Revisiting the Suzaku spectrum of the Galactic SNR W 49 B: non-detection of iron K-shell charge exchange emission and refined ejecta mass ratios of iron-group elements
本文重新审视W 49 B的Suzaku光谱，考虑系统不确定性后发现先前报告的电荷交换发射实为光谱代码缺失的高壳层双电子复合卫星线，并改进了Fe族抛射物质量比，使其更符合核合成模型预期。
2024-12-19 astro-ph.HE
Relativistically broadened iron line in the SUZAKU observation of the neutron star X-ray binary 4U 1705-44
吸积致密天体的X射线谱常表现出与吸积盘中荧光发射有关的离散发射特征，其中最强的是6.4- 6.97keV的Fe K α荧光线。这些反射特征是研究致密物体周围吸积流内部区域的最佳工具之一。在这里，我们报告了三个朱雀观测的中子星X射线二进制4U 1705 -44，一个广泛的，倾斜的Fe K α发射线是清晰可见的以上的连续。利用相对论模糊反射模型，我们发现4U 1705 -44的内盘半径向下延伸到rin=10.5^{+1.0}_{-1.7} GM/c^2，与视线成29.8^{+1.1}_{-1.0}度角。此外，我们发现，电离水平的表面层的吸积盘的变化由两个数量级之间的三个观测，但从线轮廓获得的内半径保持稳定。
2009-04-17 astro-ph.HE
A Clumpy Stellar Wind and Luminosity-Dependent Cyclotron Line Revealed by The First Suzaku Observation of the High-Mass X-ray Binary 4U 1538-522
本文介绍了朱雀星对高质量X射线双星4U 1538-522的首次观测结果。朱雀的宽带光谱覆盖范围允许进行详细的光谱分析，表征在$23.0 \pm 0.4$ keV的回旋共振散射特征和在$6.426 \pm 0.008$ keV的铁K $α$线，以及对铁K $β$线和铁K边缘的强度设置限制。我们跟踪的光谱参数在时间和光度的演变，特别是发现一个显着的回旋线能量和光度之间的正相关性。光变曲线中的一个倾角和尖峰被证明与沿视线的柱密度的数量级增加有关，以及在底层连续体中的显著变化，这意味着一个过密区域的cluerous恒星风的吸积。我们还提出了一个相位分辨分析，与大多数感兴趣的光谱参数显示显着的变化与相位。值得注意的是，回旋加速器线能量和铁K $α$线强度都随相位显著变化，其中铁线强度与脉冲轮廓显著异相。我们讨论的背景下，最近的工作在该地区的吸积柱物理和回旋共振散射功能的形成，这些研究结果的影响。
2014-07-03 astro-ph.HE
A Suzaku View of Accretion Powered X-ray Pulsar GX 1+4
本文介绍了朱雀星对吸积动力X射线脉冲星GX 1+4的观测结果。宽带连续谱的脉冲星被发现是更好地描述了一个简单的模型组成的黑体组件和指数截止幂律比以前使用的compTT连续模型。虽然脉冲轮廓在软X射线（$<$ 10 keV）中有一个急剧的下降，相位分辨光谱证实，调光不是由于光电吸收的增加。相位切片光谱分析表明，除了浸渍阶段的存在下，超过10千电子伏的显着的光谱调制。在朱雀光谱中寻找回旋共振散射特征的存在产生了否定的结果。铁K壳层（K $_α$和K $_β$）发射线从近中性铁离子（$<$ Fe III）中被清楚地检测到。在该源中首次检测到了来自几乎中性的Ni原子的显著的K $_α$发射线。我们估算了$\sim$的铁丰度为太阳值的80%，Ni/Fe丰度比约为太阳值的2倍。我们搜索了铁Ly $_α$发射线，发现通过包含该线在光谱拟合中有显著改善。
2017-10-16 astro-ph.HE
A Suzaku sample of unabsorbed narrow-line and broad-line Seyfert 1 galaxies: II. Iron emission and absorption
利用朱雀号卫星观测的22个窄线Seyfert 1（NLS 1）和47个宽线Seyfert 1（BLS 1）星系的样本，研究了每组星系的Fe K带性质。三种不同的模型被用来检查的存在下：窄中性Fe Ka线在6.4千电子伏和电离的Fe xxv和Fe xxvi发射线（模型A）;一个广泛的发射功能在约6 - 7千电子伏（模型B）;和吸收边在7.1千电子伏（模型C）。在所有三个模型中，中性Fe Ka线在NLS 1中比在BLS 1中更弱（较低的光度和等效宽度）。模型（B）还发现NLS 1中的宽分量（更大的等效宽度）比BLS 1中的宽分量更显著。该特征似乎不是NLS 1 s中较陡光谱的伪影，而是这些源的固有属性。根据模型（C），吸收边的光学深度在两个样品之间看起来相当。当将吸收与发射线特性进行比较时，NLS 1 s似乎表现出比BLS 1 s更低的铁的发射-吸收比，并且比基于荧光产率的预期更低。观察到的差异可能来自于不同的环面几何形状（例如NLS 1 s中的较大开度角），和/或NLS 1 s中除了纯荧光之外的Fe K发射和吸收的额外来源（例如起源于圆盘和宽线区域）。
2021-12-15 astro-ph.HE
X-Ray Observations of the Supernova Remnant W28 with Suzaku --- I. Spectral Study of the Recombining Plasma
我们提出了朱雀的混合形态超新星遗迹W28的结果。W28中心区域的X射线谱显示出许多来自高电离原子的明亮发射线。在Si Lyman $α$能区和2.4- 5.0 keV能量区，光学薄的热等离子体在碰撞电离平衡下，无论是单温还是多温，都不能再现线状和凸点状的数据。这些凸起可能对应于类氦硅和硫的辐射复合连续谱。一个简单的重组等离子体模型很好地拟合了凸点结构，但未能拟合低能带。整体光谱可以与具有共同电子温度的多电离温度等离子体拟合。多电离温度被解释为电离和复合时标的元素差异。这些结果更倾向于稀疏方案的起源重组血浆。
2012-02-14 astro-ph.HE
Observations of MCG-5-23-16 with Suzaku, XMM-Newton and NuSTAR: Disk tomography and Compton hump reverberation
MCG-5-23-16是第一个基于短XMM-牛顿观测发现的活动星系核之一，其铁K线中的相对论混响起源于超大质量黑洞附近。在这项工作中，我们提出的结果，从长X射线观测使用朱雀，XMM-牛顿和NuSTAR设计使用X射线混响映射的发射区域。在三个不同的时间尺度上的滞后谱中检测到相对论性的铁线，允许从黑洞周围的不同区域的发射被分离。使用NuSTAR覆盖的能量超过10千电子伏揭示了这些能量和主要的连续性，这是第一次在活动星系核检测之间的滞后。这种滞后是由于康普顿反射峰以类似于相对论性铁K线的响应的方式响应于主要源的变化。
2014-05-14 astro-ph.HE
Suzaku Observations of Iron K-lines from the Intracluster Medium of the Coma Cluster
