X-ray spectroscopy of the Compton-thick Seyfert 2 ESO 138-G1
我们报告我们的分析XMM牛顿观测的塞弗特2星系ESO 138-G1（z = 0.0091）。这些数据揭示了一个复杂的光谱在其软和硬的部分。0.5-2千电子伏波段的特点是由一个强大的“软过剩”的组件与几个发射线，通常在其他窄线活动星系核观察到。在3 keV以上，幂律拟合产生非常平坦的斜率（Gamma ~0.35），并且在~6.4 keV附近存在突出的线状发射特征。这表明沿着核心的视线存在严重的遮蔽。我们发现一个很好的适合3-10 keV的连续与纯反射模型，这提供了强有力的证据，康普顿厚屏幕，防止直接检测的内在核X射线发射。尽管由通过Nh ~2.5 x 10^{23} cm^-2的吸收体的幂律模型也提供了与硬X射线数据的合理拟合，但测量到的Fe K α发射线的等效宽度值~800 eV与被康普顿细柱密度遮蔽的主连续谱不一致。此外，ESO 138-G1的2-10 keV去红化[OIII]通量的比率与研究充分的康普顿厚塞弗特星系报告的典型值一致。最后，我们还注意到，Swift/BAT和INTEGRAL/IBIS给出的15-150 keV通量上限似乎排除了核连续谱中透射成分的存在，即使是在这个非常硬的X射线波段，因此意味着吸收体的柱密度可能高达10^{25} cm^-2。这使得ESO 138-G1成为下一个X射线任务的一个非常有趣的、重的康普顿厚度的活动星系核候选者，其光谱和成像能力超过10千…
2011-08-30 astro-ph.CO
The XMM deep survey in the CDFS IV. Candidate Compton-thick AGN
钱德拉深场是天空中X射线数据密度最高的区域：4M的钱德拉和3M的XMM数据，即使是微弱的源也可以提取出高质量的光谱。我们利用这一点，以编制一个样本的严重模糊的活动星系核（AGN）使用X射线光谱。我们从176个最亮的XMM源中选择我们的样本，寻找a）平坦的X射线光谱（在90%置信水平下光子指数<1.4），表明反射占主导地位的连续谱，或b）吸收转换，表明柱密度高于~10 ^{24} cm-2。我们发现一个样本的九个候选人严重模糊的来源满足上述标准。其中四个显示具有统计学显著性的FeKa线，具有较大的等效宽度（四分之三的EW与1千电子伏一致），这表明这些是最安全的康普顿厚度活动星系核候选者。其中两个源是传输为主，而其他两个最有可能是反射为主的康普顿厚活动星系核。虽然这四个源的样本在统计上并不完整，但它代表了在中等到高红移下发现的康普顿厚源的最佳例子，其中三个源在z = 1.2 - 1.5，一个源在z = 3.7。使用斯皮策和赫歇尔观测，我们估计具有良好的精度的X射线，中红外（12微米）的亮度比我们的来源。这些都远低于平均活动星系核的关系，独立地表明，这四个来源是严重模糊。
2013-03-22 astro-ph.CO
Compton-thick active galactic nuclei inside local ultraluminous infrared galaxies
本文对局部超亮红外星系（ULIRGs）中最亮的活动星系核（AGN）进行了X射线分析。我们的样本由10个源组成，其中包含活动星系核的部分，估计其光度超过~10^12 L太阳，但由于它们的大遮蔽，在光学波长上还没有被识别出来。根据Chandra和XMM-Newton光谱，在2-10 keV处，只有十分之二的清晰AGN特征以反射发射的形式被检测到。相反，来自星暴（SB）成分的X射线通量总是与基于其红外辐射的预期大致一致。因此，对活动星系核探测缺失的最有说服力的解释是X射线吸收体的康普顿厚度。综合中红外光谱和X射线光谱的分析结果表明，ULIRG中活动星系核的周围环境比普通活动星系更富含气体和尘埃，活动星系核的吸收程度与SB强度有一定的相关性，表明两者之间存在强相互作用，支持ULIRG/类星体演化模式.
