White Paper for Blazar Observations with a GEMS-like X-ray Polarimetry Mission
在本文中，我们描述了blazar观测的科学潜力与X射线偏振测量任务，如GEMS（重力和极磁SMEX）。我们描述了五个blazar科学调查，这样的任务将使：（i）活动星系核喷流中磁场的结构和作用，（ii）活动星系核喷流同步X射线辐射偏振的分析，（iii）对具有X射线带逆康普顿辐射的耀变体的同步自康普顿模型和外康普顿模型的区别，（iv）Cen-A的X射线发射偏振特性的精确研究;（v）基于耀变体的X射线偏振观测的洛伦兹不变性检验。最后，我们讨论了一个稻草人观测计划，并推荐了相应的多波长观测。
2013-03-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
The 9 and 18 Micron Luminosity Function of Various Types of Galaxies with AKARI: Implication for the Dust Torus Structure of AGN
我们利用AKARI中红外全天巡天星表给出了0.006 < z < 0.8（平均红移约为0.04）星系的9和18微米光度函数（LF）。我们选择了243个星系在9微米和255个星系在18微米的斯隆数字巡天（SDSS）光谱区域。根据H_α谱线宽度或[OIII]/H_β和[NII]/H_α谱线比值，将这些星系分为5类：1型活动星系核（Type 1）; 2型活动星系核（Type 2）;低电离窄谱线星系（LINER）;既有恒星形成又有窄谱线活动星系核（ANG）（复合星系）和恒星形成星系（SF）。我们发现：（i）2型活动星系核与1型活动星系核的数密度比为1.73 +/- 0.36，这比从光学LF得到的结果要大;（ii）这个比随着18微米光度的增加而减小。
2013-08-11 astro-ph.CO
SAFIR: testing the coexistence of AGN and star formation activity and the nature of the dusty torus in the local universe
我们提出了塞弗特和恒星形成活动的远红外（SAFIR）项目，一个小（15.1小时）赫歇尔保证时间的建议，执行PACS和SPIRE成像的一个小样本附近的塞弗特星系。该项目的目的是通过多组分光谱能量分布拟合研究核红外辐射的物理性质，并研究活动星系核宿主的恒星形成特性，如冷尘埃所追踪的那样。我们总结了迄今为止取得的成果，并概述了正在进行的工作。
2012-10-28 astro-ph.CO
Jet and Torus Orientations in High Redshift Radio Galaxies
我们研究了z > 1的强射电星系中活动星系核周围的射电喷流和尘埃环面的相对取向。无线电核心优势R = P（20 GHz）/P（500 MHz）用作定向指示器，测量各向异性多普勒波束核心扩展核心发射与各向同性波瓣发射之间的比率。假设一个固定的圆柱形的几何形状的热，尘埃环，我们推导出它的倾角i拟合光学厚辐射转移模型与光谱能量分布得到的斯皮策太空望远镜。在我们的35个2型活动星系核样本和18个z = 1的3CR源样本中，我们发现R和i之间存在非常显著的反相关（p < 0.0001）。这一分析为活动星系核的统一方案和射电喷流一般垂直于环面的假设提供了观测证据。使用来自中红外测光的倾角打破了几个退化，这在早期的分析中一直是有问题的。我们通过从R-i反相关导出核心洛伦兹因子Gamma来说明这一点，发现Gamma > 1.3。
2012-09-24 astro-ph.CO
The Obscured Fraction of AGN in the XMM-COSMOS Survey: A Spectral Energy Distribution Perspective
活动星系核被尘埃遮蔽并在中红外重新发射的部分亮度对于理解活动星系核的演化、统一和秒差距尺度活动星系核物理是至关重要的。对于无遮蔽的活动星系核（Type-1），我们可以直接看到吸积盘，尘埃覆盖因子可以通过计算再处理的中红外辐射与本征核辐射光度的比值来测量。我们使用这种技术来估计作为一个函数的光度和红移的513个1型活动星系核从XMM-COSMOS巡天的遮蔽AGN的分数。再处理和固有的光度计算拟合的18波段COSMOS测光与自定义的SED拟合代码，它联合模型的排放：热尘埃在活动星系核环面，吸积盘，和主机星系。我们发现一个相对较浅的亮度比作为Lbol的函数，我们解释为一个相应的减少，在遮蔽部分的减少。在后退环面模型的背景下，尘埃升华降低了更明亮的活动星系核的覆盖因子，我们的测量需要一个环面高度，随着亮度的增加，h ~ Lbol^{0.3-0.4}。我们的模糊分数光度关系同意从SDSS普查的1型和2型类星体的决定，并有利于环面光学薄中红外辐射。我们发现一个更弱的依赖性的遮蔽分数2-10千电子伏的光度比以前的测定从X射线调查，并认为X射线调查错过了一个重要的人口高度模糊康普顿厚活动星系核。我们的分析表明，没有明确的证据，与红移的模糊分数的演变。
