近有人提出，康普顿下散射可能会导致在塞弗特1星系的X射线谱中看到的宽铁线。这对标准模型提出了挑战，在标准模型中，这些线来自黑洞吸积盘的最内部区域，多普勒频移和引力红移导致线轮廓变宽。在这里，我们应用观测约束的康普顿下散射模型MCG-6-30-15和NGC 3516，两个最好的情况下，迄今为止的塞弗特星系与相对论宽线。我们发现，在MCG-6-30-15中的连续源所需的约束模型违反了黑体极限。在NGC 3516的情况下，只有非常小的参数空间区域与约束兼容。因此，我们得出结论，康普顿化模型是不是一个可行的，在这两个对象中看到的广泛的线。吸积盘模型仍然是这些数据的最佳解释。
2000-01-21 astro-ph
BeppoSAX observations of Narrow-Line Seyfert 1 galaxies: II. Ionized iron features in Arakelian 564
介绍了BeppoSAX对明亮的窄线塞弗特1星系Ark 564的观测，以及在拉西拉1.5米望远镜上拍摄的高质量光谱。0.1-10 keV的X射线光谱的特征在于由强的软分量，这是最好的描述与约160 eV的温度的类黑体发射。在较高的能量下，存在陡峭的（Gamma = 2.4）幂律尾部。有证据表明，一个电离的反射器的形式，一个铁的线和边缘。我们没有发现软X射线功能的显着证据，如果光谱建模与两个组件的连续。光学和X射线光谱特性支持了低质量黑洞的高吸积率假说。
2000-10-24 astro-ph
The iron K feature in Narrow Line Seyfert 1's: evidence for a P Cygni profile?
窄线塞弗特1星系通常在爱丁顿极限的高分数处吸积。它们可以显示复杂的X射线光谱，在2 keV以下有强烈的“软过剩”，在~7 keV时急剧下降。有强有力的证据将软过剩与黑洞附近的相对论性部分电离物质的反射或吸收联系起来。反射模型也可以同时产生7 keV的功能，从荧光铁Ka线发射的光盘。在这里，我们表明，吸收也可以产生一个尖锐的功能，在7千电子伏的天鹅座P的配置文件，其结果从吸收/散射/发射的He和H-类铁Ka共振线在风中。我们证明了这一点明确的铁功能，从1H 0707-495的XMM-牛顿数据中看到的天鹅座P配置文件。产生该特征所需的柱和电离可能大于产生软过量所需的柱和电离。尽管如此，吸收材料仍然可以是具有分层电离的单一结构，例如由电离不稳定性产生的分层电离。
2006-10-03 astro-ph
Super-solar Metallicity in the NLS1 Galaxy Markarian 1044
在类星体和活动星系核中，由于观测到的谱线很少，而且电离修正未知，所以很难确定各种元素的体金属丰度和丰度混合。大多数活动星系核丰度的研究都假设N/C比例是金属丰度（氮是金属丰度的平方），因此可以作为金属丰度的指标。利用远紫外光谱探测器（FUSE）的O-VI柱密度测量以及哈勃太空望远镜（HST）的C-IV、N-V和H-I观测，对窄线Seyfert 1（NLS 1）星系Markarian 1044的金属丰度进行了精确测定.在吸收线研究中，我们发现Mrk 1044的环核气体的金属丰度至少是太阳的5倍。这与NLS 1具有高金属丰度的预期一致，类似于在高红移类星体中发现的金属丰度。更令人惊讶的是，我们发现吸收材料需要接近太阳的混合物。换句话说，N/C与太阳比一致，而不与金属丰度成比例。这表明，化学富集的情况下，这个对象，也许对AGN一般，可能是不同的传统模型的银河系金属富集，至少在高金属度制度。
2005-04-06 astro-ph
Probing the Complex and Variable X-ray Absorption of Markarian 6 with XMM-Newton
本文报道了用XMM-Newton上的EPIC仪器对Seyfert 1.5星系Mrk 6进行的X射线观测。BeppoSAX PDS 18-120 keV的存档数据也被用来约束基本的硬幂律连续体。从我们的光谱分析的结果一般有利于双部分覆盖模型，虽然其他光谱模型，如吸收的部分电离和中性气体的混合物不能被坚决排除。我们的最佳拟合模型由光子指数为1.81+/-0.20的幂律和高达10^{23} cm**-2的大柱密度的部分覆盖组成。我们还在6.45+/-0.04 keV处检测到与Fe Ka荧光一致的窄发射线，其等效宽度为~93+/-25 eV。对XMM-牛顿、ASCA和BeppoSAX数据的联合分析进一步提供了观测探测的~4年期间光谱变化（吸收柱变化的~2倍）和经吸收校正的通量变化（~60%）的证据。
