A New Cluster of Galaxies towards the Galactic Bulge, Suzaku J1759-3450
我们观察到一个扩展的X射线源，命名为朱雀J1759-3450与朱雀和钱德拉观测对1 RXS J175911.0-344921，这是一个身份不明的X射线源列在ROSAT亮源目录。在朱雀J1759-3450光谱中也发现了一条6 keV的明显发射线。假设发射线是来自类氦铁离子的K发射，我们推断朱雀J1759-3450是一个位于z = 0.13的河外天体。在0.5-10 keV波段，表面亮度的径向分布可用等温β模型（r_c = 1.61'，β = 0.78）很好地解释。X射线光谱可以通过光学薄的热等离子体很好地再现，其中电子温度为kT_e = 5.3 keV，光电吸收为NH = 2.3 x 10^21 cm^-2。测辐射热X射线光度L_X（r < r_500）= 4.3 x 10^44 erg s^-1与星系团L_X-T关系的预期结果一致。根据空间范围、X射线光谱和X射线发射气体的热光度，我们认为朱雀J1759-3450是一个新的星系团。
2013-06-06 astro-ph.HE
VLT Suzaku observations of the Fermi pulsar PSR J1028-5819
我们使用甚大望远镜（VLT）在B和V波段拍摄的光学图像来搜索PSR J1028-5819的光学对应物或限制其光学亮度。与此同时，我们使用朱雀观测档案来确认斯威夫特获得的脉冲星X射线对应物的初步鉴定。由于脉冲星的射电位置存在很大的不确定性，并且存在一颗明亮的（V = 13.2）< 4”的早期F-型恒星，我们无法探测到它的对应物，其通量极限为B~25.4和V ~25.3，这是迄今为止PSR J1028-5819获得的最深通量极限。从朱雀星的观测中，我们发现脉冲星的候选对应物的X射线光谱最符合幂律，光谱指数为1.7 +/- 0.2，吸收柱密度NH < 10^21 cm-2，这将支持所提出的X射线识别。此外，我们还发现了脉冲星周围弥漫辐射存在的可能证据。如果这是真的，并且与脉冲星风星云（PWN）有关，它的表面亮度和角范围将与PSR J1028-5819距离处的约100 kyr年龄的脉冲星的预期相一致。
2012-05-09 astro-ph.HE
Matched-filtering Line Search Methods Applied to Suzaku Data
发射和吸收线的详细搜索和评估其上限进行朱雀数据。该方法利用匹配滤波的方法，以最大限度地提高信噪比为一个给定的能量分辨率，这可以适用于许多类型的线搜索。我们首先将其应用到已知的活动星系核谱中，发现我们的结果在~3σ水平上与以前的研究结果一致。我们继续寻找两个明亮的磁星4U 0142+61和1 RXS J1708-4009的发射和吸收特性，应用过滤方法朱雀数据。我们发现，即使使用长朱雀观测并将其光谱划分为自旋相位，也没有任何来源显示出任何显着的线特征。发射/吸收线的等效宽度的上限被限制为在约IkeV处为几eV，并且在约IOkeV处为几百eV。这加强了以前的报告，持续明亮的磁星在软X射线中不显示质子回旋吸收特征，即使它们存在，它们也会比X射线CCD的检测限更宽或更弱。
2016-09-20 astro-ph.HE
Suzaku Observation of Diffuse X-Ray Emission from a Southwest Region of the Carina Nebula
2010年12月，朱雀天文台观测了船底座星云的西南区域，观测时间为47公里。在钱德拉战役观测中，这一区域显示出明显的软X射线发射。朱雀号在3.3x10^-14 erg s^{-1} arcmin^{-2}的表面亮度下，清晰地探测到了高于已知前景和背景成分的0.4-5 keV的漫发射。该光谱需要两个等离子体发射分量，kT约为0.2和0.5 keV，它们遭受N_H~ 1.9 × 10 ^{21} cm^{-2}的星际吸收。对假设两种温度等离子体处于电离平衡或非平衡状态的多种吸收模型进行了测试，但在chi ^2/d.o.f.方面没有显著差异。这些等离子体温度与早期朱雀观测中测量的船底座星云中部和东部的温度相似，但热成分的表面亮度明显低于其他区域。这意味着这两种血浆成分是物理分离的，并且具有不同的来源。相对于Fe的O，Ne和Mg的元素丰度有利于扩散等离子体起源于核心坍塌的超新星或大规模的恒星风。
2019-09-02 astro-ph.HE
Suzaku X-ray Follow-up Observations of Seven Unassociated Fermi-LAT Gamma-ray Sources at High Galactic Latitudes
我们报告了我们第二年利用朱雀X射线观测站上的X射线成像光谱仪在银河系高纬度（|b| >10度）对不明费米-LAT γ射线源进行的X射线跟踪观测。在该项目的第二年，从第一个费米-LAT目录中选择了七个新目标，并使用20-40 ks的有效朱雀曝光进行了研究。在1FGL J2302.8+4443的95%置信误差圆内，我们探测到了一个与最近发现的毫秒脉冲星PSR J2302+4442位置一致的X射线点源。探测到的对应物的X射线光谱与kT ~0.3 keV的黑体模型很好地拟合，与观测到的来自旋转磁化中子星表面的X射线光子的起源一致。其他四个目标最近也被确认为普通脉冲星（1FGL J0106.7+4853）和毫秒级示波器（1FGL J1312.6+0048、J1902.0-5110和J2043.2+1709），在~10^{-14} erg cm^{-2} s^{-1}的通量水平下，仅获得了0.5-10 keV波段的上限。在1FGL J1739.4+8717区域发现了一个弱的X射线源，但它与可变的γ射线发射源的关联不能单独用可用的朱雀数据来证实。对于剩余的费米-LAT物体1FGL J1743.8-7620，在LAT 95%误差椭圆内没有检测到X射线源。我们通过将观测到的高银河纬度费米LAT天体的多波长特性与已知耀变体和毫秒脉冲星的多波长特性进行比较，简要讨论了它们的一般特性。
2011-12-21 astro-ph.HE
Suzaku Observation of the Fermi Cygnus Cocoon: Search for a Signature of Young Cosmic-Ray Electrons
银河系宇宙射线的起源仍然没有得到证实，但在恒星形成区发现了有希望的候选源。我们报告了一系列的X射线观测，与朱雀，对附近的恒星形成区的天鹅座X。他们的目标是比较费米LAT揭示的硬宇宙射线的$γ$射线茧上和外的漫射X射线发射。在排除点源和小尺度结构并扣除非X射线和宇宙X射线背景后，发现2- 10 ~keV的X射线强度分布随银河系纬度的增加而单调下降。这表明朱雀号探测到的大部分延伸辐射都来自银河脊。在两次观测中，我们导出了γ射线茧在2- 10 keV范围内X射线发射的$3.4 \times 10^{-8}~{\rm erg~s^{-1}~cm^{-2}~sr^{-1}}$和$1.3 \times 10^{-8}~{\rm erg~s^{-1}~cm^{-2}~sr^{-1}}$的上限。这些限制排除了能量在50 TeV以上的宇宙射线电子的存在，其通量水平能够解释伽马射线谱。它们与在伽马射线中观察到的TeV附近的发射截止相一致。本文还讨论了银河脊和局部弥散X射线的性质。
2015-02-04 astro-ph.HE
X-ray observations of PKS 0745-191 at the virial radius: Are we there yet?