利用朱雀星上的X射线成像光谱仪（XIS）对后发座星系团进行了6个观测点的观测，包括中央X射线峰值区、14'西偏区、30'和34'西北偏区、44'和60'西南偏区。由于其较低的背景水平，朱雀比其他卫星对Fe K-α线具有更好的灵敏度。利用精确的Fe线测量，我们研究了温度结构，可能的整体运动，和铁丰度分布在集群内介质（ICM）。观察到的光谱很好地代表了一个单一的温度模型，和两个或三个温度模型没有改善卡方显着。由类氢铁和类氦铁的K-α线比值得到的温度与单温模型得到的温度一致。由于线比是温度的陡峭函数，因此一致性支持使用朱雀进行温度测量的准确性。在34'区，由类He Fe线中心能量计算的红移与光学观测结果一致，在视线内的标定误差为18 eV或818 km/s。该值小于ICM的声速，即1500 km/s。NGC 4839子团周围44'偏距区Fe线的中心能量与34'偏距区Fe线的中心能量一致。温度和速度结构的这些结果表明，该集团的核心是在一个放松的状态，和无线电晕相关的非热电子加速的集群内湍流，而不是大规模的冲击。在34'区域内，Fe的丰度几乎恒定在0.4个太阳，并随半径的增加而减小。这个值略低于其他星系团的值，这意味着气体在过去与星系团增长相关的合并过程中混合良好。
2011-09-02 astro-ph.HE
Suzaku Observation of the Black Hole Candidate MAXI J1836-194 in a Hard/Intermediate Spectral State
本文报道了朱雀星对新发现的X射线双星MAXI J1836-194的观测。源被发现是在硬/中间光谱状态，并显示出清晰和强大的相对论加宽铁发射线。我们适合的光谱与各种现象学，以及物理动机的磁盘反射模型，并发现的宽度和强度的铁线总是特征的发射在几个引力半径周围的黑洞。该结果与所使用的连续统无关，并且强烈指向MAXI J1836-194中的中心物体，即以$a=0.88\pm0.03$的自旋旋转的恒星质量黑洞（90%置信度）。我们讨论了这一结果的背景下，光谱状态的定义，物理变化（或缺乏）的吸积盘和吸积盘电晕在状态转换的潜在重要性。
2012-03-19 astro-ph.HE
Iron line profiles in Suzaku spectra of bare Seyfert galaxies
我们有条不紊地模拟宽带朱雀光谱的一个小样本的六个'裸'塞弗特星系：方舟120，费尔奥9，MCG-02-14-009，Mrk 335，NGC 7469和SWIFT J2127.4+5654。由于任何固有的暖吸收量较弱，对裸塞弗茨的分析可以对活动星系核进行一致的物理建模，消除了暖吸收引起的光谱弯曲与Fe K区域红翼之间的简并性。通过有效的宽带光谱建模和调查存在的窄中性或电离发射线和反射从遥远的材料，我们获得了准确和详细的描述的Fe K线区域使用模型，如laor，kerrdisk和kerrconv。结果表明，电离发射线在6.7 keV和6.97 keV（特别是Fe XXVI）是比较常见的，这些线的列入可以大大影响与相对论模型，即自旋，发射率，发射和倾斜的内半径获得的参数。在所有的天体中都可以找到中等宽的成分，但通常的辐射来源于几十个Rg，而不是黑洞的<6 Rg。与Kerrdisk线配置文件得到的结果表明，平均发射率q~2.3在中间自旋值与所有对象排除了最大旋转黑洞的存在在90%的置信水平。对Mrk 335和NGC 7469，我们还提出了新的自旋约束，其中间值分别为a=0.70（+0.12，-0.01）和a=0.69（+0.09，-0.09）。
2010-10-11 astro-ph.HE
X-ray spectroscopy of the accretion disk corona source 2S 0921-630 with Suzaku archival data
2S 0921 $-$ 630是一颗低质量X射线双星（LMXB），轨道周期为$\sim$ 9天。过去的X射线观测显示，2S 0921 $-$ 630有一个扩展的吸积盘日冕（ADC），系统的大部分X射线都是从那里发射的。我们报告了2S 0921 $-$ 630的朱雀存档数据分析结果。平均X射线光谱是用黑体发射（$kT_{\rm bb} \sim 0.3$ keV）再现的，该黑体发射由具有$\sim 2$ keV温度的光学厚气体（"康普顿云“;光学深度$τ\sim 21$）康普顿化，与十三条发射谱线组合。我们发现，大部分的发射线对应于高度电离的原子：O，Ne，Mg，Si，S，Ar和Fe。还检测到K $α$发射线和半中性铁（Fe I-XVII）的吸收边。半中性铁K的$α$谱线非常宽，宽度为$0.11 \pm 0.02$ keV（单位：σ），对应于开普勒运动在半径为$\sim 10^9$ cm处的多普勒展宽。我们认为，观测到的半中性铁谱线起源于康普顿云外部的吸积盘内部，即，康普顿云可以具有$\sim 10^9$ cm半径。
2022-10-19 astro-ph.HE
Analysing the Suzaku Spectra of the Broad-Line Seyfert 1 Galaxy CBS 126
我们分析了新的同步\emph{Suzaku}和\emph{Swift}数据的宽线塞弗特1（BLS1）星系CBS 126。在源光谱中有一条清晰的Fe发射线和一个强的软过剩。我们拟合的光谱与相对论反射模型，并发现该模型往往适合与高铁丰度的数据可能是由于大的软过剩本。通过对差值和RMS谱的检验，我们发现在$\sim$ 0.89 keV处可能存在一个吸收边，这可能是由氧或氖引起的。我们还产生了时间分辨光谱的分析，以检查边缘的存在。虽然在时间分辨光谱中更需要高的铁丰度，但太阳铁丰度模型与吸收边一起给出了更物理的解释。电离参数的变化是一种替代的，似是而非的解释过剩的差异光谱。从目前的数据很难知道这个源中是否有热吸收体。为了进一步研究可能的热吸收体的存在，需要更高的信噪比的低能量数据。这里提出的工作初步表明，BLS1的光谱可以用相对论反射模型来解释，类似于在它们的窄线表兄弟中经常看到的模型。
2012-06-20 astro-ph.HE
Suzaku Monitoring of the Iron K Emission Line in the Type 1 AGN NGC 5548
2007年利用\textit{Suzaku} X射线成像光谱仪（XIS）和硬X射线探测器（HXD）对NGC 5548进行了连续7周的观测。在所有7次观测中均检测到铁K PDMATHAMN线，在4次观测中也检测到K PDMATHAMO线。在本文中，我们调查的Fe K线的起源使用线的宽度和混响映射方法。通过XIS和HXD谱的叠加，我们分别在6.396 $_{-0.007}^{+0.009}$ keV和7.08 $_{-0.05}^{+0.05}$ keV处确定了Fe K $α$和K $β$谱线。从共加光谱获得的线宽为38 $_{-18}^{+16}$ eV（$\textrm{FWHM}=4200_{-2000}^{+1800}$ km/s），对应于NCG 5548中$1.220\times10^7$ M $_{\odot}$维里产生的20 $_{-10}^{+50}$光日的半径。为了定量研究的起源窄Fe线的混响映射方法，我们比较了观测到的光变曲线的Fe K $α$线与预测的，这是通过卷积的连续光变曲线的传递函数在薄壳和倾斜的磁盘。最佳拟合结果由具有$i=30^\circ$的盘盒给出，其优于在92.7%水平下对Fe K线的恒定通量的拟合（F检验）。我们发现由光变曲线得到的发射半径为25-37光日，这与由Fe K线宽度得到的半径是一致的。结合谱线宽度和变化的结果，窄铁谱线最有可能的起源地点…
2010-01-03 astro-ph.HE
Suzaku Observation of Strong Fluorescent Iron Line Emission from the Young Stellar Object V1647 Ori during Its New X-ray Outburst
朱雀X射线卫星于2008年10月8日在2008年8月报告的新的质量吸积爆发期间观察到年轻的恒星物体V1647 Ori。在净曝光量为40 ks的87 ksec观测期间，V1647 Ori显示出高水平的X射线发射，通量逐渐减少5倍，然后显示出突然的通量增加一个数量级。这种增强的X射线变化性在2003-2005年爆发期间的2004年和2005年XMM-牛顿观测中也被发现，但很少在其他年轻恒星物体中被观察到。光谱清楚地显示了来自氦样铁的发射，这是热等离子体（kT ~5 keV）的特征。它还显示了一个非常大的等效宽度为~600 eV的荧光铁Ka线。如此大的等效宽度表明，照射星周物质和/或恒星表面的一部分入射X射线发射隐藏在我们的视线之外。2003-2005年爆发期间的XMM-牛顿光谱没有显示出强烈的荧光铁K α线，因此非常接近恒星核心的星周气体的结构可能在2005年至2008年之间发生了变化，这些气体吸收并重新发射来自中心物体的X射线。这一现象可能与2004年至2008年间麦克尼尔星云红外线形态的变化有关。
