A Long XMM-Newton Observation of An Extreme Narrow Line Seyfert 1: PG 1244+026
利用PG 1244+026的120 ks { \it XMM-Newton}观测数据，研究了窄线塞弗特1星系中强软X射线过剩的起源.光谱拟合本身不能区分一个真正的额外的软X射线连续谱分量和强烈的相对论模糊反射，但这两个模型也需要一个单独的软黑体组件。这最有可能是从圆盘延伸到最低能量X射线带通的固有发射。短时间尺度（200- 5000 s）上的{ \it RMS}谱包含（非盘）软过剩和幂律发射。然而，在这些时间尺度上的变化与4-10 keV的光变曲线的频谱只包含幂律。这些一起表明，存在软过量的快速变化，其独立于4-10 keV的变化。这与使软X射线过量的单个反射分量不一致，因为这必然会在4-10 keV带通中产生相关变化。相反，{ \it RMS}和协方差谱与对高于2 keV的谱没有贡献的附加冷康普顿化分量一致。
2013-09-23 astro-ph.HE
Long XMM observation of the Narrow-Line Seyfert 1 galaxy IRAS13224-3809: rapid variability, high spin and a soft lag
给出了窄线塞弗特1星系IRAS 13224 -3809的500 ks长XMM-牛顿观测结果。源在时间尺度上快速变化，可达几百秒。光谱显示出强烈的宽Fe-K和L的发射功能，这被解释为产生的反射从内部的吸积盘周围的一个快速旋转的黑洞。假设反射通量的发射率为幂律，最内层半径对应于最内层稳定圆轨道，则测量到黑洞自旋为0.988，统计精度优于1%。100秒的软X射线延迟证实了这一情况。幂律连续源的大部分位于2-3个引力半径的半径处。
2012-08-29 astro-ph.HE
Simultaneous NuSTAR and XMM-Newton 0.5-80 keV spectroscopy of the Narrow Line Seyfert 1 galaxy SWIFT J2127.4+5654
我们提出了一个宽波段的光谱分析的联合XMM牛顿和NuSTAR观测活动的窄线塞弗特1 SWIFT J2127.4+5654，包括300千分之三的XMM牛顿轨道期间进行。我们检测到一个相对论加宽铁K $α$线起源于吸积盘周围的中心黑洞，从中我们推断的中间自旋$a$ = $0.58^{+0.11}_{-0.17}$的最内部的地区。内禀光谱是陡峭的（$Γ=2.08\pm0.01$），通常发现在窄线塞弗特1星系，而截止能量（E $_{\rm c}=108^{+11}_{-10}$ keV）的范围内观察到的宽线塞弗特1星系。我们测量的低频滞后，随着能量的稳定增加，而在高频率下，有一个明显的滞后后的形状广泛的铁钾发射线。有趣的是，在SWIFT J2127.4+5654中观察到的Fe K滞后并不像其他具有最大旋转黑洞的来源那样广泛。滞后幅度表明连续处理器到洗消机的距离约为$ 10-20\ r_{\mathrm{g}}$。这些时间的结果独立地支持一个中间黑洞自旋和一个紧凑的日冕。
2014-02-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
The final verdict by XMM-Newton: the X-ray obscured Seyfert galaxy NGC5506 has a broad Fe K-alpha line
我们提出了第一个明确的证据，广泛（高斯宽度~330 eV）的铁K-α荧光发射线的组成部分，在X射线模糊窄线塞弗特1星系NGC 5506。这是2001年2月至2009年1月期间XMM-牛顿天文台对该源进行光谱监测活动的主要结果。宽线没有极端的向红偏度。如果用相对论分量建模，线的轮廓与平坦的辐射率径向依赖性（α ~1.9）一致。盘的倾角（~40度）名义上比在未被遮蔽的活动星系核中观察到的要大，这与大多数塞弗特2星系中加宽的铁线测量结果一致。数据的质量使我们能够分解完整的铁发射线复合体，并研究其长期（数周至数年的时间尺度）的变化模式。中性和窄铁K-α核心的强度在监测活动期间保持不变。这表明，在NGC 5506中，负责初级活动星系核连续区的非相对论性后处理的光学厚气体可能位于环面中，而不是在光学宽线区。
2010-04-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
The changing source of X-ray reflection in the radio-intermediate Seyfert 1 galaxy III Zw 2
本文报道了用XMM-Newton、Suzaku和Swift在过去17年中对射电中等强度、X射线明亮的Seyfert 1星系III Zw 2进行的X射线观测。源亮度在每年的时间尺度上变化很大，但在几天内变化较小。2000年XMM-牛顿和2011年朱雀的定点观测显示，尽管X射线通量相当，但光谱差异。朱雀光谱与幂律连续谱和~6.4 keV处的窄高斯发射特征一致，而早期的XMM-牛顿光谱需要更宽的高斯分布和低于~2 keV的软过量。一个潜在的解释是，主要的幂律发射，也许从喷流基地，优先照亮内吸积盘在2000年，但在2011年遥远的环面。这种解释可能与III Zw 2中假设的旋进射电喷流一致，这可能是由于正在进行的合并事件引起的圆盘不稳定性。
2017-12-04 astro-ph.HE
Spectro-Timing Analysis of a highly variable narrow-line Seyfert 1 galaxy NGC 4748 with AstroSat and XMM-Newton
我们分别使用AstroSat和XMM-Newton在2017年和2014年进行的观测，对一个极端可变的窄线Seyfert~1星系NGC 4748进行了详细的时间和光谱研究。这两个观测结果都显示了彼此相关的软X射线和硬X射线发射的极端变化。在2014年的数据集中，源保留了其“更亮时更软”的一般行为，而2017年的观测表现出“更亮时更硬”的性质。这种变化行为在活动星系核中是罕见的，通常在黑洞双星系统中观察到。用光子指数与0.3-10 keV幂律通量之间的反相关证实了“更亮时更硬”。这表明可能的变化，在吸积模式从标准的平流为主的流动。此外，这两个观测结果都表明，在幂律连续体上，软X射线超过2 keV。该过量与单个或多个黑体分量拟合。2017年观测期间软过剩的起源可能是由于冷康普顿化，因为光子指数随时间变化。另一方面，2014年观测期间的宽铁线和延迟紫外发射强烈表明，X射线照射到吸积盘上以及反射和再加工在该活动星系核中发挥了重要作用。
2021-01-12 astro-ph.HE
The detection of Broad Iron K and L line emission in the Narrow-Line Seyfert 1 Galaxy 1H0707-495 using XMM-Newton
自从1995年在塞弗特星系MCG-6 - 30 -15中发现了第一条宽的铁-K线以来，在其他几个塞弗特星系中也发现了宽的铁-K线，它们来自吸积恒星质量的黑洞，甚至来自吸积中子星。铁-K线是突出的硬X射线连续辐射致密吸积物质产生的反射光谱。这条线的相对论性扭曲使它对黑洞的强引力和自旋很敏感。当铁丰度高时，伴随的铁-L线发射应该是可检测的。在这里，我们报告的第一个发现铁K和L的排放，使用XMM牛顿观测的窄线塞弗特1星系1H 0707 -495。明亮的Fe-L发射使我们能够第一次检测到直接X射线连续谱与落入孔中的物质反射之间的30秒混响滞后。观测到的混响时间尺度与超大质量黑洞周围最内层半径的光穿越时间相当。1H 0707 -495的光谱和时间数据的结合提供了强有力的证据，证明我们正在目睹来自引力半径内的物质的发射，或者一个光分的一小部分，来自快速旋转的大质量黑洞的事件视界。
2009-05-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
