Optical multiband surface photometry of a sample of Seyfert galaxies. I. Large-scale morphology and local environment analysis of matched Seyfert and inactive galaxy samples
对活动星系和控制星系匹配样本的大尺度形态和局部环境的并行分析在研究活动星系核的燃料供给中起着重要作用。我们进行了详细的形态学表征的样本35塞弗特星系和匹配的样本不活跃的星系，以比较的证据的非轴对称扰动的潜力，并在本文的第二部分，能够执行多组分光度分解的塞弗特星系。我们构建了等高线图，BVRcIc的表面亮度，椭圆率，位置角，以及颜色指数配置文件。我们进一步使用颜色指数图像，残差图像和结构图，这有助于澄清星系的形态。我们研究了密切的同伴使用文献数据的存在。通过理顺的形态状态的一些对象，我们得到了一个改进的形态分类，并建立了坚实的基础，进一步多组分分解的塞弗特样品。我们报告迄今未检测到（据我们所知）的结构组件在一些塞弗特星系-酒吧（方舟479），椭圆/透镜（Mrk 595），环（方舟120，Mrk 376），核棒和环（Mrk 352），和核尘埃带（Mrk 590）。我们比较了Seyfert样本和对照星系的大尺度形态和局部环境，发现：（1）两个样本的棒、环、不对称性和紧密伴星系的出现率相似，（2）Seyfert棒普遍弱于对照星系的棒;（3）这两个样品的大部分显示出势伴或近伴的非轴对称扰动的形态学证据;（4）Seyfert核的燃料供给与宿主星系的大尺度形态和局部环境没有直接关系。
2010-11-08 astro-ph.CO
X-ray warm absorption and emission in the polar scattered Seyfert 1 galaxy MRK 704
我们提出了一个详细的研究电离环境的塞弗特1星系Mrk 704使用中，高分辨率X射线光谱获得了长期的XMM-牛顿观测。0.3-10 kev的连续谱由一个幂律（γ ~ 1.86）和两个黑体（kT ~ 0.085和0.22 kev）很好地描述，它受到中性部分覆盖吸收（N_H ~ 10^{23}/cm 2，覆盖分数~ 0.22）和两个暖吸收体分量的影响。我们确定了一个低电离，Xi ~ 20尔格-厘米/秒，和高流出速度，v ~ 1350公里/秒，相生产的OVI和铁M-壳层未分辨过渡阵列（UTA）。一个附加的高电离温吸收阶段，xi ~ 500 erg-cm/sec和低流出速度，v ~ 540 km/s，引起吸收功能，由于OVII，OVIII，NVI，NVII和CVI。我们还检测到的签名弱发射线的氦样三重态从OVII和NVI离子。发射线可以很好地描述为两种密度不同但xi相当的暖发射光电离介质，表明暖发射的离散云。产生共振线的高密度相（n_e ~ 10^{13}/cc）似乎以~ 5000 km/s的高速流出。低速度、低密度相可能类似于在塞弗特2星系中发现的X射线线发射区。暖辐射体和暖吸收体的物理条件表明，这些云是相似的，但在我们的视线上观察到吸收，在其他视线上观察到发射。独特的视线通过接近环面开口角可能是负责中性部分覆盖吸收和我们的看法，由于在这个极性散射塞弗特1星系的抑制连续发射线。
2011-03-31 astro-ph.CO
A Reverberation Lag for the High-Ionization Component of the Broad Line Region in the Narrow-Line Seyfert 1 Mrk 335
我们提出的第一个结果，从一个详细的分析测光和分光光度数据的窄线塞弗特1星系Mrk 335，收集了超过120天的跨度在2010年秋季。根据这些数据，我们测量到He II 4686宽发射线相对于光学连续谱的滞后为2.7 \pm ± 0.6天，Hβ4861宽发射线的滞后为13.9 \pm ± 0.9天。结合谱线宽度，He II滞后产生黑洞质量，MBH =（2.6 \pm 0.8）\times 10^7 Msun。这一测量结果与Hβ4861线的测量结果一致，表明He II发射源与Hβ在同一区域，但半径要小得多。这构成了第一个强大的滞后测量的高电离线在窄线塞弗特1星系。
2011-11-28 astro-ph.CO
HST Observations of the Double-Peaked Emission Lines in the Seyfert Galaxy Markarian 78: Mass Outflows from a Single AGN
