The absorption-dominated model for the X-ray spectra of type I active galaxies: MCG-6-30-15
MCG-6-30-15是I型活动星系的典型例子，在其X射线光谱中，在6.4 keV Fe K-α发射线以下的能量和20 keV以上的连续过剩处显示出宽的“红翼”发射。Miller等人（2008年）表明这些光谱特征可能是由clusional吸收材料引起的，但Reynolds等人（2009年）认为观测到的Fe K-alpha线光度与这一解释不一致，除非吸收体的全局覆盖因子非常低。然而，Reynolds等人的计算有效地考虑了不透明度的唯一来源是Fe K束缚-自由跃迁，忽略了线能量处的不透明度：对实际不透明度的校正使预测的线通量降低了很大一部分。我们还讨论了覆盖因子的解释和吸积盘掩星的可能影响。最后，我们考虑一个模型MCG-6-30-15占主导地位的clurons吸收，这是一致的全球覆盖因子0.45，虽然模型，包括康普顿散射的影响，需要达到一个全面的理解。覆盖率的变化可能主导所观察到的X射线光谱的变化。
2009-07-17 astro-ph.HE
The stratified disk wind of MCG-03-58-007
过去的朱雀，XMM和NuSTAR观测附近（z=0.0323）明亮的塞弗特2星系MCG-03-58-007揭示了两个深和蓝移的Fe K壳层吸收线轮廓的存在。这可以用两个阶段的高度电离，高柱密度吸积盘风与$v_{out1}\sim -0.1c$和$v_{out2}\sim -0.2c$流出的存在来解释。在这里，我们提出了MCG-03-58-007的两个新观测结果：一个是在2016年用Chandra进行的，另一个是在2018年用Swift进行的。两者都捕捉到MCG-03-58-007处于更亮的状态（$F_{\mathrm{2-10\,keV}}\sim 4\times 10^{-12}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$），证实了快速盘风的存在。然后分析了2010年至2018年期间MCG-03-58-007的多时期观测结果。这些数据表明，较低的速度分量流出的$v_{out1}\sim -0.072\pm 0.002c$是持久的，并检测到在所有的观测，虽然它是可变的列密度范围$N_\rm{H}\sim 3-8 \times 10^{23}$厘米$^{-2}$。在2016年的雨燕观测中，我们再次检测到第二个更快的成分与$v_{out2}\sim -0.2c$一起流出，其柱密度（$N_\rm{H}=7.0^{+5.6}_{-4.1}\times 10^{23}$ cm $^{-…
2020-10-27 astro-ph.HE
Coronal Properties of the Seyfert 1.9 Galaxy MCG -05-23-016 Determined from Hard X-ray Spectroscopy with NuSTAR
长期以来，除了少数最明亮的例子外，对活动星系核日冕连续体中高能截止区的测量一直是难以捉摸的。我们提出了一个直接测量的截止能量在附近的塞弗特1.9星系MCG-05 - 23 -016的核连续的前所未有的精度。NuSTAR高达79千电子伏的高灵敏度使我们能够清楚地解开其反射分量的主要连续谱的光谱曲率。硬X射线光谱使用一个简单的唯象模型，我们约束的截止能量为$116_{-5}^{+6}$ keV与90%的置信度。测试更复杂的模型和滋扰参数，可能会影响测量，我们发现，截止检测鲁棒性。我们进一步使用简单的康普顿化等离子体模型，提供独立的约束，在电晕和它的光学深度的电子的动力学温度。在90%的置信水平下，我们发现$kT_e=29\pm2$ keV和$τ_e=1.23\pm0.08$假设为板状（盘状）几何形状，$kT_e=25\pm2$ keV和$τ_e=3.5\pm0.2$假设为球形几何形状。这两种几何形状被发现同样很好地拟合数据，它们的两个主要物理参数在这两种情况下是相关的。随着光学厚度制度中的光学深度，数据正在推动目前可用的康普顿化等离子体的理论模型的有效性的极限。由于先前在MCG-05 - 23 -016中已经观测到内吸积盘产生的光谱特征和变化，因此推断的高光学厚度意味着球形或盘状日冕不可能是均匀的。
2014-12-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Long Look At MCG-5-23-16 With NuSTAR: I- Relativistic Reflection And Coronal Properties
MCG-5-23-16在2015年初被定位为使用NuSTAR进行半兆秒的观测活动。在这里，我们提出了这些数据集的光谱分析以及早期的观察和研究的相对论反射和主要的日冕源。这些数据显示出以窄铁线和宽铁线加上康普顿反射峰的形式存在的强反射特征。在所有曝光中显著检测到截止能量。反射光谱的形状在观察所跨越的两年中没有变化，表明几何形状稳定。截止能量与硬X射线通量和谱指数之间存在很强的正相关关系。测量结果表明，日冕等离子体并没有达到逃逸电子-正电子对的极限，而是主要包含电子。观测到的日冕性质的变化是由可变的光学深度驱动的。一个恒定的加热到冷却比的测量意味着有一个反馈机制，其中一个显着的部分冷却电晕的光子是由于再处理的硬X射线。
2017-01-09 astro-ph.HE
Searching for the inverse-Compton emission from bright cluster-centre radio galaxies
我们使用深档案钱德拉和XMM-牛顿观测天空中最明亮的三个星团中心射电星系，天鹅座A，武仙座A和水螅座A，从负责低频射电发射的电子种群中寻找逆康普顿发射。使用模拟观测，我们得到鲁棒性估计的不确定性归一化的逆康普顿分量的背景热温度的变化，实际上看到我们的目标对象的存在下。利用这些，加上叶外的压力，我们能够对Hydra A和Her A的叶中的能量密度的分数设置有趣的上限，假设磁场不占主导地位，这些能量密度可以由具有标准性质的相对论电子群体提供;这些限制与这些波瓣中的能量密度由非辐射粒子群支配的长期存在的想法一致。在天鹅座A中，我们在光谱中发现了一个额外的硬成分的证据，超过了预期的热发射，这可能是逆康普顿发射的检测;即使在这种情况下，一些额外的非辐射粒子和/或偏离我们对电子光谱的标准假设是必要的，以允许在叶的中点处的压力平衡。由于这是不是在其他Fanaroff-Riley II类射电星系的情况下，我们认为，天鹅座A丰富的环境可能有一些影响其叶粒子的内容。
2010-02-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
Modelling the Broad-band Spectra of MCG-6-30-15 with a Relativistic Reflection Model
明亮的塞弗特I星系MCG-6-30-15的光谱显示了一条宽的Fe K-α发射线，通常解释为起源于非常接近中心的黑洞，因此必须具有高自旋。所观察到的X射线变化是由幂律分量驱动的，在铁线能带中几乎没有发现变化。连续谱和谱线可变性的分离可能是强引力光弯曲的结果。然而，MCG-6-30-15的X射线光谱是复杂的，在软X射线能量下被热吸收剂强烈修改，一些工作人员已经扩展到建立整个源行为的吸收主导模型。吸收模型解释了整个X射线光谱，没有相对论反射分量，并将大部分变化归因于温暖的吸收体。我们重新检查了XMM-牛顿，钱德拉和朱雀分别在2001年，2004年和2006年的数据，并构建了一个模型，由几个温暖的吸收光谱分析证实，连同相对论模糊的反射分量，解释了软和硬过剩以及。该模型适用于所有时期的数据，表明反射模型提供了MCG-6-30-15宽带光谱的一致解释。
