Properties of the intracluster medium of Abell 3667 observed with Suzaku XIS
我们用朱雀XIS观测了A3667星系团的西北区。的温度和表面亮度的簇内介质进行了测量维里半径（r200-2.3 Mpc）。径向温度分布比其他星团的平均温度分布平坦，直到半径达到西北射电遗迹。在西北射电遗迹区，温度从5 keV急剧下降到2keV左右。温度的急剧变化可以解释为马赫数约为2.5的激波。熵的斜率在外围区域变平缓，在射电遗迹区域附近为负值。在这个区域中，电子-离子库仑碰撞的弛豫时间尺度比冲击加热后经过的时间长，等离子体可能失去平衡。利用差分辐射测量（DEM）模型，我们还确认了多温度结构周围的无线电遗迹区，其特征在于在1 keV和4 keV的两个峰值。这些特征表明，气体被从中心向外区传播的激波加热。
2011-11-22 astro-ph.CO
Suzaku observation of the Phoenix Galaxy
近年来，几个塞弗特2星系被发现，当在X射线中观察时，相隔几年就会改变状态，从康普顿薄转变为反射主导，反之亦然。我们观察了这类“变化的外观”源的一员，凤凰星系，与朱雀，目的是更好地了解变化的性质。对朱雀光谱进行了分析，并将结果与以前的ASCA和XMM-牛顿观测结果进行了比较。源被捕获在一个康普顿薄的状态，如在XMM-牛顿，但不同于ASCA。比较朱雀和XMM-牛顿观测，发现吸收体的柱密度在年的时间尺度上的变化。一个类似的变化，但在更短的时间尺度（即ks）也可以解释在朱雀观测计数率的变化。一个软过剩也存在，可能是由于连续和线发射光电离环核物质。
2009-02-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku Observation of the Metallicity in the Interstellar Medium of NGC 4258
朱雀X射线卫星观测了附近的螺旋星系NGC 4258，总曝光时间为100 ks。我们提出了一个分析的朱雀XIS数据，其中我们确认，0.5- 2 keV的光谱的星际介质（ISM）是很好地代表了一个双温度模型。冷、热ISM温度分别为0.23 ± 0.02和0.59 ± 0.01 keV。朱雀的出色光谱灵敏度使我们能够测量的O，Ne，Mg，Si和Fe的ISM的金属丰度的第一次。由此得到的O、Mg、Si和Fe的丰度模式与Lodders（2003）的新太阳丰度表一致，而不是Anders & Grevesse（1989）。这表明NGC 4258和我们银河系的金属富集过程是相似的。
2009-05-27 astro-ph.CO
The Suzaku View of the Disk-Jet Connection in the Low Excitation Radio Galaxy NGC 6251
我们目前的结果，从87-ks朱雀观测典型的低激发射电星系（LERG）NGC 6251。我们之前已经提出，LERG违反了传统的活动星系核统一方案：它们可能缺乏一个模糊的环面，很可能以辐射效率低下的方式吸积，几乎所有的能量释放的吸积过程被引导到强大的喷流。我们模型的0.5-20千电子伏朱雀光谱与一个单一的幂律的光子指数$Γ=1.82^{+0.04}_{-0.05}$，连同两个碰撞电离等离子体模型，其参数是一致的，与已知的星系和集团尺度的热发射。我们的观察证实，在NGC 6251中没有与吸积相关的模糊X射线发射的特征，并且我们表明任何这样的组件的光度必须基本上是亚爱丁顿性质的。
2011-09-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
Metal distributions out to 0.5 r180 in the intracluster medium of four galaxy groups observed with Suzaku
本文利用朱雀星（Suzaku）对MKW 4、HCG 62、NGC 1550和NGC 5044四个星系群进行了0.5r180范围内的金属丰度和金属质光比的分布研究。Fe的丰度随半径的增加而减小，在0.1r180以上约为0.2-0.4太阳能。在一个给定的半径单位为r180，铁丰度在ICM的四个星系群是一致的或小于星系团。在ICM中的Mg/Fe和Si/Fe比在太阳比达到0.5r180时几乎是恒定的。我们还研究了系统的不确定性，在派生的金属丰度比较结果从两个版本的原子数据天体物理学家（ATOMDB）和单和两个温度模型拟合。由于这些金属是在星系中合成的，我们从2微米全天巡天星表（2 MASS）中收集了星系K波段的光度数据，并计算了积分铁质光比（IMLR），即ICM中的铁质量与星系中恒星的光的比值。具有较小气体质轻比的基团具有较小的IMLR值，并且IMLR与熵过剩负相关。根据这些丰度特征，我们讨论了星系群中金属富集过程的过去历史。
2013-11-19 astro-ph.CO
Suzaku observations of a shock front tracing the western edge of the giant radio halo in the Coma Cluster
我们提出的后发座星系团，X射线最明亮的，附近的合并系统托管一个研究充分，典型的巨型射电晕的新朱雀观测结果。先前已经表明，在星团的西侧，射电亮度与其他方位角相比显示出更陡峭的梯度。XMM-牛顿和普朗克揭示了沿着该区域南半部的激波阵面与这个陡峭的射电梯度有关，这表明射电发射被与激波通道有关的粒子加速增强。朱雀星第一次证明了这个冲击波阵面向北延伸，追踪了后发座射电晕西部边缘的整个长度。激波在温度和X射线表面亮度分布中都被探测到，马赫数约为$\mathcal{M}\sim1.5$。表面亮度边缘的位置与无线电发射的边缘很好地对齐，而获得的温度分布似乎表明激波位于半径125-185千秒差距以外。此外，来自温度和密度跳跃的冲击强度是一致的，当使用提取区域平行于无线电晕边缘，但变得不一致，彼此来自径向配置文件集中在后发座星系团的核心。除了单纯的投射效应外，激波的几何形状很可能比具有单一均匀马赫数和近似球对称形状的锋面更为复杂。
2015-12-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
Searching for the 3.5 keV Line in the Stacked Suzaku Observations of Galaxy Clusters
我们对47个红移范围为0.01-0.45的星系团的朱雀星系团叠加观测进行了详细的研究，以寻找未识别的3.5 keV线。此示例为先前检测到的行提供独立测试。我们只检测到一个2sigma显着的光谱特征在3.5千电子伏的全样本的光谱。当样品被分为两个子样品（冷芯和非冷芯集群）时，冷芯子样品在线能量处没有统计学显著的正残差。一个非常弱的（2西格玛置信度）的光谱特征，在3.5千电子伏是允许的数据从非冷核心集群样本。在90%的置信水平下，朱雀星完整样本中中微子衰变混合角的上限与之前在星系团、M31和银河系中心的XMM-牛顿堆叠样本中的探测结果一致（该样本对暗线具有更高的统计敏感性）。然而，从本样本的约束，其中不包括英仙座集群，是在紧张与先前报道的线通量观察英仙座集群的核心与XMM-牛顿和朱雀。
