A Chandra detection of the radio hotspot of 3C123
钱德拉X射线天文台对强大而奇特的射电星系3C123的观测，导致了对明亮的东方热点的X射线探测，其1 keV的通量密度约为5 nJy。如果热点中的磁场接近其均分值，那么热点的X射线通量和光谱与X射线是由负责无线电发射的电子群对无线电同步加速器光子的逆康普顿散射（"同步加速器自康普顿发射"）相一致。因此，3C123是第三个从热点发出X射线的射电星系，这与均分一致。钱德拉还探测到了3C123周围中等丰度的星系团的辐射，Lx（2 - 10 keV）= 2 x 10^44 ergs/s，kT约为5 keV，以及来自活动核的吸收辐射，推测其本征柱密度为1.7 x 10^22 cm ^-2，2 - 10 keV的本征光度为10^44 ergs/s。
2001-06-07 astro-ph
Chandra and FUSE spectroscopy of the hot bare stellar core H1504+65
H1504+65是一颗极热的缺氢白矮星，有效温度接近20万K。我们提出了新的FUV和软X射线光谱获得的FUSE和钱德拉，这证实了H1504+65有一个主要由碳和氧组成的气氛。钱德拉LETG光谱（60-160埃）显示了大量来自高度电离的氧、氖和镁的光球层吸收线，这是该恒星首次发现镁，并表明相对较高的氖和镁丰度。这证实了早期的一个观点，即H1504+65代表一个裸露的C/O恒星核心，甚至是O-Ne-Mg白矮星的C/O包层。
2004-04-16 astro-ph
Chandra detection of the radio and optical double hot spot of 3C 351
在这封信中，我们报告了钱德拉X射线探测到射电类星体3C 351的双北热点。该热点也被观察到在光学与哈勃太空望远镜（R波段）和3.5米。国家伽利略望远镜（B波段）。的无线电-光学和X射线光谱被解释为同步和同步自康普顿（SSC）机制的结果，分别与热点磁场强度~3倍小于均分值。在冲击加速理论的框架内，我们表明，这样一个相对较小的场强的要求是在与拟合的同步辐射光谱模型和热点的大小。最后，我们表明，一个较低的磁场强度与高频率的同步截止在拟合的同步辐射光谱的组合提供了强有力的证据，电子加速的热点。
2001-10-09 astro-ph
Chandra Observations of ULIRGs: Extended Hot Gas Halos in Merging Galaxies
我们研究了钱德拉星上的ACIS仪器观测到的10个邻近超亮IRAS星系中热气晕的性质。对于所有的样本星系，扩散的软X射线辐射被发现在~10 kpc的中心区域，其光谱很好地拟合的MEKAL模型加上发射线从α-元素和其他离子。热气体的温度约为0.7 keV，金属丰度约为1个太阳。在中心区域之外，十个ULIRG中有九个被发现有扩展的热气晕。这些扩展晕的大多数光谱可以用MEKAL模型拟合，温度约为0.6 keV，金属丰度较低（~ 0.1太阳）。我们讨论了我们的结果的影响，在椭圆星系的X射线晕的起源和反馈过程与星爆。
2004-05-09 astro-ph
Chandra X-Ray Detection of the Radio Hotspots of 3C295
钱德拉X射线天文台在校准阶段对射电星系3C295进行的观测显示，星系核心、两个突出的射电热点和先前已知的星系团气体都发射了X射线。我们讨论了可能的热点发射过程，并认为同步自康普顿模型是首选的大部分或所有观察到的X射线发射。因此，SSC模型与近均分场解释了X射线发射的热点在两个最高的表面亮度FRII射电星系，天鹅座A和3C295。这为均分假设提供了依据，并表明相对论质子并不主导粒子的能量密度。
1999-11-19 astro-ph
The Discovery of a Very Faint X-ray Transient in the Globular Cluster M15
我们已经确定了X射线瞬变（以下简称M15 X-3）在球状星团M15从档案钱德拉光栅观测。M15 X-3的X射线光度为6*10^{33}尔格/秒，光谱符合光子指数为1.51 ± 0.14的吸收功率定律。该天体在钱德拉HRC-1的档案观测中可以辨认，其X射线光度为2-6*10^{31}尔格/秒，颜色明显柔和，表明是一颗处于静止状态的中子星低质量X射线双星。我们还观察到它在爆发中的2007年钱德拉HRC-I观测，并在档案1994-1995年ROSAT HRI观测。我们确定了一个可能的光学/紫外线对应（可能是短暂的）紫外线过剩的档案HST数据，这表明一个主要的序列伴侣。我们认为，M15 X-3的行为是类似的非常微弱的X射线瞬变已被观察到在银河系中心。我们讨论了它的X射线亮度非常低的几种解释，假设我们已经发现了它的同伴。M15 X-3独特的低消光和确定的距离使其成为未来研究的理想目标。
2008-10-21 astro-ph
Chandra Detection of a Hot Gaseous Corona Around the Edge-on Galaxy NGC 4631
我们提出了一个钱德拉X射线观测显示，明确的第一次，存在一个巨大的弥漫X射线发射日冕周围的边缘盘星系NGC 4631。这个日冕的特征热温度为2-7 \times 10 ^6 K，延伸到距离银道面8千秒差距的地方。X射线的形态类似于星系的射电晕，表明从银盘流出的热气、宇宙射线和磁场之间有着密切的联系。增强的漫射X射线发射显然被从星系中心盘中发出的大量Hα发射环所包围，这在与我们的哈勃太空望远镜深空成像的比较中是显而易见的。
2001-05-30 astro-ph
Hot dust in two hard Chandra X-ray sources
钱德拉在透镜星团A2390中偶然发现的两个最亮的硬X射线源被发现在6.7和15微米处有ISOCAM对应物。我们使用这一事实，连同他们的非检测SCUBA在850微米，作为其红外光谱能量分布的DUSTY辐射转移建模的基础。对于最佳拟合的模型，我们发现，尘埃的再处理的光学-紫外光在这些康普顿薄活动星系核被加热到接近其升华温度（1000 K以上），与内半径内的核。一些内部温度为200 K的暖尘模型也是正式可接受的。这些发现有力地支持了新的硬X射线钱德拉源的活动星系核模糊假说，它既没有强的发射线，也没有850微米的SCUBA探测。
2000-08-11 astro-ph
Serendipitous Chandra X-ray Detection of a Hot Bubble within the Planetary Nebula NGC 5315
我们报告了钱德拉X射线天文台对行星状星云NGC 5315的偶然探测。钱德拉成像光谱的结果表明，来自这个拥有沃尔夫-拉叶（WR）中心恒星的PN的X射线来自T_X ~ 2.5x10^6 K的等离子体，该等离子体是通过相同的风-风碰撞产生的，这些碰撞清除了星云内的一个紧凑的（半径~8000 AU）中心空腔。NGC 5315的X射线亮度约为2.5 × 10 ^{32}尔格·秒^{-1}（0.3-2.0千电子伏），是目前在PNe中探测到的最明亮的“热泡”X射线源之一。随着NGC 5315的X射线探测，具有WR型中心恒星的物体现在构成了PNe中扩散X射线源的大多数已知例子;所有这些"热泡“PN X射线源都显示出定义明确的准连续光学边缘。因此，我们断言，X射线发光的热泡的特点是年轻的PNE与大的中心星风动能和封闭的气泡形态。然而，现有的证据也表明，风和气泡的时间演化，以及热传导和/或热气泡和星云气体的混合等过程，最终决定了PNe内过热等离子体的亮度和温度。