2011-04-22 astro-ph.HE
A Hard Look At Relativistic Reverberation in MCG-5-23-16 & SWIFT J2127.4+5654: Testing the Lamp-Post Model
X射线反射映射作为一种新的探测活动星系核吸积的工具，为黑洞尺度的吸积研究提供了一种潜在的强有力的探测手段。这种滞后现象以及相对论性的光谱特征常常被用灯柱模型来解释。特别侧重于测试相对论混响模型的预测，我们有针对性的几个最明亮的塞弗特星系的X射线与不同的观测计划。在这里，我们报告了NuSATR针对MCG-5-23-16和SWIFT J2127.4+5654的两个大型活动的结果，以测试3-50 keV波段的模型预测。这是三个来源中的两个，表明早期数据中有延迟康普顿峰的迹象。通过将先前分析的曝光量增加三倍，我们没有发现MCG-5-23-16中存在相对论性混响的证据，并且能量相关滞后与对数线性连续体一致。在SWIFT J2127.4+5654中，尽管仅连续模型解释了数据，但相对论混响模型提供了对能量和频率相关滞后的显著改善，但参数与时间平均频谱不一致。这增加了越来越多的证据表明，滞后数据与静态灯柱模型不一致。
2021-03-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
The X-ray emission of the Seyfert 2 galaxy MCG-01-24-12
本文利用多历元观测数据对附近的塞弗特2星系MCG-01-24-12进行了详细的X射线谱分析。数据是用不同的X射线卫星，即XMM-牛顿、NuSTAR、斯威夫特和钱德拉拍摄的，涵盖不同的时间间隔，从几年到几天不等。从2006年到2013年，该源具有2-10 keV的$\sim$ 1.5 $\times$ 10 $^{-11}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$通量，与基于\textit{HEAO}和\textit{BeppoSAX}数据的档案观测一致，尽管2019年的\textit{Chandra}快照捕获了极低通量状态的源，$\sim$ 10的因子比其历史值更微弱。基于现象学和物理动机模型，我们发现MCG-01-24-12的X射线光谱最好由幂律连续发射建模，$Γ$ =1.76 $\pm$ 0.09，在E $_{\rm c}=70^{+21}_{-14}$ keV处具有高能量截止，其被相当恒定的柱密度N $_{\rm H}$ =（6.3 $\pm$ 0.5）$\times10^{22}$ cm $^{-2}$吸收。这些量使我们能够估计MCG-01-24-12中球形或板状热康普顿化等离子体的热电晕特性，分别为kT $_{\rm e}$ =27 $^{+8}_{-4}$ keV，$τ_{\rm e}$ =5.5 $\pm$ 1.3和kT $_{\rm e}$ =28 $^{…
2021-01-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
The hard X-ray view of bright infrared galaxies
目标。宇宙X射线背景（CXB）的合成需要大量康普顿厚度的活动星系核，而这些核迄今尚未被探测到。我们探讨是否明亮的红外星系可以窝藏人口的康普顿厚的核，如果他们可以作出重大贡献。方法.我们分析了112毫秒的积分观测613星系从IRAS修订的明亮的星系样本。我们导出了Seyfert星系和各种非Seyfert星系子样本的平均硬X射线（18-80 keV）发射，以估计它们对局部发射CXB的相对贡献。结果塞弗特1号和2号在硬X射线下被探测到。其他星系子样本都没有被探测到。ULIRG在硬X射线下的亮度至少是Seyferts的5倍。平均非Seyfert星系的上限低至7 E-13 erg/s cm ~ 2。平均而言，这些星系不包含在硬X射线下亮度超过10 E41 erg/s的活动核。从样品中检测到的总硬X射线通量为4.9E-9 erg/s cm ~ 2（约为CXB的1%），其中64%来自吸收的活性核。本地非塞弗特星系的贡献小于7%，并没有港口的康普顿厚的核假设合成本地发射的CXB。
2009-02-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
Evidence for a clumpy disc-wind in the star forming Seyfert\,2 galaxy MCG--03--58--007
本文报道了对附近（$z=0.0315$）和明亮（$L_{\rm bol}\sim3\times10^{45}\,\rm erg\,s^{-1}$）星暴-活动星系核Seyfert 2系统MCG-03 - 58 - 007的深同步观测的详细分析结果。从宽带拟合，我们表明，大多数的遮蔽需要建模与环形类型的再处理器，如\texttt{MYTorus} \citep{MurphyYaqoob09}。尽管如此，一个强大的磁盘风的签名仍然是明显的，在较高的能量和所观察到的快速的短期X射线光谱的变化更可能是由一个可变区的高度电离的快风，而不是由中性clusterian介质。我们还检测到的X射线发射从较大规模的气体，从存在的几个软窄发射线的RGS，起源于一个弱的恒星形成活动的贡献，连同一个占主导地位的光电离成分的活动星系核。
2018-12-04 astro-ph.GA 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
Spectral evolution of bright NS LMXBs with INTEGRAL: an application of the thermal plus bulk Comptonization model
本工作的目的是用物理和定量的方法研究明亮的中子星低质量X射线双星的光谱演化，特别是瞬态硬X射线尾。我们分析了5个源（GX 5-1，GX 349+2，GX 13+1，GX 3+ 1，GX 9+1）的INTEGRAL数据，并利用JEM-X1和IBIS/ISGRI数据建立了宽谱X射线谱。对于每个源，来自不同状态的X射线光谱与最近提出的模型compTB拟合。光谱已与双compTB模型拟合。在所有的情况下，第一个compTB描述了光谱的主要部分，我们解释为软种子光子（< 1 keV）的热康普顿化，可能来自吸积盘，由3-5 keV的日冕。在所有的情况下，这个组件不会演变的康普顿化效率方面，与系统收敛到热平衡增加吸积率。第二compTB变化更显着，从黑体种子光子的体积加上热康普顿化到单独的黑体发射。这些种子光子（R < 12 km，kT_s > 1 keV），可能来自中子星和系统最里面的部分，过渡层，被会聚流中的物质康普顿化。该第二compTB分量（无论是纯黑体还是康普顿化的）的存在和性质与内部局部吸积率有关，该内部局部吸积率可以影响硬尾的瞬态行为：吸积率的高值对应于有效的体康普顿化过程（体参数δ> 0），而吸积率的甚至更高的值抑制康普顿化，导致简单的黑体发射（δ =0）。
2009-12-14 astro-ph.HE
Compton reflection in AGN with Simbol-X
