Chandra and XMM-Newton view of the Warm Absorbing Gas in Mrk 290
我们提出了一个详细的分析钱德拉HETGS和XMM牛顿高分辨率光谱的明亮的塞弗特1星系，Mrk 290。钱德拉光谱揭示了复杂的吸收功能，可以最好地描述由三个电离吸收剂的组合。这些温暖的吸收体的流出速度约为450公里/秒，与以前的远紫外线研究中发现的三个吸收成分一致。电离连续的Mrk 290波动了1.4倍，在钱德拉观测的时间尺度为17天。因此，对于中等电离吸收体，我们将离电离源的距离下限定为0.9 pc，对于最低电离吸收体，距离上限定为2.5 pc。这三个电离分量位于热平衡曲线的稳定分支上，表明环面最有可能是Mrk 290中温暖吸收气体的起源。在XMM-牛顿观测期间，电离光度比钱德拉观测低50%。无论是电离参数，也不是柱密度的两个吸收组件的变化显着相比，从钱德拉观测的结果。然而，两个分量的外流速度都是1260 km/s。我们认为，一个全新的温暖吸收器从环面通过我们的视线。假设环面风模型，估计的质量流出率约为每年1个太阳质量。
2010-08-30 astro-ph.CO
Compact molecular disc and ionized gas outflows within 350 pc of the active nucleus of Mrk 1066
我们提出的恒星和气体运动学的内部350 pc半径的塞弗特星系Mrk 1066来自J和K1波段的数据与双子座NIFS在35 pc的空间分辨率。恒星的速度场主要是由旋转的星系平面，但显示了S形失真沿星系短轴，这似乎是由于在光学连续图像中看到的椭圆形结构。沿着这个椭圆形，在距离核心170到280秒差距之间，我们发现了一个低σ（~50 km/s）的部分环，这归因于一个中等年龄的恒星星族。通过对[PII] 1.19 μ m、[Fe II] 1.26 μ m、Pa-β和H_2 2.12 μ m的发射线通量和剖面的测量，我们建立了气体质心速度图、速度弥散图和通道图。所有的发射线的速度场是由一个类似的旋转模式所观察到的恒星，但扭曲的存在下，两个结构：（i）一个紧凑的旋转盘半径r~70 pc;（ii）沿射电喷流的流出是定向约沿星系主轴。致密的旋转盘在H2发射气体中更明显，它呈现出最小的sigma值和最清晰的旋转模式，支持在星系平面中的位置。我们估计圆盘的气体质量为~ 10^7 Msun。H2运动学进一步表明，核盘是由来自外部区域的气体供给的。流出在[Fe II]发射气体中更为明显，它呈现出最高的sigma值（高达150 km/s）和最高的蓝移和红移（高达500 km/s），而最高的恒星自转速度仅为130 km/s。我们估计电离气体的质量流出率为0.06 Msun/yr。导出的运动学的发射气体是类似的…
2010-09-17 astro-ph.CO
Herschel PACS Spectroscopic Diagnostics of Local ULIRGs: Conditions and Kinematics in Mrk 231
在这第一篇论文中，我们的Herschel PACS调查的本地超铝红外线星系（ULIRGs）的结果，作为我们的SHINING调查的本地星系的一部分，我们提出了Mrk 231的远红外光谱，最明亮的本地ULIRGs，和1型宽吸收线活动星系核。在ULIRG中，首次探测到PACS范围内所有观测到的远红外精细结构线，并且发现与低光度星系相比，所有远红外光度都不足1 - 2个数量级。的赤字是类似的中红外线，与最缺乏线显示高电离电位。老年星爆可能占的赤字的一部分，但部分覆盖的最高激发活动星系核供电的地区可能会解释剩余的线赤字。在OH和18 OH中发现的大量分子外流，显示出至少1400 km/sec的外流速度，这是合并过程中耗散坍缩形成的分子盘清除的独特标志。外流的特点是极高的18 O/16 O的比率暗示先进的恒星爆发处理星际介质。
2010-05-12 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
The Mrk 231 molecular outflow as seen in OH
