X-Ray Spectral Variability of the Seyfert Galaxy NGC 4051 Observed with Suzaku
我们报告的结果，从朱雀观测窄线塞弗特1 NGC 4051。在我们的观测过程中，观测到了大幅度的快速变化，2--10 keV的平均通量为8.1 × 10 ^-12 erg s^-1 cm^-2，比历史平均值低好几倍。X射线光谱在源通量变低时变硬，证实了许多塞弗特1星系已知的光谱变化趋势。分析了宽带平均谱和高、低通量区间谱。首先拟合的光谱与模型组成的幂律分量，反射连续起源于冷物质，黑体组件，两个区域的电离吸收体，和几个高斯发射线。反射量相当大（R ~ 7，其中R=1对应于无限平板的反射），而对于平均光谱，在6.4keV处的Fe-K线的等效宽度是适度的（140 eV）。然后，我们通过引入部分覆盖的幂律分量和反射连续独立的整体光谱模型。前者的柱密度为1 × 10^23 cm^-2，而后者固定为1 × 10^24 cm ^-2。通过比较不同通量状态下的光谱，我们确定了光谱变化的原因。（节略）
2008-11-05 astro-ph
Study of the Spectral and Temporal Characteristics of X-Ray Emission of the Gamma-Ray Binary LS 5039 with Suzaku
我们报告的结果，从朱雀宽频带X射线观测银河系双星源LS 5039。朱雀星的数据连续覆盖了一个以上的轨道周期，显示出在这个TeV伽马射线发射系统的轨道周期上X射线发射的强烈调制。X射线发射在轨道相位~ 0.1处显示出最小值，接近于紧凑天体的所谓上合，在相位~0.7处显示出最大值，非常接近于紧凑天体的下合。直到70 keV的X射线光谱数据由具有在γ ~1.45 - 1.61范围内变化的相位相关光子指数的硬幂律描述。通量变化的幅度是2.5倍，但明显小于TeV通量变化的8倍。除此之外，两条光变曲线相似，但不完全相同。虽然在许多星系双星系统中发现了周期性的X射线发射，但朱雀号的结果意味着一种与X射线的“标准”起源不同的现象，这种X射线的起源与在致密伴星周围形成的热吸积等离子体的发射有关。LS 5039的X射线辐射可能与极高能量的电子有关，而极高能量的电子也是导致TeV伽马射线辐射的原因。伽马射线是电子对可见恒星光子的逆康普顿散射的结果，而X射线是通过同步辐射产生的。然而，虽然TeV伽马射线信号的调制可以自然地由光子-光子对产生和各向异性逆康普顿散射来解释，但观察到的同步加速器X射线的调制需要一个额外的过程，最自然的是辐射产生区域的绝热膨胀。
2009-04-26 astro-ph
Study of Nonthermal Emission from SNR RX J1713.7-3946 with Suzaku
本文介绍了朱雀卫星对超新星遗迹RX J1713.7-3946的一系列观测结果。观测覆盖了残骸表面的三分之二。我们成功地检测到硬X射线高达~ 40 keV从每个指向。硬X射线谱由幂律函数描述，光子指数为~ 3.0，大于10 keV以下能量区域的光子指数。空间积分的XIS和HXD谱的连接清楚地揭示了在0.4- 40 keV X射线谱中的谱截止。这个截止被解释为对应于发射同步辐射的电子的最大加速能量。Suzaku的宽带覆盖首次使我们能够导出截止区的母电子谱，这与理论预测吻合得很好。在空间积分X射线光谱中推断出的截止能量表明，残骸中的粒子加速是如此有效，以至于几乎达到了理论极限，即所谓的玻姆极限。基于朱雀的数据，我们提出了多波长的研究结果，从光谱和形态的观点。光谱能量分布有利于强子的情况下，而不是轻子的情况下。对于形态学研究，我们比较了来自朱雀XIS和H.E.S.S.的表面亮度图。望远镜我们证实了X射线和TeV γ射线发射之间的强相关性。除了相关性之外，我们还发现在明亮的西部边缘区域，X射线发射比一般X射线与伽马射线相关性所预期的要亮。
2008-06-09 astro-ph
Spectral Properties of Prompt Emission of Four Short Gamma-Ray Bursts Observed by the Suzaku-WAM and the Konus-Wind
