On the relativistic iron line and soft excess in the Seyfert 1 galaxy Markarian 335
我们报告了对Seyfert 1星系Markarian 335的133 ksXMM-牛顿观测。0.4-12千电子伏的频谱包含一个潜在的幂律连续，软过剩低于2千电子伏，和双峰铁发射功能在6-7千电子伏的范围。我们调查的可能性，双峰发射可能代表的吸积盘的特征签名。详细的研究表明，一个适度广泛的，吸积盘线是最有可能存在的，但峰值可能是由于更远的材料较窄的组件。在6.4和7千电子伏的峰值，可以确定，分别与分子环面在活动星系核统一计划，非常高度电离，光学薄气体填充环面。长（~100 ks）和短（~1 ks）时间尺度上的X射线变异谱不赞成最近的建议，即软过剩是一个可变的，适度电离吸收的神器。
2007-08-06 astro-ph
Multiwavelength Monitoring of the Dwarf Seyfert 1 Galaxy NGC 4395. III. Optical Variability and X-ray/UV/Optical Correlations
作为多波长反射映射计划的一部分，我们对NGC 4395的低光度Seyfert 1核进行了光学观测。观测于2004年4月在利克、怀斯和基特峰天文台进行了两个晚上。我们获得了V波段和B波段的光度测量结果，以及3500-6800埃范围内的光谱。哈勃空间望远镜同时进行的紫外线和钱德拉X射线观测见配套文件。尽管NGC 4395处于极低的活动状态，但我们检测到了2- 10%的显著连续变化，并朝着更短的波长增加。光谱学和光度学的连续光曲线在性质上类似于同时的UV和X射线光曲线。带间互相关表明，光学连续辐射滞后于紫外连续辐射24 + 7/-9 min，光学连续辐射滞后于X射线连续辐射44 +/-13 min，与活动星系核辐射的后处理模型一致。也有迹象表明巴尔末发射线滞后于光学连续谱，其滞后量略大于在UV中检测到的发射线滞后。这些结果与其它Seyfert 1核的结果相似。发射线滞后产生的质量测量的中心黑洞，这虽然不是很重要，是一致的值来自同步紫外线数据。
2006-06-20 astro-ph
An XMM-Newton observation of Ark 120: the X-ray spectrum of a `bare' Seyfert 1 nucleus
我们报告了一个长（100 ks）的XMM-牛顿观测明亮的塞弗特1星系阿拉克120。该辐射源先前在其红外-紫外连续光谱中没有显示出内在变红的迹象，先前的观测也没有显示出在紫外或X射线波段中存在电离吸收的证据。新的XMM-牛顿RGS数据严格限制了电离X射线吸收剂的存在，并证实了方舟120的X射线光谱基本上没有被干预物质改变。因此，Ark 120可以被认为是一个“裸露的”塞弗特1核。因此，这一观测提供了一个没有吸收效应的“正常”塞弗特星系的X射线光谱的清晰视图。光谱显示出多普勒加宽的铁发射线（FWHM ~ 3*10^4 km/s）和平滑、连续的软过剩，其峰值出现在能量~0.5 keV处。这增加了重量的说法，真正的软过剩（即那些由于一个真正的陡峭的基础连续低于2 keV）是无处不在的塞弗特1光谱。然而，详细的形状过剩不能复制的任何简单的模型测试（幂律，黑体，康普顿黑体，吸积盘反射）。因此，这一观测结果表明，既需要了解软过剩（作为大多数塞弗特1的光度的重要贡献者），也无法用现有的简单模型来解释它。
2004-03-02 astro-ph
A comparison of the hard ASCA spectral slopes of broad and narrow-line Seyfert 1 galaxies
窄线塞弗特1星系的软X射线谱（\approx 0.1- 2.0 keV）通常比光学允许线较宽的塞弗特1星系的谱陡。这是由于在许多窄线塞弗特1中存在强的软X射线过剩，超过了硬X射线幂律。在这里，我们使用目前可用的ASCA数据，系统地比较硬（\approx 2- 10 keV）的软ROSAT窄线塞弗特1 s与塞弗特1 s与较大的H β半高宽的X射线连续谱。我们强大的和非参数测试表明，具有较高的统计显著性，软ROSAT窄线塞弗特1 s通常比塞弗特1 s具有更陡的固有硬X射线连续谱，具有更大的H β半高宽。硬光子指数趋势看起来类似于先前已知的软光子指数趋势，尽管具有减小的光子指数扩散。如果所有Seyfert 1的软X射线过剩被限制在低于\approx 1 keV，它们不能直接影响这里研究的\approx 2- 10 keV谱。然而，正如对极窄线的Seyfert 1 RE J 1034+393所建议的那样，强烈的软X射线过量可能会影响吸积盘日冕，从而产生潜在的硬X射线幂律。如果这是真的，那么对这一物理过程的更详细研究可能会为所有西弗特的潜在连续统的形成提供线索。其他效应，如2- 10 keV的连续曲率，也可能导致观察到的光子指数的趋势，需要进一步研究。
1997-03-15 astro-ph
Soft X-ray spectral variations of the narrow line Seyfert 1 galaxy Markarian 766
利用9个ROSAT PSPC数据集研究了窄线Seyfert 1星系Markarian 766的X射线光变。该光谱很好地描述了幂律结合黑体（kT~ 70 eV）软过剩。对3个X射线波段的通量比变化和变化幅度的研究表明，幂律分量在~ 5000 s的时间尺度上连续变化，并且当它更亮时更陡。相反，未检测到软过量的变化。光谱建模的31个光谱从不同的观测和计数率的范围也是一致的图片，其中的幂律是陡峭的，当它是明亮的，其中的软过剩成分不改变。如果幂律是由软光子的可变热或非热康普顿化产生的，则可以解释幂律可变性。这种行为与处于低态的银河系黑洞候选者相似。Markarian 766的X射线和多波长性质与其它窄线Seyfert 1非常相似。这可能意味着在其他窄线Seyfert 1中看到的快速X射线变异性也可能不是源于其强软过量成分。
1999-02-17 astro-ph
The Close Environment of Seyfert Galaxies and Its Implication for Unification Models
