Long term optical and X-ray variability of the Seyfert galaxy Markarian 79
我们提出的结果，同时X射线和光学监测的塞弗特1星系Mrk 79在一个超过五年的时间。我们发现，在短到中等的时间尺度（天到几十天）的2-10 keV的X射线和光学u和V带通量显着相关，与零天一致的带之间的延迟。我们表明，这些变化中的大多数可以很好地再现的模型，其中的短期光学变化源于再处理的X射线的光学厚吸积盘。然而，光学光变曲线也显示了数千天的长时间尺度变化，这在X射线光变曲线中不存在。这些光学变化必须起源于一个独立的可变性机制，我们表明，它们可以产生的（几何）薄盘吸积率的变化，以及通过改变后处理分数通过在X射线电晕的位置的变化。
2008-12-03 astro-ph
A Radio Study of the Seyfert galaxy Markarian 6: Implications for Seyfert life-cycles
我们已经进行了广泛的无线电研究与甚大阵的塞弗特1.5星系Mrk 6和成像的一个壮观的无线电结构的来源。射电发射发生在三个不同的空间尺度上，从~7.5 kpc气泡到~1.5 kpc气泡，它们几乎垂直于它们，以及~1 kpc射电喷流垂直于kpc尺度气泡。为了解释复杂的形态，我们首先考虑一个方案，其中无线电结构是由核星暴喷出的超级风的结果。然而，斯皮策最近对Mrk 6的观测提供了一个恒星形成率（SFR）的上限约为5.5 Msun/yr，远低于假设气泡是超新星爆炸激发的星暴风的结果而得出的SFR约为33 Msun/yr。因此，一个恒星暴本身并不能满足Mrk 6中产生气泡的能量需求。我们发现，一个单一的等离子体模型是积极不可行的，我们认为，喷气驱动的气泡模型，而积极可行的不产生复杂的无线电形态。最后，我们考虑一个模型，其中复杂的无线电结构是一个episodically动力旋进喷气机，改变其方向的结果。该模型能自然地解释复杂的射电形态，并与能量学、谱指数和极化结构相一致，是最有吸引力的。在这种情况下，射电辐射是一个短暂的现象，在塞弗特星系的生命周期，其结果是由于吸积事件。
2006-07-26 astro-ph
The orientation of the Seyfert nucleus in Markarian 348
本文介绍了Mrk 348的多频观测资料，包括两个历元的5 GHz MERLIN数据，170、90、60和25微米的ISOPHOT数据，U、B、R和I波段的NOT图像和来自SCUBA档案的1350微米数据。新的光学图像显示了一个中断的手臂，该手臂朝向Mrk 348的东部伴星，这与Mrk 348和它的伴星形成相互作用系统的假设一致。5 GHz MERLIN成像显示，Mrk 348的无线电组件中只有一个是极化的（%P=5）。Mrk 348的宽带光谱在无线电和毫米波段之间是平坦的，这表明同步辐射延伸到高频。Mrk 348具有许多无线电响亮物体的特征。我们讨论了Mrk 348的射电轴相对于视线的取向。我们的结论是，证据是相互矛盾的，在Mrk 348的几何形状是不是一个简单的边或面对模型很好地描述。
2002-07-08 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
Time lags in Narrow-line Seyfert 1 galaxies and the origin of their soft excess emission
在过去的二十年里，第一类活动星系核的软X射线过量发射的起源一直是一个主要问题。尽管XMM-Newton和Chandra提供了出色的数据质量，但仍无法区分软过量排放的替代模型。在这里，我们提出的软和硬带X射线发射之间的时间滞后的意见，并讨论了软过剩的模型的影响。我们还设计了一种方法来区分模型的软过剩使用朱雀的宽带能力。
2007-09-12 astro-ph
Frequency-dependent time lags in the X-ray emission of the Seyfert galaxy NGC 7469
本文报道了在塞弗特星系NGC 7469的X射线光变曲线交叉谱中发现的时间滞后现象。这种行为在银河系黑洞和中子星双星中很常见，并且在某种意义上说，硬X射线相对于软X射线延迟了一个与傅立叶周期近似成比例的时间滞后。在我们观察到的最长时间内，我们发现2-4和4-10 keV X射线之间的时间差约为3.5小时。一个类似的滞后和周期的依赖性被发现比较2-4和10-15千电子伏的光变曲线，虽然具有较小的意义。我们发现光变曲线的相干函数接近于1。讨论了这些结果对活动星系核（AGN）中X射线产生机制的意义。
2001-06-10 astro-ph
Radio Continuum Evidence for Outflow and Absorption in the Seyfert 1 Galaxy Markarian 231
