Broad-band spectral analysis of LMXB 2S 0921-63 with Suzaku
本文利用朱雀星的档案资料，对低质量X射线双星2S 0921-63进行了四次近距离观测，观测范围在0.31 - 1.16之间。这是首次对2S 0921-63进行了高达25 keV的宽带光谱分析。在观察期间，0.5-10 keV XIS计数率在$\sim$ 1和$^{-1}$ 5计数之间变化。在观测期间，观测到了部分X射线食和广泛的食后强度下降。在强度下降期间，X射线发射略微硬化。我们已经模拟的源光谱，同时拟合的XIS和HXD-PIN光谱的四个观测。该源的宽带光谱可以通过一个模型来描述，该模型包括温度为$kT_{\rm BB} \approx$ 1.66 - 2.13 keV的非常热的黑体、高能截止功率定律和$E_{\rm line} \sim$ 6.7 keV的Fe发射线。第二个模型，占康普顿化的热辐射从吸积盘沿铁发射线，描述了宽带光谱的2S 0921-63同样好。
2022-09-26 astro-ph.HE
Suzaku Observation of HESS J1507-622
HESS J1507-622是一颗明亮的未确认TeV天体。HESS J1507-622是独一无二的，因为它的位置在银河系的盘面之外。我们用朱雀XIS观测了HESS J1507-622区域，虽然没有严重的星际灭绝，但没有发现明显的对应物。然而，有两个有趣的X射线物体; SRC 1是一个明亮的扩展源，SRC 2是一个暗淡的漫射物体。如果两者中的任何一个是对应的，TeV和X射线之间的通量比是大的，HESS J1507-622是一个真正的暗粒子加速器。
2014-07-24 astro-ph.HE
Search for Sc-K line emission from RX J0852.0--4622 Supernova remnant with Suzaku
我们使用朱雀XIS数据从超新星遗迹RX J0852.0-4622的西北边缘寻找4keV左右的线发射证据。有几篇论文报道了在这个天空区域探测到4.1keV左右的发射线。这条谱线是由Sc的K带荧光产生的，Sc是44 Ti的直接衰变产物。我们进行了光谱分析的整个部分西北边缘的残余在XIS的视野，以及各个地区对应的地区发表声明的线发射。我们在4.1 keV附近没有发现任何线发射，因此能够对X射线通量设定一个严格的上限：整个场的X射线通量为1.1 × 10 ^-6 s^-1 cm^-2。对于每个区域，我们的通量上限低于先前声称的检测。因此，我们得出结论，到目前为止，在RX J0852.0-4622的西北边缘没有检测到来自Sc-K发射的明确X射线线特征。我们的负检测支持最近的说法，即RX J 0852 -4622既不年轻（1700- 4000年），也不接近（~750 pc）。
2009-06-01 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
Is the black hole in GX 339-4 really spinning rapidly?
对2007年2月在甚高态期间获得的黑洞双星GX 339-4的宽带朱雀光谱进行了重新分析。仔细考虑了事件堆积（在图像中心的~ 3'内显著）和XIS数据的遥测饱和的影响。该源的能量可达300千电子伏，在8千秒差距时，0.5- 200千电子伏的未吸收光度为3.8 × 10^{38}尔格/秒。光谱可以近似为光子指数为2.7的幂律，有一个温和的软过剩和一个硬X射线驼峰。当使用图像中心2'以外的XIS数据时，Fe-K线看起来非常宽，这表明Miller等人（2008年）已经根据朱雀数据和其他CCD数据报道了高黑洞自旋。当XIS数据累积进一步限制在>3'以避免事件堆积时，Fe-K轮廓变得更窄，并且出现稍微更好的解决方案，该解决方案表明内部盘半径为引力半径的5-14倍（1-sigma），尽管在90%的置信水平下数据仍然允许最大旋转的黑洞。同时，光学厚度的吸积盘被推断为在5-32倍引力半径处被截断。因此，朱雀的数据允许另一种解释，而不是引用一个快速旋转的黑洞。先前在高/软状态下测量的盘半径进一步支持该推断。
2009-11-12 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
Suzaku Discovery of Fe K-Shell Line from the O-Rich SNR G292.0+1.8
我们报告了银河系富氧超新星遗迹（SNR）G292.0+1.8的朱雀/XIS结果，G292.0+1.8是核心坍缩超新星的遗迹。G292.0+1.8的X射线谱由两种类型的等离子体组成，一种是处于碰撞电离平衡（CIE），另一种是处于非平衡电离（NEI）。CIE等离子体具有接近太阳的丰度，因此可能起源于星周和星际介质。NEI等离子体具有超太阳的丰度，丰度模式表明等离子体起源于主序为30-35 Msolar的超新星喷出物。在NEI等离子体中首次探测到能量为6.6keV的铁K壳层线。
2014-02-07 astro-ph.HE
Constraining the Spin of the Black Hole in Fairall 9 with Suzaku
我们报告的光谱拟合的结果，从168千秒朱雀观测的Seyfert-1星系Fairall 9获得的数据。在30 keV的能量范围内可以清楚地检测到该源。观察到的光谱相当简单，它是由一个软过剩和磁盘反射的幂律很好地描述。由于X射线成像光谱仪（XIS）中CCD的分辨率，可以检测到宽的铁谱线，并很容易从不同的窄组分中分离出来。宽线显示是不对称的，与圆盘起源一致。我们适合的XIS和硬X射线探测器（HXD）光谱与相对论模糊磁盘反射模型。假设内盘延伸到最里面的稳定圆形轨道，最佳拟合模型意味着黑洞的自旋参数为a = 0.60（7），并且在高置信度下排除了极值。我们讨论了这一结果的背景下，塞弗特观测和模型的宇宙分布的黑洞自旋。
2009-08-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Suzaku observation and distance of supernova remnant G332.5-5.6
我们分析了超新星遗迹G332.5-5.6中心区域的朱雀XIS数据。X射线数据很好地描述了一个单一的非平衡电离热模型，{ \tt vnei}，吸收氢柱密度为1.4 $^{+0.4}_{-0.1}$ $\times$ 10 $^{21}$ cm $^{-2}$。等离子体的特征是电子温度为0.49 $^{+0.08}_{-0.06}$ keV，具有太阳下O（0.58 $^{+0.06}_{-0.05}$太阳值）和Fe（0.72 $^{+0.06}_{-0.05}$太阳值）的丰度，以及略微过剩的Mg（1.23 $^{+0.14}_{-0.14}$太阳值）。中心X射线辐射可能是G332.5-5.6内部残留云的投影效应或蒸发所致。我们估计的距离为3.0 $\pm$ 0.8 kpc的G332.5-5.6的基础上的间距距离的关系。G332.5-5.6的年龄为7 - 9 kyr。
