NGC 5548: The AGN Energy Budget Problem and the Geometry of the Broad-Line Region and Torus
我们详细考虑了NGC 5548的光谱能量分布（SED）和多波长变化。与其它活动星系核的SED比较表明，NGC 5548的内部红化为E（B-V）= 0.17 mag.消光曲线与Gaskell & Benker发现的其它活动星系核的平均曲线一致，但与SMC型红化曲线不一致.由于大部分红外辐射都来自宽线区域（BLR）的外部，因此内BLR所看到的SED与外BLR和地球所看到的SED不同。最可能的BLR覆盖因子为~ 40%，并且不可能获得小于20%的总体BLR覆盖因子。这就要求BLR不是球对称的，并且我们是通过一个孔来观察的。线连续可变性传递函数与这种几何形状一致。覆盖因子和几何结构意味着在赤道面附近，BLR覆盖接近100%。因此，由BLR的外部区域和由环面看到的光谱被内部BLR中的吸收修改。这种屏蔽解决了观察到的BLR电离分层比光电离模型所暗示的要大得多的问题。BLR遮蔽还消除了环面覆盖因子大于BLR覆盖因子的问题，并与观测到的遮蔽活动星系核的比例一致。环面上的通量减少也减少了活动星系核尘埃混响滞后的问题，使其尺寸小于尘埃升华半径。
2007-11-07 astro-ph
The Broad Line Region of AGN: Kinematics and Physics
本文讨论了宽线区（BLR）的运动学和物理性质。考虑了BLR中可能存在的物理条件和确定物理参数（电子温度和密度）的问题。此外，一个分析的几何形状的BLR和概率，（至少）一小部分的辐射在宽发射线（BELs）起源于相对论性的吸积盘。
2006-12-23 astro-ph
On The Nature of Low Luminosity Narrow Line AGN
有明确的观测证据表明，一些窄线（2型）活动星系核有一个隐藏的宽线区（BLR），因此本质上是宽线（1型）活动星系核。活动星系核的统一是否适用于所有的第二类活动星系核？间接的证据表明，一些“真正的”2型活动星系核，即活动星系核没有被遮蔽的BLR确实存在，但不清楚为什么BLR在这些活动星系核中缺失。在这里，我们指出一个可能的自然解释。观测到的BLR的半径-光度关系意味着对于给定的黑洞质量（Mbh），线宽随着光度的减小而增加。此外，活动星系核中观测到的宽发射线宽度似乎存在一个上限，即Δ v_max~ 25，000 km/s，这可能反映了一个物理极限，超过这个极限，BLR可能无法生存。因此，在足够低的光度下，BLR半径缩小到Delta v_max半径以下，没有留下BLR可能存在的区域，尽管AGN可能保持“正常”。维持Δ v<25，000 km/s的BLR所需的最小测辐射热光度为L_min~10^{41.8}（Mbh}）/10^8 M_sun）^[2]。所有L<L_min的活动星系核都被认为是“真”的2型活动星系核，即没有隐藏的BLR的窄线活动星系核。预测的真实性质的低光度活动星系核在两个样本附近的星系。这些结果可以用来检验上述L_min猜想，以及其它模型对BLR的大小和起源的预测。
2003-02-26 astro-ph
A Common Origin for Quasar Extended Emission-Line Regions and Their Broad-Line Regions
我们提出了一个发光的扩展发射线区（EELRs）的存在和金属丰度的宽线区（BLR）的低红移类星体之间的相关性。这一结果是基于地基[O III] 5007窄带成像和哈勃太空望远镜在0.20 < z < 0.45的12个类星体的紫外光谱。显示发光EELR的类星体具有低金属丰度BLR（Z < 0.6 Z_Solar），而其余的类星体则显示典型的富金属气体（Z > Z_Solar）。以前的研究表明，EELR本身也具有低金属丰度（Z < 0.5 Z_Solar）。EELRs的发生和BLR的金属丰度之间的相关性，在这两个地区的亚太阳金属丰度加强，表明一个共同的外部起源的气体，几乎可以肯定的是从合并的气体丰富的星系。我们的结果提供了第一个直接的观测证据，证明合并产生的气体确实可以被驱赶到中心黑洞的紧邻区域（< 1 pc）。
2007-06-20 astro-ph
What Can We Learn from the Smallest AGN?