2012-07-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of 6.4 keV line and soft X-ray emissions from G323.7$-$1.0 with Suzaku
利用$-$ 1.0对银河系超新星遗迹（SNR）候选者G323.7的朱雀X射线数据进行分析，寻找X射线辐射。在6.4 keV线和软X射线中的空间扩展增强被发现在无线电外壳内部或上。软X射线增强将是沿射电壳层的壳状X射线发射中最热的部分。在$4.1 σ$的显著性水平下检测到6.4 keV谱线增强。等效宽度（EW）的下限为1.2 keV。6.4 keV谱线的能量质心是$6.40 \pm 0.04$ keV，表明铁的电离程度低于类氖态。如果6.4千电子伏的线起源于电离非平衡热等离子体，富铁的喷出物在低电离状态的存在是必需的，这是不利的相对老的年龄的SNR。6.4 keV的谱线增强可能是由于高能粒子在致密星际介质中对铁原子的K壳层电离所致。由于没有辐照的X射线源，6.4 keV谱线增强的起源不太可能是光电离。大EW只能用能量为$\sim 10$ MeV的宇宙射线质子引起的K壳层电离来解释，这可能是由G323.7 $-$ 1.0中的激波加速产生的。
2017-12-25 astro-ph.HE
Exploring the spectral variability of the Seyfert 1.5 galaxy Markarian 530 with Suzaku
对2012年朱雀号观测到的Seyfert 1.5星系Markarian 530进行了分析，发现其表现出两种不同的变化模式，这两种模式相互独立。首先，光谱经历从软光谱到硬光谱的平滑过渡。其次，光谱显示出更快的变化，似乎局限于一个非常窄的能带（~ 1-3 keV）。三个物理模型（模糊反射，部分覆盖，和软康普顿）进行了探讨，以模拟观测的平均光谱以及光谱状态的变化。发现所有三种模型都能很好地拟合平均光谱和光谱变化。更快的变化表现为正弦函数的两个周期，但我们不能将其归因于周期性变化。Fe的K-α带具有窄的6.4千电子伏的发射线一致的起源从遥远的环面。此外，中性铁谱线的蓝向特征与来自类氦和类氢铁的发射一致，这可能源于环面的高度电离层，但在~ 6.7 keV处的宽高斯分布也很好地拟合了光谱。
2018-05-17 astro-ph.HE
Spectral Analysis of the Accretion Flow in NGC 1052 with Suzaku
我们提出了一个分析的101 KS，2007朱雀光谱的LINER星系NGC 1052。0.5-10千电子伏的连续体是很好的模拟由银河系和本征吸收修改的幂律，它表现出软，低于1千电子伏的热发射组件。一个狭窄的核心和一个更广泛的组成部分，铁钾发射中心在6.4 keV的稳健检测。虽然窄线与远离黑洞的物质的起源是一致的，但宽线根据经验最适合一个模型，该模型描述了快速旋转的黑洞周围的内部吸积盘的荧光发射。然而，我们在这次观测中没有发现10 keV以上的硬X射线源被盘康普顿化反射的证据，这对宽铁线起源于标准吸积盘内部区域的假设产生了怀疑。我们探讨了产生这种光谱特征的其他可能的情况，并得出结论，宽铁线的高等效宽度（EW ~ 185 keV）和全宽半最大速度（v ~ 0.37c）需要在d ~ 8的硬X射线源的引力半径内的起源。基于在这个星系核中已证实存在强射电喷流，宽铁线可能产生于喷流底部附近的致密等离子体中，这意味着活动星系核近中心部分的发射机制比以前认为的更复杂。
2009-03-20 astro-ph.HE
Discovery of Enhanced Radiative Recombination Continua of He-like Iron and Calcium from IC 443 and Its Implications
本文介绍了用{ \it朱雀X射线卫星}对银河系超新星遗迹IC 443的深度观测。我们发现铁和镍的K壳层谱线很强，在8- 10 ~keV处有一个三角形的剩余谱线，它对应于类氦铁的辐射复合连续谱（RRC）的能量。此外，在$\sim$ 5.1和$\sim$ 5.5 keV处观察到波浪形残差。我们证实，残差显示的第一个增强RRCs的He和H-类钙发现超新星遗迹。这些事实为重组血浆提供了强有力的证据。在电子温度为0.65keV的条件下，用重组等离子体模型再现了3.7- 10 keV波段的等离子体。复合参数$n_{\rm e}t$（$n_{\rm e}$是电子密度，$t$是复合等离子体形成后经过的时间）与铁和镍的丰度具有强相关性，因此误差较大。另一方面，镍与铁相对于太阳丰度的比值被很好地限制在11 $^{+4}_{-3}$（1 $σ$）。一种可能性是，大丰度比是祖先恒星不对称爆炸的结果。
2014-03-24 astro-ph.HE
Iron emission line from the spiral galaxy M101
分析了正面螺旋星系M101的档案朱雀数据。在中心区域检测到一条6.72^{+0.10}-0.12} keV的强发射线。这条线与类氦铁的K线一致，表明存在温度为几keV的薄热等离子体。中心5弧分半径区域内的铁线光度估计为（2-12）× 10 ^{37}尔格·秒^{-1}。讨论了铁发射线的来源。
2015-10-06 astro-ph.HE
NuSTAR and Suzaku observations of the hard state in Cygnus X-1: locating the inner accretion disk
我们提出了同时核光谱望远镜阵列（NuSTAR）和朱雀观测的X射线双星天鹅座X-1在硬态。这是第一次在Cyg X-1中使用NuSTAR观察到这种状态，这使我们能够以前所未有的细节研究反射和宽带光谱。我们确认，铁线不能适合与窄线和吸收功能的组合，而是需要一个相对论模糊的配置文件结合窄线和吸收的同伴风。我们使用Garcia等人的反射模型。（2014）以自洽的方式同时测量黑洞自旋，盘内半径和日冕高度。与铁谱线轮廓的详细拟合显示出高水平的相对论性模糊，表明来自内部吸积盘的反射。我们发现一个高自旋，一个小的内盘半径，和一个低的源高度，并排除截断大于3个引力半径在3σ的置信水平。此外，我们发现，线轮廓并没有改变很大的开关从软到硬的状态，和差异是一致的，而不是相对论模糊的基础反射光谱的变化。我们发现，模糊参数是一致的拟合时，无论是铁线或整个宽带光谱，这是很好地模拟与康普顿化连续加反射模型。
2015-05-29 astro-ph.HE
Suzaku View of the Neutron Star in the Dipping Source 4U 1822$-$37
朱雀公司于2006年10月20日观测到4U 1822 $-$ 37倾斜X射线源，净曝光量为37 ks。用XIS以5.5 $\times10^{-10}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$的1-10 keV通量检测源，并用HXD（HXD-PIN）以8.9 $\times10^{-10}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$的10-50 keV通量检测源。用HXD-PIN测得的重心周期为0.592437 s，其变化率为$-2.43\times$ 10 $^{-12}$ s $^{-1}$。发现~ 4U 1822-37的1-50 keV能谱与Her X-1在斜率、截止线和铁谱线方面非常相似。三铁线（铁K $α$，铁XXV，和铁XXVI）被检测到，在1-50千电子伏的连续，这是由NPEX模型加上软黑体描述的顶部。此外，在能量为33 $\pm$ 2 keV，深度为0.4 $^{+0.6}_{-0.3}$的情况下，显著检测到回旋共振散射特征（$>99\%$置信度）。因此，该源中的中子星具有2.8 $\times10^{12}$ G的强磁场。进一步假设源具有几倍于10 $^{37}$ erg s $^{-1}$的相对高的本征光度，则其光谱和定时特性得到一致的解释。