本文利用数字巡天（DSS）的计算机辅助搜索技术，对邻近的塞弗特星系的环星系环境进行了统计分析。塞弗特1和塞弗特2星系的环境之间的内在差异，建议由以前的工作，被证实为统计上显着的。对于Seyfert 2星系，我们发现在搜索半径<= 100 Kpc的投影线性距离内，以及在搜索半径等于每个Seyfert星系直径\ds的三倍内，有大量的大伴星（伴星直径>= 10 Kpc）。对于塞弗特1星系，没有明显的证据表明有任何多余的伴星系，无论是在100千秒差距以内，还是在3 \ds以内。对于所有的样本来说，伴星的数量表明，在小于等于100 Kpc的尺度上，星系的分布明显不是泊松分布。这种环境上的差异与塞弗茨统一模型的最简单表述是不相容的：类型1和类型2本质上应该是相似的，唯一的区别是由于模糊环面的方向。我们提出了另一种提法。
1999-01-18 astro-ph
The soft X-ray excess AGN RE J2248-511
我们用康普顿吸积盘模型模拟了超软宽线活动星系核RE J2248-511的光谱能量分布。它们能够再现陡峭的光学和超软X射线斜率，并且导出的黑洞质量与独立的质量估计一致。这AGN显示宽和窄线塞弗特1星系的属性，但我们得出结论，它本质上是一个“正常”塞弗特1在高倾角。
2004-03-01 astro-ph
Seyfert Galaxies in Compact Groups
我们目前的结果有关塞弗特星系的出现在一个新的大样本的紧凑集团（Focardi和凯尔姆2002年）。塞弗特星系相对较少（<3%），其中Sy 2占主导地位。Seyferts优先与致密群相关，显示出相对较高的速度分散和大量的邻居。这些特点，加上过剩的椭圆星系之间的同伴，建议Seyferts被发现优先在丰富的集团/穷人集群一样的CG。
2002-09-20 astro-ph
ROSAT Results on Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies
ROSAT卫星上的PSPC探测器对软X射线的灵敏度非常高，这为精确研究窄线塞弗特1星系的光谱和时间特性提供了第一次机会。ROSAT对窄线塞弗特1星系的观测揭示了（1）存在巨大的软X射线过剩，（2）软X射线过剩发射的强度与H-β线的半高宽之间有着显著的相关性，（3）银河柱上方中性氢对软X射线的吸收一般不明显，（4）短的倍增时间可缩小到大约1000秒，（5）存在持续的巨星（超过10倍），以及河外源的快速（不到1天）X射线变化。窄线塞弗特1星系的软X射线结果表明，它们的黑洞区域是直接可见的，进一步支持了这些物体的塞弗特1性质。窄线塞弗特1星系的极端X射线特性使它们成为理解塞弗特现象所引起的许多问题的理想对象。
2000-05-08 astro-ph
Variability of Soft X-ray Spectral Shape: Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies versus Broad-Line Seyfert 1 Galaxies
为了了解软X射线谱的变化规律，本文给出了ROSAT PSPC定点观测中8个窄线塞弗特1型星系（NLS 1）和14个宽线塞弗特1型星系（BLS 1）的硬度比1与计数率（HR 1-CT s）的相关关系。根据我们的标准，6个NLS 1显示出HR 1-CT正相关，7个BLS 1显示出HR 1与CT的反相关。其他2个NLS 1和7个BLS 1未显示出明显的HR 1-CT相关性。从这些我们可以看出，NLS 1 s在统计上显示出与BLS 1 s不同的光谱形状变化：随着总通量的增加，NLS 1 s的光谱变得更硬，而BLS 1 s的光谱变软。我们把不同的光谱变化归因于NLS 1 s中强稳定的“软过剩”，而BLS 1 s中弱。对于两种类型的对象，幂律分量类似地随着强度的增加而变得更软。这意味着软过剩来源于大蓝凸点，幂律辐射来源于紫外或软X射线光子的康普顿上散射。我们的结果是一致的，被广泛接受的是，NLS 1的黑洞的质量较小，吸积率比BLS 1的。
2001-10-26 astro-ph
An investigation of the origin of soft X-ray excess emission from Narrow-line Seyfert 1 galaxies Akn564 and Mrk1044
利用XMM-牛顿观测研究了窄线Seyfert 1星系Akn 564和Mrk 1044的软X射线过量辐射的起源。我们发现了Akn 564在100 ks长的观测中软、硬X射线发射之间存在时间延迟的明显证据。4- 10 keV波段的变化滞后于0.2-0.5keV波段的变化1768 ± 122 s。Akn~564的全波段功率密度谱（PDS）在~1.2e-3 Hz处有一个转折点，转折点上、下的幂律指数分别为~1和~3。硬带（3- 10 keV）的PDS比软带（0.2-0.5keV）的强而平坦。根据对Mrk 1044的短时间观测，我们发现在零滞后时0.2-0.3keV和5- 10 keV带之间没有相关性。这些观察结果表明，软过剩不是再处理的硬X射线发射。用RGS获得的Akn 564的高分辨率光谱显示了高度电离和另一种弱电离的温暖吸收介质的证据。模糊风和模糊电离反射模式不能充分描述pn数据。光谱是一致的一个复杂的模型组成的光学厚康普顿化在一个冷的等离子体的软过剩和陡峭的幂律，修改两个温暖的吸收介质推断的RGS数据和前景银河系吸收。涂抹风模型和光学厚康普顿化模型都能令人满意地描述Mrk 1044的光谱，但电离反射模型需要极端的参数。这些数据表明两个组成部分的电晕-一个凉爽，光学厚电晕软过剩和热电晕的幂律分量。在软带PDS中存在一个中断表明一个紧凑的冷日冕，可以是一个电离的表面的内部磁盘或内部光学厚…
2007-09-12 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
COLA II - Radio and Spectroscopic Diagnostics of Nuclear Activity in Galaxies
