Variation of mass accretion rate onto the white dwarf in the dwarf nova VW Hyi in quiescence
本文分析了SUUMa型矮新星VWHyi在光静止时的一系列朱雀资料和一个XMM-牛顿资料。在0.2 - 10 keV波段的观测光谱是适度的，以及由多温度热等离子体发射模型与5 - 9 keV的最高温度和热光度为2.4 - 5.2 $\times$ 10 $^{30}$ erg s $^{-1}$。从硬X射线光谱得出的质量吸积率没有显示出任何明确的趋势，作为时间的函数，因为最后一次超爆发，在矛盾的理论预测的盘行为的SU UMa型矮新星。另一方面，自上次爆发（包括超级爆发）以来，质量吸积率随时间呈明显的下降趋势。的下降率是相同的顺序从硬X射线光变曲线的其他两个矮新星SS天鹅座和SU UMa的评估。另一方面，标准的盘不稳定性模型预测，质量吸积率应增加整个光学静止阶段。我们需要进一步的观察和理论思考来解决这个矛盾。
2019-07-08 astro-ph.HE
Suzaku Observations of the Non-thermal Supernova Remnant HESS J1731-347
本文详细分析了超新星遗迹HESS J1731 \it 347的西北部和南部的非热X射线辐射。观测所覆盖的外壳部分发射出硬的、无谱线的X射线。该光谱可以用一个简单的吸收幂律模型来再现，其光子指数$Γ$为1.8-2.7，吸收柱密度$N_{\rm H}$为（1.0-2.1）$\times 10^{22}$ cm $^{-2}$。这些数量在不同地区之间变化很大; SNR的西北部具有最硬和最吸收的光谱。X射线壳的西部比西北部和南部的曲率小。进行了X射线形态与甚高能（VHE）伽马射线和放射性图像的比较。讨论了壳层各部分的电子加速效率和发射机制。搜索SNR的热X射线发射，但无法检测到显著水平。
2012-07-17 astro-ph.HE
Suzaku Observation of the Brightest Broad-Line Radio Galaxy 4C 50.55 (IGR J 21247+5058)
我们报告了对4C 50.55（IGR J 21247+5058）的深朱雀观测结果，它是硬X射线（> 10 keV）天空中最亮的宽线射电星系。在1-60 keV范围内的同时宽带谱可以用截止功率定律来表示，该定律具有两层吸收和来自冷物质的显著反射分量，立体角为Ω/2π \approx 0.2。在2-10 keV波段检测到2 \times 10^4秒内通量快速上升约20%。光谱能量分布表明，有小的贡献，总的X射线发射从喷流。应用热康普顿化模型，我们发现日冕具有光学厚度（τ_e \approx 3）和相对较低的温度（kT_e \approx 30 keV）。窄的铁-K发射线与标准盘被截断和/或其内部被光学厚康普顿化日冕覆盖的图片相一致，从而涂抹出相对论宽线特征。推断出的盘状结构可能是产生强大喷流的黑洞吸积流的共同特征。
2010-08-04 astro-ph.HE
Beginning of the Super-Soft Phase of the Classical Nova V2491 Cygni
本文介绍了利用朱雀天文台对天鹅座V2491进行软X射线研究的结果。在爆发后的第29天，出现了峰值约为0.5 keV的软X射线成分，这是超软X射线发射阶段开始的诱人证据。我们发现，一个吸收黑体模型可以描述所观察到的光谱，产生的温度为57 eV，中性氢柱密度为2 × 10 ^{21} cm^{-2}，热光度为~10^{36} erg s^{-1}。然而，与此同时，我们也发现了一个很好的拟合与吸收的薄热等离子体模型，产生的温度为0.1 keV，中性氢柱密度为4 × 10 ^{21} cm^{-2}，体积发射测量约为10^{58} cm^{-3}。由于低于0.6 keV的低光谱分辨率和低信噪比，统计参数的不确定性很大，但两个非常不同的模型的模糊性表明，系统误差是主要的关注点。薄热等离子体模型意味着软发射来自光学薄的喷出物，而黑体模型表明我们看到的是来自白矮星的光学厚发射。
2012-11-01 astro-ph.HE
X-ray Eclipse Diagnosis of the Evolving Mass Loss in the Recurrent Nova U Scorpii 2010
