Relativistic Iron lines at high redshifts
6.4 keV铁谱线的形状和强度为活动星系核中心的超大质量黑洞和周围吸积气体的几何和物理性质提供了独特的信息。虽然有令人信服的证据表明，在附近的几个明亮的物体中存在相对论性加宽的铁线，但它们在更大距离上的性质基本上是未知的。我们充分利用钱德拉的深场观测，寻找了铁谱线的存在。在z=0.5-4.0的范围内，在几个红移仓中堆叠的大约250个源的平均光谱中清楚地检测到该线。我们讨论了它们的平均性质，特别强调了一个广泛的组成部分的存在和强度。
2006-03-06 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
The shape of the relativistic iron K-alpha line from MCG6--6-30-15 measured with the Chandra HETGS and RXTE
我们确认在6.4千电子伏的相对论加宽的铁K-α发射与同时钱德拉HETGS和RXTE PCA观测的检测。重面元的HETGS数据显示了一个盘线轮廓，其参数与ASCA以前看到的非常相似。我们观察到一个速度宽度约为4700 km/s（FWHM约为11，000 km/s）的解析窄分量，这是最突出的，当连续通量高时，它会变窄（FWHM约为3600 km/s）。它可能只是宽线的蓝色翅膀。我们得到一个严格的限制，在16 eV的源的本质上窄线的等效宽度，表示很少或没有贡献，由于荧光从遥远的材料，如分子环面。变率研究表明，一个恒定的铁线通量和可变的宽度，表明该线可能来自不同的运动区域的磁盘。
2002-03-29 astro-ph
Iron K features in the hard X-ray XMM-Newton spectrum of NGC 4151
最近的XMM-牛顿观测测量了著名的塞弗特星系NGC 4151的硬（2.5-12 keV）X射线光谱，其信噪比是该源前所未有的。我们发现，一个光谱模型，开发，以适应以前的Beppo-SAX和ASCA观测NGC 4151，提供了一个很好的描述XMM-牛顿EPIC数据。这些结果支持了这样一种观点，即连续谱的能级是NGC 4151所表现出的复杂光谱变化的主要驱动力。我们重点研究了NGC 4151光谱中的铁K特征。与先前的几项研究相比，不需要相对论性增宽的铁Ka线。铁的Ka线轮廓很好地模拟了一个狭窄的高斯，其强度变化约25%的时间尺度上约一年。还有一个强烈的建议，即NGC 4151的活动核中存在的冷介质具有至少两倍于太阳值的铁丰度。
2003-06-25 astro-ph
Inferring the coronal flaring patterns in AGN from reverberation maps
在塞弗特1号星系MCG-6-30-15中观测到的6.4 keV的相对论加宽的铁K-α线，为黑洞附近的强引力环境提供了一个探测器，特别是表明它正在快速旋转。这种分析中的一个重要变量是照明源的几何形状。我们提出了一种新的技术，限制这种几何形状的基础上的谱线的形状，基于一个模型的离散，点状耀斑区域的X射线日冕。我们将其应用于模拟混响地图，并给出成功重建复杂的日冕耀斑模式的例子。对于时间平均谱线，问题是高度退化的，因此其反演更具挑战性。我们量化了这种退化，并给出了在这种情况下该方法的空间精度的测量，然后通过将其应用于XMM-牛顿的最新数据来检查它是否与MCG-6-30-15的现有图像一致。
2003-09-20 astro-ph
NGC 4151: an intrinsically average Seyfert 1
