[OIII] profile substructure in radio-quiet quasars
射电喷流与窄线区（NLR）光辐射之间的相互作用是Seyfert星系中的一个著名现象。在这里，我们提出了在五个射电宁静PG类星体的双重或三重射电结构的可能喷流-NLR相互作用的研究。在Hbeta-[OIII]5007波长范围内进行了高空间和光谱分辨率观测。在所有情况下，都有证据表明[OIII]剖面亚结构（肩部、次峰、蓝移“宽"成分）具有不同的清晰度。为了测量这些[OIII]分量的速度、线宽、强度和位置，拟合了几个高斯函数。通常，靠近射电叶的亚结构更明显，暗示着喷流与NLR的相互作用。我们的观测结果支持统一方案，其中无线电安静类星体被假定为塞弗特星系的发光表亲。
2005-11-09 astro-ph
Asymmetrical structure of ionization and kinematics in the Seyfert galaxy NGC 5033
介绍了低光度塞弗特星系NGC5033的积分场光谱。观测是用INTEGRAL进行的，INTEGRAL是一种在WHT运行的基于光纤的系统。H $β$发射线的强度图表示HII区域的螺旋或环状图案。相反，[OIII]强度图形态是明显各向异性的。强烈的形态差异意味着[OIII]发射器代表由中心源照射的高度电离的气体。的[OIII]地图形态是兼容的双锥结构的电离引起的强消光的星系盘，也模糊了一半的球状恒星隆起。我们确定的光谱对应的Seyfert 1核的H $β$宽发射线的存在。该光谱位于预期强烈消光的区域，但表现出最蓝的光谱能量分布。塞弗特1号核似乎偏离了恒星自转中心。这一结果也在其他塞弗特星系中发现，并根据过去的合并来解释。这种偏心可能表明引力势存在非对称偏离，而这种偏离可能为活跃的原子核提供燃料。的[OIII]发射器的运动学显示出重要的偏差在千秒差距尺度相对于恒星速度场和显示功能相关的高电离区域的不对称形态。
2004-12-16 astro-ph
A Sample of IRAS Infrared-Selected Seyfert 1.5 Galaxies: Infrared-Color $α(60,25)$ Dominated Eigenvector 1
通过比较发射线特性和红外波长的连续特性，将已有的E1关系首次扩展到红外颜色$α(60,25)$和[OIII]/H $β_{\rm{n}}$的通量比。直接相关和主成分分析的样本中使用的50 IRAS IR选择的塞弗特1.5星系。除了证实Boroson & Green（1992）中E1的相关性之外，我们的特征向量1被证明是由中红外颜色$α$（60，25）主导的，并且最强烈地受RFe、[OIII]/H $β_{\rm{n}}$和EW（H $β_{\rm{b}}$）的影响。我们的分析表明，具有大E1的天体往往与相对年轻的核恒星星族共存，这意味着E1与核恒星形成历史有关。因此，红外主导的本征矢量1可以被推断为活动星系核的“年龄”。在Xu et al.（2003）的证实中，很明显，具有大RFe和大[OIII]/H $β_{\rm{n}}$的极端塞弗特星系在我们的宇宙中是罕见的。
2005-10-19 astro-ph
Integral Field Spectroscopy of Mrk 273: Mapping 10^3 km/s Gas Flows and an Off-Nucleus Seyfert 2 Nebula
积分场光学光谱与INTEGRAL光纤为基础的systemis用于映射扩展的电离区和气体流动的Mrk 273，最近的超铝红外星系（ULIRGs）之一。Hbeta和[OIII]5007图显示了沿位置角（PA）240分开4“（3.1 kpc）的两个不同区域的存在。东北部区域与星系的光学核重合，显示出LINER的光谱特征。西南部地区以[OIII]排放为主，被归类为Seyfert 2。因此，在光学上，Mrk 273是一个超亮红外星系，有一个LINER核和一个扩展的离核Seyfert 2星云。[OIII]电离气体的运动学表明：（i）LINER核周围区域存在高度扰动的气体;（ii）峰间振幅为2.4 x 10^3 km/s的高速气流;（iii）外部区域（3 kpc）存在静止气体。我们假设，高速流是在一个光学模糊的核星暴中产生的星暴驱动的超风，并且静止的气体直接被核源电离，就像通常在塞弗特星系中看到的电离锥。
1999-10-19 astro-ph
The "red shelf" of the Hb line in the Seyfert 1 galaxies RXS J01177+3637 and HS 0328+05
一些Seyfert 1型的血红蛋白谱带有红色的翼，通常被称为“红架”。对这一特征最流行的解释是，它是由于Hb和[OIII] 4959，5007的宽红移谱线;我们观察到两个显示“红架”的Seyfert 1，并表明在这两个天体中，主要贡献者很可能是具有宽Hb分量的速度和宽度的HeI 4922，5016谱线。没有证据表明存在一个广泛的红移分量的血红蛋白或[OIII]在这两个对象。
2002-01-15 astro-ph
The Host Galaxies and Classification of Active Galactic Nuclei
我们提出了一个分析的85224个发射线星系从斯隆数字巡天的主机属性。我们表明，Seyferts和LINER形成明确分开的分支的标准光学诊断图。我们推导出一个新的经验分类方案，干净地分离成星星系，复合AGN-HII星系，Seyferts和LINER，我们研究这些不同类别的对象的宿主星系的属性。LINER较老，质量更大，尘埃更少，更集中，并且具有更高的速度色散和更低的[OIII]光度比塞弗特星系。我们考虑L [OIII]/σ ^[4]这个量，它是黑洞吸积速率相对于爱丁顿速率的一个指标。值得注意的是，我们发现当L [OIII]/σ ^[4]固定时，塞弗特和LINER基质性质之间的所有差异都消失了。LINERs和Seyferts形成一个连续序列，LINERs在低L/L（EDD）下占优势，Seyferts在高L/L（EDD）下占优势。这些结果表明，大多数LINER的活动星系核和塞弗特/LINER二分法是类似的高/低态转换的X射线双星系统。我们应用理论的光电离模型，并表明纯LINER需要一个更硬的电离辐射场，电离参数较低的比塞弗特星系，符合低和高X射线二元态。
2006-06-07 astro-ph
Radio Structures of Seyfert Galaxies. VIII. A Distance and Magnitude Limited Sample of Early-Type Galaxies
VLA在3.6和20厘米处被用来对大约50个早期型赛弗特星系的样本进行成像，这些星系的退行速度小于7，000公里/秒，总视星等小于14.5。早型样品中Seyfert 2.0的核射电结构倾向于与[OIII]和Halpha+[NII]结构对齐，尽管射电范围比[OIII]和Halpha+[NII]范围小~2->5倍。这种对齐，以前已知的个别塞弗特与“线性”的无线电源，在这里被证明是早期型塞弗特星系作为一类的特点。早期样本中的Seyfert 2.0还显示出发射线（[OIII]和Halpha+[NII]）轴与宿主星系主轴之间的显著对齐。这些排列是一致的图片，其中电离气体代表环境气体主要是共面的星系恒星盘。这种周围的气体被核辐射电离，这些核辐射可能优先沿着和围绕无线电轴逃逸，并在无线电喷出物驱动的冲击中被压缩。我们用这种排列来约束射电喷出物的速度与内吸积盘和喷流的任何大角度进动的周期的乘积：V_喷出物x P >= 2 kpc。对更大样本的塞弗特星系的研究揭示了一个意想不到的结果，即具有最大射电范围（>= 1.5 kpc）的塞弗特1型星系都是塞弗特1.2型星系。看来，分类为这种类型的中间塞弗特取决于一些因素以外的相对方向的核模糊环的视线。
1999-01-18 astro-ph
A Narrowband Imaging Search for [OIII] Emission from Galaxies at z>3
