An XMM long look at the accretion disk plasma in the dipping neutron star LMXB 4U1624-490
本研究利用XMM望远镜的4次定向观测，对食NS LMXB 4U 1624-490的吸积盘等离子体进行光谱分析，发现隆起结构为多相成团介质，验证了构建其物理图像的可行性，为吸积盘研究提供新依据。
2025-10-22 astro-ph.HE
X-ray reprocessing: Through the eclipse spectra of low mass X-ray binaries with XMM-Newton
本文利用XMM-Newton对四个食低质量X射线双星进行食内与食外光谱比较，系统研究了X射线再处理特征，揭示了吸积盘几何和再处理效率的差异，并首次报道了部分源的食光谱。
2023-08-07 astro-ph.HE
Multiwavelength campaign on Mrk 509: Reverberation of the Fe Kalpha line
我们报告的Fe K发射/吸收复合物在附近，明亮的塞弗特1星系Mrk 509的详细研究。这项研究是广泛的XMM-牛顿监测的一部分，包括大约每四天一次的10个点（每个点约60 k），还包括对以前XMM-牛顿和钱德拉观测的重新分析。Mrk 509显示了一条清晰的（EW=58 eV）中性Fe Ka发射线，该发射线可以分解为一个窄的（sigma=0.027 keV）分量（在Chandra HETG数据中发现）加上一个分辨的（sigma=0.22 keV）分量。我们发现第一次成功的测量之间的线性相关性的强度的解决线分量和3-10千电子伏的通量变化的时间尺度上的几年下降到几天。Fe K α在硬X射线连续谱中反射，没有任何可测量的滞后，这表明产生可分辨的Fe K α分量的区域位于距离黑洞（BH）几个光日-周（r<~10^3 rg）的范围内。由于这条线上没有红移的机翼，它与黑洞的距离下限为>40 rg。因此，Fe K α可能是从BLR的内部区域发射的，即在H β线测量所指示的~80光日内。除了这两个中性Fe Ka组件，我们确认检测弱（EW~8-20 eV）电离Fe K发射。这条电离线可以用两条窄的FeXXV和FeXXVI发射线的混合物或用在电离盘中产生的单个相对论性线建模，从BH下降到几个rg。最后，我们观察到一个弱化/消失的中高速高电离铁K风功能发现在以前的XMM-牛顿观测。这一活动使得第一次混响…
2012-07-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A second black hole candidate in a M31 globular cluster is identified with XMM-Newton
我们使用的参数在以前的工作中，以确定第二个黑洞候选人与M31球状星团，Bo 144，X射线光谱和定时属性的基础上。2002年XMM-牛顿对相关X射线源（以下简称XBo 144）的观测揭示了所有低质量X射线双星（LMXB）在低硬状态下的共同行为。研究表明，中子星LMXB在0.01-1000 keV光度<=10%爱丁顿极限（L_Edd）时表现出这种行为。然而，对于1.4 M太阳的中子星，未吸收的0.3-10 keV XBo 144的光度约为0.30 L Edd，而0.01-1000 keV的预期光度要高出3-7倍。因此，我们确定XBo 144是一个黑洞候选者。此外，它是第二个与GC中平均序列供体的潮汐捕获形成相一致的黑洞候选者;这样的系统以前虽然不存在，因为供体被认为在捕获过程中被破坏。
2009-05-20 astro-ph.HE
Swift/XRT, Chandra and XMM-Newton observations of IGR J17091-3624 as it returns into quiescence
IGR J17091-3624是一颗低质量X射线双星（LMXB），由于与明亮的黑洞系统GRS 1915+105的相似性而受到社会的广泛关注。这两个系统在爆发期间都表现出广泛的高度结构化的X射线变化，时间尺度从几秒到几十分钟，这使得它们在LMXB的质量吸积研究中是独一无二的。在这项工作中，我们对IGR J17091-3624的长期演化进行了总体概述，使用Swift/XRT观测从2011年2月2011-2013年爆发开始到2016年11月最后一次明亮爆发结束。在2011年爆发的衰变过程中，我们发现了4次再耀斑，但在后一次爆发中似乎没有类似的再耀斑。我们详细研究了过去10年中观测到的最低通量的时期，就在2011-2013年爆发的尾端，使用Chandra和XMM-牛顿观测。我们观察到的变化通量高达10倍，在此期间的相对平静，没有强有力的证据软化的光谱。这个结果表明，到目前为止，还没有观察到该源的真正静止。通过比较IGR J17091-3624在低光度下的光谱特性和对LMXB种群的充分研究，我们得出结论，IGR J17091-3624最有可能拥有一个黑洞作为紧凑的伴星，而不是一颗中子星。
2020-07-20 astro-ph.HE
FERO: Finding Extreme Relativistic Objects. I. Statistics of Relativistic Fe Kalpha lines in Radio-Quiet Type 1 AGN
吸积模型预测，相对论效应增宽的荧光线应该是由X射线辐射反射到活动星系核（AGN）中心黑洞周围吸积盘的内部区域引起的。相对论性线的起源背后的理论已经很好地建立起来，来自中等数量来源的观测证据似乎支持这些线的存在。本工作的目的是建立活动星系核的相对论Fe K α线的分数，并研究可能的相关性与源的物理性质。为了寻找Fe K α线相对论展宽的重要证据，对149个射电宁静的1型活动星系核（AGN）进行了系统和统一的分析。为便于进行统计研究，确定了一个几乎完整的、通量有限的31个来源的子样本。的2-10 keV的FERO源的光谱进行了比较，一个复杂的模型，其中包括在塞弗特星系的X射线光谱中观察到的物理成分：一个幂律的主要连续修改的非相对论康普顿反射和暖吸收，加上一系列的窄Fe线反射功能。在通量限制的样品中，观察到的相对论性Fe K α线的显著证据的源的分数为36%。平均线等效宽度（EW）为100 eV的量级，而平均盘倾斜角为28+/-5度，径向盘发射率定律的平均功率定律指数为2.4+/-0.4。自旋值仅在两种情况下（MCG-6-30-15和MRK 509）得到了很好的约束，而在其余情况下，只要可以设置约束，它总是意味着拒绝静态黑洞解。Fe K α线EW与盘参数或系统物理性质（如黑洞质量、吸积率和硬X射线光度）无关。
