Multi-Satellite Observations of Cygnus X-1 to Study the Focused Wind and Absorption Dips
高质量X射线双星系统是由其施主恒星的恒星风提供动力的。天鹅座X-1的X射线状态与定义质量吸积环境的风的性质相关。接近轨道相位0的Chandra-HETGS观测允许以高分辨率分析光电离恒星风，但由于软X射线吸收下降造成的强烈变化，需要同时进行多卫星观测以跟踪和了解连续体。除了早期的联合钱德拉和RXTE观测，我们目前的第一个结果，从最近的运动，代表了最好的宽带频谱的天鹅X-1有史以来取得的：在2008年4月18日/19日，我们观察到这个源与XMM-牛顿，钱德拉，朱雀，RXTE，INTEGRAL，斯威夫特，和AGILE在X-和伽马射线，以及与VLA在无线电。在黑洞的完美合并之后，我们探测到了软X射线吸收的下降，这可能是由于聚集的风中的团块覆盖了超过95%的X射线源，其柱密度可能达到几个10^23 cm^-2，这也通过康普顿散射影响了20 keV以上的光子能量。
2008-11-03 astro-ph
Suzaku Detection of Extended/Diffuse Hard X-Ray Emission from the Galactic Center
朱雀号上的硬X射线探测器（HXD）和X射线成像光谱仪（XIS）观测到了银河系中心± 0.8度范围内的五个平面区域。从所有地区，显着的硬X射线发射检测HXD-PIN高达40千电子伏，除了扩展的等离子体发射，这是占主导地位的XIS带。硬X射线信号被推断为主要来自空间扩展的源，而不是来自少量明亮的离散物体。利用朱雀和其他卫星提供的信息，对HXD数据中来自编目X射线源（通常比1 mCrab亮）的贡献进行了估计和删除。即使在这种去除之后，硬X射线信号仍然很明显，表现出典型的12- 40 keV表面亮度为4 E-10 erg cm-2 s-1 deg-2和光子指数为1.8的幂律类光谱。XIS和HXD-PIN光谱的组合拟合证实了一个单独的硬尾分量叠加在热的热发射上，证实了先前基于XIS数据的报告。在5- 40 keV波段，硬尾在光谱上近似于光子指数~2的幂律，但更好的是那些有点凸的形状。扩展的硬X射线发射的可能起源进行了讨论。
2007-09-11 astro-ph
A relativistic jet from Cygnus X-1 in the low/hard X-ray state
我们提出了一个无线电发射喷流的黑洞候选人和X射线二元源天鹅座X-1的检测。在15.4 GHz的VLBA的毫角秒分辨率观测中发现了一个具有轻微延伸结构的明亮核心的证据。后来在8.4 GHz的VLBA（包括逐步增加的VLA）的观测显示了一个扩展的喷气式特征，延伸到大约。15质量，具有< 2度的开度角。此外，在5 GHz的较低分辨率MERLIN观测表明，该源具有<10%的线性偏振。在观测过程中，该源处于低/硬X射线状态，观测结果证实了在此状态下存在来自未分辨核和可变相对论性（> 0.6c）喷流的持续射电辐射。
2001-07-11 astro-ph
Cygnus X-3 transition from the ultrasoft to the hard state
天鹅座X-3的性质仍然没有得到很好的理解。这个双星系统可能拥有一个黑洞或一颗中子星。INTEGRAL最近的观测表明，天鹅座X-3再次处于非常超软的状态。在这里，我们提出了我们的分析，从超软状态的过渡，占主导地位的黑体辐射在软X射线加上非热发射的硬X射线，低硬状态。方法：INTEGRAL在2007年5月底和6月初的三周内对Cyg X-3进行了六次观察。分析了IBIS/ISGRI和JEM-X1的数据，以显示光谱跃迁。结果如下：在超软状态下，软X射线光谱可以很好地用吸收（NH = 1.5E22 1/cm**2）黑体模型描述，而20 keV以上的X射线光谱似乎非常低和硬（伽马= 1.7）。在跃迁过程中，射电通量上升到>1 Jy的水平，软X射线辐射下降了3倍，而硬X射线辐射上升了14倍，并且变得更陡（直到伽马= 4）。结论：超软状态明显先于喷流的发射，这在无线电和硬X射线领域是明显的。
2007-08-06 astro-ph
In Orbit Timing Calibration of the Hard X-Ray Detector on Board Suzaku
朱雀号X射线卫星上的硬X射线探测器（HXD）具有良好的定时能力，时间分辨率为61 $μ$ s。除了详细描述HXD定时系统外，还总结了HXD的在轨定时校准结果和性能。证实HXD事件时间测量的相对准确度为每天$1.9\times 10^{-9}$ s $^{-1}$，并证实绝对计时准确至360 $μ$ s或更好。这些结果主要是通过对蟹状星云脉冲星的观测获得的，包括与RXTE、INTEGRAL和Swift同时进行的观测。
2007-11-17 astro-ph
Discovery of hard X-ray features around hotspots of Cygnus A
我们目前的钱德拉观测天鹅座A的X射线热点在年底的飞机详细映射的分析结果。硬度图显示了以前未知的结构，在热点周围的外部和内部硬弧的形式，与热点中心区域相比，硬度显着增强。外部硬弧可能构成弓形激波的第一次探测;内部硬弧可能揭示喷流撞击热点的位置。我们认为，这些功能不能导致电子辐射的同步自康普顿过程。相反，我们考虑两个可能的来源的硬发射：外弧可能是由于热辐射的热压缩在弓激波的团内气体。或者，外弧和内弧都可能是由于电子在受到激波和剪切流高度扰动的湍流区域中加速的同步辐射。从这些过程中产生的硬度比的模拟测量的硬度比的比较表明，它是更难解释的观察与热模型。虽然我们不能排除一个热模型，我们认为赞成的非热解释。次级热点中的硬区域表明，喷射活动仍在为这些热点提供动力。