我们给出了在红移处对类星体场进行窄带巡天的结果，该巡天将[OIII]（5007）发射线置于1%的2.16微米滤波器中。我们已经观测到3个角分，并在PC 1109+4642周围的视场中探测到一个发射线候选天体。我们讨论了该天体是类星体红移z_em=3.313的恒星形成星系或Seyfert星系的可能性。在前一种情况下，我们推断这个Kprime=21.3的对象的恒星形成率为170 Msun/年。该星系有一个紧凑但可分辨的形态，在z=3.313（H_0=50 km/s/Mpc，q_0=0.5）处，半高宽= 0.6arc，4.2kpc。在类星体环境中，这类天体的同向运动密度似乎为0.0033 Mpc ^3，比在z~2.5的吸收线场中观测到的α发射体的密度略低（<= 3 σ），但与z~3的莱曼破裂星系的密度相似。另一方面，如果大部分的线发射是来自z=3.31的Seyfert 2核的[OIII]，那么高的推断体积密度可能意味着Seyfert 2光度函数从当前的时代开始有很大的演变。我们发现，该领域包含的对象也包含许多微弱的扩展对象的Kprime图像，但没有显着超出预期的数量-幅度的关系。我们讨论的影响，发射线是一个较长的波长线在较低的红移。
1998-10-11 astro-ph
The Multitude of Unresolved Continuum Sources at 1.6 microns in Hubble Space Telescope images of Seyfert Galaxies
我们检查112塞弗特星系观察哈勃太空望远镜（HST）在1.6微米。我们发现，~50%的塞弗特2.0星系的一部分，修订Shapeley-Ames（RSA）目录或CfA红移样本包含未解决的连续源在1.6微米。除了一对夫妇的塞弗特1.0-1.9星系显示未解决的连续源。未分辨源的通量为a mJy量级，近红外光度为10^41 erg/s量级，绝对星等为M_H ~-16。相比之下，RSA星表中的非塞弗特星系显示出明显较少（约20%），光度略低的核源，这可能是由于紧凑的星团。我们发现，在1.6微米的未解决的塞弗特1.0-1.9源的光度与[OIII] 5007 A和硬X射线光度相关，这意味着这些源是非恒星。假设光谱能量分布与塞弗特2星系相似，我们估计有百分之几的本星系中含有黑洞，它们以塞弗特的形式发射光，其亮度与爱丁顿星系的亮度相差10^-1 ~ 10^-4。随着Seyfert类型的增加，在1.6微米处检测到的未分辨源的分数以及1.6微米与[OIII]通量的比率趋于减小。这些趋势与塞弗特1和2星系的统一模型是一致的。
2000-08-11 astro-ph
An extreme, blueshifted iron line profile in the Narrow Line Seyfert 1 PG 1402+261; an edge-on accretion disk or highly ionized absorption?
本文报道了射电宁静窄线Seyfert 1 PG 1402+261的短XMM-牛顿观测。PG 1402+261的EPIC X射线光谱显示在静止帧中6-9 keV之间的计数强烈过量。这个功能可以模拟一个异常强大的（等效宽度2千电子伏）和非常广泛的（FWHM速度为110000公里/秒）铁K壳层发射线。在7.3 keV处的线质心能量相对于铁的K α发射带在6.4-6.97 keV之间出现蓝移，而在类星体静止框架中，线的蓝翼延伸到9 keV。线的轮廓可以通过内吸积盘的反射来拟合，但是需要大于60度的倾角来模拟线的极端蓝翼。此外，线的极端强度需要一个几何形状，由此来自PG 1402+261的高于2keV的硬X射线发射由来自盘的纯反射分量主导，而很少或没有直接的硬幂律被观察到。或者，如果柱密度足够高（NH> 3 x 10^23 cm^-2），并且物质被电离到足以在9 keV处产生深（τ ~1）的铁K壳层吸收边，则2 keV以上的光谱可以用电离吸收体来解释。这种吸收体可能起源于一个大的柱密度，高速流出，也许类似于那些似乎是在其他几个高吸积率活动星系核中观察到的。需要进一步的观测，特别是在更高的光谱分辨率下，以区分吸积盘反射或外流的情况。
2004-08-23 astro-ph
Size and Structure of the Narrow-Line Region of Quasars
我们利用哈勃太空望远镜（HST）上的宽视场行星照相机2（Wide Field and Planetary Camera 2）观测了7个最亮的射电宁静PG（或BQS）类星体（z <0.5）的窄线区（NLR）。线性斜坡滤波器用于以0.0455 - 0.1弧秒像素分辨率对[OIII] λ 5007线发射成像。我们发现，NLR是非常紧凑的2 - 4 arcsec的典型范围。两个类星体显示出类似于Seyfert NLR的致密的非线性结构。它们可能与无线电外流有关。最有趣的是，当包括用HST观测的塞弗特星系样本时，我们初步发现NLR的大小与[OIII]光度的平方根成正比。这是一个常数的光电离参数的解释与连续发光度的宽线区域的大小，这已被发现的缩放。这里确定的关系连接无线电宁静类星体和塞弗茨的NLR超过三个数量级的[OIII]光度。
2002-06-19 astro-ph
A 3 dimensional diagnostic diagram for Seyfert 2s: probing X-ray absorption and Compton thickness
我们提出并讨论了一个“三维”的诊断图塞弗特2星系获得的X射线和[OIII]数据的大样本的对象（报告在附录中）。该图显示了K α铁谱线的等效宽度，它是从光电截止得到的柱密度和标准化为[OIII]光学谱线通量的2-10 keV通量的函数（后者经过消光校正，被认为是源固有光度的真实指示器）。我们发现，硬X射线性质的第2类对象依赖于一个单一的参数，沿视线的吸收柱密度，按照统一的模型。该图可用于鉴别康普顿厚源和分离研究特殊天体。从这个分析中，我们得到了一个列密度分布的塞弗特2星系被认为是一个很好的近似的真实分布。大量的重吸收天体被发现，包括许多康普顿厚的候选者。我们的研究结果表明，2型塞弗茨的平均对数Nh/cm^（-2）为23.5，多达23-30%的源的Nh > 10^24 cm^（-2）。
1998-11-04 astro-ph
GMRT and VLA observations of HI and OH from the Seyfert galaxy Mrk 1
本文介绍了用巨米波射电望远镜（GMRT）观测塞弗特2星系Mrk 1的HI 21 cm线和甚大阵（VLA）观测OH 18 cm线的结果。Mrk 1和它的伴星NGC 451都探测到HI辐射。Mrk 1的HI发射形态和速度场受到干扰。我们推测Mrk 1的核活动是由潮汐相互作用触发的。我们还检测到两个组件的HI 21厘米线和OH 18厘米线的吸收朝向核的Mrk 1在蓝移速度相对于其系统速度表示流出的原子和分子气体。OH吸收的曲线定性地类似于HI吸收的曲线。HI和OH（1667 MHz）吸收线的较高速度分量与O[III]5007、O[I]6300和系统速度相比蓝移了约100 km s^{-1}，但与O[II]3727速度一致。我们解释这些速度的差异，由于冲击电离的一个区域，这是由于在前面的射电核冲击向前推，从而使明显的蓝移HI，OH和O[II]速度。HI和OH吸收分量的光学深度比τ {HI}/τ {OH 1667}均为~3，表明它们起源于致密的分子云。使用银河系分子云的OH/ A_{v}值，我们得到9 < A_{v} < 90朝向Mrk 1的视线。
2002-08-09 astro-ph
VISIR/VLT mid-infrared imaging of Seyfert nuclei: Nuclear dust emission and the Seyfert-2 dichotomy
到目前为止，有一半的塞弗特-2星系在它们的偏振光谱中没有被发现。一些作者怀疑这些非HBLR包含真正的Sy 2核，没有隐藏在尘埃环后面的固有宽线区。如果这是真的，那么它们的原子核结构将与具有极化宽线的Sy 2有根本的不同：特别是，它们将不能用基于取向的活动星系核统一来解释。两个物理上不同的Sy 2种群的进一步论据来自于温暖和寒冷的IRAS F25/F60比值。然而，这些比率是指整个宿主星系，并不适合最终确定没有核尘埃环。相反，对塞弗特-2二分法的研究应该只在核性质的基础上进行。在这里，我们提出了[OIII] 5007 A和中红外成像在匹配的空间分辨率之间的第一次比较。探索Seyfert-2二分法，我们发现，核中红外/[OIII]光度比的分布是不可区分的Sy 1 s和Sy 2s与检测到的偏振宽线，无论有温暖或冷IRAS F25/F60的比例。我们没有发现证据表明存在一个真正的Sy 2s的人口与赤字的核尘埃排放。我们的结果表明：1）所有的Seyfert核都具有相同的物理结构，包括假定的尘埃环; 2）IRAS冷色是由AGN与宿主星系的低对比度引起的。Seyfert-2二分法的部分解释是统一的非HBLR与窄线Sy 1和更大的速度由低AGN/主机对比度和/或不利的散射几何形状所造成的观测偏差。
