Seyfert-Type Dependences of Narrow Emission-Line Ratios and Physical Properties of High-Ionization Nuclear Emission-Line Regions in Seyfert Galaxies
为了研究窄发射线通量比如何依赖于Seyfert类型，我们从文献中收集了355个Seyfert星系的各种窄发射线通量比。本文指出，[Fe VII]6087，[Fe X]6374和[Ne V]3426的强电离发射线在Seyfert 1星系中比在Seyfert 2星系中强。除了这些谱线之外，[O III]4363和[Ne III]3869的电离势不高（< 100 eV），但临界密度却非常高（> 10^7 cm^-3），它们也表现出同样的趋势。另一方面，低电离发射线之间的发射线通量比没有显示出这种趋势。我们指出，这些结果的最合理的解释是，高电离发射线主要来自高度电离的，致密的气体云，这是非常接近的核，因此可以隐藏的尘埃环面。为了研究这些高度电离的致密气体云的物理性质，进行了光电离模型计算。结果发现，这些高电离密度气体云的氢密度和电离参数分别被限制为n_H > 10 ^6 cm^-3和U > 10^-2。这些下限几乎与气体云的金属丰度和核电离辐射的光谱能量分布无关。
2001-07-02 astro-ph
The complex FeK line of the Narrow-Line Seyfert 1 galaxy IRAS13349+2438
这里介绍了XMM-Newton欧洲光子成像相机在0.3-10 keV之间对窄线塞弗特1星系IRAS 13349 +2438进行的观测。该源的宽带光谱在低能量（E < 2 keV）下由强过量发射和5.5-8.0 keV之间的复杂发射/吸收特征主导。软X射线光谱与反射光栅光谱仪发现的电离吸收一致（Sako等人（2001））。我们专注于2-10千电子伏的光谱，这表明了一个广泛的，复杂的FeK α线，ASCA以前看不见的明确证据，并为铁K壳边缘检测到约7.3-7.4千电子伏（休息帧）。这一边缘的存在可以用部分覆盖或电离/相对论反射模型来解释，后者是首选，所得的幂律斜率为γ 2.2。谱线轮廓是复杂的，具有在~ 5.5-6.5 keV之间的宽凸起和在~ 7 keV处的窄发射谱线，由在~ 6.8 keV处的急剧下降分开。这个轮廓与两种可能的情况是兼容的：i）一个广泛的，电离的和引力红移的Laor盘线加上一个狭窄的和电离的发射线; ii）一个广泛的，电离的和单一的史瓦西（双峰）盘线叠加窄吸收线。
2003-07-28 astro-ph
Integral Field Spectroscopy of Mrk 273: Mapping 10^3 km/s Gas Flows and an Off-Nucleus Seyfert 2 Nebula
积分场光学光谱与INTEGRAL光纤为基础的systemis用于映射扩展的电离区和气体流动的Mrk 273，最近的超铝红外星系（ULIRGs）之一。Hbeta和[OIII]5007图显示了沿位置角（PA）240分开4“（3.1 kpc）的两个不同区域的存在。东北部区域与星系的光学核重合，显示出LINER的光谱特征。西南部地区以[OIII]排放为主，被归类为Seyfert 2。因此，在光学上，Mrk 273是一个超亮红外星系，有一个LINER核和一个扩展的离核Seyfert 2星云。[OIII]电离气体的运动学表明：（i）LINER核周围区域存在高度扰动的气体;（ii）峰间振幅为2.4 x 10^3 km/s的高速气流;（iii）外部区域（3 kpc）存在静止气体。我们假设，高速流是在一个光学模糊的核星暴中产生的星暴驱动的超风，并且静止的气体直接被核源电离，就像通常在塞弗特星系中看到的电离锥。
1999-10-19 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
An extreme, blueshifted iron line profile in the Narrow Line Seyfert 1 PG 1402+261; an edge-on accretion disk or highly ionized absorption?
本文报道了射电宁静窄线Seyfert 1 PG 1402+261的短XMM-牛顿观测。PG 1402+261的EPIC X射线光谱显示在静止帧中6-9 keV之间的计数强烈过量。这个功能可以模拟一个异常强大的（等效宽度2千电子伏）和非常广泛的（FWHM速度为110000公里/秒）铁K壳层发射线。在7.3 keV处的线质心能量相对于铁的K α发射带在6.4-6.97 keV之间出现蓝移，而在类星体静止框架中，线的蓝翼延伸到9 keV。线的轮廓可以通过内吸积盘的反射来拟合，但是需要大于60度的倾角来模拟线的极端蓝翼。此外，线的极端强度需要一个几何形状，由此来自PG 1402+261的高于2keV的硬X射线发射由来自盘的纯反射分量主导，而很少或没有直接的硬幂律被观察到。或者，如果柱密度足够高（NH> 3 x 10^23 cm^-2），并且物质被电离到足以在9 keV处产生深（τ ~1）的铁K壳层吸收边，则2 keV以上的光谱可以用电离吸收体来解释。这种吸收体可能起源于一个大的柱密度，高速流出，也许类似于那些似乎是在其他几个高吸积率活动星系核中观察到的。需要进一步的观测，特别是在更高的光谱分辨率下，以区分吸积盘反射或外流的情况。
2004-08-23 astro-ph
Outflows of very ionized gas in the center of Seyfert galaxies: kinematics and physical conditions
本文利用中分辨光谱对Seyfert星系的[FeXI]、[FeX]、[FeVII]、[SiVI]和[SiVII]谱线的观测，推断了该星系日冕气体的大小和运动学。这些日冕线（CL）从未分辨的核心延伸到几十到几百秒差距。研究的最高电离离子的区域，[FeXI]和[FeX]，是空间上延伸最少的，并且集中在中心;中间电离线从核延伸到几十到几百秒差距;较低的[OIII]-类离子已知延伸在kpc范围内。所有这些都表明电离气体中的分层，通常解释为驱动电离机制的核光电离。然而，CL配置文件显示出各种特点：它们是由一个因素的两个更广泛的比低电离线，扩大是在不对称的蓝色翅膀，和他们的质心位置在核蓝移了几百公里/秒。此外，在NGC 1386和NGC 1068中，在核区和扩展日冕区检测到双峰[FeVII]线，这是活动星系核CL中这种类型轮廓的首次报道。如果解释为流出签名，在零强度水平的线的总加宽意味着气体速度高达2000公里/秒。虽然整个日冕区域的离子分层意味着光致电离是主要的动力机制，但从轮廓推导出的高速度，发射的相对较大的空间延伸，以及光致电离模型的结果表明，还有一种机制在起作用。我们认为，流出所产生的冲击可以提供额外的所需的电力线的形成。
