Broad band X-ray spectroscopy of A0535+262 with SUZAKU
2005年9月14日，朱雀星对瞬态X射线脉冲双星A0535+262进行了观测，当时该源正处于8 - 9月小爆发的下降阶段。~103 s X射线脉冲波形与能量密切相关，在软X射线能带（<3 keV）为双峰波形，在硬X射线为单峰平滑波形。主倾角的宽度被发现是随着能量的增加。脉冲星的宽带能谱用带指数的正负幂律（NPEX）连续介质模型以及软过剩的黑体分量进行了很好的描述。在源谱中检测到一条等效宽度约为25 eV的弱铁K α发射线。黑体成分在脉冲相位上是脉动的，这意味着吸积柱和/或吸积盘的内边缘可能是A0535+262中软过剩的发射位置。柱密度的较高值被认为是软X射线能带处的二次凹陷的原因。铁线等效宽度被发现是恒定的（误差内）的脉冲相位。然而，铁发射线的正弦型通量变化，在相位与硬X射线通量表明，内吸积盘是铁荧光线的可能的发射区域。
2007-10-04 astro-ph
Suzaku Observation of Diffuse X-ray Emission from the Carina Nebula
我们研究了2005年8月29日由朱雀CCD相机XIS拍摄的船底座星云的扩展X射线发射。X射线形态、等离子体温度和等离子体吸收与早期爱因斯坦的结果一致。朱雀光谱新揭示了包括氧在内的各种物质的发射线，但不是氮。这一结果限制了N/O比显着较低，与演化的大质量恒星风相比，这表明扩散发射起源于一个古老的超新星遗迹或多个超新星遗迹产生的超级壳。在0.3-2 keV之间，海山二南北侧的X射线谱有明显的差异。南谱显示铁离子的L壳层线和硅离子的K壳层线较强，而北谱显示它们较弱。这意味着南部地区的硅和铁丰度比北部地区高2-4倍。丰度的变化可能是由SNR喷出物产生的，或者与恒星形成核心周围的尘埃形成有关。
2006-10-02 astro-ph
Suzaku Spectroscopy Study of Hard X-Ray Emission in the Arches Cluster
我们提出的结果朱雀研究的拱门集群。用XIS获得了3-12 keV波段的高S/N谱。我们发现，光谱由热等离子体，硬幂律尾，和两个高斯线。根据CaXIX和FeXXV K α线的存在以及FeXXVI K α线的不存在确定血浆组分（kT~2.2 keV）。这两条高斯线代表铁在较低电离阶段的K α和β线。这两条谱线的谱线中心和强度比与中性铁一致。发现硬幂律尾（指数~0.7）没有明显的铁K边缘特征。通过与已发表的Chandra谱的比较，我们得出结论：热辐射分量来自于点状源的集合加上集中在团簇中心的热扩散辐射，而高斯辐射和硬尾辐射分量来自于在更大尺度上扩展的非热扩散辐射.在带限XIS图像中，7.5-10.0 keV发射的分布类似于6.4 keV发射的分布。这强烈表明，幂律发射与基础物理中的6.4和7.1 keV线有关。我们讨论了两种观点来解释硬连续谱和谱线：（1）产生荧光谱线和汤姆逊散射连续谱的X射线光电离;（2）铁原子的非热电子碰撞电离和韧致辐射连续谱。但无论采用哪种方案，来自拱门星系团的光子或粒子通量都太低，无法解释观测到的线和连续谱强度。
2006-11-03 astro-ph
The Suzaku Observations of SS Cygni in Quiescence and Outburst
我们目前的结果，从朱雀观测的矮新星天鹅座SS在平静和爆发在2005年11月。由于HXD PIN探测器的高灵敏度和XIS的高光谱分辨率，我们以前所未有的精度确定了等离子体的参数。静止时血浆最高温度为20.4 ± 4.0-2.6（stat.）+/- 3.0（系统）6.0 ± 0.2 - 1.3keV的爆发时的能量显著高于爆发时的能量。中Z元素（Si，S，Ar）的元素丰度接近太阳，而较轻和较重元素的丰度均下降。氧和铁的吸收系数分别为0.46和0.37太阳能。碳的辐射非常高，至少是2个太阳能。反射镜对着光学薄热等离子体的立体角为Ω/2π= 1.7+/-0.2（stat.）+/-0.1（系统）在寂静中一个6.4 keV的铁Ka线被分解成一个狭窄的和广泛的组件。这些事实表明白矮星和吸积盘对连续反射和6.4keV铁Ka线都有贡献。我们认为标准光学薄边界层是静止状态下等离子体结构最合理的描述。爆发反射体的立体角Ω/2π= 0.9 + 0.5 - 0.4和6.4keV的宽铁谱线表明，爆发反射体来自于吸积盘和赤道吸积带。根据6.4keV谱线的能量宽度，我们认为爆发中光学薄的热等离子体分布在类似日冕的吸积盘上。
