利用朱雀卫星测量了银河系中心扩散X射线（GCDX）中Fe K $α$线的空间分布，包括从GCDX到银河系脊X射线发射（GRXE）的过渡区。我们将Fe K $α$线分解为Fe \emissiontype{I}、Fe \emissiontype{XXV}和Fe \emissiontype{XXVI} K $α$三条线，得到了它们的空间强度分布，其分辨率为$\sim \timeform{0D.1}$。我们比较了Fe \emissiontype{XXV} K $α$配置文件与恒星质量分布（SMD）模型从近红外观测。在GRXE区，Fe \emissiontype{XXV} K $α$的强度分布与SMD模型拟合较好，而在GCDX区，$3.8\pm0.3$ $(\timeform{0D.2}<|l|<\timeform{1D.5})$或$19\pm6$ $(|l|<\timeform{0D.2})$比最佳拟合SMD模型高出一倍.因此，GCDX中的Fe \emissiontype{XXV} K $α$很难用GRXE的相同起源来解释。在点源起源的情况下，需要具有极强的Fe \emissiontype{XXV} K $α$线的新总体。另一种可能性是，大多数的GCDX是真正的扩散光学薄的热等离子体。
英文摘要：
We have surveyed spatial profiles of the Fe K$α$ lines in the Galactic center diffuse X-rays (GCDX), including the transient region from the GCDX to the Galactic ridge X-ray emission (GRXE), with the Suzaku satellite. We resolved Fe K$α$ line complex into three lines of Fe \emissiontype{I}, Fe \emissiontype{XXV} and Fe \emissiontype{XXVI} K$α$, and obtained their spatial intensity profiles with the resolution of $\sim \timeform{0D.1}$. We compared the Fe \emissiontype{XXV} K$α$ profile with a stellar mass distribution (SMD) model made from near infrared observations. The intensity profile of Fe \emissiontype{XXV} K$α$ is nicely fitted with the SMD model in the GRXE region, while that in the GCDX region shows $3.8\pm0.3$ $(\timeform{0D.2}<|l|<\timeform{1D.5})$ or $19\pm6$ $(|l|<\timeform{0D.2})$ times excess over the best-fit SMD model in the GRXE region. Thus Fe \emissiontype{XXV} K$α$ in the GCDX is hardly explained by the same origin of the GRXE. In the case of point source origin, a new population with the extremely strong Fe \emissiontype{XXV} K$α$ line is required. An alternative possibility is that the majority of the GCDX is truly diffuse optically thin thermal plasma.
Relativistic Fe K alpha line study in Seyfert 1 galaxies observed with Suzaku
我们提出了一个样本的Seyfert 1星系与朱雀观测的分析。这项工作的目的是严格审查这些活动星系核的X射线谱中的相对论性Fe K α线的证据。样本是从那些至少有一个XMM-牛顿观测中缺少相对论分量的来源中汇编而成的。我们分析了这些天体的朱雀光谱，以便对高能发射（包括康普顿反射峰）有更多的约束。结果表明，在所有观测到的高信噪比源（例如，5-7 keV能带中的计数> 4 x 10^4）中，都能检测到相对论性Fe K α线（置信度>95%）。这与相对论性谱线是塞弗特星系光谱中普遍存在的特征的观点是一致的，但如果没有非常高质量的数据，通常很难检测到。我们还研究了Fe K α线与高能反射连续谱之间的关系。对于大多数样品，反射分量的强度与线的强度一致。然而，在这两种意义上都有例外，即反射连续体很强但线发射很弱，反之亦然。这些观测结果对标准反射模型提出了挑战。
Probing the Mysteries of the X-Ray Binary 4U 1210-64 with ASM, PCA, MAXI, BAT and Suzaku
4U 1210-64被认为是由Be机制提供能量的大质量X射线双星。朱雀号、国际空间站全天空X射线图像监测器（MAXI）和罗西X射线定时探测器正比计数器阵列（PCA）和全天空监测器（ASM）的X射线观测提供了关于这一知之甚少的来源的详细时间和光谱信息。ASM和MAXI的长期观测显示出明显的高态和低态，并存在6.7101 +/- 0.0005天的调制，解释为轨道周期。折叠的光变曲线揭示了一个急剧的下降，解释为日食。为了确定质量供体的性质，计算了几种恒星光谱类型的预测日食半角作为倾角的函数。食半角与光谱型为B5 V的质量供体不一致，但光谱型为B 0 V或B 0 -5 III的恒星是可能的。最佳拟合光谱模型由指数γ = 1.85（+0.04，-0.05）的幂律和5.5 +/- 0.2 keV的高能截止组成，该截止由完全覆盖源以及部分覆盖吸收的吸收体修改。在Suzaku光谱中观察到S XVI K α、Fe K α、Fe XXV K α和Fe XXVI K α的发射线。在食外，Fe K α线通量与未吸收的连续通量有很强的相关性，表明Fe I发射是致密天体附近冷致密物质荧光的结果。在日食期间没有检测到Fe I的特征，进一步支持了靠近致密天体的起源。
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。
Revisiting the Suzaku spectrum of the Galactic SNR W 49 B: non-detection of iron K-shell charge exchange emission and refined ejecta mass ratios of iron-group elements
Highly Ionized Fe-K Absorption Line from Cygnus X-1 in the High/Soft State Observed with Suzaku
2011年10月5日，在高/软状态期间，我们在朱雀观测的天鹅座黑洞X-1的高级会合附近观测到了一条瞬态类He Fe K α吸收线，这使我们能够首次绘制出从幕式吸积现象或下降开始和结束的完整演化。我们在事件中的X射线光谱模型，并跟踪其演变。吸收线在观测的前半部分相当弱，但在~10 ks时立即加深，之后减弱。等效宽度的总体变化是~3的因子，在~0.08的轨道相位处达到峰值。这是为黑洞提供能量的伴星风是星云的证据。通过分析与Voigt配置文件的线，它被发现是符合轻微红移的Fe XXV过渡，或可能是几个物种的混合物比Fe XXV少电离。这些数据可以用一个距离约为10^（10-12）cm、密度约为10^（（-13）-（-11））g cm^-3的团块来解释，该团块吸积到黑洞上，并/或通过视线到达黑洞，导致观测到的电离度瞬间下降和/或吸积物质密度增加。通过未来的X射线量热计任务（如ASTRO-H和AXSIO）继续监测个别事件，将使我们能够详细绘制出吸积环境及其在各种吸积状态之间的变化。