我们希望根据最近的朱雀观测结果重新评估星系团PKS 0745-191中大半径ICM的性质。我们分析了档案10.5 ksec ROSAT/PSPC观测提取PKS 0745-191的表面亮度轮廓，并推断出去投影密度轮廓。然后，我们比较ROSAT表面亮度轮廓与朱雀的结果。我们进行质量分析结合ROSAT密度分布和公布的温度分布从不同的仪器。我们发现，ROSAT表面亮度分布是统计不一致的（7.7西格玛）与朱雀的结果周围和超出朱雀估计的r200值。我们认为，由于其大视场和低背景，ROSAT/PSPC是目前最敏感的仪器，低表面亮度X射线发射在0.4-2.0 keV波段。我们还注意到，朱雀星的温度和质量分布与至少另外两颗卫星（XMM-牛顿和雨燕）的结果不一致。ROSAT和朱雀之间的表面亮度差异最有可能是由于在源的低银河纬度存在额外的前景成分，而朱雀背景建模中没有考虑到这一点。根据我们的质量分析，我们得出结论，任何估计的分数的维里半径达到X射线措施的影响，系统误差的顺序为25%。因此，ICM在维里半径处的性质仍不确定，应谨慎考虑朱雀的结果。
2011-03-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
Evidence for a merger induced shock wave in ZwCl\,0008.8+5215 with {\it Chandra} and {\it Suzaku}
本文给出了对合并星系团ZwCl 1，0008.8 +5215（$z=0.104$）的新的深源观测结果。先前的射电观测显示，在星团中心的正西方和正东方有一个双射电遗迹。使用我们的新的{ \it钱德拉}数据，我们发现在西部遗迹RW的位置存在激波的证据，密度跳跃的马赫数为$\mathcal{M}_{S_X}=1.48^{+0.50}_{-0.32}$。我们还分别用{ \it Chandra}和{ \it Suzaku}测量了温度跃变的$\mathcal{M}_{T_X}=2.35^{+0.74}_{-0.55}$和$\mathcal{M}_{T_X}=2.02^{+0.74}_{-0.47}$。这些值与根据以前的射电频谱指数研究，在扩散激波加速度（$\mathcal{M}_{\rm RW}=2.4^{+0.4}_{-0.2}$）假设下的马赫数估计值是一致的。有趣的是，西方射电遗迹并没有完全追踪到X射线冲击。一个可能的解释是，遗迹痕迹化石等离子体从附近的射电星系，这是重新加速的冲击。对于东部遗迹，我们没有检测到X射线表面亮度的不连续性，尽管事实上，无线电观测表明与$\mathcal{M}_{\rm RE}=2.2^{+0.2}_{-0.1}$的冲击。该区域的低表面亮度和减少的积分时间可能会阻止检测。{ \it Chandra}表面亮度剖面显示为$\mathcal{M}\lesssim1.5…
2019-02-01 astro-ph.HE
Suzaku and Chandra Observations of CIZA J1700.8$-$3144, a Cluster of Galaxies in the Zone of Avoidance
我们提出了钱德拉和朱雀观测1 RXS J170047.8 $-$ 314442，位于对银河系的隆起，揭示了宽波段（$0.3$ - $10$千电子伏）的X射线形态和光谱的这个来源。在钱德拉的观测中，在1 RXS J170047.8 $-$ 314442的位置没有发现点源。另外，我们通过从朱雀XIS获得的宽带X射线图像揭示了弥散X射线发射的存在。虽然X射线发射具有空间范围为$\sim 3.5'$的近圆形形状，但表面亮度分布不是轴对称的;在远离中心西北方向的$\sim 1'$处发现了亮点状发射。除了这种点状发射之外，表面亮度的径向轮廓都是用单个$β$模型再现的; $β$和核心半径分别为$1.02$和$1.51'$。漫发射的X射线光谱显示在$\sim 6$ keV的发射线，指示热等离子体的起源。光谱很好地解释了吸收的光学薄热等离子体模型的温度为$6.2$ keV和红移参数为$z = 0.14 \pm 0.01$。因此，X射线辐射被认为是来自与星系团相关的热气体。我们的光谱结果证实了Kocevski等人（2007）对1 RXS J170047.8 $-$ 314442的光学鉴定：CIZA J1700.8 $-$ 3144，是回避带星团目录的成员。估计的辐射热X射线光度$5.9 \times 10^{44}$ erg s $^{-1}$是在这个温度下最低的，这表明这个集群是远离放松。
2016-10-14 astro-ph.HE
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
Suzaku and Chandra observations of the galaxy cluster RXC J1053.7+5453 with a radio relic
本文介绍了朱雀和钱德拉对包含射电遗迹的星系团RXC J1053.7+5453（$z=0.0704$）的观测结果。射电遗迹位于距X射线峰以西$\sim 540$ kpc处。我们第一次测量了这个星团的温度。中心的合成温度为$ \sim 1.3$ keV，低于X射线光度-温度和速度色散-温度关系的预期值。虽然我们没有发现一个显着的温度跳跃在遗迹的外缘，我们的结果表明，温度下降向外跨越遗迹。假设在遗迹处存在激波，其马赫数为$M \simeq 1.4 $。提出了马赫数沿残骸可能的空间变化。此外，在Chandra图像中，在距离X射线峰值向西的$\sim 160$ kpc处发现了尖锐的表面亮度边缘。我们分别用朱雀和钱德拉的数据对边缘进行了X射线光谱和表面亮度分析。获得的表面亮度和温度廓线表明，这不是一个冲击，但可能是一个冷锋边缘。或者，不能排除热压力在边缘上确实是不连续的。在这种情况下，如果表面亮度边缘的压力处于平衡状态，其他形式的压力源，如宇宙射线，是必要的。我们在遗迹区域寻找非热逆康普顿分量。假设光子指数$ Γ= 2.0$，则对于0.3-10 keV带中的$4.50 \times 10^{-3} {\rm \ deg^{2}}$区域，通量的合成上限为$1.9 \times 10^{-14} {\rm erg \ s^{-1} \ cm^{-2}}$，这意味着磁场强度的下限变为$ 0.7 {\…
2017-08-22 astro-ph.HE
Suzaku X-ray Imaging of the Extended Lobe in the Giant Radio Galaxy NGC6251 Associated with the Fermi-LAT Source 2FGLJ1629.4+8236
我们报告了NGC 6251的朱雀X射线成像研究结果，NGC 6251是一个邻近的巨型射电星系，具有中等FR I/II射电性质。我们的指向集中在最近用费米-LAT发现的伽马射线发射峰上，该峰位于西北射电瓣的位置，距离核15弧分。在减去两个“离源”点附近的无线电波瓣，并删除可能的污染物在XIS的视野，我们发现显着的残留X射线发射最有可能扩散的性质。过量X射线发射的光谱很好地符合幂律，其中光子指数Γ= 1.90 +-0.15，0.5 - 8 keV通量为4 x 10^{-13} erg cm^{-2} s^{-1}。我们解释这个弥漫的X射线发射分量是由于逆康普顿上散射的宇宙微波背景光子的超相对论电子内的叶，只有一个小的贡献，从大规模的喷流的光束发射。利用存档的无线电数据的源，我们证明了通过宽带光谱建模的费米-LAT源2FGL J1629.4+8236的射线通量可以很好地占高能量尾的逆康普顿连续波瓣。因此，这个声称的来自NGC 6251西北叶的伽马射线的关联，以及最近对半人马座A扩展叶的费米-LAT成像，表明粒子可能被有效地（重新）加速到超相对论能量，通常在附近的射电星系的扩展射电叶内。
