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
The NuSTAR, XMM-Newton, and Suzaku view of A3395 at the intercluster filament interface
星系团是宇宙中最大的维里化天体。它们的合并动力学以及它们与连接它们的宇宙细丝的相互作用对于我们理解大尺度结构的形成非常重要。此外，宇宙细丝被认为拥有宇宙中缺失的重子。因此，研究星系团和暗条的相互作用，有可能揭示重子的起源和发生在星系团合并阶段的物理过程。本文利用NuSTAR、XMM-Newton和朱雀星的观测资料研究了A3395与星系团间暗条的联系。由于NuSTAR观测受到散射光的中度污染，我们提出了一种新的技术，用于从簇内介质的发射中分离出这种背景。我们发现，集群和集群间灯丝连接A3395和A3391的接口没有显示出任何迹象的加热等离子体，如以前所认为的。这个界面具有低温、高密度和低熵，因此我们认为气体正在冷却，在合并的早期阶段受到湍流或潮汐“天气”的推动。此外，我们的温度结果从NuSTAR数据与那些从XMM-Newton，并从联合NuSTAR和XMM-Newton分析的区域与~25%的散射光污染在1西格玛一致。我们表明，温度约束的intraclustermedium是有效的，即使当数据被污染到~25%的~5 keV集群发射。
2022-04-21 astro-ph.HE
XMM-Newton and Suzaku detection of an X-ray emitting shell around the pulsar wind nebula G54.1+0.3
最近的X射线观测已被证明是非常有效的检测以前未知的超新星遗迹壳周围的脉冲星风星云（PWNe），在这些情况下，壳的特征提供了进一步的线索嵌入PWN的演化阶段。然而，目前尚不清楚为什么一些PWNe仍然是“裸体”。我们进行了一次X射线观测活动，目标是PWN G54.1+0.3，螃蟹的“近亲”，目的是检测相关的SNR壳。分析了XMM-Newton和Suzaku对G54.1+0.3的观测结果，模拟了尘埃散射晕的贡献。我们检测到一个固有的微弱的弥漫X射线发射周围的硬光谱，这可以建模与幂律（伽马= 2.9）或热等离子体模型（kT=2.0千电子伏）。如果壳层是热的，我们得到爆炸能量E=0.5- 1.6 × 10^51尔格，冲击前ISM密度为0.2 cm^-3，年龄约为2000年。利用这些结果在PWN-SNR演化的MHD模型中，我们得到了一个很好的一致性之间的预测和观察到的位置的外壳和PWN冲击。
2010-04-20 astro-ph.HE
Relativistic iron K alpha line detection in the Suzaku spectra of IC 4329A
我们提出了一个分析的五个朱雀观测明亮的塞弗特1星系IC 4329A。宽的能带和高的信噪比的数据给出了新的限制铁K α线的轮廓和它的关系，在更高的能量康普顿驼峰。铁钾带通是由一个狭窄的核心（EW=57 eV）在6.4 keV一致的中性材料。使用物理动机的模型，我们的分析还揭示了存在一个广泛的铁K α线（EW=124 eV），最有可能产生在内部的吸积盘和模糊的广义相对论效应。该分量在单个光谱中并不明显，但在所有五个观测值的叠加残差中明显存在，并且具有很高的统计显著性。这突出了在活动星系核中识别宽铁谱线的困难，即使是在具有非常高的信噪比的数据中，因为它们很难从连续体中分离出来。这些数据与跟踪康普顿驼峰的窄铁线和宽铁线组件一致，但没有提供明确的证据证明情况确实如此。还可以看到6.94 keV处的额外窄FeXXVI发射线，这表明存在离中心区域相对较远的电离材料。也有一个变化的暗示，所以这条线的确切起源仍然不清楚。
2014-04-28 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
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
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
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
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
A Clumpy Stellar Wind and Luminosity-Dependent Cyclotron Line Revealed by The First Suzaku Observation of the High-Mass X-ray Binary 4U 1538-522
本文介绍了朱雀星对高质量X射线双星4U 1538-522的首次观测结果。朱雀的宽带光谱覆盖范围允许进行详细的光谱分析，表征在$23.0 \pm 0.4$ keV的回旋共振散射特征和在$6.426 \pm 0.008$ keV的铁K $α$线，以及对铁K $β$线和铁K边缘的强度设置限制。我们跟踪的光谱参数在时间和光度的演变，特别是发现一个显着的回旋线能量和光度之间的正相关性。光变曲线中的一个倾角和尖峰被证明与沿视线的柱密度的数量级增加有关，以及在底层连续体中的显著变化，这意味着一个过密区域的cluerous恒星风的吸积。我们还提出了一个相位分辨分析，与大多数感兴趣的光谱参数显示显着的变化与相位。值得注意的是，回旋加速器线能量和铁K $α$线强度都随相位显著变化，其中铁线强度与脉冲轮廓显著异相。我们讨论的背景下，最近的工作在该地区的吸积柱物理和回旋共振散射功能的形成，这些研究结果的影响。
2014-07-03 astro-ph.HE
Suzaku observation of the Phoenix Galaxy
