Infrared Excess Sources: Compton Thick QSOs, low luminosity Seyferts or starbursts?
本文讨论了红外过剩源（IRX）的性质，它们被认为是亮度L_X（2- 10 keV）> 1 e43 erg/s的康普顿厚（N_H> 2 e24 cm ^{-2} $) QSOs at z~2. Lower redshift, z~1, analogues of the distant IRX population are identified by firstly redshifting to z=2 the SEDs of all sources with secure spectroscopic redshifts in the AEGIS (6488) and the GOODS-North (1784) surveys and then selecting those that qualify as IRX sources at that redshift. A total of 19 galaxies are selected. The mean redshift of the sample is $ z \approx 1 $. We do not find strong evidence for Compton Thick QSOs in the sample. For 9 sources with X-ray counterparts, the X-ray spect…
2010-03-26 astro-ph.HE
The Nature of the Compton-thick X-ray Reprocessor in NGC 4945
我们提出了一个详尽的方法来拟合康普顿厚的X射线后处理器模型，以模糊AGN和解释的结果。我们专注于MYTORUS模型，但也利用其他模型。我们应用的技术，朱雀，BeppoSAX和雨燕BAT光谱的Sy 2星系NGC 4945，但该方法适用于其他活动星系，包括康普顿薄源。该模型克服了圆盘反射模型的一个主要限制，即无限柱密度的假设。有限柱密度模型产生了更丰富的光谱形状和特性，即使是康普顿薄活动星系核。虽然NGC 4945是能量超过10 keV的最亮活动星系核之一，但模型的柱密度几乎是3倍（约2到6 x 10^{24} cm^{-2}），内在2-195 keV的光度是2个数量级。模型中，连续超过10千电子伏的直接（非散射）连续或康普顿散射连续占主导地位，分别给出最高和最低的固有光度。变异性有利于解决方案，其中未散射的连续占主导地位以上10千电子伏。这些数据要求康普顿散射连续谱和Fe K α线发射主要来自X射线再处理器的照射表面，这意味着具有足够小的全局覆盖因子的clustrial介质，使得康普顿散射连续谱在10 keV以上不占主导地位。这可以通过Chandra空间分辨的~30 pc区域来识别。隐含的内禀辐射热光度接近或大于爱丁顿光度。然而，一个强波束活动星系核嵌入在康普顿厚度（但clusify）的物质壳层中，需要较少的覆盖因子微调。波束与最近的无线电和费米结果是一致的。在巡天观测中，这样的康普…
2012-05-21 astro-ph.HE
Constraints on Compton-thick winds from black hole accretion disks: can we see the inner disk?
强有力的证据表明，风可以从活动星系核（AGN）和银河系黑洞双星（GBHB）的吸积盘的中心区域驱动。高电离、康普顿薄的内盘风的直接证据来自蓝移（v~0.05-0.1c）铁K X射线吸收线的观测。然而，有人认为黑洞吸积盘的内部区域也可以驱动康普顿厚度的风-这样的风会覆盖内部盘，阻止我们看到吸积盘的直接特征（即光球热发射，或多普勒/引力加宽的铁K-α线）。在这里，我们表明，提供的源是次爱丁顿，完善的风驱动机制未能推出康普顿厚的风从内部磁盘。对于康普顿厚度的风的加速区域，风中携带的动量必须超过可用的光子动量至少2/lambda，其中lambda是源的爱丁顿比，排除辐射加速，除非源非常接近爱丁顿极限。康普顿厚的风也携带着大的质量通量，考虑到风和圆盘之间的联系，这与磁离心驱动不相容。最后，热驱动的风被排除在大康普顿半径的基础上，典型的黑洞系统。在没有新的加速机制的情况下，我们得出结论，黑洞周围的亚爱丁顿吸积盘的内部区域确实是裸露的。
2012-10-10 astro-ph.HE
Re-evaluating the Local Compton-thick AGN Fraction
我们研究了在INTEGRAL/IBIS观测的20-40 keV波段中选取的88个活动星系核的NH分布。我们发现，吸收源（NH > 10^22 cm^-2）的比例为43%，而康普顿厚度的活动星系核仅占样品的7%。虽然这些估计与以前的软伽马射线调查完全兼容，但它们似乎与光学选择样本报告的结果相反。这种明显的差异可以解释为由于康普顿厚物体中的高能通量减少而导致的选择偏差，从而使它们在我们的灵敏度极限下不可见。考虑到这一点，我们估计，高度吸收的源的分数实际上是在密切的协议与光学选择的样品。此外，我们表明，在我们的样品中的吸收源的测量分数从80%下降到20-30%的红移的函数与所有康普顿厚的活动星系核具有z<0.015。我们的结论是，在低红移仓，我们看到几乎整个活动星系核人口，从未吸收至少轻度康普顿厚的对象，而在总样本中，我们失去了大量吸收的“同行”的遥远，因此暗淡的来源很少或根本没有吸收。因此，把这个低z仓作为唯一能够提供1型和2型活动星系核中“真实”吸收分布的仓，我们估计康普顿厚天体所占的比例大于24%
2010-02-25 astro-ph.HE
An X-ray Spectral Model for Compton-Thick Toroidal Reprocessors
1型和2型活动星系核的中心发动机被认为具有一个环形结构，可以吸收和再处理来自中心X射线源的高能光子。如果再处理器为康普顿厚度，则适用于直接拟合X射线数据的发射线和连续谱的计算具有挑战性，因为再处理后的发射取决于入射连续谱的光谱形状，这可能无法直接观察到。我们提出了新的Monte Carlo计算的格林函数的环形洗消机，提供了显着的改进，目前可用的模型。格林函数方法使得能够构建X射线光谱拟合模型，其允许任意入射光谱作为拟合过程的一部分。计算是完全相对论的，并已进行列密度，覆盖康普顿薄康普顿厚制度，入射光子能量高达500千电子伏。由于Fe Ka，Fe Kb和Ni Ka的再处理连续谱和荧光线发射被自洽地处理，消除了对目前常见的特设建模的需要。我们发现，在我们的环形几何的康普顿厚的反射光谱的软，硬X射线带的光谱形状是不同的相比，从磁盘模型。我们研究的一个关键结果是，一个康普顿厚的环形结构，对着相同的立体角在X射线源作为一个磁盘可以产生一个反射光谱，是6倍弱于从磁盘。这突出了所谓的“反射分数”作为立体角的广泛和错误的解释，从拟合盘反射模型获得康普顿厚源，而不考虑适当的几何考虑。（节录）
2009-05-19 astro-ph.HE
The extended X-ray emission around HDF130 at z=1.99: an inverse Compton ghost of a giant radio source in the Chandra Deep Field North
在钱德拉深野北发现的六个扩展X射线源之一以HDF 130为中心，最近被证明是一个z=1.99的大质量星系，具有紧凑的无线电核。X射线源有一个大致的双叶结构，每个叶长约41弧秒，或345 kpc的红移为HDF 130。我们分析了该源的2 Ms X射线像和谱，发现它符合幂律连续谱，光子指数为2.65，在2- 10 keV能量下的亮度为5.4 × 10 ^{43}ergps（z=1.99）。任何在60弧秒半径范围内的扩展辐射，其光度都小于这个值的一半，这与星系团的预期相反。这个源最好解释为一个巨大射电源的逆康普顿鬼，它不再被供电，康普顿损耗降低了高频射电源发射所需的高能电子，γ> 10^4。低能电子γ~1000在宇宙微波背景上通过逆康普顿散射产生X射线。根据磁场强度，可能会残留一些低频无线电发射。在钱德拉深场中可能还存在逆康普顿鬼。
