The contribution of bulk Comptonization to the soft X-ray excess in AGN
体积速度超过热速度充分辐射压力为主的吸积流。我们模拟了活动星系核中体康普顿化对软X射线过剩的贡献。体康普顿化是由于湍流和背景剪切。我们计算光谱，考虑到和不考虑体积速度使用缩放的数据从辐射磁流体动力学（MHD）剪切箱模拟。我们的特点是我们的结果与温度和光学深度，使接触与其他温暖的康普顿化模型的软过剩。我们选择的基准质量$M = 2 \times 10^6 M_{\odot}$和吸积率$L/L_{\rm Edd} = 2.5$与超爱丁顿窄线Seyfert 1（NLS 1）RE 1034 +396相对应。温度，光学厚度，康普顿$y$参数，我们发现大致同意那些适合RE 1034 +396。体康普顿化的作用是将维恩尾移向更高的能量，降低气体温度，拓宽光谱。如果体康普顿化贡献可以与其他物理效应（例如反射和吸收）的贡献分开，那么对NLS 1中软过剩的观察可以限制盘湍流的性质。
2017-01-24 astro-ph.HE
On the origin of the hard X-Ray excess of high-synchrotron-peaked BL Lac object Mrk 421
Kataoka \& Stawarz第一次报告了在高同步加速器峰值BL Lac天体Mrk 421中清晰探测到超过$\gtrsim$ 20 keV的硬X射线过剩。我们发现，这种功能可能不会产生的低能量部分相同的电子人口产生的费米/LAT $γ$射线。因此，需要幂律电子能量下降到$γ_{\rm min}\approx19$，这预示着即使考虑同步加速器自吸收效应，也会有非常强的射电辐射（射电通量大于观测值）。我们调查的可能性，这种过剩产生的脊柱/层射流结构，这已清楚地检测到在Mrk 421。我们发现，（1）类似于一个区域的建模，脊柱发射提供了良好的建模的宽带光谱能量分布，除了硬X射线过剩;和（2）硬X射线过剩可以很好地表示同步辐射光子（从层）被逆康普顿散射的脊柱电子。
2017-07-26 astro-ph.HE
Hard X-ray Excess from the Magnificent Seven Neutron Stars
我们报告了两颗邻近的孤立中子星RX J1856.6-3754和RX J0420.0-5022在2-8 keV能量范围内的显著硬X射线过剩。这些中子星先前在软X射线中被观察到在~100 eV的温度下具有接近热光谱，这被认为是来自温暖的中子星表面。我们发现非平凡的硬X射线光谱远高于热表面的预测与档案数据从XMM-牛顿和钱德拉X射线望远镜。我们分析了可能产生这种虚假信号的系统效应，例如附近的X射线点源和软X射线的堆积，但我们发现硬X射线过量对这些系统是鲁棒的。我们还研究了中子星硬X射线发射的可能来源，并没有找到令人满意的解释与已知的机制，这表明一个新的X射线发射源在发挥作用。我们没有从其他五颗孤立的壮丽七中子星中发现高显著性的硬X射线过剩。
2020-11-15 astro-ph.HE
Super-Eddington QSO RX J0439.6-5311. I. Origin of the Soft X-ray Excess and Structure of the Inner Accretion Flow
我们报道了最近对一个高度超爱丁顿窄线的Type-1类星体RX J0439.6-5311的133 ksXMM-牛顿观测结果。这个源有一个最陡峭的活动星系核硬X射线斜率，除了一个突出的和平滑的软X射线过剩。在观测所涵盖的所有时间尺度上，在0.3至10 keV的能量范围内都发现了强烈的变化，软过量主要显示出低于0.1 mHz的低频变化，而硬X射线在较高频率下显示出更强的可变性。我们执行一套完整的频谱定时分析的X射线数据，包括时间平均谱，频率依赖的RMS和协方差谱，滞后频率和滞后能量谱的同时建模。特别是，我们发现了一个显着的时间滞后信号在低频段，这表明软X射线领先硬$\sim$ 4 ks，具有广泛的连续状的档案在滞后谱。我们的分析强烈支持的模型，其中软X射线过剩是由一个单独的低温，光学厚Comptonisation组件，而不是相对论反射或射流为主。这个软X射线发射区与发射硬X射线的热日冕相距几十或几百个$R_{g}$，并且可能与几何上厚的（“膨胀”的）盘状内部区域有关。
2017-03-21 astro-ph.HE
X-ray/UV variability and the origin of soft X-ray excess emission from II Zw 177
我们分别在2012年和2001年使用$137\ks$长观测和$13\ks$短观测研究了窄线塞弗特1星系II~Zw~177的X射线和紫外辐射。这两个观测结果都表明，在$0.3-2\kev$波段，2012年的$76.9\pm4.9\%$和2001年的$58.8\pm10.2\%$都是由软X射线过量发射造成的。我们发现，从电离盘和康普顿光盘发射模糊反射描述所观察到的软过剩。$\sim20\ks$尺度上的时间分辨光谱揭示了软过剩和幂律分量之间的强相关性。由EPIC-pn光变曲线导出的不同能带的分数变率幅度$F_{var}$几乎是常数（$F_{var} \sim20\%$）。这与其他活动星系核相反，在其他活动星系核中，软X射线过量发射的短期变化的缺乏被归因于“灯柱”模型框架中的强光弯曲。因此，幂律辐射的变化很可能是日冕本身的变化，而不仅仅是由于致密日冕高度的变化。可变UV发射（$F_{var} \sim 1\%$）与短时间尺度上的任何X射线组分不相关，表明UV发射不受再处理发射的支配。2012年观测到的紫外线辐射逐渐下降可能与吸积率变化造成的长期下降有关。在这种情况下，短期的X射线变化不是由于种子光子的变化，而是热日冕固有的。
2016-01-04 astro-ph.HE
Long term X-Ray Observations of Seyfert 1 Galaxy Ark 120: On the origin of soft-excess
我们给出了对“裸型活动星系核”Ark 120的长期X射线谱和时间分析。我们考虑了2003年至2018年XMM-Newton，Suzaku，Swift和NuSTAR的观测。使用各种唯象和物理模型在文献中存在的光谱特性的研究。我们报告了（a）几个物理参数的变化，如电子云的温度和光学厚度，康普顿云的大小，以及吸积率在过去的15年。从吸积动力学的变化解释了光谱的变化;（b）在0.2-2 keV和3-10 keV光变曲线之间的X射线时间延迟在2003年表现为零延迟，在2013年表现为4.71 \pm 2.1 ks的正延迟，在2014年表现为4.15 \pm 1.5 ks的负延迟。考虑康普顿化、反射和光交叉时间来解释延迟;（c）使用nthcomp获得的软过剩和主连续谱的长期本征光度显示出与皮尔逊相关系数0.922的相关性。这表明软过剩和主连续统起源于同一个物理过程。根据物理模型拟合，我们推断方舟120的软过剩可能是由于康普顿云中的少量散射。使用蒙特卡罗模拟，我们表明，实际上，对应于较少的散射光谱可以提供一个陡峭的软过剩的幂律在0.2-3千电子伏的范围。模拟的光度被发现是与观测值一致。
2021-01-20 astro-ph.HE
The Origin of The Soft X-Ray Excess in the Seyfert 1.5 Galaxy ESO 362-G18
我们回顾塞弗特1.5银河ESO 362-G18探索软X射线过剩的起源。暖冕模型和相对论反射模型是目前解释活动星系核软X射线过剩的两种主要方案。我们使用2016年9月24日XMM-Newton和NuSTAR的同步X射线观测数据，分两步进行光谱分析。首先，我们用暖电晕模型和相对论反射模型分析了时间平均谱。此外，我们还探讨了混合模型，双反射模型和双暖电晕模型。我们发现，暖日冕和相对论反射模型都可以很好地解释时间平均光谱，但不能很容易地区分基于时间平均光谱拟合统计。其次，我们添加RMS和协方差谱以使用时间平均谱执行谱分析。结果表明，暖日冕能很好地再现这些光谱。热的、光学薄的日冕和中性远反射对时间频率的贡献随时间频率的增加而增加，这意味着负责X射线连续谱的日冕来自内部致密的X射线区，而中性远反射则由一些中等尺度的中性团块组成。
