Suzaku observation of the giant radio galaxy 3C 326
朱雀观测一个巨大的射电星系，3C 326，它的物理大小约为2 Mpc，在2008年1月19 - 21日进行。除了几个X射线源外，还检测到与其西瓣相关的扩散发射，但东瓣被未识别的X射线源WARP J1552.4+2007污染。在仔细评估了X射线和非X射线背景后，西瓣的0.4 - 7 keV X射线谱用幂律模型描述。光子指数和1 keV通量密度分别推导为$1.82_{-0.24}^{+0.26}\pm0.04$和$19.4_{-3.2}^{+3.3}\pm 3.0$ nJy，其中第一和第二误差表示统计误差和系统误差。散射的X射线被认为是同步加速器射电电子从宇宙微波背景光子中散射出来的逆康普顿辐射。这个射电星系是通过逆康普顿X射线发射探测到的具有叶瓣的星系中最大的。将射电通量与X射线通量进行比较，得到电子和磁场的能量密度分别为$u_e = (2.3 \pm 0.3 \pm 0.3) \times 10^{-13}$ ergs/cm 3和$u_m = (1.2_{-0.1}^{+0.2}\pm 0.2) \times 10^{-14}$ ergs/cm 3。建议该星系的主机与吸收校正的2 - 10千电子伏的光度为$<2 \times 10^{42}$尔格/秒的低光度的核心，连同一个相对较弱的无线电核心。比较了3C 326西瓣星系与大小为$\sim 100$ kpc的中等射电星系的能量学。3…
2009-10-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
X-ray measurement of electron and magnetic-field energy densities in the west lobe of the giant radio galaxy 3C 236
利用朱雀天文台观测了3C 236射电星系西瓣的X射线辐射，以评估该瓣的能量学。在去除Chandra探测到的X射线源的污染并减去X射线和非X射线背景之后，来自瓣的朱雀光谱由光子指数为$Γ= 2.23_{-0.38-0.12}^{+0.44+0.14}$的功率低模型再现，其中第一和第二误差分别代表统计误差和系统误差。在误差范围内，X射线指数与无线电同步加速器指数$Γ_{\rm R} = 1.74 \pm 0.07$一致，估计在326 - 2695 MHz范围内。这一一致性支持了X射线发射是由填充叶瓣的同步加速器电子的逆康普顿（IC）辐射引起的，在那里宇宙微波背景光子被向上散射。这个结果使3C 236成为最大的射电星系，它的叶曾经通过IC X射线光子探测过。当光子指数固定为$Γ_{\rm R}$时，在1keV下的X射线通量密度被测量为$S_{\rm X} = 12.3 \pm 2.0 \pm 1.9$ nJy。将X射线通量与射电通量（608.5 MHz的$S_{\rm R} = 1.11 \pm 0.02$ Jy）进行比较，得到西瓣电子和磁场的能量密度分别为$u_{\rm e} = 3.9_{-0.7 -0.9}^{+0.6 +1.0} \times 10^{-14} $ ergs cm $^{-3}$和$u_{\rm m} = 0.92_{-0.15 -0.35}^{+0.21 +0.…
2015-05-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Suzaku X-ray Follow-up Observations of Seven Unassociated Fermi-LAT Gamma-ray Sources at High Galactic Latitudes
我们报告了我们第二年利用朱雀X射线观测站上的X射线成像光谱仪在银河系高纬度（|b| >10度）对不明费米-LAT γ射线源进行的X射线跟踪观测。在该项目的第二年，从第一个费米-LAT目录中选择了七个新目标，并使用20-40 ks的有效朱雀曝光进行了研究。在1FGL J2302.8+4443的95%置信误差圆内，我们探测到了一个与最近发现的毫秒脉冲星PSR J2302+4442位置一致的X射线点源。探测到的对应物的X射线光谱与kT ~0.3 keV的黑体模型很好地拟合，与观测到的来自旋转磁化中子星表面的X射线光子的起源一致。其他四个目标最近也被确认为普通脉冲星（1FGL J0106.7+4853）和毫秒级示波器（1FGL J1312.6+0048、J1902.0-5110和J2043.2+1709），在~10^{-14} erg cm^{-2} s^{-1}的通量水平下，仅获得了0.5-10 keV波段的上限。在1FGL J1739.4+8717区域发现了一个弱的X射线源，但它与可变的γ射线发射源的关联不能单独用可用的朱雀数据来证实。对于剩余的费米-LAT物体1FGL J1743.8-7620，在LAT 95%误差椭圆内没有检测到X射线源。我们通过将观测到的高银河纬度费米LAT天体的多波长特性与已知耀变体和毫秒脉冲星的多波长特性进行比较，简要讨论了它们的一般特性。
2011-12-21 astro-ph.HE
OI Fluorescent Line Contamination in Soft X-Ray Diffuse Background Obtained with Suzaku/XIS
OVII谱线强度的定量测量是了解软X射线漫射背景的有力手段。通过对145个高纬朱雀/XIS观测数据中OVII线强度的系统分析，发现XIS光谱中OI荧光线的通量随时间的推移有增加的趋势，特别是在2011年以后。对于这些观察结果，除非考虑OI荧光线污染，否则OVII线强度将被高估。由于OI谱线发射来自太阳X射线，这一增加表明OI荧光能量的入射太阳X射线往往大于朱雀观测的早期阶段（2005 - 2010）。
2014-02-08 astro-ph.HE
Extreme Blazars Studied with Fermi-LAT and Suzaku: 1ES 0347-121 and Blazar Candidate HESS J1943+213
我们报告了我们对两个特殊的TeV辐射源的高能性质的研究：“极端blazar”1 ES 0347-121和“极端blazar候选者”HESS J1943+213位于银道面附近。这两个物体的特点是静态同步辐射与平坦的光谱延伸到硬X射线范围内，两者都被报道为在费米-LAT 2年源目录中丢失的GeV对应物。我们分析了4.5年的积累的费米-LAT数据，导致在GeV波段的1 ES 0347-121的检测，以及在HESS J1943+213的上限提高。我们还介绍了HESS J1943+213新获得的朱雀数据的分析结果。X射线光谱很好地代表了一个单一的幂律延伸到25千电子伏与光子指数2.00+/-0.02和超过银河系的值，在协议与以前的X射线观测适度的吸收。没有短期的X射线变化被发现超过80 ks的朱雀曝光的持续时间。在blazar假设下，我们模拟了1 ES 0347-121和HESS J1943+213的光谱能量分布，导出了星系际磁场强度和源能量的约束条件。我们的结论是，虽然HESS J1943+213的分类尚未确定，但耀变体假说仍然是最合理的选择，因为特别是两个分析源的宽带光谱以及源模型参数彼此非常相似，HESS J1943+213最新获得的WISE和UKIDSS数据与距离约600 Mpc的椭圆宿主的存在是一致的。
2014-04-14 astro-ph.HE
Suzaku Observations of gamma-Ray Bright Radio Galaxies: Origin of the X-ray Emission and Broad-Band Modelin
