On the reality of broad iron L lines from the narrow line Seyfert 1 galaxies 1H0707-495 and IRAS 13224-3809
我们使用长时间XMM-牛顿观测对1H 0707 -495和IRAS 13224-3809进行了时间分辨光谱分析。这些都是强变窄线塞弗特1星系，并显示广泛的功能约1千电子伏，已被解释为相对论广泛的铁L $α$线。这些特征在其他活动星系核中没有被清楚地观察到，尽管有时具有最佳拟合的模糊反射模型所要求的高铁丰度。鉴于这些线的重要性，我们探讨的可能性，如果快速变化的光谱参数可能会引入广泛的颠簸/骤降人工的时间平均光谱，这可能会被误认为是加宽线。我们通过使用长（> 100 ks）XMM-牛顿观测进行时间分辨光谱并将其划分为具有几ks典型曝光的段来测试该假设。我们从每个这样的片段提取光谱，并使用由幂律表示硬组分和黑体表示软发射组成的双组分唯象模型进行建模。正如预期的那样，这两个源显示出光谱参数的变化。利用这些变化趋势，我们模拟了每个片段的模型光谱，然后共同添加以获得组合的模拟光谱。在模拟的光谱中，我们发现没有广泛的功能低于1千电子伏，特别是没有偏差0.9千电子伏附近看到的真正的平均光谱。这意味着广泛的铁L？在这些源的光谱中看到的线不是光谱分量变化的伪像，因此提供了该线确实是真实的证据。
2016-07-09 astro-ph.HE
X-ray reverberation lags from the 1.5 Seyfert galaxy NGC 5273
本文报道了对一个近源、宽线、早型活动星系核NGC 5273的90 ksXMM-牛顿观测的X射线谱定时分析结果。X射线光谱显示在高能量下清楚地存在反射成分，在6.4 keV处具有清晰的窄铁谱线特征，与远距离反射一致。应用相对论反射模型，我们发现只有边缘的证据，更广泛的相对论线组件。然而，交叉光谱分析显示，在4和6 $\times 10^{-4}$ Hz之间，5-8 keV带滞后于2-3 keV带，这意味着来自靠近黑洞的物质的铁线的反射。从滞后能谱的分析，我们发现了一个广泛的，但歪斜的线与$\approx$ 1000 s的峰值在7.5 keV相对于连续，我们解释为铁线的混响光谱从照明吸积盘。从滞后能谱形状的不对称性，我们还发现该源与有一个倾角$\geq 45^\circ$是一致的。
2019-12-12 astro-ph.HE
Analysing the Suzaku Spectra of the Broad-Line Seyfert 1 Galaxy CBS 126
我们分析了新的同步\emph{Suzaku}和\emph{Swift}数据的宽线塞弗特1（BLS1）星系CBS 126。在源光谱中有一条清晰的Fe发射线和一个强的软过剩。我们拟合的光谱与相对论反射模型，并发现该模型往往适合与高铁丰度的数据可能是由于大的软过剩本。通过对差值和RMS谱的检验，我们发现在$\sim$ 0.89 keV处可能存在一个吸收边，这可能是由氧或氖引起的。我们还产生了时间分辨光谱的分析，以检查边缘的存在。虽然在时间分辨光谱中更需要高的铁丰度，但太阳铁丰度模型与吸收边一起给出了更物理的解释。电离参数的变化是一种替代的，似是而非的解释过剩的差异光谱。从目前的数据很难知道这个源中是否有热吸收体。为了进一步研究可能的热吸收体的存在，需要更高的信噪比的低能量数据。这里提出的工作初步表明，BLS1的光谱可以用相对论反射模型来解释，类似于在它们的窄线表兄弟中经常看到的模型。
2012-06-20 astro-ph.HE
The final verdict by XMM-Newton: the X-ray obscured Seyfert galaxy NGC5506 has a broad Fe K-alpha line
我们提出了第一个明确的证据，广泛（高斯宽度~330 eV）的铁K-α荧光发射线的组成部分，在X射线模糊窄线塞弗特1星系NGC 5506。这是2001年2月至2009年1月期间XMM-牛顿天文台对该源进行光谱监测活动的主要结果。宽线没有极端的向红偏度。如果用相对论分量建模，线的轮廓与平坦的辐射率径向依赖性（α ~1.9）一致。盘的倾角（~40度）名义上比在未被遮蔽的活动星系核中观察到的要大，这与大多数塞弗特2星系中加宽的铁线测量结果一致。数据的质量使我们能够分解完整的铁发射线复合体，并研究其长期（数周至数年的时间尺度）的变化模式。中性和窄铁K-α核心的强度在监测活动期间保持不变。这表明，在NGC 5506中，负责初级活动星系核连续区的非相对论性后处理的光学厚气体可能位于环面中，而不是在光学宽线区。