2007-09-26 astro-ph
High-Resolution {\it Chandra} Spectroscopy of tau Scorpii: A Narrow-Line X-ray Spectrum From a Hot Star
长期以来，由于其硬而强的X射线发射，天蝎座τ被认为是一颗不寻常的早期型恒星，它对O星风震X射线发射的标准图像提出了严峻的挑战。钱德拉HETGS光谱现在提供了重要的直接证据，表明这颗B0.2恒星不符合标准的风震框架。钱德拉光栅探测到的许多发射谱线比具有已知风性质的Tau Sco的恒星所预期的要窄得多，尽管它们比晚型日冕源中看到的相应谱线要宽。虽然线比率是一致的，这颗恒星上的热等离子体在光球的几个恒星半径内，从至少一个He类复合物有证据表明，X射线发射等离子体位于以上的光球超过一个恒星半径。天蝎座τ的钱德拉光谱比其他热星的钱德拉光谱更硬，也更多变，除了年轻的磁化O星θ Ori C。我们讨论这些新的结果的背景下，风，日冕，和混合风磁模型的热星X射线发射。
2003-02-17 astro-ph
Chandra Detection of Fe XVII in Absorption: Iron Abundance in the Hot Gaseous Interstellar Medium
热的~10^6 K星际介质（ISM）中的铁贫化水平和气相铁丰度对于理解其能量平衡以及尘埃颗粒的热溅射、冷却和加热过程至关重要。本文报道了钱德拉X射线天文台在低质量X射线双星4U~1820-303的热ISM谱中首次探测到Fe XVII吸收线。通过联合分析该吸收线与来自OVII、OVIII和NeIX离子的吸收线在同一光谱中的吸收线，我们获得了以Anders & Grevesse太阳值为单位的Fe/Ne=0.8（0.4，2.1）的丰度比（90%置信区间）。我们发现，结果是强大的不同假设的气体温度分布。虽然获得的Fe/Ne丰度比存在很大的不确定性，但与太阳值一致，表明很少或没有铁耗尽到尘埃颗粒中，即，大多数或所有的尘埃颗粒都在热ISM中被破坏。
2006-12-08 astro-ph
Chandra Observations of Cygnus A: Magnetic Field Strengths in the Hot Spots of a Radio Galaxy
我们报告的X射线观测的强大的射电星系天鹅座A与钱德拉X射线天文台。这封信的重点是无线电热点，这四个热点都是在X射线中检测到的，它们的形态与它们的无线电结构非常相似。已经获得了两个较亮的热点（A和D）的X射线光谱。两者都可以很好地用幂律来描述，光子指数为Γ= 1.8 \pm 0.2，被天鹅座A方向的银河柱吸收。热X射线模型需要太高的气体密度，可能会被排除在外。图像和光谱强烈支持同步辐射自康普顿模型的X射线发射，提出了哈里斯，Carilli和Perley的ROSAT成像观测的基础上。这些模型表明，每个较亮热点的磁场强度为1.5 \times 10^-4高斯，不确定度为百分之几十。这个值接近于假设没有质子存在的均分场强。X射线是同步辐射的可能性进行了简要讨论，但不赞成。我们推测，当外部气体密度很高时，来自热点的X射线同步辐射所必需的γ \sim 10 ^7电子的产生会受到抑制，就像射电星系处于冷却流中的情况一样。
2000-09-19 astro-ph
Galaxy Clusters with Chandra
我们讨论了钱德拉结果相关的1）集群合并和冷锋和2）相对论等离子体和热集群大气之间的相互作用。本文以天炉座星系团NGC1404和A3667为例，描述了冷锋的性质。我们讨论了冷却流团ZW3146中的多重表面亮度不连续性。我们在CL0657中回顾了正在进行的超音速合并。最后，以M87和NGC507为例，总结了活动星系核产生的等离子体泡与热气体的相互作用。
2002-07-08 astro-ph
Chandra X-ray Observatory High-resolution X-ray Spectroscopy of Stars: Modeling and Interpretation
钱德拉天文台的X射线光栅光谱仪可以在1000的分辨率上研究恒星光谱。以前的X射线观测站的低分辨率数据显示，几乎所有类型的恒星都发射X射线。钱德拉揭示了线和连续贡献的光谱，可以解释通过应用等离子体模型的基础上原子数据库的细节。对于太阳范式中解释的热日冕的冷恒星，碰撞电离平衡的假设允许推导温度分布和元素丰度。密度可以从类氦离子的亚稳跃迁线导出。异常趋势与太阳不同，非常热的温度分布也是如此。对于年轻的恒星，有证据表明吸积驱动的X射线发射，而不是磁约束等离子体发射。对于一些热恒星，冲击风的预期发射机制受到了挑战;现在有证据表明存在磁约束热等离子体。热恒星中的类氦线辐射对光激发敏感，这也可以用来推导风结构。
2004-03-03 astro-ph
Chandra and Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Observations of z~0 Warm-Hot Gas Toward PKS 2155-304
X射线明亮的z=0.116的类星体PKS 2155-304经常被观测到作为钱德拉校准源，到2006年5月，低能透射光栅（LETG）的曝光时间累计为483 ksec。高度电离的金属吸收线，包括z=0的许多线和z=0.055的假定OVIII K-α线，在过去的钱德拉研究中已经报道了这个来源。使用所有可用的钱德拉LETG光谱和分析技术开发的z=0 X射线吸收沿其他视线，我们重新审视这些以前的检测。我们在>3σ显著性下检测到4条吸收线（OVII K-alpha/beta、OVIII K-alpha和NeIX K-alpha），其中OVII K-alpha为7.3σ检测。z=0 OVII柱密度和Doppler参数的1σ范围与Mrk 421一致，在Mrk 279吸收的2σ范围内。从相对OVII和其他离子柱密度推断的温度和密度被发现是一致的，无论是当地的温暖，热的星系际介质或银河日冕。与其他视线中看到的局部X射线吸收体不同，不能排除与低速或高速远紫外OVI吸收线的联系。Fang等人报道的z=0.055 OVIII吸收在ACIS/LETG光谱中具有3.5σ置信度，但在相同的红移处未发现其他吸收线。
2007-04-16 astro-ph
Galaxy and hot gas distributions in the z=0.52 galaxy cluster RBS380 from CHANDRA and NTT observations
我们目前的CHANNEL X射线和NTT光学观测遥远的z=0.52星系团RBS 380-最遥远的集群的ROSAT亮源（RBS）目录。我们发现了弥散的非球对称的X射线辐射，其X射线亮度为LX（0.3-10 keV）=1.6 × 10^（44）erg/s，低于RBS的预期值。原因是在星团中心的明亮活动星系核对X射线通量有很大的贡献。这个活动星系核不能用ROSAT来分辨。在光学波长，我们确定了几个星系属于该星系团。星系密度至少是预期的2倍，这是X射线光度和光学丰富度之间弱相关性的另一个确认。这个星团中源混淆的例子表明了高分辨率X射线成像对宇宙学研究的重要性。
2003-06-24 astro-ph
Inhomogeneity in the Hot Intracluster Medium of Abell 1060 Observed with Chandra
