XMM-Newton study of the ULIRG NGC 6240
最近对ULIRG NGC 6240进行的XMM-牛顿观测清楚地表明活动星系核对其X射线谱的贡献。在5.0 - 7.0 keV的能量范围内，分别在6.4、6.7和6.9 keV处有明显的荧光Fe K线特征。6.4 keV谱线的谱线强度不能由热元件产生。0.3 - 10.0 keV的光谱能量分布特征如下：（I）两个热的热分量（星暴），（II）一个直接分量（被严重吸收，活动星系核被隐藏），（III）一个反射分量（活动星系核），（IV）三条窄Fe线。宽带谱能量分布的模型参数与前人工作的结果一致。
2001-06-12 astro-ph
The polyhedral nature of LINERs: An XMM-Newton view of LINERs in radio galaxies
目的：本文研究了最近用XMM观测到的NGC 1692、PKS 0625 -35、3C 88、3C 444等4个射电星系LINER的X射线起源和吸积流的性质。研究方法：我们结合的时间平均光谱分析与模型无关的信息，从X射线的时间和光谱变异性分析，并与额外的宽带信息（紫外线和无线电）的结果。结果：我们的样本的爱丁顿比的值跨越2个数量级。4活动星系核充分拟合由相同的连续模型，包括至少一个热分量和部分吸收的功率定律，其相对贡献和光子指数变化很大，从源到源。NGC 1692和PKS 0625 -35具有相当陡峭的幂律分量，可能表明来自喷流的同步辐射。相反，针对3C 88导出的平坦光子指数可以指示严重吸收的对象。最后，3C 444的时间平均光谱特性（伽玛~1.9和一个明显的线状过剩约6.7 keV）更符合塞弗特星系。时间分析表明，PKS 0625 -35和3C 88在软能带中具有显著的变化。PKS 0625 -35还显示了月时间尺度上光谱变异性的提示性证据。来自宽带分析的主要发现可以总结如下：1）3C 444、PKS 0625 -35和NGC 1692具有与公知的α_OX -1_UV相关性一致的α_OX值。2)L_X与倾斜角之间无正相关关系，表明X射线发射不是束化的。3)无线电响度的值与爱丁顿比成反比，并且将我们的对象定位在R-l_UV平面中的“无线电静音”和“无线电静音”分支之间。
2007-11-29 astro-ph
XMM-Newton observations of ULIRGs I: A Compton-thick AGN in IRAS19254-7245
我们介绍了合并系统IRAS 19254-7245的XMM-牛顿观测，也被称为超天线，其南核被归类为塞弗特2星系。XMM-Newton数据使我们能够对该系统进行详细的X射线成像和光谱分析。我们清楚地检测到，在这个系统中的第一次，在6.49+/-0.1 keV（休息帧）的EW ~ 1.4 keV的Fe发射线。X射线光谱需要一个软的热分量（kT~0.9 keV; L（0.5-2）~ 4 E41 cgs），可能与星暴有关，以及一个硬的幂律连续谱（观察到的L（2-10）~ 4 E42 cgs）。我们证实了平坦的后一个组成部分，已经注意到在以前的ASCA数据。这种平坦性，加上强的Fe-K α线和其他宽带指标的检测，表明存在一个康普顿厚度的活动星系核，其内部亮度> 1 E44 cgs。我们表明，康普顿厚模型可以完美地再现该对象的X射线光谱特性。
2002-11-12 astro-ph
An XMM-Newton hard X-ray survey of ULIRGs
本文报道了10个超大型红外暴的XMM-牛顿观测结果。其目的是调查在硬X射线的一个完整的ULIRG样品选择明亮的IRAS 60 $μ$ m目录。所有的放射源都是在X射线中检测到的，其中5个是首次检测到。这些观测结果证实了ULIRG本质上是微弱的X射线源，它们观测到的X射线光度通常为L（2-10 keV）<1 E42 -43 erg/s，而它们的辐射热光度为L> 1 E45 erg/s。在所有的来源中，我们发现了来自热等离子体的kT~0.7keV的热辐射的证据，在1 keV以下的X射线光谱中占主导地位，并且可能与核或环核星暴有关。这种热辐射似乎与远红外区的光度无关，这表明除了恒星形成的速率外，其他参数也可能影响它。Mkn 231和IRAS 19254 -7245的软X射线辐射似乎在~ 30 kpc的尺度上扩展，这可能是银河系超级风的证据。在IRAS 20551 -4250和IRAS 23128 -5919这两个来源中，我们发现了隐藏活动星系核存在的证据，而IRAS 20100 -4156中也可能有活动星系核的贡献。特别地，我们在IRAS 19254 -7245的光谱中探测到了一条6.4keV的强Fe线，在Mkn 231中探测到了一条较弱的Fe线，这表明深埋的活动星系核。对于其他来源，X射线光度和光谱形状是一致的热等离子体和X射线的主要星爆起源的二进制发射。我们发现，2- 10 keV的…
2003-04-29 astro-ph
A Spitzer IRS Low-Resolution Spectroscopic Search for Buried AGNs in Nearby Ultraluminous Infrared Galaxies - A Constraint on Geometry between Energy Sources and Dust -
本文介绍了在z < 0.15附近的超亮红外星系（ULIRGs）的斯皮策IRS低分辨率红外5-35微米光谱的结果。我们专注于搜索的签名掩埋的活动星系核（AGN）在完整的样本ULIRGs光学分类为非Seyferts（LINERs或HII区域）。除了6.2微米、7.7微米和11.3微米的多环芳烃（PAH）发射特征外，我们还使用9.7微米和18微米硅酸盐尘埃吸收特征的光学深度来推断这些ULIRG核处的能量源和尘埃的几何形状，即，能量源是否在空间上与尘埃很好地混合（正常的星暴），或者比尘埃更集中（掩埋的活动星系核）。至少30%，可能50%的观测到的光学非Seyfert ULIRGs的红外光谱自然地被解释为由以下组成的发射：（1）能量不显著，适度模糊（Av < 20-30 mag）的PAH发射正常星爆，和（2）能量占主导地位，高度尘埃模糊，中心集中的能量源，没有PAH发射。我们将后者解释为一个埋藏的活动星系核。LINER ULIRGs中显示一些掩埋活动星系核特征的ULIRGs比例高于HII区ULIRGs。大多数发光的掩埋活动星系核候选者都是在具有冷远红外颜色的ULIRGs中发现的。在吸收校正的活动星系核的本征光度可以很小的不确定性导出的地方，它们被发现是10^12 Lsun的数量级，占了ULIRGs光度的大部分。5-35微米光谱的星暴/活动星系核分类通常与我们以前基于3-4微米光谱对同一样品的…
2007-02-07 astro-ph
Resolving IRAS 09111-1007 at 350 microns - a different path to ULIRG formation?
