Compton thick absorber in type 1 quasar 3C 345 revealed by Suzaku and Swift/BAT
本文分析了3C 345（一个位于$z = 0.5928$的1型类星体）的Suzaku和Swift/BAT记录数据。虽然以前的研究这个来源只适用于一个简单的破幂律模型，一个严重模糊的材料被发现需要考虑赤池信息标准。Murphy & Yaqoob（2009）的数值环面模型的应用令人惊讶地揭示了康普顿厚的2型核的存在，其环面的视线氢柱密度为$N_{\rm H} = 10^{24.5}$ cm $^{-2}$，倾角为$θ_{\rm inc} = 90^{\circ}$。然而，这个模型不能解释Gu et al.（2001）和Shen et al.（2011）通过光学观测获得的爱丁顿比，或者需要Lobanov & Roland（2005）提出的超大质量黑洞双星的存在，因此这个模型可能不适合3C 345。一个部分覆盖电离吸收体模型，该模型考虑了“硬过剩”1型活动星系核的吸收，并找到了一个康普顿厚吸收体，其柱密度为$N_{\rm H} \simeq 10^{25}$ cm $^{-2}$，电离参数为$\log ξ\gtrsim 2$，覆盖分数为$75\% \lesssim f_{c} \lesssim 85\%$。由于该模型得到的黑洞质量为$\log ( M_{\rm BH} / M_{\odot} ) = 9.8$，这与Gu等人（2001）的光学观测结果一致，因此该模型可能是该源的最佳拟合模型。…
2017-03-24 astro-ph.GA
Thermal Structure and Chemical Enrichment of the North and South Polar Spurs: Supersolar N/O and Ne/O in the X-ray Plasma
Columbus State Community College（哥伦布州立社区学院）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Center for Cosmology and Astroparticle Physics（宇宙学与高能粒子物理中心）；University of Miami（迈阿密大学）；Kavli Institute for Particle Astrophysics & Cosmology, Stanford University（斯坦福大学卡弗里粒子天体物理学与宇宙学研究所）；Instituto de Astronomia, Universidad Nacional Autonoma de Mexico（墨西哥国立自治大学天文学研究所）
研究通过分析存档数据和新观测结果，确定了北极极冠和南极极冠的热和化学特性，发现其具有超太阳丰度比，表明这些极冠可能是银河气泡的相反边缘，且化学性质表明恒星反馈在形成银河气泡中起重要作用。
2026-05-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Two Rapidly Variable Galactic X-ray Transients Observed with Chandra, XMM and Suzaku
我们在银河系中心附近的新的和存档的X射线数据中确定了两个中等亮度、快速变化的瞬变。这两个对象显示出强烈的，耀斑的时间尺度上的几十到几千秒的变化，N_H变化的证据，和硬光谱。XMMU J174445.5-295044在2-10 keV的通量为3*10^{-11}至<10^{-12}尔格/cm ^2/s，N_H等于或高于5* 10 ^22 cm^{-2}，由XMM、钱德拉和朱雀观测到。一个可能的2 MASS对应物，K_S=10.2，显示出晚型恒星的颜色。CXCRJ 174042.0 -280724可能是快速硬瞬态IGR J17407-2808的对应物。钱德拉观测发现F_X（2-10 keV）约为10^{-12}尔格/cm^{-2}/s，N_H变化很大（从2*10^22到>2*10^23 cm^{-2}）。对于K_S>13，没有2 MASS对应物可见。XMMU J174445.5-295044似乎是一颗新的共生星或共生X射线双星，而CXMMU J174042.0-280724则更为神秘，可能是一颗不寻常的低质量X射线双星。
2009-06-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
