The extended narrow line region in Mkn79. I.Observations
本文给出了Mkn 79在位置角PA=12 $^{o}$和PA=50 $^{o}$时的深长缝光谱。这些数据证明了在PA=12 $^{o}$中存在一个扩展的窄线区，这与三重射电结构（Ulvestad \& Wilson 1984）以及在PA=10 $^{o}$时观察到的物质从核中流出（Whittle等，1988）相一致。高电离线与低电离线的比率表明，与PA=50 $^{o}$相比，PA=12 $^{o}$中的气体激发水平更高。[NII] $λ$ 6583/H $α$和[SII] $λ$ 6717，31/H $α$与[OIII] $λ$ 5007/H $β$的谱线比与活动星系核连续区而不是HII区的激发相一致。
1995-09-19 astro-ph
A rapidly variable narrow X-ray iron line in Mkn 841
我们报告检测到一个快速可变的窄铁K $α$线MKN 841。该源已被XMM-牛顿观测两次，并与BeppoSAX同时观测。这两次观测各约10公里长，相隔$\sim$ 15小时。线通量在第一次观察期间达到最大值，并在第二次观察中显着减少。相反，连续体的形状和通量在两点之间保持大致恒定。过去从未报道过如此快速变化的窄线（未被XMM-pn仪器分辨）。这些结果在标准冷反射模型中不容易解释，其中窄线分量被假定为远离主X射线源（例如，从环面）产生，并且因此不期望快速变化。不同的解释进行了讨论。
2002-04-05 astro-ph
Mkn 1239: A highly polarized NLS1 with a steep X-ray spectrum and strong NeIX emission
我们报告了对窄线塞弗特1星系Mkn 1239进行XMM-牛顿观测的结果。根据ROSAT PSPC数据，这个光学高度偏振的活动星系核具有活动星系核中最陡的X射线谱，α-X = +3.0。XMM-牛顿EPIC PN和MOS数据证实了这种陡峭的X射线光谱。PN数据与幂律方程的拟合符合得最好，该方程采用部分覆盖吸收模型，表明连续光源和观测者之间存在两条光路，一条是间接散射光路，吸收较少，另一条是直接光路，这一结果与光学/紫外波段偏振度随波长变化的规律相一致。所有三个XMM-牛顿EPIC探测器的X射线光谱中的电阻在0.9 keV附近表明存在发射线特征，最有可能是Ne IX三重态。NeIX的探测和OVII/OVIII的未探测表明超太阳Ne/O比。
2004-02-11 astro-ph
INTEGRAL observations of the field of the BL Lacertae object S5~0716+714
2004年4月2-6日，我们用INTEGRAL对耀变体S5 0716+714进行了观测。在2004年的头几个月，该源的光学亮度稳步增加，并经历了两次爆发。在3月份发生的后者中，它达到了R = 12.1等的极端水平，这触发了我们的INTEGRAL计划。用IBIS/ISGRI探测到的目标能量高达60 keV，在30-60 keV区间的通量约为3 x 10 e-11 erg/s/cm 2，比BeppoSAX PDS在2000年10月观测到的高出约2倍。在S5 0716+714的视场中，我们还探测到了平谱射电类星体S5 0836+710和两个塞弗特星系Mkn 3和Mkn 6。它们的IBIS/ISGRI光谱相当平坦，尽管与BeppoSAX测量的光谱一致。在MKN 3的光谱中，我们发现了一些证据，在~60和~100 keV之间的断裂，让人想起在其他塞弗特星系中观察到的高能截止。这是首次报道弱活动星系核的积分谱。
2004-08-31 astro-ph
A BeppoSAX observation of MKN6
我们利用BeppoSAX卫星研究了Seyfert 1.5星系MKN 6的宽波段（0.5-100 keV）X射线谱。该源的特征是伽马=1.7 [+0.08，-0.07]的幂律，并且没有强有力的证据表明存在反射凸起或高能截止。我们在6.4 keV（静止坐标系）处检测到一条窄铁线，其等效宽度为98 [+33，-35] eV。MKN 6也表现出强烈和复杂的吸收。至少存在两个组分（NH_1 =1.34 [+0.4，-0.4] × 10^（22）cm^（-2）和NH_2 = 4.18 [+2.2，-1.3] × 10^（22）cm^（-2）），它们都部分覆盖了源，覆盖率分别为~90%和~50%。与以前的ASCA观测结果的比较表明，在两个吸收列的NH是可变的，在2年的时间尺度，而覆盖分数是恒定的，在相同的时间。每个吸收体的状态是冷态或轻度光电离态。宽线区（BLR）的建议作为这种复杂的吸收的可能位置。
2003-05-19 astro-ph
The origin of the strong soft excess and puzzling iron line complex in Mkn 841