活动星系核具有复杂的硬X射线谱。我们目前的理解是，发射是由逆康普顿过程，发生在电晕以上的吸积盘，在遥远的吸收和反射起着主要作用。这些过程可以通过连续谱的形状、30 keV附近的康普顿反射峰和6.4 keV处的铁荧光线直接观察到。我们展示了Simbol-X在短（10 ksec）观测中约束MCG-05-23-016、NGC 4151、NGC 2110和NGC 4051等情况下的复杂模型的能力。我们比较了模拟与最近的观测这些来源的积分，雨燕和朱雀。用Simbol-X约束活动星系核的反射模型将有助于我们清楚地了解活动星系核中心引擎附近的过程和几何结构，并将有助于我们了解能量超过20 keV的宇宙X射线背景的来源。
2009-02-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the external photon fields in Fermi bright blazars
利用外康普顿（EC）模型研究了一些耀变体的高能辐射，其中外光子场被认为是决定逆康普顿辐射的主要因素。通过对FERMI LAT亮活动星系核样品的三个月探测，探讨了外光子场的性质。在假设低同步辐射峰值耀变体的高能辐射来自EC过程的情况下，我们发现外光子参数Uext/ \nuext可能不是常数。由准同时宽谱能量分布计算同步辐射光度和逆康普顿光度，发现它们近似呈线性关系。这表明在共运动坐标系中，外光子与磁能密度的比值是一个常数，意味着发射团的洛伦兹因子依赖于外光子场和磁场。这一结果对射流动力学模型具有很强的约束作用。
2011-04-11 astro-ph.HE
External Inverse-Compton and Proton Synchrotron Emission from the Reverse Shock as the Origin of VHE Gamma-Rays from the Hyper-Bright GRB 221009A
本文提出外反向激波模型，以外逆康普顿和质子同步辐射解释 GRB 221009A 的 GeV-TeV 辐射，并预测 MeV 与 TeV 光子的反相关，可由 LHAASO 数据检验。
2023-03-27 astro-ph.HE
Spectral evolution of bright NS LMXBs
理论和观测的支持表明，中子星LMXB的光谱演化，包括瞬态硬X射线尾巴，可以解释之间的相互作用热和整体运动康普顿。在这个框架中，我们开发了一个新的模型的X射线光谱拟合XSPEC包，它考虑到热和动态（即散装）康普顿化，CompTB的影响。使用INTEGRAL卫星的数据，我们测试了我们的模型的持续低磁场明亮的中子星低质量X射线双星样品的宽带光谱，覆盖不同的光谱状态。本文介绍了亮光源GX 5-1的情况。特别注意的是，我们解释的框架中的散装运动康普顿化过程的瞬态幂律状硬X射线（30千电子伏以上）的尾巴，定性描述的物理条件的环境中的最内层的系统。
2010-01-22 astro-ph.HE
Detection of Asymmetry in the Narrow Fe K$α$ Emission Line in MCG-5-23-16 with Chandra
通过Chandra/HETGS观测分析Seyfert AGN MCG-5-23-16的窄Fe K$α$发射线，发现其存在不对称性，模型测得发射区半径约为200-650 r$_g$，表明该线主要在光学宽线区最内层激发。
2024-01-04 astro-ph.HE
A comprehensive analysis of the hard X-ray spectra of bright Seyfert galaxies
利用INTEGRAL观测到的28个亮Seyfert星系的硬X射线谱，结合XMM-Newton、Suzaku和RXTE的X射线谱进行了分析。这些宽带数据与假设热康普顿化作为主要连续分量的模型拟合。我们测试了几个模型选项，通过拟合的康普顿连续伴随着复杂的吸收和康普顿反射。所使用的大数据集和探索的模型空间都使我们能够准确地确定电子等离子体的平均温度kTe、样品中大多数物体的康普顿参数y和康普顿反射强度R。我们的主要发现是，绝大多数样本（20个对象）的特征是kTe < 100 keV，只有两个对象，我们发现kTe > 200 keV。整个样品的中值kTe为48（-14，+57）keV。y参数的分布是双峰的，具有以约0.8为中心的宽分量和在约1.1处的窄峰。与简单的吸收模型相比，复杂的双吸收体模型改善了对所有数据集的拟合，将康普顿反射的拟合强度降低了约2倍。适度的反射（中值R ~0.32）与康普顿化种子光子通量的高比率一起指向具有与吸积盘良好分离的紧凑硬X射线发射区域的几何形状。我们的结果表明，模板Seyferts光谱用于AGN的人口合成模型，应加以修订。
2016-02-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Exploring Sub-MeV Sensitivity of AstroSat-CZTI for ON-axis Bright Sources
AstroSat卫星上的碲锌镉成像仪（CZTI）设计用于20 - 100 keV能量范围内的硬X射线成像和光谱学。CZT探测器的厚度为5 mm，因此对于超过100 keV的康普顿相互作用具有良好的效率。使用CZTI的偏振分析依赖于这样的康普顿事件，并已被实验验证。相同的康普顿事件也可以用于将光谱扩展到380 keV。此外，已经观察到CZTI检测器平面的约20%的像素具有低增益，并且它们被排除在初级光谱之外。如果包括这些像素，那么CZTI的光谱能力可以扩展到500 keV，并且在未来进一步扩展到700 keV，并且具有更好的增益校准。在这里，我们探讨了使用康普顿事件以及低增益像素的可能性，以扩大CZTI的光谱能量范围的轴上明亮的X射线源。我们证明了这种技术使用螃蟹的意见，并探讨其敏感性。
2021-02-26 astro-ph.HE astro-ph.IM
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
The Spectral Evolution along the Z track of the Bright Neutron Star X-ray Binary GX 17+2
Z源是明亮的中子星X射线双星，在爱丁顿极限附近吸积。我们分析了1999年10月3日至12日期间对类SCO Z源GX 17+2的68个RXTE观测（270 k），覆盖了一个完整的Z轨道。我们创建和拟合的颜色分辨光谱与模型组成的热盘，一个单一的温度黑体边界层和弱康普顿组件。我们发现，类似于XTE J1701-462在其类SCO Z相中观察到的情况，GX 17+2的分支可以通过以恒定吸积速率Mdot进入盘的三个过程来解释：水平分支上康普顿化增加，正常分支上从标准薄盘过渡到薄盘，在扩张支上，内盘半径暂时快速减小。我们还以经验自洽的方式对康普顿化进行建模，其种子光子与热盘组件相关联，并进行校正以恢复预康普顿化的热盘发射。这使我们能够基于热盘组件沿整个Z轨道显示恒定的Mdot。我们还测量了上KHz QPO频率，发现它与视内盘半径R_in（康普顿散射前）的关系近似为频率\propto R_in^（-3/2），支持了它在R_in处的开普勒频率的近似化。水平支的振荡也可能与内盘的动力学有关，因为其频率和Rin在水平支上变化很大，而在正常支上则相对恒定。
2012-07-04 astro-ph.HE
The Cosmological Impact of Luminous TeV Blazars I: Implications of Plasma Instabilities for the Intergalactic Magnetic Field and Extragalactic Gamma-Ray Background