2013-11-19 astro-ph.HE
Suzaku Discovery of Fe K-Shell Line from the O-Rich SNR G292.0+1.8
我们报告了银河系富氧超新星遗迹（SNR）G292.0+1.8的朱雀/XIS结果，G292.0+1.8是核心坍缩超新星的遗迹。G292.0+1.8的X射线谱由两种类型的等离子体组成，一种是处于碰撞电离平衡（CIE），另一种是处于非平衡电离（NEI）。CIE等离子体具有接近太阳的丰度，因此可能起源于星周和星际介质。NEI等离子体具有超太阳的丰度，丰度模式表明等离子体起源于主序为30-35 Msolar的超新星喷出物。在NEI等离子体中首次探测到能量为6.6keV的铁K壳层线。
2014-02-07 astro-ph.HE
The Suzaku Hard X-ray Survey on the Galactic Center Region
银河系中心（GC）区的X射线在6- 9 keV波段中显示出许多铁和镍原子的K壳层线。在光谱中看到的强发射线是6.4 keV的中性铁K $α$、6.7 keV的类He铁K $α$、6.9 keV的类H铁Ly $α$和7.8 keV的类He铁K $β$。其中，6.4 keV发射线是非热现象的探针。我们在几个巨大的分子云中探测到了6.4keV的强辐射，其中一些是朱雀星新发现的。所有谱线都具有1-2 keV的大等效宽度和$2-10\times 10^{23}\{\rm H\ cm}^{-2}$吸收柱。通过比较1994年至2005年ASCA、Chandra、XMM-Newton和Suzaku获得的光谱图和光谱，我们发现了Sgr B2区6.4 keV弥散辐射的时间变化。在Sgr~A区还发现了中性氩、钙、铬和锰原子的K $α$线。我们证明了在X射线暗区探测到的6.4 keV辐射线相对于6.4 keV相关连续谱（幂律分量）的等效宽度为$\sim 800\ {\rm eV}$。这些特征很自然地可以用X射线反射星云的理论来解释，而不是低能宇宙射线电子的理论。另一方面，在射电弧的南端发现了一个6.4 keV的团簇，G~0.162 $-$ 0.217，它具有一条小的等效宽度为6.4 keV的$\sim200\ {\rm eV}$发射线。射电弧是一个相对论电子的位置。因此，可以想象G~0.162 $-$ 0…
2010-07-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
No X-Ray Excess from the HESS J1741-302 Region except a New Intermediate Polar Candidate
利用朱雀卫星，我们观测到了一个未确认的TeV γ射线源HESS J1741 $-$ 302及其周围。没有从HESS J1741 $-$ 302的明亮的南方发射峰检测到扩散或点状X射线源。从它的邻域中，我们在$(α, δ)_{\rm J2000.0} = (\timeform{17h40m35.6s}, \timeform{-30D14m16s})$的位置发现了一个新的中间极候选者，它被指定为朱雀J174035.6 $-$ 301416。Suzaku J174035.6 $-$ 301416的光谱在能量为6.4、6.7和7.0 keV处显示出发射线，这些发射线可分别归属为中性铁、类He铁和类H铁的K $α$线。在432.1 $\pm$ 0.1 s的周期处发现了一个相干脉动。脉冲轮廓在硬X射线带（4 $-$ 8 keV）中是准正弦的，但在软X射线带（1 $-$ 3 keV）中更复杂。中等周期的脉动、能量通量和铁K $α$线的存在表明朱雀J174035.6 $-$ 301416可能是一颗中等极性的双星，属于磁化的白矮星双星（激变变星）。在此基础上，我们对GCDX的起源给出了一些启示，并对HESS J1741 $-$ 302和PSR B1737 $-$ 30作了简要评述。
2011-06-15 astro-ph.HE
Discovery of Red-shifted He-like Iron Absorption Line from Luminous Accreting Neutron Star SMC X-1
我们分析了用\textit{Suzaku}获得的SMC X-1的X射线数据，并在2012年5月19日进行的观测中发现了以6.4 keV为中心的吸收线和基础加宽发射线的组合。该吸收线以$6.61_{-0.03}^{+0.02}$ ~keV为中心，吸收强度为$5.9_{-1.4}^{+1.7}$，自然地解释为Fe在6.7~keV的He $_α$共振线，其具有$4000_{-1300}^{+1400}\;\mathrm{km\;s^{-1}}$的红移。虽然\textit{Suzaku}在2011- 2012年的11个月中对该系统进行了10次观测，但只有在NS处于超轨道调制的上升阶段时的一次观测中观察到了吸收特征，这可以被认为是扩展的吸积盘从掩星的出口。因此，我们把这条线归因于一个低密度，高度电离的吸收体在一个吸积盘电晕所产生的磁盘照明NS的强烈的X射线。这种解释也与光电离度和谱线深度的讨论相一致。
2018-11-20 astro-ph.HE
The Origin of the Iron-Rich Knot in Tycho's Supernova Remnant
超新星遗迹（SNRs）的X射线观测使我们能够研究喷出物的化学不均匀性，为超新星爆炸中的核合成提供独特的见解。在这里，我们提出了详细的成像和光谱研究的“铁结”位于沿Ia型SNR第谷（SN 1572）东部边缘使用朱雀和钱德拉长曝光数据。令人惊讶的是，这个结的朱雀光谱显示没有来自Cr，Mn或Ni的发射，这对于这个SNR中的富铁区域是不寻常的。在Ia型超新星的正则延迟爆轰模型框架内，只有在峰值温度为（5.3-5.7）× 10 ^9 K和中子过剩量< 2.0 × 10^-3时，才能观测到质量比M_Cr/M_Fe < 0.023、M_Mn/M_Fe < 0.012和M_Ni/M_Fe < 0.029（置信度为90%）。这些限制排除了铁结起源于一颗质量为100亿克拉塞卡的白矮星的深而致密的核心，并且支持不完全的硅燃烧或富含阿尔法的冻结状态，可能接近它们的边界。一个爆炸性的他燃烧制度是一个可能的替代方案，虽然这一假设是在冲突的主要属性，这SNR。
2016-11-18 astro-ph.HE
Weakly broadened iron line in the X-ray spectrum of the Ultra Luminous X-ray source M82 X-1
本文介绍了迄今为止M82 X-1的最高质量的XMM-Newton和Suzaku数据。我们用自洽的方法分析了这个非凡的超亮X射线源的光谱。我们已经从宿主星系中分离出了软X射线发射（E<2.5 keV），这是由多相态热等离子体的双温热发射加上6.7 keV的窄Fe线发射成功描述的。这使我们能够正确地研究M82 X-1的固有连续辐射。朱雀光谱的连续谱是弯曲的，朱雀光谱的高质量数据使我们能够显着检测到弱增宽的Fe K-α发射线。等效宽度在30-80 eV的范围内，并且它不依赖于应用于连续体的模型。假设这条线来自ULX通过盘荧光，数据表明在6-20个引力半径的半径处的盘截断。这个值与非自旋（史瓦西）黑洞的最内层稳定圆轨道相当，甚至更大。未来更长时间的观察可能会测试这种情况。