2003-04-01 astro-ph
Evidence of Rapid Optical Variability In Selected Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies
我们提出的第一个搜索的快速光学变化的存在下，在一个样本的5个窄线塞弗特1星系的结果。我们发现了IRAS 13224-3809快速变化的明确证据，其变化发生在一小时的时间尺度上。然而，对于我们样本中的其他四个来源，Markarian 766，PG 1244+026，PG 1404+226和Arakelian 564，结果不太确定。虽然有几个例子，在这些后面的对象，其中有一个暗示，可能存在的变化，红外光谱13224-3809提供了唯一的决定性证据，快速光学变化检测到的日期。
2000-05-08 astro-ph
Physical Conditions in the Narrow-Line Region of Markarian 3. I. Observational Results
利用哈勃空间望远镜/空间望远镜成像光谱仪（HST/STIS）1150 ~ 10300 A的长缝低分辨率光谱，研究了Seyfert 2星系Markarian 3的窄线区（NLR）的物理条件。我们发现，从HeII 1640/4686线比和巴尔末减量，在马卡良3沿视线的NLR的消光最好的特点是由大麦云（LMC）型消光曲线。我们观察到一个消光梯度增加，从西到东沿STIS狭缝线和连续发射。我们从这个梯度推断，主星系盘是倾斜的观察者在东方：视线到东部的发射线锥相交更多的尘埃在平面上的星系比西锥。我们的模型所观察到的连续体的组合红宿主星系光从一个老的恒星星族，红H+和He++复合连续，和较少的红散射光从中央引擎与光谱指数α =1（L（nu）正比于nu^（-α））。在0.1 × 1.8平方弧秒的孔径下，在8125 A处，宿主星系与散射光的比率估计为3：1。我们估计散射到我们视线中的固有非电离紫外连续谱的量为0.04%。这与我们对宽CIV 1548、1551发射的散射分数的估计一致。
2004-09-20 astro-ph
A prominent relativistic iron line in the Seyfert 1 MCG-02-14-009
我报告发现一个突出的广泛和不对称的功能，在6.4 keV附近的塞弗特1 MCG-02-14-009（z=0.028）与XMM牛顿/EPIC。目前的短X射线观察结果（PN净暴露时间约5 ks）是MCG-02-14-009的首次超过2 keV的观察结果。这个特征可以用围绕史瓦西（非旋转）或克尔（旋转）黑洞的相对论性铁线来解释。如果该特征是史瓦西黑洞周围的相对论性铁线，则线能量为6.51（+0.21，-0.12）keV，等效宽度为631（+259，-243）eV，吸积盘的倾斜角应小于43度。相对论模糊的光电离盘模型在0.2- 12 keV的宽频带能量范围内给出了很好的光谱拟合。光谱以反射为主，这表明MCG-02-14-009中的主要光源非常靠近黑洞，引力光弯曲效应在此非常重要（约3-4 Rg），并且黑洞可能快速旋转。
2005-11-14 astro-ph
MERLIN imaging of the maser flare in Markarian 348
MERLIN在22 GHz的Mrk 348图像显示水脉泽发射在0.02 - 0.11 Jy，在大约0.8 pc的核。这是第一次直接证实分子物质存在于Seyfert 2核附近。Mrk 348在2000年5月被观测到，比Falcke等人（2000）首次在单碟光谱中发现脉泽早了一个月。脉泽峰值通量密度增加了约三倍。微波激射区的半径小于0.6pc。从地核发出的射电连续辐射的通量密度在近两年来一直在上升。脉泽-核心分离几乎不能分辨，但在3 σ显著性水平上，它们沿视线不重合。脉泽位于北射电波瓣的方向，可能是由速度接近c的喷流冲击物质而产生的。射电连续谱的增加和脉泽耀斑之间的相关性被解释为产生高水平的核活动，通过一个共同的激发机制，虽然直接脉泽放大的核心跟踪开普勒光盘的脉泽没有完全排除。
2001-07-03 astro-ph
X-ray reprocessing in Seyfert Galaxies: simultaneous XMM-Newton/BeppoSAX observations