我们报告朱雀探测到最早的X射线日食看到的经常性新星U天蝎座2010年。爆发15天后的一次机会目标观测发现，在预测的日食中心，0.2-1.0 keV能量带的亮度下降了27+/-5%。与XMM-牛顿观测到的X射线食深度相比，在爆发后的第15天到第35天，源区域缩小了约10-20%。X射线食似乎比同时代的光学食更深或相似，这表明X射线和光源区域的范围在第15天是可比的。我们提出的可能性的能量依赖性的光子逃逸区域，这将是一个结果的超软X射线不透明度高于汤姆逊散射光学不透明度在光球由于大量的金属，没有完全电离的束缚-自由过渡。假设球对称爆炸模型，我们约束的质量损失率作为时间的函数。当超软X射线的实际不透明度与汤姆逊不透明度之比为10-100时，我们发现喷出物的总质量约为10^{-7}-10 ^{-6} M_{\odot}。
2013-03-22 astro-ph.HE
Discovery of new X-ray sources near the unidentified gamma-ray source HESS J1841-055
HESS J1841 $-$ 055是一个弥散的未识别伽马射线源，大小为$\sim\,1.3^{\circ}\times\,1^{\circ}$。到目前为止，在其他波长上还没有发现决定性的对应物。为了寻找导致TeV辐射的X射线，进行了朱雀观测，覆盖了HESS源的一半区域。在软带（0.5-2.0 keV），我们发现了一个弥散发射，Suzaku J1840.2 $-$ 0552，大小为$\sim10'$ .由于它的光谱符合光学薄热等离子体模型，朱雀J1840.2 $-$ 0552很可能是超新星遗迹。我们还发现了一个扩展源，朱雀J1840.2 $-$ 0544，在硬带（2.0-8.0 keV）与6.1 keV的发射线。从光谱特征和大的星际吸收来看，这个源很可能是银道面后面的一个红移为$\sim$ 0.09的星系团。另一个漫射源在空间上与SNR候选G26.6 $-$ 0.2重叠，其示出了非热主导光谱。由于在硬X射线波段没有发现其他候选者，我们推断这些大幅度扩展的源可能是HESS J1841 $-$ 055的可能对应物。
2015-06-02 astro-ph.HE
The X-ray Evolution of the Symbiotic Star V407 Cygni during its 2010 Outburst
我们总结了Swift和Suzaku对2010年共生星天鹅座V407新星爆发的X射线观测。在第30天获得的朱雀光谱表明存在来自白矮星表面的超软成分，以及来自新星喷出物和米拉风之间的激波的光学薄成分。Swift的观测结果使我们能够跟踪这两种成分从第4天到第150天的演变。最值得注意的是在第20天左右光学薄组分的突然变亮。我们确定这是冲击波到达米拉光球层附近的时间。我们建立了一个简单的爆炸波-风相互作用模型，该模型可以再现天鹅座V407的X射线演化的总体特征，并探索了抛射质量、双星分离和Mira质量损失率的参数空间。如果这个模型是正确的，那么双星的分离度可能比之前提出的要大，而米拉的质量损失率可能相对较低。
2012-01-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray Emission from an Asymmetric Blast Wave and a Massive White Dwarf in the Gamma-ray Emitting Nova V407 Cyg
共生恒星中的经典新星事件虽然罕见，但提供了一个独特的机会来探测恒星爆炸中喷出物与致密环境之间的相互作用。在这项工作中，我们使用X射线数据获得的斯威夫特和朱雀在最近的经典新星爆发在天鹅座V407探索这样的相互作用。我们发现在峰值X射线亮度的时间的平衡和非平衡电离等离子体的证据，表明在发射区域的密度的强烈的不对称性。比较一个简单的模型的数据，我们发现，X射线的演变是大致一致的新星喷出物驱动的前向冲击到密风的米拉同伴。在爆发的前50天，我们在光谱中检测到一种高度吸收的软X射线成分，这与核燃烧白矮星的超软辐射一致。这种发射成分的高温和短暂的关闭时间，以及观察到的光学和紫外光变曲线的突变，表明双星系统中的白矮星质量极大。最后，我们探讨了X射线和GeV伽马射线演化之间的联系，并提出伽马射线的关闭是由于前向激波的停滞，因为喷出物到达红巨星表面。