2012-02-04 astro-ph.HE
Suzaku and Fermi view of the supernova remnant 3C 396
3C 396是一个复合超新星遗迹（SNR），由中央脉冲星风星云（PWN）和西边的明亮壳层组成，已知它与分子云（MC）相互作用。我们提出了一个研究的X射线发射的外壳和PWN的SNR 3C 396使用档案朱雀数据。SNR外壳的光谱明显是热的，没有非热成分的特征。壳层中Al和Ca的丰度略有增加，这表明存在富含金属的超新星喷出物。的PWN光谱很好地描述了一个幂律模型的光子指数为$\sim$ 1.97和热分量的电子温度为$\sim$ 0.93 keV。对大约11年的费米数据的分析显示，从与3C 396 / 4FGL J1903.8+0531位置重叠的位置探测到了18 σ的伽马射线发射。3C 396 /4 FGL J1903.8+0531的能谱在0.2 $-$ 300 GeV的能量范围内与参数为$α$ = 2.66和$β$ = 0.16的对数抛物线函数最佳拟合。3C 396 /4 FGL J1903.8+0531在6.2 kpc处的光度为$>$ 10 $^{35}$ erg s $^{-1}$，排除了逆康普顿发射模型。伽马射线发射的可能场景是强子发射和韧致辐射过程，由于SNR正在扩展到SNR西部和北部地区的密集MC。
2019-12-17 astro-ph.HE
Suzaku observations of a shock front tracing the western edge of the giant radio halo in the Coma Cluster
我们提出的后发座星系团，X射线最明亮的，附近的合并系统托管一个研究充分，典型的巨型射电晕的新朱雀观测结果。先前已经表明，在星团的西侧，射电亮度与其他方位角相比显示出更陡峭的梯度。XMM-牛顿和普朗克揭示了沿着该区域南半部的激波阵面与这个陡峭的射电梯度有关，这表明射电发射被与激波通道有关的粒子加速增强。朱雀星第一次证明了这个冲击波阵面向北延伸，追踪了后发座射电晕西部边缘的整个长度。激波在温度和X射线表面亮度分布中都被探测到，马赫数约为$\mathcal{M}\sim1.5$。表面亮度边缘的位置与无线电发射的边缘很好地对齐，而获得的温度分布似乎表明激波位于半径125-185千秒差距以外。此外，来自温度和密度跳跃的冲击强度是一致的，当使用提取区域平行于无线电晕边缘，但变得不一致，彼此来自径向配置文件集中在后发座星系团的核心。除了单纯的投射效应外，激波的几何形状很可能比具有单一均匀马赫数和近似球对称形状的锋面更为复杂。
2015-12-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku observations of the diffuse x-ray emission across the fermi bubbles' edges
我们提出了朱雀X射线观测沿两个边缘区域的费米泡，8 ~20 ksec的点，在北部的北极支线（ESPUR）的北部周围的北泡和6个跨越最南端的边缘的南泡。去除致密X射线特征后，弥散X射线发射被清楚地检测到，并由三分量光谱模型很好地再现，该三分量光谱模型由来自局部气泡（LB）的未吸收热发射（温度kT ~0.1 keV）、与日冕和/或星系晕（GH）相关的吸收kT ~0.3 keV热发射以及与宇宙X射线背景一致的水平的幂律分量组成。0.3 keV等离子体的发射测量值（EM）朝东北气泡的内部区域下降约50%，而没有伴随的温度变化。然而，在南方泡沫的数据中并没有清楚地看到EM的这种跳跃。虽然目前还不清楚这颗超新星是否来自附近的超新星遗迹，或者与银河系中心内部/周围以前的活动有关，但我们的朱雀观测提供了暗示后一种情况的证据。在后一种框架中，大量吸收X射线的中性物质的存在以及kT ~ 0.3 keV气体的存在可以自然地解释为由周围介质中的气泡膨胀驱动的弱激波，速度v_exp ~300 km/s（对应于激波马赫数M ~1.5），压缩GH气体以形成激波特征。我们还推导出了与气泡相关的任何非热X射线发射分量的上限，并证明了与上述发现一致的是，从其宽带谱的单区轻子模型估计的非热压力和能量与周围热等离子体的非热压力和能量大致平衡。
2014-02-04 astro-ph.HE
Suzaku Discovery of Twin Thermal Plasma from the Tornado Nebula
龙卷风星云（G357.7-0.1）是一个神秘的射电源，位于银河系中心（GC）区域的方向，有明亮的“头”和暗淡的“尾”。我们在这里报告发现两个分散的X射线源的头部和尾部的龙卷风与朱雀卫星。我们在这两个源中发现了高度电离的原子的发射线。的光谱再现的光学薄的热等离子体与共同的温度为0.6-0.7千电子伏。这些源的星际吸收（NH）是相同的，略大于GC距离。由于使用NH值估计的距离与龙卷风的射电观测一致，这些X射线源可能与龙卷风星云有关。在龙卷风两端的双等离子体形态表明，该系统是一个双极/流出源。
2011-07-05 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
Unraveling the Nature of Unidentified High Galactic Latitude Fermi/LAT Gamma-ray Sources with Suzaku
我们报告的结果深X射线跟踪观测的四个不明费米/LAT伽马射线源在银河系高纬度使用朱雀。在费米/LAT操作的前3个月，所研究的对象被检测到具有很高的意义，随后更好地定位在费米/LAT 1年目录（1FGL）。随后讨论了可能与恒星和活动星系的联系，我们的观测为这一辩论做出了重要贡献。特别是，在1FGL J1231.1-1410的95%置信误差圆内发现了X射线点源。X射线光谱与黑体的幂律拟合良好。这支持了最近声称的毫秒脉冲星（MSP）PSR J1231-1411的来源。关于1FGL J1311.7-3429，在LAT误差圆内发现了两个X射线源。即使X射线光谱和变异性的属性进行了访问，其性质和与伽马射线源的关系仍然不确定。我们在1FGL J1333.2+5056区域发现了几个弱X射线源，其中一个与CLASS J1333+5057相一致。我们认为可用的数据与这两个对象之间的关联是一致的。最后，我们在1FGL J2017.3+0603附近探测到了一个X射线源。该天体最近被认为与新发现的MSP PSR J2017+0603相关联，因为空间重合和伽马射线脉冲探测。我们只探测到了J2017+0603类的X射线对应物，而我们确定了脉冲星位置的X射线通量上限。总而言之，我们的研究表明，虽然有相当一部分未识别的高银河纬度伽马射线源与脉冲星和耀变体现象有关，但与其他类别的天体物理对象的关联仍然是有效的选择。
2011-01-12 astro-ph.HE
X-Ray Observations of the Supernova Remnant W28 with Suzaku --- I. Spectral Study of the Recombining Plasma
