BeppoSAX observations of Narrow-Line Seyfert 1 galaxies:I. Ton S 180
我们报告的第一个光谱高达10千电子伏的明亮的窄线塞弗特1星系吨S 180，获得的成像仪器板载BeppoSAX。这是在BeppoSAX核心计划的十几个窄线塞弗特1星系样本中观察到的第一个源。我们还介绍和讨论了在BeppoSAX观测前两个月在拉西拉1.5米望远镜上拍摄的高质量光谱。X射线光谱显示出高于约2keV的明显硬化，其中伽马= 2.3的幂律加上铁线提供了对数据的良好描述。这个斜率明显比典型的Seyfert 1和类星体的斜率要陡。最佳拟合线能量暗示高度电离的铁，这将支持高吸积速率是表征窄线Seyfert 1现象的基本参数之一的想法。
1997-12-15 astro-ph
BeppoSAX uncovers the hidden Seyfert 1 nucleus in the Seyfert 2 galaxy NGC 2110
塞弗特2星系NGC 2110已经用BeppoSAX在0.5和150 keV之间进行了观测。机载的高能量仪器PDS首次成功地测量了该源在13-150 keV范围内的光谱。PDS光谱的光子指数γ ~1.86与塞弗特1型核的预期光谱完全一致。在统一模型的框架下，假设存在复杂的部分+总吸收体（Nh~ 30 × 10^22 cm^-2 × 25%+ Nh~ 4 × 10^22 cm ^-2 × 100%），可以很好地解释较硬的（γ ~1.67）2-10 keV光谱。这种复合吸收体的高柱密度与FeK_α线强度和在幂律谱中E~7.1 keV处的吸收边的检测一致。
1999-01-12 astro-ph
A Self-Consistent Test of Comptonisation Models Using Bepposax Observations of Seyfert Galaxies
我们测试准确的模型康普顿光谱BeppoSAX观测塞弗特星系专注于长期看NGC 5548。用这些模型得到的热等离子体温度明显高于用幂律加高能截断模型拟合相同数据得到的温度。这是由于在各向异性几何结构中，康普顿化光谱显示出“固有”曲率，其将拟合的高能量截止移动到更高的能量。我们还显示了我们的分析的一个样本的5个其他塞弗特星系的初步结果。
2000-06-27 astro-ph
BeppoSAX observations of bright Seyfert 2 galaxies
本文报道了BeppoSAX宽波段（0.1-100 keV）观测到的明亮的Seyfert 2星系，并在活动星系核统一理论的框架下讨论了观测结果。这些数据被用来探测第2类天体中的Nh分布，并用来识别强吸收（10^24 <= Nh <= 10^25 cm^-2）源，这些源在硬X射线中特别明亮。他们还提供了，第一次，高能量的光谱数据塞弗特2s和严格的限制其固有的幂律连续的形状。这些结果证实了统一理论的基本期望，并指出了INTEGRAL任务可以做出实质性贡献的地方。
1999-01-12 astro-ph
The intrinsic emission of Seyfert galaxies observed with BeppoSAX/PDS I. Comparison of the average spectra of the three classes of Seyfert Galaxies
本文介绍了BeppoSAX/PDS观测到的不同类塞弗特星系的硬X射线谱（>15 keV）。使用硬X射线数据，我们避免了吸收效应修改塞弗特排放，并直接访问这些源的中央引擎。本研究的目的是首先描述的一般性质的硬X射线光谱的塞弗特1，1.5和2星系，其次比较其固有的发射测试统一的模型，根据所有的类有相同的核。计算了14个Sy 1、9个Sy 1.5和22个Sy 2星系在15-136 keV能量范围内的平均光谱。SY 1的平均光谱不同于SY 2的平均光谱，第一种光谱需要存在高能量截止，而第二种光谱不存在。我们还表明，反射分量可能是更重要的Sy 2发射。Sy 1.5星系的性质是模糊的，因为它们有一个可以忽略的反射分量（像Sy 1），并且不需要截止（像Sy 2）
2003-03-04 astro-ph
BeppoSAX observations of the Narrow-Line Seyfert 1 galaxy RX J1702.5+3247
我们报告的光学，无线电和X射线观测的窄线塞弗特1星系RX J1702.5+3247。由BeppoSAX号卫星测量的软（0.1-2千电子伏）X射线通量的特点是在短时间尺度（< 500秒）上具有很强的可变性。最极端的振幅变化要求辐射效率超过克尔黑洞的最大值，这意味着相对论效应的存在。与ROSAT档案数据的比较揭示了长期的时间和光谱变化。0.1-10千电子伏的光谱同样很好地拟合电离反射盘模型，或由一个破碎的幂律加高斯线，符合氢类铁线在6.97千电子伏从一个高度电离的吸积盘。
2001-07-13 astro-ph
Spectral analysis of a large sample of BeppoSAX Seyfert spectra with Comptonization models: Preliminary results
我们目前的光谱分析的一个大样本的塞弗特星系观测BeppoSAX的初步结果。唯一的选择标准是PDS带（12-200 keV）中足够大的S/N比（>10），以允许在最高能量下进行良好的检测。由此产生的样本由28个对象（17个Seyfert 1，11个Seyfert 2）和50个观测结果组成。我们在这里的主要努力是采用康普顿化模型，以适应不同的光谱上一个真正的宽带的基础上（0.1-200千电子伏）。我们使用两种不同的盘冠配置，各向异性板和各向同性的球形之一。讨论了日冕的温度、光学厚度和反射分量等物理参数在样品中的分布。我们还讨论了这些参数之间的相关性的存在（或不存在）。
2003-08-11 astro-ph
BeppoSAX observations of the Seyfert 1 Galaxy NGC 3516
本文介绍了1996年11月和1997年3月用BeppoSAX卫星对明亮的Seyfert 1星系NGC3516进行的两次观测结果。在0.2和60 keV之间检测到有用的信号，首次允许同时观察所有主要光谱特征。在第二个观测时期，光源亮度增加了2倍。这两个光谱都呈现出强的Fe K α线，并在高能量处出现反射峰。在0.8 keV的吸收边是可见的，在后面的光谱，但不是在前面的一个，表明这个功能是强烈的变化。
1997-12-22 astro-ph
Testing Comptonization models using BeppoSAX observations of Seyfert 1 galaxies
我们使用高质量的BeppoSAX数据6塞弗特星系测试现实的热康普顿化模型。我们的主要工作是采用一个康普顿化模型，考虑到各向异性的软光子场。最佳拟合参数值的温度和光学深度的日冕和反射归一化拟合这一类模型的数据得到的是从那些派生的拟合相同的数据与常用的幂律+截止模型有很大的不同。这两个模型还提供了不同的趋势和物理参数之间的相关性，这对数据的物理解释有重大影响
