On energy spectra of UHE cosmic rays accelerated in supergalactic accretion flows
某些超高能宇宙线事件可能与本超星系团面相关。我们认为，加速这样的粒子在大规模的吸积流的物质朝向这样的平面和/或吸积流到星系团。所形成的冲击和一般的压缩流，预计允许CR扩散加速UHE颗粒。对于一个简化的流动几何形状，我们认为这样的CR的平稳加速度，我们讨论了模型参数对粒子谱指数的影响。我们表明，一般收敛流模式自然导致非常平坦的质子谱与相空间谱指数$σ\approx 3.0$，相比，“典型的”冲击值为4.0。
2000-02-03 astro-ph
X-rays from accretion shocks in T Tauri stars: The case of BP Tau
我们提出了一个XMM牛顿观测的经典金牛座T星BP头。在XMM-牛顿RGS光谱中，O { \sc vii}三重态被清楚地检测到，具有非常弱的禁止线，指示高等离子体密度和/或高UV通量环境。与此同时，并发的紫外线数据指向一个小的热点填充因子，这表明吸积漏斗冲击作为X射线和紫外线发射的网站。这些新的观测结果与TW Hya的X射线数据一起表明，这种漏斗是经典金牛T星的一般特征。
2005-03-07 astro-ph
On the origin of the X-rays and the nature of accretion in NGC 4261
我们报告的X射线特性的射电星系NGC 4261，结合信息从XMM，钱德拉，和SAX卫星。本研究的目的是调查这个低功率射电星系的X射线的起源和中央黑洞吸积过程的性质。在100--150 keV范围内，核源的X射线谱可用部分覆盖（覆盖因子$>$ 0.8）幂律来描述，光子指数为1.5，柱密度为5 e 22 cm^-2。与非热分量相关的X射线光度为~ 5e 41 erg/s。核源嵌入在一个弥漫的热气体（kT~0.6 keV），其密度分布意味着4.5e-2太阳质量/年的邦迪吸积率。首次在低功率射电星系中检测到快速X射线变化，置信度超过99%。观测到的X射线光谱和变率特性表明吸积流是体X射线连续谱最可能的起源，这一结论得到了基于X射线光度和喷流动力学功率之间的比较的能量考虑的加强，这也表明Bondi吸积率高估了黑洞的实际吸积率。
2003-06-24 astro-ph
Jets, accretion, coronae and all that: The enigmatic X-rays from the Herbig star HD 163296
赫比格Ae/Be星（英语：Herbig Ae/Be stars）是一种前主序星，质量在2到8个太阳质量之间。它们的X射线性质是不确定的，而且至今无法解释。我们希望阐明HAeBes的X射线产生机制。我们提出了HAeBe HD 163296的XMM-牛顿观测。我们分析了光变曲线，宽带和光栅光谱，适合排放措施和丰度和应用模型的吸积和风冲击。我们发现三个温度分量范围从0.2 keV到2.7 keV。O VII类He三重态表明在低密度环境中具有弱UV光子场的X射线形成区域，即。e.在恒星表面之上。这使得吸积激波的起源不太可能，相反，我们建议在喷流的底部为软组分和热组分的日冕起源的冲击。每年10^{-10}个太阳质量的物质外流足以为软X射线提供能量。HD 163296被认为是单一的，因此这些数据代表真正的HAeBe X射线发射。HD 163296可能是它的原型。
2008-12-01 astro-ph
X-rays from RU Lupi - Accretion and winds in CTTS
利用三个XMM-牛顿观测，我们研究了RU Lup的X射线发射，一个吸积和风驱动的CTTS。在与其他明亮的CTTS相比，我们研究可能的签名吸积和风在其X射线发射。结果如下：我们发现三个层次的活动之间的观察RU Lup，明确的磁场起源，由于相应的高等离子体温度。密度分析与OVII三重态表明在冷等离子体的高密度，这表明吸积冲击是一个重要的贡献者的软X射线发射。没有观察到强烈的总体金属消耗。在更活跃的阶段，在6.4千电子伏的过量发射表明铁荧光的存在。在吸积星，我们发现了一个多余的冷等离子体证明较低的OVIII/OVII线比主序星。高密度等离子体似乎只存在于低质量的CTTS中，而中等质量（> 2 M_Sun）的吸积星密度较低。结论：在所有研究的CTTS中，较冷的X射线发射等离子体的特性受到吸积过程的影响。我们怀疑不同的吸积速率和数量的functions，可能与恒星的质量和半径，主要负责不同的性质，他们的冷等离子体成分。RU Lup和其他CTTS异常强的X射线吸收可能与吸积流和从恒星或盘发出的光学透明风有关。
2007-06-20 astro-ph
X-rays and gamma-rays from accretion flows onto black holes in Seyferts and X-ray binaries
我们回顾观测和理论模型的X射线/伽玛射线光谱的射电宁静塞弗特星系和银河系黑洞候选人（在硬光谱状态）。观测到的光谱共享它们所有的基本组成部分：基本的幂律，具有Fe K-α线的康普顿反射分量，通过介入冷物质的低能量吸收，以及高于~ 200 keV的高能量截止。X射线能谱指数α在Ginga、EXOSAT和OSSE的Seyfert谱中通常在~ 0.8-1的范围内。从Ginga/OSSE同时观测到的黑洞候选者Cyg X-1和GX 339-4的硬态光谱的α值约为0.6-0.8。康普顿反射分量对应于冷物质（例如，从X射线源看，其立体角为~（0.4-1）× 2 π。在~ 200 keV以上的软伽马射线中，光谱被截断。用热等离子体中软光子的康普顿上散射很好地拟合了Seyfert源和黑洞源的宽带谱。我们的拟合产生的热等离子体温度为~ 100 keV和汤姆逊光学深度τ 1。一部分非热辐射的光度似乎很小，在塞弗特星系NGC 4151中可以限制在< 15%。谱线在511 keV之前被截断，这强烈地暗示了e+e对的产生在限制源的温度和光学深度方面的作用。源的几何形状是兼容的补丁日冕以上的冷盘在西弗茨，但不是在天鹅座X-1。在后者中，反射的相对弱与来自外盘区域的热的内盘的发射的反射是相容的。
1996-12-10 astro-ph
Ionization physics evidence for magnetic flare origin of X-rays in AGN
