Radiative Transfer Modeling of Three-Dimensional Clumpy AGN Tori and its Application to NGC 1068
最近对NGC 1068和其他活动星系核的观测支持这样一种观点，即活动星系核的中心超大质量黑洞和吸积盘周围有一个几何和光学厚度都很大的尘埃环。在2型活动星系核中，环面大致是从侧面看到的，导致中心辐射源的遮蔽和10微米附近的硅酸盐吸收特征。虽然目前大多数的环面模型都能平滑地分布尘埃，但越来越多的证据表明尘埃必须排列在云中。我们描述了一种新的方法来模拟近红外和中红外发射的三维clustertori使用蒙特卡罗模拟。我们计算的辐射场的各个云在不同的距离AGN和分布这些云的环面区域内。单个云的属性和它们在环面内的分布是从接近引力势剪切极限的自引力云的理论方法确定的。我们证明，块状活动星系核环面可以克服的问题过于明显的硅酸盐功能。最后，我们提出了模型计算的原型塞弗特2星系NGC 1068，并比较它们最近的高分辨率测量。我们的模型是能够再现SED和干涉观测的NGC 1068在近红外和中红外。
2006-02-22 astro-ph
AGN dust tori at low and high luminosities
活动星系核统一方案的一个基石是光学和几何厚尘埃环的存在。它为解释1型活动星系核和2型活动星系核的区别提供了遮蔽。我们研究了尘埃分布对环面爱丁顿极限的影响。对于光滑的尘埃分布，仅在尘埃上的Eddingtion限制是5个数量级以下的电子散射在一个完全电离的等离子体的限制，而cluerous尘埃环有一个爱丁顿限制略大于经典的。我们研究了活动星系核在低光度和高光度下的行为。对于~10^42 erg/s量级的低光度，环面改变了它的特性，遮蔽变得不足。在高光度区域，星团环面可以表现出与“后退环面”图像一致的行为。导出的2型天体的光度依赖分数与最近的观测结果一致。此外，在一个团簇的亮度依赖的覆盖因子可以解释的存在下，宽线活动星系核与高柱密度的X射线。
2007-07-02 astro-ph
The High-Ionization Nuclear Emission-Line Region of Seyfert Galaxies
最近，Murayama & Taniguchi提出Seyfert核的高电离核发射线区（HINER）的一个重要部分来自尘埃环面的内壁，这是因为1型Seyfert核（S1s）相对于2型Seyfert核（S2s）表现出过量的HINER发射。这意味着来自HINER的辐射具有各向异性性质，因此HINER辐射的统计性质可以用于研究各种类型的Seyfert核的尘埃环面的视角。为了研究各种类型的Seyferry的视角，我们将此HINER测试应用于它们。我们的主要结果如下。(1)与S2相比，NLS 1从更正面的角度来看尘土飞扬的圆环。然而，NLS 1的HINER属性与S1的HINER属性无法区分。(2)1.5型塞弗茨似乎包括异质种群。(3)1.8型和1.9型Seyferts天体以及具有宽Pa_beta线或偏振宽Balmer线的天体都是从大倾角观测到的，它们的BLR辐射通过尘埃环的光学薄部分到达我们。这三个结果有力地支持了目前的塞弗特核统一模型。（4）[Fe X]6374与低电离发射线的线比[Fe VII]6087具有更大的各向同性。因此，[Fe X]发射对于研究Seyfert核中尘埃环的视角是没有用的。最合理的原因似乎是[Fe X]发射在空间上扩展，因此其强度倾向于显示较少的视角依赖性。
2000-03-04 astro-ph
How Do We See the Nuclear Region (r < 0.1 pc) of Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies?
我们提出了两个统计检验来研究我们如何看到窄线塞弗特1星系（NLS 1s）的核区域（r < 0.1 pc）。1)高电离核发射线区（HINER）测试：赛弗特1星系（S1s）比赛弗特2星系（S2s）具有系统性更高的[Fe VII] lambda 6087与[O III] lambda 5007的通量比。这被解释为[Fe VII] lambda 6087发射的很大一部分来自S2s中看不到的尘埃环的内壁（Murayama & Taniguchi 1998 a，b）。2)中红外测试：S1的L波段（3.5微米）与IRAS 25微米波段的通量比系统性高于S2。这也可以解释为，L波段发射的很大一部分来自尘埃环的内壁，因为环的光学厚度足以吸收L波段发射，如果环几乎从边缘观察的话（Murayama et al. 2000）。将这些测试应用于NLS 1的样本，我们发现NLS 1可能具有与S1几乎相同的性质。
2000-05-08 astro-ph
Parsec-Scale Jets and Tori in Seyfert Galaxies
是什么导致活动星系核的射电辐射分为非常强和非常弱的两种？也许发动机是相同的，但在无线电安静的物体中，喷流会被密集的ISM干扰，或者发动机本质上是不同的，喷流功率随黑洞旋转而缩放。为了区分，人们可以在环境影响变得重要之前，寻找喷流和NLR之间的相互作用，并使用VLBI测量靠近核心的喷流速度。我们发现，在射电宁静活动星系核中，喷流的速度变慢，并且有更大的弯曲倾向，而且单边性和平谱核可能是由于遮蔽造成的。
2000-12-07 astro-ph
Spectral Energy Distributions of Seyfert Nuclei
本文给出了塞弗特星系扩展CfA样本在0.4- 16微米范围内的核谱能量分布。从1- 16微米的光谱指数范围从α_IR 0.9到3.8。光谱的形状与Seyfert型有关，即在Seyfert 2s中出现较陡的核SED（nu*f_nu随波长的增加而增加），而在Seyfert 1-1.5s中出现较平坦的SED（nu *f_nu常数）。光学分类为塞弗特1.8s和1.9s的星系显示的α_IR值与1型天体相同，或介于塞弗特1 s和塞弗特2s之间。许多塞弗特1.8- 1.9 s的中等SEDs可能与通过中等数量（A_V <5等）的前景星系消光观察到的纯塞弗特1的存在相一致。然而，我们发现，10%至20%的星系与广泛的光学线组件有陡峭的红外SED。环面模型通常采用高赤道不透明度来再现Seyfert 1 s和2s的红外特性，导致红外SED的二分法（1 s型平坦，2s型陡峭）。然而，在我们的样本中没有观察到这种二分法。在第2类天体中观测到的光谱指数范围很广，缺乏非常陡峭的SED，以及大量具有中间光谱指数的天体无法与现有光学厚环面模型的预测相协调。我们讨论了可能的修改，以改善环面模型，包括低光学深度环面，cluely-dusty环面，和高光学深度环面与扩展的光学薄组件。
