Is the Accretion Flow in NGC 4258 Advection-dominated?
活动星系NGC 4258（M106）中心黑洞的质量被测量为$M=3.6\times10^7\Msun$（Miyoshi et al. 1995）。对应于这个质量的爱丁顿光度是$L_E=4.5\times10^{45}$ erg s $^{-1}$。相比之下，NGC 4258的核在$2-10$ keV之间的X射线光度为$(4\pm 1)\times10^{40}~{\rm erg\,s^{-1}}$，而光学/UV光度小于$1.5\times10^{42} ~{\rm erg\,s^{-1}}$。因此，即使我们采用最大的光学/紫外光度，NGC 4258的光度也远低于爱丁顿、X射线中的$L\sim10^{-5}L_E$和$L\sim3\times10^{-4} L_E$。假设通常的吸积效率为0.1，这意味着吸积率比塞弗特星系和类星体低几个数量级。我们发现，在NGC 4258的活动星系核的属性可以解释的吸积流的形式非常热，光学薄的等离子体平流大部分的粘性产生的热能进入中央黑洞和辐射的能量只有一小部分。在这种情况下，爱丁顿单位的吸积率可能高达$\sim 0.16α$，其中$α$是标准粘度参数;并且热盘的大小应该大于$\sim 10$乘以史瓦西半径。我们比较了这个模型的预测与观测，并讨论了它的应用到其他低光度活动星系核。
1995-10-17 astro-ph
The Radio Jets and Accretion Disk in NGC 4261
活动星系核吸积盘的结构可以通过对称射电喷注底部同步辐射的自由-自由吸收来探测。我们提出了新的VLBA观测附近的FR-I射电星系NGC 4261在22和43 GHz，并结合这些与以前的VLBA观测在1.6和8.4 GHz的地图吸收所造成的内部吸积盘。假设圆盘在几何和光学上都很薄，由均匀的10^4 K等离子体组成，那么内部0.1 pc的平均电子密度为10^3 - 10^8 cm^-3。使热气压和磁场强度相等，得到在0.1 pc时圆盘的磁场为10^-4 - 10^-2高斯。在喷射的前0.2 pc期间，喷射开口角度在0.3和20度之间，并且在前0.8 pc期间必须小于5度。我们包括一个附录，包含一个简单的，光学薄，气体压力占主导地位的吸积盘模型，它可能适用于其他星系除了NGC 4261的表达式。
1999-12-28 astro-ph
The advection-dominated accretion flow+thin accretion disk model for two low-luminosity active galactic nuclei: M81 and NGC4579
研究发现，对流主导吸积流（ADAF）+薄盘模型计算可以再现两个低光度活动星系核的观测光谱能量分布（SED），只要它们以~0.01-0.03的爱丁顿速率吸积，薄盘被截断为~100 R_s（Schwarzschild半径）的ADAF（Quataert et al.，1999年）。然而，他们工作中采用的黑洞质量比最近对这两个来源的测量低了大约一个数量级。采用较好的黑洞质量估计，当M81的黑洞以2.5e-4的Eddington速率吸积，薄盘截断为120 Rs时（NGC 4579的要求为3.3e-3和Rtr = 80 Rs），我们的ADAF+薄盘模型计算可以再现这两个LLAGN的观测到的SED.在6.8keV处观察到的热X射线铁谱线宽度与~ 100 Rs处过渡区气体开普勒运动引起的多普勒展宽一致。所观察到的热X射线线提供了一个有用的诊断上的过渡区的物理性质。用标准的天体物理等离子体发射程序（APEC）计算了ADAF与薄盘之间过渡区的热X射线谱线发射，并讨论了过渡区模型的物理意义。
2008-09-10 astro-ph
Evidence for Early Circumstellar Disk Evolution in NGC 2068/71
我们研究了NGC 2068和NGC 2071星团中年轻恒星的盘和吸积性质。使用低分辨率的光谱，我们定义了一个成员样本，并确定该地区的年龄为200万年。使用高分辨率光谱的H-α线，我们研究这些可能的成员的吸积活动，并检查磁盘的可能的成员使用IRAC和MIPS中红外测光的属性。67个成员中有相当一部分（79%）具有红外线过剩，而所有具有显著红外线过剩的恒星都显示出活跃吸积的证据。我们发现三个种群的演化盘（IRAC-弱，MIPS-弱和过渡盘），所有这些都显示出减少吸积活动，除了在尘埃盘演化的证据。
2007-12-10 astro-ph
Non-Keplerian rotation in the nucleus of NGC 1068: evidence for a massive accretion disk?
塞弗特星系NGC 1068的核心被认为拥有一个超大质量黑洞。水脉泽的发射提供了一个巨大的中心物体存在的证据，它在天空中显示出一个线性的图案，暗示着一个旋转的圆盘。旋转盘假说进一步加强了下降的形状推导出的旋转曲线。NGC 4258的类似脉泽发射导致了对中心黑洞质量的可靠估计，因为在这种情况下，旋转曲线是开普勒的。在NGC 1068的情况下，水脉泽跟踪的旋转曲线是非开普勒的。本文用自引力吸积盘模型解释了NGC 1068的非开普勒自转。我们得到了与现有数据的良好拟合，并导出了黑洞质量M_{bh} =（8.0 \pm 0.3）10^6 M_{sun}。由此产生的圆盘质量与黑洞质量相当。作为我们拟合过程的一个有趣的副产品，我们能够估计粘度参数，结果是α \approx 10^{-2}，与一些理论预期一致。
2002-11-06 astro-ph
Advectively dominated flows in the cores of giant elliptical galaxies: application to M60 (NGC 4649)
有人认为，在现今的巨型椭圆星系中，吸积的最后阶段是以平流为主的方式发生的。这种吸积解决方案的辐射效率很低，这说明了这样一个事实，即大质量黑洞，这被认为是居住在这些星系的中心，没有预期的光度，如果吸积从热星际介质发生在邦迪率。讨论了M60（NGC 4649）核的对流占优解，并表明在Bondi速率下的吸积与从射电到X射线的核通量是一致的。这个解允许黑洞的质量为~ 10^9太阳质量，这是独立论证所要求的。这个模型成功地应用于M60和之前众所周知的M87核，表明椭圆星系中热气体的吸积为平流主导的吸积流创造了理想的环境。
1997-03-12 astro-ph
Evidence for a Black Hole and Accretion Disk in the LINER NGC 4203
