Compton thick AGN in the Suzaku era
本文介绍了两个邻近的赛弗特2星系的硬X射线（> 10 keV）观测结果。这两个来源都清楚地检测到PIN硬X射线探测器高达几十千电子伏，允许一个相当好的表征宽带X射线连续。这两个源都被严重遮蔽，其中一个（NGC 5728）是康普顿厚度，而在较低的能量下，散射/反射连续谱的形状和强度是非常不同的。在两种来源中都检测到强铁Kalpha线。在NGC 4992中也有一条宽的相对论性铁谱线。
2007-04-10 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
Suzaku observation of the metallicity distribution in the intracluster medium of the Fornax cluster
利用朱雀卫星上的XIS仪器研究了天炉座星团的金属丰度分布。O、Mg的K壳层线清晰分辨，O、Mg、Si、S、Fe的丰度测定准确。在NGC 1399的4'半径范围内，Fe、Si和S的丰度接近太阳，O/Fe和Mg/Fe的丰度比分别约为0.4- 0.5和0.7太阳单位。在半径为6'~ 23'的外围区域，Fe和Si的丰度下降到0.4--0.5太阳级，在该区域内没有明显的梯度。O/Fe和Mg/Fe的丰度比与中心区一致。我们还测得NGC 1404周围的Fe丰度近似于太阳，O、Ne和Mg的丰度是Fe水平的0.5- 0.7倍。在NGC 1399和NGC 1404的130 kpc范围内，Fe的显著相对增强表明起源于SN Ia，与反映恒星金属丰度的O，Ne和Mg物种相反。在NGC 1399的130 kpc范围内，O和Fe的质光比富星系团低一个数量级以上，反映了这个贫星系团的金属富集历史。
2006-09-04 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
Suzaku Observation of Two Ultraluminous X-Ray Sources in NGC 1313
2005年9月15日，朱雀号在附近的Sb星系NGC 1313中观测到两个超亮X射线源（ULX），分别命名为X-1和X-2。在净曝光量为28千秒的观测期间（但总时间跨度为90千秒），两个天体的强度变化约为50%。X-1和X-2的0.4- 10 keV X射线亮度分别测量为$2.5 \times 10^{40}~{\rm erg~s^{-1}}$和$5.8 \times 10^{39}~{\rm erg~s^{-1}}$，前者是该ULX有史以来报道的最高亮度。X-1的光谱可以解释为一个强大的和可变的幂律分量与高能量的截止，和一个稳定的黑体与最内层的磁盘温度为$\sim 0.2$ keV。这些结果表明，X-1处于“非常高”的状态，在这种状态下，圆盘发射是强烈的康普顿化。NGC 1313中朝向X-1的吸收体被认为具有太阳下的氧丰度。X-2的光谱在其较暗的相位中最好地由最内侧盘温度为1.2- 1.3keV的黑体模型表示，并且随着源变得更亮而变得更平坦。因此，X-2被解释为处于slim-disk状态。这些结果表明，这两个ULX有几十到几百个太阳质量的黑洞质量。
2006-10-06 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
Discovery of a bright transient ultraluminous X-ray source Suzaku J1305-4931 in NGC 4945
本文报道了在附近的塞弗特II星系NGC 4945的西南臂中发现的明亮的X射线瞬变源朱雀J1305-4913。在2006年1月15日至17日进行的朱雀观测期间，在0.5 - 10 keV的$2.2 \times 10^{-12}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$通量下检测到它，但在2005年8月22日至23日进行的较短观测中无法检测到，上限为$1.7 \times 10^{-14}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$（90%置信水平）。在3.7 Mpc的距离，辐射热光度的来源成为$L_{\rm bol} = 4.4 \times 10^{39} α$ erg s $^{-1}$，其中$α= (\cos 60^\circ / \cos i)$和$i$是磁盘倾角。因此，源被分类为所谓的超铝X射线源（ULX）。源的时间平均X射线谱由多色盘模型描述，最内层吸积盘温度为$T_{\rm in} = 1.69_{-0.05}^{+0.06}$ keV。在2006年1月的观测中，它的强度变化了2倍，与$L_{\rm bol} \propto T_{\rm in}^4$有明显的相关性。据推测，最里面的磁盘半径$R_{\rm in}$保持恒定的$R_{\rm in} = 79_{-3.9}^{+4.0} α^{1/2}$公里，这表明存在一个标准的吸积盘。将$R_{\rm…
2007-08-14 astro-ph
Spectral transitions of an ultraluminous X-ray source, NGC 2403 Source 3
报道了2006年3月16- 17日对超亮X射线源NGC 2403 Source 3的朱雀观测。源3的朱雀XIS光谱被描述为来自光学厚吸积盘的多色黑体状发射。吸积盘最里面的温度和半径分别为$T_{\rm in} = 1.08_{-0.03}^{+0.02} $ keV和$R_{\rm in} = 122.1_{-6.8}^{+7.7} α^{1/2}$ km，其中$α= (\cos 60^\circ /\cos i)$和$i$是盘的倾角。辐射热光度的来源估计为$L_{\rm bol} = 1.82 \times 10^{39} α$尔格s $^{-1}$。档案钱德拉和XMM-牛顿数据的源进行了分析的长期光谱变化。在几乎所有的观测中，该源都显示出多色黑体状X射线光谱，其参数与朱雀观测中的相似。然而，只有在钱德拉的一次观测中，发现源3表现出类似幂律的光谱，光子指数为$Γ= 2.37 \pm 0.08$，而它比朱雀的观测要暗$\sim 15 %$。光谱行为自然解释为细长盘状态和“非常高”状态之间的过渡，这两种状态都存在于银河系黑洞双星中，当它们的光度接近爱丁顿极限时。这些结果被用来论证超亮X射线源通常具有比普通恒星质量黑洞高得多的黑洞质量。