由高能伽马射线（E>100 GeV）引发的逆康普顿级联增强了明亮的河外TeV源的GeV辐射。明亮的TeV耀变体没有这种辐射被用来限制星系际磁场（IGMF），费米对未解决的河外伽马射线背景（EGRB）的严格限制被用来反对大量的高红移天体。然而，这些都是基于这样一个假设，即逆康普顿散射是由高能伽马射线在河外背景光子上湮灭产生的超相对论对的主要能量损失机制。在这里，我们表明，对于足够明亮的TeV源（各向同性等效亮度>10^{42} erg/s）等离子体束不稳定性，特别是“斜”不稳定性，提出了一个合理的机制，这些对的能量可以被耗散局部，加热星系际介质。由于这些不稳定性通常在与逆康普顿冷却速率相比较短的时间尺度上增长，因此它们必然抑制逆康普顿级联。因此，这对限制IGMF的努力造成了严重的限制，因为TeV源中缺乏可辨别的GeV隆起。同样地，它也大大削弱了耀变体演化的费米极限。具体来说，我们构建了TeV耀变体的光度函数从目前观察到的对象，并发现它是很好地描述了类星体的光度函数在z~0.1，转移到较低的光度和数密度，这表明这两类源是由类似的过程进行调节。将这种关系扩展到更高的红移，我们表明，EGRB的大小和形状以上~10 GeV的自然再现与这个特殊的例子，一个快速发展的TeV耀变体光度函数。
2012-05-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
SMARTS optical and infrared monitoring of 12 gamma-ray bright blazars
我们提出了从2008年至2010年观测到的12个耀变体的多波长数据，作为正在进行的光学红外光度监测项目的一部分。源被选择为明亮的南方耀变体（dec < 20 deg），由费米伽马射线太空望远镜观测到，从费米任务开始，每天和每周都有伽马射线通量。在BVRJK中给出了12颗耀变体的光变曲线。我们发现，在所有的来源，光学和红外通量是相关的。在我们的样本中，伽马射线亮平谱射电类星体（FSRQs）具有与GeV发射的逆康普顿散射模型一致的伽马射线相关的光学/红外发射。在FSRQs中，变化幅度朝向光学/IR波长减小，与来自吸积盘的热发射分量的存在相一致，该热发射分量在比射流同步辐射显著更长的时间尺度上变化。在BL Lac天体中，变化在波长上主要是恒定的，与弱或辐射效率低的磁盘一致。当FSRQ更亮时，它们具有更红的光红外颜色，而BL Lac天体则没有这种趋势。有几个天体显示出复杂的色星等行为：AO 0235+164根据其是否是伽马射线亮而呈现两种不同的状态。OJ 287和3C 279在它们的颜色-星等图中显示了一些滞后轨迹。个别耀斑可能是消色差的，或者偏离趋势，这表明不同的喷流成分在不同的时间变得重要。我们提出了一个随时间变化的光谱能量分布的明亮的FSRQ 3C 454.3在其2009年12月的耀斑，这是很好的拟合外部康普顿模型在明亮的状态，虽然每天的变化构成了挑战，一个简单的单区模型。SMART…
2012-01-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
An Inverse-Compton-Boosted Cool Core Unifies Perseus's Radio and X-ray Halos
California Institute of Technology（加州理工学院）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）
研究通过反康普顿效应解释船帆座射电和X射线晕的形成，提出宇宙射线晕模型能解释冷核心和冷却流问题，预测了新的观测结果。
2026-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Evolution of the synchrotron and inverse Compton emissions of the low energy peaked BL Lac object S5 0716+714
本文详细分析了低能量峰值BL Lac天体S5 0716+714的时间和光谱变化，并在2007年9月24日至25日由XMM-牛顿进行了长X射线观测。源经历以小时为时间尺度的周期性耀斑。软X射线的变化，高达~4倍，比硬X射线的变化强得多。随着能量的增加，软X射线中的变化幅度增加，但在硬X射线中减小。然而，硬X射线的变化幅度实际上很大。这是我们第一次检测到软X射线和硬X射线变化之间约1000 s的软滞后。随着能量差的增大，软滞后可能变得更大。整个X射线光谱表现出一个软时亮的趋势，而软X射线光谱似乎显示出一个硬时亮的趋势。源的凹X射线谱可以解释为同步辐射的高能尾（在软X射线中占主导地位）和逆康普顿（IC）辐射的低能端（在硬X射线中贡献更多）的总和。同步辐射谱是陡的（Γ~2.6），而IC谱是平坦的（Γ~1.2）。同步辐射光谱似乎硬化与较大的同步辐射通量，而IC光谱似乎软化与较大的IC通量。当光源变亮时，同步辐射通量增加，而离子注入通量减小。同步加速器尾部具有较大的通量变化，但较小的光谱变化比IC组件。当光源变亮时，两个分量的交叉能量和谱能量分布的波谷能量增加。X射线光谱的变化表明，同步辐射和IC SED峰的S5 0716+714移动到更高的能量时，它变亮。
2010-03-25 astro-ph.HE
Reflection component in the Bright Atoll Source GX 9+9
GX 9+9（4U 1728-16）是一颗低质量X射线双星（LMXB），其中有一颗中子星。虽然它与GX 9+1、GX 3+1和GX 13+1一起属于明亮的环礁源的子类，但它的宽带光谱研究很少，并且在光谱中显然没有显示出反射特征。为了很好地约束连续谱并验证是否存在相对论性模糊反射分量，我们使用覆盖0.3-40 keV能带的{ \it BeppoSAX}和\textit{XMM-Newton}谱分析了GX 9+9的宽带谱。我们拟合的光谱采用的模型组成的一个磁盘黑体加上康普顿组件的种子光子有一个黑体光谱（东方模型）。统计等效模型由康普顿化分量组成，康普顿化分量的种子光子具有圆盘黑体分布，加上模拟可能与边界层相关的饱和康普顿化的黑体（西方模型）。其他试验没有返回良好的拟合。在软态下观测到GX 9+9的光谱，假定到源的距离为5千秒差距，其光度为$2.3 \times 10^{37}$ erg s $^{-1}$。在东方模型中，康普顿化组分的种子光子温度和电子温度分别为$1.14^{+0.10}_{-0.07}$ keV和$2.80^{+0.09}_{-0.04}$ keV，康普顿化日冕的光学厚度为$8.9\pm0.4$ .内吸积盘的色温为$0.86^{+0.08}_{-0.02}$ keV和$0.82 \pm 0.02$ keV的{ \it BeppoSAX}和\textit{XMM-New…
2020-03-17 astro-ph.HE
Cosmic Rays Masquerading as Hot CGM Gas: An Inverse-Compton Origin for Diffuse X-ray Emission in the Circumgalactic Medium
California Institute of Technology（加州理工学院）；Princeton University（普林斯顿大学）
研究发现银河系际介质中的X射线弥漫晕源于逆康普顿散射的宇宙射线电子，揭示了CR能量密度与CGM压力的关系。
2025-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
GRB 221009A: A light dark matter burst or an extremely bright Inverse Compton component?
