BeppoSAX observation of NGC 7674: a new reflection-dominated Seyfert 2 galaxy
在BeppoSAX核心方案内，用0.1至100千电子伏的机载窄场仪器观测了Seyfert 2星系NGC 7674。宽带光谱显示了四个最相关的光谱分量：a）低于~2 keV的软过量; b）突出的（EW~1 keV）Fe线; c）平坦的（Gamma~1.1）2-10 keV连续谱; d）高于13 keV的4.5 sigma检测。平坦的幂律谱可以很好地解释在目前的AGN统一模型假设陡峭的（γ ~2）的本征谱散射的温暖的气体的低能量带和全反射的光学厚冷物质（可能是一个分子环面）的高能量带。NGC 7674的情况增加了所谓的“康普顿厚度”塞弗特2星系的数量，其中直接发射被完全吸收，因此X射线亮度比从观测到的通量中推断的至少大一到两个数量级。
1997-11-13 astro-ph
ASCA PV observations of the Seyfert 2 galaxy NGC 4388: the obscured nucleus and its X-ray emission
我们目前的结果，塞弗特2星系NGC 4388在室女星系团观察ASCA在其PV阶段。0.5-10 keV X射线光谱由多个分量组成：（1）连续谱分量，在3 keV以上被柱密度NH = 4 E23 cm-2严重吸收;（2）强6.4 keV谱线（EW = 500 eV）;（3）1 - 3 keV之间的弱平坦连续谱;以及（4）1 keV以下的过量软X射线发射。对硬X射线成分的强吸收的探测是这个塞弗特2星系中一个被遮蔽的活动核的有力证据。经吸收校正后的X射线光度约为2 E42 erg/s。这是第一次在该物体中检测到荧光铁-K线。在中间能量范围内的平坦光谱可以是来自中心源的散射连续谱。低于1 keV的软X射线发射可以是来自温度kT = 0.5 keV的热发射，与ROSAT HRI观察到的空间扩展发射一致。然而，低丰度（0.05 Z）和高质量流率所需的热模型和铁-K线强于预期的模糊环面模型是令人费解的。如果中心光源的亮度比一千年前高出一百倍，那么就可以得到另一种一致的解。所有低于3 keV的X射线发射都是散射辐射。
1996-09-27 astro-ph
Nuclear/Circumnuclear Starbursts and Active Galactic Nuclei Mass Accretion in Seyfert Galaxies
我们研究了43个赛弗特星系的CfA和12微米样本中活动星系核（AGN）周围的核/环核星暴与AGN活动之间的相关性。我们发现，环核星暴光度以及核星暴光度与活动星系核光度呈正相关。此外，核星暴光度与活动星系核爱丁顿光度归一化的活动星系核光度的相关性比环核星暴光度的相关性更强。这意味着更靠近活动星系核的恒星爆发可能对活动星系核的质量吸积有更大的影响。我们还从星暴和序贯星暴的辐射效应的角度讨论了这些结果。
2007-12-28 astro-ph
BeppoSAX average spectra of Seyfert galaxies
我们利用BeppoSAX获得的数据研究了1型和2型Seyfert星系的平均3-200 keV能谱。平均塞弗特1光谱与光子光谱指数Gamma~1.9的幂律连续体、康普顿反射分量R~0.6-1（取决于视线和反射材料之间的倾斜角）和大约200 keV的高能截止很好地拟合;还有一条在6.4 keV的铁线，其特征在于等效宽度为120 eV。另一方面，Seyfert 2的中性吸收（NH=3-4 x 10^{22} atoms cm-2）较强，这与预期相符，但其特征是X射线幂律更硬（Gamma~1.75），截止能量更低（E_c~130 keV）;铁谱线参数与1型天体的测量值基本相似。这个问题只有两个可能的解决方案：假设在塞弗特2星系中的反射比在塞弗特1星系中观察到的更多，或者比第一个例子中估计的更复杂的吸收。第一种可能性是排除了塞弗特2到塞弗特1的比例，而第二个提供了一个平均塞弗特2固有光谱非常相似的塞弗特1。额外的吸收体很可能是由于将具有不同吸收量的光谱相加而产生的伪影，尽管我们不能排除它在至少一些单独的源中的存在。我们的结果强烈认为，在这两种类型的星系的统一理论下的预期非常相似的中央引擎。
2003-04-08 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
New Indicators for AGN Power: The Correlation Between [O IV] lambda 25.89 micron and Hard X-ray Luminosity for Nearby Seyfert Galaxies
本文研究了由斯皮策光谱获得的25.89 μ m [O IV] λ发射线亮度，主要由ASCA获得的2-10 keV波段的X射线连续谱，以及由SWIFT/Burst Alert Telescope（BAT）获得的14-195 keV波段的亮度之间的关系。为了比较，我们已经检查了[O III] 5007，2-10 keV和14-195 keV的光度为同一组对象之间的关系。我们发现[O IV]和[O III]光度与BAT光度都有很好的相关性。另一方面，[O III]的光度与2-10 keV的光度比[O IV]的光度更好地相关。当比较不同类型星系的[O IV]和[O III]光度时，我们发现Seyfert 2的[O III]与[O IV]之比明显低于Seyfert 1。我们认为这是由于Seyfert 2的窄线区域（NLR）更红。假设银河系尘埃与气体的比例，额外变红的平均量对应于氢柱密度约为10^21 cm^-2的几倍，这只是塞弗特2号中吸收X射线的一小部分。红化和X射线吸收的组合效应是[O III]与2-10 keV的相关性优于[O IV]与2 - 10 keV的相关性的可能原因，因为[O IV]发射线受消光的影响要小得多。总的来说，我们发现[O IV]是一个准确的和真正的各向同性指标的权力的活动星系核。这表明，它可以是有用的反褶积的贡献的活动星系核和星暴的康普顿厚和/或X射线弱源的频谱。
