Detection of a Rare Supersoft Outburst Event during a Suzaku Observation of 1E0102.2-7219
我们报告了利用朱雀望远镜上的X射线成像光谱仪（XIS）对小麦哲伦云（SMC）的瞬态X射线源的探测。在对SMC中的超新星遗迹1 E 0102.2-7219进行常规观测期间，在XIS图像的边缘检测到了该源。我们使用光线跟踪模拟来约束源位置。在过去的28年里，在其他朱雀观测的位置上没有发现这样的瞬变源，也没有在其他X射线任务的所有可用存档图像中发现。XIS光谱可以用一个温度约为72 eV的单一黑体来解释，星际消光约为4.9x10^{20} H原子cm^{-2}，与SMC的值一致。在~0.74 keV的额外的吸收边也被证实，这可能是由于类氦氧离子的吸收。假设源在SMC的距离上，0.2-2.0 keV波段的X射线光度为~10^{37} erg s^{-1}，源的半径为~10^{8} cm。XIS光变曲线显示，在24 ks观测期间，X射线通量下降了约两倍。与存档的数据一起，爆发中的X射线通量至少比未检测到的静止水平亮三个数量级。所有这些特性在超软源（SSS）中经常可见。我们得出结论，瞬态源是另一个例子的SSS在SMC。
2007-06-02 astro-ph
Suzaku Observation of the Anomalous X-ray Pulsar CXOU J164710.2--455216
2006年9月23日至24日，朱雀公司对异常X射线脉冲星CXYJ 164710.2 -455216进行了观测，观测净曝光量为38.8 ks。在观察期间，XIS在1/8窗口选项中操作，以实现1 s的时间分辨率。在XIS光变曲线中清晰地检测到脉动，其重心校正脉冲周期为10.61063（2）s。在0.2- 6.0keV能量范围内，XIS脉冲波形显示出3个不同幅度的峰，RMS分数幅度约为11%。虽然该源是用朱雀的HXD观测的，但其观测数据受到HXD视场内邻近的亮X射线源GX 340+0的高度污染。1-10 keV的XIS光谱很好地拟合两个黑体分量。两个黑体成分的温度分别为0.61+/-0.01 keV和1.22+/-0.06 keV，吸收柱密度值为1.73+/-0.03 x 10^{22} atoms cm^{-2}。在1-10 keV能量范围内观测到的源通量计算为2.6 x 10^{-11} ergs cm^{-2} s^{-1}，软黑体分量的贡献很大（kT = 0.61 keV）。XIS数据的脉冲相位分辨光谱表明，软黑体分量的通量由三个窄峰组成，而另一个分量的通量在AXP的脉冲周期上显示出单峰。黑体半径在2.2-2.7公里和0.28-0.38公里（假设源距离为5千秒差距）之间的变化，分别为软和硬组件的脉冲相位。从定时和频谱分析获得的结果的细节。
2007-11-27 astro-ph
Restoring the Suzaku Source Position Accuracy and Point-Spread Function
为了提高源位置精度和恢复点扩散函数（PSF），对朱雀星上XIS获得的X射线光子的天空坐标进行了经验修正。已知XIS图像的位置不确定性高达1弧分，并且显示出PSF的相当大的退化。这些问题是由安装姿态控制系统的侧板7的热变形引起的卫星姿态漂移引起的。我们发现，通过使用在DETX方向上的源位置的偏差和指向目标的黄道纬度之间的关系，可以大大减小在指向观测上平均的位置误差。我们参数化的源位置的摆动同步与卫星轨道周期与板载散热器的温度和经过的时间，因为昼夜过渡的航天器。我们开发了软件aeattcor，使用这些参数来校正图像漂移，并将其应用于27个点源图像。我们表明，源位置的90%误差圆的半径减小到19弧秒，PSF锐化。这些改进增强了朱雀XIS的科学能力。
2008-03-24 astro-ph
Suzaku Observations of M82 X-1 : Detection of a Curved Hard X-ray Spectrum
本文报道了2005年10月朱雀星对星暴星系M82超亮X射线源X-1的三次观测，每次曝光量约为30 ks。来自原子核周围半径为3的区域的XIS信号确定了一个2-10 keV的通量为2.1 x 10^-11 erg s-1 cm-2，可归因于点源。3.2-10 keV的光谱比光子指数为1.7的幂律略凸。在所有观测中，HXD还探测到了来自M82的能量高达20 keV的信号，能量为12-20 keV，通量为4.4 x 10^-12 erg s-1 cm-2。HXD谱比XIS谱陡。XIS和HXD光谱可以通过截止幂律模型或类似的弯曲模型联合再现。在探测到的宽带信号中，1/3 ~ 2/3可归因于X-1，其余的可归因于M82中的其它离散源。不管这些污染物的模型如何，X-1的光谱比幂律曲线更弯曲，其辐射热光度为（1.5 - 3）x 10 ^40 erg s-1。这些结果被解释为来自100-200太阳质量的黑洞的康普顿化发射，辐射大致在爱丁顿光度。
2008-09-26 astro-ph
Suzaku Observations of the Circinus galaxy
我们报告朱雀观测活跃，康普顿厚的Circinus星系。观测是用X射线成像光谱仪（XIS）和硬X射线探测器（HXD）获得的。在10 keV以下，核光谱主要是由高柱密度的冷致密气体反射的辐射，而在13 keV以上，辐射是通过约4 x 10^{24} cm^-2的柱密度直接透射的核发射。在0.2- 10 keV波段，XIS谱被Circinus中最亮的非核源（CG X-1）污染了5%，但在5-10 keV波段下降到1%，在更高的能量下可以忽略不计。我们没有发现硬（>12千电子伏）发射的变化的显着证据。用HXD/GSO在50- 100 keV波段2.5σ水平上勉强探测到Circinus。我们用四个分量模拟了3-70 keV波段的XIS+PIN光谱：康普顿透射核发射，反射核发射，软幂律（代表散射核发射，扩展发射和星系中低于几keV的源污染的组合）。发现硬核幂律的光子指数γ_h ~= 1.6，与软幂律非常相似。高能截止为E_C ~= 49 keV。这些结果与BeppoSax的结果一致。这个模型的外推到GSO带显示出良好的协议与GSO的光谱，并支持我们的检测Circinus高达~= 100 keV。
2008-09-26 astro-ph
X-ray studies of HESS J1837--069 with Suzaku and ASCA: a VHE gamma-ray source originated from the pulsar wind nebula
