Spectral signature of a free pulsar wind in the gamma-ray binaries LS 5039 and LSI +61$\degr$303
LS 5039和LSI +61 $\degr$ 303是已经在TeV能量域中检测到的两个二进制。这些双星由一颗大质量恒星和一颗致密天体组成，可能是一颗年轻的脉冲星。伽马射线的发射可能是由于相对论脉冲星风和大质量恒星的恒星风之间的碰撞部位的粒子加速。部分辐射也可能来自恒星光子在未受冲击（自由）脉冲星风上的逆康普顿散射。本工作的目的是通过计算无激波风辐射并与观测结果进行比较，来约束LS 5039和LSI +61 $\degr$ 303的紧凑脉冲星风星云情景中脉冲星风的体洛伦兹因子和激波几何。导出了各向异性反康普顿损失方程，并将其应用于双星中的自由脉冲星风。观测者所看到的未受冲击的风谱的计算考虑到伽玛-伽玛吸收和冲击几何。由单能对组成的脉冲星风产生一个典型的尖峰，其能量取决于体洛伦兹因子，其幅度取决于发射区的大小。在LS 5039和LSI +61 $\degr$ 303中发现，来自自由脉冲星风的这种辐射很强，很难避免。如果脉冲星中的粒子是单能的，那么观测将它们的能量限制在大约10-100 GeV。对于更复杂的粒子分布，自由脉冲星风辐射将很难与冲击脉冲星风辐射区分开来。
2008-07-08 astro-ph
A Time Dependent Leptonic Model for Microquasar Jets: Application to LSI 61 303
银河系高质量X射线双星和喷流源（微类星体）LSI +61 303最近被MAGIC望远镜探测到TeV的伽马射线能量。我们已经应用了一个依赖于时间的轻子喷流模型的宽带光谱能量分布，并建议（虽然没有明确检测到）非常高的能量γ射线发射源的轨道调制。我们的模型考虑了随时间变化的电子注入和加速，以及非热电子的绝热和辐射冷却。它包括同步加速器，同步加速器自康普顿和外部逆康普顿（来自伴星的种子光子），以及星光光子对伽马射线的伽马-伽马吸收。该模式可以成功地再现现有的多波长观测数据。我们对SED的最佳拟合表明，在~ 10^3 R_g处需要B_0 ~ 5 × 10^3 G的磁场，并且电子需要被加速到TeV能量（γ_2 = 10^6），光谱指数q = 1.7的非热注入光谱，表明在相对论或非相对论冲击下，加速机制的操作超出了标准的一阶费米机制。VHE伽马射线发射的轨道调制可以仅仅通过恒星伴星相对于致密物体和喷流的相对取向变化的几何效应来解释，因为它影响了伽马-伽马吸收槽的位置和深度。这种设想预示了VHE伽马射线低轨道阶段的光谱硬化趋势。
2006-09-05 astro-ph
The gamma-ray emitting microquasar LSI+61303
LS I +61 303是研究最多的X射线双星系统之一，因为它有两个特点：一方面是可变伽马射线源2CG 135+01的可能对应物（Gregory和Taylor 1978; Tavani et al. 1998），另一方面是周期性射电源（Taylor和Gregory 1982）。最近发现的无线电发射喷流延伸约。200天文单位在中央核心的两侧（Massi等人，2004年）在所有的证据表明，吸积/喷射过程在这个系统中的发生。然而，射电爆发并不发生在吸积最大的近星点，而是发生在数天之后。此外，当沿着LS I +61 303的轨道相位检查2CG 135+01的伽马射线发射时，可以看到这种发射似乎在近星点通过时达到峰值（Massi 2004）。在这里，我们详细分析了伽马射线数据与轨道相位的趋势，并在Taylor等人（1992）提出的双峰吸积/喷射模型的框架内讨论了伽马射线峰值与射电波段峰值之间的延迟，Marti和Paredes（1995）进一步发展了该模型。
2004-10-21 astro-ph
The X-ray spectrum of LSI+61o303
早些时候有人提出，Be/X射线系统LSI+61 o 303的硬X射线和伽马射线辐射可能是由于来自Be星的光子被同样产生射电辐射的电子群逆康普顿散射。最近，Apparao（2001）更详细地计算了这种逆康普顿发射，并预测X射线谱应在20 keV左右出现断裂。我们调查档案RXTE数据，但没有发现这样的突破，在2- 25千电子伏的范围。这一发现的影响进行了讨论。
2001-05-17 astro-ph
Inverse Compton e-p pair cascade model for the gamma-ray production in massive binary LSI +61^o 303
我们应用逆康普顿$e^\pm$对级联模型计算大质量双星系统LSI +61 $^{\rm o}$ 303中$γ$射线的产生，假设电子已经在致密天体发射的喷流内部加速。$γ$射线光谱，级联过程的影响，和较低的能量谱，从同步辐射冷却的最高能量的电子在射流中，计算作为这个二元系统的相位的函数。在这种模型中预期$γ$射线谱具有与由喷流中的电子直接向观测者产生的不同的形状。此外，该模型预测了在GeV（1-10 GeV）和TeV（$>200$ GeV）能量范围内的$γ$射线通量与相位$\sim$ 0.5处的TeV发射峰值之间的明显反相关（对于等于$60^{\rm o}$的双星系统，相位$\sim$ 0.4-0.9之间的峰值半宽度范围，以及对于$30^{\rm o}$，相位$\sim$ 0.4-0.1之间的峰值半宽度范围）。TeV的$γ$射线发射（通量和光谱形状）作为二元系统的相位的函数的精细特征与MAGIC合作报告的最近的观测结果是一致的。未来在GeV能量（由GLAST和AGILE望远镜）和TeV能量（由MAGIC和VERITAS望远镜）的同时观测应该测试所考虑的模型的其他预测，支持或反驳已经在微类星体喷流内部的电子加速的hypothersis。
2006-07-13 astro-ph
Simultaneous X-ray and Radio Monitoring of the Unusual Binary LSI+61 303: Measurements of the Lightcurve and High-Energy Spectrum
这个双星系统LSI+61 303是不寻常的，因为它有戏剧性的周期性射电爆发，也因为它可能与100 MeV的伽马射线源2CG 135 +01有关。我们在26.5天的轨道上以11个间隔同时进行了无线电和罗西X射线计时探索者X射线观测，此外还搜索了从毫秒到小时的时间尺度上的变化性。我们证实了最初由Taylor等人（1996）报道的X射线发射在轨道时间尺度上的调制，此外，我们发现X射线的峰值和射电通量之间存在显著的偏移。我们认为，基于这些结果，最有可能的X射线发射机制是逆康普顿散射的恒星光子的电子加速之间的冲击边界的相对论风的年轻脉冲星和Be星风。在这些观测中，我们还探测到了来自附近的低红移类星体QSO~0241+622的2 - 150 keV的通量。将这些测量结果与先前对LSI+61 303和类星体0241+622区域的硬X射线和伽马射线观测结果进行比较，可以清楚地看出，类星体的辐射占主导地位。
1999-08-06 astro-ph
Compton Scattering in Jets: A Mechanism for $\sim$ 0.4 and $\lsim$ 0.2 Mev Line Production
