VLTI/AMBER observations of the Seyfert nucleus of NGC 3783
上下文围绕活动星系核（AGN）吸积盘的环面在活动星系核的统一方案中起着重要的作用。红外长基线干涉测量技术使我们能够在宽的红外波长范围内以前所未有的空间分辨率研究活动星系核的内部尘埃分布。目标。利用近红外和中红外干涉测量技术研究了NGC 3783的1.5型Seyfert核中毫角秒尺度的尘埃分布。方法.我们用VLTI/AMBER仪器在K波段对NGC 3783进行了观测，并将观测结果与模型进行了比较。结果从K波段的观测，我们得到一个环拟合环面半径为0.74 +/- 0.23 mas或0.16 +/- 0.05 pc。我们比较这个大小与其他活动星系核的红外干涉观测和紫外/光红外混响测量。为了解释我们的观测结果，我们同时模拟我们的近红外和中红外vibrium和SED的温度/密度梯度模型，包括一个额外的内部热1400 K环组件。
2012-04-27 astro-ph.GA
The Discovery of Secondary Lobes in the Seyfert Galaxy NGC 2639
本文报道了在塞弗特星系NGC 2639中用卡尔G. Jansky甚大阵列（VLA）这些波瓣的存在，这是对齐几乎垂直于已知的一组无线电波瓣观察到的东西方向，还没有在以前的文献报道。带内旋转测量图像显示两个叶中的梯度，指示kpc尺度上的有组织磁场结构。磁场结构与两个瓣中的射流/瓣方向对齐。根据主星系的光学形态，可能是一个没有破坏主星系结构的小合并造成了NGC 2639的观测特征。这也解释了近90 $^o$的喷流方向的变化;当前的喷流方向是由小合并形成的新的吸积盘的结果，其方向是流入合并气体的角动量的结果。
2019-08-25 astro-ph.GA
Outflow densities and ionisation mechanisms in the NLRs of the prototypical Seyfert galaxies NGC 1068 and NGC 4151
通过分析NGC 1068和NGC 4151的HST/STIS光谱，首次利用跨极光发射线比测得高电子密度，并揭示了外流电离机制的多样性，强调了稳健诊断的必要性。
2023-06-06 astro-ph.GA
Changing looks of the nucleus of Seyfert galaxy NGC 3516 during 2016-2020
Sternberg Astronomical Institute, M. V. Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学列别杰夫天文研究所）；Shamakhy Astrophysical Observatory, National Academy of Sciences（巴库国家科学院沙马基天体物理观测站）
研究2016-2020年间NGC 3516核球光谱特征变化，发现其宽谱线Hβ强度呈现周期性波动，揭示了该星系活动态的转变过程。
2026-01-26 astro-ph.GA
Magnetic field in the Lobes of the Seyfert Galaxy NGC3516: Suggestions of a Helical field
本研究通过多台射电望远镜和钱德拉X射线天文台的观测，在赛弗特星系NGC3516的叶瓣中发现螺旋磁场的迹象，揭示了磁约束的喷流+风外流结构及其与吸积盘翘曲、喷流进动的关联。
2025-06-13 astro-ph.GA
Evidences of merging in the Seyfert galaxy NGC 3393 revealed by modelling the spectra
在塞弗特星系NGC 3393中发现了两个活跃的黑洞，相距约490光年，揭示了一个合并事件。这使得我们通过分析不同频率范围内观测到的光谱来寻找星系碰撞和合并的其他证据。我们发现震前密度高约10倍的NGC 3393 NLR比其他活动星系核和补丁的电离物质超出了观察到的NLR散装。它们可以用碰撞产生的冲击波下游气体的压缩和加热来解释。金属丰度以O/H相对丰度计，约为0.78太阳能。Mg/H损耗约为3倍，与太阳相比，不能解释为镁捕获到尘埃颗粒，由于相当高的冲击速度。低的O/H和Mg/H丰度表明在碰撞过程中与外部物质混合。通过模拟Ts =8.6 × 10^4 K黑体通量所达到的高激波速度云的光谱，预测了太阳N/H的两倍。这表明沃尔夫-拉叶星可能是由中心区域的星系碰撞产生的。
2012-06-14 astro-ph.GA
X-ray and multiwavelength view of NGC 4278. A LINER-Seyfert connection?
