Chandra ACIS and Newton EPIC Observations of the X-ray Luminous SN1978K in NGC 1313
本文描述了用钱德拉上的ACIS探测器和牛顿EPIC观测资料对NGC 1313中的X射线发光SN 1978 K的观测。对ASCA SIS和GIS以及ROSAT PSPC光谱提供良好拟合的模型不再对ACIS或EPIC光谱提供良好拟合。对ACIS和EPIC谱的最佳拟合模型是双热等离子体模型（vmekal）;一个组分是软的（T = 0.61+0.04-0.05 keV，90%误差），另一个组分是硬的（T=3.16+0.44-0.40 keV）。对于模型中允许的不同丰度，只有软组分的Si丰度与太阳丰度不同，其值n（Si）（SN 78 K）/n（Si）（太阳）= 3.20+1.80-1.90（90%误差）。根据Chandra和XMM-Newton谱拟合的低T和高T模型的比率，我们推断出喷出物密度分布的指数n，rho_ejecta ~ r^（-n），约为5.2，采用星周物质分布指数s = 2（rho_cs ~ r^（-s））。0.5-2 keV的光变曲线基本上没有下降; 2-10 keV的光变曲线，仅由ASCA，XMM-牛顿和钱德拉观测构成，显示出从ASCA时代下降了1.5。硬带的下降，连同明显增强的Si发射，信号开始的X射线下降的SN 1978 K。
2003-11-18 astro-ph
Comparison of XMM-Newton EPIC, Chandra ACIS-S3, ASCA SIS and GIS, and ROSAT PSPC Results for G21.5-0.9, 1E0102.2-7219, and MS1-54.4-0321
本文介绍了XMM-牛顿EPIC，Chandra ACIS-S3，ASCA SIS和GIS以及ROSAT PSPC仪器之间光谱交叉校准的现状。使用公开发布的光谱提取软件和光谱再分布响应矩阵和有效面积的生产，从三个天体的数据的光谱拟合进行了比较。这三个来源分别是G21.5 - 0.9（一个被严重吸收的银河SNR，具有幂律光谱）、1E0102.2 - 7219（一个SMC中的SNR，具有线支配光谱）和MS 1054.4 - 0321（一个具有热光谱的高红移星系团）。各种仪器的测量通量之间的协议是在10%的范围内，更好地比较时，只有XMM-牛顿和钱德拉。拟合的光谱参数也相对较好的协议，虽然结果是有限的。
2002-03-19 astro-ph
Monitoring the Health and Safety of the ACIS Instrument On-Board the Chandra X-ray Observatory
钱德拉X射线天文台（CXO）是美国宇航局最新的“大天文台”，于1999年7月23日发射升空，并于1999年8月7日到达其最终轨道。CXO在一个高度椭圆的轨道上，大约140，000 km x 10，000 km，周期大约为63.5小时（约2.65天）。与CXO的通信通常包括间隔8小时的1小时接触。因此，一旦建立了通信联系，就必须尽快确定科学仪器以及观测站本身的健康和安全状况。在本文中，我们专注于自动健康和安全监测脚本开发的先进CCD成像光谱仪（ACIS）使用在这些1小时的接触。ACIS是CXO上的两个焦平面仪器之一。我们提出了一个概述的实时ACIS工程数据网页和警报计划，在每个通信接触监测仪器状态。一套HTML和PERL脚本监控仪器硬件内务电子设备（即，电压和电流）以及每次接触期间的温度。如果一个特定的仪器组件的性能高于或低于预先设定的操作参数，一系列电子邮件和警报页面将发送给钱德拉X射线天文台中心的科学运营团队，以便快速调查异常情况，并在必要时采取纠正措施。我们还简要地讨论了用于监测实时科学遥测报告的ACIS飞行软件的工具。作者感谢NASA合同NAS 8 -39073对这项研究的支持。
2002-09-06 astro-ph
An X-ray photometry system I: Chandra ACIS
本文介绍了一种适用于Chandra卫星的X射线测光系统。X射线光度测定法是一种强有力的工具，可以通过对光谱形状的假设来获得通量估计、硬度比和颜色，并且独立于仪器特性的时间和空间变化。我们已经开发的系统依赖于我们的知识的有效面积和能量到通道的转换，以构建过滤器类似于光度过滤器的光学带通。我们表明，过滤器是表现良好的功能的能量和这个X射线光度系统是能够重建通量在约20%，没有颜色校正，非病理光谱。即使在最坏的情况下，它也优于50%。我们的方法还以一致的方式对待错误，包括统计和系统。
2008-08-27 astro-ph
The Chandra ACIS Survey of M33 (ChASeM33): Transient X-ray Sources Discovered in M33
Chandra ACIS M33巡天（ChASeM 33）获得了涵盖M33的7个ACIS数据场，每个场的曝光量为200 ks。一个目录，从前10个月的数据，以及档案钱德拉观测可追溯到2000年，目前是可用的。我们已经搜索了这些数据的瞬态源，测量有一个0.35-8.0千电子伏的未吸收光度至少4 $\times10^{35}$尔格s $^{-1}$在一个时代，并没有在另一个时代检测到。这组调查数据已经产生了七个这样的源，包括一个以前已知的超软源。我们分析了XMM-牛顿数据从档案分布在2000年至2003年，以寻找经常爆发，并得到一个频谱的超软瞬态。我们发现只有一个经常性的瞬态在我们的样本。其他两个来源的X射线光谱、光变曲线和光学对应候选者表明它们是高质量的X射线双星。档案斯皮策测光和高X射线吸收表明，其中一个来源是一个高度可变的背景活动星系核。其他三个来源更难分类。与M31和银河系的短暂星群相比，M33明亮的短暂星群似乎包含了大部分的高质量X射线双星，这反映了M33的后期形态。
2008-02-26 astro-ph
A Chandra/ACIS Study of 30 Doradus II. X-ray Point Sources in the Massive Star Cluster R136 and Beyond
利用钱德拉X射线天文台的先进CCD成像光谱仪（ACIS）获得的高空间分辨率X射线图像和空间分辨光谱，研究了大麦云中剑鱼座30恒星形成复合体的X射线点源总体。在这里，我们描述的X射线源在一个17' x 17'的领域，中心的R136，大质量星团的中心的主要30多尔星云。我们检测到20的32沃尔夫-拉叶星在ACIS领域。R136在亚角秒水平上可分辨出近100个X射线源，其中包括许多典型的O3-O 5星以及一些先前报道的明亮的X射线源。在R136 O星中发现了超过两个数量级的L_X散射，这表明大质量恒星的X射线发射主要取决于风的性质和每个系统的双星性，而不是反映广泛报道的特征值L_X/L_bol ~ 10^{-7}。对于R136中的单个大质量恒星，可能存在这样的正则比，但我们的数据太浅，无法证实这种关系。通过这次和未来对剑鱼座30的X射线研究，可以揭示大质量星团的完整生命周期。
