A Suzaku sample of unabsorbed narrow-line and broad-line Seyfert 1 galaxies: II. Iron emission and absorption
利用朱雀号卫星观测的22个窄线Seyfert 1（NLS 1）和47个宽线Seyfert 1（BLS 1）星系的样本，研究了每组星系的Fe K带性质。三种不同的模型被用来检查的存在下：窄中性Fe Ka线在6.4千电子伏和电离的Fe xxv和Fe xxvi发射线（模型A）;一个广泛的发射功能在约6 - 7千电子伏（模型B）;和吸收边在7.1千电子伏（模型C）。在所有三个模型中，中性Fe Ka线在NLS 1中比在BLS 1中更弱（较低的光度和等效宽度）。模型（B）还发现NLS 1中的宽分量（更大的等效宽度）比BLS 1中的宽分量更显著。该特征似乎不是NLS 1 s中较陡光谱的伪影，而是这些源的固有属性。根据模型（C），吸收边的光学深度在两个样品之间看起来相当。当将吸收与发射线特性进行比较时，NLS 1 s似乎表现出比BLS 1 s更低的铁的发射-吸收比，并且比基于荧光产率的预期更低。观察到的差异可能来自于不同的环面几何形状（例如NLS 1 s中的较大开度角），和/或NLS 1 s中除了纯荧光之外的Fe K发射和吸收的额外来源（例如起源于圆盘和宽线区域）。
2021-12-15 astro-ph.HE
Analysing the Suzaku Spectra of the Broad-Line Seyfert 1 Galaxy CBS 126
我们分析了新的同步\emph{Suzaku}和\emph{Swift}数据的宽线塞弗特1（BLS1）星系CBS 126。在源光谱中有一条清晰的Fe发射线和一个强的软过剩。我们拟合的光谱与相对论反射模型，并发现该模型往往适合与高铁丰度的数据可能是由于大的软过剩本。通过对差值和RMS谱的检验，我们发现在$\sim$ 0.89 keV处可能存在一个吸收边，这可能是由氧或氖引起的。我们还产生了时间分辨光谱的分析，以检查边缘的存在。虽然在时间分辨光谱中更需要高的铁丰度，但太阳铁丰度模型与吸收边一起给出了更物理的解释。电离参数的变化是一种替代的，似是而非的解释过剩的差异光谱。从目前的数据很难知道这个源中是否有热吸收体。为了进一步研究可能的热吸收体的存在，需要更高的信噪比的低能量数据。这里提出的工作初步表明，BLS1的光谱可以用相对论反射模型来解释，类似于在它们的窄线表兄弟中经常看到的模型。
2012-06-20 astro-ph.HE
Iron line profiles in Suzaku spectra of bare Seyfert galaxies
我们有条不紊地模拟宽带朱雀光谱的一个小样本的六个'裸'塞弗特星系：方舟120，费尔奥9，MCG-02-14-009，Mrk 335，NGC 7469和SWIFT J2127.4+5654。由于任何固有的暖吸收量较弱，对裸塞弗茨的分析可以对活动星系核进行一致的物理建模，消除了暖吸收引起的光谱弯曲与Fe K区域红翼之间的简并性。通过有效的宽带光谱建模和调查存在的窄中性或电离发射线和反射从遥远的材料，我们获得了准确和详细的描述的Fe K线区域使用模型，如laor，kerrdisk和kerrconv。结果表明，电离发射线在6.7 keV和6.97 keV（特别是Fe XXVI）是比较常见的，这些线的列入可以大大影响与相对论模型，即自旋，发射率，发射和倾斜的内半径获得的参数。在所有的天体中都可以找到中等宽的成分，但通常的辐射来源于几十个Rg，而不是黑洞的<6 Rg。与Kerrdisk线配置文件得到的结果表明，平均发射率q~2.3在中间自旋值与所有对象排除了最大旋转黑洞的存在在90%的置信水平。对Mrk 335和NGC 7469，我们还提出了新的自旋约束，其中间值分别为a=0.70（+0.12，-0.01）和a=0.69（+0.09，-0.09）。
2010-10-11 astro-ph.HE
The changing source of X-ray reflection in the radio-intermediate Seyfert 1 galaxy III Zw 2
本文报道了用XMM-Newton、Suzaku和Swift在过去17年中对射电中等强度、X射线明亮的Seyfert 1星系III Zw 2进行的X射线观测。源亮度在每年的时间尺度上变化很大，但在几天内变化较小。2000年XMM-牛顿和2011年朱雀的定点观测显示，尽管X射线通量相当，但光谱差异。朱雀光谱与幂律连续谱和~6.4 keV处的窄高斯发射特征一致，而早期的XMM-牛顿光谱需要更宽的高斯分布和低于~2 keV的软过量。一个潜在的解释是，主要的幂律发射，也许从喷流基地，优先照亮内吸积盘在2000年，但在2011年遥远的环面。这种解释可能与III Zw 2中假设的旋进射电喷流一致，这可能是由于正在进行的合并事件引起的圆盘不稳定性。
2017-12-04 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
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 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
A Suzaku survey of Fe K lines in Seyfert 1 AGN
我们构造了一个全宽带模型，分析了附近Seyfert 1 AGN（z<0.2）的Suzaku观测资料，其曝光量大于50 ks，计数大于30000，以研究它们的铁线轮廓。这导致46个对象和84个观测的样本。宽带朱雀和Swift-BAT数据（0.6-100千电子伏）的完整建模后，我们发现复杂的温暖的吸收是存在于59%的对象在这个样本中，这有一个显着的影响后，派生的Fe K区域参数。同时，46个天体中有35%需要某种程度的高柱密度部分覆盖，以便完全模拟硬X射线光谱。我们还发现，大量的对象在样品中（22%）需要高速度，高电离流出的Fe K区域产生的Fe XXV和Fe XXVI。另外四个活动星系核具有高度电离的铁钾吸收体，与零流出速度一致，使得该样本中总共有14/46（30%）的活动星系核显示出在铁钾区域具有统计学显著吸收的证据。来自遥远物质的6.4 keV的窄Fe K α辐射在这些活动星系核中几乎是普遍存在的。检查6-7 keV的Fe K区域，我们注意到，来自Fe XXV在6.63-6.70 keV和来自Fe XXVI在6.97 keV的窄发射线分别存在于52%和39%的物体中。我们的研究结果表明，在46个物体中有23个（50%）在>99.5%的置信度下检测到统计上显著的相对论性Fe K α发射，使用relline模型测量平均发射率指数q=2.4 \pm 0.1和等效宽度EW=96 \pm …
2012-09-08 astro-ph.HE
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
Decoupling absorption and continuum variability in the Seyfert 2 NGC 4507