我们提出了朱雀的混合形态超新星遗迹W28的结果。W28中心区域的X射线谱显示出许多来自高电离原子的明亮发射线。在Si Lyman $α$能区和2.4- 5.0 keV能量区，光学薄的热等离子体在碰撞电离平衡下，无论是单温还是多温，都不能再现线状和凸点状的数据。这些凸起可能对应于类氦硅和硫的辐射复合连续谱。一个简单的重组等离子体模型很好地拟合了凸点结构，但未能拟合低能带。整体光谱可以与具有共同电子温度的多电离温度等离子体拟合。多电离温度被解释为电离和复合时标的元素差异。这些结果更倾向于稀疏方案的起源重组血浆。
2012-02-14 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
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
Fermi-LAT and Suzaku Observations of the Radio Galaxy Centaurus B
半人马座B是一个位于南半球靠近银河平面的射电星系。在这里，我们提出了一个详细的分析约43个月的积累费米-LAT数据的伽马射线对应的源最初报告的第二费米-LAT目录，和新获得的朱雀X射线数据。我们确认它的检测在GeV的光子能量，并分析了LAT数据集中的伽马射线源的扩展和可变性，在LAT数据集中，它似乎是一个稳定的伽马射线发射器。半人马座B的X射线核心被探测到是一个明亮的连续辐射源。然而，我们没有检测到任何来自已知射电瓣的扩散X射线发射，所提供的上限仅与先前声称的ASCA通量略微一致。两种情况下，连接的X射线和伽马射线的属性被认为是。在第一个中，我们假设扩散非热X射线发射分量不显著低于导出的朱雀上限。在这种情况下，模拟逆康普顿辐射表明，观测到的源的伽马射线通量原则上可以在叶内产生。这种关联意味着辐射电子的有效原位加速正在发生，并且波瓣由相对论粒子的压力主导。在第二种情况下，由于弥散X射线发射远低于朱雀上限，系统中的波瓣反而由磁压主导。在这种情况下，观测到的伽马射线通量不太可能在叶内产生，而是在喷流的核部分内产生。通过同步加速器自康普顿模型，我们表明，这种可能性可能是一致的宽带数据收集的未解决的核心半人马座B，包括新派生的朱雀光谱。
2012-11-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Nature of the Stable Soft X-ray Emissions in Several Types of Active Galactic Nuclei Observed by Suzaku
为了限制在许多活动星系核中看到的软X射线过量现象的起源，Noda等人（2011年b）为Markarian 509开发的强度相关光谱分析被应用于具有相对较弱反射特征的五个代表性物体的宽带（0.5-45 keV）朱雀数据。它们是典型的裸核1型Seyfert Fairall 9、明亮而典型的1.5型Seyfert MCG-2-58-22、X射线最亮宽线射电星系之一的3C 382、典型的类Seyfert射电噪类星体4C+74.26和X射线最亮射电宁静类星体MR 2251 -178。在所有的软X射线谱中，能量低于3 keV的软X射线强度与能量在3-10 keV的软X射线强度密切相关，但存在显著的正偏移。当在更精细的能带中计算时，这些偏移在0.5-3 keV中定义稳定的软分量。在每个对象中，该组件成功地解释了幂律拟合以上的软过量。这些组件被解释在几个替代的方式，包括热康普顿化组件，这是独立的占主导地位的幂律排放。从多区康普顿化的角度讨论了这种解释，认为物理上最合理的，这是为黑洞双星天鹅座X-1提出的（Makishima et al. 2008）。
2012-08-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku Observations of the Dwarf Nova V893 Scorpii: the Discovery of a Partial X-ray Eclipse
V893 Sco是一颗食矮新星，在被提出作为RXTE全天回转巡天（XSS）源之前，它几乎没有引起X射线天文学家的注意。在这里，我们报告的指向X射线观测这个对象使用朱雀。正如我们在南非天文台获得的协调光学测光所示，V893 Sco当时处于静止状态。我们的朱雀数据显示V893 Sco是X射线明亮的，具有高吸收光谱。最重要的是，我们发现了V893 Sco的部分X射线食。这是第一次在矮新星的X射线光变曲线中看到日偏食。我们的初步模拟表明，如果V893 Sco中的白矮星发生部分日食，则部分X射线日食在原则上可以重现。对这一天体进行高质量的观测，有可能对X射线发射区的纬度范围施加重大限制，从而区分赤道边界层和球形日冕。因此，部分X射线日食使V893 Sco成为理解静止矮新星吸积物理学的关键对象。
2009-10-18 astro-ph.HE
Suzaku Observations of the Great Annihilator and the Surrounding Diffuse Emissions
我们报告了朱雀观测的1 E 1740.7-2942，一个黑洞候选者称为“大湮灭者”（GA）。朱雀的高质量的光谱提供了最严格的约束的遗传算法的参数。在6.4keV的FeI K α和2.45keV的SXV K α的线像中，在GA周围发现了两个团簇结构。一个名为M359.23-0.04的团簇显示出6.4 keV的谱线，等效宽度约为1.2 keV，在射电CS（J=1-0）图中与分子云有关。因此，来自M359.23-0.04的6.4 keV谱线可能是由于外部X射线源照射的X射线荧光。辐射的X射线可能是人马座A* 过去的耀斑，也可能是附近明亮的源GA。另一个名为G359.12-0.05的星团与射电超新星遗迹候选者G359.07-0.02有关。因此，我们认为G359.12-0.05是G359.07-0.02的X射线对应物。G359.12-0.05具有温度为kT ~ 0.9 keV的薄热等离子体光谱。G359.12-0.05的等离子体参数与银河系中心区域单个超新星遗迹的参数一致。
2010-05-01 astro-ph.HE
Suzaku X-ray Observations of the Fermi Bubbles: Northernmost Cap and Southeast Claw Discovered with MAXI-SSC
我们报告了2013年获得的可能与费米泡相关的大尺度X射线结构的朱雀观测结果，总持续时间约为80 ks。观察到的区域为：（i）在最近由MAXI-SSC提供的中波段（1.7-4.0 keV）图中看到的北帽（N-cap; l ~ 0 deg，45 deg < b < 55 deg）和（ii）在ROSAT全天空图和MAXI-SSC低波段（0.7-1.7 keV）图中看到的东南爪（SE-claw; l ~ 10 deg，-20 deg < b < -10 deg）。在每个区域中，我们检测到扩散的X射线发射，其由三组分等离子体模型表示，所述三组分等离子体模型由来自局部气泡的未吸收的热组分（kT ~ 0.1 keV）、代表星系晕的吸收的kT = 0.30+/-0.05 keV的发射和由于各向同性宇宙X射线背景辐射的幂律组分组成。SE爪中GH分量的发射测量显示出超过周围发射2度的约2.5倍。在编译了来自朱雀和斯威夫特的其他档案数据后，我们还发现整个N-cap的1.7-4.0 keV计数率广泛过剩。N-cap数据的光谱叠加分析表明存在另一个热分量，kT = 0.70（+0.22，-0.11）keV。星系晕的kT ~ 0.3 keV的温度高于费米泡附近普遍存在的kT ~ 0.2 keV的温度，甚至可能更高（~ 0.7 keV）。我们讨论我们的研究结果的背景下，泡沫晕相互作用。
2015-02-04 astro-ph.HE hep-ph
