First X-ray-Based Statistical Tests for Clumpy-Torus Models: Eclipse Events from 230 Years of Monitoring of Seyfert AGN
我们提出了一个分析的多时间尺度变化的视线X射线吸收气体作为一个功能的光学分类在一个大样本的Seyfert活动星系核导出的第一个X射线统计约束的团块环面模型。我们系统地搜索离散的吸收事件，在大量的档案RXTE监测附近的几十个I型和康普顿薄II型活动星系核。我们对完全覆盖的中性或轻度电离气体云的离散吸收事件很敏感，这些气体云的柱体大于~ 10^（22-25）cm^-2，穿过视线。我们在8个物体中检测到12个日食事件，大约是以前从这个档案中发布的数量的三倍。峰柱密度范围约为4-26 x 10^22 cm^-2。事件持续时间从数小时到数月不等。在NGC 3783中，一个食云的柱密度轮廓是双重的，可能表明一个云正在被潮汐剪切。我们推断云到黑洞的距离为0.3 - 140 × 10^4 R_g。在七个物体中，云的距离与宽线区域（BLR）的外部或红外辐射尘埃环的内部区域相当。我们讨论的云分布的情况下，团块环面模型的影响。观测到一个经历吸收事件的源的概率，与非凝聚物质的恒定吸收无关，对于I类为0.006（+0.160，-0.003），对于II类为0.110（+0.461，-0.071）。
2014-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Radio structures of the nuclei of nearby Seyfert galaxies and the nature of the missing diffuse emission
我们目前的档案高空间分辨率VLA和VLBA数据的七个最近的和最明亮的塞弗特星系在南半球的核。在VLA分辨率（~0.1角秒）下，塞弗特星系的核心是无法分辨的，除了MCG-5-23-16和NGC 7469显示核心喷流结构。三个塞弗特核周围环绕着与恒星形成区有关的弥漫性射电辐射。VLBA观测的秒差距尺度分辨率指出，在MRK 1239中，核被清晰地分解为两个分离约30 pc的成分，而NGC 3783的核则无法分辨。进一步比较这两个源的VLA和VLBA资料发现，在秒差距尺度下的通量密度仅为VLA观测值的20%。这表明射电辐射并不像椭圆射电星系那样集中在一个单一的中心分量，而且还必须存在一个额外的低表面亮度分量。对具有不同射电频谱的塞弗特核进行比较后指出，在陡谱天体中通常“存在”毫弧秒尺度的未探测到的通量，而在平谱天体中，基本上所有的射电辐射都被恢复。在陡谱天体中，这种"失踪“通量的性质可能是由于与活动星系核有关的非热辐射，也许是由于塞弗特星系的螺旋宿主的密度更大，因此塞弗特星系中的喷流被破坏了。
2009-11-04 astro-ph.CO
Very Long Baseline Array Imaging of Parsec-scale Jet Structures in Radio-loud Narrow-line Seyfert 1 Galaxies
利用甚长基线阵列（VLBA）对5个射电强窄线塞弗特1（NLS 1）星系进行了1.7 GHz（18 cm）分辨率的甚长基线干涉测量（VLBI）观测。显着的秒差距尺度的结构，揭示了三个高亮度温度的直接成像的五个来源，这是令人信服的证据，非热喷流。FBQS J1644 + 2619的倒频谱显示出突出的单侧线性结构，表明多普勒波束的固有喷流速度> 0.74c。FBQS J1629 + 4007也有一个倒置的光谱，显示出快速的通量变化，表明多普勒波束的固有喷流速度> 0.88c。因此，我们发现了令人信服的证据，表明这两个NLS 1可以产生至少温和或高度相对论性的喷流，这可能使它们明显的无线电响亮，即使它们本质上是无线电安静的。另一方面，其他三个NLS 1有陡峭的光谱，其中两个显示出明显的弥散pc尺度结构，这是不太可能被强烈地波束。因此，一些NLS 1有能力产生足够强大的喷流，使它们在没有多普勒波束的情况下产生固有的无线电噪音。NLS 1作为一个类别显示出许多极端的属性，而无线电大声的非常罕见。我们建立在这些无线电的结果来理解，无线电大声NLS 1的中央引擎基本上是相同的，其他无线电大声活动星系核的非热喷流的形成。
2011-07-26 astro-ph.CO astro-ph.HE
The properties of the clumpy torus and BLR in the polar-scattered Seyfert 1 galaxy ESO 323-G77 through X-ray absorption variability
