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
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
A New Cluster of Galaxies towards the Galactic Bulge, Suzaku J1759-3450
我们观察到一个扩展的X射线源，命名为朱雀J1759-3450与朱雀和钱德拉观测对1 RXS J175911.0-344921，这是一个身份不明的X射线源列在ROSAT亮源目录。在朱雀J1759-3450光谱中也发现了一条6 keV的明显发射线。假设发射线是来自类氦铁离子的K发射，我们推断朱雀J1759-3450是一个位于z = 0.13的河外天体。在0.5-10 keV波段，表面亮度的径向分布可用等温β模型（r_c = 1.61'，β = 0.78）很好地解释。X射线光谱可以通过光学薄的热等离子体很好地再现，其中电子温度为kT_e = 5.3 keV，光电吸收为NH = 2.3 x 10^21 cm^-2。测辐射热X射线光度L_X（r < r_500）= 4.3 x 10^44 erg s^-1与星系团L_X-T关系的预期结果一致。根据空间范围、X射线光谱和X射线发射气体的热光度，我们认为朱雀J1759-3450是一个新的星系团。
2013-06-06 astro-ph.HE
Suzaku Detection of Super-hard X-ray Emission from the Classical Nova V2491 Cygni
本文报道了朱雀天文台对天鹅座V2491超硬（>10 keV）X射线辐射的探测，辐射能量可达70 keV。我们在2008年4月11日爆发后9天和29天进行了两次~20 ks的机会目标观测，通过结合X射线成像光谱仪和硬X射线探测器获得了宽能区光谱。在第9天，在1.0-70 keV获得了具有Fe XXV Kα线特征和非常平坦的连续谱的光谱，这可以用3 keV温度的热等离子体和光子指数为0.1的幂律发射来解释，光子指数被1.4 x10 ^{23} cm^{-2}的强消光衰减。在10.5千秒差距处，15-70千电子伏的光度为6 × 10 ^{35}尔格·秒^{-1}。第29天不存在超硬发射。这是从经典新星中检测到的X射线的最高能量。我们认为一个非热源的排放，这表明在新星爆炸加速带电粒子的存在。
2009-04-10 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
Suzaku observation of an iron K-shell line in the spiral galaxy NGC 6946
利用Suzaku档案数据在旋涡星系NGC 6946中心区域发现了6.68 keV的铁K发射线，证实了稀薄热等离子体的存在，并估计了其光度及探讨了发射线起源。
2024-03-26 astro-ph.HE
Broadband Suzaku observations of IGR J16207-5129
根据对Suzaku的观察，对IGR J16207-5129进行了分析。该数据集代表了在0.5和60 keV之间的宽能量范围内约80 ks的有效曝光时间，包括15 keV以上前所未有的光谱灵敏度。平均源光谱由吸收功率定律很好地描述，其中我们测量到nH = 16.2（-1.1/+0.9 x10 ^22/cm 2）的大的本征吸收。这证实IGR J16207-5129属于吸收的HMXB类。我们能够将截止能量限制在19（-4/+8）keV，这有利于中子星作为主星。我们的观测包括一个时期，其中源计数率是兼容的，没有流量表明可能的日食。我们讨论的性质，根据这些和其他最近的结果，这个来源。
2010-06-09 astro-ph.HE
Detection of the neutral iron line from the supernova remnant W49B with Suzaku
利用朱雀卫星在超新星遗迹W49B西北区域显著探测到6.4 keV中性铁线及8-9 keV过量发射，并探讨其与高能粒子同冷物质相互作用的可能起源。
2024-01-16 astro-ph.HE
Suzaku Observations of Fe K-shell Lines in the Supernova Remnant W51C and Hard X-ray Sources in the Proximity
本文研究了超新星遗迹W51 C中的Fe K壳层线及其附近的硬X射线源。我们分别在6.40 keV和6.68 keV下测量了Fe I K $α$和Fe XXV He $α$谱线的强度，发现6.68 keV谱线的强度与先前研究预期的背景水平一致，而6.40 keV谱线的强度在2.0 $σ$的显著性水平上更高。考虑到γ射线发射和高电离率点的存在，我们得出结论，增强的6.40 keV线最有可能起源于低能宇宙射线和分子云之间的相互作用。此外，我们发现了一个增强的6.68 keV线发射从紧凑的H II区G49.0-0.3在3.4 $σ$的显着水平。光谱分析表明，6.68 keV谱线的热等离子体的温度和丰度分别为$kT = 3.0^{+0.8}_{-0.7}$ keV和$Z = 0.5 \pm 0.2$太阳能。这些值解释了由O型星的恒星风产生的热等离子体。
2022-03-07 astro-ph.HE
Suzaku X-ray observations of the mixed-morphology supernova remnant CTB 1
本文介绍了用朱雀星对混合形态超新星遗迹CTB 1（G116.9+0.2）进行的X射线研究。CTB 1东北爆发区的0.6- 2.0keV能谱可用电子温度约为0.3keV的碰撞电离平衡等离子体模型很好地描述，而西南内壳层区的能谱可用电子温度约为0.2keV，初始电离温度约为3 keV，电离参数约为9 $\times$ 10 $^{11}$ cm $^{-3}$ s。这是首次在CTB 1中检测到重组血浆。内壳层区域的电子温度向外降低，这意味着重组等离子体可能是通过与周围冷的星际介质相互作用的热传导形成的。Ne丰度几乎是均匀的，而Fe是更丰富的西南部的残余，这表明一个不对称的喷出物分布在所观察到的区域。我们还检测到一个硬尾以上的2千电子伏的频带，是符合幂律函数的光子指数为2-3。2-10 keV带中硬尾的通量为~ 5 $\times$ 10 $^{-13}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，并在CTB 1的中心达到峰值。它的起源尚不清楚，但一种可能性是与CTB 1有关的假定脉冲星风星云。
2018-10-12 astro-ph.HE
Rapid Spectral Changes of Cygnus X-1 in the Low/Hard State with Suzaku