2008-10-08 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
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
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
Wide-band spectroscopy of the Compton thick Seyfert 2 galaxy Mrk 3 with Suzaku
我们用朱雀望远镜获得了康普顿厚度的Seyfert 2星系Mrk 3的宽带光谱。观察到的光谱被清楚地分解为弱的，软的幂律发射，大量吸收的幂律分量，冷反射，和许多发射线。被柱密度为1.1x10^24 cm^-2的气体吸收的被严重吸收的部分，具有约1.6x10^43 erg s^-1的2- 10 keV内禀光度，被认为是来自Mrk 3核的直接发射。反射分量被解释为直射光离开冷的厚材料的反射;反射分数$R$为1.36+/-0.20。由于铁离子的电离参数较低（xi < 1 erg cm s^-1）和铁离子的线宽较窄（s < 22 eV），推测冷物质距离Mrk 3中心黑洞> 1 pc。一个康普顿肩的铁线被检测到，但肩组件的强度小于预期的球形分布康普顿厚的材料。弱的、软的幂律辐射被认为是电离气体的散射光。在观测的光谱中存在许多来自O、Ne、Mg、Si、S和Fe的高离化线，表明离化气体具有宽离化结构，xi=10- 1000。相对于直射光的散射分数估计为0.9+/-0.2%，这表明散射区域的柱密度约为3.6 x10^22 cm^-2。朱雀星获得的高质量光谱可以被认为是研究塞弗特2星系的模板。
2007-07-17 astro-ph
Comparing Suzaku and XMM-Newton Observations of the Soft X-ray Background: Evidence for Solar Wind Charge Exchange Emission
我们提出了一对朱雀光谱的软X射线背景（SXRB），从点上和关闭附近的阴影在南银河半球的灯丝的分析。由于两个指向方向上的银河柱密度不同，观测到的星系晕辐射在两个光谱中具有不同的形状。我们利用这种差异时，建模的光谱，从未吸收的前景发射从本地气泡（LB）的吸收晕发射分离。我们得到的温度和排放措施是显着不同的，从早期的分析XMM-牛顿光谱从相同的指向。我们将这种差异归因于XMM-牛顿光谱中存在以前未识别的太阳风电荷交换（SWCX）污染，这可能是由于太阳风移动穿过视线的局部增强。ACE的同期太阳风数据显示，在XMM-牛顿观测过程中没有任何异常。因此，我们的研究结果表明，简单地检查同期的太阳风数据可能是不够的，以确定是否频谱的SXRB被污染的SWCX排放。如果我们的朱雀光谱没有受到SWCX辐射的严重污染，我们的最佳拟合LB模型给出的温度为log T = 5.98 + 0.03/-0.04，压力为p/k = 13，100 - 16，100 cm^-3 K。这些值低于从LB的其他最近的观测中获得的值，这表明LB可能不是等温的，可能不是压力平衡的。与此同时，我们的光环模型表明，氖相对于氧和铁可能会增强，这可能是因为氧和铁部分存在于尘埃中。
2007-12-20 astro-ph
Revealing the High Energy Emission from the Obscured Seyfert Galaxy MCG -5-23-16 with Suzaku
我们报告了一个100 ks的朱雀观测明亮的，附近（z=0.008486）塞弗特1.9星系MCG-5 - 23 -16。宽波段（0.4-100 keV）的X射线光谱使我们能够确定的高能量发射的性质几乎没有歧义。X射线连续谱由光子指数$Γ=1.9$的截止幂律组成，通过柱密度为$N_{\rm H}=1.6\times10^{22}$ cm $^{-2}$的康普顿薄物质吸收。一个软过剩观察低于1千电子伏，很可能是一个组合的发射散射连续光子和遥远的光电离气体。铁的K线轮廓是复杂的，显示窄中性铁K $α$和K $β$发射，以及一个宽线，可以模拟一个适度倾斜的吸积盘。线轮廓显示要么盘被截断在几十个引力半径，或盘的辐射率轮廓是相对平坦的。一个强康普顿反射组件被检测到10千电子伏以上，这是最好的模拟远距离物质的反射和吸积盘的组合。反射分量似乎没有变化。整体的图像是，这个塞弗特1.9星系是在中等（50度）的倾角下通过覆盖$2π$球面度的康普顿厚环面边缘的康普顿薄物质观察到的，与统一模型一致。