2001-01-13 astro-ph
BeppoSAX observations of Narrow-Line Seyfert 1 galaxies: II. Ionized iron features in Arakelian 564
介绍了BeppoSAX对明亮的窄线塞弗特1星系Ark 564的观测，以及在拉西拉1.5米望远镜上拍摄的高质量光谱。0.1-10 keV的X射线光谱的特征在于由强的软分量，这是最好的描述与约160 eV的温度的类黑体发射。在较高的能量下，存在陡峭的（Gamma = 2.4）幂律尾部。有证据表明，一个电离的反射器的形式，一个铁的线和边缘。我们没有发现软X射线功能的显着证据，如果光谱建模与两个组件的连续。光学和X射线光谱特性支持了低质量黑洞的高吸积率假说。
2000-10-24 astro-ph
X-ray reprocessing in Seyfert Galaxies: simultaneous XMM-Newton/BeppoSAX observations
我们选择了一个样本的8个明亮的unobscured（至少在铁线能量）塞弗特Galerkin同时观察到的XMM牛顿和BeppoSAX，利用这两个任务的互补特性。我们的主要分析结果可以概括如下：窄中性铁线被证实是Seyfert谱中普遍存在的成分;没有一个被分析的源明确地显示出宽相对论铁线;我们样品的所有源都是由铁线组成的。（只有一个例外）显示存在康普顿反射成分;在某些来源中观察到离子化铁的发射线;在两个源中检测到5-6 keV附近的特殊弱特征（可能由吸积盘上的旋转斑点引起）。从这些结果中出现的情况强烈需要一些修正的经典模型的后处理从吸积盘。至于远离黑洞的物质，我们的结果代表了统一模型的积极测试，表明在（几乎）所有的来源中存在环面，即使没有被遮蔽。
2004-04-15 astro-ph
A Qualitative Test of a Unified Model of Seyfert Galaxies with BeppoSAX
在$BeppoSAX$核心计划的第一年里，我们测量了5个Seyfert 2星系（NGC 7172，Mkn 3，NGC 2110，NGC 4507和NGC 7674）的0.1-200 keV宽带光谱。所有的源已被检测到高达100 keV和它们的光谱特性得到了良好的精度。虽然从个别来源的详细分析中获得的结果表明一些“源与源”的差异，我们在下面表明，所有的光谱是一致的，至少在定性上，从统一模型的“0阶”版本的预期。事实上，对这些数据的一个简单测试表明，这些塞弗特2星系平均而言本质上与塞弗特1星系非常相似（即，在E>10 keV处陡峭），并且主要差异可以归因于沿着视线的吸收物质的量不同（即，我们的视线相对于假定的分子环面的不同倾斜度或环面的不同厚度）。
1999-04-19 astro-ph
BeppoSAX observation of NGC 7674: a new reflection-dominated Seyfert 2 galaxy
在BeppoSAX核心方案内，用0.1至100千电子伏的机载窄场仪器观测了Seyfert 2星系NGC 7674。宽带光谱显示了四个最相关的光谱分量：a）低于~2 keV的软过量; b）突出的（EW~1 keV）Fe线; c）平坦的（Gamma~1.1）2-10 keV连续谱; d）高于13 keV的4.5 sigma检测。平坦的幂律谱可以很好地解释在目前的AGN统一模型假设陡峭的（γ ~2）的本征谱散射的温暖的气体的低能量带和全反射的光学厚冷物质（可能是一个分子环面）的高能量带。NGC 7674的情况增加了所谓的“康普顿厚度”塞弗特2星系的数量，其中直接发射被完全吸收，因此X射线亮度比从观测到的通量中推断的至少大一到两个数量级。
1997-11-13 astro-ph
BeppoSAX average spectra of Seyfert galaxies
我们利用BeppoSAX获得的数据研究了1型和2型Seyfert星系的平均3-200 keV能谱。平均塞弗特1光谱与光子光谱指数Gamma~1.9的幂律连续体、康普顿反射分量R~0.6-1（取决于视线和反射材料之间的倾斜角）和大约200 keV的高能截止很好地拟合;还有一条在6.4 keV的铁线，其特征在于等效宽度为120 eV。另一方面，Seyfert 2的中性吸收（NH=3-4 x 10^{22} atoms cm-2）较强，这与预期相符，但其特征是X射线幂律更硬（Gamma~1.75），截止能量更低（E_c~130 keV）;铁谱线参数与1型天体的测量值基本相似。这个问题只有两个可能的解决方案：假设在塞弗特2星系中的反射比在塞弗特1星系中观察到的更多，或者比第一个例子中估计的更复杂的吸收。第一种可能性是排除了塞弗特2到塞弗特1的比例，而第二个提供了一个平均塞弗特2固有光谱非常相似的塞弗特1。额外的吸收体很可能是由于将具有不同吸收量的光谱相加而产生的伪影，尽管我们不能排除它在至少一些单独的源中的存在。我们的结果强烈认为，在这两种类型的星系的统一理论下的预期非常相似的中央引擎。
2003-04-08 astro-ph
Multiple BeppoSAX Observations of IC 4329A to Probe the Origin of the Compton Reflection Component in Seyfert 1 Galaxies
IC 4329 A是已知最亮的赛弗特星系，在硬X射线（~2-30 keV）下，可能是赛弗特1星系的代表。最近的一次100千帕斯卡BeppoSAX观测（Perola等人，1999年）清楚地证实了存在一个热吸收体、一个反射分量（R~0.6）和一个在Ec~270千电子伏处的幂律高能截止。其光谱特征丰富，加上通量大（2-10千电子伏之间约为1.6 x 10**-10 erg/cm 2 s），使该目标成为进行多次观测（特别是利用BeppoSAX）寻找光谱变化的理想目标。本文提供了3次随访观察（每次40 ks）的结果。本研究的第一个也是最重要的目标是探测塞弗特星系中观测到的康普顿反射分量的起源，通过监测反射连续谱和FeK线的变化来响应主连续谱的变化。第二个目标是寻找高能量截止的可变性。然而，我们在这些问题上没有取得任何结论性结果。事实上，不幸的是，所有四次观测都在几乎相同的通量下捕捉到了源，在不同的观测之间只显示出很小的、边缘的光谱变化。
2000-07-26 astro-ph
BeppoSAX Observations of the Seyfert-2 Galaxies NGC 7172 and ESO 103-G35
