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
Probing the accretion disk and central engine structure of NGC4258 with Suzaku and XMM-Newton observations
利用朱雀星、XMM-牛顿和Swift/BAT巡天的数据，对NGC 4258低光度活动星系核（AGN）进行了X射线研究。我们发现，由冷气体的X射线再加工的签名是非常弱的光谱中的这个Seyfert-2星系的弱，窄的冷铁的荧光-Kalpha发射线是强大的朱雀和XMM-牛顿光谱检测，但在一个水平远低于大多数其他Seyfert-2星系。我们的结论是，这个活动星系核的环核环境是非常“干净”的，缺乏康普顿厚的模糊环面的统一塞弗特计划。从狭窄的铁线，连同朱雀和XMM-牛顿观测之间的线通量变化的证据，我们约束线发射区域之间的$3\times 10^3r_g$和$4\times 10^4r_g$从黑洞。我们表明，所观察到的性质的铁线可以解释，如果线起源于表面层的翘曲吸积盘。特别是，我们对来自失调中心黑洞的Lens-Thirring岁差扭曲的圆盘的预期铁线进行了显式计算。最后，朱雀号的数据揭示了在50千秒的时间尺度上存在2- 10千电子伏的大振幅变率以及在5- 10千秒的时间尺度上存在较小振幅的耀斑的明确证据。如果与吸积盘过程有关，这种快速的变化需要在吸积盘的最内部区域（$r\approx 10r_g$或更小）的起源。
2008-10-14 astro-ph
Spectropolarimetry of Compton-thin Seyfert 2s
我们提出了一种新的光谱偏振测量方法，用于测量附近的康普顿薄塞弗特2星系（即那些N_H<10^23 cm^-2的星系）。我们发现，在这个样本中的散射广泛的Halpha的检测率是相当高的塞弗特2星系作为一个整体。我们的研究结果还表明，在这个低的遮蔽集，它是可能的，即使当星系的全球性主要是由宿主星系，而不是活动星系核主导的。这些结果反对人口的存在'纯'塞弗特2星系。
2003-11-28 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
Correlation between Compton reflection and X-ray slope in Seyferts and X-ray binaries
我们发现在Seyfert活动星系核和硬态的X射线双星中，无论是黑洞还是弱磁化中子星，X射线的内禀谱斜率与冷介质的康普顿反射量之间都有很强的相关性。具有软本征光谱的物体比具有硬光谱的物体显示出更强的反射。我们发现，在一个给定的光谱斜率，黑洞双星有类似或更多的反射比西弗茨，而在我们的样本中的中子星双星的反射与西弗茨一致。这种相关性的存在意味着反射介质作为主X射线源中热康普顿化的种子软光子源的主导作用。
1998-12-10 astro-ph
Observations of Seyferts by OSSE and parameters of their X-ray/gamma-ray sources
本文总结了康普顿γ射线天文台OSSE探测器观测到的塞弗特星系的光谱。我们得到了1型和2型Seyferts的平均谱，并发现它们与热康普顿化很好地拟合。我们提出了详细的参数范围的等离子体温度和康普顿参数的情况下，球形和平板的几何形状。我们发现Seyfert 2s的平均和单个OSSE谱都比Seyfert 1 s的明显更硬，这种差异可能是由于康普顿反射和/或汤姆逊厚吸收的各向异性。
2000-06-11 astro-ph
Discovery of hard X-ray delays in the X-ray emission of the Seyfert 1 galaxy Mrk~110: possible evidence for Comptonization
本文报道了基于XMM-牛顿观测的Seyfert 1星系Mrk 110的X射线发射中的硬X射线延迟。不同能带的X射线光变曲线之间的互相关揭示了从几分钟到一小时不等的依赖于能量的延迟。我们发现能谱可以用圆盘黑体光子的康普顿化来模拟。依赖于能量的延迟可以被建模为由于在热等离子体中的康普顿化的效果被限制在黑洞的10史瓦西半径内。我们讨论了我们的结果的背景下，高能量等离子体的软光子的逆康普顿化。
2006-09-13 astro-ph
On the nature of X-ray absorption in Seyfert 2 galaxies
研究了Seyfert 2星系的X射线吸收、光学红化和核尘形态之间的相关性。得出两个主要结论：a）巴耳末衰减与X射线吸收量在很宽的柱密度范围内呈线性关系：10^{21} < N_H < 10^{24} atoms/cm/cm。这种相关性不再适用于康普顿厚度的天体（N_H < 10^{24} atoms/cm/cm），尽管它们的巴耳末减量范围相当; b）康普顿厚度薄的塞弗特2型似乎更喜欢核环境，那里富含数百秒差距尺度的尘埃。另一方面，康普顿厚的塞弗特表现出无差别的“贫尘”和"富尘“环境。这些结果支持了塞弗特统一方案的扩展（如最近由Matt，2000年提出的），其中康普顿厚的塞弗特2s通过紧凑的“鸟居”观测，而康普顿薄的则被更大尺度的尘埃所掩盖