很多事。特别是，对NGC 4395（亮度最低的第1类活动星系核，L_bol~10^40 erg/s）的反射测绘显示，C IV宽线区（BLR）的大小仅为~1光时，这是迄今为止最小的BLR。这一点，再加上在一个发光类星体中类似地确定了大约200光日的大小（Kaspi等人，2007），表明R_BLR \propto L^1/2关系在L的10^7范围内成立。这种关系被认为是尘埃升华的结果，它设置R_BLR。最近Suganuma等人（2006）的尘埃混响结果完美地证实了这一建议。R_BLR \propto L ^1/2关系式表明，宽谱线的宽度随着亮度的降低而增加，其公式为v \propto L^-1/4。但是，在v~ 25，000 km/s处有一个观测截止点，因此低于某个阈值L，BLR将无法检测到。这类天体构成了所谓的“真正的2型”活动星系核（例如大多数FR I射电星系）。BLR气体的物理起源尚未确定，但NGC 4395中的Halpha剖面的高质量凯克光谱排除了聚集分布，并表明气体存在于平滑流动中，最有可能是在厚旋转支撑配置中。Halpha线还揭示了扩展的指数翼，这是很好地模拟BLR发射气体内的电子散射。这样的翼可以用作BLR温度和光学深度的直接探针。
2007-02-21 astro-ph
Probing the Disk-jet Connection of the Radio Galaxy 3C120 Observed with Suzaku
宽线射电星系（BLRGs）是一种罕见的射电强活动星系核，在其中除了观测到扩展喷流外，还观测到了宽的光学允许发射线。本文报道了利用朱雀望远镜对明亮的BLRG 3C~120进行的深（40 ksec × 4）观测。观测间隔一周，并对一系列连续通量进行采样。一个优秀的宽带频谱，获得了超过二十年的频率（0.6至50千电子伏），在每40千秒曝光。我们清楚地分辨了铁K发射线复合体，发现它由一个窄的Ka核（σ ~ 110 eV或EW为60 eV）、一条6.9 keV的线和一条宽的铁线组成。我们对宽线的确认与2003年的XMM-牛顿观测相反，当时不需要宽线。宽线最自然的解释是铁K线从一个正面的吸积盘发射，它在~10 r_g处被截断。在10 keV以上，检测到一个相对较弱的康普顿峰（反射分数R ~ 0.6），叠加在伽马~ 1.75的初级X射线连续谱上。由于朱雀数据的良好光子统计和低背景，我们清楚地证实了3C 120的光谱演化，即变化幅度随着能量的增加而减小。更引人注目的是，我们发现的变化是由一个陡峭的幂律分量伽玛~2.7，可能与非热喷流排放。我们讨论我们的研究结果的背景下，无线电大声/安静的对象之间的相似性和差异。
2006-12-28 astro-ph
Radiation fields of disk, BLR and torus in quasars and blazars: implications for gamma-ray absorption
本文讨论了喷流外部的辐射场，这些辐射场来自黑洞几秒差距内。它们是来自与喷流共生的吸积盘的直接辐射、来自围绕吸积盘的宽线区（BLR）的辐射场和来自尘埃环的红外辐射。喷流/圆盘共生改变了活动星系核中央秒差距的能量，使得对于给定的吸积速率，一个强大的喷流会以圆盘的光度为代价发生，因此圆盘会降低BRL云的效率或加热环面中的尘埃，从而影响伽马射线、加速电子和质子沿喷流相互作用的潜在重要目标光子场。受活动星系核统一方案的启发，我们简要回顾了BL Lacs和Fanaroff-Riley I类（FR-I）射电星系中宽线区和小尺度尘埃环面存在的证据。我们建议，现有的喷流-吸积盘共生可以外推到提供一个大规模的blazar/FR-I家族的其他重要的尘埃成分之间的共生。在本文中，我们讨论的背景下，这种共生的相互作用的GeV和TeV的伽马射线产生的喷流与各种辐射场的外部的喷流在类星体和耀变体，考虑到各向异性的辐射。
2002-02-04 astro-ph
On the origin of the broad, relativistic iron line of MCG-6-30-15 observed by XMM-Newton