我们已经解决了超亮红外星系（ULIRG），IRAS 09111-1007，与新的350微米优化的第二代亚毫米高角分辨率相机（SHARC II），并提出了第一个亚毫米通量和图像的系统。IRAS 09111-1007由两个相互作用的亮红外星系（LIRGs）组成，预计核间距为39 kpc。在亚毫米级，西方星系的亮度大约是东方星系的四倍。它是一个非常明亮的LIRG，带有活动星系核。东方源的分类是不确定的：它可能是一个塞弗特2星系或LINER。我们强调IRAS 09111-1007作为一个系统，需要进一步研究：一个双活动星系核ULIRG的分子气体含量不同于其他广泛分离的对和其ULIRG阶段可能无法解释目前的多合并和/或最后阶段ULIRG的情况。
2005-01-31 astro-ph
XMM-Newton observation of the ULIRG NGC 6240: The physical nature of the complex Fe K line emission
我们报告的XMM-牛顿观测超亮红外星系NGC 6240。0.3-10 keV的光谱可以成功地模拟为：（i）三个碰撞电离等离子体成分，温度约为0.7，1.4和5.5 keV;（ii）高度吸收的直接幂律成分;和（iii）中性Fe K_α和K_β线。我们检测到一个显着的中性柱密度梯度，这是与三个等离子体成分的温度。结合XMM-Newton光谱模型和高空间分辨率的Chandra图像，我们发现温度和柱密度向中心增加。结果表明，Fe K线复合体可分解为三条不同的窄线：（i）6.4keV的中性Fe K_α线，（ii）6.7keV左右的电离线，（iii）7.0keV的高电离线（Fe XXVI线和Fe K_β线的混合线）。虽然中性Fe K线最有可能是由于光学厚材料的反射，但Fe XXV和Fe XXVI发射来自最高温度的电离等离子体成分。我们比较了超亮红外星系NGC 6240和本地星暴星系NGC 253的等离子体参数。我们发现等离子体温度和柱密度梯度有惊人的相似性，这表明两个星系中存在类似的物理过程。
2003-07-17 astro-ph
3.1 $μ$m H$_{2}$O Ice Absorption in LINER-Type Ultraluminous Infrared Galaxies with Cool Far-Infrared Colors: the Centrally-Concentrated Nature of Their Deeply Buried Energy Sources
本文给出了7个光学上被归类为LINER的冷远红外色超亮红外星系（ULIRGs）核的2.8- 4.1 $μ$ m狭缝光谱。所有的核显示3.3 $μ$ m多环芳烃（PAH）的排放量，与系统的等效宽度低于那些在星爆星系。强的3.1 $μ$ m H $_{2}$ O冰吸收，光学深度大于0.6，也检测到在五个核，和3.4 $μ$ m碳质尘埃吸收被检测清楚地在五个核之一。它定量地表明，大的光学深度的H $_{2}$ O冰吸收在五个源，和3.4 $μ$ m的吸收在一个源，是不相容的几何形状，其中的能源是空间混合的尘埃和分子气体，是预期的一个典型的星爆，而是需要大量的核尘埃（包括被冰覆盖的颗粒）和分子气体分布在3- 4 $μ$ m连续发射源前面的屏中。如果能量源比核尘埃和分子气体更集中，自然可以满足这种几何要求。PAH排放的低等效宽度相比，星爆和核能源在这五个ULIRGs的中心浓度是最好的解释，存在的积极重要的活动星系核深埋在尘埃和分子气体。
2003-02-04 astro-ph
An XMM-Newton Survey of Ultra-Luminous Infrared Galaxies
我们目前的初步结果XMM牛顿观测5超亮红外星系（ULIRGs），一个小型调查计划的一部分，致力于10 ULIRGs从明亮的IRAS样本。对于其中的3个（IRAS 20551-4250，IRAS 19254-7245和Mkn 231），我们发现了隐藏活动星系核存在的强有力证据，而对于另外两个（IRAS 20110-4156 IRAS 22491-1808），数据的信噪比不允许我们下结论。特别地，我们在IRAS 19254 -7245的X射线谱中检测到了一条强的Fe-K线，其等效宽度（~2 keV）表明该天体中的大部分能量来源是由于深埋的活动星系核。
2002-02-19 astro-ph
Discovery of high-amplitude X-ray variability in the Seyfert-LINER transition galaxy NGC7589
我们提出的第一个结果的方案，以寻找大通量变化的X射线源的XMM偶然调查相比，以前的ROSAT观测。在不到5年的时间尺度上，发现NGC 7589星系核的X射线通量增加了10倍以上。0.4- 10 keV的XMM光谱可以近似为光子指数为1.7-1.8的幂律，尽管它似乎在5 keV以上变平，这表明可能存在复杂的模型，例如部分覆盖或圆盘反射。根据对它的光谱的分析，分类将NGC 7589置于Seyfert区域，但在活动星系核诊断图上靠近Seyfert-LINER边界线。我们把NGC 7589分类为Seyfert1.9或LINERI，根据探测到的宽H_α线，这使NGC 7589成为低光度区的活动星系核。我们解释观察到的变化，无论是在AGN中的吸收气体的覆盖因子的变化，或在固有的X射线光度的变化。如果是后者的情况下，推断爱丁顿吸积率增加，从辐射效率低的吸积为主的制度，以接近假定的临界值，在该值的吸积模式的过渡应该发生的值。这种可能性为通过直接观察“光谱状态”的变化来研究外部星系中心黑洞的吸积物理学提供了新的前景，这在恒星黑洞双星系统中很常见。
2004-08-03 astro-ph
The X-ray spectrum of NGC 7213 and the Seyfert--LINER connection