2015-07-16 astro-ph.HE
An X-ray Spectroscopic Search for Dark Matter in the Perseus Cluster with Suzaku
我们提出的结果，从深朱雀观测英仙座星系团的中心区域。Bulbul等人（2014年）报告说，XMM-牛顿仪器在英仙座和其他星团的光谱中探测到一条能量约为3.5 keV的不明X射线发射线。他们认为无菌中微子（一种暗物质候选者）衰变的可能性。我们研究了朱雀X射线成像光谱仪（XIS）的英仙座星系团的3.5keV线的证据和其他可能的暗物质功能在2- 6 keV的能带。为了用XIS搜索和约束弱线特征，利用蟹状星云的观测值来评估系统的有效面积。我们发现没有线功能在声称的位置与系统的线通量上限在一半（1.5eV的线等效宽度）的最佳拟合值Bulbul等人。我们讨论了这种不一致的仪器校准误差和建模的连续发射。介绍了ASTRO-H高能量分辨率光谱学的未来前景。
2014-12-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
Discovery of Gas Bulk Motion in the Galaxy Cluster Abell 2256 with Suzaku
本文介绍了朱雀星对星系团Abell 2256的观测结果。这个星系团是一个典型的和充分研究的合并系统，表现出在X射线表面亮度和径向速度分布的成员星系的子结构。在天空中存在主分量和次分量，主分量和次分量的间距为3 '.5，在成员星系径向速度峰中存在主分量和次分量，主分量和次分量的间距为$^{-1}$约2000 km s。为了用朱雀XIS测量来自两种气体组分的铁K壳层线的多普勒频移，仔细评估了仪器的能量标度，发现校准良好。一个显着的移动的子组分气体的径向速度相对于主集群被检测到。所有三个XIS传感器都独立地显示三个传感器之间的一致性。发现差异为1500 $\pm 300$（统计）$\pm 300$（系统）km s $^{-1}$。X射线测定的绝对红移值以及主分量和次分量之间的差值与成员星系的绝对红移值在光学上一致。观测结果有力地表明，发射X射线的气体作为星系团内的子结构与星系一起移动。这些结果与其他X射线观测气体整体运动合并集群进行了讨论。
2011-04-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
X-Ray Studies of HESS J1809-193 with Suzaku
朱雀号观测了包括HESS J1809-193（TeV未确认（unID）源之一）在内的区域，并证实了ASCA先前报道的扩展硬X射线发射的存在，以及脉冲星PSR J1809-1917在该区域的硬X射线发射。漫发射的一维轮廓用高斯模型表示，最佳拟合σ为7 ± 1弧分。漫射发射延伸至少21 pc（在3 sigma水平，假设距离为3.5 kpc），并具有光子指数为Gamma ~1.7的硬光谱。硬光谱表明脉冲星风星云（PWN）的起源，这也是由PSR J1809-1917本身的硬X射线发射加强。由于朱雀XIS的低背景，我们能够研究其能谱的空间变化，但在扩展发射中没有发现系统的谱变化，这些结果表明发射X射线的脉冲星风电子可以通过同步辐射从脉冲星传播到21 pc，而没有明显的能量损失。
2009-12-10 astro-ph.HE
Suzaku Detection of Diffuse Hard X-Ray Emission outside Vela X
船帆座X（Vela X）是一个巨大的，3x 2度的无线电发射脉冲星风星云（PWN），由船帆座超新星遗迹中的船帆座脉冲星提供动力。利用朱雀/XIS的四次观测，我们发现船帆座X外的硬X射线辐射贯穿整个视场。硬X射线谱符合幂律。光子指数被测量为恒定的伽马值约为2.4，与船帆座X的南部外部相似。幂律通量随着与脉冲星距离的增加而减小。这些性质使我们提出，硬X射线发射与船帆座PWN。在这项工作中发现的较大的X射线延伸强烈表明，不同的相对论电子形成了X射线PWN和船帆座X，最近从船帆座X的多波长光谱模型中推断。
2011-03-24 astro-ph.HE
Suzaku Observation of Strong Fluorescent Iron Line Emission from the Young Stellar Object V1647 Ori during Its New X-ray Outburst
朱雀X射线卫星于2008年10月8日在2008年8月报告的新的质量吸积爆发期间观察到年轻的恒星物体V1647 Ori。在净曝光量为40 ks的87 ksec观测期间，V1647 Ori显示出高水平的X射线发射，通量逐渐减少5倍，然后显示出突然的通量增加一个数量级。这种增强的X射线变化性在2003-2005年爆发期间的2004年和2005年XMM-牛顿观测中也被发现，但很少在其他年轻恒星物体中被观察到。光谱清楚地显示了来自氦样铁的发射，这是热等离子体（kT ~5 keV）的特征。它还显示了一个非常大的等效宽度为~600 eV的荧光铁Ka线。如此大的等效宽度表明，照射星周物质和/或恒星表面的一部分入射X射线发射隐藏在我们的视线之外。2003-2005年爆发期间的XMM-牛顿光谱没有显示出强烈的荧光铁K α线，因此非常接近恒星核心的星周气体的结构可能在2005年至2008年之间发生了变化，这些气体吸收并重新发射来自中心物体的X射线。这一现象可能与2004年至2008年间麦克尼尔星云红外线形态的变化有关。
2012-07-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
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 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
Suzaku Spectroscopy of Vela Shrapnel B
本文介绍了利用朱雀卫星上的XIS对船帆座榴霰弹B的X射线观测。这个弹片是船帆座超新星遗迹的主爆炸波冲击波阵面之外突出的几个类似喷出物碎片的特征之一。弹片B的光谱是很好地代表了一个单一的温度薄的热等离子体在非平衡电离状态。O，Ne和Mg的元素丰度被发现是显着高于太阳的值，支持的弹片B起源于超新星喷出物。O、Ne和Mg相对于Fe的丰度在其太阳值以上增强，而Si相对于Fe的丰度在其太阳值。这一丰度模式与D型弹片相似，只是较轻元素的增加不那么显著，这表明B型弹片与星际介质的混合范围更广。ISM的贡献被认为在尾部区域更大，因为那里的某些元素的绝对丰度相对于弹片头部的绝对丰度被耗尽。
2009-02-20 astro-ph.HE
Suzaku observations of the hard X-ray spectrum of Vela Jr