对非冷却流团A1060的Chandra观测证实，从半径约230 kpc到中心5 kpc区域（H_0= 75 km/s/Mpc），团内热介质具有相当均匀的温度和金属丰度分布。径向温度分布在距中心30-40 kpc处有一个宽峰，比外围高20%左右。在假定温度和丰度空间分布均匀的情况下，通过迭代修正β模型，得到了中心气体密度为8.2^{+1.8}_{-1.0} x 10^{-3} cm^{-3}。根据密度分布图估计了引力质量的分布，并指出在50千秒差距半径内有一个质量集中的中心。这些数据还显示了几个高丰度区域。靠近中央星系NGC 3311的最显著的斑点半径约为9千秒差距，这表明其金属丰度约为1.5太阳能。我们认为这个斑点可能是由NGC 3311剥离的气体产生的。
2004-09-30 astro-ph
XMM-Newton and Chandra Observations of the Galaxy Group NGC 5044. I. Evidence for Limited Multi-Phase Hot Gas
使用新的XMM和钱德拉观测，我们提出了一个半径为100千秒差距的明亮的附近星系群NGC 5044的热气体的温度结构的分析。从圆环中提取的数据的光谱解投影分析表明，在中心~30 kpc内，热气体的双温度模型（2 T）优于单相或冷却流（M_dot = 4.5 +/- 0.2 M_{sun} /yr）模型。如果球壳内的温度在~T_h ~ T_c ~ T_h/2之间连续变化，但不低于T_c ~ T_h/2，则数据拟合得同样好。Chandra数据的高空间分辨率使我们能够确定每个壳层所需的温度漂移T_h -> T_c超过了最佳拟合单相模型中同一壳层边界之间的温度范围。这是具有有限温度范围的多相气体的有力证据。2 T模型中较冷的部分的温度（Tc ~ 0.7keV）与恒星的动力学温度相似。热相的温度（T_h ~ 1.4 keV）与NGC 5044星系团中10^{13} M_{sun}晕的维里温度相同。然而，由于Chandra图像中R ~10 kpc区域内的形态扰动和X射线洞，这一区域内加热到~T_h的气体泡可能是由活动星系核间歇反馈形成的。一些额外的加热在更大的半径可能与冷锋的演变接近R ~50千秒差距，在EPIC图像的尖锐边缘建议。
2003-05-20 astro-ph
Chandra Observations of "The Antennae" Galaxies (NGC 4038/39)
我们报告的结果，深钱德拉ACIS指向合并系统NGC 4038/39。我们探测到一个非常明亮的X射线源，其亮度远高于M31和银河系中的XRB。如果这些源是未命名的XRB，我们的观测可能会指出它们是10- 100 Mo黑洞的对应物。我们探测到一个X射线亮热ISM，其特征包括与活跃的恒星形成结相关的明亮超级气泡，热和暖（H $α$）ISM混合的区域，以及大规模的外流。
2001-02-23 astro-ph
Chandra detection of diffuse hot gas in and around the M31 bulge
我们报告了在M31中探测到弥散热气体的情况，利用钱德拉的观测档案，我们可以绘制出一个30'× 30'的区域（覆盖的银河系中心半径高达4.5 kpc），并探测到星系中0.5 ~ 8 keV的亮度极限为~10^35 ergs/s的源。我们估计剩余的恒星贡献较暗的X射线源（主要是激变变量和日冕活动双星），假设它们在空间上遵循恒星分布。事实上，银河系的近红外K波段光紧密地追踪着2-8 keV的未分辨X射线，表明集体恒星X射线发射率与银河脊和M32的确定一致，而0.5-2 keV的未分辨发射量明显大于预期的恒星贡献，特别是在~2 kpc的银河系中心半径内。从形态学上看，这种软X射线过剩比K带中看到的凸起明显更圆，并且在大半径处近似沿着短轴伸长。因此，过量的气体很可能是银河系隆起内和周围弥漫的热气体的排放。此外，M31盘的近侧在软X射线过剩的背景下投下了明显的阴影，表明热气体延伸到距离银道面至少2.5 kpc的地方。我们简要地讨论了这些结果对M31核球能量平衡的影响，以及对我们银河系内部观测到的大规模软X射线增强的理解。
2007-08-22 astro-ph
Chandra Observation of a Group of Galaxies HCG 80: Does the Spiral-Only Group Have Hot Intragroup Gas?
我们提出了一个紧凑的星系群，HCG 80（z=0.03）的钱德拉X射线观测的分析。该星系是一个由四个晚型星系组成的螺旋星系群，具有309 km/s的高速色散。通过高灵敏度的钱德拉观测，我们搜索了来自组内介质（IGM）的弥散X射线发射;然而，没有检测到显著的发射。我们对漫射气体的光度设置了严格的上限，即LX <6 e40 erg/s。另一方面，检测到四个成员中的三个成员的显著排放。特别是，我们发现了巨大的晕发射从HCG 80 a，在垂直于银盘的尺度上延伸到~30 kpc，其X射线温度和光度测量为~0.6 keV和~ 4 e40 erg/s，分别在0.5-2 keV波段。它最有可能是由强烈的星暴活动提供动力的外流。基于这些结果，我们讨论了HCG 80群中没有弥散X射线发射的可能原因，这表明该系统受到星系相互作用的影响，并且可能处于IGM演化的早期阶段。
2004-10-18 astro-ph
XMM-Newton View of the z>0 Warm-Hot Intergalactic Medium Toward Markarian 421
最近，Nicastro等人用钱德拉探测到两个朝向Mrk 421的温热星系际介质（WHIM）细丝，提供了对附近宇宙中大量“失踪重子”的测量。由于Mrk 421是一个明亮的X射线源，它也经常被XMM-牛顿反射光栅光谱仪（RGS）用于校准目的。使用所有可用的存档XMM观测这个源与小的指向偏移（<15”），我们构建了最高质量的XMM光栅光谱的Mrk 421到目前为止的净曝光时间（不包括高背景通量的时期）为437 ks和1 ~15000计数每个分辨率元素在21.6A，超过两倍的钱德拉光谱。尽管曝光时间很长，但两个中间吸收系统都没有被看到，尽管得出的上限与钱德拉等效宽度测量结果一致。这似乎是由于（1）由坏的检测器柱引起的大量窄仪器特征，（2）与Chandra/LETG相比，XMM/RGS的分辨率降低，以及（3）λ> 29 A时的固定模式噪声。因此，XMM未检测到WHIM吸收体与Chandra测量完全一致。
2006-03-28 astro-ph
Searching for Baryons with Chandra
在低红移时，恒星、原子和分子氢以及星系团气体中的重子总含量的测量值比由观测到的轻元素比和核合成参数得出的重子密度低2 ~ 4倍。很大一部分失踪重子可能隐藏在温度T = 10^{5}-10 ^7}K的暖/热气体中。我们提出的预测软X射线背景的贡献，从温暖/热气体排放计算使用新的流体动力学模拟和讨论的可能性，检测这种气体的光谱签名使用钱德拉X射线天文台。
2000-12-20 astro-ph
Chandra Detection of Local Warm-Hot Gas Toward Markarian 279
我们报道了Chandra探测到的OVII Kα吸收在z=0的z=0.03的Seyfert 1星系Mkn 279的方向。高速云复合体C位于这条视线上，HI 21-cm发射和OVI 1032吸收都以相对于当地静止标准的约-150 km/s的速度观测到。我们提出了一种改进的方法，用于放置限制的多普勒参数和列密度的介质时，只有一个未解决的线可以测量，这种方法被应用到OVII吸收在这里看到的，表明OVII多普勒参数是不一致的任何低速（银河系厚盘）或高速OVI（OVI_HV）组件。OVII与OVI_HV的直接关联被产生所观察到的OVI_HV/OVII比率所需的高温以及OVII和OVI_HV线之间的显著速度差进一步排除。如果OVII吸收与非常宽的、未检测到的OVI组分相关，则吸收必须主要通过非热过程加宽。OVII吸收的大速度色散和可能的轻微红移（以及对吸收体温度和密度的限制）可能表明局部星系际介质的起源，尽管不能排除来自热的低密度银河日冕的吸收。