根据紫外线与X射线的比值以及射电与紫外线的比值，一些人认为低电离发射线区（LINER）和低光度活动星系核（LLAGN）是它们更明亮的前辈塞弗特星系的缩小版本。其他人，基于缺乏X射线短（小时）的时间尺度的变化，在6.4 keV的铁线的非检测，和微弱的紫外线发射，建议截断的经典薄吸积盘的活动星系核的内部区域的辐射效率低下的吸积流（RIAF）的结构形式。我们通过研究未被吸收的活动星系核驱动的LINER星系NGC 4278来研究LINER-Seyfert连接。我们分析了NGC 4278在三年内的一次XMM-牛顿和七次钱德拉X射线观测。我们检测到一个流量增加的一个因素~3的一个~3个月的时间尺度和一个因素之间的最暗和最亮的观测分离~3年。仅在检测到最高通量水平的XMM-牛顿观测期间，我们发现在约1小时的时间尺度上通量增加了10%。吸收功率定律（N（H）~10^20 cm^-2，γ ~2.2）加上热分量（kT~0.6 keV）的组合能够拟合钱德拉光谱。XMM-牛顿谱，其中最高的X射线通量被检测到，很好地符合一个单一的吸收幂律。在6.4keV处没有检测到Fe K（α）发射线。我们构建了同步或准同步观测的基础上，并将其比较LINER，无线电大声，无线电安静类星体的SEDs。我们发现，在一个低的X射线通量的NGC 4278 SED类似于典型的LINER源的无线电X射线发射可以被认为是起源于喷流和/或…
2010-04-28 astro-ph.GA
The Mass of the Central Black Hole in the Nearby Seyfert Galaxy NGC5273
我们提出了一个混响映射程序的结果，针对NGC5273，附近的早期型星系与宽线的活动星系核。在监测计划的过程中，NGC5273表现出很强的可变性，使我们能够测量宽光学复合线对连续通量变化的响应的时间延迟。这些测量的加权平均值导致黑洞质量测定为$M_{\rm BH} = (4.7 \pm 1.6) \times 10^6$ M $_{\odot}$。对NGC5273中黑洞影响范围大小的估计使其刚好达到目前地面大口径望远镜所能达到的分辨率的极限。因此，NGC5273是未来通过恒星动力学模型确定黑洞质量的重要目标，特别是因为它是附近唯一拥有基于反射质量的活动星系核的早期型星系，可以对这两种技术确定的质量进行最佳比较。
2014-09-19 astro-ph.GA
An Off-Nucleus Nonstellar Black Hole in the Seyfert Galaxy NGC 5252
我们报告了在NGC 5252中发现的超亮X射线源（ULX; CXO J133815.6+043255）。这个ULX是一个离核的点源，距离NGC 5252中心22 $^{\prime\prime}$，X射线光度为1.5 $\times$ $10^{40}$ erg s $^{-1}$。它是ULX的罕见例子之一，在无线电，光学，紫外波段表现出清晰的对应物。ULX的后续光谱显示出强发射线。[O III]发射线的红移与NGC 5252的系统速度一致，表明ULX与NGC 5252引力束缚。[O III]的通量似乎与X射线和射电光度相关，与普通活动星系核相同，表明[O III]发射与ULX内在相关。基于多波长数据，我们认为ULX不太可能是背景活动星系核。一个更可能的选择是一个吸积黑洞，其黑洞质量为$\geq 10^4M_\odot$，它可能是一个合并的矮星系的剥离残余。
2015-10-29 astro-ph.GA
A Mid-infrared Flare in the Seyfert Galaxy NGC 3786: A Changing-look Event Triggered by an Obscured Tidal Disruption Event?