2012-01-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray Study of Rekindled Accretion in the Classical Nova V2491 Cygni
我们进行了X射线光谱研究的经典新星V2491天鹅座使用我们的目标的机会观测数据与朱雀和XMM-牛顿卫星以及存档的数据与雨燕卫星。使用X射线CCD光谱仪在第9、29、40、50和60-150天的几个新星后时期获得了中等分辨率（R~10-50）光谱，此外还获得了第-322天和第-100天之间的新星前间隔，所有这些都是相对于经典新星被发现的时间。我们发现光谱的时间序列发生了显着变化：（a）在超新星爆发前阶段和第9天，明显检测到来自Fe XXV的6.7 keV发射线。(b)第29天，没有发现这样的发射线。（c）第40天，6.7keV发射线再次出现。(d)在第50和60-150天，分别在6.4，6.7和7.0 keV的准中性Fe，Fe XXV和Fe XXVI的三条发射线被发现。根据这些现象，我们得出结论：（1）新星后的演化可分为两个不同的阶段，（2）早期的X射线发射是由喷出物引起的，而晚期的则是由重新点燃的吸积引起的，（3）吸积过程最早在出现准中性Fe发射线的第50天就被重新建立起来了.这是一种常见的磁激变变星吸积的特征。
2011-02-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Long-term Stability of Non-thermal X-ray Modulation in the Gamma-ray Binary LS 5039
我们报告的长期稳定性X射线调制明显同步的轨道周期为3.9天的伽马射线双星LS 5039。2007年对朱雀卫星进行的连续观测超过一个轨道周期，为我们提供了X射线通量和光谱形状随轨道相位变化的详细特征。受朱雀实验结果的启发，我们重新分析了1999年至2005年期间ASCA、XMM-牛顿和钱德拉获得的X射线数据，以研究LS 5039在X射线波段的长期行为。我们发现1999- 2007年的调制曲线非常稳定。即使是光变曲线中的细微结构，如尖峰和凹陷，也被发现从一个轨道到另一个轨道非常相似。过去观测到的光谱特征与朱雀号观测到的某些轨道相位段的光谱特征一致。我们认为，磁流体动力学碰撞之间的相对论性流出的紧凑的对象和恒星风O星解释了时钟般的非热X射线发射超过八年，通过显着稳定的生产高能量粒子附近的二元系统。
2009-06-19 astro-ph.HE
X-Ray and Near-Infrared Observations of GX 339-4 in the Low/Hard State with Suzaku and IRSF
2009年3月，朱雀和IRSF对银河系黑洞双星GX 339- 4进行了X射线和近红外（$J$-$H$ - $K_{\rm s}$）观测。在0.5- 300 keV波段的光谱主要是热康普顿化的盘光子，从直接盘组件的一个小的贡献，表明内部盘几乎完全覆盖的热日冕的电子温度为$\approx$ 175 keV。康普顿化日冕至少有两个光学深度$τ\approx 1,0.4$。对铁-K线轮廓的分析得出内盘半径为$(13.3^{+6.4}_{-6.0}) R_{\rm g}$（$R_{\rm g} $代表引力半径$GM/c^2$），最佳拟合倾角为$\approx50^\circ$。这个半径与假设康普顿化中光子数守恒的连续拟合估计的半径一致。我们的结果表明，GX 339- 4的标准盘可能在到达最里面的稳定圆形轨道（对于非旋转黑洞）之前被截断，在$\sim$ 1%的爱丁顿光度的低/硬态。用$F_{\rm Ks} \propto F_{\rm X}^{0.45}$对硬X射线通量与一天平均的近红外光变曲线进行了关联。近红外$νF_ν$光谱比射电光谱更平坦，表明来自致密喷流的光学薄同步辐射主导了近红外通量。基于简单的分析，我们估计喷流底部的磁场和尺寸分别为$5\times10^4$ G和$6\times 10^8$ cm。同步加速器自康普顿分量估计约占总X射线通量的0.4%。
2011-05-18 astro-ph.HE
The 2011 Outburst of Recurrent Nova T Pyx: X-ray Observations Expose the White Dwarf Mass and Ejection Dynamics
