Linearly polarized X-ray flares following short gamma-ray bursts
在GRB 050724的短持续时间伽马射线暴之后，探测到了软X射线耀斑。耀斑的时间特性表明，它们可能是由于中央引擎的后期活动。我们认为，如果短伽玛暴是通过紧凑的恒星合并产生的，最近的观测结果支持，喷流供电后期X射线耀斑必须通过磁过程，而不是通过中微子-反中微子湮灭发射。因此，短伽玛暴之后的X射线耀斑可能是线偏振的。这一论点也适用于长伽玛暴后的X射线耀斑。未来的观测与即将到来的X射线偏振仪将测试这一预测。
2005-11-16 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
Broad-band continuum and variability of NGC 5548
我们分析了一个复合宽带光学/UV/Xgamma射线光谱的塞弗特1星系NGC 5548。该光谱由同时进行的光学/IUE/Ginga观测的平均值以及ROSAT和GRO/OSSE非同时观测数据组成。我们表明，宽带连续与简单的磁盘模型延伸到软X射线是不一致的。相反，软过剩是很好地描述了光学厚，低温，热康普顿可能占主导地位的整个大蓝色凸块。这可以解释所观察到的紧密的紫外线/软X射线变化的相关性和缺乏莱曼边缘在这个对象。然而，由光谱推断的等离子体参数需要在光学深度和/或温度上分层，以防止物理不一致。光学/UV/软X射线分量约占总源通量的一半。软过量的光谱变化与UV的光谱变化是一致的，并且认为组分是密切相关的。光谱变化的总体模式表明源几何形状的变化，并显示光学/UV/软X射线分量在更亮时更硬，而硬X射线分量在更亮时更软。
1997-07-17 astro-ph
The optical to soft X-ray spectrum of the ultrasoft broad-line AGN RE J2248-511
本文介绍了用XMM-牛顿法对超软宽线活动星系核RE J2248-511的一系列监测观测。先前的X射线观测显示，五年后，从非常软的状态转变为更硬的状态。我们发现超软X射线过剩重新出现，而硬幂律没有改变。反射率>15的反射模型和具有不同温度和光学深度的两个分量的康普顿化模型可以拟合到光谱，但不能被约束。光谱的最佳表示是由两个黑体（kT~ 90，200 eV）加上幂律（Gamma=1.8）组成的模型。我们还提出了同步的光学和红外数据表明，光谱斜率也改变了年的时间尺度。如果光学到X射线通量主要来自康普顿化的吸积盘，我们得到黑洞质量约为1 e8太阳质量，吸积率约为0.8xEddington，盘倾角cosi>0.8的估计。
2003-02-18 astro-ph
Unveiling the broad band X-ray continuum and iron line complex in Mkr 841
Mkr 841是一个明亮的塞弗特1星系，拥有强烈的软过剩和可变的K $α$铁线。XMM在3个不同时期内观察到总累积曝光时间为$\sim$ 108 ks。本文介绍了一个完整的EPIC-pn数据集的宽带谱分析。我们能够测试两种不同的模型的软过剩，相对论模糊的光电离反射（\r模型）和相对论模糊的电离吸收（\a模型）。连续介质由一个简单的截断幂律模型，我们还添加了一个中性反射。这些观测结果揭示了软过剩和铁线的极端和令人困惑的光谱和时间行为。0.5-3 keV软X射线通量在2001年和2005年之间减少了3倍，并且线形似乎是宽和窄分量的混合物。我们成功地描述了这个复杂的宽带0.5-10 keV的光谱变化使用\r或\a，以适应软过剩。这两种模型即使包括高达200千电子伏的同步BeppoSAX数据，也给出了统计上相当的结果。这两种模式是一致的远程反射的存在下，其特征在于在数据中的一个恒定的狭窄的组件。然而，它们的不同之处在于存在于\r中但在\a中不需要的宽线组分。这项研究还揭示了相对论红移窄铁线的零星存在。
2007-06-01 astro-ph
The origin of the strong soft excess and puzzling iron line complex in Mkn 841