利用BeppoSAX卫星的观测资料，研究了相隔约一年的2型塞弗特星系NGC 7172和ESO 103-G35的X射线谱。我们发现，NGC 7172和ESO 103-G35的X射线光谱可以很好地拟合使用幂律模型与铁K发射线在6.4 keV。我们没有发现任何统计学上有意义的证据表明这两个星系的X射线光谱中存在反射成分。在此期间，两个物体的连续通量都减少了大约两倍。然而，光谱指数以及吸收柱保持不变。我们发现微弱的证据，以类似的方式在NGC 7172连续的Fe K发射线的归一化减少。我们还报告了广泛的铁K证实以前的意见的证据。相比之下，在ESO 103-G35的情况下，线通量不改变，而其宽度仍然是未解决的。
2001-01-05 astro-ph
X-ray spectral components from a broad band BeppoSAX observation of the Seyfert galaxy IC 4329A
从一个宽带的频谱分析（0.1-200 keV）BeppoSAX对Seyfert 1星系IC 4329 A进行了观测，获得的主要结果是：a）反射量和铁K线的强度表明立体角基本上小于2 π的几何形状; b）幂律受到电子折叠能量约270 keV的截止影响，这是迄今为止第四个被探测到的独立物体; c）在0.7和1 keV处发现两个吸收特征，第一个对应于Ovi和Ovii的混合，另一个对应于FeL和NeK边缘的组合。与早期ASCA观测相比，当源暗30%时，反射的相对量和温暖的吸收体电离度的值都显着降低：比较表明，由于反射中的几何因素，该对象中存在相当大的延迟效应，并且吸收体电离弛豫到平衡态。
1999-10-04 astro-ph
BeppoSAX Observations of Bright Seyfert 2 Galaxies: Measuring the Intrinsic Continuum Emission
我们报告宽带（0.1-200 keV）的X射线观测，由BeppoSAX，明亮的Seyfert 2星系的样本：NGC 7172，NGC 2110，NGC 4507，Mkn 3和NGC 7674。这些光谱提供了一个更好的理解的影响，X射线后处理的冷材料的来源，并允许把更严格的约束所涉及的各种光谱参数。特别是，数据被用来确定，具有比过去更少的模糊性，本征连续发射的形状的高能量数据的装置。在小样本范围内，康普顿薄源和康普顿厚源都符合统一理论的预期。
1998-09-25 astro-ph
The BeppoSAX view of bright Compton-thin Seyfert 2 galaxies
我们提出了31个观测的20个明亮的康普顿薄Seyfert 2的分析，在0.1-200千电子伏波段，与BeppoSAX卫星进行。该样品由BeppoSAX公共档案中的所有Seyfert 2组成，其2-10 keV通量高于5x 10 ^（-12）erg/cm^2/s。现有的良好统计数据和宽的能带允许详细研究这些源的主要连续分量，即初级幂律、反射分量、软发射和高能截止。我们的主要分析结果是：（1）3-200 keV内禀幂律的平均光子指数γ =1.79 ± 0.01，色散σ =0.23。(2)在E~100-300 keV的高能指数截止并不是塞弗特星系的普遍属性：在~30%的物体中，连续幂律不会下降到300 keV或更高的能量。(3)反射分量存在于几乎所有的源（21个中的17个）中。在多次观测的天体中，这一分量相对于内禀连续谱的微小变化表明，反射体不是吸积盘，而必须位于离核更远的地方。(4)反射和内在成分之间的比率的范围表明，环核介质是不均匀的，和一个显着的分数的立体角覆盖的气体厚度比沿视线。(5)铁的卡阿尔法线是目前的所有，但一个来源。在低吸收源（N_H < 3x10^23 cm^（-2））中，等效宽度在塞弗特1 s（EW=100-300 eV）的典型范围内，并在吸收更多的物体中增加，正如统一模型所预期的那样。(6)BeppoSAX的能量分辨率一般太低，无法测量铁谱线宽度。然而，在6例病例中…
2002-02-21 astro-ph
Outflows and winds in AGNs: a case for Simbol-X
钱德拉和XMM-牛顿X射线观测正在为塞弗特星系和类星体中的大规模高速外流积累证据，这些外流很可能起源于非常接近中央超大质量黑洞的地方。这些结果提供了新的潜力，探测发射区域的相对论喷流/外流，并量化其反馈的影响，对宿主星系和/或星系团。这些现象中最重要的特征是探测到高电离铁的蓝移吸收线，其能量通常大于~7 keV。目前的X射线观测站在这些能量上缺乏灵敏度，这就产生了对探测更"极端“的外流的偏见，这些外流具有最高的速度和电离，在能量>10 keV时会发生蓝移。因此，使用Simbol-X进行模拟以测试其检测5-20 keV之间的吸收线/边缘的能力，以便探测吸收气体的动态（即速度变化的测量）以及最高（达到相对论速度）速度和电离分量。我们发现Simbol-X在5-30 keV之间前所未有的灵敏度是在这一研究领域获得重要改进的绝佳机会。
2007-12-18 astro-ph
The X-ray spectra of Compton-thick Seyfert 2 galaxies as seen by BeppoSAX
本文总结和评述了BeppoSAX对Compton厚的Seyfert 2星系的观测结果，并推导和讨论了它们的一般性质。在观测到的7个源中，有5个源的原子核在高X射线能量下是直接可见的，其中光子穿透吸收体的柱密度在1.1-4.3x10^{24} cm-2之间（在另外两个源NGC 1068和NGC 7674中，原子核在所有能量下都是完全模糊的，这意味着更大的柱密度）。在大多数来源中，有明确的证据表明反射成分来自光学厚，冷物质，而在两个（或四个）情况下，也有证据表明来自电离物质的反射。对于具有测量的X射线光度的源，与红外光度进行了比较;而在两种情况下（Circinus星系和NGC 4945），红外辐射似乎是由星暴活动主导的，在其他三个源（NGC 6240，Mrk 3和TOL 0109-383），它很可能是由活动星系核发射的紫外和X射线光子的再处理主导的。
2000-05-10 astro-ph
The BeppoSAX broad-band spectrum and variability of the Seyfert 1 NGC 3783
BeppoSAX号卫星从1998年6月6日至1998年6月10日对塞弗特1号星系NGC 3783进行了约5天的观测。观测期间的平均通量为F（2-10 keV）~ 6 X 10^{-11} erg cm^-2 s^-1。长时间曝光提供了一个非常高质量的光谱，展示了塞弗特1的所有典型特征。在该天体中首次探测到内禀连续谱的高能截止，其能量为E_c=340+560/-107keV。在观测过程中，源显示出适度的通量变化（2-10 keV中约20%）和光谱可变性，这可以完全由本征斜率ΔΓ~ 0.1的变化来解释。NGC 3783是为数不多的在BeppoSAX光谱中显示出软发射成分的Seyfert 1之一。这种软过剩很好地再现了温度为kT ~ 0.2 keV的黑体组件。还需要一个温暖的吸收体来适应软X射线光谱。这两个后处理功能，康普顿反射峰和铁发射线，在我们的观察中被检测到。除了一条窄的铁谱线（如钱德拉所观察到的），还需要一个σ =0.72 + 1.28/-0.27 keV和EW=115+/-76 eV的宽分量来拟合该谱线。用Ross & Fabian的电离（lg（xi）=2.73+0.04/-0.05）圆盘反射模型较好地再现了观测到的康普顿峰和Fe线。在这种情况下，在2 keV以下观察到的软过量可以通过盘发射率来解释，并且不需要额外的软X射线分量来拟合光谱。