我们选择了一个样本的8个明亮的unobscured（至少在铁线能量）塞弗特Galerkin同时观察到的XMM牛顿和BeppoSAX，利用这两个任务的互补特性。我们的主要分析结果可以概括如下：窄中性铁线被证实是Seyfert谱中普遍存在的成分;没有一个被分析的源明确地显示出宽相对论铁线;我们样品的所有源都是由铁线组成的。（只有一个例外）显示存在康普顿反射成分;在某些来源中观察到离子化铁的发射线;在两个源中检测到5-6 keV附近的特殊弱特征（可能由吸积盘上的旋转斑点引起）。从这些结果中出现的情况强烈需要一些修正的经典模型的后处理从吸积盘。至于远离黑洞的物质，我们的结果代表了统一模型的积极测试，表明在（几乎）所有的来源中存在环面，即使没有被遮蔽。
2004-04-15 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
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
On broad iron K-alpha lines in Seyfert 1 galaxies
Tanaka等人从对活动星系MCG $-6-30-15$的长期观测中获得的X射线谱显示出一条宽的铁K $α$线偏向低能。对这条线的形状最简单的解释是，它是由于大质量黑洞周围圆盘内部的多普勒和引力红移造成的。在对其他几个活跃星系的较短观测中，也可以看到类似的宽线。在本文中，我们研究了其他的线加宽和偏斜机制，如冷气体中的康普顿化和外流的多普勒频移。我们还将复杂的光谱模型拟合到MCG $-6-30-15$的数据中，以观察是否可以通过其他吸收或发射特征很好地模拟宽斜线。没有找到满意的机制或光谱模型，从而加强了相对论盘线模型。
1995-07-15 astro-ph
XMM-Newton observation of the Seyfert 1.8 ESO 113-G010: discovery of a highly redshifted iron line at 5.4 keV
我们提出了一个光谱分析的Seyfert 1.8 ESO 113-G 010观察与XMM-牛顿为4 ks。该光谱显示出低于0.7 keV的软过剩，更有趣的是，在5.4 keV（在其静止坐标系中）处有一条窄的发射高斯线，最有可能来自红移的铁K α线。在6.4 keV或以上没有发现明显的线，与其他显示红移线的物体相反，排除了强烈的蓝翼线轮廓。通过执行蒙特卡罗模拟，在99%置信度下检测到该线，该模拟充分考虑了可能发生窄铁谱线的能量范围。谱线的能量可能表明相对论性（0.17 - 0.23 c）喷射物质远离观测者的发射，正如Turner等人（2004）对Mrk 766提出的那样。另外，在吸积盘表面的一个狭窄的环的发射是不可能的，因为解释这个中间塞弗特星系中的狭窄的红移线所需的倾角非常小（即小于10度）。然而，来自盘上一个小的局部热点的辐射，发生在一个完整盘轨道的一小部分，也可以解释红移线。这种情况可以在更长的观测中直接测试，因为人们会在轨道时间尺度内看到谱线的能量和强度的显着变化。
2004-07-23 astro-ph
The Contribution of the Obscuring Torus to the X--Ray Spectrum of Seyfert Galaxies: A Test for the Unification Model
在流行的统一方案中，假设在塞弗特星系核周围存在一个模糊的环面，可以强烈地改变1型和2型塞弗特星系的X射线谱。我们发现，如果环面是康普顿厚，它可以散射在小角度的核辐射的一个显着的部分，并有助于连续的塞弗特1星系以上$\sim$ 10 keV，并在6.4 keV的荧光铁线。在大倾角和大的环面柱密度，光谱衰减的光吸收和康普顿散射，而铁的荧光线产生的环面可以有大的等效宽度。即使在被圆环外的温暖物质散射的连续谱稀释后，这条铁谱线也足以解释NGC 1068光谱中的“冷”成分。我们强调，复杂的模式预测的变化可以是一个强大的工具，用于约束模型的参数，如柱密度的环面，其倾斜度和温暖的散射材料的量。
1994-01-24 astro-ph
Spectral Variability and iron line emission in the ASCA Observations of the Seyfert 1 Galaxy NGC4051