我们报告了朱雀星对年轻超新星遗迹Vela Jr.的观测结果。(RX J0852.0 $-$ 4622），已知其发射同步加速器X射线以及TeV伽马射线。利用Vela Jr.的39个朱雀制图观测数据，用硬X射线探测器（HXD）从西北TeV发射区域探测到显著的硬X射线发射。在12- 22 keV波段，用光子指数为3.15 $^{+1.18}_{-1.14}$的单次幂律模型很好地再现了X射线谱。将其与朱雀号上的X射线成像光谱仪（XIS）同时观测到的软X射线谱进行比较，发现2- 22 keV波段的宽波段X射线谱可以用单一幂律或凹破幂律模型再现，两者在统计上是一致的。无论单一或破幂律模型是适当的，显然频谱没有滚降结构。把这个结果应用到\citet{yama2014}中介绍的方法中，我们发现电子能谱具有幂律加指数截止的单区同步辐射模型可能不适用于Vela Jr。
2016-03-07 astro-ph.HE
Suzaku observation of the unidentified VHE gamma-ray source HESS J1702-420
朱雀号首次对未经确认的甚高能量（VHE）伽马射线源HESS J1702-420进行了深X射线观测。除了两个微弱的点状源外，在XIS视场（FOV）中没有检测到明亮的源。然而，这两个源被认为与HESS J1702-420无关，因为它们在2-10 keV波段（~ 10^-14 erg s^-1 cm^-2）的通量比1-10 TeV波段（F_{TeV} = 3.1 x 10^-11 erg s^-1 cm^-2）的VHE伽马射线通量小~ 3个数量级。我们比较了漫发射的能谱，从整个XIS FOV提取与附近的观测。如果我们考虑背景扣除的系统误差，在2-10 keV波段，假设功率律谱为Γ=2.1，源的大小与VHE波段相同，在上限F_X <2.7 x 10^-12 erg s^-1 cm^-2的情况下，没有检测到明显的漫发射。X射线通量的上限是VHE伽马射线通量的12倍。大通量比（F_{TeV} /F_X）表明HESS J1702-420是“暗”粒子加速器的另一个例子。如果我们使用一个简单的单区轻子模型，其中VHE伽马射线是通过宇宙微波背景和星际远红外辐射的逆康普顿散射产生的，X射线是通过同步加速器机制产生的，则由通量比得到磁场的上限（1.7 μG）。由于磁场比银河平面的典型值（3-10 μG）弱，简单的单区模型可能不适用于HESS J1702-420，并且VHE伽马射线的很大一部分可能来自质子。
2011-06-02 astro-ph.HE
Suzaku Monitoring of the Iron K Emission Line in the Type 1 AGN NGC 5548
2007年利用\textit{Suzaku} X射线成像光谱仪（XIS）和硬X射线探测器（HXD）对NGC 5548进行了连续7周的观测。在所有7次观测中均检测到铁K PDMATHAMN线，在4次观测中也检测到K PDMATHAMO线。在本文中，我们调查的Fe K线的起源使用线的宽度和混响映射方法。通过XIS和HXD谱的叠加，我们分别在6.396 $_{-0.007}^{+0.009}$ keV和7.08 $_{-0.05}^{+0.05}$ keV处确定了Fe K $α$和K $β$谱线。从共加光谱获得的线宽为38 $_{-18}^{+16}$ eV（$\textrm{FWHM}=4200_{-2000}^{+1800}$ km/s），对应于NCG 5548中$1.220\times10^7$ M $_{\odot}$维里产生的20 $_{-10}^{+50}$光日的半径。为了定量研究的起源窄Fe线的混响映射方法，我们比较了观测到的光变曲线的Fe K $α$线与预测的，这是通过卷积的连续光变曲线的传递函数在薄壳和倾斜的磁盘。最佳拟合结果由具有$i=30^\circ$的盘盒给出，其优于在92.7%水平下对Fe K线的恒定通量的拟合（F检验）。我们发现由光变曲线得到的发射半径为25-37光日，这与由Fe K线宽度得到的半径是一致的。结合谱线宽度和变化的结果，窄铁谱线最有可能的起源地点…
2010-01-03 astro-ph.HE
Investigation of CTA 1 with Suzaku Observation
我们报道了超新星遗迹CTA 1（G119.5+10.2）的105 kS朱雀观测。采用定时模式和成像模式对朱雀星进行了软X射线观测。在这次深空观测中，首次发现了脉冲星风星云（PWN）的一个~ 10'扩展特征，它被解释为一个弓形激波成分。星云的光谱可以用幂律来模拟，光子指数约为1.8，这表明了一个缓慢的同步加速器冷却方案。光子指数在该扩展特征上近似恒定。我们比较和讨论我们的观察这个复杂的星云与以前的X射线调查。在软（0.2-12 keV）和硬（10-60 keV）X射线数据中，我们没有从中央脉冲星获得任何明显的脉动。无法探测主要是由于失去了精确成像能力，无法准确确定震源贡献。根据我们的分析，XIS和HXD的光谱可以直接连接而没有显著的光谱中断。NuSTAR和Astro-H的未来观测将能够解决污染问题，并提供CTA 1的精确硬X射线测量。
2012-07-31 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
Suzaku Observation of the New Soft Gamma Repeater SGR 0501+4516 in Outburst
我们提出了新的软伽马重复站SGR 0501+4516的第一个朱雀观测，在2008年8月26日进行，四天后爆发活动的这个新成员的磁星家庭。用X射线成像光谱仪（XIS）在0.5-10 keV的通量为3.8E-11 erg/s/cm ~ 2的条件下探测到软X射线持续发射，其光谱符合吸收黑体加幂律模型。源脉冲的周期为5.762072+/-0.000002秒，XIS探测到32个X射线爆发，其中4个也被硬X射线探测器（HXD）探测到。最强的爆发发生在03：16：16.9（UTC），非常明亮，导致仪器饱和，但其前体阶段持续约200 ms，在0.5-200 keV范围内成功检测到，通量约为2.1 E-7 erg/cm 2，峰值强度约为89 Crab。整个爆发通量估计要高出约50倍。前兆光谱是非常困难的，并很好地模拟了两个黑体的组合。我们讨论的爆发活动和X/γ射线的性质，这个新发现的软γ重复相比，其他成员的类。
2009-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Suzaku Detection of Thermal X-Ray Emission Associated with the Western Radio Lobe of Fornax A
