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
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
Broadband X-ray Spectra of the Ultraluminous X-ray Source Holmberg IX X-1 observed with NuSTAR, XMM-Newton and Suzaku
我们介绍了NuSTAR、XMM-Newton和朱雀在2012年底对极端超亮X射线源Holmberg IX X-1进行的协调宽带X射线观测的结果。这些观测提供了迄今为止Holmberg IX X-1的第一个高于10 keV的高质量光谱，将这个显着来源的X射线覆盖范围扩展到~30 keV。宽波段观测在两个时期进行，在这两个时期之间，Holmberg IX X-1表现出通量和强烈的光谱变化，亮度从Lx =（1.90+/-0.03 e40 erg/s）增加到Lx =（3.35+/-0.03 e40 erg/s）。这两个时代的光谱表现出一致的排放标准低/硬吸积状态中看到的银河系黑洞双星，这将是预期的，如果霍姆伯格IX X-1窝藏一个真正的大规模黑洞吸积在基本上亚爱丁顿吸积率。NuSTAR的数据证实，在3-10千电子伏的带通之前观察到的曲率并不代表一个真正的光谱截止。在每一个时期，光谱似乎是由两个光学厚的热成分，可能与一个吸积盘。光谱还显示了最高能量下非热尾的一些证据，这可能进一步支持这一假设。现有的数据允许的两个热分量中的任何一个占主导地位的光谱演变，虽然这两种情况下需要高度非标准的行为热吸积盘排放。
2014-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA 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 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
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
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
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 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
Short-term variability and PSD analysis of the radio-loud AGN 3C 390.3
我们调查的短期变化特性和功率谱密度（PSD）的宽线射电星系（BLRG）3C 390.3使用的观测XMM，RXTE，朱雀在2004年10月和2006年12月之间的几个场合。这项工作的主要目的是获得模型独立的约束的X射线发射的起源和中央引擎的性质在3C 390.3。在几个小时的时间尺度上，通过不间断的XMM光变曲线探测，3C 390.3的通量在所有能带中都是恒定的。在较长的时间尺度上，由2天RXTE和朱雀观测探测，通量变化变得显着。后一个观测结果证实了3C 390.3的光谱变化行为与在射电宁静的塞弗特星系中观测到的光谱演化是一致的：光谱随着源变亮而变软。在朱雀曝光期间观察到的软X射线和硬X射线之间的相关变化以及相隔1周的2个XMM点之间的相关变化，反对以0.5-10 keV X射线波段中存在两个不同变量分量为特征的情景。在50年的频率中进行的详细的PSD分析表明，在92%的置信水平下，在T_br~43天处存在断裂。这是继BLRG 3C 120之后第二次在射电强、非喷流主导的活动星系核中探测到PSD破裂，并且与T_br、M_BH和L_bol以及Seyfert星系之间的关系基本一致。我们的研究结果表明，3C 390.3的X射线光变特性与射电宁静活动星系核的X射线光变特性基本一致，这表明3C 390.3的X射线发射机制与附近的Seyfert星系相似，而没有来自喷流分量的任何显著贡献。
2009-08-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Black Hole Spin and Soft X-ray Excess of the Luminous Seyfert Galaxy Fairall 9
我们提出了一个分析的所有XMM牛顿和朱雀X射线光谱附近的发光塞弗特星系费尔9。重复以前的分析，我们发现了强有力的证据，广泛的铁线与X射线反射从最里面的吸积盘。通过拟合的光谱模型，包括相对论电离的反射组件，我们检查的约束内吸积盘和黑洞自旋的倾斜，以及由光电离发射线系统的存在下引入的并发症。采用多历元拟合，我们试图获得稳健的和一致的措施的吸积盘参数。我们还清楚地看到Fairall 9中的软X射线过量。在某些时期，软过剩可以用产生铁线的相同圆盘反射分量来描述。然而，存在需要额外的软组件的时期。这可以归因于一个额外的高度电离，强烈模糊的磁盘反射组件，或一个新的X射线连续分量。