2008-10-29 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
Iron Emission Lines on the Galactic Ridge Observed with Suzaku
为了阐明银河脊X射线发射的起源，我们分析了朱雀星沿银道面不同区域的观测数据，并研究了它们的Fe-K发射线特征。Suzaku将Fe线复合物分解为~6.4 keV、~6.7 keV和~6.97 keV的三条窄线，分别是中性（或低电离）、类He和类H铁离子的K线。6.7 keV谱线在所有观测区域都清晰可见，其纵向分布与以往观测结果一致。在不同的银道面区域（b~0）也发现了6.4keV的发射线。研究了银道面与银道中心区6.4keV/6.7keV和6.97keV/6.7keV谱线通量比的差异，并讨论了其意义。
2008-10-02 astro-ph
Suzaku Observations of Cyg X-1
我们目前的亮点，从一系列的四个同时朱雀/RXTE观测的黑洞候选人天鹅座X-1。我们简要总结了我们长达十年的RXTE监测活动的几个关键结果。然后，我们评论分析朱雀数据的挑战，即，改进现有工具之外的方位校正，并定量评估堆积。我们所有的朱雀观测（一个，根据设计）都发生在或非常接近轨道相位0（优合），因此显示了颜色-颜色图的演变，这是由于次级风中的物质吸收X射线所致。我们提出了简单的部分吸收模型，这种演变。然后，我们比较朱雀和RXTE数据，并明确划分为窄和宽的组成部分的Fe线区域。两者都是朱雀数据所必需的，并且被认为与RXTE数据一致。这些朱雀观测发生在历史上硬，低通量状态附近。我们提出了一个简单的唯象破幂律模型，以及一个更具物理动机的康普顿化模型的宽带光谱。虽然前一类模型比任何物理模型都更好地描述了几乎所有的RXTE活动，但后一类模型稍微更成功。康普顿化模型，然而，表现出一个软磁盘组件，这在形式上对应于一个小的，内盘半径的证据很少。这是否是物理的，由于未建模的吸收，或者是一个校准问题，仍然是一个悬而未决的问题。
2008-10-08 astro-ph
An additional source of gas ionization in the extended narrow line region of NGC1068
中心和扩展电离源的气体发射光谱的计算结果进行了比较，在扩展窄线区域的NGC 1068中观察到的线强度的比率。Evans和Dopita（1986）以及Bergeron等人（1989）在$[OIII] λ5007$和$[NeV] λ3425$谱线上发现的异常强度的扩展结构的起源可能是由于位于离核1-2 kpc距离处的另外一个恒星气体电离源。
1995-04-07 astro-ph
A two-phase model for the Narrow Line Region of NGC 4151
NGC 4151是最明亮和研究最多的塞弗特星系之一。在这里，我们提出了一个两相模型的窄线区（NLR）的NGC 4151。这项研究的动机是（i）NGC 4151的X射线光谱是已知的最平坦的塞弗茨星系之一，以及（ii）最近钱德拉探测到该星系中的X射线窄线区域。X射线谱像NGC 4151一样平坦（Gamma_x = -1.5），预计有利于在压力平衡中存在两个气相（Krolik，McKee & Tarter 1981）。在目前的研究中，我们表明，一个明显的两个相平衡的发展，在扩展的发射线区域，如果我们使用所观察到的多波长光谱的NGC 4151的云。该材料在很宽的温度范围内对等压扰动是稳定的。因此，我们提出这样的条件已经出现在NGC 4151的NLR中，并且它解释了我们确定为NLR云封闭介质的热的扩展X射线气体的检测。
2001-04-17 astro-ph
Kinematics and morphology of the Narrow-Line Region in the Seyfert galaxy NGC1386
本文给出了塞弗特2星系NGC 1386窄线区的高空间和光谱分辨率的二维阶梯光栅光谱图。这个塞弗特星系是用CASPEC在5270-7725埃的波长范围内观测到的，其中包括H-α和[N II]线。通过使用哈勃太空望远镜上的WFPC 2拍摄的空间高分辨率图像，我们可以识别光谱中窄线区域的各个组成部分。光谱的高斯分解揭示了9个不同的发射线复合物。最亮的分量相对于系统速度蓝移了-120+-10 km/s，相对于星系核的偏移量为-1.6”。NGC 1386的真核的H-α视光度比这一部分低得多。原子核可能被高度吸收了。虽然大多数的窄线区域组件遵循一个规则的速度场，我们发现一个单独的运动学组件的证据。窄线区与从NGC 1386中心向南传播的射电喷流反平行。
2000-08-17 astro-ph
Timing and Spectral Study of AX J1745.6-2901 with Suzaku
在爆发阶段，朱雀观测到了食的低质量X射线双星AX J1745.6-2901。结合比朱雀星早1.5个月的钱德拉观测，我们确定其轨道周期为30063.76 ± 0.14 s。我们发现在轨道的日食阶段之前有很深的通量下降。的X射线光谱的持久阶段描述的直接和散射的尘埃排放的组合。在日食期间，X射线光谱变成只有尘埃散射（散射）成分。尘埃散射的光学深度在1 keV时约为10.5。直接分量由可能来自中子星表面的黑体和盘状黑体组成。没有幂律分量被发现在硬能带高达30千电子伏。在深浸光谱中~ 7.1keV处的清晰边缘表明吸收体中的Fe的主要部分是中性的或处于低电离态。我们发现了四个窄的吸收线附近的K-壳层跃迁能的Fe XXV，Fe XXVI，和Ni XXVII。吸收线的特征很好地解释了太阳丰度气体在~10^3 km/s的整体运动。