2001-06-08 astro-ph
An RXTE Observation of NGC 6300: a new bright Compton reflection Dominated Seyfert 2 Galaxy
对邻近的Seyfert 2星系NGC 6300的扫描和定点RXTE观测表明，它是一个硬X射线连续谱和大等效宽度Fe K $α$发射源。这些性质是康普顿反射主导的塞弗特2星系的特征。连续体可以模拟为康普顿反射;太阳下的铁丰度是必需的，最好是高倾角。然而，RXTE的低能量分辨率意味着这种描述不是唯一的，并且连续谱也可以使用“双对数”来建模，即吸收功率定律的总和。使用更高能量分辨率的探测器进行观测，将清楚地区分这两种模型。由于$L_X/L_{[OIII]}$较低，光学观测支持康普顿反射主导的解释。NGC 6300是值得注意的，因为它与$F_{2-10}\approx 6.4 \times 10^{-12} ergs cm^{-2} s^{-1}$一起，是已知的第二亮的天体。
1999-04-13 astro-ph
On the inability of Comptonization to produce the broad X-ray iron lines observed in Seyfert nuclei
最近有人提出，康普顿下散射可能会导致在塞弗特1星系的X射线谱中看到的宽铁线。这对标准模型提出了挑战，在标准模型中，这些线来自黑洞吸积盘的最内部区域，多普勒频移和引力红移导致线轮廓变宽。在这里，我们应用观测约束的康普顿下散射模型MCG-6-30-15和NGC 3516，两个最好的情况下，迄今为止的塞弗特星系与相对论宽线。我们发现，在MCG-6-30-15中的连续源所需的约束模型违反了黑体极限。在NGC 3516的情况下，只有非常小的参数空间区域与约束兼容。因此，我们得出结论，康普顿化模型是不是一个可行的，在这两个对象中看到的广泛的线。吸积盘模型仍然是这些数据的最佳解释。
2000-01-21 astro-ph
Precision Fe Kalpha and Fe Kbeta Line Spectroscopy of the Seyfert 1.9 Galaxy NGC 2992 with Suzaku
本文用朱雀X射线成像光谱仪（XIS）详细测量了Seyfert~1.9星系NGC2992在0.5 - 10keV波段的时间平均X射线谱。我们详细地模拟了复杂的连续体。有一个铁K线发射复合物，我们的模型与宽和窄线，我们表明，这两个组件的强度解耦的置信水平> 3sigma。宽Fe K线的EW为118（+32，-61）eV，可能起源于一个吸积盘（倾角大于~30度）。窄的Fe K α线的EW为163（+47，-26）eV，并且是未分辨的FWHM <4090 km/s），并且可能起源于遥远的物质。窄线中的绝对通量意味着视线外的柱密度可能比视线内测量的高得多，并且形成该线的平均（历史平均）连续发光度可能比从数据中测量的高几倍。我们还检测到窄的Fe Kbeta线具有高的信噪比，并描述了一种新的鲁棒性的方法来约束负责Fe Kalpha和Fe Kbeta线，不需要任何知识的可能的重力和多普勒能量漂移影响线能量的Fe的电离态。对于遥远的线发射物质（例如，假定的模糊环面），我们推断，主要的电离状态低于Fe VIII（在99%的置信度），保守地考虑到剩余的校准不确定性的XIS能量标度和理论和实验的不确定性的Fe K荧光线能量。从可能的康普顿反射连续谱的极限来看，窄的Fe K α和Fe K β线很可能起源于康普顿薄结构。
2006-09-20 astro-ph
Compton-Thick X-ray Absorption in the Seyfert Galaxies Tololo 0109-383 and ESO 138-G1
本文分析了Tololo 0109-383和ESO 138-G1两个塞弗特星系的ASCA X射线谱。在这两种情况下，光谱拟合揭示了两个统计上可接受的连续模型：康普顿反射和部分覆盖。两个光谱都有强的铁K-α线，等效宽度大于1.5 keV。这些较大的等效宽度表明，暗度比部分覆盖模型直接显示的暗度（约为2 x 10^23 cm^-2）更大，而实际的柱密度为“康普顿厚度”（即N_H > 1.5 x 10^24 cm^-2）。我们使用硬X射线/[O III]通量相关的Seyferts和文献中的数据，为这一假设提供额外的支持。由于Tololo 0109-383已知具有光学1型特征，例如宽的巴耳末线分量和Fe II发射，因此该结果将其标记为值得注意的对象。
2000-07-19 astro-ph