我们表明，在$\sim$ 0.4 MeV和$\lsim 0.2$ MeV的γ射线线发射可以产生的光束辐射的银河系黑洞候选者喷流的康普顿散射。该机制具有不引起$e^+$ - $e^-$对存在的新颖特征。为了产生这两条线，我们采用了对称的双侧射流，整体流速约为0.5 ℃，入射光束辐射具有硬能谱。我们表明，这两条线可以看到在视角余弦相对于射流范围从0.2到0.6。这包括总立体角的40%。此外，线辐射是大约10%偏振的。根据整体流量和视角，该模型也可以在其他能量下产生线。特别是，通过观察靠近其轴线的射流，可以看到1 MeV附近的宽特征。我们的模型也可以容纳单线光谱，如果光束的伽马射线发射或喷流本身是不对称的。
1994-06-01 astro-ph
INTEGRAL and XMM-Newton observations of LSI +61 303
LSI +61 303是少数几个同时观测到射电和高能伽马射线辐射的X射线双星之一。我们提出了XMM-牛顿和积分观测，揭示了系统的X射线光谱指数的变化。在高和低X射线通量的轨道相位期间，X射线光谱是硬的（光子指数~ 1.5）。然而，在从高到低的X射线状态的过渡时刻，光谱软化。该系统在硬X射线波段的光谱没有显示出在10-60 keV能量处存在截止（或至少是光谱中断），如果致密物体是吸积中子星，则会出现这种情况。观测到的光谱和光谱变化可以解释，如果在系统中的紧凑的对象是一个旋转动力脉冲星。
2006-08-16 astro-ph
LSI+61303 in the context of microquasars
LSI+61303是观测到最多的Be/X射线双星系统之一，因为它具有周期性的射电和X射线发射，以及强烈的、可变的伽马射线发射。然而，这个来源仍然是个谜。这个系统的某些性质可以解释为假设看不见的伴星是一颗非吸积的年轻脉冲星，它的相对论风与Be星的风强烈相互作用。相反，LSI+61303的其他性质符合一个模型，即伴星在轨道上有两次超临界吸积。最近发现的一个射电喷流延伸约。中心核两侧200天文单位的观测结果明确地证明了该系统中吸积-抛射过程的发生。因此，将这一结果与双峰吸积（喷射）模型框架内其他波长的先前观测结果相结合是非常有趣的。关于第一次喷射，我们发现，所观察到的伽马射线的变化可能是周期性的爆发局限于周围的近星点通道（即第一吸积率峰值发生和高能量的发射，但没有无线电发射预测）。关于第二次喷射，与无线电爆发，我们指出，它也可以跟踪在X射线数据中，无论是在事件的硬化的X射线发射和在过渡从软到硬状态的radiasts的起始。事实上，硬化和光谱状态之间的转换都与喷射前吸积盘结构的巨大变化有关。最后，我们探讨了吸积物的性质，并得出结论，根据目前的光学数据不能排除黑洞。
2004-04-30 astro-ph
Chandra Imaging of the Gamma-Ray Source GeV J1809-2327
我们报告钱德拉成像观测银河系不明$γ$射线源GEV J1809-2327，比较新的VLA 1.46 GHz和4.86 GHz的地图的X射线图像。X射线图像揭示了一个连接到非热X射线/射电星云的点源，支持$γ$射线发射器的脉冲星/风模型。我们还探测到许多来自邻近HII区域S32的年轻恒星协的X射线源。
2002-01-06 astro-ph
Recent and Future Observations in the X-ray and Gamma-ray Bands: Chandra, Suzaku, GLAST, and NuSTAR
本文简要介绍了钱德拉卫星的成就，揭示了天体物理源中高能粒子的起源，重点是星系团。它还讨论了用最近发射的仪器（如朱雀）或在不久的将来部署的仪器（包括GLAST和NuSTAR）收集新数据的前景。
2005-12-01 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
Chandra and HST observations of gamma-ray blazars: comparing jet emission at small and large scales
我们提出了新的钱德拉和HST数据的基础上选择的射电形态的目的是揭示X射线和光学发射的喷气机在大尺度上的伽玛射线耀变体。所有的来源都被发现了。得到了大尺度喷流的光谱能量分布以及耀变体核的新的X射线谱。模拟每个对象的核心（次pc规模）和大规模（>100 kpc）喷流SED，我们得出相同的喷流在两个尺度的属性。在不同尺度下的速度和功率的比较支持一个简单的方案，动力学和高功率相对论射流的传播。
2007-03-14 astro-ph
Gamma-ray binaries: pulsars in disguise ?
LS 5039和LSI +61 303在高质量X射线双星（HMXB）中是独一无二的，因为它们的空间分辨无线电发射和它们的对应物在>GeV的伽马射线能量，规范地归因于吸积动力相对论性喷流中的非热粒子。另一颗已知发射甚高能量（VHE）伽马射线的HMXB PSR B1259-63拥有一颗非吸积毫秒脉冲星。我调查的相对论风从一个年轻的脉冲星与风从它的恒星同伴，在PSR B1259-63，是否构成一个可行的方案来解释LS 5039和LSI +61 303的观测。辐射将来自受冲击的脉冲星风物质，然后以彗星状的尾巴流到很远的地方，在较小的尺度上再现了在孤立的高速运动的脉冲星与ISM相互作用中观察到的情况。简单的预期SED的推导和依赖于几个输入参数。粒子演化的详细建模进行比较，从无线电TeV能量的观测。冲击波的加速提供了高能量的电子，这些电子稳定地发射X射线中的同步加速器，并将恒星光逆康普顿散射为伽马射线。从系统中流出的电子以红外频率或更低的频率发射。对于参数的标准值，充分再现了SED的整体方面。射电尾的形态可以模仿微类星体喷流。与已发表的LS 5039 VLBI图吻合良好，并预测了其外观随轨道相位的变化。脉冲星风的情况下，可以提供一个共同的，可行的框架来解释所有三个伽玛射线双星的排放。
2006-05-11 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 Spectroscopy of Pulsars and their Wind Nebulae
我们目前的初步结果，从一个系统的光谱研究的恒星和他们的风星云使用钱德拉X射线天文台。钱德拉望远镜高超的空间分辨率使我们能够将致密天体的光谱与其周围星云的光谱区分开来。具体而言，六蟹状的星云，我们比较光谱拟合的平均脉冲星风星云（PWN）的中央核心使用吸收幂律模型的排放。这些结果表明PWNe和脉冲星核心的体平均光子指数（Gamma）之间存在经验关系; Gamma_PWN = 0.8 X Gamma_core + 0.8。发现PWNe的光子指数落在1.3 < Gamma_PWN < 2.3的范围内。我们建议，在这里观察到的星的形态和光谱特征似乎表明一致的发射机制共同所有年轻的星。我们指出，以前的光谱结果获得的大多数X射线天体可能是由PWN发射污染。
2001-12-04 astro-ph
Radio-loud and radio-quiet X-ray binaries: LSI+61o303 Galaxies