我们报告的结果，从多历元X射线观测的极性散射塞弗特1星系ESO 323-G77。源表现出显着的光谱变化，从几个月到几年的时间尺度。所观察到的光谱变化完全是由于中性吸收体的柱密度朝向本征核连续谱的变化。柱密度通常是康普顿薄的，范围从几倍10 $^{22}$ cm $^{-2}$到几倍10 $^{23}$ cm $^{-2}$。然而，一个观测结果揭示了具有1.5 $\times$ 10 $^{24}$ cm $^{-2}$数量级的列密度的康普顿厚态。观测到的变化为研究活动星系中X射线吸收体的性质提供了难得的机会。我们从两个不同的组分中识别可变的X射线吸收，即（i）其单个团块具有$\leq$ 1.7 $\times$ 10 $^8$ cm $^{-3}$的密度和$\sim$ 4 $\times$ 10 $^{22}$ cm $^{-2}$的平均柱密度的团块，和（ii）宽线区（BLR），包括密度为0.1-8 $\times$ 10 $^9$ cm $^{-3}$和柱密度为10 $^{23}$-10 $^{24}$ cm $^{-2}$的单个云。推导出的clutterflorus的属性也可以用来估计环面半开角，这是47 $^\circ$的顺序。我们也证实了先前报道的检测两个高度电离的温暖的吸收器的流出速度为1000-4000公里秒$^{-1}$。观测到的外流速度与BLR处的开普勒/逃逸速度一…
2013-10-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
Gas dynamics of the central few parsec region of NGC 1068 fuelled by the evolving nuclear star cluster
在甚大望远镜上用近红外自适应光学积分场摄谱仪SINFONI进行的高分辨率观测证明，在塞弗特星系样本的中心存在着大质量的年轻核星团。借助三维高分辨率流体动力学模拟与冥王星代码，我们遵循这样的集群的演变，专注于恒星质量损失。这导致了大尺度（数十秒差距）的气体聚集或对流流入，而湍流和非常密集的圆盘在秒差距尺度上形成。为了捕获内部区域的相关物理，我们通过粘性演化径向表面密度分布来单独处理该盘。这使我们能够将数十秒差距尺度区域（可通过SINFONI观测）与（亚）秒差距尺度区域（可通过水脉泽发射和使用射电望远镜观测）联系起来。在这项工作中，我们集中在一个参数化的湍流粘度的影响，以产生角动量和质量传递的光盘，并考虑到恒星的形成。输入参数受到附近的塞弗特2星系NGC 1068的观测的限制。在目前的年龄，其核恒星爆发的250万年，我们的模拟产量盘大小的顺序为0.8至0.9 pc，气体质量的1.0e6太阳质量和质量转移率的0.025太阳质量每年通过盘的内缘。这表明，我们的大尺度环面模型是能够近似占光盘的大小推断在中红外干涉观测和比较以及旋转盘结构的程度和质量推断水脉泽观测。还讨论了其他几个观察限制。
2010-01-19 astro-ph.CO
Sub-parsec radio cores in nearby Seyfert galaxies
我们提出了一个人口普查的亚pc尺度的VLBI核心的本地塞弗特星系的完整样本的属性。在23个VLA探测源中，有17个也被1.7 GHz和/或5 GHz的VLBI探测到，平均单色射电光度log [P（5 GHz）W Hz^{-1} = 19.4。射电核心是异质性的，它们中的大多数显示出细长的结构或伴随着额外的组件，宽范围的亮度温度（10^{5}-10 10} K）和光谱指数（从陡峭到高度倒置）。有趣的是，水脉泽发射的检测率（26%）大大高于以前的调查（约10%），这表明距离偏差可能会显着影响我们对这种现象的实际发生的知识。除了T_{B}在1型中平均较高外，1型和2型核的VLBI观测性质相似。这些结果表明，热和非热发射是常见的低光度活动星系核，与流行的自由-自由过程之间的2型核心，可能与分子气体。尽管受到低数统计的限制，我们发现VLBI射电光度与核X射线光度之间没有显著的相关性，后者似乎更多地与几十pc尺度的VLA射电辐射有关，而不是与亚pc尺度的VLA射电辐射有关，特别是在大多数X射线发光源中。X射线射电响度参数R_{X} = L（6 cm）/L（2-10 keV），平均值非常低（< log R_X >= -4.8），相对较高的R_{X}发现的源具有最大的黑洞质量和最低的爱丁顿比，虽然无线电功率似乎并不依赖于吸积率。