我们介绍了ASCA和朱雀研究的TeV源HESS J1837- 069，这还没有确定在其他波长。我们确认在朱雀XIS图像中存在两个X射线源，AX J1838.0--0655和AX J1837.3--0652，靠近延长的TeV发射区的两端。两个源的XIS谱均由吸收的幂律模型再现，其参数与ASCA数据确定的参数一致。最近，在包括HESS J1837- 069（2008，ApJ，681，515）的天空区域中，已经用RXTE检测到70.5 ms的X射线脉动。利用具有定时和成像能力的ASCA GIS数据，我们确定脉动源为AX J1838.0--0655。ASCA和Suzaku测定的脉冲周期以及RXTE报告的脉冲周期表明稳定的自旋下降在$\dot{P} = 4.917(4) \times 10^{-14}$ s $^{-1}$。这些结果表明，AX J1838.0- 0655是一个内在稳定的源，可能是一个脉冲星风星云（PWN）。本文讨论了AX J1838.0- 0655与HESS J1837- 069有关的可能性，以及VHE γ射线发射来源于PWN的可能性。
2008-10-24 astro-ph
Energy-Scale Calibration of the Suzaku X-Ray Imaging Spectrometer Using the Checker Flag Charge Injection Technique in Orbit
朱雀卫星搭载的X射线成像光谱仪（XIS）是一种X射线CCD相机系统，具有低本底、高量子效率和0.2-12 keV波段能量分辨率好等优越性能。然而，由于轨道辐射损伤，电荷转移效率（CTI）增加，因此XIS的能量规模和分辨率自2005年7月发射以来已经下降。CCD具有电荷注入结构，并且通过检查器标志电荷注入（CFCI）技术精确地测量每列的CTI和CTI的脉冲高度依赖性。我们精确的CTI校正提高了能量分辨率从230 eV到190 eV在5.9 keV在2006年12月。本文报道了CFCI在轨实验的CTI测量结果。使用CFCI结果，我们已经实现了与时间相关的能量尺度和分辨率的朱雀校准数据库。
2008-09-22 astro-ph
Suzaku Observation of HCG 62: Temperature, Abundance, and Extended Hard X-ray Emission Profiles
本文报道了用朱雀XIS和HXD PIN对一个致密星系群HCG~62（$z=0.0145$）的120 k S观测结果。用变丰度的双温{ \it vapec}模型，结合前景银河系成分，对4个环形区的XIS谱进行了拟合。银河系分量被限定为在四个环中具有共同的表面亮度，双温{ \it apec}模型优于单温模型。我们证实了Chandra和XMM-牛顿报告的群内介质的多温度性质，在硬度图像中半径为3.3- 6.5 $'$的甜甜圈状高温环。我们发现Mg、Si、S和Fe的丰度相当强。我们检查了中心西南方向$\sim 2'$可能的“高丰度弧”，但朱雀的数据没有证实这一点。我们怀疑这是将该区域的过量热成分错误识别为Fe线。仔细的背景研究表明，在5- 12 keV的XIS和12- 40 keV的HXD-PIN中，ASCA以前报告的扩展硬X射线没有阳性检测，尽管我们的上限没有排除ASCA结果。有迹象表明，$r<3.3'$区的X射线强度比标称CXB水平（5- 12 keV）高出$70\pm 19$ %，Chandra和Suzaku的数据表明，这种过量的大部分可能是由于平均光子指数为$Γ=1.38\pm 0.06$的硬X射线源的集中。导出了各组气体中O、Fe和Mg的累积质量和金属质光比，并与其他各组进行了比较。活动星系核或星系合并在这组可能的作用进行了讨论。
2007-11-09 astro-ph
New CTI Correction Method for the Spaced-Row Charge Injection of the Suzaku X-Ray Imaging Spectrometer
朱雀卫星上的X射线CCD（X射线成像光谱仪; XIS）自发射以来由于辐射损伤而增加了电荷转移效率（CTI），并且能量分辨率已经降低。为了改善CTI，我们已经应用了空间行电荷注入（SCI）技术的XIS在轨道上，通过注入电荷到CCD行定期，CTI积极减少。SCI模式中的CTI取决于信号电荷与前一注入行之间的距离，并且脉冲高度显示出周期性的位置变化。使用机载校准源和英仙座星系团的强铁线的飞行数据，我们详细研究了变化。我们开发了一种新的方法来校正这种变化。通过应用新的方法，在2008年3月的5.9 keV的能量分辨率（FWHM）是~155 eV的前照式CCD和~175 eV的背照式CCD。
2008-10-06 astro-ph
Suzaku Observations of Tycho's Supernova Remnant
2006年6月26日至29日，朱雀卫星上的XIS和HXD仪器观测了第谷超新星遗迹，持续时间为92千秒。高达30千电子伏的光谱很好地拟合与两个组件的模型，由幂律与光子指数为2.7和热韧致辐射模型与温度为4.7千电子伏。前一个组件可以替代地被建模为同步辐射从人口的相对论电子与估计滚降能量约为1千电子伏。在XIS谱中，除了Fe的K_α发射线（6.445 keV）外，还首次观察到Cr和Mn的K_α发射线，其能量分别为5.48 keV和5.95 keV。还观察到Ca（4.56keV）和Fe（7.11keV）的微弱K_β线。根据Cr和Mn的线心，估计它们的电离态与Fe K_α（Fe XV或XVI）的电离态相似。
2008-05-22 astro-ph
Suzaku Observations of Local Ultraluminous Infrared Galaxies