我们利用Suzaku-WAM和Konus-Wind实验对四个明亮的短伽马射线暴（GRB）的瞬发辐射进行了联合分析。这种联合分析使我们能够在更宽的能带上以更高的精度研究短持续时间爆发的光谱特性。我们发现，这些爆发有一个高的E $_{\rm peak}$，约1兆电子伏，并有一个更难的幂律组成部分比长伽玛暴。然而，我们不能确定这些光谱是否遵循截止幂律模型或带模型。我们还研究了光谱滞后，硬度比，推断各向同性辐射能量和存在的软发射驼峰，为了将它们分为短或长的伽玛暴使用几个标准，除了爆发持续时间。我们发现，所有的标准，除了软驼峰的存在，支持的事实，我们的四个伽玛暴样品被正确地归类为属于短类。此外，我们的宽带分析表明，没有证据表明伽玛暴具有非常大的硬度比，如在BATSE短伽玛暴样品中所看到的，并且我们的四个短伽玛暴的光谱滞后与零一致，即使在MeV的能带中，与长伽玛暴不同。虽然我们的短伽玛暴样品仍然有限，这些结果表明，短伽玛暴的光谱硬度可能没有显着不同的长伽玛暴，也在高能量的光谱滞后可能是一个强有力的标准爆发分类。
2008-01-16 astro-ph
Suzaku wide-band observations of SN 1006
本文报道了由朱雀星观测到的SN 1006的宽带光谱。由于朱雀X射线CCD XIS的出色光谱响应，热发射和非热发射得以成功解决。的非热发射不能再现一个简单的幂律模型，但需要在5.7 $\times 10^{16}$ Hz = 0.23 keV滚降。滚降频率在东北边缘明显高于西南边缘。我们还使用硬X射线探测器将最严格的通量上限设置在10 keV以上。
2007-08-01 astro-ph
The first Suzaku observation of SGR 1806-20
软伽马射线中继器SGR 1806-20一直吸引着大量的关注，因为它在2004年12月发出了有史以来观测到的最强大的巨型耀斑。在这里，我们介绍了SGR 1806-20的第一个朱雀观测结果，它似乎已经达到了一个以接近耀斑前水平的通量和相对较软的光谱为特征的状态。尽管如此，源仍然相当活跃，朱雀观测到的几次短暂爆发证明了这一点。我们讨论了宽带光谱特性的SGR 1806-20的背景下的磁星模型，考虑其最近的理论发展。
2007-11-02 astro-ph
Suzaku Observations of the Soft X-ray Background
我们分析了一对朱雀XIS 1光谱的软X射线的背景，通过观察附近的（d = 230 pc）在南银河半球的吸收灯丝的一面。我们拟合多组分光谱模型的光谱，以分离的前景发射由于本地气泡（LB）的背景发射由于星系晕和未解决的活动星系核。我们得到的LB和晕参数是不同的，从我们的分析XMM-牛顿光谱从这些相同的方向。LB温度较低（log T = 5.93对6.06），并且由于朱雀带中的LB而产生的通量比我们的XMM-牛顿分析所预期的小一个数量级。与此同时，晕成分比以前确定的要热，这意味着我们的朱雀光谱比我们的XMM-牛顿光谱更硬。
2007-03-08 astro-ph
Spectral evolution of GRB 060904A observed with Swift and Suzaku -- Possibility of Inefficient Electron Acceleration
我们用雨燕和朱雀卫星观测到GRB 060904 A的X射线余辉。我们发现在BAT和XRT数据中，X射线耀斑的快速尾部阶段和下降阶段都有快速的光谱软化。所观察到的光谱拟合幂律光子指数迅速从$Γ= 1.51^{+0.04}_{-0.03}$到$Γ= 5.30^{+0.69}_{-0.59}$在几百秒内的提示尾部。这是有史以来观测到的最陡的X射线光谱之一，使得它很难用简单的电子加速和同步辐射来解释。然后，我们应用了另一种光谱拟合使用一个破碎的幂律指数截止（BPEC）模型。考虑截止能量与能量分布中最大能量电子的同步频率相等的情况是有效的。由于谱截止出现在软X射线波段，我们得出结论，电子加速已在GRB 060904 A的内部冲击无效。这些截止谱在瞬发尾相到浅衰变相的跃迁时刻突然消失。在此之后，典型的余辉光谱与光子指数为2.0的连续和精确的监测XRT和朱雀/XIS长达1天，因为突发触发时间。我们可以成功地追踪到两个特征断裂能（峰值能量和截止能量）的时间历史，它们显示了$\propto t^{-3} \sim t^{-4}$的时间依赖性，而随后的余辉光谱是相当稳定的。这一事实表明，瞬发尾的发射物质是由于完全不同的动力学从浅衰变成分。因此，我们得出结论，两种不同现象的发射位点明显不同。
2007-08-29 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
Suzaku and XMM-Newton Observations of Diffuse X-ray Emission from the Eastern Tip Region of the Carina Nebula
