X-Ray Observations of the Galactic Center with Suzaku
本文报道用朱雀卫星上的X射线成像光谱仪（XIS）观测到的银河系中心（GCDX）的弥散X射线辐射。XIS的高精度能量定标和极低的背景为GCDX提供了许多新的事实。这些是：（1）6.7/7.0keV谱线的起源是热等离子体中的碰撞激发，（2）发现了新的SNR和超气泡候选者，（3）6.4keV谱线的大部分是X射线荧光，（4）6.4keV谱线的时间变化是从SgrB 2复合体中发现的。
2007-11-19 astro-ph
A Time-Variable X-Ray Echo: Indications of a Past Flare of the Galactic-Center Black Hole
本文利用朱雀星和钱德拉星的观测资料，对Sgr B2区6.40keV中性铁谱线通量的时变进行了研究。6.68 keV的高电离铁谱线是由银河系中心漫射X射线（GCDX）产生的，因此是时间不变的。通过比较6.68keV和6.40keV的谱线通量，我们发现来自Sgr B2复合体区的6.40keV谱线通量是随时间变化的，特别是被称为“Sgr B2云”的巨大分子云M0.66-0.02是高度可变的。6.40 keV谱线强度和空间分布的变化强烈支持SgrB 2区的分子云是银河系中心（GC）黑洞Sgr A* 辐射的X射线反射星云的假设。
2007-11-19 astro-ph
Time Variability of the Neutral Iron Lines from the Sgr B2 Region and its Implication of a Past Outburst of Sgr A$^*$
我们使用X射线卫星朱雀，XMM-牛顿，钱德拉和ASCA的档案数据研究了Sgr B2复合体的长期X射线行为。观测到的Sgr B2复合物区域包括在6.40 keV的Fe I K- $α$线上的两个突出点，一个巨大的分子云M 0.66 $-$ 0.02，称为“Sgr B2云”，和一个不寻常的X射线源G 0.570 $-$ 0.018。虽然这些6.40千电子伏的斑点有几个pc尺度的空间扩展，形态和通量的6.40千电子伏线已随时间变化了10年，在银河系的扩散X射线发射的Fe XXV-K $α$线在6.67千电子伏的恒定通量相比。这种时间变化主要是由于M 0.66 $-$ 0.02; 6.40 keV线通量在2001年下降，并在1994- 2005年的时间跨度下降到60%。另一个G为0.570 $-$ 0.018的斑点只在2000年的钱德拉观测中才被发现。从Sgr B2复合体的长期时间变率（$\sim$ 10年），我们推断银河系中心黑洞Sgr A $^*$在过去的300年中是X射线亮的，并表现出几年周期的时间变率。
2008-03-11 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
Suzaku wide-band observations of SN 1006
本文报道了由朱雀星观测到的SN 1006的宽带光谱。由于朱雀X射线CCD XIS的出色光谱响应，热发射和非热发射得以成功解决。的非热发射不能再现一个简单的幂律模型，但需要在5.7 $\times 10^{16}$ Hz = 0.23 keV滚降。滚降频率在东北边缘明显高于西南边缘。我们还使用硬X射线探测器将最严格的通量上限设置在10 keV以上。
2007-08-01 astro-ph
Recent and Future Observations in the X-ray and Gamma-ray Bands: Chandra, Suzaku, GLAST, and NuSTAR
本文简要介绍了钱德拉卫星的成就，揭示了天体物理源中高能粒子的起源，重点是星系团。它还讨论了用最近发射的仪器（如朱雀）或在不久的将来部署的仪器（包括GLAST和NuSTAR）收集新数据的前景。
2005-12-01 astro-ph
Suzaku Observations of the Soft X-ray Background
我们分析了一对朱雀XIS 1光谱的软X射线的背景，通过观察附近的（d = 230 pc）在南银河半球的吸收灯丝的一面。我们拟合多组分光谱模型的光谱，以分离的前景发射由于本地气泡（LB）的背景发射由于星系晕和未解决的活动星系核。我们得到的LB和晕参数是不同的，从我们的分析XMM-牛顿光谱从这些相同的方向。LB温度较低（log T = 5.93对6.06），并且由于朱雀带中的LB而产生的通量比我们的XMM-牛顿分析所预期的小一个数量级。与此同时，晕成分比以前确定的要热，这意味着我们的朱雀光谱比我们的XMM-牛顿光谱更硬。
2007-03-08 astro-ph
Suzaku Observations of Extreme MeV Blazar SWIFT J0746.3+2548
