H II emission line region in LEDA 212995, a small neighboring galaxy of Mrk 1040
本文介绍了用艾萨克·牛顿望远镜（INT）对Mrk 1040和LEDA 212995（Mrk 1040伴星）进行的新的光谱观测。在LEDA 212995中发现的窄发射线的强度比和宽度是典型的H II区域。从这些发射线导出的物体的红移（0.0169 $\pm$ 0.00015）非常接近于Mrk 1040的红移（z=0.01665）。在LEDA 212995光谱的H $α$波段检测到弱的窄吸收线和宽吸收线。这些解释表明伴星可能至少部分被Mrk 1040遮蔽。利用这一点和以前的观察，我们讨论这两个星系之间可能的物理关系。
2004-02-01 astro-ph
A Sub-kpc Disk in MRK 231
我们目前的成像的HI 21厘米吸收线系统看到朝向核区域的Mrk 231在z = 0.04217，和成像的无线电连续辐射在1.4 GHz，范围从几个秒差距到几百秒差距的尺度。这些数据表明，在Mrk 231中存在一个sub-kpc的气体盘，正如在HI 21 cm吸收和射电连续辐射中所看到的。射电连续体的形态与一个最大半径为440质量的圆盘一致，倾角为45度，长轴为东西向。HI 21厘米吸收显示出位置的东西梯度和速度约为+/-110公里/秒，半径为100质量。我们确定这个HI和无线电连续盘的内部部分的分子盘上看到的一个因素三个更大的规模。在Mrk 231的sub-kpc盘中，热气体和非热气体的物理条件与致密核星暴星系的条件相似，特别是与Arp 220的sub-kpc气体盘的条件相似。从中性氢的速度场，我们导出了一个封闭在半径为50 pc的3 × 10 **8太阳质量内的引力质量。我们得出了一个巨大的恒星形成率在磁盘的60太阳质量每年。我们还提出了一个搜索HI 21厘米吸收与光学宽吸收线系统朝向Mrk 231。我们没有检测到与任何光学BAL系统相关的HI 21 cm吸收。这些否定的结果要求BAL云中的中性原子气体相当温暖（T > 50 K），除非NaI丰度高于太阳，或者尘埃与气体的比率高于银河系，或者观测到的Mrk 231核的消光不是由于BAL气体。
1997-12-01 astro-ph
Intrinsic Absorption in the Spectrum of Mrk 279: Simultaneous Chandra, FUSE, and STIS Observations
我们提出了一个内在的X射线和远紫外吸收的研究在Seyfert 1.5星系Markarian 279使用同时观测钱德拉X射线天文台，哈勃太空望远镜上的太空望远镜成像光谱仪，和远紫外光谱探测器（FUSE）。我们还提出了在另外三个时代的FUSE观测。我们在钱德拉光谱中检测到Fe K-α发射线，其通量与观测时Mrk 279的低X射线连续通量水平一致。由于Chandra光谱中的低信噪比，在Chandra数据中没有观察到O VII或O VIII吸收特征，但UV光谱揭示了HI和高电离物质如O VI，N V和C IV以及低电离物质如C III，N III，C II和N II在某些速度分量中的强烈和复杂的吸收。远紫外光谱覆盖的FUSE数据提供了高阶莱曼系吸收，我们用它来计算的光学深度和线和连续覆盖分数的内在HI吸收气体中的自洽方式的信息。的UV连续通量的Mrk 279减少了约7.5的一个因素，在跨越这些观测的时间，我们讨论了这种变化的吸收功能的响应的影响。从参数的基础上的速度，轮廓形状，覆盖分数和变化的紫外线吸收，我们得出结论，一些吸收组件，特别是那些显示突出的低电离线，可能与主星系Mrk 279，并可能与其相互作用与密切的伴星系，而其余的出现在核外流。
2004-02-19 astro-ph
Observations of Ultraluminous Infrared Galaxies with the Infrared Spectrograph on the Spitzer Space Telescope: Early Results on Mrk 1014, Mrk 463, and UGC 5101
本文介绍了用Spitzer红外光谱仪对三种超铝红外镓（ULIRGs）：Mrk 1014（z=0.163）、Mrk 463（z=0.051）和UGC 5101（z=0.039）在5- 38微米范围内的光谱。UGC 5101和Mrk 463的连续谱显示出很强的硅酸盐吸收，这表明在100微米处原子核有很大的光学深度。UGC 5101还显示了吸收中明显存在的水冰。Mrk 1014和UGC 5101都有多环芳烃的排放特征，包括UGC 5101的16.4微米谱线。精细结构线与Mrk 1014和Mrk 463中的活动星系核电源一致。在UGC 5101中，我们探测到了[NeV] 14.3微米的发射线，这为中红外区域的活动星系核掩埋提供了第一个直接证据。对UGC 5101和Mrk 463中9.66 μ m和17.03 μ m H $_{2}$发射线的探测表明，这两个星系中的暖分子气体分别占分子气体质量的22%和48%。
2004-06-07 astro-ph
X-ray emission/absorption mechanisms of 4 NLSy-1-like AGN and a radio quasar: QSO 0117-2837, RXJ0134.3-4258, NGC 4051, Mrk 1298, and 4C +74.26
本文研究了五个活动星系的X射线变率特性和光谱形状，它们都具有极端或神秘的X射线特性。我们重点讨论了类星体0117-2837、RXJ 0134.3 -4258和NGC 4051，并简要评述了Mrk 1298和4C +74.26。最初，根据以下因素，部分地选择个别物体作为温吸收体的候选对象：（i）特有的X射线吸收特征（NGC 4051，Mrk 1298，4C +74.26），（ii）极端X射线光谱陡度（QSO 0117-2837;当在Gamma_x-FWHM_H β图中绘制时发现该物体位于“回避区”中），和（iii）剧烈的光谱变化（RXJ0134.3-4258）。时间分析揭示了NGC 4051的长期X射线光变曲线的大幅度变化，Mrk 1298的非常快速的变化，NLSy 1星系QSO 0117-2837的恒定X射线通量，以及RXJ 0134.3 -4258的恒定平均计数率，尽管光谱变化巨大。除了暖吸收体，几个进一步的机制和它们的优点/缺点进行了研究，以解释个别对象的光谱特性。不同的模型适用于不同的源。窄线塞弗特1的一般的后果进行了讨论，我们提出的结果从光电离模型，以区分不同的建议NLSy 1的情况。
1999-11-23 astro-ph
FUSE Observations of Intrinsic Absorption in the Seyfert 1 Galaxy Mrk 509
