Complexities in the X-ray spectrum of the nearby Seyfert 1.2 galaxy MCG-6-30-15 are commonly interpreted in terms of a broad iron line and the associated Compton reflection hump from the innermost relativistic regions of an accretion disk around a rapidly spinning black hole. However, an alternative model has recently been proposed in which these spectral features are caused entirely by complex (ionized and partial-covering) absorption. By considering the fluorescent emission that must accompany photoelectric absorption, we show that the absorption-dominated model over-predicts the 6.4keV iron line flux unless the marginally Compton-thick absorber responsible for the hard X-ray hump satisfies very restrictive geometric constraints. In the absence of a specific model that both obeys these geometrical constraints and is physically-plausible, the relativistic-reflection model is favoured.
On the light-bending model of X-ray variability of MCG-6-30-15
我们应用光弯曲模型的X射线可变性的朱雀数据的塞弗特1星系MCG-6-30-15。我们分析了能量的均方根（rms）的变异性的依赖性，并讨论了必要的条件，该模型来解释的源变异性约5-8千电子伏的特征减少。一个模型，其中的X射线源径向移动，而不是垂直接近磁盘表面，确实可以重现减少的变化附近的Fe K α线的能量，虽然正式的拟合质量差。然后，该模型预测的能量谱，这可以与观测数据进行比较。光谱是强烈的反射为主，并没有提供一个很好的适合朱雀光谱数据的来源。这一结果与以前的一些说法的不一致可以追溯到我们使用的数据在一个更宽的能带，在光谱中的热吸收体的影响不能忽略。
Uncovering New Ionized Winds and Relativistic Hot Outflows in MCG-6-30-15 with \emph{Chandra} HETG and a Bayesian Framework
University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；Center for Research and Exploration in Space Science and Technology, NASA/GSFC (CRESST II)（NASA/GSFC空间科学与技术研究探索中心）；Joint Space-Science Institute（联合空间科学研究所）；Department of Astronomy, University of Michigan, Ann Arbor（密歇根大学安娜堡分校天文学系）
A high velocity component to the complex absorption in IRAS 13349+2438
本文分析了低红移类星体IRAS 13349+2438的XMM-牛顿谱。RGS光谱显示了大量的吸收线，从两个温暖的吸收区，与$\sim$-600 km s $^{-1}$的速度，如以前的作者指出。此外，我们从多个Lyα吸收线中找到了以前未发现的超快吸收区的有力证据，流出速度为$-0.13\pm0.01c$。暖吸收体和超快外流体的质量外流率相似，约为爱丁顿吸积率的40%，但动能主要由高速气体支配，其动能为爱丁顿光度的$\sim$ 4%。
On the efficiency of production of the Fe Kalpha emission line in neutral matter
在天体物理源中，由X射线照射的物质产生的Fe Ka发射线的绝对光度是很难计算的，除非发射线的介质对于吸收和散射来说是光学薄的。我们的特征Fe Ka线通量使用无量纲效率，定义为分数的连续光子以上的Fe K壳吸收边阈值能量，出现在线。即使柱密度小到2 x 10^22 cm^-2，光薄近似也开始失效。我们将展示如何获得可靠的估计的Fe Ka线效率的情况下，冷，中性物质，即使是康普顿厚制度。我们发现，无论几何形状和覆盖因子，最大的Fe Kalpha线效率达到之前的介质成为康普顿厚。对于宇宙元素丰度，在最有利的条件和视线下，很难达到高于百分之几的效率。对于给定的几何形状，康普顿厚的视线可以具有比该几何形状的最大可能值小几个数量级的Fe Ka线效率。允许康普顿厚度反射表面的清晰视图的反射镜能够产生最高的效率。我们的结果可以用来估计窄Fe K α线在~6.4 keV的活动星系核的吸收模型的预测流量。特别是，我们表明，与最近的文献中的说法相反，在MCG-6 - 30 -15中相对论性Fe K α发射线的吸收主导模型对于任何柱密度或覆盖因子都不会过度预测窄Fe K α线。