2010-04-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
Exploring the spectral variability of the Seyfert 1.5 galaxy Markarian 530 with Suzaku
对2012年朱雀号观测到的Seyfert 1.5星系Markarian 530进行了分析，发现其表现出两种不同的变化模式，这两种模式相互独立。首先，光谱经历从软光谱到硬光谱的平滑过渡。其次，光谱显示出更快的变化，似乎局限于一个非常窄的能带（~ 1-3 keV）。三个物理模型（模糊反射，部分覆盖，和软康普顿）进行了探讨，以模拟观测的平均光谱以及光谱状态的变化。发现所有三种模型都能很好地拟合平均光谱和光谱变化。更快的变化表现为正弦函数的两个周期，但我们不能将其归因于周期性变化。Fe的K-α带具有窄的6.4千电子伏的发射线一致的起源从遥远的环面。此外，中性铁谱线的蓝向特征与来自类氦和类氢铁的发射一致，这可能源于环面的高度电离层，但在~ 6.7 keV处的宽高斯分布也很好地拟合了光谱。
2018-05-17 astro-ph.HE
A Disc Reflection Model for Ultra-Soft Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies
本文详细分析了XMM-牛顿法对5个窄线塞弗特1星系（NLS 1）的观测结果。它们都显示出非常软的连续辐射在X射线波段的光子指数为$Γ\gtrsim 2.5$。因此，在本文中，它们被称为“超软”NLS 1。通过模拟他们的光学/UV-X射线光谱能量分布（SED）与反射为基础的模型，我们发现的迹象表明，在这些超软NLS 1的光盘表面是在一个更高的电离状态比其他典型的Seyfert 1活动星系核。我们的最佳拟合SED模型表明，这五个超软NLS 1的爱丁顿比为$λ_{\rm Edd}=1-20$，假设可用的黑洞质量测量。此外，我们的模型推断，这些超软NLS 1中的光盘能量的很大一部分以非热发射的形式辐射出去，而不是光盘的热发射。由于它们的极端性质，在铁带中对这些源进行X射线观测特别具有挑战性。未来的观测，例如雅典娜，将使我们能够更清楚地了解铁谱带的光谱形状，从而将反射模型与其宽带光谱的其他解释区分开来。
2022-05-17 astro-ph.HE
Multi-epoch X-ray spectral analysis of the narrow-line Seyfert 1 galaxy Mrk 478
对窄线Seyfert 1（NLS 1）活动星系核（AGN）Mrk 478进行了多历元X射线谱和变率分析。从2001年到2017年，来自XMM-牛顿和朱雀卫星的所有可用X射线数据都使用各种物理模型进行建模，包括部分覆盖，软康普顿化和模糊反射，以解释16年来观察到的光谱形状和变化。所有模型都是数据集的相似统计拟合，尽管数据集之间的变异性分析有利于模糊反射模型。特别是，变化可以归因于初级日冕发射通量的变化。不同的反射模型同样很好地拟合数据，但解释不同。reflionx的使用预测了一个低光盘电离和幂律为主的光谱，而relxill预测了一个高度电离和模糊的反射为主的光谱。幂律占主导地位的光谱可能更符合正常的X射线-UV光谱形状（aox）。这两个模糊的反射模型都暗示了一个在低倾角下看到的快速旋转的黑洞，并且都需要亚太阳（~0.5）丰度的铁。所有的物理模型需要一个狭窄的排放功能，在6.7千电子伏可能归因于铁二十五排放，而没有证据表明一个狭窄的6.4千电子伏线从中性铁检测。
2019-09-04 astro-ph.HE
A Variable Partial Covering Model for the Seyfert 1 Galaxy MCG-6-30-15