伽马射线暴（GRB）由于其释放的大量能量和强烈的磁场而被认为是潜在的高能光子发射源。然而，TeV光子的检测预计不会从超过$z\gtrsim 0.1$的红移的爆发，由于它们与河外背景光（EBL）的衰减。由于这些原因，最近对GRB 221009 A（z=0.151）的能量为18和251 TeV的光子的观测挑战了我们对TeV发射机制和河外背景的了解。为了解释TeV观测结果，最近开始出现探索暗物质候选者的工作。在本文中，我们讨论了所需的条件和限制，在最合理的情况下，同步自康普顿（SSC）辐射的伽玛射线暴余辉，解释一个18 TeV的光子观测除了EBL。为了避免Klein-Nishina效应，我们发现了一个不太可能的值低于$10^{-6}$的微物理磁参数的环暴中等值$> 1{\rm cm^{-3}}$（预期在Brachisar的情况下）。因此，我们探索可能的情况下，在ALP和暗光子机制来解释这个高能光子，我们讨论的伽玛暴能量学的影响。我们发现，ALPs和暗光子的情况下，可以解释18 TeV的光子，但不是251 TeV的光子。
2022-11-09 astro-ph.HE hep-ph
The space density of Compton-thick AGN at z~0.8 in the zCOSMOS-Bright Survey
黑洞生长中的暗吸积阶段是许多模型中的关键成分，这些模型将活动星系核活动与其宿主星系的演化联系起来。目前，对活动星系核的全面普查还很缺乏。本工作的目的是通过假设[NeV]是活动星系核内禀光度的可靠代表，并使用中等深度的X射线数据来表征活动星系核的遮蔽量，来评估3426 A的[NeV]发射线拾取z~1范围内被遮蔽活动星系核的可靠性。根据[NeV]发射的存在，从20 k-zCOSMOS亮星系样品中选取了69个z=0.65-1.20的窄线（2型）活动星系核。这些星系的X射线特性随后通过Chandra-COSMOS的场覆盖推导出来; X射线与[NeV]的通量比，再加上X射线光谱和叠加分析，然后用来推断这些源中是否存在康普顿薄吸收或康普顿厚吸收。然后计算了[NeV]光度函数，估算了z~0.8处康普顿厚度（CT）活动星系核的空间密度。钱德拉探测到了23个源，它们的性质与中等遮蔽（平均约10^{22} cm^-2）一致。利用X射线叠加分析方法，计算了其余46个未探测到的2型活动星系核的X射线性质。目前的数据表明，高达约40%的本样本的分数可能是CT。在z=0.83处logL_2- 10 keV>43.5的CT活动星系核的空间密度为（9.1+/-2.1）10^{-6} Mpc^{-3}，与XRB模型的预期值和以前测量的类似红移和光度范围内的天体的空间密度符合得很好。我们认为我们对CT活动星系核的选择…
2014-09-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Self-Consistent Black Hole Accretion Spectral Models and the Forgotten Role of Coronal Comptonization of Reflection Emission
连续谱模型和反射谱模型都被广泛地用于测量吸积黑洞的自旋。然而，这两种方法还没有一起实施的光子守恒，自洽的框架。我们开发了这样一个框架，使用黑洞X射线双星GX 339-4作为试金石源，我们证明了三个重要的分支：（1）康普顿散射的反射发射的日冕通常被忽略，但考虑到反射是一个必不可少的考虑与最强的康普顿化的制度。适当考虑这一点会导致推断的反射分数大幅增加，特别是对于硬态。日冕反射辐射康普顿化的另一个重要影响是向下散射的尾部。向下散射有可能模仿与旋转黑洞相关的Fe线的相对论加宽的红翼。(2)最近的证据表明，反射分量的光谱指数比幂律连续谱更硬，这很自然地解释为康普顿散射反射发射。(3)光子守恒对硬态的吸积速率提供了重要的限制。对于明亮的硬态，我们表明，磁盘截断到大尺度（R远大于ISCO半径）是不可能的，因为这将需要吸积率远远超过最亮的软态。我们的主要结论是，当建模相对论加宽的反射，光谱模型应允许冠康普顿散射的反射功能，并在可能的情况下，利用额外的约束力连接到热盘组件。
2017-01-13 astro-ph.HE
Compton hump reverberation lag in the bright Seyfert 1 galaxy IC 4329A with NuSTAR
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）
利用NuSTAR观测研究IC 4329A的Compton突起回声延迟，测量黑洞质量及冠状层高度，并通过光谱分析验证温度结果。
2026-01-29 astro-ph.HE
A deep X-ray view of the bare AGN Ark120. IV. XMM-Newton and NuSTAR spectra dominated by two temperature (warm, hot) Comptonization processes
我们执行X射线光谱分析的最明亮和最干净的裸活动星系核，迄今为止，方舟120，以确定在SMBH附近的工作过程。我们提出了光谱分析的数据，从一个广泛的运动观察方舟120在X射线与XMM牛顿（4 $\times$ 120 ks，2014年3月18日至24日），和NuSTAR（65.5 ks，2014年3月22日）。在这次非常深的X射线活动中，该源被捕获在类似于早期2003年XMM-牛顿观测的高通量状态下，大约是2013年低通量观测的两倍。光谱分析证实了方舟120的“更亮时更软”的行为。四个XMM-牛顿/pn光谱的特征在于存在一个突出的软X射线过剩和一个显着的FeK $α$复合物。在约3 keV以上，连续谱非常相似，而软X射线过量存在显著的变化。我们发现，从一个恒定的密度，平坦的吸积盘的相对论反射不能同时产生软过剩，广泛的FeK $α$复合物，和硬X射线过剩。相反，康普顿化再现宽带（0.3-79千电子伏）连续以及从一个温和的相对论磁盘反射光谱的贡献。在2014年的观测活动中，发现方舟120的软X射线光谱低于$\sim$ 0.5 keV，主要是由来自盘的种子光子的康普顿化所主导，这些光子是由温暖的（$kT_{\rm e}$ $\sim$ 0.5 keV）光学厚日冕（$τ$ $\sim$ 9）所产生的。高于此能量，X射线光谱将由热光学薄日冕中电子的康普顿化作用主导，而宽的FeK $α$线和温和…
2017-07-27 astro-ph.HE
NuSTAR Resolves the First Dual AGN above 10 keV in SWIFT J2028.5+2543
我们利用核光谱望远镜阵列（NuSTAR）在雨燕/爆发警报望远镜（BAT）源SWIFT J2028.5+2543中发现了双活动星系核（AGN）中的强遮蔽。虽然早期的XMM-牛顿研究表明，辐射主要来自NGC 6921，但NuSTAR的空间分辨率高于10 keV，将Swift/BAT辐射分解为与附近星系MCG +04 - 48 -002和NGC 6921（z = 0.014）相关的两个源，预计距离为25.3 kpc（91”）。NuSTAR在10 keV以上的灵敏度发现都严重模糊到康普顿厚度的水平（NH =（1-2）x10^24 cm-2），并对BAT检测做出同等贡献（{L}10-50 {keV}{int}= 6x10^42 erg s-1）。观测到的两个源的亮度在2-10 keV波段严重减弱，说明了像NuSTAR和Swift/BAT那样的>10 keV调查的重要性。与存档X射线数据相比，MCG +04-48-002显示观察结果之间存在显著变异性（>3）。尽管是明亮的X射线活动星系核，但它们很难用光学发射线诊断法来检测，因为MCG +04 - 48 -002被认为是星暴/复合星系，因为它是一个明亮的红外星系，而NGC 6921只被归类为LINER。SWIFT J2028.5+2543是第一个在10 keV以上分辨的双重活动星系核，也是迄今为止在X射线中发现的除NGC 6240之外第二个最严…
2017-08-22 astro-ph.HE
The $γ$-ray emitting region in low synchrotron peak blazars. Testing self-synchrotron Compton and external Compton scenarios
