The hard X-ray spectrum of the Seyfert galaxy IRAS 18325-5926: cool corona, reflection from an ionized disk and variable iron K emission
本文报道了在XMM-Newton之前从各种X射线观测站获得的Seyfert星系IRAS 18325-5926（=Fairall 49）的X射线谱的分析结果，包括两个RXTE和一个BeppoSAX观测的新结果。一个相对陡峭的连续斜率（光子指数为~2.2）在2-15 keV带被证实。用BeppoSAX PDS观测到的连续谱表明，在能量高于30 keV时可能发生翻转，表明康普顿化日冕比其他塞弗特核更冷。高于2千电子伏的X射线光谱最好用一个模型来解释，该模型包括从具有显著相对论模糊的高度电离盘的反射。铁的K-α发射特征主要是由于FeXXV。最近的七次观测表明，铁钾的发射通量似乎遵循几个月到几年的观测之间的连续性，尽管有些例外表明，线强度可能以更复杂的方式确定。
2003-09-16 astro-ph
Highly ionized Fe K emission lines from the LINER galaxy M 81
我们目前的光谱和定时结果从一个长（130千秒）XMM-牛顿史诗观测的赛弗特/LINER星系M 81的核。在观测过程中，X射线通量变化了20%，但光谱形状没有明显变化。2-10 keV的光谱是很好地描述了一个幂律连续和三个窄的铁钾发射线在6.4，6.7和6.96 keV。三条发射线的等效宽度分别为39、47和37 eV。因此，这三条线的比率与从银河系中心区域观察到的比通常从塞弗特星系观察到的更相似。高电离线很可能起源于M 81核0.1 pc内的光电离气体，或者来自于与在M 81的隆起中发现的0.2-0.6 keV热等离子体相互作用的宇宙射线电子的非热分布。
2004-04-23 astro-ph
XMM-Newton observation of the ULIRG NGC 6240: The physical nature of the complex Fe K line emission
我们报告的XMM-牛顿观测超亮红外星系NGC 6240。0.3-10 keV的光谱可以成功地模拟为：（i）三个碰撞电离等离子体成分，温度约为0.7，1.4和5.5 keV;（ii）高度吸收的直接幂律成分;和（iii）中性Fe K_α和K_β线。我们检测到一个显着的中性柱密度梯度，这是与三个等离子体成分的温度。结合XMM-Newton光谱模型和高空间分辨率的Chandra图像，我们发现温度和柱密度向中心增加。结果表明，Fe K线复合体可分解为三条不同的窄线：（i）6.4keV的中性Fe K_α线，（ii）6.7keV左右的电离线，（iii）7.0keV的高电离线（Fe XXVI线和Fe K_β线的混合线）。虽然中性Fe K线最有可能是由于光学厚材料的反射，但Fe XXV和Fe XXVI发射来自最高温度的电离等离子体成分。我们比较了超亮红外星系NGC 6240和本地星暴星系NGC 253的等离子体参数。我们发现等离子体温度和柱密度梯度有惊人的相似性，这表明两个星系中存在类似的物理过程。
2003-07-17 astro-ph
Highly Ionized Neon in the Spectrum of the Sey 2 Galaxy NGC 4507 ?
本文介绍了NGC4507的ASCA X射线观测结果。光谱最好通过双幂律（或部分覆盖）模型加上窄FeK $α$发射线（可能是由于视线吸收物质）进行参数化。数据还需要与NeIX一致的在$\sim$ 0.9 keV处的发射线，这可以指示软X射线发射源自光电离气体的辐射的共振散射和荧光的组合。此外，低于3keV的数据需要复吸收（或其他未分辨的发射线）。NGC 4507和NGC 4151的X射线光谱之间的相似性也被强调。
1997-01-17 astro-ph
BeppoSAX spectroscopy of MR 2251-178: a test for ionized reflection in radio quiet QSOs
我们提出了0.1-200 keV的BeppoSAX光谱的MR 2251-178观察到的两个时代在1998年相隔5个月。这两个时期显示出相同的光谱形状和X射线通量。组合光谱的分析使我们能够确认ASCA检测到的离子化Fe K-α线的存在，并测试离子化材料反射的存在。当包括来自轻度电离的反射体（Xi（0.01-100）~ 1625 erg cm s-1，即U（0.1-10）~ 0.14）的贡献时，获得了最佳的自洽光谱拟合，反射分数Rion ~ 0.11。然后，在E ~ 100 keV处需要指数截止到直接幂律连续。低能谱被电离物质吸收，其柱密度N_W =（8.1（-1.2/+2.1））*10^21 cm^-2，X射线电离参数U（0.1-10）= 0.06 +/- 0.01。热吸收柱略低于ASCA测量的吸收柱。这种变化可能是由整体运动引起的。BeppoSAX吸收体电离参数总体上与MR 2251-178与EXOSAT、Ginga和ASCA的“U与通量”相关性一致。这表明吸收体处于瞬时电离平衡状态。
2001-07-19 astro-ph
Evolution of Iron K$_α$ Line Emission in the Black Hole Candidate GX 339-4
在GX 339-4的X射线通量显著下降（在3- 20 keV波段，从4.2 $\times 10^{-10}$ erg cm $^{-2} s^{-1}$下降到7.6 $\times 10^{-12}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$）期间（1999年），随着源进入"关闭状态“，用RXTE定期监测GX 339-4。我们的光谱分析表明，存在一个突出的铁K $_α$线在观察到的光谱源的所有观测。这条线显示了一个有趣的演变：当测得的通量高于5 $\times 10^{-11}$ erg cm $^{-2} s^{-1}$时，它的中心位于$\sim$ 6.4 keV，但在较低通量时，它转移到$\sim$ 6.7 keV。线的等效宽度似乎向较低通量显著增加，尽管它可能对校准不确定性敏感。虽然吸积盘中中性或轻度电离铁原子的荧光发射或许可以解释6.4 keV谱线，正如人们经常对黑洞候选者所引用的那样，但似乎很难用这种机制来理解6.7 keV谱线，因为吸积盘在较低通量下的电离程度应该较小（除非其密度发生剧烈变化）。另一方面，6.7 keV线可能是由于氢或氦类铁离子在光学薄，高度电离等离子体的复合级联。我们讨论的背景下提出的吸积模型的结果。
2001-01-25 astro-ph
Evidence for Absorption due to Highly-Ionized Gas in the Radio-quiet Quasar PG 1114+445
我们目前的结果的X射线光谱的类星体PG 1114+445从ASCA的观测于1996年6月，和ROSAT观测3年前。我们表明，所有的数据集之间可以得到很好的协议，如果在0.2- 10千电子伏波段的基础连续假设是一个幂律（光子指数伽玛约1.8）吸收的光电离材料。由于Ovii和Oviii的存在，电离气体在观测到的<~ 2 keV的光谱中留下了深吸收边，由此我们确定其柱密度（约为2 E22 cm^{-2}）和电离参数（Ux约为0.1）与在Seyfert-I星系中观测到的相似。不幸的是，这些数据不允许对电离源处的材料所对的位置或立体角施加任何强约束。我们还发现的Fe K-壳带的吸收超过从较低的能量功能预测的证据。这意味着Fe/O丰度比大约是宇宙值的10倍，或者是一个额外的高度电离气体的屏幕，可能从核中流出。我们简要地比较我们的结果与其他活动星系。