2006-09-29 astro-ph
ASCA Observations of the Ionized Gas in the Seyfert Galaxy NGC 3783
本文介绍1993年和1996年期间对NGC 3783进行的ASCA观测结果。在两个历元之间和单个观测值内都观察到变异性，后者是由于非平稳过程。我们发现在这两个时期的光谱包含电离物质的吸收，主要是由于Ovii和Oviii的功能。我们发现，这种材料的不透明度减少了约2倍，在约0.7- 1.0千电子伏带之间的时代，而光电离通量增加了约25%。通过与详细的光电离模型的比较，我们发现这种行为是不一致的预期从一个单区的光电离气体。与Oviii的过量吸收相一致，与这些模型相比，数据中存在缺陷，这支持了材料由两个或多个区域组成的建议。在这两个时期也观察到显着的铁K壳层发射。我们表明，这种排放占主导地位的非对称线轮廓预计从最里面的区域的吸积流。我们没有发现证据表明，Fe的排放量在两个时代之间的形状或等效宽度的变化。
1998-03-05 astro-ph
ASCA Observations of Seyfert 1 galaxies: III. The Evidence for Absorption & Emission due to Photoionized Gas
本文对18个天体的23次ASCA观测的0.6 - 10 keV能谱进行了详细的分析。我们发现，在大多数情况下，基本的连续可以很好地表示为一个幂律与光子指数伽玛约2。然而，我们在13/18天体的视线中发现了光电离气体的强有力证据。我们提出了详细的模拟这种气体的离子光电离代码的基础上。我们发现的X射线电离参数的电离材料是强烈的峰值在Ux约0.1。电离物质的柱密度通常在N_{H,z}约10^{21}-10 ^{23} cm^{-2}的范围内，尽管在某些情况下不能排除高达10^{24} cm^{-2}的高度电离柱密度。我们还调查了电离气体的发射光谱的重要性，发现它显着提高了适合许多源的强度一致的材料对着一个大的立体角在中央源。在约1千电子伏的来源表现出最强的吸收功能的赤字的计数观察。我们认为这可能是第二个区域（更高）电离气体的签名，这可能是以前在一些Ginga观测中观察到的深Fe K壳边缘。我们发现NGC 3227和MCG-6-30-15中的电离物质含有嵌入的尘埃，而其他来源中没有这样的证据
1997-08-05 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
Is a minor-merger driving the nuclear activity in the Seyfert 2 galaxy NGC 2110?
我们报告了一个详细的形态学和运动学的研究孤立的非酒吧附近的塞弗特2星系NGC 2110。我们结合积分场光学光谱，与长缝和WFPC 2成像可在HST档案，调查在这个星系的燃料机制。以前的工作（Wilson & Baldwin 1985）得出结论，星系的运动中心从星系的视质量中心位移了约220 pc，电离气体遵循一条非常正常的旋转曲线。通过对NGC 2110的运动学、电离气体速度场和弥散速度场以及V、I和H α的高空间分辨率形态的分析，我们发现：1）NGC 2110的运动学中心位于星系核。2)电离的气体不是纯旋转运动。3)发射线宽度的二维分布的形态表明存在短轴星系外流。4)核相对于恒星系统速度发生蓝移，表明NLR气体由于与射电喷流的相互作用而流出。5)电离气体在核南部相应的旋转运动上红移约100 km/s，相对于核恒星系统速度红移240 km/s。这一速度与Gallimore等人（1999）检测到的HI红移吸收速度一致。我们讨论的可能性，南电离气体的运动学可能会受到扰动的碰撞与NGC 2110上的小卫星，靠近中心的高度倾斜的轨道。对这种解释的其他支持是在V非锐化掩模图像中检测到的径向尘埃带和潮汐碎片。我们认为，一个小的合并可能驱动了NGC 2110的核活动。
2002-07-12 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
Absorption and Reddening in the Seyfert Galaxy NGC 3227
利用空间望远镜成像光谱仪（STIS）获得了NGC 3227的低色散光谱，研究了该Seyfert 1星系核的内禀紫外吸收和红化。的UV光谱显示了丰富的吸收线的系统红移，跨越范围广泛的电离状态（镁I至NV）。这些谱线的等效宽度与我们先前的预测一致，即存在一个“不冷不热的”（在电离面T= 18，000 K），其中有大量的气柱[N（H）= 2 x 10^21 cm^-2]，很可能是导致原子核变红的原因。在能量小于1 keV的X射线中，微温吸收体也是大部分吸收的原因，尽管需要一个更高度电离的“温吸收体”来解释O VII和O VIII电离边缘。此外，我们还需要一个[N（H）= 5 x 10^19 cm^-2]的小冷气体柱来匹配紫外光谱中中性线和单电离线的强度。NGC 3227是第一个发现其红化与内禀紫外吸收之间存在密切联系的Seyfert星系，通过与未红化的Seyfert星系NGC 4151的STIS紫外光谱和光学光谱的比较，确定了NGC 3227核连续源在1150 - 10，200 A范围内的红化曲线。红化曲线没有显示出2200 AA的凸起，并且在UV中比银河系，LMC和SMC的红化曲线更陡峭，这表明在核附近有大量的小尘埃颗粒。
2001-02-23 astro-ph
On The Reddening in X-ray Absorbed Seyfert 1 Galaxies
有几个塞弗特星系的中性氢柱小，从X射线观测和更大的柱从红化的光学/紫外线发射线和连续谱之间的差异。标准范例具有高度电离气体内的尘埃，其产生O~VII和O~VIII吸收边缘（即，一个“满是灰尘的温暖的摇篮”）。我们提出了另一种模型，其中尘埃存在于一种气体成分中，其中氢已被剥离，但其电离状态太低，无法拥有O~VII和O~VIII的显着柱（即“不冷不热的尘埃”）。不冷的吸收体在足够的径向距离，以涵盖大部分的窄发射线区域，因此占窄线红化，不像灰尘温暖的吸收体。我们测试的模型，通过使用光电离模型和吸收边拟合相结合的分析组合ROSAT/ASCA数据集的塞弗特1.5星系，NGC 3227。我们表明，该数据是很好的配合由一个组合的不冷不热的吸收剂和一个更高度电离的组件类似于在早期的研究中提出的。我们预测，这种不冷不热的吸收剂将产生N V，C IV，Si IV和Mg II的强紫外吸收线。最后，这些结果表明，单电离氦是一个重要的，往往被忽视，在软X射线带（100 - 500 eV）的不透明度的来源。
