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
X-ray exploration of the outskirts of the nearby Centaurus cluster using Suzaku and Chandra
我们提出了朱雀观测半人马座集群到0.95r200，采取沿带西北。我们还使用了钱德拉观测的郊区，以解决点源下降到一个阈值通量约7倍，低于仅朱雀数据，大大减少了系统的不确定性宇宙X射线背景发射在郊区。我们发现，温度下降的一个因素2，从峰值温度到郊区。的熵配置文件演示了一个中央过剩（0.5r200内）的基线熵配置文件预测的模拟纯粹的引力层次结构的形成。在郊区，熵分布与Voit等人的基线熵分布合理一致，我们发现，压力分布与Arnaud等人的普遍压力分布一致，但在外围略高于它。郊区的超压和熵的减少似乎是测量的气体密度过大的结果，可能是由于气体聚集使密度测量偏高。气体质量分数上升，并达到平均宇宙重子分数在最大半径的研究。团簇校正的气体质量分数与预期的热气体分数和Young等人的模拟一致。我们进一步分析了Walker等人的分析，该分析研究了迄今为止在朱雀外围探索的星团熵分布的形状。当按自相似熵缩放时，朱雀熵曲线显示出超过基线熵曲线的中心过剩，并且在r500左右与之一致。然而，在r500之外，熵分布倾向于低于基线熵分布。
2013-03-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Exploring Hot Gas at Junctions of Galaxy Filaments with Suzaku
我们用朱雀号进行了五次定点观测，以寻找与星系细丝连接处有关的热气，到目前为止，还没有发现明显的漫射X射线源。我们在所有五个区域都成功地发现了X射线源，并在每个区域分析了两个明亮的源。光谱分析表明，这三个源都来自与光学亮星系或星系群有关的X射线弥散晕，kT为0.6-0.8 keV。其他三个源可能是群和集群规模的X射线晕，温度分别为~1 keV和~4 keV，而其他的是紧凑的对象的起源，如活动星系核。所有三个观察到的星系丝结内的星系团内介质都参与了正在进行的合并。因此，我们证明，深X射线观测的灯丝结确定的星系调查是一个强大的手段来探索不断增长的晕在一个层次结构未被发现到目前为止。
2013-11-20 astro-ph.CO
Metallicity of the Fossil Group NGC 1550 Observed with Suzaku
利用朱雀卫星对星系团NGC 1550进行了观测，研究了星系团内介质（ICM）的温度和金属丰度分布。NGC 1550被归类为化石星系群，除了中央星系外，几乎没有明亮的成员星系。因此，这种类型的星系对于研究金属是如何富集到ICM中的非常重要。利用朱雀XIS仪器，我们不仅直接测量了Si、S和Fe线，而且还测量了O和Mg线，并首次获得了~ 0.5r_180的外部区域的丰度，证实了该化石群ICM中的金属确实向大半径延伸。我们发现Mg，Si，S和Fe丰度的梯度较陡，而O的丰度分布几乎平坦。α-元素与Fe的绝对比值与其他组和贫簇相似。我们计算出ICM富集的II型与Ia型超新星的数量比为2.9 ± 0.5，在0.1 r_180范围内，该值与朱雀观测到的其他组和贫星团的值一致。利用NGC 1550成员星系的B波段和K波段光度计算了Fe、O和Mg的金属质光比。在r<0.1的r_180区，MLR与NGC 5044组相当，而在外侧区，NGC 1550组的MLR略高于NGC 5044组。
2010-09-24 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
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
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
Abundance Patterns in the Interstellar Medium of Early-type Galaxies Observed with Suzaku
我们分析了朱雀号卫星观测到的17个早型星系、13个椭圆星系和4个S 0星系，并研究了星际介质（ISM）中的金属丰度（O、Mg、Si和Fe）和丰度比（O/Fe、Mg/Fe和Si/Fe）。使用APEC等离子体代码v2.0.1，用单温度或双温度热等离子体模型以及多温度模型再现来自每个源上区域的发射，其为有效半径r_e的4倍。多温模型计算的丰度和丰度比与1 T或2 T模型基本一致。根据Lodders（2003）的太阳丰度表，由多温度模型拟合得到的所有样本星系的O、Mg、Si和Fe丰度的加权平均值分别为0.83 ± 0.04、0.93 ± 0.03、0.80 ± 0.02和0.80 ± 0.02太阳单位。这些丰度没有表现出显着的形态和环境的依赖性。研究了APEC等离子体代码2.0.1和1.3.1版本之间导出的金属丰度的系统差异。在ISM中导出的O和Mg丰度与光谱学中导出的半径为1 r_e的孔径内的恒星金属丰度一致。根据这些结果，我们讨论了早型星系过去和现在的超新星Ia速率和恒星形成历史。
2013-12-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 observation of the LINER NGC 4102