我们提出了两个目前流行的吸积流几何的活动星系核的全磁盘X射线反射谱-灯柱模型经常用来讨论在活动星系核的铁线混响，和模型中的X射线产生的磁耀斑以上的冷吸积盘（AD）。灯柱光谱包含了一些在大多数活动星系核的X射线光谱中看不到的高度电离物质的光谱特征。另一方面，磁耀斑模型产生的反射谱大致是幂律谱、{ \em中性样}反射谱和铁K $α$谱的叠加，因此更符合典型的活动星系核X射线谱。此外，由于两种模型中被照射物质的电离结构的差异，对于灯柱，线等效宽度随着X射线光度$L_x$而增加，而对于耀斑模型，线等效宽度随着$L_x$而减小。根据这些理论的见解，最近的活动星系核的铁线混响研究，X射线鲍德温效应，以及在遥远的类星体中普遍缺乏X射线反射功能都表明，对于高吸积率，冷的吸积盘被汤姆逊厚，完全电离的皮肤。因为后者只有在X射线集中到小的发射区域时才有可能，我们认为这为活动星系核中X射线的磁耀斑起源提供了强有力的证据。
2000-05-31 astro-ph
Accretion Flows Around Black Holes
大多数吸积黑洞发出的硬X射线/软$γ$ -射线的亮度的很大一部分高达$\sim{\rm few}\times100$ keV。观测结果表明，辐射气体非常热，$T>10^9$ K，光学薄。理论上试图解释的意见进行审查，并突出未解决的问题。
1995-08-07 astro-ph
Gamma-Rays from the Funnels of Thick Accretion Disks Around Active Galactic Nuclei
我们分析了粒子在厚吸积盘的窄漏斗中的传播。假定：（1）漏斗壁发射出温度向外降低的黑体辐射;（2）磁场和电场在漏斗中是纵向的。这种情况与一个大的势能降是由一个旋转的大质量黑洞在磁场的作用下引起的模型是一致的（Blandford & Znajek 1977，Macdonald & Thorne 1982）。相对论质子与来自漏斗的热光子的相互作用导致直接产生对和/或π介子。我们讨论了这些过程中的漏斗（温度和电场剖面）的不同条件的相对重要性。注入的对与汤姆逊或克莱因-西名制度中的热光子相互作用。在某些条件下，一对雪崩的结果，我们假设饱和的生产稳定的聚束，包含几乎相同数量的电子和正电子。因此，产生了高度准直的伽马射线光子。我们从我们的模型中获得的伽玛射线谱，以测试其适用性的伽玛射线发射活动星系核最近报告的EGRET。
1994-08-04 astro-ph
High energy gamma-rays from massive binary systems
在过去的几年里，在TeV的伽马射线中发现了一些大质量的双星系统。这种伽马射线发射明显地受到这些双星的轨道周期的调制，这表明它的起源是在双星系统内。在本文中，我们总结了各向异性IC e-p对级联模型作为可能的解释这些意见。我们考虑的情况下，粒子被加速到相对论能量，无论是由于存在一个充满活力的脉冲星内的二进制，或作为吸积过程的结果到紧凑的对象，在此期间，从内部发射的吸积盘，或在碰撞的恒星风从大质量的同伴。
2008-06-27 astro-ph
Why are accreting T Tauri stars less luminous in X-rays than non-accretors?
在X射线中，吸积的金牛座T星比非吸积星的亮度要低，这种效应在各种恒星形成区都被发现。为了解释这一点，我们已经结合起来，第一次，一个辐射转移代码与吸积模型，认为磁场外推表面从塞曼多普勒成像获得的磁图。这种磁场由靠近恒星表面的致密磁区组成，延伸的磁力线与圆盘相互作用。我们研究了日冕X射线通过磁层的传播，并证明了它们被吸积柱中的致密气体强烈吸收。
2007-07-03 astro-ph
X-rays from the radio-quiet quasar PG 1407+265: relativistic jet or accretion disc emission?
我们提出了两个XMM-牛顿观测的发光（L_x > 10^46 erg/s），射电安静类星体，PG 1407+265，相隔11个月。数据表明两种不同的状态：一种是高度可变的明亮状态（第一个时期）;另一种是静止的低通量状态（第二个时期）。在低通量状态下，光谱符合单一的未吸收的幂律。然而，在更亮的状态期间，统计上需要高度可变的陡峭分量。来自光学监测器的同期紫外数据允许估计光学到X射线光谱指数（alpha_ox），这在低通量状态下是典型的无线电安静类星体，但在高通量状态下非常平坦。XMM-牛顿数据可以被描述为起源于喷流和吸积盘过程的组合，其中（相对论性）X射线喷流只是间歇性地工作。这种情况可以帮助描述PG 1407+265的宽带光谱能量分布中的一些复杂性，例如弱的高电离发射线，强的Fe II，unbeamed连续谱，以及相对于光学的弱无线电发射。
2005-10-27 astro-ph
Recent Progresses Of Accretion Disk Models Around Black Holes
吸积盘模型已经从20世纪50年代的邦迪流发展到20世纪70年代的开普勒盘，最后发展到20世纪90年代的平流跨音速流。我们讨论了这一课题的最新进展，并表明次开普勒流在确定黑洞的光谱性质中起着重要作用。黑洞视界外的离心压力支持的密度增强区域通过再处理终止于黑洞更远的开普勒盘发射的被拦截的软光子来产生硬X射线和伽马射线。准周期振荡也可以从密度增强区的动态或热共振效应中理解。
1997-03-09 astro-ph
Dependence of the orbital modulation of X-rays from 4U 1820-303 on the accretion rate
我们报告的发现，使用RXTE数据，X射线轨道调制深度的依赖性的X射线光谱状态的超紧环礁二进制\source。这种状态（我们通过X射线色图上的位置测量）与吸积率紧密耦合，而吸积率又与该源的170 d超轨道周期相耦合。调制深度在高光度（所谓的香蕉态）中比在低光度（岛态）中强得多。我们发现X射线调制与能量无关，这排除了在光学薄介质中束缚-自由X射线吸收作为调制的原因。我们还发现了一个显着的依赖关系的轨道调制的偏移相位的光谱状态，这有利于模型中的调制是由散射在盘边缘的凸起周围的热气体，这两个大小和位置随吸积率而变化。源倾角的估计似乎排除了一个模型，其中隆起本身掩盖了吸积盘日冕的一部分。我们计算了这个源在其超轨道变化过程中的平均通量（周期为170 d），并发现它与由于角动量损失通过发射引力辐射而引起的吸积模型完全兼容。此外，我们将BeppoSAX和RXTE从该源观测到的所有X射线爆发的日期与RXTE光变曲线进行了比较，发现所有这些都与通量的深极小值相吻合，证实了以前基于较小样本的结果。
2007-02-28 astro-ph
The Origin of Soft X-rays in DQ Herculis