用朱雀XIS对船底座星云东端区域进行了77 k s的观测，以进行扩展X射线发射的高精度光谱研究。利用XMM-Newton EPIC数据对点源进行了探测。XIS探测到来自整个视场的强扩展X射线发射，其通量为$0.7\sim4\times10^{-14}$ erg s $^{-1}$ arcmin $^{-2}$，为0.2- 5 keV。发射具有斑点状结构，与中红外图像中观察到的电离气体细丝一致。天体物理背景和探测到的点源的贡献是微不足道的。因此，发射本质上是漫射的。扩散发射的X射线光谱由具有0.3和0.6 keV的温度和2 $\times10^{21}$ cm $^{-1}$的吸收柱密度的双温度等离子体模型表示。X射线发射显示正常的氮氧丰度比和高的铁氧丰度比。光谱推导的参数，如温度和柱密度，是常见的$η$车附近的扩散X射线发射。因此，这两个场中的漫射X射线发射可能具有相同的起源。光谱拟合的结果进行了讨论，以约束的背景下，恒星风和超新星的起源。
2008-09-20 astro-ph
Suzaku Results on Cygnus X-1 in the Low/Hard State
2005年10月，朱雀X射线天文台对黑洞双星天鹅座X-1进行了17 ks的观测，当时它处于低/硬态，0.7-300 keV的光度为4.6 x 10^37 erg/s。XIS和HXD光谱，跨越0.7-400千电子伏，成功地复制了一个冷的吸积盘和热康普顿化日冕。电晕的特点是电子温度为~100 keV，和两个光学深度为~0.4和~1.5，分别占较硬和较软的连续。圆盘最里面的温度约为0.2 keV，被认为是突出到日冕的一半。圆盘不仅为康普顿云提供种子光子，而且产生软光谱过剩、温和的反射峰和弱加宽的铁谱线。与GRO J1655-40上的朱雀数据进行比较，揭示了几个有趣的光谱差异，这主要归因于倾角效应，假设圆盘具有平坦的几何形状，而日冕是大致球形的。一个强度排序光谱表明，连续变得不那么康普顿化时，源耀斑的时间尺度为1-200秒，而底层磁盘保持不变。
2008-01-22 astro-ph
Broad-Band Spectrum of The Black Hole Candidate IGR J17497-2821 Studied with Suzaku
介绍了INTEGRAL于2006年9月发现的IGR J17497-2821的1-300 keV朱雀谱。朱雀号在发现IGR J17497-2821八天后的9月25日观测到约53千秒的净曝光量。在朱雀观测期间，IGR J 17497 -2821非常明亮，在1-300 keV范围内，8 kpc时为2 x 10^37 erg/s，并显示出硬光谱，这是低硬态黑洞候选者的典型特征。尽管对源进行了多任务X射线监测，但只有朱雀号才有可能获得1-300 keV范围内的宽带谱，并具有非常高的信噪比。多色盘（DISKBB）和具有温和反射的热康普顿化分量（COMPPS）的总和是我们的IGR J17497-2821朱雀光谱的良好代表。吸积盘的光谱特性，以及在光谱中的截止能量在约150千电子伏的明确检测和约束。我们讨论的物理模型用于解释数据和与以前的结果比较的影响。
2008-11-17 astro-ph
Spectral transitions of an ultraluminous X-ray source, NGC 2403 Source 3
报道了2006年3月16- 17日对超亮X射线源NGC 2403 Source 3的朱雀观测。源3的朱雀XIS光谱被描述为来自光学厚吸积盘的多色黑体状发射。吸积盘最里面的温度和半径分别为$T_{\rm in} = 1.08_{-0.03}^{+0.02} $ keV和$R_{\rm in} = 122.1_{-6.8}^{+7.7} α^{1/2}$ km，其中$α= (\cos 60^\circ /\cos i)$和$i$是盘的倾角。辐射热光度的来源估计为$L_{\rm bol} = 1.82 \times 10^{39} α$尔格s $^{-1}$。档案钱德拉和XMM-牛顿数据的源进行了分析的长期光谱变化。在几乎所有的观测中，该源都显示出多色黑体状X射线光谱，其参数与朱雀观测中的相似。然而，只有在钱德拉的一次观测中，发现源3表现出类似幂律的光谱，光子指数为$Γ= 2.37 \pm 0.08$，而它比朱雀的观测要暗$\sim 15 %$。光谱行为自然解释为细长盘状态和“非常高”状态之间的过渡，这两种状态都存在于银河系黑洞双星中，当它们的光度接近爱丁顿极限时。这些结果被用来论证超亮X射线源通常具有比普通恒星质量黑洞高得多的黑洞质量。