2009-02-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
X-ray observations of the Compton-thick Seyfert 2 galaxy, NGC 5643
我们目前的结果从~55 ks长的XMM-牛顿观测模糊AGN，NGC 5643，在2009年7月进行。在2003年2月之前，一个较短的（大约10 k）XMM-牛顿观测留下了两个主要问题，硬X射线发射的性质（康普顿薄与康普顿厚）和软X射线过剩（光电离与碰撞电离物质）。新的观测结果表明，源是康普顿厚度的，对软X射线发射的主要贡献是光致电离物质（即使目前还不清楚碰撞电离物质是否也可能有贡献）。我们还研究了NGC 5643场中的三个亮X射线源。ULX NGC 5643 X-1被证实是非常明亮的，即使比2003年暗了2倍多。然后，我们提供了Abell 3602星系团的第一个高质量光谱。最后一个源CXOJ 143244.5 -442020可能是一个未被遮蔽的活动星系核，可能属于阿贝尔3602。
2013-07-05 astro-ph.HE
The fraction of Compton-thick sources in an INTEGRAL complete AGN sample
我们研究了在INTEGRAL/IBIS观测的20-40 keV波段中选取的88个活动星系核的NH分布。我们发现吸收源（NH > 10^{22} cm ^2）的比例为43%，而康普顿厚活动星系核占样本的7%。虽然这些估计与以前的软伽马射线调查完全一致，但它们似乎与Risaliti等人（1999年）使用光学选择样本报告的结果相反。这种明显的差异可以解释为由于康普顿厚物体中的高能通量减少而导致的选择偏差，从而使它们在我们的灵敏度极限下不可见。考虑到这一点，我们估计，高度吸收的源的分数实际上是在密切的协议与光学选择的样品。此外，我们表明，在我们的样品中的吸收源的测量分数从80%下降到约20-30%的红移的函数与所有康普顿厚的活动星系核具有z < 0.015。如果我们将我们的分析限制在这个距离上，并且只将我们样本中的2型天体与Risaliti等人的低于这个红移值的天体进行比较，我们会发现它们的NH分布是完美匹配的。我们的结论是，在低红移仓，我们看到几乎整个活动星系核人口，从未吸收至少轻度康普顿厚的对象，而在总样本中，我们失去了大量吸收的“同行”的遥远，因此暗淡的来源很少或根本没有吸收。因此，考虑到这个低z仓是唯一一个能够提供1型和2型活动星系核中“真实”吸收分布的仓，我们估计康普顿厚天体的比例大于24%。
2009-06-30 astro-ph.HE
Compton thick AGN in the NuSTAR era
本文对Swift-BAT 100个月巡天中选出的30个康普顿厚度（CT-）活动星系核（AGN）进行了2-100 keV的光谱分析。这些天体的平均红移为$\langle z\rangle\sim$ 0.03，它们都位于$\sim$ 500 Mpc范围内。我们使用MyTorus（Murphy等人，2009年）模型进行X射线光谱拟合，在3-50 keV能量范围内，不使用和使用NuSTAR数据。当NuSTAR数据被添加到拟合中时，30个对象中的14个（整个样本的47%）在$>$ 3 $σ$置信水平下具有固有吸收N $_{\rm H}<10^{24}$ cm $^{-2}$，即，它们从康普顿厚重新分类为康普顿薄。因此，我们推断整体观察到的部分CT-AGN相对于整个AGN人口低于在以前的作品中报道的，低至$\sim$ 4%。我们发现的证据表明，这种过度估计的N $_{\rm H}$可能是由于低质量的子样本的光谱，无论是在2-10千电子伏波段或在Swift-BAT的。
2018-01-07 astro-ph.HE
Compton-Thick AGN in the NuSTAR era VII. A joint NuSTAR, Chandra and XMM-Newton analysis of two nearby, heavily obscured sources
我们提出了联合钱德拉，XMM-牛顿和NuSTAR分析的两个附近的塞弗特星系，NGC 3081和ESO 565-G 019。这是仅有的两个在10个低红移（$z \le 0.05$）的更大样本中具有钱德拉数据的，候选者康普顿厚的活动星系核（AGN）在15-150 keV波段中使用Swift-BAT选择，仍然缺乏NuSTAR数据。我们的光谱分析，使用物理动机的模型，提供了一个估计的视线（l.o.s.）和两个托氏体的平均（N $_{H,S}$）柱密度。NGC 3081有一个康普顿薄的光学系统。柱密度N $_{H,z}$ =[0.58-0.62] $\times 10^{24}$ cm $^{-2}$，但N $_{H,S}$超过康普顿厚度阈值（N $_{H,S}$ =[1.41-1.78] $\times 10^{24}$ cm $^{-2}$），表明核周物质分布的“不均匀”情况。ESO 565-G 019具有两个康普顿厚度的L.O.S.和$_{H,S}$柱密度（分别为$_{H,z}>$ 2.31 $\times 10^{24}$ cm $^{-2}$和$_{H,S} >$ 2.57 $\times 10^{24}$ cm $^{-2}$）。使用物理驱动的模型，加上数据所涵盖的广泛能量范围（NGC 3081和ESO 565-G 019分别为0.6-70 keV和0.6-40 keV）允许我们…
2021-09-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Inferring Compton-thick AGN candidates at z>2 with Chandra using the >8 keV restframe spectral curvature
为了充分理解宇宙黑洞的增长，我们需要限制在宇宙黑洞增长的峰值（$z\sim$ 1-3）的严重遮蔽的活动星系核（AGN）的人口。具有高于$\mathrm{10^{24}}$原子$\mathrm{cm^{-2}}$的遮蔽柱密度的源，称为康普顿厚（CT）活动星系核，可以通过在$\sim$ 20-30 keV的过量X射线发射来识别，称为“康普顿峰”。我们将最近发展起来的光谱曲率（SC）方法应用于Chandra探测到的高红移活动星系核（2<z<5）。这种方法参数化的特征“康普顿驼峰”的功能宇宙学红移到X射线波段在观察到的能量<10 keV。我们发现在CT AGN发现使用SC方法和明亮的源适合使用其全光谱与X射线光谱学的良好协议。在Chandra深场南部，我们测量了观测亮度为$\mathrm{>5\times 10^{43}}$ erg $\mathrm{s^{-1}}$的源的CT分数$\mathrm{17^{+19}_{-11}\%}$（3/17）。在宇宙演化调查（COSMOS）中，我们发现在对调查灵敏度进行校正后，观察到了$\mathrm{15^{+4}_{-3}\%}$（40/272）或$\mathrm{32\pm11 \%}$的CT分数。当与具有相似X射线光度的低红移活动星系核比较时，我们的结果意味着CT活动星系核的分数与没有红移演化是一致的。最后，我们提供了SC方程，可用于找到高红移…
2017-06-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Compton scattering in the optically thick uniform spherical corona around the neutron star in an X-ray binary in two conditions
本文研究X射线双星中光学厚均匀球状冕内的康普顿散射，证明将冕分层与整体散射近似等价，从而可用多层依次散射近似描述整个冕中的康普顿化过程，为研究冕局部物理过程提供方法。
2024-11-21 astro-ph.HE
A Super-Eddington Compton-Thick Wind in GRO J1655-40?