2011-03-16 astro-ph.CO
A Compton-thick AGN at z~5 in the 4 Ms Chandra Deep Field South
本文报道了在4 M钱德拉深场南发现了一个Z=4.76的康普顿厚度的活动星系核。这个物体被选为HST/ACS图像中的V波段脱落物，以前被认为是光谱学中的活动星系核。4 Ms Chandra观测显示在V波段脱落位置处有显著的（~ 4.2 sigma）X射线探测。X射线源显示出HR=0.23 ± 0.24的硬度比，对于z~5处的源，这高度暗示了康普顿厚吸收。在~0.9-4 keV的能量范围内，可以看到源X射线光谱高于背景水平，即，在~5-23 keV的静止帧能量范围内。当光子指数固定为Gamma=1.8时，测得的柱密度为N_H=1.4^{+0.9}_{-0.5} x 10^{24} cm^{-2}，为康普顿厚度。据我们所知，这是迄今为止发现的最遥远的、被X射线光谱分析证实的活动星系核。在2-10 keV波段的固有（去吸收）静止坐标系光度为~2.5 x 10^{44} erg s^{-1}，这使该天体属于2型类星体。光谱能量分布表明，大质量恒星的形成与遮蔽的黑洞吸积有关。这个系统可能是在黑洞和早期恒星质量组装的一个主要的共同时期被捕获的。在高红移的严重模糊AGN的数量密度的措施将是至关重要的，从一开始重建BH/星系的演化历史。
2011-02-23 astro-ph.CO
New Compton-thick AGN in the circumnuclear water maser hosts UGC3 789 and NGC 6264
大柱密度，来自X射线的研究，通常测量对AGN托管水脉泽，特别是当H2O的排放与核吸积盘。此外，可能的内在X射线光度和H2O脉泽发射的特性之间的相关性已经提出，但是，需要确认。为了获得这些有希望的目标的详细的X射线信息，并建立一个系统的详细研究活动星系核中的X射线/H_2O脉泽关系，我们对在我们正在进行的调查与雨燕卫星的所有已知的水脉泽在活动星系核中确信检测到的五个H_2O脉泽源的样本进行了高灵敏度XMM-牛顿观测。对于NGC 613、VIIZw 73和IRAS 16288+3929这三个星系，我们已经估算出了内禀吸收的量，表明它们的柱密度为4- 6 × 10^23 cm^-2。对于UGC 3789和NGC 6264（在我们的样本中已确认的两个盘状脉泽星系），从Fe K α线的大EW方向推断出柱密度超过1 × 10^24 cm^-2。将我们的结果与过去类似研究的结果相加，我们发现，存在高度遮蔽（NH>10^23 cm^-2）和康普顿厚度活动星系核的水脉泽源的百分比分别为96%（45/47）和57%（27/47）。此外，86%（18/21）的盘状脉泽星系拥有康普顿厚度的活动星系核。同时也证实了以前工作中提出的星系热光度与吸积盘半径之间的相关性。
2013-09-25 astro-ph.CO
Suzaku Observation of a Hard Excess in 1H 0419-577: Detection of a Compton-Thick Partial-Covering Absorber
我们目前的结果从2007年7月期间采取的1H 0419-577 200 KS朱雀观测。该源显示出一个强大的过剩的计数超过10千电子伏相比，外推模型的基础上以前的数据在0.5-10千电子伏波段。1H 0419-577中的“硬过剩”可以解释为存在一个康普顿厚度的部分覆盖吸收体，覆盖了约70%的源。康普顿厚度的气体可能来自光学BLR内部的半径，并可能形成一部分的cloudspeaker盘风。朱雀号观测到的Fe Ka荧光光度与赤道盘风的观测结果一致。
2009-03-25 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
The Compton-thick AGN luminosity function in the local Universe: A robust estimate combining BAT detections and NuSTAR spectra
本文结合Swift BAT巡天与NuSTAR后续光谱，构建44个康普顿厚AGN样本，用贝叶斯方法推导其本地宇宙光度函数，发现暗端平坦并估计其占AGN总数约24%。