2004-11-17 astro-ph
Detection of anti-correlated hard X-ray time lag in Cygnus X-3
高质量X射线双星天鹅座X-3的宽带X射线谱在“低”态（以及“硬”态）表现出与射电辐射相关的枢转行为。从RXTE-ASM和CGRO-BATSE的监测观测中发现，软X射线和硬X射线的反相关的时间尺度小于一天，这导致了旋转特征。在这封信中，我们报告在硬X射线发射（20- 50 keV）与软X射线发射（2- 7 keV）的反相关中探测到$\lesssim$ 1000 s的滞后，这可能归因于吸积盘中物质流动的粘性时标。这暗示了一个截断的吸积盘的几何图像，盘内有康普顿云，其相对大小决定了光谱的形状。圆盘结构的任何变化都将在粘性时间尺度内发生，康普顿云中也会发生相应的反相关变化。我们还报告了枢轴的光谱在一个跨度的一个点的观察时，偶然观察到的插曲的重新安排的吸积系统。这是第一次在硬态范围内观察到持久的银河系微类星体中的硬X射线延迟。
2004-10-12 astro-ph
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 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
Hard X-ray Properties of the Merging Cluster Abell 3667 as Observed with Suzaku
对合并星系团Abell 3667的宽波段Suzaku数据进行了硬X射线发射超过已知热分量的检验。朱雀探测到X射线信号的宽能量带从0.5至40千电子伏。HXD在星系团中心附近观测到的硬X射线（> 10 keV）通量不能用平均温度约为7 keV的热辐射的简单扩展来解释。这个辐射很可能是来自星系团中心附近的一个非常热（kT > 13.2 keV）的热成分，是在合并过程中通过强烈的加热过程产生的。在西北部的射电遗迹中，没有观察到非热发射的迹象。使用HXD，在减去使用XIS或XMM-牛顿谱估计的ICM贡献后，在10-40 keV波段，在遗迹周围的34'x34'视场内的总上限通量被导出为5.3e-12 erg s-1 cm-2。直接在遗迹区，当转换到10- 40 keV波段时，XIS数据进一步收紧了上限，使其小于7.3e-13 erg s-1 cm-2。后一个值表明遗迹内的平均磁场高于1.6 μ G。由磁场和相对论电子引起的非热压力可能高达该区域热压力的~20%。
2008-12-08 astro-ph
Broad-Band Spectrum of The Black Hole Candidate IGR J17497-2821 Studied with Suzaku
介绍了INTEGRAL于2006年9月发现的IGR J17497-2821的1-300 keV朱雀谱。朱雀号在发现IGR J17497-2821八天后的9月25日观测到约53千秒的净曝光量。在朱雀观测期间，IGR J 17497 -2821非常明亮，在1-300 keV范围内，8 kpc时为2 x 10^37 erg/s，并显示出硬光谱，这是低硬态黑洞候选者的典型特征。尽管对源进行了多任务X射线监测，但只有朱雀号才有可能获得1-300 keV范围内的宽带谱，并具有非常高的信噪比。多色盘（DISKBB）和具有温和反射的热康普顿化分量（COMPPS）的总和是我们的IGR J17497-2821朱雀光谱的良好代表。吸积盘的光谱特性，以及在光谱中的截止能量在约150千电子伏的明确检测和约束。我们讨论的物理模型用于解释数据和与以前的结果比较的影响。
2008-11-17 astro-ph
Cygnus X-1 from RXTE: Monitoring the short term variability
我们目前的时间和光谱监测天鹅座X-1的罗西X射线定时探测器（RXTE）在1998年和1999年的结果。我们专注于硬态时序特性的长期演变，比较它与1996年的软态演变。这导致了以下结果：1.硬态和软态时滞谱非常相似，2.在状态转换期间，在1-10 Hz范围内的滞后增加超过一个数量级3。在硬态本身中，可以看到耀斑事件-1998年7月耀斑期间的时间和光谱演化将其确定为"失败的状态转换“。在（失败）状态转换期间，时间滞后谱和功率谱主要在1-10 Hz范围内变化。我们认为，这种额外的可变性是产生在喷出的日冕物质破坏同步辐射发射外流存在于硬状态。
2001-01-18 astro-ph
Disk-Jet Connection in Cygnus X-3
我们提出了一个详细的软X射线，硬X射线和无线电发射（分别从RXTE ASM，BATSE和GBI观测）的明亮的无线电发射银河X射线双星天鹅座X-3之间的相关性研究的结果。我们检测到一个非常强的正相关性的软X射线和无线电发射在低硬和轻微的耀斑期间的源，和软，硬X射线发射之间的反相关性。我们提出的统计参数表明，无线电和硬X射线发射之间的反相关性，报告较早，主要是由于它们的相关性和反相关性，分别与软X射线发射。我们使用指向RXTE观测进行了宽波段X射线光谱研究，并检测了X射线光谱中的关键行为。我们认为，这种X射线光谱枢转是负责的软，硬X射线发射之间的反相关。软X射线与射电辐射之间的强相关性表明，吸积机制、致密天体周围的等离子体云与射电辐射之间存在着密切的联系。