1997-08-04 astro-ph
BeppoSAX observations of the Narrow-Line Seyfert 1 galaxy RX J1702.5+3247
我们报告的光学，无线电和X射线观测的窄线塞弗特1星系RX J1702.5+3247。由BeppoSAX号卫星测量的软（0.1-2千电子伏）X射线通量的特点是在短时间尺度（< 500秒）上具有很强的可变性。最极端的振幅变化要求辐射效率超过克尔黑洞的最大值，这意味着相对论效应的存在。与ROSAT档案数据的比较揭示了长期的时间和光谱变化。0.1-10千电子伏的光谱同样很好地拟合电离反射盘模型，或由一个破碎的幂律加高斯线，符合氢类铁线在6.97千电子伏从一个高度电离的吸积盘。
2001-07-13 astro-ph
On the peculiar X-ray properties of the bright nearby radio-quiet quasar PDS456
BeppoSAX和ASCA观测附近（z=0.184），高光度，无线电安静类星体PDS 456。X射线光谱的特征在于在8-9 keV处的显著电离边缘（最初由RXTE，Reeves等人2000发现）和低于1.5 keV的软过量。缺乏任何显着的铁K α发射线表明边缘的起源从视线的材料，而不是从高度电离的吸积盘的反射。硬X射线连续谱确实可以很好地模拟通过一个高电离介质的传输，该介质具有大的柱密度（N_H warm = 4.5 x 10^24 cm^-2），外加一个附加的冷吸收体，柱密度较低（N_H cold = 2.7 x 10^22 cm^-2）。
2000-08-04 astro-ph
The BeppoSAX observation of Mrk 766
1997年5月，BeppoSAX对窄线塞弗特1星系Mrk 766进行了观测。在观测过程中，源在通量和光谱上都是相当可变的。的变异性是最大的约2千电子伏，可能是由于在温暖的吸收剂性能的变化。至少在观察的第一部分中，清楚地检测到氧气线。7.5 keV附近的边缘，加上没有任何可检测的铁线，表明初级X射线被轻度电离的圆盘再处理，或者被更厚、更电离的材料吸收。
2000-09-20 astro-ph
On the relativistic iron line and soft excess in the Seyfert 1 galaxy Markarian 335
我们报告了对Seyfert 1星系Markarian 335的133 ksXMM-牛顿观测。0.4-12千电子伏的频谱包含一个潜在的幂律连续，软过剩低于2千电子伏，和双峰铁发射功能在6-7千电子伏的范围。我们调查的可能性，双峰发射可能代表的吸积盘的特征签名。详细的研究表明，一个适度广泛的，吸积盘线是最有可能存在的，但峰值可能是由于更远的材料较窄的组件。在6.4和7千电子伏的峰值，可以确定，分别与分子环面在活动星系核统一计划，非常高度电离，光学薄气体填充环面。长（~100 ks）和短（~1 ks）时间尺度上的X射线变异谱不赞成最近的建议，即软过剩是一个可变的，适度电离吸收的神器。
2007-08-06 astro-ph
Relativistic ionized accretion disc models of MCG--6-30-15
我们提出的结果拟合电离吸积盘模型的三个长期ASCA观测塞弗特1星系MCG-6-30-15。所有这三个数据集都可以通过一个模型来拟合，该模型由来自吸积盘内部区域的电离反射（具有两倍的太阳Fe丰度）和来自更远的盘上的单独的盘线分量组成。要求盘线与观测到的Fe K线轮廓高度相拟合。然而，我们表明，一个简单得多的模型，从一个非常弱的电离常数密度光盘反射也适合的数据。在这种情况下，只需要一个单一的冷铁K线在6.4千电子伏，以适应观察到的线。电离盘模型预测O VIII K，C VI K，Fe XVII L和Fe XVIII L线将出现在反射光谱的软X射线区域，但由于康普顿散射而非常模糊。O VIII K的等效宽度（EW）估计约为10 eV，似乎与Fe L线的混合一样强。这一结果为在MCG-6 - 30 -15的XMM-牛顿光栅光谱中声称存在强相对论O VIII线造成了困难，尽管我们不能严格排除它，因为MCG-6 - 30 -15在该观测期间处于非常低的状态。我们发现增加O丰度或打破低于2 keV的连续谱不会显着增强该线。在电离盘模型中的第二个Fe K线分量可能来自于从张开盘的中性反射，或者来自于第二次照明事件。数据不能区分这两种情况，我们得出结论，单区电离盘模型很难拟合这些硬X射线数据的MCG-6 - 30 -15。
2001-10-11 astro-ph
Discovery of X-ray absorption features from the dipping low-mass X-ray binary XB 1916-053 with XMM-Newton
在2002年9月进行的XMM-牛顿观测中，我们发现了低质量X射线双星XB 1916-053在6.65 keV和6.95 keV处的Fe XXV和Fe XXVI K α X射线吸收谱线。此外，在1.48 keV、2.67 keV、7.82 keV和8.29 keV处的吸收特征分别与Mg XII、S XVI、Ni XXVII K α和Fe XXVI K β跃迁一致，这是边缘证据。这种高度电离离子的吸收线现在在许多高倾角（即，接近边缘）LMXB，例如XB 1916-053，其中倾斜度估计在60-80度之间。这一点，再加上缺乏任何轨道相位依赖的功能（除了在下降），表明高度电离的等离子体负责的吸收线位于一个圆柱形的几何形状周围的紧凑的对象。利用Fe XXV和Fe XXVI柱密度的比值，我们估计吸收材料的光电离参数为10^{3.92} erg cm s^{-1}。只有Fe XXV线在浸渍间隔和上限的Fe XXVI列密度是一致的，在浸渍间隔期间的电离量的减少。这意味着在浸渍期间在视线中存在较冷的材料。我们还报告了0.98 keV的吸收边的持久发射光谱的发现。在深倾斜间隔期间，边缘能量降低到0.87 keV。检测到的功能可能会导致中度电离的Ne和/或Fe的边缘，平均电离水平从持续发射到深浸下降。这再次与浸渍过程中视线中存在较冷的材料一致。
2004-02-12 astro-ph
An XMM-Newton survey of broad iron lines in Seyfert galaxies
我们提出了一个分析的样品的37个观测的26个塞弗特星系的XMM-牛顿，以表征其铁K发射的X射线光谱。所有物体都显示出在6-7 keV波段的铁线发射的证据。一个狭窄的核心在6.4千电子伏的光谱中几乎普遍看到，我们使用中性康普顿反射组件，假设这是与遥远的，光学厚的材料，如分子环面模型。一旦考虑到这一点，以及视线中电离气体区域的吸收，不到一半的样本观测结果显示出可接受的拟合。大约2/3的样品显示出铁K带中进一步加宽发射的证据。当用高斯模型建模时，推断出的能量接近中性铁的预期能量，有轻微的红移，平均速度宽度约为0.1 c。平均参数与以前ASCA的结果是一致的，并支持的想法，广泛的组件可以与吸积盘。在得出这一结论之前，我们测试了一个替代模型，该模型包括3-4条狭窄的未移动发射线（包括6.4 keV核心），以及视线中的1-2个高度电离气体区。大约1/3的物体不能用这个模型充分拟合，一般来说，用相对论盘线模型得到更好的拟合，它具有更少的自由参数。尽管如此，我们发现，电离气体的吸收影响的光谱在2.5千电子伏以上的大约一半的样品。有证据表明，至少有3个物体存在多个电离区，但在所有这些情况下，除了复杂的吸收外，还需要一个模糊的反射体。（截短）