2024-12-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Balancing the Cosmic Energy Budget: The Cosmic X-ray Background, Blazars and the Compton Thick AGN Fraction
在能量大于2keV时，活动星系核（AGN）是宇宙X射线背景（CXB）的来源。对于AGN群体合成模型复制的峰值区域的CXB（~30千电子伏），一个高度模糊，因此几乎看不见的AGN类，称为康普顿厚（CT）AGN，必须假设贡献了近三分之一的CXB。为了约束活动星系核的CT分数和CT数密度，我们考虑了几种硬X射线活动星系核光度函数和耀变体对CXB的贡献。按照统一的方案，射电活动星系核光度函数被相对论性地波束化，以创建一个射电耀变体光度函数。建立了一个平均耀变体谱能量密度模型，将射电光度转换为X射线光度。我们发现耀变体对CXB的贡献在0.5-2 keV波段为12%，在2-10 keV波段为7.4%，在15-55 keV波段为8.9%，在MeV区域为100%。当耀变体被包括在CXB合成模型中时，CT活动星系核被预测为大约三分之一的遮蔽活动星系核，与之相反的是，如果耀变体不被考虑，则预测为一半。我们的模型意味着BL Lac X射线占空比约为13%，与低功率射电星系中间歇性喷流活动的概念一致。
2009-10-26 astro-ph.CO
Modeling the Fe K Line Profiles in Type I AGN with a Compton-Thick Disk Wind
我们已经建立了一个小样本的塞弗特星系，以前被确定为具有简单的X射线光谱，几乎没有内在的吸收。在这个样本中的源都包含适度广泛的Fe K壳层发射的组件，是理想的候选人测试的适用性的康普顿厚吸积盘风模型AGN发射组件。通过风的视角允许观察者看到气体的吸收特征，而正面视角允许观察者看到来自风的散射光。我们发现，铁K发射线的轮廓很好地描述了一个模型的康普顿厚的吸积盘风的太阳丰度，产生几十到几百个引力半径的中心黑洞。此外，拟合需要铁钾α发射的中性成分，该成分太窄而不能从风的内部产生，并且可能来自更远的后处理区域。我们的研究表明，康普顿厚的风可以对观测到的活动星系核的X射线光谱产生深远的影响，即使系统没有通过流动。
2012-04-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
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
The X-ray spectral signatures from the complex circumnuclear regions in the Compton thick AGN NGC 424
我们提出的XMM牛顿RGS和EPIC pn光谱的一个长期（\simeq 100 ks）的软X射线最明亮的康普顿厚的塞弗特2星系，NGC 424的观察。作为第一步，我们对数据进行了唯象分析，以获得所有光谱分量的属性。在这些结果的基础上，我们拟合的光谱与自洽的光电离模型，产生云。光谱的高能量部分主要由纯中性康普顿反射分量和中性铁K-α线以及中性Ni的K-α发射组成，表明Ni/Fe丰度显著过剩。软X射线RGS谱主要来自类H和类He的C、N、O和Ne以及Fe L壳层的线发射。从O VIII，O VII，和C VI，最后两个具有对应于约5-10 eV的温度的分辨宽度的窄RRC的存在下，是在光电离平衡的气体的强烈指示，如由O VII三重态中的禁用分量的流行所证实的。两个气相不同的电离参数需要复制的光谱与自洽的光电离模型，任何贡献的气体在碰撞平衡不超过10%的总通量在0.35-1.55千电子伏带。当这个自洽模型被应用到0.5-10 keV带的EPIC pn光谱，第三个光电离阶段是需要考虑具有较高的电离电位的发射线，虽然K-α发射从S XV和Fe XXVI仍然预测不足。
2010-10-20 astro-ph.CO
A Joint Model Of X-ray And Infrared Backgrounds. II. Compton-Thick AGN Abundance