周期性新星T Pyx在2011年经历了第六次历史性爆发，并成为密集的多波长观测活动的主题。我们分析了雨燕和朱雀卫星的数据，以产生一个详细的X射线光曲线，并通过光谱信息的时代来增强。X射线观测在爆发的前四个月内几乎没有探测到，但超软和硬X射线分量在第115天后迅速上升。超软X射线成分，归因于核燃烧的白矮星的光球层，相对较冷（~45 eV），这意味着T Pyx中的白矮星明显低于克拉塞卡质量（~1 M_sun）。超软成分的开启时间较晚，产生了较大的新星喷出物质量（>~10^-5 M_sun），这与其他波长的估计值一致。硬X射线组件是很好的适合由~1千电子伏的热等离子体，并归因于冲击内部的2011年新星喷出物。在第194天的热等离子体中存在一条强氧线，这意味着喷出物被白矮星物质污染。X射线光变曲线可以用双相抛射来解释，在第一和第二抛射阶段之间有明显的延迟，第二抛射在爆发后两个月才最终释放。一个延迟的喷射是一致的光学和无线电观测的T Pyx，但产生这种延迟的物理机制仍然是一个谜。
2014-04-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Swift X-ray and UV monitoring of the Classical Nova V458 Vul (Nova Vul 2007)
我们描述了V458 Vul（Nova Vul 2007）的高度可变的X射线和紫外线发射，在爆发后1到422天之间由Swift观测到。V458 Vul最初只在紫外线下明亮，但在第71-140天期间，由于kT=0.64 keV的光学薄热发射，X射线波段未吸收光度为2.3 x10 ^{34} erg s^{-1}，因此成为可变硬X射线源。此时的X射线光谱需要一个低的铁丰度（0.2^{+0.3}_{-0.1}太阳），与朱雀号在同一时间的测量结果一致。在第315天，我们发现了一个新的X射线谱分量，它可以用一个温度为kT=23^{+9}_{-5} eV的黑体来描述，而以前的硬X射线谱分量下降了3.8倍。这种软X射线成分的光谱类似于那些通常在超软源（SSS）中看到的，这表明新星喷出物开始清除和/或WD光球正在收缩到其热发射达到X射线波段的点。我们发现一个高度的变化，在软组件与耀斑上升的数量级计数率在0.2天。在第342.4-383.6天的以下观察中，未观察到柔软组分，仅在第397天再次出现。硬组分继续发展，我们发现硬X射线发射和紫外发射之间的关系，产生斯皮尔曼秩概率为97%。在第397天之后，硬组分仍然存在，是可变的，并且继续以极慢的速率褪色，但是由于来自亮SSS组分的污染物堆积而无法分析。
2009-02-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray observations of VY Scl type nova-like binaries in the high and low state
在低光态和高光态的X射线中观测到四个VY Scl型类新星系统。我们研究了钱德拉，ROSAT，斯威夫特和朱雀档案观测BZ凸轮，MV Lyr，TT阿里，和V794 Aql。BZ Cam的X射线通量在低状态下较高，但不存在之前文章中假设的超软X射线源（SSS）。在任何其他系统的低电平状态下均未检测到SSS，X射线通量降低2 - 50倍。用碰撞电离平衡的多组分等离子体模型得到了与Swift X射线谱的最佳拟合。用Chandra ACIS-S和HETG光栅获得的TT Ari的高态高分辨光谱显示出丰富的发射线光谱，其中Mg，Si，Ne和S的发射线非常突出。这个光谱的复杂性似乎起源于不止一个区域，或者不止一个单一的物理机制。虽然有几条发射线与吸积流中的冷却流一致，但至少还有一个额外的组成部分。我们讨论了这一组成部分，这可能是在风中产生的系统的起源。我们还研究的可能性，VY Scl系统可能是中间极性，而吸积盘的边界层只在极紫外线发射，部分的X射线通量可能是由于磁驱动的吸积。
2014-09-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Outer Limits of Galaxy Clusters: Observations to the Virial Radius with Suzaku, XMM, and Chandra