我们提出了一个XMM牛顿观测的塞弗特-LINER星系NGC 7213。RGS软X射线谱与幂律加软X射线碰撞电离热等离子体（kT = 0.18 + 0.03/-0.01keV）很好地拟合。我们确认了EPIC谱中Fe I、XXV和XXVI K-α发射的存在，并对它们的等效宽度分别设定了82 + 10/-13，24 + 9/-11和24 + 10/-13eV的更严格的限制。我们比较了观测到的性质与推断的质量吸积率的NGC 7213，其他塞弗特和LINER星系。我们发现NGC 7213具有中等的X射线光谱性质，介于LINER M81中的弱活动星系核和高光度的Seyfert星系之间。从银河系中心到LINER星系到Seyferts，似乎有一个连续的X射线特性序列，可能是由中心区域可供吸积的物质数量决定的。
2004-10-13 astro-ph
A statistical study of the spectra of very luminous IRAS galaxies. II.Spectral and environmental analysis
利用北京天文台2.16米望远镜对2 Jy红移巡天表中的73个非常明亮的IRAS星系（log（LIR/Lsun）>=11.5，H 0 = 50 km s^{-1} Mpc^{-1}，q 0 =0.5）进行了光谱观测。这些星系的观测数据，包括光学图像（从数字巡天中提取）和光谱，见论文I（Wu等人，1998年）。在本文中，我们给出了这些非常明亮的IRAS星系（VLIRGs）的光谱和形态分类。我们发现，大约60%的VLIRGs具有类活动星系核的光谱（Seyfert 1 s，Seyfert 2s，LINER类星系）。对于超亮IRAS星系（ULIRGs）子样本（Log（LIR/ Lsun）>= 12.0），这一比例高达82%。56%的VLIRG显示出强相互作用或合并信号;对于ULIRG，这一比例上升至91%。这些统计结果有力地表明，相互作用触发了核活动，并增强了红外光度。我们发现LINER和一个同时具有HII星系和LINER光学性质的混合型星系可能正处于从红外发光HII星系向活动星系核的过渡阶段，它们的主要能量产生来自于星暴和活动星系核。红外光度和Ha等效宽度显着增加的VLIRGs和它们最近的邻居之间的核分离减少。毫无疑问，强烈的恒星爆发发生在VLIRGs的核中。假设0类为高级合并，我们构造一个简单的合并序列，从形态类1到4（有近或远的同伴），类5和6（相互作用对和合并），然后到0类（孤立的星…
1998-04-07 astro-ph
PAH Emission from Ultraluminous Infrared Galaxies
我们探索的多环芳烃（PAH）的功能强度，中红外连续发光度，远红外光谱斜率，光谱分类，和硅酸盐的光学深度与斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪观察到的107个ULIRGs的样本之间的关系。样本中检测到的6.2微米PAH等效宽度（EQW）跨越两个数量级以上（0.006-0.8微米），并且具有HII类光谱或陡峭远红外光谱斜率（S_{25} / S_{60} < 0.2）的ULIRG通常具有6.2微米的PAH等效宽度（EQW），这是低亮度星暴的一半。HII样、LINER样和冷ULIRG的显著部分（~40-60%）具有非常弱的PAH EQW。这些ULIRGs中的许多还具有大的（tau_{9.7} > 2.3）硅酸盐光学深度。远红外光谱斜率与PAH EQW密切相关，但与硅酸盐光学厚度无关。此外，PAH EQW随着静止帧24微米光度的增加而减小。我们认为，这种趋势的结果主要是从稀释的PAH EQW的连续排放的尘埃加热一个紧凑的中心源，可能是活动星系核。高光度，高红移源与斯皮策研究似乎有一个更大的范围在PAH EQW比看到在当地ULIRGs，这是一致的，非常明亮的星暴系统不存在于低红移，但目前在早期的时代。
2007-07-27 astro-ph
Highly ionized Fe K emission lines from the LINER galaxy M 81
我们目前的光谱和定时结果从一个长（130千秒）XMM-牛顿史诗观测的赛弗特/LINER星系M 81的核。在观测过程中，X射线通量变化了20%，但光谱形状没有明显变化。2-10 keV的光谱是很好地描述了一个幂律连续和三个窄的铁钾发射线在6.4，6.7和6.96 keV。三条发射线的等效宽度分别为39、47和37 eV。因此，这三条线的比率与从银河系中心区域观察到的比通常从塞弗特星系观察到的更相似。高电离线很可能起源于M 81核0.1 pc内的光电离气体，或者来自于与在M 81的隆起中发现的0.2-0.6 keV热等离子体相互作用的宇宙射线电子的非热分布。
2004-04-23 astro-ph
Nature of widely separated ultraluminous infrared galaxies
在Kim（1995）编制的超亮红外星系（ULIRGs）的完整样本中，大约5%由广泛分离的星系组成，这些星系可能处于相互作用的早期阶段。这一事实与传统观点相反，传统观点认为ULIRGs处于两个富含气体的盘状星系合并的最后阶段。我们对核间距大于20 kpc的超亮红外星系进行了高分辨率CO（J=1-0）观测。我们已经检测到的CO排放的5个系统，但只有在一个组件的ULIRG对。其中4个星系的光谱类型为LINER型，1个星系的光谱类型为Seyfert II型。在K '波段图像中，这些成分也比具有HII区光谱或没有可检测的发射线的其他成分更亮。使用标准转换因子，分子气体含量估计为10 $^{10}$ M $_\odot$的几倍，类似于其他超亮星系。结果表明，含有分子气体的星系也是该系统巨大远红外光度的大部分（如果不是全部的话）来源。光学和K '波段成像观测和光谱表明，多个合并的情况下，1系统。如果剩下的系统是在一个二元潮汐相互作用的早期阶段，普遍接受的解释ULIRG现象的最后合并阶段的两个磁盘星系可能需要重新检查。
2001-03-18 astro-ph
A Polarimetric Search for Hidden Quasars in Three Radio Selected Ultraluminous Infrared Galaxies