2013-09-03 astro-ph.CO
The dusty heart of nearby active galaxies -- II. From clumpy torus models to physical properties of dust around AGN
活动星系核的尘埃环境现在已经可以观测到了。在我们的论文I关于地基中红外分光光度法（Hönig et al. 2010）之后，我们对我们的三维云团尘埃环的辐射转移模型进行了升级。相对于Hönig等人（2006年）的升级涉及通过统计方法近似的环面中漫射辐射场的改进处理。这些模型是作为工具，将经典和干涉观测转化为尘埃分布的特性。我们比较了不同的化学和粒度组成的灰尘模型SED，发现与标准ISM灰尘和光学厚度tau_V~50的云出现在整体协议与观测到的IR SED。通过研究参数的依赖关系，它表明，1型AGN SED，特别是中红外光谱指数，可以用来约束径向尘埃云分布的幂律指数“a”，而其他参数更难以评估使用SED。当与SED同时解释时，干涉测量为建模增加了重要的附加信息。虽然2型活动星系核原则上也可以用来限制模型参数，但遮蔽效应使分析更加模糊。我们提出了一个简单的，基于干涉测量的方法来区分“紧凑”和“扩展”的径向尘埃分布没有详细的数据建模，并介绍了一种方法来轻松地确定个人或样本的平均模型参数使用观察到的光学深度的硅酸盐功能和中红外光谱指数。
2010-08-24 astro-ph.CO
Coronal-Line Forest AGN: the best view of the inner edge of the AGN torus?
我们介绍冕线森林活动星系核（CLiF AGN），AGN具有丰富的禁止高电离线（FHILs，例如[FeVII]，[FeX]和[NeV]），以及相对较强的窄（$\sim$ 300 km s $^{-1}$）H $α$发射相比，其他巴耳末过渡线。我们发现，CLiF发射区的运动学是类似的禁戒低电离发射线（FLIL）区域。我们将FHIL和FLIL的发射线强度与CLOUDY光电离结果进行比较，发现当与FLIL发射区（10 $^{3.0}$ $<$ n $_H$ $<$ 10 $^{7.5}$ cm $^{-3}$）相比时，CLiF发射区具有更高的密度（10 $^{4.5}$ $<$ n $_H$ $<$ 10 cm $^{-3}$）。我们使用光电离的结果来计算CLiF区域的径向距离（0.04 $<$ R $_{CLiF}$ $<$ 32.5 pc），并发现它们是可比的尘埃颗粒升华距离（0.10 $<$ R $_{SUB}$ $<$ 4.3 pc）。因此，我们认为，内环面壁是最有可能的位置的CLiF区域，和不寻常的强度的FHILs是由于一个特定的视角给出了一个最大的视图的远壁的环面没有连续被发现。
2015-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clear detection of dusty torus signatures in a Weak-Line Radio Galaxy: the case of PKS 0043-42
我们报告最清晰的检测到尘埃环面签名的弱线射电星系（WLRG）。WLRG PKS 0043 - 42（z = 0.116）的深斯皮策红外光谱仪（IRS）静止帧中红外（MIR）光谱显示，在波长超过20微米的情况下，有一个清晰的光谱转换，这表明温暖的尘埃，以及9.7微米的硅酸盐吸收特征。此外，基于钱德拉数据的硬X射线结果强烈支持PKS 0043 - 42具有更典型的强线射电星系（SLRG）的环面和吸积盘的图像。MIR和X射线光谱与其他类似红移的WLRG的光谱有明显的不同，在这里，我们证明了前者可以成功地用具有2型活动星系核环面特征参数的clujettorus模型进行拟合：接近边缘（i = 74度）和相对较宽（环面角宽= 60度），外半径为2 pc，氢柱密度约为1.6 × 10 ^（23）cm ^（-2），活动星系核的辐射热光度约为1.6 × 10 ^（44）erg·s ^（-1）。在PKS 0043 - 42中存在一个紧凑的环面，这提供了证据表明，这WLRG是由冷，而不是热，气体吸积。我们认为，WLRG是一个多样化的人口，PKS 0043 - 42可能代表一种类型的射电星系，其中活动星系核的活动最近被重新触发的结果，间歇性的气体供应，或在其中的窄线区（NLR）云的覆盖因子是相对较低的。
2011-01-10 astro-ph.CO