报道了2005年11月朱雀星对高光度耀变体SWIFT J0746.3+2548（J 0746）的观测结果。这个z = 2.979的天体是朱雀保证时间观测器（GTO）期间观测到的最高红移源，可能在MeV范围内显示出高伽马射线通量峰值。由于良好的光子统计和高信噪比的光谱，$Suzaku$观测清楚地证实了J 0746在0.3-24 keV的能量范围内具有非常硬的光谱，这可以很好地用光子指数为1.17的单一幂律和银河系吸收来表示。J 0746的多波长光谱能量分布显示了两个连续谱分量，并且假设高能光谱分量是由宽线区域光子的康普顿化产生的，则可以很好地建模。在本文中，我们寻找预测产生的软X射线波段的大规模康普顿光谱特征的散射外部光学/紫外光子的冷电子在相对论性喷流。我们讨论并提供了对内容的限制，从明显缺乏这样的功能。
2008-11-24 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
Suzaku Observation of Group of Galaxies NGC 507: Temperature and Metal Distributions in the Intra-cluster Medium
利用朱雀卫星研究了NGC 507星系群中团内介质的温度和丰度分布。所观察到的同心环形光谱，以及ICM的两个温度模型的代表，我们发现更陡峭的丰度梯度Mg，Si，S和Fe相比，O在中心区域。发现α-元素与铁的绝对比值与其他组和贫簇中的相似。我们计算了NGC 507的Fe，O和Mg的金属质光比（IMLR，OMLR，MMLR），并对不同系统的值进行了比较。更热和更富的系统倾向于显示更高的IMLR、OMLR和MMLR值。首次用朱雀细胞测量了外区的OMLR和MMLR，而IMLR与ASCA细胞一致。我们还研究了硬度比的二维图，但没有发现明显偏离圆对称。
2008-05-19 astro-ph
Suzaku Observation of HESS J1825-137: Discovery of Largely-Extended X-rays near from PSR J1826-1334
我们用朱雀XIS观测了HESS J1825-137最亮的部分，发现了从脉冲星PSR J1826-1334延伸至少15'（~ 17 pc）的弥散X射线。光谱没有发射线，并符合吸收幂律模型。因此，X射线很可能是来自脉冲星风星云的同步辐射。脉冲星附近（r<1.5 '）的光子指数为1.7，而r=1.5-16的光子指数在γ =2.0时几乎不变。朱雀星和H.E.S.S.结果自然可以用一个组合过程来解释：同步加速器X射线和伽马射线是由宇宙微波光子的逆康普顿引起的，高能电子是在7微G的磁场中引起的。如果电子在脉冲星上被加速，那么在1900年的同步加速器寿命内，电子必须以大于8.8 × 10^3 km·s^{-1}的速度传输超过17 pc。
2008-08-26 astro-ph
First simultaneous multiwavelength observations of the BL Lac object 1ES1959+650 in a steady state with MAGIC and Suzaku/Swift
2006年5月，利用MAGIC望远镜和朱雀号和雨燕号X射线卫星对处于稳定状态的BL Lac天体1 ES 1959 +650进行了同时多波长观测。Swift还可以在紫外光波段提供多滤光片测光。在所有观测到的能带中，从光学到TeV，都能清楚地检测到该源。相对于以前的观测，源在甚高能量（VHE）带（300 GeV以上~10%的蟹状星云通量）处于低状态，但在X射线带处于相对高的状态。光变曲线显示出相当稳定的活性，VHE γ射线发射无显著变化，X射线带的变化较小（~10%幅度）。稳态下观测到的光谱能量分布可用单区同步辐射自康普顿模型描述。
2007-09-14 astro-ph
Probing the accretion disk and central engine structure of NGC4258 with Suzaku and XMM-Newton observations
利用朱雀星、XMM-牛顿和Swift/BAT巡天的数据，对NGC 4258低光度活动星系核（AGN）进行了X射线研究。我们发现，由冷气体的X射线再加工的签名是非常弱的光谱中的这个Seyfert-2星系的弱，窄的冷铁的荧光-Kalpha发射线是强大的朱雀和XMM-牛顿光谱检测，但在一个水平远低于大多数其他Seyfert-2星系。我们的结论是，这个活动星系核的环核环境是非常“干净”的，缺乏康普顿厚的模糊环面的统一塞弗特计划。从狭窄的铁线，连同朱雀和XMM-牛顿观测之间的线通量变化的证据，我们约束线发射区域之间的$3\times 10^3r_g$和$4\times 10^4r_g$从黑洞。我们表明，所观察到的性质的铁线可以解释，如果线起源于表面层的翘曲吸积盘。特别是，我们对来自失调中心黑洞的Lens-Thirring岁差扭曲的圆盘的预期铁线进行了显式计算。最后，朱雀号的数据揭示了在50千秒的时间尺度上存在2- 10千电子伏的大振幅变率以及在5- 10千秒的时间尺度上存在较小振幅的耀斑的明确证据。如果与吸积盘过程有关，这种快速的变化需要在吸积盘的最内部区域（$r\approx 10r_g$或更小）的起源。
2008-10-14 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