我们利用朱雀星对八个邻近的γ射线亮射电星系进行了系统的X射线研究，以了解它们的X射线辐射起源。其中五个的朱雀光谱以前已经介绍过，而剩下的三个（M87，PKS 0625 -354和3C 78）是首次在这里介绍。基于铁-钾线强度，X射线的变化，和X射线幂律光子指数，并使用额外的信息上的[O III]线发射，我们认为在这三个源中观察到的X射线发射的喷射起源。我们还分析了五年来费米大面积望远镜（LAT）对PKS 0625 -354和3C 78的GeV伽马射线数据，以了解blazar图片中的这些来源。我们在前一个物体中发现了显著的伽马射线变化。总的来说，我们注意到，朱雀光谱PKS 0625 -354和3C 78是相当软，而LAT光谱异常硬时，与其他伽玛射线检测到的低功率（FR I）的射电星系。我们证明了所构建的PKS 0625 -354和3C 78的宽带光谱能量分布可以很好地用单区同步辐射/同步辐射自康普顿模型描述。建模的结果表明，较低的体积洛伦兹因子相比，通常发现在其他BL Lac对象，但与其他LAT检测FR\，I射电星系建模推断的值一致。有趣的是，建模也意味着非常高的峰值（$\sim 10^{16}$ Hz）的同步加速器频率在两个分析的来源，相反，先前建议的方案FR I/BL Lac统一。我们讨论了我们的研究结果的背景下，FR I/BL紫胶统一计划的影响。
2014-10-10 astro-ph.HE
Suzaku and Fermi Observations of Gamma-Ray Bright Radio Galaxies: Origin of the X-ray Emission and Broad-Band Modeling
我们用{ \em Suzaku}对八个邻近的$γ$射线亮射电星系进行了系统的X射线研究，以了解它们的X射线发射起源。其中五个的{ \em Suzaku}光谱以前已经给出，而其余三个（M1，87、PKS 1，0625、$-$ 354和3C 1，78）在此首次给出。基于铁-钾线强度，X射线的变化，和X射线幂律光子指数，并使用额外的信息上的[O III]线发射，我们认为在这三个源中观察到的X射线发射的喷射起源。我们还分析了五年的{ \em Fermi}大面积望远镜（LAT）对PKS 1，0625 $-$ 354和3C 1，78的GeV伽马射线数据，以了解blazar图片中的这些来源。我们在前一个物体中发现了显著的$γ$射线变化。总的来说，我们注意到PKS 1，0625 $-$ 354和3C 1，78的{ \em Suzaku}光谱相当软，而LAT光谱与其他$γ$射线探测到的低功率（FR\，I）射电星系相比异常硬。我们证明了所构造的PKS 1，0625、$-$ 354和3C 1，78的宽带光谱能量分布可以用单区同步辐射/同步辐射自康普顿模型很好地描述。建模的结果表明，较低的体积洛伦兹因子相比，通常发现在其他BL Lac对象，但与其他LAT检测FR\，I射电星系建模推断的值一致。有趣的是，建模也意味着非常高的峰值（$\sim 10^{16}$ \，Hz）的同步加速器频率在两个分析的来源，相反…
2015-04-08 astro-ph.HE
Suzaku Observation of the Fermi Cygnus Cocoon: Search for a Signature of Young Cosmic-Ray Electrons
银河系宇宙射线的起源仍然没有得到证实，但在恒星形成区发现了有希望的候选源。我们报告了一系列的X射线观测，与朱雀，对附近的恒星形成区的天鹅座X。他们的目标是比较费米LAT揭示的硬宇宙射线的$γ$射线茧上和外的漫射X射线发射。在排除点源和小尺度结构并扣除非X射线和宇宙X射线背景后，发现2- 10 ~keV的X射线强度分布随银河系纬度的增加而单调下降。这表明朱雀号探测到的大部分延伸辐射都来自银河脊。在两次观测中，我们导出了γ射线茧在2- 10 keV范围内X射线发射的$3.4 \times 10^{-8}~{\rm erg~s^{-1}~cm^{-2}~sr^{-1}}$和$1.3 \times 10^{-8}~{\rm erg~s^{-1}~cm^{-2}~sr^{-1}}$的上限。这些限制排除了能量在50 TeV以上的宇宙射线电子的存在，其通量水平能够解释伽马射线谱。它们与在伽马射线中观察到的TeV附近的发射截止相一致。本文还讨论了银河脊和局部弥散X射线的性质。
2015-02-04 astro-ph.HE
Unraveling the Nature of Unidentified High Galactic Latitude Fermi/LAT Gamma-ray Sources with Suzaku
我们报告的结果深X射线跟踪观测的四个不明费米/LAT伽马射线源在银河系高纬度使用朱雀。在费米/LAT操作的前3个月，所研究的对象被检测到具有很高的意义，随后更好地定位在费米/LAT 1年目录（1FGL）。随后讨论了可能与恒星和活动星系的联系，我们的观测为这一辩论做出了重要贡献。特别是，在1FGL J1231.1-1410的95%置信误差圆内发现了X射线点源。X射线光谱与黑体的幂律拟合良好。这支持了最近声称的毫秒脉冲星（MSP）PSR J1231-1411的来源。关于1FGL J1311.7-3429，在LAT误差圆内发现了两个X射线源。即使X射线光谱和变异性的属性进行了访问，其性质和与伽马射线源的关系仍然不确定。我们在1FGL J1333.2+5056区域发现了几个弱X射线源，其中一个与CLASS J1333+5057相一致。我们认为可用的数据与这两个对象之间的关联是一致的。最后，我们在1FGL J2017.3+0603附近探测到了一个X射线源。该天体最近被认为与新发现的MSP PSR J2017+0603相关联，因为空间重合和伽马射线脉冲探测。我们只探测到了J2017+0603类的X射线对应物，而我们确定了脉冲星位置的X射线通量上限。总而言之，我们的研究表明，虽然有相当一部分未识别的高银河纬度伽马射线源与脉冲星和耀变体现象有关，但与其他类别的天体物理对象的关联仍然是有效的选择。
2011-01-12 astro-ph.HE
Multiband Diagnostics of Unidentified 1FGL Sources with Suzaku and Swift X-ray Observations
我们已经分析了所有档案X射线数据的134个身份不明（unID）的伽马射线源中列出的第一个费米/LAT（1FGL）目录，随后由斯威夫特/XRT跟进。我们为每个探测到的X射线源构建了从射电到伽马射线的光谱能量分布（SED），并试图挑选出显示异常光谱特征的独特物体。在这些分析中，我们针对所有的1FGL unID源，使用更新的数据从第二费米/LAT（2FGL）目录上的LAT位置和光谱。我们发现了几个潜在的有趣对象，特别是三个源，1FGL J0022.2-1850，1FGL J0038.0+1236和1FGL J0157.0-5259，然后作为2012年AO 7计划的一部分，朱雀号对它们进行了更深入的观察。我们成功地检测到一个X射线对应的每个源的X射线光谱很好地拟合一个单一的幂律函数。在2FGL误差圆中，与明亮的射电对应物（目前被确定为活动星系核）的位置重合表明，这些肯定是来自同一活动星系核的X射线发射，但它们的SED表现出各种各样的行为。特别是，1FGL J0038.0+1236的SED很难用Blazar的传统辐射模型来解释。源1FGL J0022.2-1850可能处于低频峰值BL Lac和高频峰值BL Lac天体之间的过渡态，1FGL J0157.0-5259可能是一种罕见的极端耀变体。我们讨论了朱雀观测到的这三个源的可能性质，以及Swift/XRT观测到的所有134个源的X射线鉴定结果…
2013-07-22 astro-ph.HE
Suzaku and NuSTAR X-Ray Spectroscopy of gamma Cas and HD110432