我们目前的远紫外光谱的塞弗特1星系Mrk 509在1999年11月获得的远紫外光谱的远紫外光谱探测器（FUSE）。我们的数据跨越观测波长范围915-1185 A，分辨率约为20 km/s。光谱显示出蓝色连续谱、宽OVI 1032、1038发射和宽CIII 977发射线。叠加在这些发射分量上，我们通过Lzeta解析了OVI 1032、1038、CIII 977和Lyman线的相关吸收线。存在七个不同的运动学分量，相对于系统速度，速度范围为-440至+170 km/s。吸收集中在两组，一组集中在-370 m km/s处，另一组集中在系统速度处。蓝移的星系团可能与菲利普斯等人获得的Mrk 509深层图像中可见的延长线发射有关。虽然有几个成分似乎是饱和的，但它们的中心并不是黑色的。部分覆盖或散射允许约7%的宽线或连续通量不受吸收的影响。在多种组分中，只有一种具有与高电离气体相同的电离状态和柱密度，其在Mrk 509的X射线光谱中产生OVII和OVIII电离边缘。这篇论文将发表在《天体物理学杂志快报》的特刊上，专门介绍FUSE任务的第一批科学成果。
2000-04-28 astro-ph
X-ray absorption lines suggest matter infalling onto the central black-hole of Mrk 509
本文报道了Seyfert 1星系Mrk 509的X射线谱中由于Fe离子化而引起吸收线红移和蓝移的证据。这些特征在短至~20千秒的时间尺度上似乎是短暂的，已经用两颗不同的卫星BeppoSAX和XMM-牛顿观测到。红移和蓝移的谱线分别在E~5.5 keV和~8.1-8.3 keV（静止坐标系）处发现。第一个是在BeppoSAX号卫星六次观测中的一次观测中看到的，后一个是两颗卫星都看到的。在假设吸收是由于H-或He-类铁，为吸收物质的隐含速度为v~0.15-0.2 c，在向外和向内的方向。根据目前的数据，不能排除关于~5.5 keV线的引力红移的另一种解释。然而，我们认为，时间模式和零星性质的线更容易调和与模型预测重要的径向运动接近中央黑洞，如"流产喷流“模型，"雷雨云”模型，或磁流体动力学模型的喷气机和吸积盘。
2005-06-28 astro-ph
Variable X-ray Absorption in the Seyfert 2 Galaxy Mrk 348
我们提出的RXTE监测观测的塞弗特2星系Mrk 348跨越6个月的时间。在3-20 keV波段的时间平均光谱显示了康普顿薄塞弗特2星系的许多特征，即一个硬的幂律连续体（光子指数= 1.8），具有强软X射线吸收（N_h ~ 10^23 cm^-2）加上可测量的铁谱线发射（等效宽度~ 100 eV），以及在高能时存在反射成分（R < 1）的证据。在监测期的前半段，来自Mrk 348的X射线连续通量保持相对稳定。然而，这之后是一个显着增亮的来源（约4倍）与最快的变化对应的两倍，其X射线通量的时间尺度上约20天。通量增加伴随着X射线光谱的显著软化，这很可能是由于固有视线柱密度下降了3倍。相比之下，铁线和反射分量没有显示出变化的证据。这些观测结果表明，中心X射线源周围是一个片状分布的吸收材料，位于大约一个光周的Mrk 348的核心。在吸收屏内的单个云的随机运动，穿过我们的视线，在数周至数月的时间尺度上产生所测量的柱密度的实质性时间变化，并引起所观察到的X射线光谱变化。然而，从核心观察，云层的全球覆盖范围和典型厚度保持相对恒定。
2000-11-29 astro-ph
FUSE Observations of Interstellar and Intergalactic Absorption Toward the X-ray Bright BL Lac Object Mrk 421
本文介绍了对明亮的BL Lac天体Mrk 421的X射线的高质量远紫外光谱探测器（FUSE）在910 - 1187 A的星际和星系间吸收的20 km /s分辨率的观测结果。在这项研究中，我们考虑的O VI吸收之间的-140至165公里/秒和它的关系，较低的电离吸收和强烈的吸收产生的O VII和O VIII在X射线波长。O-VI吸收范围从-140到60 km /s，与强烈的低电离气体吸收有关，起源于银河系厚盘/晕。这个O VI似乎是由多种过程的组合产生的，包括温暖和高温气体之间的导电界面，以及可能冷却的银河喷泉气体和热晕气泡。从60到165 km /s的O VI吸收具有不寻常的电离特性，因为除了C III之外，几乎没有相关的低电离吸收。这种吸收在两颗前景晕星上没有观察到，这意味着它发生在距离银河系盘3.5 kpc更远的气体中。在60至165公里/秒的速度范围内，O VI和C III吸收具有相同的运动学行为。N（O VI）/N（C III）= 10+/-3，速度范围为60至120 km/s。考虑到O VI与C III的关联，高速O VI不太可能与导致O VII和O VIII吸收的较热气体共存。O VI正速度吸收翼可能正在追踪热银河喷泉流出物中夹带的较冷气体。钱德拉和XMM-牛顿观测到的O VII和O VIII吸收可能是在高度延伸（~100 kpc）的银河日冕中的热气或本星系群中的热气。
2004-12-15 astro-ph
X-ray/UV campaign on the Mrk 279 outflow: density diagnostics in Active Galactic Nuclei using O V K-shell absorption lines
模拟活动星系核中的电离外流的主要问题之一是外流风到中心源的未知距离。只有当密度已知时，才能通过电离参数确定该距离。在这里，我们研究基于0 V转变的密度诊断。已知OV具有密度依赖的亚稳态能级。我们研究人口的光电离平衡条件下的水平，并确定其参数范围内，他们可以有一个显着的人口。我们发现，共振线捕获起着重要的作用，在降低临界密度以上的亚稳态人口变得重要。我们调查的K-壳层吸收线从这些亚稳态水平。只要有足够的亚稳能级，相应的K壳层吸收线是可检测的，并且与源自基态的主吸收线很好地分离。然后，我们提出的钱德拉LETGS光谱的塞弗特1星系Mrk 279，可能会显示这些亚稳态水平的吸收线的存在下的第一次。由于观测到的最强谱线波长的不确定性以及预测波长的不确定性，目前还不可能确定。如果这条线确实是由于O V的吸收，那么我们推断到中心源的距离为一个光周到几个光月，这取决于额外加热过程的重要性。
2004-06-08 astro-ph
Extragalactic background light absorption signal in the 0.26-10 TeV spectra of blazars
最近的观测TeV伽马射线光谱的两个最近的活动星系核（AGN），Markarian 501（Mrk 501）和Markarian 421（Mrk 421），由惠普尔和HEGRA合作，刺激努力估计或限制光谱能量密度（SED）的河外背景光（EBL），导致TeV光子衰减通过成对产生时，他们旅行宇宙学距离。尽管在Mrk 501和Mrk 421的光谱中（在0.26-10 TeV范围内）没有任何明显的类似截止的特征可以清楚地表明这种光子吸收机制的存在，但我们证明了在这些活动星系核的光谱中仍然存在强的EBL衰减信号（10 TeV光子的存活概率（~10^{-2}））。由于EBL的特殊形式的SED和这些耀变体未知的内禀光谱，这种衰减可能无法被探测到。在这里，我们将展示如何建议和现有的实验，VERITAS，HESS，MAGIC，STACEE和CELESTE可能能够检测或严重限制的EBL SED的光谱测量扩展到临界100-300 GeV的制度。
1999-11-02 astro-ph