2006-01-05 astro-ph
Chandra Acis Survey of X-Ray Point Sources in 383 Nearby Galaxies I. the Source Catalog
Chandra数据库经过八年的积累，是各种研究的宝贵资源，本文利用这一宝贵资源来研究邻近星系中的X射线点源布居。截至2007年12月14日，在626个公开的ACIS观测资料中，共观测到383个等照度线长轴大于1角分的星系，其中60%的星系是首次被用来研究X射线点源。统一的数据分析程序应用于626 ACIS观测，并导致28099个点源，其中属于17599个独立的源检测。其中包括8700个被观测两次或以上的源和1000个被观测10次或以上的源，为我们研究这些X射线源的长期变化提供了丰富的数据。这些源与星系等照度线的交叉相关导致351个星系的D25等照度线内有8519个源，309个星系的D25和2D25等照度线之间有3305个源，另外还有5735个星系的2D25等照度线外的源。这次巡天产生了迄今为止最大的一个统一的星表，包括380个星系的2D25等照度线内的11824个X射线点源，其中71%是首次报道。有了统一的数据集和良好的统计，这项调查使未来的工作对各种主题，如X射线光度函数，多波长识别和分类。
2008-11-05 astro-ph
A Chandra ACIS Observation of the X-ray Luminous SN1988Z
SN 1988 Z是最明亮的X射线发射超新星，最初是在1995年使用ROSAT HRI探测到的，亮度约为8 × 10^40 erg s^-1（Fabian & Terlevich 1996）。它的高亮度是由于爆炸波膨胀到一个特别密集的星周介质。在本文中，我们描述了最近的观测SN 1988 Z使用的ACIS探测器钱德拉。我们很容易就探测到了SN 1988 Z，获得了约30个净计数，对应于0.2 ~ 2 keV的光度约为3.2 × 10^39 erg·s^-1。提取计数的计算分位数允许宽范围的温度，但如果没有固有吸收，则需要高于5 keV的温度。长期光变曲线（1995-2005）的衰减为t^-2.6+/-0.6。这是最陡的X射线光变曲线之一。X射线光度表明，发射区的密度很高（>10^5 cm^-3），而且密度分布与爆炸前约5000年的恒星风质量损失不一致。如果星周介质是由于前身物质的质量损失，那么质量损失率非常高（~10^-3 M_solyr ^-1（v_w / 10 km s^-1））。X射线结果与SN 1988 Z模型的预测进行了比较。
2006-04-05 astro-ph
A Chandra ACIS view of the Thermal Composite Supernova Remnant 3C391
我们提出了一个60 ksChandra ACIS-S观测的热复合超新星遗迹3C 391。东南-西北方向的拉长形态与以前在射电和X射线研究中发现的相似。这一观察揭示了残骸的高度聚集结构。详细的空间分辨光谱分析的小尺度功能显示，内部气体一般是正常的金属丰度，并已接近或基本达到电离平衡。氢柱密度由东南向西北逐渐增大。三种机制，辐射边缘，热传导，和云蒸发，都可能在3C 391作为一个“热复合”残留物的X射线外观中发挥作用，但在解释一些物理性质时，它们中的每一个都有困难。相比之下，小云滴蒸发模式更适合于大部分残留物的主要特征，如高度聚集的结构和均匀的温度和密度分布。直接测得的震后温度也暗示了这个遗迹的年龄很小，大约4kyr。来自东北和西南边缘，其中港口脉泽点的激波后气体压力是一致的估计脉泽区。在西北边界观测到一个未分辨的X射线源，其光谱最适合幂律。
2004-08-19 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
Chandra ACIS-S Observations of Three Quasars with Low-Redshift Damped Ly-alpha Absorption: Constraints on the Cosmic Neutral-Gas-Phase Metallicity at Redshift z \approx 0.4
本文分析了钱德拉X射线天文台（CXO）的ACIS-S谱，并对位于三个前景阻尼莱曼α（DLA）吸收体后面的三个类星体的ACIS-S谱进行了分析，试图确定它们的X射线谱中金属的光电吸收量。这些吸收体是三个最大的中性氢柱密度吸收线系统已知的低红移（0.313 \le z_abs \le 0.524）。它们的HI柱密度介于3E 21和5E 21原子/平方厘米之间。在这些红移中，x射线能量下的光电吸收量主要是氧丰度的指标。由于这些系统的柱密度如此之高，人们期望对它们进行精确的金属丰度测量，以产生z \approx 0.4处的柱密度加权宇宙中性气相金属丰度的可靠估计。我们考虑的情况下，DLA气体的太阳能元素丰度比和α族元素丰度比增强。对于所采用的假设，z \approx 0.4处的非增强元素（例如Zn）的柱密度加权宇宙中性气相金属丰度可能位于\approx 0.04-0.38 Z_solar的范围内。
2003-02-26 astro-ph
A Chandra/ACIS Study of 30 Doradus I. Superbubbles and Supernova Remnants
利用钱德拉X射线天文台先进CCD成像光谱仪获得的高空间分辨率X射线图像和空间分辨光谱，我们对大麦云星云中30个剑鱼座恒星形成复合体的漫射发射进行了X射线旅行。剑鱼座30星云的主要X射线特征是由相互作用的恒星风和超新星产生的复杂的漫射发射网络，它们共同创造了充满热等离子体的巨大超级气泡。我们绘制了该区域的地图，显示了等离子体温度（T = 3--9百万度）、吸收（N_H = 1--6 × 10^{21} cm^{-2}）和吸收校正后的X射线表面亮度（S_X = 3--126 × 10^{31}尔格·秒/秒^{-1}/秒^{-2}）的变化。增强图像显示了复合超新星遗迹N157 B中的脉冲星风星云，钱德拉数据显示了N157 B核心的非热同步辐射到其外部区域的热等离子体的光谱演化。在另一篇论文中，我们展示了R136，中央大质量星团，在角秒水平上被分解成近100个X射线源。通过对剑鱼座30的X射线研究，可以揭示这样一个大质量星团的完整生命周期。
2006-01-05 astro-ph
An X-ray Survey of Wolf-Rayet Stars in the Magellanic Clouds. I. The Chandra ACIS Dataset
