The Suzaku view of highly-ionised outflows in AGN: I - Statistical detection and global absorber properties
本文报道了活动星系核（AGN）铁K带吸收的新光谱研究结果。利用从朱雀公共档案馆获得的数据，我们进行了统计驱动的盲目搜索Fe XXV Hea和/或Fe XXVI Lyb吸收线在51个大样本的1.0-1.9型活动星系核。通过广泛的蒙特卡罗模拟，我们发现在P（MC）>95%的水平下，在20/51个源中在E>6.7 keV处检测到统计上显著的吸收，这对应于总样本的~40%。在所有情况下，在两个（或三个）可用的XIS检测器中独立地同时检测单个吸收线，这证实了线检测的鲁棒性。最常见的外流现象由两个离散的吸收槽对应于Fe XXV Hea和Fe XXVI Lyb在一个共同的速度变化。由xstar拟合得到Fe K吸收组分的平均柱密度和电离参数分别为log（NH/cm^{-2}）~23和log（xi/erg cm s^{-1}）~4.5。测得的外流速度范围从<1，500 km/s到~ 100，000 km/s，平均值和中值分别为~0.1c和~0.056c。这项工作的结果是一致的，最近获得的使用XMM-牛顿和独立提供了强有力的证据，非常高度电离的环核材料的存在，在一个显着的一部分，无线电安静和无线电响亮的活动星系核在当地的宇宙。
2012-11-25 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku Studies of Wide-Band Spectral Variability of the Bright Type I Seyfert Galaxy Markarian 509
I型塞弗特星系马卡良509在2010年11月被朱雀号观测到，总时间跨度为2.2天。用XIS和HXD检测到的0.5-45 keV X射线的定时和光谱特性一致地揭示了软光谱分量的存在，该软光谱分量保持恒定，而总X射线强度变化\pm 10%。这种稳定的软组分，发现在0.5-3.0千电子伏的范围内，被解释为在电晕的温度为~ 0.5千电子伏和光学深度为~ 18的热康普顿化的结果。作为这种热康普顿化成分、较硬的光子指数~ 1.8的幂律、适度的反射和铁K发射线的组合，成功地再现了0.5-45 keV的朱雀光谱。通过分析2006年获得的同一对象的四个档案朱雀数据集，发现在2010年的2.2天指向期间稳定的热康普顿化分量在几周的时间尺度上变化，独立于幂律分量。这些结果的影响进行了讨论的“多区康普顿化”的观点，从黑洞二进制天鹅座X-1朱雀。
2011-09-13 astro-ph.CO
Suzaku observations of hard X-ray selected Seyfert 2 galaxies
我们提出了朱雀观测五个硬X射线选择附近的塞弗特2星系。所有的来源都清楚地检测到针硬X射线探测器高达几十千电子伏，允许一个相当好的表征宽带X射线连续。我们发现，一个独特的模型，即使包括多个组件，未能代表所有的源的光谱。沉重的模糊体现在不同的口味。对于两个源，有证据表明它们是反射主导的连续体;在其他三个源中，一个具有“轻度”康普顿厚度（N_H ~ 10^24 cm-2），而其余两个源则被严重遮蔽（N_H ~ 10^23.5 cm-2），但康普顿厚度较薄。在康普顿厚的活动星系核中，观测到了中性或轻度电离气体产生的强、窄的铁K α线（EW ~ 1- 2keV）。在所有这些中，Kalpha线都伴随着Kbeta。软X射线谱的强度和形状因物体而异。软X射线可能来自于从X射线吸收器散射或泄漏的核成分，加上来自宿主星系的热X射线。由活性核光电离的环核气体的发射，用幂律加上个别窄高斯线参数化，也提供了一个可接受的描述软X射线光谱。有限的朱雀XIS CCD能量分辨率不允许我们得出明确的结论，软X射线发射的起源。我们根据活动星系核统一模型和遮蔽气体的几何形状对我们的发现作了简要的讨论。
2010-05-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Suzaku Observation of Mkn 590 Reveals a Vanishing Soft Excess
我们分析了朱雀星对塞弗特1.2 Mkn~590的长期观测。我们的目的是测量康普顿反射强度，铁钾络合物的性质和软过量发射，如以前在这个源中观察到的。康普顿反射强度被测量为在0.2-1.0的范围内，这取决于所使用的模型。检测到中等强度的Fe \ka发射线，其等效宽度为~120+/-25 eV，并且确定了Fe Kb线，其等效宽度为~30+/-20 eV，尽管我们不能排除在该能量下来自电离Fe发射的贡献。令人惊讶的是，我们没有发现软过量排放的证据。将我们的结果与XMM-牛顿2004年的观测结果进行比较，我们发现软过剩在7年内减少了20-30倍，或者光子指数陡峭了0.10（没有软过剩），而在2-10 keV范围内的连续通量变化很小（10%）。这一结果可以支持最近的说法，即软过剩是独立的X射线连续谱。
2012-10-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku View of the Swift/BAT Active Galactic Nuclei. III. Application of Numerical Torus Models to Two Nearly Compton Thick AGNs (NGC 612 and NGC 3081)
本文研究了由朱雀星跟踪观测获得的两个Swift/BAT活动星系核的宽带光谱：NGC 612和NGC 3081。用标准模型进行拟合，发现两个光源的光谱相似，其特征是对$N_{\rm{H}} \simeq 10^{24} \ \rm{cm}^{-2}$有很强的吸收，散射光的分量为$f_{\rm{scat}} = 0.5-0.8%$，反射分量的立体角为$Ω/2π= 0.4-1.1$。为了研究环面的几何形状，我们将Ikeda等人（2009）利用蒙特卡罗模拟的数值光谱模型应用于朱雀光谱。我们发现我们的数据很好地解释了这个环面模型，它有四个几何参数。拟合结果表明，NGC 612的环面半张角为$\simeq 60^{\circ}-70^{\circ}$，并且是从一个接近边缘的角度观察到的，有少量的散射气体，而NGC 3081的张角$\simeq 15^\circ$非常小，并且是从一个正面的几何形状观察到的，更像是Ueda等人（2007）发现的深埋的“新型”活动星系核。我们展示了直接应用这种数值模拟的潜在力量，以高质量的宽带光谱，揭示活动星系核的内部结构。
