Search for the time evolution of the synchrotron X-ray spectrum of the youngest Galactic supernova remnant G1.9+0.3 using Suzaku
G1.9+0.3是已知最年轻的银河系超新星遗迹（SNR），主要由X射线同步辐射。同步辐射X射线是研究年轻信噪比中电子加速的有效工具。年轻的SNRs的X射线谱为我们提供了SNRs演化早期粒子加速的信息。在这项工作中，我们调查的时间演变的滚降频率的同步辐射光谱从SNR G1.9+0.3使用朱雀。在这项分析中，我们使用了X射线成像光谱仪的~101 ks（2011）和~92 ks（2015）观测结果。我们发现，有没有显着差异的光谱参数和解释我们的结果。
2017-12-25 astro-ph.HE
Suzaku Observations of Heavily Obscured (Compton-thick) Active Galactic Nuclei selected by Swift/BAT Hard X-ray Survey
本文对朱雀号观测到的12个康普顿厚度（$\log N_{\mathrm{H}}/\mathrm{cm}^{-2} \geq 24$）活动星系核（CTAGN）进行了均匀宽带X射线（0.5-100.0 keV）谱分析。其中3个天体的朱雀数据是首次在此公布。我们将Suzaku和Swift光谱与使用解析反射代码的模型以及Ikeda等人2009年从AGN环面使用Monte Carlo模型的模型进行了拟合。主要结果如下。(1)CTAGN的估计固有光度强烈依赖于模型;在分析模型中将康普顿散射应用于透射分量可能会在很大程度上高估大柱密度下的固有光度。(2)通常观察到未吸收的反射分量，这表明环面是cluerous。(3)大多数CTAGN的散射率都很小（<0.5%），这意味着活动星系核的埋藏性质。(4)与康普顿薄活动星系核（Kawamuro et al. 2016）获得的结果进行比较表明，这些CTGN的性质可以被理解为具有较重遮蔽的康普顿薄活动星系核的平滑延伸;我们没有发现证据表明硬X射线选择的CTGN的大部分与较少遮蔽的物体不同。
2018-01-05 astro-ph.HE
X-Ray Emission from the Galactic Supernova Remnant G12.0-0.1
我们介绍了朱雀/XIS观测射电超新星遗迹（SNR）G12.0-0.1周围的结果。没有观察到在无线电壳层内或沿无线电壳层延伸的显著漫射发射。相反，两个紧凑的X射线源，朱雀J181205-1835和朱雀J181210-1842，被发现在或接近G12.0-0.1。朱雀J181205-1835位于G12.0-0.1射电壳的西北方。X射线剖面在朱雀望远镜的点扩散函数上略有扩展。X射线光谱没有线状结构，可以用幂律模型很好地表示，光子指数为2.2，吸收柱为N_{H} = 4.9 × 10 ^{22} cm^{-2}。分别用吸收柱和Sigma-D关系估算了朱雀J181205-1835和朱雀G12.0-0.1的距离，结果基本一致。这些结果表明，朱雀J181205-1835是与G12.0-0.1相关的脉冲星风星云的候选者。从它的位置来看，朱雀J181210-1842应该是与G12.0-0.1无关的天体。X射线剖面呈点状，光谱为薄的热发射，Fe K线位于6.4、6.7和6.97 keV，与激变变星相似。
2013-09-30 astro-ph.HE
Suzaku Observations of the Galactic Center Microquasar 1E 1740.7-2942
我们提出了两个朱雀观测银河系中心微类星体1 E 1740.7-2942，相隔约700天。在过渡到光谱硬态后，在这两种情况下都观察到了源。从1 E 1740.7-2942的显著发射被检测到300 keV的能量，在数据中没有明显的光谱中断或转换。我们尝试性地测量到~ 380 keV的截止能量的下限。在这两种情况下，发现光谱与康普顿化日冕一致，其中高能量发射与硬幂律（Γ~ 1.8）一致，在软X射线能量下，温度为~ 0.4 keV的吸积盘有显著贡献。吸积盘内径的测量值与在低硬态下吸积盘在大半径处被截断的图象不一致，而是倾向于接近ISCO（R_in ~ 10 - 20 R_g）的半径。
2010-05-07 astro-ph.HE
Suzaku Observations of Ejecta-Dominated Galactic Supernova Remnant G346.6-0.2
本文介绍用{ \it朱雀}对银河系超新星遗迹G346.6-0.2的X射线分析结果。首次清晰地探测到Mg、Si、S、Ca和Fe的K壳层发射线。Si和S的强发射线表明G346.6-0.2的X射线发射性质是以喷射为主的。喷射物主导的辐射与非平衡电离热等离子体和非热成分组成的组合模型拟合良好，可以将其视为光子指数为$Γ$ $\sim 0.6$的同步辐射。$N_{\rm H}\sim2.1\times10^{22}$ ${\rm cm^{-2}}$的吸收柱密度是从最佳拟合获得的，这意味着高密度介质，高电子温度的$kT_{\rm e}\sim1.2$ keV，和电离时间尺度的$n_{\rm e}t\sim2.9\times10^{11}$ ${\rm cm^{-3}s}$，表明该残余物可能远离完全电离平衡。喷出物的相对丰度表明，残骸来自Ia型超新星爆炸。
2011-03-15 astro-ph.HE
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
本文重新审视W 49 B的Suzaku光谱，考虑系统不确定性后发现先前报告的电荷交换发射实为光谱代码缺失的高壳层双电子复合卫星线，并改进了Fe族抛射物质量比，使其更符合核合成模型预期。
2024-12-19 astro-ph.HE
Ejecta detection in the middle-aged Galactic supernova remnant G296.1-0.5 observed with Suzaku
本文报道了利用朱雀星上的X射线成像光谱仪对银河系中龄超新星遗迹G296.1-0.5中的喷出物进行探测的结果。三个瓣，北，东南和西南和瓣间区域的光谱，包括软（0.3-2.0 keV）的非平衡电离等离子体的起源。在北部、东南部和叶间地区，热辐射可用单分量模型表示，在西南部地区可用双分量非平衡电离（VNEI）模型表示。研究区的光谱有N、O、Ne、Mg和Si元素谱线。在这项工作中首次显示了从这个残基的硅发射。得到的Ne，Mg和Si元素的丰度增强显示在所有区域的喷出物的贡献。假设该残骸为Sedov相，在d=3 kpc的距离下，我们得到了环境密度n 0 ~ 0.45cm-3，年龄t ~ 2.8 × 104 yr，激波速度Vs ~ 320 km/s，激波温度Ts ~ 1.2 × 106 K，上扫质量Msw ~ 340 M。