Reflection Component in the Hard X-Ray Emission from the Seyfert 2 Galaxy Mrk 1210
通过ASCA发现Seyfert 2星系Mrk 1210呈现出一个平坦的硬X射线分量，尽管ASCA无法区分它是吸收的直接分量还是反射的分量。然后，我们用BeppoSAX对Mrk 1210进行了观测，发现X射线光谱特性与ASCA有很大的不同，这一点已经用XMM-Newton得到了证实;通量明显高于ASCA观测中的通量，并且在5 keV以下出现了明显的吸收截止。探测到高达100 keV的明亮硬X射线发射。反射分量是描述BeppoSAX PDS光谱所必需的，并且非常好地代表了ASCA硬分量。因此，ASCA光谱中的硬成分是反射成分，其强度在6年内几乎不变。这表明显著的光谱变化归因于吸收柱密度的>5倍的大变化，而不是核发射的变化。吸收柱密度的变化意味着环面不是均匀的，而是具有滴状结构，典型的滴状尺寸< 0.001
2004-05-10 astro-ph
X-ray/UV Observing Campaign on the Mrk 279 AGN Outflow: A Global Fitting Analysis of the UV Absorption
我们提出了一个分析的固有的紫外吸收在塞弗特1星系Mrk 279的基础上同时长期观测哈勃太空望远镜（41 ks）和远紫外光谱探测器（91 ks）。为了提取视线覆盖因子和离子柱密度，我们分别拟合了两组吸收线：莱曼系和CNO类锂双峰。对于CNO双峰，我们假设所有三个离子共享相同的覆盖因子。这里应用的拟合方法克服了一些限制的传统方法，使用个人的双重对，它允许治疗更复杂的，物理上现实的情况下的吸收-发射几何形状，并消除了系统误差，我们显示引入光谱噪声。我们推导出速度依赖的解决方案的基础上两个模型的几何覆盖-一个单一的覆盖因子的所有背景排放源，和单独的覆盖因子的连续和发射线。虽然两个模型都能很好地拟合观测到的吸收，但我们更倾向于使用两个覆盖因子的模型，因为：（a）对于独立的莱曼系和CNO双重拟合，两种发射源的最佳拟合覆盖因子是相似的;（b）拟合符合连续谱源的完全覆盖和吸收体对发射谱线的部分覆盖，正如从核发射成分的相对大小所预期的那样;以及（c）它为在较早时期检测到的Ly $α$吸收的可变性提供了自然的解释。我们还探讨这些结果流出的物理和几何约束。
2005-01-25 astro-ph
Chandra-LETGS observation of Mrk 279: modeling the AGN internal structure
我们提出了Chandra-LETGS分析Mrk 279，一个明亮的塞弗特1星系。光谱显示了黑洞附近不同物理环境产生的各种特征。我们检测到三个吸收分量，位于红移的源。其中一个可能来自宿主星系。还观察到由于在z=0时碰撞电离气体的吸收而产生的附加分量。这种吸收可以在银河系的外围或本地星系群中产生。发射光谱具有丰富的窄发射特征和宽发射特征。我们测试了宽发射线起源于宽线区（BLR）的假设，如在UV波段所研究的。我们发现，至少有2个组件具有不同的电离参数是必要的，同时解释宽的发射线在紫外线（由HST-STIS和FUSE）和X射线测量。
2004-12-22 astro-ph
The Extreme Compact Starburst in MRK 273
利用甚长基线阵和甚大基线阵拍摄了Mrk 273的中性氢21厘米吸收和1.4 GHz射电连续辐射图像。这些图像显示了一个与北核区相关的气体盘，直径为0.5“（370 pc），倾角为53度。射电连续辐射是由一个漫射分量加上一些致密源组成的。这种形态类似于附近较低光度的星暴星系。这些图像提供了强有力的支持的假设，即北方源的光度是由一个极端紧凑的星爆。HI 21 cm吸收显示出在0.3“（220 pc）范围内的450 km/s的东西向速度梯度，这意味着封闭的质量为2 e9 M_solar，与分子气体质量相当。最明亮的致密源可能表明来自活动核（AGN）的射电辐射，但这个源仅占北部核区总通量密度的3.8%。东南射电核的HI 21 cm吸收表明，在小于40 pc的尺度上，以200 km/s的速度下降，而西南近红外核在高分辨率射电连续图像中没有检测到。
2000-02-08 astro-ph
Constraints on the Lyman continuum radiation from galaxies: first results with FUSE on Mrk 54
我们目前的远紫外光谱探测器观测恒星形成星系Mrk 54在z = 0.0448。在我们的银河系中，在HI吸收边以上没有探测到莱曼连续辐射。通过与在邻近观察到的光谱的检测器区域中测量的背景进行比较来评估上限。使用16 A的光谱窗口，合理地不含额外的HI莱曼系线吸收。我们银河系中的氢分子吸收不需要修正，但前景消光为0.29等。在Mrk 54静止坐标系中，在~ 900 A处获得的通量上限为6.15 × 10^{-16} erg/cm^2/s/A。通过与来自H-α通量的电离光子数的比较，这个极限转化为f_esc < 0.062的上限，即莱曼连续谱光子逃离星系而不被星际物质吸收的比例。这一限制与其他三个附近星系的限制相比，是兼容的逃逸分数模型预测。在附近的星系中得到的上限与莱曼连续通量的检测在复合光谱的莱曼break星系在z ~ 3.4。比较的困难和影响进行了讨论。
2001-06-18 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
The Non-isothermality and Extent of Galactic Diffuse Hot Gas Toward Mrk~421
通过X射线的吸收和发射，可以有效地追踪弥散热气体。我们提出了一个联合分析，这些示踪剂来表征银河系热气体的空间和温度分布沿视线向附近明亮的活动星系核Mrk 421。我们还补充这一分析与远紫外OVI吸收观测。我们发现，所观察到的OVII和OVIII的吸收线强度是不一致的扩散背景发射线的比例相同的离子，如果气体被假定为等温的碰撞电离平衡态。但是，所有这些线以及扩散的3/4-keV的宽带背景强度在现场可以拟合等离子体的幂律温度分布。我们表明，这种分布可以从一个热的气体盘模型与气体的温度和密度呈指数下降与银河系平面的垂直距离。联合拟合得到温度和密度的指数标度高度分别为~1.0 kpc和~1.6 kpc，中面值分别为2.8E6 K和2.4E-3 cm^{-3}。这些值与从附近与我们相似的边缘星系的X射线观测中推断出的值一致。
2006-12-18 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 Variable X-ray Spectrum of Markarian 766 - II. Time-Resolved Spectroscopy