2010-12-31 astro-ph.CO
A Suzaku Observation of MCG-2-58-22: Constraining the Geometry of the Circumnuclear Material
我们已经分析了活动星系核MCG-2-58-22的朱雀长视，这是一个1.5型塞弗特，在视线中几乎没有X射线吸收，并且具有由环核物质反射产生的突出特征：Fe线和康普顿反射峰。我们对幂律光子指数（Gamma=1.80+/-0.02）、康普顿反射强度（R=0.69+/-0.05）以及Fe K发射线能量质心和宽度（E=6.40+/-0.02keV，v_FWHM < 7100 km/s）施加严格约束。我们没有发现明显的证据，从强电离铁的发射，也没有一个强大的，相对论性增宽的铁线，表明可能没有辐射有效的吸积盘非常接近中央黑洞。此外，我们还测试了Murphy & Yaqoob提出的一种新的自洽物理模型，即“MYTorus”模型，该模型由围绕中央照明源的甜甜圈形状的材料环组成，并产生康普顿峰和Fe K线发射。通过应用这个模型，我们发现观测到的光谱与康普顿厚度的物质环（柱密度NH=3.6（+1.3/-0.8）× 10^24 cm^-2）相一致，它位于原子核的视线之外，使其没有超过银河柱的X射线吸收。我们计算出，这种材料是足够的生产所有的Fe线通量，而不需要任何额外的康普顿薄环核材料的通量贡献。
2011-06-30 astro-ph.CO
The Nature of the Stable Soft X-ray Emissions in Several Types of Active Galactic Nuclei Observed by Suzaku
为了限制在许多活动星系核中看到的软X射线过量现象的起源，Noda等人（2011年b）为Markarian 509开发的强度相关光谱分析被应用于具有相对较弱反射特征的五个代表性物体的宽带（0.5-45 keV）朱雀数据。它们是典型的裸核1型Seyfert Fairall 9、明亮而典型的1.5型Seyfert MCG-2-58-22、X射线最亮宽线射电星系之一的3C 382、典型的类Seyfert射电噪类星体4C+74.26和X射线最亮射电宁静类星体MR 2251 -178。在所有的软X射线谱中，能量低于3 keV的软X射线强度与能量在3-10 keV的软X射线强度密切相关，但存在显著的正偏移。当在更精细的能带中计算时，这些偏移在0.5-3 keV中定义稳定的软分量。在每个对象中，该组件成功地解释了幂律拟合以上的软过量。这些组件被解释在几个替代的方式，包括热康普顿化组件，这是独立的占主导地位的幂律排放。从多区康普顿化的角度讨论了这种解释，认为物理上最合理的，这是为黑洞双星天鹅座X-1提出的（Makishima et al. 2008）。
2012-08-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku observation of the LINER NGC 4102
低电离核发射线区（LINER）核与其他活动星系核不同，这是由于沿视线方向存在复杂的吸收结构和/或在超大质量黑洞上存在低效率的吸积模式。然而，这个问题仍然悬而未决。我们研究了NGC 4102的宽波段X射线谱，它是Swift/BAT巡天中最明亮的LINER之一。我们研究了NGC 4102的80 ksec Suzaku光谱，以及Chandra和Swift/BAT的观测档案。我们还研究了与朱雀数据同期拍摄的光学（Calar Alto天文台的3.5 m/TWIN）和近红外（Observatorio Roque los Muchachos的WHT/LIRIS）光谱。有强有力的证据表明，NGC 4102是一个康普顿厚度的活动星系核，正如斯威夫特/BAT探测到的内禀连续谱和一条强窄的中性FeKa发射线所表明的那样。我们还检测到电离FeXXV发射线的朱雀光谱的来源。NGC 4102显示了一个可变的软过剩，发现在一个显着更高的通量状态的时间朱雀观测相比，钱德拉观测。最后，从X射线光谱分析和光学消光中得到了一个复杂的吸收体结构，除了康普顿厚度的吸收体外，至少还有两个吸收体。
2010-12-14 astro-ph.CO
Fermi-LAT and Suzaku Observations of the Radio Galaxy Centaurus B
半人马座B是一个位于南半球靠近银河平面的射电星系。在这里，我们提出了一个详细的分析约43个月的积累费米-LAT数据的伽马射线对应的源最初报告的第二费米-LAT目录，和新获得的朱雀X射线数据。我们确认它的检测在GeV的光子能量，并分析了LAT数据集中的伽马射线源的扩展和可变性，在LAT数据集中，它似乎是一个稳定的伽马射线发射器。半人马座B的X射线核心被探测到是一个明亮的连续辐射源。然而，我们没有检测到任何来自已知射电瓣的扩散X射线发射，所提供的上限仅与先前声称的ASCA通量略微一致。两种情况下，连接的X射线和伽马射线的属性被认为是。在第一个中，我们假设扩散非热X射线发射分量不显著低于导出的朱雀上限。在这种情况下，模拟逆康普顿辐射表明，观测到的源的伽马射线通量原则上可以在叶内产生。这种关联意味着辐射电子的有效原位加速正在发生，并且波瓣由相对论粒子的压力主导。在第二种情况下，由于弥散X射线发射远低于朱雀上限，系统中的波瓣反而由磁压主导。在这种情况下，观测到的伽马射线通量不太可能在叶内产生，而是在喷流的核部分内产生。通过同步加速器自康普顿模型，我们表明，这种可能性可能是一致的宽带数据收集的未解决的核心半人马座B，包括新派生的朱雀光谱。
