Insight Into "Changing-Look" AGN Mrk 1018 from the Fe K$α$ Line: The Reprocessing Gas Has Yet to Fully Respond to the Fading of the AGN
Mrk 1018是一个“外观变化”的活动星系核，其光谱在1979年至1984年期间从1.9型转变为1型，并在2015年回到1.9型。这一最新的转变伴随着X射线通量的减少。我们分析了2010年和2016年的Chandra光谱以及2016年的NuSTAR光谱，仔细处理了2010年Chandra光谱中的堆积，并自洽地模拟了2016年X射线光谱中的吸收，反射和Fe K $α$线发射。我们证明，虽然2-10 keV的X射线通量减少了一个数量级（1.46 $^{+0.10}_{-0.13} \times 10^{-11}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$到1.31 $^{+0.09}_{-0.04} \times 10^{-12}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$），Fe K $α$等效宽度（EW）从0.18 $^{+0.17}_{-0.12}$增加到0.61 $^{+0.27}_{-0.25}$ keV，由于压低的活动星系核连续体。我们使用物理驱动的MYTorus模型联合拟合了2016年的Chandra和NuSTAR光谱，发现环面方向与正面几何形状一致，并且排除了与环面相交的视线。虽然我们没有测量到视线吸收，但我们测量到视线外气体的柱密度$N_{\rm H}$ = 5.38 $^{+14}_{-4.0} \times 10^{22}$ cm $^{-2}$…
2017-03-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray Scattering Echoes and Ghost Halos from the Intergalactic Medium: Relation to the nature of AGN variability
X射线明亮的类星体可能被用来通过X射线散射现象追踪环星系和星系际介质中的尘埃，这种散射现象在银河系物体周围观察到，这些物体的光穿过足够的星际气体和尘埃柱。特别令人感兴趣的是大于0.1微米的灰色尘埃的丰度，这在其他波长下很难检测到。为了计算大颗粒的X射线散射，必须放弃传统的瑞利-甘斯近似。宇宙X射线散射光学厚度的米氏解约为1%。这给从钱德拉的点源图像中区分尘埃散射光子带来了很大的困难，钱德拉的点源图像目前在成像分辨率上是无与伦比的。活动星系核的可变性质为这个问题提供了一个解决方案，因为散射光需要更长的路径，因此相对于非散射光会经历一个时间延迟。如果活动星系核由于一个主要的反馈事件而明显变暗（> 3 dex），钱德拉点源图像相对于散射晕将被抑制，X射线回波或鬼晕可能变得可见。我估计了钱德拉在整个天空中可见的散射回波的总数：N_ech ~ 10^3（nu_fb / yr^-1），其中nu_fb是能够使活动星系核迅速变暗的反馈事件的特征频率。
2015-03-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Corona-heated Accretion-disk Reprocessing: Frequency-Resolved Lag Predictions for UV/Optical Reverberation Mapping of Active Galactic Nuclei
针对经典吸积盘模型无法解释NGC 5548频率分辨时滞的问题，研究人员提出CHAR模型可很好重现该时滞，还预测了Mrk 817的时滞，给出不同黑洞质量与爱丁顿比下的时滞关系，且模型时滞-光度关系与观测相符，为解析AGN中心引擎提供新方向。
2023-12-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Model-agnostic search of gravitational wave echoes in LVK data
Hangzhou Institute for Advanced Study, UCAS（杭州高等研究院）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（高能物理研究所）；School of Physics Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学物理科学学院）；Institute of Theoretical Physics, Chinese Academy of Sciences（理论物理研究所）；Center for High Energy Physics, Peking University（北京大学高能物理中心）
提出模型无关框架搜索引力波回波，通过广义相位边缘似然和陷波处理抑制噪声，在三个高信噪比事件中未发现回波，给出90%上限。
2026-06-11 astro-ph.HE gr-qc
Corona-Heated Accretion-disk Reprocessing (CHAR): A Physical Model to Decipher the Melody of AGN UV/optical Twinkling
活动星系核（AGN）长期以来一直被观察到“闪烁”（即，它们的亮度随时间而变化），在UV/光学波段中的时间尺度从几天到几年。这样的活动星系核紫外/光学可变性对于探测超大质量黑洞、吸积盘和宽线区域的物理是必不可少的。在这里，我们表明，温度波动的活动星系核吸积盘，这是磁耦合的日冕，可以解释所观察到的高质量的活动星系核的光学光变曲线。我们通过考虑吸积物质在SMBH附近的气体物理，计算了温度涨落。我们发现，只要无量纲的粘度参数$α$，这被广泛认为是由磁流体动力学（MHD）湍流吸积盘控制，约为$0.01$-$0.2$，由此产生的模拟AGN紫外/光学光变曲线与观测的统计特性相同。此外，我们的模型可以同时解释比预期更大的吸积盘的大小和紫外/光学变化对波长的依赖NGC 5548。我们的模型也有可能解释一些其他的观测事实的活动星系核的紫外/光学变化，包括时间尺度依赖的蓝时亮的颜色变化和依赖的紫外/光学变化的活动星系核的光度和黑洞质量。我们的研究结果也展示了一个有前途的方法来推断黑洞的质量，吸积率，和辐射效率，从而促进理解的气体物理和MHD湍流附近的SMBH及其宇宙质量增长的历史，通过拟合AGN的紫外/光学光变曲线在时域天文学的时代。
2020-02-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Revisiting the Continuum Reverberation Lags in the AGN PKS 0558-504
