Iron K-alpha line profiles driven by non-axisymmetric illumination
以前的Fe K-α线轮廓的计算是基于轴对称发射率定律。在本文中，我们显示了线轮廓驱动的非轴对称照明，这是从离轴X射线点源的结果。我们发现，源的位置和运动有显着的影响的红翼和蓝角的线轮廓。源下方的圆盘区域将接收到更多的通量，这是影响谱线轮廓的最重要因素。我们认为，至少有一部分的Fe K-α线轮廓的变化是由X射线源的运动。未来对Fe K-α谱线的观测将提供更多关于黑洞周围X射线源的分布和运动的信息，从而提供潜在的物理信息。
1999-08-06 astro-ph
Special relativistic effects on the strength of the fluorescent K-alpha iron line from black hole accretion disks
宽的铁K $α$发射线，常见于塞弗特核的X射线谱中，被认为起源于内吸积盘被活动盘日冕照射时。我们表明，磁盘和X射线发射材料之间的相对运动可以通过特殊的相对论像差和多普勒效应对观察到的等效宽度（EW）这条线有重要的影响。我们认为这可能与理解为什么观察到的EW经常超过标准X射线反射模型的预测有关。几个观测测试建议，可以解开这些特殊的相对论效应从铁丰度的影响。
1997-07-07 astro-ph
Iron Abundance Diagnostics in High-Redshift QSOs
从类星体的宽发射谱线上测得的阿尔法过程元素，如镁和碳相对于铁的丰度，可以作为其宿主星系恒星形成和化学富集历史的诊断。我们调查Fe/Mg和Fe/C丰度比之间的关系，并由此产生的Fe II / Mg II 2800 A和Fe II /1900 A混合流量比，这两个都已被测量类星体的红移约为6。利用基于巨型椭圆星系星爆的星系化学演化模型，我们发现这些通量比是核化学富集的良好示踪剂。然而，在红移约为6的天体中测得的这些比值表明，在目前流行的宇宙学下，这些天体中铁的富集比假设的椭圆星爆模型预测的要快。
2004-06-28 astro-ph
Relativistic Iron Line Emission from the Neutron Star Low-mass X-ray Binary 4U 1636-536
本文对中子星LMXB 4U 1636-536的三次观测的XMM-牛顿和RXTE数据进行了分析。X射线谱显示出在4-9 keV能量范围内延伸的宽的、不对称的铁发射线的清楚证据。线的轮廓是一致的相对论加宽的Fe K-α发射的内部吸积盘。4U 1636-536的Fe K-α线比最近在其他中子星LMXB中发现的不对称铁线宽得多，这表明它具有高的盘倾角。我们发现的证据表明，广泛的铁线功能是一个组合的几个K-α线从铁在不同的电离状态。
2013-05-14 astro-ph
Iron K alpha line profiles and the inner boundary condition of accretion flows
最近的X射线观测已经显示了几个吸积黑洞系统中异常宽和倾斜的铁K α发射线的证据。线被认为是由于荧光的吸积盘周围的日冕照明，并需要一个陡峭的发射率分布增加到最里面的半径。这似乎质疑标准吸积盘理论和零扭矩假设的内边界条件，这两个预测一个极端得多的配置文件。相反，它认为，扭矩可能是由于磁耦合与物质在暴跌区，甚至旋转黑洞本身。到目前为止，讨论的重点是作用在圆盘上的扭矩.然而，决定磁力线轮廓的关键因素是电晕辐射功率的径向变化。在这里，我们研究了不同的内边界条件对日冕发射率和可观察到的Fe K α线的轮廓的影响。我们认为，在极端的情况下，一个突出的高度红移的组成部分的铁线被检测到，需要一个陡峭的发射率分布在最里面的一部分和一个平坦的外部，能量从气体暴跌到黑洞被直接馈送到日冕。
2003-03-06 astro-ph
The shape of the relativistic iron K-alpha line from MCG6--6-30-15 measured with the Chandra HETGS and RXTE
我们确认在6.4千电子伏的相对论加宽的铁K-α发射与同时钱德拉HETGS和RXTE PCA观测的检测。重面元的HETGS数据显示了一个盘线轮廓，其参数与ASCA以前看到的非常相似。我们观察到一个速度宽度约为4700 km/s（FWHM约为11，000 km/s）的解析窄分量，这是最突出的，当连续通量高时，它会变窄（FWHM约为3600 km/s）。它可能只是宽线的蓝色翅膀。我们得到一个严格的限制，在16 eV的源的本质上窄线的等效宽度，表示很少或没有贡献，由于荧光从遥远的材料，如分子环面。变率研究表明，一个恒定的铁线通量和可变的宽度，表明该线可能来自不同的运动区域的磁盘。
2002-03-29 astro-ph
Iron K-alpha Emission from a Decaying Magnetar Model of Gamma-Ray Bursts
最近关于伽马射线暴GRB 991216余辉中X射线Fe特征的报道，可能为确定其前身的性质和制约暴机制提供重要线索。我们认为，强烈的线发射可以归因于持续（但衰减）后爆发相对论流出的中央发动机与祖恒星信封在距离小于一光时的相互作用。这样就只需要少量的铁，这可以很容易地由恒星本身产生。
2000-10-13 astro-ph
Iron and Nickel Line Diagnostics for the Galactic Center Diffuse Emission
我们利用朱雀星上的X射线成像光谱仪（XIS）观测到了银河系中心（GC）的弥散X射线辐射。高能量分辨率和低背景轨道提供了GC扩散X射线（GCDX）的优异光谱。XIS在GCDX中发现了铁和镍的K壳层跃迁能量附近的许多发射线。最显著的特征是FeI K α在6.4 keV和K壳吸收边在7.1 keV，这是从中性和/或低电离态的铁，和K壳线在6.7 keV和6.9 keV的类He（FeXXV K α）和类氢（FeXXVI Ly α）离子的铁。此外，首次检测到中性或低电离镍（NiI K α）和类氦镍（NiXXVII K α）的K α线，以及FeI K β、FeXXV K β、FeXXVI Ly β、FeXXV K γ和FeXXVI Ly γ。线中心的能量和宽度的FeXXV K α和FeXXVI Ly α有利于碰撞激发（CE）等离子体的起源的GCDX。由FeXXV K α/ FeXXV K β的线通量比确定的电子温度与由FeXXV K α/FeXXVI Ly α确定的电离温度相似。因此，似乎GCDX等离子体接近电离平衡。6.7 keV的流量和温度分布的银经是平滑和单调的，在积分点源流量分布相反。这些事实支持的假设，GCDX是真正的扩散排放，而不是大量的未解决的点源的输出的集成。此外，我们的研究结果表明，铁的化学成分的星际气体附近的GC被限制在约3.5倍的太阳。
2006-09-08 astro-ph
