Suzaku Observations of the old pulsar wind nebula candidate HESS J1356-645
在朱雀号深空观测中，在脉冲星PSR J1357-6429周围发现了一个很大程度上扩展的X射线发射。这颗脉冲星的特征年龄为7.3 kyr，位于TeV伽马射线源HESS J1356-645内。扩展发射被发现有一个1 sigma的X射线大小约为4弧分，或在2.4千秒差距时约为3秒差距，与脉冲星有一个小的偏移。它的X射线光谱可以用一个简单的幂律模型很好地再现，光子指数为1.70+0.07-0.06。没有发现显着的空间变化的X射线光子指数作为距离脉冲星的函数。我们的结论是，扩展发射与PSR J1357-6429的脉冲星风星云。这是一个围绕中年恒星的大范围扩展星云的新样本。我们讨论了这个PWN的演变根据遗迹PWN的情况。
2015-02-13 astro-ph.HE
Search for Sc-K line emission from RX J0852.0--4622 Supernova remnant with Suzaku
我们使用朱雀XIS数据从超新星遗迹RX J0852.0-4622的西北边缘寻找4keV左右的线发射证据。有几篇论文报道了在这个天空区域探测到4.1keV左右的发射线。这条谱线是由Sc的K带荧光产生的，Sc是44 Ti的直接衰变产物。我们进行了光谱分析的整个部分西北边缘的残余在XIS的视野，以及各个地区对应的地区发表声明的线发射。我们在4.1 keV附近没有发现任何线发射，因此能够对X射线通量设定一个严格的上限：整个场的X射线通量为1.1 × 10 ^-6 s^-1 cm^-2。对于每个区域，我们的通量上限低于先前声称的检测。因此，我们得出结论，到目前为止，在RX J0852.0-4622的西北边缘没有检测到来自Sc-K发射的明确X射线线特征。我们的负检测支持最近的说法，即RX J 0852 -4622既不年轻（1700- 4000年），也不接近（~750 pc）。
2009-06-01 astro-ph.HE
Suzaku observation of a high entropy cluster Abell 548W
Abell 548 W是位于Abell 548区域的星系团之一，它的X射线光度比有序星系团低一个数量级，这与已知的团内介质温度（ICM）与X射线光度（kT-LX）关系有关。星团的西北部和北部有一对弥散射电源，两者距离星团中心约10'。它们是候选的射电遗迹，经常与合并星团有关。朱雀深观测与曝光量为84.4 ks进行搜索合并在这个集群中的签名。XIS探测器成功地探测到了距离星团中心16'的ICM发射。其中心周围的温度约为3.6 keV，最外面的区域约为2 keV。XMM-Newton报告的遗迹候选者移动到星团中心的热区（~6 keV）在朱雀数据中没有看到，尽管其3.6 keV的温度本身高于射电源周围2.5 keV的平均温度。此外，一个冷（kT ~0.9 keV）组件的签名被发现西北源周围。在其外缘还发现了一个边缘温度跃变，与射电遗迹的冲击加速度起源的经典观点一致。该星团的中心熵最高，约为400 keV cm ^2，是所谓的低表面亮度星团之一。考虑到它的形状本身是相对圆形和光滑的，而且它的温度结构几乎是平坦的，可能的情况下合并进行了讨论。
2016-02-11 astro-ph.HE
Discovery of Strong Radiative Recombination Continua from The Supernova Remnant IC 443 with Suzaku
我们介绍了银河系中年超新星遗迹（SNR）IC 443的朱雀光谱研究。在1.75-6.0 keV波段的X射线谱由具有0.6 keV的电子温度的光学薄的热等离子体和几个附加的莱曼线描述。我们稳健地检测到，第一次，强辐射复合连续（RRC）的H-样硅和S在2.7和3.5千电子伏左右。由RRC与He类K-α线的强度比确定的Si和S的电离温度分别为1.0 keV和1.2 keV。因此，我们找到了一个极端过度电离（重组）等离子体的有力证据。作为过电离的起源，在以前的工作中所争论的热传导方案在我们的新结果中并不受欢迎。我们建议，高度电离的气体是在SNR演化的初始阶段，在密集的区域周围的一个巨大的祖，和低电子温度是由于快速冷却的绝热膨胀。
2009-09-21 astro-ph.HE
Peculiar outburst of A 0535+26 observed with INTEGRAL, RXTE and Suzaku
Be/X射线双星系统A0535+26在2009年8月发生了一次正常的爆发。这是发生在源的近星点附近的一系列正常爆发中的第四次，但由于在较早的轨道阶段开始并呈现出特殊的双峰光变曲线而不寻常。第一次“耀斑”（从MJD 55043开始持续约9天）达到440 mCrab的通量。然后流量下降到小于220 mCrab，并再次增加，在MJD 55057的近星点周围达到440 mCrab。利用INTEGRAL、RXTE和朱雀进行了机会目标观测。这些观测的第一个结果，特别强调的回旋线存在于X射线光谱的源，以及在脉冲周期和能量依赖的脉冲轮廓的源。
2010-03-15 astro-ph.HE
X-ray study of extended emission around M86 observed with Suzaku
通过对M86及其邻近地区的朱雀星观测数据的分析，我们发现M86的核心、羽流、向西北方向延伸的尾流以及它们周围的扩展晕都被清晰地探测到。从位置角$\sim45°$到$\sim275°$，用$β\sim0.5$的单个$β$ -模型可以较好地代表地核和扩展晕的表面亮度分布，直到15 '-20'。核心的X射线谱用$kT\sim 0.9$ keV和$\sim0.6$ keV的双温模型表示。核心和晕的温度在中心有一个正梯度，在$r\sim7'$处达到最大值$kT\sim1.0$ keV，表明晕气体处于比星系更大尺度的势结构中。羽流和尾部的温度分别为$0.86\pm0.01$ keV和$1.00\pm0.01$ keV。我们成功地确定了$α$ -元素的丰度分别为核心，羽，尾巴，和晕的第一次。相对于铁的abdrons比率是一致的，除了Ne的太阳能比率。Fe的丰度在核心和羽流中为$\sim0.7$，而在尾部为$\sim1.0$，但考虑到ICM的不确定性，差异并不显著。在$r\sim10'$附近，晕的丰度几乎相同，而在$r\gtrsim10'$附近，晕的丰度明显变小（0.2-0.3），表明低金属丰度的气体仍然存在于外晕中。根据表面亮度分布，我们估算了$r<100$ ~kpc中的气体质量（$\sim3\times10^{10}M_\odot$）和动力学质量（$\sim3\times10^{12}M_\o…