2012-11-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Suzaku Observation of the Low-Mass X-Ray Binary GS 1826-238 in the Hard State
中子星低质量X射线双星GS 1826-238在2009年10月21日被朱雀观测到，总曝光量为103千秒。除I型爆发外，源强度恒定在~ 10%以内。结合朱雀XIS、HXD-PIN和HXD-GSO的数据，在0.8-100 keV范围内检测到猝发消除的持续发射，未吸收通量为2.6e-9 erg/s/cm/cm。虽然0.8-100 keV的亮度，1.5e37 erg/s（假设距离为7 kpc）相对较高，但观测到的硬光谱证实了源处于硬态。该光谱成功地解释了从一个软标准吸积盘的发射部分康普顿热电子云。这些结果与之前的研究结果进行了比较，包括Thompson et al.（2005）和Cocchi et al.（2011）对同一来源的研究结果，以及使用Suzaku获得的Aql X-1硬态研究结果（Sakurai et al. 2014）。
2016-01-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
NGC454: unveiling a new "changing look" AGN
我们提出了一个详细的分析的X射线光谱的塞弗特2星系NGC 454 E，属于相互作用系统NGC 454。使用朱雀、XMM-牛顿和雨燕进行的观测使我们能够检测到2-10 keV光谱曲率的巨大变化，揭示了吸收柱密度沿视线的显著变化（从~ 1 x10^{24}cm^{-2}到~ 1 x10 ^{23}cm^{-2}）。因此，我们提出这个源是“变化外观”活动星系核的一个新成员，即既有康普顿薄态（NH =10^{23 cm^{-2}）又有反射支配态（康普顿厚态，NH >10^{24} cm^{-2}）的活动星系核。由于朱雀和XMM-牛顿观测之间有相当长的时间滞后（6个月），我们无法推断出导致观测到的变化的遮蔽物质的可能位置。在6-7 keV的范围内，XMM-牛顿观测也显示出存在电离吸收体的明确特征。由于在朱雀号的观测中没有发现这个特征（尽管它是可探测的），最简单的解释是电离吸收体也是可变的;它的位置估计在中心黑洞的~10^{-3} pc范围内，可能比中性吸收体更近。
2012-01-10 astro-ph.CO
Suzaku Observations of Near-Relativistic Outflows in the BAL Quasar APM 08279+5255
我们给出了对z=3.91重力透镜宽吸收线类星体APM 08279+5255的三次朱雀观测的结果。我们在<2 keV（低能）和7-12 keV（高能）的静止框架能量下检测到强而宽的吸收。这些功能的检测证实了以前的长曝光（80-90千秒）钱德拉和XMM-牛顿观测的结果。在背照（BI）和前照（FI）Suzaku XIS光谱中检测到低能量和高能量吸收（F检验显著性>99%）。我们将低能吸收解释为来自低电离吸收体（log NH~（23）），高能吸收解释为来自高电离（2.75 < log xi < 4.0;其中xi是电离参数）铁在近相对论外流风中产生的谱线。假设这种解释，我们发现流出的速度范围在0.1c和0.6c之间。我们将X射线吸收器的流出方向与我们的视线之间的角度限制为<36度。我们还检测到吸收线的可能变异性（在FI和BI光谱中分别为>99.9%和>98%的显著性水平），静息帧时间尺度约为1个月。假设探测到的高能吸收特征来自Fe xxv，我们估计在类星体的整个寿命期间，以动能形式注入星系际介质的总辐射热能量的比例> 10%。
2009-03-17 astro-ph.CO
AGN unified scheme and evolution: a Suzaku view
本文介绍了对Seyfert 2星系附近的一个小样本的硬X射线（> 10keV）的宽波段朱雀观测，并在活动星系核统一模型的背景下讨论了结果。我们还回顾了与局部宇宙中严重遮蔽的康普顿厚活动星系核的空间密度有关的问题以及在高红移下寻找这些天体的前景
2009-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Suzaku and Multi-wavelength Observations of OJ 287 during the Periodic Optical Outburst in 2007
朱雀号在2007年4月10日至13日和11月7日至9日对耀变体OJ 287进行了观测。它们分别对应于静止状态和燃烧状态。在两次曝光中，X射线谱都可以用单次幂律模型很好地描述。在静止状态下，导出的X射线光子指数和1 keV下的通量密度为Gamma = 1.65 +- 0.02和S_{1 keV} = 215 +- 5 nJy。在耀斑状态下，该源显示出更硬的X射线谱（γ = 1.50 ± 0.01），X射线通量密度几乎增加了一倍S_{1 keV} = 404^{+6}_{-5} nJy。此外，检测到高达~ 27 keV的显著硬X射线信号。与朱雀号合作，分别用野边山毫米波阵列、卡纳塔望远镜和MAGIC望远镜同时进行了射电、光学和甚高能伽马射线观测。耀斑状态下的射电和光通量（在86.75 Hz和V波段分别为3.04 ± 0.46 Jy和8.93 ± 0.05 mJy）比静止状态高2- 3倍（在86.75 Hz和V波段分别为1.73 ± 0.26 Jy和3.03 ± 0.01 mJy）。在两次观测中都没有发现明显的伽马射线事件。光谱能量分布表明，在两次观测中，X射线光谱都以逆康普顿辐射为主，而同步辐射在光学频率附近表现出光谱截止。此外，没有显着差异的同步截止频率之间的静态和耀斑状态。根据一个简单的同步辐射自康普顿模型，光谱能量分布的变化是由于电子的能量密度的增加与小的变化的磁场强度和最大洛伦…
2009-06-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
Evidence for a Truncated Accretion Disc in the Low Luminosity Seyfert Galaxy, NGC 7213?