通过对天鹅座黑洞双星X-1的朱雀观测，应用“镜头分析”技术，研究了硬X射线在低/硬状态下的快速光谱变化。我们用朱雀HXD-PIN和HXD-GSO探测器成功地获得了10- 200 keV的激发剖面。值得注意的是，由于HXD-GSO探测器，首次获得了100-200 keV的发射剖面。强度的变化是时间对称的，而硬度的变化是时间不对称的。当用康普顿模型定量分析弹丸相位分辨谱时，发现随着弹丸相位的上升，康普顿y参数和电子温度逐渐减小，而光学深度逐渐增加。所有参数在经过炮点峰值后0.1 s内立即返回其时间平均值。我们不仅证实了这一特征以前发现的能量低于60 keV，但也发现，光谱变化是更突出的能量以上~100 keV，这意味着存在一些即时机制的直接熵产生。我们讨论了硬X射线波段光谱快速变化的可能解释。
2013-04-07 astro-ph.HE
Suzaku Observations of Spectral Variations of the Ultra Luminous X-ray Source Holmberg IX X-1
使用朱雀号对超亮X射线源（ULX）Holmberg IX X-1进行了两次观测，一次是在2012年4月13日，另一次是在2012年10月24日，曝光量分别为180 ks和217 ks。该源显示出硬幂律形状的谱，在$\sim 8$ keV处具有温和的截止，这是ULX相对较暗时的典型特征。在这两种情况下，0.6-11 keV的谱都成功地用冷（$\sim 0.2$ keV）多色盘黑体发射模型和由具有相对较低温度和高光学深度的电子云产生的热康普顿化发射，假设盘黑体光子的大部分被康普顿化，而其余的被直接观察到。0.5-10 keV的光度在4月份为$1.2\times10^{40}$ erg s $^{-1}$，10月份为$\sim 14\%$。这种增亮伴随着$\ge 2$ keV的光谱软化，而$\le 2$ keV的光谱形状几乎没有变化。如果吸积盘保持不变，而电子云覆盖了盘的可变部分，这种行为可以理解。吸收柱密度与银河视线值一致，变化不超过$1.6\times 10^{21}$ cm $^{-2}$。连同无特征的光谱，这些属性可能不容易调和与超临界吸积的情况下，这个来源。
2016-10-20 astro-ph.HE
Searching for the 3.5 keV Line in the Stacked Suzaku Observations of Galaxy Clusters
我们对47个红移范围为0.01-0.45的星系团的朱雀星系团叠加观测进行了详细的研究，以寻找未识别的3.5 keV线。此示例为先前检测到的行提供独立测试。我们只检测到一个2sigma显着的光谱特征在3.5千电子伏的全样本的光谱。当样品被分为两个子样品（冷芯和非冷芯集群）时，冷芯子样品在线能量处没有统计学显著的正残差。一个非常弱的（2西格玛置信度）的光谱特征，在3.5千电子伏是允许的数据从非冷核心集群样本。在90%的置信水平下，朱雀星完整样本中中微子衰变混合角的上限与之前在星系团、M31和银河系中心的XMM-牛顿堆叠样本中的探测结果一致（该样本对暗线具有更高的统计敏感性）。然而，从本样本的约束，其中不包括英仙座集群，是在紧张与先前报道的线通量观察英仙座集群的核心与XMM-牛顿和朱雀。
2016-09-19 astro-ph.CO 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
4U 1626-67 as seen by Suzaku before and after the 2008 torque reversal
目标。吸积动力脉冲星4U 1626-67在经历了大约18年的稳定旋转后，于2008年初经历了一次新的扭矩逆转。目前的工作的主要目标是研究最近的扭矩反转发生在2008年2月。方法.我们提出了一个光谱分析这个源使用两个点观测朱雀在2006年3月和2010年9月。结果我们与朱雀确认了一个强的发射线复合物的存在，以1 keV为中心，最强的线是1.025（3）keV的类氢Ne Ly-alpha。我们能够用多达七条发射谱线解析这个复合体。在2008年扭矩反转之后，Ne Ly-alpha线的强度急剧增加，这条线的等效宽度几乎达到了ASCA在1993年测量的值。我们还报告检测的回旋加速器线功能为中心的~37千电子伏。尽管在这两次观测之间X射线亮度（0.5-100 keV）增加了约2.8倍，但没有观察到回旋加速器线特征的能量发生显著变化。然而，1千电子伏线复合物的强度增加了约8的整体因素。结论.我们的研究结果有利于一个场景中的中子星在4U 1626-67吸积材料从一个几何薄盘在自旋和自旋下降阶段。
2012-09-06 astro-ph.HE
Soft and Hard X-Ray Emissions from the Anomalous X-ray Pulsar 4U 0142+61 Observed with Suzaku
2007年8月15日，朱雀号对异常X射线脉冲星4U 0142+61进行了观测，净曝光量为-100 ks，在0.4至~70 keV的能量带内被探测到。固有脉冲周期确定为8.68878 \pm 0.00005 s，与以前测量的外推法一致。宽带朱雀光谱使得第一次通过一颗卫星同时精确测量该物体的软硬成分成为可能。前者可以用两个黑体来再现，或者用共振回旋散射模型稍微好一点。当用共振回旋散射模型表示软分量时，硬分量可以用光子指数为Γh ~0.9的幂律近似，其高能截止被限制为>180 keV。假设在3.6 kpc的距离处的各向同性发射，软和硬分量的未吸收的1-10 keV和10-70 keV的亮度分别计算为2.8e+35 erg s^{-1}和6.8e+34 erg s^{-1}。它们的总和大约是估计的自旋下降光度的10^3倍。在30 ks的时间尺度上，硬组分表现出变化的证据，无论是在其正常化或脉冲形状。
2011-02-07 astro-ph.HE
Suzaku View of the Neutron Star in the Dipping Source 4U 1822$-$37
朱雀公司于2006年10月20日观测到4U 1822 $-$ 37倾斜X射线源，净曝光量为37 ks。用XIS以5.5 $\times10^{-10}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$的1-10 keV通量检测源，并用HXD（HXD-PIN）以8.9 $\times10^{-10}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$的10-50 keV通量检测源。用HXD-PIN测得的重心周期为0.592437 s，其变化率为$-2.43\times$ 10 $^{-12}$ s $^{-1}$。发现~ 4U 1822-37的1-50 keV能谱与Her X-1在斜率、截止线和铁谱线方面非常相似。三铁线（铁K $α$，铁XXV，和铁XXVI）被检测到，在1-50千电子伏的连续，这是由NPEX模型加上软黑体描述的顶部。此外，在能量为33 $\pm$ 2 keV，深度为0.4 $^{+0.6}_{-0.3}$的情况下，显著检测到回旋共振散射特征（$>99\%$置信度）。因此，该源中的中子星具有2.8 $\times10^{12}$ G的强磁场。进一步假设源具有几倍于10 $^{37}$ erg s $^{-1}$的相对高的本征光度，则其光谱和定时特性得到一致的解释。