2002-03-20 astro-ph
Seyfert galaxies in the local Universe (z$\leq$ 0.1): the average X-ray spectrum as seen by $BeppoSAX$
$BeppoSAX$档案是目前最大的高灵敏度同时软，硬- X射线数据的塞弗特星系的水库。从这个数据库中，所有红移小于0.1的塞弗特星系（105个天体，其中43个是I型，62个是II型）都被选择出来，并以均匀的方式进行了分析（Dadina 2007）。这样收集的X射线数据可以推断出原始样本中包含的附近塞弗特星系的平均光谱特性，最值得注意的是：光子指数（$Γ$ $\sim$ 1.8），高能截止值（Ec $\sim$ 290 keV）和相对反射量（R $\sim$ 1.0）。这些数据也被用来检验活动星系核统一方案中的一些假设。I型和II型天体的各向同性指标（光子指数、相对反射量、高能截止和窄FeK $α$能量重心）分布相似，而吸收柱和铁谱线等效宽度在两类活动星系核之间存在显着差异。重复以前的结果，窄FeK $α$线是一致的，在塞弗特2，在同一个问题，负责所观察到的遮蔽。因此，这些结果支持统一模型的基本图像。此外，在此使用20-100 keV光度（EW $\propto$ L（20-100）$^{-0.22\pm0.05}$）测量了Seyfert 1中存在的X射线Baldwin效应。最后，光子指数和反射量之间的相关性的可能存在的确认，从而表明热康普顿化作为最有可能的起源的高能量发射的活动星系核包括在原始样本。
2008-01-28 astro-ph
BeppoSAX discovery of a new Seyfert 2 galaxy: 1SAXJ2234.8-2541
在目前的工作中，我们报告了BeppoSAX偶然发现的2型活动星系核1SAXJ2234.8-2541在MECS的视野时，指向塞弗特2星系NGC 7314。该源与红移z=0.026的明亮（m_B=14.40）星系ESO 533-G50在光学上是一致的。该源在高于4keV的能量下被清楚地检测到，但在低于该能量下几乎不可见，这意味着该源固有的重遮蔽。光谱分析表明，柱密度为23 x 10^（23）cm^-2，幂律光子指数与活动星系中常见的数值一致。这些X射线特征表明1SAXJ2234.8-2541的Seyfert 2分类。随后，在拉西拉天文台使用ESO 1.52米望远镜对ESO 533-G50进行了光谱分析，证实了该源的2型性质，因此将其与X射线源进行了鉴定。我们还报告了一条中心在7.29 +/- 0.47 keV的铁线的边缘检测，其等效宽度为464（+636 -398）eV;虽然边缘，但这一结果表明源中存在温暖的物质。相反，如果线与冷材料相关联，我们估计其等效宽度的上限为290 eV。1SAXJ2234.8-2541的总体特征强烈表明，该源是康普顿薄的。
2000-05-12 astro-ph
BeppoSAX observations of Mkn 3: Piercing through the torus of a Seyfert 2 galaxy
本文给出了一个新的BeppoSAX宽波段（0.6-150 keV）Seyfert 2星系Mkn 3的光谱。该光谱提供了在源方向上Nh~10**24 cm**-2的大的中性气体柱的直接测量。该源在10 keV以上与3C 273一样明亮，具有陡峭的（伽马~1.8）光谱，没有任何证据表明至少150 keV的高能量截止。在较低的能量下，数据最好通过添加未吸收的反射分量来建模。将这些数据与先前的Ginga和ASCA观测结果相结合，Fe K $_α$和反射连续谱表明，再处理发射的响应速度比固有连续谱变化慢，表明再处理器的大小>= 2 pc。识别这样的再处理器与（接近边缘上）模糊环面，整体结果很好地符合统一模型，因为，大概，人们可以解释为由于通过环面的边缘传输和未吸收（直接观察）的反射分量，由于从环面内表面再处理的强吸收。
1999-02-01 astro-ph
The hidden X-ray Seyfert nucleus in 3C 273: BeppoSAX results
本文介绍了1997年1月BeppoSAXAO 1核心计划对3C~273的观测结果，并与1996年7月卫星科学验证阶段（SVP）的观测结果进行了详细的比较。虽然幂律是整个0.1-200 keV范围内数据的可接受表示，但有迹象表明，随着能量的增加，光谱变陡。我们的数据与SVP数据有所不同，在SVP数据中，发现了0.5 keV以下更陡峭的幂律，0.6 keV处的吸收特征和更突出的荧光铁线。我们的数据中冷/暖物质特征相对于SVP数据的减弱可能表明，在较高的光度下，在相对论性喷流中产生的无特征的连续谱抵消了任何热辐射和/或再处理辐射，而在1996年7月的较低状态期间，这两个分量几乎是可比的。我们的结论是，这个无线电-响亮的来源不仅显示了热盘状发射的证据，但也大量的冷物质上的X射线再处理。
1998-09-04 astro-ph
Testing Comptonisation models using BeppoSAX observations of Seyfert 1 galaxies
我们已经使用现实的康普顿化模型，以适应高质量的BeppoSAX数据的6个塞弗特星系。我们的主要工作是采用一个康普顿化模型，考虑到各向异性的软光子场。最重要的结果是第一散射阶的减少，这在出射光谱中产生中断（所谓的各向异性中断）。将这类模型拟合到宽带X射线谱上得到的热日冕物理参数（即温度和光学厚度）与文献中常用的幂律+截止模型拟合相同数据得到的热日冕物理参数有很大的不同。特别是，我们的最佳拟合与康普顿化模型在平板几何给出了一个温度一般大得多，光学深度小得多，比来自幂律+截止拟合，使用标准康普顿化公式。板状日冕模型的反射归一化估计值也较大。对于我们样本中的大多数物体，这两个模型给出的康普顿参数值都大于板状日冕几何形状中的预期，这表明X射线源配置更加“光子匮乏”。最后，这两个模型提供了不同的趋势和物理参数之间的相关性，这对数据的物理解释有重大影响。
2001-04-11 astro-ph
BeppoSAX Observations of Bright Radio Galaxies