低电离核发射线区（LINER）核与其他活动星系核不同，这是由于沿视线方向存在复杂的吸收结构和/或在超大质量黑洞上存在低效率的吸积模式。然而，这个问题仍然悬而未决。我们研究了NGC 4102的宽波段X射线谱，它是Swift/BAT巡天中最明亮的LINER之一。我们研究了NGC 4102的80 ksec Suzaku光谱，以及Chandra和Swift/BAT的观测档案。我们还研究了与朱雀数据同期拍摄的光学（Calar Alto天文台的3.5 m/TWIN）和近红外（Observatorio Roque los Muchachos的WHT/LIRIS）光谱。有强有力的证据表明，NGC 4102是一个康普顿厚度的活动星系核，正如斯威夫特/BAT探测到的内禀连续谱和一条强窄的中性FeKa发射线所表明的那样。我们还检测到电离FeXXV发射线的朱雀光谱的来源。NGC 4102显示了一个可变的软过剩，发现在一个显着更高的通量状态的时间朱雀观测相比，钱德拉观测。最后，从X射线光谱分析和光学消光中得到了一个复杂的吸收体结构，除了康普顿厚度的吸收体外，至少还有两个吸收体。
2010-12-14 astro-ph.CO
Supermodel Analysis of the Hard X-Ray Excess in the Coma Cluster
超级模型提供了一个准确的描述的热贡献的热集群内的等离子体，这是至关重要的硬过剩的分析。本文从对X射线观测量的超模型分析得到的星团内气体温度和密度分布：XMM-牛顿温度分布和Rosat亮度分布出发，导出了后发座星系团的热发射率。BeppoSAX/PDS硬X射线谱的超级模型分析证实了我们以前的结果，即在c. l.在20-80 keV的能量范围内，非热通量为1.30+-0.40 x 10^-11 erg cm^-2 s^-1。最近XMM-牛顿/朱雀联合分析报告，在20-80 keV的能量范围内，非热通量的上限约为6 × 10 ^-12 erg cm^-2 s^-1，平均气体温度为8.45 ± 0.06 keV，在置信水平高于4 sigma时，非热辐射过量，不包括系统效应，在朱雀/HXD-PIN FOV中，平均XMM-牛顿温度为8.2 keV，与我们早期的PDS分析一致。在这里，我们提出了进一步的证据朱雀和BeppoSAX光谱之间的兼容性，通过我们的PDS数据的超级模型分析，当HXD-PIN FOV的较小尺寸和两个不同的平均温度由XMM-牛顿和联合XMM-牛顿/朱雀分析被考虑在内。PDS和HXD-PIN光谱的一致性再次证实了后发座星系团的硬X射线光谱中存在非热成分。PDS数据的超级模型分析报告在c.l.由于PDS FOV比HXD-PIN FOV大得多，因此对于8.45 keV的较高平均温度…
2011-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 and XMM-Newton Observations of the Fornax cluster: Temperature and Metallicity Distribution
朱雀观测到一个中心区域和五个偏移区域在0.2 r180范围内的天炉座星系团，附近的一个贫穷的星系团，XMM牛顿映射了15个指向0.3 r180的星系团。用Suzaku研究了O、Mg、Si、S和Fe在团内介质（ICM）中的分布，用XMM研究了Fe和温度的分布。ICM的温度随着半径从0.04 r180时的1.3 keV逐渐降低到0.2-0.3 r180时的1 keV。如果采用Lodders等人（2003）的新太阳丰度和单温等离子体模型，O、Mg、Si、S和Fe显示出相似的丰度：0.02-0.2 r180范围内的0.4-0.6太阳丰度。这是类似的铁丰度在0.1-0.2 r180的丰富的星系团和其他星系群。在0.2-0.3 r ~（180）时，Fe丰度变为0.2-0.3太阳能。一个双温等离子体模型产生ICM丰度高出1.2-1.5倍，但O，Mg，Si，S和Fe之间的丰度比相似。北部区域ICM温度较低，亮度和Fe丰度较高，而南部区域ICM温度较高，亮度和Fe丰度较低。这些结果表明，由于最近的动力学演化，cD星系可能已经从北方移动。在0.3 r180范围内的累积氧和铁质光比富星系团和一些松弛星系团低一个数量级以上。过去的动力学演化可能阻碍了热气体在天炉座星系团中心区域的强烈聚集。在IMLR中的分散和在ICM中的星系群和星系团的元素丰度的相似性表明早期的金属合成。
2011-10-07 astro-ph.CO
Suzaku observations of hard X-ray selected Seyfert 2 galaxies
我们提出了朱雀观测五个硬X射线选择附近的塞弗特2星系。所有的来源都清楚地检测到针硬X射线探测器高达几十千电子伏，允许一个相当好的表征宽带X射线连续。我们发现，一个独特的模型，即使包括多个组件，未能代表所有的源的光谱。沉重的模糊体现在不同的口味。对于两个源，有证据表明它们是反射主导的连续体;在其他三个源中，一个具有“轻度”康普顿厚度（N_H ~ 10^24 cm-2），而其余两个源则被严重遮蔽（N_H ~ 10^23.5 cm-2），但康普顿厚度较薄。在康普顿厚的活动星系核中，观测到了中性或轻度电离气体产生的强、窄的铁K α线（EW ~ 1- 2keV）。在所有这些中，Kalpha线都伴随着Kbeta。软X射线谱的强度和形状因物体而异。软X射线可能来自于从X射线吸收器散射或泄漏的核成分，加上来自宿主星系的热X射线。由活性核光电离的环核气体的发射，用幂律加上个别窄高斯线参数化，也提供了一个可接受的描述软X射线光谱。有限的朱雀XIS CCD能量分辨率不允许我们得出明确的结论，软X射线发射的起源。我们根据活动星系核统一模型和遮蔽气体的几何形状对我们的发现作了简要的讨论。
2010-05-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Search for gas bulk motions in eight nearby clusters of galaxies with Suzaku