Investigating the outskirts of Abell 133 with Suzaku and Chandra observations
本研究联合Chandra和Suzaku观测Abell 133星系团，探测到16个团块候选体，发现校正后外围熵轮廓仍偏离幂律，表明未分辨团块化等复杂物理导致熵平坦化。
2023-06-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray study of the double radio relic Abell 3376 with Suzaku
我们对附近的双射电遗迹合并星系团Abell 3376（$z$ = 0.046）进行了X射线光谱分析，该星系团是用$Suzaku$ XIS仪器观测到的。这些深（$\sim$ 360千）的意见，涵盖了整个双遗迹地区的外围的集群。这些弥漫的射电结构是在合并星团中与大尺度X射线冲击相结合观察到的最大的弧形遗迹之一。我们确认在西向的$r\sim26$ '处存在一个更强的激波（${\cal M}_{\rm{W}}$ = 2.8 $\pm~0.4$），它是由穿过射电遗迹的温度和表面亮度不连续性引起的。在东部，我们在$r\sim8$ '探测到一个较弱的地震（${\cal M}_{\rm{E}}$ = 1.5 $\pm~0.1$），可能与东部遗迹的“缺口”有关，在$r\sim3$ '探测到一个冷锋。根据马赫数计算出的激波速度，我们估计了激波锋面的动力学年龄为通过核心后的$\sim$ 0.6 Gyr，这表明Abell 3376仍然是一个不断发展的合并星系团，合并发生在接近天面的地方。这些结果是一致的模拟和光学和弱透镜的研究文献。
2018-06-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Identification of a high-velocity compact nebular filament 2.2 arcsec south of the Galactic Centre
银河系的中央秒差距是我们银河系中一个非常特殊的区域;它包含与Sgr A* 有关的超大质量黑洞以及大量的早期型恒星和中性和电离气体流的复杂结构，距离中心不到两个秒差距，代表一个独特的实验室。我们报告的识别高速致密星云灯丝2.2角秒以南的Sgr A*。该构造延伸超过约1角秒，并呈现出约200 km s^{-1}角秒^{-1}的强烈速度梯度。在[Fe III]和He I谱线中看到的最大发射峰位于相对于Sgr A* 的dα = +0.20 +/- 0.06 arcsec和dδ = -2.20 +/- 0.06 arcsec处。这个位置靠近恒星IRS 33 N。发射峰值处的速度为Vr = -267 km s^{-1}。灯丝的位置角为PA = 115{ \degr } +/- 10{ \degr }，与沙洲和东旋臂在该位置的位置角相似。峰值位置位于X射线和射电瞬变双星CXOGX J174540.0-290031以北0.7角秒处，CXOGX J174540.0-290031是一个低质量X射线双星，轨道周期为7.9小时，在暗条及其附近有很强的[Fe III]线发射。这些谱线可能是由激波加热产生的，但我们不能排除低质量X射线双星中的一些X射线光电离。虽然我们不能排除一个紧凑的星云喷流的想法，我们解释这个灯丝作为一个可能的冲击之间的北和东臂或北臂和小型螺旋“酒吧”。
2013-04-09 astro-ph.GA
Discovery of a nearby early-phase major cluster merger CIZA J1358.9-4750
CIZA J1358.9-4750是一对靠近银河平面的星系团。它由两个X射线延伸的驼峰组成，分别位于西北和东南方向，相距14弧分（约1.2 Mpc），中间有一个X射线亮桥状结构。在朱雀星上，东南驼峰的温度为5.6 keV，西北驼峰的温度为4.6 keV。两个驼峰都没有表现出明显的中央冷分量。桥区域的温度高于9千电子伏的最大值，这个热的区域分布几乎正交的桥梁轴在协议的冲击加热数值模拟中看到的早期阶段的迎面大合并。这种相似性得到了X射线峰和与每个星系团相关的cD星系之间良好位置重合的支持。在短曝光XMM-牛顿图像中，在Suzaku测量的温度呈现陡峭梯度的位置处发现显著的强度跳跃。这些特性表明存在激波间断。根据确定的激波阵面两侧的温度差，估算出的马赫数为1.32，碰撞速度约为1800 km/s。从成员星系的光学红移来看，这两个星系团几乎在天球平面上合并。因此，CIZA J1358.9-4750被认为是具有明显激波特征的早期合并的有价值的邻近例子。
