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
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
Long Term Variability of O VII Line Intensity toward the Lockman Hole Observed with Suzaku from 2006 to 2011
利用2006 - 2011年6次朱雀号对洛克曼洞上空的观测资料，研究了软X射线散射背景下OVII（0.57 keV）辐射的长期时间变化。后的时间间隔，其中的排放量被增强的时间尺度上的几十ks被删除，O VII强度被发现是恒定的，从2006年至2009年的90%的统计误差。2010年和2011年的强度比早期值高2-3 LU（光子/s/cm/sr）。最合理的起源的快变分量是太阳风电荷交换（SWCX）。强度增加与L1点的质子通量不呈正相关。由于所有的观测都是在一年中的同一个季节进行的，所以这种变化不能用太阳风引起的太阳层X射线发射的视差来解释。我们认为这与11年太阳活动中的慢、快太阳风结构的几何变化有关。所观察到的变化进行了比较，从SWCX诱导的X射线发射模型的预期。
2013-01-22 astro-ph.HE
Short-Term Variability of X-rays from Accreting Neutron Star Vela X-1: I. Suzaku Observations
利用{ \it Suzaku} 100 ks曝光量观测，分析了船帆座X-1（最亮的风馈吸积中子星）在2 ks短时间尺度上的宽波段X射线谱的时变。在观测过程中，该物体表现出强烈的变化，包括几次耀斑和所谓的“低态”，其中X射线光度降低了一个数量级。虽然光谱硬度随着X射线光度的增加而增加，但大多数记录的耀斑并没有显示出任何显著的星周吸收变化。然而，在一次短暂的耀斑出现之前，就有大量吸收的迹象，显示出显着的光谱硬化。在低状态下，流量水平调制脉冲星的自旋周期，表明即使在这种状态下的吸积流达到接近的中子星。从现象学上讲，宽带X-射线光谱，这是集成在整个自旋阶段，很好地代表了“NPEX”功能（负和正的幂律与指数截止由一个共同的折叠能量的组合）与回旋共振散射功能在50千电子伏。拟合的数据使我们能够推断光子指数和X射线光度之间的相关性。最后，星周吸收在轨道相位间隔0.25- 0.3内逐渐增大，这可以解释为致密天体在超音速星风中运动产生的弓形激波的影响。
2013-04-22 astro-ph.HE
Anomalous Low States and Long Term Variability in the Black Hole Binary LMC X-3
Rossi X射线计时探测器对黑洞双星LMC X-3的观测揭示了一个从2003年12月13日持续到2004年3月18日的扩展的非常低的X射线状态，这在其低光度（比以前在这个源中看到的暗15倍）和长持续时间（比典型的低/硬状态偏移长3倍）方面都是前所未有的。在这一事件中，在~小时-周的时间尺度上几乎没有观测到源的变化，X射线谱表明上限为1.2 × 10^35 erg s^-1。五年后，另一个延长的低状态发生，从2008年12月11日持续到2009年6月17日。这一事件的持续时间几乎是第一次的两倍，虽然观察到显著的变化，但源在约188天的持续时间内可靠地保持在低/硬光谱状态。这些事件与中子星双星Her X-1中的“异常低态”有一些共同的特征。LMC X-3的平均周期和振幅在这些事件之间有不同的值。我们的长期变化的LMC X-3之前和之后的两个事件，使用传统的和非线性时间序列分析方法的特点，并表明，是在Her X-1的情况下，特征幅度的变化是有关其特征的时间尺度。此外，在两个系统中，这种关系是在同一方向上的。这表明类似的机制会产生长期变异性，就Her X-1而言，可以用倾斜、扭曲的旋进吸积盘可靠地模拟这种变异性。
2012-07-16 astro-ph.HE
The Study of X-Ray Flux Variability of M87
我们从朱雀、钱德拉和NuSTAR望远镜的存档X射线数据和长时间曝光数据中寻找M87核心和喷流的短期X射线变化。我们发现了2006年获得的朱雀数据和2017年获得的钱德拉核心的日内变化。日内的变化表明，M87超大质量黑洞有一个大约施瓦茨希尔德半径大小的微小发射区。朱雀无法分辨核心和HST-1;然而，在2006年，HST-1比核心亮得多，因此，变化可能是由于HST-1。由于2006年的光子指数为2.38，因此发射可能是来自HST-1局部激波区的同步辐射，表明TeV电子的粒子加速发生在远离核心（约100 pc）的地方。假设衰减时间等于同步加速器冷却时间，则磁场被约束为B ~1.94 $δ^{1/3}$ mG。此外，2017年核心的光子指数约为1.96;因此，可能的发射来自核心的辐射无效吸积流或喷流中的逆康普顿散射。日内时间变化倾向于后一种可能性。
2021-09-13 astro-ph.HE
Suzaku observations of Mrk 335: Confronting partial covering and relativistic reflection
本文报道了用朱雀望远镜对窄线塞弗特1型星系Mrk 335进行的低通量X射线观测。这些数据与2006年的高通量朱雀观测数据进行了比较，当时光源亮度约为10倍。用部分覆盖模型自洽地描述这两个通量水平需要极端的情况，因为在明亮状态下，源的吸收可以忽略不计，而在昏暗状态下，近康普顿厚度的物质覆盖了95%。（a>0.91，倾向于自旋参数高达~ 0.995）似乎更有可能，并且与长期和快速的变率相一致。对发射率剖面和光谱模型的测量表明，朱雀号对Mrk 335的高通量观测与连续主导的喷流发射（即远离圆盘的发射）一致。可以说，如果喷出物不逸出系统，它必须被限制在~25 rg以内。在低通量状态下，日冕变得紧凑，仅延伸到距离黑洞约5 rg，光谱变为反射主导。在两个时期测量的低频滞后是可比的，表明吸积机制是没有改变的两个通量水平之间。各种技术来研究的光谱变化（例如，主成分分析，分数变化，差异光谱，和硬度比分析）表明，低状态的变化主要是由幂律通量和光子指数的变化，但也需要在反射器的电离状态的变化。最值得注意的是，电离参数成为负相关的反射通量后，在观察期间的一个长时间的耀斑样事件。
2014-10-09 astro-ph.HE
XMM-Newton and Suzaku analysis of the Fe K complex in the Seyfert 1 galaxy Mrk 509
我们报告部分重叠的XMM-牛顿（~260 ks）和朱雀（~100 ks）的铁K带附近，明亮的塞弗特1星系Mrk 509的观测。源显示了解决中性铁K线，最有可能产生的吸积盘的外部。此外，该源还显示出由于电离物质而导致的6.4 keV线的进一步发射。这种发射很好地再现了在吸积盘中产生的宽线，而它不能很容易地描述从静止的光电离气体的散射或发射。所有XMM-牛顿观测的总和光谱显示存在由高度电离的流出物质产生的7.3千电子伏的窄吸收线。XMM-牛顿数据的光谱变异性研究表明，在6.6-6.7千电子伏的变异性过剩。这些变化可能产生于宽电离线的红翼，也可能是由于另一个吸收结构的变化。朱雀的数据表明，中性Fe K α线强度在长时间尺度（几年）上是恒定的，它们也证实了最有可能用宽电离Fe线来解释过量蓝移发射。平均朱雀光谱不同于XMM-牛顿的一个消失的7.3 keV的吸收线和6.7 keV左右，其中XMM-牛顿数据单独建议的变化。