2007-08-09 astro-ph
XMM-Newton and INTEGRAL spectroscopy of the microquasar GRO J1655-40 during its 2005 outburst
我们报告两个同时XMM牛顿和积分观测的微类星体GRO J1655-40在2005年爆发时，源是在其高软状态。0.3-200 keV的光谱是复杂的，具有整体连续性，其可以使用吸收的黑体连同弱的、陡峭的、幂律分量来建模。此外，有证据表明，存在相对论加宽的铁K线和高度光电离的吸收体。光电离吸收体是EPIC pn谱中Fe XXV和Fe XXVI的强K吸收线和RGS谱中蓝移（v = -540 +/-120 km/s）的Ne X和Fe XXIV特征的原因。光电离吸收体的参数在两次观测期间是不同的，电离参数logxi，从3.60 +/- 0.04降至3.30 +/- 0.04 erg cm/s，柱密度从在第一次和第二次观察期间，（5.2 +/-1.0）x 10^22原子cm-2至（1.5 +/- 1.0）x 10^22原子cm-2，因为0.5-200 keV GRO J1655-40的亮度下降了约一半。在90%的置信度下，INTEGRAL数据显示，第一次和第二次观测分别在能量为380 keV和90 keV时，没有证据表明幂律分量发生了断裂。
2006-10-30 astro-ph
IRAS 13197-1627 has them all: Compton-thin absorption, photo-ionized gas, thermal plasmas, and a broad Fe line
我们报告的结果，从XMM牛顿观测IRAS 13197-1627，一个明亮的红外星系与塞弗特1.8核。硬X射线光谱陡峭，被康普顿薄中性气体吸收。我们在6.4 keV检测到Fe发射线，与通过吸收器的传输一致。我们的光谱分析的最引人注目的结果是检测到一个占主导地位的X射线反射成分和广泛的Fe线从内部吸积盘。反射为主的硬X射线谱得到了先前BeppoSAX观测中所见的强康普顿峰的证实，这可能是大多数初级X射线是从距离黑洞几个引力半径内的致密日冕（或喷流底部）辐射出来的迹象。我们还检测到一个相对较强的吸收线在6.81千电子伏，如果解释为Fe XXV共振吸收固有的源，意味着流出速度约为5000公里/秒。在软能带，高分辨率的RGS和CCD分辨率的数据显示存在光电离气体和热等离子体发射，后者最有可能与最近的恒星爆发15-20太阳质量每年。
2006-11-20 astro-ph
The response of the Fe Kαline to changes in the X-ray illumination of accretion discs
本文给出了活动星系光电离吸积盘在各种光照条件下的X射线反射谱。结果表明，Fe K线的能量、等效宽度（EW）和通量强烈地依赖于照射通量与圆盘通量之比Fx/Fdisc、照射幂律光子指数Γ和辐射入射角i。当Fx/Fdisc \leq 2时，除了最大的Γ值之外，中性Fe K线都很突出。在较高的照明通量的He类铁K线在6.7 keV占主导地位的线复合体。在100 keV的高能截止能量下，当τ \leq = 1.6时，热电离不稳定性抑制了Fe K线的电离. Fe K线通量与Fx/Fdisc相关，但铁完全电离后，这种依赖性减弱。当Fx/Fdisc较低且中性线占主导地位时，EW大致恒定，但随后随着线通过更高电离阶段而下降。当线能量为6.7keV时，Fe K EW与Γ有很强的正相关关系，当线能量为6.4keV时，Fe K EW与Γ有很弱的负相关关系。这是一个潜在的观测诊断的电离状态的光盘。考虑到任何窄分量的宽Fe K线的观测将能够检验这些预测。在6.7 keV的电离铁K线预测是常见的一个简单的磁耀斑几何形状。一个模型，其中包括多个电离梯度的光盘上的假设，以调和的结果与观察。
2002-01-25 astro-ph
XMM-Newton observation of the NLS1 Galaxy Ark 564: I. Spectral analysis of the time-average spectrum
我们使用的数据，从最近的，100千秒XMM牛顿观测窄线塞弗特1星系方舟564，以获得其时间平均，X射线光谱。3-11 keV能谱符合斜率为2.43的幂律。我们在~6.7 keV处检测到弱（等效宽度~80 eV）发射线，这意味着来自电离铁的发射。没有令人信服的证据显着加宽的线。我们还检测到一个可能的多普勒频移吸收线在8.1 keV。在低于2 keV的能量下，光谱主要是由一个光滑的软过剩分量，它可以很好地拟合由两个黑体分量（kT~0.15和0.07 keV）或由一个黑体加上相对论模糊的光电离盘反射模型。我们检测到一个广泛的，浅通量赤字在0.65-0.85千电子伏波段，让人想起铁未解决的过渡阵列（UTA）功能。我们既没有检测到0.7千电子伏左右的强吸收边，也没有检测到1千电子伏左右的发射线。软过量发射是一致的反射发射从一个几何平面盘，太阳丰度，由各向同性源照射。铁谱线发射的微弱性可以用相对论模糊来解释。UTA特征意味着存在柱密度为2-5*10^{20} cm^{-2}的温热物质。如果8.1 keV的吸收线对应于FeXXVI K α，则表明存在高度电离的吸收物质，其N_H > 10^{23} cm^{-2}，以~ 0.17 c的高速流出。
2006-10-05 astro-ph
Oxygen Absorption in Cooling Flows
非均匀冷却流的假设预言了在大质量椭圆星系、星系团和星系团中存在大量的气体，这些气体已经冷却并脱离了冷却流。利用ROSAT PSPC的空间分辨、解投影X射线谱，我们探测到了NGC 1399、NGC 5044和A1795星系团中心~1弧分的能量在~0.4-0.8 keV范围内的强吸收。这些系统在它们各自的级别和低银河柱中拥有最大的附近冷却流。由于能量低于~0.4 keV时没有过量吸收，因此吸收体的最合理模型是T=10^{5-6} K的温暖碰撞电离气体，其中氧的电离态提供了大部分吸收。将吸收仅归因于电离气体调和了从爱因斯坦和ASCA推断的冷H和He的大柱与从ROSAT推断的此类柱的缺乏，并且也与从HI推断的可忽略的原子和分子H和冷却流的CO观测一致。在这些和其他冷却流中，温暖的电离气体作为质量下降的产物的预测可以通过钱德拉，XMM和ASTRO-E来验证。
2000-02-04 astro-ph
Spectral Variability and iron line emission in the ASCA Observations of the Seyfert 1 Galaxy NGC4051
