Spectral Variation of the Seyfert 1 Galaxy MCG-6-30-15 observed with Suzaku
我们研究了2006年1月用朱雀号卫星观测到的塞弗特1星系MCG-6-30-15的光谱变化，观测周期为三个独立的周期，为期14天。我们发现，1 keV和40 keV之间的时间平均的连续能谱可以近似的光谱模型组成的直接幂律分量，它的反射分量，两个温暖的吸收不同的电离状态，和中性吸收。我们采用了两种方法来研究它在不同时间尺度上的光谱变化：第一种方法是制作强度切片光谱，研究强度和光谱形状之间的相关性。第二种方法是研究当源通量高于（“亮态”）和低于（“暗态”）固定时间间隔的平均值时的间隔之间的光谱变化。在这两种方法中，我们发现在6 - 10千电子伏波段的强度和0.5 - 3.0千电子伏/6.0- 10千电子伏的光谱比之间有明显的相关性。这样的光谱变化需要改变直接分量的表观斜率，而反射分量的形状和强度不变。观测到的明显光谱变化的解释由两个温暖的吸收体之一，由于本征源光度变化的电离度的变化。目前的结果表明，暖吸收体具有关键作用，以解释所观察到的连续谱的形状和变化的MCG-6-30-15，这是必不可少的约束参数的puperically增宽的铁线发射功能。
2009-10-05 astro-ph.HE
The nature of X-ray spectral variability in MCG-6-30-15
通量-通量图（FFP）方法可以提供与模型无关的活动星系核X射线变率的线索。为了正确使用它，光变曲线的箱大小应该尽可能短，只要光变曲线箱中的平均计数大于$\sim 200$。我们将FFP方法应用于2013年对塞弗特星系MCG $-$ 6-30-15在0.3-40 keV范围内同时进行的XMM-牛顿和NuSTAR观测。高于$\sim 1.6$ keV的FFP由直线很好地描述。这一结果排除了光谱斜率变化和吸收驱动变异性的假设。我们的结果是完全一致的幂律分量变化的归一化，光谱斜率为$\sim 2$，加上一个变量，相对论反射所产生的内部吸积盘周围的旋转黑洞。我们还检测了在$\sim 4.5$天（至少）内保持恒定的光谱成分。在高于$\sim 1.5$ keV的能量下，稳定分量与来自遥远的中性物质的反射一致。在低能量下的恒定分量与$kT_{\rm BB} \sim 100$ eV的黑体光谱一致。这些分量的通量是平均连续通量的$\sim 10-20\%$（在各个带中）。它们应始终包含在用于拟合源光谱的模型中。低于1.6 keV的FFP是非线性的，这可能是由于该源中的可变热吸收体。
2017-09-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Long-term monitoring of the archetype Seyfert galaxy MCG-6-30-15: X-ray, optical and near-IR variability of the corona, disc and torus
我们在X射线，光学和近红外波长下对MCG-6-30-15进行了长期监测，这些监测是在五年的监测中收集的。我们确定的功率谱密度的所有观察到的频带，并表明，考虑到主机污染后，观察到类似的功率在光学和近红外波段。有证据表明X射线光子通量的光变曲线与光学B波段之间存在相关性，但不可能确定滞后，最可能的值是零天左右。可见光和近红外波段之间存在很强的相关性。互相关分析表明，一些复杂的概率分布和滞后，范围从10至20天，与近红外光学变化。在频率空间中过滤光变曲线表明，最强的相关性是那些对应于最短的时间尺度。我们讨论了X射线变异性的性质，并得出结论，这是内在的，不能解释吸收事件，由于材料干预的视线。我们还发现，滞后符合τ ~ λ ^（4/3）关系，正如对光学厚几何薄吸积盘所预期的那样，尽管对于比MCG-6-30-15中估计的黑洞质量和吸积率所预测的更大的吸积盘。互相关分析表明，环面位于约20光日的中心源，最多在约50光日的中心区域。这意味着活动星系核的辐射热光度约为3 × 10 ^（43）尔格/秒/厘米-2。
2015-08-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Variable Partial Covering Model for the Seyfert 1 Galaxy MCG-6-30-15
我们为塞弗特1星系MCG-6-30-15提出了一个简单的光谱模型，它可以通过改变部分覆盖分数来解释1 - 40 keV光谱变化的大部分，类似于Miller等人提出的模型。我们的光谱模型由三个连续分量组成：（1）直接幂律分量，（2）被轻度电离的介入物质严重吸收的幂律分量，（3）远离黑洞的冷盘反射分量，具有中等立体角（Ω/2π \approx 0.3），伴随着窄的荧光铁线。前两个分量受周围高电离薄吸收体的影响，其N_H \approx为10^{23.4}cm-2，对数吸收系数\approx为3.4。第二部分中的重吸收体分裂成许多云，每个云由具有不同电离状态和柱密度的辐射区、主体（N_H \approx 10^24.2 cm-2，log H2O \approx 1.6）、包层（N_H \approx 10^22.1 cm-2，log H2O \approx 1.9）和可能完全不透明的核心组成。电离吸收体的这些参数以及X射线源的固有光谱形状完全不变。中央的X射线源是适度延伸的，它的光度变化不大。观测到的通量和光谱变化主要是由中心源的几何部分覆盖率从0（未覆盖）到\sim 0.63的视线中的电离云的干预的变化来解释。重吸收组分的电离铁K边缘解释了大多数看似宽的线状特征，这是MCG-6-30-15的一个众所周知的光谱特征。直接分量和吸收分量反相关，相互抵消它们的变化，使得分数光谱变化在铁能带处…
2012-07-30 astro-ph.HE
NuSTAR spectral analysis of two bright Seyfert 1 galaxies: MCG +8-11-11 and NGC 6814
我们报道了两个明亮的Seyfert 1星系，即MCG +8 - 11 -11（100 k）和NGC 6814（150 k）的NuSTAR观测结果。这些观测的主要目的是研究活动星系核最内层区域的康普顿化机制，这些机制被认为是产生紫外/X射线辐射的原因。对这两个来源的NuSTAR光谱的光谱分析显示，尽管它们具有不同的整体属性（黑洞质量，光度和爱丁顿比），但它们具有非常相似的日冕属性。两者都呈现出在$\sim 150-200$ keV处具有高能量截止的幂律谱，相对论性加宽的Fe K $α$线和相关的圆盘反射分量，加上可能在康普顿薄而遥远的物质中发射的窄铁线。康普顿化模型很好地描述了内禀连续性，该模型显示MCG +8 - 11 -11的日冕等离子体温度为kT $_{\rm e} \sim$ 60 keV，外推光学深度$τ$ =1.8; NGC 6814的日冕温度为kT $_{\rm e} \sim$ 45 keV，外推光学深度为$τ$ =2.5。我们比较和讨论这些值的一些最常见的康普顿化模型，旨在解释在活动星系核日冕的能量产生和稳定性。
2017-10-08 astro-ph.HE
Simultaneous mm/X-ray intraday variability in the radio-quiet AGN MCG+08-11-11