2010-08-26 astro-ph.HE
The Difference in Narrow Fe KαLine Emission Between Seyfert 1 and Seyfert 2 Galaxies
我们收集了89个Seyfert星系的样本，它们具有Spitzer IRS观测到的[OIV] 25.89 μ m线光度和XMM EPIC观测到的X射线光谱。用[OIV]辐射代替活动星系核的内禀光度，我们发现虽然2型活动星系核具有较高的线等效宽度，但Compton-Thin和Compton-Thick Seyfert 2星系的窄Fe K α线的光度分别比Seyfert 1星系弱2.9 ± 0.8 - 0.6和5.6 ± 1.9 - 1.4倍。这表明，在窄Fe K α线光度作为活动星系核内禀光度指示器之前，对不同类型的活动星系核需要采用不同的校正因子。我们还发现，在我们的样本中的Seyfert 1星系的平均略大的线宽和较高的线质心能量，这表明污染的高度电离的Fe线或更广泛的线发射从小得多的半径，但这种影响是太弱，不能解释之间的1型和2型活动星系核的窄Fe K α线光度的巨大差异。这是第一次观测到活动星系核中Fe K α窄线发射具有各向异性的证据。观察到的差异是一致的，假设一个平滑分布的模糊环面的理论计算，并可以提供独立的约束环面的结块。
2010-10-28 astro-ph.HE
XMM-Newton and Chandra observations of the M31 globular cluster black hole candidate XB135: a heavyweight contender cut down to size
CXOM 31 J004252.030+413107.87是M31的D_25区域内最明亮的X射线源之一，与一个名为B135的球状星团（GC）有关，因此我们称之为XB 135。XB 135是一个低质量X射线双星（LMXB），在0.3- 10 keV的亮度4- 6 E+38 erg/s范围内表现出硬态特征，且硬态仅在~10%爱丁顿以下观测到。如果这是真的，那么这个吸积体将是一个高质量的黑洞（BH）（> ~50 M_Sun）;这样的黑洞可能是由一颗贫金属的高质量恒星直接坍缩形成的，而B135（0.015 Z_Sun）的金属丰度非常低，使得这种情况变得合理。我们已经获得了新的XMM-牛顿和钱德拉HRC观测结果，以阐明该物体的性质。我们从HRC观测中发现，XB 135是一个单点源，位于B135中心附近。新的XMM-牛顿谱与快速自旋的~10- 20 M_Sun BH在陡峭的幂律或热优势态下是一致的，但与我们先前假设的硬态不一致。我们不能正式拒绝与高光度中子星LMXB（称为Z源）相关的三分量发射模型;然而，我们更喜欢BH吸积体。我们注意到，对XB 135进行更深入的观察可以区分中子星吸积体。
2015-01-26 astro-ph.HE
Time-resolved spectroscopy of DROXO X-ray sources: Flares and FeKalpha emission
我们提出了一个系统的搜索铁Kalpha发射从年轻的恒星物体的rho蛇夫座恒星形成区域的深Rho蛇夫座XMM-牛顿观测（DROXO）。
2010-11-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
The deep XMM-Newton Survey of M 31
目标。M31首次被完全成像，获得了0.2-4.5 keV波段的亮度下限~10^35 erg s-1。我们的XMM-Newton EPIC调查结合了2006年6月至2008年2月期间的档案观测结果。本文的主要目的是研究M31的X射线源群。方法.一个包含1897个源的X射线目录被创建，其中914个是首次被发现。来源分类和识别的基础是X射线硬度比、来源的空间范围，并与X射线、光学、红外和无线电波长的目录相互关联。我们还分析了X射线源的长期变化。结果30个候选超软源中有14个代表光学新星的超软发射。25个超新星遗迹（SNRs）和31个候选超新星遗迹中的许多都位于M31的10 kpc尘埃环和其他恒星形成区域内; SNRs和恒星形成区域之间的这种联系意味着大多数遗迹都起源于II型超新星。M31中最亮的X射线源属于X射线双星（XRB）。10个低质量XRB（LMXB）和26个LMXB候选者的时间变异性的基础上确定。此外，由于与球状星团和球状星团候选者的相关性，还确定了36个LMXB和17个LMXB候选者。从光学和X射线颜色-颜色图中，选择了可能的高质量XRB（HMXB）候选物。其中两个候选者的X射线光谱与包含中子星主星的HMXB的X射线光谱一样。结论.虽然我们的调查大大提高了我们对M 31中X射线源群的理解，但在这一点上，65%的源仍然只能被归类为“硬”源。对X射线和其他波长的更深入观察将有助于对…
2011-06-23 astro-ph.CO astro-ph.HE
UV and X-ray observations of the neutron star LMXB EXO 0748-676 in its quiescent state
低质量X射线双星（LMXB）在低光度下，特别是在<E34 erg/s时的吸积行为还不是很清楚。这是一个重要的制度，以获得一个完整的了解吸积过程中的LMXB的研究，并确定是否系统的主机中子星与吸积加热地壳可以用来探测致密物质的物理（这需要他们的静态热辐射不受残余吸积污染）。在这里，我们检查紫外线（UV）和X射线数据时获得的EXO 0748-676，地壳冷却源，在静止。我们的哈勃太空望远镜光谱观测没有检测到远紫外连续辐射，但确实揭示了一条强发射线，Civ。这条线相对较宽（>3500 km/s），这可能表明它是由脉冲星风等外流造成的。通过研究XMM-牛顿获得的几个时期的X射线和近紫外数据，我们没有发现明确的迹象表明，在这两个波段的发射是相连的。此外，Lx/Luv >100的光度比远高于在静止时表现出低水平吸积的中子星LMXB的观测值。综上所述，这表明EXO 0748-676的紫外线和X射线发射可能有不同的起源，并且来自中子星地壳冷却的热发射，而不是正在进行的低水平吸积，可能主导了观测到的LMXB的静态X射线通量演化。
2021-03-10 astro-ph.HE
The peculiar source XSS J12270-4859: a LMXB detected by FERMI ?