在2005年的爆发中，GRO J1655-40被钱德拉HETGS以高光谱分辨率观测到，揭示了一个富含蓝移吸收线的光谱，表明了一个吸积盘风-显然太热，太密集，太靠近黑洞，而不是由辐射压力或热压力驱动（米勒等人）。但是这种奇异的风只是这次爆发中的一块拼图，因为它的存在与极其柔软和弯曲的X射线连续光谱，显着的X射线可变性（Uttley & Klein-Wolt）以及明亮的，意想不到的光学/红外黑体分量相一致，该黑体分量随轨道周期而变化。聚焦于X射线连续谱和光学/红外/紫外光谱能量分布，我们认为这种“超软状态”的不寻常特征是来自盘的超爱丁顿康普顿厚风的自然后果：光学/红外黑体代表密集的冷光球，扩展流出，而X射线发射被解释为康普顿散射相对凉爽，光学厚风。这种风掩盖了内盘的内在光度，我们认为它可能已经达到或超过了爱丁顿极限。
2016-03-13 astro-ph.HE
Suzaku Observations of Heavily Obscured (Compton-thick) Active Galactic Nuclei selected by Swift/BAT Hard X-ray Survey
本文对朱雀号观测到的12个康普顿厚度（$\log N_{\mathrm{H}}/\mathrm{cm}^{-2} \geq 24$）活动星系核（CTAGN）进行了均匀宽带X射线（0.5-100.0 keV）谱分析。其中3个天体的朱雀数据是首次在此公布。我们将Suzaku和Swift光谱与使用解析反射代码的模型以及Ikeda等人2009年从AGN环面使用Monte Carlo模型的模型进行了拟合。主要结果如下。(1)CTAGN的估计固有光度强烈依赖于模型;在分析模型中将康普顿散射应用于透射分量可能会在很大程度上高估大柱密度下的固有光度。(2)通常观察到未吸收的反射分量，这表明环面是cluerous。(3)大多数CTAGN的散射率都很小（<0.5%），这意味着活动星系核的埋藏性质。(4)与康普顿薄活动星系核（Kawamuro et al. 2016）获得的结果进行比较表明，这些CTGN的性质可以被理解为具有较重遮蔽的康普顿薄活动星系核的平滑延伸;我们没有发现证据表明硬X射线选择的CTGN的大部分与较少遮蔽的物体不同。
2018-01-05 astro-ph.HE
The energy budget for X-ray to infrared reprocessing in Compton-thin and Compton-thick active galaxies
活动星系核是宇宙X射线背景的重要组成部分。然而，在深X射线测量中发现的活动星系核往往太弱，无法直接测量遮蔽物质的柱密度。在这种情况下，近年来用来识别严重模糊的、康普顿厚度的活动星系核的一种方法是使用观测到的中红外线与X射线的光度比作为柱密度的代表。这是基于这样的假设，即照明X射线连续谱到模糊物质并重新处理成红外辐射的能量损失量与柱密度直接相关，并且代理对系统的其他物理参数不敏感（除了来自恒星形成区域的尘埃排放的污染）。使用蒙特卡罗模拟，我们发现，所经历的能量损失的照明X射线连续在模糊的物质是更敏感的X射线连续的形状和覆盖因子的X射线再处理器比它们的列密度的材料。具体地说，我们发现，即使没有任何尘埃污染，康普顿薄源的红外线与X射线的光度比也可能与康普顿厚源的一样大。由于内禀X射线连续谱和后处理器的覆盖因子与深X射线测量数据的约束性较差，我们得出结论，即使在除了X射线后处理之外没有其他贡献的情况下，中红外与X射线光度比也不是活动星系核中遮蔽物质柱密度的可靠替代。这个结论与遮蔽物质的几何形状无关。
2010-10-28 astro-ph.HE
NuSTAR observations of heavily obscured Swift/BAT AGN: constraints on the Compton-thick AGN fraction
Swift/BAT进行的全天空硬X射线测量允许检测许多严重模糊的康普顿厚度AGN。在我们以前的工作中，我们已经确定了50多个候选的康普顿厚AGN在本地宇宙中，对应的总AGN人口的7%左右的观测分数。只有当我们知道康普顿厚度活动星系核光谱的形式，即它们的吸收周转能量、光子指数及其在高能时的截止能量，以及原子核周围物质的反射分量的强度时，这个数才能转换为内禀康普顿厚度活动星系核数密度。为了限制它们的数密度，我们分析了19个康普顿厚的活动星系核的光谱，这些活动星系核已经用Swift/BAT探测到，随后用NuSTAR在3-80 keV波段观测到。我们分析了它们的X射线光谱使用的MYTORUS模型的墨菲和Yaqoob适当地考虑到康普顿散射效应。这些都结合了物理激励康普顿模型，准确地描述了主日冕X射线发射。我们推导出吸收柱密度，这是与以前的斯威夫特/BAT分析得出的一致。我们估计日冕温度大致在25和80千电子伏之间，对应于大约在75和250千电子伏之间的高能量截止。我们发现，我们的活动星系核的大多数缺乏强反射分量在20-40千电子伏波段放置更严格的约束内在康普顿厚的活动星系核分数。结合这些结果与我们的X射线背景合成模型，我们估计康普顿厚的AGN分数在本地宇宙的~20 +/-3%相对于II型AGN人口。
2018-09-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Recent developments in the search for Compton-thick AGN
我提出了一个康普顿厚的活动星系核（AGN）的X射线和中红外调查的审查。这些都是最高度遮蔽的源，氢柱密度>1.5x10^24 cm-2。在本地宇宙的主要调查，包括高能SWIFT/BAT和INTEGRAL调查，中红外和光学调查。最近，钱德拉和XMM-牛顿的深X射线巡天已经产生了一些候选的康普顿厚的活动星系核在较高的红移主要是在钱德拉深场南部地区。此外，斯皮策的中红外巡天有助于开发新的补充技术来选择康普顿厚度的活动星系核。用于识别康普顿厚度活动星系核的中红外技术包括：a）相对于其光发射的24微米过量源b）用于检测高光学深度Si 9.7微米吸收特征的Spitzer光谱学c）低X射线与6微米光度比。
2012-04-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
Where are Compton-thick radio galaxies? A hard X-ray view of three candidates
利用NuSTAR、XMM-Newton、Swift和INTEGRAL的存档数据，对射电强活动星系核NGC 612、4C 73.08和3C 452进行了宽带X射线谱分析。这些康普顿厚度的候选者是Panessa等人（2016）研究的硬X射线选择射电星系中吸收最多的来源。我们发现，在每种情况下，X射线吸收柱密度低于$1.5 \times 10^{24}$ cm $^{-2}$，没有证据表明强反射连续或铁K $α$线。因此，这些源都不是合适的康普顿厚度。我们回顾了文献中报道的其他康普顿厚射电星系，认为我们目前缺乏强有力的证据，大量吸收射电大声AGN。
2017-12-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Compton-thick AGN in the NuSTAR era IV: A deep NuSTAR and XMM-Newton view of the candidate Compton thick AGN in ESO 116-G018
本文介绍了2- 78 keV的NuSTAR深能谱分析和对邻近的Seyfert 2星系ESO 116-G 018的XMM-Newton观测。ESO 116-G 018是在Chandra-Swift/BAT研究的基础上被选为候选的康普顿厚度（CT-）的活动星系核（AGN）。通过我们的分析，在$>$ 3 $σ$置信水平下，该源首次被证实是CT-AGN，“视线”列密度N $_{\rm H,Z}$ = [2.46-2.76] $\times$ $10^{24}$ cm $^{-2}$。遮蔽环面的“全球平均”柱密度为N $_{\rm H,S}$ = [0.46-0.62] $\times$ $10^{24}$ cm $^{-2}$，这表明围绕吸积超大质量黑洞的遮蔽物质呈团状分布，而不是均匀分布。NuSTAR和XMM-Newton组合观测给出的高质量数据使我们能够对ESO 116-G 018的环面覆盖因子产生强约束，发现其为PDMATHAMT = [0.13-0.15]。我们还从宽波段X射线光谱估算了辐射热光度，L $\rm _{bol}$ = [2.57-3.41] $\times$ 10 $^{44}$ erg s $^{-1}$。
2018-12-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
A New Population of Compton-Thick AGN Identified Using the Spectral Curvature Above 10 keV
我们提出了一个新的度量，使用10千电子伏以上的光谱曲率（SC），以确定康普顿厚AGN在低质量的雨燕BAT X射线数据。利用NuSTAR观测了9个高SC选择活动星系核。我们发现，高灵敏度光谱显示大多数是康普顿厚度（78%或7/9），其余两个接近康普顿厚度（NH~5 - 8x10^23 cm ^-2）。我们发现SC_bat和SC_nustar的测量结果是一致的，这表明这种技术可以应用于未来的望远镜。我们在著名的康普顿厚AGN上测试了SC方法，发现它比宽带比（例如使用SC的100%与使用8 - 24/3 - 8 keV的20%）有效得多。我们的研究结果表明，使用> 10 keV的发射可能是唯一的方法来识别这个群体，因为只有两个源显示康普顿厚的过量水平的OIII X射线发射比（F_OIII/F_2 - 10 keV> 1）和WISE颜色不识别他们中的大多数活动星系核。基于这个小样本，我们发现这些活动星系核中有更高比例的活动星系核比典型的BAT活动星系核处于最终合并阶段。此外，这九个被遮蔽的活动星系核的吸积率平均比其他BAT探测到的活动星系核高四倍（Edd比= 0.068比0.016）。SC在识别康普顿厚度活动星系核时的鲁棒性意味着附近活动星系核中有更高比例的康普顿厚度（约22%），康普顿厚度活动星系核中黑洞增长的总和（爱丁顿比乘以人口百分比）几乎与轻度遮蔽和未遮蔽活动星系核一样大。
