Shocks, Seyferts and the SNR connection: a Chandra observation of the Circinus galaxy
我们分析了最近的（D=4兆秒差距）塞弗特2活跃星系，Circinus的新的钱德拉观测，并将它们与预先存在的无线电，红外和光学数据相匹配，以研究千秒差距尺度的排放。圆规座的接近使我们能够观察到射电叶结构的惊人细节，首次揭示了X射线和射电中的边缘增亮发射。在考虑了各种其他可能的情况下，我们表明，这种扩展的发射在圆规是最有可能造成的射流驱动的外流，这是驱动壳的强烈冲击气体到晕的宿主星系。在本文中，我们分别估计W和E壳的马赫数M=2.7-3.6和M=2.8-5.3。我们推导出W壳层和E壳层的温度分别为0.74（+0.06，-0.05）keV和0.8-1.8 keV，膨胀速度为~900-950 km/s。我们估计，形成这两个壳层的总能量（热能和动能）约为2 × 10^55尔格，它们的年龄约为10^6年。比较这些结果与我们以前获得的半人马座A，NGC 3801和Mrk 6，我们表明，这些参数的规模约与父活动星系核的无线电功率。圆规座的X射线和边缘增亮射电辐射之间的空间重合类似于某些SNR激波的形态。这种平行现象在活动星系核中被认为是存在的，但以前从未被观察到。我们调查这两种类型的系统可能有什么共同的潜在机制，认为在Circinus中，壳的边缘增亮可能是由冲击压缩引起的B场增强引起的，但不排除一些局部粒子加速。这些结果可以外推到其他低功耗系统，特别是那些晚型主机。
2012-09-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Chandra High Energy Grating Observations of the Fe Ka Line Core in Type 2 Seyfert Galaxies: A Comparison with Type 1 Nuclei
我们提出了一个研究的核心Fe Ka发射线在~6.4 keV的样品中的II型塞弗特星系的钱德拉高能光栅（HEG）观察。样本由10个独特来源的29个观测值组成。我们目前的Fe Ka线参数的测量与目前可用的最高光谱分辨率。特别是，我们得出了最强大的固有线宽的一些来源的样品中的日期。我们获得了10个源中的8个源的加权平均FWHM为2000 \pm 160 km/s（其余源的信噪比不足）。通过与分光偏振观测得到的光学发射线宽的比较，我们发现Fe Ka线发射材料的位置是光学BLR尺寸的~0.7-11倍。此外，与13个获得最佳Fe Ka线半高宽约束的I型活动星系核相比，我们发现它们的半高宽分布和平均半高宽没有差别，这一结论与中心黑洞质量无关.这一结果表明，大部分Fe Ka线发射可能起源于一个与引力半径相同的普遍区域，平均约为30，000 Rg。通过研究Fe K线光度与[O IV]线光度之间的相关性，我们发现I型和II型活动星系核的Fe K线流量有一定的差别，但L（Fe）与L（[O IV]）的比值相差约两个数量级。我们的研究结果证实了理论预期的Fe Ka发射线光度不能平凡地被用作代理的固有AGN光度，除非一个详细的比较数据与适当的模型被应用。
2011-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
XMM Observations of the Seyfert 2 Galaxy NGC 7590: the Nature of X-ray Absorption
本文分析了塞弗特2星系NGC 7590的三个XMM观测结果。在低空间分辨率ASCA数据中发现源没有X射线吸收。XMM观测提供了比以前ASCA数据高10倍的空间分辨率。我们发现NGC 7590的X射线辐射主要是由非核ULX辐射和来自宿主星系的扩展辐射组成。核X射线发射与宿主星系相比相当弱。基于它非常低的X射线光度以及2-10 keV和[O III]通量之间的小比率，我们将NGC 7590解释为康普顿厚度，而不是一个“未被遮蔽的”塞弗特2星系。未来更高分辨率的观测，如钱德拉，对于揭示NGC 7590核的性质至关重要。