我们报告了一个特殊的中红外耀斑在塞弗特1.8 NGC 3786。在来自广域红外巡天探测器的多历元数据中，NGC 3786的核中红外亮度似乎在2020年年中左右大幅变化，直到$0.5-0.8$等。然而，没有证据表明，在相应的光变曲线的光学波段从茨威基瞬态设施的显着变化。这意味着耀斑可能被核尘埃严重遮蔽。通过Gemini-North在耀斑后的光谱跟踪观测，我们发现新出现了${\rm Pa}α$和${\rm Pa}β$的宽发射线，而宽的${\rm H}β$发射在耀斑后的光谱中被边缘探测到。此外，它们的中心波长系统红移高达900公里秒$^{-1}$相对于窄的发射线。这表明耀斑与从1.8型到1型的变貌现象有关。基于这些发现，我们认为耀斑很可能起源于一个模糊的潮汐破坏事件，虽然极端变化的吸积率可能不能完全排除。
2022-08-17 astro-ph.GA
Outflows in the Seyfert 2 galaxy NGC5643 traced by the [SIII] emission
我们利用双子座多目标摄谱仪（GMOS）积分场单元（IFU）对Seyfert 2星系NGC 5643的内部285 $\times$ 400 pc $^2$区域的观测，绘制了[SIII] $\lambda9069$发射线通量分布和运动学，以及通过拟合Ca II $λλλ$ 8498，8542，8662三重态导出的恒星运动学，以45 pc的空间分辨率。恒星速度场显示出规则的自转，投影速度为100 km/s，运动学主轴沿位置角$PA=-36^\circ$。一个低恒星速度色散值（$\sim$ 70 km/s）的环，归因于年轻/中等年龄的恒星群体，被认为是围绕着半径为50 pc的核。我们发现，[SIII]通量分布显示出沿东西方向的细长结构，其运动学是占主导地位的流出在一个双锥内的电离气体流出率为0.3 M $_\odot$年$^{-1}$。此外，横跨[SIII] $\lambda9069$发射线的速度切片揭示了归因于星系平面内气体旋转的运动学分量。
2018-07-08 astro-ph.GA
A candidate sub-parsec binary black hole in the Seyfert galaxy NGC 7674
利用星系形成的分级模型预言了双超大质量黑洞的存在。到目前为止，只有一个单一的二进制SBH已被成像，在一个7.3秒差距的投影分离。在这里，我们报告的候选人双SBH的检测与预测的0.35 pc的气体丰富的相互作用的螺旋星系NGC 7674（Mrk 533）。这个奇特的塞弗特星系拥有一个$\sim$ 0.7 kpc的Z形射电喷流;这种源形成的主要模型假设存在一个未合并的双星SBH，它是在卫星星系的陷落过程中产生的。利用甚长基线干涉测量技术（VLBI），我们在2、5、8和15 GHz的射频上对Mrk 533的中心区域进行了成像。两个可能是反频谱的射电核心只在15 GHz被探测到;这两个核心的8-15 GHz频谱指数是$\ge-0.33$和$\ge-0.38$（$\pm 30\%$），与吸积SBH一致。我们从热点区域的多历元秒差距尺度数据中推导出喷流速度$\sim0.28c$和源年龄$\ge8.2\times10^3$ yrs。
2017-09-19 astro-ph.GA
Deep VLBI Observations Challenge Previous Evidence of a Binary Supermassive Black Hole Residing in the Seyfert Galaxy NGC 7674
先前的Ku波段（15 GHz）成像数据来自甚长基线阵列（VLBA），在塞弗特星系NGC 7674中的一个假定的kpc尺度射电核心位置显示了两个紧凑的sub-pc组件。然后，人们推测这两个未解决的和紧凑的组件是双无线电核心对应于两个超大质量黑洞（SMBH）吸积周围的气体和发射无线电明亮的相对论喷流。然而，利用原始的VLBA数据集用来声称检测到一个二进制SMBH，除了后来的多历元/多频率数据集从VLBA和欧洲VLBI网络，我们发现没有证据支持存在的二进制SMBH。我们把严格的上限，任何次pc尺度的无线电核心的通量密度至少比原来的VLBI无线电核心检测低一个数量级，直接挑战原来的二进制SMBH检测索赔。考虑到这一点，我们讨论了可能的原因，没有检测到任何VLBI无线电核心在我们的成像，一个二进制SMBH仍然居住在NGC 7674的可能性，以及未来的观测前景，进一步阐明这个活动星系核的真实性质。
2022-05-28 astro-ph.GA
Morphological evidence for a past minor merger in the Seyfert galaxy NGC 1068