利用朱雀星上的X射线成像光谱仪（XIS）对天炉座A星系西射电瓣进行了总曝光时间为327 ks的X射线成像观测。本研究的目的是探讨的性质和空间范围的扩散热辐射瓣周围利用低和稳定的背景XIS。在以往对该区域的所有研究中，都一致地报道了弥散热辐射，但其物理性质及其与射电瓣的关系尚未得到详细研究。利用覆盖整个西叶和中央星系NGC 1316的数据集，以及附近的比较集，我们令人信服地发现存在温度超过可想象的背景和污染发射的~1 keV的热等离子体发射（宇宙X射线背景、星系晕、天炉座的星系团内气体、NGC 1316的星际气体和类点状源的集合）。它的表面亮度与在西瓣中心达到峰值的球形分布一致，投影半径约为12弧分。如果假设热气体的体积填充因子为1，则其估计的总质量为~10^{10} M_sun，这将是中心黑洞的~10^{2}倍，并且与宿主星系的当前气体质量相当。它的能量密度与磁场和非热电子中的能量密度相当或更大，这些非热电子是观测到的无线电和X射线发射的原因。
2013-07-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Suzaku view of 3C 382
我们提出了一个长期的朱雀观察3C 382。还分析了来自58个月调查的Swift BAT光谱，以及存档的XMM-Newton EPIC曝光。我们的主要结果是发现与朱雀的宽FeK线与相对论的轮廓一致的排放从一个吸积盘在几十个引力半径的中心黑洞。XIS的数据表明，从高度电离的铁的发射，并允许我们设置严格的，虽然模型依赖，约束的内部和外部半径的磁盘反射区，r_in~ 10 r_g和r_out~ 20 r_g，分别和磁盘的倾角，i~ 30度。可能观察到两个电离反射分量，对总连续谱的贡献约为10%。一个高度电离的，log_xi~3，它成功地模拟了相对论线;一个轻度电离的，log_xi~1.5，它模拟了窄的Fe-K线和高能峰。当包括这两个分量时，不需要低于2keV的额外黑体软过量。朱雀的数据证实了存在一个温暖的吸收剂以前已知的光栅研究。在考虑了所有的光谱特征后，X射线连续谱的内禀光子指数为~1.8，截止能量为~ 200 keV，与康普顿化模型一致，并排除了这些能量的喷流相关发射。3C 382和其他BLRG的X射线性质与Seyferts的比较证实了这样一种观点，即射电强活动星系核和射电静活动星系核在X射线下的区别是模糊的。
2011-04-10 astro-ph.HE
A Suzaku Observation of the Low-Mass X-Ray Binary GS 1826-238 in the Hard State
中子星低质量X射线双星GS 1826-238在2009年10月21日被朱雀观测到，总曝光量为103千秒。除I型爆发外，源强度恒定在~ 10%以内。结合朱雀XIS、HXD-PIN和HXD-GSO的数据，在0.8-100 keV范围内检测到猝发消除的持续发射，未吸收通量为2.6e-9 erg/s/cm/cm。虽然0.8-100 keV的亮度，1.5e37 erg/s（假设距离为7 kpc）相对较高，但观测到的硬光谱证实了源处于硬态。该光谱成功地解释了从一个软标准吸积盘的发射部分康普顿热电子云。这些结果与之前的研究结果进行了比较，包括Thompson et al.（2005）和Cocchi et al.（2011）对同一来源的研究结果，以及使用Suzaku获得的Aql X-1硬态研究结果（Sakurai et al. 2014）。
2016-01-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Variations in the pulsation and spectral characteristics of OAO 1657-415
本文报道了吸积X射线脉冲星OAO 1657- 415的宽波段脉动和光谱特征，并进行了2.2d长的\emph{Suzaku}观测，覆盖轨道相位范围$\sim$ 0.12- 0.34，相对于中食。在最后三分之一的观测期间，X射线成像光谱仪（XIS）和HXD-PIN仪器的X射线计数率增加了10倍以上。在此观察期间，硬度比也改变了5倍以上，与强度变化无关。在两段观察中，持续时间为$\sim$ 30- 50 ks，硬度比很高。在这些片段中，光谱显示出大的吸收柱密度和相应的大的铁荧光线的等效宽度。我们没有发现任何确凿的证据，回旋线的存在下，在宽带X射线光谱与\emph{Suzaku}。脉冲轮廓，特别是在XIS能量带显示随时间的演变，但不是这样的能量。我们讨论的性质的强度变化，和变化的吸收柱密度和发射线的观测期间，预计由于cluerous恒星风的超巨星伴星。这些结果表明，OAO 1657- 415具有介于正常超巨星系统和具有快X射线瞬态现象的系统之间的特征。
2014-07-20 astro-ph.HE
Comprehensive broadband study of accreting neutron stars with Suzaku: Is there a bi-modality in the X-ray spectrum?
利用\emph{Suzaku}上的XIS和PIN数据，对吸积中子星进行了宽带光谱分析。从光谱拟合这些源与一个单一的连续模型，包括幂律和高能量截止，回旋加速器线（如需要），我们研究了各种光谱参数之间的相关性。在我们研究的39个源中，16个是文献中已知存在回旋加速线的源，29个需要截止能量。在这29个源中，18个具有在3-10 keV范围内的截止能量聚束，而对于11个源，其分布在12-25 keV。这种双模态行为并不基于Be XRB或超巨星HMXB的系统的特定性质，也不基于表征其X射线发射的不同光束模式（如从其脉冲轮廓的同时研究中推断的）。\emph{Suzaku}的宽带覆盖范围还表明，截止能量饱和的回旋加速器线能量的值更高-与以前的作品在文献中一致-的组和回旋加速器线的宽度显示出弱相关性的回旋加速器线能量。我们还发现，光谱指数和折叠能量与光度的关系。与以前的工作不同，我们没有发现任何X射线亮度和K $α$线EW之间的关系。最后，我们发现铁K $α$线的EW和通量在SFXT中比经典的NS-HMXB小。我们讨论这些发现的不同性质的恒星风和吸积机制。
2021-01-05 astro-ph.HE
X-ray measurement of the elemental abundances at the outskirts of the Perseus cluster with Suzaku
我们报告的丰富的金属（镁和铁）在簇内介质（ICM）在郊区（0.2 r200 - 0.8 r200）的英仙座星系团。X射线谱是在朱雀/XIS对这一地区的测绘观测中获得的。我们采用单温度模型来拟合所有的X射线谱。ICM温度从6 keV向外部区域平滑地降低到4keV。Fe丰度均匀分布在外围（~0.3太阳）。Mg丰度在外围约为1个太阳能。外围区Mg/Fe太阳比（Mg/Fe ~4）比中心区大4倍。各种系统的影响，包括宇宙X射线背景的空间波动，考虑和评估。我们的这些结果并没有显著改变。
2012-11-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku observation of a high entropy cluster Abell 548W