MKN 841在三个不同的时期（2001年1月、2005年1月和2005年7月）被XMM-牛顿观测到，总累积曝光时间约为108 ks。本文介绍了一个完整的EPIC-pn数据集的宽带谱分析。这些观测结果证实了存在强软过剩和复杂的铁线轮廓已知存在于这个源，因为很长一段时间。它们还揭示了它们极端而令人困惑的光谱和时间行为。事实上，0.5 - 2千电子伏的软X射线通量在2001年和2005年之间减少了3倍，并且线的形状似乎是宽和窄分量的混合，两者都是可变的，但在时间尺度上是可变的。0.5 - 10keV宽谱段可用一个包含一次幂律连续谱、一个模糊光电离反射和一条窄铁谱线的模型来描述，模糊反射自洽地拟合了软过剩和宽谱线分量。狭义部分的起源和性质尚不清楚。
2006-11-21 astro-ph
Broad band spectrum of Cygnus X-1 in two spectral states with BeppoSAX
本文报道了用BeppoSAX卫星的窄场仪器在不同时期观测到的Cyg X-1的0.5- 200 keV光谱特性。在1996年6月第一次观测期间，震源处于软状态。在1996年9月的第二次观测中，源具有其硬态的特征参数。在这两种状态下都能清楚地探测到软X射线过剩、宽Fe K $α$线和康普顿反射。软态宽带连续介质是很好地模拟了磁盘黑体（占软过剩）和康普顿向上散射的磁盘光子的混合，热/非热，等离子体，可能形成一个电晕盘上方（也引起康普顿反射组件）。在硬态，初级硬X射线光谱可以很好地模拟由热等离子体在$\sim 60$ keV的温度下的弱黑体发射的康普顿上散射。软过剩，然后解释由另一个热等离子体云的特征在于其康普顿参数的低值的相同的黑体发射的热康普顿化。最后，我们发现在软态的辐射热通量的特征比，在硬态约为3。这个值比以前报道的（可能被低估的）1.5更符合状态转换理论。
2000-09-11 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
The INTEGRAL/IBIS source AXJ1838.0-0655: a soft X-ray to TeV gamma-ray broad band emitter
本文报道了位于盾臂区的第一个IBIS/ISGRI巡天目录中的未识别天体AX J1838.0 - 0655的积分观测结果。该天体在20 - 300 keV波段被探测到，置信度为15.3 sigma（9 x 10 ^-11 erg cm-2 s-1），可能是尚未确认的TeV源HESS J1837 - 069的对应物。过去，包括ASCA在内的各种X射线望远镜都曾探测到它，这意味着它是一个持久的源而不是一个短暂的源; ASCA的图像与未被解析的源是一致的。1 - 300 keV的宽光谱的特征在于吸收（NH = 6.7 +/-1.3 x 10^22 cm-2）和硬（Gamma = 1.5 +/-0.2）幂律连续。讨论了X射线错误框内可能存在的对应物（无线电和红外线），即使无法确定明确的关联。宽波段光谱和TeV探测表明AX J1838.0 - 0655可能是一个超新星遗迹或脉冲星风星云，这是迄今为止在射电波段无法探测到的。这是第二个未经确认的HESS源，显示出大量的软伽马射线发射。
2005-07-28 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
Is the High-Energy Emission from Centaurus A Compton-Scattered Jet Radiation?
我们考虑是否从半人马座A发射的硬X射线和软伽马射线是来自活动核的光束辐射，它是康普顿散射到我们的视线。我们推导出散射辐射的光谱和偏振度时，入射光束的辐射是从一个冷（$kT<<m_ec^2$）电子云沿喷流轴的相对论运动的散射，并计算结果的非偏振，高光束入射幂律光子源。我们用这个模型拟合了半人马座A的OSSE数据，发现如果散射体不是相对运动的，那么喷流相对于我们视线的角度是$61^\circ\pm 5^\circ$。我们预测的高度极化的散射辐射低于$\sim300$ keV。未来使用X射线和伽马射线偏振仪的测量可以用来限制或排除这种情况。
1994-02-18 astro-ph
A model of the broad-band continuum of NGC 5548
讨论了Seyfert 1星系NGC 5548的中心源模型。该模型假设一个三相盘结构组成的冷外盘，热中心盘构成的康普顿X/γ源，和一个中间不稳定和复杂的阶段发射软过剩分量。该模型定性地解释了宽带光谱和可变性的行为，假设软过剩贡献显着的连续发射和驱动器的中间盘区的几何变化的可变性。
1997-10-16 astro-ph
Do the Broad Emission Line Clouds See the Same Continuum that We See?