武仙座DQ（1934年的武仙座新星）是一颗包含有磁性白矮星主星的激变变星。吸积盘被认为在所有轨道相位上都阻挡了我们对白矮星的视线，这是由于它极端的倾角。然而，用ROSAT PSPC从DQ Her探测到了软X射线。为了探索这些软X射线的起源，我们进行了钱德拉ACIS观测。我们确认DQ Her是X射线源。大部分X射线来自点状源，并呈现出浅偏食。我们认为这是由于看不见的中心X射线源的散射，可能是在一个吸积盘风。与此同时，我们观察到DQ Her周围的弱扩展X射线特征，我们将其解释为新星壳中的X射线发射结。
2003-05-08 astro-ph
Simultaneous optical polarimetry and X-ray observations of the magnetic CV CP Tuc (AX J2315--592)
CP Tuc（AX J2315 - 592）显示了X射线的下降，持续了大约一半的双星轨道，并且与硬X射线相比，软X射线更深。有人提出，这种倾向是由于吸积流模糊的吸积区的看法。如果CP Tuc是一个极地，就像已经提出的那样，那么这种倾角的长度将使它在极地中独一无二，因为在那些在硬X射线中看到倾角的极地中，倾角只持续了0.1的轨道。我们目前的光学偏振和RXTE观测CP Tuc显示圆偏振水平的~10%，并找到证据，只有一个光度周期。这些数据证实了CP Tuc是一个极地。我们的偏振数据的模型意味着，X射线下降是由于大部分的主要吸积区域被自遮蔽的白矮星。倾角的能量依赖性是由于这种自食和主吸积区域上存在的X射线温度梯度的组合。
1999-02-23 astro-ph
On how much X-ray and UV radiation processes are coupled in accretion disks: AGN case
在活动星系核（AGN）的标准吸积盘理论中，观测到的X射线通常是由热盘日冕中紫外（UV）盘光子的康普顿上散射模拟的。在这里，我们指出，对于许多活动星系核，辐射压力，由于非常相同的UV盘光子可以驱动流从磁盘到日冕和耦合的过程产生X射线和UV光子。这种耦合可能导致盘电晕的淬灭，因为UV盘上方的区域将太密集、太不透明，并且因此太冷。我们讨论了这种新型的X射线/紫外耦合对活动星系核动力学和辐射性质的影响。
2005-07-06 astro-ph
Hard X-ray and Gamma-ray Emission Induced by Ultra-High Energy Protons in Cluster Accretion Shocks and their Detectability
在大质量星系团周围的强吸积激波中，质子可以被加速到$\sim 10^{18}$ - $10^{19}$ eV。这样的质子通过与CMB的相互作用有效地产生非常高的能量对，然后辐射具有硬光谱的同步加速器和逆康普顿发射，分别在硬X射线和TeV伽马射线中达到峰值。我们讨论了探测这种发射从附近的集群与当前和未来的设施，如HESS和NeXT，这应该提供一个明确的签名，超高能质子加速和一个重要的探测磁场在集群的最外层区域的前景。
2005-07-04 astro-ph
On the Detectability of Gamma Rays from Clusters of Galaxies: Mergers versus Secondary Infall
星系团中的粒子加速预计将发生在合并和吸积冲击。电子成分可以被激发到几个TeV的能量，并在宇宙微波背景中向上散射一小部分光子，直到伽马射线能量。我们在这里解决的问题，无论是在合并事件或在吸积的物质到集群势阱中产生的伽马辐射的可探测性。这些预测是专门针对GLAST和AGILE的情况，预计将检测到几十个星团，以及切伦科夫望远镜，然而，前景似乎并不乐观。
2003-06-18 astro-ph
Advection-Dominated Accretion Model of Sagittarius A$^*$ and Other Accreting Black Holes
当吸积率$\dot M$足够低时，黑洞周围的粘性旋转吸积流成为平流主导的。这种气流中的大部分吸积能量储存在气体中，并径向向内平流。因此，温度非常高，大部分辐射以硬X射线和$γ$射线的形式出现。我们建立了银河系中心源人马座A $^*$的平流主导吸积流模型。该模型由一个$7\times10^5M_\odot$黑洞吸积在$\dot M=1.2\times10^{-5}α\, M_\odot{\rm yr^{-1}}$，其中$α$是通常的粘度参数。该模型的光谱符合从无线电观测到$γ$射线相当不错，并解释了异常低光度的来源。由于该模型明确地利用了内边缘的视界来吞噬平流能量，因此该模型的成功有力地表明Sgr A $^*$的中心物体是一个黑洞。我们进一步表明，如果$α$是不是比单位小得多，那么对流主导的模型甚至可以应用到更高的光度黑洞。在黑洞X射线双星中存在低、高态，以及这两种态之间的突变，找到了一个自然的解释。该模型还解释了黑洞X射线双星和活动星系核的硬X射线/ $γ$射线谱的相似性。
1995-09-27 astro-ph
Constraints on the Acceleration of Ultra-High-Energy Cosmic Rays in Accretion-Induced Collapse Pulsars
我们最近提出，在GZK极限以上观测到的超高能宇宙线（UHECR）可能主要是在由吸积诱导坍缩产生的新生毫秒磁星（AIC磁星）磁层上方的重联点加速的质子。虽然我们银河系中AIC源的预期比率非常小，但我们的估计表明，观测到的UHECR的总通量可以从位于不受GZK截止值影响的距离（$\sim 50 $ Mpc）内的整个星系分布的AIC源的积分贡献中获得。我们目前研究的潜在加速机制在磁重联网站，并发现，一阶费米加速不能提供足够的效率（由于同步辐射损失）。这使得通过重连区域内的感应电场的一次性加速成为UHECR加速的唯一可行过程。我们制定的磁场拓扑结构和强度的约束，以加速粒子，并允许他们自由地逃离系统。在快速重联下，我们发现表面B场为$10^{12} $ G $< B_{\star} \lesssim $ $10^{15}$ G和自旋周期为1 ms $\lesssim P_{\star} < $ 60 ms的AIC-粒子能够将粒子加速到能量为$\geq 10^{20} $ eV，但是阿尔文表面上方的磁场必须主要是环形的，这样粒子才能在不被偏转的情况下逃离加速区。同步辐射损失对涉及具有强磁场的紧凑源的$any$ UHECR加速器的B场几何形状带来潜在的重要约束。
2001-06-25 astro-ph
Gamma-ray and neutrino flares produced by protons accelerated on an accretion disk surface in AGN