2021-12-14 astro-ph.HE
A reflection origin for the soft and hard X-ray excess of Ark 120
在过去的几年里，人们提出了几种模型来解释在第1型活动星系核（AGN）的X射线谱中观测到的广泛存在的软过剩。特别是，从光致电离吸积盘反射相对论效应模糊已被证明是成功的复制的光谱形状和变异模式的许多来源。作为对这种情况的进一步测试，我们分析了最近对Arakelian 120的~100 ks长的朱雀观测，Arakelian 120是一个典型的“裸”塞弗特1星系，预计没有复杂的吸收系统来模仿软过剩或掩盖这个关键组成部分的固有特性。我们表明，反射模型，允许温暖/模糊和冷/遥远的再处理提供了一个自洽的和令人信服的解释的宽带X射线发射的方舟120，还具有结构化的铁功能和高能量驼峰。虽然温暖的吸收体，风/流出和多康普顿化区域可能发挥重要作用，在源具有更高的光谱复杂性，这种情况下，研究增加了证据的存在模糊盘反射的X射线光谱的1型活动星系核的基本组成部分。
2010-08-12 astro-ph.HE
The Nature of Soft Excess in ESO 362-G18 Revealed by XMM-Newton and NuSTAR Spectroscopy
我们提出了一个详细的光谱分析的联合XMM牛顿和NuSTAR观测活动星系核（AGN）在塞弗特1.5星系ESO 362-G18。宽带（$0.3\mbox{--}79$ keV）光谱显示存在一个幂律连续体，在$2$ keV以下有一个软过剩，铁K $α$发射（$\sim 6.4$ keV）和一个康普顿峰（峰值在$\sim 20$ keV）。我们发现，软过剩可以模拟两种不同的可能的情况：温暖（$kT_\mathrm{e}\sim0.2$千电子伏）和光学厚（$τ\sim34$）康普顿化日冕;或相对论模糊反射高密度（$\log{[n_\mathrm{e}/\mathrm{cm}^{-3}]}>18.3$）内盘。这两个模型不能简单地从它们的拟合统计量中区分出来。然而，热日冕的低温（$kT_\mathrm{e}\sim20$ keV）和厚的光学厚度（$τ\sim5$）所需的暖日冕场景是不常见的活动星系核。我们还适合一个“混合”模型，其中包括磁盘反射和温暖的日冕。不出所料，由于这是所考虑的模型中最复杂的，因此提供了最佳拟合和更合理的冠状参数。在这种情况下，大部分的软过剩通量出现在温暖的电晕分量。然而，根据最近对暖日冕的模拟，尚不清楚这种结构是否真的存在于与ESO 362-G18（$\dot{m}\sim0.015$）相关的低吸积率下。因此，这可能会支持软过剩反而由相对论反射主导的情景。基于这个模型，我…
2021-03-31 astro-ph.HE
A Suzaku Observation of Mkn 590 Reveals a Vanishing Soft Excess
我们分析了朱雀星对塞弗特1.2 Mkn~590的长期观测。我们的目的是测量康普顿反射强度，铁钾络合物的性质和软过量发射，如以前在这个源中观察到的。康普顿反射强度被测量为在0.2-1.0的范围内，这取决于所使用的模型。检测到中等强度的Fe \ka发射线，其等效宽度为~120+/-25 eV，并且确定了Fe Kb线，其等效宽度为~30+/-20 eV，尽管我们不能排除在该能量下来自电离Fe发射的贡献。令人惊讶的是，我们没有发现软过量排放的证据。将我们的结果与XMM-牛顿2004年的观测结果进行比较，我们发现软过剩在7年内减少了20-30倍，或者光子指数陡峭了0.10（没有软过剩），而在2-10 keV范围内的连续通量变化很小（10%）。这一结果可以支持最近的说法，即软过剩是独立的X射线连续谱。
2012-10-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
Variability of the soft X-ray excess in IRAS 13224-3809
研究了窄线赛弗特1星系IRAS 13224-3809的软超变。我们考虑了所有五个存档的XMM-牛顿观测，并应用了“通量-通量图”（FFP）方法。我们发现，通量通量图的光变曲线的时间仓大小的选择受到很大的影响，最有可能是因为快速和大幅度的变化，和内在的非线性通量通量-通量关系在这个源。因此，我们建议在这种情况下使用最小的bin大小。因此，我们在1.7 keV以下的11个能带中构建了FFP，并且我们认为1.7-3 keV带代表初级发射。FFP合理地很好地拟合了“幂律加常数”模型。我们在五次观测中的三次中检测到显著的正常数。在低于$\sim 0.9$ keV的能量下，最佳拟合斜率比单位更平坦，其中软过剩最强。这表明存在固有的光谱变异性。一个幂律的主分量，这是可变的流量和光谱斜率（如$Γ\propto N_{\rm PL}^{0.1}$）和软过剩分量，这是随着主连续（如$F_{\rm excess}\propto F_{\rm primary}^{0.46}$），可以广泛地解释FFP。事实上，即使在不存在稳定的光谱分量时，这也可以产生正的“常数”。尽管如此，一个稳定的，软带常数分量的可能性不能排除，但它的贡献所观察到的0.2-1千电子伏带通量应小于$\sim 15$ %。在FFP的模型常数是一致的，在一个观察为零，在另一个能量低于1千电子伏的负。很难在任何光谱变化情况下解释这些结果，但它们…
2015-11-04 astro-ph.HE
Exploring the high-density reflection model for the soft excess in RBS 1124
本文利用XMM-Newton和NuSTAR对裸AGN RBS 1124进行宽波段光谱分析，发现高密度吸积盘条件下的相对论反射模型可同时解释其软X射线超量和高能连续谱。
2024-09-02 astro-ph.HE
The diffuse soft excess emission in the Coma cluster from the ROSAT All-Sky Survey
为了研究后发座星系团软X射线发射的大尺度分布，分析了银河北极附近的RASS数据。这些RASS数据构成了唯一可用的后发座X射线观测，其特点是在现场-时间和空间连续-背景，具有无限和连续的径向覆盖。RASS数据的这些独特特征用于提供关于先前在昏迷簇中检测到的软过量是否是由于背景减除误差引起的最终评估。本文证实了与后发座有关的软X射线过剩的存在，并报告了1/4 keV带过剩的检测到5 Mpc的集群中心，最大的软过剩晕发现的日期。我们提出，发射是有关的细丝收敛到后发座，并产生由吸积冲击引起的非热辐射，或从灯丝本身的热发射。
2009-03-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Probing the X-ray Soft Excess in the Narrow-Line Seyfert-1 (NLS1) Galaxy Tonantzintla S180
窄线塞弗特-1星系Tonantzintla S180（Ton s180）的详细X射线软过剩。该研究使用了从2000年到2016年的四个XMM-Newton观测数据，这些数据来自XMM-Newton档案。分别采用两种不同的模型对每个数据的X射线软过剩进行处理，第一种模型是幂律分量，第二种模型是两个黑体分量。我们发现，对于所有观测，用幂律分量拟合的光谱都很差，并且输出参数与以前的研究有很大的不同，这个模型不能成功地再现所有观测的光谱的连续形状，包括软过剩（Nh = 3.62 +-1020 cm^{-2}，硬带和软带的光子指数分别为3.31和1.57）。研究证明，在处理窄线Seyfert-1星系的X射线软过剩（Nh= 1.395 ± 10^20 cm^{-2}，两个黑体分量的温度（KT）分别为0.075和0.17 keV）时，可以依靠这两个黑体分量。
2021-04-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