我们提出了一个长期的，100千秒，观察NGC 4151的ASCA，同时观察CGRO/OSSE的详细分析。我们拟合的数据与物理模型，包括铁K线和康普顿反射都相对论加宽和耦合，根据理论结果。该模型还包括一个狭窄的Fe K组分，这是由一个扩展的等离子体区域和X射线吸收体发射。我们对吸收体的研究表明，在视线中存在不止一个部分覆盖云的有力证据。考虑到这些点，我们最好的本征模型包括一个康普顿化连续体的X射线斜率伽马=1.9从一个热等离子体与电子kT=70 keV左右和一个磁盘线的等效宽度约为70 eV。谱线的加宽和反射表明它们起源于一个吸积盘的最内部。我们的研究结果表明，NGC 4151具有类似于平均Seyfert 1 s的内在X射线谱和变化特性。
2002-03-18 astro-ph
Chandra Grating Observations of AGN
用钱德拉高能光栅（HEG）观测到的I型活动星系核中铁钾线的最高光谱分辨率数据显示出各种各样的线形。然而，最显著峰的能量全部紧密聚集在6.4 keV（加权平均$6.403 \pm 0.062$ keV）附近。如果所有的峰都是单一的、相对论性加宽的盘线的一部分，这将需要不切实际的微调。因此，一些核心必须起源于遥远的物质（例如BLR，NLR，环面）。另一方面，在至少两个活动星系核中，6.4千电子伏的辐射在短时间内消失，这表明其起源靠近中心引擎。对于其中之一（Mrk 509），这是令人困惑的，因为HEG和同步RXTE时间平均光谱表明当时只存在一条窄线。NGC 4593的HEG/RXTE同步观测显示了一个宽的和窄的Fe-K复合物，都来自中性Fe，而F9则显示了一个窄的中性Fe-K成分加上一个宽的类He成分。后者的签名已被观察到在其他三个活动星系核的XMM和可能是相当普遍的。
2002-11-15 astro-ph
Iron Features in the XMM-Newton spectrum of NGC 4151
本文详细分析了XMM-Newton对NGC 4151的首次观测所得的硬X射线（> 2.5keV）EPIC谱。我们拟合的光谱与模型组成的幂律连续修改的视线吸收（产生在部分光电离和中性气体）加上额外的铁-K的发射和吸收功能。该模型提供了一个很好的整体拟合的EPIC光谱。铁的K-α线被很好地建模为窄的高斯分量。与基于ASCA数据的几项早期研究相反，XMM-牛顿数据不需要相对论性加宽的铁K-α发射特征。任何附加宽线中所含通量的上限为窄线中通量的约8%。测得的本征线宽（σ =32 ± 7 eV）可归因于（i）铁K-α线的双重态性质和（ii）铁的低电离态（范围从中性到~FeXVII）的发射。额外的铁吸收边出现在冷材料中，意味着该组分中铁的过量系数为2。
2002-02-05 astro-ph
Evidence for an intermediate mass black hole and a multi-zone warm absorber in NGC 4395
我们报告的分析结果，在最近的长ASCA观测NGC 4395，已知的最可变的低光度活动星系核的X射线波段。在时间平均谱中清晰地分辨出一条相对论展宽的铁谱线，其等效宽度为310^{+70}-{90} eV。时间分辨光谱分析的严重吸收的软X射线波段证实了一个变量的存在，多区温暖的吸收剂在这个源中，在较短的ASCA观测先前的分析中提出的。光源的光变曲线在小时或更短的时间尺度上变化很大，在不到2000 s的时间内记录到计数率变化近10倍。长期的观测和源的可变性使得功率密度谱（PDS）被构建到前所未有的细节水平。有证据表明PDS在3 \times 10^{-4} Hz左右的频率下从α~1的斜率到α~1.8的斜率发生了突变。利用PDS中的破裂，NGC 4395中心黑洞的质量估计约为10^4-10^5太阳质量，这一结果与之前使用光学和运动学技术的分析结果一致。
2003-02-06 astro-ph
The Suzaku Observation of NGC 3516: Complex Absorption and the Broad and Narrow Fe K Lines