Magnetar Broadband X-ray Spectra Correlated with Magnetic Fields: Suzaku Archive of SGRs and AXPs Combined with NuSTAR, Swift, and RXTE
对2006年至2013年朱雀号观测到的15颗磁星的1-70 keV持续谱进行了研究。结合早期NuSTAR对4个硬X射线发射体的观测，9个天体显示出以$\gtrsim$ 10 keV为主的硬幂律发射，$\sim$ 1- $11\times 10^{-11}$ ergs $^{-1}$ cm $^{-2}$的通量为15- 60 keV。硬X射线亮度$L_{\rm h}$，相对于一个软热表面辐射$L_{\rm s}$，往往变得更高的年轻和强磁化的对象。从以前的研究更新，他们的硬度比，定义为$ξ=L_{\rm h}/L_{\rm s}$，与测得的自旋下降率$\dot{P}$为$ξ=0.62 \times (\dot{P}/10^{-11}\,{\rm s}\,{\rm s}^{-1})^{0.72}$，对应的偶极场强$B_{\rm d}$（$ξ\propto B_{\rm d}^{1.41}$）和特征年龄$τ_{\rm c}$（$ξ\propto τ_{\rm c}^{-0.68}$）的正相关性和负相关性，分别。在我们的样品中，在X射线爆发期间观察到五个瞬态，并将结果与Swift/XRT和RXTE/PCA监测的长期1-10 keV通量衰变进行比较。用地震学中的经验公式近似计算了三次明亮爆发的衰减曲线，表明$\sim$存在10-40 d的平台相。瞬变显示出$L_{\rm s}$ $\sim$…
2017-04-24 astro-ph.HE
A Suzaku Search for Dark Matter Emission Lines in the X-ray Brightest Galaxy Clusters
我们提出了一个搜索的结果不明发射线深朱雀X射线光谱的中心区域的四个X射线最亮的星系团：英仙座，后发座，室女座和蛇夫座。我们采用了优化的能量范围为我们的分析（3.2-5.3千电子伏），这是相对自由的仪器功能，和基线等离子体发射模型，结合了最强的预期发射线在这些能量（S，Ar，Ca）作为自由参数的元素的丰度。对于英仙座星系团的核心，利用这个基线模型，我们发现了能量为$3.51^{+0.02}_{-0.01}$ keV、通量为~ $2.87\times10^{-7}$ ph/s/cm ^2/arcmin ^2的额外发射特征的证据。在稍大的半径处，我们探测到一条能量为3.59+/-0.02 keV、通量为~ $4.8\times10^{-8}$ ph/s/cm ^2/arcmin ^2的发射线。这些特征的能量和通量与先前的说法大致一致，尽管线强度的径向变化与标准暗物质（DM）模型的预测存在张力。假设英仙座发射特征的DM起源衰变，使我们能够预测样本中其他星系团的能量和线通量。关键的是，我们没有检测到在后发座，室女座和蛇夫座星系团的预测能量和线通量的发射功能。每个星团中发射线强度的99.5%的上限低于衰退的DM模型预测，从英仙座星团中心缩放，显然排除了模型。根据这些结果，我们寻找其他解释的~3.55千电子伏的发射功能在英仙座。我们的研究结果表明，系统的影响与建模复杂的光谱英仙座集群核心，假设的…
2014-11-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
Data-oriented Diagnostics of Pileup Effects on the Suzaku XIS
我们提出了一个系统的研究结果的堆积现象中看到的X射线成像光谱仪，一个X射线CCD仪器，板载朱雀天文台。使用一个数据集的观察到的源在很宽的范围内的亮度和光谱硬度，我们的特点是堆积分数，光谱硬化，和梯度迁移作为一个函数的观察到的计数率在帧每像素。使用堆积分数作为堆积程度的度量，我们发现，相对光谱硬化（硬度比归一化的固有光谱硬度），分支比的分裂事件，和分离事件的单调增加堆积分数的增加，尽管各种亮度和硬度的样品源。我们推导出堆积分数作为用于事件提取的半径的函数。根据实际考虑，我们发现半径以外的事件与堆积分数为1%或3%的频谱分析是有用的。我们提供了相关的图表和软件，以方便用户谁愿意应用我们的方法，他们的数据减少堆积源。
2011-12-08 astro-ph.HE astro-ph.IM
The Vela X pulsar wind nebula through the eyes of H.E.S.S. and Suzaku
脉冲星风星云（PWNe）是银河系中最极端的粒子加速器之一，被认为是多TeV电子/正电子源，也是银河系γ射线源的主要类别之一。船帆座X是一个距离地球290 pc的近距离PWN，具有巨大的视尺寸（$>1^\circ$）。H.E.S.S.一组大气切伦科夫成像望远镜探测到船帆座X星是已知最亮的TeV伽马射线源之一。使用H.E.S.S.与X射线观测中已知的细长结构相吻合，并被称为茧，似乎是从脉冲星风终止激波区域发出的。茧的光谱能量分布在大约10 TeV处达到峰值，然后呈现出可以用H.E.S.S.精确测量的截止值。因为光源的亮度太高了在截止区辐射反康普顿伽马射线的电子是相同的负责在能量$> 1$ keV的X射线同步辐射。因此，Vela X提供了一个独特的测试案例，在其中我们可以用最少的建模假设来约束截止区加速轻子的密度和光谱以及磁场特性。由于源的接近/大的表观尺寸，这可以在PWN上以空间分辨的方式完成。我们将分析H.E.S.S.数据与朱雀太空望远镜的X射线数据相结合。我们将讨论粒子加速和传输背后的机制的影响，限制星云中不同位置的磁场强度，并探测磁场湍流。
2017-08-01 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 Observation of the High-Inclination Binary EXO 0748-676 in the Hard State
利用2007年12月25日获得的46 k s朱雀星数据，研究了低质量X射线双星EXO 0748 $-$ 676的X射线光谱特性。在假定的7.1千秒差距的距离上，数据给出了0.6 $-$ 55千电子伏的持续未吸收光度为$3.4\times10^{36}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。该源处于相对明亮的低/硬态，其中0.6 $-$ 55 keV谱可以通过"双种子"康普顿化模型成功地解释，该模型结合了具有$\sim13$ keV电子温度的共同电晕。种子光子被认为是由中子星表面和一个较冷的截断圆盘提供的。与处于低/硬态的非倾斜低质量X射线双星样品相比，光谱受到更强的康普顿化，具有相对较大的康普顿化$y$-参数$\sim1.4$和较大的日冕光学深度$\sim5$。当归因于EXO 0748 $-$ 676的高倾角时，这一结果表明康普顿化日冕可以沿着盘平面伸长，并且当从边缘倾斜角度观察时，为种子光子提供了更长的路径。
2016-03-18 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 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
Multiband Diagnostics of Unidentified 1FGL Sources with Suzaku and Swift X-ray Observations