A UV to X-ray view of soft excess in type 1 AGNs: I. sample selection and spectral profile
本文基于59个1型AGN的XMM-Newton同步X射线/紫外观测，发现软超量轮廓与强度相关，并通过relxilllp与compTT混合模型解释该关系。
2024-12-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Tackling the soft X-ray excess in AGN with variability studies
活动星系核中软X射线过剩的起源一直是个谜。我们提出了如何这个频谱分量的时间变化可以指向它的起源。利用强有力的多历元拟合技术，我们研究了软过剩在一个给定的对象如何依赖于其他参数的连续和吸积盘可能暗示它的性质。作为一个例子，我们提出的结果，从这种技术应用于塞弗特星系Mrk 841。我们研究了所有（3）XMM和一些朱雀点，发现源显示出令人印象深刻的变化，在软X射线带的时间尺度上的年。我们研究了几种常见的软过剩模型和他们的能力，物理上一致地解释这种光谱的变化。Mrk 841被发现显示出一种独特的变化模式，可以最好地解释软过剩主要来自热康普顿化组件。可变性时间尺度可以被限制为几天的量级。
2013-01-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
Soft X-ray excess of clusters: a thermal filament model, and the strong lensing of background galaxy groups
本文综述了寻找宇宙学重子的观测和理论现状，并讨论了一些间接探测方法。在星系团外围暖热星系际介质（WHIM）的高密度部分--发射灯丝的背景下，研究了星系团软X射线和EUV过剩现象的热解释.我们推导出一个简单的灯丝模型，这为我们提供了一种手段，观测约束WHIM参数，特别是与集群相关的暖气体的总质量预算的软过剩表面亮度的径向轮廓。然后，我们指出了一个新的情况下，软过量发射，即。一个集群，可以强烈透镜的软X射线从背景WHIM结。如果像看起来很有可能的那样，失踪的重子大部分在星系群的WHIM晕中，那么透镜几率将相当高（$\sim$ 10%）。这种方式占至少一部分的集群的软过剩也可以解释的情况下，O VII吸收红移的集群。
2009-03-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
A long-term study of Mrk 50 : Appearance and disappearance of soft excess
本研究基于15年多波段数据，首次对Mrk 50进行时变与光谱分析，发现软X射线超出在2007-2010年间出现后消失，并用热康普顿化与模糊反射模型解释其起源。
2025-06-23 astro-ph.HE
On the origin of the featureless soft X-ray excess emission from the Seyfert 1 galaxy ESO~198--G24
利用2006年2月完成的XMM-Newton观测资料，对一个Seyfert 1星系ESO~198--G24进行了中、高分辨率X射线光谱研究。源在$2\kev$下方有一个突出的无特征软X射线过量。这使得该源非常适合研究软过剩的起源。两个物理模型-模糊的反射，光学厚热康普顿化在温暖的等离子体中，描述了软过量同样很好地导致类似的适合在$0.3-10\kev$带。这些模型也产生类似的拟合宽带紫外（光学监测器）和X射线数据。在2000年、2001年和2006年对该源进行的XMM-牛顿观测显示了通量的变化。从2001年到2006年，紫外线通量增加了$\sim23\%$，而$2-10\kev$ X射线通量以及软过量通量下降了约20。在模糊反射的情况下，这种观测可以用一个截断的吸积盘来描述，它的最内半径更接近黑洞。我们发现，吸积盘的最佳拟合内径从2001年的R_{in} =4.93_{-1.10}^{+1.12}R_G减小到2006年的R_{in} <2.5 R_G.这导致紫外线通量的增加和压缩电晕，导致幂律通量的减少，从而导致软过剩。模糊反射模型似乎更好地描述了这个源的软过剩。
2013-11-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Suzaku sample of unabsorbed narrow-line and broad-line Seyfert 1 galaxies: I. X-ray spectral properties
本文介绍了用朱雀望远镜观测的窄线星系（NLS 1）和宽线星系（BLS 1）的一个样本。最终的样本包括22个NLS 1和47个BLS 1，总共有69个活动星系核，它们都是低红移（z<0.5）的，并且表现出低的宿主星系柱密度（<10^22 cm^-2）。每个天体的平均光谱用一个玩具模型来拟合重要的参数，包括光子指数、软过剩、康普顿峰（或硬过剩）、窄铁线强度、光度和X射线爱丁顿比（L_x/L_Edd）。我们证实了以前的研究结果，NLS 1具有更陡峭的幂律和更高的X射线爱丁顿比，但也发现，NLS 1星系有更强的软，硬过剩比他们的BLS 1同行。研究参数之间的相关性表明，NLS 1星系的软硬过剩是相关的，而BLS 1星系没有观察到这种相关性。对测得的X射线参数进行主成分分析（PCA）表明，虽然X射线爱丁顿比是样本（PC 1）内变化的主要来源，但软过量和硬过量的变化形成了第二主成分（PC 2），并且由NLS 1主导。NLS 1星系中软硬过剩之间的相关性可能表明这两种成分的共同起源，例如模糊反射模型。本文所提供的Seyfert 1星系的朱雀样品是分析活动星系核X射线性质和研究活动星系核中所观测到的软硬过剩的有用工具。
2020-09-09 astro-ph.HE
The Global Implications of the Hard Excess II: Analysis of the Local population of Radio Quiet AGN
活动星系核（AGN）显示出从吸积的黑洞流出的再加工气体的证据。与从较低的X射线能量外推光谱相比，从环核物质吸收和散射的综合效应可能解释了20千电子伏以上X射线发射的“硬过量”。在最近的{ \it Suzaku}研究中，我们建立了在硬X射线选择的、无线电安静的1型活动星系核中普遍存在的硬过剩，这与X射线连续云系综的再处理是一致的，该云系综位于距核黑洞数十到数百个引力半径处。在这里，我们添加硬X射线选择，2型活动星系核，以扩展我们原来的研究，并表明，总的X射线光谱特性的整个本地人口的射电宁静活动星系核可以描述一个简单的统一计划。我们发现光谱硬度比和Fe，K $α$等效宽度在所有活动星系核类型上都有一个宽的、连续的分布，这可以通过改变观测者的视线通过一个单一的、简单的模型云系综来再现，只要通过模型云分布的辐射转移不仅包括光电吸收，而且还包括三维康普顿散射。云分布的其他参数的变化，如柱密度或电离，应该是AGN之间的预期，但这种变化是不需要解释总的X射线光谱特性。
2015-11-29 astro-ph.HE
A hard X-ray view of the soft excess in AGN
在塞弗特1- 1.5秒的大部分中检测到低于1 keV的过量X射线发射，称为软过量。这一特征的起源仍然存在争议，因为已经提出了几种模型来解释它，包括温暖的康普顿化和模糊的电离反射。为了约束这个组件的起源，我们利用这些模型的不同行为超过10千电子伏。电离反射覆盖了从软X射线到硬X射线的广泛能量范围，而康普顿化在软X射线中下降得非常快。我们在这里介绍了对Swift/BAT 70个月硬X射线调查目录中的102个Seyfert 1（Sy 1.0，1.2，1.5和NLSy 1）进行研究的结果。Swift/BAT和XMM-牛顿数据的联合光谱分析允许我们的样品中约80%的物体中存在的软过量的硬X射线视图。我们讨论了软过剩强度是如何联系在一起的反射在高能量，光子指数的主要连续和爱丁顿比。特别是，我们发现一个积极的依赖性的软过剩强度的爱丁顿比。我们比较我们的结果模拟模糊的电离反射模型，并表明它们是矛盾的。通过将每个软过剩强度的XMM-牛顿和Swift/BAT光谱叠加，我们看到当软过剩变化时，硬X射线的反射形状保持不变，表明反射和软过剩之间没有联系。我们的结论是，电离反射模型作为软过剩的起源是不利的，有利于温暖的康普顿化模型在我们的样本中的塞弗特1 s。