我们报告的Herschel/PACS观测的OH在Mrk 231，在PACS范围内观察到的9个双峰检测，并提出辐射转移模型流出的OH。流出气体的签名被发现在多达6 OH双峰不同的激励要求。至少有两个流出的组件被确定，一个与OH辐射激发，和其他低激发，推测空间扩展。特别突出的是，在65 μ m处的梯内2 Pi_{3/2} J=9/2-7/2 OH双峰中检测到的吸收的蓝翼，E_lower=290 K，表明激发的流出气体产生于紧凑和温暖的（circum）核区域。由于Mrk 231中的受激流出的OH气体与温暖的远红外连续源有关，因此它可能比CO和HCN探测的更紧凑（直径为200-300 pc）。然而，由OH推导出的每单位立体角的质量流出率与先前由CO推导出的值相似，>~ 70 x（2.5 x 10 ^{-6}/ X_{OH}）Msun yr^{-1} sr^{-1}，其中X_{OH}是相对于H核的OH丰度。在球面对称中，这将对应于>~ 850 x（2.5x10^{-6}/ X_{OH}）Msun yr^{-1}，尽管从线轮廓推断出显著的准直。受激分量的动量通量达到~15 L_{AGN} /c，OH柱密度为（1.5-3）x10^{17} cm^-2，机械光度为~10^{11} Lsun。非常兴奋的OH峰值在中心速度的检测表明，存在一个核水库的气体富含OH，可能是130-pc规模的环核环面先前检…
2013-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multiwavelength campaign on Mrk 509. III. The 600 ks RGS spectrum: unravelling the inner region of an AGN
我们目前的结果，我们的600 KS RGS观测的一部分，Mrk 509的多波长运动。由于长时间曝光和使用RGS多点模式，非常高质量的光谱使我们能够以前所未有的精度研究电离流出。我们探测到来自星际介质和Mrk 509电离吸收体的多条吸收线。还检测到许多发射分量，包括与宽线区域中的原点一致的宽发射线、窄OVII禁止发射线以及（窄）辐射复合连续体。电离吸收体由两个速度分量组成（v = -13 \pm 11 km/s和v = -319 \pm 14 km/s），这两个分量与包括紫外数据在内的早期结果一致。另外还有一个实验性的高速流出分量，-770 \pm 109 km/s，这只在少数几条高电离吸收线中看到。外流显示离散电离组件，跨越四个数量级的电离参数。由于我们的光谱的出色的统计，我们证明了第一次，流出Mrk 509在1-3之间的重要范围内的log xi不能描述一个平滑的，连续的吸收测量分布，而是显示出两个强大的，离散的峰。在最高和最低电离参数下，我们无法区分光滑和分立元件。
2011-07-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
Feeding and feedback in the active nucleus of Mrk 1157 probed with Gemini Near-Infrared Integral-Field Spectrograph
我们已经映射了恒星和气体的运动学，以及发射线通量分布和比率，从内部450 pc半径的Mrk 1157，使用2D近红外光谱与双子座NIFS获得的空间分辨率为35 pc。恒星速度场呈现旋转模式，零速度曲线呈离散的S形。酒吧的存在也支持所观察到的旋转场和模型的圆形轨道之间的残差映射在普卢默潜在的。恒星速度色散图显示了一个低σ值（50- 60 km/s）的部分环，距离核心250 pc，被来自星系核球的较高σ值所包围，起源于运动学上较冷的区域，伴随着最近的恒星形成。球核的速度色散（100 km/s）意味着一个质量为8.3 × 10^6 M_Sun的黑洞。发射线通量分布最沿PA=27/153度延伸，达到至少450 pc从核和以下的方向观察到在以前的光学发射线[OIII]成像和无线电喷流。H_2分子的发射主要是由热过程控制的，这主要是由于活性核的X射线加热。[FeII]激发有较大的贡献，从无线电喷流产生的冲击，证明了线比图和速度色散图，这表明与无线电结构的空间相关性。气体运动学显示了两个组成部分，一个是由于位于星系平面的气体，另一个是由于流出的气体，流出的气体靠近天空平面，因此延伸到高纬度，因为星系平面相对于天空平面倾斜45度。在平面内旋转的气体在H_2和Pa-β发射中占主导地位，而流出气体在[Fe Ⅱ]发射中占主导地位。从流出速度和隐含的几何形状，我们估计的离子化气体的流出质量率为6M_sun…