An XMM-Newton Study of Six Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies at z = 0.35--0.92
本文利用 XMM-Newton 分析了六个高红移窄线赛弗特1星系，发现其具有更大的黑洞质量和相似的爱丁顿比率，证实了软X射线超的存在，并用暖康普顿化和相对论反射模型进行了拟合探讨。
2023-05-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Simultaneous XMM-\textit{Newton} and HST-COS observation of 1H0419-577: II. Broadband spectral modeling of a variable Seyfert galaxy
在本文中，我们提出了最长的曝光（97 ks）XMM-牛顿EPIC-pn光谱以往任何时候都获得了塞弗特1.5星系1H 0419-577。为了解释这个源的宽带发射，我们利用了在本例中由XMM-牛顿光学监测器和HST-COS观测提供的光学/UV的同时覆盖。FUV中的档案FUSE通量测量也用于本分析。我们成功地模拟了X射线光谱与光学/UV通量数据点使用康普顿化模型。我们发现，一个黑体温度$T \sim 56$电子伏特帐户的光学/紫外线发射起源于吸积盘。该温度用作模拟X射线连续谱的康普顿化组件的输入。暖日冕（$T_{\rm wc} \sim 0.7 $ keV，$τ_{\rm wc} \sim 7 $）和热日冕（$T_{\rm hc} \sim 160 $ keV，$τ_{\rm hc} \sim 0.5$）都参与了将盘光子向上散射到X射线波长。通过添加具有可变不透明度（$ {\it N}_{\rm H}\sim [10^{19}- 10^{22}] \,\rm cm^{-2}$）的部分覆盖（$C_v\sim50\%$）冷吸收体，该模型还可以很好地解释该源的历史光谱变化，目前的数据集呈现最低的光谱变化（${\it N}_{\rm H}\sim 10^{19} \, \rm cm^{-2} $）。我们讨论的情况下，可变吸收体，得到电离的X射线连续谱的变化，变得不那么不透明的最高通量状态。在这种…
2014-01-22 astro-ph.HE
A broadband X-ray spectral study of the Seyfert 1 galaxy ESO 141--G055 with XMM-Newton and NuSTAR
我们利用现有的\xmm{}和\nustar{}观测资料，对ESO~141-G 055的宽频带X射线谱进行了广泛的研究。我们检测到一个突出的软过剩低于2 keV，一个狭窄的Fe线和康普顿驼峰（>10 keV）。软过剩的起源仍有争议。我们用两个模型来描述软过剩：从电离吸积盘和内禀热康普顿模型的模糊反射。我们发现，这两个模型同样很好地解释了软过剩。我们确认，我们没有检测到任何广泛的Fe线在这个源的X射线光谱，虽然这两个物理模型更喜欢一个最大的旋转黑洞的情况下（$>$ 0.96）。这可能意味着宽Fe线不存在或模糊到无法检测。估计源的爱丁顿速率为$λ_{Edd} \sim 0.31$。在反射模型中，康普顿峰有电离和中性反射分量的贡献。同时描述窄Fe K $α$和康普顿峰的中性反射体具有$\rm N_{H} \geq 7\times 10^{24} \rm cm^{-2} $的柱密度。此外，我们检测到一个部分覆盖电离吸收电离参数$\log ξ/\rm erg cm s^{-1}$ = $0.1^{+0.1}_{-0.1}$和柱密度$\rm N_{H} =20.6^{+1.0}_{-1.0}\times 10^{22} \rm cm^{-2}$与覆盖因子$0.21^{+0.01}_{-0.01}$。
2020-07-29 astro-ph.HE
An extended XMM-Newton observation of the Seyfert galaxy NGC 4051 - III. FeK emission and absorption
2009年，对塞弗特1星系NGC 4051进行了扩展的XMM-牛顿观测，发现了一种具有复杂吸收线速度结构的光电离外流，以及速度与电离参数的广泛相关性，Pounds等人（2011）表示，这与进入星际介质或先前喷出物的高度电离的高速风一致，在由此产生的强烈冲击中失去了大部分的动能。在本文中，我们更详细地研究了Fe K谱区，并发现在高度电离的吸收体中支持两个不同的速度分量，其值对应于假定的快风（~ 0.12c）和激波后流（v ~ 5000-7000 km/s）。铁K吸收线结构被认为是不同的轨道到轨道的时间尺度上，显然响应于电离通量的短期增加和-也许更普遍的-在软X射线（和同时紫外线）光度的变化。后一个结果是特别有趣的，在提供独立的支持存在的冲击气体冷却主要是由康普顿散射吸积盘光子。铁钾发射是由一个窄的荧光线从近中性物质，与弱红翼在这里模拟的相对论盘线。窄线通量是准恒定的整个45天的2009年活动，但解决，与散射的冲击后流的一个组成部分的速度宽度一致。在几个单独的轨道光谱中的Fe XXV和Fe XXVI的共振跃迁的P天鹅座配置文件的证据。
2012-02-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
XMM-Newton long-look observation of the narrow line Seyfert 1 galaxy PKS0558-504; I: Spectral analysis
我们提出了一个长期的XMM牛顿观测射电响亮NLS 1星系PKS 0558 -504的光谱分析的结果。在所有采样时间尺度上，源是高度可变的。我们没有观察到任何吸收功能，无论是软或硬X射线波段。我们发现了弱的证据，在~6.8千电子伏，这是从高度电离的铁发射的指示铁线的存在。2-10 keV的带谱很好地拟合了一个简单的幂律模型，其斜率随着通量的增加而变陡，类似于在其他Seyfert中观察到的。软过剩是可变的流量和形状，它可以很好地描述了一个低温康普顿模型，其斜率随流量的增加。软过剩通量的变化与硬带的变化有适度的相关性，我们发现了微弱的证据表明，他们领先他们约20千秒。我们的研究结果排除了在这个对象中的X射线发射的大部分喷射源。所观察到的硬带光谱的变化表明内在的连续斜率的变化，所造成的“加热/冷却”比的热日冕的变化。低温康普顿介质，负责软过量发射，可能是一个热层的内部盘的源，这似乎是由于事实上，该源是吸积在超爱丁顿率。软过剩通量和光谱变化可能是由吸积率的随机变化引起的。
2009-12-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
XMM-Newton Observations of the Narrow-Line Seyfert 1 Galaxy IRAS 13224$-$3809 : X-ray Spectral Analysis II
在此之前，我们模拟的X射线光谱的窄线塞弗特1星系IRAS 13224 $-$ 3809使用光盘反射模型与固定的电子密度$10^{15}$厘米$^{-3}$。需要一个额外的黑体组件，以适应超过2 keV的软X射线。在这项工作中，我们同时分析了5个通量分辨XMM-牛顿光谱的来源，包括收集的数据超过2 Ms. A盘反射模型与电子密度的$n_{\rm e}\approx10^{20}$厘米$^{-3}$和铁丰度的$Z_{\rm Fe}=3.2\pm0.5Z_{\odot}$是用来适应宽带光谱的来源。不需要额外的组件来安装软多余部分。我们的最佳拟合模型提供了一致的测量黑洞自旋和磁盘倾角在以前的模型，其中假设一个低磁盘密度。最后，我们根据最佳拟合密度和电离参数计算了IRAS 13224 $-$ 3809盘中日冕和反射区之间的平均照明距离，假设黑洞质量为$2\times10^{6}M_{\odot}$，该距离从最低通量状态下的0.43 $\sqrt{f_{\rm AD}/f_{\rm INF}}$ $r_{\rm g}$变化到最高通量状态下的1.71 $\sqrt{f_{\rm AD}/f_{\rm INF}}$ $r_{\rm g}$。$f_{\rm AD}/f_{\rm INF}$是到达吸积盘的日冕辐射通量与无穷大之间的比率。该比率取决于IRAS 13224 $-$ 3809中冠状区域的几何…