该研究通过NOEMA和NuSTAR对射电宁静活动星系核MCG+08-11-11进行12小时同时毫米波-X射线观测，发现两者快速变化且趋势相似，支持毫米波发射源于靠近X射线冕的外流/弱喷流区域。
2023-09-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Time-resolved XRISM spectroscopy reveals the evolution and structure of the corona in MCG-6-30-15
The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Stanford University（斯坦福大学）；Harvard & Smithsonian（哈佛大学与史密森尼学会）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Cambridge University（剑桥大学）；Technion（以色列理工学院）；University of Maryland, Baltimore County (UMBC)（马里兰大学巴尔的摩县分校）
通过XRISM、NuSTAR和XMM-Newton的联合观测，研究MCG-6-30-15的X射线反射特性，发现日冕的演化和结构变化对黑洞自转测量至关重要。
2026-04-10 astro-ph.HE
Discovery of Fe K-alpha X-ray reverberation around the black holes in MCG-5-23-16 and NGC 7314
最近的几次X射线观测揭示了活动星系核中光谱成分之间存在混响时间延迟。大多数观测到的滞后是在直接看到的幂律康普顿化分量和黑洞附近反射产生的软过剩之间。NGC 4151是第一个在铁K波段显示出这些滞后的天体。在这里，我们报告的混响滞后的发现，在铁K波段的其他两个来源：MCG-5-23-16和NGC 7314。在这两个对象中，6-7 keV的带，其中Fe K线峰值，滞后于较低和较高能量的带，时间延迟约1千秒。这些滞后不太可能是由于窄铁钾线。它们与相对论加宽的铁K线的反射完全一致。测量的滞后，他们的时间尺度和光谱模型，表明大部分的辐射分别在MCG-5-23-16和NGC 7314的5和24个引力半径处发射。
2013-03-15 astro-ph.HE
The absorption-dominated model for the X-ray spectra of type I active galaxies: MCG-6-30-15
MCG-6-30-15是I型活动星系的典型例子，在其X射线光谱中，在6.4 keV Fe K-α发射线以下的能量和20 keV以上的连续过剩处显示出宽的“红翼”发射。Miller等人（2008年）表明这些光谱特征可能是由clusional吸收材料引起的，但Reynolds等人（2009年）认为观测到的Fe K-alpha线光度与这一解释不一致，除非吸收体的全局覆盖因子非常低。然而，Reynolds等人的计算有效地考虑了不透明度的唯一来源是Fe K束缚-自由跃迁，忽略了线能量处的不透明度：对实际不透明度的校正使预测的线通量降低了很大一部分。我们还讨论了覆盖因子的解释和吸积盘掩星的可能影响。最后，我们考虑一个模型MCG-6-30-15占主导地位的clurons吸收，这是一致的全球覆盖因子0.45，虽然模型，包括康普顿散射的影响，需要达到一个全面的理解。覆盖率的变化可能主导所观察到的X射线光谱的变化。
2009-07-17 astro-ph.HE
Compton processes in the bright AGN MCG+8-11-11
本文介绍了用INTEGRAL和SWIFT观测到的塞弗特1.5星系MCG+8-11-11的硬X射线辐射特性的初步结果。我们分析了2009年10月之前的所有INTEGRAL IBIS/ISGRI数据，以及2009年8月和10月进行的两次SWIFT/XRT快照观测，这两次观测与MCG+8-11-11的INTEGRAL定点观测准同时进行。硬X射线通量和光谱斜率之间没有相关性，而高能截止点的位置被发现在INTEGRAL观测过程中发生了变化。这表明康普顿化介质的温度从kT = 30-50 keV的最小值变化到大于100-150 keV的值。没有发现明显的康普顿反射，3 sigma的上限R < 0.2，在112 keV没有发现任何谱线，正如之前HEAT观测所声称的（112 keV通量F < 2.4e-4 ph/cm^2/s）。MCG+8-11-11的变化行为与IC 4329 A相似，在相同的源通量水平下，电子等离子体的温度不同，而其他明亮的塞弗特星系在硬X射线下呈现不同的变化模式，光谱变化与通量变化相关（例如NGC 4151）。
2011-02-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Long Look At MCG-5-23-16 With NuSTAR: I- Relativistic Reflection And Coronal Properties
MCG-5-23-16在2015年初被定位为使用NuSTAR进行半兆秒的观测活动。在这里，我们提出了这些数据集的光谱分析以及早期的观察和研究的相对论反射和主要的日冕源。这些数据显示出以窄铁线和宽铁线加上康普顿反射峰的形式存在的强反射特征。在所有曝光中显著检测到截止能量。反射光谱的形状在观察所跨越的两年中没有变化，表明几何形状稳定。截止能量与硬X射线通量和谱指数之间存在很强的正相关关系。测量结果表明，日冕等离子体并没有达到逃逸电子-正电子对的极限，而是主要包含电子。观测到的日冕性质的变化是由可变的光学深度驱动的。一个恒定的加热到冷却比的测量意味着有一个反馈机制，其中一个显着的部分冷却电晕的光子是由于再处理的硬X射线。
2017-01-09 astro-ph.HE
A Chandra-HETG VIEW OF MCG +8-11-11
我们提出了一个光谱分析的118 KS高能透射光栅（HETG）的X射线明亮的塞弗特1.5星系MCG +8-11-11的观察，结合100 KS的档案朱雀数据，旨在调查的签名温暖的吸收和康普顿反射报告从以前的朱雀和XMM-牛顿研究的来源。与以前的结果相反，我们发现，温暖的吸收是不需要的数据。相反，我们报告的上限低于以前的（边际）检测的吸收线。Fe Ka线发射被清楚地检测到，并且很可能用HETG数据用σ ~ 0.02 keV解决。我们应用自洽，宽带光谱拟合模型的HETG和朱雀的数据，调查这一点和其他签名的遥远的吸收和反射。特别是利用MYTorus模型，我们发现，数据是一致的再处理由一个遥远的，中性的环面，康普顿厚和视线之外。然而，我们没有发现令人信服的证据，相对论性增宽的Fe-K发射线，这通常是预期从1型活动星系核。这与先前对MCG +8 - 11 -11的一些（尽管不是全部）研究一致。一个测量良好的边缘被确定的HETG接近0.5千电子伏，表明中性吸收的视线是一致的银河系吸收，但是，吸收可能是部分固有的源。HETG的数据与软过剩的存在是一致的，这是一个单独考虑朱雀数据可能会错过的特征。
2014-06-17 astro-ph.HE
Isolated AGNs NGC 5347, ESO 438-009, MCG-02-04-090, and J11366-6002: Swift and NuSTAR joined view