我们提出了一个修订后的分析光度混响映射活动的窄线塞弗特1星系PKS 0558-504进行的雨燕天文台在2008- 2010年。此前，Gliozzi等人使用离散关联函数（DCF）方法发现，短波长连续变化滞后于较长波长的变化，与吸积盘对X射线进行热后处理的预期趋势相反，他们将结果解释为反对后处理模型的证据。我们进行了新的DCF测量，证明了Gliozzi等人发现的反向滞后波长关系。这是因为他们在测量滞后时互换了驱动和响应光变曲线的顺序。为了更准确地确定带间滞后和不确定性，我们用四种独立的方法进行了新的测量。这些给出了一致的结果，显示时间延迟作为波长的函数而增加，正如光盘再处理场景所预期的那样。重新分析的延迟谱的斜率似乎是大致兼容的预测$τ\propto λ^{4/3}$的关系，再处理的光学厚和几何薄吸积盘，虽然数据点表现出很大的分散约拟合幂律趋势。
2022-07-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Testing disc reprocessing models for AGN optical variability by comparison of X-ray and optical power spectra of NGC 4395
本文利用 NGC 4395 的 3 年 g' 波段监测结合 TESS 和 HiPERCAM 数据构建跨越约 7 个数量级频率的光学功率谱，发现其弯曲时标约 3 天，并通过与 X 射线再处理模拟对比，证明长时标大幅度光学光变不能仅由吸积盘再处理解释，需引入额外光变来源。
2025-01-05 astro-ph.HE
Continuum Reverberation in Active Galactic Nuclei Disks Only With Sufficient X-ray Luminosity and Low Albedo
本研究通过三维多频辐射磁流体动力学模拟探究AGN盘X射线回响机制，发现X射线与紫外光度比、吸收作用是二者相关性的关键，X射线加热盘可解释实测与预期延迟的差异。
2025-01-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
AGN STORM 2. VII. A Frequency-resolved Map of the Accretion Disk in Mrk 817: Simultaneous X-ray Reverberation and UVOIR Disk Reprocessing Time Lags
该研究基于 AGN STORM 2 对 Mrk 817 的多波段同步监测，首次联合 X 射线混响与 UVOIR 再处理延迟，揭示黑洞全吸积盘结构及电离外流和 BLR 对延迟的影响。
2024-09-13 astro-ph.HE
First detection of the outer edge of an AGN accretion disc: Very fast multiband optical variability of NGC 4395 with GTC/HiPERCAM and LT/IO:O
本文介绍了用利物浦望远镜对低质量活动星系核NGC 4395进行快速（~ 200 s采样）Ugriz测光，然后用10.4mGTC上的HiPERCAM对该星系核进行非常快速（3s采样）的us、gs、rs、is和zs同步监测。这些观测提供了有史以来最快的活动星系核多波段测光和非常精确的滞后测量。与所有其他活动星系核不同，gs滞后于我们很大一部分，这与盘的后处理一致，但与宽线区（BLR）的后处理不一致。在长波长下，滞后随波长的增加非常小，表明洗消机的外缘（Rout）。我们已经比较了截断光盘再处理模型相结合的HiPERCAM和以前的X射线/紫外线滞后。对于3.6E5太阳的正常接受的质量，我们得到合理的协议与零自旋，Rout ~1700 Rg，和DONE物理动机的温度相关的光盘颜色校正因子（fcol）。如果fcol=2.4，则只能容纳较小质量的4 E4太阳能，这可能是不切实际的高。盘的自重在这个低质量活动星系核中可能并不重要，但一个模糊的风可能会提供一个优势。对于小质量的尘埃升华半径类似于Rout，因此风可能是尘埃。然而，对于更可能的大质量，升华半径更远，因此线驱动的气态风的光学厚度的基础更有可能。在两种情况下，BLR的内边缘都接近Rout。这些意见提供了第一个很好的证据，截断活动星系核光盘和警告，截断应包括在混响滞后模型。
2022-12-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Optical/UV-to-X-Ray Echoes from the Tidal Disruption Flare ASASSN-14li
我们首次对一次潮汐破裂耀斑（TDF）ASASSN-14 li进行了多波长（光学/UV和X射线）光度混响测绘。我们发现它的X射线变化与光学/紫外波动相关，并滞后32 $\pm$ 4天。基于X射线时间滞后的方向和幅度，我们排除了X射线再处理和从标准圆形薄盘直接发射作为其光学/UV发射的主要来源。滞后星等也排除了活动星系核盘驱动的不稳定性作为ASASSN-14 li的起源，因此强烈支持该事件和类似物体的潮汐破裂图像。我们认为，大多数的光学/紫外线发射可能来自碎片流的自我相互作用。在自相互作用点的扰动产生光学/紫外线的变化，并向下传播到黑洞，在那里它们调制X射线。因此，光学/UV和X射线变化之间的时间滞后对应于这些波动从自相互作用位点传播到接近黑洞所花费的时间。我们进一步讨论这些时间滞后的自相互作用模型的三个变体的上下文中。未来TDFs的高节奏监测观测将足够敏感，以检测这些回波，并使我们能够建立TDFs中光学/紫外线发射的起源。
2017-03-21 astro-ph.HE
The Origin of UV-optical Variability in AGN and Test of Disc Models: XMM-Newton and ground based observations of NGC4395
活动星系核的短时间尺度（周/月）变化的起源，无论是由于内在的磁盘变化或周围的吸积盘的X射线发射的再加工，多年来一直是一个谜。然而，最近的一些观测计划，特别是NGC 5548与雨燕，已经表明，紫外/光学变化落后于X射线变化的方式强烈支持X射线后处理。有些令人惊讶的是，吸积盘的隐含大小比标准的，光滑的，Shakura-Sunyaev薄盘模型的预期大3倍。虽然这种差异可以用星团吸积盘来解释，但目前还不清楚这种差异是否会发生在所有活动星系核中，或者它是否会随着黑洞质量、吸积速率或盘温度的变化而变化。对大多数活动星系核的带间滞后的测量需要长时间尺度的监测，这是很难安排的。然而，对于低质量（<100万太阳质量）活动星系核，XMM-牛顿EPIC（X射线）与快速读出模式下的光学监测器相结合，可以在单次长时间观测中测量X射线/紫外光滞后。在这里，我们总结了以前的相关观测，并报告了NGC 4395的XMM-牛顿观测（质量比NGC 5548低100倍，吸积率低20倍）。我们发现UVW 1比X射线滞后约470 s。在6个不同的地面观测站同时进行观测，也允许测量g-波段滞后（~ 800 s）。这些观察结果与X射线后处理一致，但初步分析表明，对于NGC 4395，它们与标准薄盘模型的预测没有明显差异。
2016-01-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray Spectral Model of Reprocessing by Smooth and Clumpy Molecular Tori in Active Galactic Nuclei with the MONACO framework