为了寻找团内介质的整体运动，我们分析了朱雀卫星拍摄的X射线光谱，并测量了附近8个具有不同X射线形态的星系团的Fe-K线发射的多普勒频移。在半人马座和英仙座星系团的核心，气体的体积速度不超过声速，这证实了以前的研究结果。对于半人马座45子星系团，我们发现相对于半人马座核心的径向速度<780 km·s^-1，明显小于3.9 sigma水平上光学波段的观测值，这表明由于子星系团合并，气体和星系沿视线的分布存在偏移。在A2199、A2142、A3667和A133中，没有检测到明显的整体运动，这表明径向速度的上限为3000-4000 km·s^-1。在冷核星系团A2029的中心附近和合并星系团A2255的子星系团中发现了超过仪器校准不确定度的大体积速度的迹象，这表明非热压力的支持在估计合并星系团和松弛星系团的总引力质量时不可忽略。然而，为了提高检测的重要性，需要通过后续观察进行进一步检查。目前的研究提供了一个试点调查之前，未来的高分辨率光谱与ASTRO-H，预计将发挥关键作用，揭示动态演化的集群。
2015-11-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
Search for X-Ray Emission Associated with the Shapley Supercluster with Suzaku
朱雀号对沙普利超星系团内部和周围的3个区域进行了观测：一个位于A3558和A3556之间的区域，大约是两个星系团维里半径的0.9倍，另外两个区域距离第一个指向1°和4°。4°偏移观测被用来评估银河系前景发射。在减去前景和背景发射的贡献后，我们在所有三个点的光谱中没有检测到显著的红移氧发射线（O VII和O VIII）。在假设T=3 \times 10^6 K的情况下，热星系际介质（WHIM）红移O VIII Ka线强度的上限为1.5 \times 10^-7光子s^-1 cm^-2 arcmin^-2，这相当于约380（Z/0.1 Z_solar）^{-1/2}（L/3 Mpc）^{-1/2}的过密度。我们发现在1°偏移和灯丝上区域有过量的连续辐射，分别用kT ~1 keV和~2 keV的热模型表示。0和超星系团的红移（0.048）与观测光谱一致。~1 keV的辐射也可以用富Ne星系（零红移）的薄热辐射来拟合。2 keV分量的径向强度分布表明来自A3558和A3556的贡献，但是在A3558的外部区域中强度斜率显著变陡。最后，我们总结了以前的朱雀搜索的WHIM和讨论的可行性约束的WHIM。使用O VII和O VIII发射谱线在1.4 \times 10^6 K < T < 5 \times 10^6 K的范围内，或使用朱雀XIS在相对较高的温度范围T > 5 \times 10^6…
2011-09-21 astro-ph.CO
Two-Phase ICM in the Central Region of the Rich Cluster of Galaxies Abell 1795: A Joint Chandra, XMM-Newton, and Suzaku View
基于对X射线明亮星系团Abell 1795的高质量Chandra，XMM-牛顿和朱雀数据的详细分析，我们报告了两相团内介质（ICM）结构的明确证据，它由一个很酷的（具有温度T = 2.0- 2.2keV）和热（T = 5.0- 5.7keV）分量共存，并且至少在中心80 kpc中主导X射线发射。第三个弱发射分量（T = 0.8千电子伏）也检测到在最里面的144千秒差距，并归因于一部分的cD星系的星际介质（ISM）。解投影谱分析揭示了热相和冷相组分的平坦径向温度分布。这些结果与Xu等人（1998）报道的ASCA测量结果一致，并且类似于先前对半人马座星系团的发现（例如，Takahashi等人，2009年）。通过分析从Chandra数据创建的发射测量比率和气体金属丰度图，我们发现在50-100 kpc区域，冷相组分比热相组分更富集金属，这与M87中发现的结果一致（Simionescu et al. 2008）。冷相和热相ICM的共存不能仅通过活动星系核（AGN）的气泡抬升来实现。相反，两相ICM特性与cD电晕模型更好地协调（Makishima等人，2001）。（节录）
2012-02-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
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
The Impact of Suzaku Measurements on Astroparticle Physics
本文总结了朱雀星系团X射线宽带观测的结果。为了更好地理解气体加热/粒子加速的物理过程以及星系团的动力学演化，我们基于Suzaku和XMM-Newton/Chandra联合分析方法，对合并星系团，特别是A2163和Bullet星系团的非热硬X射线辐射进行了研究.所观察到的硬X射线发射是很好地代表了单温度或多温度的热模型，包括超热（kT~20 keV）的气体。然而，没有发现明显的非热硬X射线发射。结合现有的文献，我们用Suzaku研究了大约10个团簇的硬X射线性质。本文总结了朱雀星非热X射线辐射和星团磁场测量的现状，并与RXTE、BeppoSAX和Swift卫星的测量结果进行了比较。并对今后的发展前景作了简要的展望。
2013-10-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
Systematic X-ray Analysis of Radio Relic Clusters with SUZAKU