The history of the iron K-alpha line profile in the Piccinotti AGN ESO198-G24
本文介绍了ASCA（1997年7月）、XMM-牛顿（2000年12月）和BeppoSAX（2001年1月）对Piccinotti Seyfert 1星系ESO 198-G24的观测结果。BeppoSAX 0.1-200 keV的光谱显示出再处理的特征，可能是由X射线照射的相对论性吸积盘产生的，它对着一个2 π的立体角。在XMM-牛顿观测期间，荧光铁K-α谱线轮廓（质心能量E~6.4 keV）很宽，亮度是BeppoSAX观测的两倍。在96.3%置信水平下检测到的额外发射特征（E~5.7 keV）可能是相对论性双峰分布的一部分。相比之下，在早期的ASCA观测中，谱线轮廓由非常窄的“核心”（本征宽度<50 eV）主导。如果这个分量是由分子环面的内表面反射产生的，那么它的大等效宽度（约300 eV）很可能代表了先前较亮通量状态的“回声”，与ESO 198-G24中历史X射线光变曲线所覆盖的动力学范围一致。
2003-02-06 astro-ph
A cloud model of active galactic nuclei: the iron K-alpha line diagnostics
正在研究活动星系核铁K-α线的起源和轮廓。探讨了致密星系核周围云的准球形分布模型，其中6-7 keV附近的内禀光谱特征受到初级X射线康普顿化的显著影响。预测的光谱轮廓主要受云在中心强引力场中的运动和源相对于观测者的方向的影响。塞弗特星系MCG-6-30-15的情况下进行了更详细的检查和自由参数的模型确定。获得了稳健的结果：与观测轮廓的可接受的拟合对应于具有强自遮蔽效应和相当高的电离参数值的云的球形分布。这是一个不同的情况，从模型中考虑的冷照明光盘。然而，几何平坦（圆盘型）配置不被拒绝。
2000-06-14 astro-ph
Iron K-alpha Emission from X-ray Reflection: Predictions for Gamma-Ray Burst Models
最近对几次伽马射线暴（GRB）余辉的观测表明，存在大量的X射线线发射物质，可能来自电离铁。一个重要的X射线光谱特征的检测，如在GRB 991216的钱德拉观测发现，可能会提供重要的约束的直接环境的爆发，因此对祖模型。从X射线观测中推断出的大的Fe K-α等效宽度有利于这样的模型，即当来自源的初级X射线发射撞击到汤姆逊厚度的材料并且康普顿散射进入我们的视线时，产生线。我们提出这样的反射光谱在这里，计算在一个完全自洽的方式，并讨论电离参数的范围内，可能与不同的模型的伽玛暴。我们认为，一个强的氢类K-α线的存在是不可能的，因为Fe-XXVI光子将被共振捕获，并通过康普顿散射从线芯中移除。与此相反，强窄的发射线从He类Fe-XXV是突出的模型光谱。我们简要地讨论了这些约束可能会影响线的能量测定GRB 991216。
2001-08-20 astro-ph
On the importance of satellite lines to the He-like K ALPHA complex and the G ratio for calcium, iron, and nickel
新的，更详细的计算的发射光谱的氦样K α复合物的钙，铁和镍已进行了使用数据从扭曲波和R-矩阵计算。GD比的值（一个扩展的定义的G比，占解决和未解决的卫星线的影响）显着增强的温度低于He样的最大丰度的温度。此外，它表明，卫星线是重要的贡献者的GD比，GD/G> 1的温度远高于最大丰度的温度。这些新的计算表明，与KLn（n>= 3）卫星线的改进处理，KALPHA卫星线需要包括在模型中的He类光谱，即使在相对较高的温度。从R-矩阵和畸变波数据计算的光谱和线比之间的良好协议也证实了模型的有效性的基础上畸变波数据高度带电的系统，提供的共振的影响被考虑作为独立的过程。
2008-11-13 astro-ph
BeppoSAX broad-band observations of low-redshift quasars: Spectral curvature and iron K_alpha lines
本文介绍了BeppoSAX对10个低红移类星体的观测结果。这些类星体是Laor等人（1997年）从23个光学选择的PG类星体中选取的样本的一部分，这些类星体的红移<0.4，沿视线方向的银河系吸收率较低。在低能谱中，具有最高信噪比的6个类星体的光谱出现了明显的弯曲。平均曲率可以被参数化为在~ IkeV以上Δ_α ~ 0.5的基础幂律的平坦化。我们发现，类星体与陡峭的软X射线（0.1-2千电子伏）光谱往往是陡峭的，也在较高的能量（2-10千电子伏）。最佳拟合的2-10 keV斜率的分布与其他射电宁静活动星系核相似，其特征是在平均值附近有很大的离散度：α_E ~ 1.0+/-0.3。在4个类星体中检测到铁K_α线。在窄线类星体PG 1115+407中，静止框架线能量（6.69+/-0.11 keV）和等效宽度（580+/-280 eV）与一些低红移窄线Seyfert 1星系（NLSy 1）中的结果一致。这与0.1-10 keV X射线连续谱的相似性一起表明，这个类星体是NLSy 1的更高红移和光度模拟物。在宽线类星体PG 0947+396中，静止框架线能量表明来自冷铁的荧光。然而，线的等效宽度（> 400 eV）比通常在塞弗特1星系中发现的高出2-3倍。高能量幂律斜率和铁谱线发射性质似乎与X射线光度无关。
2000-05-30 astro-ph
Iron Features in the XMM-Newton spectrum of NGC 4151
本文详细分析了XMM-Newton对NGC 4151的首次观测所得的硬X射线（> 2.5keV）EPIC谱。我们拟合的光谱与模型组成的幂律连续修改的视线吸收（产生在部分光电离和中性气体）加上额外的铁-K的发射和吸收功能。该模型提供了一个很好的整体拟合的EPIC光谱。铁的K-α线被很好地建模为窄的高斯分量。与基于ASCA数据的几项早期研究相反，XMM-牛顿数据不需要相对论性加宽的铁K-α发射特征。任何附加宽线中所含通量的上限为窄线中通量的约8%。测得的本征线宽（σ =32 ± 7 eV）可归因于（i）铁K-α线的双重态性质和（ii）铁的低电离态（范围从中性到~FeXVII）的发射。额外的铁吸收边出现在冷材料中，意味着该组分中铁的过量系数为2。
2002-02-05 astro-ph
Modeling of iron K lines: radiative and Auger decay data for Fe II-Fe IX
对Fe Ⅱ-Fe IX中K壳层空位态的辐射和俄歇退激通道进行了详细的分析。能级能量，波长，A-值，俄歇速率和荧光产额已被计算的最低精细结构的水平填充的光致电离的基态的母离子。不同的分支比，即K-alpha_2/K-alpha_1，K-beta/K-alpha，KLM/KLL，KMM/KLL，以及总的K壳层荧光产额ω_K，与其他理论数据和固态测量结果进行了比较，发现与后者有很好的一致性。发现K-alpha_2/K-alpha_1比对激发机制敏感。从这些比较中，可以估计本跃迁概率的准确度约为10%。