2008-04-07 astro-ph
The Relative Orientation of Nuclear Accretion and Galaxy Stellar Disks in Seyfert Galaxies
利用核射电辐射与宿主星系长轴的位置角之差（δ），研究了Seyfert星系核吸积盘与宿主星系盘轴夹角（β）的分布。我们提供了一个关键的评价质量的所有测量，并发现，数据是有限的观测不确定性和偏见，如众所周知的不足，塞弗特星系的高倾角。有微弱的证据表明，塞弗特2星系的三角洲分布可能与均匀分布不同（在90%的置信水平上），而塞弗特1星系的三角洲分布与均匀分布或塞弗特2星系的三角洲分布没有显著差异。讨论了Seyfert 2星系δ分布不均匀的可能原因。晚型旋涡星系中的塞弗特核可能倾向于大的δ值（在~96%的置信水平），而早型星系中的塞弗特核显示出或多或少的δ随机分布。这可能意味着，核吸积盘在非相互作用的晚型螺旋往往与恒星盘对齐，而在早型星系更随机取向，也许是由于吸积星系合并后。我们指出，在统一方案的上下文中，倾斜度分布的偏差转化为β的有偏估计。当考虑到这种效应时，所有塞弗特星系的β分布，以及塞弗特1和塞弗特2的β分布，都与射电喷流相对于星系盘随机取向的假设一致。数据与统一方案的预期一致，但不要求统一方案。
1999-01-16 astro-ph
Luminous hot accretion flows: the origin of X-ray emission of Seyfert galaxies and black hole binaries
本文研究了Seyfert-1星系X射线辐射的吸积盘模型和黑洞X射线双星的硬态。我们集中在两个热吸积盘模型：对流主导吸积流（ADAF）和最近发现的发光热吸积流（LHAF）。我们求解ADAF和LHAF的全局解，以获得大部分辐射来自的半径处的电子温度$T_{\rm e}$和Thompson光学深度$τ$。我们采用两种电子能量方程。在一个，只有同步辐射和韧致辐射及其康普顿被认为是。另一个是参数化的常数康普顿参数模拟的情况下，外部软光子的热康普顿是重要的。将计算得到的$T_{\rm e}$和$τ$与用热康普顿化模型拟合Seyfert-1星系和黑洞双星的平均光谱得到的观测值进行了比较。我们发现，最有利的模型是一个LHAF参数化的电子能量方程，ADAF预测过高的$T_{\rm e}$。
2004-07-29 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
A possible line-like emission feature at 8 keV in the Seyfert 1.2 UGC 3973
作为活动星系核快照巡天的一部分，我们用XMM-牛顿对射电宁静的塞弗特1.2星系UGC 3973（Mrk 79）进行了两次短X射线曝光（每次曝光< 3600 s）。在本文中，我们集中在一个狭窄的8千电子伏（休息帧）线状发射功能的pn仪器在第二次观测期间检测到的意义和可能的起源。模拟表明，该特征在96.0-98.4%置信度下是显著的，这取决于所做的先验假设。这个特征不能归因于背景污染，似乎是可变的（或短暂的），因为它在六个月前的UGC 3973的第一次观测中没有被发现。然而，根据第一次观测的通量上限为90%，一个恒定的特征不能被完全忽略。有一些迹象表明，该特征在第二次观察的持续时间内也是可变的。我们讨论了各种模型（如镍发射，复合边缘，流出，盘线），这可能会产生在这样的能量发射功能。
2005-08-10 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
The BeppoSAX broad-band spectrum and variability of the Seyfert 1 NGC 3783
BeppoSAX号卫星从1998年6月6日至1998年6月10日对塞弗特1号星系NGC 3783进行了约5天的观测。观测期间的平均通量为F（2-10 keV）~ 6 X 10^{-11} erg cm^-2 s^-1。长时间曝光提供了一个非常高质量的光谱，展示了塞弗特1的所有典型特征。在该天体中首次探测到内禀连续谱的高能截止，其能量为E_c=340+560/-107keV。在观测过程中，源显示出适度的通量变化（2-10 keV中约20%）和光谱可变性，这可以完全由本征斜率ΔΓ~ 0.1的变化来解释。NGC 3783是为数不多的在BeppoSAX光谱中显示出软发射成分的Seyfert 1之一。这种软过剩很好地再现了温度为kT ~ 0.2 keV的黑体组件。还需要一个温暖的吸收体来适应软X射线光谱。这两个后处理功能，康普顿反射峰和铁发射线，在我们的观察中被检测到。除了一条窄的铁谱线（如钱德拉所观察到的），还需要一个σ =0.72 + 1.28/-0.27 keV和EW=115+/-76 eV的宽分量来拟合该谱线。用Ross & Fabian的电离（lg（xi）=2.73+0.04/-0.05）圆盘反射模型较好地再现了观测到的康普顿峰和Fe线。在这种情况下，在2 keV以下观察到的软过量可以通过盘发射率来解释，并且不需要额外的软X射线分量来拟合光谱。
2002-03-20 astro-ph
XMM-Newton observation of the Seyfert 1.8 ESO 113-G010: discovery of a highly redshifted iron line at 5.4 keV
我们提出了一个光谱分析的Seyfert 1.8 ESO 113-G 010观察与XMM-牛顿为4 ks。该光谱显示出低于0.7 keV的软过剩，更有趣的是，在5.4 keV（在其静止坐标系中）处有一条窄的发射高斯线，最有可能来自红移的铁K α线。在6.4 keV或以上没有发现明显的线，与其他显示红移线的物体相反，排除了强烈的蓝翼线轮廓。通过执行蒙特卡罗模拟，在99%置信度下检测到该线，该模拟充分考虑了可能发生窄铁谱线的能量范围。谱线的能量可能表明相对论性（0.17 - 0.23 c）喷射物质远离观测者的发射，正如Turner等人（2004）对Mrk 766提出的那样。另外，在吸积盘表面的一个狭窄的环的发射是不可能的，因为解释这个中间塞弗特星系中的狭窄的红移线所需的倾角非常小（即小于10度）。然而，来自盘上一个小的局部热点的辐射，发生在一个完整盘轨道的一小部分，也可以解释红移线。这种情况可以在更长的观测中直接测试，因为人们会在轨道时间尺度内看到谱线的能量和强度的显着变化。
