The X-ray Afterglows of GRB 020813 and GRB 021004 with Chandra HETGS: Possible Evidence for a Supernova Prior to GRB 020813
我们报告的检测发射线附近的1.3千电子伏，我们与蓝移的氢类硫（S XVI），在76.8千秒钱德拉HETGS光谱的余辉GRB 020813。在3.3 sigma显著性下检测到该线。我们还发现了边缘的证据，可能是由于氢类硅（硅十四）具有相同的蓝移线。没有检测到来自Fe的线，尽管可能存在非常低显著性的Ni特征。热模型充分拟合数据，但反射模型可能提供更好的拟合。有边缘的证据表明，S XVI线的等效宽度随着爆发的减弱而减小。我们从这些结果中推断，超新星可能发生在GRB之前>~ 2个月。在GRB 021004余辉的Chandra HETGS光谱中，我们没有发现离散或可变的光谱特征。
2003-07-22 astro-ph
Evidence for Jet Collimation in SS 433 with the Chandra HETGS
利用钱德拉高能透射光栅谱仪（HETGS）研究了433不锈钢（SS 433）双星出射后的高分辨X射线能谱。探测到许多来自高度电离元素的多普勒频移X射线发射线。射流的初始温度估计为20千电子伏。发现这些线通常比仪表化分辨率更宽。Fe XXV K α和Si XIII K α谱线的宽度分别对应于2100（+600/-340）km/s和840（+180/-150）km/s的速度色散。无论是测得的线宽还是它们对原子序数的依赖性都不能单独用热展宽来解释。讨论了所观察到的线宽的替代解释，特别是包括沿其轴的渐进式射流准直。
2003-04-07 astro-ph
The Chandra High Energy Transmission Grating: Design, Fabrication, Ground Calibration and Five Years in Flight
详细介绍了钱德拉X射线天文台高能透射光栅（HETG）的设计、制造、地面和飞行校准等方面的情况。具体内容包括适用于HETG的相控透射光栅理论，光谱仪的罗兰设计，光栅制造技术的细节，以及HETG的地面测试和校准结果。近六年来，HETG基本上按设计运行，尽管它出现了一些微妙的飞行校准效果。
2005-07-01 astro-ph
Probing the Inflow/Out-flow and Accretion Disk of Cyg X-1 in the High State with HETG/Chandra
Cyg X-1在高态与HETG/Chandra的会合轨道相位（0）被观测到。在高电离态下，Fe XXV，Fe XXIV，Fe XXIII，Si XIV，S XVI，Ne X等离子体的吸收谱线都是强的、不对称的，在高电离态下，吸收谱线的轮廓由一个扩展的红翼和一个扩展较小的蓝翼组成。高电离物质的红翅比低电离物质的红翅更长。这些谱线的探测为探测天鹅座X-1伴星和黑洞在高态时周围的流动性质提供了一种方法。从HETG/Chandra和PCA/RXTE的两个光谱中显著检测到6.5 keV左右的宽发射特征。这一特点似乎是对称的，可以拟合与高斯函数，而不是Laor盘线模型的荧光Fe K $_α$线从吸积盘。讨论了这些结果对天鹅座X-1高态吸积流结构的影响。
2003-08-14 astro-ph
Chandra--ASCA--RXTE observations of the micro-quasar GRS 1915+105
钱德拉AO 1 30 ksHETG观测的X射线瞬态微类星体GRS 1915+105揭示了吸收边和微弱的线发射的HETG能量范围。我们发现从初步分析的证据与铁，硅，镁，暂定硫显着的中性K边缘。假设太阳丰度的柱密度与超过银河值的几个x $10^{22} cm^{-2}$一致，并且可能指向与GRS 1915+105相关的周围冷物质。中性Fe K $α$发射和Fe XXV和Fe XXVI的电离吸收被分辨。我们的讨论仅限于Chandra的结果。
2000-12-05 astro-ph
High-Resolution X-ray Spectroscopy of SNR 1987A: Chandra LETG and HETG Observations in 2007
我们提出了一个扩展的分析深钱德拉LETG和HETG观测超新星遗迹1987A（SNR 1987A）在2007年进行。对光栅谱的整体拟合表明，该系统中慢速激波的X射线发射等离子体温度在过去三年中保持稳定，而快速激波的温度有所下降。强X射线发射线的第一光变曲线及其比值证实了这种温度演化。另一方面，从X射线线轮廓推断的体积气体速度太低，无法解释从光谱拟合推断的冲击后等离子体温度。这表明X射线发射来自于受到两次冲击的气体，第一次是冲击波，第二次是SNR 1987 A内环反射的冲击波。考虑到这些因素的新模型支持这一物理图景。
2008-10-29 astro-ph
Capella Corona Revisited: A Combined View from \textit{XMM-Newton} RGS, \textit{Chandra} HETGS, and LETGS
我们提出了一个综合分析的X射线发射的五车二冠与\textit{XMM-Newton} RGS，\textit{Chandra} HETGS，和LETGS。改进的原子谱线数据库和一种新的差分发射测量（DEM）反卷积方法被开发用于此目的。我们新的原子数据库是基于天体物理等离子体发射数据库，并结合了改进的计算电离平衡和线发射率的丰富的元素的L-壳层离子使用灵活的原子代码。新的DEM反褶积方法使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）技术，不同于现有的MCMC或$χ^2$拟合为基础的方法。我们分析了每种仪器在确定DEM和元素丰度方面的优点和缺点。我们的结论是，无论是从RGS或HETGS数据单独的结果是不够强大的，由于他们未能约束DEM在某些温度区域或缺乏显着的连续发射的波长带的光谱仪，和HETGS和RGS的组合给出了更严格的限制DEM和丰度的测定。使用LETGS数据，我们表明，最近发现的EUV和X射线线之间的不一致的Fe XVIII和XIX也存在于更高电荷的铁离子，Fe XXIII，和增强星际吸收由于部分电离等离子体沿卡佩拉视线可以解释一些，但不是全部，这些差异。
2006-06-12 astro-ph
A broad iron line in the Chandra/HETG spectrum of 4U 1705-44
我们提出的钱德拉30 KS观测的低质量X射线双星和环礁源4U 1705-44的结果。在这里，我们集中在能量低于3千电子伏的能量谱中的离散功能的研究，以及在铁的K α线，使用HETG光谱仪上的钱德拉卫星。低于3 keV，在1.47，2.0和2.6 keV发现三条窄发射线。1.47和2.6千电子伏可能分别与镁XII和S XVI的Ly-alpha发射有关。在2.0 keV的功能的识别是不确定的，由于在相同的能量的仪器功能的存在。铁的K α线在~6.5 keV被发现是固有的宽（FWHM ~ 1.2 keV），其宽度可以解释从冷的吸积盘延伸到15公里的中子星中心或康普顿加宽的外部部分的热（~2 keV）康普顿化日冕的反射。我们最终在这里报告了源的精确X射线坐标。
2005-03-09 astro-ph