根据X射线源XSS J12270-4859的光谱和可能的860 s周期，首次提出它是一个中极型磁激变变星。然而，朱雀和XMM-牛顿卫星的进一步X射线观测并没有证实这种周期性，而是显示了一种非常特殊的变化，包括中度重复性耀斑和许多吸收下降。这些特征加上疑似4.3小时的轨道周期，可能与所谓的“倾斜源”（dipping sources）有关，这是低质量X射线双星（LMXB）的子类。根据FERMI公布的星表，该源也被发现与一个非常高能量（0.1-300 GeV）的VHE源2FGL J1227.7-4853一致。良好的位置重合，加上现场缺乏任何其他明亮的X射线源，使得这种识别非常可能。然而，到目前为止，FERMI还没有检测到其他标准LMXB。大多数银河系的VHE源都与旋转动力的行星有关。我们在这里提出了新的结果，从30千秒的高时间分辨率XMM观测在2011年1月，确认耀斑浸渍行为，并提供上限的快速X射线脉动。我们讨论了可能的协会的来源与微类星体或吸积旋转动力脉冲星。
2012-02-13 astro-ph.HE physics.space-ph
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
Study of the reflection spectrum of the LMXB 4U 1702-429
源4U 1702-429（Ara X-1）是一个低质量的X射线双星系统，拥有一颗中子星。虽然这个源很亮（$\sim10^{37}$ erg s $^{-1}$），但它的宽带光谱从未被研究过。在光变曲线中没有观测到倾角和食面，表明它的倾角小于60 $^{\circ}$ .我们用XMM-Newton和INTEGRAL数据分析了4U 1702-429在0.3-60 keV能量范围内的宽带谱，以限制它的康普顿反射分量（如果存在的话）.在排除了三个I型X射线爆发发生的三个时间间隔后，我们拟合了从同时观测中获得的联合XMM-牛顿和INTEGRAL光谱。在6.7 keV和两个吸收边在0.87和8.82 keV的宽发射线被检测到。我们发现自洽反射模型很好地拟合了0.3-60 keV谱。宽带连续谱由源自吸积盘的内部区域的发射分量、来自具有$2.63 \pm 0.06$ keV的电子温度和光学深度$τ=13.6 \pm 0.2$的日冕的Comptonised直接发射以及最后的反射分量组成。最佳拟合表明，宽的发射线和吸收边在8.82千电子伏，都与\ion{Fe}{xxv}离子的存在下，产生的反射在光盘上方的区域与电离参数$Log(ξ) \simeq 2.7$。我们已经推断出宽发射线起源的内半径为$64^{+52}_{-15}$ km，吸积盘的内半径为$39^{+6}_{-8}$ km。（节录）
2016-09-21 astro-ph.HE
An XMM-Newton View of the ANdromeda Galaxy as Explored in a Legacy Survey (New-ANGELS) II: Luminosity Function of X-ray Sources
本文基于 New-ANGELS 巡天数据系统研究了 M31 中 4506 个 X 射线源的光度函数，发现低质量 X 射线双星主导盘区，并揭示其单位恒星质量积分光度偏低及内臂区快速衰减的证据。
2025-11-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Catalog of outbursts of neutron star LMXBs
该研究编制了87颗中子星低质量X射线双星截至2025年中期的爆发目录，新识别出109次爆发，并发现许多暗弱银心X射线双星可能是中子星X射线双星。
2025-10-11 astro-ph.HE
A systematic study of low mass X-ray binaries in the M31 globular cluster system
利用2XMMi星表的数据研究了M31球状星团（GC）系统中的低质量X射线双星（LMXB）。这些X射线数据是基于所有公开可用的XMM-牛顿观测星系。这项新的调查提供了迄今为止对M31 GC最完整和最均匀的X射线调查，覆盖了银河系中80%以上已确认的旧星团。我们将41个X射线源与Peacock et al.（2010）的M31星团目录中确认的老星团联系起来。将这些数据与以前对M31的观测进行比较，发现其中三个星团是新发现的，包括星团B128中的一个明亮的瞬变源。在这些2XMMi数据中没有检测到的另外四个星团，先前已经与钱德拉或ROSAT观测的X射线源相关联。包括这些集群，我们确定了45个集群在M31这是与X射线发射。通过考虑最新的光学GC星表，我们确定，三个以前提出的X射线星系团可能是背景星系和两个有恒星的轮廓。我们认为LMXB托管集群的属性，并确认一个LMXB的存在和金属丰度，光度和恒星碰撞率的集群之间的显着趋势。我们考虑了一个星团的光度和恒星碰撞率之间的关系，并注意到LMXB托管星团的质量比平均恒星碰撞率高。我们的研究结果强烈表明，恒星碰撞率是与LMXB的存在有关的主导参数。这与通过动力学相互作用在GC中形成LMXB是一致的。
2010-06-02 astro-ph.HE
Unveiling the environment surrounding LMXB SAX J1808.4-3658
低质量X射线双星是研究吸积盘现象的天然平台，也是测量星际介质元素丰度的最佳背景源。在高分辨率的XMM-牛顿光谱中，LMXB SAX J1808.4-3658在过去显示出氖柱密度明显高于预期，因为它的距离很小，可能是由于富含氖的星周介质（CSM）的额外吸收。有可能通过开普勒运动或流出的证据来检测CSM的内在吸收。为此，我们使用最近的，深（100 ks长），高分辨率钱德拉/LETGS光谱的SAX J1808.4-3658结合档案数据。通过对吸收谱线的研究，估算了不同吸收体的柱密度。我们使用的经验和物理模型，包括光和碰撞电离，以确定的吸收剂的性质。冷星际气体的丰度与X射线源附近的太阳值相匹配。对于第一次在这个源，我们检测到氖和氧蓝移吸收线，可以很好地模拟流出的光电离气体。风富含氖（Ne/O>3），可能源自吸积盘或其日冕附近经过处理的电离气体。运动学（v=500-1000 km/s）确实与其他吸积盘中所见的相似。我们还发现了一个系统的发射线具有非常高的多普勒速度（v~24000公里/秒）起源大概更接近紧凑的对象。需要进行更多的观测和紫外线覆盖，以准确确定风的丰度及其电离结构。
2014-02-03 astro-ph.HE
A Machine Learning Approach For Classifying Low-mass X-ray Binaries Based On Their Compact Object Nature
低质量X射线双星（英语：Low Mass X-ray binaries，LMXB）是一种双星系统，其中一个组成部分是黑洞或中子星，另一个是质量较小的恒星。很难明确地确定LMXB是黑洞还是中子星。在过去的几十年里，多项观测工作已经尝试解决这个问题，并取得了不同程度的成功。在本文中，我们将探讨如何使用机器学习来应对这一观测挑战。我们训练一个随机森林分类器，以确定紧凑的对象使用的能量范围5-25 keV的能量谱从罗西X射线定时探测器档案。我们报告的平均精度为87+/-13在分类LMXB源的光谱。我们进一步使用训练的模型来预测具有未知或模糊分类的LMXB系统的类。随着来自当前和即将到来的任务的X射线域中天文数据量的不断增加（例如，SWIFT、XMM-Newton、XARM、ATHENA、NICER），这样的方法对于X射线源的更快和鲁棒的分类可以是非常有用的，并且还可以被部署为数据缩减管道的一部分。
