ALMA resolves the torus of NGC 1068: continuum and molecular line emission
利用阿塔卡马大毫米波阵列（ALMA）对邻近的Seyfert 2星系NGC 1068的300 pc大小的环核盘（CND）的CO（6-5）分子谱线和432 μm连续谱线进行了空间分辨率约为4 pc的测绘。这些观测在空间上解决了CND，并首次从一个7-10 pc直径的圆盘（代表NGC 1068的假定环面的亚毫米对应物）中成像尘埃排放、分子气体分布和运动学。利用ALMA和近中红外（NIR/MIR）数据，采用CLUMPY模型拟合了环体的核光谱能量分布。圆环最佳拟合解的质量和半径都与仅从ALMA数据得出的值一致：Mgas_torus=（1+-0.3 x10 ^5 Msun）和Rtorus=3.5+-0.5 pc。环中分子气体的动力学表现出非圆运动和叠加在圆盘旋转模式上的增强湍流。CO环面的运动学长轴相对于其形态学长轴是倾斜的。与H_2O超脉泽盘的近边缘取向相反，我们发现的证据表明，在较大的半径下，分子环面的倾斜度较小（i= 34度-66度）。环面的不平衡形态和复杂的运动学可能是Papaloizou-Pringle不稳定性的标志，长期预测可能驱动活动星系核（AGN）环面的动力学演化。
2016-05-04 astro-ph.GA
A deep Herschel/PACS observation of CO(40-39) in NGC 1068: a search for the molecular torus
长期以来，星系中高J CO谱线的辐射被认为是活动星系核产生的X射线支配区（XDR）的示踪物。特别令人感兴趣的问题是，是否可以通过高J CO冷却线观察到活动星系核统一模型所需的模糊环面。在这里，我们报告的分析，深赫歇尔PACS观察到一个非常高的JCO过渡（40-39）在塞弗特2星系NGC 1068。未检测到该线，推导的3 $σ$上限为$2 \times 10^{-17}\,\text{W}\,\text{m}^{-2}$。我们应用XDR模型，以调查是否上限约束的性质的分子环面在NGC 1068。XDR模型预测了CO谱线的能量分布，不同的气体密度和照明X射线通量。在我们的模型中，CO（40-39）上限与密度为$\sim 10^{6}-10^{7}\,\text{cm}^{-3}$的气体相匹配，位于活动星系核的$1.6-5\,\text{pc}$，柱密度至少为$10^{25}\,\text{cm}^{-2}$。然而，在如此高的柱密度下，尘埃吸收了$λ= 65.69\, μ$ m处的大部分CO（40-39）线发射。因此，即使NGC 1068具有在CO（40-39）线中辐射的分子环，灰尘也可以将线发射衰减到PACS检测极限以下。因此，上限与NGC 1068中存在的分子环面相一致。一般来说，我们预计CO（40-39）只能在少数活动星系核中观测到（如果有的话），因为需要高的气柱密度，并被尘埃吸收…
2015-08-28 astro-ph.GA
Resolving the obscuring torus in NGC 1068 with the power of infrared interferometry: Revealing the inner funnel of dust
我们提出了新的干涉测量数据获得的SHEF（MID红外干涉仪）的塞弗特II星系NGC 1068，与广泛的覆盖范围内的16个紫外点。这些观测以前所未有的细节解决了NGC 1068的核中红外发射，最大分辨率为7 mas。第一次，足够的紫外点已经获得，使我们能够产生一个图像的来源，使用最大熵图像重建。图像的特征与通过建模获得的特征相似。我们发现，中红外辐射可以表示为两个组件，每个组件具有高斯亮度分布。第一个被确定为模糊环的内部漏斗，是热的（800 K），1.35秒差距长，在PA=-42度（从北到东）的FWHM中有0.45秒差距厚。它的吸收轮廓不同于标准的星际尘埃，并有证据表明它是块状的。第二个分量的半高宽为3 × 4pc，T= 300 K，我们将其与环面的较冷体相鉴别。紧凑的组件是由45度相对于无线电喷流倾斜，并具有类似的大小和方向所观察到的水脉泽分布。我们展示了尘埃分布如何与星系核心几秒差距内的其他观测量，如核脉泽，射电喷流和电离锥。我们将我们的发现与对Circinus星系的类似研究和其他相关研究进行了比较。我们的发现揭示了NGC 1068中不同秒差距尺度的成分与遮蔽环面之间的关系。
2009-01-09 astro-ph.GA
Near-Infrared Polarimetric Adaptive Optics Observations of NGC 1068: A torus created by a hydromagnetic outflow wind
本文介绍了在6.5-mMMT上用MMT-Pol对NGC 1068进行的J'和K'成像线性偏振自适应光学观测。这些观测使我们能够从磁流体动力学（MHD）框架研究环面。在K '处的0.5”（30 pc）孔径中，我们发现来自环面内缘的辐射通过团块中磁性排列的尘埃颗粒而产生的偏振是主要的偏振机制，其固有偏振为7.0% $\pm$ 2.2%。该结果通过顺磁排列产生在4 $-$ 82 mG范围内的环面磁场强度，并且通过费密方法产生在139 $^{+11}_{-20}$ mG范围内的环面磁场强度。测量的位置角（P.A.）在KPDMATHABMP处的偏振度与P.A.的模糊尘埃成分在几个秒差距尺度使用红外干涉技术。我们表明，磁场的恒定分量是负责的尘埃颗粒的对齐，并与环面轴对齐到天空的平面。采用这种磁场配置和磁流体外流风模型中的团块的物理条件，我们估计的质量流出率$\le$ 0.17 M $_{\odot}$ yr $^{-1}$在0.4 pc从中央发动机的那些团块显示近红外二色性。所用的模型能够在$\geq$ 10 $^{5}$ yr的时间尺度内以0.4 pc的$\leq$ 1228 km s $^{-1}$的旋转速度创建环面。我们的结论是，在NGC 1068的环面的演化，形态和运动学可以在MHD框架内解释。
2015-06-25 astro-ph.GA
ALMA 0.02"-resolution observations reveal HCN-abundance-enhanced counter-rotating and outflowing dense molecular gas at the NGC 1068 nucleus
利用ALMA ~0.02”分辨力观测方法，在HCN/HCO+/HNC J=3-2谱线、13 C同位素谱线和振动激发谱线上，对邻近的2型活动星系核NGC 1068（~14 Mpc）的核进行了观测，详细研究了质量吸积超大质量黑洞周围尘埃分子环中致密分子气体的形态学、动力学、化学和物理性质.我们确认几乎东西方向的致密分子气体排放的形态和动力学，我们认为这是来自环面。明亮的发射是紧凑的（<3 pc），低表面亮度发射延伸到5-7 pc。这些致密的分子气体性质在东西环之间是不对称的。在~7 pc的环面区域内，HCN J=3 - 2的发射比HCO+ J=3-2的发射更强，估计其致密分子质量为（0.4-1.0）x10^6Msun。我们解释说，HCN的丰度增强的环面。我们检测到的外流致密分子气体和振动激发HCN J=3-2线的签名。最后，我们发现在环的最里面（<1 pc）部分，稠密分子线的旋转速度相对于系统速度是相反的，在环的外部（>2 pc），无论是在东部还是西部。我们更喜欢一个方案的反向旋转致密分子气体与最内部的几乎开普勒旋转和外部缓慢旋转（远低于开普勒）组件。我们的高空间分辨率的稠密分子线数据显示，NGC 1068的环面性质比经典活动星系核统一范式中简单的轴对称旋转环面图像复杂得多。
2020-08-18 astro-ph.GA
The emission and distribution of dust of the torus of NGC 1068