2013-11-19 astro-ph.HE
Broad-band spectral analysis of LMXB 2S 0921-63 with Suzaku
本文利用朱雀星的档案资料，对低质量X射线双星2S 0921-63进行了四次近距离观测，观测范围在0.31 - 1.16之间。这是首次对2S 0921-63进行了高达25 keV的宽带光谱分析。在观察期间，0.5-10 keV XIS计数率在$\sim$ 1和$^{-1}$ 5计数之间变化。在观测期间，观测到了部分X射线食和广泛的食后强度下降。在强度下降期间，X射线发射略微硬化。我们已经模拟的源光谱，同时拟合的XIS和HXD-PIN光谱的四个观测。该源的宽带光谱可以通过一个模型来描述，该模型包括温度为$kT_{\rm BB} \approx$ 1.66 - 2.13 keV的非常热的黑体、高能截止功率定律和$E_{\rm line} \sim$ 6.7 keV的Fe发射线。第二个模型，占康普顿化的热辐射从吸积盘沿铁发射线，描述了宽带光谱的2S 0921-63同样好。
2022-09-26 astro-ph.HE
Suzaku Observations of the Galactic Center Microquasar 1E 1740.7-2942
我们提出了两个朱雀观测银河系中心微类星体1 E 1740.7-2942，相隔约700天。在过渡到光谱硬态后，在这两种情况下都观察到了源。从1 E 1740.7-2942的显著发射被检测到300 keV的能量，在数据中没有明显的光谱中断或转换。我们尝试性地测量到~ 380 keV的截止能量的下限。在这两种情况下，发现光谱与康普顿化日冕一致，其中高能量发射与硬幂律（Γ~ 1.8）一致，在软X射线能量下，温度为~ 0.4 keV的吸积盘有显著贡献。吸积盘内径的测量值与在低硬态下吸积盘在大半径处被截断的图象不一致，而是倾向于接近ISCO（R_in ~ 10 - 20 R_g）的半径。
2010-05-07 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 Discovery of the Strong Radiative Recombination Continuum of Iron from the Supernova Remnant W49B
我们提出了一个硬X射线光谱的质量前所未有的银河系超新星遗迹W 49 B与朱雀卫星获得。该光谱表现出一种不寻常的结构，包括一个锯齿状隆起超过8千电子伏。这种隆起不能用电离平衡中的高温等离子体的任何组合来解释。我们坚定地得出结论，这种碰撞是由铁的强辐射复合连续谱（RRC）引起的，这是第一次在超新星遗迹中检测到。从韧致辐射连续体形状和RRC的斜率导出的电子温度为1.5 keV。另一方面，从观测到的铁的RRC和K-α线之间的强度比导出的电离温度为2.7 keV。这些结果表明等离子体处于高度过电离状态。独立确定的热量和RRC组件的通量的体积排放量的措施是相互一致的，这表明这些组件的相同的起源。
2009-10-17 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
Spatial Power Spectral Analysis of the Suzaku X-ray Background
X射线发射空间涨落的功率谱可以对发射源施加约束，而与能谱无关。利用改进的$Δ$方差法计算了朱雀X射线天文台观测的空白X射线天空的空间功率谱密度。以总的测量计数率为诊断工具，我们发现由两个分量之和组成的模型，一个是未分辨的微弱点源，一个是均匀平场发射，可以很好地代表观测到的PSD在三个不同的能带（0.2-0.5 keV、0.5-2 keV和2-10 keV）;对于后一个分量，仅获得2-10 keV的上限。估计了对应于最佳拟合PSD模型函数和弥散发射分数的X射线计数率，我们证实了两个模型分量的计数率之和与探测器对所有能带的实际观察结果一致。然而，在0.5-2千电子伏的平场计数率的总的比率，是显着大于从模型拟合的能谱估计的漫发射分数。我们讨论了这种差异可以通过PSD和能谱分析中的系统效应来调和。目前的研究表明，空间功率谱是强大的约束X射线发射的起源。
2022-03-01 astro-ph.HE
Discovery of a Cyclotron Resonance Feature in the X-ray Spectrum of GX 304-1 with RXTE and Suzaku during Outbursts Detected by MAXI in 2010
我们报告了在GX 304-1的X射线光谱中发现的回旋共振散射特征（CRSF），该特征是由RXTE和朱雀在2010年MAXI探测到的主要爆发期间获得的。8月的峰值强度在2-20 keV波段达到600 mCrab，这是有史以来从该源观测到的最高强度。RXTE在20多个场合的观测和一个朱雀观测揭示了54 keV左右的光谱吸收特征，这是该源的第一个CRSF探测。表面磁场的估计强度$4.7 \times 10^{12}$ G是迄今为止发现CRSF的双星X射线源中最高的。在8月爆发期间拍摄的RXTE谱也表明CRSF能量在50-54 keV之间变化，可能与X射线通量呈正相关。这种行为在性质上类似于在长时间尺度上从Her X-1或从A 0535+26观察到的行为，但不同于从4U 0115+63和X 0331+53观察到的负相关。
2011-02-21 astro-ph.HE
Suzaku Observation of the Symbiotic X-Ray Binary IGR J16194-2810
我们在2009年用朱雀X射线卫星观测了IGR J16194-2810的低/硬态。该源是一个共生X射线双星（SyXB），被归类为低质量X射线双星（LMXB）的一个类别，因为该系统是由一个M-型巨星和可能的中子星（NS）组成的。我们用XIS和HXD-PIN检测到0.8-50 keV信号。2-10 keV的光度为L ~ 7 x 10^34 erg s^-1，对应于~10^-3 L_Edd，其中L_Edd是1.4 M_o NS的爱丁顿光度，假设源距离为3.7 kpc。光度与过去的观测结果相似。光谱分析表明，有两个发射分量低于和高于~2 keV。硬发射分量由康普顿化黑体发射模型表示，种子光子温度约为1.0 keV，发射半径约为700 m。种子光子被认为来自NS表面的一小部分。软分量由原始黑体（~0.4 keV，~1.7 km）或康普顿化发射（~0.1 keV，~75 km）再现。我们认为其来源是南北表面其他部分的辐射或吸积流。将IGR J16194-2810硬发射元件的物理参数与SyXB（4U 1700+24）和LMXB（Aq 1X-1和4U 0614+091）的物理参数进行了比较。这种比较表明，这些低/硬态的SyXB在NS表面上具有更小的辐射区域（< 1 km），具有比比较的LMXB更高的种子光子温度（~1 keV）。