Dust lanes, thick absorbers, and the unification model for Seyfert galaxies
提出了一个修改流行的统一模型的塞弗特星系，它考虑到最近的观测结果的统计性质的1型和2型塞弗特。在提出的方案中，康普顿厚的Seyfert 2星系是通过致密、厚的物质（“环面”）观察到的那些来源，而康普顿薄/中等的Seyfert星系在更大的距离上被尘埃带所掩盖。
2000-02-23 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
Spectral analysis of a large sample of BeppoSAX Seyfert spectra with Comptonization models: Preliminary results
我们目前的光谱分析的一个大样本的塞弗特星系观测BeppoSAX的初步结果。唯一的选择标准是PDS带（12-200 keV）中足够大的S/N比（>10），以允许在最高能量下进行良好的检测。由此产生的样本由28个对象（17个Seyfert 1，11个Seyfert 2）和50个观测结果组成。我们在这里的主要努力是采用康普顿化模型，以适应不同的光谱上一个真正的宽带的基础上（0.1-200千电子伏）。我们使用两种不同的盘冠配置，各向异性板和各向同性的球形之一。讨论了日冕的温度、光学厚度和反射分量等物理参数在样品中的分布。我们还讨论了这些参数之间的相关性的存在（或不存在）。
2003-08-11 astro-ph
The hard X-ray spectrum of Compton-thick Seyfert 2 galaxies and the synthesis of the XRB
本文提出了一个适用于2型活动星系核的宇宙X射线背景（XRB）综合模型，该模型包括对吸收物质中康普顿散射的适当处理。在高红移时，2型活动星系核的相对重要性降低的证据被发现，这可能是由于遮蔽源的相对数量减少，或者（更可能）由于康普顿厚吸收源的比例增加。只有采用BeppoSAX/MECS测量的XRB标准化，才能同时拟合XRB谱、软X射线和硬X射线源计数。
1999-12-16 astro-ph
The formerly X-ray reflection-dominated Seyfert~2 galaxy NGC6300
本文介绍了对明亮的Seyfert 2星系NGC 6300的BeppoSAX观测结果。通过康普顿薄吸收体（NH ~ 3x10^23 atomoms/cm/cm）可以看到来自活动核的快速变化的辐射。一个具有异常高的反射率（R ~ 4.2）的康普顿反射分量，以及与两年半前由RXTE测量的反射占主导地位的光谱的比较表明，NGC 6300属于“瞬态”活动星系核，经历了长期和重复的低活动期。光谱转换提供了支持的想法，康普顿厚和康普顿薄X射线吸收体在塞弗特2星系是去耦，前者是最有可能与“环面”，而后者可能是位于更大的距离。
2001-11-07 astro-ph
X-rays and soft gamma-rays from Seyferts, radio galaxies, and black-hole binaries
本文评述了吸积黑洞源X射线/软γ射线辐射的若干问题。用热康普顿化方法可以很好地模拟OSSE观测到的塞弗茨软γ谱的形状。X射线斜率和这些源中康普顿反射强度之间的非常强的相关性可以通过反射冷介质附近的热康普顿化来解释。类似的相关性被认为是硬态的黑洞双星，但康普顿反射的强度在一个给定的X射线斜率是大于塞弗茨。这似乎是由于种子光子（康普顿化）发射的冷介质具有更大的能量在恒星质量系统比在塞弗茨。宽线射电星系具有弱反射的硬X射线谱，其反射与具有硬X射线谱的Seyferts相似。两个主要模型的源的几何形状，一个热的内盘周围的一个冷的外盘，和一个动态的日冕上面的一个冷盘，似乎同样可行的基础上，目前可用的数据。
2000-06-11 astro-ph
A 3 dimensional diagnostic diagram for Seyfert 2s: probing X-ray absorption and Compton thickness
我们提出并讨论了一个“三维”的诊断图塞弗特2星系获得的X射线和[OIII]数据的大样本的对象（报告在附录中）。该图显示了K α铁谱线的等效宽度，它是从光电截止得到的柱密度和标准化为[OIII]光学谱线通量的2-10 keV通量的函数（后者经过消光校正，被认为是源固有光度的真实指示器）。我们发现，硬X射线性质的第2类对象依赖于一个单一的参数，沿视线的吸收柱密度，按照统一的模型。该图可用于鉴别康普顿厚源和分离研究特殊天体。从这个分析中，我们得到了一个列密度分布的塞弗特2星系被认为是一个很好的近似的真实分布。大量的重吸收天体被发现，包括许多康普顿厚的候选者。我们的研究结果表明，2型塞弗茨的平均对数Nh/cm^（-2）为23.5，多达23-30%的源的Nh > 10^24 cm^（-2）。