我们已经进行了一个光谱偏振搜索隐藏的宽线类星体在三个超亮红外星系（ULIRGs）中发现的源之间的位置相关性在深射电调查和IRAS暗源目录。只有高电离的塞弗特2星系TF J1736+1122是高度偏振的，显示出在偏振光下可见的宽光谱。另外两个天体，TF J1020+6436和FF J1614+3234，显示的光谱主要由年轻（A型）恒星组成，类似于“E + A”星系。它们是非极化的，没有显示出隐藏的宽线区域的迹象。在所有三个星系中存在年轻的星暴成分表明ULIRG现象包括AGN和星暴活动，但最具活力的ULIRG不一定拥有“埋藏的类星体”。我们发现，一个明亮的红外星系是最有可能的主机一个模糊的类星体，如果它表现出高电离（[O III] 5007/Hb >~ 5）光谱是典型的"经典“塞弗特2星系，几乎没有或没有巴耳末吸收线，是"超铝”（L_IR >~ 10^12 L_sun），具有"暖“红外色（f_25/f_60 >~ 0.25）。在这个星系群中探测到隐藏的类星体，而不是在低电离的，以恒星爆发为主的ULIRGs（被归类为LINER或H II星系）中，可能表明了一种进化上的联系，后者在更年轻的系统中被发现。
1998-12-05 astro-ph
Mrk 1014: An AGN Dominated ULIRG at X-rays
在本文中，我们报告的XMM-牛顿观测的超亮红外类星体Mrk 1014。X射线观测揭示了一个幂律占主导地位（光子指数约为2.2）的光谱，在软能量范围内略有过剩。活动星系核和星暴发射模型同样很好地拟合了软过量发射，然而，最合理的解释是活动星系核的组成部分作为星暴模型参数，温度和光度，在物理上是不现实的。Mrk 1014的平均光度约为10^44尔格·秒^-1的2倍。我们还观察到能量大于5 keV的过量发射。这一特征可以归因于一个加宽和红移的铁络合物，但需要更深入的观察来限制它的起源。光变曲线在11 ks观测中显示出小尺度的变化。在Mrk 1014中没有内在吸收的证据。X射线观测支持活动星系核主导中心引擎的概念。我们建立了一个更长的观察，以更精确地约束X射线组件的性质的需要。
2002-07-18 astro-ph
The ULIRG NGC 6240: Luminous extended X-ray emission and evidence for an AGN
本文简要回顾并扩展了ROSAT探测双核超亮红外星系NGC 6240异常发光（>10^{42} erg/s）部分扩展（> 30 kpc直径）X射线辐射的讨论。ROSAT光谱可以很好地适合从两个组件的排放大致相等的比例：热光学薄等离子体与kT \sim 0.6千电子伏和硬组件，可以表示为一个典型的活动星系核幂律。一年之内，污染源数量似乎下降了30%。总而言之，这些发现可以很好地解释为活动星系核辐射的贡献，这些辐射基本上隐藏在其他波长。ASCA光谱的拟合，由不同的团体进行，证实了这一结果，揭示了一个高等效宽度的FeK混合物，这再次是直接解释的散射活动星系核光。如果在爱丁顿极限下辐射，中心黑洞的质量不超过10^7 M太阳。我们讨论的影响，这个活动星系核的形成。然而，在剩余的扩展热分量的光度仍然是在一个纯粹的恒星爆风引起的源的极限。我们认为，深埋的星爆已经切换到一个部分休眠阶段，使加热的外流是减少和冷却流可能已经建立。这种流动可以解释由LINER型发射线比率所追踪到的扩展的激波加热和来自该星系中心区域的极端明亮的H_2发射。下一代X射线望远镜将能够测试这一提议。
1998-09-08 astro-ph
XMM-Newton spectral properties of the Ultraluminous IRAS Galaxy Mrk 273
我们提出了一个23 ksXMM牛顿观测的ULIRG Mrk 273。硬X射线光谱可以由高度吸收的幂律加上Fe K α发射线来模拟。铁线是广泛的，这表明可能的叠加中性铁线在6.4千电子伏，并从Fe XXV和Fe XXVI的电离铁线的混合物。鉴于相对较短的曝光时间，三个谱线分量不能以高统计显著性单独分辨：中性分量在~ 2.5 σ处检测到，Fe XXV谱线在~ 2 σ c.l.处检测到，而对于Fe XXVI线，我们只能估计上限。宽带光谱需要，除了一个高度吸收的幂律，至少有三个碰撞电离的等离子体成分，这可能与恒星形成区。三种等离子体的温度分别为0.3、0.8和6 keV，其中三种等离子体中的最高温度足以产生电离铁发射线。对于软发射的起源，另一种解释也可能是一些光电离气体的反射，就像在附近一些康普顿厚度的塞弗特2星系中观察到的那样。一个热的气体，光致电离的主要，连续也可以产生电离的铁线。不幸的是，由于有限的统计数据和缺乏高分辨率的光谱，这是不可能区分两个模型的研究。我们进一步比较XMM-牛顿的结果与钱德拉数据获得一致的光谱结果。Mrk 273的硬X射线（2-10 keV）吸收校正光度相当于远红外光度的0.2%，与纯恒星爆发中的典型值相似。热对软X射线光度的贡献约为0.2-0.7x10^42 erg·s^-1，与NGC 6240和其他以恒星暴为主的超红外类星体的热贡献相当。
2005-07-13 astro-ph
A High Resolution X-ray spectrum of the LINER Galaxy M81
利用XMM-Newton RGS对LINER星系M81进行了长期观测，获得了该星系的软X射线谱。除了来自活动核的连续辐射外，光谱还显示了来自多温度碰撞电离气体的发射线。发射线比RGS点源光谱分辨率明显更宽，并且在交叉色散方向上，发射线被检测到邻近活动核，并且与活动核重合。这意味着它们起源于一个超过弧分（~ 1千秒差距）空间范围的区域。一个很好的适合整个RGS光谱可以找到一个模型组成的吸收功率定律从活性核和3温度热等离子体。其中两个热等离子体成分的温度分别为0.18 ± 0.04 keV和0.64 ± 0.04 keV，这是超新星产生的热星际介质的特征;这两个等离子体成分的组合亮度解释了Tennant等人（2001）在钱德拉观测中看到的所有未解析的凸起X射线发射。第三个成分有一个较高的温度（~1.7千电子伏），我们建议X射线双星在隆起的M81作为最有可能的来源，这种排放。
2002-03-22 astro-ph
The XMM-Newton View of the Nucleus of NGC 4261