2011-09-19 astro-ph.HE
Discovery of 6.4 keV line and soft X-ray emissions from G323.7$-$1.0 with Suzaku
利用$-$ 1.0对银河系超新星遗迹（SNR）候选者G323.7的朱雀X射线数据进行分析，寻找X射线辐射。在6.4 keV线和软X射线中的空间扩展增强被发现在无线电外壳内部或上。软X射线增强将是沿射电壳层的壳状X射线发射中最热的部分。在$4.1 σ$的显著性水平下检测到6.4 keV谱线增强。等效宽度（EW）的下限为1.2 keV。6.4 keV谱线的能量质心是$6.40 \pm 0.04$ keV，表明铁的电离程度低于类氖态。如果6.4千电子伏的线起源于电离非平衡热等离子体，富铁的喷出物在低电离状态的存在是必需的，这是不利的相对老的年龄的SNR。6.4 keV的谱线增强可能是由于高能粒子在致密星际介质中对铁原子的K壳层电离所致。由于没有辐照的X射线源，6.4 keV谱线增强的起源不太可能是光电离。大EW只能用能量为$\sim 10$ MeV的宇宙射线质子引起的K壳层电离来解释，这可能是由G323.7 $-$ 1.0中的激波加速产生的。
2017-12-25 astro-ph.HE
Global Distribution of Fe K alpha Lines in the Galactic Center Region Observed with the Suzaku Satellite
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。
2011-07-15 astro-ph.HE
Suzaku View of the Swift/Bat Active Galactic Nuclei. IV. Nature of Two Narrow-Line Radio Galaxies (3C 403 and IC 5063)
本文报道了朱雀星对两个窄线射电星系3C 403和IC 5063的宽波段X射线观测结果。结合58个月的Swift/BAT谱平均值，我们能够精确地将它们的光谱特性限制在0.5- 200 keV波段。两个原子核的光谱都可以用吸收截止幂律、来自冷物质的吸收反射分量（具有铁K发射线）和未吸收的软分量（这给出了散射发射的严格上限）来很好地表示。在两个目标中，归一化到平均BAT通量的反射强度为R = Ω/2π~ 0.6，这意味着它们的环面具有足够大的立体角以产生再处理的发射。一个数值环面模型与~ 50度的开角以及再现所观察到的光谱。我们讨论的可能性，负责汤姆逊散射的正常气体的量是系统较小的射电星系相比，塞弗特星系。
2011-06-15 astro-ph.HE
XMM-Newton and Suzaku Spectroscopic Studies of Unidentified X-ray Sources towards the Galactic Bulge: 1RXS J180556.1$-$343818 and 1RXS J173905.2$-$392615
利用XMM-Newton和Suzaku的观测，我们首次获得了两个朝向银河系凸起的不明X射线源的宽带光谱：1 RXS J180556.1 $-$ 343818和1 RXS J173905.2 $-$ 392615。$0.3$ - $7$ keV带中的1 RXS J180556.1 $-$ 343818光谱通过源自具有$0.5$和$1.7$ keV温度的光学薄热等离子体的X射线发射来解释。估算的$N_{\rm H} \sim 4 \times 10^{20}$ cm $^{-2}$的吸收柱密度明显小于朝向源的银河HI柱密度。在$4''$中发现了它的光学对应物HD 321269的候选者。根据X射线的性质和位置的符合，1 RXS J180556.1 $-$ 343818是一颗活动的G巨星是完全可能的。我们还发现了一个昏暗的X射线源，其位置与1 RXS J173905.2 $-$ 392615一致。假设X射线光谱可以用$kT = 1.6$ keV的吸收光学薄热等离子体模型再现，则在ROSAT观测期间，$0.5$ - $8$ keV带中的X射线通量为$8.7 \times 10^{-14}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$，比1 RXS J173905.2 $-$ 392615的通量暗$\sim 7$。我们进行的后续观测表明，这两个源将属于银河系盘，而不是银河系凸起。
2015-12-27 astro-ph.HE
{\it Suzaku} observation of Galactic supernova remnant CTB 37A (G348.5+0.1)
我们在这里介绍的CTB 37 A的观测结果获得的X射线成像光谱仪上的{PDMATHAMM朱雀}卫星。CTB 37 A的X射线光谱由两个分量很好地拟合，一个是具有太阳丰度的单温电离平衡分量（VMEKAL），电子温度为$kT_{\rm e}\sim0.6$ keV，吸收柱密度为$N_{\rm H}\sim3\times10^{22}$ ${\rm cm^{-2}}$，另一个是具有光子指数为$Γ$ $\sim 1.6$的幂律分量。CTB 37A的X射线光谱的特征在于清楚地检测到Mg、Si、S和Ar的K壳层发射线。具有太阳丰度的等离子体支持X射线发射来自受冲击的星际物质的想法。环境气体密度和残留物的年龄估计分别为$\sim1f^{-1/2}$ ${\rm cm^{-3}}$和$\sim3\times10^{4}f^{1/2}$ yr。由壳状射电结构包围的中心填充的X射线发射和其他X射线性质表明，该遗迹可能是混合形态超新星遗迹类的新成员。
2011-07-06 astro-ph.HE
Suzaku Observations of Fe K-shell Lines in the Supernova Remnant W51C and Hard X-ray Sources in the Proximity
本文研究了超新星遗迹W51 C中的Fe K壳层线及其附近的硬X射线源。我们分别在6.40 keV和6.68 keV下测量了Fe I K $α$和Fe XXV He $α$谱线的强度，发现6.68 keV谱线的强度与先前研究预期的背景水平一致，而6.40 keV谱线的强度在2.0 $σ$的显著性水平上更高。考虑到γ射线发射和高电离率点的存在，我们得出结论，增强的6.40 keV线最有可能起源于低能宇宙射线和分子云之间的相互作用。此外，我们发现了一个增强的6.68 keV线发射从紧凑的H II区G49.0-0.3在3.4 $σ$的显着水平。光谱分析表明，6.68 keV谱线的热等离子体的温度和丰度分别为$kT = 3.0^{+0.8}_{-0.7}$ keV和$Z = 0.5 \pm 0.2$太阳能。这些值解释了由O型星的恒星风产生的热等离子体。