2013-08-27 astro-ph.HE
Suzaku Observation of the Anomalous X-ray Pulsar 1E 1841-045
我们报告了朱雀观测的异常X射线脉冲星（AXP）1 E 1841-045的超新星遗迹Kes 73的中心的结果。我们证实，由以前的单独观测得到的能量依赖的光谱模型也满足在宽的能量范围从0.4到~70 keV，同时。这里，低于~10 keV的模型是黑体（BB）和幂律（PL）函数的组合，或者是在0.6 - 7.0 keV具有不同温度的两个BB的组合（Morii等人，2003），而高于~20 keV的模型是PL函数（Kuiper Hermsen Mendez，2004）。BB + PL + PL的组合被发现最好地代表相位平均光谱。相位分辨光谱表明存在两个发射区域，一个具有热性质，另一个具有非热性质。BB + BB + PL的组合也被发现很好地代表了相位平均光谱。然而，我们发现，这个模型是物理上不可接受的，由于一个过大的面积的黑体发射区。尽管如此，我们发现，温度和半径的两个黑体组件显示出适度的相关性的相位分辨光谱。在各种磁星的相位平均光谱之间观察到相同的相关性这一事实（Nakagawa等人，2009年）表明，自相似函数可以近似低于10 keV的磁星的固有能量谱。
2010-09-02 astro-ph.HE
Spectral and Timing Studies of Cyg X-1 in the Low/Hard State with Suzaku
从2005年到2009年，朱雀号对天鹅座X-1进行了25次观测，总曝光量为446 ks。在所有的观测中，源被发现在低/硬状态，而1.5- 12.0千电子伏的计数率的全天空监视器机载RXTE变化了约3倍。在每一次观测中，10- 60 keV的HXD-PIN谱和60- 400 keV的HXD-GSO谱都成功地用热康普顿化模型加上厚中性物质的反射进行了拟合。随着软X射线强度的增加，发现康普顿y参数从1.0减小到0.6，而反射的立体角增加约30%。还进行了0.001- 10 Hz频率范围内的定时分析。随着源在软X射线中变得更亮，硬X射线变化的特征频率从0.03 Hz增加到0.3 Hz，而在0.001- 0.01 Hz上积分的分数硬X射线变化减少了约5倍。一般发现60- 200 keV波段的信号比10- 60 keV波段的信号在更短的时间尺度上变化。这些光谱和时间的结果可以一致地解释，假设增加质量吸积率导致康普顿热日冕收缩，而光学厚盘侵入更深。
2011-07-18 astro-ph.HE
Broad-band study with Suzaku of the magnetar class
用朱雀号观测仪获得了9颗磁星的持续X射线宽谱（0.8-70 keV），其中包括3颗明显爆发的磁星。从所有这些都检测到软X射线分量，具有kT ~ 0.5 keV的典型黑体温度，而硬尾分量，占主导地位的~10 keV以上，在~1 mCrab强度从其中7个检测到。因此，由软发射和硬尾成分组成的光谱可以被认为是磁星在活动和静止状态下的共同特性。宽带光谱分析表明，硬尾分量具有1-60 keV的通量Fh，与1-60 keV的软分量Fs所携带的通量相当或甚至更高。这些天体的硬度比定义为xi=Fh/Fs，与它们的特征年龄τ紧密反相关，为xi=（3.3+/-0.3）x（τ/1 kyr）^（-0.67+/-0.04），相关系数为-0.989，范围从xi~10到xi~0.1。发现处于爆发状态的磁星与相对静止的磁星具有相同的相关性。该硬度比也与它们的表面磁场正相关，相关系数为0.873。此外，硬尾成分变得更难对源与老的特征年龄，与光子指数变化从~1.7到~0.4。
2010-09-14 astro-ph.HE
Suzaku X-Ray Imaging and Spectroscopy of Cassiopeia A
朱雀X射线观测的一个年轻的超新星遗迹，仙后座A，进行了。从各种元素的高电离离子的K壳层跃迁线被检测到，包括铬（Cr-Ka在5.61 keV）。X射线连续谱在3.4- 40 keV波段建模，在整个残骸上求和，并与热韧致辐射和非热截止幂律模型的最简单组合拟合。与此假设的光谱拟合表明，连续谱发射很可能由截止能量大于1 keV的非热发射主导。在4-10 keV波段的连续通量的热-非热部分最好估计为~0.1。在4- 14 keV波段获得了非热主导的连续谱图像。非热X射线峰值出现在西部。用HEGRA和MAGIC测量的TeV γ射线的峰值位置也在西部偏移，置信度为1 σ。由于X射线连续辐射的位置被认为与反向激波区一致，因此keV-TeV关联暗示仙后座A中加速的多TeV强子主要由反向激波区的重元素控制。
2009-12-26 astro-ph.HE
X-Ray Observations of the W51 Complex with Suzaku
我们利用朱雀星对中龄超新星遗迹W51 C和恒星形成区W51 B的X射线辐射进行了详细的分析。来自W 51 C的软X射线发射由非平衡电离态的光学薄热等离子体很好地表示，温度为$\sim$ 0.7 keV。Mg元素丰度明显高于太阳值。我们没有发现过电离等离子体在W51 C的显着功能。硬X射线发射在空间上与W51 B相关的分子云一致，与W51 C重叠。光谱由具有$\sim$ 5 keV的温度的光学薄热等离子体或具有$\sim$ 2.2的光子指数的幂律模型表示。发射可能具有漫射性质，因为其在0.5-10 keV带中的1 $\times10^{34}$ erg s $^{-1}$的亮度不能用该区域中的点源发射来解释。我们讨论了硬X射线辐射来源于W 51 B中OB星的星风或W 51 C中加速粒子的可能性。
2012-12-10 astro-ph.HE
Spectral Variation of the Seyfert 1 Galaxy MCG-6-30-15 observed with Suzaku