我们目前的光谱观测从哈勃太空望远镜，揭示了第一次在LINER星系NGC 4203的广泛基座的巴耳末线发射的存在。发射线的轮廓是一个相对论性的吸积盘的暗示，并让人想起双峰瞬态巴耳末发射中观察到的少数其他LINER。因此，非常宽的谱线辐射构成了黑洞的明确定性证据，而NGC 4203的空间分辨窄谱线辐射可以用来限制其质量，在99.7%的置信度下，M_BH小于6 x 10^6太阳质量。这个值意味着NGC 4203的黑洞质量与核球质量之比小于约7 x 10^-4，比其他星系的平均值小约3 - 9倍。对中心黑洞质量的独立约束使得NGC 4203成为探测弱活动星系核物理的重要实验平台。假设M_BH接近探测极限，观测光度与爱丁顿光度的比值约为10^-4。这个值是一致的对流为主的吸积，因此与离子环照射外吸积盘，产生所观察到的双峰线发射的情况。后续观测将有可能改进黑洞质量估计和研究核发射的可变性。
2000-04-04 astro-ph
Using Multiwavelength Observations to Determine the Black Hole Mass and Accretion Rate in the Type 1 Seyfert Galaxy NGC 5548
我们模型的光谱能量分布的1型塞弗特星系NGC 5548，同时光学，紫外线和X射线监测观测拟合数据。我们假设一个由薄的吸积盘包围的热的中心康普顿化区域组成的几何形状。盘和热中心区域的性质由盘中热康普顿化区域和热再处理之间发生的反馈确定，该反馈与粘性耗散一起为康普顿化过程提供种子光子。多波长数据对这个模型施加的约束使我们能够推导出中心黑洞质量$M \la 2 \times 10^7$ \Msun、吸积率$\Mdot \la 2.5\times 10^5$ M $_\odot^2$ yr $^{-1}/M$以及薄外盘和几何上厚的热内部区域之间的过渡区域半径$\sim 2$-5 $\times 10^{14}$ cm的限制。
2002-11-20 astro-ph
Timing evidence in determining the accretion state of the Seyfert galaxy NGC 3783
以前的观测与罗西X射线定时探测器（RXTE）的建议，NGC 3783的功率谱密度（PSD）的斜率在低频率接近零，在类似的方式，银河系黑洞X射线双星系统（GBH）在“硬”的状态。然而，这个物体发出的低无线电通量与硬态解释不一致。NGC 3783的吸积速率（约为爱丁顿速率的7%）与其他具有“软”状态PSD的活动星系核的吸积速率相似，并且高于GBH Cyg X-1的吸积速率（约为爱丁顿速率的2%），GBH Cyg X-1经常与活动星系核进行比较，在“硬”和“软”状态之间变化。如果NGC 3783真的有一个“硬”状态PSD，这将是非常不寻常的，这将表明AGN和GBH并不像我们目前认为的那样相似。在这里，我们提出了一个改进的X射线PSD的NGC 3783，从~10^{-8}到~10^{-3} Hz，相当长的时间（5.5年）的RXTE观测结合两个轨道的连续观测XMM牛顿。我们表明，这个PSD是，事实上，很好地拟合的“软”状态模型，只有一个休息，在高频率。虽然“硬”状态模型也可以拟合数据，但通过在低频处添加第二个断点来改善拟合并不显著。因此NGC 3783并不罕见。这些结果使阿拉克564成为唯一一个在低频处出现第二次破裂的活动星系核，尽管在这种情况下，非常高的吸积率意味着“非常高”的PSD，而不是“硬”态PSD。在NGC 3783中发现的破裂频率与基于与其他AGN和GBH的比较的预期一致，考虑到…
2007-04-05 astro-ph
Evolution of the accretion disk in the nucleus of NGC 1097
我们讨论的长期演变的广泛的双峰H α配置文件的LINER/Seyfert 1核的NGC 1097。除了先前已知的蓝峰和红峰的相对强度的变化之外，该曲线最近显示出两个峰之间的分离增加，同时积分通量降低。我们成功地模拟了这些变化，使用一个旋进的非对称吸积盘与不同的发射率法。我们将发射率的变化解释为电离源变得越来越暗，导致最大发射区域向内漂移（从而向更高速度的区域漂移）。此外，在过去3年的观测中，双峰线的中心波长已经向更蓝的波长移动，这可能是由于来自磁盘的风。这是第一次如此清晰地观察到这种演化，为NGC 1097双峰轮廓的起源提供了吸积盘的额外支持。
2002-11-06 astro-ph
Probing the Magnetic Field at Sub-Parsec Radii in the Accretion Disk of NGC 4258
本文分析了用VLA和GBT获得的NGC 4258水汽脉泽22 GHz偏振观测结果。我们没有检测到任何圆偏振的频谱表示塞曼诱导分裂的微波激射线的水，一个非顺磁性分子。我们改进了NGC 4258环核盘半径为0.2 pc的环向磁场环向分量的1 σ上限估计，从300 mG提高到90 mG.我们已经开发了一种新的方法，用于分析光谱的混合功能，并推导出一个1-西格玛上限为30毫微克的径向分量的磁场在半径为0.14 pc。假设热压和磁压平衡，当总磁场小于130 mG时，质量吸积速率的上限约为10^（-3.7）M_sun/yr。我们讨论了我们的结果的影响，目前提出的脉泽模型来解释所观察到的脉泽发射结构和目前的吸积理论的后果。我们发现，从我们的磁场的限制，薄盘模型和喷射盘模型是更好的候选人占NGC 4258的极低光度的性质，比模型，包括对流为主的吸积流。
2005-02-11 astro-ph
Iron Line Spectroscopy of NGC4593 with XMM-Newton: Where is the Black Hole Accretion Disk?
本文分析了Seyfert-1星系NGC 4593的2- 10 keV XMM-牛顿/EPIC-pn谱。除了存在两条窄的发射线对应于冷的和类氢的铁的K α线之外，该光谱在3- 5%内具有幂律形式。黑洞吸积盘的相对论区域明显缺乏光谱特征。我们表明，数据是一致的，但是，存在一个辐射有效的吸积盘延伸到边缘稳定的半径，如果它具有低铁丰度，适当的电离表面，一个非常高的倾角，或非常集中的发射模式（已观察到的深最低状态的塞弗特星系MCG-6-30-15）。为了验证或拒绝这些模型，需要对这一来源进行更深入的观察。
2004-04-08 astro-ph
Green Bank Telescope observations of the water masers of NGC 3079: accretion disk magnetic field and maser scintillation