从伽马射线天文学的早期开始，在活动星系核（AGN）的核心中定位GeV辐射的起源一直是一个悬而未决的问题;问题是要根据与超大质量中心引擎的距离来区分近地点和远地点的情况。我们调查了这个问题下的一个完整的样品的低同步辐射峰值（LSP）耀变体的充分特点，沿着几十年的电磁波谱，从无线电高达几十个GeV。在定位$γ$射线辐射场的框架下，考虑了明亮射电耀变体的高能辐射，并对同步辐射自康普顿（SSC）和外康普顿（EC）方案进行了检验.鉴于EC制度下的逆康普顿（IC）过程是由丰富的外部种子光子驱动的，这些光子可能主要是来自吸积盘区域和宽线区域（BLR）的紫外线（UV）到X射线，因此靠近喷气发射基地;或来自尘埃环和分子云脊鞘的红外线（IR）种子光子，因此远离喷气发射基地。我们使用增强的SED信息从最近的作品（包括新的$γ$-射线探测），以完善的研究Syn IC峰的相关性，这指向一个特定的$γ$-射线发射网站。我们表明，SSC本身是不足以解释所观察到的SED。我们的分析有利于汤姆逊散射制度下的EC方案，与占主导地位的红外外部光子场。因此，远地点（即，在用纯轻子分量模拟的情况下，（远离喷气式飞机发射）可能是解释明亮LSP耀变体的人口特性的最合理的方案。我们计算了在喷流同动系处与外场有关的光子能量密度为$\rm U'_{ext}=1.69 \times 10^{-2}$ erg/cm $^3$，与其他相关…
2018-04-27 astro-ph.HE
Soft gamma-ray constraints on a bright flare from the Galactic Center supermassive black hole
人马座A*（Sgr A*）是位于银河系中心的超大质量黑洞。这是我们在2007年4月开展的广泛的多波长运动的主要目标。在这里，我们报告了4月4日在地平线附近同时观测到的X射线（XMM/EPIC）和近红外（VLT/NACO）1-2小时的明亮耀斑。这是第一次，这样的事件也受益于软伽马射线（INTEGRAL/ISGRI）和中红外（VLT/VISIR）的覆盖范围，这使我们能够推导出耀斑光谱能量分布（SED）两端的上限。我们讨论了同步光变曲线的物理意义，以及SED，在同步，同步自康普顿和外部康普顿发射过程。
2009-10-02 astro-ph.HE
Monte-Carlo Applications for Partially Polarised Inverse External-Compton Scattering (MAPPIES) -- I. Description of the code and First Results
对相对论性喷流源产生多波长辐射的辐射机制知之甚少。光谱能量分布（SED）和光变曲线单独的建模是不足以区分现有的模型。这些源的$X$射线和$γ$射线区域中的偏振可以提供关于喷流物理和辐射机制的新的和独特的信息。几个即将开展的项目将能够提供最明亮的$X$射线源的偏振测量，包括活动星系核喷流和$γ$射线暴。本文介绍了一个新的蒙特卡罗程序-- MAPPIES（Monte-Carlo Applications for Partially Polarised Inverse External-Compton Scattering）--的发展，用于计算相对论性喷流源中偏振相关的康普顿散射。康普顿极化的汤姆逊和克莱因-西名制度的通用结果。
2021-01-29 astro-ph.HE
Spectro-polarimetric view of bright atoll source GX 9+9 using IXPE and AstroSat
我们利用IXPE和AstroSat观测对明亮的NS-LMXB GX 9+9进行了首次光谱偏振研究。我们报告了一个显着的探测$1.7\pm 0.4\%$极化的$2-8$ keV的能带，与极化角$63^{\circ}\pm 7^{\circ}$。极化被认为是能量依赖性的，与$3σ$极化程度一致的零极化在$2-4$千电子伏，和$3.2\%$在$4-8$千电子伏。在NS-LMXBs中看到的典型光谱，我们发现，从吸积盘和康普顿化组件的光学厚日冕的软热发射的组合产生一个很好的拟合的光谱。我们还试图推断这些成分的个别偏振，并获得一个$3σ$上限$\sim 11\%$的偏振度的热成分，并限制在$\sim 3\%$的康普顿化成分。根据我们的研究结果，我们评论可能的电晕系统的几何形状。
2023-02-21 astro-ph.HE
New Spectral State of Supercritical Accretion Flow with Comptonizing Outflow
超临界吸积流不可避免地产生辐射压力驱动的外流，这将康普顿上散射来自底层吸积流的软光子，从而产生硬发射。我们进行二维辐射流体动力学模拟的超临界吸积流和外流，将这种康普顿散射效应，并证明出现了一个新的硬光谱状态在更高的光子光度比薄盘状态。在这种状态下，随着光子亮度的增加，光子指数减小，硬发射的分数增加。对于近正面光源，当表观光子光度为${\sim}30L_{\rm E}$（其中$L_{\rm E}$为爱丁顿光度）时，康普顿$y$参数为单位数量级（因此光子指数将为$\sim 2$）。这解释了观测到的光谱硬化的ULX NGC 1313 X-2在其增亮阶段，从而支持超临界吸积到恒星质量的黑洞在这个ULX模型。
2009-04-27 astro-ph.HE
Extending the energy range of AstroSat-CZTI up to 380 keV with Compton Spectroscopy
AstroSat卫星上的CZTI（碲锌镉成像仪）是能量范围为20 - 100 keV的高能编码掩模成像仪和光谱仪。在100 keV以上，康普顿散射截面在CZTI中占主导地位，产生了大量的2像素康普顿事件，这些事件已被成功地用于100 - 380 keV的蟹状星云和脉冲星（以及伽马射线暴等瞬变）的偏振分析。这些2像素康普顿事件也可以用于扩展CZTI的光谱能量范围高达380 keV的亮源。然而，不像在初级能量范围内的光谱学，其中同时背景测量可从掩蔽像素获得，康普顿光谱学需要空白天空观测用于背景测量。背景减法，在这种情况下，是不平凡的，因为存在的短期和长期的时间变化的数据，这取决于多个因素，如地球自转和南大西洋异常（SAA）地区等的影响，我们已经开发了一种方法，背景选择和减法，考虑到这些影响。在这里，我们描述了这些背景选择和减法技术，并验证它们使用光谱的螃蟹在扩展的能量范围内的30 - 380 keV区域，并比较所获得的光谱参数与INTEGRAL的结果。这种新的能力可以扩大AstroSat光谱仪的能量范围，还可以对天鹅座X-1等其他明亮光源进行同步光谱偏振研究。
2022-08-24 astro-ph.HE astro-ph.IM
A theoretical study of the time-lags due to Comptonization and the constraints on the X-ray corona in AGN
研究了位于黑洞旋转轴上的球形、均匀、静止的X射线日冕中圆盘辐射光子康普顿化引起的傅里叶时滞。我们使用Monk，一个广义相对论的Monte-Carlo辐射转移程序，计算了具有Novikov-Thorne温度分布的薄圆盘发射的光子的康普顿散射。我们发现，由于康普顿化的模型时滞保持恒定的特征频率，然后迅速减少到零，在更高的频率。我们提供的方程，可用于确定的时间滞后和交叉谱的日冕半径，温度，光学深度，高度的范围很广的值，并为各种吸积率和黑洞质量。我们还提供了一个方程的X射线光度的一个单一的日冕，其功能的特点和位置以上的磁盘。值得注意的是，观测到的附近明亮活动星系的X射线时间滞后可以成功地再现多个动态日冕的逆康普顿化过程。
2022-12-06 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
X-ray observations of the Compton-thick Seyfert 2 galaxy, NGC 5643