微类星体的三个基本组成部分--一个旋转的致密天体、一个吸积盘和一个准直的相对论性喷流--使其成为一个星系缩小版的射电活动星系核。这就解释了对这类新对象的巨大兴趣，到目前为止，这类对象的成员还不到20个。微类星体属于一类更大的X射线双星系统，其中存在一个致密的天体及其发射X射线的吸积盘，但缺少相对论性喷流。X射线双星系统何时演化为微类星体？理想的研究这种转变的周期性微类星体LSI+61 deg 303是由一个紧凑的物体从一个Be星的赤道风吸积和超过一个事件的超临界吸积和喷射沿偏心轨道形成的。对于在星周通过的喷射，相对论电子会因为高能Be星的紫外光子的上散射而遭受严重的逆康普顿损失：在星周通过时，观测到了伽马射线发射，而在20年的无线电通量监测中从未观测到无线电爆发。对于从近星点通过的抛射，损失不太严重，并观察到射电爆发。从几个天文单位到几百个天文单位的射电辐射图显示了一个双侧相对论性（β =0.6c）S形喷流，类似于众所周知的SS 433旋进喷流。
2005-01-03 astro-ph
Precise Chandra Localization of the Soft Gamma-ray Repeater SGR 1806-20
本文介绍钱德拉X射线天文台对软伽马射线中继站SGR 1806-20的观测。我们根据对7.5秒脉动的检测来确定SGR 1806-20的X射线对应物。使用三个不相关的X射线源（和USNO星）作为位置参考，我们能够确定SGR在alpha_{2000} = 18 h 08 m39.32 s和delta_{2000} =-20 o24 '39.5”，每个坐标的均方根不确定性为0.3”。我们发现SGR 1806-20位于行星际网络数据确定的1-sigma误差区域内，距离SNR G10.0-0.3的非热核心14+/-0.5弧秒，不包括SGR 1806-20作为核心的起源。我们看到SGR 1806-20的自旋下降与其长期趋势存在显著偏差的证据，表明该来源的不稳定自旋下降行为与其他SGR相似。最后，我们证明了由于星际介质的散射，SGR 1806-20周围有一个宽的X射线晕，半径约为1'。
2001-09-11 astro-ph
Simultaneous H.E.S.S. and Chandra observations of Sgr A* during an X-ray flare
从Sgr A* 观测到的快速变化的非热X射线发射表明粒子加速发生在超大质量黑洞附近。TeV γ源HESS J1745-290与Sgr A ~* 重合，可能与X射线发射密切相关。需要同时进行X射线和TeV观测来阐明这两个物体之间的关系。在这里，我们报告联合H.E.S.S./ 2005年7月的钱德拉观测，在此期间发现了一个X射线耀斑。尽管Sgr A* 的X射线通量增加了10倍以上，但没有发现TeV γ射线通量增加的证据。我们发现，在99%的置信水平下，可以排除2倍或更大的伽马射线通量的增加。这一发现不利于大部分观测到的伽马射线发射产生于Sgr A* 附近的情况。
2007-10-08 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
Studying the High-Energy Gamma-Ray Sky with Glast
在康普顿伽马射线天文台高能伽马射线实验望远镜（EGRET）成功的基础上，伽马射线大面积空间望远镜（GLAST）将在研究耀变体、伽马射线暴、寻找暗物质、超新星遗迹、超新星、漫射辐射和不明高能源等课题方面迈出重要一步。该仪器将建立在新的和成熟的探测器技术，如硅条探测器，低功耗低噪声LSI，和多级数据采集系统。GLAST正处于研究和开发阶段，目前正在合作研究所建造一座完整的塔（共25座）。原型塔将于1999年秋季在SLAC进行彻底测试。
1999-01-14 astro-ph
Jet Breaks in Short Gamma-Ray Bursts. I: The Uncollimated Afterglow of GRB 050724
我们报告了对\swift发现的短伽马射线暴GRB 050724的\chandra观测结果。\chandra在爆发后约两天和三周后第二次观察到这种爆发。第一次\chandra指向发生在一次强烈的晚期耀斑结束时。在0.4-10.0 keV范围内，在49.3 ks的观测期间检测到约150个光子。光谱拟合与早期\swift XRT数据的光谱分析一致。在第二次\chandra指向中，在44.6 k s内用8个背景扣除光子清楚地检测到余辉。从组合的\swift XRT和\chandra -S光变曲线中，我们发现叠加在潜在的幂律衰减斜率$α$ =0.98 $^{+0.11}_{-0.09}$上的显著耀斑。没有证据表明在爆发后约1 ks和爆发后约三周最后一个指向的\chandra之间存在中断。未检测到喷流中断使喷流张开角的下限为25 $^{\circ}$，这表明流出物的准直性不如大多数先前报道的长伽玛暴。这意味着GRB 050724的光束修正能量至少是$4\times 10^{49}$尔格。
2006-09-05 astro-ph
Probing the wind-wind collision in Gamma Velorum with high-resolution Chandra X-ray spectroscopy: evidence for sudden radiative braking and non-equilibrium ionization
我们提出了一个新的分析存档的钱德拉HETGS X射线光谱的WR+O碰撞风双星天伽玛。光谱主要由天体物理上丰富的元素的发射线：Ne，Mg，Si，S和Fe。从宽带光谱分析和线通量比的分析相结合，我们推断在X射线发射等离子体（~4-40 MK）的温度范围很宽。与先前发表的分析一样，我们发现X射线发射线基本上没有偏移，平均FWHM为1240 +/- 30 km/s。根据风-风碰撞的流体动力学模拟计算的谱线轮廓预测谱线以几百公里/秒的速度蓝移。没有观测到任何线的偏移可能是激波锥开口半角较大（> 85度）的证据，我们认为这可能是突然辐射制动的证据。从R和G的比率测量从He类的禁止相互组合共振三重态，我们发现的证据表明，镁XI发射起源于更热的气体更接近O星比硅XIII发射，这表明，非平衡电离可能存在。
2004-10-30 astro-ph
Radio-loud and Radio-quiet X-ray Binaries: LSI+61303 in Context
微类星体的三个基本组成部分--一个旋转的致密天体、一个吸积盘和一个准直的相对论性喷流--使其成为一个星系缩小版的射电活动星系核。这就解释了对这类新对象的巨大兴趣，到目前为止，这类对象的成员还不到20个。微类星体属于更大的一类X射线双星系统，其中存在一个致密的物体及其发射X射线的吸积盘，但缺少相对论性喷流。X射线双星系统何时演化为微类星体？周期性微类星体LS I +61303是由Be星的赤道风吸积的致密天体沿偏心轨道发生多个超临界吸积和抛射事件而形成的。对于在星周通过的喷射，相对论电子会因为高能Be星的紫外光子的上散射而遭受严重的逆康普顿损失：在星周通过时，观测到了伽马射线发射，而在20年的无线电通量监测中从未观测到无线电爆发。对于从近星点通过的抛射，损失不太严重，并观察到射电爆发。从几个天文单位到几百个天文单位的射电辐射图显示了一个双面相对论性（β =0.6c）S形喷流，类似于SS 433的旋进喷流。
2004-10-21 astro-ph