2016-09-19 astro-ph.CO astro-ph.HE
Further X-ray observations of the galaxy cluster PKS 0745-191 to the virial radius and beyond
我们使用新的朱雀观测PKS 0745-191测量其ICM的热力学性质，并超过r_{200}（达到1.25 r_{200}）比以前实现的更好的准确性，由于更准确和更好地理解的背景模型。我们调查和解决以前的朱雀和ROSAT的PKS 0745-191，这被发现主要是由不正确的背景建模在以前的朱雀分析结果之间的紧张关系。我们深入调查影响这一观察的系统误差，目前的温度，密度，熵和气体质量分数的分布达到和超越维里半径。我们发现，熵分布在外围，最初观察到在以前的朱雀分析，但扁平化开始在较大的半径。熵分布的平坦化和我们的质量分析表明，在~17'（~1.9 Mpc）之外，ICM处于流体静力平衡之外，或者存在显著的非热压力支持。
2012-05-10 astro-ph.CO
Suzaku X-Ray Observations of the Accreting NGC 4839 Group of Galaxies and the Radio Relic in the Coma Cluster
利用朱雀X射线观测资料，研究了NGC 4839星系群周围的热气体和后发座星系团外围的射电遗迹。我们发现在NGC 4839周围的气体温度从5千电子伏逐渐下降到3.6千电子伏的无线电遗迹，在那里有一个进一步的，陡峭的下降到1.5千电子伏。这种下降以及观测到的表面亮度轮廓与一个马赫数M = 2.2 pm 0.5、速度vs =（1410 pm 110）km s^-1的激波相一致。从上限到逆康普顿X射线发射的磁场强度，导出了B > 0.33 μ G的下限。虽然这表明，非热电子负责的遗物产生的扩散冲击加速（DSA），测量的马赫数和电子光谱之间的关系从无线电观测推断是不一致的，从最简单的，DSA的测试粒子理论的预期。尽管如此，DSA仍然是可行的，如果它是通过注入预先存在的人口的非热电子。结合以前的测量结果，Coma在西南方向的温度廓线在NGC 4839之外较浅，在最外面的区域也略浅。NGC 4839周围的金属丰度被证实高于其附近地区，这意味着丰度分布中的一个显著峰值，朝着外围降低到0.2太阳能。我们解释这些事实是由于冲压压力汽提富含金属的气体从NGC 4839，因为它落入昏迷。残留激波可能是由预先存在的团内气体、与NGC 4839有关的气体以及从西南部的大尺度结构暗条流入的较冷气体的联合作用造成的。
2013-05-02 astro-ph.CO
Suzaku observations of the merging galaxy cluster Abell2255: The northeast radio relic
本文介绍了对合并星系团Abell 2255东北射电遗迹进行的140 ksSuzaku深源X射线观测结果。首次测量了Abell 2255在NE方向上的温度结构，测量范围为维里半径的0.9倍（1.9 Mpc）。朱雀星中心区域的温度图显示了一个复杂的温度分布，这与以前的工作一致。此外，在更大的尺度上，我们证实了温度从星系团中心附近的6 keV下降到外围的3 keV，在距离星系团中心的{ \it r} $\sim$ 5 \arcmin ~（450 kpc）和$\sim$ 12 \arcmin ~（1100 kpc）处有两个间断。它们的位置与XMM-牛顿图像中边缘检测到的表面亮度不连续性相吻合，这表明存在激波结构。根据温度下降，我们估计马赫数为${\cal M}_{\rm inner}\sim$ 1.2和${\cal M}_{\rm outer}\sim$ 1.4。第一种结构最有可能与大的星团核心区（$\sim$ 350- 430 kpc）有关，其马赫数与XMM-牛顿观测结果一致（${\cal M}\sim$ 1.24：Sakelliou & Ponman 2006）。根据朱雀重点工程观测，我们对第二次温度跳跃的探测表明，东北射电遗迹上存在一个激波结构。这表明激波结构和产生射电辐射的相对论电子之间存在联系。然而，在NE射电遗迹中，我们发现一个明显低于根据标准扩散激波加速机制（$T_1/T_2…
2016-12-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku Observations of the X-ray Brightest Fossil Group ESO 3060170
“化石”星系群，每个都由一个相对孤立的巨大椭圆星系主导，具有许多介于星系群和星系团之间的性质。我们利用{ \sl朱雀} X射线观测站对$R_{200}$外的X射线最亮的化石群ESO 3060170进行了观测，以更好地阐明化石群、正常群和集群之间的关系。我们确定了组内气体的温度，密度和金属丰度分布，并推导出该组的熵，压力和质量分布。外部区域的熵和压力分布比模拟的星团更平坦，类似于大质量星团的观测结果。这可能表明气体是凝块的和/或气体已经重新分布。假设流体静力平衡，总质量估计为$\sim1.7\times10^{14}$ $M_{\odot}$，半径$R_{200}$为$\sim1.15$ Mpc，封闭重子质量分数为0.14。该化石群的铁质轻比大于大多数化石群，与集群的铁质轻比相当，表明该化石群保留了大部分金属。一张25 Mpc尺度的星系光度密度图显示，这个化石群居住在一个相对孤立的环境中，不像典型的星系群和星系团所嵌入的星系结构。
2013-08-01 astro-ph.CO
Suzaku X-ray spectral study of the Compton-thick Seyfert galaxy NGC 5135
利用0.5 - 50 keV朱雀宽波段X射线谱研究了NGC 5135中康普顿厚度的活动星系核。朱雀观测提供了NGC 5135的第一次检测超过10千电子伏，使我们能够，第一次，以估计吸收柱密度，本征X射线光度，反射分量的强度和环的视角为这个活动星系核。NGC 5135的0.5 - 10 keV光谱具有康普顿厚源的标准成分：散射连续谱、显著的Fe Kα发射线（EW ~ 2.1 keV）和软过剩。在更高能量（E > 10 keV）下，活动星系核的内禀连续谱出现，这意味着吸收柱密度约为2.5 \times 10^24 cm^-2，2.0 - 10 keV的内禀X射线光度约为1.8 \times 10^43 erg s^-1。假设一个环形的几何形状的后处理材料，我们表明，在这个来源的模糊环面的边缘上的观点是首选。
2011-09-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
X-ray analysis of the galaxy group UGC03957 beyond R200 with Suzaku