我们研究了2006年1月用朱雀号卫星观测到的塞弗特1星系MCG-6-30-15的光谱变化，观测周期为三个独立的周期，为期14天。我们发现，1 keV和40 keV之间的时间平均的连续能谱可以近似的光谱模型组成的直接幂律分量，它的反射分量，两个温暖的吸收不同的电离状态，和中性吸收。我们采用了两种方法来研究它在不同时间尺度上的光谱变化：第一种方法是制作强度切片光谱，研究强度和光谱形状之间的相关性。第二种方法是研究当源通量高于（“亮态”）和低于（“暗态”）固定时间间隔的平均值时的间隔之间的光谱变化。在这两种方法中，我们发现在6 - 10千电子伏波段的强度和0.5 - 3.0千电子伏/6.0- 10千电子伏的光谱比之间有明显的相关性。这样的光谱变化需要改变直接分量的表观斜率，而反射分量的形状和强度不变。观测到的明显光谱变化的解释由两个温暖的吸收体之一，由于本征源光度变化的电离度的变化。目前的结果表明，暖吸收体具有关键作用，以解释所观察到的连续谱的形状和变化的MCG-6-30-15，这是必不可少的约束参数的puperically增宽的铁线发射功能。
2009-10-05 astro-ph.HE
A Suzaku survey of Fe K lines in Seyfert 1 AGN
我们构造了一个全宽带模型，分析了附近Seyfert 1 AGN（z<0.2）的Suzaku观测资料，其曝光量大于50 ks，计数大于30000，以研究它们的铁线轮廓。这导致46个对象和84个观测的样本。宽带朱雀和Swift-BAT数据（0.6-100千电子伏）的完整建模后，我们发现复杂的温暖的吸收是存在于59%的对象在这个样本中，这有一个显着的影响后，派生的Fe K区域参数。同时，46个天体中有35%需要某种程度的高柱密度部分覆盖，以便完全模拟硬X射线光谱。我们还发现，大量的对象在样品中（22%）需要高速度，高电离流出的Fe K区域产生的Fe XXV和Fe XXVI。另外四个活动星系核具有高度电离的铁钾吸收体，与零流出速度一致，使得该样本中总共有14/46（30%）的活动星系核显示出在铁钾区域具有统计学显著吸收的证据。来自遥远物质的6.4 keV的窄Fe K α辐射在这些活动星系核中几乎是普遍存在的。检查6-7 keV的Fe K区域，我们注意到，来自Fe XXV在6.63-6.70 keV和来自Fe XXVI在6.97 keV的窄发射线分别存在于52%和39%的物体中。我们的研究结果表明，在46个物体中有23个（50%）在>99.5%的置信度下检测到统计上显著的相对论性Fe K α发射，使用relline模型测量平均发射率指数q=2.4 \pm 0.1和等效宽度EW=96 \pm …
2012-09-08 astro-ph.HE
An X-ray counterpart of HESS J1427-608 discovered with Suzaku
我们报告发现了一个X射线对应的身份不明的非常高的能量伽马射线源HESS J1427-608。在与HESS J1427-608重合的天区中，在2-8 keV波段发现了一个扩展源，并将其命名为朱雀J1427-6051。如果用高斯近似，其X射线径向轮廓具有σ =0.9' +/-0.1'的延伸。在2-10 keV波段，该光谱符合吸收的幂律方程：N_H=（1.1 +/- 0.3）× 10^23 cm^-2，γ =3.1 + 0.6/-0.5，未吸收的通量F_X=（9 + 4/-2）× 10^-13 erg·s^-1 cm^-2。利用XMM-Newton档案资料，我们在朱雀源区发现了7个点源。然而，由于它们的总通量和吸收柱密度比朱雀J1427-6051低一个数量级以上，我们认为它们与朱雀源无关。因此，朱雀J1427-6051被认为是真正的漫射源，是HESS J1427-608的X射线对应物。根据观测性质讨论了HESS J1427-608的可能性质。
2013-01-22 astro-ph.HE
Timing and broad band spectroscopy of 1A 1118-61 with Suzaku
本文利用朱雀星观测资料对2009年1月爆发期间观测到的瞬变Be X射线脉冲双星1A 1118-61进行了定时和宽带脉冲相位分辨光谱分析。朱雀观测了两次，一次在爆发的高峰期，一次在13天后的下降阶段。两次观测的脉冲轮廓都表现出强烈的能量依赖性，在低能量有几个峰，在10 keV以上有一个单峰。一个弱的，窄的峰值检测到的脉冲轮廓从两个观察的能量带低于3千电子伏的主倾角，表明存在的相位相关的软过剩的源连续。脉冲星的宽带能谱可以用部分覆盖截断的幂律模型和窄的铁荧光谱线进行很好的拟合。我们还检测到一个广泛的回旋特征在~50千电子伏，从这两个观测，这是一个功能常见的吸积供电的高磁场强度的恒星。脉冲相位分辨光谱分析显示部分覆盖分量的吸收柱密度的增加，以及在脉冲轮廓的倾角处的覆盖分数的变化，这自然解释了相同的能量依赖性。的回旋加速器线参数也显示出显着的变化与脉冲相位的回旋加速器线能量的变化和深度的变化的3倍~ 10 keV。这可以解释为在不同脉冲相位下偶极场的不同视角的效应，或者更复杂的潜在磁场几何形状
2011-11-14 astro-ph.HE
Suzaku Observations of the Prototype Wind-Blown Bubble NGC 6888
我们提出了一个分析的原型风吹气泡NGC 6888这是基于使用标准的光谱模型和理论模型与观测的直接比较朱雀观测。NGC 6888的X射线谱是软的，大多数X射线在（0.3 - 1.5 keV）能量范围内。但是，也检测到硬X射线（1.5 - 4.0 keV）（约为观测通量的10%）。相应的光谱拟合需要一个相对较冷的等离子体与kT < 0.5 keV but much hotter plasma with temperature kT >2.0 keV是需要匹配所观察到的硬X射线发射。我们发现在NGC 6888的热泡内没有明显的温度变化。导出的丰度（N，O，Ne）与光学星云的丰度一致。这表明X射线发射气体和外部冷壳层的共同起源：大多数X射线等离子体（具有不均匀的空间分布：团块）从光学星云流入热气泡。如果电子热传导是有效的，这自然可以解释大多数X射线发射等离子体的相对低的等离子体温度。或者，NGC 6888中的热气泡将是绝热的，而冷团块可能通过重粒子之间的能量交换（热离子扩散到冷团块中）被加热到X射线温度。
2010-12-17 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
Probing the Accretion Scheme of the Dipping X-ray Binary 4U 1915-05 with Suzaku
2007年11月8日，朱雀号观测到了倾斜的低质量X射线双星4U 1915-05，净曝光量为39千秒。它被XIS以每台相机9.84+\-0.01 cts/s的0.8-10 keV信号速率和HXD-PIN以0.29+/-0.01 cts/s的12-45 keV信号速率检测到。在去除周期性下降和X射线爆发后，0.8 - 45 keV的连续谱被成功地描述为具有内部盘温度~ 0.7 keV的光学厚盘发射和具有温度~ 1.3 keV的中子星黑体发射，条件是黑体分量或可能的盘发射也被显著地康普顿化。这一成功的建模与4U 1915-05在这次观测中处于高软状态是一致的，并意味着它的宽带光谱可以用与许多非倾斜的软态低质量X射线双星相同的方案来解释。它的热光度（约为爱丁顿极限的0.02倍）对于软态来说相对较低，但如果考虑到距离和倾角的不确定性，则在公差范围内。作为一个高倾角双星，该源表现出更强的康普顿化效应，具有较大的康普顿化y参数，与低和中等倾角的双星相比。这表明，这些天体在软态下的康普顿化日冕是扁圆形（而不是球形），沿着吸积盘平面延伸，因为如果日冕是球形的，y参数将不依赖于倾角。