2022-03-07 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
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
Detection of the neutral iron line from the supernova remnant W49B with Suzaku
利用朱雀卫星在超新星遗迹W49B西北区域显著探测到6.4 keV中性铁线及8-9 keV过量发射，并探讨其与高能粒子同冷物质相互作用的可能起源。
2024-01-16 astro-ph.HE
Suzaku and Fermi view of the supernova remnant 3C 396
3C 396是一个复合超新星遗迹（SNR），由中央脉冲星风星云（PWN）和西边的明亮壳层组成，已知它与分子云（MC）相互作用。我们提出了一个研究的X射线发射的外壳和PWN的SNR 3C 396使用档案朱雀数据。SNR外壳的光谱明显是热的，没有非热成分的特征。壳层中Al和Ca的丰度略有增加，这表明存在富含金属的超新星喷出物。的PWN光谱很好地描述了一个幂律模型的光子指数为$\sim$ 1.97和热分量的电子温度为$\sim$ 0.93 keV。对大约11年的费米数据的分析显示，从与3C 396 / 4FGL J1903.8+0531位置重叠的位置探测到了18 σ的伽马射线发射。3C 396 /4 FGL J1903.8+0531的能谱在0.2 $-$ 300 GeV的能量范围内与参数为$α$ = 2.66和$β$ = 0.16的对数抛物线函数最佳拟合。3C 396 /4 FGL J1903.8+0531在6.2 kpc处的光度为$>$ 10 $^{35}$ erg s $^{-1}$，排除了逆康普顿发射模型。伽马射线发射的可能场景是强子发射和韧致辐射过程，由于SNR正在扩展到SNR西部和北部地区的密集MC。
2019-12-17 astro-ph.HE
Suzaku spectra of a Type II Supernova Remnant Kes 79
本文报道了朱雀星对超新星遗迹Kes 79（G33.6+0.1）的观测结果。X射线光谱最适合两个温度模型：非平衡电离（NEI）等离子体和碰撞电离平衡（CIE）等离子体。NEI等离子体在空间上被限制在kT~0.8 keV的内射电壳层内，而CIE等离子体被发现在与kT~0.2 keV和太阳丰度的外射电壳层相关的空间扩展区域中。因此，NEI等离子体是由SN喷出物引起的，CIE等离子体是前向冲击的星际介质。在NEI等离子体中，我们首次发现了Al、Ar和Ca的K壳层线。喷出物的丰度模式和估计质量与一个~30-40太阳质量的祖星的核心坍缩超新星爆炸是一致的。中心能量为~6.4 keV的Fe线也被发现在SNR的东南（SE）部分，密集的分子云周围的一个紧密的外围区域。一种可能性是，这条线与喷出物有关。然而，~6.4 keV的质心能量和SE周边附近增强的空间分布不利于这种情况。由于~6.4 keV的发射区与分子云相吻合，我们提出了另一种可能性，即Fe线是由于局部加速质子（LECRp）与周围分子云相互作用而使中性Fe的K壳层电离。这两种可能性，加热喷出物或LECRp的起源，讨论了观测事实的基础上。
2015-12-14 astro-ph.HE
Study of Swift/BAT Selected Low-luminosity Active Galactic Nuclei Observed with Suzaku
本文系统地分析了用{ \it Suzaku}和{ \it Swift}/BAT观测的硬X射线（$>10$ keV）选择的局部低光度活动星系核（LLAGN）的宽波段（0.5- 200 keV）X射线谱。该样品由10个LLAGN组成，使用{ \it Swift}/BAT检测，其固有14- 195 keV发光度小于{ \it Suzaku}存档中提供的$10^{42}$ erg s $^{-1}$，涵盖从$10^{-5}$到$10^{-2}$的广泛爱丁顿比。整体光谱可以用吸收截止幂律再现，通常伴随着来自遥远冷物质的反射分量，和/或来自宿主星系的光学薄热发射。在所有的天体中，不需要来自最内层圆盘的相对论反射分量。八个对象显示出显着的窄铁-K $α$发射线。比较它们的观测到的等效宽度与基于蒙特卡罗的环面模型的预测\cite{Ike09}，我们约束的柱密度在赤道面为$\log N^{\rm eq}_{\rm H} > 22.7$或环面半开角$θ_{\rm oa} < 70^\circ$。我们推断，爱丁顿比（$λ_{\rm Edd}$）是一个关键的参数，决定环面结构的LLAGNs：环面变得大，在$λ_{\rm Edd} \gtrsim 2\times10^{-4}$，而在较低的吸积率，它是很少开发。LLAGN的硬X射线和中红外（MIR）波段之间的亮度相关性与更明亮的AGN相同。这意味着，其他机制…
2016-04-27 astro-ph.HE
Suzaku study on the Ejecta of the Supernova Remnant G272.2$-$3.2
我们报告重新分析朱雀观测银河系超新星遗迹（SNR），G272.2 $-$ 3.2，其中以前的研究是有限的低于3千电子伏。通过仔细的数据处理和背景扣除，我们发现了Ar，Ca和Fe的K壳层线高于3 keV。G272.2 $-$ 3.2的X射线光谱由两个部分组成，低温碰撞电离平衡（CIE）等离子体（$kT_{\rm e} \sim 0.2$ keV）和高温非平衡电离（NEI）等离子体（$kT_{\rm e} = 0.6$ - $3$ keV）。CIE等离子体在整个区域都有太阳的丰度，因此它可能起源于星际介质。另一方面，NEI等离子体的丰度向内部区域增加，这表明喷出物的起源。Fe K壳层发射的线中心能量（$\sim 6.4$ keV）表明，喷出物最近被反向冲击加热，这是Ia型SNRs的一个共同特征。
2015-10-18 astro-ph.HE
Contemporaneous Chandra HETG and Suzaku X-ray Observations of NGC 4051