我们利用朱雀卫星对四个星系团中的六个巨型射电遗迹进行了系统的X射线分析。该样本包括CIZA 2242.8-5301、Zwcl 2341.1-0000、Abell 3667的东南部分以及先前发表的Abell 3667和Abell 3376的西北部分的结果。特别是我们首次利用朱雀卫星观测到了CIZA 2242.8-5301的狭窄遗迹（50 kpc），这使我们能够减小投影效应。本文报道了在CIZA 2242.8 -5301和Abell 3667 SE中发现的两处遗迹的冲击波的X射线探测。在ZWCL 2341.1 -0000中的两个遗迹的位置，我们没有检测到震动。从整个遗迹的光谱温度分布，我们发现，温度分布表现出显着的跳跃跨越文物CIZA 2242.8-5301，Abell 3376，Abell 3667 NW，和Abell 3667 SE。利用Rankine-Hugoniot跳跃条件，从X射线温度或压力剖面估算了马赫数，并与从射电谱指数得到的马赫数进行了比较。计算得到的马赫数（M=1.5-3）基本一致，而CIZA 2242的X射线数据计算的马赫数则比射电观测的结果偏低。这些结果表明，合并集群中的巨型射电遗迹与冲击结构有关，正如以前对单个集群的研究所建议的那样。
2012-09-25 astro-ph.CO
Suzaku observations of the Hydra A cluster out to the virial radius
我们报告朱雀观测的北半部的水螅A集群到~1.4 Mpc，达到维里半径。这是第一个朱雀观测到的中等大小（kT ~3 keV）的星系团的维里半径。进行了两次观测，西北和东北偏移，分别在宇宙大尺度结构的细丝方向和空洞方向上继续。星系的X射线辐射和分布在暗条方向拉长。两个方向上的温度分布在误差条内彼此基本一致，并在1.5 r_500处降至1.5 keV。正如朱雀在热星团中所观察到的那样，熵分布在r_500以上变得更平坦，与吸积激波加热模型所预期的r^1.1关系不一致。当用平均团内介质（ICM）温度标度时，朱雀观测到的团簇熵分布是普遍的，不依赖于系统质量。在空隙和细丝方向的流体静力学质量值是在良好的协议，和纳瓦罗，弗伦克，和白色的普遍质量配置文件代表流体静力学质量分布高达~ 2 r_500。在r_500以上，气体质量与流体静力质量的比率超过了威尔金森微波各向异性探测器的结果，并且在r_100处，这些比率在细丝和空隙方向上分别达到0.4和0.3。我们讨论了可能的偏离流体静力平衡在集群的郊区。我们导出了气体质光比和铁质光比随维里半径的径向分布。在r_500范围内，Hydra A星系团的铁质光比与Suzaku观测到的其他星系团进行了比较。
2012-06-25 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 Global Implications of the Hard X-ray Excess in Type 1 AGN
最近的证据表明，一个强大的“硬过剩”的通量在能量> 20 keV的一些朱雀观测的1型活动星系核（AGN）的激发了探索性的研究，在当地的1型活动星系核人口的现象。我们选择了雨燕爆发警报望远镜（BAT）58个月的目录中的所有1型活动星系核，并将它们与朱雀公共档案馆的馆藏进行了交叉相关。我们发现硬过剩现象是第一类活动星系核的普遍性质。两者合计，光谱硬度和Fe K α发射的等效宽度是一致的，由康普顿厚的云，部分覆盖的连续源的合奏后处理。在这样的模型的上下文中，约80%的样品具有与由低电离、康普顿厚度气体覆盖的连续体的> 50%一致的硬度比。更详细的研究，在我们的样品中的三个最硬的X射线光谱揭示了一个尖锐的铁K吸收边在7 keV的每一个，这表明模糊的反射是不负责非常硬的光谱形式。简单的考虑将康普顿厚云的分布置于光学宽线区域或光学宽线区域内。
2012-11-14 astro-ph.CO 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
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 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
Metals in the Intracluster Medium of MS 1512.4+3647 Observed with Suzaku: Implications for the Metal Enrichment History
用朱雀望远镜对星系团MS 1512.4+3647（z=0.372）进行了270 ks的观测。在一个中等红移的星系团（z>0.3）中，除了Fe的丰度外，还首次分别测定了Mg、Si、S和Ni的丰度。MS 1512.4+3647的丰度模式与附近星团的丰度模式一致，表明该系统对附近星团的贡献与超新星Ia和SNe II相似。SNe II与SNe Ia的数量比为$\sim3$。估计的SNe II和SNe Ia的总数与气体质量的关系与附近的星团相似。MS 1512.4+3647的丰度结果与SN II速率历史大致遵循恒星形成历史的标准情景一致，该历史在1<z<2处有一个峰值，然后向$z\sim0$下降约一个数量级。Ia超新星的数量与附近的星团相似，这表明Ia超新星的速率从z=0.37到z=0急剧下降，并且/或者Ia超新星爆炸主要发生在较大的红移处。
2013-10-18 astro-ph.CO
X-Ray Study of the Outer Region of Abell 2142 with Suzaku