2008-10-29 astro-ph
Suzaku Observation of AXP 1E 1841-045 in SNR Kes 73
异常X射线双星（AXP）被认为是磁星，它是一种具有超强磁场的中子星，磁场强度为$10^{14}$ -- $10^{15}$ G.它们的能谱低于$\sim$ 10 keV的两个组件组成的黑体（BB）（$\sim$ 0.4 keV）和相当陡峭的幂律（POW）函数（光子指数$\sim$ 2-4）很好地模拟。Kuiper等人（2004）从一些AXP中发现了高于$\sim$ 10 keV的硬X射线成分。在这里，我们介绍了朱雀观测的AXP 1 E 1841-045在超新星遗迹Kes 73的中心。通过这一观测，我们可以同时分析0.4至50 keV的光谱。然后，我们可以测试在这个宽的能量范围内，上述光谱模型是否有效。发现用BB + POW模型进行光谱拟合时存在残差。通过添加另一个BB或POW组件来改善配合。但是在相位分辨光谱中，每个组分的含义变得模糊不清。另外，我们发现，NPEX模型适合相位平均光谱和相位分辨光谱。在这种情况下，光子指数在所有相位期间是恒定的，并且光谱变化似乎非常明显。这一事实对磁星的辐射具有某种基本意义。
2007-12-29 astro-ph
SGR 1806-20 about two years after the giant flare: Suzaku, XMM-Newton and INTEGRAL observations
2004年12月，软伽马射线中继站SGR 1806-20发出了有史以来观测到的最强大的巨型耀斑。这可能涉及磁层的大规模重排，导致其X射线发射特性的可观测变化。在这里，我们介绍了SGR 1806-20的第一个朱雀观测结果，以及几乎同时使用XMM-牛顿和INTEGRAL进行的观测。源似乎已经达到了一个状态，其特点是通量接近耀斑前的水平，并由一个相对较软的频谱。尽管如此，SGR 1806-20在巨大耀斑之后仍然非常活跃，使我们能够研究朱雀观测到的1-100 keV范围内的几次短爆发。我们讨论了宽带光谱特性SGR 1806-20，包括持久性和爆发性发射，在磁星模型的背景下，并考虑其最近的理论发展。
2007-10-15 astro-ph
In-Orbit Performance of the Hard X-ray Detector on board Suzaku
介绍了朱雀号X射线天文卫星上硬X射线探测器（HXD）的在轨性能和标定。它的基本性能，包括一个宽的能量带通的10-600 keV，能量分辨率~4 keV（FWHM）在40 keV和~11%在511 keV，和一个高的背景抑制效率，已被广泛的在轨校准证实。PIN-Si二极管的长期增益在半年内稳定在1%以内，整流器的长期增益下降了5- 20%。HXD的剩余非X射线背景是过去的非成像硬X射线仪器中能量范围为15-70和150-500 keV的最低值。我们提供准确的校准的能量响应，角响应，定时精度的HXD，和相对归一化的X射线CCD相机使用多个观测的蟹状星云。
2006-11-07 astro-ph
Suzaku Observations of Local Ultraluminous Infrared Galaxies
我们报告了我们对五个著名的局部ULIRG的{ \it Suzaku} XIS（0.5-10 keV）和HXD/PIN（15-40 keV）观测的分析结果：{ \em IRAS} F05189-2524，{ \em IRAS} F08572+3915，Mrk 273，PKS 1345+12和Arp 220。F05189-2524和Mrk 273的XIS观测揭示了与Fe K $α$一致的强铁线，以及相对于先前的{ \it Chandra}和{ \it XMM-Newton}观测的光谱形状的变化。Mrk 273也可由HXD/PIN在$\sim$ 1.8- $σ$检测到。对于F05189-2524，不同时期的数据建模表明，光谱形状的变化可能是由于中心源关闭，留下残留反射光谱，或吸收柱增加。吸收体覆盖率的增加可以描述在Mrk 273中看到的光谱变化，尽管不能正式排除AGN固有光度的降低。Mrk 273的{ \it Suzaku}光谱与~94%覆盖分数模型拟合良好，柱密度为$\sim10^{24}$ cm $^{-2}$。经吸收校正的log[ $L_{\rm 2-10 keV}$ / $L_{\rm IR}$ ]比与PG类星体中发现的一致。PKS 1345+12和Arp 220的0.5-10 keV光谱似乎与以前的观测结果没有变化，HXD/PIN没有令人信服地检测到它们的硬X射线发射。由CO观…
