Shell Shock and Cloud Shock: Results from Spatially-Resolved X-ray Spectroscopy with Chandra in the Cygnus Loop
我们利用钱德拉X射线天文台分析了天鹅座圈超新星遗迹西翼上爆炸波与非均匀星际介质的相互作用。这个视野包括爆炸波和大云之间的初始相互作用，以及冲击波阵面和围绕超新星祖先空腔的外壳的相遇。独特的是，X射线直接追踪致密云中的激波前缘，在那里我们测量温度kT = 0.03 keV。我们发现kT~0.2千电子伏的地区，反射冲击进一步加热先前冲击的材料。将一维模型应用于这些相互作用，我们确定了周围介质中的原始爆炸波速度v_bw~330 km/s。我们没有发现强有力的证据，我们解决的弧秒尺度上的不稳定性或非平衡条件。这些敏感的高分辨率数据表明，天鹅座环的这一区域没有异常的丰度变化。
2002-05-13 astro-ph
Chandra Phase-Resolved Spectroscopy of the Crab Pulsar
我们提出了第一个相位分辨的蟹状星云脉冲星的X射线光谱特性的研究，涵盖了所有的脉冲相位。钱德拉X射线天文台高超的角分辨率使得即使在脉冲最小值时也能将脉冲星与周围的星云区分开来。对脉冲平均光谱的分析测量了星际X射线的消光，主要是由于光电吸收，其次是蟹状星云方向的尘埃颗粒的散射。我们证实了以前的研究结果，即螃蟹的视线是氧气不足，虽然比最近测量的更多。使用Wilms，Allen & McCray（2000）的丰度和截面，我们发现[O/H] =（3.33 +/-0.25）x 10**-4。作为脉冲相位的函数的光谱的分析测量低能量X射线光谱指数，即使在脉冲最小值-尽管具有很大的统计不确定性-我们发现边缘的光谱指数的变化的证据。这些数据也被用来设定一个新的（3-sigma）上限，使中子星的温度log T（无穷大）< 6.30。
2003-10-13 astro-ph
Chandra Observations of M31
作为钱德拉GTO计划的一部分，我们正在使用HRC和ACIS相机监视和测量M31。这些观测已经将核X射线源分解为五个独立的源，其中一个非常软，可能（也可能不！）与中心的超大质量黑洞有关。此外，钱德拉望远镜的高超空间分辨率和低散射使我们能够明确地解决来自点源的漫射发射。这种发射明显比点源更柔和，并且还随温度径向增加。观测的监测性质允许对点源的可变性进行详细研究。
2000-12-18 astro-ph
Spatially-resolved Chandra Imaging Spectroscopy of the classical/weak-lined T Tauri system V710 Tau
我们目前的空间分辨X射线观测的二进制金牛座T恒星系统V710头。利用钱德拉的先进CCD成像光谱仪（ACIS），我们拍摄了这个3.2“分离双星系统，包括一个经典的金牛座T星，V710 Tau N，和一个弱线金牛座T星，V710 Tau S。钱德拉ACIS-S3图像-在两次9 ks曝光中获得，间隔约三个月（2004年12月和2005年4月）-干净地解决了V710 Tau双星，表明这两颗恒星都发射X射线，从而使第一次光谱/时间研究这个混合（经典和弱线）T金牛星双星系统的各个组成部分。北部的组成部分，V710 Tau N，在第一次（2004年12月）暴露期间似乎一直处于燃烧状态。在这次耀斑事件中，经典的金牛座T星的X射线通量明显变硬。等离子体温度在kT ~ 0.7-1.1 keV范围内的单组分等离子体模型足以拟合2004年12月观测到的V710 Tau S和2005年4月观测到的两颗恒星的X射线光谱。2004年12月对V710 Tau N的耀斑状态观测除了需要软成分（kT ~ 0.5 keV）外，还需要更高温度的等离子体成分（kT ~ 2.5 - 3.0 keV），并且通过包括略微增强的Ne/Fe丰度比的模型更好地拟合。这些结果通常与经典（快速吸积）与弱线（弱吸积或非吸积）金牛座T星的X射线发射特性之间的统计对比一致。
2008-05-08 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
Highly Resolved X-ray Spectra with Chandra: Dynamics of Neutral and Ionized Matter
钱德拉X射线天文台上的高能透射光栅光谱仪（HETGS）迄今为止已经产生了大量具有前所未有的光谱细节的高分辨率X射线光谱。银河系和河外X射线源流出的光谱表明等离子体具有广泛的性质。光学厚的荧光物质和温暖的光致电离区域发挥尽可能多的作用，非常热的区域，碰撞电离和散射占主导地位的排放。通过测量蓝移和红移，揭示了这些等离子体的复杂动力学。在这方面，中性物质的X射线吸收是一个很有趣的例子。在许多情况下，光谱特征被发现是高度复杂的，通过检测边缘从中间Z元素以及吸收线从单原子物种的分子化合物。随着线诊断工具和更精确的原子数据库的应用，我们现在能够模拟这些等离子体的性质，以及测量线的位移和形状，以限制其空间分布和动态。在各种例子中，即从吸积盘，风，静止云以及ISM等离子体，高分辨率X射线光谱的功率被证明和XEUS在这方面的科学能力进行了探讨。