XMM-牛顿最近在塞弗特1星系MCG-6 - 30 -15的光谱中观察到的相对论性铁谱线轮廓（Wilms等人，2001年）在灯柱模型的框架内进行了讨论。结果表明，在这种情况下，陡峭的圆盘发射率，大的线等效宽度和康普顿反射量可以自洽地再现。
2002-01-12 astro-ph
Long-Term, Continuous Monitoring of the Broad Line Radio Galaxies 3C 390.3 and 3C 120 With the Rossi X-Ray Timing Explorer
我们提出了一个研究的流量和光谱变化的两个宽线射电星系（BLRGs）3C 390.3和3C 120，几乎每天观察近两个月的RXTE分别在1996年和1997年。我们进行这项研究的最初动机是寻找BLRGs和它们的射电宁静对应物（Seyfert星系）之间的系统差异，Seyfert星系的时间和光谱行为更好地研究。我们发现，3C 390.3和3C 120都是高度可变的，但以不同的方式，并量化这种差异的结构功能分析。3C 390.3比3C 120显著更易变，尽管其射流倾斜角更大，这意味着X射线可变性不受射流支配，或者两个不同的可变性过程在3C 390.3中同时起作用。我们进行了能量选择和时间分辨分析的基础上的分数变异幅度，发现这两个对象的变异幅度是强烈的能量相关。这最后一个结果，随着光子指数与X射线连续通量的相关变化，可以定性地解释内的热康普顿化的情况下，通常调用无线电安静的活动星系。此外，时间分辨和能量选择的分数变异分析显示出相反的趋势，在喷流为主的活动星系核（blazars），表明只有一个小的贡献的喷流的X射线属性的BLRG。时间平均光谱分析表明，存在一个强大的，解决了铁线的质心在6.4千电子伏和弱反射组件在这两个对象。整个PCA+HEXTE光谱与Ross & Fabian的恒定密度电离模型最佳拟合，但具有适度的电离参数（删节）。
2002-10-14 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 complex iron line of NGC 5506
明亮的窄发射线星系NGC 5506是由XMM-牛顿和BeppoSAX同时观测到的。铁线是复杂的，至少有两个组成部分：一个窄，对应于中性铁，第二个宽，对应于电离铁。后一条线同样很好地拟合了一条真正的宽线或一条He-和H-样窄线的混合线。康普顿反射连续谱的大部分起源于中性物质，因此与窄线有关：它们最有可能是在遥远的物质中发射的。电离线的起源还不太确定，但从光电离物质的窄线混合的角度来看，解决方案似乎比从电离的相对论吸积盘发射更可取。
2001-08-31 astro-ph
Masses, Accretion Rates and Inclinations of AGNs
我们假定标准薄吸积盘的引力不稳定性导致宽线区的产生，B带光度来自标准薄吸积盘，宽线区的运动是维里的。计算了17个Seyfert 1星系和17个Palomar-Green类星体的中心黑洞质量、吸积率和盘对视线的倾角。我们的结果对标准$α$盘的$α$参数敏感。在相同的$α$（$α=1$）值下，计算的17个Seyfert 1星系的中心黑洞质量与Kaspi等人（2000）的结果一致，而17个PG类星体的中心质量比Kaspi等人（2000）的结果大近2个数量级。17个Seyfert 1星系的倾角比17个PG类星体的倾角大6倍。这些倾角的平均值为$32^{o}$，与Nandra等（1997）用ASCA观测到的Seyfert 1星系铁$Kα$线拟合得到的结果以及Wu & Han（2001）的结果一致，进一步支持了活动星系核的方位相关统一方案。H $β$的半高宽与活动星系核的倾角存在一定的关系，即H $β$的半高宽越小，活动星系核的倾角越小。在研究窄线塞弗特1星系的物理过程中，需要考虑倾角的影响。（略）
2002-08-29 astro-ph