2010-09-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
Revisit Short Term X-ray Spectral Variability of NGC 4151 with Chandra
本文报道了用Chandra对NGC 4151中的Seyfert 1核进行200 ks观测的新的X射线谱数据。货物预报信息系统出现了大量堆积，导致观测期间计数率出现非线性变化。与堆积校正的光谱拟合，我们能够恢复光谱参数，并找到一致性与来自ACIS读出条纹和外部区域的亮核的未堆积的事件。经吸收校正的2-10 keV核通量在6 E-11和1 E-10 erg s^{-1} cm^{-2}之间变化。与早期钱德拉对NGC 4151历史低态的研究类似，从相同的吸收幂律模型导出的光子指数为Γ~0.7-0.9。然而，我们发现，Γ是高度依赖于所采用的谱模型。用康普顿反射分量拟合幂律连续谱得到Γ~1.1。通过考虑非均匀X射线遮蔽云的通过，我们可以再现出典型的Seyfert 1活动星系核的表观平坦谱态，其特征值为Γ~1.7。同样的模型也适用于之前ASCA在最低通量状态下对NGC 4151的“长视”观测的硬光谱。我们观测过程中的光谱变化可以解释为内禀软连续通量相对于来自遥远冷物质的短时间尺度上恒定的康普顿反射分量的变化，或者部分覆盖吸收体在朝向核的视线上的变化。电离参数为\log = 0.8-1.1的电离吸收体模型也能较好地拟合低分辨ACIS谱。如果部分覆盖模型是正确的，采用黑洞质量M_{BH} ~ 4.6E+7 Msun，我们将遮蔽云到中心黑洞的距离限制为r<~9光日，这与光学混响映射得到的NGC 41…
2010-03-31 astro-ph.CO astro-ph.HE
New constraints on light Axion-Like Particles using Chandra Transmission Grating Spectroscopy of the powerful cluster-hosted quasar H1821+643
类轴子粒子（Axion-Like Particles，ALP）被几种超越标准模型的理论预言，特别是弦论。在存在垂直于传播方向的外部磁场的情况下，ALP可以耦合到光子。因此，如果通过磁化等离子体观察X射线源，例如星系团中的发光类星体，我们可以预期光子ALP振荡很好地描述了光谱失真。利用$571 \ \mathrm{ks}$结合高、低能透射光栅（HETG/LETG）Chandra对强射电宁静类星体H1821+643进行了观测，该类星体位于红移为$0.3$的冷核星系团中.该光谱由双幂律连续谱和典型的1型活动星系核（AGN）的宽$+$窄铁谱线发射很好地描述，其余的光谱特征为$< 2.5\%$。使用基于细胞的方法来描述湍流集群磁场，我们比较我们的光谱与光子ALP混合曲线为500场实现假设的热磁压力比保持不变的维里半径。在$99.7\%$可信度和使用$β= 100$时，我们排除了大多数ALP肿块$< 10^{-12} \ \mathrm{eV}$的所有耦合$g_\mathrm{aγ} > 6.3 \times 10^{-13} \ {\mathrm{GeV}}^{-1}$。我们的研究结果是适度更敏感的约束ALP比以前最好的结果从钱德拉观测英仙座集群，虽然与一个较少的约束场模型。我们反映了光明的活动星系核嵌入在丰富的集群，特别是与即将到来的雅典娜任务的ALP研究的光明的未来。
2021-11-25 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Searching for AGN Outflows: Spatially Resolved Chandra HETG Spectroscopy of the NLR Ionization Cone in NGC 1068