Abell 548 W是位于Abell 548区域的星系团之一，它的X射线光度比有序星系团低一个数量级，这与已知的团内介质温度（ICM）与X射线光度（kT-LX）关系有关。星团的西北部和北部有一对弥散射电源，两者距离星团中心约10'。它们是候选的射电遗迹，经常与合并星团有关。朱雀深观测与曝光量为84.4 ks进行搜索合并在这个集群中的签名。XIS探测器成功地探测到了距离星团中心16'的ICM发射。其中心周围的温度约为3.6 keV，最外面的区域约为2 keV。XMM-Newton报告的遗迹候选者移动到星团中心的热区（~6 keV）在朱雀数据中没有看到，尽管其3.6 keV的温度本身高于射电源周围2.5 keV的平均温度。此外，一个冷（kT ~0.9 keV）组件的签名被发现西北源周围。在其外缘还发现了一个边缘温度跃变，与射电遗迹的冲击加速度起源的经典观点一致。该星团的中心熵最高，约为400 keV cm ^2，是所谓的低表面亮度星团之一。考虑到它的形状本身是相对圆形和光滑的，而且它的温度结构几乎是平坦的，可能的情况下合并进行了讨论。
2016-02-11 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
The longest observation of a low intensity state from a Supergiant Fast X-ray Transient: Suzaku observes IGRJ08408-4503
我们在这里报告最长的深X射线观测SFXT外爆发，平均光度水平为1 E33 erg/s（假设3千秒差距的距离）。2009年12月，使用Suzaku对IGRJ 08408 -4503进行了观察，X射线成像光谱仪（XIS，0.4-10 keV）和硬X射线探测器（HXD，15-100 keV）的净曝光量分别为67.4 ks和64.7 ks，持续时间约为3天。该源被捕获在一个低强度的状态，其特征是最初的平均X射线亮度水平为4 E32 erg/s（0.5-10 keV）在第一个120千电子伏特，随后是两个长耀斑（约45千电子伏特）的峰值通量约3倍，高于最初的前耀斑发射。两个XIS光谱（初始发射和随后的两个长耀斑）可以与一个双组分光谱，与一个软的热等离子体模型与幂律，不同的吸收。光谱特征表明，即使在这种非常低的强度水平上，源也在吸积物质。根据HXD观测，我们将硬X射线发射的上限设置为6 E33 erg/s（15-40 keV; 3 kpc距离），这是迄今为止在SFXT中低强度状态期间对硬X射线发射的最严格约束。观测到的两个低强度长耀斑的时间尺度表明IGRJ 08408 -4503的轨道间隔为1 E13 cm。
2010-07-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing the Accretion Scheme of the Dipping X-ray Binary 4U 1915-05 with Suzaku
2007年11月8日，朱雀号观测到了倾斜的低质量X射线双星4U 1915-05，净曝光量为39千秒。它被XIS以每台相机9.84+\-0.01 cts/s的0.8-10 keV信号速率和HXD-PIN以0.29+/-0.01 cts/s的12-45 keV信号速率检测到。在去除周期性下降和X射线爆发后，0.8 - 45 keV的连续谱被成功地描述为具有内部盘温度~ 0.7 keV的光学厚盘发射和具有温度~ 1.3 keV的中子星黑体发射，条件是黑体分量或可能的盘发射也被显著地康普顿化。这一成功的建模与4U 1915-05在这次观测中处于高软状态是一致的，并意味着它的宽带光谱可以用与许多非倾斜的软态低质量X射线双星相同的方案来解释。它的热光度（约为爱丁顿极限的0.02倍）对于软态来说相对较低，但如果考虑到距离和倾角的不确定性，则在公差范围内。作为一个高倾角双星，该源表现出更强的康普顿化效应，具有较大的康普顿化y参数，与低和中等倾角的双星相比。这表明，这些天体在软态下的康普顿化日冕是扁圆形（而不是球形），沿着吸积盘平面延伸，因为如果日冕是球形的，y参数将不依赖于倾角。
2014-09-07 astro-ph.HE
Relativistically broadened iron line in the SUZAKU observation of the neutron star X-ray binary 4U 1705-44
吸积致密天体的X射线谱常表现出与吸积盘中荧光发射有关的离散发射特征，其中最强的是6.4- 6.97keV的Fe K α荧光线。这些反射特征是研究致密物体周围吸积流内部区域的最佳工具之一。在这里，我们报告了三个朱雀观测的中子星X射线二进制4U 1705 -44，一个广泛的，倾斜的Fe K α发射线是清晰可见的以上的连续。利用相对论模糊反射模型，我们发现4U 1705 -44的内盘半径向下延伸到rin=10.5^{+1.0}_{-1.7} GM/c^2，与视线成29.8^{+1.1}_{-1.0}度角。此外，我们发现，电离水平的表面层的吸积盘的变化由两个数量级之间的三个观测，但从线轮廓获得的内半径保持稳定。
2009-04-17 astro-ph.HE
Suzaku and Chandra Observations of CIZA J1700.8$-$3144, a Cluster of Galaxies in the Zone of Avoidance
我们提出了钱德拉和朱雀观测1 RXS J170047.8 $-$ 314442，位于对银河系的隆起，揭示了宽波段（$0.3$ - $10$千电子伏）的X射线形态和光谱的这个来源。在钱德拉的观测中，在1 RXS J170047.8 $-$ 314442的位置没有发现点源。另外，我们通过从朱雀XIS获得的宽带X射线图像揭示了弥散X射线发射的存在。虽然X射线发射具有空间范围为$\sim 3.5'$的近圆形形状，但表面亮度分布不是轴对称的;在远离中心西北方向的$\sim 1'$处发现了亮点状发射。除了这种点状发射之外，表面亮度的径向轮廓都是用单个$β$模型再现的; $β$和核心半径分别为$1.02$和$1.51'$。漫发射的X射线光谱显示在$\sim 6$ keV的发射线，指示热等离子体的起源。光谱很好地解释了吸收的光学薄热等离子体模型的温度为$6.2$ keV和红移参数为$z = 0.14 \pm 0.01$。因此，X射线辐射被认为是来自与星系团相关的热气体。我们的光谱结果证实了Kocevski等人（2007）对1 RXS J170047.8 $-$ 314442的光学鉴定：CIZA J1700.8 $-$ 3144，是回避带星团目录的成员。估计的辐射热X射线光度$5.9 \times 10^{44}$ erg s $^{-1}$是在这个温度下最低的，这表明这个集群是远离放松。
2016-10-14 astro-ph.HE
A Systematic X-ray Study of the Dwarf Novae Observed with Suzaku