利用核分光望远镜阵列（NuSTAR）对2000年星表中的4个具有活动星系核的孤立星系NGC 5347、ESO 438-009、MCG-02-09-040和IGR J11366-6002进行了光谱分析。我们还使用了MCG 02-09-040、ESO 438-009和IGR J11366-6002的高达$\sim$ 150 keV的Swift/Burst Alert Telescope（BAT）数据，以及NGC 5347、ESO 438-009和IGR J11366-6002的0.3- 10 keV能带的Swift/XRT数据。所有的源似乎有不同的反射率除了主要的幂律连续谱的反射光谱分量。我们发现，这些来源的幂律指数在1.6至1.8之间。两个源NGC 5347和MCG-02-09-040的光谱显示Fe PDMATHAMN发射线。对于这两个源，Fe $K_α$线具有EW $\sim$ 1 keV的大值。NGC 5347的X射线光谱最适合用$E_{cut} \sim 117$ keV的纯反射模型，并且不存在任何额外的主要幂律分量。我们还发现MCG-02 - 09 -040的X射线光谱显示存在$N_{H}\sim10^{24}~cm^{-2}$的重中性遮蔽。然而，在通过简单反射模型拟合的情况下，这提供了反射的非物理值。采用基于物理Monte Carlo的模型作为BNTorus，获得了更合适的…
2020-08-13 astro-ph.HE
Evidence for a clumpy disc-wind in the star forming Seyfert\,2 galaxy MCG--03--58--007
本文报道了对附近（$z=0.0315$）和明亮（$L_{\rm bol}\sim3\times10^{45}\,\rm erg\,s^{-1}$）星暴-活动星系核Seyfert 2系统MCG-03 - 58 - 007的深同步观测的详细分析结果。从宽带拟合，我们表明，大多数的遮蔽需要建模与环形类型的再处理器，如\texttt{MYTorus} \citep{MurphyYaqoob09}。尽管如此，一个强大的磁盘风的签名仍然是明显的，在较高的能量和所观察到的快速的短期X射线光谱的变化更可能是由一个可变区的高度电离的快风，而不是由中性clusterian介质。我们还检测到的X射线发射从较大规模的气体，从存在的几个软窄发射线的RGS，起源于一个弱的恒星形成活动的贡献，连同一个占主导地位的光电离成分的活动星系核。
2018-12-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Black Hole Spin Measurements Based on a Thin Disc Model with Finite Thickness I. An example study of MCG-06-30-15
我们提出了一个重新分析的XMM-牛顿和NuSTAR观测活动的研究，X射线明亮的活动星系核MCG-06-30-15。特别地，我们考虑一个有限厚度的圆盘模型。通过对观测数据中的圆盘反射谱进行拟合，得到考虑圆盘厚度后的黑洞自旋为0.87- 0.99（90%置信区间）。计算MCG-06-30-15的质量吸积率网格为0至$30\%\dot{M}_{\rm Edd}$的光谱模型。这一结果是通过考虑一个自由光盘反射分数参数$f_{\rm refl}$，并与以前的测量的基础上剃刀薄光盘模型是一致的。此外，各向同性，点状几何形状，即“灯柱”的几何形状，被假定为电晕在我们的模型。我们发现，这样的几何高估了数据中的$f_{\rm refl}$。因此，具有一致的$f_{\rm refl}$“灯柱”值的薄椎间盘模型提供比具有自由$f_{\rm refl}$参数的模型更差的拟合。最后，我们讨论了$f_{\rm refl}$的观测值和理论值之间的差异的可能原因。在未来的工作中，当考虑薄圆盘的厚度时，可能需要对过于简化的灯柱模型进行修改。
2022-05-17 astro-ph.HE
Constraints on the absorption-dominated model for the X-ray spectrum of MCG-6-30-15
在附近的塞弗特1.2星系MCG-6-30-15的X射线光谱中的复杂性通常被解释为一条宽的铁线和相关的康普顿反射峰，这些铁线和康普顿反射峰来自快速旋转的黑洞周围的吸积盘的最里面的相对论区域。然而，最近提出了一种替代模型，其中这些光谱特征完全由复杂的（电离和部分覆盖）吸收引起。通过考虑必须伴随光电吸收的荧光发射，我们表明，吸收占主导地位的模型过度预测的6.4千电子伏的铁线通量，除非边缘康普顿厚的吸收体负责硬X射线驼峰满足非常严格的几何约束。在没有一个具体的模型，既遵守这些几何约束，是物理上合理的，相对论反射模型是有利的。
2009-04-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
Spectro-polarimetric study to constrain accretion-ejection properties of MCG-5-23-16 using IXPE and NuSTAR observations
本文利用IXPE和NuSTAR观测研究MCG-5-23-16的X射线偏振，通过吸积-喷流模型约束冕几何、盘倾角及外流性质，并比较反射模型结果，为XPoSat未来应用提供验证框架。
2024-08-09 astro-ph.HE
A Sharper View of the X-ray Spectrum of MCG--6-30-15 with XRISM, XMM-Newton and NuSTAR
本研究利用XRISM、XMM-Newton和NuSTAR的联合观测，分析窄线1型塞弗特星系MCG--6-30-15的X射线光谱，发现其光谱特征可由内部吸积盘反射和流出风吸收解释，并强调了时间分辨高分辨率光谱分析对研究变化AGN的重要性。
2025-10-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Revealing the X-ray Variability of AGN with Principal Component Analysis
我们分析了一个样本的26个活动星系核与深XMM-牛顿观测，使用主成分分析（PCA），找到模型独立的光谱的不同变量的组成部分。总的来说，我们确定了至少12种不同的光谱变化模式，涉及几种不同的机制，包括五个来源，显示出可变的相对论反射的证据（MCG-6-30-15，NGC 4051，1H 0707-495，NGC 3516和Mrk 766）和三个显示出不同的部分覆盖中性吸收的证据（NGC 4395，NGC 1365和NGC 4151）。在超过一半的来源研究，变化是占主导地位的幂律连续体的变化，无论是在通量和幂律指数的变化，这可能是由传播波动内的日冕。模拟用于为不同的物理模型找到独特的预测，然后我们试图定性地将模拟结果与真实数据中观察到的行为相匹配。我们能够解释很大一部分的变化，在这些来源使用简单的模型的光谱变化，但更复杂的模型可能需要的其余部分。我们已经开始建立一个不同的主成分库的过程，以便活动星系核的光谱变化可以很快地与物理过程相匹配。我们表明，PCA可以是一个非常强大的工具，用于区分不同的模式，在活动星系核的变化，它可以有效地使用大量的高质量的档案数据，从当前一代的X射线望远镜。
2014-11-19 astro-ph.HE