本文介绍了93个星系的光谱观测结果，这些星系来自于红外选择的COLA（低功率活动星系核中的致密天体）样品。样本涵盖了从正常星系到LIRG的远红外光度范围。在观测到的星系中，有78个（84%）显示出发射线。使用一个基于理论的光学发射线计划，我们将15%的发射线星系分类为塞弗茨，77%的星爆，其余的要么是边界AGN/星爆或显示模糊的特性。我们发现几乎没有证据表明样品中活动星系核的分数增加作为远红外光度的函数，但我们的样品只覆盖了一个小范围的红外光度，因此可能会掩盖一个微弱的趋势。作为一个整体的塞弗特星系表现出一个小的，但显着的，无线电过剩的无线电FIR相关的星系分类为星爆相比。在55%的塞弗特星系中检测到致密（<0.05“）的射电核心，这些星系比没有检测到核心的塞弗特星系表现出更大的射电过剩。我们的研究结果表明，可能有两个不同的群体的塞弗特，“无线电过剩”的塞弗特，表现出扩展的无线电结构和紧凑的无线电核心，和“无线电安静”的塞弗特，其中大部分的无线电发射可以归因于恒星形成的主星系。没有显着差异的红外和光学光谱性质的西弗士与无线电核心。（节录）
2002-10-09 astro-ph
An XMM-Newton observation of Ton S180: Constraints on the continuum emission in ultrasoft Seyfert galaxies
我们提出了一个XMM牛顿观测明亮，窄线，超软塞弗特1星系Ton S180。0.3-10 keV的X射线光谱是陡峭和弯曲的，在2.5 keV以上显示出陡峭的斜率（伽马~ 2.3），在较低能量下显示出平滑、无特征的过量发射。频谱可以充分参数化使用一个简单的双幂律模型。在观测过程中，源是强烈可变的，但仅显示出微弱的光谱可变性，分数可变性振幅在十多年的能量中保持近似恒定。弯曲的连续体形状和弱光谱的变化进行了讨论的各种物理模型的软X射线过量发射，包括反射表面的电离吸积盘，逆康普顿散射的软光盘光子的热电子，和Comptonisation的电子与混合热/非热分布。我们强调的可能性，即强大的软过剩可能产生的耗散的吸积能量在炎热的，上层大气的假定吸积盘。
2002-07-30 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
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
Slim Disk Model for Soft X-Ray Excess and Variability of Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies
窄线塞弗特1星系（NLS 1）具有极强的软X射线过剩和大的光变。我们认为，这两个功能基本上可以占超薄磁盘模型。我们假设NLS 1中的中心黑洞质量相对较小，为$M \sim 10^{5-7}M_\odot$，并且一个圆盘几乎以爱丁顿光度$L_{\rm E}$发光。然后，盘变成了一个细长的盘，并表现出以下独特的特征：（1）盘的光度（特别是X射线）对质量流率$\dot M$不敏感，因为产生的能量部分被吸积流中捕获的光子带到黑洞。(2)光谱为多色黑体。最大黑体温度为$T_{\rm bb} \simeq 0.2(M/10^5 M_\odot)^{-1/4}$ keV，黑体发射区的大小很小，即使对于Schwarzschild黑洞也是$r_{\rm bb} \lsim 3 r_{\rm S}$（其中$r_{\rm S}$是Schwarzschild半径）. (3)NLS 1的ASCA观测数据全部落在（$r_{\rm bb},T_{\rm bb}$）面上的$\dot M/(L_{\rm E}/c^2)>10$区域（$L_{\rm E}$为爱丁顿光度），支持了我们的观点，即NLS 1中在$\sim L_{\rm E}$处有一个细长的盘状物发射软X射线。(4)磁能最多可以被放大到与被捕获的辐射能的均分值，该值大大超过从圆盘发射的辐射能。因此，连续磁场重联的能量释放将引起软X射线发射的显著变化。
2000-03-02 astro-ph
Variability of Fe II Emission Features in the Seyfert 1 Galaxy NGC 5548
我们研究了Seyfert 1星系NGC 5548的紫外（1250- 2200 A）和光学（4000- 6000 A）光谱中低对比度的Fe II发射混合物，并表明这些特征在通量上是变化的，而且这些变化与光学连续谱的变化相关。光学Fe II发射的变化幅度是H β的50% - 75%，紫外Fe II发射的变化幅度甚至比H β更大。然而，在这些共混物中的通量的准确测量被证明是非常困难的，即使使用优良的Fe II模板来拟合光谱。我们能够约束只有弱的光学Fe II发射线响应时间尺度小于几个星期的值，这个上限超过了所有可靠测量的发射线滞后在这个来源，所以它不是特别有意义的。然而，事实上，光学Fe II和连续通量的变化是相关的线荧光在光电离等离子体，而不是碰撞激发，是负责的Fe II发射。铁排放量模板可根据要求提供。
2005-02-21 astro-ph
Nuclear obscuration in the high-ionization Seyfert 2 galaxy Tol 0109-383
我们报告的BeppoSAX探测硬X射线过剩的经典高电离塞弗特2星系Tol 0109 -383的X射线光谱。如ASCA数据所示，在7 keV以下观察到的这个源的X射线发射主要是由冷气体和电离气体的反射决定的。过量的硬X射线发射可能是由于中心源被光学厚的遮蔽环面吸收，N（H）~ 2 e24 cm-2。强烈的冷X射线反射，如果它是在环面的内表面产生的，则与Tol 0109 -383的大部分内核暴露于直接观察的图片一致，如光学和红外特性所示。然而，X射线吸收必须发生在小半径处，以便隐藏中心X射线源，但使光学高电离发射线区域不被遮挡。这也可能是像Seyfert 1星系Mrk 231这样的物体的情况。
2001-04-10 astro-ph
An XMM-Newton observation of the Narrow Line Seyfert 1 Galaxy, Markarian 896
本文给出了NLS 1 Markarian 896的XMM-牛顿观测结果。在2-10 keV波段，可以看到接近6.4 keV的铁发射线。该线刚刚被分辨，并且具有约170 eV的等效宽度。宽带光谱很好地模拟了伽马~ 2.03的幂律斜率，以及两个黑体分量，以适应软X射线过剩。使用一个更物理的双温康普顿化模型，一个很好的拟合得到的输入光子分布kT ~ 60 eV和康普顿化电子温度~0.3和200 keV。软过剩不能纯粹通过电离圆盘反射器对硬X射线连续谱的再处理来解释。