我们讨论的后果，几乎直线加速质子的极高的能量在重联区域的表面上的吸积盘，围绕着一个中心的黑洞在一个活跃的星系。质子在与圆盘辐射的相互作用中产生$γ$ -射线和中微子，这在以前的几篇论文中已经讨论过。然而，在这个模型中，次级$γ$射线可以在圆盘上方的磁场和辐射场中引发级联。我们计算的光谱$γ$ -射线和中微子出现的区域接近磁盘表面。根据重联区的参数，该模型预测的$γ$ -射线和中微子耀斑的外观，如果质子采取的重联区的大部分能量。相反，如果轻子吸收了大部分能量，它们就会产生纯$γ$射线耀斑。预计在强子级联的情况下的$γ$射线谱与1991年6月从3C 279耀斑期间观察到的光谱进行了比较。伴随这些γ射线耀斑的中微子耀斑可能被未来灵敏度为$\sim 10^{5}$ TeV的大型中微子望远镜探测到。
1998-02-23 astro-ph
X-rays from T Tau: A test case for accreting T Tauri stars
我们测试模型产生的X射线吸积金牛座T星（TTS），使用X射线数据从经典的TTS T头。XMM-牛顿反射光栅光谱仪的高分辨率光谱用于推断电子密度，元素丰度和X射线源的热结构。本文还讨论了由光学监测器和地面测光补充获得的紫外光变曲线。来自钱德拉的高分辨率图像限制了T Tau N的两个同伴的贡献。X射线光栅光谱中有丰富的发射线，但显示出非常热（~30 MK）和非常冷（1-3 MK）等离子体的不寻常的混合特征，两者都是由类似的发射量发射的。冷等离子体证实了图片的软过剩的形式增强OVII/OVIII Lya通量比，类似于以前报道的其他吸积TTS。由该等离子体形成的线的诊断表明低电子密度（<~ 1 E10 cm-3）。氖/铁丰度比是一致的趋势，在前主序星，这一比例取决于光谱类型，但不是吸积。线密度诊断的基础上，我们得出结论，冷的“软过剩”等离子体的密度是数量级低于预测的吸积激波，假设先前确定的吸积率（3-6）E-8 Msun/y。我们认为，负载的磁场线与下落的材料抑制加热过程中的一部分日冕。因此，我们认为，T Tau的X射线生产的吸积过程的影响，虽然X射线可能不会形成在大部分的吸积足迹。
2006-12-20 astro-ph
X-rays from cusps of compact remnants near galactic centres
致密的残余物-在银河系中心内部几秒差距内形成的恒星质量黑洞和中子星，由于低质量恒星上的动力学摩擦，预计会沉入中央秒差距，形成高浓度的尖点（Morris 1993年）。同一个物理区域也可能包含非常高密度的分子云和吸积盘，这些都是为SMBH活动提供燃料所必需的。在这里，我们估计气体捕获率到恒星残余物的尖端，以及由此产生的X射线光度，作为吸积盘质量的函数。在圆盘质量较低的情况下，大多数致密天体都太暗而无法观测到，而在圆盘质量较高的情况下，大多数致密天体都以爱丁顿速率吸积。我们发现，对于低吸积盘群众，紧凑的残余尖可能比中央SMBHs更明亮。这种"弥散“发射对于局部中等亮度的活动星系核，特别是低亮度活动星系核可能是重要的。我们还简要地讨论了如何将这种预期的排放可以用来把我们的银河系中心附近的黑洞尖的约束。
2006-11-10 astro-ph
XMM-Newton observations of polars in low accretion states
我们用XMM-牛顿法对37个极星进行了一系列的快照观测。我们发现，其中16个系统处于低吸积状态，或吸积大大减少。其中6例在X射线中未检测到。这表明，在任何对极地的调查中，大约一半将处于低吸积状态。我们测试了是否存在对某些轨道周期的偏差：情况并非如此。在X射线检测率低但显著的10个系统中，8个系统的X射线光变曲线显示出显著的变化。这意味着在低吸积时期仍然发生非均匀吸积。这些系统的辐射热光度约为10^30尔格·秒，比高吸积态的系统小两个数量级。X射线光谱显示没有明显的软X射线成分的证据。然而，X射线和紫外线的数据表明，这样一个低温组件存在：它的温度足够低，其流量分布移动到X射线仪器的带通之外。
2004-02-23 astro-ph
X-ray Properties of Pre--Main-Sequence Stars in the Orion Nebula Cluster with Known Rotation Periods
我们重新分析了所有存档的钱德拉/ACIS观测猎户座星云团（ONC）的研究X射线性质的一个大样本的前主序（PMS）恒星的光学确定的旋转周期。我们的目标是通过寻找X射线与最有可能驱动其产生的机制（旋转和吸积）之间的联系，阐明PMS恒星中X射线的起源。在我们的样本中，X射线光度与恒星自转显著相关，在Lx/Lbol随自转速度加快而降低的意义上，这表明这些恒星处于自转-活动关系的“超饱和”状态。然而，我们也发现，与旋光周期的恒星显着偏向于高Lx。这不是光旋转周期样本中的星等偏差的结果，而是由于低Lx恒星的光学变化幅度越来越小。显然，在ONC中存在着一群自转周期未知的恒星，它们的平均X射线光度比已知自转周期的恒星低。这些恒星可能采样的旋转活动关系的线性制度。吸积也会以X射线的形式表现出来，虽然有点违反直觉：虽然具有吸积光谱特征的恒星比非吸积体显示出更硬的X射线光谱，但它们显示出更低的X射线光度，并且没有增强X射线的可变性。我们解释这些发现的共同起源的X射线发射观测到吸积和非吸积恒星，吸积恒星的X射线只是被衰减磁层吸积柱。这表明PMS恒星的X射线主要来源于色球层，而不是吸积。
2004-03-05 astro-ph
Spectral Properties of Accretion Disks Around Galactic and Extragalactic Black Holes
我们研究了一类非常普遍的吸积盘的光谱特性，除了$r=r_s$的冲击之外，这些吸积盘可以分解为三个不同的分量：（1）赤道面上的光学厚开普勒圆盘（$r>r_s$），（2）在开普勒盘$r>r_s$之上和之下的亚开普勒光学薄晕，和（3）热的，光学薄的，$τ\sim 1$激波后区域$r<r_s\sim 5-10 r_g$其中$r_g$是史瓦西半径。激波后区域拦截来自开普勒分量的软光子，并在康普顿化后将它们重新辐射为硬X射线和$γ$射线。在激波后区域，我们求解了质子和电子之间的库仑能量交换的双温度方程，并考虑了辐射过程，如韧致辐射和康普顿化。我们还提出了计算硬X射线从冷盘反射的精确公式。我们产生的辐射光谱作为吸积率的函数从磁盘组件，并比较它们与银河系和河外黑洞候选人的光谱。我们发现，从硬态到软态的转变是由一个单一的参数，即，盘的质量吸积率平滑启动。在软状态下，当激波后区域光学厚度很大且冷却时，会聚流的整体运动决定了光谱指数约为$1.5$，与观测结果一致。
1996-01-31 astro-ph