我们为塞弗特1星系MCG-6-30-15提出了一个简单的光谱模型，它可以通过改变部分覆盖分数来解释1 - 40 keV光谱变化的大部分，类似于Miller等人提出的模型。我们的光谱模型由三个连续分量组成：（1）直接幂律分量，（2）被轻度电离的介入物质严重吸收的幂律分量，（3）远离黑洞的冷盘反射分量，具有中等立体角（Ω/2π \approx 0.3），伴随着窄的荧光铁线。前两个分量受周围高电离薄吸收体的影响，其N_H \approx为10^{23.4}cm-2，对数吸收系数\approx为3.4。第二部分中的重吸收体分裂成许多云，每个云由具有不同电离状态和柱密度的辐射区、主体（N_H \approx 10^24.2 cm-2，log H2O \approx 1.6）、包层（N_H \approx 10^22.1 cm-2，log H2O \approx 1.9）和可能完全不透明的核心组成。电离吸收体的这些参数以及X射线源的固有光谱形状完全不变。中央的X射线源是适度延伸的，它的光度变化不大。观测到的通量和光谱变化主要是由中心源的几何部分覆盖率从0（未覆盖）到\sim 0.63的视线中的电离云的干预的变化来解释。重吸收组分的电离铁K边缘解释了大多数看似宽的线状特征，这是MCG-6-30-15的一个众所周知的光谱特征。直接分量和吸收分量反相关，相互抵消它们的变化，使得分数光谱变化在铁能带处…
2012-07-30 astro-ph.HE
Can the relativistic light bending model explain X-ray spectral variations of Seyfert galaxies?
许多Seyfert星系的X射线能谱都具有Fe-K宽发射线特征。观测到的谱线有三个明显的特征：（1）谱线轮廓是倾斜的，并显示出明显的低能尾;（2）Fe-K带具有低的变化性，这在均方根（rms）谱中产生了宽而深的倾斜;（3）该带中的光子比相邻能带中的光子具有几个$R_g/c$振幅的时间滞后，其中$R_g$是引力半径。“相对论性光弯曲模型”被提出来解释这些观察到的特征，其中一个紧凑的X射线源（灯柱）以上的极端克尔黑洞照亮吸积盘的最里面的区域。在本文中，我们批判性地审查相对论性光弯曲模型计算均方根谱和滞后功能，使用光线追迹技术，当灯柱上的黑洞自旋轴垂直移动。因此，我们发现，所观察到的深均方根倾角要求铁是非常过剩（$\gtrsim10$太阳），而所观察到的滞后幅度是一致的正常铁丰度。此外，在高通量状态的滞后的消失需要一个源高度高达$\sim40\,R_g$，这与相对论宽发射线的功能。我们的模拟与混响特征随着较大的源高度移动到较低频率的数据一致，然而，如果这种情况是正确的，则模拟预测在低频处检测到明显的Fe-K滞后，这在数据中不受约束。因此，我们认为相对论性光弯曲模型可能不能解释Seyfert星系的特征Fe-K光谱变化。
2018-02-22 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
Deep X-ray spectroscopy and imaging of the Seyfert 2 galaxy, ESO 138-G001
我们提出了一个光谱和成像分析的XMM牛顿和钱德拉观测的塞弗特2星系ESO 138-G 001，其目的是表征环核材料负责软（0.3-2.0 keV）和硬（5-10 keV）X射线发射。我们确认，该源被吸收的康普顿厚的气体。然而，如果使用冷环形材料后处理的自洽模型（MYTorus），则可能的情况要求吸收器是不均匀的，其沿视线的柱密度大于通过环形的所有视线上积分的平均柱密度。铁发射线可能是由中等电离铁（FeXII-FeXIII）产生的，如移动的质心能量和低Kβ/Kα通量比所示。软X射线发射主要是由发射功能，其主要的激发机制似乎是光电离，证实了线诊断和使用自洽模型（云）。
2015-07-28 astro-ph.GA 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
X-ray time delays in the Narrow Line Seyfert 1 galaxy PG 1244+026
本文分析了窄线塞弗特1（NLS 1）星系PG 1244+026（$M_{\rm BH}\sim 10^7 M_{\rm sun}$，$L/L_{\rm Edd}\sim 1$）的X射线时滞。软（0.3--0.7 keV）和硬（1.2--4.0 keV）变化之间的时间延迟显示了从低频硬滞后到高频软滞后的良好建立的转换。低频硬滞后定性地与波动模型的传播一致，具有反射分量的一些长时间尺度响应。高频软滞后似乎在宽频带上延伸，我们将其分为两个窄频率范围，并将滞后作为每个频率范围的能量的函数进行检查。在高频下，软过量发射相对于硬能带延迟，而没有任何对应的强、硬X射线反射特征。在甚至更高的频率下，在最软的能量处可以看到软滞后，以及铁K $α$混响信号的初步证据。这些结果表明，在确定NLS 1的滞后时，再处理和反射是重要的。