Probing Unification With Chandra HETGS and XMM-Newton EPIC And RGS Spectroscopy of the Narrow Emission Line Galaxy NGC 2110
我们目前的结果，从钱德拉HETGS（250千分之二的时代）和XMM牛顿EPIC和RGS（60千分之一）的NGC 2110，这在历史上已被归类为窄发射线星系的观测。我们的研究结果支持的解释，源是塞弗特2通过一个补丁吸收器。源的核X射线光谱最好用光子指数$Γ$ ~1.7的幂律来描述，并通过从中心超大质量黑洞很远距离处的多层中性物质吸收来修改。我们报告了Fe K $α$和Si K $α$线的强探测，这些线用Chandra HETGS勉强分辨，并且我们将荧光材料的发射半径限制为>1 pc。有一些证据表明，在狭窄的Fe K $α$核心的速度~4500 km s $^{-1}$的基础上适度的额外增宽。我们在钱德拉MEG和XMM-牛顿RGS光谱中发现了电离发射（O VIII Ly $α$，O VIII RRC特征，可能还有Ne IX禁戒线）的初步证据，这可能与已知的扩展X射线发射有关，该辐射距离核约160 pc。我们认为，$10^{23}$厘米$^{-2}$部分覆盖吸收起源于宽线区域云附近的活动星系核，和$3\times10^{22}$厘米$^{-2}$覆盖者很可能有一个更遥远的起源，并有一个扁平的几何形状，以允许小规模的射电喷流逃逸。
2007-08-30 astro-ph
Chandra/HETGS Spectroscopy of the Anomalous X-ray Pulsar 4U 0142+61
本文报道了用钱德拉X射线天文台的高能透射光栅光谱仪（HETGS）对反常X射线脉冲星4U 0142+61的25 k S观测结果。连续光谱与先前的测量结果一致，并且与吸收幂律+黑体模型很好地拟合，其中光子指数Gamma=3.3+/-0.4和黑体温度kT=0.418+/-0.013 keV。脉冲星的频率为0.1150966+/-0.0000017 Hz，脉冲分数在8.7%和21%之间，这也与过去的测量结果一致。没有证据表明，在2.5-13 A（0.95-4.96 keV）范围内，宽特征的等效宽度上限为~50 eV的发射线或吸收线。质子回旋加速线的缺乏强烈地限制了磁星大气模型，因此也限制了中子星的磁场强度。对于上面给出的能量范围，4 U 0142+61的允许磁场强度为B<1.9 x 10^14 G和B> 9.8 x 10^14 G。
2001-11-27 astro-ph
Stellar Coronal Spectroscopy with the Chandra HETGS
钱德拉高能透射光栅光谱仪通过对各种离子发射谱线的分辨率，提供了年轻和冷恒星的X射线发射和活动的详细信息。我们开始看到有关丰度、排放量和变异性的活动趋势。在这里，我们对比光谱的电视Crt，一个弱线的金牛座T星，与TW Hya，一个经典的金牛座T星。相对于TW Hya光谱，TV Crt的光谱更像是磁活动驱动的日冕，我们将其解释为由于吸积产生的X射线。我们还观察了长周期系统，飞马座IM搜索旋转调制，并比较活动在一个长周期的活动双星短周期系统和前主序星。我们没有发现旋转调制，但确实看到了长时间的耀斑。
2003-10-11 astro-ph
The Kinematic and Plasma Properties of X-ray Knots in Cassiopeia A from the Chandra HETGS
我们提出了高分辨率X射线光谱从年轻的超新星遗迹Cas A使用70-KS的观测所采取的钱德拉高能透射光栅光谱仪（HETGS）。线发射，占主导地位的Si和S离子，用于高分辨率光谱分析的许多明亮的，狭窄的地区的Cas A检查他们的运动学和等离子体状态。这些数据允许使用前所未有的X射线运动学结果进行3D重建：我们推导出这些选定区域的明确多普勒频移，其值范围在-2500和+4000 km/s之间。这些地区的等离子体诊断，来自线比的解决He-样三线和H-样线的Si，表明温度主要在1千电子伏左右，我们的模型为O-丰富的反向冲击喷出物。电离年龄也没有显着变化，在这些地区的残留物。光栅分析是由来自同一数据集的非分散光谱补充的，该数据集提供了关于所选Cas A区域的发射测量和元素丰度的信息。发射X射线的喷出物的导出电子密度在20 ~ 200 cm^{-3}之间变化。测得的Mg、Si、S和Ca的丰度与O是Cas A等离子体中的主导元素一致。Cas A的直径为5弧分，是迄今为止HETGS观测到的最大源。因此，我们描述了我们使用的技术和一些挑战，我们面临的HETGS数据减少从这样一个扩展的，复杂的对象。
2006-08-28 astro-ph
The CHANDRA HETGS X-ray Grating Spectrum of Eta Car
Eta Car可能是银河系中质量最大、最明亮的恒星，被怀疑是一个巨大的、碰撞的风双星系统。CHANNEL的X射线观测站获得了一个经过校准的高分辨率X射线光谱，该光谱没有受到附近扩展软X射线发射的污染。我们用高能透射光栅光谱仪（HETGS）进行的89 ksec的CHANNEL观测表明，恒星附近的热气体是非等温的。温度分布可以代表碰撞风弓激波两侧的辐射，有效地“分解”激波。如果是这样的话，在我们的分析中，激波前的风速为~ 700和~ 1800 km/s，这些速度可以解释为来自Eta Car和隐藏伴星的风的终极速度。S、Si和Fe的类He离子的f/i比值都很大，表明谱线形成区远离恒星光球层。首先由ASCA检测到的1.93埃处的铁荧光线与CHANNEL光栅光谱中的热铁线清晰地分辨开。在我们的CHANNEL观测中，Fe荧光线比任何ASCA光谱都要弱。CHANNEL观测还提供了一个不间断的高时间分辨率的光变曲线恒星X射线发射从埃塔车，并表明，有没有显着的，连贯的变化在CHANNEL观测。Eta Car Chandler光栅光谱与最近发表的大质量恒星的X射线光栅光谱有很大不同，并且与大质量双星中的碰撞风辐射基本一致。
2001-09-19 astro-ph
A Chandra HETGS observation of the Narrow-line Seyfert 1 galaxy Ark 564
我们目前的结果从50 ks的观测窄线塞弗特1星系方舟564与钱德拉HETGS。高于2keV的光谱由具有2.56+/-0.06的光子指数的幂律建模。我们确认软过剩低于约1.5千电子伏的存在。如果用黑体模型拟合，最佳拟合温度为0.124keV。据报道，方舟564在使用低分辨率探测器的各种观测中显示出1 keV的特殊发射线特征，钱德拉光栅光谱排除了几条窄发射线混合的起源。我们在源静止帧中检测到0.712 keV处的边缘状特征。对这一特征的最佳解释是将O VII K边和一些来自轻微电离铁的L吸收线结合起来，这表明这是一个热吸收体，电离参数为xi~1，N_H ~ 10^21 cm^-2。这些性质与UV吸收剂的性质大致一致。我们还检测到O VII，O VIII，Ne IX，Ne X和Mg XI在系统速度下的窄吸收线。从这些谱线中，需要第二个热吸收体，其log xi ~ 2和N_H ~ 10^21 cm^-2。
2003-11-29 astro-ph
Chandra and RXTE Spectroscopy of the Galactic Microquasar XTE J1550-564 in Outburst