先前对Seyfert 2星系Mrk 78的地面观测揭示了一组双发射线，类似于最近几次调查中在活动星系核中看到的发射线。双线是由于同一星系中两个径向速度不同的活动星系核造成的，还是由于单个活动星系核的质量外流造成的？我们提出了一个研究的外流电离气体在解析窄线区（NLR）的Mrk 78使用的观测空间望远镜成像光谱仪（STIS）和微弱对象相机（FOC）搭载的哈勃太空望远镜（HST）作为一个正在进行的项目，以确定活动星系核（AGN）外流的运动学和几何形状的一部分。根据光谱信息，我们通过我们的运动学建模程序，通过重新创建径向速度来确定流出的基本几何形状，以拟合在四个不同的STIS狭缝位置中看到的径向速度。我们确定，在地面光谱中看到的双发射线是由于在NLR的流出气体的不对称分布。通过成功地拟合一个单一的活动星系核模型Mrk 78，我们表明，它是可能的，以解释双发射线与径向速度偏移看到活动星系核类似的Mrk 78，而不需要双超大质量黑洞。
2010-11-18 astro-ph.CO
Line profile and continuum variability in the very broad-line Seyfert galaxy Mrk 926
我们目前的一个非常广泛的线塞弗特1星系Mrk 926密集的光谱变化运动的结果。我们的目标是调查宽线区（BLR）通过研究该星系的强度和线轮廓的变化在短时间尺度上。高信噪比（S/N）光谱是在2004年和2005年的两次观测活动中，在相同的条件下用9.2米的霍比-埃伯利望远镜（HET）拍摄的。在光谱缩减和内部校准之后，我们实现了优于1%的相对通量精度。非常宽的巴耳末线的均方根剖面的形状与其平均线剖面不同，除了中心分量（v $\lesssim \pm{}$ 600 km s $^{-1}$）外，还包括两个内部（v $\lesssim \pm{}$ 6000 km s $^{-1}$）和两个外部（v $\gtrsim \pm{}$ 6000 km s $^{-1}$）线分量。这些内外线段在我们的战役中以不同的幅度变化。BLR的半径非常小，H $β$ BLR的半径上限为2光日。我们导出了$ M= 11.2 \times 10^{7} M_{\odot} $中心黑洞质量的上限。H $β$和H $α$的二维互相关联函数CCF（$τ$，$v$）在误差范围内是平坦的.在H $α$和H $β$的外翼和内翼中，巴耳末线段对连续变化的响应是不同的。响应曲线中的这种双重结构-两个独立的内部和外部分量-也可以在均方根线轮廓中看到。我们的结论是，外部和内部线段起源于不同的区域和/或在不同的物理条件下。
2010-10-29 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 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
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
X-ray evidence for a mildly relativistic and variable outflow in the luminous Seyfert 1 galaxy Mrk509
越来越多的证据表明，蓝移的铁钾吸收线的存在，在一些无线电安静的活动星系核和类星体。这些可能是探测超大质量黑洞附近流动动力学的基础。在这里，我们的目的是验证和更好地表征存在这样的铁K吸收在~8-10 keV的发光塞弗特1星系Mrk 509，这些研究的最有前途的目标之一。我们提出了一个全面的光谱分析的六个XMM-牛顿观测的源（共约200 ks），专注于详细和系统的搜索吸收功能的高能量数据。我们检测到几个吸收功能在静止帧能量~8-8.5 keV和~9.7 keV。这些线与类H铁Ka和Kb壳层折射产生的线是一致的，这些壳层折射与具有~0.14-0.2 c的温和相对论速度的流出相关联。线被发现是可变的能量和，边缘强度，这意味着无论是柱密度，几何形状和/或电离结构的流出物的变化是常见的，在这个源。
2009-06-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
X-ray Absorption and Optical Extinction in the Partially Obscured Seyfert Nucleus in Mrk 1393
本文详细研究了发光的Seyfert星系Mrk 1393的X射线和光谱，揭示了活动核的部分变暗。XMM-牛顿和斯威夫特获得的X射线光谱显示出中等吸收，柱密度约为3 × 10^21 cm^-2，这与最近的光谱中看到的急剧巴耳末衰减的尘埃变红解释一致。在2005年XMM-牛顿观测和2006年雨燕观测期间，0.5至2千电子伏波段的X射线通量比1991年ROSAT全天巡天的亮度高6倍。在过去的4年中，宽的Hα线增亮了4倍，并伴随着Balmer衰减的减小。与文献光谱的比较显示，在几年的时间尺度上的尘埃消光的变化，这表明模糊的材料是非常接近的活动核。这些观测结果表明，在中央发动机附近的几个秒差距内，中等厚度的气体中可以存在与银河值一样高的尘埃-气体比。我们认为，模糊的材料可能是碎片从尘埃环破裂。