活动星系核的可变X射线谱系统地显示出陡峭的幂律高态和硬谱低态。硬低态以前已被发现是一个组件，只有弱的变化。这一成分的起源以及吸收和相对论模糊等效应的相对重要性目前尚不清楚。目标：在先前的主成分分析的后续行动中，我们的目标是确定散射和吸收效应对窄线塞弗特1星系Mrk~766随时间变化的X射线光谱的相对重要性。方法：利用时间分辨光谱技术，将XMM和Suzaku的数据切割到25 ks元素，研究了Mrk 766的光谱变化是吸收还是散射成分占主导地位。时间分辨光谱技术证实，Mrk 766的光谱变化可以用两种主成分分析方法中的任何一种解释。详细的研究证实，散射和直接发射的相对强度的快速变化或吸收体覆盖分数的快速变化提供了很好的解释大多数的光谱变化。然而，6.97 keV吸收线和主连续谱之间的强相关性以及快速的不透明度变化表明，复杂和多层吸收体的变化，最有可能是盘风，是Mrk 766光谱变化的主要来源
2007-08-09 astro-ph
Extragalactic background light absorption signal in the TeV gamma-ray spectra of blazars
最近的观测TeV伽马射线光谱的两个最近的活动星系核（AGN），Markarian 501（Mrk 501）和Markarian 421（Mrk 421），由惠普尔和HEGRA合作，刺激努力估计或限制光谱能量密度（SED）的河外背景光（EBL），导致TeV光子衰减通过成对产生时，他们旅行宇宙学距离。尽管在Mrk 501和Mrk 421的光谱中（在0.26-10 TeV范围内）没有明显的类似截止的特征可以清楚地表明这种光子吸收机制的存在，但我们证明了在这些活动星系核的光谱中仍然存在强的EBL衰减信号（10 TeV光子的存活概率<10^{-2}）。通过估计宇宙对TeV伽马射线光子的最小和最大不透明度，我们计算了当前和未来伽马射线观测站的可见范围。最后，我们表明，拟议的实验，VERITAS，HESS和MAGIC，甚至可能能够实际测量EBL SED，因为他们的观测扩展到关键的75-150 GeV制度。在这个过渡区域，耀变体的光谱中应该存在一个明显的“膝状”特征，这一特征相对于耀变体的固有性质是不变的。如果对几个耀变体进行观测，则光谱指数和通量振幅在这个拐点上的变化将提供在0.1-30 $μ$ m波长范围内测量EBL所需的缺失信息。
1999-08-09 astro-ph
ASCA observations of the Seyfert 1 galaxies Mrk1040 and MS0225.5+3121
本文介绍了Seyfert 1星系Mrk~1040和MS~0225.5+3121的{ \it ASCA}观测结果。自从10年前{ \it EXOSAT}观测以来，发现Mrk~1040的通量减少了近4倍。Mrk~1040的能谱在软能（低于0.8 \thinspace keV）和硬能（6- 7 \thinspace keV）都表现出复杂性。后者很容易被解释为荧光K $α$发射从冷铁预期时，初级X射线源照射冷光学厚的材料。这条线既宽（FWHM为16000 - 70000 km\，s $^{-1}$）又强（等效宽度为$\sim 550\pm 250$ \，eV），表明它起源于靠近致密天体的非太阳丰度的物质。通过蒙特卡罗模拟研究了畸变效应对这种谱线的等效宽度的影响。我们发现，强线可以产生物理上合理的丰度。还讨论了丰度对相关反射连续谱的影响。软光谱的复杂性意味着要么是一个强大的软过剩连同本征吸收，或复杂的吸收体。讨论了这种复杂吸收体的性质的各种模型。MS~0225.5+3121没有显示出任何变化的证据，其光谱可以很好地用银河系吸收的幂律来描述。
1995-04-27 astro-ph
Can a Dusty Warm Absorber Model Reproduce the Soft X-ray Spectra of MCG-6-30-15 and Mrk 766?
MCG-6-30-15和Mrk 766的XMM-牛顿RGS光谱显示出复杂的离散结构，Branduardi-Raymont等人（2001年）在一篇论文中将其解释为存在碳、氮和氧的相对论增宽莱曼α发射的证据，这些发射产生于克尔黑洞周围的吸积盘的最内部区域。这一建议随后在Lee等人（2001年）的一篇论文中受到批评，他认为对于MCG-6-30-15，Chandra HETG光谱在光谱覆盖范围上与RGS部分重叠，可以通过尘埃暖吸收体模型充分拟合，没有相对论性线发射。我们提出了一个重新分析的原始RGS数据集的李等。（2001年）模型，并证明光谱模型组成的一个光滑的连续电离和尘埃吸收单独不能再现RGS光谱的两个对象。Branduardi-Raymont等人（2001年）提出的原始相对论性线模型与热吸收相结合，在光谱的整体形状和离散吸收线方面都提供了与RGS数据的优越拟合。讨论了尘埃粒子对X射线吸收量的限制。我们还讨论了一个可能的理论解释的假设相对论莱曼α线发射的光电离表面层的内部区域的吸积盘。
2003-06-25 astro-ph
Evidence for relativistic features in the X-ray spectrum of Mrk 335
本文分析了XMM-牛顿卫星观测到的明亮的Sy 1星系Mrk 335的硬X射线光谱特征。我们的分析确认存在一个广泛的，电离铁Ka发射线的光谱，首先发现Gondoin等人。宽线可以成功地模拟相对论吸积盘反射模型。在Mrk 335的情况下，这种解释是异常可靠的，因为没有任何电离（"温"）吸收剂，也没有明显的窄芯线。然而，从统计学上不能排除中性气体部分覆盖是广泛残差的来源。不管我们报告的基础连续，在这个源中，第一次在~5.9 keV的静止帧能量处检测到窄吸收特征。如果用铁在高度电离介质中的共振吸收线来识别该特征，则该线的红移对应于~0.11 - 0.15 c的流入速度。我们提出了一个简单的入流模型，近似地考虑了相对论和辐射压力的影响，并使用Monte Carlo方法计算了合成光谱，与数据进行了定性比较。该模型表明，只要用Fe xxvi来表征吸收特征，则可通过下落气体来再现吸收特征。我们要求流入的气体在几十个rg的有限半径范围内延伸，以匹配观察到的特征。流中的质量吸积率相当于埃丁顿极限的60%，与观察到的速率非常一致。吸收线的狭窄倾向于反对线红移的纯粹引力起源，但考虑到目前的数据质量，我们强调不能排除这种解释。
2006-09-14 astro-ph
Simultaneous X-Ray and optical spectroscopy of the Seyfert galaxy Mrk 993
本文介绍了对Seyfert星系Mrk 993的XMM-牛顿X射线和3.5m/CAHA光谱同时观测的结果。这个星系在过去表现出其宽发射线的显着变化，将其分为Sy 1，Sy1.5和Sy1.9。为了检验活动星系核统一模型的X射线/光学一致性，我们比较了光电X射线吸收量与宽发射线分量的巴耳末衰减。光学数据表明，在我们的观测期间，Mrk 993处于Sy1.8状态，巴耳末减量为9。吸收X射线的气体只有7 E20 cm E-02，很可能是由于宿主星系。对于一个正常的气体尘埃比在吸收材料（预计出现在分子环面）这两个数量明显不一致的固有巴耳末减量为3.4。因此，我们得出结论，巴耳末比是固有的，而不是由遮蔽产生的，因此在该物体中，光学宽线发射特性是由宽线区域的物理特性决定的，而不是由取向/遮蔽效应决定的。
2004-10-14 astro-ph
The broad-band X-ray spectrum of Mrk 3