2008-10-07 astro-ph
First simultaneous multiwavelength observations of the BL Lac object 1ES1959+650 in a steady state with MAGIC and Suzaku/Swift
2006年5月，利用MAGIC望远镜和朱雀号和雨燕号X射线卫星对处于稳定状态的BL Lac天体1 ES 1959 +650进行了同时多波长观测。Swift还可以在紫外光波段提供多滤光片测光。在所有观测到的能带中，从光学到TeV，都能清楚地检测到该源。相对于以前的观测，源在甚高能量（VHE）带（300 GeV以上~10%的蟹状星云通量）处于低状态，但在X射线带处于相对高的状态。光变曲线显示出相当稳定的活性，VHE γ射线发射无显著变化，X射线带的变化较小（~10%幅度）。稳态下观测到的光谱能量分布可用单区同步辐射自康普顿模型描述。
2007-09-14 astro-ph
Suzaku Observation of the Anomalous X-ray Pulsar CXOU J164710.2--455216
2006年9月23日至24日，朱雀公司对异常X射线脉冲星CXYJ 164710.2 -455216进行了观测，观测净曝光量为38.8 ks。在观察期间，XIS在1/8窗口选项中操作，以实现1 s的时间分辨率。在XIS光变曲线中清晰地检测到脉动，其重心校正脉冲周期为10.61063（2）s。在0.2- 6.0keV能量范围内，XIS脉冲波形显示出3个不同幅度的峰，RMS分数幅度约为11%。虽然该源是用朱雀的HXD观测的，但其观测数据受到HXD视场内邻近的亮X射线源GX 340+0的高度污染。1-10 keV的XIS光谱很好地拟合两个黑体分量。两个黑体成分的温度分别为0.61+/-0.01 keV和1.22+/-0.06 keV，吸收柱密度值为1.73+/-0.03 x 10^{22} atoms cm^{-2}。在1-10 keV能量范围内观测到的源通量计算为2.6 x 10^{-11} ergs cm^{-2} s^{-1}，软黑体分量的贡献很大（kT = 0.61 keV）。XIS数据的脉冲相位分辨光谱表明，软黑体分量的通量由三个窄峰组成，而另一个分量的通量在AXP的脉冲周期上显示出单峰。黑体半径在2.2-2.7公里和0.28-0.38公里（假设源距离为5千秒差距）之间的变化，分别为软和硬组件的脉冲相位。从定时和频谱分析获得的结果的细节。
2007-11-27 astro-ph
Suzaku Observations of Four Heavily Absorbed HMXBs
我们报告朱雀观测四个不明来源的INTEGRAL和斯威夫特BAT银河系平面调查。所有的来源都有一个大的中性氢柱密度，很可能是一个新兴的高质量X射线双星（HMXB）的成员，这是在INTEGRAL观测中首次发现的。在我们的样本中，有两个源是近似恒定的通量源，一个源显示出周期性变化，一个源显示出短而明亮的X射线爆发。周期性是短暂的，这表明它是由一颗中子星在椭圆轨道上围绕恒星风源产生的。我们分析了耀斑源在几个部分寻找光谱变化，并讨论了源的性质的研究结果的影响。我们的结论是，在我们的样本中的所有四个源可以确定与新兴的高吸收类HMXB，一个是新发现的瞬态X射线脉冲星，至少有一个是新发现的超巨星快速X射线瞬变（SFXT）。
2008-08-22 astro-ph
Suzaku Observations of Iron Lines and Reflection in AGN
回顾了作为朱雀保证时间计划的一部分观测到的几个活动星系核中的铁K壳线和反射分量的初步结果。本文讨论了朱雀星迄今为止观测到的一个小样本康普顿薄塞弗茨，即MCG-5 - 23 -16，MCG-6 - 30 -15，NGC 4051，NGC 3516，NGC 2110，3C 120和NGC 2992。宽铁K $α$发射线似乎存在于所有这些塞弗特星系，但其中一个，而来自遥远物质的线的窄核心是无处不在的所有观测。MCG-6 - 30 -15中的铁线显示了所有天体中最极端的相对论性模糊，线的红翼要求内吸积盘向内延伸到黑洞的2.2Rg以内，与XMM-牛顿观测一致。在许多这些塞弗特星系中观察到超过10千电子伏的强过量辐射，这与康普顿厚度物质（例如吸积盘）再处理的反射成分的存在相一致。只有一个塞弗特星系（NGC 2110）既没有宽的铁线，也没有反射成分。本文还讨论了MCG-6 - 30 -15、MCG-5 - 23 -16和NGC 4051的光谱变异性。在所有3种情况下，当源较暗时，光谱显得较硬，而铁谱线或反射分量随源通量的变化很小。这与一个简单的双组分光谱模型相一致，其中可变发射是主要的幂律，而铁谱线和反射分量保持相对恒定。