2020-12-13 astro-ph.HE
Timing Observations of PSR J1023+0038 During a Low-Mass X-ray Binary State
过渡毫秒脉冲星（tMSP）在大约多年的时间尺度上在旋转动力的射电毫秒脉冲星（RMSP）和吸积动力的低质量X射线双星（LMXB）状态之间切换。tMSP提出了几个问题，涉及到在LMXB状态下的吸积流的性质以及导致状态切换的机制。PSR J 1023 +0038（处于LMXB状态）相干X射线脉动的发现为我们提供了第一次进行定时观测的机会，并将中子星在此状态下的自旋变化与RMSP状态下测得的自旋下降进行比较。而LMXB状态下的X射线脉动可能表明，一些物质正在吸积到中子星的磁极帽上，无线电连续观测表明存在外流。喷射出的流入物质的比例尚不清楚，但它可能比到达中子星表面的物质大得多。定时观测可以测量中子星上的总力矩。我们在过去2.5年的LMXB状态中对PSR J1023+0038的9个XMM-牛顿观测进行了相位连接，以建立自旋演化的精确测量。我们发现，LMXB的平均自旋下降速率比RMSP状态下确定的速率（-2.39x10 ^-15 Hz s-1）快26.8+/-0.4%。这表明，负的角动量贡献（偶极磁制动和外流）超过了正的（吸积物质），并表明脉冲星风继续在很大程度上未经修改的水平上运行。我们讨论的背景下，可能的吸积模型，这种紧密的观测约束的影响。
2016-10-05 astro-ph.HE
Optical Emission Lines and the X-Ray Properties of Type 1 Seyfert Galaxies
在这篇文章中，我们报告的光学发射线和X射线光谱的样本1型活动星系核的研究，收集在斯隆数字巡天数据库和观测的XMM牛顿卫星。利用机载XMM的不同仪器，我们确定的软，硬能带的光谱成分（范围从0.3千电子伏至10千电子伏）。研究了X射线连续谱和Fe K α谱线特征与宽谱线分布和强度比的关系。由此产生的图像的发射，吸收和反射过程的解释通过BLR结构模型，是独立的光学和无线电观测的基础上开发的。
2011-09-29 astro-ph.HE
XMM-Newton Finds That SAX J1750.8-2900 May Harbor the Hottest, Most Luminous Known Neutron Star
我们首次用XMM-Newton对低质量X射线双星SAXJ1750.8 -2900进行了高灵敏度的静止期X射线观测。该光谱既适合于经典的黑体模型，也适合于非磁化的纯氢中子星大气模型。幂律分量被添加到这些模型中，但我们发现它不是拟合所必需的。根据之前对光球半径膨胀爆发的分析，距离SAX J1750.8-2900的距离为D = 6.79 kpc。这个距离意味着测热光度（由NS大气模型给出）为（1.05 +/- 0.12）x 10^34（D/6.79 kpc）^2 erg s^-1，这是NS LMXB在静止时已知的最高光度。对这一令人惊讶的结果的一个简单解释可能是，在观测期间，NS的地壳和核心并没有处于热平衡状态。我们认为，这可能不是这种情况下，并在SAX J1750.8-2900的NS的核心温度是不寻常的高。
2012-02-14 astro-ph.HE
A relativistically smeared spectrum in the neutron star X-ray Binary 4U 1705-44: Looking at the inner accretion disc with X-ray spectroscopy
铁发射线在6.4-6.97 keV，确定与荧光Ka跃迁，是在X射线带中的最强的离散功能。因此，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的探测器之一。在本文中，我们提出了一个最近的XMM观测的X射线爆发4U 1705-44，我们清楚地检测到相对论模糊的铁线在约6.7千电子伏，证明与高的统计意义，线的轮廓是扭曲的高速运动的吸积盘。正如预期的光盘反射模型，我们也发现了一个显着的吸收边约8.3千电子伏，这一功能似乎是模糊的，是兼容的生产在同一地区的铁线。由谱线轮廓，我们得到了高精度的内吸积盘的物理参数。这条谱线被认为是高电离铁Fe XXV的K α跃迁，内盘半径为Rin =（14 \pm 2）R_g（其中R_g是引力半径，GM/c^2），辐射率与盘半径的关系为r^{-2.27 \pm 0.08}，相对于视线的倾角为i =（39 \pm 1）度。最后，XMM光谱显示了其他低能发射线的证据，这些发射线再次显得很宽，并且它们的轮廓与在产生铁线的同一区域产生的一致。
2009-07-09 astro-ph.HE
Simultaneous X-ray and optical observations of thermonuclear bursts in the LMXB EXO 0748-676
本文报道了在低质量X射线双星EXO 0748-676中探测到大量与热核X射线爆发同时发生的光学爆发。X射线和光学爆发是在XMM-牛顿天文台对该源的长期观测中探测到的。这增加了在LMXB中热核X射线爆发的数量，同时通过几个因素进行光学探测。发现光突发具有线性上升，随后是缓慢的，有点指数衰减。与相应的X射线爆发相比，大多数光学爆发具有更长的上升和衰减时间尺度。我们已经确定了爆发中的X射线和光学过剩光子计数，这使我们能够查看每个爆发的光学与X射线爆发注量比，以及该比率作为X射线爆发强度的函数和轨道相位的函数。还测量了X射线爆发的开始和光学爆发的开始之间的延迟，并且发现具有3.25秒的平均值。我们没有找到任何令人信服的证据轨道相位依赖的以下参数：X射线光学延迟，上升时间的光学爆发，和光学X射线爆发强度比将预期的光学爆发是从表面的二次星，是面向紧凑型恒星的再处理。另一方面，如果光学爆发是由X射线在吸积盘中的再处理产生的，那么爆发的开始就不会像在EXO 0748-676中观察到的一些爆发那样具有尖锐的线性形状。我们强调的事实是，同时光学观测的X射线爆发在多个波段将使进一步详细调查的后处理现象，包括任何非线性效应的X射线照射。
2012-03-08 astro-ph.HE
On the Fe K absorption - accretion state connection in the Galactic center neutron star X-ray binary AX J1745.6-2901