我们用朱雀观测了一个明亮的星系团A2142的外部区域。温度和亮度结构测量出维里半径（$r_{200}$）具有良好的灵敏度。我们证实了温度从9千电子伏的集群中心周围的约3.5千电子伏的$r_{200}$，与密度分布很好地近似的$β$模型与$β= 0.85$。在$0.4\r_{200}$中，熵分布与吸积激波模型预测的$r^{1.1}$一致。熵斜率在外部区域中变得更平坦，并且在$r_{200}$周围为负。这些特征表明，在外部区域的集群内的介质是热平衡。由于预计电子-离子库仑碰撞的弛豫时间尺度比在$r_{200}$处冲击加热后经过的时间长，因此低熵的一个合理原因是与离子相比电子温度低。其他可能的解释是气体团簇、湍流和ICM的整体运动。我们还在$r_{200}$周围寻找了一个温暖的星系际介质，并设定了氧线强度的上限。假设视线深度为2 Mpc，氧丰度为0.1太阳，计算出的过密度上限为280或380，这取决于前景假设。
2011-06-29 astro-ph.CO
Gas bulk motion in the Perseus cluster measured with SUZAKU
我们提出的结果，从朱雀观测英仙座星系团，这是相对接近，最明亮的X射线天空和一个放松的对象与冷的核心。中心区域的多次曝光和X射线成像光谱仪的偏移指向覆盖了半径为20 '-30'的区域。中心数据用于评估仪器能量标度校准，通过仪器的空间和时间变化确认精度在300 km/s左右。这些深度和良好校准的数据被用来测量星系团内介质的X射线红移。在星系团中心以西2-4弧分（45- 90 kpc）处发现了相对于主系统的气体体运动，径向速度约为-（150-300）km/s。没有发现其他速度结构。在50- 100 kpc的空间尺度上，在中心半径200 kpc以内，气体径向速度的变化小于300 km/s，而在400 kpc的空间尺度上，在中心半径600 kpc以内，气体径向速度的变化小于600 km/s。首次在星系团中将这些X射线红移分布与光学成员星系的X射线红移分布进行了空间比较。基于X射线线宽，这些区域内的气体湍流速度也被限制在1000-3000 km/s内。这些结果的气体动力学的核心和更大的规模与集群合并活动进行了讨论，并认为未来的潜力高能量分辨率光谱与ASTRO-H。
2013-12-14 astro-ph.CO
The Mid-Infrared and Near-Ultraviolet Excess Emissions of Quiescent Galaxies on the Red Sequence
我们研究了光谱选择的静止星系的光学红序列的中红外（IR）和近紫外（UV）的过量发射。我们使用宽视场红外巡天探测器（{ \it WISE}）的中红外和星系演化探测器（{ \it GALEX}）的近紫外数据的光谱样本的星系在斯隆数字巡天数据释放7研究静止的红色序列星系之间的可能的连接，没有中红外/近紫外过剩。在648个12 $μ$ m的静止红序星系中，没有H $α$发射，分别有26%和55%的近紫外和中红外过量发射。当我们只考虑明亮的（$M_{r}$ $<$ $-$ 21.5）星系的早期型形态，最近的恒星形成的星系的比例仍然是39%。具有中红外和近紫外过量辐射的静止红序列星系在光学上较暗，并且比没有中红外和近紫外过量辐射的星系具有略小的$D_{n}$ 4000。我们还发现，中红外加权平均恒星年龄的静态红序列星系的中红外过剩大于那些与近紫外过剩，小于那些没有中红外和近紫外过剩。的环境依赖的部分静止的红序列星系与中红外和近紫外线过剩似乎很强，即使静止的红序列星系与近紫外线过剩的趋势与中红外过剩的不同。这些结果表明，最近的恒星形成跟踪近紫外（$\lesssim 1$陀螺仪）和中红外（$\lesssim 2$陀螺仪）过剩是不可忽略的附近，静态，红色，早型星系。我们提出了一个可能的演化方案的静态红序列星系从静态红序列星系与近紫外过剩的中红外过剩的那些没有近紫外和中红外过剩。
2013-02-27 astro-ph.CO
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
A detailed study of the bridge of excess X-ray emission between the galaxy clusters Abell 2029 and Abell 2033
我们检查朱雀，XMM-牛顿，和钱德拉观测的阿贝尔2029/2033系统的X射线发射连接两个星系团的桥梁的性质进行调查。通过模拟来自两个星系团外围的贡献，并排除来自南部落星系团和背景星系团LOS 9的发射，我们发现两个星系团之间的X射线发射在6.5-7.0 $σ$的水平上显著过量，这取决于模型的选择，这不能用星系团的重叠来解释。这种表面亮度的多余分量与来自大约1.0 Mpc宽的灯丝的发射一致。对与暗条相关的气体的发射测量得出的平均气体密度为$3.7^{+1.0}_{-0.7} \times 10^{-5}$ cm $^{-3}$，大致相当于宇宙平均重子密度的160倍。朱雀X射线光谱的过量发射表明，它是显着冷（$1.4_{-0.5}^{+0.7}$千电子伏）比从两个集群（$\sim$ 5千电子伏）的集群外围发射，从统计上与温度预期的最热和致密部分的温暖，热星系际介质（WHIM）。几何形状、密度和温度与Abell 222/223灯丝的X射线研究结果相似。
2021-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Suzaku Observation of Abell 1689: Anisotropic Temperature and Entropy Distributions Associated with the Large-Scale Structure