在8.2米的斯巴鲁望远镜上使用Hyper Suprime-Cam和Suprime-Cam进行的深度光学成像揭示了原型塞弗特星系NGC 1068（M 77）周围的一些外部昏暗结构。我们在NGC 1068周围发现了三个超漫射天体（UDO）。由于这些UDO位于距离NGC 1068中心45 kpc的投影距离内，因此它们似乎与NGC 1068有关。在下文中，我们称它们为UDO-SW、UDO-NE和UDO-SE，其中UDO =超漫射对象，SW =西南，NE =西北，SE =东南;注意，UDO-SE已经在SDSS Stripe 82数据中找到。其中，UDO-NE和UDO-SW似乎都显示出围绕NGC 1068主体的环或流结构，为与NGC 1068的物理联系提供了证据。我们认为UDO-SE可能是一个潮汐矮星系。我们还发现了另一个类似UDO的物体，它比这三个UDO暗2等，小3到5倍。这个天体可能属于一类低表面亮度星系。由于该天体位于连接UDO-NE和UDO-SW的直线上，因此建议该天体与过去由UDO-NE和UDO-SW形成环的相互作用事件有关，从而暗示与NGC 1068的物理连接。另一个新发现的特征是NGC 1068最外侧盘的西边缘发出的不对称外部单臂结构，以及相对侧的波纹状结构。这些结构预计将出现在一个小合并的后期阶段，根据公布的数值模拟的小合并。所有这些证据都表明，NGC 1068在数十亿年前经历…
2017-08-21 astro-ph.GA
Numerical Study on Outflows in Seyfert Galaxies I: Narrow Line Region Outflows in NGC 4151
窄线区域（NLR）流出的起源仍然未知。在本文中，我们探讨的情况下，这些外流是环核云驱动的高能吸积盘风。我们选择了研究得很好的附近的塞弗特星系NGC 4151作为一个例子。通过进行三维流体动力学模拟，我们能够再现的径向分布的速度，质量流出率和动力学光度的NLR流出在内部100 pc从空间分辨光谱观测推断。盘风所需的动力学光度比NLR外流高出两个数量级，但接近X射线光谱中检测到的超快外流（UFO），比塞弗特的热光度低几倍。我们的模拟意味着这种情况对NGC 4151是可行的。底层盘风的存在可以通过它们对高密度ISM的影响来证实，例如，冲击激发信号和NLR中的压力。
2017-06-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Cepheid Distance to the Seyfert 1 Galaxy NGC 4151
根据近红外造父变星周期-光度关系和哈勃空间望远镜多波段成像，我们得到了原型塞弗特1星系NGC 4151到它的距离为$15.8\pm0.4$ Mpc。这一距离测定是基于对35颗长周期（$P > 25$ d）造父变星的测量，将支持对该系统中超大质量黑洞质量的绝对校准，以及对其活动星系核的反馈或馈送动力学的研究。
2020-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Optical Monitoring of the Seyfert Galaxy NGC 4151 and Possible Periodicities in the Historical Light Curve
本文报道了2005年12月至2013年2月期间利用山东大学威海天文台1.0 m望远镜和上海天文台1.56 m望远镜对Seyfert星系NGC 4151进行的B、V和R波段CCD测光。结合文献中的所有可用数据，我们构建了1910年至2013年的历史光变曲线，使用三种不同的方法（Jurkevich方法，Lomb-Scargle周期图方法和离散关联函数方法）来研究源的周期性。我们找到了P_1=4 \pm 0.1，P_2=7.5 \pm 0.3和P_3=15.9 \pm 0.3年的可能周期。
2014-05-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Cepheid Distance to the Narrow-Line Seyfert 1 Galaxy NGC 4051
根据造父变星周期-光度关系和哈勃空间望远镜新的多波段成像，我们得到了原型窄线塞弗特1星系NGC 4051到它的距离为$D = 16.6 \pm 0.3$ ~Mpc（$μ=31.10\pm0.04$ ~mag）。我们确定了419造父变星候选者，并使用精确光度计变量的子样本（分别为光学和近红外子样本中的123和47）在光学和近红外波长处估计距离。我们比较我们的独立测光程序和距离估计方法所使用的SH 0 ES团队，并找到协议0.01~马格。距离，我们得到的建议爱丁顿比$\dot{m} \approx 0.2$的NGC 4051，典型的窄线塞弗特1星系，不像以前的距离估计暗示的古怪的值。我们得到NGC 4051的一个特殊速度为$-490\pm34$ ~km~s $^{-1}$，与它所在的大熊座星系团的整体运动相一致。我们还重新审视了NGC 4051核的能量学，包括它的外流和质量吸积率。
