Testing X-ray Reprocessing and Mapping the Soft Excess of NGC 7469 with NICER
该研究基于 210 天 NICER 与 Swift 同期观测，通过 X 射线/紫外混响分析表明 NGC 7469 的软超量源于内吸积盘对电冕辐射的反射，且电冕通过热再处理驱动 UVW2 变化。
2025-04-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spotting the misaligned outflows in NGC 1068 using X-ray polarimetry
我们模拟了西弗特2星系NGC1068的活动核中复杂的后处理引起的预期X射线偏振。最近对红外干涉测量观测的分析表明，中央发动机喷出的电离外流与模糊环面的对称轴不一致。这一结论是通过将窄线区域的表观取向外推到电离锥的内部得到的。我们表明，未来的软X射线偏振矢量的测量明确地确定电离锥的方向。此外，跨宽光子能量范围的X射线偏振测定法可以独立地验证电离锥与环面的轴之间的未对准。为了模拟预期的偏振百分比和位置角，我们应用辐射转移代码STOKES。原始X射线辐射的再处理发生在吸积盘、周围的赤道环面和倾斜的电离流出物中。我们还研究了额外的赤道散射之间发生的吸积盘和内表面的环面。不同的后处理组件之间的辐射耦合计算相干。所得到的偏振特性取决于再处理区域的光学深度和观察者的视角。我们表明，即使在不利的条件下，流出相对于环面轴的不对准可以确定从旋转的偏振位置之间的角度较软和较硬的X射线。我们认为，在NGC 1068的流出相对于环面轴的错位可能会受到限制，未来的X射线任务，如果配备了宽带偏振计。
2011-04-26 astro-ph.CO astro-ph.HE
Properties of the Obscuring Torus in NGC 1052 from Multi-epoch Broadband X-ray Spectroscopy
无论是在临近宇宙还是在高红移处，活动星系核（AGN）的最内部都被观测到有一部分是昏暗的。然而，造成遮蔽的结构的性质，特别是在低光度活动星系核，目前知之甚少。我们提出了一种新的方法，多历元宽带X射线光谱，锚定在长期的平均光谱在硬X射线带，适用于附近，X射线明亮的活动星系NGC 1052。基于一个简单的、密度均匀的圆环X射线再处理模型，从核周物质中的X射线再处理的光谱特征中，我们发现覆盖因子为80-100%，全局平均柱密度范围为（1-2）× 10^23 cm ^-2。这与独立测量的可变视线柱密度范围非常匹配，导致NGC 1052中模糊环面的简单和自洽的图像，类似于最近文献中的其他几个活动星系核。比较这个X射线约束环面模型与测量的空间分辨次秒差距的吸收从无线电观测，我们发现，它可能是可能的帐户X射线和无线电数据与环面模型具有陡峭的密度梯度沿轴的相对论射流。这为改进NGC 1052和更广泛的活动星系核环核环境的物理模型提供了一个有价值的方向。
2021-09-06 astro-ph.HE
The Origin of UV-optical Variability in AGN and Test of Disc Models: XMM-Newton and ground based observations of NGC4395
活动星系核的短时间尺度（周/月）变化的起源，无论是由于内在的磁盘变化或周围的吸积盘的X射线发射的再加工，多年来一直是一个谜。然而，最近的一些观测计划，特别是NGC 5548与雨燕，已经表明，紫外/光学变化落后于X射线变化的方式强烈支持X射线后处理。有些令人惊讶的是，吸积盘的隐含大小比标准的，光滑的，Shakura-Sunyaev薄盘模型的预期大3倍。虽然这种差异可以用星团吸积盘来解释，但目前还不清楚这种差异是否会发生在所有活动星系核中，或者它是否会随着黑洞质量、吸积速率或盘温度的变化而变化。对大多数活动星系核的带间滞后的测量需要长时间尺度的监测，这是很难安排的。然而，对于低质量（<100万太阳质量）活动星系核，XMM-牛顿EPIC（X射线）与快速读出模式下的光学监测器相结合，可以在单次长时间观测中测量X射线/紫外光滞后。在这里，我们总结了以前的相关观测，并报告了NGC 4395的XMM-牛顿观测（质量比NGC 5548低100倍，吸积率低20倍）。我们发现UVW 1比X射线滞后约470 s。在6个不同的地面观测站同时进行观测，也允许测量g-波段滞后（~ 800 s）。这些观察结果与X射线后处理一致，但初步分析表明，对于NGC 4395，它们与标准薄盘模型的预测没有明显差异。
2016-01-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Flares in the changing look AGN Mrk 590. I: The UV response to X-ray outbursts suggests a more complex reprocessing geometry than a standard disk
Mrk 590是一个已知的外观变化的活动星系核，它在2012年几乎关闭，然后在2017年部分重新点燃，进入重复燃烧状态，这对活动星系核来说是不寻常的。自2013年以来，我们的\emph{Swift}观测使我们能够解释吸积产生的排放及其在变化的AGN中心引擎中的再处理。的X射线和紫外线的变化幅度高于通常观察到的“稳态”AGN在类似的中等吸积率，相反，变异性是类似的高度吸积AGN。异常强烈的X射线与紫外线的相关性表明，紫外线发射区是由X射线爆发直接照射的。我们发现的证据表明，X射线是由两个紫外线组件，在$\sim$ 3天和一个微弱的额外的再处理器在近零滞后占主导地位。然而，我们排除了一个显着的贡献，从弥漫宽线区连续，已知的贡献真正的活动星系核。一个接近零的滞后预计一个标准的“灯柱”磁盘后处理模型与驱动连续源附近的黑洞。整体的紫外响应主要是由$\sim$ 3天滞后的组成部分表明一个复杂的后处理几何形状，与大多数的紫外连续不产生在一个光盘，也发现在最近的研究NGC 5548和NGC 4151。尽管如此，观察到的耀斑显示特征的时间尺度为$\sim$ 100休息帧天，符合预期的热时间尺度在一个吸积盘。
2023-01-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Corona-heated Accretion-disk Reprocessing: Frequency-Resolved Lag Predictions for UV/Optical Reverberation Mapping of Active Galactic Nuclei
针对经典吸积盘模型无法解释NGC 5548频率分辨时滞的问题，研究人员提出CHAR模型可很好重现该时滞，还预测了Mrk 817的时滞，给出不同黑洞质量与爱丁顿比下的时滞关系，且模型时滞-光度关系与观测相符，为解析AGN中心引擎提供新方向。
2023-12-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Timescale-dependent X-ray to UV time lags of NGC 4593 using high-intensity XMM-Newton observations with Swift and AstroSat