1998-11-04 astro-ph
Changing look: from Compton-thick to Compton-thin, or the re-birth of fossil AGN
我们讨论的性质的一个小样本的塞弗特2星系的X射线光谱改变外观的时间尺度上的年，成为反射占主导地位的康普顿薄，反之亦然。反射占主导地位的光谱通常被认为是康普顿厚吸收的证据，但我们认为这样的光谱是由于核辐射的暂时关闭。这里讨论的观测结果可能有助于解释光学和X射线分类之间的不匹配，并提供了新的强有力的直接证据，证明在塞弗特2星系中存在一个以上的冷环核区域。
2003-02-17 astro-ph
Multiple BeppoSAX Observations of IC 4329A to Probe the Origin of the Compton Reflection Component in Seyfert 1 Galaxies
IC 4329 A是已知最亮的赛弗特星系，在硬X射线（~2-30 keV）下，可能是赛弗特1星系的代表。最近的一次100千帕斯卡BeppoSAX观测（Perola等人，1999年）清楚地证实了存在一个热吸收体、一个反射分量（R~0.6）和一个在Ec~270千电子伏处的幂律高能截止。其光谱特征丰富，加上通量大（2-10千电子伏之间约为1.6 x 10**-10 erg/cm 2 s），使该目标成为进行多次观测（特别是利用BeppoSAX）寻找光谱变化的理想目标。本文提供了3次随访观察（每次40 ks）的结果。本研究的第一个也是最重要的目标是探测塞弗特星系中观测到的康普顿反射分量的起源，通过监测反射连续谱和FeK线的变化来响应主连续谱的变化。第二个目标是寻找高能量截止的可变性。然而，我们在这些问题上没有取得任何结论性结果。事实上，不幸的是，所有四次观测都在几乎相同的通量下捕捉到了源，在不同的观测之间只显示出很小的、边缘的光谱变化。
2000-07-26 astro-ph
The X-ray spectra of Compton-thick Seyfert 2 galaxies as seen by BeppoSAX
本文总结和评述了BeppoSAX对Compton厚的Seyfert 2星系的观测结果，并推导和讨论了它们的一般性质。在观测到的7个源中，有5个源的原子核在高X射线能量下是直接可见的，其中光子穿透吸收体的柱密度在1.1-4.3x10^{24} cm-2之间（在另外两个源NGC 1068和NGC 7674中，原子核在所有能量下都是完全模糊的，这意味着更大的柱密度）。在大多数来源中，有明确的证据表明反射成分来自光学厚，冷物质，而在两个（或四个）情况下，也有证据表明来自电离物质的反射。对于具有测量的X射线光度的源，与红外光度进行了比较;而在两种情况下（Circinus星系和NGC 4945），红外辐射似乎是由星暴活动主导的，在其他三个源（NGC 6240，Mrk 3和TOL 0109-383），它很可能是由活动星系核发射的紫外和X射线光子的再处理主导的。
2000-05-10 astro-ph
Soft X-ray spectroscopy of Compton-thick Seyfert 2 galaxies with BeppoSAX
我们利用BeppoSAX对明亮的康普顿厚度的Seyfert 2s NGC 1068和Circinus星系进行了X射线光谱研究。Matt等人（1997年和1998年）将4 keV以上的光谱解释为康普顿反射和核辐射的暖等离子体散射的叠加。当这个连续向下外推到0.1千电子伏，进一步的组件出现。NGC 1068光谱中有丰富的发射线，主要是由于类氦元素从氧到铁的K-α跃迁，加上中性铁的K-α荧光线。如果电离线起源于温暖的散射体，它的热和电离结构一定是复杂的。根据连续谱和谱线的性质，我们估计热散射体的柱密度小于几个10^21原子/cm/cm。在圆规星系中，不存在高度电离的铁，这与电离参数U<5、密度约为10^22原子/cm/cm的几倍的散射介质相一致。在这两种情况下，中性铁谱线最自然地解释为介质中的荧光，负责康普顿反射连续谱。在NGC 1068中，需要kT~500 eV的光学薄等离子体发射和强烈的亚太阳金属丰度，而这样的分量在圆规星系中只是边缘的。我们初步确定这一组成部分的排放扩散热气体的核星爆。金属耗尽的可能原因进行了讨论。
1999-05-20 astro-ph
An X-ray Reprocessing Model of Disk Thermal Emission in Type 1 Seyfert Galaxies