2022-04-21 astro-ph.HE
Unveiling the X-ray Secrets of Fermi-detected Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies with XMM-Newton Observations
University of the Free State（自由州大学）；Banaras Hindu University（贝拿勒斯印度教大学）
通过XMM-Newton观测，研究了16个费米探测的窄线塞弗特1星系的X射线特性，发现盘与喷流的紧密耦合及复杂的相互作用。
2025-12-15 astro-ph.HE
Multi-layered Fast Wind observed in XMM-Newton snapshot of Seyfert 1 Markarian 877
The University of Michigan（密歇根大学）；Technion（以色列理工学院）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；Saint Mary's University（圣玛丽大学）
本文通过分析Mrk 877的XMM-Newton快照数据，发现三个独立的超高速外流成分，证实其具备驱动星系尺度反馈的能力，并揭示该风由辐射与磁机制共同驱动。
2025-11-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
The rise of an ionized wind in the Narrow Line Seyfert 1 Galaxy Mrk 335 observed by XMM-Newton and HST
我们提出了一个外流的电离风在塞弗特1星系Mrk 335的发现。尽管在过去的十年中，大多数最大的X射线天文台都对这个明亮的源进行了广泛的观测，但直到最近的XMM-牛顿观测结合长期的Swift监测计划显示出极端的通量和光谱变异性，才知道这个明亮的源拥有温暖的吸收气体。由XMM-牛顿RGS探测器获得的高分辨率光谱显示，风由三种不同的电离成分组成，都以5000 km/s的速度流出。当源处于中等通量状态（2-5e-12尔格·cm^-2·s^-1）时，这种风就能清楚地显示出来。多历元RGS光谱的分析，使我们能够比较在三个非常不同的通量状态的源的吸收特性。暖吸收体的变化和X射线通量之间没有相关性已被确定。气体的两个较高的电离分量可能与光电离平衡一致，但我们可以排除这一点，因为唯一的电离分量始终存在于所有通量状态（log（xi）~1.8）。我们已经包括档案，非同步紫外数据从HST（FOS，STIS，COS）的目的是寻找任何签名的吸收在这个来源，到目前为止是已知的吸收在紫外波段。在X射线观测后几个月获得的COS光谱中，我们发现活动星系核固有的CIV线有广泛的吸收，蓝移速度大致与X射线外流相当。在这两个波段的气体的全球行为可以解释的覆盖因子和/或柱密度的变化，可能是由于横向运动的吸收云移动到宽线区域尺度的视线之外。
2013-01-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
The XMM-Newton/HST view of the obscuring outflow in the Seyfert Galaxy Mrk 335 observed at extremely low X-ray flux
Seyfert星系Mrk 335以其X射线波段的通量和光谱形状的频繁变化而闻名。这些变化可以解释的风，以前，非同期的高分辨率光谱学在X射线和紫外波段位于吸积盘规模的发病。XMM-牛顿和HST同时进行的一项新活动在X射线波段的历史低通量下捕获了该源。软X射线谱主要由强的发射特征和强电离吸收体的影响所支配，其外流速度为5- 6 × 10 ~（$^3$ ~km~s）$^{-1}$。EPIC-pn照相机获得的宽带谱表明，在中等电离条件下，存在一个覆盖80%中心源的附加气体吸收层，并提供了与软X射线吸收体以相同速度流出的Fe~K带吸收的诱人证据。HST-COS光谱证实了CIV、Ly α、Ly β和OVI中同时存在宽吸收槽，吸收速度为5000 km~s $^{-1}$，覆盖因子为20- 30%。离子柱密度和其他流出参数的比较表明，X射线和紫外线吸收剂可能是由相同的气体。最新的多波长活动所产生的图像证实，Mrk 335在广泛的电离状态下经历了一种不规则的中速流出气体的影响，这些电离状态似乎一直在模糊核连续谱。
2019-03-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Optical Emission Lines and the X-Ray Properties of Type 1 Seyfert Galaxies
在这篇文章中，我们报告的光学发射线和X射线光谱的样本1型活动星系核的研究，收集在斯隆数字巡天数据库和观测的XMM牛顿卫星。利用机载XMM的不同仪器，我们确定的软，硬能带的光谱成分（范围从0.3千电子伏至10千电子伏）。研究了X射线连续谱和Fe K α谱线特征与宽谱线分布和强度比的关系。由此产生的图像的发射，吸收和反射过程的解释通过BLR结构模型，是独立的光学和无线电观测的基础上开发的。
2011-09-29 astro-ph.HE
The variable ionized absorber in the Seyfert 2 Mrk 348
本文介绍了由朱雀和XMM-牛顿观测到的Seyfert 2 Mrk 348的X射线光谱分析结果。Mrk 348的整个光谱可以通过三层吸收层（其中一层是中性的，两层是电离的）的一次幂律连续谱来描述。比较Suzaku（2008）和XMM-Newton（2002）的观测结果，我们发现X射线光谱曲率的变化。我们建议，可以解释的变化，通过改变柱密度的中性和一个电离的吸收剂，连同同一吸收剂的电离水平的变化。因此，我们证实了在过去的作品中提出的主要特征之一，其中内在的柱密度变异高达$\sim 10^{23}$ ~cm $^{-2}$观察到的时间尺度上的月。我们还发现，光子指数的基本幂律连续（$Γ\sim 1.8$）是在协议与以前的观察，这Seyfert 2。
2013-12-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
XMM-Newton Observes the Intrabinary Shock of PSR J1959+2048
在原始黑寡妇脉冲星PSR J 1959 +2048的多轨道（100 k s）$\mathrm{\it XMM-Newton}$曝光中，我们测量了双星内激波（IBS）辐射引起的强轨道调制。IBS的光变曲线峰值出现不对称，我们归因于后掠效应的伴随风。我们还看到了伴星及其风的X射线日食的证据。与IBS配合，这支持系统的边缘$i\sim 90^\circ$视图和回收脉冲星的适度$\sim 1.8M_\odot$质量。我们的IBS拟合参数意味着风通量，如果持续，将蒸发的同伴在几个陀螺仪。
2021-07-17 astro-ph.HE
Probing the X-ray Soft Excess in the Narrow-Line Seyfert-1 (NLS1) Galaxy Tonantzintla S180