2016-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The eROSITA Final Equatorial Depth Survey (eFEDS): Complex absorption and soft excesses in hard X-ray--selected active galactic nuclei
本研究利用贝叶斯X射线分析拟合eFEDS样本中200个硬X射线选AGN的光谱，测试多种软发射与吸收模型，发现29个源存在软超、多源有复杂吸收，验证了贝叶斯方法在AGN光谱物理解释区分中的有效性。
2023-06-01 astro-ph.HE
The effect of UV/Soft X-ray excess emission on the warm absorber properties of Active Galactic Nuclei -- A case study of IRAS 13349+2438
活动星系核（AGN）的紫外-X射线连续体对于维持暖吸收体（WA）的电离和热平衡具有重要意义。然而，在敏感的能量范围$\sim \,13.6 -300 \ev$的光谱是不可观察的，由于银河系的消光。此外，许多活动星系核在$0.1-2\kev$波段显示出不同强度的软X射线过量发射，其起源仍有很大争议。此软过量连接到$13.6 -300 \ev$未观察区域中的UV凸点。在这里，我们调查的影响，假设的物理模型的软过剩的流量的不可观测的部分的频谱和它的影响上的WA属性。我们使用明亮的Seyfert 1星系IRAS 13349+2438的\xmm{}观测数据进行了具有WA特征的案例研究。软过剩的两种不同的物理模型：模糊的康普顿反射从电离盘，和光学厚的磁盘光子的热康普顿化，预测不同的通量在未观测到的能量范围。然而，当前的X射线数据质量不允许我们使用导出的WA参数来区分它们。这反过来又意味着，很难确定软过量排放的起源使用温暖的吸收器功能。
2013-08-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
Soft excess in the quiescent Be/X-ray pulsar RX J0812.4-3114
本文报道了Be/X射线脉冲星（BeXRP）RX J 0812.4 -3114在静止（$L_X \approx 1.6 \times 10^{33}~\mathrm{erg~s^{-1}}$）中的72 ksXMM-牛顿观测。有趣的是，我们发现了一个两个组件的频谱，与硬幂律（$Γ\approx 1.5$）和软黑体一样的过剩低于$\approx 1~\mathrm{keV}$。$kT$中的黑体成分与之前由Tsygankov等人报道的静态钱德拉观测结果一致，并且推断出的黑体半径为$\approx 10~\mathrm{km}$，与整个中子星（NS）表面的发射一致。在$\approx 1~\mathrm{keV}$和/或$\approx 1.4~\mathrm{keV}$处也有轻微的吸收线证据。硬组分在$P \approx 31.908~\mathrm{s}$（脉冲部分$0.84 \pm 0.10$）处显示脉动，与以前在爆发中看到的脉冲周期一致，但在软过量（脉冲部分$\lesssim 31\%$）中没有发现脉动。我们的结论是，脉冲硬组件表明低水平的吸积到中子星的两极，而软过剩似乎起源于整个NS表面。我们推测，在静止，源之间切换软热为主的状态（当螺旋桨效应在工作）和一个相对较硬的状态与低水平的吸积，并使用螺旋桨截止估计系统的磁场是$\lesssim 8.4 \times 10^{11}~\ma…
2019-07-11 astro-ph.HE
Soft X-ray Excess in the Coma Cluster from a Cosmic Axion Background
我们发现后发座星系团中的软X射线过剩可以用相对论性轴子在星系团磁场中转化为光子的宇宙背景来解释。我们提供了一个详细的自我包含的审查集群软X射线过剩，提出的天体物理学解释和他们面临的问题，并解释了如何0.1-1千电子伏的轴子背景自然出现在许多弦论模型的早期宇宙再加热。我们研究了软过剩的形态通过随机的，多尺度的磁场模型，是一致的观察法拉第旋转措施从昏迷数值传播轴子。通过与ROSAT观测的0.2-0.4 keV软过剩相比较，我们发现对于$g_{aγγ} \sim 2 \times 10^{-13}$ GeV $^{-1}$，总的过剩光度很容易再现。所得形态对磁场功率谱高度敏感。对于高斯磁场模型，所观察到的软过剩形态更喜欢磁场谱与最大功率的相干长度上的${\cal O}(3 {\rm ~kpc})$尺度上的那些与最大功率的${\cal O}(12 {\rm ~kpc})$尺度。在这种情况下，我们绑定的平均能量的轴子背景的$50\, {\rm eV}\lesssim \langle E_a \rangle \lesssim 250\, {\rm eV}$，轴子质量的$m_a \lesssim 10^{-12}\,\hbox{eV}$，并推导出一个较低的边界上的轴子光子耦合$g_{aγγ} \gtrsim \sqrt{0.5/ΔN_{\rm eff}}\, 1.4 \times 10^{-13…
2013-12-13 astro-ph.HE hep-ph
A high-density relativistic reflection origin for the soft and hard X-ray excess emission from Mrk 1044
我们提出的第一个结果，从一个详细的光谱时序分析的长（$\sim$ 130千像素）XMM-牛顿观测和准同时NuSTAR和雨燕观测的高度吸积窄线塞弗特1星系Mrk 1044。宽带（0.3 $-$ 50 keV）光谱揭示了在$\sim$ 1.5 keV以下存在强软X射线过量发射，在$\sim$ 6 $-$ 7 keV存在铁K $_α$发射复合物，在$\sim$ 15 $-$ 30 keV存在“康普顿峰”。我们发现，相对论反射的高密度吸积盘与一个破碎的幂律发射率轮廓可以同时解释软X射线过剩，高度电离的宽铁线和康普顿驼峰。在低频率（$[2-6]\times10^{-5}$赫兹），幂律连续占主导地位的1.5 $-$ 5千电子伏频带落后于反射占主导地位的0.3 $-$ 1千电子伏频带，这是解释与传播波动和康普顿化过程相结合，而在较高的频率（$[1-2]\times10^{-4}$赫兹），我们检测到一个软滞后被解释为一个签名的X射线混响吸积盘。分数均方根（RMS）的变化的源随能量而降低，并很好地描述了两个变量组件：一个变量较少的相对论光盘反射和一个变量较多的直接冠状发射。我们结合光谱定时分析表明，观测到的宽带X射线变化的Mrk~1044主要是由光学薄，热日冕的位置或几何形状的变化。
2018-07-03 astro-ph.HE
Explaining the Hard Excesses in AGN
一个常见的模型调用来描述活动星系的X射线光谱包括相对论模糊的反射分量，在某些情况下，这可能是主要的贡献者接收通量。其他解释通常基于复杂的吸收，迄今为止，已证明很难确定这两个可行的模型。最近对NGC 1365、1H 0419-577和PDS 456中活动核的SUZAKU观测发现了高能量（~10-50 keV）的强X射线发射，称为“硬超”，并且声称这种发射不能用简单的圆盘反射模型来解释。在这里，我们调查的高能量发射在这些来源，通过构建光盘反射模型，并表明，他们可以成功地再现所观察到的光谱。此外，我们发现NGC 1365和1H 0419-577在这些观测中的行为与以前对圆盘反射解释的工作大致一致。
2010-06-04 astro-ph.HE
The Soft-Excess in Mrk 509: Warm Corona or Relativistic Reflection?