AX J1745.6-2901是一颗高倾角（食）中子星低质量X射线双星（LMXB），距离人马座A* 小于1.5弧分。正在进行的监测活动经常针对Sgr A*，这些观察结果也涵盖AX J1745.6-2901。我们在这里提出了一个X射线分析的AX J1745.6-2901使用一个大的数据集的38 XMM牛顿观测，其中包括11个捕获AX J1745.6-2901在爆发。当AX J1745.6-2901处于软态时，可以清楚地看到Fe K吸收，但在硬态期间消失。这些吸收特征的变化似乎不是由于电离连续谱的变化。Fe xxv和Fe xxvi谱线的等效宽度的K α/K β比值很小，这表明吸收电离等离子体的柱密度和湍流速度超过N_H ~ 10^23 cm^-2，v_turb >~ 500 km s^-1。这些发现强烈支持风（铁K吸收剂）和吸积状态的二进制之间的连接。这些结果揭示了AX J1745.6-2901和食中子星LMXB，EXO 0748-676，以及与高倾角黑洞双星，风（跟踪相同的铁K吸收功能）之间的强烈相似性只在吸积盘为主的软态，并消失在硬喷流排放的特点。
2014-09-10 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
On the source of the Fe K-alpha emission in T Tauri Stars. Radiation induced by relativistic electrons during flares. An application to RY Tau
该研究通过蒙特卡洛模拟评估了T Tauri星耀斑中相对论电子束产生的Fe K-alpha发射，并与RY Tau的XMM-Newton观测对比，发现两者吻合，表明该发射可能源于磁重联加速的电子束。
2024-05-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accreting pulsars: mixing-up accretion phases in transitional systems
在过去的20年里，我们对毫秒脉冲星（MSP）的理解发生了巨大的变化。由于RXTE，我们发现LMXB中的中子星以200-750 Hz的频率旋转，并间接证实了再循环方案，根据该方案，中子星在LMXB阶段旋转到ms周期。与此同时，在无线电和伽马射线波段（主要是费米LAT）的双星系统中不断发现旋转动力的MSP，使我们能够根据伴星的质量将这些源分为两个“蜘蛛”种群：黑寡妇，具有非常低质量的伴星，和红背，较大的伴星可能填满他们的洛希叶，但没有吸积。人们很快就重新认识到，短轨道周期LMXB中的MSP是旋转动力MSP蜘蛛种群的祖先，尽管吸积和旋转动力MSP之间的直接联系仍然缺失。2013年，XMM-牛顿发现了一个新的吸积MSP（IGR J18245-2452）的X射线爆发，该来源以前被归类为无线电MSP。当它回到X射线静止状态时，对它的后续观测表明，它能够在相对较短的时间尺度（几天）内在吸积和旋转动力的脉动之间摆动，促进了这个源作为LMXB和射电MSP阶段之间的直接联系。随后的发现表明，存在一系列源，这些源交替显示X射线脉动的X射线活动阶段和显示无线电脉动的无线电大声阶段，建立了一类新的MSP：过渡MSP。在这篇综述中，我们描述了这些令人兴奋的发现和吸积和过渡MSP的性质，强调了我们所知道的以及我们仍然需要学习的内容，以便充分理解这些系统的行为（有时令人困惑）及其进化联系（删节）。
2018-04-10 astro-ph.HE
NuSTAR + XMM-Newton monitoring of the neutron star transient AX J1745.6-2901
AX J1745.6-2901是一颗高倾角（食）瞬变中子星（NS）低质量X射线双星（LMXB），具有强烈的电离铁钾吸收。我们在这里介绍了11个XMM-牛顿和15个NuSTAR新数据集（2013-2016年获得）的分析，因此AX J1745.6-2901在爆发中的观测数量增加了两倍。由于同时XMM-牛顿和NuSTAR光谱，我们大大提高了对X射线连续谱的拟合。在软态期间，辐射可以由盘状黑体（$kT\sim1.1-1.2$ keV和内部盘状半径$r_{DBB}\sim14$ km），加上热（$kT\sim2.2-3.0$ keV）黑体辐射（具有可能与边界层或NS表面相关的小发射半径（$r_{BB}\sim0.5-0.8$ km）），加上微弱的康普顿化分量来描述。光谱上清晰的记录了中性物质和电离物质的吸收特征。此外，正残差暗示的发射Fe K $α$盘线和相对论电离反射一致的软状态期间存在，而这样的残差是不显着的硬状态期间。硬态光谱的特征在于硬（$Γ\sim1.9-2.1$）的幂律，没有证据表明高能量截止（$kT_e>60-140$ keV），并意味着一个小的光学深度（$τ<1.6$）。新的观察结果证实了先前观察到的趋势，即在软态下表现出强烈的Fe K吸收，在硬态下显着减弱。光学（GROND）和无线电（GMRT）观测表明，AX J1745.6-2901是一个标准的宽带SED，通常在吸积中子星…
2017-09-19 astro-ph.HE
Localization of the X-ray Source in the Globular Cluster G1 with Chandra
利用钱德拉X射线天文台、哈勃太空望远镜（HST）和加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）对M31中巨型球状星团G1的X射线源进行了最精确的X射线位置测量。G1被清楚地检测到与钱德拉和交叉注册与HST和CFHT图像，我们得出一个1西格玛误差半径为0.15弧秒，显着小于以前的测量XMM-牛顿。我们的结论是G1的X射线发射很可能来自于星系团的核心半径。对于X射线发射的起源，我们已经考虑了许多可能性，但可以排除所有可能性，只有两种情况除外：它可能是由于吸积到中心的中等质量黑洞（IMBH）上，或者是普通的低质量X射线双星（LMXB）。基于X射线光度和Bondi吸积率，来自星系团气体的IMBH似乎不太可能，我们认为X射线是来自伴星的吸积。或者，一个1.5太阳质量的星团LMXB位于95% X射线误差圆内的概率约为0.7。因此，我们不能排除单个LMXB作为X射线发射的来源。虽然我们无法根据目前的观测结果区分不同的模型，但未来的高分辨率和高灵敏度无线电成像观测将揭示G1中心是否存在IMBH。
2010-06-27 astro-ph.HE
Two Possible Optical--X-Ray Anti-Correlations of PSR J1023+0038
本研究利用18次XMM-Newton同步观测发现红背脉冲星PSR J1023+0038在LMXB态下X射线通量与B波段轨道调制振幅存在反相关，提示存在比X射线更主导的照射源。
2025-10-09 astro-ph.HE
An XMM-Newton View of the ANdromeda Galaxy as Explored in a Legacy Survey (New-ANGELS) I: the X-ray Source Catalogue
本研究介绍针对仙女座星系（M 31）周边天区的New-ANGELS XMM-牛顿巡天项目，发布含4506个源的X射线源星表并完成多类天体分类，为后续相关研究提供基础数据。
2023-06-16 astro-ph.HE
An XMM-Newton and INTEGRAL view on the hard state of EXO 1745-248 during its 2015 outburst