我们目前的观测NGC 1068覆盖$19.7-53.0$ $μ$ m波长范围内使用FORCAST和HAWC+机载SOFIA。利用这些观测，高角分辨率红外（IR）和亚毫米观测，我们发现在$30-40$ $μ$ m波长范围内观测到的环面发射翻转，其特征温度为$70-100$ K。这一成分明显不同于中心700秒差距内10-100 $μ$ m处窄线和恒星形成区的扩散扩展发射。我们计算$2.2-432$ $μ$ m 2D图像使用最好的推断\textsc{clumpy}环面模型的基础上，几个核谱能量分布（SED）覆盖。我们发现，当使用$1-20$ $μ$ m SED，推断的结果给出了一个小的环面尺寸（$<4$ pc半径）和陡峭的径向尘埃分布。使用$1-432$ $μ$ m SED计算的环面提供了与最近解析的432个$μ$ m ALMA观测相当的环面尺寸、$5.1^{+0.4}_{-0.4}$ pc半径和形态。该结果表明，$1-20$ $μ$ m波长范围无法探测环面的全部范围。使用$30-60$ $μ$ m波长范围的环面的翻转发射的表征对于环面中的冷尘埃的检测是敏感的。在我们的2D图像中，在432 $μ$ m处的尘埃发射的形态在空间上与云分布一致，而在$1-20$ $μ$ m波长范围内的发射的形态显示出垂直于云分布的细长形态。我们发现，我们的2D \textsc{clumpy}环面图像在12 $…
2018-04-11 astro-ph.GA
ALMA polarimetry measures magnetically aligned dust grains in the torus of NGC 1068
围绕活动星系核（AGN）的模糊结构可以解释为一个尘埃和气体流动循环，它从根本上连接了AGN和它们的宿主星系。这种结构被认为与由辐射压力驱动的尘埃风有关。然而，磁场的作用，这是调用几乎所有的模型吸积到一个超大质量黑洞和流出，没有彻底研究。在这里，我们报告的偏振热辐射的第一个检测装置的磁性排列的尘埃颗粒在尘埃环面的NGC 1068使用ALMA周期4偏振尘埃连续观测（$0.07"$，$4.2$ pc; 348.5 GHz，$860$ $μ$ m）。极化环面在赤道轴上有一个不对称的变化，峰值极化为$3.7\pm0.5$，位置角为$109\pm2^{\circ}$（B矢量），位于核心以东的$\sim8$ pc处。我们计算合成极化观测磁性排列尘埃颗粒假设一个环形磁场和均匀的颗粒排列。我们的结论是，所测得的860 $μ$米连续偏振产生的磁对准尘埃颗粒在光学薄区域的环面。环赤道轴上的非对称极化是由于1）光学厚度的不均匀性，以及2）速度色散的变化，即从环的东部到西部区域的亚pc尺度的磁场湍流的变化。这些观测和建模约束了频谱能量分布结果之外的环面属性。这项研究强烈支持，磁场高达几个pc有助于吸积流到活跃的核。
2020-03-16 astro-ph.GA
Rings and Halos in the Mid-Infrared: The Planetary Nebulae NGC 7354 and NGC 3242
我们目前的图像的行星状星云（PNe）NGC 7354和NGC 3242在四个中红外（MIR）测光带集中在3.6，4.5，5.8和8.0微米;的观测结果进行使用斯皮策太空望远镜（SST）。结果显示，NGC 3242中存在光环和光环，正如之前通过可见光波段的窄带成像所观察到的那样，以及NGC 7354中类似光环和光环系统的证据。这是第一次在后一个来源中观察到晕和环。我们已经分析了晕的形成作为一个结果，辐射加速质量损失的AGB祖。虽然模型假设尘埃形成发生在富含C的环境中，我们注意到，定性类似的结果，预计富含O的祖细胞以及。模型下降的晕密度被发现导致晕表面亮度的梯度，这是类似于在可见光和MIR中观察到的。
2009-09-09 astro-ph.GA
Hot graphite dust in the inner regime of NGC 4151
用三维辐射传输SKIRT程序模拟了NGC 4151的近红外辐射，并研究了环和环的情况。在RAT模型中，在环面和吸积盘之间加入了石墨环状结构（块状或光滑）。我们改变倾斜角$(i)$，内半径（分别为圆环和环的$R_{\rm in, t}$和$R_{\rm in, r}$），圆环半开角（$σ$），光学深度（圆环的$τ_{9.7, \rm t} $和环的$τ_{9.7, \rm r} $）和尘埃团大小（$R_{\rm clump}$）。我们进行了统计分析的参数空间，发现所有的模型都能够解释平坦的NGC 4151近红外SED的派生参数的微小差异。对于TO模型，我们得到，$R_{\rm in, t}=0.1$ pc，$σ= 30^\circ $，$i = 53^\circ $，$τ_{9.7, \rm t}=10$和簇大小，$R_{\rm clump}$ =0.4 pc。对于光滑大鼠模型，$R_{\rm in, \rm r}=0.04$ pc，$τ_{9.7, \rm total}$ = 11，对于clusivity大鼠模型，$R_{\rm in, r} = 0.04$ pc/0.06 pc和$τ_{9.7, \rm total}=20$。来自TO模型的$R_{\rm in, t}$与近红外观测值（$\sim 0.04$ pc）不一致。因此，最有可能的情况是，一个热石墨环位于距离中心0.04 …
2021-02-09 astro-ph.GA
Counter-Rotation and High Velocity Outflow in the Parsec-Scale Molecular Torus of NGC 1068
本文报道了NGC 1068分子环中256 GHz核射电连续谱和HCN（$J=3 \to 2$）的1.4 pc分辨率观测。综合无线电连续辐射具有与自由-自由发射一致的平坦光谱，并分解成类似于边缘增亮的双锥体的X形结构。HCN在连续吸收中被检测到，吸收光谱显示出明显的蓝色翅膀，表明高速分子流出，速度达到450 km/s。离核发射线的运动学和形态学分析揭示了两个嵌套的，旋转的磁盘组件。内盘，内$r\sim 1.2$ pc，具有运动学一致的近边，几何薄水超脉泽磁盘在开普勒旋转周围的中心质量$1.66\times 10^7\,\mbox{M}_\odot$。延伸至$\sim 7$ ~pc半径的外盘相对于内盘反向旋转。外盘的旋转曲线与超脉泽盘围绕相同中心质量的旋转一致，但方向相反。分子气体的形态在核连续谱源周围是不对称的。我们推测外盘是由最近引入的分子气体从宿主星系或捕获的矮卫星星系中脱落而形成的。在NGC 1068中，我们发现了直接的证据，表明分子环面由秒差距尺度上的反向旋转和错位盘组成。
2019-08-23 astro-ph.GA
A Mid-IR comparative analysis of the Seyfert galaxies NGC 7213 and NGC 1386
新的双子座中红外光谱观测与斯皮策空间望远镜的档案数据一起，被用来研究活动星系NGC 7213和NGC 1386的尘埃环面和环核恒星形成的性质。我们的主要结论可以概括如下。多环芳烃（PAH）的发射是不存在的T-ReCS核光谱，但普遍存在于斯皮策在100 pc以上的距离的数据。恒星形成率表面密度估计从12.8 $μm$ [Ne{ \sc ii}]线强度导致值接近0.1 M $_\odot\,\,{\rm yr}^{-1}\,\,{\rm kpc}^{-2}$。根据IRAC的8张$μm$图像的光度通量进行的类似估计高出近15倍，这可能与较老的恒星星族激发PAH分子有关。T-ReCS高空间分辨率数据显示，在塞弗特2星系NGC 1386的中心几十秒差距内，$λ$ 9.7 $μm$处有硅酸盐吸收，而在塞弗特1星系NGC 7213中有硅酸盐发射。在NGC 1386的情况下，这个特征仅限于内部的20 pc，这意味着硅酸盐可能与假定的尘埃环有关。最后，通过拟合CLUMPY模型的T-ReCS核谱，我们估计两个星系的环面物理性质，发现视线倾斜与AGN统一模型一致。
2014-01-09 astro-ph.GA
Mid-infrared dust in two nearby radio galaxies, NGC 1316 (Fornax A) and NGC 612 (PKS 0131-36)
大多数射电星系都是由巨大的缺乏气体的椭圆星系承载的，但有些星系含有大量的尘埃，这可能是外部来源。为了描述南半球两个最接近和最明亮的合并残余射电星系NGC 1316（Fornax A）和NGC 612（PKS 0131-36）的中红外特性，我们使用了宽视场红外巡天探测器（WISE）在3.4，4.6，12和22微米波长和斯皮策中红外光谱的观测结果。通过应用分辨率增强技术，以2.6”至5.5”的角分辨率产生新的WISE图像。全球测量在四个WISE波段进行，恒星质量和恒星形成率估计使用公布的标度关系。有两种方法被用来揭示尘埃的分布，一种是依靠3.4微米图像的二维拟合来模拟星光，另一种是使用3.4微米图像的简单缩放和减法来估计恒星连续谱对12和22微米波段发射的贡献。这两个星系在中红外特性上有明显的不同。NGC 1316中的两个Sersic模型的叠加和NGC 612中的Sersic模型和指数盘可以很好地代表3.4微米的亮度分布。NGC 1316的WISE颜色是早期星系的典型颜色; NGC 612的WISE颜色在恒星形成星系的范围内。根据22微米的光度，我们推断NGC 1316的恒星形成速率约为每年0.7个太阳质量，NGC 612的恒星形成速率约为每年7个太阳质量。斯皮策光谱显示，7.7 - 11.3微米的PAH线比率在NGC 1316中明显低于NGC 612。WISE图像显示了星系中心1 '…