伽玛射线和它的十几个类似物组成了一个小的，但独特的X射线源的类别。它们是早期的Be型恒星，具有异常坚硬的热X射线发射。X射线的产生机制一直处于激烈的争论之中。两个相互竞争的观点是（i）Be星及其盘的磁活动和（ii）未被确认的白矮星（WD）的质量吸积。我们采用后者作为一个工作假设，并应用物理模型来描述的X射线光谱的经典WD双星包含一个晚型的同伴。非磁性和磁性吸积WD的模型被应用到伽马Cas和其最明亮的模拟HD110432使用朱雀和NuSTAR数据。用两种模型对光谱进行了拟合，其中包括Fe I荧光和康普顿反射的几何一致性。所导出的物理参数，如WD质量和质量吸积率，是在一个合理的范围内相比，他们的经典WD二元对应。在X射线光谱（部分覆盖，铁L线，和铁I荧光）的其他证据不足以将这两个来源归类为一个子类的吸积WD双星。我们讨论了进一步的观察，特别是长期的时间行为，这是重要的阐明这些来源的性质，如果他们确实主机吸积WD。
2018-09-05 astro-ph.HE
The Gamma-Ray Detected Narrow-Line Seyfert 1 Galaxy 1H 0323+342: Swift Monitoring and Suzaku Spectroscopy
1H 0323+342是Fermi/LAT用GeV $γ$射线探测到的射电强窄线塞弗特1星系（NLS 1），是一个具有NLS 1和耀变体特征的活动活动星系核（AGN）。在这里，我们提出的结果，同时X射线和紫外/光学监测观测1H 0323+342采取的紫外/光学望远镜（UVOT）和X射线望远镜（XRT）的斯威夫特卫星从2006年起超过六年。总体而言，该物体在几年的时间尺度上以及在几天的时间尺度上显示出紫外线和X射线波段的统计相关变化。朱雀星的深层观测揭示了X射线在短至数万秒的时间尺度上的变化，以及塞弗特星系典型的X射线光谱。利用2009年7月26-27日的紫外和X射线观测数据，可以用一个简单的单区轻子喷流模型加上吸积盘/日冕发射来模拟宽波段的光谱能量分布。后者主要负责紫外/光学和X射线（0.3-10千电子伏）的发射和观察到的变化。相关的UV-X-射线变化的时间尺度上的天是一致的X射线辐射的吸积盘的再加工。最短的时间尺度和大的归一化的过量方差的X射线变异与朱雀检测表明一个相对较小的黑洞质量的顺序为$10^7M_{\odot}$，与估计的基础上广泛的H $β$线在光学一致。
2015-05-06 astro-ph.HE
Suzaku Observations of the Dwarf Nova V893 Scorpii: the Discovery of a Partial X-ray Eclipse
V893 Sco是一颗食矮新星，在被提出作为RXTE全天回转巡天（XSS）源之前，它几乎没有引起X射线天文学家的注意。在这里，我们报告的指向X射线观测这个对象使用朱雀。正如我们在南非天文台获得的协调光学测光所示，V893 Sco当时处于静止状态。我们的朱雀数据显示V893 Sco是X射线明亮的，具有高吸收光谱。最重要的是，我们发现了V893 Sco的部分X射线食。这是第一次在矮新星的X射线光变曲线中看到日偏食。我们的初步模拟表明，如果V893 Sco中的白矮星发生部分日食，则部分X射线日食在原则上可以重现。对这一天体进行高质量的观测，有可能对X射线发射区的纬度范围施加重大限制，从而区分赤道边界层和球形日冕。因此，部分X射线日食使V893 Sco成为理解静止矮新星吸积物理学的关键对象。
2009-10-18 astro-ph.HE
Giant lobes of Centaurus A as seen in radio and gamma-ray images obtained with the Fermi-LAT and Planck satellites
本文结合普朗克卫星的高频射电资料，分析了半人马座A巨瓣的费米LAT γ射线资料。在七年的观测中积累的大γ射线光子统计数据，以及最近更新的费米合作软件工具，使探测到的γ射线辐射向更高能量（高达30 GeV）和更低能量（低至60 MeV）的方向大幅扩展。此外，新的γ射线数据使我们能够探索叶的γ射线发射的空间特征。对于北叶，我们证实，具有更高的统计意义，我们的早期发现的γ射线辐射的延伸超出了无线电图像。此外，新的分析揭示了两个叶的γ射线谱的显着空间变化。另一方面，微波频率下的普朗克观测包含有关截止区同步加速器发射光谱的重要信息，因此可以根据γ射线和射电数据，独立于模型推导出磁场强度和相对论电子分布。在一个纯轻子模型中解释波瓣的多波长谱能量分布（SED）需要南波瓣边缘的磁场的强增强。或者，一个更复杂的γ射线发射轻子-强子模型，假设在最高能量下π^0衰变分量的贡献不可忽略，可以用巨瓣上磁场的均匀分布来解释γ射线数据。
2016-09-06 astro-ph.HE
X-ray Development of the Classical Nova V2672 Ophiuchi with Suzaku
我们报告了朱雀探测到一个快速的耀斑一样的X射线通量放大早期的经典新星V2672蛇夫座的发展。在爆发后12天和22天进行了两次机会靶~25 ks X射线观测。在第12天的后半段发现了通量放大。时间切片光谱的特点是不断增长的超软过剩与边缘状结构和相对稳定的光学薄的热分量与Ka发射线从高度电离的Si。观测到的光谱演化与具有星周吸收时间发展的模型一致，我们在第12天的0.2 d时间尺度上获得了~10 - 40%的下降率。在第12天，这种吸收的快速下降和短期通量变化表明，在视线中存在不均匀的喷射物，具有密集的斑点/孔。然后在第22天，超软和薄热等离子体成分的通量变得明显减弱。基于偶然的结果，我们讨论了短期和长期X射线行为的背景下，这个源的性质。
2013-11-23 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
Deep Observation of the Giant Radio Lobes of Centaurus A with the Fermi Large Area Telescope
Fermi-LAT合作组在10个月的全天巡天观测基础上，最近报道了从射电星系半人马座A的巨瓣中探测到约3 GeV的高能γ射线辐射。这里使用的数据集大于三倍，以研究具有较高统计的叶的形态和光子谱。更大的数据集导致探测到来自瓣的HE γ射线发射（高达约6 GeV），北瓣和南瓣的显著性分别超过10和20 σ。基于详细的空间分析和与相关的射电瓣的比较，我们报告了在Cen A北瓣的情况下，HE γ射线发射超出WMAP射电图像的实质性延伸的证据。我们重建的频谱能量分布（SED）的瓣使用无线电（WMAP）和费米-LAT数据从同一个集成区域。的影响进行了讨论的背景下，强子和轻子的情况下。
2013-01-04 astro-ph.HE
Iron-line and continuum variations in the XMM-Newton and Suzaku spectra of the neutron-star low-mass X-ray binary 4U 1636-53
我们使用了6个同步的XMM-牛顿和罗西X射线定时探测器加上5个朱雀观测，研究了中子星低质量X射线双星4U 1636-53的连续谱和铁发射线。我们建模的光谱与两个热组件（代表吸积盘和边界层），Comptonised组件（代表一个热电晕），以及高斯或相对论线组件，以模拟铁发射线在约6.5千电子伏。对于相对论性线分量，我们使用了盘线，laor或kyrline模型，后者适用于三个不同的自旋参数值。连续体的拟合结果与标准截断圆盘的情况一致。我们还发现，磁通量和等效宽度的铁线先增加，然后减少的康普顿分量的磁通量的增加。这可以通过吸积盘电离状态的变化来解释，其中该线是由反射产生的，或者如果该分量产生的高度随着质量吸积率而变化，则可以通过来自康普顿分量的发射的光弯曲来解释。