2002-09-16 astro-ph
Chandra Observations of the Components of Clusters, Groups, and Galaxies and their Interactions
我们讨论两个主题，从钱德拉观测星系，集团和集群。首先，我们回顾合并过程中看到的高角分辨率的钱德拉。我们提出了尖锐的，边缘状的表面亮度结构的例子“冷锋”，合并组件和CL 0657的钱德拉观测的剩余核心的边界，一个强大的集群合并冲击的第一个明确的例子。除了回顾已经发表的工作，我们提出的椭圆星系NGC1404是落入天炉座星系团周围的冷锋的观测，我们讨论了多个“边缘”在ZW3146。其次，我们回顾了相对论性的，无线电发射等离子体或“泡沫”，活跃的星系核膨胀，对热的X射线发射的气体大气中的星系和星系团的影响。我们回顾了已发表的工作，并讨论了星系NGC4636和NGC507周围的不寻常的X射线结构。
2001-12-03 astro-ph
The Chandra X-ray Observatory Resolves the X-ray Morphology and Spectra of a Jet in PKS 0637-752
核心占主导地位的射电大声类星体PKS 0637-752（z = 0.654）是钱德拉X射线天文台观测到的第一个天体，提供了早期发现显着X射线喷流的惊喜。用各种探测器配置进行的几次观测使钱德拉高级CCD成像光谱仪（ACIS; Garmire等人，2000年，准备中）的总曝光时间约为100千秒。利用钱德拉大约0.4角秒的空间分辨能力，对所有可用的X射线数据进行空间分析，揭示了一个向核以西延伸大约10角秒的喷流。沿喷流至少有四个X射线结被分辨，其包含源的总X射线亮度的约5%。先前对PKS 0637-752在射电波段的观测（Tingay et al. 1998）已经确定了一个kpc尺度的射电喷流延伸到类星体的西部。X射线喷流和射电喷流在形状、强度分布和角度结构上都很相似，直到大约9角秒，之后X射线亮度下降得更快，射电喷流突然转向北方。总源的X射线光度为log Lx ~ 45.8 erg/s（2 - 10 keV），自1996年11月ASCA观测以来似乎没有变化。我们提出了各种发射模型的拟合观测到的光谱分布的结果，评论不存在的发射线最近报告的ASCA观测PKS 0637-752，并简要讨论了合理的X射线发射机制。
2000-05-10 astro-ph
Membership of the Orion Nebula Population from the Chandra Orion Ultradeep Project
Getman等人在一篇配套论文中描述的Chandra Orion Ultradeep项目（COUP）观测提供了对猎户座星云团和相关嵌入式年轻恒星天体的异常深入的X射线调查。该区域的成员是重要的研究恒星IMF，集群动力学和恒星形成。COUP研究检测了1616个X射线源。在这项研究中，我们确认1315颗恒星的云成员资格，确定16个可能的前景领域的恒星具有光学对应物与不一致的自行，并分类其余285 X射线源，其中51个是轻度和234严重模糊。51个没有已知对应物的轻微模糊的来源分为三类。(i)其中16个可能是猎户座星云团的新成员。(ii)两个异常柔软和非耀斑的X射线发射似乎与星云激波有关，可能是在赫比格-哈罗外流的弓形激波产生的X射线的新例子。(iii)其余33个是非常弱的不确定来源，可能是假的。在234个没有光学或近红外对应物的重吸收源中，有75个COUP源可能是新的嵌入云成员（其中42个的成员身份已被强大的X射线耀斑证实），其余159个可能是通过分子云看到的河外活动星系核，正如对河外背景人口的仔细模拟所证明的那样。最后，猎户座恒星的一些新的双星伴星可能已经被发现，但大多数邻近COUP源的情况可以归因于这个拥挤的领域中的机会叠加。
2005-04-17 astro-ph
Chandra Observations of Red Sloan Digital Sky Survey Quasars
我们对斯隆数字巡天中的12个明亮的（i<18）z_em~1.5类星体进行了短时间的\chandra观测，这些类星体在相同的红移下比大多数类星体具有明显更红的光学颜色。在光学性质与尘埃红化在类星体红移处最一致的5个类星体中，有4个表现出中等X射线吸收的间接证据（推测为N_H~10^22 cm^-2），尘气比小于SMC值的1%。剩下的七个天体甚至没有显示出适度的内在X射线吸收的证据。因此，虽然光学红色类星体比光学选择的正常颜色类星体更有可能表现出X射线吸收的特征，但尘埃变红的1型活动星系核（与完全模糊的2型活动星系核相反）不太可能对剩余的未解决的硬X射线背景有显着贡献。红色类星体包括具有本质红色连续统的天体以及具有尘埃红色连续统的天体。因此，需要改进样本选择，以增加我们对任一亚群的了解。为了识别可能表现出X射线吸收的尘埃变红类星体，一些光谱曲率的测量比观察到的或相对宽带颜色的简单削减更可取。