矮新星（DNe）在静止状态之外的X射线行为还没有完全了解。因此，我们收集了2013年底由朱雀卫星观测到的15个DNe的21个数据集，其中不仅包括静止期间的光谱，还包括过渡，爆发和超级爆发状态。从传统的冷却流模型来解释边界层的X射线发射开始，我们做了几个修改来解释观测到的光谱。因此，我们发现，最佳拟合的光谱模型强烈依赖于DNe的状态，只有少数例外。在静止状态下的光谱解释的冷却流模型加上Fe荧光线发射衰减的星际消光。过渡态的光谱需要额外的部分覆盖消光。爆发和超爆发状态下的光谱需要额外的低温薄热等离子体成分。超爆发状态下的光谱进一步要求边界层的最低温度的高值。我们提出了一个解释所需的修改，冷却流模型为每个国家。
2016-11-09 astro-ph.HE
Suzaku observations of the 2013 outburst of KS 1947+300
我们报告了2013年爆发期间高质量X射线双星KS 1947+300的两次朱雀观测的时间和光谱分析。在协议与同步NuSTAR观测，连续很好地描述了一个截止和一个额外的黑体组件的吸收功率法。此外，我们发现中性，氦样，甚至H-样铁的荧光发射。我们确定一个脉冲周期约18.8秒的源显示两个观测之间的自旋。这两个朱雀观测显示了非常相似的行为的脉冲轮廓，这是强烈的能量依赖性，从一个轮廓与一个峰值在低能量的轮廓演变为两个不同宽度的峰值向更高的能量，在朱雀和NuSTAR数据中看到。这种在更高能量下向更复杂轮廓的演变在X射线散射中很少见，大多数情况下表现出相反的行为。脉冲相位分辨光谱分析表明，在脉冲相位的吸收柱密度，NH的变化。与脉冲相位平均光谱相比，在脉冲轮廓最小值期间获取的光谱本质上更软。
2016-03-02 astro-ph.HE
Suzaku Observations of Iron K-lines from the Intracluster Medium of the Coma Cluster
利用朱雀星上的X射线成像光谱仪（XIS）对后发座星系团进行了6个观测点的观测，包括中央X射线峰值区、14'西偏区、30'和34'西北偏区、44'和60'西南偏区。由于其较低的背景水平，朱雀比其他卫星对Fe K-α线具有更好的灵敏度。利用精确的Fe线测量，我们研究了温度结构，可能的整体运动，和铁丰度分布在集群内介质（ICM）。观察到的光谱很好地代表了一个单一的温度模型，和两个或三个温度模型没有改善卡方显着。由类氢铁和类氦铁的K-α线比值得到的温度与单温模型得到的温度一致。由于线比是温度的陡峭函数，因此一致性支持使用朱雀进行温度测量的准确性。在34'区，由类He Fe线中心能量计算的红移与光学观测结果一致，在视线内的标定误差为18 eV或818 km/s。该值小于ICM的声速，即1500 km/s。NGC 4839子团周围44'偏距区Fe线的中心能量与34'偏距区Fe线的中心能量一致。温度和速度结构的这些结果表明，该集团的核心是在一个放松的状态，和无线电晕相关的非热电子加速的集群内湍流，而不是大规模的冲击。在34'区域内，Fe的丰度几乎恒定在0.4个太阳，并随半径的增加而减小。这个值略低于其他星系团的值，这意味着气体在过去与星系团增长相关的合并过程中混合良好。
2011-09-02 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
X-ray Temperature and Mass Measurements to the Virial Radius of Abell 1413 with Suzaku
我们目前的X射线观测的北部郊区的放松星系团A1413与朱雀，其XIS仪器具有低固有的背景需要使这些低表面亮度区域的测量。我们用XMM-Newton和Suzaku的星系团像切除了叠加在$1\times 10^{-14}$ \fluxunit（2- 10 keV）通量上的15个点源。我们量化所有已知的系统误差作为我们的分析的一部分，并显示我们的统计误差包括他们的大部分。我们的研究结果扩展了以前的测量与钱德拉和XMM牛顿，并显示了显着的温度下降到约3 keV的维里半径，$r_{200}$。我们在外部区域的熵分布（$> 0.5 r_{200}$）平滑地连接到XMM-牛顿，并显示出一个平坦的斜率相比，简单的模型，类似于其他一些集群观察维里半径。团簇在维里半径处的积分质量约为$7.5\times10^{14}M_{\odot}$，并且根据用于测量它的特定方法而变化约30%。
2010-01-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku Observation of the Symbiotic X-Ray Binary IGR J16194-2810
我们在2009年用朱雀X射线卫星观测了IGR J16194-2810的低/硬态。该源是一个共生X射线双星（SyXB），被归类为低质量X射线双星（LMXB）的一个类别，因为该系统是由一个M-型巨星和可能的中子星（NS）组成的。我们用XIS和HXD-PIN检测到0.8-50 keV信号。2-10 keV的光度为L ~ 7 x 10^34 erg s^-1，对应于~10^-3 L_Edd，其中L_Edd是1.4 M_o NS的爱丁顿光度，假设源距离为3.7 kpc。光度与过去的观测结果相似。光谱分析表明，有两个发射分量低于和高于~2 keV。硬发射分量由康普顿化黑体发射模型表示，种子光子温度约为1.0 keV，发射半径约为700 m。种子光子被认为来自NS表面的一小部分。软分量由原始黑体（~0.4 keV，~1.7 km）或康普顿化发射（~0.1 keV，~75 km）再现。我们认为其来源是南北表面其他部分的辐射或吸积流。将IGR J16194-2810硬发射元件的物理参数与SyXB（4U 1700+24）和LMXB（Aq 1X-1和4U 0614+091）的物理参数进行了比较。这种比较表明，这些低/硬态的SyXB在NS表面上具有更小的辐射区域（< 1 km），具有比比较的LMXB更高的种子光子温度（~1 keV）。
2013-08-27 astro-ph.HE
Suzaku X-ray Imaging of the Extended Lobe in the Giant Radio Galaxy NGC6251 Associated with the Fermi-LAT Source 2FGLJ1629.4+8236
我们报告了NGC 6251的朱雀X射线成像研究结果，NGC 6251是一个邻近的巨型射电星系，具有中等FR I/II射电性质。我们的指向集中在最近用费米-LAT发现的伽马射线发射峰上，该峰位于西北射电瓣的位置，距离核15弧分。在减去两个“离源”点附近的无线电波瓣，并删除可能的污染物在XIS的视野，我们发现显着的残留X射线发射最有可能扩散的性质。过量X射线发射的光谱很好地符合幂律，其中光子指数Γ= 1.90 +-0.15，0.5 - 8 keV通量为4 x 10^{-13} erg cm^{-2} s^{-1}。我们解释这个弥漫的X射线发射分量是由于逆康普顿上散射的宇宙微波背景光子的超相对论电子内的叶，只有一个小的贡献，从大规模的喷流的光束发射。利用存档的无线电数据的源，我们证明了通过宽带光谱建模的费米-LAT源2FGL J1629.4+8236的射线通量可以很好地占高能量尾的逆康普顿连续波瓣。因此，这个声称的来自NGC 6251西北叶的伽马射线的关联，以及最近对半人马座A扩展叶的费米-LAT成像，表明粒子可能被有效地（重新）加速到超相对论能量，通常在附近的射电星系的扩展射电叶内。