我们使用非同时Ginga，ASCA和ROSAT观测研究复杂的X射线光谱的塞弗特2星系Mrk 3。我们发现，该复合光谱可以很好地描述了一个严重的截止硬X射线连续，铁K_α发射和软X射线过剩，与光谱的变化局限于在连续归一化和铁线通量的变化。以前的研究表明，Mrk 3中的幂律连续体异常困难。我们得到一个典型的值的能量指数的连续（即α约0.7）时，一个温暖的吸收体（负责近8千电子伏观察到的吸收边）包括在光谱模型。或者，包含反射分量产生可比较的幂律指数。软过剩通量不能仅仅用纯电子散射的基本幂律连续体来模拟。然而，更好地拟合光谱数据，如果我们包括在部分光致电离散射介质中的发射和吸收的影响。特别是在$\sim 0.9$ keV的光谱特征突出可以代表O VIII复合辐射产生的热光电离介质。我们讨论我们的结果的背景下，最近的其他研究的软X射线光谱的塞弗特2星系。
1998-04-23 astro-ph
The messy environment of Mrk 6
近年来，人们已经清楚地认识到，由于活动星系核与统一模型的关系，理解活动星系核中存在的吸收是必不可少的。我们提出了最新的XMM-牛顿观测Mrk 6，目的是了解这个源固有的复杂吸收的性质和起源。X射线光谱拟合表明，一个简单的温暖的吸收模型提供了一个同样良好的统计表示的CCD数据作为一个部分覆盖模型。此外，一旦RGS数据被包括在光谱拟合中，简单的暖吸收体模型就提供了对数据的非常好的拟合，而不增加模型的复杂性，与部分覆盖模型相比，部分覆盖模型需要添加低金属性（<0.03太阳能）热等离子体或低温黑体发射以提供类似的质量拟合。温吸收体也是一种相当自然的方式来解释在先前的XMM-牛顿观测和这一次之间在X射线吸收柱密度中观察到的变化，在先前的XMM-牛顿观测期间仅需要第二个更高柱密度、更高电离的吸收体。相比之下，部分覆盖模型，需要移动，clusified，材料相对接近源，导致两个不同的视线，与单独的吸收柱，每个都有很大的变化，而没有任何相关的变化，在其覆盖分数，以解释所观察到的变化。我们将暖吸收体与密度约为10^9 /cm ^3的吸积盘风联系起来，或者与密度约为10^3 ~ 10^5 /cm ^3的分子环面的电离“表皮”或大气联系起来。
2006-05-18 astro-ph
An XMM-Newton observation of the extreme Narrow Line Seyfert 1 Galaxy, Mrk 359
我们目前的XMM牛顿观测Mrk 359，第一个窄线塞弗特1星系发现。即使在NLS 1中，Mrk 359也是一个极端的情况，具有非常窄的光学发射线。XMM-Newton数据显示Mrk 359具有显著的软X射线过剩，仅显示出弱吸收和发射特征。（2-10）keV的连续谱，包括反射，比典型的NLS 1更平坦，伽马约为1.84。也观察到一个强的发射线的等效宽度约200 eV，中心附近6.4千电子伏。我们将这种发射与两条强度大致相等的线分量相匹配：一条来自吸积盘的宽铁线和一个狭窄的未解决的核心。未分辨的线芯的等效宽度约为120 eV，与远处后处理气体中中性铁的荧光一致，可能是“分子环”的形式。比较Mrk 359和其他中低光度Seyfert 1星系与类星体中的窄线强度表明，远距离后处理气体对向的立体角随着活动星系核光度的增加而减小。
2001-09-20 astro-ph
FUSE Observations of Warm Absorbers in AGN
在利用远紫外光谱探测器（FUSE）对活动星系核（AGN）进行的观测中，我们经常发现在O VI 1032，1038共振双重态中存在相关吸收。在迄今为止观测到的34个z < 0.15的I型活动星系核中，有16个显示出可检测到的O-VI吸收。大多数吸收系统显示出多个成分，其内在宽度约为100 km/s，分布在小于1000 km/s的蓝移速度范围内。除了三个星系（Ton S180，Mrk 478和Mrk 279）之外，我们样本中具有现有X射线或更长波长紫外观测的星系也显示出C IV吸收和软X射线暖吸收体的证据。在某些情况下，UV吸收组分具有类似于X射线吸收气体的物理性质，但在其他情况下，UV和X射线吸收组分之间没有明确的物理对应关系。
2001-06-25 astro-ph
Limits on Hot Galactic Halo Gas from X-ray Absorption Lines
虽然大质量盘星系周围存在大尺度热气晕的理论已经建立了很长一段时间，但观测证据仍然很少。我们报告了钱德拉和XMM-牛顿光栅光谱探测OVII和NeIX K α吸收线沿视线的4U 1957+11。线吸收与起源的星际介质一致。我们将这些谱线反射归因于与银河系盘有关的热气，通过将这条视线与更远的视线（朝向X射线双星LMC X-3和活动星系核Mrk 421）进行比较，来寻找银河系周围的气体晕。通过对4U~（1957+11）光谱进行银河系纬度相关修正后的吸收线追踪，发现沿LMC X-3和Mrk 421视线的所有谱线吸收都可归因于厚银盘中的热气体。我们将穿过晕圈的OVII柱密度限制为N（OVII）<5E 15 cm^{-2}（95%置信限），并得出结论，如果存在的话，热气对金属线散射的贡献可以忽略不计。
2007-11-29 astro-ph
Re-examining the Lyman Continuum in Starburst Galaxies Observed with the Hopkins Ultraviolet Telescope
我们已经重新评估了莱曼连续辐射的约束条件，从四个星暴星系观察霍普金斯紫外望远镜（HUT）在Astro-2任务。应用我们银河系中星际气体吸收的详细模型，并使用最新的HUT数据产品，我们发现红移莱曼连续谱的上限比以前报道的限制性更小（Leitherer et al. 1995 ApJ，454，L19）。确定的天体物理和仪器效应允许2-sigma上限不紧于5.2%，11%，57%，和3.2%，分别设置在IRAS 08339+6517，Mrk 1267，Mrk 66和Mrk 496的莱曼连续谱光子的逃逸分数上。未被探测到的星际成分（包括H_2）的吸收或母星系中的气体或尘埃对出射光谱的调制可能会使真实的逃逸分数超过这些修正的上限。
1997-03-06 astro-ph
The Nature of the Optical Light in Seyfert 2 Galaxies with Polarized Continuum
利用沿射电或扩展发射轴的长缝光谱，研究了Seyfert 2s Mrk 348、Mrk 573、NGC 1358和Mrk 1210在中心kpc区域的光学连续谱和恒星星族的性质。已知这些星系具有偏振连续谱-包括Mrk 348和Mrk 1210中的偏振宽线-先前的研究表明，在5500 A处，无特征连续谱（FC）的贡献在20-50%范围内。尽管如此，我们的测量的吸收线和连续比的等效宽度的函数，从核的距离显示没有稀释的线，也没有变蓝的光谱，如预期的，如果一个蓝色的FC存在于上述比例的核。我们研究了一种可能性来解释这种效应：在核处的恒星星族与周围球的恒星族是相同的，并且支配着核光。光谱分析证实了这一假设适用于Mrk 348，NGC 1358和Mrk 1210，我们发现在所有波长下，恒星在核中的贡献大于90%。我们发现，一个较大的恒星星族的核谱的贡献可以发挥的作用，从以前的研究推断的"第二FC“源。恒星星族的合成表明，Mrk 348和Mrk 1210的核区域有重要的贡献，年轻到中等年龄的恒星（0- 1亿年），不存在于椭圆星系的模板。在Mrk 1210的情况下，在核发射线光谱中检测到的“沃尔夫-拉叶特特征”进一步证实了这一点。