Reprocessing of X-rays in the outer accretion disc of the black hole binary XTE J1817--330
我们建立了一个简单的模型的光学/紫外辐射的外光盘照射的内光盘和日冕发射的黑洞双星。我们将此应用到宽带雨燕数据从爆发的黑洞二进制XTE J1817- 330，以确认以前的结果，在软状态下的光学/紫外线发射是一致的再处理一个常数部分的热X射线光度。然而，这是非常令人惊讶的，因为盘温度在软状态下下降超过3倍，这应该在再处理效率中产生显著变化。最简单的方法来匹配所观察到的恒定的再处理部分是光盘皮肤高度电离（如30年前由van Paradijs建议的），这样大部分的光盘通量被反射，只有最硬的X射线加热光盘。恒定的再处理部分也有利于直接照明的光盘上的散射起源的光学深度/立体角的任何散射材料（风/日冕）在光盘应减少源光度下降。相比之下，当源进入硬态时，再处理的分数非常显著地增加（因子~6）。这种戏剧性的变化是不明显的X-射线/紫外线通量的相关性，因为它是由带通效应掩盖。然而，它不一定表示发射的变化，例如，喷射的出现主导了光学/UV通量，因为反射率必须随着光谱形状的急剧变化而变化。
2008-11-06 astro-ph
Particle Acceleration in (by) Accretion Discs
我提出了一个模型的加速质子的二阶费米过程作用于随机乱磁通量拱吸积盘。加速的质子与圆盘中的热质子碰撞，产生退化的高能质子、带电和中性π介子和中子。π介子通过$π^0$的自发衰变以及$π^\pm$衰变为$e^\pm$后的韧致辐射和康普顿过程产生γ射线。
1992-05-04 astro-ph
X-rays From Magnetic Flares In Cygnus X-1: The Role Of A Transition Layer
塞弗特1星系的光谱与几个银河系黑洞候选者（GBHC）在硬态下的光谱非常相似，这表明这两类物体具有相似的物理过程。虽然看起来吸积盘日冕（ADC）模型，其中日冕夹层冷吸积盘，是能够解释塞弗特星系的观测，最近的工作表明，这个模型是有问题的GBH。为了解决Seyfert和GBH的光谱的差异，我们考虑的吸积盘在一个活跃的磁耀斑附近的区域（我们把这个区域称为过渡层）的大气结构。我们表明，过渡层是受热不稳定性。由于GBHC中的电离X射线通量要高得多，吸积盘上层的唯一稳定解是高度电离并处于康普顿温度（$kT \sim $几千电子伏）的解。使用数值模拟的平板几何ADC，我们表明，过渡层的存在下，可以显着改变逃逸辐射的光谱适度的光学深度。过渡层的存在还导致再处理特征的减少，即，铁线和X射线反射峰。我们发现，由于吸积盘表面的热不稳定性，GBH和Seyfert星系的X射线谱可以用一个统一的ADC模型来解释。
1998-11-03 astro-ph
Centaurus X-3 - A Source of High Energy Gamma Rays
半人马座X-3是一颗被广泛研究的高质量吸积X射线双星，也是一个能量从100 MeV到1 TeV的高能伽马射线的可变源。以前的结果表明，伽马射线的起源不是在中子星附近，而是位于吸积盘中，也许在吸积尾流中。达勒姆Mark 6伽马射线望远镜已被用来测量半人马座X-3的伽马射线通量，其灵敏度比以前的地面测量高得多。在~ 400 GeV以上，测得的通量为（2 +/- 0.3）x 10^-11 cm^-2 s^-1，在2 - 3个月的时间内似乎是恒定的。在10个小时的观测中，无论是来自中子星区域的某个地点，还是来自轨道上任何其他可能的地点，都没有证据表明在X射线自旋周期内探测到的伽马射线具有周期性。
1998-02-26 astro-ph
Spectral Properties of Black Holes in Gamma Rays
黑洞是宇宙中最致密的物体。因此，吸积在上面的物质很可能辐射出能量相当于非常高的引力势能的光子。讨论了候选黑洞的X射线和γ射线辐射的性质。我们提出的理论解决方案，其中包括开普勒和次开普勒组件，并建议在吸积和外流的冲击
2005-01-14 astro-ph
Gamma-ray Emission From Advection-Dominated Accretion Flows Around Black Holes: Application to the Galactic Center
计算了黑洞周围双温对流主导吸积流（ADAF）辐射的γ射线通量和谱。γ射线来自质子-质子碰撞产生的中性π介子的衰变。我们讨论了质子能量的热力学分布和幂律分布，并表明这两种情况下的γ射线谱是非常不同的。我们将计算应用于EGRET从银河系中心方向探测到的γ射线源2EG J1746 - 2852。我们发现，如果质子分布是幂律的，那么这个源的通量和光谱与超大质量吸积黑洞Sgr A ^* 周围的ADAF发射是一致的。该模型使用的吸积参数的范围内作出可能的其他考虑。如果这个模型是正确的，那么它就为Sgr A ^* 中存在双温等离子体提供了证据，并预测了来自其他吸积黑洞的γ射线通量，这些黑洞可以用更灵敏的探测器观测到。
1997-06-11 astro-ph
The Cannonball Model of Gamma Ray Bursts: Spectral and Temporal Properties of the Gamma Rays
最近的观测表明，伽马射线暴（GRB）及其馀辉是由超新星爆炸中释放的高度相对论喷流产生的。我们已经提出，这一事件的结果不仅仅是一个紧凑的物体加上喷出物：在几天之内，母星的一部分回落，产生一个厚的吸积盘。随后的吸积产生喷流并构成GRB的“引擎”，就像在微类星体和活动星系核中观察到的等离子体的相对论性“炮弹”喷射一样。在这里，我们调查的生产伽玛射线暴的喷射炮弹退出超新星壳与它的碰撞重新加热，发射高度向前准直辐射。每个炮弹对应于伽玛射线暴中的一个单独脉冲。我们无法预测这些脉冲的时序，但炮弹模型在描述单个脉冲的总能量、能谱和时间依赖性方面表现得非常好。
2000-12-11 astro-ph
Astrophysical Origins of the Highest Energy Cosmic Rays
讨论了高能宇宙射线的潜在天体物理源的理论问题，包括能量收支和粒子逃逸与传播的一些问题。在简要讨论活动星系核喷流和伽玛暴后，我们强调了重核起源于星系团吸积激波的可能性。除了中微子作为源识别的诊断工具的X射线和伽马射线签名的重要性被强调。
2007-02-01 astro-ph
Accretion Rates onto Massive Black Holes in Four Quiescent Elliptical Galaxies