Chandra View of the Unidentified TeV Gamma-ray Source HESS J1804-216
我们提出了高分辨率的X射线图像与钱德拉X射线天文台的领域，包含身份不明的TeV伽马射线源HESS J1804-216。总共检测到11个离散源，在整个视场上具有> 5 σ的后验显著性。其中，只有一个，指定为CXC180351.4 -213707，是显着延长。该源距离射电脉冲星PSR J1803-2137约40”，这是钱德拉观测的目标，但没有在X射线中检测到。一个自然的问题是这两个来源是否有物理联系。虽然可以想象，CXCRJ 180351.4 -213707可能与一个以前未知的超新星遗迹（SNR）有关，脉冲星诞生于其中，但同样合理的是，它可能是一个脉冲星风星云（PWN），由另一颗脉冲星提供动力，其发射远离我们。在这两种情况下，我们认为，CXOJ 180351.4 -213707可能是HESS J1804-216的X射线对应物，基于银河TeV伽马射线源主要是SNRs或PWNe的事实。源的X射线光谱可以很好地拟合幂律，尽管由于大的统计不确定性，该模型没有很好地约束。光谱似乎很硬，最佳拟合光子指数约为1.2。在假设CXOJ 180351.4 -213707是HESS J1804-216的X射线对应物的情况下，我们试图将X射线和TeV辐射模拟为来自相对论电子的同步辐射和逆康普顿散射辐射。我们简要讨论一下结果。
2006-10-24 astro-ph
Simultaneous H.E.S.S. and Chandra observations of Sagittarius A* during an X-ray flare
从Sgr A* 观测到的快速变化（~10分钟时间尺度）的非热X射线发射意味着粒子加速发生在超大质量黑洞的事件视界附近。TeV γ源HESS J1745-290与Sgr A ~* 重合，可能与它的X射线发射密切相关。需要同时进行X射线和TeV观测来阐明这些天体之间的关系。我们报告联合H.E.S.S./钱德拉观测于2005年7月进行，期间探测到一个X射线耀斑。尽管Sgr A* 的X射线通量增加了9倍，但没有发现该区域TeV伽马射线通量增加的证据。我们发现，在99%的置信水平下，可以排除2倍或更大的伽马射线通量的增加。这一发现不利于keV和TeV辐射与相同的加速粒子群相关的情况，以及大部分伽马射线辐射产生于超大质量黑洞的~10^{14} cm（~100 R_S）范围内的情况。
2008-12-19 astro-ph
gamma-ray emission from LS I +61 303: The impact of basic system uncertainties
LS I +61 303最近被主要大气成像切伦科夫望远镜探测到为周期性伽马射线源。一个独特的轨道相关的$γ$射线的发射found.This工作表明，范围内的不确定性，但在手头的轨道要素的双系统LSI以及在可能的假设上的恒星风的光学伴星发挥不可忽视的作用，在计算的不透明度，以高能量的过程，导致$γ$射线的预测。探讨了几何结构对$γ$射线光子的传播和逃逸的影响。有了这项研究在手，我们分析了脉冲星风区模型的伽马射线生产的结果，并将其与最近的MAGIC观测。
2009-03-11 astro-ph
High resolution spatial and timing observations of millisecond pulsar PSR J0218+4232 with Chandra
我们报告的高分辨率的空间和时间的结果获得的二进制毫秒脉冲星PSR J 0218 +4232与钱德拉HRC-I和HRC-S在成像模式。我们没有发现在1角秒尺度下有延长发射的迹象。通过HRC-S观测，我们获得了0.08-10 keV的高统计脉冲轮廓，可以在绝对时间上与射频和高能γ射线的脉冲轮廓进行比较。两个X射线脉冲与3个无线电脉冲中的2个对准，并且与2个伽马射线脉冲对准。
2002-06-05 astro-ph
Chandra Observation of the Unidentified TeV Gamma-Ray Source HESS J1303-631 in the Galactic Plane
成像大气切伦科夫阵列H.E.S.S.最近发现了一个在0.4 $-$ 10 TeV能量范围内的扩展源，HESS J1303-631。我们在钱德拉X射线天文台的ACIS-I阵列上获得了5 ks的观测结果，没有发现明显的致密或弥散X射线对应物。档案ROSAT图像在这一区域也是空白。虽然在HESS J1303-631的范围内有几个射电望远镜，但没有一个在X射线中探测到通量极限为$<5 \times 10^{-14}$ ergs cm $^{-2}$ s $^{-1}$的射电望远镜，也没有一个可能是能量场上的对应物。在整个$17^{\prime} \times 17^{\prime}$ ACIS-I场上，我们将2-10 keV带中的过量扩散通量的上限设置为$<5.4 \times 10^{-12}$ ergs cm $^{-2}$ s $^{-1}$。一个具有通量$\approx 4 \times 10^{-14}$ ergscm $^{-2}$ s $^{-1}$的硬点源位于TeV发射的质心的$0.^{\prime}5$内。这些探索性的观察表明，在我们能够更多地了解HESS J1303-631的本质之前，需要更深入地了解Chandra和XMM。它与未确认的TeV J2032+4130的相似性表明，在银河系平面可能存在一类新的高能源，它们来自年轻的大质量恒星或其超新星遗迹。
2005-05-04 astro-ph
Precise Localization of the Soft Gamma Repeater SGR 1627-41 and the Anomalous X-ray Pulsar AXP 1E1841-045 with Chandra
我们提出了精确的本地化AXP 1 E1841 -045和SGR 1627-41与钱德拉。我们获得了SGR 1627-41的新的红外观测结果，并重新分析了AXP 1 E1841 -045的档案观测结果，以改进它们的位置并寻找红外对应物。在AXP 1 E1841 -045的误差圆内检测到微弱的光源。在SGR 1627-41的情况下，几个源位于X射线位置的误差半径内，我们讨论其中一个是对应物的可能性。我们比较我们的候选人的其他已知的AXP和SGR同行的属性。我们发现，SGR 1627-41和SGR 1806-20的对应候选者必须比AXP本身更亮，才能在目前这些源的观测极限下检测到对应物。为了证实SGR 1806-20的报告对应物，我们在2003年7月爆发激活源期间获得了新的IR观测结果。没有检测到所建议的对应物的变亮，这意味着SGR 1806-20的对应物仍然有待识别。
2004-08-13 astro-ph
Chandra Observations of X-ray Weak Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies
本文介绍了17个光学选择的X射线弱窄线塞弗特1星系（NLS 1）的Chandra观测结果。这些天体由Williams等人（2002年）在斯隆数字巡天早期数据发布中光学识别，但在ROSAT全天巡天（RASS）中没有发现，尽管其光学特性与RASS探测到的NLS 1相似。这个样本中的所有物体都被钱德拉探测到，并表现出0.5-2 keV光子指数伽玛=1.1-3.4的范围。一个物体在软带中未被检测到，但在整个0.5-8 keV范围内具有最佳拟合Gamma=0.25。这些光子指数延伸到远低于通常在NLS 1中观察到的值。这个样品中最硬物体的复合X射线光谱没有显示出任何吸收的迹象，尽管数据并不阻止一两个物体被高度吸收。我们还发现伽玛和L_1keV之间有很强的相关性，这可能是由于在这个样本中的NLS 1之间的L_bol/L_Edd的差异。这种变化似乎与目前的范式相冲突，即NLS 1在爱丁顿极限附近吸积。最重要的是，该样品表明，强的超软X射线发射并不是NLS 1的普遍特征;事实上，相当多的NLS 1可能表现出弱和/或低伽马X射线发射。
2004-04-22 astro-ph
CHANDRA/VLA Follow-up of TeV J2032+4131, the Only Unidentified TeV Gamma-ray Source
HEGRA Cherenkov望远镜阵列小组最近报告了一个位于天鹅座OB 2外围的稳定和扩展的未识别TeV伽马射线源。这是银河系中已知最大的恒星协，估计仅包含约2600个OB型成员。以前有人认为，在这样的协会中，来自许多年轻恒星的多个相互作用的超音速风引起的大尺度激波和湍流可能在加速银河系宇宙射线中发挥作用。事实上，天鹅座OB 2也与不可变MeV-GeV范围的未识别EGRET源3EG 2033+4118相吻合。为了探索这种可能性，我们报告了CHANNEL X射线天文台和甚大阵（VLA）射电望远镜对扩展TeV源区的近同时跟踪观测。CO，HI和IRAS 100微米排放的分析表明，TeV的源区与一个外围的强大OB星的子组相吻合，这些恒星已经疏散或破坏了大部分周围的原子，分子和尘埃物质，这可能与非常高的能量排放有关。在CO、HI和射电辐射图中，在TeV源区附近还发现了一个有趣的类SNR结构。应用数值模拟，准确地跟踪无线电γ射线发射的初级强子以及初级和次级e+/-，我们发现，宽频带的TeV源区域的频谱有利于主要是核子-而不是电子-起源的高能通量，虽然更深的X射线和无线电观测需要证实这一点。天鹅座OB 2的极端恒星风机械光度转换成核子加速到~PeV（10^15 eV）能量的转换效率非常合理，约为0.1%，足以解释多频发射。
2003-07-11 astro-ph
The spatial clustering of X-ray selected AGN and galaxies in the Chandra Deep Field South and North
我们研究了迄今为止最深的两个X射线场，即2毫秒钱德拉深场北（CDFN）和1毫秒钱德拉深场南（CDFS）中的X射线选择源的空间聚集。投影的关联函数w（r_p）是在约0.2 ~ 10 h^-1 Mpc的尺度上测量的，样本包括240个在CDFN中有光谱红移的源和124个在CDFS中有光谱红移的源，中值红移z约为0.8。投影的关联函数w（r_p）用于约束实空间关联函数xi（r）=（r/r 0）^-gamma的振幅和斜率。在两个场中以高置信度（>~ 7 sigma）检测到聚类信号。相关幅度在两个场中有显著差异，CDFS中的相关长度r 0为8.6 +- 1.2 h^-1 Mpc，CDFN中为4.2 +- 0.4 h^-1 Mpc，而相关斜率γ在两个场中都是平坦的：CDFS中的gamma=1.33 +- 0.11，CDFN中的gamma=1.42 +- 0.07（假设Omega_m=0.3和Omega_L=0.7的平坦宇宙;考虑1 sigma Poisson误差估计）。关联函数也被分别测量分类为AGN或星系的源。在这两个场中，活动星系核的红移中值约为0.9，0.5-10 keV的光度中值为L_x约为10^43 erg·s^-1，即它们通常处于塞弗特光度区。与总样本的情况一样，我们发现两个场的活动星系核成团幅度存在显著差异，CDFS的最佳拟合相关参数为r 0 =10.3 +- 1.7 h^-1 M…
2004-09-30 astro-ph
Chandra observations of five X-ray transient galactic nuclei
我们报告了钱德拉对五个星系核的探索性观测，这些星系核在ROSAT全天巡天中被发现是X射线明亮的（L_X > 10^43 erg s^-1），但随后显示出X射线光度的急剧下降。关于这些神秘的源爆发后的X射线特性，人们知之甚少。在这五个例子中，钱德拉探测到一个X射线源，其位置与宿主星系的核心重合。最亮光源（IC 3599）的光谱似乎符合陡峭的幂律（Gamma~3.6）。其他来源的计数太少，无法提取单独的、确定的光谱，但它们的X射线光谱平均看起来更平坦（伽马~2）。钱德拉通量比爆发期间（12年前）观测到的要暗约10^2-10^3。所有爆发后的X射线观测都显示出类似的低X射线光度，这与这些源“切换”到持续的低光度状态是一致的。不幸的是，长期监测和其他数据的相对缺乏意味着导致这种壮观行为的物理机制仍然非常不受约束。
2004-01-14 astro-ph
From Clark Lake to Chandra: Closing in on the Low End of the Relativistic Electron Spectra in Extragalactic Sources
历史上在300 MHz以下可用的有限的角分辨率和灵敏度使得难以定义电子能量分布N（伽马）的低端。我们从观测到的无线电频谱片段中向下推断，几乎完全不知道N（伽马）实际上在做什么。我们不知道是否有一个低能量截止，或者是否有其他偏离外推幂律的情况。结果是，我们对所研究的相对论性等离子体的总能量密度和总压力确实没有一个很好的估计。对于逆康普顿（IC）X射线发射，情况甚至更糟，其几种类型依赖于洛伦兹因子、γ、1000、300或在某些情况下50阶的电子。如果我们假设的外推是错误的，一些IC排放模型可能不得不放弃。我们提出了几个例子，并证明了长波阵列（LWA）应该有足够的灵敏度和分辨率，以获得有意义的约束N（伽马）在低能量。
2004-10-20 astro-ph
Transient X-ray sources in the field of the Unidentified Gamma-Ray Source TeV J2032+4130 in Cygnus
我们提出了一个分析钱德拉ACIS观测领域的TeV J2032+4130，第一个身份不明的TeV源，偶然发现的HEGRA。这一深度（48.7千秒）的观测是对钱德拉主任早先的5千秒自由裁量观测的后续。在视野中众多的点状X射线源中，最亮的是早期和晚期恒星的混合体。我们发现，几个X射线源是瞬态的，表现出快速增加的计数率的3-10倍，并在性质上类似于一个，硬吸收瞬态源位于早期钱德拉观测的领域。这些瞬态源都不可能对应于TeV源。相反，我们确定了一个地区的扩散X射线发射的误差圆内的TeV源，并考虑其合理的关联。
2006-10-10 astro-ph
X/gamma-ray measurements of the faint GRB 020321
GRB 020321是一个微弱的GRB，在X射线（BeppoSAX/NFI，Chandra/ACIS-S，XMM-Newton），无线电（ATCA）和光学（ESO，HST）中受到广泛的后续关注。我们确定了一个弱的X射线余辉的钱德拉和XMM-牛顿观测相结合的研究。它的衰变指数为1.2是典型的伽玛射线暴余辉。在4”精度误差框内，存在具有浅得多的衰减指数的弱光学对应物候选物。