VLBA和VLA已被用来对Mrk 231、Seyfert 1星系和本地宇宙中最亮的红外星系的连续射电发射进行成像。最小的尺度揭示了一个双源小于2个百分点的范围。这个中心源的组成部分最低亮度温度为10^9至10^{10} K，光谱转换在2至10 GHz之间，似乎定义了星系核和喷流的内部区域。所述组分可以是自由-自由吸收的或同步加速器自吸收的。在更大的尺度上，这些图像证实了一个先前已知的南北三重源，延伸40 pc，垂直于350 pc的星爆盘延伸。这两个波瓣都显示出在2 GHz附近存在自由-自由吸收的证据，这可能是由于星暴盘最内部密度为1-2 X 10^3 cm^{-3}的电离气体。吸收的气体可能被活跃的原子核或增强的恒星形成的局部区域电离。40-pc三元组的伸长与2-pc源的伸长相差65度。不同尺度上不同的对称轴意味着射电喷流内部有很强的曲率。来自350 pc圆盘的射电连续谱在1.4 GHz以上的光谱指数接近-0.4，并且可能由恒星形成的大规模爆发所激发。在VLA尺度上，不对称和扩散发射延伸超过25 kpc。这种发射具有陡峭的光谱，在某些位置线性偏振超过50%，并共享40-pc三重的对称轴。弥散射电源可能是由缓慢移动的核喷流的能量沉积产生的，可以想象，这也有助于为非核星暴提供能量。
1999-01-14 astro-ph
Heavy and Complex X-ray Absorption Towards the Nucleus of Markarian 6
我们利用ASCA卫星对Markarian 6星系进行了首次X射线谱测量。Markarian 6星系是一个明亮的Seyfert 1.5星系，具有复杂多变的允许谱线、电离锥和显著的射电结构。我们的0.6- 9.5keV谱穿透到这个Seyfert黑洞的核心，揭示了沉重的和复杂的内在X射线吸收。总覆盖和单部分覆盖模型都不能令人满意地拟合所观察到的吸收，并且似乎需要双部分覆盖或部分覆盖加上热吸收。双部分覆盖模型提供了对数据的最佳统计拟合，我们测量到的大柱密度为~（3-20）* 10^{22} cm^{-2}，而与所考虑的特定光谱模型无关。这些X射线柱比基于较长波长的观测所预期的要大一个数量级以上。我们的数据表明，大部分的X射线吸收发生在气体中，具有相对少量的灰尘或气体中，位于宽线区域。X射线吸收体很可能是圆环上方用来校准电离锥的假定“大气层”。我们还检测到一个明显广泛的6.4千电子伏铁K-α线，我们目前的光谱表明，光学发射线在我们的ASCA观察期间的代表性状态。
1998-07-27 astro-ph
Evidence for a multizone warm absorber in the XMM-Newton spectrum of Markarian 304
我们提出了一个XMM牛顿观测Markarian 304，塞弗特1星系在z = 0.066。EPIC数据表明，MKN 304受到电离气体造成的严重（Nh ~10^{23} cm{-2}）遮蔽的影响。两相温吸收器提供了这种气体的充分参数化。这两个组分的电离参数分别为100 ~6 erg/cm ~ 2/s和100 ~90 erg/cm ~ 2/s。观测到的连续光子指数（Gamma ~1.9）是典型的Seyfert 1星系。在0.57 keV和6.4 keV处分别检测到两条显著的发射线。前者很可能是由于电离等离子体（可能是热吸收体本身）产生的类氦氧三重态发射。后者是由于在低电离状态（FeI-XV）的K-壳铁的荧光发射。sigma_{Kα}的线宽上限<0.18 keV，很可能排除了吸积盘内部的起源。有趣的是，这样的线的强度是一致的，在温暖的吸收体本身产生的排放的可能性。然而，来自环面的实质性贡献也是合理的。我们还发现了一个弱的（4%的主要连续）软过剩发射分量。这种过量的存在可以通过热气体的发射/散射或部分覆盖或两者的组合来解释。
2004-04-14 astro-ph
Spectral-timing evidence for a Very High State in the Narrow Line Seyfert 1 Ark 564
我们使用窄线塞弗特1星系方舟564的100 ks长的XMM-牛顿观测，并将其与ASCA产生的相同源的长达一个月的监测相结合，以计算不同能带之间的相位滞后和相干性，频率约为10^{-6}至10^{-3} Hz。这是最宽的频率范围内，这些频谱定时属性已被准确计算的任何活动星系核。0.7-2和2- 0 keV ASCA光变曲线，以及相应能带的XMM-牛顿光变曲线，在研究的大部分频率范围内都是高度相干的（~ 0.9）。我们观察到的能带之间的时间滞后，增加与时间尺度和能量分离的频带。时间滞后频谱在10^{-5} -5x 10 ^{-4} Hz频率范围内显示宽峰，其中时间滞后遵循幂律斜率~-0.7。在~ 5 x 10^{-4} Hz以上，滞后显著下降到低于该关系。这种斜率的变化类似于黑洞X射线双星（BHXRB）在极高或中间状态下的滞后谱的形状。滞后随能带间隔的对数线性增加，这使得活动星系核和BHXRB之间又多了一个相似之处。