2008-09-08 astro-ph
Resolved Mid-IR Emission in the Narrow Line Region of NGC 4151
我们提出了NGC 4151在10.8微米和18.2微米的亚角秒分辨率中红外图像。这些图像是由佛罗里达大学的中红外相机/光谱仪OSCIR在双子座北8米望远镜拍摄的。我们解决了10.8微米和18.2微米的发射，在P.A.上延伸约3.5”。60度左右。这与哈勃太空望远镜在[OIII]中观察到的NGC 4151的窄线区域相吻合。对这种扩展的中红外辐射最可能的解释是由中央发动机加热的窄线区域的灰尘。我们没有发现与拟议的环面相关的扩展发射，并将其中红外尺寸的上限小于或等于~ 35 pc。
2002-12-12 astro-ph
Chandra Observations of the X-ray Narrow-Line Region in NGC 4151
我们首次获得了塞弗特1.5星系NGC 4151的高分辨率X射线谱。钱德拉高能透射光栅光谱仪的观测揭示了一个由空间分辨（1.6千秒差距）的高电离星云的窄发射线主导的光谱。X射线窄线区是由光电离和碰撞电离两种成分组成的复合区。X射线发射线具有与光发射线相似的速度、宽度和空间范围，表明它们产生于相同的区域。为了解释光学和X射线光电离辐射，在窄线区的云必须包含大范围的电离态。Chandra数据首次给出了热等离子体（T~ 1 e7 K）发射X射线谱线的直接证据，该谱线可能为较冷的光电离云（T= 3e 4 K）提供压力约束。
2000-10-16 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 10-200 micron spectral energy distribution of the prototype Narrow-Line X-ray galaxy NGC 7582
我们提出的光谱能量分布（SED）之间的10和200微米的原型窄线X射线星系NGC 7582与ISOPHOT，船上的红外空间天文台的光度计。发射在空间上扩展，我们首次分离了核内和核外红外SED。核光度主要由冷尘埃（T ~ 32 K）辐射所控制，这主要是由于恒星形成活动所致，同时也存在热尘埃（T ~ 122 K）辐射，可能与活动核有关。除了30 K的冷成分外，双核SED还显示了较冷（T ~ 17 K）尘埃的发射：这一非常冷的成分占10**8 Msun尘埃总质量的90%。
1999-06-28 astro-ph
NGC 7582: The Prototype Narrow-Line X-ray Galaxy
NGC 7582是在深X射线测量中发现的窄线X射线镓（NLXGs）的候选原型。ASCA的观测显示NGC 7582的硬（> 3 keV）X射线连续谱在~6 ks内下降了40%，这意味着活动星系核，而软带（< 3 keV）并没有与硬连续谱一致地下降，需要一个单独的分量。NGC 7582的X射线谱也显示出清晰的0.5-2 keV软（kT = 0.8（+0.9，-0.3）keV或γ = 2.4 +/- 0.6; L（X）= 6 × 10**40尔格·s**-1）低能分量，除了强吸收[N（H）=（6 +/- 2）\times 10**22 cm**-2 ]和可变的2-10 keV幂律[Gamma = 0.7（+0.3，-0.4）; L（X）=（1.7-2.3）× 10**42尔格s**-1]。这是ASCA观测到的活动星系核中最平坦的2-10 keV斜率之一。(The NGC 7582的ROSAT HRI图像进一步表明了东南方向的范围。这些观测结果清楚地表明，NGC 7582的硬X射线发射是NLXG中最“窄线”的，与活动星系核有关。强有力的建议是，所有的NLXG是模糊的活动星系核，假设解释X射线背景光谱悖论。单独的软X射线成分使NGC 7582（以及其他NLXG）可作为ROSAT源进行检测。
1998-06-19 astro-ph
The complex iron line of NGC 5506
明亮的窄发射线星系NGC 5506是由XMM-牛顿和BeppoSAX同时观测到的。铁线是复杂的，至少有两个组成部分：一个窄，对应于中性铁，第二个宽，对应于电离铁。后一条线同样很好地拟合了一条真正的宽线或一条He-和H-样窄线的混合线。康普顿反射连续谱的大部分起源于中性物质，因此与窄线有关：它们最有可能是在遥远的物质中发射的。电离线的起源还不太确定，但从光电离物质的窄线混合的角度来看，解决方案似乎比从电离的相对论吸积盘发射更可取。
2001-08-31 astro-ph
NGC 5506 Unmasked as a Narrow Line Seyfert 1: A Direct View of the Broad Line Region using Near-IR Spectroscopy
这封信提供了无可争议的证据，证明NGC 5506是窄线塞弗特1（NLSy 1）。我们的新的0.9-1.4微米光谱清楚地显示了允许的OI 1.1287微米线（半峰全宽<2000 km/s）和“1微米Fe II线”。这些线只能起源于光学厚宽线区（BLR），在塞弗特核中，后一系列的线只出现在NLSy 1中。从OI 1.1287微米/ OI 8446埃的比率的粗略估计和从近红外帕邢线的红化导出的对BLR的遮蔽是A_v > 5。总之，这些结果使NGC 5506成为第一个被识别出的光学模糊NLSy 1。这种新的分类有助于解释它的X射线特性，直到现在被认为是高度异常的。然而，也提出了一些令人感兴趣的新问题：NGC 5506是不寻常的，它同时拥有一个“1型”活动星系核和一个核水汽超脉泽。作为已知最亮的NLSy 1，NGC 5506非常适合研究受遮蔽影响较小的波段。
2002-07-19 astro-ph
Narrow Components within the Fe Kalpha Profile of NGC 3516: Evidence for the Importance of General Relativistic Effects?