利用蒙特卡罗模拟框架MONACO，建立了活动星系核环核后处理的X射线谱模型。两个环面的光滑和clueless情况下的几何形状被认为是和比较。为了准确地再现康普顿肩，MONACO不仅包括自由电子散射，而且包括束缚电子散射。拉曼和瑞利散射也被处理，散射截面依赖于氢和氦的化学状态包括在内。可以实现由湍流速度引起的多普勒展宽。我们的模型给出了与其他可用的模型，如MYTorus一致的结果，除了由于不同的物理参数和假设的差异。我们研究了康普顿肩的环面参数的依赖关系，发现康普顿肩与线芯的强度比主要取决于柱密度、倾角和金属丰度。例如，金属丰度的增加使康普顿肩相对较弱。康普顿肩的形状也取决于柱密度。此外，这些依赖性变得不同的光滑和clusteries的情况下。讨论了活动星系核康普顿肩的ASTRO-H SXS光谱的可能性。
2016-02-02 astro-ph.HE
A physical model for the UV/optical power spectra of AGN
活动星系核的紫外/光学变化一直被认为是由吸积盘的X射线照射驱动的。然而，最近的多波长运动附近的塞弗特星系似乎挑战这一范式，观测和基础理论之间存在明显的差异。为了进一步探索活动星系核的紫外/光学和X射线变化之间的联系，我们建立了一个物理模型，在假设活动星系核中X射线经过热再处理的情况下，再现了活动星系核的紫外/光学功率谱（PSD）。这一模型为研究活动星系核的内部区域提供了一种新的途径。我们使用我们的模型来研究NGC 5548的可变性，我们推断，X射线和UV/光学PSD以及带间UV/光学时间滞后都很好地再现。我们还推导出源的物理参数，如X射线日冕的高度和吸积率的约束。我们的研究结果表明，X射线磁盘后处理帐户的活动星系核的全部可变性，在所考虑的时间尺度。使用NGC 5548的早期数据，我们还表明，我们的模型可以再现其PSD在不同的时代，建立使用PSD建模调查源的时间演化的可行性。
2022-07-11 astro-ph.GA 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
Elucidating the global distribution of reprocessing gas in NGC 1194
XMM-牛顿和NuSTAR联合观测了明亮的Seyfert 1.9星系NGC 1194。用环形再处理机MYTORUS模拟了活动星系核的硬谱形式。解耦模型形式提供了对光谱的良好描述，反射来自于全球平均柱密度> 4 x 10^24 cm^-2的气体，连续谱通过数量级较低的柱透射。在该模型中，反射强度比简单圆环的预期强度高约3倍。这样的结果可能表明，许多内在的X射线连续体是隐藏的。另一种模型是一个不规则的环面，其中85%的视线被康普顿厚气体遮蔽，剩下的15%被康普顿薄气体遮蔽。补丁环面模型是基于太阳丰富的铁，是一致的X射线部分覆盖的结果发现在其他活动星系核。一个不完整的环面模型将缓解反射特征强度的问题，这不是一个直观的结果：这样一个关于全球后处理气体的几何形状的洞察力是不可能通过使用特设模型组件来描述光谱形式来获得的。
2020-08-10 astro-ph.HE
Modelling Continuum Reverberation in AGN: A Spectral-Timing Analysis of the UV Variability Through X-ray Reverberation in Fairall 9
本文通过构建随时间变化的吸积盘 X 射线再处理模型分析 Fairall 9，证明其紫外变率主要源于内禀发射而非 X 射线反响。
2023-02-13 astro-ph.HE
X-ray Absorption and Reprocessing in the $z \sim 2.5$ Lensed Quasar 2MASS J1042+1641
我们提出了新的宽带X射线观测的$z \sim 2.5$透镜类星体2 MASS J1042+1641，结合$XMM$ - $Newton$，$Chandra$和$NuSTAR$提供的X射线光谱的0.3 $-$ 40 keV的带通在所观察到的帧，对应于$\sim$ 1 $-$ 140 keV频带在2 MASS J1042+1641的休息帧。X射线数据显示出强烈的（但仍然是康普顿薄的）X射线吸收的明确证据，除了由康普顿厚的材料进行的重要再处理之外，这些材料必须远离我们的视线到中心X射线源。我们测试两种不同的解释，后者：第一，再加工发生在一个经典的活动星系核环面，调用统一模型，第二，再加工发生在吸积盘。这两种模型都能成功地再现观测到的光谱，并且都意味着尽管有很强的视线吸收，但源仍以中等低的倾角（$i < 50^{\circ}$）被观测到。结合X射线数据和来自$WISE$的红外数据，从2 MASS J1042+1641看到的结果进一步支持了最近的建议，即大X射线和红外测量一起可能能够在详细的成像研究之前识别出良好的透镜类星体候选者。
2022-09-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Swift monitoring of NGC 5548: X-ray reprocessing and short term UV/optical variability
从活动星系核的相关X射线/UV/光学监测测量的滞后使我们能够确定UV/光学可变性是由X射线的再处理驱动的还是由UV/光学种子光子变化驱动的X射线可变性。本文介绍了迄今为止对活动星系核中X射线、紫外光和光学变率之间关系的最大研究结果。在X射线和紫外/光学波段之间存在良好的总体相关性，特别是在短时间尺度（数十天）上。这些谱带滞后于X射线谱带，滞后与波长的幂1.23+/-0.31成比例。这个功率非常接近功率（4/3），如果短时间尺度的紫外/光学可变性是由周围的吸积盘的X射线再处理驱动的预期。然而，观察到的滞后时间比预期的要长，从一个标准的Shakura-Sunyaev吸积盘与X射线加热，给定目前公认的黑洞质量和吸积率值，但可以解释为一个稍微大的质量和吸积率，和一个普遍较热的盘。一些长期的紫外/光学变化并不完全是在X射线，这表明一个额外的组件，以紫外/光学可变性所产生的吸积率扰动可能通过光盘向内传播。
2014-07-23 astro-ph.HE
X-ray/UV/optical variability of NGC 4593 with Swift: Reprocessing of X-rays by an extended reprocessor
本文报道了用雨燕对Seyfert 1星系NGC 4593的强X射线、紫外和光学观测结果。有没有内在的通量相关的光谱变化中的可变成分在任何波段的小的明显变化，仅由于污染的第二个恒定的组件，可能是一个（硬）反射组件在X射线和（红色）主机星系在紫外线/光学波段。相对于最短的波长带UVW 2，其他紫外和光学波段的滞后大多与来自吸积盘的高能发射的后处理的预测一致。然而，U波段的滞后远远大于预期，几乎可以肯定是因为再处理的巴耳末连续辐射从更遥远的宽线区气体。UVW 2波段与X射线有很好的相关性，但如果UVW 2是由X射线在吸积盘上的再处理产生的，那么它的滞后程度比预期的要大6倍。然而，如果光变曲线被过滤以去除时间尺度>5d的变化，则滞后接近光盘再处理的预期。MEMEEcho分析表明，直接X射线可以是紫外/光学波段中大多数变化的驱动因素，只要这些波段的响应函数除了在短滞后（<1d）处的强峰（来自光盘再处理）之外都具有长尾（高达10 d）。我们认为这些拖尾是由于周围气体的再加工造成的。包括NGC 4593在内的4个活动星系核的X射线到UVW 2和UVW 2到V波段的滞后比较表明，所有活动星系核都有UVW 2到V波段的滞后，这超过了盘再处理的预期值的2倍。然而，X射线到UVW 2的滞后，大多数情况下，在更大程度上超过了预期的磁盘后处理和不同的活动星系核。最大的过剩是NGC 4151。吸收和散射可能会…
