Deep Silicate absorption features in Compton-thick AGN predominantly arise due to dust in the host galaxy
我们利用硬能（E > 10 keV）X射线光谱测量，探索了附近所有20个（z < 0.05）真正的康普顿厚度（NH> 1.5 x 10^24 cm^-2）活动星系核中红外尘埃消光的起源。我们精确地测量了低分辨率（R~57-127）Spitzer红外光谱仪（IRS）在λ ~ 9.7 μ m处的硅酸盐吸收特征，并表明只有少数（~45%）的附近康普顿厚度的活动星系核具有强的Si吸收特征（S_9.7 = ln（f_{int} / f_{obs}）> 0.5），这表明尘埃有明显的衰减。大多数（约60%）在中红外波段以恒星形成为主（活动星系核：SB<0.5），在光学波段缺乏活动星系核活动的光谱特征，很可能是因为活动星系核的发射线是光学熄灭的。小倾角星系中的康普顿厚度活动星系核的Si吸收范围很窄（S9.7 ~ 0-0.3），这与团环模型的预测结果一致。然而，根据红外光谱和其他证据，我们得出结论，对观测到的中红外尘埃消光的主要贡献是位于宿主星系中的尘埃（即，由于扰动形态;尘埃带;星系倾角），而不一定是围绕中央引擎的紧凑模糊环面。
2012-05-08 astro-ph.CO 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
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
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
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
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
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
A simple framework for modelling the dependence of bulk Comptonization by turbulence on accretion disc parameters
活动星系核中软X射线过剩的温康普顿化模型不能自洽地解释康普顿化介质与吸积盘之间的关系。正因为如此，他们不能直接将拟合的康普顿化温度和光学深度与吸积盘参数联系起来。由于体积速度超过热速度在高辐射压力为主的磁盘，在这些系统中，散装康普顿化湍流可能提供一个物理基础，在磁盘本身的温暖康普顿化模型。我们模拟了体康普顿化对吸积盘基本参数的依赖关系，如质量、光度、半径、自旋、内边界条件和$α$。除了约束温康普顿化模型，我们的模型可以帮助区分从体康普顿化到软X射线过剩的贡献，由于其他物理机制，如吸收和反射。通过将体康普顿化的时间变化性与磁旋转不稳定性（MRI）湍流引起的盘垂直结构波动联系起来，我们的研究结果表明，软X射线过剩的观测结果可以用于研究辐射压力主导制度中的盘湍流。由于我们的模型以物理直观的方式将体康普顿化与一维垂直结构温度分布联系起来，因此它将有助于在未来的模拟中理解这种效应。
2018-04-03 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
Chandra Detection of the Circumnuclear Molecular Torus of the Compton Thick AGN in NGC 5643
本文报道了在康普顿厚活动星系核（CT AGN）星系NGC 5643的核区，用深钱德拉ACIS高分辨率的Fe Kα线辐射成像发现的一个星团状拉长特征。此功能可扩展至约65 pc N-S。在3.0-6.0 keV连续区中没有看到相应的特征。Fe Kα特征在空间上与在使用ALMA的CO（2-1）高分辨率成像中发现的N-S伸长一致（Alonso-Herrero et al 2018），但比CO（2-1）线的运动学所指示的r=26 pc的旋转分子盘稍长。Chandra在中性Fe Kα线上探测到了相应的N-S结构，这将证明CO和Fe Kα发射都来自于模糊环。
2018-12-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Compton Shoulder Diagnostics in Active Galactic Nuclei for Probing the Metalicity of the Obscuring Compton-Thick Tori