BeppoSAX对宽线射电星系的观测表明，它们具有相当多的光谱特性，与射电宁静的对应物Seyfert 1相比有着重要的区别。在射电星系中，软光子经常被冷物质吸收。相比之下，在塞弗特1s中，软光子通常被温暖的气体吸收。在塞弗特1s中总是检测到的铁线并不总是存在于BLRG中，并且通常很弱。此外，小的铁线等效宽度似乎对应于射电星系中的弱反射分量。BLRG的新图景是复杂的。可能有几种X射线成分，喷流，吸积流和分子环，以不同的方式混合在不同的物体中，有助于产生它们的X射线光谱，并决定了观察到的变化。再处理特征的弱点可以通过非热（喷流）辐射对类似塞弗特的连续谱的稀释来解释，或者通过一种吸积气体来解释，这种气体在靠近黑洞的地方是热的，几何上是厚的，而在更大的半径处是冷的，几何上是薄的（即能够再处理初级X射线辐射）。
2000-05-30 astro-ph
BeppoSAX observations of Seyfert 1s in the Piccinotti sample I: poorly studied sources
在这项工作中，我们提出了两篇论文的第一个专门研究的X射线光谱特征的塞弗特1星系的Piccinotti样本。特别是，我们在这里分析BeppoSAX宽带（0.1-100千电子伏）数据的4个对象，尽管他们的X射线亮度，一直以来很少研究，由于他们的后期识别活动星系核;这些是H 0111 -149（MKN 1152）、H 0235 -525（ESO 198-G24）、H 0557 -385（IRAS F05563-3820）和H1846-786（IRAS F18389-7834）。我们假设所有的源的基线模型，其中包括一个指数截止加上反射分量和铁K_α线的幂律;我们还搜索了本征吸收和/或软过剩分量的存在。我们的分析表明，在两个对象（H 0557 -385和H 0111 -149）的复杂吸收的存在下，最好由两个均匀的吸收体，一个冷，一个暖的组合来描述。仅在一个源H 0557 -385中测量到软过量分量。主要的连续最好的描述是一个典型的幂律（伽玛=1.7-2），在40-130 keV的范围内的高能量截止。冷反射分量可能存在于所有光源中，其值范围从小于0.6到大于2。在4个物体中的3个中，我们发现了具有典型的Seyfert 1 s（100-200 eV）的等效宽度的冷铁线。
2003-10-09 astro-ph
BeppoSAX view of NGC 526A: a Seyfert 1.9 galaxy with a flat spectrum
在本工作中，我们报告的BeppoSAX观测的Seyfert 1.9星系NGC 526 A在带0.1-150 keV。机载的高能量仪器PDS首次成功地测量了该源在13-150 keV范围内的光谱。所有窄场仪器的综合分析提供了~ 1.6的幂律光谱指数，并证实了该源的平坦光谱性质。虽然NGC 526 A在2-10 keV之间的变化很大，但它的光谱形状在这些时间尺度上保持不变。Fe K-α线，其特征在于一个复杂的结构，已被检测到在6-7千电子伏的范围。这条谱线的等效宽度为120 eV，与在N_H约为10^22 cm^-2的吸收环中产生的谱线不一致，但最有可能是在吸积盘中以约42 °的中间倾角观察时产生的反射。然而反射分量很小（R < 0.7），因此不足以使光谱陡峭到更典型的活动星系核的光子指数值。相反，我们发现，数据是更一致的平坦的功率定律频谱截止在100千电子伏左右加上一个小的反射组件，可以解释所观察到的铁线。因此，NGC 526 A是唯一一个真正的塞弗特2星系，即使在考虑宽带数据时也保持着“平坦光谱”：在这个意义上，它的性质，相对于塞弗特2的一般类别，与NGC 4151相对于绝大多数塞弗特1的性质类似。
2001-10-05 astro-ph
Compton reflection and iron fluorescence in BeppoSAX observations of Seyfert type 1 galaxies
用BeppoSAX观测到的9个明亮的Seyfert 1和NELG型星系的样本进行了分析，以评估在真正宽带基础上（0.1-200千电子伏）的康普顿反射和来自环核气体的铁线荧光的光谱贡献的问题。直接连续统采用的经验描述是常用的指数截止的幂律。对理论预测的最直接检验，即线的等效宽度W α和相对于直接连续谱的反射强度R彼此密切相关，给出了一个基本上肯定的结果，即它们的平均比率非常接近于预期，并且似乎暗示只有适度的铁丰度分布。R与幂律斜率Gamma之间存在陡峭的相关性，这一点尚未得到证实。一个薄弱的证据发现，存在一个非常浅的趋势，增加平均伽马不能完全排除在R和W阿尔法，但需要用更大的样本进行测试。指数截止的能量Ef跨越从约80到大于300 keV的范围。发现了一种可能的相关性，Ef随Gamma平均增加：如果忽略，例如通过在样本研究中将Ef保持在固定值，则可能导致R和Gamma之间的相关性人为变陡。
2002-05-03 astro-ph
The hard X-ray properties of the Seyfert nucleus in NGC 1365
本文介绍了在0.1- 100 keV范围内对Seyfert 1.8星系NGC 1365的BeppoSAX观测结果。该光源比3年前ASCA观测时亮6倍。在BeppoSAX观测期间，4- 10 keV通量变化很大，而软（0.1-4 keV）发射在误差范围内是恒定的。为了解释观测到的光谱，需要冷反射体、热反射体和冷吸收体。ASCA和BeppoSAX光谱之间的比较有力地表明，环核物质具有比简单的均匀环面更复杂的结构，沿着不同的视线具有完全不同的吸收气体柱。谱中还出现了宽的铁K_α线，其峰值能量明显红移。这可以用相对论盘线模型来解释。另外，一个N_H ~ 10^23 cm^（-2）的暖吸收Fe线系统可以解释观测到的谱线轮廓。
2000-02-08 astro-ph
Unveiling the AGN powering the "Composite" Seyfert/Star-forming galaxy NGC 7679: BeppoSAX and ASCA results
我们讨论BeppoSAX观测和档案ASCA数据的NGC 7679，附近，几乎面对SB 0星系中的恒星暴和活动星系核活动共存。X射线观测揭示了一个明亮的（L_{0.1-50 keV} \sim 2.9 \times 10^{43} erg s^{-1}）和可变源，其最小观测到的倍增/减半时间尺度为\sim 10 - 20 ksec。光子指数为Γ \sim 1.75和吸收很小（N_H < 4 \times 10^{20} cm^{-2}）的简单幂律可以再现NGC 7679从0.1到50 keV的光谱。这些X射线特性是NGC 7679核中塞弗特1活动的明确迹象。红外辐射、光谱学和Hα成像显示，在光学和红外波段占主导地位的星暴活动明显被X射线波段的活动星系核所掩盖。虽然乍看之下，这与在其他星暴-活动星系核星系（例如NGC 6240、NGC 4945）中观察到的相似，但最引人注目的是，NGC 7679的X射线光谱似乎没有被高度吸收。像NGC 7679这样的天体的主要特点不是它们的星暴强度，而是与其X射线光度相比，塞弗特1核的光学强度明显较弱。迄今为止，NGC 7679是为数不多的几个Seyfert 1/ Starburst复合材料的宽带X射线特性已被详细研究。这里提出的结果意味着，光学和红外光谱可能是非常低效的揭示活动星系核的存在，在这些类型的对象，而不是清楚地揭示了从X射线光谱和可变性的调…