星系团的外围，靠近维里半径，仍然是相对未被探索的领域，但对我们理解星系团的生长，结构和质量至关重要。在本报告中，我们展示了一个程序的第一个结果，以约束状态的外部团内介质（ICM）在一个大样本的星系团，利用三个互补的X射线天文台的优势：朱雀（低，稳定的背景），XMM-牛顿（高灵敏度）和钱德拉（良好的空间分辨率）。通过仔细结合从星团核心到r_200以外的观测，我们能够识别和减少系统的不确定性，这些不确定性会阻碍我们使用单个望远镜进行空间和光谱分析。我们的样本包括9个星系团，在z ~ 0.1-0.2完全覆盖的方位角超过r_200，我们的分析表明，ICM是不是在流体静力平衡的集群外围，我们看到明确的方位角变化的温度和表面亮度。在其中一个集群中，我们能够测量远超过r_200的漫射X射线发射，并且我们发现熵分布和气体分数与理论和数值模拟的预期一致。这些结果与最近的研究相反，这些研究指出气体在郊区聚集;集群环境或仪器效应因素的差异在多大程度上导致这种差异仍不清楚。从更广泛的角度来看，该项目将产生一个相当大的基准数据集，用于与高分辨率数值模拟进行详细比较。
2011-11-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
X-ray and Optical Correlation of Type I Seyfert NGC 3516 Studied with Suzaku and Japanese Ground-Based Telescopes
从2013年4月到2014年4月，我们对1.5型塞弗特星系NGC 3516进行了X射线和光学同时监测。它使用了朱雀，和5个日本地面望远镜，Pirka，Kiso Schmidt，Nayuta，MITSuME和Kanata望远镜。朱雀观测进行了7次，间隔时间从数天、数周到数月不等，每次暴露量为$\sim50$ ksec。光学PDMATHAMN波段观测不仅几乎同时覆盖了朱雀星的观测，而且尽可能频繁地跟踪源。结果发现NGC 3516处于微弱相态，其$0.21-2.70 \times 10^{-11}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$的通量为2-10 keV。2-45 keV的X射线谱由一个强变硬幂律连续谱和一个非相对论反射谱组成，前者的光子指数为$\sim1.7$，后者的发射谱线为Fe-K $α$。用微分像测光法产生$B$波段光变曲线，发现$B$波段辐射通量变化为$\sim2.7 \times 10^{-11}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$，与X射线的变化相当，并首次在NGC 3516中探测到X射线中硬幂律成分与$B$波段辐射之间存在显著的通量相关。通过检查它们的相关性，我们发现X射线通量比$B$带的通量早$2.0^{+0.7}_{-0.6}$天（$1σ$误差）。虽然这一结果支持X射线再处理模型，推导出的滞后太大，无法解释的标准视图，假设“灯柱”型X…
2016-05-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
V729 Sgr: A long period dwarf nova showing negative superhumps during quiescence
我们报告了对食激变变星V729 Sgr的K2观测，历时近80天。我们发现了五个短爆发和两个长爆发，其中一个显示了一个明确的平台阶段，在上升到最大亮度。两次连续短爆发之间的平均时间约为10 d，而两次长爆发之间的平均时间约为38 d。这些爆发的频率是前所未有的CV以上的轨道周期差距。我们发现的证据表明，日食的中点发生系统的爆发早于平静。在六个静止时期中的五个时期，我们发现了第二个光度周期的证据，它比我们归因于负超峰的4.16小时轨道周期短大约5%。因此，V729 Sgr是在静止期间显示负超级峰的最长周期CV之一。
2017-04-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Origin of the Broad Iron Line Feature and the Soft X-ray Variation in Seyfert Galaxies