2006-10-13 astro-ph
Initial Measurements of Black Hole Spin in GX 339-4 from Suzaku Spectroscopy
我们报告了对恒星质量黑洞GX 339-4爆发的深朱雀观测。观测到一条清晰、强的、相对论性形状的铁发射线，来自内吸积盘。所揭示的宽带盘反射光谱是从吸积黑洞获得的最敏感的光谱之一。我们适合朱雀光谱与物理动机的磁盘反射模型，模糊了一个新的相对论性线函数，其中的黑洞自旋参数是一个变量。这个过程产生了一个黑洞的自旋参数a = 0.89 +/- 0.04。这些朱雀光谱和先前的XMM-牛顿光谱在两个不同的爆发阶段获得的联合建模产生的自旋参数为a = 0.93 +/- 0.01。这些结果之间的一致性程度表明，磁盘反射模型允许自旋测量，不强烈偏置的散射效应。我们认为黑洞自旋参数的最佳值为a = 0.93 +/- 0.01（统计）+/- 0.04（系统）。虽然是初步的，但这些结果代表了第一次使用相对论性线模型直接测量恒星质量黑洞的非零自旋。
2008-04-17 astro-ph
Suzaku wide-band X-ray Spectroscopy of the Seyfert 2 AGN in NGC 4945
朱雀观测到附近的塞弗特2星系NGC 4945，它拥有20 keV以上最明亮的活动星系核之一。结合X射线CCD相机（XIS）和硬X射线探测器（HXD）的数据，同时观测活动星系核的本征核发射及其再处理信号。本征发射被$\sim 5 \times 10^{24}$ cm $^{-2}$的吸收柱高度遮蔽，并且仅在高于$\sim 10$ keV时可检测到。低于10 keV的光谱主要由反射连续谱和中性/电离材料的发射线组成。与中性铁K $α$线一起，首次从该来源检测到中性铁K $β$和中性镍K $α$线。中性线和冷反射连续谱是一致的，两者都起源于同一位置。中性Fe-K $α$线的康普顿下散射肩是窄芯磁通量中的$\sim 10%$，这证实该线起源于反射而不是透射。康普顿肩的弱点也表明，反射体可能几乎是从侧面看到的。本征发射的通量在$\sim 20$ ks内以$\sim 2$的因子变化，这要求遮蔽材料在几何上是薄的。宽带光谱模拟表明，中性反射体的立体角小于几个$\times 10^{-2} \times 2π$。所有这些关于再处理信号的证据表明，从近边缘角度观察到的是盘状吸收器/反射器。
2007-08-09 astro-ph
X-Ray Reflection Nebulae with Large Equivalent Widths of Neutral Iron Ka Line in the Sgr C Region
本文报道了朱雀星在Sgr C区观测的第一批结果。我们检测到四个弥漫团块与强线发射在6.4keV，Ka从中性或低电离铁。其中之一，M359.38-0.00，是最近在朱雀星上发现的。两个亮团M359.43-0.07和M359.47-0.15的X射线谱扣除银河系中心扩散X射线辐射（GCDX）后，显示出强的Fe I Ka线，其等效宽度（EW）为2.0-2.2keV，Fe I的Kb值清晰。Sgr C区的GCDX由6.4keV和6.7keV的相关成分组成。这些是唯象分解的EWs的6.4keV和6.7keV线之间的关系。在明亮的团簇区，相对于相关连续谱的前EW估计为2.4（+2.3--0.7）keV。由于这两种不同的方法给出了相似的2keV的大EW，我们强烈建议在Sgr C区域的6.4keV团块是由于X射线反射/荧光（X射线反射星云）。
2008-11-12 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
Suzaku Spectroscopy of the Extended X-Ray Emission in M17