近年来，几个塞弗特2星系被发现，当在X射线中观察时，相隔几年就会改变状态，从康普顿薄转变为反射主导，反之亦然。我们观察了这类“变化的外观”源的一员，凤凰星系，与朱雀，目的是更好地了解变化的性质。对朱雀光谱进行了分析，并将结果与以前的ASCA和XMM-牛顿观测结果进行了比较。源被捕获在一个康普顿薄的状态，如在XMM-牛顿，但不同于ASCA。比较朱雀和XMM-牛顿观测，发现吸收体的柱密度在年的时间尺度上的变化。一个类似的变化，但在更短的时间尺度（即ks）也可以解释在朱雀观测计数率的变化。一个软过剩也存在，可能是由于连续和线发射光电离环核物质。
2009-02-05 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
X-ray study of the merging galaxy cluster Abell 3411-3412 with XMM-Newton and Suzaku
内容：钱德拉天文台对阿贝尔3411 - 3412合并系统的观测显示，它的北部有一个向外的子弹状子星系团，南部边缘有许多表面亮度（SB）边缘，射电观测也报告了多个漫射源。值得注意的是，东南部的射电遗迹与来自射电星系的化石等离子体和探测到的X射线边缘有关，提供了激波再加速的直接证据。所报道的X射线边缘的性质还有待于从热力学角度加以限制。目的：利用XMM-Newton和Suzaku观测资料，揭示已报道的再加速点和其它X射线边缘的物理性质。同时，我们的目标是调查的温度廓线在低密度的外围朱雀资料。研究方法：我们进行成像和光谱分析，以测量多个已知的X射线SB不连续性的密度跳跃和温度跳跃。提出了一种新的XMM-牛顿软质子本底标定方法。档案钱德拉，朱雀，和ROSAT数据被用来估计宇宙X射线背景和银河系前景水平与标准空白天空光谱相比，提高了准确性。结果如下：在东南边缘，XMM-Newton和朱雀的温度跃变都指向一个$\mathcal{M}\sim1.2$激波，这与SB拟合Chandra的结果一致，并支持在该激波前缘的再加速假设。南部边缘显示了一个更复杂的场景，其中一个冲击和剥离的冷物质的存在可能会同时发生。南方低密度区的朱雀温度廓线略高于典型的松弛星系团温度廓线。用XMM-牛顿法测得的$kT_{500}=4.84\pm0.04\pm0.19$ keV值和用朱雀法测得的$kT_{500}=5.17\p…
2020-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Cross-calibration of Suzaku XIS and XMM-Newton EPIC using clusters of galaxies
我们扩展了以前的交叉校准研究的国际天文学联盟的高能校准（IACHEC）XMM-牛顿/EPIC，钱德拉/ACIS和BeppoSAX/MECS X射线仪器与星系团的朱雀/XIS仪器。我们的目的是研究的准确性的能量依赖的有效面积校准的XIS仪器通过比较的光谱温度，通量和拟合残差与朱雀/XIS和XMM-牛顿/EPIC-pn获得相同的集群。所有仪器在2.0 - 7.0 keV硬能带测量的温度在5%以内是一致的。然而，XIS仪器在软0.5 - 2.0 keV频段获得的温度不一致9 - 29%。我们研究了XIS软带中的残差，结果表明，如果精确校准XIS 0有效面积形状，则XIS 1和XIS 3的有效面积被高估，低于1.0 keV（反之亦然）。调整柱密度的XIS污染物在3 - 6弧分提取区域的建模，同时迫使一致的排放模型，在每个仪器为一个给定的集群显着提高了拟合。XIS 1和XIS 3污染物中的氧柱密度必须比当前校准中实现的值增加1 - 2E17 cm ^-2，而分析给出的XIS 0污染物的柱密度与公共校准一致。XIS软带温度与修改的污染物的柱密度得到更好的同意与EPIC-pn仪器的XMM-牛顿，比与那些来自使用Chandra-ACIS仪器的温度。然而，使用Suzaku-XIS获得的硬带通量与使用Chandra-ACIS和EPIC-pn仪器获得的通量的比较证明是不确定的。
2013-01-14 astro-ph.HE astro-ph.IM
A Suzaku sample of unabsorbed narrow-line and broad-line Seyfert 1 galaxies: II. Iron emission and absorption
利用朱雀号卫星观测的22个窄线Seyfert 1（NLS 1）和47个宽线Seyfert 1（BLS 1）星系的样本，研究了每组星系的Fe K带性质。三种不同的模型被用来检查的存在下：窄中性Fe Ka线在6.4千电子伏和电离的Fe xxv和Fe xxvi发射线（模型A）;一个广泛的发射功能在约6 - 7千电子伏（模型B）;和吸收边在7.1千电子伏（模型C）。在所有三个模型中，中性Fe Ka线在NLS 1中比在BLS 1中更弱（较低的光度和等效宽度）。模型（B）还发现NLS 1中的宽分量（更大的等效宽度）比BLS 1中的宽分量更显著。该特征似乎不是NLS 1 s中较陡光谱的伪影，而是这些源的固有属性。根据模型（C），吸收边的光学深度在两个样品之间看起来相当。当将吸收与发射线特性进行比较时，NLS 1 s似乎表现出比BLS 1 s更低的铁的发射-吸收比，并且比基于荧光产率的预期更低。观察到的差异可能来自于不同的环面几何形状（例如NLS 1 s中的较大开度角），和/或NLS 1 s中除了纯荧光之外的Fe K发射和吸收的额外来源（例如起源于圆盘和宽线区域）。
2021-12-15 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
Disentangling the Complex Broadband X-ray Spectrum of IRAS 13197-1627 with NuSTAR, XMM-Newton and Suzaku