2011-08-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Suzaku Observation of the Brightest Broad-Line Radio Galaxy 4C 50.55 (IGR J 21247+5058)
我们报告了对4C 50.55（IGR J 21247+5058）的深朱雀观测结果，它是硬X射线（> 10 keV）天空中最亮的宽线射电星系。在1-60 keV范围内的同时宽带谱可以用截止功率定律来表示，该定律具有两层吸收和来自冷物质的显著反射分量，立体角为Ω/2π \approx 0.2。在2-10 keV波段检测到2 \times 10^4秒内通量快速上升约20%。光谱能量分布表明，有小的贡献，总的X射线发射从喷流。应用热康普顿化模型，我们发现日冕具有光学厚度（τ_e \approx 3）和相对较低的温度（kT_e \approx 30 keV）。窄的铁-K发射线与标准盘被截断和/或其内部被光学厚康普顿化日冕覆盖的图片相一致，从而涂抹出相对论宽线特征。推断出的盘状结构可能是产生强大喷流的黑洞吸积流的共同特征。
2010-08-04 astro-ph.HE
An enigmatic hump around 30 keV in Suzaku spectra of Aquila X-1 in the Hard State
典型的吸积中子星，天鹰座X-1，在2007年9月至10月的一次爆发的衰变阶段被朱雀观测了七次。其中，第二次到第四次观测是在爆发峰值后10到22天进行的，当时源处于硬态，亮度为2x10^36 erg/sec。这类天体的统一光谱模型近似地再现了这3次观测中得到的0.8- 100 keV谱。然而，光谱都表现出一个神秘的驼峰状过剩约30千电子伏，以上的硬X射线连续，这被解释为产生通过康普顿。过量的功能被证实是显着的统计和系统的不确定性。它被成功地表示为高斯中心在~32 keV，与宽度（西格玛）的~6 keV和等效宽度的~8.6 keV。或者，该特征也可以通过复合边缘模型来解释，该模型在~27 keV的边缘能量以上产生准连续谱，电子温度为~11 keV，等效宽度为~6.3 keV。这些结果的背景下，通过快速质子捕获过程中热核闪光合成的重元素的原子特征进行了讨论。
2019-02-14 astro-ph.HE
XMM-Newton and Suzaku analysis of the Fe K complex in the Seyfert 1 galaxy Mrk 509
我们报告部分重叠的XMM-牛顿（~260 ks）和朱雀（~100 ks）的铁K带附近，明亮的塞弗特1星系Mrk 509的观测。源显示了解决中性铁K线，最有可能产生的吸积盘的外部。此外，该源还显示出由于电离物质而导致的6.4 keV线的进一步发射。这种发射很好地再现了在吸积盘中产生的宽线，而它不能很容易地描述从静止的光电离气体的散射或发射。所有XMM-牛顿观测的总和光谱显示存在由高度电离的流出物质产生的7.3千电子伏的窄吸收线。XMM-牛顿数据的光谱变异性研究表明，在6.6-6.7千电子伏的变异性过剩。这些变化可能产生于宽电离线的红翼，也可能是由于另一个吸收结构的变化。朱雀的数据表明，中性Fe K α线强度在长时间尺度（几年）上是恒定的，它们也证实了最有可能用宽电离Fe线来解释过量蓝移发射。平均朱雀光谱不同于XMM-牛顿的一个消失的7.3 keV的吸收线和6.7 keV左右，其中XMM-牛顿数据单独建议的变化。
2009-01-13 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
Suzaku broad-band spectrum of 4U 1705-44: Probing the Reflection component in the hard state
6.4-6.97 keV的铁发射线（通过K α辐射跃迁识别）是X射线带中最强的离散特征之一。这是推断致密物体周围吸积盘最内部等离子体性质的最强大探测器之一。在本文中，我们提出了一个最近的朱雀观测，100-ks的有效曝光，环礁源和X射线爆发4U 1705-44，在那里我们清楚地检测到的反射分量的签名，这是扭曲的高速运动的吸积盘。反射分量由大约6.4 keV的宽铁线和大约20 keV的高X射线能量的康普顿凸起组成。所有这些功能始终符合反射模型，我们发现，在硬状态的涂抹参数是非常相似的，发现在以前的XMM-牛顿观察在软状态。特别地，我们发现内部盘半径为Rin = 17 +/- 5 Rg（其中Rg是引力半径，GM/c^2），辐射率与圆盘半径的相关性为-2.5 +/- 0.5，相对于视线的倾角为i = 43 +/- 5度，并且盘中的发射区域的外半径为Rout > 200 Rg。我们注意到，吸积盘在大半径处似乎没有被截断，尽管对于中子星，源在爱丁顿光度的3%处处于硬态。我们还发现在低能量，在3.03 +/- 0.03千电子伏，与轻度电离氩（Ar XVI-XVII）发射兼容的宽发射线的证据。氩转换不包括在我们使用的自洽反射模型中，因此我们在模型中添加了一个额外的组件来适应此功能。低能量线似乎与被相同的内部磁盘参数发现的反射分量的涂抹兼容。
2015-02-26 astro-ph.HE
Long Term X-Ray Spectral Variation of the Wolf-Rayet Binary WR 102-1 in the Galactic bulge: evidence for wind distortion in the binary
WR~102-1在银河系中心区6.7keV强度图上被朱雀星探测到为一个显著的点源。根据该双星的X射线和红外光谱特征，推测其可能为沃尔夫-拉叶双星。铁谱线的发射被认为是沃尔夫-拉叶星的动态星风与伴星的温和星风碰撞时产生的。利用ASCA、XMM-Newton、Chandra、Suzaku和Swift的存档数据对WR~102-1进行了1998年以来的长期X射线监测，揭示了铁K发射线和星周吸收的变化。因此，我们在2003年3月的XMM-牛顿观测和2006年9月的朱雀观测中检测到了铁K发射线的显著红移。此外，当观测到红移时，这表明沃尔夫-拉叶星位于伴星的前面，星周吸收值比其他周期小。如果沃尔夫-拉叶星的星风是球对称的，这些结果似乎与预期相反，但如果沃尔夫-拉叶星的星风由于近星点的快速轨道运动而显著扭曲，则可以理解。
2022-04-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Timing and broad band spectroscopy of 1A 1118-61 with Suzaku
本文利用朱雀星观测资料对2009年1月爆发期间观测到的瞬变Be X射线脉冲双星1A 1118-61进行了定时和宽带脉冲相位分辨光谱分析。朱雀观测了两次，一次在爆发的高峰期，一次在13天后的下降阶段。两次观测的脉冲轮廓都表现出强烈的能量依赖性，在低能量有几个峰，在10 keV以上有一个单峰。一个弱的，窄的峰值检测到的脉冲轮廓从两个观察的能量带低于3千电子伏的主倾角，表明存在的相位相关的软过剩的源连续。脉冲星的宽带能谱可以用部分覆盖截断的幂律模型和窄的铁荧光谱线进行很好的拟合。我们还检测到一个广泛的回旋特征在~50千电子伏，从这两个观测，这是一个功能常见的吸积供电的高磁场强度的恒星。脉冲相位分辨光谱分析显示部分覆盖分量的吸收柱密度的增加，以及在脉冲轮廓的倾角处的覆盖分数的变化，这自然解释了相同的能量依赖性。的回旋加速器线参数也显示出显着的变化与脉冲相位的回旋加速器线能量的变化和深度的变化的3倍~ 10 keV。这可以解释为在不同脉冲相位下偶极场的不同视角的效应，或者更复杂的潜在磁场几何形状
2011-11-14 astro-ph.HE
Comprehensive broadband study of accreting neutron stars with Suzaku: Is there a bi-modality in the X-ray spectrum?