2017-02-20 astro-ph.HE
Suzaku observation of Jupiter's X-rays around solar maximum
本文报告了朱雀星对木星X射线辐射的成像和光谱研究结果。在2006年，朱雀发现了与木星内部辐射带相关的$1\unicode{x2013}5$ keV的弥散X射线发射。有人认为，这种辐射是由木星磁层中的超相对论电子（$ \sim 50 $ MeV）的逆康普顿散射引起的。为了确认这种发射的存在并了解其与太阳活动的关系，我们在2014年第24个太阳活动周期的最大值附近进行了一次额外的朱雀观测。结果，我们再次成功地发现了木星周围的$1\unicode{x2013}5$ keV的扩散发射和$0.4\unicode{x2013}1$ keV的点状发射。可能由太阳X射线散射、电荷交换或极光韧致辐射组成的点状发射的光度相对于2006年增加了$ \sim 5$倍，很可能是由于太阳活动的增加。在$1\unicode{x2013}5$ keV波段的漫发射光谱与过去的观测一样，与平坦幂律函数（$ Γ= 1.4 \pm 0.1 $）很好地拟合，这支持逆康普顿散射假设。然而，它的空间分布从$ \sim 12 \times 4 $木星半径（Rj）变为$ \sim 20 \times 7 $ Rj。漫发射的亮度增加了一个较小的因子$ \sim 3 $。这表明漫射发射并不仅仅是对太阳活动的响应，太阳活动对木星周围高能电子的分布几乎没有影响。对弥散硬X射线发射的空间和光谱分布进行进一步的敏感研究，对于了解高能粒子如何在…
2019-06-14 astro-ph.EP astro-ph.HE
Probing Relativistic Astrophysics Around SMBHs: The Suzaku AGN Spin Survey
除了为黑洞的形成和演化提供重要线索外，黑洞的自旋可能是宇宙中重要的能量来源。在过去的几年里，自旋的观测测量领域取得了巨大的进展。特别是，从黑洞吸积盘的内部区域发射的X射线光谱特征的详细表征和建模，使我们能够探测最里面的稳定的圆形轨道的位置，从而自旋。在这篇文章中，我将描述朱雀活动星系核自旋巡天，一个正在进行的第4- 6周朱雀重点项目，旨在探测五个附近的活动星系核，具有足够的深度，强引力效应和自旋可以鲁棒地评估。在我们目前拥有深度数据集的三个对象中，我们可以将自旋限制在两个（NGC 3783，a>0.9; Fairall 9，$a=0.45\pm 0.15$）中，而热吸收体的复杂性使我们无法报告NGC 3516的结果。最后，我们简要讨论了自旋相关的选择偏差在通量有限的调查。
2011-11-30 astro-ph.HE gr-qc
Discovery of Diffuse Hard X-ray Emission around Jupiter with Suzaku
本文报道了在160 ksSuzaku XIS数据中发现的木星周围弥散硬（1-5 keV）X射线辐射。辐射分布在约16 x8的木星半径和空间与辐射带和木卫一等离子体环。它显示出一个平坦的幂律谱，光子指数为1.4+/-0.2，1-5 keV的X射线光度为（3.3+/-0.5 x10 ^15 erg/s。我们讨论了它的起源，并得出结论，它似乎是真正的扩散，虽然多个背景点源的可能性不能完全拒绝有限的角分辨率。如果它是漫射的，平坦的连续谱表明X射线是由辐射带和/或木卫一等离子体环中的非热电子产生的。同步辐射模型和韧致辐射模型可以分别从所需的电子能量和X射线谱形中排除。太阳光子被超相对论（几十MeV）电子的逆康普顿散射可以解释能量和光谱，但所需的电子密度比木星电荷粒子经验模型估计的值大10倍以上。
2010-01-06 astro-ph.EP astro-ph.HE
Suzaku monitoring of the Wolf-Rayet binary WR140 around periastron passage: An approach for quantifying the wind parameters
朱雀天文台在2009年1月的四个不同时间对沃尔夫-拉叶双星WR 140（WC 7 pd +O5.5fc）进行了观测。光谱的形状和通量随相位的变化而变化。随着近星点的临近，低能吸收柱密度逐渐增大，这表明风-风碰撞等离子体的辐射被密集的W-R风吸收。能谱主要由两个不同的分量拟合：一个是kT=0.3- 0.6keV的暖分量，另一个是kT~3 keV的热分量。占主导地位的热分量的发射量与两颗恒星之间的距离不成反比。这可以解释为O星风在达到终极速度之前发生碰撞，导致其风动量通量减少。在接近近星点的阶段，我们发现了一个冷的等离子体成分在重组阶段，这是较少吸收。这个成分可能是由辐射冷却下来的风-风碰撞等离子体的遗迹，并可能代表尘埃形成的过渡阶段。
2015-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Suzaku Observation of the Black Hole Candidate MAXI J1836-194 in a Hard/Intermediate Spectral State
本文报道了朱雀星对新发现的X射线双星MAXI J1836-194的观测。源被发现是在硬/中间光谱状态，并显示出清晰和强大的相对论加宽铁发射线。我们适合的光谱与各种现象学，以及物理动机的磁盘反射模型，并发现的宽度和强度的铁线总是特征的发射在几个引力半径周围的黑洞。该结果与所使用的连续统无关，并且强烈指向MAXI J1836-194中的中心物体，即以$a=0.88\pm0.03$的自旋旋转的恒星质量黑洞（90%置信度）。我们讨论了这一结果的背景下，光谱状态的定义，物理变化（或缺乏）的吸积盘和吸积盘电晕在状态转换的潜在重要性。
2012-03-19 astro-ph.HE
Confirmation of dust scattering echo around MAXI J1421-613 by Swift observation