MKN 841在三个不同的时期（2001年1月、2005年1月和2005年7月）被XMM-牛顿观测到，总累积曝光时间约为108 ks。本文介绍了一个完整的EPIC-pn数据集的宽带谱分析。这些观测结果证实了存在强软过剩和复杂的铁线轮廓已知存在于这个源，因为很长一段时间。它们还揭示了它们极端而令人困惑的光谱和时间行为。事实上，0.5 - 2千电子伏的软X射线通量在2001年和2005年之间减少了3倍，并且线的形状似乎是宽和窄分量的混合，两者都是可变的，但在时间尺度上是可变的。0.5 - 10keV宽谱段可用一个包含一次幂律连续谱、一个模糊光电离反射和一条窄铁谱线的模型来描述，模糊反射自洽地拟合了软过剩和宽谱线分量。狭义部分的起源和性质尚不清楚。
2006-11-21 astro-ph
The Chandra High Energy Transmission Grating Observation of an X-ray Ionization Cone in Markarian 3
本文对钱德拉X射线天文台上的高能透射光栅光谱仪获得的塞弗特2星系Mkn 3的第一个高分辨率X射线谱进行了初步分析。高能光谱（λ < 4 Ang）主要是活动星系核连续辐射在冷的光学厚介质中的反射，包含来自铁和硅的明亮的K-α荧光线，以及来自硫和镁的微弱的混合线。软X射线发射（4 < lambda < 23 Ang）沿[O III]电离锥在空间上延伸，并显示在温暖的光电离区域产生的复合和光激发后发射的离散签名。测得的铁L线通量表明，碰撞电离等离子体的发射几乎完全可以忽略不计，并没有显着贡献的总能量预算的X射线发射。我们发现，显着的分数的H-和He-类共振线，以及所观察到的铁L线是通过再发射的温暖的吸收介质中观察到的塞弗特1星系。它的X射线光谱性质与在不同方向观察的典型的塞弗特1星系的光谱性质定性一致，并为Mkn 3中存在一个模糊的塞弗特1核提供了进一步令人信服的证据。
2000-09-20 astro-ph
Fe K emission and absorption features in XMM-Newton spectra of Mkn 766 - evidence for reprocessing in flare ejecta
我们报告了2001年5月对窄线塞弗特1星系Mkn 766进行的长期XMM-牛顿EPIC观测的分析。3-11 keV的光谱表现出适度陡峭的幂律连续谱，在~6.7 keV处具有宽发射线，可能与~6.4 keV处的窄线混合，并且在~8.7 keV以上具有宽吸收谷。我们确定这两个广泛的光谱特征与后处理在He类铁。在2000年5月，XMM-牛顿对Mkn 766的早期观测显示，当该源比它暗2倍时，它也有类似的宽发射线，但在较低的能量下有稍微平坦的幂律和吸收。在这两个观测中，我们都没有发现先前报道的宽“红翼”的要求，因此从最里面的吸积盘反射的线。更详细的检查较长的XMM-牛顿观测揭示了铁K带的快速光谱变化的证据，显然与X射线“耀斑”的发生。在X射线耀斑期间，发射线强度的降低和高能量吸收的增加表明，这些瞬态效应是由于与耀斑相关的高度电离的喷出物。根据为发光的类星体PDS 456提出的耀斑雪崩模型的简单标度（Reeves et al. 2002）证实了相干闪耀是\mkn的X射线光变曲线中所见的强峰的原因的可行性。
2003-02-07 astro-ph
Chandra Grating Observations of Seyfert 1 Galaxies
我们提出了新的结果，从钱德拉HETG观测NGC 5548和比较的吸收和发射功能，发现在其他塞弗特1星系使用钱德拉光栅观测。在Mkn 509和NGC 3783中观察到深软X射线边缘，与ASCA数据一致。在NGC 5548和NGC 4501中，边缘很弱，但与低柱密度一致。我们发现，检测到一个狭窄的，可能是非磁盘，组成部分的铁线是非常常见的。然而，同样重要的是，它在某些情况下没有被检测到。我们展示了从NGC 4151的ASCA Fe-K线轮廓中去除这种窄分量的效果，揭示了相对论Fe-K线分量的潜在真实形状。
2001-11-21 astro-ph
The Narrow-Line Region of Seyfert Galaxies: Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies versus Broad-Line Seyfert 1 Galaxies
窄线Seyfert 1星系（NLS 1 s）的核辐射谱能量分布（SED）与普通宽线Seyfert 1星系（BLS 1 s）相比具有不同的形状，特别是在X射线的波长上。这可能导致NLS 1和BLS 1之间的窄线区域（NLR）中的气体的电离度和温度的一些差异。本文旨在研究它们之间的NLR气体的物理条件是否存在这种差异。为此，我们从文献中收集了36个NLS 1和83个BLS 1的发射线比。对比这两个样本，我们已经发现，[O { \sc i}] $λ$ 6300/[O { \sc i}]的线比MM iii}] $λ$ 5007和[O {\sc iii}] $λ$ 4363/[O { \sc iii}] $λ$ 5007，它们分别表示电离度和气体温度，在NLS 1和BLS 1之间在统计上是不可区分的。基于新的光电离模型计算，我们发现这些结果与它们之间的SED的差异并不矛盾。文中还简要讨论了不同的表面增强效应对高离化发射谱线的影响。
2000-08-01 astro-ph
Gas Metallicity of Narrow-Line Regions in Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies and Broad-Line Seyfert 1 Galaxies