本文介绍了朱雀星对塞弗特2星系NGC 4507的观测结果。这个源是X射线最亮的康普顿薄塞弗特2s之一，也是可变吸收体的候选者。朱雀号捕捉到的NGC 4507处于高度吸收状态，其特征是高柱密度（NH \sim 8 x 10^23 cm^-2）、强反射成分（R \sim 1.9）和高等效宽度的Fe K α发射线（EW \sim 500 eV）。在朱雀CCD的分辨率下（sigma < 30 eV或FWHM < 3000 km s^-1），Fe K α发射线无法分辨，很可能起源于遥远的吸收体。也清楚地检测到Fe K β发射线，其强度略高于低电离Fe的理论值。与以前用XMM-牛顿和BeppoSAX进行的观测进行的比较表明，X射线光谱曲率在几个月的时间尺度上发生变化。我们分析了所有这些历史观测结果，使用标准模型以及最新的环形再处理器模型，发现观测到的2-10 keV光谱变化的主要驱动因素是视线遮蔽的变化，从\sim 4 x 10^23 cm^-2到\sim 9 x 10^23 cm^-2不等。主连续谱也是可变的，尽管它的光子指数似乎没有变化，而Fe K α线和反射分量在整个观测中是恒定的。这表明存在相当恒定的再处理器，并且观察到的NH视线变化要么是由于推定圆环面的一定程度的团块，要么是由于存在第二个团块吸收体。
2012-10-22 astro-ph.HE
Suzaku Discovery of a Slowly Varying Hard X-ray Continuum from the Type I Seyfert Galaxy NGC 3516
{ \it Suzaku}在2005年10月12日至15日和2009年10月28日至11月2日两次观测到明亮的I型塞弗特星系NGC 3516，总时间覆盖率分别为242和544 ksec，净曝光量分别为134和255 ksec。2005年的2- 10 keV光度为$2.8 \times 10^{41}$ erg s $^{-1}$，2009年为$1.6 \times 10^{41}$ erg s $^{-1}$。1.4- 1.7 keV和2- 10 keV计数率在2005年均表现出$\sim2$的峰-峰变化，而在2009年表现出$\sim 4$的峰-峰变化。在这两种观测中，15- 45 keV的计数率变化较小。2005年的2- 10 keV光谱比2009年明显更凸。通过计数-计数-绘图技术，在两个数据中的2- 45 keV信号被成功地以与模型无关的方式分解成两个不同的宽带分量。一个是一个可变的发射与一个无特征的光谱形状，另一个是一个不变的硬成分伴随着一个突出的Fe-K发射线在6.33 keV（6.40 keV的休息帧）。前者成功地拟合了吸收的幂律模型，而后者需要一个新的硬连续除了从遥远的材料的反射分量。这两个观测之间的光谱和变异性差异主要归因于这个新的硬连续体的长期变化，它在几百ksec的时间尺度上是稳定的。
2014-06-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray and Optical Correlation of Type I Seyfert NGC 3516 Studied with Suzaku and Japanese Ground-Based Telescopes
从2013年4月到2014年4月，我们对1.5型塞弗特星系NGC 3516进行了X射线和光学同时监测。它使用了朱雀，和5个日本地面望远镜，Pirka，Kiso Schmidt，Nayuta，MITSuME和Kanata望远镜。朱雀观测进行了7次，间隔时间从数天、数周到数月不等，每次暴露量为$\sim50$ ksec。光学PDMATHAMN波段观测不仅几乎同时覆盖了朱雀星的观测，而且尽可能频繁地跟踪源。结果发现NGC 3516处于微弱相态，其$0.21-2.70 \times 10^{-11}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$的通量为2-10 keV。2-45 keV的X射线谱由一个强变硬幂律连续谱和一个非相对论反射谱组成，前者的光子指数为$\sim1.7$，后者的发射谱线为Fe-K $α$。用微分像测光法产生$B$波段光变曲线，发现$B$波段辐射通量变化为$\sim2.7 \times 10^{-11}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$，与X射线的变化相当，并首次在NGC 3516中探测到X射线中硬幂律成分与$B$波段辐射之间存在显著的通量相关。通过检查它们的相关性，我们发现X射线通量比$B$带的通量早$2.0^{+0.7}_{-0.6}$天（$1σ$误差）。虽然这一结果支持X射线再处理模型，推导出的滞后太大，无法解释的标准视图，假设“灯柱”型X…
2016-05-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Compton-thin Solution for the Suzaku X-ray Spectrum of the Seyfert 2 Galaxy Mkn 3
Mkn 3是一个塞弗特2星系，被广泛认为是典型的康普顿厚度活动星系核。我们研究朱雀X射线光谱使用模型的X射线处理器，自洽占Fe K $α$荧光发射线和相关的康普顿散射，或反射，连续。我们找到一个解决方案，其中的平均全球列密度，$0.234^{+0.012}_{-0.010} \times 10^{24} \ \rm cm^{-2}$，是非常不同的视线列密度，$0.902^{+0.012}_{-0.013} \times 10^{24} \ \rm cm^{-2}$。整体柱密度比康普顿厚度的物质分布所需的密度小$\sim 5$倍。我们的模型占的配置文件的Fe K $α$和Fe K $β$线，和Fe K的边缘非常好，与太阳丰富的Fe。物质的分布可能包括一个cloudite介质，其视线柱密度高于全球平均水平。一个均匀的，球对称的分布本身不能同时产生正确的荧光线光谱和反射连续。以前对Mkn 3和其他活动星系核的研究，假设反射连续体来自具有无限柱密度的物质，因此如果视线之外的物质真的是康普顿薄的，可能会导致错误或“令人困惑”的结论。尽管对活动星系核样本的研究通常只探测了视线柱密度，使用简单的一维模型，但现在重要的是建立活动星系核中的全球柱密度。正是这些全局性质影响了X射线再加工成红外辐射的能量收支，并限制了宇宙X射线背景的粒子数合成模型。
2015-08-31 astro-ph.GA 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
Suzaku Studies of the Central Engine in the Typical Type I Seyfert NGC 3227: Detection of Multiple Primary X-ray Continua with Distinct Properties
朱雀号在2008年对I型塞弗特星系NGC 3227进行了6次观测，每次观测间隔为$\sim1$周，净曝光量为$\sim50$ ksec。在6次观测中，源的变化接近一个数量级，第1次观测时最亮，亮度为2-10 keV，为$1.2\times10^{42}$ ~erg~s $^{-1}$，而第4次观测时最暗，亮度为$2.9\times10^{41}$ ~erg~s $^{-1}$。当它变得更暗时，在2-45 keV波段的连续谱变得更硬，而在6.4 keV的源静止帧的所有情况下检测到的窄Fe-K $α$发射线在光子通量中保持近似恒定。通过可变性辅助宽带光谱法（例如，Noda等人，2013年），NGC 3227的2-45 keV光谱被分解为三个不同的组分。一种是相对较软的幂律连续体，光子指数为$\sim 2.3$，弱吸收，在$\sim5$ ksec的时间尺度上高度可变;只有当光源的亮度高于$\sim6.6 \times10^{41}$ erg s $^{-1}$（2-10 keV）时才能观察到，并且是导致光源进一步增亮的原因。另一个是更硬和更吸收的连续体，光子指数为$\sim 1.6$，它持续了六次观测，并在几周的时间尺度上缓慢变化，变化因子为$\sim2$。当光源的亮度低于阈值时，这一成分携带着大部分的宽带发射，被认为是一种附加的初级发射。最后一个是反射分量，具有窄铁线，产生于距离中心黑…