利用朱雀卫星对星系群UGC 03957在四个方位角方向上的气体性质进行了研究，得到了$1.4R_{200} \approx 1.4$ Mpc以下的气体性质，并对UGC 03957的5个朱雀观测值和5个Chandra快照观测值进行了光谱分析。我们发现从中心到外围的温度下降了${\sim} 3$的一个因子，这与以前的星系团的结果是一致的。金属丰度曲线显示出朝向大半径的平坦行为，这暗示银河风是ICM的主要富集过程。应用气体质量分数校正后的熵分布与数值模拟是一致的。以前对星系团和星系群的分析经常显示出在${\sim} R_{200}$周围熵变平甚至下降，这可能是外围聚集或非平衡态的指示。这种熵行为在UGC 03957中不存在。气体的质量分数远低于宇宙平均值，但在$R_{200}$之外高于这个值，这可能是在这些大半径处偏离流体静力平衡的暗示。我们确定了不同超新星类型的相对数量，发现丰度模式可以用80% - 100%的核心坍缩超新星的相对贡献来描述。这一结果与以前对星系群的测量结果一致。
2016-07-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Discovery of Gas Bulk Motion in the Galaxy Cluster Abell 2256 with Suzaku
本文介绍了朱雀星对星系团Abell 2256的观测结果。这个星系团是一个典型的和充分研究的合并系统，表现出在X射线表面亮度和径向速度分布的成员星系的子结构。在天空中存在主分量和次分量，主分量和次分量的间距为3 '.5，在成员星系径向速度峰中存在主分量和次分量，主分量和次分量的间距为$^{-1}$约2000 km s。为了用朱雀XIS测量来自两种气体组分的铁K壳层线的多普勒频移，仔细评估了仪器的能量标度，发现校准良好。一个显着的移动的子组分气体的径向速度相对于主集群被检测到。所有三个XIS传感器都独立地显示三个传感器之间的一致性。发现差异为1500 $\pm 300$（统计）$\pm 300$（系统）km s $^{-1}$。X射线测定的绝对红移值以及主分量和次分量之间的差值与成员星系的绝对红移值在光学上一致。观测结果有力地表明，发射X射线的气体作为星系团内的子结构与星系一起移动。这些结果与其他X射线观测气体整体运动合并集群进行了讨论。
2011-04-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
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$\% $。
2015-08-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
Spatial Distribution of Abundance Patterns in the Starburst Galaxy NGC 3079 Revealed with Chandra and Suzaku
我们进行了同步光谱分析的26.6千秒的钱德拉和102.3千秒的朱雀星暴星系NGC 3079的X射线数据。这些光谱是从四个区域提取的：0.5'（2.25 kpc）圆，来自Chandra的0.5'-1 '（2.25- 4.5 kpc）内环和外1'-2 '（4.5- 9 kpc）环，以及来自Suzaku的4'（18 kpc）圆，所有这些都以核为中心。用热等离子体模型拟合，得到三个区域的星际介质（ISM）温度分别为0.65 ± 0.05-0.04、0.45 ± 0.07-0.06和0.24 ± 0.03-0.02 keV。钱德拉的高角分辨率和朱雀的良好的光谱灵敏度相结合，使我们能够在空间上解决和测量的金属O，Ne，Mg和Fe的丰度热ISM。特别是，O/Fe，Ne/Fe，Mg/Fe和Si/Fe在中心区域（<4.5 kpc）的丰度模式与超新星（SN）II合成的预期一致。另一方面，在4.5kpc以上的区域，模式更接近太阳。中心区域也是已知发生与最近的星爆活动有关的丰富的多环芳烃红外辐射的地方。这表明，我们正在看到与星暴相关的SN II金属富集在热X射线发射核ISM中。类SN II丰度模式的空间范围与NGC 3079处于相对早期的星暴活动阶段相一致。
2012-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Suzaku study of gas properties along filaments of A2744
背景：我们介绍了朱雀观测的大质量星系团A2744，这是一个活跃的合并在$z=0.308$的结果。目的：通过使用A2744的长X射线观测，我们的目标是了解集群的增长和气体加热过程，通过质量吸积沿周围的细丝。研究方法：我们分析了A2744的两点朱雀观测数据，得出了三个不同方向的维里半径温度分布。我们还进行了解投影分析，以研究气体温度，密度和熵的径向分布，并将X射线结果与多波长数据进行比较，以研究与星系表面密度和射电遗迹的相关性。结果如下：在东北部区域，气体温度测量到维里半径$r_{200}$，在西北部和南部区域测量到大约$1.5r_{200}$。气体温度的径向分布相当平坦，温度非常高（甚至接近$r_{200}$）;它可以与这个星团的平均温度（$kT=9$ keV）相媲美。这些特征在任何其他集群中都没有报告。我们发现一个暗示的温度跳跃在东北地区的位置与一个大的无线电遗迹相吻合，表明集群经历了气体加热，因为合并或质量吸积到主集群。温度分布是各向异性的，与星系密度没有明显的正相关关系，这表明A2744的质量结构不均匀，合并历史复杂。
2013-11-07 astro-ph.CO
Suzaku measurement of electron and magnetic energy densities in the east lobe of the giant radio galaxy DA 240
对巨型射电星系DA 240（其大小为1.48 Mpc）的朱雀数据进行仔细分析，发现与其东叶有关的弥散X射线发射。漫射X射线光谱用简单的幂律模型描述，光子指数为1.92（-0.17+0.13）（-0.06+0.04），其中第一和第二误差代表统计误差和系统误差。与同步加速器射电光子指数（326 - 608.5 MHz，1.95 ± 0.01）的一致性确保了过量的X射线发射归因于同步辐射电子的逆康普顿发射，从而增强了宇宙微波背景光子。从X射线通量密度来看，51.5 ± 3.9与326 MHz时同步辐射强度10.30 ± 0.12 Jy相比，磁和电子的能量密度估计为（3.0 +-0.2 +-0.4）\times 10^（-14）ergs/cm 3和u_e =（3.4（-0.2+0.3）（-0.4+0.5））\times 10^（-14）ergs/cm 3，电子洛伦兹因子为10^3 - 10^5。因此，东瓣处于电子与磁场的均分状态，参数为u_e/u_m = 1.1（-0.1+0.2）（-0.2+0.4）。DA 240的东叶是射电星系X射线探测到的所有叶中u_e值最低的。将大小约为1 Mpc的巨型射电星系的能量与较小天体的能量进行比较，表明射电星系在从100 kpc演化到1 Mpc时可能会失去喷流能量。
2011-05-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku Detection of Thermal X-Ray Emission Associated with the Western Radio Lobe of Fornax A