2009-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Nicmos Polarimetry of "Polar Scattered" Seyfert 1 Galaxies
Seyfert 1星系的核表现出一系列的光学偏振特性，可以理解的两个散射区产生正交偏振：一个扩展的极性散射区（PSR）和一个紧凑的赤道散射区（ESR），位于环核环面。在这里，我们提出了NICMOS 2.0微米成像偏振测量的6个“极性散射”塞弗特1（S1）星系，其中PSR占主导地位的光学偏振。只有三个天体的未分辨核（<0.58弧秒）被显著极化，但6个天体中有5个在0.58至1.5弧秒的环核内表现出极化。在Fairall 51和ESO 323-G 077中，2微米处的偏振位置角（θ 2 m）与光谱的平均值（θ v）一致，这意味着核偏振由两个波长处的极性散射主导。NGC 3227也是如此。在NGC 4593和Mrk 766中，离核的theta 2 m和thetav之间有很大的差异，预计极性散射占主导地位。这可能是由于NGC 4593中的星际极化造成的污染，但对于强极化的Mrk 766，还没有明确的解释。最后，在Mrk 1239中，核和环之间的θ 2 m有很大的变化（~ 60度），表明未分辨的核和它的周围环境在2微米处有不同的极化状态，我们分别将其归因于ESR和PSR。进一步的推论是，在未分辨的原子核中散射的2微米辐射的来源是吸积盘，而不是环形热尘埃辐射。
2011-06-26 astro-ph.CO
High-energy emission from NGC 5506, the brightest hard X-ray Narrow Line Seyfert 1 galaxy
我们目前的硬X射线发射的NGC 5506，最明亮的窄线塞弗特1星系超过20 keV的结果。分析了INTEGRAL、Swift和Suzaku最近的所有观测，并在9个不同的时间段进行了光谱分析。虽然在过去7年中检测到通量变化为2倍，但仅观察到中等光谱变化，暗示X射线光谱硬化，固有吸收随时间减少。使用朱雀观测，有可能将康普顿反射的量限制在R = 0.6-1.0，这与以前对源的结果一致。康普顿化过程的特征也可以在部分观测期间的高能量截止检测中找到，在Ec = 40-100 keV。当Comptonisation模型被应用到朱雀数据，温度和Comptonising电子等离子体的光学深度测量在kT = 60-80 keV和τ = 0.6-1.0，分别。NGC 5506在这项研究中推断的属性与基于相同AGN的其他数据集的属性一致，并且适合NLS 1在硬X射线处具有比宽线等效物更低的高能截止值的图片。
2011-05-30 astro-ph.CO
Reverberation Mapping Results for Five Seyfert 1 Galaxies
我们提出的结果，从一个详细的分析光度和分光光度数据的5个塞弗特1星系观察到的一部分，最近的混响映射程序。这些数据是从2010年8月开始到2011年1月结束的140天内在几个观测站收集的。我们获得了Mrk 335，Mrk 1501，3C 120，Mrk 6和PG 2130 +099的高采样率光变曲线，从中我们测量了5100埃连续谱和H-β宽发射线之间的时间滞后。然后，我们利用这些测量结果计算出每个星系中心的超大质量黑洞的质量。我们的新测量大大提高了以前的测量MBH和宽线发射区域的大小为四个源，并增加了一个新的对象的测量。我们的新的测量结果与光电离物理调节活动星系核中宽线区的位置是一致的。
2012-06-27 astro-ph.CO
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
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
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 rise of an ionized wind in the Narrow Line Seyfert 1 Galaxy Mrk 335 observed by XMM-Newton and HST