2004-07-23 astro-ph
Evidence for an ionised disc in the narrow-line Seyfert 1 galaxy Ark 564
我们提出了同时ASCA和RXTE观测方舟564，最明亮的已知的“窄线”塞弗特1在2-10千电子伏波段。测得的X射线光谱主要是由一个陡峭的（伽马~2.7）幂律连续延伸到至少20千电子伏，与印刷铁K线和边缘功能和一个额外的“软过剩”低于~1.5千电子伏。铁K边的能量表明存在高度电离的材料，我们确定在反射从一个强烈照射吸积盘。这个假定的光盘的高反射率，连同其强大的内在O VIII Ly-alpha和O VIII复合发射，也可以解释所观察到的软过剩通量。此外，相同的光谱模型也提供了一个合理的匹配非常陡峭的0.1-2千电子伏的光谱推导出ROSAT数据。该源的变化速度要比光度相当的“正常”塞弗特1 s快得多，在1.6小时内增加了约50%，在0.5-2 keV和3-12 keV波段之间没有可测量的滞后，这与吸积盘内部区域主要幂律分量再处理产生的大部分软过量通量一致。最后，我们注意到，如果异常陡峭的幂律分量是强烈的软光子流对盘状日冕进行康普顿冷却的结果，那么这意味着这些软光子的大部分位于未观测到的极紫外线中。
1999-08-27 astro-ph
Using Multiwavelength Observations to Estimate the Black Hole Masses and Accretion Rates in Seyfert Galaxies
我们模型的光谱能量分布的1型塞弗特星系，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。现有的多波长数据施加在这个模型上的约束，使我们能够得到限制的中心黑洞质量，吸积率，薄的外盘和几何厚，热的内部区域之间的过渡区域的半径在这些对象。
2003-11-11 astro-ph
Accretion rates and accretion efficiency in AGNs
利用标准的几何薄吸积理论计算了Seyfert 1星系和类星体的吸积率。结合吸积率和测热光度，我们得到了吸积效率。发现大多数Seyfert 1星系和射电宁静类星体的吸积效率较低，而大多数射电大声类星体的吸积效率较高。这一发现进一步暗示了大多数射电强类星体都具有克尔黑洞，而塞弗特1星系和射电静类星体可能不具有克尔黑洞。考虑到吸积效率的不同，我们发现以爱丁顿吸积率为单位的吸积率与H $β$发射线的宽度之间存在很强的相关性，并且大多数活动星系核在超爱丁顿吸积率下不吸积。
2003-05-07 astro-ph
XMM-Newton discovery of a sharp spectral feature at ~7 keV in the Narrow-Line Seyfert 1 galaxy 1H 0707-495
我们报告的第一次检测到一个尖锐的光谱特征在窄线塞弗特1星系。使用XMM-牛顿，我们已经观察到1H 0707 -495，并发现一个超过2倍的通量下降，在静止帧的能量约7 keV，没有任何可检测到的窄Fe K α线发射。这一特征的能量表明与中性铁K光电边缘有关，但在较低能量下光谱中缺乏任何明显的吸收，这使得解释具有挑战性。我们探讨了两种不同的解释，这种不寻常的光谱功能：（i）部分覆盖吸收云的中性物质和（ii）电离盘反射线和边缘从不同的电离阶段的铁模糊在一起的相对论效应。我们注意到，这两种模型都需要铁过剩来解释特征的深度。X射线光变曲线显示出强烈而快速的变化，在观测过程中变化了四倍。源显示适度的光谱变化，这是不相关的流量。
2001-10-16 astro-ph
X-Ray Spectra of the Narrow-Line Seyfert 1 Galaxy Ton S180 in Comparison with Galactic Black Holes
利用ASCA、RXTE和XMM-牛顿的存档数据，对窄线塞弗特1星系Ton S180的0.3-15 keV X射线谱进行了分析。在能量高于2.5 keV时，光子指数为~ 2.3的幂律定律成功且一致地再现了所有这些天文台的光谱。假设这个幂律分量向较低的能量延伸，软过剩，这是窄线塞弗特1 Galerkin最显着的特点之一，是由另一个幂律乘以热截止在~ 0.4 keV的解释。在这个物体和银河系黑洞双星之间观察到了一些相似之处，后者是在高吸积率下实现的。人们试图用围绕着吸积盘的电子云对盘光子的康普顿化来解释软过剩，就像处于非常高状态的BHB一样。
2005-04-05 astro-ph
Monitoring the Violent Activity from the Inner Accretion Disk of the Seyfert 1.9 Galaxy NGC 2992 with RXTE
本文介绍了用RXTE对Seyfert 1.9星系NGC 2992进行为期一年的观测的结果。从历史上看，源已被证明在2-10千电子伏的流量在几年的时间尺度上显着变化，并被认为是缓慢过渡的时期之间的静止和活跃的吸积。我们的研究结果表明，在一年的源连续通量几乎覆盖了整个历史范围，使得低光度状态不太可能对应于吸积机制关闭。在耀斑发作期间，我们发现一个高度红移的Fe K线出现，这意味着剧烈的活动发生在内部的吸积盘，在~100的中心黑洞的引力半径。我们还发现，X射线连续谱的光谱指数在大振幅变化期间保持近似恒定。这些观测结果使NGC 2992非常适合于未来的多波段监测，作为约束吸积模型的测试平台。
2007-05-22 astro-ph
An irradiated accretion disk in the narrow-line Seyfert 1 RE J1034+396?