2021-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA detection of parsec-scale blobs at the head of kiloparsec-scale jet in the nearby Seyfert galaxy NGC 1068
我们目前的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列观测$\approx100$ GHz的$0.05$ arcsec（3 pc）分辨率的千秒差距尺度的喷流看到在附近的塞弗特星系NGC 1068，我们报告的存在下，在头部的喷流的秒差距尺度的斑点。探测到的射电通量（$\approx0.8$ mJy）、光谱指数（$\approx0.5$）和斑点大小（$\approx10$ pc）的组合表明$B\approx240\,μ$ G.如此强的磁场极有可能意味着宇宙射线流对磁场的放大。估计喷流的宇宙射线能量可能超过该星系恒星形成活动的极限。这一结果表明，即使是中等功率的喷流也可以增加银河系宇宙射线的含量，同时通过银河系凸起传播。
2022-08-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Mapping Seyfert and LINER Excitation Modes in the Inner kpc of NGC 3393
我们利用HST拍摄的H $α\,\lambda6563$、[O III] $\lambda5007$和[S II] $λ\lambda6717,6731$的发射线图像，在$r\lesssim4^{\prime\prime}$（$\sim1\,$ kpc）尺度上绘制了NGC 3393的扩展窄线区（ENLR），这是钱德拉对附近塞弗特星系扩展发射线区巡天（CHEERS）的一部分。通过将这些线映射到空间分辨的Baldwin-Phillips-Terlevich（BPT）图上，我们研究了康普顿厚活动星系核反馈对环核ISM的影响。我们发现在电离双锥（$\lesssim3^{\prime\prime}$ ; 770 pc）内预期的Seyfert样发射。我们还发现了一个新的，数字8形状的LINER茧包围的双锥和定义一个尖锐的（$\lesssim100\;$ pc）之间的过渡较高和较低的电离区。这些数据说明了ENLR相对于双锥和宿主气体几何形状的电离状态的形态依赖性。
2016-10-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the Anomalous Silicate Absorption Feature of the Prototypical Seyfert 2 Galaxy NGC 1068
在活动星系核中硅酸盐吸收特征的第一次探测是在30多年前在原型塞弗特2星系NGC 1068的9.7微米处进行的，这表明在核的视线中存在一个大的硅酸盐尘埃柱。现在已经认识到，2型活动星系核具有显著的硅酸盐吸收带，而1型活动星系核的硅酸盐吸收带则出现在发射带中。最近，Jaffe等人（2004年）利用甚大望远镜干涉仪上的中红外干涉仪首次对NGC 1068周围秒差距大小的尘埃环进行了空间分辨，发现最里面的热成分的10微米硅酸盐吸收特征显示出不同于星际介质和普通橄榄石型硅酸盐尘埃的异常轮廓。虽然他们归因于钙铝黄长石（Ca_2Al_2SiO_7，一种钙铝硅酸盐物种）的异常吸收轮廓，我们提出了一个物理尘埃模型，并认为，虽然钙铝黄长石的存在不排除，异常吸收功能主要来自碳化硅。
2012-10-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bayesian parameter study of the Seyfert-starburst composite galaxies NGC 1068 and NGC 7469
Ruhr-Universität Bochum（鲁尔大学）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）
通过贝叶斯方法研究NGC 1068和NGC 7469的非热特征，揭示AGN火球空间扩展与能量的关系，强调需考虑空间非均匀性以提升理解。
2026-02-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Distribution of the heavy elements throughout the extended narrow line region of the Seyfert galaxy NGC 7212