2003-06-18 astro-ph
On broad iron K-alpha lines in Seyfert 1 galaxies
Tanaka等人从对活动星系MCG $-6-30-15$的长期观测中获得的X射线谱显示出一条宽的铁K $α$线偏向低能。对这条线的形状最简单的解释是，它是由于大质量黑洞周围圆盘内部的多普勒和引力红移造成的。在对其他几个活跃星系的较短观测中，也可以看到类似的宽线。在本文中，我们研究了其他的线加宽和偏斜机制，如冷气体中的康普顿化和外流的多普勒频移。我们还将复杂的光谱模型拟合到MCG $-6-30-15$的数据中，以观察是否可以通过其他吸收或发射特征很好地模拟宽斜线。没有找到满意的机制或光谱模型，从而加强了相对论盘线模型。
1995-07-15 astro-ph
Complexity on Small Scales III: Iron and alpha Element Abundances in the Carina Dwarf Spheroidal Galaxy
我们在ESO/VLT上用UVES获得了10颗船底座矮椭球中红巨星的高分辨率光谱。在这里，我们提出了O，Na，Mg，Si，Ca，Ti和Fe的丰度。通过比较铁丰度[Fe/H]和钙三重态（CaT）金属丰度，我们发现经验CaT技术在[Fe/H]>-2 dex时与高分辨率数据有很好的一致性，但在较低的金属丰度时有偏离的趋势。我们发现了两颗贫金属星，铁丰度分别为-2.72和-2.50 dex。这些恒星被发现有增强的[α/Fe]比类似于银河系晕中的恒星。然而，在给定的金属丰度下，大部分船底座红巨星相对于星系晕的[α/Fe]丰度比是耗尽的。我们的目标之一，[Fe/H]为-1.5 dex，与太阳值相比，几乎所有的α元素都大大减少了~0.5 dex。如此低的[α/Fe]可以由单一Ia型和II型SNe事件不完全混合到ISM中的随机波动产生。我们推导出的元素比是一致的情节和扩展SF在船底座从它的颜色星等图。我们发现一个相当大的恒星之间的丰度比分散。这表明船底座的SF历史随星系内的位置而变化，混合不完全。或者，SF率是如此之低，高质量的恒星IMF人口稀少，在低质量星团的统计预期，导致真正的分散在所得的质量综合收益。这两种观点都与缓慢随机科幻在消解关联方面是一致的，因此人们可能不会在详细的层面上谈论单一的科幻历史。
2008-02-14 astro-ph
^{56}Ni mass in type IIP SNe: Light curves and H-alpha luminosities diagnostics
我们分析了后期的观测，可用的光度和光谱，II型高原超新星（SNe IIP）的样本。使用H $α$光度在星云时代作为示踪剂的$^{56}$镍质量在这类对象的可能性进行了研究，产生的一致性与基于光度的估计在20%以内。有趣的相关性，发现和我们目前的理解的物理核心崩溃SNE的影响进行了讨论。
2003-09-10 astro-ph
Lyman Alpha Fluorescent Excitation of FeII in Active Galactic Nuclei
利用精确的辐射转移和Iron Project原子数据计算了活动星系核宽线区的Fe Ⅱ发射线强度。我们改善治疗所有先前考虑的激发机制的Fe II发射，连续荧光，碰撞激发，荧光之间的自重叠的铁线，荧光激发莱曼α。我们表明，莱曼-α荧光在确定Fe II发射的强度是至关重要的。除了增强紫外和光学FeII通量之外，Lyman-α荧光还导致在8500-9500埃波长范围内的显著近红外FeII发射。新的观测建议探测这种效果在强FeII发射类星体。
1998-04-18 astro-ph
Iron K-alpha Fluorescent Line Profiles from Spiral Accretion Flows in AGNs
我们提出了6.4 keV的铁K-α荧光线轮廓预测的相对论性黑洞吸积盘中存在的螺旋运动的克尔几何，工作扩展从早期文献的动机最近的磁流体动力学（MHD）模拟。螺旋运动的速度场叠加在背景开普勒流上，导致了吸积盘中复杂的红移分布。在黑洞对称轴上的一个局部耀斑区域产生的X射线源照亮了圆盘中的铁。由于从主X射线源到圆盘的光弯曲效应，发射率形式变得非常陡峭。预测的线轮廓计算各种螺旋波，我们发现，无论源的高度，即：（i）通常出现多峰以及经典的双峰结构，（ii）这种多峰可以分为两种类型，尖锐的子峰和周期性的尖峰，（iii）紧密堆积的螺旋波倾向于产生更多尖峰的多峰，而（iv）具有较大振幅的螺旋波似乎产生更尖锐的子峰，（v）当螺旋波集中在中心时，该效果似乎不太显著，（vi）当螺旋波随盘旋转时，线形可能显示出剧烈的变化（形成双峰、三峰或多峰特征）。我们的结果强调，在一个快速旋转的黑洞周围的螺旋波的存在下，可以实现一个非常红移的铁线轮廓与一个明显的尖峰状功能。未来的X射线观测，例如从{ \it Astro-E2}，将有足够的光谱分辨率来测试我们的螺旋波模型，该模型具有独特的尖峰状特征。
2004-05-18 astro-ph
Evidence for Rapid Iron K_alpha Line Flux Variability in MCG--6-30-15
本文采用直接光谱拟合的方法，以前所未有的时间分辨率测量了Seyfert 1星系的快速X射线铁K_α线和连续谱斜率变化。应用这种技术对MCG-6 - 30 -15的长RXTE观测表明，线通量在短（~1d）时间尺度上确实会发生变化，但这些变化与连续通量或斜率的变化无关。这些快速的变化表明，这条线确实起源于黑洞附近，证实了基于其非常广泛的轮廓的预测。然而，缺乏与连续的相关性提出了问题的模型中，线的变化是由那些在连续，修改只有光的旅行时间的影响。相反，这条线可能是根据一个不同时间尺度的物理过程做出响应，比如盘中的电离不稳定性，或者可能是几何形状和物理图像比最简单的盘-日冕模型所暗示的更复杂。这些数据还表明，潜在的幂律连续（伽马）的斜率显示出很强的可变性，并密切相关的连续通量的意义上说，频谱变陡的源变亮。所有这些结果都已经用大量的模拟进行了检查，这也表明，如果从相同的光谱测量这些量，则将导致伽马和康普顿反射分数（R）之间的虚假相关性。这使人们对先前关于伽马-R相关性的说法产生了严重的怀疑。
2000-10-13 astro-ph
A new Method to Constrain the Iron Abundance from Cooling Delays in Coronal Loops
TRACE的最新观测表明，在不同EUV温度滤波器中出现冷却回路之间的时间延迟与回路长度dt_12 ~ L成比例。我们模拟这种冷却延迟的辐射损失，并从理论上证实了这种线性关系。我们导出了一个表达式，它可以用来限制日冕铁增强α_Fe=A_Fe^cor/A_Fe^Ph相对于光球值作为冷却延迟dt_12，通量F_2，环宽度w和填充因子q_w < 1的函数。在T~1.0- 1.4MK温度范围内，我们发现10个小尺度的nanoflare环的铁丰度增加的上限为α Fe < 4.8+/-1.7，5个大尺度环的α Fe < 1.4+/-0.4。这一结果支持了先前的发现，即低FIP元素，包括铁，在电晕增强。同样的关系也构成了填充因子的下限，对于两组冕环，q_w > 0.2+/-0.1和q_w > 0.8+/-0.2。