2009-01-13 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
Determination of parameters of long-term variability of the X-ray pulsar LMC X-4
本文研究了高质量X射线双星LMCX-4的X射线通量在几十天到几十年的时间尺度上的时间变化，超过轨道周期（1.408天）。特别是，我们已经调查了30天周期的调制的X射线发射源（超轨道或岁差变化）和完善的轨道周期及其一阶导数。我们发现，在时间间隔1991- 2015年的岁差周期是接近其平衡值$P_{sup} = 30.370$天，而观察到的历史变化的阶段，这种变化可以解释的“红噪声”模型。我们得到了一个分析规律，由此可以确定整个时间间隔内的岁差相位，误差在5%以内。利用几个天体物理观测站的档案数据，我们在LMC X-4中发现了43次X射线日食，加上文献中提到的9次日食，可以确定描述轨道周期演变的模型参数。因此，轨道周期$\dot P_{orb}/P_{orb}=(1.21\pm0.07)\times10^{-6}$ yr $^{-1}$的变化率已被证明高于先前的预期。
2015-09-22 astro-ph.HE
Suzaku Wide Band Analysis of the X-ray Variability of TeV Blazar Mrk 421 in 2006
本文介绍了2006年4月28日利用朱雀卫星对TeV耀变体Mrk 421的X射线观测结果。在观测期间，Mrk 421正在经历一次大耀斑，X射线通量是可变的，在大约6小时内从7.8x10 ^{-10} erg/s/cm ^2下降了约50%，然后增加了约35%。由于Suzaku的宽带通和高灵敏度，我们测量了0.4- 60 keV波段的光谱演化，数据段短至~1 ksec。数据显示偏离简单的幂律模型，但也有明显的光谱变化。的时间分辨光谱拟合的同步加速器模型，其中观察到的光谱是由于在均匀磁场辐射的电子的指数截止幂律分布，该模型是优于一个破碎的幂律。作为另一种情况下，我们分离的频谱分为“稳定”和“可变”的组成部分，减去在最低流量期间的频谱从其他数据段。在这种情况下，差异（“可变”）光谱都很好地描述了一个打破幂律模型与光子指数伽玛~ 1.6，打破能量epsilon_{brk} ~ 3 keV的另一个光子指数伽玛~ 2.1以上的突破能量，不同的只是通过归一化，而“稳定”的组成部分的光谱是最好的描述同步加速器模型。我们认为快速变化的分量是由于相对局部的冲击（费米I）的加速，而缓慢变化（“稳定”）的分量是由于位于沿喷流更大的距离，或由于其他加速过程，如随机加速磁湍流（费米II）在更广泛的区域的冲击叠加。
2009-05-08 astro-ph.HE
An Examination of the Spectral Variability in NGC 1365 with Suzaku
我们联合分析了NGC 1365的三个深朱雀观测数据。这些高信噪比的光谱使我们能够在从几小时到几年的时间尺度上以前所未有的细节来研究这个变量的性质，模糊了AGN。我们发现，除了在大多数活动星系核中看到的幂律连续谱和电离气体的吸收外，宽发射线区域内的内盘反射和中性气体的可变吸收是所有三个观测中的必要组成部分。我们确认了冷吸收气体的cluedical性质，虽然我们注意到，掩星的内盘和日冕是更明显的高通量状态（2008年）比在低通量状态（2010年）的源。然而，2010年X射线光变曲线中“下降”的开始和持续时间都比2008年明显更长，这表明气体与黑洞的距离更大，或者气体的性质在不同的时期发生了变化。我们还注意到显着变化的幂律通量在时间尺度上类似的冷吸收器，无论是内部和之间的三个观测。暖吸收体在观测范围内变化不大，但在小于2周的时间尺度上，柱密度的变化超过10倍，这似乎与连续谱、反射或冷吸收体的变化无关。通过假设反射和吸收的铁丰度均匀，我们还确定了大约3.5倍太阳值的铁丰度足以模拟宽带光谱，而无需调用额外的部分覆盖吸收体。这样的测量结果与先前发表的仅来自2008年朱雀观测的限制以及文献中其他Seyfert AGN的结果一致。
2012-12-04 astro-ph.HE
The Gamma-Ray Detected Narrow-Line Seyfert 1 Galaxy 1H 0323+342: Swift Monitoring and Suzaku Spectroscopy
1H 0323+342是Fermi/LAT用GeV $γ$射线探测到的射电强窄线塞弗特1星系（NLS 1），是一个具有NLS 1和耀变体特征的活动活动星系核（AGN）。在这里，我们提出的结果，同时X射线和紫外/光学监测观测1H 0323+342采取的紫外/光学望远镜（UVOT）和X射线望远镜（XRT）的斯威夫特卫星从2006年起超过六年。总体而言，该物体在几年的时间尺度上以及在几天的时间尺度上显示出紫外线和X射线波段的统计相关变化。朱雀星的深层观测揭示了X射线在短至数万秒的时间尺度上的变化，以及塞弗特星系典型的X射线光谱。利用2009年7月26-27日的紫外和X射线观测数据，可以用一个简单的单区轻子喷流模型加上吸积盘/日冕发射来模拟宽波段的光谱能量分布。后者主要负责紫外/光学和X射线（0.3-10千电子伏）的发射和观察到的变化。相关的UV-X-射线变化的时间尺度上的天是一致的X射线辐射的吸积盘的再加工。最短的时间尺度和大的归一化的过量方差的X射线变异与朱雀检测表明一个相对较小的黑洞质量的顺序为$10^7M_{\odot}$，与估计的基础上广泛的H $β$线在光学一致。
2015-05-06 astro-ph.HE
GR models of the X-ray spectral variability of MCG--6-30-15
我们详细研究了各种几何形状的X射线源的X射线光谱变异性的GR模型，以及各种相对论效应是光谱变异性的主要原因。并与Seyfert 1星系MCG-6 - 30 -15的观测数据进行了比较。这些数据不利于X射线源（1）在对称轴上垂直移动或（2）与椎间盘共旋转并在椎间盘表面上方不远处改变高度的模型。对于观察到的变化性，最有可能的解释是由一个模型给出的，该模型涉及位于距离快速旋转的黑洞非常小且变化的距离处的X射线源。该模型预测了Fe线红翼的一些增强变化，这在朱雀观测中没有看到。然而，增强的可变性的红翼，而排除了朱雀的数据，是一致的过量RMS的变化，5和6千电子伏之间，报告了一些以前的ASCA和XMM观测。我们推测，存在或缺乏这样的功能是有关的光盘的最里面的部分的电离状态的变化，然而，这种影响的调查是目前不可能在我们的模型（假设一个中性盘）。如果通过电离效应的描述完成的模型被证明与观测数据完全一致，它将提供一个强有力的指示，即MCG-6 - 30 -15中的中心黑洞快速旋转，支持从Fe线轮廓得出的类似结论。
2009-12-21 astro-ph.HE
On the light-bending model of X-ray variability of MCG-6-30-15