1998-01-29 astro-ph
The Galactic Central Diffuse X-ray Enhancement: A Differential Absorption/Emission Analysis
软X射线背景显示出朝向银河系内部区域的普遍增强。但是这种增强是否是局部特征（例如，距离小于等于200秒差距的超级气泡）和/或与银河系中心/凸起的高能外流有关的现象仍然不清楚。在这里，我们报告了一个比较X射线发射和吸收的研究扩散热气体沿视线向3C 273和Mrk 421，增强和关闭，但在类似的银河系纬度。根据ROSAT全天巡天的估计，3C 273的3/4 keV辐射强度大约是Mrk 421的三倍。基于对这两个活动星系核的\chandra光栅观测，我们探测到了X射线吸收线（例如，OVII K α、K β和OVIII K α在z~0处的跃迁），发现沿这两条视线的平均热气体热力学和运动学性质明显不同。通过减去前景和背景的贡献，确定沿Mrk 421视线，我们隔离的净X射线吸收和发射产生的热气体与增强的方向3C 273。通过对这些差分数据集的联合分析，我们得到温度、分散速度和氢柱密度为2.0（1.6，2.3）E6 K，216（104，480）km/s，2.2（1.4，4.1）E19 cm^{-2}（90%置信区间），假设气体近似等温，太阳在金属丰度，碰撞电离平衡。我们还限制气体的有效视线范围为3.4（1.0，10.1）kpc，强烈表明增强最有可能代表银河系的中心现象。
2007-07-26 astro-ph
Understanding the Spectra of TeV Blazars: Implications for the Cosmic Infrared Background
随着强大的地基伽马射线探测器的到来，我们现在可以开始认真地探测，通过同时进行X射线/TeV观测，在耀变体Mrk 421和501中伽马射线发射的起源。如果同步加速器-康普顿辐射模型成立，那么我们就知道这些物体的X射线和伽马射线辐射是由同一个电子引起的。在这种情况下，我们表明，我们可以使用它们的观测到的X射线谱，以鲁棒地估计其固有的伽马射线谱。在耀变体中，Mrk 421/501特别适合这项任务，因为产生TeV伽马射线的康普顿散射可能处于克莱因-西名极限，在那里，出射光子的能量对入射光子的能量不敏感。有了更好的处理其固有的TeV光谱，我们就可以开始寻找由于漫射红外背景辐射产生的伽马射线对吸收的证据。我们讨论了一些陷阱，出现时，试图这样做，而不知道的固有频谱。虽然Mrk 421/501非常接近，但这些源的发射扩展到足够高的能量（Mrk 501中> 20 TeV），我们仍然能够推导出对红外背景的有趣约束。如果正确的话，COBE 140微米探测和Mrk 501光谱测量的结合达到了20 TeV甚至更高，这就排除了传统的星系演化和恒星形成的可能性，这意味着宇宙中的大部分恒星形成确实发生在早期的高度模糊的来源中，直到现在都没有发现。
1999-03-10 astro-ph
VLBI Imaging of Luminous Infrared Galaxies: AGN Cores in Mrk231, UGC 5101 & NGC 7469
我们报告了UGC 5101，NGC 7469和Mrk 231的18 cm VLBI连续成像观测，分辨率为5 mas，所有这些都是已被证明具有强VLBI射电核心的亮红外星系样品的一部分。在VLBI尺度上，这三个系统的射电形态都类似于活动星系核，具有清晰的山脊线和高亮度但空间分辨的成分。这些VLBI成分的结构和通量密度与Arp 220中发现的星暴产生的射电超新星类型不一致。在100 pc的尺度上，这三个天体的射电连续谱似乎都是由活动星系核主导的，而不是由星暴主导的。较大尺度的射电辐射很可能起源于一个不太致密的环核恒星形成区。通过对Ulvestad等人（1999）对Mrk 231的VLBI成像进行图解和扩展，我们的连续图像显示了一个三重结构，具有一个核心和两个叶，将其归类为紧凑对称天体（CS 0）。如果Mrk 231的南（主）叶/热点受到冲压压力的限制，我们估计叶的前进速度，$v_a \sim 10^{-4}c$，以及喷流/致密源的年龄，$< 10^6 yr$。我们还拍摄了Mrk 231的1667 MHz OH脉泽辐射，它在50- 100毫弧秒（40- 80秒差距）的尺度上扩展，可能与CO辐射和HI吸收所看到的盘的内部区域相一致。在高灵敏度和质量分辨率下研究的OH超脉塞中，Mrk 231是唯一的，它对Arp 220和其他LIGs中发现的紧凑OH结构的通量密度有严格的上限。可能Mrk 23…
2003-04-17 astro-ph
Discovery of a very luminous megamaser during a radio flare in the Seyfert 2 galaxy Mrk 348
本文报道了用位于Effelsberg的MPIfR 100米望远镜在Seyfert 2星系Mrk 348中发现的一个新的H_2O超脉泽。该脉泽的表观各向同性光度为L_H_2O ~ 420 L_sun，是迄今为止发现的第三大最亮脉泽。探测到的谱线异常宽（Δ v ~ 130 km/s），相对于系统速度红移~130 km/s，并且不对称，有明显的蓝翼。虽然早些时候发现了该星系核的模糊物质的证据，但这次探测是第一次直接观察AGN附近的分子物质。我们还研究了氨（NH_3）和亚环丙烯（C_3H_2）对明亮射电核的吸收。H_2O谱线在档案资料中仅被少量探测到，表明该脉泽最近与一个巨大的射电连续谱耀斑一起爆发。连续谱和线通量密度增加了三倍，表明是不饱和脉泽。射电连续谱耀斑使Mrk 348成为已知射电最亮的超脉泽星系。指出巨脉泽星系中有相当大一部分星系具有显著的射电核心，并推测Mrk 348中脉泽发射的耀斑与核喷流中的耀斑有关。
2000-04-27 astro-ph
The X-Ray Spectral Variability of Mrk 766
本文报道窄线塞弗特1星系Mrk 766的ASCA和ROSAT观测结果。在ASCA观测中，我们观察到了快速的变异，倍增时间尺度为1000秒。观察到的光谱变化事件中，光谱软化和硬化以上和以下~1千电子伏，分别作为通量增加。光谱可以用5个分量建模：幂律、暖吸收体、铁K（α）线和软过剩分量通量。光谱的变化导致了一个非常显着的变化，在固有的光子定律指数从伽玛~1.6到~2.0，在温暖的吸收体电离的增加，和一个轻微的显着减少的软组件归一化。在高态谱中检测到一条约100 eV等效宽度的窄铁K（α）线。在三次ROSAT观测中观察到通量增加期间的光谱硬化。内禀光子指数的变化和ASCA谱中软过剩成分的消失可以解释为注入电子洛伦兹因子的突然增加所引起的从一阶对再处理谱到对级联谱的转变。在温暖的吸收剂的电离的变化，虽然模型依赖，可以对应于在氧的边缘导致的光谱指数的变化，在通量的增加。ROSAT光谱的变化可以解释由可变强度的硬功率定律和相对不变的软分量，可能是主要的磁盘发射。这些结果进行了比较，从其他窄线塞弗特1星系的报道。
1996-03-18 astro-ph
Sub-Relativistic Radio Jets and Parsec-Scale Absorption in Two Seyfert Galaxies