分析了圆规星系康普顿厚的II型Seyfert核的中性Fe-K $_α$线附近康普顿肩的光谱形状。该康普顿肩相对于反射连续谱和Fe-K $_α$线芯强度的特征是分析分子环结构的强大诊断工具，分子环使中央引擎变得模糊。我们应用我们的Monte-Carlo为基础的X射线反射光谱模型的钱德拉高能透射光栅数据，并成功地约束各种光谱参数独立，仅使用光谱数据，仅在Fe-K $_α$发射线。得到的柱密度和倾斜角与前人的观测结果和康普顿厚的II型塞弗特图象一致。此外，我们确定的金属丰度的分子环的情况下，顺利和clustraltorus分别为1.75 $^{+0.19}_{-0.17}$和1.74 $\pm$ 0.16太阳丰度。这种略高于太阳的丰度可能是讨论活动星系核分子环中恒星形成速率的有用信息。
2018-10-03 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
New Spectral State of Supercritical Accretion Flow with Comptonizing Outflow
超临界吸积流不可避免地产生辐射压力驱动的外流，这将康普顿上散射来自底层吸积流的软光子，从而产生硬发射。我们进行二维辐射流体动力学模拟的超临界吸积流和外流，将这种康普顿散射效应，并证明出现了一个新的硬光谱状态在更高的光子光度比薄盘状态。在这种状态下，随着光子亮度的增加，光子指数减小，硬发射的分数增加。对于近正面光源，当表观光子光度为${\sim}30L_{\rm E}$（其中$L_{\rm E}$为爱丁顿光度）时，康普顿$y$参数为单位数量级（因此光子指数将为$\sim 2$）。这解释了观测到的光谱硬化的ULX NGC 1313 X-2在其增亮阶段，从而支持超临界吸积到恒星质量的黑洞在这个ULX模型。
2009-04-27 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
Effects of Compton Cooling on outflows in a Two Component Accretion Flow around a Black Hole: Results of a Coupled Monte Carlo-TVD Simulation
利用耦合的Monte Carlo全变差递减程序研究了冷却对黑洞周围吸积盘流出速率的影响。的光谱状态和流出率之间的相关性被发现作为一个结果。
2013-07-28 astro-ph.HE
The role of Compton heating in radiation-regulated accretion on to black holes
利用一维辐射流体动力学模拟研究了康普顿加热在中性稠密介质中辐射调节吸积到黑洞中的作用。我们着重于康普顿加热和光加热的相对效应作为光谱斜率α的函数，假设能量范围为13.6 eV-100 keV的幂律谱。虽然康普顿加热仅在黑洞附近占主导地位，但当BH辐射为硬辐射（α ~ 1）时，康普顿加热可使吸积率降低到Bondi吸积率的0.1%（$l \propto \dot{m}^2$模型）~ 0.01%（$l \propto \dot{m}$模型），其中$l$和$\dot{m}$分别为用爱丁顿率归一化的光度和吸积率。在α > 1的模拟中通常看到的振荡行为在α ~ 1时仅对于$l \propto \dot{m}$模型被抑制。随着光谱的软化，康普顿加热相对于光加热的相对重要性降低，并且振荡行为变得更强。当光谱较软（α > 1.5）时，无论模型如何，光致加热都占优势，康普顿加热的影响可以忽略不计。在电离前沿的尺度上，从大尺度进入斯特伦格伦球的气体供应受到调节，光加热占主导地位。我们的模拟结果与平流主导吸积流（$l \propto \dot{m}^2$）一致，其中吸积效率低，谱硬（α ~ 1）。
2014-10-21 astro-ph.HE
Determining the covering factor of Compton-thick active galactic nuclei with NuSTAR