用8.5GHz的NRAO VLA对四个静止的椭圆星系进行了成像。在正则对流主导的吸积流（ADAF）的背景下，这些VLA图像加上公布的黑洞质量约束的吸积率$ <1.6\times10^{-4}$，$ <3.6\times10^{-4}$，$\le7.8\times10^{-4}$，和$\le7.4\times10^{-4}$的爱丁顿率。这些ADAF吸积率在8.5 GHz的软，硬X射线的水平，预计从这些静止的星系有重要的影响。
2000-03-02 astro-ph
X-Rays from Isolated Black Holes in the Milky Way
银河系恒星群合成模型、化学富集模型和长持续时间的膨胀微透镜事件表明，我们的银河系中大约存在N_tot=（1 -1）亿个恒星质量的黑洞。我们研究了从星际介质吸积到孤立黑洞的X射线辐射。虽然孤立的黑洞在数量上可能比中子星少，N_NS约为10亿，但它们的质量更大，<M>约为9 M_sun，空间速度更小，v约为40 km/s，导致邦迪-霍伊尔吸积速率比中子星高约4.E3倍。我们估计银河系中孤立的黑洞的吸积速率应该大于1.E15 g/s，与黑洞X射线双星的吸积速率相当，假设黑洞总数N_tot= N_9 1.E9。如果黑洞的吸积效率仅为中子星吸积效率的~1.E-4（N_NS/N_tot）^0.8，则可以探测到相当数量的黑洞。我们预测了银河系中孤立的吸积黑洞的数量，这些黑洞可以用X射线探测作为效率的函数，得出结论，在F = f 1.E-15 erg/cm^2/s/dex深度的全天巡天观测中，可以发现N（>F）~ 1.E4 N_9（e5/f）^1.2个孤立的吸积黑洞，速度色散为40 km/s，X射线吸积效率= e5 1.E-5。钱德拉和XMM-牛顿对银河系平面进行更深入的调查，每年可能会发现数十个这样的物体，这取决于效率。我们认为，一个最小的质量可以推导出微透镜黑洞候选人，如果他们在X射线检测。
2001-09-28 astro-ph
Hard X-rays from Emission Line Galaxies and the X-ray Background: A Test for Advection Dominated Accretion with Radio Sources
最近对宇宙X射线背景（XRB）的研究表明，可能存在一群相对较暗的硬X射线谱源;然而，发射机制仍不清楚。如果硬X射线发射来自星系核中大质量黑洞周围的辐射效率低的平流主导吸积流（ADAF），则X射线光度和射电光度满足近似关系$L_R\sim 7\times 10^{35}(ν/15GHz)^{7/5}(M/10^7M_{\odot}) (L_x/10^{40} erg s^{-1})^{1/10} erg s^{-1}$，其中$L_R=νL_ν$是频率$ν$处的射电光度，$M$是吸积黑洞的质量，$10^{40} \simle L_x\simle 10^{42} erg s^{-1}$是2-10 keV X射线光度。这些源的特征在于反向无线电频谱$I_ν\propto ν^{2/5}$。例如，具有光度$L_x\sim 10^{41} erg s^{-1}$的ADAF X射线源在$\sim 20$ GHz处具有$\sim 4\times 10^{36}(M/3\times 10^7M_{\odot}) erg s^{-1}$的核射电光度，并且如果在$\sim 10 (M/3\times 10^7M_{\odot})^{1/2} Mpc$的距离处，则将被检测为$\sim 1mJy$点射电源。高频（$\sim 20 GHz$），高角分辨率射电观测提供了一个重要的测试ADAF发射机制。由于$L_…
1997-10-14 astro-ph
The Influence of Reprocessing in the Column on the Light Curves of Accretion Powered Neutron Stars
X射线双星中强磁化中子星上的物质流通过吸积漏斗进行，这些漏斗大致遵循磁场的几何形状。X射线起源于中子星的近表面，当中子星旋转时，吸积流可能会穿过视线。我们考虑了这种吸积流食对吸积动力双星X射线光变曲线的影响，并给出了一组由BATSE测量的A0535+262的X射线光变曲线，这是一种很可能发生这种现象的天体。
1998-01-16 astro-ph
Massive elliptical galaxies in X-rays: the role of late gas accretion
我们提出了一个新的化学演化模型，这意味着在椭圆星系的光学和X射线性质的自洽研究的第一步。详细的冷却和加热过程中的星际介质考虑到使用单相一区治疗，它允许一个更可靠的模拟银河风制度相对于以前的工作。采用Pipino & Matteucci（2004）对气体坍缩和恒星形成时标的描述，该模型成功地同时再现了质量-金属丰度、颜色-星等、L_X-L_B和L_X-T关系，以及观测到的[Mg/Fe]比随σ的变化趋势。我们发现，来自环境的气体的晚期二次吸积在驱动L_X-L_B和L_X-T关系中起着根本性的作用，并且可以解释它们的大的观测散射。铁的差异，即太高的预测铁丰度的X射线晕的椭圆相比，观测，仍然存在。另一方面，我们预测的[O/Fe]在ISM这是在最近的观测结果很好的协议。我们提出了可能的机制，在银河系的规模，这可能会解决铁的差异。特别是，活动星系核驱动的气体混合可能会保持气体质量（从而保持X射线亮度），同时稀释铁的丰度。新的预测量的铁，氧和能量喷射到团内介质（ICM），我们得出的结论是Ia型超新星（SNe Ia）在ICM富集中发挥了重要作用。事实上，超新星Ia活动可能会在相当长的银河系寿命中持续为银河风提供动力，即使在每个超新星Ia事件的能量转移到ISM的效率小于1的情况下。
2005-01-10 astro-ph
High efficiency of soft X-ray radiation reprocessing in supersoft X-ray sources due to multiple scattering
对CAL 87光变曲线的详细分析清楚地表明，高的光学光度来自吸积盘边缘，只能用吸积流撞击位置附近的盘边缘严重增厚来解释。这个区域在它面对白矮星的地方被X射线照射。只有当X射线对可见光的再处理率很高时，才能理解像观察到的那样高的光度。但最近对超软X射线源的软X射线辐射后处理的研究表明，其效率还不够高。我们在这里提出了一个解决这个问题的方案。正如在前面的光变曲线分析中已经讨论过的那样，吸积流在外盘边缘的撞击产生了一种“喷雾”，由大量嵌入周围日冕中的单个气体团组成。对于高质量流率，这在吸积盘的边缘处构成光学上厚的垂直延伸的屏。我们分析了这种辐照喷雾的光学性质，发现这些气体斑点之间的多重散射导致了有效的再处理软X射线的光学光所需的意见。
2003-02-19 astro-ph