2006-07-26 astro-ph
High Resolution X-ray Spectroscopy of Seyfert 2 Galaxies
塞弗特2星系的X射线谱学研究为研究活动星系核的环核环境提供了很好的手段。钱德拉和XMM-牛顿的光栅实验现在已经提供了几个最亮的塞弗特2的第一个高分辨率光谱。我们目前的钱德拉HETG数据Markarian 3和XMM牛顿RGS数据NGC 1068。在这两种情况下，光谱主要是由发射线，由于光电离，光激发和荧光后的辐射复合。没有证据表明碰撞加热的气体有任何重大贡献。
2001-07-12 astro-ph
ASCA Observation of an X-Ray-Luminous Active Nucleus in Markarian 231
我们获得了一个中等长（100千秒）ASCA观察的Seyfert 1星系Markarian 231，最明亮的本地超亮红外星系（ULIRG）人口。在最佳拟合模型中，我们不能直接看到X射线源;光谱由散射的幂律分量和反射分量组成，这两个分量都被N_H \approx 3 X 10^（22）/cm ^2柱吸收了。大约3/4的观测到的硬X射线来自散射分量，减少了铁K α线的等效宽度。1-10 keV X射线光度与辐射热光度之比L_x/L_bol \sim 2%，是辐射热光度相当的Sy 1星系和射电宁静类星体的典型特征，表明辐射热光度主要由活动星系核控制。我们对X射线光度的估计也使Mrk 231的移动与活动星系核具有极强Fe II发射的相关性一致。第二个源分离约2弧分也清楚地检测到，并贡献约25%的总通量。
2000-10-06 astro-ph
Optical Continuum and Emission-Line Variability of Seyfert 1 Galaxies
本文介绍了对9个Seyfert 1星系（3C 120、Akn 120、Mrk 79、Mrk 110、Mrk 335、Mrk 509、Mrk 590、Mrk 704和Mrk 817）进行为期8年的光谱监测所获得的光变曲线。所有的对象都表现出显着的变化，在连续和发射线通量。我们使用互相关分析，以获得基于发射线的时间延迟，或滞后的广泛的β发射区域的大小。我们成功地测量了九个源中的八个源的时间延迟，并找到了从大约两周到两个月多一点的值。结合测量的滞后和发射线可变部分的宽度，我们可以对每个星系中的活动核进行维里质量估计。维里质量在10^{7-8}太阳质量的范围内。
1998-02-09 astro-ph
X-ray Variability Characteristics of the Seyfert 1 Galaxy NGC 3783
利用XMM-Newton和Rossi X射线定时探测器的观测数据，研究了Seyfert~1星系NGC 3783的能量依赖X射线光变特性。高频波动功率谱密度函数（PSD）的斜率与向更高能量的平坦化一致。光变曲线交叉关联函数没有产生明显的滞后，但峰值系数通常随着带的能量分离在短时间尺度和长时间尺度上的增加而减小。我们测量了6 e-8到1 e-4 Hz的时间频率范围内各种X射线波段之间的相干性;这个范围包括Markowitz等人暂时探测到的低频功率谱密度函数（PSD）突变的时间频率，也包括迄今为止在任何活动星系核中测量到的相干性的最低时间频率。在这些时间频率处，相干性通常接近一致性，尽管它随着频带的能量分离增加而略微减小。在短时间尺度上检测到时间频率相关的相位滞后;相位滞后随着能量分离的增加或时间频率的降低而增加。所有这些结果都类似于以前获得的几个塞弗特星系和恒星质量的黑洞系统。定性而言，这些结果与Kotov等人和Lyubarskii的变异性模型一致，其中X射线变异性是由于局部质量吸积率的向内传播变化。
2005-11-22 astro-ph
The variable XMM-Newton spectrum of Markarian 766
XMM-牛顿天文台对窄线塞弗特1星系Markarian 766进行了60 ks的观测。源显示了复杂的X射线光谱。2-10 keV的光谱可以充分地由幂律和宽Fe Ka发射来表示。在0.7和2千电子伏之间的光谱是硬的，并表现出相对于外推的中等能量斜率的通量赤字。然而，低于0.7 keV时，存在强烈的过量发射。RGS光谱显示在0.7千电子伏的边缘状功能，这个功能的能量是不一致的预期OVII边缘从温暖的吸收。Markarian 766在EPIC和RGS仪器中的总计数率在几千秒的时间尺度上变化约2倍，而OM在紫外线中没有观察到显著的通量变化。X射线的变化是光谱依赖的最大幅度的变化发生在0.4-2 keV带。光谱的变化可以解释为通量和斜率的变化，中等能量的连续发射，叠加在一个较小的可变（或恒定）的低能量发射组件。
2000-11-13 astro-ph