利用朱雀星上的X射线成像光谱仪（XIS）对天炉座A星系西射电瓣进行了总曝光时间为327 ks的X射线成像观测。本研究的目的是探讨的性质和空间范围的扩散热辐射瓣周围利用低和稳定的背景XIS。在以往对该区域的所有研究中，都一致地报道了弥散热辐射，但其物理性质及其与射电瓣的关系尚未得到详细研究。利用覆盖整个西叶和中央星系NGC 1316的数据集，以及附近的比较集，我们令人信服地发现存在温度超过可想象的背景和污染发射的~1 keV的热等离子体发射（宇宙X射线背景、星系晕、天炉座的星系团内气体、NGC 1316的星际气体和类点状源的集合）。它的表面亮度与在西瓣中心达到峰值的球形分布一致，投影半径约为12弧分。如果假设热气体的体积填充因子为1，则其估计的总质量为~10^{10} M_sun，这将是中心黑洞的~10^{2}倍，并且与宿主星系的当前气体质量相当。它的能量密度与磁场和非热电子中的能量密度相当或更大，这些非热电子是观测到的无线电和X射线发射的原因。
2013-07-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
The Suzaku X-ray spectrum of NGC 3147. Further insights on the best "true" Seyfert 2 galaxy candidate
NGC 3147是迄今为止最令人信服的“真正”塞弗特2星系的例子，也就是说，它是一个真正缺乏宽线区的星系源。我们获得了朱雀观测的双重目的，以更详细地研究铁线复合物，并检查康普顿厚假设缺乏观察到的光学宽线。详细分析了该源的朱雀XIS和HXD/PIN谱。该线复合物由至少两条未分辨的线组成，一条在约6.45 keV，另一条在约7 keV，最有可能与Fe XVII/XIX（前者）和Fe XXVI（后者）相鉴别。高电离线可以起源于光电离物质或光学薄的热等离子体。在后一种情况下，意味着异常高的温度。在光电离模型的情况下，大的等效宽度可以通过极端的铁过剩或假设源是康普顿厚度来解释。然而，在康普顿厚假设中，高于2 keV的辐射主要是由于高度电离的反射层，与通常在康普顿厚的塞弗特2s中发现的相反，在那里，低电离物质的反射占主导地位。此外，XMM-牛顿和朱雀观测之间的源通量不同，相隔3.5年，证实了以前的发现，并表明发射区域的大小必须小于秒差距。硬X射线谱也不能确定康普顿厚度假说。权衡各种论点，NGC 3147的“真正”塞弗特2性质似乎仍然是最有可能的解释，即使“高度电离的反射层”康普顿厚度假设目前还不能被正式拒绝。
2012-04-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
X-ray study of the merging galaxy cluster Abell 3411-3412 with XMM-Newton and Suzaku
内容：钱德拉天文台对阿贝尔3411 - 3412合并系统的观测显示，它的北部有一个向外的子弹状子星系团，南部边缘有许多表面亮度（SB）边缘，射电观测也报告了多个漫射源。值得注意的是，东南部的射电遗迹与来自射电星系的化石等离子体和探测到的X射线边缘有关，提供了激波再加速的直接证据。所报道的X射线边缘的性质还有待于从热力学角度加以限制。目的：利用XMM-Newton和Suzaku观测资料，揭示已报道的再加速点和其它X射线边缘的物理性质。同时，我们的目标是调查的温度廓线在低密度的外围朱雀资料。研究方法：我们进行成像和光谱分析，以测量多个已知的X射线SB不连续性的密度跳跃和温度跳跃。提出了一种新的XMM-牛顿软质子本底标定方法。档案钱德拉，朱雀，和ROSAT数据被用来估计宇宙X射线背景和银河系前景水平与标准空白天空光谱相比，提高了准确性。结果如下：在东南边缘，XMM-Newton和朱雀的温度跃变都指向一个$\mathcal{M}\sim1.2$激波，这与SB拟合Chandra的结果一致，并支持在该激波前缘的再加速假设。南部边缘显示了一个更复杂的场景，其中一个冲击和剥离的冷物质的存在可能会同时发生。南方低密度区的朱雀温度廓线略高于典型的松弛星系团温度廓线。用XMM-牛顿法测得的$kT_{500}=4.84\pm0.04\pm0.19$ keV值和用朱雀法测得的$kT_{500}=5.17\p…
2020-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Suzaku Measurements of Hot Halo Emission at Outskirts for Two Poor Galaxy Groups: NGC 3402 and NGC 5129
我们提出了两个贫穷的星系群，NGC 3402和NGC 5129，温度低于1 keV的朱雀偏离中心的观测。通过光谱分解，我们测量了它们的表面亮度和温度，分别为NGC 3402和NGC 5129的临界密度的530倍和1430倍。这些数量与从两组现有内部测量结果推断的结果一致。在精确的X射线辐射热光度下，两组都更喜欢$L_X$ - $T$关系，而不中断组机制。此外，我们还确定了这些半径处的电子数密度和流体静力学质量。我们发现，表面亮度和电子数密度分布需要两个$β$模型组件，以及第三个$β$模型可能需要NGC 3402的迹象。将X射线测量的气体质量和星系群成员的恒星质量相加，计算出NGC 3402和NGC 5129的重子分数分别为$f_b$ = 0.0693 $\pm$ 0.0068和$f_b$ = 0.095 $\pm$ 0.014。结合其他贫穷的集团与良好测量的X射线发射到郊区，我们发现了一个平均重子分数外推到$r_{500}$的$\overline{f_{b,500}}$ = 0.0912 $\pm$ 0.0050的X射线明亮的集团与温度在0.8和1.3千电子伏之间，现有的限制，以较低的质量系统，并表明显着的重子损失存在低于约$r_{500}$。
2020-12-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Giant Lobes of Centaurus A Radio Galaxy Observed with the Suzaku X-ray Satellite
我们报告了朱雀观测的无线电星系半人马座A的南巨瓣内的选定区域。我们专注于不同的X射线功能可能与精细的无线电结构的叶。我们发现，检测到的X射线特征的光谱特性与热气体的热发射或幂律辐射连续谱同样一致。然而，这些不同的模型所隐含的等离子体参数有利于同步辐射源的分析X射线斑点，表明一个非常有效的电子加速正在发生的巨大结构的半人马座A，虽然只有在孤立和紧凑的区域。我们还提出了一个详细的分析的扩散X射线发射，导致在一个软多余的组件最适合的温度为0.5千电子伏的热模型的试探性检测。所观察到的过剩的确切来源仍然不确定，虽然能量的考虑指向热气体填充的体积的大部分的瓣和非热等离子体混合。在这种情况下，热气体的相应压力似乎与由无线电发射电子和磁场提供的压力几乎完全均分。虽然是试探性的，我们的研究结果可能意味着，在活动星系的扩展叶的结构很可能是高度不均匀的，与磁重联过程不断转换磁能的等离子体粒子的内能，导致在平衡条件周围的等离子体参数的时空变化。
2013-02-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