Chandra, GLAST, and the Galactic Center
双温球形吸积流从靠近黑洞的质子-质子碰撞中产生的中性π介子衰变中产生$\approx 100$ MeV的伽马射线;它们也通过大半径的韧致辐射产生$\sim 10$ keV的X射线。γ射线与X射线的光度比几乎与黑洞质量和吸积率无关。它敏感地依赖于通过参数a的吸积流的径向密度分布，其中$n \propto r^{-a}$。对于α = 3/2的正则Bondi值，γ射线与X射线的光度比为$\approx 30$。我们解释最近钱德拉探测符合大规模黑洞在银河系中心的热韧致辐射的吸积流。通过这种归一化，如果a = 3/2，则预期的伽马射线光度为$\approx 10^{35}$ ergs s $^{-1}$。这比GLAST望远镜的探测阈值高出近两个数量级。然而，对于$a \approx 1/2$（最近的理论论证所建议的值），预期的伽马射线光度仅为$\approx 10^{29}$ ergs $^{-1}$ ;因此，GLAST应该提供一个重要的探测器，以了解Sgr A* 上吸积流的真实吸积速率和径向密度分布。
2000-03-25 astro-ph
The missing x-rays in Sgr A*: evidence for - not against - a supermassive black hole
我们提出了一个简单的论点，即银河系中心源Sgr~A* 的x射线通量的丢失并不是Goldwurm等人1994年所声称的证据，而是超大质量黑洞存在的间接证据。无线电频谱为Sgr~A*（$R>3\cdot 10^{11}$ cm）的大小提供了严格的{ \it下限}。一个更紧凑的源将完全同步自吸收。这个大小是恒星质量黑洞的$10^6$倍，但辐射热射电光度与x射线光度相当，甚至更大，其中物质吸积到{ \it恒星质量}黑洞上将不可避免地辐射其光度的{ \it块}。因此，要么大部分的吸积功率是在紫外线中辐射的（那里的限制更高），要么吸积必须停止在射电尺度，以避免产生比射电辐射更亮的x射线。两者都是具有$\sim10^6M_{\sun}$的超大质量黑洞的自然结果。
1995-12-14 astro-ph
Probing the outer edge of an accretion disk: A Her X-1 turn-on observed with RXTE
我们提出了分析罗西X射线定时探测器（RXTE）观测的开启阶段的35天周期的X射线双星Her X-1。在开启的早期阶段，能谱由散射到视线中的X射线加上大量吸收的X射线组成。在3-17 keV范围内的能谱可以通过部分覆盖模型来描述，其中一个分量受到冷材料中的光电吸收和汤姆逊散射以及6.5 keV处的铁发射线的影响。在本文中，我们展示了光谱参数的演变，以及在打开过程中的脉冲轮廓的演变。我们描述了这种演变使用蒙特卡罗模拟，自洽地描述的X射线脉冲轮廓和能量谱的演变。
2005-07-08 astro-ph
Covariant Magnetoionic Theory II: Radiative Transfer
致密天体的吸积在高能天体物理学中起着核心作用。在这些环境中，广义相对论和等离子体效应可能会对吸积流的光谱和偏振特性产生重大影响。在论文I中，我们提出了一个完全广义相对论磁离子理论，能够跟踪射线的几何光学近似通过磁化等离子体在附近的一个紧凑的对象。在本文中，我们讨论如何执行极化辐射转移沿这些射线。此外，我们适用于正压厚盘模型，适合低光度活动星系核的形式主义。我们发现，它是可能的产生大的分数极化吸积流的最里面的部分，即使当发射机制是非极化。这对吸积系统有影响，从太阳星和X射线双星到活动星系核。
2003-11-15 astro-ph
Super-Eddington accretion disc around a Kerr black hole
计算了具有超爱丁顿吸积率的快速旋转黑洞周围吸积盘的结构。平流作用使圆盘的亮度和高度减小。当粘性系数α> 0.03时，吸积流严重偏离热力学平衡，中心区域过热。随着吸积速率的增加，流动温度急剧增加，达到最大值，然后下降。最大值是在平流为主的吸积制度。大质量黑洞（M=10^8 M_sun，α =0.3）周围圆盘的最高温度约为3 × 10^8 K。在类星体和星系黑洞候选者中，具有大吸积率的圆盘可以发射X射线。
1998-02-11 astro-ph
Acceleration of Cosmic Rays at Large Scale Cosmic Shocks in the Universe
对宇宙大尺度结构的宇宙流体动力学模拟表明，非线性结构的引力坍缩引起的流动运动会形成吸积激波和合并激波。估计这些冲击的速度和曲率半径可能分别高达1000 km/s和几Mpc。根据扩散激波加速理论，宇宙射线粒子群可以被注入并被稀薄等离子体中的天体物理激波加速到非常高的能量。为了研究宇宙线在宇宙激波中的加速，我们用新开发的CRASH（Cosmic Ray Amr SHock）数值程序对宇宙线（CR）修正激波进行了非线性数值模拟。我们采用玻姆扩散模型的CR，基于假设，强阿尔文波是自生成的流动CR。冲击波形成模拟包括一个基于等离子体物理学的"注入“模型，该模型将一小部分热质子通量通过冲击波转移到低能CR中，以便在那里加速。我们发现，对于强吸积激波，与纯气体动力学激波相比，CR可以吸收大部分激波动能，吸积激波速度降低20%。然而，对于马赫数较小的合并激波，能量转移到CR上的比例仅为10- 20%，相关CR粒子分数为$10^{-3}$。由于CR压力的非线性反馈是微不足道的，在后者的冲击。虽然详细的结果取决于粒子扩散和注入的模型，这些计算表明，宇宙激波在大尺度结构可以提供加速的最高能量的河外宇宙射线的网站。
2002-11-15 astro-ph
XMM-Newton observations of three short period polars: V347 Pav, GG Leo and EU UMa
本文给出了V347 Pav、GG Leo和EU Uma三个短周期极星的XMM_Newton相位分辨数据。所有三个系统都显示出一个占主导地位的吸积区域，大约有一半的轨道周期。狮子座GG在其X射线和紫外光变曲线上显示出强烈的倾斜特征，这是由于吸积流吸收了来自吸积点的X射线。EU Uma的辐射主要是软X射线：它的软/硬X射线比率是这些天体中最高的。相比之下，GG Leo和V347 Pav的比值与标准激波模型预测的一致。我们推导了白矮星的质量，并探讨了限制能量范围对推导参数的影响。
2003-09-03 astro-ph
Going with the flow: can the base of jets subsume the role of compact accretion disk coronae?