2012-09-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Swift BAT-detected Seyfert 1 Galaxies: X-ray Broadband Properties and Warm Absorbers
本文介绍了用雨燕爆发警戒望远镜（BAT）在甚硬X射线中探测到的48个Seyfert 1-1.5源的宽波段（0.3-195 keV）X射线谱的分析结果。该样品是在14-195 keV波段进行的全天巡天中选择的。因此，我们的来源在很大程度上对遮蔽和宿主星系的性质都没有偏见。我们的详细和统一的模型适合Suzaku/BAT和XMM-牛顿/BAT光谱，包括中性吸收，直接幂律，反射发射，软过剩，温暖的吸收，和窄Fe K-α发射特性的整个样品。我们显着检测O VII和O VIII的边缘在我们的样品的52%。这些检测的强度与光谱中测量的中性柱密度密切相关。在最强的探测中，X射线光栅和紫外线观测（如果有的话）表明有物质流出。具有O VII和O VIII检测的源的电离柱密度聚集在具有N $_{\rm warm} \sim 10^{21}$ \，cm $^{-2}$的窄范围内，而没有强检测的源的电离气体的柱密度低一个数量级。因此，我们注意到，没有强探测的源可能有温暖的电离流出，但在低柱密度，不容易探测与当前的X射线观测。具有强复吸收的源具有强软过量，这可能是或可能不是由于难以对这些源的复光谱进行建模。尽管如此，一个平坦的伽玛~ 1和一个强大的软过剩的检测可能使我们能够推断在低信噪比的活动星系核光谱的强吸收的存在。此外，我们还包括一个有用的校正，从斯威夫特BAT的光度测热光度，根据我们的光谱拟合结果与公布…
2011-12-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku observation of IRAS 00521-7054, a peculiar type-II AGN with a very broad feature at 6 keV
IRAS 00521 $-$ 7054是第一个声称存在特大Fe K $α$线的Seyfert 2。我们在这里报告的分析100 ks朱雀观测的来源。我们证实了在$E\sim6$ keV（$EW\simeq 800$ eV）的幂律X射线连续谱上存在非常强的过剩，向下延伸到$\sim 4.5$ keV，并发现该源的X射线谱可以用两种不同的模型来解释。i）吸收方案，其中X射线源被两个完全覆盖的电离吸收体遮蔽，具有来自中性材料的强反射分量（$R\sim 1.7$）、黑体分量和四条窄高斯线（对应于Fe K $α$、Fe K $β$、Fe xxv和Fe xxvi）。ii）反射方案，其中X射线光谱主要由围绕自旋为$a \geq 0.73$的旋转超大质量黑洞的电离盘产生的模糊（$\log N_{\rm\,H}\sim 22.9$）模糊反射，并受到光弯曲（$R\sim 2.7$）的影响，加上两条窄高斯线（对应于Fe K $α$和Fe K $β$）。窄的Fe K $α$和K $β$线与由离子化铁产生的一致，特别是分别由Fe xiv-Fe xvi和Fe xii-Fe xvi产生的吸收和反射情况。虽然X射线连续谱在观测过程中变化很大，但宽特征的强度似乎是恒定的，与吸收和反射情况一致。对于这两种情况下，我们得到了一个陡峭的幂律发射（$Γ\sim 2.2-2.3$），我们推测，源可能是一个模糊的窄线塞弗特1。
2014-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA 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
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 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 '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
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
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 Observations of Three FeLoBAL QSOs, SDSS J0943+5417, J1352+4239, and J1723+5553