2016-05-24 astro-ph.GA
A quality check of the $AKARI$ mid-infrared all-sky diffuse map toward the massive star-forming regions NGC 6334 and NGC 6357
我们提出了一个比较研究的CO和多环芳烃（PAH）的排放朝向包括大质量恒星形成区的NGC 6334和NGC 6357。我们使用NANTEN $^{12}$ CO（$J$ = 1- 0）数据和$AKARI$ 9 $μ$ m全天空漫射图来评估$AKARI$数据的校准精度。我们确认，整体CO分布显示出良好的空间对应性与PAH的排放，和他们的强度表现出良好的幂律相关性的空间分辨率下降到4 $'$的区域10 $^\circ$ $\times$ 10 $^\circ$。我们还揭示了较差的相关性小尺度结构之间的两个数量对NGC 6357，由于强烈的紫外线辐射从本地源。与NGC 6334相比，NGC 6357的相关性更大的分散表明更高的电离度和/或PAH激发。
2016-02-22 astro-ph.GA
Near- to mid-Infrared Observations of Galaxy Mergers: NGC2782 and NGC7727
本文介绍了利用AKARI上的红外照相机对两个星系合并NGC 2782（Arp 215）和NGC 7727（Arp 222）进行近中红外（NIR到MIR）成像和NIR光谱观测的结果。NGC 2782在星系东侧显示出扩展的MIR辐射，这与HI 21 cm图中看到的东部潮汐尾相对应，而NGC 7727在星系北部显示出扩展的MIR辐射，这与减去星系模型后的K波段残留图像中看到的羽状物相似。这两个扩展结构被认为是与它们的合并事件有关的。它们在7- 15微米处表现出过量的发射，这可以归因于多环芳烃（PAHs）的发射，而观察到的光谱能量分布向24微米处下降，这表明非常小的颗粒（VSGs）是不足的。这些特点所观察到的MIR光谱能量分布可以解释，如果多环芳烃形成的碎片的VSGs在合并事件。根据NGC 2782东尾区的MIR PAH辐射估算了恒星形成率，与根据Halpha和[CII] 158微米估算的结果基本一致。和平号卫星的观测对于研究并合事件中尘埃的形成过程和结构是非常有效的。
2017-12-05 astro-ph.GA
Dynamical model of an obscuring clumpy torus in AGNs: I. Velocity and velocity dispersion maps for interpretation of ALMA observations
本文建立了活动星系核（AGN）中星团的动力学模型，并与最近的ALMA观测结果进行了比较。我们提出了$N$体模拟的环面领域的超大质量黑洞（SMBH），由高达$N=10^5$引力相互作用的云。作为初始条件，我们选择的云的轨道要素的随机分布与切断的倾斜，以模仿在早期AGN阶段产生的风锥的存在。当环面达到平衡时，它具有甜甜圈形状。我们讨论了箱轨道的存在。然后，我们已经构建了速度和速度色散图使用的云在平衡时的分布。并分析了云面倾角和云的大小对云的影响。我们讨论了使用光线跟踪模拟匹配的模型地图ALMA分辨率的云的遮蔽效果。通过与NGC 1068的观测图比较，我们发现在环面倾角$45^\circ - 60^\circ$的范围内，SMBH的质量为$M_\text{smbh}=5\times 10^6 M_\odot$。我们还构造了NGC 1326和NGC 1672的速度色散图。结果表明，ALMA色散图中的峰值与环喉的发射有关。最后，我们得到的温度分布图的参数，对应于我们的模型速度图的NGC 1068。它们在温度分布上显示出分层现象，高温区的形状与VLTI/VLBI图相同。
2021-02-24 astro-ph.GA
Shocks, Winds, and a Torus: The Large Binocular Telescope Interferometer (LBTI) Resolves the Active Nucleus of NGC 4151
The University of Arizona（亚利桑那大学）；Large Binocular Telescope Observatory, University of Arizona（大型双筒望远镜天文台，亚利桑那大学）；Kyoto Sangyo University（京都产业大学）；Max Planck Institute for Radio Astronomy（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；University of Liege（列日大学）；Leiden University（莱顿大学）
LBTI观测揭示NGC 4151的尘埃环及喷流加热机制，挑战AGN统一模型的常规理解。
2026-02-04 astro-ph.GA
A Massive Molecular Torus inside a Gas-Poor Cirnumnuclear Disk in the Radio Galaxy NGC 1052 Discovered with ALMA
我们报道了NGC 1052的ALMA观测，以探索贫气体活动星系核（AGN）中的质量吸积。我们检测到的CO排放代表一个旋转的环状环核盘（CND）看到边缘上的气体质量的$5.3 \times 10^{5}$ M $_{\odot}$。CND的气体质量比具有环核恒星形成的典型塞弗特星系小，并且气体太少，无法将质量吸积驱动到中央引擎上。连续发射投射出CO、HCN、HCO $^+$、SO、SO $_2$、CS、CN和H $_2$ O的分子吸收特征，其中H $^{13}$ CN和HC $^{15}$ N以及振动激发的（v $_2 = 1$）HCN和HCO $^+$。比CND发射谱线宽度更宽的吸收谱线宽度意味着存在半径为$2.4 \pm 1.3$ pc且厚度比为$0.7 \pm 0.3$的几何厚的分子环面。利用H $^{12}$ CN、H $^{13}$ CN和HCO $^{+}$的吸收特征，采用$^{12}$ C-与$^{13}$ C的丰度比和HCO $^{+}$ -与H $_2$的丰度比，估算了$(3.3 \pm 0.7) \times 10^{25}$ cm $^{-2}$的H $_2$柱密度，导出了$(1.3 \pm 0.3) \times 10^7$ M $_{\odot}$的环面气体质量，即中心黑洞质量的$\sim 9$ \%.环面中的分子气体与估计的覆盖因子$0.17^{+0.06…
2020-04-20 astro-ph.GA
A multi-epoch X-ray study of the nearby Seyfert 2 galaxy NGC 7479: Linking column density variability to the torus geometry
活动星系核（AGN）是由吸积的超大质量黑洞提供动力的，黑洞周围是一个模糊的物质环。最近的研究表明，以前被认为是均匀的环面结构看起来是“不规则的”：事实上，对视线氢柱密度变化的检测与具有复杂结构的模糊物的描述相匹配，这些结构由具有不同柱密度的云组成。在这项工作中，我们执行的X射线光谱的塞弗特2星系NGC 7479的多历元分析，以估计其环面属性，如平均柱密度和覆盖因子。测量的视线氢柱密度变化的环面，使我们能够获得一个上限的云距离中央引擎。此外，使用源的X射线光度，我们估计爱丁顿比在Edd=0.04-0.05的范围内的所有时期。
2022-06-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Mid-infrared Flare in the Seyfert Galaxy NGC 3786: A Changing-look Event Triggered by an Obscured Tidal Disruption Event?