Are AGN Broad Emission Lines Formed by Discrete Clouds? --- Analysis of Keck High Resolution Spectroscopy of NGC 4151
我们在塞弗特星系NGC 4151的宽线区（BLR）寻找离散“云”的直接签名。为此，我们采用互相关（CC）分析的高分辨率KECK光谱的星系。数据中未发现此类签名。为了使云模型与这一结果兼容，在BLR中必须至少有$\sim3\times10^7$发射云，其中限制是基于对均匀云群的模拟。更真实的分布将下限增加到高于$10^8$。这些数字比我们之前的Mrk 335限制有了一个数量级的改进，其中改进来自更高的S/N，更宽的线和精细的模拟。结合NGC 4151（$10^6-10^7$）中发射云数量的预测上限，推导出的下限对该对象的BLR中的云情景提出了强有力的约束。类似的约束条件也适用于排放源为河流和片层的模型。因此，这项调查表明，在NGC 4151的BELs，并通过扩展在所有活动星系核，是不是一个离散的独立发射体的合奏。
1998-01-04 astro-ph
Galactic Basins of Helium and Iron around the Knee Energy
宇宙射线的微分能谱在3 x 10^15 eV的标称能量附近表现出斜率的变化，称为谱的“拐点”，并且在不同的能量下，单个离子具有单独的“拐点”。本工作报告的特点和起源的膝盖氦和铁的详细说明。目前的观测数据，关于磁场，insterstellar物质密度，银河系的大小和银河风，被纳入适当的算法，允许模拟数百万的宇宙离子轨迹的磁盘。束离子轨迹定义银河系的区域称为盆地在本分析中使用的膝盖。核截面的氦和铁膝盖的起源中的基本作用被证明和突出。在10^12 eV - 5 × 10^17 eV的能量区间内，计算结果与实验数据进行了比较。氦和铁的计算能谱和测量能谱之间有相当的一致性;令人惊讶的是，它们的相对强度也与这里计算的一致。结果表明，在磁盘中的加速机制是无关的“膝盖”的起源。
2007-01-17 astro-ph
On the origin of HE0107-5240, the most iron deficient star presently known
我们发现，“令人费解”的化学成分中观察到的极贫金属恒星HE 0107 -5240可以自然地解释为同时污染的至少两个超新星。在最简单的可能模型中，一颗质量相当低（~15 Msun）的超新星经历了一次“正常”爆炸，喷出了~0.06 Msun的56 Ni，而第二颗质量足够大（~35 Msun）的超新星经历了一次强烈的回落，将所有的碳氧核心锁定在一个紧凑的残余物中。在更普遍的情况下，原始的气体云被一个或多个相对较低质量（小于25 Msun）的超新星污染。一颗相当大质量的恒星经历了一次长时间的回落，它的连续爆炸将大大提高其附近轻元素的丰度。
2003-07-30 astro-ph
3D Spectroscopic Study of the Line Emitting Regions of Mrk 493
本文报道了用SAO RAS 6-m望远镜的MPFS积分场摄谱仪对Mrk 493（NLS 1星系）的三维光谱观测结果。检测到跨核部分的光学连续谱发射强度的斜率和广泛的连续谱发射区域的差异。发射线（H $α$、H $β$、[OIII]等）与一个复合核区域相吻合：在HST紫外/光学图像中观察到的活动星系核加上一个环核恒星形成环。[SII]发射区倾向于在中心周围达到1 kpc。H $α$和H $β$可分解为三个分量（宽$\sim$ 2000 km/s。中间$\sim$ 700 km/s和窄$\sim$ 250 km/s）。我们发现Fe II谱线的宽度（$\sim$ 750 km/s）对应于中间分量，这可能表明Fe II谱线的起源不是BLR，或者Fe II发射的很大一部分出现在BLR的外部。在H $α$、H $β$和He $λ$ 4686中检测到的弱宽谱成分可能来自未分辨的中心BLR，但也有一部分是由环核中的剧烈星暴产生的。此外，诊断图清楚地显示了Mrk 493的NLR中存在HII区域（而不是Sy 1核）。