本文介绍了对Seyfert 1星系NGC 4051的“ASCA”AO 2观测结果的广泛分析。靶点在时间尺度$\sim 10^4 s$上表现出由因子$\sim 8$引起的宽带[0.5- 10 keV]变异性，具有典型的倍增时间$\sim 500 s$。该光谱的特征在于在能量$E \le 1 keV$处超过外推幂律的强发射过剩。在$E \sim 0.93 keV$处检测到由于电离氧物种OVII和OVIII引起的吸收边缘以及类似发射的特征。OVII边缘在低至$\sim 10^4 s$的时间尺度上经历显著变化，而没有检测到OVIII特征的当代变化。典型的可变性时间尺度对吸收物质的位置和密度施加限制。在自洽假设的高能量（$E \ge 2.3 keV$）的幂律反映了一个无限的平面平行的冷板，光子指数变化（$ΔΓ= 0.4$）也被观察到，一个自然的解释可以在非热康普顿化模型的框架。铁谱线是红移的（质心能量$E \sim 6.1 keV$）和宽谱线（$σ> 0.2 keV$）;多组分结构暗示着相对论吸积盘的发射;然而，如果盘没有电离，则需要分子环面的贡献或铁的丰度超过$\sim 1.5$。
1996-10-23 astro-ph
Improving XMM-Newton EPIC pn data at low energies: method and application to the Vela SNR
在宽光谱范围内的高量子效率是XMM-Newton机载EPIC pn相机的主要特性之一。量子效率从0.2 keV时的~75%上升到1 keV时的~100%，直到8 keV时保持接近100%，在10 keV时仍为~90%。EPIC pn相机连接到一个X射线望远镜，该望远镜具有目前可用的最高收集面积，特别是在低能量（在0.1和2.0 keV之间超过1400平方厘米）。因此，该仪器对低能X射线辐射非常敏感。然而，能量低于~0.2 keV的X射线数据受到探测器效应的显著影响，探测器效应对最低透射能量变得越来越重要。除此之外，在每次观察开始时计算偏移图期间接收到不正确偏移的像素在低能量图像中显示为明亮的斑块。在这里，我们描述了一种方法，它不仅能够抑制在低能量下发现的污染，但也提高了整个EPIC pn光谱范围内的数据质量。然后将这种方法应用于船帆座超新星遗迹的数据。
2004-07-30 astro-ph
BeppoSAX Observations of the Maser Sy2 Galaxy: ESO103-G35
我们对Seyfert 2/1.9星系ESO 103-G35进行了BeppoSAX观测，该星系含有一个核脉泽源，已知它在X射线中被大量吸收。对1996年10月和1997年10月SAX观测到的X射线光谱进行分析，得出光谱指数为0.74+/-0.07，这是典型的塞弗特星系，与早期对该源的观测结果一致。强而软的X射线吸收的柱密度为1.79E（23）/cm ^2，再次与早期的结果一致。最佳拟合的光谱是具有29+/-10 keV的高能截止的幂律，具有EW 290 eV的冷的、边缘分辨的Fe K α线（1996）和在7.37 keV处的轻度电离的Fe K边缘。K α线和冷吸收与吸积盘/环面中的起源一致，我们的视线以$\sim 50$ pc的径向距离通过该吸积盘/环面。Fe的K-边缘是轻度电离的，这表明电离气体的存在可能在内部吸积盘，靠近中心源或在一个单独的温暖的吸收体。数据质量太低，无法区分这些可能性，但水脉泽发射所暗示的边缘几何形状有利于前者。与ESO 103-G35的早期观测结果相比，光谱参数几乎没有变化，而通量在几个月的时间尺度上变化了几个因子。在1996年10月至1997年10月期间，2- 10 keV通量下降了2.7倍，计数率>20 keV时没有可检测到的变化，这表明恒定或延迟响应反射分量。高能量截止值低于塞弗特星系中典型的300 keV值。一个重要的子集类似的来源将影响目前的模型AG…
2001-04-06 astro-ph
Iron Emission Lines on the Galactic Ridge Observed with Suzaku
为了阐明银河脊X射线发射的起源，我们分析了朱雀星沿银道面不同区域的观测数据，并研究了它们的Fe-K发射线特征。Suzaku将Fe线复合物分解为~6.4 keV、~6.7 keV和~6.97 keV的三条窄线，分别是中性（或低电离）、类He和类H铁离子的K线。6.7 keV谱线在所有观测区域都清晰可见，其纵向分布与以往观测结果一致。在不同的银道面区域（b~0）也发现了6.4keV的发射线。研究了银道面与银道中心区6.4keV/6.7keV和6.97keV/6.7keV谱线通量比的差异，并讨论了其意义。
2008-10-02 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
BeppoSAX observations of Narrow-Line Seyfert 1 galaxies: II. Ionized iron features in Arakelian 564
介绍了BeppoSAX对明亮的窄线塞弗特1星系Ark 564的观测，以及在拉西拉1.5米望远镜上拍摄的高质量光谱。0.1-10 keV的X射线光谱的特征在于由强的软分量，这是最好的描述与约160 eV的温度的类黑体发射。在较高的能量下，存在陡峭的（Gamma = 2.4）幂律尾部。有证据表明，一个电离的反射器的形式，一个铁的线和边缘。我们没有发现软X射线功能的显着证据，如果光谱建模与两个组件的连续。光学和X射线光谱特性支持了低质量黑洞的高吸积率假说。
2000-10-24 astro-ph
XMM-Newton spectral properties of the Ultraluminous IRAS Galaxy Mrk 273
我们提出了一个23 ksXMM牛顿观测的ULIRG Mrk 273。硬X射线光谱可以由高度吸收的幂律加上Fe K α发射线来模拟。铁线是广泛的，这表明可能的叠加中性铁线在6.4千电子伏，并从Fe XXV和Fe XXVI的电离铁线的混合物。鉴于相对较短的曝光时间，三个谱线分量不能以高统计显著性单独分辨：中性分量在~ 2.5 σ处检测到，Fe XXV谱线在~ 2 σ c.l.处检测到，而对于Fe XXVI线，我们只能估计上限。宽带光谱需要，除了一个高度吸收的幂律，至少有三个碰撞电离的等离子体成分，这可能与恒星形成区。三种等离子体的温度分别为0.3、0.8和6 keV，其中三种等离子体中的最高温度足以产生电离铁发射线。对于软发射的起源，另一种解释也可能是一些光电离气体的反射，就像在附近一些康普顿厚度的塞弗特2星系中观察到的那样。一个热的气体，光致电离的主要，连续也可以产生电离的铁线。不幸的是，由于有限的统计数据和缺乏高分辨率的光谱，这是不可能区分两个模型的研究。我们进一步比较XMM-牛顿的结果与钱德拉数据获得一致的光谱结果。Mrk 273的硬X射线（2-10 keV）吸收校正光度相当于远红外光度的0.2%，与纯恒星爆发中的典型值相似。热对软X射线光度的贡献约为0.2-0.7x10^42 erg·s^-1，与NGC 6240和其他以恒星暴为主的超红外类星体的热贡献相当。
2005-07-13 astro-ph
A Further Study of the Luminosity-Dependent Cyclotron Resonance Energies of the Binary X-ray Pulsar 4U0115+63 with RXTE