我们介绍了Abell 1689中的簇内介质（ICM）的朱雀观测结果，结合SDSS数据的补充分析以及Subaru/Suprime-Cam和HST/ACS观测的弱透镜和强透镜分析。在4.0 sigma显著性下检测到来自位力半径周围的ICM的微弱X射线发射。我们发现星系团外围的各向异性气体温度和熵分布与星系的大尺度结构有关。东北部（NE）郊区的高温和熵区与过密的对流结构有关。与低密度空隙环境接触的外围区域具有低的气体温度和熵，偏离流体静力平衡。这些结果表明，ICM的热化发生更快地沿导电结构比空隙区域。联合X射线和透镜分析表明，流体静力学质量是$\sim60-90%$的球面透镜，但相当于一个三轴晕质量误差内$0.6r_{2500} \simlt r \simlt 0.8r_{500}$，它是显着的偏见低$\simlt60%$内$0.4r_{2500}$，无论质量模型。$r_{500}$内的热气体压力最多为$\sim50$ --总压力的60%，以完全平衡球形透镜质量的重力，而$\sim30$ --维里半径周围的40%。虽然当考虑可能的晕三轴性时，这些构成了下限，但这些相对较小的热压力贡献将需要额外的压力源，例如体积和/或湍流运动。
2010-02-25 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
A strong excess in the 20-100 keV emission of NGC 1365
我们提出了一个新的朱雀观测NGC 1365中的模糊AGN，揭示了一个意想不到的超过20 keV的X射线的至少一个因素~2相对于最佳拟合的3-10 keV模型的外推。Swift-BAT和Integral-IBIS的观测结果显示，20-100 keV的能量集中在距离星系中心约1.5弧分的范围内，并且在从几天到几年的时间尺度上没有显著变化。将这一成分与3-10 keV的辐射（其特征是吸收迅速变化）进行比较，表明环核介质的结构很复杂，至少由两种物理性质截然不同的成分组成，其中一种覆盖了源的80%以上，柱密度为NH~3-4x10^24 cm^（-2）。另一种解释是在NGC 1365的中心存在一个双活性核。
2009-09-15 astro-ph.CO
Probing the Dust Properties of Galaxies at Submillimetre Wavelengths II. Dust-to-gas mass ratio trends with metallicity and the submm excess in dwarf galaxies
我们正在研究亚毫米观测对尘埃总质量的影响，从而研究尘埃与气体质量比测量的影响。我们收集了广泛的样本，已观察到在submm波长的星系模型的光谱能量分布使用submm观测，然后没有submm观测的限制，以量化的误差时，submm数据不可用的尘埃质量。我们的模型没有对尘埃温度分布进行强有力的假设，以精确避免研究中的submm偏差。我们的样本包括52个星系在submm波长观察。在这些星系中，有9个星系在我们的基准模型中没有考虑到，它们中的大多数是低金属量的矮星。我们选择添加一个独立的非常冷的尘埃成分（T= 10 K）来解释这种过量。我们发现，富含金属的星系与submm数据建模往往显示较低的尘埃质量比没有submm数据建模时。事实上，这些星系通常具有在较长波长处达到峰值的尘埃SED，并且需要160 μ m以上的约束来正确定位峰值并对其SED的亚毫米斜率进行采样，从而正确覆盖尘埃温度分布。另一方面，一些贫金属矮星系与submm数据建模时显示更高的尘埃质量比没有submm数据建模。使用submm约束的尘埃质量估计，我们发现一个紧密的相关性的尘埃气体质量比与星系的金属丰度。我们还经常发现，当存在亚毫米过量时，它优先发生在低金属丰度星系中。我们分析了这种过剩存在的条件，并找到了160/850微米的比例和submm过剩之间的关系。
2011-04-05 astro-ph.CO
Investigating the presence of 500 um submillimeter excess emission in local star forming galaxies
据报道，在少数几个本地星系中，500微米的亚毫米过量发射，以前的研究表明，它可能与金属丰度有关。我们调查了20个星系的样本在500微米处的过量亚毫米波发射的存在，这些星系来自邻近星系的关键见解：Herschel（KINGFISH）的远红外巡天，这些星系跨越了一系列形态和金属丰度（12+log（O/H）=7.8-8.7）。我们使用斯皮策太空望远镜和赫歇尔空间天文台在24-500微米波长范围内的图像探测远红外（IR）发射。我们模型的尘埃排放的远红外峰值与两个温度修改黑体和测量超过500微米的测光相对于我们的模型预测。我们比较了亚毫米过量，目前，与全球星系金属丰度，并在可用的情况下，解决金属丰度测量。我们没有发现500微米过量和金属含量之间的任何相关性。少数个别源在500微米处确实显示出过量（10-20%）;相反，对于其他源，该模型将测得的500微米通量密度高估了20%，从而产生500微米的“赤字”。我们的源都没有超过计算出的1-sigma不确定度，这使我们得出结论，在我们的样品中，在500微米或更短的亚毫米波长处没有实质性的过量。我们的研究结果不同于以往的研究检测500微米的过量在KINGFISH星系主要是由于新的，改进的测光在这项研究中使用。
2013-10-01 astro-ph.CO
The Fundamental Planes of E+A galaxies and GALEX UV-excess early-type galaxies: Revealing their intimate connection