Suzaku Observations of Four Heavily Absorbed HMXBs
我们报告朱雀观测四个不明来源的INTEGRAL和斯威夫特BAT银河系平面调查。所有的来源都有一个大的中性氢柱密度，很可能是一个新兴的高质量X射线双星（HMXB）的成员，这是在INTEGRAL观测中首次发现的。在我们的样本中，有两个源是近似恒定的通量源，一个源显示出周期性变化，一个源显示出短而明亮的X射线爆发。周期性是短暂的，这表明它是由一颗中子星在椭圆轨道上围绕恒星风源产生的。我们分析了耀斑源在几个部分寻找光谱变化，并讨论了源的性质的研究结果的影响。我们的结论是，在我们的样本中的所有四个源可以确定与新兴的高吸收类HMXB，一个是新发现的瞬态X射线脉冲星，至少有一个是新发现的超巨星快速X射线瞬变（SFXT）。
2008-08-22 astro-ph
X-Ray Observation of Very High Energy Gamma-Ray Source, HESS J1745-303, with Suzaku
本文介绍了朱雀公司对TeV未确认源HESS J1745-303的观测结果。发现了一个可能过量的中性铁谱线发射，可能与HESS J1745-303的主要部分有关，命名为“A区”。它可能是一个X射线反射星云，来自先前银河中心（GC）活动的X射线被分子云反射。这一结果进一步加强了与HESS J1745-303的A区空间一致的分子云位于GC区的假设。来自分子云的TeV辐射使人想起GC巨分子云的弥散TeV γ射线，并且它可能具有相同的发射机制。通过朱雀号的深曝光测绘观测，得到了A区2-10 keV连续漫发射的严格上限，为2.1 × 10 ^-13尔格·s^-1·cm ^-2。1-10 TeV和2-10 keV之间的通量比大于4。可能的情况下，再现宽频带的光谱从千电子伏到TeV的检查。在深曝光条件下，探测到了来自附近两个古老超新星遗迹G359.0-0.9和G359.1-0.5的热X射线，并很好地确定了它们的发射特性。
2008-10-09 astro-ph
Status of GRB Observations with the Suzaku Wideband All-sky Monitor
宽波段全天空监视器（WAM）是朱雀号上硬X射线探测器（HXD）的大型横向BGO屏蔽的一个功能。它的每面800平方厘米的大几何面积、对硬X射线的大阻止能力和宽视场使WAM成为观测50-5000 keV能量范围内伽马射线暴（GRB）的理想探测器。事实上，截至2007年5月底，WAM已经观测到288个由其他卫星确认的伽玛暴。
2008-02-29 astro-ph
Suzaku Observations of the cluster of galaxies Abell 2052
本文介绍了朱雀XIS对弛豫星系团Abell 2052的观测结果。偏移指向数据被用来估计银河系前景发射的方向集群。显著的软X射线过量发射高于这一前景，集群内的介质发射，和其他背景成分的光谱和径向确认和解决。这种过剩可以通过（a）已知银河系发射成分的局部变化或（b）温度约为0.2 keV的额外热成分来描述，可能与星团有关。在距离团簇中心\sim 20 in半径（维里半径的60%左右）内测量团簇内介质的径向温度和金属丰度分布。在半径为\sim 15“处，温度径向下降到峰值的0.5-0.6。在观测区域的平均气体质量加权金属丰度被发现是0.21 +- 0.05倍太阳。
2008-04-01 astro-ph
Suzaku Observation of Diffuse X-ray Emission from the Carina Nebula
我们研究了2005年8月29日由朱雀CCD相机XIS拍摄的船底座星云的扩展X射线发射。X射线形态、等离子体温度和等离子体吸收与早期爱因斯坦的结果一致。朱雀光谱新揭示了包括氧在内的各种物质的发射线，但不是氮。这一结果限制了N/O比显着较低，与演化的大质量恒星风相比，这表明扩散发射起源于一个古老的超新星遗迹或多个超新星遗迹产生的超级壳。在0.3-2 keV之间，海山二南北侧的X射线谱有明显的差异。南谱显示铁离子的L壳层线和硅离子的K壳层线较强，而北谱显示它们较弱。这意味着南部地区的硅和铁丰度比北部地区高2-4倍。丰度的变化可能是由SNR喷出物产生的，或者与恒星形成核心周围的尘埃形成有关。
2006-10-02 astro-ph
Evidence for Resonance Line Scattering in the Suzaku X-ray Spectrum of the Cygnus Loop
我们提出了一个分析朱雀观测的东北边缘的天鹅座圈超新星遗迹。朱雀X射线CCD相机的高探测效率和高光谱分辨率使我们能够探测到天鹅座环的高电离C和N发射线。鉴于朱雀视场内的重要等离子体结构，我们根据ROSAT观测选择了最软的区域。朱雀光谱数据的特点是由一个两个组件的非平衡电离模型与不同的最佳拟合值的电子温度和电离时标。除O外，C ~ Fe丰度均为太阳丰度的0.23倍。与其他重元素相比，O的丰度相对减少了2倍。我们发现，共振线散射光学深度的强烈共振线的O是显着的，而其他共振线的光学深度是不显着的，它仍然需要考虑到准确的丰度测定。
2008-01-29 astro-ph