2000-02-23 astro-ph
An investigation of the origin of soft X-ray excess emission from Narrow-line Seyfert 1 galaxies Akn564 and Mrk1044
利用XMM-牛顿观测研究了窄线Seyfert 1星系Akn 564和Mrk 1044的软X射线过量辐射的起源。我们发现了Akn 564在100 ks长的观测中软、硬X射线发射之间存在时间延迟的明显证据。4- 10 keV波段的变化滞后于0.2-0.5keV波段的变化1768 ± 122 s。Akn~564的全波段功率密度谱（PDS）在~1.2e-3 Hz处有一个转折点，转折点上、下的幂律指数分别为~1和~3。硬带（3- 10 keV）的PDS比软带（0.2-0.5keV）的强而平坦。根据对Mrk 1044的短时间观测，我们发现在零滞后时0.2-0.3keV和5- 10 keV带之间没有相关性。这些观察结果表明，软过剩不是再处理的硬X射线发射。用RGS获得的Akn 564的高分辨率光谱显示了高度电离和另一种弱电离的温暖吸收介质的证据。模糊风和模糊电离反射模式不能充分描述pn数据。光谱是一致的一个复杂的模型组成的光学厚康普顿化在一个冷的等离子体的软过剩和陡峭的幂律，修改两个温暖的吸收介质推断的RGS数据和前景银河系吸收。涂抹风模型和光学厚康普顿化模型都能令人满意地描述Mrk 1044的光谱，但电离反射模型需要极端的参数。这些数据表明两个组成部分的电晕-一个凉爽，光学厚电晕软过剩和热电晕的幂律分量。在软带PDS中存在一个中断表明一个紧凑的冷日冕，可以是一个电离的表面的内部磁盘或内部光学厚…
2007-09-12 astro-ph
Probing the Ionization Structure of the Narrow Line Region in the Seyfert 1 Galaxy NGC 4151
研究了Seyfert 1星系NGC 4151的窄线区（NLR）中[O III] $λ$ 5007和[O II] $λ$ 3727的辐射分布.虽然NGC 4151的NLR显示出与塞弗特星系统一模型一致的整体结构，但哈勃太空望远镜上的宽视场和行星照相机2获得的窄带[O III]和[O II]图像显示了来自发射线双锥外部的显着发射。[O III]/[O II]比值在这些区域较低，与较弱的电离通量一致。我们进行了光电离模拟分析的发射线气体在一系列的环，中心的中心连续源，与内径从13到90秒差距。气体被辐射电离，该辐射已被完全覆盖中心源的相对高度电离的吸收体（HABS）和覆盖因子范围为0至1的较低电离吸收体（LABS）衰减。我们发现，[O III]/[O II]的比例是很好的拟合假设，在每一段的环，一些部分的NLR气体是完全的LABS的阴影内，而其余的照射的连续过滤只有HABS。这表明NLR的结构是由于电离气体对电离辐射的过滤，与盘风模型一致。一种可能的情况是，低电离吸收剂是被风卷起的密集气体结。
2008-02-22 astro-ph
Evidence for a high accretion rate as the defining parameter of Narrow-Line Seyfert 1 galaxies
在许多窄线塞弗特星系中异常强烈的X射线光谱特征被发现与强电离物质的反射一致，为这些物体的高吸积率提供了进一步的证据，并在未来的观测中提供了该关键参数的独特签名。
2000-05-08 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
The X-ray evolving universe: (ionized) absorption and dust, from nearby Seyfert galaxies to high-redshift quasars
在从低到高红移的所有类型的活动星系中都探测到了冷吸收体和暖吸收体。该气体位于活动星系核的黑洞区域，被认为在活动星系核的统一方案、解释X射线背景、黑洞生长和活动星系核演化中起着重要作用。我们提供了一个审查的意见，尘埃和无尘的温暖和寒冷的吸收在低和高红移，包括最新的结果和令人兴奋的问题仍然开放。重点是我们将首次使用XEUS解决的科学问题，特别是在高红移方面，包括：（i）通过探测金属吸收边来确定X射线（冷）吸收剂的金属丰度，（ii）分析与冷电离气体混合的粉尘的成分（冷尘埃和冷气体中金属的K边将首次彼此分辨），（iii）气体速度场的测量，（iv）利用这些结果来研究活动星系核中气体和尘埃从高红移到低红移的演化：丰度、尘埃含量、电离状态、气体数量和速度的演化，以及它在供养黑洞中的作用。我们强调铁吸收测量的重要性与XEUS在高红移的宇宙学的两个关键问题：宇宙的早期恒星形成的历史，和宇宙学参数的测量。作为一个例子，我们讨论了最近的XMM牛顿观测高红移BAL类星体APM 08279+5255。
2002-07-15 astro-ph
The Spectral Energy Distribution of the Seyfert galaxy Ton S180
我们目前的光谱结果，从多卫星，宽带运动的窄线塞弗特1星系吨S180在1999年底进行。我们讨论的光谱能量分布的源，结合同时钱德拉，ASCA和EUVE数据与同期的FUSE，HST，地面光学和红外数据。由此产生的SED表明，大部分的能量是在10 - 100 eV的制度，这必须由一次能源占主导地位。在紫外区没有明显的光谱转换。强的软X射线发射和SED的整体形状表明，吸积盘的发射峰值在15和100 eV之间。高分辨率FUSE光谱显示由于O VI的紫外吸收和钱德拉光谱中缺乏可检测的X射线吸收，表明沿着我们的视线存在低柱密度的高度电离气体。环核气体的高度电离状态很可能与活动核的高光度和陡峭光谱有关。考虑到Ton S180的强电离通量，可能在中心源的几十光日内的云被高度电离而不能产生大量的线发射。因此，Ton S180中发射线的窄宽度是由于大半径引起的发射。
2001-11-27 astro-ph
Modeling time delays in the X-ray spectrum of the Seyfert galaxy MCG-6-30-15
我们提出了一个反射模型的时间延迟期间检测到一个异常明亮的，在MCG-6-30-15的单一耀斑。我们考虑的情况下，硬X射线相对于软X射线的延迟是由延迟反射分量的存在所引起的。我们采用了一个模型的耀斑，这是伴随着再处理的排放。我们考虑两种几何形状/热状态的后处理介质：部分电离的吸积盘表面和磁约束，冷斑点的分布。通过冷斑点的再处理预测正的时间延迟和时间延迟-能量关系中的饱和，这可能存在于数据中。该模型需要一个强的反射分量，并依赖于组合的主要和反射光谱的表观旋转。电离盘表面的反射不能再现所观察到的延迟。我们讨论了这两个反射场景之间的关系，并认为它们都存在于MCG-6-30-15。