本文介绍了对Seyfert 1星系NGC 4051的“ASCA”AO 2观测结果的广泛分析。靶点在时间尺度$\sim 10^4 s$上表现出由因子$\sim 8$引起的宽带[0.5- 10 keV]变异性，具有典型的倍增时间$\sim 500 s$。该光谱的特征在于在能量$E \le 1 keV$处超过外推幂律的强发射过剩。在$E \sim 0.93 keV$处检测到由于电离氧物种OVII和OVIII引起的吸收边缘以及类似发射的特征。OVII边缘在低至$\sim 10^4 s$的时间尺度上经历显著变化，而没有检测到OVIII特征的当代变化。典型的可变性时间尺度对吸收物质的位置和密度施加限制。在自洽假设的高能量（$E \ge 2.3 keV$）的幂律反映了一个无限的平面平行的冷板，光子指数变化（$ΔΓ= 0.4$）也被观察到，一个自然的解释可以在非热康普顿化模型的框架。铁谱线是红移的（质心能量$E \sim 6.1 keV$）和宽谱线（$σ> 0.2 keV$）;多组分结构暗示着相对论吸积盘的发射;然而，如果盘没有电离，则需要分子环面的贡献或铁的丰度超过$\sim 1.5$。
1996-10-23 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
Compton reflection and iron fluorescence in BeppoSAX observations of Seyfert type 1 galaxies
用BeppoSAX观测到的9个明亮的Seyfert 1和NELG型星系的样本进行了分析，以评估在真正宽带基础上（0.1-200千电子伏）的康普顿反射和来自环核气体的铁线荧光的光谱贡献的问题。直接连续统采用的经验描述是常用的指数截止的幂律。对理论预测的最直接检验，即线的等效宽度W α和相对于直接连续谱的反射强度R彼此密切相关，给出了一个基本上肯定的结果，即它们的平均比率非常接近于预期，并且似乎暗示只有适度的铁丰度分布。R与幂律斜率Gamma之间存在陡峭的相关性，这一点尚未得到证实。一个薄弱的证据发现，存在一个非常浅的趋势，增加平均伽马不能完全排除在R和W阿尔法，但需要用更大的样本进行测试。指数截止的能量Ef跨越从约80到大于300 keV的范围。发现了一种可能的相关性，Ef随Gamma平均增加：如果忽略，例如通过在样本研究中将Ef保持在固定值，则可能导致R和Gamma之间的相关性人为变陡。
2002-05-03 astro-ph
Variable Iron K-alpha Lines in Seyfert 1 Galaxies
我们发现，铁K-α线的变化是常见的塞弗特1星系。使用ASCA档案中的数据，在任务期间观察了不止一次的物体，我们研究了来自单个观测的时间平均光谱，从而探测了从几天到几年的时间尺度上的变化。由于数据的统计数据不保证搜索线的变化方面的一个复杂的物理模型，我们使用一个简单的高斯模型的总形状的线，然后使用质心能量，强度和等效宽度作为强大的指标的变化线轮廓。我们发现，约70%的Seyfert 1s（10/15）在这些参数中至少有一个显示出变化：质心能量，强度和等效宽度分别在6，4和8个源中变化。由于S/N低、采样和时间平均有限，我们认为这些结果代表变异发生率的下限。在大多数情况下，线的变化似乎并不跟踪连续体的变化。特别是，我们没有发现NGC 4151的谱线强度变化的证据，这表明它起源于一个比假定的吸积盘更大的区域，而大多数的铁谱线被认为起源于这个区域。mkn 279是在短时间尺度上进行研究的。在星系静止坐标系中，时间平均的有效线能量为6.5 keV。当连续谱通量在几小时内增加20%时，Fe K线的有效线能量增加了0.22 keV（~10，500 km s ^-1）。ASCA和Rosat校准影响同时光谱拟合的问题在附录中讨论。
2000-08-31 astro-ph
Chandra Detection of Local Warm-Hot Gas Toward Markarian 279
我们报道了Chandra探测到的OVII Kα吸收在z=0的z=0.03的Seyfert 1星系Mkn 279的方向。高速云复合体C位于这条视线上，HI 21-cm发射和OVI 1032吸收都以相对于当地静止标准的约-150 km/s的速度观测到。我们提出了一种改进的方法，用于放置限制的多普勒参数和列密度的介质时，只有一个未解决的线可以测量，这种方法被应用到OVII吸收在这里看到的，表明OVII多普勒参数是不一致的任何低速（银河系厚盘）或高速OVI（OVI_HV）组件。OVII与OVI_HV的直接关联被产生所观察到的OVI_HV/OVII比率所需的高温以及OVII和OVI_HV线之间的显著速度差进一步排除。如果OVII吸收与非常宽的、未检测到的OVI组分相关，则吸收必须主要通过非热过程加宽。OVII吸收的大速度色散和可能的轻微红移（以及对吸收体温度和密度的限制）可能表明局部星系际介质的起源，尽管不能排除来自热的低密度银河日冕的吸收。