2003-05-20 astro-ph
The Nature of a Cosmic-Ray Accelerator, CTB37 B, Observed with Suzaku and Chandra
我们报告了朱雀和钱德拉对年轻超新星遗迹CTB 37 B的观测，H.E.S.S.切伦科夫望远镜。80 ks的朱雀观测为我们提供了清晰的漫发射图像和高质量的光谱。光谱表明，漫发射是由热和非热成分。热分量可用NEI模型表示，其温度、冲击前电子密度和年龄分别为0.9（0.7-1.1）keV、0.4（0.3-0.5）cm^{-3}和650（350-3150）yr。这表明CTB 37 B的爆炸发生在低密度空间。在CTB 37 B的南部区域发现了一个非热幂律分量。它的光子指数约为1.5，滚降能量很高（>15 keV），表明宇宙射线加速效率很高。将这个X射线光谱与TeV伽马射线光谱进行比较，我们得出结论，TeV伽马射线发射似乎是由多区逆康普顿散射或中性π介子衰变提供动力的。钱德拉在壳层附近分辨出的点源可能与CTB 37 B有关，这是因为扩散热发射具有共同的氢柱密度。光谱和时间特征表明，该源是一个新的异常X射线脉冲星。
2009-04-02 astro-ph
A Full Year's Chandra Exposure on SDSS Quasars from the Chandra Multiwavelength Project
我们研究了从斯隆数字巡天（SDSS）的光学选择类星体的大样本的光谱能量分布和演化，在钱德拉多波长项目（ChaMP）分析的323张钱德拉图像中观察到。我们最高置信度的匹配样本包括1135个红移范围为0.2<z<5.4的X射线探测类星体，代表了大约36兆秒的有效曝光。光谱红移可用于约1/3的检测样品;其他地方，红移估计光度。在56个z>3的类星体中，我们没有发现X射线光子指数γ或光/紫外/X射线通量比α_ox演化到z~5的证据。大约10%的探测到的类星体被遮蔽（Nh> 1 E22），但如果大多数未探测到的类星体被吸收，这一比例可能达到1/3。我们证实α_ox与光学光度之间存在显著的相关性，但对于较暗的活动星系核，α_ox与光学光度之间的相关性消失或消失。伽玛硬化显着都朝向更高的X射线光度，并为相对X射线响亮的类星体。这些趋势可能代表了非热X射线辐射的相对增加，我们的研究结果从而加强了银河系黑洞双星和活动星系核之间的类比。
2008-09-05 astro-ph
X-ray spectral properties of AGN in the Chandra Deep Field South
我们提出了一个详细的X射线光谱分析的来源在1 Ms目录的钱德拉深场南（CDFS）利用光学光谱和光度红移的321个来源。作为一个默认的光谱模型，我们采用了一个斜率为Gamma的幂律模型，具有一个本征红移吸收N_H，一个固定的银河系吸收和一个不可分辨的Fe发射线。对于82个X射线亮源，我们进行了X射线谱分析，而不考虑γ和N_H。加权平均值为<Gamma>~ 1.75+-0.02，固有离散度为σ ~0.30。我们没有发现Gamma和N_H之间相关性的提示。我们检测到存在的散射成分在软能量在8个源，和一个纯反射光谱，典型的康普顿厚活动星系核，在14个源（康普顿厚活动星系核候选人）。本征N_H分布呈对数正态分布，峰值约为log（N_H）~23.1，sigma~1.1。我们发现样品中的吸收源（N_H>10^{22} cm^{-2}）的比例是恒定的（约为75%）或随红移而适度增加。最后，我们比较了光学分类的X射线光谱特性，确认对应的非吸收（吸收）的X射线源的光学I型（II型）活动星系核是准确的至少80%的源与光谱识别（1/3的总X射线样品）。
2006-02-06 astro-ph
Synchrotron Radiation from Outer Space and the Chandra X-Ray Observatory
宇宙提供了许多非常有趣的同步加速器X辐射的天体物理源。钱德拉X射线天文台和其他X射线任务提供了对这些和其他宇宙X射线源的强大探测。钱德拉是美国宇航局大天文台计划的X射线组成部分，该计划还包括哈勃太空望远镜，斯皮策红外望远镜设施和现已解散的康普顿伽马射线天文台。钱德拉X射线天文台提供了任何以前、目前或计划（在可预见的不久的将来）的天基X射线仪器中最好的角分辨率（亚角秒）。我们在这里提出的技术能力，这个X射线天文台和一些显着的发现涉及宇宙同步辐射源的简要概述。
2006-08-24 astro-ph
Search for Pulsar Wind Nebula Associations of Unidentified TeV Gamma-Ray Sources
许多最近发现的TeV伽马射线源与脉冲星风星云（PWNe）有关。事实上，它们代表了TeV能量的银河系源中最多的一类。此外，HESS还发现，在银河平面的调查中，TeV伽马射线源的人口仍然没有确定的对应物在更长的波长。对于其中一些源，脉冲星是一个明显的关联，它通常位于TeV伽马射线发射的扩展区域内。这些特殊的HESS源是尚未解决的脉冲星风星云的有希望的候选者。在这里，我们已经进行了系统的搜索X射线对应的源，使用钱德拉档案数据，在空间范围内的身份不明的HESS源。在钱德拉磁场中发现了许多X射线源。其中两颗CXOU J161729.3-505512和CXOU J170252.4-412848特别令人感兴趣，因为它们分别与脉冲星PSR J1617-5055和PSR J1702-4128具有出色的位置重合性。第一个源是扩展的，有一个半径为2.6弧秒（FWHM）的明亮核心，但可以看到大约20弧秒的发射。第二个要微弱得多，仅以边缘显著性（4.6 sigma）检测到。它也可能稍微延长，尽管由于统计数据非常有限，情况相当不确定。对一颗中年脉冲星（PSR J1913+1011）的钱德拉存档数据的分析没有发现在脉冲星位置及其周围或其可能的TeV伽马射线对应物（HESS J1912+101）的重心有任何统计上显著的过量。我们讨论了结果的影响。
2008-04-11 astro-ph
Chandra Observation of PSR B1823-13 and its Pulsar Wind Nebula
We report on an observation of the Vela-like pulsar B1823-13 and its synchrotron nebula with Chandra.The pulsar's spectrum fits a power-law model with a photon index Gamma_PSR=2.4 for the plausible hydrogen column density n_H=10^{22} cm^{-2}, corresponding to the luminosity L_PSR=8*10^{31} ergs s^{-1} in the 0.5-8 keV band, at a distance of 4 kpc. The pulsar radiation likely includes magnetospheric and thermal components, but they cannot be reliably separated because of the small number of counts detected and strong interstellar absorption. The pulsar is surrounded by a compact, 25''x 10'', pu…