本文用考虑活动核和激波光电离的模型分析了Seyfert 2星系NGC 7212的扩展窄线区（ENLR）发射的线谱和连续谱的最新观测结果。结果表明，在圆锥体的边缘和外部有较高的激波速度（500- 800 \kms），模型推算的活动星系核流量在Lyman极限下低于$10^{-11}$光子cm $^{-2}$ s $^{-1}$ eV $^{-1}$，这是低光度活动星系核的典型特征，而在Seyfert 2星系中则不然。震前密度是ENLR的特征，范围在80- 150 cm $^{-3}$之间。氮和硫的贫化系数低于2，特别是在东部边缘。氧气在几个地方耗尽。Fe/H比值接近太阳值，而Ne/H相对丰度异常高，为太阳值的1.5- 2倍。通过模拟连续谱能量分布（SED），我们发现在激波前沿由费米机制产生的射电同步辐射，而X射线则是由相对高温的等离子体产生的韧致辐射。
2012-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Supernova 2018aoq and a distance to Seyfert galaxy NGC 4151
本文报道了SN 2018 aoq爆发后2 ~ 100天的光学光度观测结果和11 ~ 71天的7个光谱。SN 2018 aoq的光度曲线和光谱都是SNe II-P的典型光谱，而SN 2018 aoq的亮度介于SNe II-P和亚发光之间，它是在塞弗特星系NGC 4151中发现的，距离尚不确定。我们利用了扩展光球方法，使用了三组滤波器组合和从Fe II线的吸收最小值导出的速度，并获得了20.0 +-1.6 Mpc的距离。用标准烛光法计算SN 2018 aoq的距离为16.6 +-1.1 Mpc。这两个值与基于几何方法的NGC 4151距离测量值一致。
2019-04-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Changing looks of the nucleus of the Seyfert galaxy NGC 1566 compared with other changing-look AGNs
我们提出了一个长期的光学，紫外和X射线研究的变化附近的变化外观（CL）塞弗特NGC 1566，这是与斯威夫特天文台从2007年至2020年观察到的结果。我们总结了之前发表的光谱和光度结果，并提出了新的观察结果。我们在2018年报告了NGC 1566光谱类型的变化（参考文献1）。此外，我们重点关注了2018年7月之后的异常后极大行为，当时所有波段都出现了一些波动（参考文献2）。我们观察到四个显着的再增亮后极大期。我们已经发现了X射线和UV/光学可变性的差异。2018-2020年期间，L_uv/L_x射线比值下降。覆盖2018年11月31日至2019年9月23日期间的新的最大后光谱显示，与2018年8月2日相比发生了巨大变化，宽线和[Fe X] 6374的衰落直到2019年3月（REF 2）。实际上，这个天体有两个CL状态：变为1.2型，然后返回到低态，成为1.8型Sy。我们认为，这些变化主要是由于能量产生的波动。NGC 1566的光变特性与我们对其他CL AGN的结果进行了比较。
2021-11-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
A multi-epoch X-ray study of the nearby Seyfert 2 galaxy NGC 7479: Linking column density variability to the torus geometry
活动星系核（AGN）是由吸积的超大质量黑洞提供动力的，黑洞周围是一个模糊的物质环。最近的研究表明，以前被认为是均匀的环面结构看起来是“不规则的”：事实上，对视线氢柱密度变化的检测与具有复杂结构的模糊物的描述相匹配，这些结构由具有不同柱密度的云组成。在这项工作中，我们执行的X射线光谱的塞弗特2星系NGC 7479的多历元分析，以估计其环面属性，如平均柱密度和覆盖因子。测量的视线氢柱密度变化的环面，使我们能够获得一个上限的云距离中央引擎。此外，使用源的X射线光度，我们估计爱丁顿比在Edd=0.04-0.05的范围内的所有时期。
2022-06-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
The NuSTAR view of the true Type 2 Seyfert NGC3147