我们提出的结果朱雀光谱研究的软扩展X射线发射的HII区M17。使用X射线成像光谱仪（XIS）以空间分辨的方式以高信噪比获得扩展发射的光谱。我们建立了未解决的点源，银河脊X射线发射，宇宙X射线背景，和本地热气泡排放的污染是可以忽略不计的背景扣除XIS光谱的扩散发射。首次清晰地分辨出6条发射线，包括0.5- 1.5keV高电离态O、Ne、Mg的K线和Fe的L系列络合物。基于对这些线路的诊断，我们获得了以下结果：（1）扩展发射是光学上薄的热等离子体，由3.0 +/-0.4MK的单一温度很好地表示，（2）在漫射光谱中具有发射线的元素的丰度为0.1--0.3太阳能，而明亮的离散源的丰度为0.3--1.5太阳能，（3）扩散辐射中金属元素的相对丰度与太阳辐射一致，但Ne元素的相对丰度增加了2倍。（4）扩散辐射的等离子体温度和化学成分在5 pc的空间尺度上没有空间变化。
2007-07-27 astro-ph
X-Ray Observation of Very High Energy Gamma-Ray Source, HESS J1745-303, with Suzaku
本文介绍了朱雀公司对TeV未确认源HESS J1745-303的观测结果。发现了一个可能过量的中性铁谱线发射，可能与HESS J1745-303的主要部分有关，命名为“A区”。它可能是一个X射线反射星云，来自先前银河中心（GC）活动的X射线被分子云反射。这一结果进一步加强了与HESS J1745-303的A区空间一致的分子云位于GC区的假设。来自分子云的TeV辐射使人想起GC巨分子云的弥散TeV γ射线，并且它可能具有相同的发射机制。通过朱雀号的深曝光测绘观测，得到了A区2-10 keV连续漫发射的严格上限，为2.1 × 10 ^-13尔格·s^-1·cm ^-2。1-10 TeV和2-10 keV之间的通量比大于4。可能的情况下，再现宽频带的光谱从千电子伏到TeV的检查。在深曝光条件下，探测到了来自附近两个古老超新星遗迹G359.0-0.9和G359.1-0.5的热X射线，并很好地确定了它们的发射特性。
2008-10-09 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
Detection of Hard X-Rays from the Compton-Thick Seyfert 2 Galaxy NGC 2273 with Suzaku
我们用朱雀望远镜获得了康普顿厚度的Seyfert 2星系NGC 2273的宽带光谱。该光谱揭示了NGC 2273中首次探测到~10 keV以上的硬X射线。宽带光谱是很好地代表了一个三分量模型，伴随着一个强铁Ka线的等效宽度为1.8 keV和几个弱线。三分量模型由软分量、来自冷物质的反射分量和被吸收的幂律分量组成。软分量可以由kT~0.56 keV的薄热发射或由散射分数为0.4%的散射分量表示。将幂律分量和反射分量的光子指数固定为1.9，我们发现，被柱密度约为1.5 × 10^24 cm^-2的气体大量吸收的幂律分量具有约1.7 × 10^42 erg/s的2-10 keV内禀光度。我们还应用反射模型的基础上的蒙特卡罗模拟，假设一个简单的环面几何形状。我们发现，该模型符合宽带频谱，以及我们放置一些假定的几何形状的环在NGC 2273试探性的限制。
2008-10-25 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
A Suzaku Observation of the Low-Ionization Fe-Line Emission from RCW 86
2006年2月，新运行的X射线卫星朱雀观测了超新星遗迹RCW 86的西南象限，以研究宇宙学和天文学高级卫星首次探测到的6.4千电子伏发射线的性质。新的数据证实了线的存在，第一次将其定位;大部分线发射邻近和内部的前向冲击，而不是在连续硬发射的轨迹。我们还报告了第一次检测到的7.1千电子伏线，我们解释为K-β发射低电离铁。Fe-K谱线特征与富铁喷射物的非平衡等离子体相一致，n_{e} t <~ 10^9 cm^-3 s，kT_{e} ~ 5 keV。低n_{e} t和高kT_{e}的组合表明在SNR冲击中无碰撞电子加热。Fe K-α线显示出本征展宽的证据，宽度为47（34- 59）eV（99%误差区）。在3 keV以上的硬连续谱的空间分布和Fe-K线发射的差异支持硬连续谱的同步辐射起源。
2006-10-13 astro-ph
New X-ray views of the Galactic center observed with Suzaku