2008-12-28 astro-ph
ASCA detection of the FeK edge in the spectrum of the Seyfert 2 galaxy IRAS 04575-7537: a sign of a complex absorber
本文介绍了对赛弗特2星系IRAS 04575-7537的ASCA X射线光谱分析。主要结果是在7.13^+0.21_-0.16 keV的静止能量处存在显著的铁边。该光谱是平坦的（γ = 1.5），具有相当大的吸收Nh = 10^22 cm^-2，并且不需要任何反射分量。还有证据表明，Fe的K α发射线很窄，其能量E = 6.35^+0.08 - 0.03 keV，等效宽度EW = 130+-50 eV，表明该发射线起源于厚而冷的物质。线的强度，特别是铁边缘的深度太强，不能用通过测量的吸收柱密度的简单透射来解释。这强烈表明，需要一个比单一吸收幂律更复杂的模型。我们提出了一个吸收模型，我们称之为“泄漏总吸收体”，它可以解释光谱平坦度，铁发射线和边缘吸收功能，也有一个简单的物理解释的统一模型的框架内的优势。在这个模型中，一个厚吸收体（Nh = 10^23 cm^-2）可能与宽线区（BLR）云有关，它部分（36%）覆盖了源连续谱，而在塞伊1星系中观测到的伽马固定为1.9。逃逸的辐射随后被柱密度Nh = 10^22 cm^-2所吸收，这可以归因于通过其边缘观察的圆环。
1997-12-18 astro-ph
The XMM-Newton Iron Line Profile of NGC 3783
我们报告的铁K线在附近的塞弗特1星系，NGC 3783，在一个长，2轨道（240 ks）XMM-牛顿观测获得的意见。得到的线轮廓表现出两个强窄峰在6.4 keV和7.0 keV，测得的线等效宽度分别为120和35 eV。6.4 keV的发射是来自近中性Fe的K-α线，而7.0 keV的特征可能源于中性Fe的K-β线和6.97 keV的Fe的类H线的混合。K-α线的速度宽度相对较窄（<5000 km/s），它对短时间尺度上的连续辐射缺乏响应，以及检测到中性康普顿反射分量，这些都与康普顿厚度物质（如假定的分子环面）的遥远起源相一致。一个强的吸收线从高度电离铁（在6.67千电子伏）中检测到的时间平均的铁线的轮廓，而深度的功能似乎随时间而变化，最强的连续通量较高时。铁吸收线可能来自NGC 3783中已知的热吸收体的最高电离分量，电离度为logxi=3，柱密度为5 × 10 ^{22}cm{-2}，可能起源于核的0.1pc以内。在6.4keV以下还检测到铁K线轮廓的弱红翼。然而，当考虑到高电离温吸收体对底层连续谱的影响时，对来自内盘的相对论性铁谱线分量的要求降低了。
2003-10-29 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
Iron depletion in the hot bubbles in planetary nebulae
在\bd、NGC 6543、NGC 7009和NGC 7027中，我们已经搜索了\fex和\fexiv的发射，这是从扩散X射线中发射的气体中预期的。在任何物体上都没有检测到这两条线。适合这些物体的X射线光谱的模型表明，\fex发射应该低于我们的检测阈值，但预测的\fexiv发射超过我们观察到的上限（一个西格玛）至少3.5至12倍。对没有\fexiv的最好解释是X射线等离子体中的铁被耗尽。原则上，这一结果提供了一个清晰的化学特征，可以用来确定星云气体或恒星风中X射线气体的起源。目前，虽然各种证据似乎有利于星云的起源，缺乏大气和星云中的铁丰度在这里研究的对象排除了一个明确的结论。
2005-11-23 astro-ph
The Additional Line Component within the Iron KαProfile in MCG-6-30-15: Evidence for Blob Ejection?