2013-04-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
Torus and AGN properties of nearby Seyfert galaxies: Results from fitting IR spectral energy distributions and spectroscopy
我们使用CLUMPY环面模型和贝叶斯方法来拟合13个邻近的塞弗特星系的红外光谱能量分布（SED）和地基高角分辨率中红外光谱。这使得我们能够对环面模型参数进行严格的约束，例如视角，环面Y的径向厚度，云分布sigma_torus的角度大小，以及沿径向赤道光线的云的平均数量N_0。视角并不是控制星系分为1型或2型的唯一参数。原则上，只要沿着视线有一片云，就可以从任何视角观察到2型。一个与云团介质更相关的量是活动星系核光子未被吸收而逃逸的概率。在我们的样本中，类型1的逃逸概率相对较高，而在类型2中，正如预期的那样，往往较低。我们的拟合也证实了塞弗特星系的环面是紧凑的，环面模型半径在1-6pc的范围内。模型的缩放数据还提供了活动星系核的热光度，这被认为是在很好的协议与文献中的估计。当我们把我们的塞弗特星系样本与文献中的PG类星体样本结合起来，使其跨度为L_bol（AGN）~10^{43}-10 ^{47}erg/s时，我们发现了后退环面的可信证据。也就是说，有一种趋势，环面的几何覆盖因子是在高AGN光度低于低AGN光度。这是因为在活动星系核光度较低时，环面的角度似乎较宽，沿赤道辐射线的云量也较多。然而，我们不能排除这样的可能性，即这是由于在低AGN光度下与尘埃环无关的扩展尘埃结构的污染，因为我们样本中的大多数尘埃环都位于高度倾斜的星系中。（节录）
2011-05-12 astro-ph.CO
Parsec-scale dust distributions in Seyfert galaxies - Results of the MIDI AGN snapshot survey
活动星系核（AGN）的中红外光谱主要是由暖尘埃辐射所决定的。只有干涉观测提供了必要的角分辨率来分辨核尘埃并研究其分布和性质。因此，对活动星系核中尘埃的研究是VLTI中红外干涉仪的主要科学目标之一。作为第一步，验证了活动星系核观测的可行性，并确定了最有希望进行详细研究的源。这是在一个“快照调查”中进行的，使用了保证时间的观测。在调查中，试图观测13个在中红外线中最明亮的活动星系核，这些活动星系核在帕拉纳尔可见。三个最明亮，研究最好的来源的结果已在单独的论文中发表。在这里，我们提出的干涉观测其余10个，较暗的活动星系核。对于其中8个，可以进行干涉测量。根据7个活动星系核的干涉测量数据，对活动星系核加热尘埃的空间范围进行了大小估计或限制。这表明尘埃的分布是紧凑的，大小在几个秒差距的数量级。导出的大小大致与中红外线的光度的平方根S ~ sqrt（L）成比例，在类型1和类型2对象之间没有明确的区别。这与加热到T ~ 300 K的近光学厚尘埃结构模型一致。对于三个源，由于硅酸盐的10微米的功能是暂时检测到无论是在发射或吸收。根据迄今为止使用ARM-A研究的所有活动星系核的结果，我们得出结论，在中红外线中，单个星系核之间的差异大于1型和2型物体之间的一般差异。
2009-09-28 astro-ph.CO astro-ph.IM
The study of Seyfert 2 galaxies with and without infrared broad lines
从文献中，我们从文献中构建了一个样本的25个塞弗特2星系（S2）的宽线区域检测到的近红外光谱和29个近红外BLR检测。我们发现两个星群的原子核光度（修正后的[OIII]~5007）和红外颜色$\rm{f_{60}/f_{25}}$之间没有显著差异，这表明近红外BLR的未探测可能是由于活动星系核光度低或来自宿主星系的污染。正如预期的那样，我们发现在Seyfert 2s中使用NIR BLR检测的X射线遮蔽显着降低，支持统一方案。然而，这样的方案受到了在严重X射线遮蔽源中检测NIR BLR的挑战，特别是在其中六个具有康普顿厚度X射线遮蔽的源中。这种差异可以通过cluaptorus模型来解决，我们提出了一个玩具模型，证明了IR薄X射线厚的S2可以在中间倾角下观察到，并与IR厚X射线厚的S2进行了比较。我们注意到，两个IR薄X射线厚的S2（NGC 1386和NGC 7674）经历了X射线跃迁，即根据以前的X射线观测，从康普顿薄到康普顿厚的外观，反之亦然，这表明X射线跃迁可能在这类特殊的物体中很常见。
2010-08-30 astro-ph.CO