利用一个由一个薄吸积盘包围的热的中心康普顿化等离子体组成的几何模型，我们模拟了1型塞弗特星系NGC 3516和NGC 7469的光学通过硬X射线光谱的能量分布。正如Poutanen、Krolik和Ryde为X射线联星天鹅座X-1提出的模型以及后来Zdziarski、Lubiński和Smith应用于塞弗特星系的模型一样，盘再处理的辐射与来自热中心等离子体的热康普顿化发射之间的反馈在确定X射线光谱方面发挥着关键作用，正如我们所展示的那样，光学和紫外光谱也是如此。表面上不相关的光学/UV和X射线光变曲线，类似于从这些物体上观察到的光变曲线，可以用康普顿化等离子体的大小、形状和温度的变化来解释。此外，通过设定一个满足热康普顿化光度和吸积功率之间全局能量平衡条件的盘质量吸积率，我们可以预测1型Seyfert星系中$\sim 50$ keV以上硬X射线连续谱的光谱性质。通过更灵敏的硬X射线和软$γ$射线望远镜，结合同时进行的光学、紫外线和软X射线监测，即将对硬X射线连续谱进行的测量将使质量吸积率在该模型的范围内直接受到这些来源的约束。
2002-02-12 astro-ph
Testing Comptonizing coronae on a long BeppoSAX observation of the Seyfert 1 galaxy NGC 5548
我们测试精确的模型的康普顿化光谱的高质量数据的BeppoSAX长期看NGC 5548，允许不同的几何形状的散射区域，不同的温度的输入软光子场和不同的视角。我们发现，BeppoSAX数据很好地代表了一个平面平行或半球形的日冕在倾角为30 $^{\circ}$。对于这两种几何形状，软光子的最佳拟合温度接近15 $^{+3}_{-9}$ eV。热等离子体温度和光学厚度的最佳拟合值分别为：平板的$kT_{\rm e}\simeq$ 250- 260 keV和半球的$τ\simeq$ 0.16- 0.37。这些值与通过幂律+截止近似拟合数据得到的康普顿化分量值（$kT_{\rm e}\lta$ 60 keV，$τ\simeq$ 2.4）有很大不同。这是由于在各向异性几何结构中精确的康普顿化谱显示出“固有”曲率，这降低了高能量截止的必要性。的Comptonization参数推导出的板模型{是}大于预测的两相平面平行电晕的能量平衡，这表明一个更“光子饥饿”的几何是必要的。在观测的中心部分发生的耀斑期间检测到的光谱软化对应于康普顿化参数的降低，这可能与软光子光度的增加有关，{硬}光子光度保持不变。
2000-04-10 astro-ph
The Compton Mirror in NGC 4151
我们表明，在硬X射线光谱的NGC 4151，不寻常的塞弗特1星系，可以调和的平均塞弗特1光谱，如果我们假设，中央源是完全隐藏在我们的视线由厚的部分的吸积盘或广泛的发射线云。观测到的X射线辐射是由赛弗特1型光谱在吸积盘日冕较高、较冷的部分或风中散射而产生的。由于康普顿反冲效应，出现了一个尖锐的截止。这个模型自然地解释了关于中心源倾斜的差异，从铁$Kα$发射线的观测推断为低（正面），但根据光学和紫外观测推断为高。
1996-05-10 astro-ph
The distribution of absorbing column densities among Seyfert 2 galaxies
我们使用硬X射线数据的“最佳”样本的塞弗特2星系，以获得的气体吸收柱密度的分布之间的遮蔽活动的核在本地宇宙。在样本中的所有塞弗特2星系中，75%的星系被严重遮蔽（N_H > 10^23 cm^-2），大约一半的星系具有康普顿厚度（N_H > 10^24 cm^-2）。中间型1.8-1.9 Seyfert的平均N_H值远低于“严格型”Seyfert 2s。N_H与核源的内禀光度之间没有相关性。这种N_H分布对宇宙X射线背景的合成具有重要意义。此外，大部分康普顿厚度的物体意味着大多数遮蔽气体位于距离核几个10 pc的半径内。
1999-02-26 astro-ph
The BeppoSAX view of bright Compton-thin Seyfert 2 galaxies
我们提出了31个观测的20个明亮的康普顿薄Seyfert 2的分析，在0.1-200千电子伏波段，与BeppoSAX卫星进行。该样品由BeppoSAX公共档案中的所有Seyfert 2组成，其2-10 keV通量高于5x 10 ^（-12）erg/cm^2/s。现有的良好统计数据和宽的能带允许详细研究这些源的主要连续分量，即初级幂律、反射分量、软发射和高能截止。我们的主要分析结果是：（1）3-200 keV内禀幂律的平均光子指数γ =1.79 ± 0.01，色散σ =0.23。(2)在E~100-300 keV的高能指数截止并不是塞弗特星系的普遍属性：在~30%的物体中，连续幂律不会下降到300 keV或更高的能量。(3)反射分量存在于几乎所有的源（21个中的17个）中。在多次观测的天体中，这一分量相对于内禀连续谱的微小变化表明，反射体不是吸积盘，而必须位于离核更远的地方。(4)反射和内在成分之间的比率的范围表明，环核介质是不均匀的，和一个显着的分数的立体角覆盖的气体厚度比沿视线。(5)铁的卡阿尔法线是目前的所有，但一个来源。在低吸收源（N_H < 3x10^23 cm^（-2））中，等效宽度在塞弗特1 s（EW=100-300 eV）的典型范围内，并在吸收更多的物体中增加，正如统一模型所预期的那样。(6)BeppoSAX的能量分辨率一般太低，无法测量铁谱线宽度。然而，在6例病例中…