MAXI J1421-613是一颗X射线爆发双星，于2014年1月9日由全天空X射线影像监测器（英语：Monitor of All-sky X-ray Image）发现，被认为是一颗低质量X射线双星。之前的一项研究分析了朱雀号在2014年1月31日至2月3日获得的后续观测数据，报告称在瞬态源周围发现了半径约为3 '-9'的环形发射。环形辐射最可能的来源是MAXI J1421-613爆发的尘埃散射回波。本文通过对2014年1月18日Swift卫星的光子计数跟踪观测数据的分析，证实了环发射的存在。在径向轮廓中，我们发现在~ 2 '.5 - 4'.5处的环形发射。其光谱可用吸收功率定律很好地解释，其光子指数比MAXI J1421-613本身高Δ Gamma~2。Swift观测到的环形辐射的通量和半径可以用朱雀观测到的环形辐射的尘埃散射来解释。假设Swift发现的引起环状辐射的尘埃层与MAXI J1421-613前方的CO云位于同一位置，则到瞬变源的距离估计为~3 kpc，这与以前朱雀研究的估计值一致。
2022-09-16 astro-ph.HE
Relativistically broadened iron line in the SUZAKU observation of the neutron star X-ray binary 4U 1705-44
吸积致密天体的X射线谱常表现出与吸积盘中荧光发射有关的离散发射特征，其中最强的是6.4- 6.97keV的Fe K α荧光线。这些反射特征是研究致密物体周围吸积流内部区域的最佳工具之一。在这里，我们报告了三个朱雀观测的中子星X射线二进制4U 1705 -44，一个广泛的，倾斜的Fe K α发射线是清晰可见的以上的连续。利用相对论模糊反射模型，我们发现4U 1705 -44的内盘半径向下延伸到rin=10.5^{+1.0}_{-1.7} GM/c^2，与视线成29.8^{+1.1}_{-1.0}度角。此外，我们发现，电离水平的表面层的吸积盘的变化由两个数量级之间的三个观测，但从线轮廓获得的内半径保持稳定。
2009-04-17 astro-ph.HE
Observations of MCG-5-23-16 with Suzaku, XMM-Newton and NuSTAR: Disk tomography and Compton hump reverberation
MCG-5-23-16是第一个基于短XMM-牛顿观测发现的活动星系核之一，其铁K线中的相对论混响起源于超大质量黑洞附近。在这项工作中，我们提出的结果，从长X射线观测使用朱雀，XMM-牛顿和NuSTAR设计使用X射线混响映射的发射区域。在三个不同的时间尺度上的滞后谱中检测到相对论性的铁线，允许从黑洞周围的不同区域的发射被分离。使用NuSTAR覆盖的能量超过10千电子伏揭示了这些能量和主要的连续性，这是第一次在活动星系核检测之间的滞后。这种滞后是由于康普顿反射峰以类似于相对论性铁K线的响应的方式响应于主要源的变化。
2014-05-14 astro-ph.HE
Suzaku Observations of the Great Annihilator and the Surrounding Diffuse Emissions
我们报告了朱雀观测的1 E 1740.7-2942，一个黑洞候选者称为“大湮灭者”（GA）。朱雀的高质量的光谱提供了最严格的约束的遗传算法的参数。在6.4keV的FeI K α和2.45keV的SXV K α的线像中，在GA周围发现了两个团簇结构。一个名为M359.23-0.04的团簇显示出6.4 keV的谱线，等效宽度约为1.2 keV，在射电CS（J=1-0）图中与分子云有关。因此，来自M359.23-0.04的6.4 keV谱线可能是由于外部X射线源照射的X射线荧光。辐射的X射线可能是人马座A* 过去的耀斑，也可能是附近明亮的源GA。另一个名为G359.12-0.05的星团与射电超新星遗迹候选者G359.07-0.02有关。因此，我们认为G359.12-0.05是G359.07-0.02的X射线对应物。G359.12-0.05具有温度为kT ~ 0.9 keV的薄热等离子体光谱。G359.12-0.05的等离子体参数与银河系中心区域单个超新星遗迹的参数一致。
2010-05-01 astro-ph.HE
XMM-Newton and Suzaku analysis of the Fe K complex in the Seyfert 1 galaxy Mrk 509
我们报告部分重叠的XMM-牛顿（~260 ks）和朱雀（~100 ks）的铁K带附近，明亮的塞弗特1星系Mrk 509的观测。源显示了解决中性铁K线，最有可能产生的吸积盘的外部。此外，该源还显示出由于电离物质而导致的6.4 keV线的进一步发射。这种发射很好地再现了在吸积盘中产生的宽线，而它不能很容易地描述从静止的光电离气体的散射或发射。所有XMM-牛顿观测的总和光谱显示存在由高度电离的流出物质产生的7.3千电子伏的窄吸收线。XMM-牛顿数据的光谱变异性研究表明，在6.6-6.7千电子伏的变异性过剩。这些变化可能产生于宽电离线的红翼，也可能是由于另一个吸收结构的变化。朱雀的数据表明，中性Fe K α线强度在长时间尺度（几年）上是恒定的，它们也证实了最有可能用宽电离Fe线来解释过量蓝移发射。平均朱雀光谱不同于XMM-牛顿的一个消失的7.3 keV的吸收线和6.7 keV左右，其中XMM-牛顿数据单独建议的变化。
2009-01-13 astro-ph.HE
A Highly Accreting Low-Mass Black Hole Hidden in the Dust: Suzaku and NuSTAR observations of the NLS1 Mrk 1239
我们提出了环面建模的X射线光谱附近的窄线塞弗特1星系Mrk 1239（$z=0.0199$），档案朱雀，NuSTAR和雨燕观测的基础上。我们的模型表明$Γ\approx2.57$在2019年和$Γ\approx2.98$在2007年的非常软的内在幂律连续发射。通过对未被吸收的X射线光度应用修正因子，我们发现Mrk 1239在爱丁顿极限附近或附近吸积。我们的最佳拟合光谱模型还表明，在Mrk 1239中，一个环面的柱密度为$\log(N_{\rm H, ave}/$ cm $^{-2})=25.0\pm0.2$，并且$0.90$的覆盖因子很高，这表明该源最有可能与$i\approx26^{\circ}$几乎面对面地观察。我们的视线可能会穿过$N_{\rm H, los}=2-5\times10^{23}$ cm $^{-2}$的环面边缘。高爱丁顿比和高视线柱密度使Mrk 1239成为接近极限的活动星系核之一，由于高辐射压，风可能在环的边缘附近形成。