我们报告了我们对五个著名的局部ULIRG的{ \it Suzaku} XIS（0.5-10 keV）和HXD/PIN（15-40 keV）观测的分析结果：{ \em IRAS} F05189-2524，{ \em IRAS} F08572+3915，Mrk 273，PKS 1345+12和Arp 220。F05189-2524和Mrk 273的XIS观测揭示了与Fe K $α$一致的强铁线，以及相对于先前的{ \it Chandra}和{ \it XMM-Newton}观测的光谱形状的变化。Mrk 273也可由HXD/PIN在$\sim$ 1.8- $σ$检测到。对于F05189-2524，不同时期的数据建模表明，光谱形状的变化可能是由于中心源关闭，留下残留反射光谱，或吸收柱增加。吸收体覆盖率的增加可以描述在Mrk 273中看到的光谱变化，尽管不能正式排除AGN固有光度的降低。Mrk 273的{ \it Suzaku}光谱与~94%覆盖分数模型拟合良好，柱密度为$\sim10^{24}$ cm $^{-2}$。经吸收校正的log[ $L_{\rm 2-10 keV}$ / $L_{\rm IR}$ ]比与PG类星体中发现的一致。PKS 1345+12和Arp 220的0.5-10 keV光谱似乎与以前的观测结果没有变化，HXD/PIN没有令人信服地检测到它们的硬X射线发射。由CO观…
2008-10-07 astro-ph
X-Ray Observations of the Sagittarius D HII Region toward the Galactic Center with Suzaku
我们提出了一个朱雀X射线研究的人马座D（Sgr D）HII地区在银河系中心区域。X射线成像光谱仪（XIS）的两张18“x18”图像涵盖了整个Sgr D复合体。由于低背景，XIS发现了两个低表面亮度的漫射源，并获得了它们的高信噪比光谱。一个与Sgr D HII区域的核心有关，来自年轻的星团。另一个是该区域附近的新物体。我们还提出了3.5厘米和6.0厘米的无线电连续谱图的新的源使用100米绿岸望远镜。我们得出的结论是，来源是一个新的超新星遗迹（SNR; G1.2--0.0）基于：（1）0.9+/-0.2 keV热X射线光谱，其发射线来自高度电离的原子;（2）从X射线吸收推断的在银河系中心距离处~10 pc的明显范围的扩散性质（~8.5x10^{22} cm^{-2}）;（3）非热射电连续谱指数（~-0.5）。我们在Sgr D HII区域的SNR的发现导致了对该系统的观点的修正，该系统被认为是热HII区域及其环境。
2008-05-14 astro-ph
Constraint of Non-thermal X-ray Emission from the On-going Merger Cluster Abell 3376 with Suzaku
星系团是宇宙中粒子加速源的最佳候选者之一，其特征是来自加速的相对论粒子的非热硬X射线发射。我们目前的早期结果朱雀观测的非热发射Abell 3376，这是一个附近的正在进行的合并集群。朱雀观测了两次，集中在星团中心，包括东部的弥散射电发射，和星团外围区域的西部。对于这两个观测，我们没有检测到多余的硬X射线发射以上的热团簇发射。用硬X射线探测器（HXD）从$34\times34$ arcmin $^2$区域导出的3 $σ$能级上$2.1\times10^{-11}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$（15- 50 keV）的非热X射线通量上限与用BeppoSAX/PDS获得的结果相似。使用X射线成像光谱仪（XIS）数据，在122弧分$^2$区域的3 $σ$水平上，来自西方遗迹的非热发射的上限被独立地约束为$<1.1\times10^{-12}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$（4 $-$ 8 keV）。假设相对论粒子与宇宙微波背景光子之间存在康普顿散射，则团内磁场$B$被限定为$>0.03μ$ G（HXD）和$>0.10μ$ G（XIS）。
2008-05-23 astro-ph
Suzaku and XMM-Newton Observations of Diffuse X-ray Emission from the Eastern Tip Region of the Carina Nebula
用朱雀XIS对船底座星云东端区域进行了77 k s的观测，以进行扩展X射线发射的高精度光谱研究。利用XMM-Newton EPIC数据对点源进行了探测。XIS探测到来自整个视场的强扩展X射线发射，其通量为$0.7\sim4\times10^{-14}$ erg s $^{-1}$ arcmin $^{-2}$，为0.2- 5 keV。发射具有斑点状结构，与中红外图像中观察到的电离气体细丝一致。天体物理背景和探测到的点源的贡献是微不足道的。因此，发射本质上是漫射的。扩散发射的X射线光谱由具有0.3和0.6 keV的温度和2 $\times10^{21}$ cm $^{-1}$的吸收柱密度的双温度等离子体模型表示。X射线发射显示正常的氮氧丰度比和高的铁氧丰度比。光谱推导的参数，如温度和柱密度，是常见的$η$车附近的扩散X射线发射。因此，这两个场中的漫射X射线发射可能具有相同的起源。光谱拟合的结果进行了讨论，以约束的背景下，恒星风和超新星的起源。
2008-09-20 astro-ph
Study of Nonthermal Emission from SNR RX J1713.7-3946 with Suzaku
本文介绍了朱雀卫星对超新星遗迹RX J1713.7-3946的一系列观测结果。观测覆盖了残骸表面的三分之二。我们成功地检测到硬X射线高达~ 40 keV从每个指向。硬X射线谱由幂律函数描述，光子指数为~ 3.0，大于10 keV以下能量区域的光子指数。空间积分的XIS和HXD谱的连接清楚地揭示了在0.4- 40 keV X射线谱中的谱截止。这个截止被解释为对应于发射同步辐射的电子的最大加速能量。Suzaku的宽带覆盖首次使我们能够导出截止区的母电子谱，这与理论预测吻合得很好。在空间积分X射线光谱中推断出的截止能量表明，残骸中的粒子加速是如此有效，以至于几乎达到了理论极限，即所谓的玻姆极限。基于朱雀的数据，我们提出了多波长的研究结果，从光谱和形态的观点。光谱能量分布有利于强子的情况下，而不是轻子的情况下。对于形态学研究，我们比较了来自朱雀XIS和H.E.S.S.的表面亮度图。望远镜我们证实了X射线和TeV γ射线发射之间的强相关性。除了相关性之外，我们还发现在明亮的西部边缘区域，X射线发射比一般X射线与伽马射线相关性所预期的要亮。
2008-06-09 astro-ph
Suzaku wide-band observations of SN 1006
本文报道了由朱雀星观测到的SN 1006的宽带光谱。由于朱雀X射线CCD XIS的出色光谱响应，热发射和非热发射得以成功解决。的非热发射不能再现一个简单的幂律模型，但需要在5.7 $\times 10^{16}$ Hz = 0.23 keV滚降。滚降频率在东北边缘明显高于西南边缘。我们还使用硬X射线探测器将最严格的通量上限设置在10 keV以上。
