Mkn 463 field observed by BeppoSAX
在这项工作中，我们提出的MKN 463字段进行的MECS仪器在1.8-10.5千电子伏波段的BeppoSAX。Mkn 463场是一个充满被吸收X射线源的河外场的例子：除了Seyfert 2星系Mkn 463和著名的类星体PG 1352+183（唯一没有显示出吸收的天体），另外两个天体的柱密度超过了银河值。第一颗1 SAX J1353.9+1820是来自BeppoSAX高能大区域巡天（HELLAS）的红色类星体。第二个1 SAX J1355.4+1815在光学上还没有被确认，但它的X射线光谱特征表明它也是一个隐藏在大柱密度后面的活动星系核。
2001-10-23 astro-ph
Correlated X-ray and Optical Variability in Mkn 509
我们目前的赛弗特1星系Markarian 509 3年的监测活动的结果，使用X射线数据从罗西X射线定时探测器（RXTE）和光学数据采取的SMARTS财团。这两个光变曲线显示出显着的变化，并强烈相关的光通量领先X射线通量的15天。X射线功率谱显示出-2.0的陡峭高频斜率，在34天的时间尺度上突破到-1.0的斜率。从光学到X射线发射的滞后很可能是由向内传播的吸积盘的变化引起的。
2007-11-07 astro-ph
Mkn 1239: A highly polarized NLS1 with a steep X-ray spectrum and strong NeIX emission
我们报告了对窄线塞弗特1星系Mkn 1239进行XMM-牛顿观测的结果。根据ROSAT PSPC数据，这个光学高度偏振的活动星系核具有活动星系核中最陡的X射线谱，α-X = +3.0。XMM-牛顿EPIC PN和MOS数据证实了这种陡峭的X射线光谱。PN数据与幂律方程的拟合符合得最好，该方程采用部分覆盖吸收模型，表明连续光源和观测者之间存在两条光路，一条是间接散射光路，吸收较少，另一条是直接光路，这一结果与光学/紫外波段偏振度随波长变化的规律相一致。所有三个XMM-牛顿EPIC探测器的X射线光谱中的电阻在0.9 keV附近表明存在发射线特征，最有可能是Ne IX三重态。NeIX的探测和OVII/OVIII的未探测表明超太阳Ne/O比。
2004-02-11 astro-ph
INTEGRAL observations of the field of the BL Lacertae object S5~0716+714
2004年4月2-6日，我们用INTEGRAL对耀变体S5 0716+714进行了观测。在2004年的头几个月，该源的光学亮度稳步增加，并经历了两次爆发。在3月份发生的后者中，它达到了R = 12.1等的极端水平，这触发了我们的INTEGRAL计划。用IBIS/ISGRI探测到的目标能量高达60 keV，在30-60 keV区间的通量约为3 x 10 e-11 erg/s/cm 2，比BeppoSAX PDS在2000年10月观测到的高出约2倍。在S5 0716+714的视场中，我们还探测到了平谱射电类星体S5 0836+710和两个塞弗特星系Mkn 3和Mkn 6。它们的IBIS/ISGRI光谱相当平坦，尽管与BeppoSAX测量的光谱一致。在MKN 3的光谱中，我们发现了一些证据，在~60和~100 keV之间的断裂，让人想起在其他塞弗特星系中观察到的高能截止。这是首次报道弱活动星系核的积分谱。
2004-08-31 astro-ph
A BeppoSAX observation of MKN6
我们利用BeppoSAX卫星研究了Seyfert 1.5星系MKN 6的宽波段（0.5-100 keV）X射线谱。该源的特征是伽马=1.7 [+0.08，-0.07]的幂律，并且没有强有力的证据表明存在反射凸起或高能截止。我们在6.4 keV（静止坐标系）处检测到一条窄铁线，其等效宽度为98 [+33，-35] eV。MKN 6也表现出强烈和复杂的吸收。至少存在两个组分（NH_1 =1.34 [+0.4，-0.4] × 10^（22）cm^（-2）和NH_2 = 4.18 [+2.2，-1.3] × 10^（22）cm^（-2）），它们都部分覆盖了源，覆盖率分别为~90%和~50%。与以前的ASCA观测结果的比较表明，在两个吸收列的NH是可变的，在2年的时间尺度，而覆盖分数是恒定的，在相同的时间。每个吸收体的状态是冷态或轻度光电离态。宽线区（BLR）的建议作为这种复杂的吸收的可能位置。