强的Balmer吸收线和缺乏Ha和[OII]发射线表明E+As是后星暴系统。最近的研究表明，E+As可能会经历从“蓝色云”到“红色序列”的过渡，并最终迁移到红色序列ETG。这个假设的观测验证是确定介于E+As和红色序列之间的星系群。最近的研究结果与GALEX的大部分ETGs表现出紫外线过剩的RSF的标志的动机，我们调查的紫外线过剩的星系E+As的可能的连接。特别是，我们研究了从SDSS中选择的约1，000个E+As的最大样本和约20，000个形态选择的SDSS ETG与GALEX UV数据的FP标度关系。FP参数，结合恒星星族指标，揭示了一组特定的紫外线过量ETG之间的桥梁E+As和静止的红色星系。新发现的星系是以紫外线过剩但没有Ha辐射为特征的星暴后星系。这是“E+A”的概念概括，因为“E+A”定义中的巴耳末吸收线被替换为对RSF比巴耳末线敏感得多的紫外光学颜色。我们将这些紫外线过剩的星系称为“E+a”星系，代表椭圆（“E”）星系和少数A型（“a”）年轻恒星。这类星系要么是（1）经历过比在E+As中观测到的星爆弱的星系（1~10%的E+As，“温和的E+As”），要么是（2）被动演化的E+As在相当长一段时间前淬灭恒星形成后的产物（~1 Gyr，“老E+As”）。我们认为，后一种类型的E+A星系代表最近到达的红色序列的最后阶段的“E+A”到“红色早期型”的过渡。（节录）
2009-04-07 astro-ph.CO
The spatial distribution and origin of the FUV excess in early-type galaxies
我们目前的表面测光的52个星系的样本，从GALEX和2 MASS数据档案，其中包括32个正常的椭圆星系，10个椭圆星系弱线性或其他核活动，和10个恒星形成椭圆星系或早期型螺旋。我们研究了这些星系中远紫外线过剩的空间分布，以及它与星系动力学和恒星星族性质的关系。从孔径测光，我们发现，所有的星系，除了最近的主要遗迹和星系与正在进行的恒星形成显示出积极的梯度（FUV-NUV）的颜色确定的GALEX图像。对数梯度与任何恒星星族参数都不相关，但它与中心速度色散相关。另一方面，过量的强度与[α/Fe]和[Z/H]两者相关，但与前者更强。我们从2 MASS H波段图像中推导出底层恒星星族的模型，并且从这个模型得到的图像的残差揭示了中央集中的FUV过量的地图。我们研究了一个可能的假设产生的FUV过剩和径向梯度的强度，涉及氦丰度梯度成立的星系形成过程中的早期。如果这一假设是正确的，那么这种梯度持续到今天，就大大限制了干合并在椭圆星系形成中的重要性。
2011-03-03 astro-ph.CO
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
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
Infrared-red Cores in Nearby Elliptical Galaxies
我们介绍了斯皮策空间望远镜红外线阵列相机（IRAC）的观测局部椭圆星系的样本，研究活动星系核活动的后期阶段。从帕洛玛光谱巡天中选取了36个椭圆星系作为样本。我们在其中的9个星系中探测到了核非恒星红外辐射。在这9个星系的光学图像中，有明确的证据表明环核尘埃。我们还发现红外过量辐射与核射电/X射线辐射之间存在显著的相关性，表明红外过量辐射与核活动密切相关。红外过量辐射的光谱指数支持了由活动星系核加热的热尘埃的红外过量辐射的可能起源。
2009-07-01 astro-ph.CO
Merging Galaxy Cluster Abell 2255 in Mid-Infrared
利用AKARI空间望远镜对附近的星系团Abell 2255进行了中红外观测。利用AKARI在3-24微米之间的连续波长覆盖和宽视场，我们研究了星系团成员星系的性质，以了解星系的陷落、星系团的子结构以及星系团-星系团合并是如何影响它们的演化的。我们表明，过量的MIR（11微米）通量是区分不同演化阶段星系的一个很好的指标，并据此将星系分为三类：强剩余（N3-S11>0.2）星系，包括未被遮蔽和遮蔽的恒星形成星系，弱MIR过剩（-2.0 <$N3-S11<-1.2）是静止的老星系（>5 Gyr），其中MIR辐射主要来自AGB恒星周围的星周尘埃，和介于这两类之间的中等MIR-excess（-1.2 <$N3-S11<0.2）星系，它们的年龄比主要的恒星形成活动小几个Gyr。利用MIR-excess诊断，我们研究了局部和星系团尺度环境对单个星系的影响。我们推导出A2255的总恒星形成率约为130 Msun/yr，使用强的MIR-excess星系，这是与其他星系团在类似的红移和类似的质量。我们没有找到强有力的证据，支持增强恒星形成既不是在集群内部，也不是在子结构区域。中间的MIR-excess星系，代表从恒星形成星系到静止星系的过渡星系，优先位于中密度区或星系团子结构。我们的研究结果表明，星系正在从恒星形成的星系转变为红色，静止的星系从落入区域通过附近的核心，这可以很好地解释了冲压压力剥离以前…
2010-11-29 astro-ph.CO
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
Hard X-ray Lags in Active Galactic Nuclei: Testing the Distant Reverberation Hypothesis with NGC 6814
我们提出了一个X射线光谱和时间分析的可变活动星系NGC 6814，观察朱雀在2011年11月。值得注意的是，X射线光谱没有显示出在其他活动星系中通常观察到的软过剩的证据，尽管它的遮蔽程度相对较低，并且在整个朱雀带通中由内在的幂律连续体主导。尽管如此，我们清楚地检测到存在一个低频硬滞后约1600秒之间的0.5-2.0和2.0-5.0千电子伏的能带大于6西格玛的意义，类似于文献中报道的各种其他活动星系核。在这些能量下，来自例如非常弱的、未检测到的软过量或来自远距离反射的任何额外发射必须贡献小于观测到的计数的3%（在90%置信度下）。考虑到除了幂律之外没有任何重要的连续谱发射成分，我们可以排除那些对观察到的滞后行为进行远距离再处理的模型，这些模型必须与连续谱发射相关联。这些结果与低频硬滞后的传播波动起源完全一致，并且与高频软滞后的解释完全一致，高频软滞后是来自内部吸积盘的混响，这是在具有强软过剩的最高质量活动星系核数据中看到的一个共同特征。