我们提出了一个协调的$XMM$ - $Newton$ + $NuSTAR$观测的1.8型塞弗特星系IRAS 13197-1627的结果。这是一个高度复杂的源，有来自内部吸积盘的相对论反射、中性吸收和更远物质的进一步再处理以及流出的电离吸收的强烈贡献。我们进行了详细的频谱分析相结合的宽带覆盖$XMM$ - $Newton$ + $NuSTAR$与多历元的方法，将档案观测$XMM$ - $Newton$和$Suzaku$。我们的重点是从内部的吸积盘，以前的工作表明，可能占主导地位的活动星系核的排放，并限制黑洞旋转的反射的特点。使用灯柱盘反射模型，我们发现，内盘的结果在很大程度上是不敏感的假设有关的几何形状的遥远的洗消机和照明X射线连续的精确形式。然而，这些结果确实取决于远距离吸收器/再处理器的铁丰度的处理。多历元的数据有利于AGN的化学均匀的情况下，我们发现，一个快速旋转的黑洞是首选，与$a^* \geq 0.7$，但缓慢旋转的黑洞并不强烈排除。除了内盘的结果，我们还发现，无论是中性和电离的吸收剂从时代到时代的变化，这意味着两者都有一定程度的不均匀性，在其结构。
2017-10-31 astro-ph.GA astro-ph.HE
The changing source of X-ray reflection in the radio-intermediate Seyfert 1 galaxy III Zw 2
本文报道了用XMM-Newton、Suzaku和Swift在过去17年中对射电中等强度、X射线明亮的Seyfert 1星系III Zw 2进行的X射线观测。源亮度在每年的时间尺度上变化很大，但在几天内变化较小。2000年XMM-牛顿和2011年朱雀的定点观测显示，尽管X射线通量相当，但光谱差异。朱雀光谱与幂律连续谱和~6.4 keV处的窄高斯发射特征一致，而早期的XMM-牛顿光谱需要更宽的高斯分布和低于~2 keV的软过量。一个潜在的解释是，主要的幂律发射，也许从喷流基地，优先照亮内吸积盘在2000年，但在2011年遥远的环面。这种解释可能与III Zw 2中假设的旋进射电喷流一致，这可能是由于正在进行的合并事件引起的圆盘不稳定性。
2017-12-04 astro-ph.HE
XMM-Newton observations of the TeV-discovered supernova remnant HESS J1534-571
本研究利用XMM-Newton观测TeV超新星遗迹HESS J1534-571，未探测到X射线同步辐射，测得2-10 keV能段X射线流量上限，发现6.4 keV线辐射，为其γ射线辐射的强子起源提供了潜在证据。
2023-07-17 astro-ph.HE
Suzaku Observation of the Black Hole Candidate MAXI J1836-194 in a Hard/Intermediate Spectral State
本文报道了朱雀星对新发现的X射线双星MAXI J1836-194的观测。源被发现是在硬/中间光谱状态，并显示出清晰和强大的相对论加宽铁发射线。我们适合的光谱与各种现象学，以及物理动机的磁盘反射模型，并发现的宽度和强度的铁线总是特征的发射在几个引力半径周围的黑洞。该结果与所使用的连续统无关，并且强烈指向MAXI J1836-194中的中心物体，即以$a=0.88\pm0.03$的自旋旋转的恒星质量黑洞（90%置信度）。我们讨论了这一结果的背景下，光谱状态的定义，物理变化（或缺乏）的吸积盘和吸积盘电晕在状态转换的潜在重要性。
2012-03-19 astro-ph.HE
$Suzaku$ and $XMM-Newton$ observations of a newly-discovered early-stage cluster merger 1E2216.0-0401 and 1E2215.7-0404
我们给出了星团对1E2216.0 - 0401和1E2215.7 - 0404的$Suzaku$和$XMM-Newton$ X射线观测结果。我们发现了星团之间的X射线桥。$Suzaku$和$XMM-Newton$的观测结果表明，每个星系团都有中等温度的气体，分别为$kT_{1E2216.0-0401}=$ 4.8、$\pm$ 0.1 keV和$kT_{1E2215.7-0404}=$ 5.8、$\pm$ 0.2 keV。另一方面，桥区域显示出非常高的温度（{\it kT}= 6.6 $\pm$ 0.5 keV）。此外，在桥的位置，我们检测到增强的小波分解的软带（0.5 - 4.0 keV）$XMM-Newton$图像在3西格玛的意义，这是最有可能由于压缩的集群内介质（ICM）的合并活动的结果。这种X射线强度和温度的增强与后期阶段的预期不一致，但与早期阶段合并的数值模拟预测一致。根据桥位置处的温度跃变，马赫数估计为${\cal M}=1.4\pm0.1$，它对应于大约1570 km/s的激波传播速度。根据这些激波的性质，我们估计核通道将发生在0.3 - 0.6Gyr，而激波结构的年龄为50 - 100Myr。基于ICM在桥上的测量特性和时间尺度的估计，我们发现了非平衡电离的迹象。我们还发现可能的弥漫性无线电发射位于合并集群之间。结合射电、X射线和光学图像数据，我们推测探测到的射电源最…
2016-08-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Iron line profiles in Suzaku spectra of bare Seyfert galaxies