2002-01-17 astro-ph
Detection of Hard X-Rays from the Compton-Thick Seyfert 2 Galaxy NGC 2273 with Suzaku
我们用朱雀望远镜获得了康普顿厚度的Seyfert 2星系NGC 2273的宽带光谱。该光谱揭示了NGC 2273中首次探测到~10 keV以上的硬X射线。宽带光谱是很好地代表了一个三分量模型，伴随着一个强铁Ka线的等效宽度为1.8 keV和几个弱线。三分量模型由软分量、来自冷物质的反射分量和被吸收的幂律分量组成。软分量可以由kT~0.56 keV的薄热发射或由散射分数为0.4%的散射分量表示。将幂律分量和反射分量的光子指数固定为1.9，我们发现，被柱密度约为1.5 × 10^24 cm^-2的气体大量吸收的幂律分量具有约1.7 × 10^42 erg/s的2-10 keV内禀光度。我们还应用反射模型的基础上的蒙特卡罗模拟，假设一个简单的环面几何形状。我们发现，该模型符合宽带频谱，以及我们放置一些假定的几何形状的环在NGC 2273试探性的限制。
2008-10-25 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
X-Ray Spectral Variability in Cygnus X-1
利用RXTE观测和时域方法研究了天鹅座X-1不同状态X射线在不同能带的光谱变化。在$\sim 10$ keV以上能谱的硬尾区，平均峰值对准发射比平均稳态发射更软，并且在所有状态下，当发射期间通量增加时，硬度比减小。对于较低$\sim 10$ keV的软带，软状态下的硬度以相反的方式变化：当弹丸的通量达到峰值时，硬度达到峰值。对于硬态和过渡态，在压射过程中相对于软带的硬度比通常低于稳定组分的硬度比，并且在压射峰附近观察到急剧上升。对于软态，在硬尾的强度和硬度比之间的相关系数是负的，并随着时间尺度从0.01 s到50 s的增加而单调减小，这与软带相反。对于硬态和过渡态，相关系数一般为负，并有随时间增加而减小的趋势。
2004-05-13 astro-ph
The Spectral Variability of Cygnus X-1 at MeV Energies
在以前的工作中，我们已经使用的数据，从第一个三年的CGRO任务，组装一个宽带$γ$射线光谱的银河系黑洞候选人天鹅座X-1。根据BATSE测量的硬X射线通量（45- 140 keV），选择了来自COMPTEL、OSSE和BATSE实验的CGRO同期数据。这提供了天鹅座X-1在其典型的低X射线态（在低于10 keV的能量下测量）的光谱，覆盖了从50 keV到5 MeV的能量范围。在这里，我们报告的比较，这一光谱的COMPTEL-OSSE光谱收集在天鹅座X-1（1996年5月）的高X射线状态。这些数据提供了证据，在1兆电子伏以上的能量显着的光谱变化。特别地，尽管在高X射线状态期间硬X射线通量{ \it减小}，但是在高于1 MeV的能量处的通量{ \it增加}，导致显著更硬的高能谱。这种行为与银河系黑洞候选者在软$γ$射线能量下具有两种不同光谱形式的一般图像是一致的。这些数据首次将这一图像扩展到1 MeV以上的能量。
2000-01-27 astro-ph
Hard X-ray Lags in Cygnus X-1
我们利用BATSE在近2000天的时间内获得的Cyg X-1的傅立叶交叉谱，估算了20 - 50 keV和50 - 100 keV波段X射线通量变化之间的相位（或时间）滞后，作为傅立叶频率的函数，nu。我们发现这些滞后谱不依赖于源状态，正如通过X射线通量的分数均方根变化所测量的那样。对于远低于奈奎斯特频率的频率，50 - 100 keV频带中的变化滞后于20 - 50 keV频带中的变化一个与nu ^{-0.8}成比例的时间间隔。合并效应导致所观察到的硬X射线时间滞后在奈奎斯特频率处减小到零。以前的一些结果的时间滞后的影响，这些分箱效应。在光子能量高于10 keV时，时间滞后近似与所用通带能量比的对数成比例。
1997-11-25 astro-ph
Modeling The X-ray Timing Properties Of Cygnus X-1 As Caused By Waves Propagating In A Transition Disk
我们表明，在过渡盘中传播的波可以解释天鹅座X-1的短期时间行为。在过渡盘模型中，谱是由吸积盘内部区域的饱和康普顿化产生的，在该区域温度随半径迅速变化。最近，从这样一个磁盘的光谱已被证明适合这个源的平均宽带谱比软光子康普顿化模型预测的。在这里，我们考虑一个简单的模型，其中波以均匀的传播速度（$c_p$）在过渡盘中圆柱对称地传播。我们表明，该模型可以定性地解释（a）的功率谱密度（PSD）与能量的变化，（b）的硬滞后作为频率的函数和（c）的硬滞后作为能量的函数为各种频率。因此，过渡盘模型可以解释天鹅座X-1的平均光谱和短期时间行为。
1999-12-08 astro-ph
Evolution of X-ray spectra of Cygnus X-3 with radio flares
天鹅座X-3，在X射线双星中，是射电波段最亮的双星之一，反复出现巨大的射电耀斑。X射线光谱显示出两种确定的状态，低（相应的硬）和高（相应的软）。在硬态期间，X射线谱显示与无线电发射相关的枢转行为。在高状态下，X射线光谱显示出控制源的射电耀斑活动的行为范围。本文首次报道了该源的X射线谱随射电耀斑活动的完整演化过程。
2005-01-04 astro-ph