已知许多塞弗特星系都表现出显著的X射线光谱变化和看似宽的铁K发射线特征。在本文中，我们证明了已为MCG-6.30-15（Miyakawa、Ebisawa & Inoue 2012）和1H0707.495（Mizumoto、Ebisawa & Sameshima 2014）成功提出的“可变部分覆盖模型”也可以解释2-10 keV的光谱变化以及朱雀观测到的其他20个塞弗特星系的宽铁线特征。在这个模型中，通过光学厚吸收云的吸收光谱分量具有显著的铁K边，这主要解释了观测到的看似宽的铁线特征。在扩展X射线源的视线中的吸收云的波动导致部分覆盖分数的变化，这导致直接（未覆盖）光谱分量和吸收（覆盖）光谱分量之间的反相关低于~10 keV。观测到的2-10 keV的光谱在小于~天的时间尺度内的变化主要是由部分覆盖率的这种变化来解释的，而本征软X射线光度几乎是不变的。
2016-02-13 astro-ph.HE
Modelling hystereses observed during dwarf-nova outbursts
上下文虽然盘不稳定性模型被广泛接受作为矮新星爆发的解释，它仍然是必要的，以面对它的预测观测，因为在吸积盘的角动量输运的限制是来自于该模型的应用到实际系统。目标。我们测试的预测模型的多色时间演化的爆发两个观察良好的系统，SS Cyg和大众Hyi。方法.我们用盘不稳定性模型计算了矮新星爆发的多色演化，并考虑了辐射次级、白矮星和热点的贡献。结果观测明确表明，在矮新星爆发演化过程中，光学色星等图中存在滞后现象。我们发现，盘不稳定性模型自然地解释了这种滞后的存在和方向。对于天鹅座SS和Hyi VW的特殊情况，系统演化过程中所涵盖的颜色和震级范围与观测结果相当一致。然而，观察到的颜色比在爆发的峰值附近观察到的颜色更蓝-就像在稳定的系统中一样，滞后周期的振幅比观察到的要小。预测的颜色显着依赖于假设的计算光盘光谱上升期间，并对二次辐射的大小为衰变的爆发的一部分。结论.如果人们希望解决在紫外系统的演变，光谱盘模型的改进是非常必要的。
2020-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Suzaku X-ray observation of one orbit of the supergiant fast X-ray transient IGR J16479-4514
我们报告了2012年2月用朱雀星对超巨星快X射线瞬变（SFXT）IGR J16479-4514进行的250 ks长X射线观测。第一次尽可能连续地覆盖了大约80%的短轨道周期（Porb=3.32天）。光源的光变曲线显示出超过两个数量级的变化，从一个非常低的发射状态开始，持续了前46 ks（1 E-13 erg/cm 2/s，1-10 keV），这与超巨星伴星的X射线食相一致。跃迁到未被遮蔽的X射线发射是依赖于能量的。在日食之外，源的大部分时间都处于（6-7）x10^-12 erg/cm 2/s的水平，其间有两个持续时间约为10和15 ks的结构性微弱耀斑。值得注意的是，第一个微弱的耀斑发生在一个类似的轨道阶段的明亮耀斑先前观察到的系统。这表明在超巨星风中存在锁相的大尺度结构，驱动着更高的吸积速率到致密物体上。在X射线日食期间可见的散射分量使我们能够直接探测轨道分离处的风密度，从而得到rho= 7 E-14 g/cm 3。假设超巨星风的几何形状是球形的，则导出的风密度转化为比值Mdot_w/v_terminal = 7 E-17太阳质量/km，假设终极速度在500-3000 km/s的大范围内，则意味着吸积光度比观测到的高两个数量级。因此，一种机制在起作用，降低质量吸积率。不同的可能性进行了讨论。
2012-12-04 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
BL Lacertae: X-ray spectral evolution and a black-hole mass estimate
本文分析了利用RXTE、朱雀、ASCA、BeppoSAX和Swift观测的活动星系核BL Lacertae的X射线光谱特性。这些观察所涵盖的总时间约为20年。我们表明，这个源经历了X射线光谱跃迁从低硬态（LHS）通过中间态（IS）的高软态（HSS）在这些观测。在RXTE观测期间（1997 - 2001年，{180 ks，共145个数据集}），源分别约占IS，LHS和HSS的75%，20%和仅5。我们还使用了12年（2005 - 2016年）的Swift观测（470个数据集，共800 k），BeppoSAX的（0.3 - 200 keV）数据（1997 - 2000，160 k）和ASCA的（0.3 - 10 keV）数据（1995 - 1999，160 k）。Suzaku（2006年，2013年; 50 ks）的两次观测与长期RXTE和Swift数据集相结合，使我们能够描述BL Lac的所有光谱状态。用体运动康普顿化（BMC）模型对BL Lac的光谱进行了拟合。我们已经建立了光子指数饱和水平，Gamma_{sat} =2.2+/-0.1，在伽马与质量吸积率（Mdot）的相关性。这种伽马-Mdot相关性使我们能够估计出BL Lac中的黑洞（BH）质量为M_{BH} ~ 3 × 10^7 M_sol，距离为300 Mpc。对于BH质量的估算，我们采用了以恒星质量的银河系BH 4U~（1…