与活动星系核（AGN）环面相关的康普顿厚遮蔽物质的覆盖因子目前最好通过X射线波段中沿视线（$N_{H}>1.5\times10^{24}$ cm $^{-2}$）显示康普顿厚吸收的源的分数来理解，它揭示了平均覆盖因子。然而，由于极端的遮蔽，确定这种康普顿厚度的部分是困难的。由于其光谱覆盖在硬X射线（$>$ 10 keV），NuSTAR对AGN覆盖因子敏感，因为X射线的康普顿散射在这些能量下占主导地位。本文对NuSTAR观测到的10个活动星系核进行了光谱分析，这些活动星系核的遮蔽介质对于康普顿散射来说是光学厚度的，称为康普顿厚度（CT）活动星系核。我们使用Brightman和Nandra的环面模型，该模型预测了环面中再处理的X射线光谱，并将环面张角作为自由参数，旨在分别确定这些源中康普顿厚气体的覆盖因子。在整个样品中，我们发现了从轻度到重度的康普顿厚度柱，$N_{H}$从$10^{24}-10^{26}$ cm $^{-2}$开始测量，覆盖因子范围很广，单个测量值范围为0.2-0.9。我们发现，覆盖因子，$f_{c}$，是一个强烈的内在2-10 keV的光度，$L_{X}$，其中$f_{c}=(-0.41\pm0.13)$日志$_{10}$（$L_{X}$ /erg s $^{-1}$）$+18.31\pm5.33$，在$L_{X}$（10 $^{41.5}-10^{44}$ erg…
2015-02-25 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
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
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
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
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
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
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 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
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
The Complex X-ray Obscuration Environment in the Radio Loud Type 2 Quasar 3C 223
3C 223是$z=0.1365$的一个射电响亮的2型类星体，具有有趣的XMM-牛顿光谱，暗示它是一个罕见的康普顿厚度（$N_{\rm H} \gtrsim 1.25 \times 10^{24}$ cm $^{-2}$）的活动星系核（AGN）。我们获得了同时的XMM-牛顿和NuSTAR光谱，以将宽带X射线光谱与物理动机的MYTorus和borus 02模型拟合。我们证实了早期的结果，遮蔽气体是不规则的，具有高（虽然不是康普顿厚）水平的遮蔽（$N_{\rm H} > 10^{23}$ cm $^{-2}$）和气体云的柱密度低一个数量级。光谱拟合结果表明，MYTorus和borus 02光谱网格中模拟的物理过程之外的其他物理过程影响了出射光谱：康普顿散射区可能延伸到假定的环面之外;一个重康普顿厚度的物质环阻挡了视线上的大部分X射线发射;或者无线电喷流被发射，与沿着视线观察到的相比，在全球介质中增加了Fe K $α$线光子的产生。我们重新审视了最近的一个说法，即没有射电响亮的康普顿厚度的活动星系核已经最终证明存在，发现三个报告的情况下，射电响亮的活动星系核的全球平均（但不是视线）柱密度是康普顿厚度。既然可以分别确定视线和全球柱密度，那么遮蔽介质的不均匀性对我们如何解释光谱和将活动星系核分类为“康普顿厚度”有着重要的影响。"
2023-01-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray fluorescent lines from the Compton-thick AGN in M51
活动星系核（AGN）周围的冷盘/环面气体在硬X射线光子照射下会发出荧光线。Fe和Ni以外的元素的荧光线由于相对较弱而很少被检测到。我们报告了对M51中的低光度康普顿厚度活动星系核的深钱德拉观测中发现的中性Si、S、Ar、Ca、Cr和Mn的K $α$线，以及显著的Fe K $α$、Fe K $β$和Ni K $α$线。在$\sim3σ$处检测到1.74 keV处的Si K $α$线，其它荧光线具有2和2.5 $σ$之间的显著性，而Cr线具有$\sim1.5σ$的显著性。这些微弱的荧光线是由于M51的本征光谱的严重遮蔽而可观察到的，这是由Nustar在10 keV以上的观测所揭示的。来自Chandra和Nustar的M51的硬X射线连续谱可以用指数为1.8的幂律谱拟合，再用赤道柱密度为$N_{\rm H}\sim7\times10^{24}$ cm $^{-2}$和倾角为$74$度的环面进行处理。这证实了M51核的康普顿厚度性质。从荧光线的通量推断的相对元素丰度是类似的太阳值，除了锰，这是大约10倍过剩。这表明Mn可能被Fe的核分散所增强。