我们有条不紊地模拟宽带朱雀光谱的一个小样本的六个'裸'塞弗特星系：方舟120，费尔奥9，MCG-02-14-009，Mrk 335，NGC 7469和SWIFT J2127.4+5654。由于任何固有的暖吸收量较弱，对裸塞弗茨的分析可以对活动星系核进行一致的物理建模，消除了暖吸收引起的光谱弯曲与Fe K区域红翼之间的简并性。通过有效的宽带光谱建模和调查存在的窄中性或电离发射线和反射从遥远的材料，我们获得了准确和详细的描述的Fe K线区域使用模型，如laor，kerrdisk和kerrconv。结果表明，电离发射线在6.7 keV和6.97 keV（特别是Fe XXVI）是比较常见的，这些线的列入可以大大影响与相对论模型，即自旋，发射率，发射和倾斜的内半径获得的参数。在所有的天体中都可以找到中等宽的成分，但通常的辐射来源于几十个Rg，而不是黑洞的<6 Rg。与Kerrdisk线配置文件得到的结果表明，平均发射率q~2.3在中间自旋值与所有对象排除了最大旋转黑洞的存在在90%的置信水平。对Mrk 335和NGC 7469，我们还提出了新的自旋约束，其中间值分别为a=0.70（+0.12，-0.01）和a=0.69（+0.09，-0.09）。
2010-10-11 astro-ph.HE
X-ray spectroscopy of the accretion disk corona source 2S 0921-630 with Suzaku archival data
2S 0921 $-$ 630是一颗低质量X射线双星（LMXB），轨道周期为$\sim$ 9天。过去的X射线观测显示，2S 0921 $-$ 630有一个扩展的吸积盘日冕（ADC），系统的大部分X射线都是从那里发射的。我们报告了2S 0921 $-$ 630的朱雀存档数据分析结果。平均X射线光谱是用黑体发射（$kT_{\rm bb} \sim 0.3$ keV）再现的，该黑体发射由具有$\sim 2$ keV温度的光学厚气体（"康普顿云“;光学深度$τ\sim 21$）康普顿化，与十三条发射谱线组合。我们发现，大部分的发射线对应于高度电离的原子：O，Ne，Mg，Si，S，Ar和Fe。还检测到K $α$发射线和半中性铁（Fe I-XVII）的吸收边。半中性铁K的$α$谱线非常宽，宽度为$0.11 \pm 0.02$ keV（单位：σ），对应于开普勒运动在半径为$\sim 10^9$ cm处的多普勒展宽。我们认为，观测到的半中性铁谱线起源于康普顿云外部的吸积盘内部，即，康普顿云可以具有$\sim 10^9$ cm半径。
2022-10-19 astro-ph.HE
Analysing the Suzaku Spectra of the Broad-Line Seyfert 1 Galaxy CBS 126
我们分析了新的同步\emph{Suzaku}和\emph{Swift}数据的宽线塞弗特1（BLS1）星系CBS 126。在源光谱中有一条清晰的Fe发射线和一个强的软过剩。我们拟合的光谱与相对论反射模型，并发现该模型往往适合与高铁丰度的数据可能是由于大的软过剩本。通过对差值和RMS谱的检验，我们发现在$\sim$ 0.89 keV处可能存在一个吸收边，这可能是由氧或氖引起的。我们还产生了时间分辨光谱的分析，以检查边缘的存在。虽然在时间分辨光谱中更需要高的铁丰度，但太阳铁丰度模型与吸收边一起给出了更物理的解释。电离参数的变化是一种替代的，似是而非的解释过剩的差异光谱。从目前的数据很难知道这个源中是否有热吸收体。为了进一步研究可能的热吸收体的存在，需要更高的信噪比的低能量数据。这里提出的工作初步表明，BLS1的光谱可以用相对论反射模型来解释，类似于在它们的窄线表兄弟中经常看到的模型。
2012-06-20 astro-ph.HE
Peculiar Lapse of Periodic Eclipsing Event at Low Mass X-ray Binary GRS 1747$-$312 during Suzaku Observation in 2009
GRS 1747 $-$ 312是一颗低质量X射线双星，位于球状星团泰山6号，距离地球9.5千秒差距。在它爆发的过程中，人们知道会发生周期性的日食。2004年，钱德拉和2013年，斯威夫特分别对爆发进行了观测。XMM-牛顿在2004年观测到了它的静止状态。此外，当朱雀在2009年作为银河系中心测绘观测的一部分进行观测时，发现GRS 1747 $-$ 312处于低光度状态，$L_{\rm x} \sim 1.2 \times 10^{35}$的亮度为$^{-1}$。除了XMM-牛顿之外，所有的观测都包括了预测的日食时间。我们分析了这些观察的档案数据。在钱德拉和斯威夫特的观测中，我们发现在日食的预期时间，通量明显减少。然而，在朱雀观测期间，没有明显的迹象表明预测的日食。朱雀观测期间预测的日食的消失可以用一个非常接近GRS 1747 $-$ 312的污染源来解释。当GRS 1747 $-$ 312处于静止状态时，我们观察到来自污染物源而不是来自GRS 1747 $-$ 312的X射线。然而，我们的数据中没有明确的污染源证据。这种消失也可以用中子星和伴星之间的厚物质（$N_{\rm H} > 10^{24}$ cm $^{-2}$）来解释，尽管厚物质的来源还不清楚。
2016-03-01 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
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
Cross-calibration of the X-ray Instruments onboard the Chandra, INTEGRAL, RXTE, Suzaku, Swift, and XMM-Newton Observatories using G21.5-0.9