2006-03-08 astro-ph
Chandra observations of the galaxy cluster A478: the interaction of hot gas and radio plasma in the core, and an improved determination of the Compton y-parameter
本文给出了对星系团A478的42 \chandra ACIS观测结果。该簇通常被认为是高度松弛的。\chandra图像首次揭示了A478中心15 kpc半径范围内热气体中的X射线空洞。在1.4 GHz的VLA观测中发现了两个从中央核延伸出来的微弱而小的（$\sim$ 4 kpc）射电瓣。射电瓣大致沿着X射线空腔的方向，但比X射线空腔小得多。我们提出了一个“甜甜圈”的配置，中央15千秒差距内的热气体，由气体与无线电等离子体，起源于核的相互作用。中央射电源目前的放射性活动很弱（$\sim$为长蛇座A的0.2%），总的射电源至少比产生空洞所需的最小功率小10倍。我们将A478与其他发现类似X射线空洞的星系团进行了比较，发现A478和A4059的中心射电源比其他具有类似大小X射线空洞的星系团弱得多。在更大的尺度上，得到了A478的反投影温度和密度分布。我们使用这些导出康普顿y参数，第一次，通过直接积分。结果具有比以前的统计不确定性小得多。这作为高质量X射线数据如何帮助约束H $_{0}$的示例。相应的H $_{0}$也是结合可用的Sunyaev-Zeldovich效应（SZE）测量而导出的。
2003-01-10 astro-ph
Zooming in on the Coma Cluster with Chandra: Compressed Warm Gas in the Brightest Cluster Galaxies
钱德拉拍摄的后发座星系团中心区域的图像显示，它的两个主要星系NGC 4874和NGC 4889都保留了它们的X射线气体日冕的中心部分。温度为1-2 keV的星际气体被后发座星系团的热星系际介质限制在致密的云（半径仅为3 kpc）中，其中包含10^8 M太阳的气体。这些云中气体的物理状态似乎是由辐射冷却和通过这些云和热星团气体之间的界面抑制（30-100倍）热传导之间的微妙平衡决定的。
2001-06-12 astro-ph
Soft X-ray Spectroscopy of the Hot DA White Dwarf LB1919 and the PG1159 Star PG1520+525
我们在钱德拉天文台用低能透射光栅对两颗热白矮星进行了软X射线光谱测量。第一个目标是热的DA白矮星LB 1919（Teff=69000 K）。这颗恒星是一小群热DA的代表，其金属丰度远低于辐射悬浮理论的预测。钱德拉光谱显示了丰富的吸收线光谱，这可能会让找到这些DA的低金属量的性质的起源。第二个目标是PG 1520 +525，一颗非常热的非脉动恒星PG 1159。我们发现，它是热的（Teff=150 000 K）比脉动原型PG 1159 -035（Teff=140 000），并得出结论，这两颗恒星限制的GW Vir不稳定带的蓝色边缘。
2006-09-30 astro-ph
Chandra Observation of the Edge-on Spiral NGC 5775: Probing the Hot Galactic Disk/Halo Connection
利用58.2 ks的{ \sl Chandra} ACIS-S观测数据，以及与之互补的{ \sl HST} ACS，{ \sl Spitzer} IRAC和其他多波长观测数据，对NGC 5775进行了研究。这个边缘上的星系，其盘状的活跃恒星形成，特别适合研究亚星系尺度上的盘/晕相互作用。我们检测到27个离散的X射线源内的$D_{25}$区域的星系，包括一个超发光的源与0.3-7千电子伏的光度$\sim7\times10^{40}\rm ergs s^{-1}$。去除源的漫射X射线发射显示出几个突出的平面外特征，包括$\sim10\rm kpc$直径"贝壳状“特征和一个"斑点”，其距离银盘的投影距离为$\sim25\rm kpc$。在晕中的X射线发射的大部分具有$\sim$ 1.5 kpc的标度高度，并且可以由具有$\sim$ 0.2和0.6 keV的温度和$\sim3.5\times10^{39}\rm ergs s^{-1}$的总0.3-2 keV的光度的双温度光学薄热等离子体表征。高分辨率，多波长的数据揭示了存在的几个额外的平面功能周围的磁盘，这似乎是与磁盘中的恒星形成。我们认为，不同的质量负荷水平产生的热气体可以有不同的温度，这可能解释热气体的特征温度的晕。我们得到了亚银河尺度X射线强度与恒星形成的关系，这与其他恒星形成星系的综合版本是一致的。
2008-07-23 astro-ph
A High Angular Resolution View of Hot Gas in Clusters, Groups, and Galaxies
我们讨论两个主题，从钱德拉和XMM-牛顿观测星系，集团和集群。首先，我们回顾了观测方面的团簇形成和演化的物质沿长丝A85和A1367。我们描述了钱德拉观测，探测后来的进化阶段，合并的影响-亚音速和超音速-在集群核心观察到的“冷锋”和冲击。其次，我们回顾了热，团内气体与相对论性等离子体起源于活跃的核心内的主导星系在集群中心之间的相互作用。作为这种相互作用的例子，我们描述了无线电和X射线观测的M87，其中迅速上升的气泡转移能量和物质的集群核心。我们描述了ZW 3146的钱德拉观测，它既表现出多个冷锋和相对论等离子体相互作用。最后，我们描述了NGC 4636的X射线观测，中央活动星系核产生的能量在星系周围的热日冕上留下了独特的印记。
2003-01-23 astro-ph
The Hot Interstellar Medium of Normal Elliptical Galaxies. I. A Chandra Gas Gallery and Comparison of X-ray and Optical Morphology
我们提出了一个X射线分析的54个正常的椭圆星系在钱德拉档案和隔离他们的热气体成分的污染点源排放，使我们能够进行，第一次，单独的气体形态分析。与光学图像和测光的比较表明，热气体形态与恒星分布的形状惊人地相似。我们观察到没有相关的光学和X射线椭圆率在内部地区的恒星质量占主导地位的暗物质。如果气体与重力势达到流体静力平衡，则可以预期有一个浅的相关性。相反，在许多情况下，观测到的X射线椭圆率超过光学椭圆率。我们排除了旋转作为产生气体椭圆的主导因素。气体似乎受到干扰，流体静力平衡是例外而不是规则。几乎所有的流体静力学模型都可以在99%的置信度下被排除，因为它们无法再现光学X射线相关性和大的X射线椭圆率。流体静力学模型不排除那些暗物质占主导地位的恒星质量内半光半径或有一个突出的雪茄形分布，这两个都可以排除在其他理由。我们的结论是，即使是相当X射线暗淡的椭圆星系，气体至少是如此之远的平衡，它不保留任何信息的形状的潜力，和X射线派生的径向质量分布可能是错误的因素的顺序统一。
2007-06-20 astro-ph
High resolution Chandra HETG and RXTE observations of GRS 1915+105 : A hot disk atmosphere & cold gas enriched in Iron and Silicon