我们提出了一个外流的电离风在塞弗特1星系Mrk 335的发现。尽管在过去的十年中，大多数最大的X射线天文台都对这个明亮的源进行了广泛的观测，但直到最近的XMM-牛顿观测结合长期的Swift监测计划显示出极端的通量和光谱变异性，才知道这个明亮的源拥有温暖的吸收气体。由XMM-牛顿RGS探测器获得的高分辨率光谱显示，风由三种不同的电离成分组成，都以5000 km/s的速度流出。当源处于中等通量状态（2-5e-12尔格·cm^-2·s^-1）时，这种风就能清楚地显示出来。多历元RGS光谱的分析，使我们能够比较在三个非常不同的通量状态的源的吸收特性。暖吸收体的变化和X射线通量之间没有相关性已被确定。气体的两个较高的电离分量可能与光电离平衡一致，但我们可以排除这一点，因为唯一的电离分量始终存在于所有通量状态（log（xi）~1.8）。我们已经包括档案，非同步紫外数据从HST（FOS，STIS，COS）的目的是寻找任何签名的吸收在这个来源，到目前为止是已知的吸收在紫外波段。在X射线观测后几个月获得的COS光谱中，我们发现活动星系核固有的CIV线有广泛的吸收，蓝移速度大致与X射线外流相当。在这两个波段的气体的全球行为可以解释的覆盖因子和/或柱密度的变化，可能是由于横向运动的吸收云移动到宽线区域尺度的视线之外。
2013-01-29 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
Very Long Baseline Array Imaging of Parsec-scale Radio Emissions in Nearby Radio-quiet Narrow-line Seyfert 1 Galaxies
利用甚长基线阵列（VLBA）在1.7GHz（18 cm）频率上对7个邻近的窄线塞弗特1（NLS 1）星系进行了毫角秒分辨率的观测。这是第一个系统的甚长基线干涉测量（VLBI）研究，重点是无线电安静NLS 1的中央秒差距尺度区域。其中5颗的亮度温度大于5 × 10^6 K，并且包含的射电核心亮度温度大于6 × 10^7 K，这表明这是一个由产生喷流的中心引擎驱动的非热过程，就像在射电噪声较大的NLS 1和其他活动星系核（AGN）中所观察到的那样。MRK 1239，MRK 705和MRK 766的VLBA图像显示了具有清晰线性结构的秒差距尺度喷流。很大一部分射电功率来自于分布在核区域（<~300 pc）内的弥散发射成分，这是整个观测到的NLS 1的共同特征。对于这些射电宁静的NLS 1，由于低质量黑洞小于~10^7 M_sun，受爱丁顿极限限制的喷流动能可能不足以使喷流逃逸到千秒差距尺度。
2013-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
VLBA Observations of Mrk 6: Probing the Jet-Lobe Connection
我们提出了高分辨率VLBI观测结果在1.6和4.9 GHz的射电响亮的塞弗特星系，Mrk 6。这些观测能够首次在该星系中探测到紧凑的无线电核心。核心有一个倒置的光谱指数（$α^{1.6}_{4.9}$ =+1.0 $\pm$ 0.2）和一个亮度温度为$1\times10^8$ K。三个不同的无线电组件，类似于喷流元素和/或热点，也被检测到。这些拉长的喷流元素的位置角不仅指向Mrk 6中的弯曲喷流，而且指向活动星系核和该星系中kpc尺度的射电瓣/泡之间的连接。由新的赫歇尔观测（SFR $<0.8$ M $_\sun$ yr $^{-1}$）提供的恒星形成率的更严格的限制使得星暴风驱动的气泡情景不可信。根据钱德拉X射线观测获得的等离子体速度，以及ISM和射电气泡的冲压压力平衡参数，南北气泡预计需要$7.5\times10^6$年形成，东西气泡需要$1.4\times10^6$年。我们认为，在过去的$\approx10^7$年中，Mrk 6的喷流轴至少发生了一次变化。Mrk 6和一个小样本的塞弗特星系与一个子集的低光度FRI射电星系的核射电响度的比较揭示了一个连续的无线电特性。
2014-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
AGN Type-casting: Mrk 590 No Longer Fits the Role
我们目前的多波长观测跟踪超过40年的生活中的活动星系核（AGN）在Mrk 590，传统上被称为一个经典的塞弗特1星系。从最近获得的光谱从HST，钱德拉，和大双筒望远镜，我们发现，在Mrk 590的核心活动已经大大减少，连续发光度是一个因素的100比我们的长基线观测探测的峰值亮度低。此外，曾经在UV/光谱中突出的宽发射线几乎消失。由于活动星系核的类型是由光谱中宽发射线的存在来定义的，我们的观测表明，Mrk 590现在已经成为一个“变化的外观”活动星系核。如果按最近的光谱分类，Mrk 590将是Seyfert ~1.9-2，其中在光谱中仍然可见的唯一宽发射线是H α的弱分量。作为这种变化的一个额外的后果，我们已经明确检测到紫外窄线组件在1型活动星系核，允许这些发射线组件与高分辨率COS光谱分析。这些观测结果挑战了历史范式，即AGN类型只是在存在几何平坦的遮蔽介质（即，环面）。相反，我们的数据表明，Mrk 590的当前状态是光度变化的结果，这意味着黑洞吸积速率已显着降低。
2014-09-30 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