Suzaku Observations of HESS J1616-508: Evidence for a Dark Particle Accelerator
我们用朱雀卫星上的X射线成像光谱仪观测了明亮的未识别TeV伽马射线源HESS J1616-508。在2- 10 keV波段，没有发现与极限通量3.1 e-13 erg/s/cm ^2对应的X射线，极限通量比1- 10 TeV波段的伽马射线通量低60倍。这个天体在TeV的伽马射线中很亮，但在X射线波段很暗，因此是银河系中“暗粒子加速器”的最佳例子之一。“我们还在HESSJ 1616附近检测到kT=0.3- 0.6 keV的软热发射。这可能是由于附近明亮的超新星遗迹RCW 103的尘埃颗粒散射晕。
2006-08-23 astro-ph
Suzaku Observations of Active Galactic Nuclei Detected in the Swift/BAT Survey: Discovery of "New Type" of Buried Supermassive Black Holes
我们提出了朱雀宽波段观测的两个活动星系核的雨燕/BAT硬X射线（>15 keV）调查，没有以前的X射线数据，雨燕J0601.9-8636和雨燕J0138.6-4001。朱雀的光谱显示，在这两个对象的强烈吸收的幂律分量的柱密度为NH =~ 10^{23.5-24} cm^{-2}，占主导地位的10 keV以上，和强烈的反射分量的立体角>~ $2π$从冷，光学厚介质。我们发现，这些活动星系核有一个非常小的部分，从核散射光，<~ 0.5%的内禀幂律分量。这表明它们被埋在具有小开度角的非常几何厚的环面中和/或具有异常少量的负责散射的气体。在前一种情况下，Swift J0601.9-8636的几何形状应该接近正面，这是从反射分量的小吸收推断出来的。在这个小样本中发现两个这样的物体意味着在局部宇宙中一定存在大量尚未被识别的、非常康普顿厚的活动星系核，这些活动星系核在更大的倾角下被观察到，即使在目前最灵敏的光学或硬X射线巡天中也很难探测到。
2007-06-08 astro-ph
Detection of a Rare Supersoft Outburst Event during a Suzaku Observation of 1E0102.2-7219
我们报告了利用朱雀望远镜上的X射线成像光谱仪（XIS）对小麦哲伦云（SMC）的瞬态X射线源的探测。在对SMC中的超新星遗迹1 E 0102.2-7219进行常规观测期间，在XIS图像的边缘检测到了该源。我们使用光线跟踪模拟来约束源位置。在过去的28年里，在其他朱雀观测的位置上没有发现这样的瞬变源，也没有在其他X射线任务的所有可用存档图像中发现。XIS光谱可以用一个温度约为72 eV的单一黑体来解释，星际消光约为4.9x10^{20} H原子cm^{-2}，与SMC的值一致。在~0.74 keV的额外的吸收边也被证实，这可能是由于类氦氧离子的吸收。假设源在SMC的距离上，0.2-2.0 keV波段的X射线光度为~10^{37} erg s^{-1}，源的半径为~10^{8} cm。XIS光变曲线显示，在24 ks观测期间，X射线通量下降了约两倍。与存档的数据一起，爆发中的X射线通量至少比未检测到的静止水平亮三个数量级。所有这些特性在超软源（SSS）中经常可见。我们得出结论，瞬态源是另一个例子的SSS在SMC。
2007-06-02 astro-ph
Suzaku Observation of the Ophiuchus Galaxy Cluster: One of the Hottest Cool Core Clusters
我们提出了分析朱雀观测的蛇夫座星系团。我们确认了这个星系团有一个很冷的核心。当团内介质（ICM）的温度向中心降低时，金属丰度增加。除了核心（r<~50 kpc），星系团是热的（~9-10 keV），当r<~1 Mpc时几乎是等温的;后者与以前的研究相矛盾。我们没有探测到星系团中ICM红移的变化，速度差的上限为3000 km/s。X射线谱中的铁谱线比率表明ICM已达到电离平衡态。从这些结果中，我们得出结论，蛇夫座星系团不是一个主要的合并集群，但最热的集群之一，具有一个冷的核心。我们得到的上限的非热发射的集群，这是符合最近声称的检测与INTEGRAL和最近的上限与斯威夫特/BAT。如果星系团有明亮的非热辐射，正如INTEGRAL测量所建议的那样，它可能不是由于最近的一次主要的星系团合并。
2008-06-23 astro-ph
Sgr A* and Company - Multiwavelength observations of Sgr A* and VLA search of ``Sgr A*'s'' in LINERs
我们报告的第一个结果，从多波长的运动，以测量同时光谱的Sgr A* 从厘米到毫米波长。观测结果证实，以前检测到的submm过量是不是由于可变性，推断存在一个超紧组件的大小为几个史瓦西半径。在对LINER星系的VLA调查中，我们在四分之一的星系中发现了类似Sgr A* 的核，这表明这些低功率AGN与银河系中心之间存在联系。
1997-06-24 astro-ph