2001-06-25 astro-ph
BeppoSAX/PDS identification of the true counterpart of the Piccinotti source H0917-074
BeppoSAX/PDS望远镜在Piccinotti源H 0917 -074周围的~1.3度视场中偶然发现了高能辐射。BeppoSAX/NFI的重新指向使该发射与位于H 0917 -074的原始HEAO 1/A2错误框内的塞弗特2星系MCG-1-24-12相关联。这是PDS第一次偶然发现塞弗特2星系，也是第一次在X射线领域探测到MCG-1-24-12。MCG-1-24-12的2-10 keV测量通量约为1 x 10^（-11）erg cm^（-2）s^（-1），与Piccinotti HEAO-1/A2观测结果一致。这比EXO 0917.3 -0722观测到的大6倍，EXO 0917.3 -0722最初被认为是Piccinotti源的对应物。MCG-1-24-12的2-10 keV能谱显示出Fe K_α发射和~8.7 keV的吸收特征。在高能量下，塞弗特2仍然占主导地位，观测到的20-100 keV通量约为4 x 10^（-11）erg cm^（-2）s^（-1）。
2002-08-21 astro-ph
Soft X-ray spectroscopy of Compton-thick Seyfert 2 galaxies with BeppoSAX
我们利用BeppoSAX对明亮的康普顿厚度的Seyfert 2s NGC 1068和Circinus星系进行了X射线光谱研究。Matt等人（1997年和1998年）将4 keV以上的光谱解释为康普顿反射和核辐射的暖等离子体散射的叠加。当这个连续向下外推到0.1千电子伏，进一步的组件出现。NGC 1068光谱中有丰富的发射线，主要是由于类氦元素从氧到铁的K-α跃迁，加上中性铁的K-α荧光线。如果电离线起源于温暖的散射体，它的热和电离结构一定是复杂的。根据连续谱和谱线的性质，我们估计热散射体的柱密度小于几个10^21原子/cm/cm。在圆规星系中，不存在高度电离的铁，这与电离参数U<5、密度约为10^22原子/cm/cm的几倍的散射介质相一致。在这两种情况下，中性铁谱线最自然地解释为介质中的荧光，负责康普顿反射连续谱。在NGC 1068中，需要kT~500 eV的光学薄等离子体发射和强烈的亚太阳金属丰度，而这样的分量在圆规星系中只是边缘的。我们初步确定这一组成部分的排放扩散热气体的核星爆。金属耗尽的可能原因进行了讨论。
1999-05-20 astro-ph
The broad band spectrum and variability of Seyfert 1
本文综述了近年来关于Seyfert 1星系X射线光谱和光变的研究结果。还介绍并简要讨论了BeppoSAX号卫星观测的新光谱结果。
2000-07-08 astro-ph
A simultaneous XMM-Newton and BeppoSAX observation of the archetypal Broad Line Seyfert 1 galaxy NGC 5548
我们报告了一个长期的XMM-牛顿观测的光谱分析研究，中等亮度宽线塞弗特1星系NGC 5548。源是在历史上的平均亮度，我们发现硬（3-10千电子伏）光谱可以很好地拟合的幂律光子指数γ ~ 1.75，连同反射。硬X射线光谱的唯一特征是在6.4 keV附近有一条窄的发射线，等效宽度约为60 eV。这条线的能量和强度与来自远离中央连续源的“中性”铁的荧光一致。我们没有发现广泛的铁K线的证据，上限远低于以前的报告，这表明内吸积盘现在是不存在的或高度电离的。同步BeppoSAX数据的添加允许分析扩展到200千电子伏，产生重要的限制全反射。将硬X射线幂律外推至0.3 keV，显示在~ 0.7 keV以下存在明显的“软过剩”。适当津贴后，一个复杂的温暖的吸收体的影响，测量与XMM-牛顿RGS，我们发现软过剩更好地描述为一个平滑向上的曲率在连续通量低于2千电子伏。软过量可以通过康普顿热发射或通过从高度电离的盘的表面增强反射来建模。
2003-02-03 astro-ph
Testing Comptonizing coronae on a long BeppoSAX observation of the Seyfert 1 galaxy NGC 5548
我们测试精确的模型的康普顿化光谱的高质量数据的BeppoSAX长期看NGC 5548，允许不同的几何形状的散射区域，不同的温度的输入软光子场和不同的视角。我们发现，BeppoSAX数据很好地代表了一个平面平行或半球形的日冕在倾角为30 $^{\circ}$。对于这两种几何形状，软光子的最佳拟合温度接近15 $^{+3}_{-9}$ eV。热等离子体温度和光学厚度的最佳拟合值分别为：平板的$kT_{\rm e}\simeq$ 250- 260 keV和半球的$τ\simeq$ 0.16- 0.37。这些值与通过幂律+截止近似拟合数据得到的康普顿化分量值（$kT_{\rm e}\lta$ 60 keV，$τ\simeq$ 2.4）有很大不同。这是由于在各向异性几何结构中精确的康普顿化谱显示出“固有”曲率，这降低了高能量截止的必要性。的Comptonization参数推导出的板模型{是}大于预测的两相平面平行电晕的能量平衡，这表明一个更“光子饥饿”的几何是必要的。在观测的中心部分发生的耀斑期间检测到的光谱软化对应于康普顿化参数的降低，这可能与软光子光度的增加有关，{硬}光子光度保持不变。
2000-04-10 astro-ph
A long hard look at MCG-6-30-15 with XMM-Newton and BeppoSAX
本文总结了用XMM-Newton和Beppo-SAX对明亮的Seyfert 1星系MCG-6-30-15进行的320 ks观测的初步结果。
2003-08-26 astro-ph
The variability of the Seyfert galaxy NGC 2992: the case for a revived AGN
我们报告的过渡到一个活跃的状态，在塞弗特1.9星系NGC 2992的核，发现通过新的硬X射线数据。1978年至1994年，2-10千电子伏的通量下降了约20倍，但最近在1997年和1998年进行的两次BeppoSAX观测发现，核发射又回升到1978年观测到的同一活动水平。在BeppoSAX的两次观测中，该源的X射线谱都很好地表现为幂律，谱指数γ ~ 1.7，被N_H ~ 10^{22} cm^{-2}的柱密度吸收，并以突出的铁Kα线为特征。虽然在第二个BeppoSAX数据集中，谱线特性似乎与吸积盘模型中预期的一致，但在第一个BeppoSAX数据集中，铁的特征相当特殊。加宽并不显着，线能量为E_{Kα} =6.62 +/- 0.07 keV，表明来自高度电离铁的发射。该谱线具有太高的等效宽度（~ 700 eV），无法由热散射介质产生。通过比较这些数据与以前在文献中的数据，我们解释了重建吸积盘的不同阶段的光谱和流量的变化。椎间盘重建的时间估计在1到5年之间。X射线数据补充了发现X射线爆发后1.5个月拍摄的光学和近红外后续光谱。光谱的特征在于突出的宽发射线。也有证据表明，在H和K波段的热尘埃排放，但可能仍在增加的过程中。