在低硬态下对微类星体GRS 1915+105的时间平均30 ks Chandra HETGS观测首次揭示了该源中来自Fe，Si，Mg和S的中性K吸收边。还可以看到来自H-和He-样Fe（XXV，XXVI）、Ca XX的电离共振吸收以及来自中性Fe Ka和电离Fe XXV（禁止的，或P-Cygni轮廓的共振发射分量）的可能发射。我们报告的XAFS的光电边缘的Si（可能是铁和镁），归因于材料的晶粒的第一个天体物理签名的试探性检测。从中性边缘测得的大柱密度揭示了异常的Si和Fe丰度。的异常丰度可以归因于周围的冷材料与GRS 1915+105和/或富集可能意味着一个非常不寻常的超新星/超新星，或外部超新星活动本地的二进制的情况进行了讨论。我们将电离特征归因于热盘、盘风或日冕环境。这些特征使得该区域的电离参数（log xi > 4.15）、温度（T > 2.4 x 10^6 K）和氢当量数密度（n > 10^{12} cm^{-3}）受到限制。同时RXTE数据的变化研究表明，光变曲线计数率跟踪磁盘黑体和幂律通量的变化。钱德拉数据中的光谱变化也跟踪光变曲线的行为，并可能指向电离通量和吸收体密度的变化。在RXTE数据中观察到3.69 Hz QPO和弱一次谐波。
2001-11-07 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
Chandra Observations of MRK 273: Unveiling the Central AGN and the Extended Hot Gas Halo
本文报道了用钱德拉卫星上的ACIS-S3仪器对超亮IRAS星系Mrk~273的X射线观测结果。高分辨率X射线图像首次揭示了Mrk~273中的致密硬X射线核。它的X射线能量分布很好地描述了一个严重模糊的幂律谱加上一个狭窄的$\Feka$发射线在6.4千电子伏。中性氢柱密度约为$4\times10^{23}\cm^{-2}$，这意味着$\Lx\approx 6.5\times 10^{43} \ergs$核的吸收校正X射线光度（0.1- 10 keV）。在核区的$10\arcsec$内，中央硬X射线核周围也有明亮的软X射线团和弥散的软X射线发射。它的光谱可以用MEKAL热模型拟合，温度约为0.8 keV，高金属度（$Z\sim 1.5Z_\odot$）加上$α$元素和离子的发射线。在中心区域之外，钱德拉的观测揭示了一个非常延伸的热气晕，其投影直径约为$108 \kpc\times 68 \kpc$，软X射线光度为$\Lx\approx 1.9\times 10^{41} \ergs$。热气体的温度约为0.62 keV，具有低金属性（$Z \sim 0.1 Z_\odot$）。本文讨论了Mrk~273星系活动星系核的性质以及我们的结果对椭圆星系X射线晕起源的意义。我们还讨论了Mrk ~273场中的背景活动星系核Mrk ~ 273 x的性质。活动星系核在0.5-10 keV波段的X射线光度…
2001-10-02 astro-ph
New Results from Chandra
我们讨论两个主题，从钱德拉观测星系和星系团。首先，我们描述了由活动星系核膨胀的射电发射等离子体或“气泡”对星系和星系团中热X射线发射气体大气的影响。我们描述了“气泡”和X射线发射气体的相互作用，因为浮力气泡通过热气体上升。其次，我们描述了尖锐的，边缘状的表面亮度结构的集群。钱德拉的观测结果表明，这些特征并不是最初认为的冲击锋，而是“冷锋”，最有可能是合并成分剩余核心的边界。最后，我们提出了最近的观测M86和NGC507显示出类似的尖锐的功能周围的星系。对于M86来说，尖锐的边缘是星系的X射线日冕和室女星系团气体之间的边界。星系群中央星系NGC507周围的结构可能是星系形成的遗迹，也可能反映了星系群中更大势能下NGC507的运动。
2001-10-03 astro-ph
Chandra X-Ray Point Sources, including Supernova 1979C, in the Spiral Galaxy M100
在钱德拉对旋涡星系M100的观测中发现了6个X射线点源，亮度为$4 \times 10^{38} - 2 \times 10^{39} \rm ergs s^{-1}$，在0.4- 7 keV波段。其中一个来源被确认为超新星SN 1979 C，在爆发后的16- 20年期间，它的X射线通量似乎大致恒定。X射线光谱是柔和的，如果X射线发射是由于超新星喷出物与星周物质的相互作用，这是可以预期的。大多数其他来源是可变的，无论是在钱德拉观察或档案数据相比。没有一个与原子核的射电辐射峰值相一致。这些源的光谱比超新星更硬，很可能是X射线双星。M100的X射线源比其大小的螺旋星系的典型辐射源更亮。这可能与星系中活跃的恒星形成有关。
2001-06-29 astro-ph
X-ray bright sources in the Chandra Small Magellanic Cloud Wing Survey - detection of two new pulsars
我们研究了小麦哲伦云（SMC）机翼巡天中的一个X射线亮源样品的X射线和光学性质。我们已经探测到两个脉冲周期分别为65.8 s（CXP010712.6 -723533）和700 s（CXP010206.6 -714115）的新恒星，并对两个先前已知的恒星RX J0057.3-7325（SXP 101）和SAX J0103.2-7209（SXP 348）进行了观测。我们的分析导致了三个新的光学鉴定所检测到的化合物。我们发现的两个恒星，CXP J010206.6-714115和SXP 101，分别为267和21.9 d的长期光学周期。对样本子集的光谱分析表明，这些恒星的光谱比探测到的其他来源的光谱更硬。通过采用基于分位数的颜色-颜色分析，我们能够将检测到的化合物与样品的其余部分分离。使用档案目录，我们已经能够确定对应的大多数来源在我们的样本。结合钱德拉数据和档案光学数据的时间分析结果，X射线光谱分析，并通过确定X射线光通量比，我们提出了初步分类的来源。除了四个探测到的恒星外，我们的样本还包括两个候选前景恒星，12个可能的活动星系核和5个未分类的来源。
2007-01-08 astro-ph
Chandra evidence for AGN feedback in the spiral galaxy NGC 6764
本文报道了Chandra探测到活动星系核-星暴星系NGC 6764中kpc尺度射电泡的X射线辐射。X射线发射起源于热气体（kT ~ 0.75 keV），这些气体可能包含在射电泡中，也可能包含在环绕它们的热气体壳中。我们考虑了三种热气体起源的模型：（1）星暴驱动的星系风，（2）与膨胀的射电泡相关的冲击气体，（3）气体加热并被内部AGN流出的喷流/ISM相互作用带入气泡。我们排除了银河风的基础上，从已知的星系风系统的显着差异。最亮的X射线发射和塞弗特核内流的射电发射之间的紧密对应，以及X射线和射电光谱特征之间的相关性暗示了激波和粒子加速，这使我们倾向于第三种模型;然而，我们不能坚决排除气泡驱动大规模激波进入ISM星系的模型。在任一活动星系核驱动的加热方案中，储存在热气体中的总能量都很高，约为10^56尔格，与半人马座A等低功率射电星系的能量冲击相当，并将对星系及其周围环境产生巨大影响。
2008-09-04 astro-ph
Chandra X-ray Observations of Pictor A: High Energy Cosmic Rays in a Radio Galaxy?