The Outer Limits of Galaxy Clusters: Observations to the Virial Radius with Suzaku, XMM, and Chandra
星系团的外围，靠近维里半径，仍然是相对未被探索的领域，但对我们理解星系团的生长，结构和质量至关重要。在本报告中，我们展示了一个程序的第一个结果，以约束状态的外部团内介质（ICM）在一个大样本的星系团，利用三个互补的X射线天文台的优势：朱雀（低，稳定的背景），XMM-牛顿（高灵敏度）和钱德拉（良好的空间分辨率）。通过仔细结合从星团核心到r_200以外的观测，我们能够识别和减少系统的不确定性，这些不确定性会阻碍我们使用单个望远镜进行空间和光谱分析。我们的样本包括9个星系团，在z ~ 0.1-0.2完全覆盖的方位角超过r_200，我们的分析表明，ICM是不是在流体静力平衡的集群外围，我们看到明确的方位角变化的温度和表面亮度。在其中一个集群中，我们能够测量远超过r_200的漫射X射线发射，并且我们发现熵分布和气体分数与理论和数值模拟的预期一致。这些结果与最近的研究相反，这些研究指出气体在郊区聚集;集群环境或仪器效应因素的差异在多大程度上导致这种差异仍不清楚。从更广泛的角度来看，该项目将产生一个相当大的基准数据集，用于与高分辨率数值模拟进行详细比较。
2011-11-30 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
Joint Suzaku and Chandra observations of the MKW4 galaxy group out to the virial radius
我们提出了联合朱雀和钱德拉观测MKW 4。MKW 4的全球温度为1.6 keV，是X射线映射到维里半径的最小星系群之一。我们测量了它的气体性质，从它的中心维里半径在北，东，东北方向。它的熵分布在所有方向上都遵循R $_{500}$和R $_{200}$之间的$\propto r^{1.1}$幂律，正如纯引力结构形成模型所预期的那样。在MKW 4外围表现良好的熵分布不利于该系统中离子和电子之间的气体聚集或热不平衡的存在。我们在R $_{200}$测量到一个封闭的重子分数为11%，明显小于宇宙重子分数的15%。我们注意到，在R $_{200}$封闭的气体分数是系统小于现有的研究文献中的集群组。像MKW 4这样的星系群的重子分数较低，这表明它们较浅的引力势阱可能使它们更容易受到AGN反馈或星系风的重子损失。我们发现，在MKW 4的外围的各种气体性质的方位角散射显着低于其他系统，这表明MKW 4是一个球对称和高度松弛的系统。
2020-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Suzaku observations of Abell 1835 outskirts: Deviation from hydrostatic equilibrium
本文给出了Abell 1835星系团（kT ~ 8 keV，z = 0.253）维里半径（r_vir ~ 2.9 Mpc）及更远范围内的团内介质（ICM）的四点朱雀X射线观测结果（总计~200 ks）。检测到从ICM到r_vir的微弱X射线发射。温度随着半径从内部区域的~8 keV逐渐降低到r_vir处的~ 2keV。的熵分布示出平坦超过r_500，不同意从吸积激波加热模型预测的r_1.1的依赖。在0.3r_500 < r < r_vir范围内的热压力分布与普朗克卫星的Sunyaev-Zel'dovich效应叠加观测结果吻合得很好。星团外围的流体静力质量分布（r_500 < r < r_vir）远低于Subaru/Suprime-Cam观测得到的弱透镜质量分布，表明质量随半径呈非物理性的减小。用透镜总质量定义的r_vir处的气体质量分数与WMAP 7年数据的宇宙重子分数一致。所有这些结果表明，而不是气体聚集效应，在集群外围的ICM的大部分是远离流体静力平衡和下落的物质保留了一些动能。最后，结合我们最近对Abell 1689（一个质量、温度和红移相似的星系团）的Suzaku和透镜分析，我们发现星系团外围的温度分布与周围大尺度环境中星系密度场在（1-2）rvir处有显著的相关性。
2013-02-07 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
Chemical abundances in the outskirts of nearby galaxy groups measured with joint Suzaku and Chandra observations
我们报告的结果来自深朱雀和主要是快照钱德拉观测附近的四个星系群：MKW 4，Antlia，RXJ1159 + 5531和ESO 3060170。它们的峰值温度在2 - 3 keV之间变化，使它们成为气体性质受限于病毒半径的最小系统。在群内介质（IGrM）外围（R $>$ 0.25 R $_{200}$）的平均Fe丰度为$Z_{\rm Fe}=0.309\pm0.018$ $Z_\odot$，其中$χ^2$ = 14，对于12个自由度，这与大质量星系团的平均Fe丰度非常一致，与IllustrisTNG宇宙学模拟的数值预测完全一致.我们的研究结果支持早期富集的情况下，星系之间的数量级的质量，甚至在他们的形成。当积分到R $_{200}$时，我们开始看到ICM中测量到的Fe含量与超新星产额的预期之间的紧张关系。我们进一步限制其O，Mg，Si，S和Ni的丰度。这些元素相对于Fe的丰度比与来自IllustrisTNG的预测（如果可用）一致。它们的Ia型超新星比例在14%-21%之间。一个纯粹的核心坍塌超新星在集团外围富集可以排除。它们在R $_{200}$中累积的铁质光比是英仙座星系团的一半，这可能意味着星系群并没有保留所有的富集气体，因为它们的引力势阱较浅，或者星系群和星系团可能有不同的恒星形成历史。
2022-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
An X-Ray View of the Jet-Cycle in the Radio Loud AGN 3C120
我们提出了一个宽线射电星系3C 120的中央引擎的研究，使用深XMM-牛顿观测和两个深朱雀点（2012年）的多历元分析。为了将我们的光谱数据置于该物体显示的盘破裂/喷射循环的背景下，我们在UV/X射线波段和无线电波段监测源。我们发现三个统计上可接受的光谱模型，磁盘反射模型，喷射模型和喷射+磁盘模型。尽管是很好的描述的数据，磁盘反射模型违反了无线电约束的倾斜度，和喷流模型有一个微调的问题，需要一个喷流的贡献超过预期。因此，我们主张一个复合射流+磁盘模型。在这个模型的背景下，我们验证了喷气循环范式的基本预测，在朱雀观测期间发现了一个截断/再填充盘，在XMM-牛顿观测期间发现了一个向下延伸到最内层稳定圆轨道（ISCO）的完整盘。在朱雀指向之后大约一个月，一个新的喷射结的喷射的检测进一步支持了再填充盘的想法。我们还发现了一个台阶状事件的朱雀点，其中软带滞后于硬带。我们认为，我们正在目睹从磁盘到射流的时间尺度上的磁场设置的扰动传播。