Coronal Properties of the Seyfert 1.9 Galaxy MCG -05-23-016 Determined from Hard X-ray Spectroscopy with NuSTAR
长期以来，除了少数最明亮的例子外，对活动星系核日冕连续体中高能截止区的测量一直是难以捉摸的。我们提出了一个直接测量的截止能量在附近的塞弗特1.9星系MCG-05 - 23 -016的核连续的前所未有的精度。NuSTAR高达79千电子伏的高灵敏度使我们能够清楚地解开其反射分量的主要连续谱的光谱曲率。硬X射线光谱使用一个简单的唯象模型，我们约束的截止能量为$116_{-5}^{+6}$ keV与90%的置信度。测试更复杂的模型和滋扰参数，可能会影响测量，我们发现，截止检测鲁棒性。我们进一步使用简单的康普顿化等离子体模型，提供独立的约束，在电晕和它的光学深度的电子的动力学温度。在90%的置信水平下，我们发现$kT_e=29\pm2$ keV和$τ_e=1.23\pm0.08$假设为板状（盘状）几何形状，$kT_e=25\pm2$ keV和$τ_e=3.5\pm0.2$假设为球形几何形状。这两种几何形状被发现同样很好地拟合数据，它们的两个主要物理参数在这两种情况下是相关的。随着光学厚度制度中的光学深度，数据正在推动目前可用的康普顿化等离子体的理论模型的有效性的极限。由于先前在MCG-05 - 23 -016中已经观测到内吸积盘产生的光谱特征和变化，因此推断的高光学厚度意味着球形或盘状日冕不可能是均匀的。
2014-12-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
A remarkably stable accretion disc in the Seyfert galaxy MCG-5-23-16
通过分析 XMM-Newton 和 NuSTAR 首次同步观测数据，发现 Seyfert 星系 MCG-5-23-16 存在截断吸积盘、高能截断及双光电离区，且其连续谱在约 20 年内保持异常稳定。
2023-09-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Hard Look At Relativistic Reverberation in MCG-5-23-16 & SWIFT J2127.4+5654: Testing the Lamp-Post Model
X射线反射映射作为一种新的探测活动星系核吸积的工具，为黑洞尺度的吸积研究提供了一种潜在的强有力的探测手段。这种滞后现象以及相对论性的光谱特征常常被用灯柱模型来解释。特别侧重于测试相对论混响模型的预测，我们有针对性的几个最明亮的塞弗特星系的X射线与不同的观测计划。在这里，我们报告了NuSATR针对MCG-5-23-16和SWIFT J2127.4+5654的两个大型活动的结果，以测试3-50 keV波段的模型预测。这是三个来源中的两个，表明早期数据中有延迟康普顿峰的迹象。通过将先前分析的曝光量增加三倍，我们没有发现MCG-5-23-16中存在相对论性混响的证据，并且能量相关滞后与对数线性连续体一致。在SWIFT J2127.4+5654中，尽管仅连续模型解释了数据，但相对论混响模型提供了对能量和频率相关滞后的显著改善，但参数与时间平均频谱不一致。这增加了越来越多的证据表明，滞后数据与静态灯柱模型不一致。
2021-03-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
The X-ray emission of the Seyfert 2 galaxy MCG-01-24-12
本文利用多历元观测数据对附近的塞弗特2星系MCG-01-24-12进行了详细的X射线谱分析。数据是用不同的X射线卫星，即XMM-牛顿、NuSTAR、斯威夫特和钱德拉拍摄的，涵盖不同的时间间隔，从几年到几天不等。从2006年到2013年，该源具有2-10 keV的$\sim$ 1.5 $\times$ 10 $^{-11}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$通量，与基于\textit{HEAO}和\textit{BeppoSAX}数据的档案观测一致，尽管2019年的\textit{Chandra}快照捕获了极低通量状态的源，$\sim$ 10的因子比其历史值更微弱。基于现象学和物理动机模型，我们发现MCG-01-24-12的X射线光谱最好由幂律连续发射建模，$Γ$ =1.76 $\pm$ 0.09，在E $_{\rm c}=70^{+21}_{-14}$ keV处具有高能量截止，其被相当恒定的柱密度N $_{\rm H}$ =（6.3 $\pm$ 0.5）$\times10^{22}$ cm $^{-2}$吸收。这些量使我们能够估计MCG-01-24-12中球形或板状热康普顿化等离子体的热电晕特性，分别为kT $_{\rm e}$ =27 $^{+8}_{-4}$ keV，$τ_{\rm e}$ =5.5 $\pm$ 1.3和kT $_{\rm e}$ =28 $^{…
2021-01-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Evidence for Large Temperature Fluctuations in Quasar Accretion Disks From Spectral Variability
在类星体的光变中观察到的著名的蓝时亮的趋势是吸积盘中复杂过程的一个特征，可以作为类星体光变机制的一个探针。利用SDSS-I/II中604个具有重复光谱的可变类星体的样本，我们构造了差谱来研究这种越蓝越亮趋势的物理原因。我们的复合差谱的连续很好地符合幂律，与以前的结果非常一致的光谱指数。我们测量的光谱变化相对于基本的光谱的类星体，这是独立的任何灭绝，并比较模型的预测。我们表明，我们的SDSS光谱变异性的结果不能产生的全球吸积率波动在一个薄盘单独。然而，我们发现，一个简单的模型，一个不均匀的磁盘与局部温度波动将产生幂律光谱变化的光波长。我们表明，不均匀的磁盘将提供很好的适合我们所观察到的光谱变异性，如果磁盘有很大的温度波动在许多独立变化的区域，在良好的协议与独立的约束类星体微透镜磁盘的大小，其强大的紫外光谱连续，和单波段的变化幅度。我们的研究结果提供了一个独立的约束类星体的可变性模型，并增加了越来越多的证据，类星体吸积盘有很大的局部温度波动。
2014-01-06 astro-ph.HE
X-ray spectral variability of blazars using principal component analysis
本文应用主成分分析（PCA）方法研究了各种耀变体的X射线光谱变化。对来自9个不同物体的数据进行了两种分析：长期分析，考察几年或几十年的变化趋势;短期分析，考察一次观测中的变化。然后将结果与模拟光谱进行比较，以识别它们对应的物理成分。它被发现，所有对象的长期变化是由一个单一的幂律分量的变化占主导地位。第一分量对每个天体的变异性有84%以上的影响，而第二分量至少有3%的影响，这些分量形状上的微小差异可以用来预测光谱参数相对于彼此变化的程度以及光谱硬度和通量之间的相关性等质量。短期变异性不那么明确，一些主成分分析结果没有明显的物理类似物。我们讨论了模拟过程，并特别评论PCA的线性假设的崩溃的后果，以及它如何体现在实际数据中。我们的结论是，PCA是一个有用的工具，用于分析变异性，但只有当其基本假设和局限性的理解。