2007-07-18 astro-ph
Evidence for an outflow from the Seyfert galaxy NGC 4051
利用窄谱成像、长缝光谱和MERLIN观测对Seyfert星系NGC~4051的核区进行了新的观测。边缘增亮，三角形区域的电离气体延伸420 pc的星系中心已被检测到。在距离地核1.5 \arcsec \处拍摄的电离气体的长缝光谱显示，\oiii \发射线由两个速度分量组成，都从系统径向速度蓝移，速度宽度为140 \kms \，间隔为120 \kms。这个区域是同空间的弱扩展无线电发射，是一个中央驱动外流的暗示。该区域的\oiii光谱和图像被模拟为与视线成50 \degr \的流出锥形结构，半开角为23 \degr。除了扩展的结构，高分辨率MERLIN观测的18厘米核射电辐射揭示了一个紧凑的（1 \arcsec）无线电三重源在PA 73 $^{\circ}$。该源与HST成像的发射线结构一致。这些高分辨率的观测结果与一个比星暴区域更紧凑的活动起源（即塞弗特核）相一致。
1996-08-21 astro-ph
1E 0117.2-2837 and the NLR of Narrow-Line Seyfert 1 galaxies
基于光电离计算，我们研究了窄线塞弗特1（NLS 1）星系的NLR发射线比。特别是，我们研究了不同的EUV软X射线光谱形状（一个巨大的软过剩，陡峭的X射线幂律，存在一个温暖的吸收体）和NLR云属性（密度，丰度，距离连续源）的影响预测的光学发射线比像[OIII]和[FeXIV]。
2000-05-08 astro-ph
Emission Line Properties of Seyfert 2 Nuclei
本文对Joguet的65个Seyfert 2星系的整体性质进行了研究。我们使用我们的文件II的人口合成模型，以获得“纯”的发射线光谱，从而探索的统计特性的核星云组件和它们的关系的恒星星族。我们发现，发射线云遭受更多的消光比星光，并确认恒星和星云的速度色散之间的相关性和发射线光度和速度色散之间。核光度与恒星速度色散相关。去除年轻恒星对光学连续谱的贡献，产生了一个更紧密、更陡峭的关系，$L \propto σ_\star^4$，与费伯-杰克逊定律一致。对于具有显著恒星形成的塞弗茨，指示气体激发的发射线比（如[OIII]/H $β$和[OIII]/[OII]）在统计上较小，这意味着大质量恒星的电离是H $β$和[OII]通量的重要部分，有时甚至是主要部分。我们使用我们的模型来约束的最大比例的电离功率，可以产生一个隐藏的活动星系核。我们将这一部分与活动星系核光电离的经典指标：X射线光度和星云激发相关联，但没有发现显着的相关性。因此，虽然有一个强大的贡献，在低光度的西弗特星的核星云发射的激发恒星爆发，隐藏的活动星系核的贡献仍然难以捉摸，即使在硬X射线。（节略）
2005-11-16 astro-ph
HST and VLA Observations of Seyfert 2 Galaxies: The Relationship between Radio Ejecta and the Narrow Line Region
我们目前的HST/WFPC 2图像，在窄带滤波器包含的[OIII] E5007和Halpha+[NII]发射线及其相邻的连续，7个塞弗特2星系的样本的基础上选择拥有扩展的发射线区域在地面观测或隐藏的宽线区域在偏振光。其中六个星系也被VLA观测到，得到的射电图质量和角分辨率都比文献中的好。我们发现在无线电和发射线的图像，清楚地表明无线电喷流和星际介质之间的强相互作用功能之间的详细对应关系。这种相互作用在确定NLR的形态方面起着重要作用，因为无线电射流扫过并压缩环境气体，产生有序结构，在线发射中具有增强的表面亮度。在至少三个星系中，即Mrk 573、ESO 428-G14和Mrk 34，也许还有NGC 7212，核外射电瓣与低气态激发区域重合（通过[OIII]/（Halpha+[NII]）比测量）。在Mrk 573和NGC 4388中，有一个明显的趋势，即低亮度电离气体具有较高的激发。如果射电波瓣和高发射线表面亮度的区域与高气体密度相关，降低了电离参数，那么这些结果就可以理解了。[OIII]/（Halpha+[NII]）激发图揭示了双极结构，可以解释为统一方案中预期的“电离锥”或加宽的自激气体流出。只有NGC 4388和Mrk 573显示出清晰的直边电离锥。
1998-01-12 astro-ph
The accretion ratios in Seyfert 2 galaxies with and without hidden broad-line regions
使用一个大样本的90个塞弗特2星系（Sy 2s）与分光偏振观测，我们测试的建议，隐藏的宽线区域（HBLRs）在Sy 2s的存在取决于爱丁顿比。利用恒星速度色散和修正后的$\OIII$光度导出了中心超大质量黑洞的质量和爱丁顿比。我们发现：（1）在低于爱丁顿比阈值$10^{-1.37}$的情况下，除了一个对象之外，所有对象都属于非HBLR Sy 2;而在更高的爱丁顿比下，对于具有和不具有HBLR的Sy 2，在爱丁顿比和黑洞质量分布中没有明显的区别;（2）几乎所有低光度Sy 2（例如，（3）对于高光度Sy 2s，探测到HBLR的可能性与非HBLR Sy 2s的可能性几乎相同;（4）当只考虑具有较高$\OIII$光度的康普顿薄Sy 2s（$>10^{41} \ergs$）时，我们发现HBLR的探测率非常高，$\sim$为85%。这些结果表明，活动星系核的亮度起着主要作用，在没有检测到HBLR在低亮度Sy 2的，而对于高亮度Sy 2，HBLR的可检测性不仅取决于活动星系核的活动，但也取决于环面遮蔽。
2006-11-07 astro-ph
A Complete Sample of Soft X-ray Selected AGN: I. The Data
本文给出了110个软X射线选择活动星系核完整样品的光谱和简单的统计分析。近一半的源是窄线塞弗特1星系（NLS 1 s），它具有最陡的X射线谱，最强的Fe Ⅱ发射和比宽线塞弗特1 s（BLS 1 s）稍弱的[OIII]5007发射。Kolmogorov Smirnov检验表明，NLS 1和BLS 1在X射线光谱斜率、X射线短期变率、Fe II等效宽度和光度以及Fe II/H-β比值等方面具有明显不同的分布。[OIII]/H-β和[OIII]等效宽度的差异仅是边际的。我们发现NLS 1和BLS 1在静止坐标系0.2-2.0 X射线光度、静止坐标系5100 A单色光度、辐射热光度、红移和H $β$等效宽度方面没有显著差异。
2003-10-01 astro-ph
STIS Ultraviolet Spectral Evidence for Outflows in Extreme Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies
本文介绍并讨论了两个窄线Seyfert 1（NLS 1）星系IRAS 13224-3809和1H 0707-495的HST STIS观测结果。我们发现，高电离紫外发射线是更广泛的和强烈的蓝移相比，低电离和中等电离线，这是相对狭窄的，集中在休息波长。我们认为这是高电离线来自风的证据，而低电离线是从吸积盘或风的低速底部发出的。光学厚盘阻挡了我们对渐行渐远的风的观察。我们还发现，并非所有的NLS 1都显示强烈的蓝移发射线，并且不对称程度与等效宽度呈负相关，并与密度指标SiIII]与CIII]的比率相关。这也可能是重要的，这些NLS 1显示极端的X射线特性：它们具有最强的X射线软过剩成分和最高的振幅，耀斑的变化。我们假设，这些性质的组合都与L/M_BH的高值有关，即使在NLS 1中也是如此。高电离线和低电离线在运动学上几乎完全分离，这一事实使我们能够分别研究盘和风中的条件。(...)