Fueling AGN-I: How the Global Characteristics of the Central Kiloparsec of Seyferts differ from Quiescent Galaxies
在一个匹配的样本的塞弗特和静止的星系，我们同时探测恒星和分子气体运动学从1千秒差距下降到50秒差距的目的是确定的动态过程支配黑洞吸积率。这第一篇论文比较了10个星系样本的全球特征。我们发现在500秒差距的半径与活动星系核（AGN）的活动相关的几个差异。塞弗特夫妇有：（1）在100 pc半径以外，恒星的光度较低，核恒星表面亮度更集中，（2）在200 pc半径以内，恒星的速度色散较低，（3）H2的光度升高到至少250 pc的半径，（4）H2表面亮度分布更集中。这些观察到的差异可以解释为塞弗特星系的证据，具有动态冷（与隆起相比）的原子核结构组成的一个显着的气体水库和相对年轻的恒星星族。这种结构在静止星系中是未被探测到的（可能不存在）。塞弗特星系中这种原子核结构的存在为周围星际介质的流入提供了证据，因为核恒星星族需要气体的供应才能形成。因此，塞弗特活动星系核的燃料供应与数百秒差距尺度上的气体和恒星的动态冷成分的形成有关。
2013-04-19 astro-ph.CO
Resolving the nuclear dust distribution of the Seyfert 2 galaxy NGC 3081
我们报告的远红外（FIR）成像的塞弗特2星系NGC 3081在70-500微米的范围内，获得了前所未有的角分辨率，使用赫歇尔空间天文台仪器PACS和SPIRE。该星系的11千秒差距（约70角秒）直径的恒星形成环似乎分辨率高达250微米。我们提取了红外（1.6-500微米）核通量，即活性核占主导地位的通量，并将它们与cluplantorus模型拟合，该模型成功地再现了小环面尺寸的FIR发射。将FIR数据添加到近红外和中红外光谱能量分布（SED）中，得到Ro=4（+2/-1）pc的环面径向范围，以及云的平坦径向分布（即q参数）。在波长超过200微米时，来自直径为2.3 kpc（~15 arcsec）的环核恒星形成环的T=28+/-1 K的冷尘埃辐射开始对核辐射做出贡献。星系外部的尘埃被星际辐射场（19+/-3 K）加热。
2011-07-12 astro-ph.CO
Probing the stellar population of seyfert galaxies: a near infrared perspective
我们利用IRTF SpeX近红外光谱（0.8- 2.4 μ m）研究了9个Sy 1和15个Sy 2星系的恒星星族（SP）、活动星系核（AGN）、无特征连续体（FC）和热尘的性质。{ \sc starlight}代码和作为附加基本元素的热尘埃都是第一次在这个光谱范围内使用。我们的合成显示了Sy 1和Sy 2星系之间的显着差异：热尘成分需要符合约90%的Sy 1星系的K带光谱，只有约25%的Sy 2星系;约50%的Sy 2星系需要FC成分贡献>20%;这一比例在Sy 1中增加到约60%。在大约50%的Sy 2中，FC和年轻成分的组合贡献超过20%，而这发生在90%的Sy 1中，这表明中心区域最近有恒星形成。我们星系样本的中央几百秒差距包含相当大一部分的中间年龄SP，其平均金属丰度接近太阳。我们的SP合成证实了1.1微米CN带可以作为中间年龄恒星星族的示踪物。
2009-09-23 astro-ph.CO
Physical Conditions in the Inner Narrow Line Region of the Seyfert 2 Galaxy Markarian 573
利用光谱和光电离模型研究了Seyfert 2星系Mrk 573内部窄线区（NLR）亮发射线结的物理条件。光谱是用哈勃太空望远镜/太空望远镜成像光谱仪与G430 L和G750 M光栅获得的。比较空间发射线的轮廓，我们发现[Fe X] 6734几乎没有解决，[O III] 5007中心峰值，但比[Fe X]更广泛，和[O II] 3727最延长。光谱表明，[Fe X]是更广泛的速度宽度和蓝移相比，从少电离物种的线。我们对辐射光度的估计表明，活动星系核（AGN）的辐射强度等于或高于其爱丁顿光度，这与它被认为是一个隐藏的窄线塞弗特1是一致的。我们能够成功地匹配所观察到的发射线的比率与三组分光电离模型。活动星系核直接电离了两种成分，一种是[O III]发射，另一种是[Fe X]发射，而[O II]则形成了第三种成分，它被大量吸收的连续谱电离。根据我们假设的电离连续谱和模型参数，我们确定了这两个直接电离的成分距离活动星系核约55 pc。我们在Seyfert 2星系Mrk 3和NGC 1068中发现了类似的中心结径向距离，但在Seyfert 1星系NGC 4151和NGC 5548中，内NLR的径向距离要小得多。虽然与统一模型大体一致，这些结果表明，塞弗特星系中的遮蔽物质从活动星系核延伸到至少数十秒差距。