2014-01-05 astro-ph.HE
The soft X-ray spectrum of the luminous narrow line Seyfert galaxy PG1211+143 - evidence for a second high velocity outflow component
2001年，XMM-牛顿观测了明亮的塞弗特星系PG 1211 +143，发现了第一个明确的证据，表明存在高度电离的高速风（在非BAL活动星系核中），根据EPIC和RGS光谱中蓝移吸收线的识别，速度为v~0.09c。随后对EPIC光谱进行了分析，包括额外的吸收线，导致风速向上修正至约0.14 c，而宽带建模表明需要第二个部分覆盖吸收器来解释连续曲率和光谱变异性。我们在对XMM-Newton RGS数据的新分析中表明，在软X射线光谱中检测到了这种额外的吸收体，更高的光谱分辨率提供了大大改善的速度约束，v~0.07c。0.07c和0.14c外流分量的相似变化表明它们是物理上相连的，我们推测这是由快速（主）风撞击靠近圆盘的高密度、缓慢移动的物质的小团块而发生的。我们发现，强大的，速度增宽的软X射线发射功能，位于红移的PG 1211 +143，表明扩展规模的电离外流。
2013-10-30 astro-ph.HE
An extended XMM-Newton observation of the Seyfert galaxy NGC 4051. II. Soft X-ray emission from a limb-brightened shell of post-shock gas
2009年，对Seyfert I星系NGC 4051进行的扩展XMM-牛顿观测揭示了一个复杂的吸收光谱，其流出速度和电离状态范围很广，在论文I中，主要的速度和电离结构被解释为减速，重组流，这是由于更高速度的风与ISM或较慢移动的喷出物碰撞而产生的冲击。XMM-牛顿观测的高灵敏度还揭示了许多宽的发射线，所有这些都显示出线芯附近的自吸收证据。线的轮廓被发现在这里是一致的发射从一个limb-brightened壳的冲击后气体建立了前面的接触不连续性。虽然宽的发射线保持准恒定的连续通量的变化由一个数量级，重组连续的几个H-和He-类离子被发现响应于连续的变化，提供了一个重要的关键缩放的电离流。
2011-04-06 astro-ph.HE
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
Long XMM observation of the Narrow-Line Seyfert 1 galaxy IRAS13224-3809: rapid variability, high spin and a soft lag
给出了窄线塞弗特1星系IRAS 13224 -3809的500 ks长XMM-牛顿观测结果。源在时间尺度上快速变化，可达几百秒。光谱显示出强烈的宽Fe-K和L的发射功能，这被解释为产生的反射从内部的吸积盘周围的一个快速旋转的黑洞。假设反射通量的发射率为幂律，最内层半径对应于最内层稳定圆轨道，则测量到黑洞自旋为0.988，统计精度优于1%。100秒的软X射线延迟证实了这一情况。幂律连续源的大部分位于2-3个引力半径的半径处。
2012-08-29 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
Hard X-ray flux variations in AGN from NuSTAR
在这里，我们提出我们的结果小时一样的时间尺度X射线通量的变化，在一个样本的活动星系核使用的数据从核光谱望远镜阵列（NuSTAR）。我们发现，在3-79 keV波段，BL Lac比平谱射电类星体和Seyfert星系更易变。在塞弗特中，塞弗特2比塞弗特1的变化更大。此外，射电大声类星体在硬波段（10-79 keV）比软波段（3-10 keV）更易变，而塞弗特星系倾向于在软波段相对于硬波段表现出更多的变化。