我们模型的光学X射线连续光谱的窄线塞弗特1星系RE J1034+396。我们表明，平坦的光谱是一致的辐射从一个吸积盘。X射线发射可以用盘状黑体和康普顿分量来建模。盘内缘的温度T_{in} =（0.12 +/- 0.02）keV。利用这个约束，我们表明，平坦的光谱是一致的辐射加热的外部的吸积盘的发射。我们约束光学厚盘的外半径（R >~ 5 x 10^{16} cm）和辐射主导区域的内半径（R >~ 5 x 10^{12} cm）。我们的光学和X射线光谱拟合表明质量为0.6 <~ M <~ 3 x 10^6 M_{sun}，并且不排除该系统的低倾角（即正面）。
2001-08-30 astro-ph
An XMM-Newton observation of the luminous Seyfert 1 galaxy Markarian 509
我们提出的光谱分析的早期XMM牛顿观测的发光塞弗特1星系Markarian 509。我们发现硬（2-10千电子伏）的连续斜率，包括反射，是有点平坦（$Γ=1.75$）比一个典型的BLS 1。在硬X射线谱中最明显的特征是在6.4 keV附近有一条窄的发射线，等效宽度为50 eV。这条线的能量和强度是一致的荧光从“中性”铁的分子环面，我们注意到这一功能在XMM-牛顿和钱德拉观测塞弗特1星系在很宽的光度范围内出现的无处不在。我们还发现在6.7-6.9千电子伏，我们试图从一个高度电离的光盘反射模型的第二条发射线的证据。一个“软过剩”，明显的向上弯曲的连续通量低于1.5千电子伏，不能解释仅仅从电离光盘的反射增强。RGS光谱在软X射线光谱中仅显示出弱的离散发射和吸收特征，这支持了我们的结论，即MKN 509中的软过量发射代表了来自内部吸积盘的光学厚热发射的高能量部分。
2001-05-17 astro-ph
Broadband X-ray spectrum of GRS 1734-292, a luminous Seyfert 1 galaxy behind the Galactic Center
基于INTEGRAL天文台对银河系中心区域的深度观测，我们首次测量了位于银河系中心方向的Seyfert 1星系GRS 1734-292的硬X射线（20-200 keV）谱。我们使用GRANAT和ASCA的观测资料将光谱扩展到较低的能量。宽带X射线光谱与附近其他发光活动星系核的光谱相似，在能量至少100千电子伏的情况下，具有不截止的幂律形状。
2004-05-23 astro-ph
BeppoSAX view of NGC 526A: a Seyfert 1.9 galaxy with a flat spectrum
在本工作中，我们报告的BeppoSAX观测的Seyfert 1.9星系NGC 526 A在带0.1-150 keV。机载的高能量仪器PDS首次成功地测量了该源在13-150 keV范围内的光谱。所有窄场仪器的综合分析提供了~ 1.6的幂律光谱指数，并证实了该源的平坦光谱性质。虽然NGC 526 A在2-10 keV之间的变化很大，但它的光谱形状在这些时间尺度上保持不变。Fe K-α线，其特征在于一个复杂的结构，已被检测到在6-7千电子伏的范围。这条谱线的等效宽度为120 eV，与在N_H约为10^22 cm^-2的吸收环中产生的谱线不一致，但最有可能是在吸积盘中以约42 °的中间倾角观察时产生的反射。然而反射分量很小（R < 0.7），因此不足以使光谱陡峭到更典型的活动星系核的光子指数值。相反，我们发现，数据是更一致的平坦的功率定律频谱截止在100千电子伏左右加上一个小的反射组件，可以解释所观察到的铁线。因此，NGC 526 A是唯一一个真正的塞弗特2星系，即使在考虑宽带数据时也保持着“平坦光谱”：在这个意义上，它的性质，相对于塞弗特2的一般类别，与NGC 4151相对于绝大多数塞弗特1的性质类似。
2001-10-05 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
X-ray Signatures of an Ionized Reprocessor in the Seyfert galaxy Ton S 180