2000-12-08 astro-ph
NICMOS Imaging of Molecular Hydrogen Emission in Seyfert Galaxies
本文介绍了塞弗特星系中宽带氢发射和分子氢发射的NICMOS成像。在1 - 0个Seyferts中的6个中，我们检测到1-0 S（1）2.121或1-0 S（3）1.9570微米分子氢线的分辨或扩展发射。由于核点源的光度，我们没有在最遥远的星系或我们样本中的2个塞弗特1星系中检测到发射。在NGC 5643，NGC 2110和MKN 1066中，在距离核几百pc的扩展窄线区域检测到分子氢发射。发射与[OIII]和H α +[NII]线发射一致。这种发射也是在可见光到近红外彩色图中观察到的尘埃带附近，这表明电离锥附近存在多相介质，并且线发射的形态取决于周围介质的密度。高的1-0 S（1）或S（3）H2与H α通量比表明，分子氢的冲击激发（而不是紫外荧光）是这些扩展特征中的主要激发过程。在NGC 2992和NGC 3227中，分子氢发射分别来自直径为800和100 pc的“盘”，它们与[OIII]发射没有直接联系，并且接近高水平的消光（AV > 10）。在NGC 4945中，分子氢的发射似乎来自100 pc超级气泡的边缘。在这三个星系中，分子气体可能被与本地恒星形成有关的过程所激发。我们证实了以前的光谱研究发现，没有单一的机制是可能负责塞弗特星系中的分子氢激发。
1999-07-01 astro-ph
The Importance of Shocks in the Ionization of the Narrow Line Region of Seyferts
我们讨论的可行性的冲击作为电离的主要来源窄线区的塞弗特星系。我们提出的初步结果[OIII] 5007 A和无线电3.6厘米成像调查的塞弗茨，讨论的影响，在两个星系的电离的冲击，还计算了上限的H β光度，可以是由于在36个星系的冲击与未解决的无线电发射。我们表明，对于激波参数的有利值，在大多数星系中，激波不能贡献超过15%的电离光子。
2001-10-24 astro-ph
Probing the Kinematics of the Narrow-Line Region in Seyfert Galaxies with Slitless Spectroscopy: Observational Results
本文给出了用哈勃空间望远镜成像摄谱仪观测到的10个塞弗特星系的无狭缝光谱。光谱覆盖[OIII] 4959、5007发射线，光谱分辨率为~9000，空间分辨率为0.1”。我们比较与以前的HST窄带图像的无缝光谱，以确定速度的变化和分散的明亮的发射线结在这些Seyfert的窄线区域（NLR）。许多节点的空间分辨率为十分之一角秒，相当于几十个pcs，但它们似乎以零到+/- 1200 km/s之间的径向速度相对于其宿主星系的系统速度相干移动。结也表现出广泛的速度分散，范围从~30 km/s（速度分辨率）到~1000 km/s的半高宽。这个样本中的大多数塞弗特星系都显示出有组织的流动模式，在核处径向速度接近零（由光学连续峰定义），在核的~ 1“内增加到最大蓝移和红移，然后下降到系统速度。发射线结也遵循随距离增加而减小的速度分散的一般趋势。在塞弗特2星系中，核两侧的蓝移和红移的存在表明旋转本身不能解释观测到的径向速度，径向流出起着重要的作用。这个样本中的每个塞弗特星系（Mrk 3除外）在其光学核的位置都显示出明亮、紧凑（FWHM < 0.5”）的[O III]结。这些核发射线结的径向速度质心接近于零，但它们通常具有最高的速度色散。
2004-09-30 astro-ph
Dust lanes causing structure in the extended narrow line region of early-type Seyfert galaxies
我们构造了4个具有S形或单侧电离锥的早型Seyfert星系的近红外到可见光宽带NICMOS/WFPC彩色图。我们发现，尘埃带附近或连接到[OIII]和H $α$ +[NII]线发射图中看到的许多功能。这表明，在这些电离锥的线发射的结构是由周围致密的银河系气体的分布。螺旋臂，由酒吧，或气体翘曲造成的尘埃带提供致密的气体，当照射的锥形光束的紫外光子可以导致在观察到的复杂的线发射形态。
1999-06-02 astro-ph
Restframe Optical Spectroscopic Classifications for Submillimeter Galaxies
我们报告了一个系统的近红外光谱调查的结果，使用斯巴鲁，VLT和凯克望远镜的高红移超亮红外星系（ULIRGs）的样本主要由亚毫米选择星系。我们的观测跨越了包含H_beta、[OIII]和[OII]等星云发射谱线的restframe光学范围，这些谱线对于对这些ULIRG的物理性质进行可靠的诊断是必不可少的。利用H_α/H_β发射线比值，我们得到了类似于局部ULIRG的内消光估计：A_v~2.9+-0.5。用Balmer减量法修正了尘埃消光的恒星形成率H_α估计值，得到的结果与远红外光度估计值一致。我们的大部分（>60%）样本显示出活动星系核的光谱特征，其中约65%显示出宽巴尔末发射线。这些源的一部分显示出相对较低的[OIII]/H_β线比，这与窄线塞弗特1星系的类似，表明小质量的黑洞正在迅速增长。在我们调查的子样本中，[OIII]和硬X射线覆盖范围，至少~60%显示出过量的[OIII]发射，相对于硬X射线光度的5-10倍，与Seyferts和类星体中看到的这两个属性之间的相关性相比。从我们的光谱诊断，我们提出，在这些星系中的强[OIII]发射产生的冲击，在这个充满活力的恒星形成人口稠密的气体区域。
2006-07-26 astro-ph
Radio Continuum and Emission Line Morphologies of Southern Seyfert Galaxies
我们收集了一个体积有限（cz <= 3600 km/s）的南塞弗特星系的发射线（[Oiii] 5007和H α +[Nii]）和射电连续谱图像。光学数据是在欧洲南方天文台使用2.2米、NTT和3.6米望远镜获得的，典型的分辨率为1”，噪声水平为~ 1 e-16 ergs cm-2 s-1 arcsec-2。射电连续谱观测是用VLA（6 cm）和ATCA（3 cm）获得的，分辨率约为1”，与光学图像相匹配。除了一个观测源外，所有观测源都被检测到高于~0.15 mJy的噪声限值。在射电中，30%的源显示线性结构，25%仅略微分辨或扩散，45%在~1”分辨率下仍未分辨。在以前的工作中，发现的无线电结构的大小和无线电功率之间的相关性。塞弗特2型星系中的射电源的平均线径比1型大，但射电源的功率在1型和2型之间没有显著差异。两种Seyfert型的光谱指数无显著差异。扩展发射在塞弗特星系中很常见-基本上所有观测到的物体都显示扩展的Halpha+[Nii]，近50%显示扩展的[Oiii]发射。至少有40%（50个中的18个）的星系显示出高激发扩展发射线区域（EELR），在激发图中有很好的轮廓。EELR的形态从线性到圆锥形，S形，甚至X形。几乎所有拉长的EELR都在Seyfert 2星系中。EELR的方向似乎是随机的，相对于长（或短）轴或相对于非轴对称结构，如酒吧或椭圆形，当存在时，有一个暗示的形态…
1998-04-09 astro-ph
Radiative Acceleration of Coronal Gas in Seyfert Nuclei