我们提出的第一个结果，从XMM牛顿观测的FRI星系NGC 4261，其中藏有一个超大质量黑洞和低电离核发射线区（LINER）。在这里，我们专注于X射线性质的核，使用EPIC pn数据。0.6-10 keV的连续体最适合于kT ~0.7 keV的热分量，加上光子指数~1.4的幂律，被柱密度NH~ 4 e22 cm-2吸收。在7 keV处检测到EW 280 eV的未分辨Fe K发射线。我们还检测到，第一次，短期通量变化的核，在3-5千秒的时间尺度。短期变化排除了ADAF作为X射线连续谱的唯一产生机制。相反，我们认为，内喷流有助于在X射线波段的发射。
2003-02-05 astro-ph
Optical identification of ISO far-infrared sources in the Lockman Hole using a deep VLA 1.4 GHz continuum survey
通过利用远红外（FIR）和无线电相关，我们已经执行了似然比分析，以确定光学对应的远红外源在洛克曼洞。使用似然比分析和相关的可靠性，44 FIR源已被确定为无线电源。在44个已确认的源中，有29个获得了红移。在我们的样本中发现了一个超亮红外星系（HyLIRG）和四个超亮红外星系（ULIRGs）。在z = 0.3-0.6时，远红外线源的空间密度为4.6 \times 10^{-5}Mpc^{-3}，这意味着ULIRG的星群在快速演化。大多数\ISO远红外源的远红外射电比与恒星形成星系ARP 220和M82相似。至少有七个远红外线源显示出在光发射线、射电连续谱过剩或X射线活动中存在活动星系核（AGN）的证据。五分之三（60%）的ULIRG/HyLIRGs是AGN星系。七个活动星系核中有五个在ROSAT X射线巡天范围内，两个在XMM-牛顿巡天范围内。X射线辐射只在一个源1 EX 030中被探测到，它在光学上被归类为类星体。在XMM-牛顿2-10 keV波段的非探测表明一个非常厚的吸收遮蔽了两个活动星系核的中心源。有几个光源的远红外线亮度相对于光学R波段来说非常高，L（90μ \mathrm{m}）/L（R）> 500，这在当地的ULIRG中也是罕见的。虽然来源混淆或混合可能在某些情况下提供解释，但它们可能代表了一个新的星系群，在未开发的恒星系统中具有极端的恒星形成活动-即，形成凸起或年轻…
2005-07-11 astro-ph
X-ray emission line gas in the LINER galaxy M81
本文给出了用XMM RGS长期观测得到的LINER星系M81的软X射线谱。光谱主要由来自活性核的连续发射，但也包含来自Fe L和类H和类He N，O和Ne的发射线。发射线比RGS点源光谱分辨率明显更宽;在交叉色散方向上，发射线被检测到与活动核相邻且重合。这意味着它们起源于几弧分空间范围的区域（M81中为1弧分~ 1 kpc）。OVII三重态的通量比表明，碰撞过程是负责线发射。一个很好的适合整个RGS光谱得到使用的模型组成的吸收功率定律从活性核和3个温度的光学薄热等离子体。其中两个热等离子体成分的温度分别为0.18 ± 0.04 keV和0.64 ± 0.04 keV，这是超新星产生的热星际介质的特征;在这两个温度下的等离子体的总光度解释了在Tennant等人（2001）的钱德拉观测中看到的所有未解析的凸起X射线发射。第三个组成部分有一个较高的温度（~1.7千电子伏），我们认为，这，随着一些0.64千电子伏的排放，来自X射线双星在隆起的M81。
2003-01-02 astro-ph
We present X-ray observations of nine Weak-Line Radio Galaxies (WLRGs), optically classified as confirmed or possible Low Ionization Nuclear Emission-line Regions (LINERs). The data were taken from the Chandra, XMM, and BeppoSax archives. The Chandra images typically show complex X-ray morphologies, with hard (2-10 keV) point sources embedded in diffuse soft (0.3-2.0 keV) emission in all cases except 1246-41 (NGC 4696), where only diffuse emission is detected on the scale of the cluster, and 0334-01 (3C 15), where only a point source is detected. The nuclear X-ray spectra are well fitted at ha…
2004-10-06 astro-ph
XMM-Newton observations of bright ROSAT selected active galactic nuclei with low intrinsic absorption
我们展示了21个ROSAT明亮活动星系核（AGN）的样本，代表了一系列光谱类别，并选择这些样本进行XMM-Newton的后续快照观测。典型的暴露量在5-10千克之间。这些物体主要是根据X射线亮度而不是根据硬度比选择的;因此，该样品不能严格地定义为“软”样品。XMM-牛顿观测的主要结果之一是，所有活动星系核，包括11个1.8-2型天体，都需要低水平的内禀吸收（nh < 10^21 cm^-2）。在2型系统的低吸收是一个挑战，占在标准的取向为基础的统一模型，我们讨论了可能的物理和几何模型，可以阐明这个问题。此外，在这个样本中，软过剩的强度和形状与活动星系核的光谱分类之间似乎没有任何关系。我们进一步确定了一些活动星系核，值得更深入的观察或进一步的分析：例如，LINER的NGC 5005和NGC 7331，在光学薄的热和扩展的发射检测，和窄线Seyfert 1 II Zw 177，这表明在5.8keV的宽发射功能。
2005-10-19 astro-ph