2003-01-09 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
Seyfert galaxies in UZC-Compact Groups
我们目前的结果有关的塞弗特星系的发生在一个新的自动选择的样本附近的致密星系群（UZC-CG）。发现了17个塞弗特星系，占UZC-CG星系总数的3%。拥有和不拥有塞弗特成员的CG没有显着差异，除了在不寻常的CG中发现了相关数量的Sy 2，所有这些CG都表现出大的速度色散（sigma > 400 km/s），许多邻居和大量的椭圆星系。我们还发现，CGs中的Seyferts分数是UZC单星系中Seyferts分数的3倍，这是Sy 2s过剩的结果。CG-Seyferts并不比其他CG星系更有可能呈现主要的相互作用模式，也不显示酒吧。我们的研究结果间接支持了小合并加油机制。
2004-02-02 astro-ph
XMM-Newton view of the prototype narrow-line Seyfert 1 galaxy I Zw 1
我们目前的结果的基础上XMM-牛顿观测的原型窄线塞弗特1星系I ZW 1在2002年6月进行。0.6-12 keV的光谱由陡峭的幂律（Gamma \sim 2.3）和低于2 keV的弱软黑体分量（kT \sim 200 eV）很好地描述。软X射线过量发射是没有特征的，并且仅占$0.6-2\kev$带中总X射线发射的约10%。在类氦铁的高离化态中，存在铁的K α线和铁的K边。0.6- 12 keV的IZw 1连续谱可以用黑体（kT \sim 40 eV）、热康普顿化和它在电离吸积盘表面的反射来解释。我们注意到，由于康普顿化谱的低能量曲率，表征软过量组分“在幂律连续体之上”可能是不合适的。在观测过程中，I Zw 1的X射线发射是高度可变的。I Zw 1显示了一个大的、对称的X射线耀斑，在此期间，X射线光度仅在2800 s的时间间隔内增加了约6 e43 erg/s。X射线光谱的变化是不寻常的耀斑期间。与Seyfert星系的光谱随通量变陡的一般观测相反，有明显的证据表明I Zw 1的0.6- 10 keV光谱随通量的增加而变硬。这种硬化是由于在较高通量下的更强和稍微平坦的幂律分量，而软X射线过量分量没有任何变化。大耀斑，伴随的光谱平坦化，和软过剩成分的稳定性可能是由于一个额外的平坦的幂律分量在耀斑期间可能产生的结果，喷射的电子等离子体和SSC过程。
2003-12-12 astro-ph
Resolving the large scale spectral variability of the luminous Seyfert 1 galaxy 1H 0419-577: Evidence for a new emission component and absorption by cold dense matter
2002年9月，XMM-牛顿观测了发光的塞弗特1星系1H 0419-577，当时它的源处于极低的通量状态，发现了1-10 keV的非常硬的X射线谱，在1 keV以下有一个强烈的软过剩。当1H 0419-577是“X射线明亮”时，与早期的XMM-牛顿观测比较表明，主要的光谱变化是由于陡峭的幂律或冷康普顿热发射。四个进一步的XMM-牛顿观测，与1H 0419-577在中间通量状态，现在支持这一结论，而我们也发现在中间状态差谱的可变发射分量被强烈修改的低电离物质的吸收。可变的“软过剩”，然后似乎是一个假象的吸收的基础连续，而“核心”软发射可以归因于重组在一个扩展的区域更高度电离的气体。我们注意到，在一个明亮的塞弗特1星系中发现大量的冷致密物质覆盖（或嵌入）X射线连续源的更广泛的影响。
2004-07-02 astro-ph
Black hole masses in NLS1 galaxies from the X-ray excess variance method
本文根据窄线塞弗特1（NLS 1）星系的X射线过剩方差估计了它们的黑洞质量。我们适用于宽线塞弗特1（BLS 1）星系的标准方法。在一般情况下，我们发现，获得的质量是由一个因素\sim 20太小，同意从其他方法（混响，恒星色散）获得的值。然而，我们的NLS 1对象的一小部分不需要乘法，或者校正因子小于4。我们发现这个子集的软X射线光子指数为0.1-2.4 keV，小于2。因此，我们假设NLS 1的这个子类实际上属于BLS 1。
2006-12-14 astro-ph
Testing the Unified Model with an Infrared Selected Sample of Seyferts
我们提出了一系列的统计测试使用均匀的数据和测量的塞弗特星系的样本。这些星系大多是从各向同性的性质中选出的，它们的远红外通量和暖红外颜色，这比过去大多数研究人员使用的标准（如紫外线过量）提供了相当大的优势。我们的研究结果提供了强有力的支持统一模型中，Seyferts 2的包含一个环面看到更多的边缘比在Seyferts 1的，并表明，以前的结果显示相反的是最有可能是由于选择效应。
2001-10-24 astro-ph
1E 0117.2-2837 and the NLR of Narrow-Line Seyfert 1 galaxies
基于光电离计算，我们研究了窄线塞弗特1（NLS 1）星系的NLR发射线比。特别是，我们研究了不同的EUV软X射线光谱形状（一个巨大的软过剩，陡峭的X射线幂律，存在一个温暖的吸收体）和NLR云属性（密度，丰度，距离连续源）的影响预测的光学发射线比像[OIII]和[FeXIV]。
2000-05-08 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
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
Fourier-resolved energy spectra of the Narrow Line Seyfert 1 Mkn 766