2011-11-18 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
The Surprising Absence of Absorption in the Far-Ultraviolet Spectrum of Mrk 231
Mrk 231是最近的类星体（z = 0.0422），它同时拥有银河尺度的风和核尺度的铁低电离宽吸收线（FeLoBAL）外流。我们最近获得了这个对象的远紫外（FUV）光谱覆盖~1150 - 1470 A与宇宙起源光谱仪上的哈勃太空望远镜。这个光谱是非常特殊的，突出的是微弱的（基于H-α预测的~<2%），宽的（在底部>~10，000 km/s）和高度蓝移的（质心在~-3500 km/s）Ly-alpha发射的存在。FUV连续辐射在较短波长处略有下降（与F_λ~λ ^[1.7]一致），并且没有显示出任何明显的光球或风星特征。令人惊讶的是，FUV光谱也没有显示出任何明确的宽吸收特征。因此，它似乎是由活动星系核，而不是热星，几乎没有过滤的尘埃FeLoBAL屏幕。Ly-alpha辐射最好解释为产生于流出的BAL云系中，而Balmer线则主要产生于透过尘埃的标准宽发射线区（A_V~7等）。宽吸收线区两种可能的几何模型进行了讨论，在这些新的结果的背景下。
2012-12-11 astro-ph.CO
Multiwavelength Campaign on Mrk 509 X. Lower limit on the distance of the absorber from HST COS and STIS spectroscopy
活跃的银河核经常显示出光电离流出的证据。这些外流模型的一个主要不确定性是从中心黑洞到气体的距离（$R$）。在本文中，我们使用的HST/COS数据从一个大规模的多波长监测活动的明亮的Seyfert I星系Mrk 509，结合档案HST/STIS数据，以约束流出的各种运动学分量的位置。我们采用以下步骤比较了光电离气体对电离通量变化的预期响应和数据中测量到的变化：1）比较了2001年STIS数据和2009年COS数据中测量到的每个运动学分量的柱密度; 2）我们利用时间-用一组模拟的光变曲线进行依赖的光化计算，以将与观察到离子柱密度的微小变化; 3）从数密度的上限，我们通过事先确定电离参数来计算从中心源到吸收体的距离的下限。我们的方法提供了两个传统的时间尺度分析的改进。首先，我们解释活动星系核光变曲线的物理行为。其次，我们的分析占的质量的测量中没有观察到的吸收槽的变化的情况下。在2001年和2009年之间，谷离子柱密度的变化非常小（大部分与无变化一致），这使得我们能够在99%的置信水平下，对所有主要紫外吸收组分的距离设定100- 200 pc之间的统计下限。这些结果主要是一致的独立的距离估计来自温暖的吸收体从同步X射线光谱。
2012-05-11 astro-ph.CO
Multiwavelength campaign on Mrk 509. VI. HST/COS observations of the far-ultraviolet spectrum
我们提出了中等分辨率（R~ 20，000）的HST/COS紫外光谱，覆盖1155-1760 A的Seyfert 1 Mrk 509，同时获得了Chandra/LETGS光谱，作为2009年多波长活动的一部分，包括XMM-牛顿，SWIFT和Integral的观测。我们的高S/N光谱检测到Mrk 509中各种来源的吸收槽中的额外复杂性，包括活动核的流出，ISM和宿主星系的晕，以及由AGN照亮的合并的下沉云或剥离气体。STIS和COS观测到的-400 km/s分量之间的变化允许我们将其距离的上限设定为< 250 pc。同样，在前两次FUSE观测之间，速度为+150 km/s的一个分量的变异性将其距离限制在< 1.5 kpc。紫外吸收只部分覆盖了活动星系核的辐射。覆盖分数低于先前使用STIS观察到的覆盖分数，并且与使用FUSE观察到的覆盖分数相当。考虑到COS和FUSE的孔径比STIS大，我们倾向于用来自活动星系核附近扩展区域的散射光来解释部分覆盖。如在现有的X射线和UV光谱中所观察到的，UV吸收具有与X射线吸收相当的速度，但是紫外吸收的大部分处于较低的电离状态，其总柱密度低于负责X射线吸收的气体。我们得出结论，从活动核流出的是一个多相风。
2011-07-04 astro-ph.CO
The Inner Kiloparsec of Mrk 273 with Keck Adaptive Optics