本文报道了双星X射线脉冲星4U 0115 +63在1999年3 - 4月爆发时的RXTE观测结果。结合3-30 keV PCA谱和15-50 keV HEXTE谱分析了回旋共振特征。当3-50 keV的光度在假定的7 kpc距离处在（5-13）x10^{37} erg s^{-1}范围内时，在~11和~22 keV的吸收中观察到谐波双回旋特征，就像以前在典型爆发期间测量到的那样。当光度降低到5 × 10 ^{37} erg·s^{-1}以下时，第二共振消失，基本共振能量逐渐增加，在0.16 × 10 ^{37} erg·s^{-1}处达到$\sim$ 16 keV。这些结果再次证实了Mihara等人（2004年）使用Ginga的报告，Ginga在该物体的小爆发（~10^{37} erg s^{-1}）中观察到~16 keV的单次吸收。依赖于亮度的回旋共振能量可以理解为响应于质量吸积速率的减小而减小的吸积柱高度的结果。
2006-01-21 astro-ph
The BeppoSAX LECS X-ray spectrum of Hercules X-1
我们提出了0.1-10千电子伏的观测Her X-1获得的低能谱仪集中器仪器板载BeppoSAX卫星在主要的状态下的35天周期。我们确认存在一个强烈的0.093千电子伏的黑体组件和广泛的发射功能在0.94千电子伏。这些组件的脉冲相位依赖性是相似的，这表明一个共同的起源。这很可能是位于吸积盘内缘的中等电离（$ξ\sim$ 10- 100）物质的荧光激发。
1997-06-18 astro-ph
A complex environment around Cir X-1
我们提出了一个档案54 ks长的钱德拉观测奇特的源Cir X-1在相位通道0.223-0.261的结果。比较分析的X射线光谱，选择在不同的通量水平的源，使我们能够区分一个非常硬的状态，在一个低的计数率，和一个更亮，更软，高度吸收的光谱在耀斑活动的插曲，当未吸收的源光度约为三倍的值在硬状态。硬态的光谱清楚地显示了高度电离元素的发射线，而在耀斑状态下，光谱也显示了强的共振吸收线。在后一种状态中，最强烈和最有趣的特征存在于Fe K α区域：能量约为6.5 keV的非常宽的吸收线，这可能是由于中等电离铁离子（Fe XX - Fe XXIV）的共振吸收线的模糊混合。我们还观察到强的共振吸收线的Fe XXV和Fe XXVI，连同涂抹的吸收边高于7千电子伏。我们认为，在静态/硬状态的发射区域是由一个纯粹的光电离介质，可能存在于一个吸积盘，或光电离等离子体存在于一个光束流出。在耀斑状态的源经历增强的湍流吸积，修改吸积的几何形状和光学深度的气体周围的主要X射线源。
2007-09-03 astro-ph
The high energy emission line spectrum of NGC 1068
给出并讨论了Seyfert 2星系NGC 1068的高能（E> 4keV）XMM-牛顿谱。发现了与3.5年前进行的BeppoSAX观测有关的中性和电离反射层通量变化的可能证据，探测到了中性和高度电离物质的几条Fe和Ni发射线。铁K $α$康普顿肩的强度意味着中性反射体是康普顿厚的，可能是$N_H > 10^{25}$ cm $^{-2}$吸收体的可见内壁。由电离铁谱线的等效宽度，可推导出热电离反射层的柱密度为几个$\times 10^{21}$ cm $^{-2}$。最后，铁（镍）过剩，当与太阳值相比，约2（4）相对于较低的Z元素，被发现。
2003-10-17 astro-ph
BeppoSAX Observations of Centaurus A: the Hard Continuum and the Iron Line Feature
1997年至2000年期间，BeppoSAX号卫星五次观测到半人马座A射电星系。从1999年7月6日至1999年8月17日，CGRO卫星上的COMPTEL也同时指向该源。半人马座A有一个复杂的光谱，有多个扩展的成分和一个强吸收的（N_H \sim 10^{23} $ cm$ {-2}）核，它在高能量下弯曲，符合幂律（\sim 1.8）。当BeppoSAX和COMPTEL观测结合在一起时，e折叠能量\sim 1000 keV的指数截止给出了光谱陡化的充分描述。一个复杂的功能，在6-7千电子伏的发射被分解成两个Fe成分，一个狭窄的冷线和电离线中心在6.8千电子伏。在铁的特征中观察到了显著的变化，不太突出的电离线似乎是唯一造成这些变化的原因：它的变化似乎与连续谱的强度无关。高能量截止和Fe特征表明在半人马座A核中存在吸积流。然而，没有一个显着的反射，狭窄的冷线，以及缺乏连续和6.8千电子伏线的变化之间的相关性不利于一个标准的冷/电离薄盘（至少在内部区域）。更合理的配置可能是热的厚光学薄吸积流，周围环绕着具有不同不透明度的材料。最后，我们注意到BeppoSAX和COMPTEL观测到的高能破裂也可以用喷流的逆康普顿辐射合理地解释。如果是这样的话，一个结构射流与外部慢层周围的光束内部区域是必要的，以解释由BeppoSAX观测到的强Fe功能。
2003-04-14 astro-ph
The Iron K-shell features of MXB 1728-34 from a Simultaneous Chandra-RXTE Observation
我们报告的同时钱德拉和RossiXTE观测的低质量X射线双星环礁爆发源MXB 1728-34进行2002年3月3日至5日。我们用黑体加康普顿化分量拟合了1.2-35 keV的连续谱。在6-10 keV的大残差可以通过宽（FWHM ~ 2 keV）高斯发射线拟合，或者通过分别在~7.1 keV和~9 keV与低电离铁和Fe XXV/XXVI相关的两个吸收边拟合。在这种解释中，我们发现没有证据表明宽，或窄，6和7千电子伏之间的发射线。我们测试我们的替代模型的铁K壳层区域重新分析以前的BeppoSAX观测MXB 1728-34，发现与我们的新的光谱模型的一般协议。
2005-11-02 astro-ph
Highly ionized iron absorption lines from outflowing gas in the X-ray spectrum of NGC 1365
我们目前的发现四个吸收线的X射线光谱的塞弗特星系NGC 1365，在6.7和8.3千电子伏之间的能量。在两个60 ksec长的XMM-牛顿观测中，以高统计置信度（从最强的> 20 sigma到最弱的~ 4 sigma）检测到这些线。我们还在之前两次较短（~10 ksec）的XMM观测中检测到了相同的线，其信噪比较低（但每条线仍然> 2 sigma）。光谱分析将这些特征识别为FeXXV和FeXXVI的Kalpha和Kbeta线，在观测中流出速度在~1000至~5000 km/s之间变化。这是迄今为止此类线路的最高质量检测。高的等效宽度（EW（K α）~100 eV）和K α/K β比值表明，这些谱线是由活动星系核连续谱被柱密度为N_H~ 5 × 10^23 cm^{-2}的高度电离气体吸收而产生的
2005-08-29 astro-ph
BeppoSAX observations of the quasar Markarian 205
我们提出的第一个BeppoSAX观测（0.1至220千电子伏）的类星体Mrk 205。我们已经搜索了不寻常的Fe线轮廓声称在XMM-牛顿谱已被广泛讨论，在最近的文献。我们没有发现证据，广泛的，电离的Fe线组件在我们的数据。我们第一次在这个物体上探测到康普顿峰。此外，当该分量包括在拟合中时，线强度减小，与最近对XMM-牛顿数据的重新分析一致，但由于PDS仪器（15 - 220 keV），对反射分量具有更好的约束。我们解释这一事实的另一个迹象，照明的遥远和冷的材料，而不是在高度电离的内部部分的吸积盘再处理。我们不能限制存在的高能量截止，但我们确认存在一个可变的软过剩（一年的时间尺度）。