2003-05-19 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
Fe K emission and absorption features in XMM-Newton spectra of Mkn 766 - evidence for reprocessing in flare ejecta
我们报告了2001年5月对窄线塞弗特1星系Mkn 766进行的长期XMM-牛顿EPIC观测的分析。3-11 keV的光谱表现出适度陡峭的幂律连续谱，在~6.7 keV处具有宽发射线，可能与~6.4 keV处的窄线混合，并且在~8.7 keV以上具有宽吸收谷。我们确定这两个广泛的光谱特征与后处理在He类铁。在2000年5月，XMM-牛顿对Mkn 766的早期观测显示，当该源比它暗2倍时，它也有类似的宽发射线，但在较低的能量下有稍微平坦的幂律和吸收。在这两个观测中，我们都没有发现先前报道的宽“红翼”的要求，因此从最里面的吸积盘反射的线。更详细的检查较长的XMM-牛顿观测揭示了铁K带的快速光谱变化的证据，显然与X射线“耀斑”的发生。在X射线耀斑期间，发射线强度的降低和高能量吸收的增加表明，这些瞬态效应是由于与耀斑相关的高度电离的喷出物。根据为发光的类星体PDS 456提出的耀斑雪崩模型的简单标度（Reeves et al. 2002）证实了相干闪耀是\mkn的X射线光变曲线中所见的强峰的原因的可行性。
2003-02-07 astro-ph
Chandra Grating Observations of Seyfert 1 Galaxies
我们提出了新的结果，从钱德拉HETG观测NGC 5548和比较的吸收和发射功能，发现在其他塞弗特1星系使用钱德拉光栅观测。在Mkn 509和NGC 3783中观察到深软X射线边缘，与ASCA数据一致。在NGC 5548和NGC 4501中，边缘很弱，但与低柱密度一致。我们发现，检测到一个狭窄的，可能是非磁盘，组成部分的铁线是非常常见的。然而，同样重要的是，它在某些情况下没有被检测到。我们展示了从NGC 4151的ASCA Fe-K线轮廓中去除这种窄分量的效果，揭示了相对论Fe-K线分量的潜在真实形状。
2001-11-21 astro-ph
BeppoSAX Observations of Bright Seyfert 2 Galaxies: Measuring the Intrinsic Continuum Emission
我们报告宽带（0.1-200 keV）的X射线观测，由BeppoSAX，明亮的Seyfert 2星系的样本：NGC 7172，NGC 2110，NGC 4507，Mkn 3和NGC 7674。这些光谱提供了一个更好的理解的影响，X射线后处理的冷材料的来源，并允许把更严格的约束所涉及的各种光谱参数。特别是，数据被用来确定，具有比过去更少的模糊性，本征连续发射的形状的高能量数据的装置。在小样本范围内，康普顿薄源和康普顿厚源都符合统一理论的预期。
1998-09-25 astro-ph
An XMM-Newton observation of the luminous Seyfert 1 galaxy Markarian 509
我们提出的光谱分析的早期XMM牛顿观测的发光塞弗特1星系Markarian 509。我们发现硬（2-10千电子伏）的连续斜率，包括反射，是有点平坦（$Γ=1.75$）比一个典型的BLS 1。在硬X射线谱中最明显的特征是在6.4 keV附近有一条窄的发射线，等效宽度为50 eV。这条线的能量和强度是一致的荧光从“中性”铁的分子环面，我们注意到这一功能在XMM-牛顿和钱德拉观测塞弗特1星系在很宽的光度范围内出现的无处不在。我们还发现在6.7-6.9千电子伏，我们试图从一个高度电离的光盘反射模型的第二条发射线的证据。一个“软过剩”，明显的向上弯曲的连续通量低于1.5千电子伏，不能解释仅仅从电离光盘的反射增强。RGS光谱在软X射线光谱中仅显示出弱的离散发射和吸收特征，这支持了我们的结论，即MKN 509中的软过量发射代表了来自内部吸积盘的光学厚热发射的高能量部分。
2001-05-17 astro-ph
Study of X-ray reflection features in a sample of Sy 1s observed by BeppoSAX
本文将Ross & Fabian的电离盘反射模型应用于BeppoSAX观测到的5个Seyfert 1星系样本。样本中的所有对象都获得了良好的拟合。NGC 4051和Mkn 335（通常被归类为NLSy 1 s）显示了高度电离的吸积盘（xi ~ 350 erg cm s^{-1}和xi ~ 800 erg cm s^{-1}）的证据。而NGC 3783似乎是一个"纯Sy 1“，其特征是高度电离的吸积盘（xi ~ 500 erg cm s^{-1}）。所有的来源都与有一个面对光盘一致。连续发射的准确测定使我们能够研究MKN 509的光谱变化。