本文在分析ASCA数据的基础上，讨论了Seyfert星系Ton S 180的硬X射线性质。我们发现X射线通量在几千秒的时间尺度上变化约2倍。该源在0.5-2 keV波段的变异幅度明显高于2-10 keV波段。在0.6- 10 keV频带内，连续谱被充分地参数化为伽马~ 2.5幂律。我们证实了最近发现的高等效宽度的发射线，由于铁K壳发射高度电离的材料。这些ASCA的数据显示，Fe线的轮廓是广泛的和不对称的，并初步表明，它是更强的X射线耀斑，符合原产地从内部的一个吸积盘。X射线光谱在2 keV以下是复杂的，可能是由于软X射线线的混合发射，这将支持电离后处理器的存在，最有可能是由于该源中相对较高的吸积速率。
1998-06-30 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
A Qualitative Test of a Unified Model of Seyfert Galaxies with BeppoSAX
在$BeppoSAX$核心计划的第一年里，我们测量了5个Seyfert 2星系（NGC 7172，Mkn 3，NGC 2110，NGC 4507和NGC 7674）的0.1-200 keV宽带光谱。所有的源已被检测到高达100 keV和它们的光谱特性得到了良好的精度。虽然从个别来源的详细分析中获得的结果表明一些“源与源”的差异，我们在下面表明，所有的光谱是一致的，至少在定性上，从统一模型的“0阶”版本的预期。事实上，对这些数据的一个简单测试表明，这些塞弗特2星系平均而言本质上与塞弗特1星系非常相似（即，在E>10 keV处陡峭），并且主要差异可以归因于沿着视线的吸收物质的量不同（即，我们的视线相对于假定的分子环面的不同倾斜度或环面的不同厚度）。
1999-04-19 astro-ph
First high energy observations of Narrow Line Seyfert 1s with INTEGRAL/IBIS
窄线塞弗特1星系（NLS 1）是一个非常有趣的天体，与它们的宽线类似星系（BLS 1）相比，它显示出一些特殊的性质。虽然在许多波段得到了很好的研究，但它们在>10 keV的行为研究得很差，但对于区分用来解释在X射线波段观察到的复杂性的模型很重要。在这里，我们提出了第一次高能量观测（17-100千电子伏）的5个NLS 1星系（3个善意和2个候选人）检测的INTEGRAL/IBIS和提供所有的宽波段光谱分析使用的数据Swift/XRT低于10千电子伏。组合的积分谱被发现是陡峭的（伽玛=2.6 +/- 0.3）比经典的塞弗特1对象。这是由于高能量截止，这是需要在一些个别的配合，如在平均宽带光谱。这种高能截止的位置比典型的1型活动星系核的能量要低（E < 60 keV）;反射成分也可能存在，但它的值（R < 0.8）与标准塞弗特1型活动星系核的反射成分一致。我们没有在单个物体中检测到软过量，而只是在它们的累积光谱中。我们的研究结果表明，较低的等离子体温度的吸积等离子体相结合的高吸积率（接近爱丁顿率）点不同的核条件，在宽和窄线塞弗特1星系，可能与不同的演化阶段。
2008-07-08 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
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
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
A Chandra HETGS observation of the Narrow-line Seyfert 1 galaxy Ark 564
我们目前的结果从50 ks的观测窄线塞弗特1星系方舟564与钱德拉HETGS。高于2keV的光谱由具有2.56+/-0.06的光子指数的幂律建模。我们确认软过剩低于约1.5千电子伏的存在。如果用黑体模型拟合，最佳拟合温度为0.124keV。据报道，方舟564在使用低分辨率探测器的各种观测中显示出1 keV的特殊发射线特征，钱德拉光栅光谱排除了几条窄发射线混合的起源。我们在源静止帧中检测到0.712 keV处的边缘状特征。对这一特征的最佳解释是将O VII K边和一些来自轻微电离铁的L吸收线结合起来，这表明这是一个热吸收体，电离参数为xi~1，N_H ~ 10^21 cm^-2。这些性质与UV吸收剂的性质大致一致。我们还检测到O VII，O VIII，Ne IX，Ne X和Mg XI在系统速度下的窄吸收线。从这些谱线中，需要第二个热吸收体，其log xi ~ 2和N_H ~ 10^21 cm^-2。
2003-11-29 astro-ph
A quasi-spherical inner accretion flow in Seyfert galaxies ?