2007-02-26 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
Chandra Grating Spectroscopy of the Seyfert Galaxy Ton S180
本文介绍了利用Chandra和ASCA对Ton S180的光谱观测结果。这些数据证实了软过剩的存在，但钱德拉LETG光谱显示它是广泛和平滑的，而不是分解成单独的发射线。这种过剩可能代表一个主要的或再处理的连续谱成分，或来自电离吸积盘的宽谱线的混合。在其他五个NLSy1s中出现类似特征使我们得出结论，这种软X射线成分可能是以非常高的速率吸积的源的特征。X射线光谱没有显示出吸收线的证据，表明如果气体存在于视线中，那么它处于非常高的电离状态或具有极宽的速度分布。新的ASCA数据证实，Fe K α线的窄成分峰值接近7 keV的静止能量，表明在核环境中存在大量的高度电离的材料。
2000-12-06 astro-ph
The Narrow-Line Region of Seyfert Galaxies: Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies versus Broad-Line Seyfert 1 Galaxies
窄线Seyfert 1星系（NLS 1 s）的核辐射谱能量分布（SED）与普通宽线Seyfert 1星系（BLS 1 s）相比具有不同的形状，特别是在X射线的波长上。这可能导致NLS 1和BLS 1之间的窄线区域（NLR）中的气体的电离度和温度的一些差异。本文旨在研究它们之间的NLR气体的物理条件是否存在这种差异。为此，我们从文献中收集了36个NLS 1和83个BLS 1的发射线比。对比这两个样本，我们已经发现，[O { \sc i}] $λ$ 6300/[O { \sc i}]的线比MM iii}] $λ$ 5007和[O {\sc iii}] $λ$ 4363/[O { \sc iii}] $λ$ 5007，它们分别表示电离度和气体温度，在NLS 1和BLS 1之间在统计上是不可区分的。基于新的光电离模型计算，我们发现这些结果与它们之间的SED的差异并不矛盾。文中还简要讨论了不同的表面增强效应对高离化发射谱线的影响。
2000-08-01 astro-ph
High-resolution X-ray spectroscopy of the Seyfert 2 galaxy Circinus with Chandra
给出了用60 ksChandra HETGS对附近的Seyfert 2 Circinus进行观测的结果。光谱显示了丰富的发射线在软和硬X射线，包括线的Ne，Mg，Si，S，Ar，Ca和Fe，和一个突出的Fe Ka线在6.4 keV。我们确定了几个He-样的组件和测量几个莱曼线的H-样离子。在有限的数据信噪比下无法分辨谱线的轮廓。我们在一篇配套论文中对零级图像的分析将发射区域的大小限制在20-60 pc，这表明在这个体积内的发射几乎完全是由于对被遮蔽的中心源的再处理。在这里，我们表明，一个模型包含两个不同的组件可以重现几乎所有观察到的性质，这种气体。假设两次太阳成分和N \propto r^{-1.5}密度分布，电离成分可以解释电离物质的观测强度。中性成分是高度集中的，在0.8角秒的点源内，几乎所有观测到的K α（6.4千电子伏）发射都是由中性成分引起的。Circinus的气体分布与Mkn~3不同。
2000-10-18 astro-ph
Circumnuclear Gas in Seyfert 1 Galaxies: Morphology, Kinematics, and Direct Measurement of Black Hole Masses
利用NIRSPEC的高空间分辨率（~ 0“. 09）近红外光谱仪，在Keck望远镜上，采用自适应光学测量了Seyfert 1星系核区分子、电离和高电离气体的二维分布和运动学。分子氢，H2，在所有9个塞弗特1星系中被检测到，在大多数星系中，具有空间分辨的通量分布。与此相反，BrG发射的窄分量具有与K带连续谱一致的分布。一般来说，H2的运动学与薄盘旋转一致，在三个星系中测量到的速度梯度超过100 km/s，在两个星系中测量到的速度梯度超过100 km/s。BrG的运动学与H2旋转一致，除了在所有四种情况下，中心0“.5的蓝移或红移超过75 km/s。用[Ca VIII]和[Si VII]日冕线测量的高度电离气体在空间和运动学上与中心0“的BrG一致。考虑到恒星质量分布、发射线通量分布和点扩散函数，动力学模型已被拟合到二维H2运动学。对于NGC 3227，模型表明黑洞的质量为Mbh = 2.0{+1.0/-0.4} x 10^7 Msun，对于NGC 4151 Mbh = 3.0{+0.75/-2.2} x 10^7 Msun。在NGC 7469中，最佳拟合模型给出的Mbh < 5.0 x 10^7 Msun。在这三个星系中，模型显示了一个近面对盘的倾角，这与活动星系的统一理论是一致的。直接的黑洞质量估计验证了从混响映射技术确定的质量是准确的，没有额外的系统误差的三个因素。
2007-12-14 astro-ph
The X-ray nebula around the Seyfert 2 galaxy NGC4388
本文报道了钱德拉X射线天文台观测到的塞弗特2星系NGC4388的X射线辐射。在光学和射电观测所建议的活动核位置发现了一个硬X射线峰。扩展的软X射线发射与光学线发射中发现的电离锥相关。在银河系以北16千秒差距处发现了一个大的软X射线延伸区。具有低电离参数（xi<3）的光电离气体似乎是这种发射的可能解释。相同的电离气体云可能是负责光学[OIII]发射。铁K线发射冷材料被发现延长了几个千秒差距。
2003-06-06 astro-ph
Subaru Deep Spectroscopy of the Very Extended Emission-Line Region of NGC 4388: Ram Pressure Stripped Gas Ionized by the Nuclear Radiation