2013-10-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Suzaku observation of the ULIRG IRAS19254-7245: disclosing the AGN component
我们在这里讨论的是朱雀星对IRAS 19254-7245（也称为超天线）的长期观测，它是本地宇宙中最亮和研究最充分的超亮红外星系之一。这一长时间的观测首次探测到了10 keV以上的IRAS 19254-7245，并测量到15-30 keV的通量约为5 × 10 ^（-12）erg cm^-2 s^-1。10 keV以上的探测使我们首次揭示了IRAS 19254-7245中活动星系核的内禀光度，它被强烈吸收（Nh ~ 3 × 10 ^（24）cm^-2），并具有类星体区域内的内禀光度（L（2-10 keV）~ 3 × 10^（44）erg s^-1）。IRAS 19254-7245的2-10 keV光谱非常硬（γ ~1.2），并呈现出强的铁谱线（EW ~0.7 keV），这清楚地表明，在10 keV以下，我们只能看到再处理的辐射。由于Fe-K辐射的能量约为6.7 keV，与类He Fe一致，并且其EW太高，不能用星爆主导的情景来解释，我们认为IRAS 19254-7245的2- 10 keV辐射主要是由高度电离物质的反射/散射所决定的。事实上，在后一种情况下，我们发现照明源的光子指数为Gamma=1.87（+0.11，-0.28），与射电宁静无遮蔽活动星系核的平均值非常一致。
2009-05-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 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
Tackling the soft X-ray excess in AGN with variability studies
活动星系核中软X射线过剩的起源一直是个谜。我们提出了如何这个频谱分量的时间变化可以指向它的起源。利用强有力的多历元拟合技术，我们研究了软过剩在一个给定的对象如何依赖于其他参数的连续和吸积盘可能暗示它的性质。作为一个例子，我们提出的结果，从这种技术应用于塞弗特星系Mrk 841。我们研究了所有（3）XMM和一些朱雀点，发现源显示出令人印象深刻的变化，在软X射线带的时间尺度上的年。我们研究了几种常见的软过剩模型和他们的能力，物理上一致地解释这种光谱的变化。Mrk 841被发现显示出一种独特的变化模式，可以最好地解释软过剩主要来自热康普顿化组件。可变性时间尺度可以被限制为几天的量级。
2013-01-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
Spectral variability and reverberation time delays in the Suzaku X-ray spectrum of NGC 4051
分析了2005年和2008年活动星系NGC 4051的长曝光朱雀X射线观测结果，试图在长时间尺度和高时间分辨率下对光谱变率达成自洽的理解。主成分分析和功率谱分析的极大似然方法。与其他I型活动星系核一样，光谱的变化主要是由一个变化的归一化幂律分量连同一个准稳定的，硬光谱偏移分量，其中包含铁K原子的功能。NGC 4051在能量超过20 keV时显示出超过幂律的强烈过剩，其中一些部分似乎也随幂律连续体而变化。的快速时标功率谱的形状与以前的确定一致，但显着差异之间的低通量和高通量状态的源，表明功率谱是非平稳的。测量到硬带和软带之间的频率依赖时间延迟高达970+/-225s。观测到的滞后的存在排除了硬光谱成分起源于内吸积盘反射的可能性。相反，我们表明，频率和能量相关的时间滞后可以解释为混响，从一个厚壳材料的反射造成的最大滞后约10,000秒。如果活动星系核周围有反射物质，它延伸到距照明源约1.5 × 10^14 cm，600个引力半径处，全球覆盖因子C（g）>~ 0.4，这证实了I型活动星系核具有高的吸收和反射物质覆盖因子的观点。由于光谱和时间的相似性与其他I型活动星系核，我们推断，这种结构是常见的I型人口。[删节]
2010-01-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
Moduli dark matter and the search for its decay line using Suzaku X-ray telescope
被称为模的轻标量场产生于各种不同的模型，包括超对称性和/或弦论;因此它们的存在是标准模型之外的主流物理学理论的一般预测。它们也为宇宙学提出了一个艰巨的、长期存在的问题。我们认为，一个人择解决方案的模量问题存在的情况下，小的模量质量，它会自动导致暗物质的形式的模量。最近发现的125 GeV的希格斯玻色子玻色子意味着模质量的下限约为1 keV。这种形式的暗物质与观测到的结构形成的性质是一致的，并且它可以在X射线望远镜的帮助下被探测到。我们提出了这样的暗物质粒子的搜索结果，使用从第一次深X射线观测的天龙座和小熊座矮球状星系，这是暗物质占主导地位的系统，具有极端的质光比和低的内在背景提取的光谱。没有发射线被探测到，我们对相关的新物理学设置了新的限制。
2013-05-03 astro-ph.CO hep-ph hep-th