2021-05-05 astro-ph.HE
X-ray exploration of the outskirts of the nearby Centaurus cluster using Suzaku and Chandra
我们提出了朱雀观测半人马座集群到0.95r200，采取沿带西北。我们还使用了钱德拉观测的郊区，以解决点源下降到一个阈值通量约7倍，低于仅朱雀数据，大大减少了系统的不确定性宇宙X射线背景发射在郊区。我们发现，温度下降的一个因素2，从峰值温度到郊区。的熵配置文件演示了一个中央过剩（0.5r200内）的基线熵配置文件预测的模拟纯粹的引力层次结构的形成。在郊区，熵分布与Voit等人的基线熵分布合理一致，我们发现，压力分布与Arnaud等人的普遍压力分布一致，但在外围略高于它。郊区的超压和熵的减少似乎是测量的气体密度过大的结果，可能是由于气体聚集使密度测量偏高。气体质量分数上升，并达到平均宇宙重子分数在最大半径的研究。团簇校正的气体质量分数与预期的热气体分数和Young等人的模拟一致。我们进一步分析了Walker等人的分析，该分析研究了迄今为止在朱雀外围探索的星团熵分布的形状。当按自相似熵缩放时，朱雀熵曲线显示出超过基线熵曲线的中心过剩，并且在r500左右与之一致。然而，在r500之外，熵分布倾向于低于基线熵分布。
2013-03-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Search for a keV Signature of Radiatively Decaying Dark Matter with Suzaku XIS Observations of the X-ray Diffuse Background
我们用朱雀XIS对来自非重子暗物质的0.5至7 keV之间的X射线发射线进行了最深的搜索。选择与银河系有关的暗物质作为目标，以获得最佳的信噪比。我们从朱雀天文台的资料库中选取了187组以X射线散射背景为主的空白天空区域的数据。数据集是从2005年到2013年。仪器的响应是由蟹状星云的多个校准数据集调整的。我们还改进了减去仪器源谱线的技术。这些能谱可以用太阳系周围电荷交换产生的X射线辐射、银河系内部和周围的热等离子体以及河外点源的叠加来描述。搜索窄发射谱线的信号，并且考虑盲搜索方法（别处寻找效应）来评价检测的显著性。我们的研究结果显示，没有显着的检测到发射线功能的暗物质。3 $σ$的上限为1至7 keV之间的发射线强度的$\sim10^{-2}$光子cm $^{-2}$ s $^{-1}$ sr $^{-1}$，或$\sim 5\times10^{-4}$光子cm $^{-2}$ s $^{-1}$ sr $^{-1}$ per $M_\odot$ pc $^{-2}$，假设暗物质分布与银河系旋转曲线。作为暗物质候选者的无菌中微子的参数也受到限制。
2015-07-15 astro-ph.HE hep-ph
A Suzaku sample of unabsorbed narrow-line and broad-line Seyfert 1 galaxies: II. Iron emission and absorption
利用朱雀号卫星观测的22个窄线Seyfert 1（NLS 1）和47个宽线Seyfert 1（BLS 1）星系的样本，研究了每组星系的Fe K带性质。三种不同的模型被用来检查的存在下：窄中性Fe Ka线在6.4千电子伏和电离的Fe xxv和Fe xxvi发射线（模型A）;一个广泛的发射功能在约6 - 7千电子伏（模型B）;和吸收边在7.1千电子伏（模型C）。在所有三个模型中，中性Fe Ka线在NLS 1中比在BLS 1中更弱（较低的光度和等效宽度）。模型（B）还发现NLS 1中的宽分量（更大的等效宽度）比BLS 1中的宽分量更显著。该特征似乎不是NLS 1 s中较陡光谱的伪影，而是这些源的固有属性。根据模型（C），吸收边的光学深度在两个样品之间看起来相当。当将吸收与发射线特性进行比较时，NLS 1 s似乎表现出比BLS 1 s更低的铁的发射-吸收比，并且比基于荧光产率的预期更低。观察到的差异可能来自于不同的环面几何形状（例如NLS 1 s中的较大开度角），和/或NLS 1 s中除了纯荧光之外的Fe K发射和吸收的额外来源（例如起源于圆盘和宽线区域）。
2021-12-15 astro-ph.HE
Suzaku Observations of Iron K-lines from the Intracluster Medium of the Coma Cluster
利用朱雀星上的X射线成像光谱仪（XIS）对后发座星系团进行了6个观测点的观测，包括中央X射线峰值区、14'西偏区、30'和34'西北偏区、44'和60'西南偏区。由于其较低的背景水平，朱雀比其他卫星对Fe K-α线具有更好的灵敏度。利用精确的Fe线测量，我们研究了温度结构，可能的整体运动，和铁丰度分布在集群内介质（ICM）。观察到的光谱很好地代表了一个单一的温度模型，和两个或三个温度模型没有改善卡方显着。由类氢铁和类氦铁的K-α线比值得到的温度与单温模型得到的温度一致。由于线比是温度的陡峭函数，因此一致性支持使用朱雀进行温度测量的准确性。在34'区，由类He Fe线中心能量计算的红移与光学观测结果一致，在视线内的标定误差为18 eV或818 km/s。该值小于ICM的声速，即1500 km/s。NGC 4839子团周围44'偏距区Fe线的中心能量与34'偏距区Fe线的中心能量一致。温度和速度结构的这些结果表明，该集团的核心是在一个放松的状态，和无线电晕相关的非热电子加速的集群内湍流，而不是大规模的冲击。在34'区域内，Fe的丰度几乎恒定在0.4个太阳，并随半径的增加而减小。这个值略低于其他星系团的值，这意味着气体在过去与星系团增长相关的合并过程中混合良好。
2011-09-02 astro-ph.HE
Active galaxy 4U 1344-60: did the relativistic line disappear?