2018-07-23 astro-ph.HE
X-ray Flux and Spectral Variability of Blazar H 2356-309
本文介绍了利用XMM-牛顿观测对耀变体H 2356-309的时间和光谱分析结果。这颗耀变体在2005年6月13日至2013年12月24日期间被观测到，总共有9次观测。其中五个观测结果显示出中等的通量变化，幅度为1.7%-2.2%。我们在这五个光变曲线中寻找日内变化时间尺度，但没有找到任何一个。分数变化幅度在软带中一般低于硬带，这归因于能量依赖的同步辐射。使用硬度比分析，我们搜索的X射线光谱的变化，随着通量的变化在这个源。然而，我们没有发现任何显着的光谱变化的一天内的时间尺度。我们还研究了Blazar H 2356-309的X射线光谱曲率，发现我们的六个观测结果很好地用对数抛物模型描述，α =1.99-2.15，β =0.03-0.18。我们的三个观测结果都很好地描述了幂律模型。X射线谱的断裂能在1.97-2.31 keV之间变化。我们研究了对数抛物模型中各参数之间的相关性，并讨论了它们的意义。
2020-09-04 astro-ph.HE
X-ray Flux and Spectral Variability of the TeV Blazars Mrk 421 and PKS 2155-304
我们回顾了迄今为止由各种X射线卫星研究的TeV耀变体Mrk 421和PKS 2155-304的X射线通量和光谱变率特性。Mrk 421和PKS 2155-304分别是北半球和南半球最亮的X射线耀变体。耀变体在完整的电磁波谱中显示出不同时间尺度的通量和光谱变化，从几分钟到几小时、几天、几周、几个月甚至几年。不同时间尺度上的通量和光谱变率可以用来约束发光区的大小，估算超大质量黑洞质量，寻找超大质量黑洞附近的主要发光机制，寻找时间序列数据中的准周期振荡以及其它一些耀变体的物理参数。通量和光谱变化也是解释不同观测时期耀变体喷流和盘发射的主要工具。
2020-09-04 astro-ph.HE
Revealing the ultra-fast outflow in IRAS 13224-3809 through spectral variability
我们提出了一个分析的长期X射线变化的极端窄线塞弗特1（NLS 1）星系IRAS 13224-3809使用主成分分析（PCA）和分数过剩的变化（Fvar）光谱，以确定模型无关的光谱成分。我们在第一个PCA分量和Fvar光谱中识别出一系列变化峰，这些峰对应于Parker等人（2017）发现的超快外流（UFO）的最强预测吸收线。我们还发现了高阶PCA分量，这对应于软过剩和反射特征的变化。RMS和PCA结果之间的细微差异表明，所观察到的吸收的通量依赖性是由于气体电离的增加，而不是柱密度或覆盖分数的变化。这一结果表明，我们可以单独从变化中检测到外流，并且UFO的变化研究是未来研究的一个非常有前途的途径。
2017-04-18 astro-ph.HE
Spectral variability in NGC 1042 ULX1
我们报告的X射线光谱的变化，在一个超明亮的X射线源NGC 1042 ULX 1，使用档案XMM牛顿和最近的NuSTAR观测。在长期的演化过程中，源的光谱硬度呈现出变化的趋势。不同的XMM-牛顿观测的可变性在$\sim 1$ keV以上是突出的。特征温度为$\sim 0.2$ keV的冷热盘元件表明NGC 1042 ULX 1在所有历元中的光谱态与超铝态源的光谱态相似。光度和幂律指数之间明显的反相关表明，当光源处于较亮的状态时，它的光谱变得更硬。可以想象，这与吸积率的变化、康普顿化的强度、系统中的风/外流或不同盘掩星的表现有关。典型的硬超铝型光谱表明，NGC 1042 ULX 1总体上是一个低倾角系统。光谱特性表明，像许多其他ULX一样，光谱曲率在$\sim 6-10$ keV左右，NGC 1042 ULX 1可能是另一个恒星质量的超爱丁顿吸积体。
2022-10-20 astro-ph.HE
Variability of the X-ray Broad Iron Spectral Features in Active Galactic Nuclei and Black-hole Binaries
在活动星系核（AGN）和黑洞双星（BHB）的X射线谱中，经常可以看到“宽铁谱特征”。这些特徴可以用“相对论性圆盘反射”或“部分覆盖”来解释：很难从时间平均光谱分析来决定哪一个模型是有效的。因此，X射线光谱可变性已被研究，以约束光谱模型。为此，在短时间尺度下详细研究BHB的铁结构至关重要，这是第一次通过朱雀星上XIS探测器的P-sum计时（P-sum）模式实现。该观测模式的时间分辨率为7.8ms，CCD的能量分辨率为1.0ms。我们已经进行了系统的校准的P-总和模式，并调查光谱的变化BHB GRS 1915+105。因此，我们发现GRS 1915+105的光谱变化在亚秒级没有显示出铁的特征。这与1H 0707 - 495等活动星系核的变化完全不同，后者在铁K能带处变化幅度明显下降。这种差异可以在“部分覆盖”假设的框架内自然得到解释。
2015-10-28 astro-ph.HE
Exploring the Spectral Variability of the Ultra-luminous X-ray source M81 X-6 with Suzaku and XMM-Newton
我们介绍了2001- 2015年期间使用{ \it Suzaku}和{ \it XMM-Newton}观测的超亮X射线源（ULX）M81 X-6的X射线光谱变化研究。光谱首先由标准多温盘和热康普顿化组件拟合，其揭示了光谱可变性，其中主要区别是康普顿化组件的光学深度的变化，类似于对其他ULX观察到的。我们还拟合了光谱与广义相对论吸积盘发射和幂律分量，并发现它可以重现很大一部分，但不是所有的光谱变异的来源。黑洞质量和自旋的参数被发现是简并的，但高自旋和更大的质量（$20-100\,\rm M_\odot$）的解决方案提供了接近爱丁顿吸积率与模型的假设一致。的光谱变化被发现是由吸积率的变化导致三个不同的光谱类。因此，我们的研究结果表明，一个占主导地位的相对论盘发射组件的一些光谱状态的源的可能性。
2018-10-16 astro-ph.HE
The relation between Simulated Multiwavelength Blazar Variability and Stochastic Fluctuations
本研究利用轻子型耀变体发射模拟和功率谱密度谱指数分析，考察环境参数随机涨落与多波段变率的关系，发现谱指数几乎不受底层涨落变化影响，表明变率源于多因素复杂相互作用。
2024-09-09 astro-ph.HE
Studying the variability of the X-ray spectral parameters of high-redshift GRBs' afterglows
雨燕卫星已经用X射线数据观测到了一千多个伽马射线暴。几乎三分之一的星系也有红移测量。在这里，我们开始研究的X射线光谱拟合的数据考虑的低能量部分，其中N（H）吸收发生。基于可用的更准确的输入数据，我们检查了以前的拟合的鲁棒性，并测试了起始参数的变化有多敏感。我们研究了几次爆发过程中内禀氢柱密度的变化。未发现N（H）柱密度的显著变异性。
2019-09-04 astro-ph.HE
Fast Spectral Variability from Cygnus X-1