The AGN dusty torus as a clumpy two-phase medium: radiative transfer modeling with SKIRT
本研究使用 SKIRT 对团块状两相 AGN 尘埃环进行三维蒙特卡洛辐射转移建模，并与仅含团块和平滑尘埃模型比较，解释近红外辐射过剩问题。
2013-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intermediate Inclinations of Type 2 Coronal-Line Forest AGN
冕线森林活动星系核（CLiF AGN）是一个引人注目的现象，因为它们的光谱中有丰富的日冕发射线（例如[FeVII]，[FeX]和[NeV]）。Rose，Elvis & Tadhunter（2015）认为，内部的模糊环面壁是CLiF活动星系核中日冕线区域最有可能的位置，而被禁止的高电离线的异常强度是由于活动星系核-环面的特定倾角。在这里，我们测试这一建议使用中红外颜色（4.6 $μ$ m-22 $μ$ m）从宽视场红外巡天探测器（WISE）的CLiF活动星系核。我们使用Fischer等人（2014年）的结果，该结果表明，随着活动星系核环面的倾斜度变得更加正面，斯皮策5.5 $μ$ m到30 $μ$ m的颜色变得更蓝。我们发现CLiF活动星系核的[W2-W 4]颜色（$\langle$ [W2-W 4] $\rangle$ = 5.92 $\pm$ 0.12）介于SDSS 1型（$\langle$ [W2-W 4] $\rangle$ = 5.22 $\pm$ 0.01）和2型活动星系核（$\langle$ [W2-W 4] $\rangle$ = 6.35 $\pm$ 0.03）之间。这意味着CLiF活动星系核的活动星系核环面倾角确实是中等的，支持Rose，Elvis \& Tadhunter（2015）的工作。CLiF活动星系核与它们的视角之间的关系的证实表明，CLiF活动星系核可…
2015-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-ray absorption, nuclear infrared emission and dust covering factors of AGN: testing Unification Schemes
利用从明亮超硬XMM-牛顿巡天中选取的227个活动星系核（AGN）的X射线完整样本，给出了活动星系核尘埃环面（f2）的几何覆盖因子分布。活动星系核的z值为0.05 - 1.7，2-10 keV的光度值为10^42 - 10^46 erg/s，具有康普顿薄X射线吸收。利用UKIDSS，2 MASS和宽视场红外巡天探测器在以前的工作中的数据，我们确定了休息帧1-20微米的连续辐射的环面，我们在这里与clueretorus模型Nenkova等人。光学分类类型1和2型活动星系核本质上是不同的，与2型活动星系核具有平均环面较高的f2比1型活动星系核。然而，约20%的1型活动星系核具有大覆盖因子的环面，而约23- 28%的2型活动星系核具有小覆盖因子的环面。低f2是首选在高AGN光度，如简单的后退环面模型所假设的，虽然2型AGN的效果肯定是小的。f2随着X射线柱密度的增加而增加，这意味着尘埃消光和X射线吸收发生在共享整体几何形状并且最有可能属于相同结构（假定的环面）的材料中。根据我们的研究结果，活动星系核的视角、光度以及f2决定了活动星系核的光学外观，并控制着静止框架~1-20微米核连续辐射的形状。因此，环面几何覆盖因子是统一方案的关键成分。
2016-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Origins of AGN Obscuration: The 'Torus' as a Dynamical, Unstable Driver of Accretion
多尺度模拟使得有可能跟踪从星系尺度到吸积盘流入大质量黑洞的气体。当足够的气体被推向黑洞时，引力不稳定性通常会形成向内传播的偏心盘。不平衡的恒星盘在气体盘上施加了强大的扭矩，推动了流入，推动了BH的快速增长。在这里，我们调查是否相同的气体盘是'环面'调用来解释模糊AGN。盘一般是厚的，具有特征性的~1-10 pc大小和质量，类似于环面所需的大小和质量。即使没有强大的恒星反馈提供垂直支持，预测的鸟居的刻度高度和模糊分数也是相当大的。相反，它们可以通过强弯曲模式和由流入产生的不稳定性激发的翘曲来维持。其他属性通常归因于反馈过程可以解释的动力学效应：环面和宿主星系之间的错位，本地SFR和湍流气体速度之间的相关性，以及活动星系核光度或SFR的模糊分数的依赖性。我们比较了预测的环面性质与观测的气体表面密度分布，运动学，标度高度，和SFR密度活动星系核，发现它们是一致的。我们认为，如果没有凝块气体分布，就不可能重现这些观测结果和观测到的柱密度（N_H）分布，但考虑到小尺度上的凝块，预测的N_H分布与10 ^20 -27 cm^-2范围内的观测结果吻合得很好。我们研究了N_H如何与星系和活动星系核的性质成比例，发现活动星系核的反馈可能是必要的，以解释一些趋势与光度和/或红移。环面不仅仅是吸积的旁观者或被动燃料源，它本身也是驱动吸积的机制。