我们提出了朱雀观测三个铁低电离宽吸收线类星体（FeLoBALs）。我们在观测到的2- 10 keV带中检测到J 1723 +5553（3σ），并通过模拟其X射线硬度比将其本征nh柱密度限制为nh > 6 \times 10^{23} \cmsq。我们研究的宽带光谱指数，aox，X射线和紫外波段之间的结合X射线测量和紫外线通量外推从2 MASS的幅度，假设一系列的固有柱密度，然后比较aox值的三个FeLoBALs与那些从一个大样本的正常类星体。我们发现，如果J 0943 +5417的nh柱密度为nh > 7 \times 10^{23} \cmsq，J 1352 +4293的nh柱密度为nh > 2 \times 10^{24} \cmsq，则FeLoBALs与正常类星体的谱能量分布（SED）是一致的，对于J1723+5553，6 \times 10 ^{23} < \nh < 3 \times 10^{24} \cmsq。在这些大的固有柱密度下，来自汤姆逊散射的光学深度可以达到\sim 6，这将显著地调制UV通量。我们的研究结果表明，X射线吸收材料位于与紫外线吸收风不同的位置，可能在X射线和紫外线发射区域之间。我们发现一个显着的动力学反馈效率的FeLoBALs，表明外流是类星体中的一个重要的反馈机制。
2011-05-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
NuSTAR, XMM-Newton and Suzaku Observations of the Ultraluminous X-ray Source Holmberg II X-1
我们提出了第一个宽带0.3-25.0 kev的X射线观测明亮的超亮X射线源（ULX）Holmberg II X-1，由NuSTAR，XMM-Newton和朱雀在2013年9月。NuSTAR的数据提供了Holmberg II X-1在10 keV以上的首次观测，并揭示了一个非常陡峭的高能光谱，类似于NuSTAR迄今为止观测到的其他ULX。这些观测结果进一步表明，ULX表现出的光谱状态通常不会出现在银河系黑洞双星。与其它源的比较表明Holmberg II X-1的吸积率很高，甚至可能超过了Eddington吸积率，软X射线谱（E<10 keV）似乎由两个类黑体发射分量主导，其中较热的一个可能与一个吸积盘有关。然而，所有简单的磁盘模型低于预测的NuSTAR数据以上~10 keV，并需要一个额外的发射组件在最高的能量探测，这意味着NuSTAR数据不下降与维恩光谱。我们调查这样一个额外的高能量的发射组件的物理起源，并赞成的情况下，多余的康普顿散射产生的热电晕的电子与一些属性类似的非常高的状态中看到的银河双星。从这些历元中推断出观测到的0.3-25.0 keV宽波段光度为Lx =（8.1+/-0.1 e39 erg/s，这是Holmberg II X-1的典型特征，大部分通量（约90%）在10 keV以下发射。
2015-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Probing the unified model in NGC 7314
本文研究了窄线塞弗特1星系NGC 7314的复杂吸收X射线谱。我们从XMM-Newton、Suzaku和ASCA的档案中收集了可用的公共X射线数据。使用拟合软件包dac分析光谱。我们发现在XMM-牛顿EPIC-pn光谱的内在中性和电离吸收的证据。电离气体呈现出三个明显不同的电离阶段，虽然它的运动学性质不能被解开。在RGS光谱中也检测到这些相位中的至少两个，尽管由于低统计而具有较低的显著性。ASCA和朱雀光谱显示较大的中性吸收，但没有电离气体的签名。在所有观测中检测到Fe Ka发射线，此外，在EPIC-pn光谱中检测到Fe XXVI，在朱雀XIS光谱中检测到Fe Kbeta。利用这一观测证据，我们构建了一个一致的图片的背景下，活动星系核的统一模型的系统的几何形状。因此，不同的观测性质被解释为中性气体云穿过我们的视线，这将是擦过一个尘埃环。
2011-09-08 astro-ph.CO
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
Broadband X-ray properties of absorbed AGN
本文报道了用积分法选取的33个吸收型赛弗特星系硬X射线的宽带X射线性质。用xmm和积分IBIS数据获得的高质量宽带光谱很好地再现了具有高能量截止的吸收的初级发射，其散射分数低于2-3 keV，加上康普顿反射特征。在30%的样品中发现高能量截止，平均值低于150 keV。NH与Fobs（2-10 keV）/F（20-100 keV）的诊断图允许分离康普顿厚的物体，并可能代表未来新发现的活动星系核的硬X射线观测的有用工具。我们无法将反射分量与吸收气体联系起来作为一个环面，需要一个更复杂的方案。在康普顿薄源中，Fe K线的一部分（但不是全部）需要在可能与光学宽线区相关的气体中产生，也负责吸收。我们仍然需要一个康普顿厚介质（不拦截视线）可能与一个环面，这有助于Fe线强度，并产生观察到的反射连续高于10千电子伏。所谓的岩泽-谷口效应不能用我们的数据来证实。最后，与未被遮蔽的活动星系核样本的比较表明，1型和2型（一旦校正吸收）塞弗特的特点是相同的核/吸积性质（光度，辐射光度，爱丁顿比），支持“统一”的观点。