我们目前的结果，从150千秒朱雀观测的塞弗特1.5 NGC 3516在2005年10月。源处于相对高度吸收的状态。我们的最佳拟合模型与低电离吸收体的存在相一致，低电离吸收体的柱密度接近5 * 10^{22} cm^{-2}，并且覆盖了大部分X射线连续谱源（覆盖率为96-100%）。一个高电离吸收组件，产生一个窄的吸收功能与铁K XXVI一致，被确认。一个相对论加宽的Fe K α线是需要在所有的配合，即使在复杂的吸收被考虑在内，一个额外的部分覆盖组件是一个不充分的替代品的连续曲率与广泛的Fe线。窄的Fe K α发射线具有与宽线区域一致的速度宽度。低电离吸收体可能负责产生窄的Fe K α线，尽管视线之外的其他材料也可能有贡献。我们包括在我们的模型中的软带发射线从He-和H-类离子的N，O，Ne和Mg，符合光电离，虽然碰撞电离发射的一个小的贡献是可能的。
2007-10-01 astro-ph
XMM-Newton and INTEGRAL spectroscopy of the microquasar GRO J1655-40 during its 2005 outburst
我们报告两个同时XMM牛顿和积分观测的微类星体GRO J1655-40在2005年爆发时，源是在其高软状态。0.3-200 keV的光谱是复杂的，具有整体连续性，其可以使用吸收的黑体连同弱的、陡峭的、幂律分量来建模。此外，有证据表明，存在相对论加宽的铁K线和高度光电离的吸收体。光电离吸收体是EPIC pn谱中Fe XXV和Fe XXVI的强K吸收线和RGS谱中蓝移（v = -540 +/-120 km/s）的Ne X和Fe XXIV特征的原因。光电离吸收体的参数在两次观测期间是不同的，电离参数logxi，从3.60 +/- 0.04降至3.30 +/- 0.04 erg cm/s，柱密度从在第一次和第二次观察期间，（5.2 +/-1.0）x 10^22原子cm-2至（1.5 +/- 1.0）x 10^22原子cm-2，因为0.5-200 keV GRO J1655-40的亮度下降了约一半。在90%的置信度下，INTEGRAL数据显示，第一次和第二次观测分别在能量为380 keV和90 keV时，没有证据表明幂律分量发生了断裂。
2006-10-30 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
X-ray spectroscopy of NGC 5548
我们分析了高分辨率X射线光谱的塞弗特1星系NGC 5548，为完整的0.1-10 keV波段，使用改进的Chandra-LETGS仪器的校准结果。温吸收器由至少三个电离部件组成，即具有低、中和高电离参数的一个。来自外流风的X射线吸收材料覆盖了从紫外线吸收线发现的全部速度分量。最强的蓝移共振吸收线的红移发射分量的存在表明，吸收体位于大于吸积盘的边缘的距离。我们推导出一个吸积盘边缘的上限为1光年。至少有十种化学元素的离子的吸收线已经被探测到，一般来说，这些元素与太阳丰度没有很大的偏差。来自O VII和Ne IX禁戒和互组合谱线的窄发射谱线可能来自距离黑洞远得多的地方。我们发现的证据弱相对论增宽的氧和氮的发射线的内部部分的吸积盘，但在一个小得多的流量水平比在其他一些活动星系核。此外，有一个广泛的，非相对论性的C VI Ly α发射线，这是从内部的光学/UV宽线区域的发射线一致。
2002-02-26 astro-ph
The X-ray spectrum of the atoll source 4U 1608-52
瞬态环礁源4U 1608-52在1998年爆发期间被罗西X射线定时探测器RXTE广泛观测。我们分析了它的X射线光谱作为一个函数的推断吸积率从1998年爆发和非爆发1996年和1998年的数据。我们可以用一个模型来拟合所有的光谱，在这个模型中，来自中子星表面的种子光子在边界层中被康普顿化。康普顿化辐射照亮吸积盘表面，产生电离的、相对论性增宽的反射信号，同时也可以看到来自吸积盘的直接辐射。如果驱动光谱演化的主要参数是平均质量吸积率，它决定了内吸积盘的截断半径，则可以解释源的演化。在低质量吸积率，在岛状态，光盘截断之前到达中子星表面和内部吸积流/边界层主要是光学薄。圆盘辐射的温度太低，无法在RXTE光谱中观察到，但来自中子星的一些种子光子可以直接通过光学上薄的边界层看到。在较高的质量吸积率下，在香蕉状态下，圆盘向内移动，边界层变得光学上更厚，因此其温度下降。这样就可以直接看到圆盘，但是来自中子星表面的种子光子却不能，因为它们被埋在光学厚度越来越大的边界层下面。