2006-06-16 astro-ph
Testing magnetically confined wind shock models for Beta Cep using XMM-Newton and Chandra phase-resolved X-ray observations
我们对磁性B星Beta Cep进行了一系列相位分辨的X射线观测，理论模型预测存在从定常激波发射X射线的受限风。我们得到了四个观测间隔旋转相位与XMM-牛顿和钱德拉。对数据进行了详细的分析，从EPIC数据中获得光度和光谱参数，寻找旋转调制，并从RGS数据中的N，O和Ne的类He三重态中的线比中获得X射线等离子体的位置。LETG数据被用来约束等离子体中的体运动的存在。早期静态磁约束风模型预测的X射线发射的强旋转调制在Beta Cep中没有观察到。小调制目前去相反的方向，指向没有任何光学厚盘的中性物质，并显示调制与后来的，动态模型的磁约束风模型在B星。没有观测到的整体运动表明等离子体受到磁场的限制，但等离子体温度低，没有任何耀斑，表明等离子体没有被磁重联加热。因此，观测结果表明，X射线发射来自磁约束风中的冲击，没有证据表明磁赤道处存在光学厚，致密的圆盘
2008-06-13 astro-ph
Six Years of Chandra Observations of Supernova Remnants
我们提出了审查的前六年钱德拉X射线天文台观测超新星遗迹。从仙后座A的官方“第一光”观测首次揭示了爆炸的致密残留物，到最近的百万秒光谱分辨观测揭示了原始爆炸的恒星组成和动力学的新细节，钱德拉观测为超新星现象提供了新的见解。我们提出了一个公认的偏见概述六年的这些观测，突出了新的发现可能钱德拉的独特能力。
2005-11-10 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
Chandra observations of the X-ray luminous star-forming galaxy merger Arp~299
本文报道了对明亮的恒星形成星系Arp 299（NGC 3690/IC 694）的X射线观测结果。我们探测到了18个离散的X射线源，其亮度在~10^39 erg \s（0.5-8.0 keV波段）以上，占该波段银河系总辐射的~40%。其余的发射与空间上与广泛的恒星形成区域一致的漫射分量有关。我们探测到两个原子核发射的X射线。NGC 3690复杂核区域内的一个离散源被发现具有非常硬的光谱，因此我们将其与AGN样光谱的起源相关联，该光谱也已在高X射线能量下使用Beppo-SAX检测到。
2003-06-18 astro-ph
Resolving the unresolved cosmic X-ray background in the Chandra Deep Fields
在排除了所有探测到的X射线、光学和红外源后，我们提出了一种对钱德拉深场中宇宙X射线背景（CXB）表面亮度的测量。这项工作的动机是最近由Worsley和合作者进行的X射线叠加分析，该分析表明，HST而不是Chandra探测到的星系可能解释了E>1 keV的大部分未解决的CXB。我们发现，在排除HST和Spitzer IRAC源之后，仍然存在一些CXB，但它是微不足道的：（1-2 keV波段为3.4+/-1.4 x10 ^-13 ergs cm^-2 s^-1 deg^2，2-5 keV波段为4+/-9 x10 ^-13 ergs cm^-2 s^-1 deg^2，或总CXB的7%+/-3%和4%+/-9%，分别在HST源分辨的1-2 keV信号中，34%+/-2%来自具有"正常“星系典型光学颜色的物体（占HST源的25%），而剩余的通量来自具有星暴和不规则星系颜色的物体。在0.65-1 keV波段（刚好在明亮的银河系O VII线上方），剩余的漫射强度为（1.0+/-0.2 x10 ^-12尔格cm^-2 s^-1 deg^2）。这个通量包括来自银河系以及来自假设的温暖-热星系际介质（WHIM）的发射，并提供了一个保守的WHIM信号上限，有趣的是接近理论预测。
2007-04-21 astro-ph
Optical colours of AGN in the Extended Chandra Deep Field South: Obscured black holes in early type galaxies