Suzaku Observations across the Cygnus Loop from the Northeastern to the Southwestern Rim
我们已经观察到天鹅座环从东北（NE）边缘到西南（SW）边缘使用朱雀在10点，这是刚刚北部的先前XMM牛顿观测。将获得的观测数据划分为45个矩形区域，其中宽度被配置为使得每个区域保持8000个$-$ 12000光子。用单kTe组分非平衡电离（NEI）模型或双kTe组分NEI模型对每个区域的光谱进行拟合。两kTe分量模型在几乎所有的非边缘区域中产生显著更好的拟合。从丰度和通量判断，高kTe组分（$-$ 0.8keV）应是喷出物的来源，而低\kTe组分（$\sim$ 0.3keV）则来自上扫物质。我们发现，在环中心的西南方，被扫起的物质壳层非常薄。结合以前的观测，我们估计这个薄壳区域的直径为$1^{\circ}$。在天鹅座圈的中心位置，O、Ne和Mg的喷出物分布较为均匀，Si和Fe的喷出物分布较为集中，而O、Ne和Mg的喷出物分布较集中，而Si和Fe的喷出物分布较集中，主要集中在天鹅座圈的西南部。我们计算了各种金属的质量，并估计天鹅座环的起源是12- 15 M的$_\odot$核心坍塌爆炸。
2008-10-29 astro-ph
Suzaku observations of the hard X-ray variability of MCG-6-30-15: the effects of strong gravity around a Kerr black hole
朱雀，第一次，使硬X射线可变性的塞弗特1星系MCG-6-30-15被测量。在14-45 keV波段，这是由一个强反射峰为主的可变性，淬火相对于在几个keV。这直接证明了整个反射光谱的变化比幂律连续谱小得多。宽带光谱的变化可以分解成两个组成部分-一个高度可变的幂律和恒定的反射-如先前推断的其他观测在2-10千电子伏波段。强烈的反射和高的铁丰度产生了一条强烈的宽铁线，这要求圆盘的内半径大约为2个引力半径。我们的结果与光弯曲模型的预测是一致的，该模型在非常接近快速旋转的黑洞的地方产生了非常强的引力效应。
2006-09-19 astro-ph
Suzaku observation of TeV blazar the 1ES 1218+304: clues on particle acceleration in an extreme TeV blazar
2006年5月，我们用X射线天文卫星朱雀观测了TeV blazar 1 ES 1218+304。在两天的连续观测开始时，我们探测到一个大耀斑，其中5-10 keV的通量在5 × 10^4秒的时间尺度上变化了约2倍。在耀斑期间，硬X射线通量的增加明显滞后于软X射线通量的增加，在0.3-1 keV和5-10 keV波段之间观察到的最大滞后为2.3x10^4 s。此外，我们发现耀斑的时间轮廓明显地随能量而变化，在更高的能量下更对称。通过对多波长数据的光谱拟合，假设一个单区域、均匀的同步加速器自康普顿模型，我们得到B~0.047 G，发射区域大小R = 3.0 × 10^16 cm，多普勒因子δ = 20。这个B值与一个独立的估计值非常一致，该估计值是通过对观测到的时滞进行模型拟合得到的，该模型将能量依赖的变化归因于相对论性电子的微分加速时标，前提是陀螺因子ε = 10^5。
2008-04-16 astro-ph
Suzaku observations of metallicity distribution in the intracluster medium of the NGC 5044 group
使用朱雀卫星上的XIS仪器研究了NGC 5044群内介质中的金属丰度分布，直到0.3 r_180。高精度地测定了O、Mg、Si、S和Fe的丰度。在距中心0.05r_180半径范围内，Mg、Si、S和Fe的丰度近似太阳能，O/Fe比值约为0.5--0.6太阳能单位。在外围区域，Fe丰度逐渐下降到0.3太阳能。Mg、Si和S的径向丰度分布与Fe相似，而O的径向丰度分布似乎较平坦。当r>0.05 r_180时，O的质量密度分布与Fe的不同，呈现出类似于星系光度密度分布的肩状结构。NGC 5044中O和Fe的质光比是星系群中最大的之一，但它们仍然小于富星系团中的质量比。这些丰度特征可能反映了这个中心有一个巨大椭圆星系的松弛星系群的金属富集历史。
2008-10-31 astro-ph
Suzaku Observations of AWM 7 Cluster of Galaxies: Temperature, Abundance and Bulk Motions
我们对星系团AWM 7进行了3次观测，分别是中心区域和20 '东偏和20'西偏区域。温度和丰度剖面的测量范围为27 '~ 570 /h_70 kpc，对应于~0.35 r_180。团簇内介质的温度从中心的3.8keV略微降低到~ 0.35r180区域的3.4keV，表明团簇内介质的温度分布比附近的其他团簇更为平坦。在我们的观测中，Si与Fe的比例几乎是恒定的，而Mg与Fe的比例随着半径的增加而增加。西部地区的O/Fe比值随半径的增大而增大，东部地区的O/Fe比值随半径的增大而减小，但误差较大。这些特征表明，II型超新星的产物（O和Mg）和Ia型超新星的产物（Si和Fe）之间的富集过程是显着不同的。我们还研究了类He Fe-Ka线中心能量的位置移动，以寻找ICM可能的旋转。视线速度差的90%上限被推导为v ~ 2000 km/s，这表明AWM 7的椭圆率是由最近沿着大尺度暗条的气体定向下降引起的。