我们计算傅立叶分辨的X射线光谱的Seyfert 1 Markarian 766研究的形状的变量组件有助于0.3-10 keV的能谱和它们的时间尺度依赖性。分数变异光谱峰值在1-3千电子伏，在其他塞弗特1星系，无论是一个恒定的贡献，从软过剩组件低于1千电子伏和康普顿反射组件高于2千电子伏，或可变的暖吸收增强的变化在1-3千电子伏范围内。的均方根谱，它只显示的形状的可变组件，是很好地描述了一个单一的幂律与吸收功能约0.7千电子伏，这给它一个明显的软过剩。这种光谱形状可以由归一化中变化的幂律产生，受到近似恒定（在每个轨道内）的暖吸收体的影响，其参数与Turner等人发现的那些相似。因此，平均光谱中的总软过量可以通过幂律上的恒定热吸收加上附加的较小可变分量的组合来产生。在较短的时间尺度上，均方根频谱变硬，这种演变是很好地描述了幂律斜率的变化，而吸收参数保持不变。均方根频谱的频率依赖性可以解释为通过扩展发射区域传播波动所产生的变化，其发射频谱是向中心硬化的幂律。这种情况下，降低了较低的能量带的短时间尺度的变化，使可变频谱更难在较短的时间尺度上，并在同一时间解释了硬滞后发现这些数据由Markowitz等人。
2008-03-11 astro-ph
Investigating ionized disc models of the variable narrow-line Seyfert 1 PG 1404+226
我们调查使用相对论模糊的光电离盘模型的XMM-牛顿观测的窄线塞弗特1星系PG 1404+226。该模型的目的是再现辐射的内部吸积盘周围的克尔黑洞，是更成功的拟合光谱比模型的基础上的热软过剩。源在观测过程中变化很大，圆盘模型适用于所有观测到的通量状态。我们的结论是，它是一个有用的工具，在某些类星体的研究。
2005-06-06 astro-ph
An absorption origin for the soft excess in Seyfert 1 AGN
在许多高质量吸积率活动星系核的X射线光谱中看到的软过剩可以很好地用部分电离吸积盘的反射来模拟。然而，导出的参数往往是极端的，无论是在底层时空和反射几何，这些模型要求光盘是远离流体静力平衡。另一种模型使用类似的部分电离，速度模糊的材料，但在吸收中看到，虽然再次推导出的速度是极端的，需要磁驱动（在射流？）而不是简单的线驱动盘形卷绕机。我们发现，虽然这两个模型都很好地适合XMM-牛顿数据，我们赞成吸收模型，与反射不同，所有导出的光谱指数都是软的。这与预期的类比，相应的高质量吸积率恒星质量的黑洞。此外，这些X射线光谱与AGN类型和光谱状态之间的一一对应映射是一致的，NLS 1具有对应于非常高的状态的较软的光谱，而宽线AGN具有γ ~2，正如预期的高/软状态。我们还利用同步的OM数据导出了盘吸积功率与总吸积功率的比值，这是X射线双星谱态的另一种示踪。这并不总是表明NLS 1中的圆盘贡献的总功率小于80%，正如对非常高的状态所预期的那样。我们认为，这是一个伪像的标准光盘模型，用于确定光盘光度在我们的拟合。在黑洞双星的甚高态中，观测到的盘状结构常常偏离标准形状，而在NLS 1中，类似的效应可以恢复黑洞双星光谱态与活动星系核类型之间的对应关系。
2007-08-14 astro-ph
The environment of Seyferts, Liners and HII galaxies in a Complete AGN sample
我们使用完整的活动星系核样本（Ho等人，1997）来研究Seyferts、LINER和HII星系的环境。对于每一个活动星系核，我们寻找同伴在UZC红移目录和计算本地以及大规模的邻居密度和距离最近的邻居。我们发现，在小尺度（~ 0.2 h^-1 Mpc）下，LINER比Seyferts和HII星系在3 sigma显著性水平上表现出更致密的环境。当在大尺度上计算密度时，同样的结果没有得到证实。LINER也表现出比Seyferts和HII星系更近的近邻（在2 sigma c.l.）。然而，当排除活动星系在早期类型的星系主机，LINERs Seyferts和HII星系的邻居密度特性是相似的，结果证实，过剩的邻居LINERs周围是最有可能由于形态密度效应。
2004-10-13 astro-ph
Time Lags in Low Mass X-ray Binaries
利用RXTE/PCA数据，研究了4颗吸积中子星（NS）1 E1724 -3045，GS 1826 -238，4U 1705 -44和4U 1728 -34的时间滞后（TL）性质.该研究的目的是确定检测TL的光谱和定时状态。在这项工作中，我们发现了来自4U 1728 -34的7-40 keV硬光子和2-7 keV软光子之间的TL，其幅度与4U 1705 -44中看到的幅度相似（即在5 Hz时为2 ms）。我们发现，TL只看到在低状态的这些来源，但在所谓的“岛”的光谱状态，一些来源显示TL，而有些没有。另一方面，我们已经发现，当相关的功率密度谱（PDS）在高频（高于1Hz）处显示出过量功率时，检测到TL。
2000-07-21 astro-ph
X-ray Spectral Variability and Rapid Variability of the Soft X-ray Spectrum Seyfert 1 Galaxies Ark 564 and Ton S180
利用ASCA和RXTE（以及Ton S180的EUVE）对明亮、软X射线光谱的Seyfert 1星系Ark 564和Ton S180进行了35天和12天的监测。短时间尺度（小时-天）变异模式在能量带之间非常相似，没有证据表明所研究的任何能量带之间存在滞后。分数变异幅度几乎与能量带无关。这是很难同时解释软Seyferts更强的可变性，更软的光谱，和较弱的能量依赖的可变性相对于硬Seyferts。软带和硬带光变曲线在探测的最长时间尺度上发散，与在最软带中在长时间尺度上显示相对较大功率的波动功率密度谱一致。最简单的解释是，一个相对硬，快速变化的组件占主导地位的总X射线光谱和缓慢变化的软过剩存在于ASCA的最低能量通道。虽然很自然地将后者与吸积盘和前者与围绕它的日冕相鉴别，但标准的薄盘不可能变得足够热以在ASCA带中显著辐射，并且观察到的变化时间尺度太短了。硬分量可以具有比纯幂律更复杂的形状。最快的2次耀斑和下降因子发生在Ark 564的约1000秒内，而Ton S180的速度稍慢。光度变化的速度排除了粘性或热过程，并将单个发射区域的大小限制在<~15史瓦西半径（可能更小），也就是说，要么是内盘，要么是日冕中的小区域。
2001-08-24 astro-ph
What can we learn from EPIC X-ray spectra of Seyfert 1 galaxies?