我们使用COMBO-17巡天的测光方法研究了来自扩展钱德拉深场南（ECDFS）的X射线源的光学颜色，旨在探索活动星系核-星系反馈模型。X射线源填充了颜色-星等图上的"蓝色“和"红色序列”。然而，“红色序列”中的来源似乎系统地更加模糊。来自GEMS巡天的HST成像表明，原子核不会显著影响观测到的颜色，因此红色源是早期类型的系统。在活动星系核反馈模型的背景下，这意味着在最初的"爆发“之后仍然有剩余的物质。我们认为，这种物质不仅可能是最初的合并所留下的，而且还必须有第二个冷气供应者（如微小的相互作用或自引力不稳定性）。
2007-08-24 astro-ph
Chandra Observations of Diffuse X-Rays from the Sagittarius B2 Cloud
我们目前的第一个钱德拉结果的巨大分子云人马座B2（Sgr B2），位于约100 pc远离银河系中心。漫射X射线与1.5个已分辨的点源清晰地分开。X射线谱在6.40 keV（K α）和7.06 keV（K β）处显示出明显的铁K壳层跃迁线，在7.11 keV处显示出深的铁K边，在低能处显示出大的光电吸收。经吸收校正的X射线光度为\sim 1乘以10^{35} erg s^{-1}，比所有已分辨点源的积分亮度大两个数量级。漫射X射线主要来自云的西南半部分，呈凹形，指向银河系中心方向。这些结果有力地支持了ASCA模型，即Sgr B2是在银河系中心一侧被X射线源照射的。
2001-05-16 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 Observations of the Anomalous X-ray Pulsar 1E 2259+58.6
利用钱德拉X射线天文台对异常X射线脉冲星1 E 2259+58.6进行了X射线成像、计时和相位分辨光谱研究。该光谱可用幂律加黑体模型很好地描述，幂律指数= 3.6（1），kT_BB = 0.412（6）keV，N_H=0.93（3）x 10^{22} cm^{-2};我们没有发现光谱特征（0.5-7.0 keV）的证据。我们导出了一个新的、精确的源的X射线位置，并确定了它的自旋周期，P=6.978977（24）s。时间分辨的X射线谱没有显示出作为脉冲相位的函数的显著变化。由于超新星遗迹和可能来自星际介质的尘埃散射，我们已经从中心源探测到超过4角秒的过量发射，并延伸到超过100角秒。
2001-10-08 astro-ph
The unresolved hard X-ray background: the missing source population implied by the Chandra and XMM-Newton deep fields
我们将我们早期在洛克曼洞深XMM-牛顿观测中关于X射线源叠加的工作扩展到2 Ms Chandra深场北和1 Ms Chandra深场南。XMM-牛顿的工作表明，X射线背景的分辨分数在<2 keV时约为80%-100%，但在~8 keV以上仅下降到~ 50%。CDF-N和CDF-S探测得更深，能够填补4-6 keV范围内的一些缺失部分，但6-8 keV频带内的分辨部分仅保留约60%，证实了XMM-Newton的趋势。缺失的X射线背景成分的光谱形状与红移约为0.5-1.5、吸收柱密度约为10^23 ~ 10^24 cm^-2的高度遮蔽活动星系核的总体一致。
2004-12-12 astro-ph
Chandra Observations of the Anomalous X-ray Pulsar 4U 0142+61
利用钱德拉X射线天文台对异常X射线脉冲星4U 0142+61进行了X射线成像、计时和相位分辨光谱研究。用幂律指数= 3.35（2）、kT_BB=0.458（3）keV和N_H=0.91（2）x 10^{22} cm^{-2}$的幂律加黑体模型很好地描述了光谱;我们没有发现光谱特征（0.5-7.0 keV）的显著证据。时间分辨的X射线光谱显示了折射率或KT_BB或其组合随脉冲相位变化的相位演变的证据。我们导出了源的精确X射线位置，并确定了它的自旋周期P=8.68866（30）s。我们已经探测到中心源的辐射超过4角秒，并超过100角秒，可能是由于星际介质中的尘埃散射。
2002-12-18 astro-ph
Chandra X-Ray Imaging of the Interacting Starburst Galaxy System NGC 7714/5: Tidal ULXs, Emergent Wind, and Resolved HII Regions