2006-03-08 astro-ph
An XMM-Newton survey of broad iron lines in Seyfert galaxies
我们提出了一个分析的样品的37个观测的26个塞弗特星系的XMM-牛顿，以表征其铁K发射的X射线光谱。所有物体都显示出在6-7 keV波段的铁线发射的证据。一个狭窄的核心在6.4千电子伏的光谱中几乎普遍看到，我们使用中性康普顿反射组件，假设这是与遥远的，光学厚的材料，如分子环面模型。一旦考虑到这一点，以及视线中电离气体区域的吸收，不到一半的样本观测结果显示出可接受的拟合。大约2/3的样品显示出铁K带中进一步加宽发射的证据。当用高斯模型建模时，推断出的能量接近中性铁的预期能量，有轻微的红移，平均速度宽度约为0.1 c。平均参数与以前ASCA的结果是一致的，并支持的想法，广泛的组件可以与吸积盘。在得出这一结论之前，我们测试了一个替代模型，该模型包括3-4条狭窄的未移动发射线（包括6.4 keV核心），以及视线中的1-2个高度电离气体区。大约1/3的物体不能用这个模型充分拟合，一般来说，用相对论盘线模型得到更好的拟合，它具有更少的自由参数。尽管如此，我们发现，电离气体的吸收影响的光谱在2.5千电子伏以上的大约一半的样品。有证据表明，至少有3个物体存在多个电离区，但在所有这些情况下，除了复杂的吸收外，还需要一个模糊的反射体。（截短）
2007-08-09 astro-ph
Markarian 421's Unusual Satellite Galaxy
我们目前的哈勃太空望远镜（HST）的图像和测光的活动星系Markarian 421和它的同伴星系14角秒的ENE。HST的图像表明，伴星是一个形态学上的螺旋，而不是像以前的地面成像所得出的椭圆形。伴星有一个明亮致密的核心，在HST图像中看起来无法分辨。这暗示着塞弗特活动，或者可能是一个高度发光的致密星团。我们还报告了高动态范围的长缝光谱的结果与放置的狭缝延伸横跨星系和核。我们在伴核中没有检测到发射线，尽管有最近恒星形成的证据。从两个星系中可见的吸收线得出的速度表明，这两个系统可能是潮汐束缚的，因此在物理上非常接近。利用测得的相对速度，我们推导出MKN 421在伴星轨道（R \sim 10 kpc）内的质量下限为5.9 \times 10 ^{11}太阳质量，质光比>= 17。我们的光谱还首次显示了来自MKN 421核的H α和[NII]发射线的存在，提供了在经典BL Lac天体以前没有特征的光谱中出现新的发射特征的另一个例子。我们看到了宽谱线和窄谱线的辐射，在宽谱线上有几千km/s ^{-1}的速度色散。
2000-01-05 astro-ph
An extreme, blueshifted iron line profile in the Narrow Line Seyfert 1 PG 1402+261; an edge-on accretion disk or highly ionized absorption?
本文报道了射电宁静窄线Seyfert 1 PG 1402+261的短XMM-牛顿观测。PG 1402+261的EPIC X射线光谱显示在静止帧中6-9 keV之间的计数强烈过量。这个功能可以模拟一个异常强大的（等效宽度2千电子伏）和非常广泛的（FWHM速度为110000公里/秒）铁K壳层发射线。在7.3 keV处的线质心能量相对于铁的K α发射带在6.4-6.97 keV之间出现蓝移，而在类星体静止框架中，线的蓝翼延伸到9 keV。线的轮廓可以通过内吸积盘的反射来拟合，但是需要大于60度的倾角来模拟线的极端蓝翼。此外，线的极端强度需要一个几何形状，由此来自PG 1402+261的高于2keV的硬X射线发射由来自盘的纯反射分量主导，而很少或没有直接的硬幂律被观察到。或者，如果柱密度足够高（NH> 3 x 10^23 cm^-2），并且物质被电离到足以在9 keV处产生深（τ ~1）的铁K壳层吸收边，则2 keV以上的光谱可以用电离吸收体来解释。这种吸收体可能起源于一个大的柱密度，高速流出，也许类似于那些似乎是在其他几个高吸积率活动星系核中观察到的。需要进一步的观测，特别是在更高的光谱分辨率下，以区分吸积盘反射或外流的情况。
2004-08-23 astro-ph
The Kinematics and Physical Conditions pf the Ionized Gas in Markarian 509. II. STIS Echelle Observations