2014-02-11 astro-ph.HE
The return to the hard state of GX 339-4 as seen by Suzaku
微类星体GX 339-4在其2010-2011年爆发结束时转变回硬态期间被朱雀观测了五次，间隔几天。2-10 keV的源通量在监测开始和结束之间减小约10倍。同时进行的无线电和OIR观测强调了在战役开始前无线电发射的重新点燃，最大无线电发射在两个第一个朱雀点之间达到，而IR在几周后达到峰值。荧光铁线总是被显著检测到。与高斯或Laor轮廓的拟合给出统计上等效的结果。在Laor轮廓的情况下，五个数据集的拟合同时与~20度的盘倾斜角一致。在前两次观测中，盘内半径<10-30 R_g，而在后三次观测中，盘内半径几乎不受约束。在这两个最初的观测中也存在软X射线过剩。与一个圆盘组件的拟合给出的圆盘内径与用铁线拟合得到的内径一致。使用一个物理上更现实的模型，包括一个模糊的反射组件和康普顿化连续，给一些提示的磁盘内半径的增加，但意义总是很弱。有趣的是，增加热吸收显著改善了OBS 1的拟合，而在其他观测中则不需要。射电喷流重燃发生在OBS 1和OBS 2之间，这些吸收特征可能指示盘风和喷流的自然演化。与长期的2008年朱雀观测GX 339-4在一个持久的微弱的硬状态，窄的铁线清楚地表明磁盘衰退，进行了讨论。
2014-02-06 astro-ph.HE
Suzaku observations of the diffuse x-ray emission across the fermi bubbles' edges
我们提出了朱雀X射线观测沿两个边缘区域的费米泡，8 ~20 ksec的点，在北部的北极支线（ESPUR）的北部周围的北泡和6个跨越最南端的边缘的南泡。去除致密X射线特征后，弥散X射线发射被清楚地检测到，并由三分量光谱模型很好地再现，该三分量光谱模型由来自局部气泡（LB）的未吸收热发射（温度kT ~0.1 keV）、与日冕和/或星系晕（GH）相关的吸收kT ~0.3 keV热发射以及与宇宙X射线背景一致的水平的幂律分量组成。0.3 keV等离子体的发射测量值（EM）朝东北气泡的内部区域下降约50%，而没有伴随的温度变化。然而，在南方泡沫的数据中并没有清楚地看到EM的这种跳跃。虽然目前还不清楚这颗超新星是否来自附近的超新星遗迹，或者与银河系中心内部/周围以前的活动有关，但我们的朱雀观测提供了暗示后一种情况的证据。在后一种框架中，大量吸收X射线的中性物质的存在以及kT ~ 0.3 keV气体的存在可以自然地解释为由周围介质中的气泡膨胀驱动的弱激波，速度v_exp ~300 km/s（对应于激波马赫数M ~1.5），压缩GH气体以形成激波特征。我们还推导出了与气泡相关的任何非热X射线发射分量的上限，并证明了与上述发现一致的是，从其宽带谱的单区轻子模型估计的非热压力和能量与周围热等离子体的非热压力和能量大致平衡。
2014-02-04 astro-ph.HE
Spatial Power Spectral Analysis of the Suzaku X-ray Background
X射线发射空间涨落的功率谱可以对发射源施加约束，而与能谱无关。利用改进的$Δ$方差法计算了朱雀X射线天文台观测的空白X射线天空的空间功率谱密度。以总的测量计数率为诊断工具，我们发现由两个分量之和组成的模型，一个是未分辨的微弱点源，一个是均匀平场发射，可以很好地代表观测到的PSD在三个不同的能带（0.2-0.5 keV、0.5-2 keV和2-10 keV）;对于后一个分量，仅获得2-10 keV的上限。估计了对应于最佳拟合PSD模型函数和弥散发射分数的X射线计数率，我们证实了两个模型分量的计数率之和与探测器对所有能带的实际观察结果一致。然而，在0.5-2千电子伏的平场计数率的总的比率，是显着大于从模型拟合的能谱估计的漫发射分数。我们讨论了这种差异可以通过PSD和能谱分析中的系统效应来调和。目前的研究表明，空间功率谱是强大的约束X射线发射的起源。
2022-03-01 astro-ph.HE
A NuSTAR study of the 55 ks hard X-ray pulse-phase modulation in the magnetar 4U 0142+61
分析了2014年3月获得的磁星4U 0142 +61的档案NuSTAR数据，总时间跨度为258 ks。这是为了再次确认该源的硬X射线脉冲相位中的55 ks调制，该调制是在2009年通过朱雀观测发现的（Makishima等人，2014年）。事实上，NuSTAR在8.68917 s检测到的10-70 keV X射线脉冲在相同的55 ks周期或该值的一半也被相位调制（置信度为98%或更高）。此外，对2013年获得的另一个朱雀数据集4U 0142 +61的简要分析再次证实了15-40 keV脉冲中相同的55 ks相位调制。因此，使用Suzaku（2009年和2013年）和NuSTAR（2014年）在一致的时间段检测到硬X射线脉冲相位调制。然而，调制幅度变化显著; Suzaku（2009）的A=0.17 s，Suzaku（2013）的A=1.2 s，NuSTAR的A=0.17 s。此外，与NuSTAR检测到的相位调制特性之间的前1/3和后2/3的观察有很大的不同。在低于10 keV的能量，脉冲相位调制没有检测到与朱雀或NuSTAR。这些结果加强了Makishima等人（2014）的观点; 4U 0142 +61中的中子星保持自由进动，可能是由于1 e 16 G的超强环形磁场造成的轻微轴向变形。进动的摆动角度应该保持不变，但脉冲相位调制幅度在几个月到几年的时间尺度上变化，大概是因为恒星轴周围硬…
2018-10-26 astro-ph.HE
Study of PeV neutrinos around dwarf galaxies near giant lobes of Centaurus A
最近发现的PeV中微子的起源是一个未解决的问题。在这项工作中，我们考虑了强子方案产生PeV中微子的巨瓣半人马座A周围的区域。虽然超高能宇宙射线（UHECR）被加速并被巨瓣限制，但它们可以逃逸，然后注入巨瓣附近的星系提供限制它们的条件的群间介质。UHECR与低能光子和质子相互作用，产生高能光子和中微子。我们发现，IC35事件既不能产生于半人马座A的巨大裂片内部，也不能产生于靠近裂片的星系。
2019-06-13 astro-ph.HE
Confirmation of the nature of the absorber in IRAS 09104+4109
我们首次对超亮红外星系IRAS 09104+4109进行了长时间的\emph{Suzaku}观测。从红外到X射线的SED表明，这个源是一个具有康普顿薄吸收体的被遮蔽的类星体。然而，用\emph{BeppoSAX} PDS对源进行的3 $σ$硬X射线探测表明，这是一个反射占主导地位的康普顿厚度视图。后来发现高能探测器可能被另一个2型活动星系核NGC 2785污染，它距离我们只有17弧分。我们新的\emph{Suzaku}观测提供了同时的软X射线和硬X射线覆盖，并排除了NGC 2785的污染。我们发现，硬X射线成分是没有检测到的\emph{Suzaku} HXD/PIN（有效能带14-45 keV）。反射和透射模型都已在最新的\emph{Suzaku}和\emph{Chandra}数据上进行了测试。0.5-10 keV的频谱可以很好地模拟这两种情况。此外，我们的分析表明，在这两个模型中所需的吸收柱是$N_{\rm H} \sim 5 \times 10^{23}$ cm $^{-2}$。除非IRAS 09104+4109是一个“改变外观”的类星体，否则我们确认它是一个康普顿薄活动星系核。虽然缺乏检测的X射线发射高于10千电子伏似乎有利于传输的情况下，我们发现，这两个模型提供了相当相似的通量预测在X射线波段低于$\sim$ 40千电子伏。我们还发现，\emph{Suzaku}谱中的强铁谱…