2003-03-27 astro-ph
Probing the dusty environment of the Seyfert 1 nucleus in NGC 3783 with MIDI/VLTI interferometry
我们提出了中红外光谱干涉测量的塞弗特1型核的NGC 3783。尘埃环核环境的空间分辨和紧凑的发射的波长依赖性进行了讨论。这些观测是用甚大望远镜干涉仪的N-band射电望远镜进行的。光谱和紫外光谱的光谱分辨率为30，波长范围为8至13微米。对于解释，我们开发了一个简单的尘埃盘模型与小和可变的覆盖因子。在65和69米的基线处，测得的维生素范围为0.4至0.7。N带光谱显示出所测量的通量随波长单调增加，在10微米附近没有明显的硅酸盐特征。我们发现，中红外辐射的核心，可以复制一个扩展的尘埃盘或环面的辐射尘埃云的覆盖因子小。我们对NGC 3783的中红外观测结果与一个云状的环核尘埃环境相一致。用低覆盖因子的尘埃环解释支持了活动星系核统一方案的一个clusterian版本。推断的大小和光度与尘埃混响大小和光学和X射线观测的辐射热光度吻合得很好。
2008-06-03 astro-ph
Jet-cloud collisions in the jet of the Seyfert galaxy NGC3079
我们报告的结果，从一个六年，多历元甚长基线干涉测量监测的塞弗特星系NGC 3079。我们在1999年至2005年的八个时期内观测到了NGC 3079，主要在5GHz，但覆盖了1.7GHz至22 GHz的频率范围。利用我们1985年以来的观测数据，我们发现三个可见核射电分量中的两个的分离经历了两次减速。在这些减速时，其中一个组件的通量密度分别增加了五倍和两倍。我们解释这些事件作为一个无线电射流组件进行压缩，可能是由于碰撞ISM材料。这一解释有力地支持了在距NGC 3079中央发动机的最初几个秒差距内，喷流被稠密的云团所包围。此外，根据最近发表的模拟射流相互作用与clustrial媒体，这种情况下是能够解释的性质的两个额外的区域的老化同步加速器材料检测在较低的频率作为副产品的这种相互作用，以及在NGC 3079中观察到的kpc尺度的超级气泡的起源作为结果的传播的动量的射流阻碍自由传播。这种情况下的概括提供了一个解释，为什么喷流在塞弗特星系不能传播到kpc的规模，在射电响亮AGN的喷气机。
2007-02-19 astro-ph
Comparison of Nuclear Starburst Luminosities between Seyfert 1 and 2 Galaxies Based on Near-infrared Spectroscopy
本文报道了CfA和12微米样品中23个Seyfert 1星系的红外K波段（2-2.5微米）和L波段（2.8-4.1微米）狭缝光谱。多环芳烃（PAH）的发射功能在3.3微米的L波段主要用于研究这些星系的核恒星形成活动。3.3微米的PAH排放检测在10个来源（=43%），表明检测核恒星形成的一个显着的赛弗特1星系的一部分是可行的。对于PAH探测到的核，PAH发射的表面亮度值与典型的星爆一样高，这表明PAH发射探测了中央活动星系核（AGN）周围尘埃环中假定的核星爆。根据观测到的3.3微米多环芳烃发射光度，定量地估计了核星爆的大小。估计的星暴亮度相对于一些指标的活动星系核的权力，在这些Seyfert 1 s的32个Seyfert 2s在相同的样本，我们以前观察到的比较。我们发现，有没有显着的差异，在核星暴活动星系核光度比之间的Seyfert 1和2星系，核星暴光度与活动星系核功率在这两种类型的Seyfert。我们的研究结果有利于一个稍微修改的活动星系核统一模型，它预测发生在尘埃环面的Seyfert的核星暴物理连接到中央活动星系核，而不是经典的统一范式，其中尘埃环面简单地隐藏中央活动星系核的Seyfert 2s和重新处理活动星系核辐射的红外尘埃发射在Seyfert。在CfA和12微米样品中的塞弗特1 s之间，核恒星形成特性没有显著差异。
2004-08-24 astro-ph
The Unified Model of Active Galactic Nuclei: II. Evolutionary Connection
（略）我们收集了一个由243个具有红移$z\le 0.05$的邻近Seyfert星系组成的样本，以检验统一方案。该样品含有94个BLS 1、44个NLS 1、36个X射线吸收的HBLR S2、42个X射线吸收的非HBLR S2和27个X射线未吸收的Seyfert 2s（未吸收的非HBLR S2和HBLR S2）。我们发现：1）NLS 1的黑洞质量小于BLS 1; 2）HBLRS 2的黑洞质量分布与BLS 1相同; 3）吸收的非HBLR S2的黑洞质量小于HBLR S2; 4）未吸收的非HBLR S2的黑洞质量最大。这样我们就得到了一个黑洞质量由小到大的队列：窄到宽的线塞弗特星系，为塞弗特星系的演化序列提供了新的证据。我们发现，在NLS 1 s和吸收的non-HBLR S2 s的环面的开口角显着小于在BLS 1 s和HBLR S2 s。黑洞的增长和环面张开角的增大决定了Seyfert星系的各种形态。我们还发现，未被吸收的塞弗特2星系可能是由于低的气体尘埃比在本样本。这表明，恒星形成的历史可能是不同的，从吸收的塞弗特2星系，显示抑制恒星形成的黑洞活动的证据。我们概述了一个新的统一方案的基础上的取向假设：塞弗特星系可以统一，包括黑洞的增长，爱丁顿比，改变开角的环面和气体尘埃比的环面。Seyfert星系最终趋向于演化为未吸收的非HBLR Seyfert 2星系，其中黑洞以低吸积率吸积，宽线…