我们目前的钱德拉X射线图像的相互作用星系对NGC 7714/5。除了无法分辨的星暴核外，在该核西北1.5”（270秒差距）处还探测到一个L（X）~ 10^40 erg/s的可变点源，与HST图像上的一个蓝色、极亮（M（V）~ -14.1）点源相一致。另外还观察到11个候选点状超亮X射线源（ULX），其中两个大于等于10^40 erg/s。其中十个与相互作用引起的特征有关，但只有两个与恒星形成有关。我们发现了L（X）~ 3 × 10^40 erg/s的弥散辐射，向核的北面延伸了11”（1.9 kpc）。它的光谱可以用二温Mekal函数（0.6/8 keV）或0.6 keV Mekal函数加幂律拟合。硬成分可能是由于高质量X射线双星（HMXB）与逆康普顿辐射的贡献，而软成分可能是来自超级风。我们还检测到四个核外HII区复合物的扩展X射线发射。如果X射线产生效率L（X）/L（mech）很高（~5%），这种辐射可能是由于HMXB或超新星风加热的扩散气体。为了估计L（X）/L（mech），我们收集了已发表的研究HII区域和附近星系中超级气泡的数据。对于年轻的HII地区（<3.5 Myrs），中位数L（X）/L（机械）~ 0.02%，而对于老年地区，L（X）/L（机械）~ 0.2- 7%。因此，超新星对气体的加热可能足以解释HII区的辐射。在比NGC 7714远得多的星系中，例如车轮星系，类似…
2004-12-01 astro-ph
Resolving the Effects of Resonant X-ray Line Scattering in Cen X-3 with Chandra
大质量的X射线双星Cen X-3在系统2.08天轨道的大约四分之一的时间内被观测到，开始于日食之前，结束于日食中心之后，钱德拉X射线天文台使用其高能透射光栅光谱仪。光谱显示K壳发射线从氢和氦类离子的镁，硅，硫，铁以及K-α荧光发射功能从近中性铁。硅的类氦n=2->1三重态被完全分辨，而铁的类似三重态被部分分辨。类氦三重态分量外的日食通量比是一致的从光电离等离子体的复合和随后的级联（复合辐射）的排放。然而，在日食中，硅和铁的w（共振）线比预期的复合辐射强，并且与碰撞电离等离子体的发射一致。在这两个阶段的三线通量比可以更自然地解释，但是，作为从光致电离等离子体的发射，如果共振线散射的影响包括除了复合辐射。我们发现，由于共振散射的发射率敏感地依赖于线光学深度，在风的情况下，在X射线二进制文件，这允许约束风速，即使多普勒频移不能解决。
2002-09-20 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
Chandra localization of KS1731--260
我们分析了KS 1731-260的Chandra图像。源定位的改进（下降到~ 0.6“）使我们能够排除Barret等人（1998）提出的13个红外伴星候选者中的12个。KS 1731-260的另一个可能的红外对应物（源之间的角距离约为1.45“，或约为2σ）在J波段的亮度为m_{J}约为16。如果这颗恒星真的是KS 1731-260的对应物，它的光度下限是L_{tot} > L_{J,H} ~10 L_{\odot}。来自源的X射线通量的强烈下降使我们能够提出额外的检查，以确定所描述的恒星是否是KS 1731 -260的真正对应物。如果双星系统的光学和红外亮度部分是由X射线的再处理引起的，这对于低质量双星系统来说是常见的，那么在2001年，当来自KS 1731 -260的X射线通量关闭时，真实双星系统的红外亮度应该会大大降低（Wijnands等，2001）。
2001-08-07 astro-ph
HST Imaging in the Chandra Deep Field South: I. Multiple AGN Populations
我们提出了初步的结果，从成像三个HST/WFPC 2领域的V和I内的钱德拉深场南（CDFS）。HST的灵敏度和分辨率足以揭示300 ksec X射线目录中检测到的26个CDFS X射线源中的24个的光学对应物，并确定其中大多数的形态。我们发现，X射线源包括两个明显不同的光学候选群体：一个光学暗淡（I > 24），具有与I > 24场群体一致的V-I颜色;另一个明显更亮（I < 22），具有比I < 22场群体更红的颜色。超过2/3的X射线源对应物是可分辨的星系。较亮的来源大多是活动星系核，基于它们的高X射线光度。在较亮的星群中，光学分辨的源具有非常窄的V-I色范围，并且在低到中等的红移下似乎是晚期和早期类型形态的混合。我们发现，第二人口，与较暗的光学同行，可以解释为更高的红移2型活动星系核。
2001-05-16 astro-ph
Chandra Observations of the Northeastern Rim of the Cygnus Loop
我们目前的结果从空间分辨光谱分析的东北（NE）边缘的天鹅座圈超新星遗迹（SNR）的基础上两个钱德拉观测。一个指向包括最近的朱雀观测发现的北部最外层丰度增强的区域，而另一个指向位于天鹅座环东北边缘的“正常”丰度区域。钱德拉优越的空间分辨能力使我们能够揭示丰度增强区集中在激波阵面后面约200”厚的区域。我们确认绝对金属丰度（即，相对于H）以及金属之间的丰度比与太阳值的丰度比在约2倍内一致。此外，我们发现，在该地区的排放措施逐渐减少的冲击波前。这些功能与船帆座SNR周围的喷出物碎片，这使我们相信，丰富的增强是不太可能由于富含金属的喷出物形成对比。我们认为该区域的等离子体起源于星际介质。在“正常”的丰度区域，我们确认，丰度耗尽太阳值的一个因素约为5，这是不预期的ISM天鹅座圈周围。在我们的模型拟合中引入非热辐射并不能自然地解决丰度-贫化问题。枯竭的起源仍然是一个悬而未决的问题。