2002-02-21 astro-ph
Using Multiwavelength Observations to Determine the Black Hole Mass and Accretion Rate in the Type 1 Seyfert Galaxy NGC 5548
我们模型的光谱能量分布的1型塞弗特星系NGC 5548，同时光学，紫外线和X射线监测观测拟合数据。我们假设一个由薄的吸积盘包围的热的中心康普顿化区域组成的几何形状。盘和热中心区域的性质由盘中热康普顿化区域和热再处理之间发生的反馈确定，该反馈与粘性耗散一起为康普顿化过程提供种子光子。多波长数据对这个模型施加的约束使我们能够推导出中心黑洞质量$M \la 2 \times 10^7$ \Msun、吸积率$\Mdot \la 2.5\times 10^5$ M $_\odot^2$ yr $^{-1}/M$以及薄外盘和几何上厚的热内部区域之间的过渡区域半径$\sim 2$-5 $\times 10^{14}$ cm的限制。
2002-11-20 astro-ph
Compton reflection and iron fluorescence in BeppoSAX observations of Seyfert type 1 galaxies
用BeppoSAX观测到的9个明亮的Seyfert 1和NELG型星系的样本进行了分析，以评估在真正宽带基础上（0.1-200千电子伏）的康普顿反射和来自环核气体的铁线荧光的光谱贡献的问题。直接连续统采用的经验描述是常用的指数截止的幂律。对理论预测的最直接检验，即线的等效宽度W α和相对于直接连续谱的反射强度R彼此密切相关，给出了一个基本上肯定的结果，即它们的平均比率非常接近于预期，并且似乎暗示只有适度的铁丰度分布。R与幂律斜率Gamma之间存在陡峭的相关性，这一点尚未得到证实。一个薄弱的证据发现，存在一个非常浅的趋势，增加平均伽马不能完全排除在R和W阿尔法，但需要用更大的样本进行测试。指数截止的能量Ef跨越从约80到大于300 keV的范围。发现了一种可能的相关性，Ef随Gamma平均增加：如果忽略，例如通过在样本研究中将Ef保持在固定值，则可能导致R和Gamma之间的相关性人为变陡。
2002-05-03 astro-ph
Spectral properties of the Narrow-Line Seyfert 1 Quasar PG1211+143
提出了一个理论模型来解释类星体PG 1211 +143在光学/X射线波段的光谱。特别是，我们认为，内吸积盘可能会发展一个温暖的，光学厚的皮肤，产生深刻的软X射线波段观察到的发射功能。这与康普顿化黑体发射很好地建模。同样温暖的、轻度电离的介质也可能是硬X射线反射和铁$K_α$线存在的原因。然而，在我们的模型中，康普顿化的种子光子是来自冷的吸积盘还是来自较热的等离子体，这仍然是一个悬而未决的问题。通过钱德拉和XMM数据获得的高分辨率光谱学现在可以提供对康普顿化和反射温暖皮肤中的物理条件的独立测试。
2001-12-17 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
Suzaku Observations of the Circinus galaxy
我们报告朱雀观测活跃，康普顿厚的Circinus星系。观测是用X射线成像光谱仪（XIS）和硬X射线探测器（HXD）获得的。在10 keV以下，核光谱主要是由高柱密度的冷致密气体反射的辐射，而在13 keV以上，辐射是通过约4 x 10^{24} cm^-2的柱密度直接透射的核发射。在0.2- 10 keV波段，XIS谱被Circinus中最亮的非核源（CG X-1）污染了5%，但在5-10 keV波段下降到1%，在更高的能量下可以忽略不计。我们没有发现硬（>12千电子伏）发射的变化的显着证据。用HXD/GSO在50- 100 keV波段2.5σ水平上勉强探测到Circinus。我们用四个分量模拟了3-70 keV波段的XIS+PIN光谱：康普顿透射核发射，反射核发射，软幂律（代表散射核发射，扩展发射和星系中低于几keV的源污染的组合）。发现硬核幂律的光子指数γ_h ~= 1.6，与软幂律非常相似。高能截止为E_C ~= 49 keV。这些结果与BeppoSax的结果一致。这个模型的外推到GSO带显示出良好的协议与GSO的光谱，并支持我们的检测Circinus高达~= 100 keV。
2008-09-26 astro-ph
Transmission- to reflection-dominated transition in Seyfert 2 galaxies: the XMM-Newton view