我们提出的第一个NuSTAR观测（$\sim 220$ ks）的分析，同时与最后的SUZAKU观测（$\sim 50$ ks），明亮的塞弗特1星系Mrk 509的活动星系核。在$1-79$ keV X射线波段的时间平均谱主要由幂律连续谱（$Γ\sim 1.8-1.9$）、1 keV附近的强软过剩和以Fe K发射（$\sim 6.4$ keV）、Fe K吸收边（$\sim 7.1$ keV）和由于电子散射（$\sim 20-30$ keV）引起的康普顿峰形式的X射线反射特征所支配。我们表明，这些数据可以描述为两个非常不同的处方软过剩：一个温暖的（$kT\sim 0.5-1$千电子伏）和光学厚（$τ\sim10-20$）Comptonizing电晕，或相对论模糊的电离反射光谱的吸积盘的内部区域。虽然这两种情况不能区分的基础上，他们的拟合统计，我们认为，所需的参数的暖日冕模型是物理上不兼容的标准日冕的条件。详细的光电离计算表明，即使在最有利的条件下，暖日冕应产生强吸收的观测光谱。另一方面，虽然相对论反射模型提供了一个令人满意的数据描述，它也需要极端的参数，如最大的黑洞自旋，一个非常低和紧凑的热日冕，和一个非常高的密度为内吸积盘。因此，有必要对这个源进行更深入的观察，以确认相对论反射的存在，并进一步了解其软过剩的性质。
2018-12-07 astro-ph.HE
Multi-wavelength properties of changing-state active galactic nuclei: I. the evolution of soft excess and X-ray continuum
Universidad Diego Portales（迭戈·波特莱斯大学）；SRM University-AP（SRM大学安得拉邦校区）；University of Geneva（日内瓦大学）；Peking University（北京大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天文台罗马天文台）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Excellence Cluster ORIGINS（ORIGINS卓越集群）；Universidad de Tarapacá（塔拉帕卡大学）；Durham University（杜伦大学）；Eureka Scientific（尤里卡科学公司）；Space Science Institute（太空科学研究所）；Liège Université（列日大学）；Universiteit Gent（根特大学）；National Tsing Hua University（国立清华大学）
本研究通过多波段观测分析了变态活动星系核中软过量和X射线连续谱的演变，发现两者存在强正相关，表明共同物理机制。
2026-01-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spectral properties of the soft excess pulsar RX J0059.2-7138 during its 2013 outburst
我们报告了2014年3月由XMM-牛顿进行的Be X射线双星脉冲星RX J0059.2-7138的X射线观测。在发现小麦哲伦云瞬变爆发后约3个月进行了19 ks长的观测，当时源光度为Lx ~ 10 $^{38}$ erg/s。得出的自旋周期为P=2.762383（5）s，对应于20多年前唯一一次周期测量的平均自旋上升$\dot{P}_{\mathrm{spin}} = -(1.27\pm0.01)\times10^{-12}$ s $s^{-1}$。时间平均连续谱（0.2-12 keV）由硬幂律（光子指数~0.44）组成，在相位相关能量（20-50 keV）处具有指数截止，加上低于约0.5 keV的显著软过量。此外，在光谱中观察到几个特征：来自高度电离铁的6.6 keV的发射线，可能由于Fe L-壳层线的混合而在0.9-1 keV处的宽特征，以及与高分辨率RGS数据（0.4-2.1 keV）中可见的高度电离氧，氮和铁中的跃迁一致的窄发射和吸收线。鉴于不同的电离阶段的窄线组件，从发光的X射线脉冲星的光电离指示，我们认为，软过剩RX J0059.2-7138产生的脉冲星发射的吸积盘的内部区域的再处理。
2015-03-16 astro-ph.HE
A Long XMM-Newton Observation of An Extreme Narrow Line Seyfert 1: PG 1244+026
利用PG 1244+026的120 ks { \it XMM-Newton}观测数据，研究了窄线塞弗特1星系中强软X射线过剩的起源.光谱拟合本身不能区分一个真正的额外的软X射线连续谱分量和强烈的相对论模糊反射，但这两个模型也需要一个单独的软黑体组件。这最有可能是从圆盘延伸到最低能量X射线带通的固有发射。短时间尺度（200- 5000 s）上的{ \it RMS}谱包含（非盘）软过剩和幂律发射。然而，在这些时间尺度上的变化与4-10 keV的光变曲线的频谱只包含幂律。这些一起表明，存在软过量的快速变化，其独立于4-10 keV的变化。这与使软X射线过量的单个反射分量不一致，因为这必然会在4-10 keV带通中产生相关变化。相反，{ \it RMS}和协方差谱与对高于2 keV的谱没有贡献的附加冷康普顿化分量一致。
2013-09-23 astro-ph.HE
Broadband spectral analysis of Mrk 926 using multi-epoch X-ray observations
某些活动星系核（AGN）的X射线谱显示出软X射线过剩，即在低于2keV的能量下，相对于外推的主X射线连续谱的过剩辐射。最近的研究表明，这种软过剩可以很好地描述为起源于相对论电离反射，从吸积盘的最里面的区域，或从一个光学厚和温暖的区域称为“暖冠”，其中电子散射是不透明的主要来源康普顿再处理的排放的极端模糊。为了限制Seyfert 1星系Mrk 926中软过剩的起源，我们使用Suzaku（2009），XMM-Newton和NuSTAR（2016）以及NuSTAR和Swift-XRT（2021）的观测进行了多历元X射线光谱研究。Mrk 926的宽带X射线谱包含：热康普顿化的主连续谱、可变的软过剩和远距离反射。我们发现，在Mrk 926中，就像在许多资料中一样，很难明确说明是什么导致了所观察到的软过剩。一个温暖的冠状分量是稍微首选的数据，但反射的起源也是可能的。使用档案无线电数据，我们检测到一个光学薄的无线电组件在我们的宽带研究MRK 926。虽然这一成分与光学薄射电喷流是一致的，但未来的多波长观测，包括多个频率的高空间分辨率射电观测，需要更详细地探测射电发射的起源。
2022-06-10 astro-ph.HE
A Physical Model for the X-ray Time Lags of Narrow Line Seyfert Type 1 Active Galactic Nuclei
我们研究的软X射线过剩的起源中看到的“简单”窄线塞弗特1星系PG 1244 +026使用所有可用的光谱定时信息。这个对象显示了在长时间尺度上软引导硬带到短时间尺度上相反行为之间的标准切换。这被解释为通过吸积流向下传播的固有波动的组合，给出软铅，以及硬X射线的反射，给出软滞后。我们建立了一个完整的模型，包括传播和反射的频谱和时间变化，并比较我们的模型与观测到的功率谱，相干性，协方差，滞后频率和滞后能量谱。我们比较模型的基础上，一个单独的软过剩的组件与反射为主的软发射的基础上。反射占主导地位的光谱难以再现低频下的软铅，因为反射将总是滞后。它们也遭受高相干性和几乎相同的硬带和软带功率谱与观测不一致。这是对硬能带和软能带都有贡献的幂律和反射分量以及产生相对论性模糊反射的小半径将太多高频功率传输到软能带中的直接结果。相反，我们发现单独的软过剩模型（其中内部盘半径为$>6R_g$）难以在高频下再现软滞后，因为反射通量没有贡献足够的信号来压倒软超前。然而，反射也应该伴随着再处理，这应该会增加低能量下的软过剩。该模型可以定量地再现从软超前到软滞后的数据中看到的开关，并很好地再现了所观察到的功率谱和反射占主导地位的模型不能的其他时序特征。