Probing the Complex and Variable X-ray Absorption of Markarian 6 with XMM-Newton
本文报道了用XMM-Newton上的EPIC仪器对Seyfert 1.5星系Mrk 6进行的X射线观测。BeppoSAX PDS 18-120 keV的存档数据也被用来约束基本的硬幂律连续体。从我们的光谱分析的结果一般有利于双部分覆盖模型，虽然其他光谱模型，如吸收的部分电离和中性气体的混合物不能被坚决排除。我们的最佳拟合模型由光子指数为1.81+/-0.20的幂律和高达10^{23} cm**-2的大柱密度的部分覆盖组成。我们还在6.45+/-0.04 keV处检测到与Fe Ka荧光一致的窄发射线，其等效宽度为~93+/-25 eV。对XMM-牛顿、ASCA和BeppoSAX数据的联合分析进一步提供了观测探测的~4年期间光谱变化（吸收柱变化的~2倍）和经吸收校正的通量变化（~60%）的证据。
2003-04-01 astro-ph
Evidence of Rapid Optical Variability In Selected Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies
我们提出的第一个搜索的快速光学变化的存在下，在一个样本的5个窄线塞弗特1星系的结果。我们发现了IRAS 13224-3809快速变化的明确证据，其变化发生在一小时的时间尺度上。然而，对于我们样本中的其他四个来源，Markarian 766，PG 1244+026，PG 1404+226和Arakelian 564，结果不太确定。虽然有几个例子，在这些后面的对象，其中有一个暗示，可能存在的变化，红外光谱13224-3809提供了唯一的决定性证据，快速光学变化检测到的日期。
2000-05-08 astro-ph
The Variable X-ray Spectrum of Markarian 766 - II. Time-Resolved Spectroscopy
活动星系核的可变X射线谱系统地显示出陡峭的幂律高态和硬谱低态。硬低态以前已被发现是一个组件，只有弱的变化。这一成分的起源以及吸收和相对论模糊等效应的相对重要性目前尚不清楚。目标：在先前的主成分分析的后续行动中，我们的目标是确定散射和吸收效应对窄线塞弗特1星系Mrk~766随时间变化的X射线光谱的相对重要性。方法：利用时间分辨光谱技术，将XMM和Suzaku的数据切割到25 ks元素，研究了Mrk 766的光谱变化是吸收还是散射成分占主导地位。时间分辨光谱技术证实，Mrk 766的光谱变化可以用两种主成分分析方法中的任何一种解释。详细的研究证实，散射和直接发射的相对强度的快速变化或吸收体覆盖分数的快速变化提供了很好的解释大多数的光谱变化。然而，6.97 keV吸收线和主连续谱之间的强相关性以及快速的不透明度变化表明，复杂和多层吸收体的变化，最有可能是盘风，是Mrk 766光谱变化的主要来源
2007-08-09 astro-ph
The high frequency power spectrum of Markarian 766
本文分析了用XMM-Newton观测到的明亮的Seyfert 1星系Mrk 766的X射线光变功率谱。在0.2-10 keV能量范围内，功率谱密度（PSD）由幂律很好地表示，在低频处斜率为alpha_low ~ 1，在频率f_br ~ 5 x 10^-4 Hz处斜率为alpha_hi = 2.8（-0.4/+0.2）。正如之前已经指出的，这种打破幂律的PSD形状与在银河系黑洞候选者天鹅座X-1中观察到的相似。如果假设Mrk 766的功率谱与天鹅座X-1的功率谱相似，并且破裂时间尺度与黑洞质量成线性关系，那么Mrk 766中的黑洞的质量被推断为小于5 x 10^5 M_sun。这个相当低的质量意味着Mrk 766的辐射超过了爱丁顿极限。不同能带之间的相干性显著低于1，这意味着不同能带中的变化的相关性相当差。如果康普顿化介质的性质是快速可变的，或者如果有几个不同的发射位点，则可以在标准康普顿化模型的框架中解释低相干性。
2003-01-10 astro-ph
Suzaku observations of Markarian 335: evidence for a distributed reflector
本文报道了窄线塞弗特1星系Mrk 335的净曝光量为151 ks的朱雀观测。0.5-40 keV的光谱包含宽Fe线、低于约2 keV的强软过剩和在20-30 keV附近的康普顿峰。我们发现，由幂律和两个反射器组成的模型提供了对时间平均光谱的最佳拟合。在这个模型中，电离的、严重模糊的内反射层产生了大部分的软过剩，而几乎中性的外反射层（在~40 r_g外）产生了大部分的Fe线发射。观测的光谱变异性的特征在于在非常低的计数率下的光谱硬化。在我们的幂律+双反射器模型中，似乎这种硬化主要是由幂律的旋转引起的。整个观测的均方根光谱具有活动星系核中常见的弯曲形状，尽管当考虑光变曲线中不包含任何深倾角的间隔时，形状明显更平坦。我们还研究了以前的133 KS XMM-牛顿观测Mrk 335。我们发现，XMM-牛顿谱可以与朱雀数据类似的双反射器模型拟合，我们确认观测的均方根谱是平坦的。平坦的均方根光谱，以及来自朱雀PIN探测器的高能数据，不利于Mrk 335中软过量的吸收起源。