2012-02-04 astro-ph.HE
Discovery of Diffuse Hard X-ray Emission around Jupiter with Suzaku
本文报道了在160 ksSuzaku XIS数据中发现的木星周围弥散硬（1-5 keV）X射线辐射。辐射分布在约16 x8的木星半径和空间与辐射带和木卫一等离子体环。它显示出一个平坦的幂律谱，光子指数为1.4+/-0.2，1-5 keV的X射线光度为（3.3+/-0.5 x10 ^15 erg/s。我们讨论了它的起源，并得出结论，它似乎是真正的扩散，虽然多个背景点源的可能性不能完全拒绝有限的角分辨率。如果它是漫射的，平坦的连续谱表明X射线是由辐射带和/或木卫一等离子体环中的非热电子产生的。同步辐射模型和韧致辐射模型可以分别从所需的电子能量和X射线谱形中排除。太阳光子被超相对论（几十MeV）电子的逆康普顿散射可以解释能量和光谱，但所需的电子密度比木星电荷粒子经验模型估计的值大10倍以上。
2010-01-06 astro-ph.EP astro-ph.HE
Suzaku Observation of a Hard Excess in 1H 0419-577: Detection of a Compton-Thick Partial-Covering Absorber
我们目前的结果从2007年7月期间采取的1H 0419-577 200 KS朱雀观测。该源显示出一个强大的过剩的计数超过10千电子伏相比，外推模型的基础上以前的数据在0.5-10千电子伏波段。1H 0419-577中的“硬过剩”可以解释为存在一个康普顿厚度的部分覆盖吸收体，覆盖了约70%的源。康普顿厚度的气体可能来自光学BLR内部的半径，并可能形成一部分的cloudspeaker盘风。朱雀号观测到的Fe Ka荧光光度与赤道盘风的观测结果一致。
2009-03-25 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Hard-to-Soft State Transition of Aquila X-1 Observed with Suzaku
经常性的软X射线瞬态天鹰座X-1是在2011年10月21日，当该物体处于爆发的上升阶段时，用朱雀观测到的，总持续时间为79.9 ks。在观测过程中，该源在~30 ks的时间尺度上表现出从硬态到软态的清晰光谱跃迁。在整个跃迁过程中，0.8-10 keV的XIS计数率增加了约3倍，15-60 keV的HXD-PIN计数率减少了类似的因子，0.1-100 keV的未吸收光度从3.5倍10^37 erg/s增加到5.1倍10^37 erg/s。宽带光谱形状不断变化，从一个高能量截止的幂律到一个更凸的。在整个跃迁过程中，0.8-60 keV的光谱被成功地描述与一个多色黑体和康普顿黑体，被认为是产生于一个标准的吸积盘和更接近的附近的中子星，分别组成的模型。所有的模型参数被确认为连续变化，从那些典型的硬态的那些典型的软态。更具体地说，内盘半径从31 km减小到18 km，康普顿化对黑体光子的影响减弱，康普顿化的电子温度从10 keV降低到3 keV。导出的参数意味着康普顿电晕收缩向最终的软状态，和/或电晕的径向下落速度减小。这些结果加强了这样一种观点，即Aql X-1（以及类似物体）的软态和硬态是由相同的“圆盘加康普顿黑体”模型描述的，但参数有很大的不同。
2016-12-15 astro-ph.HE
H.E.S.S. and Suzaku observations of the Vela X pulsar wind nebula
脉冲星风星云（PWNe）代表了银河系中最突出的极高能伽马射线源，被认为是轻子宇宙射线的有效来源。船帆座X是附近的一个中年PWN，它向一个被称为茧的细长结构发射明亮的X射线和TeV伽马射线。由于TeV发射可能是电子的逆康普顿发射，而X射线发射是相同电子的同步辐射，因此我们的目标是用最小的建模来推导相对论粒子和磁场的性质。我们使用的数据从朱雀XIS从船帆座X覆盖的距离从0.3 pc到4 pc的脉冲星沿茧的三个紧凑的区域得到的光谱。我们从H.E.S.S.观测值，并将辐射模型拟合到多波长光谱。TeV电子谱和磁场强度是一致的三个区域的不确定性内，与顺序$10^{-12}\rm\,erg\,cm^{-3}$的能量密度。数据表明，在$\sim$ 100 TeV的能量和磁场强度的$\sim$ $6\,\rmμG$的电子光谱中存在截止。对湍流磁场存在的限制很弱。茧中TeV电子和磁场的压力在动态上可以忽略不计，这需要另一个占主导地位的压力分量的存在。亚TeV电子不能完全解释丢失的压力，这可能是由相对论离子或喷射物与脉冲星风的混合提供的。的电子光谱是一致的预期从运输方案占主导地位的平流通过反向冲击或扩散。通过在$\gtrsim 10\rm\,keV$能量范围内进行光谱测量，可以改善对湍流磁场和电子截止形状的约束。（节略）
2019-07-09 astro-ph.HE
Discovery of 40.5 ks Hard X-ray Pulse-Phase Modulations from SGR 1900+14
利用2009年朱雀和2016年NuSTAR拍摄的数据，研究了磁星SGR 1900+14的X射线定时特性，时间间隔分别为114 ks和242 ks。在这两种情况下，该物体都显示出特有的双组分光谱。在$\sim 5$ keV以下的能量中占主导地位的软成分显示出有规律的脉动，如用朱雀XIS测定的周期为$P=5.21006$ s，用NuSTAR测定的周期为$P=5.22669$。然而，在硬成分占主导地位的$\gtrsim 6$ keV中，只有在对数据进行周期脉冲相位调制校正后，才能用朱雀HXD和NuSTAR检测到脉动，周期为$T=40-44$ ks，幅度为$\approx 1$ s。进一步校正相位调制参数中的复能量依赖性的两个数据集，硬X射线脉动变得完全可检测，在12-50 keV中使用HXD，在6-60 keV中使用NuSTAR，使用$T=40.5 \pm 0.8$ ks的公共值。因此，SGR 1900+14成为继4U 0142+61和1 E 1547 $-$ 5408之后的第三个示例，以显示硬X射线脉冲相位调制，以及调制参数中能量依赖性的第二种情况。在这个系统中的中子星被推断为执行自由进动，因为它是轴向变形的$\approx P/T =1.3 \times 10^{-4}$大概是由于$\sim 10^{16}$ G环向磁场。作为反例，我们分析了脉冲双星4U 1626-67的朱雀星数据，…
2021-09-23 astro-ph.HE