窄线塞弗特-1星系Tonantzintla S180（Ton s180）的详细X射线软过剩。该研究使用了从2000年到2016年的四个XMM-Newton观测数据，这些数据来自XMM-Newton档案。分别采用两种不同的模型对每个数据的X射线软过剩进行处理，第一种模型是幂律分量，第二种模型是两个黑体分量。我们发现，对于所有观测，用幂律分量拟合的光谱都很差，并且输出参数与以前的研究有很大的不同，这个模型不能成功地再现所有观测的光谱的连续形状，包括软过剩（Nh = 3.62 +-1020 cm^{-2}，硬带和软带的光子指数分别为3.31和1.57）。研究证明，在处理窄线Seyfert-1星系的X射线软过剩（Nh= 1.395 ± 10^20 cm^{-2}，两个黑体分量的温度（KT）分别为0.075和0.17 keV）时，可以依靠这两个黑体分量。
2021-04-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Intra-night optical variability study of a non-jetted narrow-line Seyfert 1 galaxy: SDSS J163401.94+480940.1
SDSS J163401.94 $+$ 480940.2是一个没有喷流的射电大声窄线塞弗特1（NLSy1）星系。该物体的光学监测分两次夜间进行，每次$\geq$ 3小时，DOT为3.6米。夜间光学变率（INOV）的特性首次提出了这个源。我们在SDSS J163401.94 $+$ 480940.2的两个监测时段之一中探测到了一个意想不到的显著耀斑，其快速增亮阶段意味着$\sim$ 22分钟的分钟般倍增时间，从而接近FSRQ PKS 1222 $+$ 21在400 GeV观测到的极快的分钟般变化。一个分钟般的变化检测表明存在相对论射流与一个小视角。我们简要地讨论了在甚长基线阵列（VLBA）观测中未探测到相对论喷流的可能机制。
2022-01-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
XMM-Newton --NuSTAR monitoring campaign of the Seyfert 1 galaxy IC 4329A
本研究利用XMM-Newton与NuSTAR对赛弗特1星系IC 4329A开展联合监测，分析了其X射线变异性、光谱成分及外流特征，为理解活动星系核的反馈机制提供了观测依据。
2024-04-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray time delays from the Seyfert 2 galaxy IRAS 18325-5926
使用新的XMM-牛顿观测，我们检测到硬X射线时间滞后的快速变化的康普顿薄塞弗特2星系IRAS 18325-5926。较高能量的X射线变化滞后于相关的较低能量变化高达~ 3 ks，并且滞后的幅度随着能带之间的能量分离而明显增加。我们发现，滞后能谱具有相对简单的log（E）形状。这与简单反射模型预测的滞后在形状和大小上都有很大不同，但与黑洞X射线双星中经常看到的硬X射线滞后非常相似。我们应用几种光谱模型的滞后能量谱和排除简单的反射作为一个起源的硬滞后。我们发现，无论是嵌入在吸积流和电子散射嵌入或后面的冷吸收介质中的材料的传播波动提供同样好的适合所观察到的低频硬X射线滞后，都是一致的时间平均光谱。这样的模型在XMM-牛顿的可观测带通之外可能会看起来非常不同，为NuSTAR的未来研究铺平了道路。
2014-10-10 astro-ph.HE
XMM/HST monitoring of the ultra-soft highly accreting Narrow Line Seyfert 1 RBS 1332
通过XMM-Newton与HST联合监测高吸积率US-NLSy RBS 1332，研究用双冕框架和reXcor模型解释其多波段辐射，表明软X射线超主要来自暖康普顿化介质而非相对论反射。
2025-01-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Broadband X-ray spectral analysis of the Seyfert 1 galaxy GRS 1734-292
我们讨论了GRS 1734-292的宽带X射线光谱，这些光谱是分别在2009年和2014年进行的XMM-Newton和NuSTAR非同步观测获得的。GRS 1734 -292是一个塞弗特1星系，位于银道面附近的$z=0.0214$。NuSTAR的光谱（$3-80$ keV）主要由一个主要的幂律连续与$Γ=1.65 \pm 0.05$和高能量的截止$E_c=53^{+11}_{-8}$ keV，最低的测量NuSTAR在塞弗特星系之一。康普顿化模型显示了$kT_e=11.9^{+1.2}_{-0.9}$ keV的日冕等离子体温度和光学深度，假设板状几何形状，$τ=2.98^{+0.16}_{-0.19}$或类似的温度，以及假设球形几何形状的$τ=6.7^{+0.3}_{-0.4}$。2009年的XMM-牛顿光谱很好地描述了一个平坦的本征连续（$Γ=1.47^{+0.07}_{-0.03}$）和一个吸收线，由于铁\textsc{XXV} K $α$产生的温暖的吸收。这两个数据集都显示了一个温和的铁K $α$发射线在$6.4$千电子伏和相关的康普顿反射，由于从中性环核材料后处理。
2016-12-18 astro-ph.HE
X-ray spectral and timing analysis of the Compton Thick Seyfert 2 galaxy NGC 1068
利用{ \it NuSTAR}和{ \it XMM-Newton}对康普顿厚塞弗特2型活动星系核NGC 1068进行了时间和光谱分析。在这项工作中，我们第一次计算了日冕温度（$\rm{kT_{e}}$）的来源，并检查其变化之间的时代，如果有的话。这项工作中分析的数据包括（a）在2012年12月至2017年11月期间使用{ \it NuSTAR}进行的8个观测时期，以及（b）在2000年7月至2015年2月期间使用{ \it XMM-Newton}进行的6个观测时期。从{ \it NuSTAR}观测的时序分析中，我们发现源在软带中没有显示任何变化。然而，在检查能量超过20 keV的通量时，在2014年8月和2017年8月期间，与2012年三次{ \it NuSTAR}观测的平均通量相比，该源分别亮了约20%和30%，与文献中的早期结果一致。从{ \it XMM-Newton}数据的分析中，我们发现硬带（2 $-$ 4 keV）在历元之间以及历元内没有变化。在软带（0.2 $-$ 2 keV）中，虽然发现源在历元内不可变，但发现它在历元B中相对于历元A更亮。通过拟合物理模型，我们确定$\rm{kT_{e}}$在8.46 $^{+0.39}_{-0.66}$ keV和9.13 $^{+0.63}_{-0.98}$ keV之间。从我们的分析中，我们得出结论，我们在来源中没有发现$\rm{k…
2022-09-21 astro-ph.HE
The soft X-ray spectrum of the luminous narrow line Seyfert galaxy PG1211+143 - evidence for a second high velocity outflow component
2001年，XMM-牛顿观测了明亮的塞弗特星系PG 1211 +143，发现了第一个明确的证据，表明存在高度电离的高速风（在非BAL活动星系核中），根据EPIC和RGS光谱中蓝移吸收线的识别，速度为v~0.09c。随后对EPIC光谱进行了分析，包括额外的吸收线，导致风速向上修正至约0.14 c，而宽带建模表明需要第二个部分覆盖吸收器来解释连续曲率和光谱变异性。我们在对XMM-Newton RGS数据的新分析中表明，在软X射线光谱中检测到了这种额外的吸收体，更高的光谱分辨率提供了大大改善的速度约束，v~0.07c。0.07c和0.14c外流分量的相似变化表明它们是物理上相连的，我们推测这是由快速（主）风撞击靠近圆盘的高密度、缓慢移动的物质的小团块而发生的。我们发现，强大的，速度增宽的软X射线发射功能，位于红移的PG 1211 +143，表明扩展规模的电离外流。