2002-02-11 astro-ph
High-resolution X-ray spectroscopy of the Seyfert 2 galaxy Circinus with Chandra
给出了用60 ksChandra HETGS对附近的Seyfert 2 Circinus进行观测的结果。光谱显示了丰富的发射线在软和硬X射线，包括线的Ne，Mg，Si，S，Ar，Ca和Fe，和一个突出的Fe Ka线在6.4 keV。我们确定了几个He-样的组件和测量几个莱曼线的H-样离子。在有限的数据信噪比下无法分辨谱线的轮廓。我们在一篇配套论文中对零级图像的分析将发射区域的大小限制在20-60 pc，这表明在这个体积内的发射几乎完全是由于对被遮蔽的中心源的再处理。在这里，我们表明，一个模型包含两个不同的组件可以重现几乎所有观察到的性质，这种气体。假设两次太阳成分和N \propto r^{-1.5}密度分布，电离成分可以解释电离物质的观测强度。中性成分是高度集中的，在0.8角秒的点源内，几乎所有观测到的K α（6.4千电子伏）发射都是由中性成分引起的。Circinus的气体分布与Mkn~3不同。
2000-10-18 astro-ph
NICMOS Imaging of Molecular Hydrogen Emission in Seyfert Galaxies
本文介绍了塞弗特星系中宽带氢发射和分子氢发射的NICMOS成像。在1 - 0个Seyferts中的6个中，我们检测到1-0 S（1）2.121或1-0 S（3）1.9570微米分子氢线的分辨或扩展发射。由于核点源的光度，我们没有在最遥远的星系或我们样本中的2个塞弗特1星系中检测到发射。在NGC 5643，NGC 2110和MKN 1066中，在距离核几百pc的扩展窄线区域检测到分子氢发射。发射与[OIII]和H α +[NII]线发射一致。这种发射也是在可见光到近红外彩色图中观察到的尘埃带附近，这表明电离锥附近存在多相介质，并且线发射的形态取决于周围介质的密度。高的1-0 S（1）或S（3）H2与H α通量比表明，分子氢的冲击激发（而不是紫外荧光）是这些扩展特征中的主要激发过程。在NGC 2992和NGC 3227中，分子氢发射分别来自直径为800和100 pc的“盘”，它们与[OIII]发射没有直接联系，并且接近高水平的消光（AV > 10）。在NGC 4945中，分子氢的发射似乎来自100 pc超级气泡的边缘。在这三个星系中，分子气体可能被与本地恒星形成有关的过程所激发。我们证实了以前的光谱研究发现，没有单一的机制是可能负责塞弗特星系中的分子氢激发。
1999-07-01 astro-ph
BeppoSAX observations of Seyfert 1s in the Piccinotti sample I: poorly studied sources
在这项工作中，我们提出了两篇论文的第一个专门研究的X射线光谱特征的塞弗特1星系的Piccinotti样本。特别是，我们在这里分析BeppoSAX宽带（0.1-100千电子伏）数据的4个对象，尽管他们的X射线亮度，一直以来很少研究，由于他们的后期识别活动星系核;这些是H 0111 -149（MKN 1152）、H 0235 -525（ESO 198-G24）、H 0557 -385（IRAS F05563-3820）和H1846-786（IRAS F18389-7834）。我们假设所有的源的基线模型，其中包括一个指数截止加上反射分量和铁K_α线的幂律;我们还搜索了本征吸收和/或软过剩分量的存在。我们的分析表明，在两个对象（H 0557 -385和H 0111 -149）的复杂吸收的存在下，最好由两个均匀的吸收体，一个冷，一个暖的组合来描述。仅在一个源H 0557 -385中测量到软过量分量。主要的连续最好的描述是一个典型的幂律（伽玛=1.7-2），在40-130 keV的范围内的高能量截止。冷反射分量可能存在于所有光源中，其值范围从小于0.6到大于2。在4个物体中的3个中，我们发现了具有典型的Seyfert 1 s（100-200 eV）的等效宽度的冷铁线。
2003-10-09 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