2014-07-18 astro-ph.GA 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
Suzaku Monitoring of the Seyfert 1 Galaxy NGC5548: Warm Absorber Location and its Implication for Cosmic Feedback
本文介绍了对Seyfert 1星系NGC 5548进行的为期两个月的朱雀星X射线观测。该运动包括7个观察。我们分析了在不透明度的气体，形成电离吸收电离通量的变化的响应。尽管在撞击连续谱中有4倍的变化，但源的软X射线光谱显示出很小的光谱变化，这表明电离吸收体没有响应。一个详细的时间建模证实了缺乏高电离的吸收组件的不透明度的变化。相反，该模型初步表明，低电离吸收组件的电离参数可能会随着电离通量的变化，如预期的气体在光电离平衡。利用缺乏变化，我们设定的上限n_e <2.0E7 cm-3的气体形成的高电离，高速组件的电子密度。这意味着与连续谱源的距离很大（R > 0.033 pc）。如果低电离分量的变化是真实的，则n_e > 9.8E4cm ~（-3），R < 3 pc。我们讨论我们的结果在两个不同的情况下：一个大规模的外流起源于内部的吸积盘，或热驱动风起源更远。考虑到风的距离很大，隐含的质量流出率也很大（Mw > 0.08 Maccr）。在主星系中，风所释放的相关总动能（>1.2E56 erg）足以扰乱星际介质，可能调节大规模恒星的形成。即使外推到类星体的光度，风喷射出的总质量和能量仍然低于宇宙反馈所需的质量和能量。这种反馈要求我们在风完全加速之前观察它。
2010-01-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
The variable ionized absorber in the Seyfert 2 Mrk 348
本文介绍了由朱雀和XMM-牛顿观测到的Seyfert 2 Mrk 348的X射线光谱分析结果。Mrk 348的整个光谱可以通过三层吸收层（其中一层是中性的，两层是电离的）的一次幂律连续谱来描述。比较Suzaku（2008）和XMM-Newton（2002）的观测结果，我们发现X射线光谱曲率的变化。我们建议，可以解释的变化，通过改变柱密度的中性和一个电离的吸收剂，连同同一吸收剂的电离水平的变化。因此，我们证实了在过去的作品中提出的主要特征之一，其中内在的柱密度变异高达$\sim 10^{23}$ ~cm $^{-2}$观察到的时间尺度上的月。我们还发现，光子指数的基本幂律连续（$Γ\sim 1.8$）是在协议与以前的观察，这Seyfert 2。
2013-12-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraining the Spin of the Black Hole in Fairall 9 with Suzaku
我们报告的光谱拟合的结果，从168千秒朱雀观测的Seyfert-1星系Fairall 9获得的数据。在30 keV的能量范围内可以清楚地检测到该源。观察到的光谱相当简单，它是由一个软过剩和磁盘反射的幂律很好地描述。由于X射线成像光谱仪（XIS）中CCD的分辨率，可以检测到宽的铁谱线，并很容易从不同的窄组分中分离出来。宽线显示是不对称的，与圆盘起源一致。我们适合的XIS和硬X射线探测器（HXD）光谱与相对论模糊磁盘反射模型。假设内盘延伸到最里面的稳定圆形轨道，最佳拟合模型意味着黑洞的自旋参数为a = 0.60（7），并且在高置信度下排除了极值。我们讨论了这一结果的背景下，塞弗特观测和模型的宇宙分布的黑洞自旋。
2009-08-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Tracking the Complex Absorption in NGC 2110 with Two Suzaku Observations
我们提出的光谱分析的两个朱雀观测的塞弗特2星系，NGC 2110。这个来源已经被称为显示复杂的，可变的吸收，我们深入研究，通过分析这两个观测设置七年，并通过比较与以前分析的观测与XMM-牛顿和钱德拉天文台。我们发现，有一个相对稳定的，全覆盖的吸收柱密度为~3 $\times 10 ^{22}$厘米$^{-2}$，与一个额外的片状吸收柱密度和覆盖率可能是可变的时间尺度上的年，一致的云在片状环面或在宽线区域。我们模拟了一个软发射线复杂的，可能产生的电离等离子体和与以前的研究一致。我们没有发现任何证据表明，在这个来源的吸积盘的反射没有贡献，从相对论加宽的Fe Ka线发射，也没有从康普顿反射峰。
2014-03-08 astro-ph.HE
The coronal parameters of local Seyfert galaxies
活动星系核的一个公开问题是初级X射线发射的性质：它可能是由于软紫外光子的康普顿化，但在发射核光谱望远镜阵列（NuSTAR）之前，发射日冕的光学深度和温度在很大程度上是未知的。它是第一个在轨聚焦硬X射线望远镜，在10-79千电子伏波段的灵敏度比以前的天文台高100倍，能够高精度地研究高能活动星系核。我们提出并讨论了最近测量的NuSTAR（经常与XMM-牛顿，朱雀或雨燕）与前所未有的准确性，在一些本地塞弗特星系的活动星系核的热日冕参数的结果。
2015-11-04 astro-ph.HE
Uncovering Local Absorbed Active Galactic Nuclei with Swift and Suzaku
对被吸收的活动星系核及其性质的探测仍然是理解黑洞演化和激活过程中一个难以捉摸的重要问题。随着斯威夫特的爆发警报望远镜进行的非常硬的X射线调查-30年来的第一次全天调查-我们开始揭示被掩盖的活动星系核的特征。朱雀和雨燕之间的协同作用对于确定新探测到的严重模糊但明亮的硬X射线源的X射线特性至关重要。我们审查的X射线和光学光谱特性的模糊AGN在本地宇宙中，在雨燕调查中发现。我们讨论了吸收/未吸收源的相对分布，包括“隐藏”和康普顿厚AGN人口。在观测的结果中，我们发现被吸收的活动星系核比未被吸收的活动星系核的亮度要低。光学光谱显示，指示LINERs/H II星系/复合材料的发射线比的源是样品中最不发光的物体，而光学吸收和未吸收的塞弗特具有相同的光度分布。因此，最不亮的光源可能以不同于塞弗特星系的方式吸积。
2011-12-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku View of the Swift/Bat Active Galactic Nuclei. IV. Nature of Two Narrow-Line Radio Galaxies (3C 403 and IC 5063)
本文报道了朱雀星对两个窄线射电星系3C 403和IC 5063的宽波段X射线观测结果。结合58个月的Swift/BAT谱平均值，我们能够精确地将它们的光谱特性限制在0.5- 200 keV波段。两个原子核的光谱都可以用吸收截止幂律、来自冷物质的吸收反射分量（具有铁K发射线）和未吸收的软分量（这给出了散射发射的严格上限）来很好地表示。在两个目标中，归一化到平均BAT通量的反射强度为R = Ω/2π~ 0.6，这意味着它们的环面具有足够大的立体角以产生再处理的发射。一个数值环面模型与~ 50度的开角以及再现所观察到的光谱。我们讨论的可能性，负责汤姆逊散射的正常气体的量是系统较小的射电星系相比，塞弗特星系。
2011-06-15 astro-ph.HE
A Variable-Density Absorption Event in NGC 3227 mapped with Suzaku and Swift