2006-10-13 astro-ph
Suzaku Observations of the North Polar Spur: Evidence for Nitrogen Enhancement
本文介绍了利用朱雀X射线卫星上的X射线成像光谱仪（XIS）对北极脊的观测结果。这是一个在银河平面上方投射的大范围增强的软X射线和无线电发射，可能是由附近的斯科-岑OB星协的一系列超新星和恒星风产生的。低于1 keV的XIS的特殊灵敏度和光谱分辨率允许对低能谱线进行前所未有的探测，包括CVI（0.37 keV）和NVII（0.50 keV），并且我们首次探测到了高度电离的氮。对于这个指向最亮的3/4 keV发射的单（l = 26.8度，b = +22.0度），最佳拟合的CO2排放模型意味着热（kT ~ 0.3 keV），碰撞电离平衡（CIE）等离子体，具有小于0.5太阳能的耗尽的C、O、Ne、Mg和Fe丰度，但具有增强的N丰度，其中N/O = 4.0 ± 0.4，-0.5倍太阳能。气体的温度和总热能表明被一颗或多颗超新星加热，而氮丰度的增加最好解释为经过CNO循环处理的恒星物质的富集。由于发展AGB星所需的时间，我们得出结论，这种N/O增强不能引起的斯科-岑OB协会，但可能会导致从以前的浓缩插曲在太阳附近。
2007-08-30 astro-ph
Diffuse X-ray Emission from the Carina Nebula Observed with Suzaku
一些巨大的HII区与软扩散X射线发射有关。其中船底座星云拥有最明亮的软漫射辐射。所需的等离子体温度和热能可以通过碰撞或终止主序星或嵌入的年轻O星的快风来产生，但扩展的发射通常是在远离大质量星团的区域观察到的。X射线发射的来源不明。朱雀星上搭载的XIS CCD相机具有迄今为止扩展软源的最佳光谱分辨率，因此能够测量软波段的关键发射线。朱雀号分别于2005年8月和2006年6月对船底座星云（Car-D1）的核心和东侧进行了观测。核心南部和Car-D1的光谱同样显示出强的铁离子L-壳层线和硅离子K-壳层线，而在核心北部，这些线要弱得多。用吸收的薄热等离子体模型拟合的光谱显示kT~0.2，0.6keV和NH~1- 2 e ~（21）cm ~（-2），其中氧、镁、硅和铁的丰度变化为2-3倍。等离子体可能起源于一颗古老的超新星，或者是多颗超新星的超级壳层。
2007-04-03 astro-ph
Asymmetric Ejecta Distribution of the Cygnus Loop revealed with Suzaku
我们观察了天鹅座环从东北到西南的线性切片区域，朱雀在七个点。在将整个视场（FOV）划分为119个单元后，我们从所有单元中提取光谱并对其进行光谱分析。然后，我们将单组分和双组分非平衡电离（NEI）模型应用于所有光谱，发现几乎所有光谱都明显更好地拟合双组分NEI模型，而不是单组分NEI模型。从丰度来看，高kT_e组分为喷出物组分，而低kT_e组分为上扫物组分。因此，喷出物原来分布在天鹅座圈的一个大区域内（至少是我们的视野）。我们将整个FOV分为北部和南部，并发现喷出物的分布是不对称的几何中心：Si，S和Fe的喷出物似乎更多地分布在天鹅座圈的南部，而不是北部，大约是2倍。喷出物的不对称程度与最近的超新星爆炸模型所预期的一致。
2008-03-03 astro-ph
Suzaku observations of the hard X-ray variability of MCG-6-30-15: the effects of strong gravity around a Kerr black hole
朱雀，第一次，使硬X射线可变性的塞弗特1星系MCG-6-30-15被测量。在14-45 keV波段，这是由一个强反射峰为主的可变性，淬火相对于在几个keV。这直接证明了整个反射光谱的变化比幂律连续谱小得多。宽带光谱的变化可以分解成两个组成部分-一个高度可变的幂律和恒定的反射-如先前推断的其他观测在2-10千电子伏波段。强烈的反射和高的铁丰度产生了一条强烈的宽铁线，这要求圆盘的内半径大约为2个引力半径。我们的结果与光弯曲模型的预测是一致的，该模型在非常接近快速旋转的黑洞的地方产生了非常强的引力效应。