瞬变低质量X射线双星（LMXB）通常表现出持续几周的爆发，并以高X射线光度（$L_{x} \approx 10^{36}-10^{38}$ erg/sec）为特征，而在大多数时间里，它们被发现处于X射线静止（$L_X\approx10^{31} -10^{33}$ erg/sec）状态。EXO 1745-248就是其中之一。目标-{ \xmm }和{ \igr }的宽带覆盖范围和机载仪器的灵敏度为描述{ \exo }爆发期间的硬X射线谱提供了机会。方法-在本文中，我们报告了位于球状星团Terzan 5中的X射线瞬变{\xmm }和{ \igr }的准同步观测，该观测是在2015年3月至6月爆发开始后10天（2015年3月16日）进行的。该源处于硬态，发射出0.8-100 keV的$\simeq10^{37}$ ~{ \lumcgs }亮度。结果-光谱连续性主要是由温度为$kT_{in}\simeq1.3$ keV的种子光子的热康普顿化，由中等光学深度$τ\simeq2$和电子温度$kT_e\simeq 40$ keV的云。一个较弱的软热成分在温度$kT_{th}\simeq0.6$ -0.7千电子伏和兼容的中子星半径的一小部分也被检测到。EPIC-pn机载探测器{ \xmm }观测到了丰富的发射线光谱;探测到了与电离硫、氩、钙和铁的K-$α$跃迁能量相匹配的特征，其宽度与在距中子星…
2017-03-21 astro-ph.HE
A re-analysis of the NuSTAR and XMM-Newton broad-band spectrum of Ser~X-1
背景：Ser X-1是一种经过充分研究的LMXB，它清楚地显示了一条宽的铁线。最近，Miller等（2103）给出了SerX-1的宽波段高质量NuSTAR数据。利用相对论模糊自洽反射模型，他们发现Rin接近1.0RISCO（相当于6 Rg），倾角小于10 °。目的：本文的目的是探讨在何种程度上的反射和连续模型的选择（以及其中的不确定性）可以影响从反射分量推断的磁盘参数的结论。为此，我们重新分析了所有可用的公共NuSTAR和XMM-Newton。Ser X-1是一个研究得很好的来源，它的光谱已经被几种仪器观察到，因此是这项研究的最佳来源之一。方法：我们使用略有不同的连续和反射模型，在文献中采用这种来源。特别是，我们适合与自洽的反射模型作为reflionx（与幂律照明连续修改与高能量截止模仿入射康普顿化光谱的形状）和rfxconv的铁线和其他反射功能。使用这些模型，我们拟合NuSTAR和XMM-牛顿光谱，得到一致的光谱结果。结果：我们的结果与Miller等人（2013）已经发现的结果一致，但不那么极端。特别地，我们发现内盘半径约为13 R_g，相对于视线的倾角约为27度。我们的结论是，虽然反射模型的选择对磁盘参数的影响很小，只要一个自洽的模型被使用，连续模型的选择可以是重要的，从反射分量的磁盘参数的精确测定。因此，宽带X射线光谱是非常可取的约束连续和磁盘参数。
2017-01-04 astro-ph.HE
Variation of the X-ray non-thermal emission in the Arches cloud
铁荧光线在6.4千电子伏的起源从周围的拱星系团的扩展区域是有争议的，这种发射的不变性到2009年有利于低能量宇宙射线的起源超过可能的辐射由硬X射线。通过探测最近几年拱门云非热发射的变化，包括2012年的深度观测，我们打算区分这两种相互竞争的情况。我们对2000年至2013年收集的XMM-牛顿观测数据进行光谱拟合，以建立对应于中性Fe K α线和X射线连续辐射的拱门云光变曲线。我们揭示了30%的通量下降，在2012年，检测到超过4西格玛的两个组件的意义。这意味着所研究的大部分非热发射是由于X射线瞬态源的反射。
2014-06-22 astro-ph.HE
3C 33: another case of photoionized soft X-ray emission in radio galaxies
钱德拉和XMM-牛顿档案中的所有观测数据都被用来研究3C 33的X射线光谱特性。本文对该窄线射电星系的核辐射进行了完整的X射线分析。3C 33的宽带光谱比较复杂。硬的部分类似于塞弗特2星系，有一个被严重遮蔽的核连续区（N_H~10^23 cm^-2）和一条突出的Fe K α线。这代表了通过冷的环核气体直接观察到的核辐射。另一方面，未吸收的连续谱加上发射线似乎很好地拟合光谱的软部分（0.5- 2keV），这表明喷流对X射线发射没有显著贡献。我们讨论了发射软X射线线的气体可能的碰撞或光电离起源。我们的结果，加强了光谱有利于光电离的情况。
2009-01-21 astro-ph.HE
On the detectability of CO molecules in the Interstellar Medium via X-ray spectroscopy
本文利用XMM-牛顿反射光栅光谱仪获得的高分辨率X射线谱研究了银河系星际介质中CO分子的可探测性。我们分析了10颗明亮的低质量X射线双星（LMXB），研究了CO在它们视线中的贡献。共25个观测值与ISMab X射线吸收模型拟合，该模型包括O I，O II，O III和CO的光吸收截面。我们对拟合的拟合优度进行了蒙特卡罗（MC）模拟分析，以估计CO检测的意义。我们确定，统计分析阻止了CO分子X射线吸收特征的显著检测，除了朝向XTE~J1718-330和4U~1636-53的视线。在XTE~J1817-330的情况下，这是第一次报告CO沿其视线的存在。我们的研究结果加强了这样的结论，即分子有一个较小的贡献，在O K边光谱区的吸收功能。我们估计了CO柱密度下限，以在典型暴露时间内使用N（CO）> 6x 10 ^{16} cm-2的XMM-牛顿进行显著检测
2016-06-07 astro-ph.HE
eRASSt J040515.6-745202, an X-ray burster in the Magellanic Bridge
在第三次全天空巡天（eRASS 3）期间，光谱-伦琴-伽马探测器上的软X射线仪器eROSITA在麦哲伦桥方向探测到一个新的硬X射线瞬变，eRASSt J040515.6-745202。我们安排了后续观察，并搜索档案数据，以揭示瞬态的性质。使用X射线观测与XMM-牛顿，NICER，和斯威夫特，我们调查了时间和光谱行为的源超过10天。从XMM-牛顿观测中获得的X射线光变曲线显示了一个I型X射线爆发，其峰值辐射热光度至少为1.4e37 erg/s。爆炸能量学与麦哲伦桥距离处的爆炸点位置一致。爆发的相对较长的指数衰减时间为70 s，表明它在富氢环境中点燃。在eRASS 3之前12个月和6个月以及之后6个月的其他eROSITA调查期间没有检测到源，表明爆发是在持续发射达到2.6e36 erg/s的中度爆发期间发现的。在NICER观测期间，源显示出交替的通量状态，其高水平亮度与XMM-牛顿观测期间的亮度相似。这种行为很可能是由在XMM-牛顿观测的最后一个小时中也看到的下降引起的。周期为21.8小时的下降的复发证据表明，eRASSt J040515.6-745202是一个低质量X射线双星（LMXB）系统，其边缘附近有一个吸积盘。我们在UVW 1和g，r，i中确定了一个多波长对应的X射线源，由XMM-牛顿上的光学/紫外线监测器和Cerro Tololo美洲天文台的暗能量照相机获得的z图像。（略）
2022-11-12 astro-ph.HE
The bright unidentified gamma-ray source 1FGL J1227.9-4852: Can it be associated with an LMXB?