X-ray Underluminous Active Galactic Nuclei Relative to Broad Emission Lines in Ultraluminous Infrared Galaxies
我们给出了四个超亮红外星系的X射线谱，它们具有可探测到的活动星系核（AGN）产生的宽近红外发射线：Mrk 463，PKS 1345+12，IRAS 05189-2524和IRAS 07598+6508。除了IRAS 07598+6508之外，用XMM或Chandra获得的高质量X射线谱显示出6.4 keV Fe K α发射线的适度（30-340 eV）等效宽度，以及活动星系核主要幂律成分在4-33 * 10^22 cm^-2水平上的清晰吸收特征。这些光谱特性是康普顿薄活动星系核的典型特征，因此我们利用康普顿薄假设估算了活动星系核的吸收校正的2-10 keV X射线光度Lx（2- 10 keV）。我们比较了Lx（2-10 keV）值与宽光学/近红外发射线光度，并证实了Imanishi & Ueno先前的发现，即ULIRGs中的Lx（2-10 keV）与宽发射线光度比系统地低于中等红外发光的1型活动星系核。独立的能量诊断方法的比较表明，活动星系核是underlighting在2-10千电子伏波段相对于其整体的光谱能量分布，而不是广泛的发射线overlightning。当使用2-10 keV X射线数据研究活动星系核对超红外类星体大红外光度的能量贡献时，应考虑这种X射线低光度。
2003-11-05 astro-ph
Studying the Evolving Universe with XMM-Newton and Chandra
明亮耀变体的高分辨Chandra和XMM-Newton吸收谱首次揭示了温暖/炽热的星系际介质，从而追踪宇宙的大尺度结构。高分辨率X射线光谱和成像也提供了重要的新的限制的物理条件的冷却物质在集群的中心，需要重大修改的标准冷却流模型。XMM-Newton和Chandra低分辨率光谱仪在类星体APM 08279+5255的超铝质高红移透镜宽吸收线光谱中探测到了显著的Fe K_α吸收特征，对外流几何结构产生了新的认识，表明存在超太阳Fe/O比。钱德拉对附近的ULIRG/遮蔽的QSO NGC 6240的高分辨率成像光谱首次提供了同一星系中两个活跃的超大质量黑洞的证据，可能在该星系正在进行的主要合并过程中合并。深X射线探测表明，宇宙X射线背景（XRB）主要是由于在宇宙时间上累积到超大质量黑洞上的吸积。这些调查已经解决了超过80%的X射线背景为离散源。光学光谱鉴定表明，产生大部分的X射线背景的来源是一个混合物的模糊（2型）和unobscured（1型）活动星系核，预测的XRB人口合成模型。在最深的钱德拉和XMM-牛顿巡天观测中发现了一类高亮度的2型活动星系核，即所谓的类星体2。新的Chandra活动星系核红移分布的峰值（z~0.7）远低于ROSAT数据，表明Seyfert星系的演化发生在比类星体晚得多的宇宙时间。
2003-01-03 astro-ph
An XMM-Newton and Chandra investigation of the nuclear accretion in the Sombrero Galaxy (NGC4594)
我们提出了一个分析的XMM-牛顿和钱德拉ACIS-S观测的LINER的草帽星系核，我们讨论了可能的解释，其非常子爱丁顿光度的补充与其他波段的高角分辨率观测的X射线结果。X射线研究显示，在2-10 keV波段，一个1.5 10^40 erg s^-1的硬核源（γ =1.89）和中等吸收（N_H=1.8 10^21 cm^-2），被温度为\sim 0.6 keV的热气体包围。热辐射核光度是至少\sim 200倍低于预期，如果质量吸积的超大质量黑洞，HST显示居住在这个星系的中心，在由球形和绝热的邦迪吸积理论预测的速度和高辐射效率的标准吸积盘。低光度，加上在核光谱中观察到的铁-钾发射的缺失，表明这样的盘不存在。这个核不同于明亮的无遮蔽活动星系核，还因为它没有高通量的变化和显著的宽α辐射。然而，它也太微弱，无法预测简单的辐射低效吸积发生在邦迪速率;它可能太射电明亮，相反，对于辐射低效吸积，包括强烈的质量外流或对流。这种差异可以通过可能存在的核无线电喷流来解决。低光度的另一种解释，而不是辐射效率低，可能是不稳定的吸积。
2003-07-08 astro-ph
Testing Radiatively-Inefficient Accretion Flow Theory: an XMM-Newton Observation of NGC 3998
本文给出了对NGC 3998星系的10 ksXMM-牛顿观测结果。我们的目标是测试在何种程度上辐射低效吸积流（RIAF）模型和/或缩小AGN模型与观测到的NGC 3998的属性是一致的。从XMM-牛顿和BeppoSAX光谱的组合拟合得出的窄Fe-K发射的上限是25 eV，这是迄今为止对任何活动星系核最严格的限制之一。这明显排除了在典型的塞弗特1星系中观察到的Fe-K发射。没有任何反射特征表明，任何光学厚度大、几何厚度薄的吸积盘都必须被截断，其半径可能在100-300 R_s量级。RIAF模型相当好地拟合了NGC 3998的UV到X射线光谱能量分布。在这些模型中，中红外通量也限制了可能存在的任何外部薄盘组件的发射。紫外线到X射线的SED也与具有非常低的吸积率的康普顿化薄盘一致，在这种情况下，缺乏Fe-K发射可能是由于电离的吸积盘。吸积模型一般不能解释观测到的NGC 3998的射电流量，而射电流量可能是由于喷流。最近的喷流模型也可能与NGC 3998的核通量基本一致，包括X射线、光学/紫外和中红外波段。我们还推导出核通量使用档案HST WFPC 2数据来约束的SED的NGC 3998。我们讨论了NGC 3998 ULX的一个可能的OM U带和USNO-B探测。
2004-01-24 astro-ph
Outflows in Infrared-Luminous Starbursts at z < 0.5. II. Analysis and Discussion