Observations of giant outbursts from Cygnus X-1
我们提出了行星际网络定位，光谱和时间历史信息的7集异常强烈的伽马射线发射天鹅座X-1。爆发发生在1995年至2003年之间，持续时间长达28000秒。在15 - 300 keV范围内观测到的峰值通量和注量分别达到3E-7 erg /cm ~ 2·s和8 E-4 erg /cm ~ 2。通过结合这些爆发的三角测量，我们得到一个约1700平方角分（3西格玛）的误差椭圆，其中包含天鹅座X-1，没有其他已知的高能量源。这里报告的爆发发生在天鹅座X-1处于硬态和软态时，以及在不同的轨道相位。光谱数据表明，这些爆发显示相同的参数作为那些潜在的硬和软状态，这表明他们代表了这些国家的另一种表现。
2003-07-10 astro-ph
Hard X-Ray Spectrum from West Lobe of Radio Galaxy Fornax A Observed with Suzaku
报道了用朱雀对射电星系天炉座A（NGC 1316）西瓣的观测结果。自从Feigelson等（1995）和Kaneda等（1995）发现射电瓣中的宇宙微波背景激发的逆康普顿X射线以来，人们一直在假设相对论电子的单一成分同时产生逆康普顿X射线和同步辐射的情况下，估算瓣中的磁场和电子能量密度密度。然而，在1 - 10 keV波段产生所观察到的IC X射线的电子不具有足够的能量来在估计的几微G的磁场下辐射所观察到的同步加速器无线电发射。根据朱雀的观测结果，本文表明，0.7 - 20 keV的能谱可以用能量指数为0.68的单一幂律模型很好地描述，西瓣1 keV处的通量密度为0.12+/-0.01微焦耳。导出的多波长光谱强烈表明，一个单一的电子能量分布在洛伦兹因子γ = 300 - 90000负责产生的X射线和无线电发射。导出的物理量不仅与西瓣的报道一致，而且与东瓣的报道也非常一致。
2013-08-02 astro-ph
A Complete Relativistic Ionized Accretion Disc in Cygnus X-1
银河系黑洞候选者天鹅座X-1被观测到处于两种X射线光谱状态之一：低/硬（低软X射线通量和平坦的幂律尾部）或高/软（高黑体般的软X射线通量和陡峭的幂律尾部）状态。这两种状态的物理起源尚不清楚。本文提出了一个电离吸积盘的模型，它的光谱被相对论效应所模糊，并将它与天鹅座X-1的ASCA、Ginga和EXOSAT数据在两种光谱状态下进行了拟合。我们确认，相对论模糊提供了一个更好的适合低/硬状态的数据，相反，以前的一些结果，发现这两个国家的数据是一致的电离薄吸积盘与反射分数的团结延伸到最里面的稳定的圆形轨道周围的黑洞。我们的模型是一种替代那些，在低/硬状态，需要的吸积盘被截断在几十个史瓦西半径，其中有一个薄的，热吸积流。我们提出了一种可能导致光谱状态变化的机制。
2001-03-14 astro-ph
The 1996 Soft State Transitions of Cygnus X-1
我们报告连续监测天鹅座X-1在1.3至200千电子伏波段使用ASM/RXTE和BATSE/CGRO约200天，从1996年2月21日至1996年9月初。在此期间，天鹅座X-1经历了从硬到软，然后从软到硬的状态转换。在此期间，低能X射线（1.3-12 keV）和高能X射线（20-200 keV）通量是强反相关的。在状态转变期间，在1.3-3.0 keV和100-200 keV带中分别看到约5和15倍的通量变化，而平均4.8-12 keV通量几乎保持不变。这种旋转的净效应是1.3-200 keV的总光度保持在约15%的范围内不变。在低于1.3keV的亮度的颜色校正之后，软状态下的测辐射热亮度可以高达硬状态亮度的50-70%以上。在软态下黑体分量通量和温度的增加可能是由光学厚盘质量吸积率增加和内部盘半径减小的组合引起的。
1997-01-07 astro-ph
Temporal Evolution of X-ray Lags in Cygnus X-1
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）在1996年和1998年测量了黑洞座X-1的频率依赖性X射线时间滞后的长期演化。在1996年6月软态期间测得的滞后谱与1996年12月和1998年大部分时间Cyg~X-1处于硬态时测得的滞后谱非常相似。然而，在状态转换期间，X射线滞后的形状和幅度是高度可变的，并且倾向于比状态转换外部大得多。这种行为在1- 10 Hz频带中最为明显。态转变过程中X射线滞后的增加可能与硬态过程中出现的同步辐射发射外流的形成和破坏有关。
2000-04-03 astro-ph
Broad-band spectral changes of the microquasars Cygnus X-1 and SWIFT J1753.5-0127
我们报告的高能量的结果与INTEGRAL和Rossi-XTE两个微类星体：持久的高质量系统天鹅座X-1和瞬态低质量的二进制SWIFT J1753.5-0127。INTEGRAL从2002年到2004年观测到天鹅座X-1：源的光谱（5-1000 keV）特性，至少在三种不同的光谱状态下观察到，显示出圆盘和日冕的变化。2003年6月，观测到超过热康普顿化模型数百keV的高能尾，表明存在额外的非热成分。当时，我们发现了无线电数据和高能硬度之间的不寻常的相关性。我们还报告并比较了与瞬态源SWIFT J1753.5-0127在2005年8月10日至12日在其硬X射线爆发附近使用Rossi-XTE，INTEGRAL，VLA，REM和NTT进行的同时观测所获得的结果。宽带光谱和快速的时间变化特性来自这个源（可能位于星系晕）与无线电，红外和光学数据。我们建立了一个光谱能量分布的源，并得出有趣的多波长约束。在典型的低/硬状态下显著检测到高达600 keV，瞬态似乎不遵循通常的无线电/X射线相关性。