2015-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Disentangling the Complex Broadband X-ray Spectrum of IRAS 13197-1627 with NuSTAR, XMM-Newton and Suzaku
我们提出了一个协调的$XMM$ - $Newton$ + $NuSTAR$观测的1.8型塞弗特星系IRAS 13197-1627的结果。这是一个高度复杂的源，有来自内部吸积盘的相对论反射、中性吸收和更远物质的进一步再处理以及流出的电离吸收的强烈贡献。我们进行了详细的频谱分析相结合的宽带覆盖$XMM$ - $Newton$ + $NuSTAR$与多历元的方法，将档案观测$XMM$ - $Newton$和$Suzaku$。我们的重点是从内部的吸积盘，以前的工作表明，可能占主导地位的活动星系核的排放，并限制黑洞旋转的反射的特点。使用灯柱盘反射模型，我们发现，内盘的结果在很大程度上是不敏感的假设有关的几何形状的遥远的洗消机和照明X射线连续的精确形式。然而，这些结果确实取决于远距离吸收器/再处理器的铁丰度的处理。多历元的数据有利于AGN的化学均匀的情况下，我们发现，一个快速旋转的黑洞是首选，与$a^* \geq 0.7$，但缓慢旋转的黑洞并不强烈排除。除了内盘的结果，我们还发现，无论是中性和电离的吸收剂从时代到时代的变化，这意味着两者都有一定程度的不均匀性，在其结构。
2017-10-31 astro-ph.GA astro-ph.HE
Herbig Ae/Be stars towards the dark cloud LDN 1667
我们报告发现了一个新的发射线对象，命名为SPH 4-南=（GAIA EDR 3 5616553300192230272），对黑暗的云LDN 1667。这个物体引起了我们的注意，在检查了公共图像后，显示了一个微弱的弥漫星云，距离SPH 4南部几角秒，一个先前被归类为金牛座T星的发射线物体。我们目前的高分辨率光谱和分析JHK测光SPH 4和SPH 4-南，新的窄带和档案宽带图像这些对象。通过比较SPH 4和SPH 4-South的光谱与DG Cir和R Mon的高分辨率光谱，我们强烈地认为SPH 4和SPH 4-South是Herbig Ae/Be星。通过对SPH 4-South在H-K与J-H色图中的位置进行k-NN算法，进一步支持SPH 4-South的分类。这两颗恒星都在四个WISE波段被探测到，WISE的颜色使我们能够将SPH 4分类为I类，将SPH 4-South分类为II类。我们还表明，暗星云是最有可能与SPH 4-南。利用已发表的LDN 1667和盖亚早期数据发布3的结果，我们得出结论，SPH 4是LDN 1667的成员。SPH 4-South的情况并不清楚，因为它的距离和自行的确定可能会受到恒星周围的星云的影响，尽管不能排除SPH 4-South与LDN 1667的成员关系。
2021-05-05 astro-ph.GA
Nature of Faint Radio Sources in GOODS-North and GOODS-South Fields - I. Spectral Index and Radio-FIR Correlation
我们提出了第一个结果，从深和宽5 GHz的无线电观测的大天文台起源深调查（GOODS）-北（$σ=3.5 \; μJy \; beam^{-1}$，合成波束尺寸$θ=$ 1.47弧秒，$\times$ 1.42弧秒，52个源超过109弧分$^{2}$）和GOODS-South（$σ=3.0 \; μJy \; beam^{-1}$、$θ=$ 0.98 arcsec、$\times$ 0.45 arcsec和88个源超过190 arcmin $^{2}$）场。Jansky甚大阵。我们使用波束匹配图像导出了1.4和5 GHz之间的射电光谱指数α，并表明即使考虑了测量的噪声和通量偏差，总体光谱指数分布也很宽。我们还发现一个集群的微弱的无线电源周围$α=0.8$，但仅在$S_{5GHz} < 150 \; μJy$。我们表明，正确的无线电频谱指数是很重要的推导出准确的休息帧无线电功率和分析的无线电FIR相关性，并采用一个单一的值的$α=0.8$导致一个显着的分散和强烈的偏见，在分析的无线电FIR相关性，导致广泛和不对称的频谱指数分布。当其特征在于特定的恒星形成率，星爆人口（58%）占主导地位的5 GHz的射电源人口，和静止的星系人口（30%）遵循一个明显的趋势，在光谱指数分布和无线电FIR相关。最后，我们提供的灵敏度和角分辨率的建议，为未来的超深调查，旨在跟踪宇宙历史的恒星形成和活动星系核…