本文介绍了用绿岸望远镜对NGC3079环核盘中22GHz水超脉泽的观测结果。由于塞曼诱导的水脉泽线分裂的圆偏振的数据进行了分析。没有检测到圆极化，我们推导出一个1西格玛上限为11毫微克的环形磁场在约0.64秒差距，从中央黑洞。这是迄今为止黑洞周围磁场最严格的上限。我们利用磁场极限来估计中心黑洞的质量吸积。除了偏振测量的结果，我们提出了一个观察微波激射线，我们解释为弱星际闪烁的快速变化。从闪烁参数，我们估计的内在尺寸最饱和的脉泽功能的12微弧秒。这与假设一个厚的凝块吸积盘的模型是一致的。
2006-10-30 astro-ph
X-ray Constraints on Accretion and Starburst Processes in Galactic Nuclei I. Spectral Results
本文报道了低光度活动星系核0.4- 10.0keVASCA光谱分析结果（LLAGN; M51，NGC 3147，NGC 4258），低电离核发射线区域（LINER; NGC 3079，NGC 3310，NGC 3998，NGC 4579，NGC 4594）和星暴星系（M82，NGC 253，NGC 3628和NGC 6946）。尽管这些星系的光学分类是不均匀的，但X射线光谱可以很好地用“正则”模型拟合，该模型由一个光学薄的雷蒙德-史密斯等离子体“软”部分和一个"硬“部分组成，其中软部分的T约为7 × 10^6 K，而硬部分可以用光子指数约为1.7的幂律或T约为6 × 10^7 K的热韧致辐射来模拟。0.4-10 keV的软分量本征光度往往在10^39-40 ergs/s的量级，而硬分量光度往往在10^40-41 ergs/s的量级。讨论了线发射的探测问题。Ptak等人（1998年）对短期变异性进行了分析，论文II将对这些结果进行详细解释。（节略）
1998-08-14 astro-ph
On the origin of the X-rays and the nature of accretion in NGC 4261
我们报告的X射线特性的射电星系NGC 4261，结合信息从XMM，钱德拉，和SAX卫星。本研究的目的是调查这个低功率射电星系的X射线的起源和中央黑洞吸积过程的性质。在100--150 keV范围内，核源的X射线谱可用部分覆盖（覆盖因子$>$ 0.8）幂律来描述，光子指数为1.5，柱密度为5 e 22 cm^-2。与非热分量相关的X射线光度为~ 5e 41 erg/s。核源嵌入在一个弥漫的热气体（kT~0.6 keV），其密度分布意味着4.5e-2太阳质量/年的邦迪吸积率。首次在低功率射电星系中检测到快速X射线变化，置信度超过99%。观测到的X射线光谱和变率特性表明吸积流是体X射线连续谱最可能的起源，这一结论得到了基于X射线光度和喷流动力学功率之间的比较的能量考虑的加强，这也表明Bondi吸积率高估了黑洞的实际吸积率。
2003-06-24 astro-ph
Variability of accretion flow in the core of the Seyfert galaxy NGC 4151
我们分析了观测的塞弗特星系NGC 4151涵盖90年的光学波段和27年的2-10千电子伏的X射线波段。我们计算这些数据的归一化功率谱密度（NPSD），结构函数（SF）和自相关函数（ACF）。结果表明，光学和X射线光变特性有很大的不同。X射线变化主要在5 - 1000天的时间尺度范围内。光学变化也具有可能与X射线变化相关的短时间尺度分量，但主要影响是长时间尺度变化，时间尺度长于$\sim$ 10年。我们比较了我们的结果与观测的NGC 5548和天鹅座X-1。我们的结论是，长时间尺度的变化可能是由辐射压力不稳定性的吸积盘，虽然在NGC 4151中观察到的时间尺度是由一个因素的几个比预期的更长。这个源的X射线变化与天鹅座X-1中观察到的非常相似，但与黑洞的质量成比例，这表明辐射压力不稳定性不会对X射线产生显著影响。
2003-03-13 astro-ph
What is the Accretion Rate in NGC 4258?
我们认为，最近的红外和无线电观测的NGC 4258的核心的影响。没有直接的证据表明原子核在大于~10 ^9 \yr的外激射盘的粘性时间尺度上一直在稳定地吸积。因此，外盘的质量吸积速率不必与大部分引力结合能被释放的内吸积流相同。我们证明了一个过渡半径为\sim（10 - 100）M（其中M是空穴的质量）和\mdot \approx 10 ^{-2} \msun \yr^{-1}的对流主导的流动模型与观测到的从无线电到X射线的光谱是一致的。我们还表明，薄（平或翘曲）盘可以适合所观察到的通量外的X射线波段。在这样的模型中，X射线可以用日冕来解释，但是假定的中心黑洞位置没有无线电发射，这对日冕的性质提供了严重的限制。吸积率的范围很广，10 ^{-4}<~\mdot <~10 ^{-2} \msun \yr^{-1}，可以用来拟合数据，但大多数"自然"模型的吸积率为10 ^{-3}<~\mdot <~10 ^{-2} \msun \yr^{-1}。观测到的VLBI喷流特征中的物理条件也可以与内部吸积流中的条件有关。最后，我们列出了未来的观察，可能有助于限制吸积率。
1998-08-05 astro-ph
Gas accretion in galactic disks
螺旋星系中物质吸积的证据在过去几年中不断增加，在对星系的HI观测中可以发现清晰的特征。在这里，我们描述了新的详细和敏感的HI合成观测附近的几个星系（NGC 3359，NGC 4565和NGC 6946），这表明确实吸积少量的气体正在发生。这些应该被看作是说明星系中气体流入的一般现象的例子。这种吸积也可能是在螺旋周围发现的气体晕的起源。这可能与在我们星系和M31的晕和外部的恒星流中观察到的物质流入现象相同
2004-11-02 astro-ph
Chandra Limits on X-ray Emission Associated with the Supermassive Black Holes in Three Giant Elliptical Galaxies
椭圆星系核是已知最大的黑洞的所在地，但通常很少或根本没有核活动。我们利用钱德拉X射线天文台对巨型椭圆星系NGC 1399、NGC 4472和NGC 4636的观测研究了这种极端的静止。独特的钱德拉成像能力使我们能够分别将NGC 1399、NGC 4472和NGC 4636中1 - 10亿太阳质量的黑洞的爱丁顿光度上限定为7.3、15和28 × 10^-9。利用从钱德拉热星际气体表面亮度剖面得到的邦迪吸积率，该波段对应的辐射效率分别为4.1、24和620 × 10^-6。这些限制与NGC 1399和NGC 4472的基本对流主导吸积流（ADAF）模型不一致，表明黑洞的吸积率为10%。
2001-06-19 astro-ph
NGC4258: a jet-dominated low-luminosity AGN?