分析了XMM-Newton观测的MCG-6 - 30 -15的EPIC数据，分析了铁K-α线的复杂性。在这里，我们报告说，6.9 keV处的附加谱线分量（ALC）无疑出现在高态的宽铁K α谱线轮廓内，而在低态则消失。这些状态依赖的行为排除了几种可能的起源，并建议ALC的起源是从黑洞附近喷出的物质。在低态时，从吸积盘喷射出来的新生团块是如此之厚，以至于硬X射线被阻挡而无法电离旧团块，导致ALC消失。当团状物由于膨胀而变得很薄时，硬X射线将穿透它并覆盖旧的团状物，发射出处于高态的ALC。团块弹出是打开或关闭ALC的关键。
2004-07-07 astro-ph
The UV Properties of I Zw 1
IZw 1是窄线类星体的原型。这类活动星系核具有许多共同的特殊特征，但它们的物理起源至今仍不清楚。在这里，我回顾了Laor等人（1997 b）基于高质量HST FOS光谱对IZw 1的紫外发射特性进行的详细研究的结果。主要结果如下：1）Mg II和Al III双峰被分辨，表明光学厚热化发射，如标准BLR所预期的。2)来自电离水平增加的离子的线显示出增加的过量蓝翼通量，以及增加的线峰值速度偏移，这表明BLR的流出分量，仅在接近方向可见，其中电离水平随速度增加。3)在N V、C IV、Si IV和Lya中检测到一个弱的相关紫外吸收系统，这可能是上述外流的一部分。4)C III] 1909线表明BLR密度比通常在类星体中观察到的大一个数量级。Al III 1857双重峰暗示了另一个更致密的组分。5)可见显著的Fe II和Fe III发射，包括可指示Fe II的8-10 eV能级的显著Lya泵浦的组分。进一步的研究表明，上述一些性质是典型的窄线活动星系核。
1998-10-18 astro-ph
Reprocessing and Variable Cold Absorption in the Broad-Line Radio Galaxy 3C390.3
报告了BLRG 3C390.3的BeppoSAX观测结果。首次在该源中检测到6.4 keV的铁谱线和由初级X射线发射照射冷物质产生的强反射峰。0.1-100 keV连续谱由具有相当大覆盖因子（Ω/2π~1）的材料在高能量下反射的吸收功率定律（Γ~ 1.8）模拟。铁谱线本质上是窄的（$σ=73(+207,-73) eV) and has an equivalent width of ~140$ eV.我们讨论的结果的背景下，目前的模型活动星系核，并建议主要的X射线幂律连续体可能是由一个热的内流，而再处理的辐射来自外部冷薄盘，和/或从厚环面在更大的半径。用BeppoSAX号卫星进行的进一步观察可以区分后两种情况。与射电喷流相关的射束辐射不太可能对X射线发射有显著贡献。最后，一个历史研究的列密度NH，也报告在这里，表明吸收沿视线随时间变化。NH的时间变化，这是不相关的主要连续，似乎意味着吸收体的几何形状的变化，而不是在气体的电离状态的变化。
1998-10-28 astro-ph