X射线、光学和中红外成像和光谱证据表明，后期超亮红外星系合并Mrk 273拥有一个强大的活动星系核（AGN）。然而，由于尘埃遮蔽和现有高分辨率数据的有限波长覆盖范围，活动星系核的确切位置和核的性质一直难以确定。在这里，我们提出了近红外积分场光谱和图像的核区域的Mrk 273采取的OSIRIS和NIRC 2的凯克II望远镜与激光导星自适应光学。我们观察到三个空间分辨分量，并分析了本地分子和电离气体发射线和它们的运动学。我们证实了西南核中存在硬X射线活动星系核。在北核中，我们发现了一个强烈旋转的气体盘，其运动学表明中心有一个质量为1.04 +/- 0.1 x 10^9 Msun的黑洞。H2的发射线显示出沿短轴在两个方向上的速度分散增加，以及在东南方向上负速度的增加的通量;这为沿圆盘旋转轴的准直分子流出提供了直接证据。第三个空间上不同的分量出现在东南部，分别距离北核和西南核640和750 pc。该组分在连续发射中是微弱的，但显示出几个强发射线特征，包括[Si vi] 1.964 μm，其追踪延伸的冠线区域。结合激波模型和能量参数的[Si VI]发射的几何形状表明，东南分量中的[Si VI]必须至少部分地被西南活动星系核或北部盘中的假定活动星系核电离，无论是通过光电离还是通过强烈活动星系核和环核恒星爆发驱动的外流的激波加热。这支持了Mrk 273可能是一个双重活动星系核系统的假设。
2013-07-31 astro-ph.CO
Mass flow rates in and outflow rates from AGN accretion discs
我们推导出的质量流率和吸积盘的解析表达式，考虑到爱丁顿限制。这使我们能够把外流的基本性质与吸积流的性质联系起来。作为一个例子，我们导出了Mrk 231吸积盘的径向面密度分布。
2012-06-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
3D spectroscopy of merger Seyfert galaxy Mrk 334: nuclear starburst, superwind and the circumnuclear cavern
我们提出了新的结果的运动学和结构的Mrk 334塞弗特星系。全景（3D）光谱学是在俄罗斯科学院特殊天体物理观测台的6米望远镜上使用MPFS积分场摄谱仪和扫描法布里-珀罗干涉仪进行的。深度图像显示，Mrk 334是在与一个大质量伴星合并的最后阶段被观测到的。可能的质量比范围为1/5至1/3。合并引发了质量在磁盘中的重新分配，导致核活动的加剧和星系内部区域恒星形成的爆发。环核星暴是如此强烈，以至于它对气体电离的贡献超过了活动星系核的贡献。我们将速度约为200 km/s的核气体外流解释为伴随剧烈恒星形成的银河超级风。这一建议与Mrk 334中不对称的X射线亮度分布一致。在主星系核附近，被破坏的卫星碎片的轨迹可以被追踪。在星系盘中发现了一个充满低密度电离气体的洞穴。我们认为这个区域是伴星的残余物最近穿过主星系气体盘的地方。
2009-09-11 astro-ph.CO
X-ray absorption by Broad Line Region Clouds in Mrk 766
我们提出了一个新的分析9天长的XMM牛顿监测窄线塞弗特1星系Mrk 766。我们表明，在这次观测过程中发生的光谱形状的强烈变化可以解释为由于宽线区云跨越视线的X射线源。在掩星方案中，对日食的光谱和时间分析提供了对吸收云的几何结构、位置和物理特性的精确估计。特别是，我们发现这些云的核心柱密度至少为10^23 cm^-2，在天空平面上的速度为数千km/s。XMM-牛顿观测到的三次不同的日食表明云的速度变化范围很大（大约4-5倍）。此外，两条明显与每次日食有关的铁吸收线表明，在遮蔽云周围存在高度电离的气体，以及速度从3，000到15，000公里/秒的外流分量
2010-08-30 astro-ph.CO
Multiwavelength campaign on Mrk 509. V. Chandra-LETGS observation of the ionized absorber