我们应用光弯曲模型的X射线可变性的朱雀数据的塞弗特1星系MCG-6-30-15。我们分析了能量的均方根（rms）的变异性的依赖性，并讨论了必要的条件，该模型来解释的源变异性约5-8千电子伏的特征减少。一个模型，其中的X射线源径向移动，而不是垂直接近磁盘表面，确实可以重现减少的变化附近的Fe K α线的能量，虽然正式的拟合质量差。然后，该模型预测的能量谱，这可以与观测数据进行比较。光谱是强烈的反射为主，并没有提供一个很好的适合朱雀光谱数据的来源。这一结果与以前的一些说法的不一致可以追溯到我们使用的数据在一个更宽的能带，在光谱中的热吸收体的影响不能忽略。
2010-06-23 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
The Nature and Cause of Spectral Variability in LMC X-1
本文介绍了利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）上的正比计数器阵列对河外风吸积黑洞X射线双星LMC X-1进行长期观测的结果。观测结果表明，LMC X-1的吸积盘具有反常的温光关系。我们使用深档案RXTE观测表明，整个温度-光度空间的大运动所占据的系统可以发生在短短半个小时的时间尺度。这些变化不能用从外盘传播的粘性时间尺度上的扰动来充分解释。相反，我们建议，明显的磁盘变化反映了快速波动的康普顿上散射日冕物质，掩盖了磁盘的内部。由变掩星模型导出的观测星盘光度和视星盘温度之间的关系定量地表明与观测结果吻合得很好。另外两个观测结果支持这一观点：幂律谱分量中的通量与拟合的内盘温度之间的逆相关，以及接近恒定的总光子通量，这表明当观测到较低的温度时，内盘不会被喷射。
2011-07-26 astro-ph.HE
Prototyping non-equilibrium viscous-timescale accretion theory using LMC X-3
解释在黑洞X射线双星系统的吸积流中观察到的变化仍然具有挑战性，特别是关于小于或相当于粘性时间尺度但远大于内轨道周期的时间尺度，尽管数十年的研究确定了许多相关的物理机制。我们采取一个简化的，但广泛的方法来研究几种可能相关的机制，在持续高软罗氏瓣溢出系统LMC X-3中观察到的变化模式。基于简单的估计和上界，我们发现，物理超越不同的磁盘/日冕分叉在磁盘边缘，康普顿加热风，调制的总供应率通过照射的同伴，和可能的程度的部分氢离子化不稳定性是需要解释的程度，特别是模式，在LMC X-3的变化主要是由于粘性阻尼。然后，我们将展示如何蒸发-冷凝可能解决或复合的问题，给出了与这个复杂的机制和我们目前的实施相关的不确定性。我们简要地提到我们解决这个问题的计划，改进和扩展我们的模型，以及我们尚未探索的替代方案。
2013-03-25 astro-ph.HE
X-ray Intra-day Variability of the TeV Blazar Mrk 421 with Suzaku
我们目前的X射线通量和光谱分析的三个点朱雀观测TeV高同步辐射峰值blazar Mrk 421采取整个完整的操作期间。2008年5月5日的观测结果是，在364.6千秒（即，101.3小时），这是迄今为止在X射线能量0.8 - 60 keV下对该源或任何耀变体进行的最长和最均匀采样的连续观测。我们发现，在所有的光变曲线中，所有的软带和硬带都有大幅度的日内变化。对软硬带光变曲线的离散修正函数分析表明，软硬带的辐射是同空间的，并且是由同一轻子群发射的。硬度比图表明，与较软的带相比，较硬的带中的源更易变。该源是硬时，更明亮，以下的高同步峰值耀变体的一般行为。所有三条光变曲线的功率谱密度均以红噪声为主，具有一定范围的功率谱斜率。如果假设发射源离中心超大质量黑洞非常近，则可以粗略估计其质量为~ 4 * 10^{8} M_{\odot};但如果变化是由于那里产生的扰动平流进入喷流，从而多普勒增强，则更高的质量与最快的变化相一致。我们简要地讨论了可能的物理机制，最有可能负责所观察到的通量和光谱变化。
2019-08-22 astro-ph.HE hep-ph
Suzaku Observations of gamma-Ray Bright Radio Galaxies: Origin of the X-ray Emission and Broad-Band Modelin
我们利用朱雀星对八个邻近的γ射线亮射电星系进行了系统的X射线研究，以了解它们的X射线辐射起源。其中五个的朱雀光谱以前已经介绍过，而剩下的三个（M87，PKS 0625 -354和3C 78）是首次在这里介绍。基于铁-钾线强度，X射线的变化，和X射线幂律光子指数，并使用额外的信息上的[O III]线发射，我们认为在这三个源中观察到的X射线发射的喷射起源。我们还分析了五年来费米大面积望远镜（LAT）对PKS 0625 -354和3C 78的GeV伽马射线数据，以了解blazar图片中的这些来源。我们在前一个物体中发现了显著的伽马射线变化。总的来说，我们注意到，朱雀光谱PKS 0625 -354和3C 78是相当软，而LAT光谱异常硬时，与其他伽玛射线检测到的低功率（FR I）的射电星系。我们证明了所构建的PKS 0625 -354和3C 78的宽带光谱能量分布可以很好地用单区同步辐射/同步辐射自康普顿模型描述。建模的结果表明，较低的体积洛伦兹因子相比，通常发现在其他BL Lac对象，但与其他LAT检测FR\，I射电星系建模推断的值一致。有趣的是，建模也意味着非常高的峰值（$\sim 10^{16}$ Hz）的同步加速器频率在两个分析的来源，相反，先前建议的方案FR I/BL Lac统一。我们讨论了我们的研究结果的背景下，FR I/BL紫胶统一计划的影响。
2014-10-10 astro-ph.HE
X-ray Intraday Variability of the TeV Blazar PKS 2155-304 with Suzaku During 2005-2014
我们检查了朱雀卫星在整个运行期间对TeV发射高同步加速器峰值耀变体PKS 2155-304进行的13次定点观测。我们发现耀变体在光变曲线的软带（0.8 - 1.5 keV）和硬带（1.5 - 8.0 keV）中表现出大幅度的日内变化。使用硬度比估计日内时间尺度上的光谱变化。耀变体通常在更亮时变得更硬，反之亦然，遵循高同步辐射峰值耀变体的典型行为。在总能量（0.8 - 8.0 keV）的13条光变曲线中，有11条的功率谱密度（PSD）分析被发现是红噪声占主导地位的，其幂律谱指数范围很大，从-2.81到-0.88。软带和硬带之间的所有13条光变曲线的离散关联函数分析表明，它们具有很好的相关性，并且在零滞后处或非常接近零滞后处达到峰值。这表明，软带和硬带的辐射可能是同空间的，并且是由相同的轻子群发射的。考虑到通量与变化的时间尺度，我们发现没有相关性的日内时间尺度，这意味着X射线发射从PKS 2155-304不是由简单的多普勒因子的变化占主导地位。我们简要地讨论了最有可能的发射机制，负责所观察到的通量和光谱的变化，并放置在最有可能的情况下发射X射线的电子的磁场强度和洛伦兹因子的约束。
2021-01-15 astro-ph.HE hep-ph
Suzaku and Fermi Observations of Gamma-Ray Bright Radio Galaxies: Origin of the X-ray Emission and Broad-Band Modeling