我们已经开发出一种算法，从观察到的X射线光谱和快速变化的X射线二进制的属性，允许生产的合成数据再现可观的，如功率密度谱和时间滞后，以及它们的能量依赖。这允许重建的能量谱的参数的变化，并大大减少泊松噪声的影响，允许研究快速的频谱变化。我们已经应用该算法的Rossi X射线定时探测器数据的黑洞双星天鹅座X-1，拟合的能量谱与简化的幂律模型。我们恢复的时间尺度上的幂律谱指数的分布低至62毫秒被限制在1.6和1.8之间。即使在这样的时间尺度上，该指数也与通量呈正相关。
2010-07-03 astro-ph.HE
Revealing Hidden Variability in PWNe With Spectral Index Maps
脉冲星风星云（PWNe）是由中子星的旋转能量膨胀的同步加速器气泡。观测它们内部的变化以前仅限于显着增亮的情况，或者少数情况下，瞬态特征被解释为内在运动或与脉冲星的变化有关。喷流和环面的形态也只有在与周围星云亮度不同的情况下才能看到，并且与我们的视线保持良好的一致。光谱图分析涉及使用自适应算法对观测值进行分箱以满足信号限制，并基于所需的模型参数拟合对结果进行着色。因此，即使在亮度图像本身并不表明任何潜在变化的情况下，光谱指数的微小变化也变得明显。我们提出了一个钱德拉X射线研究的PWNe在G21.5-0.9，Kes 75，G54.1+0.3，G11.2-0.3，和3C 58，使用档案观测积累了约20年的任务寿命。与光谱图分析技术，我们发现以前未知的变化打开一个新的窗口查看PWNe的证据。
2020-08-04 astro-ph.HE
X-ray spectral variability in the ultraluminous X-ray source Holmberg IX X-1
我们使用XMM-牛顿和雨燕数据来研究超铝X射线源（ULX），Holmberg IX X-1的光谱变化。光源的光度变化3-4倍，引起相应的光谱变化，这些变化是显著的，但微妙的，并且不能很好地通过简单的硬度比来跟踪。相反，我们共同添加的雨燕数据的强度箱，并做全光谱拟合光盘加上热康普顿模型。所有的数据都很好地拟合了一个低温，光学厚Comptonising日冕，和可变性可以大致的特点是降低温度和增加光学深度的源变得更亮，如预期的那样，如果日冕是逐渐质量加载的材料吹离超爱丁顿内盘。在具有类似光谱的其他ULX中观察到这种可变性行为，但与在具有更软光谱的ULX中观察到的趋势相反。这支持了ULX中存在两种不同的物理机制的想法，其中光谱从由盘状日冕主导到由风主导。
2009-12-15 astro-ph.HE
Long-term Spectral Variability of the Ultra-luminous X-ray source Holmberg IX X--1
我们研究了超亮X射线源Holmberg IX X-1的长期光谱变化。通过分析2001年至2015年期间进行的8次{ \it Suzaku}和13次{ \it XMM-Newton}观测的数据，我们使用简单模型和复杂物理模型对所有光谱进行了详细的光谱建模。我们发现，可以很好地解释了光盘加热康普顿化模型的光谱。应用该模型，我们揭示了X射线亮度（$L_{\rm X}$）和光谱参数之间的相关性。在这些相关性中，一个特别的相关性是$L_{\rm X}$和光子指数（$Γ$）之间的统计上显著的正相关性，而在$> 2\times10^{40}\,{\rm~erg\ s}^{-1}$的高光度下，源变得稍微硬，并且导致$Γ- L_{\rm X}$相关性的斜率的变化。随着源变得更光学厚，在$L_{\rm X} \sim 2\times10^{40}\,{\rm~erg\ s}^{-1}$周围的源的光学深度中观察到类似的可变性行为。我们考虑的情况下，电晕覆盖的内部部分的光盘，和相关性可以解释为驱动的种子光子从光盘输入到电晕的变化。在圆盘-日冕模型的基础上，我们讨论了光谱参数变化可能指示的物理过程。我们的分析揭示了Holmberg IX X-1的复杂的变化行为，变化机制可能与X射线发射区的几何形状有关。
2017-09-21 astro-ph.HE
A weakening Compton hump and soft X-ray excess detected in the Seyfert-1 galaxy MCG-02-58-22
我们对裸露的塞弗特-1星系MCG--02--58--22进行了广泛的X射线光谱研究，以确定X射线后处理介质的性质，使用朱雀（2009）的观测以及XMM-牛顿和NuSTAR（2016）的同步观测。我们的调查最重要的结果是：1。日冕的初级X射线发射在这些观测中是恒定的，无论是在幂律斜率（$Γ=1.80$）和光度（$L_{2-10 \rm keV}= 2.55\times 10^{44} $ erg/s）方面。2. 2016年，软过剩通量减少了两倍，康普顿峰在2016年减弱/消失，窄的FeK $α$发射线变得稍微宽（$σ=0.35\pm0.08$ keV），其通量在2016年翻了一番。3.从物理模型拟合中我们发现，FeK $α$线窄分量的归一化在两个历元中没有变化，尽管康普顿峰在同一时间跨度内消失。由于初级X射线连续谱没有变化，我们假设再处理发射的任何变化一定是由于再处理介质的变化引起的。我们的主要结论是：A.康普顿峰在2016年的消失可能是由一个正在下降/流出的动态cluttertorus或极地环面风解释的。B.活动星系核中的环面可能有两种结构：赤道环盘（产生窄的FeK $α$辐射）和极盘（产生可变的康普顿峰）。在同一时期，软过剩通量减半和FeK $α$通量增加两倍的现象不能单独用电离盘反射模型来充分解释。
2021-04-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Ensemble spectral variability study of Active Galactic Nuclei from the XMM-Newton serendipitous source catalogue
活动星系核（AGN）X射线光谱的变化通常包括光谱斜率的变化。Sobolewska和Papadakis已经对局部活动星系核的小样本进行了研究，他们发现斜率变化与通量变化有很好的相关性，并且光谱在亮相通常更陡峭（当行为更亮时更柔和）。对于高光度活动星系核和类星体的光谱变化，目前还没有太多的信息。为了研究这一现象，我们使用的数据从XMM-牛顿偶发源目录，数据发布5，其中包含了大量的活动星系核的X射线观测在一个广泛的光度和红移范围内，为几个不同的时代。这允许执行类星体的大样本的光谱变化的系综分析。我们通过光谱变异性参数$β$来量化光谱变异性，定义为光谱斜率变化与相应的对数通量变化之间的比率。我们发现，类星体的光谱变化有一个软时，更明亮的行为，类似于本地活动星系核。
2016-01-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Wide-Band Spectral Variability of Peaked Spectrum Sources