2007-08-01 astro-ph
Suzaku Spectroscopy of the Extended X-Ray Emission in M17
我们提出的结果朱雀光谱研究的软扩展X射线发射的HII区M17。使用X射线成像光谱仪（XIS）以空间分辨的方式以高信噪比获得扩展发射的光谱。我们建立了未解决的点源，银河脊X射线发射，宇宙X射线背景，和本地热气泡排放的污染是可以忽略不计的背景扣除XIS光谱的扩散发射。首次清晰地分辨出6条发射线，包括0.5- 1.5keV高电离态O、Ne、Mg的K线和Fe的L系列络合物。基于对这些线路的诊断，我们获得了以下结果：（1）扩展发射是光学上薄的热等离子体，由3.0 +/-0.4MK的单一温度很好地表示，（2）在漫射光谱中具有发射线的元素的丰度为0.1--0.3太阳能，而明亮的离散源的丰度为0.3--1.5太阳能，（3）扩散辐射中金属元素的相对丰度与太阳辐射一致，但Ne元素的相对丰度增加了2倍。（4）扩散辐射的等离子体温度和化学成分在5 pc的空间尺度上没有空间变化。
2007-07-27 astro-ph
Hard X-ray Properties of the Merging Cluster Abell 3667 as Observed with Suzaku
对合并星系团Abell 3667的宽波段Suzaku数据进行了硬X射线发射超过已知热分量的检验。朱雀探测到X射线信号的宽能量带从0.5至40千电子伏。HXD在星系团中心附近观测到的硬X射线（> 10 keV）通量不能用平均温度约为7 keV的热辐射的简单扩展来解释。这个辐射很可能是来自星系团中心附近的一个非常热（kT > 13.2 keV）的热成分，是在合并过程中通过强烈的加热过程产生的。在西北部的射电遗迹中，没有观察到非热发射的迹象。使用HXD，在减去使用XIS或XMM-牛顿谱估计的ICM贡献后，在10-40 keV波段，在遗迹周围的34'x34'视场内的总上限通量被导出为5.3e-12 erg s-1 cm-2。直接在遗迹区，当转换到10- 40 keV波段时，XIS数据进一步收紧了上限，使其小于7.3e-13 erg s-1 cm-2。后一个值表明遗迹内的平均磁场高于1.6 μ G。由磁场和相对论电子引起的非热压力可能高达该区域热压力的~20%。
2008-12-08 astro-ph
Suzaku Observations of the Soft X-ray Background
我们分析了一对朱雀XIS 1光谱的软X射线的背景，通过观察附近的（d = 230 pc）在南银河半球的吸收灯丝的一面。我们拟合多组分光谱模型的光谱，以分离的前景发射由于本地气泡（LB）的背景发射由于星系晕和未解决的活动星系核。我们得到的LB和晕参数是不同的，从我们的分析XMM-牛顿光谱从这些相同的方向。LB温度较低（log T = 5.93对6.06），并且由于朱雀带中的LB而产生的通量比我们的XMM-牛顿分析所预期的小一个数量级。与此同时，晕成分比以前确定的要热，这意味着我们的朱雀光谱比我们的XMM-牛顿光谱更硬。
2007-03-08 astro-ph
Suzaku Observations of the North Polar Spur: Evidence for Nitrogen Enhancement
本文介绍了利用朱雀X射线卫星上的X射线成像光谱仪（XIS）对北极脊的观测结果。这是一个在银河平面上方投射的大范围增强的软X射线和无线电发射，可能是由附近的斯科-岑OB星协的一系列超新星和恒星风产生的。低于1 keV的XIS的特殊灵敏度和光谱分辨率允许对低能谱线进行前所未有的探测，包括CVI（0.37 keV）和NVII（0.50 keV），并且我们首次探测到了高度电离的氮。对于这个指向最亮的3/4 keV发射的单（l = 26.8度，b = +22.0度），最佳拟合的CO2排放模型意味着热（kT ~ 0.3 keV），碰撞电离平衡（CIE）等离子体，具有小于0.5太阳能的耗尽的C、O、Ne、Mg和Fe丰度，但具有增强的N丰度，其中N/O = 4.0 ± 0.4，-0.5倍太阳能。气体的温度和总热能表明被一颗或多颗超新星加热，而氮丰度的增加最好解释为经过CNO循环处理的恒星物质的富集。由于发展AGB星所需的时间，我们得出结论，这种N/O增强不能引起的斯科-岑OB协会，但可能会导致从以前的浓缩插曲在太阳附近。
2007-08-30 astro-ph
Low/Hard State Spectra of GRO J1655-40 Observed with Suzaku
银河系黑洞双星GRO J1655 $-$ 40在2005年9月22- 23日被朱雀观测到，X射线成像光谱仪（XIS）的净曝光量为35 ks，硬X射线探测器（HXD）的净曝光量为20 ks。在0.7- 300 keV的宽且连续的能量范围内检测到该源，在20 keV下具有$\sim$ 50 mCrab的强度。在3.2千秒差距的距离，0.7- 300千电子伏的光度是$ \sim 5.1 \times 10^{36}$ erg s $^{-1}$（6 $M_{\odot}$黑洞爱丁顿光度的$\sim 0.7$ %）。该源处于典型的低/硬状态，表现出具有$\sim 1.6$的光子指数的幂律形状的连续体。在观测过程中，源强度在能量高于$\sim 3$ keV时逐渐降低25%，在能量低于2 keV时降低35%。这一点，连同软X射线光谱与XIS，建议存在一个独立的软组件，可以表示从冷（$\sim 0.2$ keV）磁盘的排放。用HXD获得的硬X射线光谱揭示了高能光谱截止，e折叠能量为$\sim 200$ keV。由于10 keV以上的光谱光子指数比在较软的能带中观察到的要硬$\sim 0.4$，并且e折叠能量高于典型的反射峰，所以即使考虑反射效应，整个0.7- 300 keV的光谱也不能由单一的热康普顿化模型再现。相反，光谱（除了软过剩）可以成功地解释调用两个热康普顿组件与不同的$y$参数。与该物…
2007-07-26 astro-ph
X-ray Halo Around the Spiral Galaxy NGC 4631 Observed with Suzaku
朱雀号观测到的边缘螺旋星系NGC 4631证实了它的X射线晕从银盘延伸到大约10千秒差距。XIS光谱给出了盘和晕区的温度和金属丰度。观测到的O，Ne，Mg，Si和Fe的丰度模式与II型超新星的金属产量一致，晕中包含的O质量约为1E6 Msun。这些特征意味着II型超新星产生的富含金属的气体非常有效地被带入晕圈区域，很可能是通过星系风。温度和金属丰度可能受到电荷交换和灰尘的影响。获得了硬X射线通量的上限，对应于高于0.5 μ G的磁场。