2009-03-25 astro-ph.CO
[The Impact of Nuclear Star Formation on Gas Inflow to AGN
我们的自适应光学观测附近的活动星系核的空间分辨率小至0.085角秒，显示了强有力的证据，最近，但不再活跃，核恒星的形成。我们首先描述的观察，突出两个对比的方法，气体可以流入中央几十秒差距。在这一地区的气体积累将不可避免地导致恒星爆发，我们将讨论这种事件的证据。然后，我们转向恒星演化的气体进一步流入的影响相结合的唯象方法与分析建模和流体动力学模拟。这些互补的观点描绘了一幅图景，其中所有的过程最终都受到进入中央百秒差距的质量吸积率的调节，以及随之而来的发生在那里的星爆。由此产生的超新星通过产生星暴风来延迟吸积，从而留下一种粘稠的星际介质。这提供了一个理想的环境，让较慢的恒星外流向内吸积，形成一个数秒差距尺度的致密湍流盘。这样的场景可以解决利用自适应光学看到的较大尺度结构与利用VLTI看到的小尺度结构之间的差异。
2009-11-23 astro-ph.CO
The complexity of parsec-scaled dusty tori in AGN
活动星系核（AGN）的最内部区域环绕着温暖的气体和尘埃。它们为超大质量黑洞的吸积提供了物质，并且它们对中心引擎的方向依赖性遮蔽负责。活动星系核加热的尘埃分布结果是非常紧凑的尺度上的大小约一秒差距在中红外。目前只有红外干涉测量法提供了必要的角分辨率来直接研究这种尘埃的物理特性。由干涉观测得到的尘埃分布的尺寸估计可以用来构造尘埃分布的尺寸-光度关系。这种关系的大分散表明，即使是同一类物体的核和相似的光度，单个星系中的尘埃环之间也存在显着差异。这就质疑了在所有活动星系核中都存在同一个尘埃甜甜圈的简单图像。圆规座星系是离我们最近的塞弗特2星系。由于它的中红外辐射可以很好地用干涉测量法分辨，因此它是详细研究其核尘埃分布的主要目标。一个广泛的新的干涉数据集获得了这个星系。它表明，尘埃排放来自一个非常密集的盘状结构，该结构被一个几何上厚的、类似的热尘埃分布所包围，以及电离锥内大量的热尘埃。
2012-04-12 astro-ph.CO
Hidden Double-Peaked Emitters in Seyfert 2 Galaxies
我们提出了非常广泛的检测，双峰，高度偏振的H α发射线在著名的塞弗特2星系NGC 2110和NGC 5252的核。这些隐藏的宽的Halpha发射线，仅在散射光下可见，在<~ 1年的时间尺度上显示出强度和轮廓的显著变化。宽的发射谱线显示出偏振通量的可变性，这也表明散射区域一定非常紧凑，可能局限在少量的电子云中，其大小小于~ 1 lt-yr。我们的观测限制条件是，这些云的温度小于10^6 K，密度约为10^7 cm^-3，距离核约10 pc，这与位于宽线区和窄线区之间的模糊环面外的区域相一致。这些散射的云可能来自于火山口本身。这些发现和其他性质表明，NGC 2110和NGC 5252是宽线双峰发射线活动星系核的隐藏对应物，其例子包括Arp 102 B和3C 332。
2010-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Obscuring and feeding supermassive black holes with evolving nuclear star clusters
最近，在VLT的近红外自适应光学积分场摄谱仪SINFONI的帮助下进行的高分辨率观测证明，在塞弗特星系样本的中心存在大质量的年轻核星团。借助高分辨率的流体动力学模拟与PLUTO代码，我们遵循这样的集群的演变，特别是专注于年轻恒星的质量和能量反馈。这导致了大尺度（数十秒差距）的气体对流，而湍流和非常密集的圆盘在秒差距尺度上形成。在这里，我们集中在长期的演化的核盘在NGC 1068的有效的粘性盘模型的帮助下，使用大尺度模拟和占恒星形成的磁盘的质量输入。这两个阶段的建模使我们能够连接几十秒差距尺度的区域（可观察的SINFONI）与秒差距尺度的环境（可观测的观测）。在当前年龄的核星团，我们的模拟预测光盘大小的顺序为0.8至0.9 pc，气体质量为1.0e6 Msun和质量传递速率通过内边界的0.025 Msun/年，与来自观测值吻合得很好。