我们目前的结果，从一个同时钱德拉HETG和XMM-牛顿观测NGC 3516。我们发现的几个狭窄的组成部分Fe Ka沿着一条宽线的证据。我们考虑了这些线产生于从原子核以~0.25c的速度喷射出的物质团的可能性。我们还考虑了中性吸积盘的起源，在35和175引力半径处受到增强的照明，这可能是由于磁重联。这些狭窄特征的存在表明，沿着到核的视线没有康普顿化区域。这反过来又有力地支持了广泛的Fe K α成分通常是由强引力产生的假设。
2002-06-13 astro-ph
Polarized Narrow-Line Emission from the Nucleus of NGC 4258
Wilkes等人（1995）对NGC 4258核的偏振连续谱和线发射的探测提供了一个有趣的应用，即塞弗特核的统一模型在一个星系中的应用，在这个星系中，已知有一个围绕着核的分子气体的边缘旋转盘。然而，与大多数塞弗特核不同的是，NGC 4258具有强极化的窄发射线。为了进一步研究偏振发射的起源，我们在Spark-II望远镜上获得了NGC 4258核的偏振光谱观测。窄线偏振范围从[S II] 6716的1.0%到[O II] 7319，7331混合物的13.9%，偏振位置角几乎平行于激射盘的投影平面。对于禁戒线，我们发现临界密度和偏振度之间存在相关性，这表明偏振辐射来自相对致密的气体（n_e > 10^4 cm^-3）。哈勃空间望远镜的一张档案窄带[O III]图像显示，窄线区域有一个紧凑的，几乎无法分辨的核心，这意味着半高宽尺寸<2.5 pc。我们讨论的可能性，偏振辐射可能产生的吸积盘本身，并成为偏振的磁盘内的大气散射。一个更可能的情况是一个模糊的环面或强烈扭曲的磁盘周围的内部部分的窄线区域，这是强烈分层的密度。窄线区域的紧凑尺寸意味着遮蔽结构的直径必须小于~2.5 pc。
1999-07-20 astro-ph
The Broad-Line and Narrow-Line Regions of the LINER NGC 4579
我们报告了在NGC 4579的LINER核中发现了一条极宽的H-α发射线。根据地面观测，该星系先前已知包含一个1型核，其H-α谱线宽为FWHM = 2300 km/s，FWZI约为5000 km/s。利用哈勃太空望远镜和0.2弧秒宽的狭缝获得的新光谱揭示了FWZI ~ 18，000 km/s的H-α分量。这条线并不是明显的双峰，但它在红边和蓝边确实有肩膀，类似于NGC 4203和NGC 4450等双峰发射体的H-α轮廓。这种相似性表明，NGC 4579中非常宽的H-α分布可能代表来自吸积盘的发射。最近在两个HST计划中发现了三个这样的物体，这些计划针对的是总共30个星系，这表明LINER中的双峰或极宽线发射必须比从地面调查中推断的要普遍得多。窄的[S II] 6716、6731线的比率显示出明显的梯度，表明朝向核的密度急剧上升。在窄线区域的内弧秒内的密度梯度的直接检测证实了从以前的观察线宽临界密度相关性在几个LINERS的预期。
2000-08-17 astro-ph
Resolving the C IV and Mg II Absorption in NGC 4151
本文介绍了1994年10月用GHRS对Seyfert 1星系NGC 4151的CIV和MgII吸收线的观测结果。来自STScI档案的数据显示了两个物种中的多个广泛和狭窄的成分。除了银河系的吸收外，还发现了与NGC 4151相关的四个窄系统和四个宽系统。两个广泛的系统占主导地位的总等效宽度，其平均蓝移和宽度是可比的广泛莱曼线和连续吸收看到的远紫外光谱从霍普金斯紫外望远镜。窄线C IV发射出现在最宽吸收谷的红色一侧，而NGC 4151在系统速度下的窄吸收，大概在它自己的ISM中，吸收了窄发射线的核心。强镁II吸收存在于所有，但两个速度系统。相对于相应的C IV组分的比值表明，吸收气体的电离参数较低：U ~ 1-3 x 10^{-3}。这使得所识别的UV吸收系统都不是与温暖的X射线吸收气体相关联的良好候选者。
1996-10-07 astro-ph
The Narrow Line Region of NGC 4151: a Turbulent Cauldron
我们提出的第一个结果的哈勃太空望远镜/暗物体相机长缝光谱的内部8”的窄线区域的NGC 4151在空间分辨率为0”.029。发射气体的特点是由一个基本的一般有序的行为，符合银河系的旋转，叠加运动学上不同的和强烈的本地化的发射结构。从系统速度移动到~ 1500 km/s的高速分量被观察到，与优先沿着无线电结边缘定位的个体云相关。还观察到与最亮的发射线云相关的核外蓝色连续发射。观测到的发射线比率如[NeIII]3869/[OII]3727和[OII]3727/Hbeta在单个云之间变化很大。我们提出的一般图片，在其他塞弗特星系观察HST（例如，NGC 1068，Mrk 573），无线电喷流与周围气体的相互作用强烈影响NLR的形态和物理条件。
1997-07-15 astro-ph
The Chandra, HST, and VLA View of the Circumnuclear Extended Emission in the Narrow Emission Line Galaxy NGC 2110
我们目前的结果，从新的钱德拉和档案HST和VLA成像观测附近的2型塞弗特星系NGC 2110的环核扩展发射。我们发现分辨的软带X射线发射4“（~160 pc）的核心，这是空间一致的[OIII]发射，但只是超出了源的无线电喷流的北部边缘。我们发现，多相气体云的冲击加热可以成功地解释这种扩展的发射，虽然我们不能排除替代模型，如电离物质的核辐射散射，或纯粹的光电离从核。此外，我们还探测到了kpc尺度（~ 30“）的扩展软带X射线辐射。最后，我们比较了NGC 2110与原型2型塞弗特星系NGC 1068的结果，并提出不同的物理过程可以产生扩展的环核X射线辐射在塞弗特星系。
2006-08-20 astro-ph
A Kinematic Model for the Narrow-Line Region in NGC 4151