我们已经分析了所有档案X射线数据的134个身份不明（unID）的伽马射线源中列出的第一个费米/LAT（1FGL）目录，随后由斯威夫特/XRT跟进。我们为每个探测到的X射线源构建了从射电到伽马射线的光谱能量分布（SED），并试图挑选出显示异常光谱特征的独特物体。在这些分析中，我们针对所有的1FGL unID源，使用更新的数据从第二费米/LAT（2FGL）目录上的LAT位置和光谱。我们发现了几个潜在的有趣对象，特别是三个源，1FGL J0022.2-1850，1FGL J0038.0+1236和1FGL J0157.0-5259，然后作为2012年AO 7计划的一部分，朱雀号对它们进行了更深入的观察。我们成功地检测到一个X射线对应的每个源的X射线光谱很好地拟合一个单一的幂律函数。在2FGL误差圆中，与明亮的射电对应物（目前被确定为活动星系核）的位置重合表明，这些肯定是来自同一活动星系核的X射线发射，但它们的SED表现出各种各样的行为。特别是，1FGL J0038.0+1236的SED很难用Blazar的传统辐射模型来解释。源1FGL J0022.2-1850可能处于低频峰值BL Lac和高频峰值BL Lac天体之间的过渡态，1FGL J0157.0-5259可能是一种罕见的极端耀变体。我们讨论了朱雀观测到的这三个源的可能性质，以及Swift/XRT观测到的所有134个源的X射线鉴定结果…
2013-07-22 astro-ph.HE
IGR J17544-2619 in depth with Suzaku: direct evidence for clumpy winds in a supergiant fast X-ray transient
我们提出的第一个直接证据，致密团块的物质在伴风中的超巨星快速X射线瞬变（SFXT）的二进制。这被看作是一个短暂的增强吸收期间的一个明亮的，快速的耀斑，区分这些系统。研究对象是IGR J17544-2619，与日本朱雀卫星共积累了236 k的数据。这一时期的活动跨越了近10000光度的动态范围，并详细介绍了SFXT的行为。
2009-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Suzaku observes weak flares from IGR J17391-3021 representing a common low-activity state in this SFXT
本文分析了用朱雀星收集的超巨星快X射线瞬变（SFXT）IGR J17391-3021（=XTE J1739-302）的37-ks观测结果。源从平静发展到低活动水平，最终在三个弱耀斑持续约3 ks，其中峰值亮度只有一个因素的5倍，耀斑前的亮度。在0.5- 10 keV范围内，观测到的最小光度为1.3 × 10^33 erg/s（d/2.7 kpc）^[2]。微弱的耀斑伴随着光谱参数的显著变化，包括柱密度（nH =（4.1+-0.5 x10 ^22/cm ^2），它是静止时测量的吸收的2- 9倍。恒星风物质的模糊团块的吸积可以解释小耀斑和nH的增加。将这一观察结果放在最近的雨燕监测活动的背景下，我们发现，弱耀斑事件，或至少是在静止水平之上但远低于中等亮度或高亮度爆发的增强活动时期，在0.5- 10 keV能量范围内，占所有观测结果的60+-5%以上，使其成为IGR J17391发射行为中最常见的状态。3021
2010-12-03 astro-ph.HE
The Broad-band X-ray Spectrum of IC 4329A from a Joint NuSTAR/Suzaku Observation
我们已经获得了深刻的，同时观察明亮的，附近的塞弗特星系IC 4329A与朱雀和NuSTAR。通过详细的光谱分析，我们能够鲁棒地分离光谱中的连续谱、吸收谱和远距离反射谱。吸收列被认为是适度的$N_H = 6 \times 10^{21}$厘米$^2$，并没有引入任何显着的曲率在Fe K带。我们能够对加宽的Fe Kα线的存在施加强约束：$E = 6.46^{+0.08}_{-0.07}$ keV静止框架与$σ = 0.33^{+0.08}_{-0.07}$ keV和$EW = 34^{+8}_{-7}$ eV，尽管我们不能约束相对论反射模型的任何参数。这些结果突出了在附近明亮的活动星系核中观察到的宽Fe Kα线强度范围（大约一个数量级），并暗示了这些源中内部吸积盘的物理性质的相应范围。我们还更新了我们以前报告的测量的高能量截止的硬X射线发射使用两个天文台，而不仅仅是NuSTAR单独：$E_{cut} = 186 \pm 14$ keV。这种高能量截止作为日冕电子等离子体温度的代理，使我们能够进一步将该参数从等离子体的光学深度中分离出来，并更新我们对这些参数的结果。我们推导出$kT = 50^{+6}_{-3}$ keV与$τ = 2.34^{+0.16}_{-0.11}$使用球形几何形状，$kT = 61 \pm 1$ keV与$τ = 0.68 \pm 0.02$用于板几何形状，两者…
2014-04-29 astro-ph.HE
Suzaku and NuSTAR X-Ray Spectroscopy of gamma Cas and HD110432
伽玛射线和它的十几个类似物组成了一个小的，但独特的X射线源的类别。它们是早期的Be型恒星，具有异常坚硬的热X射线发射。X射线的产生机制一直处于激烈的争论之中。两个相互竞争的观点是（i）Be星及其盘的磁活动和（ii）未被确认的白矮星（WD）的质量吸积。我们采用后者作为一个工作假设，并应用物理模型来描述的X射线光谱的经典WD双星包含一个晚型的同伴。非磁性和磁性吸积WD的模型被应用到伽马Cas和其最明亮的模拟HD110432使用朱雀和NuSTAR数据。用两种模型对光谱进行了拟合，其中包括Fe I荧光和康普顿反射的几何一致性。所导出的物理参数，如WD质量和质量吸积率，是在一个合理的范围内相比，他们的经典WD二元对应。在X射线光谱（部分覆盖，铁L线，和铁I荧光）的其他证据不足以将这两个来源归类为一个子类的吸积WD双星。我们讨论了进一步的观察，特别是长期的时间行为，这是重要的阐明这些来源的性质，如果他们确实主机吸积WD。
2018-09-05 astro-ph.HE
Energy Spectra of the Soft X-ray Diffuse Emission in Fourteen Fields Observed with Suzaku
本文介绍了用朱雀观测到的十二个场的软漫射X射线发射，以及以前分析中的另外两个场。所有的星系都有65度< l < 295度的星系角，以避免来自非常明亮的漫射源的贡献，该漫射源从银河系中心延伸至少30度。朱雀星9个观测场的表面亮度在统计上与ROSAT全天巡天（RASS）值一致，在R45波段的差异上限为17 x 10^{-6} c s^{-1} amin^{-2}。Ovii和Oviii的强度彼此之间有很好的相关性，Ovii的发射在约2个光子s^{-1} cm^{-2 str^{-1}（LU）处显示出强度下限。高纬度的Oviii辐射与地面上方过量的Ovii辐射有密切的相关性，（Oviii强度）= 0.5 x [（Ovii强度）-2 LU]，这表明不同视线上的平均温度在约0.2 keV附近有一个狭窄的分布。我们认为Ovii的偏移强度来自太阳层太阳风的电荷交换，可能来自本地的热泡，而多余的Ovii（2-7 LU）是来自银河系更遥远的部分的发射。这个星系辐射的总辐射热光度估计为4 x 10^{39} erg s^{-1}，其特征温度可能与银河系的维里温度有关。