我们用{ \em Suzaku}对八个邻近的$γ$射线亮射电星系进行了系统的X射线研究，以了解它们的X射线发射起源。其中五个的{ \em Suzaku}光谱以前已经给出，而其余三个（M1，87、PKS 1，0625、$-$ 354和3C 1，78）在此首次给出。基于铁-钾线强度，X射线的变化，和X射线幂律光子指数，并使用额外的信息上的[O III]线发射，我们认为在这三个源中观察到的X射线发射的喷射起源。我们还分析了五年的{ \em Fermi}大面积望远镜（LAT）对PKS 1，0625 $-$ 354和3C 1，78的GeV伽马射线数据，以了解blazar图片中的这些来源。我们在前一个物体中发现了显著的$γ$射线变化。总的来说，我们注意到PKS 1，0625 $-$ 354和3C 1，78的{ \em Suzaku}光谱相当软，而LAT光谱与其他$γ$射线探测到的低功率（FR\，I）射电星系相比异常硬。我们证明了所构造的PKS 1，0625、$-$ 354和3C 1，78的宽带光谱能量分布可以用单区同步辐射/同步辐射自康普顿模型很好地描述。建模的结果表明，较低的体积洛伦兹因子相比，通常发现在其他BL Lac对象，但与其他LAT检测FR\，I射电星系建模推断的值一致。有趣的是，建模也意味着非常高的峰值（$\sim 10^{16}$ \，Hz）的同步加速器频率在两个分析的来源，相反…
2015-04-08 astro-ph.HE
Symbiotic stars in X-rays III: long term variability
我们研究了朱雀星观测到的五颗共生星的X射线辐射。这些物体在首次被ROSAT和Swift探测到后，被朱雀号选中进行更深入的观测。我们发现，X射线光谱可以充分符合吸收光学薄的热等离子体模型，无论是单温度或多温度。这种模型与X射线发射起源于吸积盘的最内部区域，即边界层是相容的。基于大的闪烁幅度（仅在4 Dra中检测到），高等离子体温度和以前的测量紫外线的变化和光度，我们得出结论，所有五个源是通过主要opticall厚边界层吸积供电。考虑到以前和这些观测之间的时间间隔，我们能够研究它们的X射线发射的长期变化，并发现固有的X射线通量和介入的吸收柱可以变化三倍或更多。然而，吸收体的位置以及吸积率的变化与吸收的关系仍然是难以捉摸的。
2015-05-04 astro-ph.HE
X-ray Flux and Spectral Variability of the Blazar OJ 287 with Suzaku
本文利用 Suzaku 对 OJ 287 多时期 XIS 观测，分析其 X 射线日内变化、波段相关性、功率谱与光谱软化，以约束喷流、吸积盘及双超大质量黑洞模型。
2024-08-05 astro-ph.HE
Decoupling absorption and continuum variability in the Seyfert 2 NGC 4507
本文介绍了朱雀星对塞弗特2星系NGC 4507的观测结果。这个源是X射线最亮的康普顿薄塞弗特2s之一，也是可变吸收体的候选者。朱雀号捕捉到的NGC 4507处于高度吸收状态，其特征是高柱密度（NH \sim 8 x 10^23 cm^-2）、强反射成分（R \sim 1.9）和高等效宽度的Fe K α发射线（EW \sim 500 eV）。在朱雀CCD的分辨率下（sigma < 30 eV或FWHM < 3000 km s^-1），Fe K α发射线无法分辨，很可能起源于遥远的吸收体。也清楚地检测到Fe K β发射线，其强度略高于低电离Fe的理论值。与以前用XMM-牛顿和BeppoSAX进行的观测进行的比较表明，X射线光谱曲率在几个月的时间尺度上发生变化。我们分析了所有这些历史观测结果，使用标准模型以及最新的环形再处理器模型，发现观测到的2-10 keV光谱变化的主要驱动因素是视线遮蔽的变化，从\sim 4 x 10^23 cm^-2到\sim 9 x 10^23 cm^-2不等。主连续谱也是可变的，尽管它的光子指数似乎没有变化，而Fe K α线和反射分量在整个观测中是恒定的。这表明存在相当恒定的再处理器，并且观察到的NH视线变化要么是由于推定圆环面的一定程度的团块，要么是由于存在第二个团块吸收体。
2012-10-22 astro-ph.HE
Spectral variability and reverberation time delays in the Suzaku X-ray spectrum of NGC 4051
分析了2005年和2008年活动星系NGC 4051的长曝光朱雀X射线观测结果，试图在长时间尺度和高时间分辨率下对光谱变率达成自洽的理解。主成分分析和功率谱分析的极大似然方法。与其他I型活动星系核一样，光谱的变化主要是由一个变化的归一化幂律分量连同一个准稳定的，硬光谱偏移分量，其中包含铁K原子的功能。NGC 4051在能量超过20 keV时显示出超过幂律的强烈过剩，其中一些部分似乎也随幂律连续体而变化。的快速时标功率谱的形状与以前的确定一致，但显着差异之间的低通量和高通量状态的源，表明功率谱是非平稳的。测量到硬带和软带之间的频率依赖时间延迟高达970+/-225s。观测到的滞后的存在排除了硬光谱成分起源于内吸积盘反射的可能性。相反，我们表明，频率和能量相关的时间滞后可以解释为混响，从一个厚壳材料的反射造成的最大滞后约10,000秒。如果活动星系核周围有反射物质，它延伸到距照明源约1.5 × 10^14 cm，600个引力半径处，全球覆盖因子C（g）>~ 0.4，这证实了I型活动星系核具有高的吸收和反射物质覆盖因子的观点。由于光谱和时间的相似性与其他I型活动星系核，我们推断，这种结构是常见的I型人口。[删节]
2010-01-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku Observation of GRS 1915+105: Evolution of Accretion Disc Structure during Limit-Cycle Oscillation
我们目前的结果从朱雀观测的微类星体GRS 1915+105在2005年10月多波长活动。数据包括稳定状态（χ类）和极限环振荡（θ类）。在光谱分析中充分考虑了正确的星际吸收以及尘埃散射的影响。在2-120 keV带，两个态的能谱都是由光学厚（τ~7-10）、低温（T_e ~2-3 keV）的混合等离子体对盘光子的强康普顿化所支配的，该混合等离子体含有总输入功率的10-60%的非热电子。在振荡过程中检测到的高电离铁离子的吸收线表明，一个强大的盘风的发展。风的电离阶段与X射线通量相关，支持光电离起源。铁-K发射线在振荡过程中表现出很强的变化性;反射在倾斜过程中最强，但在耀斑过程中消失。我们将其解释为“自屏蔽”的证据，即康普顿化日冕在耀斑阶段变得几何厚，阻止光子照射外盘。低温高光度的盘发射表明，盘的结构类似于正则黑洞双星的甚高态。在振荡过程中的光谱变化的磁盘的几何形状和康普顿化日冕的物理参数的变化，特别是分数功率提供给非热粒子的加速解释。
2010-03-01 astro-ph.HE
Suzaku and Optical Spectroscopic Observations of SS 433 in the 2006 April Multiwavelength Campaign