本文给出了低光度塞弗特星系NGC 7213的宽波段0.6-150 keV朱雀和雨燕BAT光谱。时间平均的连续辐射很好地符合光子指数γ = 1.75的单一幂律，并且考虑到费米通量极限，我们将高能截止限制为350 keV < E < 25 MeV。在Suzaku谱中强烈地探测到6.39 keV近中性铁K_α和高电离铁Fe_（xxv）和Fe_（xxvi）的线发射，进一步证实了Chandra和XMM-Newton的观测结果。我们发现Fe_（xxv）和Fe_（xxvi）发射的质心能量分别为6.60 keV和6.95 keV，后者在朱雀谱中似乎是可分辨的。结果表明，Fe_（xxv）和Fe_（xxvi）的发射可以由柱密度为N_（H）~ 3 × 10^（23）cm^（-2）的高度光电离等离子体产生。康普顿反射分量，例如，起源于光学厚度的吸积盘或康普顿厚度的环面，在这个活动星系核中要么非常弱，要么不存在，对着X射线源< 1 sr，与以前的发现一致。事实上，没有中性或电离康普顿反射加上缺乏任何相对论性的铁K签名的频谱表明，一个内部的，光学厚吸积盘是不存在的这个来源。相反，吸积盘可以被截断，内部区域可能被康普顿薄辐射无效吸积流所取代。因此，Fe_（xxv）和Fe_（xxvi）发射都可能起源于电离物质，可能位于热的内流和冷的截断吸积盘之间的过渡区，距离黑洞大约10^（3）- 10^（4）引力半径。未分辨的…
2010-06-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
X-ray Characteristics of NGC 3516: A View through the Complex Absorber
我们考虑了2009年期间拍摄的NGC 3516的新朱雀数据，以及最近对该源的其他X射线观测。NGC 3516的累积特性无法在不引起视线吸收变化的情况下解释。与许多其他研究充分的塞弗特星系相反，NGC 3516在采样的时间尺度上并没有显示出硬X射线光子相对于软光子的正滞后。在X射线滞后的混响模型的背景下，NGC 3516中缺乏这样的信号与吸收变化主导的通量变化一致。在这种情况下，在这种高度可变的源中缺乏任何混响信号不利于固有的连续变化。相反，在NGC 3516的高通量状态下观察到的无色通量变化被认为是康普顿厚度的气体团穿过视线的结果。
2011-03-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Compton-thick Wind in the High Luminosity Quasar, PDS 456
PDS 456是一个邻近的发光（L_bol ~10^47 erg/s）I型类星体（z=0.184）。2007年2月，朱雀号在190千帕的深度观测中发现了PDS 456复杂的宽波段X射线谱。朱雀光谱具有高度统计显著的吸收功能附近的类星体休息-框架。我们表明，最合理的吸收起源是从蓝移共振（1 s-2 p）的氢类铁（在6.97 keV的休息框架）的转变。这表明可能存在一个高度电离的外流，以接近相对论速度（~0.25c）移动。HXD在15 keV以上探测到了可能的硬X射线过剩（置信度为99.8%），这可能是由于高柱密度气体（Nh> 10^24 cm ^-2）部分覆盖了X射线发射，或者是由于强康普顿反射。在这里，我们提出，PDS 456中的铁K壳吸收与厚的，可能是clusional流出有关，覆盖约20%的$4π$球面立体角。流出物可能是从内部吸积盘发射的，在黑洞的15-100个引力半径内。流出物的动力学功率可以类似于PDS 456的测热光度。如此强大的风可能通过反馈对宿主星系及其超大质量黑洞的共同演化产生重大影响。
2009-06-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Global Implications of the Hard X-ray Excess in Type 1 AGN
最近的证据表明，一个强大的“硬过剩”的通量在能量> 20 keV的一些朱雀观测的1型活动星系核（AGN）的激发了探索性的研究，在当地的1型活动星系核人口的现象。我们选择了雨燕爆发警报望远镜（BAT）58个月的目录中的所有1型活动星系核，并将它们与朱雀公共档案馆的馆藏进行了交叉相关。我们发现硬过剩现象是第一类活动星系核的普遍性质。两者合计，光谱硬度和Fe K α发射的等效宽度是一致的，由康普顿厚的云，部分覆盖的连续源的合奏后处理。在这样的模型的上下文中，约80%的样品具有与由低电离、康普顿厚度气体覆盖的连续体的> 50%一致的硬度比。更详细的研究，在我们的样品中的三个最硬的X射线光谱揭示了一个尖锐的铁K吸收边在7 keV的每一个，这表明模糊的反射是不负责非常硬的光谱形式。简单的考虑将康普顿厚云的分布置于光学宽线区域或光学宽线区域内。
2012-11-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
Uncovering Local Absorbed Active Galactic Nuclei with Swift and Suzaku
对被吸收的活动星系核及其性质的探测仍然是理解黑洞演化和激活过程中一个难以捉摸的重要问题。随着斯威夫特的爆发警报望远镜进行的非常硬的X射线调查-30年来的第一次全天调查-我们开始揭示被掩盖的活动星系核的特征。朱雀和雨燕之间的协同作用对于确定新探测到的严重模糊但明亮的硬X射线源的X射线特性至关重要。我们审查的X射线和光学光谱特性的模糊AGN在本地宇宙中，在雨燕调查中发现。我们讨论了吸收/未吸收源的相对分布，包括“隐藏”和康普顿厚AGN人口。在观测的结果中，我们发现被吸收的活动星系核比未被吸收的活动星系核的亮度要低。光学光谱显示，指示LINERs/H II星系/复合材料的发射线比的源是样品中最不发光的物体，而光学吸收和未吸收的塞弗特具有相同的光度分布。因此，最不亮的光源可能以不同于塞弗特星系的方式吸积。