我们提出了一个新的440-KS钱德拉HETG GTO观测典型的塞弗特2星系NGC 1068的初步结果。NGC 1068的邻近性，加上钱德拉高超的空间和光谱分辨率，使其核和环核NLR的视图前所未有。我们执行的第一个空间分辨的高分辨率X射线光谱的“电离锥”在任何活动星系核，并使用由HETG提供的敏感线诊断测量电离状态，密度和温度在离散点沿电离NLR。我们认为，NLR的形式流出的光电离气体，而不是气体已被碰撞电离的小尺度射电喷流在NGC 1068。我们调查的流出的任何速度梯度的证据，并描述我们的下一步在建模的空间分辨光谱作为一个函数的距离，从核。
2009-10-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
Spatially Resolved Chandra HETG Spectroscopy of the NLR Ionization Cone in NGC 1068
我们提出了一个新的440-KS钱德拉HETG GTO观测典型的塞弗特2星系NGC 1068的初步结果。NGC 1068的邻近性，加上钱德拉高超的空间和光谱分辨率，使其核和环核NLR的视图前所未有。我们执行的第一个空间分辨的高分辨率X射线光谱的“电离锥”在任何活动星系核，并使用由HETG提供的敏感线诊断测量电离状态，密度和温度在离散点沿电离NLR。我们认为，NLR的形式流出的光电离气体，而不是气体已被碰撞电离的小尺度射电喷流在NGC 1068。我们调查的流出的任何速度梯度的证据，并描述我们的下一步在建模的空间分辨光谱作为一个函数的距离，从核。
2009-11-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
Serendipitous Discovery of Warm Absorbers in the Seyfert 2 Galaxy IRAS 18325-5926
热吸收是Seyfert 1和类星体中普遍存在的现象，但在Seyfert 2中却很少见。本文报道了利用Chandra HETGS光谱首次在Seyfert 2星系IRAS 18325-5926中探测到高能量分辨率的暖吸收体。发现了一个流出速度约为400 km/s的本征吸收线系统，它是由两个半高宽分别为570 km/s和1360 km/s的暖吸收体贡献的。这两个吸收器是相邻的，并在我们的视线范围内做横向运动。我们将吸收体的距离限制在一个很小的值，这表明吸收体可能起源于高度电离的吸积盘风。这种2型Seyfert的视角提供了研究漏斗状流出的垂直部分的最佳情况。另一个弱吸收线系统的零红移也被检测到，这可能是由于银河系吸收非常高的温度，或具有非常高的速度~6000 km/s的内禀外流。
2011-06-14 astro-ph.CO
XMM-Newton observations of SDSS J143030.22$-$001115.1: an unusually flat spectrum AGN
我们提出的XMM观测AGN SDSS 1430-0011。在钱德拉的一次快照观测中获得的这个源的低信噪比光谱显示出一个异常平坦的连续谱。通过后续的XMM观测，我们发现源的光谱是复杂的，它要么有一个电离的吸收体，要么有一个部分覆盖的吸收体。基本的幂律是在活动星系核的正常范围内。钱德拉观测期间光源的低光度可以从吸收体性质的变化来理解。这个源的X射线和光学特性使得它不能被安全地分类为窄线塞弗特1或宽线塞弗特1星系。
2009-06-26 astro-ph.CO
The Two-Phase, Two-Velocity Ionized Absorber in the Seyfert 1 Galaxy NGC 5548