在2000年5月银河系黑洞和微类星体XTE J1550-564爆发的峰值附近，我们用Chandra和RXTE两次获得了几乎同时的~ 4千秒快照观测。钱德拉的低能量灵敏度和高能量透射光栅光谱仪（HETGS）的分辨率，再加上RXTE的宽能量范围和大收集面积，使我们能够在“中间”X射线状态下对该源的爆发吸积流几何形状进行限制。0.65-25.0 keV的连续谱由相对热的（kT ~ 0.8 keV）吸积盘和硬的（Gamma ~ 2.3）日冕幂律分量很好地描述。在联合光谱拟合中强烈需要宽的、相对强的Fe K-α发射线（EW ~170 eV）和与Fe XXV一致的模糊吸收边分量。钱德拉/HETGS的分辨率显示，在单个RXTE光谱中清楚看到的宽Fe K-α发射线不是由于固有的窄线。
2002-08-06 astro-ph
900 ks exposure of NGC 3783 with Chandra/HETGS: no accretion disk lines
我们目前的初步结果，从900 KS曝光的NGC 3783与钱德拉/HETGS。这是迄今为止获得的活动星系核（AGN）信噪比和分辨率的最佳组合。我们将窄的Fe Kα谱线解析为FWHM = 1720+/-360 km/s，在维里化系统的简单假设下，这条窄谱线是在宽谱线区和窄谱线区之间发射的。我们没有探测到Fe Kα线的任何宽分量，尽管在以前的ASCA观测中观察到了这种分量。我们的研究结果表明，在广泛的Fe Kα线，发生在1996年的观测到2000/2001年的观测演变。NGC 3783的高分辨X射线谱显示了N、O、Ne、Mg、Al、Si和S的类H和类He离子以及Fe_XVII到Fe_XXIV L壳层跃迁的100多条吸收线和几十条发射线。所有这些特征都可以用一个多组分的、流出的、光电离的吸收体来模拟。没有证据（或需要在模型中）的软X射线发射线从相对论性吸积盘已被建议看到在其他一些活动星系核。
2001-09-23 astro-ph
Chandra HETGS Multi-Phase Spectroscopy of the Young Magnetic O Star theta^1 Orionis C
我们报告了四个钱德拉光栅观测的倾斜磁旋转体θ ^1 Ori C（O5.5 V），覆盖了相对于恒星1060 G偶极子磁场的宽视角范围。我们采用线宽和质心分析研究的X射线发射等离子体在拱星环境中的动力学，以及线比诊断约束的空间位置，和全球光谱建模约束的温度分布和丰度的非常热的等离子体。我们研究了这些诊断作为视角的函数，并结合θ ^1 Ori C上磁通道风激波机制的新MHD模拟进行了分析。这个模型令人惊讶地很好地拟合了所有数据，预测了具有旋转相位的X射线发射等离子体的温度、光度和掩星。
2005-06-06 astro-ph
Chandra HETG line spectroscopy of the Non-magnetic Cataclysmic Variable SS Cyg
本文介绍天鹅座SS静止和爆发的{ \it Chandra} HETG观测。光谱的特征在于从O到Fe的类He和类H Ka发射线，以及从Fe的L壳层发射线。在静止时，光谱主要由类H的Ka线，而在爆发时，类He线与类H线一样强。在爆发中，从O到Si的类H K_a线是宽的，在高斯型$σ$（1800- 2300 $ {\rm km s^{-1}}$）中宽度为4- 14 eV。大线宽，连同线轮廓，表明线发射等离子体与开普勒盘，仍然保留了方位角散装运动。在静止时，发射线较窄，高斯$σ$为1- 3 eV（420- 620 $ {\rm km s^{-1}}$）。较轻元素的速度稍大，这表明静止状态的谱线是从边界层入口处的电离等离子体发射出来的，在那里，光学厚度较厚的吸积盘的整体运动由于摩擦而转化为热量。利用类He和类H K_a线的强度比，我们还研究了静止和爆发时边界层的温度分布。发现天鹅座SS的分布与其它用{ \it ASCA}资料系统研究的矮新星一致。
2008-05-18 astro-ph
The Chandra High Resolution Spectra of Mkn 421
Mkn 421被钱德拉观测了两次，一次是在1999年11月5日，作为钱德拉校准计划的一部分，使用ACIS-HETG配置，另一次是在2000年5月29日，根据我们的目标机会请求，目标是在超高状态下捕获源，使用ACIS-HETG和HRC-LETG配置。在这篇文章中，我们提出并比较了Mkn 421的两个Chandra-MEG观测，分别持续了26和19.6 ks。
2001-02-26 astro-ph
The X-ray Spectrum of the Rapid Burster using the Chandra HETGS
我们目前的观测快速爆发（RB，也被称为MXB 1730-335）使用钱德拉高能透射光栅光谱仪。II型（吸积）爆发之间的平均间隔约为40秒。有一个I型爆发（热核闪光）和大约20个可能是II型爆发的“迷你爆发”，其峰值流量是其他II型爆发平均峰值流量的10-40%。II型爆发的时间平均谱与一个温度为kT = 1.6keV、半径为8.9km、距离为8.6kpc、星际柱密度为1.7e22/sq的黑体很好地拟合。厘米没有清晰地检测到窄的发射或吸收线。任何特征的等效宽度的3 σ上限在1.1-7.0 keV带中< 10 eV，在1.7 keV附近小至1.5 eV。我们认为，康普顿破坏吸收功能，如铁XXVI的共振线。
2001-04-09 astro-ph
Testing the Seyfert Unification Theory: Chandra HETGS Observations of NGC 1068
我们提出了空间分辨钱德拉HETGS观测的塞弗特2星系NGC 1068。X射线成像和高分辨率光谱被用来测试塞弗特统一理论。Fe K-α发射集中在核区域，中性和电离连续反射也是如此。这与通过遮蔽分子环面和X射线窄线区（NLR）对来自发光的隐藏X射线源的发射进行再处理是一致的。我们检测到扩展的硬X射线发射周围的X射线峰的核区域，这可能来自外部的环面。X射线NLR光谱的详细建模证实，它是由隐藏的X射线源的光电离和光激发激发。K-壳层发射线从一个大范围的电离状态的类H和类He的N，O，Ne，Mg，Al，Si，S，和Fe XVII-XXIV L-壳层发射线建模。发射测量分布表明在log xi = 1 - 3范围内所有观测到的电离水平下质量大致相等。我们分别分析了非核云的光谱。我们发现，它有一个较低的柱密度比核区域，也是光电离。核X射线NLR柱密度，光学深度，外流速度，和电子温度都是一致的预测值由光学分光偏振的区域，它提供了一个隐藏的塞弗特1核的散射视图。
2002-11-18 astro-ph
High Resolution Spectroscopy of Two Oxygen-Rich SNRs with the Chandra HETG
HETG可用于获得适度扩展源的空间分辨光谱。我们目前的初步结果，两个良好的研究，在麦哲伦星云，E0102-72和N132 D富氧超新星遗迹。E0102-72的分散光谱显示了残留物在O、Mg、Ne和类He Si的类H和类He离子的单独发射线光下的图像，没有Fe的证据。在交叉分散方向上测量的各种离子的图像直径随着给定离子的电离年龄单调增加。这张照片详细地显示了反向激波通过膨胀的恒星喷出物的过程。我们看到了E0102-72的不对称多普勒频移的明显证据，约为2000 km/s。这些可以近似地由一个部分填充的、向视线倾斜的膨胀壳来模拟。N132 D的分散光谱更多地受到空间/光谱重叠的影响，但也在几条强线中显示单色图像。初步的光谱已经提取了几个明亮的节点。一些富氧物质的区域，大概是恒星喷出物，被清楚地识别出来。关于E0102-72的更多细节由Flanagan等人和Davis等人在这些论文中提出，进一步的分析正在进行中。