2002-08-21 astro-ph
Reflection spectra from an accretion disc illuminated by a neutron star X-ray burst
最近的时间分辨X射线光谱的一个中子星经历了超爆揭示了铁K线和边缘一致的再加工从周围的吸积盘。在这里，我们提出了模型的X射线反射从一个恒定的密度板照射的黑体，光谱发射的中子星爆发。计算预测一个突出的Fe K线和丰富的软X射线线光谱，这是叠加在一个强大的自由-自由连续。随着电离参数的增加，谱线逐渐消失，但在能量小于1 keV时，自由-自由连续谱仍占主导地位.反射光谱只有在能量大于3 keV时才具有准黑体形状。如果将入射黑体添加到反射光谱，则Fe K等效宽度在100和300 eV之间变化，这取决于电离参数和黑体的温度kT。等效宽度与kT相关，因此我们预测当X射线爆发最亮时（如果铁没有太电离或反射振幅太小），会有一条强的Fe K线。将超爆光谱中反射特征的研究扩展到较低能量将对吸积流提供进一步的限制。如果Fe K线或其他特征是相对论性加宽的，那么它们可以确定系统的倾角（这导致了中子星的质量），如果质量已知，则可以确定恒星质量/半径比的下限。
2004-02-25 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
A complete view of the broad-line radio galaxy 4C+74.26 with XMM-Newton
本文利用35 ksXMM-牛顿观测数据对宽线射电星系4C+74.26进行了时间研究和宽带光谱分析。正如在以前的数据集中发现的那样，该源没有表现出快速变化的证据，并且其0.2-10 keV的光变曲线很好地拟合了一个常数。一个很好的适合pn 0.3-12千电子伏的光谱被发现使用一个连续的电离和中性反射相结合，增强了冷和暖吸收。没有证据表明存在软过剩。冷吸收柱大于银河值，其本征柱为1. 9 \times 10^{21} cm^{-2}。从O VII和O VIII吸收边发现了热吸收体的证据，其最大光学深度分别为τ O VII =0.3和τ O VIII =0.03。联合pn-MOS拟合将O VIII光学深度增加到τ_{O VIII}=0.1。一个简单的单区热吸收体模型得到的色谱柱的\times为~9 \times 10^{20} cm^{-2}，电离参数为~60。部分覆盖模型提供了显着更差的拟合比，包括相对论加宽的铁K线，加强了这样的线的存在的情况下。总体而言，4C+74.26的X射线光谱表现出许多典型的射电强类星体（过度吸收）和射电静Seyfert~1星系（\fe发射和暖吸收）的特征。我们还表明，一个虚假的吸收线在~8 keV的仪器Cu Kα发射线的减法可以创建。
2005-06-27 astro-ph
Relativistic O VIII Emission and Ionized Outflow in NGC 4051
利用XMM-Newton RGS对NGC 4051的软X射线谱进行了观测，并探讨了它们对活动星系核内吸积盘和电离外流的影响。我们适合的软X射线过剩与相对论加宽的O VIII复合光谱，包括整个系列线和复合连续。这加上一个潜在的幂律连续提供了一个更好的适合软X射线光谱比一个单一的温度或磁盘黑体加上幂律。对Kerr度规计算的最大旋转黑洞的辐射线轮廓显示出一个尖峰圆盘辐射率律和小于1.7 RG的内半径。该光谱还包括电离流出物中C、N、O、Ne和Fe的窄吸收线和发射线。流出柱密度相对较低，不会在光谱中产生明显的边缘。少量的吸收增强了探测相对论发射线特征的信心。窄谱线发射极具有较大的全局覆盖率（76%），导致强禁带谱线和共振吸收谱线的填充。我们还发现广泛的C VI Ly-alpha和非常广泛的O VII发射从宽线区域。窄线区和宽线区的电离参数范围很大，可能出现在盘流出。电离吸收体具有大的电离范围，这与多相介质中的压力平衡不一致。质量流出速率超过吸积速率一千倍。