本文报道了利用斯巴鲁望远镜在室女星系团的塞弗特2星系NGC 4388周围偶然发现的甚扩展发射线区（VEELR）的深光谱结果。观察到的区域的大部分细丝的H-α衰退速度相对于星系的系统速度是高度蓝移的。速度场是复杂的，从运动学和形态学的观点来看，似乎有几个丝状流：低速（v = -100 km/s）丝状流，高速（v = -300 km/s）丝状流，以及非常高速（v > -500 km/s）的云复合体。VEELR灯丝的发射线比很好地解释了幂律光电离模型与太阳丰度，这表明NGC 4388的Seyfert核是VEELR的主要电离源，VEELR气体具有中等的金属丰度。除了光致电离，冲击加热可能有助于气体的电离。特别地，塞弗特核电离锥外的细丝主要由激波激发。我们的结论是，VEELR以前的盘气体的NGC 4388，这已被剥离的冲压压力，由于之间的相互作用，热的星系团内介质（ICM）和星系。VEELR的速度场和形态非常类似于这个过程的一些数值模拟的快照。在NGC 4388的例子中，冲压压力剥离的气体，通常被视为延伸的HI细丝，碰巧被来自活动星系核的辐射暴露和电离，因此可以被视为光学发射线气体。
2003-10-02 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
Discovery of Very Extended Emission-Line Region around the Seyfert 2 Galaxy NGC 4388
我们发现了一个非常大的，35千秒差距，发射线区域周围的塞弗特2型星系NGC 4388，使用深窄带成像与主焦点相机（Suprime-Cam）的斯巴鲁望远镜。这个区域由许多微弱的气体云或细丝组成，并从星系向东北方向延伸。这些云的典型H-α光度L（H-α）为10^37 erg s^-1，距离核心10 kpc以内的区域的总L（H-α）为2 x 10^38 erg s^-1，相当于10^5 M太阳能的电离气体质量。发射线强度比I（[OIII]）/I（H-α）图表明VEELR的内部（r < 12 kpc）区域可能是由核电离辐射激发的。外区（r > 12 kpc）的激发机制尚不清楚，但核辐射可能也是其电离的主要来源。我们讨论电离气体的起源。VEELR中气体的两个可能来源是：（i）过去与富含气体的矮星系相互作用产生的潮汐碎片，即，一个小的合并，或（ii）NGC 4388的星际介质，被室女星系团的热星系团内介质的冲压压力剥离。
2001-12-17 astro-ph
X-RAY OUTBURST OF THE PECULIAR SEYFERT GALAXY IC 3599
我们报告的光学，软X射线和紫外线观测奇特的塞弗特星系IC 3599使用ROSAT和IUE获得的数据。最值得注意的是，我们发现X射线通量在一年内迅速减少约100倍，此后逐渐减少。IC 3599的X射线光谱在通量最大时是软的，并且随着通量降低而变得甚至更软。同时，随着X射线通量的后期下降，我们观察到高度电离的光学铁线的强度下降。我们讨论了这种行为的几种解释，包括一个吸积盘的不稳定性和潮汐破坏的恒星绕中心的大质量黑洞。
1995-05-18 astro-ph
Ionized Absorbers in AGN: the Role of Collisional Ionization and Time-Evolving Photoionization
在本文中，我们探讨碰撞电离和随时间演化的光电离，X射线发现，电离吸收在塞弗特星系。这些吸收剂的时间变化与简单的平衡模型不一致。我们开发了一个简单的代码来跟踪非平衡光电离气体的时间演化。结果，出现了几个很容易观察到的效应，事实上，这些效应可以解释其他自相矛盾的行为。具体而言，我们发现：1）在许多重要的天体物理条件下，纯碰撞和光电离平衡可以通过中等光谱分辨率的观测来区分，这是由于1至3 keV之间的强吸收结构。2)在时间演化的非平衡光电离模型中，气体电离态对电离连续谱突然变化的响应在低气体密度下平滑和延迟，即使当光度增加时也是如此。3)如果电离光度的变化不是瞬时的，并且电子密度足够低（极限取决于气体的平均电离状态），则气体的电离状态可以继续增加，而源光度降低，因此给定元素的电离状态的最大值可能发生在电离强度的最小值期间（与平衡模型的预测相反）。4)不同元素的不同离子在不同的时间尺度上达到其平衡构型。这些性质类似于活动星系核中几种电离吸收体的性质，而这些性质迄今为止一直是令人困惑的。我们将这些模型应用于高S/N ROSAT PSPC观测的塞弗特1星系NGC 4051。
1998-08-27 astro-ph
XMM-Newton spectral properties of the Narrow-Line Seyfert 1 galaxy IRAS 13224--3809
我们报告的第一个XMM牛顿观测的高度X射线可变，无线电安静，窄线塞弗特1星系IRAS 13224-3809期间获得的保证时间计划与64 ks曝光。最显著的光谱特征是在8 keV处的光谱中急剧下降，下降了约5倍。这与我们在1H 0707 -495中发现的特征相似，但更强。当源通量减小时，硬X射线谱发生显著的平坦化。光谱的平坦化可以被建模为吸收材料的柱密度和/或其覆盖分数的增加。低于~ 1.5 keV的光谱主要是由一个巨大的软X射线过剩，并在约1.2 keV有一个显着的吸收功能检测，最有可能是由于电离铁L吸收。在IRAS 13224-3809中用XMM-牛顿探测到的新的X射线光谱特性支持部分覆盖解释，即在吸积盘区域内存在致密材料，部分掩盖了吸积盘的发射。然而，如果是由于光电吸收，则该特征的清晰度是令人惊讶的，并且可能需要另一种解释。一个符合整个光谱的可能性是，它是由电离反射而不是吸收主导的。不寻常的光谱特性检测XMM-牛顿从窄线塞弗特1星系增加了已知的光谱复杂性的活动星系核，并应进一步刺激相结合的理论和观测的努力，以实现更好地理解的物理最内层区域的活动星系核。
2003-05-14 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
Simultaneous Ultraviolet and X-ray Observations of the Seyfert Galaxy NGC 4151. I. Physical Conditions in the X-ray Absorbers
我们提出了一个详细的分析的内在X射线吸收的塞弗特1星系NGC 4151使用钱德拉/HETGS数据获得2002年5月，作为一个程序的一部分，其中包括同时使用HST/STIS和FUSE的紫外光谱。NGC 4151在这里报告的观测期间处于相对低的通量状态，尽管在2 - 10 keV波段的亮度大约是2000年钱德拉观测期间的2.5倍。软X射线波段主要由发射线组成，这表明两次观测之间的通量没有明显变化。2002年的数据显示了一种高度电离的吸收体的存在，其形式为类氢和类氦的Mg、Si和S线，以及通过这些元素的低电离物质的内壳层吸收线的存在而产生的低电离气体。前者的电离度太高，无法在次爱丁顿源（如NGC 4151）中辐射加速。我们发现，在2000年的观测中，较低电离气体的柱密度高出3倍。如果是由于整体运动，我们估计这个分量在我们视线的横向上的速度必须大于1250 km/sec。我们认为，这些结果是一致的磁流体动力学流。