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
Monitoring the Violent Activity from the Inner Accretion Disk of the Seyfert 1.9 Galaxy NGC 2992 with RXTE
本文介绍了用RXTE对Seyfert 1.9星系NGC 2992进行为期一年的观测的结果。从历史上看，源已被证明在2-10千电子伏的流量在几年的时间尺度上显着变化，并被认为是缓慢过渡的时期之间的静止和活跃的吸积。我们的研究结果表明，在一年的源连续通量几乎覆盖了整个历史范围，使得低光度状态不太可能对应于吸积机制关闭。在耀斑发作期间，我们发现一个高度红移的Fe K线出现，这意味着剧烈的活动发生在内部的吸积盘，在~100的中心黑洞的引力半径。我们还发现，X射线连续谱的光谱指数在大振幅变化期间保持近似恒定。这些观测结果使NGC 2992非常适合于未来的多波段监测，作为约束吸积模型的测试平台。
2007-05-22 astro-ph
The Cores of the Fe K Lines in Seyfert I Galaxies Observed by the Chandra High Energy Grating
本文报道了用{ \it Chandra}高能光栅对15个Seyfert I星系中$\sim 6.4$ keV的Fe K发射线的核心或峰值进行的18次观测结果。这些数据提供了最高精度的测量的峰值能量的Fe K线，和最高的光谱分辨率测量的线的核心的宽度。我们能够测量17个数据集的峰值能量，并且，排除了对NGC 3783的非常深的观测，我们获得了$6.404 \pm 0.005$ keV的加权平均值。在所有15个源中，线峰能量的双参数99%置信误差不排除来自Fe { \sc i}的荧光$Kα$线发射，尽管两个源（Mkn 509和3C 120）非常可能由来自Fe { \sc xvii}的$Kα$发射左右主导。我们能够在14个数据集中测量线芯宽度，并获得2380 +/- 760 km/s的加权平均FWHM（不包括NGC 3783深曝光），略大于仪器分辨率。然而，有证据表明，至少有4个排放源存在基础宽线排放。事实上，峰值的宽度在不同的源之间变化很大，一般来说，它可能有来自吸积盘外部的贡献{ \it和}更遥远的物质。对于磁盘的贡献，也峰值在6.4千电子伏需要更大的线发射率在数百个引力半径比已推导出从以前的研究Fe K线。
2003-11-25 astro-ph
Near Infrared observations of Soft X-ray selected AGN
本文报道了19个软X射线选择活动星系核的近红外观测结果。观测的目的是寻找强而窄的帕申α或布拉克特γ发射线，作为核星爆的标志。我们发现Pa-α发射光谱的11个来源和Br-γ在至少五个。在CBS 126和Mkn 766这两个光源中发现了强的近红外发射，这两个天体都具有强的[OIII]5007发射，弱的Fe II发射和光学偏振度的波长依赖性。经典的窄线赛弗特1星系没有特别强的近红外发射线。我们提出了我们的研究结果，并讨论我们的研究结果如何适合活动星系核的进化方案。
2002-02-21 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
X-Ray Spectral Variability of the Seyfert Galaxy NGC 4051 Observed with Suzaku
我们报告的结果，从朱雀观测窄线塞弗特1 NGC 4051。在我们的观测过程中，观测到了大幅度的快速变化，2--10 keV的平均通量为8.1 × 10 ^-12 erg s^-1 cm^-2，比历史平均值低好几倍。X射线光谱在源通量变低时变硬，证实了许多塞弗特1星系已知的光谱变化趋势。分析了宽带平均谱和高、低通量区间谱。首先拟合的光谱与模型组成的幂律分量，反射连续起源于冷物质，黑体组件，两个区域的电离吸收体，和几个高斯发射线。反射量相当大（R ~ 7，其中R=1对应于无限平板的反射），而对于平均光谱，在6.4keV处的Fe-K线的等效宽度是适度的（140 eV）。然后，我们通过引入部分覆盖的幂律分量和反射连续独立的整体光谱模型。前者的柱密度为1 × 10^23 cm^-2，而后者固定为1 × 10^24 cm ^-2。通过比较不同通量状态下的光谱，我们确定了光谱变化的原因。（节略）
2008-11-05 astro-ph