2017-12-13 astro-ph.HE
Rimmed and Rippled Accretion Disc Models to Explain AGN Continuum Lags
我们提出了一个解决问题的吸积盘的大小在活动星系核的混响映射测量时比理论预测的更大。考虑到在具有厚度轮廓$H(r)$的盘上的黑体再处理，我们的解决方案调用由中央灯柱照射的陡峭边缘或波纹结构。我们模型的连续滞后和暗淡和明亮的光盘光谱能量分布（SED）在最好的研究案例NGC 5548（黑洞质量$M = 7\times10^{7} M_\odot$，光盘倾角$i=45^\circ$）。当灯柱关闭时，观测到的盘SED需要低吸积率（$\dot{M} \sim 0.0014 M_\odot$/yr）和高吸积黑洞自旋（$a \sim 0.93$）。在薄圆盘上的再处理给出了随波长增加的时间滞后，但比观察到的小3倍。在$r = 5$光日附近引入陡峭的$H(r)$边缘或多个波峰，在其陡峭的中心斜面上进行再处理将温度从$\sim1500$ K升高到$\sim6000$ K，这增加了光学滞后以匹配滞后数据。大部分阀瓣表面保持与SED匹配的较冷的$T\propto r^{-3/4}$温度曲线。明亮的灯柱可能是由利用黑洞旋转的磁链供电的。陡峭的边缘出现在盘状尘埃的升华半径附近，就像在宽线云的“失败盘风模型”中一样。透镜-瑟林扭矩使圆盘和黑洞旋转对齐，也可能引起翘曲和相关的波。在这两种情况下，由$H(r)$的推断值所暗示的小密度尺度高度暗示了圆盘中可能的边缘重力不稳定性。
2022-12-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Scaling Up: A Global Optical/X-ray Correlation For Reprocessing Across Black Hole Masses
Center for Astrophysics and Space Science, NYUAD Research Institute, New York University Abu Dhabi（纽约大学阿布扎比分校天体物理与空间科学中心）；New York University Abu Dhabi（纽约大学阿布扎比分校）；New York University（纽约大学）；Department of Physics and Astronomy, York University（约克大学物理与天文系）；Institut Supérieur de l’Aéronautique et de l’Espace (ISAE-SUPAERO)（法国高等航空航天学院）；Department of Astronomy, Yale University（耶鲁大学天文学系）；INAF–Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布里埃拉天文台）
本研究将黑洞低质量X射线双星的光学/X射线相关性扩展至活动星系核，通过反响映射时间滞后作为再处理半径，发现跨越恒星级到超大质量黑洞的全局相关性，为吸积黑洞X射线辐射模型提供新约束。
2026-10-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Modeling optical and UV polarization of AGNs III. From uniform-density to clumpy regions
越来越多的证据表明，活动星系核（AGN）的部分（如果不是全部的话）散射区是星团。因此。本文对具有不同分布的云团散射介质的活动星系核后处理区，在光学/紫外波段上进行了辐射转移模型计算。我们使用本系列的前两篇论文中提出的蒙特卡罗程序STOKES的最新版本来模拟AGN后处理区域的形态复杂性。我们用多达数千个恒定密度的团块取代了以前密度均匀的介质。我们耦合一个连续源破碎的赤道散射区，极外流，和环形，模糊的尘埃区域，并调查了广泛的几何形状。我们还考虑了不同程度的碎片在每个散射区域的活动星系核的净极化的碎片的重要性进行评估。我们发现，与均匀密度模型相比，赤道分布的气体和尘埃云的结果在灰色的光谱，并显示在所有视线的净偏振百分比的减少。所得到的偏振位置角取决于cloudical结构的形态，扩展环面有利于平行偏振，而紧凑环面产生正交偏振位置角。在极散射区的情况下，碎裂增加了净极化，除非云填充因子很小。一套完整的活动星系核模型，从个人，破碎的地区进行了调查。我们的模拟表明，碎片尘埃环面的引入显着改变了AGN的净极化。我们的模型的极化观测大AGN样本的比较，大大有利于几何紧凑cluerectori扩展的。
2015-03-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Global Implications of the Hard Excess II: Analysis of the Local population of Radio Quiet AGN
活动星系核（AGN）显示出从吸积的黑洞流出的再加工气体的证据。与从较低的X射线能量外推光谱相比，从环核物质吸收和散射的综合效应可能解释了20千电子伏以上X射线发射的“硬过量”。在最近的{ \it Suzaku}研究中，我们建立了在硬X射线选择的、无线电安静的1型活动星系核中普遍存在的硬过剩，这与X射线连续云系综的再处理是一致的，该云系综位于距核黑洞数十到数百个引力半径处。在这里，我们添加硬X射线选择，2型活动星系核，以扩展我们原来的研究，并表明，总的X射线光谱特性的整个本地人口的射电宁静活动星系核可以描述一个简单的统一计划。我们发现光谱硬度比和Fe，K $α$等效宽度在所有活动星系核类型上都有一个宽的、连续的分布，这可以通过改变观测者的视线通过一个单一的、简单的模型云系综来再现，只要通过模型云分布的辐射转移不仅包括光电吸收，而且还包括三维康普顿散射。云分布的其他参数的变化，如柱密度或电离，应该是AGN之间的预期，但这种变化是不需要解释总的X射线光谱特性。
2015-11-29 astro-ph.HE
GW190521: Search for Echoes due to Stimulated Hawking Radiation from Black Holes
本研究针对GW190521双黑洞并合事件，用两套独立方法搜寻受激霍金辐射产生的引力波回声，得到与理论预期相符的初步证据，为下一代探测器验证黑洞量子结构提供依据。
2023-05-29 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Could the inter-band lag of active galactic nucleus vary randomly?