2006-11-07 astro-ph
In-Orbit Performance of the Hard X-ray Detector on board Suzaku
介绍了朱雀号X射线天文卫星上硬X射线探测器（HXD）的在轨性能和标定。它的基本性能，包括一个宽的能量带通的10-600 keV，能量分辨率~4 keV（FWHM）在40 keV和~11%在511 keV，和一个高的背景抑制效率，已被广泛的在轨校准证实。PIN-Si二极管的长期增益在半年内稳定在1%以内，整流器的长期增益下降了5- 20%。HXD的剩余非X射线背景是过去的非成像硬X射线仪器中能量范围为15-70和150-500 keV的最低值。我们提供准确的校准的能量响应，角响应，定时精度的HXD，和相对归一化的X射线CCD相机使用多个观测的蟹状星云。
2006-11-07 astro-ph
Five Years in the Life of Cygnus X-1: BATSE Long-Term Monitoring
自1991年4月CGRO发射以来，BATSE一直在监测天鹅座X-1的硬X射线发射。我们目前的硬X射线强度和光谱的历史，涵盖了一段时间超过五年的源。功率谱分析表明，在双星轨道周期处有一个明显的峰值。20-100 keV的轨道光变曲线大致为正弦曲线，X射线源的最小值接近上交点，均方根调制分数约为1.7%。功率谱中没有明显的长期周期性。我们比较我们的结果与其他意见，并讨论了模型的源几何的影响。
1997-12-04 astro-ph
Suzaku Spectroscopy Study of Hard X-Ray Emission in the Arches Cluster
我们提出的结果朱雀研究的拱门集群。用XIS获得了3-12 keV波段的高S/N谱。我们发现，光谱由热等离子体，硬幂律尾，和两个高斯线。根据CaXIX和FeXXV K α线的存在以及FeXXVI K α线的不存在确定血浆组分（kT~2.2 keV）。这两条高斯线代表铁在较低电离阶段的K α和β线。这两条谱线的谱线中心和强度比与中性铁一致。发现硬幂律尾（指数~0.7）没有明显的铁K边缘特征。通过与已发表的Chandra谱的比较，我们得出结论：热辐射分量来自于点状源的集合加上集中在团簇中心的热扩散辐射，而高斯辐射和硬尾辐射分量来自于在更大尺度上扩展的非热扩散辐射.在带限XIS图像中，7.5-10.0 keV发射的分布类似于6.4 keV发射的分布。这强烈表明，幂律发射与基础物理中的6.4和7.1 keV线有关。我们讨论了两种观点来解释硬连续谱和谱线：（1）产生荧光谱线和汤姆逊散射连续谱的X射线光电离;（2）铁原子的非热电子碰撞电离和韧致辐射连续谱。但无论采用哪种方案，来自拱门星系团的光子或粒子通量都太低，无法解释观测到的线和连续谱强度。
2006-11-03 astro-ph
Properties Of The Hard X-ray Radiation From The Black Hole Candidates: Cygnus X-1 And 1E1740.7-2942
本文分析了1990-1994年天鹅座X-1和天鹅座1E1740.7-2942的GRANAT/SIGMA观测资料，以寻找硬X射线主要观测特征之间的相关性（40-200 keV）发射-硬X射线光度，光谱的硬度（根据最佳拟合热韧致辐射温度kT量化）和短期通量变化的RMS。虽然没有发现严格的点对点相关性，但某些一般趋势是明显的。结果发现，对于天鹅座X-1的光谱硬度一般是正相关的短期变异的相对幅度。对于X射线瞬态GRO J 0422 +32，发现了类似的相关性（X射线Nova Persei 1992）。对于这两种源，kT与L_X之间存在近似的相关性，在低硬X射线亮度下（低于10 E_（37）erg/sec），kT随L_X的增大而增大。在较高的光度下，光谱硬度对硬X射线光度的依赖性较弱或根本不依赖于硬X射线光度。这些近似相关性的低光度端（低kT和低RMS）对应于SIGMA观测期间发生的非常低的硬X射线通量的扩展事件。
1997-08-29 astro-ph
Discovery of powerful millisecond flares from Cygnus X-1
我们已经发现了大量的非常强的耀斑在现有的XTE PCA数据的天鹅座X-1（也看到在现有的HEXTE和BATSE数据）与13耀斑满足我们选择的阈值标准，发生在硬和软状态。我们在这里详细分析其中的两个。最强的一个发生在软状态，与3-30 keV的能量通量增加30倍，相对于前16秒的平均值。主耀斑的e-折叠时间约为7 ms，其前兆约为1 ms。光谱在耀斑期间强烈硬化。另一方面，在硬态的耀斑一般有较低的振幅和较长的e-折叠时间，和他们的光谱软化期间的耀斑，与硬度的光谱在耀斑峰值相似的两种类型的耀斑。耀斑的出现表明天鹅座X-1的吸积流中发生了不同寻常的戏剧性事件。另一方面，硬态耀斑的发生率表明，它们可能代表天鹅座X-1通常光变曲线中存在的爆炸分布的高通量端。
2003-06-17 astro-ph
Constraint of Non-thermal X-ray Emission from the On-going Merger Cluster Abell 3376 with Suzaku