2016-03-04 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 broad-band spectrum of the Narrow-line Seyfert 1 NGC 4748: from UV to hard X-ray
本文报道了用XMM-Newton/PN、INTEGRAL/ISGRI和SWIFT/BAT望远镜对窄线塞弗特1星系NGC 4748进行宽带（0.5-500 keV）数据分析的结果。这个星系有一个软X射线过剩，这是典型的窄线塞弗特1类。在这样的物体中软过剩的起源问题仍然不清楚。我们测试和比较了两种基于不同物理场景的软X射线谱模型。第一种是基于Done & Nayakshin模型的垂直方向两相吸积盘，其中包括两个不同电离水平的反射区。根据这个模型，我们发现，一个高度电离的反射电离$ξ\sim3000$ $erg~s^{-1}~cm$的值，是主要负责软过剩。这种反射变得与中等X射线范围内的低电离反射（$ξ\sim30$ $erg~s^{-1}~cm$）相当。然而，该模型还需要一个额外的组件在软能量与$kT\sim300$ eV。第二个模型是一个积极的自洽模型，并假设软过剩所产生的光学厚热康普顿光盘发射。结合紫外线（来自XMM/光学监测器）和X射线数据，在后一个模型中，使我们能够确定$6.9\times10^6 M_{\odot}$和爱丁顿比$log_{L/L_{Edd}}\simeq-0.57$的中心黑洞的质量。此外，我们不能排除一个竞争模型只使用NGC 4748的X射线光谱。
2018-09-28 astro-ph.HE
High-energy monitoring of Seyfert galaxies: the case of NGC 4593
我们讨论了2015年1月在活动星系核NGC 4593上进行的XMM-牛顿和NuSTAR联合监测计划的初步结果，该计划包括5x 20 ks观测，间隔两天。源被发现是可变的，无论是在通量和频谱形状，在时间尺度短到几个千分之一秒。当光源变亮时，光谱明显变软。一个简单的时间分析表明，存在一个可变的软过剩，与主要的连续。
2015-10-07 astro-ph.HE
XMM-Newton and Swift Observations of the Seyfert 1 AGN NGC 5940
探测活动星系核（AGN）周围吸积流的物理特性对于理解它们的发射机制以及能够约束它们周围不同区域的几何和可变性特性至关重要。软X射线过剩-通常在$\sim2\,\mathrm{keV}$下方观察到超过占主导地位的X射线幂律连续体-是1型塞弗特活动星系核中常见的一个突出特征，因此很容易为这些系统周围的吸积流机制提供有用的诊断。NGC 5940是一个Seyfert 1活动星系核，它在$\sim2\,\mathrm{keV}$以下显示出强烈的、突出的软X射线过剩，这在它的XMM-牛顿和雨燕观测中都可以看到。模型拟合的数据显示，这一功能可以同样很好地解释电离部分覆盖，热康普顿和模糊的反射模型。虽然其他的模型不能用手头的数据来决定性地排除，但在反射光栅光谱仪（RGS）数据中缺乏显著的宽铁$K_α$以及任何显著的发射/吸收线特征，倾向于支持NGC 5940中软X射线过量的热康普顿化起源。
2022-05-23 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
Is HE 0436-4717 Anemic? A deep look at a bare Seyfert 1 galaxy
利用来自XMM-牛顿和雨燕（包括BAT）的光学到X射线数据对塞弗特1星系HE 0436-4717进行了多历元、多仪器分析。拟合的紫外-X-射线光谱能量分布显示几乎没有证据的消光和X-射线光谱分析没有证实以前的报告的深吸收边缘从OVIII。HE 0436-4717是一个“裸”塞弗特，具有可忽略的视线吸收，使其成为研究中心X射线发射区的理想选择。三种情况被认为是描述的X射线数据：部分覆盖吸收，模糊反射，和软康普顿。所有三种解释都很好地描述了0.5-10.0 keV的光谱。将模型外推到100 keV导致部分覆盖模型的拟合较差。当还考虑到在XMM-牛顿观测期间的快速变化时，模糊反射模型似乎以最自洽的方式描述了所有观测。如果采用模糊反射模型，则HE 0436-4717中的铁丰度要求非常低。我们认为这可能是拟合过程中的一个伪影，但它似乎可能是物体固有的。