2006-09-19 astro-ph
Suzaku Detection of Extended/Diffuse Hard X-Ray Emission from the Galactic Center
朱雀号上的硬X射线探测器（HXD）和X射线成像光谱仪（XIS）观测到了银河系中心± 0.8度范围内的五个平面区域。从所有地区，显着的硬X射线发射检测HXD-PIN高达40千电子伏，除了扩展的等离子体发射，这是占主导地位的XIS带。硬X射线信号被推断为主要来自空间扩展的源，而不是来自少量明亮的离散物体。利用朱雀和其他卫星提供的信息，对HXD数据中来自编目X射线源（通常比1 mCrab亮）的贡献进行了估计和删除。即使在这种去除之后，硬X射线信号仍然很明显，表现出典型的12- 40 keV表面亮度为4 E-10 erg cm-2 s-1 deg-2和光子指数为1.8的幂律类光谱。XIS和HXD-PIN光谱的组合拟合证实了一个单独的硬尾分量叠加在热的热发射上，证实了先前基于XIS数据的报告。在5- 40 keV波段，硬尾在光谱上近似于光子指数~2的幂律，但更好的是那些有点凸的形状。扩展的硬X射线发射的可能起源进行了讨论。
2007-09-11 astro-ph
The Nature of a Cosmic-Ray Accelerator, CTB37 B, Observed with Suzaku and Chandra
我们报告了朱雀和钱德拉对年轻超新星遗迹CTB 37 B的观测，H.E.S.S.切伦科夫望远镜。80 ks的朱雀观测为我们提供了清晰的漫发射图像和高质量的光谱。光谱表明，漫发射是由热和非热成分。热分量可用NEI模型表示，其温度、冲击前电子密度和年龄分别为0.9（0.7-1.1）keV、0.4（0.3-0.5）cm^{-3}和650（350-3150）yr。这表明CTB 37 B的爆炸发生在低密度空间。在CTB 37 B的南部区域发现了一个非热幂律分量。它的光子指数约为1.5，滚降能量很高（>15 keV），表明宇宙射线加速效率很高。将这个X射线光谱与TeV伽马射线光谱进行比较，我们得出结论，TeV伽马射线发射似乎是由多区逆康普顿散射或中性π介子衰变提供动力的。钱德拉在壳层附近分辨出的点源可能与CTB 37 B有关，这是因为扩散热发射具有共同的氢柱密度。光谱和时间特征表明，该源是一个新的异常X射线脉冲星。
2009-04-02 astro-ph
Suzaku X-Ray Spectroscopy of a Peculiar Hot Star in the Galactic Center Region
我们提出了一个明亮的点状源在银河系中心区域的6.7 keV强度图朱雀研究的结果。我们从X射线成像光谱仪获得的光谱中检测到一条等效宽度约为1 keV的强FeXXV 6.7 keV线以及高电离Ar和Ca的发射线。整个光谱由一个高度吸收的（~ 2x 10 ^{23}cm^{-2}）薄热等离子体模型很好地描述，温度为3.8+/-0.6 keV，8 kpc时的亮度为~ 3x 10 ^{34} erg s^{-1}（2.0--8.0 keV）。的吸收，温度，光度，和6.7 keV线强度与存档的XMM-牛顿数据进行了确认。该源具有非常红色（J-KS=8.2等）的红外光谱能量分布（SED），该分布由~1000 K的黑体发射拟合，该黑体发射被~31等离子体的视觉消光衰减。高等离子体温度和大的X射线亮度与风-风碰撞沃尔夫-拉叶双星一致。SED的相似性的epsilon五重星系团成员的建议，源是一个WC型源。
2007-12-03 astro-ph
Suzaku observation of TeV blazar the 1ES 1218+304: clues on particle acceleration in an extreme TeV blazar
2006年5月，我们用X射线天文卫星朱雀观测了TeV blazar 1 ES 1218+304。在两天的连续观测开始时，我们探测到一个大耀斑，其中5-10 keV的通量在5 × 10^4秒的时间尺度上变化了约2倍。在耀斑期间，硬X射线通量的增加明显滞后于软X射线通量的增加，在0.3-1 keV和5-10 keV波段之间观察到的最大滞后为2.3x10^4 s。此外，我们发现耀斑的时间轮廓明显地随能量而变化，在更高的能量下更对称。通过对多波长数据的光谱拟合，假设一个单区域、均匀的同步加速器自康普顿模型，我们得到B~0.047 G，发射区域大小R = 3.0 × 10^16 cm，多普勒因子δ = 20。这个B值与一个独立的估计值非常一致，该估计值是通过对观测到的时滞进行模型拟合得到的，该模型将能量依赖的变化归因于相对论性电子的微分加速时标，前提是陀螺因子ε = 10^5。