2014-09-07 astro-ph.HE
Chandra and Suzaku observations of the Be/X-ray star HD110432
我们提出了一个141 ksChandra高分辨率透射光栅观测的Be X射线发射星HD 110432，一个突出的成员的伽玛Cas类似物的分析。钱德拉光变曲线显示出很高的可变性，但它的分析未能检测到任何相干的周期性高达0.05赫兹的频率。钱德拉HETG频谱的分析表明，正确描述的频谱，需要三个模型组件。其中两个组分是不同温度的光学薄热等离子体（分别为kT~8-9和0.2- 0.3keV）。两种不同的模型似乎很好地描述了第三个组成部分。一种可能性是在kT=16-21 keV处的第三热光学薄热等离子体，其Fe丰度Z~0.3Zo，肯定小于其他两个热分量。可替代地，第三分量可以由具有光子指数Gamma=1.56的幂律来描述。在这两种情况下，钱德拉HETG光谱确定，这些组件中的每一个必须由不同的吸收柱修改。一个非同期的25 ks朱雀观测的分析表明，存在一个硬尾延伸到至少33千电子伏。朱雀光谱描述的两个组成部分的总和：一个光学薄的热等离子体在kT ~ 9 keV和一个非常热的第二等离子体与kT ~33 keV，或者，一个幂律与光子指数伽玛=1.58。对钱德拉光谱中出现的Si XIII和S XV类氦三重态的分析表明，在Be星的恒星表面附近（r<3R_*）或（假设的）WD伴星的表面附近（r ~1.5R_WD）存在一个非常致密的等离子体（n_e ~ 10^13 cm^-3）。然而，我们认为，现有的数据支持…
2012-03-05 astro-ph.HE
The K-shell Line Distribution of Heavy Elements along the Galactic Plane Observed with Suzaku
本文报道了S、Ar、Ca和Fe的类He和类H离子的K壳层线强度沿银道面的全球分布。从轮廓，我们清楚地分离银河系中心的X射线发射（GCXE）和银河系的山脊的X射线发射（GRXE）。S、Ar、Ca和Fe的类He K $α$线沿银道面的强度分布近似相似，而类H Ly $α$线沿银道面的强度分布不相似。特别是，H-类赖氨酸$α$的S和Fe的配置文件显示出显着的对比度，大量过量的Fe和几乎没有过量的S线相比，GRXE中的GCXE。虽然显著的K壳层线由$\sim$ 1 keV和$\sim$ 7 keV温度等离子体表示，但这两个温度在GCXE和GRXE之间是不相等的。实际上，GCXE和GRXE的光谱分析表明，$\sim$ 1 keV等离子体在GCXE中的温度低于GRXE，而$\sim$ 7 keV等离子体在GCXE中的温度低于GRXE。
2012-10-10 astro-ph.HE
Exploring the spectral variability of the Seyfert 1.5 galaxy Markarian 530 with Suzaku
对2012年朱雀号观测到的Seyfert 1.5星系Markarian 530进行了分析，发现其表现出两种不同的变化模式，这两种模式相互独立。首先，光谱经历从软光谱到硬光谱的平滑过渡。其次，光谱显示出更快的变化，似乎局限于一个非常窄的能带（~ 1-3 keV）。三个物理模型（模糊反射，部分覆盖，和软康普顿）进行了探讨，以模拟观测的平均光谱以及光谱状态的变化。发现所有三种模型都能很好地拟合平均光谱和光谱变化。更快的变化表现为正弦函数的两个周期，但我们不能将其归因于周期性变化。Fe的K-α带具有窄的6.4千电子伏的发射线一致的起源从遥远的环面。此外，中性铁谱线的蓝向特征与来自类氦和类氢铁的发射一致，这可能源于环面的高度电离层，但在~ 6.7 keV处的宽高斯分布也很好地拟合了光谱。
2018-05-17 astro-ph.HE
A Hard-to-Soft State Transition of Aquila X-1 Observed with Suzaku
经常性的软X射线瞬态天鹰座X-1是在2011年10月21日，当该物体处于爆发的上升阶段时，用朱雀观测到的，总持续时间为79.9 ks。在观测过程中，该源在~30 ks的时间尺度上表现出从硬态到软态的清晰光谱跃迁。在整个跃迁过程中，0.8-10 keV的XIS计数率增加了约3倍，15-60 keV的HXD-PIN计数率减少了类似的因子，0.1-100 keV的未吸收光度从3.5倍10^37 erg/s增加到5.1倍10^37 erg/s。宽带光谱形状不断变化，从一个高能量截止的幂律到一个更凸的。在整个跃迁过程中，0.8-60 keV的光谱被成功地描述与一个多色黑体和康普顿黑体，被认为是产生于一个标准的吸积盘和更接近的附近的中子星，分别组成的模型。所有的模型参数被确认为连续变化，从那些典型的硬态的那些典型的软态。更具体地说，内盘半径从31 km减小到18 km，康普顿化对黑体光子的影响减弱，康普顿化的电子温度从10 keV降低到3 keV。导出的参数意味着康普顿电晕收缩向最终的软状态，和/或电晕的径向下落速度减小。这些结果加强了这样一种观点，即Aql X-1（以及类似物体）的软态和硬态是由相同的“圆盘加康普顿黑体”模型描述的，但参数有很大的不同。
2016-12-15 astro-ph.HE
Evidence for a Cool Disk and Inhomogeneous Coronae from Wide-band Temporal Spectroscopy of Cygnus X-1 with Suzaku
天鹅座X-1在低/硬和硬中间态的统一X射线光谱和定时研究以独立于模型的方式进行，使用2005年至2009年25次获得的宽带朱雀数据，总曝光量约为450 ks。0.1- 500 keV的未吸收源的光度在14.8太阳质量下的变化超过爱丁顿极限的0.8- 2.8%。短（1- 2秒）和长（几天到几个月）时间尺度上的变化需要至少三个独立的分量：一个恒定的分量，位于~2 keV以下，一个广泛的软分量，主要在2- 10 keV范围内，一个硬分量，主要在10- 300 keV范围内。鉴于截断盘/热的内部流动的图片，这些分别被解释为从截断冷盘，软康普顿组件，和硬康普顿组件的发射。随着截断半径的减小，常数盘的温度和光度增加，可以产生长期的光谱演化。软康普顿分量同样增加，但硬康普顿不增加，因此在硬中间态的光谱由软康普顿分量主导;另一方面，硬康普顿分量在昏暗的低/硬态的光谱中占主导地位，可能与可变的软发射有关，为康普顿化提供种子光子。