2007-02-10 astro-ph
Observing the Seyfert 2 nucleus of NGC 1068 with the VLT Interferometer
尘埃环面被认为在确定活动星系核（AGN）的物理特性方面起着至关重要的作用，但由于缺乏高分辨率的中红外成像，对其性质的研究一直停滞不前。最近，在这一领域取得了期待已久的突破：活动星系核附近的NGC 1068是第一个用中红外干涉仪观测的河外天体，从而获得了研究所谓的环面所需的角分辨率。在这一过程中，首先简要回顾活动星系核的研究领域，重点是尘埃环模型。其次，讨论了关键天体NGC 1068的一般性质。第三，提出了一个第一次尝试解释这一数据的背景下，环面模型的红外干涉数据集。第四，提出了附近恒星爆发星系Circinus的核的初步干涉光谱。最后，我们简要地讨论了欧空局的达尔文任务的前景观察附近和遥远的活动星系核。这项任务将允许详细绘制低光度活动星系核的环面图，如红移1 - 2的NGC 1068和红移10及以上的更明亮活动星系核。
2005-07-10 astro-ph
Molecular tori in AGN: a search using excited states of OH
活动星系核统一方案中的一个基本概念是，塞弗特1和塞弗特2星系都拥有超大质量的核发动机，它们被光学和几何厚的环面阻挡而无法直接看到。如果压力足够高，环面应该主要是分子的。虽然直径为几百秒差距的分子环很常见，但预期的小尺度环面（< 10秒差距）很难检测到。对常见分子如CO和OH的吸收线的测量大多产生未检测。在得出环面不是分子的结论之前，辐射激发效应，其中耦合到非热连续谱可以抑制最低跃迁的不透明度，值得注意，并影响我们选择最有利的跃迁来观察。为了探索这些影响，我们修改了搜索策略，通过寻找更高的激发旋转状态的OH和通过选择一个样本的31塞弗特2星系，已知有一个高的X射线吸收柱。在这里，我们提出了在6031 MHz和6035 MHz的过渡单碟观测的结果，产生五个源的检测。我们还提出了一个谱线VLBI观测进行了13.4 GHz的核心天鹅座A，产生一个试探性的检测。
2006-11-28 astro-ph
The Unified model and the Seyfert 2 infrared dichotomy
一项光学光谱偏振研究表明，塞弗特2星系中偏振宽H-α的可探测性与IRAS f60/f25通量比相关，只有那些具有“温暖”IRAS颜色的塞弗特2星系才显示偏振宽线发射。有人认为，那些塞弗特2与“冷”的IRAS颜色有高度倾斜的环面，掩盖了广泛的线散射屏幕。我在这里提出的硬X射线观测与这张照片不一致，表明导出的柱密度的温暖和凉爽的塞弗特2星系是统计上相同的。我对亮星系样本进行分类，以产生非塞弗特比较。对这些星系的性质分析表明，IRAS f60/f25通量比与星系对Seyfert辐射的相对强度是一致的。我表明，这张新的图片可以解释没有极化广泛的H-α在凉爽的塞弗特2s。
2000-10-10 astro-ph
Unveiling the nature of Seyfert nuclei with 1 - 100 micron spectral energy distributions
红外线是探测活动星系尘埃、模糊的核区域的关键波长区域。我们目前的结果从87个附近的塞弗特星系使用斯皮策太空望远镜和地面望远镜的红外研究。结合详细的建模的3 - 100微米的光谱能量分布与中红外光谱诊断和近红外观测，我们发现广泛的支持活动星系核的统一模型。塞弗特1 s和2s的红外辐射与它们在不同方向上具有相同类型的中央发动机一致。假定的环面的性质越来越清楚，特别是我们提出的证据表明，它很可能是一个clustrial媒体。恒星形成的示踪物和活动星系核电离光度之间的中红外相关性揭示了黑洞/核球质量关系所暗示的星暴-活动星系核的联系，但是还不清楚这是否是由于反馈。
2008-07-25 astro-ph
On the Seyfert 2 warm and cool infrared dichotomy
一项光学光谱偏振研究表明，塞弗特2星系中偏振宽H-α的可探测性与IRAS f60/f25通量比相关，只有那些具有“温暖”IRAS颜色的塞弗特2星系才显示偏振宽线发射。有人认为，那些塞弗特2与“冷”的IRAS颜色有高度倾斜的环面，掩盖了广泛的线散射屏幕。我在这里提出的硬X射线观测与这张照片不一致，表明导出的柱密度的温暖和凉爽的塞弗特2星系是统计上相同的。我认为IRAS的f60/f25通量比更符合银河系对Seyfert辐射的相对强度，并为这一观点提供了支持性证据。
2000-06-20 astro-ph
Dynamics of Warm-Absorbing Gas in Seyfert Galaxies: NGC 5548
利用来自星团分子吸积盘的磁流体风解释了Sy星系UVX中暖吸收气体的观测。本文着重讨论两个问题：（1）MHD风的运动学和动力学与观测到的WAs性质的相容性;（2）UVX扰动之间的关系。我们提供了一个深入的MHD模型和Sy 1星系NGC 5548，在高光谱分辨率表现出一些离散的紫外吸收组件之间的比较。我们发现：（1）Ovii、Oviii和H的总柱密度是通过将每个分量中Civ和Nv的UV离子柱密度限制在它们的观测值的2倍之内并在可能的分量电离状态和Civ柱密度的集合上进行优化来再现的;（2）WA存在于风的外部，并且不是BLR中流动的延续;（3）WA沿径向和极向延伸，具有电离分层性。发现X射线吸收严重偏向于较小的r，并且UV吸收起源于距中央连续源较大的距离处。我们表明，离散的吸收组件沿视线本质上是cluerous。运动学分量之间的密度差异导致电离和复合时间尺度的范围。我们进一步测试的适用性的MHD风WAs一般，通过构建一个准连续流模型，并将其扩展到任意的方面。我们估计的分数的Sy 1 s具有可检测的WA具有较大的Ovii柱密度比Oviii，和总H柱密度的范围。我们还发现Ovii和Oviii光学厚度的比值可以作为活动星系核方位角的一个新的诊断指标。
2000-01-29 astro-ph