2003-09-17 astro-ph
Luminosities and Star Formation Rates Of Galaxies Observed With the Ultraviolet Imaging Telescope: A Comparison of Far-UV, H-alpha, and Far-IR Diagnostics
在UIT/Astro空间实验室飞行任务期间，紫外线成像望远镜获得了约35个星系的空间分辨远紫外线（λ 1500 A）图像，显示了最近的大质量恒星形成。样本包括盘系统，不规则，矮和蓝色紧凑星系。观测到的FUV光度范围为-17至-22等。我们估计全球恒星形成率通过比较观测到的FUV通量的预测的恒星星族模型，并比较FUV派生astration率来自H-α和远红外测光。
1996-12-09 astro-ph
Variable Iron K-alpha Lines in Seyfert 1 Galaxies
我们发现，铁K-α线的变化是常见的塞弗特1星系。使用ASCA档案中的数据，在任务期间观察了不止一次的物体，我们研究了来自单个观测的时间平均光谱，从而探测了从几天到几年的时间尺度上的变化。由于数据的统计数据不保证搜索线的变化方面的一个复杂的物理模型，我们使用一个简单的高斯模型的总形状的线，然后使用质心能量，强度和等效宽度作为强大的指标的变化线轮廓。我们发现，约70%的Seyfert 1s（10/15）在这些参数中至少有一个显示出变化：质心能量，强度和等效宽度分别在6，4和8个源中变化。由于S/N低、采样和时间平均有限，我们认为这些结果代表变异发生率的下限。在大多数情况下，线的变化似乎并不跟踪连续体的变化。特别是，我们没有发现NGC 4151的谱线强度变化的证据，这表明它起源于一个比假定的吸积盘更大的区域，而大多数的铁谱线被认为起源于这个区域。mkn 279是在短时间尺度上进行研究的。在星系静止坐标系中，时间平均的有效线能量为6.5 keV。当连续谱通量在几小时内增加20%时，Fe K线的有效线能量增加了0.22 keV（~10，500 km s ^-1）。ASCA和Rosat校准影响同时光谱拟合的问题在附录中讨论。
2000-08-31 astro-ph
X-ray spectral diagnostics of the immediate environment of GRB 991216
最近关于伽马射线暴（GRB）991216余辉中的铁线特征的报道对辐射材料的性质以及直接爆发环境的性质具有重要意义。我们认为，推定的强Fe发射线可以归因于从汤姆逊厚的物质，这是由一个幂律连续照明的反射发射。材料的电离参数（即，磁通密度比）约为10^3，导致类氦铁的铁K线。这些数据并不需要铁的超太阳丰度。有趣的是，电离连续体必须比观察到的更硬。我们解释这是由于这样一个事实，即所观察到的连续主要是由标准的冲击波发射，而线是由位于小得多的半径处的再处理材料产生的。
2002-06-07 astro-ph
The K-alpha complex of He-like iron with dielectronic satellites
结果表明，在6.7keV的Fe XXV的K-α络合物中，当温度低于碰撞电离平衡T_m的最大丰度时，双电子伴体（DES）主导X射线谱的形成。由于DES具有极端的温度敏感性，它是光电离、碰撞或混合等离子体中T < T_m的极好的光谱诊断，而Fe XXV的禁戒线、互组合线和共振线则不是。定义了一个诊断线比GD（T），包括DES和线，参数来自新的相对论原子计算。DES吸收共振强度可以从微分振子强度获得，以可能产生Fe XXIV/Fe XXV柱密度。DES高度电离铁的贡献应该是感兴趣的模型的红加宽的K-α功能，电离吸积盘，吸积流，和K-α的时间-温度可变性活动星系核。
2001-06-19 astro-ph physics.atom-ph
Iron K Line Diagnostics in Active Galactic Nuclei
讨论了活动星系核中与铁-钾发射线有关的一些热点问题。我们表现出显着的协议之间的非同期ASCA和钱德拉光栅数据，并解释了为什么一直有可怕的混乱ASCA和后ASCA的结果相对论Fe K线。我们指出，事实上，源的数量（而不是百分比），已报告显示相对论性铁钾线现在大于它是在ASCA时代。因此，星座X作为强引力探测器的情况比十年前更加引人注目。这些研究的主要目标之一是为未来绘制黑洞周围时空度量图的任务奠定基础。先决条件的第一步是测量黑洞的角动量在一个强大的方式，不依赖于假设的吸积系统。此外，探测到高红移的Fe K线将为研究超大质量黑洞的吸积历史和演化铺平道路。然而，我们指出了一些需要解决的问题，有关的自旋测量和相对论铁K线发射发现从活动星系核在深调查。
2006-12-19 astro-ph
The iron $K_α$-line diagnostics of a rotational black hole metric
用少量测地线表示时空几何的最初想法是由Johnson和Ruffini（1974）提出的。我们用这个想法来解释旋转黑洞的观测数据。我们开发了模拟方法来模拟BH附近的辐射传播。这种方法的一个重要问题是使用铁$K_α$线的X射线观测数据诊断黑洞度规。对Seyfert星系的X射线观测表明，它们的光谱中有宽的发射线，这种发射线可能出现在吸积盘的内部，这里必须考虑广义相对论（GR）的影响。在热斑作赤道圆周运动的假设下，根据黑洞的径向坐标$r$和角动量$a=J/M$，模拟了Kerr吸积盘中热斑的孤波发射谱（如铁的$K_α$ -线）.使用数值模拟的结果，它示出的特征双峰线轮廓与尖锐的边缘出现在一个大的距离，（约$r \approx (3-10)r_g$）。内部区域发出的线，这是观察到一个最大和非常广泛的红色翅膀。未来正在进行的高精度光谱观测可以探测到黑洞的角动量$a$。我们分析了这条直线的可观测形状问题的不同参数，并讨论了这条直线的几种可能形状。测地线的总数大约是$10^9$（用来模拟$K_α$ -线的可能形状），所以这个数目足够大，特别是与Johnson和Ruffini（1974）的原始论文中的几条测地线相比。
2003-02-21 astro-ph
The nature of the fluorescent iron line in V 1486 Ori