2000-01-07 astro-ph
The BeppoSAX observation of Mrk 766
1997年5月，BeppoSAX对窄线塞弗特1星系Mrk 766进行了观测。在观测过程中，源在通量和光谱上都是相当可变的。的变异性是最大的约2千电子伏，可能是由于在温暖的吸收剂性能的变化。至少在观察的第一部分中，清楚地检测到氧气线。7.5 keV附近的边缘，加上没有任何可检测的铁线，表明初级X射线被轻度电离的圆盘再处理，或者被更厚、更电离的材料吸收。
2000-09-20 astro-ph
On the Origin of the FeK$α$ Line in the Seyfert 2 Galaxy NGC 7172
用BeppoSAX窄场仪器对Seyfert 2星系NGC 7172进行了两次观测，间隔约一年。正如在以前的观察中发现的，该源在短时间尺度（小时）上是可变的，其因子为$\sim$ 30%，证实了中心存在1型细胞核。在两次观测之间，在较长的时间尺度上观察到了强烈的通量变化（因子为2）。事实上，1997年11月，BeppoSAX探测到有记录以来最低的通量。用BeppoSAX窄场仪器获得的宽带光谱显示出反射成分的微弱证据。这种结构可以解释以前在2-10 keV波段观察到的非常平坦的光谱。在两次观察中还检测到FeK $α$线。即使相关的大误差不能排除某些变异性，谱线强度在两次观测之间似乎几乎保持不变。为了了解这条线的起源问题，还使用了以前用其他卫星进行观测的数据。最好的方案是，谱线产生于距离连续谱源区域大约8光年的地方，而不是起源于吸积盘。在活动星系核的标准统一模型框架内，这表明它的起源位于分子环中。
2001-01-18 astro-ph
BeppoSAX view of radio-loud Active Galactic Nuclei
对BeppoSAX号卫星公共档案中的大量射电噪声活动星系核样本进行了系统分析。样本包括3个窄线射电星系（NLRG），10个宽线射电星系（BLRG），6个陡谱射电类星体（SSRQ）和16个平谱射电类星体（FSRQ）。根据统一模型，这些类别对应于具有增加的视角的对象。正如预期的那样，FSRQ中清楚地出现了非热束组件的存在。这类恒星实际上是一个没有特征的连续体（3C 273除外），并且平均光谱斜率明显更平坦。相反，非热多普勒增强辐射的痕迹是难以捉摸的其他类。我们发现射电噪活动星系核中的铁线等效宽度（EW）一般比Seyfert 1星系弱，并证实了X射线Baldwin效应的存在，即EW随2- 10 keV光度（L）从Seyfert到BLRG和类星体而减小。由于EW-L反相关也存在于无线电安静AGN单独，这种效果不能完全归因于一个强烈的光束喷流组件。可能的替代解释进行了探讨。
2005-11-29 astro-ph
The hard X-ray spectrum of the Seyfert galaxy IRAS 18325-5926: cool corona, reflection from an ionized disk and variable iron K emission
本文报道了在XMM-Newton之前从各种X射线观测站获得的Seyfert星系IRAS 18325-5926（=Fairall 49）的X射线谱的分析结果，包括两个RXTE和一个BeppoSAX观测的新结果。一个相对陡峭的连续斜率（光子指数为~2.2）在2-15 keV带被证实。用BeppoSAX PDS观测到的连续谱表明，在能量高于30 keV时可能发生翻转，表明康普顿化日冕比其他塞弗特核更冷。高于2千电子伏的X射线光谱最好用一个模型来解释，该模型包括从具有显著相对论模糊的高度电离盘的反射。铁的K-α发射特征主要是由于FeXXV。最近的七次观测表明，铁钾的发射通量似乎遵循几个月到几年的观测之间的连续性，尽管有些例外表明，线强度可能以更复杂的方式确定。
2003-09-16 astro-ph
Constraining the black hole mass and accretion rate in the narrow-line Seyfert 1 RE J1034+396
本文综合研究了窄线Seyfert 1星系RE J1034+396的光谱，总结了William Herschel 4.2 m望远镜（WHT）、哈勃空间望远镜、极紫外探测器、ROSAT、ASCA和BeppoSAX的观测资料，从光学到X射线的信息。BeppoSAX光谱揭示了一个软的组成部分，这是很好地代表了两个黑体与kT约60 eV和160 eV，模仿预期从一个热的，光学厚吸积盘周围的低质量黑洞。这是证明了我们的建模的光学X射线核连续，约束的物理参数的NLS 1的第一次。模型表明RE J1034+396可能是一个具有近侧吸积盘（与盘轴成60 - 75度）的系统，以近爱丁顿速率（0.3 - 0.7 L_edd）吸积到一个低质量（约200万太阳质量）的黑洞上。
2000-11-21 astro-ph
Bright Radio Galaxies with BeppoSAX
虽然ASCA已经指出射电星系和Seyferts星系之间有很强的相似性，但有些射电星系似乎不太符合射电宁静活动星系核的冷薄吸积盘模型。BeppoSAX对3C390.3和半人马座A的观测表明，这些源中存在负责光子再处理的冷物质，但不一定靠近主X射线源。宽线射电星系3C111的无特征光谱表明X射线源附近没有冷物质，或者存在强烈的喷流X射线成分。
1998-11-30 astro-ph
X-rays from Radio-Galaxies: BeppoSAX Observations
我们简要回顾BeppoSAX观测X射线明亮的射电星系。它们的X射线光谱是相当不同的，也许令人惊讶的是，任何类似的射电大声活动星系核和塞弗特星系之间的例外，而不是规则。当被探测到时，后处理特征（铁线和反射）通常很弱，这表明有两种可能的情况：（1）非热（喷流？）在射电强天体中，辐射稀释了来自吸积盘的X射线辐射，或者（2）由于吸积盘本身的不同特性，X射线后处理材料对向的立体角在射电强活动星系核中比在射电静活动星系核中小。
2000-04-20 astro-ph
The nature of the "Composite" Seyfert/Star-forming Galaxies