我们对78个以星暴为主的红外发光星系的外流气体进行了吸收线测量。这是对z < 3的超级风的最大研究。超级风几乎在所有的红外发光星系中都被发现，而SFR检测率的变化-在超亮红外星系（ULIRGs）中发现的风是在不太发光星系中发现的两倍-反映了不同的风几何形状。我们测量的最大速度为600 km/s，尽管大多数流出的气体具有较低的速度（100-200 km/s）。(One星系的速度超过1000 km/s）。LINER星系的速度比HII星系要高，流出的电离气体通常比中性气体的速度要高。风的性质（速度、质量、动量和能量）与星系的性质（SFR、光度和星系质量）成比例，与风的冲压压力驱动一致。与预期相反，风的性质随着星系质量的增加而强烈增加。这些相关性在高SFR（> 10-100 Msun/yr）、光度和质量时变平。这种饱和是由于缺乏气体留在风的路径，一个共同的中性气体终极速度，和/或降低效率的热化超新星能量。这意味着在SFR > 10 M_sun/yr和M_K <-24的星系中，质量卷吸效率不是保持不变，而是下降。我们的样本中有一半是由ULIRG组成的，在z > 1时，宇宙中有多达一半的恒星形成。我们在这些星系中观察到的强大的，无处不在的风意味着，在大质量星系中，红移高于1的超级风在星系和星系际介质的演化中起着重要的作用。
2005-07-19 astro-ph
A Chandra X-Ray Survey of Ultraluminous Infrared Galaxies
本文给出了14个红移在0.04 ~ 0.16之间的超亮红外星系（ULIRGs; log（L_IR/L_Sun）>= 12）的Chandra观测结果。观测的目的是研究红外颜色或光度与X射线发射特性之间的任何相关性，并试图确定这些物体是否由恒星爆发或活动星系核提供动力。样本包含大约相同数量的高光度和低光度物体以及“暖”和“冷”ULIRGs。所有14个星系都被钱德拉探测到。我们的分析表明，样本中的两个Seyfert 1星系的X射线发射主要是由活动星系核控制的。剩下的12个源太微弱了，传统的光谱拟合是适用的。硬度比被用来估计这些微弱源的光谱特性。我们的样品加上钱德拉观察到的样品从Ptak等人的光子指数。（2003）的峰值在1.0-1.5之间，与星暴中的X射线双星、被吸收的活动星系核或来自星暴或活动星系核的热韧致辐射的预期一致。在我们的样本中，被分类为Seyferts（类型1或2）的对象的光子指数值大于2，而被分类为HII区域或LINER的对象的光子指数值往往小于2。这12个弱源的硬X射线与远红外线的比值与星爆的比值相似，但我们不能排除其中一些天体存在被吸收的、可能具有康普顿厚度的活动星系核的可能性。其中两个微弱的源被发现有X射线对应的双光学和红外核。
2005-08-03 astro-ph
XMM-Newton Spectroscopy of the Starburst Dominated Ultra Luminous Infrared Galaxy NGC 6240
本文介绍了超亮红外星系NGC 6240的新XMM-牛顿观测。我们分析了反射光栅光谱仪（RGS）的数据，从其他仪器的数据，并找到一个星爆占主导地位的0.5-3千电子伏的光谱与全球的性质类似，在M82中观察到的，但具有更高的光度。我们发现，星暴区可以分为半径超过2.1 kpc、气体温度约为10^7 K的外围区和温度在（2-6）× 10^7 K范围内的中心区。在外部区域中的气体发射大部分观察到的Oviii Lyman-α线，并且在内部区域中的气体发射更高电离离子的发射线，包括强Fexxv线。我们还确定了一个小的内部部分，非常接近的活性核，具有典型的塞弗特2属性，包括大量的光电离气体产生一个强大的Fe K-α 6.4千电子伏线。综合丰度、温度和排放测量分析表明，超太阳能Ne/O、Mg/O、Si/O、S/O和可能还有Fe/O。分析表明，密度范围为（0.07-0.28）x ^（-1/2）cm^（-3），总热气体质量约为4 x 10^8 x ^（1/2）太阳质量，其中是体积填充因子。我们使用一个简单的模型来论证，一个年龄约为2 × 10^7年的大质量恒星暴增可以解释观测到的大部分源的性质。NGC 6240可能是X射线明亮活动星系核中最清晰的例子，在合并过程中，其软X射线光谱主要由强大的恒星暴控制。
2005-07-18 astro-ph
Chandra unveils a binary Active Galactic Nucleus in Mrk463
本文分析了双核超铝红外星系Mrk 463的Chandra、XMM-Newton和HST观测数据。钱德拉探测到Mrk~463中的两个发光的、未分辨的核（$\mathrm{L}_\mathrm{2-10 keV}=1.5\times10^{43}$和$3.8\times10^{42}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$），表明该星系拥有一个双星活动星系核，预计距离为$\simeq3.8$ kpc（$3.83\pm0.01$ arcsec）。虽然我们已经知道东核是塞弗特2型（这一点通过钱德拉探测到的中性铁谱线得到进一步证实），但这是第一个支持西核活动星系核性质的明确证据。因此，Mrk 463是继NGC 6240之后，迄今为止最清晰的双星活动星系核。
2008-02-06 astro-ph
Shocked Molecular Hydrogen in the 3C 326 Radio Galaxy System
巨大FR II射电星系3C 326的斯皮策光谱由微弱红外连续谱上非常强的分子氢发射线主导。H2辐射源来自与3C 326相关的双星系系统的北部。在H2纯转动谱线上的积分亮度为8.0E41 erg/s，相当于该星系8-70微米光度的17%。从H2 0-0 S（0）-S（7）跃迁测量到宽范围的温度（125-1000 K），导致1.1E9 Msun的热H2质量。低激发离子禁发射线是一致的光学LINER分类的活性核，这是不够明亮的动力所观察到的H2发射。H2可能被无线电喷流冲击加热，但没有直接的迹象表明这一点。更有可能的是，H2是在与南部伴星系相互作用引起的潮汐吸积流中被激波加热的。后一种情况是支持不规则的形态，潮汐桥，和可能的潮汐尾巴成像与IRAC在3-9微米。与ULIRGs不同，在某些情况下，它们的H2线亮度相当，3C 326的恒星形成活动很小（约0.1 Msun/yr）。这可能代表了星系演化的一个重要阶段。星暴活动和对中心超大质量黑洞的有效吸积可能会延迟，直到激波加热的H2可以在运动学上稳定下来并冷却下来