在这里，我们提出了一个180 KS的Chandra-LETGS观测的一部分，一个大型的多波长运动Mrk 509的结果。我们研究了Mrk 509中的暖吸收体，并使用同时进行的HST-COS观测数据，以评估负责紫外线和X射线吸收的气体是否相同。我们使用dac拟合软件包分析了Mrk 509的LETGS X射线光谱。我们检测到几个吸收功能起源于电离吸收源，随着解决发射线和辐射复合连续。吸收特征属于具有至少三个不同电离度的离子。最低的电离分量有轻微的红移（v = +73 km/s），并且与其他分量的压力不平衡，因此它不太可能是外流的一部分，可能属于宿主星系的星际介质。其他组分分别以-196和-455 km/s的速度流出。该源与HST-COS同时观测，发现了13个紫外线运动学分量。其中至少有三个可以与观察到的X射线分量运动学相关。基于HST-COS的结果和FUSE的观测，我们发现了紫外吸收气体可能与X射线吸收气体共位且属于同一结构的证据。
2011-07-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
Quasar feedback revealed by giant molecular outflows
在星系演化的标准场景中，年轻的恒星形成星系转变为红色的球状体，在那里恒星的形成已经被淬灭。为了解释这种转变，人们常常会援引一种由超大质量黑洞吸积产生的强烈负反馈。类星体驱动的外流导致的气体耗尽最终应该会停止宿主星系中的恒星形成，并导致黑洞因饥饿而“自杀”。类星体反馈到宿主星系的直接观测证据仍然缺失，因为以前在类星体中观察到的流出通常与气体的电离成分有关，这只占总气体含量的一小部分，并且通常发生在中心区域。我们使用IRAM PdB干涉仪观测了Mrk 231中的CO（1-0），这是已知的最近的类星体。由于宽频带，我们检测到广泛的翅膀的CO线，速度高达750公里/秒，空间上解决了千秒差距的规模。如此宽阔的CO翼追踪到了一个巨大的分子外流，大约为700 MSun/年，远远大于在宿主星系中观察到的恒星形成速率（~200 MSun/年）。这股风将在大约1 e7年内完全驱逐Mrk 231中的冷气体库，因此在同一时间尺度上停止恒星形成活动。推测的分子外流的动能约为1.2e44 erg/s，相当于活动星系核辐射光度的百分之几，非常接近于将类星体反馈归因于辐射加速核风产生的超音速激波的模型所预期的分数。这里报告的类星体反馈的直接观测证据提供了坚实的支持的情况下归因于本地大质量星系的观测性质的类星体引起的大尺度风。
2010-07-28 astro-ph.CO
Accretion and outflow of gas in Markarian 509
活动星系核中光电离外流模型的一个主要不确定性是气体到中心黑洞的距离。我们提出了一个大规模的多波长监测活动的明亮的Seyfert 1星系Mrk 509的结果，以约束的流出组件的位置占主导地位的软X射线波段。Mrk 509在2009年由XMM-Newton，Integral，Chandra，HST/COS和Swift监测。我们研究了光电离气体对中心区域产生的电离通量变化的响应。我们能够严格限制吸收器的变化，从一天到一年的时间尺度。这使我们能够开发一个模型的时间依赖性光电离在这个来源。我们发现，更高度电离的气体产生最X射线线不透明度是至少5个PC远离核心;上限的各种吸收组件的距离范围之间的20个PC到几个千分之一。产生大多数UV线不透明度的较低电离气体距离核至少100 pc。这些结果指出了Mrk 509的NLR或环面区域中主要的缓慢（v<1000 km/s）流出分量的起源。我们发现，虽然流出的动力学光度很小，带走的质量可能大于0.5太阳质量每年吸积到黑洞。我们还确定了流出物的化学成分以及对不同排放区域的有价值的限制。我们发现，例如，解决的组成部分的铁-K线起源于一个区域40-1000引力半径的黑洞，和软过剩产生的康普顿在一个温暖的（0.2-1千电子伏），光学厚（τ ~10-20）的日冕附近的内部部分的磁盘。
2012-10-23 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
Monitoring of bright blazars with MAGIC telescope
耀变体是一类活动星系核，其特征是相对论性喷流（喷流）朝向视线方向，是公认的河外TeV $γ$射线发射源。自2006年以来，MAGIC望远镜定期观测到三颗TeV亮耀变体Markarian（Mrk）421、Mrk 501和1 ES 1959+650，单次曝光时间为30至60分钟。MAGIC的灵敏度允许为每个这样的观测建立一个蟹状星云通量的30%的通量水平。在Mrk 421的情况下，在不同的时间尺度和X射线/TeV的排放量之间的高度相关性强通量的变化已被观察到。此外，还显示了2007/8年Mrk 501和1 ES 1959 +650光变曲线的初步测量结果。