荧光6.4 keV铁线提供了关于硬X射线源附近的冷材料以及X射线源本身特性的信息。荧光线首先在太阳、X射线双星和活动星系核（AGN）的X射线光谱中被发现，在许多恒星X射线源中也观察到了荧光线。年轻的恒星天体（YSO）V1486 Ori是在钱德拉超深项目（COUP）的框架内观测到的，作为COUP 331的源。我们研究了它的光谱，重点是荧光铁K-α线的强度和时间变化，推导和分析COUP 331的光变曲线，并对观测进行时间分辨光谱分析。猎户座V 1486的光变曲线显示了两个主要的耀斑，第一个持续（大约）20 ks，峰值X射线光度为2.6*10^{32} erg/s（在1-10 keV波段去红化），第二个-仅部分观察到->60 ks，平均X射线光度为2.4*10^{31} erg/s（去红化）。第一个耀斑的光谱是很好地描述了在高温下的吸收热模型，具有明显的6.7 keV的铁线复合物，但没有任何荧光K-α线。第二次耀斑的X射线光谱的特征是甚至更高的温度（>= 10 keV），没有任何可检测到的6.7 keV Fe XXV特征，但在耀斑的20 ks上升阶段主要出现非常强的荧光铁K-α线。初步模型计算表明，光电离是不可能占整个荧光发射在上升阶段。
2007-06-21 astro-ph
The relativistic Iron K-alpha line from an accretion disc onto a static non-baryonic compact object
本文继续研究吸积盘围绕非重子（假定为超大质量）致密天体旋转的性质。这类物体，一般被称为玻色子星，早期被提出作为一种可能的替代方案，在每个星系的中心存在超级大质量黑洞。一颗稀释玻色子星也被认为是非重子暗物质的一大部分，它使银河系的旋转速度曲线变平。在这篇文章中，我们计算了铁的发射线的轮廓;它的形状长期以来一直被认为是时空几何的有用诊断。我们比较了一个史瓦西黑洞的情况下，得出的结论是，不同之处是观测区分。
2002-05-24 astro-ph gr-qc hep-ph
Abundance gradients in the Milky Way for alpha elements, Iron peak elements, Barium, Lanthanum and Europium
我们模拟了几种化学元素（O，Mg，Si，S，Ca，Sc，Ti，Co，V，Fe，Ni，Zn，Cu，Mn，Cr，Ba，La和Eu）在银河系盘中的丰度梯度，并将我们的结果与最近和均匀的观测数据进行了比较。我们采用的化学演化模型能够很好地再现太阳附近的主要性质。我们计算，为第一次，所有上述元素的丰度梯度在银河中心距离范围4 - 22千秒差距。与观测数据的比较造父变星在银河系的距离范围5-17千秒差距给出了一个非常好的协议，为许多研究的元素。此外，我们很好地拟合了镧在太阳附近的演化数据，我们在这里首次提出的结果。我们探索，也是第一次，在大银河系中心距离的丰度梯度的行为，通过比较我们的结果与数据相对于遥远的疏散星团和红巨星，并选择最好的化学演化模型的基础上。我们发现一个非常好的适合所观察到的丰度梯度，跟踪造父变星，为大多数的元素，从而证实了由内而外的情况下形成的银河系盘，以及通过核合成处方的有效性。
2006-09-29 astro-ph
A Morphological Diagnostic for Dynamical Evolution of Wolf-Rayet Bubbles
我们观测到了银河系中8个定义最好的沃尔夫-拉叶环星云的H-α和[OIII]发射。我们发现，在许多情况下，[OIII]发射的最外边缘导致H-α发射。我们认为，这些偏移量，当存在时，是由于从沃尔夫-拉叶泡沫膨胀到拱星信封的冲击。因此，在H-α和[OIII]的WR气泡形态的细节可以用来更好地了解沃尔夫-拉叶星周围星云的物理条件和演化阶段，以及对恒星祖先的性质及其质量损失历史的限制。
2000-07-26 astro-ph
Detailed chemical composition of the open cluster IC 4651: The iron peak, alpha elements, and Li
我们提出了一个详细的化学分析的22颗恒星沿色等序列的中间年龄（1.7 Gyr）疏散星团IC 4651。我们发现该星系团的铁丰度[Fe/H]= 0.10 +/- 0.03（内部误差），红化E（b-y）=0.091。我们还获得了α元素Mg，Si，Ti和Ca的丰度，并发现前三个元素的适度增强。在铁族元素中，Cr和Ni稍过量（[X/Fe] ~ 0.05）。巨星的Na丰度比矮星高0.2倍以上。我们认为这是由于23 Na在巨星中被挖掘出来的结果。锂丰度显示出一个明确的模式：太阳型恒星的锂丰度几乎是恒定的，仅低于毕宿星团的丰度，而且锂的下降是明显的，并且很好地确定。关闭恒星上面的倾角有一个“宇宙”锂丰度，但在一个非常小的范围内的幅度（0.25等）更高的关闭，锂下降了超过10倍，这意味着一些额外的混合是必要的。在这些巨星中，有两颗可能的团簇星显示出可探测到的Li，而所有其他（可能的）RGB星都没有。我们表明，旋转恒星模型，包括最近的事态发展，纬向环流和湍流的剪切不稳定性很好地解释了所观察到的李图案。这种可能性仍然是开放的，表现出最高的锂丰度的巨人是实际的RGB凹凸星，刚刚通过所谓的“锂闪光”。
2004-06-04 astro-ph
Iron abundances from optical Fe III absorption lines in B-type stellar spectra
被认为是在B型恒星的铁丰度诊断的光学Fe III吸收线的作用。到目前为止，紫外Fe线已被广泛用于B型星，虽然线混合会严重阻碍其诊断能力。本文用光谱研究了银河系B型主序星和光谱型为B0.5 ~ B7的超巨星的光谱。将观测到的超巨星的Fe III光谱与模型大气代码TLUSTY（平面平行，非LTE）预测的光谱进行比较，使用SYNSPEC（LTE）和CMFGEN（球形，非LTE）生成的光谱显示，非LTE效应似乎很小。此外，用FEROS观测到的主序星和超巨星的样本显示，LTE丰度估计与银河系环境和以前的光学研究一致。基于目前的研究，我们列出了一些Fe III跃迁，我们建议从早期B型恒星光谱估计铁丰度。
2007-10-17 astro-ph
Extreme X-ray Iron Lines in Active Galactic Nuclei
我们分析了Chandra获得的严重遮蔽（N_H > 10^{24} cm^{-2}）活动星系的X射线谱，主要集中在铁K α荧光线上。在大多数情况下，我们测量非常大的等效宽度，在最极端的例子中高达5千电子伏。活动星系核（AGN）附近的一个模糊的环面材料的几何形状决定了铁的排放，我们作为一个函数的环面开口角，视角，和光学深度模型。本例中的星暴/活动星系核复合星系需要小的张角。因此，一般来说，星暴/活动星系核复合星系很少有直接视线到达其中央引擎。这些复合星系是常见的，它们的大覆盖率和严重的遮蔽有效地隐藏了它们内在明亮的X射线连续谱。虽然一些遥远的模糊AGN已被确定，我们建议利用他们的签名大Fe K α等效宽度，以找到更多的例子在X射线调查。
2002-06-04 astro-ph
Chandra X-ray Observations of NGC 4258: Iron Absorption Lines from the Nucleus