Dense Molecular Gas and Star Formation in Nearby Seyfert Galaxies
利用野边山毫米波阵和彩虹干涉仪对邻近Seyfert星系中心的CO（1-0）、HCN（1-0）和HCO $^+$（1-0）线进行了成像观测。初步结果表明，7个Seyferts星系中有3个星系的HCN/CO和HCN/HCO $^+$比值异常高，这在核星暴星系中是不可能出现的。我们认为，增强的HCN发射起源于X射线照射的致密遮蔽环面，这些分子线比可以是一个新的诊断工具，以寻找“纯”活动星系核。根据我们的HCN图，我们认为NGC 1068、NGC 1097和NGC 5194是“纯”活动星系核，而NGC 3079、NGC 6764和NGC 7469的Seyfert核可能是“复合核”。
2002-06-23 astro-ph
On the nature of X-ray absorption in Seyfert 2 galaxies
研究了Seyfert 2星系的X射线吸收、光学红化和核尘形态之间的相关性。得出两个主要结论：a）巴耳末衰减与X射线吸收量在很宽的柱密度范围内呈线性关系：10^{21} < N_H < 10^{24} atoms/cm/cm。这种相关性不再适用于康普顿厚度的天体（N_H < 10^{24} atoms/cm/cm），尽管它们的巴耳末减量范围相当; b）康普顿厚度薄的塞弗特2型似乎更喜欢核环境，那里富含数百秒差距尺度的尘埃。另一方面，康普顿厚的塞弗特表现出无差别的“贫尘”和"富尘“环境。这些结果支持了塞弗特统一方案的扩展（如最近由Matt，2000年提出的），其中康普顿厚的塞弗特2s通过紧凑的“鸟居”观测，而康普顿薄的则被更大尺度的尘埃所掩盖
2001-06-08 astro-ph
Jet-cloud interations and the brightening of the narrow line region in Seyfert galaxies
研究了在喷流通过的过程中，赛弗特星系窄线区（NLR）发射线云的运动学和亮度演化。我们推导出一个临界密度，超过这个密度，云在被射流茧压缩后仍保持辐射。临界密度主要取决于蚕茧压力。超临界云的发射线亮度增加，而次临界云通常高度过热，使其亮度低于云间介质的亮度。由于在射流的弓形激波中的压力分层，在射流周围形成嵌套壳体的圆柱形结构。最紧凑和最明亮的压缩云包围无线电喷流的无云通道。为了支持我们的分析模型，我们提出了一个数值模拟的超音速射流传播到一个cluaustrial NLR。模拟的H_α辐射的位置-速度图显示总线宽约为500 km/s，由于喷流弓形激波区的分层压力，云的径向速度有大尺度的变化。大部分的亮度集中在喷流周围的几个密集的云层中。这些形态学和运动学特征都在NGC 1068和其他Seyfert星系的NLR中得到了很好的观测。
1997-10-16 astro-ph
The structure of the central disk of NGC 1068: a clumpy disk model
NGC 1068是目前研究得最好的Seyfert II星系之一，它的黑洞质量是由水脉泽的多普勒速度确定的。我们证明了NGC 1068的标准$α$ -盘模型给出了半径为0.65 pc和1.1 pc（检测到水脉泽发射的区域）之间的盘质量约为7 × 10 $^7$ M $_\odot$（对于$α=0.1$），超过黑洞质量的四倍，并且盘的Toomre Q参数为$\sim$ 0.001。因此，这个圆盘是高度自引力的，并且受到大幅度密度波动的影响。我们的结论是，标准的$α$粘度描述的吸积盘的结构是无效的NGC 1068。本文提出了一个新的吸积盘模型。盘被认为是由引力束缚的团块组成;在这个团块盘模型中的吸积是由于团块之间的引力相互作用和星系中心区域恒星对团块施加的动力学摩擦阻力而产生的。聚集盘模型提供了对NGC 1068观测的自洽描述。计算得到的温度和密度都在水脉泽发射允许的参数范围内，盘内的旋转速度按$r^{-0.35}$形式下降。
1999-02-22 astro-ph
Thick tori around AGN: the case for extended tori and consequences for their X-ray and IR emission
两个家庭的尘埃环模型在活动星系核（中等厚度和扩展与非常厚和紧凑）进行了测试，对现有的观测。结果表明，前者能更好地解释宽线和窄线活动星系核的红外宽带谱、通过比较Seyfert 1和2核的红外性质而推断出的辐射各向异性、红外光谱和高空间分辨率观测结果。然而，有明确的证据表明，光学深度的分布很广。我们还研究了红外和X射线发射之间的关系。这些数据支持这样一种观点，即负责X射线吸收的物质大多是无尘的，位于尘埃升华半径内。硬X射线背景以及红外计数和背景的结果进行了讨论。
1997-04-03 astro-ph
AGN Dusty Tori: II. Observational Implications of Clumpiness
从广泛的辐射传输计算中，我们发现用\No \about 5 - 15尘埃云沿径向赤道线的cluttertorus模型成功地解释了活动星系核的红外观测。这些尘埃具有标准的银河系成分，肉眼可见的单个云光学厚度\tV \about为30 - 100。这些模型自然地解释了观测到的10 \mic硅酸盐特征的行为，特别是在任何类型的活动星系核中缺乏深吸收特征。如果在这些源中\No下降到\about 2或\tV超过\about 100，则可以再现在2型类星体中暂时探测到的弱10 \mic发射特征。云的角分布必须具有软边，例如，高斯分布，径向分布应随$1/r$或$1/r^2$减小。紧凑的环面可以解释所有的观测，与最近的干涉测量证据相一致，即环面的外半径与内半径之比可能小到\about 5 - 10。星团模型可以产生几乎各向同性的红外辐射以及高度各向异性的遮蔽，如观测所需。在统一方案的严格变体中，视角唯一地决定了活动星系核的分类为1型或2型，与此相反，块状意味着它只是一种概率效应;即使从接近赤道面的方向，源也可以显示1型属性。遮蔽源的比例不仅取决于环面的角厚度，而且还取决于云数\No。观测到的这一比例随光度增加而减少的现象可以用环面角厚度或云数的减少来解释，但只有后者才能解释类星体2中可能出现的10 \mic发射特征。
