We investigate the origin of the diffuse 6.4 keV line emission recently detected by Suzaku and the source of H_2ionization in the diffuse molecular gas of the Galactic Center (GC) region. We show that Fe atoms and H_2 molecules in the diffuse interstellar medium of the GC are not ionized by the same particles. The Fe atoms are most likely ionized by X-ray photons emitted by Sgr A* during a previous period of flaring activity of the supermassive black hole. The measured longitudinal intensity distribution of the diffuse 6.4 keV line emission is best explained if the past activity of Sgr A$* lasted at least several hundred years and released a mean 2-100 keV luminosity > 10^38} erg s^{-1}. The H_2 molecules of the diffuse gas can not be ionized by photons from Sgr A*, because soft photons are strongly absorbed in the interstellar gas around the central black hole. The molecular hydrogen in the GC region is most likely ionized by low-energy cosmic rays, probably protons rather than electrons, whose contribution into the diffuse 6.4 keV line emission is negligible.
Suzaku Observations of the Great Annihilator and the Surrounding Diffuse Emissions
我们报告了朱雀观测的1 E 1740.7-2942，一个黑洞候选者称为“大湮灭者”（GA）。朱雀的高质量的光谱提供了最严格的约束的遗传算法的参数。在6.4keV的FeI K α和2.45keV的SXV K α的线像中，在GA周围发现了两个团簇结构。一个名为M359.23-0.04的团簇显示出6.4 keV的谱线，等效宽度约为1.2 keV，在射电CS（J=1-0）图中与分子云有关。因此，来自M359.23-0.04的6.4 keV谱线可能是由于外部X射线源照射的X射线荧光。辐射的X射线可能是人马座A* 过去的耀斑，也可能是附近明亮的源GA。另一个名为G359.12-0.05的星团与射电超新星遗迹候选者G359.07-0.02有关。因此，我们认为G359.12-0.05是G359.07-0.02的X射线对应物。G359.12-0.05具有温度为kT ~ 0.9 keV的薄热等离子体光谱。G359.12-0.05的等离子体参数与银河系中心区域单个超新星遗迹的参数一致。
The Central 300 pc of the Galaxy probed by infrared spectra of H$_3^+$ and CO: part I. Predominance of warm and diffuse gas and high H$_2$ ionization rate
本文用3.5- 4.0PDMATHABMN m的H-$_3^+$线和2.34PDMATHABMN m附近的CO线的红外吸收光谱研究了银河系中央分子带（CMZ）的分子气体。除了先前报告的光谱，这些线的8颗恒星位于30 pc的Sgr A $^\ast$，现在有光谱$\sim$ 30明亮的恒星位于140 pc以西120 pc的Sgr A $^\ast$。光谱显示在大多数视线上存在温暖的（$T\sim 200$ K）和弥漫的（$n < 100 $ cm $^{-3}$）气体，$N$（H $_3^+$）$\sim 3 \times 10^{15} $ cm $^{-2}$。代替我们以前的分析，其中只考虑来自碳原子的光电离的电子，我们已经开发了一个简单的模型计算，其中宇宙射线电离的H $_2$和H也考虑在内。结果表明：（1）CMZ的体积主要是暖扩散气体;稠密气体的体积填充因子必须远小于0.1，CMZ并不像以前认为的那样不透明。X射线发射的超热10 $^8 $ K等离子体，其中一些人认为占主导地位的CMZ，不存在于扩展区域。(2)宇宙射线电离率为$ζ\sim 2 \times 10^{-14} $的$^{-1}$，比银河系致密云和弥散云分别高出$\sim$ 1000和$\sim$ 100倍。如果均分定律成立，这意味着一个大约为$\sim$ 100 $μ$ G的弥漫磁场。
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。
A Chandra observation of the ultraluminous infrared galaxy IRAS 19254--7245 (the Superantennae): X-ray emission from the Compton-thick AGN and the diffuse starburst
我们提出了一个IRAS 19254- 7245的{ \it Chandra}观测，它是一个邻近的ULIRG，也被称为{ \it the Superantennas}。高空间分辨率的{ \it钱德拉}使我们能够解开第一次从嵌入康普顿厚的活动星系核的弥漫星暴辐射。活动星系核的2-10 keV辐射谱符合平坦的幂律（$Γ=1.3$）和类He的Fe K $α$谱线，EW $\sim$ 1.5 keV，与以前的观测结果一致。Fe K $α$谱线轮廓可以被解析为中性6.4 keV谱线和电离6.7 keV（类He）或6.9 keV（类H）谱线的混合。与以前的{ \it XMM-Newton}和{ \it suzaku}观测相比，检测到了变化，证明了铁谱线发射的紧凑尺寸。我们拟合的光谱的星系尺度扩展发射不包括活动星系核和其他亮点源的软热分量与kT~0.8 keV。扩展辐射的亮度比活动星系核的亮度低一个数量级。扩展辐射的基本物理和结构性质与星暴驱动的星系风完全一致（不需要AGN的反馈）。在南核以南8 \arcsec处检测到候选超亮X射线源。如果发射是各向同性的，并且与超天线有关，那么这个离核点源的0.3-10 keV光度为~ $6\times 10^{40}$ erg s $^{-1}$。
University of Arkansas（阿肯色大学）；University of Kentucky（肯塔基大学）；Institute of Astronomy（天文研究所）；Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院卡弗里天体物理学与空间研究研究所）；Department of Physics and Astronomy, Wayne State University（韦恩州立大学物理与天文学系）；Dipartimento di Matematica e Fisica, Università degli Studi Roma Tre（罗马第三大学数学与物理系）
Discovery of non-equilibrium ionization plasma associated with the North Polar Spur and Loop I
我们使用存档的$Suzaku$数据研究了北极支线（NORTH）/Loop I的详细等离子体条件。在以前的研究中，碰撞电离平衡（CIE）被假定为X射线等离子体状态，但我们也假设非平衡电离（NEI），以检查等离子体条件更详细。我们发现，大部分等离子体处于NEI态，其密度加权电离时标为$n_e t\sim10^{11-12}$ s cm $^{-3}$，电子数密度$n_e\sim$为几个$\times$ 10 $^{-3}$ cm $^{-3}$ .等离子体冲击年龄，$t$，或者冲击波阵面通过等离子体后所经过的时间，估计是在几个$\rm{Myr}$的数量级上，对于环/环I，这对整个环/环I结构的年龄提出了严格的下限。我们发现，NEI的结果显着更高的温度和更低的排放量比目前得出的CIE假设。NEI下的电子温度估计高达0.5 keV，朝向$Δθ=-20^\circ$处最亮的X射线脊，在$-10^\circ$处降低到0.3 keV，在$Δθ\sim0^\circ$处朝向环I的外缘再次增加到$\sim 0.6$ keV，大约是目前估计温度的两倍。在这里，$Δθ$是到环路I的外边缘的角距离。讨论了引入NEI对天体物理现象中等离子体态研究的意义。
Sub-keV dark matter can strongly ionize molecular clouds
Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；Instituto de Física Teórica UAM-CSIC（UAM-CSIC理论物理研究所）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；The Oskar Klein Centre for Cosmoparticle Physics（奥斯卡·克莱因宇宙粒子物理中心）