塞弗茨日冕气体的谱线比可以成功地与高密度、低体积填充因子的光电离云拟合。电离参数暗示是足够高的模型必须考虑辐射压力的影响，从活跃的核。尽管有核引力的作用，辐射压力仍然足够强大，足以压缩和径向加速内部分层的气体云，只要这些气体云含有少量的尘埃（约为太阳邻域值的10%）。这种径向加速度可以解释日冕线相对于系统速度的蓝移，而不需要调用环境的“推动”风。嵌入的尘埃有一个有趣的效果，使光电离云边缘电离约束，而不是物质约束。
1998-02-18 astro-ph
The Narrow Line Region of Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies
本文研究了七个窄线Seyfert 1星系（NLS 1）的窄线区（NLR）的光发射谱线性质和物理条件。我们的研究结果表明，由H-β的窄分量进行的通量平均为总线通量的50%。因此，在NLR中释放的[OIII] 5007/H-β比率从1到5不等，而不是普遍采用的值10。这对电离NLR气体所需的光谱能量分布具有强烈的影响。光电离模型认为NLR由物质束缚和电离束缚云的组合组成，成功地解释了低[OIII] 5007/H-β比和NLS 1低电离线的弱点。这两种云的相对比例的变化很好地再现了NLS 1样本中发现的窄线比的分散。假设NLS 1 s和正常的Seyfert 1星系NGC 5548的物理模型参数相似，我们发现，这两组之间的发射线比的观测差异可以解释的输入电离连续体的形状。窄发射线比的NLS 1 s更好地再现了陡峭的幂律连续在EUV -软X射线区域，光谱指数α ~-2。较平坦的光谱指数（α ~ -1.5）与观测到的NGC 5548的线比相匹配，但无法提供与NLS 1比率的良好匹配。这一结果与ROSAT对NLS 1的观测结果一致，表明这些天体的幂律指数比具有强宽光学线的Sy 1星系的幂律指数更陡。
2000-03-20 astro-ph
The difference between the narrow line region of Seyfert 1 and Seyfert 2 galaxies
本文对Seyfert 1和Seyfert 2星系窄线区的发射线比进行了比较研究。它包括一个文献汇编的发射线通量[OII] 3727 A，[NeIII] 3869 A，[OIII] 5007 A和[NeV] 3426 A，以及60 μ m连续通量，为52个塞弗特1和68个塞弗特2的样本。发射线比率[OII]/[NeIII]和[OII]/[NeV]的分布表明，在Seyfert 1的值小于Seyfert 2的值的意义上，Seyfert 1和Seyfert 2在统计上是不同的，这表明更高的激发光谱。这些和其他发射线的比率进行比较，序列的模型，结合不同比例的物质和电离有界云，也序列的模型不同的电离参数。这一比较表明，前者的模式更好地再现了发射线比的整体分布，表明塞弗特1的电离有界云的数量比塞弗特2的少。这种差异，连同其他结果在文献中，从四个不同的场景的角度来解释。最有可能的情况是假设塞弗特1的NLR比塞弗特2的小，这可能是由于塞弗特1的环面轴优先排列在靠近主星系平面轴的位置。
1998-05-20 astro-ph
NGC3147: a "true" Seyfert 2 without the broad-line region
我们报告同步光学和X射线观测的塞弗特星系，NGC 3147。XMM-牛顿光谱显示源在X射线中未被吸收（$N_H<5\times10^{20}$ cm $^{-2}$）。另一方面，在光谱中不存在宽谱线。这种光学/X射线错误分类（相对于统一模型）的起源不能归因于变异性，因为两个波段的观测是同时进行的。此外，基于铁K $α$线的低等效宽度（$\simeq130$ eV）和2-10 keV与[OIII]通量之间的大比率，可以拒绝物体的康普顿厚性质。因此，似乎不可避免地得出结论，NGC 3147本质上缺乏宽线区（BLR），使其成为第一个“真正的”塞弗特2。
2007-10-23 astro-ph
The morphology of minor axis gaseous outflows in edge-on Seyfert galaxies
（节略）螺旋星系通常有延伸的流出物，渗透到盘的区域之外。这样的外流在星暴星系、活跃的恒星形成星系和具有活动星系核的星系中都有发现。在后者的星系中，我们不知道大规模的外流是由恒星形成活动还是纯粹由活动的核心驱动的。我们的调查的目的是研究扩展的短轴流出的频率在边缘上的塞弗特星系调查的作用活动星系核，环核环境和恒星形成活动的磁盘区域内，和他们的重要性IGM富集在大尺度上。窄带成像在两个不同的电离阶段（H-α和[OIII]）进行了尝试与活跃的核和那些连接到磁盘内的恒星形成活动的过程之间的歧视。塞弗特星系的H-α形态通常是复杂的，但只有在14个星系中的3个中，我们发现了短轴盘流出的证据。在我们观测的灵敏度下，[OIII]发射通常只在核区域被检测到。总的来说，我们的研究结果表明，面外发射类似的亮度和程度，在以前已知的情况下，NGC 3079和NGC 4388是不常见的塞弗特星系，否则类似的属性。与我们以前的结果比较表明，对于附近的边缘螺旋星系，恒星形成可能是比活动星系核活动更强大的产生DIG的机制。虽然在一般的活动星系核活动无疑在驱动短轴外流中起着一定的作用，但这可能需要比我们在小距离有限的样本中遇到的更高的活动星系核光度。
2006-12-27 astro-ph
Nuclear Starbursts in Nearby Seyfert Galaxies
活跃的星系通常与星爆有关，这可能是核黑洞的燃料来源。利用光学（3500-7500 A）分光和窄带测光数据（H_α +[NII] 6548、6583和[OIII]5007），可以探测活动核的星暴特征，并研究其与Seyfert型和周围环境的关系。本文给出了6个邻近Seyfert星系（z < 0.02）中年轻恒星星族（HI高阶Balmer线）和扩展H_α辐射（HII区的指示）的证据。这些非常初步的结果似乎表明，核星暴的存在并不依赖于Seyfert类型，有利于活动星系核统一模型的假设。通过估计现在的SFR（< 10^6年）和最近的SFR（< 10^9年），我们观察到这些天体在过去的历元中经历了大部分的恒星形成事件。这支持了星暴-活动星系核连接的假设，支持活动星系核在星暴中幸存的进化方案。
2004-10-18 astro-ph
Near-infrared spectroscopy of nearby Seyfert galaxies - II. Molecular content and coronal emission
我们提供了8个邻近的Seyfert星系（z <0.01）的亚弧秒近红外1.5 - 2.5微米中等分辨率长缝光谱，它们都平行于电离锥和垂直于电离锥，这些光谱补充了Reunanen，Kotilainen & Prieto（2002）中提出的6个Seyfert星系的类似数据。大浓度的分子气体（H2）存在于核中，无论塞弗特类型。在6/8（75%）的星系中，H2辐射的空间范围垂直于锥体大于平行于锥体，与活动星系核的统一模型一致。宽BrGamma在近一半的光学分类塞弗特2星系中被检测到，其中包括两个没有隐藏偏振宽线区证据的物体。核[Fe II]发射一般蓝移，这与高Br伽马/[Fe II]比率一起表明，在塞弗特星系中，冲击是占主导地位的激发机制。明亮的日冕发射线[SiVI]和[SiVII]在塞弗茨星系中很常见，因为它们在大约60%的星系中被检测到。在三个星系中，日冕线只在平行于圆锥的方向上延伸。这可以解释为由于喷流或超风与星际介质相互作用而产生的激波激发。
2003-05-07 astro-ph