用甚长基线天线阵在15 GHz频率上对Seyfert星系Mrk 231和Mrk 348的毫角秒结构进行了两个相隔约1.7年的历元成像。这两个星系都含有秒差距尺度的双射电源，其组成部分的亮度温度为10^9-10^{11} K，这意味着它们是由同步辐射产生的。核成分的时代之间的强烈变化，表明双源代表明显的单侧喷流。在1.1秒差距或更小（H_0 = 65 km/s/Mpc）时，测量到的相对分量速度约为0.1c，这意味着秒差距尺度的Seyfert喷流本质上不同于大多数强射电星系和类星体中的喷流。观测到的反喷流的缺失很可能是由于环形气体的自由-自由吸收，在每个星系的内部秒差距内，在T~8000 K时，电离密度n_e > 2 X 10^5 cm^{-3}，或在T~10^{6.6} K时，n_e > 10^7 cm^{-3}。较低的密度与X射线吸收测量值一致，而较高的温度和密度与Gallimore等人对NGC 1068环面的直接无线电成像一致。
1999-03-24 astro-ph
Outflows vs. Clouds in AGN Intrinsic Absorbers
我们讨论了一个动态的图片在分析活动星系核内禀吸收数据的关键作用。利用Mrk 279的高质量FUSE数据证明了视线覆盖率是速度的强函数。在Mrk 279中，以及在数据质量足够高的大多数情况下，吸收槽的形状主要由速度依赖的覆盖分数决定。我们认为，传统的活动星系核外流的“云”的图片是很难解释的速度依赖的覆盖分数，以及高度超热槽的宽度和分离槽的现象。一个盘流出图片自然解释了这些功能，此外，使用最简单的水库流出的材料：吸积盘周围的黑洞。占速度依赖覆盖可以大大增加推断的离子柱密度的分析槽，增加这是放大的AGN流出槽的总柱密度和电离参数的解决方案。
2003-11-04 astro-ph
Chandra and Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Observations of z~0 Warm-Hot Gas Toward PKS 2155-304
X射线明亮的z=0.116的类星体PKS 2155-304经常被观测到作为钱德拉校准源，到2006年5月，低能透射光栅（LETG）的曝光时间累计为483 ksec。高度电离的金属吸收线，包括z=0的许多线和z=0.055的假定OVIII K-α线，在过去的钱德拉研究中已经报道了这个来源。使用所有可用的钱德拉LETG光谱和分析技术开发的z=0 X射线吸收沿其他视线，我们重新审视这些以前的检测。我们在>3σ显著性下检测到4条吸收线（OVII K-alpha/beta、OVIII K-alpha和NeIX K-alpha），其中OVII K-alpha为7.3σ检测。z=0 OVII柱密度和Doppler参数的1σ范围与Mrk 421一致，在Mrk 279吸收的2σ范围内。从相对OVII和其他离子柱密度推断的温度和密度被发现是一致的，无论是当地的温暖，热的星系际介质或银河日冕。与其他视线中看到的局部X射线吸收体不同，不能排除与低速或高速远紫外OVI吸收线的联系。Fang等人报道的z=0.055 OVIII吸收在ACIS/LETG光谱中具有3.5σ置信度，但在相同的红移处未发现其他吸收线。
2007-04-16 astro-ph
FUSE observations of the Blue Compact Dwarf Galaxy Mrk 59
本文讨论了蓝致密矮星系Markarian（Mrk）59的近金属缺陷（Zsun/8）彗星远紫外光谱。这些数据被用来研究其星际介质中的元素丰度。H I吸收线的特点是窄的核心，这是星际起源和广泛的翅膀，这是恒星起源。Mrk 59的平均星际氢柱密度约为7 × 10 E20 cm-2。没有看到H2线，并且在10 σ水平下N（H2）<10 E15 cm-2。扩散H2的缺乏是由于破坏H2分子的强UV辐射场和导致H2形成所需的尘埃颗粒稀缺的低金属性的组合效应。观测到S VI 933.4、944.5 A和O VI 1031.9、1037.6 A的P-Cygni剖面，表明存在非常热的O型星，恒星风终极速度约为1000 km/s。通过拟合的线轮廓与多个组件，每个组件的速度色散b = 7公里/秒，并跨越径向速度范围为100公里/秒，其中一些可以饱和，我们得出重元素丰度的中性气体。我们发现中性气体的log N（O I）/N（H I）= -5.0+/-0.3或[O I/H I] = -1.5，比超巨星H II区的氧丰度低10倍左右，这意味着后者的自富集。
2001-09-27 astro-ph
The O VII X-ray forest toward Markarian 421: Consistency between XMM-Newton and Chandra
最近，首次探测到与两个温暖-热星系际介质（WHIM）灯丝有关的高度电离气体。证据是基于钱德拉观测到的O VII和其他离子对明亮的耀变体Mrk 421的X射线吸收线。我们调查的鲁棒性，这种检测的重新分析原来的钱德拉LETGS光谱，分析了一个大的XMM-牛顿RGS光谱的Mrk 421，和额外的钱德拉观测。我们解决的可靠性属于吸收组件的个别光谱特征，并评估这些组件的检测的意义。我们还使用蒙特卡罗模拟的光谱。我们确认了钱德拉光谱中的几个特征的明显强度，但表明它们在统计上并不显著。这种重要性的降低是由于在最初的发现论文中没有考虑到的红移试验的数量。因此，这些特征必须归因于统计波动。RGS光谱证实了这一点，RGS光谱比Chandra光谱具有更高的信噪比，但在相同波长下不显示特征。最后，我们表明，与Ly-alpha吸收系统的可能关联也缺乏足够的统计证据。我们的结论是，没有足够的观测证据证明存在两个拟议的WHIM灯丝对Mrk 421，最明亮的X射线耀变体的天空。因此，WHIM的高度电离成分仍有待发现。
2006-04-25 astro-ph
Detection of an X-ray periodicity in the Narrow-line Seyfert 1 Galaxy Mrk 766 with XMM-Newton
本文分析了窄线塞弗特1星系Mrk 766在PV阶段的XMM-牛顿观测的时间特性。在29，000秒的观测中，源强度变化了1.3倍。如果用黑体分量来模拟软过剩，如EPIC pn数据所示，那么黑体分量的光度与其温度成比例关系，即L ~ T ^[4]。这就要求“黑体尺寸”的下限约为1.3*10^25 cm ^2。此外，我们报告了一个强周期信号的检测与2.4*10^-4 Hz。对观测到的时间序列和相位随机化的红噪声光谱的光变曲线的模拟清楚地表明，周期性峰值是遥远活动星系核所固有的。EPIC MOS和RGS数据也证实了它的存在。光谱拟合结果表明，在周期振荡过程中，黑体温度和中性氢的吸收保持不变。这个观测事实倾向于排除那些强度变化是由于围绕中心黑洞旋转的热点引起的模型。根据Bardeen-Petterson效应的岁差或内吸积盘的不稳定性可以解释周期性信号。
2000-11-09 astro-ph
The X-ray spectrum of the Seyfert I galaxy Mrk 766: Dusty Warm Absorber or Relativistic Emission Lines?