我们目前的结果从~55 ks长的XMM-牛顿观测模糊AGN，NGC 5643，在2009年7月进行。在2003年2月之前，一个较短的（大约10 k）XMM-牛顿观测留下了两个主要问题，硬X射线发射的性质（康普顿薄与康普顿厚）和软X射线过剩（光电离与碰撞电离物质）。新的观测结果表明，源是康普顿厚度的，对软X射线发射的主要贡献是光致电离物质（即使目前还不清楚碰撞电离物质是否也可能有贡献）。我们还研究了NGC 5643场中的三个亮X射线源。ULX NGC 5643 X-1被证实是非常明亮的，即使比2003年暗了2倍多。然后，我们提供了Abell 3602星系团的第一个高质量光谱。最后一个源CXOJ 143244.5 -442020可能是一个未被遮蔽的活动星系核，可能属于阿贝尔3602。
2013-07-05 astro-ph.HE
Variability and spectral modeling of the hard X-ray emission of GX 339-4 in a bright low/hard state
利用INTEGRAL/SPI和同步RXTE/PCA数据研究了银河系黑洞候选者GX 339-4的高能辐射。到2007年1月底，当它在硬X射线中达到峰值亮度时，源处于明亮的硬态。从这个时期的SPI数据显示出良好的信噪比，允许高达几百千电子伏的光谱能量分布的详细研究。作为一个主要的结果，我们报告检测的一个变量硬光谱功能（>150千电子伏），这代表了一个显着的过剩相对于截止功率定律的频谱形状。SPI数据表明，该特征的强度与源的25 - 50 keV光度正相关，并且相关的变率时间尺度短于7小时。同时PCA数据，但是，没有显着的变化，在光谱形状，表明源没有经历一个典型的状态转换。我们根据几种物理模型，假设康普顿化等离子体的不同加热机制和性质，分析了宽带光谱。我们第一次用新的多功能康普顿化代码BELM进行了定量模型拟合，自洽地解释了磁场的存在。我们表明，磁化介质受到纯非热电子加速提供了一个物理上一致的解释所观察到的4 - 500千电子伏的发射框架。此外，我们发现光谱的变化可能只由一个物理参数，即磁场强度的变化所触发。因此，磁场可能是产生康普顿化硬X射线发射的关键参数。
2010-05-18 astro-ph.HE
Spectral Survey of X-Ray Bright Active Galactic Nuclei from the Rossi X-ray Timing Explorer
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）的长期观测数据，我们选取了23个亮度和观测时间都足够长的活动星系核（AGN），得到了3 ~>100 keV的宽频带X射线谱。我们的样本主要包括无线电安静的塞弗茨，以及七个无线电大声源。考虑到RXTE任务的寿命，我们的大部分数据都分布在十多年内，提供了真正的长期平均光谱，并消除了可变性引起的不一致性。我们目前的长期平均值的吸收，铁线参数，康普顿反射强度和光子指数，以及通量和亮度的硬和非常硬的能带，2-10 keV和20-100 keV分别。我们在三个物体中发现了高能量翻转的初步证据。我们改进了以前的调查非常硬的X射线能带的精度和灵敏度，特别是在确认和量化的康普顿反射分量。这项调查是为了提供一个基线，为未来的分析方面的长期平均这些来源和水泥的遗产RXTE，特别是其高能X射线定时实验，作为一个贡献者活动星系核光谱科学。
2011-01-07 astro-ph.HE
Shaping the GeV-spectra of bright blazars
喷流活动星系核的非热谱在其低能和高能分量中表现出多种形状。在一些最明亮的费米-LAT耀变体中，经常检测到几个GeV的显著光谱突变，这与传统的冷却效应不一致。我们研究了电子以不同的速率、持续时间、位置和幂律谱指数连续随时间注入到喷流中的影响，并在轻子耀变体发射模型的框架内评估了其对给定快照时间的环境发射粒子谱的影响。发射电子谱是通过康普顿冷却连续注入的电子来计算的，其中目标光子被假定为由吸积盘和宽线区域提供。我们计算了这些外部目标辐射场的逆康普顿散射产生的非热光子谱，使用完整的康普顿截面在迎面近似。通过一个全面的参数研究，我们提出的环境电子和光子谱，并讨论了每个注入参数的影响。改变注入参数对光谱形状具有显著影响，其可用于设置对注入场景的约束。我们将我们的模型应用于耀斑状态的光谱能量分布的3C454.3，和FSRQ PKS 1510 -089。对于这两个来源，我们显示了两种不同的模型拟合，对应于不同的注射方案。在所有四种注入方案中，脉冲粒子注入是不利的。我们的模型的目的是弥合喷流排放与加速模型使用的现象学方法。Blazar光谱数据可以用这个模型进行分析，以约束注入参数，除了传统的稳态排放模型的参数值，如果提供足够广泛的多频覆盖。
2016-03-03 astro-ph.HE
An Investigation into the Spectral Properties of Bright Fermi Blazars
我们研究了费米大面积望远镜（LAT）在100 MeV - 100 GeV高能区探测到的耀变体的光谱特性。我们发现，在很长的时间尺度的对数抛物线提供了一个足够的描述，在几乎所有的对象的频谱，在大多数情况下是显着优于一个简单的幂律或破幂律描述。破碎的幂律描述似乎是由两个原因引起的：与附近的源混淆，以及作为旧LAT仪器响应函数的伪影。我们为2FGLJ2253.9+1609（3C 454.3）创建了一条光变曲线，这是研究对象中最亮的一个。在静止状态下，我们发现光谱是相当稳定的，以及描述的对数抛物线。有一些证据表明，平均而言，逆康普顿发射的峰值能量在静止状态下比在时间平均状态下低，这表明通量的增加是由于射流内参数的变化而不是外部光子场的变化。然而，反康普顿峰能量和通量之间没有明显的相关性。在高通量状态下，频谱形状继续偏离简单的幂律。在某些情况下，对数抛物线提供了比破幂律更好的拟合，但在其他情况下则相反。
2014-05-12 astro-ph.HE
Meeting the Challenge from Bright and Fast Gamma-Ray Flares of 3C 279
最近在blazar 3C 279上探测到了具有硬光谱的明亮快速伽马射线耀斑，其视在GeV的光度高达$10^{49}$ erg/s。观察到该源在几分钟的时间尺度上闪烁，没有可比的光学-UV对应物。这些观测结果挑战了目前关于3C 279和类似耀变体源的高能发射的模型，这些耀变体源沿着我们的视线由相对论性喷流主导，具有高达超大质量黑洞发射的$ Γ\sim 20$的体洛伦兹因子。我们计算和讨论一个模型的基础上cloudspeak喷流包括字符串的紧凑的等离子体团所示的无线电观测。我们遵循的路径的同步辐射发射的光学紫外波段的相对论电子加速周围的等离子体团各向同性的洛伦兹因子$γ\sim 1000$。这些初级辐射部分地被弦中的一个领头成员反射回来，这个领头成员对接近的同伴来说就像一面移动的镜子。在等离子体团周围，种子光子的收缩的\emph{gap}瞬态过密度逐渐增加。这些是向上散射到GeV范围内的逆康普顿相互作用与相对论性电子加速原位。我们发现，这样一个组合的过程产生明亮的伽马射线耀斑与轻微的光学X射线增强。我们的模型的主要特点包括：明亮的伽玛射线耀斑的risetimes短至几分钟，发生在距离的顺序$10^{18} $厘米从中央黑洞;康普顿优势在GeV的能量的因素高达一些$10^2$ ;从本地光子光子相互作用的再吸收很少。
2017-06-20 astro-ph.HE
On the origin of GeV emission in gamma-ray bursts
伽马射线暴（GRB）最常见的前身是具有强烈星风的大质量恒星。我们表明，在风中的GRB冲击波应该发出一个明亮的GeV闪光。它是由前向冲击波后面的热等离子体的逆康普顿冷却产生的。闪光的主要部分是由瞬时MeV辐射（以较小半径发射）的散射形成的，这些辐射穿过外部爆炸波。逆康普顿闪光是明亮的，由于外部介质的巨大e+富集。在后期，冲击波切换到正常的同步加速器自康普顿冷却。详细的传输模拟证明了该机制。所观察到的即时MeV辐射作为模拟的输入，我们使用GRB 080916 C作为一个例子。结果再现了费米望远镜观测到的GeV闪光。它解释了延迟的启动，陡峭的上升，峰值流量，峰值的时间，长的平稳下降，和GeV的发射光谱斜率。重现所有这些特征所需的风密度是沃尔夫-拉叶星的典型特征。我们的模拟预测强烈的TeV发射1分钟后，爆发触发，然后在所观察到的高能光谱截止预期从河外背景光的吸收。此外，一个明亮的光学对应的GeV闪光的预测合理的值的磁场，这样的双（光学+GeV）闪光已被观察到GRB 130427 A。