2014-05-22 astro-ph.HE
Soft X-Ray Excess from Shocked Accreting Plasma in Active Galactic Nuclei
我们提出了一个新的理论模型来描述软X射线过剩的物理身份，无处不在地检测到在许多塞弗特星系，通过考虑一个稳态的，轴对称的等离子体吸积在最内层的稳定圆轨道（ISCO）周围的黑洞（BH）吸积盘。我们扩展了我们以前的理论研究广义相对论磁流体动力学（GRMHD）吸积，这意味着吸积等离子体可以发展成一个站立的冲击适当的物理条件，使下游流足够热，由于冲击压缩。我们数值计算研究，为基准等离子体参数，不同的BH自旋在强引力下的快速MHD冲击的物理性质。我们表明，从标准吸积盘的热种子光子可以有效地康普顿上散射的激发亚相对论性电子在热下游等离子体中产生的软过剩功能的X射线。作为一个实例，我们构造了一个包含倾角$θ_{\rm obs}$、盘光子温度$kT_{\rm in}$和下游电子能量$kT_e$的三参数康普顿化模型，并与一个典型的射电宁静Seyfert 1活动星系核Ark~120的60 ks { \it XMM-Newton}/EPIC-pn谱进行了比较.我们的$χ^2$ -分析表明，该模型是合理的，成功地描述了数据的非旋转和旋转BH的$61.3~{\rm keV} \lesssim kT_e \lesssim 144.3~{\rm keV}$，$21.6~{\rm eV} \lesssim kT_{\rm in} \lesssim 34.0~{\rm eV}$和$17.5\degr \lesssim…
2016-06-06 astro-ph.HE
Dimming of Continuum Captured in Mrk 841: New Clues on the Nature of the Soft X-ray Excess
本研究通过多波段观测发现Mrk 841的软X射线超与光学/紫外连续谱同步变暗，证实软X射线超是吸积盘辐射的高能延伸，由暖康普顿化产生，为活动星系核软X射线超起源提供了新证据。
2023-07-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
Linking soft excess in ultraluminous X-ray sources with optically thick wind driven by supercritical accretion
超临界吸积到紧凑的物体上可能会驱动大规模的风，这些风接近球形，光学厚度和爱丁顿限制。光球的黑体辐射是风的直接观测特征。在这里，我们调查是否可以解释软发射组件中看到的超铝X射线源（ULXs）的能谱。基于15个ULX的高质量XMM-牛顿光谱，我们发现软分量可以被建模为具有几乎恒定光度的黑体发射，并且样品中的5个已知脉动ULX（PULXs）显示最低的黑体光度。这与软辐射来自光学厚风光球层的假设是一致的。然而，导出的黑体光度的脉冲星是显着高于爱丁顿限制的中子星。一个可能的解释是，相当一部分的光学厚风根在内部吸积流，其中的辐射通量可能会超过爱丁顿极限，由于减少散射截面或增强辐射传输与磁浮力。基于风模型，推断的质量吸积率在这些标准ULXs重叠，但平均低于发光和非常软的X射线源，这也是候选人与超临界吸积。或者，不能排除软发射分量是硬分量的结果，例如，通过冷介质中的向下散射，因为它们之间可能存在弱相关性。
2020-11-11 astro-ph.HE
Theoretical modeling of Comptonized X-ray spectra of super-Eddington accretion flow: origin of hard excess in Ultraluminous X-Ray Sources
基于辐射流体动力学模拟数据，采用MonteCarlo辐射传输模拟方法研究了超爱丁顿吸积流的X射线连续谱，其中考虑了热散射和体康普顿散射.我们比较了质量为$M_{\rm BH} = 10, 10^2, 10^3$和$10^4 M_\odot$的黑洞周围吸积流的计算光谱，其中固定质量注入率（从$10^3 r_{\rm s}$的计算边界）为$10^3 L_{\rm Edd}/c^2$（$r_{\rm s}$、$L_{\rm Edd}$和$c$分别为史瓦西半径、爱丁顿光度和光速）。软X射线光谱表现出与标准盘关系的质量依赖性;最大表面温度按比例缩放为$T \propto M_{\rm BH}^{-1/4}$。相比之下，如果我们用$M_{\rm BH}$对辐射光度进行归一化，硬X射线带的光谱在不同的模型中看起来非常相似。这反映了硬组分是由源自过热和/或漏斗区域中的吸积流的软光子的热和体康普顿散射产生的，其温度没有质量依赖性。硬X射线谱可由温度为$T\sim 3$ keV的Wien谱再现，伴随着在光子能量高于几keV时的硬过剩。过量光谱可以很好地拟合与功率定律的光子指数$Γ\sim 3$。这一特征与最近NuSTAR对ULX（超发光X射线源）的观测结果一致。
2017-09-05 astro-ph.HE
Multiwavelength campaign on Mrk 509. XIII. Testing ionized-reflection models on Mrk 509
活动星系核（AGN）是宇宙中最明亮的持久天体。低于2keV的过量X射线辐射，称为软过量，在1型活动星系核中非常常见。这一特征的起源仍有争议。最初用黑体建模，现在有几种可能性来建模软过剩，包括温暖的康普顿化和模糊的电离反射。在本文中，我们测试电离反射模型Mrk 509，一个明亮的塞弗特1星系，我们有一个独特的数据集，以确定它是否可以负责强软过剩。我们使用每四天进行一次的10个同步XMM-牛顿和积分观测。我们在这里提出的光谱分析的结果，参数的演变和X射线发射的可变性。模糊电离反射模型的应用导致了一个非常强的反射和极端的几何形状，但未能再现Mrk 509的宽带光谱。讨论了两种不同的模糊电离反射情况：稳定几何和灯柱配置。在这两种情况下，我们发现，模型参数不遵循预期的关系，表明该模型是微调，以适应数据没有物理理由。在硬X射线中没有对应物的软过量的大而缓慢的变化可以通过反射器电离的变化来解释。然而，这样的变化并不自然地遵循假设的几何配置。暖康普顿化仍然是这个物体中软过剩的最可能的起源。然而，电离反射和暖康普顿化机制都可能解释所有天体中的软过剩，一个支配另一个，这取决于盘和日冕的物理条件。
2014-04-15 astro-ph.HE
Strong Soft X-ray Excess in 2015 XMM-Newton Observation of BL--Lac OJ~287