本文研究了窄线Seyfert 1星系（NLS 1 s）和宽线Seyfert 1星系（BLS 1 s）中窄线区域的气体金属丰度，以检验两个群体的Seyfert 1星系之间的气体金属丰度是否存在差异。我们采用两种方法来研究这个问题。一种是将[N Ⅱ]6583/H_α的发射线通量比与其他一些光学发射线通量比结合使用。这种方法，这已被经常应用于塞弗特2星系，表明窄线区域的气体金属丰度是无法区分的，或可能高于在BLS 1比NLS 1。与此相反，另一种方法，其中只有禁用的发射线通量的使用结果，NLS 1 s往往拥有更丰富的金属比BLS 1的窄线区域的气体。我们指出，这种不一致性可能是由于污染的广泛组成部分的允许线的窄组成部分的第一种方法。由于只用禁射谱线通量导出的结果不受巴耳末谱线宽分量拟合函数的任何不确定性的影响，因此这种方法的结果比用允许谱线导出的结果更可靠。因此，我们得出结论，窄线区域的气体金属丰度往往是更高的NLS 1 s比BLS 1 s。
2002-04-10 astro-ph
Probing the extremes of Seyfert activity: BeppoSAX observations of Narrow-Line Seyfert 1 galaxies
本文介绍了用BeppoSAX号卫星上的成像仪器对选定的窄线塞弗特1星系（Ton S 180，RE J1034+396，Ark 564）进行第一年观测的结果。这是迄今为止获得的这类天体的第一个同时宽带（0.1- 10 keV）谱。
1997-12-19 astro-ph
The XMM/BeppoSAX observation of Mkn 841
2001年1月，XMM和BeppoSAX同时观测到了Mkn 841。由于操作上的偶然性，30 ksXMM观测被分成两部分，间隔约15小时。我们首先报告存在一个狭窄的铁线，这似乎是迅速变化的两点之间，需要一个非标准的解释。然后，我们专注于使用XMM/EPIC，RGS和SAX/PDS数据的宽带（0.3-200千电子伏）连续谱的分析。Mkn 841的光谱很好地拟合的康普顿化模型在一个几何形状更多的光子馈比一个简单的平板几何被动盘以上。它呈现出相对较大的反射（R>2），这与明显弱的铁谱线不一致。它还显示了一个强大的软过剩的存在下，在冷等离子体中的康普顿化光谱很好地拟合，表明存在多温度的电晕。
2003-08-11 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
Ultrasoft Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies and X-ray Surveys
我们描述了如何最近的X射线调查导致了超软窄线塞弗特1星系的理解的进展。近年来，由于X射线巡天，已知的超软窄线塞弗特1星系的数量大大增加，现在有可能获得大量这些星系的高质量0.1- 10 keV光谱和变率测量。我们概括了X射线性质和光发射线性质之间的一些相关性，重点是ROSAT波段光谱斜率似乎是直接连接到Boroson和Green（1992）的主要特征向量。我们讨论了如何超软窄线塞弗特1 s可能有极值的主要物理参数，我们描述了新的项目，应该进一步提高我们的理解这些极端的代表塞弗特活动。
1997-11-14 astro-ph
Statistical Properties of Narrow-Line Seyfert 1 galaxies
近年来，考虑窄线塞弗特1星系的出版物数量急剧增加。特别是在ROSAT和ASCA发射X射线任务后，窄线塞弗特1号变得非常受欢迎。在这些会议记录中，我将概述它们在电磁波谱中的分布。我将描述我们在无线电、红外、光学和X射线波段对它们的了解，以及它们与宽线塞弗特1的区别和相似之处。最后，我将介绍一种方法来找到他们的高概率。
2000-05-08 astro-ph
A comparison of the hard ASCA spectral slopes of broad and narrow-line Seyfert 1 galaxies
窄线塞弗特1星系的软X射线谱（\approx 0.1- 2.0 keV）通常比光学允许线较宽的塞弗特1星系的谱陡。这是由于在许多窄线塞弗特1中存在强的软X射线过剩，超过了硬X射线幂律。在这里，我们使用目前可用的ASCA数据，系统地比较硬（\approx 2- 10 keV）的软ROSAT窄线塞弗特1 s与塞弗特1 s与较大的H β半高宽的X射线连续谱。我们强大的和非参数测试表明，具有较高的统计显著性，软ROSAT窄线塞弗特1 s通常比塞弗特1 s具有更陡的固有硬X射线连续谱，具有更大的H β半高宽。硬光子指数趋势看起来类似于先前已知的软光子指数趋势，尽管具有减小的光子指数扩散。如果所有Seyfert 1的软X射线过剩被限制在低于\approx 1 keV，它们不能直接影响这里研究的\approx 2- 10 keV谱。然而，正如对极窄线的Seyfert 1 RE J 1034+393所建议的那样，强烈的软X射线过量可能会影响吸积盘日冕，从而产生潜在的硬X射线幂律。如果这是真的，那么对这一物理过程的更详细研究可能会为所有西弗特的潜在连续统的形成提供线索。其他效应，如2- 10 keV的连续曲率，也可能导致观察到的光子指数的趋势，需要进一步研究。