X射线亮活动星系核是研究超大质量黑洞吸积物理的独特天体物理实验室。4U 1344-60是一个明亮的塞弗特星系，在XMM-牛顿观测中显示出相对论反射特征。我们提出了与朱雀卫星获得的新数据的光谱结果，并将它们与以前的XMM-牛顿观测。4U 1344-60的X射线连续谱可以很好地用光子指数约为1.7的幂律分量来描述，该幂律分量被完全覆盖和部分覆盖的局部吸收体所修正。我们测量到部分吸收的辐射的分数从XMM-牛顿观测中的45%左右大幅下降到朱雀观测中的不到10%，而幂律斜率在不确定性范围内保持不变。朱雀光谱中的铁谱线相对较窄，为$σ=(0.08 \pm 0.02)$ keV，没有任何相对论增宽的迹象。关于这一点，我们解释档案XMM-牛顿光谱中的铁线为相同宽度的窄线加上约6.1千电子伏的额外红移发射。在朱雀星的光谱中没有相对论反射的证据。在XMM-牛顿观测过程中检测到的红移铁线可能是一个临时的功能，无论是由于局部增强发射或减少电离在最里面的吸积流。
2012-09-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
The giant outburst of 4U 0115+634 in 2011 with Suzaku and RXTE
本文分析了2011年7月朱雀星和RXTE观测到的高质量X射线双星4U 0115+634的X射线谱，该双星处于一次巨大的X射线爆发的衰落阶段。我们使用了一个连续模型，包括一个吸收的截止幂律和一个特设的高斯发射功能中心约8.5千电子伏，我们讨论是由于回旋发射。我们的研究结果是一致的基本回旋吸收线为中心的${\sim}10.2$ keV的所有观测到的通量范围。在同一时间，我们排除了显着的影响8.5千电子伏高斯的CRSF参数，这是不一致的回旋加速器线能量和深度先前报道的通量依赖的描述。我们还表明，一些连续模型可以导致人工线状残差在分析的光谱，然后被误解为非物理强回旋线。具体来说，我们的研究结果不支持先前声称的额外回旋加速器功能在${\sim}15$千电子伏的存在。除了这些功能，我们发现了第一次的证据，在${\sim}6.7$ keV和弱H类Fe XXVI发射接近${\sim}7.0$ keV的Fe XXV发射线。
2019-12-13 astro-ph.HE
Suzaku broad-band spectrum of 4U 1705-44: Probing the Reflection component in the hard state
6.4-6.97 keV的铁发射线（通过K α辐射跃迁识别）是X射线带中最强的离散特征之一。这是推断致密物体周围吸积盘最内部等离子体性质的最强大探测器之一。在本文中，我们提出了一个最近的朱雀观测，100-ks的有效曝光，环礁源和X射线爆发4U 1705-44，在那里我们清楚地检测到的反射分量的签名，这是扭曲的高速运动的吸积盘。反射分量由大约6.4 keV的宽铁线和大约20 keV的高X射线能量的康普顿凸起组成。所有这些功能始终符合反射模型，我们发现，在硬状态的涂抹参数是非常相似的，发现在以前的XMM-牛顿观察在软状态。特别地，我们发现内部盘半径为Rin = 17 +/- 5 Rg（其中Rg是引力半径，GM/c^2），辐射率与圆盘半径的相关性为-2.5 +/- 0.5，相对于视线的倾角为i = 43 +/- 5度，并且盘中的发射区域的外半径为Rout > 200 Rg。我们注意到，吸积盘在大半径处似乎没有被截断，尽管对于中子星，源在爱丁顿光度的3%处处于硬态。我们还发现在低能量，在3.03 +/- 0.03千电子伏，与轻度电离氩（Ar XVI-XVII）发射兼容的宽发射线的证据。氩转换不包括在我们使用的自洽反射模型中，因此我们在模型中添加了一个额外的组件来适应此功能。低能量线似乎与被相同的内部磁盘参数发现的反射分量的涂抹兼容。
2015-02-26 astro-ph.HE
Suzaku spectra of a Type II Supernova Remnant Kes 79
本文报道了朱雀星对超新星遗迹Kes 79（G33.6+0.1）的观测结果。X射线光谱最适合两个温度模型：非平衡电离（NEI）等离子体和碰撞电离平衡（CIE）等离子体。NEI等离子体在空间上被限制在kT~0.8 keV的内射电壳层内，而CIE等离子体被发现在与kT~0.2 keV和太阳丰度的外射电壳层相关的空间扩展区域中。因此，NEI等离子体是由SN喷出物引起的，CIE等离子体是前向冲击的星际介质。在NEI等离子体中，我们首次发现了Al、Ar和Ca的K壳层线。喷出物的丰度模式和估计质量与一个~30-40太阳质量的祖星的核心坍缩超新星爆炸是一致的。中心能量为~6.4 keV的Fe线也被发现在SNR的东南（SE）部分，密集的分子云周围的一个紧密的外围区域。一种可能性是，这条线与喷出物有关。然而，~6.4 keV的质心能量和SE周边附近增强的空间分布不利于这种情况。由于~6.4 keV的发射区与分子云相吻合，我们提出了另一种可能性，即Fe线是由于局部加速质子（LECRp）与周围分子云相互作用而使中性Fe的K壳层电离。这两种可能性，加热喷出物或LECRp的起源，讨论了观测事实的基础上。
2015-12-14 astro-ph.HE
Spectral Analysis of the Accretion Flow in NGC 1052 with Suzaku
我们提出了一个分析的101 KS，2007朱雀光谱的LINER星系NGC 1052。0.5-10千电子伏的连续体是很好的模拟由银河系和本征吸收修改的幂律，它表现出软，低于1千电子伏的热发射组件。一个狭窄的核心和一个更广泛的组成部分，铁钾发射中心在6.4 keV的稳健检测。虽然窄线与远离黑洞的物质的起源是一致的，但宽线根据经验最适合一个模型，该模型描述了快速旋转的黑洞周围的内部吸积盘的荧光发射。然而，我们在这次观测中没有发现10 keV以上的硬X射线源被盘康普顿化反射的证据，这对宽铁线起源于标准吸积盘内部区域的假设产生了怀疑。我们探讨了产生这种光谱特征的其他可能的情况，并得出结论，宽铁线的高等效宽度（EW ~ 185 keV）和全宽半最大速度（v ~ 0.37c）需要在d ~ 8的硬X射线源的引力半径内的起源。基于在这个星系核中已证实存在强射电喷流，宽铁线可能产生于喷流底部附近的致密等离子体中，这意味着活动星系核近中心部分的发射机制比以前认为的更复杂。