沃尔夫-拉叶（WR）星是演化中的大质量恒星，具有强烈的快速恒星风。我们银河系中的WR星已经显示出与它们的风相关的X射线发射的三种可能来源：风中的冲击，碰撞的恒星风和风吹的气泡;然而，观测的定量分析经常受到距离的不确定性和严重的前景吸收的阻碍。这些问题在麦哲伦云（MC）中得到了缓解，这些云位于已知的距离处，并且具有小的前景和内部消光。因此，我们已经开始调查X射线发射与WR星在MC档案钱德拉，ROSAT，和XMM牛顿观测。在本系列的第一篇论文中，我们使用192个Chandra ACIS观测档案报告了MCs中70颗WR星的结果。探测到29颗WR星的X射线辐射。我们研究了它们的X射线光谱特性、光度和时间变化。这些X射线源的光度都大于10^32尔格·秒^-1的数倍，光谱表明在WR+OB双星系统中，在典型的碰撞风中，在高温下薄等离子体会产生高度吸收的辐射。显着的X射线变化周期从几个小时到20天不等，被认为与几个WR星。在大多数情况下，X射线变异性可以与二元系统中WR星的轨道运动联系起来，进一步支持这些恒星的X射线发射起源的碰撞风情景。
2008-02-05 astro-ph
The Quiescent X-Ray Spectrum of the Neutron Star in Cen X-4 Observed with Chandra/ACIS-S
我们报告的光谱和强度变化分析从钱德拉/ACIS-S观测的瞬态，I型X射线爆发低质量X射线二进制岑X-4。在此观察期间的静态X射线光谱在统计学上与先前用Beppo/SAX观察到的光谱相同，并且与先前用ASCA观察到的光谱接近但不相同。X射线光谱最好描述为纯氢大气热光谱加上在2 keV以上占主导地位的光谱的幂律分量。如果星际吸收固定在光学红化所暗示的值上，那么中子星的最佳拟合半径为r=12.9+/-2.6（d/1.2 kpc）km。允许星际吸收是一个自由参数，得出r=19+45-10（d/1.2 kpc）km（90%置信度）。来自中子星表面的热光谱与太阳的金属丰度不一致。我们发现在观测过程中均方根变异性的3 σ上限<18%（0.2-2.0 keV; 0.0001-1 Hz）。另一方面，0.5-10.0 keV的光度在Asca和Chandra观测之间的4.9年内下降了40+/-8%。这种变化可以归因于幂律分量。此外，我们将这4.9年的热温度变化限制在<10%。热温度和发射区半径的稳定性支持了静态热发射是由于热的中子星核的解释。
2000-12-19 astro-ph
Long-term trends in radiation damage of Chandra X-ray CCDs
发射后不久，钱德拉X射线天文台的焦平面仪器之一-高级CCD成像光谱仪在穿过地球辐射带时因暴露于软质子而受到辐射损害。目前的作业要求货物预报信息系统在辐射带通过期间受到保护，以防止这类损害，但这类损害的增加速度要慢得多，也更渐进。我们目前的历史ACIS电荷转移效率（CTI），和其他措施的辐射损害，从2000年1月至2005年6月。CTI的增长率是低的，每年1 e-6的顺序，没有迹象表明，由于特定的太阳活动的阶跃函数的增加。根据CTI增加的时间历史和CCD位置，我们推测了破坏性颗粒的性质。
2005-09-01 astro-ph
Temperature dependence of charge transfer inefficiency in Chandra X-ray CCDs
发射后不久，钱德拉X射线天文台的焦平面仪器之一-高级CCD成像光谱仪在穿过地球辐射带时因暴露于软质子而受到辐射损害。损坏的主要影响是将8个前照式CCD的电荷传输效率（CTI）提高了两个数量级以上。货物预报信息系统仪器小组正在继续研究损害的性质，重点是开发技术，以减轻CTI和光谱分辨率的下降。我们提出了ACIS CTI的初始温度依赖性从-120到-60摄氏度和目前的温度依赖性后，超过六年的持续缓慢的辐射损伤。我们利用温度依赖性的形状变化来推测破坏粒子的性质。
2006-06-07 astro-ph
Physics of reverse annealing in high-resistivity Chandra ACIS CCDs
钱德拉X射线天文台上的一个焦平面仪器-高级CCD成像光谱仪在发射后，由于在穿过地球辐射带的过程中暴露于软质子而受到辐射损害。损坏的影响是增加前照式CCD的电荷转移效率（CTI）。作为初始损坏评估的一部分，焦平面从-100 ℃的工作温度加热到+30 ℃，这意外地进一步增加了CTI。我们报告的ACIS CCD照射实验结果在实验室中，旨在更好地了解这种反向退火过程。六个CCD冷照射的能量范围从100 keV到400 keV的质子，然后在三个退火周期之一进行模拟烘烤。我们提出了这些实验室实验的结果，将它们与我们以前在地面和飞行中的经验进行比较，并推导出退火时间常数的限制。
2008-07-10 astro-ph physics.ins-det
Modeling Charge Transfer Inefficiency in the Chandra Advanced CCD Imaging Spectrometer
钱德拉X射线天文台（Chandra）先进CCD成像光谱仪（ACIS）中的前照式（FI）CCD在地球辐射带的极端环境中被损坏，导致电荷陷阱，导致并行读取期间增强的电荷转移效率（CTI）。这导致行依赖性增益、事件等级“变形”（电荷的空间再分布）和能量分辨率退化。ACIS背照式（BI）CCD由于其制造也表现出明显的CTI。这是不够温和的位置依赖的能量分辨率是看不到的，但它是目前在并行和串行寄存器。该CTI还以空间复杂的方式改变增益和事件等级，因为并行CTI和串行CTI相互作用。鉴于这些现实，我们已经开发和调整了一个现象学模型的CTI FI和BI CCD，并将其纳入我们的蒙特卡罗模拟的ACIS CCD。它模拟了电荷损失和电荷的空间重新分布（拖尾），从而再现了所有ACIS CCD中的空间相关增益和等级分布以及FI器件中的行相关能量分辨率。在这里，我们探讨CTI的证据，比较我们的模拟数据，并提出了一种技术，CTI校正的基础上，正演模拟。
2001-11-01 astro-ph
Images, structural properties and metal abundances of galaxy clusters observed with Chandra ACIS-I at 0.1<z<1.3
我们已经收集了一个样本的115个星系团在0.1<z<1.3与存档的钱德拉ACIS-I观测。我们目前的X射线图像的集群，并提供区域文件包含轮廓的平滑的X射线发射。研究了簇的结构性质，并且我们发现在z>0.5处显著不存在松弛簇（如通过质心位移测量所确定的）。在大半径处的表面亮度曲线的斜率比通过将简单的β模型拟合到发射获得的斜率平均陡15%。还发现该斜率与团簇温度相关，一些迹象表明，对于z>0.5的团簇，相关性较弱。我们测量了团簇气体的平均金属丰度作为红移的函数，发现了显着的演化，在z=0.1和z~1之间，丰度下降了50%。当从丰度测量中排除团簇核心时，这种演变仍然存在（尽管不太重要），表明这种演变不仅仅是由于在z>0.5时，松弛的冷核心团簇（已知具有增强的核心金属丰度）从群体中消失。