2019-03-18 astro-ph.GA
A MeerKAT 1.28 GHz Atlas of Southern Sources in the IRAS Revised Bright Galaxy Sample
IRAS修订的亮星系样本（RBGS）包括星系和未解决的合并比$S = 5.24$ Jy更强的$λ= 60~μ\mathrm{m}$与银河纬度$\vert b \vert > 5^\circ$。几乎所有的星系都是由尘埃组成的恒星形成星系，它们的射电连续谱和远红外光度与它们当前的恒星形成速率成正比。我们使用MeerKAT阵列的64盘，使$5 \times 3$分钟快照观测$ν= 1.28$ GHz覆盖所有298个南部（J2000 $δ< 0^\circ$）RBGS源与外部星系。由此产生的图像具有$θ\approx 7.5$ arcsec FHWM分辨率和均方根波动$σ\approx 20~μ\mathrm{Jy~beam}^{-1} \approx 0.26$ K，低到足以揭示甚至微弱的盘发射。相对于精确的近红外位置，均方根位置不确定度为$σ_α\approx σ_δ\approx 1$ arcsec，图像动态范围为DR $\gtrsim 10^4:1$。
2021-08-17 astro-ph.GA
The Origem Loop
银河系反中心的起源环于20世纪70年代被发现，并被认为是一个大型超新星遗迹。后来有人认为这是不相关的射电源的偶然叠加。我们试图理解起源循环的性质。现有的多频无线电数据被用于确定Origem环路不同部分的无线电频谱和环路的极化特性。最新的敏感观测表明，Origem Loop是一个直径超过6度的环。它由北部的一个大型非热弧（我们称之为Origem Arc）和南部的几个已知的热H II区域组成。在6 cm处检测到与电弧相关的极化无线电发射，揭示了切向磁场。弧的亮温光谱指数β=-2.70，表明它是超新星遗迹的非热性质。我们估计到Origem弧的距离约为1.7 kpc，类似于环南部的一些H II区域。Origem Loop是天空中可见的环，由北部的超新星遗迹弧和南部的H II区域组成。
2012-12-07 astro-ph.GA
A detailed study of the bridge of excess X-ray emission between the galaxy clusters Abell 2029 and Abell 2033
我们检查朱雀，XMM-牛顿，和钱德拉观测的阿贝尔2029/2033系统的X射线发射连接两个星系团的桥梁的性质进行调查。通过模拟来自两个星系团外围的贡献，并排除来自南部落星系团和背景星系团LOS 9的发射，我们发现两个星系团之间的X射线发射在6.5-7.0 $σ$的水平上显著过量，这取决于模型的选择，这不能用星系团的重叠来解释。这种表面亮度的多余分量与来自大约1.0 Mpc宽的灯丝的发射一致。对与暗条相关的气体的发射测量得出的平均气体密度为$3.7^{+1.0}_{-0.7} \times 10^{-5}$ cm $^{-3}$，大致相当于宇宙平均重子密度的160倍。朱雀X射线光谱的过量发射表明，它是显着冷（$1.4_{-0.5}^{+0.7}$千电子伏）比从两个集群（$\sim$ 5千电子伏）的集群外围发射，从统计上与温度预期的最热和致密部分的温暖，热星系际介质（WHIM）。几何形状、密度和温度与Abell 222/223灯丝的X射线研究结果相似。
2021-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shocks and Tides Quantified in the "Sausage" Cluster, CIZA J2242.8+5301, using N-body/hydro-dynamical Simulations