本文基于X射线和红外背景的联合模型估算了康普顿厚度的活动星系核的丰度。当L_{rest 2-10 keV} > 10 ^42 erg/s时，我们的模型预测的CT AGN密度在z=0到z=3的范围内只有几个10^-4 Mpc^-3。CT AGN具有较高的光度切割（> 10^43、10^44和10^45 erg/s），在较高的z处达到峰值，并且从z=0到z~2-3，数密度迅速增加。当f_{2-10keV} > 10^-15 erg/s/cm ^2时，CT与活动星系核的比值似乎很低（2-5%），但在通量较弱的情况下迅速上升。CT活动星系核约占吸积SMBH总质量的38%，对20 keV宇宙X射线背景谱的贡献约为25%。我们的模型预测，大多数（90%）明亮的CT活动星系核（L_{rest 2-10 keV} > 10 ^44 erg/s或f_{2-10keV} > 10^-15 erg/s/cm ^2）具有可探测到的5-10 μ m的热尘埃辐射，我们将其与尘埃环面联系起来。当L_{rest 2-10 keV} > 10 ^42 erg/s或f_{2-10keV}> 10^-17 erg/s/cm ^2时，较暗的天体所占比例下降到30%左右。我们的模型证实了在中红外/X射线比与X射线硬度的平面上，可以将严重遮蔽的活动星系核（N_HI > 10^23 cm ^-2）与未遮蔽和轻度遮蔽的活动星系核…
2013-09-04 astro-ph.CO
Discovery of Compton-thick quasars in the Sloan Digital Sky Survey
我们提出了新的和档案钱德拉快照（10 ks每个）的15个光学识别（从斯隆数字巡天，SDSS）2型类星体在z=0.40-0.73的观测。结合已有的X射线观测数据，我们对Zakamska等（2003）的logL_[OIII]>9.28 L_sun的25个射电宁静的2型类星体进行了X射线观测。15个目标中有两个没有被钱德拉探测到，剩下的大部分都是X射线弱源，其中9个在0.5- 8 keV波段的计数小于10。低至中等质量的光谱分析仅限于三个源，它们的性质与源静止坐标系中NH~10^22-10^23 cm^-2范围内柱密度的存在相一致。如果[OIII]光度是内在X射线光度的可靠替代，那么目前的X射线数据表明，康普顿厚度的类星体可能隐藏在SDSS 2型类星体总数的约65%（L_{X, meas} / L_{X, [OIII]} <0.01）中;然而，由于2型类星体样本是根据[OIII]光度选择的，因此估计的康普顿厚度类星体比例可能被高估。利用斯皮策的观测档案，我们发现大约50%的SDSS 2型类星体似乎被康普顿厚度的物质所掩盖，这是基于L_{X, meas} / L_{X, mid-IR}（其中中红外对应于静止帧12.3微米）和L_{X, meas} / L_{X, [OIII]}比率。我们使用这些信息来提供在z=0.3-0.8处的康普顿厚类星体数密度的估计，我们发现这与X射线背景模型的预期大…
2010-01-12 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Space Density of Compton Thick AGN and the X-ray Background
我们对康普顿厚度的活动星系核（AGN）的数密度和演化进行了约束。在局部宇宙中，我们使用来自Swift和INTEGRAL卫星的广域调查，而对于高红移，我们根据X射线和中红外参数的组合探索候选选择。我们发现在局域宇宙中，康普顿厚度的活动星系核的空间密度比已发表的活动星系核粒子数合成模型所预期的要低得多，从而解释了X射线背景。这可以通过这些模型参数中的许多简并来解释;我们使用这里描述的高能测量来消除这些简并。我们表明，目前只有直接观测CT活动星系核才能限制被严重遮蔽的超大质量黑洞的数量。在高红移时，包含红外选择的康普顿厚度的活动星系核候选者导致了更高的空间密度，这意味着：（a）与不太模糊的活动星系核相比，这些源的演化不同（更陡），（b）红外选择包括大量的闯入者，和/或（c）在INTEGRAL和Swift观测中遗漏了大量的反射主导的活动星系核。CT活动星系核对X射线背景的贡献很小，约为9%，与总宇宙吸积的贡献相当，除非反射主导的CT活动星系核明显多于透射主导的CT活动星系核，在这种情况下，它们的贡献可能要高得多。使用这里推导出的宇宙时间的吸积光度的估计，我们估计在超大质量黑洞的局部质量密度，并找到一个很好的协议与现有的限制吸积效率为10%。传输主导的CT活动星系核对整个黑洞增长的贡献仅为8%。