2008-06-25 astro-ph
Chandra--ASCA--RXTE observations of the micro-quasar GRS 1915+105
钱德拉AO 1 30 ksHETG观测的X射线瞬态微类星体GRS 1915+105揭示了吸收边和微弱的线发射的HETG能量范围。我们发现从初步分析的证据与铁，硅，镁，暂定硫显着的中性K边缘。假设太阳丰度的柱密度与超过银河值的几个x $10^{22} cm^{-2}$一致，并且可能指向与GRS 1915+105相关的周围冷物质。中性Fe K $α$发射和Fe XXV和Fe XXVI的电离吸收被分辨。我们的讨论仅限于Chandra的结果。
2000-12-05 astro-ph
Chandra Observations of Low Mass X-ray Binaries and Diffuse Gas in the Early-Type Galaxies NGC 4365 and NGC 4382 (M85)
我们使用钱德拉X射线天文台ACIS S3对X射线暗淡的椭圆星系NGC 4365和透镜星系NGC 4382进行了成像。观测结果将大部分X射线发射分别分解为99个和58个源，其中大部分是与每个星系相关的低质量X射线双星（LMXB）。我们在NGC 4365的一个中心场中，从37个X射线源中识别出了18个球状星团。这两个星系的分辨源的光度函数都符合截止光度为$\approx 0.9 - 3.1 \times 10^{39}$ ergs $^{-1}$的截止幂律。这些光度比以前测量的类似星系的光度大得多;我们没有发现证据表明，在1.4 $M_\odot$中子星的爱丁顿光度下，光度函数出现了断裂。这两个星系的分辨源的空间分布比光学星的分布更广。在这两个星系中，一个硬幂律模型符合所有源的总和光谱。未解决的排放量是最适合的软mekal模型代表排放扩散气体，和硬幂律，假定是从未解决的LMXB的总和。一个标准的贝塔模型符合两个星系中弥漫气体的径向分布。在椭圆星系NGC 4365中，最适合的核心半径非常小，而S 0星系NGC 4382的核心半径更大。这可能表明NGC 4382中的气体正在显着旋转。
2003-08-18 astro-ph
Hubble Space Telescope Imaging in the Chandra Deep Field South: III. Quantitative Morphology of the 1Ms Chandra Counterparts and Comparison with the Field Population
我们提出了定量形态分析的37 HST/WFPC 2对应的X射线源在1毫秒钱德拉深场南（CDFS）。我们调查：1）通过等照度椭圆拟合的1-D表面亮度轮廓; 2）2-D，PSF-卷积，凸起+盘+核轮廓拟合; 3）与我们的三个WFPC 2场中的所有~3000个源相比的不对称性和浓度指数;以及4）比较X射线源与场对照样品的局部环境的近邻分析。在大约一半的HST/WFPC 2对应物中出现了重要的核点源光学成分，显示出与我们领域中几个HST未分辨X射线源（假定的1型活动星系核）一致的窄范围的F_X/ F_{opt,nuc}。我们推断大约有一半的HST/WFPC 2对应物拥有未被遮蔽的活动星系核，这表明1型/2型比率没有急剧下降到我们源的典型红移z~0.5-1。CDFS对应物的浓度指数平均值明显大于场分布的浓度指数，在5-sigma处，这表明在z~0.5-1时，在附近星系中观察到的中心黑洞质量和宿主星系性质（包括浓度指数）之间的强相关性已经很明显。相比之下，在I<23处的21个分辨的CDFS源的非对称折射率分布与I<23场是不可区分的。此外，在CDFS对应物周围的I<23近邻的频率与现场样本没有显著差异。这些结果，结合以前类似的本地样本的研究结果，表明，最近的合并/相互作用的历史是不是一个很好的指标活动星系核活动在一个很大的范围内的回顾时间。
2003-09-02 astro-ph
Chandra Observations of the Young Pulsar PSR B0540-69
年轻的脉冲星PSR B 0540 -69是钱德拉X射线天文台观测到的首批目标之一。钱德拉的高角分辨率使我们能够分辨出脉冲星周围的致密星云。我们已经确定了R.A.的PSR B 0540 -69的位置。= 05h 40m 11s.221，decl. = -69o 19' 54”.98（J2000），1 σ径向不确定度为0.7”。结合我们的测量脉冲星周期与以前的测量涵盖了12年的跨度，我们得出的制动指数为2.08。脉冲发射的光谱与光子指数为1.83 +/- 0.13的幂律一致。致密星云的光谱较软，光子指数为1.85至2.26。
2000-08-24 astro-ph