2015-10-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dramatic X-ray spectral variability of a Compton-thick type-1 QSO at $z\sim 1$
本文报道了在一个$z\sim 1$宽线1型类星体中观测到的一个剧烈的X射线光谱变率事件。2000年的XMM-牛顿光谱的特征是光子指数为$Γ\sim 2$，柱密度为$N_{\mathrm{H}}\sim 5\times 10^{20}\,\mathrm{cm^{-2}}$，没有明显的反射成分。五年后，钱德拉在一个严重模糊、反射主导的状态下捕获了源。观测到的X射线光谱变化可能是由康普顿厚云引起的，其中$N_{\mathrm{H}}\sim 2\times 10^{24}\,\mathrm{cm^{-2}}$遮蔽了热日冕的直接发射，这意味着在1型类星体中从未观测到过的极端$N_{\mathrm{H}}$变化。另一种情况是日冕在观测之间关闭。此外，这两种解释都需要在日冕的遮蔽或衰落之前X射线亮度的显著变化和/或源/反射器系统的相对几何形状的变化。这种剧烈的X射线光谱变化在第一类类星体中可能相当常见，因为能够识别这种事件的数据集相对较少。我们的分析意味着，可能有一个人口的1型类星体是康普顿厚的X射线时，在任何给定的时间观察。
2018-08-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Discovery of strong Iron Kα emitting Compton thick quasars at z=2.5 and 2.9
本文报道了在CDF-S中观测到的两个大质量的红外发光BzK星系中的6.4keV铁Kα发射线，其位置分别为z = 2.578和z = 2.90。BzK 4892和BzK 8608的Chandra 4 Ms谱显示了一个反射主导的连续谱，具有强的铁线，静止坐标系等效宽度分别为EW-2.3 keV和1.2 keV，表明活动星系核中心存在康普顿厚遮蔽。对于BzK 8608，谱线的识别与现有的恒星辐射的光度红移非常匹配。我们利用观测到的铁Kα线、静止系中红外连续谱线和紫外静止系窄发射线的亮度来推断本征L（2-10 keV）> 1 e44 erg/s，比观测值大约1.0-2.5 dex，从而证实存在N（H）> 1 e24 cm-2的吸收体。这两个BzK星系的恒星质量为5 e10 M \odot，根据VLA 1.4 GHz和submm 870μm的观测，它们似乎拥有活跃的星暴活动，SFR - 300-700 M \odot /年，光学厚度也很大。我们估计，活动星系核也可以想象占了一个重要部分的辐射热远红外辐射的星系。L（2-10 keV）> 1 e ~（44）erg/s的康普顿厚（CT）活动星系核的体密度与X射线背景合成模型的预测一致。这些来源提供了对长期寻求的同时，严重模糊的类星体和恒星形成活动阶段的第一个明确的观测，这些活动是由大规模星系演化模型在高红移时预测的。
2011-01-18 astro-ph.CO 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
An Iwasawa-Taniguchi Effect for Compton-thick Active Galactic Nuclei
本文首次研究了康普顿厚度的活动星系核（AGN）的岩泽谷口/X射线鲍德温效应。我们报告了一个统计上显着的反相关性之间的休息帧等效宽度（EW）的窄核心的中性铁K $α$荧光发射线，无处不在的反射光谱中观察到的模糊AGN，和中红外12 $\,μ$ m连续光度（作为代理的热AGN光度）。我们的样本由72个康普顿厚度的活动星系核组成，这些活动星系核是从覆盖了$z\sim0.0014-3.7$红移范围的点观测和深场观测中选出的。我们采用基于Monte Carlo的拟合方法，该方法返回的Spearman秩相关系数为$ρ=-0.28\pm0.12$，置信度为98.7%。发现的最佳拟合是${\rm log}({\rm EW}_{{\rm Fe\,K}α})\,\propto\,-0.08\pm0.04\,{\rm log}(L_{12\,μ{\rm m}})$，这与多项关于X射线鲍德温效应的研究结果一致。这是一个意想不到的结果，因为Fe K $α$线通常被认为源自与下面的反射连续体相同的区域，它们一起构成反射光谱。我们讨论的影响，这可能会有，如果证实较大的样本，包括系统低估的视线X射线遮蔽柱密度，因此最明亮的活动星系核的内在光度和增长率。