基于我们以前用空间望远镜成像光谱仪（STIS）观测到的扩展[O III]发射，我们提出了一个简单的Seyfert 1星系NGC 4151窄线区（NLR）的运动学模型。该模型类似于为塞弗特2星系NGC 1068开发的双锥径向外流模型，除了双锥轴向我们的视线倾斜更多（从天空平面倾斜40度而不是5度），最大空间速度更低（750 km/s而不是1300 km/s）。我们发现证据的径向加速的排放线结的距离为160秒差距，其次是减速，接近系统速度在290秒差距的距离（距离NGC 4151的13.3百万秒差距）。其他与NGC 1068运动学的相似之处是：1）有许多没有减速的高速云，这表明导致减速的介质是片状的; 2）NGC 4151中的双锥至少部分地沿着其轴疏散。这两个塞弗特星系一起为径向外流提供了强有力的证据（例如，由于辐射和/或风压）和抵抗重力运动或远离射电喷流的膨胀，作为NLR中的主要运动分量。
2000-07-03 astro-ph
Spectral Study of the Galactic Ridge X-ray Emission with Suzaku
We have observed a typical Galactic plane field at (l,b) = (28.46d, -0.20d) with Suzaku for 100 ksec to carry out a precise spectral study of the Galactic Ridge X-ray Emission (GRXE). The field is known to be devoid of X-ray point sources brighter than ~2 x 10^{-13} ergs s^{-1} cm^{-2} (2--10 keV), and already deeply observed with Chandra. Thanks to the low and stable background and high spectral resolution of Suzaku, we were able to resolve, for the first time, three narrow iron K-emission lines from low-ionized (6.41 keV), helium-like (6.67 keV), and hydrogenic ions (7.00 keV) in the GRXE sp…
2007-11-19 astro-ph
Swift and Suzaku Observations of the X-Ray Afterglow from the GRB 060105
本文介绍了Swift和Suzaku对GRB 060105的早期X射线余辉观测结果。明亮的长伽马射线暴GRB 060105在2006年1月5日06：49：28触发了雨燕暴警报望远镜（BAT）。朱雀小组在雨燕触发后19公里（5.3小时）开始了预先计划的机会观察目标。在快速发射和连续的非常陡峭的衰变之后，从T_0+187 s到T_0+1287 s观察到浅衰变。在T_0 +（1.5-3）ks的观测间隙之后，在T_0+（4-30）ks观测到极早的陡峭衰减。光变曲线在T_0+30 ks处再次变平，从T_0+50 ks到观测结束又发生了一次陡峭的衰减。这两个陡峭的衰减表现出2.3 - 2.4的衰减指数。这个非常早的中断，如果它是一个喷流中断，是X射线余辉观测中最早的情况，表明一个非常窄的喷流，其开口角远低于1度。独特的朱雀/XIS数据使我们能够设置非常严格的上限线辐射或吸收在这个伽玛暴。对于所报道的z=4.0+/-1.3的伪红移，铁谱线等效宽度的上限为50 eV。
2006-09-15 astro-ph
Variability of Optical \ion{Fe}{ii} Complex in Narrow-Line Seyfert 1 Galaxy NGC 4051
从活动星系核监视计划中提取的光谱研究了NGC 4051中Fe Ⅱ光学混合物的变化。在我们的分析中，Fe Ⅱ复合物被扣除并测量，结果如下。首先，在NGC 4051中检测到Fe II在3年期间的变化。所确定的FeII变化密切跟随连续体中的变化。其次，据报道，EW的Fe II的增加与上升的连续通量，这是一致的，以前的说法，没有令人信服的鲍德温效应在光学Fe II。第三，通过比较H $β$和Fe II的变化，我们发现RFe标度的连续通量为$\rm{R_{Fe}\propto (5.0\pm0.8) \log(L/M)}$，这与理论预期有很大的不同。最后，在六个选定的Seyfert星系中，五个窄线Seyfert 1星系中的四个呈现RFe和连续通量之间的正相关。发现两个具有较宽H $β$（$\rm{FWHM>1500 km\ s^{-1}}$）谱线的天体具有负相关性，我们认为宽线云电子密度的差异和/或入射高能辐射的变率行为可以解释RFe变率行为的二分法。
2005-04-05 astro-ph
The Symbiotic System SS73 17 Seen with Suzaku
我们与朱雀一起观察了共生恒星SS 73 17，这是由于INTEGRAL卫星和Swift BAT调查发现它发射硬X射线。我们的观测结果显示，虽然该源的B星等为11.3等，并且在紫外线下也很亮，但它的X射线光谱具有高吸收性，NH > 10^23 cm-2，相当于A_V > 26。该源还显示出强的窄铁线，包括荧光Fe K以及Fe XXV和Fe XXVI。X射线光谱可以与包括部分覆盖源的吸收分量的热模型拟合。在这个模型中，铁荧光线的大部分等效宽度可以解释为在致密吸收体中的再加工加上白矮星表面的反射，但很可能连续谱也部分地在反射中看到。与其他显示硬X射线发射的共生系统（CH Cyg，RT Cru，T CrB，GX 1 +4）不同，SS 73 17没有显示出类似新星的光学变化，X射线闪光或脉动，并且总是显示微弱的软X射线发射。因此，虽然它很可能是一颗白矮星，但SS 73 17中致密天体的性质仍然不确定。SS 73 17可能是最近发现的一类相对较小的硬X射线发射共生系统的极端例子。
2007-08-28 astro-ph