利用\emph{Suzaku}上的XIS和PIN数据，对吸积中子星进行了宽带光谱分析。从光谱拟合这些源与一个单一的连续模型，包括幂律和高能量截止，回旋加速器线（如需要），我们研究了各种光谱参数之间的相关性。在我们研究的39个源中，16个是文献中已知存在回旋加速线的源，29个需要截止能量。在这29个源中，18个具有在3-10 keV范围内的截止能量聚束，而对于11个源，其分布在12-25 keV。这种双模态行为并不基于Be XRB或超巨星HMXB的系统的特定性质，也不基于表征其X射线发射的不同光束模式（如从其脉冲轮廓的同时研究中推断的）。\emph{Suzaku}的宽带覆盖范围还表明，截止能量饱和的回旋加速器线能量的值更高-与以前的作品在文献中一致-的组和回旋加速器线的宽度显示出弱相关性的回旋加速器线能量。我们还发现，光谱指数和折叠能量与光度的关系。与以前的工作不同，我们没有发现任何X射线亮度和K $α$线EW之间的关系。最后，我们发现铁K $α$线的EW和通量在SFXT中比经典的NS-HMXB小。我们讨论这些发现的不同性质的恒星风和吸积机制。
2021-01-05 astro-ph.HE
Study of Swift/BAT Selected Low-luminosity Active Galactic Nuclei Observed with Suzaku
本文系统地分析了用{ \it Suzaku}和{ \it Swift}/BAT观测的硬X射线（$>10$ keV）选择的局部低光度活动星系核（LLAGN）的宽波段（0.5- 200 keV）X射线谱。该样品由10个LLAGN组成，使用{ \it Swift}/BAT检测，其固有14- 195 keV发光度小于{ \it Suzaku}存档中提供的$10^{42}$ erg s $^{-1}$，涵盖从$10^{-5}$到$10^{-2}$的广泛爱丁顿比。整体光谱可以用吸收截止幂律再现，通常伴随着来自遥远冷物质的反射分量，和/或来自宿主星系的光学薄热发射。在所有的天体中，不需要来自最内层圆盘的相对论反射分量。八个对象显示出显着的窄铁-K $α$发射线。比较它们的观测到的等效宽度与基于蒙特卡罗的环面模型的预测\cite{Ike09}，我们约束的柱密度在赤道面为$\log N^{\rm eq}_{\rm H} > 22.7$或环面半开角$θ_{\rm oa} < 70^\circ$。我们推断，爱丁顿比（$λ_{\rm Edd}$）是一个关键的参数，决定环面结构的LLAGNs：环面变得大，在$λ_{\rm Edd} \gtrsim 2\times10^{-4}$，而在较低的吸积率，它是很少开发。LLAGN的硬X射线和中红外（MIR）波段之间的亮度相关性与更明亮的AGN相同。这意味着，其他机制…
2016-04-27 astro-ph.HE
Evidence for a neutral iron line generated by MeV protons from supernova remnants interacting with molecular clouds
超新星遗迹（SNRs）一直是银河系宇宙射线加速器的主要候选者。当低能宇宙射线质子（LECRp）与星际气体碰撞时，它们会碰撞中性铁原子并发射出6.40keV的中性铁线（Fe I K $α$）。我们从银河平面$6^{\circ} \lesssim l \lesssim 40^{\circ}, |b| < 1^{\circ}$区域的朱雀档案数据中寻找七个SNR中的铁K壳层线。所有这些SNRs都与分子云相互作用。我们发现Fe I K $α$线发射从五个SNR（W28，Kes 67，Kes 69，Kes 78，和W44）。光谱和形貌表明，Fe I K $α$线是由LECR p与邻近冷气体相互作用产生的。质子能量密度估计为$\gtrsim$ 10 - 100 eV cm $^{-3}$，比周围星际介质中的能量密度高10倍以上。
2018-01-24 astro-ph.HE
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
Suzaku Observation of GRS 1915+105: Evolution of Accretion Disc Structure during Limit-Cycle Oscillation
我们目前的结果从朱雀观测的微类星体GRS 1915+105在2005年10月多波长活动。数据包括稳定状态（χ类）和极限环振荡（θ类）。在光谱分析中充分考虑了正确的星际吸收以及尘埃散射的影响。在2-120 keV带，两个态的能谱都是由光学厚（τ~7-10）、低温（T_e ~2-3 keV）的混合等离子体对盘光子的强康普顿化所支配的，该混合等离子体含有总输入功率的10-60%的非热电子。在振荡过程中检测到的高电离铁离子的吸收线表明，一个强大的盘风的发展。风的电离阶段与X射线通量相关，支持光电离起源。铁-K发射线在振荡过程中表现出很强的变化性;反射在倾斜过程中最强，但在耀斑过程中消失。我们将其解释为“自屏蔽”的证据，即康普顿化日冕在耀斑阶段变得几何厚，阻止光子照射外盘。低温高光度的盘发射表明，盘的结构类似于正则黑洞双星的甚高态。在振荡过程中的光谱变化的磁盘的几何形状和康普顿化日冕的物理参数的变化，特别是分数功率提供给非热粒子的加速解释。
2010-03-01 astro-ph.HE
Recombining Plasma in the Gamma-ray Emitting Mixed-Morphology Supernova Remnant 3C 391
费米伽马射线空间望远镜（Fermi-LAT）上的大面阵望远镜（Large Area Telescope）发现了一组与分子云（MC）相互作用的中年混合形态（MM）超新星遗迹（SNRs）。最近对朱雀X射线卫星的观测表明，其中一些相互作用的伽马射线发射SNR，如IC 443，W 49 B，W 44和G359.1-0.5，具有过电离等离子体。3C 391（G31.9+0.0）是另一个与MC相互作用的银河系MM SNR。它被Fermi-LAT在GeV γ射线中观测到，也被Suzaku在0.3 $-$ 10.0 keV X射线波段观测到。在这项工作中，3C 391被发现在GeV的γ射线与$\sim$ 18 $σ$的意义，我们表明，GeV的发射是点状的性质。GeV的伽马射线谱被证明是最好的解释中性π介子的衰变假设质子遵循打破幂律分布。利用朱雀实验数据揭示了3C 391中硅和硫的辐射复合结构。本文讨论了这类辐射等离子体和强子γ射线的可能起源。
2014-06-09 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
Alternative explanations for extreme supersolar iron abundances inferred from the energy spectrum of Cygnus X-1
在这里，我们研究的黑洞双星天鹅座X-1的1-200 keV的能谱与NuSTAR和朱雀。这是NuSTAR观测天鹅座X-1中间状态的第一份报告，观测是在双星轨道的一部分进行的，其中由于伴星风的吸收是最小的。光谱包括一个多温度的热盘组件，截止幂律组件，相对论和非相对论反射组件。我们与公开可用的恒定密度反射模型（relxill和reflionx）的初始拟合导致极高的铁丰度（分别为太阳的9.96和10.6（+1.6）（-0.9）倍）。虽然天鹅座X-1的超太阳铁丰度以前已经报道过，但我们的测量值要高得多，这种变化几乎可以肯定是非物理的。使用一个新版本的reflionx，我们修改，使电子密度的自由参数，我们得到更好的拟合光谱，即使与太阳铁丰度。我们报告了更高的密度（n_e =（3.98（+0.12）（-0.25））E20 cm-3）如何影响其他参数，如盘的内径和倾角。