Interstellar X-ray Absorption Spectroscopy of Oxygen, Neon, and Iron with the Chandra LETGS Spectrum of X0614+091
我们发现解决星际O-K，Ne-K和Fe-L吸收光谱的钱德拉低能量透射光栅光谱仪光谱的低质量X射线二进制X 0614 +091。我们测量了O和Ne的柱密度，并发现了星际O化学态的直接光谱约束。这些测量可能探测到一个低密度的视线通过银河系，我们讨论的结果，我们的知识的背景下，星际物质的性质之间的区域的旋臂。
2000-08-22 astro-ph
Highly Clumpy Structure of the Thermal Composite Supernova Remnant 3C391 Unveiled by Chandra
在“热复合”超新星遗迹中看到的内部热X射线发射的性质仍然不确定。钱德拉对3C 391的观测显示了东南-西北方向的拉长形态，并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规模功能揭示了正常的金属丰度和均匀的温度为内部气体。热气体的性质比较有利于云蒸发模型作为"热复合”X射线外观的主要机制，尽管辐射边缘和热传导也可能是有效的。在西南射电边界外的Si和S线上发现一个微弱的突起。
2005-05-02 astro-ph
A Preliminary Chandra X-ray Spectroscopy of the Supernova Remnant N132D
本文介绍了对大麦云星云中一个年轻的壳状超新星遗迹N132 D进行钱德拉X射线研究的初步结果。提供了O、Ne、Mg、Si和S发射的等效宽度图。空间分辨光谱分析的小尺度区域进行了尝试。内部的X射线谱可用单热模型描述。暗的内部区域比亮的内部区域具有更低的密度和更高的温度（超过1keV）。沿壳层方向的X射线谱可以用双vpshock模型或vpshock +幂律模型进行唯象拟合。如果非热分量为真，则N132 D将被列为另一个X射线同步加速器SNR。
2007-03-29 astro-ph
Establishing HZ43 A, Sirius B, and RX J185635-3754 as soft X-ray standards: a cross-calibration between the Chandra LETG+HRC-S, the EUVE spectrometer, and the ROSAT PSPC
星载仪器在软X射线范围内的绝对校准主要依赖于热白矮星的模型光谱。我们分析了Chandra LETG+HRC-S观测的白矮星HZ 43 A和天狼星B和中子星RX J185635-3754，以解决目前的不确定性的软X射线光谱通量和光球参数的三个明星。我们已经得到了改进的参数，适合从光学软X射线制度的观察。我们的方法使我们能够引用他们的绝对光谱通量在选定的波长，这可能有助于其他星载仪器的校准。
2006-08-28 astro-ph
Chandra Observation of Diffuse Gas and LMXBs in the Elliptical Galaxy NGC 4649 (M60)
本文介绍了对X射线明亮的E2椭圆星系NGC4649的Chandra X射线观测。除了明亮的漫发射外，我们还解析了165个离散源，其中大部分可能是低质量X射线双星（LMXBs）。在以前的研究中发现，解析光源的光度函数很好地符合破幂律。在NGC 4697和NGC 1553中，破裂光度与$1.4 M_{\odot}$中子星的爱丁顿光度相当。对这一结果的一种可能解释是，那些光度高于破裂点的源是吸积黑洞，而那些低于破裂点的源主要是吸积中子星。解析源的总X射线光谱与硬幂律很好地拟合，而漫射光谱需要硬和软分量，这可能是由于相对较软的漫射气体和较硬的未解析源。我们还发现了证据的结构在扩散发射中心附近的NGC4649。具体来说，似乎有明亮的发射“手指”从星系中心延伸出来，在星系中心有一个5角秒长的条。手指是形态相似的径向特征中看到的二维流体动力学模拟在椭圆星系中的冷却流，虽然他们的其他属性不匹配的特定模拟的预测，我们得出结论，径向手指可能是由于对流运动的热流出的气体和较冷的流入气体。酒吧是符合中央扩展射电源，我们的结论是，酒吧可能是由弱冲击的扩散气体从一个未检测到的低光度活动星系核（AGN）。
2003-09-30 astro-ph
Resolving the Mystery of X-ray Faint Elliptical Galaxies: Chandra X-ray Observations of NGC 4697