在塞弗特星系中，吸积到超大质量黑洞上的环核气体的形态仍然是一个备受争议的话题。由于活动星系核（AGN）的最内部区域在空间上无法分辨，X射线光谱学，特别是视线吸收变化，是绘制气体分布的关键诊断。在多个塞弗特星系和很宽的时间尺度上对可变X射线吸收的观测表明，在环核物质中存在气体团/云。日食事件的团块过境的视线，让我们探索的性质的团块在很宽的范围内的径向距离从光学/紫外线宽线区（BLR）超越尘埃升华半径。到目前为止，时间分辨的吸收事件非常罕见，但建议在塞弗茨的密度分布范围。我们解决了在塞弗特NGC 3227长达数周的吸收事件。我们研究了2008年为期5周的活动中的6个朱雀和12个雨燕观测结果。我们使用一个模型占三个不同的电离吸收复杂的光谱相互作用。我们进行时间分辨光谱，以辨别吸收的变化行为。我们还研究了红外到X射线的光谱能量分布（SED）测试由灰尘变红。2008年的吸收事件是由于中度电离（$\log ξ\sim 1.2-1.4$）气体覆盖了90%的视线。我们解决的密度分布是非常不规则的，与以前的对称和中央峰值事件映射在同一对象中的RXTE。紫外线数据没有显示出明显的变红，这表明云层是无尘的。2008年的活动揭示了一个可能位于BLR的中等密度电离云的过境，可能是盘风的一部分。
2015-08-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Suzaku observation of the Phoenix Galaxy
近年来，几个塞弗特2星系被发现，当在X射线中观察时，相隔几年就会改变状态，从康普顿薄转变为反射主导，反之亦然。我们观察了这类“变化的外观”源的一员，凤凰星系，与朱雀，目的是更好地了解变化的性质。对朱雀光谱进行了分析，并将结果与以前的ASCA和XMM-牛顿观测结果进行了比较。源被捕获在一个康普顿薄的状态，如在XMM-牛顿，但不同于ASCA。比较朱雀和XMM-牛顿观测，发现吸收体的柱密度在年的时间尺度上的变化。一个类似的变化，但在更短的时间尺度（即ks）也可以解释在朱雀观测计数率的变化。一个软过剩也存在，可能是由于连续和线发射光电离环核物质。
2009-02-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
The New Primary X-ray Component Confirmed in the Seyfert I Galaxy IC4329A
2007年8月，朱雀号对明亮且高度可变的塞弗特I活动星系核IC 4329 A进行了5次观测，间隔约为5天，每次净曝光量为24-31 ks。2012年8月进行了另一次更长时间的观察，净暴露量为118千磅。在6次观测中，源在2-45 keV内被探测到，平均2-10 keV通量为$(0.67-1.2)\times10^{-10}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。在2007年的5次观测中，强度变化了2倍，在2012年的观测中变化了1.5倍。这些观测结果之间的差异光谱表明，IC 4329 A的变异性主要是由一个光子指数为$Γ\sim2.0$的幂律分量进行的。然而，除了这个主要分量和相关反射之外，宽带朱雀数据还需要另一个更硬、可变性更小的$Γ\sim1.4$分量。通过Noda等人（2013 a）开发的光谱分解技术分析相同的6个数据集，也证实了这种新连续体的存在。这个$Γ\sim1.4$连续体被认为是一个新的主要成分，到目前为止还没有在IC 4329 A的光谱中被识别出来，尽管它最近在其他几个塞弗特I星系的光谱中被识别出来（Noda et al. 2013 a，2014）。
2016-04-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Highly Accreting Low-Mass Black Hole Hidden in the Dust: Suzaku and NuSTAR observations of the NLS1 Mrk 1239
我们提出了环面建模的X射线光谱附近的窄线塞弗特1星系Mrk 1239（$z=0.0199$），档案朱雀，NuSTAR和雨燕观测的基础上。我们的模型表明$Γ\approx2.57$在2019年和$Γ\approx2.98$在2007年的非常软的内在幂律连续发射。通过对未被吸收的X射线光度应用修正因子，我们发现Mrk 1239在爱丁顿极限附近或附近吸积。我们的最佳拟合光谱模型还表明，在Mrk 1239中，一个环面的柱密度为$\log(N_{\rm H, ave}/$ cm $^{-2})=25.0\pm0.2$，并且$0.90$的覆盖因子很高，这表明该源最有可能与$i\approx26^{\circ}$几乎面对面地观察。我们的视线可能会穿过$N_{\rm H, los}=2-5\times10^{23}$ cm $^{-2}$的环面边缘。高爱丁顿比和高视线柱密度使Mrk 1239成为接近极限的活动星系核之一，由于高辐射压，风可能在环的边缘附近形成。
2021-05-05 astro-ph.HE
A unique X-ray unabsorbed Seyfert 2 galaxy IRAS F01475-0740
没有被X射线吸收的塞弗特2星系的X射线吸收柱密度太低（NH < 10^22 cm-2），无法解释它们光谱中没有宽的发射线，这对活动星系核统一模型提出了挑战。本文报道了对未吸收X射线的Seyfert 2星系IRAS F01475-0740的朱雀照射，通过偏振分光观测发现了一个隐藏的宽线区。X射线数据显示，在5千秒的时间尺度上，变化迅速而显著，这表明我们正在直接观察它的中央发动机。一个新获得的光谱和以前的光学/X射线数据表明，状态转换是不可能在这个源。这使得IRAS F01475-0740成为一个非常特殊的X射线未吸收的塞弗特2星系，它只能用异常高的尘埃-气体比（比银河系大4倍以上）来解释。这与大多数活动星系核形成对比，后者通常显示出比银河系低3 - 100倍的尘埃与气体比率。
2011-05-24 astro-ph.HE
Suzaku X-Ray Monitoring of Gamma-Ray-Emitting Radio Galaxy, NGC 1275
NGC 1275是一个位于英仙座星系团中心的伽马射线射电星系。它的多波长光谱与开拓者相似，因此伽马射线的发射被认为是喷流起源。在光学和X射线区域，NGC 1275也显示出明亮的核心，但它们的来源还不清楚，因为不排除盘状辐射。事实上，NGC 1275具有光学宽发射线和X射线Fe-K线，这是塞弗特星系的典型特征。在我们用朱雀/XIS对NGC 1275进行的宝贵研究中，从2006年到2011年，没有发现X射线时间变异性，尽管{it Fermi}-LAT~ \cite{Yamazaki}观察到中等的伽马射线变异性。我们继续用朱雀/XIS监测NGC 1275的观测。在2013-2014年，NGC 1275的MeV/GeV伽马射线通量逐渐增加，并在2014年初达到最大值。与最近的伽马射线活动相关，我们发现X射线通量也增加了，这是NGC 1275 X射线可变性的第一个证据。根据这些结果，我们讨论了时间变化中的发射分量，但我们不能确定与γ射线相关的X射线变化的起源。因此，在未来的观测中，利用费米伽马射线、XMM-牛顿、NuStar、ASTRO-H X射线、CTA TeV伽马射线和Kanata光学望远镜观测NGC 1275具有重要意义。
2015-03-10 astro-ph.HE
Matched-filtering Line Search Methods Applied to Suzaku Data