研究了Seyfert星系连续辐射的唯象模型。在这种准球形吸积的情况下，中央的X射线源是由一个热的球形等离子体区域周围的球形分布的冷稠密的云。冷材料与热的热等离子体辐射耦合。在能量平衡的假设下，计算了硬X射线谱斜率γ和反射振幅R。这个简单的模型能够再现所观察到的硬X射线光谱斜率的范围和反射振幅R。它还预测了R和Gamma之间的相关性，这与观察到的非常接近。大多数观测到的光谱变化，从源到源，将是由于云覆盖分数的差异。如果一些内部耗散过程是活跃的冷云，暗化效应可以提供一个简单的解释所观察到的反射振幅，光谱斜率，紫外线和X射线通量比的分布。
2001-04-17 astro-ph
Constraining the black hole mass and accretion rate in the narrow-line Seyfert 1 RE J1034+396
本文综合研究了窄线Seyfert 1星系RE J1034+396的光谱，总结了William Herschel 4.2 m望远镜（WHT）、哈勃空间望远镜、极紫外探测器、ROSAT、ASCA和BeppoSAX的观测资料，从光学到X射线的信息。BeppoSAX光谱揭示了一个软的组成部分，这是很好地代表了两个黑体与kT约60 eV和160 eV，模仿预期从一个热的，光学厚吸积盘周围的低质量黑洞。这是证明了我们的建模的光学X射线核连续，约束的物理参数的NLS 1的第一次。模型表明RE J1034+396可能是一个具有近侧吸积盘（与盘轴成60 - 75度）的系统，以近爱丁顿速率（0.3 - 0.7 L_edd）吸积到一个低质量（约200万太阳质量）的黑洞上。
2000-11-21 astro-ph
The hard X-ray properties of the Seyfert nucleus in NGC 1365
本文介绍了在0.1- 100 keV范围内对Seyfert 1.8星系NGC 1365的BeppoSAX观测结果。该光源比3年前ASCA观测时亮6倍。在BeppoSAX观测期间，4- 10 keV通量变化很大，而软（0.1-4 keV）发射在误差范围内是恒定的。为了解释观测到的光谱，需要冷反射体、热反射体和冷吸收体。ASCA和BeppoSAX光谱之间的比较有力地表明，环核物质具有比简单的均匀环面更复杂的结构，沿着不同的视线具有完全不同的吸收气体柱。谱中还出现了宽的铁K_α线，其峰值能量明显红移。这可以用相对论盘线模型来解释。另外，一个N_H ~ 10^23 cm^（-2）的暖吸收Fe线系统可以解释观测到的谱线轮廓。
2000-02-08 astro-ph
Fourier-resolved energy spectra of the Narrow Line Seyfert 1 Mkn 766
我们计算傅立叶分辨的X射线光谱的Seyfert 1 Markarian 766研究的形状的变量组件有助于0.3-10 keV的能谱和它们的时间尺度依赖性。分数变异光谱峰值在1-3千电子伏，在其他塞弗特1星系，无论是一个恒定的贡献，从软过剩组件低于1千电子伏和康普顿反射组件高于2千电子伏，或可变的暖吸收增强的变化在1-3千电子伏范围内。的均方根谱，它只显示的形状的可变组件，是很好地描述了一个单一的幂律与吸收功能约0.7千电子伏，这给它一个明显的软过剩。这种光谱形状可以由归一化中变化的幂律产生，受到近似恒定（在每个轨道内）的暖吸收体的影响，其参数与Turner等人发现的那些相似。因此，平均光谱中的总软过量可以通过幂律上的恒定热吸收加上附加的较小可变分量的组合来产生。在较短的时间尺度上，均方根频谱变硬，这种演变是很好地描述了幂律斜率的变化，而吸收参数保持不变。均方根频谱的频率依赖性可以解释为通过扩展发射区域传播波动所产生的变化，其发射频谱是向中心硬化的幂律。这种情况下，降低了较低的能量带的短时间尺度的变化，使可变频谱更难在较短的时间尺度上，并在同一时间解释了硬滞后发现这些数据由Markowitz等人。
2008-03-11 astro-ph
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
1H0419-577: a two-state Seyfert Galaxy?
本文介绍了BeppoSAX卫星对射电宁静活动星系核1H 0419 -577的初步观测结果。尽管它的宽线光谱，但中间X射线光谱（即2- 10 keV）比通常在塞弗特1 s中观察到的要平坦，并且没有明显检测到铁线。更有趣的是，1992年ROSAT的一次定点观测表明，当E < 2 keV时，光谱形状会发生显著的（~ 1）变化。这种行为的简要讨论的框架内，我们目前的理解康普顿化的情况下，在核区域的射电宁静活动星系核。
1997-12-18 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
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
A Composite Seyfert 2 X-ray Spectrum: Implications for the Origin of the Cosmic X-ray Background
我们提出了一个复合1-10 keV的塞弗特2 X射线光谱，来自ASCA观测的距离有限的样本附近的星系。所有29个观测对象都被探测到。在~3 keV以上，复合光谱被反转，证实塞弗特2星系作为一类具有解释宇宙X射线背景光谱平坦形状所必需的光谱特性。综合红移的复合光谱，我们发现，从塞弗特2星系的总发射，结合未吸收的1型物体的预期贡献，提供了一个很好的匹配的光谱和强度的硬X射线背景。在这个过程中的主要不确定性是塞弗特2 X射线光度函数的宇宙演化。单独的复合光谱的对象，在我们的样品中，没有偏振的宽光发射线。
2001-06-28 astro-ph
A simultaneous XMM-Newton and BeppoSAX observation of the archetypal Broad Line Seyfert 1 galaxy NGC 5548