1997-03-15 astro-ph
ROSAT Results on Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies
ROSAT卫星上的PSPC探测器对软X射线的灵敏度非常高，这为精确研究窄线塞弗特1星系的光谱和时间特性提供了第一次机会。ROSAT对窄线塞弗特1星系的观测揭示了（1）存在巨大的软X射线过剩，（2）软X射线过剩发射的强度与H-β线的半高宽之间有着显著的相关性，（3）银河柱上方中性氢对软X射线的吸收一般不明显，（4）短的倍增时间可缩小到大约1000秒，（5）存在持续的巨星（超过10倍），以及河外源的快速（不到1天）X射线变化。窄线塞弗特1星系的软X射线结果表明，它们的黑洞区域是直接可见的，进一步支持了这些物体的塞弗特1性质。窄线塞弗特1星系的极端X射线特性使它们成为理解塞弗特现象所引起的许多问题的理想对象。
2000-05-08 astro-ph
A Comprehensive Spectral and Variability Study of Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies Observed by ASCA: II. Spectral Analysis and Correlations
本文对23个窄线塞弗特1型星系的25个{ \it ASCA}观测数据进行了全面而统一的分析。本文第2部分介绍了谱分析和相关性;配套文件第1部分介绍了减少和时间序列分析。
1999-07-21 astro-ph
A Comprehensive Spectral and Variability Study of Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies Observed by ASCA: I. Observations and Time Series Analysis
本文对23个窄线塞弗特1型星系的25个{ \it ASCA}观测数据进行了全面而统一的分析。时间序列分析在本文第1部分中介绍，谱分析和相关性在配套文件第2部分中介绍。
1999-07-21 astro-ph
Narrow Line Seyfert 1 Galaxies and the Evolution of Galaxies & Active Galaxies
窄线塞弗特1星系（NLS 1）由于其连续谱和发射线特性而引起人们的兴趣。NLS 1s所观察到的特殊性质被认为是由于接近爱丁顿极限的吸积速率。因此，对于一个给定的光度，NLS 1的黑洞（BH）的质量比正常的塞弗特星系小。在这里，我们认为，NLS 1可能是塞弗特星系在其早期的演化阶段，因此可能是低红移，低光度的高红移类星体的类似物。我们认为NLS 1可能存在于再生的、富含气体的星系中。我们还认为，在活动星系核（AGN）的Fe II的生产有利于碰撞电离。
2000-03-08 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
Type 2 counterparts of narrow-line Seyfert 1 galaxies
基于视角的塞弗特星系的统一模型成功地解释了1型和2型塞弗特星系之间观测到的差异。相对于爱丁顿速率的吸积率范围的存在（从宽线Seyfert 1 s到窄线Seyfert 1 s或NLS 1 s）和Seyfert星系的统一意味着必须存在NLS 1星系的2型对应物，即，具有高吸积率或小黑洞质量的Seyfert 2s。其中一个Seyfert 2，NGC 5506，已经基于近红外光谱被揭露。在这里，我们证实了上述结果，并提出了两个额外的2型对应的NLS 1的XMM-牛顿观测的基础上的证据。NGC 7314、NGC 7582和NGC 5506的光谱类型为1.9/2，它们在200 s、350 s和300 s内分别表现出>2.4、1.3和1.7倍的快速变化，其内禀X射线辐射谱陡峭，为2-12 keV，这是NLS 1星系的特征。这些观测结果表明，NLS 1星系是塞弗特2星系的一个子类。
2005-04-12 astro-ph
X-ray energy and power spectra of Seyfert 1 and Narrow Line Seyfert 1 galaxies: comparison to Black Hole Binaries
我回顾观测数据的X射线能谱和变化的塞弗特1和窄线塞弗特1星系，并比较它们的黑洞二（BHB）系统。在超大质量和恒星质量的黑洞吸积系统之间，时间平均性质（即能谱）的相似性似乎大于时间变化。Seyfert 1星系的能谱在低/硬态下与BHB相似，但Sy 1星系的功率谱介于BHB的硬态和软态之间。越来越多的证据表明，NLSy 1的吸积速率比Sy 1高，这支持了它们对应于BHB软态的观点。同样，它们在光谱特性上比在时间特性上更类似于它们的恒星。我简要地概述了一些理论观点，这些理论观点对这些差异提出了解释。
2001-01-04 astro-ph
Narrow-Line Seyfert 1s: 15 Years Later
后来被称为窄线塞弗特1s的天体的光谱特性在15年前由Osterbrock和Pogge（1985）首次系统地描述和命名。在当时，它们是塞弗特星系中相对罕见和特殊的子类。然而，它们在X射线巡天中的大量发现，使它们成为活动星系核家族的重要成员，这些成员可能是理解活动星系核在电磁波谱中的物理学的许多关键。这篇文章回顾了窄线塞弗特1的光谱分类，并描述了一些属性，使这类不寻常的对象有趣。