2001-05-03 astro-ph
Chandra/HETGS Spectroscopy of the Galactic Black Hole GX 339-4: A Relativistic Iron Line and Evidence for a Seyfert-like Warm Absorber
我们用钱德拉高能透射光栅光谱仪（HETGS）观测了银河系黑洞GX 339-4在2002-2003年爆发衰退期间的75 ksec。这次观测的灵敏度提供了一个前所未有的银河系黑洞的一瞥，大约是爆发峰值亮度的十分之一。连续谱是很好地描述了一个模型，由圆盘黑体（kT = 0.6 keV）和幂律（伽玛= 2.5）组件。X射线反射模型产生改进的拟合。一个强大的，相对论Fe K-α发射线被揭示，表明内盘延伸到最里面的稳定的圆形轨道。这条线的宽度足以表明GX 339-4可能拥有一个具有显著角动量的黑洞。检测到来自类H和类He O以及类He Ne和Mg的吸收线，以及可能是由于Ne II和Ne III的线。所测得的谱线特性使得很难将吸收与星际介质的日冕相联系起来。一种情况下，其中的吸收线是由于一个固有的活动星系核一样的温暖的吸收几何形状-也许产生的磁盘风在一个扩展的磁盘为主的状态-可能是更可行的。我们比较我们的结果钱德拉观测银河系黑洞候选人XTE J1650-500，并讨论我们的研究结果的突出模型银河系黑洞吸积流和连接到超大质量黑洞。
2003-09-30 astro-ph
Properties of X-ray Binaries in the Magellanic Clouds from RXTE and Chandra Observations
SMC的X射线二进制人口是非常不同的银河系组成，除了一个例外，完全是瞬态脉动的Be/中子星二进制。我们现在已经使用罗西X射线定时探测器监测这些SMC X射线天体超过10年，通常每周进行一次观测。RXTE观测得到了钱德拉天文台观测的补充。RXTE观测是非成像的，但可以对脉冲源进行详细的研究。相比之下，钱德拉观测可以提供精确的源位置和较低通量水平的源检测，但不提供相同的定时信息或延长的持续时间光变曲线，RXTE观测。我们总结了这些监测计划的结果，这些监测计划提供了深入了解SMC和银河系之间的差异，并在X射线天体的吸积过程的细节。
2008-10-27 astro-ph
Discovery of Narrow X-ray Absorption Lines from NGC 3783 with the Chandra HETGS
本文介绍了用钱德拉X射线天文台的高能透射光栅光谱仪首次获得的塞弗特1星系NGC 3783的光栅分辨X射线谱。这些光谱揭示了O、Ne、Mg、Si、S和Ar的类H和类He离子的许多窄吸收线，以及FeXVII-FeXXI L壳层线。我们还发现了几条弱发射线，主要来自O和Ne。吸收线蓝移的平均速度约为440 \pm 200 km/s，并没有解决，这表明在吸收气体的速度分散几百km/s或更少。我们测量线的等效宽度，并将它们与光电离模型的预测。最佳拟合模型的微湍流速度为150 km/s，氢柱密度为1.3 \times 10^22 cm^-2。所测得的蓝移和推断的X射线吸收线的速度色散是一致的，在这个对象中观察到的最强的紫外线吸收线。然而，提出严格统一X射线和UV吸收剂的简单模型难以同时解释X射线和UV吸收线强度。
2000-04-04 astro-ph
A Chandra HETG Observation of the Quasar H 1821+643 and Its Surrounding Cluster
本文报道了用钱德拉高能透射光栅光谱仪（HETGS）观测到的低红移类星体H1821 +643及其周围热星系团的高分辨率X射线谱。铁的发射线归因于类星体在~6.43 keV（休息帧）的清晰解决，与~100 eV的等效宽度。尽管我们不能排除假定的环面对这条线的贡献，但盘线模型对这条铁线提供了一个可接受的拟合。我们还在~6.9 keV（静止帧）处检测到弱发射特征。我们认为，这两条线可能起源于一个吸积盘组成的高度电离的光学薄的大气层坐在一个主要是中性盘。我们搜索的吸收功能，从温暖/热组件的星系际介质沿~1.5Gpc/h的视线的类星体。在3 σ水平或以上没有检测到吸收特征，而HST和FUSE共检测到6个OVI干预吸收系统。基于OVII和OVIII吸收线的缺失以及碰撞电离的假设，我们将典型OVI吸收体的气体温度限制为10^5 < T < 10^6 K，这与星系际介质的流体动力学模拟结果一致。零级图像揭示了周围星系团的扩展发射。我们已经能够从中央类星体中分离出周围星系团的中等CCD X射线光谱，并发现这是一个温度为~10 keV，金属丰度为~0.3 Zo的热星系团。我们还独立地得到了团簇的红移，这与光学结果是一致的。我们估计，集群使6.9 keV铁K线通量的贡献可以忽略不计。
2001-09-21 astro-ph
Early Results from the Chandra X-ray Observatory
本文介绍了钱德拉X射线天文台对活动星系核的一些早期研究结果，重点介绍了高能透射光栅光谱仪（HETGS）的高分辨率光谱学研究。类星体PKS 0637-752被发现有一个非常明亮的X射线喷流，其形状在100千秒差距的尺度上与射电喷流非常相似，但X射线发射仍然令人费解地明亮。用光谱仪观测到的两个BL Lac天体PKS 2155-304和Mrk 421没有强烈的吸收或发射特征。HETGS观测到的其他射电大活动星系核的谱都是简单的幂律谱，没有明显的特征。
2000-05-08 astro-ph
A Chandra HETGS Spectral Study of the Iron K Bandpass in MCG-6-30-15: A Narrow View of the Broad Iron Line
本文报道了利用钱德拉高能透射光栅谱仪在522千秒观测的MCG-6-30-15铁K带的高分辨X射线谱。钱德拉光谱是一致的存在一个相对论性增宽，高度红移铁K α发射线与以前的观察类似的配置文件。在2keV以上检测到许多窄的特征，包括窄的Fe K α发射线和来自H-和He-类Fe、H-类S和H-类Si的窄吸收线。这种吸收可以用柱密度logN_H = 23.2，电离参数logxi = 3.6的光电离等离子体来描述，假设铁丰度为太阳值，速度色散参数b = 100 km/s。应用这个吸收模型的高保真XMM-牛顿EPIC-PN光谱，我们发现，一个广泛的铁线仍然需要与发射延伸到1.9引力半径内的黑洞。如果这条铁线来自一个在最内侧稳定圆轨道处截断的吸积盘，这表明黑洞必须以大于0.95的a快速旋转。电离吸收模型试图解释3-6千电子伏的光谱曲率没有强引力预测吸收线在6.4-6.6千电子伏的范围是不一致的钱德拉光谱。钱德拉光谱中的类氢和类氦铁吸收线与源坐标系相比蓝移了2.0（+0.7/-0.9）x 10^3 km/s，可能起源于热吸收体流出的高速、高电离分量。这种高电离分量可能主导流出的能量预算，并占流出质量的很大一部分。（摘要截断）。
2005-06-03 astro-ph