A simultaneous XMM-Newton and BeppoSAX observation of the archetypal Broad Line Seyfert 1 galaxy NGC 5548
我们报告了一个长期的XMM-牛顿观测的光谱分析研究，中等亮度宽线塞弗特1星系NGC 5548。源是在历史上的平均亮度，我们发现硬（3-10千电子伏）光谱可以很好地拟合的幂律光子指数γ ~ 1.75，连同反射。硬X射线光谱的唯一特征是在6.4 keV附近有一条窄的发射线，等效宽度约为60 eV。这条线的能量和强度与来自远离中央连续源的“中性”铁的荧光一致。我们没有发现广泛的铁K线的证据，上限远低于以前的报告，这表明内吸积盘现在是不存在的或高度电离的。同步BeppoSAX数据的添加允许分析扩展到200千电子伏，产生重要的限制全反射。将硬X射线幂律外推至0.3 keV，显示在~ 0.7 keV以下存在明显的“软过剩”。适当津贴后，一个复杂的温暖的吸收体的影响，测量与XMM-牛顿RGS，我们发现软过剩更好地描述为一个平滑向上的曲率在连续通量低于2千电子伏。软过量可以通过康普顿热发射或通过从高度电离的盘的表面增强反射来建模。
2003-02-03 astro-ph
Physical Diagnostics from a Narrow Fe-Kalpha Emission Line Detected by Chandra in the Seyfert 1 Galaxy NGC 5548
本文报道了用钱德拉高能透射光栅在塞弗特1星系NGC 5548中探测到的一条窄的Fe-K发射线。在星系坐标系中，我们测得中心能量为6.40 \pm 0.03 keV，半高宽为4515（+3525，-2645）km/s，等效宽度为133（+62，-54）eV。线能量与冷中性物质的起源一致，但不排除高达~Fe XVIII的电离状态。假设开普勒运动，速度宽度是一致的线正在产生的外部光学/紫外线宽线区（BLR）在大约一个光月从中央X射线源。我们不能排除一些贡献的Fe-K线从一个假定的，秒差距尺度的模糊环面。钱德拉观测期间的连续强度比典型的历史水平低2倍。如果在钱德拉观测之前，X射线连续谱在最近的过去高出2倍以上，并且窄的Fe-K线强度还没有响应，那么预测的BLR原点的线等效宽度和强度在90%的测量误差之内。档案ASCA数据的回溯光谱拟合显示，窄Fe-K具有可变强度的证据。对其他活动星系核中Fe-K线的非盘分量的测量对于更全面地了解Fe-K线的总辐射是很重要的。测量的窄线参数提供了强大的诊断条件以外的吸积盘，是必要的，以适当地去卷积宽，相对论性的铁-钾线。
2000-08-30 astro-ph
Investigating the nature of narrow-line Seyfert 1 galaxies with high-energy spectral complexity
随着XMM的投入使用，在一些窄线塞弗特1星系（NLS 1）中发现了2.5-10 keV的光谱复杂性。在这项工作中，我们定义了两个样本的NLS 1：一个复杂的样本，其成员表现出高能量的复杂性（C-样本），和一个一般的样本的NLS 1的2.5-10 keV的光谱不强烈偏离一个简单的幂律（S-样本）。考虑到每个对象的历史光变曲线，我们发现，C-样品是代表NLS 1在低X射线通量状态，而S-样品的成员似乎是在一个典型的通量状态。此外，从α_ox的测量与同期的UV/X射线数据，我们发现，NLS 1的C-样品出现在观测时的X射线较弱。对于C样本中的两个NLS 1，可以获得alpha_ox的多历元测量，并且表明随着2.5-10 keV之间的复杂性减小，alpha_ox接近更正常的值。这意味着当一个源的X射线通量变化时，它可以从一个样品过渡到另一个样品。第二，C样品源平均表现出较强的Fe Ⅱ光学发射，其中三个最极端的（Fe Ⅱ/H_β> 1.8）Fe Ⅱ发射体都表现出2.5-10 keV波段的复杂性。然而，目前尚不清楚，如果铁II强度和光谱复杂性之间的可能的连接是由于铁II生产机制，或因为强铁II发射体可能表现出最大的可变性，因此更有可能被困在一个极端（低）通量状态。根据目前的分析，我们不能直接将吸收或反射作为X射线复杂性的原因。
2006-02-07 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
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
The swan song: the disappearance of the nucleus of NGC 4051 and the echo of its past glory