2009-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Space Density of Compton-thick AGN
我们限制了康普顿厚度的活动星系核（AGN）的数量密度和演化，以及它们对河外X射线背景的贡献。在本地宇宙中，我们使用来自Swift和INTEGRAL卫星的广域调查，而对于高红移，我们基于中红外参数探索候选选择。我们提出了一个样本的211个严重模糊AGN候选人在扩展钱德拉深场南（ECDF-S）选择对象的f24/fR>1000和R-K>4.5的属性。这些源的X射线与中红外线的比值明显大于恒星形成星系的比值，比一般活动星系核的比值小2个数量级，表明NH柱密度大于5 × 10^24 cm^-2。根据这些观测结果，计算出z~2处CT活动星系核的空间密度约为10^-5 Mpc^{-3}，发现LX>10^44 erg/s的源的数量在z=1.5到2.5之间有很强的演化。
2009-12-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
Deep Silicate absorption features in Compton-thick AGN predominantly arise due to dust in the host galaxy
我们利用硬能（E > 10 keV）X射线光谱测量，探索了附近所有20个（z < 0.05）真正的康普顿厚度（NH> 1.5 x 10^24 cm^-2）活动星系核中红外尘埃消光的起源。我们精确地测量了低分辨率（R~57-127）Spitzer红外光谱仪（IRS）在λ ~ 9.7 μ m处的硅酸盐吸收特征，并表明只有少数（~45%）的附近康普顿厚度的活动星系核具有强的Si吸收特征（S_9.7 = ln（f_{int} / f_{obs}）> 0.5），这表明尘埃有明显的衰减。大多数（约60%）在中红外波段以恒星形成为主（活动星系核：SB<0.5），在光学波段缺乏活动星系核活动的光谱特征，很可能是因为活动星系核的发射线是光学熄灭的。小倾角星系中的康普顿厚度活动星系核的Si吸收范围很窄（S9.7 ~ 0-0.3），这与团环模型的预测结果一致。然而，根据红外光谱和其他证据，我们得出结论，对观测到的中红外尘埃消光的主要贡献是位于宿主星系中的尘埃（即，由于扰动形态;尘埃带;星系倾角），而不一定是围绕中央引擎的紧凑模糊环面。
2012-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Discovery of strong Iron Kα emitting Compton thick quasars at z=2.5 and 2.9
本文报道了在CDF-S中观测到的两个大质量的红外发光BzK星系中的6.4keV铁Kα发射线，其位置分别为z = 2.578和z = 2.90。BzK 4892和BzK 8608的Chandra 4 Ms谱显示了一个反射主导的连续谱，具有强的铁线，静止坐标系等效宽度分别为EW-2.3 keV和1.2 keV，表明活动星系核中心存在康普顿厚遮蔽。对于BzK 8608，谱线的识别与现有的恒星辐射的光度红移非常匹配。我们利用观测到的铁Kα线、静止系中红外连续谱线和紫外静止系窄发射线的亮度来推断本征L（2-10 keV）> 1 e44 erg/s，比观测值大约1.0-2.5 dex，从而证实存在N（H）> 1 e24 cm-2的吸收体。这两个BzK星系的恒星质量为5 e10 M \odot，根据VLA 1.4 GHz和submm 870μm的观测，它们似乎拥有活跃的星暴活动，SFR - 300-700 M \odot /年，光学厚度也很大。我们估计，活动星系核也可以想象占了一个重要部分的辐射热远红外辐射的星系。L（2-10 keV）> 1 e ~（44）erg/s的康普顿厚（CT）活动星系核的体密度与X射线背景合成模型的预测一致。这些来源提供了对长期寻求的同时，严重模糊的类星体和恒星形成活动阶段的第一个明确的观测，这些活动是由大规模星系演化模型在高红移时预测的。
2011-01-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
X-ray dips in the Seyfert Galaxy Fairall 9: Compton-thick "comets" or a failed radio galaxy?