2005-07-14 astro-ph
Multiple X-ray reflection from ionized slabs
当吸积盘和它的热日冕具有复杂的几何形状时，或者如果由于引力光弯曲而返回的辐射是重要的，或者从漏斗发射，例如在一些伽马射线暴模型中提出的，X射线的多次反射可能是重要的。我们通过修改X射线照射平板的边界条件来模拟多次反射的影响。多次反射使软X射线谱变陡（变软），并增强了宽发射和吸收特征，特别是铁的K壳层特征。这对于解释窄线塞弗特1星系1H 0707 -495的光谱可能很重要。
2002-06-11 astro-ph
The Ionized Gas and Nuclear Environment in NGC 3783 III. Detection of a Decreasing Radial Velocity in an Intrinsic UV Absorber
本文报道了在Seyfert 1星系NGC 3783中存在一个外流速度逐渐减小的内禀吸收体。这是第一次探测到与塞弗特星系有关的外流中径向速度的变化。这些结果是基于2000年2月至2002年1月间哈勃太空望远镜上的太空望远镜成像光谱仪的18次观测测量得出的。在相隔约13个月和9个月的两个时间段内，具有最高流出速度的运动分量中的吸收线分别表现出约35和55 km/s的平均速度红移。在第二个间隔中，速度下降速率快2.2 +/- 0.6倍。在其他运动学成分中没有检测到吸收速度的变化。我们探索潜在的解释所观察到的速度变化：径向减速的紫外线吸收剂由于变化的速度或方向的运动的流出，和一个连续的流动在我们的视线的排放源的演变。
2003-06-10 astro-ph
A Radio Study of the Seyfert Galaxy IC 5063: Evidence for Fast Gas Outflow
利用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）对塞弗特2星系IC 5063（PKS 2048-572）进行了新的射电连续谱（8 GHz和1.4 GHz）和HI 21 cm线观测。8 GHz图像揭示了垂直于光学偏振位置角取向的线性三重结构（~ 4“，1.5kpc）。它与内部尘埃带对齐，并与窄发射线区域（NLR）表现出强烈的形态学关联。在21厘米处，对强连续源观察到非常宽（~700 km/s）的HI吸收。这种吸收几乎完全是蓝移的，表明一种快速的净流出，但也存在一种微弱而狭窄的红移成分。在IC 5063中，我们看到了由射电等离子体-ISM相互作用在中心几千秒差距产生的强烈冲击的明确证据。然而，射电等离子体中的能流比发射线中发射的能量小一个数量级。因此，冲击不太可能只占全球电离的发射线区域，特别是在很大的距离。HI辐射勾勒出一个与尘埃带系统相关的弯曲盘，半径约为2'（约38 kpc）。缺乏运动学扰动的气体以外的中心几个千秒差距，再加上磁盘的翘曲和密切的内部尘埃带和大规模的电离气体的形态连接，支持的想法，在大半径的气体被光电离的中心区域，而阴影效应是重要的，在定义其X形形态。电离气体和中性气体的运动学表明暗晕的存在。
1997-11-24 astro-ph
XMM-Newton view of the prototype narrow-line Seyfert 1 galaxy I Zw 1
我们目前的结果的基础上XMM-牛顿观测的原型窄线塞弗特1星系I ZW 1在2002年6月进行。0.6-12 keV的光谱由陡峭的幂律（Gamma \sim 2.3）和低于2 keV的弱软黑体分量（kT \sim 200 eV）很好地描述。软X射线过量发射是没有特征的，并且仅占$0.6-2\kev$带中总X射线发射的约10%。在类氦铁的高离化态中，存在铁的K α线和铁的K边。0.6- 12 keV的IZw 1连续谱可以用黑体（kT \sim 40 eV）、热康普顿化和它在电离吸积盘表面的反射来解释。我们注意到，由于康普顿化谱的低能量曲率，表征软过量组分“在幂律连续体之上”可能是不合适的。在观测过程中，I Zw 1的X射线发射是高度可变的。I Zw 1显示了一个大的、对称的X射线耀斑，在此期间，X射线光度仅在2800 s的时间间隔内增加了约6 e43 erg/s。X射线光谱的变化是不寻常的耀斑期间。与Seyfert星系的光谱随通量变陡的一般观测相反，有明显的证据表明I Zw 1的0.6- 10 keV光谱随通量的增加而变硬。这种硬化是由于在较高通量下的更强和稍微平坦的幂律分量，而软X射线过量分量没有任何变化。大耀斑，伴随的光谱平坦化，和软过剩成分的稳定性可能是由于一个额外的平坦的幂律分量在耀斑期间可能产生的结果，喷射的电子等离子体和SSC过程。
2003-12-12 astro-ph
Nuclear obscuration in the high-ionization Seyfert 2 galaxy Tol 0109-383
我们报告的BeppoSAX探测硬X射线过剩的经典高电离塞弗特2星系Tol 0109 -383的X射线光谱。如ASCA数据所示，在7 keV以下观察到的这个源的X射线发射主要是由冷气体和电离气体的反射决定的。过量的硬X射线发射可能是由于中心源被光学厚的遮蔽环面吸收，N（H）~ 2 e24 cm-2。强烈的冷X射线反射，如果它是在环面的内表面产生的，则与Tol 0109 -383的大部分内核暴露于直接观察的图片一致，如光学和红外特性所示。然而，X射线吸收必须发生在小半径处，以便隐藏中心X射线源，但使光学高电离发射线区域不被遮挡。这也可能是像Seyfert 1星系Mrk 231这样的物体的情况。
2001-04-10 astro-ph
On the nature of the X-ray absorption in the Seyfert 2 galaxy NGC 4507
本文介绍了对Seyfert 2星系NGC 4507的ASCA观测结果。0.5-10 keV的能谱相当复杂，由几个部分组成：（1）硬X射线幂律，被约3 × 10^23 cm^-2的柱密度严重吸收;（2）6.4 keV处的窄Fe K α线;（3）远高于吸收的硬幂律外推的软连续辐射;（4）约0.9 keV处的窄辐射线。线能量与高度电离的氖（NeIX）一致，可能表明软X射线发射来自光电离气体中的共振散射和荧光的组合。一些贡献的软X射线光谱的热发射，作为一个混合的铁L线，在宿主星系的星爆组件不能排除与目前的数据。
1997-10-28 astro-ph
Is the X-ray spectrum of the Seyfert 2 galaxy NGC5252 intrinsically flat?