我们报告X射线观测附近，强大的射电星系绘架A与钱德拉天文台和光学和近紫外观测其西部无线电热点与哈勃太空望远镜。探测到的X射线发射来自于核心，一个1.9弧分（110千秒差距）长的喷流位于核心以西，西部的射电热点距离核心约4.2弧分（240千秒差距），以及东部的射电叶。西部热点的形态与在无线电和光学波长处看到的非常相似，那里的发射被称为同步辐射。热斑的X射线光谱由光子指数Γ= 2.07（+/- 0.11）的吸收功率定律很好地描述。X射线喷流与一个弱射电喷流重合，并横向延伸了\simeq 2.0角秒（1.9千秒差距）。观测到的喷流在X射线中比任何反喷流亮\simeq 15倍，这一差异归因于相对论性增强，因为西部射电瓣可能更近。喷流的光谱很好地用吸收功率定律来模拟，其中Γ= 1.94（+0.43/-0.49），而用Raymond-Smith热等离子体模型来拟合则很差。（摘要截断）。
2000-10-13 astro-ph
The Link Between Star Formation and Accretion in LINERs: A Comparison with other AGN Subclasses
我们目前的档案高分辨率X射线成像观测25个附近的LINER观测的ACIS船上钱德拉。这个样本建立在我们以前发表的专有和档案X射线观测的基础上，包括一套完整的LINER，其中包括钱德拉观测到的已发表的黑洞质量和FIR光度。在钱德拉观测到的82个LINER中，有41个（50%）显示出与活动星系核一致的硬核。这些活动星系核LINER的核2-10 keV光度范围为~ 2 X 10^38尔格·秒^-1 ~~ 1 X 10^44尔格·秒^-1。加强我们以前的工作，我们发现一个显着的爱丁顿比之间的相关性，L bol/LEdd，和远红外（FIR）光度，LFIR，以及红外亮度比，LFIR/LB在AGN-LINER的宿主星系，延伸超过7个数量级的Lbol/LEdd。结合我们的活动星系核LINER样本与其他活动星系核子类的星系，我们发现，这种相关性是加强在129活动星系核的完整样本，在Lbol/LEdd延伸近9个数量级。使用档案和以前发表的观测6.2毫米PAH功能从红外空间天文台（ISO），我们发现，这是不太可能的尘埃加热的活动星系核占主导地位的FIR光度在我们的样本活动星系核。因此，我们的研究结果可能意味着质量吸积率（Mdot），测量爱丁顿比，和恒星形成率（SFR），测量FIR光度之间的基本联系。
2005-08-02 astro-ph
Chemical enrichment of the complex hot ISM of the Antennae galaxies: I. Spatial and spectral analysis of the diffuse X-ray emission
我们提出了一个分析的热星际介质（ISM）的合并对星系被称为银河系（NGC 4038/39），使用深，coadded ~411 ks钱德拉ACIS-S数据集进行的属性。这些深X射线观测和钱德拉的高角分辨率使我们能够以前所未有的空间和光谱分辨率研究热ISM的性质。通过空间分辨光谱分析，我们发现了各种温度（从0.2到0.7 keV）和Nh（从银河系到2x10^21 cm^-2）。Ne、Mg、Si和Fe的金属丰度在整个ISM中变化很大，从亚太阳值（~0.2）到太阳值的几倍。
2005-09-01 astro-ph
Chandra and XMM-Newton Observations of NGC 4214: The Hot Interstellar Medium and the Luminosity Function of Dwarf Starbursts
我们目前的结果，从钱德拉和XMM-牛顿的X射线观测NGC 4214，附近的矮星暴星系包含几个非常活跃的恒星形成的年轻地区。已知星暴区域与弥散X射线辐射有关，在这种情况下，来自星系的X射线辐射显示了星系内有趣的形态结构，显然与活跃的恒星形成中心区域有关。在这个星系中恒星形成的两个主要区域中，确定了与老年人相关的X射线发射，而年轻人几乎没有检测到，从而深入了解年轻星团周围超级气泡形成的演化过程。该星系的漫辐射光谱可以用kT=0.14keV和0.52keV的双温分量热模型拟合，对该辐射的分析表明，NGC 4214将在未来遭受爆发。该星系的点源星族有一个斜率为-0.76的X射线光度函数。这个结果，连同其他矮星暴星系（NGC 4449和NGC 5253）的结果，被添加到螺旋星系和星暴星系的光度函数样本中。矮恒星暴的光度函数的斜率被认为是类似于它们的较大的同行，明显比螺旋看到的平坦。并进一步比较了星暴和旋涡星系的光度函数。
2003-11-07 astro-ph
Chandra Reveals the X-ray Glint in the Cat's Eye
我们已经获得了钱德拉ACIS-S对NGC 6543的观测，猫眼星云。NGC 6543的X射线发射被清晰地分解为位于中心恒星的点源和局限于中心椭圆壳层和沿长轴的两个延伸部分内的漫射发射。对漫射成分的光谱分析表明，发射X射线的气体的丰度与快速（1，750 km/s）恒星风的丰度相似，但与星云的丰度不同。此外，这种气体的温度约为170万K，比预期的快速恒星风的冲击后温度低100倍。低温和风多的组合令人困惑。这些热气体的热压力大约是冷星云壳层压力的两倍，因此热气体在星云的持续演化中扮演着重要的角色。
2001-01-25 astro-ph
Chandra Observation of the Interaction between the Hot Plasma Nebula RCW89 and the Pulsar Jet of PSR B1509-58
我们提出了一个钱德拉观测的H II区RCW89。该星云位于中央脉冲星PSR B1509 - 58以北10 '处，有人认为该星云受到脉冲星喷流的辐射。我们进行了光谱分析的七个最亮的发射区域排列在一个“马蹄”的形状，并发现，结的温度增加沿“马蹄”在顺时针方向，而相反，电离参数降低。这有力地支持了通过旋进脉冲星喷流进行能量转移的观点。我们检查了能量预算，假设RCW 89是由脉冲星喷流提供动力，并确认脉冲星旋转能量损失足以驱动星云。通过同步辐射通量估算了射流注入RCW 89的能量速率。我们得到了1400年的加热时标，这与脉冲星的特征年龄1700年是一致的。为了解释温度梯度，我们讨论了RCW 89等离子体云的冷却过程。我们认为，等离子体云可以在70年内通过绝热膨胀而冷却，并形成反映旋进脉冲星喷流顺序加热的温度梯度。我们还通过光谱拟合确定了单个等离子体云的速度。RCW 89等离子体云以240~860 km/s的速度远离，这限制了脉冲星自转轴倾角i> 50 °，壳层膨胀速度v> 1100 km/s。