低光度活动星系核（LLAGN）是一类非常重要的源，因为它们占据了本地星系的重要部分。它们的光谱与典型的发光活动星系核有很大的不同，最明显的是没有“蓝色大隆起”。本文以一个典型的LLAGN--NGC 4258为例，研究了它们的光谱发射来源。NGC 4258的观测数据非常丰富，包括水脉泽发射，这对它的理论模型提出了非常严格的限制。红外（IR）光谱由陡峭的幂律形式$f_ν\propto ν^{-1.4}$很好地描述，并且可以扩展到光学/UV波段。到目前为止，还没有一个模型可以解释这样一个陡峭的光谱，我们在这里提出了一个耦合喷流加吸积盘模型的NGC 4258。该吸积盘由一个内部的ADAF（或辐射无效吸积流）和一个外部的标准薄盘组成。当吸积流从ADAF喷射出来，在黑洞附近形成喷流，将电子加速到幂律能量分布时，就会发生激波。这些电子的同步辐射和自康普顿化辐射在下面的吸积盘中占很大的优势，可以很好地解释从红外到X射线的光谱。激波气体在喷流中的进一步传播可以解释NGC 4258的平坦射电频谱。我们的模型的几个预测提出了对未来的观测进行测试，我们简要讨论了该模型的应用到其他LLAGNs。
2002-05-30 astro-ph
Limits on the accretion rates onto massive black holes in nearby galaxies
来自附近早型星系中的超大质量黑洞的无线电辐射可以用来测试它们低光度的可能解释。计算了NGC 2300、NGC 1399、NGC 4278和NGC 4594的热吸积流同步辐射对高射频观测的贡献。我们发现，在所有情况下，并根据我们以前的研究结果，热流吸积接近他们的邦迪率大大高估了所观察到的通量。这意味着简单地假设吸积气体的低辐射效率不足以解释它们的低光度。较小的中心密度和吸积率，如在流动中存在强烈的质量损失或对流时所预期的那样，可以帮助使模型与观测相一致。我们还表明，一个显着的贡献，高频无线电频谱可以是由于非热同步辐射从这些系统中观察到的小规模无线电喷流，允许更低的吸积率的流入。我们认为，这些外流或喷流可能会倾倒大量的能量到周围的介质接近吸积半径，从而降低吸积率到这些系统。我们讨论了观测样品的射电通量和黑洞质量之间的关系及其对探测吸积模型的潜在意义。
2000-05-25 astro-ph
The X-Ray Point-Source Population of NGC 1365: The Puzzle of Two Highly-Variable Ultraluminous X-ray Sources
我们展示了钱德拉在棒星系NGC 1365中心200”（~ 20 kpc）范围内发现的26个点源。这些源大多数是高质量的X射线双星，包含一个中子星或一个黑洞从一个发光的伴星以亚爱丁顿速率吸积。使用重复钱德拉和XMM牛顿以及光学观测，我们详细讨论了两个高度可变的超亮X射线源（ULX）的性质：NGC 1365 X1，自ROSAT时代以来已知的最明亮的ULX之一，这是X射线可变的30倍，和NGC 1365 X2，一个新发现的瞬态ULX，可变的一个因素>90。它们的最大X射线亮度（3-5 x 10^40 erg/s，用钱德拉测量）和多波长特性表明存在更多的奇异物体和吸积模式：吸积到中等质量黑洞（IMBH）上，以及光束/超爱丁顿吸积到太阳质量致密残余物上。我们认为，这两个来源的黑洞质量高于我们银河系中X射线双星（质量<20 Msolar）中发现的典型主黑洞质量，NGC 1365 X1的黑洞质量可能为40-60 Msolar，具有光束/超爱丁顿吸积模式，NGC 1365 X2的黑洞质量可能为80- 500 Msolar。
2008-10-21 astro-ph
PSR J1740-5340: accretion inhibited by radio-ejection in a binary millisecond pulsar in the Globular Cluster NGC 6397
我们提出了一个演化方案的自旋和演化的二进制毫秒双星，根据该方案的同伴的脉冲星PSR J 1740-5340，最近发现的一个双星的轨道周期为32.5小时的球状星团NGC 6397，目前是在一个阶段的“无线电喷射”的质量损失从系统。目前，由于脉冲星伴星的核演化和磁制动引起的系统角动量损失所导致的洛希瓣溢出仍在继续，但吸积被脉冲星辐射在内拉格朗日点处对物质施加的动量所抑制。这种物质在系统周围的存在与系统中看到的长期持续的不规则射电日食是一致的。质量损失部件的罗氏波瓣变形也是与光学光变曲线兼容所必需的。我们最近提出了“射电喷射”相，以解决亚毫秒射电望远镜缺乏的问题（Burderi等，2001，ApJ，560，L71）。
2002-09-19 astro-ph
Accretion and Outflow in the AGN and Starburst of NGC 5135
钱德拉X射线天文台对塞弗特2和星暴星系NGC 5135的观测表明，这两种现象都对它的X射线发射有很大的贡献。我们在空间上隔离了活动星系核（AGN），并证明它完全被柱密度N_H > 10^{24} cm^{-2}所遮蔽，在钱德拉带通中只能探测到一个强再处理的弱连续谱和一条等效宽度为2.4 keV的显著铁K α发射线。大部分的软X射线辐射，无论是在活动星系核附近，并在几个kpc的空间尺度上延伸，是碰撞激发的等离子体。我们将这种热辐射归因于恒星过程。活动星系核只在能量超过4keV时才主导X射线的发射。在远红外波段的光谱能量分布中，几乎所有低于10 keV的出射光度都是由于恒星的形成，而不是活动星系核。
2003-10-22 astro-ph
VLBA Absorption Imaging of Ionized Gas Associated with the Accretion Disk in NGC 1275
3C 84是与NGC 1275有关的射电源，人们几乎同时在多个频率上对它进行VLBA观测，以研究北半球或"反喷流"的自由-自由吸收特征，这些特征是由Walker、Romney和Benson（1994，Ap. J. 430，L45）以及Vermeulen、Readhead和Backer（1994，Ap. J. 430，L41）发现的。我们的观察证实，光谱与自由-自由吸收一致，并排除了早期结果是可变性影响的可能性。北方的特征在空间上分辨良好，因此已经制作了图像，显示了一侧约1.5 pc区域的吸收分布，从中心物体的假定位置开始约1.5 pc。这种分布主要是随着径向距离的强烈下降。在距离中心天体2.5 pc投影距离附近的吸收量与10^4 K气体的发射量约为5 X 10^8 pc cm ^-6的情况一致。这种几何形状与吸积盘中电离气体的吸收相一致。这些数据为吸积盘外部区域的模型提供了严格的限制，也许还有相关的风。
1999-09-22 astro-ph
NGC 3065: A Certified LINER With Broad, Variable Balmer Lines
受星系NGC 3065的X射线性质的启发，我们获得了新的光谱，显示它具有低电离核发射线区（LINER）以及宽的巴耳末发射线，确定它是一个活动星系核。我们还研究了来自CfA红移巡天的一个较老的光谱，它缺乏宽的巴耳末线，表明它们出现在1980年之后的某个时间。因此，NGC 3065加入了具有宽的、可变的巴耳末线的LINER系列，其中包括著名的星系NGC 1097和M81。受其他LINER中巴尔末线的双峰轮廓的启发，我们推测NGC 3065的宽巴尔末线也来自于一个吸积盘。我们说明了这一假设的合理性，通过拟合磁盘模型所观察到的H $α$配置文件。我们还根据宿主星系的性质估计了中心黑洞的质量为（9+/-4）10^7 M_sol，由此得出吸积率仅为爱丁顿值的2 10^{-4}倍的结论，这一性质似乎在LINER中很常见。在如此低的相对吸积速率下，内部的吸积盘可以变成垂直延伸的离子环，其可以照亮外部的薄盘并为宽线发射提供动力。宽巴耳末线突然出现的原因是一个悬而未决的问题，尽管我们提出了两种可能的解释：恒星的潮汐破裂或吸积盘结构的突然转变。