我们报告的结果，2006年4月的SS 433多波长活动，重点与朱雀观测到的X射线数据在两个轨道阶段（在和出的日食）和同时的光学光谱观测。通过分析源自喷流的Fe 25 K_α谱线，我们发现多普勒频移的快速变化，dz/dt约为0.019/0.33天^-1，这比岁差和/或点头运动的预期值要大。这种现象可能对应于“抖动”的运动观察到的第一次在X射线，其中显着的变化都在射流角度和固有速度是必需的。根据光学多普勒曲线与X射线多普勒曲线的时间差，我们估计光学喷流距基底的距离为~（3-4）\times 10 ^14 cm。在辐射冷却喷流模型的基础上，由Fe_（25）K_α和Fe_（26）K_α的谱线强度比，确定了在食出和食入阶段，喷流内部的温度分别为T_0 = 13 ± 2 keV和16 ± 3 keV（蓝色喷流和红色喷流的平均值）。虽然在日食中5- 40 keV波段的宽带连续谱与预计来自喷流的多温度韧致辐射及其来自冷物质的反射分量一致，但在上述确定的基准温度下，食外光谱比喷流发射更硬，这意味着存在额外的硬分量。
2010-01-18 astro-ph.HE
Discovery of Red-Skewed K_alpha iron line in Cyg X-2 with Suzaku
本文报道了在朱雀观测站对中子星低质量X射线双星天鹅座X-2的观测结果。线条轮廓显示出明显的红色翅膀。这一发现增加了观察到红色倾斜铁线的中子星源的数量，并强烈表明这种现象不仅在黑洞中很常见，而且在其他类型的吸积致密物体中也很常见。我们检查的线轮廓的模型，其属性的生产相对论效应，由于从冷吸积盘的X射线辐射的反射，也作为一个结果的线形成在扩展的风/流出配置。这两种模型都能够充分代表所观察到的线轮廓。我们认为线建模的结果在亚秒级的变化。虽然我们无法最终取消的模型之一，我们发现，风的范式有几个相对论磁盘反射模型的优势。
2009-04-29 astro-ph.HE
Variable X-ray reflection from 1H~0419--577
基于2007年7月存档的\suzaku{}观测数据、2010年1月进行的新的\suzaku{}观测数据和2010年5月的两次最新\xmm{}观测数据，我们详细介绍了Seyfert 1星系1H~0419--577的宽带X射线光谱变率。与幂律相比，所有观测结果均显示软X射线过量发射低于$2\kev$，两个\suzaku{}观测结果均显示硬X射线过量发射高于$10\kev$。我们测试了三个物理模型--复杂的部分覆盖吸收模型、模糊反射模型和内禀盘康普顿化模型。在这三种模型中，模糊反射模型在统计上提供了对所有四种观察的最佳拟合。无论使用的模型，软X射线过量发射需要从一个热组件的贡献类似于预期从一个吸积盘。部分覆盖吸收模型导致吸积盘的非物理高温（$kT_{in} \sim 100\ev$），并且在统计上也是三个模型中拟合最差的。1H~0419--577的X射线光谱具有明显的变异性。软X射线过剩和幂律在2010年1月和2010年5月都变得较弱。2007年7月发现的一条中等宽的铁线，在2010年1月的观测中没有出现。软X射线过量和铁$Kα$线的相关变化强烈表明这两种成分的反射起源。然而，这样的光谱变化不能解释光弯曲模型单独和需要的变化，在吸积盘/日冕的几何形状可能引起的吸积率的变化。
2013-07-23 astro-ph.HE
X-ray Development of the Classical Nova V2672 Ophiuchi with Suzaku
我们报告了朱雀探测到一个快速的耀斑一样的X射线通量放大早期的经典新星V2672蛇夫座的发展。在爆发后12天和22天进行了两次机会靶~25 ks X射线观测。在第12天的后半段发现了通量放大。时间切片光谱的特点是不断增长的超软过剩与边缘状结构和相对稳定的光学薄的热分量与Ka发射线从高度电离的Si。观测到的光谱演化与具有星周吸收时间发展的模型一致，我们在第12天的0.2 d时间尺度上获得了~10 - 40%的下降率。在第12天，这种吸收的快速下降和短期通量变化表明，在视线中存在不均匀的喷射物，具有密集的斑点/孔。然后在第22天，超软和薄热等离子体成分的通量变得明显减弱。基于偶然的结果，我们讨论了短期和长期X射线行为的背景下，这个源的性质。
2013-11-23 astro-ph.HE
X-ray view of four high-luminosity Swift/BAT AGN: Unveiling obscuration and reflection with Suzaku
雨燕/BAT历时9个月的巡天观测到了153个活动星系核，所有活动星系核的超硬X射线BAT通量都超过了10^-11 erg cm^-2 s^-1，平均红移为0.03。其中，四个最明亮的BAT AGN（44.73 < Log L（BAT）< 45.31）被选为朱雀后续观测的目标：J2246.0+3941（3C 452），J0407.4+0339（3C 105），J0318.7+6828和J0918.5+0425。列密度，散射/反射发射，铁K线的属性，和一个可能的变化进行了充分的分析。对于后者，Chandra，XMM-Newton和Swift/XRT公共观测的光谱特性与目前的朱雀分析进行了比较。在我们的样本中，3C 452是唯一确定的康普顿厚度的活动星系核候选者，因为i）高吸收和强康普顿反射; ii）缺乏可变性; iii）“掩埋”性质，即低散射分数（<0.5%）和极低的相对[OIII]光度。相比之下，3C 105不是反射主导的，尽管具有可比较的柱密度、X射线光度和射电形态，但在通量和散射分数方面显示出强烈的长期变化，这与从远处区域散射的软发射（例如，窄发射线区域）。样品呈现出高（>100）的X与[OIII]光度比，证实了[OIII]光度在存在轻度吸收时会受到残余消光的影响，特别是对于像3C 452这样的“掩埋”活动星系核。我们的目标中有三个是强大的FRII射电星系，使它们成为BAT Se…
2013-05-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
New insights on the accretion disk-winds connection in radio-loud AGNs from Suzaku
通过对5个射电大活动星系核的长时间朱雀观测的频谱分析，我们发现其中3个活动星系核（3C 111、3C 120和3C 390.3）存在速度约为0.1c的超快外流。它们与吸积盘风/外流相一致。我们还进行了后续的3C 111监测其流出约7天的时间尺度，并检测到一个可能的相对论性发射线的反相关变化相对于蓝移的铁钾功能，以下流量增加。这为活动星系核中的吸积盘与风的联系提供了第一个直接证据。这些外流的质量流出率可以与吸积率相媲美，它们的机械功率可以对应于显着比例的热光度，并与它们典型的喷流功率相媲美。因此，它们可能在活动星系核的反馈中起重要作用，并为我们进一步研究吸积盘与风/喷流形成之间的关系提供线索。
2011-11-03 astro-ph.HE
Pulse phase resolved spectroscopy of Vela X-1 with Suzaku