The Temperature of Extended Gas in Active Galaxies -- Evidence for Matter-Bounded Clouds
我们报告的电子温度的测量在大约十几个位置的扩展发射线区域的五个活跃（塞弗特和无线电）星系。根据I（[OIII] \lambda 4363）/I（[OIII] \lambda 5007）和I（[NII] \lambda 5755）/I[NII] \lambda 6583）比值测定温度（T_{[OIII]}和T_{[NII]}）。T_{[OIII]}的温度范围为（1.0 - 1.7）\times 10^{4}K。我们发现T_{[OIII]}有高于T_{[NII]}的强烈趋势，其差值通常为\approx 5，000 K。由于NII中^{1}D{_2}能级碰撞退激发的临界密度低于OIII中相同能级的临界密度，因此在低密度极限下，测量的强度比与预期的T_{[OIII]} = T_{[NII]}的强度比的偏差不太可能由碰撞退激发引起。T_{[OIII]}的测量值以及T_{[OIII]}和T_{[NII]}之间的差异与在银河系行星状星云中发现的非常相似。有人认为，云的能量输入的主要形式是光电离，但详细的建模表明，温度差太大，不能占电离约束云的光电离。相反，我们建议，物质和电离约束的云都存在于扩展的发射线区域，与大多数的[OIII]发射起源于一个热区的物质约束的云和基本上所有的[NII]从电离约束的云。
1997-04-02 astro-ph
The radio loud narrow-line quasar SDSSJ172206.03+565451.6
我们报告的无线电大声窄线类星体SDSS J172206.03+565451.6，我们发现在寻找无线电大声窄线活动星系核（AGN）的过程中的识别。SDSSJ 172206.03 +565451.6是唯一一个被确定为第4大射电强窄线类星体，也是第二大射电强类星体，射电指数R_1.4 ~ 100-700。它的黑洞质量为M_BH =（2-3）10^7 M_sun，相对于它的射电响度来说，它的质量是非常小的，质量和射电指数的组合使SDSSJ 172206.03 +565451.6处于M_BH-R图中一个很少有人居住的区域。SDSSJ 172206.03 +565451.6是一个典型的窄线塞弗特1型天体，其FWHM_H β = 1490 km/s，[OIII]/H β = 0.7，FeII复合体的FeII 4570/H β = 0.7。根据[OII]/[OIII]线比估算的窄线区电离参数与Seyferts相似，其[NeV]/[NeIII]高比值表明极紫外线对软X射线的过量。我们宣传的组合使用[OII]/[OIII]和[NeV]/[NeIII]图作为一个有用的诊断工具，估计电离参数和约束EUV连续体的形状相对独立于其他参数。
2005-11-16 astro-ph
The X-ray spectra of optically selected Seyfert 2 galaxies. Are there any Sy2 galaxies with no absorption?
我们从Ho等（1997）的邻近星系光谱样本中选取了8个具有高$[OIII]\lambda5007$通量的Seyfert 2星系样本，对它们进行了X射线光谱分析。我们发现，在一般情况下，我们的塞弗特2星系的X射线光谱是复杂的，与我们的一些对象具有不同的光谱从“典型”的X射线选定的塞弗特2星系的光谱。两个（NGC3147和NGC4698）没有显示出固有吸收的证据。我们认为，这是由于这样的事实，即当环面抑制内在的介质和硬能量通量，从宿主星系的底层发射，起源于环核星爆，和散射从温暖的吸收有助于在这些能量带更显着。我们的asca数据不能单独辨别低吸收物体是否是康普顿厚度的活动星系核，具有较强的散射分量或缺乏一个模糊的环面。我们的低吸收Seyfert 2最引人注目的例子是NGC4698。它的光谱可以用尘埃暖吸收体或缺乏宽线云来解释，因此它作为塞弗特2的外观是内在的，而不是由于吸收。
2001-04-03 astro-ph
An AGN Sample with High X-ray-to-optical Flux Ratio from RASS II.Optical Emission Line Properties of Seyfert 1 Type AGN
本工作研究了155个低红移亮X射线选ROSAT Seyfert~1型活动星系核的光发射谱线特性，这些活动星系核具有足够的信噪比光谱观测。我们通过对发射谱线轮廓进行多分量拟合来测量发射谱线特性，涵盖了混合铁发射的影响。我们还获得了连续谱参数，包括来自ROSAT数据库的250 eV X射线亮度。此外，还对所测得的性质进行了相关性分析，证实了Fe~II、[O III]发射强度与X射线斜率之间的关系。我们还检测到H $β$红移（或蓝移）、Fe ~（2+）与H $β$宽组分和[O ~（3+）]与H $β$窄组分的通量比之间的显著相关性。这些趋势很可能是由爱丁顿比率驱动的。
2003-06-09 astro-ph
Stellar indices and kinematics in Seyfert 1 nuclei
我们目前的光谱的6型1塞弗特星系，2塞弗特2，星暴星系和紧凑的窄线radiogalcohol，采取在两个光谱范围内的近红外钙三重态（CaT）（在~8600埃），和Mgb恒星功能在5180埃。我们测量了这些功能的等效宽度（EW）和Fe 52和Fe 53光谱指数。我们发现，CaT的强度在1型塞弗特星系与突出的中心点源，是大于所预期的从观测到的强度的蓝色指数。这可以用塞弗特1星系核中的红超巨星来解释。另一方面，这些星系的蓝色指数也可能被它们光谱中的强FeII多重态所稀释。我们还测量了样品中星系的恒星和气体速度色散。恒星速度色散测量使用这两个，Mgb和CaT恒星功能。使用强发射线[OIII] 5007、4959和[SIII] 9069测量窄线区域（NLR）中的气体的速度分散。我们比较了气体和恒星的速度色散，发现这两个幅度相关的塞弗特星系。我们观察到的大多数塞弗特1的恒星速度色散都比NLR中的气体大。
2000-05-12 astro-ph
Are the black hole masses in Narrow Line Seyfert 1 galaxies actually small?
窄线塞弗特1星系（NLS 1）通常被认为是第一类活动星系核中的特殊天体，因为宽线的宽度相对较小，强X射线变化，软X射线连续谱，弱[OIII]和强Fe II线强度。中心大质量黑洞（MBH）的质量M_BH比已知的MBH-宿主星系标度关系所估计的要小，而吸积率则比Seyfert 1星系的平均吸积率大。在这封信中，我们表明，NLS 1特有的M_BH和L/L_Edd原来是相当标准的，只要宽线区域被允许有一个盘状，而不是各向同性，几何形状。假设NLS 1 s是沿着盘轴观察的相当“正常”的塞弗特1天体，我们可以从被归类为NLS 1 s的塞弗特1的分数中估计出典型的倾角，并计算出与观测到的宽线半高宽和MBH维里质量相关的几何因子。我们表明，几何因子可以完全解释的“黑洞质量赤字”观察到的NLS 1，和L/L_Edd（平均）的值相比，更常见的宽线塞弗特1星系。
2008-02-01 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
Do Jet-Driven Shocks ionize the Narrow Line Regions of Seyfert Galaxies?