我们提出了第一个NuSTAR观测一个“真正的”2型塞弗特星系。NGC 3147的3-40 keV X射线谱的特征在于简单的幂律，具有标准Γ~1.7和铁发射线，不需要任何高达~40 keV的其他成分。这些光谱特性，加上短至数周的时间尺度上的显著变化（如2014年雨燕监测活动所示），强烈支持该来源的清晰视线。另一种方案是强烈反对康普顿厚的源，需要特殊的几何配置，而大部分的立体角的来源是由高度电离的气体，其再处理的发射将占主导地位的观测光度填充。此外，在这种情况下，源的隐含内在X射线光度将远远大于其他光度代理预测的值，如[OIII]λ5007发射线的修正光度。因此，我们非常确信NGC 3147是一个真正的2型塞弗特星系，其本质特征是没有BLR。
2017-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Density profile of ambient circumnuclear medium in Seyfert 1 galaxies
周围环核介质（ACM）密度剖面的形状可以探测星系和环核环境中中央超大质量黑洞的吸积历史。然而，由于仪器分辨率的限制，大多数星系的ACM密度分布仍然是未知的。本文提出了一种新的测量活动星系核（AGN）ACM密度分布的方法，即利用暖吸收体（WAs，一种AGN外流）上的辐射压力与ACM的拖曳压力之间的平衡来测量活动星系核的ACM密度分布。研究了5个Seyfert 1星系中WAs的流出速度与电离参数之间的相关性（NGC 3227，NGC 3783，NGC 4051，NGC 4593和NGC 5548），推断ACM的密度分布在n \propto r^-1.7和n \propto r^-2.15之间（n是数密度，r是距离）从0.01 pc到pc尺度。结果表明，Seyfert 1星系的ACM密度分布比球对称Bondi吸积模型和热吸积流的模拟结果更陡，但更符合标准薄盘模型的预测.
2022-02-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Discovery of a deep Seyfert-2 galaxy at z = 0.222 behind NGC 300
我们使用哈勃太空望远镜的数据，新的光谱双子座观测和可用的XMM-牛顿和钱德拉数据，报告揭开了身份不明的X射线源3XMM J005450.3-373849作为位于螺旋星系NGC 300后面的Seyfert-2星系的性质。我们表明，X射线源的位置是一致的扩展的光源，由一个边缘解决核/凸起，椭圆盘状特征和两个对称的外环包围。光谱是典型的塞弗特-2星系红移到z=0.222 +/- 0.001，这证实了该源与NGC 300没有物理关系。在这个红移下，源将位于909+/-4 Mpc（标准模型中的同向距离）。源的X射线谱符合吸收幂律模型。通过将$N_\mathrm{H}$与六个可用光谱联系起来，我们发现了一个可变指数$Γ$，从2000-2001年的2到2005-2014年的1.4-1.6。或者，通过连接$Γ$，我们发现2000-2001年的N_H ~ 0.34 x $10^{-22}$ cm $^{-2}$的可变吸收柱，以及2005-2014年期间的0.54-0.75 x $10^{-22}$ cm $^{-2}$。虽然我们不能区分光谱或吸收来源，从衍生的未吸收的X射线通量，我们能够确保长期的X射线变异的存在。此外，在X射线波段导出的0.8-2 × 10 ~（-1）$^{43}$ erg s $^{-1}$的未吸收X射线光度值与$z \approx 0.22$上弱遮蔽的Seyfert-2活动星系…
2016-04-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
Deconvolving X-ray Spectral Variability Components in the Seyfert 1.5 NGC 3227
我们提出了一个100 ksXMM牛顿观测的赛弗特1.5活动星系NGC 3227的变化分析。观测发现NGC 3227在一个时期，其硬幂律成分显示出非常小的长期变化。这个幸运的事件使我们能够清楚地观察到一个软谱分量经历了一个大振幅，但缓慢的流量变化。使用相结合的频谱和时序分析，我们隔离两个独立的变量连续组件，并表征其行为的时间尺度的函数。整个0.2-10 keV波段的快速和相干变化揭示了一个光谱硬（光子指数~ 1.7-1.8）的幂律，占主导地位的观测到的变化的时间尺度为30 ks和更短。另一个组件产生的相干波动在0.2-2千电子伏的范围内，是软得多（光子指数~ 3），它占主导地位的时间尺度上观察到的变化大于30千电子伏。这两种成分都是通过时间平均光谱中识别的相同吸收体来观察的。组合的光谱和时序分析打破了模型之间的软过剩的简并：它是一致的幂律或热康普顿组件，但不与黑体或电离反射组件。我们证明了NGC 3227的快速变化是连续发射组件所固有的，而不是可变吸收的影响。
2014-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