我们提出了一个140 ks的观测NGC 4593与XMM-牛顿提供同时和连续的PN X射线和OM紫外（UVW 1 2910）光曲线，采样短时间尺度的变化比以前的观测更好。这些观测与先前报道的22天Swift X射线和紫外线/光学监测以及4天AstroSat X射线（SXT）、远紫外线（FUV 1541）和近紫外线（NUV 2632）同时进行，这使得它们与高采样XMM之间的测量滞后。根据XMM，我们发现UVW 1滞后于X射线29.5 $\pm$ 1.3ks，是先前根据Swift监测确定的滞后的$\sim$的一半。重新检查的\textit{Swift}数据揭示了一个双峰滞后分布，长和短滞后的证据。然而，如果我们通过5d宽度的LOWESS滤波来降低Swift光变曲线的趋势，那么只剩下较短的滞后（23.8 $\pm$ 21.2ks）。与PN和SXT相比，NUV观测证实了XMM发现的$\sim$ 30 ks滞后，并且在应用4d滤波以去除长时间尺度分量之后，FUV显示出$\sim$ 23 ks的滞后。由此产生的新UVW 1、FUV和NUV滞后光谱扩展到X射线波段，而不需要额外的X射线到UV滞后偏移，如果UV来自X射线的再处理，则意味着直接照射再处理器。通过参考以前的雨燕和HST滞后测量，我们得到了一个X射线光学滞后光谱同意使用KYNreverb光盘处理代码的模型，假设接受的质量$7.63\ti…
2022-11-18 astro-ph.HE
First detection of the outer edge of an AGN accretion disc: Very fast multiband optical variability of NGC 4395 with GTC/HiPERCAM and LT/IO:O
本文介绍了用利物浦望远镜对低质量活动星系核NGC 4395进行快速（~ 200 s采样）Ugriz测光，然后用10.4mGTC上的HiPERCAM对该星系核进行非常快速（3s采样）的us、gs、rs、is和zs同步监测。这些观测提供了有史以来最快的活动星系核多波段测光和非常精确的滞后测量。与所有其他活动星系核不同，gs滞后于我们很大一部分，这与盘的后处理一致，但与宽线区（BLR）的后处理不一致。在长波长下，滞后随波长的增加非常小，表明洗消机的外缘（Rout）。我们已经比较了截断光盘再处理模型相结合的HiPERCAM和以前的X射线/紫外线滞后。对于3.6E5太阳的正常接受的质量，我们得到合理的协议与零自旋，Rout ~1700 Rg，和DONE物理动机的温度相关的光盘颜色校正因子（fcol）。如果fcol=2.4，则只能容纳较小质量的4 E4太阳能，这可能是不切实际的高。盘的自重在这个低质量活动星系核中可能并不重要，但一个模糊的风可能会提供一个优势。对于小质量的尘埃升华半径类似于Rout，因此风可能是尘埃。然而，对于更可能的大质量，升华半径更远，因此线驱动的气态风的光学厚度的基础更有可能。在两种情况下，BLR的内边缘都接近Rout。这些意见提供了第一个很好的证据，截断活动星系核光盘和警告，截断应包括在混响滞后模型。
2022-12-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Frequency-resolved lags in UV/optical continuum reverberation mapping
近年来，涉及附近活动星系核高节奏紫外/光学监测活动的连续混响映射已被用来推断其吸积盘的大小。这些活动的主要结果之一是，与标准模型相比，在许多情况下，吸积盘显得太大，大了2 - 3倍。这部分可能是由于来自宽线区域（BLR）的扩散连续发射，这由巴耳末跳跃周围的过量滞后指示。标准的互相关滞后分析技术通常用于恢复峰值或质心滞后，并且不能容易地区分来自磁盘的再处理和BLR。然而，频率分辨的滞后分析，其中确定在每个傅立叶频率的滞后，有可能分离出不同尺寸尺度上的再处理。在这里，我们提出了模拟，以证明这种方法的潜力，然后应用极大似然的方法来确定在NGC 5548的频率分辨滞后。我们发现，NGC 5548的滞后一般随频率的增加而平滑地减小，并且不容易单独用吸积盘后处理来描述。标准的互相关滞后是一致的滞后频率低于0.1每天，这表明他们占主导地位的规模大于约10光天的再加工。与BLR一致的更远的再处理器与标准尺寸的吸积盘的组合比单独的更大的吸积盘与观察到的滞后更一致。
2021-11-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
The largest Swift AGN monitoring campaign: UV/optical variability in NGC 5548
我们报告最大的雨燕AGN监测计划，关于UV/光学变化在西弗茨。从塞弗特星系NGC 5548在750天内的554次观测中，我们看到（McHardy et al. 2014）X射线和紫外/光学波段之间有很好的整体相关性，特别是在短时间尺度上（数十天）。发现UVOT带滞后于X射线，其滞后尺度为波长的1.23 +/- 0.31次方，如果紫外/光学变化是由吸积盘对X射线的再处理引起的，则与预期的（1.33）非常一致。然而，观察到的滞后比标准Shakura-Sunyaev圆盘的预期长约3倍，这引起了对该模型详细有效性的真正担忧。这个结果可以用稍大的质量和吸积率，以及更热的盘来解释，或者如果盘是cluerous，从而增强了来自外部区域的发射。
2015-02-26 astro-ph.HE
Frequency-resolved time lags due to X-ray disk reprocessing in AGN
本文研究活动星系核中X射线盘再处理产生的频率分辨时间延迟，发现其形状与观测一致并依赖物理参数，且能自洽解释NGC 5548的延迟与功率谱，是目前唯一成功再现多波段光变幅度和延迟的物理模型。
2025-03-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Correlation and time delays of the X-ray and optical emission of the Seyfert Galaxy NGC3783
我们提出了同时X射线和光学B和V波段的光变曲线的塞弗特星系NGC 3783跨越2年。所有波段中的通量变化很大，波动之间存在显著的相关性。如Stirpe等人之前所示，光学波段同时变化，延迟小于1.5天，但B和V波段都比X射线波动滞后3-9天。该延迟指向由X射线再处理产生的光学可变性，并且延迟值将再处理器置于接近宽线区域。然而，光变曲线的功率谱分析表明，X射线变异性具有幂律形状，在时间尺度~2.9天处弯曲到更陡的斜率，而光学带中的变异幅度继续向覆盖的最长时间尺度（~ 300天）增长。我们表明，功率谱连同小的时间延迟值是不一致的图片，其中所有的光学可变性是由X射线再处理，虽然小振幅，快速的光学波动可能会产生这样的方式。我们在光学波段的长时间尺度上检测到比X射线更大的变化幅度。这种行为增加了类似的结果，最近获得的至少三个其他活动星系核，并表示一个单独的源长期的光学可变性，可能吸积率或热波动的光学发射吸积盘。
2009-05-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
Contrasting X-ray/UV time-lags in Seyfert 1 galaxies NGC 4593 and NGC 7469 using AstroSat observations
我们使用AstroSat对NGC 4593（2016年7月14日至18日）和NGC 7469（2017年10月15日至19日）进行的同步UV/X射线观测研究了Seyfert 1星系中的吸积盘-日冕连接。我们使用软X射线望远镜（SXT）获得的X射线（0.5-7.0 keV）数据和紫外成像望远镜（UVIT）获得的紫外（FUV：130-180 nm，NUV：200-300 nm）数据。我们还使用了同期的雨燕观测NGC 4593和证明AstroSat的X射线/紫外相关研究的能力。我们进行了UV/X射线互相关分析，使用插值和离散交叉关联函数，并发现类似的结果。在NGC 4593的情况下，我们发现X射线的变化导致FUV和NUV波段的变化分别为~ 38 ks和~ 44 ks。这些UV滞后有利于磁盘后处理模型，他们是一致的不确定性与以前的结果。与此相反，我们在NGC 7469中发现了相反的趋势，其中软X射线变化分别滞后于FUV和NUV波段的变化~ 41 ks和~ 49 ks。NGC 7469的硬滞后支持热康普顿化模型。我们的结果可能为吸积盘的可变内禀紫外辐射提供直接的观测证据，这种吸积盘是热康普顿化的种子。使用AstroSat数据未探测到NGC 7469中的盘混响光子，很可能是由于高吸积率导致热吸积盘和大的本征发射。