2011-12-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
On the nature of the absorber in IRAS 09104+4109: the X-ray and mid-infrared view
我们提出了一个长（~76 ks）的钱德拉观测IRAS 09104+4109，一个超亮星系，光学分类为2型活动星系核托管在一个星团中的cD星系在z=0.442。我们还报告了通过拟合其宽带光谱能量分布所获得的结果。这个源的康普顿厚度性质（通常被称为康普顿厚度的2型类星体的“原型”）以前是根据BeppoSAX号卫星上PDS仪器的边缘检测而声称的，然后使用XMM-牛顿数据进行了争议。钱德拉分析和光学/中红外光谱拟合都与存在重（~1-5 × 10^{23} cm^{-2}）但不是极端（康普顿厚度）的遮蔽相一致。然而，使用中红外和[OIII]发射作为核硬X射线光度的代理表明存在较重的遮蔽。54个月的雨燕BAT图显示，过量的硬X射线发射可能与附近的（z=0.009）2型活动星系核有关，该活动星系核足够接近IRAS 09104+4109，从而在早期的BeppoSAX PDS数据中显著增强和污染了其发射。
2011-09-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
The effect of UV/Soft X-ray excess emission on the warm absorber properties of Active Galactic Nuclei -- A case study of IRAS 13349+2438
活动星系核（AGN）的紫外-X射线连续体对于维持暖吸收体（WA）的电离和热平衡具有重要意义。然而，在敏感的能量范围$\sim \,13.6 -300 \ev$的光谱是不可观察的，由于银河系的消光。此外，许多活动星系核在$0.1-2\kev$波段显示出不同强度的软X射线过量发射，其起源仍有很大争议。此软过量连接到$13.6 -300 \ev$未观察区域中的UV凸点。在这里，我们调查的影响，假设的物理模型的软过剩的流量的不可观测的部分的频谱和它的影响上的WA属性。我们使用明亮的Seyfert 1星系IRAS 13349+2438的\xmm{}观测数据进行了具有WA特征的案例研究。软过剩的两种不同的物理模型：模糊的康普顿反射从电离盘，和光学厚的磁盘光子的热康普顿化，预测不同的通量在未观测到的能量范围。然而，当前的X射线数据质量不允许我们使用导出的WA参数来区分它们。这反过来又意味着，很难确定软过量排放的起源使用温暖的吸收器功能。
2013-08-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku Observations of the Radio Galaxy 3C 33
我们目前的结果，从一个新的100-KS朱雀观测附近的射电星系3C 33，并调查的性质，吸收，反射，并在这个源喷射生产。我们模型的2-70千电子伏的核连续与幂律吸收通过一个或多个层的PC规模的中性材料，或通过适度电离的PC规模的遮蔽。在3C 33中没有预期的来自中性吸积盘的反射信号：没有相对论模糊的Fe K $α$发射线的证据，也没有高于10 keV的康普顿反射峰。我们讨论的影响，这对喷气式飞机生产的性质在3C 33。
2009-09-20 astro-ph.CO
Suzaku observation of the giant radio galaxy 3C 326
朱雀观测一个巨大的射电星系，3C 326，它的物理大小约为2 Mpc，在2008年1月19 - 21日进行。除了几个X射线源外，还检测到与其西瓣相关的扩散发射，但东瓣被未识别的X射线源WARP J1552.4+2007污染。在仔细评估了X射线和非X射线背景后，西瓣的0.4 - 7 keV X射线谱用幂律模型描述。光子指数和1 keV通量密度分别推导为$1.82_{-0.24}^{+0.26}\pm0.04$和$19.4_{-3.2}^{+3.3}\pm 3.0$ nJy，其中第一和第二误差表示统计误差和系统误差。散射的X射线被认为是同步加速器射电电子从宇宙微波背景光子中散射出来的逆康普顿辐射。这个射电星系是通过逆康普顿X射线发射探测到的具有叶瓣的星系中最大的。将射电通量与X射线通量进行比较，得到电子和磁场的能量密度分别为$u_e = (2.3 \pm 0.3 \pm 0.3) \times 10^{-13}$ ergs/cm 3和$u_m = (1.2_{-0.1}^{+0.2}\pm 0.2) \times 10^{-14}$ ergs/cm 3。建议该星系的主机与吸收校正的2 - 10千电子伏的光度为$<2 \times 10^{42}$尔格/秒的低光度的核心，连同一个相对较弱的无线电核心。比较了3C 326西瓣星系与大小为$\sim 100$ kpc的中等射电星系的能量学。3…
2009-10-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