我们报告了在2015年5月的长时间曝光期间BL-Lacartae $γ$射线blazar OJ~287中的强软X射线过量，这是2015年5月和2018年5月进行的两次最新\xmm ~{}观测中的一次。在2015年5月观测的情况下，对数抛物线模型很好地拟合了EPIC-pn数据，而对数抛物线加幂律描述了整体同步光学到X射线光谱，表明过量为同步加速器尾部。然而，这种解释与观测到的近红外和光学光谱之间的光谱断裂不一致，该光谱断裂归因于超大质量黑洞（SMBH）周围的标准盘。在此基础上，我们考虑了活动星系核中两种常用的基于吸积盘的模型：吸积盘中的冷康普顿化分量和部分电离的吸积盘的模糊反射。我们发现，冷康普顿化和模糊反射模型提供了同样好的拟合数据，有利于超重SMBH的质量$\sim 10^{10}~M_\odot$。进一步研究了约一个月的同时X射线和紫外指向观测，发现相对于1.5-10 keV波段的延迟紫外发射，有利于X射线再处理现象作为主要机制。结果表明，软过剩可能是由靠近SMBH的强光弯曲引起的。在2015年数据中检测到的软过剩及其在2018年数据中的消失也与吸积盘发射的存在一致，这是从2013年5月至2016年3月期间的近红外光谱中断推断的。
2019-12-28 astro-ph.HE hep-ph
The Black Hole Spin and Soft X-ray Excess of the Luminous Seyfert Galaxy Fairall 9
我们提出了一个分析的所有XMM牛顿和朱雀X射线光谱附近的发光塞弗特星系费尔9。重复以前的分析，我们发现了强有力的证据，广泛的铁线与X射线反射从最里面的吸积盘。通过拟合的光谱模型，包括相对论电离的反射组件，我们检查的约束内吸积盘和黑洞自旋的倾斜，以及由光电离发射线系统的存在下引入的并发症。采用多历元拟合，我们试图获得稳健的和一致的措施的吸积盘参数。我们还清楚地看到Fairall 9中的软X射线过量。在某些时期，软过剩可以用产生铁线的相同圆盘反射分量来描述。然而，存在需要额外的软组件的时期。这可以归因于一个额外的高度电离，强烈模糊的磁盘反射组件，或一个新的X射线连续分量。
2012-09-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Unveiling Energy Pathways in AGN Accretion Flows with the Warm Corona Model for the Soft Excess
本文用 reXcor 模型拟合14个 I 型 AGN 的34次 XMM-Newton 观测，发现暖日冕贡献显著并揭示吸积能量分配随爱丁顿比的转变。
2024-04-03 astro-ph.HE
The origin of the soft excess in the luminous quasar HE 1029-1401
本研究通过XMM-Newton/NuSTAR联合监测，发现明亮类星体HE 1029-1401的软超出可由暖冕层的康普顿化发射解释，其光子指数、电子温度和光学深度等参数得到约束，支持径向延伸的暖冕层模型。
2024-05-22 astro-ph.HE
Large-amplitude rapid X-ray variability in the narrow-line Seyfert 1 galaxy PG 1404$+$226
我们提出的第一个结果，从一个新的，长（$\sim100$ KS）XMM牛顿观测的窄线塞弗特1星系PG 1404 $+$ 226显示出大振幅，快速的X射线变化的一个因素$\sim7$在$\sim10$ KS的指数上升和急剧下降的计数率的详细分析。我们调查的软X射线过量发射和快速的X射线可变性的来源，通过时间分辨光谱和分数均方根（rms）光谱建模。强软X射线过剩低于1 keV的时间平均和时间分辨光谱中观察到的内禀盘康普顿化模型，以及相对论反射模型，其中的发射强度仅在内部区域（$r_{\rm in}<1.7 r_{\rm g}$）的电离吸积盘。我们没有检测到显着的紫外线的变化，而软X射线过量通量的变化与主要的幂律发射（作为$F_{\rm primary}\propto F_{\rm excess}^{1.54}$），虽然有一个较小的幅度，预期在反射的情况下。所观察到的X射线分数均方根谱近似恒定，在$\sim0.6$ keV处有一个下降，并由观测到的能量为$\sim0.6$ keV的非可变发射线分量和两个可变谱分量描述：一个更可变的主幂律发射和一个更可变的软过量发射。我们的研究结果表明，“灯柱几何”的主要X射线发射热日冕，照亮最里面的吸积盘由于强引力，并引起软X射线过量发射。
2018-07-03 astro-ph.HE
ALP Conversion and the Soft X-ray Excess in the Outskirts of the Coma Cluster
最近发现后发座星系团中心的软X射线过剩可以用宇宙轴子背景（CAB）的类轴子粒子（ALP）转换成光子来拟合。我们将这种分析扩展到昏迷的郊区，包括从集群中心到5 Mpc的区域。我们提取多余的软X射线通量从ROSAT全天巡天数据，并将其与预期的流量从ALP到光子转换的CAB。Coma中心和外围的软X射线过剩可以通过CAB的ALP到光子转换同时拟合。考虑到外围星系团磁场的不确定性，我们对CAB的参数空间进行了约束。特别是，CAB平均能量的上限和允许的ALP-光子耦合的范围推导。
2014-06-19 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Spectral fittings of warm coronal radiation with high seed photon temperature: apparent low-temperature and flat soft excess in AGNs
本研究通过蒙特卡洛模拟和光谱拟合发现，暖冕种子光子温度过高会导致活动星系核软X射线超出呈现视在低温和平坦特征，因此拟合时需将kT_s作为有上限的自由参数并考虑准确几何。
2024-05-24 astro-ph.HE
Timing and spectral study of the Be XRB IGR J11305-6256: Swift discovers the orbital period and a soft X-ray excess
IGR J11305-6256是通过对银河平面的整体扫描发现的众多来源之一。由于Swift-BAT巡天计划允许对任何天空区域进行频繁采样，我们在该源的硬X射线发射中发现了周期为~120.83 d的调制。这种周期性调制的意义是高斯统计中的~4个标准偏差。我们把它解释为双星系统的轨道周期。我们推导出IGR J11305-6256与其伴星之间的轨道距离为~286 R $_{\odot}$，相当于伴星半径的~19倍。宽带XRT-BAT（0.3-150 keV）光谱由黑体和截止幂律之和或部分吸收截止幂律描述。源的时间和光谱特性表明它可能与持久的，但微弱的，Be X射线双星系统的类。
2013-05-16 astro-ph.HE
Survey of Bare Active Galactic Nuclei in the local universe (z < 0.2): I. On the origin of Soft-Excess
该研究利用 XMM-Newton 与 Swift/XRT 分析21个近邻裸露 Seyfert 1 AGN，发现软超量与主连续谱长期光度紧密相关，表明二者相似地依赖吸积率。
2023-08-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
The origin of the vanishing soft X-ray excess in the changing-look Active Galactic Nucleus Mrk 590