2009-11-30 astro-ph.CO
Testing the AGN Unification Model in the Infrared
我们提出了近中红外光谱能量分布（SED）的21个塞弗特星系，使用亚角秒分辨率成像数据。我们的目的是比较性质的Seyfert 1（Sy 1）和Seyfert 2（Sy 2）环面使用cluttertorus模型和贝叶斯方法，以适应红外（IR）核SED。这些尘土飞扬的环面的物理尺寸小于6 pc半径，从我们的配合。活动星系核（AGN）的统一计划的各种观测差异的观察几何。然而，我们发现的证据表明，强统一可能不成立，并立即尘埃周围的Sy 1和Sy 2核本质上是不同的。这里研究的2型环面更广泛，有更多的团块，这些团块具有较低的光学深度比1型环面。环面的覆盖因子越大，直接观测活动星系核的概率越小，反之亦然。在我们的样本中，Sy 2环面具有比Sy 1环面更大的覆盖因子（C_T=0.95+/-0.02）和更小的逃逸概率（C_T=0.5+/-0.1）。因此，在这里提出的结果的基础上，塞弗特星系的分类可能更多地取决于环面的内在性质，而不是仅仅依赖于它的倾角，这与最简单的统一模型相矛盾。
2012-01-20 astro-ph.CO
The spectral energy distribution of the central parsecs of the nearest AGN
本文给出了一些最近的、研究得最好的活动星系核（AGN）中心几十秒差距区域的光谱能量分布（SED）。这些真正的活动星系核SEDs，主要来自塞弗特星系，其特征在于两个主要特征：一个最大值在2-10微米范围内的红外凸起，以及在1至~200 keV区域内增加的X射线光谱。这些主要特征是共同的塞弗特1型和2型物体一样。2型活动星系核表现出2微米的急剧下降，光学到UV区域被完全吸收，而1型活动星系核则表现出2微米的轻微下降，随后是次级的、部分吸收的光学到UV发射凸起。假设在这些活动星系核中产生的大部分光学到紫外光子被尘埃再处理，并以各向同性的方式在红外线中重新发射，红外线凸块亮度占这些物体总能量输出的70%以上，而20 keV以上的高能量是第二大能量贡献。星系核通常被归类为活动星系核，因为它们的暖红外颜色，即在12至60微米范围内呈现相对平坦的通量分布。这些高空间分辨率SED的结果质疑这一标准作为一个一般规则。研究发现，活动星系核的红外辐射能量的固有形状和由此推断的辐射光度与大口径观测结果有很大的偏差。活动星系核的光度，如果依赖于红外卫星数据，可以高估两个数量级。我们发现，这些差异是关键的AGN光度低于或约10^{44}尔格/秒。超过这个极限，活动星系核倾向于支配其宿主星系的光，而不管使用的孔径大小。我们尝试性地将这个光度标记为识别星系光与活动星系核主导天体的阈值。
2009-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radio-Quiet AGN and the Transient Radio Sky
8.4-对早期型塞弗特星系的光学选定样本进行GHZ射电成像研究;比较两个时期拍摄的图像，发现其中五个星系在七年期间的核射电通量密度可能发生变化。结果表明，有一个可能的相关性之间的存在的核射电变率和没有百秒差距尺度的无线电发射，类似于无线电大声活动星系核。我们的研究结果表明，所有的塞弗茨可能会表现出变化，在其核无线电通量密度在8.4 GHz的，但这种变化是更容易认识到在紧凑的来源，其中从可变核发射未稀释的未解决的，恒定的通量密度无线电喷流发射在中央50 pc。结合其他Seyfert属性，这些结果表明了一个范例的间歇性周期的平静和核爆发的Seyfert人口，并证明了调查的时间域在无线电波长的重要性，这仍然是完全未探索的微弱的无线电安静AGN。间歇活动和射电耀斑的发现对活动星系核占空比和超高能宇宙射线的起源有重要意义。新的射电设施，如EVN上的EVLA/VLBA、eMERLIN、LOFAR和eVLBI，将彻底改变射电静活动星系核的研究;特别是，灵敏度和采样率的提高与高角分辨率和自动数据简化的结合将打开瞬态射电天空，并带来未来的重大突破。
2011-07-22 astro-ph.CO
The Compton-Thick Seyfert 2 Nucleus of NGC3281: Torus Constraints from the 9.7$μ$m Silicate Absorption