2013-01-14 astro-ph.HE
Non-thermal emission in lobes of radio galaxies: III. 3C 98, Pictor A, DA 240, Cygnus A, 3C 326, and 3C 236
最近的宽谱能量分布（SED）的广泛的本地射电星系叶的分析证实了他们的费米/LAT γ射线发射的轻子起源，显着约束强子贡献的水平。遥远（D > 125 Mpc）射电星系叶的SED目前仅限于射电和X射线波段，因此无法提供非热质子（NT）存在的信息，但足以描述NT电子的性质。通过对3C 98、Pictor A、DA 240、Cygnus A、3C 326和3C 236的波瓣射电和X射线辐射进行建模，我们完全确定了波瓣内NT电子的性质，并估计了电子在叠加的宇宙微波背景、河外背景光和源特定辐射场的康普顿散射产生的相关γ射线辐射水平。
2020-01-03 astro-ph.HE
Suzaku view of X-ray Spectral Variability of the Radio Galaxy Centaurus A : Partial Covering Absorber, Reflector, and Possible Jet Component
我们在2009年用朱雀号观测了附近的射电星系半人马座A（Cen A）三次，并测量了比以前更精确的宽带X射线光谱变化。2009年Cen A处于活跃期，通量比2005年增加1.5- 2.0倍，光谱变硬。2005年至2009年，铁钾线强度增加了20- 30%。XIS 3- 8 keV和PIN 15- 40 keV带之间计数率的相关性表现出偏离线性关系的复杂行为。2- 200 keV宽频带X射线连续谱可用吸收幂律模型加反射分量或部分覆盖康普顿厚吸收的幂律模型拟合。在每次观测中，高通量和低通量周期之间的差异谱由部分覆盖康普顿厚吸收的幂律再现。这种康普顿厚度的部分覆盖吸收体是在Cen A中首次观察到的。2009年差谱的幂律光子指数与2005年时均谱的幂律光子指数基本相同，但比2009年时均谱的幂律光子指数陡$\sim0.2$。这表明在2009年有一个光子指数为$<1.6$的硬幂律分量。这一硬成分可能是来自喷流的逆康普顿散射成分的下部，其伽马射线发射最近已被费米/LAT探测到。
2011-09-17 astro-ph.HE
Recombining Plasma in the Gamma-ray Emitting Mixed-Morphology Supernova Remnant 3C 391
费米伽马射线空间望远镜（Fermi-LAT）上的大面阵望远镜（Large Area Telescope）发现了一组与分子云（MC）相互作用的中年混合形态（MM）超新星遗迹（SNRs）。最近对朱雀X射线卫星的观测表明，其中一些相互作用的伽马射线发射SNR，如IC 443，W 49 B，W 44和G359.1-0.5，具有过电离等离子体。3C 391（G31.9+0.0）是另一个与MC相互作用的银河系MM SNR。它被Fermi-LAT在GeV γ射线中观测到，也被Suzaku在0.3 $-$ 10.0 keV X射线波段观测到。在这项工作中，3C 391被发现在GeV的γ射线与$\sim$ 18 $σ$的意义，我们表明，GeV的发射是点状的性质。GeV的伽马射线谱被证明是最好的解释中性π介子的衰变假设质子遵循打破幂律分布。利用朱雀实验数据揭示了3C 391中硅和硫的辐射复合结构。本文讨论了这类辐射等离子体和强子γ射线的可能起源。
2014-06-09 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
Fermi/LAT observations of Lobe-dominant Radio Galaxy 3C 207 and Possible Radiation Region of the Gamma-Rays
3C 207是一个具有单侧喷流的瓣状射电星系，其亮节在射电、光学和X射线波段上都有kpc-Mpc尺度的分辨。Fermi/LAT证实它是一个伽马射线发射体，但由于Fermi/LAT的空间分辨率较低，无法确定伽马射线发射区是核心还是节点。我们提出了一个分析的费米/LAT数据在过去的9年。与地核的射电辐射和光辐射不同，γ射线辐射是稳定的，没有检测到超过2 σ置信水平的通量变化。这可能意味着伽马射线发射来自其结。我们收集的无线电，光学和X射线数据的knot-A，最近的结从核心在1角秒，并编制其光谱能量分布（SED）。虽然单区同步加速器+SSC+IC/CMB模型在假设结点A处于静止状态下可以再现射电-光学-X射线波段的SED，但预测的γ射线通量低于LAT观测值，推导的磁场强度偏离均分条件3个数量级。假设Knot-A是相对论运动的，在均分条件下，它从射电到γ射线波段的SED可以用单区同步加速器+SSC+IC/CMB模型很好地描述。这些结果可能表明，伽马射线发射可能是从结A通过IC/CMB过程和结应该有相对论运动。从我们的模型参数得到的喷流功率也大致与无线电数据估计的动能功率一致。
2018-03-27 astro-ph.HE
Neutral absorber dips in the periodic burster LMXB XB 1323-619 from Suzaku
我们目前的观测结果与朱雀的倾斜，周期性爆发的低质量X射线二进制XB 1323-619。使用0.8 - 70 keV的能带，我们表明，源光谱是很好地描述为一个扩展的吸积盘日冕的排放，加上一个小的贡献，黑体发射的中子星。在渐进覆盖模型中，扩展ADC逐渐被外吸积盘中低电离态的吸收凸起所覆盖，而凹陷主要是由于凸起中的光电吸收引起的。在高能量（20 - 70千电子伏）的通量的能量无关的减少被证明是一致的汤姆逊散射的水平预期在凸起。在6.67千电子伏（铁XXV）的吸收功能中检测到的非浸渍光谱和其他可能的弱功能。在浸渍中，观察到中等和高度电离状态的吸收线，表明ADC中有吸收，但没有证据表明这些线比非浸渍中更强。我们发现，源的光度发生了很大的变化，因为Exosat观测1985年，增加光度1985年和2003年之间，然后在2003年至2007年下降到初始低值。X射线爆发又变成了周期性的，在最高光度状态下它不再是周期性的，我们发现X射线爆发既表现出rp燃烧过程的快速衰减，又表现出后来的缓慢衰减特征。我们目前的论点反对最近的建议，即在一般的浸渍LMXB连续通量的减少可以解释为在电离吸收剂，而不是在凸起的外盘吸收的网站被普遍接受的吸收。
2009-05-05 astro-ph.HE
Suzaku observation of the classical nova V2491 Cyg in quiescence
我们目前朱雀XIS观测V2491天鹅座（新星天鹅座2008年第2号）在平静，两年多后的爆发。这颗新星被探测到是一个非常明亮的光源，光谱范围很广，从软X射线到硬X射线。一个非常软的黑体一样的组件峰值在0.5千电子伏表明，要么我们观察到剩余的，本地化的氢燃烧的表面上的白矮星，或吸积到磁化极帽。在第二种情况下，V2491 Cyg是候选“软中间极性”。我们得到了最好的适合的X射线光谱与几个组件：两个热等离子体，黑体和复杂的吸收体。后者是典型的中间极性。X射线光变曲线显示调制周期为$\sim$ 38 min。这种调制的幅度与能量密切相关，在0.8- 2.0keV范围内达到最大值。我们讨论了X射线发射和脉动的起源，以及中间极地情景的可能性。
2015-06-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray observations of PKS 0745-191 at the virial radius: Are we there yet?