XMM-Newton上的EPIC探测器提供了迄今为止最灵敏的宽带（0.3-12 keV）X射线光谱。本文研究了6个Seyfert 1型星系的观测结果，其目的是确定主要的X射线连续谱和限制叠加的发射和吸收特征。在每种情况下都可以看到软过量发射分量，但其光谱形式在我们的样品中随光度显着不同。目前的解释软过剩的范围从内在的热辐射从吸积盘再加工的硬辐射吸收在光盘皮肤。宽波段EPIC光谱的视觉检查表明，在所观察到的光谱分布的光度趋势可能主要是由视线吸收的差异。在这种情况下，潜在的连续体可以在整个样本中具有共同的形式。在铁K波段的光谱特征的检查确认在6.4千电子伏的一个狭窄的发射线的共同存在。建模的EPIC光谱高于7千电子伏的是关键的量化（或确认）一个广泛的铁K线在至少某些情况下。
2002-01-26 astro-ph
X-ray emission from active galactic nuclei with intermediate mass black holes
基于12个XMM-牛顿观测数据，对8个中等质量黑洞（M_BH 8- 95 × 10^4 Msun）活动星系核进行了系统的X射线研究。样本包括这类活动星系核的两个原型--NGC 4395和POX 52，以及SDSS发现的其他六个活动星系核。这些活动星系核具有最强的X射线变化性，在射电宁静的活动星系核中，其归一化的过剩方差最大，功率密度突变时间尺度最短。多余的方差-光度相关似乎取决于BH质量和爱丁顿光度比。破裂时间尺度-黑洞质量关系的活动星系核与IMBH是一致的观察到的大质量活动星系核。我们发现，H β或H α谱线的半高宽与BH质量无关，而与爱丁顿光度比有很强的相关性。四个活动星系核都有明显的软X射线过量辐射（kT_in~150- 200 eV）。另外三个活动星系核的X射线谱与软过剩辐射的存在是一致的。具有最低L/L_Edd的NGC 4395缺乏软过量发射。很明显，小的黑色物质不是活动星系核强软X射线过量发射的主要驱动因素。这些活动星系核的X射线光谱特性和光-X射线光谱能量分布与Seyfert 1星系相似。观测到的IMBH活动星系核的X射线/紫外特性与这些活动星系核是大质量活动星系核的低质量延伸相一致;那些具有高爱丁顿光度比的活动星系核看起来更像窄线Seyfert 1，而那些具有低$L/L_{Edd}$的活动星系核看起来更像宽线Seyfert 1。
2008-01-23 astro-ph
An XMM-Newton observation of Mrk 3 - a Seyfert galaxy just over the edge
对附近的Seyfert 2星系Mrk 3进行100 ks XMM-牛顿观测，为探索其X射线光谱的复杂性提供了一个独特的机会。我们发现3-8 keV的连续谱主要由冷物质的反射所控制，并检测到Ni，Fe，Ca，Ar，S，Si和Mg的荧光K壳层线.在更高的能量，一个内在的幂律连续，与规范的塞弗特1光子指数，被认为是通过一个近康普顿厚的冷吸收。低于3 keV的软过剩被认为是占主导地位的线发射从流出的“温暖”的气体，光电离和光激发的固有的强X射线连续。测量的蓝移在强铁K-α和OVII和VIII发射线进行了讨论，在假定的分子环面和电离流出的属性。
2005-04-14 astro-ph
Chandra Grating Spectroscopy of the Seyfert Galaxy Ton S180
本文介绍了利用Chandra和ASCA对Ton S180的光谱观测结果。这些数据证实了软过剩的存在，但钱德拉LETG光谱显示它是广泛和平滑的，而不是分解成单独的发射线。这种过剩可能代表一个主要的或再处理的连续谱成分，或来自电离吸积盘的宽谱线的混合。在其他五个NLSy1s中出现类似特征使我们得出结论，这种软X射线成分可能是以非常高的速率吸积的源的特征。X射线光谱没有显示出吸收线的证据，表明如果气体存在于视线中，那么它处于非常高的电离状态或具有极宽的速度分布。新的ASCA数据证实，Fe K α线的窄成分峰值接近7 keV的静止能量，表明在核环境中存在大量的高度电离的材料。
2000-12-06 astro-ph
Multicolour Optical Imaging of IR-Warm Seyfert Galaxies. V. Morphologies and Interactions. Challenging the Orientation Model
本文是系列研究的最后一篇，研究了中红外暖塞弗特星系样本和中红外冷星系对照样本的光学性质。在本文中，我们参数化的主机星系的形态和相互作用的性质，并结合这些在我们以前的论文中的主要结论。我们的研究结果证实了核活动与星系相互作用有关。我们提出了一个简单的方向模糊模型假设的塞弗特类型1和2，考虑到它们的环境和形态学特性的时间演变的另一种观点。在这种观点下，恒星爆发为主的和活动星系核为主的红外辐射之间的进化联系也建议，占我们的温暖和寒冷的样品之间的观测的红外线（中红外线过剩）。
1999-12-15 astro-ph
The BeppoSAX broad-band spectrum and variability of the Seyfert 1 NGC 3783
BeppoSAX号卫星从1998年6月6日至1998年6月10日对塞弗特1号星系NGC 3783进行了约5天的观测。观测期间的平均通量为F（2-10 keV）~ 6 X 10^{-11} erg cm^-2 s^-1。长时间曝光提供了一个非常高质量的光谱，展示了塞弗特1的所有典型特征。在该天体中首次探测到内禀连续谱的高能截止，其能量为E_c=340+560/-107keV。在观测过程中，源显示出适度的通量变化（2-10 keV中约20%）和光谱可变性，这可以完全由本征斜率ΔΓ~ 0.1的变化来解释。NGC 3783是为数不多的在BeppoSAX光谱中显示出软发射成分的Seyfert 1之一。这种软过剩很好地再现了温度为kT ~ 0.2 keV的黑体组件。还需要一个温暖的吸收体来适应软X射线光谱。这两个后处理功能，康普顿反射峰和铁发射线，在我们的观察中被检测到。除了一条窄的铁谱线（如钱德拉所观察到的），还需要一个σ =0.72 + 1.28/-0.27 keV和EW=115+/-76 eV的宽分量来拟合该谱线。用Ross & Fabian的电离（lg（xi）=2.73+0.04/-0.05）圆盘反射模型较好地再现了观测到的康普顿峰和Fe线。在这种情况下，在2 keV以下观察到的软过量可以通过盘发射率来解释，并且不需要额外的软X射线分量来拟合光谱。
2002-03-20 astro-ph
A Chandra HETGS observation of the Narrow-line Seyfert 1 galaxy Ark 564