2023-03-02 astro-ph.HE
Multi-epoch analysis of the X-ray spectrum of the active galactic nucleus in NGC 5506
我们提出了一个多历元X射线光谱分析附近的窄线塞弗特I星系NGC 5506。第一次，Chandra，XMM-Newton，Suzaku和NuSTAR拍摄的光谱-涵盖2000-2014年的时间跨度-同时进行分析，使用最先进的模型来描述活动星系核环境中光学厚物质对主连续谱的再处理。我们研究的主要目标是确定超大质量黑洞的自旋。核X射线光谱被柱密度为$\simeq 3 \times 10^{22}$ cm $^{-2}$的物质光电吸收。软过剩存在于低于光电截止的能量处。光致电离和碰撞电离分量都需要用来拟合它，这个分量在我们的数据所探测的时间尺度上是恒定的。能量高于2keV的光谱是可变的。我们提出，它的演变可能是由流量依赖的变化的几何形状的最里面的区域的吸积盘。NGC 5506中的黑洞自旋被限制为0.93 $\pm _{ 0.04 }^{0.04}$，在90%的置信水平上的一个有趣的参数。
2018-06-13 astro-ph.HE
An ultracompact X-ray binary in the globular cluster NGC 1851
利用哈勃空间望远镜对球状星团NGC 1851中的低质量X射线双星4U 0513-40进行了远紫外测光研究。我们的观察揭示了一个清晰的，大致正弦周期信号与$P \simeq 17$分钟和幅度3%-10%。该信号似乎完全相干，可以模拟为一个简单的再处理效果与系统中的一个白矮星施主星的照射面所呈现的投影面积的变化。所有这些性质都表明，我们探测到的信号是轨道性质的，从而确认4U 0513-40是一颗超紧凑X射线双星（UCXB）。在球状星团中，所有四个已确认的UCXB的轨道周期都小于30分钟，而在银河系中，几乎所有的UCXB的轨道周期都大于30分钟。这表明，动力学形成过程主导UCXB生产集群，产生不同的轨道周期分布比之间观察到的领域UCXB。基于可能的系统参数，我们表明，4U 0513-40应该是一个强大的引力波源，并可能在一个多年的任务过程中被LISA检测到。
2009-05-01 astro-ph.HE
EUCLIA. II. On the puzzling large UV to X-ray lags in Seyfert galaxies
最近与雨燕进行的强烈X射线和紫外线监测活动在几个局部活动星系核（AGN）中发现了明显的紫外线滞后于X射线。如果UV变化仅仅是由于X射线再处理引起的，则UV到X射线的滞后通常比预期大（高达~ 20倍）。我们以前开发了一个模型，其中的UV/光学变化归因于磁盘的双折射，和大尺度湍流的影响被认为是。我们的模型克服了后处理方案的许多严峻挑战，可以很好地解释NGC 5548中观测到的变化，特别是紫外/光学波段之间的相关性和滞后。在这项工作中，假设电晕加热与内吸积盘中的双折射有关，我们扩展我们的研究来模拟X射线和UV/光学波段之间的相关性和滞后。我们发现，我们的模型，而不需要光的回应，可以很好地再现所观察到的UV到X射线滞后和光学到UV的滞后同时在四个本地Seyfert星系，包括NGC 4151，NGC 4395，NGC 4593，和NGC 5548。在我们的方案中，相对较大的UV到X射线的滞后预计AGN与较小的最内层磁盘半径，因此更紧凑的日冕。有趣的是，在这项工作中研究的这些塞弗特星系，具有相对较大的UV到X射线滞后的源确实有较宽的Fe Ka线，这表明由于更紧凑的日冕和更小的最内层盘半径而导致的相对论性增宽。如果得到更多的X射线和紫外线监测活动的证实，这一有趣的发现将为内盘/日冕提供新的探测器。
2020-02-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
Correlated X-ray/Ultraviolet/Optical Variability in NGC 6814
我们目前的结果，为期3个月的综合X射线/紫外线/光学监测活动的塞弗特1星系NGC 6814。2012年6月至8月，雨燕在X射线和紫外波段对该物体进行了监测，2012年5月至7月，利物浦望远镜在B和V波段对该物体进行了监测。利用互相关分析，我们计算了X射线和低能量带之间的时间延迟。这些滞后被认为与光在中心X射线发射区和吸积盘上更远的区域之间的传播时间有关。计算的滞后支持热再处理方案，其中X射线光子加热盘并被再处理成较低能量的光子。此外，我们适合使用CREAM，马尔可夫链蒙特卡罗代码的标准光盘的光变曲线。最佳拟合的标准盘模型产生不合理的高超爱丁顿吸积率。假设更合理的增长率将导致严重低估的滞后。如果大部分的再处理起源于光盘，那么这意味着吸积盘的紫外/光学发射区域比标准薄盘模型预测的更远。考虑到宽发射谱线的贡献，B和V的滞后减少了约25%（小于滞后测量的不确定性），尽管来自巴耳末连续谱的额外污染也可能导致大于预期的滞后。这种预测和测量的带间延迟之间的差异，现在变得常见的AGN波长依赖的滞后测量。
2015-12-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
CHEERS Results from NGC 3393, III: Chandra X-ray Spectroscopy of the Narrow Line Region
我们提出了空间分辨钱德拉窄带成像和成像光谱的NGC 3393。这个星系拥有一个康普顿厚度的塞弗特2活动星系核，其亚千秒差距的双极外流与环核气体强烈相互作用。我们确定了窄带过量发射与Ne IX 0.905千电子伏的过渡（可能的贡献，由于中间态铁排放），指向强烈的冲击驱动的活动星系核反馈。成像光谱解析流出ISM相互作用网站和周围的ISM在~100 pc的规模，并建议存在一个热AGN风以上的平面在半径超过冲击网站。交叉锥显示的证据，已通过在环面的间隙，并为碰撞激发的等离子体可能是由冲击约束的赤道流出的光电离的再加工。亚角秒分辨率的深X射线观测（例如Lynx可以非常有效地执行，这也将有力地解决复杂的线发射）是必要的，以消除模型退化和减少局部反馈特性的不确定性。
2018-10-30 astro-ph.HE
Correlated X-ray/UV/optical emission and short term variability in a Seyfert 1 galaxy NGC 4593
我们提出了一个详细的多频率分析的一个密集的监测计划的塞弗特1星系NGC 4593在一个月的时间与斯威夫特天文台。我们使用了185个点来研究六个紫外/光学和两个软（0.3-1.5 keV）和硬X射线（1.5-10 keV）波段的可变性。发现所观察到的变化的幅度从高能量到低能量（X射线到光学）带减小。紫外/光学波段与硬X射线的计数-计数图清楚地表明存在两种主要成分的混合物：（i）高度可变的成分，如硬X射线发射和（ii）缓慢变化的盘状成分。在紫外/光发射中观察到的变化与硬X射线带强烈相关。互相关分析提供了与硬X射线相比更长波长的滞后。这样的滞后清楚地表明，紫外/光学波段的变化跟随硬X射线波段的变化。这意味着观察到的较长波长的变化是由于X射线再处理。虽然所测量的滞后光谱（滞后与波长）如从标准圆盘模型所预期的那样由λ^（4/3）很好地描述，但是发现所观察到的滞后比从标准圆盘模型所预测的值长。这意味着NGC 4593的盘的实际尺寸大于活动星系核（如NGC 5548，Fairall 9）中报道的标准薄盘的估计尺寸。
2017-11-30 astro-ph.HE
Measuring Light Echos in NGC 4051