我们提出的结果，深300 KS钱德拉HETG观测的高度可变的窄线塞弗特1型星系NGC 4051。HETG光谱揭示了28条发射或吸收的显著软X射线电离线;主要源自O、Ne、Mg和Si的类H和类He K壳层跃迁（包括O VII和Ne IX的高阶线和强禁戒发射线）加上从Fe XVII到Fe XXII的高电离L壳层跃迁和较低电离内壳层线（例如O VI）。用XSTAR对数据进行建模需要四个不同的气体电离区，所有的气体都以< 1000 km/s的速度流出。最强的发射/吸收线的选择似乎与~600 km/s的FWHM解决。我们还提出了从准同步350 ks朱雀观测NGC 4051的XIS光谱显示强有力的证据蓝移吸收线在~6.8和~7.1 keV，与以前的研究结果一致的结果。用XSTAR模拟表明，这是一个高度电离的高速外流（log ψ ~ 4.1; v ~ -0.02c）的特征，它可能通过反馈对宿主星系环境产生重大影响。最后，我们还同时建模的宽带2008年XIS+HXD朱雀数据与档案朱雀数据从2005年开始，当源被观察到已进入一个长期的低通量，试图分析的长期光谱变化的原因。我们发现，我们可以解释这一点，通过允许大的变化，在规范化的内在的幂律分量，这可能被解释为是由于显着的变化，覆盖分数的康普顿厚的部分覆盖物掩盖了中央连续谱发射。
2011-02-10 astro-ph.HE
Exploring the potential X-ray counterpart of the puzzling TeV gamma-ray source HESS J1507-622 with new Suzaku observations
未确认的VHE（E>100 GeV）伽马射线源HESS J1507-622似乎不符合与年轻超新星遗迹、脉冲星风星云或一般年轻恒星星族相关的源的标准模型。这是由于它本质上延伸，但仍然紧凑的形态，加上相对大的偏移（~3.5度）从银河平面。因此，有人建议，这个对象可能是第一个代表的一个新的不同类别的扩展面外伽马射线源。到HESS J1507-622的距离是限制源的最重要属性的关键参数，例如相对论粒子群的年龄和能量。在这篇文章中，我们报告的结果，后续观察的潜在X射线对口与朱雀。我们提出了详细的测量其光谱参数，并找到一个高吸收氢柱密度，兼容的银河系气体在这个方向上的总量。在比较银河系三维气体分布的测量和模型，我们表明，潜在的X射线对应HESS J1507-622可能位于银河系的远端。如果伽马射线源确实与这个扩展的X射线源物理连接，这反过来又会将该物体置于银河VHE伽马射线发射器的通常分布之外。
2015-01-14 astro-ph.HE
Suzaku Observations of Moderately Obscured (Compton-thin) Active Galactic Nuclei Selected by Swift/BAT Hard X-ray Survey
本文报道了用朱雀望远镜和雨燕/爆发警戒望远镜（BAT）对中等暗度（$22 \leq \log N_{\rm H} < 24$）活动星系核（AGN）进行系统的宽频带（0.5- 150 keV）X射线谱分析的结果。我们的样本由$z<0.1$的45个本地活动星系核组成，其中$\log L_{\rm 14-195\1mmkeV} > 42$是在Swift/BAT 70个月的调查中检测到的，其朱雀档案数据截至2015年12月。所有的光谱均匀地拟合与基线模型组成的吸收截止幂律分量，反射发射伴随着一个狭窄的荧光铁-K $α$线从冷物质（环面），和散射发射。基于上述分析的主要结果如下。(1)光子指数与爱丁顿比相关，但与光度或黑洞质量无关。(2)铁-K $α$线与X射线光度的比率，环面覆盖分数指示器，显示与光度的显著反相关。(3)从14千电子伏以上的叠加光谱得出的平均反射强度，在不太明亮（$\log L_{\rm 10-50\1mmkeV} \leq 43.3$ ; $R= 1.04^{+0.17}_{-0.19}$）或高度模糊的活动星系核（$\log N_{\rm H} > 23$ ; $R = 1.03^{+0.15}_{-0.17}$）中分别比在更明亮（$\log L_{\rm 10-50\1mmkeV} > 43.3$ ; $R= 0.46^{+0.08}_{-0.09}$）或轻度模糊的物体…
2016-06-15 astro-ph.HE
Thermal and chemical properties of the eROSITA bubbles from Suzaku observations
本研究利用Suzaku卫星观测分析eROSITA泡，发现其壳层X射线辐射符合双温热模型，亮源因为气体密度更高而非温度更高，排除绝热激波假说，且化学元素比支持恒星反馈起源模型。
2023-05-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Discovery of X-ray Emission from the Galactic Supernova Remnant G32.8-0.1 with Suzaku
我们提出了第一个专门的X射线研究超新星遗迹（SNR）G32.8-0.1（Kes 78）与朱雀。首次探测到整个SNR壳层的X射线发射。X射线形貌与射电壳层的辐射有很好的相关性，而与SNR场中的分子云有反相关性。X射线光谱不仅显示了非平衡电离状态下的常规低温（kT ~ 0.6 keV）热发射，而且还显示了电离时间尺度非常低（~ 2.7e9 cm^{-3}s）的非常高的温度（kT ~ 3.4 keV）分量，或光子指数γ ~2.3的硬非热分量。低温等离子体的平均密度相当低，约为10^{-3}-10 ^{-2} cm^{-3}，这意味着该SNR正在扩展到低密度腔中。我们讨论了SNR的X射线发射，也用H.E.S.S.检测到TeV，以及对残余物和其他伽马射线发射SNR（如W28和RCW 86）的多波长研究。分析的时变源，2XMM J185114.3-000004，发现在北部的SNR，也是第一次报告。快速的时间变化和大量吸收的硬X射线光谱表明，这个源可能是一个新的超巨星快速X射线瞬变。
2016-01-12 astro-ph.HE
Application of X-Ray Clumpy Torus Model (XCLUMPY) to 10 Obscured Active Galactic Nuclei Observed with Suzaku and NuSTAR
我们应用XCLUMPY，一个来自活动星系核（AGN）中星团的X射线光谱模型，对10个活动星系核的宽带X射线光谱进行了研究。用CLUMPY程序分析了这些活动星系核的红外光谱。由于XCLUMPY采用与CLUMPY相同的团簇分布，因此我们可以直接比较从X射线光谱和从红外光谱获得的环面参数。从红外光谱（$σ_{\mathrm{IR}}$）确定的环面角宽度系统地大于从X射线数据（$σ_{\mathrm{X}}$）确定的环面角宽度;差异（$σ_{\mathrm{IR}}-σ_{\mathrm{X}}$）与从X射线光谱确定的倾斜角相关。这些结果可以解释的贡献，从尘埃极地外流观测到的红外线通量，这变得更加显着，在更高的倾角（更多的边视图）。在视线吸收器的氢柱密度和V-波段消光比显示大的散射（$\simeq$ 1 dex）周围的银河系的值，这表明一个显着的一部分活动星系核有丰富的尘埃环核环境。