我们报告了一个特殊的中红外耀斑在塞弗特1.8 NGC 3786。在来自广域红外巡天探测器的多历元数据中，NGC 3786的核中红外亮度似乎在2020年年中左右大幅变化，直到$0.5-0.8$等。然而，没有证据表明，在相应的光变曲线的光学波段从茨威基瞬态设施的显着变化。这意味着耀斑可能被核尘埃严重遮蔽。通过Gemini-North在耀斑后的光谱跟踪观测，我们发现新出现了${\rm Pa}α$和${\rm Pa}β$的宽发射线，而宽的${\rm H}β$发射在耀斑后的光谱中被边缘探测到。此外，它们的中心波长系统红移高达900公里秒$^{-1}$相对于窄的发射线。这表明耀斑与从1.8型到1型的变貌现象有关。基于这些发现，我们认为耀斑很可能起源于一个模糊的潮汐破坏事件，虽然极端变化的吸积率可能不能完全排除。
2022-08-17 astro-ph.GA
Suzaku Follow-up of Heavily Obscured Active Galactic Nuclei Detected in Swift/BAT Survey: NGC 1106, UGC 03752, and NGC 2788A
利用朱雀望远镜和雨燕/爆发警戒望远镜（BAT）观测了三个被严重遮蔽的活动星系核（AGN）NGC 1106、UGC 03752和NGC 2788 A的宽带（0.5-100 keV）光谱。这些靶是从Swift/BAT 70个月目录中根据10 keV以上和10 keV以下的高硬度比选择的，它们的X射线谱在这里是第一次报道。我们应用三种模型，一个传统的模型，利用解析反射代码和两个基于蒙特卡罗的环面模型与甜甜圈状的几何形状（MYTorus）和一个近球形的几何形状（池田环面）。这三种模型都能成功地再现光谱，而Ikeda torus模型对所有目标的描述都优于MYTorus模型。我们确定NGC 1106和NGC 2788 A是康普顿厚度的活动星系核。我们指出，共同存在的未吸收的反射组件低于7.1千电子伏的模糊活动星系核，从UGC 03752观察到的，是cluplantori的证据。这意味着，需要利用cluaptorus模型进行详细的研究，以达到正确的解释活动星系核的X射线光谱。
2016-01-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Misalignments in NGC 1068
NGC 1068是附近的活动星系核（AGN），属于2型，这意味着它的吸积盘隐藏在大量的前景消光之后。在几个波长的观测揭示了围绕着活动星系核的各种盘状结构，它们都可能是造成活动星系核模糊的假定环面的一部分。本文介绍了重力/VLTI干涉观测的基础上，在近红外线，它提供了非常高的角分辨率的结果，并给出了见解的几何形状的最里面的区域的环面。该结构的3D方向在几个方面令人惊讶，因为它与核周围的其他盘不对齐，并向中央源留下清晰的视线。
2022-04-07 astro-ph.GA
Physical parameters of the torus for the type 2 Seyfert IC 5063 from mid-IR and X-ray simultaneous spectral fitting
为了了解在活动星系核（AGN）中观察到的类的多样性，需要一个几何和光学厚的气体和尘埃环面来掩盖中央引擎，这取决于观察者的视线。我们进行同时拟合的X射线和中红外（中红外）光谱，以调查是否相同的结构可以产生两个发射，如果是这种情况下，以获得更好的约束的物理参数的环面。在这种情况下，我们利用这两种发射都显示出重要的遮蔽特征的事实。我们使用附近的第二类活动核IC 5063作为测试对象。这个对象是理想的，因为丰富的档案数据，包括一些高分辨率的数据。它也有一个相对较高的活动星系核光度，主要在X射线和中红外频率。我们使用高光谱分辨率NuSTAR和IRS/Spitzer光谱。活动星系核尘埃模型使用了几种物理模型。我们发现Fritz等人（2006）在中红外处和Baloković等人（2018）在X射线处的光滑环面模型的组合，具有与相同值相关的视角和半开角，是拟合两个波长处光谱的最佳选择。这使我们能够确定其环面的所有参数。该结果表明，在中红外产生连续发射的结构和在X射线产生反射分量的结构是相同的。因此，我们证明，这种技术可以用来推断环面的物理性质，至少当活动星系核尘埃占主导地位的中红外发射和反射分量是显着的X射线。
2019-10-10 astro-ph.GA
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
Jet-torus interaction revealed by sub-parsec SO absorption in NGC 1052
Graduate School of Science, Osaka Metropolitan University（大阪公立大学大学院理学研究科）；Faculty of Engineering, Fukui University of Technology（福井工业大学工学部）；Joint ALMA Observatory（ALMA联合天文台）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Department of Astronomy, School of Science, Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（高级研究院天文学系）；National Institute of Technology, Kure College（国立高等专门学校呉高专）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学院）；University of Science and Technology（科学技术联合研究生院）
通过NGC 1052的次秒差距SO吸收研究，揭示喷流-环形结构相互作用导致SO分子蒸发的机制，并暗示该过程可能触发H2O微波放大器的激发。
2026-02-03 astro-ph.GA
Spatially Resolved HCN Absorption Features in the Circumnuclear Region of NGC 1052
我们首次用VLBI探测到了邻近的活动星系核NGC 1052中HCN分子的吸收。利用韩国VLBI网络实现的1毫角秒的分辨率，我们空间解决了HCN的吸收对双面核喷流结构。HCN吸收的两个速度特征在径向速度为1656和1719 km/s处被显著检测到，相对于星系的系统速度红移了149和212 km/s。假设激发温度为100-230 K，HCN分子的柱密度估计为10^{15}-10 ^<$16} cm^{-2}。的吸收功能显示出高的光学深度本地化的后退喷流侧，自由-自由吸收发生由于环核环面。前景吸收分子气体的大小估计约为1秒差距尺度，这与环核环面的近似大小一致。HCN吸收气体很可能是环核环内几个小于0.1秒差距的团块。HCN吸收特征的红移速度意味着HCN吸收气体在环核环面内追踪到中央发动机上的持续下落运动。
2016-09-29 astro-ph.GA
The complex infrared dust continuum emission of NGC1068: ground-based N- and Q-band spectroscopy and new radiative transfer models
由于地基红外和亚毫米观测，近几年来对活动星系核附近尘埃环的研究取得了很大进展。为了进一步研究原型塞弗特2星系NGC 1068的核中红外辐射，本文提出了一个N-和Q-波段Michelle/Gemini光谱的拟合。我们最初测试几个可用的SED库，包括一个光滑的，cloudies和两相环面模型，cloudies磁盘加上风模型。虽然，光滑环面模型描述的光谱，如果我们允许改变一些模型参数之间的两个光谱带的NGC 1068。受此结果的启发，我们使用辐射转移代码SKIRT产生了新的SED。我们使用两个同心圆环，使我们能够测试更复杂的几何形状。我们测试了不同的值的内部和外部半径，半开角，径向和极指数的幂律密度分布，不透明度，和视角。此外，我们还测试了尘埃颗粒的大小和不同的光学和量热性质的硅酸盐颗粒。最佳拟合模型由两个同心组件组成，外径分别为1.8和28 pc。我们发现，在尘埃结构中的石墨和硅酸盐颗粒的大小和光学和量热性质的关键重现NGC 1068的光谱。我们的结论是，在NGC 1068的尘埃达到不同的尺度，其中最高的贡献，中红外的中心和紧凑的组件。一个不太密集和扩展的组件是存在的，它可以是同一环面的一部分（符合喇叭形磁盘），或可以代表一个极地尘埃成分的排放，已经建议从干涉观测。