2004-01-12 astro-ph
Accretion processes in AGN: The X-ray View
我们讨论的物理约束的内部吸积盘，以及黑洞本身的属性，可以通过详细检查的相对论加宽的光谱特征（特别是荧光铁线）在塞弗特星系MCG-6-30-15。首先，我们表明，光谱模型，旨在消除广泛的铁线MCG-6-30-15调用一个适度的高电离吸收体被排除在最近的高分辨率光谱从钱德拉高能量传输光栅。然后，我们讨论比较XMM-牛顿数据与吸积盘模型。Novikov、Page和Thorne的“标准”黑洞盘模型加上所谓的局部日冕假设未能产生足够的增宽;这表明MCG-6-30-15中的真实吸积盘具有明显更集中的X射线辐射模式，这一模式预测的。我们讨论两种可能的解决方案。首先，内盘可以由盘本身与插入区域或旋转事件视界本身之间的磁连接所施加的扭矩来激励。其次，来自高纬度源的X射线发射（例如X射线源实际上是喷流的底部）将被引力聚焦到圆盘的中心部分。我们将讨论如何光谱的变化可能被用来检查这些可能性，并强调仍然悬而未决的奥秘，关于反相关的铁线等效宽度和相对归一化的康普顿反射峰。最后，我们对这些研究在未来的星座X和LISA时代的令人兴奋的未来说几句话。
2006-05-15 astro-ph
XMM-NEWTON High Resolution Spectroscopy of NGC 5548
我们分析了用XMM-牛顿反射光栅光谱仪获得的137 ks曝光量的赛弗特1星系NGC 5548的X射线谱。由于曝光时间较长，光谱的统计质量比以前的观测结果更高。因此，我们首次在NGC 5548中检测到从O III到O VI离子的内壳层跃迁，以及M壳层铁的未分辨跃迁阵列。从这次X射线观测中发现的暖吸收体的电离参数跨越了三个数量级。我们检测到O III，这是低电离的温暖的吸收剂在UV波段检测到，Fe XXIV。对于O VI的列密度确定从我们的X射线数据是一个数量级大于在以前的紫外线观测测得的列密度。我们的结论是，有更多的低电离物质比以前推断的紫外线观测。然而，在X射线中检测到的温暖吸收剂中只有百分之几是低电离的。观察到随着电离态的增加，衍生的吸收柱密度显著增加99.9%。从X射线吸收线确定的流出速度与从UV线推导出的流出速度一致，这与OVI的检测一起证明了X射线和UV暖吸收剂是同一现象的不同表现。从一个简单的质量守恒的论点，我们指出，我们的数据集是一致的流出与小的开口角形成由于不稳定性的吸积盘。可能是由于辐射传输机制的不确定性，检测到明显的偏离铁氧丰度。没有检测到O VIII，N VII和C VI的强相对论展宽发射线。
2003-02-24 astro-ph
Iron-Line Emission as a Probe of Bardeen-Petterson Accretion Disks
在这项工作中，我们表明，Bardeen-Petterson吸积盘可以表现出独特的，可检测的相对论加宽的发射线轮廓的功能。一些独特的特征包括具有更尖锐的红色角和更柔和的蓝色角的倒置线轮廓，甚至具有来自单个休息帧线的2个以上角的轮廓。我们证明了这些点，通过构建一系列的合成线配置文件，使用简单的两个组件磁盘模型。我们发现，所得到的轮廓是非常敏感的两个关键参数之一，希望约束，即Bardeen-Petterson过渡半径r_{BP}和相对倾斜β之间的两个磁盘组件在一个范围内的可能值[10 < r_{BP} /（GM/c^2）< 40 ; 15度< β<45度]。我们用我们的研究结果表明，一些“额外的”线功能中观察到的塞弗特-I星系MCG-6 - 30 -15的光谱可能是由于一个巴丁-彼得森盘结构。同样，我们将我们的发现应用于两个可能的Bardeen-Petterson候选银河系黑洞- GRO J1655-40和XTE J1550-564。我们提供这些系统的合成线轮廓使用观测约束的参数集。虽然我们没有正式适合这些系统中的任何一个的数据，我们确认，我们的合成光谱与目前的观察是一致的。