我们报告了一个长期的XMM-牛顿观测的光谱分析研究，中等亮度宽线塞弗特1星系NGC 5548。源是在历史上的平均亮度，我们发现硬（3-10千电子伏）光谱可以很好地拟合的幂律光子指数γ ~ 1.75，连同反射。硬X射线光谱的唯一特征是在6.4 keV附近有一条窄的发射线，等效宽度约为60 eV。这条线的能量和强度与来自远离中央连续源的“中性”铁的荧光一致。我们没有发现广泛的铁K线的证据，上限远低于以前的报告，这表明内吸积盘现在是不存在的或高度电离的。同步BeppoSAX数据的添加允许分析扩展到200千电子伏，产生重要的限制全反射。将硬X射线幂律外推至0.3 keV，显示在~ 0.7 keV以下存在明显的“软过剩”。适当津贴后，一个复杂的温暖的吸收体的影响，测量与XMM-牛顿RGS，我们发现软过剩更好地描述为一个平滑向上的曲率在连续通量低于2千电子伏。软过量可以通过康普顿热发射或通过从高度电离的盘的表面增强反射来建模。
2003-02-03 astro-ph
The fraction of galaxies that contain active nuclei and their accretion rates
我们研究了现今星系的光学光度函数和Seyfert 1的X射线光度函数之间的关系，以确定拥有Seyfert 1核的星系比例和它们的爱丁顿比。当爱丁顿比为~ 10^{-3}的1型赛弗星系占全部星系的1%时，局部1型活动星系核X射线光度函数可以很好地再现。然而，在这样一个模型中的X射线光度函数是完全由活动星系核在E和S 0星系，相反，观察到的混合塞弗特宿主星系。为了获得一个合理的混合AGN宿主星系的形态，需要最大的质量黑洞在E和S 0星系与较低的爱丁顿比吸积，或有一个较低的塞弗特活动的发生率，比中央黑洞较晚类型的星系。
2001-08-24 astro-ph
Super-Eddington accretion rates in Narrow Line Seyfert 1 galaxies
利用由Kaspi等人（2000）的经验关系式推导出的BH质量，并假设光学光度由吸积盘提供，我们证明了窄线Seyfert星系1（NLS 1 s）以超爱丁顿速率吸积，而它们的光度保持在爱丁顿极限的量级。我们考虑到非粘性的能量释放的可能性在引力不稳定区域的光盘。它导致一个较小的吸积率和一个红的连续比标准盘，这符合更好的观察。观测到的辐射热光度似乎饱和在几倍的爱丁顿光度的超爱丁顿吸积率，超薄光盘模型预测。吸积速率始终保持在几个M $_{\odot}$ /年的数量级，表明BH的增长是质量供应有限的。由于黑洞的质量在几个$^7$年内增加了一个数量级，这可以解释为什么NLS 1看起来不像其他星系那样遵循相同的黑洞-凸起关系。因此，NLS 1在塑造局部黑洞的质量函数方面应该发挥重要作用。我们讨论的可能性，质量可以系统地低估由于倾斜效应，我们的结论是，吸积率因此可以强烈高估，但只有在一小部分的对象。
2004-07-08 astro-ph
ASCA Observations of the Seyfert 2 Galaxy NGC 7582: An Obscured and Scattered View of the Hidden Nucleus
ASCA对塞弗特2星系NGC 7582的观测表明，在硬X射线（2-10 keV）波段，它在$\sim2\times10^4$ s的时间尺度上变化很大，而软X射线（0.5-2 keV）通量在观测期间保持不变。光谱分析表明，这个物体是通过一个厚度为N $_{\rm H}\sim1.0\times 10^{23}\rm cm^{-2}$的模糊环面看到的。硬X射线是从隐藏的Seyfert 1核吸收的直接连续谱;软X射线主要是从扩展的空间区域散射的中心连续谱。因此，我们有一个模糊的/吸收和散射的看法，这个来源所期望的统一模型的塞弗特星系。更有趣的是，从1994年到1996年，观测到推断出的X射线柱增加了$\sim4\times10^{22} \rm cm^{-2}$，这表明一个“斑片状”的环面结构，即环面可能由许多单独的云组成。在6.4keV附近观察到的等效宽度为170 eV的铁线特征也与核X射线连续谱通过非均匀环的透射图像一致。
1998-09-08 astro-ph
An Expanded RXTE Survey of X-ray Variability in Seyfert 1 Galaxies
本文系统地分析了对Seyfert 1活动星系核进行的前七年的RXTE监测，得到了五个2-12 keV光变曲线的均匀样品，探测了从1天到3.5年的连续较长持续时间的硬X射线变率。2-10包括ASCA探测的约1天时间尺度上的keV变异性。所有的源都表现出更强的X射线变化对较长的时间尺度，但增加是相对较高的光度源更大。变化幅度与X射线光度和黑洞质量是反相关的，但幅度饱和，并成为独立的光度或黑洞质量对最长的时间尺度。这些数据与Markowitz等人（2003 a）和McHardy等人（2004）描述的功率谱密度（PSD）运动模型一致，其中Seyfert 1星系的可变性可以用一个单一的通用PSD形状来描述，其断裂频率与黑洞质量成比例。变率时间尺度、黑洞质量和X射线光度之间的最佳拟合标度关系意味着样品的平均吸积率约为爱丁顿极限的5%。在所有时间尺度上，与7-12 keV带相比，几乎所有源在相对软的2-4 keV带中表现出更强的可变性。有迹象表明，相对较低的亮度或质量较小的来源表现出较大程度的光谱变化，为总通量的增加。
2004-09-02 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
The intrinsic emission of Seyfert galaxies observed with BeppoSAX/PDS I. Comparison of the average spectra of the three classes of Seyfert Galaxies
本文介绍了BeppoSAX/PDS观测到的不同类塞弗特星系的硬X射线谱（>15 keV）。使用硬X射线数据，我们避免了吸收效应修改塞弗特排放，并直接访问这些源的中央引擎。本研究的目的是首先描述的一般性质的硬X射线光谱的塞弗特1，1.5和2星系，其次比较其固有的发射测试统一的模型，根据所有的类有相同的核。计算了14个Sy 1、9个Sy 1.5和22个Sy 2星系在15-136 keV能量范围内的平均光谱。SY 1的平均光谱不同于SY 2的平均光谱，第一种光谱需要存在高能量截止，而第二种光谱不存在。我们还表明，反射分量可能是更重要的Sy 2发射。Sy 1.5星系的性质是模糊的，因为它们有一个可以忽略的反射分量（像Sy 1），并且不需要截止（像Sy 2）