表征射电源的光谱变化是一种技术，它提供了确定介入介质、源结构、发射和吸收过程的天体物理学的能力。本文给出了澳大利亚望远镜紧凑阵（ATCA）和默奇森宽场阵（MWA）的15个峰值谱（PS）源的宽带（0.072- 10 GHz）光谱变化。于二零二零年，该15个PS源与ATCA及MWA几乎同时观测四至六次，频率约为每月一次。在1- 10 GHz频率下未检测到变异性，但15个目标中有13个在兆赫频率下随MWA显示出显著的变异性。我们的结论是，在兆赫频率看到的大部分变化是由于折射星际闪烁的一个紧凑的组件~25质量跨越。我们还确定了四个PS源，显示在兆赫频率的频谱形状的变化。其中三个源与来自源周围的非均匀自由-自由吸收云的可变光学深度一致。一个PS源与一个可变的频谱形状在兆赫频率是一致的喷射沿射流。我们目前的光谱变化作为一种方法，用于确定所观察到的变化的物理起源，并提供进一步的证据，以支持PS源的吸收模型，其中光谱建模是不够的。
2022-03-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-Ray Variability and the Inner Region in Active Galactic Nuclei
我们提出的理论模型的X射线可变性可归因于轨道签名从吸积盘，包括发射区的大小，准周期振荡（QPOs）和它的品质因子$Q$，并出现一个中断频率的功率谱密度形状。我们发现了$F_{var}\propto M^{-0.4}_{\bullet}$的分数变异幅度。对活动星系核样品的X射线光变曲线（$0.3-10$ keV）进行了时间序列分析。在3个活动星系核的58条光变曲线中，有9条（16%）的弯曲频率具有统计学意义，它们的弯曲时间尺度与报告的BH自旋一致，但与报告的BH质量不一致。NGC 4051中的$2.85 \times 10^7 M_\odot$、MRK 766中的$8.02 \times 10^7 M_\odot$和MCG-6-30-15中的$4.68 \times 10^7 M_\odot$的上限被推断为最大自旋BH。对于REJ 1034+396，其中在3733 s的QPO被报道，我们得到的发射区尺寸为$(6 - 6.5) M$和BH自旋$a\lesssim$ 0.08。薄盘的相对论性内部区域，主要由辐射压力和电子散射是可能的主机的轨道功能作为模拟的$Q$范围从$6.3 \times 10^{-2}$到$4.25 \times 10^6$，包含观察到的$Q$。因此，REJ 1034+396的$Q \sim$ 32的导出值表明活动星系核拥有一个薄盘。
2014-08-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Quasar spectral variability from the XMM-Newton serendipitous source catalogue
上下文对具有中等亮度和红移的活动星系核（AGN）的X射线光谱变异性分析通常显示出较亮时较软的行为。对于高光度的活动星系核（$ L_{bol}\gtrsim 10^{44}$ erg/s），或者更宽的红移范围（例如$0\lesssim z\lesssim 5$），这种趋势很少被研究。目标。我们提出了一个分析的光谱变化的基础上的一个大样本的2,700个类星体，测量在几个不同的时代，从第五版的XMM-牛顿偶发源目录提取。方法.我们通过定义为光子指数$Γ$的变化与相应的对数通量变化$β=-ΔΓ/Δ\log F_X$之间的比率的参数$β$来量化光谱可变性。结果我们的分析证实了我们的样品在更亮的时候会有更柔和的行为，将之前发现的总趋势扩展到高光度和红移。我们估计光谱变异性参数$β=-0.69\pm0.03$的集合值。我们没有发现$β$与红移、X射线光度、黑洞质量或爱丁顿比的依赖关系。射电强源的子样本显示出较小的光谱变率参数。X射线通量也有一些变化，较亮的源具有较小的$β$（绝对值）。我们还发现了少数个别来源的显着相关性，表明一些来源的负值更多。
2017-01-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Variability and spectral variation of 3C 66A
2005 - 2008年，利用北京-亚利桑那-台北-康涅狄格望远镜（BATC）对3C 66 A进行了观测，共获得89个夜晚的1994次观测数据。本文对这些观测结果进行了详细的研究和分析。在整个光变曲线中出现了一个长时间的爆发。在我们的活动中，通过夜间光曲线分析，没有声称日内变异性。相关分析表明，短波长先于长波长的时间滞后。结果表明，光源变亮时，光谱形状变平，颜色指数变化分析表明，在较短时间尺度上，光谱变率指数较大。
2013-09-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
Constraints on the temperature inhomogeneity in quasar accretion discs from the ultraviolet-optical spectral variability
类星体紫外光变的物理机制虽然有着悠久的观测历史，但人们对紫外光变的物理机制还没有很好的理解。最近，Dexter和Agol提出了一个类星体紫外光变率模型，该模型假设类星体吸积盘中存在大的局部温度波动。这种非均匀吸积盘模型不仅能描述单波段的光变幅度，而且能描述微透镜的大小约束和类星体的复合光谱形状。利用Sloan数字巡天（SDSS）Stripe 82区域近9000个类星体的五波段多历元光变曲线，研究了类星体紫外光谱变化对非均匀吸积盘模型的影响。通过比较SDSS类星体光变曲线和模拟光变曲线的两波段星等-星等图的内禀散射$σ_{\text{int}}$的值，我们发现Dexter & Agol的非均匀吸积盘模型不能解释SDSS类星体光变曲线中经常观察到的紧密的带间关联。这一结果使我们得出结论，在吸积盘的局部温度波动不是类星体的几年的紫外-光学变化的主要驱动力，因此，假设类星体吸积盘有大的局部温度波动是不可取的紫外-光学光谱变化的观点。
2015-02-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray spectral variability of seven LINER nuclei with XMM-Newton and Chandra data
活动星系核（AGN）最重要的特征之一是其辐射的可变性。在X射线、紫外线和射频的时间尺度上，从数小时到数年，都发现了变异性。在活动星系核家族中，低电离核发射线区（LINER）核在长时间尺度上是可变的天体。我们的目的是调查光谱X射线变异LINER和理解这类对象的性质，以及它们的吸积机制。利用Chandra和XMM-Newton公开资料库，编制了7个LINER核在不同年代（年）的X射线谱。为了寻找变异性，我们用一组模型拟合来自同一物体的所有光谱，以确定负责变异性模式的参数。我们还分析了光变曲线，以寻找短时间尺度（从小时到天）的变化。只要有可能，还研究了UV变异性。我们发现在四个对象的光谱变化，主要与硬能量（2-10千电子伏）的变化。这些变化是由于软过量的变化，和/或吸收体的变化，和/或源的固有变化。另外两个星系似乎没有变化。我们的分析证实了先前报道的X射线光谱指数与爱丁顿比之间的关系，以及X射线与紫外辐射通量比与爱丁顿比之间的相关性。这些结果支持平流主导的吸积流（ADAF）作为在LINERS吸积机制。
2013-05-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
Peak of spectral energy distribution play an important role in intra-day variability of Blazars?