2001-01-04 astro-ph
In the Shadow of the Accretion Disk: Higher Resolution Imaging of the Central Parsec in NGC 4261
在被认为围绕活动星系核中心黑洞运行的吸积盘的内部秒差距的物理条件，可以通过对来自射电反喷流的背景辐射的吸收（盘中电离气体的吸收）成像来探测。我们报告的高角分辨率VLBI观测附近（约40兆秒差距）的射电星系NGC 4261，确认自由自由吸收的无线电发射从一个反喷流的几何薄，近边盘在1.6，4.8，和8.4 GHz。正如预期的那样，吸收的角宽度和深度似乎随着频率的降低而增加。我们推导出一个平均电子密度约10 E4每立方厘米在一个磁盘半径约0.2 pc，假设内盘倾角和开口角是相同的，在更大的半径。热气体和磁盘中的磁场之间的压力平衡意味着在0.2 pc的半径处的平均场强为0.1毫高斯。这是迄今为止对围绕质量确定的黑洞运行的河外吸积盘的条件进行的最接近的自由-自由吸收测量。如果一个标准的对流为主的吸积流存在于盘中心，那么薄和厚盘区域之间的过渡必须发生在半径小于0.2 pc（4000史瓦西半径）。
2001-02-08 astro-ph
Radiatively Inefficient Accretion Flow in the Nucleus of NGC 1097
本文提出了一个适合于光学-X射线谱能量分布（SED）的NGC 1097 LINER核中超大质量黑洞周围吸积流模型。SED的X射线部分是基于钱德拉X射线天文台的观测，这是第一次在这里报道。流的内部部分被建模为辐射低效吸积流（RIAF）和外部部分作为一个标准的薄盘。RIAF和外部薄盘之间的过渡半径（约225 Schwarzschild半径）的值是从我们先前对源自薄盘的双峰Balmer发射线轮廓的拟合中获得的。黑洞的质量是通过测量宿主星系中恒星的速度色散来推断的。将这些参数应用于吸积流模型中，可以成功地再现出超临界流体的超临界流体动力学过程，表明线轮廓模型与吸积流模型是一致的。正如我们在早期的一篇论文中所报道的，在近紫外线中剩余的一小部分是由位于离核心9 pc以内的模糊星暴的贡献所占的。射电通量与用内激波模型模拟的相对论性喷流的同步辐射一致。在附录中，我们还分析了钱德拉X射线观测到的~1千秒差距的环核恒星形成环和一个超明亮的紧凑的X射线源位于环外。
2005-12-21 astro-ph
900 ks exposure of NGC 3783 with Chandra/HETGS: no accretion disk lines
我们目前的初步结果，从900 KS曝光的NGC 3783与钱德拉/HETGS。这是迄今为止获得的活动星系核（AGN）信噪比和分辨率的最佳组合。我们将窄的Fe Kα谱线解析为FWHM = 1720+/-360 km/s，在维里化系统的简单假设下，这条窄谱线是在宽谱线区和窄谱线区之间发射的。我们没有探测到Fe Kα线的任何宽分量，尽管在以前的ASCA观测中观察到了这种分量。我们的研究结果表明，在广泛的Fe Kα线，发生在1996年的观测到2000/2001年的观测演变。NGC 3783的高分辨X射线谱显示了N、O、Ne、Mg、Al、Si和S的类H和类He离子以及Fe_XVII到Fe_XXIV L壳层跃迁的100多条吸收线和几十条发射线。所有这些特征都可以用一个多组分的、流出的、光电离的吸收体来模拟。没有证据（或需要在模型中）的软X射线发射线从相对论性吸积盘已被建议看到在其他一些活动星系核。
2001-09-23 astro-ph
Feeding the active nucleus of NGC 1097
本文根据对NGC 1097的双峰H-α发射线剖面的观测，讨论了NGC 1097核周围不断演化的吸积盘的特征。对该剖面的监测使我们能够更好地约束吸积盘的内径。并提出一种方案，其中电离源变得越来越暗，并使盘发射率的峰值向内漂移。
2002-11-21 astro-ph
Low radiative efficiency accretion at work in active galactic nuclei: the nuclear spectral energy distribution of NGC4565
本文导出了Seyfert星系NGC 4565核的光谱能量分布。尽管它被归类为Seyfert 2，但核源基本上没有被吸收。我们从钱德拉数据中发现的吸收（N_H=2.5 × 10^21 cm^-2）与宿主星系银盘中物质产生的吸收是一致的。从近红外H波段到光学U波段，HST图像显示了所有可用观测中的核未分辨源。SED与Seyfert星系和类星体完全不同，因为它在红外光学区域基本上是“平坦的”，在U波段有一个小的下降。该天体位于低光度活动星系核的诊断平面上，排除了光学核的喷流起源，其极低的爱丁顿比L_o/L_Edd表明我们观测到的辐射很可能产生于辐射低效吸积流（RIAF）。这将使NGC 4565成为第一个在光学上识别出ADAF过程的活动星系核。我们发现，从地面观察到的相对较高的[OIII]通量不能全部产生于核内。因此，此对象中必须存在扩展的NLR。这可以在两种不同的情况下解释：i）来自ADAF的辐射足以通过光电离产生高电离发射线区域，或者ii）核源最近“关闭”，从高效吸积状态切换到目前的低效率状态。
2006-07-26 astro-ph
Evidence For A Precessing Accretion Disk in the Nucleus of NGC 1097
我们提出了新的光谱观测的LINER（现在塞弗特1）的NGC 1097核，并讨论了其广泛的，双峰巴耳末线的演变。在1991年首次发现时，双峰H-α谱线的红峰比蓝峰强，而到1994年，H-α谱线几乎变得对称，积分谱线通量减少到原来的一半。我们在1996年拍摄的新光谱表明，宽的双峰谱线几乎恢复到了原来的强度，H-β和H-α的分布在误差范围内是相同的，宽谱线发射区域没有变红。然而，巴耳末线的轮廓现在是这样的，蓝色峰值比红色强，与1991年观察到的不对称相反。各种模型被认为是所观察到的行为，所有的假设发射线起源于一个吸积盘。我们提出了一个改进版本的进动，平面，椭圆吸积环模型提出的Storchi-Bergmann等人。和Eracleous等人。这个模型提供了一个可以接受的线轮廓。我们还考虑了线轮廓演化的可能性，从旋进翘曲的磁盘中，从中心的照射引起的，并表明，在这个模型中预期的半径和旋进时间尺度的范围是一致的观察。NGC 1097中突然出现的“盘状”宽线轮廓可能是由于形成了一个新的吸积盘，例如，恒星的潮汐破裂，或者盘中心的瞬时电离源照射了一个预先存在的盘。
1997-05-21 astro-ph
Evolution of the Nuclear Accretion Disk Emission in NGC 1097: Getting Closer to the Black Hole