2018-04-06 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
On the emitting region of X-ray fluorescent lines around Compton-thick AGN
X射线荧光谱线是活动星系核中心辐射时环面反射光谱的独特特征。它们的本征线宽可以用来探测线发射区。以前的研究集中在6.4 keV的Fe Ka线，这是最突出的荧光线。然而，这些研究受到目前可用仪器的光谱分辨率的限制，其中最好的是由钱德拉高能光栅（HEG）提供的$\sim1860$ km s $^{-1}$。HEG的光谱分辨率提高了4倍，在1.74 keV，其中Si Ka线的位置。我们测量了圆规座、Mrk 3和NGC1068的Si Ka线的半高宽，它们分别是$570\pm240$、$730\pm320$和$320\pm280$ km·s $^{-1}$。它们比以前用Fe Ka线测得的小$3-5$倍。这表明Fe Ka线的本征宽度很可能被高估。测得的Si Ka线的宽度把这些星系中的尘埃升华半径之外的线发射区。这表明，对于康普顿厚度的活动星系核，其X射线荧光物质很可能与尘埃环的红外辐射相同。
2016-03-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Shedding Light on the Compton-thick Active Galactic Nucleus in the Ultra-luminous Infrared Galaxy UGC 5101 with Broadband X-ray Spectroscopy
本文报道了用雨燕/爆发警报望远镜（BAT）、NuSTAR、朱雀、XMM-牛顿和钱德拉在0.25-100 keV波段观测到的超亮红外星系（ULIRG）UGC 5101的宽频带X射线谱。当能量超过10 keV时，探测到一个被氢柱密度为$\approx 1.3\times10^{24}$ cm $^{-2}$遮蔽的康普顿厚度活动星系核。用数值环面模型进行的光谱拟合有利于环面的大半开角$>41$度，这表明严重遮蔽X射线源的材料的覆盖分数是中等的。固有的2-10 keV的光度被确定为$\approx 1.4\times 10^{43}$ erg s $^{-1}$，这是$\approx$ 2.5倍，比以前的估计，仅使用低于10 keV的数据与一个简单的光谱模型。我们发现，UGC 5101显示的[O IV] 26 $μ$ m线和2-10千电子伏的光度之间的比率类似于正常的塞弗特星系，以及其他ULIRGs观察与NuSTAR，表明一个显着的一部分本地ULIRGs是不是真的“X射线暗淡”相对于通量的禁线起源于窄线区（NLR）。我们提出了一种可能的情况：（1）UGC 5101中的活动星系核不仅被赤道面附近的康普顿厚物质包围，而且在环洞区也被康普顿薄（$N_\mathrm{H} \sim 10^{21}$ cm $^{-2}$）物质包围;（2）它以高爱丁顿速率吸积，具有陡峭的UV到X射线光谱能量分布。尽…
2016-12-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
The nature of the ASCA/INTEGRAL source AX J183039-1002: a new Compton-thick AGN?
我们报告的X/软γ射线源AX J183039-1002检测ASCA和INTEGRAL/IBIS的识别。该源的观测通量为8.6 x 10^-11 erg/cm^2/s，在20-100 keV范围内，位于一个弥散射电超新星遗迹（SNR）内，在空间上与一个致密射电源重合。我们分析了钱德拉和XMM-牛顿观测的档案，以确定ASCA/INTEGRAL源。一个点状的钱德拉X射线天体被发现与致密射电源的位置重合，并且在ASCA和INTEGRAL源的误差圆内。虽然致密的射电/X射线源与射电超新星遗迹的关联可能表明脉冲星风星云（PWN），但XMM-牛顿X射线谱与吸收的Seyfert-2活动星系核兼容，因为它提供了约1 keV等效宽度的铁发射线的证据;此外，X射线源谱与其他康普顿厚活动星系核相似，其中<2 keV data are associated to a warm reflector and the >10 keV的辐射源是冷反射体。
2009-01-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