本研究基于AGN热涨落与再加工两种变化情景，揭示了单个AGN能带间延迟因随机性在不同观测中变化，提出通过对相似AGN样本延迟取平均等效推断稳定延迟，并探讨了新观测测试。
2024-10-14 astro-ph.GA 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
Using Infrared Dust Echoes to Identify Bright Quasi-periodic Eruption Sources
本文提出利用TDE后持续约1000天的红外尘埃再处理回波识别峰值热光度≳10^44 erg/sec的明亮QPE，并据此预测AT2020ysg可能为QPE源。
2025-02-17 astro-ph.HE
Machine learning application to detect light echoes around black holes
X射线反射已成为探测黑洞附近盘冠几何结构的有力工具。在这里，我们开发了机器学习（ML）模型来提取活动星系核功率谱密度（PSD）中的X射线混响特征。该机器使用模拟PSD进行训练，PSD的形式是用相对论回波特征编码的简单幂律。字典学习和稀疏编码算法用于PSD重建，通过将噪声PSD转换为具有代表性的稀疏版本。然后，利用支持向量机从包含声源高度信息的重构PSD中提取可解释的混响特征。结果表明，该方法对震源高度的预测精度确实很高，只有当$h$ > 15 $r_g$时才会出现误判。当测试PSD具有弯曲幂律形状时，这对机器来说是全新的，精度仍然很高。因此，ML模型不需要预先确定PSD的固有形状。通过关注在真实活动星系核数据中观察到的PSD参数空间，即使使用包含低至总通量10%的反射通量的能带中的PSD，也可以100%准确度确定$h \leq$ 10 $r_g$的分类。对于$h$ > 10 $r_g$，如果错误分类，则数据将具有$Δh$ ~ 2-4 $r_g$的小不确定性。这项工作表明，作为概念证明，ML技术可以在X射线混响分析中形成新的方法方向。
2021-07-19 astro-ph.HE astro-ph.IM
Extreme AGN variability: evidence of magnetically elevated accretion?
现在，在越来越多的塞弗特星系和发光类星体中，可以看到光学到X射线波长的快速、大幅度的变化。这些变化意味着吸积功率的全球变化，但速度太快，无法通过标准薄吸积盘的流入来传达。长期以来，人们都知道这样的圆盘很难解释观测到的活动星系核的光学/紫外辐射。在这里，我们表明，替代模型来解释这些观察有较大的规模高度和较短的流入时间。特别是由磁压支持的吸积盘在所有光度下都是几何厚度的，流入时间与迄今为止在极端变率事件中观察到的几年时间尺度一样短。未来的时间分辨，多波长观测可以区分通过这里提出的几何厚盘的流入，以及中央源或不稳定驱动的极限环的极端再处理的替代方案。
2018-07-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Properties of the Obscuring Torus in NGC 1052 from Multi-epoch Broadband X-ray Spectroscopy
无论是在临近宇宙还是在高红移处，活动星系核（AGN）的最内部都被观测到有一部分是昏暗的。然而，造成遮蔽的结构的性质，特别是在低光度活动星系核，目前知之甚少。我们提出了一种新的方法，多历元宽带X射线光谱，锚定在长期的平均光谱在硬X射线带，适用于附近，X射线明亮的活动星系NGC 1052。基于一个简单的、密度均匀的圆环X射线再处理模型，从核周物质中的X射线再处理的光谱特征中，我们发现覆盖因子为80-100%，全局平均柱密度范围为（1-2）× 10^23 cm ^-2。这与独立测量的可变视线柱密度范围非常匹配，导致NGC 1052中模糊环面的简单和自洽的图像，类似于最近文献中的其他几个活动星系核。比较这个X射线约束环面模型与测量的空间分辨次秒差距的吸收从无线电观测，我们发现，它可能是可能的帐户X射线和无线电数据与环面模型具有陡峭的密度梯度沿轴的相对论射流。这为改进NGC 1052和更广泛的活动星系核环核环境的物理模型提供了一个有价值的方向。
2021-09-06 astro-ph.HE
The Global Implications of the Hard X-ray Excess in Type 1 AGN
最近的证据表明，一个强大的“硬过剩”的通量在能量> 20 keV的一些朱雀观测的1型活动星系核（AGN）的激发了探索性的研究，在当地的1型活动星系核人口的现象。我们选择了雨燕爆发警报望远镜（BAT）58个月的目录中的所有1型活动星系核，并将它们与朱雀公共档案馆的馆藏进行了交叉相关。我们发现硬过剩现象是第一类活动星系核的普遍性质。两者合计，光谱硬度和Fe K α发射的等效宽度是一致的，由康普顿厚的云，部分覆盖的连续源的合奏后处理。在这样的模型的上下文中，约80%的样品具有与由低电离、康普顿厚度气体覆盖的连续体的> 50%一致的硬度比。更详细的研究，在我们的样品中的三个最硬的X射线光谱揭示了一个尖锐的铁K吸收边在7 keV的每一个，这表明模糊的反射是不负责非常硬的光谱形式。简单的考虑将康普顿厚云的分布置于光学宽线区域或光学宽线区域内。
2012-11-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
The origin of the UV/optical lags in NGC 5548
对NGC 5548的新的多波长监测活动清楚地表明，紫外/光学光变曲线的变化在较长波长处滞后的时间逐渐变长，正如对光学厚盘进行再处理所预期的那样，但时间尺度比标准Shakura-Sunyaev吸积盘预期的要长。我们建立了一个完整的光谱定时后处理模型来模拟NGC 5548的紫外/光学光变曲线。我们发现，光盘再处理所观察到的硬X射线光变曲线产生光学光变曲线太快的变化，以及太短的滞后时间。抑制快速变化需要一个干预结构，防止硬X射线照射光盘。我们认为这是圆盘本身，也许是由于紫外线中的原子过程提升了光球层，增加了尺度高度，使其密度降低，热分解能力降低，因此它辐射出低温康普顿辐射，以产生软X射线过量。膨胀的康普顿化盘区域的外边缘发射FUV通量，并且可以照亮外部薄黑体盘，但是虽然这给出了更接近于观察到的UV和光学光变曲线的再处理的可变发射，但是光传播滞后仍然太短而不能匹配数据。我们对一个解决方案进行反向工程以匹配观测结果，发现滞后发射的亮度和温度与响应活动星系核辐射通量（FUV或X射线）的光传播滞后距离处的物质不一致。我们的结论是，NGC 5548的UV/光学滞后不是来自X射线后处理的光传播时间，也不是来自FUV后处理的光传播时间，而是外部黑体盘垂直结构响应于变化的FUV照明的时间尺度。
2017-10-03 astro-ph.HE
Flares in the Changing Look AGN Mrk 590. II: Deep X-ray observations reveal a Comptonizing inner accretion flow