Chandra and RXTE studies of the X-ray/gamma-ray millisecond pulsar PSR J0218+4232
本文报道了利用钱德拉X射线天文台（CXO）和罗西X射线定时探测器（RXTE）对毫秒脉冲星PSR J 0218 +4232进行的高分辨率空间和定时观测。通过这些观测，我们能够研究a）与PSR J 0218 +4232详细一致的DC源的X射线能量的可能空间范围（CXO），b）X射线、无线电和伽马射线剖面（CXO和RXTE）之间的相对相位，以及c）超过10 keV能量的光谱特性（RXTE）。我们没有发现任何迹象表明，在X射线能量下的扩展发射下降到1弧秒尺度，并确认了一个点状直流分量的存在。发现X射线分布中的2个非热脉冲与在射频下可见的3个脉冲中的2个对准，更重要的是与EGRET 100-1000 MeV脉冲分布中看到的两个伽马射线脉冲对准。后者现在将检测到的伽马射线信号的随机发生概率降低到~ 1.E-6，其对应于4.9西格玛检测显著性。
2003-06-30 astro-ph
Chandra High Resolution Camera Imaging of GRS 1758-258
我们用钱德拉观测了四次“微类星体”GRS 1758-258。在2000年9月至10月期间进行了两次HRC-I观测，跨越了中间到硬光谱转换（与RXTE确定）。2001年3月，在一个由硬到软的过渡到非常低的通量状态之后，进行了另一次HRC-I和ACIS/HETG观测。根据三幅HRC图像和HETG零级图像，X射线源的精确位置（J2000）为RA = 18h01m12.39s，Dec =-25d44m36.1s（90%置信半径= 0”.45），与所声称的变射电对应物一致。所有三张HRC图像都与GRS 1758-258是点源一致，表明任何明亮的喷流在投影长度上都小于1光年，假设距离为8.5 kpc。
2002-08-19 astro-ph
Chandra and RXTE Observations of X-ray Novae
我们讨论了新的观测X射线新星与钱德拉提供了强有力的证据，黑洞有事件视界。证据是基于这样的发现，即处于静止状态的黑洞X射线新星比同等的中子星X射线新星大约暗100倍。平流为主的吸积流模型为这种差异提供了一个自然的解释。在1998-1999年爆发期间获得的XTE J1550-564的RXTE观测结果显示，低频QPO的中心频率与2-20 keV波段的软非幂律通量之间存在非常紧密的相关性。我们讨论了这种软谱分量的性质，并建议在第一次可用的机会，在低能量（E < 2 keV）获得直接观测的重要性。
2001-09-24 astro-ph
Disk Dominated States of 4U 1957+11: Chandra, XMM, and RXTE Observations of Ostensibly the Most Rapidly Spinning Galactic Black Hole
我们提出了同时钱德拉HETG和RXTE观测一个中等通量的黑洞候选人4U 1957 +11的“软态”。这些光谱，有一个最小的可辨别的硬X射线过剩，是一个很好的测试现代磁盘大气模型，包括黑洞旋转的影响。HETG数据表明，在N_H =1-2 X 10^{21} cm^-2时，软盘光谱只有非常轻微的吸收。这些数据还揭示了13.449 A的NeIX吸收与星际介质的暖/热相一致。拟合的盘模型意味着围绕低质量黑洞的高度倾斜的盘以归一化自旋a*~1快速旋转。然而，我们表明，纯史瓦西黑洞模型描述的数据非常好，尽管与大磁盘大气“颜色校正”的因素。标准的颜色校正因子，可以达到如果一个额外纳入轻度康普顿。我们发现钱德拉观测并不唯一地决定自旋。同样，XMM/RXTE观察，仅在六周后进行，同样没有约束力。这种缺乏约束的情况部分是由于4U 1957 +11的未知质量和未知距离造成的;然而，它也是由于Chandra和XMM的有限带通造成的。因此，我们提出了一系列的48个RXTE观测在几年的跨度和不同的亮度/硬度水平。这些数据更倾向于a*~1的自旋，即使包括温和的康普顿化分量;然而，它们也显示了盘大气颜色校正因子的演变。如果标准大气色校正因子h_d=1.7的快速自旋模型是可信的，那么RXTE观测预测4U 1957 +11的范围可以从10 kpc的3 M_sun的黑洞（a ~0.83）到22 kpc的16 M_sun…
2008-09-17 astro-ph
Chandra and RXTE spectroscopy of the accreting msec pulsar IGR J00291+5934
利用RXTE-正比计数器阵列（PCA）和Chandra-高能透射光栅光谱仪（HETGS）对最近发现的吸积毫秒X射线脉冲星IGR J 00291 +5934进行了观测。RXTE的数据来自对源的两周跟踪，而钱德拉的观测发生在跟踪结束时，大约在发现源后12天，当时源通量已经减少了10倍。钱德拉数据的分析使我们能够提取IGR J 00291 +5934的最精确的X射线位置，RA=00 29 03.08和Dec=+59 34 19.2（0.6秒误差），与光学和无线电的兼容。我们发现，IGR J 00291 +5934的光谱可以用热分量和幂律的组合来描述。沿着PCA检测到的爆发，幂律光子指数没有显示出特别的趋势，而热分量（~1 keV，解释为中子星表面的热点）变得越来越弱，直到未检测到。在同时观测的弱钱德拉/RXTE光谱，有没有更多的迹象为~1 keV的热分量，而我们检测到一个较冷的热分量（~0.4 keV），我们解释为冷盘的排放。检测到6.4 keV铁线的提示，以及6.8 keV附近的过量和7.1 keV附近的吸收特征。后两个特征以前从未在吸积驱动的毫秒日冕光谱中被检测到，如果得到证实，将表明存在一个具有高流出速度的膨胀热日冕。
2005-08-11 astro-ph
Simultaneous Chandra and RXTE observations of the nearby bright Seyfert 2 galaxy NGC4945
我们分析了最近同时钱德拉/RXTE观测的塞弗特2星系NGC 4945。钱德拉前所未有的空间分辨率意味着我们能够分离核，星暴和超级风区域的光谱，而RXTE数据将光谱扩展到更高的能量。$N_H\sim 4\times 10^{24}$ cm $^{-2}$的极端吸收柱意味着原子核只能直接在8- 10 keV以上看到，而钱德拉的原子核区域的低能谱主要是反射。相比之下，超风主要是由热等离子体的发射，但恒星暴区域包含热等离子体和反射签名。要形成反射光谱，需要星暴区域包含冷的、光学厚的物质，也许是恒星形成的核心，这些物质被来自核的7- 10 keV光子照射。由于这种能量的光子沿着视线被遮蔽，因此这证实了Madejski等人（2000年）的结果，即极端吸收材料是盘状的而不是圆环。然而，红外/光学限制的缺乏高激发发射线表明，相比之下，较低的能量的光子从核是模糊的所有方向。我们讨论了这些观测所揭示的复杂吸收结构，并提出了一个整体的源几何结构，其中原子核完全嵌入$N_H\sim 10^{23}$ cm $^{-2}$的材料中
2003-01-20 astro-ph
The High Resolution X-ray Spectrum of SS 433 using the Chandra HETGS