本文利用Chandra HETGS和LETGS观测资料，对Seyfert 1星系NGC 5548的X射线高质量光栅谱进行了分析。连续辐射很好地表示为幂律加上黑体分量。我们发现，在这个源中，著名的X射线暖吸收体由两个不同的流出速度系统组成。识别这些运动学上不同的组件的存在允许每个系统独立地安装，每个系统具有两个具有不同电离水平的吸收组件。高速系统由一个温度为2.7 × 10^6K的部件和另一个温度为5.8 × 10^5K的部件组成。低速系统还需要两个吸收元件，一个温度为5.8 × 10^5K，另一个温度较低（3.5 × 10^4K）。一旦考虑了这些成分，数据就不需要任何进一步的吸收剂。特别地，不需要由电离结构的连续径向范围组成的模型。在每个速度系统中的两个吸收部件彼此处于压力平衡。这表明，每个速度系统由多相介质组成。这是第一次，不同的外流速度系统已独立地在X射线波段为这个源建模。从X-射线发现的运动学分量和列密度与在UV吸收剂中发现的主要运动学分量一致。这支持了紫外线和X射线吸收气体是同一现象的一部分的想法。现在可以看到NGC 5548适合于为其他热吸收剂建立的模式：压力平衡的2或3个离散相。没有剩余的情况下，一个很好的研究温暖的吸收，其中一个模型组成的多相介质是不可行的。
2010-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chandra View of the Warm-Hot IGM toward 1ES 1553+113: Absorption Line Detections and Identifications (Paper I)
我们提出了我们的试点500 ksChandra-LETG大型计划观测的软X射线最亮的源在z>=0.4的天空，耀变体1 ES 1553+113，旨在确保第一个没有争议的检测丢失的重子在X射线。我们确定了总共11条可能的吸收线，单线统计显著性在2.2-4.1σ之间。这些线中的六条在高单线统计显著性（3.6 <= sigma <= 4.1）下被检测到，而其余五条被认为是与在更高显著性和/或远紫外（FUV）标志物下检测到的其他X射线线相关联的边缘检测。特别是，这些可能的中间吸收线中的五条被确定为CV和CVIKa吸收体，它们属于z_X = 0.312、z_X = 0.237和z_X = 0.133的三个WHIM系统<z_X>，它们也在FUV中产生宽HI（和z_X = 0.312系统的OVI）吸收。对于其中两个系统（z_X = 0.312和0.237），钱德拉X射线数据导致了FUV中物理上一致的广泛HI关联的后验发现，从而证实了X射线-FUV协同作用对于WHIM研究的能力。这三个X射线吸收系统的真正统计显著性，在适当考虑红移试验的数量后，分别为5.8 sigma（z_X = 0.312;如果考虑低显著性OV和CV K-β关联，则为6.3 sigma），3.9 sigma（z_X = 0.237）和3.8 sigma（\langle z_X \rangle = 0.133）。
2013-03-13 astro-ph.CO
The Highest Resolution Chandra View of Photoionization and Jet-Cloud Interaction in the Nuclear Region of NGC 4151
我们报告的高分辨率成像的塞弗特1星系NGC 4151的核获得了50 ksChandra HRC的观测。HRC图像在0.5”，~30 pc的空间尺度上分辨发射，显示出与光学线发射中观察到的窄线区域（NLR）总体一致的扩展X射线形态。去除亮点状核源和图像反卷积技术都揭示了X射线增强，与哈勃太空望远镜[OIII]图像中看到的子结构和无线电喷流中的突出节点密切匹配。我们发现NGC 4151中的大多数NLR云的[OIII]与软X射线的比率约为10，尽管云与核的距离很远。这个比率是一致的NLR中观察到的一些赛弗特2星系，这表明即使在大半径和密度作为$r^{-2}$的核风的情况下预期的一致的电离参数。在无线电节点位置的[OIII]/X射线比显示出过量的X射线发射，这表明除了光电离之外还有冲击加热。我们研究了X射线发射的各种机制，发现与更强大的活动星系核中与喷流相关的X射线发射相反，NGC 4151中观测到的喷流参数与同步辐射、同步辐射自康普顿、CMB光子的逆康普顿或星系可见光不一致。相反，我们的研究结果有利于从无线电流出和NLR气体云之间的相互作用的热发射的起源与射流的X射线发射。这支持了先前的说法，即频繁的喷流-ISM相互作用可以解释为什么塞弗特星系中的喷流看起来很小，很慢，并且是热主导的，与射电星系中的kpc尺度喷流不同。