我们提出了一个详细的脉冲相位分辨光谱分析的持续高质量的X射线双星脉冲星船帆座X-1观测与朱雀在2008年6月。脉冲轮廓表现出强度和能量依赖性，在低能量下具有多个峰，在较高能量下具有双峰。源显示出在观测期间的一些光谱演变，并且已经注意到以最小光谱变化对数据进行平均以用于分析。我们使用唯象部分覆盖高能截止模型和更具物理性的部分覆盖热康普顿化模型（CompTT）对连续统进行建模，排除了具有可变硬度比和强度依赖性的时间范围。对于这两个模型，我们检测到的回旋共振散射功能（CRSF）和它的谐波在~ 25 keV和~ 50 keV。CRSF基波和谐波参数在脉冲相位上都是强烈可变的，两条线能量的比率偏离经典值2。连续参数也显示了显着的变化，在脉冲阶段，并给我们一些想法的变化的物理条件，是看到在不同的脉冲阶段和遮蔽的吸积流在一些脉冲阶段的变化的视角。
2012-12-07 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
Progenitor Type Identification for Supernova Remnant N103B in the Large Magellanic Cloud by Suzaku and Chandra Observations
利用朱雀星和钱德拉星的观测资料，对位于大麦云（LMC）中的超新星遗迹N103 B进行了详细的分析。根据对朱雀/XIS数据的光谱分析，使用kT为0.32、0.56和0.92 keV的3个ISM分量和3.96 keV的一个喷出物分量再现了整个SNR的光谱。喷出物中Mg、Si、S、Ca、Fe、Ni等重元素含量丰富。XIS获得的前所未有的高质量数据使我们能够首次正确区分ISM排放和喷出物。结合XIS光谱分析和Chandra/ACIS图像分析，我们证实了从Si到Fe-K元素的喷出物分布彼此相似，尽管Fe-K发射与Si，S，Ar和Ca等轻元素相比略微向内。喷出物的洋葱状结构保持后SN。此外，以O和Fe-L为代表的ISM发射位于喷出物发射内部。我们比较了富含氢的喷出物等离子体，这是指示II型信噪比，等离子体富含重元素和贫氢，这主要是在Ia型。在N103 B的情况下，我们不能确定在4.0-6.0keV波段的连续辐射的起源是从喷出物或高温ISM仅基于光谱模拟的XIS数据。由ACIS获得的5.2-6.0keV波段的高能连续图像与喷出物的图像极为相似，这意味着高能连续图像的来源可能确实是喷出物。通过将光谱分析与高能连续图像相结合，我们发现了一些以H为主的等离子体的迹象，因此，N103 B的前身可能是II型。根据Mg、Fe和Ni相对于Si的丰度模式，估计祖质量为13 Msun。
2013-10-16 astro-ph.HE
Searching for Diffuse Nonthermal X-Rays from the Superbubbles N11 and N51D in the Large Magellanic Cloud
本文报道了用朱雀和XMM-牛顿对大麦云云（LMC）中的超气泡（SB）N11和N51 D的观测结果。这两个SB的内部表现出扩散的X射线发射，这是很好地代表了薄的热等离子体模型的温度为0.2-0.3keV。非热辐射的存在，在以前的作品中声称，是不太明显的，在我们的仔细调查。N11和N51 D的2- 10 keV通量的3 σ上限分别为3.6*10^{-14}尔格/cm ^2/s和4.7*10^{-14}尔格/cm ^2/s。以前关于探测到非热辐射的说法可能是由于对非X射线背景的估计不准确。我们的结论是，没有可靠的非热发射已被检测到的SB在LMC中，除了30 D或C。
2010-04-06 astro-ph.HE
Symbiotic stars in X-rays III: Suzaku observations
我们描述的X射线发射观测朱雀从五个共生星，我们选择了深朱雀观测后，他们的初步检测与ROSAT，ASCA和雨燕。我们发现，所有五个源的X射线光谱可以充分适合吸收，光学薄的热等离子体模型，无论是单或多温度等离子体。这些模型与起源于吸积盘和白矮星之间的边界层的X射线辐射是相容的。所有五个目标的kT $~>3$ keV的高等离子体温度大于碰撞风的预期温度。基于这些高温，以及以前的测量紫外线的变化和紫外线的亮度，和大幅度的X射线闪烁在4 Dra，我们得出结论，所有五个来源的吸积动力主要通过光学厚边界层。我们的X射线数据使我们能够观察到这些边界层发射的一小部分光学薄部分。考虑到以前的观测和这些观测之间的时间，我们发现内在的X射线通量和介入的吸收柱可以在几年的时间尺度上变化三倍或更多。然而，吸收体的位置以及吸积率变化与吸收之间的关系仍然难以捉摸。
2016-04-20 astro-ph.HE
Discovery of VHE Gamma-Ray Emission from the Binary System LMC P3
最近，大麦云中的LMC P3的$γ$射线发射被发现具有10.3天的调制周期，这使它成为第一个河外$γ$射线双星。本工作的目的是探测TeV $γ$射线，并寻找该信号随双星系统轨道周期的调制。H.E.S.S.数据集已与该系统的已知轨道周期合并，以测试发射的可变性。能谱得到的轨道平均数据集和轨道相位中的TeV通量被发现在其最大值。检测到TeV $γ$射线发射，统计学显著性为6.4 μ l，$σ$。数据清楚地显示了相位锁定到系统轨道周期的可变性。周期性不能从H.E.S.S.数据单独。在1-10 TeV能量范围内的轨道平均光度是$(1.4 \pm 0.2) \times 10^{35}\,\mathrm{erg\,s}^{-1}$。当MeV/GeV的辐射最小时，在轨道的20%期间达到$(5 \pm 1) \times 10^{35}\,\mathrm{erg\,s}^{-1}$的光度。
2017-08-10 astro-ph.HE
The Suzaku broadband X-ray spectrum of the dwarf Seyfert galaxy NGC4395
我们对矮塞弗特星系NGC 4395进行了朱雀观测，估计其黑洞质量约为10^5 Msun。快速和强大的X射线的变化与均方根幅度约60%，观察到在0.4-10千电子伏波段与XIS相机。光变曲线的形状似乎取决于能量。HXD-PIN探测器在与INTEGRAL IBIS相似的通量水平下检测到高达35 keV的硬X射线发射。当采用简单的吸收模型时，10 keV以下的X射线谱被平均等效氢柱密度为~ 2 e22 cm^-2的部分电离（xi~35）气体强烈吸收。光谱形状也是强可变的，但不是源亮度的简单函数。光谱的变化似乎主要是占连续斜率的变化，但电离吸收体的变化也可能发挥一定的作用。明显平坦的光谱斜率与光子指数为1.4低于10千电子伏，吸收校正后获得的，是轻微不一致的光子指数2推断从14-35千电子伏PIN光谱。如果真实的光谱斜率与硬X射线波段测量的一样陡，那么就会有一个我们无法检测到的额外吸收成分。与INTEGRAL测量相结合，10 keV以上的硬X射线发射在光度方面超过了光发射，并主导了宽带能量输出，除非在不可观测的波段中还没有检测到大量过量的UV盘发射。在6.4 keV处观察到一条弱的Fe K线，平均等效宽度为110 eV，在3天的观测中没有显示出明显的通量变化。
2010-02-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
Variability of the High Velocity Outflow in the Quasar PDS 456