2007-06-19 astro-ph
Sacrificial charge and the spectral resolution performance of the Chandra Advanced CCD Imaging Spectrometer
发射后不久，钱德拉X射线天文台上的焦平面仪器之一-高级CCD成像光谱仪在穿过地球辐射带时因暴露于软质子而受到辐射损害。货物预报信息系统小组正在继续研究损害的性质，重点是开发减轻电荷转移效率低下和光谱分辨率下降的技术。已经开发了一种事后CTI校正器，它可以有效地恢复大部分丢失的分辨率。性能的任何进一步改进将需要知道牺牲电荷的位置和量-沿着填充电子陷阱并改变CTI的事件的读出路径沉积的电荷。我们报告的努力，由ACIS仪器团队，以表征哪些电荷陷阱导致性能下降和性能的牺牲电荷看到在轨。我们还报告了试图纠正牺牲电荷存在的X射线pulseheights。
2002-09-06 astro-ph
A charge transfer inefficiency correction model for the Chandra Advanced CCD Imaging Spectrometer
发射后不久，钱德拉X射线天文台上的焦平面仪器之一-高级CCD成像光谱仪在穿过地球辐射带时因暴露于软质子而受到辐射损害。损坏的主要影响是将8个前照式CCD的电荷转移效率（CTI）提高了两个数量级以上。货物预报信息系统仪器小组正在继续研究损害的性质，重点是开发技术，以减轻CTI和光谱分辨率的下降。我们将讨论损伤、探测器和粒子背景的特性，以及它们如何合谋降低仪器性能。我们已经开发了一个ACIS CTI模型，可以用来纠正每个事件，并重新获得一些失去的性能。校正使用电子陷阱分布的图、能量相关电荷损失的参数化以及重新发射到拖尾像素中的损失电荷的分数来校正事件岛中的像素。该模型已在标准Chandra数据处理管道中实现。一些校正算法受到Townsley等人（2000; 2002）关于ACIS CTI校正的早期工作的启发。将讨论CTI模型的细节以及每个参数如何提高性能，以及限制和未来改进的可能性。
2004-07-09 astro-ph
CHANDRA Detection of the AM CVn binary ES Cet (KUV 01584-0939)
我们报告的CHANNAPACIS观测的超紧AM CVn二进制ES Cet。这个天体有一个10.3分钟的双星周期，是已确认的AM CVn系统中最紧凑的。我们第一次明确地探测到了ES Cet的X射线对应物。在20 ksec的ACIS-S图像中，在编目光学位置的1“内发现点状X射线源。ACIS-S中的平均计数率为0.013 cts/s，没有强有力的证据表明存在变异性。我们从ESCet中提取了第一个X射线谱，发现它不能很好地用简单的连续模型描述。我们发现在约470和890 eV的离散光谱分量的暗示性证据，可以建模为高斯发射线。与最近在另一个AM CVn系统（GP Com）中对氮和氖的X射线探测相比，这些特征似乎可能代表这些相同元素的发射线;然而，需要更深的光谱学来证实这一点。
2004-06-23 astro-ph
Two Pulsar Wind Nebulae: Chandra/XMM-Newton Imaging of GeV J1417-6100
我们报告钱德拉ACIS和XMM牛顿MOS/PN成像观测两个脉冲星风星云（K3/PSR J1420-6048和G313.3+0.1='兔子'）与银河系身份不明的伽马射线源GeV J1417-6100。在ACIS的出色成像下，高能脉冲星PSR J1420-6048与周围的星云分离。令人惊讶的是，这个星云几乎没有紧凑的结构，尽管在脉冲星附近可以看到一个微弱的弧形。同样，在兔子星云中也分辨出两个点源。大的XMM-牛顿收集区域对兔子和相关的点源提供了有用的光谱约束。基于光谱和X射线形态，我们确定一个点源作为一个合理的脉冲星对应。大的背景和低源计数限制脉冲搜索的灵敏度，但我们报告的脉冲上限和候选人108毫秒周期的兔子脉冲星的XMM-牛顿数据和ACIS CC观测的基础上。与高分辨率ATCA射电图的比较表明，非热X射线辐射与射电结构对应良好。
2005-03-31 astro-ph
The temporal characteristics of the Chandra X-ray Observatory high energy particle background
在钱德拉X射线天文台飞行任务的早期就观察到，高级CCD成像光谱仪的本底率在短时间尺度和长时间尺度上变化很大。我们目前的高能量（> 15千电子伏）ACIS背景跨越大部分的任务寿命的光变曲线的分析。这些高能事件不是由天体物理学的X射线产生的，而是由粒子背景产生的，主要是高能质子。静止背景和背景耀斑的时间特性将被讨论，以及与钱德拉的轨道位置和太阳活动周期的相关性。背景耀斑的强度和频率呈现出准年周期的周期性，很可能是钱德拉轨道在地磁环境中的运动。
2002-02-04 astro-ph
Chandra ACIS Survey of M33 (ChASeM33): A First Look
钱德拉ACIS巡天M33（ChASeM 33）：对最近的正面螺旋星系的深度巡天。1.4兆秒巡天覆盖星系达$R \approx 18\arcmin (\approx 4$千秒差距。这些数据提供了最密集的，高空间分辨率的评估的X射线源人口可用于混乱的内部区域的M33。ChASeM 33观测的马赛克图像显示了数百个独立的X射线源以及来自热星际介质的软漫射发射。明亮的、扩展的辐射围绕着原子核，也可以从巨大的\hii区域NGC 604和IC 131看到。较弱的扩展发射和众多的个别来源似乎跟踪内部的螺旋结构。由$\sim$ ~2/3的预期调查数据产生的初始源目录包括394个在$3σ$置信水平或更高置信水平上显著的源，低至$\sim$ 1.6 \ergs{35}（0.35 - 8.0 keV）的极限光度（吸收）。源的硬度比将那些具有软的热光谱（如超新星遗迹）的源与那些具有硬的非热光谱（如X射线双星和背景活动星系核）的源分开。在394个源中有23个源的发射超出了钱德拉点扩散函数。交叉相关的ChASeM 33源对以前的目录中的X射线源M33的结果在匹配的绝大多数较亮的源，并显示28 ChASeM 33源内的10个\arcsec超新星遗迹确定以前的光学和无线电搜索。这使得M33中100个已知超新星遗迹中，这样的星协总数达到31个。
2007-09-26 astro-ph
CHANDRA ACIS Spectroscopy of N157B -- A Young Composite Supernova Remnant in a Superbubble