2004-03-09 astro-ph
Surveying the Hard X-ray Sky: Imaging in Space and Time
硬X射线波段（10-600千电子伏）是仍然没有进行全天成像调查的为数不多的剩余天文波段之一（能量范围为$\sim$ 10的系数）。尽管已经在软X射线能量（0.2-2 keV; ROSAT）和软/硬$γ$ -射线（$\sim$ 750 keV - 10 GeV; COMPTEL/EGRET）能量下进行了灵敏的成像全天巡天，并且即将进行中等X射线能量（2- 10 keV; ABRIXAS）的巡天，但情况仍然如此。用宽视场编码孔径望远镜进行的硬X射线成像测量既有高灵敏度（和空间/光谱分辨率），又有广泛的时间覆盖范围。我们推导出一个广义的调查灵敏度/时间参数，Q，并比较以前和计划的硬X射线调查与拟议的EXIST任务。主要的科学目标，可以解决与增强能力的EXIST概述。
1998-01-01 astro-ph
The broad-band X-ray spectrum of the dipping Low Mass X-ray Binary EXO0748--676
我们目前的结果，0.1-100千电子伏BeppoSAX观测的浸渍LMXRB EXO 0748-676在2000年11月进行。在观测期间，该源在很宽的轨道相位范围内显示出X射线蚀、I型X射线爆发和倾斜活动。0.1- 100 keV“无浸渍”（即。倾斜和食间隔除外）光谱是复杂的，特别是在软过剩存在的低能量。两个非常不同的光谱模型给出了令人满意的拟合。第一个是渐进覆盖模型，由单独吸收的黑体和截止幂律分量组成。第二个模型是吸收的截止幂律连同具有亚太阳丰度的Fe和2.13 keV吸收特征的中等电离吸收体（暂时确定为Si xiii）。这个电离的吸收体可能与钱德拉在EXO 0748-676下降时看到的特征相同。
2004-08-23 astro-ph
Hard X--ray detection of NGC 1068 with BeppoSAX
我们报告的第一次检测以上~10千电子伏的原型康普顿厚塞弗特2星系NGC 1068。这一探测是用BeppoSAX号卫星上的PDS仪器在20-100千电子伏范围内获得的，证实了X射线光谱在几千电子伏以上的硬度（如ASCA观测所示），并支持设想中性和电离反射混合在一起的模型，否则就看不见核连续谱，中性反射成分是硬X射线中的主要成分。
1997-07-04 astro-ph
A Massive X-Ray Outflow from the Quasar PDS 456
我们报告的XMM牛顿光谱观测的发光，无线电安静类星体PDS 456。PDS 456的硬X射线光谱显示，在类星体静止坐标系中，在7 keV以上的能量处有一个深吸收槽（占连续谱的50%），这可以归因于一系列高电离铁引起的K壳层吸收边的蓝移。更高分辨率的软X射线RGS光谱在1 keV附近表现出宽吸收线特征，这可以通过高度电离的铁（Fe XVII-XXIV）的L-壳层跃迁的混合来建模。一个极端的外流速度为50000公里/秒是需要模拟的K和L壳铁吸收目前在XMM-牛顿数据。总体而言，PDS 456中需要高电离气体（logxi=2.5）的大柱密度（$N_{H}=5\times10^{23}$ cm $^{-2}$）。导出了每年10个太阳质量的高质量流出率（假设保守流出覆盖因子为0.1球面度），这与PDS 456的总质量吸积率是同一数量级的。流出的动能占类星体能量预算的很大一部分（10%），而大的柱和流出速度使PDS 456朝向宽吸收线类星体种群的最末端。
2003-07-07 astro-ph
NLS1s and Sy1s: A comparison of ionized X-ray absorber properties
本文介绍了利用BeppoSAX公共档案数据对NLS 1中的热吸收体进行系统研究的第一批结果。我们确认ASCA的结果表明，一个温暖的吸收体，模拟两个氧K-壳层吸收边，是不太常见的NLS 1 s比宽线（BL）Sy 1 s（约20%对约50%）。然而，我们的研究表明，NLS 1 s的电离状态并不低于BLS 1 s，而不是基于ASCA的结果。我们的样品的软过剩温度，当与黑体发射模型拟合时，位于一个小范围内的值（约0.02-0.15千电子伏，在休息帧）与源光度没有显着的依赖性。这与基于ASCA的NLS 1 s研究结果和IUE-ROSAT BL Sy 1观测的早期结果一致。
2000-05-08 astro-ph
BeppoSAX observations of the nearby low-mass X-ray binary and fast transient SAX J1819.3-2525
SAX J1819.3-2525是附近的一次X射线瞬变，它在1999年9月15日表现出快速而大的X射线爆发（Smith等人，1999年）。BeppoSAX号卫星上的宽视场照相机和窄视场仪器在此之前的1999年春季和秋季观测到了SAX J1819.3-2525活动的各个阶段。通量范围在0.012和0.3克拉布单位（2-10千电子伏）之间。NFI观测是独特的，因为它是迄今为止最长的半连续观测的SAX J1819.3-2525，它提供了一个相对较高的分辨率的8%的半峰全宽在6千电子伏的光谱研究。我们讨论的观测重点是X射线光谱。在SAXJ1819.3 -2525中检测到强的Fe-K发射线，其等效宽度在0.3和1 keV之间。线能量高达6.85 +/- 0.02 keV，表明存在高度电离的铁。我们确定这是从光电离等离子体的荧光发射。连续光谱是典型的低质量X射线双星，其中发射从吸积盘日冕起着重要的作用。尽管在无线电波波长下看到的双喷流表明它有很高的倾角，但由于这张照片中的双星轨道，没有日食或周期性信号的迹象。
2000-01-07 astro-ph
The average X-ray/gamma-ray spectrum of radio-quiet Seyfert 1s
我们利用EXOSAT、Ginga、HEAO和GRO/OSSE的资料，获得了射电静Seyfert 1 s的平均1- 500 keV能谱。对EXOSAT和OSSE综合平均数据的光谱拟合与Ginga和OSSE的光谱拟合完全一致，证实了早期Ginga/OSSE样本的结果。平均光谱是很好地拟合的幂律X射线连续的能量谱指数$α\simeq 0.9$适度吸收的电离介质和康普顿反射组件。数据要求幂律分量在几百keV或更高的高能截止（或中断）。我们还表明，从HEAO A1和A4的相应的平均光谱是完全兼容的EXOSAT，Ginga和OSSE得到的。这些结果证实，Ginga（使用$α\simeq 0.9$）的结果与EXOSAT和HEAO（使用$α\simeq 0.7$）以前的结果之间的明显差异确实是由于电离吸收和康普顿反射首先考虑到Ginga而不是以前的飞行任务。此外，我们的研究结果证实，塞弗特-1光谱平均截止的伽马射线的能量至少有几百千电子伏，而不是在$\sim 40$千电子伏（如前所述的OSSE数据单独）。的平均光谱是兼容的发射从一个光学薄的相对论热等离子体在磁盘电晕，或与非热等离子体与幂律注入的相对论电子。
1996-07-03 astro-ph
A dusty X-ray absorber in the Perseus Cluster ?