我们目前的观测SS 433使用钱德拉高能透射光栅光谱仪。利用相对论性蓝、红多普勒频移，探测到许多高电离态元素的发射谱线。谱线可测量地加宽到1700 km/s（FWHM），并且宽度不显著依赖于特征发射温度，这表明发射发生在恒定准直的自由扩展区域中，开口角为1.23 +/- 0.06 deg。在我们的不确定性范围内，低温气体谱线的蓝移与高温气体谱线的蓝移相同，这再次表明我们观察到的发射谱线的最热气体已经处于终极速度。对发射线通量的拟合给出了喷流中的温度范围从5e 6到1 e8 K。我们推导出的排放量作为一个函数的温度为四个组件的模型，适合线通量数据。使用密度敏感的Si XIII三重态，特征电子密度为1 e14 cm^{-3}，其中气体温度约为1.3e7 K。根据射流的绝热膨胀模型，在距离射流锥顶2 e10至2 e11 cm处，电子密度从~ 2 e15降至4 e13 cm^{-3}。喷流质量流出率为1.5e-7 Msun / yr。动力学功率为3.2 e38 erg/s，比未吸收的2-10 keV X射线亮度大1000倍。与谱线相关的韧致辐射可以解释整个连续谱;我们没有看到吸积盘的直接证据。第零级的图像显示了约2”尺度的扩展发射，沿着射电喷流的大致方向排列。
2001-08-13 astro-ph
High resolution X-ray spectrum of the accreting binary X-ray pulsar GX 1+4
本文介绍了利用钱德拉X射线天文台高能透射光栅（HETG）装置获得的吸积双星X射线脉冲星GX 1+4的高分辨X射线谱。这是补充与罗西X射线定时探测器（RXTE）的正比计数器阵列（PCA）的同时观察。在这次观测中，源处于较低的强度状态，Chandra和RXTE的脉冲轮廓显示出狭窄的凹陷，这是GX 1+4在中等和低强度状态下的特征。用HETG和PCA获得的连续X射线谱可以很好地拟合具有视线吸收的高能截止幂律模型。有趣的是，我们发现，这种低的状态是伴随着一个相对较小的吸收柱密度。在HETG光谱中清楚地检测到等效宽度为70 eV的6.4 keV窄发射线。荧光铁谱线或至少部分荧光铁谱线产生于星周物质中的中性或低电离铁中，这也是视线吸收的主要原因。在HETG光谱中，我们已经发现了在6.95 keV处的弱（等效宽度~30 eV）发射线的证据。该谱线被确定为来自类氢铁的Ly_alpha发射谱线，并且该谱图没有显示来自类氦铁的发射谱线。我们讨论了各种发射区的类氢铁发射线，像气体扩散到阿尔芬球或吸积幕流动的内部吸积盘的磁极。
2005-03-24 astro-ph
A soft X-ray study of Type I AGN observed with Chandra HETGS
本文给出了用\emph{Chandra}上的高分辨率X射线光栅对15个I型活动星系核的软X射线谱进行统一分析的结果。我们发现15个活动星系核中有10个表现出内禀电离吸收体的特征。吸收体被光电离并流出，速度在$\sim 10^{1}-10^{3}$ km $\rm{s}^{-1}$范围内。热吸收气体的柱密度为$\sim 10^{20-23} \rm{cm}^{-2}$。十个活动星系核中有九个表现出暖吸收，最适合由多个电离分量和十个活动星系核\emph{require}多运动分量中的三个。活动星系核样本中的温暖吸收气体具有很宽的电离参数范围，总共跨越大约四个数量级（$ξ\sim 10^{0-4}$ ergs cm $\rm{s}^{-1}$），并且通常在同一气体中跨越三个数量级。温暖的吸收体组件电离参数$ξ<10$产生一个未解决的过渡阵列，由于铁在七个活动星系核表现出温暖的吸收。这些低电离态的吸收体也可能带走活动星系核最大的质量外流。质量流出率主要取决于气体的体积填充因子，这还不能直接测量。然而，上限的质量流出率的填充因子的单位可以远远大于预期的吸积率到中央超大质量黑洞和填充因子小至1%可以给出流出率相媲美的吸积率。在我们的样本中，流出速度似乎在$\sim 300-500$ km $\rm{s}^{-1}$之间有一个间隙，其起源尚不清楚。速度低于此间隙的流出分量往往与较低的柱密度比速度…
2007-05-17 astro-ph
X-Atlas: An Online Archive of Chandra's Stellar High Energy Transmission Gratings Observations
1999年钱德拉X射线天文台的部署使高分辨率X射线光谱学成为可能，彻底改变了我们对恒星X射线发射的理解。然而，仍然有许多谜团，特别是关于OB星X射线发射的机制。虽然已经以高分辨率观测到了许多单个恒星，但要实现这些观测的全部科学潜力，就必须将高分辨率钱德拉数据集作为一个整体进行研究。为了便于快速比较和表征恒星光谱，我们编制了一个统一处理的数据库，所有恒星观测的钱德拉高能透射光栅（HETG）。该数据库称为X-Atlas，可通过具有搜索、数据检索和交互式绘图功能的网络界面进入。对于每一个目标，X-Atlas还具有预测低分辨率ACIS光谱的功能，这些光谱是从HETG数据中卷积出来的，用于与ACIS存档图像中的恒星源进行比较。初步分析的硬度比，分位数和光谱拟合来自预测的ACIS光谱揭示了系统的差异之间的高质量和低质量的恒星在图集中，并提供证据，至少有两个不同的类的高质量恒星。在高质量和低质量的恒星中也可以看到高度的X射线变化，包括长期以来被认为表现出最小变化的五车二。X-Atlas包含大约25颗大质量恒星和40颗低质量恒星的130多个观测数据，并将随着更多恒星HETG观测数据的公布而更新。该图集最近已扩展到非恒星点源，目前也正在增加低能透射光栅（LETG）观测。
2007-12-04 astro-ph
The Iron K-shell features of MXB 1728-34 from a Simultaneous Chandra-RXTE Observation
我们报告的同时钱德拉和RossiXTE观测的低质量X射线双星环礁爆发源MXB 1728-34进行2002年3月3日至5日。我们用黑体加康普顿化分量拟合了1.2-35 keV的连续谱。在6-10 keV的大残差可以通过宽（FWHM ~ 2 keV）高斯发射线拟合，或者通过分别在~7.1 keV和~9 keV与低电离铁和Fe XXV/XXVI相关的两个吸收边拟合。在这种解释中，我们发现没有证据表明宽，或窄，6和7千电子伏之间的发射线。我们测试我们的替代模型的铁K壳层区域重新分析以前的BeppoSAX观测MXB 1728-34，发现与我们的新的光谱模型的一般协议。
2005-11-02 astro-ph
Revealing the Dusty Warm Absorber in MCG--6-30-15 with the Chandra HETG
我们提出了详细的证据，在塞弗特1星系MCG-6-30-15和反驳早期声称的相对论O线发射的温暖的吸收。HETG光谱显示出许多来自N、O、Mg、Ne、Si、S、Ar和Fe的宽范围电离态的窄的、未分辨的（FWHM < 200 km/s）吸收线。在活动星系核框架中，静止状态下的O VII边和n=9的1s^2- 1 snp共振线系被清晰地探测到。我们将之前的报道归因于1s^2--1snp（n > 5）O VII共振线和中性Fe L吸收复合物的明显高红移O VII边。铁L特征的形状几乎与在几个X射线双星的光谱和实验室数据中看到的相同。隐含的尘埃柱密度与从红化研究中获得的一致，并给出了第一个直接的X射线证据尘埃嵌入在一个温暖的吸收体。O-VIII共振线和弱边也被检测到，并解释了在2 keV以下的光谱翻转由众多的吸收线和边缘的叠加。我们确定，第一次，KLL共振在O VI光吸收截面，给出了一个衡量的O VI列密度。在系统速度下检测到的O VII（f）发射意味着~5%的覆盖率（取决于观察到的电离通量与时间平均电离通量）。我们的观测表明，尘埃暖吸收体模型不仅足以解释大于0.48 keV（< 26 keV）的所有光谱特征，而且数据需要它，这与Branduardi-Raymont等人（2001）的解释相矛盾，Branduardi-Raymont等人（2001）认为该光谱区域由来自黑洞附近的高度相对论性谱线…