2013-04-07 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
Discovery of recombining plasma associated with the candidate supernova remnant G189.6+3.3 with Suzaku
本文介绍了用朱雀星对候选超新星遗迹G189.6+3.3的东北区进行X射线光谱分析的结果。K壳线从高电离的Ne，Mg，Si和S的光谱中首次检测到。此外，在2.5 keV附近可以清楚地看到类氦硅的辐射复合连续谱（RRC）。RRC的检测首次揭示了G189.6+3.3拥有X射线发射的重组等离子体（RP）。在0.6-10.0 keV的能量带中提取的X射线光谱很好地拟合由碰撞电离平衡等离子体成分（与星际介质）和RP成分（与喷出物）组成的模型。光谱特征表明，G189.6+3.3最有可能是一个中年信噪比与RP。
2020-07-07 astro-ph.HE
XMM-Newton and Suzaku Spectroscopic Studies of Unidentified X-ray Sources towards the Galactic Bulge: 1RXS J180556.1$-$343818 and 1RXS J173905.2$-$392615
利用XMM-Newton和Suzaku的观测，我们首次获得了两个朝向银河系凸起的不明X射线源的宽带光谱：1 RXS J180556.1 $-$ 343818和1 RXS J173905.2 $-$ 392615。$0.3$ - $7$ keV带中的1 RXS J180556.1 $-$ 343818光谱通过源自具有$0.5$和$1.7$ keV温度的光学薄热等离子体的X射线发射来解释。估算的$N_{\rm H} \sim 4 \times 10^{20}$ cm $^{-2}$的吸收柱密度明显小于朝向源的银河HI柱密度。在$4''$中发现了它的光学对应物HD 321269的候选者。根据X射线的性质和位置的符合，1 RXS J180556.1 $-$ 343818是一颗活动的G巨星是完全可能的。我们还发现了一个昏暗的X射线源，其位置与1 RXS J173905.2 $-$ 392615一致。假设X射线光谱可以用$kT = 1.6$ keV的吸收光学薄热等离子体模型再现，则在ROSAT观测期间，$0.5$ - $8$ keV带中的X射线通量为$8.7 \times 10^{-14}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$，比1 RXS J173905.2 $-$ 392615的通量暗$\sim 7$。我们进行的后续观测表明，这两个源将属于银河系盘，而不是银河系凸起。
2015-12-27 astro-ph.HE
Suzaku Observations of PSR B1259-63: A New Manifestation of Relativistic Pulsar Wind
我们观察PSR B1259-63，一个年轻的非吸积脉冲星绕Be星SS 2883，8倍，与朱雀卫星在2007年，描述的X射线辐射之间的相互作用产生的脉冲星相对论风和Be星流出。X射线光谱在0.6-10 keV范围内显示出无特征的连续谱，由具有宽范围光子指数1.3-1.8的幂律建模。当结合朱雀PIN探测器，允许在硬15-50千电子伏波段的光谱分析，X射线光谱显示在5千电子伏在某个时代的突破。把该系统看作是一个致密化的脉冲星风星云，其中假设e+e-对在脉冲星风的内部激波前沿被加速，我们把X射线光谱突变归因于与相对论脉冲星风γ_1 = 4 × 10 ^5的洛伦兹因子相关的同步辐射的低能截止。我们的研究结果表明，恒星光子的康普顿化的未受冲击的脉冲星风将访问（或严格限制）的观测与费米伽玛射线太空望远镜在下一个近星通过。PSR B1259-63系统使我们能够直接探测脉冲星风的基本性质，是对大尺度脉冲星风星云研究的补充。
2009-04-07 astro-ph.HE
X-ray observation of AM Herculis in a very low state with Suzaku
2008年10月，使用{ \it Suzaku}对极低状态的AM Her进行了X射线观察。在0.5 - 10 keV波段的$6.0 \times 10^{29} {\rm ~erg ~sec}^{-1}$的X射线光度下，假设距离为91 pc，探测到一个时间尺度为$\sim$ 3700秒的耀斑事件。X射线光谱由具有$8.67_{-1.14}^{+1.31}$ keV温度的热等离子体发射模型表示。在耀斑间歇期的平静期间，{ \it朱雀}还在0.5 - 10 keV波段的$1.7 \times 10^{29} {\rm ~erg ~sec}^{-1}$光度处探测到了显著的X射线，显示出在BJD 2454771.581处的0.1289273（2）天的周期内的明显的自旋调制。静止期的X射线谱可用MEKAL +幂律（PL）模型或单一CEMEKL模型表示，这也得到了相分辨分析的支持。与历史的X射线测量AM Her在各种状态下的温度和体积发射测量之间的相关性被发现。为了解释AM Her可能的非热辐射，还讨论了AM Her系统中的粒子加速机制，包括在吸积柱顶部的冲击加速过程的新建议。
2010-08-04 astro-ph.HE
Suzaku Observation of the High-Inclination Binary EXO 0748-676 in the Hard State
利用2007年12月25日获得的46 k s朱雀星数据，研究了低质量X射线双星EXO 0748 $-$ 676的X射线光谱特性。在假定的7.1千秒差距的距离上，数据给出了0.6 $-$ 55千电子伏的持续未吸收光度为$3.4\times10^{36}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。该源处于相对明亮的低/硬态，其中0.6 $-$ 55 keV谱可以通过"双种子"康普顿化模型成功地解释，该模型结合了具有$\sim13$ keV电子温度的共同电晕。种子光子被认为是由中子星表面和一个较冷的截断圆盘提供的。与处于低/硬态的非倾斜低质量X射线双星样品相比，光谱受到更强的康普顿化，具有相对较大的康普顿化$y$-参数$\sim1.4$和较大的日冕光学深度$\sim5$。当归因于EXO 0748 $-$ 676的高倾角时，这一结果表明康普顿化日冕可以沿着盘平面伸长，并且当从边缘倾斜角度观察时，为种子光子提供了更长的路径。
2016-03-18 astro-ph.HE
Suzaku Observation of Be/X-ray Binary Pulsar EXO 2030+375