我们提出了一个比较的两个朱雀X射线观测附近（z=0.184），发光（$L_{bol} \sim 10^{47}$ erg s $^{-1}$）I型类星体，PDS 456。在2011年，一个新的125ks朱雀观测在一个低X射线通量和硬X射线光谱的时期捕获了类星体，与之前在2007年的190ks朱雀观测形成对比，当时类星体看起来更明亮，并且具有陡峭的（$Γ>2$）X射线光谱。2011年的X射线光谱在类星体静止坐标系中包含一个明显的接近9.keV的波谷，这可以用蓝移的铁K壳层吸收来模拟，最有可能来自铁的He和H类跃迁。在与2007年早期观测相似的静止坐标系能量下观测到吸收槽，这似乎证实了PDS 456中存在持续的高速风，外流速度为$0.25-0.30$ c。2007年和2011年之间的光谱变化可以通过部分覆盖吸收体的变化来解释，从2007年较亮的观测到2011年较暗的观测，覆盖率增加。总体而言，如果PDS 456是在相对较低的倾角下通过康普顿厚风观测到的，那么可以解释2011年的低通量观测，康普顿厚风来自吸积盘，它显着衰减了来自类星体的X射线通量。
2013-11-04 astro-ph.CO 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
NuSTAR and Suzaku X-ray Spectroscopy of NGC 4151: Evidence for Reflection from the Inner Accretion Disk
我们提出的X射线定时和光谱分析的同步150千秒核光谱望远镜阵列（NuSTAR）和朱雀X射线观测的塞弗特1.5星系NGC 4151。本文采用内吸积盘反射和吸收主导模型，研究了活动星系核的连续辐射、吸收和反射特性。通过时均光谱分析，我们发现了来自内吸积盘的相对论反射的有力证据。我们发现，相对论辐射来自一个高度电离的内吸积盘与陡峭的发射率的轮廓，这表明一个强烈的，紧凑的照明源。我们发现一个初步的，接近最大的黑洞自旋a>0.9统计和系统的建模误差。我们发现一个相对温和的反射率相对于预测的灯柱几何形状，其中照明电晕建模为点源。通过时间分辨光谱分析，我们发现，适度的日冕和内盘反射通量的变化驱动的光谱变化在观测过程中。我们讨论了各种物理场景的内盘反射模型，我们发现，一个紧凑的日冕是与观测到的功能。
2015-04-29 astro-ph.HE
Short-term variability and PSD analysis of the radio-loud AGN 3C 390.3
我们调查的短期变化特性和功率谱密度（PSD）的宽线射电星系（BLRG）3C 390.3使用的观测XMM，RXTE，朱雀在2004年10月和2006年12月之间的几个场合。这项工作的主要目的是获得模型独立的约束的X射线发射的起源和中央引擎的性质在3C 390.3。在几个小时的时间尺度上，通过不间断的XMM光变曲线探测，3C 390.3的通量在所有能带中都是恒定的。在较长的时间尺度上，由2天RXTE和朱雀观测探测，通量变化变得显着。后一个观测结果证实了3C 390.3的光谱变化行为与在射电宁静的塞弗特星系中观测到的光谱演化是一致的：光谱随着源变亮而变软。在朱雀曝光期间观察到的软X射线和硬X射线之间的相关变化以及相隔1周的2个XMM点之间的相关变化，反对以0.5-10 keV X射线波段中存在两个不同变量分量为特征的情景。在50年的频率中进行的详细的PSD分析表明，在92%的置信水平下，在T_br~43天处存在断裂。这是继BLRG 3C 120之后第二次在射电强、非喷流主导的活动星系核中探测到PSD破裂，并且与T_br、M_BH和L_bol以及Seyfert星系之间的关系基本一致。我们的研究结果表明，3C 390.3的X射线光变特性与射电宁静活动星系核的X射线光变特性基本一致，这表明3C 390.3的X射线发射机制与附近的Seyfert星系相似，而没有来自喷流分量的任何显著贡献。
2009-08-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
Discovery of X-ray Emission from the Galactic Supernova Remnant G32.8-0.1 with Suzaku
我们提出了第一个专门的X射线研究超新星遗迹（SNR）G32.8-0.1（Kes 78）与朱雀。首次探测到整个SNR壳层的X射线发射。X射线形貌与射电壳层的辐射有很好的相关性，而与SNR场中的分子云有反相关性。X射线光谱不仅显示了非平衡电离状态下的常规低温（kT ~ 0.6 keV）热发射，而且还显示了电离时间尺度非常低（~ 2.7e9 cm^{-3}s）的非常高的温度（kT ~ 3.4 keV）分量，或光子指数γ ~2.3的硬非热分量。低温等离子体的平均密度相当低，约为10^{-3}-10 ^{-2} cm^{-3}，这意味着该SNR正在扩展到低密度腔中。我们讨论了SNR的X射线发射，也用H.E.S.S.检测到TeV，以及对残余物和其他伽马射线发射SNR（如W28和RCW 86）的多波长研究。分析的时变源，2XMM J185114.3-000004，发现在北部的SNR，也是第一次报告。快速的时间变化和大量吸收的硬X射线光谱表明，这个源可能是一个新的超巨星快速X射线瞬变。
2016-01-12 astro-ph.HE
Spectral and Timing Properties of the Black Hole X-ray Binary H 1743-322 in the Low/hard State Studied with Suzaku
我们报告了朱雀观测银河系黑洞X射线双星H 1743-322在2012年10月爆发期间处于低/硬状态的结果。我们适当地考虑了尘埃散射的影响，以准确地分析X射线光谱。在1-200 keV波段的时间平均光谱占主导地位的硬幂律组成部分的光子指数为\approx 1.6与高能量截止在\approx 60 keV，这是很好地描述了由热电晕盘发射的康普顿化。我们从多色盘分量估计了内盘半径，发现它是高/软状态下半径的1.3-2.3倍。这表明标准圆盘没有延伸到最里面的稳定圆形轨道。在R = Ω/2π \approx 0.6（Ω是立体角）的情况下检测来自盘的反射分量。我们还成功地估计了稳定的磁盘组件的方式独立的时间平均光谱建模，通过分析短期光谱变化的\sim 1秒的时间尺度。观测到0.1-0.2 Hz的低频准周期振荡（LF QPO），其频率与X射线亮度和光子指数有关。这一结果可以用圆盘截断半径的演化来解释。
2014-05-26 astro-ph.HE
Spectral Variation of the Hard X-ray Emission from the Crab Nebula with the Suzaku Hard X-ray Detector
蟹状星云是天空中最明亮、最稳定的X射线源之一。最近，四颗卫星在硬X射线波段揭示了该物体的年尺度通量变化。这标志着首次探测到脉冲星风星云在硬X射线波段的年尺度变化。自2005年发射以来，每年至少用朱雀硬X射线探测器（HXD）对蟹状星云进行一次观测，以进行校准。为了研究可能的光谱变化以及通量变化，对HXD的存档数据进行了分析。其他仪器报告的通量变化在25 - 100千电子伏波段的HXD在百分之几的水平，但通量高于100千电子伏没有遵循的变化趋势低于100千电子伏。利用安装在HXD中的PIN和GSO传感器产生的硬度比表现出显著的散射，从而指示硬X射线中的光谱变化。光谱的变化是量化的光谱拟合与一个破碎的幂律模型。在较硬和较软的能带中，破幂律模型的双光子指数之间的差在< 2.54的范围内。考虑到6.3%的通量变化和几天的光谱变化时间尺度，提出了不同冷却时间的破幂律形同步辐射的多分量。