2018-01-22 astro-ph.HE
Testing the Kerr black hole hypothesis with the continuum-fitting and the iron line methods: the case of GRS 1915+105
连续拟合和铁线方法是目前探测吸积黑洞强引力区的两种主要方法。本文利用GRS 1915+105中的恒星质量黑洞对Kerr黑洞假说进行了检验，分析了5个盘主导的RXTE谱和1个反射主导的Suzaku谱。从连续拟合和铁线方法的约束的组合有可能提供更严格的测试的克尔度规。我们对Johannsen变形参数$α_{13}$的约束是3 $σ$时的$-0.15 < α_{13} < 0.14$，其中当$α_{13} = 0$时恢复Kerr度量。
2022-01-12 astro-ph.HE gr-qc
The Transient Accereting X-Ray Pulsar XTE J1946+274: Stability of the X-Ray Properties at Low Flux and Updated Orbital Solution
本文介绍了2010年10月朱雀星观测到的X射线脉冲星XTE J1946+274在一次爆发衰退期间的时间和光谱分析，并与以前的结果进行了比较。XTE J1946+274是一颗由Be型星和中子星组成的瞬变X射线双星，脉冲周期为15.75 s，在172 d的轨道上运行，在活动阶段每个轨道有2-3次爆发。我们改进的轨道解决方案，使用来自多个仪器的数据。X射线谱可以用费米-狄拉克截止功率定律模型描述，在6.4 keV处有一条窄的Fe K线，在~35 keV处有一个弱的回旋共振散射特征（CRSF）。朱雀的数据是一致的，与先前观察到的连续通量与磁力线通量的相关性预期从荧光发射沿视线。然而，观察到的铁线通量略高，表明可能存在更高的铁丰度或不均匀的物质。我们认为，源最有可能只被观察到在亚临界（非辐射为主）状态，因为它的脉冲轮廓是稳定的所有观察到的光度和CRSF的能量是近似相同的最高（~ $5 \times 10^{37} $尔格s $^{-1}$）和最低（~ $5 \times 10^{36} $尔格s $^{-1}$）观察到的3-60 keV的光度。
2015-10-16 astro-ph.HE
Disk emission and atmospheric absorption lines in black hole candidate 4U 1630-472
我们重新分析了处于高/软状态的黑洞候选者4U 1630-472的SUZAKU数据。结果表明，具有铁吸收线的4U 1630-472的连续X射线谱可以用来自吸积盘大气的谱满意地模拟。起源于热吸积盘大气的高度电离铁的吸收线可以作为对通常支持这类源的风模型的替代或补充解释。我们使用一个单一的模型模型的连续谱和线光谱。高度电离铁的吸收线可以起源于由于盘的高温而本质上是热的盘大气的上部。用自然、热和压力加宽计算的铁谱线轮廓与观测结果非常吻合。结果表明，吸积盘大气能有效地产生4U 1630-472谱中的铁吸收线。在吸积盘大气中产生的吸收线是观测到的谱线轮廓的重要组成部分，即使还有其他机制对吸收特征负责。然而，当连续体和线作为单独的模型分量进行拟合时，风理论可能是拟合过程的一个伪像。
2013-12-03 astro-ph.HE
A Suzaku survey of Fe K lines in Seyfert 1 AGN
我们构造了一个全宽带模型，分析了附近Seyfert 1 AGN（z<0.2）的Suzaku观测资料，其曝光量大于50 ks，计数大于30000，以研究它们的铁线轮廓。这导致46个对象和84个观测的样本。宽带朱雀和Swift-BAT数据（0.6-100千电子伏）的完整建模后，我们发现复杂的温暖的吸收是存在于59%的对象在这个样本中，这有一个显着的影响后，派生的Fe K区域参数。同时，46个天体中有35%需要某种程度的高柱密度部分覆盖，以便完全模拟硬X射线光谱。我们还发现，大量的对象在样品中（22%）需要高速度，高电离流出的Fe K区域产生的Fe XXV和Fe XXVI。另外四个活动星系核具有高度电离的铁钾吸收体，与零流出速度一致，使得该样本中总共有14/46（30%）的活动星系核显示出在铁钾区域具有统计学显著吸收的证据。来自遥远物质的6.4 keV的窄Fe K α辐射在这些活动星系核中几乎是普遍存在的。检查6-7 keV的Fe K区域，我们注意到，来自Fe XXV在6.63-6.70 keV和来自Fe XXVI在6.97 keV的窄发射线分别存在于52%和39%的物体中。我们的研究结果表明，在46个物体中有23个（50%）在>99.5%的置信度下检测到统计上显著的相对论性Fe K α发射，使用relline模型测量平均发射率指数q=2.4 \pm 0.1和等效宽度EW=96 \pm …
2012-09-08 astro-ph.HE
Suzaku Observation of Be/X-ray Binary Pulsar EXO 2030+375
在本文中，我们研究了Be/X射线脉冲双星EXO 2030+375的时间和光谱特性，使用$Suzaku$观测2012年5月23日，在一个不太强烈的I型爆发。在X射线光变曲线中，在质心周期为41.2852 s处清楚地检测到脉冲，这表明脉冲星正在旋转。脉冲轮廓被发现是奇特的，例如，不同于从2007年5月14日的早期朱雀观测中获得的脉冲轮廓。在软X射线（0.5-10 keV范围）下的单峰窄轮廓在12-55 keV能量范围内改变为双峰宽轮廓，并且在硬X射线（55-70 keV范围）下再次恢复为平滑的单峰轮廓。脉冲星1.0-100.0 keV的宽带谱可以用三种连续模型来描述：（i）部分覆盖高能截止幂律模型，（ii）部分吸收高能指数衰减幂律模型和（iii）部分覆盖指数正负幂律模型.与早期的朱雀观测不同，在2012年5月爆发期间，脉冲星光谱中只存在6.4 keV的微弱窄铁K_α发射线。在1-100 keV能量范围内未检测到任何类似吸收的特征，这支持了早期朱雀观测中EXO 2030+375不存在回旋共振散射特征的说法。脉冲相位分辨光谱揭示了额外的致密物质的存在下，导致第二个峰的情况下，从软X射线脉冲轮廓。详细的结果在文件中描述。
2014-12-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence for Recombining Plasma in the Supernova Remnant G346.6-0.2
我们介绍了超新星遗迹（SNR）G346.6-0.2的朱雀结果。X射线辐射具有中心填充的形态，在射电壳层内的大小为6' x 8'。无论是电离平衡还是非平衡（电离）等离子体都不能再现在2-4 keV带中保留肩状残留物的光谱。这些结构可能是由于自由电子复合到类He Si和S的K壳层。的X射线光谱很好地拟合与等离子体模型中的复合占主导地位的阶段。我们认为，在5 keV的高温下，等离子体几乎处于完全电离状态，然后由于电子的选择性冷却到0.3 keV的较低温度，等离子体变成一个重组相。G346.6-0.2将处于重组阶段。