2013-05-21 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
A high coverage view of the thermodynamics and metal abundance in the outskirts of the nearby galaxy cluster Abell 2199
我们提出了一个联合朱雀和XMM-牛顿分析的郊区附近的星系团阿贝尔2199，附近的星系团被观察到接近完整的方位角覆盖朱雀。使用XMM-牛顿观测来校正气体聚集的影响，我们发现，在郊区的方位平均熵分布遵循幂律，斜率为$1.20 \pm 0.23$，统计上与纯引力等级结构形成的非辐射模拟预测的斜率为1.1一致。然而，当被分成10个扇区时，熵显示出显著的方位角变化，其中一些扇区位于基线水平以下。方位平均气体质量分数与宇宙平均重子分数一致。在外围的金属丰度被认为是一致的，是均匀的，在所有方向上，它有一个平均值为$0.29_{-0.03}^{+0.03}\,Z_{\odot}$，与气体吸积到集群被预先富集金属一致。
2020-07-27 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
X-ray observations of the galaxy cluster Abell 2029 to the virial radius
我们提出了朱雀观测的星系团阿贝尔2029，利用朱雀的低粒子背景探测ICM的半径超出了可能与以前的意见（达到维里半径），并具有更好的方位角覆盖。我们发现显着的各向异性的温度和熵的配置文件，与较低的温度和熵发生在东南部，可能是在这个方向上的吸积活动的结果。远离这种冷的特征，热力学性质与上升的熵曲线是一致的，但比纯粹的引力等级结构形成的预测要平缓。北向的过量辐射可以解释为来自阿贝尔2029和附近的阿贝尔2033（红移略高）的边缘辐射的重叠。这些观测结果表明，球对称性和流体静力平衡的假设打破了星系团的外围，这对大半径的星系团质量建模提出了挑战，并为研究星系团的形成和吸积历史提供了机会。
2012-03-02 astro-ph.CO
Suzaku Observation of Merging Clusters Abell 222 and Abell 223
本研究利用 Suzaku 卫星低背景优势观测星系团对 Abell 222/223 间的丝状结构发射特征，经污染检查与残余建模后，因不确定性较大，既未确认也未排除该发射特征。
2025-06-02 astro-ph.CO
Suzaku observations of the type 2 QSO in the central galaxy of the Phoenix cluster
本文报道了\Suzaku /XIS和HXD以及\Chandra /ACIS-Ⅰ对凤凰星系团在$z=0.596$红移处X射线谱的计算结果。利用低温等离子体（$\sim3.0$ \，keV和$\sim0.76$ \，solar）和高温等离子体（$\sim11$ \，keV和$\sim0.33$ \，solar）的辐射，很好地再现了团内介质（ICM）的光谱，前者局限于团核，而后者则分布在团的整个区域.除了这些ICM的排放量，强烈吸收的幂律成分被发现，这是由于在集群中心的活动星系核（AGN）。活动星系核的吸收柱密度为$\sim3.2\times10^{23}$，cm $^{-2}$，亮光度为$\sim4.7\times10^{45}$，ergs，s $^{-1}$（2- 10 keV）。此外，首次发现了中性铁（\ion{Fe}{1}）K壳层线，其在静止坐标系下的等效宽度（EW）为$\sim150$ \，eV. \ion{Fe}{1}线的柱密度和EW对于这样高光度的活动星系核来说是非常大的，因此活动星系核被归类为2型类星体（QSO）。我们推测，ICM冷却气体的重要部分将消耗维持环面和激活2型类星体。凤凰星团在中央星系有一个巨大的恒星暴增，表明冷却流的抑制效果不太好。这可能是因为最近活动星系核反馈的开始是最近发生的，它还没有生效。或者，活动星系核的反馈主要是在辐射模式，而不是在动力学模式和环面…
2013-09-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Suzaku observations of the low surface brightness cluster A76
背景：我们提出了朱雀观测附近的星系团A76在z=0.0395的结果。这个星系团的特征是X射线表面亮度极低，以下称为LSB星系团。目的：通过研究A76中团内热介质的物理性质，了解LSB星系团的性质和热力学演化。方法：我们对A76进行了两点朱雀观测，并通过XIS光谱分析研究了该星系团的整体气体性质。我们还进行了环光谱的解投影分析，并推导出气体的温度，密度和熵的径向轮廓约850 kpc（~ 0.6 r_200）和560 kpc（~0.4 r_200）在A76东和A76西，分别。结果：测得的全球温度和金属丰度分别约为3.3 keV和0.24太阳能。从解投影分析，熵分布被发现是平坦的相对于半径。中心区域（r < 0.2r_200）的熵非常高（~400 keV cm ^2）。这种现象不能用重力加热或预热来解释。X射线的形貌是不规则的团块状，在观测到的高温下，电子密度极低（1 e-4 --1 e-3 cm^-3），这表明A76处于团簇形成的早期阶段，由于引力势约束引起的气体压缩滞后于气体加热。
2013-05-21 astro-ph.CO
Suzaku Observations of Metal Distributions in the Intracluster Medium of the Centaurus Cluster
我们报告的第一次观察到的金属分布在星团内介质的半人马座集群高达~0.17 r_180与朱雀。O、Mg、Si、S、Ar、Ca和Fe的径向分布在团簇的外部区域确定，它们的变化似乎彼此相似。在冷核区（r<0.045r180），所有金属分布都向中心急剧增加.在中心区（r<0.015r_180），Si、S、Ar、Ca和Fe的丰度为1.5- 1.8太阳能，O和Mg的丰度约为1太阳能。导出的丰度比的O和Mg的Fe略低于一组其他集群。相比之下，O，Mg和Fe的计算质光比（MLR）大于其他集群。在冷核外围（r> 0.07r_180），所有元素丰度几乎恒定在0.5太阳能。得出的最低残留率与其他聚类的结果相当。这表明半人马座星系团的cD星系比其他星系团有效地提供了更多的铁。
2011-11-14 astro-ph.CO
Suzaku Monitoring of the Seyfert 1 Galaxy NGC5548: Warm Absorber Location and its Implication for Cosmic Feedback