2007-07-30 astro-ph
Exploring the disc/jet interaction in the radio-loud quasar 4C +74.26 with Suzaku
我们报告了一个90 ks朱雀观测射电响亮类星体4C +74.26。该源是在迄今为止最高的通量状态下观测到的，我们发现它在观测期间增亮了约20%。我们看到的频谱硬化的计数率增加的证据，也发现均方根变异性增加与能量高达约4千电子伏。我们清楚地检测到一个加宽的Fe线，但得出结论，它不需要任何发射从内部约50 r_g，虽然一个小得多的内半径不能排除。我们最佳拟合的大内半径意味着内圆盘要么缺失，要么没有强烈的照明。我们认为，后一种情况可能会发生，如果幂律源位于光盘上方，或者如果发射光束远离光盘。
2008-05-23 astro-ph
Suzaku Observations of M82 X-1 : Detection of a Curved Hard X-ray Spectrum
本文报道了2005年10月朱雀星对星暴星系M82超亮X射线源X-1的三次观测，每次曝光量约为30 ks。来自原子核周围半径为3的区域的XIS信号确定了一个2-10 keV的通量为2.1 x 10^-11 erg s-1 cm-2，可归因于点源。3.2-10 keV的光谱比光子指数为1.7的幂律略凸。在所有观测中，HXD还探测到了来自M82的能量高达20 keV的信号，能量为12-20 keV，通量为4.4 x 10^-12 erg s-1 cm-2。HXD谱比XIS谱陡。XIS和HXD光谱可以通过截止幂律模型或类似的弯曲模型联合再现。在探测到的宽带信号中，1/3 ~ 2/3可归因于X-1，其余的可归因于M82中的其它离散源。不管这些污染物的模型如何，X-1的光谱比幂律曲线更弯曲，其辐射热光度为（1.5 - 3）x 10 ^40 erg s-1。这些结果被解释为来自100-200太阳质量的黑洞的康普顿化发射，辐射大致在爱丁顿光度。
2008-09-26 astro-ph
Comparing Suzaku and XMM-Newton Observations of the Soft X-ray Background: Evidence for Solar Wind Charge Exchange Emission
我们提出了一对朱雀光谱的软X射线背景（SXRB），从点上和关闭附近的阴影在南银河半球的灯丝的分析。由于两个指向方向上的银河柱密度不同，观测到的星系晕辐射在两个光谱中具有不同的形状。我们利用这种差异时，建模的光谱，从未吸收的前景发射从本地气泡（LB）的吸收晕发射分离。我们得到的温度和排放措施是显着不同的，从早期的分析XMM-牛顿光谱从相同的指向。我们将这种差异归因于XMM-牛顿光谱中存在以前未识别的太阳风电荷交换（SWCX）污染，这可能是由于太阳风移动穿过视线的局部增强。ACE的同期太阳风数据显示，在XMM-牛顿观测过程中没有任何异常。因此，我们的研究结果表明，简单地检查同期的太阳风数据可能是不够的，以确定是否频谱的SXRB被污染的SWCX排放。如果我们的朱雀光谱没有受到SWCX辐射的严重污染，我们的最佳拟合LB模型给出的温度为log T = 5.98 + 0.03/-0.04，压力为p/k = 13，100 - 16，100 cm^-3 K。这些值低于从LB的其他最近的观测中获得的值，这表明LB可能不是等温的，可能不是压力平衡的。与此同时，我们的光环模型表明，氖相对于氧和铁可能会增强，这可能是因为氧和铁部分存在于尘埃中。
2007-12-20 astro-ph
Suzaku Observations of Tycho's Supernova Remnant
2006年6月26日至29日，朱雀卫星上的XIS和HXD仪器观测了第谷超新星遗迹，持续时间为92千秒。高达30千电子伏的光谱很好地拟合与两个组件的模型，由幂律与光子指数为2.7和热韧致辐射模型与温度为4.7千电子伏。前一个组件可以替代地被建模为同步辐射从人口的相对论电子与估计滚降能量约为1千电子伏。在XIS谱中，除了Fe的K_α发射线（6.445 keV）外，还首次观察到Cr和Mn的K_α发射线，其能量分别为5.48 keV和5.95 keV。还观察到Ca（4.56keV）和Fe（7.11keV）的微弱K_β线。根据Cr和Mn的线心，估计它们的电离态与Fe K_α（Fe XV或XVI）的电离态相似。
2008-05-22 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
The Suzaku Observation of NGC 3516: Complex Absorption and the Broad and Narrow Fe K Lines