2012-08-28 astro-ph.HE
Testing Accretion Disk Structure with Suzaku data of LMC X-3
LMC X-3的朱雀观测提供了迄今为止关于吸积盘光谱形状的最佳数据。这是由于沿该视线的非常低的吸收柱密度的组合，其允许盘发射的形状在低能量下被CCD约束，而尾部可以同时由高能量检测器确定高达30 keV。这些数据清楚地表明，所观察到的磁盘光谱比简单的“黑体之和”更宽，并且强烈需要发射的相对论拖尾。然而，本征发射应该比黑体的（颜色校正）总和更复杂，因为它还应该包含来自部分电离的盘光球的光电吸收边缘。这些被相对论性的涂抹扩大了，但是模型预测在边缘能量附近1/3 - 1太阳丰度的偏差约为3 - 5%，明显强于观测到的。这表明，模型需要包括更多的物理过程，如自辐射，束缚束缚（线）吸收，和/或从复合连续和/或线的发射。或者，如果这些都不匹配的数据，它可以改为要求吸积盘密度和/或发射率的高度分布是不同的假设。因此，这些数据证明了我们对吸积盘垂直结构的基本认识的观测测试的可行性。
2010-03-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
New measurements of the cyclotron line energy in Cen X-3
我们报告的结果，从两个观测的吸积双星X射线脉冲星Cen X-3进行了宽带X射线天文台朱雀和NuSTAR的数据分析。的脉冲轮廓是由一个广泛的单峰为主，并显示出一些能量依赖性与两个额外的弱脉冲峰值分别在能量低于15和25 keV。Suzaku的0.8-60.0 keV和NuSTAR的3.0-60.0 keV的宽带X射线谱与高能截止幂律模型以及软过剩、多铁发射线和回旋吸收很好地拟合。发现Suzaku和NuSTAR谱中的回旋加速器线能量分别为$30.29^{+0.68}_{-0.61}$ keV和$29.22^{+0.28}_{-0.27}$ keV。我们将这两个测量结果与Ginga，BeppoSAX和RXTE获得的Cen X-3中CRSF的四个先前测量结果进行比较。我们没有发现CRSF依赖于光度的证据。除了用BeppoSAX进行的一次CRSF测量外，其余的测量结果与CRSF能量在29.5 - 30.0 keV范围内、亮度范围为1.1-5.4 $\times 10^{37}$尔格s $^{-1}$的一致，这与其他几个在相同亮度范围内显示出相当大的CRSF变化的源不同。
2020-11-11 astro-ph.HE
Confirmation of the nature of the absorber in IRAS 09104+4109
我们首次对超亮红外星系IRAS 09104+4109进行了长时间的\emph{Suzaku}观测。从红外到X射线的SED表明，这个源是一个具有康普顿薄吸收体的被遮蔽的类星体。然而，用\emph{BeppoSAX} PDS对源进行的3 $σ$硬X射线探测表明，这是一个反射占主导地位的康普顿厚度视图。后来发现高能探测器可能被另一个2型活动星系核NGC 2785污染，它距离我们只有17弧分。我们新的\emph{Suzaku}观测提供了同时的软X射线和硬X射线覆盖，并排除了NGC 2785的污染。我们发现，硬X射线成分是没有检测到的\emph{Suzaku} HXD/PIN（有效能带14-45 keV）。反射和透射模型都已在最新的\emph{Suzaku}和\emph{Chandra}数据上进行了测试。0.5-10 keV的频谱可以很好地模拟这两种情况。此外，我们的分析表明，在这两个模型中所需的吸收柱是$N_{\rm H} \sim 5 \times 10^{23}$ cm $^{-2}$。除非IRAS 09104+4109是一个“改变外观”的类星体，否则我们确认它是一个康普顿薄活动星系核。虽然缺乏检测的X射线发射高于10千电子伏似乎有利于传输的情况下，我们发现，这两个模型提供了相当相似的通量预测在X射线波段低于$\sim$ 40千电子伏。我们还发现，\emph{Suzaku}谱中的强铁谱…
2013-01-14 astro-ph.HE
Variability of the High Velocity Outflow in the Quasar PDS 456
我们提出了一个比较的两个朱雀X射线观测附近（z=0.184），发光（$L_{bol} \sim 10^{47}$ erg s $^{-1}$）I型类星体，PDS 456。在2011年，一个新的125ks朱雀观测在一个低X射线通量和硬X射线光谱的时期捕获了类星体，与之前在2007年的190ks朱雀观测形成对比，当时类星体看起来更明亮，并且具有陡峭的（$Γ>2$）X射线光谱。2011年的X射线光谱在类星体静止坐标系中包含一个明显的接近9.keV的波谷，这可以用蓝移的铁K壳层吸收来模拟，最有可能来自铁的He和H类跃迁。在与2007年早期观测相似的静止坐标系能量下观测到吸收槽，这似乎证实了PDS 456中存在持续的高速风，外流速度为$0.25-0.30$ c。2007年和2011年之间的光谱变化可以通过部分覆盖吸收体的变化来解释，从2007年较亮的观测到2011年较暗的观测，覆盖率增加。总体而言，如果PDS 456是在相对较低的倾角下通过康普顿厚风观测到的，那么可以解释2011年的低通量观测，康普顿厚风来自吸积盘，它显着衰减了来自类星体的X射线通量。
2013-11-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
Iron Fluorescent Line Emission from the mCvs and Hard X-ray Emitting Symbiotic Stars as a Source of the Iron Fluorescent Line Emission from the Galactic Ridge
银河脊X射线发射（GRXE）光谱在6.4、6.7和7.0 keV处具有强铁发射线，每一条线对应于中性（或低电离）、类氦和类氢铁离子。6.4 keV的荧光线是由硬X射线源照射中性（或低电离）物质（铁）产生的，表明银河平面内均匀存在冷物质。为了解决冷荧光物质的来源问题，我们研究了发射硬X射线的共生星（hSS）和磁激变变星（mCV）白矮星表面6.4 keV谱线对GRXE的贡献。在我们用朱雀号观测到的4~ hSS和19~ mCV的光谱分析中，我们能够分辨出三条铁发射线。我们发现hSS的6.4~keV谱线的等效宽度（EW）系统地高于mCV的，使得hSS和mCV的平均EW分别为$179_{-11}^{+46}$ ~eV和$93_{-3}^{+20}$ ~eV。与6.4keV谱线的典型EW相比，hSS的EW值在90- 300 eV之间，这取决于银河系的位置。hSS和mCV的平均6.4 keV谱线亮度分别为$9.2\times 10^{39}$和$1.6\times 10^{39}$ ~photons~s $^{-1}$，表明hSS本质上比mCV更有效的6.4 keV谱线发射体。我们将来自mCV的6.4 keV线的预期贡献与在$(l,b) \approx (28.5\arcdeg, 0\arcdeg$方向上观察到的GRXE 6.4 keV线通量进行比较。我们的结论是，几乎所有的6.4 keV线通量…
2015-12-08 astro-ph.HE