报道了对塞弗特2星系NGC 5252的首次X射线观测。ASCA收集的$\sim 4000$光子/探测器足以对该源进行准确的光谱分析。NGC 5252的光度为L $_{\rm X}$（0.7-10 keV）$\simeq 2.6 \times 10^{43}$ erg s $^{-1}$，是典型的赛弗特1星系。一个简单的描述的频谱与一个单一的幂律被排除的SIS数据，显示出强大的软过剩在E $\lsimeq$ 1.2千电子伏。光谱最适合的模型，假设部分覆盖的中心源或散射的X射线连续。最佳拟合的部分覆盖模型导致由几乎完全被中性物质（$N_{\rm H} \simeq (4.3 \pm 0.6) \times 10^{22}$ cm $^{-2}$）覆盖（在$\sim$ 94-97\%）的源发射的平坦（$Γ\simeq 1.45 \pm 0.2$）幂律连续体。探测到的铁谱线（EW $\sim 90 \pm 60$ eV）明显弱于通常从塞弗特2星系中发现的。为了解释所观察到的平坦光谱与统一模型预测的内在陡峭的幂律，我们还包括在模型中的中性反射，电离吸收（暖吸收体），和非均匀的冷吸收（双吸收体）。我们发现，所观察到的平坦连续{ \bf和}的弱点的铁线中性反射模型提出了一个问题，无论假设的几何形状。使用电离吸收体（散射+暖吸收体模型）而不是中性吸收体似乎没有理由与目前的数据。"双吸收器“模型，代…
1995-10-11 astro-ph
The Discovery of a Giant H-alpha Filament in NGC 7213
附近的塞弗特星系NGC 7213已经分别用CTIO 1.5米望远镜和澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）在H-α和HI中成像。光学上NGC 7213看起来没有受到干扰，相对来说没有什么特征，但连续减影的H-α图像显示了一个19 kpc长的细丝，距离核大约18.6 kpc。H-α灯丝可能是由活动核光致电离的中性气体，如塞弗特星系NGC 5252所建议的那样，或者是由与周围HI相互作用的喷流冲击电离的，如射电星系PKS 2240-41所建议的那样。HI图显示NGC 7213是一个高度扰动的系统，表明过去发生过合并事件。
2000-11-10 astro-ph
XMM-Newton View of the Multi-Phase Warm Absorber in Seyfert 1 Galaxy NGC985
我们提出了一个XMM牛顿观测的塞弗特1星系NGC 985的分析。EPIC光谱呈现出强烈的残差到一个单一的幂律模型，表明电离吸收气体和软过剩的存在。对EPIC和RGS光谱的宽带拟合表明，连续谱可以很好地拟合幂律和黑体分量。RGS可以用两个或三个吸收分量来建模。在两个吸收体模型中，低电离的一个，占的Fe M-壳层未解决的过渡阵列（Fe VII-XIII）的存在下，和高电离分量是需要的存在下，几个Fe L-壳层过渡。这些数据表明存在具有较高电离的第三电离组分，使得Fe L-壳层吸收特征由两种不同组分产生（一种产生Fe XVII-XX的吸收，另一种产生Fe XX-XXII的吸收）。然而，第三吸收组分的存在不能通过隔离的吸收线以显著的方式检测到，所以我们认为这种检测只是暂时的。有趣的是，所有电离组件都具有相似的运动学。此外，无论考虑两个或三个吸收器，组件似乎处于压力平衡。这些结果进一步支持了活动星系核中的热吸收体由两相或三相介质组成的观点。我们注意到，在只有两个吸收体的模型中，其中一个（高电离组分）位于热平衡曲线的不稳定分支上，而在有三个吸收体的模型中，所有组分都位于曲线的稳定分支上。这为多相吸收器提供了进一步的可扩展性。
2008-09-09 astro-ph
Radio Continuum Evidence for Outflow and Absorption in the Seyfert 1 Galaxy Markarian 231
VLBA和VLA已被用来对Mrk 231、Seyfert 1星系和本地宇宙中最亮的红外星系的连续射电发射进行成像。最小的尺度揭示了一个双源小于2个百分点的范围。这个中心源的组成部分最低亮度温度为10^9至10^{10} K，光谱转换在2至10 GHz之间，似乎定义了星系核和喷流的内部区域。所述组分可以是自由-自由吸收的或同步加速器自吸收的。在更大的尺度上，这些图像证实了一个先前已知的南北三重源，延伸40 pc，垂直于350 pc的星爆盘延伸。这两个波瓣都显示出在2 GHz附近存在自由-自由吸收的证据，这可能是由于星暴盘最内部密度为1-2 X 10^3 cm^{-3}的电离气体。吸收的气体可能被活跃的原子核或增强的恒星形成的局部区域电离。40-pc三元组的伸长与2-pc源的伸长相差65度。不同尺度上不同的对称轴意味着射电喷流内部有很强的曲率。来自350 pc圆盘的射电连续谱在1.4 GHz以上的光谱指数接近-0.4，并且可能由恒星形成的大规模爆发所激发。在VLA尺度上，不对称和扩散发射延伸超过25 kpc。这种发射具有陡峭的光谱，在某些位置线性偏振超过50%，并共享40-pc三重的对称轴。弥散射电源可能是由缓慢移动的核喷流的能量沉积产生的，可以想象，这也有助于为非核星暴提供能量。
1999-01-14 astro-ph
The XMM-Newton RGS spectrum of the high luminosity Seyfert 1 galaxy Markarian 509
我们提出了一个详细的分析的软X射线光谱的塞弗特1星系Markarian 509所采取的XMM-牛顿反射光栅光谱仪。一个潜在的幂律连续和三个温暖的吸收阶段提供了一个很好的拟合数据，以及一些广泛和狭窄的发射线。我们的三个热吸收相各自具有不同的电离参数和柱密度。我们确定了一个低电离，log xi=0.89，高流出速度相产生的Fe M-壳UTA功能，以及从O VI和N VI的吸收。有一个中间相，log xi=2.14，显示从H类碳和氮和He类氖和氧的吸收。第三，高电离，log xi=3.26，低流出速度阶段包含从O VIII，Ne X和高电离铁的吸收。所有相位相对于系统速度蓝移，流速范围为-60 km/s至-510 km/s。观测到的宽辐射特征中，C VI和O VII谱线的均方根速度约为8000 km/s。
2006-09-27 astro-ph
Asymmetrical structure of ionization and kinematics in the Seyfert galaxy NGC 5033