2020-05-26 astro-ph.GA 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
Suzaku Follow-up of Heavily Obscured Active Galactic Nuclei Detected in Swift/BAT Survey: NGC 1106, UGC 03752, and NGC 2788A
利用朱雀望远镜和雨燕/爆发警戒望远镜（BAT）观测了三个被严重遮蔽的活动星系核（AGN）NGC 1106、UGC 03752和NGC 2788 A的宽带（0.5-100 keV）光谱。这些靶是从Swift/BAT 70个月目录中根据10 keV以上和10 keV以下的高硬度比选择的，它们的X射线谱在这里是第一次报道。我们应用三种模型，一个传统的模型，利用解析反射代码和两个基于蒙特卡罗的环面模型与甜甜圈状的几何形状（MYTorus）和一个近球形的几何形状（池田环面）。这三种模型都能成功地再现光谱，而Ikeda torus模型对所有目标的描述都优于MYTorus模型。我们确定NGC 1106和NGC 2788 A是康普顿厚度的活动星系核。我们指出，共同存在的未吸收的反射组件低于7.1千电子伏的模糊活动星系核，从UGC 03752观察到的，是cluplantori的证据。这意味着，需要利用cluaptorus模型进行详细的研究，以达到正确的解释活动星系核的X射线光谱。
2016-01-19 astro-ph.GA 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
Suzaku View of the Swift/BAT Active Galactic Nuclei. V. Torus Structure of Two Luminous Radio-loud AGNs (3C 206 and PKS 0707-35)
We present the results from broad-band X-ray spectral analysis of 3C 206 and PKS 0707-35 with Suzaku and Swift/BAT, two of the most luminous unobscured and obscured radio-loud active galactic nuclei with hard X-ray luminosities of 10^{45.5} erg s^{-1} and 10^{44.9} erg s^{-1} (14--195 keV), respectively. Based on the radio core luminosity, we estimate that the X-ray spectrum of 3C 206 contains a significant (~ 60% in the 14--195 keV band) contribution from the jet, while it is negligible in PKS 0707-35. We can successfully model the spectra with the jet component (for 3C 206), the transmitted …
2013-05-26 astro-ph.HE
Uncovering Local Absorbed Active Galactic Nuclei with Swift and Suzaku
对被吸收的活动星系核及其性质的探测仍然是理解黑洞演化和激活过程中一个难以捉摸的重要问题。随着斯威夫特的爆发警报望远镜进行的非常硬的X射线调查-30年来的第一次全天调查-我们开始揭示被掩盖的活动星系核的特征。朱雀和雨燕之间的协同作用对于确定新探测到的严重模糊但明亮的硬X射线源的X射线特性至关重要。我们审查的X射线和光学光谱特性的模糊AGN在本地宇宙中，在雨燕调查中发现。我们讨论了吸收/未吸收源的相对分布，包括“隐藏”和康普顿厚AGN人口。在观测的结果中，我们发现被吸收的活动星系核比未被吸收的活动星系核的亮度要低。光学光谱显示，指示LINERs/H II星系/复合材料的发射线比的源是样品中最不发光的物体，而光学吸收和未吸收的塞弗特具有相同的光度分布。因此，最不亮的光源可能以不同于塞弗特星系的方式吸积。
2011-12-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku X-ray observations of the mixed-morphology supernova remnant CTB 1
本文介绍了用朱雀星对混合形态超新星遗迹CTB 1（G116.9+0.2）进行的X射线研究。CTB 1东北爆发区的0.6- 2.0keV能谱可用电子温度约为0.3keV的碰撞电离平衡等离子体模型很好地描述，而西南内壳层区的能谱可用电子温度约为0.2keV，初始电离温度约为3 keV，电离参数约为9 $\times$ 10 $^{11}$ cm $^{-3}$ s。这是首次在CTB 1中检测到重组血浆。内壳层区域的电子温度向外降低，这意味着重组等离子体可能是通过与周围冷的星际介质相互作用的热传导形成的。Ne丰度几乎是均匀的，而Fe是更丰富的西南部的残余，这表明一个不对称的喷出物分布在所观察到的区域。我们还检测到一个硬尾以上的2千电子伏的频带，是符合幂律函数的光子指数为2-3。2-10 keV带中硬尾的通量为~ 5 $\times$ 10 $^{-13}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，并在CTB 1的中心达到峰值。它的起源尚不清楚，但一种可能性是与CTB 1有关的假定脉冲星风星云。
2018-10-12 astro-ph.HE
Suzaku observations of 'bare' active galactic nuclei
我们提出了一个大样本的25个“裸”活动星系核的X射线光谱分析，源很少或没有复杂的内在吸收，观察朱雀。我们的工作重点是研究相对论盘反射的潜在贡献，并检查这种解释的内在光谱复杂性经常显示活动星系核的X射线带通的影响。在分析过程中，我们采取了独特的方法，试图同时进行整个样品的系统分析，以及每个单独的源的详细处理，并发现光盘反射具有所需的灵活性，成功地再现宽带频谱观察到的所有考虑的来源。在可能的情况下，我们使用反射的辐射来限制这个样本源的黑洞自旋。我们的分析表明，人们普遍倾向于快速旋转的黑洞，如果从表面上看，这与SMBH增长由长期有序的吸积主导的情景最为一致。然而，在汇编的样本中，可能存在对高自旋活动星系核的观测偏差，限制了我们在现阶段为一般人群得出强有力结论的能力。最后，与流行的看法相反，我们的分析还表明，射电强/射电静活动星系核之间的二分法不仅与黑洞旋转有关。