2016-04-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Compton Thick AGN in the 70 Month Swift-BAT All-Sky Hard X-ray Survey: a Bayesian approach
为期70个月的Swift/BAT星表提供了硬能量（>10 keV）的河外X射线天空的敏感视图，其中包含约800个活动星系核。我们探索其内容严重模糊，康普顿厚AGN相结合的BAT（14-195千电子伏）与较低的能量XRT（0.3-10千电子伏）的数据。我们应用贝叶斯方法，使用马尔可夫链来估计每个源的列密度的确切概率分布。我们发现53个可能的康普顿厚源（概率为3%至100%）转化为我们的样本中的活动星系核的~7%的分数。我们导出了康普顿厚度活动星系核的第一参量光度函数。在20-40 keV波段，未吸收的光度函数可以用双幂律表示，在$L_{\star} 2 \times 10^{42}$ $\rm ergs~s^{-1}$处有一个突变。
2016-08-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
A receding torus model for the Iwasawa-Taniguchi effect for Compton-thick AGN
最近，Boorman等人（2018）报道了Iwasawa-Taniguchi（I-T）效应的发现（又名：X射线Baldwin效应）。他们测量到6.4 keV的铁线等效宽度随着12 μ光度的减少，假设这是内在X射线光度的代表，而在康普顿厚度的活动星系核中是无法直接观测到的。经典的I-T效应的最流行的解释之一是所谓的后退环面模型，即随着X射线光度的降低，分子“环面”的覆盖因子减小。在本文中，我们表明，康普顿厚的活动星系核的I-T效应确实是预期在后退环面模型，假设环面漏斗的主要X射线光度，然后在一个“热镜”散射。我们发现，只要“热镜”的典型列密度约为7.5 × 10 ^{22} cm^{-2}，就可以很好地再现所观察到的关系。
2018-10-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
The 2-79 keV X-ray Spectrum of the Circinus Galaxy with NuSTAR, XMM-Newton and Chandra: a Fully Compton-Thick AGN
圆规座星系是距离我们最近的活动星系核之一，这使它成为详细研究的理想目标。结合档案钱德拉和XMM-牛顿数据与新的NuSTAR观测，我们模型的2-79千电子伏的频谱约束的主要活动星系核连续体，并获得物理参数的遮蔽材料。钱德拉的高角分辨率允许分离核和非核星系发射。在离核漫发射中，我们发现了强冷反射的特征，包括高等效宽度的中性Fe线。这种康普顿散射的离核发射相当于Fe线区域中核通量的18%，但变得与30 keV以上的核发射相当。新的分析不再支持一个突出的传输活动星系核的组成部分，在观察到的频带。我们发现，核谱与光厚环面的康普顿散射一致，其中内禀谱是光子指数$Γ= 2.2-2.4$的幂律，环面的赤道柱密度为$N_{\rm H} = (6-10)\times10^{24}$ cm $^{-2}$，活动星系核$2-10$ keV光度为$(2.3-5.1)\times 10^{42}$ erg/s.这些值使Circinus在吸积率- $Γ$和$L_X$ - $L_{IR}$相空间中与活动星系核处于相同的关系。NuSTAR的高灵敏度和低本底使我们能够首次在10 keV以上的X射线能量下研究圆规座的短时间尺度变化。缺乏检测到的可变性有利于康普顿厚吸收体，与光谱拟合结果一致。
2014-06-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Compton-thick AGN in the NuSTAR era II: A deep NuSTAR and XMM-Newton view of the candidate Compton thick AGN in NGC 1358
我们提出了组合NuSTATR和XMM牛顿0.6-79 keV的光谱分析的塞弗特2星系，NGC 1358，我们选择作为候选康普顿厚（CT-）活动星系核（AGN）的基础上，以前的斯威夫特/BAT和钱德拉研究。在$σ$>3的置信水平上，我们用物理模型分析了NGC 1358的活动星系核，证实它是一个CT-AGN。我们的最佳拟合表明，沿着吸积超大质量黑洞周围的遮蔽物质的“视线”的柱密度为N $\rm _H$ = [1.96--2.80] $\times$ 10 $^{24}$ cm $^{-2}$。来自NuSTAR的高质量数据给出了迄今为止NGC 1358上$\sim$ 10 keV以上光谱形状的最佳约束。此外，通过组合NuSTAR和XMM-Newton数据，我们发现遮蔽环面具有低覆盖因子（$f_c$ <0.17），并且遮蔽材料呈团块状分布，而不是均匀分布。我们还得到了NGC 1358的爱丁顿比的估计，发现它是$λ_{\rm Edd}$ $\sim$ $4.7_{-0.3}^{+0.3}$ $\times$ 10 $^{-2}$，这是在可接受的协议与以前的测量。最后，我们发现没有证据表明短期的变化，在$\sim$ 100 KS的时间跨度，在“视线”列密度和通量。
2018-11-14 astro-ph.GA 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
Compton-Thick AGN in the NuSTAR era VIII: A joint NuSTAR-XMM-Newton monitoring of the changing-look Compton-thick AGN NGC 1358
我们介绍了NGC 1358的NuSTAR和XMM-牛顿多历元监测，NGC 1358是一个邻近的Seyfert 2星系，其性质使其成为一个有希望的候选X射线变化外观AGN，即，一个源，其柱密度可以从2017年的康普顿厚（CT-，具有视线氢柱密度NH，los>10^24 cm^-2）状态过渡到康普顿薄（NH，los<10^24 cm^-2）状态。多历元X射线监测证实了在短至数周的时间尺度上存在显着的NH，los变化，并使我们能够确认NGC 1358的“变化外观”性质，最近在康普顿薄状态下观察到。多历元监测NuSTAR和XMM-牛顿被证明是非常有效的，同时约束三个否则高度退化的参数：环面平均列密度和覆盖因子，以及环面轴和观察者之间的倾斜角。我们发现柱密度和光度之间存在一种试探性的反相关，这可以在混沌冷吸积云驱动递归活动星系核反馈的框架内理解。NGC 1358的监测活动已经证明了我们新开发的方法选择候选NH，损失变量，严重模糊AGN的效率，我们计划很快扩展到更大的样本，以更好地表征吸积超大质量黑洞周围的模糊材料的特性，以及约束AGN喂养模型。
2022-07-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Extended X-ray Emission in Compton Thick AGN with Deep Chandra Observations
本文介绍了5个康普顿厚度（CT）的活动星系核（AGN）的空间分析结果，它们包括MKN 573、NGC 1386、NGC 3393、NGC 5643和NGC 7212。对于每个源，我们发现硬X射线发射（>3 keV）延伸到~kpc尺度沿电离锥，并为一些源，在交叉锥区域。该集合代表了第一个具有扩展硬X射线发射的CT AGN高信号样本，我们可以开始为这个新的AGN群体建立更完整的图像。我们研究了扩展X射线发射的能量依赖性，包括可能依赖于宿主星系和活动星系核的性质，并发现过量发射和遮蔽之间的相关性，表明核遮蔽物质和星系分子云之间的联系。此外，我们发现，软X射线发射延伸远比硬X射线沿电离锥，这可能是由于相对于银盘的电离锥的取向的分子云的密度的银河径向依赖性解释。这些结果与其他CT AGN观测到的扩展硬X射线发射（例如，ESO 428-G 014和Ma等人2020 CT AGN样本），进一步证明了CT AGN中扩展硬X射线发射的普遍性。
2021-01-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
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 $^{-1}$。
2012-04-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku and SWIFT-BAT observations of a newly discovered Compton-thick AGN