介绍了低光度塞弗特星系NGC5033的积分场光谱。观测是用INTEGRAL进行的，INTEGRAL是一种在WHT运行的基于光纤的系统。H $β$发射线的强度图表示HII区域的螺旋或环状图案。相反，[OIII]强度图形态是明显各向异性的。强烈的形态差异意味着[OIII]发射器代表由中心源照射的高度电离的气体。的[OIII]地图形态是兼容的双锥结构的电离引起的强消光的星系盘，也模糊了一半的球状恒星隆起。我们确定的光谱对应的Seyfert 1核的H $β$宽发射线的存在。该光谱位于预期强烈消光的区域，但表现出最蓝的光谱能量分布。塞弗特1号核似乎偏离了恒星自转中心。这一结果也在其他塞弗特星系中发现，并根据过去的合并来解释。这种偏心可能表明引力势存在非对称偏离，而这种偏离可能为活跃的原子核提供燃料。的[OIII]发射器的运动学显示出重要的偏差在千秒差距尺度相对于恒星速度场和显示功能相关的高电离区域的不对称形态。
2004-12-16 astro-ph
NGC 7679: an anomalous, composite Seyfert 1 galaxy whose, X-ray luminous AGN vanishes at optical wavelengths
SB 0星系NGC 7679=Arp 216的形态扰动和气体运动学的调查，以获得线索的历史，这个高度复合对象，AGN和星爆签名占主导地位的X射线和光学/IR制度，分别。电离气体速度场的扰动在距离中心15“（~5 kpc）内显得相当温和，因此它可以直接建模为圆形旋转盘。相反，在这个半径之外，会出现显著的扰动。特别是，东部扭曲的臂以及连接NGC 7679和附近的塞弗特螺旋NGC 7682的巨大中性氢桥明确地代表了这两个物体近距离相遇的痕迹，可以追溯到大约5亿年前。这种过去的事件与更近的、位于中心的恒星暴增（不超过2000万年）之间的关系很难确定。总而言之，NGC 7679的分类并没有过去提出的那么极端，只是一个（受扰的）星系，其中星暴和活动星系核活动共存，星暴主导了热光度。
2005-10-03 astro-ph
The iron K feature in Narrow Line Seyfert 1's: evidence for a P Cygni profile?
窄线塞弗特1星系通常在爱丁顿极限的高分数处吸积。它们可以显示复杂的X射线光谱，在2 keV以下有强烈的“软过剩”，在~7 keV时急剧下降。有强有力的证据将软过剩与黑洞附近的相对论性部分电离物质的反射或吸收联系起来。反射模型也可以同时产生7 keV的功能，从荧光铁Ka线发射的光盘。在这里，我们表明，吸收也可以产生一个尖锐的功能，在7千电子伏的天鹅座P的配置文件，其结果从吸收/散射/发射的He和H-类铁Ka共振线在风中。我们证明了这一点明确的铁功能，从1H 0707-495的XMM-牛顿数据中看到的天鹅座P配置文件。产生该特征所需的柱和电离可能大于产生软过量所需的柱和电离。尽管如此，吸收材料仍然可以是具有分层电离的单一结构，例如由电离不稳定性产生的分层电离。
2006-10-03 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
Evidence for an outflow from the Seyfert galaxy NGC 4051
利用窄谱成像、长缝光谱和MERLIN观测对Seyfert星系NGC~4051的核区进行了新的观测。边缘增亮，三角形区域的电离气体延伸420 pc的星系中心已被检测到。在距离地核1.5 \arcsec \处拍摄的电离气体的长缝光谱显示，\oiii \发射线由两个速度分量组成，都从系统径向速度蓝移，速度宽度为140 \kms \，间隔为120 \kms。这个区域是同空间的弱扩展无线电发射，是一个中央驱动外流的暗示。该区域的\oiii光谱和图像被模拟为与视线成50 \degr \的流出锥形结构，半开角为23 \degr。除了扩展的结构，高分辨率MERLIN观测的18厘米核射电辐射揭示了一个紧凑的（1 \arcsec）无线电三重源在PA 73 $^{\circ}$。该源与HST成像的发射线结构一致。这些高分辨率的观测结果与一个比星暴区域更紧凑的活动起源（即塞弗特核）相一致。
1996-08-21 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
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
The warm absorber of the Seyfert 1 galaxy H1419+480
用XMM-牛顿观测到了明亮的Seyfert 1星系H1419+480（z~0.072），它的X射线颜色来自早期的HEAO-1和ROSAT任务，表明它具有复杂的X射线谱。高于2keV的EPIC光谱很好地符合幂律，光子指数Γ=1.84 \pm 0.01，等效宽度约为250 eV的Fe Ka线。在较软的能量，相对于这个模型从0.5到1千电子伏的递减明显检测。在尝试了一些模型后，我们发现最佳拟合对应于OVII吸收的发射红移，加上2西格玛检测OVIII吸收。光电离气体模型拟合得出log xi~ 1.15-1.30（xi单位为erg cm/s），其中N_H~ 5 10^{21} cm^{-2}为太阳丰度。我们发现，电离吸收较弱或不存在的早期ROSAT观测。20年前获得的该源的IUE谱显示了一个可变的（一年内）CIV吸收体以约1800 km/s的速度流出。我们表明，X射线和紫外线反射是一致的产生在同一气体中，不同的电离。
2003-08-22 astro-ph
X-ray absorption in the strong FeII narrow-line Seyfert 1 galaxy Mrk 507
我们目前的结果从光谱分析的ASCA数据的NLS 1 Mrk 507。这个星系被发现在NLS 1中有一个非常平坦的ROSAT光谱。然而，ASCA光谱在低于2 keV的能带中显示出明显的吸收特征，这部分解释了ROSAT PSPC观察到的平坦光谱。吸收主要是由于柱密度为（2-3）E21 cm-2的冷气体。对PSPC数据的重新分析表明，吸收体是轻微电离的，只覆盖了中心源的一部分，或者从扩展区域有额外的软热发射。也有证据表明，X射线吸收是复杂的，边缘功能边缘检测到0.84千电子伏表明存在一个额外的高电离吸收体，它强加了一个强大的OVIII边缘的频谱。修正吸收后，从ASCA数据中得到的内禀连续统的光子指数为1.8，与普通的Seyfert 1星系十分相似。Mrk 507仍然是NLS 1中最平坦的连续体斜率之一，但不再例外。强光学Fe II发射仍然不寻常的光Fe II强度和软X射线斜率的陡度之间的相关性。
1997-08-13 astro-ph