星系团是宇宙中粒子加速源的最佳候选者之一，其特征是来自加速的相对论粒子的非热硬X射线发射。我们目前的早期结果朱雀观测的非热发射Abell 3376，这是一个附近的正在进行的合并集群。朱雀观测了两次，集中在星团中心，包括东部的弥散射电发射，和星团外围区域的西部。对于这两个观测，我们没有检测到多余的硬X射线发射以上的热团簇发射。用硬X射线探测器（HXD）从$34\times34$ arcmin $^2$区域导出的3 $σ$能级上$2.1\times10^{-11}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$（15- 50 keV）的非热X射线通量上限与用BeppoSAX/PDS获得的结果相似。使用X射线成像光谱仪（XIS）数据，在122弧分$^2$区域的3 $σ$水平上，来自西方遗迹的非热发射的上限被独立地约束为$<1.1\times10^{-12}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$（4 $-$ 8 keV）。假设相对论粒子与宇宙微波背景光子之间存在康普顿散射，则团内磁场$B$被限定为$>0.03μ$ G（HXD）和$>0.10μ$ G（XIS）。
2008-05-23 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 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
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
The nature of the hard state of Cygnus X-3
X射线双星天鹅座X-3是一个高度可变的X射线源，显示了广泛的观测光谱状态。其中一个主要的状态比其他的要硬得多，峰值在~ 20 keV，只有一个弱的低能分量。由于这个天体的神秘性质，隐藏在它的沃尔夫-拉叶伴星的强烈恒星风中，目前还不清楚这种状态是否代表一种内在的硬态，内部圆盘被截断，或者它是否只是局部吸收增加的结果。我们研究的X射线光变曲线从RXTE/ASM和CGRO/BATSE的分布和通量和硬度的相关性，并发现一些迹象的双峰行为的吸积流，不太可能是在周围介质中的吸收增加的结果。使用INTEGRAL观测，我们模拟了Cyg X-3在其表观硬态下的宽带光谱。我们发现，它可以很好地描述了一个硬态与截断盘的模型，尽管低截止能量，如果吸积功率提供给电子在内部流的形式加速，而不是热加热，导致在一个混合电子分布和光谱具有显着的贡献，从非热康普顿化，通常只在软态观察。这种非热硬态的高光度意味着，要么跃迁发生在比通常的平流模型高得多的L/Ledd，要么致密物体的质量大于20 Msun，这可能使它成为迄今为止在我们银河系X射线双星中观测到的质量最大的黑洞。我们发现，吸收模型以及几乎纯康普顿反射模型也适合的数据，但都有困难解释其他结果，特别是无线电/X射线相关。
2007-07-13 astro-ph
RXTE/OSSE Fits to the Hard State Spectrum of Cygnus X-1
我们提出了三个光谱的天鹅座X-1在低/硬态从3-1000千电子伏产生的RXTE和OSSE。我们证明了一个纯热康普顿化模型，康普顿反射拟合数据很好，日冕温度约90千电子伏，光学深度约1.3，反射分数约0.25 $\times$ 2 $π$。我们发现，没有额外的组件是必要的，以适应的数据，虽然存在一个额外的非热组件确实会导致边际改善的拟合优度。其中两个观测结果与几乎完全非热康普顿化模型拟合得更好，电子的$Γ_{inj}$为$\sim$ 3.2，其他参数与热模型基本相同，而第三个观测结果也与该模型一致。可能打破这种简并的意见进行了讨论。我们还表明，低反射参数（即$R/2π<1$）是由于缺乏强曲率在30-50 keV范围内的光谱，而不是由于电离效应。光谱在三周的观测中变化很小，与全天监测数据中发现的三周相关时间尺度一致。我们表明，对于一个纯粹的热日冕，日冕的半径必须在$3\times 10^6$和$1.5\times 10^{10}$厘米之间，而一个混合日冕或一个纯粹的非热日冕的半径被限制在$10^8$和$10^9$厘米之间。
2002-04-15 astro-ph
Properties Of The Hard X-ray Emission From The Black Hole Candidates: Cygnus X-1 And 1E1740.7-2942
本文分析了1990-1994年天鹅座X-1和天鹅座1E1740.7-2942的GRANAT/SIGMA观测资料，以寻找硬X射线主要观测特征之间的相关性（40-200 keV）发射-硬X射线光度，光谱的硬度（根据最佳拟合热韧致辐射温度kT量化）和短期通量变化的RMS。虽然没有发现严格的点对点相关性，但某些一般趋势是明显的。结果发现，对于天鹅座X-1的光谱硬度一般是正相关的短期变异的相对幅度。X射线瞬态GRO J 0422 +32（X射线Nova Persei 1992）和最近GX 339 -4发现了类似的相关性。对于这两种源，kT与L_X之间存在近似的相关性，在低硬X射线亮度（10 E37 erg/sec以下）时，kT随L_X的增加而增加。在较高的光度下，光谱硬度对硬X射线光度的依赖性较弱或根本不依赖于硬X射线光度。这些近似相关性的低光度端（低kT和低RMS）对应于SIGMA观测期间两个源发生的非常低的硬X射线通量的扩展事件。
1997-04-28 astro-ph
Cygnus X-1: A Spinning Black Hole?