在本文中，我们提出了一个XMM-牛顿计划，以观察一个光学定义的，完整的和公正的样品康普顿厚塞弗特2星系的当前状态。本项目的主要目标是测量传输之间的转换发生率-（即：康普顿薄），和反射占主导地位的光谱状态。这些跃迁可能提供了关于围绕着核心的遮蔽物质的分布以及活动星系核活动的占空比的信息。在整个样本的约2/3被观测到的情况下，我们在8个观测对象中检测到了1个进一步的转变，证实了先前的建议，即这些转变发生在50-100年的时间尺度上。
2004-04-01 astro-ph
Suzaku Observation of HESS J1825-137: Discovery of Largely-Extended X-rays near from PSR J1826-1334
我们用朱雀XIS观测了HESS J1825-137最亮的部分，发现了从脉冲星PSR J1826-1334延伸至少15'（~ 17 pc）的弥散X射线。光谱没有发射线，并符合吸收幂律模型。因此，X射线很可能是来自脉冲星风星云的同步辐射。脉冲星附近（r<1.5 '）的光子指数为1.7，而r=1.5-16的光子指数在γ =2.0时几乎不变。朱雀星和H.E.S.S.结果自然可以用一个组合过程来解释：同步加速器X射线和伽马射线是由宇宙微波光子的逆康普顿引起的，高能电子是在7微G的磁场中引起的。如果电子在脉冲星上被加速，那么在1900年的同步加速器寿命内，电子必须以大于8.8 × 10^3 km·s^{-1}的速度传输超过17 pc。
2008-08-26 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
X-ray spectra transmitted through Compton-thick absorbers
用蒙特卡罗模拟计算了通过光学厚度大于康普顿散射的物质的X射线谱。应用BeppoSAX数据的Seyfert 2星系在Circinus，和宇宙X射线背景的光谱建模，进行了讨论。
1999-04-24 astro-ph
Suzaku Results on the Obscured Low-Luminosity Active Galactic Nucleus in NGC 4258
2006年6月，朱雀号对邻近的Seyfert 1.9星系NGC 4258中的低光度活动星系核进行了约100 ks的观测。利用XIS和HXD，在2至40 keV范围内探测到核发射，2- 10 keV的未吸收光度为8 × 1040 erg / s，在观测期间变化约2倍。它的2- 40 keV的光谱是由一个单一的功率定律与光子指数约2.0，吸收的等效氢柱约1.0 × 1023 cm 2的再现。在核的4'内的光谱还需要较软的薄热发射，以及归因于集成点源的中间硬度分量。在约40 eV的等效宽度处检测到弱中性Fe-Ka荧光线。数据不需要冷反射分量，假设一般情况下倾角为60度，从核看到的反射体立体角Ω被约束为Ω/ 2 π < 0.3。结果表明，围绕在原子核周围的冷反射物质是沿着我们的视线定位的，而不是形成一个厚的环面。
2008-11-30 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 BeppoSAX X-ray view of reflection-dominated Seyfert Galaxies
我们提出了新的结果，从BeppoSAX观测的反射占主导地位的塞弗特星系，即：1）康普顿厚的塞弗特2s NGC 1068和Circinus星系; 2）塞弗特1 NGC 4051，其核心被观察到在1998年5月已经关闭，只留下一个残余的反射分量作为其过去的活动的回声。本文主要研究软X射线的连续谱特性和X射线谱线。
1999-02-23 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
The Contribution of the Obscuring Torus to the X--Ray Spectrum of Seyfert Galaxies: A Test for the Unification Model
在流行的统一方案中，假设在塞弗特星系核周围存在一个模糊的环面，可以强烈地改变1型和2型塞弗特星系的X射线谱。我们发现，如果环面是康普顿厚，它可以散射在小角度的核辐射的一个显着的部分，并有助于连续的塞弗特1星系以上$\sim$ 10 keV，并在6.4 keV的荧光铁线。在大倾角和大的环面柱密度，光谱衰减的光吸收和康普顿散射，而铁的荧光线产生的环面可以有大的等效宽度。即使在被圆环外的温暖物质散射的连续谱稀释后，这条铁谱线也足以解释NGC 1068光谱中的“冷”成分。我们强调，复杂的模式预测的变化可以是一个强大的工具，用于约束模型的参数，如柱密度的环面，其倾斜度和温暖的散射材料的量。
1994-01-24 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
An XMM-Newton observation of the Narrow Line Seyfert 1 Galaxy, Markarian 896