2013-10-30 astro-ph.HE
Luminosity - Spectral Index Dependence of X-ray Bright Seyfert Galaxies
本文分析了XMM档案中97个亮Seyfert 1星系的X射线光度和光谱指数。这些值的分布是随机的，因此我们得出结论，排放模型应该至少是两个参数。在活动星系核的合并模型中，给出了黑洞质量、合并阶段与可观测X射线参数之间的关系。
2018-12-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray observations of the Compton-thick Seyfert 2 galaxy, NGC 5643
我们目前的结果从~55 ks长的XMM-牛顿观测模糊AGN，NGC 5643，在2009年7月进行。在2003年2月之前，一个较短的（大约10 k）XMM-牛顿观测留下了两个主要问题，硬X射线发射的性质（康普顿薄与康普顿厚）和软X射线过剩（光电离与碰撞电离物质）。新的观测结果表明，源是康普顿厚度的，对软X射线发射的主要贡献是光致电离物质（即使目前还不清楚碰撞电离物质是否也可能有贡献）。我们还研究了NGC 5643场中的三个亮X射线源。ULX NGC 5643 X-1被证实是非常明亮的，即使比2003年暗了2倍多。然后，我们提供了Abell 3602星系团的第一个高质量光谱。最后一个源CXOJ 143244.5 -442020可能是一个未被遮蔽的活动星系核，可能属于阿贝尔3602。
2013-07-05 astro-ph.HE
High-energy monitoring of NGC 4593 with XMM-Newton and NuSTAR. X-ray spectral analysis
我们介绍了2015年1月对Seyfert 1 NGC 4593进行的Xmm-牛顿/NuSTAR联合监测的结果，包括间隔两天的5x 20 ks同步观测。源是可变的，无论是在通量和光谱形状，在时间尺度上下降到几个千分之一，并具有明确的软时，更明亮的行为。在协议与过去的观察，我们发现一个温暖的吸收以及描述的两相电离外流的存在。该源在6.4keV处具有冷的、窄的和恒定的Fe K α线，并且还检测到宽的分量。宽带（0.3-79 keV）光谱由伽马=1.6-1.8的一次幂定律和从90（+40，-20）keV到>700 keV变化的指数截止值、两个不同的反射分量和与一次幂定律相关的可变软过量很好地描述。这一活动表明，探测Seyfert 1星系在不同时间尺度上的变化对于研究活动星系核的高能发射具有重要意义。
2016-08-09 astro-ph.HE
X-ray Reverberation Mapping and Dramatic Variability of Seyfert 1 Galaxy 1H 1934-063
一部分活动星系核（AGN）表现出巨大的变化，在X射线波段的时间尺度上可以观察到分钟。我们介绍的情况下，研究1H 1934-063（z = 0.0102），窄线塞弗特1（NLS 1）之间的最明亮和最可变的活动星系核与XMM-牛顿观测。这项工作包括对持续130千秒的同时进行的XMM-牛顿和NuSTAR 2015观测的光谱和时间分析，在此期间，X射线源表现出陡峭的（因子为6）垂直下降和随后的通量水平完全恢复，伴随着偏离单一对数正态通量分布。我们排除康普顿薄遮蔽的原因，即使在NuSTAR能量观察到这种戏剧性的变化。为了约束日冕的几何形状，动力学和发射/吸收过程，我们比较详细的光谱拟合与基于傅立叶的时序分析。与其他研究充分的、变化很大的塞弗特1型星系类似，该活动星系核具有X射线亮度，并显示出强反射特征。我们发现了一个比大多数Seyfert 1更窄的宽铁线分量，并将黑洞自旋限制在< 0.1，这是迄今为止发现的最低的系统之一。结合光谱和定时的结果是一致的，在连续的时间尺度上的戏剧性变化短到几千秒，决定了这种变化的性质。我们还发现了一个铁-钾的时间滞后，测量之间的相对论模糊反射的内部吸积流和硬X射线连续发射的延迟20秒。
2018-09-19 astro-ph.HE
Broad iron emission lines in Seyfert Galaxies - re-condensation of gas onto an inner disk below the ADAF
最近用Chandra、XMM-Newton和Suzaku对Seyfert 1活动星系核进行的观测显示出宽的铁K_α发射线，有些相对论性地模糊了。对于银河系黑洞的X射线双星XMM-牛顿光谱在硬态也揭示了相对论铁发射线和热分量的存在下，解释为一个弱的内部冷吸积盘热日冕下的指示。这些热成分被发现后，从软到硬的光谱状态的过渡，可以理解为持续的气体从对流为主的流（ADAF）到磁盘上的再冷凝。鉴于恒星质量和超大质量黑洞周围吸积流的相似性，我们讨论了Seyfert 1活动星系核中的宽铁发射线是否可以理解为来自类似的吸积流几何。在Miller（2007）和Nandra et al.（2007）的样本中，我们推导了具有强线的Seyfert星系的Eddington标度吸积率。在评估中，我们使用了观测到的X射线光度，热辐射校正和文献中的黑洞质量，大多数值来自Fabian和Vasudevan（2009）。超过一半的来源得出的速率小于爱丁顿速率的0.1。对于塞弗特1活动星系核中10^7到10^8个太阳质量的黑洞来说，这个极限相当于每年0.01到0.2个太阳质量。我们的研究表明，对于相当多的Seyfert活动星系核在硬谱态铁的发射线可以产生于一个内部弱盘周围的ADAF的再凝聚模型预测。一些具有较高吸积率的剩余源可能处于与LMXB的“非常高”状态相当的光谱状态。（节略）
2011-01-25 astro-ph.HE
On the presence of ultra-fast outflows in the WAX sample of Seyfert galaxies
活动星系核（AGN）风的研究是至关重要的，因为它们可能提供长期以来一直寻求的中心黑洞和宿主星系之间的联系，建立AGN反馈。最近，Laha等人（2014）报告了用XMM-牛顿观察到的26个Seyfert样品的X射线分析，这些样品是所谓的X射线（WAX）样品中的暖吸收体的一部分。他们声称，在Tombesi等人（2010）之前分析的四次观测中，没有检测到铁钾吸收剂，这表明超快外流（UFO）。他们主要将Tombesi等人的探测归因于E=4-10 keV波段的基础连续谱的不正确建模。因此，我们在这里重新解决这些检测的鲁棒性，我们发现，声称未检测到的主要原因可能是由于他们使用的单一事件的光谱，这减少了40%的总计数。利用它们的模型和光谱（包括双事件）对整个E=0.3-10 keV能带的数据进行重新分析，发现蓝移的Fe K吸收线确实在> 99%处被探测到。这项工作证明了这些检测的鲁棒性XMM牛顿甚至包括复杂的模型组件，如反射，相对论线和暖吸收。
2014-06-10 astro-ph.HE
An XMM-Newton view of the `bare' nucleus of Fairall 9
我们提出的光谱结果，从130 ks的观测，从X射线多镜任务牛顿（XMM-牛顿）天文台，I型塞弗特星系费尔9。X射线硬度比分析的光变曲线，揭示了一个'软时亮'的行为，这是典型的无线电安静I型塞弗特星系。此外，我们分析了反射光栅光谱仪的高光谱分辨率数据，我们没有发现任何重要的证据支持在源的光谱的低X射线能量部分中存在暖吸收体。这意味着Fairall 9的中央核心是“干净的”，因此它的X射线光谱特性直接探测了中央引擎的物理条件。在0.5-10 keV的能量范围内，来自EPIC数据的整体X射线光谱，可以通过相对论模糊的光盘反射模型建模。这个光谱模型产生了一个中间黑洞的最佳拟合自旋参数为$α=0.39^{+0.48}_{-0.30}$的Fairall 9。
2011-03-31 astro-ph.CO astro-ph.HE
High-energy monitoring of Seyfert galaxies: the case of NGC 4593