2008-06-03 astro-ph
A far IR study of the CfA Seyfert sample. I. The data
我们提出中，远红外ISO数据的CfA塞弗特星系样本。这些数据允许这些星系的远红外光谱能量分布（SED）的详细研究。贝叶斯反演方法已被用来反转这些来源的SED产生两个基本的结果，即，中，远红外SED的塞弗特星系可以解释完全通过热再辐射的高能光子的尘埃，这种热辐射是由两个或三个不同的独立组件，温暖，冷和非常冷的尘埃组件。这些热成分很容易解释为分别由活动核或环核星暴加热的温暖尘埃，星系盘中恒星形成区加热的冷尘埃和一般星际辐射场加热的非常冷的尘埃产生。从分析的IR SED（通量，温度，光度）的参数之间的比较已经取得。我们的研究结果表明，在中红外的发射是各向异性的和之间发现的差异Seyfert 1和Seyfert 2s可以解释与薄分子环面模型。
2000-03-23 astro-ph
The mid-infrared emission of Seyfert galaxies. A new analysis of ISOCAM data
我们目前的中红外数据的样本57 AGN获得的仪器ISOCAM上的卫星ISO。通过LW 2（6.75微米）和LW 7（9.62微米）滤光片获得图像。这是对Clavel等（2000）星系样本的新分析，该样本被分为26个1型（≤ 1.5）和28个2型（> 1.5）Seyfert星系，外加3个类星体。图像的空间分辨率使我们能够在将亮度分布分解为不同的形态成分后，将核和扩展贡献分离到总发射。最常见的组成部分是一个中心点源（确定为活动核）和一个指数盘。在某些情况下，需要一个凸起，一个酒吧或一个环。在塞弗特1中，原子核对总发射的相对贡献似乎大于塞弗特2。这一结果证实了这两种类型的塞弗特星系是不同的中红外和支持存在的结构，产生各向异性的发射在这个波长范围内。我们还探讨了中红外线与无线电和X射线波长范围之间的相关性。在我们的样品中，星系的全球辐射保持了良好的无线电/红外相关性。如果只考虑核红外辐射，则在光度-光度散点图中存在明显的非线性相关。内禀硬X射线和核中红外辐射之间的比值呈现出较大的散射和略大的值为2型塞弗特星系。这些结果似乎与围绕活动核的尘埃环的存在是一致的。
2008-02-20 astro-ph
Ubiquitous variability of X-ray absorbing column densities in Seyfert 2 Galaxies
本文研究了25个X射线定义的Seyfert 2星系的吸收柱密度的变化，这些星系是由硬X射线观测推断的，时间尺度从几个月到几年不等。我们发现，在几乎所有（22/25）的多个X射线观测源中，N $_H$（从20%到80%）的显著变化被观察到，尽管X射线吸收从未消失。对于至少观测了5次的11个源的子样本，由结构函数定义的典型变化时间对于强吸收源（nH ~ 10^23 cm^（-2））和中等吸收源（nH ~ 10^22 cm^（-2））都小于1年。这些变化排除了最简单版本的统一模型，基于一个均匀的模糊环面，并建议存在的clusional环核材料的规模远低于秒差距。我们提出了一个修改的环面模型，其中过多的轻微尘埃的BELR云模糊的BELR。BELR需要像环面一样具有轴对称结构。该模型与Elvis（2000）的1型活动星系核模型密切相关。对于轻度模糊的活动星系核（nH ~ 10 ^22 cm^（-2）），结构函数在$\sim$ 5年的时间尺度上显示出增加，表明存在第二个吸收体，最有可能在5-10 pc尺度上与宿主星系有关。
2001-07-26 astro-ph
Spitzer IRS spectra of a large sample of Seyfert galaxies: a variety of infrared SEDs in the local AGN population
我们正在进行一个大型的观测计划与斯皮策太空望远镜，以确定中到远红外光谱能量分布的一个明确的样本87附近，12微米选择塞弗特星系。在本文中，我们提出了一个统计上有代表性的子样本的51个星系（59%）的IRS低分辨率光谱的结果，与连续的形状和比较的塞弗特类型的分析。我们发现，光谱清楚地划分成组的基础上，他们的连续形状和光谱特征。一些光谱特征显然与星暴对红外光谱的贡献有关，而产生观测到的幂律连续体形状的机制，归因于活动星系核的成分，可能是尘埃或非热辐射。红外光谱类型似乎与Seyfert类型有关。主成分分析结果表明，恒星暴辐射的相对贡献可能是观测光谱变化的主要原因。我们发现，SY 1的有较高的IR/无线电发射比SY 2的，如统一模型所预测的，如果环面是光学厚的中红外。然而，光滑密度环面模型预测1型和2型之间的差异要大得多，比在我们的样本中观察到的。我们的观察结果可能与包含光学厚致密团块的陡峭径向分布的团块环模型一致。（节录）
2006-04-10 astro-ph
Seyfert-Type Dependences of Narrow Emission-Line Ratios and Physical Properties of High-Ionization Nuclear Emission-Line Regions in Seyfert Galaxies
为了研究窄发射线通量比如何依赖于Seyfert类型，我们从文献中收集了355个Seyfert星系的各种窄发射线通量比。本文指出，[Fe VII]6087，[Fe X]6374和[Ne V]3426的强电离发射线在Seyfert 1星系中比在Seyfert 2星系中强。除了这些谱线之外，[O III]4363和[Ne III]3869的电离势不高（< 100 eV），但临界密度却非常高（> 10^7 cm^-3），它们也表现出同样的趋势。另一方面，低电离发射线之间的发射线通量比没有显示出这种趋势。我们指出，这些结果的最合理的解释是，高电离发射线主要来自高度电离的，致密的气体云，这是非常接近的核，因此可以隐藏的尘埃环面。为了研究这些高度电离的致密气体云的物理性质，进行了光电离模型计算。结果发现，这些高电离密度气体云的氢密度和电离参数分别被限制为n_H > 10 ^6 cm^-3和U > 10^-2。这些下限几乎与气体云的金属丰度和核电离辐射的光谱能量分布无关。