我们分析了在Astro-1任务中使用宽带X射线望远镜（BBXRT）收集的英仙座星团中心的0.35-7.5 keV X射线谱。由于BBXRT的灵敏度在0.35和1.0 keV之间，这些光谱对于检查冷却流中X射线吸收体的性质特别有用。我们证实，有X射线吸收高于预期的气体在我们自己的星系。此外，吸收介质缺乏氦。然而，氧的K边的能量与中性物质（在团簇的红移处）一致，并且与氧的任何电离状态不一致。不可能在完全吸收氦的同时使氧保持中性，因此明显的氦缺乏不可能是由于电离。我们认为X射线吸收是由于尘埃颗粒从氦保持电离状态的介质中凝结而成的。这个模型满足所有的观测约束，但很难从理论上理解。
1998-02-03 astro-ph
Positron annihilation spectrum from the Galactic Center region observed by SPI/INTEGRAL
报道了SPI/INTEGRAL在深银心区曝光过程中观测到的电子正电子湮没谱。线能量（510.954 $\pm$ 0.075 keV）与未移动的湮灭线一致。湮灭线的宽度为2.37 $\pm$ 0.25 keV（FWHM），而正电子偶素连续谱的强度表明，正电子的主要部分（94 $\pm$ 6%）在湮灭前形成正电子偶素。与以前的任务相比，这些深度积分观测提供了对线能量和宽度的最严格限制。在单相介质中湮灭的假设下，这些光谱参数可以用电离度大于几个$10^{-2}$的温暖的$T_e\sim 7000-4~10^4$ K气体来解释。广泛分布的ISM相之一-温（$T_e \sim 8000$ K）和弱电离（电离度$\sim$ 0.1）介质满足这些标准。其他的单相解也被数据正式允许（例如冷的，但实质上是电离的ISM），但这样的解被认为在天体物理学上是不重要的。观测到的光谱也可以用多相ISM中的湮灭来解释。在非常热的（$T_e \ge 10^6$ K）相中湮灭的正电子的分数被限制为小于$\sim$ 8%。无论是一个中等热的（$T_e \ge 10^5$ K）电离介质或一个非常冷的（$T_e \le 10^3$ K）中性介质可以使所观察到的湮没谱的主要贡献。然而，冷/中性相、暖/中性相和暖/电离相的比例相当的组合也可能与数据一致。
2004-12-26 astro-ph
The Spectral Variability of Cygnus X-1 at MeV Energies
在以前的工作中，我们已经使用的数据，从第一个三年的CGRO任务，组装一个宽带$γ$射线光谱的银河系黑洞候选人天鹅座X-1。根据BATSE测量的硬X射线通量（45- 140 keV），选择了来自COMPTEL、OSSE和BATSE实验的CGRO同期数据。这提供了天鹅座X-1在其典型的低X射线态（在低于10 keV的能量下测量）的光谱，覆盖了从50 keV到5 MeV的能量范围。在这里，我们报告的比较，这一光谱的COMPTEL-OSSE光谱收集在天鹅座X-1（1996年5月）的高X射线状态。这些数据提供了证据，在1兆电子伏以上的能量显着的光谱变化。特别地，尽管在高X射线状态期间硬X射线通量{ \it减小}，但是在高于1 MeV的能量处的通量{ \it增加}，导致显著更硬的高能谱。这种行为与银河系黑洞候选者在软$γ$射线能量下具有两种不同光谱形式的一般图像是一致的。这些数据首次将这一图像扩展到1 MeV以上的能量。
2000-01-27 astro-ph
A survey for Fe 6.4 keV emission in young stellar objects in rho Oph: the strong fluorescence from Elias 29
我们使用该地区所有现有的钱德拉和XMM-Newton观测结果，报告了在年轻恒星物体（YSO）中寻找6.4 keV Fe荧光发射的结果，并测量了rho Oph云中的吸积光度。总共有九个这样的YSO具有足够高的S/N的6.4 keV线的X射线数据，如果存在的话，可能会被检测到。一个积极的检测Fe 6.4千电子伏线的一个对象，埃利亚斯29，在XMM-牛顿和钱德拉的数据。在Elias 29中检测到的6.4 keV线在静止和燃烧发射期间，不可能是所有先前报道的在YSO中检测到的6.4 keV Fe荧光，这些荧光是在强烈燃烧期间检测到的。观察到的荧光线的等效宽度是大的，在W_alpha约140 eV，排除了荧光从弥漫拱星材料。它也比从太阳合成光球或拱星盘的简单反射预期的要大，但它与来自中央照明的拱星盘的荧光是相容的。埃利亚斯29的X射线光谱也是奇特的，在其高（电离）铁丰度，从非常强烈的铁xxv 6.7千电子伏线发射明显，我们推测可能的机制，导致观察到的高丰度。
2004-12-20 astro-ph
Partially Absorbed Comptonization Spectrum from the Nearly Edge-on Source X 1822-371
我们报告了BeppoSAX观测到的倾斜源X 1822-371在0.1-200 keV范围内的光谱分析结果。我们发现最适合的连续使用部分覆盖的康普顿化模型，由于散射软种子光子的电子在~4.8 keV的温度下，没有任何软黑体发射的存在。得到的被吸收成分的等效氢柱为~4.5 × 10^{22} cm^{-2}，比该源的银河系吸收大一个数量级，覆盖率为~ 71%。由于X 1822-371相对于视线的倾斜角约为85^ \circ，该模型给出了一个合理的假设：康普顿化光谱可能来自扩展的吸积盘日冕（ADC），由于高度倾斜，可能是唯一可以直接观测到的区域。产生部分覆盖的过量物质可能靠近系统的赤道面，在外盘上方，遮蔽了来自内盘和ADC内部的发射。铁发射线也存在于~6.5 keV处，等效宽度为~150 eV。我们认为这种强铁谱线不能解释为吸积盘对康普顿谱的反射。它可能在ADC中产生。还需要~ 1.9keV的发射线（具有~54 eV的等效宽度）和~ 8.7keV的吸收边（具有~0.1的光学深度）来拟合该光谱。这些特征可能是由ADC外部的高电离铁（Fe XXIV）产生的，在ADC外部，等离子体密度为10^{11}-10 12} cm^{-3}，存在电离等离子体。
2001-05-09 astro-ph
The first broad-band persistent X-ray spectrum of the dipping low mass X-ray binary EXO 0748-676
我们报告了2000年11月对LMXRB EXO 0748-676进行的BeppoSAX观测结果。这是第一次在0.1-100 keV能量范围内同时观测到该源。持久的光谱是复杂的，并显示出软过剩，这需要包括一个电离的吸收剂（与亚太阳丰度的铁）。截止幂律是一个很好的拟合的高能量部分的光谱，光子指数为1.3和截止约50千电子伏。0.1-100 keV的光度为8.2E ~（36）erg/s。
2004-04-02 astro-ph
The Complex 0.1-100 keV X-Ray Spectrum of PKS2155-304
作为科学核查阶段的一部分，利用BeppoSAX号卫星的窄场仪器对明亮的BL Lac天体PKS 2155-304进行了长时间（$>100,000$秒）观测。与以前的观测结果相比，在0.1至约100千电子伏之间的中间强度水平上检测到该源。BeppoSAX卫星独特的光谱覆盖范围使我们能够探测到一些光谱特征。在0.1和10千电子伏之间的频谱可以很好地描述了一个凸谱（能量）斜率逐渐变陡，从1.1到1.6。在较高的能量下，发现了明显的光谱硬化的证据，而在软X射线（0.1-1.0 keV）中，发现了吸收特征的一些证据。在几个小时的时间尺度上，可以清楚地检测到平均通量周围$\approx 20-30%$的重复变异性。从观测到的变化的对称性和时间尺度，我们得出的限制磁场和发射粒子的最大能量，这意味着PKS 2155-304不应该是明亮的TeV的能量。
1998-03-11 astro-ph
Broad-band BeppoSAX observation of the low-mass X-ray binary X1822-371