本文报道了利用钱德拉X射线天文台对NGC 4258低光度活动星系核及其周围环境进行的亚弧秒分辨率X射线成像光谱学研究。NGC 4258被观测了四次，前两次观测间隔一个月，一年后又连续观测了两次。原子核的光谱可以很好地描述为一个高度吸收的、亮度变化的硬X射线幂律，加上一个恒定的、热的软X射线分量。对于不同的观测结果，我们没有检测到铁K α发射线的上限为94至887 eV（90%置信度）的窄中性铁线的等效宽度。在2000年4月17日的第二次观测中，在~6.4 keV和~6.9 keV处观察到两个窄吸收特征，置信度>99.5%，我们将其分别确定为Fe XVIII - Fe XIX K α和Fe XXVI K α的共振吸收线。此外，6.9 keV的吸收线可能在~6000秒的时间尺度上是可变的。通过生长曲线分析的吸收线进行了分析，它允许离子柱和运动温度或速度色散之间的关系，以获得所观察到的等效宽度。我们讨论了光电离和碰撞电离模型中吸收气体的性质。假定在倾角i = 82度处观察脉泽盘，则产生6.9 keV吸收线的气体可能在内盘中、盘风边界层中或者是在喷流底部夹带的热气体。引起光电吸收的气体可以与引起6.4keV Fe K α吸收的气体相同，只要气体具有几千km/s的体积速度色散。（摘要删节）。
2003-10-20 astro-ph
On the origin of the Fe K-alpha line cores in Active Galactic Nuclei
钱德拉和XMM-牛顿的X射线观测表明，在活动星系核（AGN）中，铁K-α发射线的核心相对较窄。这种核心发射的可能来源包括吸积盘的外部区域、pc尺度的分子环和光学宽线区域（BLR）。使用来自文献的数据表明，Fe K-α核心宽度和BLR（特别是H-β）线宽之间不存在相关性。这表明，一般情况下，铁K-α核心发射并不来自BLR。铁K α核的宽度和黑洞质量之间也同样缺乏相关性。K-α的平均宽度大约是H-β宽度的二分之一。因此，在许多情况下，窄核很可能出现在环面中。然而，观测到的Fe K-α核心宽度范围很广，这表明有多个起源。对于活动星系核中观测到的谱线轮廓，最简单的解释是，它们是由于来自环内边缘的非常窄的发射和来自吸积盘的加宽的发射的混合，在不同的物体之间以不同的比例混合。
2006-02-03 astro-ph
Detecting Compton Reflection and a Broad Iron Line in MCG-5-23-16 with the Rossi X-ray Timing Explorer
我们报告的检测与罗西X射线定时探测器的康普顿反射签名的塞弗特星系MCG-5-23-16。RXTE还解析了Fe K-α荧光谱线，其FWHM约为48，000 km s^{-1}。这一测量提供了ASCA检测的第一个独立的确认，在西弗特星系的广泛的铁K-α线，被认为是从一个吸积盘的内部区域发射的签名围绕一个黑洞。假设反射来自位于中性吸积盘上方的各向同性源，并使用一个理论模型，占倾斜角的反射光谱的依赖关系，我们得出了一个90%的置信度范围为i = 50至81度的磁盘倾角。大倾角与基于其Seyfert 1.9分类的MCG-5-23-16统一模型的预期一致。如果我们假设入射光谱中的高能截止位于大于几百keV的能量处，则Fe K-α线的等效宽度远大于反射量的预测。这意味着铁丰度增加，反射材料的覆盖因子> 0.5，或者入射光谱在~60和~200 keV之间的能量处截止。
1997-12-03 astro-ph
Charge Exchange Spectra of Hydrogenic and He-like Iron
我们目前的H类Fe XXVI和He类Fe XXV的电荷交换光谱产生的高电荷的铁与N2气体在10 eV/amu的能量在电子束离子阱中的碰撞。虽然在我们的测量中没有分辨出单个高n发射线，但我们观察到Fe 25 + -> Fe 24+电子捕获的最可能水平是n~9，与预期一致，而Fe 26 + -> Fe 25+电荷交换的最可能值明显更高。在Fe XXV光谱中，K-α发射特征占主导地位，无论是通过电荷交换还是碰撞激发产生。前一种情况下的K-α质心的能量低于后者（分别为6666 eV和6685 eV），正如预期的那样，这是因为在电荷交换光谱中，相对于共振线，禁止线和互组合线的发射强烈增强。相比之下，Fe XXVI高n莱曼线的总强度大于Ly-alpha的强度，并且比从与原子H的电荷交换的理论计算预测的要强得多。我们的结论是，使用多电子靶气体的电子捕获所产生的角动量分布是显着不同的H，从而导致在所观察到的高n增强。讨论的相关性，我们的研究结果的银河系中心和银河系脊，特别是ASTRO-E2/朱雀弥漫铁排放的研究。
2005-08-02 astro-ph
Fe K alpha and hydrodynamic loop model diagnostics for a large flare on II Peg
Swift X射线望远镜在RS CVn双星系统II Peg的大耀斑期间对Fe K α_1，α_2双重态的观测是迄今为止仅有的两个来自太阳以外恒星的光球Fe K α的可靠探测之一。我们提出的模型的Fe K α等效宽度在文献中报道的II钉观测和表明，它们最有可能是由于荧光后的内壳光电离的准中性Fe的耀斑X射线。在假设光球物质为太阳丰度的情况下，耀斑的最大高度为0.15 R *，在假设光球物质为贫化的情况下，耀斑的最大高度为0.1 R * 和0.06 R *（[M/H]=-0.2和[M/H]=-0.4）。考虑到延长的环路几何形状，估计的耀斑高度增加了约3倍。这些预测是一致的，来自使用的结果的燃烧回路模型，这也被用来估计燃烧回路的属性和能量。根据环模型，我们估计耀斑环的高度为0.13 R *，等离子体密度约为4 * 10^12 cm^-3，发射体积约为6 * 10^30 cm ^-3。我们对耀斑尺寸和密度的估计使我们能够估计传导能量损失为E_cond <= 2 * 10^36 erg，这与文献中先前获得的上限一致。最后，我们估计这一大耀斑的平均能量输出约为10^33 erg sec^-1，即恒星热光度的十分之一。
2008-07-14 astro-ph
The influence of microlensing on the shape of the AGN Fe K-alpha line
我们研究了引力微透镜对活动星系核Fe K-α线的影响，证实了最近在一些活动星系核的铁线中检测到的意想不到的增强可以由这种效应产生。我们使用光线追迹的方法来研究微透镜的影响，在发射来自一个紧凑的吸积盘考虑两种几何形状，Schwarzschild和克尔。由于产生活动星系核Fe K-α线的区域尺寸很小，即使是非常小的紧凑物体，爱因斯坦环半径也具有与吸积盘相当的尺寸，因此在线轮廓上产生了明显的变化。不对称的增强贡献不同的峰值或线的核心是由一个微透镜，偏心相对于吸积盘。在一个紧凑的对象在一个干预星系的微透镜的标准配置中，我们发现，对铁线的影响是两个数量级大于预期的光学或紫外线发射线。特别是，微透镜可以令人满意地解释最近在两个引力透镜系统，H 1413+117和MG J 0414 +0534中发现的过量铁线发射。在探索微透镜效应的其他物理现象时，我们发现属于主星系的致密天体（一个太阳质量的量级）也能使活动星系核的Fe K $_α$谱线轮廓发生显著变化。然而，即使在有利的情况下，对于这种类型的微透镜估计的光学深度也是{非常小的，$τ\sim 0.001$。