2008-08-31 astro-ph
Suzaku broad-band spectroscopy of RX J1347.5-1145: constraints on the extremely hot gas and non-thermal emission
本文给出了对Z=0.451的X射线最亮的星系团RX J1347.5-1145的长朱雀观测的分析结果。目的：我们研究了由Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应观测发现的东南（SE）区域的热（~20 keV）气体团簇的物理性质，以理解剧烈团簇合并的气体物理。我们还探讨了使用硬X射线数据的非热发射的签名。结果：我们发现单温模型不能同时再现XIS测量的连续发射和Fe-K线。具有非常热的组分的双温度模型改进了拟合，尽管XIS数据只能给出其温度的下限。我们检测到的硬X射线发射在12-40 keV波段在7西格玛水平，然而，显着性变得边际时，背景估计中的系统误差包括在内。用Suzaku + Chandra联合分析，我们确定了SE过剩成分的温度为25.3^{+6.1}-4.5} ^{+6.9}-9.5} keV（90%统计误差和系统误差），这与以前的SZ + X射线分析结果非常一致。这是第一次单独使用X射线光谱法对SE区域中的热部件的温度进行良好的测量，这是由于朱雀对宽X射线波段具有前所未有的灵敏度。这些结果强烈地表明，该集群最近经历了一次剧烈的合并。光谱分析表明，SE分量与热一致。在12-60 keV波段，我们发现非热通量的3 σ上限F <8 e-12 erg s^{-1} cm^{-2}。结合这个极限和最近发现的1.4 GHz的射电迷你晕，我们发现了一个更低的集群内磁场的强度，B > …
2008-09-01 astro-ph
Suzaku Spectroscopy Study of Hard X-Ray Emission in the Arches Cluster
我们提出的结果朱雀研究的拱门集群。用XIS获得了3-12 keV波段的高S/N谱。我们发现，光谱由热等离子体，硬幂律尾，和两个高斯线。根据CaXIX和FeXXV K α线的存在以及FeXXVI K α线的不存在确定血浆组分（kT~2.2 keV）。这两条高斯线代表铁在较低电离阶段的K α和β线。这两条谱线的谱线中心和强度比与中性铁一致。发现硬幂律尾（指数~0.7）没有明显的铁K边缘特征。通过与已发表的Chandra谱的比较，我们得出结论：热辐射分量来自于点状源的集合加上集中在团簇中心的热扩散辐射，而高斯辐射和硬尾辐射分量来自于在更大尺度上扩展的非热扩散辐射.在带限XIS图像中，7.5-10.0 keV发射的分布类似于6.4 keV发射的分布。这强烈表明，幂律发射与基础物理中的6.4和7.1 keV线有关。我们讨论了两种观点来解释硬连续谱和谱线：（1）产生荧光谱线和汤姆逊散射连续谱的X射线光电离;（2）铁原子的非热电子碰撞电离和韧致辐射连续谱。但无论采用哪种方案，来自拱门星系团的光子或粒子通量都太低，无法解释观测到的线和连续谱强度。
2006-11-03 astro-ph
Suzaku Discovery of Hard X-ray Pulsations from the Rotating Magnetized White Dwarf, AE Aquarii
朱雀号在2005年10月和2006年10月分别以53.1和42.4 ks的曝光量观测到了快速旋转的磁化白矮星宝瓶座AE。除了在重心周期为33.0769 \pm 0.0001 s的XIS数据的0.5- 10 keV波段中有明显的自旋调制外，2005年下半年的10- 30 keV HXD数据也显示了统计上显著的周期信号。在这种情况下，自旋折叠HXD光曲线表现出两个尖锐的尖峰分离约0.2周期的相位，在约4 keV以下的能量中观察到的近似正弦曲线。折叠的4- 10 keV XIS光变曲线被理解为这两种类型的脉冲轮廓的叠加。相位平均的1.5- 10 keV谱可以用温度为$2.90_{-0.16}^{+0.20}$ keV和$0.53_{-0.13}^{+0.14}$ keV的两个热分量再现，但12-25 keV的HXD数据显示出明显超出外推模型的结果。这种过剩可以用光子指数为$1.12_{-0.62}^{+0.63}$的幂律模型或温度为$54_{-47}^{+26}$ keV的第三热分量来解释。在102 pc的距离处，热分量和附加分量的4- 30 keV亮度分别变为$1.7_{-0.6}^{+1.3}$和$5.3_{-0.3}^{+15.3} \times 10^{29}$ erg s $^{-1}$。后者相当于该物体向下自旋能量的0.09%。硬脉动的可能的发射机制进行了讨论，特别是包括非热…
2008-01-24 astro-ph
Suzaku Observation of Diffuse X-ray Emission from the Carina Nebula
我们研究了2005年8月29日由朱雀CCD相机XIS拍摄的船底座星云的扩展X射线发射。X射线形态、等离子体温度和等离子体吸收与早期爱因斯坦的结果一致。朱雀光谱新揭示了包括氧在内的各种物质的发射线，但不是氮。这一结果限制了N/O比显着较低，与演化的大质量恒星风相比，这表明扩散发射起源于一个古老的超新星遗迹或多个超新星遗迹产生的超级壳。在0.3-2 keV之间，海山二南北侧的X射线谱有明显的差异。南谱显示铁离子的L壳层线和硅离子的K壳层线较强，而北谱显示它们较弱。这意味着南部地区的硅和铁丰度比北部地区高2-4倍。丰度的变化可能是由SNR喷出物产生的，或者与恒星形成核心周围的尘埃形成有关。
2006-10-02 astro-ph
Precision Fe Kalpha and Fe Kbeta Line Spectroscopy of the Seyfert 1.9 Galaxy NGC 2992 with Suzaku