2009-07-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
Modeling the Outflow in the Narrow-Line Region of Markarian 573:Biconical Illumination of a Gaseous Disk
利用哈勃空间望远镜（HST）WFPC 2和STIS观测资料，研究了Seyfert 2星系Mrk 573的解析窄线区（NLR）中流出的电离气体及其与内部尘埃/气体盘的相互作用.根据光谱和成像信息，我们通过两个用于重建HST成像的这些区域的形态的建模程序，确定了流出和内盘的基本几何形状。我们还确定了来自活动星系核（AGN）的电离辐射的双锥与内盘相交，照亮了盘的一部分，包括螺旋臂的内部部分，通过结构映射完全可以看到，这似乎是流出和膨胀。此外，我们在距原子核\geq 2“（-700 pc）的投影距离处看到了高速度，这可能是由于旋转或螺旋臂气体的原位加速。我们发现，由于上述几何形状，电离双锥的真实半开角（53度）远大于表观半开角（34度），这可能也适用于许多其他塞弗特。
2010-06-09 astro-ph.CO
Investigation of Dual Active Nuclei, Outflows, Shock-Heated Gas, and Young Star Clusters in Markarian 266
用斯皮策、哈勃、GALEX、钱德拉和XMM-牛顿空间望远镜观测了明亮红外星系（LIRG）合并Mrk 266的结果。SW（Seyfert 2）和NE（LINER）核分别位于哈勃类型SBb（pec）和S 0/a（pec）的星系中。这两个星系都有L > L*，并且它们被推断每个都包含一个~ 2.5 × 10^8 M_sun的黑洞。Mrk 266 SW可能是从该系统中检测到的明亮Fe K-α线的主要来源，这与严重模糊的活动星系核的反射主导X射线光谱一致。嵌入在弧中的光学结具有排列的射电连续辐射，结合发光的H_2线发射，提供了在围绕NE核的活动星系核驱动的外流中存在辐射弓形激波的证据。软X射线辐射模拟为冲击加热等离子体与星系之间的射电连续辐射是同空间的。中红外诊断表明活动星系核和星爆辐射对辐射热光度的贡献大致相等。大约有120个星团被探测到，其中大多数的估计年龄小于5000万年。在星系北部探测到的24微米辐射延伸到约34弧秒（20千秒差距），被解释为约2 × 10^7太阳质量的尘埃被夹带在外流的超级风中;在可见光波长下，这一区域被分解为碎片形态，表明电离气体壳层膨胀中的瑞利-泰勒不稳定性。Mrk 266表明，尘埃“吹出”阶段可以开始在LIRG以及之前的星系完全合并在随后的ULIRG阶段，和快速的气体消耗在发光的双活动星系核（千秒差距尺度的分离）合并过程中的早期可能会解释检测到的二元类星体（亚…
2012-08-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multiwavelength campaign on Mrk 509 VIII. Location of the X-ray absorber
明亮的Seyfert 1星系Mrk 509在2009年被XMM-牛顿和其他卫星监测，以限制流出的位置。我们已经研究了光电离气体的响应的电离通量的变化所产生的中心区域。我们使用了在RGS获得的时间平均光谱中检测到的5个离散电离分量A-E。使用通量EPIC和RGS光谱的比率，我们对吸收体的可变性施加了严格的约束。在XMM-牛顿观测之前6周开始用雨燕卫星进行监测，允许使用电离通量历史并开发一个随时间变化的光电离模型。组分A和B对于变异性研究来说太弱了，但是从[O III]线的光学成像中已知组分A的距离为~3 kpc。在XMM-Newton观察的5周期间，我们没有发现3个X射线主导电离分量C-E发生变化的证据，尽管在我们的活动期间软X射线强度大幅增加了60%。这排除了靠近黑洞的高密度气体。相反，使用我们的时间依赖性模型，我们发现低密度，并得出这些组件的距离的严格下限。分量D显示了较长时间尺度上的变异性证据，得出了距离的上限。对于分量E，我们根据吸收层的厚度必须小于它到黑洞的距离这一论点推导出距离的上限。结合这些结果，在90%置信水平下，组分C具有>70 pc的距离，组分D在5-33 pc之间，组分E >5 pc但小于21-400 pc，这取决于建模细节。这些结果与我们活动的HST/COS观测的上限相一致，并指出了Mrk 509的NLR或环形区域中占主导地位的缓慢（v<1000 km/s）流…