2011-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Self-consistent 2-phase AGN torus models: SED library for observers
我们假设活动星系核（AGN）附近的尘埃呈环状分布，可以用团状介质或均匀盘或两者的组合（即两相介质）来描述。所考虑的尘埃颗粒是蓬松的，并具有较高的亚毫米辐射率比弥漫ISM中的颗粒。尘埃-光子相互作用处理在一个完全自洽的三维辐射转移代码。我们提供了一个AGN库的光谱能量分布（SED）。它的目的是快速获得活动星系核基本参数的估计，如中心源的内禀光度、视角、内半径、云的体积填充因子和光学深度，以及盘中平面的光学深度，并预测尚未观测到的波长的通量。这个过程很简单，只需要在库中找到一个与观察结果相匹配的元素。我们讨论的模型，特别是10麦克风的一般属性。硅酸盐带活动星系核库很好地解释了观测到的峰值发射的特征强度和波长的散射。活动星系核的消光曲线进行了讨论，我们发现，有没有直接的一对一的联系之间所观察到的消光和尘埃截面的波长依赖性。我们表明，图书馆的对象涵盖了已知活动星系核的中红外颜色的观测范围。该方法的有效性证明了一些代表性的对象匹配的SED：四个Seyferts和两个类星体，我们提出了新的赫歇尔测光，两个射电星系，和一个超亮红外星系。引人注目的是，对于这五个发光的天体，我们发现纯活动星系核模型符合SED，而不需要假设星暴活动。
2015-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dusty Heart of NGC 4151 Revealed by $λ\sim$1-40 $μ$m Reverberation Mapping and Variability: A Challenge to Current Clumpy Torus Models
我们用几十年来J（$\sim1.22μ$ m），H（$\sim1.63μ$ m），K（$\sim2.19μ$ m），L（$\sim3.45μ$ m）和N波段（$\sim10.6μm$）的综合红外反射测绘，加上20- 40 $μ$ m的多次测量，探测了NGC 4151原型1型活动星系核的尘埃环境。在1- 4 $μ$ m处，热尘埃混响信号来自两个不同半径处的不同尘埃群（$\sim$ 0.033 pc和$\sim$ 0.076 pc），温度为$\sim$ 1500- 2500 K和$\sim$ 900- 1000 K，与升华石墨和硅酸盐尘埃颗粒的预期特性一致。碳和硅酸盐颗粒在其升华温度和半径附近的环面红外输出占主导地位，可以解释活动星系核近红外光谱能量分布的一般相似性。在$\sim$ 25年的时间里，由最热尘埃定义的环形内边缘保持在大致相同的半径上，与活动星系核的光学光度无关。由光学/UV活动星系核输出直接加热的热尘埃的辐射以每年$\sim$ 4%的速度逐渐增加，表明可能存在一个正在生长的环面。在$\sim$ 700 K的第三个尘埃成分似乎并不直接参与IR混响行为，其发射可能起源于环核环面深处。我们发现在$\sim10μ$ m处有一个混响信号，推测温暖尘埃的半径为$\sim$ 2.2- 3.1 pc。在20- 40 $μ$ m处缺乏变化性表明远红外辐射来自更广泛的区域。尘埃混响分析揭示的…
2021-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Imaging VLBI polarimetry data from Active Galactic Nuclei using the Maximum Entropy Method
绘制活动星系核的相对论喷流需要使用解卷积算法来解释缺失基线间距的影响。CLEAN算法是目前VLBI成像中最常用的算法，适用于偏振数据的成像。最大熵方法（MEM）作为一种替代方法，与CLEAN算法相比具有一些优点，包括更好的空间分辨率和更严格和无偏的反卷积方法。我们已经开发了一个MEM代码适用于VLBI偏振数据去卷积。正在进行蒙特卡罗模拟，调查CLEAN和MEM代码在各种源类型上的性能。实偏振（VLBA）的数据在多个波长也已使用MEM去卷积，和几个由此产生的偏振和法拉第旋转图的介绍和讨论。
2013-10-23 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
The Lack of Torus Emission from BL Lacertae Objects: An Infrared View of Unification with WISE