利用1991年11月至2002年10月11年间获得的24条光谱，研究了NGC 1097的LINER/Seyfert 1核的宽双峰H α发射线轮廓的演化。在过去几年中，我们还观察到两个峰之间的分离增加，同时宽线中的积分通量减少。我们提出了一个方案，其中发射起源于一个超大质量黑洞周围的非对称吸积盘，其电离源越来越暗，导致最大发射区域更接近中心（从而更高的投影速度的区域）。我们使用观测结果来限制吸积盘发射的演化，并评估两个模型：先前发现的椭圆盘模型再现了1991年至1996年的观测结果，而具有单螺旋臂的圆盘模型。我们倾向于后者，因为整套数据与螺旋图案的单调旋进一致，自1991年以来，它已经完成了近两次革命。岁差周期意味着黑洞的质量约为5 × 10^7太阳质量。最后，我们发现了吸积盘风出现的初步证据，我们希望通过未来的观测进一步探索。
2003-08-19 astro-ph
Evidence for a Geometrically Thick Self-Gravitating Accretion Disk in NGC 3079
我们已经映射，第一次，在NGC 3079的水脉泽发射的全速范围。辐射的南北分布与kpc尺度的分子盘一致，天空中蓝移和红移辐射的分离暗示了pc尺度上的分子盘几乎是边缘对着的。蓝移和红移脉泽辐射的位置和视向速度与中心质量约为2 × 10^6 Msun、半径约为0.4 pc的情况一致。相应的平均质量密度为10^6.8兆太阳·pc^-3，这表明中心存在一个黑洞，这与探测到的硬X射线过剩（20-100 keV）和来自核的Fe K α线相一致。由于脉泽辐射所描绘的旋转曲线是平坦的，pc尺度圆盘的质量相对于中心质量是重要的。由于脉泽特征的速度色散不随半径而减小，并且构成轨道速度的很大一部分，因此盘可能很厚并且向外张开。旋转曲线和支持脉泽发射所必需的物理条件意味着Toomre Q参数<< 1。因此，这个盘极有可能是星团，我们认为它可能正在形成恒星。总的来说，NGC 3079的吸积盘与原型脉泽星系NGC 4258（略）中的致密、薄、扭曲、差速旋转的吸积盘形成对比。
2004-12-31 astro-ph
The Geometry of and Mass Accretion Rate through the Maser Accretion Disk in NGC 4258
对NGC 4258脉泽位置和速度的极大似然分析表明，在高速特征的投影旋转曲线中，偏离开普勒运动约2 sigma，对应于在高速脉泽范围内，相对于开普勒运动的LOS速度约为9 km/s或0.8%的平坦化。虽然有一些潜在的解释，这种扁平化，我们认为纯开普勒旋转的倾斜翘曲盘的基础上，这个模型的能力，以解释一些其他令人费解的功能系统。盘倾角的径向梯度为0.034 mas^{-1}，这不仅与观测到的旋转曲线一致，而且它在盘的近边缘产生了一个碗，这自然解释了系统脉泽的磁偏角的狭窄分布，否则这是令人费解的。它还解释了系统脉泽中明显重复出现的耀斑的存在和位置。没有明显的证据表明，在倾斜翘曲盘的非开普勒旋转。倾斜翘曲的另一个含义是，圆盘在中心发动机的前面升起，并在圆盘半径约为8.3质量或0.29秒差距时遮蔽了中心发动机。通过将观测到的X射线柱与在该半径处的盘中的条件进行比较，我们认为分子到原子的跃迁发生在0.28 pc处的最外层脉泽之外，由此我们推断吸积速率为10^{-4}alpha M_sun/yr，与Yuan等人（2002）的喷流主导吸积模型一致。我们的模型表明，大多数观测到的X射线柱出现在0.29 pc的翘曲吸积盘中，并且脉泽发射在大半径处被截断主要是Neufeld和Maloney（1995）最初提出的分子到原子相变的结果。
2005-04-19 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
Upper limits on the central black hole masses of 47Tuc and NGC6397
利用T.马卡罗内这些质量的估计已经来自于无线电连续通量在1.4 GHz的3西格玛上限，假设假定中央黑洞以邦迪吸积率的0.1%和1%之间的速率吸积周围的物质。对于47 Tuc，我们发现3sigma的上限为2060 - 670太阳质量，这取决于黑洞的实际吸积速率和到47 Tuc的距离。对于距离我们更近的NGC 6397，我们推导出3sigma的上限为1290 - 390太阳质量。虽然基于射电连续观测估计质量上限需要对气体密度和黑洞的吸积率做出假设，但它们的推导不需要复杂和耗时的动力学建模。因此，这种方法提供了一个独立的方法来估计附近球状星团中的黑洞质量。如果，一般来说，恒星系统中的中心黑洞吸积物质的速度超过0.1%的邦迪吸积率，那么这些结果表明，在这些球状星团中没有黑洞的质量预测的外推M-西格玛关系。
2006-01-19 astro-ph
The Origin of Radio Emission in Low-Luminosity Active Galactic Nuclei: Jets, Accretion Flows, or Both?
利用甚长基线阵列对NGC 3147、NGC 4203和NGC 4579中的低光度活动星系核进行了四个频率的成像。这些星系在所有频率下都无法分辨，其大小上限为$10^3-10^4$乘以其中心大质量黑洞的史瓦西半径。在1.7和5.0 GHz之间的光谱指数范围从0.2到0.4;其中一个或两个星系的光谱转换在5.0和8.4 GHz之间。高亮度温度（$> 10^9$ K）和相对直的光谱意味着自由-自由发射和/或吸收不能解释轻微反转的光谱。虽然核心的射电性质表面上类似于对流主导的吸积流的预测，但射电光度与X射线光度相比太高了。我们认为，大量的无线电发射产生的紧凑的无线电喷流，这可能与低辐射效率吸积流共存。
2001-10-24 astro-ph
The Compact, Conical, Accretion-Disk Warm Absorber of the Seyfert 1 Galaxy NGC 4051 and its Implications for IGM-Galaxy Feedback Processes
利用NGC 4051的100 ksXMM-牛顿曝光，我们表明，响应于快速和高度可变的X射线连续谱的X射线吸收体的电离态的时间演化限制了活动星系核暖吸收体风的所有主要物理和几何性质。吸收器由两个不同的电离组件组成。通过跟踪每个组分中气体的不透明度对电离连续谱变化的响应，我们能够约束系统的电子密度。测量的密度要求NGC 4051的高、低电离吸收组分必须是致密的，距离连续谱源的距离分别为0.5- 1. 0 l-d（2200 - 4400 Rs）和<3. 5l-d（<15800 Rs）。这就排除了尘埃模糊环的起源，因为尘埃升华半径至少大了一个数量级（>12 l-d）。强烈建议的暖吸收风的吸积盘起源，并与高电离，HeII发射，广泛的发射线区域（半径<2 l-d）的协会是可能的。检测到的两相与压力平衡一致，这表明吸收器由两相介质组成。球形几何中的径向流是不可能的，并且锥形风几何是优选的。这股风所隐含的质量外流率可以很好地加以限制，并且是质量吸积率的2-5%。如果质量流出率与吸积率的比例关系代表了所有类星体，我们的结果意味着强大类星体中的温暖吸收体不太可能对它们的大环境产生重要的进化影响，除非我们在它们完全加速之前观察风。只有在这种情况下，活动星系核风才能对宇宙反馈起重要作用。
2007-02-15 astro-ph
Constraints on accretion in Ultraluminous X-ray Sources from Spitzer IRS observations of NGC 4485/90: Infrared diagnostic diagrams