本文利用哈勃空间望远镜上的空间望远镜成像光谱仪的中分辨率（λ/Δ-λ ~ 40，000）中阶梯光栅对发光的Seyfert 1星系Mrk 509的紫外吸收线进行了观测。这些光谱揭示了在Ly-alpha、C IV和N V中存在八个运动学吸收分量，径向速度分别为-422、-328、-259、-62、-22、+34、+124和+210 km s^-1，发射线红移z = 0.03440，其中七个是在早期的远紫外光谱探测器（FUSE）光谱中检测到的。在-22 km s^-1处的分量也显示出Si IV的吸收。Si IV线的覆盖因子和速度宽度低于该组分的较高电离线的覆盖因子和速度宽度，这证明在该速度下存在两个独立的吸收体。我们已经计算了光电离模型，以匹配这些组件中的每一个的UV柱密度。使用预测的O VI柱密度，我们能够匹配在FUSE光谱中观察到的O VI曲线。根据我们的研究结果，没有一种紫外线吸收剂可以产生钱德拉同步观测中看到的X射线吸收;因此，在紫外线吸收剂所覆盖的径向速度范围内，必须有更多的高度电离的气体。
2002-08-27 astro-ph
Suzaku Observations of Iron Lines and Reflection in AGN
回顾了作为朱雀保证时间计划的一部分观测到的几个活动星系核中的铁K壳线和反射分量的初步结果。本文讨论了朱雀星迄今为止观测到的一个小样本康普顿薄塞弗茨，即MCG-5 - 23 -16，MCG-6 - 30 -15，NGC 4051，NGC 3516，NGC 2110，3C 120和NGC 2992。宽铁K $α$发射线似乎存在于所有这些塞弗特星系，但其中一个，而来自遥远物质的线的窄核心是无处不在的所有观测。MCG-6 - 30 -15中的铁线显示了所有天体中最极端的相对论性模糊，线的红翼要求内吸积盘向内延伸到黑洞的2.2Rg以内，与XMM-牛顿观测一致。在许多这些塞弗特星系中观察到超过10千电子伏的强过量辐射，这与康普顿厚度物质（例如吸积盘）再处理的反射成分的存在相一致。只有一个塞弗特星系（NGC 2110）既没有宽的铁线，也没有反射成分。本文还讨论了MCG-6 - 30 -15、MCG-5 - 23 -16和NGC 4051的光谱变异性。在所有3种情况下，当源较暗时，光谱显得较硬，而铁谱线或反射分量随源通量的变化很小。这与一个简单的双组分光谱模型相一致，其中可变发射是主要的幂律，而铁谱线和反射分量保持相对恒定。
2006-10-13 astro-ph
XMM-Newton observation of the bright Seyfert 1 galaxy, MCG+8-11-11
本文报道了对明亮的塞弗特1星系MCG+8-11-11的XMM-牛顿观测。分析了EPIC/p-n相机、反射光栅光谱仪（RGS）和光学监测器（OM）的数据。p-n光谱很好地符合幂律，光谱上无法分辨的Fe K α线，康普顿反射分量（当与铁线等效宽度相比时，其大值表明铁丰度不足），以及温暖物质的吸收。吸收线在RGS光谱中很明显，但它们的识别是不确定的，需要很大的物质速度。OM测量的紫外线通量远高于X射线光谱的外推值，表明存在紫外线凸起。
2005-09-01 astro-ph
Suzaku observations of Markarian 335: evidence for a distributed reflector
本文报道了窄线塞弗特1星系Mrk 335的净曝光量为151 ks的朱雀观测。0.5-40 keV的光谱包含宽Fe线、低于约2 keV的强软过剩和在20-30 keV附近的康普顿峰。我们发现，由幂律和两个反射器组成的模型提供了对时间平均光谱的最佳拟合。在这个模型中，电离的、严重模糊的内反射层产生了大部分的软过剩，而几乎中性的外反射层（在~40 r_g外）产生了大部分的Fe线发射。观测的光谱变异性的特征在于在非常低的计数率下的光谱硬化。在我们的幂律+双反射器模型中，似乎这种硬化主要是由幂律的旋转引起的。整个观测的均方根光谱具有活动星系核中常见的弯曲形状，尽管当考虑光变曲线中不包含任何深倾角的间隔时，形状明显更平坦。我们还研究了以前的133 KS XMM-牛顿观测Mrk 335。我们发现，XMM-牛顿谱可以与朱雀数据类似的双反射器模型拟合，我们确认观测的均方根谱是平坦的。平坦的均方根光谱，以及来自朱雀PIN探测器的高能数据，不利于Mrk 335中软过量的吸收起源。
2007-12-12 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 observations of the Seyfert galaxy NGC 5506: evidence for reflection from disk and torus