碰撞的星系团CIZA J2242.8+5301显示出一个壮观的、近2 Mpc长的激波阵面，其射电马赫数为M ~ 5，与X射线估计的M ~ 2.5相比，这个数值大得令人困惑。目前，X射线温度跳跃被投射通过星团的较冷的未受冲击的气体稀释的程度缺乏量化。因此，在这里，我们应用我们的自洽N体/流体动力学代码（基于FLASH）来模拟这种二进制集群遇到。我们可以解释激波阵面的位置，也可以解释两个星团中心之间气体和暗物质的潮汐拉伸导致的X射线发射。所需的总质量是$8.9 \times 10^{14}$ Msun，质量比为1.3：1，有利于南部星团成分。我们得到的相对速度是$\simeq 2500$公里/秒之间的两个主要的集群组件，与碰撞参量的120千秒差距。这个解意味着，由于投影中的冷气体，来自低角分辨率X射线卫星SUZAKU的激波温度跃变被低估了两倍，从而使观测到的X射线和射电估计值一致。我们认为，CIZA J2242.8+5301中复杂的南部遗迹已经被打破，因为向南移动的“回”冲击气体与仍沿碰撞轴下落的气体发生碰撞。最后，我们使用我们的模型来生成康普顿-y映射来估计热Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应引起的无线电通量的减少。在30 GHz时，在北部和南部激波阵面的位置，这分别相当于$ΔS_n = -0.072$ mJy/arcmin $^2$和$ΔS_s = -0.075$ m…
2017-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observations of the $γ$-ray pulsar J1932+1916 in X-rays
本文分析了年轻的$γ$射线脉冲星J1932+1916的档案朱雀和雨燕X射线观测资料。数据显示在脉冲星的$γ$射线位置上有一个点状物体，其周围有弥散X射线辐射，点状源和弥散辐射的光谱用吸收幂律模型很好地描述，其光谱参数是脉冲星加脉冲星风星云系统的典型参数。因此，我们认为朱雀和雨燕探测到了PSR J1932+1916的X射线对应物。假设这一解释，我们限制的脉冲星的距离在2-6千秒差距的范围内。我们还建议脉冲星与附近的超新星遗迹G54.4-0.3可能的协会，并讨论其对脉冲星自行，年龄和距离的影响。
2016-12-12 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
X-Ray observations of a subhalo associated with the NGC 4839 group infalling toward the Coma cluster
本文报道了后发座星系团中与NGC 4839合并群有关的暗次晕的$Suzaku$ X射线观测结果。这张X射线图像显示出一条向西南方向延伸的尾巴。X射线峰从弱透镜质量中心向后发座星系团中心的相反方向移动大约$1'$。我们研究了温度，归一化，压力和熵分布周围的subhalo。不包括X射线尾，截断半径以外的温度为8-10 $~\rm keV$，比次晕和X射线尾的温度高2倍。在2倍截断半径处，除次晕南部外，压力几乎是均匀的。我们计算了截断半径和X射线尾内的气体质量。虽然截断半径内的气体分数比规则群小约5倍，但次晕中的气体质量和X射线尾与弱透镜质量比与规则群一致。假设下落速度为$2000~\rm km~s^{-1}$，则冲压压力为每单位面积重力的1.4倍。假设存在开尔文-亥姆霍兹不稳定性，则总损失质量约为$3\times10^{11}~M_{\odot}$。如果这些气体原本就在截断半径内，那么在落入后发座星系团之前，次晕中的气体质量分数应该与常规星系团的气体质量分数相当。
2016-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The extraordinary linear polarisation structure of the southern Centaurus A lobe revealed by ASKAP
我们提出的意见，在南部的半人马座A射电瓣的线性极化，在澳大利亚平方公里阵列探路者（ASKAP）望远镜调试期间进行。我们使用16个天线在12小时内观察一个30平方度的区域，指向以913 MHz为中心的240 MHz频段。我们的观测获得了$26\times33$角秒（480秒差距）的角分辨率，30角分的最大可恢复角尺度，和85 $\muup$ Jy束$^{-1}$的全波段灵敏度。由此产生的偏振和法拉第旋转的地图是有史以来最详细的无线电波瓣，与10阶$^5$分辨率元素覆盖的来源。我们描述了几个尚未报道的观测特征的叶，包括其详细的峰值法拉第深度结构，和错综复杂的网络去极化灯丝。这些结果表明，令人兴奋的能力ASKAP的宽场无线电偏振测量。
2018-11-28 astro-ph.GA astro-ph.IM