2007-12-12 astro-ph
The Kinematics and Physical Conditions of the Ionized Gas in Markarian 509. I. Chandra High-Energy Grating Spectroscopy
我们用Chandra/HETG、HST/STIS和RXTE同时观测了Seyfert 1星系Mrk 509。我们测量了类氦氖和镁，以及类氢氮，氧和氖的强吸收线。除了Ne Lya和Ne IX（r）之外，这些线都没有得到解决。吸收线轮廓相对于Mrk 509的系统速度蓝移了约200 km/s，并且在系统附近有另一个分量的暗示。软X射线光谱可以用一个简单的单区光电离吸收体来描述，其柱密度为2.06（+0.39，-0.45）× 10^21 cm^-2，电离参数为log{xi} = 1.76（+0.13，-0.14）（或log{U}=0.27）。另一方面，紫外线数据可以很容易地检测到八个运动学分量，覆盖与X射线吸收剖面大致相同的速度。尽管X射线和UV吸收剂共享相同的速度空间，但UV吸收剂具有小得多的柱密度和电离状态。我们表明，模型的X射线数据不预测显着的紫外吸收，因此与紫外数据是一致的。UV吸收剂可以嵌入X射线吸收剂中，作为多相介质。最后，我们没有检测到任何软X射线发射线。
2002-08-29 astro-ph
Multiwavelength Monitoring of the Dwarf Seyfert 1 Galaxy NGC 4395. III. Optical Variability and X-ray/UV/Optical Correlations
作为多波长反射映射计划的一部分，我们对NGC 4395的低光度Seyfert 1核进行了光学观测。观测于2004年4月在利克、怀斯和基特峰天文台进行了两个晚上。我们获得了V波段和B波段的光度测量结果，以及3500-6800埃范围内的光谱。哈勃空间望远镜同时进行的紫外线和钱德拉X射线观测见配套文件。尽管NGC 4395处于极低的活动状态，但我们检测到了2- 10%的显著连续变化，并朝着更短的波长增加。光谱学和光度学的连续光曲线在性质上类似于同时的UV和X射线光曲线。带间互相关表明，光学连续辐射滞后于紫外连续辐射24 + 7/-9 min，光学连续辐射滞后于X射线连续辐射44 +/-13 min，与活动星系核辐射的后处理模型一致。也有迹象表明巴尔末发射线滞后于光学连续谱，其滞后量略大于在UV中检测到的发射线滞后。这些结果与其它Seyfert 1核的结果相似。发射线滞后产生的质量测量的中心黑洞，这虽然不是很重要，是一致的值来自同步紫外线数据。
2006-06-20 astro-ph
Strong optical line variability in Mkn 110
我们目前的结果的长期变化运动的塞弗特1星系Markarian 110。Mkn 110是一个窄线塞弗特1型天体，位于一个形态奇特的星系中。我们监测的光学连续谱和线强度，以及他们的配置文件在近十年的时间间隔。连续体和巴耳末线在两年内变化了2至5倍。HeII 4686线显示出异常的强度变化，其系数为8。我们检测到一个额外的独立的非常宽的线区域在高强度阶段的Balmer和HeII线。CCF对HeII谱线的分析表明，这一非常宽的谱线区域起源于距离中心电离源仅9光日的地方。
1999-03-01 astro-ph
The variable X-ray spectrum of Markarian 766 - I. Principal components analysis
目的：我们分析了窄线塞弗特1星系Mrk 766的长XMM-牛顿谱，使用时间尺度> 20 ks的显著光谱变化来分离X射线谱中的分量。研究方法：主成分分析用于识别X射线光谱中的不同发射成分，然后对这些成分的可能替代物理模型进行统计比较。结果如下：源光谱的变化很好地解释了添加剂的变化，与较小的额外贡献最有可能产生的可变吸收。的主要变化的组成部分，本征向量一，被发现有一个陡峭的（光子指数2.4）幂律形状，电离吸收，导致软过剩的外观低列的影响。本征矢量1在天的时间尺度上的振幅变化因子为10，并且似乎具有与之相关的广泛的电离Fe K-α发射：电离线的宽度与大约100个引力半径处的原点一致。还有一个强的成分，近恒定的发射，占主导地位的低状态，其光谱是非常硬以上1千电子伏，软过剩在较低的能量，并与强的边缘，在Fe K，但显着很少的Fe K-α发射。虽然这一部分可以解释为相对论模糊的反射从内部吸积盘，我们建议，它的光谱和缺乏可变性可以解释为（i）电离反射从一个扩展的区域，可能是盘风，或（ii）吸收的签名盘风与可变覆盖分数。低状态下的吸收特征可以指示流出的存在。