2008-04-16 astro-ph
X-Ray Observations of the Sagittarius D HII Region toward the Galactic Center with Suzaku
我们提出了一个朱雀X射线研究的人马座D（Sgr D）HII地区在银河系中心区域。X射线成像光谱仪（XIS）的两张18“x18”图像涵盖了整个Sgr D复合体。由于低背景，XIS发现了两个低表面亮度的漫射源，并获得了它们的高信噪比光谱。一个与Sgr D HII区域的核心有关，来自年轻的星团。另一个是该区域附近的新物体。我们还提出了3.5厘米和6.0厘米的无线电连续谱图的新的源使用100米绿岸望远镜。我们得出的结论是，来源是一个新的超新星遗迹（SNR; G1.2--0.0）基于：（1）0.9+/-0.2 keV热X射线光谱，其发射线来自高度电离的原子;（2）从X射线吸收推断的在银河系中心距离处~10 pc的明显范围的扩散性质（~8.5x10^{22} cm^{-2}）;（3）非热射电连续谱指数（~-0.5）。我们在Sgr D HII区域的SNR的发现导致了对该系统的观点的修正，该系统被认为是热HII区域及其环境。
2008-05-14 astro-ph
X-ray Emitting Ejecta in Puppis A Observed with Suzaku
利用朱雀X射线成像光谱仪对银河系超新星船尾座A的中、东部进行了5次观测，发现了船尾座A中的发射X射线的喷出物。一个大约3'5'，双峰区在北部中心被发现是高度富集硅和其他元素相对于其余的残余。另外，X射线拟合丰度远低于太阳值。虽然喷射物增强区域显示出相对元素丰度的一些变化，但几乎没有证据表明在遗迹的成像部分中一种元素比其他元素有非常强烈的增强，除了可能在遗迹南部中心的O和Ne增强区域。有没有空间之间的相关性紧凑[O III]发射喷出物结看到光学和X射线中看到的丰度增强，虽然它们位于同一附近。拟合柱密度图显示了残留物上的强烈变化，这与早期的X射线光谱硬度图相呼应。电离年龄（适用于单一温度模型）是急剧上升的山脊后面的东北-东部边界的残留物，并可能与沿该边界的强分子云相互作用。相比之下，温度图显示的变化相对较弱。
2007-12-19 astro-ph
Deconvolution of Images Taken with the Suzaku X-ray Imaging Spectrometer
本文提出了一种非迭代的方法，对朱雀X射线成像光谱仪（XIS）拍摄的图像进行空间响应函数或点扩散函数（PSF）的反卷积。该方法是优化的扩展源与高光子统计分析。朱雀有四个XIS探测器，每个都有自己的X射线CCD和X射线望远镜（XRT），并提供了独特的机会，在空间分辨光谱分析扩展对象。然而，检测器遭受宽的和位置相关的PSF，其典型的半功率密度（HPD）约为110“。作者认为，这一缺点阻碍了朱雀高收集面积和高光谱分辨率的充分利用。本方法旨在在亮度为1：100左右的动态范围内将空间分辨率恢复到~ 15“，而无需假设任何源模型。我们的反卷积过程分为两个步骤：XIS图像与在将CCD像素重新组合为较大尺寸的瓦片（通常为6“x 6”）后从其PSF计算的逆响应矩阵相乘;然后自适应平滑反转图像以获得最终的反卷积图像。点扩散函数的光线跟踪程序和观察到的点源图像建模。用该方法对XIS-1卫星拍摄的半人马座A、PSR B1509-58和RCW 89等天体图像进行了解卷积处理。结果与Chandra获得的图像进行了比较，得出的结论是，空间分辨率已经恢复到约20“，直到表面亮度约为图像中最亮瓷砖的1：50的区域。我们相信，在未来的空间分辨率和动态范围可以提高更高的保真度PSF建模和更高精度的指向信息。
2008-05-20 astro-ph
Millisecond and Binary Pulsars as Nature's Frequency Standards. III. Fourier Analysis and Spectral Sensitivity of Timing Observations to Low-Frequency Noise
本文讨论了孤立星和双星对低频（色）噪声的光谱敏感性。本文是分析脉冲星计时观测中的低频噪声及其对计时模型观测拟合参数影响的系列论文的第三篇。
2004-08-19 astro-ph gr-qc physics.data-an