BeppoSAX号卫星观测到低亮度的塞弗特1星系NGC 4051处于超暗X射线状态。2-10 keV的通量（1.26 x 10^{-12} erg/cm^2/s）比其历史平均值弱约20倍，并且在整个观测期间（约2.3天）保持稳定。假设活动核已经关闭，只留下可见的残余反射分量，可以最好地解释观察到的平坦光谱（Γ~ 0.8）和强铁线（EW ~600 eV）。
1998-07-22 astro-ph
Obscuring clouds playing hide-and-seek in the Active Nucleus H0557-385
本文报道了2006年获得的两个XMM-牛顿观测的塞弗特1星系H 0557 -385，这表明源处于历史低通量状态，比2002年的XMM-牛顿观测低10倍以上。低通量谱呈现出与康普顿反射连续谱相关联的强Fe K α线。需要一个额外的谱线约6.6 keV，以适应从Fe XXV的Ka发射。低于6 keV的光谱曲率意味着被柱密度为8*10^{23}cm^{-2}的中性气体遮蔽，部分覆盖了主发射，这仍然贡献了软X射线发射的百分之几。电离物质在视线上的吸收需要适合低于1 keV的深槽。两种光谱状态的比较表明，通量转换是完全归因于干预线的视线云与高柱密度。
2008-10-06 astro-ph
The history of the iron K-alpha line profile in the Piccinotti AGN ESO198-G24
本文介绍了ASCA（1997年7月）、XMM-牛顿（2000年12月）和BeppoSAX（2001年1月）对Piccinotti Seyfert 1星系ESO 198-G24的观测结果。BeppoSAX 0.1-200 keV的光谱显示出再处理的特征，可能是由X射线照射的相对论性吸积盘产生的，它对着一个2 π的立体角。在XMM-牛顿观测期间，荧光铁K-α谱线轮廓（质心能量E~6.4 keV）很宽，亮度是BeppoSAX观测的两倍。在96.3%置信水平下检测到的额外发射特征（E~5.7 keV）可能是相对论性双峰分布的一部分。相比之下，在早期的ASCA观测中，谱线轮廓由非常窄的“核心”（本征宽度<50 eV）主导。如果这个分量是由分子环面的内表面反射产生的，那么它的大等效宽度（约300 eV）很可能代表了先前较亮通量状态的“回声”，与ESO 198-G24中历史X射线光变曲线所覆盖的动力学范围一致。
2003-02-06 astro-ph
XMM-Newton observation of PG 0844 + 349
在一次约20 ksec的XMM-牛顿观测中，X射线瞬态射电宁静类星体PG 0844 + 349被发现处于历史上最高的状态，与以前的X射线观测相比。类星体显示出一个没有特征的光谱，在硬幂律的外推上有很强的软过剩。具有Gamma_{soft}~2.75、Gamma_{hard}~2.25和E_{break}~1.35 keV的破缺能量的康普顿化模型或破缺幂律代表光谱连续区的可接受的描述。在康普顿化模型中，康普顿化气体的温度比一般在（宽线）塞弗特星系中发现的要低得多，而光学深度要高得多。由于在NLSy1星系中观察到类似的行为，这可能是这两类AGN不同物理条件的指示。在XMM-牛顿观测期间，PG 0844 + 349的通量以平滑的、接近线性的方式消色差地变化，在几千秒的时间尺度上变化约25%，这对当前康普顿化吸积盘日冕的模型提出了一些限制。
2002-11-21 astro-ph
Intrinsic AGN Absorption Lines
强吸收线在活动星系核的静止框架紫外光谱中是常见的，这是由于各种共振跃迁，例如HI莱曼系线（最著名的是Ly-alpha 1216）和高电离双峰（如CIV 1549，1551）。如果吸收气体与活动星系核有物理上的联系，例如，如果吸收气体广泛地存在于活动星系核周围的“宿主”星系的半径内，则这些线被称为“本征”线。因此，内禀吸收线是研究活动星系核附近气体的运动学、物理条件和元素丰度的有用探针。类星体内禀吸收体的研究历来强调类星体的宽吸收线。今天，我们在更广泛的物体中认识到更广泛的内在线。例如，我们现在知道塞弗特1星系（类星体的不太明亮的表亲）具有内在吸收。我们还认识到，内禀线可以在AGN的一系列环境中形成-从动态的内部区域如BALs，到更安静的外部宿主星系>10 kpc。本文简要介绍了活动星系核内禀吸收体的观测和理论研究现状。
2000-06-12 astro-ph
Does the AGN Continuum Shape Change with Luminosity?