2022-01-28 astro-ph.GA
High Resolution Mid-Infrared Spectroscopy of NGC 7538 IRS 1: Probing Chemistry in a Massive Young Stellar Object
我们提供了NGC 7538恒星形成区的高质量嵌入式年轻恒星IRS 1的高分辨率（R = 75，000 - 100，000）中红外光谱。可见来自C2 H2、13 C12 CH 2、CH 3、CH 4、NH3、HCN、HNCO和CS的许多转动态的吸收线。气体的温度，柱密度，覆盖因子，线宽，和多普勒频移，每个分子的推导。所有分子都拟合了-54和-63 km/s之间的两个速度分量。我们发现高柱密度（~ 10 e16 cm ^2）的所有观察到的分子相比，以前报道的值，并提出了新的结果为CH 3和HNCO。考虑了几种物理和化学模型。最受欢迎的模型涉及一个围绕着大质量恒星的近乎边缘的圆盘。来自内盘尘埃的辐射穿过盘的大气层，在那里大分子柱密度可以产生观测到的吸收线光谱。
2009-02-03 astro-ph.GA
Dense Molecular gas and Dusty Torus in NGC 4303
该研究通过3毫米光谱分析NGC 4303中心区域的分子气体，推导其物理参数，并用CIGALE拟合光谱能量分布探究AGN性质与尘埃环面，发现致密气体贡献显著、AGN贡献约20%。
2024-11-27 astro-ph.GA
The Origin of the Silicate Emission Features in the Seyfert 2 Galaxy, NGC 2110
活动星系核（AGN）的统一模型预测硅酸盐发射功能在10和18微米的1型AGN，这样的功能，现在已经观察到的对象，从遥远的类星体附近的LINER。然而，更令人惊讶的是，在一些2型活动星系核中检测到硅酸盐发射。通过结合双子座和斯皮策中红外成像和光谱的NGC 2110，最近的已知塞弗特2星系与硅酸盐发射功能，我们可以限制硅酸盐发射区域的位置在32 pc的核。这是对任何类型的塞弗特星系中硅酸盐发射区大小的最强限制。虽然这一结果与发射的窄线区域来源一致，但与cluplantorus模型的比较表明，来自边缘环面的发射也可以解释该物体的硅酸盐发射特征和2-20微米的光谱能量分布。在许多最合适的模型中，环面在视线方向上只有少量的云，并且不会在赤道平面上方延伸太远。扩展的硅酸盐发射区很可能存在于活动星系核中，但这项工作确定，来自环面本身的发射也是1型和2型活动星系中硅酸盐发射特征起源的可行选择。
2009-02-06 astro-ph.GA
The Size-luminosity Relation of the AGN Torus Determined from the Comparison between Optical and Mid-infrared Variability
本文结合 ZTF 光学与 WISE 中红外多历元光变，用阻尼随机游走和环面几何玩具模型测量低红移 AGN 尘埃环面尺寸，发现其与核光度正相关并与反响映射结果一致。
2024-06-12 astro-ph.GA
Hypercubes of AGN Tori (HYPERCAT) -- II. Resolving the Torus with Extremely Large Telescopes
最近的红外干涉观测揭示了活动星系核（AGN）周围亚秒差距尺度的尘埃分布。以CLUMPY环面模型和NGC 1068的图像为例，我们证明了在下一代30 m望远镜的直接成像中，一些邻近活动星系核的近红外和中红外核辐射将是可分辨的，这可能会打破以前使用未分辨活动星系核环面的积分光谱能量分布研究的简并性。为了达到这个效果，我们从各种望远镜的瞳孔图像中建模波长相关的点扩散函数：詹姆斯韦伯太空望远镜，凯克，巨型麦哲伦望远镜，三十米望远镜和超大望远镜。我们考虑到探测器像素尺度和噪声，并应用反卷积技术进行图像恢复。我们还模拟了NGC 1068的10微米硅酸盐特征强度（$S_{10}$）的2D地图，并与观测结果进行了比较。当圆环被解析时，我们发现图像上的$S_{10}$变化。然而，为了重现未分辨环面的$S_{10}$测量值，需要$A_V > 9$等的灰尘屏。我们还拟合了最近由重力合作发表的NGC 1068中K波段发射的第一个解析图像，推导出了潜在尘埃分布的可能模型参数。我们发现，1）一个细长的结构，暗示一个高度倾斜的发射环，和2）一个几何薄，但光学厚的喇叭形磁盘，其中发射来自一个狭窄的带状热云表面层的远内侧的环面漏斗，可以解释的意见。
2021-09-24 astro-ph.GA
The Halo and Rings of the Planetary Nebula NGC 40 in the Mid-Infrared
我们目前的成像和光谱学的NGC 40获得使用斯皮策太空望远镜（斯皮策），红外空间天文台（ISO）。这些被用来调查的性质，从中央星云壳，从星云晕，并从相关的环星云。据指出，多种机制可能有助于中红外（MIR）通量，有证据表明，冷尘埃连续，强离子跃迁，和可观的排放多环芳烃（PAHs）。先前在较短波长下的观测也表明存在较温暖的颗粒，以及H2跃迁的可能贡献。有人建议，一个明显的喷流状结构东北的晕代表的许多发射辐条，渗透壳之一。轮辐可能是由紫外光子透过星云内壳层的渗透造成的，而喷射状的特征由于局部电子密度的升高而增强;这是NGC 40和星际介质之间相互作用的结果。最后指出，PAH的存在，21微米和30微米的光谱特征证明了相当可观的C/O比内的主要星云壳。这样的结果与使用碰撞激发线的丰度测定一致，但与使用光学复合线的丰度测定不一致
2010-10-23 astro-ph.GA
The Dusty Heart of NGC 4151 Revealed by $λ\sim$1-40 $μ$m Reverberation Mapping and Variability: A Challenge to Current Clumpy Torus Models
我们用几十年来J（$\sim1.22μ$ m），H（$\sim1.63μ$ m），K（$\sim2.19μ$ m），L（$\sim3.45μ$ m）和N波段（$\sim10.6μm$）的综合红外反射测绘，加上20- 40 $μ$ m的多次测量，探测了NGC 4151原型1型活动星系核的尘埃环境。在1- 4 $μ$ m处，热尘埃混响信号来自两个不同半径处的不同尘埃群（$\sim$ 0.033 pc和$\sim$ 0.076 pc），温度为$\sim$ 1500- 2500 K和$\sim$ 900- 1000 K，与升华石墨和硅酸盐尘埃颗粒的预期特性一致。碳和硅酸盐颗粒在其升华温度和半径附近的环面红外输出占主导地位，可以解释活动星系核近红外光谱能量分布的一般相似性。在$\sim$ 25年的时间里，由最热尘埃定义的环形内边缘保持在大致相同的半径上，与活动星系核的光学光度无关。由光学/UV活动星系核输出直接加热的热尘埃的辐射以每年$\sim$ 4%的速度逐渐增加，表明可能存在一个正在生长的环面。在$\sim$ 700 K的第三个尘埃成分似乎并不直接参与IR混响行为，其发射可能起源于环核环面深处。我们发现在$\sim10μ$ m处有一个混响信号，推测温暖尘埃的半径为$\sim$ 2.2- 3.1 pc。在20- 40 $μ$ m处缺乏变化性表明远红外辐射来自更广泛的区域。尘埃混响分析揭示的…
2021-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sub-arcsec mid-IR observations of NGC 1614: Nuclear star-formation or an intrinsically X-ray weak AGN?