我们目前的结果，从150千秒朱雀观测的塞弗特1.5 NGC 3516在2005年10月。源处于相对高度吸收的状态。我们的最佳拟合模型与低电离吸收体的存在相一致，低电离吸收体的柱密度接近5 * 10^{22} cm^{-2}，并且覆盖了大部分X射线连续谱源（覆盖率为96-100%）。一个高电离吸收组件，产生一个窄的吸收功能与铁K XXVI一致，被确认。一个相对论加宽的Fe K α线是需要在所有的配合，即使在复杂的吸收被考虑在内，一个额外的部分覆盖组件是一个不充分的替代品的连续曲率与广泛的Fe线。窄的Fe K α发射线具有与宽线区域一致的速度宽度。低电离吸收体可能负责产生窄的Fe K α线，尽管视线之外的其他材料也可能有贡献。我们包括在我们的模型中的软带发射线从He-和H-类离子的N，O，Ne和Mg，符合光电离，虽然碰撞电离发射的一个小的贡献是可能的。
2007-10-01 astro-ph
Suzaku Observations of Hercules X-1 : Measurements of the Two Cyclotron Harmonics
在2005年10月5日至6日和2006年3月29日至30日，朱雀号观测到吸积动力脉冲星Her X-1两次处于主开启状态，净曝光量分别为30.5 ks和34.4 ks。在2005年和2006年的观测中，探测到的源的平均10-30 keV强度分别为290 mCrab和230 mCrab。在重心和二进制校正后，HXD-PIN在1.23776 s的两种情况下测量的固有脉冲周期。在10 keV以上的能量范围内的脉冲相位平均光谱很好地拟合了“负和正幂律倍指数（NPEX）”模型，乘以在~36 keV的基本回旋共振散射特征，这在HXD-PIN数据中非常显着。共振剖面成功地再现了洛伦兹型散射截面，而不是由高斯型替代。脉冲相位平均HXD-GSO数据，覆盖50-120 keV，是没有特色的。然而，在脉冲衰减阶段和非脉冲阶段之间的差分谱中，在GSO数据中检测到约73 keV的二次谐波回旋共振，深度为1.6 -0.7^+0.9。这使得她的X-1第六脉冲星建立了第二谐波共振。这些结果的影响进行了简要讨论。
2007-08-27 astro-ph
Suzaku Observations of the Circinus galaxy
我们报告朱雀观测活跃，康普顿厚的Circinus星系。观测是用X射线成像光谱仪（XIS）和硬X射线探测器（HXD）获得的。在10 keV以下，核光谱主要是由高柱密度的冷致密气体反射的辐射，而在13 keV以上，辐射是通过约4 x 10^{24} cm^-2的柱密度直接透射的核发射。在0.2- 10 keV波段，XIS谱被Circinus中最亮的非核源（CG X-1）污染了5%，但在5-10 keV波段下降到1%，在更高的能量下可以忽略不计。我们没有发现硬（>12千电子伏）发射的变化的显着证据。用HXD/GSO在50- 100 keV波段2.5σ水平上勉强探测到Circinus。我们用四个分量模拟了3-70 keV波段的XIS+PIN光谱：康普顿透射核发射，反射核发射，软幂律（代表散射核发射，扩展发射和星系中低于几keV的源污染的组合）。发现硬核幂律的光子指数γ_h ~= 1.6，与软幂律非常相似。高能截止为E_C ~= 49 keV。这些结果与BeppoSax的结果一致。这个模型的外推到GSO带显示出良好的协议与GSO的光谱，并支持我们的检测Circinus高达~= 100 keV。
2008-09-26 astro-ph
Suzaku Observation of HCG 62: Temperature, Abundance, and Extended Hard X-ray Emission Profiles
本文报道了用朱雀XIS和HXD PIN对一个致密星系群HCG~62（$z=0.0145$）的120 k S观测结果。用变丰度的双温{ \it vapec}模型，结合前景银河系成分，对4个环形区的XIS谱进行了拟合。银河系分量被限定为在四个环中具有共同的表面亮度，双温{ \it apec}模型优于单温模型。我们证实了Chandra和XMM-牛顿报告的群内介质的多温度性质，在硬度图像中半径为3.3- 6.5 $'$的甜甜圈状高温环。我们发现Mg、Si、S和Fe的丰度相当强。我们检查了中心西南方向$\sim 2'$可能的“高丰度弧”，但朱雀的数据没有证实这一点。我们怀疑这是将该区域的过量热成分错误识别为Fe线。仔细的背景研究表明，在5- 12 keV的XIS和12- 40 keV的HXD-PIN中，ASCA以前报告的扩展硬X射线没有阳性检测，尽管我们的上限没有排除ASCA结果。有迹象表明，$r<3.3'$区的X射线强度比标称CXB水平（5- 12 keV）高出$70\pm 19$ %，Chandra和Suzaku的数据表明，这种过量的大部分可能是由于平均光子指数为$Γ=1.38\pm 0.06$的硬X射线源的集中。导出了各组气体中O、Fe和Mg的累积质量和金属质光比，并与其他各组进行了比较。活动星系核或星系合并在这组可能的作用进行了讨论。
2007-11-09 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 30Dor C: A Supernova Remnant with the Largest Non-Thermal Shell