我们考虑一个模型，在这个模型中，Seyfert星系的窄线区域（NLR）被来自活动核的射电喷流驱动到星系的星际介质中的快速（300 - 1，000 km/s）辐射冲击波“原位”光电离。这种冲击是软X射线的强大来源。我们计算了ROSAT PSPC和Einstein IPC探测器的计数率与[OIII] λ5007通量的预期比值作为激波速度的函数，并将这些比值与2型Seyferts的观测值进行了比较。如果观测到的这些星系的大部分软X射线发射都起源于NLR，并且吸收的氢柱与从NLR变红推断的氢柱相似，则冲击速度为$\simeq$ 400 - 500 km/s的光电离冲击模型与观测到的比率是相容的。需要AXAF的高角分辨率观测来分离NLR的X射线发射并测量其吸收柱，从而提供更有说服力的测试。我们还计算了预期的日冕铁线发射的冲击。对于大多数Seyfert 2s，[Fe X] λ6374/H β$比300 - 500 km/s激波模型的预测值低2 - 14倍，这表明存在的热气体比这些模型所要求的要少。
1999-01-23 astro-ph
X-ray absorption lines in the Seyfert 1 galaxy NGC 5548 discovered with Chandra-LETGS
本文首次给出了塞弗特星系的高分辨率X射线谱。NGC 5548的Chandra-LETGS光谱显示出来自高度电离物质（C、N、O、Ne、Na、Mg、Si的类H和类He离子以及Fe XIV-XXI）的强而窄的吸收线。谱线被蓝移了几百公里/秒。相应的连续吸收边很弱或不存在。在光电离平衡下，吸收介质可以用一个流出的薄而热的壳层来模拟。吸收线类似于在UV中观察到的较低电离吸收线，尽管这些UV线源自吸收介质的不同位置或相位。相对于吸收线，从O VIII莱曼α线以及O VII三重态的发射红移是可见的。这些谱线的通量与吸收介质的发射一致。O VII三重态强度比表明，光电离占主导地位，并产生上限的电子密度。
2000-02-17 astro-ph
The XMM-Newton RGS spectrum of the high luminosity Seyfert 1 galaxy Markarian 509
我们提出了一个详细的分析的软X射线光谱的塞弗特1星系Markarian 509所采取的XMM-牛顿反射光栅光谱仪。一个潜在的幂律连续和三个温暖的吸收阶段提供了一个很好的拟合数据，以及一些广泛和狭窄的发射线。我们的三个热吸收相各自具有不同的电离参数和柱密度。我们确定了一个低电离，log xi=0.89，高流出速度相产生的Fe M-壳UTA功能，以及从O VI和N VI的吸收。有一个中间相，log xi=2.14，显示从H类碳和氮和He类氖和氧的吸收。第三，高电离，log xi=3.26，低流出速度阶段包含从O VIII，Ne X和高电离铁的吸收。所有相位相对于系统速度蓝移，流速范围为-60 km/s至-510 km/s。观测到的宽辐射特征中，C VI和O VII谱线的均方根速度约为8000 km/s。
2006-09-27 astro-ph
Hybrid nature of 0846+51W1: a BL Lac object with a narrow line Seyfert 1 nucleus
我们从SDSS DR 1光谱数据库中收集的大量NLS 1样本中，在被广泛研究的爆发型BL Lac 0846+ 51 W1中发现了一个NLS 1核。它的光谱可以很好地分解为三个分量，一个来自相对论性喷流的幂律分量，一个来自宿主星系的恒星分量，以及一个来自典型NLS 1核的分量。0846+ 51 W1的发射谱线特性在暗态时满足NLS 1的常规定义，其半高宽（H β）约为1710 km s^-1，[OIII]5007/H β约为0.32。在SDSS光谱中检测到强烈的FeII发射，这也是NLS 1的典型特征。我们尝试使用各种技术来估计它的中心黑洞质量，发现0846+ 51 W1很可能以10% L_Edd的几倍发射。我们推测，塞弗特类核，包括NLS 1 s，可能隐藏在一个显着的部分BL Lac，但没有得到充分的探索，由于事实上，根据定义，这种对象的光学紫外连续谱往往被淹没的同步辐射。
2004-11-10 astro-ph
A note on black hole masses estimated by the second moment in Narrow Line Seyfert 1 Galaxies
计算了Sloan数字巡天（SDSS）中329个窄线Seyfert 1星系（NLS 1）的H $β$发射线的二阶矩，并利用该谱计算了每个星系的中心超大质量黑洞（SMBHs）质量.我们发现，二阶矩强烈依赖于更广泛的组成部分的H $β$线轮廓。我们发现对于需要两个高斯函数来拟合H $β$线的NLS 1，H $β$二阶矩的SMBH质量平均值比半高宽（FWHM）的SMBH质量平均值大0.50 dex.利用$λ$ 5007的核心/窄组分的气体速度色散来估算恒星速度色散$σ_{*}$，新的质量使得NLS 1非常接近于正常活动星系核的$\mbh - σ_{*}$关系。通过使用直接从SDSS光谱测量的$σ_{*}$与一个简单的恒星星族合成方法，我们发现，对于NLS 1的质量低于$10^7 \msun$，他们只是略低于$\mbh - σ_{*}$的关系，考虑到大的散射在质量计算。
2008-08-01 astro-ph
Low-Mass Seyfert 2 Galaxies in the Sloan Digital Sky Survey
我们描述了从斯隆数字巡天中选取的一个低质量赛弗特2星系的样本，其绝对星等中值为M_g = -19.0等。这些星系是Greene & Ho（2004）发现的具有中等质量黑洞的赛弗特1星系的2型对应物。凯克天文台的Echellette摄谱仪和成像仪获得的光谱被用来确定中心恒星的速度色散，并检查发射线的属性。总的来说，恒星的速度色散很低（40-90 km/s），我们发现了12个sigma < 60 km/s的天体，这个范围以前很少有人知道。样本遵循恒星速度色散和FWHM（[OIII]）之间的相关性，在更大的质量塞弗特星系，表明窄线FWHM值在很大程度上是由在主星系的中心区域的气体维里运动。利用对黑洞质量和活动星系核辐射热光度的估计，我们发现这些星系通常以其爱丁顿速率的很高比例辐射，中值L_bol/L_Edd = 0.4。我们确定了一个星系SDSS J110912.40+612346.7，作为附近的矮塞弗特1星系NGC 4395的2型类似物，具有几乎相同的窄线光谱和一个只有M_g = -16.8等的矮螺旋宿主。可以为低光度活动星系的模糊环面模型提供新的检验。
2008-07-21 astro-ph
A narrow line Seyfert 1--blazar composite nucleus in 2MASX J0324+3410
本文报道了2 MASX J032441.19+341045.9（以下简称2 MASX J 0324 +3410）的发现，它具有窄线塞弗特1星系（NLS 1）和耀变体的双重性质。其光谱的Hβ线宽约为1600 km s^-1（FWHM），[OIII]与Hβ的线比约为0.12，并且有很强的Fe II发射，这显然符合NLS 1 s的传统定义。另一方面，2 MASX J 0324 +3410也表现出一些耀变体的特征，包括1 GHz以上的平坦射电频谱，8.4 GHz的致密核心加上质量尺度上的单侧喷流结构，射电，光学和X射线波段的高度可变通量，以及可能探测到TeV的伽马射线发射。在它的光学图像上，用HST WFPC 2获得，活动核从宿主星系的中心移位，表现出明显的单臂螺旋结构，延伸到16 kpc。这个物体的显著混合行为对目前NLS 1星系和$γ$射线耀变体的模型提出了挑战。
2007-02-13 astro-ph
Integral field spectroscopy of the radio galaxy 3C 171