对利用NuSTAR天文台对NGC 4051进行的五次存档X射线观测进行了分析，揭示了覆盖广泛X射线光子能量的波段中通量变化之间的滞后。在比较的所有成对频带中，较硬频带在时间频率~5E-5 Hz处始终滞后较软频带至少1000 s。此外，在~ 2 E-4 Hz的频率下测量到高达400 s的软带滞后。来自内部吸积盘中过量软带发射的光回波不能解释这些数据中的滞后，因为它们与预计软带没有反射贡献的能带交叉相关。的基本属性的时间延迟已被参数化，通过拟合顶帽响应函数，随光子能量的变化，充分考虑到测量的时间滞后值之间的协方差。低频硬带滞后和过渡到软带滞后是一致的混响延迟所产生的时间滞后从环核散射的X射线，虽然需要更大的模型复杂性来解释整个频谱的滞后。正如预期的那样，散射部分随着光子能量的增加而增加，并且散射部分很高，表明洗消机在连续源周围具有约50%的全局覆盖部分。核周围的物质，可能与距主X射线源几百个引力半径处的盘风有关，可以提供适当的后处理。
2017-02-14 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
Modeling the optical/UV polarization while flying around the tilted outflows of NGC 1068
最近的多波段光谱和脉泽观测的建模表明，在原型的Seyfert-2星系NGC 1068的核区域的电离流出相对于遮蔽环面的垂直轴倾斜。在此基础上，我们建立了NGC 1068光学/紫外波段的复杂后处理模型。我们应用辐射转移程序STOKES计算偏振光谱和图像。电子和尘埃散射和辐射耦合发生在多组分物体的内部区域的影响被考虑在内，并在不同的极角和方位角的视角进行评估。再现了观测到的活动星系核的1型/2型极化二分法。在假设观察者朝向NGC 1068的倾斜度下，极化由极外流中的散射主导，因此它指示了它们相对于环轴的倾斜角。虽然我们的模型结果的详细分析仍在进行中，我们简要地讨论它们如何与现有的NGC 1068偏振观测。
2012-04-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
Correlated X-ray/UV/optical variability and the nature of accretion disc in the bare Seyfert 1 galaxy Fairall~9
利用\swift{}监测观测资料研究了一个裸露的Seyfert 1星系Fairall~9的多波长光变，该观测资料由跨越近两年的六个紫外/可见波段和X射线的$165$可用点组成。Fairall~9在所有波段中变化很大，尽管变化幅度从X射线到光学波段逐渐减小。X射线和UV/光学波段的变化具有很强的相关性。我们使用{ \tt JAVALIN}工具进行的混响映射分析表明，UV/光学波段的变化滞后于$\sim 2-10{\rm~days}$的X射线波段的变化。这些滞后测量强烈地表明，光学/UV变化主要是由X射线的变化引起的，并且大部分光学/UV发射的起源是X射线再处理。所观察到的滞后被发现$τ\proptoλ^{1.36\pm0.13}$，与预测，$τ\proptoλ^{4/3}$，X射线在一个标准的吸积盘后处理的变化。然而，预测滞后的标准吸积盘X射线后处理使用黑洞质量（$M_{BH} \sim 2.6\times10^{8}~M_{\odot}$）估计的混响映射的宽发射线和吸积率相对于爱丁顿率（$\dot{m_E} =0.02$）比观察到的滞后。这些观测结果表明Fairall~9星系的吸积盘比标准盘模型预测的要大，并证实了在其他一些Seyfert 1星系如NGC~5548中的类似发现。
2016-12-05 astro-ph.HE
Correlated X-ray/Ultraviolet/Optical variability in the very low mass AGN NGC 4395
我们报告了2008-2009年为期一年的Swift X射线/紫外/光学计划监测NGC 4395矮塞弗特核的结果。在监测期间，发现来自原子核的紫外线/光通量变化很大，在每个观测到的紫外线/光波段（跨越1900 - 5500 nm）中具有类似的变化模式。特别是，NGC 4395在1900光年波段的光度在监测期间变化了8倍以上。在UV/光学波段中的分数变异性小于在X射线中观察到的分数变异性，X射线/光学比率随着通量的增加而增加。在X射线和每个紫外线/光学波段的伪瞬时通量测量值具有良好的相关性，互相关系数>0.7，在99.9%的置信度下具有显著性。从2006年开始的档案斯威夫特观测对NGC 4395的日间X射线/光学变化进行了采样。这些档案数据表明，X射线和b波段之间有很强的相关性，互相关系数为0.84（在99%以上的置信度下显著）。交叉关联函数中的峰值边缘分辨且不对称，表明X射线领先b带，但领先1小时。为了应对最近（2011年8月）来自NGC 4395的非常高的X射线通量水平，我们触发了Swift ToO观测，对小时内的X射线/UV变化进行采样。这些观测结果表明，尽管存在很大的不确定性，但1900 μ s的波段滞后于X射线通量约400 μ s。X射线和UV/光学光变曲线之间的紧密相关性，以及我们对滞后时间尺度的限制，与NGC 4395的UV/光学变化是一致的，主要是由于吸积盘对X射线光子…
2012-02-06 astro-ph.HE
Discarding the disc in a changing state AGN: the UV/X-ray relation in NGC 4151
最近的监测活动，旨在映射吸积制度的活动星系核显示主要的差异与模型中的光学/紫外线（UV）产生的X射线照射，光学厚盘材料在几百个引力半径。然而，这些活动只监测到低于$10$ keV的X射线，而这些活动星系核的辐射热光度大多数都在$50$ keV以上。我们使用\cite{E17}最近在NGC 4151上进行的多波长活动的数据-NGC 4151是唯一明亮到足以用\textit{Swift} BAT在更高能量下监测的活动星系核。我们开发了一个光谱定时模型与热电晕，温暖的康普顿，和外标准盘。这很好地拟合了时间平均光谱，但完全不匹配从X射线光变曲线预测的UV可变性。然而，它揭示了NGC 4151在这次活动中的辐射光度在爱丁顿光度的$1.4\%$附近，接近AGN发生“变态”转变时的光度，在那里宽的光学线消失了。恒星质量的黑洞在同样低的爱丁顿分数下表现出状态转变，这被广义地解释为内盘被光学薄流所取代。我们发现，紫外光变曲线，而不是匹配的X射线通量的尺寸尺度上的宽线区域（BLR; $1.5-20$光天）的再处理，并排除有光学厚的材料向内的这一点，如预期的那样，如果薄盘被替换为流动低于BLR的内半径。这些结果强调需要更长的时间尺度，多波长监测活动的可变活动星系核。
2019-11-13 astro-ph.HE
Optical line spectra of tidal disruption events from reprocessing in optically thick outflows
大量的潮汐扰动事件（TDE）主要辐射光学和紫外（UV）波长，只有弱的软X射线成分。这种光学过剩的一个模型提出，从一个紧凑的吸积盘的热X射线发射被重新处理到更长的波长的光学厚信封。在这里，我们将在光学厚度的吸积盘风的背景下探讨这种再处理的情况。使用国家的最先进的蒙特卡罗辐射转移和电离软件，我们产生合成的紫外和光学光谱的风和磁盘托管TDEs。我们的模型灵感来自观测，涵盖了一个真实的吸积率和风运动学范围。我们发现，这样的流出可以有效地再处理的光盘排放和生产广泛的巴耳末和氦重组功能常见于TDEs和表现出不对称的红翼。此外，再处理光谱能量分布（SED）的特征色温远低于吸积盘。我们明确地显示如何在黑洞质量，吸积率和风属性的变化影响所观察到的宽带SED和线频谱。一般来说，速度较慢、密度较大的风往往会重新处理更多的辐射，产生更强的巴耳末辐射。我们考虑的大多数流出物都是高度电离的，无法产生UV吸收特征，但这对输入SED很敏感。例如，在仅仅4 $R_{ISCO}$处截断内部圆盘充分地降低风电离状态以产生用于视线观察风的UV吸收特征