本文通过 XMM-Newton、NuSTAR 和 NICER 深度观测耀发态变星 AGN Mrk 590，证明软超量源于温暖光厚康普顿化内吸积流，而非模糊反射，并解释其 X 射线—紫外延迟。
2025-03-11 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
Simulating X-ray Reverberation in the UV-Emitting Regions of Active Galactic Nuclei Accretion Disks with 3D Multi-Frequency Magnetohydrodynamic Simulations
本研究利用三维多频磁流体动力学模拟AGN盘紫外辐射区并注入硬X射线，发现盘湍流足以驱动紫外光变内禀变率，而硬X射线对紫外功率谱影响极小，仅在长时标上存在弱相关，表明硬X射线可能并非反响映射信号的主要驱动因素。
2023-11-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Accretion Disc Time Lag Distributions: Applying CREAM to Simulated AGN Light Curves
活动星系核（AGN）在所有波长上的亮度都不同。此外，较长波长的紫外-光学连续光变曲线似乎相对于较短波长的光变曲线延迟。一个简单的方法来模拟这些延迟是通过假设一个可变的点源（灯柱）的黑体吸积盘的热再处理。我们介绍了一种新的方法，CREAM（\textbf{C} ontinuum \textbf{RE}处理\textbf{A} GN \textbf{M} arkov链蒙特卡罗），模型连续变化使用这个灯柱模型。光盘光变曲线滞后于灯柱发射，具有对光盘温度-半径轮廓和倾斜敏感的时间延迟分布。我们测试CREAM的能力，以恢复黑洞质量和吸积率$\mmdot$的倾斜和产品，并表明该代码也能够推断的形状的驱动光变曲线。CREAM适用于合成光变曲线，预计从1000秒曝光的第17级AGN与2米的望远镜在斯隆g和i波段的信噪比为500 - 900取决于过滤器和月相。我们还测试了CREAM在SNR = 100的质量较差的g和i光曲线上的性能。我们发现，在高信噪比的情况下，CREAM可以恢复吸积盘倾角内的不确定度为5度和$\mmdot$内的0.04 dex。
2015-11-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Probing the origin of the iron K_alpha line around stellar and supermassive black holes using X-ray polarimetry
不对称的宽铁线是X射线双星和活动星系核X射线谱的共同特征。结果表明，Fe K_α辐射的畸变是由于多普勒效应和相对论效应影响了致密天体强引力阱附近的辐射转移所致：对于XRB，是恒星质量黑洞（BH）或中子星（NS）;对于AGN，是超大质量黑洞（SMBH）。然而，基于再处理和辐射通过周围介质传输的替代方法也试图解释谱线展宽。到目前为止，光谱和时间分析还没有说服整个社区区分这两种情况。在这里，我们研究在何种程度上的黑洞X射线双星（BHXRB）和1型活动星系核的X射线偏振测量可以帮助确定可能的起源的线失真。要做到这一点，我们报告最近获得的两个BH口味的模拟，并表明，所提出的方案被发现表现不同的偏振度和偏振角。一个相对论性的起源扭曲被认为是更可能的背景下，BHXRB，支持的想法，同样的机制也应该导致活动星系核。我们发现，歧视偏振信号可以被检测到的几个X射线偏振任务在过去提出的。
2013-09-06 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
The largest Swift AGN monitoring campaign: UV/optical variability in NGC 5548
我们报告最大的雨燕AGN监测计划，关于UV/光学变化在西弗茨。从塞弗特星系NGC 5548在750天内的554次观测中，我们看到（McHardy et al. 2014）X射线和紫外/光学波段之间有很好的整体相关性，特别是在短时间尺度上（数十天）。发现UVOT带滞后于X射线，其滞后尺度为波长的1.23 +/- 0.31次方，如果紫外/光学变化是由吸积盘对X射线的再处理引起的，则与预期的（1.33）非常一致。然而，观察到的滞后比标准Shakura-Sunyaev圆盘的预期长约3倍，这引起了对该模型详细有效性的真正担忧。这个结果可以用稍大的质量和吸积率，以及更热的盘来解释，或者如果盘是cluerous，从而增强了来自外部区域的发射。
2015-02-26 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
PG 1211+143: probing high frequency lags in a high mass AGN
我们提出了四个存档的XMM牛顿观测PG 1211+143的时序分析。该源以其光谱复杂性而闻名，包括强烈的软过剩和不同的吸收系统。软能带（0.3-0.7千电子伏）的滞后检测在所有四个观测，在频率范围$ν\lsim 6 \times 10^{-4}$ Hz，硬滞后，类似于那些观察到的黑洞X射线双星，通常是在较小的质量活动星系核。滞后幅度是能量依赖性的，显示出两个明显的趋势连接到两个通量水平，在该源被观察到。结果进行了讨论的背景下，磁盘和/或电晕后处理的情况下，磁盘风模型。与1H 0707-495的高频负滞后的相似性被强调，如果得到证实，它们将支持这样的假设，即PG 1211+143的滞后代表了相同的潜在机制的签名，其时间特征与中心物体的质量成比例。
2011-08-17 astro-ph.HE
Tracing the AGN/X-ray Binary Analogy with Light Curves of Individual Changing-Look AGN
如果我们能够确定这两种黑洞吸积现象是相似的，那么X射线二元爆发的物理模型可以帮助理解“外观变化”的活动星系核（AGN）的起源。在此之前，研究紫外-X射线光谱指数α_OX和爱丁顿比之间的相关性，使用单历元观测的变化看AGN样品揭示了可能的相似之处爆发X射线双星的光谱演化。然而，直接比较使用多历元的UV/X射线光变曲线的个别变化看活动星系核经历了戏剧性的变化，爱丁顿比一直很少。本文利用已发表的两个变貌活动星系核（NGC 2617和ZTF 18 aajupnt）的Swift UV/X射线光变曲线，研究了它们在爆发过程中α OX值的演化。我们发现，这两个变化的AGN相结合，可以追溯到预测的光谱演化的X射线双爆发，包括反转的α_OX演化作为爱丁顿比的函数。我们认为，光谱软化，观察到发生在活动星系核和X射线双星的临界爱丁顿比以下是由于再加工的康普顿X射线发射的吸积盘，根据X射线紫外混响滞后先前观察到的NGC 2617。我们的研究结果表明，活动星系核变貌现象的物理过程与X射线双星爆发相似。
2019-09-12 astro-ph.HE
General relativistic modelling of the negative reverberation X-ray time delays in AGN