2005-07-02 astro-ph
Chandra Observations of Nuclear Outflows in the Elliptical Galaxy NGC4552 in the Virgo Cluster
利用54.4ksChandra观测数据研究了室女星系团中的椭圆星系NGC 4552（M89）的核外流活动。钱德拉在0.5-2 keV波段的图像显示，在NGC 4552的核心有两个直径约1.7 kpc的环状特征，正如Filho等人以前所报道的那样，我们使用球对称点爆炸激波模型来论证，穿过环边缘的表面亮度轮廓的形状和环中热气体的温度与马赫数为1.7的激波携带的平均机械强度是一致的。1 - 200万年前由~1.4 × 10^{55}尔格的核爆发产生的~ 3 × 10 ^{41}尔格/秒的功率L_冲击。我们发现，在中央的气体温度~100 pc的星系是1.0 +/- 0.2千电子伏，比其他地方的星系热，这表明我们可能会直接观察到的星系ISM的再加热的爆发。
2006-04-19 astro-ph
A Chandra View of the Normal SO Galaxy NGC 1332: II: Solar Abundances in the Hot Gas and Implications for SN Enrichment
我们提出了光谱分析的漫发射在正常的，孤立的，温和的Lx S0 NGC 1332，约束ISM的温度分布和金属丰度。点源总体和引力物质的特征在两篇配套论文中讨论。扩散发射包括热气体，具有~等温温度分布（~0.5 keV），以及来自未分辨点源的发射。与许多星系团和星系团的冷核相比，我们发现了一个小的中心温度峰。我们得到了几个关键元素：Fe，O，Ne，Mg和Si在20 kpc内的发射加权丰度约束。测得的铁丰度（Z_Fe = 1.1太阳单位;> 0.53在99%的置信度）强烈排除了非常亚太阳值通常在历史上报告的早期类型的星系，但同意最近的观测更明亮的星系和集团。其它元素相对于Fe的丰度比也很接近太阳能，但Z_o/Z_Fe明显较低（<0.4）。如此低的O丰度是不能用Ia型和II型超新星的ISM富集的简单模型来预测的，可能表明原始超新星的重要贡献。重访钱德拉观测的中等Lx，孤立的椭圆NGC 720，我们得到类似的丰度限制。采用标准SNIa和SNII金属产额，我们的丰度比约束意味着NGC 1332和NGC 720中分别有73 +/-5%和85 +/-6%的Fe富集来自SNIa。虽然这些结果是敏感的相当大的系统的不确定性，在SNe产量，他们是在更大规模的系统的观测很好的协议。这两个中等Lx早型星系揭示了一致的模式，从集群规模的中等Lx/Lb星系的金属富集。（节略）
2004-08-30 astro-ph
Chandra Spatially Resolved Spectroscopic Study and Multi-Wavelength Imaging of the Supernova Remnant 3C 397 (G41.1-0.3)
本文介绍了利用ACIS-S对超新星遗迹（SNR）3C 397（G41.1-0.3）进行的Chandra观测。先前对这个SNR的研究表明，它有一个中央X射线“热点”，暗示着一个与3C 397有关的致密物体。根据Chandra的数据，我们可以排除热点是脉冲星或脉冲星风星云的可能性，并给出一个致密暗天体的通量上限为F（0.5- 10 keV）~ 6 E-13 erg/cm ~ 2/s。我们在钱德拉场发现了两个点源。我们认为，没有一个是与3C 397，和硬源，CXO J190741.2+070650，是一个新发现的活动星系核。钱德拉图像揭示了弧秒尺度的团块和结，这些团块和结与射电VLA图像有很强的相关性，除了X射线热点。我们的钱德拉空间分辨光谱研究表明，单组分模型是不够的，至少需要两个非平衡电离热组件，以适应每个选定区域的光谱。推导出的平均光谱参数与Safi-Harb等人（2000）之前进行的全球ASCA拟合一致。然而，硬组分需要高丰度的Fe，表明存在热Fe喷出物。当比较东瓣和西瓣时，我们发现西瓣的柱密度、亮度和电离时间尺度一般较高。这个结果，结合我们在毫米波长的3C 397周围的研究，表明一个更密集的介质的SNR西部。我们的多波长成像和光谱研究支持3C 397是一个约5,300年的SNR，在具有明显密度梯度的介质中扩展，并且很可能在西侧遇到分子云。我们建议，3C 397将演变成一个混合形…
2004-11-02 astro-ph
Synthetic Spectral Analysis of the Hot Component in the S-Type Symbiotic Variable EG Andromeda
我们首次将NLTE高重力模型大气网格和光学厚吸积盘模型应用于S-型共生变星EG的IUE和FUSE谱。对于EG和广泛接受的，公布的热分量的质量，轨道倾角和距离的依巴谷视差，我们发现，热，高重力，NLTE光球模型适合IUE光谱产生的距离从最佳拟合模型同意的依巴谷视差距离，但在温度大大低于修改Zanstra温度。NLTE拟合到在与IUE光谱相同的轨道相位处获取的存档FUSE光谱，产生与IUE温度相同的温度（50，000 K）。然而，对于相同的热组件的质量，倾角和阿特拉克斯导出的距离，吸积盘模型在中等高的倾角，$\sim 60-75^{\circ}$与吸积率$\dot{M} = 1\times 10^{-8}$到$1\times 10^{-9} M_{\sun}/yr$白矮星质量$M_{wd} = 0.4 M_{\sun}$产生的距离远远小于从依巴谷视差的距离。因此，我们排除了吸积盘作为FUV通量的主要来源。我们的研究结果支持热裸白矮星作为FUV通量的主要来源。
2004-07-26 astro-ph
X-ray Observations of the Warm-Hot Intergalactic Medium
我们提出钱德拉观测，提供最直接的证据，到目前为止，普遍的，中等密度，冲击加热星系际介质预测领先的宇宙学方案。我们还简要评论了未来的观测与星座X。
2002-10-25 astro-ph
Discovery of Hot Gas in Outflow in NGC3379
本文报道了在NGC 3379中发现的一个微弱的（L_x ~ 4 10^37 erg/s，0.5-2 keV）流出气态热星际介质（ISM）。这代表了在附近早期类型星系的ISM热阶段测量到的最低X射线光度。在一个非常深的钱德拉观测中发现热ISM是可能的，这要归功于其独特的光谱和空间特征，这将其与积分恒星X射线发射区分开来，后者是钱德拉数据中大部分未解决发射的原因。这个热的成分位于星系中心半径约为800 pc的区域，总质量为M~ 3 10^5太阳质量。基于NGC 3379的内禀性质，对该星系ISM特征的独立理论预测，很好地再现了观测到的热气体的光度、温度、径向分布和质量，并表明该气体处于流出相，这是模型预测的，但迄今为止在任何系统中都没有观测到。