竞争模型的软X射线光谱的塞弗特I星系Mrk 766的宽光谱特征进行了测试，从130 ksXMM-牛顿观测数据。一个模型，包括相对论加宽的Ly-alpha发射线的OVIII，NVII和CVI是一个更好的适合0.3-2千电子伏的XMM RGS数据比一个充满灰尘的温暖的吸收。此外，测量的中性铁吸收线的深度与尘埃暖吸收体模型中产生17- 18埃连续谱断裂所需的铁边的大小不一致。相对论发射线模型可以再现宽带（0.1-12 keV）XMM-EPIC数据，增加了第四条线，以代表在6.7 keV的离子化铁的发射和由于在铁线以上的能量反射的过量。6.7 keV的铁线的轮廓与低能量线的测量结果一致。有证据表明，在RGS数据在3西格玛水平的光谱特征，随源通量。热吸收剂气体的覆盖率估计为~ 12%。在温暖的吸收铁被发现是过剩的CNO相比，太阳能值。
2002-09-09 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
X-ray emission from Seyfert 2 galaxies with optical polarized broad lines
本文分析了ASCA的X射线卫星观测到的6个Seyfert 2星系的0.5-10 keV能谱：Mrk 3，Mrk 348，Mrk 1210，Mrk 477，NGC 7212和Was 49 b。这些星系是根据它们拥有的光学偏振宽线而选择的。在2-10 keV波段，它们的光谱被严重吸收，2-10 keV吸收校正的X射线亮度范围为10^{42}至10^{43} erg/s。观测到的X射线发射一般只有根据它们已知的红外和H_β光度预测的十分之一左右。如果沿着我们的视线到原子核的方向，有相当一部分核活动被厚厚的物质完全阻挡，我们就可以理解这种明显的X射线弱点。所有这些星系都具有显著的软X射线发射，其来源似乎是来自其核发射的散射光。基于这一假设，我们估计X射线的典型散射效率约为10%。这个效率是大于几个%的普通塞弗特2星系没有光学偏振宽线的报告。一个大的散射效率是最好的解释，一个明显的弱点，硬X射线光度，而不是异常强烈的散射光在软带。视弱度的差异可能与视角有关。
2000-06-04 astro-ph
The Kinematics and Physical Conditions of the Ionized Gas in Markarian 509. I. Chandra High-Energy Grating Spectroscopy
我们用Chandra/HETG、HST/STIS和RXTE同时观测了Seyfert 1星系Mrk 509。我们测量了类氦氖和镁，以及类氢氮，氧和氖的强吸收线。除了Ne Lya和Ne IX（r）之外，这些线都没有得到解决。吸收线轮廓相对于Mrk 509的系统速度蓝移了约200 km/s，并且在系统附近有另一个分量的暗示。软X射线光谱可以用一个简单的单区光电离吸收体来描述，其柱密度为2.06（+0.39，-0.45）× 10^21 cm^-2，电离参数为log{xi} = 1.76（+0.13，-0.14）（或log{U}=0.27）。另一方面，紫外线数据可以很容易地检测到八个运动学分量，覆盖与X射线吸收剖面大致相同的速度。尽管X射线和UV吸收剂共享相同的速度空间，但UV吸收剂具有小得多的柱密度和电离状态。我们表明，模型的X射线数据不预测显着的紫外吸收，因此与紫外数据是一致的。UV吸收剂可以嵌入X射线吸收剂中，作为多相介质。最后，我们没有检测到任何软X射线发射线。
2002-08-29 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
Variation in the Scattering Shroud Surrounding Markarian 231
我们提出了一个详细的研究的原子核结构的高度偏振的宽吸收线类星体，Mrk 231，通过多波长活动的钱德拉观测，光学光谱，光学光谱偏振，和成像偏振。该活动旨在扩展Gallagher等人的40 ks Chandra研究以及Smith等人的光学和紫外光谱偏振研究，以探测多个时间尺度上的变异性。由于直接从核心发射是严重模糊的光学通过X射线波长，散射发射的详细研究导致深入了解这个活跃星系的分层和复杂的中心区域。虽然显着的连续可变性没有检测到任何三个新的40 KS钱德拉观测，我们调查FeKa发射功能的个人和合并的光谱。比较阶梯光谱的NaI D吸收线与文献中，我们发现，一个系统在2000年消失，只有在以后的时代重新出现。值得注意的是，我们检测到一个大的减少，在整个光谱的Mrk 231从1995年至2003年的偏振。虽然极化分数下降，例如，在约6000埃时，偏振位置角谱从4%到3%保持不变。的光学偏振行为是一致的，在空间尺度上的宽线区域的散射材料解决了由环核材料散射的通量减少。通过HST对Mrk 231的紫外成像偏振测量，将活性核与散射区之间的距离上限设定为<20 pc。
2005-06-25 astro-ph
Properties of QSO-Intrinsic Narrow Ultraviolet Absorption
我目前的知识状态窄（<500公里/秒）紫外线吸收是类星体的内在。我认为在类星体的吸积盘/风的情况下的解释。
2001-06-12 astro-ph