我们报告了用朱雀观测到的Sgr A和B区的弥散X射线发射。在Sgr A区，我们发现了许多铁和镍的K壳层跃迁线。最亮的是来自FeI、FeXXV和FeXXVI的6.4 keV、6.7 keV和6.9 keV的K α线。此外，首次检测到NiI和NiXXVII的K α线，FeI、FeXXV和FeXXVI的K β线，以及FeXXV和FeXXVI的K γ线。FeXXV的K α的中心能量有利于碰撞激发作为该线发射的起源。由FeXXV和FeXXVI的K α的通量比确定的电离温度与由FeXXV的K α和K β的通量比确定的电子温度相似，其在5-7 keV的范围内。因此，银河系中心漫射X射线（GCDX）与几乎处于电离平衡的等离子体的发射一致。放射性复合体Sgr B区也显示出FeI、FeXXV和FeXXVI的K α线。6.7 keV线（FeXXV）图在（l，b）=（0.612，0.01）处表现出局部过剩，可能是一个新的年轻SNR。6.4keV图像在Sgr B2附近和（l，b）=（0.74，-0.09）处具有局部过量。像Sgr B2一样，后者可能是另一个X射线反射星云（XRN）。
2006-09-08 astro-ph
Discoveries of Diffuse Iron Line Sources from the Sgr B Region
无线电复合体Sgr B区域是用朱雀号上的X射线成像光谱仪（XIS）观测的。该区域在6.4、6.7和6.9 keV处显示扩散铁线，其分别是Fe \emissiontype{I}（中性铁）、Fe \emissiontype{XXV}（类He铁）和Fe \emissiontype{XXVI}（类H铁）的K $α$线。XIS的高能量分辨能力提供了来自Fe \emissiontype{I}（6.4 keV）和Fe \emissiontype{XXV}（6.7 keV）的K壳层跃迁线的单独的图。虽然6.7 keV的线是平滑地分布在Sgr B区域，局部过剩附近发现在$(l, b) = (\timeform {0D.61}, \timeform{0D.01})$，可能是一个新的SNR。等离子体温度为\textit{kT} $\sim$ 3 keV，年龄估计约为$\times10^{3}$年。6.4 keV图像与Sgr B2附近和$(l, b) = (\timeform{0D.74}, -\timeform{0D.09})$处的局部过量有关。像Sgr B2一样，这个过剩可能是X射线反射星云（XRN）的另一个候选者。
2006-09-12 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
Strong gravity effects: X-ray spectra, variability and polarimetry
吸积黑洞在其X射线谱中经常显示铁谱线发射。当这条发射线非常宽或可变时，它很可能起源于黑洞附近。本文简要地回顾了这种宽而可变的铁谱线的理论和观测。为了找到一条清晰的宽线，必须出现以下一种或多种情况：高铁丰度，致密的磁盘表面和最小的络合物吸收。从对塞弗特星系和银河系黑洞的观测中发现了几个很好的例子。在某些情况下，有强有力的证据表明黑洞正在快速旋转。随着对XMM-牛顿、钱德拉和朱雀进行更长时间的观测，预计还会有更多的例子。X射线光谱显示了黑洞周围预期的强引力红移和光弯曲的证据。
2006-12-15 astro-ph
A search for iron emission lines in the Chandra X-ray spectra of neutron star low-mass X-ray binaries
虽然铁发射线在黑洞系统中得到了很好的研究，无论是在X射线双星和活动星系核中，但在中子星低质量X射线双星（LMXB）中对这些线的关注较少。然而，最近的观测与朱雀和XMM-牛顿已经揭示了广泛的不对称铁线的轮廓在4个中子星LMXB，确认内部磁盘起源这些线在中子星系统。在这里，我们提出了一个在6个中子星LMXB铁线的搜索。对于每个物体，我们在2个不同的时期同时进行钱德拉和RXTE观测，从而实现高分辨率光谱和宽带光谱覆盖。在调查的六个对象中，我们只在其中两个对象GX 17+2和GX 349+2中发现了明显的铁线。然而，我们不能排除在其他来源中存在薄弱，广泛的线条。在GX 17+2中，谱线的等效宽度在两个历元之间是一致的，而在GX 349+2中，谱线的等效宽度在两个历元之间增加了约3倍，因为源通量减少了1.3倍。这表明盘是高度电离的，并且线由复合发射主导。我们发现，在长期硬度-强度图中似乎没有形成铁发射线的特定位置，但需要更多的来源和进一步的观测。
2008-09-18 astro-ph