2022-01-05 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 obscured active nucleus of NGC 7172 as seen by NuSTAR
利用2014年NuSTAR的32 ks观测数据，分析了Seyfert 2 NGC 7172的X射线辐射特性。该源显示出恒定的康普顿薄遮蔽$N_{H}\approx 8\cdot 10^{22} cm^{-2}$，这与XMM-牛顿、朱雀、ASCA和BeppoSAX在过去30年中观测到的相似。我们揭示了存在一个中等反射分量约<R>0.44和一个窄的FeKα线与$67^{+13}_{-14}$ eV。所应用的环面的数值模型证实了塞弗特核的康普顿薄型，并使我们能够获得环面张开角$Θ_{t}\sim59°$和倾角$Θ_{i}\sim61°$的估计。利用以前的观测资料，我们还证明了内禀光度$L_{intr}$（2-10 keV）的长期变化几乎按量级变化，以及EW $FeK_α$随因子$\sim4$在$\sim12$年时间尺度上的变化，这与中心源和后处理介质之间的$d\sim$距离3.7 pc相吻合。这种内在光度的变化而不改变$N_{H}$值表明了中心源的可变性。同时，光谱分析结果与存在的滞后之间的变化的内禀光度$L_{intr}$（2-10 keV）和EW $FeK_α$，以及行为的强度$I_{FeK_α}$的线是在协议的情况下，观察到的$FeK_α$线产生在一个遥远的气体尘埃环。
2018-11-09 astro-ph.HE
A hard look at thermal reverberation and optical/UV lags in NGC 5548
在许多活动星系核中，紫外光/光学变化的相关性非常好，表现出随波长增加而增加的延迟。据认为，这是由于X射线发射的热再处理的吸积盘。在这种情况下，来自日冕的可变X射线通量照亮了吸积盘，在那里它被部分反射，部分吸收和热化在盘中产生UV/光学混响信号。这将导致时间滞后随着波长的增加而增加。然而，尽管观测到的作为波长函数的时间滞后的形状与模型预测一致，但它们的振幅表明盘的温度比预期的要高得多。在这项工作中，我们估计的响应函数和相应的时间滞后假设一个标准的Novikov-Thorne吸积盘照射的点状X射线源。我们考虑到所有的相对论效应的光传播从X射线源的磁盘，然后到观察者。我们还计算了磁盘的反射，占其电离剖面。结果表明，在X射线源高度较大、吸积率较低的情况下，热混响效应较强。我们还发现时滞随高度和吸积率的增加而增加。我们将我们的模型应用于NGC 5548，我们表明，在这个源中观察到的滞后可以解释的模型，源高度为$\sim 60 ~\rm r_g$和最大自旋黑洞的爱丁顿极限的百分之几的吸积率。
2019-06-19 astro-ph.HE
Investigation on the X-ray emission of NGC 4051 during its 2009 optical/UV-X-ray dissociation phase
Jiangxi Province Key Laboratory of Applied Optical Technology, School of Physical Science and Intelligent Education, Shangrao Normal College（上饶师范学院物理科学与智能教育学院）；School of Digital Technology Application Industry, Shangrao Normal College（上饶师范学院数字技术应用产业学院）
研究了NGC 4051在2009年光学/紫外到X射线解离阶段的X射线特性，发现光学/紫外强相关期后出现紫外爆发与X射线减弱，多方法分析揭示了不同阶段X射线发射的显著差异，结果与传统模型预测不符，支持不均匀吸积盘扰动框架。
2026-03-26 astro-ph.HE
Accretion, ejection and reprocessing in supermassive black holes
这是一份支持大型X射线定时观测站（LOFT）飞行任务概念的白皮书，该观测站被提议作为欧空局的一项中型飞行任务。讨论了LOFT在活动星系核研究中的应用潜力。关于摘要，我们参考了该文件。
2015-01-12 astro-ph.HE
A physical model for the UV/optical power spectra of AGN
活动星系核的紫外/光学变化一直被认为是由吸积盘的X射线照射驱动的。然而，最近的多波长运动附近的塞弗特星系似乎挑战这一范式，观测和基础理论之间存在明显的差异。为了进一步探索活动星系核的紫外/光学和X射线变化之间的联系，我们建立了一个物理模型，在假设活动星系核中X射线经过热再处理的情况下，再现了活动星系核的紫外/光学功率谱（PSD）。这一模型为研究活动星系核的内部区域提供了一种新的途径。我们使用我们的模型来研究NGC 5548的可变性，我们推断，X射线和UV/光学PSD以及带间UV/光学时间滞后都很好地再现。我们还推导出源的物理参数，如X射线日冕的高度和吸积率的约束。我们的研究结果表明，X射线磁盘后处理帐户的活动星系核的全部可变性，在所考虑的时间尺度。使用NGC 5548的早期数据，我们还表明，我们的模型可以再现其PSD在不同的时代，建立使用PSD建模调查源的时间演化的可行性。
2022-07-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
First Search for an X-ray -- Optical Reverberation Signal in an Ultraluminous X-ray Source
利用NGC 5408的同步光学（VLT/FORS 2）和X射线（XMM-牛顿）数据，首次尝试在超亮X射线源（NGC 5408 X-1）中寻找混响信号。这个想法类似于AGN宽线混响映射，其中X射线和光通量之间的滞后测量与开普勒速度估计相结合，应该使我们能够称量中心紧凑对象。我们发现，尽管NGC 5408 X-1的X射线在几百秒的时间尺度上是可变的（RMS为9.0 $\pm$ 0.5%），但光发射没有显示出任何统计学上的显著变化。我们将RMS光学可变性的上限设定为3.3%，即3 $σ$。X射线与光学可变性的比率是X射线再处理效率的指标。在X射线双星中，这个比率大约是5。假设NGC 5408 X-1的比率相似，预期RMS光学变化为$\approx$ 2%，这仍然比本研究中VLT观测的可能值低大约2倍。我们在$\sim$ 24小时时间尺度上发现了光学变异性的边缘证据（3 $σ$）。我们的研究结果表明，这样的测量可以进行，但测光条件，低天空背景水平和更长的同时观测将需要达到类似于X射线双星的光学变化水平。
2016-01-11 astro-ph.HE
Reprocessing model for the optical quasi-periodic oscillations in black hole binaries
许多黑洞X射线瞬变现象在相同频率的光学（紫外）和X射线波段显示出准周期振荡（QPO），这对这些波长的辐射产生模型提出了挑战。我们提出了一个模型，其中的光辐射调制振荡的X射线通量导致不同的照射的吸积盘的外部。在外盘半径与QPO周期之比足够小的系统中，所提出的QPO机制不可避免地发生。我们表明，与在非周期性变化的情况下，它是不可能获得的光学QPO轮廓从那些观察到的X-射线通过传递函数，因为不同的X-射线信号所看到的光盘和观察者。我们表明，随着QPO频率的增加，发生在上升阶段的X射线爆发，均方根值应该是恒定的足够低的频率，然后增加达到峰值，最后大幅下降时，QPO周期变得可比的光穿越时间的外盘。我们预测，在这个模型中的QPO均方根应增加向更短的波长，这一事实可以用来区分它从其他QPO机制。