发射和吸收线的详细搜索和评估其上限进行朱雀数据。该方法利用匹配滤波的方法，以最大限度地提高信噪比为一个给定的能量分辨率，这可以适用于许多类型的线搜索。我们首先将其应用到已知的活动星系核谱中，发现我们的结果在~3σ水平上与以前的研究结果一致。我们继续寻找两个明亮的磁星4U 0142+61和1 RXS J1708-4009的发射和吸收特性，应用过滤方法朱雀数据。我们发现，即使使用长朱雀观测并将其光谱划分为自旋相位，也没有任何来源显示出任何显着的线特征。发射/吸收线的等效宽度的上限被限制为在约IkeV处为几eV，并且在约IOkeV处为几百eV。这加强了以前的报告，持续明亮的磁星在软X射线中不显示质子回旋吸收特征，即使它们存在，它们也会比X射线CCD的检测限更宽或更弱。
2016-09-20 astro-ph.HE
The Suzaku view of 3C 382
我们提出了一个长期的朱雀观察3C 382。还分析了来自58个月调查的Swift BAT光谱，以及存档的XMM-Newton EPIC曝光。我们的主要结果是发现与朱雀的宽FeK线与相对论的轮廓一致的排放从一个吸积盘在几十个引力半径的中心黑洞。XIS的数据表明，从高度电离的铁的发射，并允许我们设置严格的，虽然模型依赖，约束的内部和外部半径的磁盘反射区，r_in~ 10 r_g和r_out~ 20 r_g，分别和磁盘的倾角，i~ 30度。可能观察到两个电离反射分量，对总连续谱的贡献约为10%。一个高度电离的，log_xi~3，它成功地模拟了相对论线;一个轻度电离的，log_xi~1.5，它模拟了窄的Fe-K线和高能峰。当包括这两个分量时，不需要低于2keV的额外黑体软过量。朱雀的数据证实了存在一个温暖的吸收剂以前已知的光栅研究。在考虑了所有的光谱特征后，X射线连续谱的内禀光子指数为~1.8，截止能量为~ 200 keV，与康普顿化模型一致，并排除了这些能量的喷流相关发射。3C 382和其他BLRG的X射线性质与Seyferts的比较证实了这样一种观点，即射电强活动星系核和射电静活动星系核在X射线下的区别是模糊的。
2011-04-10 astro-ph.HE
Fe-K Line Time variability and Ni abundance of Distant Reflector in Seyfert Galaxies
利用{ \em Suzaku}和{ \em XMM-Newton}的观测数据，对Seyfert星系的窄Fe-K线（6.4 keV）通量变率和Ni-K线强度进行了系统的研究。在间隔1000- 2000天（Cen A，IC 4329 A，NGC 3516和NGC 4151）和158天（NGC 3516）的一对观测中，检测到几十个事件的显著的铁-钾线变异。这些时间尺度比圆环的内半径大10- 100倍，与圆环的X射线反射是窄Fe-K线的主要来源的观点一致。在$>2σ$水平上检测到圆规星系、Cen A、MRK 3、NGC 4388和NGC 4151的Ni-K线。Ni-K $α$与Fe-K $α$线强度比的平均值和方差分别为0.066和0.026。与反射的蒙特卡罗模拟相比，Ni与Fe的丰度比为1.9 $\pm$ 0.8太阳能。我们讨论了镍丰度提高的结果和可能性。
2016-03-29 astro-ph.HE
NuSTAR and Suzaku X-ray Spectroscopy of NGC 4151: Evidence for Reflection from the Inner Accretion Disk
我们提出的X射线定时和光谱分析的同步150千秒核光谱望远镜阵列（NuSTAR）和朱雀X射线观测的塞弗特1.5星系NGC 4151。本文采用内吸积盘反射和吸收主导模型，研究了活动星系核的连续辐射、吸收和反射特性。通过时均光谱分析，我们发现了来自内吸积盘的相对论反射的有力证据。我们发现，相对论辐射来自一个高度电离的内吸积盘与陡峭的发射率的轮廓，这表明一个强烈的，紧凑的照明源。我们发现一个初步的，接近最大的黑洞自旋a>0.9统计和系统的建模误差。我们发现一个相对温和的反射率相对于预测的灯柱几何形状，其中照明电晕建模为点源。通过时间分辨光谱分析，我们发现，适度的日冕和内盘反射通量的变化驱动的光谱变化在观测过程中。我们讨论了各种物理场景的内盘反射模型，我们发现，一个紧凑的日冕是与观测到的功能。
2015-04-29 astro-ph.HE
Evidence for a Truncated Accretion Disc in the Low Luminosity Seyfert Galaxy, NGC 7213?
本文给出了低光度塞弗特星系NGC 7213的宽波段0.6-150 keV朱雀和雨燕BAT光谱。时间平均的连续辐射很好地符合光子指数γ = 1.75的单一幂律，并且考虑到费米通量极限，我们将高能截止限制为350 keV < E < 25 MeV。在Suzaku谱中强烈地探测到6.39 keV近中性铁K_α和高电离铁Fe_（xxv）和Fe_（xxvi）的线发射，进一步证实了Chandra和XMM-Newton的观测结果。我们发现Fe_（xxv）和Fe_（xxvi）发射的质心能量分别为6.60 keV和6.95 keV，后者在朱雀谱中似乎是可分辨的。结果表明，Fe_（xxv）和Fe_（xxvi）的发射可以由柱密度为N_（H）~ 3 × 10^（23）cm^（-2）的高度光电离等离子体产生。康普顿反射分量，例如，起源于光学厚度的吸积盘或康普顿厚度的环面，在这个活动星系核中要么非常弱，要么不存在，对着X射线源< 1 sr，与以前的发现一致。事实上，没有中性或电离康普顿反射加上缺乏任何相对论性的铁K签名的频谱表明，一个内部的，光学厚吸积盘是不存在的这个来源。相反，吸积盘可以被截断，内部区域可能被康普顿薄辐射无效吸积流所取代。因此，Fe_（xxv）和Fe_（xxvi）发射都可能起源于电离物质，可能位于热的内流和冷的截断吸积盘之间的过渡区，距离黑洞大约10^（3）- 10^（4）引力半径。未分辨的…
2010-06-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
Contemporaneous Chandra HETG and Suzaku X-ray Observations of NGC 4051
我们提出的结果，深300 KS钱德拉HETG观测的高度可变的窄线塞弗特1型星系NGC 4051。HETG光谱揭示了28条发射或吸收的显著软X射线电离线;主要源自O、Ne、Mg和Si的类H和类He K壳层跃迁（包括O VII和Ne IX的高阶线和强禁戒发射线）加上从Fe XVII到Fe XXII的高电离L壳层跃迁和较低电离内壳层线（例如O VI）。用XSTAR对数据进行建模需要四个不同的气体电离区，所有的气体都以< 1000 km/s的速度流出。最强的发射/吸收线的选择似乎与~600 km/s的FWHM解决。我们还提出了从准同步350 ks朱雀观测NGC 4051的XIS光谱显示强有力的证据蓝移吸收线在~6.8和~7.1 keV，与以前的研究结果一致的结果。用XSTAR模拟表明，这是一个高度电离的高速外流（log ψ ~ 4.1; v ~ -0.02c）的特征，它可能通过反馈对宿主星系环境产生重大影响。最后，我们还同时建模的宽带2008年XIS+HXD朱雀数据与档案朱雀数据从2005年开始，当源被观察到已进入一个长期的低通量，试图分析的长期光谱变化的原因。我们发现，我们可以解释这一点，通过允许大的变化，在规范化的内在的幂律分量，这可能被解释为是由于显着的变化，覆盖分数的康普顿厚的部分覆盖物掩盖了中央连续谱发射。
2011-02-10 astro-ph.HE
Suzaku observations of Mrk 335: Confronting partial covering and relativistic reflection