NuSTAR Discovery of a Compton-thick Dust-obscured Galaxy WISE J0825+3002
本文报道了利用核分光望远镜阵列（NuSTAR）观测到的一个康普顿厚（CT）尘埃遮蔽星系（DOG），其位置为$z$ = 0.89，WISE J082501.48+300257.2（WISE 0825 +3002）。XCLUMPY模型X射线分析表明，WISE 0825 +3002在静止坐标系2-10 keV带的硬X射线光度为$L_{\rm X}$（2-10 keV）= $4.2^{+2.8}_{-1.6} \times 10^{44}$ erg s $^{-1}$，氢柱密度为$N_{\rm H}$ = $1.0^{+0.8}_{-0.4} \times 10^{24}$ cm $^{-2}$，表明WISE 0825 +3002是一个中等CT的活动星系核。我们用CIGALE进行了光谱能量分布（SED）拟合，得到了它的恒星质量、恒星形成率和红外光度。基于恒星质量和活动星系核最佳拟合SED积分的Eddington比估计为$λ_{\rm Edd}$ = 0.70，表明WISE 0825 +3002在大量气体和尘埃的背后存在一个活跃的黑洞。我们发现，X射线和6 $μ$ m的光度比与爱丁顿比之间的关系遵循Toba等人（2019 a）报道的AGN经验关系。
2019-11-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Comptonisation of accretion disc X-ray emission: Consequences for X-ray reflection and the geometry of AGN coronae
我们认为康普顿化的光子，使相对论模糊的反射，通常从吸积盘的活动星系核的高能粒子的日冕被认为是引起强大的X射线连续的逆康普顿散射的热种子光子从光盘检测。最近测量的吸积盘的发射率配置文件，以及初级X射线连续和反射之间的混响时间滞后表明，这个日冕是位于一个低的高度以上的磁盘和径向延伸，数十万的引力半径超过磁盘表面，因此也应康普顿散射反射的X射线。我们发现，从最接近最大旋转黑洞的最内层稳定圆形轨道（ISCO）的模糊反射的检测与这样的日冕是一致的，但需要日冕是不规则的，可能由整个区域的一些孤立的耀斑组成。仅考虑可能探测到ISCO反射的要求，我们发现，在任何给定时刻，日冕对吸积盘内部的覆盖率需要小于85%，尽管允许检测“反射”，其中总反射通量超过在连续谱中看到的通量的“主导”光谱需要覆盖低至50%或25%的分数。
2014-12-15 astro-ph.HE
Effects of Compton Cooling on the Hydrodynamic and the Spectral Properties of a Two Component Accretion Flow around a Black Hole
我们进行了一个时间相关的数值模拟，其中流体动力学和辐射转移耦合在一起。我们考虑一个两分量的吸积流，其中开普勒盘是沉浸在吸积低角动量流（晕）周围的黑洞。从开普勒盘注入的软光子被晕中的电子再处理。我们发现，在存在一个轴对称的软光子源，球对称的Bondi流失去其对称性，成为轴对称。低角动量流被观察到在靠近轴处减慢，并形成离心屏障，这为光谱增加了新的特征。利用蒙特卡罗方法，我们产生的辐射光谱的吸积率的函数。我们发现，从硬态到软态的转变是由盘和晕的质量吸积率决定的。我们分离出了体运动康普顿化的特征并讨论了它的意义。我们研究了光子在康普顿云内经历不同数量的散射和花费不同的时间是如何贡献净光谱的。我们还研究了发射光谱的方向依赖性。
2011-05-21 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
Effects of Compton Cooling on Outflow in a Two Component Accretion Flow around a Black Hole: Results of a Coupled Monte Carlo-TVD Simulation
我们希望研究冷却康普顿云对黑洞周围吸积盘外流形成率的影响。我们进行了一个时间相关的数值模拟，其中流体动力学和辐射转移过程耦合在一起。我们考虑一个两分量的吸积流，其中开普勒盘浸入吸积低角动量流（晕）周围的黑洞。来自开普勒盘的软光子被晕中的电子以及离心压力支持的激波和视界之间的区域反康普顿化。我们通过改变Keplerian盘的速率运行了几个案例，并看到了对激波位置和外流特性以及频谱的影响。我们表明，作为康普顿云的康普顿化的结果，云变得更冷的开普勒磁盘率的增加。当合成的热压力降低时，激波后区域塌陷，流出速率也降低。由于硬辐射产生于激波后区，且谱线斜率随电子温度的降低而增大，冷却使谱线变软。因此，我们发现吸积黑洞的光谱状态和流出率之间的直接相关性。