我们讨论了2015年1月在活动星系核NGC 4593上进行的XMM-牛顿和NuSTAR联合监测计划的初步结果，该计划包括5x 20 ks观测，间隔两天。源被发现是可变的，无论是在通量和频谱形状，在时间尺度短到几个千分之一秒。当光源变亮时，光谱明显变软。一个简单的时间分析表明，存在一个可变的软过剩，与主要的连续。
2015-10-07 astro-ph.HE
Observing the launch of an Eddington wind in the luminous Seyfert galaxy PG1211+143
本研究观测到Seyfert星系PG1211+143在超Eddington吸积下发射新的超快风，速度达0.27c，源于先前检测到的流入物质环的吸积，支持连续辐射驱动风模型。
2025-06-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Discovery of a 23.8h QPO in the SWIFT light curve of XMMU J134736.6+173403
XMMU J134736.6+173403是XMM-牛顿偶然发现的一个X射线源，它在空间上与一对星系重合，其中包括一个赛弗特2星系，但在2003年出现了一个非常急剧的持续通量下降，在1小时内下降了6.5倍。通过对2008年2月6日至5月23日的29个雨燕观测数据的分析，发现了周期分别为23.82 ± 0.07 h和71.44 ± 0.57 h的双峰准周期振荡（QPO）。使用钱德拉2008年的观测，我们更准确地评估了X射线源的位置，并表明新的源坐标与塞弗特2星系的位置相吻合。我们提供了一个详细的光谱能量分布的活动星系核对应物使用多波长观测。活动星系核的射电噪声很大，而宽带SED模型表明它是一个质量为9.8 × 10^6 Msun的黑洞，以0.047的爱丁顿比吸积。到目前为止，只有少数情况下报道了活动星系的QPO，最可靠的一个是RE J1034+396，分析~91 ks XMM-牛顿观测发现了1 h周期。双峰QPO的观测频率比为3：1还没有报道到目前为止的任何活动星系核。从周转频率的共振模型，我们评估不同的可能的质量自旋关系。目前还不清楚2003年才观察到的高通量和急剧下降的起源。
2018-03-29 astro-ph.HE
X-ray Intraday Variability of HBL Blazars with XMM-Newton
我们提出了一个广泛的研究X射线日内变化的十个TeV发射高同步辐射峰值耀变体（HBL）：1ES 0229 + 200，1ES 0414 + 009，PKS 0548 - 322，1ES 1101 - 232，1H 1219 + 301，H 1426 + 428，Mrk 501，1ES 1959 + 650，PKS 2005 - 489，1ES 2344 + 514在其运行期间进行了25次XMM-牛顿点观测。在三个能量带中估计了日内变异性：软（0.3 - 2keV）、硬（2 - 10keV）和总（0.3 - 10keV）。虽然这10个TeV HBLs中有7个在3 σ水平上表现出一定的日内变异性，但没有检测到超过6%的主要变异。我们通过从软带和硬带中提取硬度比来探索样品的光谱特性;在任何来源中均未观察到硬度比的显著变化。我们进行功率谱密度分析的可变光曲线拟合幂律，产生的斜率躺在从1.11到2.93的范围内为不同的HBLs。我们简要地讨论了可能的发射机制，并进行了粗略的估计磁场，电子洛伦兹因子和发射区域的大小为7个这些HBLs。
2022-09-12 astro-ph.HE
XMM-Newton reveals a Seyfert-like X-ray spectrum in the z=3.6 QSO B1422+231
在类星体的活动阶段，中心区域的物质流动可能是超大质量黑洞和宿主星系凸起性质的原因。为了理解这种机制是如何工作的，我们需要描述宇宙学红移下吸积物质的几何和物理状态。通过对X射线监测活动中获得的单个天体的稀疏点进行叠加，收集到了远距离类星体为数不多的高质量X射线谱。由于源的可变性，这可能会引入虚假的光谱特征。在这里，我们提出了一个单一的历元，高质量的X射线光谱的z=3.62类星体B1422+231，其流量被引力透镜增强（F $_{2-10 keV}\sim$ 10 $^{-12}$尔格s $^{-1}$ cm $^{-2}$）。发现B1422+231的X射线谱与典型的邻近塞弗特星系的X射线谱非常相似。检测到中性吸收（在源的红移处N $_{H}\sim$ 5 $\times$ 10 $^{21}$ cm $^{-2}$），而在E $\sim$ 7.5 keV处测量到强吸收边，光学深度为$τ\sim$ 0.14。我们还发现了FeK $α$线在E $\sim$ 6.4 keV线（EW $\lesssim$ 70 eV）处的发射暗示，并且在E $\sim$ 15-20 keV能带（静止坐标系）中检测到一个驼峰，表明存在反射分量。在这种情况下，B1422+231的一次发射很可能由kT $\sim$ 40 keV的日冕中UV种子光子的热康普顿化主导，并且反射分量具有相对直接反射归一化r $\sim…
2016-05-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
The coronal parameters of local Seyfert galaxies
活动星系核的一个公开问题是初级X射线发射的性质：它可能是由于软紫外光子的康普顿化，但在发射核光谱望远镜阵列（NuSTAR）之前，发射日冕的光学深度和温度在很大程度上是未知的。它是第一个在轨聚焦硬X射线望远镜，在10-79千电子伏波段的灵敏度比以前的天文台高100倍，能够高精度地研究高能活动星系核。我们提出并讨论了最近测量的NuSTAR（经常与XMM-牛顿，朱雀或雨燕）与前所未有的准确性，在一些本地塞弗特星系的活动星系核的热日冕参数的结果。
2015-11-04 astro-ph.HE
1ES 1927+654: a bare Seyfert 2
1 ES 1927+654是一个活动星系核（AGN），似乎与统一模型相悖。它具有2型光谱，但几乎没有X射线遮蔽。利用2011年获得的XMM-Newton和Suzaku观测数据研究了1 ES 1927+654的X射线性质。利用XMM-Newton同步光学-X射线数据得到的光谱能量分布表明活动星系核具有典型的爱丁顿比（L/LEdd = 0.014-0.11）。X射线光谱和快速的变化是一致的起源于一个标准的吸积盘周围的日冕。部分覆盖模型可以描述的X射线数据，但是，窄Fe Ka发射线预测标准光电吸收没有检测到。电离的部分覆盖也有利于高速外流（v ~ 0.3c），这要求风的动力学光度大于活动星系核辐射光度的30%。这样的值并不罕见，但对于1 ES 1927+654，它需要风非常接近黑洞（~ 10 Rg）。模糊反射模型也可以很好地描述1 ES 1927+654的光谱和时间特性，如果活动星系核被视为近侧，这意味着一个内部吸积盘必须存在。高倾角是有趣的，因为它表明1 ES 1927+654可以像塞弗特2一样定向，与它的光学分类一致，但通过一个脆弱的环面观察。
2013-04-26 astro-ph.HE
NuSTAR/XMM-Newton monitoring of the Seyfert 1 galaxy HE 1143-1810. Testing the two-corona scenario