上下文多年来，蟹状星云一直被X射线天文任务用作X射线通量和光谱形状的天体校准源。然而，对于目前和未来配备有灵敏度提高的仪器的任务来说，该物体往往过于明亮。目标。我们使用G21.5-0.9作为蟹状星云的一个可行的、较暗的替代品，蟹状星云是另一个脉冲星风星云，具有时间常数幂律谱，在X射线波段的通量为几毫米蟹状星云。使用这个源，我们进行了交叉校准研究的仪器板载目前活跃的天文台：钱德拉ACIS，朱雀XIS，斯威夫特XRT，XMM-牛顿EPIC（MOS和pn）的软带，和INTEGRAL IBIS-ISGRI，RXTE PCA和朱雀HXD-PIN的硬带。方法.我们从所有仪器中提取光谱，并在相同的天体物理假设下拟合它们。我们比较了G21.5-0.9模型的光谱参数：幂律光子指数，星际光电吸收的H-等效柱密度，软（2-8 keV）或硬（15-50 keV）能带的通量。结果我们确定的最佳拟合参数值的系统性差异不可归因于单独的数据的统计分散。我们解释这些差异是由于残留的交叉校准问题。对于软带通量和幂律指数，差异可以分别高达20%和9%，而对于硬带通量，差异可以高达46%。将结果绘制成图表，作为今后使用多个飞行任务进行校准和科学研究的有用参考。
2010-09-14 astro-ph.HE astro-ph.IM
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
Two-Phase ICM in the Central Region of the Rich Cluster of Galaxies Abell 1795: A Joint Chandra, XMM-Newton, and Suzaku View
基于对X射线明亮星系团Abell 1795的高质量Chandra，XMM-牛顿和朱雀数据的详细分析，我们报告了两相团内介质（ICM）结构的明确证据，它由一个很酷的（具有温度T = 2.0- 2.2keV）和热（T = 5.0- 5.7keV）分量共存，并且至少在中心80 kpc中主导X射线发射。第三个弱发射分量（T = 0.8千电子伏）也检测到在最里面的144千秒差距，并归因于一部分的cD星系的星际介质（ISM）。解投影谱分析揭示了热相和冷相组分的平坦径向温度分布。这些结果与Xu等人（1998）报道的ASCA测量结果一致，并且类似于先前对半人马座星系团的发现（例如，Takahashi等人，2009年）。通过分析从Chandra数据创建的发射测量比率和气体金属丰度图，我们发现在50-100 kpc区域，冷相组分比热相组分更富集金属，这与M87中发现的结果一致（Simionescu et al. 2008）。冷相和热相ICM的共存不能仅通过活动星系核（AGN）的气泡抬升来实现。相反，两相ICM特性与cD电晕模型更好地协调（Makishima等人，2001）。（节录）
2012-02-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Outer Limits of Galaxy Clusters: Observations to the Virial Radius with Suzaku, XMM, and Chandra
星系团的外围，靠近维里半径，仍然是相对未被探索的领域，但对我们理解星系团的生长，结构和质量至关重要。在本报告中，我们展示了一个程序的第一个结果，以约束状态的外部团内介质（ICM）在一个大样本的星系团，利用三个互补的X射线天文台的优势：朱雀（低，稳定的背景），XMM-牛顿（高灵敏度）和钱德拉（良好的空间分辨率）。通过仔细结合从星团核心到r_200以外的观测，我们能够识别和减少系统的不确定性，这些不确定性会阻碍我们使用单个望远镜进行空间和光谱分析。我们的样本包括9个星系团，在z ~ 0.1-0.2完全覆盖的方位角超过r_200，我们的分析表明，ICM是不是在流体静力平衡的集群外围，我们看到明确的方位角变化的温度和表面亮度。在其中一个集群中，我们能够测量远超过r_200的漫射X射线发射，并且我们发现熵分布和气体分数与理论和数值模拟的预期一致。这些结果与最近的研究相反，这些研究指出气体在郊区聚集;集群环境或仪器效应因素的差异在多大程度上导致这种差异仍不清楚。从更广泛的角度来看，该项目将产生一个相当大的基准数据集，用于与高分辨率数值模拟进行详细比较。
2011-11-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Suzaku, NuSTAR, and XMM-Newton view on variable absorption and relativistic reflection in NGC 4151
我们解开复杂的视线吸收在附近的Seyfert NGC 4151的X射线盘反射，使用一套朱雀，NuSTAR，和XMM-牛顿观测。在早期发表的工作扩展，我们追求一个物理动机的模型，使用最新的角度分辨版本的灯柱几何反射模型relxillCp_lp与康普顿化连续。我们使用长期的同时朱雀/NuSTAR观测开发一个基线模型，其中我们模型反射的排放作为一个组合的灯柱组件在1.2和15.0的重力半径的高度。我们主张一个垂直延伸的日冕，而不是两个紧凑和不同的主要来源。我们发现了两个中性吸收体（一个完全覆盖和一个部分覆盖），一个电离吸收体（$\log ξ= 2.8$），和一个高度电离的超快流出，这都是以前报道过的。所有分析的光谱都很好地描述了这个基线模型。1千电子伏和6千电子伏之间的光谱变化的大部分可以占两个中性吸收体，这似乎是退化和负相关的变量硬连续分量通量的列密度的变化。我们跟踪的变化，在吸收短（2天）和长（$\sim$ 1年）的时间尺度上，所观察到的演变是一致的吸收器结构的变化（cluperium吸收器的距离范围从宽线区域（BLR）的内环面或尘埃辐射驱动风）或几何稳定的中性吸收器，变得越来越电离在不断上升的通量水平。低于1 keV的软X射线主要由扩展气体的光电离发射主导，这些气体可能充当核辐射的暖镜。
2017-03-31 astro-ph.GA 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
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
Active galaxy 4U 1344-60: did the relativistic line disappear?