2017-04-14 astro-ph.HE
Simple interpretation of the seemingly complicated X-ray spectral variation of NGC 5548
NGC 5548是一个在宽波长范围内被研究得很好的塞弗特1星系。以前的多波长观测活动表明，它的多个吸收体是高度可变和复杂的。以前的研究应用了两个区域的部分覆盖模型，不同的覆盖分数来解释复杂的X射线光谱变化，并报告了一个覆盖分数和光子指数的幂律连续体之间的相关性。然而，从物理上理解这种相关性并不简单。在本文中，我们提出了一个模型，以避免这种非物理的情况下，中央X射线发射区的部分覆盖的cluridium吸收剂组成的双层。这些“双重部分覆盖”具有完全相同的覆盖分数。基于我们的模型，我们已经进行了广泛的光谱研究，使用的数据由XMM-牛顿，朱雀，和NuSTAR在0.3-78千电子伏的范围内为16年。因此，我们发现X射线谱的变化主要是由以下三个分量的独立变化所解释的：（1）~1 keV以下的软过剩谱分量，（2）截止幂律归一化，（3）部分覆盖的clurons吸收体的分数。特别是，光谱变化以上~1千电子伏的部分覆盖分数和幂律归一化的变化，主要解释。相反，光子指数和所有其他光谱参数没有显着变化。
2022-05-06 astro-ph.HE
Black hole spin measurements in LMC X-1 and Cyg X-1 are highly model-dependent
本研究通过NICER、NuSTAR和Suzaku观测，发现LMC X-1和Cyg X-1的黑洞自旋测量值随盘模型假设变化显著，标准模型给出近极值自旋，而考虑表面层耗散后自旋降至0.4-0.84，表明连续谱法自旋测量高度依赖模型。
2024-01-01 astro-ph.HE
Broad Band X-Ray Spectra of Two Low-luminosity Active Galactic Nuclei NGC 1566 and NGC 4941
本文报道了用Suzaku和Swift/BAT观测到的低光度活动星系核（LLAGN）NGC 1566（1.5型）和NGC 4941（2型）在0.5-195 keV波段的第一个宽波段X射线谱。这两个靶在15-55 keV波段的硬X射线亮度约为10^{41-42}尔格/秒。部分或全部被覆盖的透射辐射及其从吸积盘的反射、来自环面的再处理辐射（伴随着强窄的铁-K α线）和散射分量（对于NGC 4941）的总和很好地再现了核的光谱。我们在两个靶中都没有明显地探测到来自内吸积盘的宽铁K α线，并且在NGC 1566中得到了相应的立体角的上限Ω/2π< 0.3。NGC 1566和NGC 4941的反射强度分别为Ω/2π=0.45^{+0.13}-0.10}和Ω/2π=0.64^{+0.69}-0.27}。NGC 4941中窄铁K α线的等效宽度与基于简单环面几何的模型预测相比，其半张角θ oa约为60-70 °。这些结果与在相似光度下由硬X射线和中红外选择样品得到的活动星系核被遮蔽部分相一致。我们的结果支持了活动星系核环面的平均覆盖率在L10 ^{42-43}尔格/s处达到峰值，但随着光度的降低而减小的结论。
2013-05-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
The X-ray rise and fall of the Recurrent Symbiotic System T CrB
本文通过分析 T CrB 的 NuSTAR、Suzaku 和 XMM-Newton 数据，发现其 X 射线变化可用含反射盘的模型解释，并揭示边界层温度随质量吸积率演化，且其硬度-强度演化与黑洞双星等系统相似。
2024-06-24 astro-ph.HE