我们提出了新的中红外N-波段光谱和Q-波段测光的本地亮红外星系NGC 1614，最极端的附近的恒星爆发之一。我们分析了这个天体的核心（中心150 pc）和明亮的环核（直径~600 pc）恒星形成（SF）环的四个区域的中红外特性。核与环核SF环的不同之处在于具有强的8-12微米连续体（低11.3微米PAH等效宽度）。这些特征，连同核X射线和亚毫米性质，可以用X射线弱的活动星系核（AGN）或具有短分子气体耗尽时间和产生增强辐射场密度的特殊SF来解释。在这两种情况下，核光度（L（IR）<6 e43 erg/s）都只占NGC 1614总辐射热光度的5%。所以这个可能的活动星系核并不支配这个天体的能量输出。我们还比较了三个恒星形成率（SFR）示踪剂（Pa $α$，11.3微米PAH，和24微米的排放量）在150 pc规模的环核。一般来说，我们发现，使用11.3微米PAH（24微米）发射相对于消光校正Pa $α$ SFR，SFR被低估（高估）2-4（2-3）倍。前者可以解释，因为我们不包括扩散PAH排放在我们的测量，而后者可能表明，尘埃温度特别温暖的中心区域的NGC 1614。
2015-09-25 astro-ph.GA
The first spectroscopic dust reverberation programme on active galactic nuclei: the torus in NGC 5548
我们最近发起了第一个光谱尘埃混响方案的活动星系核（AGN）在近红外。光谱法能够测量粉尘特性，如通量、温度和覆盖系数，其精度高于光度法。特别是，它可以测量基于亮度的尘埃半径和尘埃响应时间。在这里，我们报告了对NGC 5548进行为期一年的活动的结果。热尘埃对辐射通量变化的反应滞后时间约为70光日，类似于以前在光度混响活动中发现的情况。的平均值和均方根光谱是相似的，这意味着相同的灰尘成分占主导地位的排放和变化。只有当我们假设一个与波长无关的尘埃发射率定律，即一个黑体，它适用于大尺寸（几微米）的颗粒时，尘埃滞后时间才与基于亮度的尘埃半径一致。对于这样的颗粒，尘埃温度约为1450 K。因此，硅酸盐颗粒很可能已经蒸发，碳是主要的化学成分。但与普遍的看法相反，热尘并不接近其升华温度。这进一步得到了我们对与加热/冷却过程基本一致的温度变化的观察的支持。因此，内部的无尘区被扩大，尘埃环面更像是一个“尘埃壁”，其内径被期望是光度不变的。扩大无尘区的粉尘破坏机制似乎也部分影响了有尘区。我们观察到一个周期性减少的尘埃质量与隐含的灰尘改造时间约5-6个月。
2019-08-05 astro-ph.GA
Exploring the mid-infrared SEDs of six AGN dusty torus models II: the data
这是一系列论文中的第二篇，这些论文致力于探索一组六个具有可用光谱能量分布（SED）的活动星系核（AGN）尘埃模型。这些模型是Fritz等人（2006年）的光滑环面，Nenkova等人（2008 B）的cloudsporus，Hoenig & Kishimoto（2010）的cloudsporus，Siebenmorgen等人（2015）的两相环面，Stalevski等人（2016）的两相环面，以及Hoenig & Kishimoto（2017）的风模型。第一篇论文探索了模型之间的区分和使用合成光谱的参数限制（Gonzalez-Martin等人，2019 A）。在这里，我们进行光谱拟合的样本110 AGN从斯威夫特/BAT的调查与斯皮策/IRS光谱数据。目的是探索哪种模型更好地描述了数据和所得参数。Hoenig & Kishimoto（2017）的clupertus风盘模型为约50%的样本提供了良好的拟合，Nenkova等人的clupertus模型。（2008 B）擅长描述约30%的对象。Hoenig & Kishimoto（2017）的风盘模型更适合再现1型Seyferts的中红外光谱，而2型Seyferts同样适用于这两种模型。大残差被发现，无论使用的模型，表明活动星系核尘埃连续排放比预测的模型或参数空间没有很好地采样更复杂。我们发现，我们的活动星系核样本的所有结果参数大致限制在…
2019-08-29 astro-ph.GA
The Halos of Planetary Nebulae in the Mid-Infrared: Evidence for Interaction with the Interstellar Medium
行星状星云（PNe）在星际介质（ISM）中的运动被认为会导致各种观测结果，包括明亮边缘的形成;壳层的变形和破碎;以及中心恒星偏离包层的几何中心。这些和其他特征已经通过在可见光波长范围内的成像而被注意到。我们报告进一步的意见，这样的壳采取中红外（MIR），通过IRAC成像程序进行使用斯皮策太空望远镜（SST）获得。NGC 2440和NGC 6629被证明拥有可能相互作用的晕，以及在外壳一侧的冲压压力剥离物质。类似地，NGC 3242和NGC 6772的外晕似乎已经通过瑞利-泰勒（RT）不稳定性而破碎，导致ISM物质可能流向它们的包层内部。如果这种解释是正确的，那么它将表明NGC 3242正在向东北方向移动;这一建议也得到了相反方向延伸的60微米尾巴的支持，以及在运动方向上的H-α发射的弯曲带-可能是通过磁化ISM中的RT不稳定性产生的分量。
2009-09-09 astro-ph.GA
AGN torus detectability at sub-millimeter wavelengths: What to expect from ALMA continuum data
本文从理论和观测两个方面研究了利用ALMA技术对活动星系核尘埃结构亚毫米波段辐射的探测能力。在理论上，我们使用Nenkova等人的Cluyphon模型，结合中红外到X射线和射电基本平面的标度关系。我们发现，它是更有可能检测到更大和更密集的尘埃环面在最高的ALMA频率（666 GHz/450微米）。我们还发现，在353 GHz/850微米处用1小时和在666 GHz/450微米处用10小时，我们可以以高检测限检测到1 mJy环面（明亮活动星系核的特征）。这意味着，在12微米处未分辨SED的物体具有~ 1 mJy的通量。在观测上，我们使用了四个原型活动星系核：NGC 1052（低光度活动星系核）、NGC 1068（2型）、NGC 13516（1.5型）和IZw 1（类星体），并提供了射电、亚毫米波和中红外数据。所有的中红外光谱是最好的拟合与光滑模型报告的弗里茨等人。一个幂律和一个单一的，或一个组合物，同步加速器组件/s复制厘米无线电波长。我们结合和外推两种拟合，以比较在亚毫米波长下的环面和喷流贡献者与这些波长下的数据的外推。我们的观测结果与我们的理论结果是一致的。最有希望探测到环面的候选者是类星体IZw 1（因此，一般来说是高度吸积的源），尽管由于这个源的距离而无法分辨。我们建议，要探索在亚毫米波长的环面的检测，有必要进行SED分析，包括无线电数据，特别注意的角分辨率。
2019-01-08 astro-ph.GA
The origin of the mid-infrared nuclear polarization of active galactic nuclei
我们结合新的（NGC 1275，NGC 4151，和NGC 5506）和以前发表的（天鹅座A，Mrk 231，和NGC 1068）亚弧秒分辨率中红外（MIR; 8-13 $μ$ m）成像和光谱偏振观测6个塞弗特星系使用CanariCam的10.4米大望远镜CANARIAS。这些观测结果揭示了一组不同的物理过程负责的核极化，并允许定性的起源和平号核极化签名的活动星系核（AGN）。对于所有无线电安静的物体，我们发现核偏振很低（<1%），并且偏振度通常是宿主星系扩展区域的百分之几，在那里我们有灵敏度来检测这种扩展发射（即，NGC 1068和NGC 4151）。我们认为，以前发现的较低分辨率的数据中的极化程度较高，只出现在大于核尺度。只有无线电噪音很大的天鹅座A表现出明显的核极化（$\sim$ 11%），这是由于靠近核心的pc尺度喷流的同步辐射造成的。我们提出的偏振模型表明，MIR核偏振的高度模糊的对象产生自吸收MIR偏振clustertorus和/或二色性从宿主星系，而未吸收的核心，MIR偏振产生的尘埃散射在环面和/或周围的核尘埃。
2018-05-04 astro-ph.GA
Weak and Extended H2 Emission in NGC 6369