我们提出了第一个系统的物理模拟的时滞谱之间的软（0.3-1 keV）和硬（1.5-4 keV）X射线的能量带，作为傅立叶频率的函数，在一个样本的12个活动星系核已被观测到的XMM-牛顿。我们特别关注负的X射线时间滞后（通常在$10^{-4}$ Hz以上看到），即软带变化滞后于硬带变化，并且我们假设它们是由灯柱X射线源几何结构内的吸积盘的再处理和反射产生的。我们还假设，吸积盘的响应，在软X射线波段，是充分描述的中性铁线（Fe k $α$）在6.4千电子伏的响应，我们使用完全广义相对论射线追踪模拟，以确定其时间演变。这些响应函数，从而相应的时滞谱，产生更现实的结果比常用的，但错误的，礼帽模型。此外，我们通过幂律来参数化时滞谱的正部分（通常在$10^{-4}$ Hz以下看到）。我们发现，最佳拟合BH质量，M，同意相当不错，与其他方法得到的，从而为我们提供了一个新的工具BH质量测定。我们发现没有证据表明M与BH自旋参数$α$、视角$θ$或盘上方X射线源高度$h$之间存在任何相关性。平均而言，X射线源仅位于吸积盘上方约3.7个引力半径处，视角均匀分布在20度至60度之间。最后，有一个试探性的迹象表明，自旋参数的分布可能是双峰高于和低于0.62。
2014-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The X-ray variability history of Markarian 3
我们的目标是约束的几何形状的再处理物质在附近的原型塞弗特2星系Markarian 3通过研究与主要AGN发射和其康普顿散射的光谱分量的时间演化。我们分析了过去12年来XMM-牛顿、朱雀和斯威夫特天文台对马卡良3号的光谱观测档案，以及我们在2012年启动的监测活动期间采集的数据。康普顿反射分量变化的时间尺度（最初由ASCA在90年代中期发现）约为64天。这一上限提高了超过15倍以前的康普顿反射可变性时间尺度的估计，这个来源。当4-5 keV波段的康普顿反射连续谱的光变曲线与15-150 keV的Swift/BAT曲线相关时，发现了约1200天的延迟。互相关结果取决于用于拟合光谱的模型，尽管康普顿反射分量变化的检测与用于拟合数据的模型的范围无关。对马卡良3号的钱德拉存档图像的重新分析表明，康普顿反射和Fe K-α发射区向北延伸到约300 pc。这些发现的组合表明，Markarian 3中的光学厚度洗消机是cluerosis。有越来越多的实验证据表明，在附近严重遮蔽的活动星系核的核环境中，光学厚的气体和尘埃的结构是扩展和复杂的。我们讨论可能的修改标准统一的情况下，包括这种复杂性。Markarian 3在不同的空间尺度上表现出X射线吸收和再处理，是测试这些模型的理想实验室。
2012-09-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
Disk Structure May Determine AGN Variability and Explain the Accretion Disk Size Problem: No Broad Line Region Required
Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（计算天体物理学中心，平顿研究所）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理科学系）
本研究通过三维多频辐射磁流体动力学模拟发现AGN吸积盘结构可决定其变异性，厚盘的光变特征契合近期观测，无需宽线区即可解释吸积盘大小问题，还可利用紫外-光学光变曲线预测盘厚度。
2026-10-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Investigating the Covering Fraction Distribution of Swift/BAT AGN with X-ray and IR Observations
我们提出了一个样本的69个本地模糊斯威夫特/突发警报望远镜活动星系核（AGN）的X射线光谱从NuSTAR和红外（IR）光谱能量分布从赫歇尔和WISE的分析。我们结合这X射线和IR唯象建模，并发现反射硬X射线发射和IR活动星系核发射之间的显着相关性，暗示性的迹象表明，这种相关性可能比内在的硬X射线和IR发射之间的强。红外辐射和反射X射线辐射之间的这种关系表明，两者都是来自日冕和吸积盘的本征辐射由相同结构处理的结果。我们探索由此产生的影响覆盖分数的基本分布的所有活动星系核，通过生成模拟观测的反射参数和IR光度比使用经验关系发现的覆盖分数与每个数量。我们发现，反射参数和IR与X射线比的观测分布以至少约40%-50%的覆盖分数为中心的宽分布再现，而较窄的分布仅当以约70%-80%的覆盖分数为中心时才与我们的观测结果相匹配。我们的研究结果是一致的独立估计的覆盖分数的个别对象和典型的覆盖分数的基础上获得的样本的活动星系核的模糊分数。这些结果表明，活动星系核的后处理水平，包括X射线反射，与遮蔽物质的几何形状有着相对直接的关系。
2019-04-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
The X-ray spectrum of the cooling-flow quasar H1821+643 : A massive black hole feeding off the intracluster medium
我们提出了一个深朱雀观测H1821+643，一个非常罕见的例子，一个强大的类星体托管的中央大质量星系的丰富的冷却核心星系团。通过以前的钱德拉星系团的研究，我们实现了从活动星系核（AGN）和星系团内介质（ICM）的发射光谱分离。有了高度的信心，我们确定的X射线反射/后处理的冷和缓慢移动的物质在活动星系核的直接环境的签名。这种物质的铁丰度被发现是显著低于太阳（Z~0.4Zsun），这对于强大的活动星系核来说是一个不寻常的发现，但与这个类星体是通过康普顿诱导的冷却流从ICM馈送的想法一致。我们还发现了一个微妙的软过剩，可以描述为现象学（与额外的黑体组件）或电离X射线反射的内部区域的高倾角（i=57度）吸积盘周围的旋转（a>0.4）黑洞。我们描述了如何电离状态的吸积盘可以用来限制爱丁顿分数的源。将这些参数应用到我们的光谱中，意味着爱丁顿分数为0.25-0.5，与之相关的黑洞质量为3- 6 × 10^9兆太阳。
2014-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Modeling the polarization of radio-quiet AGN from the optical to the X-ray band
热活动星系核（AGN）由一个强有力的宽带连续辐射源组成，辐射源周围环绕着几种不同几何形状和成分的后处理介质。在这里，我们调查预期的光谱偏振签名在光学/UV和X射线波段，因为它们产生的复杂的辐射耦合之间的不同，轴对称活动星系核介质。使用最新版本的蒙特卡罗辐射转移代码STOKES，我们得到的光谱通量，偏振百分比，和偏振位置角。在光学/UV中，我们假设非偏振光子来自一个紧凑的源，该源被光学厚的尘埃环面以及赤道和极性电子散射区域重新处理。在X射线波段，我们还假设一个灯柱几何结构，一个X射线源从上面照射吸积盘。我们比较我们的结果为两个波段，从而为未来的X射线偏振任务提供预测。这些预测可以基于目前的光学/紫外分光偏振观测。特别是，我们得出结论，在光学/UV波段观察到的偏振二分法应延伸到X射线范围。