2012-01-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
Diagnostics of AGN-driven Molecular Outflows in ULIRGs from Herschel-PACS Observations of OH at 119um
作为HerschelULIRG巡天（HERUS）的一部分，我们报道了用Herschel-PACS观测到的24个局域（z<0.262）ULIRG的OH的79和119 μ m双重跃迁。一些OH 119剖面显示出清晰的P-Cygni形状，因此意味着流出的OH气体，其他剖面主要是吸收或完全是发射。我们发现，随着硅酸盐吸收的增加，OH发射分量的相对强度降低。这将OH流出定位在被遮蔽的核内。我们的源的最大流出速度范围从小于100到2000 km/s，15/24（10/24）的源显示OH吸收速度超过700 km/s（1000 km/s）。三个源显示最大OH流出速度超过Mrk 231。由于外流速度超过500-700 km/s被认为需要一个活动星系核（AGN）来驱动它们，因此大约2/3的ULIRG样本可能存在活动星系核驱动的分子外流。这一发现是支持的相关性，我们发现最大的OH流出速度和红外导出的热AGN光度。没有发现这种相关性与红外衍生的恒星形成率。最高的流出速度被发现之间的源仍然深深嵌入。我们推测，在这些来源的分子外流可能是在早期阶段的核尘埃面纱破坏这些来源演变成模糊AGN。我们的四个源在它们的[C II]精细结构线剖面中显示了高速机翼，这意味着中性气体流出质量至少为2 ~ 4.5 × 10^8 Msun。
2013-07-23 astro-ph.CO
Multiwavelength campaign on Mrk 509. I. Variability and spectral energy distribution
活动星系核显示了丰富的有趣的物理过程，其中一些知之甚少。我们希望解决一些悬而未决的问题，包括从AGN流出的位置和物理，连续发射的性质，X射线宽发射线区域的几何形状和物理状态，Fe-K线复合物，核的金属丰度，最后是我们自己的银河系的星际介质。我们研究这些目标的最佳目标之一，塞弗特1星系Mrk 509与多波长运动使用五颗卫星（XMM-牛顿，INTEGRAL，钱德拉，HST和斯威夫特）和两个地面设施（WHT和PAIRITEL）。我们的观测涵盖了五十多年的频率，从2微米到200千电子伏。高分辨率光谱和时间变化的结合使我们能够解开和研究不同的成分。我们的活动涵盖了从2009年9月到12月的100天，并集中在一组同时进行的深度XMM-牛顿和积分观测，时间间隔固定，跨度为七周。我们获得了X射线和紫外波段的连续光变曲线，在我们最深的监测活动中间的三周内，软X射线波段的通量增加了60%，这与紫外通量的增强有关。这使我们能够研究连续体和外流的时间演化。通过叠加观测，我们还获得了有史以来最好的塞弗特星系的X射线和紫外光谱之一。在本文中，我们还研究了光谱能量分布（SED），我们得到的光电离平衡的影响。由于我们的宽带覆盖，SED的不确定性不会强烈影响这种平衡的确定。
2011-07-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
A complex dust morphology in the high-luminosity AGN Mrk 876
最近的活动星系核（AGN）的内部结构模型主张存在辐射加速，尘埃流出发射的外部区域的吸积盘。在这里，我们提出了第一个近红外（近红外）可变（rms）光谱的高光度，附近的活动星系核Mrk 876。我们发现，它跟踪的吸积盘光谱的波长比平均光谱由于减少尘埃排放。推断的外吸积盘半径与同时期光学吸积盘混响测绘活动预测的红外结果一致，并且远大于自引力半径。热尘埃的通量变率降低可能是由于平均光谱中存在二级恒定尘埃成分，或者是由于尘埃和吸积盘变率信号的破坏性叠加，或者是两者的某种组合。假设光学薄尘埃的热平衡，我们推导出基于亮度的尘埃半径为不同的颗粒特性，使用我们的测量的温度。我们发现，在所有情况下，考虑的值是显着大于由红外光度监测活动测量的灰尘响应时间，与最小的差异相对于波长无关的灰尘发射率法，即黑体，这是适合于大粒径的结果。这个结果可以很好地解释假设一个喇叭状，盘状结构的热尘埃。