暗活动星系核是理解超大质量黑洞生长历史及其对星系形成影响的基础。然而，康普顿厚度的活动星系核（NH> 1 e24 cm^-2）的星群基本上是不受约束的，迄今为止发现和研究的确认的康普顿厚度活动星系核还不到几十个。一种选择被严重遮蔽的活动星系核的方法是将低于10 keV的X射线发射（被强烈抑制）与其他受吸收影响较小的波段（即IR波段）的发射进行比较。为此，我们将2XMM目录与IRAS点源目录进行了交叉相关，并通过使用X射线与红外线通量比和X射线颜色，我们选择了一个定义良好的z<0.1的康普顿厚度AGN候选者样本。这项工作的目的是确认的性质，并研究这些本地康普顿厚AGN候选者之一，附近的（z=0.029）塞弗特2星系IRAS 04507+0358，通过限制的数量的内禀吸收（NH），从而内在的光度。为此，我们获得了深（100 ks）朱雀观测（AO 4调用），并进行了联合拟合与SWIFT-BAT数据。我们分析了XMM-牛顿，朱雀和SWIFT-BAT的数据，我们在这里提出的宽带（0.4-100千电子伏）光谱分析的结果。我们发现，IRAS 04507+0358的宽带X射线发射需要大量的吸收（大于1 e24 cm^-2）才能很好地再现，从而证实了该源的康普顿厚度性质。特别是，最有可能的情况是一个中等厚度（NH（1.3-1.5）x1 e24 cm^-2，L（2-10 keV）（5-7）x1 e43…
2010-10-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
Discovery of Kiloparsec Extended Hard X-ray Continuum and Fe K alpha from the Compton Thick AGN ESO428-G014
我们报告发现的kpc尺度的扩散发射在硬连续（3-6千电子伏）和铁K α线的康普顿厚（CT）的塞弗特星系ESO 428-G 014。这个扩展的硬分量包含至少~24%的观测到的3-8 keV的发射，并遵循扩展的光学线发射（电离锥）和射电喷流的方向。扩展的硬分量在双锥内具有约0.5%的本征2-10 keV光度。密度为1 cm-3的均匀散射介质将在双锥中的1 kpc路径长度内产生这种光度。或者，ESO 428-G 014盘中较高的柱密度分子云可能是这些组分的原因。射电喷流中带电粒子的加速也可以增强连续性。在中心1.5”半径核区域之外的硬连续谱的较陡光谱（γ ~1.7 ± 0.4）表明散射/荧光固有Seyfert发射的贡献。超快的核流出不能解释扩展的F K α发射。这一发现表明，我们可能需要在我们对CT活动星系核谱的解释的基础上修改图像。
2017-05-30 astro-ph.HE
Self-Consistent Disk-Reflection Analysis of the Black-Hole Candidate X-ray Binary MAXI J1813-095 with NICER, Swift, Chandra, and NuSTAR
利用多卫星数据对MAXI J1813-095进行自洽盘反射分析，发现反射分数显著高于以往，支持轻微截断或非截断盘，最小自旋>0.7。
2024-09-20 astro-ph.HE
Testing Comptonization as the origin of the continuum in nonmagnetic Cataclysmic Variables. The photon index of X-ray emission
在~ 0.3 $-$ 15 keV能带中，用一个或几个光学薄的热等离子体组分或冷却流模型描述了双激变变星（nmCV）的X射线谱。我们测试了nmCV中的光谱连续性是否可以通过在源[过渡层，（TL）]周围的云中呈现的热电子的软光子的康普顿化来成功描述。我们利用公开的XMM-Newton Epic-pn，Chandra HETG/ACIS和LETG/HRC，以及RXTE PCA和HEXTE观测资料，对四颗矮新星（U~Gem，SS~Cyg，VW~Hyi和SS~Aur）的平静和爆发状态进行了观测。总共，我们分析了18个观测，包括同步0.4 $-$ 150 keV钱德拉/RXTE光谱的SS~天鹅座静止。我们拟合的光谱连续与多达两个热康普顿化组件（compTT或compTB模型XSPEC），仅使用一个热等离子体温度和一个光学深度。在这个框架中，两个种子光子分量可能来自TL的最内部和外部（或磁盘的最内部）。结果表明，热康普顿化能成功地描述这些纳米CV在~ 0. 4 $-$ 150 keV能带的光谱连续性.此外，我们提出了第一个主要的辐射转移模型，它解释了在1.8附近观察到的光谱光子指数的准恒定性，这有力地支持了纳米CV中的康普顿化框架。
2020-08-10 astro-ph.HE
Compton-thick AGN in the NuSTAR Era. IX. A Joint NuSTAR and XMM-Newton Analysis of Four Local AGN
我们提出的结果的宽带X射线光谱分析的同时NuSTAR和XMM-牛顿观测附近的康普顿厚的活动星系核（AGN）的候选人选择的雨燕爆发警报望远镜（BAT）150个月的目录。这项工作是在本机宇宙（z <0.05）中识别和表征所有康普顿厚度（NH>= 10^24 cm ^-2）活动星系核的更大努力的一部分。我们使用了三个物理激励模型--MYTorus、borus02和UXClumpy--来拟合和描述这些来源。在分析的四个候选物中，发现2MASX J02051994 - 0233055是未遮蔽的（NH <10^22 cm ^-2）活动星系核，2MASX J04075215 - 6116126和IC 2227为康普顿薄（10^22 cm ^-2 <NH <10^24 cm ^-2）活动星系核，而ESO 362 - 8被证实是一个康普顿厚度的活动星系核。此外，每一个来源被发现有一个统计上显着的差异，他们的视线和平均环面氢柱密度，进一步支持的想法，在活动星系核中的遮蔽材料是不均匀的。此外，在我们的样本中，有一半的源（2MASX J02051994 - 0233055和2MASX J04075215 - 6116126）在过去的十年中表现出显着的光度变化，这可能是一个共同的特征活动星系核。
2022-10-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Multi-wavelength Selected Compton-thick AGNs in Chandra Deep Field-South Survey
康普顿厚度的活动星系核（CT AGN，${\rm N_H} \geqslant 1.5~\times~10^{24}~{\rm cm}^{-2}$）由于X射线通量的抑制和复杂的光谱形状，即使在深X射线探测中也很难被识别。然而，CT活动星系核的研究对于理解黑洞的快速生长和宇宙X射线背景的起源至关重要。在局域宇宙中，CT型活动星系核占整个活动星系核总数的30%。在深X射线巡天中，我们可以预期CT AGN的比例会更高，然而，在7 Ms \textit{Chandra}深场南（CDFS）巡天中，只有10%的AGN被确认为CT AGN。在这项工作中，我们选择了51个活动星系核丰富的多波长数据。利用中红外过量方法，我们在我们的样本中选取了8个迄今未知的CT活动星系核候选者。其中7个候选者可以确认为CT AGN的基础上的多波长识别方法，和一个新的CT AGN（XID 133）被确定通过中红外诊断。我们还讨论了这八个CT活动星系核的X射线起源以及它们的柱密度在以往研究中被低估的原因。我们发现，多波长的方法来选择CT活动星系核是非常有效的，提供了高质量的观测数据。我们还发现，CT活动星系核比非CT活动星系核有更高的爱丁顿比，CT活动星系核和非CT活动星系核都表现出相似的宿主星系性质。
2020-12-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Modeling the Fe K Line Profiles in Type I AGN with a Compton-Thick Disk Wind
我们已经建立了一个小样本的塞弗特星系，以前被确定为具有简单的X射线光谱，几乎没有内在的吸收。在这个样本中的源都包含适度广泛的Fe K壳层发射的组件，是理想的候选人测试的适用性的康普顿厚吸积盘风模型AGN发射组件。通过风的视角允许观察者看到气体的吸收特征，而正面视角允许观察者看到来自风的散射光。我们发现，铁K发射线的轮廓很好地描述了一个模型的康普顿厚的吸积盘风的太阳丰度，产生几十到几百个引力半径的中心黑洞。此外，拟合需要铁钾α发射的中性成分，该成分太窄而不能从风的内部产生，并且可能来自更远的后处理区域。我们的研究表明，康普顿厚的风可以对观测到的活动星系核的X射线光谱产生深远的影响，即使系统没有通过流动。
2012-04-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
Radiation spectra of warm and optically thick coronae in AGN
在活动星系核的X射线谱中，通常观测到高于2-10 keV幂律外推的软X射线过剩。目前有两种相互竞争的模型来解释它：模糊电离反射和暖康普顿化。在后一种情况下，观测表明电晕温度$\sim$ 1千电子伏和电晕光学深度$\sim$ 10。此外，光谱拟合康普顿模型的辐射约束表明，大部分的吸积功率应释放在温暖的日冕。下面的圆盘基本上是非耗散的，只辐射来自日冕的再处理的辐射。然而，这种温暖的光学厚度等离子体的真实辐射特性并不为人所知。例如，康普顿化过程的重要性、强吸收/发射特征的潜在存在或输出光谱的光谱形状仅在最近才被研究。我们提出在本文中使用TITAN辐射转移代码耦合NOAR蒙特卡罗代码，后者充分占康普顿散射的连续谱和线的模拟温暖和光学厚的日冕。照明从上面的硬X射线发射和从下面的光学厚的吸积盘被考虑以及（均匀）内部加热。我们的模拟结果表明，对于很大一部分的参数空间，温暖的日冕与足够的内部机械加热是由康普顿冷却和既不强的吸收，也不发射线存在于出射光谱。在一个较小的部分的参数空间，计算出的发射同意所观察到的软X射线过剩的光谱形状。值得注意的是，这也对应于辐射平衡的条件下，一个扩展的温暖的日冕覆盖几乎完全是一个非耗散的吸积盘。这些结果证实了温康普顿化作为软X射线过剩的一个有价值的模型。
2020-01-07 astro-ph.HE
Two Compton-Thick Active Nuclei in Arp 220?