本文报道了30 Dor C的热和非热特征的朱雀研究结果，它是一个位于大麦云（LMC）超泡中的超新星遗迹（SNR）。西边缘的X射线光谱是非热的，没有热成分。一个单一的幂律模型被拒绝，但与光谱截止的幂律模型被接受。$(3-7)\times 10^{17}$ Hz的截止频率在壳型SNR（如SN 1006（$\sim 6\times 10^{16}$ Hz））中最高，因此30 D或C将是SNR冲击的最高能量加速器的位置。东南（SE）和东北（NE）边缘既有热分量，也有非热分量。两边缘的薄热等离子体处于碰撞电离平衡态。在SE边缘的等离子体的电子温度（$kT_e \sim 0.7$ keV）被发现是高于以前报道的值。东南部的幂律指数与西部的幂律指数基本相同，而东北部的幂律指数大于西部。SNR年龄应在$(4-20)\times 10^3$年范围内。因此，30 D或C可能是最古老的非热发射壳状SNR。
2009-04-17 astro-ph
Galactic Center: Implications of Recent Chandra Observations for Spherical Accretion Models of Sgr A*
在银河系的中心潜伏着一个独特的紧凑的非热射电源，Sgr A*。它被认为是由一个260万太阳质量的黑洞提供动力的，这个黑洞正在吸积来自中央秒差距内众多早期恒星的恒星风。然而，直到最近的高分辨率钱德拉观测，Sgr A* 从来没有明确地检测到波长短于亚毫米。我们提出了一个球形吸积模型，这是一致的通量和陡峭的光谱形状的X射线发射从Sgr A*。
2001-02-28 astro-ph
HST Observations of SGR 0526-66: New Constraints on Accretion and Magnetar Models
软伽马射线中继器（SGR）是当今已知的最神秘的源之一。它们展示出巨大的X射线和伽马射线暴和耀斑，以及柔和的静态X射线发射，它们的能量来源仍然是个谜。同样神秘的是异常X射线天体（AXP），它们具有许多相同的特征。由于钱德拉最近的观测，SGR 0526-66，第一个SGR，现在似乎是一个过渡对象桥接这两个类，因此它的观测对SGR和AXP都有影响。目前最流行的两种持续发射模型是化石盘的吸积或磁星中巨大（~ 10 ^15 G）磁场的衰变。我们展示了SGR 0526-66的深度光学观测，这是唯一一个具有足够小的光学消光的SGR，没有显示出光学对应物的证据。这些观测结果对吸积盘和磁星模型提出了新的强约束，并表明光谱能量分布可能在硬紫外区达到峰值。几乎所有的吸积盘都被光学数据排除在外，磁星需要约10^15-10^16 G的磁场。
2001-03-13 astro-ph
Suzaku Observation of AXP 1E 1841-045 in SNR Kes 73
异常X射线双星（AXP）被认为是磁星，它是一种具有超强磁场的中子星，磁场强度为$10^{14}$ -- $10^{15}$ G.它们的能谱低于$\sim$ 10 keV的两个组件组成的黑体（BB）（$\sim$ 0.4 keV）和相当陡峭的幂律（POW）函数（光子指数$\sim$ 2-4）很好地模拟。Kuiper等人（2004）从一些AXP中发现了高于$\sim$ 10 keV的硬X射线成分。在这里，我们介绍了朱雀观测的AXP 1 E 1841-045在超新星遗迹Kes 73的中心。通过这一观测，我们可以同时分析0.4至50 keV的光谱。然后，我们可以测试在这个宽的能量范围内，上述光谱模型是否有效。发现用BB + POW模型进行光谱拟合时存在残差。通过添加另一个BB或POW组件来改善配合。但是在相位分辨光谱中，每个组分的含义变得模糊不清。另外，我们发现，NPEX模型适合相位平均光谱和相位分辨光谱。在这种情况下，光子指数在所有相位期间是恒定的，并且光谱变化似乎非常明显。这一事实对磁星的辐射具有某种基本意义。
2007-12-29 astro-ph
New Limits on Sterile Neutrinos from Suzaku Observations of the Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxy
我们目前的结果，我们的搜索与辐射衰变的不育中微子，一个动机良好的暗物质的候选人，在朱雀天文台光谱的小熊座矮球状星系的X射线线发射。这些数据代表了对这些极端质量-光系统之一的第一次深入观察，也是第一次使用X射线望远镜进行专门的暗物质搜索。没有这样的发射线是积极的检测，我们放置新的约束组合的不育中微子的质量和活跃的不育中微子振荡混合角。线通量上限是使用基于最大似然的方法，随着缺乏内在的X射线发射，使我们能够最大限度地减少系统性和占那些仍然。我们得到的限制匹配或接近最好的以前的结果在整个1- 20千电子伏的质量范围内从一个单一的朱雀观测。这些都是用来放置在一般情况下，并在假设它们构成所有的暗物质的情况下，与给定的参数的存在不育中微子的约束。允许的范围意味着，不育中微子仍然是构成部分或全部暗物质的可行候选者，也可以解释脉冲星反冲和其他各种天体物理现象。
2009-06-25 astro-ph hep-ph