2023-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Lick AGN Monitoring Project 2011: Dynamical Modeling of the Broad Line Region in Mrk 50
我们目前的宽线区（BLR）在Seyfert 1星系Mrk 50使用混响映射数据的一部分，舔AGN监测项目（LAMP）2011年的动力学建模。我们直接对混响映射数据进行建模，约束BLR的几何形状和运动学，以及推导出不依赖于归一化因子或维里系数的黑洞质量估计。我们发现Mrk 50中BLR的几何形状是一个近正面厚盘，平均半径为9.6（+1.2，-0.9）光日，BLR的宽度为6.9（+1.2，-1.1）光日，盘的张开角为25 \pm 10度。最后，我们推导出Mrk 50的黑洞质量为log 10（M（BH）/Msun）= 7.57（+0.44，-0.27）。通过与传统混响映射分析的维里黑洞质量估计值的比较，我们发现归一化常数（维里系数）为log 10（f）= 0.78（+0.44，-0.27），与基于活动星系核和静止星系M（BH）-σ* 关系的通常采用的平均值0.74一致。虽然我们的动态模型包括了最优惠贷款利率出现净流入或净流出的可能性，但我们无法区分这两种情况。
2012-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clearing Out a Galaxy
人们普遍怀疑活动星系核的活动最终会将星系中的气体清除干净。我们计算出实现这一目标所需的可观测特性。大尺度活动星系核驱动的外流应该具有动力学光度$\sim η\le/2 \sim 0.05\le$和动量率$\sim 20\le/c$，其中$\le$是中心黑洞的爱丁顿光度，$η\sim 0.1$是它的辐射吸积效率。这就产生了一种膨胀的两相介质，其中分子物质与热气共存，在活动星系核中心关闭后，热气仍能继续存在。这张图片预测流出速度$\sim 1000 - 1500$ km\，s $^{-1}$和质量流出率高达$4000 \msun\,{\rm yr}^{-1}$在kpc尺度上，主要由宿主星系速度色散（或等效的黑洞质量）固定。所有这些特征都与在Mrk 231等星系中观察到的外流相一致。这有力地表明，活动星系核活动是在动力学时间尺度上将星系中的气体扫空并使它们变红和死亡的原因。我们建议未来对这幅图像进行观测测试。
2012-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cold molecular gas distribution and kinematics in the low-metallicity dusty starburst of Mrk 996 resolved with ALMA
Universidad de Talca（塔尔卡大学）；Universidad de La Serena（拉塞雷纳大学）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理学研究所，西班牙国家研究委员会）；Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA)（阿拉贡宇宙物理研究中心）；University of Michigan（密歇根大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；INAF - Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）
利用ALMA观测Mrk 996的CO(1-0)和CO(2-1)线，研究其冷分子气体的空间分布和动力学特征，发现分子气体云分布与核超星团和高电离区域偏移，CO线窄而超音速，表明动态扰动而非快速喷流，分子气体质量约10^7倍太阳质量。
2026-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