是什么触发了天鹅座X-1中硬态和软态之间的光谱跃迁，这一直是一个长期存在的难题。此外，在源中经常观察到的X射线耀斑的起源仍然是一个谜。在本文中，我们将尝试解决这些问题，根据我们最近的工作黑洞自旋及其观测结果。
1997-11-14 astro-ph
The Soft Gamma-Ray Spectral Variability of Cygnus X-1
我们已经使用观测天鹅座X-1从康普顿伽马射线天文台（CGRO）和BeppoSAX研究的变化，在硬和软光谱状态之间的MeV的伽马射线发射，使用的光谱，覆盖能量范围20千电子伏至10 MeV。这些数据提供了证据，在1兆电子伏以上的能量显着的光谱变化。特别是，虽然硬X射线通量在软状态期间减少，但能量高于1 MeV的通量增加，导致能量高于1 MeV的伽马射线谱明显更硬。这种行为与银河系黑洞候选者在软伽马射线能量下具有两种不同光谱形式的一般情况是一致的。这些数据首次将这一图像扩展到1 MeV以上的能量。我们使用了两种不同的混合热/非热康普顿化模型来拟合硬谱态和软谱态的宽带光谱数据。这些拟合提供了电子分布的定量估计，并使我们能够探测在低和高X射线状态之间的转换过程中发生的物理变化。我们发现，有一个显着的增加（由~4倍）的辐射热光度的源从硬态移动到软态。此外，康普顿化电子分布中的非热尾的存在对源区中的磁场提供了显著的约束。
2002-02-25 astro-ph
Gamma-Ray Spectral Variability of Cygnus X-1
我们使用CGRO的观测结果来研究天鹅座X-1在其低和高X射线状态之间的MeV发射的变化。这些数据提供了1 MeV以上的光谱可变性的测量。发现高态MeV谱比低态MeV谱硬得多。特别是，在硬X射线能量的高态光谱（光子光谱指数为2.6）中看到的幂律发射被发现延伸到至少5 MeV，没有任何截止的证据。在这里，我们提出的数据和描述我们的努力，模拟低状态和高状态的光谱使用混合热/非热模型，其中发射结果从康普顿化的电子人口，包括一个热和非热组件。
2001-06-04 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
RXTE Observations of Cygnus X-1: Broad-Band Spectra and High-Resolution Timing
我们目前的结果，从20千秒的RXTE观测的黑洞候选人天鹅座X-1。我们应用自洽的吸积盘电晕模型，这些硬态的数据，并表明，康普顿化在一个球形电晕软光子从外部冷盘照射是能够成功地模拟的光谱。我们还提出了功率谱，相干函数，从四个能带的光变曲线的时间滞后。通过用随机线性状态空间模型模拟高分辨率光变曲线，我们发现天鹅座X-1的快速硬态变化可以用一个时间尺度来解释。
1998-10-08 astro-ph
An Apparent Hard X-ray Decline of CH Cygni
天鹅座CH是一颗共生星，由一颗M巨星和一颗吸积的白矮星组成，白矮星是一个具有复杂的双组分光谱的高度可变的X射线源。在这里，我们报告的两个朱雀观测CH天鹅座，在2006年1月和5月，在此期间，该系统被认为是在软X射线明亮，硬X射线暗淡的状态。基于6.4 keV的Fe K-α荧光线的异常强度，我们证明了朱雀观测到的硬X射线主要是散射。
2006-09-08 astro-ph
The broad-band spectrum of Cygnus X-1 measured by INTEGRAL
INTEGRAL卫星从2002年11月至2004年11月在校准、开放时间和核心方案（银河平面扫描）观测期间对天鹅座X-1的黑洞双星进行了广泛观测。这些数据为这一时期光谱的显著变化提供了证据。在吸积黑洞现象学的框架下，源大部分时间处于硬态，偶尔会切换到所谓的“中间态”。使用这些数据进行分析的结果，我们提出并比较了整个能量范围内（5千电子伏- 1兆电子伏）的高能量仪器上的INTEGRAL，在两个观测到的光谱状态所覆盖的源的光谱特性。铁谱线和反射谱线随硬、软谱线的变化而变化。观测到的天鹅座X-1的行为与银河系黑洞的一般图像是一致的。我们的研究结果提供了线索的物理变化，发生在系统（光盘和日冕）在几乎恒定的光度在光谱转换过程中，并提供新的措施的光谱模型参数。特别是，在2003年6月的中间状态，我们观察到在天鹅座X-1的数据在超过热康普顿化模型，这表明存在一个额外的非热组件在几百千电子伏的高能量的尾巴。
2005-09-29 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
Study of Nonthermal Emission from SNR RX J1713.7-3946 with Suzaku
本文介绍了朱雀卫星对超新星遗迹RX J1713.7-3946的一系列观测结果。观测覆盖了残骸表面的三分之二。我们成功地检测到硬X射线高达~ 40 keV从每个指向。硬X射线谱由幂律函数描述，光子指数为~ 3.0，大于10 keV以下能量区域的光子指数。空间积分的XIS和HXD谱的连接清楚地揭示了在0.4- 40 keV X射线谱中的谱截止。这个截止被解释为对应于发射同步辐射的电子的最大加速能量。Suzaku的宽带覆盖首次使我们能够导出截止区的母电子谱，这与理论预测吻合得很好。在空间积分X射线光谱中推断出的截止能量表明，残骸中的粒子加速是如此有效，以至于几乎达到了理论极限，即所谓的玻姆极限。基于朱雀的数据，我们提出了多波长的研究结果，从光谱和形态的观点。光谱能量分布有利于强子的情况下，而不是轻子的情况下。对于形态学研究，我们比较了来自朱雀XIS和H.E.S.S.的表面亮度图。望远镜我们证实了X射线和TeV γ射线发射之间的强相关性。除了相关性之外，我们还发现在明亮的西部边缘区域，X射线发射比一般X射线与伽马射线相关性所预期的要亮。
2008-06-09 astro-ph
RXTE Observation of Cygnus X--1: III. Implications for Compton Corona and ADAF Models