在本文中，我们研究了Be/X射线脉冲双星EXO 2030+375的时间和光谱特性，使用$Suzaku$观测2012年5月23日，在一个不太强烈的I型爆发。在X射线光变曲线中，在质心周期为41.2852 s处清楚地检测到脉冲，这表明脉冲星正在旋转。脉冲轮廓被发现是奇特的，例如，不同于从2007年5月14日的早期朱雀观测中获得的脉冲轮廓。在软X射线（0.5-10 keV范围）下的单峰窄轮廓在12-55 keV能量范围内改变为双峰宽轮廓，并且在硬X射线（55-70 keV范围）下再次恢复为平滑的单峰轮廓。脉冲星1.0-100.0 keV的宽带谱可以用三种连续模型来描述：（i）部分覆盖高能截止幂律模型，（ii）部分吸收高能指数衰减幂律模型和（iii）部分覆盖指数正负幂律模型.与早期的朱雀观测不同，在2012年5月爆发期间，脉冲星光谱中只存在6.4 keV的微弱窄铁K_α发射线。在1-100 keV能量范围内未检测到任何类似吸收的特征，这支持了早期朱雀观测中EXO 2030+375不存在回旋共振散射特征的说法。脉冲相位分辨光谱揭示了额外的致密物质的存在下，导致第二个峰的情况下，从软X射线脉冲轮廓。详细的结果在文件中描述。
2014-12-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Matched-filtering Line Search Methods Applied to Suzaku Data
发射和吸收线的详细搜索和评估其上限进行朱雀数据。该方法利用匹配滤波的方法，以最大限度地提高信噪比为一个给定的能量分辨率，这可以适用于许多类型的线搜索。我们首先将其应用到已知的活动星系核谱中，发现我们的结果在~3σ水平上与以前的研究结果一致。我们继续寻找两个明亮的磁星4U 0142+61和1 RXS J1708-4009的发射和吸收特性，应用过滤方法朱雀数据。我们发现，即使使用长朱雀观测并将其光谱划分为自旋相位，也没有任何来源显示出任何显着的线特征。发射/吸收线的等效宽度的上限被限制为在约IkeV处为几eV，并且在约IOkeV处为几百eV。这加强了以前的报告，持续明亮的磁星在软X射线中不显示质子回旋吸收特征，即使它们存在，它们也会比X射线CCD的检测限更宽或更弱。
2016-09-20 astro-ph.HE
Suzaku captures a possible eclipse in IGR J16207-5129 and identifies a weak-flaring state in IGR J17391-3021
本文介绍了超巨星X射线双星IGR J16207-5129和IGR J17391-3021的朱雀观测结果。对于IGR J16207-5129，我们提供了第一个宽带（0.5- 60 keV）谱，从中我们确认了大的本征柱密度（nH = 16 e ~（22）/cm ~ 2），并首次限制了截止能量（Ec = 19 keV）。我们观察到X射线通量的长时间（> 30 ks）衰减，我们暂时将其归因于可能的中子星被其大质量伴星所食。对于IGR J17391-3021，我们看到了一个从静止到低活动阶段的过渡，其间有微弱的耀斑，其峰值亮度在0.5- 10 keV波段，只有耀斑前的5倍。微弱的燃烧伴随着吸收柱的增加，这表明了模糊风团的增加。将这一观察结果放在最近的雨燕监测活动的背景下，我们现在认识到，这些低活动时期构成了该系统最常见的排放阶段，也许在其他SFXTs中也是如此。
2010-12-14 astro-ph.HE
Suzaku Observation of Diffuse X-Ray Emission from a Southwest Region of the Carina Nebula
2010年12月，朱雀天文台观测了船底座星云的西南区域，观测时间为47公里。在钱德拉战役观测中，这一区域显示出明显的软X射线发射。朱雀号在3.3x10^-14 erg s^{-1} arcmin^{-2}的表面亮度下，清晰地探测到了高于已知前景和背景成分的0.4-5 keV的漫发射。该光谱需要两个等离子体发射分量，kT约为0.2和0.5 keV，它们遭受N_H~ 1.9 × 10 ^{21} cm^{-2}的星际吸收。对假设两种温度等离子体处于电离平衡或非平衡状态的多种吸收模型进行了测试，但在chi ^2/d.o.f.方面没有显著差异。这些等离子体温度与早期朱雀观测中测量的船底座星云中部和东部的温度相似，但热成分的表面亮度明显低于其他区域。这意味着这两种血浆成分是物理分离的，并且具有不同的来源。相对于Fe的O，Ne和Mg的元素丰度有利于扩散等离子体起源于核心坍塌的超新星或大规模的恒星风。
2019-09-02 astro-ph.HE
OI Fluorescent Line Contamination in Soft X-Ray Diffuse Background Obtained with Suzaku/XIS
OVII谱线强度的定量测量是了解软X射线漫射背景的有力手段。通过对145个高纬朱雀/XIS观测数据中OVII线强度的系统分析，发现XIS光谱中OI荧光线的通量随时间的推移有增加的趋势，特别是在2011年以后。对于这些观察结果，除非考虑OI荧光线污染，否则OVII线强度将被高估。由于OI谱线发射来自太阳X射线，这一增加表明OI荧光能量的入射太阳X射线往往大于朱雀观测的早期阶段（2005 - 2010）。
2014-02-08 astro-ph.HE
The Suzaku Hard X-ray Survey on the Galactic Center Region
银河系中心（GC）区的X射线在6- 9 keV波段中显示出许多铁和镍原子的K壳层线。在光谱中看到的强发射线是6.4 keV的中性铁K $α$、6.7 keV的类He铁K $α$、6.9 keV的类H铁Ly $α$和7.8 keV的类He铁K $β$。其中，6.4 keV发射线是非热现象的探针。我们在几个巨大的分子云中探测到了6.4keV的强辐射，其中一些是朱雀星新发现的。所有谱线都具有1-2 keV的大等效宽度和$2-10\times 10^{23}\{\rm H\ cm}^{-2}$吸收柱。通过比较1994年至2005年ASCA、Chandra、XMM-Newton和Suzaku获得的光谱图和光谱，我们发现了Sgr B2区6.4 keV弥散辐射的时间变化。在Sgr~A区还发现了中性氩、钙、铬和锰原子的K $α$线。我们证明了在X射线暗区探测到的6.4 keV辐射线相对于6.4 keV相关连续谱（幂律分量）的等效宽度为$\sim 800\ {\rm eV}$。这些特征很自然地可以用X射线反射星云的理论来解释，而不是低能宇宙射线电子的理论。另一方面，在射电弧的南端发现了一个6.4 keV的团簇，G~0.162 $-$ 0.217，它具有一条小的等效宽度为6.4 keV的$\sim200\ {\rm eV}$发射线。射电弧是一个相对论电子的位置。因此，可以想象G~0.162 $-$ 0…
2010-07-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