2005-07-12 astro-ph gr-qc
Chandra X-ray spectroscopy of the focused wind in the Cygnus X-1 system. I. The non-dip spectrum in the low/hard state
利用钱德拉高能透射光栅光谱仪（HETGS）对超巨星X射线双星Cygnus X-1/HDE 226868进行了50 ks的观测分析。天鹅座X-1处于光谱硬态，观测是在黑洞的高级会合期间进行的，允许沿着视线对吸积的恒星风进行光谱分析。观测的一个重要部分涵盖了天鹅座X-1在这个轨道阶段通常观察到的X射线下降，然而，在这里我们只分析高计数率的非下降光谱。完整的0.5-10 keV的连续可以描述由一个单一的模型，包括一个磁盘，一个狭窄的和相对论加宽的Fe K α线，和幂律分量，这是一致的同时RXTE宽带数据。我们检测到的吸收边缘从过剩的中性O，Ne和Fe，和吸收线系列从高度电离的离子和推断列密度和多普勒频移。与发射线的He类镁XI，我们检测到两个等离子体组件的速度和密度一致的基础上的球形风和一个集中的风。对光电离区的简单模拟表明，聚焦流之外的大部分球形风都被完全电离，这与在吸收线中观察到的低速度（<200 km/s）一致，因为在低投射速度下球形风中吸收体的位置受到很好的限制。我们的观测结果为将HDE 226868的风活动与黑洞上的吸积流特性相结合的模型提供了输入。
2009-01-07 astro-ph
High Resolution X-ray Spectroscopy of the Fe K complex in IC 4329A
本文报道了用钱德拉高能透射光栅光谱仪观测塞弗特1星系IC 4329 A的复杂Fe K线发射。线发射是双峰的，一个峰值集中在~6.3 keV，另一个在源静止帧中的~6.9 keV。当通过高斯模型建模时，较低的能量峰在>99%的置信度下被HEG分辨，而较高的能量峰仅在<90%的置信度下被分辨。对~ 6.3keV和~ 6.9keV峰的最佳拟合宽度分别为~21, 000 km/s和~ 4000 km/s。如果峰对应于两条不同的发射线，则峰能量相对于Fe I Ka和Fe XXVI Lya的预期线能量分别红移至少650 km/s和950 km/s。或者，铁K线的轮廓可能是由于一个相对论性的吸积盘的单线。在这种情况下，盘的倾角要求为24^{+9}-1}度，外半径限制在几十个引力半径，径向线发射率比r^{-0.7}平坦。另一种可能性是，两个峰值都是由于不同的线，但每一个都相对论性地加宽了一个圆盘。在这种情况下，较低的能量峰可以对应于来自低电离态的Fe的发射，并且高能量峰对应于Fe XXVILya发射。然后，倾斜角度甚至更小，限制在几度。然而，允许径向发射率定律更陡（~r^{-2.5}），并且不必对外半径进行微调。另一种情况是，较低的能量峰值起源于盘，但较高的能量峰值起源于更远的物质。
2004-01-30 astro-ph
Relativistic Iron K Emission and absorption in the Seyfert 1.9 galaxy MCG-5-23-16