我们希望根据最近的朱雀观测结果重新评估星系团PKS 0745-191中大半径ICM的性质。我们分析了档案10.5 ksec ROSAT/PSPC观测提取PKS 0745-191的表面亮度轮廓，并推断出去投影密度轮廓。然后，我们比较ROSAT表面亮度轮廓与朱雀的结果。我们进行质量分析结合ROSAT密度分布和公布的温度分布从不同的仪器。我们发现，ROSAT表面亮度分布是统计不一致的（7.7西格玛）与朱雀的结果周围和超出朱雀估计的r200值。我们认为，由于其大视场和低背景，ROSAT/PSPC是目前最敏感的仪器，低表面亮度X射线发射在0.4-2.0 keV波段。我们还注意到，朱雀星的温度和质量分布与至少另外两颗卫星（XMM-牛顿和雨燕）的结果不一致。ROSAT和朱雀之间的表面亮度差异最有可能是由于在源的低银河纬度存在额外的前景成分，而朱雀背景建模中没有考虑到这一点。根据我们的质量分析，我们得出结论，任何估计的分数的维里半径达到X射线措施的影响，系统误差的顺序为25%。因此，ICM在维里半径处的性质仍不确定，应谨慎考虑朱雀的结果。
2011-03-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
Two Rapidly Variable Galactic X-ray Transients Observed with Chandra, XMM and Suzaku
我们在银河系中心附近的新的和存档的X射线数据中确定了两个中等亮度、快速变化的瞬变。这两个对象显示出强烈的，耀斑的时间尺度上的几十到几千秒的变化，N_H变化的证据，和硬光谱。XMMU J174445.5-295044在2-10 keV的通量为3*10^{-11}至<10^{-12}尔格/cm ^2/s，N_H等于或高于5* 10 ^22 cm^{-2}，由XMM、钱德拉和朱雀观测到。一个可能的2 MASS对应物，K_S=10.2，显示出晚型恒星的颜色。CXCRJ 174042.0 -280724可能是快速硬瞬态IGR J17407-2808的对应物。钱德拉观测发现F_X（2-10 keV）约为10^{-12}尔格/cm^{-2}/s，N_H变化很大（从2*10^22到>2*10^23 cm^{-2}）。对于K_S>13，没有2 MASS对应物可见。XMMU J174445.5-295044似乎是一颗新的共生星或共生X射线双星，而CXMMU J174042.0-280724则更为神秘，可能是一颗不寻常的低质量X射线双星。
2009-06-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
GeV-TeV Counterparts of SS 433/W50 from Fermi-LAT and HAWC Observations
微类星体SS 433的扩展喷流已经被HAWC用光学、射电、X射线和最近的甚高能（VHE）$γ$射线观测到。HAWC $γ$ -射线与能量高达25 TeV的检测激励搜索高能$γ$ -射线对应的费米-LAT数据在100 MeV-300 GeV的频带。本文报道了首次联合分析Fermi-LAT和HAWC观测结果，研究SS~433的$γ$射线辐射的光谱和位置。我们的分析发现，在SS 433的东叶和西叶内有GeV到TeV $γ$射线的共同发射点。超过1 GeV的总通量在两个叶中为$\sim 1\times10^{-10}\,\rm cm^{-2}\,s^{-1}$。东瓣的$γ$射线谱与由喷流加速的电子群的逆康普顿发射一致。为了解释GeV和TeV的通量，电子需要有一个软的本征能谱，或者在磁化环境中由于同步辐射而经历一个快速冷却过程。
2020-01-10 astro-ph.HE
The Study of X-Ray Flux Variability of M87
我们从朱雀、钱德拉和NuSTAR望远镜的存档X射线数据和长时间曝光数据中寻找M87核心和喷流的短期X射线变化。我们发现了2006年获得的朱雀数据和2017年获得的钱德拉核心的日内变化。日内的变化表明，M87超大质量黑洞有一个大约施瓦茨希尔德半径大小的微小发射区。朱雀无法分辨核心和HST-1;然而，在2006年，HST-1比核心亮得多，因此，变化可能是由于HST-1。由于2006年的光子指数为2.38，因此发射可能是来自HST-1局部激波区的同步辐射，表明TeV电子的粒子加速发生在远离核心（约100 pc）的地方。假设衰减时间等于同步加速器冷却时间，则磁场被约束为B ~1.94 $δ^{1/3}$ mG。此外，2017年核心的光子指数约为1.96;因此，可能的发射来自核心的辐射无效吸积流或喷流中的逆康普顿散射。日内时间变化倾向于后一种可能性。
2021-09-13 astro-ph.HE
X-ray Observation of a Magnetized Hot Gas Outflow in the Galactic Center Region
我们报告了用朱雀号卫星在北银河系中心（GC）区域观测到的$1^\circ$尺度的X射线羽流。烟羽位于（$l$，$b$）$\sim$（$0\mbox{$ .\！\！^ \circ $}2$，$0\mbox{$ .\！\！^ \circ $}6$），以前的研究报告的电波瓣以东。在射电瓣的内部或西面没有发现明显的X射线过量。羽流的光谱表现出强烈的发射线，从高度电离的镁，硅，和S，再现薄的热等离子体模型与$kT \sim 0.7$ keV和太阳金属丰度。没有非平衡电离的特征。在1.5-3.0 keV波段，未吸收表面亮度为$3\times10^{-14}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$ arcmin $^{-2}$。在软X射线波段的强星际吸收表明，羽流不是一个前景源，但在GC的距离，给出了一个物理大小为$\sim$ 100 pc，密度为0.1 cm $^{-3}$，热压力为$1\times10^{-10}$ erg cm $^{-3}$，质量为600 $M_\odot$和热能为$7\times10^{50}$ erg。从与偏振射电辐射的明显关联，我们提出X射线羽流是从GC流出的磁化热气体。
2019-03-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Energy Spectra of the Soft X-ray Diffuse Emission in Fourteen Fields Observed with Suzaku
本文介绍了用朱雀观测到的十二个场的软漫射X射线发射，以及以前分析中的另外两个场。所有的星系都有65度< l < 295度的星系角，以避免来自非常明亮的漫射源的贡献，该漫射源从银河系中心延伸至少30度。朱雀星9个观测场的表面亮度在统计上与ROSAT全天巡天（RASS）值一致，在R45波段的差异上限为17 x 10^{-6} c s^{-1} amin^{-2}。Ovii和Oviii的强度彼此之间有很好的相关性，Ovii的发射在约2个光子s^{-1} cm^{-2 str^{-1}（LU）处显示出强度下限。高纬度的Oviii辐射与地面上方过量的Ovii辐射有密切的相关性，（Oviii强度）= 0.5 x [（Ovii强度）-2 LU]，这表明不同视线上的平均温度在约0.2 keV附近有一个狭窄的分布。我们认为Ovii的偏移强度来自太阳层太阳风的电荷交换，可能来自本地的热泡，而多余的Ovii（2-7 LU）是来自银河系更遥远的部分的发射。这个星系辐射的总辐射热光度估计为4 x 10^{39} erg s^{-1}，其特征温度可能与银河系的维里温度有关。
2009-05-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Studying the Supernova Remnant G31.9+0.0 in Gamma and X-Rays
G31.9+0.0（3C 391）是一颗银河系混合形态超新星遗迹，由费米伽马射线太空望远镜的LAT（Fermi-LAT）在GeV伽马射线中观测到，以及由朱雀在0.3-10 keV X射线波段观测到。本文介绍了用朱雀和费米LAT对3C 391进行X射线和γ射线数据分析的结果。3C 391的X射线能谱符合单温变丰度非平衡电离模型，电子温度kTe ~ 0. 57 keV，吸收柱密度NH ~ 3. 1 x 10^{22} cm^{-2}，电离年龄τ> 10^{12} cm^{-3} s，表明等离子体已达到电离平衡。光谱显示清楚地检测到Mg、Si和S的发射线。3C 391在GeV伽马射线中被检测到，其显著性为~ 13 sigma。用对数抛物线函数拟合光谱，发现光谱指数和β参数为α= 2.35 +-0.07和β= 0.366 +-0.339。200 MeV以上的积分通量为F =（2.34 +- 0.37）x 10^{-8} ph cm^{-2} s^{-1}。这些结果与第二代Fermi-LAT星表中给出的Fermi-LAT结果一致。