2007-07-24 astro-ph
High Resolution Chandra Spectroscopy of Gamma Cassiopeia (B0.5IVe)
伽马Cas长期以来以其独特的硬X射线特性而闻名。我们在此报告的53 KS钱德拉HETGS观察这个目标。对我们的光谱的检查表明，它对于大质量恒星来说是非常不典型的，具有异常弱的Fe XXV，XXVI线，来自Fe XVII，XXIII，XXIV，S XVI，Si XIV，Mg XII，Ne X，O VII，VIII和N VII的类H物质的Ly-alpha线。此外，线比率的rif三重态的几个He类离子XVII是一致的碰撞原子过程的主导地位。然而，Fe和Si的荧光K特征的存在表明，光电离也发生在附近的冷气体。谱线轮廓表明静止时的平均速度和500 km/s的加宽。对等离子体的线性和连续谱进行了全局拟合分析，发现等离子体发射有3-4个分量。占主导地位的热（12千电子伏）的组成部分，并具有0.22太阳铁丰度。该成分的一部分（10-30%）被大量吸收。其他2-3个成分，温度为0.1，0.4，3 keV，是“温暖的”，具有接近太阳的成分，较低的柱吸收，并负责大多数其他发射线。荧光特征的强度和热等离子体成分的双柱吸收模型表明，在热位置附近存在一个柱密度为10^23 cm^-2的冷气体结构。由于这个数值与该恒星垂直盘柱的理论估计一致，这些属性表明X射线起源于恒星或盘附近。热分量中的Fe异常可能与冷星周围日冕结构中的第一电离势效应有关。这将是X射线是在Be星附近产生的另一个迹象。
2003-10-13 astro-ph
Chandra Studies of Nonthermal Emission from Supernova Remnants and Pulsar Wind Nebulae
虽然超新星遗迹（SNRs）长期以来一直被认为是宇宙射线的主要来源，但直到最近，X射线观测才确定了几个以非热辐射为主的壳型SNRs，从而揭示了能量远远超出典型热谱的冲击加速电子。其中两个SNRs被探测为VHE伽马射线源，在其他残骸中，激波速度和电子温度之间的差异指向一个强大的宇宙射线成分，它以牺牲热气体为代价而蓬勃发展。无线电，X射线和伽马射线发射的建模提供了对粒子加速的约束以及该机制繁荣的介质的属性。蟹状脉冲星风星云（PWNe）的特征是一个终止激波，在这个激波处，风被迫加入外层星云的缓慢膨胀。这些冲击波也是粒子被提升到高能量的场所;蟹状星云的X射线发射，以及VHE伽马射线所观测到的逆康普顿辐射，意味着电子的能量超过~100 TeV。最近的X射线观测已经开始揭示蟹状星云和其他PWNe星云中的这些激波区，现在使我们能够限制脉冲星风的性质以及外部星云中的流动条件。在这里，我提出了一个简短的概述，最近的研究与钱德拉X射线天文台，这些冲击加速区的属性终于被揭示。
2002-12-16 astro-ph
The Chandra Deep Field-North Survey. XVI. The X-ray properties of moderate-luminosity Active Galaxies at z>4
我们目前的X射线光谱分析的三个z>4活动星系核（AGN），迄今为止，在钱德拉深场北调查光谱确定，在红移为5.186，4.424，和4.137。这些分析是可能的极深曝光（2 Ms）和低钱德拉背景。静止坐标系2.5-40 keV的谱是第一个光学微弱的（三个源中有两个I>24）z>4活动星系核。z=5.186的类星体很好地符合幂律模型，光子指数Gamma=1.8+/-0.3，与红移较低、未被遮蔽的活动星系核一致。另外两个活动星系核的有效X射线光子指数较平坦（伽马值约为1.1-1.5），表明存在内禀吸收（假设它们的X射线连续谱与低红移活动星系核相似）。z=4.424活动星系核平坦的X射线连续谱可能与它的射电响度部分相关。如果z=4.137的活动星系核受到X射线的吸收，则隐含的柱密度为N_H= 2 × 10^23 cm^-2。
2002-10-24 astro-ph
A deep Chandra observation of the Groth Strip. I. The X-ray data
我们提出了一个200 ksChandra观测的部分Groth地带区域，使用ACIS-I仪器的结果。我们提出了一个相对简单的方法检测点源和计算的极限灵敏度，我们认为至少是敏感的，更自洽比以前的方法在文献中。在ACIS-I地区的点源目录中包括158个不同的X射线源。计数结果显示，该区域X射线源相对较少。例如，在1 E-15（cgs）的通量极限下，HDF-N中检测到的软带源约为20%，而ELAIS-N1场中检测到的软带源几乎为50%，我们已经通过相同的方法进行了分析以进行比较。然而，我们发现，这些差异是一致的泊松变化在2西格玛的意义，因此没有证据表明宇宙方差的基础上，这些数字计数。我们确定的对象的平均光谱，并找到一个显着的差异之间的软带选定的源，其中有伽玛=1.9典型的未被掩盖的活动星系核，和硬带选定的源，其中有伽玛=1.0。令人放心的是，样品作为一个整体具有伽马=1.4 \pm 0.1的平均光谱，与X射线背景相同。尽管如此，我们的研究结果意味着，与显着的遮蔽源的比例只有~ 25%，远低于预测的标准AGN人口合成模型。这是通过直接光谱拟合证实的，只有少数物体显示出吸收的证据。在考虑吸收后，所有物体的平均本征光谱都符合Gamma=1.76 \pm 0.08，非常类似于当地的塞弗茨（删节）。
2004-10-06 astro-ph
A first look with Chandra at SGR 1806-20 after the Giant Flare: significant spectral softening and rapid flux decay
我们报告的软伽马射线中继器SGR 1806-20，第一个高光谱分辨率的X射线观测后，2004年12月27日巨型耀斑的~30 KS钱德拉指向的结果。该源被发现处于爆发活动阶段，并且具有比巨耀斑之前的最新观测结果明显更软的光谱。在2-10 keV范围内观测到的通量约为2.2 x10^-11 erg/s/cm ^2，比事件发生前3个月测量的通量低约20%。这表明，虽然它的巨大耀斑比以前在其他两个软伽马射线中继站观测到的耀斑强度高出约100倍，但SGR 1806-20的耀斑后X射线通量衰减要快得多。脉冲部分约为3%，比耀斑前观察到的值小。我们讨论了SGR 1806-20与SGR 1900+14耀斑后演化的不同性质，并将结果解释为巨耀斑后磁层解扭发生（或正在发生）的有力证据。
2005-05-20 astro-ph
Chandra imaging spectroscopy of 1E 1740.7 - 2942