利用\xmm{}、\suzaku{}、\swift{}和\nustar{}的20年多波长观测资料，研究了在令人感兴趣的变貌活动星系核（CLAGN）Mrk~590中探测到的软X射线过剩的性质和起源。在软过剩消失的情况下，我们用广泛的UV/X射线光谱分析方法检验了两个模型：“暖康普顿化”和“电离盘反射”。我们的主要发现是：（1）软X射线过量发射，最后一次观测是在2004年，在2011年消失，并且在以后的观测中从未再次出现，（2）我们检测到一个显著的变化（$\sim300\%$）在观测到的光学紫外和幂律通量之间的观测与最低状态（$L_{\rm bol} = 4.4\times 10^{43}\, erg\, s^{-1}$，2016年）和最高国家（$L_{\rm bol} = 1.2\times 10^{44}\, erg\, s^{-1}$，2018年），（3）紫外和幂律通量遵循相同的时间模式，（4）光子指数显示出显著的变化（$Γ=1.88^{+0.02}_{-0.08}$和$Γ=1.58^{+0.02}_{-0.03}$分别在2002年和2021年），（5）在源光谱中没有检测到康普顿峰，但在所有观测中都存在窄的Fe $K_α$线，（6）在幂律连续介质中发现了一个高能截止区（$92^{+55}_{-25} \rm keV$和$60^{+10}_{-08} \rm keV$）与最新的\n…
2022-09-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Soft X-ray absorption excess in gamma-ray burst afterglow spectra: Absorption by turbulent ISM
三分之二的长持续时间伽马射线暴（GRB）显示出超过银河系的软X射线吸收。从紫外光谱和光学光谱推断的金属柱密度与从软X射线光谱得出的柱密度不同，有时相差一个数量级，后者更高。在GRB X射线余辉光谱中观测到的软X射线吸收过剩的起源仍然是一个有争议的问题，这导致了许多关于GRB宿主星系内部和外部热物质对我们的X射线余辉观测的影响的研究。然而，迄今为止提出的所有模型要么只能解释我们观测的一个子集（即z > 2），要么它们需要在吸收材料内存在相当极端的条件。在本文中，我们研究了碰撞电离和湍流星际介质（ISM）对伽玛暴余辉的吸收。我们发现，一个密集的（每立方厘米3）碰撞电离ISM可以产生不同的因素10的UV/光学和软X射线吸收柱密度，然而，这样的视线的UV/光学和软X射线吸收柱密度和2-3个数量级相比，伽玛射线暴余辉光谱低。对于那些具有较大的软X射线过剩高达一个数量级的伽玛暴，在吸收的贡献，从湍流ISM这里考虑将减轻所需的条件，额外的吸收组件，如伽玛暴环暴介质和星系际介质。
2016-03-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Excess of soft dielectrons and photons
本文计算了带电物体超周边碰撞中产生的未束缚电子-正电子对（简称双电子）和由副正电子衰变产生的光子的光谱。在NICA对撞机的能量下，它们的形状被证明。大量产生软双电子和光子。这些过程的相关性的天体物理问题的冷却电子-正电子对和强烈的发射511千电子伏的光子从银河系中心进行了讨论。
2020-06-30 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
The soft excess of the NLS1 galaxy Mrk 359 studied with an XMM-Newton-NuSTAR monitoring campaign
XMM-牛顿和NuSTAR多重曝光使我们能够解开活动星系核（AGN）的不同发射成分，并研究其不同光谱特征的演变。在这项工作中，我们提出了五个同时XMM牛顿和NuSTAR观测窄线塞弗特1星系Mrk 359的时间和光谱特性。我们的目标是提供第一个宽带光谱建模的Mrk 359描述其发射光谱从紫外到硬X射线。为此，我们进行了时间和光谱数据分析，表征了Mrk 359时间序列的振幅和光谱变化，并计算了2-10 keV归一化的超额方差。光谱宽带建模假设标准的热Comptonising电晕和反射分量，而对于软过剩，我们测试了两种不同的模型：一个温暖的，光学厚Comptonising电晕（两个电晕模型）和反射模型，其中软过剩是一个模糊的反射连续谱和线发射（反射模型）的结果。在活动期间观察到高通量和低通量状态。前一种状态具有较软的光谱形状，而后者显示出较硬的光谱形状。光子指数在1.75-1.89的范围内，只能找到一个热日冕电子温度的下限。观察到一个恒定的反射分量，可能与遥远的物质有关。关于软过剩，我们发现，在我们测试的反射模型中，提供更好拟合的模型（减少的$χ^2$ =1.14）是高密度模型。然而，一个显着更好的拟合（减少$χ^2$ =1.08），发现通过建模的软过剩与温暖的康普顿模型。目前的分析表明，两个电晕模型的最佳方案的光学紫外X射线发射光谱的Mrk 359。
2020-06-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
AstroSat view of spectral transition in the changing-look active galaxy NGC1566 during the declining phase of the 2018 outburst
NGC 1566是一个外观不断变化的活跃星系，在2017-2018年期间爆发，并在2018年6月达到峰值。我们在2018年8月和10月的下降阶段两次触发了AstroSat对NGC 1566的观测。使用AstroSat观测以及2015年（爆发前）和2018年6月（峰值爆发）的两次XMM-牛顿观测，我们发现X射线幂律，软X射线过剩和磁盘组件在爆发期间表现出极端的变化。特别是，在爆发前的2015年，软过剩可以忽略不计，它在2018年6月以$>200$的因子增加到最大水平，并在2018年8月以$\sim7.4$的因子急剧减少，并在2018年10月变得无法检测。爱丁顿分数（$L/L_{Edd})$）从$\sim0.1\%$（2015）增加至$\sim 5\%$（2018年6月），然后降低至$\sim 1.5\%$（2018年8月）和$0.3\%$（2018年10月）。因此，NGC 1566以几个$\%$的爱丁顿速率从高软过剩态跃迁到可忽略的软过剩态。软过剩是一致的温暖康普顿化的内盘，似乎已经开发过程中的爆发和消失的爆发结束超过一个时间尺度可比的声音穿越时间。NGC 1566在爆发期间的多波长光谱演化很可能是由NGC 1566吸积盘内部区域的辐射压不稳定性引起的。
2021-11-17 astro-ph.HE
The origin of the soft X-ray excess in the narrow-line Seyfert 1 galaxy SBS 1353+564
我们首次使用\it{XMM-Newton}和\it{Swift} 2007年至2019年的多波段观测，对窄线塞弗特1星系SBS 1353+564进行了时间和光谱分析。我们的主要结果是：1）SBS 1353+564的时间变化是随机的，而硬度比在13年的时间跨度内是相对恒定的：2）我们发现了一个显著的低于2keV的软X射线过剩特征，它不能用简单的黑体分量来描述; 3）在比较了用于解释软X射线过量的起源的两种最流行的模型之后，我们发现相对论模糊反射模型不能很好地拟合5 keV以上的数据，X射线谱不显示任何反射特征，例如Fe Kα发射线。而暖日冕模型能得到较好的拟合效果。对于暖日冕模式，我们尝试使用三组不同的自旋值来拟合数据，并推导出不同的最佳拟合参数集; 4）我们将紫外/光学光谱数据与暖日冕模型的外推值进行比较，以确定哪个自旋值更适合于该源，我们发现无自旋的暖日冕模型能充分解释SBS 1353+564的软X射线过剩。
2021-08-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