2009-03-20 astro-ph.HE
X-ray investigation of the diffuse emission around plausible gamma-ray emitting pulsar wind nebulae in Kookaburra region
我们报告的结果，从{ \it朱雀} X射线观测的无线电复合区称为笑翠鸟，其中包括两个相邻的TeV $γ$射线源HESS J1418-609和HESS J1420-607。{ \it Suzaku}观测显示，中年脉冲星PSR J1420-6048和可能的PWN Rabbit周围存在X射线弥散发射，其尺寸分别为$σ_{\rm X}=1^{\prime}.66$和$σ_{\rm X}=1^{\prime}.49$。扩散X射线发射的峰值位于H.E.S.S.获得的$γ$射线过量图内。PSR J 1420 -6048的$γ$射线峰偏移量为$2^{\prime}.8$，家兔的$4^{\prime}.5$为$4^{\prime}.5$。用$Γ=1.7-2.3$的吸收幂律模型很好地再现了两个源的X射线谱。根据与X射线峰的距离，光谱形状趋于变得更柔和。假设单区电子发射模型为一阶近似，HESS J1420-607和HESS J1418-609的环境磁场强度可以分别估计为3 $μ$ G和$2.5 μ$ G。X射线的光谱和空间特性强烈支持这两个TeV源是脉冲星风星云，其中电子和正电子在脉冲星风的终端冲击加速失去了他们的能量，通过同步辐射和逆康普顿散射，因为它们被向外传输。
2012-03-26 astro-ph.HE
An X-ray Spectroscopic Search for Dark Matter in the Perseus Cluster with Suzaku
我们提出的结果，从深朱雀观测英仙座星系团的中心区域。Bulbul等人（2014年）报告说，XMM-牛顿仪器在英仙座和其他星团的光谱中探测到一条能量约为3.5 keV的不明X射线发射线。他们认为无菌中微子（一种暗物质候选者）衰变的可能性。我们研究了朱雀X射线成像光谱仪（XIS）的英仙座星系团的3.5keV线的证据和其他可能的暗物质功能在2- 6 keV的能带。为了用XIS搜索和约束弱线特征，利用蟹状星云的观测值来评估系统的有效面积。我们发现没有线功能在声称的位置与系统的线通量上限在一半（1.5eV的线等效宽度）的最佳拟合值Bulbul等人。我们讨论了这种不一致的仪器校准误差和建模的连续发射。介绍了ASTRO-H高能量分辨率光谱学的未来前景。
2014-12-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku and Chandra observations of the galaxy cluster RXC J1053.7+5453 with a radio relic
本文介绍了朱雀和钱德拉对包含射电遗迹的星系团RXC J1053.7+5453（$z=0.0704$）的观测结果。射电遗迹位于距X射线峰以西$\sim 540$ kpc处。我们第一次测量了这个星团的温度。中心的合成温度为$ \sim 1.3$ keV，低于X射线光度-温度和速度色散-温度关系的预期值。虽然我们没有发现一个显着的温度跳跃在遗迹的外缘，我们的结果表明，温度下降向外跨越遗迹。假设在遗迹处存在激波，其马赫数为$M \simeq 1.4 $。提出了马赫数沿残骸可能的空间变化。此外，在Chandra图像中，在距离X射线峰值向西的$\sim 160$ kpc处发现了尖锐的表面亮度边缘。我们分别用朱雀和钱德拉的数据对边缘进行了X射线光谱和表面亮度分析。获得的表面亮度和温度廓线表明，这不是一个冲击，但可能是一个冷锋边缘。或者，不能排除热压力在边缘上确实是不连续的。在这种情况下，如果表面亮度边缘的压力处于平衡状态，其他形式的压力源，如宇宙射线，是必要的。我们在遗迹区域寻找非热逆康普顿分量。假设光子指数$ Γ= 2.0$，则对于0.3-10 keV带中的$4.50 \times 10^{-3} {\rm \ deg^{2}}$区域，通量的合成上限为$1.9 \times 10^{-14} {\rm erg \ s^{-1} \ cm^{-2}}$，这意味着磁场强度的下限变为$ 0.7 {\…
2017-08-22 astro-ph.HE
Suzaku observations of a shock front tracing the western edge of the giant radio halo in the Coma Cluster
我们提出的后发座星系团，X射线最明亮的，附近的合并系统托管一个研究充分，典型的巨型射电晕的新朱雀观测结果。先前已经表明，在星团的西侧，射电亮度与其他方位角相比显示出更陡峭的梯度。XMM-牛顿和普朗克揭示了沿着该区域南半部的激波阵面与这个陡峭的射电梯度有关，这表明射电发射被与激波通道有关的粒子加速增强。朱雀星第一次证明了这个冲击波阵面向北延伸，追踪了后发座射电晕西部边缘的整个长度。激波在温度和X射线表面亮度分布中都被探测到，马赫数约为$\mathcal{M}\sim1.5$。表面亮度边缘的位置与无线电发射的边缘很好地对齐，而获得的温度分布似乎表明激波位于半径125-185千秒差距以外。此外，来自温度和密度跳跃的冲击强度是一致的，当使用提取区域平行于无线电晕边缘，但变得不一致，彼此来自径向配置文件集中在后发座星系团的核心。除了单纯的投射效应外，激波的几何形状很可能比具有单一均匀马赫数和近似球对称形状的锋面更为复杂。
2015-12-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
Energy Spectra of the Soft X-ray Diffuse Emission in Fourteen Fields Observed with Suzaku