2012-10-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
A Suzaku View of Accretion Powered X-ray Pulsar GX 1+4
本文介绍了朱雀星对吸积动力X射线脉冲星GX 1+4的观测结果。宽带连续谱的脉冲星被发现是更好地描述了一个简单的模型组成的黑体组件和指数截止幂律比以前使用的compTT连续模型。虽然脉冲轮廓在软X射线（$<$ 10 keV）中有一个急剧的下降，相位分辨光谱证实，调光不是由于光电吸收的增加。相位切片光谱分析表明，除了浸渍阶段的存在下，超过10千电子伏的显着的光谱调制。在朱雀光谱中寻找回旋共振散射特征的存在产生了否定的结果。铁K壳层（K $_α$和K $_β$）发射线从近中性铁离子（$<$ Fe III）中被清楚地检测到。在该源中首次检测到了来自几乎中性的Ni原子的显著的K $_α$发射线。我们估算了$\sim$的铁丰度为太阳值的80%，Ni/Fe丰度比约为太阳值的2倍。我们搜索了铁Ly $_α$发射线，发现通过包含该线在光谱拟合中有显著改善。
2017-10-16 astro-ph.HE
Fe-rich ejecta in the supernova remnant G352.7-0.1 with Suzaku
在这项工作中，我们提出了一个$\sim$ 201.6 ks的观测G352.7 $-$ 0.1使用的X射线成像光谱仪的{ \it朱雀} X射线天文台。来自残骸的X射线发射由具有可变丰度的非平衡电离的双温度热模型很好地描述，柱密度为$N_{\rm H}$ $\sim$ 3.3 $\times$ 10 $^{22}$ cm $^{-2}$。软组分的特征在于电子温度为$kT_{\rm e}$ $\sim$ 0.6 keV，电离时标为$τ$ $\sim$ 3.4 $\times$ 10 $^{11}$ cm $^{-3}$ s，以及增强的Si、S、Ar和Ca丰度。硬组分具有$kT_{\rm e}$ $\sim$ 4.3 keV、$τ$ $\sim$ 8.8 $\times$ 10 $^{9}$ cm $^{-3}$ s和增强的Fe丰度。Si，S，Ar，Ca和Fe的元素丰度被发现显着高于太阳值，确认喷出物的存在。我们检测到强烈的铁K壳层发射，并确定其来源是喷出物的第一次。铁喷出物的检测与较低的电离时间尺度有利于Ia型起源为这个残余。
2014-06-13 astro-ph.HE
Suzaku Discovery of the Strong Radiative Recombination Continuum of Iron from the Supernova Remnant W49B
我们提出了一个硬X射线光谱的质量前所未有的银河系超新星遗迹W 49 B与朱雀卫星获得。该光谱表现出一种不寻常的结构，包括一个锯齿状隆起超过8千电子伏。这种隆起不能用电离平衡中的高温等离子体的任何组合来解释。我们坚定地得出结论，这种碰撞是由铁的强辐射复合连续谱（RRC）引起的，这是第一次在超新星遗迹中检测到。从韧致辐射连续体形状和RRC的斜率导出的电子温度为1.5 keV。另一方面，从观测到的铁的RRC和K-α线之间的强度比导出的电离温度为2.7 keV。这些结果表明等离子体处于高度过电离状态。独立确定的热量和RRC组件的通量的体积排放量的措施是相互一致的，这表明这些组件的相同的起源。
2009-10-17 astro-ph.HE
Suzaku study of centrally brightened supernova remnant G272.2-3.2
本文介绍了银河系超新星遗迹G272.2-3.2的朱雀观测结果。G272.2-3.2的光谱与单温变丰度非平衡电离（VNEI）模型拟合良好，电子温度kTe \sim 0.77 keV，电离时标τ \sim 6.5 \times 10^10 cm-3 s，吸收柱密度NH \sim 1.1 \times 10^22 cm-2。我们已经检测到增强的丰度的Si，S，Ca，Fe和Ni的中心区域，表明X射线发射的喷出物的起源。我们估计电子密度ne为\sim 0.48 f^1/2 cm-3，年龄\sim 4300 f^1/2 yr，X射线总质量Mx = 475 f^1/2 M（取距离d=10 kpc）。为了了解残骸中心峰值X射线发射的起源，我们研究了电子温度和表面亮度的径向变化。中心区域的相对丰度表明G272.2-3.2是Ia型超新星爆炸的结果。
2012-01-16 astro-ph.HE
Suzaku broadband spectroscopy of Swift J1753.5-0127 in the Low-Hard State
我们提出了银河系黑洞候选人斯威夫特J1753.5-0127在低硬态朱雀观测。朱雀的宽带覆盖范围使我们能够检测能量范围为0.6 - 250 keV的源。宽带光谱（2 - 250千电子伏）被发现是符合一个简单的幂律（γ \sim 1.63）。在协议与以前的观察这个系统，一个显着过量的软X射线通量检测一致的存在下，一个冷吸积盘。对盘内半径的估计推断出一个与ISCO一致的值（R_{in} \lesssim 6 R_g，对于某些值，例如N_H，i），尽管我们不能最终排除存在一个在较大半径处被截断的吸积盘（R_{in} \sim 10 - 50 R_g）。一个弱的，相对论性增宽的铁线也被检测到，除了在较高的能量盘反射。然而，铁-K线轮廓倾向于内径大于ISCO（R _{in} \sim 10 - 20 R_g）。这些意见的影响模型的吸积流在低硬状态进行了讨论。
2009-11-18 astro-ph.HE
Suzaku Observations of the Black Hole H1743-322 in Outburst
我们观察了银河系黑洞候选者H1743-322与朱雀约32千秒，而源是在低/硬状态在其2008年爆发。我们收集和分析的数据与HXD/PIN，HXD/GSO和XIS相机跨越能量范围从0.7-200 keV。拟合的光谱与简单的模型未能检测到窄的Fe XXV和Fe XXVI的吸收线，与90%的置信上限分别为3.5 eV和2.5 eV的等效宽度。这些限制是相称的那些在非常高的状态，但远低于在高/软状态检测到的线的等效宽度，这表明盘风是部分依赖于状态。我们讨论了这些结果的背景下，在H1743-322和连接到风和吸积系统的电离铁吸收线的检测。此外，我们报告可能检测磁盘反射功能，包括铁K发射线。
2010-03-17 astro-ph.HE
The Suzaku Hard X-ray Survey on the Galactic Center Region