Kinematics of the Narrow-Line Region in the Seyfert 2 Galaxy NGC 1068: Dynamical Effects of the Radio Jet
利用哈勃空间望远镜（HST）上的空间望远镜成像光谱仪（STIS）对NGC1068的窄线区（NLR）进行了高分辨率长缝光谱研究。这些光谱是从空间望远镜多任务档案（MAST）中检索的，这些档案是从两次访问和七次HST轨道时间中获得的。我们还获得了NGC 1068中心的MERLIN射电图，以研究NLR云速度对射电结构的依赖性。明亮的NLR云的径向速度和速度色散似乎不受无线电结的影响，表明无线电喷流不是外流NLR云的主要驱动力。然而，较暗的NLR云的速度在急流的结附近分裂，表明可能存在相互作用。生成双锥流出模型以匹配数据，并与先前使用较低色散观测值的模型进行比较。总的趋势是径向速度的增加大致成正比的距离，从核心，然后线性下降后，大约100秒差距类似于其他塞弗特星系，表明共同的加速/减速机制。
2006-03-29 astro-ph
Dynamics of the Narrow-Line Region in the Seyfert 2 Galaxy NGC 1068
我们提出了动力学模型的基础上的窄线区（NLR）的NGC 1068的高分辨率长缝光谱的研究与太空望远镜成像光谱仪（STIS）搭载的哈勃太空望远镜（HST）。动力学模型考虑由于活动星系核（AGN）的辐射力，引力从超大质量黑洞（SMBH），核星团，和银河系的隆起，由于NLR云与热环境介质相互作用的阻力。将推导出的NLR气体速度剖面与我们之前使用流出NLR云的简单双锥几何形状从NLR运动学模型中获得的速度剖面进行比较。结果表明，由于辐射线驱动的加速度剖面太陡，不能拟合数据，重力不能使云减速，但包括阻力，云可以减速到系统速度在100- 400 pc的范围内，如观察到的。然而，我们无法匹配NLR云从0到100 pc的逐渐加速，这表明需要进行额外的动力学研究。
2006-11-06 astro-ph
Resolved Spectroscopy of the Narrow-Line Region in NGC 1068: Kinematics of the Ionized Gas
我们已经确定的[O III]发射气体的径向速度在内部窄线区（NLR）的Seyfert 2星系NGC 1068，沿狭缝的位置角为202度，从STIS观测的空间分辨率为0.1 arcsec和光谱分辨率约为1000。我们使用这些数据来调查的NLR的运动学在6弧秒（430 pc）的核。发射线结显示出径向加速的证据，在大多数情况下，投影角距离为1.7弧秒，然后在投影距离约为4弧秒时减速接近系统速度。我们发现，一个简单的双锥径向外流的运动学模型可以匹配的径向速度观测的一般趋势。在这个模型中，发射物质沿着双锥轴被抽空，并且该轴与天空平面倾斜5度。发射线云的加速为引发辐射和/或风压的动力学模型提供了支持。我们认为，云的减速是由于它们与一个不规则的和各向异性分布的环境介质的碰撞。
2000-02-23 astro-ph
Probing the Ionization Structure of the Narrow Line Region in the Seyfert 1 Galaxy NGC 4151
研究了Seyfert 1星系NGC 4151的窄线区（NLR）中[O III] $λ$ 5007和[O II] $λ$ 3727的辐射分布.虽然NGC 4151的NLR显示出与塞弗特星系统一模型一致的整体结构，但哈勃太空望远镜上的宽视场和行星照相机2获得的窄带[O III]和[O II]图像显示了来自发射线双锥外部的显着发射。[O III]/[O II]比值在这些区域较低，与较弱的电离通量一致。我们进行了光电离模拟分析的发射线气体在一系列的环，中心的中心连续源，与内径从13到90秒差距。气体被辐射电离，该辐射已被完全覆盖中心源的相对高度电离的吸收体（HABS）和覆盖因子范围为0至1的较低电离吸收体（LABS）衰减。我们发现，[O III]/[O II]的比例是很好的拟合假设，在每一段的环，一些部分的NLR气体是完全的LABS的阴影内，而其余的照射的连续过滤只有HABS。这表明NLR的结构是由于电离气体对电离辐射的过滤，与盘风模型一致。一种可能的情况是，低电离吸收剂是被风卷起的密集气体结。
2008-02-22 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
Resolved Spectroscopy of the Narrow-Line Region in NGC 1068. II. Physical Conditions Near the NGC 1068 ``Hot-Spot''
Seyfert 2星系NGC 1068内部窄线区（NLR）光学连续峰（“热点”）附近的物理条件。光谱是用HST/STIS通过0.1X52 arcsec狭缝拍摄的，覆盖了STIS 1200到10000埃的全部波段，并且来自包括热点的区域，延伸0.2或~ 14 pc（H= 75 km/sec/Mpc）。也许这些光谱中最显著的特征是强日冕发射线的存在，包括迄今为止只在日冕光谱中发现的[S XII] 7611。有一个明显的相关性之间的电离能和相对于宿主星系的系统速度的发射线的速度，与日冕线蓝移，大多数其他高激发线系统附近，和一些低电离线红移。从我们的模拟结果中，我们发现发射线气体由三个主要成分组成：1）一个是大多数强发射线，如[O III] 5007，[Ne V] 3426，C IV 1550，出现的，2）一个更纤细，高度电离的成分，这是日冕线发射的来源，和3）一个成分，其不与其它两个共面，其中形成低电离和中性线，例如[N II] 6548和[O I] 6300。前两种成分由中心源发射的EUV-X射线连续谱直接电离，而低电离气体由高度吸收的连续谱辐射和与热点相关的自由电子散射的一小部分未吸收的连续谱的组合电离。高电离分量的覆盖因子和汤姆逊光学深度的组合不足以将观察到的连续辐射的一部分散射到我们的视线中。
1999-10-29 astro-ph