硬态X射线双星（XRB）的特点是在X射线波段的幂律谱，和一个平坦/倒置的无线电/红外光谱与偶尔成像的紧凑喷流。一般认为，硬X射线是热吸积盘光子被炽热的日冕等离子体康普顿上散射的结果，这些等离子体的性质是通过光谱拟合推断出来的。有趣的是，这些属性，特别是那些从某些磁化电晕模型，是非常相似的射流脚点的等离子体条件。在这里，我们探讨的问题是否'电晕'和'喷气基地'实际上是相关的，开始测试最强的前提，他们是同义词。在这样的模型中，通过软X射线的射电主要是同步辐射，而硬X射线主要是在喷流底部的逆康普顿-盘光子和同步辐射光子都充当种子光子。喷流底部的条件固定了喷流其余部分的条件，从而在X射线和无线电发射之间建立了直接联系。我们还在这个模型中添加了一条简单的铁线，并将光谱与中性反射进行卷积。通过探测器响应函数向前折叠预测的光谱后，我们将结果与从银河系XRB GX 339 -4和天鹅座X-1的硬态获得的同时无线电/X射线数据进行比较。简单的康普顿电晕模型拟合的结果也进行了比较。我们证明，喷流模型拟合在统计上与单组分电晕模型X射线拟合一样好，但也能够解决同时的无线电数据。
2005-09-01 astro-ph
Cosmic Rays and Gamma Ray Bursts From Microblazars
致密天体的合并和吸积引起的坍缩产生的高相对论性喷流也是非常有效和强大的宇宙线加速器，它可以产生宇宙学伽马射线暴（GRB）。来自银河系伽玛暴的宇宙射线的预期光度、能谱和化学成分，其中大部分不指向我们的方向，可以解释观测到的银河系宇宙射线的性质。
1998-09-13 astro-ph hep-ph
The origin of the correlation between the UV and X-rays in NGC 4151
我们认为，EXOSAT和IUE在NGC 4151中观测到的UV/X射线相关性是由于视线中冷云吸收的X射线通量的再发射。这个传输模型满足能量平衡，提供了一个很好的适合的X射线和紫外线数据，并预测没有康普顿反射的X射线（如观察到的）。这种相关性也可以用冷的吸积盘对X射线和伽马射线的再处理来解释。一个特定的模型，其中X射线和γ射线发射的耗散斑片状电晕，并在约100千电子伏的频谱截止（如所见的OSSE）被证明是在能量上可能的，即使它没有得到令人满意的适合作为传输模型。然而，该模型预测的康普顿反射光谱分量，其存在仍然有待测试未来的探测器灵敏度超过10千电子伏。
1996-02-02 astro-ph
X-rays from the Mira AB Binary System
我们给出了Mira AB双星系统的XMM-牛顿X射线观测结果，该双星系统由一个脉动的、渐近的巨分支主星和附近的（~ 0.6“分离）不确定性的次级星组成。Mira AB的EPIC CCD（MOS和pn）X射线光谱相对较软，峰值约为1 keV，只有能量> 3 keV时的发射非常微弱; Ne IX、Ne X和O VIII线很明显。光谱模拟表明，特征温度T_X约为10^7 K，固有光度L_X约为5 × 10^29 erg s^{-1}，并表明在X射线发射等离子体中O的丰度增加，可能还有Ne和Si。总的来说，米拉AB系统的X射线光谱和光度更接近于晚型、前主序星或晚型、磁活跃的主序星，而不是吸积中的白矮星。我们的结论是，米拉B是最有可能的晚型，磁活跃，主序星矮星，X射线从米拉AB系统产生的磁层吸积风材料从米拉A到米拉B，或从日冕活动与米拉B本身，作为吸积驱动的自旋的结果。这些机制之一（或两者）也可能是最近在行星状星云中发现的点状X射线源的原因。
2004-08-27 astro-ph
Non-linear shock acceleration and high energy gamma rays from clusters of galaxies
星系团中的并合和吸积激波可以通过一级费米过程加速粒子。由于这种机制被认为是内在有效的，冲击预计将被修改的加速粒子的反反应。这样的修改可能会引起明显的影响，从集团的非热辐射和抑制加热的气体在强冲击。在这里，我们特别考虑的伽马射线发射，我们讨论的能力切伦科夫望远镜，如HESS检测集群TeV的能量。
2004-11-01 astro-ph
The nature of the X-ray source in NGC 4151
通过分析由{ \it GRO}/OSSE，{ \it ROSAT}，{\it Ginga}和{ \it ASCA}同时观测到的NGC~4151的X/ $γ$宽带谱，表明这些数据与热康普顿化的本征谱很好地拟合。X射线谱指数从$α\sim$ 0.4变化到0.7，温度保持在约50 keV。X射线光谱的变化方式与大致恒定的软$γ$射线一致，枢轴在$\sim$ 100 keV。由{ \it EXOSAT}和{ \it IUE}观测到的UV/X射线相关性可以用两个特定的模型来解释，其中X射线被冷物质再处理。第一种是基于云在视线内吸收的X射线通量的再发射。该模型预测没有康普顿反射，这是一致的宽带光谱。第二个模型，假设X射线和$γ$ -射线的后处理的冷吸积盘与耗散斑片日冕。由于X射线光谱的硬度意味着等离子体是光子饥饿的，因此这里排除了均匀电晕模型。吸积盘模型预测的康普顿反射，这是唯一允许的观察。我们的两个模型满足能量平衡，并提供了一个很好的适合X/ $γ$ -射线和紫外数据。
1996-01-10 astro-ph