X射线亮活动星系核是研究超大质量黑洞吸积物理的独特天体物理实验室。4U 1344-60是一个明亮的塞弗特星系，在XMM-牛顿观测中显示出相对论反射特征。我们提出了与朱雀卫星获得的新数据的光谱结果，并将它们与以前的XMM-牛顿观测。4U 1344-60的X射线连续谱可以很好地用光子指数约为1.7的幂律分量来描述，该幂律分量被完全覆盖和部分覆盖的局部吸收体所修正。我们测量到部分吸收的辐射的分数从XMM-牛顿观测中的45%左右大幅下降到朱雀观测中的不到10%，而幂律斜率在不确定性范围内保持不变。朱雀光谱中的铁谱线相对较窄，为$σ=(0.08 \pm 0.02)$ keV，没有任何相对论增宽的迹象。关于这一点，我们解释档案XMM-牛顿光谱中的铁线为相同宽度的窄线加上约6.1千电子伏的额外红移发射。在朱雀星的光谱中没有相对论反射的证据。在XMM-牛顿观测过程中检测到的红移铁线可能是一个临时的功能，无论是由于局部增强发射或减少电离在最里面的吸积流。
2012-09-18 astro-ph.CO 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
The broad iron Kalpha line of Cygnus X-1 as seen by XMM-Newton in the EPIC-pn modified timing mode
本文分析了天鹅座黑洞X-1的同步XMM-牛顿和RXTE数据中的加宽的、含氟的铁K α线。XMM-牛顿数据是在EPIC-pn相机的定时模式的修改版本中拍摄的。在这种模式下，仪器的较低能量阈值增加到2.8 keV，以避免由于源的亮度引起的遥测丢失，同时保持Fe Ka波段的信噪比。我们发现，最适合的频谱由指数截止的幂律和相对论涂抹，电离反射的总和。Fe K α特征的形状是由于强康普顿加宽与相对论加宽相结合。假设有一个标准的、薄的吸积盘，那么黑洞的旋转速度接近极限。
2011-08-04 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
A re--analysis of the iron line in the XMM-Newton data from the low/hard state in GX339--4
从黑洞双星GX 339 -4的低/硬态中，在XMM-牛顿MOS数据中检测到一条极宽的铁线，这是唯一一条与这种状态的截断圆盘解释相冲突的证据。然而，它也与低/硬态的所有其他替代几何形状的观测数据的某些方面相冲突，包括喷流模型，使其非常难以理解。我们重新分析了这些数据，并表明它们受到堆积的强烈影响，即使有广泛的质心去除，因为源比推荐的最大计数率亮约200倍。相反，我们提取的同时PN定时模式的数据，不应该受到堆积。这些显示出比MOS数据中的线明显更窄的线。因此，这些数据很容易与截短的圆盘相一致，并且确实有力地支持了这种解释。
2010-06-14 astro-ph.HE
Iron emission line from the spiral galaxy M101
分析了正面螺旋星系M101的档案朱雀数据。在中心区域检测到一条6.72^{+0.10}-0.12} keV的强发射线。这条线与类氦铁的K线一致，表明存在温度为几keV的薄热等离子体。中心5弧分半径区域内的铁线光度估计为（2-12）× 10 ^{37}尔格·秒^{-1}。讨论了铁发射线的来源。
2015-10-06 astro-ph.HE
An X-ray counterpart of HESS J1427-608 discovered with Suzaku
我们报告发现了一个X射线对应的身份不明的非常高的能量伽马射线源HESS J1427-608。在与HESS J1427-608重合的天区中，在2-8 keV波段发现了一个扩展源，并将其命名为朱雀J1427-6051。如果用高斯近似，其X射线径向轮廓具有σ =0.9' +/-0.1'的延伸。在2-10 keV波段，该光谱符合吸收的幂律方程：N_H=（1.1 +/- 0.3）× 10^23 cm^-2，γ =3.1 + 0.6/-0.5，未吸收的通量F_X=（9 + 4/-2）× 10^-13 erg·s^-1 cm^-2。利用XMM-Newton档案资料，我们在朱雀源区发现了7个点源。然而，由于它们的总通量和吸收柱密度比朱雀J1427-6051低一个数量级以上，我们认为它们与朱雀源无关。因此，朱雀J1427-6051被认为是真正的漫射源，是HESS J1427-608的X射线对应物。根据观测性质讨论了HESS J1427-608的可能性质。
2013-01-22 astro-ph.HE
Searching for the 3.5 keV Line in the Stacked Suzaku Observations of Galaxy Clusters
我们对47个红移范围为0.01-0.45的星系团的朱雀星系团叠加观测进行了详细的研究，以寻找未识别的3.5 keV线。此示例为先前检测到的行提供独立测试。我们只检测到一个2sigma显着的光谱特征在3.5千电子伏的全样本的光谱。当样品被分为两个子样品（冷芯和非冷芯集群）时，冷芯子样品在线能量处没有统计学显著的正残差。一个非常弱的（2西格玛置信度）的光谱特征，在3.5千电子伏是允许的数据从非冷核心集群样本。在90%的置信水平下，朱雀星完整样本中中微子衰变混合角的上限与之前在星系团、M31和银河系中心的XMM-牛顿堆叠样本中的探测结果一致（该样本对暗线具有更高的统计敏感性）。然而，从本样本的约束，其中不包括英仙座集群，是在紧张与先前报道的线通量观察英仙座集群的核心与XMM-牛顿和朱雀。
2016-09-19 astro-ph.CO 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
Millihertz quasi-periodic oscillations and broad iron line from LMC X-1