我们测试的情况下，'裸'塞弗特1星系HE 1143-1810的活动星系核的两个日冕吸积的情况。我们进行了详细的研究的宽带紫外-X射线光谱特性和短期的变化。我们介绍了XMM-Newton和NuSTAR联合监测源的结果，包括5x 20 ks观测，每个观测间隔2天，于2017年12月进行。在不同的观测中，源的通量是可变的，并且在UV和X射线发射之间观察到相关性。在软带中观察到中等光谱变化。时间平均的X射线光谱在$\sim 100$ keV处显示出与热康普顿化一致的截止。我们检测到铁K $α$线一致，在运动过程中是恒定的，并起源于轻度电离介质。这条线伴随着一个温和的，电离的反射分量。一个软过剩是明显存在低于2千电子伏，以及描述了热康普顿在一个“温暖”的电晕与温度的$\sim 0.5$千电子伏和汤姆逊光学深度的$\sim 17-18$。对于热硬X射线发射日冕，我们得到的温度为$\sim 20$ keV和光学深度$\sim 4$假设一个球形的几何形状。假设热日冕的喷流发射盘（JED）也提供了一个很好的宽带光谱的描述。在这种情况下，数据是一致的吸积率之间变化的$\sim 0.7$和$\sim 0.9$爱丁顿单位和过渡之间的外部标准盘和内部JED在$\sim 20$引力半径。宽带高能量数据同意吸积流模型由两个阶段组成：一个外部标准吸积盘与温暖的上层，负责光学-UV发射和软X射线过剩，和内部超薄JE…
2019-12-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Multi-Zone warm and cold clumpy absorbers in 3 Seyfert galaxies
本文首次对Seyfert 1星系UGC 3142和ESO 140-43以及Seyfert 2星系ESO 383-18的活动星系核进行了详细的X射线分析，以研究它们吸收体的几何和物理特性。对高质量的XMM-牛顿EPIC和RGS数据以及Swift/XRT和BAT和INTEGRAL IBIS/ISGRI数据进行了分析，以便涵盖0.3- 110 keV能量范围。对于ESO 140-43，还使用了XMM-Newton/OM和Swift/UVOT数据。我们使用EPIC/PN光变曲线研究了这三个活动星系核在秒时间尺度上的变化，并使用XMM-牛顿进行的两次相隔6个月的观测研究了ESO 140-43的长期时间尺度变化。三个塞弗特星系的光谱在能量E < 2 keV处呈现出一种“软过剩”，这种能量高于幂律连续谱，可以用复吸收来模拟，而不需要任何额外的发射分量。UGC 3142和ESO 383-18的X射线源被两层中性物质吸收，其中UGC 3142的覆盖率f_1=0.92和f_2=0.57，ESO 383-18的覆盖率f_1=0.97和f_2 = 0.86。虽然星团吸收体可能是盘状风的一部分，或者是UGC 3142的宽线区域，但在ESO 383-18的情况下，星团环和康普顿薄尘埃带更有可能。ESO 140-43的光谱可以很好地拟合使用的三个cluerons电离吸收剂具有不同的覆盖因子，柱密度和电离参数，可…
2010-05-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
The broad-band spectrum of the Narrow-line Seyfert 1 NGC 4748: from UV to hard X-ray
本文报道了用XMM-Newton/PN、INTEGRAL/ISGRI和SWIFT/BAT望远镜对窄线塞弗特1星系NGC 4748进行宽带（0.5-500 keV）数据分析的结果。这个星系有一个软X射线过剩，这是典型的窄线塞弗特1类。在这样的物体中软过剩的起源问题仍然不清楚。我们测试和比较了两种基于不同物理场景的软X射线谱模型。第一种是基于Done & Nayakshin模型的垂直方向两相吸积盘，其中包括两个不同电离水平的反射区。根据这个模型，我们发现，一个高度电离的反射电离$ξ\sim3000$ $erg~s^{-1}~cm$的值，是主要负责软过剩。这种反射变得与中等X射线范围内的低电离反射（$ξ\sim30$ $erg~s^{-1}~cm$）相当。然而，该模型还需要一个额外的组件在软能量与$kT\sim300$ eV。第二个模型是一个积极的自洽模型，并假设软过剩所产生的光学厚热康普顿光盘发射。结合紫外线（来自XMM/光学监测器）和X射线数据，在后一个模型中，使我们能够确定$6.9\times10^6 M_{\odot}$和爱丁顿比$log_{L/L_{Edd}}\simeq-0.57$的中心黑洞的质量。此外，我们不能排除一个竞争模型只使用NGC 4748的X射线光谱。
2018-09-28 astro-ph.HE
Intra-Night Optical monitoring of three γ-ray detected Narrow-line Seyfert 1 galaxies
对于3个射电强$γ$射线探测到的窄线塞弗特1（$γ$射线NLSy 1）星系，我们报告了光学变率在夜间和/或周类时间尺度上，基于5个$\geq$ 3小时长的监测会议，为每个星系。这些星系，即1H 0323 $+$ 342（z = 0.0629）、PKS J1222 $+$ 0413（z = 0.966）和PKS J1505 $+$ 0326（z = 0.408）的射电响度因子（R $_{1.4 GHz}$）在1.4 GHz分别为$\sim$ 318、$\sim$ 1534和$\sim$ 3364。对于最远的$γ$ -射线NLSy 1，PKS J1222 $+$ 0413，首次提出了夜间光学变化（INOV）特征。最近的$γ$射线NLSy 1 1H 0323 $+$ 342在5个夜晚中的4个夜晚显示出强烈的INOV，鉴于其最近被重新归类为“射电中间体”（R $_{5 GHz}$ $\lesssim$ 25），其类似耀变体的行为是出人意料的。其特别猛烈的INOV表现为持续$\sim$ 1小时的两次光学爆发，其快速增亮阶段表明，扣除宿主星系和Seyfert核贡献的热光辐射后，光学同步辐射通量的倍增时间为$\sim$ 1小时。一个更现实的“净化”可以大大减少通量倍增时间，使其在速度上更接近于blazar PKS 1222 $+$ 216和PKS 2155 $-$ 304报告的超快VHE（$>$…
2018-11-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
The X-ray Nature of Nucleus in Seyfert 2 Galaxy NGC 7590
本文介绍了对Seyfert~2星系NGC 7590的Chandra高分辨率观测结果。据报道，该物体在低空间分辨率ASCA数据中没有显示X射线吸收。XMM观测结果表明，NGC 7590的X射线发射主要由非核超亮X射线源（ULX）和宿主星系的扩展发射主导，并且核心相当弱，可能存在康普顿厚度的活动星系核。我们最近对NGC 7590的Chandra观测使我们能够有效地去除ULX和扩展元件的X射线污染。在~ 4x 10 ^{-15} erg/s/cm^-2通量水平下，核源仍未被探测到。虽然没有探测到，但钱德拉的数据给出了2--10 keV的通量上限约为6.1 × 10 ^{-15} erg/s/cm^-2（在3 σ水平），比XMM值小3倍，这有力地支持了原子核的康普顿厚度性质。此外，我们在星系D25椭圆内探测到5个非核X射线点源，它们的光度都在2 × 10 ^{38} erg/s以上（假设距离为NGC 7590），都为2 - 10 keV。特别是，以前由ROSAT数据确定的ULX被钱德拉分解为两个不同的X射线源。我们的分析强调了高空间分辨率图像在发现和研究ULX中的重要性。
2012-03-25 astro-ph.CO astro-ph.HE
Markarian 6: shocking the environment of an intermediate Seyfert