我们调查的光谱变化的塞弗特星系费尔9使用近6年的监测与罗西X射线定时探测器（RXTE）的时间分辨率约为4天。我们发现存在明显的和急剧的下降，在X射线通量，与2 - 20 keV通量的快速下降的一个因素2或更多，随后恢复到预浸通量后~10天。这些倾斜使通量分布偏离通常观察到的对数正态分布。下降可能是由于中央X射线源被宽线区（BLR）云遮蔽而导致的，就像最近在NGC 1365和Mrk 766中发现的那样。然而，与其他例子不同的是，Fairall 9中的云需要有康普顿厚度，并且非倾斜状态明显没有任何吸收特征。一个特别有趣的替代方案是，吸积盘正在经历与宽线射电星系（BLRG）如3C 120的吸积盘相同的破裂/喷射循环，但由于某种原因，未能产生相对论性喷流。这表明，Fairall 9和3C120与未来高质量数据的详细比较可能是理解AGN中相对论喷流形成的关键。
2012-03-12 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
Lifting the Veil on Obscured Accretion: Active Galactic Nuclei Number Counts and Survey Strategies for Imaging Hard X-ray Missions
寻找和表征活动星系核（AGN）的人口产生的X射线背景（XRB）是必要的连接吸积的历史，星系演化的观测在较长的波长。2012年将部署第一台硬X射线成像望远镜，通过深河外巡天，它将能够在XRB峰值能量（~20-30千电子伏）处测量活动星系核群。在这里，我们提出的预测活动星系核数计数在三个硬X射线带通：6-10 keV，10-30 keV和30-60 keV。单独的预测康普顿厚AGN，最严重的遮蔽活动星系的数量计数。计算了不同的硬X射线光度函数，康普顿厚活动星系核的演变，和基本的活动星系核光谱模型的五种不同的模型的XRB的计数。大多数硬X射线计数将是康普顿薄活动星系核，但从6-10 keV到10-30 keV波段，康普顿厚计数增加了10倍以上。康普顿厚布居显示出足够的变化，硬X射线计数测量将约束模型。计算出的数量计数被用来考虑各种调查策略的NuSTAR任务，假设总曝光时间为6.2 Ms。我们发现，多个调查将允许测量康普顿厚演变。这里提出的预测应该是有用的所有未来成像硬X射线任务。
2011-05-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Compton-thick Wind in the High Luminosity Quasar, PDS 456
PDS 456是一个邻近的发光（L_bol ~10^47 erg/s）I型类星体（z=0.184）。2007年2月，朱雀号在190千帕的深度观测中发现了PDS 456复杂的宽波段X射线谱。朱雀光谱具有高度统计显著的吸收功能附近的类星体休息-框架。我们表明，最合理的吸收起源是从蓝移共振（1 s-2 p）的氢类铁（在6.97 keV的休息框架）的转变。这表明可能存在一个高度电离的外流，以接近相对论速度（~0.25c）移动。HXD在15 keV以上探测到了可能的硬X射线过剩（置信度为99.8%），这可能是由于高柱密度气体（Nh> 10^24 cm ^-2）部分覆盖了X射线发射，或者是由于强康普顿反射。在这里，我们提出，PDS 456中的铁K壳吸收与厚的，可能是clusional流出有关，覆盖约20%的$4π$球面立体角。流出物可能是从内部吸积盘发射的，在黑洞的15-100个引力半径内。流出物的动力学功率可以类似于PDS 456的测热光度。如此强大的风可能通过反馈对宿主星系及其超大质量黑洞的共同演化产生重大影响。