利用两个XMM-Newton观测和一个Suzaku观测研究了持久性黑洞X射线双星LMC X-1的时间和能谱特征。我们发现了低频（~ 26-29 mHz）准周期振荡（QPO）。我们还报告了变异性的广泛铁K-α线研究与朱雀。QPO被发现是弱的，分数均方根幅度在~ 1- 2%的范围内，品质因数Q~2-10。它们伴随着弱红噪声或零中心洛伦兹分量，均方根变化在~ 1- 3%水平。能谱由三个不同的分量组成-多色盘黑体（kT_{in} ~ 0.7-0.9 keV）、高能幂律尾（Gamma ~ 2.4 - 3.3）和6.4-6.9 keV的宽铁谱线。宽铁谱线、QPO和强幂律分量并不总是存在。QPO和宽铁谱线似乎在强幂律分量存在下被清楚地检测到。宽铁线被发现是较弱的磁盘可能被截断和缺席时，幂律分量几乎消失。这些结果表明，QPO和宽铁线可以用来探测吸积盘和日冕的动力学。
2015-05-23 astro-ph.HE
NuSTAR and Suzaku observations of the hard state in Cygnus X-1: locating the inner accretion disk
我们提出了同时核光谱望远镜阵列（NuSTAR）和朱雀观测的X射线双星天鹅座X-1在硬态。这是第一次在Cyg X-1中使用NuSTAR观察到这种状态，这使我们能够以前所未有的细节研究反射和宽带光谱。我们确认，铁线不能适合与窄线和吸收功能的组合，而是需要一个相对论模糊的配置文件结合窄线和吸收的同伴风。我们使用Garcia等人的反射模型。（2014）以自洽的方式同时测量黑洞自旋，盘内半径和日冕高度。与铁谱线轮廓的详细拟合显示出高水平的相对论性模糊，表明来自内部吸积盘的反射。我们发现一个高自旋，一个小的内盘半径，和一个低的源高度，并排除截断大于3个引力半径在3σ的置信水平。此外，我们发现，线轮廓并没有改变很大的开关从软到硬的状态，和差异是一致的，而不是相对论模糊的基础反射光谱的变化。我们发现，模糊参数是一致的拟合时，无论是铁线或整个宽带光谱，这是很好地模拟与康普顿化连续加反射模型。
2015-05-29 astro-ph.HE
The X-ray emission of magnetic cataclysmic variables in the XMM-Newton era
本文综述了近十年来由XMM-Newton、Chandra和Suzaku大型X射线天文台观测得到的磁激变双星的X射线光谱特性。我们重点讨论了根据主要物理参数（磁场、局域吸积率和白矮星质量）预测的不同吸积模式的特征。所观察到的光谱行为的多样性表明，在中间极和极的参数值范围很广，在这两个类之间的可能的进化联系。
2012-02-16 astro-ph.HE
Suzaku View of the Neutron Star in the Dipping Source 4U 1822$-$37
朱雀公司于2006年10月20日观测到4U 1822 $-$ 37倾斜X射线源，净曝光量为37 ks。用XIS以5.5 $\times10^{-10}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$的1-10 keV通量检测源，并用HXD（HXD-PIN）以8.9 $\times10^{-10}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$的10-50 keV通量检测源。用HXD-PIN测得的重心周期为0.592437 s，其变化率为$-2.43\times$ 10 $^{-12}$ s $^{-1}$。发现~ 4U 1822-37的1-50 keV能谱与Her X-1在斜率、截止线和铁谱线方面非常相似。三铁线（铁K $α$，铁XXV，和铁XXVI）被检测到，在1-50千电子伏的连续，这是由NPEX模型加上软黑体描述的顶部。此外，在能量为33 $\pm$ 2 keV，深度为0.4 $^{+0.6}_{-0.3}$的情况下，显著检测到回旋共振散射特征（$>99\%$置信度）。因此，该源中的中子星具有2.8 $\times10^{12}$ G的强磁场。进一步假设源具有几倍于10 $^{37}$ erg s $^{-1}$的相对高的本征光度，则其光谱和定时特性得到一致的解释。
2013-11-19 astro-ph.HE
XMM-Newton view of pulsating iron fluorescent emission from Centaurus X3
本文利用XMM-牛顿存档数据对高态Cen X-3进行脉冲相位分辨光谱分析，发现四条铁荧光线均随脉冲相位调制且高电离铁线调制更强，并探讨了其轨道相位稳定性与吸积流成因。
2025-09-29 astro-ph.HE
Tracking the Complex Absorption in NGC 2110 with Two Suzaku Observations
我们提出的光谱分析的两个朱雀观测的塞弗特2星系，NGC 2110。这个来源已经被称为显示复杂的，可变的吸收，我们深入研究，通过分析这两个观测设置七年，并通过比较与以前分析的观测与XMM-牛顿和钱德拉天文台。我们发现，有一个相对稳定的，全覆盖的吸收柱密度为~3 $\times 10 ^{22}$厘米$^{-2}$，与一个额外的片状吸收柱密度和覆盖率可能是可变的时间尺度上的年，一致的云在片状环面或在宽线区域。我们模拟了一个软发射线复杂的，可能产生的电离等离子体和与以前的研究一致。我们没有发现任何证据表明，在这个来源的吸积盘的反射没有贡献，从相对论加宽的Fe Ka线发射，也没有从康普顿反射峰。
2014-03-08 astro-ph.HE
Broadband X-ray Spectra of the Ultraluminous X-ray Source Holmberg IX X-1 observed with NuSTAR, XMM-Newton and Suzaku