Chandra-ACIS对ULIRG合并Arp 220的亚像素分辨率的窄带光谱成像强烈表明两个康普顿厚的核，空间上与红外和无线电发射的核簇一致，并且相隔1”（约365 pc，距离为76 Mpc）。这些以前未被探测到的高度模糊的活动星系核--西（W）和东（E）--在6-7 keV波段被成像，并与相邻的源分离，在那里Fe-K线占主导地位。西方的原子核也在7 keV以上的能量下被探测到。我们估计两个源的铁钾等效宽度约为1 keV或可能更大，并观测到2-10 keV的亮度L_X < 3.2 x 10^40 erg/s（W）和<1.3 x 10^40 erg/s（E）。根据观测到的Fe-K线的亮度{，并在XMM-牛顿光谱的基础上假设其中40%可能来自6.4 keV的分量，我们估算出2-10 keV的本征亮度L_X ~ 1 x 10^42 erg/s（W）和L_X ~ 0.4 x 10^42 erg/s（E）。推断的X射线光度至少比从Arp 220的辐射光度的纯恒星暴所预期的高3倍。对于一个典型的活动星系核SED，辐射热光度分别为5.2 x 10^43 erg/s（W）和2 x 10^42 erg/s（E）。
2013-03-11 astro-ph.HE
NuSTAR Uncovers an Extremely Local Compton-thick AGN in NGC 4968
我们提出了分析的钱德拉和NuSTAR光谱的NGC 4968，本地（D $\sim$ 44 Mpc）12 $μ$ m-选择塞弗特2星系，掩盖在康普顿厚层的遮蔽气体。我们没有发现钱德拉和NuSTAR观测（相隔2年）之间以及两个NuSTAR观测（相隔10个月）之间存在差异的证据。使用自洽的X射线模型，我们排除的情况下，遮蔽介质是近球形和均匀的，矛盾的$<$ 10千电子伏钱德拉光谱所暗示的结果。来自源和观测者之间的干扰物质的视线柱密度，拦截了活动星系核的内在X射线发射，完全在康普顿厚度范围内，最小柱密度为$2\times10^{24}$ cm $^{-2}$。平均全球柱密度很高（$> 3\times10^{23}$ cm $^{-2}$），根据X射线光谱模型，康普顿厚和康普顿薄的解决方案都是允许的。光谱模型提供了一系列的活动星系核的内在连续参数和隐含的2-10千电子伏的光度（$L_{\rm 2-10keV,intrinsic}$），其中$L_{\rm 2-10keV,intrinsic}$的高端与12 $μ$ m光度（$L_{\rm 2-10keV,intrinisc} \sim 7\times10^{42}$ erg s $^{-1}$）的预期一致。与以前由{ \it NuSTAR}观测到的康普顿厚度的活动星系核相比，NGC 4968是最内在的X射线发光的。然而，尽管它非常接近并且具有相…
2019-11-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Full Spectral Survey of Active Galactic Nuclei in the Rossi X-ray Timing Explorer Archive
我们已经分析了光谱的所有活动星系核的罗西X射线定时探测器（RXTE）档案。我们目前的长期平均值的吸收，铁线等效宽度，康普顿反射和光子指数，以及计算流量和光度在2-10千电子伏波段的100 AGN有足够的亮度和整体观测时间，以产生高质量的光谱结果。我们比较这些参数在不同的分类塞弗特和耀变体。我们的分布的光子指数的塞弗特1和2的是一致的想法，塞弗特共享一个共同的中心引擎，但我们的康普顿反射峰强度的分布不支持经典的图片的吸收由环面和反射小康康普顿厚盘的类型只取决于倾角。我们的结论是，一个更复杂的反射几何形状，如组合盘和环面或clujettorus可能是一个更准确的图片康普顿厚的材料。我们发现，康普顿反射存在于约85%的塞弗茨，并通过比较Fe线EW的康普顿反射峰强度，我们发现，平均40%的Fe线出现在康普顿厚的材料，然而，这个比例是不一致的，从对象到对象，似乎并不依赖于光学分类。
2013-06-18 astro-ph.HE
The kpc Scale Fe K$α$ Emission in the Compton Thin Seyfert 2 Galaxy NGC 4388 resolved by Chandra
本文介绍了塞弗特2星系NGC4388的钱德拉成像和光谱观测结果。三个扩展的X射线结构周围的kpc规模的核成像良好，允许在深入的空间分辨研究。扩展的硬连续谱和Fe K $α$线都显示出相似的形态，这与核周围冷气体对核的电离辐射进行再处理的情况一致，导致弱反射连续谱和相关的中性Fe K $α$线。这在其他康普顿厚度的活动星系核（AGN）中也有发现，但NGC 4388是视线方向上极少数具有较低柱状密度（$N_{\rm H} < 1.25\times 10^{24}$ cm $^{-2}$）的星系核之一。显着差异的Fe K $α$发射线的等效宽度被发现的核和扩展的区域，这可能是由于不同的列密度或散射角相对于视线，而不是在铁丰度的变化。北东向和西向延伸的结构与HST $V-H$图中的银盘和尘埃带对齐，位于分子气体分布的峰值。这种形态意味着kpc尺度的射电外流可能压缩了星际气体，并产生了作为反射器的团块，以增强线发射。用[OIV]辐射代替活动星系核的内禀光度，我们发现活动星系核的扩展Fe K $α$辐射和反射连续谱都与[OIV]光度呈线性相关，表明活动星系核与扩展辐射之间存在联系。
2020-12-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Compton thick AGN in the barred spiral NGC 4785
本文报道了NGC 4785中活动星系核的X射线观测结果。该源是一个当地的塞弗特2，迄今为止还没有被详细研究。最近在为期66个月的Swift/BAT全天巡天中，在15-60 keV波段发现了它，但之前没有对该天体进行过X射线观测。用朱雀，我们清楚地检测到低于10 keV的源，并发现它有一个平坦的连续谱和突出的中性铁荧光线的等效宽度>~1 keV。用物理反射模型拟合宽带光谱表明，该源是一个真正的康普顿厚活动星系核，Nh至少为2 × 10 ^{24} cm^{-2}，吸收校正后的2-10 keV X射线功率L（2-10）~ 10^{42} erg s^{-1}的几倍。从内在幂律连续体光子指数和归一化的联合置信区间计算的L（2-10）的现实不确定性至少是10的因子。在WISE中红外源色方面，当地真正的康普顿厚活动星系核群体是高度不均匀的，与其他康普顿厚活动星系核相比，NGC 4785的核在中红外中显得特别次优势。这样的来源将不容易找到使用中红外线选择单独。虽然NGC 4785显示了一个复杂的核心，具有双棒和内部盘，增加了已知的康普顿厚的活动星系核。
2014-08-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Suzaku X-ray spectral study of the Compton-thick Seyfert galaxy NGC 5135
利用0.5 - 50 keV朱雀宽波段X射线谱研究了NGC 5135中康普顿厚度的活动星系核。朱雀观测提供了NGC 5135的第一次检测超过10千电子伏，使我们能够，第一次，以估计吸收柱密度，本征X射线光度，反射分量的强度和环的视角为这个活动星系核。NGC 5135的0.5 - 10 keV光谱具有康普顿厚源的标准成分：散射连续谱、显著的Fe Kα发射线（EW ~ 2.1 keV）和软过剩。在更高能量（E > 10 keV）下，活动星系核的内禀连续谱出现，这意味着吸收柱密度约为2.5 \times 10^24 cm^-2，2.0 - 10 keV的内禀X射线光度约为1.8 \times 10^43 erg s^-1。假设一个环形的几何形状的后处理材料，我们表明，在这个来源的模糊环面的边缘上的观点是首选。
2011-09-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
X-Ray afterglow of SWIFT J1644+57: a Compton echo?