本文介绍了1997年9月9日至10日BeppoSAX对低质量X射线双星（LMXRB）X 1822 -371的5.57小时观测结果。0.3-40 keV的光谱异常复杂，不能用应用于其他LMXRB的任何标准模型拟合。至少需要两个组件。一个组件的形状与输入软（Wein）谱的康普顿化预期一致，而另一个组件贡献了1-10 keV通量的~40%，与黑体一致。此外，在光谱中有一个“下降”，它可以用1.33 + 0.05 - 0.11 keV的吸收边和0.28 +/- 0.06的光学深度τ来模拟。如果相同的模型是适合ASCA固态成像光谱仪在1993年和1996年获得的光谱，然后合理的拟合也得到了类似的吸收功能所需的。这一特征的性质是高度不确定的，它的能量对应于高度电离的Ne x和中性Mg的K-边缘，或中度电离的Fe的L-边缘。令人惊讶的是，没有强的（tau > 0.05）Fe-K或（tau > 0.18）O-K边缘可见。X1822-371的折叠光变曲线与之前的观测结果相似，只是在日食附近没有看到强烈的软化。提供了更新的轨道星历。
2000-01-24 astro-ph
Evidence for ionized reprocessing in the X-ray spectrum of the Seyfert 1 Galaxy 1E1615+061
在1978年的HEAO-1 A2观测中，Seyfert 1星系1 E1615 +061显示出非常陡峭和强烈的软X射线谱。这种异常软的X射线状态后来从未被观察到，但源继续表现出大范围（高达6倍）的X射线强度变化。在1991-1992年的多波长活动期间观测到的该源的整个UV/X射线光谱可以很好地与自洽的低m点吸积盘模型拟合。在这个模型中，软X射线的结果被认为是由盘的内部区域中的轻度电离物质反射核发射引起的。本文报道了1995年8月ASCA观测的结果，它直接证实了这种情况。光谱可以被建模为幂律，光子指数为1.8，吸收与银河视线值一致，电离物质的大量反射和铁荧光K-α发射线。质心能量（~6.6- 6.8keV）表明离子化阶段>Fe XIX。线的轮廓是一致的预期从运动学和引力扭曲的线周围的黑洞。这些结果首次提供了在一个“宽”的塞弗特1星系核周围存在大量电离物质的直接证据。
1998-09-02 astro-ph
High precision X-ray logN-logS distributions: implications for the obscured AGN population
我们已经限制了河外源计数分布在一个广泛的范围内的X射线通量和各种能量带，以测试是否从X射线背景合成模型的预测同意与我们的测量提供的观测约束。我们使用了|b| >20 deg、覆盖132.3 deg^2天区的1129个XMM-牛顿观测数据，收集了迄今为止在0.5-1 keV、1-2 keV、2-4.5 keV、4.5-10 keV、0.5-2 keV和2-10 keV能量带的最大完整X射线天体样本。我们的调查包括超过30，000个源，在2 keV以下低至~10^{-15} erg/cm^2/s，在2 keV以上低至~10^{-14} erg/cm^2/s。除了4.5-10 keV带外，在所有能带中都检测到源计数分布的中断。包含2个幂律分量的分析模型不能充分描述在源计数分布中看到的曲率。logN（>S）-logS的形状强烈地依赖于能带，随着我们向更高能量移动，通常明显变陡。这是由于非活动星系核的星群，主要由恒星和星系团组成，在能量为<2 keV and at fluxes >10^{-13} erg/cm^2/s时贡献了30%的源星群，并且这些星群的源计数分布比活动星系核要平坦得多。我们发现在较高能量下硬X射线源的相对比例有实质性增加，从低于2 keV的>55%增加到高于2 keV的>77%。然而，在4.5 keV以上检测到的大多数源在2 keV以下仍然具有显著的通量。与合…
2008-09-11 astro-ph
The highly ionized disk wind of GRO J1655-40
目的：银河系超光速微类星体GRO J1655-40在经历了7年的平静后，于2005年2月开始了一次新的爆发，并于2005年3月上升到高/软状态。在本文中，我们研究的X射线光谱在此上升。研究方法：2005年2月27日，我们用XMM-Newton观测到GRO J1655-40处于低/硬态，2005年3月，我们连续三天观测到GRO J1655-40处于高/软态。EPIC-pn相机用于快速读取突发模式，以避免光子堆积。结果如下：首先，我们对EPIC-pn的定标做了改进，因为从源接收到的高通量需要对相机的电荷转移效率进行一些修正。其次，我们发现GRO J1655-40的X射线谱在高/软态下由来自吸积盘的热发射主导，内半径13-14（D/3.2kpc）km，最高温度1.3keV。在EPIC-pn光谱中检测到两条吸收线，分别位于6.7-6.8和7.8-8.0 keV，可以将其识别为混合的Fe XXV和Fe XXVI K-α和K-β线，或者蓝移的Fe XXV。我们发现没有轨道依赖于X射线的性质，这提供了一个上限的倾斜系统的73度。RGS光谱仪揭示了17.2AA，17.5AA（Fe L边缘）和23.54AA（OI K-α）的星际吸收特征。最后，在检查OI线的星际起源时，我们发现OI K-α线等效宽度与氢柱密度的一般相关性，使用文献中的几个来源。
2006-08-29 astro-ph
An X-ray Spectral Analysis of the Central Regions of NGC 4593
我们提出了一个详细的分析XMM-牛顿EPIC-pn数据的塞弗特-1星系NGC 4593。我们讨论了这个源的X射线光谱特性及其随时间的变化。0.5-10千电子伏的光谱显示出明显的复杂性，超出了简单的幂律形式，有明确的证据表明，存在一个“软过剩”，以及吸收的高度电离等离子体（一个温暖的吸收剂）在中央引擎的这个活动星系核。我们表明，软过剩是最好的描述为起源于热康普顿化的等离子体，是明显比主要的X射线发射等离子体冷，我们发现，软过剩的形式不能充分复制从电离的吸积盘的反射。唯一可测量的偏离幂律连续的硬光谱来自冷和电离的荧光铁-K的发射线在6.4和6.97千电子伏，分别存在。虽然对电离铁线的约束是弱的，冷线被发现是狭窄的CCD分辨率的通量，不跟踪的时间变化在底层连续，这意味着起源于外半径的吸积盘或假定的分子环面的塞弗特统一计划。X射线连续谱本身在所有可获得的时间尺度上都是变化的。我们检测到软和硬EPIC-pn带之间的~230秒的时间滞后，如果解释为康普顿化盘日冕内的散射时间尺度，可以用来约束的物理尺寸的主要X射线源的特征长度尺度的~2引力半径。总的来说，小的隐含日冕的大小和大的隐含铁线发射区表明偏离了目前的图片一个“典型的”活动星系核的几何形状。
2007-06-07 astro-ph
X-ray Spectral Characteristics of Ginga Gamma-Ray Bursts
Ginga上的正比计数器和闪烁体提供了2 - 400 keV的伽玛暴的前所未有的光谱覆盖范围。低于20千电子伏，我们发现一个积极的光谱数指数在大约40%的我们的突发样本的证据，在较低的能量在一些事件的强滚降的一些证据。在低能量斜率和弯曲能量之间存在相关性（Pearson's r = -0.62）。我们发现，光谱弯曲能量的分布延伸到10 keV以下。在伽玛射线暴的宇宙学模型中，弯曲能只覆盖了一个很小的动态范围，这一点引起了一些关注。我们的结果扩展了观察到的动态范围，因为我们观察到弯曲能量下降到我们的仪器的极限，也许观测还没有限制的范围。Ginga触发范围几乎与BATSE相同，但我们发现拟合参数的范围不同。一个可能的解释是伽玛暴有两个破裂能量，一个通常在50到500 keV的范围内，另一个接近5 keV。BATSE和Ginga都只适合一个单一的突破能量，所以BATSE倾向于在其能量范围的中心附近找到突破，而我们倾向于在我们的能量范围内找到突破。观察到的X射线相对于伽马射线发射的能量比可能远大于百分之几，事实上，有时大于1。我们22次爆发的平均值是24%。有一个例子，在低能量下有很强的X射线过剩。
1997-12-26 astro-ph