2002-11-24 astro-ph
A Chandra HETGS Spectral Study of the Iron K Bandpass in MCG-6-30-15: A Narrow View of the Broad Iron Line
本文报道了利用钱德拉高能透射光栅谱仪在522千秒观测的MCG-6-30-15铁K带的高分辨X射线谱。钱德拉光谱是一致的存在一个相对论性增宽，高度红移铁K α发射线与以前的观察类似的配置文件。在2keV以上检测到许多窄的特征，包括窄的Fe K α发射线和来自H-和He-类Fe、H-类S和H-类Si的窄吸收线。这种吸收可以用柱密度logN_H = 23.2，电离参数logxi = 3.6的光电离等离子体来描述，假设铁丰度为太阳值，速度色散参数b = 100 km/s。应用这个吸收模型的高保真XMM-牛顿EPIC-PN光谱，我们发现，一个广泛的铁线仍然需要与发射延伸到1.9引力半径内的黑洞。如果这条铁线来自一个在最内侧稳定圆轨道处截断的吸积盘，这表明黑洞必须以大于0.95的a快速旋转。电离吸收模型试图解释3-6千电子伏的光谱曲率没有强引力预测吸收线在6.4-6.6千电子伏的范围是不一致的钱德拉光谱。钱德拉光谱中的类氢和类氦铁吸收线与源坐标系相比蓝移了2.0（+0.7/-0.9）x 10^3 km/s，可能起源于热吸收体流出的高速、高电离分量。这种高电离分量可能主导流出的能量预算，并占流出质量的很大一部分。（摘要截断）。
2005-06-03 astro-ph
ASCA observations of Seyfert 1 galaxies: II. Relativistic Iron K-alpha emission
我们提出的证据表明，在活动星系核的中心区域广泛的相对论效应。在\asca观测到的18个Seyfert 1星系中，有14个观测到了铁K $α$线，其平均宽度为$σ_{\rm Kα}=0.43\pm 0.12$ ~keV，半峰全宽为$\sim 50,000$ ~km s $^{-1}$。然而，许多线轮廓是不对称的。强烈的红翼表明靠近中心黑洞的引力红移，吸积盘模型提供了对数据的极好描述。谱线的峰值能量为6.4keV，表明它是由近中性物质的荧光引起的。我们的拟合结果表明，这些塞弗特1星系的盘倾角较低，平均为30°，与方向相关的统一方案一致。震源与震源之间的线剖面的差异意味着几何形状的微小变化，这不能仅仅用倾角来解释。在大多数情况下，我们要求线发射产生于一定的半径范围。虽然不排除来自盘以外的区域对发射的小贡献，但它通常不是必需的，并且对我们关于盘线的结论几乎没有影响。我们的数据同样适合旋转（克尔）和非旋转（史瓦西）黑洞模型。我们发现一个平均光谱指数在3-10 keV范围内的$<Γ_{3-10}>=1.91\pm 0.07$占反射的影响后。这样的观测探测活动星系核的最内部区域，可以说提供了迄今为止在活动星系中心存在超大质量黑洞的最好证据。
1996-08-26 astro-ph
The XMM-Newton Iron Line Profile of NGC 3783
我们报告的铁K线在附近的塞弗特1星系，NGC 3783，在一个长，2轨道（240 ks）XMM-牛顿观测获得的意见。得到的线轮廓表现出两个强窄峰在6.4 keV和7.0 keV，测得的线等效宽度分别为120和35 eV。6.4 keV的发射是来自近中性Fe的K-α线，而7.0 keV的特征可能源于中性Fe的K-β线和6.97 keV的Fe的类H线的混合。K-α线的速度宽度相对较窄（<5000 km/s），它对短时间尺度上的连续辐射缺乏响应，以及检测到中性康普顿反射分量，这些都与康普顿厚度物质（如假定的分子环面）的遥远起源相一致。一个强的吸收线从高度电离铁（在6.67千电子伏）中检测到的时间平均的铁线的轮廓，而深度的功能似乎随时间而变化，最强的连续通量较高时。铁吸收线可能来自NGC 3783中已知的热吸收体的最高电离分量，电离度为logxi=3，柱密度为5 × 10 ^{22}cm{-2}，可能起源于核的0.1pc以内。在6.4keV以下还检测到铁K线轮廓的弱红翼。然而，当考虑到高电离温吸收体对底层连续谱的影响时，对来自内盘的相对论性铁谱线分量的要求降低了。
2003-10-29 astro-ph
Iron Kalpha line widths in magnetic cataclysmic variables
根据最近的一份报告，AO PSC有广泛的铁K α发射线，我们已经看了15个磁激变变量的ASCA光谱。我们发现，一半的系统有Kalpha线加宽~200 eV，而其余的有窄线。我们认为，多普勒效应是不足以解释这一发现，并提出的线起源于吸积柱的边缘的光学厚度，康普顿散射的共振捕获线光子拓宽了配置文件。我们认为，扩大是一个有价值的诊断条件的吸积柱。
1998-02-03 astro-ph
CHEMICAL ABUNDANCES IN CLUSTERS OF GALAXIES
我们研究铁和α-元素（O，Mg，Si）的星系团的起源。特别是，我们讨论了[O/Fe]比和铁质光比在团内介质（ICM）和它们的联系，椭圆和透镜星系的化学和动力学演化。我们采用了一个详细的星系演化模型，其中包括超新星驱动的星系风的发展，这些星系风用浓缩的喷出物污染了ICM。我们证明了\it定量\rm的关键依赖于假定的恒星初始质量函数在确定的质量和重元素丰度比的演变在典型的模型ICMs。我们发现，完全相反的行为[α/Fe]比（\ie积极与消极的比例）可以通过改变初始质量函数，而不改变经典的假设Ia型超新星的祖先或他们的核合成。我们的研究结果表明，如果星系团内中等铁质光比、ASCA的初步[α/Fe]>0的结果和现今Ia型超新星的速率相匹配，那么采用比Salpeter更平坦的初始质量函数（即x约为1，而不是x=1.35）的模型是更可取的。一个简单的室女座星系团的模拟，坚持这些限制表明，约70%的测量ICM铁质量有其起源于II型超新星，其余的合成在Ia型系统。
1995-03-14 astro-ph
Supernova progenitors and iron density evolution from SN rate evolution measurements
使用广泛的汇编的文献超新星速率数据，我们研究在何种程度上限制其演化的恒星形成的历史，Ia型超新星（SNIa）的祖先的寿命分布，核心坍缩超新星（CCSN）的祖先的质量范围，和铁密度的演变在该领域。我们发现，宇宙SNIa率对它们的祖先模型的诊断能力相对较弱。更有希望的是利用SNIa速率在星系团中的演化。我们发现CCSN速率与Salpeter IMF兼容，其祖先的最小质量> 10 Msun。我们估计了SNe释放的铁密度场的演化，发现在局部宇宙中铁的丰度应该是~ 0.1太阳。我们讨论了这个值和团簇中铁丰度之间的差异。