2006-11-21 astro-ph
X-Ray/Ultraviolet Observing Campaign of the Markarian 279 Active Galactic Nucleus Outflow: a close look at the absorbing/emitting gas with Chandra-LETGS
我们提出了一个Chandra-LETGS观测的塞弗特1星系Mrk 279。这一观测是在对该源进行多波长研究的背景下，与HST-STIS和FUSE同时进行的。钱德拉点分布在10天内，总曝光时间约为360 ks。Mrk 279的光谱显示出宽发射特征的证据，特别是在OVII三重态的波长处。我们定量地探讨了这种发射产生在宽线区（BLR）的可能性。我们模拟了在FUSE和HST-STIS光谱中看到的宽紫外线发射线，遵循“局部最佳发射云”方法。我们发现，从最佳拟合BLR模型导出的X射线线亮度可以匹配的X射线的功能，这表明产生紫外线的气体也足以解释X射线发射。光谱被电离气体吸收，其总柱密度约为5 × 10 ^{20} cm ^{-2}。吸收光谱可以由两种不同的气体成分（log xi~0.47和2.49，分别）都显示出显着的流出速度建模。然而，数据也允许存在中间电离成分。作为电离参数的函数的这些额外组分的柱密度的分布与连续的、类似幂律的吸收体不一致，这表明Mrk 279的气体流出的复杂结构（删节）。
2006-09-14 astro-ph
Fourier-resolved energy spectra of the Narrow Line Seyfert 1 Mkn 766
我们计算傅立叶分辨的X射线光谱的Seyfert 1 Markarian 766研究的形状的变量组件有助于0.3-10 keV的能谱和它们的时间尺度依赖性。分数变异光谱峰值在1-3千电子伏，在其他塞弗特1星系，无论是一个恒定的贡献，从软过剩组件低于1千电子伏和康普顿反射组件高于2千电子伏，或可变的暖吸收增强的变化在1-3千电子伏范围内。的均方根谱，它只显示的形状的可变组件，是很好地描述了一个单一的幂律与吸收功能约0.7千电子伏，这给它一个明显的软过剩。这种光谱形状可以由归一化中变化的幂律产生，受到近似恒定（在每个轨道内）的暖吸收体的影响，其参数与Turner等人发现的那些相似。因此，平均光谱中的总软过量可以通过幂律上的恒定热吸收加上附加的较小可变分量的组合来产生。在较短的时间尺度上，均方根频谱变硬，这种演变是很好地描述了幂律斜率的变化，而吸收参数保持不变。均方根频谱的频率依赖性可以解释为通过扩展发射区域传播波动所产生的变化，其发射频谱是向中心硬化的幂律。这种情况下，降低了较低的能量带的短时间尺度的变化，使可变频谱更难在较短的时间尺度上，并在同一时间解释了硬滞后发现这些数据由Markowitz等人。
2008-03-11 astro-ph
Variability of Fe II Emission Features in the Seyfert 1 Galaxy NGC 5548
我们研究了Seyfert 1星系NGC 5548的紫外（1250- 2200 A）和光学（4000- 6000 A）光谱中低对比度的Fe II发射混合物，并表明这些特征在通量上是变化的，而且这些变化与光学连续谱的变化相关。光学Fe II发射的变化幅度是H β的50% - 75%，紫外Fe II发射的变化幅度甚至比H β更大。然而，在这些共混物中的通量的准确测量被证明是非常困难的，即使使用优良的Fe II模板来拟合光谱。我们能够约束只有弱的光学Fe II发射线响应时间尺度小于几个星期的值，这个上限超过了所有可靠测量的发射线滞后在这个来源，所以它不是特别有意义的。然而，事实上，光学Fe II和连续通量的变化是相关的线荧光在光电离等离子体，而不是碰撞激发，是负责的Fe II发射。铁排放量模板可根据要求提供。
2005-02-21 astro-ph
Correlated X-ray and Optical Variability in Mkn 509
我们目前的赛弗特1星系Markarian 509 3年的监测活动的结果，使用X射线数据从罗西X射线定时探测器（RXTE）和光学数据采取的SMARTS财团。这两个光变曲线显示出显着的变化，并强烈相关的光通量领先X射线通量的15天。X射线功率谱显示出-2.0的陡峭高频斜率，在34天的时间尺度上突破到-1.0的斜率。从光学到X射线发射的滞后很可能是由向内传播的吸积盘的变化引起的。
2007-11-07 astro-ph
X-ray Spectral Variability and Rapid Variability of the Soft X-ray Spectrum Seyfert 1 Galaxies Ark 564 and Ton S180