我们使用的数据从宽视场红外巡天探测器（WISE）进行统计研究的中红外（IR）的大量（$\sim10^2$）的BL Lac对象的属性--低光度活动星系核（AGN）的喷向地球。正如预期的那样，许多BL Lac天体是如此的高光束，以至于它们的喷流同步辐射主导了它们的红外光谱能量分布。然而，在其他BL Lac天体中，喷流的强度不足以完全稀释活动星系核发射的其余部分。我们没有看到这些弱光束BL Lac天体的尘埃环面的观测特征。缺乏可观测的环面发射是一致的建议，BL Lac对象是由辐射效率低的吸积盘。FR I和FR II射电星系的“自然与培育”的辩论的影响进行了简要的讨论。我们的研究支持的概念，除了方向，吸积率在活动星系核统一中起着重要的作用。
2011-12-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Galaxy Activity, Torus, and Outflow Survey (GATOS). III: Revealing the inner icy structure in local AGN
利用JWST/MIRI对六个邻近 obscured AGN 的亚角秒光谱，首次在宽中红外波段研究核区吸收带，发现6 μm水冰吸收与X射线柱密度相关，可作为核区本征遮蔽的示踪剂，并提示环核尘埃环模型需纳入水冰及有机分子。
2023-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
First X-ray-Based Statistical Tests for Clumpy-Torus Models: Eclipse Events from 230 Years of Monitoring of Seyfert AGN
我们提出了一个分析的多时间尺度变化的视线X射线吸收气体作为一个功能的光学分类在一个大样本的Seyfert活动星系核导出的第一个X射线统计约束的团块环面模型。我们系统地搜索离散的吸收事件，在大量的档案RXTE监测附近的几十个I型和康普顿薄II型活动星系核。我们对完全覆盖的中性或轻度电离气体云的离散吸收事件很敏感，这些气体云的柱体大于~ 10^（22-25）cm^-2，穿过视线。我们在8个物体中检测到12个日食事件，大约是以前从这个档案中发布的数量的三倍。峰柱密度范围约为4-26 x 10^22 cm^-2。事件持续时间从数小时到数月不等。在NGC 3783中，一个食云的柱密度轮廓是双重的，可能表明一个云正在被潮汐剪切。我们推断云到黑洞的距离为0.3 - 140 × 10^4 R_g。在七个物体中，云的距离与宽线区域（BLR）的外部或红外辐射尘埃环的内部区域相当。我们讨论的云分布的情况下，团块环面模型的影响。观测到一个经历吸收事件的源的概率，与非凝聚物质的恒定吸收无关，对于I类为0.006（+0.160，-0.003），对于II类为0.110（+0.461，-0.071）。
2014-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The evolution of the Compton thick fraction and the nature of obscuration for AGN in the Chandra Deep Field South
利用新的4 Ms数据集和新的X-ray光谱模型，我们给出了CDFS中高z活动星系核的X-射线光谱分析结果，这些模型考虑了康普顿散射和环核物质的几何结构。我们的目标是确定在何种程度上的环面范例的本地AGN是适用于在早期的时代，并评估的康普顿厚分数（f_CT）与z的演变，重要的XRB合成模型和理解的吸积历史的宇宙。除了环面模型之外，我们还测量了散射核光的分数，f_scatt已知取决于环核材料的覆盖因子，并使用它来帮助我们理解其几何形状。我们发现环核物质的覆盖因子与NH相关，因此最严重的活动星系核实际上也是最几何掩埋的。我们从f_scatt随NH的增大而减小的结果以及最小张开角的环面模型作为最佳拟合模型对最模糊活动星系核的拟合中的普遍性得出这些结论。我们发现，在CDFS中的源（~ 20%）的一个显着的分数很可能被埋在材料与接近4 π的覆盖范围已最好的拟合与0 \degree开口角的环面模型。此外，我们发现41 CTAGN在CDFS使用新的环面模型，其中29个，我们在这里报告的第一次。为了研究f_CT的演化，我们将样本按z分组。一旦我们考虑了偏差和不完整性，我们发现内在f_CT显著增加，归一化为LX= 10 ^43.5 erg/s，从局部宇宙的\approx 20%增加到z=1-4时的\approx 40%。
2012-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