最近对类星体Mrk 335和HST类星体复合谱的观测表明，它们中的许多类星体具有非常软的电离连续谱（fnu ~ nu^-2.0，13.6 eV- 100 eV）。我们指出，E > 54.4 eV的光子数不足以产生所观察到的He II发射线的强度。虽然激发C IV 1549和O VI 1034的光子数是足够的，但即使是这两条谱线的最有效发射云也必须各自覆盖至少20% - 40%的源。如果典型的类星体电离连续体确实如此柔软，那么我们必须得出结论，宽发射线云必须看到与我们看到的非常不同（更硬）的连续体。另一个可行的可能性是，UV-EUV SED是双峰的，第二个峰值接近54 eV，其维恩尾观察到的软X射线过剩。
1997-04-27 astro-ph
Soft X-ray emission lines from photoionized accretion discs: constraints on their strength and width
研究了光电离吸积盘再处理辐射中软X射线发射谱线的性质。对这些谱线的观测将对确定活动星系最内部区域的电离状态和金属丰度具有重要意义。对电离参数在250和1000 erg cm/s之间的等密度圆盘反射的计算表明，O VIII Lyα的发射将主导软X射线发射光谱。C VI、N VII、O VII以及Fe XVII-XIX也有大量排放。随着电离参数的增加，这些线变得更弱，并被康普顿散射加宽。O丰度的显著增加主要加强了O VII线，使其与O VIII线一样大或更大。氮和碳线相当弱，等效宽度（EW）<30 eV，即使N丰度增加。流体静力电离盘模型具有更真实的密度结构，并显示出类似的光谱，但线较弱且较宽。这是由于磁盘表面的热电离皮肤造成的。我们将这些结果应用于MCG-6 - 30 -15的XMM-牛顿谱中软X射线相对论性谱线的有争议的说法。我们无法找到O VIII具有所需EW而O VII没有大量排放的情况。此外，康普顿散射导致O VIII线的蓝翼比数据中观察到的<< 10 eV下降宽得多。我们的结论是，软X射线吸积盘线，在一般情况下，弱和广泛的功能，不太可能产生尖锐的边缘的数据。
2002-06-28 astro-ph
The Broad Band Spectrum of MXB 1728-34 Observed by BeppoSAX
我们报告BeppoSAX卫星观测到的爆发环礁源MXB 1728-34的宽带（0.1-100千电子伏）光谱分析结果。在该观察期间出现了三次爆发。爆发期间的光谱可以用温度为2 keV的黑体拟合。根据爆发，我们还估计到源的距离为5.1千秒差距。MXB 1728-34在BeppoSAX号卫星观测期间处于相当软的状态。持久光谱很好地拟合由软黑体发射和康普顿光谱组成的连续体。我们把软分量解释为来自吸积盘的辐射。考虑到光谱硬化因子为1.7，我们估计内盘半径为$R_{\rm in} \sqrt{\cos i} \sim 20$ km，其中i是倾角。康普顿化的成分可能起源于一个球形日冕，温度为10 keV，光学厚度为5，周围的中子星。在6.7 keV的光谱中观察到一个宽的高斯发射线，可能是在电离日冕或在磁盘的内部发射。另一条发射线位于1.66 keV。
2000-05-19 astro-ph
How Saturated are Absorption Lines in the Broad Absorption Line Quasar PG 1411+442 ?