NGC 6369是一种双壳PN，具有一个透明外壳或包膜和微弱的双极延伸。我们已经使用了地面和空间的窄带光学和近红外图像，宽带中红外图像，光学长缝阶梯光谱，和中红外光谱来研究它的物理结构。这些观测结果证实了NGC 6369内壳的双极结构，但它们也揭示了H2和强多环芳烃（PAH）从位于明亮内壳外的分子内含物的光解离区域（PDR）发射的证据。
2013-05-18 astro-ph.GA
Constraining AGN Torus Sizes with Optical and Mid-Infrared Ensemble Structure Functions
提出利用光学与中红外集合结构函数约束AGN尘埃环面尺寸的新方法，通过模拟和587个SDSS类星体验证其有效性，测得R-L关系且对数据质量要求更低。
2023-04-06 astro-ph.GA
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
Nature of Compton-thick Active Galactic Nuclei in "Non-merging'' Luminous Infrared Galaxies UGC 2608 and NGC 5135 Revealed with Broadband X-ray Spectroscopy
利用NuSTAR、Suzaku、XMM-Newton和Chandra的观测数据，分析了两个“非合并”亮红外星系（LIRGs）UGC 2608和NGC 5135的活动星系核（AGN）的宽频带X射线谱。应用X射线团块环面模型（XCLUMPY：Tanimoto等人，2019），我们发现两种源具有相似的光谱，其特征在于康普顿厚（CT）吸收（$N_{\rm H} \sim$ 5-7 $\times$ $10^{24}$ cm $^{-2}$）和小环面角宽度（$σ$ $<$ 20 $^{\circ}$）。本征2-10 keV光度为$3.9^{+2.2}_{-1.7}$ $\times$ $10^{43}$ erg s $^{-1}$（UGC 2608）和$2.0^{+3.3}_{-1.0}$ $\times$ $10^{43}$ erg s $^{-1}$（NGC 5135）。[O IV]-核-12 $μ$ m的光度比大于典型的Seyferts，这与由X射线光谱估计的环面角宽度和柱密度的环面覆盖因子（$C_{\rm T} \lesssim$ 0.7）一致。环面覆盖因子和爱丁顿比（$λ_{\rm Edd} \sim$ 0.1）遵循Ricci等人（2017 c）对局部活动星系核发现的关系，这意味着它们的环面在几何上变薄，这是由于活动星系核的显著辐射压力吹掉了部分环面。这些结果表明，在这些“非合并”…
2020-05-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Galaxy Activity, Torus and Outflow Survey (GATOS): II. Torus and polar dust emission in nearby Seyfert galaxies
我们比较了中红外和ALMA远红外图像的12个附近的西弗特从GATOS选择。在大多数星系中，中红外未分辨辐射占核辐射的60%以上。相比之下，ALMA 870微米连续谱发射大部分被解析，并且通常沿着环赤道方向（Paper I，Garcia-Burillo等人，2021）。根据模拟，一半样本的爱丁顿比和核氢柱密度NH有利于发射极地和/或赤道尘埃风。六个显示中红外扩展发射在极方向跟踪的NLR和垂直于ALMA发射。在少数情况下，核NH可能太高，无法沿极地方向抬升大量尘埃物质。有五个星系的NH和/或爱丁顿比率较低，因此极尘风是不可能的。我们生成新的CAT 3D-WIND盘风模型图像。在低的风盘云比的远红外模式图像有盘状和环状的形态。在中高倾角的远红外波段，对于扩展风配置，与沙尘风相关的X形被看到得更好。在大多数模型中，中红外辐射来自盘/锥的内部。扩展的双圆锥形和单侧极地中红外辐射被认为是在扩展风配置和风盘云的高比率。当卷积到我们的分辨率时，模型图像再现了观察到的形态的定性方面。低中间风盘比需要占未解决的中红外发射的大部分。这项工作和文件我提供观测支持的环面+风的情况。风分量是更相关的高爱丁顿比和/或活动星系核的光度，和极地尘埃排放的NH高达$10^{24}$厘米$^{-2}$预测。另一方面，环面/盘分量在低光度和/或爱丁顿比下占优势。（节录）
2021-07-02 astro-ph.GA
Spitzer mid-infrared point sources in the fields of nearby galaxies
我们提出的$Spitzer$ IRAC中红外点源目录的马赛克覆盖领域的附近（$\lesssim$ 4兆秒差距）星系NGC 55，NGC 253，NGC 2366，NGC 4214，和NGC 5253。我们在这五个领域共检测到20159个源。对$Spitzer$ IRAC 3.6 $μ$ m和4.5 $μ$ m波段中检测到的高于背景3 $σ$以上的光源进行点扩散函数光度测定。然后，在较短波长光源的位置处进行IRAC 5.8 $μ$ m和8.0 $μ$ m波段的孔径光度测定，补充这些数据。对于在较长波长中没有检测到物体的源，我们根据当地天空背景估计了星等限制。单个星系的点源细分如下：NGC 55，8746个源; NGC 253，9001个源; NGC 2366，505个源; NGC 4214，1185个源; NGC 5253，722个源。完整的目录的限制不同的带通，并被发现是$m_{3.6}=18.0$，$m_{4.5}=17.5$，$m_{5.8}=17.0$，和$m_{8.0}=16.5$镁。对于所有的星系，这对应于检测点源比$M_{3.6}=-10$亮。这些星表可以作为恒星族群调查、个别恒星天体研究以及未来詹姆斯·韦伯太空望远镜计划中红外观测的参考。
2016-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Decoding the molecular torus of NGC 1068: Insights into its structure and kinematics from high-resolution ALMA observations
本研究利用高分辨率ALMA观测解析NGC 1068近核分子气体运动学与形态，揭示核盘不对称性及低速连接，并报告极低的CO/HCO$^+$比值，为理解AGN反馈提供新见解。
2025-05-08 astro-ph.GA
Revealing the large nuclear dust structures in NGC 1068 with MIDI/VLTI
为了了解NGC 1068中小的“模糊环面”和较大尺度（5-10 pc）的尘埃结构之间的关系，我们使用ESO的中红外干涉仪与1.8米辅助望远镜来实现必要的空间分辨率（~ 20-100 millarcsec）。我们在数据中使用彩色相位来提高分析的空间保真度。我们介绍了2007年和2012年获得的NGC 1068的干涉数据。我们没有发现来源变异的证据。许多（u，v）点显示非零色相位，指示显著的不对称性。高斯模型拟合的相关通量和色相位提供了一个3分量的最佳拟合估计的大小，温度和位置的组件。一个大的，温暖的，偏离中心的组成部分是需要在一个PA约-18度的西北约90 mas的距离。极区5-10 pc尘埃对12 μ m中红外辐射的贡献是中心尘埃的4倍。这些尘埃可能代表一个尘埃圆锥的内壁。如果类似的区域被来自核心的直接辐射加热，那么它们将大大有助于将许多塞弗特星系分类为2型。这样的区域在其他塞弗特星系（圆规星系、NGC 3783和NGC 424）中也是一致的。
2014-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
A mid-infrared statistical investigation of clumpy torus model predictions