X-ray study of the double radio relic Abell 3376 with Suzaku
我们对附近的双射电遗迹合并星系团Abell 3376（$z$ = 0.046）进行了X射线光谱分析，该星系团是用$Suzaku$ XIS仪器观测到的。这些深（$\sim$ 360千）的意见，涵盖了整个双遗迹地区的外围的集群。这些弥漫的射电结构是在合并星团中与大尺度X射线冲击相结合观察到的最大的弧形遗迹之一。我们确认在西向的$r\sim26$ '处存在一个更强的激波（${\cal M}_{\rm{W}}$ = 2.8 $\pm~0.4$），它是由穿过射电遗迹的温度和表面亮度不连续性引起的。在东部，我们在$r\sim8$ '探测到一个较弱的地震（${\cal M}_{\rm{E}}$ = 1.5 $\pm~0.1$），可能与东部遗迹的“缺口”有关，在$r\sim3$ '探测到一个冷锋。根据马赫数计算出的激波速度，我们估计了激波锋面的动力学年龄为通过核心后的$\sim$ 0.6 Gyr，这表明Abell 3376仍然是一个不断发展的合并星系团，合并发生在接近天面的地方。这些结果是一致的模拟和光学和弱透镜的研究文献。
2018-06-20 astro-ph.GA 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 hard X-ray selected Seyfert 2 galaxies
我们提出了朱雀观测五个硬X射线选择附近的塞弗特2星系。所有的来源都清楚地检测到针硬X射线探测器高达几十千电子伏，允许一个相当好的表征宽带X射线连续。我们发现，一个独特的模型，即使包括多个组件，未能代表所有的源的光谱。沉重的模糊体现在不同的口味。对于两个源，有证据表明它们是反射主导的连续体;在其他三个源中，一个具有“轻度”康普顿厚度（N_H ~ 10^24 cm-2），而其余两个源则被严重遮蔽（N_H ~ 10^23.5 cm-2），但康普顿厚度较薄。在康普顿厚的活动星系核中，观测到了中性或轻度电离气体产生的强、窄的铁K α线（EW ~ 1- 2keV）。在所有这些中，Kalpha线都伴随着Kbeta。软X射线谱的强度和形状因物体而异。软X射线可能来自于从X射线吸收器散射或泄漏的核成分，加上来自宿主星系的热X射线。由活性核光电离的环核气体的发射，用幂律加上个别窄高斯线参数化，也提供了一个可接受的描述软X射线光谱。有限的朱雀XIS CCD能量分辨率不允许我们得出明确的结论，软X射线发射的起源。我们根据活动星系核统一模型和遮蔽气体的几何形状对我们的发现作了简要的讨论。
2010-05-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Iron Fluorescent Line Emission from the mCvs and Hard X-ray Emitting Symbiotic Stars as a Source of the Iron Fluorescent Line Emission from the Galactic Ridge
银河脊X射线发射（GRXE）光谱在6.4、6.7和7.0 keV处具有强铁发射线，每一条线对应于中性（或低电离）、类氦和类氢铁离子。6.4 keV的荧光线是由硬X射线源照射中性（或低电离）物质（铁）产生的，表明银河平面内均匀存在冷物质。为了解决冷荧光物质的来源问题，我们研究了发射硬X射线的共生星（hSS）和磁激变变星（mCV）白矮星表面6.4 keV谱线对GRXE的贡献。在我们用朱雀号观测到的4~ hSS和19~ mCV的光谱分析中，我们能够分辨出三条铁发射线。我们发现hSS的6.4~keV谱线的等效宽度（EW）系统地高于mCV的，使得hSS和mCV的平均EW分别为$179_{-11}^{+46}$ ~eV和$93_{-3}^{+20}$ ~eV。与6.4keV谱线的典型EW相比，hSS的EW值在90- 300 eV之间，这取决于银河系的位置。hSS和mCV的平均6.4 keV谱线亮度分别为$9.2\times 10^{39}$和$1.6\times 10^{39}$ ~photons~s $^{-1}$，表明hSS本质上比mCV更有效的6.4 keV谱线发射体。我们将来自mCV的6.4 keV线的预期贡献与在$(l,b) \approx (28.5\arcdeg, 0\arcdeg$方向上观察到的GRXE 6.4 keV线通量进行比较。我们的结论是，几乎所有的6.4 keV线通量…
2015-12-08 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
Suzaku observation of IGR J16318-4848
我们报告的第一个朱雀观测IGR J16318-4848，最近发现的一组新的高度吸收的X射线双星的国际伽玛射线天体物理实验室INTEGRAL的最极端的例子。朱雀观测于2006年8月14日至17日进行，净曝光时间为97千秒。源的平均X射线谱可以用中子星典型的连续模型很好地描述，即，强吸收的幂律连续谱，光子指数为0.676（42），指数截止为20.5（6）keV。吸收柱为1.95（3）× 10 e24 cm-2。与早期的工作一致，观察到Fe Ka，Fe Kbeta和Ni Ka的强荧光发射线。尽管吸收柱很大，但在线条中没有看到康普顿肩，这表明吸收体是非球形和非均匀的。在5-60 keV的平均吸收通量为3.4x10e-10 erg cm-2 s-1时，该源在小时的时间尺度上表现出显着的变化。
2009-12-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
GK Per 2015 dwarf nova covered by Suzaku
中间极区的GK Per在2015年3月至4月间爆发了一次矮新星爆发。朱雀X射线望远镜在其预定的为期四天的定点观测中偶然捕捉到了爆发的开始。在本文中，我们提出的时间和频谱分析结果的爆发，连同那些从档案数据的静态在2009年和2014年获得的。我们的时间分析证实了先前报道的X射线计数率的自旋调制与WD自旋周期PWD =351.4+/-0.5秒的爆发。在硬X射线波段（16-60 keV）也检测到了这种调制，对吸收的光谱建模表明，这种调制被一种稠密的吸收所遮蔽，其视线柱密度N_H>10^23 cm^-2。一个复杂的时间演化的自旋调制配置文件中看到的自旋最小相位从相位~0.25在第一个半观测到~0.65在第二个，和脉冲形状显着改变历元。Fe Ka带的光谱拟合显示荧光线等效宽度增加，从~80 eV（静止）增加到~140 eV（爆发）。类He和类H Fe K α的等效宽度在两种状态下都是恒定的，约为40 eV。在2-60 keV波段进行宽波段光谱拟合，得到亚太阳Fe丰度约为0.1 Zsun，采用等压冷却流模型时等离子体最高温度kT_max约为50-60 keV。基于在6-7倍的吸积速率下温度变化很小的情况，讨论了爆发早期的吸积几何。
2016-03-25 astro-ph.HE