2008-07-29 astro-ph
A Chandra X-ray view of Stephan's Quintet: Shocks and Star-formation
我们使用一个深钱德拉观测检查的结构的紧凑的星系群斯蒂芬的五重星系的热群内介质。这个星系群被认为正在经历一个强烈的动力学相互作用，因为一个闯入者NGC 7318 b以约850 km/s的速度穿过星系群的核心。一个明亮的X射线脊和无线电连续辐射被解释为冲击加热的结果，并得到其他波长观测的支持。我们发现，在这个脊的气体有一个类似的温度（~0.6千电子伏）和丰度（~0.3太阳）周围的扩散发射，和硬发射组件是一致的预期从高质量的X射线双星与恒星形成的脊。脊中气体的冷却速率与目前的恒星形成速率一致，表明辐射冷却正在推动观察到的恒星形成。高温气体成分的缺乏被用来放置约束的相互作用和冲击的性质，我们发现，一个倾斜的冲击加热预先存在的灯丝HI可能是最有可能的解释的X射线气体的脊。脊中的热气体质量仅占该组热气体总质量的2%，与预测相比，这大致等于观测到的HI质量的不足。热气体成分太长了，不可能被当前的相互作用加热，这强烈表明它必须在以前的动力学遭遇中被加热。
2009-06-22 astro-ph
The Chandra ACIS Survey of M33 (ChASeM33): Investigating the Hot Ionized Medium in NGC604
NGC 604是M33中最大的HII区，在本星系群中仅次于30 Dor，是了解大质量年轻星团如何与周围星际介质相互作用的重要实验室。在这里，我们呈现了NGC 604的深（300 ks）X射线图像，作为Chandra ACIS调查M33（ChASeM 33）的一部分，它显示了高度结构化的X射线发射，覆盖了NGC 604整个Halpha范围的70%。NGC 604中的主要气泡和空腔充满了热的（kT=0.5keV）X射线发射气体，从这些区域提取的X射线谱表明，气体是热的。对于NGC 604的西部，我们得到了~4300M_sol的X射线气体质量和L_X = 9.3E35erg/s的未吸收（0.35-2.5keV）X射线光度。这些值与完全由大约200颗OB星提供动力的恒星质量损失气泡是一致的。这个结果是显著的，因为标准气泡模型倾向于低估X射线明亮气泡的亮度，并且通常需要来自SNR的额外加热。考虑到星团的年龄约为300万年，大质量恒星很可能还没有演化成SNe。我们探测到两个离散的增强和更硬的X射线发射点，我们认为这是由超音速风与壳壁碰撞后产生的反向冲击的指纹。在NGC 604东部，X射线气体质量约为1750M_sol。然而，年轻恒星的质量损失不能解释未吸收的X射线光度L_X = 4.8E35 erg/s。偏离中心的SNR可以产生额外的亮度。东部的气泡似乎要古老得多，很可能是由过去的恒星和超新星…
2008-06-10 astro-ph
The Chandra, HST, and VLA View of the Circumnuclear Extended Emission in the Narrow Emission Line Galaxy NGC 2110
我们目前的结果，从新的钱德拉和档案HST和VLA成像观测附近的2型塞弗特星系NGC 2110的环核扩展发射。我们发现分辨的软带X射线发射4“（~160 pc）的核心，这是空间一致的[OIII]发射，但只是超出了源的无线电喷流的北部边缘。我们发现，多相气体云的冲击加热可以成功地解释这种扩展的发射，虽然我们不能排除替代模型，如电离物质的核辐射散射，或纯粹的光电离从核。此外，我们还探测到了kpc尺度（~ 30“）的扩展软带X射线辐射。最后，我们比较了NGC 2110与原型2型塞弗特星系NGC 1068的结果，并提出不同的物理过程可以产生扩展的环核X射线辐射在塞弗特星系。
2006-08-20 astro-ph
Chandra observation of the central galaxies in A1060 cluster of galaxies
钱德拉对A1060星系团中心区域的观测分辨出了两个巨大椭圆星系NGC 3311和NGC 3309的X射线辐射。这些星系的辐射由两部分组成，即热星际介质（ISM）和低质量X射线双星（LMXB）。我们发现ISM分量的空间范围远小于这两个星系的恒星，而X射线光学蓝波段光度的比例相当低，但在椭圆星系的一般散射。在减去LMXB组分后，ISM显示出与ISM外边界处的A1060簇内介质处于压力平衡。这些结果意味着，恒星质量损失提供的热气被限制在星团内介质的外部压力，与热传导可能被抑制。cD星系NGC 3311没有表现出明亮椭圆星系中常见的扩展势结构，我们讨论了非常等温星系团A1060的可能演化历史。
2002-06-27 astro-ph
Chandra X-ray Observations of NGC 1316 (Fornax A)
本文报道了Chandra ACIS对原型合并射电星系NGC 1316（天炉座A）的亚弧秒分辨率X射线观测结果。我们证实了在热的星际介质（ISM）中存在精细的亚结构。其中一些可能是与射电喷流相互作用的结果，而另一些可能与ISM不同阶段的复杂混合有关。我们探测到一个低光度的X射线活动星系核，其能谱G=1.7，Lx = 5 × 1039 erg sec-1（0.3-8 keV）。我们还在NGC 1316的25等等照度椭圆内探测到81个点源（Lx在2 x 1037 - 2 x 1039 erg sec-1的范围内），具有硬（kT~5 keV）X射线谱，是典型的X射线双星，空间径向分布与光学（即，恒星）表面亮度。我们推导出这些源的X射线光度函数（XLF），修正了NGC 1316中心区域热ISM的漫发射和Chandra PSF在离目标点越来越远的地方变宽所造成的暗端的不完整性。通过这些修正，XLF很好地再现了一个单一的不间断的幂次定律，斜率为-1.3下降到我们的阈值光度约3 × 1037 erg sec-1。热ISM的温度在0.5 - 0.6 keV范围内，其表面亮度分布比点源更集中，并且其温度似乎在较大半径处降低。这些特性表明ISM可能会受到局部风的影响。考虑到ISM的光谱复杂性，以及存在未解析的低光度X射线源（可以从光谱中推断），我们将热ISM的金属丰度限制为Z = 0.25 - 1.3太…
2002-12-23 astro-ph