我们目前的结果从50 ks的观测窄线塞弗特1星系方舟564与钱德拉HETGS。高于2keV的光谱由具有2.56+/-0.06的光子指数的幂律建模。我们确认软过剩低于约1.5千电子伏的存在。如果用黑体模型拟合，最佳拟合温度为0.124keV。据报道，方舟564在使用低分辨率探测器的各种观测中显示出1 keV的特殊发射线特征，钱德拉光栅光谱排除了几条窄发射线混合的起源。我们在源静止帧中检测到0.712 keV处的边缘状特征。对这一特征的最佳解释是将O VII K边和一些来自轻微电离铁的L吸收线结合起来，这表明这是一个热吸收体，电离参数为xi~1，N_H ~ 10^21 cm^-2。这些性质与UV吸收剂的性质大致一致。我们还检测到O VII，O VIII，Ne IX，Ne X和Mg XI在系统速度下的窄吸收线。从这些谱线中，需要第二个热吸收体，其log xi ~ 2和N_H ~ 10^21 cm^-2。
2003-11-29 astro-ph
The Energy-dependent X-ray Timing Characteristics of the Narrow Line Seyfert 1 Mkn 766
我们提出的能量依赖的功率谱密度（PSD）和交叉频谱特性的MKN 766，从2005年的XMM-牛顿观测期间获得的数据，跨越6个革命，从2001年的XMM-牛顿长看获得的数据相结合。PSD的形状和均方根通量的关系被认为是一致的2001年和2005年的观测，这表明2005年的观测只是一个低通量的扩展2001年的观测，并允许我们结合两个数据集。由此产生的PSD具有最高的时间频率分辨率的任何AGN PSD测量日期。应用破幂律模型产生随光子能量在时间频率上增加的破频率。如果假设断裂频率与能量无关，那么要获得良好的拟合，需要存在一个4.6+/-0.4 * 10^-4 Hz的洛伦兹算符，其强度随光子能量的增加而增加，这是在黑洞X射线双星中看到的一种行为。的交叉频谱特性进行测量，时间频率相关的软到硬的时间滞后检测在这个对象中的第一次。交叉谱结果与其它吸积黑洞系统的结果一致。结果进行了讨论的背景下，几个变异模型，包括那些基于向内传播的粘度变化的吸积盘。
2006-11-02 astro-ph
Soft X-ray properties of the Seyfert 1.8 galaxy NGC 3786
对Seyfert 1.8星系NGC 3786的巡天和定点ROSAT PSPC观测的分析揭示了有趣的光谱和时间行为。光谱被发现显示出明显的过度吸收迹象，并且有证据表明部分（或全部）是由热吸收剂的存在引起的。软X射线光谱特性的讨论中的Sy1.8分类的NGC 3786的上下文中，并结合出版的光学数据，努力区分几种可能的吸收模型。一个涉及一个温暖的吸收器与内部的灰尘，位于BLR和NLR之间，是有利的，并成功地占高观察到的宽线红化，以及为强大的X射线的变化（一个因素$\sim$ 10），我们检测到1990年和1992年之间的观察。
1997-07-07 astro-ph
X-ray reflection in the Seyfert galaxy 1H0419-577 revealing strong relativistic effects in the vicinity of a Kerr black hole
我们报告的结果，从六个XMM牛顿观测塞弗特星系1H 0419-577。在这里，我们表明，X射线光谱和可变性很好地描述了由一个两个组件的模型，包括一个功率定律与恒定的光谱形状和变量归一化和一个更恒定的电离反射组件从内部吸积。其中一个观测是在源处于特别低的通量状态时进行的，其中X射线谱是相当特殊的，并且表现出非常平坦的硬谱，具有低于6.6 keV的宽残差和低于约1 keV的陡峭的软过剩。我们解释的光谱是反射占主导地位的X射线再处理的发射从内部吸积盘。主连续谱几乎完全无法观测到，可能是因为强光向中心黑洞弯曲。电离反射模型同时占广泛的残差和硬平坦的频谱和软过剩。同一模型为所有其他通量水平的数据提供了出色的描述，最重要的区别是幂律规范化的变化。我们的结果意味着，在这个源的X射线发射的大部分起源于几个引力半径内的中心黑洞，并要求紧凑的对象是一个几乎最大的自旋克尔黑洞。（节略）
2005-04-21 astro-ph
Slim Disk Model for Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies
我们认为，无论是极端的软X射线过剩和窄线塞弗特1星系（NLS 1）的大振幅的变化可以在细长盘模型的框架内解释。当盘的光度接近爱丁顿光度时，盘变成一个细长的盘，呈现出多色黑体光谱，最高温度T（bb）约为0.2（M/1 e5太阳质量）e（-1/4）keV，X射线发射区的大小r（bb）约为R（S）（史瓦西半径）。此外，磁能量可以被放大到超过从盘发出的辐射能量的水平，从而导致连续的磁耀斑在X射线中产生实质性的变化。
2000-05-08 astro-ph
The scaling of the X-ray variability with black hole mass in AGN
本文研究了2-10 keV、长期、超方差与活动星系核黑洞质量的关系。一个显着的反相关性，发现这两个数量之间的意义上，多余的方差随黑洞质量的增加而减少。这种反相关与活动星系核中2-10 keV能量谱在高频下遵循斜率为-2的幂律的假设是一致的。然后，它在低于一个转折频率时，斜率为-1，直到第二个转折频率时，斜率为零。这两个断裂频率的比值等于10-30，类似于天鹅座X-1中相应频率的比值。在“频率x功率”空间中的功率谱振幅不依赖于黑洞质量。相反，它在所有对象中大致等于0.02。在“经典”塞弗特1星系中，高频突变随着黑洞质量的增加而减小，其关系为1.5 x（10^-6）/（BH质量/（10^7）太阳质量）Hz。NGC 4051是一个窄线塞弗特1天体，它的超额方差大于其黑洞质量和X射线光度的预期值。如果它的高频突变比具有相同黑洞质量的“经典”塞弗特1的预期值大20倍，这可以得到解释。最后，过量方差与X射线光度相关性是过量方差与黑洞质量相关性的副产品，AGN吸积在~ 0.1-0.15爱丁顿极限。这些结果与活动星系核的功率谱分析结果一致。
2003-11-02 astro-ph
On Core Collapse Supernovae in Normal and in Seyfert Galaxies
本文估计不同类型的核心坍缩超新星的相对频率，在Ib-Ic型和II型超新星的数量之间的比率f。我们独立地估计了径向速度<=14000 km/s的所有正常星系和Seyfert星系的f，并且在1986年1月至2000年8月的Asiago目录中至少记录了一次超新星事件。我们发现，比例f近似。0.23+/-0.05在正常星系。这个值与恒星形成速率常数、萨尔彼得初始质量函数和平均双星速率近似一致。百分之五十相反，塞弗特星系超过正常星系的比例f的一个因素约。4在置信水平>= 2 sigma。需要注意的是，塞弗特超新星的数量仍然很小（迄今为止发现了6颗Ib-Ic型和6颗II型超新星）。假设是真实的，Ib型和Ic型超新星相对于II型超新星的这种过剩，可能表明年轻恒星形成的爆发（<= 2000万年），在塞弗特星系的内部区域（r <= 0.4 R25）的双星系统的高发生率，或顶部加载的质量函数。