本文介绍了用双子座南望远镜的热区照相摄谱仪（T-ReCS）获得的康普顿厚度的塞弗特2星系NGC 1，3281的中红外光谱。光谱在9.7 I，$μ$ m和[S{ \sc I，iv]} I，10.5 I，$μ$ m和[Ne{ \sc I，ii]} I，12.7 I，$μ$ m离子线处呈现非常深的硅酸盐吸收，但没有PAH发射的证据。我们发现核消光在24 $\leq$ A-$_{V}$ $\leq$ 83 μ g范围内，未分辨65，pc核的黑体尘埃连续体组分在130，pc SE处的温度T = 300，K，而在130，pc处的温度较低（200，K）.我们描述了NGC 13281的核光谱，使用cluplantorus模型表明，该星系的核主机的尘埃环形结构。根据这个模型，NGC 3281中环面的内外半径之比为$R_0/R_d$ = 20，赤道半径中的{ \bf 14}云的光学厚度为$τ_{V}$ = 40\，ma。我们将在环面赤道半径的方向上观察（$i$ = { \bf 60 $^{\circ}$ }），其外半径为R $_{0}\,\sim$ 11\，pc。柱密度为N $_{H}\approx$ \，{ \bf 1.2}\，$\times\,10^{24}\,cm^{-2}$和铁K $α$等效宽度（$\approx$ 0.5 - 1.2\，keV）用于检查环面几何形状。我们的研究结果表明，X射线…
2011-07-01 astro-ph.CO
Testing the Unification Model for AGN in the Infrared: are the obscuring tori of Type 1 and 2 Seyferts different?
我们提出了新的中红外（MIR）成像数据的三个1型塞弗特星系获得的T-ReCS的双子南望远镜在亚角秒分辨率。我们的目的是扩大样本研究在以前的工作中比较的性质的类型-1和类型-2塞弗特环面使用clujettorus模型和贝叶斯方法来适应红外核光谱能量分布（SED）。因此，这里考虑的样品包括7个1型、11个2型和3个中间型塞弗特。Seyfert 1星系的未分辨红外辐射可以通过由中心引擎加热的尘埃和活动星系核的直接辐射的组合来再现，而Seyfert 2星系核则只考虑尘埃辐射。这些尘土飞扬的环面的物理尺寸小于6 pc半径，从我们的配合。活动星系核的统一方案解释了观测几何上的各种不同。然而，我们发现的证据表明，强统一可能不成立，直接尘埃周围的1型和2型塞弗特核是本质上不同的。这里研究的2型环面更广泛，有更多的团块，这些团块具有较低的光学深度比1型环面。环面的覆盖因子越大，直接观测活动星系核的概率越小，反之亦然。在我们的样本中，塞弗特2环面有较大的覆盖因子和较小的逃逸概率比塞弗特1。根据Kullback-Leibler分歧，所有先前的差异都是显著的。因此，根据这里给出的结果，塞弗特星系是1型还是2型的分类更多地取决于环面的内在性质，而不是仅仅取决于它向我们倾斜的角度，这与最简单的统一模型相矛盾。
2011-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Outflows from AGN: Kinematics of the Narrow-Line and Coronal-Line Regions in Seyfert Galaxies
作为活动星系核物理性质广泛研究的一部分，我们报道了7个Seyfert星系窄线区和冕线区的高空间分辨率近红外积分场光谱。这些测量首次阐明了活动星系核尺度<300 pc的Brγ复合线和高电离线[Sivi]、[Alix]和[Caviii]的二维空间分布和运动学。观测结果揭示了NLR和NLR中旋转和外流的运动学特征。空间分辨的运动学可以建模为流出双锥和与分子气体重合的旋转盘的组合。在这两种成分中都可以看到高激发发射，这表明它是从一个cluterectorus中泄漏出来的。虽然NGC 1068（塞弗特2）几乎是从侧面观察的，但中间型塞弗特是从中间角度观察的，与统一的方案一致。在r<30 pc时，外流速度与分子气体质量之间的相关性表明，活动星系核周围气体的聚集增加了外流的准直性和速度。外流速率比吸积速率大2-3个数量级，这意味着外流是由周围的星际介质（ISM）的质量加载。在观测到的活动星系核的一半中，外流的动力学功率是两级反馈模型与ISM热耦合并匹配M-σ* 关系所需功率的量级。在这些物体中，无线电喷流显然与ISM相互作用，表明喷流功率和外流功率之间存在联系。
2011-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Polycyclic Aromatic Hydrocarbon in the Central Region of the Seyfert 2 Galaxy NGC1808