我们提出了一个分析的高能量（HE; 0.1-300 GeV）的伽马射线观测1FGL J1227.9-4852与费米伽马射线空间望远镜，后续的无线电观测与澳大利亚望远镜紧凑阵列，巨型米波射电望远镜和帕克斯射电望远镜的同一领域和后续的光学观测与欧洲南方天文台VLT。我们还检查档案XMM牛顿和积分X射线观测的区域周围的这个源。1FGL J1227.9-4852的伽马射线谱最符合指数截止幂律，这让人想起费米观测到的粒子群。在1FGL J1227.9-4852的99.7%误差圆内发现了一个以前未知的致密射电源，其形态与活动星系核/喷流结构或遥远射电星系的两个大致对称的叶相一致。一个明亮的X射线源XSS J12270-4859，一个低质量的X射线双星，也位于1FGL J1227.9-4852误差圆内，我们报告了第一次探测到来自这个源的射电辐射。1FGL J1227.9-4852与这些对应物的潜在关联进行了讨论。根据现有的数据，我们发现的伽玛射线源的协会紧凑的双射电源不太可能，并建议XSS J12270-4859是一个更可能的对应新的HE源。我们认为XSS J12270-4859可能是一颗毫秒脉冲双星，并与PSR J1023+0038作了比较。
2011-03-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Broad iron emission line and kilohertz quasi-periodic oscillations in the neutron star system 4U 1636-53
中子星低质量X射线双星（LMXB）中的宽铁（Fe）谱线和千赫兹准周期振荡（KHz QPO）频率都可以提供吸积盘内径的独立测量。我们使用XMM-牛顿和同步罗西X射线定时探测器观测LMXB 4U 1636-53来检验这一假设。我们研究了Fe-K发射线作为源的光谱状态和kHz QPO的频率的函数的性质。我们发现，吸积盘的内半径推导出的频率上kHz QPO的变化作为一个函数的源的位置在颜色-颜色图，根据以前的工作和吸积盘几何形状的标准方案。相反，从Fe线的轮廓推导出的内盘半径与源的光谱状态不相关。在四次观测中，从kHz QPO和Fe线推断的内半径值并不导致中子星质量的一致值，无论用于拟合Fe线的模型如何。我们的研究结果表明，无论是kHz QPO或标准的相对论Fe线解释不适用于这个系统。此外，kHz QPO和宽Fe线的同时检测难以与Fe线的加宽是由于外流风中光子的再处理的模型相协调。
2014-03-31 astro-ph.HE
The impact of precession on the observed population of ULXs
中子星为几个超亮X射线源（ULX）提供动力的发现，提出了关于潜在人口性质的重要问题。在本文中，我们建立在以前的工作，研究模拟人口纳入一个模型，其中的排放源于一个旋进，几何光束风锥，创建一个超临界流入。我们获得估计-独立的处方风的岁差周期-ULX的相对数量是潜在的可见（持久或瞬态）的一系列基本因素，如人口内的黑洞或中子星的相对丰度，最大岁差角，和LMXB占空比。我们使用从XMM-牛顿编译的目录与现有数据进行初步比较。最后，根据对岁差期的估计，我们确定了eROSITA全天空调查（eRASS）将如何限制潜在的人口统计。
2021-10-21 astro-ph.HE
The NuSTAR X-ray spectrum of the low-luminosity AGN in NGC 7213
我们提出了一个低光度活动星系核NGC 7213的3-79 keV的NuSTAR光谱的分析。与过去的观测结果一致，我们发现一个下限的高能量截止的Ec > 140千电子伏，没有康普顿反射连续的证据，和铁的K α复合物的存在下，可能产生的宽线区域。从MYTorus模型的应用中，我们发现，如果线发射材料是由柱密度为5.0（+2.0，-1.6）cm^-2的康普顿薄气体环产生的，那么它与不存在明显的康普顿反射是一致的。我们使用XMM-牛顿，钱德拉和朱雀的档案观测报告的变化的时间尺度上的等效宽度的铁线。这一分析表明，含尘气体可能起作用。假设球形几何形状，与康普顿化模型的拟合表明存在热日冕，其温度kTe > 40 keV，光学深度tau < 1。
2015-07-07 astro-ph.HE
Ne and Fe abundances in the ISM: Archival Study of Fe-L and Ne-K edges in Chandra and XMM-Newton
University of Michigan（密歇根大学）；European Space Agency, European Space Research and Technology Center（欧洲空间局，欧洲空间研究与技术中心）；Rochester Institute of Technology（罗切斯特理工学院）
通过Chandra和XMM-Newton观测，研究了星际介质中Fe和Ne的丰度，发现其比值和单个元素丰度的最严格观测约束，并探讨了脱附和散射对测量的影响。
2026-02-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Evidence for a circum-nuclear and ionised absorber in the X-ray obscured BroadLine Radio Galaxy 3C 445
在这里，我们提出的结果朱雀观测的宽线射电星系3C 445。我们证实了与以前的X射线观测，揭示了存在几个软X射线发射线和一个整体的X射线发射强烈类似于一个典型的赛弗特2，尽管作为一个不模糊的活动星系核的光学分类所获得的结果。宽带光谱允许我们第一次测量反射量（R~0.9），其与相对强的中性Fe Ka发射线（EW ~ 100 eV）一起强烈支持存在康普顿厚度镜的情况。一次X射线连续谱被柱密度为NH =2-3 x10^{23} cm^{-2}的吸收体强烈遮蔽。两种可能的情况下提出的吸收：中性的部分覆盖或轻度电离的吸收剂与电离参数log Ω ~ 1.0 erg cm s^{-1}。与过去和最近的X射线观测3C 445的XMM-牛顿和钱德拉进行了比较，这提供了初步的证据，电离和流出的吸收剂的变化。我们认为，吸收体可能与赤道盘风位于秒差距尺度分子环面。
2011-02-25 astro-ph.HE
A self-consistent approach to the hard and soft states of 4U 1705-44
我们分析了两个XMM牛顿观测明亮的环礁源4U 1705-44，这可以被认为是一个原型的类持久NS LMXB显示硬和软状态。第一次观测是在源处于硬低通量状态时进行的，第二次观测是在软高通量状态时进行的。两个光谱都显示出宽的铁发射线。我们使用一个两个组件的模型，连同反射模型特别适合的情况下，一个中子星，其中的入射光谱具有黑体形状的光谱。在软状态下，反射模型，卷积与相对论涂抹组件，一贯描述了广泛的功能，目前在光谱中，我们发现一个明确的关系，入射通量的温度和较硬的X射线成分，我们解释为边界层发射的温度。在这种状态下，我们发现了会聚的证据，证明边界层的外半径是中子星半径的2倍。在低通量状态下，我们观察到的连续形状的光谱相对于软态的变化。尽管如此，广泛的本地发射功能可以与磁盘反射物质，但在较低的电离状态，并可能产生在一个吸积盘截断在更大的距离。我们的分析提供了强有力的证据表明，在软状态的LMXB的反射分量来自硬X射线的热辐射，我们确定与边界层发射，也存在于连续模型。在硬态下，宽铁线，如果也产生反射，和连续磁盘发射可以自洽占，如果磁盘被截断在一个更大的距离比软态。