我们目前的钱德拉ACIS观测N157 B，一个年轻的超新星遗迹位于剑鱼座30恒星形成区域的大麦哲伦星云。这个遗迹包含了已知能量最高的脉冲星（PSR J0537-6910），它被一个明亮的非热星云所包围，这可能代表了从侧面观察到的环形脉冲星风终端激波。射线发射特征，并表明光谱陡峭的这一特点远离脉冲星是定量一致的同步辐射冷却冲击脉冲星风以接近光速的整体速度向下游流动的粒子。在彗星状星云周围，我们明确地探测到一个热分量，它占了残骸总0.5 - 10 keV通量的约1/3。该热分量分布在嵌入在低表面亮度X射线发射扩散气体中的金属富集等离子体的各种团块之间。相对金属富集模式表明超新星前身的质量>~ 20M_sun。X射线数据与HST光学图像的比较表明，爆炸地点靠近一个密集的云，反射冲击是针对它发射的。这个反射激波和星云之间的相互作用可能产生了彗星的形状和周围的热发射增强。SNR N157 B显然正在膨胀到由年轻的OB协会LH 99形成的周围超级气泡的热低密度内部，正如斯皮策中红外图像所揭示的那样。这种情况自然解释了热和非热组件的尺寸异常大以及SNR缺乏外壳的原因。这些结果提供了一个难得的一瞥SNR结构和演化的区域最近的恒星形成。
2006-09-06 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
Chandra X-ray Observatory Detection of Extended X-ray Emission from the Planetary Nebula BD+303639
本文报道了利用钱德拉X射线天文台上的先进CCD成像光谱仪（ACIS）对年轻行星状星云BD+303639进行的高分辨扩展X射线辐射的探测。从BD+303639发射的X射线似乎位于电离气体壳内部，但集中在一侧，在高分辨率光学和红外图像中可以看到。相对较低的X射线温度（Tx ~ 3 × 10^6 K）和X射线发射的不对称形态表明存在传导前沿和/或发生了冲击加热和光电离气体的混合，此外，暗示存在磁场。ACIS光谱表明X射线发射区富含氦燃烧产物。我们对BD+303639的扩展X射线发射的探测表明了钱德拉成像在行星状星云研究中的作用和实用性。
2000-10-09 astro-ph
X-Ray Observation on the Monoceros R2 Star-Forming Region with the Chandra ACIS-I Array
我们报告的结果钱德拉观测麒麟座R2云（Mon R2），一个高质量的恒星形成区（SFR）的中心区域。在100 ks的深度曝光下，我们检测到368个X射线源，其中80%与近红外对应物相鉴别。系统地分析了大多数X射线发射源的光谱和时间变化，首次提供了一个全面的X射线源目录。利用J-，H-和K-波段的近红外对应星等，我们估计的演化阶段（经典的金牛座T星和弱线金牛座T星）和质量的X射线发射源，并分析了X射线属性作为年龄和质量的函数。我们发现了一个边际暗示，经典的金牛座T星有一个略高的温度（2.4千电子伏）比弱线金牛座T星（2.0千电子伏）。一个显着的比例的高和中等质量的源具有时间的变化性和高等离子体温度（2.7千电子伏）。我们对其他SFR，猎户座星云星团和猎户座分子云-2/3进行了相同的分析，并获得了与Mon R2相似的结果。这支持了Kohno等人（2002，ApJ，567，423）和Preibisch等人（2002，A&A，392，945）的早期观测结果，即高质量和中等质量的年轻恒星天体通过磁活动发射X射线。我们还发现X射线和NIR源之间的空间分布有显着差异。
2003-05-19 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
A Silver Anniversary Observation of the X-ray Emitting SN1978K in NGC 1313
我们描述了2003年钱德拉ACIS-I对SN 1978 K的观测结果。该光谱在0.6千电子伏以下显示出很小的通量，而2002年ACIS-S的观测显示通量为0.4千电子伏。单独拟合ACIS-I光谱会导致两种解决方案，这取决于柱密度的值。联合拟合使用双热等离子体模型应用到ACIS-I和同期XMM光谱，如果单独拟合也会导致两列的解决方案，产生一个单一的列密度拟合。软组分的接头拟合的拟合温度保持恒定，具有来自先前Chandra、XMM和ASCA数据的误差。硬温度从2000-2002年的下降中恢复，并对应于在此期间柱密度的增加。硬（2-10 keV）光变曲线被证实是下降的。导出的数密度表示1 e5的下限，取决于所采用的发射体积的填充因子，导致估计的质量冷却速率为每年0.1-0.15太阳质量。
2007-07-18 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
The Chandra Observations of the Two Pulsars PSR 0628-28 and PSR 1813-36
PSR B0628-28 is an X-ray emitting radio pulsar which was observed with Advanced CCD Imaging Spectrometer (ACIS) on board Chandra on 2001 November 04 and on 2002 March 25 for 2000 s and 17000 s, respectively. The source countrate was 0.0111+-0.0013 cps. Making PSR B0628-28 to be the longest period X-ray emitting pulsar. The spectral distribution of counts can be described by several model fits. A blackbody fit yields a temperature kT=2.69_{-0.09}^{+0.09}x10^{6} K together with N_{H} =0.082_{-0.03}^{+0.04}x10^{22} cm^{-2} and a powerlaw fit yields a photon index of γ=2.65_{-0.29}^{+0.28} with a …
2003-05-16 astro-ph
The Low-Energy Spectral Response of the ACIS CCDs
由于钱德拉X射线天文台上的定标源中缺少强谱线，对1.5keV以下的先进CCD成像光谱仪（ACIS）的光谱响应进行飞行定标比较困难。我们一直在使用1E0102.2-7219（SMC中最亮的超新星遗迹）来评估ACIS响应矩阵，因为这个遗迹具有低于1.5 keV的O，Ne和Mg的强线。1E0102.2-7219的光谱已经使用Chandra和XMM上的光栅进行了很好的表征。我们已经使用了高分辨率的光谱数据从两个光栅仪器开发的CCD光谱的光谱模型。此模型的拟合对增益校准和频谱重新分布模型的任何问题都很敏感。我们已将数据与2001年8月发布的S3器械的最新响应矩阵（可在CALDB 2.7或更高版本中获得）进行了拟合。我们还将宾夕法尼亚州立大学开发的电荷转移效率（CTI）校正软件（版本1.37）应用于背面照明（BI）和正面照明（FI）数据，并将数据与相关的CTI校正响应矩阵拟合。所有拟合均显示出新矩阵在低能量响应方面的显著改善。FI CCD的拟合证明了FI CCD用于光谱分析的实用性，尽管在任务早期设备遭受了辐射损伤。