我们介绍了NuSTAR、XMM-Newton和朱雀在2012年底对极端超亮X射线源Holmberg IX X-1进行的协调宽带X射线观测的结果。这些观测提供了迄今为止Holmberg IX X-1的第一个高于10 keV的高质量光谱，将这个显着来源的X射线覆盖范围扩展到~30 keV。宽波段观测在两个时期进行，在这两个时期之间，Holmberg IX X-1表现出通量和强烈的光谱变化，亮度从Lx =（1.90+/-0.03 e40 erg/s）增加到Lx =（3.35+/-0.03 e40 erg/s）。这两个时代的光谱表现出一致的排放标准低/硬吸积状态中看到的银河系黑洞双星，这将是预期的，如果霍姆伯格IX X-1窝藏一个真正的大规模黑洞吸积在基本上亚爱丁顿吸积率。NuSTAR的数据证实，在3-10千电子伏的带通之前观察到的曲率并不代表一个真正的光谱截止。在每一个时期，光谱似乎是由两个光学厚的热成分，可能与一个吸积盘。光谱还显示了最高能量下非热尾的一些证据，这可能进一步支持这一假设。现有的数据允许的两个热分量中的任何一个占主导地位的光谱演变，虽然这两种情况下需要高度非标准的行为热吸积盘排放。
2014-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
SNR 1E 0102.2-7219 as an X-ray Calibration Standard in the 0.5-1.0 keV Bandpass and Its Application to the CCD Instruments aboard Chandra, Suzaku, Swift and XMM-Newton
我们希望对以下天文台上的当前一代CCD仪器的绝对有效面积进行简单的比较：Chandra ACIS-S3，XMM-Newton（EPIC-MOS和EPIC-pn），Suzaku XIS和Swift XRT，并直接比较这些仪器在各自任务寿命期间的随时间变化的响应。我们一直在使用1 E 0102.2-7219，在小麦哲伦星云最明亮的超新星遗迹，以评估和修改这些仪器的响应模型。1 E 0102.2-7219具有低于1.5 keV的O、Ne和Mg的强谱线，并且几乎没有或没有Fe发射，从而使光谱复杂化。作为国际天文学高能定标联合会（IACHEC）活动的一部分，我们开发了1 E 0102.2-7219的标准光谱模型。该模型是经验的，因为它包括高斯识别线，在银河系中的吸收组件，在SMC的另一个吸收组件，和两个热连续分量。在我们的拟合中，该模型受到高度约束，因为仅允许四个最亮线/线复合体（O vi He $α$三重体、O vi Ly $α$线、Ne ix He $α$三重体和Ne x Ly $α$线）的标准化和总体标准化发生变化。我们已经检查了这些测得的线通量作为时间的函数，每个仪器后，应用最新的校准，占每个仪器的时间依赖性的响应。当辐射损伤和污染层处于最低限度时，我们与具有代表性的早期任务数据进行了有效面积比较。我们发现，这些线的测量通量一般同意在+/-10%的所有仪器，与我们的48个拟合归一化在…
2016-07-11 astro-ph.HE astro-ph.IM
NuSTAR, XMM-Newton and Suzaku Observations of the Ultraluminous X-ray Source Holmberg II X-1
我们提出了第一个宽带0.3-25.0 kev的X射线观测明亮的超亮X射线源（ULX）Holmberg II X-1，由NuSTAR，XMM-Newton和朱雀在2013年9月。NuSTAR的数据提供了Holmberg II X-1在10 keV以上的首次观测，并揭示了一个非常陡峭的高能光谱，类似于NuSTAR迄今为止观测到的其他ULX。这些观测结果进一步表明，ULX表现出的光谱状态通常不会出现在银河系黑洞双星。与其它源的比较表明Holmberg II X-1的吸积率很高，甚至可能超过了Eddington吸积率，软X射线谱（E<10 keV）似乎由两个类黑体发射分量主导，其中较热的一个可能与一个吸积盘有关。然而，所有简单的磁盘模型低于预测的NuSTAR数据以上~10 keV，并需要一个额外的发射组件在最高的能量探测，这意味着NuSTAR数据不下降与维恩光谱。我们调查这样一个额外的高能量的发射组件的物理起源，并赞成的情况下，多余的康普顿散射产生的热电晕的电子与一些属性类似的非常高的状态中看到的银河双星。从这些历元中推断出观测到的0.3-25.0 keV宽波段光度为Lx =（8.1+/-0.1 e39 erg/s，这是Holmberg II X-1的典型特征，大部分通量（约90%）在10 keV以下发射。
2015-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA 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
The Reflection Component from Cygnus X-1 in the Soft State Measured by NuSTAR and Suzaku
黑洞双星天鹅座X-1是在2012年底由核光谱望远镜阵列（NuSTAR）和朱雀观测到的，提供了1-300 keV范围内的光谱覆盖。源处于软态，具有多温度黑体、幂律和反射分量，以及系统中高度电离物质的吸收。NuSTAR的高通量允许对复杂的铁谱线区域以及反射分量的其余部分进行非常高质量的测量。这条铁线明显变宽，并被相对论模糊模型很好地描述，这为限制黑洞的旋转提供了机会。虽然自旋约束在某种程度上取决于使用的连续介质模型，我们得到了一个 *>0.83的所有模型，提供了一个很好的描述的频谱。然而，我们的光谱拟合没有给出一个与最近报道的天鹅座X-1的二进制值一致的磁盘倾斜。这可以指示在轨道平面和内吸积盘之间存在>13度的未对准（即，一个扭曲的吸积盘）或者在光谱模型中缺少物理学。
2013-10-14 astro-ph.HE