2009-05-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Sub-MeV Band Observation of a Hard Burst from AXP 1E 1547.0-5408 with the Suzaku Wide-band All-sky Monitor
2.1秒的异常X射线脉冲星1 E 1547.0-5408在2009年1月22日表现出一次X射线爆发，发出大量的短爆发。朱雀号上的宽带全天空监测器（WAM）在1月22日00：57-17：02 UT期间从1 E 1547.0-5408方向检测到至少254个160 keV-6.2 MeV波段的爆发。其中一个爆发发生在06：45：13，产生了0.5-6.2MeV范围内最亮的通量，平均通量为0.16-6.2MeV，外推25 keV-2 MeV的通量分别约为3x 10 -6 erg cm-2 s-1和3x 10 -4 erg cm-2。经过堆积修正后，该爆发的时间分辨WAM光谱在0.16-6.2MeV范围内通过两个组件模型拟合良好;具体地说，黑体加上光学薄的热韧致辐射或黑体和幂律组件与指数截止的组合。这些结果进行了比较与以前的作品报告的持续发射和较弱的短脉冲，然后由相同的爆发。
2015-02-28 astro-ph.HE
X-ray study of extended emission around M86 observed with Suzaku
通过对M86及其邻近地区的朱雀星观测数据的分析，我们发现M86的核心、羽流、向西北方向延伸的尾流以及它们周围的扩展晕都被清晰地探测到。从位置角$\sim45°$到$\sim275°$，用$β\sim0.5$的单个$β$ -模型可以较好地代表地核和扩展晕的表面亮度分布，直到15 '-20'。核心的X射线谱用$kT\sim 0.9$ keV和$\sim0.6$ keV的双温模型表示。核心和晕的温度在中心有一个正梯度，在$r\sim7'$处达到最大值$kT\sim1.0$ keV，表明晕气体处于比星系更大尺度的势结构中。羽流和尾部的温度分别为$0.86\pm0.01$ keV和$1.00\pm0.01$ keV。我们成功地确定了$α$ -元素的丰度分别为核心，羽，尾巴，和晕的第一次。相对于铁的abdrons比率是一致的，除了Ne的太阳能比率。Fe的丰度在核心和羽流中为$\sim0.7$，而在尾部为$\sim1.0$，但考虑到ICM的不确定性，差异并不显著。在$r\sim10'$附近，晕的丰度几乎相同，而在$r\gtrsim10'$附近，晕的丰度明显变小（0.2-0.3），表明低金属丰度的气体仍然存在于外晕中。根据表面亮度分布，我们估算了$r<100$ ~kpc中的气体质量（$\sim3\times10^{10}M_\odot$）和动力学质量（$\sim3\times10^{12}M_\o…
2017-02-20 astro-ph.HE
High-resolution X-ray Spectra Of The Symbiotic Star SS73 17
SS 73 17是一颗无害的Mira型共生星，直到Integral和Swift发现了它明亮的硬X射线发射，将它加入了“硬X射线发射共生星”的小类。朱雀在2006年的观测结果显示，它也发射了三条明亮的铁谱线，在0.3-2 keV的带通中几乎没有发射。我们在这里提出的后续观测与钱德拉HETG和朱雀，确认较早的检测到强发射线的Fe K α荧光，Fe XXV和Fe XXVI，但也显示出显着更软的X射线发射。高分辨率光谱还显示了其他高度电离离子的发射线，如Si XIV和可能的S XVI。此外，使用最新校准对2006年朱雀数据进行的重新分析表明，硬（15-50 keV）X射线发射比以前认为的要亮，并且在2006年和2008年的数据中保持不变。从Fe XXV线计算的G比表明，这些线是热的，而不是光电离，在原产地。除了硬X射线发射外，来自两个时期的光谱可以使用热辐射拟合，假设基于与完全和部分吸收体相结合的冷却流模型的差分发射测量。我们表明，可以接受的拟合，可以得到所有的数据在1-10千电子伏波段的变化，只有部分吸收。根据温度和吸积速率，热辐射似乎是由吸积白矮星和吸积盘之间的边界层产生的。
2009-12-14 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
Recombining Plasma in the Gamma-ray Emitting Mixed-Morphology Supernova Remnant 3C 391
费米伽马射线空间望远镜（Fermi-LAT）上的大面阵望远镜（Large Area Telescope）发现了一组与分子云（MC）相互作用的中年混合形态（MM）超新星遗迹（SNRs）。最近对朱雀X射线卫星的观测表明，其中一些相互作用的伽马射线发射SNR，如IC 443，W 49 B，W 44和G359.1-0.5，具有过电离等离子体。3C 391（G31.9+0.0）是另一个与MC相互作用的银河系MM SNR。它被Fermi-LAT在GeV γ射线中观测到，也被Suzaku在0.3 $-$ 10.0 keV X射线波段观测到。在这项工作中，3C 391被发现在GeV的γ射线与$\sim$ 18 $σ$的意义，我们表明，GeV的发射是点状的性质。GeV的伽马射线谱被证明是最好的解释中性π介子的衰变假设质子遵循打破幂律分布。利用朱雀实验数据揭示了3C 391中硅和硫的辐射复合结构。本文讨论了这类辐射等离子体和强子γ射线的可能起源。
2014-06-09 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
Suzaku observation of a high entropy cluster Abell 548W
Abell 548 W是位于Abell 548区域的星系团之一，它的X射线光度比有序星系团低一个数量级，这与已知的团内介质温度（ICM）与X射线光度（kT-LX）关系有关。星团的西北部和北部有一对弥散射电源，两者距离星团中心约10'。它们是候选的射电遗迹，经常与合并星团有关。朱雀深观测与曝光量为84.4 ks进行搜索合并在这个集群中的签名。XIS探测器成功地探测到了距离星团中心16'的ICM发射。其中心周围的温度约为3.6 keV，最外面的区域约为2 keV。XMM-Newton报告的遗迹候选者移动到星团中心的热区（~6 keV）在朱雀数据中没有看到，尽管其3.6 keV的温度本身高于射电源周围2.5 keV的平均温度。此外，一个冷（kT ~0.9 keV）组件的签名被发现西北源周围。在其外缘还发现了一个边缘温度跃变，与射电遗迹的冲击加速度起源的经典观点一致。该星团的中心熵最高，约为400 keV cm ^2，是所谓的低表面亮度星团之一。考虑到它的形状本身是相对圆形和光滑的，而且它的温度结构几乎是平坦的，可能的情况下合并进行了讨论。
2016-02-11 astro-ph.HE
Suzaku Observations of PSR B1259-63: A New Manifestation of Relativistic Pulsar Wind