本文报道了用朱雀望远镜对窄线塞弗特1型星系Mrk 335进行的低通量X射线观测。这些数据与2006年的高通量朱雀观测数据进行了比较，当时光源亮度约为10倍。用部分覆盖模型自洽地描述这两个通量水平需要极端的情况，因为在明亮状态下，源的吸收可以忽略不计，而在昏暗状态下，近康普顿厚度的物质覆盖了95%。（a>0.91，倾向于自旋参数高达~ 0.995）似乎更有可能，并且与长期和快速的变率相一致。对发射率剖面和光谱模型的测量表明，朱雀号对Mrk 335的高通量观测与连续主导的喷流发射（即远离圆盘的发射）一致。可以说，如果喷出物不逸出系统，它必须被限制在~25 rg以内。在低通量状态下，日冕变得紧凑，仅延伸到距离黑洞约5 rg，光谱变为反射主导。在两个时期测量的低频滞后是可比的，表明吸积机制是没有改变的两个通量水平之间。各种技术来研究的光谱变化（例如，主成分分析，分数变化，差异光谱，和硬度比分析）表明，低状态的变化主要是由幂律通量和光子指数的变化，但也需要在反射器的电离状态的变化。最值得注意的是，电离参数成为负相关的反射通量后，在观察期间的一个长时间的耀斑样事件。
2014-10-09 astro-ph.HE
An Examination of the Spectral Variability in NGC 1365 with Suzaku
我们联合分析了NGC 1365的三个深朱雀观测数据。这些高信噪比的光谱使我们能够在从几小时到几年的时间尺度上以前所未有的细节来研究这个变量的性质，模糊了AGN。我们发现，除了在大多数活动星系核中看到的幂律连续谱和电离气体的吸收外，宽发射线区域内的内盘反射和中性气体的可变吸收是所有三个观测中的必要组成部分。我们确认了冷吸收气体的cluedical性质，虽然我们注意到，掩星的内盘和日冕是更明显的高通量状态（2008年）比在低通量状态（2010年）的源。然而，2010年X射线光变曲线中“下降”的开始和持续时间都比2008年明显更长，这表明气体与黑洞的距离更大，或者气体的性质在不同的时期发生了变化。我们还注意到显着变化的幂律通量在时间尺度上类似的冷吸收器，无论是内部和之间的三个观测。暖吸收体在观测范围内变化不大，但在小于2周的时间尺度上，柱密度的变化超过10倍，这似乎与连续谱、反射或冷吸收体的变化无关。通过假设反射和吸收的铁丰度均匀，我们还确定了大约3.5倍太阳值的铁丰度足以模拟宽带光谱，而无需调用额外的部分覆盖吸收体。这样的测量结果与先前发表的仅来自2008年朱雀观测的限制以及文献中其他Seyfert AGN的结果一致。
2012-12-04 astro-ph.HE
A Suzaku Observation of Mkn 590 Reveals a Vanishing Soft Excess
我们分析了朱雀星对塞弗特1.2 Mkn~590的长期观测。我们的目的是测量康普顿反射强度，铁钾络合物的性质和软过量发射，如以前在这个源中观察到的。康普顿反射强度被测量为在0.2-1.0的范围内，这取决于所使用的模型。检测到中等强度的Fe \ka发射线，其等效宽度为~120+/-25 eV，并且确定了Fe Kb线，其等效宽度为~30+/-20 eV，尽管我们不能排除在该能量下来自电离Fe发射的贡献。令人惊讶的是，我们没有发现软过量排放的证据。将我们的结果与XMM-牛顿2004年的观测结果进行比较，我们发现软过剩在7年内减少了20-30倍，或者光子指数陡峭了0.10（没有软过剩），而在2-10 keV范围内的连续通量变化很小（10%）。这一结果可以支持最近的说法，即软过剩是独立的X射线连续谱。
2012-10-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
Multi-epoch X-ray observations of the Seyfert 1.2 galaxy Mrk 79: bulk motion of the illuminating X-ray source
本文分析了Seyfert 1.2星系Mrk 79（UGC 3973）的多历元X射线谱（0.3-25 keV），时间跨度近8年，宽频带通量为3倍。这些数据是用XMM-Newton或Suzaku在七个时期获得的。与同期RXTE监测的比较表明，Mrk 79的所有通量状态的数据表示。光谱拟合在一个自洽的方式采用幂律和电离反射来描述宽带连续。修改的光谱由一个遥远的光电离介质，主要是在发射，也包括在内。假设内盘位于最内侧的稳定圆轨道，我们的模糊反射模型给出了a = 0.7+/-0.1的自旋。每个光谱中的反射分量比简单反射模型预测的要弱。然而，如果照明X射线发射是由盘上方以温和相对论速度运动的耀斑产生的，那么反射会减少。在黑洞附近，由于强引力而产生的光弯曲会影响到照明和反射通量的观测; Mrk 79的变化并不表明光弯曲在这个源中很重要。
2010-09-15 astro-ph.HE
Discovery of a transient X-ray source Suzaku J1305-4930 in NGC 4945
我们报告一个偶然发现的瞬态X射线源，朱雀J1305 $-$ 4930，$\sim$ 3千秒差距西南的塞弗特2星系NGC 4945的核心。在2005年至2011年的7次观测中，朱雀J1305 $-$ 4930在2010年7月和8月被发现了4次。用多色圆盘模型比用幂律模型更好地近似X射线谱。在2010年7月4- 5日的第一次探测中，其X射线光度为$(8.9^{+0.2}_{-0.4}) \times 10^{38}$ erg s $^{-1}$，盘内半径温度（$kT_{\rm in}$）为$1.12\pm0.04$ keV。在2010年8月4日至5日使用朱雀进行的最后一次检测中，光度降至$(2.2^{+0.3}_{-0.8}) \times10^{38}$ erg s $^{-1}$，$kT_{\rm in}$为$0.62\pm0.07$ keV。在2011年1月29日，也就是第一次探测到的6个月后，没有探测到这个源，亮度上限为$2.4\times10^{38}$ erg s $^{-1}$。我们还发现了一个吸收功能，这是类似的Cyg X-1中报道的。假设标准盘，我们认为朱雀J1305 $-$ 4930由一个质量为$\sim$ 10 $M_{\odot}$的黑洞组成。圆盘光度和$kT_{\rm in}$之间的关系不能用内半径不变的标准模型来再现，但用细长圆盘模型可以更好地近似。
2020-07-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Seyfert 2 galaxy NGC 2110: hard X-ray emission observed by NuSTAR and variability of the iron K$α$ line
我们目前的NuSTAR观测明亮的Seyfert 2星系NGC 2110在2012年获得，当源处于有史以来最高的通量水平，并在2013年，当源处于更典型的通量水平。我们包括其他X射线卫星，即XMM-牛顿，朱雀，BeppoSAX，钱德拉和雨燕的档案观测。同步NuSTAR和Swift宽带光谱（在3-80 keV范围内）指示截止能量$E_{\rm c}>210$ keV，没有来自康普顿反射的可检测贡献。NGC 2110是为数不多的来源之一，没有证据表明遥远的康普顿厚散射被发现，并通过使用时间信息收集了十多年，我们调查的铁K $α$线的时间尺度年的变化。Fe K $α$线可能是两个分量的总和：一个是常数（来自遥远的康普顿厚物质），另一个是变量，与源通量线性相关（可能来自更接近黑洞的康普顿薄物质）。
2014-11-19 astro-ph.HE
The nature of the soft-excess and spectral variability in the Seyfert 1 galaxy Zw 229.015