我们测试的一般智慧，活动星系连续体变化幅度较大，在较短的波长，通过重新分析的历史数据，从光学和紫外线（IUE）监测活动的塞弗特1星系NCG 5548的活动星系核观察财团。我们假设光学连续谱中唯一不变的成分是来自宿主星系的积分光，它不影响紫外连续谱。因此，我们期望在紫外连续通量与同步光通量的线性图中的任何曲率都代表光谱指数α的真实变化; y截距提供了对光学区域中宿主星系贡献的估计。我们从NEWSIPS提取的光谱中测量了1350 A（静止帧）处的连续通量，并采用了Wanders和Peterson（1996）的光学连续测定。这些数据证实了F_{lambda}（5100）- F_{lambda}（1350）曲线中的曲率是真实的，并且光谱指数是光度的函数。因此，对于NGC 5548来说，连续谱确实随着它变得更亮而变得更硬。然而，光学和紫外连续通量之间的关系比我们测试的模型所表明的要复杂得多。
1998-06-14 astro-ph
E 0336-248 : A New BL Lac Object Found by an Old Einstein
我们在爱因斯坦X射线源E 0336-248的视场中获得了新的ROSAT HRI和光学观测，我们使用它来确定它是一个19等的BL Lacertae天体，z=0.251，X射线光度为10^45 erg/s。它也是20厘米处的14 mJy射电源。一个z=0.043的发射线星系先前被认为是E 0336-248的塞弗特识别，而现在被证明是一个不相关的、不活跃的H II区星系，距离X射线源78角秒。这一历史上的错误识别案例的解决说明，具有高X射线光度的非活动星系核发射线星系的发现应该仔细测试。E 0336-248的性质与其他X射线选择的BL Lac相似，包括它在一个明显的星系群或星系团中的位置。有些不寻常的是，在其宿主星系的光谱中，非恒星的可见光相对于星光的贡献很弱，这再次提出了一种可能性，即即使是高光度的BL Lac天体也很难在X射线选择的样本中识别。我们讨论了这个问题，出现在最近的文献中的一种可能的表现。
1997-08-04 astro-ph
Rapid N_H changes in NGC 4151
我们分析了X射线最亮的Seyfert星系NGC 4151的两个最长（运行时间> 3天）的BeppoSAX观测，以寻找从几十ksec到几年的时间尺度上的光谱变化。我们发现在这两种情况下，非常显着的光谱变化低于6千电子伏的最短的时间尺度调查。这些变化可以很自然地用低能量截止值的变化来解释，这是由于沿着视线的遮蔽物质造成的。如果用两个中性吸收分量来模拟截止，一个完全覆盖源，另一个只覆盖源的一小部分，那么几天的最短时间尺度的变化将使遮蔽物质的位置限制在距离中心X射线源3.4 × 10^4史瓦西半径之内。这与宽发射线区域的距离一致，正如从混响映射中推断的那样，并且难以与Krolik和Begelman（1988）的秒差距尺度尘埃分子环相一致。我们还探索了一种更复杂的吸收结构，即电离吸收体的存在。虽然电离参数的行为与预期很好地一致，但从统计的角度来看，结果并不完全令人满意。2001年12月观测期间的总体吸收低于具有类似2-10 keV通量的所有其他历史观测。这表明，吸收的变化起着至关重要的作用，在观测到的通量变化的这个来源。
2007-02-16 astro-ph
Probing Unification With Chandra HETGS and XMM-Newton EPIC And RGS Spectroscopy of the Narrow Emission Line Galaxy NGC 2110
我们目前的结果，从钱德拉HETGS（250千分之二的时代）和XMM牛顿EPIC和RGS（60千分之一）的NGC 2110，这在历史上已被归类为窄发射线星系的观测。我们的研究结果支持的解释，源是塞弗特2通过一个补丁吸收器。源的核X射线光谱最好用光子指数$Γ$ ~1.7的幂律来描述，并通过从中心超大质量黑洞很远距离处的多层中性物质吸收来修改。我们报告了Fe K $α$和Si K $α$线的强探测，这些线用Chandra HETGS勉强分辨，并且我们将荧光材料的发射半径限制为>1 pc。有一些证据表明，在狭窄的Fe K $α$核心的速度~4500 km s $^{-1}$的基础上适度的额外增宽。我们在钱德拉MEG和XMM-牛顿RGS光谱中发现了电离发射（O VIII Ly $α$，O VIII RRC特征，可能还有Ne IX禁戒线）的初步证据，这可能与已知的扩展X射线发射有关，该辐射距离核约160 pc。我们认为，$10^{23}$厘米$^{-2}$部分覆盖吸收起源于宽线区域云附近的活动星系核，和$3\times10^{22}$厘米$^{-2}$覆盖者很可能有一个更遥远的起源，并有一个扁平的几何形状，以允许小规模的射电喷流逃逸。
2007-08-30 astro-ph