2012-10-12 astro-ph.HE
A hard look at NGC 5347: revealing a nearby Compton-thick AGN
目前的测量表明，观测到的康普顿厚度（CT）AGN的分数小于解释宇宙X射线背景所需的预期值。之前对附近的塞弗特-2星系NGC 5347（$z=0.00792,\, D =35.5 \rm ~Mpc $）的X射线光谱的拟合交替地提出了CT和康普顿薄源。结合$Suzaku$，$Chandra$的档案数据，最重要的是，$NuSTAR$的新数据，并使用三种不同的模型家族，我们表明NGC 5347是一个模糊的CTGN（$N_{\rm H} > 2.23\times 10^{24}~\rm cm^{-2}$）。它的2-30 keV能谱主要是来自遥远物质的再处理辐射，具有强的Fe K $α$线和康普顿峰。我们发现了一个大的等效宽度的Fe K $α$线（$\rm EW = 2.3 \pm 0.3$ keV）和一个高的固有的观测通量比（$\sim 100$）。所有这些观察结果对于真正的CTGN都是典型的。我们估计的热光度为$L_{\rm bol} \simeq 0.014 \pm 0.005~L_{\rm Edd.}$。NGC 5347的$Chandra$图像揭示了软X射线光谱（$E < 2\,\rm keV$）中存在的扩展发射，这与$Hubble ~Space~ Telescope$图像中检测到的[O III]发射相一致。与其他CTAGN的比较表明，NGC 5347与这个源类的平均性质大致一致。我们…
2019-04-24 astro-ph.GA 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
X-ray dips in the Seyfert Galaxy Fairall 9: Compton-thick "comets" or a failed radio galaxy?
我们调查的光谱变化的塞弗特星系费尔9使用近6年的监测与罗西X射线定时探测器（RXTE）的时间分辨率约为4天。我们发现存在明显的和急剧的下降，在X射线通量，与2 - 20 keV通量的快速下降的一个因素2或更多，随后恢复到预浸通量后~10天。这些倾斜使通量分布偏离通常观察到的对数正态分布。下降可能是由于中央X射线源被宽线区（BLR）云遮蔽而导致的，就像最近在NGC 1365和Mrk 766中发现的那样。然而，与其他例子不同的是，Fairall 9中的云需要有康普顿厚度，并且非倾斜状态明显没有任何吸收特征。一个特别有趣的替代方案是，吸积盘正在经历与宽线射电星系（BLRG）如3C 120的吸积盘相同的破裂/喷射循环，但由于某种原因，未能产生相对论性喷流。这表明，Fairall 9和3C120与未来高质量数据的详细比较可能是理解AGN中相对论喷流形成的关键。
2012-03-12 astro-ph.CO 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
Hot accretion flow around neutron stars
首次对中子星周围的热吸积流进行了流体动力学模拟。HAF携带的能量最终将在NS表面辐射出去。发射的光子可以在HAF内部传播并通过康普顿化冷却HAF。我们发现，康普顿冷却可以影响附近的NS显着的HAF的属性。我们定义爱丁顿吸积率为$\dot M_{\rm Edd}=10L_{\rm Edd}/c^2$，其中$L_{\rm Edd}$和$c$分别是爱丁顿光度和光速。我们定义$\dot m$为NS表面的质量吸积速率，单位为$\dot M_{\rm Edd}$。当采用$\dot m > 10^{-4}$时，康普顿冷却可以有效地冷却HAF并抑制风。因此，质量吸积率几乎是半径的常数。密度曲线为$ρ\propto r^{-1.4}$。当$\dot m < 10^{-4}$时，康普顿冷却效应变弱，风变强，吸积率与$r^{0.3-0.5}$成正比。因此，密度分布变得更平坦，即$ρ\propto r^{-1 \sim -0.8}$。当采用$\dot m < 10^{-6}$时，康普顿冷却效应可以忽略不计。我们发现，在吸积率相同的情况下，NS周围的HAF的温度明显低于黑洞（BH）周围的HAF的温度。此外，康普顿$y-$参数的HAF周围的NS是显着小于HAF周围的BH。这一结果预测，HAF周围的NS将产生一个较软的频谱相比，HAF周围的BH，这是一致的观察。
2019-03-26 astro-ph.HE