Physical Conditions in the Inner Narrow-Line Region of the Seyfert 2 Galaxy NGC 1068
本文用紫外光谱、光学光谱和光电离模型研究了Seyfert 2星系NGC 1068的内窄线区的物理条件。这些光谱是哈勃太空望远镜（HST）用微弱天体摄谱仪（FOS）获得的存档数据。我们选择了四个区域的光谱，通过0.3”FOS孔径拍摄，覆盖整个FOS 1200 A至6800 A波段。每个区域的范围约为20 pc，并且都在NGC 1068的视核的100 pc范围内。光谱显示出相似的发射线比从广泛的电离状态的最丰富的元素。经过广泛的光电离建模，我们解释这一结果表明，每个区域包括一系列的气体密度，我们包括在模型中作为单独的组件。需要几种元素的超日丰度才能符合观测到的发射线比率。模型中包括了灰尘，但显然灰尘与气体的比例在这些区域内各不相同。这些光谱中的低电离线可以最好地解释为产生于部分屏蔽电离连续区的气体中。虽然从光电离模型预测的线比提供了一个很好的拟合观察到的比率，很明显，电离气体中的电子温度的模型预测太低。我们将其解释为由于与穿越NGC 1068 NLR的射电喷流相关的冲击和/或高能粒子引起的额外碰撞加热的指示。每个区域内的密度结构也可能是射流压缩的结果。
1998-06-25 astro-ph
Type 2 counterparts of narrow-line Seyfert 1 galaxies
基于视角的塞弗特星系的统一模型成功地解释了1型和2型塞弗特星系之间观测到的差异。相对于爱丁顿速率的吸积率范围的存在（从宽线Seyfert 1 s到窄线Seyfert 1 s或NLS 1 s）和Seyfert星系的统一意味着必须存在NLS 1星系的2型对应物，即，具有高吸积率或小黑洞质量的Seyfert 2s。其中一个Seyfert 2，NGC 5506，已经基于近红外光谱被揭露。在这里，我们证实了上述结果，并提出了两个额外的2型对应的NLS 1的XMM-牛顿观测的基础上的证据。NGC 7314、NGC 7582和NGC 5506的光谱类型为1.9/2，它们在200 s、350 s和300 s内分别表现出>2.4、1.3和1.7倍的快速变化，其内禀X射线辐射谱陡峭，为2-12 keV，这是NLS 1星系的特征。这些观测结果表明，NLS 1星系是塞弗特2星系的一个子类。
2005-04-12 astro-ph
Evidence for a Physically Compact Narrow-Line Region in the Seyfert 1 Galaxy NGC 5548
我们结合HST/FOS和Seyfert 1星系NGC 5548的地基光谱研究了1200 - 10，000埃区域的窄发射线。当宽发射线和连续通量处于历史低水平时获得所有光谱，使我们能够准确地确定窄线区域（NLR）对发射线的贡献。我们已经产生了多组分光电离模型，调查的相对强度的高电离线相比，在塞弗特2星系，和窄Mg II 2800线的弱点。我们提出了一个高电离成分的NLR气体，是非常接近的核（~1 pc）的证据。该组分必须在莱曼边缘（τ = 2.5）处对电离辐射光学薄，以避免在部分电离区中产生[O I]和Mg II。非常高的电离线（NV，[Ne V]，[Fe VII]，[Fe X]）比我们的标准模型的预测更强，我们表明，这可能是由于超太阳丰度和/或极紫外线中的"蓝色隆起“（尽管最近的观测不支持后者）。需要NLR气体的外部成分（距离连续源仅约70 pc）来产生低电离线。我们表明，外部组件可能包含灰尘，这进一步降低了镁II通量耗尽和吸收后的共振光子多次散射。我们表明，NGC 5548的NLR中的大部分发射必须产生在约70 pc的核。因此，与塞弗特2星系中典型的NLR相比，这个塞弗特1星系中的NLR在物理上非常紧凑。
1997-11-26 astro-ph
Time lags in Narrow-line Seyfert 1 galaxies and the origin of their soft excess emission
在过去的二十年里，第一类活动星系核的软X射线过量发射的起源一直是一个主要问题。尽管XMM-Newton和Chandra提供了出色的数据质量，但仍无法区分软过量排放的替代模型。在这里，我们提出的软和硬带X射线发射之间的时间滞后的意见，并讨论了软过剩的模型的影响。我们还设计了一种方法来区分模型的软过剩使用朱雀的宽带能力。
2007-09-12 astro-ph
Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Spectroscopy of Absorption and Emission Lines from the Narrow-Line Seyfert 1 Galaxy NGC 4051
本文介绍了窄线塞弗特1星系NGC 4051的三个远紫外光谱探测器（FUSE）观测。在远紫外（FUV）光谱中最突出的特征是OVI发射和吸收线和HI莱曼系吸收线，其被检测到莱曼边缘。我们还确定从NIII，CIII和HeII弱发射。CIII线显示吸收，而在NIII和HeII线中未检测到吸收。在HI和CIII中，我们探测到流出速度为-50+/-30和-240+/-40 km/s的两个主要吸收系统，以及可能的第三个在~ -450 km/s。这些系统与先前在CIV、NV和SiIV中发现的10个吸收系统在速度上是一致的，尽管各个系统在FUV光谱中混合在一起。我们估计的两个主要的吸收系统的柱密度，并发现HI柱密度是较低的系统具有较大的流出速度。我们没有检测到通量或光谱变化的NGC 4051在FUV波长在三个时期跨越一年。这与三个时期之间没有变化的光学光变曲线是一致的。它也与X射线光变曲线一致，后者显示了在FUSE观测的三个时期的一致通量水平，尽管X射线光变曲线在更短的时间尺度上显示出强烈的变化。
2004-02-13 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
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