本文报道了用Rossi X射线定时探测器对窄线塞弗特星系NGC 5506的观测结果。观测涵盖了约1000天的时间间隔，在此期间，源显示出强通量和光谱变化。该光谱清楚地显示了在6.4 keV处的铁荧光发射和显著的反射特征。在低通量状态下，铁谱线的等效宽度和反射连续谱的相对强度都较高。反射特征的可变性可以通过两个反射分量的存在来解释：一个是对初级连续体的通量变化迅速响应的分量，另一个是来自远处反射器（例如分子环面）的缓慢可变的分量。
2000-08-15 astro-ph
The Kinematics and Physical Conditions of the Ionized Gas in Markarian 509. I. Chandra High-Energy Grating Spectroscopy
我们用Chandra/HETG、HST/STIS和RXTE同时观测了Seyfert 1星系Mrk 509。我们测量了类氦氖和镁，以及类氢氮，氧和氖的强吸收线。除了Ne Lya和Ne IX（r）之外，这些线都没有得到解决。吸收线轮廓相对于Mrk 509的系统速度蓝移了约200 km/s，并且在系统附近有另一个分量的暗示。软X射线光谱可以用一个简单的单区光电离吸收体来描述，其柱密度为2.06（+0.39，-0.45）× 10^21 cm^-2，电离参数为log{xi} = 1.76（+0.13，-0.14）（或log{U}=0.27）。另一方面，紫外线数据可以很容易地检测到八个运动学分量，覆盖与X射线吸收剖面大致相同的速度。尽管X射线和UV吸收剂共享相同的速度空间，但UV吸收剂具有小得多的柱密度和电离状态。我们表明，模型的X射线数据不预测显着的紫外吸收，因此与紫外数据是一致的。UV吸收剂可以嵌入X射线吸收剂中，作为多相介质。最后，我们没有检测到任何软X射线发射线。
2002-08-29 astro-ph
The effects of relativistic bulk motion of X-ray flares in the corona on the iron Kalpha line in Seyfert 1 galaxies
利用完全相对论计算方法研究了克尔黑洞周围未截断冷盘中X射线耀斑的体运动对铁K α线的形状和等效宽度的影响。耀斑位于一个冷的吸积盘的上方--要么在旋转轴上，要么在旋转轴外。对于轴上或离轴耀斑，向上/向外的整体运动导致铁K α线宽的减小。对于具有低倾角（θ_o \simlt 30 °）的远距离观察者，较大的向上/向外的整体速度减少了红色机翼的延伸，而蓝色“边缘”的位置几乎没有变化。相反，观察者在大倾角（例如，θ_o= 60度）下观察到的是一个非线性的可以看到红色机翼和蓝色“边缘”都随整体速度变化。铁K α线的等效宽度随耀斑整体速度的增加而迅速减小。然而，在某些天体（如IC 4329 A和NGC 4593）中观测到的“较窄”的谱线轮廓很难用具有适当等效宽度的流出磁耀斑模型产生，除非X射线发射集中在半径为几十r_g=GM/c^2或更大的外部区域。一个重要的结果是，铁K α线强度被发现是恒定的，即使连续通量变化显着，这是真实的流出磁耀斑具有不同的体速度，但类似的内禀光度时，靠近中央黑洞。我们发现，位于内区（r \simlt 15 r_g）的外流低高度耀斑的整体速度波动可以解释MCG-6-30-15和NGC 5548中所描述的恒定的铁K α线和显著的连续变化。（节录）
2001-09-20 astro-ph
BeppoSAX observations of Narrow-Line Seyfert 1 galaxies:I. Ton S 180
我们报告的第一个光谱高达10千电子伏的明亮的窄线塞弗特1星系吨S 180，获得的成像仪器板载BeppoSAX。这是在BeppoSAX核心计划的十几个窄线塞弗特1星系样本中观察到的第一个源。我们还介绍和讨论了在BeppoSAX观测前两个月在拉西拉1.5米望远镜上拍摄的高质量光谱。X射线光谱显示出高于约2keV的明显硬化，其中伽马= 2.3的幂律加上铁线提供了对数据的良好描述。这个斜率明显比典型的Seyfert 1和类星体的斜率要陡。最佳拟合线能量暗示高度电离的铁，这将支持高吸积速率是表征窄线Seyfert 1现象的基本参数之一的想法。
1997-12-15 astro-ph
Spallation of Iron in Black Hole Accretion Flows