我们提出了新的计算的CAT 3D clujettorus模型，现在包括一个更物理的尘埃升华模型以及AGN各向异性发射。这些新模型允许石墨颗粒在高于硅酸盐粉尘升华温度的温度下持续存在。这会产生更强的近红外发射和更蓝的中红外（MIR）光谱斜率。我们做了一个统计比较的CAT 3D模型MIR预测与汇编的52个附近的塞弗特星系（中位数距离为36 Mpc）和10个类星体的亚弧秒分辨率地面MIR光谱。我们专注于活动星系核MIR光谱指数$α_{MIR}$和强度的9.7 $μ$ m硅酸盐功能$S_{Sil}$。与其他星团模型一样，新的CAT 3D模型不能再现具有深硅酸盐吸收（$S_{Sil}<-1$）的塞弗特星系。排除这些因素后，我们得出结论：新的CAT 3D模型与观测到的Seyfert星系和类星体的$α_{MIR}$和$S_{Sil}$符合得更好。我们发现，Seyfert 2的再生模型具有低的光子逃逸概率，而类星体和Seyfert 1-1.5一般需要模型具有较高的光子逃逸概率。类星体和塞弗特1-1.5倾向于显示出比塞弗特2更陡峭的径向云分布和更少的沿赤道视线的云。除了更多的物理尘埃升华模型之外，引入活动星系核各向异性发射简化了需要反演径向云分布的问题（即，更多的云朝向环面的外部）来解释2型塞弗茨的MIR光谱指数。
2017-06-23 astro-ph.GA
Exploring the Structure and Evolution of Four Young Open Clusters Near the Galactic Mid-plane via Gaia DR3
Northern Border University（北方边境大学）；Istanbul University, Institute of Graduate Studies in Science, Programme of Astronomy and Space Sciences（伊斯坦布尔大学，科学研究生院，天文学与空间科学项目）；Istanbul University, Faculty of Science, Department of Astronomy and Space Sciences（伊斯坦布尔大学，理学院，天文学与空间科学系）；King Abdulaziz University（阿卜杜勒阿齐兹国王大学）；National Research Institute of Astronomy and Geophysics (NRIAG)（国家天文地球物理研究所）；Cairo University（开罗大学）
通过Gaia DR3数据研究银河平面附近四个年轻疏散星团的结构与演化，确定成员数量、年龄、红化值及动力学状态，揭示其轨道特征和可能的双星系统。
2025-12-31 astro-ph.GA
On the difference of torus geometry between hidden and non-hidden broad line active galactic nuclei
本文用团簇环面模型拟合了21个活动星系核的红外光谱能量分布。我们从文献中汇编了高空间分辨率（$\sim 0.3$- $0.7$ arcsec）中红外$N$ -波段光谱学、$Q$ -波段成像和核近-和中红外光度学。结合这些核的近红外和中红外观测，远红外测光和clujettorus模型，使我们能够把约束环的属性和几何形状。我们根据宽线区（BLR）的性质将样品分为三种类型; 1型，2型，具有先前观察到的分散或隐藏的宽线区（HBLR），以及2型，没有任何公布的HBLR签名（NHBLR）。比较环面模型参数为我们提供了每个子组的第一个定量环面几何视图。我们发现NHBLR活动星系核比HBLR活动星系核有更小的环面张开角和更大的覆盖因子。这表明，在NHBLR中观察到来自BLR的散射（偏振）通量的机会可能会因以下双重效应而减少：（a）由于较小的环面开口角而减少的散射体积而减少散射介质，以及（b）观察者和散射区域之间的环面遮蔽增加。这些效应为在某些2型活动星系核中观测不到HBLR提供了合理的解释。
2015-01-26 astro-ph.GA
From the Circumnuclear Disk in the Galactic Center to thick, obscuring tori of AGNs -- Modelling the molecular emission of a parsec-scale torus as found in NGC1068
星系中央黑洞的吸积率可以通过厚盘和环中的粘性力矩来获得，这可以通过毫米干涉测量在活动星系NGC 1068的内部~ 20 pc内以与银河系中心的环核盘（CND）的单盘观测相当的尺度和灵敏度来解决。为了解释这些区域的观测结果并确定其气体分布的物理性质，我们提出了一个建模工作，包括（i）一个简单的动力学模拟，涉及盘气云之间的部分非弹性碰撞，（ii）一个由动力学模型和观测校准的湍流cluerous气盘的分析模型，（iii）局部湍流和宇宙射线气体通过H2O，H2加热和冷却，和CO排放，和（iv）测定的分子丰度。我们还考虑了光解离区域（PDR），其中气体被直接照射的中央引擎。我们比较所得的模型数据库的CO，HCN，HCO+，CS亮度温度可用的观测。在这两种情况下，运动学可以解释为一个或两个云与一个预先存在的环碰撞，在CND的逆时针方向和逆行的NGC 1068。而且，只有密集的盘状云，线通量可以复制到大约2倍。为了避免云间介质的自吸收，在最大尺度上的湍流加热，相当于磁盘的高度，必须减少50-200倍。我们的模型表明，湍流机械能输入是厚气体盘内的主要气体加热机制。在N1068中，虽然大部分活动星系核的X射线辐射被尘埃升华半径内的一层康普顿厚度的气体吸收，但光学/紫外辐射可能会在气体环的内边缘将来自光解离区域的分子线发射增强约50%。
2022-06-29 astro-ph.GA
ALMA Sub-parsec Resolution Dense Molecular Line Observations of the NGC 1068 Nucleus
本文利用 ALMA 亚秒差距分辨率观测 NGC 1068 核区的 HCN 和 HCO$^{+}$ 谱线，确认了分子环西侧的反向旋转，并提出致密气体团碰撞模型成功解释了观测特征。
2025-11-06 astro-ph.GA
Exploring the mid-infrared SEDs of six AGN dusty torus models I: synthetic spectra
在远离活动星系核（AGN）的地方，环境温度低于1500-1800 K，尘埃能够存活。因此，有可能存在一个围绕活动星系核的大尘埃结构。这是两篇论文中的第一篇，旨在比较六个尘埃环面模型与可用的SED，即Fritz et al.（2006），Nenkova et al.（2008 B），Hoenig & Kishimoto（2010），Siebenmorgen et al.（2015），Stalevski et al.（2016）和Hoenig & Kishimoto（2017）。在这第一篇论文中，我们使用合成光谱来探索这些模型之间的区别，在何种情况下，他们允许限制环面参数，而我们的第二篇论文分析了最好的模型来描述中红外光谱数据。我们已经产生了合成光谱，从目前的仪器：GTC/CanariCam和斯皮策/IRS和未来的JWST/MIRI和JWST/NIRSpec仪器。我们发现，对于一个合理的亮度（F12 um> 100 mJy），我们实际上可以区分模型之间，除了两对父模型。我们表明，这些模型可以区分的基础上的连续斜率和强度的硅酸盐功能。此外，对于除Hoenig & Kishimoto（2017）之外的所有模型，无论使用何种仪器，其参数都可以限制在15%的误差范围内。然而，当超过50%的环核贡献者被包括在内时，参数估计被破坏。因此，未来的高空间分辨率光谱，如那些预期从JWST将提供足够的覆盖…
2019-08-29 astro-ph.GA
The Discovery of Infrared Rings in the Planetary Nebula NGC 1514 During the WISE All-Sky Survey
我们报告在WISE全天空中红外巡天过程中，在行星状星云NGC 1514中发现了一对红外轴对称环。类似的结构在可见光波段的天体中也可以看到，如“雕刻沙漏星云”（MyCn 18）和“南蟹状星云”（Hen 2-104）。然而，在NGC 1514中，我们只看到一对环，而且它们只在中红外线下容易观察到。这些环的直径约为0.2pc，间隔为0.05pc，主要由特征温度为160 K的尘埃排放。我们比较了环的形态和颜色，在可见光，远红外线和无线电波长看到的其他星云结构，并关闭与NGC 1514的物理模型和形成场景的讨论。
2010-11-17 astro-ph.GA