2015-03-16 astro-ph.HE
The X-ray/UV Connection in NGC 5548: A Rapidly Varying Corona
University of Crete（克里特大学）；Institute of Astrophysics, FORTH（FORTH天体物理研究所）；MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院卡弗里天体物理与空间研究所）；Cahill Center for Astronomy and Astrophysics, California Institute of Technology（加州理工学院凯尔天文学与天体物理学中心）；Astronomical Institute of the Academy of Sciences（科学院天文研究所）
研究通过X射线回波解释NGC 5548的紫外线和光学变异性，发现冠状层动态变化是关键因素。
2025-12-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Modelling the X-ray power spectra of AGN by using reprocessing echoes from an extended corona
本文研究了活动星系核PSD中扩展日冕的X射线反射的特征信号。两个照射吸积盘的X射线斑点的存在会导致两个后处理回波分量之间的干涉，并在PSD中产生不同的物理特征。振荡结构（例如，下降和隆起），但是与灯柱的情况相反，最强的下降并不总是最低频率处的下降。相反，我们发现，最强的倾角出现的频率与较低的源高度相关联，而第一个倾角出现的最低频率与较高的源高度相关联。这是因为混响时间尺度随着源高度而增加。PSD的精确建模则有助于对电晕范围的下限和上限进行约束。此外，混响特征随着不产生反射的源（例如，来自快速相对论流出的额外X射线）。振荡的幅度还取决于由X射线源贡献的稀释量，从而编码关于它们的相对亮度的信息。由于更强的稀释，如果日冕延长，用当前的观测结果对这些特征进行鲁棒检测将变得更加困难。雅典娜未来的观测将使我们能够将这些特征与统计学上重要的细节相吻合，并揭示盘-日冕系统的本质。
2019-05-23 astro-ph.HE
Optical Counterparts of an Ultraluminous X-Ray Source X-1 in NGC 2500
利用哈勃空间望远镜（{ \it HST}）宽视场照相机（WFC 3）/紫外可见光谱仪（UVIS）拍摄的档案图像，对邻近星系NGC 2500中超亮X射线源X-1的光学对应物进行了研究。四个光源已被确定为图像中0.3弧秒的2 $σ$误差半径内的可能对应物。然而，其中只有两个被调查的候选人，由于他们的点状特征和他们的识别在各种过滤器。这两个微弱的候选者的绝对星等分别为$M_{\rm V}$ $\approx$ -3.4和-3.7。并确定了它们可能的光谱类型为B型主序星。根据彩色星等图（CMD）估算的候选者年龄和质量分别为4500万年和7 $M_{\rm \odot}$。两个候选者的光谱能量分布（SED）通过具有光子指数（$α$）$\sim$ 1.5的幂律光谱进行建模。具有这种斜率的光谱可以被解释为在产生光发射的盘的外部对X射线进行再处理的证据。
2019-05-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray Spectral Model of Reprocessing by Smooth and Clumpy Molecular Tori in Active Galactic Nuclei with the MONACO framework
利用蒙特卡罗模拟框架MONACO，建立了活动星系核环核后处理的X射线谱模型。两个环面的光滑和clueless情况下的几何形状被认为是和比较。为了准确地再现康普顿肩，MONACO不仅包括自由电子散射，而且包括束缚电子散射。拉曼和瑞利散射也被处理，散射截面依赖于氢和氦的化学状态包括在内。可以实现由湍流速度引起的多普勒展宽。我们的模型给出了与其他可用的模型，如MYTorus一致的结果，除了由于不同的物理参数和假设的差异。我们研究了康普顿肩的环面参数的依赖关系，发现康普顿肩与线芯的强度比主要取决于柱密度、倾角和金属丰度。例如，金属丰度的增加使康普顿肩相对较弱。康普顿肩的形状也取决于柱密度。此外，这些依赖性变得不同的光滑和clusteries的情况下。讨论了活动星系核康普顿肩的ASTRO-H SXS光谱的可能性。
2016-02-02 astro-ph.HE
Reprocessing of X-rays emission in Ultra-Luminous X-ray sources
Raman Research Institute（拉曼研究所）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics (IUCAA)（天文学与天体物理学大学间中心）
本研究通过三种诊断方法（Fe Kα线搜索、硬度比演化、食内外通量比）约束超亮X射线源的再处理辐射，发现其效率高于银河系X射线双星，并推测周围环境可能金属贫乏或高度电离。
2026-11-02 astro-ph.HE
Compact Optical Counterparts of Ultraluminous X-ray Sources
利用哈勃太空望远镜（HST）的成像数据，我们报告了13个超铝X射线源（ULX）的多波段光度特性，这些超铝X射线源具有独特的紧凑型光学对应物。在几天到几年的时间尺度上检测到震级和颜色变化。光学颜色，可变性，和X射线光通量比表明，大多数ULX的光发射主要是由X射线盘上的再处理，类似于低质量的X射线双星。对于大多数光源，光谱是幂律的，即$F_ν \propto ν^α$，其中$α$在1.0至2.0的范围内，并且光学发射区域具有1 e12 cm量级的尺寸。其中包括NGC 2403 X-1和M83 IXO 82，它们的光谱与标准薄盘的直接发射一致; M101 ULX-1和M81 ULS 1，它们的X射线与光通量比更接近于高质量X射线双星; IC 342 X-1，其中的可见光可能由伴星主导。NGC 5204 X-1的光学对应物和附近的光学星云之间不一致的消光表明它们可能是无关的。
2011-06-01 astro-ph.HE
Corona-Heated Accretion-disk Reprocessing (CHAR): A Physical Model to Decipher the Melody of AGN UV/optical Twinkling
活动星系核（AGN）长期以来一直被观察到“闪烁”（即，它们的亮度随时间而变化），在UV/光学波段中的时间尺度从几天到几年。这样的活动星系核紫外/光学可变性对于探测超大质量黑洞、吸积盘和宽线区域的物理是必不可少的。在这里，我们表明，温度波动的活动星系核吸积盘，这是磁耦合的日冕，可以解释所观察到的高质量的活动星系核的光学光变曲线。我们通过考虑吸积物质在SMBH附近的气体物理，计算了温度涨落。我们发现，只要无量纲的粘度参数$α$，这被广泛认为是由磁流体动力学（MHD）湍流吸积盘控制，约为$0.01$-$0.2$，由此产生的模拟AGN紫外/光学光变曲线与观测的统计特性相同。此外，我们的模型可以同时解释比预期更大的吸积盘的大小和紫外/光学变化对波长的依赖NGC 5548。我们的模型也有可能解释一些其他的观测事实的活动星系核的紫外/光学变化，包括时间尺度依赖的蓝时亮的颜色变化和依赖的紫外/光学变化的活动星系核的光度和黑洞质量。我们的研究结果也展示了一个有前途的方法来推断黑洞的质量，吸积率，和辐射效率，从而促进理解的气体物理和MHD湍流附近的SMBH及其宇宙质量增长的历史，通过拟合AGN的紫外/光学光变曲线在时域天文学的时代。