在银河系局域星际介质中，宇宙射线、磁场和辐射之间近似能量均分。如果这在活动星系核的中心区域，特别是塞弗特星系，那么Fe的非对称核散射发生，导致增强的丰度的sub-Fe元素Ti，V，Cr和Mn。这些元素在6.4 keV Fe-K $α$线以下的能量处产生一簇X射线荧光线。我们认为，用ASCA观测到的各种Seyfert活动星系核Fe线上的红翼是由于这些元素的未分辨线发射造成的。未来使用更灵敏的X射线仪器进行观测，应该可以分辨出这些谱线。估计的伽马射线发射从核去激和中性π介子生产的计算和发现是低于任何目前的仪器的灵敏度。然而，非常明亮的附近的塞弗特显示铁线与红色的翅膀将有$>100$兆电子伏的连续辐射检测未来的仪器，如玻璃。
1996-10-11 astro-ph
ASCA observations of Seyfert 1 galaxies: II. Relativistic Iron K-alpha emission
我们提出的证据表明，在活动星系核的中心区域广泛的相对论效应。在\asca观测到的18个Seyfert 1星系中，有14个观测到了铁K $α$线，其平均宽度为$σ_{\rm Kα}=0.43\pm 0.12$ ~keV，半峰全宽为$\sim 50,000$ ~km s $^{-1}$。然而，许多线轮廓是不对称的。强烈的红翼表明靠近中心黑洞的引力红移，吸积盘模型提供了对数据的极好描述。谱线的峰值能量为6.4keV，表明它是由近中性物质的荧光引起的。我们的拟合结果表明，这些塞弗特1星系的盘倾角较低，平均为30°，与方向相关的统一方案一致。震源与震源之间的线剖面的差异意味着几何形状的微小变化，这不能仅仅用倾角来解释。在大多数情况下，我们要求线发射产生于一定的半径范围。虽然不排除来自盘以外的区域对发射的小贡献，但它通常不是必需的，并且对我们关于盘线的结论几乎没有影响。我们的数据同样适合旋转（克尔）和非旋转（史瓦西）黑洞模型。我们发现一个平均光谱指数在3-10 keV范围内的$<Γ_{3-10}>=1.91\pm 0.07$占反射的影响后。这样的观测探测活动星系核的最内部区域，可以说提供了迄今为止在活动星系中心存在超大质量黑洞的最好证据。
1996-08-26 astro-ph
XMM-Newton observations of Broad FeKalpha emission from a Seyfert 1.9 galaxy MCG-5-23-16
XMM-牛顿对明亮的塞弗特1.9星系MCG-5-23-16的观测揭示了一条宽的FeK α发射线，这条线几乎是对称的，而在塞弗特1星系中有时会观测到宽的、红移的非对称FeK α线。的FeKa线有两个不同的组件-一个狭窄的未解决的组件与40 eV的等效宽度和一个广泛的组件与全宽度在40000 km/s的半峰和等效宽度为120 eV。还观察到了7.1 keV的吸收特征。发射和吸收特征的能量与中性铁所产生的能量一致。宽分量与预期从史瓦西或克尔黑洞周围的相对论性吸积盘产生的FeKa发射线一致。或者，宽分量中的大部分通量也可以被建模为反射发射，这模拟了由于在7.1eV处存在铁K壳层边缘而产生的发射线状特征，然而，反射分数远高于从BeppoSax观测中推断的反射分数。从盘线拟合推断出的盘倾角约为47度，从光电吸收引起的低能光谱曲率推断出的吸收柱约为10^{22} cm^{-2}，这表明我们的视线通过了一个假定的环面的外缘，并且与在统一方案中对塞弗特1.9星系的预期一致。窄铁K α发射的强度和铁K吸收边的光学深度表明它们起源于假定的环面，其中N_H在内部区域约为10^{24} cm^{-2}，N_H在外部边缘约为10^{22} cm^{-2}。
2003-04-01 astro-ph
Possible Evidence for a Truncated Thin Disk in Seyfert 1 Galaxy NGC4593
编制了Seyfert 1星系NGC 4593的多波段光谱能量分布（SED），研究了它的光-紫外（OUV）连续谱和铁Kα线轮廓.在OUV带中没有发现强烈的“蓝色大凸点”。铁的Kα线轮廓并不像从一个向下延伸到最后一个稳定轨道的盘所预期的那样宽。这两个模型都可以用截断薄圆盘来模拟，并支持系统中存在截断薄圆盘。NGC 4593可能是一个典型的天体，其吸积率为\dot{m} = \dot{M} / M_{Edd} \sim 0.01-0.1，并具有两个吸积流：一个外部薄盘和一个内部热流--可能是ADAF，类似于低质量X射线双星（LMXB）的低和中间态。
2000-06-01 astro-ph