本文介绍了用朱雀观测到的十二个场的软漫射X射线发射，以及以前分析中的另外两个场。所有的星系都有65度< l < 295度的星系角，以避免来自非常明亮的漫射源的贡献，该漫射源从银河系中心延伸至少30度。朱雀星9个观测场的表面亮度在统计上与ROSAT全天巡天（RASS）值一致，在R45波段的差异上限为17 x 10^{-6} c s^{-1} amin^{-2}。Ovii和Oviii的强度彼此之间有很好的相关性，Ovii的发射在约2个光子s^{-1} cm^{-2 str^{-1}（LU）处显示出强度下限。高纬度的Oviii辐射与地面上方过量的Ovii辐射有密切的相关性，（Oviii强度）= 0.5 x [（Ovii强度）-2 LU]，这表明不同视线上的平均温度在约0.2 keV附近有一个狭窄的分布。我们认为Ovii的偏移强度来自太阳层太阳风的电荷交换，可能来自本地的热泡，而多余的Ovii（2-7 LU）是来自银河系更遥远的部分的发射。这个星系辐射的总辐射热光度估计为4 x 10^{39} erg s^{-1}，其特征温度可能与银河系的维里温度有关。
2009-05-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Testing Accretion Disk Structure with Suzaku data of LMC X-3
LMC X-3的朱雀观测提供了迄今为止关于吸积盘光谱形状的最佳数据。这是由于沿该视线的非常低的吸收柱密度的组合，其允许盘发射的形状在低能量下被CCD约束，而尾部可以同时由高能量检测器确定高达30 keV。这些数据清楚地表明，所观察到的磁盘光谱比简单的“黑体之和”更宽，并且强烈需要发射的相对论拖尾。然而，本征发射应该比黑体的（颜色校正）总和更复杂，因为它还应该包含来自部分电离的盘光球的光电吸收边缘。这些被相对论性的涂抹扩大了，但是模型预测在边缘能量附近1/3 - 1太阳丰度的偏差约为3 - 5%，明显强于观测到的。这表明，模型需要包括更多的物理过程，如自辐射，束缚束缚（线）吸收，和/或从复合连续和/或线的发射。或者，如果这些都不匹配的数据，它可以改为要求吸积盘密度和/或发射率的高度分布是不同的假设。因此，这些数据证明了我们对吸积盘垂直结构的基本认识的观测测试的可行性。
2010-03-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Suzaku observations of the merging galaxy cluster Abell2255: The northeast radio relic
本文介绍了对合并星系团Abell 2255东北射电遗迹进行的140 ksSuzaku深源X射线观测结果。首次测量了Abell 2255在NE方向上的温度结构，测量范围为维里半径的0.9倍（1.9 Mpc）。朱雀星中心区域的温度图显示了一个复杂的温度分布，这与以前的工作一致。此外，在更大的尺度上，我们证实了温度从星系团中心附近的6 keV下降到外围的3 keV，在距离星系团中心的{ \it r} $\sim$ 5 \arcmin ~（450 kpc）和$\sim$ 12 \arcmin ~（1100 kpc）处有两个间断。它们的位置与XMM-牛顿图像中边缘检测到的表面亮度不连续性相吻合，这表明存在激波结构。根据温度下降，我们估计马赫数为${\cal M}_{\rm inner}\sim$ 1.2和${\cal M}_{\rm outer}\sim$ 1.4。第一种结构最有可能与大的星团核心区（$\sim$ 350- 430 kpc）有关，其马赫数与XMM-牛顿观测结果一致（${\cal M}\sim$ 1.24：Sakelliou & Ponman 2006）。根据朱雀重点工程观测，我们对第二次温度跳跃的探测表明，东北射电遗迹上存在一个激波结构。这表明激波结构和产生射电辐射的相对论电子之间存在联系。然而，在NE射电遗迹中，我们发现一个明显低于根据标准扩散激波加速机制（$T_1/T_2…
2016-12-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
An X-Ray Face-on View of the Sgr B Molecular Clouds Observed with Suzaku
作为银河系中心漫射X射线（GCDX）的应用研究，我们提出了一种新的方法来推导Sgr B分子云（MC）沿视线的位置。GCDX是由约7 keV和1 keV的温度的热等离子体发射，和非热连续辐射，包括6.4 keV线从中性铁。前者是银河系中心等离子体发射（GCPE），在经度上均匀分布，而后者是汤姆逊散射和MCs在外部X射线照射下产生的荧光（X射线反射星云发射：XRNE）。我们检查了靠近Sgr B MC络合物的GCPE和XRNE的Suzaku X射线光谱，发现光谱具有两个不同的吸收峰，N_H（Abs 1）>10^23 H cm^-2和N_H（Abs 2）~6 x 10^22 H cm^-2。Abs 1正比于6.4 keV的线通量，因此是由于MC，而Abs 2是典型的星际吸收朝向银河系中心。假设GCPE等离子体在Sgr A* 周围呈球形扩展，具有均匀的密度和相同的两个温度分量的角分布，我们从Abs 1和没有Abs 1时GCPE谱的通量比定量估计了MCs的视线位置。结果表明，在GCPE中，Sgr B MCs位于Sgr A* 的近侧。
2009-04-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
XMM-Newton observations of the TeV-discovered supernova remnant HESS J1534-571
本研究利用XMM-Newton观测TeV超新星遗迹HESS J1534-571，未探测到X射线同步辐射，测得2-10 keV能段X射线流量上限，发现6.4 keV线辐射，为其γ射线辐射的强子起源提供了潜在证据。
2023-07-17 astro-ph.HE
Suzaku observation of IRAS 00521-7054, a peculiar type-II AGN with a very broad feature at 6 keV