The Resolved Narrow Line Region in NGC4151
利用HST上的空间望远镜成像光谱仪（STIS）对NGC 4151的窄线区（NLR）进行了无狭缝光谱测量，并对该区域的发射线云的运动学和物理条件进行了研究。利用中等分辨率（~0.5埃）的两个滚转角的无缝谱和窄带非色散图像，我们绘制了从1.2kpc到13 pc（H_o=75 km/s/Mpc）范围内的NLR速度场。内部的双锥云分布表现出相对于核向东北方向的后退速度和向核西南方向的接近速度。我们发现的证据，至少有两个运动组件在NLR。一个运动分量的特征是低速和低速弥散（LVLVD云：|v| < 400 km/s，Delta_v < 130 km/s）。这个人口延伸通过NLR和他们观察到的运动学可能与宿主星系的引力。另一个分量的特征是高速和高速色散（HVHVD云：400 < |v| < ~1700 km/s，Delta_v > 130 km/s）。这组云位于1.1弧秒（~ 70秒差距）的核心，径向速度太高，不可能是引力造成的，但速度或速度色散与射电结的位置之间没有很强的相关性。外流的情况下，将讨论这些HVHVD云的驱动机制。
1999-06-17 astro-ph
Revealing the High Energy Emission from the Obscured Seyfert Galaxy MCG -5-23-16 with Suzaku
我们报告了一个100 ks的朱雀观测明亮的，附近（z=0.008486）塞弗特1.9星系MCG-5 - 23 -16。宽波段（0.4-100 keV）的X射线光谱使我们能够确定的高能量发射的性质几乎没有歧义。X射线连续谱由光子指数$Γ=1.9$的截止幂律组成，通过柱密度为$N_{\rm H}=1.6\times10^{22}$ cm $^{-2}$的康普顿薄物质吸收。一个软过剩观察低于1千电子伏，很可能是一个组合的发射散射连续光子和遥远的光电离气体。铁的K线轮廓是复杂的，显示窄中性铁K $α$和K $β$发射，以及一个宽线，可以模拟一个适度倾斜的吸积盘。线轮廓显示要么盘被截断在几十个引力半径，或盘的辐射率轮廓是相对平坦的。一个强康普顿反射组件被检测到10千电子伏以上，这是最好的模拟远距离物质的反射和吸积盘的组合。反射分量似乎没有变化。整体的图像是，这个塞弗特1.9星系是在中等（50度）的倾角下通过覆盖$2π$球面度的康普顿厚环面边缘的康普顿薄物质观察到的，与统一模型一致。
2006-10-13 astro-ph
Discovery of Narrow X-ray Absorption Lines from NGC 3783 with the Chandra HETGS
本文介绍了用钱德拉X射线天文台的高能透射光栅光谱仪首次获得的塞弗特1星系NGC 3783的光栅分辨X射线谱。这些光谱揭示了O、Ne、Mg、Si、S和Ar的类H和类He离子的许多窄吸收线，以及FeXVII-FeXXI L壳层线。我们还发现了几条弱发射线，主要来自O和Ne。吸收线蓝移的平均速度约为440 \pm 200 km/s，并没有解决，这表明在吸收气体的速度分散几百km/s或更少。我们测量线的等效宽度，并将它们与光电离模型的预测。最佳拟合模型的微湍流速度为150 km/s，氢柱密度为1.3 \times 10^22 cm^-2。所测得的蓝移和推断的X射线吸收线的速度色散是一致的，在这个对象中观察到的最强的紫外线吸收线。然而，提出严格统一X射线和UV吸收剂的简单模型难以同时解释X射线和UV吸收线强度。
2000-04-04 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 field surrounding NGC 7603: cosmological or non-cosmological redshifts?
我们提出了新的观察领域周围的塞弗特星系NGC 7603，其中四个星系不同的红移-NGC 7603（z=0.029），NGC 7603 B（z=0.057）和两个较暗的发射线星系（z=0.245和z=0.394）-显然是由一个狭窄的灯丝连接，导致一个可能的情况下，异常红移。观测包括对该领域的一些物体进行宽带和窄带成像和中分辨率光谱学。新的数据证实了在连接NGC 7603和NGC 7603 B的灯丝内发现的两个发射线天体的红移，并以更高的精度确定了它们的类型。虽然这两个对象是点状的地面图像，使用HST存档图像，我们表明，对象的结构与半高宽=0.3-0.4弧秒。这一点以及主谱线的相对强度和宽度使我们能够将它们归类为具有非常活跃的恒星形成的HII星系，而其余的暗条和NGC 7603 B则缺乏恒星形成。我们描绘的NGC 7603的晕到26.2等/平方角秒的斯隆r带滤波器，并找到强有力的内部扭曲的证据。新的窄发射线星系z=0.246，0.117和0.401也被发现分别在0.8，1.5和1.7弧分的暗条以西的这个晕的轮廓。计算了任意类型的三个B星等分别为16.6、21.1和22.1（观测星等，包括消光修正）的背景星系随机投射到第四个星系（NGC 7603）的暗条上的概率，结果约为3 x 10^（-9）。
2004-01-09 astro-ph
Global Structure and Kinematics of the Spiral Galaxy NGC 2841
本文对规则旋涡星系NGC 2841的中心部分（R <4kpc）进行了气体和恒星运动学的研究，以及宽波段VRI和窄波段H-α和[NII]6583图像的研究。在半径为6”-100”的恒星中，我们发现了R < 20”的发射线分裂和三分量LOSVD。形态学分析表明，在30”~ 50”半径范围内，靠近长轴的激波阵面较窄，等照度线长轴转向5 °，在15”~ 33”半径范围内，傅立叶系数α 4（方形等照度线）较强。原则上，所有这些特征都可以用三轴隆起假说来解释。
1998-12-21 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
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