2009-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chandra monitoring of UGC 4203: the structure of the X-ray absorber
我们提出了一个钱德拉监测活动的高度可变的塞弗特星系UGC 4203（“凤凰星系”），揭示了变化的X射线吸收柱密度的时间尺度上的两个星期。这是继NGC 1365和NGC 7582之后，在“变化外观”源中观察到的第三个明显的短时间尺度上的N_H剧烈变化的例子，即过去在反射主导和康普顿薄状态下观察到的活动星系核。对X射线吸收体与中心的距离的推断限制表明，X射线“环面”可以是与宽发射线区域相同的环面。这种情况下，第一次提出了一个“特设”的图片NGC 1365，可能是共同的结构，环核介质的活动星系核。
2010-05-19 astro-ph.CO
The Chandra Multi-Wavelength Project: Optical Spectroscopy and the Broadband Spectral Energy Distributions of X-ray Selected AGN
根据作为ChaMP的一部分观察到的X射线源的光学光谱，我们使用FLWO、SAAO、WIYN、CTIO、KPNO、Magellan、MMT和Gemini望远镜以及档案SDSS光谱进行了目标光谱跟踪，提供了总共1569个Chandra源的红移和分类。我们将光学对应物分为50%的BLAGN，16%的NELG，14%的ALG和20%的恒星。我们探测到z~5.5的类星体和z~3的星系。我们编制了从X射线到无线电波段的广泛测光。加上我们的光谱信息，这使我们能够获得详细的SED为我们的河外来源。我们适合各种模板，以确定测辐射热光度，并约束AGN和星爆的组件都存在。虽然~58%的X射线塞弗特星需要一个恒星暴事件来拟合观测到的测光，但只有26%的X射线类星体群体似乎有某种恒星形成的贡献。这明显低于塞弗特星系，特别是如果我们考虑到z>1处的环面污染，我们的大多数X射线类星体就在那里。此外，我们还观察到随着X射线亮度的增加，星暴贡献的百分比迅速下降。这与合并模型所预测的强大类星体对恒星形成的淬灭相一致，或者与恒星形成的峰值和类星体活动之间的时间滞后相一致。我们已经验证了这一假设，即X射线遮蔽和恒星形成之间应该有很强的联系，但我们没有发现任何之间的关联X射线柱密度和恒星形成率无论是在一般人口或恒星形成的X射线塞弗特。我们的大汇编还允许我们在这里报告识别81个XBONG，78个z>3 X射线源和8个2型类星…
2013-06-20 astro-ph.CO
Comparison of Millimeter-wave and X-Ray Emission in Seyfert Galaxies
我们比较了一个扩展的塞弗特星系样本，包括两种类型的塞弗特核在多个波长的发射。我们利用加州理工学院亚毫米波天文台观测了45个Seyfert星系样本中的CO J = 2-1跃迁线，并探测到其中的35个。这些星系是根据ROSAT/IRAS样品的软X射线（0.1-2.4 keV）和远红外（λ = 60-100 μm）联合发射来选择的。由于CO线宽（W CO）反映了宿主星系引力势中的轨道运动，我们利用X射线光度研究了中心大质量黑洞（BH）对CO运动的影响.发现这两种类型的Seyfert核的CO线宽和硬（0.3-8 keV，来自Chandra和XMM-Newton）X射线光度之间存在显著的相关性。假设Eddington吸积可以从X射线光度估计BH质量（M BH），W CO-L X关系建立了宿主星系分子气体运动学与核活动之间的直接联系，并证实了CO是膨胀质量的良好替代物的研究结果.我们还发现之间的紧密相关性（软和硬）X射线和CO光度的塞弗特类型。这些结果表明分子气体（即，恒星形成活动）和核活动。为了在分子气体和核活动的燃料之间建立明确的因果关系，我们的样品的CO排放的高分辨率地图（<100 pc）将被要求并在即将到来的阿塔卡马大型毫米波阵列观测中提供。