我们提出了明亮的塞弗特1.9星系MCG-5-23-16的同时深XMM和钱德拉观测的结果，该星系被认为是相对论加宽铁K-α线的最著名的例子之一。时间平均光谱分析表明，铁K壳层复合物是最好的模拟与未解决的窄发射分量（FWHM < 5000 km/s，EW ~ 60 eV）加上一个广泛的组件。后一个分量的FWHM约为44000 km/s，EW约为50 eV。它的轮廓可以用一条发射线很好地描述，该发射线来自一个吸积盘，倾角约为40^ \circ，发射来自中心黑洞的几十个引力半径之内。XMM EPIC-pn谱的时间分辨光谱分析表明，铁K发射线的窄和宽分量似乎是恒定的时间内的误差。我们检测到一个狭窄的零星吸收线在7.7千电子伏，这似乎是可变的时间尺度为20千秒。如果与Fe XXVI Ly-alpha相关，则该吸收指示可能可变的、高电离、高速流出。这种吸收特征的可变性似乎排除了局部（z=0）起源。XMM RGS光谱的分析表明，MCG-5-23-16的软X射线发射可能由叠加在未吸收的散射幂律连续体上的几条发射线主导。缺乏强铁L壳发射连同检测到的强禁线在O VII三重态是一致的情况下，软X射线发射线产生的等离子体光电离的核发射。
2007-07-19 astro-ph
A Comprehensive X-ray Spectral Analysis of the Seyfert 1.5 NGC 3227
本文介绍了对Seyfert 1.5 NGC 3227的100 ksXMM观测结果。我们对pn谱的最佳拟合宽带模型包括一个中等平坦（光子指数为1.57）的硬X射线幂律，被N_H = 3 * 10^21 cm^-2的冷气体吸收，加上一个强的软过剩，被建模为一个陡峭的幂律，光子指数为3.35，被N_H = 9 * 10^20 cm^-2的冷气体吸收。软过量归一化在~20 ks内增加~20%，与硬X射线成分无关，并且通过OM跟踪的UV连续谱也显示出在观察期间强烈的增加趋势，与软X射线发射的再处理一致。热吸收体的特征在EPIC和RGS中都很明显;我们模拟了两个层，log（xi）= 1.2和2.9 erg cm ^-1，柱密度相似（~1-2 * 10^21 cm^-2）。相对于高电离吸收体和低电离吸收体系统的流出速度估计分别为-（2060（+240，-170））km/s和-（420（+430，-190））km/s。Fe K α线宽FWHM为7000 +/- 1500 km/s;其推断的半径与BLR和Suganuma等人绘制的尘埃混响的内半径一致。6.0 keV附近的发射特征同样被建模为窄红移Fe K线，可能与磁盘“热点”相关，或作为相对论加宽Fe线轮廓的红翼。Swift-BAT和档案RXTE数据表明，最多弱康普顿反射（R <~ 0.5），以及接近100 keV的高能截止。从RXTE监测，我们发…
2008-10-07 astro-ph
A Chandra HETGS Spectral Study of the Iron K Bandpass in MCG-6-30-15: A Narrow View of the Broad Iron Line
本文报道了利用钱德拉高能透射光栅谱仪在522千秒观测的MCG-6-30-15铁K带的高分辨X射线谱。钱德拉光谱是一致的存在一个相对论性增宽，高度红移铁K α发射线与以前的观察类似的配置文件。在2keV以上检测到许多窄的特征，包括窄的Fe K α发射线和来自H-和He-类Fe、H-类S和H-类Si的窄吸收线。这种吸收可以用柱密度logN_H = 23.2，电离参数logxi = 3.6的光电离等离子体来描述，假设铁丰度为太阳值，速度色散参数b = 100 km/s。应用这个吸收模型的高保真XMM-牛顿EPIC-PN光谱，我们发现，一个广泛的铁线仍然需要与发射延伸到1.9引力半径内的黑洞。如果这条铁线来自一个在最内侧稳定圆轨道处截断的吸积盘，这表明黑洞必须以大于0.95的a快速旋转。电离吸收模型试图解释3-6千电子伏的光谱曲率没有强引力预测吸收线在6.4-6.6千电子伏的范围是不一致的钱德拉光谱。钱德拉光谱中的类氢和类氦铁吸收线与源坐标系相比蓝移了2.0（+0.7/-0.9）x 10^3 km/s，可能起源于热吸收体流出的高速、高电离分量。这种高电离分量可能主导流出的能量预算，并占流出质量的很大一部分。（摘要截断）。
2005-06-03 astro-ph