本文用朱雀X射线成像光谱仪（XIS）详细测量了Seyfert~1.9星系NGC2992在0.5 - 10keV波段的时间平均X射线谱。我们详细地模拟了复杂的连续体。有一个铁K线发射复合物，我们的模型与宽和窄线，我们表明，这两个组件的强度解耦的置信水平> 3sigma。宽Fe K线的EW为118（+32，-61）eV，可能起源于一个吸积盘（倾角大于~30度）。窄的Fe K α线的EW为163（+47，-26）eV，并且是未分辨的FWHM <4090 km/s），并且可能起源于遥远的物质。窄线中的绝对通量意味着视线外的柱密度可能比视线内测量的高得多，并且形成该线的平均（历史平均）连续发光度可能比从数据中测量的高几倍。我们还检测到窄的Fe Kbeta线具有高的信噪比，并描述了一种新的鲁棒性的方法来约束负责Fe Kalpha和Fe Kbeta线，不需要任何知识的可能的重力和多普勒能量漂移影响线能量的Fe的电离态。对于遥远的线发射物质（例如，假定的模糊环面），我们推断，主要的电离状态低于Fe VIII（在99%的置信度），保守地考虑到剩余的校准不确定性的XIS能量标度和理论和实验的不确定性的Fe K荧光线能量。从可能的康普顿反射连续谱的极限来看，窄的Fe K α和Fe K β线很可能起源于康普顿薄结构。
2006-09-20 astro-ph
Diffuse X-ray Emission from the Carina Nebula Observed with Suzaku
一些巨大的HII区与软扩散X射线发射有关。其中船底座星云拥有最明亮的软漫射辐射。所需的等离子体温度和热能可以通过碰撞或终止主序星或嵌入的年轻O星的快风来产生，但扩展的发射通常是在远离大质量星团的区域观察到的。X射线发射的来源不明。朱雀星上搭载的XIS CCD相机具有迄今为止扩展软源的最佳光谱分辨率，因此能够测量软波段的关键发射线。朱雀号分别于2005年8月和2006年6月对船底座星云（Car-D1）的核心和东侧进行了观测。核心南部和Car-D1的光谱同样显示出强的铁离子L-壳层线和硅离子K-壳层线，而在核心北部，这些线要弱得多。用吸收的薄热等离子体模型拟合的光谱显示kT~0.2，0.6keV和NH~1- 2 e ~（21）cm ~（-2），其中氧、镁、硅和铁的丰度变化为2-3倍。等离子体可能起源于一颗古老的超新星，或者是多颗超新星的超级壳层。
2007-04-03 astro-ph
Discovery of Extended X-Ray emission from the unidentified TeV source HESS J1614-518 using the Suzaku Satellite
我们报告了HESS J1614-518的朱雀结果，这是在使用H.E.S.S.进行的银河平面调查中发现的最亮的扩展TeV伽马射线源。望远镜我们在X射线成像光谱仪（XIS）的视场中发现了三个X射线物体，它们被命名为朱雀J1614-5141（src A），朱雀J1614-5152（src B）和朱雀J1614-5148（src C）。Src A是位于HESS J1614-518峰值位置的扩展源，因此它是HESS J1614-518的合理对应物。2-10 keV波段的X射线通量为5 e-13 erg/s/cm ^2，比TeV通量小一个数量级。光子指数为1.7，小于在一些超新星遗迹中发现的高能电子同步辐射的标准值。这些发现提出了一个挑战的模型，其中的TeV发射的起源是逆康普顿散射的宇宙微波背景的加速电子，通过同步辐射发射X射线。Src B位于TeV带图像中相对暗淡的区域;然而，其氢柱密度与Src A相同。因此，src B也可以与HESS J1614-518物理相关。Src C是一颗前景的晚型B星。我们还在HESS J1614-518附近发现了软扩展X射线发射。
2007-12-06 astro-ph
Suzaku Spectroscopy of an X-Ray Reflection Nebula and a New Supernova Remnant Candidate in the Sgr B1 Region
我们用朱雀/XIS对银河系中心（GC）附近的人马座（Sgr）B1区（l，b）=（0.5，-0.1）进行了100 ks的观测。在光谱中清楚地检测到S XV、Fe I、Fe XXV和Fe XXVI的发射线。我们发现，Fe XXV和Fe XXVI线发射平滑地分布在从GC连接的Sgr B1和B2区。这一结果表明，GC热等离子体至少延伸到具有恒定温度的Sgr B区。在观测区有两个弥散X射线源。其中一个（G0.42-0.04）是新发现的，并显示出强烈的S XV Ka发射线，表明位于GC区域的超新星遗迹的候选者。另一个（M0.51-0.10）有明显的Fe I Ka发射线和强吸收连续谱，可能是一个X射线反射星云。没有足够亮的近源照射M0.51-0.10。然而，如果300年前的Sgr A* 比现在亮10^6倍，那么Fe I Ka发射就可以解释，光的旅行时间为100 pc到M0.51-0.10。
2007-12-06 astro-ph
Suzaku Detection of an Intense X-Ray Flare from an A-type Star HD161084
我们报告一个偶然的发现强烈的X射线耀斑从第谷参考源HD 161084在朱雀观测银河系中心区域为20千秒。X射线成像光谱仪（XIS）记录到这颗A1型矮星或亚巨星的耀斑，其通量为1.4 × 10 ^{-12}尔格·s^{-1} cm^{-2}（0.5- 10 keV）和0.5小时的衰变时间尺度。该光谱是硬的，在6.7 keV处具有突出的Fe XXV K α发射线，这是由一个5 keV的薄热等离子体模型解释衰减的1.4 × 10 ^{21} cm^{-2}消光。低消光，这是一致的光学红化，表明该源是一个前景恒星对银河系中心区域。基于530 pc的光谱视差距离，峰值X射线亮度为1 × 10 ^{32}尔格·s^{-1}（0.5- 10 keV）。这比普通的晚型主序星的X射线光度要大得多，而且X射线的发射不能归因于一个隐藏的晚型伴星，它与A星组成了一个宽的双星系统。我们讨论了HD 161084的可能性质，并认为它最有可能是一个相互作用的双星，其伴星的磁活动升高，如大陵型系统。朱雀在爆发期间检测到的通量比使用存档的XMM-牛顿和钱德拉数据测量的静态水平大100倍。大通量放大使这颗恒星成为这类来源中的一个独特例子。
2007-11-08 astro-ph
Swift and Suzaku Observations of the X-Ray Afterglow from the GRB 060105