2000-05-08 astro-ph
Difference in Narrow Emission Line Spectra of Seyfert 1 and 2 galaxies
在Seyfert星系的统一方案中，一个尘埃环面挡住了Seyfert 2星系的连续源和宽线区。然而，目前还不清楚是否或不影响以及在何种程度上的环面的窄线光谱。本文研究了Seyfert 1和Seyfert 2星系在[OIII]/H $β$与[NII]/H $α$（BPT图）的窄线分布。Seyfert 2星系在BPT图上显示出清晰的左边界，只有7.3%的星系位于左边。相比之下，Seyfert 1星系没有这样的截止，其中33.0%的星系位于边界的左侧。在Seyfert 1星系中，分布随消光变化到宽线。随着消光系数的增加，BPT图上的分布向[NII]/H $α$值大的方向移动。我们解释这是一个证据的模糊的内部致密的窄线区的尘埃环。我们还表明，[OIII]和宽线光度的相关性取决于消光宽线的方式，高消光物体有较低的未校正的[OIII]光度，这表明[OIII]是部分模糊的，在这些对象。因此，使用[OIII]作为核光度的指标将系统地低估Seyfert 2星系的核光度。
2008-08-22 astro-ph
Close and distant reprocessing media in Mkn509 studied with BeppoSAX
我们介绍了对Sy 1 Mkn 509的两个BeppoSAX观测的宽带分析。在2000年，该源处于典型的通量状态，F{2- 10 keV}=2.7x10^{-11}erg cm^{-2} s^{-1}，而在1998年，它被发现处于高通量状态，F{2- 10 keV}=5.7x10^{-11} erg cm^{-2} s^{-1}。两种状态之间的比较显示了能量依赖的通量变化。一个软过剩，一个狭窄的铁线和康普顿反射驼峰以上10千电子伏，是明显的残差后，拟合一个简单的功率定律的光谱。我们测试了两种替代模型。在第一个实验中，通过在冷的康普顿厚材料中进行再处理，很好地再现了铁线和高能凸点。铁谱线的强度（也与钱德拉的测量结果一致）以及反射峰的归一化与这两个时期的常数一致：这一点，再加上钱德拉观察到的谱线很窄的事实，表明共同的起源来自遥远的光学厚物质。这个模型还需要一个组件来模拟软过剩：两个黑体的经验选择很好地解释了两个观测中的过剩，它们的组合强度在高通量状态下比在上述定义的低通量状态下高出约三倍。然而，软过剩的相对贡献在低通量状态下更高。在第二个模型中，我们试图重现所有的光谱特征，除了狭窄的冷线，从电离盘反射。该模型仅在高通量状态下是成功的，但在低通量状态下，当软过剩仅部分地被考虑时，它失败了。在这两种模型中，幂律的斜率在高通量状态下比在低通量状态下大，这与已知的由相同类型的几个对象共享的行为一…
2003-09-25 astro-ph
Evidence for a high accretion rate as the defining parameter of Narrow-Line Seyfert 1 galaxies
在许多窄线塞弗特星系中异常强烈的X射线光谱特征被发现与强电离物质的反射一致，为这些物体的高吸积率提供了进一步的证据，并在未来的观测中提供了该关键参数的独特签名。
2000-05-08 astro-ph
An ultra-soft X-ray source (RX 215319-1514) and discovery of a narrow line Seyfert 1 galaxy
在ROSAT发现的超软X射线源的X射线源位置误差圆内发现了两个光学候选者--星系和恒星。两个候选星系的光谱显示，a）星系是窄线塞弗特1型星系，b）恒星是晚期A型或早期F型。Fx/Fopt比值太高，不可能是X射线源的对应物，但与活动星系的情况一致。虽然需要更高分辨率的X射线成像来明确解决X射线源的对应物的问题，窄线塞弗特1星系是最好的候选者。本文还介绍了新发现的窄线塞弗特1星系的光谱特性，包括它的极端X射线幂律谱（光子）指数> 4。
1999-10-27 astro-ph
Quasars and Narrow-Line Seyfert 1s: Trends and Selection Effects
SDSS为研究活动星系核的光谱特性以及这些特性与光度和时间的关系开辟了一个新的时代。本文综述了当前高红移类星体和窄线塞弗特1星系研究中的一些问题。在某些情况下，使用SDSS的调查仍然需要注意选择偏差和数据的其他基本限制。
2004-04-16 astro-ph
X-ray spectroscopy and time variability of Narrow Line Seyfert 1
本文介绍了BeppoSAX宽波段（0.1-10 keV）观测窄线Seyfert 1星系（NLS 1 s）的主要结果。我们已经进行了光谱分析的LECS和MECS数据，以测试他们的平均光谱特性，并定时分析，以研究其振幅的变化。陡峭的平均光谱指数和高振幅的时间变异性是在协议的情况下，NLS 1的，相对于宽线塞弗特1（BLS 1）主机较小的黑洞质量包围较热的吸积盘。
2003-01-10 astro-ph