我们观察PSR B1259-63，一个年轻的非吸积脉冲星绕Be星SS 2883，8倍，与朱雀卫星在2007年，描述的X射线辐射之间的相互作用产生的脉冲星相对论风和Be星流出。X射线光谱在0.6-10 keV范围内显示出无特征的连续谱，由具有宽范围光子指数1.3-1.8的幂律建模。当结合朱雀PIN探测器，允许在硬15-50千电子伏波段的光谱分析，X射线光谱显示在5千电子伏在某个时代的突破。把该系统看作是一个致密化的脉冲星风星云，其中假设e+e-对在脉冲星风的内部激波前沿被加速，我们把X射线光谱突变归因于与相对论脉冲星风γ_1 = 4 × 10 ^5的洛伦兹因子相关的同步辐射的低能截止。我们的研究结果表明，恒星光子的康普顿化的未受冲击的脉冲星风将访问（或严格限制）的观测与费米伽玛射线太空望远镜在下一个近星通过。PSR B1259-63系统使我们能够直接探测脉冲星风的基本性质，是对大尺度脉冲星风星云研究的补充。
2009-04-07 astro-ph.HE
Suzaku Observations of Spectral Variations of the Ultra Luminous X-ray Source Holmberg IX X-1
使用朱雀号对超亮X射线源（ULX）Holmberg IX X-1进行了两次观测，一次是在2012年4月13日，另一次是在2012年10月24日，曝光量分别为180 ks和217 ks。该源显示出硬幂律形状的谱，在$\sim 8$ keV处具有温和的截止，这是ULX相对较暗时的典型特征。在这两种情况下，0.6-11 keV的谱都成功地用冷（$\sim 0.2$ keV）多色盘黑体发射模型和由具有相对较低温度和高光学深度的电子云产生的热康普顿化发射，假设盘黑体光子的大部分被康普顿化，而其余的被直接观察到。0.5-10 keV的光度在4月份为$1.2\times10^{40}$ erg s $^{-1}$，10月份为$\sim 14\%$。这种增亮伴随着$\ge 2$ keV的光谱软化，而$\le 2$ keV的光谱形状几乎没有变化。如果吸积盘保持不变，而电子云覆盖了盘的可变部分，这种行为可以理解。吸收柱密度与银河视线值一致，变化不超过$1.6\times 10^{21}$ cm $^{-2}$。连同无特征的光谱，这些属性可能不容易调和与超临界吸积的情况下，这个来源。
2016-10-20 astro-ph.HE
Spectral and Timing Studies of Cyg X-1 in the Low/Hard State with Suzaku
从2005年到2009年，朱雀号对天鹅座X-1进行了25次观测，总曝光量为446 ks。在所有的观测中，源被发现在低/硬状态，而1.5- 12.0千电子伏的计数率的全天空监视器机载RXTE变化了约3倍。在每一次观测中，10- 60 keV的HXD-PIN谱和60- 400 keV的HXD-GSO谱都成功地用热康普顿化模型加上厚中性物质的反射进行了拟合。随着软X射线强度的增加，发现康普顿y参数从1.0减小到0.6，而反射的立体角增加约30%。还进行了0.001- 10 Hz频率范围内的定时分析。随着源在软X射线中变得更亮，硬X射线变化的特征频率从0.03 Hz增加到0.3 Hz，而在0.001- 0.01 Hz上积分的分数硬X射线变化减少了约5倍。一般发现60- 200 keV波段的信号比10- 60 keV波段的信号在更短的时间尺度上变化。这些光谱和时间的结果可以一致地解释，假设增加质量吸积率导致康普顿热日冕收缩，而光学厚盘侵入更深。
2011-07-18 astro-ph.HE
Discovery of Diffuse Hard X-Ray Emission from the Vicinity of PSR J1648-4611 with Suzaku
我们用朱雀号观测了脉冲星PSR J1648-4611。在视场中发现两个X射线源，朱雀J1648-4610（Src A）和朱雀J1648-4615（Src B）。Src A与脉冲星PSR J1648-4611重合，后者也被费米伽马射线太空望远镜探测到。硬带图像表明Src A在空间上延伸。我们利用同一区域的Chandra图像在Src A附近发现了点源，但点源具有软X射线发射，不能解释Src A的硬X射线发射。Src A的硬带光谱可用幂律模型再现，光子指数为2.0^{+0.9}_{-0.7}。2-10 keV波段的X射线通量为1.4 \times 10^{-13} erg cm^{-2} s^{-1}。弥散发射表明PSR J1648-4611周围有一个脉冲星风星云，但Src A的光度远大于脉冲星自旋向下光度的预期。HESS J1646-458的部分甚高能量伽马射线发射可能是由PSR J1648-4611驱动的脉冲星风星云提供动力的。Src B具有软发射，其X射线谱可用幂律模型描述，光子指数为3.0^{+1.4}-{0.8}。在0.4-10 keV波段的X射线通量为6.4 \times 10^{-14} erg s^{-1} cm^{-2}。在文献中没有发现Src B的对应物。
2013-01-25 astro-ph.HE
Suzaku View of the Supernova Remnant RCW 86: X-Ray Studies of Newly-Discovered Fe-Rich Ejecta
我们报告的超新星遗迹（SNR）RCW 86与朱雀观测的成像和光谱分析的结果。SNR是已知的表现出K壳层发射的低电离铁，可能来自超新星喷出物。我们首次揭示了整个残骸中富铁等离子体的全球分布;从西部、北部和南部地区，除了西南部和东北部的X射线更亮的外壳外，还清楚地检测到了铁-钾发射，在那里已经报道了富铁喷出物的存在。每个区域的光谱很好地代表了由低温和高温热等离子体和非热发射的三个组件的模型。较低温度的成分，与太阳值附近的元素丰度，可能源于向前冲击的星际介质，而富铁的喷出物被描述为较热的等离子体。根据西部地区正、反向冲击波的形态，估算出典型爆炸能量约为1 × 10^{51}尔格时，喷出物的总质量为1- 2兆太阳。来自整个SNR的Fe-K发射的积分通量大致对应于约1M_sun的总Fe质量。这两个估计都表明这个SNR的Ia型超新星起源。我们还发现了可能的证据，铁丰富的团块位于超出了前向冲击波前在北部边缘，这让人想起在第谷和船帆座SNRs观察到的喷出物结。
2012-02-08 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
No X-Ray Excess from the HESS J1741-302 Region except a New Intermediate Polar Candidate
利用朱雀卫星，我们观测到了一个未确认的TeV γ射线源HESS J1741 $-$ 302及其周围。没有从HESS J1741 $-$ 302的明亮的南方发射峰检测到扩散或点状X射线源。从它的邻域中，我们在$(α, δ)_{\rm J2000.0} = (\timeform{17h40m35.6s}, \timeform{-30D14m16s})$的位置发现了一个新的中间极候选者，它被指定为朱雀J174035.6 $-$ 301416。Suzaku J174035.6 $-$ 301416的光谱在能量为6.4、6.7和7.0 keV处显示出发射线，这些发射线可分别归属为中性铁、类He铁和类H铁的K $α$线。在432.1 $\pm$ 0.1 s的周期处发现了一个相干脉动。脉冲轮廓在硬X射线带（4 $-$ 8 keV）中是准正弦的，但在软X射线带（1 $-$ 3 keV）中更复杂。中等周期的脉动、能量通量和铁K $α$线的存在表明朱雀J174035.6 $-$ 301416可能是一颗中等极性的双星，属于磁化的白矮星双星（激变变星）。在此基础上，我们对GCDX的起源给出了一些启示，并对HESS J1741 $-$ 302和PSR B1737 $-$ 30作了简要评述。
2011-06-15 astro-ph.HE