2015-02-27 astro-ph.HE
On the driver of relativistic effects strength in Seyfert galaxies
超大质量黑洞吸积盘中X射线谱线的研究是研究吸积流物理和几何的重要手段之一，同时也为黑洞的自旋提供了理论上的观测约束。[...]我们的目标是确定这种相对论性再处理功能的强度的最终物理驱动程序。我们首先将目前研究的塞弗特星系的硬X射线通量限制样本（FERO，de la Calle Perez et al. 2010）扩展到柱密度N_H=6x10^23 atoms/cm/cm的遮蔽天体。我们验证，没有线属性依赖于活动星系核的光学分类，预期从塞弗特统一方案。也没有相关的吸积盘的倾角，从正式拟合的线配置文件，和光学类型或宿主星系的方位角，这表明吸积盘和宿主星系平面的最里面的区域不对齐。[...].数据对线发射盘的详细电离状态不够敏感。然而，缺乏依赖性的线EW上的光度或静止帧质心能量排除了光盘电离在EW的动态范围在塞弗茨起着重要的作用。相对论性加宽的K-α铁线EW的动力学范围在附近的Seyferts似乎主要是由最里面的吸积流的属性。我们讨论了几种机制（光盘电离，光盘截断，由于轻度相对论外流电晕畸变），可以解释这一点。[...]观测数据仍然不矛盾的情况下调用不同的机制的光谱复杂性周围的铁线，最值得注意的是“部分覆盖”吸收的情况。（节略）。
2011-04-26 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Suzaku X-ray spectrum of NGC 3147. Further insights on the best "true" Seyfert 2 galaxy candidate
NGC 3147是迄今为止最令人信服的“真正”塞弗特2星系的例子，也就是说，它是一个真正缺乏宽线区的星系源。我们获得了朱雀观测的双重目的，以更详细地研究铁线复合物，并检查康普顿厚假设缺乏观察到的光学宽线。详细分析了该源的朱雀XIS和HXD/PIN谱。该线复合物由至少两条未分辨的线组成，一条在约6.45 keV，另一条在约7 keV，最有可能与Fe XVII/XIX（前者）和Fe XXVI（后者）相鉴别。高电离线可以起源于光电离物质或光学薄的热等离子体。在后一种情况下，意味着异常高的温度。在光电离模型的情况下，大的等效宽度可以通过极端的铁过剩或假设源是康普顿厚度来解释。然而，在康普顿厚假设中，高于2 keV的辐射主要是由于高度电离的反射层，与通常在康普顿厚的塞弗特2s中发现的相反，在那里，低电离物质的反射占主导地位。此外，XMM-牛顿和朱雀观测之间的源通量不同，相隔3.5年，证实了以前的发现，并表明发射区域的大小必须小于秒差距。硬X射线谱也不能确定康普顿厚度假说。权衡各种论点，NGC 3147的“真正”塞弗特2性质似乎仍然是最有可能的解释，即使“高度电离的反射层”康普顿厚度假设目前还不能被正式拒绝。
2012-04-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
XMM-Newton long-look observation of the narrow line Seyfert 1 galaxy PKS0558-504; I: Spectral analysis
我们提出了一个长期的XMM牛顿观测射电响亮NLS 1星系PKS 0558 -504的光谱分析的结果。在所有采样时间尺度上，源是高度可变的。我们没有观察到任何吸收功能，无论是软或硬X射线波段。我们发现了弱的证据，在~6.8千电子伏，这是从高度电离的铁发射的指示铁线的存在。2-10 keV的带谱很好地拟合了一个简单的幂律模型，其斜率随着通量的增加而变陡，类似于在其他Seyfert中观察到的。软过剩是可变的流量和形状，它可以很好地描述了一个低温康普顿模型，其斜率随流量的增加。软过剩通量的变化与硬带的变化有适度的相关性，我们发现了微弱的证据表明，他们领先他们约20千秒。我们的研究结果排除了在这个对象中的X射线发射的大部分喷射源。所观察到的硬带光谱的变化表明内在的连续斜率的变化，所造成的“加热/冷却”比的热日冕的变化。低温康普顿介质，负责软过量发射，可能是一个热层的内部盘的源，这似乎是由于事实上，该源是吸积在超爱丁顿率。软过剩通量和光谱变化可能是由吸积率的随机变化引起的。