2008-03-28 astro-ph
Coronal density diagnostics with Helium-like triplets: CHANDRA--LETGS observations of Algol, Capella, Procyon, Eps Eri, Alpha Cen A&B, UX Ari, AD Leo, YY Gem, and HR1099
本文分析了钱德拉X射线天文台低能透射光栅光谱仪（LETGS）观测到的10颗冷星（大陵五、五车二、南河三、Eps Eri、Alpha Cen A&B、UX Ari、AD Leo、YY Gem和HR 1099）。这个样本包含了我们目前可用的LETGS观测到的所有冷星，其积分时间足够长，足以保证进行有意义的光谱分析。我们的样本包括不活跃，中度活跃和过度活跃的恒星和样本的大部分活动水平遇到的日冕X射线源。我们使用LETGS光谱进行密度和温度诊断，重点是H-类和He-类离子。我们发现的Lyman-Alpha和He类共振线与平均X射线表面通量的线通量比之间的相关性。我们确定密度使用氦样三重态。对于活跃的恒星，我们没有发现显着偏离低密度极限的离子的Ne，Mg和Si，而测得的线比的离子的C，N和O的证据表明偏离低密度极限的活跃的恒星，但不是在不活跃的恒星。最好的测量可以为OVII三重态，我们发现显着偏离低密度极限的恒星大陵五，南河三，YY宝石，Eps Eri和HR 1099。我们讨论了辐射场的影响解释的He-样的三线态线的比率在低Z离子，这是相关的大陵五，和双电子卫星线的影响，这是相关的南河三。对于活动星YY Gem、Eps Eri和HR 1099，低f/i比可以毫无疑问地归因于OVII温度下1--3 × 10^10 cm^-3范围内的高密度。我们发现我们的LETGS光谱是一个非常有用的工具等离子…
2002-09-02 astro-ph
Emission-line spectroscopy of Damped Lyman Alpha Systems: The case of SBS 1543+593/HS 1543+5921
我们报告了HST/STIS光谱和Gemini/GMOS-N成像的阻尼莱曼阿尔法（DLA）系统向HS 1543 +5921所造成的主机恒星形成星系（SFG）SBS 1543+593。双子座的图像显示了这个清晰的DLA星系的新形态细节。结合以前的光谱，新的紫外光谱使我们能够比较第一次，电离和中性气相α元素丰度来自发射和吸收线光谱，在一个真正的DLA星系。我们使用发射线诊断确定的丰度同意从吸收线诊断。我们在金属丰度与红移图上展示了我们的结果，该图将局部HII区域和SFG与高红移DLA结合起来，并讨论了对星系化学演化的影响。
2005-04-25 astro-ph
Broad iron lines in Active Galactic Nuclei
由于多普勒效应和引力红移的作用，黑洞周围的吸积盘发出的本征窄线会变宽和扭曲。在6.4-6.9keV的X射线带中，铁荧光线是最强的铁荧光线，在许多活动星系核的X射线谱中都可以看到，特别是赛弗特星系。它是研究中心黑洞附近吸积流的几何和其它性质的重要诊断方法。宽铁线表明在这些物体中存在标准的薄吸积盘，通常在低倾角时看到。这条宽铁线为观测研究黑洞周围的强引力效应开辟了道路，对天体物理学和物理学都有着广泛的影响。
2000-04-26 astro-ph
The properties of the relativistic iron K-line in NGC 3516
我们提出了一个分析的相对论性铁K-α线在塞弗特1星系NGC 3516，连续五天的ASCA观测的基础上。NGC 3516以前所未有的信噪比证实了在其他几个活动星系核中发现的宽轮廓。克尔度规或史瓦西度规的双谱线模型都符合积分轮廓，但两者都要求辐射非常强烈地集中在内盘。我们找到了镍K-α和/或铁K-β的线签名的初步证据。连续通量在观测期间变化了50%，时间分辨分析表明，谱线也发生了变化。线核心似乎遵循连续体，但蓝翼是不相关的，并显示出更大的幅度（因子~2）的变化。红翼在形式上与常数一致，但似乎与蓝翼相关。我们将此解释为线的最宽部分的独立变异性的证据。也似乎有一个吸收功能的配置文件中，符合共振散射下落的材料。这个可变的特征可能是被中心黑洞吸积的物质的特征。
1999-07-14 astro-ph
Frequency resolved spectroscopy of Cyg X-1: fast variability of the Fe K_alpha line
我们利用Rossi X射线定时探测器的数据研究了天鹅座X-1在标准低（硬）谱态下的频率分辨能谱。我们发现，反射特征的相对幅度-铁荧光线在~6.5 keV和涂抹的边缘以上~7 keV -随着频率的增加而减小。特别地，我们发现铁线的等效宽度在~ 1Hz以上减小，并且在~10 Hz的频率下下降两次。假设这种行为仅仅是由于反射介质的有限光穿越时间，这意味着反射器的特征尺寸约为5E 8 cm，对应于10 Msun黑洞的约150 Rg。或者，反射分量的高频振荡的缺乏可能表明，主连续体的短时间尺度（~50-100毫秒）变化出现在吸积流的几何上不同的（可能是内部的）部分中，并且产生比较长时间尺度事件明显较弱的反射发射（如果有的话）。
1999-06-11 astro-ph
High-temperature behaviour of the helium-like K ALPHA G ratio: the effect of improved recombination rate coefficients for calcium, iron, and nickel
结果表明，以上的温度的最大丰度，重组率到激发态的类He离子，使用较早的计算，更近似的方法显着不同的速率从最近的扭曲波和R-矩阵计算（统一的重组率系数）的Ca，Fe和Ni。目前的速率导致G比大大低于那些从更近似的速率在以前的作品，由高达6倍，在高电子温度。扭曲波和R矩阵率之间的良好协议，以及从它们计算的G比的良好协议，为这些新值的准确性提供了支持，这些新值具有广泛的适用性，可用于各种天体物理和实验室来源的X射线光谱的建模和解释。
2007-11-16 astro-ph physics.atom-ph
Metallicity in the Galactic Center: The Quintuplet cluster
我们提出了一个测量的银河系中心五重星系团的金属丰度使用定量光谱分析的两个明亮的蓝变星（LBV）。分析采用线覆盖NLTE风/大气模型适合高分辨率近红外光谱包含线的H，HeI，SiII，MgII和FeII。我们能够打破H/He比与质量损失率简并发现在其他LBV，并获得鲁棒的估计，他的内容，这两个对象。我们的研究结果表明，太阳铁丰度和大约两倍的太阳丰度的α元素。这些结果进行了讨论的框架内，最近的测量氧和碳的组成在附近的拱形集群和铁丰度的红巨星和超巨星在中央30 PC的银河系。相对较大的富集α-元素相对于铁是一致的历史更多的核合成在高质量的恒星比银河系盘。
2008-09-18 astro-ph