银河系中心（GC）区的X射线在6- 9 keV波段中显示出许多铁和镍原子的K壳层线。在光谱中看到的强发射线是6.4 keV的中性铁K $α$、6.7 keV的类He铁K $α$、6.9 keV的类H铁Ly $α$和7.8 keV的类He铁K $β$。其中，6.4 keV发射线是非热现象的探针。我们在几个巨大的分子云中探测到了6.4keV的强辐射，其中一些是朱雀星新发现的。所有谱线都具有1-2 keV的大等效宽度和$2-10\times 10^{23}\{\rm H\ cm}^{-2}$吸收柱。通过比较1994年至2005年ASCA、Chandra、XMM-Newton和Suzaku获得的光谱图和光谱，我们发现了Sgr B2区6.4 keV弥散辐射的时间变化。在Sgr~A区还发现了中性氩、钙、铬和锰原子的K $α$线。我们证明了在X射线暗区探测到的6.4 keV辐射线相对于6.4 keV相关连续谱（幂律分量）的等效宽度为$\sim 800\ {\rm eV}$。这些特征很自然地可以用X射线反射星云的理论来解释，而不是低能宇宙射线电子的理论。另一方面，在射电弧的南端发现了一个6.4 keV的团簇，G~0.162 $-$ 0.217，它具有一条小的等效宽度为6.4 keV的$\sim200\ {\rm eV}$发射线。射电弧是一个相对论电子的位置。因此，可以想象G~0.162 $-$ 0…
2010-07-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spectral Analysis of the Accretion Flow in NGC 1052 with Suzaku
我们提出了一个分析的101 KS，2007朱雀光谱的LINER星系NGC 1052。0.5-10千电子伏的连续体是很好的模拟由银河系和本征吸收修改的幂律，它表现出软，低于1千电子伏的热发射组件。一个狭窄的核心和一个更广泛的组成部分，铁钾发射中心在6.4 keV的稳健检测。虽然窄线与远离黑洞的物质的起源是一致的，但宽线根据经验最适合一个模型，该模型描述了快速旋转的黑洞周围的内部吸积盘的荧光发射。然而，我们在这次观测中没有发现10 keV以上的硬X射线源被盘康普顿化反射的证据，这对宽铁线起源于标准吸积盘内部区域的假设产生了怀疑。我们探讨了产生这种光谱特征的其他可能的情况，并得出结论，宽铁线的高等效宽度（EW ~ 185 keV）和全宽半最大速度（v ~ 0.37c）需要在d ~ 8的硬X射线源的引力半径内的起源。基于在这个星系核中已证实存在强射电喷流，宽铁线可能产生于喷流底部附近的致密等离子体中，这意味着活动星系核近中心部分的发射机制比以前认为的更复杂。
2009-03-20 astro-ph.HE
XMM-Newton and Suzaku X-ray Shadowing Measurements of the Solar Wind Charge Exchange, Local Bubble, and Galactic Halo Emission
我们目前的结果从一个样本的XMM牛顿和朱雀观测的星际云，投下阴影的软X射线背景（SXRB）-第一个统一的分析，这样一个样本从这些任务。通过对阴影光谱和非阴影光谱的拟合，我们分离了SXRB的前景和星系晕成分。我们测试了不同的前景模型-两个太阳风电荷交换（SWCX）模型和本地气泡（LB）模型。我们还检查了不同的丰度表。我们发现，Anders & Grevesse（1989）丰度，通常用于以前的SXRB研究，可能会导致高估的前景亮度和晕温度。我们还发现，假设一个单一的太阳风电离温度的SWCX模型可能会导致不可靠的结果。我们比较了我们的前景发射的测量与预测的SWCX发射从一个顺利的太阳风，发现只有部分协议。使用现有的观测特定SWCX预测和各种合理的假设，我们将LB的OVII强度上限定为约0.8光子/cm ^2/s/sr（90%置信度）。比较使用SWCX和LB前景模型获得的晕圈结果表明，如果前景以SWCX为主并且亮度高于~1.5e-12 erg/cm^2/s/deg^2（0.4 - 1.0 keV），则使用LB前景模型可以使晕温度向上偏置，并且使0.5 - 2.0keV的表面亮度向下偏置~（0.2 - 0.3）e6 K和~（1 - 2）e-12 erg/cm^2/s/deg^2。类似地，比较来自不同观测站的结果表明，除了统计上的不确定性之外，晕温度和表面亮度的不确定性可能分别高达~0.2e6…
2015-05-27 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
Suzaku Analysis of the Supernova Remnant G306.3-0.9 and the Gamma-ray View of Its Neighborhood
我们提出了一个调查的超新星遗迹（SNR）G306.3 $-$ 0.9使用档案多波长数据。Suzaku光谱很好地描述了两个组件的热等离子体模型：软组件是在电离平衡，并有一个温度$\sim$ 0.59 keV，而硬组件的温度$\sim$ 3.2 keV和电离时间尺度$\sim$ $2.6\times10^{10}$ cm $^{-3}$ s。我们清楚地检测到铁K壳线能量为$\sim$ 6.5千电子伏从这个残余。Si、S、Ar、Ca和Fe的过量丰度证实了X射线发射具有喷出物起源。Fe-K线的质心能量支持G306.3 $-$ 0.9是Ia型超新星（SN）的遗迹，而不是核塌缩SN。利用近6年的费米数据，分析了G306.3 $-$ 0.9及其周围的GeV γ射线辐射。我们报告了G306.3 $-$ 0.9的未探测和在G306.3 $-$ 0.9西南部探测到一个新的扩展伽马射线源，其意义为$\sim$ 13 $σ$。我们讨论了几种情况下，这些结果的帮助下，从其他波段的数据，以了解信噪比及其邻域。
2016-12-31 astro-ph.HE
Discovery of Strong Radiative Recombination Continua from The Supernova Remnant IC 443 with Suzaku
我们介绍了银河系中年超新星遗迹（SNR）IC 443的朱雀光谱研究。在1.75-6.0 keV波段的X射线谱由具有0.6 keV的电子温度的光学薄的热等离子体和几个附加的莱曼线描述。我们稳健地检测到，第一次，强辐射复合连续（RRC）的H-样硅和S在2.7和3.5千电子伏左右。由RRC与He类K-α线的强度比确定的Si和S的电离温度分别为1.0 keV和1.2 keV。因此，我们找到了一个极端过度电离（重组）等离子体的有力证据。作为过电离的起源，在以前的工作中所争论的热传导方案在我们的新结果中并不受欢迎。我们建议，高度电离的气体是在SNR演化的初始阶段，在密集的区域周围的一个巨大的祖，和低电子温度是由于快速冷却的绝热膨胀。