2009-12-22 astro-ph.CO 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
The Iron K Line Profile of IRAS 18325-5926
IRAS 18325-5926是一个X射线明亮、康普顿薄的2型塞弗特星系，也是第一个声称存在宽Fe K α发射线的塞弗特2星系。然而，尽管铁谱线的结构看起来很宽，但有初步证据表明它可能包含多条谱线。然而，以前的分析只包括拟合独立的广泛的组成部分，铁K带。在这里，我们已经分析了所有可用的X射线CCD数据从朱雀，XMM-牛顿和ASCA充分调查的性质的排放复杂的测试宽带物理模型和替代假设。我们发现，这两个模型组成的广泛的，模糊的反射从电离吸积盘和一个模型组成的冷，中性的反射加上狭窄的发射线从高度电离的光电离气体（log λ = 3.5）提供统计上可比的数据拟合，虽然真实的现实的Fe线目前不能确定与现有的数据。然而，人们希望更好的质量数据和改进的光子统计在铁K波段将允许一个更强大的模型之间的区别。
2014-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Iron K$α$ emission in type-I and type-II Active Galactic Nuclei
窄的Fe K $α$线是超大质量黑洞周围物质X射线辐射再加工的主要特征之一，在活动星系核（AGN）的X射线谱中普遍存在。本文研究了不同类型活动星系核中窄Fe K $α$线的特征。使用一个大型朱雀研究的结果，我们发现，塞弗特2s的平均较低的Fe K $α$光度比塞弗特1 s相同的10-50 keV的连续光度。模拟虚拟Sy 1 s和Sy 2s人口使用物理环面模型的X射线反射发射，我们发现，这种差异可以解释通过不同的平均倾斜角相对于环面，预测的统一模型。另一种解释包括康普顿峰强度或光子指数分布的差异。我们发现，宽和窄的Fe K $α$线在6.35-6.45 keV范围内的流量之间的比例取决于所考虑的环面几何形状，并平均为$<25\%$和$<15\%$的I型和II型活动星系核，分别。我们发现的证据的吸收窄铁K $α$线通量在康普顿厚的活动星系核，这表明，部分反射材料被掩盖。我们估计，平均而言，在被遮蔽的活动星系核中，中性物质的反射辐射是通过一个柱密度被看到的，这个柱密度是吸收初级X射线辐射的1/4。在CXB的合成模型和研究严重遮蔽活动星系核的光度函数时，应考虑到这一点。我们检测到的第一个证据的X射线鲍德温效应在塞弗特2s，与塞弗特1 s，这表明，负责减少的等效宽度与连续发光度的机制是相同的，在两类对象相同的斜率。
2014-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA 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
An Eddington Limited Accretion Disk Wind in the narrow line Seyfert 1, PG 1448+273
本文通过XMM-Newton和NuSTAR同步观测PG 1448+273，发现其X射线谱中存在蓝移铁K吸收轮廓，揭示了附近AGN中已知最快的吸积盘风，质量流出率约为Eddington极限的10%。。
2024-08-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Accretion disk/corona emission from a radio-loud narrow line Seyfert 1 galaxy PKS 0558-504
大约有10-20%的活动星系核会从最里面的区域喷射出强大的喷流。如果喷流是由旋转的黑洞提供动力，如果吸积盘延伸到射电巨响的活动星系核的最内部区域，则几乎没有观测证据。本文利用朱雀和雨燕观测资料研究了射电强窄线塞弗特1星系PKS 0558-504的软X射线过剩、硬X射线谱和光学/紫外辐射。PKS 0558- 504的宽带X射线连续谱由低于2keV的软X射线过量发射组成，这可以用黑体来描述（kTe ~ 0.13 keV）和高能量发射，其由热康普顿化（compps）模型很好地描述，其中kTe ~ 250 keV，光学深度τ ~ 0.05 kTe ~ 90 keV，τ ~ 0.5（板状日冕）。PKS 0558-504的康普顿化日冕可能比无线电宁静的西弗特星（如IC 4329 A和Swift J2127.4+5654）更热。所观察到的软X射线过剩可以模拟为从电离的吸积盘或光学厚的低温等离子体中的热康普顿化的模糊反射。软X射线过量发射（当被解释为模糊反射时）和光学/UV到软X射线发射（被解释为固有盘康普顿发射）都意味着旋转（a > 0.6）黑洞。这些结果表明，在大半径盘截断和逆行黑洞自旋都不太可能是必要的条件发射的喷流。