IRAS 00521 $-$ 7054是第一个声称存在特大Fe K $α$线的Seyfert 2。我们在这里报告的分析100 ks朱雀观测的来源。我们证实了在$E\sim6$ keV（$EW\simeq 800$ eV）的幂律X射线连续谱上存在非常强的过剩，向下延伸到$\sim 4.5$ keV，并发现该源的X射线谱可以用两种不同的模型来解释。i）吸收方案，其中X射线源被两个完全覆盖的电离吸收体遮蔽，具有来自中性材料的强反射分量（$R\sim 1.7$）、黑体分量和四条窄高斯线（对应于Fe K $α$、Fe K $β$、Fe xxv和Fe xxvi）。ii）反射方案，其中X射线光谱主要由围绕自旋为$a \geq 0.73$的旋转超大质量黑洞的电离盘产生的模糊（$\log N_{\rm\,H}\sim 22.9$）模糊反射，并受到光弯曲（$R\sim 2.7$）的影响，加上两条窄高斯线（对应于Fe K $α$和Fe K $β$）。窄的Fe K $α$和K $β$线与由离子化铁产生的一致，特别是分别由Fe xiv-Fe xvi和Fe xii-Fe xvi产生的吸收和反射情况。虽然X射线连续谱在观测过程中变化很大，但宽特征的强度似乎是恒定的，与吸收和反射情况一致。对于这两种情况下，我们得到了一个陡峭的幂律发射（$Γ\sim 2.2-2.3$），我们推测，源可能是一个模糊的窄线塞弗特1。
2014-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Coronae above accretion disks around black holes: The effect of Compton cooling
恒星质量和超大质量黑洞周围吸积流的几何形状取决于吸积率。由冷物质辐射产生的宽铁发射线可以表明在热日冕流下面有一个内盘，这些发射线已经在X射线双星中被探测到。钱德拉X射线天文台、XMM Newton和朱雀天文台的观测也证实了这些发射线在塞弗特-1活动星系核（AGN）中的大部分存在。我们研究了硬态和软态铁宽发射线的吸积流几何。我们研究的ADAF型日冕流，其中的离子粘性加热和电子接收他们的热量只有通过碰撞的离子和康普顿冷却的光子从一个底层的冷盘。对于盘中的强质量流和由此产生的强康普顿冷却，只有非常弱的日冕流是可能的。这种限制允许在硬态下在弱的内盘上方形成ADAF型冠，但在软态下几乎排除了它们。在软态下观测到的硬X射线亮度高达总通量的10%或更多，表明存在直接加速电子的加热过程。这可能指向磁盘磁场的磁耀斑进入日冕的行动。这样的耀斑也被提出的X射线黑洞双星光谱的观测没有一个热截止约200千电子伏。
2012-08-01 astro-ph.HE
Constraints on the spacetime metric around seven "bare" AGNs using X-ray reflection spectroscopy
本文介绍了用朱雀卫星观测的七个“裸”活动星系核的研究。我们解释了这些源的光谱与相对论反射分量，我们采用我们的模型XHILL_NK来测试他们的超大质量黑洞的克尔性质。我们约束Johannsen形变参数$α_{13}$和$α_{22}$，其中当$α_{13} = α_{22} = 0$。我们所有的测量结果都符合这样的假设，即这些超大质量天体周围的时空几何是由克尔解描述的。对于某些来源，我们得到相当强的约束$α_{13}$和$α_{22}$相比，在我们以前的研究中发现。我们讨论了系统的不确定性，在我们的测试和我们的结果的影响。
2019-04-02 astro-ph.HE gr-qc
Relativistic Lines and Reflection from the Inner Accretion Disks Around Neutron Stars
最近发现的一批中子星低质量X射线双星在X射线谱中显示出宽的、不对称的Fe K发射线。这些谱线通常被认为是反射光谱中最突出的部分，起源于吸积盘的内部，在那里强烈的相对论效应可以加宽发射谱线。本文对10个中子星低质量X射线双星的Suzaku谱和XMM-牛顿谱进行了全面、系统的分析，它们都显示出宽的Fe-K发射线。在这10个源中，4个是Z源，4个是环礁，2个是吸积毫秒X射线天体（也是环礁）。铁K线与史瓦西度规的相对论性线模型很好地拟合，并且在大多数情况下意味着内盘半径的范围很窄（6 ~ 15 GM/c^2）。这意味着吸积盘在一定的光度范围内延伸到靠近中子星表面的地方。连续体建模表明，对于大多数观测，黑体分量（可能与边界层相关）在8 - 20 keV的X射线发射中占主导地位。因此，看来很可能是这个光谱成分产生了照亮吸积盘的大部分电离通量。因此，我们也适合光谱与模糊反射模型，其中的黑体组件照亮磁盘。这个模型在大多数情况下都很适合，支持了边界层照亮了一个几何薄圆盘的观点。
2010-07-06 astro-ph.HE
The origin of the 6.4 keV line emission and H$_2$ ionization in the diffuse molecular gas of the Galactic center region
我们研究了最近由朱雀观测到的6.4keV弥散谱线的起源和银河中心区弥散分子气体中H_2电离的来源。结果表明，GC弥漫星际介质中的Fe原子和H_2分子不是被同一粒子电离的。铁原子很可能是在超大质量黑洞的前一次耀斑活动中被Sgr A* 发射的X射线光子电离的。如果Sgr A$* 过去的活动至少持续了几百年，并释放了平均2-100 keV的光度> 10^38} erg s^{-1}，那么测量到的6.4 keV弥散线发射的纵向强度分布就能得到最好的解释。扩散气体中的H_2分子不能被来自Sgr A* 的光子电离，因为软光子被中心黑洞周围的星际气体强烈吸收。GC区域的氢分子很可能是被低能宇宙射线电离的，可能是质子而不是电子，它们对6.4 keV谱线发射的贡献可以忽略不计。
2013-06-07 astro-ph.HE
Separating the spectral counterparts in NGC 1275/Perseus cluster in X-rays
本文提出一种不依赖光谱拟合、利用空间分辨率和双重背景扣除的方法，从Suzaku/XIS观测中分离NGC 1275活动星系核与英仙座星系团的X射线光谱，并成功获得活动星系核的干净光谱和光变曲线。
2023-12-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