本文介绍了对Seyfert 1星系NGC 5548进行的为期两个月的朱雀星X射线观测。该运动包括7个观察。我们分析了在不透明度的气体，形成电离吸收电离通量的变化的响应。尽管在撞击连续谱中有4倍的变化，但源的软X射线光谱显示出很小的光谱变化，这表明电离吸收体没有响应。一个详细的时间建模证实了缺乏高电离的吸收组件的不透明度的变化。相反，该模型初步表明，低电离吸收组件的电离参数可能会随着电离通量的变化，如预期的气体在光电离平衡。利用缺乏变化，我们设定的上限n_e <2.0E7 cm-3的气体形成的高电离，高速组件的电子密度。这意味着与连续谱源的距离很大（R > 0.033 pc）。如果低电离分量的变化是真实的，则n_e > 9.8E4cm ~（-3），R < 3 pc。我们讨论我们的结果在两个不同的情况下：一个大规模的外流起源于内部的吸积盘，或热驱动风起源更远。考虑到风的距离很大，隐含的质量流出率也很大（Mw > 0.08 Maccr）。在主星系中，风所释放的相关总动能（>1.2E56 erg）足以扰乱星际介质，可能调节大规模恒星的形成。即使外推到类星体的光度，风喷射出的总质量和能量仍然低于宇宙反馈所需的质量和能量。这种反馈要求我们在风完全加速之前观察它。
2010-01-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku Observations of the Outskirts of the Galaxy Cluster Abell 3395 including a Filament toward Abell 3391
本文介绍了朱雀号对Abell 3395外围的观测结果，其中包括一个朝向Abell 3391的大尺度结构暗条。我们测量了从Abell 3395南郊到维里半径以北的温度和丰度分布，在Abell 3391和3395之间的X射线和Sunyaev-Zel'dovich效应观测中发现了丝状结构。整体温度结构与Okabe等人提出的普遍分布一致。（2014）对于除细丝区域之外的松弛簇。在两个团簇之间发现了ICM加热的迹象，这可能是由于它们在团簇合并早期的相互作用。虽然我们得到了相对较低的$Z=0.169^{+0.164+0.009+0.018 }_{-0.150-0.004-0.015 }$太阳的金属丰度，其中第一，第二和第三个误差分别是统计的，宇宙X射线背景系统的，和非X射线背景系统的，在维里半径的暗条，我们的结果仍然是一致的，在误差范围内的其他集群（$Z \sim 0.3$太阳）的先前的结果。因此，我们的结果也与早期富集的情况相一致。我们仅从Abell 3391和3395之间的X射线结果中估计了康普顿$y$参数，假设几何形状简单。它们比以前用普朗克卫星得到的SZ结果要小。这种差异可能归因于更复杂的几何形状，例如倾斜于视线方向的灯丝，或者由于未解决的多温度结构或未检测到的冲击加热气体的热X射线发射而低估了X射线温度。
2017-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Suzaku Observations of the Cold Front in A3667: a Non-Equilibrium Ionization State of the Intracluster Medium
本研究利用Suzaku卫星分析合并星系团A3667冷锋处的X射线光谱，发现冷锋内部的团簇内介质处于非平衡电离状态，其时间尺度远短于热平衡尺度，可能与微弱跨音速搅动运动及延伸的射电晕有关。
2024-08-26 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku observations of 'bare' active galactic nuclei
我们提出了一个大样本的25个“裸”活动星系核的X射线光谱分析，源很少或没有复杂的内在吸收，观察朱雀。我们的工作重点是研究相对论盘反射的潜在贡献，并检查这种解释的内在光谱复杂性经常显示活动星系核的X射线带通的影响。在分析过程中，我们采取了独特的方法，试图同时进行整个样品的系统分析，以及每个单独的源的详细处理，并发现光盘反射具有所需的灵活性，成功地再现宽带频谱观察到的所有考虑的来源。在可能的情况下，我们使用反射的辐射来限制这个样本源的黑洞自旋。我们的分析表明，人们普遍倾向于快速旋转的黑洞，如果从表面上看，这与SMBH增长由长期有序的吸积主导的情景最为一致。然而，在汇编的样本中，可能存在对高自旋活动星系核的观测偏差，限制了我们在现阶段为一般人群得出强有力结论的能力。最后，与流行的看法相反，我们的分析还表明，射电强/射电静活动星系核之间的二分法不仅与黑洞旋转有关。
2012-10-16 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 Search for Dark Matter Emission Lines in the X-ray Brightest Galaxy Clusters
我们提出了一个搜索的结果不明发射线深朱雀X射线光谱的中心区域的四个X射线最亮的星系团：英仙座，后发座，室女座和蛇夫座。我们采用了优化的能量范围为我们的分析（3.2-5.3千电子伏），这是相对自由的仪器功能，和基线等离子体发射模型，结合了最强的预期发射线在这些能量（S，Ar，Ca）作为自由参数的元素的丰度。对于英仙座星系团的核心，利用这个基线模型，我们发现了能量为$3.51^{+0.02}_{-0.01}$ keV、通量为~ $2.87\times10^{-7}$ ph/s/cm ^2/arcmin ^2的额外发射特征的证据。在稍大的半径处，我们探测到一条能量为3.59+/-0.02 keV、通量为~ $4.8\times10^{-8}$ ph/s/cm ^2/arcmin ^2的发射线。这些特征的能量和通量与先前的说法大致一致，尽管线强度的径向变化与标准暗物质（DM）模型的预测存在张力。假设英仙座发射特征的DM起源衰变，使我们能够预测样本中其他星系团的能量和线通量。关键的是，我们没有检测到在后发座，室女座和蛇夫座星系团的预测能量和线通量的发射功能。每个星团中发射线强度的99.5%的上限低于衰退的DM模型预测，从英仙座星团中心缩放，显然排除了模型。根据这些结果，我们寻找其他解释的~3.55千电子伏的发射功能在英仙座。我们的研究结果表明，系统的影响与建模复杂的光谱英仙座集群核心，假设的…
2014-11-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku X-ray Follow-up Observation of Weak-lensing-detected Halos in the Field around ZwCl0823.2+0425
本文介绍了朱雀X射线跟踪观测星系团ZwCl 0823.2 +0425周围的弱透镜晕的结果。我们清楚地检测到与大多数这些晕相关的X射线发射，并首次确定了它们的详细物理参数，如X射线光度、温度和金属丰度。我们发现这些晕的X射线光度-温度关系与以往的典型结果一致。用弱引力透镜数据确定了质量，研究了它们的质量-温度关系，发现与简单自相似模型的预测和前人用透镜和X射线数据研究的结果是一致的。我们想强调的是，自相似的质量和温度的标度关系，在这里显示的第一次使用弱透镜选择的样品，而以前的研究的质量标度关系使用X射线选择的样品的集群。因此，我们的研究证明了X射线后续观测剪切选择集群的重要性，并表明，联合X射线和透镜分析将是至关重要的集群发现即将到来的弱透镜调查，如一个计划与斯巴鲁/超超级凸轮。
2011-01-06 astro-ph.CO