2001-07-02 astro-ph
Multicolour Optical Imaging of IR-Warm Seyfert Galaxies. I. Introduction and Sample Selection
标准的活动星系核统一模型试图用几个基本参数来解释活动星系核类型的多样性，其中方位效应起着至关重要的作用。是否其他因素，如演化阶段和宿主星系的属性是同样重要的参数活动星系核的多样性，是一个关键问题，我们正在解决与目前的数据。我们的红外选择的塞弗特星系的样本是基于重要的发现，他们的综合红外光谱包含活动星系核签名。这是一个几乎各向同性的属性，我们的样品是少得多的方向/遮蔽效应相比，大多数塞弗特样品的影响。因此，它提供了一个测试平台的取向依赖模型的塞弗茨，包括尘土飞扬的环面。我们已经获得了中红外“暖”塞弗茨星系样本和中红外“冷”星系对照样本的多色宽带和窄带成像。本文介绍了样品的选择，并简要讨论了它们的红外光谱性质。然后，我们概述了收集的数据，并提出了宽带图像为我们所有的对象。最后，我们总结了将在一系列即将发表的论文中使用这些数据解决的主要问题。
1999-12-09 astro-ph
The effect of stellar feedback on the formation and evolution of gas and dust tori in AGN
近年来，活动星系核（AGN）中存在几何厚度的尘埃结构已被中红外干涉技术直接证实。观测结果与一个由一个几何上薄而温暖的中心盘组成的双分量模型一致，该中心盘周围是一个较冷的蓬松环面分量。在探索性的研究中，我们调查一种可能的物理机制，这可能会产生这样的结构，即恒星反馈的影响，从一个年轻的核星团的星际介质的活动星系核的中心。该模型是实现与流体动力学代码TRAMP的帮助下。我们遵循的星际介质的演化，考虑到离散的质量损失和能量喷射由于恒星的过程，以及光学薄辐射冷却。在后处理步骤中，我们借助辐射转移代码MC3D计算可观测量（光谱能量分布和图像）。质量注入、超新星爆炸和辐射冷却之间的相互作用导致了一个由几何上薄但光学上厚且非常湍流的盘组成的双组分结构，该盘位于角动量势垒附近，周围环绕着一个对流结构。后者由冷的长的径向细丝流向磁盘和热的稀薄介质之间，这表明向内和向外定向运动。这个模型是能够重现观察到的中性氢柱密度的塞弗特星系的样本的范围，以及它们之间的关系和强度的硅酸盐10微米的光谱特征。尽管是相当粗糙的，我们的平均塞弗特星系模型甚至能够描述两个中间型塞弗特星系与斯皮策太空望远镜观察到的SED。
2008-11-10 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
Interferometric 12CO(J=2-1) image of the Nuclear Region of Seyfert 1 Galaxy NGC 1097
用亚毫米波阵（SMA）对Seyfert 1星系NGC 1097的中心区进行了~（12）CO（J=2-1）的成图。12 CO（J=2-1）图显示了一个中心浓度和一个环绕环，分别与Seyfert核和星暴环相吻合。线强度峰值在核，而在以前发表的12 CO（J=1-0）地图的强度峰值在星暴环。分子环的方位角平均12 CO（J=2-1）/（J=1-0）强度比（R21）约为1，与附近活跃的恒星形成星系相似，表明环中大部分分子质量参与了星暴的燃料供应。假设恒星形成速率不变，气体完美地转化为恒星，分子气体在没有进一步补充的情况下只能维持大约1.2 \times 10 ^8年。速度图表明，中心分子气体与分子环同向旋转，但其速度梯度比分子环陡得多。中心气体的速度梯度与通常在一些塞弗特2星系中观察到的相似。为了在光学上直接观察活动核，中心的分子气体结构可以是一个低倾斜的盘或环面，但不能太低，以至于质量小于宿主星系本身的质量，也可以是一个高倾斜的薄盘或星团和厚环面，或者是星系盘的内部。中心分子气体组分的R21值约为1.9，明显高于分子气体环处的值，表明塞弗特核的活动可能对中心组分中分子气体的条件有重大影响。
2008-05-23 astro-ph
Prevalence of compact nuclear starbursts in nearby Seyfert galaxies
本文利用野边山毫米波阵列和彩虹干涉仪对邻近Seyfert星系的CO（1- 0），HCN（1- 0）和HCO $^+$（1- 0）谱线进行了成像观测。一些被观测到的赛弗特星系包括NGC 1068、NGC 1097、NGC 5033和NGC 5194在几个100 pc尺度上都表现出很强的HCN（1- 0）发射。在Seyfert核中观测到的HCN（1- 0）/CO（1- 0）和HCN（1- 0）/HCO $^+$（1- 0）谱线比（分别为$>$ 0.2和$>$ 1.8）在核星暴星系的中心区从未观测到过。另一方面，NGC 3079、NGC 3227、NGC 4051、NGC 6764、NGC 7479和NGC 7469的核中的分子线比率与核星暴星系中的分子线比率相当。我们认为，HCN发射的升高来源于X射线照射的致密分子环面或XDR靠近活性核。我们的HCN/CO和HCN/HCO $^+$图将提供一个新的强有力的诊断活动星系的核动力源。根据我们的诊断，我们观察到3的5个1型塞弗特（6的10个）主机紧凑的核星暴。我们的结果也支持在其他波长的观测，如L-波段PAH光谱。所提出的方法将是至关重要的调查极端尘埃核，如ULIRGs和高Z亚毫米星系，因为这些分子线是没有尘埃消光。作为一个例子，我们提出了HCN和HCO $^+$的LIRG NGC 4418的观测，这表明存在一个埋藏的活动核。
2005-08-19 astro-ph
Can the Formation of X-ray Obscuring Tori and Jets in Active Galaxies be Determined by One Parameter?