我们提出中红外（MIR）光谱的塞弗特2（Sy 2）星系NGC 1808，获得与双子座的热区相机摄谱仪（T-ReCS）在26 pc的空间分辨率。高空间分辨率使我们能够检测到明亮的多环芳烃（PAHs）排放量在8.6微米和11.3微米的星系中心（26 pc），半径为70 pc的核心。光谱中还出现[Ne ii] 12.8微米离子线和H2S（2）12.27微米分子气体线。我们发现，多环芳烃的轮廓类似于Peeters的A类，线峰向蓝移。PAH谱线分布的差异也表明，在位于核的26 pc NE的区域中的分子更多地处于中性而不是电离状态，而在核的26 pc SW，分子主要处于电离状态。除去星系的贡献后，核光谱可以用Nenkova的clupletorus模型表示，表明NGC 1808的核有一个尘埃环结构，云的角分布为σ = 70度，观测者的视角i = 90度，外半径R 0 = 0.55 pc。沿视线方向的柱密度为NH = 1.5 x 10^24 cm-2，这足以阻挡来自活动核的硬辐射，并解释了NGC 1808活动核附近存在PAH分子的原因。
2012-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The nuclear and extended infrared emission of the Seyfert galaxy NGC 2992 and the interacting system Arp 245
我们目前的亚角秒分辨率红外（IR）成像和中红外光谱观测的塞弗特1.9星系NGC 2992，获得与双子座北望远镜和大望远镜CANARIAS（GTC）。N波段的图像显示出微弱的扩展发射，约为3千秒差距，GTC/CanariCam 7.5-13微米光谱中检测到的PAH特征表明，这种扩展发射的大部分是恒星形成时加热的尘埃。我们还报告弧秒分辨率的MIR和远红外成像的相互作用系统Arp 245，采取与斯皮策太空望远镜和赫歇尔空间天文台。利用这些数据，我们用不同的方法得到的核通量，发现我们只能恢复从亚角秒数据在20-25微米，AGN的排放占主导地位的核通量。我们拟合了NGC 2992的核红外光谱能量分布，包括GTC/CanariCam核光谱（~50 pc），与cluplantorus模型。然后，我们使用最佳拟合环面模型分解斯皮策/IRS 5-30光谱（~630 pc）的活动星系核和星爆组件，使用不同的星爆模板。我们发现，而在较短的中红外波长的星爆分量占主导地位（64%，在6微米），活动星系核组件达到90%，在20微米。我们最终获得了Arp 245系统不同组成部分的尘埃质量、温度和恒星形成速率，并在NGC 2992和NGC 2993中找到了类似的值。这些测量值在相互作用的第一阶段中为其他相互作用系统报告的测量值范围内。
2015-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Warm absorbers in X-rays (WAX), a comprehensive high resolution grating spectral study of a sample of Seyfert galaxies: I. A global view and frequency of occurrence of warm absorbers
我们提出的结果从均匀分析的宽带0.3-10 keV的CCD分辨率，以及软X射线高分辨率光栅光谱的硬X射线通量有限的样品26塞弗特星系观测XMM-牛顿。我们的目标是沿着活动核的视线来研究热吸收体（WA）的性质。我们在样本源的$65\%$中显著检测到WA。我们的研究结果是一致的WAs存在于至少一半的塞弗特星系在附近的宇宙中，与以前的估计。我们发现在$0.5<\logξ<1.5$的范围内，我们解释为WA云的热不稳定区域的电离参数的分布的差距。这可能表明，暖吸收流可能是由离散云的clusterical分布，而不是一个连续的介质。具有宽的Fe K $α$线的源的WA柱密度的分布类似于那些没有加宽的发射线的源。因此，检测到的宽Fe K $α$发射线是真实的，而不是软X射线中电离吸收的伪影。WA参数显示它们之间没有相关性，除了电离参数与柱密度。$\logξ$与$\log v_{\rm out}$线性回归（$0.12\pm 0.03$）的浅斜率与辐射或磁流体动力驱动风预测的标度律不一致。我们的研究结果还表明，WA和超快速外流（UFO）并不代表同一天体物理系统的极端表现。
2014-04-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