2012-04-04 astro-ph.HE
Unveiling slim accretion disc in AGN through X-ray and Infrared observations
在这项工作中，这是Castelló-Mor et al.（2016）的延续，我们为活动星系核（AGN）样本提供了新的X射线和红外（IR）数据，覆盖了小光度范围内的大范围爱丁顿比。特别是，我们严格探索的依赖性的光学-X射线光谱指数$α_{OX}$和IR-光学光谱指数上的无量纲吸积率，$\dot{\mathcal{M}}=\dot{m}/η$其中$\dot{m}=L_{AGN}/L_{Edd}$和$η$是质量到辐射的转换效率，在低和高吸积率源。我们发现，快速吸积源的SED是令人惊讶的相似，从源的比较样本与低吸积率。特别是：（1）慢吸积和快吸积活动星系核的光-紫外活动星系核自辐射能都可以用薄的AD模型来拟合。ii）在缓慢和快速吸积系统中，$α_{OX}$的值非常相似，直至无因次吸积率$\dot{\mathcal{M}}_{c}\sim$ 10。我们只发现了具有$\dot{\mathcal{M}} > \dot{\mathcal{M}}_{c}$的源的$α_{OX}$和$\dot{\mathcal{M}}$之间的相关性。在这种情况下，更快的吸积源似乎有系统较大的$α_{OX}$值。iii）我们还发现，在快速吸积系统中，环面对具有较低红外-光学光谱斜率的活动星系核初级辐射的再处理效率似乎较低。这些研究结果，未能恢复的预测之间的差异的SED的超薄和薄AD在观察到的光谱窗口，表明额外的物理过程或…
2017-01-30 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
Accretion Onto the Supermassive Black Hole in the High-redshift Radio-loud AGN 0957+561
我们目前的结果，我们的X射线，紫外线和光学监测活动的第一个引力透镜活动星系核从2009年底到2010年中期。AGN 0957+561的尾部（B）图像显示了根据gr光学波段中的前导（A）图像的观测预先预测的内在连续变化。B图像的这种多波长变化使我们能够在红移z = 1.41的射电大声AGN 0957+561中进行混响映射分析。我们发现，U波段和R波段光变曲线与g波段记录高度相关，领先和落后3 +/- 1天（U波段）和4 +/- 1天（R波段）。这些1-sigma测量结果与这样一种情况是一致的，即起源于超大质量黑洞附近的耀斑在距离中心黑暗物体约10-20史瓦西半径的标准吸积盘中进行热再处理。我们还报告说，与幂律谱的X射线发射的光变曲线相对于那些在UGR波段延迟约32天。因此，中心驱动源不可能是发射所观察到的幂律X射线的标准日冕。这一结果也得到了X射线再处理模拟和0957+561光谱中不存在X射线反射特征的支持。我们合理地解释了缺乏反射和32天的延迟作为一个幂律的X射线源在一个典型的高度约200史瓦西半径的喷流的基础上的证据。中心EUV源将驱动0957+561的可变性。
2011-09-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
IC 3639 - A new bona fide Compton thick AGN unveiled by NuSTAR
我们分析高质量的NuSTAR观测的本地（z = 0.011）塞弗特2活动星系核（AGN）IC 3639，结合档案朱雀和钱德拉数据。这提供了源的第一个宽带X射线光谱分析，跨越近二十年的能量（0.5-30 keV）。先前对低于10 keV的源的X射线观测表明，在6.4 keV处的显著铁荧光线的基础上存在强反射/遮蔽。NuSTAR的硬X射线能量覆盖范围，加上自洽的环形后处理模型，使直接的宽带约束的模糊列密度的来源。我们发现源是沉重的康普顿厚（CTK）超过$3.6\times10^{24}$厘米$^{-2}$，在上端不受约束的模糊列。我们进一步发现$\textrm{log}_{10}(L_{\textrm{2-10 keV}} \textrm{[erg s}^{-1}]) = 43.4^{+0.6}_{-1.1}$的固有2-10 keV的光度达到90%的置信度，几乎是观测到的通量的400倍，并且与各种多波长诊断一致。除了Fe-K $α$荧光线等效宽度超过2 keV之外，这种高的本征通量与观测通量比在已知的真正CTK AGN中是极端的，我们认为这两者都是由于IC 3639周围存在的高水平的遮蔽。我们的研究表明，宽带光谱建模与NuSTAR使大的遮蔽进行鲁棒性的校正，并强调需要改进的活动星系环建模显示强烈的铁荧光。
2016-10-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Intensive broadband reverberation mapping of Fairall 9 with 1.8 years of daily Swift monitoring
本研究通过1.8年的Swift每日监测开展Fairall 9的宽波段回响映射，发现紫外/光学波段内时延稳定，X射线与紫外时延不稳定，支持吸积盘增厚位置与宽线区内边缘一致的结论。
2024-07-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Discarding the disc in a changing state AGN: the UV/X-ray relation in NGC 4151
最近的监测活动，旨在映射吸积制度的活动星系核显示主要的差异与模型中的光学/紫外线（UV）产生的X射线照射，光学厚盘材料在几百个引力半径。然而，这些活动只监测到低于$10$ keV的X射线，而这些活动星系核的辐射热光度大多数都在$50$ keV以上。我们使用\cite{E17}最近在NGC 4151上进行的多波长活动的数据-NGC 4151是唯一明亮到足以用\textit{Swift} BAT在更高能量下监测的活动星系核。我们开发了一个光谱定时模型与热电晕，温暖的康普顿，和外标准盘。这很好地拟合了时间平均光谱，但完全不匹配从X射线光变曲线预测的UV可变性。然而，它揭示了NGC 4151在这次活动中的辐射光度在爱丁顿光度的$1.4\%$附近，接近AGN发生“变态”转变时的光度，在那里宽的光学线消失了。恒星质量的黑洞在同样低的爱丁顿分数下表现出状态转变，这被广义地解释为内盘被光学薄流所取代。我们发现，紫外光变曲线，而不是匹配的X射线通量的尺寸尺度上的宽线区域（BLR; $1.5-20$光天）的再处理，并排除有光学厚的材料向内的这一点，如预期的那样，如果薄盘被替换为流动低于BLR的内半径。这些结果强调需要更长的时间尺度，多波长监测活动的可变活动星系核。
2019-11-13 astro-ph.HE