2013-03-28 astro-ph.HE
Unveiling properties of the non-thermal X-ray production in the gamma-ray binary LS 5039 using the long-term pattern of its fast X-ray variability
本研究利用NICER、Suzaku和NuSTAR的长期观测，发现伽马射线双星LS 5039的软X射线轨道光变曲线在14年间保持稳定，并存在约10千秒的短期变异，提出其由伴星风团块撞击X射线产生区域所致。
2023-03-22 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
The Constant Inner-Disk Radius of LMC X-3: A Basis for Measuring Black Hole Spin
自从X射线天文学诞生以来，几乎每一次X射线任务都观测到了黑洞双星系统LMC X-3。在持久性来源中，LMC X-3是唯一既习惯性软又高度可变的。使用一个完全相对论性的吸积盘模型，我们分析了数百个光谱收集在8个X射线任务，跨越26年。对于391个RXTE光谱的选定样本，我们发现吸积盘的内半径在~ 2%的范围内是恒定的，并且不受源变异的影响。即使考虑到8个X射线任务的集合，我们也发现半径的一致值在~4- 6%之内。我们的结果提供了强有力的证据，存在一个固定的内盘半径。唯一合理的推论是，这个半径与广义相对论最内层稳定圆轨道（ISCO）密切相关。我们的发现为黑洞自旋的测量奠定了坚实的基础。
2010-06-29 astro-ph.HE
Extreme Blazars Studied with Fermi-LAT and Suzaku: 1ES 0347-121 and Blazar Candidate HESS J1943+213
我们报告了我们对两个特殊的TeV辐射源的高能性质的研究：“极端blazar”1 ES 0347-121和“极端blazar候选者”HESS J1943+213位于银道面附近。这两个物体的特点是静态同步辐射与平坦的光谱延伸到硬X射线范围内，两者都被报道为在费米-LAT 2年源目录中丢失的GeV对应物。我们分析了4.5年的积累的费米-LAT数据，导致在GeV波段的1 ES 0347-121的检测，以及在HESS J1943+213的上限提高。我们还介绍了HESS J1943+213新获得的朱雀数据的分析结果。X射线光谱很好地代表了一个单一的幂律延伸到25千电子伏与光子指数2.00+/-0.02和超过银河系的值，在协议与以前的X射线观测适度的吸收。没有短期的X射线变化被发现超过80 ks的朱雀曝光的持续时间。在blazar假设下，我们模拟了1 ES 0347-121和HESS J1943+213的光谱能量分布，导出了星系际磁场强度和源能量的约束条件。我们的结论是，虽然HESS J1943+213的分类尚未确定，但耀变体假说仍然是最合理的选择，因为特别是两个分析源的宽带光谱以及源模型参数彼此非常相似，HESS J1943+213最新获得的WISE和UKIDSS数据与距离约600 Mpc的椭圆宿主的存在是一致的。
2014-04-14 astro-ph.HE
Chandra and Suzaku observations of the Be/X-ray star HD110432
我们提出了一个141 ksChandra高分辨率透射光栅观测的Be X射线发射星HD 110432，一个突出的成员的伽玛Cas类似物的分析。钱德拉光变曲线显示出很高的可变性，但它的分析未能检测到任何相干的周期性高达0.05赫兹的频率。钱德拉HETG频谱的分析表明，正确描述的频谱，需要三个模型组件。其中两个组分是不同温度的光学薄热等离子体（分别为kT~8-9和0.2- 0.3keV）。两种不同的模型似乎很好地描述了第三个组成部分。一种可能性是在kT=16-21 keV处的第三热光学薄热等离子体，其Fe丰度Z~0.3Zo，肯定小于其他两个热分量。可替代地，第三分量可以由具有光子指数Gamma=1.56的幂律来描述。在这两种情况下，钱德拉HETG光谱确定，这些组件中的每一个必须由不同的吸收柱修改。一个非同期的25 ks朱雀观测的分析表明，存在一个硬尾延伸到至少33千电子伏。朱雀光谱描述的两个组成部分的总和：一个光学薄的热等离子体在kT ~ 9 keV和一个非常热的第二等离子体与kT ~33 keV，或者，一个幂律与光子指数伽玛=1.58。对钱德拉光谱中出现的Si XIII和S XV类氦三重态的分析表明，在Be星的恒星表面附近（r<3R_*）或（假设的）WD伴星的表面附近（r ~1.5R_WD）存在一个非常致密的等离子体（n_e ~ 10^13 cm^-3）。然而，我们认为，现有的数据支持…
2012-03-05 astro-ph.HE
Multi-wavelength Observations of Markarian 501
甚高能量（VHE;伽马射线耀变体Markarian 501具有极端光谱变化的历史，是研究活动星系核喷流内物理过程的绝佳实验室。2009年3月，利用朱雀X射线卫星以及VERITAS和MAGIC实验协调了对Markarian 501的短期多波长研究，以涵盖关键的X射线和VHE伽马射线波段。VERITAS和朱雀的静止状态观测结果与费米伽马射线太空望远镜的公共数据相结合，并与极端爆发期间的源的历史观测进行比较，以检查光谱可变性，特别是光谱能量分布如何随通量变化。
2009-12-23 astro-ph.CO astro-ph.HE
Multi-mission view of extragalactic black hole X-ray binaries LMC X-1 and LMC X-3: evolution of broadband spectral features
河外黑洞X射线双星LMC X-1和LMC X-3是持久源，通常处于软谱态。我们介绍了使用2014-2020年期间进行的MAXI，NICER，NuSTAR和AstroSat观测对这些源进行光谱和定时研究的结果。长期MAXI光变曲线研究表明，LMCX-1在2- 10 keV的通量变化率中等（$\sim$ 20%），LMCX-3高（$\sim$ 50%）。这两个源的能谱的特征在于由一个光盘黑体和康普顿化组件与LMCX-1具有额外的铁线发射功能。NICER（0.3- 10 keV）、NuSTAR（3.0- 40 keV）和AstroSat（0.5- 20 keV）光谱分析共同显示，LMC X-1在2014-2020年期间保持在软状态（盘通量贡献$f_{disc}>80$ %，光子指数$Γ\sim2.06-4.08$）。由辐射光度（0.1- 50 keV）计算的LMC X-1的质量吸积率$\dot{M}$在$0.07-0.24\dot{M}_{Edd}$（爱丁顿质量吸积率）之内。虽然LMC X-3在大部分时间内保持在软态（$f_{disc}>95\%,Γ\sim2.3$），但它表现出向中间态（$f_{disc}=47-73\%,Γ\sim2.02-2.36$）和硬态（$f_{disc}\sim26\%,Γ\sim1.6$）的转变。LMC X-3通过不同光谱状态的$\dot{M}$在$0.01…
2021-09-29 astro-ph.HE