利用ASCA和RXTE（以及Ton S180的EUVE）对明亮、软X射线光谱的Seyfert 1星系Ark 564和Ton S180进行了35天和12天的监测。短时间尺度（小时-天）变异模式在能量带之间非常相似，没有证据表明所研究的任何能量带之间存在滞后。分数变异幅度几乎与能量带无关。这是很难同时解释软Seyferts更强的可变性，更软的光谱，和较弱的能量依赖的可变性相对于硬Seyferts。软带和硬带光变曲线在探测的最长时间尺度上发散，与在最软带中在长时间尺度上显示相对较大功率的波动功率密度谱一致。最简单的解释是，一个相对硬，快速变化的组件占主导地位的总X射线光谱和缓慢变化的软过剩存在于ASCA的最低能量通道。虽然很自然地将后者与吸积盘和前者与围绕它的日冕相鉴别，但标准的薄盘不可能变得足够热以在ASCA带中显著辐射，并且观察到的变化时间尺度太短了。硬分量可以具有比纯幂律更复杂的形状。最快的2次耀斑和下降因子发生在Ark 564的约1000秒内，而Ton S180的速度稍慢。光度变化的速度排除了粘性或热过程，并将单个发射区域的大小限制在<~15史瓦西半径（可能更小），也就是说，要么是内盘，要么是日冕中的小区域。
2001-08-24 astro-ph
The Energy-dependent X-ray Timing Characteristics of the Narrow Line Seyfert 1 Mkn 766
我们提出的能量依赖的功率谱密度（PSD）和交叉频谱特性的MKN 766，从2005年的XMM-牛顿观测期间获得的数据，跨越6个革命，从2001年的XMM-牛顿长看获得的数据相结合。PSD的形状和均方根通量的关系被认为是一致的2001年和2005年的观测，这表明2005年的观测只是一个低通量的扩展2001年的观测，并允许我们结合两个数据集。由此产生的PSD具有最高的时间频率分辨率的任何AGN PSD测量日期。应用破幂律模型产生随光子能量在时间频率上增加的破频率。如果假设断裂频率与能量无关，那么要获得良好的拟合，需要存在一个4.6+/-0.4 * 10^-4 Hz的洛伦兹算符，其强度随光子能量的增加而增加，这是在黑洞X射线双星中看到的一种行为。的交叉频谱特性进行测量，时间频率相关的软到硬的时间滞后检测在这个对象中的第一次。交叉谱结果与其它吸积黑洞系统的结果一致。结果进行了讨论的背景下，几个变异模型，包括那些基于向内传播的粘度变化的吸积盘。
2006-11-02 astro-ph
Discovery of multiple Lorentzian components in the X-ray timing properties of the Narrow Line Seyfert 1 Ark 564
本文给出了窄线Seyfert 1星系Ark~564的100 ksec XMM-牛顿观测的功率谱分析。当与早期的RXTE和ASCA观测相结合时，这些数据产生了一个覆盖70年频率的功率谱，该功率谱由具有两个非常明显的中断的幂律很好地描述。这种形状与迄今为止观测到的几乎所有其他活动星系核的功率谱不同，这些活动星系核只有一个检测到的破裂，并且类似于处于软状态的银河系双星系统。功率谱也可以很好地描述为两个洛伦兹形分量的总和，其中一个在较高频率处具有硬谱，类似于银河系双星系统中所看到的。以前，我们已经证明，相对于软带方舟564的硬带变化的滞后依赖于可变性的时间尺度，在银河系的二进制源。在这里，我们表明，可以很好地描述使用相同的两个洛伦兹模型描述的功率谱，假设每个洛伦兹分量有一个不同的时间滞后的时间尺度依赖的滞后。因此，所有的X射线定时证据都强烈地指向两个离散的局部区域，作为大多数变异性的起源。在银河系的X射线双星系统中，除了软态之外的大多数状态下，也就是在低硬态和中/极高态下，都可以看到类似的行为。鉴于方舟564的吸积速率非常高，最接近的类比是非常高（中间）状态，而不是低硬状态。因此，我们加强活动星系核和银河系双星源之间的比较超出了以前的研究，将其扩展到以前研究不足的非常高的吸积率制度。
2007-09-03 astro-ph
The X-ray variability of the Seyfert~1 galaxy MCG-6-30-15 from long ASCA and RXTE observations
本文分析了1997年7月对塞弗特1星系MCG-6-30-15的长时间RXTE观测结果。我们的研究结果表明，行为是复杂的。我们从颜色比和直接光谱拟合中找到了明确的证据，表明内在光子指数正在发生变化。光谱硬化在强度减弱的时期是明显的;特别是，在最硬的RXTE耀斑之后的时期，可以看到更硬光谱的一般趋势。通量相关研究进一步表明，3-10 keV的光子指数变陡，而在10-20 keV的波段，随着通量的增加，光子指数变陡。最大的变化来自10 keV以下的光谱指数;然而，内在幂律斜率的变化和反射都在不同程度上对整体光谱变异性做出贡献。我们发现，铁线通量是一致的，是恒定的，在大的时间间隔上的订单天（虽然ASCA和RXTE光谱显示，$F_{Kα}$的变化在较短的时间间隔上的订单<10 ks），和等效宽度，它与连续通量，和反射分数。通量相关的研究指出可能的电离签名，而详细的光谱分析的短时间间隔周围的耀斑事件暗示暂时在观测光谱响应的耀斑。我们提出了一个简单的模型，部分电离的大部分变异来自6r_g内。时间分析进一步提供了可能的时间（<1000 s）和相位（φ ~0.6 rad）滞后的证据。最后，我们报告了功率密度谱（~ 4-5 x 10^{-6}Hz）的明显中断和可能的33小时周期。估计的质量的黑洞在MCG-6-30-15的范围内讨论的光谱和时间的调查结果。