耀变体可以分为两个子类，即高能和低能的尖峰耀变体。在光谱能量分布中，前者的第一个同步辐射峰位于UV/X射线波段，后者位于IR/光学波段。光谱能量分布的峰值似乎是负责这些类耀变体的X射线和光学波段的属性。由于在低能量峰值耀变体中，X射线带位于同步辐射峰之下，人们预计可用于同步辐射的最高能量电子将对X射线日内时间尺度的变化产生较慢的影响。本文利用XMM $-$ Newton自发射以来的50个观测数据，对12个低能尖峰耀变体进行了分析，证实了这类耀变体在X射线波段的变化较小。我们发现，在50个观测光变曲线中，只有两个光变曲线存在真正的日内变化，即4%。我们从我们早期的高能峰值耀变体的光学日内变化研究中获得了类似的结果，在144条光变曲线中，只有6条光变曲线检测到真正的日内变化，即约4%。由于X射线带位于LSP的光谱能量分布的峰值以下，其中逆康普顿机制占主导地位，而不是光学带峰值处的同步辐射，导致X射线带中的较慢可变性。因此，与光学波段的变化相比，减少了X射线波段的日内变化。
2016-07-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
The optical spectral slope variability of 17 blazars
为了研究blazar的光谱斜率变化和了解其辐射机制，利用19年来发表的文献，获得了17颗blazar的准同步光学观测资料。计算了长周期去红光谱斜率。分析了平谱射电类星体（FSRQs）和高能量峰BL Lac天体（HBLs）的平均光谱斜率分布，发现它们的光谱可能受到其他辐射成分的影响而发生形变。低能量峰值BL Lac天体（LBLs）的平均光谱斜率，分散在1.5左右，表现出良好的符合同步自康普顿（SSC）损失主导模型。我们提出并讨论了光谱斜率和光学光度之间的变化。所有HBL和LBL的光谱在变得更亮时变得更平坦，而对于FSRQ，这种趋势不存在甚至可能被逆转。这种现象可能意味着存在对FSRQ的光谱的热贡献。对于FSRQ 1156+295，有一个暗示，即在最亮和最暗的状态下，斜率都会变得更平坦。结果表明，在坡度变率指标与平均光谱坡度的关系上，三个亚类处于不同的区域。光学多普勒因子与平均光谱斜率之间的显著相关性支持了相对论性喷流机制。
2006-09-01 astro-ph astro-ph.HE
Spectral variability in Swift and Chandra observations of the Ultraluminous source NGC 55 ULX1
NGC 55 ULX 1是一个明亮的超铝X射线源，距离地球1.78 Mpc。我们分析了2013年4月至8月期间拍摄的20个Swift观测样本，以及2001年9月和2004年6月拍摄的两个Chandra观测样本。我们只发现了有限数量的光变曲线的下降，以前报道发生在这个源的边缘提示，虽然由于数据的低计数统计的不确定性很大。Chandra和Swift光谱显示出清晰的光谱变异性，这与在其他ULX中观察到的相似。我们可以解释这种光谱的变化方面的变化，在两个标准化和固有的柱密度的两个组件的模型组成的黑体（软组件）和多色吸积盘（硬组件）。我们讨论的可能性，强大的外流喷出的光盘是部分负责这种光谱的变化。
2015-01-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
A multi-faceted view of the X-ray spectral variability in Seyfert galaxy Ark 120
本研究通过多种分析技术重新分析赛弗特1型星系Ark 120的X射线观测数据，揭示其幂律成分光谱变异的时标依赖性与特殊趋势，以及软超成分带来的额外复杂性，强调多技术分析对捕捉AGN光谱变异性的必要性。
2024-10-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Deconvolving X-ray Spectral Variability Components in the Seyfert 1.5 NGC 3227
我们提出了一个100 ksXMM牛顿观测的赛弗特1.5活动星系NGC 3227的变化分析。观测发现NGC 3227在一个时期，其硬幂律成分显示出非常小的长期变化。这个幸运的事件使我们能够清楚地观察到一个软谱分量经历了一个大振幅，但缓慢的流量变化。使用相结合的频谱和时序分析，我们隔离两个独立的变量连续组件，并表征其行为的时间尺度的函数。整个0.2-10 keV波段的快速和相干变化揭示了一个光谱硬（光子指数~ 1.7-1.8）的幂律，占主导地位的观测到的变化的时间尺度为30 ks和更短。另一个组件产生的相干波动在0.2-2千电子伏的范围内，是软得多（光子指数~ 3），它占主导地位的时间尺度上观察到的变化大于30千电子伏。这两种成分都是通过时间平均光谱中识别的相同吸收体来观察的。组合的光谱和时序分析打破了模型之间的软过剩的简并：它是一致的幂律或热康普顿组件，但不与黑体或电离反射组件。我们证明了NGC 3227的快速变化是连续发射组件所固有的，而不是可变吸收的影响。
2014-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