2013-08-06 astro-ph.HE
Wind Roche lobe overflow in high mass X-ray binaries : a possible mass transfer mechanism for Ultraluminous X-ray sources
超亮X射线源（ULX）具有如此高的X射线亮度，以至于长期以来人们认为它们正在吸积中等质量的黑洞。然而，一些ULX已经显示出周期性的调制和相干脉动，暗示着一颗中子星在围绕恒星伴星的轨道上，并以超爱丁顿速率吸积。在这封信中，我们提出，ULX中的质量转移可以定性地与超巨星X射线双星（SgXB）中的质量转移相同，来自供体恒星的风高度朝向紧凑的物体。由于恒星并没有填满它的洛希瓣，这种被称为“风洛希瓣溢出”的质量传递机制即使在大质量比下也能保持稳定。基于来自光谱观测和建模的恒星风的现实加速度剖面，我们计算风的体积运动来评估被紧凑物体捕获的恒星质量流出的分数。我们确定的轨道和恒星条件的SgXB传输质量的速率匹配的期望ULX，并表明，从SgXB到ULX光度水平的过渡是渐进的。这些结果表明，一个高的恒星洛希瓣填充因子是不必要的漏斗大量的材料进入洛希瓣的吸积物。大的恒星质量损失率，例如M101 ULX-1中的沃尔夫-拉叶星或NGC 7793 P13中的晚期B 9超巨星，足以导致高束风和显着增强的质量转移率。
2018-10-30 astro-ph.HE
Corona, Jet, and Relativistic Line Models for Suzaku/RXTE/Chandra-HETG Observations of the Cygnus X-1 Hard State
利用朱雀和罗西X射线定时探测器，我们进行了一系列的四个同时观测银河系黑洞候选者天鹅座X-1在历史上是微弱的和光谱硬低状态。此外，所有这些观测都发生在我们的视线与X射线源的优越结合附近，X射线源穿过来自质量贡献次级的聚焦风的密集相。我们的观测之一也是与钱德拉高能透射光栅的观测同时进行的。后者的光谱对于揭示次级风聚焦引起的电离吸收是至关重要的。这种吸收是存在的，必须在所有四个光谱中考虑。这些同步的数据给出了天鹅座X-1的0.8-300 keV光谱的前所未有的视图，因此，对黑洞硬态的日冕和X射线发射喷流模型都有影响。三个模型拟合的光谱很好：热或混合热/非热电子种群的日冕，和射流。这三个模型都需要一个软分量，我们用一个内径只有几十个GM/c^2的低温圆盘光谱来拟合。所有这三个模型也同意，在10.keV的已知的光谱中断不仅是由于反射的存在，但每一个都给出了不同的基本解释，这种中断的增强。因此，尽管所有三个模型都要求有一个相对论性加宽的Fe线，但这种线的强度和内径取决于特定的模型，{因此对天鹅座X-1系统中的黑洞自旋进行了过早的基于线的估计。我们详细研究了相对论线，占窄Fe发射和电离吸收检测HETG。尽管该线的特定相对论参数是连续性相关的，但没有一条宽线拟合允许内盘半径大于40 GM/c^2。
2010-12-21 astro-ph.HE
Discovery of gamma-ray emission from a strongly lobe-dominated quasar 3C 275.1
本文系统分析了3CRR巡天完整的瓣状类星体（LDQ）样品中LDQ的6年{ \it Fermi}/LAT数据，报道了3C 275.1中高能$γ$射线辐射的发现。3C 207的$γ$射线发射得到证实，并确定了光变曲线的显著变化。我们没有发现其他LDQ的$γ$射线发射具有统计学显著性。3C 275.1是已知的具有最低核心优势参数的$γ$射线类星体（即，$R=0.11$）。我们还表明，无论是北部无线电热点和秒差距喷流模型可以合理地再现$γ$射线数据。然而，秒差距喷流模型，有利于潜在的$γ$ -射线的变化在几个月的时间尺度。我们认为，一些较暗的$γ$ -射线LDQ将在未来被检测到和LDQ可能有助于不可忽视的河外$γ$ -射线背景。
2015-06-10 astro-ph.HE
Suzaku observations of the type 2 QSO in the central galaxy of the Phoenix cluster
本文报道了\Suzaku /XIS和HXD以及\Chandra /ACIS-Ⅰ对凤凰星系团在$z=0.596$红移处X射线谱的计算结果。利用低温等离子体（$\sim3.0$ \，keV和$\sim0.76$ \，solar）和高温等离子体（$\sim11$ \，keV和$\sim0.33$ \，solar）的辐射，很好地再现了团内介质（ICM）的光谱，前者局限于团核，而后者则分布在团的整个区域.除了这些ICM的排放量，强烈吸收的幂律成分被发现，这是由于在集群中心的活动星系核（AGN）。活动星系核的吸收柱密度为$\sim3.2\times10^{23}$，cm $^{-2}$，亮光度为$\sim4.7\times10^{45}$，ergs，s $^{-1}$（2- 10 keV）。此外，首次发现了中性铁（\ion{Fe}{1}）K壳层线，其在静止坐标系下的等效宽度（EW）为$\sim150$ \，eV. \ion{Fe}{1}线的柱密度和EW对于这样高光度的活动星系核来说是非常大的，因此活动星系核被归类为2型类星体（QSO）。我们推测，ICM冷却气体的重要部分将消耗维持环面和激活2型类星体。凤凰星团在中央星系有一个巨大的恒星暴增，表明冷却流的抑制效果不太好。这可能是因为最近活动星系核反馈的开始是最近发生的，它还没有生效。或者，活动星系核的反馈主要是在辐射模式，而不是在动力学模式和环面…
2013-09-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
The power and production efficiency of blazar jets
我们使用已发表的数据的动力和生产效率的喷流在耀变体与双射电瓣，以比较使用不同的方法得到的结果。为了消除选择效应，我们使用交叉匹配的子样本只包含发光耀变体。我们比较了现有的三种主要方法，即那些基于发射的无线电波瓣，频谱拟合，和无线电核心移动。我们发现，对于相同的样品，用射电瓣方法得到的平均喷流功率比用光谱拟合得到的平均喷流功率低$\sim10$倍。反过来，功率从光谱拟合是兼容的，从核心移动模型的似然参数，后者。我们还考虑了基于γ射线光度的唯象估计。我们研究这些方法的不确定性，并讨论了两种替代假设。一种是假设耀变体拟合和核位移方法是正确的，射电瓣的低功率是由吸积的不稳定性引起的。长时间的静止导致耀变体在其一生中积累的射电瓣中的能量远低于根据目前的发光状态估计的能量。此外，使用射电瓣计算的功率可能被低估的本质上紧凑的喷流，其中无线电核心通量可以被过度减去。在我们的第二个假设中，射电瓣方法被认为是正确的，由于每个质子存在$\sim15$对，以及比通常假设的更大的磁化强度，blazar拟合和核心移位功率分别降低。
2016-11-14 astro-ph.HE
X-ray view of four high-luminosity Swift/BAT AGN: Unveiling obscuration and reflection with Suzaku
雨燕/BAT历时9个月的巡天观测到了153个活动星系核，所有活动星系核的超硬X射线BAT通量都超过了10^-11 erg cm^-2 s^-1，平均红移为0.03。其中，四个最明亮的BAT AGN（44.73 < Log L（BAT）< 45.31）被选为朱雀后续观测的目标：J2246.0+3941（3C 452），J0407.4+0339（3C 105），J0318.7+6828和J0918.5+0425。列密度，散射/反射发射，铁K线的属性，和一个可能的变化进行了充分的分析。对于后者，Chandra，XMM-Newton和Swift/XRT公共观测的光谱特性与目前的朱雀分析进行了比较。在我们的样本中，3C 452是唯一确定的康普顿厚度的活动星系核候选者，因为i）高吸收和强康普顿反射; ii）缺乏可变性; iii）“掩埋”性质，即低散射分数（<0.5%）和极低的相对[OIII]光度。相比之下，3C 105不是反射主导的，尽管具有可比较的柱密度、X射线光度和射电形态，但在通量和散射分数方面显示出强烈的长期变化，这与从远处区域散射的软发射（例如，窄发射线区域）。样品呈现出高（>100）的X与[OIII]光度比，证实了[OIII]光度在存在轻度吸收时会受到残余消光的影响，特别是对于像3C 452这样的“掩埋”活动星系核。我们的目标中有三个是强大的FRII射电星系，使它们成为BAT Se…
2013-05-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
Roche Lobe Underfilling of the Secondary Star in PSR J102347.6+003841?