2007-07-06 astro-ph
Searching for X-ray luminous 'normal' galaxies in 2dfGRS
我们交叉相关的钱德拉XASSIST和XMM牛顿偶发源目录与2度场星系红移巡天（2dfGRS）数据库。我们的目标是在本宇宙中找出X射线最亮（L_X > 10^42 erg s^-1）的星系，它们的X射线发射主要是由恒星过程而不是活动星系核活动（“正常”星系）决定的，同时检验把活动星系核和非活动星系核分开的经验判据log（f_X/f_O）< -2。利用XMM-牛顿（钱德拉）观测系统，我们覆盖了~8.2（~5.8）deg^2的区域，直到~10^-15（~1.6 x 10^-15）erg cm^-2 s^-1的通量极限，发现了18（20）个2dfGRS星系。使用发射线强度比，我们分类6 2dfGRS光谱的恒星形成，H II核，和2光谱作为可能的H II核。其余的天体是吸收线星系和活动星系核，包括3个可能的LINER。没有发现发光的“正常”星系，但在19个“正常”星系中，有5个H II和3个吸收线星系的log（f_X/f_O）>-2。我们在文献中的两个邻近星系样本中进行了类似的搜索。Zezas（2001）样本中的所有44个星系的log（f_X/f_O）< -2和L_X < 10^42 erg s^-1。在Fabbiano等人（1992）的样本中，在总共170个“正常”星系中，我们发现了16个log（f_X/f_O）>-2的星系，其中大部分是大质量椭圆星系。其中有三个的L_X > 10^42尔…
2006-02-27 astro-ph
Optical spectroscopy and X-ray detections of a sample of quasars and AGN selected in the mid-infrared from two Spitzer wide-area surveys
我们提出了一个样本的77个发光活动星系核和类星体的中红外颜色的基础上选择的光谱。我们的对象是从斯皮策河外首视巡天和SWIRE XMM-LSS领域中选择的，典型的24 μ通量密度为5 mJy。红移的中位数为0.6，范围为~0.05-4。这些天体中只有33%（25/77）是正常的1型类星体，没有遮蔽。44%（34/77）是2型天体，具有高电离，窄发射线，14%（11/77）是尘埃红化的1型类星体，显示宽线，但尘埃红化或异常弱的类星体连续体。9%（7/77）的星系在光谱中没有活动星系核的迹象，有的具有星暴光谱，有的光谱可能是星暴型或LINER型。这些后一种物体类似于活动星系核中被X射线探测到的具有微弱或不存在的光学活动星系核辐射的总体（"XBONG“）。来自SWIRE场的21个物体属于中等深度XMM曝光范围。所有未被遮蔽的类星体和大约一半被遮蔽的类星体都在这些曝光中被探测到。这个样本与斯皮策选取的活动星系核和类星体的其他样本以及X射线研究结果一起，证实了至少在z <4的情况下，遮蔽活动星系核在所有快速吸积的超大质量黑洞系统的活动星系核和类星体数量中占主导地位。这意味着高辐射效率的黑洞吸积过程。
2006-09-20 astro-ph
Radio, Sub-mm, and X-ray Studies of Gamma-Ray Burst Host Galaxies
相对于光学研究而言，在射电、亚毫米和X射线波长范围内对伽马射线暴（GRB）宿主星系的研究最近才开始。这主要是由于射电余辉辐射衰减的时间尺度很长，恒星形成星系在z~1处的射电辐射本身很微弱，以及亚毫米观测中的源混淆;伽玛暴宿主的X射线观测还没有尝试过。尽管存在这些困难，我们最近分别使用JCMT上的VLA和SCUBA仪器首次探测到了GRB 980703和GRB 010222的射电和亚毫米辐射。在这两种情况下，我们发现推断的恒星形成速率（每年约500个太阳质量）和热光度（约10^12个太阳光度）表明这些星系可能类似于经历星暴的超亮红外星系（ULIRGs）的本地种群。然而，有一个适度的可能性，观测到的辐射是由于活动星系核的活动，而不是恒星的形成，因此需要观测钱德拉或XMM。伽玛射线暴宿主的样本提供了一些独特的优势，从高红移到现在的星系和恒星形成的演化的更广泛的问题，因为：（i）伽玛射线暴跟踪大质量的恒星，（ii）可检测到高红移，（iii）具有巨大的尘埃穿透能力。因此，射电/亚毫米/X射线观测的伽玛暴主机可以潜在地提供重要的信息，无论是伽玛暴主机星系的性质，并在历史上的恒星形成。
2001-12-29 astro-ph
Suzaku Observations of Local Ultraluminous Infrared Galaxies
我们报告了我们对五个著名的局部ULIRG的{ \it Suzaku} XIS（0.5-10 keV）和HXD/PIN（15-40 keV）观测的分析结果：{ \em IRAS} F05189-2524，{ \em IRAS} F08572+3915，Mrk 273，PKS 1345+12和Arp 220。F05189-2524和Mrk 273的XIS观测揭示了与Fe K $α$一致的强铁线，以及相对于先前的{ \it Chandra}和{ \it XMM-Newton}观测的光谱形状的变化。Mrk 273也可由HXD/PIN在$\sim$ 1.8- $σ$检测到。对于F05189-2524，不同时期的数据建模表明，光谱形状的变化可能是由于中心源关闭，留下残留反射光谱，或吸收柱增加。吸收体覆盖率的增加可以描述在Mrk 273中看到的光谱变化，尽管不能正式排除AGN固有光度的降低。Mrk 273的{ \it Suzaku}光谱与~94%覆盖分数模型拟合良好，柱密度为$\sim10^{24}$ cm $^{-2}$。经吸收校正的log[ $L_{\rm 2-10 keV}$ / $L_{\rm IR}$ ]比与PG类星体中发现的一致。PKS 1345+12和Arp 220的0.5-10 keV光谱似乎与以前的观测结果没有变化，HXD/PIN没有令人信服地检测到它们的硬X射线发射。由CO观…
2008-10-07 astro-ph