当初始内核与黑洞质量比为$\gsim 50$时，在活动星系核的内部$\siml 10$ pc核中可以形成一个减小的差旋环面，导致密度增强，这可以解释塞弗茨星系中X射线的遮蔽。同样的密度增强和差分旋转的减少也可以导致极向场的发电机增长，当吸积到中央发动机上时，极向场达到$\sim 10^4$ G级。由于射电喷流模型经常采用极向场作为提取动力的喷流亮度的代理人，我们建议，喷射活动星系核可能需要这种极向场生产。虽然极向场最初会产生在模糊环面中，但喷射物体不太可能有模糊环面：极向场只会在它与环面物质附积到中央引擎后才有助于为喷流发射提供动力。因此，只有在相对较短的环面吸积时间尺度内，才可能同时存在喷流和环面。
1996-01-24 astro-ph
Near-infrared K-band Spectroscopic Investigation of Seyfert 2 Nuclei in the CfA and 12 Micron Samples
我们目前的近红外K带狭缝光谱的25个赛弗2星系的CfA和12微米样品的核。恒星产生的2.3-2.4微米CO吸收特征的强度是根据光谱CO指数来测量的。观测到的CO指数和核K-L颜色之间存在明显的反相关性，这表明活动星系核加热的无特征热尘埃连续体对观测到的Seyfert 2星系核中的K-带通量有显着贡献。修正后的活动星系核的贡献，我们估计核恒星K波段光度的所有来源，和CO指数的来源与适度大的观测CO指数。10个（=40%）Seyfert 2核的校正CO指数被认为是高的恒星形成或椭圆（=球状）星系中观察到的。我们结合K波段的数据与测量的L波段3.3微米多环芳烃（PAH）的发射功能，另一个强大的指标，恒星形成，并发现，3.3微米PAH K波段恒星光度比大大小于那些星爆星系。我们的研究结果表明，3.3微米的PAH排放起源于假定的核星爆在周围的活动星系核的尘埃环面，因为它的高表面亮度，而K波段CO吸收功能检测到的核占主导地位的老球（=球状体）的恒星，因此可能不是一个强大的指标，核星爆。我们没有看到CfA和12微米Seyfert 2s之间的CO吸收和PAH排放特征的强度有明显差异。
2004-07-12 astro-ph
What Are Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies ?: Toward A Viewing-Angle-Dependent Unified Model for Seyfert Galaxies
最近，越来越多的证据表明，NLS 1是从接近极点的视角观察的。然而，目前还没有理论模型来解释以下重要的相关性：1）较弱的光学Fe II发射体总是具有较宽的发射线宽，但较强的光学Fe II发射体具有较宽或较窄的线宽; 2）具有较宽线宽的S1总是具有较平坦的软X射线光谱，但具有较窄线宽的S1具有较陡或较平坦的软X射线光谱。光电离模型预测，部分电离区中的宽线区（BLR）与盘状配置，其中的光学Fe II发射被认为是出现，是非常光学厚。如果我们从倾斜的视角观察这个盘状的BLR，位于远侧半盘的Fe II发射区由于大的光学深度而不能被完全看到，而几乎所有的H β发射都可以被看到，因为电离的氢位于BLR云的外表面。这解释了Fe II/H β比率取决于视角。最近在一些NLS 1中发现的相对论性外流表明，核射电喷流与非常接近中央发动机的稠密环境气体相互作用。如果我们从接近极点的角度观察S1，在上述β范围内，动力学多普勒效应会增加软X射线的亮度。这些解释了为什么NLS 1倾向于具有更陡的软X射线光谱以及更高的软X射线光度。此外，软X射线光子的消光，由于尘埃颗粒上方的尘埃环面预计将更严重的BLS 1比NLS 1。因此，我们认为，这些方向效应是负责第二个重要的相关性。
1999-10-03 astro-ph
Turbulent AGN tori
最近，VLTI的中红外干涉仪（MID-infrared Interferometric Instrument，简称IIF）显示，在两个邻近的塞弗特星系NGC 1068和Circinus星系中，尘埃环面在几何上是厚的，可以很好地描述为一个薄的、温暖的中心盘，周围是一个较冷的、蓬松的环面。通过TRAMP程序（Klahr et al. 1999）的流体动力学模拟，我们跟踪了一个年轻核星团的离散质量损失和能量注入过程。这自然会导致附加的大规模环面部件，其中冷气体能够径向向内流动。这些细丝张开成为一个密集的、非常混乱的盘状结构。在后处理步骤中，我们借助3D辐射转移代码MC 3D（Wolf 2003）计算可观测的量，如光谱能量分布或图像。良好的协议，发现在与数据的比较，由于存在几乎无尘视线通过大规模的组件和大的柱密度所造成的致密磁盘。
2008-08-05 astro-ph
From the Circumnuclear Disk in the Galactic Center to thick, obscuring tori of AGNs
我们比较了三种不同的模型的clusional气体盘，并表明，在银河系中心的环核盘（CND）和一个假定的，几何厚，模糊的环面最好的解释由准稳定的，自引力云的碰撞模型。云的动能是由质量流入获得的，并在云的碰撞中耗散。碰撞产生的粘性在空间平均气体动力学的图片，这将它们连接到角动量传输和质量流入。发现CND和环面具有相同的气体物理性质，云的质量为20 - 50 M_sun，密度接近于潮汐切变破坏的极限。我们表明，透明的CND和一个模糊的环面之间的差异是气体质量和云的速度色散。气体供应的变化和动能的耗散可以将环面转变成类似于CNT的结构，反之亦然。任何大质量的环面都会自然地导致足够高的质量吸积率，以供给发光的活动星系核。对于一个几何上厚的环面，甚至需要相对于中心黑洞的超爱丁顿吸积率来模糊中心的视图。
2003-10-13 astro-ph
The AGN Obscuring Torus -- End of the "Doughnut" Paradigm?