我们最近表明，一个'球+盘'几何康普顿日冕模型提供了一个很好的描述罗西X射线定时探测器（RXTE）的观测天鹅座X-1的硬/低状态。另外，我们分析了RXTE提供的时间数据。在本文中，我们认为我们最适合的“球+盘”康普顿化模型的时序分析的影响。我们把注意力集中在观察到的傅立叶频率依赖的硬和软光子之间的时间延迟。我们考虑是否观察到的时间延迟：在磁盘中创建，但仅仅是再处理的日冕;创建的硬和软的光子扩散时间之间的差异，在日冕具有极大的半径;或由于“传播”的干扰通过日冕。我们发现，时间延迟最有可能是直接在日冕内产生的;然而，目前还不确定哪种特定的模型是最有可能的解释。模拟一个大的日冕半径[或等效地，一个大的平流主导吸积流（ADAF）区域]的模型不能完全解决观测到的光谱的所有细节。康普顿日冕模型，解决了全光谱不包含动力学信息。然而，我们发现，简单的现象学的传播模型所观察到的时间延迟，这些后者的模型意味着非常缓慢的特征传播速度内的日冕区域。
1998-10-25 astro-ph
The broadband spectrum of Cygnus X-1
黑洞（BH）双星天鹅座X-1在2004年11月和12月被INTEGRAL、RXTE和XMM-牛顿同时观测了四次，当时天鹅座X-1首次被XMM-牛顿观测到。在这些观察中，发现源处于硬态和软态之间的过渡状态之一。我们获得了Cyg X-1从3 keV到1 MeV的高信噪比光谱，这使我们能够通过用康普顿化模型作为eqpair（Coppi 1992）对连续体进行建模来约束康普顿化等离子体的性质。使用XMM-牛顿，我们还能够确认存在相对论性增宽的Fe K-α线。
2007-06-14 astro-ph
A Suzaku Observation of the Low-Ionization Fe-Line Emission from RCW 86
2006年2月，新运行的X射线卫星朱雀观测了超新星遗迹RCW 86的西南象限，以研究宇宙学和天文学高级卫星首次探测到的6.4千电子伏发射线的性质。新的数据证实了线的存在，第一次将其定位;大部分线发射邻近和内部的前向冲击，而不是在连续硬发射的轨迹。我们还报告了第一次检测到的7.1千电子伏线，我们解释为K-β发射低电离铁。Fe-K谱线特征与富铁喷射物的非平衡等离子体相一致，n_{e} t <~ 10^9 cm^-3 s，kT_{e} ~ 5 keV。低n_{e} t和高kT_{e}的组合表明在SNR冲击中无碰撞电子加热。Fe K-α线显示出本征展宽的证据，宽度为47（34- 59）eV（99%误差区）。在3 keV以上的硬连续谱的空间分布和Fe-K线发射的差异支持硬连续谱的同步辐射起源。
2006-10-13 astro-ph
Long term variability of Cygnus X-1, III. Radio-X-ray correlations
黑洞在硬态下的长时间尺度射电-X射线关联已经在许多来源中被发现，并且似乎出现了一个普遍的潜在关系，它定量地描述了这种行为。虽然在X射线和无线电中（有一定的时间滞后）检测到短期发射模式似乎是很自然的，但到目前为止，几乎没有证据表明这一点。到目前为止，在短时间尺度（分钟）上无线电X射线相关性的最突出的来源仍然是GRS 1915+105，其中可以在X射线，IR和无线电波段中连续检测到单个质量喷射。我们分析了一个数据库，超过4年的同步无线电X射线数据天鹅座X-1从赖尔望远镜和RXTE PCA/HEXTE。我们确认存在的无线电X射线相关性在长时间尺度上，特别是在硬能量。我们发现，天鹅座X-1的光变曲线在短时间尺度上的明显相关性很可能是白噪声统计的巧合结果。将这一结果解释为无线电-X射线相关性在较短时间尺度上的崩溃，这为喷流的速度设定了限制。
2004-07-03 astro-ph
Low energy cut-offs and hard X-ray spectra in high-z radio-loud quasars: the Suzaku view of RBS315
我们给出了朱雀星对强射电噪类星体RBS 315（z=2.69）的观测结果，先前的XMM-牛顿观测显示，在10 keV以下（光子指数γ =1.26），X射线连续谱非常平坦，并显示出强的内禀吸收（假设是中性气体，N_H~10^22 cm^{-2}）。硬X射线HXD/PIN仪器允许我们检测高达50千电子伏的源。宽带连续（0.5-50 keV）可以很好地模拟与斜率伽玛=1.5（肯定比连续测量XMM-牛顿）超过1 keV的软光子的强烈赤字的幂律。低能截止可以很好地与本征吸收（在类星体静止坐标系中，柱密度N_H~10^22 cm^{-2}）或连续谱中的一个间断拟合，在1 keV以下具有极硬（γ =0.7）的幂律。我们构建的光谱能量分布的源，也使用光学紫外测量获得通过准同步UVOT/SWIFT观测。SED的形状类似于其他具有类似功率的平谱射电类星体（FSRQ），使该源成为GLAST探测伽马射线的绝佳候选者。我们模拟的同步辐射逆康普顿模型通常适用于FSRQs的SED，显示软光子的赤字可以自然地解释为由于一个固有的弯曲的光谱附近的低能量端的IC组件，而不是固有的吸收，虽然后者的可能性不能排除。我们认为，在至少一小部分的射电强类星体在高红移的截止软X射线波段可以用类似的方式来解释。需要进一步的研究来区分这两种选择。
2007-05-02 astro-ph
Suzaku Observations of SGR 1900+14 and SGR 1806-20
本文介绍了1900+14和1806-20两个SGR的朱雀卫星观测的光谱和时间研究。X射线静态发射光谱可以用两个黑体函数或黑体加幂律模型很好地拟合。INTEGRAL发现的非热硬组分由PIN二极管检测，其光谱由INTEGRAL报道的幂律模型再现。XIS检测到SGR 1900+14的周期性P = 5.1998+/-0.0002 s，SGR 1806-20的周期性P = 7.6022+/-0.0007 s。脉冲分数与SGR 1900+14的爆发活性相关。
2008-08-28 astro-ph