2003-03-04 astro-ph
An XMM-Newton observation of Mrk 3 - a Seyfert galaxy just over the edge
对附近的Seyfert 2星系Mrk 3进行100 ks XMM-牛顿观测，为探索其X射线光谱的复杂性提供了一个独特的机会。我们发现3-8 keV的连续谱主要由冷物质的反射所控制，并检测到Ni，Fe，Ca，Ar，S，Si和Mg的荧光K壳层线.在更高的能量，一个内在的幂律连续，与规范的塞弗特1光子指数，被认为是通过一个近康普顿厚的冷吸收。低于3 keV的软过剩被认为是占主导地位的线发射从流出的“温暖”的气体，光电离和光激发的固有的强X射线连续。测量的蓝移在强铁K-α和OVII和VIII发射线进行了讨论，在假定的分子环面和电离流出的属性。
2005-04-14 astro-ph
X-ray Observations of the Seyfert galaxy LB 1727 (1H 0419-577)
我们讨论了Seyfert 1.5星系LB 1727，也被称为1H 0419-577，从ASCA和ROSAT获得的X射线观测以及早期的光学观测。ASCA显示在观测值内或观测值之间X射线通量仅有适度（< 20%）的变化。相比之下，1996年6月至9月ROSAT HRI仪器的每日监测活动显示软X射线（0.1-2 keV）通量增加了约3倍。2 - 10 keV的连续体可以被参数化为幂律，在静止坐标系中，在~0.7 - 11 keV范围内光子指数γ为~ 1.45-1.68。我们还报告了第一次检测到铁K α线发射在这个源。同时ASCA和ROSAT数据显示，X射线谱在静止能量约0.75 keV处急剧变陡，低于该能量的谱可被参数化为斜率Gamma约3.6的幂律。我们表明，LB 1727是为数不多的塞弗茨，我们可以排除的可能性，即存在一个温暖的吸收体是唯一负责的光谱陡峭的软X射线制度。考虑到该源的整体光谱能量分布，表明在光学、紫外和软X射线数据中存在明显的XUV凸起。
1998-07-14 astro-ph
X-ray spectral components from a broad band BeppoSAX observation of the Seyfert galaxy IC 4329A
从一个宽带的频谱分析（0.1-200 keV）BeppoSAX对Seyfert 1星系IC 4329 A进行了观测，获得的主要结果是：a）反射量和铁K线的强度表明立体角基本上小于2 π的几何形状; b）幂律受到电子折叠能量约270 keV的截止影响，这是迄今为止第四个被探测到的独立物体; c）在0.7和1 keV处发现两个吸收特征，第一个对应于Ovi和Ovii的混合，另一个对应于FeL和NeK边缘的组合。与早期ASCA观测相比，当源暗30%时，反射的相对量和温暖的吸收体电离度的值都显着降低：比较表明，由于反射中的几何因素，该对象中存在相当大的延迟效应，并且吸收体电离弛豫到平衡态。
1999-10-04 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
XMM-Newton observation of the Seyfert 1 ESO 198-G24
本文介绍了2001年1月24日对明亮的Seyfert 1星系ESO 198-G24（z=0.045）的XMM-牛顿观测结果。我们发现，这个塞弗特星的内禀光度为2-10 keV，约为10^44 erg s-1。除了银河系吸收（N_{H} ~3 x 10^20 cm-2）外，该源没有显示出本征吸收。我们通过EPIC和RGS发现，该源在~ 1.5-2 keV以下的光谱比在较高X射线能量下观察到的光谱显着更陡，即所谓的软X射线过量。RGS光谱没有显示出明显的窄吸收线，这表明如果存在热吸收体，则其要么具有相对低的柱密度，要么具有非常高的电离参数。RGS数据很好地描述了一个幂律，修改后的黑体连续，和弱相对论性线O VIII，和C VI Lyalpha的组合。但是，并不完全排除其他解释。2-10 keV的能带符合吸收幂律，光子光谱指数为Gamma=1.77 +/- 0.04（与Seyfert 1星系中发现的典型Gamma~1.7一致）。我们发现在6.41 keV（即< Fe XVII）处存在窄的高斯发射线，其具有约60-70 eV的中等等效宽度，并且我们发现宽分量的上限（如果有的话）为75 eV。我们还发现了一个弱的吸收边与冷铁的光学深度约为0.2。
2003-10-14 astro-ph
X-ray observations of the'composite' Seyfert/star-forming galaxy IRAS00317-2142
我介绍了ASCA对IRAS 00317 -2142的观测，它是“复合”类星系中最明亮的（Lx~10^43 erg s-10.1 -2 keV）。这类神秘的天体呈现出窄发射线光谱，根据诊断发射线比率将这些星系归类为恒星形成星系;然而，存在弱的H α宽翼也表明存在弱或模糊的活动星系核。ASCA光谱可以用光子指数为1.76 ± 0.08的幂律表示。检测到ROSAT和ASCA 1-2千电子伏通量之间的强可变性（约三倍）。这些特征清楚地表明活动星系核是X射线发射源。然而，这个活动星系核的确切性质仍然不确定。没有证据表明银河系上方有高密度的吸收柱。此外，没有强有力的证据表明铁线在6.4千电子伏，90%的上限相当于宽度为0.9千电子伏。因此，X射线光谱与清晰的塞弗特-1解释一致。这种与光谱的差异，可以用一个强的恒星形成成分或一个“尘埃”电离吸收体来解释。最后，IRAS 00317 -2142可能隐藏着一个严重模糊的活动星系核，其中X射线发射主要是由于散射光，似乎不太可信，因为fx/f[OIII]比值很高，这更能表明没有模糊的Seyfert-1型活动星系核。
1999-11-19 astro-ph