马卡良6（Markarian 6）是一个距离我们很近的（D~78 Mpc）塞弗特1.5的早期型星系，有两组射电泡。外围星系的跨度约为7.5千秒差距，并正在向宿主星系的晕区扩张。我们提出了一个分析我们的新的钱德拉观测，连同档案XMM-牛顿数据，寻找证据，从周围的外部无线电气泡的冲击气体发射，无论是从空间分辨区域在钱德拉和光谱分析的XMM数据。我们还寻找一个可变的吸收柱沿着我们的视线Mrk 6的证据，解释在活动星系核光谱中看到的明显差异，从各种，非同期，观测。我们发现，可变吸收假说解释了钱德拉和XMM光谱之间的差异，钱德拉光谱被大量吸收。本征N_H在短时间尺度（2-6年）内变化范围为~ 8x 10 ^{21} atoms* cm^{-2}~ 3x 10 ^{23} atoms*cm^{-2}。源的过去演化表明，这可能是由靠近活动星系核中心的一团气体引起的，在观测的那一刻，它从我们面前经过。在射电泡周围探测到热X射线发射的壳层，温度约为0.9 keV。我们估计的外部介质的温度约为0.2千电子伏，使用我们的钱德拉图像的亮度约束。我们用朗肯-雨果尼奥激波跳跃条件分析了这些结果，得到了~3.9的马赫数，这与壳体中的气体在ISM周围引起强激波的情况相一致。这可能是第三次清楚地探测到无线电强大的塞弗特星系产生的强烈冲击。这些结果与先前对半人马座A和NGC 3801的发现相一致，支持了这样一种观点，…
2011-01-31 astro-ph.CO astro-ph.HE
Emission line profiles and X-ray observations of Broad and Narrow Line Seyfert 1 Galaxies
窄线塞弗特1型星系代表了1型活动星系核大家族中的一个独特类别。发射谱线不超过2000 km/s，结合与它们的宽线发射类似物相当的光度估计，表明它们的中央引擎的燃料具有一些极端的性质。有两种假说更普遍地被考虑：一方面，有人认为NLS 1的特殊特征可能被解释为一个几何上扁平的源的近极点视图的结果;另一方面，有论点支持一个相对低质量的黑洞的解释，以非常高的速度吸积。这两种解释提供了优点和缺点，但是，尽管不同的假设物理，他们同意在确定NLS 1作为我们的宽线区的结构和动力学的AGN的理解的关键试验场。在这里，我们报告的结果调查异步光学和X射线光谱观测，分别从斯隆数字巡天和XMM-牛顿科学档案中提取的样品的宽和窄线发射塞弗特1星系。利用XMM上携带的不同仪器收集的数据，我们试图识别出这两类观测到的宽带光谱中的各种成分。我们讨论的关系，热，非热，线发射和宽频带的吸收成分的X射线源显示与光学发射线的轮廓，解释在一个复合宽发射线区结构模型的框架。
2011-06-13 astro-ph.HE
X-ray Intraday Variability and Power Spectral Density Profiles of the Blazar 3C 273 with XMM-Newton during 2000-2021
我们目前的X射线日内变化和功率谱密度（PSD）分析的最长的23点XMM-牛顿观测的耀变体3C 273，在2000 - 2021年。这些良好的时间间隔包含5至24.6小时的数据。已估计在三个能带：0.2 - 2千电子伏（软），2 - 10千电子伏（硬），和0.2 - 10千电子伏（总）的可变性。在23次观测中，有9次观测显示出一定的变异性，但没有发现超过5%的重大变异。变异性的典型时间尺度为$\sim 1$ ks。对于这些可变的光变曲线，我们发现幂律模型提供了良好的拟合每个PSD，与$-1.7$和$-2.8$之间的大部分的斜率。虽然在任何单独的观察中没有测量到硬度比的变化，但在长期数据中发现了通量和硬度比的反相关性，这表明当更亮时更硬的趋势。我们的通量和光谱分析表明，粒子加速和同步辐射冷却过程作出了重要贡献，从这个耀变体的排放。
2022-01-28 astro-ph.HE
X-ray warm absorber variability of the Seyfert Galaxy Arakelian 564
本文的目的是研究的变化，温暖的吸收体“云的电离气体活动星系”，赛弗特1星系阿拉克564。用EPIC和RGS仪器分析了该天体四次XMM-牛顿观测的X射线谱。这四次观察涵盖了11年的时间。在不同的观测中，吸收物质的电离参数（$ ξ$）有一些变化（2000年的观测为$\logξ=0.889 \pm 3.11 \times 10^{-2}$，2001年的观测为$0.437 \pm 7.60 \times 10^{-2}$）。利用EPIC谱中的两个黑体参数（第一个黑体温度为$\sim $、$0.129 \pm 2.04 \times 10^{-3}$ Kev，第二个黑体温度为$\sim 1.74 \pm 7.6 \times {10^{-2}}$ Kev）和RGS谱中的一个黑体参数，研究了这四个观测点的X射线软过剩。
2019-03-17 astro-ph.HE
X-ray monitoring of the radio and gamma-ray loud Narrow-Line Seyfert 1 Galaxy PKS 2004-447
我们提出了XMM-牛顿和雨燕观测的X射线分析的初步结果，作为2012年射电强窄线塞弗特1星系PKS 2004-447的多波长监测活动的一部分。最近费米/LAT在其他四个这种类型的星系中发现了伽马射线源。0.5-10 keV的X射线谱可用简单的吸收幂律（光子指数~ 1.6）很好地描述。光源亮度在几个月到几年的时间尺度上表现出光谱变化的迹象，这遵循一个“更蓝时更亮”的行为，类似于耀变体。
2013-12-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Extreme ultra-soft X-ray variability in an eROSITA observation of the Narrow-Line Seyfert 1 Galaxy 1H 0707-495
超软窄线塞弗特1星系1H 0707-495是一个著名的、高度可变的活动星系核（AGN），具有复杂、陡峭的X射线谱，并已被XMM-牛顿广泛研究。1H 0707-495于2019年10月11日在光谱伦琴伽马（SRG）任务上使用成像望远镜阵列（eROSITA）进行扩展伦琴巡天观测，持续约60，000秒，作为第一个校准和定点验证阶段（CalPV）观测之一。eROSITA光变曲线显示出显著的变化性，其形式为通量减少58倍，1 σ误差置信区间在31和235之间。这种可变性主要在软带中，并且在硬带中不那么极端。在同时进行的XMM-牛顿光学监测器观测中没有检测到强烈的紫外线变化。紫外辐射约为10^44尔格·s^-1，接近爱丁顿极限。1H 0707-495进入了XMM-牛顿观测20年来所见的最低硬通量状态。在2020年4月进行的eROSITA全天巡天（eRASS）观测中，X射线光变曲线在超软波段的变化仍然较大，但软带和硬带计数率的增加与之前观测到的通量状态更相似。一个模型，包括相对论反射和可变的部分覆盖吸收体是能够拟合的光谱，并提供了一个可能的解释极端的光变曲线的行为。吸收体可能是电离的，因此对软X射线更透明。这会泄漏不同数量的软X射线，导致大幅度的软X射线变化。
2020-12-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Difference in Narrow Fe KαLine Emission Between Seyfert 1 and Seyfert 2 Galaxies
我们收集了89个Seyfert星系的样本，它们具有Spitzer IRS观测到的[OIV] 25.89 μ m线光度和XMM EPIC观测到的X射线光谱。用[OIV]辐射代替活动星系核的内禀光度，我们发现虽然2型活动星系核具有较高的线等效宽度，但Compton-Thin和Compton-Thick Seyfert 2星系的窄Fe K α线的光度分别比Seyfert 1星系弱2.9 ± 0.8 - 0.6和5.6 ± 1.9 - 1.4倍。这表明，在窄Fe K α线光度作为活动星系核内禀光度指示器之前，对不同类型的活动星系核需要采用不同的校正因子。我们还发现，在我们的样本中的Seyfert 1星系的平均略大的线宽和较高的线质心能量，这表明污染的高度电离的Fe线或更广泛的线发射从小得多的半径，但这种影响是太弱，不能解释之间的1型和2型活动星系核的窄Fe K α线光度的巨大差异。这是第一次观测到活动星系核中Fe K α窄线发射具有各向异性的证据。观察到的差异是一致的，假设一个平滑分布的模糊环面的理论计算，并可以提供独立的约束环面的结块。
2010-10-28 astro-ph.HE