利用XMM-Newton、Suzaku、Swift和NuSTAR等多历元、多仪器、深点观测资料，对邻近（z=0.0279）活动星系Zw 229.015进行了系统分析。光谱和时间的变化进行了详细的检查长（周至年）和短（小时）的时间尺度。一个深朱雀观测源显示两个不同的光谱状态;一个明亮的软态和一个暗淡的硬态，其中的变化，在幂律分量占的差异。部分覆盖，模糊反射和软康普顿模型描述了X射线光谱的平滑，而不是特征，光谱可能有利于软康普顿的情况。此外，独立的光谱模型，所观察到的光谱变异性归因于在幂律连续的变化，并不需要在其他情况下吸收器或模糊反射器的属性的变化。2009年至2018年之间的多历元观测可以以类似的方式描述。这可以理解，如果初级发射是在一个大的距离从一个标准的吸积盘或如果光盘是光学薄和几何厚最近提出的Zw 229.015。我们的研究表明，Zw 229.015的行为类似于Akn 120和Mrk 530等源，它们表现出较强的软过剩，但较弱的康普顿峰和Fe K $α$发射。
2019-07-16 astro-ph.GA 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
A NICER Look at Strong X-ray Obscuration in the Seyfert-2 Galaxy NGC 4388
本文分析了NICER观测到的Seyfert-2活动星系NGC 4388的时均光谱。NGC 4388反射光谱的内在强度、NICER的大收集面积和有利的通带以及105.6 ks的净曝光量产生了异常灵敏的光谱。使用两个独立的家庭的模型，从中央发动机的固有频谱被发现是高度模糊的，但不是康普顿厚。为了加强每个模型的物理自洽性，独立处理给出了形式上一致的结果：N_H = 2.67（-0.03，+0.02）E+23 cm^-2或N_H = 2.64（-0.03，+0.03）E+23 cm^-2。过去用朱雀和XMM-牛顿进行的测量与这些柱密度值基本一致。最近使用NuSTAR进行的测量（2013年底）记录了约两倍的柱密度;通过使用一致的模型和程序，加强了这种变异性的稳健性。NICER光谱中的中性Fe K-α线名义上是可分辨的，并且与光学宽线区域（BLR）中的原点一致。这些数据还需要在Fe K波段的电离吸收，类似于在Seyfert-1活动星系核（AGN）中检测到的“暖吸收体”。低能谱与一组电离等离子体成分一致。我们讨论了这些发现，并注意到，从这个分析得出的几何推断，可以用XRISM和雅典娜进行测试。
2019-08-21 astro-ph.HE
Study of the X-ray emission mechanism of radio-loud narrow-line Seyfert 1 galaxy
1H 0323 +342是一类新的γ射线活动星系核，是窄线射电强Seyfert 1星系（RL-NLS 1）之一。窄线Seyfert 1星系（NLS 1）有一个小质量的黑洞，但它的质量吸积率几乎达到爱丁顿极限。因此，通过观测NLS 1，我们可以了解星系中心超大质量黑洞的演化。有些NLS 1是收音机大声，我们称之为RL-NLS 1。从以往的观测结果来看，RL-NLS 1 s的多波长光谱与典型的耀变体相似;低能带至光学带的同步辐射，以及来自盘、环面和宽线区域的低能光子的逆康普顿散射。X射线带是同步辐射和逆康普顿辐射之间的过渡区，也可能存在盘状/日冕辐射。因此，我们研究了1H 0323 +342的X射线发射的时间变化的能量依赖性，这是由朱雀在2009年和2013年观察到的，以约束发射机制。我们发现低于1 keV的较低能量和高于7 keV的较高能量显示出与中间能带不同的可变性，表明在X射线带中至少有两个发射分量。X射线谱不是一个简单的幂律，而是需要一个附加的特征;一个破幂律加上平坦硬分量，或一个幂律加上相对论反射分量。每个光谱分量似乎独立变化。
2015-03-11 astro-ph.HE
Multi-epoch X-ray spectral analysis of the narrow-line Seyfert 1 galaxy Mrk 478
对窄线Seyfert 1（NLS 1）活动星系核（AGN）Mrk 478进行了多历元X射线谱和变率分析。从2001年到2017年，来自XMM-牛顿和朱雀卫星的所有可用X射线数据都使用各种物理模型进行建模，包括部分覆盖，软康普顿化和模糊反射，以解释16年来观察到的光谱形状和变化。所有模型都是数据集的相似统计拟合，尽管数据集之间的变异性分析有利于模糊反射模型。特别是，变化可以归因于初级日冕发射通量的变化。不同的反射模型同样很好地拟合数据，但解释不同。reflionx的使用预测了一个低光盘电离和幂律为主的光谱，而relxill预测了一个高度电离和模糊的反射为主的光谱。幂律占主导地位的光谱可能更符合正常的X射线-UV光谱形状（aox）。这两个模糊的反射模型都暗示了一个在低倾角下看到的快速旋转的黑洞，并且都需要亚太阳（~0.5）丰度的铁。所有的物理模型需要一个狭窄的排放功能，在6.7千电子伏可能归因于铁二十五排放，而没有证据表明一个狭窄的6.4千电子伏线从中性铁检测。
2019-09-04 astro-ph.HE
An X-ray spectral study of the origin of reflection features in bare Seyfert 1 galaxy ESO 511--G030
活动星系核（AGN）的X射线辐射是研究超大质量黑洞（SMBH）周围物质动力学和几何学的重要诊断工具。利用2012年和2007年的多历元Suzaku和XMM-Newton数据，对裸露的Seyfert 1星系ESO~511--G 030进行了宽带（光紫外到硬X射线）光谱研究。ESO~511-G 030的宽带光谱在2keV以下有明显的软过剩，在6.4keV处有较宽的（$σ=0.08 - 0.14$ keV）Fe发射线，在E > 10 keV处有弱的康普顿峰。ESO~511-G_（030）的软X射线过剩既可以被描述为暖（$0.40^{+0.02}_{-0.02}$ keV）、光厚（$τ= 12.7^{+0.5}_{-0.4}$）和致密（$< 15 \rm r_{g}$）日冕对盘种子光子的热康普顿化，也可以被描述为未截断的中高度电离吸积盘的模糊反射。然而，对于模糊的反射，模型需要一些极端的磁盘和日冕配置。这两种模型都倾向于快速旋转的黑洞（$a>0.78$）和致密的日冕，表明宽Fe发射线的相对论起源。我们发现了一个内部磁盘的$\sim 2-3$ eV的温度，其特征的UV凸点和SMBH吸积在亚爱丁顿率（$λ_{Edd} = 0.004-0.008$）。
2020-12-19 astro-ph.HE
1ES 1927+654: a bare Seyfert 2
1 ES 1927+654是一个活动星系核（AGN），似乎与统一模型相悖。它具有2型光谱，但几乎没有X射线遮蔽。利用2011年获得的XMM-Newton和Suzaku观测数据研究了1 ES 1927+654的X射线性质。利用XMM-Newton同步光学-X射线数据得到的光谱能量分布表明活动星系核具有典型的爱丁顿比（L/LEdd = 0.014-0.11）。X射线光谱和快速的变化是一致的起源于一个标准的吸积盘周围的日冕。部分覆盖模型可以描述的X射线数据，但是，窄Fe Ka发射线预测标准光电吸收没有检测到。电离的部分覆盖也有利于高速外流（v ~ 0.3c），这要求风的动力学光度大于活动星系核辐射光度的30%。这样的值并不罕见，但对于1 ES 1927+654，它需要风非常接近黑洞（~ 10 Rg）。模糊反射模型也可以很好地描述1 ES 1927+654的光谱和时间特性，如果活动星系核被视为近侧，这意味着一个内部吸积盘必须存在。高倾角是有趣的，因为它表明1 ES 1927+654可以像塞弗特2一样定向，与它的光学分类一致，但通过一个脆弱的环面观察。
2013-04-26 astro-ph.HE
A Chandra-HETG VIEW OF MCG +8-11-11