Relativistic iron emission lines in neutron star low-mass X-ray binaries as probes of neutron star radii
利用朱雀号对三个中子星低质量X射线双星（Ser X-1，4U 1820-30和GX 349+2）的观测，我们在这三个天体中都发现了宽的、不对称的相对论性Fe K发射线。这些铁K线可以很好地拟合线从相对论吸积盘（“diskline”）的模型，允许测量的吸积盘的内半径，因此上限的中子星半径。这些上限对应于14.5 - 16.5公里的1.4 M（太阳）中子星。我们用Fe K线测量的内盘半径与在4U 1820-30和GX 349+2中观察到的kHz QPO所暗示的内盘半径非常一致，支持kHz QPO的内盘性质。此外，在这些中子星中观察到的铁K线比那些被认为接近最大自旋的黑洞中的铁K线窄，正如人们所期望的那样，如果自旋的推论是可靠的。
2007-10-26 astro-ph
A Time-Variable X-Ray Echo: Indications of a Past Flare of the Galactic-Center Black Hole
本文利用朱雀星和钱德拉星的观测资料，对Sgr B2区6.40keV中性铁谱线通量的时变进行了研究。6.68 keV的高电离铁谱线是由银河系中心漫射X射线（GCDX）产生的，因此是时间不变的。通过比较6.68keV和6.40keV的谱线通量，我们发现来自Sgr B2复合体区的6.40keV谱线通量是随时间变化的，特别是被称为“Sgr B2云”的巨大分子云M0.66-0.02是高度可变的。6.40 keV谱线强度和空间分布的变化强烈支持SgrB 2区的分子云是银河系中心（GC）黑洞Sgr A* 辐射的X射线反射星云的假设。
2007-11-19 astro-ph
Charge Exchange Spectra of Hydrogenic and He-like Iron
我们目前的H类Fe XXVI和He类Fe XXV的电荷交换光谱产生的高电荷的铁与N2气体在10 eV/amu的能量在电子束离子阱中的碰撞。虽然在我们的测量中没有分辨出单个高n发射线，但我们观察到Fe 25 + -> Fe 24+电子捕获的最可能水平是n~9，与预期一致，而Fe 26 + -> Fe 25+电荷交换的最可能值明显更高。在Fe XXV光谱中，K-α发射特征占主导地位，无论是通过电荷交换还是碰撞激发产生。前一种情况下的K-α质心的能量低于后者（分别为6666 eV和6685 eV），正如预期的那样，这是因为在电荷交换光谱中，相对于共振线，禁止线和互组合线的发射强烈增强。相比之下，Fe XXVI高n莱曼线的总强度大于Ly-alpha的强度，并且比从与原子H的电荷交换的理论计算预测的要强得多。我们的结论是，使用多电子靶气体的电子捕获所产生的角动量分布是显着不同的H，从而导致在所观察到的高n增强。讨论的相关性，我们的研究结果的银河系中心和银河系脊，特别是ASTRO-E2/朱雀弥漫铁排放的研究。
2005-08-02 astro-ph
Low/Hard State Spectra of GRO J1655-40 Observed with Suzaku
银河系黑洞双星GRO J1655 $-$ 40在2005年9月22- 23日被朱雀观测到，X射线成像光谱仪（XIS）的净曝光量为35 ks，硬X射线探测器（HXD）的净曝光量为20 ks。在0.7- 300 keV的宽且连续的能量范围内检测到该源，在20 keV下具有$\sim$ 50 mCrab的强度。在3.2千秒差距的距离，0.7- 300千电子伏的光度是$ \sim 5.1 \times 10^{36}$ erg s $^{-1}$（6 $M_{\odot}$黑洞爱丁顿光度的$\sim 0.7$ %）。该源处于典型的低/硬状态，表现出具有$\sim 1.6$的光子指数的幂律形状的连续体。在观测过程中，源强度在能量高于$\sim 3$ keV时逐渐降低25%，在能量低于2 keV时降低35%。这一点，连同软X射线光谱与XIS，建议存在一个独立的软组件，可以表示从冷（$\sim 0.2$ keV）磁盘的排放。用HXD获得的硬X射线光谱揭示了高能光谱截止，e折叠能量为$\sim 200$ keV。由于10 keV以上的光谱光子指数比在较软的能带中观察到的要硬$\sim 0.4$，并且e折叠能量高于典型的反射峰，所以即使考虑反射效应，整个0.7- 300 keV的光谱也不能由单一的热康普顿化模型再现。相反，光谱（除了软过剩）可以成功地解释调用两个热康普顿组件与不同的$y$参数。与该物…