本文介绍了BeppoSAX对三个合成赛弗特/恒星形成星系IRAS 20051-1117、IRAS 04392-0123和IRAS 01072+4954的观测结果。这些源属于ROSAT全天巡天（Moran等人，1996）中检测到的一类神秘的X射线源，该巡天由6个低红移星系组成。它们的光谱具有HII星系的特征，而X射线光度（< 10^{42}尔格/s）则具有典型的塞弗特星系的特征。IRAS 20051-1117显示了由幂律很好描述的2-10 keV光谱，光子指数= 1.9和低固有吸收。这个结果，通量（2-10 keV）/通量（[OIII]）的比值和检测到的显著X射线变化，清楚地排除了该源的康普顿厚性质。IRAS 04392-0123和IRAS 01072+4954的BeppoSAX通量比以前的ROSAT观测小约50-80倍，导致统计数据不佳，无法进行详细建模。
2003-04-02 astro-ph
Mkn 463 field observed by BeppoSAX
在这项工作中，我们提出的MKN 463字段进行的MECS仪器在1.8-10.5千电子伏波段的BeppoSAX。Mkn 463场是一个充满被吸收X射线源的河外场的例子：除了Seyfert 2星系Mkn 463和著名的类星体PG 1352+183（唯一没有显示出吸收的天体），另外两个天体的柱密度超过了银河值。第一颗1 SAX J1353.9+1820是来自BeppoSAX高能大区域巡天（HELLAS）的红色类星体。第二个1 SAX J1355.4+1815在光学上还没有被确认，但它的X射线光谱特征表明它也是一个隐藏在大柱密度后面的活动星系核。
2001-10-23 astro-ph
BeppoSAX Observations of the Maser Sy2 Galaxy: ESO103-G35
我们对Seyfert 2/1.9星系ESO 103-G35进行了BeppoSAX观测，该星系含有一个核脉泽源，已知它在X射线中被大量吸收。对1996年10月和1997年10月SAX观测到的X射线光谱进行分析，得出光谱指数为0.74+/-0.07，这是典型的塞弗特星系，与早期对该源的观测结果一致。强而软的X射线吸收的柱密度为1.79E（23）/cm ^2，再次与早期的结果一致。最佳拟合的光谱是具有29+/-10 keV的高能截止的幂律，具有EW 290 eV的冷的、边缘分辨的Fe K α线（1996）和在7.37 keV处的轻度电离的Fe K边缘。K α线和冷吸收与吸积盘/环面中的起源一致，我们的视线以$\sim 50$ pc的径向距离通过该吸积盘/环面。Fe的K-边缘是轻度电离的，这表明电离气体的存在可能在内部吸积盘，靠近中心源或在一个单独的温暖的吸收体。数据质量太低，无法区分这些可能性，但水脉泽发射所暗示的边缘几何形状有利于前者。与ESO 103-G35的早期观测结果相比，光谱参数几乎没有变化，而通量在几个月的时间尺度上变化了几个因子。在1996年10月至1997年10月期间，2- 10 keV通量下降了2.7倍，计数率>20 keV时没有可检测到的变化，这表明恒定或延迟响应反射分量。高能量截止值低于塞弗特星系中典型的300 keV值。一个重要的子集类似的来源将影响目前的模型AG…
2001-04-06 astro-ph
The formerly X-ray reflection-dominated Seyfert~2 galaxy NGC6300
本文介绍了对明亮的Seyfert 2星系NGC 6300的BeppoSAX观测结果。通过康普顿薄吸收体（NH ~ 3x10^23 atomoms/cm/cm）可以看到来自活动核的快速变化的辐射。一个具有异常高的反射率（R ~ 4.2）的康普顿反射分量，以及与两年半前由RXTE测量的反射占主导地位的光谱的比较表明，NGC 6300属于“瞬态”活动星系核，经历了长期和重复的低活动期。光谱转换提供了支持的想法，康普顿厚和康普顿薄X射线吸收体在塞弗特2星系是去耦，前者是最有可能与“环面”，而后者可能是位于更大的距离。
2001-11-07 astro-ph
Investigating the central engine of Seyfert 2 galaxies with and without Polarized Broad Lines
本文研究了两个Seyfert 2星系样品的硬X射线辐射，包括有和没有偏振宽线（PBL）。在硬X射线领域，吸收效应不会显著改变固有发射，从而使我们能够直接访问中央引擎。本研究的目的是比较两个塞弗特2子类的主要排放，以调查其中央引擎的性质，并测试统一的模型，根据该模型，他们都有一个隐藏的塞弗特1核。计算了用BeppoSAX/PDS（15-136 keV）观测的Seyfert 2星系在有和没有边界层时的平均硬X射线谱。这两个光谱有一个共同的一般行为乍一看，但深入研究，我们发现在两类塞弗特2星系的内在属性的差异。Sy 2与偏振宽线的物理条件接近的Sy 1星系，而Sy 2没有PBL的差异很大，这表明他们可能有一个特殊的地方，在赛弗特星系的计划。
2003-11-04 astro-ph
The hard X-ray spectrum of Compton-thick Seyfert 2 galaxies and the synthesis of the XRB
本文提出了一个适用于2型活动星系核的宇宙X射线背景（XRB）综合模型，该模型包括对吸收物质中康普顿散射的适当处理。在高红移时，2型活动星系核的相对重要性降低的证据被发现，这可能是由于遮蔽源的相对数量减少，或者（更可能）由于康普顿厚吸收源的比例增加。只有采用BeppoSAX/MECS测量的XRB标准化，才能同时拟合XRB谱、软X射线和硬X射线源计数。
1999-12-16 astro-ph
Accretion Properties of A Sample of Hard X-ray (<60keV) Selected Seyfert 1 Galaxies
我们研究了42个硬（3- 60 keV）X射线选近宽线活动星系核的吸积性质。样品中的能量范围比以前类似研究中通常使用的更硬。这些活动星系核主要是由RXTE全天巡天（XSS）编制的，并由已发布的INTEGRAL活动星系核目录补充。根据H $β$宽发射线的光谱，导出了活动星系核的黑洞质量、辐射热光度和爱丁顿比。在我们的样品中，硬X射线（3- 20 keV）和测辐射热光度/线光度之间的紧密相关性被很好地确定。还确定了一个强的反鲍德温关系的H $β$发射线。此外，所有这些硬X射线活动星系核偏向于具有高爱丁顿比（大多在0.01到0.1之间）和低柱密度（$<10^{22} \mathrm{cm^{-2}}$）的发光天体，这很可能是由于巡天的选择效应。因此，硬X射线光度与黑洞质量密切相关。我们相信，在未来几年内，通过正在进行的Swift和INTEGRAL任务，以及接下来的高级任务，如NuSTAR，Simbol-X和NeXT，样本的完整性将得到改善。最后，RFe（=光学Fe II/H $β$）和磁盘温度之间的相关性评估由$T\propto (L/L_{\mathrm{Edd}})M_{\mathrm{BH}}^{-1}$导致我们建议，Fe II发射的强度主要是由电离光谱的形状。
2008-11-20 astro-ph