2015-11-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Extreme ultra-soft X-ray variability in an eROSITA observation of the Narrow-Line Seyfert 1 Galaxy 1H 0707-495
超软窄线塞弗特1星系1H 0707-495是一个著名的、高度可变的活动星系核（AGN），具有复杂、陡峭的X射线谱，并已被XMM-牛顿广泛研究。1H 0707-495于2019年10月11日在光谱伦琴伽马（SRG）任务上使用成像望远镜阵列（eROSITA）进行扩展伦琴巡天观测，持续约60，000秒，作为第一个校准和定点验证阶段（CalPV）观测之一。eROSITA光变曲线显示出显著的变化性，其形式为通量减少58倍，1 σ误差置信区间在31和235之间。这种可变性主要在软带中，并且在硬带中不那么极端。在同时进行的XMM-牛顿光学监测器观测中没有检测到强烈的紫外线变化。紫外辐射约为10^44尔格·s^-1，接近爱丁顿极限。1H 0707-495进入了XMM-牛顿观测20年来所见的最低硬通量状态。在2020年4月进行的eROSITA全天巡天（eRASS）观测中，X射线光变曲线在超软波段的变化仍然较大，但软带和硬带计数率的增加与之前观测到的通量状态更相似。一个模型，包括相对论反射和可变的部分覆盖吸收体是能够拟合的光谱，并提供了一个可能的解释极端的光变曲线的行为。吸收体可能是电离的，因此对软X射线更透明。这会泄漏不同数量的软X射线，导致大幅度的软X射线变化。
2020-12-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Intra-day variability of three Seyfert Galaxies measured with XMM-Newton
我们提出并分析了三个塞弗特星系在一天内的时间尺度上的变化。我们以统一的方式分析了XMM-牛顿在2000年至2015年期间对NGC 4051，MCG $-06-30-15$和NGC 4151进行的38次最长（$>30$ ks）观测。在基本上所有这些观测中，原子核都相当活跃，总体X射线通量（0.3-10 keV）变化了一个数量级。大多数观测确实显示出特征时间尺度，通过其自关联函数估计，范围在$\sim 2.9$ ks和$\sim 45.3$ ks之间。硬（2-10千电子伏）和软（0.3-02千电子伏）带是非常好的相关性，但考虑到他们的硬度比显示，源通常软化耀斑期间。我们还提供了新的估计，这三个活动星系核的中心黑洞的质量支持的假设，窄线塞弗特1星系有相对较小的中央黑洞。
2019-03-12 astro-ph.HE hep-ph
The NuSTAR view of the true Type 2 Seyfert NGC3147
我们提出了第一个NuSTAR观测一个“真正的”2型塞弗特星系。NGC 3147的3-40 keV X射线谱的特征在于简单的幂律，具有标准Γ~1.7和铁发射线，不需要任何高达~40 keV的其他成分。这些光谱特性，加上短至数周的时间尺度上的显著变化（如2014年雨燕监测活动所示），强烈支持该来源的清晰视线。另一种方案是强烈反对康普顿厚的源，需要特殊的几何配置，而大部分的立体角的来源是由高度电离的气体，其再处理的发射将占主导地位的观测光度填充。此外，在这种情况下，源的隐含内在X射线光度将远远大于其他光度代理预测的值，如[OIII]λ5007发射线的修正光度。因此，我们非常确信NGC 3147是一个真正的2型塞弗特星系，其本质特征是没有BLR。
2017-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