Far-Ultraviolet Observations of NGC 3516 using the Hopkins Ultraviolet Telescope
1995年3月，在Astro-2的飞行中，我们用霍普金斯紫外望远镜对Seyfert 1星系NGC 3516进行了两次观测。同时用ASCA进行X线观察。我们的远紫外光谱覆盖820-1840 A的光谱范围，分辨率为2-4 A。两个观察结果之间未发现显著差异。总光谱显示红色连续谱$f_ν\sim ν^{-1.89}$，在1450 A处观察到$\rm 2.2 \times 10^{-14}~erg~cm^{-2}~s^{-1}~Å^{-1}$通量，略高于历史平均值。Lyman $β$中的固有吸收以及O~vi 1032，1038，N~v 1239，1243，Si~iv 1394，1403和C~iv 1548，1551的吸收是可见的。紫外线吸收线比NGC~3516通常的吸收线弱得多，并且也更接近发射线的红移，而不是在这些线很强时显示出典型的蓝移。然而，中性氢吸收相对于系统速度被$400~\rm km~s^{-1}$蓝移，并且在莱曼极限处是不透明的。截止的锐度指示低有效多普勒参数$b < \rm 20~km~s^{-1}$。对于$b = \rm 10~km~s^{-1}$，衍生的本征色谱柱为$\rm 3.5 \times 10^{17}~cm^{-2}$。与NGC~4151一样，单个热吸收体不能在观测到的宽范围电离态上产生可见的强吸收。同时匹配UV和X射线吸收需要在电离参数和柱密度上跨越$10^…
1996-03-13 astro-ph
Multiwavelength observations of short time-scale variability in NGC 4151. IV. Analysis of multiwavelength continuum variability
本文综合了前三篇文章的观测资料，分析了1993年12月观测期间Seyfert~1星系NGC~4151的多波段光变和光谱能量分布。该源接近其历史亮度峰值，在X射线，紫外线和光学波长处显示出强烈的相关变化。在中等能量（$\sim$ 1.5 keV）的X射线中观察到最强的变化，归一化变异幅度（NVA）为24%。在$\sim$ 100 keV的软$γ$射线能量下观察到较弱的（NVA = 6%）变化（与较低能量下的变化不相关）.在较软的（0.1- 1 ~keV）X射线波段中没有观察到显著的变化。在紫外/光学区，NVA随波长从1275 nm增加到6900 nm而从9%下降到1%。这些数据没有探测极紫外（1200~ 10 keV至0.1~keV）或硬X射线（2--50~keV）的变化。不同波段变化之间的相位差与零滞后一致，1275~ keV和其他紫外波段之间的相位差上限为$\ls$ 0.15天，1275~ keV和1.5~keV之间的相位差上限为$\ls$ 0.3天，1275~ keV和5125~ keV之间的相位差上限为$\ls$ 1天。这些严格的限制比以前的多波段活动星系核监测活动中确定的限制有一个数量级以上的改进。紫外波动功率谱没有显示出周期性的证据，而是与非常陡峭的红色幂律（$ a = -2.5 $）很好地拟合。如果在"主”波段发射的光子被附近的物质吸收，并“再加工”以产生次级波段的发射…
1996-05-15 astro-ph
XMM-Newton observations of a sample of gamma-ray loud active galactic nuclei
利用XMM-Newton系统对一组15个活动星系核的X射线和光学/紫外特性同时进行了均匀和系统的分析。该样本由13个耀变体（6个BL Lac和7个平谱射电类星体）和2个射电星系组成，它们与能量>100 MeV的探测有关。本文首次对其中7个天体的观测数据进行了分析，包括PKS 1406-706的首次X射线观测数据。然后，将本样本中的源的光谱特征与以前的耀变体和其他活动星系核的源的光谱特征进行了比较，以寻找任何差异或长期变化。所有选定的来源似乎遵循经典的“耀变体序列”和光谱能量分布（SED）建立与目前的X射线和光学/紫外数据，并完成与历史数据，证实了以前的研究结果对这种类型的来源。一些源显示了值得注意的有趣特征：其中四个，即AO 0235+164，PKS 1127-145，S5 0836+710和PKS 1830-211显示了沿视线存在的介入吸收系统，但只有后者被认为是引力透镜。AO 0235+164是在一次爆发期间被探测到的，它的SED显示出同步辐射峰值的明显偏移。3C 273显示了与以前BeppoSAX观测相比的状态变化，这可以解释为类塞弗特成分的增加和喷流排放的相应减少。这与同年在无线电波长上进行的监测是一致的。PKS 1406-706被检测到具有比过去更高的通量，但具有相应的低光通量。此外，虽然它被归类为FSRQ，但SED可以用简单的同步加速器自康普顿模型建模。
2006-04-04 astro-ph