High-energy emission from NGC 5506, the brightest hard X-ray Narrow Line Seyfert 1 galaxy
我们目前的硬X射线发射的NGC 5506，最明亮的窄线塞弗特1星系超过20 keV的结果。分析了INTEGRAL、Swift和Suzaku最近的所有观测，并在9个不同的时间段进行了光谱分析。虽然在过去7年中检测到通量变化为2倍，但仅观察到中等光谱变化，暗示X射线光谱硬化，固有吸收随时间减少。使用朱雀观测，有可能将康普顿反射的量限制在R = 0.6-1.0，这与以前对源的结果一致。康普顿化过程的特征也可以在部分观测期间的高能量截止检测中找到，在Ec = 40-100 keV。当Comptonisation模型被应用到朱雀数据，温度和Comptonising电子等离子体的光学深度测量在kT = 60-80 keV和τ = 0.6-1.0，分别。NGC 5506在这项研究中推断的属性与基于相同AGN的其他数据集的属性一致，并且适合NLS 1在硬X射线处具有比宽线等效物更低的高能截止值的图片。
2011-05-30 astro-ph.CO
Active galaxy 4U 1344-60: did the relativistic line disappear?
X射线亮活动星系核是研究超大质量黑洞吸积物理的独特天体物理实验室。4U 1344-60是一个明亮的塞弗特星系，在XMM-牛顿观测中显示出相对论反射特征。我们提出了与朱雀卫星获得的新数据的光谱结果，并将它们与以前的XMM-牛顿观测。4U 1344-60的X射线连续谱可以很好地用光子指数约为1.7的幂律分量来描述，该幂律分量被完全覆盖和部分覆盖的局部吸收体所修正。我们测量到部分吸收的辐射的分数从XMM-牛顿观测中的45%左右大幅下降到朱雀观测中的不到10%，而幂律斜率在不确定性范围内保持不变。朱雀光谱中的铁谱线相对较窄，为$σ=(0.08 \pm 0.02)$ keV，没有任何相对论增宽的迹象。关于这一点，我们解释档案XMM-牛顿光谱中的铁线为相同宽度的窄线加上约6.1千电子伏的额外红移发射。在朱雀星的光谱中没有相对论反射的证据。在XMM-牛顿观测过程中检测到的红移铁线可能是一个临时的功能，无论是由于局部增强发射或减少电离在最里面的吸积流。
2012-09-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Investigating the hard X-ray emission from the hottest Abell cluster A2163 with Suzaku
本文介绍了在$z=0.2$上对最热的Abell星系团A2163的朱雀观测结果。为了研究星系团合并中气体加热的物理过程，我们观测了合并星系团A2163的硬X射线辐射，该星系团拥有最亮的同步辐射射电晕。我们分析了朱雀星两点观测积累的硬X射线谱。非热硬X射线辐射是由相对论电子与CMB光子的逆康普顿散射产生的。为了测量这种发射，在硬X射线波段的主要热发射必须详细建模。为此，我们分析了由朱雀和XMM-Newton收集的A2163的组合宽带X射线数据，假设热发射的单温度和多温度模型和非热发射的幂律模型。从朱雀的数据中，我们检测到在$28σ$水平（或在$5.5σ$水平，如果考虑系统误差）的12-60 keV波段的A2163的显着硬X射线发射。单独的朱雀HXD光谱与气体温度$kT=14$ keV的单T热模型一致。从XMM数据，我们构建了一个多T模型，包括一个非常热的（$kT=18$ keV）组件在NE区域。将多T模型和幂律模型简化为一个带光子指数的双分量模型，将12-60 keV的非热辐射能流限制在$5.3 \pm 0.9 (\pm 3.8)\times 10^{-12}~{\rm erg\, s^{-1} cm^{-2}}$范围内。检测到的IC发射的90%上限是边缘的（$< 1.2\times 10^{-11}~{\rm erg\, s^{-1} cm^{-2}}$在12-60 keV）。A21…
2013-12-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Suzaku Observation of NGC 4593: Illuminating the Truncated Disk
我们报告了2007年朱雀星对Seyfert 1 AGN NGC 4593的观测结果。窄的Fe K α发射线具有约4000 km/s的FWHM宽度，指示来自>约5000 Rg的发射。没有证据表明相对论加宽的Fe K线，与存在的辐射效率高的外盘被截断或过渡到内部辐射效率低的流量相一致。朱雀号的观测发现源处于低通量状态;与2002年的XMM观测相比，硬X射线通量减少了3.6，而Fe K α线的强度和宽度都大约减半。两个模型相关的解释Fe线轮廓的变化进行了探讨。其中之一是Fe谱线宽度从2002年到2007年从~10000 km/s减小到~4000 km/s，表明薄盘截断/过渡半径从1000-2000 Rg增加到>~5000 Rg。然而，有迹象表明，从其他紧凑的吸积系统，这种截断半径往往只与吸积率相对爱丁顿远低于NGC 4593。在第二个（优选）模型中，XMM观测中的线轮廓由时不变的窄分量加上源于截断盘（~300 Rg）内部的宽分量组成，该截断盘响应于连续通量的下降。康普顿反射分量强度R为~1.1，与测量的Fe K α线总EQW一致，Fe丰度为太阳的1.7倍。从2002年到2007年，适度的软过剩下降了约20倍，排除了5 lt-yr大小的区域的排放量。