2007-07-26 astro-ph
RXTE Measurement of the Diffuse X-ray Emission From the Galactic Ridge: Implications for the Energetics of the Interstellar Medium
银河系中面（所谓的银河脊）周围的薄盘发出的漫射X射线发射是用RXTE PCA测量的，以确定发射的空间范围、光谱性质和起源。在银河经度的平面中心30度的漫射发射的空间检查揭示了两个组件的存在：一个薄盘的全宽小于0.5度大致集中在银河中平面，和一个广泛的组件，可以近似为高斯分布与FWHM约为4度。发射光谱检查清楚地揭示了一个硬功率定律的尾巴高于10千电子伏和发射线从氦样铁的存在下，表明热和可能的非热起源的扩散发射。来自3-35 keV带中的脊的平均光谱可以用温度约2-3 keV的Raymond-Smith等离子体分量和光子指数约1.8的幂律分量来建模。基于这一发现，我们认为，热相的星际介质（ISM）的温度低于以前报道的值5-15 keV。我们发现，SN爆炸率小于5每世纪是足够的电源从脊的热辐射。我们推测，韧致辐射的加速电子和质子在SNR网站可以发挥重要作用，在生产的硬尾的频谱。此外，它们的碰撞损失可以在ISM的电离中发挥重要作用。
1998-04-01 astro-ph
Time Variability of the Neutral Iron Lines from the Sgr B2 Region and its Implication of a Past Outburst of Sgr A$^*$
我们使用X射线卫星朱雀，XMM-牛顿，钱德拉和ASCA的档案数据研究了Sgr B2复合体的长期X射线行为。观测到的Sgr B2复合物区域包括在6.40 keV的Fe I K- $α$线上的两个突出点，一个巨大的分子云M 0.66 $-$ 0.02，称为“Sgr B2云”，和一个不寻常的X射线源G 0.570 $-$ 0.018。虽然这些6.40千电子伏的斑点有几个pc尺度的空间扩展，形态和通量的6.40千电子伏线已随时间变化了10年，在银河系的扩散X射线发射的Fe XXV-K $α$线在6.67千电子伏的恒定通量相比。这种时间变化主要是由于M 0.66 $-$ 0.02; 6.40 keV线通量在2001年下降，并在1994- 2005年的时间跨度下降到60%。另一个G为0.570 $-$ 0.018的斑点只在2000年的钱德拉观测中才被发现。从Sgr B2复合体的长期时间变率（$\sim$ 10年），我们推断银河系中心黑洞Sgr A $^*$在过去的300年中是X射线亮的，并表现出几年周期的时间变率。
2008-03-11 astro-ph
Iron and Nickel Line Diagnostics for the Galactic Center Diffuse Emission
我们利用朱雀星上的X射线成像光谱仪（XIS）观测到了银河系中心（GC）的弥散X射线辐射。高能量分辨率和低背景轨道提供了GC扩散X射线（GCDX）的优异光谱。XIS在GCDX中发现了铁和镍的K壳层跃迁能量附近的许多发射线。最显著的特征是FeI K α在6.4 keV和K壳吸收边在7.1 keV，这是从中性和/或低电离态的铁，和K壳线在6.7 keV和6.9 keV的类He（FeXXV K α）和类氢（FeXXVI Ly α）离子的铁。此外，首次检测到中性或低电离镍（NiI K α）和类氦镍（NiXXVII K α）的K α线，以及FeI K β、FeXXV K β、FeXXVI Ly β、FeXXV K γ和FeXXVI Ly γ。线中心的能量和宽度的FeXXV K α和FeXXVI Ly α有利于碰撞激发（CE）等离子体的起源的GCDX。由FeXXV K α/ FeXXV K β的线通量比确定的电子温度与由FeXXV K α/FeXXVI Ly α确定的电离温度相似。因此，似乎GCDX等离子体接近电离平衡。6.7 keV的流量和温度分布的银经是平滑和单调的，在积分点源流量分布相反。这些事实支持的假设，GCDX是真正的扩散排放，而不是大量的未解决的点源的输出的集成。此外，我们的研究结果表明，铁的化学成分的星际气体附近的GC被限制在约3.5倍的太阳。
2006-09-08 astro-ph