Swift、Chandra和XMM发现了Swift J1644+57的一个微弱但几乎恒定的X射线成分，它出现在大约500天，至少在恒星捕获后的大约1400天才能看到，这不能用标准的潮汐破裂理论来解释。我们认为这种X射线余辉成分可能是由初级X射线与其周围等离子体之间的汤姆逊散射，即康普顿回波效应引起的。我们在银河系中心的分子云中也观察到了类似的现象，这是由Srg A* 过去的活动造成的。如果这种对雨燕J1644+57余辉的解释是正确的，这是在宇宙学距离上观察到的第一个康普顿回波效应。
2015-12-18 astro-ph.HE
The NuSTAR View of Nearby Compton-thick AGN: The Cases of NGC 424, NGC 1320 and IC 2560
本文介绍了NuSTAR在3-79 keV波段观测到的三个Seyfert 2活动星系核NGC 424、NGC 1320和IC 2560的X射线光谱分析。高质量的硬X射线光谱允许在这些源中首次对康普顿反射分量进行详细建模。使用准同步NuSTAR和Swift/XRT数据，以及档案XMM-牛顿数据，我们发现，所有三个核被掩盖的康普顿厚的材料，柱密度超过~5 x $10^{24}$ cm $^{-2}$，和他们的X射线光谱超过3千电子伏的康普顿厚的材料上的反射的内在连续性占主导地位。由于非常高的遮蔽度，吸收的本征连续谱分量在任何源中的数据都不是正式要求的。我们通过反射光谱的形状来约束反射介质的内禀光子指数和柱密度。使用档案多波长数据，我们恢复的固有的X射线光度与宽带光谱能量分布一致。我们的研究结果是一致的反射介质是一个边缘上的cluerectorus具有相对较大的全球覆盖因子和整体反射效率的顺序为1%。由于明确确认的康普顿厚的性质的来源，我们调查是否有可能错过了康普顿厚AGN的常用选择标准，并探讨找到他们的高红移同行的可能性。
2014-08-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Discovery of Compton-thick quasars in the Sloan Digital Sky Survey
我们提出了新的和档案钱德拉快照（10 ks每个）的15个光学识别（从斯隆数字巡天，SDSS）2型类星体在z=0.40-0.73的观测。结合已有的X射线观测数据，我们对Zakamska等（2003）的logL_[OIII]>9.28 L_sun的25个射电宁静的2型类星体进行了X射线观测。15个目标中有两个没有被钱德拉探测到，剩下的大部分都是X射线弱源，其中9个在0.5- 8 keV波段的计数小于10。低至中等质量的光谱分析仅限于三个源，它们的性质与源静止坐标系中NH~10^22-10^23 cm^-2范围内柱密度的存在相一致。如果[OIII]光度是内在X射线光度的可靠替代，那么目前的X射线数据表明，康普顿厚度的类星体可能隐藏在SDSS 2型类星体总数的约65%（L_{X, meas} / L_{X, [OIII]} <0.01）中;然而，由于2型类星体样本是根据[OIII]光度选择的，因此估计的康普顿厚度类星体比例可能被高估。利用斯皮策的观测档案，我们发现大约50%的SDSS 2型类星体似乎被康普顿厚度的物质所掩盖，这是基于L_{X, meas} / L_{X, mid-IR}（其中中红外对应于静止帧12.3微米）和L_{X, meas} / L_{X, [OIII]}比率。我们使用这些信息来提供在z=0.3-0.8处的康普顿厚类星体数密度的估计，我们发现这与X射线背景模型的预期大…
2010-01-12 astro-ph.CO astro-ph.HE
X-ray spectral and timing analysis of the Compton Thick Seyfert 2 galaxy NGC 1068
利用{ \it NuSTAR}和{ \it XMM-Newton}对康普顿厚塞弗特2型活动星系核NGC 1068进行了时间和光谱分析。在这项工作中，我们第一次计算了日冕温度（$\rm{kT_{e}}$）的来源，并检查其变化之间的时代，如果有的话。这项工作中分析的数据包括（a）在2012年12月至2017年11月期间使用{ \it NuSTAR}进行的8个观测时期，以及（b）在2000年7月至2015年2月期间使用{ \it XMM-Newton}进行的6个观测时期。从{ \it NuSTAR}观测的时序分析中，我们发现源在软带中没有显示任何变化。然而，在检查能量超过20 keV的通量时，在2014年8月和2017年8月期间，与2012年三次{ \it NuSTAR}观测的平均通量相比，该源分别亮了约20%和30%，与文献中的早期结果一致。从{ \it XMM-Newton}数据的分析中，我们发现硬带（2 $-$ 4 keV）在历元之间以及历元内没有变化。在软带（0.2 $-$ 2 keV）中，虽然发现源在历元内不可变，但发现它在历元B中相对于历元A更亮。通过拟合物理模型，我们确定$\rm{kT_{e}}$在8.46 $^{+0.39}_{-0.66}$ keV和9.13 $^{+0.63}_{-0.98}$ keV之间。从我们的分析中，我们得出结论，我们在来源中没有发现$\rm{k…
2022-09-21 astro-ph.HE
NuSTAR Observations of 52 Compton-thick Active Galactic Nuclei Selected by the Swift/BAT All-sky Hard X-Ray Survey
本文对Swift/BAT全天空硬X射线巡天用Chandra、XMM-Newton、Swift/XRT、Suzaku和NuSTAR观测到的52个康普顿厚度（$24 \leq \log N_{\mathrm{H}}^{\mathrm{LOS}}/\mathrm{cm}^{-2}$）活动星系核（CTAGN）候选者进行了系统的宽带X射线谱分析。首次公布了10个天体的XMM-牛顿数据和15个天体的NuSTAR数据。我们使用一个X射线光谱模型从一个cluttertorus（Xclutterus），以确定环面属性。结果表明，在90%的置信区间内，由XClutter模型得到的沿视向$N_{\mathrm{H}}^{\mathrm{LOS}}$的氢柱密度表明，有24个天体是康普顿薄活动星系核，28个天体是康普顿厚活动星系核。主要原因是所应用的环面模型的差异。由XCluetron模型推断的CTAGN沿赤道方向的氢柱密度$N_{\mathrm{H}}^{\mathrm{Equ}}$大于不太模糊的活动星系核。在低爱丁顿比（$\log R_{\mathrm{Edd}} \leq -1.0$）下，从XClueland模型获得的康普顿薄环面覆盖因子$C_{22}$与Ricci等人（2017）的结果一致，而在高爱丁顿比（$-1.0 \leq \log R_{\mathrm{Edd}}$）下，从XClueland模…
2022-03-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
The weak neutral Fe fluorescence line and long-term X-ray evolution of the Compton-thick AGN in NGC 7674
利用$NuSTAR$ X射线方法对NGC 7674活动星系核进行了观测。该源显示出平坦的X射线光谱，表明它被康普顿厚度的气体柱所掩盖。基于长期的通量变暗，以前的工作提出了另一种可能性，即源是一个最近关闭的活动星系核，观测到的X射线是来自环面的滞后回波。我们的高质量数据显示，在硬X射线中，源以反射为主，但具有相对较弱的中性Fe K $α$发射线（等效宽度[EW]为$\approx$ 0.4 keV）和较强的Fe XXVI电离线（EW $\approx$ 0.2 keV）。我们建立了一个更新的长期X射线光变曲线的NGC 7674，发现所观察到的2-10 keV的流量一直保持不变，在过去的$\approx$ 20年，高通量状态探测$Ginga$。光的传播时间参数限制反射器的最小半径为$\sim$ 3.2 pc下关闭AGN的情况下，$\approx$ 30倍以上的预期尘埃升华半径，使这种可能性不大。一个不完整的康普顿厚活动星系核（CTGN）的解是合理的，目前需要的最小视线柱密度（$N_{\rm H}$）为3 $\times$ 10 $^{24}$ cm $^{-2}$，并产生一个2-10 keV的本征光度（3-5）$\times$ 10 $^{43}$ erg s $^{-1}$。实际不确定度范围为$\approx$（1-13）$\times$ 10 $^{43}$ erg s $^{-1…