2009-10-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku Discovery of a Hard Component Varying Independently of the Power-Law Emission in MCG-6-30-15
针对硬X射线光变，我们重新分析了2006年获得的I型塞弗特星系MCG-6-30-15的朱雀数据。强度排序的光谱和主成分分析一致地揭示了一个非常硬的组件，独立于占主导地位的幂律发射。虽然这个硬组分的确切性质尚未确定，但它可以被建模为具有光子指数~2的幂律，受部分覆盖吸收的影响，或者作为具有相对大的光学深度的热康普顿化发射。当这个分量被包括在拟合模型中时，MCG-6-30-15的时间平均2.5-55 keV谱可以通过调用一个轻度加宽的铁线（其发射区位于距中心黑洞大于8倍引力半径处）和一个覆盖分数为~3.4的中度反射成功地再现。这一结果意味着，Miniutti等人（2007，PASJ，59，S315）使用相同的朱雀数据获得的MCG-6-30-15中高自旋黑洞的解是一个依赖于模型的结果。
2011-06-29 astro-ph.CO
Suzaku Observations of the Galaxy Cluster 1RXS J0603.3+4214: Implications of Particle Acceleration Processes in "Toothbrush" Radio Relic
本文介绍了用“牙刷”射电遗迹观测星系团1 RXS J0603.3+4214的结果。虽然根据射电观测，在遗迹的外缘预计会有一个马赫数为$M \simeq 4$的激波，但我们对星团内介质的温度测量表明，温差比预期的要弱。根据遗迹外缘的温差估算的马赫数为$M \simeq 1.5$，即使考虑统计误差和系统误差，也明显低于根据无线电数据估算的马赫数。这表明，在线性试验粒子制度，这是通常用来连接无线电频谱指数的马赫数的扩散冲击加速理论，是无效的，这一遗物。我们还测量了遗迹西部的温差，根据XMM-牛顿数据的X射线表面亮度分析，这里可能有一个带有$M \simeq 1.6$的地震，并以独立的方式获得了一致的结果。我们在遗迹区寻找了非热逆康普顿分量，得到的通量上限为0.3-10 keV波段的$2.4 \times 10^{-13}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。磁场强度的下限变为1.6 $μ$ G，这意味着磁能密度可以大于热能的几个$\% $。
2015-08-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku Observation of Abell 1555 and Abell 1558: Searching for Non-thermal Emission from Large Scale Structure Formation
本文报道了对包含在一个大尺度星系结构和一个超星系团中的两个星系团Abell 1555和Abell 1558的X射线观测，以寻找由结构形成过程中产生的激波驱动的非热辐射。这两个星系团是朱雀/XIS首次在0.5-7 keV的X射线波段探测到的。HXD在13-40 keV的能带中没有检测到显著的通量，并报告了上限。通过对XIS数据的分析，我们发现A1555的光谱符合热力学加幂律模型，明显优于单温纯热谱。如果这个幂律分量是由于逆康普顿散射，赋予非热电子的总重子能量的比例与从其他星系团的观察中推断出的典型值一致。然而，其他场景（例如，在活动星系核之下，多温度热模型）不能被排除，并且需要对该系统进行进一步的研究。A1555的基本物理性质（例如，总质量）也被报告。
2012-04-28 astro-ph.CO
The Suzaku broadband X-ray spectrum of the dwarf Seyfert galaxy NGC4395
我们对矮塞弗特星系NGC 4395进行了朱雀观测，估计其黑洞质量约为10^5 Msun。快速和强大的X射线的变化与均方根幅度约60%，观察到在0.4-10千电子伏波段与XIS相机。光变曲线的形状似乎取决于能量。HXD-PIN探测器在与INTEGRAL IBIS相似的通量水平下检测到高达35 keV的硬X射线发射。当采用简单的吸收模型时，10 keV以下的X射线谱被平均等效氢柱密度为~ 2 e22 cm^-2的部分电离（xi~35）气体强烈吸收。光谱形状也是强可变的，但不是源亮度的简单函数。光谱的变化似乎主要是占连续斜率的变化，但电离吸收体的变化也可能发挥一定的作用。明显平坦的光谱斜率与光子指数为1.4低于10千电子伏，吸收校正后获得的，是轻微不一致的光子指数2推断从14-35千电子伏PIN光谱。如果真实的光谱斜率与硬X射线波段测量的一样陡，那么就会有一个我们无法检测到的额外吸收成分。与INTEGRAL测量相结合，10 keV以上的硬X射线发射在光度方面超过了光发射，并主导了宽带能量输出，除非在不可观测的波段中还没有检测到大量过量的UV盘发射。在6.4 keV处观察到一条弱的Fe K线，平均等效宽度为110 eV，在3天的观测中没有显示出明显的通量变化。
2010-02-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
Fe-K line probing of material around the AGN central engine with Suzaku