PSR J102347.6+003841是一颗射电脉冲星，自转周期为1.69毫秒，轨道周期为4.75小时。独特的是，它经历了来自伴星的短暂吸积：它在从X射线双星到孤立毫秒射电脉冲星的演化轨迹中占据重要地位。在这里，我们提出了一个光谱研究，该系统显示晚型吸收功能相匹配的G2V星。我们发现半振幅为$286 \pm 3$ kms $^{-1}$，最佳拟合轨道周期为0.1980966（1）天。我们将这些测量与光学测光相结合，这表明第二颗星可能在15%到20%之间未填满其洛希瓣。我们在2 $σ$水平上弱约束中子星的质量为$\leq$ 2.2 M $_\odot$。我们还讨论了在我们的模板减去，平均光谱的H $α$发射线的可能来源。最后，我们提出并讨论了新的光学测光的J1023在最近爆发的系统。
2015-07-28 astro-ph.HE
Lobe-dominated gamma-ray Emission of Compact Symmetric Objects
本文分析了三个瓣主导致密对称天体约14年的Fermi/LAT数据，发现其低光度且无显著变化的伽马射线源于扩展微瓣的逆康普顿过程，且TXS 0128+554未来有望被切伦科夫望远镜阵列探测到。
2024-01-07 astro-ph.HE
Recombining Plasma & Gamma-ray Emission in the Mixed-morphology Supernova Remnant 3C 400.2
3C 400.2属于混合形态超新星遗迹类，显示出中心填充的X射线和壳状射电形态。我们提出了一个研究3C 400.2与档案朱雀和费米-LAT观测。我们发现东北和东南地区的朱雀光谱中的重组等离子体（RP）。这些区域的光谱很好地描述了两个组件的热等离子体模型：硬组件是在RP，而软组件是在碰撞电离平衡（CIE）条件。RP具有增强的丰度，表明X射线发射具有喷出物来源，而CIE具有与星际物质相关的太阳丰度。西北和西南地区的X射线光谱最适合由两个组件的热等离子体模型：电离和CIE等离子体。我们在$\sim$ 5 $σ$的能级上探测到了3C 400.2的GeV γ射线辐射，假设源模型为点源，具有幂律（PL）型谱。我们还发现了一个新的GeV源的水平$\sim$ 13 $σ$假设一个高斯扩展模型与PL型光谱的SNR附近。我们报告了3C 400.2和新的扩展γ射线源的分析结果，并在现有NANTEN CO数据、DRAO HI数据和朱雀X射线分析结果的背景下讨论了3C 400.2的γ射线发射性质。
2017-06-09 astro-ph.HE
Activity restart - a key to explaining the morphology of J1211+743
J1211+743是一个巨大的射电星系，有一个单侧喷流和两个不对称的叶瓣，其中一个是Fanaroff-Riley（FR）II型，有一个热点，另一个是没有热点的弥漫遗迹。喷流指向后一瓣，这在双瓣射电源范例中很难用标准方式解释。在这里，我建议假设J1211+743的核已经经历了一次活动的重新点燃，它的裂片，大概都是FR II型的，代表了一个早期的活动阶段，而喷流代表了当前的活动阶段。波瓣的不对称性是源的方向与两个活跃期之间发生的活动关闭相结合的结果。残留波瓣相对于观察者位于近侧，而来自远侧波瓣的辐射由于其到观察者的较长距离而明显较晚到达。远侧波瓣因此被感知为尚未衰减。另一方面，射流以标准方式表现，即其投影方向反映了源的近侧。因此，我们能够解释为什么遗迹叶的位置与喷流的方向相关。
2012-06-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
Discovery of recombining plasma inside the extended gamma-ray supernova remnant HB9
介绍了朱雀X射线成像光谱仪对混合形态超新星遗迹HB9（G160.9+2.6）的观测结果。我们在西朱雀观测区发现了复合等离子体，其光谱可以用一个含有碰撞电离平衡（CIE）和复合等离子体成分的模型很好地描述。另一方面，来自朱雀观测区东部的X射线光谱是最好的再现CIE和非平衡电离模型。我们讨论了可能的方案来解释的RP排放的观测性质的基础上的起源，并得出结论，稀疏的情况下是一个可能的解释RP的存在。此外，使用$\sim$ 10年的数据从费米大面积望远镜（LAT）的能量范围内的0.2 $-$ 300 GeV的伽马射线发射形态和光谱进行了研究。HB9的γ射线形态最好用射电连续辐射的空间模板来描述。光谱与对数抛物线函数拟合良好，发现其检测显著性为$\sim$ 25 $σ$。此外，还探测到一个新的伽马射线点源，位于SNR壳东南区域的外部，其显著性为$\sim$ 6 $σ$。我们还调查了档案HI和CO数据，并检测到一个膨胀的外壳结构的速度范围内的$-10.5$和$+1.8$公里秒$^{-1}$，这是符合区域的伽马射线增强的南部边缘的HB 9壳。
2019-09-02 astro-ph.HE
Discovery of a second eclipsing, bursting neutron-star low-mass X-ray binary in the globular cluster Terzan 6
本研究通过钱德拉和朱雀卫星的观测，在球状星团Terzan 6中发现第二颗有食、有爆发的中子星低质量X射线双星Terzan 6 X2，约束了其轨道周期、光度范围，找到可能的光学对应体并估算了供体星半径下限。
2024-05-20 astro-ph.HE
An X-Ray Face-on View of the Sgr B Molecular Clouds Observed with Suzaku
作为银河系中心漫射X射线（GCDX）的应用研究，我们提出了一种新的方法来推导Sgr B分子云（MC）沿视线的位置。GCDX是由约7 keV和1 keV的温度的热等离子体发射，和非热连续辐射，包括6.4 keV线从中性铁。前者是银河系中心等离子体发射（GCPE），在经度上均匀分布，而后者是汤姆逊散射和MCs在外部X射线照射下产生的荧光（X射线反射星云发射：XRNE）。我们检查了靠近Sgr B MC络合物的GCPE和XRNE的Suzaku X射线光谱，发现光谱具有两个不同的吸收峰，N_H（Abs 1）>10^23 H cm^-2和N_H（Abs 2）~6 x 10^22 H cm^-2。Abs 1正比于6.4 keV的线通量，因此是由于MC，而Abs 2是典型的星际吸收朝向银河系中心。假设GCPE等离子体在Sgr A* 周围呈球形扩展，具有均匀的密度和相同的两个温度分量的角分布，我们从Abs 1和没有Abs 1时GCPE谱的通量比定量估计了MCs的视线位置。结果表明，在GCPE中，Sgr B MCs位于Sgr A* 的近侧。
2009-04-29 astro-ph.GA 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
High-resolution X-ray Spectra Of The Symbiotic Star SS73 17
SS 73 17是一颗无害的Mira型共生星，直到Integral和Swift发现了它明亮的硬X射线发射，将它加入了“硬X射线发射共生星”的小类。朱雀在2006年的观测结果显示，它也发射了三条明亮的铁谱线，在0.3-2 keV的带通中几乎没有发射。我们在这里提出的后续观测与钱德拉HETG和朱雀，确认较早的检测到强发射线的Fe K α荧光，Fe XXV和Fe XXVI，但也显示出显着更软的X射线发射。高分辨率光谱还显示了其他高度电离离子的发射线，如Si XIV和可能的S XVI。此外，使用最新校准对2006年朱雀数据进行的重新分析表明，硬（15-50 keV）X射线发射比以前认为的要亮，并且在2006年和2008年的数据中保持不变。从Fe XXV线计算的G比表明，这些线是热的，而不是光电离，在原产地。除了硬X射线发射外，来自两个时期的光谱可以使用热辐射拟合，假设基于与完全和部分吸收体相结合的冷却流模型的差分发射测量。我们表明，可以接受的拟合，可以得到所有的数据在1-10千电子伏波段的变化，只有部分吸收。根据温度和吸积速率，热辐射似乎是由吸积白矮星和吸积盘之间的边界层产生的。
2009-12-14 astro-ph.HE
Diffuse x-ray emission from the northern arc of loop I observed with suzaku
费米泡发现后，人们讨论了射电到X射线观测到的巨大结构，认为它们是银河系中心（GC）过去活动的可能证据。我们在这里报告的分析朱雀数据指向周围的环I弧。弥散X射线辐射可以用三分量模型来描述：（1）来自局部热泡（LHB）和/或太阳风电荷交换（SWCX）的kT ~ 0.1 keV的未吸收热等离子体，（2）被认为是来自环I和星系晕（GH）的贡献的吸收热等离子体，（3）代表宇宙X射线背景的吸收幂律分量。吸收的热等离子体的温度沿回路I（“ON”区域）聚集在0.30 ± 0.02 keV的范围内，而在邻近气泡和回路I（“OFF”区域）的腔中，温度低约20%，为0.24 ± 0.03 keV。发射测量值（EM）沿银河系纬度变化，并与ROSAT在0.75 keV波段测量的计数率变化有很好的相关性。虽然中性气体的数量并不能决定性地限制到Loop I的距离，但观测到的EM值排除了该结构靠近太阳的假设;我们认为Loop I是一个遥远的，kpc的冲击加热GH气体结构。我们讨论了费米泡和Loop I弧的形貌明显不匹配的起源，提出了GC中的两步爆炸过程。
2018-06-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