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
The broad line region of narrow-line Seyfert 1 galaxies
我们分析了新的和档案IUE观测的窄线塞弗特1星系（NLS 1），以修改紫外（UV）的属性，这一子群的活动星系核（AGN）。我们在最强的紫外线发射线中发现了宽翼，排除了在这类物体中没有宽线发射区的假设。由于光谱能量分布的相似性，从远红外（FIR）的软X射线在窄线和宽线塞弗特1星系不建议NLS 1的核是隐藏从一个直接的观点，我们讨论的可能性，线发射材料在NLS 1是光学薄。
1997-06-13 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
Probing the Central Engine of the Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies
窄线塞弗特1星系的中央引擎正在被探测。我们使用ASCA和RXTE数据来模拟X射线的主要连续谱以及反射分量和铁$Kα$线。由于这些都是强耦合，我们获得独立的测量光盘电离水平和取向依赖的反射幅度。利用现有的光学/紫外数据，我们还估计了黑洞的质量和$L/L_{Edd}$比，这可能是与Boroson和格林本征向量~1。
2001-12-17 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
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
The Spectral Energy Distributions of Narrow-line Seyfert 1 Galaxies
窄线塞弗特1星系是由它们均匀的光谱特性来识别的。然而，对NLS 1 s样品的研究揭示了一系列X射线光谱和可变性行为以及紫外光谱行为。我们描述了所观察到的行为范围，说明了与比较的XMM牛顿和HST数据从NLS 1 s 1H 0707 -495和TonS 180，并讨论了光谱能量分布如何可能因果联系的UV和X射线属性。
2004-02-27 astro-ph
Properties of the Narrow-Line Region in Seyfert Galaxies
利用空间分辨光谱和光电离模型研究了6个Seyfert-1和6个Seyfert-2星系的窄线区。从空间分辨光谱诊断，我们发现活动星系核激发的NLR和周围的恒星形成区域之间的过渡，使我们能够确定NLR的大小独立的恒星污染。云光电离模型表明，观测到的跃迁代表了电离源的真正差异，不能用物理参数的变化来解释。电子密度和电离参数随半径的增大而减小，表明NLR只被中心源光电离。速度场表明，盘状NLR气体分布。
2006-11-28 astro-ph
Spectropolarimetry of the Luminous Narrow-Line Seyfert Galaxies IRAS 20181-2244 and IRAS 13224-3809
利用CTIO 4 m望远镜上的RC摄谱仪对窄线Seyfert 1星系IRAS 20181-2244和IRAS 13324-3809进行了观测。以前有人认为IRAS 20181-2244是一个2型类星体，因此可能包含一个模糊的宽线区域，可以通过偏振通量中宽巴耳末线的存在来检测。我们发现该天体的偏振度约为2%，且波长不变（不像大多数窄线塞弗特1），但没有证据表明偏振通量中存在宽巴耳末线。分光偏振法表明散射物质在BLR内部。IRAS 13224-3809以其X射线和紫外线波长的高度可变性而闻名，具有与银河系星际起源一致的低偏振。
1999-01-21 astro-ph
A Very Radio-Loud Narrow-Line Seyfert 1: PKS 2004-447
我们发现了一个非常响亮的窄线塞弗特1候选者：PKS 2004-447。这个塞弗特与NLS 1的正式定义是一致的，尽管它与这个子类的一些典型成员没有完全相同的光谱特征。在X射线波长上只有ROSAT勘测数据，因此不可能将该源与这些波长上的其他NLS 1进行比较。将这个源与子类的其他成员进行全面比较，将有助于我们对NLS 1的物理理解。此外，使用标准计算，我们估计中心黑洞的质量为$\sim 5 \times 10^6 M_{\odot}$。这与文献中的预言不一致，文献中的预言是无线电噪声很大的活动星系核拥有非常大的黑洞。
2001-05-16 astro-ph
Investigating ionized disc models of the variable narrow-line Seyfert 1 PG 1404+226
我们调查使用相对论模糊的光电离盘模型的XMM-牛顿观测的窄线塞弗特1星系PG 1404+226。该模型的目的是再现辐射的内部吸积盘周围的克尔黑洞，是更成功的拟合光谱比模型的基础上的热软过剩。源在观测过程中变化很大，圆盘模型适用于所有观测到的通量状态。我们的结论是，它是一个有用的工具，在某些类星体的研究。
2005-06-06 astro-ph
Unveiling the Narrow-Line Seyfert 1 Nature of Mrk 573 using near-Infrared spectroscopy