2009-09-21 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
Suzaku Observations of the Great Annihilator and the Surrounding Diffuse Emissions
我们报告了朱雀观测的1 E 1740.7-2942，一个黑洞候选者称为“大湮灭者”（GA）。朱雀的高质量的光谱提供了最严格的约束的遗传算法的参数。在6.4keV的FeI K α和2.45keV的SXV K α的线像中，在GA周围发现了两个团簇结构。一个名为M359.23-0.04的团簇显示出6.4 keV的谱线，等效宽度约为1.2 keV，在射电CS（J=1-0）图中与分子云有关。因此，来自M359.23-0.04的6.4 keV谱线可能是由于外部X射线源照射的X射线荧光。辐射的X射线可能是人马座A* 过去的耀斑，也可能是附近明亮的源GA。另一个名为G359.12-0.05的星团与射电超新星遗迹候选者G359.07-0.02有关。因此，我们认为G359.12-0.05是G359.07-0.02的X射线对应物。G359.12-0.05具有温度为kT ~ 0.9 keV的薄热等离子体光谱。G359.12-0.05的等离子体参数与银河系中心区域单个超新星遗迹的参数一致。
2010-05-01 astro-ph.HE
Suzaku Observations of the Prototype Wind-Blown Bubble NGC 6888
我们提出了一个分析的原型风吹气泡NGC 6888这是基于使用标准的光谱模型和理论模型与观测的直接比较朱雀观测。NGC 6888的X射线谱是软的，大多数X射线在（0.3 - 1.5 keV）能量范围内。但是，也检测到硬X射线（1.5 - 4.0 keV）（约为观测通量的10%）。相应的光谱拟合需要一个相对较冷的等离子体与kT < 0.5 keV but much hotter plasma with temperature kT >2.0 keV是需要匹配所观察到的硬X射线发射。我们发现在NGC 6888的热泡内没有明显的温度变化。导出的丰度（N，O，Ne）与光学星云的丰度一致。这表明X射线发射气体和外部冷壳层的共同起源：大多数X射线等离子体（具有不均匀的空间分布：团块）从光学星云流入热气泡。如果电子热传导是有效的，这自然可以解释大多数X射线发射等离子体的相对低的等离子体温度。或者，NGC 6888中的热气泡将是绝热的，而冷团块可能通过重粒子之间的能量交换（热离子扩散到冷团块中）被加热到X射线温度。
2010-12-17 astro-ph.HE
Super-hard X-Ray Emission from eta Carinae Observed with Suzaku
我们目前的朱雀船底座η星的结果在5- 50 keV的范围内进行了两次在2005年8月的50 ks和2006年2月的20 ks的apastron周围。X射线成像光谱仪（XIS）产生硬（5- 12 keV）带谱，分辨来自高度电离的Fe和Ni的K壳线。硬X射线探测器在超硬（15- 50 keV）波段产生了显著的探测，该波段未被附近的源污染。我们使用XIS的K壳层线特征将硬带中占主导地位的光学薄热等离子体发射的温度限制为3- 4keV。我们发现了显着的过量发射以上的热发射在超硬带与PIN，证实了以前的积分ISGRI报告。整个5- 50 keV的光谱拟合的组合的热等离子体模型加上平坦的幂律或非常热的热韧致辐射模型的过量发射。在系统和统计不确定性范围内，不同历元的过量辐射没有明显变化，在硬带也没有观测到类似耀斑的通量放大现象，表明过量辐射是一种稳定的现象。我们认为，超硬辐射是由于恒星的紫外光子的逆康普顿的非热电子或非常热的等离子体的热韧致辐射，而不是由非热电子碰撞冷环境物质的韧致辐射。
2009-03-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
A Search for a keV Signature of Radiatively Decaying Dark Matter with Suzaku XIS Observations of the X-ray Diffuse Background
我们用朱雀XIS对来自非重子暗物质的0.5至7 keV之间的X射线发射线进行了最深的搜索。选择与银河系有关的暗物质作为目标，以获得最佳的信噪比。我们从朱雀天文台的资料库中选取了187组以X射线散射背景为主的空白天空区域的数据。数据集是从2005年到2013年。仪器的响应是由蟹状星云的多个校准数据集调整的。我们还改进了减去仪器源谱线的技术。这些能谱可以用太阳系周围电荷交换产生的X射线辐射、银河系内部和周围的热等离子体以及河外点源的叠加来描述。搜索窄发射谱线的信号，并且考虑盲搜索方法（别处寻找效应）来评价检测的显著性。我们的研究结果显示，没有显着的检测到发射线功能的暗物质。3 $σ$的上限为1至7 keV之间的发射线强度的$\sim10^{-2}$光子cm $^{-2}$ s $^{-1}$ sr $^{-1}$，或$\sim 5\times10^{-4}$光子cm $^{-2}$ s $^{-1}$ sr $^{-1}$ per $M_\odot$ pc $^{-2}$，假设暗物质分布与银河系旋转曲线。作为暗物质候选者的无菌中微子的参数也受到限制。
2015-07-15 astro-ph.HE hep-ph
Suzaku and XMM-Newton Observations of the North Polar Spur: Charge Exchange or ISM Absorption?
通过重新考察北极支线的朱雀和XMM-Newton数据，我们发现这些光谱与传统的由纯热发射和中性吸收组成的模型不一致。最突出的差异是增强的O VII和Ne IX的禁共振比，和一个高的O VIII赖氨酸$β$线相对于其他莱曼系。碰撞电离吸收模型可以很自然地解释这两个特征，而电荷交换成分只能解释前者。通过包括附加的电离吸收，北极支线中的等离子体可以由具有0.25 keV的温度和$0.4-0.8$太阳的氮、氧、氖、镁和铁丰度的单相CIE分量来描述。北极支线的丰度模式与星系晕恒星的丰度模式完全一致。在以前的研究中报道的高氮氧比可以迁移到O VIII Ly $α$线的大透射率。电离吸收剂的特征在于平衡温度为$0.17-0.20$ keV，柱密度为$3-5 \times 10^{19}$ cm $^{-2}$。基于导出的丰度和吸收，我们推测北极支线是在星系晕的结构，使发射的大部分被银河ISM在视线中吸收。
2016-07-28 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.atom-ph
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