活动星系核（AGN）的统一方案需要一个模糊的尘埃环面周围的中央引擎。在最近的高分辨率观测中确定的紧凑尺寸（只有几个pc）要求遮蔽物质是clusional，并且位于黑洞引力主导银河系凸起的区域内。这一位置与将环面描述为来自吸积盘的云团风的区域的设想是一致的，在该区域中，云是尘土飞扬的，光学上是厚的。在这里，我们研究的流出的情况下，在框架内的磁流体磁盘风，将云的属性确定从cluaustori的红外发射的详细建模。我们发现，在最近的NGC 3079水脉泽观测中可能检测到了环面云。在风的情况下，活动星系核释放吸积物质的主要动力通道似乎是在低光度下从环面流出切换到射电喷流。当热光度降到\E{42} erg/sec以下时，环面消失，因为中心黑洞上的吸积不再能维持所需的云流出速率。这种消失似乎在LINER和射电星系中都被观察到。随着光度的进一步降低，云流出的抑制从盘的尘埃分子区域径向向内扩散到其原子电离区，导致在较低光度下宽发射线区域的消失，尚未确定。
2006-08-04 astro-ph
Gas Around Active Galactic Nuclei and New Phase Calibration Strategies for High-Frequency VLBI
我们有一个测量活动星系核的模糊环中的磁场的项目。我们观察到5个自由的吸收喷流在射电星系偏振VLBI在15 GHz的法拉第旋转措施。令人惊讶的是，所有的源都是非极化的，这对磁场湍流的程度和这些物体中的气体分布产生了严格的限制。我们进一步对Seyfert 2星系NGC 3079进行了多频VLBI观测，发现了射电成分中异常陡峭和倒置的光谱，并利用已发表的Seyfert 2星系VLBI观测资料推导了Seyfert 2星系的一般性质。本文介绍了一种新的VLBA高频VLBI相位参考观测技术。代替将校准器上的短扫描插入到目标源观测中，在目标频率和较低参考频率之间快速切换的同时连续地观测目标源。我们证明，该技术允许相位校准几乎达到热噪声极限，并提出了在86 GHz的NGC 4261的活动星系核的第一次检测。这是VLBI在该频率下探测到的最弱的源。
2004-04-29 astro-ph
The innermost region of AGN tori: implications from the HST/NICMOS Type 1 point sources and near-IR reverberation
活动星系核最内层环面的空间分辨是其高空间分辨率研究的主要目标之一。这可以在1型活动星系核的近红外观测中完成，在那里我们直接看到环面中最热的尘埃颗粒。我们讨论两个关键问题，在这样的研究。首先，我们研究了邻近第一型活动星系核的HST/NICMOS图像中的核点源，以评估来自中央假定的吸积盘的可能贡献。经过仔细减去主机隆起通量，我们表明，近红外颜色的点源出现相当简单的解释作为一个复合物的黑体光谱和一个相对蓝色的独特的组件预期的环面和吸积盘，分别。我们的辐射转移模型clustraltori也支持这个简单的两个组件的解释。所观察到的近红外颜色表明，在2.2微米处的分数吸积盘贡献为~25%或更少。其次，我们表明，最近的近红外混响测量所示的最内层环面半径系统小于约3倍，比预测的尘埃升华半径与升华温度为1500 K和尺寸为0.05微米的半径石墨颗粒的合理假设。这种差异可能表明在最里面的环面中升华温度要高得多，或者典型的晶粒尺寸要大得多，尽管前一种情况似乎不受上面研究的HST点源的观测颜色的影响。基线约为100米的近红外干涉测量法应能根据上面获得的低吸积盘贡献提供重要的独立尺寸测量。
2007-09-04 astro-ph
Torus models for obscuration in type 2 AGN
本文讨论了活动星系核周围尘埃环被遮蔽的星团模型。云-云碰撞导致有效粘性和几何厚的吸积盘，它具有环面所需的性质。中心黑洞和星团的引力势的联合吸积产生了自由能，这些自由能在碰撞中耗散，并保持了环面的厚度。本文给出了NGC 1068原型Seyfert 2核中环面的定量处理和环面近红外再发射的辐射转移计算。
2004-10-15 astro-ph
Spectropolarimetry of a Complete Infrared Selected Sample of Seyfert 2 Galaxies
我们报告的一个完整的远红外选择样本的塞弗特2星系的分光偏振调查的结果。我们在一个新的光源NGC 5995中发现了偏振的宽α发射。在整个样品中，我们在偏振光中检测到宽H α的星系有一个明显的趋势，即具有温暖的中远红外色（F（60 um）/F（25 um）<4），这与我们以前的结果一致。然而，这些系统的光学，无线电和硬X射线特性的比较使我们得出结论，这是一个次要的后果，真正的机制，管理我们的能力，看到散射光从宽线区域。我们发现一个强烈的趋势，显示这种发射的星系躺在一个临界值以上的活动核心的相对光度的主机星系（从[OIII] 5007 A等效宽度测量），其中作为一个函数的模糊柱密度从硬X射线观测测量。红外线颜色的温暖在很大程度上是由于活动核心的光度，遮蔽柱和宿主星系在远红外线发射中的相对重要性的结合，而不仅仅是我们在之前的论文中推断的方向。我们的数据也可以解释为什么最高度偏振的星系，似乎有大部分是边缘上的环面，也是最明亮的，并具有最容易检测到的散射宽H α。
2001-06-14 astro-ph
Resolving the complex structure of the dust torus in the active nucleus of the Circinus galaxy
为了直接检验活动星系核的尘埃环模型，我们使用甚大望远镜干涉仪上的高分辨率干涉仪在中红外波段进行观测，研究了圆规星系核尘埃分布的范围和形态。我们发现，尘埃分布在Circinus的核心可以解释两个组件，一个密集和温暖的盘状组件的0.4 pc的大小和一个稍冷，几何厚环面组件的大小为2.0 pc。盘组件的方向垂直于电离锥和流出，似乎显示出在10微米的发射硅酸盐功能。它在方向和大小上与核微波激射盘一致。根据加热尘埃所需的能量，我们推断出吸积盘的光度相当于核黑洞爱丁顿光度的20%。我们发现，干涉数据是不一致的一个简单的，光滑的和轴对称的尘埃排放。尘埃粒子的不规则行为和尘埃温度随半径的浅度降低为尘埃结构提供了强有力的证据。我们没有看到尘埃再加工的证据，因为硅酸盐吸收曲线与标准星系尘埃一致。我们认为，电离辐射的准直必须起源于几何厚环面组件。我们的研究结果证实了存在一个几何厚，环面状尘埃分布在Circinus的核心，所需的塞弗特星系的统一计划。我们的数据的几个方面要求，这个环面是不规则的，或“cloudly”。
2007-09-03 astro-ph
The Far-Infrared Spectral Energy Distributions of X-ray-selected Active Galaxies
介绍了对HEAO-1 A2样品中21个活动星系核硬X射线的ISO远红外观测结果。我们比较了远红外X射线光谱能量分布（SED）的样品与各种无线电和光学选择AGN样品。硬X射线选择的样品显示出更宽范围的光学/UV形状，延伸到更红的近红外颜色。较蓝的天体是Seyfert 1型，而较红的活动星系核大多是中间型或2型Seyfert。这与修改的统一模型一致，其中遮蔽材料的量随着视角而增加，并且可能是模糊的。这种情况下，已经提出了不同的光学/近红外光谱和X射线活动星系核分类，允许在不同的波段和宽发射线区域的连续发射的不同数量的遮蔽，这导致在活动星系核的行为与类似的光学发射线分类的混合物。由此产生的限制，对柱密度的模糊材料，通过我们看到的红色活动星系核是100倍，低于标准的光学厚环面模型。由此导致的遮蔽物质光学深度的减少使得活动星系核能够在更大的径向距离上加热更多的尘埃。我们发现，一个质量为10^9太阳质量、大小为几百pc的活动星系核加热的、爆发的尘埃盘能够产生光学远红外SED，它再现了我们样本中存在的宽范围的SED，而不需要额外的星暴成分来产生红外连续谱的长波长、较冷的部分。
2003-02-27 astro-ph