在这封信中，我们提出了明确的证据，Mrk 573是一个模糊的窄线塞弗特1（NLSy 1），而不是一个原型塞弗特2，因为它一直被归类到现在。在这项工作之前，只有三个星系被认为是这类星系的成员。在这里，我们报告的近红外光谱数据与LIRIS的4.2米威廉赫歇尔望远镜（WHT）。我们在0.88-1.35微米波长范围内的高质量近红外核光谱显示出允许的O I 1.128、1.317微米窄线、Fe II 9200- 1000线和Fe II 1微米线，以及相对较宽的Paschen Beta成分（~1700 km/s）。这些特征可能仅起源于光学厚的高密度区域，类似于在宽线区域（BLR）中观察到的那些。
2008-05-06 astro-ph
An XMM-Newton observation of the luminous Seyfert 1 galaxy Markarian 509
我们提出的光谱分析的早期XMM牛顿观测的发光塞弗特1星系Markarian 509。我们发现硬（2-10千电子伏）的连续斜率，包括反射，是有点平坦（$Γ=1.75$）比一个典型的BLS 1。在硬X射线谱中最明显的特征是在6.4 keV附近有一条窄的发射线，等效宽度为50 eV。这条线的能量和强度是一致的荧光从“中性”铁的分子环面，我们注意到这一功能在XMM-牛顿和钱德拉观测塞弗特1星系在很宽的光度范围内出现的无处不在。我们还发现在6.7-6.9千电子伏，我们试图从一个高度电离的光盘反射模型的第二条发射线的证据。一个“软过剩”，明显的向上弯曲的连续通量低于1.5千电子伏，不能解释仅仅从电离光盘的反射增强。RGS光谱在软X射线光谱中仅显示出弱的离散发射和吸收特征，这支持了我们的结论，即MKN 509中的软过量发射代表了来自内部吸积盘的光学厚热发射的高能量部分。
2001-05-17 astro-ph
Black hole mass and velocity dispersion of narrow line region in active galactic nuclei and narrow line Seyfert 1 galaxies
关于窄线塞弗特1星系（NLS 1）是否与正常星系一样遵循相同的黑洞-星系核球关系的争论已经由Mathur等（2001）和Ferrarese等（2001）提出。在本文中，黑洞质量和速度色散的窄线区域，表示的[OIII]线宽的非均匀样品的NLS 1 s之间的相关性，检查。我们表明，非维里分量减去[OIII]宽度，这可能很好地代表恒星速度色散（$σ$），与估计的黑洞质量$M_bh$，使用宽线区域sizefrom混响映射测量的经验法则。考虑到测量误差，我们发现活动星系核（本文中的NLS 1和Nelson 2000中的正常Seyferts）中的$M_bh$与[OIII]宽度的关系与邻近热星系（椭圆星系和螺旋球星系）中定义的关系是一致的，但更加分散。NLS 1和正常宽线活动星系核的$M_bh$和$σ$（用AGN的[OIII]宽度表示）之间的关系与邻近热星系定义的关系似乎没有明显的区别。
2001-07-28 astro-ph
Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies
我提供了一个简短的回顾窄线塞弗特1（NLS 1）星系的整个电磁波谱和模型来解释它们的属性。它们的连续谱和发射谱线特性表明了塞弗特活动的一种极端形式。因此，NLS 1星系可能拥有驱动核活动的关键参数的重要线索。它们接近爱丁顿速率的高吸积速率为吸积物理学提供了新的见解，它们的低黑洞质量和年轻的年龄使我们能够解决黑洞增长的问题，它们强烈的光学FeII发射对FeII以及这些发射线云中的金属形成模型和物理条件产生了强烈的约束，它们增强的射电宁静性使得我们可以重新审视活动星系核射电响度的成因和射电强射电静双峰性。
2007-10-17 astro-ph
Variability of Soft X-ray Spectral Shape: Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies versus Broad-Line Seyfert 1 Galaxies
为了了解软X射线谱的变化规律，本文给出了ROSAT PSPC定点观测中8个窄线塞弗特1型星系（NLS 1）和14个宽线塞弗特1型星系（BLS 1）的硬度比1与计数率（HR 1-CT s）的相关关系。根据我们的标准，6个NLS 1显示出HR 1-CT正相关，7个BLS 1显示出HR 1与CT的反相关。其他2个NLS 1和7个BLS 1未显示出明显的HR 1-CT相关性。从这些我们可以看出，NLS 1 s在统计上显示出与BLS 1 s不同的光谱形状变化：随着总通量的增加，NLS 1 s的光谱变得更硬，而BLS 1 s的光谱变软。我们把不同的光谱变化归因于NLS 1 s中强稳定的“软过剩”，而BLS 1 s中弱。对于两种类型的对象，幂律分量类似地随着强度的增加而变得更软。这意味着软过剩来源于大蓝凸点，幂律辐射来源于紫外或软X射线光子的康普顿上散射。我们的结果是一致的，被广泛接受的是，NLS 1的黑洞的质量较小，吸积率比BLS 1的。
2001-10-26 astro-ph
Was the Narrow Line Seyfert 1 RGB J0044+193 ever radio loud?