2014-01-28 astro-ph.HE
X-ray spectral and timing analysis of the Compton Thick Seyfert 2 galaxy NGC 1068
利用{ \it NuSTAR}和{ \it XMM-Newton}对康普顿厚塞弗特2型活动星系核NGC 1068进行了时间和光谱分析。在这项工作中，我们第一次计算了日冕温度（$\rm{kT_{e}}$）的来源，并检查其变化之间的时代，如果有的话。这项工作中分析的数据包括（a）在2012年12月至2017年11月期间使用{ \it NuSTAR}进行的8个观测时期，以及（b）在2000年7月至2015年2月期间使用{ \it XMM-Newton}进行的6个观测时期。从{ \it NuSTAR}观测的时序分析中，我们发现源在软带中没有显示任何变化。然而，在检查能量超过20 keV的通量时，在2014年8月和2017年8月期间，与2012年三次{ \it NuSTAR}观测的平均通量相比，该源分别亮了约20%和30%，与文献中的早期结果一致。从{ \it XMM-Newton}数据的分析中，我们发现硬带（2 $-$ 4 keV）在历元之间以及历元内没有变化。在软带（0.2 $-$ 2 keV）中，虽然发现源在历元内不可变，但发现它在历元B中相对于历元A更亮。通过拟合物理模型，我们确定$\rm{kT_{e}}$在8.46 $^{+0.39}_{-0.66}$ keV和9.13 $^{+0.63}_{-0.98}$ keV之间。从我们的分析中，我们得出结论，我们在来源中没有发现$\rm{k…
2022-09-21 astro-ph.HE
Coherence constraints on physical parameters at bright radio sources and FRB emission mechanism
我们讨论的物理约束，观测高亮度温度相干无线电发射，亮度温度高达$T_b \sim 10^{35}$ K，施加在相对论运动天体物理源的等离子体参数。高亮度温度意味着在源处的最小等离子体能量密度。其他重要的限制来自于共振发射粒子的大部分能量都被非共振逆康普顿和同步加速器过程所消耗。我们还解释了最近的观察重复FRB的光谱中的高到低的频率漂移功能的类似物的III型太阳射电爆发产生的重联等离子体束内的磁层的高度磁化的中子星。
2020-02-28 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Associated Spectral and Temporal State Transition of the bright ULX NGC1313 X-1
恒星质量的黑洞X射线双星表现出X射线光谱状态，也有独特的和特征的时间属性。这些状态被认为对应于不同的吸积盘几何形状。我们分析了超亮X射线源（ULX）NGC 1313 X-1的两个长XMM-牛顿观测，揭示了该系统处于两种不同的光谱/时间状态。2006年3月，ULX的计数率为1.5计数/s，部分变异幅度约为15%，处于高通量和强变异状态。2006年10月，ULX的计数率降低了约2倍，并且随着软成分的存在，光谱形状明显不同。在该低通量状态期间没有检测到强可变性，振幅的上限<3%。此外，这两种状态的光谱性质意味着它们的吸积盘几何形状是不同的。低通量状态与一个模型是一致的，其中一个标准的吸积盘被截断在一个半径为17史瓦西半径周围的~200 Msun黑洞。内部的热区将来自外盘的光子康普顿化，以给出主要的光谱分量。高通量态的光谱与这样的几何形状不相容。相反，它与热日冕覆盖冷吸积盘并使盘光子康普顿化的模型一致。作为能量的函数的可变性也被证明是一致的电晕模型。尽管与银河系黑洞系统有着广泛的相似性，但ULX的光谱性质是不同的，它具有比银河系更冷的康普顿化温度（~2 keV）和更高的光学深度（~15）。
2009-05-23 astro-ph.HE
Proof of CMB-driven X-ray brightening of high-z radio galaxies
我们提出了一个明确的评估的作用，逆康普顿散射的宇宙微波背景光子（IC/CMB）的背景下，无线电星系。由于CMB辐射能量密度的急剧增加，IC/CMB在射电同步辐射冷却中的重要性随着红移的增加而增加。对于起作用的典型能量，该过程将使CMB光子向上散射到X射线带中，并且因此预期产生射流动力结构的红移依赖的、同时的X射线增亮和射电变暗。在这里，我们展示了如何决定性地证明这种效应取决于高分辨率成像数据，其中扩展的瓣可以从紧凑的热点中区分出来，在紧凑的热点中，同步自康普顿主导X射线发射，而不管红移如何。我们分析了11个1.3<z<4.3的射电星系的Chandra和甚大阵数据，证明了它们的叶辐射与IC/CMB在均分上的预期完全一致。一旦适当地考虑了对尺寸和射电光度的依赖性，所测量的波瓣X射线光度具有CMB种子辐射场所期望的特征（1+z）**4比例。尽管这种效应可以有效地抑制z>3射电星系的（静止坐标系）GHz射电辐射，但IC/CMB本身并不能对高z、射电噪声大的活动星系核的缺陷负责，如果--正如我们所认为的--这样的活动星系核通常具有明亮、紧凑的热点。
2021-05-07 astro-ph.HE
Bright Flares in Supergiant Fast X-ray Transients
在稳定的低光度状态下，超巨星快X射线瞬变（SFXTs）可以处于准球形沉降吸积阶段，从OB-伴星风吸积到缓慢旋转的磁化NS上。在这一阶段，一个热的准静态壳层形成以上的磁层，等离子体进入磁层的速度控制（低效）辐射等离子体冷却，并在NS上的吸积率被抑制的一个因素的\sim 30相对于邦迪-霍伊尔-利特尔顿值。局部风速和密度的变化仅能使质量吸积率（\sim 10的一个因子）略微增加，使系统进入康普顿冷却主导区，并导致中等亮度耀斑（L_x \lesssim 10^{36} erg/s）的产生。为了解释SFXTs所显示的最亮耀斑（L_x>10^{36} erg/s），我们提出，磁化恒星风等离子体的零星捕获可以产生更大的质量吸积率增加。在足够低的吸积速率下，磁重联可以提高磁层等离子体进入速率，导致大量X射线光子的产生，强烈的康普顿冷却，最终导致整个壳层的不稳定吸积。一个明亮的耀斑在壳层中的自由落体时间尺度上发展，并且SFXT明亮耀斑中释放的典型能量对应于壳层的质量。这一观点与SFXT亮耀斑释放的能量（\sim 10^{38}-10 ^<$40}尔格）、它们的典型动态范围（\sim 100）以及观测到的这些特征对SFXT平均非耀斑X射线光度的依赖性是一致的。因此，与稳定的HMXB相反，SFXTs的耀斑行为可能主要与它们的低X射线亮度有关，这使得在磁化等离子体进入磁层期间发生零星的磁重联。
2014-05-22 astro-ph.HE
Full Spectral Survey of Active Galactic Nuclei in the Rossi X-ray Timing Explorer Archive
我们已经分析了光谱的所有活动星系核的罗西X射线定时探测器（RXTE）档案。我们目前的长期平均值的吸收，铁线等效宽度，康普顿反射和光子指数，以及计算流量和光度在2-10千电子伏波段的100 AGN有足够的亮度和整体观测时间，以产生高质量的光谱结果。我们比较这些参数在不同的分类塞弗特和耀变体。我们的分布的光子指数的塞弗特1和2的是一致的想法，塞弗特共享一个共同的中心引擎，但我们的康普顿反射峰强度的分布不支持经典的图片的吸收由环面和反射小康康普顿厚盘的类型只取决于倾角。我们的结论是，一个更复杂的反射几何形状，如组合盘和环面或clujettorus可能是一个更准确的图片康普顿厚的材料。我们发现，康普顿反射存在于约85%的塞弗茨，并通过比较Fe线EW的康普顿反射峰强度，我们发现，平均40%的Fe线出现在康普顿厚的材料，然而，这个比例是不一致的，从对象到对象，似乎并不依赖于光学分类。
2013-06-18 astro-ph.HE