2001-04-13 astro-ph
Chandra and RXTE Spectra of the Burster GS 1826-238
利用Chandra和RXTE的同步观测，我们研究了LMXB GS 1826-238，目的是研究其光谱和时间特性。不间断的钱德拉观测捕获了6个爆发（RXTE看到了6个中的3个），产生的重现时间为3.54 +/- 0.03 hr。使用RXTE上的正比计数器阵列，我们在爆发的衰减阶段中可能检测到611 Hz的爆发振荡，平均均方根信号幅度为4.8%。积分持久发射光谱可以描述为kT_e ~ 20 keV、光学厚度约为2.6的等离子体对~ 0.3 keV软光子的双重康普顿化（解释为来自吸积盘日冕的发射），加上~ 6.8 keV等离子体对较热的~ 0.8 keV种子光子的康普顿化（解释为来自或靠近边界层的发射）。我们发现了中性Fe Kα发射线的证据，并发现了星际Fe L_II和Fe L_III的吸收特征。通过将圆盘康普顿化参数固定为持续辐射的最佳拟合值，并加入黑体，可以拟合爆发光谱。爆发峰值处的黑体/种子光子温度为~ 1.8 keV，并在200 s内恢复到~ 0.8 keV。假设距离为6 kpc，黑体半径与R_bb = 10.3-11.7 km是一致的;然而，通过考虑表面被盘遮蔽的部分作为双星倾角的函数，我们确定源距离实际上必须接近5 kpc，这样恒星半径才能在通常假设的10-12 km范围内。
2005-08-16 astro-ph
X-Ray Observations of XTE J1550-564 During the Decay of the 2000 Outburst - I. Chandra and RXTE Energy Spectra
我们报告的X射线能谱的黑洞候选者（BHC）的X射线瞬态XTE J1550-564在2000年爆发的衰变过程中的演变。罗西X射线计时探测器（RXTE）和钱德拉天文台的观测跨越了近五个数量级的光度。RXTE光谱主要由幂律分量和一个相对较弱的软分量也检测到的前两个观测。在几次观测中，该源在9 E36 erg/s的光度附近过渡到正则硬态，这一点可以通过RXTE能带中软组分通量的下降和幂律组分硬化到光子指数接近1.6来证明。在之前的XTE J1550-564爆发中，幂律没有表现出这种行为。对于一些观察，我们检测到一个高能量的截止，并发现截止是更显着的，在较低的能量在过渡期间比在硬态。硬态的截止能量比大多数以前吸积的BHC所看到的能量更高。Chandra谱为硬态转变后的光谱演化提供了证据。这是很好的，但不是唯一的，描述的幂律与光子指数为2.30^{+0.41}_{-0.48}（90%的信心）和星际吸收。平流为主的吸积流模型预测逐渐光谱软化的光度下降，但我们的观察不允许我们确定光谱的演变是渐进的或突然的。我们用Chandra测量的XTE J1550-564的最低光度为5E 32 erg/s（0.5-7 keV，距离为4 kpc）。虽然这可能不是真正的静态光度，但它代表了这个量的有用上限。
2001-07-25 astro-ph
Chandra and RXTE studies of X-ray/gamma-ray millisecond pulsar PSR J0218+4232: A clue to unidentified gamma-ray sources?
毫秒脉冲星PSR J 0218 +4232显示出显著的高能特性：非常硬的脉冲X射线发射高达~10 keV，并可能探测到高能伽马射线（> 100 MeV）和软谱。然而，X射线和伽马射线分布的相对相位是未知的。最近对PSR J 0218 +4232进行的Chandra（0.08-10 keV）观测将定相降至0.2毫秒，并表明X射线脉冲与伽马射线脉冲对齐，为我们首次探测到该源的高能伽马射线提供了支持证据。最近RXTE（2-250 keV）观测（2001年12月27日-2002年1月7日）的初步结果显示，在复杂的轮廓中，高达~20 keV的脉冲发射显著。这颗毫秒脉冲星的复合高能谱与未识别伽马射线源（UGS）的正则谱相似，使得特征年龄低（<10^8年）的快速（<3-4 ms）毫秒脉冲星成为UGS协星的良好候选者，并成为INTEGRAL观测的挑战性目标。
2002-06-20 astro-ph
High Resolution Spectroscopy of 4U 1728-34 from a Simultaneous Chandra-RXTE Observation
我们报告的同时钱德拉和RossiXTE观测的LMXB环礁爆发源4U 1728-34在2002年3月3日至5日进行。我们用黑体加康普顿化分量拟合了1.2-35 keV连续谱。硅的丰度相对于太阳丰度超过2倍才能得到满意的拟合。在6-10 keV的大残差可以通过宽的（FWHM ~ 1.6 keV）高斯发射线拟合，或者通过分别在~7.1 keV和~9 keV与Fe I和Fe XXV相关的吸收边拟合。在这种解释中，我们发现没有证据表明，一个广泛的，或狭窄的Fe K α线，6和7千电子伏之间。我们通过重新分析先前BeppoSAX对4U 1728-34的观测，测试了我们对铁Ka区域的替代建模，发现与我们新的光谱模型基本一致。
2004-12-22 astro-ph
HETGS Spectroscopy of a Coronally Active Contact Binary, VW Cep
短周期双星是通过旋转发电机产生恒星日冕的极端情况。这类恒星对于探索日冕在快速旋转和活动饱和状态下的起源和性质非常重要。VW Cep（P=0.28 d）是一个相对明亮，部分食，非常活跃的天体。我们目前的钱德拉X射线光谱与高能透射光栅的初步结果。光变曲线显示出耀斑和旋转调制，但没有强烈的日食。发射谱线比仪器谱线宽，表明两种二元组分都有发射。发射线的速度调制指示发射等离子体的几何结构。排放测量显示出宽的温度范围和强峰值。
2004-09-10 astro-ph
The complex X-ray spectrum of NGC 4507
本文分析和讨论了NGC 4507的XMM-牛顿谱和Chandra/HETG谱。主要结果如下：a）软X射线发射线丰富，需要（至少）两区光电离区来解释大范围的电离态。b）6.4 keV的铁谱线可能是由康普顿厚度的物质发射的，这意味着存在两个环核冷区，一个是康普顿厚度的（发射体），一个是康普顿厚度的（冷吸收体）。c）在Chandra/HETG光谱中发现了Fe xxv吸收线的证据。电离吸收体的柱密度估计为几× 10 ^{22} cm^{-2}。
2004-04-02 astro-ph
Simultaneous Chandra and RXTE Spectroscopy of the Microquasar H~1743-322: Clues to Disk Wind and Jet Formation from a Variable Ionized Outflow