超亮X射线（ULX）源的X射线光度超过10^39 erg/s，由于任何对应物的光学模糊性，限制其天体物理性质一直是难以捉摸的。利用10-30微米波长范围内的高光谱分辨率观测，我们进行了一项实验，研究NGC 4485/90星系对中的六个ULX源。我们已经发现，六个ULX的五个，基于中红外光谱诊断，显示出在活动星系核中发现的特征较高的电离功能。第六个来源，ULX-1，与超新星遗迹一致。所用的主要红外光谱诊断是[S III]/[Si II]与[Ne III}]/[Ne II]的比值。在两种情况下，适合连续和多环芳烃（PAH）的功能也表明较高的尘埃温度是吸积源的特点。然而，总的来说，我们发现连续体是由恒星过程，最好的诊断功能是发射线。因此，中红外线的高光谱分辨率研究似乎显示出确定ULX天体物理性质的巨大希望。
2007-02-09 astro-ph
Fe XXV and Fe XXVI Diagnostics of the Black Hole and Accretion Disk in Active Galaxies: Chandra Time-Resolved Spectroscopy of NGC 7314
本文报道了用RXTE同时对Seyfert~1星系NGC 7314进行的ChandraHETGS观测中Fe XXV和Fe XXVI $Kα$发射线的探测结果。这些谱线相对于系统速度有红移（cz ~ 1500 km/s），并且无法分辨。我们认为，这些谱线起源于一个近正面（<7度）的圆盘，其径向线发射率比r^-2更平坦。观察到Fe I ~ Fe XXVI电离态的线发射。Fe的电离平衡响应于时间尺度小于12.5 ks的连续变化，支持靠近X射线源的线的起源。我们从这个丰富的数据集提出了额外的，详细的诊断。这些结果确定NGC 7314作为一个关键的来源，在未来的研究，如果我们要追求混响映射的时空附近的黑洞事件视界。这是因为首先需要了解吸积盘的电离结构以及X射线连续谱与Fe K线发射之间的关系。然而，我们也描述了我们的结果是如何暗示的测量黑洞自旋没有知识的连续谱和线发射之间的关系的一种手段。最后，这些数据强调了一个{ \it}可以研究具有窄（而不是非常宽）盘线的强引力。事实上，如果有足够的能量分辨率，窄线提供更高的精度。
2003-06-21 astro-ph
Detection of an iron K Emission Line from the LINER NGC 4579
我们介绍了对LINER NGC 4579的ASCA观测结果。假设距离为16.8 Mpc，则在原子核处探测到一个2-10 keV光度为1.5x10^41尔格/秒的点状X射线源。X射线光谱由光子指数为~1.7的幂律和kT为~0.9 keV的软热分量的组合表示。在6.73+/-0.13 keV（静止坐标系）处检测到铁K发射线，等效宽度为490 + 180/-190 eV，并且在99.9%以上的置信度下具有统计学显著性。线中心能量与类氦铁一致，并且显著高于6.4 keV，这是通过“冷”（或较低电离态）铁从荧光预期的。与塞弗特1星系相比，铁线剖面没有明显的红尾，尽管统计数据有限。线中心的能量，等效宽度，和配置文件是一致的电离吸积盘的起源。然而，使吸积盘膨胀所需的大质量吸积率与观测到的光度和正常吸积模型并不一致。
1998-04-06 astro-ph
Probing the accretion disk and central engine structure of NGC4258 with Suzaku and XMM-Newton observations
利用朱雀星、XMM-牛顿和Swift/BAT巡天的数据，对NGC 4258低光度活动星系核（AGN）进行了X射线研究。我们发现，由冷气体的X射线再加工的签名是非常弱的光谱中的这个Seyfert-2星系的弱，窄的冷铁的荧光-Kalpha发射线是强大的朱雀和XMM-牛顿光谱检测，但在一个水平远低于大多数其他Seyfert-2星系。我们的结论是，这个活动星系核的环核环境是非常“干净”的，缺乏康普顿厚的模糊环面的统一塞弗特计划。从狭窄的铁线，连同朱雀和XMM-牛顿观测之间的线通量变化的证据，我们约束线发射区域之间的$3\times 10^3r_g$和$4\times 10^4r_g$从黑洞。我们表明，所观察到的性质的铁线可以解释，如果线起源于表面层的翘曲吸积盘。特别是，我们对来自失调中心黑洞的Lens-Thirring岁差扭曲的圆盘的预期铁线进行了显式计算。最后，朱雀号的数据揭示了在50千秒的时间尺度上存在2- 10千电子伏的大振幅变率以及在5- 10千秒的时间尺度上存在较小振幅的耀斑的明确证据。如果与吸积盘过程有关，这种快速的变化需要在吸积盘的最内部区域（$r\approx 10r_g$或更小）的起源。
2008-10-14 astro-ph
On the hypothesis of an advection-dominated flow in the core of NGC 1052: new constraints from a BeppoSAX observation
我们报告的结果，宽带（0.1-100千电子伏）的X射线观测附近的椭圆星系NGC 1052，与BeppoSAX天文台进行。我们确认存在一个明亮的（2-10 keV光度~ 4 x 10^{42} erg/s）和强吸收（NH ~ 2 x 10^{23} atoms/cm/cm）的X射线源。X射线光谱的平坦度（光子指数~1.4）、估计的低吸积率（m-dot \~ 10^{-4}）和射电-X射线光谱能量分布表明，这一观测可能代表了椭圆星系中吸积主导流的10 keV以上的首次直接测量。
2000-11-17 astro-ph
Possible Evidence for Truncated Thin Disks in the Low-Luminosity Active Galactic Nuclei M81 and NGC 4579
M81和NGC 4579是少数几个低光度的活动星系核中的两个，它们有中央黑洞的估计质量，检测到硬X射线发射，检测到光学/紫外辐射。与典型的"大蓝色凸起“相反，两者都具有在$νL_ν$图中随频率增加而降低的光学/UV光谱。除非由于尘埃和/或黑洞质量估计中的大误差而显着变红，否则这些系统的光学/紫外光谱要求几何上薄、光学上厚的吸积盘的内边缘位于大约100史瓦西半径处。观测到的X射线辐射可以解释为一个光学薄，两个温度，对流占主导地位的吸积流在较小的半径。
1999-09-12 astro-ph
BeppoSAX spectroscopy of the NGC7078 (M15) globular cluster X-ray source X2127+119
介绍了1999年11月16- 17日BeppoSAX对位于球状星团NGC 7078中的低质量X射线双星X2127+119的观测结果。这个系统被认为是一个中心中子星通常被吸积盘遮蔽的系统，只有被扩展的吸积盘日冕（ADC）散射到我们视线中的X射线被观察到。0.1- 10 keV的光变曲线与能量有关，显示了两次由17.1小时轨道周期分开的日偏食。0.1- 100千电子伏的频谱是异常复杂的，但可以成功地模拟使用部分覆盖的幂律和磁盘黑体模型。加上与NGC 7078的星际值一致的一列，大约60%的源被1 E22原子/cm 2的额外列覆盖。被吸收的成分可以是穿过吸积盘外层的X射线。能量依赖的强度变化因子为~2可以被建模为由于盘黑体的变化的归一化。其他光谱参数似乎都不明显依赖于光度。相同的光谱模型也能够拟合档案ASCA光谱。
2000-06-21 astro-ph
Short time-scale optical variability of the dwarf Seyfert nucleus in NGC 4395