最近，在宽吸收线类星体中发现了柱密度$> 10^{23} cm^{-2}$对极大X射线吸收的有力证据。这样做的一个后果是，这些类星体的任何软X射线辐射都是部分覆盖吸收物质的散射光或泄漏光。对未吸收的软X射线和吸收的硬X射线成分的检测将允许确定总柱密度以及吸收材料的有效覆盖因子，这很难从紫外吸收线中获得。Brinkmann等人（1999年）发现，在附近非常明亮的宽吸收线类星体PG 1411+442中，可以探测到未吸收和吸收的成分。本文对HST的宽谱X射线谱和紫外光谱作了进一步的分析，证明了宽吸收线在吸收谷底部是完全饱和的。
1999-05-06 astro-ph
The broad band X-ray spectrum of the black hole candidate GRS1758-258
我们提出的结果BeppoSAX观测的黑洞候选人GRS 1758 -258在1997年进行，而源是在其低/硬状态。X射线谱在0.1 ~ 200 keV的宽能量范围内同时观测到，可以用电子温度kT_e = 31.4 keV、光学厚度为4.0的康普顿化发射模型（球几何）很好地描述，尽管不能排除截止幂律和反射模型。此外，在6.4 keV的宽铁线与等效宽度EW = 67 eV已被边缘检测。0.1-200 keV的光度是1.4x10^37 erg/s，假设距离为8 kpc。软光度和硬光度是这样的，即源落在所谓的“爆发盒”内。没有软过剩的证据。
2002-04-10 astro-ph
Broad Band X-Ray Observations of the Narrow Line X-Ray Galaxy NGC 5506
本文详细分析了Seyfert 2星系NGC 5506的宽带X射线数据。2-10在为期1天的ASCA观测中，观测到了2keV的谱带，而2-10 keV的谱带形状没有明显变化，ASCA谱由幂律吸收谱、低于2 keV的“软过剩”谱和6.4 keV的Fe K $α$发射谱线组成。“软过剩”可以很好地描述为在温度kT $\simeq$ 0.8 keV下来自非常低丰度材料的热发射，或者来自初级幂律的散射/泄漏通量加上少量的热发射。ROSAT HRI数据的分析表明，软X射线发射在这个对象的kpc尺度上扩展，扩展的组件可能占大多数的ASCA观察到的软X射线过剩。结果表明，在第2类活动星系核中，“软过剩”至少有一部分来自于一个扩展的区域，这给源被部分覆盖的模型带来了严重的问题。Fe-K $α$分布复杂，不能用单一的高斯函数来描述。无论是双高斯模型，或窄高斯加上线从相对论吸积盘在约40 $\pm10^\circ$的倾角观察提供了良好的拟合数据。然而，如果有少量的过量的Fe K边缘吸收，盘的倾斜度可以大得多。NLXG的中间倾角与内部吸积盘与外部遮蔽环对齐的想法一致。
1999-03-29 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
X-ray and soft gamma-ray spectra of Broad-Line Radio Galaxies
我们利用Ginga、ASCA、OSSE和EXOSAT的数据研究了BLRG的X射线和软γ射线光谱特性。X射线谱符合能量指数为α ~ 0.7的内禀幂律连续谱，并被冷介质适度吸收。此外，Ginga光谱显示Fe K-α线的平均等效宽度约为100 eV，在某些情况下，康普顿反射峰。然而，后者的组成部分是显着弱于在无线电安静的塞弗茨和那些预期的，如果铁K-α线是由于反射。一些ASCA和EXOSAT光谱显示软X射线过量低于~ 3 keV。当考虑到该成分时，ASCA数据中的Fe K-α线变得无法分辨，等效宽度< 200 eV。对3C 390.3和3C 382的多次观测表明，Fe K-α线的通量近似恒定，但伴随着强烈的连续变化。这表明这条线的大部分是由距离远大于吸积盘尺度的物质形成的，与ASCA线宽测量结果一致。考虑到观测到的线通量，所需物质的柱密度为N_H > 10^23 cm^-2。这样的介质在3C 445中位于视线内，但在其他物体中必须位于视线外，其中观测到的N_H显著较低。因此，具有该N_H且覆盖大立体角的冷介质在大多数物体中在视线之外。BLRG的光谱在~ 100 keV以上断裂并变得更软，如3C 120的同时ASCA/OSSE观测所示，并且OSSE光谱平均比X射线光谱软得多。最后，我们发现的X射线和γ射线光谱性质的岑A本质上非常相似的BLRG研究。
1998-05-12 astro-ph