2000-07-18 astro-ph
Investigating a Fluctuating-accretion Model for the Spectral-timing Properties of Accreting Black Hole Systems
Lyubarskii（1997）的波动吸积模型和Kotov等人（2001）的扩展模型试图用在宽半径范围内产生的向内传播的质量吸积波动来解释吸积黑洞的X射线变化的光谱定时特性。波动调制X射线发射区域，因为它们向内移动，并可以产生时间频率依赖的能带之间的滞后，和能量依赖的功率谱密度（PSD）作为不同的发射率分布的结果，这可能是预期在不同的X射线能量。在这里，我们使用一个简单的数值实现，详细研究了该模型的X射线光谱定时特性及其与几个物理上感兴趣的参数的关系，即不同能带的发射率分布，吸积流的几何厚度和粘性参数，涨落的阻尼强度和时间相干性（由“质量因子”Q测量）在每个半径处引入的波动。我们发现，具有大粘度参数的几何厚流是有利的，并确认预测的滞后是相当强大的发射率分布的变化，吸积流的物理参数，这可能有助于解释的滞后光谱的相似性在低/硬和高/软状态的天鹅X-1。我们还证明了模型制度，在不同的能带的光变曲线是高度光谱相干的。我们将模型预测结果与窄线Seyfert~1星系NGC 4051和BHXRB Cyg X-1的高/软态X射线数据进行了比较，结果表明，该一般方案可以同时再现PSD的时间滞后和能量依赖性。
2005-12-15 astro-ph
Multiwavelength Monitoring of the Narrow-Line Seyfert 1 Galaxy Akn 564. III. Optical Observations and the Optical--UV--X-ray Connection
我们提出了一个为期两年的窄线塞弗特1星系Akn 564的光学监测计划的结果。这个监测项目的大部分也被X射线观测（RXTE）所覆盖，在大约50天的时间里，我们在紫外线（HST）和X射线（RXTE和ASCA）中与地面观测同时观测该星系。在X射线波段，在每天和每小时的时间尺度上看到的快速和大幅度的变化，没有检测到在光学和紫外波长，这反过来又表现出低得多的变化，无论是在短（一天）或长（几个月）的时间尺度。唯一显著的光学变化可以被描述为两个2- 4天的事件，约10%的通量变化。我们没有检测到显着的光学线的变化，因此不能推断出混响的宽线区域的大小。类似地，当光变曲线在30天内平滑时，大的X射线变化似乎消失了。紫外线连续谱跟随X射线，滞后约0.4天，光学波段滞后紫外线波段约2天。在整个X射线数据集和光学波段之间未发现显著相关性。聚焦在最强光学事件周围的20天间隔，我们检测到一个显着的X射线-与紫外线和X射线中看到的类似事件的光学相关性。我们的数据是一致的，在这个单一的事件中发射的能量的理由后处理模型。然而，几个大的X射线耀斑没有产生相应的光辐射。
2001-07-04 astro-ph
On characterising the variability properties of X-ray light curves from active galaxies
我们回顾了一些实际的方面，测量振幅的变化在“红噪声”光变曲线的典型活动星系核（AGN）。我们对通常用于估算活动星系核光变曲线中的变化幅度的量，如分数均方根变化幅度F_var和超额方差σ_XS ^[2]进行了检验。它们的统计特性，功率谱的关系，并用于调查的变异过程的性质进行了讨论。我们证明了sigma_XS ^2（或类似的F_var）从光变曲线的一个部分到下一个部分显示出很大的变化，即使这种变化是由平稳过程产生的。这限制了这些估计器用于量化不同来源之间或在一个来源中从一个时期到另一个时期的变异幅度差异的有用性。基于蒙特卡罗模拟，针对各种典型的功率谱形状，列出了方差中预期分散的一些示例。超额方差可以用于比较来自同一观测的不同能带的光变曲线的变化幅度。蒙特卡罗模拟用于推导不同能带之间预期振幅的不确定性描述（由于测量误差）。最后，这些估计被用来证明明亮的Seyfert 1星系Markarian 766的一些变化特性。源被发现表现出很强的，均方根振幅和通量之间的线性相关性，并表现出显着的频谱变异。
2003-07-24 astro-ph