我们展示了窄线塞弗特1（NLSy 1）星系RGB J 0044 +193的新射电数据和旧数据的重新分析。这个星系以前被认为是无线电响亮的，并且在无线电中高度可变。由于大多数NLSy 1星系都是无线电安静的，这被解释为活动星系核喷流被射向观测者的可能证据。这个物体可能从来没有无线电响亮，也没有变化-这一规则的一个例外是在1987年绿色银行调查中对该物体的边缘检测，我们认为这可能是虚假的。
2004-12-16 astro-ph
CHANDRA observation of the narrow-line Seyfert 1 galaxy IRAS 13224-3809
2000年2月2日，我们用中国天文台高分辨率相机（HRC-I）对窄线塞弗特1星系（NLS 1）IRAS 13224-3809进行了12千秒的观测。该源是为了精确确定X射线质心位置和研究X射线变化最大的Seyfert星系的时间特性而提出的。从CHANNEL得到的位置证实了X射线发射与IRAS 13224-3809有关。CHANNEL HRC-I光变曲线表明可能存在准周期振荡。最强信号出现在2500秒。吸积盘的不稳定性可以为这种准周期振荡提供一个合理的解释。
2001-06-12 astro-ph
The Effect of Intrinsic UV Absorbers on the Ionizing Continuum and Narrow Emission Line Ratios in Seyfert Galaxies
我们探讨了紫外吸收材料对活动星系核发射的EUV连续辐射的形状的影响，以及对发射线的相对强度的影响，形成在Seyfert星系的窄线区域，由该连续辐射激发。在塞弗特1.5星系的样本中，具有较平坦的软X射线斜率的物体往往具有较低的He II 4686/H-β值，这意味着观测到的电离连续谱的光谱能量分布与窄发射线强度之间的相关性。具有最平坦软X射线连续谱的天体往往具有高的紫外线吸收柱密度，这些星系之间窄发射线比率的差异似乎是窄线区域内部吸收材料影响的指示，而不是连续谱形状的内在差异。我们已经产生了一组光电离模型来研究一系列紫外线吸收剂对电离连续体的影响，因此，在一个典型的窄线云产生的条件。我们的研究结果表明，低电离紫外吸收剂与大的覆盖因子确实会产生的组合窄线比和软X射线光谱特征观察到的几个赛弗特1.5星系。我们的研究结果还表明，低电离紫外吸收可能比目前认为的更常见。
1999-02-10 astro-ph
Kinematics and morphology of the Narrow-Line Region in the Seyfert galaxy NGC1386
本文给出了塞弗特2星系NGC 1386窄线区的高空间和光谱分辨率的二维阶梯光栅光谱图。这个塞弗特星系是用CASPEC在5270-7725埃的波长范围内观测到的，其中包括H-α和[N II]线。通过使用哈勃太空望远镜上的WFPC 2拍摄的空间高分辨率图像，我们可以识别光谱中窄线区域的各个组成部分。光谱的高斯分解揭示了9个不同的发射线复合物。最亮的分量相对于系统速度蓝移了-120+-10 km/s，相对于星系核的偏移量为-1.6”。NGC 1386的真核的H-α视光度比这一部分低得多。原子核可能被高度吸收了。虽然大多数的窄线区域组件遵循一个规则的速度场，我们发现一个单独的运动学组件的证据。窄线区与从NGC 1386中心向南传播的射电喷流反平行。
2000-08-17 astro-ph
X-ray reprocessing in Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies: Ton S180 and Ark 564
我们提出的光谱分析结果的ASCA数据窄线塞弗特1星系（NLS 1）Ton S180和同步ASCA和RXTE数据建模的NLS 1方舟564。我们建模的主要和反射的连续以及铁K α线，其能量取决于电离状态的洗消器。我们表明，后处理的物质是温和的电离，我们发现软，硬光度比约为2.5。吸积速率近似对应于爱丁顿极限值。
2000-05-08 astro-ph
X-Ray Spectra of the Narrow-Line Seyfert 1 Galaxy Ton S180 in Comparison with Galactic Black Holes
利用ASCA、RXTE和XMM-牛顿的存档数据，对窄线塞弗特1星系Ton S180的0.3-15 keV X射线谱进行了分析。在能量高于2.5 keV时，光子指数为~ 2.3的幂律定律成功且一致地再现了所有这些天文台的光谱。假设这个幂律分量向较低的能量延伸，软过剩，这是窄线塞弗特1 Galerkin最显着的特点之一，是由另一个幂律乘以热截止在~ 0.4 keV的解释。在这个物体和银河系黑洞双星之间观察到了一些相似之处，后者是在高吸积率下实现的。人们试图用围绕着吸积盘的电子云对盘光子的康普顿化来解释软过剩，就像处于非常高状态的BHB一样。
2005-04-05 astro-ph
An XMM-Newton observation of the extreme Narrow Line Seyfert 1 Galaxy, Mrk 359
我们目前的XMM牛顿观测Mrk 359，第一个窄线塞弗特1星系发现。即使在NLS 1中，Mrk 359也是一个极端的情况，具有非常窄的光学发射线。XMM-Newton数据显示Mrk 359具有显著的软X射线过剩，仅显示出弱吸收和发射特征。（2-10）keV的连续谱，包括反射，比典型的NLS 1更平坦，伽马约为1.84。也观察到一个强的发射线的等效宽度约200 eV，中心附近6.4千电子伏。我们将这种发射与两条强度大致相等的线分量相匹配：一条来自吸积盘的宽铁线和一个狭窄的未解决的核心。未分辨的线芯的等效宽度约为120 eV，与远处后处理气体中中性铁的荧光一致，可能是“分子环”的形式。比较Mrk 359和其他中低光度Seyfert 1星系与类星体中的窄线强度表明，远距离后处理气体对向的立体角随着活动星系核光度的增加而减小。
2001-09-20 astro-ph