2002-01-07 astro-ph
ROSAT PSPC Observations of the Seyfert 1 Galaxies Ark 564, NGC 985, Kaz 163, MRK 79 and RX J 2256.6+0525
本文对Seyfert 1星系Ark 564、NGC 985、Kaz 163、Mrk 79和RX J2256.6+0525的ROSAT位置敏感正比计数器（PSPC）观测数据进行了空间、时间和光谱分析。方舟564是一颗强窄谱线的赛弗特1，具有强的Fe II发射。几个类似的窄线赛弗特1星系最近被发现有显着陡峭的软X射线连续谱以及快速的X射线变化。我们发现，方舟564也有一个非常陡峭的（$Γ> 3$）0.1- 2.5千电子伏的频谱和变化的百分之$\sim 20$在1500年代。我们检查方舟564的模型，根据其X射线和光学特性，并建议窄线塞弗特1星系的陡峭的X射线光谱和它们的窄线之间的可能的连接。NGC 985有一个大的软过剩，一个温暖的吸收体，或两者兼而有之。其他三个Seyfers有系统陡峭的光谱比通常观察到的Seyfers在更高的能量Ginga数据，这表明他们也港进一步的光谱复杂性。Kaz 163在0.1- 2.5 keV波段显示了$\sim 45$ %的强度变化，Mrk 79也显示了变化的证据。
1994-11-16 astro-ph
The Nature of Flat-Spectrum Nuclear Radio Emission in Seyfert Galaxies
对具有平谱射电核的5个Seyfert星系进行了秒差距尺度VLBA成像，以确定平谱是否代表来自吸积盘/遮蔽环面的热发射或非热同步自吸收发射。五个中有四个显示出与同步加速器自吸收一致的辐射，其固有尺寸约为0.05-0.2 pc（或最小的10^8兆太阳黑洞的10^4引力半径）。相比之下，用MERLIN而不是VLBA检测到的NGC 4388显示出与NGC 1068中检测到的性质相似的热发射。值得注意的是，两个探测到热核射电辐射的塞弗特星系都有大的X射线吸收柱，这表明要探测到这样的盘，需要超过10^{24} cm^{-2}的柱。
2000-12-11 astro-ph
Parsec-Scale Images of Flat-Spectrum Radio Sources in Seyfert Galaxies
我们提出了高角分辨率（~2 mas）的射电连续观测的5个塞弗特星系的平谱射电核，使用VLBA在8.4 GHz。该项目的目标是测试这些平谱核是否代表来自吸积盘的热发射，如Gallimore等人先前对NGC 1068的推断，或非热的同步加速器自吸收发射，据信这是射电星系和类星体中更强大的平谱核源的原因。在四个源（T0109-383、NGC 2110、NGC 5252和Mrk 926）中，VLBA探测到了核源，但无法分辨，表明亮温超过10^8 K，平均大小小于1 pc。我们认为，在这些星系的无线电发射是非热和同步自吸收，但多普勒助推相对论外流是不需要的。同步辐射自吸收亮度温度表明，这四个星系的内禀源尺寸小于~0.05-0.2 pc，其中最小的一个对应于一个10^8 M太阳黑洞的光穿越时间约为60光日或10^4引力半径。我们还介绍了NGC 4388的MERLIN和VLA观测，这是未被VLBA检测到的，并认为，在这个星系中观察到的，平谱，核射电辐射表示光学薄，自由的辐射从致密的热气体的尺度~0.4到几个pc。值得注意的是，探测到热核射电辐射的两个塞弗特星系（NGC 1068和NGC 4388）都有大的X射线吸收柱，这表明要探测到这样的盘，需要超过10^{24} cm^{-2}的柱。（节录）
1999-08-23 astro-ph
Nested and Single Bars in Seyfert and Non-Seyfert Galaxies
我们分析了盘星系中嵌套和单星棒系统的观测性质。我们样本中的112个星系包括附近星系中最大的匹配Seyfert与非Seyfert样本，它们具有完整的近红外或光学成像，对从几十pc到几十kpc的长度尺度敏感。我们发现，一个显着的比例，17% +/-4%的样本星系，有一个以上的酒吧，和28% +/- 5%的棒星系嵌套酒吧。酒吧分数似乎是稳定的，根据我们所采用的酒吧标准的合理变化。对于这些嵌套的酒吧，我们检测到一个明确的分工之间的大规模（主要）酒吧和小规模（次要）酒吧的长度，无论是在绝对长度和归一化（星系的大小）。我们认为，这种双峰分布可以理解内林德布拉德共振（ILR）的框架内，这是位于最里面的星系的引力势有效地从3D切换到2D。虽然主酒吧被发现与主机星系的大小，没有这样的相关性是观察到的次级酒吧。此外，我们发现，次生酒吧形态上不同于单酒吧。总的来说，我们匹配的塞弗特和非塞弗特样本显示出统计上显着过剩的酒吧之间的塞弗特星系在几乎所有的长度尺度。我们证实了我们以前的结果，塞弗特星系总是表现出优势的“厚”酒吧相比，酒吧在非塞弗特星系。最后，没有观察到棒的存在与伴星系之间的相关性，即使是相对明亮的星系。
2001-10-25 astro-ph
The Seyfert-LINER Galaxy NGC 7213: An XMM-Newton Observation
我们研究了LINER-AGN NGC 7213的XMM X射线谱，它最符合幂律，Fe I，Fe XXV和Fe XXVI的K-α发射线以及kT=0.18 + 0.03/-0.01 keV的软X射线碰撞电离热等离子体。我们发现它的光度为7 × 10 ^（-4）L_Edd，并且没有软X射线的过量发射，这表明它是一个截短的吸积盘。NGC 7213具有中等的X射线光谱特性，介于LINER M81和更高光度的赛弗特星系中发现的弱活动星系核之间。这支持了从银河系中心到LINER星系到Seyferts的连续X射线特性序列的概念，可能是由中心区域可供吸积的物质数量决定的。
2004-12-01 astro-ph
The highly variable X-ray spectrum of the luminous Seyfert 1 galaxy 1H 0419-577
本文介绍了对发光的塞弗特1星系1H 0419-577的XMM-牛顿观测。我们发现，频谱很好地拟合的正则斜率（伽玛~ 1.9）和3个黑体组件（模拟强软过剩）的幂律。将XMM数据与ROSAT 1992年的观测以及ASCA和BeppoSAX 1996年的观测进行了比较。我们发现，整个X射线光谱在此期间发生了很大的变化，并建议的变化是由软X射线组件。当明亮时，如在我们的XMM-牛顿观测中，似乎增强的软通量冷却了康普顿化日冕，导致2-10千电子伏的幂律呈现出“典型”的斜率，与ASCA和BeppoSAX四年前观测到的异常硬（“光子饥饿”）的光谱形成对比。
2001-12-10 astro-ph