2001-11-19 astro-ph
Discovery of X-Ray Emission from Supernova 1970G with Chandra: Filling the Void between Supernovae and Supernova Remnants
我们报告的发现X射线发射的SN 1970 G在M101，35年后爆发，使用深X射线成像与钱德拉X射线天文台。钱德拉ACIS光谱显示，发射是软的（<2 keV）和特征的反向冲击区。X射线亮度（1 x 10^37尔格/s）可能是由超新星（SN）激波与致密的星周物质相互作用引起的。如果这些物质是由起源恒星的恒星风沉积下来的，则推断其质量损失率为（2.6+/-0.4）x 10^-5 M太阳/年。利用SN 1970 G及其环境的高分辨率Chandra ACIS数据，我们从以前的ROSAT HRI、PSPC和XMM-Newton EPIC观测中重建了X射线光变曲线，并找到了爆发后12-35年期间L \propto t^-s的最佳拟合线性下降率，指数s = 1.7+/-0.6。SN 1970 G是X射线探测到的最古老的SN，它首次允许直接观测SN到超新星遗迹（SNR）阶段的转变。
2005-06-01 astro-ph
A Chandra detection of diffuse hard X-ray emission associated with the lobes of the radio galaxy 3C 452
报道了射电星系3C 452的80千秒Chandra ACIS观测。一个弥漫的X射线发射与叶已被检测到具有很高的统计意义，连同X射线核的宿主星系。0.5- 5 keV的ACIS光谱的漫发射是由一个两个组件的模型，由软的热等离子体发射从宿主星系晕和硬的非热幂律组件。硬分量是由于波瓣中同步加速器发射的电子对宇宙微波背景光子的逆康普顿化，因为它的光谱能量指数为0.68 ± 0.28，与射电同步加速器指数0.78一致。这些结果揭示了一个显着的电子优势的叶。电子被推断为具有相对均匀的分布，而磁场被压缩朝向波瓣外围。
2002-11-06 astro-ph
Soft and hard X-ray excess emission in Abell 3112 observed with Chandra
钱德拉ACIS-S观测星系团A3112的特点是存在过量的X射线发射以上的贡献，从弥漫的热气体，这可以同样很好地模拟与额外的非热幂律模型或低金属丰度的低温热模型。我们表明，过量的排放不能是由于在背景减除或在银河系HI柱密度的不确定性。校准不确定性的ACIS探测器，可能会影响我们的结果，解决比较钱德拉数据XMM MOS和PN光谱。虽然这三种工具之间的差异仍然存在，但所有工具都检测到类似数额的超额，证明超额具有工具性质。考虑到A3112中心附近存在非热射电辐射，我们认为，多余的X射线发射是非热性质的，并分布在整个X射线带通，从软到硬X射线。这种过剩可以用相对论性电子的存在来解释，它们的压强约为星系团气压的7%。我们还讨论了可能的热性质的过剩，并检查与这种解释相关的问题。
2007-07-06 astro-ph
Two Years of the X-ray Sky in M31
在过去两年中，我们一直在定期监测M31，\chandra上装有HRC和ACIS。通过结合1999年至2001年期间进行的八次\chandra ACIS-I观测，我们在M31的中心$\sim 17\arcmin\times17\arcmin$区域内确定了204个X射线源，检测限为$\sim 1.6\times10^{35}$ \lum。在这204个来源中，21个是球状星团，2个是超新星遗迹（其中一个是用\chandra空间分辨的），8个是行星状星云。通过比较单个图像，大约50%的源在几个月的时间尺度上是可变的。我们还发现了14个临时的。结合文献中发现的所有瞬态，有25个瞬态在M31和M32检测到的\chandra和\xmm，我们提出了一些长期的光曲线，使用HRC，ACIS和\xmm数据。12个源的光谱形状是可变的，这表明它们经历了状态变化。所有点源的光度函数都与先前的观测结果一致（在$1.7\times10^{37}$ \lum处光度突变的幂律突变）。然而，当把不同区域的X射线源分开考虑时，得到了不同的光度函数。这表明不同地区的恒星形成历史可能不同。
2002-02-04 astro-ph
The Chandra X-Ray Observatory: Observations of Neutron Stars
我们在这里提出的钱德拉X射线天文台的地位，现已运作五年的概述。天文台运作畅顺，科学回报持续出色。我们提供了一些详细的ACIS过滤器的分子污染及其对观测的影响。本文回顾了Chandra对蟹状星云中脉冲星的观测，并对X射线谱的分析作了一般性的评论。最后，我们对钱德拉研究中子星的未来方向进行了评论。
2004-11-09 astro-ph
Discovery of Extended X-ray Emission from the Planetary Nebula NGC 7027 by the Chandra X-ray Observatory
本文报道了NGC 7027的X射线辐射的发现，NGC 7027是研究行星状星云形成和演化的典型天体。钱德拉X射线天文台上的先进CCD成像光谱仪（ACIS）的观测表明，NGC 7027的X射线发射是扩展的，在形态上是双极的。ACIS光谱显示出强的发射从高度电离的Ne和较弱的发射功能，我们归因于O，Mg和Si。对该光谱的模型拟合表明，特征温度T_x约为3 × 10^6 K，固有（未吸收）X射线光度L_x约为1.3 × 10^32尔格/秒。星云内对X射线发射的吸收是高度不均匀的，但模型表明平均柱密度N_H约为6 x 10^21 cm^-2，这与之前测量到的星云内相对较大的可见光消光一致。我们认为，NGC 7027的X射线辐射是由NGC 7027的中心恒星或其伴星发出的迄今未被探测到的快速风产生的。钱德拉探测到BD +30 3639、NGC 6543和现在的NGC 7027的高温X射线辐射，表明这种辐射是年轻行星状星云的共同特征。
2001-02-27 astro-ph
Chandra observation of the fast X-ray transient IGR J17544-2619: evidence for a neutron star?