2009-06-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
Toward the Standard Population Synthesis Model of the X-Ray Background: Evolution of X-Ray Luminosity and Absorption Functions of Active Galactic Nuclei Including Compton-Thick Populations
我们提出了最新的X射线光度函数（XLF）和吸收函数的活动星系核（AGN）的红移范围从0到5，利用最大的，高度完整的样本进行调查，从Swift/BAT，MAXI，ASCA，XMM牛顿，钱德拉，和ROSAT。组合样本，包括斯巴鲁/XMM-牛顿深度勘测的样本，由软（0.5--2 keV）和/或硬（$>2$ keV）波段的4039个探测组成。我们利用一个极大似然的方法来重现计数率与红移分布的每一个调查，考虑到吸收分数的演变，从康普顿厚（CTK）活动星系核的贡献，和活动星系核的宽带光谱，包括从环面的反射分量的光度和红移依赖的统一方案。我们发现$z \sim 1-3$的XLF的形状与局域宇宙中的XLF的形状有很大的不同，对于局域宇宙中的XLF，光度依赖的密度演化模型比光度和密度演化模型给出了更好的描述.这些结果建立了标准的X射线背景（XRB）粒子数合成模型，较好地再现了源计数、CTK活动星系核的观测分数和硬XRB的光谱。通过假设CTK活动星系核与被吸收的康普顿薄（CTN）活动星系核遵循相同的演化过程，我们将CTK活动星系核与被吸收的CTN活动星系核的数量比限制在$\approx$ 0.5- 1.6之间，以产生20- 50 keV的XRB强度。基于新的活动星系核辐射光度函数，讨论了超大质量黑洞的生长历史。
2014-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Compton-thick Accretion in the local Universe
被严重遮蔽的吸积被认为是超大质量黑洞生长的一个重要阶段，并在塑造宇宙X射线背景（CXB）的观测光谱方面发挥重要作用。硬X射线（E $>$ 10 keV）选择的样品比在较低能量下选择的样品受吸收的影响更小，因此是探测和识别康普顿厚度（CT，$\log N_{\rm\,H}\geq 24$）活动星系核（AGN）的最佳方法之一。在这封信中，我们提出了最大的宽带（0.3-150千电子伏）的硬X射线选择AGN的X射线光谱研究的第一个结果，迄今为止，侧重于严重遮蔽源的属性。我们的样本包括在全天空硬X射线Swift/BAT巡天的70个月星表中报告的834个活动星系核（728个非耀变体，平均红移$z\simeq 0.055$）。我们发现了55个CT活动星系核，它们代表了我们的非耀变体的$7.6^{+1.1}_{-2.1}\%$。其中26个是首次被报道为候选CT活动星系核。我们对选择偏差进行了修正，并导出了两个不同光度范围内活动星系核在局域宇宙中的内禀柱密度分布。我们发现随着亮度的增加，暗康普顿薄活动星系核的比例显著减少，从$46\pm3\%$（对于$\log L_{\rm\,14-195} = 40-43.7$）到$39\pm3\%$（对于$\log L_{\rm\,14-195} = 43.7-46$）。CT AGN也有类似的趋势。在$\log N_{\rm H} = 20-25$范围内，将$\…
2016-03-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