系统分析了88个Seyfert星系的高质量朱雀星数据。我们得到了10 $^{23}$ cm $^{-2}$以上的6.4 keV谱线的吸收柱密度与等效宽度之间的明确关系，表明在相似固体和Fe丰度为0.7- 1.3太阳的条件下，Seyfert 2星系的吸收柱密度为$10^{23-24.5}$ cm $^{-2}$。Seyfert 1星系6.4 keV谱线的EW值为40- 120 eV，表明存在类似于圆环面的康普顿厚度物质，其柱密度为$>10^{23}$ cm $^{-2}$，立体角为$(0.15-0.4)*4pi$，在Seyfert 1和2星系中没有发现中性物质的差别。对于康普顿-薄塞弗特2星系，柱密度为$10^{21-23}$ cm $^{-2}$的吸收体不是环面，而是星际介质.这些限制可以通过以下事实来理解：在许多Seyfert星系中，6.4keV谱线强度与10- 50 keV通量的比值在2- 3的范围内几乎是相同的。有趣的是，物体存在低EW，10- 30 eV，6.4 keV线，这表明这些环面对着只有一个小立体角的$<0.2*4pi$。在几个活动星系核的次级核中探测到了电离的Fe-KPDMATHAMT发射或吸收线。考虑到电离态和等效宽度，Fe-K电离线的发射体和吸收体可以用同一起源来解释，高电离物质位于宽线区。发现在$N_{H}>10^{23}$ cm $^{-2}$处的离子化F…
2010-11-08 astro-ph.CO
Suzaku Observation of the Radio Halo Cluster Abell 2319: Gas Dynamics and Hard X-ray Properties
本文介绍了对射电晕团Abell 2319的朱雀观测结果。发现中心冷区的金属丰度高于周围区域，这在以前的研究中没有解决。我们首次证实了观测区域内团内介质的视速度与整个A2319和A2319 A亚群的成员星系一致，但没有发现区域内的速度差异。另一方面，我们没有发现任何迹象的气体运动有关的A2319 B子群。星系团发射的硬X射线被清晰地探测到，但它的光谱可能是热的。假设热分量为简单的单温度模型，我们发现在10-40 keV波段，非热逆康普顿分量的上限变为$2.6 \times 10^{-11}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$，这意味着磁场的下限为0.19 $μ$ G，射电谱指数为0.92。虽然结果稍微依赖于详细的谱建模，但是幂律分量通量的上限和磁场强度的下限分别变为$\sim 3 \times 10^{-11}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$和$\sim 0.2 μ$ G是稳健的。考虑到缺乏大量的非常热（$\sim 20$ keV）的气体和强烈的整体流动运动，更有可能是相对论性的非热电子负责无线电晕加速通过集群内的湍流，而不是冲击。
2009-09-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku broad-band observations of the Seyfert 1 galaxies Mrk 509 and Mrk 841
我们报告了对Seyfert 1星系Mrk 509和Mrk 841的新朱雀观测的分析和建模，在2006年4月至11月之间，Mrk 509，在2007年1月至7月之间，Mrk 841，总曝光时间为~100 ks。来自XIS和HXD/PIN仪器的数据，从0.5到60 keV，代表了这些天体的最高光谱分辨率的同时宽带X射线光谱。我们用双康普顿化模型拟合了这两个源的宽带光谱，添加来自远处材料的中性反射和两个-然后，我们研究了两个竞争的模型，以解释原子过程方面的软过剩：模糊的电离盘反射和高速材料的电离吸收。当用幂律谱拟合3-10 keV范围内的数据时，当能量大于10 keV时，观测到一个中等强度的硬过剩，在E~6.4 keV处有一条中性Fe K_a窄发射线和一条Fe宽发射线。对于Mrk 509，为了与数据有较好的拟合，在所有三个物理模型中都需要宽的Fe发射线：这一发现表明模糊反射模型正确地描述了软过量，但它低估了宽的Fe发射线。对于涂抹吸收模型，这反而表明被流出气体吸收的连续光谱应该包含反射成分。对于Mrk 841，我们测试的所有三个模型都提供了很好的数据拟合，在双康普顿化和模糊吸收模型中需要宽的发射线，而模糊反射模型始终适合宽带光谱，而不添加任何额外的发射线分量。
2011-11-17 astro-ph.CO
Observations of Outflowing UV Absorbers in NGC 4051 with the Cosmic Origins Spectrograph
我们提出了新的哈勃太空望远镜（HST）/宇宙起源光谱仪观测的窄线塞弗特1星系NGC 4051。这些数据是作为协调观测计划的一部分获得的，包括钱德拉/高能透射光栅（HETG）光谱仪和朱雀的X射线观测。我们检测到九个运动学组件的紫外线吸收，这是以前确定使用HST/空间望远镜成像光谱仪。在STIS和COS观测之间的\sim 10年内，没有任何吸收组分显示出柱密度或剖面变化的证据，我们将其解释为1）较强组分的饱和或2）非常低的密度，即，n_H <1 cm ^-3，对于较弱的组分。在对HETG光谱施加+200 km·s ^-1的偏移量后，我们发现紫外吸收体的径向速度位于O VII剖面内。基于光电离模型，我们建议，而UV组件2，5和7产生显着的O VII吸收，在HETG分析中检测到的X射线吸收的大部分发生在更高度电离的气体。此外，质量损失速率由缺乏显著UV足迹的高电离气体主导。
2012-04-10 astro-ph.CO