本文介绍了Swift和Suzaku对GRB 060105的早期X射线余辉观测结果。明亮的长伽马射线暴GRB 060105在2006年1月5日06：49：28触发了雨燕暴警报望远镜（BAT）。朱雀小组在雨燕触发后19公里（5.3小时）开始了预先计划的机会观察目标。在快速发射和连续的非常陡峭的衰变之后，从T_0+187 s到T_0+1287 s观察到浅衰变。在T_0 +（1.5-3）ks的观测间隙之后，在T_0+（4-30）ks观测到极早的陡峭衰减。光变曲线在T_0+30 ks处再次变平，从T_0+50 ks到观测结束又发生了一次陡峭的衰减。这两个陡峭的衰减表现出2.3 - 2.4的衰减指数。这个非常早的中断，如果它是一个喷流中断，是X射线余辉观测中最早的情况，表明一个非常窄的喷流，其开口角远低于1度。独特的朱雀/XIS数据使我们能够设置非常严格的上限线辐射或吸收在这个伽玛暴。对于所报道的z=4.0+/-1.3的伪红移，铁谱线等效宽度的上限为50 eV。
2006-09-15 astro-ph
X-Ray Study of Temperature and Abundance Profiles of the Cluster of Galaxies Abell 1060 with Suzaku
用朱雀星对Abell 1060星系团的中心区和20'东偏区进行了观测。空间分辨X射线光谱分析揭示了Abell 1060在27' ~ 380; /h_70 kpc范围内的温度和丰度分布，对应于~ 0.25; r_180。团簇内介质的温度从中心的3.4 keV下降到外围区域的2.2 keV。Si、S和Fe的丰度也从中心向外减少50%以上，而Mg在r <17 '内在~ 0.7太阳能处呈现相当恒定的丰度分布。O在中心区（r~ 6 '）的丰度较低，约为0.3太阳能，与Mg有相似的特征，但对外环（r ~ 13'）kT_1 ~ 0.15keV和kT_2 ~ 0.7keV的银河系分量的贡献比较敏感。系统的影响，由于点扩散函数的尾巴，污染的XIS过滤器，仪器背景，宇宙和/或银河X射线背景，和假设的太阳丰度表仔细检查。在r <13 '时，对温度和Si、S、Fe丰度的计算结果与XMM-Newton的结果一致。在此基础上讨论了团簇的形成和金属富集过程。
2007-01-11 astro-ph
Suzaku Observations of the Centaurus Cluster: Absence of Bulk Motions in the Intracluster Medium
用朱雀X射线卫星上的X射线成像光谱仪（XIS）对半人马座星系团（z=0.0104）进行了三点观测，其中一点以星系团核心为中心，另两点在10 °之间偏移± 8 '。为了寻找团内介质可能的体运动，类He Fe-K线的中心能量（在6.7 keV的静止坐标系能量）进行了检查，以寻找位置依赖性。在50 kpc到140 kpc的空间尺度上的集群核心周围，中心线的能量被发现是恒定的校准误差为15 eV。视线速度差的90%上限是|Delta_v| < 1400 km/s，这比以前的测量给出了更严格的约束。显着的速度梯度推断从以前的钱德拉研究没有检测到两对矩形区域附近的集群核心。这些结果表明，在半人马座星系团的中心区域，整体速度并没有大大超过气体的热速度。团内介质的平均红移被确定为0.0097，与团的光学红移的校准不确定度内。本研究结果的影响，集群质量的估计进行了简要的讨论。
2006-09-20 astro-ph
Suzaku wide-band X-ray Spectroscopy of the Seyfert 2 AGN in NGC 4945
朱雀观测到附近的塞弗特2星系NGC 4945，它拥有20 keV以上最明亮的活动星系核之一。结合X射线CCD相机（XIS）和硬X射线探测器（HXD）的数据，同时观测活动星系核的本征核发射及其再处理信号。本征发射被$\sim 5 \times 10^{24}$ cm $^{-2}$的吸收柱高度遮蔽，并且仅在高于$\sim 10$ keV时可检测到。低于10 keV的光谱主要由反射连续谱和中性/电离材料的发射线组成。与中性铁K $α$线一起，首次从该来源检测到中性铁K $β$和中性镍K $α$线。中性线和冷反射连续谱是一致的，两者都起源于同一位置。中性Fe-K $α$线的康普顿下散射肩是窄芯磁通量中的$\sim 10%$，这证实该线起源于反射而不是透射。康普顿肩的弱点也表明，反射体可能几乎是从侧面看到的。本征发射的通量在$\sim 20$ ks内以$\sim 2$的因子变化，这要求遮蔽材料在几何上是薄的。宽带光谱模拟表明，中性反射体的立体角小于几个$\times 10^{-2} \times 2π$。所有这些关于再处理信号的证据表明，从近边缘角度观察到的是盘状吸收器/反射器。
2007-08-09 astro-ph
X-Ray Spectroscopy of SN 1006 with Suzaku
本文报道了用朱雀星上的X射线成像光谱仪（XIS）对SN 1006的观测结果。我们首次探测到铁的K壳层发射，发现铁的电离态很低。从残骸东南部提取的宽带光谱很好地拟合了由三个光学薄的热非平衡电离等离子体和一个幂律分量组成的模型。其中两个热模型的重元素含量过高，因此可能是由于喷出物造成的。这些组分具有不同的电离参数：$n_et \sim 1.4\times 10^{10}$ cm $^{-3}$ s和$n_et \sim 7.7\times 10^8$ cm $^{-3}$ s，后者产生Fe-K发射。这表明，Fe比其他元素更近地被反向冲击加热，这与喷出物按成分分层的图片一致，Fe在内部。另一方面，第三个热分量被假定为太阳丰度，我们将其与发射从星际介质（ISM）。电子温度和电离参数分别为$kT_e \sim $ 0.5 keV和$n_et \sim 5.8\times 10^9$ cm $^{-3}$ s。电子温度低于预期的冲击速度，这表明缺乏碰撞的电子加热在前向冲击。极低的电离参数和极端的非平衡态是由于周围介质的低密度。
2009-04-17 astro-ph
Spectral transitions of an ultraluminous X-ray source, NGC 2403 Source 3