2020-02-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Modelling Continuum Reverberation in AGN: A Spectral-Timing Analysis of the UV Variability Through X-ray Reverberation in Fairall 9
本文通过构建随时间变化的吸积盘 X 射线再处理模型分析 Fairall 9，证明其紫外变率主要源于内禀发射而非 X 射线反响。
2023-02-13 astro-ph.HE
Daily, multiwavelength Swift monitoring of the neutron star low-mass X-ray binary Cen X-4: evidence for accretion and reprocessing during quiescence
我们进行了第一次长期（60天），多波长（光学，紫外线和X射线）的同时监测的Cen X-4与日常斯威夫特观察从2012年6月至8月，在低质量X射线二进制Cen X-4在静止期间的变化的目标。我们发现Cen X-4在从几天到几个月的时间尺度上的所有能带中都是高度可变的，其中最强的静态可变性仅在4天内X射线计数率下降了22倍。X射线、UV和光学（V带）发射在低至110 s的时间尺度上相关。相关性的形状是指数γ约为0.2-0.6的幂律。X射线谱与氢NS大气（kT=59-80 eV）和幂律（谱指数Gamma=1.4-2.0）很好地拟合，谱形随通量变化而保持恒定。这两种成分是串联变化的，每种成分占总X射线通量的50%左右，这意味着它们是物理联系在一起的。我们的结论是，X射线很可能是由物质吸积到NS表面产生的。此外，基于短时间尺度的相关性，我们也明确地表明，紫外线发射不能是由于从流的影响点，或一个标准的光学厚，几何薄光盘的热发射。光谱能量分布显示出一个小的紫外线发射区，太热了，不可能是由吸积盘产生的，我们认为这是伴星上的一个热点。因此，紫外线辐射很可能是由伴星的再加工产生的，事实上，圆盘的垂直尺寸很小，只能再加工一小部分X射线辐射。我们还发现，在静止的吸积盘可能是紫外微弱，与整个紫外通量的贡献最小。
2013-09-18 astro-ph.HE
X-ray and UV correlation in the quiescent emission of Cen X-4, evidence of accretion and reprocessing
我们进行了第一次长期（60天），多波长（光学，紫外线和X射线）的同时监测的Cen X-4与日常斯威夫特观察，了解低质量X射线二进制Cen X-4在静止期间的变化的目标。我们发现Cen X-4在从几天到几个月的时间尺度上的所有能带中都是高度可变的，其中最强的静态可变性仅在4天内X射线计数率下降了22倍。X射线、UV和光学（V带）发射在低至110 s的时间尺度上相关。相关性的形状是指数γ约为0.2-0.6的幂律。X射线谱与氢NS大气（kT=59-80 eV）和幂律（谱指数Gamma=1.4-2.0）很好地拟合，谱形随通量变化而保持恒定。这两种成分是串联变化的，每种成分占总X射线通量的50%左右，这意味着它们是物理联系在一起的。我们的结论是，X射线很可能是由物质吸积到NS表面产生的。此外，基于短时间尺度的相关性，我们也明确地表明，紫外线发射不能是由于从流的影响点，或一个标准的光学厚，几何薄光盘的热发射。光谱能量分布显示出一个小的紫外线发射区，太热了，不可能是由吸积盘产生的，我们认为这是伴星上的一个热点。因此，紫外线辐射很可能是由伴星的再加工产生的，事实上，圆盘的垂直尺寸很小，只能再加工一小部分X射线辐射。我们还发现，在静止的吸积盘可能是紫外微弱，与整个紫外通量的贡献最小。
2013-10-21 astro-ph.HE
Irradiated, colour-temperature-corrected accretion discs in ultraluminous X-ray sources
虽然已经尝试限制光学对应物的恒星类型为ULX，但光学变化的检测表明它们可能由照射外部吸积盘的X射线的再处理发射主导。在这里，我们报告的结果，从一个组合的X射线和光谱研究的ULX样品，这是选定的具有扩大的盘状X射线光谱，和已知的光学同行。我们同时将来自ULX的光学和X射线数据与来自黑洞周围经过辐照、色温校正的吸积盘的发射的新光谱模型进行了拟合，该吸积盘具有中央康普顿日冕。我们发现，ULXs需要再处理馏分$\sim 10^{-3}$，这是类似于亚爱丁顿热优势状态BHB，但小于已报道的ULXs与软超铝X射线光谱。我们认为，后处理部分可能是由于在一个几何厚的超临界吸积盘的自屏蔽，并从远高于中央黑洞反射的光学薄材料在出生的超爱丁顿风喷射的相反效果。然后，较高的后处理分数报告的ULX与风为主的X射线光谱可能是由于增强散射到外光盘通过更强的风在这些对象。或者，这些ULX中的吸积盘在几何上可能不是特别厚，相反，它们在这方面可能类似于热主导状态BHB。
2014-08-11 astro-ph.HE
Exploring the role of X-ray reprocessing and irradiation in the anomalous bright optical outbursts of A0538-66
1981年，Be/X射线双星（Be/XRB）A0538-66在X射线和光学波段出现了高峰值亮度的爆发。光学爆发被定性地解释为X射线在双星系统周围的气体云中的再处理。从那时起，人们获得了关于A0538-66的更多重要信息，并开发了复杂的光致电离代码来计算由中心X射线源照射的气体星云发出的辐射。根据新的信息和可用的工具，我们再次研究了A0538-66显示的增强的光发射，以了解Be/XRB类中这些独特事件的机制。我们对被X射线源光致电离的气体包层进行了大约10^5次模拟。我们假设的气体云的形状无论是一个球体或拱星盘观察edge-on。我们研究了不同的信封的主要属性和不同的输入X射线光谱的光/紫外辐射的光电离云出现的影响。我们比较了计算的光谱与IUE光谱和测光UBV测量期间获得的爆发1981年4月29日。我们还探讨了由中子星（NS）的X射线辐射的施主星的表面的X射线加热所发挥的作用。我们发现，在一个球形云与浅径向密度分布的再处理可以重现的光学/UV发射。据我们所知，这种配置从来没有观察到在A0538-66在其他时期或在其他Be/XRB。我们发现，与大多数其他Be/XRB的情况相反，由NS照射的施主星表面的X射线加热产生的光学/UV辐射是不可忽略的，这是由于该系统的特定轨道参数使NS非常接近其伴星。
2019-03-07 astro-ph.HE
Disk reflection as the origin of the X-ray polarization of NGC 4151 with IXPE
California Institute of Technology（加州理工学院）；Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；University of Crete（克里特大学）；Institute of Astrophysics, FORTH（FORTH天体物理研究所）；Università degli Studi Roma Tre（罗马三分大学）；Clemson University（克莱姆森大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Brera（INAF-布雷拉天文台）；NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心）
利用IXPE、XMM-Newton和NuSTAR数据，通过盘反射模型解释NGC 4151的X射线偏振，发现紧凑灯柱日冕和较大环面张角可同时解释偏振和宽带谱。
2026-09-17 astro-ph.HE