IGR J 17544 -2619属于一个至少有7个快速X射线瞬变的独特的群，它们不容易与附近的耀斑星或前主序星联系在一起，很可能是具有风吸积的X射线双星。迄今为止，仅在一种情况下确定了吸积物的性质（SAX J1819.3-2525/V4641 Sgr）。我们对IGR J17544-2619进行了20 ksChandra ACIS-S观测，结果表明该源从静止进入爆发。钱德拉的位置证实了之前对光学对应物的初步鉴定，一颗3到4 kpc的蓝色O 9 Ib超巨星（Pellizza，Chaty和Negueruela，在准备中）。这是第一次探测到静止期的快速X射线瞬变。静态频谱非常柔和。光子指数为5.9+/-1.2（90%置信误差），比钱德拉ACIS-S观测到的6个静止黑洞候选者要软得多（Kong et al. 2002; Tomsick et al. 2003）。假设相当一部分静止的光子来自吸积体而不是施主星，我们推断吸积体可能是一颗中子星。与Pavlov等人（1992）和Zavlin等人（1996）建立的中子星大气模型的静态光谱相拟合，意味着未被吸收的0.5- 10 keV静态光度为（5.2+/-1.3）x 10^32 erg/s。我们推测这些短暂爆发的性质。
2005-08-10 astro-ph
An X-ray Survey of Wolf-Rayet Stars in the Magellanic Clouds. II. The ROSAT PSPC and HRI Datasets
麦哲伦云中的沃尔夫-拉叶星是研究其强快速星风产生X射线的理想场所。我们已经开始了一个系统的调查X射线发射的WR星在MC使用档案钱德拉，ROSAT和XMM牛顿观测。在第一篇论文中，我们利用Chandra ACIS对70颗WR星的观测，观测到了29颗WR星的X射线辐射。在本文中，我们报告的档案ROSAT PSPC和WR星的HRI观测的搜索和分析。虽然对MC中的117颗WR星进行了有用的ROSAT观测，但仅从其中7颗中检测到X射线发射。ROSAT巡天中MCs WR星的X射线发射的探测率远小于Chandra ACIS巡天中的探测率，说明了高角分辨率和灵敏度的必要性。ROSAT和Chandra都探测到了LMC-WR 101-102和116，但没有明显的长期变化。
2008-02-05 astro-ph
Chandra discovery of activity in the quiescent nuclear black hole of NGC821
我们报告了钱德拉ACIS-S对椭圆星系NGC 821的观测结果，该星系拥有一个超大质量核黑洞（太阳质量为3.5 × 10^7），但没有活动星系核活动的迹象。在这个区域的38 ksec ACIS-S积分曝光中，探测到一个小的，8.5”长（在星系距离为23 Mpc时约为1 kpc），S形，以核为中心的喷流状特征。该特征的光度为L_X ~ 2.6 x 10^39 erg/s（0.3-10 keV），其光谱是硬的（用Gamma = 1.8^{+0.7}_{-0.6}的幂律或kT > 2 keV的热辐射来描述）。我们讨论了这一功能：的起源的两种可能性：（1）低光度的X射线喷流，或（2）热冲击气体。无论哪种情况，它都是核活动的明确指示，只能在X射线波段检测到。稳定的球形吸积的质量损失，从中央恒星尖点内的吸积半径，当耦合到一个高的辐射效率，已经提供了一个电源超过所观察到的辐射损失从核区域。
2004-10-06 astro-ph
Chandra's Discovery of Activity in the Quiescent Nuclear Black Hole of NGC 821
我们报告了椭圆星系NGC 821的{ \it Chandra} ACIS-S观测结果，该星系拥有一个超大质量核黑洞（属于$3.5 \times 10^7 M_{\odot}$），但没有显示活动星系核活动的迹象。一个小的，8.5 $^{\prime\prime}$长（$\sim 1$ kpc在星系的距离为23 Mpc），S形，喷流状的特征集中在核中被检测到在38 ksec的ACIS-S综合曝光的这个区域。这个特征的光度是$L_X \sim 2.6 \times 10^{39} \rm ergs s^{-1}$（0.3-10 keV），它的光谱是硬的（由$Γ= 1.8^{+0.7}_{-0.6}$的幂律描述;或由$kT >2$ keV的热发射描述）。我们讨论了这一功能：的起源的两种可能性：（1）低光度的X射线喷流，或（2）热冲击气体。无论哪种情况，它都是核活动的明确指示，只能在X射线波段检测到。稳定的球形吸积的质量损失，从中央恒星尖点内的吸积半径，当耦合到一个高的辐射效率，已经提供了一个电源超过所观察到的辐射损失从核区域。
2004-05-18 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 and XMM-Newton Observations of NGC 6251
我们提出了新的X射线观测的核，喷流和附近的射电星系NGC 6251使用钱德拉/ACIS-S相机的扩展发射，再加上档案钱德拉/ACIS-I和XMM-牛顿/EPIC数据的重新分析。我们发现，核X射线光谱是很好的拟合与吸收的幂律，并有试探性的，但不是非常重要的，铁K $α$发射的证据。我们认为，所观察到的核X射线发射很可能起源于一个相对论性喷流，根据双峰的性质，我们的同步辐射自康普顿模型，无线电到X射线的光谱能量分布。然而，我们不能排除来自吸积流的贡献。我们解决了X射线喷流发射在三个不同的区域，并主张在所有三个同步加速器的起源，逆康普顿发射模型是可能的，但需要极端的参数。我们检测到星系和集团尺度上的热辐射，并证明热气体可以限制射流，特别是如果相对论光束是重要的。我们的证据表明，无线电波瓣已经疏散了腔中的X射线发射气体，并建议瓣是接近天空的平面，与射流进入瓣接近表面最近的观察者。
2005-03-06 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
Chandra and ASCA Observations of the X-ray-brightest T-Tauri Stars in the Rho Ophiuchi Cloud