2000年8月，我们用钱德拉（ACIS-I）观测了黑洞候选者1 E 1740.7 - 2942，它是银河系中心几度范围内最亮的持久硬X射线源，观测时间为10千秒。为了补偿堆积效应，我们发现光谱符合吸收幂律，光子指数Gamma = 1.54 ^{+0.42}_{-0.37}（读出条纹）和Gamma = 1.42^{+0.14}_{-0.14}（环形），与黑洞的低/硬态一致。我们分析了钱德拉的一次公开观测，该观测利用短帧来避免严重的堆积效应：从整个图像中减去核心点扩散函数，我们没有发现任何垂直于射电喷流轴的细长特征的证据，正如最近对相同数据的分析所报告的那样。此外，比较的径向配置文件与未散射的X射线点源，我们发现了一个扩展的，以前未检测到的，X射线散射晕的迹象。在3 keV下测得的晕分数强度在40弧秒内在30%和40%之间，但在5 keV下下降到可检测的水平以下。最后，通过对来自射电发射波瓣的X射线通量进行限制，我们能够限制该区域的磁能密度，该辐射波瓣已被确定为1 E 1740.7 - 2942北喷流末端的热点。
2002-08-15 astro-ph
Chandra X-ray Sources in the LALA Cetus Field
大面积莱曼阿尔法巡天（LALA）鲸鱼座领域的174 k钱德拉先进CCD成像光谱仪曝光是LALA领域两个深钱德拉图像中的第二个。在本文中，我们提出的钱德拉X射线源检测到的鲸鱼座领域，随着分析的X射线源计数，叠加X射线光谱，和光学鉴定。共探测到188个X射线源：0.5-7.0 keV波段174个，0.5-2.0 keV波段154个，2.0-7.0 keV波段113个。推导出X射线源计数，并与LALA Bootes场（172 ks曝光）进行比较。有趣的是，我们发现一致的硬带X射线源密度，但在Cetus场中，软带X射线源密度高出36 ± 12%。探测到的X射线源的加权叠加谱可用光子指数γ = 1.55的幂律拟合。在加权叠加谱的基础上，我们发现X射线本底的分辨分数从0.5-1.0 keV的72 ± 1%下降到6.0-8.0 keV的63 ± 4%。在0.5-7 keV的范围内，未分辨的光谱可以通过幂律拟合，光子指数Gamma = 1.22。我们还提出了154个X射线源的光学对应物，下降到r' = 25.9（织女星）的限制幅度，使用深r'带图像获得的MMT。
2007-07-22 astro-ph
A Test for the Nature of the Type Ia Supernova Explosion Mechanism
目前流行的Ia型超新星模型分为两大类。第一种是几乎纯的碳/氧（C/O）白矮星在克拉塞卡极限的爆炸，在它们的中心附近点燃。第二个由低质量的C/O核心，这是由爆炸的吸积表面氦层点燃。后一种类型的爆炸产生丰富的Fe，Co和Ni K-α发射从56 Ni和56 Co衰变在引爆的表面层，发射这是弱得多从Eschrasekhar质量模型。这种发射的存在提供了一个简单和明确的判别这两个模型之间的超新星Ia。这两种机制都可能产生0.1-0.6太阳质量的56 Ni，使它们成为明亮的伽马射线发射器。56 Ni衰变线达到最大亮度的时间在亚克拉塞卡质量模型中（约15天）明显短于克拉塞卡质量模型（约30天），这使得伽马射线线演化成为爆炸机制的另一个直接测试。XMM天文台应该有可能探测到远至室女星系团的超新星Ia的次超新星爆炸的K壳层辐射。一个1至2平方米的X射线望远镜，如拟议中的Con-X天文台，可以观测到室女星系团中亚克拉塞卡质量的超新星Ia的K-α发射，不仅提供了探测，而且提供了高精度的通量和运动学信息。
2000-08-21 astro-ph
Constraints on the Low-Energy Cutoff in the Electron Distribution of the PKS 0637-752 Jet
我们重新分析了PKS 0637-752中kpc尺度喷流的Chandra ACIS谱，研究了在宇宙微波背景的逆康普顿辐射情况下，产生非热辐射的相对论电子谱可能的低能截止。这是钱德拉天文台的第一批目标之一，为研究没有探测器污染的低能X射线发射提供了一个独特的机会。正如以前在文献中报道的那样，光谱可以用幂律拟合，斜率由射电光谱预测，通过银河系的低能量吸收进行修改，如从类星体核心的光谱和HI 21 cm观测所确定的。我们获得了一个稍微更好的拟合与模型的逆康普顿发射所产生的电子人口，表现出一个截止（伽马_最小delta_10）之间的约50和80（假设伽马=德尔塔）。gamma_min的这一范围高于先前在对喷流排放的宽带光谱拟合中所假设的范围。观测到的光通量可用于对gamma_min设置下限;约束不是很强，但确实表明gamma_min必须高于1以避免过度产生光发射。我们调查的不确定性的影响，在柱密度星系吸收以及校准钱德拉这些早期的观测。最后，我们讨论了这些限制在这个源的喷流光度的含义。
2008-11-18 astro-ph
Gamma-ray absorption in massive X-ray binaries
HESS探测到两个X射线双星PSR B 1259 -63和LS 5039的TeV γ射线辐射。在这两种情况下，早期类型的恒星提供了大量的目标光子与TeV的伽马射线配对生产。这导致伽马射线通量的调制，因为伽马射线源和伴星的相对位置随轨道相位而变化。光变曲线和吸收光谱为伽马射线发射的位置和性质提供了有用的诊断。计算了LS 5039、PSR B1259-63和LSI +61 303的吸收谱和通量的预期轨道变化，LSI +61 303是一个类似于LS 5039但在TeV能量下仍未被探测到的系统。在LS 5039中，考虑了靠近黑洞或中子星的辐射。在这两种情况下，由于吸收，250 GeV以上的通量在近星点附近下降超过一个数量级。黑洞在400 GeV的平均光谱中产生清晰的光谱特征。中子星产生更多的变化，光谱特征从200 GeV移动到2 TeV。通量的吸收部分可以小到20%，从而允许几乎直接观察本征光谱。低变率需要大尺度的发射，超过0.7 AU的距离才能在喷流中吸收<50%。这种预测对于区分伽马射线发射过程和吸收过程的变化是必不可少的。LS 5039中的调制将提供一种约束伽马射线源的新方法。它的缺失意味着伽马射线发射发生在大尺度上。
2006-01-30 astro-ph
Empirical Constraints on Cosmological Gamma-Ray Bursts
我们放置在宇宙学距离$γ-$射线暴事件的物理性质的经验约束。特别是，我们推导出的概率分布的辐射能量$E_γ$，最小的洛伦兹因子$γ_{\rm min}$，最大的重子质量$M_{\rm max}$和周围的气体密度上界$n_{\rm max}$的事件，基于169个爆发从第一BATSE目录。使用峰值通量作为距离指标，我们探测爆发的约束比平均强。宇宙学概率分布的方差和偏度除了它们的平均值之外还被计算：$\langle E_γ\rangle=4\times 10^{51} h^{-2} {\rm erg}$、$\langle γ_{\rm min}\rangle= 5\times 10^2$、$\langle M_{\rm max}\rangle=10^{-5}ξ^{-1} M_\odot$和$\langle (γ/γ_{\rm min})^{-5} n_{\rm max}\rangle\lsim 10^{2} ξ^{-1}{\rm cm^{-3}}$，其中$ξ$是总能量中转化为$γ-$射线的部分。爆发能量的分布在$10^{53} {\rm erg}$附近结束，接近中子星的结合能。
1994-01-12 astro-ph