我们提出了一个光谱分析的118 KS高能透射光栅（HETG）的X射线明亮的塞弗特1.5星系MCG +8-11-11的观察，结合100 KS的档案朱雀数据，旨在调查的签名温暖的吸收和康普顿反射报告从以前的朱雀和XMM-牛顿研究的来源。与以前的结果相反，我们发现，温暖的吸收是不需要的数据。相反，我们报告的上限低于以前的（边际）检测的吸收线。Fe Ka线发射被清楚地检测到，并且很可能用HETG数据用σ ~ 0.02 keV解决。我们应用自洽，宽带光谱拟合模型的HETG和朱雀的数据，调查这一点和其他签名的遥远的吸收和反射。特别是利用MYTorus模型，我们发现，数据是一致的再处理由一个遥远的，中性的环面，康普顿厚和视线之外。然而，我们没有发现令人信服的证据，相对论性增宽的Fe-K发射线，这通常是预期从1型活动星系核。这与先前对MCG +8 - 11 -11的一些（尽管不是全部）研究一致。一个测量良好的边缘被确定的HETG接近0.5千电子伏，表明中性吸收的视线是一致的银河系吸收，但是，吸收可能是部分固有的源。HETG的数据与软过剩的存在是一致的，这是一个单独考虑朱雀数据可能会错过的特征。
2014-06-17 astro-ph.HE
Relativistic reflection in NGC 4151
我们研究了Seyfert星系NGC 4151的X射线光谱，同时使用朱雀/NuSTAR观测和通量分辨积分谱，并辅以朱雀和XMM观测。我们的最佳光谱解表明，窄的Fe K α线产生在康普顿薄物质在几百个引力半径的距离。在这样一个模型中，我们发现了一个弱的，但重要的相对论性反射从一个磁盘截断约10万有引力半径时，源是在明亮的X射线状态。我们没有找到支持或反对在昏暗的X射线状态中存在相对论性反射的证据。我们还排除了模型的X射线辐射占主导地位的一个源位于非常接近的黑洞的地平线，这是在以前的作品中提出的实施灯柱几何这个源。我们指出，精确计算的热康普顿化谱和它的扭曲强引力是至关重要的应用程序的灯柱几何NuSTAR数据。
2021-02-11 astro-ph.HE
On the light-bending model of X-ray variability of MCG-6-30-15
我们应用光弯曲模型的X射线可变性的朱雀数据的塞弗特1星系MCG-6-30-15。我们分析了能量的均方根（rms）的变异性的依赖性，并讨论了必要的条件，该模型来解释的源变异性约5-8千电子伏的特征减少。一个模型，其中的X射线源径向移动，而不是垂直接近磁盘表面，确实可以重现减少的变化附近的Fe K α线的能量，虽然正式的拟合质量差。然后，该模型预测的能量谱，这可以与观测数据进行比较。光谱是强烈的反射为主，并没有提供一个很好的适合朱雀光谱数据的来源。这一结果与以前的一些说法的不一致可以追溯到我们使用的数据在一个更宽的能带，在光谱中的热吸收体的影响不能忽略。
2010-06-23 astro-ph.HE
Suzaku observation of IRAS 00521-7054, a peculiar type-II AGN with a very broad feature at 6 keV
IRAS 00521 $-$ 7054是第一个声称存在特大Fe K $α$线的Seyfert 2。我们在这里报告的分析100 ks朱雀观测的来源。我们证实了在$E\sim6$ keV（$EW\simeq 800$ eV）的幂律X射线连续谱上存在非常强的过剩，向下延伸到$\sim 4.5$ keV，并发现该源的X射线谱可以用两种不同的模型来解释。i）吸收方案，其中X射线源被两个完全覆盖的电离吸收体遮蔽，具有来自中性材料的强反射分量（$R\sim 1.7$）、黑体分量和四条窄高斯线（对应于Fe K $α$、Fe K $β$、Fe xxv和Fe xxvi）。ii）反射方案，其中X射线光谱主要由围绕自旋为$a \geq 0.73$的旋转超大质量黑洞的电离盘产生的模糊（$\log N_{\rm\,H}\sim 22.9$）模糊反射，并受到光弯曲（$R\sim 2.7$）的影响，加上两条窄高斯线（对应于Fe K $α$和Fe K $β$）。窄的Fe K $α$和K $β$线与由离子化铁产生的一致，特别是分别由Fe xiv-Fe xvi和Fe xii-Fe xvi产生的吸收和反射情况。虽然X射线连续谱在观测过程中变化很大，但宽特征的强度似乎是恒定的，与吸收和反射情况一致。对于这两种情况下，我们得到了一个陡峭的幂律发射（$Γ\sim 2.2-2.3$），我们推测，源可能是一个模糊的窄线塞弗特1。
2014-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Short-term variability and PSD analysis of the radio-loud AGN 3C 390.3
我们调查的短期变化特性和功率谱密度（PSD）的宽线射电星系（BLRG）3C 390.3使用的观测XMM，RXTE，朱雀在2004年10月和2006年12月之间的几个场合。这项工作的主要目的是获得模型独立的约束的X射线发射的起源和中央引擎的性质在3C 390.3。在几个小时的时间尺度上，通过不间断的XMM光变曲线探测，3C 390.3的通量在所有能带中都是恒定的。在较长的时间尺度上，由2天RXTE和朱雀观测探测，通量变化变得显着。后一个观测结果证实了3C 390.3的光谱变化行为与在射电宁静的塞弗特星系中观测到的光谱演化是一致的：光谱随着源变亮而变软。在朱雀曝光期间观察到的软X射线和硬X射线之间的相关变化以及相隔1周的2个XMM点之间的相关变化，反对以0.5-10 keV X射线波段中存在两个不同变量分量为特征的情景。在50年的频率中进行的详细的PSD分析表明，在92%的置信水平下，在T_br~43天处存在断裂。这是继BLRG 3C 120之后第二次在射电强、非喷流主导的活动星系核中探测到PSD破裂，并且与T_br、M_BH和L_bol以及Seyfert星系之间的关系基本一致。我们的研究结果表明，3C 390.3的X射线光变特性与射电宁静活动星系核的X射线光变特性基本一致，这表明3C 390.3的X射线发射机制与附近的Seyfert星系相似，而没有来自喷流分量的任何显著贡献。
2009-08-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Broad-band X-ray Spectrum of IC 4329A from a Joint NuSTAR/Suzaku Observation
我们已经获得了深刻的，同时观察明亮的，附近的塞弗特星系IC 4329A与朱雀和NuSTAR。通过详细的光谱分析，我们能够鲁棒地分离光谱中的连续谱、吸收谱和远距离反射谱。吸收列被认为是适度的$N_H = 6 \times 10^{21}$厘米$^2$，并没有引入任何显着的曲率在Fe K带。我们能够对加宽的Fe Kα线的存在施加强约束：$E = 6.46^{+0.08}_{-0.07}$ keV静止框架与$σ = 0.33^{+0.08}_{-0.07}$ keV和$EW = 34^{+8}_{-7}$ eV，尽管我们不能约束相对论反射模型的任何参数。这些结果突出了在附近明亮的活动星系核中观察到的宽Fe Kα线强度范围（大约一个数量级），并暗示了这些源中内部吸积盘的物理性质的相应范围。我们还更新了我们以前报告的测量的高能量截止的硬X射线发射使用两个天文台，而不仅仅是NuSTAR单独：$E_{cut} = 186 \pm 14$ keV。这种高能量截止作为日冕电子等离子体温度的代理，使我们能够进一步将该参数从等离子体的光学深度中分离出来，并更新我们对这些参数的结果。我们推导出$kT = 50^{+6}_{-3}$ keV与$τ = 2.34^{+0.16}_{-0.11}$使用球形几何形状，$kT = 61 \pm 1$ keV与$τ = 0.68 \pm 0.02$用于板几何形状，两者…
2014-04-29 astro-ph.HE