本文给出了NLS 1 Markarian 896的XMM-牛顿观测结果。在2-10 keV波段，可以看到接近6.4 keV的铁发射线。该线刚刚被分辨，并且具有约170 eV的等效宽度。宽带光谱很好地模拟了伽马~ 2.03的幂律斜率，以及两个黑体分量，以适应软X射线过剩。使用一个更物理的双温康普顿化模型，一个很好的拟合得到的输入光子分布kT ~ 60 eV和康普顿化电子温度~0.3和200 keV。软过剩不能纯粹通过电离圆盘反射器对硬X射线连续谱的再处理来解释。
2003-01-09 astro-ph
Extreme X-ray spectral variability in the Seyfert 2 Galaxy NGC 1365
我们提出了多个钱德拉和XMM牛顿观测的1.8型塞弗特星系NGC 1365，这表明最戏剧性的X射线光谱变化观察到迄今为止在活动星系核：源切换从反射为主的透射为主，并在短短6周内回来。在此期间，从中心周围约1 kpc区域产生的软热分量保持不变。反射分量在所有时间尺度上都是恒定的，其相对于主要分量的高通量意味着存在覆盖大部分立体角的厚气体。这种气体的存在，以及快速变化的时间尺度，表明康普顿厚到康普顿薄的变化是由于视线吸收体的变化，而不是极端的固有发射变化。我们讨论了一种环核吸收体/反射体的结构，它可以解释所观察到的X射线光谱和时间特性。
2005-03-16 astro-ph
ASCA observations of type-2 Seyfert galaxies: II. The Importance of X-ray Scattering and Reflection
通过对25个2型塞弗特星系的ASCA观测资料的分析，讨论了X射线散射和康普顿反射在2型塞弗特星系中的重要性。对铁K α、[O III]线和X射线变化的考虑表明，NGC 1068、NGC 4945、NGC 2992、Mrk 3、Mrk 463 E和Mrk 273主要由再处理的X射线组成。我们更详细地研究这些来源的属性。我们发现，铁Kalpha复合物包含显着的贡献，从中性和高电离的铁物种。康普顿反射、热气体和星暴辐射都对观测到的X射线谱有重要贡献。Mrk 3是该子样本中唯一没有显著星暴污染的源。3 keV以下的ASCA光谱主要由U_X ~ 5、N_H ~ 4 x 10^23 cm^-2的热散射气体组成。这种物质比Seyfert~1星系中的暖吸收体更容易电离，但可能包含与喷流相关的激波加热气体的贡献。估计的X射线散射分数覆盖0.25 - 5%。高于3千电子伏的光谱似乎是由康普顿反射分量占主导地位，虽然有证据表明，主要的连续分量变得可见接近10千电子伏。
1997-05-12 astro-ph
X-rays and gamma-rays from accretion flows onto black holes in Seyferts and X-ray binaries
我们回顾观测和理论模型的X射线/伽玛射线光谱的射电宁静塞弗特星系和银河系黑洞候选人（在硬光谱状态）。观测到的光谱共享它们所有的基本组成部分：基本的幂律，具有Fe K-α线的康普顿反射分量，通过介入冷物质的低能量吸收，以及高于~ 200 keV的高能量截止。X射线能谱指数α在Ginga、EXOSAT和OSSE的Seyfert谱中通常在~ 0.8-1的范围内。从Ginga/OSSE同时观测到的黑洞候选者Cyg X-1和GX 339-4的硬态光谱的α值约为0.6-0.8。康普顿反射分量对应于冷物质（例如，从X射线源看，其立体角为~（0.4-1）× 2 π。在~ 200 keV以上的软伽马射线中，光谱被截断。用热等离子体中软光子的康普顿上散射很好地拟合了Seyfert源和黑洞源的宽带谱。我们的拟合产生的热等离子体温度为~ 100 keV和汤姆逊光学深度τ 1。一部分非热辐射的光度似乎很小，在塞弗特星系NGC 4151中可以限制在< 15%。谱线在511 keV之前被截断，这强烈地暗示了e+e对的产生在限制源的温度和光学深度方面的作用。源的几何形状是兼容的补丁日冕以上的冷盘在西弗茨，但不是在天鹅座X-1。在后者中，反射的相对弱与来自外盘区域的热的内盘的发射的反射是相容的。
1996-12-10 astro-ph
An Anisotropic Illumination Model of Seyfert I Galaxies
我们发展了一个赛弗特星系连续辐射的自洽模型。高能辐射是由吸积盘以热辐射形式发射的软光子通过逆康普顿过程产生的。而热辐射则完全是由于撞击的高能光子的再处理造成的。高能量源被假定为一个光学薄等离子体的高度相对论轻子（$e^+-e^-$），在一个给定的高度上的磁盘轴上休息。这个暖源可能是来自盘的失败喷流与星际介质之间强烈碰撞的结果。这种几何结构是高度各向异性的，这对康普顿过程有很大的影响。蒙特卡罗模拟允许反射分量（所谓的高能凸起）叠加到用我们的模型获得的UV到X射线光谱，使我们通过拟合NGC4151和IC 4329 a的高能光谱与观测进行首次比较。
1997-07-07 astro-ph