2011-08-15 astro-ph.CO
Chandra and MMT observations of low-mass black hole active galactic nuclei accreting at low rates in dwarf galaxies
我们报道了对四个候选的低质量黑洞（<10^6兆太阳）活动星系核（AGN）的钱德拉X射线观测结果，这些活动星系核的爱丁顿比估计值是这类活动星系核中最低的（~10^（-2））。目的是验证活动星系核的性质，确认由宽H_α线导出的低爱丁顿比，并在活动星系核参数空间中探索这一研究较少的区域。其中两个宽线显著性最低的天体也被多镜望远镜观测到，获得的高质量光谱证实它们是Seyfert 1活动星系核，并具有小的黑洞质量。在其中两个星系的核中探测到了X射线辐射，其变化的时间尺度为10^3秒，而在其余两个星系中没有发现显著的（或充其量只是边缘的）探测。X射线光度在10^（41）ergs/s的数量级，甚至更低，在10^（40）ergs/s的数量级，这是塞弗特星系探测到的最低区域之一。低X射线光度，与它们的黑洞质量来自H_α，确认它们的低吸积率假设典型的热校正。我们的研究结果暗示了在局部宇宙中可能存在大量的低质量黑洞。在其中一个矮星系中偶然发现了一个离核超亮X射线源（ULX），亮度为（6-9）x10^（39）ergs/s，能量范围为2-10 keV。
2014-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chandra and XMM-Newton view of the Warm Absorbing Gas in Mrk 290
我们提出了一个详细的分析钱德拉HETGS和XMM牛顿高分辨率光谱的明亮的塞弗特1星系，Mrk 290。钱德拉光谱揭示了复杂的吸收功能，可以最好地描述由三个电离吸收剂的组合。这些温暖的吸收体的流出速度约为450公里/秒，与以前的远紫外线研究中发现的三个吸收成分一致。电离连续的Mrk 290波动了1.4倍，在钱德拉观测的时间尺度为17天。因此，对于中等电离吸收体，我们将离电离源的距离下限定为0.9 pc，对于最低电离吸收体，距离上限定为2.5 pc。这三个电离分量位于热平衡曲线的稳定分支上，表明环面最有可能是Mrk 290中温暖吸收气体的起源。在XMM-牛顿观测期间，电离光度比钱德拉观测低50%。无论是电离参数，也不是柱密度的两个吸收组件的变化显着相比，从钱德拉观测的结果。然而，两个分量的外流速度都是1260 km/s。我们认为，一个全新的温暖吸收器从环面通过我们的视线。假设环面风模型，估计的质量流出率约为每年1个太阳质量。
2010-08-30 astro-ph.CO
Seyfert's Sextet: where is the gas?
塞弗特的六重星系（又名HCG 79）是本宇宙中最紧凑和孤立的星系群之一。它显示了一个突出的漫射光分量，占总观测光的约50%。这可能表明该集团正处于高级进化阶段，这将预示着一个重要的热气体成分。以前的X射线观测表明这个系统的光度很低，但不确定性很大，分辨率很差。我们提出的结果，从深（70 ks），高分辨率的钱德拉观测塞弗特的六重奏，要求与分离的X射线发射与个别星系从一个更广泛的星系间的组成部分的目的。我们讨论的空间和光谱特性，这组我们得出的一些类似的系统也研究了在X射线波段。高分辨率的X射线图像表明，大多数探测到的辐射并不是出现在致密星系团中，而是集中在西北方向，与背景星系团相对应。在（0.5-5）keV波段，单独来自该群的辐射总光度约为1x10^40 erg/s。大部分的光度可以归因于星系中的单个光源，只有~2x10^39 erg/s是由气体成分造成的。然而，我们发现，这一组成部分也主要是与个别星系的六重奏，留下很少或根本没有残留在一个真正的IGM组件。塞弗特六重体的漫发射光度极低，可能与它的总质量很小有关。
2012-04-02 astro-ph.CO