2011-12-20 astro-ph.CO
Broadband study of hard X-ray selected absorbed AGN
本文报道了用INTEGRAL硬X射线选择的一个完整的吸收Seyfert星系样品的宽带X射线性质。该样本由33个源组成：15个是新发现的20 keV以上，而18个是已知的活动星系核。对于17个源，我们用XMM和INTEGRAL数据进行了宽带分析。我们已经用现有的宽带研究补充了对其余16个来源的分析。的光谱是很好地再现与吸收的初级发射与高能量的截止和其散射分数低于2-3千电子伏，加上康普顿反射功能。在30%的样品中发现高能量截止，平均值低于150 keV。硬X射线选择有利于检测更模糊的源，对数NH平均值为23.15。NH与F（corr）（2- 10 keV）/F（20- 100 keV）的诊断图可以分离出康普顿厚的天体，并可能成为今后对新发现的活动星系核进行硬X射线观测的有用工具。我们无法将反射分量（连续谱和Fe线）与吸收气体作为环面相关联，需要更复杂的方案。在康普顿薄源中，Fe线的一部分（但不是全部）需要在比厚环面更靠近BH的气体中产生，这可能与光学BLR相关，也负责吸收。我们仍然需要一个康普顿厚介质（不拦截视线）可能与一个环面，这有助于铁线，并产生观察到的反射连续高于10千电子伏。岩泽-谷口效应不能用我们的数据证实。最后，与未被遮蔽的活动星系核样本的比较表明，1型和2型（一旦校正吸收）塞弗特具有相同的核/吸积性质（光度，热光度，爱丁顿比），支持统一的观点。
2011-11-08 astro-ph.CO
The Iron K Line Profile of IRAS 18325-5926
IRAS 18325-5926是一个X射线明亮、康普顿薄的2型塞弗特星系，也是第一个声称存在宽Fe K α发射线的塞弗特2星系。然而，尽管铁谱线的结构看起来很宽，但有初步证据表明它可能包含多条谱线。然而，以前的分析只包括拟合独立的广泛的组成部分，铁K带。在这里，我们已经分析了所有可用的X射线CCD数据从朱雀，XMM-牛顿和ASCA充分调查的性质的排放复杂的测试宽带物理模型和替代假设。我们发现，这两个模型组成的广泛的，模糊的反射从电离吸积盘和一个模型组成的冷，中性的反射加上狭窄的发射线从高度电离的光电离气体（log λ = 3.5）提供统计上可比的数据拟合，虽然真实的现实的Fe线目前不能确定与现有的数据。然而，人们希望更好的质量数据和改进的光子统计在铁K波段将允许一个更强大的模型之间的区别。
2014-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Chandra Multi-Wavelength Project: Optical Spectroscopy and the Broadband Spectral Energy Distributions of X-ray Selected AGN
根据作为ChaMP的一部分观察到的X射线源的光学光谱，我们使用FLWO、SAAO、WIYN、CTIO、KPNO、Magellan、MMT和Gemini望远镜以及档案SDSS光谱进行了目标光谱跟踪，提供了总共1569个Chandra源的红移和分类。我们将光学对应物分为50%的BLAGN，16%的NELG，14%的ALG和20%的恒星。我们探测到z~5.5的类星体和z~3的星系。我们编制了从X射线到无线电波段的广泛测光。加上我们的光谱信息，这使我们能够获得详细的SED为我们的河外来源。我们适合各种模板，以确定测辐射热光度，并约束AGN和星爆的组件都存在。虽然~58%的X射线塞弗特星需要一个恒星暴事件来拟合观测到的测光，但只有26%的X射线类星体群体似乎有某种恒星形成的贡献。这明显低于塞弗特星系，特别是如果我们考虑到z>1处的环面污染，我们的大多数X射线类星体就在那里。此外，我们还观察到随着X射线亮度的增加，星暴贡献的百分比迅速下降。这与合并模型所预测的强大类星体对恒星形成的淬灭相一致，或者与恒星形成的峰值和类星体活动之间的时间滞后相一致。我们已经验证了这一假设，即X射线遮蔽和恒星形成之间应该有很强的联系，但我们没有发现任何之间的关联X射线柱密度和恒星形成率无论是在一般人口或恒星形成的X射线塞弗特。我们的大汇编还允许我们在这里报告识别81个XBONG，78个z>3 X射线源和8个2型类星…
2013-06-20 astro-ph.CO