2010-04-13 astro-ph.HE
Broad iron emission lines in Seyfert Galaxies - re-condensation of gas onto an inner disk below the ADAF
最近用Chandra、XMM-Newton和Suzaku对Seyfert 1活动星系核进行的观测显示出宽的铁K_α发射线，有些相对论性地模糊了。对于银河系黑洞的X射线双星XMM-牛顿光谱在硬态也揭示了相对论铁发射线和热分量的存在下，解释为一个弱的内部冷吸积盘热日冕下的指示。这些热成分被发现后，从软到硬的光谱状态的过渡，可以理解为持续的气体从对流为主的流（ADAF）到磁盘上的再冷凝。鉴于恒星质量和超大质量黑洞周围吸积流的相似性，我们讨论了Seyfert 1活动星系核中的宽铁发射线是否可以理解为来自类似的吸积流几何。在Miller（2007）和Nandra et al.（2007）的样本中，我们推导了具有强线的Seyfert星系的Eddington标度吸积率。在评估中，我们使用了观测到的X射线光度，热辐射校正和文献中的黑洞质量，大多数值来自Fabian和Vasudevan（2009）。超过一半的来源得出的速率小于爱丁顿速率的0.1。对于塞弗特1活动星系核中10^7到10^8个太阳质量的黑洞来说，这个极限相当于每年0.01到0.2个太阳质量。我们的研究表明，对于相当多的Seyfert活动星系核在硬谱态铁的发射线可以产生于一个内部弱盘周围的ADAF的再凝聚模型预测。一些具有较高吸积率的剩余源可能处于与LMXB的“非常高”状态相当的光谱状态。（节略）
2011-01-25 astro-ph.HE
XRISM spectroscopy of a crowded Galactic center region -- II. Narrow emission lines in the Black Hole candidate MAXI J1744-294/Swift J174540.2-290037
Ehime University（爱媛大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Kyoto University（京都大学）；Osaka University（大阪大学）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
研究通过XRISM高分辨率光谱分析，发现MAXI J1744-294/Swift J174540.2-290037的窄发射线特征，揭示了高电离等离子体及可能的喷流或盘风现象。
2026-03-28 astro-ph.HE
Probing variability patterns of the Fe K line complex in bright nearby AGNs
目前的X射线望远镜前所未有的灵敏度允许第一次解决的问题，在明亮的，附近的活动星系核的铁K线复杂的变化模式。我们研究XMM-牛顿观测的最亮的源的FERO样本的射电安静的1型活动星系核的时间行为的特征的Fe K复杂的功能的目的。在4-9 keV范围内的连续谱之上和之下的剩余通量的系统映射是在时间与能量域中进行的，其目的是识别三个能带中的有趣的光谱特征：5.4-6.1 keV，6.1-6.8 keV和6.8-7.2 keV，分别对应于红移，静止帧和蓝移或高度电离的Fe K α线带。通过提取光变曲线并将其与MonteCarlo模拟进行比较来评估变异性的显著性。的时间平均配置文件的铁-钾复合物在几个观测发现光谱的复杂性。在72次观测中，有30次观测到红移和蓝移成分（发射或吸收），<EW>平均发射约为90 eV，吸收<EW>约为-30 eV。我们检测到显着的线变化（置信水平范围在90%和99.7%之间），在至少一个以上的能量带在26个72观测时间尺度为~6-30 ks。使用该样本仔细计算了这些特征的可靠性，并在~3sigma置信水平下进行了评估。这项工作增加了目前为数不多的检测变量，能量转移，铁线，并确认了可靠性的要求检测。我们发现，检测到的功能的分布峰值在高变异性的意义，在红，蓝移的能带，这表明在相对论修改吸积流的起源。
2009-07-09 astro-ph.HE
NuSTAR Spectroscopy of Multi-Component X-ray Reflection from NGC 1068
我们报告的观测NGC 1068与NuSTAR，它提供了最好的限制，迄今为止的$>10$ keV的光谱形状。在过去的二十年里，我们没有发现强烈的变化，与其康普顿厚AGN分类一致。组合的NuSTAR、Chandra、XMM-Newton和Swift-BAT光谱数据集为复杂的反射发射提供了新的见解。高信噪比NuSTAR数据和Chandra空间分解的关键组合使我们能够打破几个模型退化，并极大地帮助物理解释。当被建模为单片时（即，对于单个N_H反射镜，没有一种常用的康普顿反射模型能够与康普顿反射的中性荧光线和宽光谱形状相匹配。具有三个不同列密度的多部件反射器（例如，N_H~1.5e23、5e 24和1 e25 cm^{-2}）与谱线和康普顿峰的拟合更为合理，且具有接近太阳的Fe丰度。在该模型中，较高的NH分量提供了大部分的康普顿峰通量，而较低的NH分量产生了大部分的线发射，有效地解耦了康普顿反射的两个关键特征。我们注意到，约30%的中性Fe K α线通量来自>2”（约140 pc），这意味着<10 keV的反射分量中有很大一部分来自秒差距尺度环面之外的区域。这些结果可能对解释较差的信噪比观测和/或更远的物体产生影响。
2014-11-03 astro-ph.HE
Multiwavelength campaign on Mrk 509 XIV. Chandra HETGS spectra
我们在本文中提出的结果270 KS钱德拉HETGS观测的背景下，一个大的多波长运动的塞弗特星系Mrk 509。HETGS光谱使我们能够研究Mrk 509中的高电离温吸收剂和Fe-K络合物。我们搜索的变异源的光谱特性相对于以前的观测在这场运动中，以及超快流出签名的证据。使用dac拟合包分析了Mrk 509的Chandra HETGS X射线光谱。我们确认了三年前在600 ks XMM-牛顿RGS观测中发现的暖吸收体的基本结构，由五个不同的电离成分组成。我们发现，除了在相同的流出速度（-240 km/s）下，以C2为代价具有更高的柱密度的组分D2之外，与本次活动中先前的观测结果相比，不同的暖吸收相的物理性质几乎没有变化。与以前的报道相反，我们没有发现-700 km/s的外流分量。O VIII吸收线剖面显示出流出速度快于-100 km/s时的平均覆盖系数为0.81 +/- 0.08，与在紫外线下测得的相似。这支持了斑片状风的观点。流出物中的相对金属丰度接近原太阳。Fe Ka发射线的窄成分与以前的观测结果相比没有变化，这证实了它起源于遥远的物质。窄线有一个红色的翼，可以解释为弱相对论发射线。在我们的新光谱中，我们没有发现超快速流出的显著证据，直到我们数据的灵敏度极限。
2014-09-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