2003年银河系黑洞候选者H 1743-322爆发的明亮阶段，我们同时与钱德拉和RXTE的X射线在四个场合。钱德拉/HETGS光谱揭示窄，可变的（He-样）Fe XXV和（H-样）Fe XXVI共振吸收线。在第一次观测中，Fe XXVI线的半高宽为1800 +/- 400 km/s，蓝移为700 +/- 200 km/s，表明高度电离的介质是外流。此外，在第一次观测中，Fe XXV线在几百秒的时间尺度上发生了显着变化，这相当于开普勒轨道周期约为1 E+4引力半径。我们的吸收几何模型表明，几何效应和不断变化的电离通量相结合，需要考虑到观测之间观察到的线通量的大变化，吸收可能发生在半径小于1 E+4半径为10 Msun黑洞。可行的吸收几何模型包括由于吸积盘结构的循环吸收，在一个clusterous外流盘风的吸收，或这两个可能的组合。如果H1743 -322风具有单位填充因子，则最高隐含质量流出率为爱丁顿质量吸积率的20%。这种风可能是最近在银河系黑洞GX 339-4和XTE J1650-500中发现的类似塞弗特的外流“热吸收体”几何结构的热前兆。我们讨论这些发现的背景下，在其他银河系源的光谱中发现的电离铁吸收线，并连接到温暖的吸收器，风，和其他吸积系统的喷气机。
2004-06-10 astro-ph
A New Method to Use Chandra Data to Resolve the X-Ray Halos Around Point Sources and Its Application to Cygnus X-1
ChandraACIS具有良好的角分辨率、能量分辨率和宽的能带，是研究由X射线在星际介质中尘埃散射引起的银河系X射线点源周围的X射线晕的最佳仪器。然而，使用ACIS获得的亮源的直接图像通常遭受严重的堆积。利用各向同性图像在任意方向上的投影都可以重建的特点，我们可以根据HETGS和/或CC模式获得的数据重建X射线晕的图像。这些数据没有或很少有严重的堆积，使我们能够充分利用钱德拉优良的角分辨率。利用重建的高分辨率图像，我们可以探测X射线晕，其距离与其相关的点源接近1 $''$。将此方法应用于Chandra HETGS在CC模式下观测的天鹅座X-1，得到了与能量有关的径向晕通量分布，并得出结论：在圆形区域内，（2）相对于总强度，在$'$ 1 keV时，分数晕强度（FHI）约为15%，在$\sim$ 6 keV时下降到约5%;（2）大约50%的晕光子在半径小于40 $''$的区域内;以及（3）点源的光谱由于晕污染而略微失真。
2003-07-22 astro-ph
Revealing the Focused Companion Wind in Cygnus X-1 with Chandra
我们分析了银河系黑洞天鹅座X-1的钱德拉HETGS光谱，获得的源通量大约是通常观察到的持续低强度，光谱硬状态的两倍。我们在光谱中发现了无数的吸收线，包括来自Ne、Na、Mg和Si的Ly-alpha线和类氦共振线。我们计算出这些元素的谱线的通量加权平均红移为~100 km/s，通量加权平均速度宽度为800 km/s（FWHM）。我们还检测到一些从铁XVIII-XXIV和镍XIX-XX吸收的过渡，但是，这些线的识别是不太确定的，更大范围的位移和宽度的测量。我们的观察发生在一个二元相位φ = 0.76，观察到的线是一致的超巨星O9.7 Iab伴风的电离区的吸收。光谱是极其复杂的，因为它包含了一系列的温度和密度。先前的天鹅座X-1的钱德拉HETGS光谱是在类似的过渡态（在phi = 0.93）和低/硬态（在phi= 0.84）中获得的。综合考虑，这些光谱提供了伴随风的证据，当它流向这个系统中的黑洞时，伴随风被聚焦。
2002-08-26 astro-ph
The Radial Velocity and Mass of the White Dwarf of EX Hydrae Measured with Chandra
我们提出了第一次检测的轨道运动的激变变量EX Hydrae的基础上的X射线数据从钱德拉X射线天文台。望远镜的大收集面积和HETG光谱仪的高分辨率使X射线波长范围内的速度精度达到前所未有的约15 km/s。我们发现发射线的速度振幅为58.2 ± 3.7 km/s，并推断出白矮星的质量为0.49 ± 0.13 M_sun，这与以前利用光学、紫外和远紫外数据所做的研究结果一致。
2004-03-29 astro-ph
In-Flight Calibration of the Chandra High Energy Transmission Grating Spectrometer
我们目前的结果，在飞行中校准的高能透射光栅光谱仪（HETGS）的钱德拉X射线天文台。利用发射线光源测量了光栅的基本装配参数，如取向和平均光栅周期。这些源也被用来确定飞行探测器内各个CCD的位置。线响应函数（LRF）的详细建模使用仪器模拟器的基础上飞行前测量的光栅对准和周期。这些LRF预测同意非常好的窄发射线源的飞行中观察。使用明亮的连续光源，我们测试的检测器量子效率的一致性，通过比较正序负序。
2003-09-03 astro-ph
New Chandra/HST-STIS results on Seyfert I AGN: Photoionized Outflows
我们提出的软X射线观测结果与钱德拉HETGS的Seyfert I AGN NGC 4593和Mrk 509。我们讨论了与Seyfert I活动星系核有关的光电离外流的吸收光谱特征，并讨论了它们的运动学、柱密度和电离态。我们讨论了Mrk 509中的紫外线和X射线吸收剂之间的联系（这是与Chandra和HST/STIS同时观察到的）。我们还简要地讨论了由于中性铁嵌入在温暖的吸收NGC 4593与软X射线相对论发射线的数据的解释吸收的可能性。最后，我们总结了从高分辨率光谱学中了解到的I型活动星系核中的暖吸收体。
2002-11-17 astro-ph
New {\it Chandra} Results on Seyfert I galaxies: Fe-K lines
本文利用钱德拉高能透射光栅光谱仪（HETGS）的观测数据，对9个Seyfert I星系的Fe-K线进行了测量。质心能量分散得很窄（6.403 +/- 0.062 keV），表明线核起源于冷物质。如果该样品中的{ \it all}谱线是相对论性加宽的圆盘谱线的峰，则需要不切实际的微调。然而，9个活动星系核中至少有3个清楚地显示出复杂的铁钾线，其下有一个广泛的组成部分，可能来自一个磁盘。在其他的例子中，一条明显窄的铁钾线（即使它被钱德拉分辨出来）可能仍然是由于盘线的峰值。为了区分这种情况与遥远物质的起源，需要可变性信息。
2002-11-17 astro-ph
X-ray Emission Line Profile Modeling of O stars: Fitting a Spherically-Symmetric Analytic Wind-Shock Model to the Chandra Spectrum of zeta Puppis
X射线发射线剖面提供了最直接的洞察力的动态和空间分布的热，X射线发射等离子体以上的OB星表面。船尾座O超巨星显示出宽的、蓝移的、不对称的线轮廓，这与风震图像基本一致。我们模型的钱德拉HETGS光谱中的八条线的配置文件，这个原型的热星。拟合线表明，等离子体分布在整个风开始接近光球，有显着较少的衰减的X射线由上覆风比通常假设的，并没有一个强烈的趋势，在风吸收波长。
2003-03-25 astro-ph