我们用加拿大-法国夏威夷望远镜的TIGER仪器在H β-[OIII]4959-5007波段对射电星系3C 171（红移z=0.238）进行了积分场谱学研究。我们提出了重建的Hbeta和[OIII]图像，并将它们与HST和无线电地图进行比较。我们讨论的[OIII]/H β线比的变化在整个星云。我们还详细分析了速度场，特别是几个组件的存在。我们发现，在中心区域（1弧秒内）的发射线导出的运动学是兼容的低振幅（50公里/秒）的盘状旋转。连续体表面亮度分布遵循r^{1/4}定律，表明下面的星系是一个有效半径为15 kpc的椭圆。我们在以西2.7弧秒为中心、延伸3弧秒的区域中拟合了两个分量^[2]。我们发现，蓝移分量是中心部分的延伸，而第二个是红移600公里/秒。在这两个分量中，线比和FWHM与由喷流-云相互作用引起的激波的存在是相容的。
2000-07-03 astro-ph
The Unified Model of Active Galactic Nuclei: I. Non-hidden Broad Line Region Seyfert 2 and Narrow Line Seyfert 1 Galaxies
Seyfert星系的统一模型表明，在Seyfert 2星系（S2）中存在着隐藏的宽线区（HBLR）。然而，有越来越多的证据表明出现了一个缺乏HBLR的S2亚类（非HBLR S2）。一个有趣的问题出现了与其他类型的塞弗特星系的非HBLR S2的关系，以及它们是否可以包括在统一的模型。我们从已发表的文献中收集了42个非HBLR S2和44个具有红移$z\le 0.05$的窄线Seyfert 1（NLS 1）组成的两个子样本来探讨这个问题。我们比较了银河系中心的黑洞质量，吸积率，红外色比（$f_{60 μ\rm m}/f_{25 μ\rm m}$）作为尘埃环面方向的潜在指标，\oiii $λ5007$，无线电和远红外光度。我们发现非HBLR S2和NLS 1具有：1）相似的黑洞质量（$10^6-3\times 10^7\sunm$）和爱丁顿比（$L_{\rm Bol}/L_{\rm Edd}\sim 1$）分布; 2）显著不同的$f_{60 μ\rm m}/f_{25 μ\rm m}$比分布; 3）相似的[O { \sc iii}]、射电和远红外辐射的隆起幅度和光度分布。如果它们本质上是相同的，但非HBLR S2的观察者的视角比NLS 1大，那么它们的相似性和差异性就可以自然地理解。因此，我们认为，非HBLR S2只有“窄”的宽线区域，它们是对应的NLS 1在高倾角。在非HBLR S2中…
2006-06-06 astro-ph
Size and properties of the narrow-line region in Seyfert-1 galaxies from spatially-resolved optical spectroscopy
空间分辨发射线光谱是确定活动星系核窄线区物理条件的有力工具。最近，我们使用光学长缝光谱学研究的NLR样本的6个塞弗特-2星系。我们已经表明，这样的方法，在比较常用的[OIII]窄带成像单独，使我们能够探测活动星系核光电离的NLR的大小。此外，可以直接访问NLR的几个物理参数。本文用同样的方法研究了6个Seyfert-1星系的NLR，并与Seyfert-2星系的结果进行了比较。我们采用诊断有价值的发射线比来确定NLR的物理性质，包括密度，电离参数和红化的核心值和径向依赖关系。跟踪诊断图中发射线比的径向变化，使我们能够测量类活动星系核和类氢原子核线激发之间的过渡，从而我们能够测量NLR的大小。在诊断图中，我们发现在AGN制度和那些典型的HII地区在两个塞弗特-1星系的线比之间的过渡，从而确定的NLR的大小。中心电子温度和电离参数一般高于1型塞弗茨比2型。在几乎所有情况下，电子密度和电离参数都随半径减小。一般来说，在塞弗特-1星系中的减少速度比在2型星系中快。在几个物体中，气体速度分布是中心（倾斜）发射线盘中旋转运动的特征。我们给出了黑洞质量的估计。我们讨论我们的研究结果，详细为每个对象。
2006-07-28 astro-ph
On the X-ray, optical emission line and black hole mass properties of local Seyfert galaxies
本文研究了47个Seyfert星系的X射线核发射、光发射线亮度与黑洞质量之间的关系。该样本是从附近星系的Palomar光谱巡天（Ho，Filippenko & Sargent 1997）中选取的，涵盖了从L_{2-10 keV} ~ 10^{43} erg/s到非常低的光度（L_{2-10 keV} ~ 10^{38} erg/s）的广泛核功率范围。最好的可用数据从钱德拉，XMM-牛顿，并在少数情况下，ASCA观测已被考虑。由于从这些观测中获得的良好的空间分辨率和对各种光谱成分的适当建模，已经有可能获得不受核外源和/或漫发射污染的准确的核X射线光度。考虑到可能的候选康普顿厚源，X射线光度进行了校正，这是一个高分数（> 30%）在我们的样品中的2型塞弗特。本研究的主要结果是，我们证实了2-10 keV，[OIII] \lambda 5007，H_{alpha}光度之间的强线性相关性，显示出与类星体和发光的赛弗特星系相同的斜率，独立的核活动水平显示。此外，尽管这里测试的爱丁顿比（L/ L_{Edd}）范围很广（六个数量级，从0.1到~ 10^{-7}），但在X射线或光发射线光度与黑洞质量之间没有发现相关性。我们的研究结果表明，在我们的样本中，塞弗特核是一个缩小版本的更明亮的活动星系核是一致的。
2006-05-09 astro-ph
The Nuclear and Circum-nuclear Stellar Population in Seyfert 2 Galaxies: Implications for the Starburst-AGN Connection
我们报告的光谱调查的20个样本的最明亮的2型塞弗特核的结果。我们的目标是寻找大质量恒星的直接光谱特征，从而探索环核星爆在塞弗特现象中的作用。所用的方法是基于在吸收中检测高阶巴耳末线和HeI线以及在发射中检测$\sim$ 4680 nm处的Wolf-Rayet特征。这些谱线是年轻（几百万年）和中年（几百万年）恒星星族存在的有力标志。在超过一半的样本中，我们已经检测到氦和/或强恒星吸收功能的高阶（近紫外）巴耳末系连同相对较弱的线从一个老的恒星星族。在另外三个星系中，我们在4680光年附近检测到一个广泛的发射特征，这最有可能归因于沃尔夫-拉叶星（最大质量恒星的进化后代）的种群。因此，我们得出结论，超过一半的样本的蓝色和近紫外光是由年轻和/或中等年龄的恒星。与“老”的相比，“老”的塞弗特2号有更大的远红外光度，更冷的中/远红外颜色，以及更小的[OIII]/H $β$通量比。这些差异与星爆在前一类中发挥重要的能量作用是一致的。我们认为可能有两个不同的塞弗特2核（“星暴”和“隐藏BLR”）的子类的可能性。然而，在三个“B”核中发现隐藏的BLR的事实与此相反，并表明核恒星爆发可能是塞弗特现象的一个更普遍的部分。
2000-08-28 astro-ph
Obscured AGN: clues from high-resolution imaging and spectroscopy
本文给出了HST、Chandra和XMM-Newton观测到的8个Seyfert 2星系的样本。所有的源都呈现出软X射线发射，其在延伸和整体形态上与[OIII]发射一致。光谱分析表明，所有物体的软X射线发射可能是由光致电离气体占主导地位。我们用代码CLOUDY测试了一个简单的场景，在这个场景中，被核连续谱光电离的相同气体同时产生软X射线和[OIII]发射。存在满足两个分量之间的观测比率的解，并且需要密度随半径减小，大致类似于$r^{-2}$，类似于通常在窄线区域中发现的情况。
2005-10-26 astro-ph