2017-06-15 astro-ph.HE
The Suzaku View of the Swift/BAT AGNs (II): Time Variability and Spectra of Five "Hidden" AGNs
康普顿厚源的分数是在了解AGN人口的主要不确定性之一。雨燕爆发警报望远镜（BAT）的全天巡天，第一次为我们提供了一个无偏的AGN样本，除了最严重的吸收源（log NH > 25）。尽管如此，BAT光谱（14 - 195 keV）是经过数月观测的时间平均值，因此很难与Swift XRT或其他任务的较软光谱进行比较。这使得很难区分康普顿薄模型和康普顿厚模型。使用Suzaku，我们获得了5个康普顿厚度候选源的同时硬（> 15 keV）和软（0.3 - 10 keV）X射线谱。我们报告的光谱和比较BAT和早期的XMM观测。根据通量变化和光谱形状，我们得出结论，这些隐藏的源不是康普顿厚。我们还报告了一个可能的相关性过剩的方差和雨燕BAT光度从16 d分仓的光变曲线，这适用于一个样本的吸收（4个来源），未吸收（8个来源），和康普顿厚（Circinus）活动星系核，但在64天分仓BAT光变曲线弱。
2009-03-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
A growth-rate indicator for Compton-thick active galactic nuclei
由于其中心引擎被严重遮蔽，康普顿厚度（CT）的活动星系核（AGN）的增长率很难测量。爱丁顿比λ $_{Edd}$和X射线幂律指数Γ之间的统计学显著相关性，在未被遮蔽的活动星系核中观察到，提供了从X射线光谱学（尽管有很大的散射）估计它们的增长率。然而，由于X射线经过康普顿散射和光电吸收的再处理，当到中央引擎的视线被严重遮挡时，恢复固有的Γ是具有挑战性的。在这里，我们研究一个样本的本地，主要是康普顿厚超脉泽AGN，其中的黑洞质量，从而爱丁顿光度，是众所周知的。我们编译的结果与敏感的高能量（E> 10 keV）的NuSTAR数据，其中X射线环面模型，考虑到再处理的影响，已被用来恢复固有的Γ值和X射线光度，L $_X$的这些源的X射线光谱拟合。通过对L $_X$进行简单的热辐射校正来计算λ $_{Edd}$，我们发现Γ和λ $_{Edd}$之间存在统计学显著相关性（p = 0.007）。对数据进行线性拟合得到r =（0.41 $\pm$ 0.18）log $_{10}$ λ $_{Edd}$ +（2.38 $\pm$ 0.20），这与未被遮蔽的活动星系核的结果在统计学上是一致的。这一结果表明，环面模拟成功地恢复了活动星系核的本征参数。由于巨脉泽中有低质量黑洞（M $_{BH}\approx10^6-10^7$ M $_{sol}$）并且高度倾斜，我们的结果将Γ-λ $_{Edd}$关系推广…
2016-06-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Piercing Through Highly Obscured and Compton-thick AGNs in the Chandra Deep Fields: I. X-ray Spectral and Long-term Variability Analyses
为了识别高度遮蔽的活动星系核（$N_{\rm H} > 10^{23}\ \rm cm^{-2}$），我们对钱德拉深场（CDF）中选取的1152个活动星系核进行了详细的X射线谱分析。通过与物理模型的光谱拟合，436（38%）的源与$L_{\rm X} > 10^{42}\ \rm erg\ s^{-1}$被证实是高度模糊的，包括102康普顿厚（CT）的候选人。我们提出了一个新的硬度比的模糊度水平，可用于选择高度模糊的活动星系核候选人的措施。将该方法应用于活动星系核的完整性和准确性分别为88%和80%。观察到的logN-logS关系有利于宇宙X射线背景模型，该模型预测中等（即，在乐观和悲观之间）CT数量计数。19%（6/31）的具有光学分类的高度模糊的活动星系核被标记为宽线活动星系核，这表明，至少对部分活动星系核群体来说，严重的X射线模糊主要是视线效应，即，沿着我们的视线，一些不同尺度的高柱密度云（但不一定是尘埃笼罩的环面）可能会掩盖紧凑的X射线发射器。在对观测偏差进行修正后，我们得到了内禀NH分布及其演化。CT到高度模糊的分数大约是52%，与没有明显的红移演化一致。我们还对31个来源进行了长期（观察框架中约17年）变异性分析，这些来源具有最大数量的计数。其中，17个源表现出通量变化：31%（5/17）是由NH变化引起的，53%（9/17）是由内禀光度变化引起的，6%（1/17）是由…
2019-04-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Chandra X-ray imaging and IC/CMB model for the inner jet of PKS 0637-752
H.H. Wills Physics Laboratory, University of Bristol（布里斯托大学H.H.威尔斯物理实验室）；National Centre for Radio Astrophysics, Pune（浦那国家射电天文中心）
本文利用钱德拉两期观测数据，首次对PKS 0637-752内喷流建立逆康普顿散射模型，并报告后退喷流射电瓣的X射线探测。
2026-09-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Space Density of Compton-thick AGN
我们限制了康普顿厚度的活动星系核（AGN）的数量密度和演化，以及它们对河外X射线背景的贡献。在本地宇宙中，我们使用来自Swift和INTEGRAL卫星的广域调查，而对于高红移，我们基于中红外参数探索候选选择。我们提出了一个样本的211个严重模糊AGN候选人在扩展钱德拉深场南（ECDF-S）选择对象的f24/fR>1000和R-K>4.5的属性。这些源的X射线与中红外线的比值明显大于恒星形成星系的比值，比一般活动星系核的比值小2个数量级，表明NH柱密度大于5 × 10^24 cm^-2。根据这些观测结果，计算出z~2处CT活动星系核的空间密度约为10^-5 Mpc^{-3}，发现LX>10^44 erg/s的源的数量在z=1.5到2.5之间有很强的演化。
2009-12-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
Compton-thick AGNs in the NuSTAR era. V: Joint NuSTAR and XMM-Newton spectral analysis of three "soft-Gamma" candidate CT-AGNs in the Swift-BAT 100-month catalog
我们提出了联合NuSTAR和XMM牛顿谱分析在0.6-70 keV波段的三个候选康普顿厚（CT-）AGN选择在100个月的Swift-BAT目录。这些物体先前根据低质量的Swift-XRT和Swift-BAT数据被归类为CT-AGN，并且具有软光子指数（Gamma>2.2），这表明可能高估了视线柱密度。由于高质量的NuSTAR和XMM-Newton数据，我们能够确定在所有三个对象中，光子指数被显著高估，并且三个源中的两个从CT重新分类为康普顿薄，证实了先前观察到的趋势，即，当将NuSTAR数据加入拟合时，BAT选择的具有较差软X射线数据的候选CT-AGN中的很大一部分被重新分类为康普顿薄。最后，由于良好的XMM-Newton空间分辨率和高NuSTAR和XMM-Newton光谱质量，我们发现样本中的第三个对象与错误的对应物相关联：正确的一个，2 MASX J10331570+5252182，红移z=0.14036，这使得它成为在100个月BAT目录中检测到z>0.1的极少数候选CT-AGN之一，也是一个罕见的CT类星体。
2019-07-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