我们目前的钱德拉ACIS和ASCA地理信息系统的一系列的四个长期观测的DoAr 21，ROXs 21和ROXs 31的结果; X射线最亮的T-Tauri星（TTS）在蛇夫座ρ云。在净曝光量约为600 ksec的四次观测中，我们分别发现了DoAr 21、ROX 21和ROX 31的六次、三次和两次耀斑，因此耀斑率相当高。DoAr 21的光谱与单温度等离子体模型很好地拟合，而ROX 21和ROX 31的光谱需要额外的软等离子体组分。由于DoAr 21比ROXs 21和ROXs 31年轻（约10^5年），这些结果可能表明软成分随着T-Tauri恒星年龄的增加而逐渐增加。丰度通常低于太阳，并且因元素而异。无论是高FIP（第一电离势）和低FIP元素的平均丰度显示增强。ROXs 31探测到一个不寻常的巨大耀斑。峰值亮度和温度分别为~10^33尔格·秒^-1和~10千电子伏。温度在通量最大值之前达到峰值，在衰变阶段几乎是恒定的（4- 5 keV），表明耀斑期间连续的能量释放。丰度和吸收表现出巨大的变化，从静止到耀斑阶段。
2002-02-15 astro-ph
Simulating CCDs for the Chandra Advanced CCD Imaging Spectrometer
我们已经实现了一个Monte Carlo算法来模拟和预测各种CCD的X射线光子和最小电离粒子的响应，并已将此模型应用于钱德拉X射线天文台的先进CCD成像光谱仪的CCD。该算法借鉴了经验的结果，并预测所有基本类型的X射线CCD设备的响应。它依赖于新的解决方案的扩散方程，包括复合，预测的径向电荷云分布在无场区的CCD。通过调整电荷云的大小，我们可以重现在校准数据中看到的事件等级分布。使用这里开发的沟道停止模型和在麻省理工学院开发的栅极结构下的绝缘层的有见地的治疗，我们能够重现ACIS校准光谱中的所有显着的功能。该模拟器用于再现货物预报信息系统的地面和飞行校准数据，从而确认其保真度。然后，它可以用于各种校准任务，如生成光谱响应矩阵的光谱拟合的天体物理源，量子效率估计，光子堆积的建模。
2001-10-31 astro-ph
A Chandra Observation of a TW Hydrae Association Brown Dwarf
我们提出了年轻的棕矮星2 MASSW J1207334-393254，这是一个可能的成员TW Hya协会的钱德拉观测。虽然这个亚恒星物体有很强的H α辐射，但在50千秒的ACIS-S观测中没有检测到X射线通量。我们将其X射线光度的保守上限定为1.2 x 10^{26}尔格/秒。我们将我们的M8目标与类似质量的物体TWA 5 B进行了比较，TWA 5 B具有较弱的H α发射，但具有较强的X射线发射。我们认为，我们的结果是一致的概念，2 MASSW J1207334-393254是与磁盘相互作用。
2004-05-07 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
Chandra Observation of Luminous and Ultraluminous X-ray Binaries in M101
银河系中的X射线双星是X射线天空中最明亮的天体之一。随着最近飞行任务的灵敏度不断提高，现在有可能研究附近星系中的X射线双星。我们目前的数据，在附近的螺旋星系，M101，获得与钱德拉ACIS-S的六个发光源。其中，有五个似乎与其他星系中的超亮源相似，而最亮的源P098则显示出一些独特的特征。我们提出了我们的解释的数据在光学厚流出，并讨论了影响。
2002-09-09 astro-ph
Discovery of X-rays from Venus with Chandra
2001年1月10日和13日，X射线天文卫星首次观测到金星。这次观测是用钱德拉卫星上的ACIS-I和LETG/ACIS-S仪器进行的，获得了高空间、光谱和时间分辨率的数据。金星被清楚地探测到是一个半明半暗的新月，在向日的边缘有相当大的亮度。这种形貌与太阳X射线在行星大气中的荧光散射所预期的一致。在离散能量下观察到辐射，主要是在0.53 keV的O-K_α能量处。在0.28 keV处也从C-K_α检测到荧光辐射，并且在0.40 keV处从N-K_α检测到少量荧光辐射。在0.29 keV处显示了一条额外的发射线，这可能是CO_2和CO中C 1s-> pi * 跃迁的特征。在2.6 sigma水平上发现了X射线通量随时间变化的证据，在分钟的时间尺度上显示了几倍的波动。所有这些发现都与太阳X射线的荧光散射完全一致。没有发现其他的X射线发射源，特别是没有发现来自高电荷重太阳风离子和大气中性粒子之间的电荷交换相互作用，这是彗星X射线发射的主要过程。这与观察的敏感性是一致的。
2002-04-15 astro-ph
Chandra Observation of 3C 212: a New Look at the X-ray and UV Absorbers
红色类星体3C 212（z=1.049）是最遥远、最明亮的活动星系核之一，它已显示出X射线暖吸收体的证据。为了进一步研究这个不寻常的类星体，我们使用Chandra/ACIS-S观测了3C 212 19.5 ksec，导致净检测到约4000个计数。钱德拉的数据证实了在类星体红移处存在一个过量吸收柱N_H ~ 4 x 10^21 cm^-2，但我们没有发现热吸收体存在的令人信服的证据。使用钱德拉和档案ROSAT PSPC数据，我们获得了非常好的适合部分覆盖的中性吸收剂和低电离（U = 0.03）光电离吸收剂。在紫外线中，3C 212显示出强的缔合MgII吸收剂。基于中等分辨率（80公里/秒）的MMT光谱，我们表明，吸收体是高度饱和的，并具有一个覆盖率小于60%，这意味着吸收体是真正的类星体固有的。MgII吸收剂的光电离建模产生对U < 0.03的电离参数的约束，这与暖UV/X射线吸收剂不一致。除了我们的光谱分析，我们发现证据的ACIS图像数据弱扩展发射周围的类星体，以及发射对应的无线电波瓣在距离3C 212的5角秒。这些功能的统计意义是低的，但我们简要探讨的影响，如果检测是有效的。
2003-07-22 astro-ph