$Suzaku$ and $XMM-Newton$ observations of a newly-discovered early-stage cluster merger 1E2216.0-0401 and 1E2215.7-0404
我们给出了星团对1E2216.0 - 0401和1E2215.7 - 0404的$Suzaku$和$XMM-Newton$ X射线观测结果。我们发现了星团之间的X射线桥。$Suzaku$和$XMM-Newton$的观测结果表明，每个星系团都有中等温度的气体，分别为$kT_{1E2216.0-0401}=$ 4.8、$\pm$ 0.1 keV和$kT_{1E2215.7-0404}=$ 5.8、$\pm$ 0.2 keV。另一方面，桥区域显示出非常高的温度（{\it kT}= 6.6 $\pm$ 0.5 keV）。此外，在桥的位置，我们检测到增强的小波分解的软带（0.5 - 4.0 keV）$XMM-Newton$图像在3西格玛的意义，这是最有可能由于压缩的集群内介质（ICM）的合并活动的结果。这种X射线强度和温度的增强与后期阶段的预期不一致，但与早期阶段合并的数值模拟预测一致。根据桥位置处的温度跃变，马赫数估计为${\cal M}=1.4\pm0.1$，它对应于大约1570 km/s的激波传播速度。根据这些激波的性质，我们估计核通道将发生在0.3 - 0.6Gyr，而激波结构的年龄为50 - 100Myr。基于ICM在桥上的测量特性和时间尺度的估计，我们发现了非平衡电离的迹象。我们还发现可能的弥漫性无线电发射位于合并集群之间。结合射电、X射线和光学图像数据，我们推测探测到的射电源最…
2016-08-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
X-ray Spectroscopy of the Core of the Perseus Cluster with Suzaku: Elemental Abundances in the Intracluster Medium
本文介绍了朱雀星对英仙座星团中心区域的观测结果。使用X射线成像光谱仪进行深度曝光，可从团内介质中获得高质量的X射线光谱。首次在团簇中发现了类氦Cr和Mn的X射线谱线。此外，在离团簇中心10'（或220 kpc）范围内，还精确地测量了Ne、Mg、Si、S、Ar、Ca、Fe和Ni的元素丰度。发现相对丰度比在太阳值的0.8-1.5倍的范围内。这些丰度比与以前的测量，在银河系中的极端贫金属恒星，和理论模型进行比较。
2009-09-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
X-ray view of four high-luminosity Swift/BAT AGN: Unveiling obscuration and reflection with Suzaku
雨燕/BAT历时9个月的巡天观测到了153个活动星系核，所有活动星系核的超硬X射线BAT通量都超过了10^-11 erg cm^-2 s^-1，平均红移为0.03。其中，四个最明亮的BAT AGN（44.73 < Log L（BAT）< 45.31）被选为朱雀后续观测的目标：J2246.0+3941（3C 452），J0407.4+0339（3C 105），J0318.7+6828和J0918.5+0425。列密度，散射/反射发射，铁K线的属性，和一个可能的变化进行了充分的分析。对于后者，Chandra，XMM-Newton和Swift/XRT公共观测的光谱特性与目前的朱雀分析进行了比较。在我们的样本中，3C 452是唯一确定的康普顿厚度的活动星系核候选者，因为i）高吸收和强康普顿反射; ii）缺乏可变性; iii）“掩埋”性质，即低散射分数（<0.5%）和极低的相对[OIII]光度。相比之下，3C 105不是反射主导的，尽管具有可比较的柱密度、X射线光度和射电形态，但在通量和散射分数方面显示出强烈的长期变化，这与从远处区域散射的软发射（例如，窄发射线区域）。样品呈现出高（>100）的X与[OIII]光度比，证实了[OIII]光度在存在轻度吸收时会受到残余消光的影响，特别是对于像3C 452这样的“掩埋”活动星系核。我们的目标中有三个是强大的FRII射电星系，使它们成为BAT Se…
2013-05-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku and SWIFT-BAT observations of a newly discovered Compton-thick AGN
暗活动星系核是理解超大质量黑洞生长历史及其对星系形成影响的基础。然而，康普顿厚度的活动星系核（NH> 1 e24 cm^-2）的星群基本上是不受约束的，迄今为止发现和研究的确认的康普顿厚度活动星系核还不到几十个。一种选择被严重遮蔽的活动星系核的方法是将低于10 keV的X射线发射（被强烈抑制）与其他受吸收影响较小的波段（即IR波段）的发射进行比较。为此，我们将2XMM目录与IRAS点源目录进行了交叉相关，并通过使用X射线与红外线通量比和X射线颜色，我们选择了一个定义良好的z<0.1的康普顿厚度AGN候选者样本。这项工作的目的是确认的性质，并研究这些本地康普顿厚AGN候选者之一，附近的（z=0.029）塞弗特2星系IRAS 04507+0358，通过限制的数量的内禀吸收（NH），从而内在的光度。为此，我们获得了深（100 ks）朱雀观测（AO 4调用），并进行了联合拟合与SWIFT-BAT数据。我们分析了XMM-牛顿，朱雀和SWIFT-BAT的数据，我们在这里提出的宽带（0.4-100千电子伏）光谱分析的结果。我们发现，IRAS 04507+0358的宽带X射线发射需要大量的吸收（大于1 e24 cm^-2）才能很好地再现，从而证实了该源的康普顿厚度性质。特别是，最有可能的情况是一个中等厚度（NH（1.3-1.5）x1 e24 cm^-2，L（2-10 keV）（5-7）x1 e43…
2010-10-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
XMM-Newton Observations of the Southeastern Radio Relic in Abell 3667
射电遗迹是位于星系团边缘的细长的非热结构，是星系团外围合并驱动的冲击加速的宇宙射线电子的同步辐射的结果。然而，在某些星团中对这种激波的X射线观测表明，它们太弱，无法通过扩散激波加速有效地加速电子，使其达到产生观测到的无线电功率所需的能量。我们在合并的星系团Abell 3667（A3667）中研究这个问题，该星系团拥有一对射电遗迹。虽然A3667中的西北遗迹已经通过多种仪器在无线电和X射线方面进行了很好的研究，但到目前为止，只有朱雀星观测到了东南遗迹区域，它检测到了遗迹上的温度跳跃，这表明存在弱冲击。我们目前的观测A3667的东南部地区与XMM-牛顿集中在无线电遗物。我们确认存在一个X射线激波的马赫数约1.8从一个明确的检测温度跳变和一个密度跳变的试探性检测，与以前的测量朱雀。我们讨论了这种测量的影响扩散冲击加速的主要机制，解释无线电文物的起源。然后，我们推测的替代方案，包括再加速和变化的马赫数沿冲击波阵面的可能性。
2018-05-31 astro-ph.CO astro-ph.HE