X-ray/UVOIR Frequency-resolved Time Lag Analysis of Mrk 335 Reveals Accretion Disk Reprocessing
针对Mrk 335紫外/光学时滞远长于标准盘预期的问题，本文用高斯过程处理不规则采样并开展频率分辨时滞分析，首次对比傅里叶与ICCF时滞，发现长时标存在独立成分且软X射线时滞或源于光行时延迟。
2023-07-20 astro-ph.HE
The hard X-ray spectrum of NGC 1365: scattered light, not black hole spin
活动星系核（AGN）显示出超过10 keV的X射线发射与从较低能量外推的光谱相比。Risaliti等人最近试图对1.8型活动星系核NGC 1365中的硬X射线过剩进行建模，得出的结论是，硬过剩最有可能来自靠近黑洞的内部吸积盘的X射线的康普顿散射反射。他们的分析不赞成这样一种模型，即硬过剩是由部分覆盖主X射线源的高环核气体柱密度引起的，尽管在NGC 1365数据中需要低于10 keV的这些成分。使用Monte Carlo辐射转移方法，我们证明了这一结论是无效的（i）使用板吸收模型，其中有不切实际的部分覆盖气体的透射光谱，（ii）忽略康普顿散射的影响，透射光谱和（iii）散射X射线的光谱建模不足。散射光谱是几何形状相关的，并且对于高的全球覆盖因子，可能在10 keV以上占主导地位。我们进一步表明，在模型的环核气体，抑制所观察到的硬X射线通量的再处理可能不会大于所需的“光弯曲”模型调用内盘反射，和预期的发射线强度位于所观察到的范围内。我们的结论是，AGN X射线谱中的时不变的“红翼”可能是由连续传输通过和散射的环核气体，而不是由高红移线发射，和黑洞自旋的测量是不可能的。
2013-07-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Hard X-ray Lags in Active Galactic Nuclei: Testing the Distant Reverberation Hypothesis with NGC 6814
我们提出了一个X射线光谱和时间分析的可变活动星系NGC 6814，观察朱雀在2011年11月。值得注意的是，X射线光谱没有显示出在其他活动星系中通常观察到的软过剩的证据，尽管它的遮蔽程度相对较低，并且在整个朱雀带通中由内在的幂律连续体主导。尽管如此，我们清楚地检测到存在一个低频硬滞后约1600秒之间的0.5-2.0和2.0-5.0千电子伏的能带大于6西格玛的意义，类似于文献中报道的各种其他活动星系核。在这些能量下，来自例如非常弱的、未检测到的软过量或来自远距离反射的任何额外发射必须贡献小于观测到的计数的3%（在90%置信度下）。考虑到除了幂律之外没有任何重要的连续谱发射成分，我们可以排除那些对观察到的滞后行为进行远距离再处理的模型，这些模型必须与连续谱发射相关联。这些结果与低频硬滞后的传播波动起源完全一致，并且与高频软滞后的解释完全一致，高频软滞后是来自内部吸积盘的混响，这是在具有强软过剩的最高质量活动星系核数据中看到的一个共同特征。
2013-10-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
X-ray Absorption and Reprocessing in the $z \sim 2.5$ Lensed Quasar 2MASS J1042+1641
我们提出了新的宽带X射线观测的$z \sim 2.5$透镜类星体2 MASS J1042+1641，结合$XMM$ - $Newton$，$Chandra$和$NuSTAR$提供的X射线光谱的0.3 $-$ 40 keV的带通在所观察到的帧，对应于$\sim$ 1 $-$ 140 keV频带在2 MASS J1042+1641的休息帧。X射线数据显示出强烈的（但仍然是康普顿薄的）X射线吸收的明确证据，除了由康普顿厚的材料进行的重要再处理之外，这些材料必须远离我们的视线到中心X射线源。我们测试两种不同的解释，后者：第一，再加工发生在一个经典的活动星系核环面，调用统一模型，第二，再加工发生在吸积盘。这两种模型都能成功地再现观测到的光谱，并且都意味着尽管有很强的视线吸收，但源仍以中等低的倾角（$i < 50^{\circ}$）被观测到。结合X射线数据和来自$WISE$的红外数据，从2 MASS J1042+1641看到的结果进一步支持了最近的建议，即大X射线和红外测量一起可能能够在详细的成像研究之前识别出良好的透镜类星体候选者。
2022-09-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Detection of X-ray/UV delay in NGC 4051 using AstroSat observations
利用AstroSat观测发现NGC 4051的紫外辐射滞后于X射线辐射，支持热盘再处理模型，并暗示吸积盘或日冕几何结构可能发生变化。
2023-11-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
From ultraluminous X-ray sources to ultraluminous supersoft sources: NGC 55 ULX, the missing link
在最近使用XMM上的高分辨率光栅光谱仪（RGS）的工作中，Newton Pinto等人（2016）发现两个明亮的原型超铝X射线源（ULX）具有与高吸积率的理论预测一致的强相对论风。有人提出，这样的风可以变得足够光学厚，几乎完全阻挡和重新处理圆盘X射线光子，使源看起来像一个软热发射器或超铝超软X射线源（ULS）。为了验证这一假设，我们研究了一个ULX，其中风强到足以引起硬X射线连续谱的显著吸收：NGC 55 ULX。NGC 55 ULX的RGS光谱显示了大量的发射和吸收线，这些线的蓝移与光速（0.01 - 0.20）c相当，表明存在强大的风。风具有复杂的动力学结构，电离态随外流速度的增加而增加，这可能表明风是从吸积盘的不同区域发射的。与其他ULX如NGC 1313 X-1和NGC 5408 X-1的比较表明，NGC 55 ULX是在更高的倾角下被观测到的。风部分吸收1千电子伏以上的源通量，产生类似于在ULS中观察到的光谱下降。在较低（~爱丁顿）光度下光谱的软化和软滞后的检测与风团穿过视线的情况一致，部分吸收和再处理来自最内部区域的硬X射线。
2017-03-14 astro-ph.HE astro-ph.IM physics.plasm-ph
Ultraviolet and X-ray variability of NGC 4051 over 45 days with XMM-Newton and Swift
本文分析了塞弗特星系NGC 4051在45天内获得的15个XMM-牛顿观测数据，以确定紫外光变曲线的变化特征，并寻找相关的UV/X射线发射。UV光曲线显示在所有时间尺度上的可变性，但是具有比0.2-10 keV X射线更低的分数rms。在日-周时间尺度上，UV的部分变异性为Fvar ~ 8%，在短（~小时）时间尺度上，Fvar ~ 2%。在15个紫外观测值中，有4个观测值内的超额方差远高于其余11个观测值。这是由于计数率的大系统不确定性掩盖了固有的源方差。对于四个“良好”的观测结果，我们将不间断的幂律模型拟合到斜率为-2.0 +/-0.5的UV功率谱。我们计算了“好”观测的UV/X射线交叉关联函数，发现在UV滞后于X射线的~ 3 ks的时间滞后时，相关性为~ 0.5。我们还首次计算了0- 28.5ks范围内的UV/X射线互谱，发现了低相干性和~ 3 ks的平均时间滞后。结合15个XMM-Newton和Swift观测，我们计算了+/-40天的DCF，但无法恢复显著的相关性。来自4个“良好”观测的滞后估计的幅度和方向表明，约25%的UV方差是由入射X射线发射的热再处理引起的。
2012-10-31 astro-ph.CO astro-ph.HE