我们目前的光学光谱观测已知的最不明亮的塞弗特1星系，NGC 4395，这是监测每半小时超过3个晚上的过程。连续辐射在3个晚上的过程中变化了约35%，我们发现了蓝色连续辐射比红色连续辐射变化更大的边缘证据。对数据进行了一些诊断检查，以限制任何系统或孔径效应。没有发现相关性，充分解释了所观察到的变化，因此我们得出结论，我们已经观察到真正的内在变化的核源。在宽H-β线中未测量到同时变异性，尽管考虑到宽和窄组分难以混合，因此难以评论该结果的意义。观测到的短时间尺度连续变化与NGC 4395具有中等质量（~10^5太阳质量）的中心超大质量黑洞，而不是非常低的吸积速率相一致。与塞弗特1星系NGC 5548的比较表明，观测到的变异性似乎与黑洞质量成比例，大致符合吸积模型的预期。然而，在这两种情况下的绝对时间尺度的变化不同的几个数量级，从简单的吸积盘模型的预期。
2004-12-09 astro-ph
Photometric study of polar-ring galaxies. III. Forming rings
本文给出了NGC3808B和NGC6286这两个可能形成环状结构的旋涡星系的详细表面测光结果。NGC3808B和NGC6286星系环的形成伴随着银盘上物质的吸积，导致了这些星系中一些有趣的气体动力学和恒星动力学效应。例如，我们可以注意到NGC 3808B气体盘的特殊旋转曲线;来自星系的强烈红外和H-α辐射;两个星系中的弯曲和闪耀的恒星盘。我们的观测清楚地说明了极环星系可能是由于从一个星系到另一个星系的物质吸积而形成的。
1996-08-15 astro-ph
The Parsec-scale Accretion Disk in NGC 3393
我们提供了NGC 3393核区水脉泽发射的甚长基线干涉测量图像。脉泽辐射在与kpc尺度射电喷流和窄线区轴线垂直的位置角$\sim -34\degr$上呈线性分布。位置-速度图显示了系统速度和估计的动力中心的红蓝不对称，因此与旋转一致。假设在一个边缘盘开普勒旋转，我们得到一个封闭的质量$(3.1\pm 0.2) \times 10^7 M_{\sun}$内$0.36\pm 0.02$ pc（$1.48\pm 0.06$ mas），这对应于一个平均质量密度为$\sim10^{8.2} M_{\sun}$ pc $^{-3}$。我们还报告了测量与绿岸望远镜的速度漂移，在磁盘内的向心加速度的表现，$5\pm 1$公里秒$^{-1}$年$^{-1}$在$\sim3880$公里秒$^{-1}$脉泽功能，这是最有可能位于沿视线的动态中心的系统。根据该特征的加速，我们估计$0.17\pm 0.02$ pc的盘半径，其小于沿着中线发生的发射的内部盘半径（$0.36\pm 0.02$ pc）（即，节点线）。沿瞄准线到动力中心的辐射明显比从盘中线的辐射更靠近中心，这与原型脉泽系统NGC 4258和NGC 1068的情况相反。脉泽沿着中线追踪到的盘的外半径约为1.5秒差距。
2008-01-30 astro-ph
Observational clues for a role of circumstellar accretion in PMS X-ray activity
我们重新发表的分析ROSAT X射线观测的恒星形成区域NGC 2264和Chamaeleon I（~3和~5百万年的年龄分别）在新公布的光学数据。与以前的结果不一致的Chamaeleon I成员，我们发现，在这两个地区的低质量恒星有接近饱和的发射水平。与之前在猎户座星云团中发现的类似，NGC 2264和变色龙I星云中的弱线金牛T星相对于经典金牛T星有更高的X射线活动水平，这支持了盘和/或吸积在决定X射线发射方面的作用。
2002-10-11 astro-ph
X-ray Variability of the Magnetic Cataclysmic Variable V1432 Aql and the Seyfert Galaxy NGC 6814
天鹰座V1432（=RX J1940.2-1025）是一颗发出X射线的明亮、食磁激变变星，距离塞弗特星系NGC 6814约37'。由于轨道（12116.3 s）和自旋（12150 s）周期之间的0.3%差异，吸积几何形状在约50天的拍频周期内发生变化。在这里，我们报告了RXTE活动观测日食25次的结果，以及ASCA和BeppoSAX的档案观测结果。在确认了日食确实是由次要的，我们使用日食的时间和配置文件来映射吸积几何作为一个功能的拍相位。我们发现吸积区是紧凑的，并且在拍频周期上吸积区相对于白矮星中心有运动。这种运动的幅度表明这是一颗低质量的白矮星，与之前根据其X射线光谱估计的高质量形成对比。X射线发射区的大小似乎比其他食磁CV更大。我们还报告了RXTE数据以及NGC 6814的长期行为，表明通量的变化在年的时间尺度上至少有10倍。
2003-07-09 astro-ph
Shadowing of the Nascent Jet in NGC 4261 by a Line-Emitting Supersonic Accretion Disk
NGC 4261（3C 270）是一个低光度的射电星系，有两个对称的千秒差距尺度喷流。哈勃太空望远镜早期的观测表明，在一个中心的超大质量（$\sim 4.9\times 10^8\msun$）黑洞周围存在着一个百秒差距尺度的冷尘埃和气体盘。最近检测到的一个小的，几何薄的磁盘，结合早期的研究磁盘的大尺度特性的自由-自由的无线电吸收，提供了最严格的限制，迄今为止在这个系统中的吸积过程的性质。本文证明了在活动星系核（AGN）的照射下，超音速盘不仅可以解释观测到的射电阴影，而且还可以产生从该区域发射的光学宽线。超过临界半径$r_c$，线冷却超过重力耗散，气体被有效地冷却到低于$10^4$ K的温度。然而，在$r_c$内，由于重力能的释放而产生的加热阻碍了线冷却，并且等离子体在向中央发动机下降时被非常快速地加热到接近其维里值的温度。在$r_c$内，盘对紫外线和X射线辐射是光学薄的，因此来自活动星系核的电离辐射优先在$r_c$附近被吸收，从而显著影响盘的结构。为了包括随后的光电离效应，我们使用了算法多云与引力耗散引入的额外加热，以自洽的方式计算温度分布和线发射从磁盘。我们的模型计算的结果是一致的，目前的多波长观测的磁盘在这个源。
2003-06-27 astro-ph
The globular cluster NGC 6388: $XMM$-Newton and $Chandra$ observations
通过对球状星团NGC 6388的光学亮度面密度的研究，最近有人提出它的中心存在一个质量为$\simeq 5.7\times 10^3$ M $_{\odot}$的中等质量黑洞。我们预计，NGC 6388中心的致密天体由于周围物质的吸积而发出$X$射线波段的辐射。我们搜索了NGC 6388的$XMM$ -Newton和$Chandra$观测结果来检验这一假设。$Chandra$卫星解开了几个点状$X$射线源，可能是低质量的$X$射线双星，正好在球状星团的核心半径内。然而，其中三个，与集群的重心重合，仍然没有得到解决。它们的总光度为$L_X^{Obs}\simeq 2.7\times 10^{33}$ erg s $^{-1}$。如果这些源之一是NGC 6388中中等质量黑洞的$X$射线对应物，则相对于爱丁顿光度，吸积效率的相应上限为$3\times 10^{-9}$。如果对该区域进行了中等深度的无线电观测，这种测量可能会更严格。
2007-12-17 astro-ph