报道了2006年3月16- 17日对超亮X射线源NGC 2403 Source 3的朱雀观测。源3的朱雀XIS光谱被描述为来自光学厚吸积盘的多色黑体状发射。吸积盘最里面的温度和半径分别为$T_{\rm in} = 1.08_{-0.03}^{+0.02} $ keV和$R_{\rm in} = 122.1_{-6.8}^{+7.7} α^{1/2}$ km，其中$α= (\cos 60^\circ /\cos i)$和$i$是盘的倾角。辐射热光度的来源估计为$L_{\rm bol} = 1.82 \times 10^{39} α$尔格s $^{-1}$。档案钱德拉和XMM-牛顿数据的源进行了分析的长期光谱变化。在几乎所有的观测中，该源都显示出多色黑体状X射线光谱，其参数与朱雀观测中的相似。然而，只有在钱德拉的一次观测中，发现源3表现出类似幂律的光谱，光子指数为$Γ= 2.37 \pm 0.08$，而它比朱雀的观测要暗$\sim 15 %$。光谱行为自然解释为细长盘状态和“非常高”状态之间的过渡，这两种状态都存在于银河系黑洞双星中，当它们的光度接近爱丁顿极限时。这些结果被用来论证超亮X射线源通常具有比普通恒星质量黑洞高得多的黑洞质量。
2008-10-29 astro-ph
The Suzaku Observation of the Nucleus of the Radio-Loud Active Galaxy Centaurus A: Constraints on Abundances of the Accreting Material
2005年，朱雀号观测到活动星系核半人马座A的射电噪声，产生了一个宽频带的光谱，范围从0.3到250千电子伏。筛选后的净曝光时间为：每个X射线成像光谱仪（XIS）相机70 ks，硬X射线探测器（HXD）PIN为60.8 ks，HXD-GSO为17.1 ks。硬X射线符合两个斜率相同的幂律，分别被1.5和7 * 10^{23} cm^{-2}的柱吸收。的频谱是一致的，与以前的建议，幂律组件是X射线发射的次pc VLBI喷气和邦迪吸积的核心，但它也是一致的部分覆盖的解释。软带主要由扩散等离子体的热发射，并适合由两个温度VAPEC模型，加上第三次幂律分量来解释散射核发射，喷流发射，并从X射线双星和其他点源的发射。探测到Fe、Si、S、Ar、Ca和Ni的窄荧光发射线。Fe K α谱线宽度给出了从黑洞到谱线发射气体的距离的200光日的下限。Fe，Ca和S K壳层吸收边检测。元素丰度通过荧光和扩散等离子体发射线的吸收边深度和强度来约束。环核物质的高金属丰度（[Fe/H]=+0.1）表明，它不可能起源于相对贫金属的外晕，除非发生了局部恒星形成的富集。相对丰度与II型和Ia型超新星的富集相一致。
2007-07-02 astro-ph
Spectral evolution of GRB 060904A observed with Swift and Suzaku -- Possibility of Inefficient Electron Acceleration
我们用雨燕和朱雀卫星观测到GRB 060904 A的X射线余辉。我们发现在BAT和XRT数据中，X射线耀斑的快速尾部阶段和下降阶段都有快速的光谱软化。所观察到的光谱拟合幂律光子指数迅速从$Γ= 1.51^{+0.04}_{-0.03}$到$Γ= 5.30^{+0.69}_{-0.59}$在几百秒内的提示尾部。这是有史以来观测到的最陡的X射线光谱之一，使得它很难用简单的电子加速和同步辐射来解释。然后，我们应用了另一种光谱拟合使用一个破碎的幂律指数截止（BPEC）模型。考虑截止能量与能量分布中最大能量电子的同步频率相等的情况是有效的。由于谱截止出现在软X射线波段，我们得出结论，电子加速已在GRB 060904 A的内部冲击无效。这些截止谱在瞬发尾相到浅衰变相的跃迁时刻突然消失。在此之后，典型的余辉光谱与光子指数为2.0的连续和精确的监测XRT和朱雀/XIS长达1天，因为突发触发时间。我们可以成功地追踪到两个特征断裂能（峰值能量和截止能量）的时间历史，它们显示了$\propto t^{-3} \sim t^{-4}$的时间依赖性，而随后的余辉光谱是相当稳定的。这一事实表明，瞬发尾的发射物质是由于完全不同的动力学从浅衰变成分。因此，我们得出结论，两种不同现象的发射位点明显不同。
2007-08-29 astro-ph
Phase-dependent X-ray observations of the beta Lyrae system: No eclipse in the soft band
本文报道了朱雀X射线望远镜对食和互作用双星天琴座的观测结果。这个系统包含一颗早期的B星，它嵌入在一个光学和几何厚度的圆盘中，从一颗质量较小的晚期B II伴星中吸取大气气体。受爱因斯坦X射线望远镜未发表的X射线光谱表明异常硬发射的启发，我们获得了朱雀指向单个轨道内三个不同阶段的时间。从XIS探测器上看，较软的X射线发射似乎是典型的早期恒星。令人惊讶的是，尽管系统的几何形状高度不对称，但这种发射在光度和光谱形状上都显着不变。在10 keV以下，我们没有看到日食效应。软发射的恒定性可能与嵌入的B星的风和系统中X射线的汤姆逊散射有关，尽管它可能是由于异常高的质量传递速率导致的吸积盘附近产生的扩展激波结构。PIN仪器有一些证据表明在10-60 keV范围内存在硬发射。RXTE卫星的后续观测将证实这一初步探测。
2007-11-26 astro-ph
The SMC SNR 1E0102.2-7219 as a Calibration Standard for X-ray Astronomy in the 0.3-2.5 keV Bandpass
由于通常可用的机载校准源中缺少强谱线，一般难以对1.5 keV以下的CCD仪器的光谱响应进行飞行校准。我们一直在使用1 E 0102.2-7219，最明亮的超新星遗迹在小麦哲伦云，评估的响应模型的ACIS CCD的钱德拉X射线天文台（CXO），EPIC CCD的XMM-牛顿天文台，XIS CCD的朱雀天文台，和XRT CCD的斯威夫特天文台。E0102具有低于1.5keV的O、Ne和Mg的强谱线，并且几乎没有或没有Fe发射，从而使光谱复杂化。E0102的光谱已经使用高分辨率光栅仪器，即XMM-牛顿RGS和CXO HETG，通过它已经开发出一个一致的光谱模型，然后可以用来拟合较低分辨率的CCD光谱。我们还使用了测量的线的强度，以调查周围的明亮的O（~570 eV和654 eV）和Ne（~910 eV和1022 eV）线的各种仪器的有效面积模型的一致性。我们发现，O VII三重态、O VIII Ly-alpha线、Ne IX三重态和Ne X Ly-alpha线的测量通量对于所有仪器来说通常在+/-10%以内，我们的32个拟合归一化中有28个在RGS确定值的+/-10%以内。最大差异，计算为任何仪器对的最低和最高标准化之间的百分比差异，O VII三联体为23%，O VIII Ly-alpha线为24%，Ne IX三联体为13%，Ne X Ly-alpha线为19%。如果仅比较CXO和XM…
2008-07-14 astro-ph