钱德拉天文台对暗椭圆星系NGC 4697的X射线观测将大部分X射线辐射（61%在一个有效半径内）分解为约80个点源，其中大多数是低质量X射线双星（LMXB）。这些LMXB提供大部分硬发射和大部分软发射。在剩下的未解决的发射中，大约一半可能来自较暗的LMXB，而另一半（约占总发射的23%）来自星际气体。三个解析的源是超软源。在NGC 4697的外围区域，8个LMXB（约25%）与候选球状星团重合，这表明球状星团与正常的恒星星族相比，含有X射线双星的可能性很高。分辨出的LMXB的X射线亮度（0.3-10 keV）范围为~ 5e 37至~2.5e39尔格/秒。LMXB的光度函数在3.2e38尔格/秒处有一个“拐点”，这大约是1.4 M太阳中子星（NS）的爱丁顿光度;这个拐点可能是有用的距离指示器。最高光度源为~20 M太阳黑洞（BH）的爱丁顿光度.在这个椭圆星系中存在大量的NS和大质量BH恒星残骸，表明它（或它的祖先）曾经包含大量的大质量主序星。
2000-09-27 astro-ph
Chandra Observations of the X-ray Narrow-Line Region in NGC 4151
我们首次获得了塞弗特1.5星系NGC 4151的高分辨率X射线谱。钱德拉高能透射光栅光谱仪的观测揭示了一个由空间分辨（1.6千秒差距）的高电离星云的窄发射线主导的光谱。X射线窄线区是由光电离和碰撞电离两种成分组成的复合区。X射线发射线具有与光发射线相似的速度、宽度和空间范围，表明它们产生于相同的区域。为了解释光学和X射线光电离辐射，在窄线区的云必须包含大范围的电离态。Chandra数据首次给出了热等离子体（T~ 1 e7 K）发射X射线谱线的直接证据，该谱线可能为较冷的光电离云（T= 3e 4 K）提供压力约束。
2000-10-16 astro-ph
X-ray/Optical/Radio Observations of a Resolved Supernova Remnant in NGC 6822
超新星遗迹（SNR），Ho 12，位于矮不规则星系NGC 6822的中心，以前在X射线，光学和无线电波段被观测到。通过使用档案钱德拉和地面的光学数据，我们发现，SNR是空间分辨的X射线和光学。此外，我们还获得了一个~5”分辨率的无线电图像的信噪比。这些观测提供了迄今为止该星系中X射线/光学/无线电SNR的最高空间分辨率成像。多波长形态、X射线光谱和变异性以及窄带光学成像与SNR一致。SNR是一个直径约为10”（24 pc）的贝壳状物体。SNR的形态在波长上是一致的，而Chandra光谱可以很好地拟合非平衡电离模型，电子温度为2.8 keV，0.3-7 keV光度为1.6e37 erg/s。SNR的年龄估计为1700-5800年。
2004-08-18 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
A First Look at the Nuclear Region of M31 with Chandra
我们报告的第一次观察的核区域的M31与钱德拉X射线天文台。用爱因斯坦和ROSAT HRI看到的核源被分解为五个点源。其中一个来源位于M31中心超大质量黑洞的1英寸范围内。与M31中的其他点源相比，这个核源具有不寻常的X射线谱。基于空间重合，我们确定了这个来源与中央黑洞，并指出，不寻常的光谱是一个挑战，目前的理论。一个明亮的瞬态被检测到约26“以西的核，这可能与恒星质量的黑洞。
2000-03-17 astro-ph
The X-ray Spectrum of the Vela Pulsar Resolved with Chandra
本文报道了Chandra X射线天文台对船帆座脉冲星的两次观测的光谱分析结果。脉冲星的光谱在观测到的0.25-8.0 keV波段没有显示统计上显著的谱线。与探测到热辐射的中年恒星类似，光谱由两个不同的成分组成。较软的部分可以模拟为磁氢大气谱-对于脉冲星磁场$B=3\times 10^{12}$ G和中子星质量$M=1.4 M_\odot$和半径$R^\infty =13$ km，我们得到$\tef^\infty =0.68\pm 0.03$ MK，$L_{\rm bol}^\infty = (2.6\pm 0.2)\times 10^{32}$ erg s $^{-1}$，$d=210\pm 20$ pc（有效温度，热光度和半径是由遥远的观测者测量的）。有效温度低于标准中子星冷却模型预测的温度。标准黑体拟合给出$T^\infty =1.49\pm 0.04$ MK，$L_{\rm bol}^\infty=(1.5\pm 0.4)\times 10^{32} d_{250}^2$ erg s $^{-1}$（$d_{250}$是以250 pc为单位的距离）;黑体温度对应于半径$R^\infty =(2.1\pm 0.2) d_{250}$ km，比实际中子星半径小得多。较硬的成分可以被建模为幂律谱，其参数取决于软成分所采用的模型-分别用于氢气氛和黑体软成分的$γ=1.5\pm 0.3…
2001-03-12 astro-ph
Chandra and Spitzer unveil heavily obscured quasars in the SWIRE/Chandra Survey
使用大的多波长数据集在钱德拉/SWIRE调查（0.6平方度的洛克曼洞），我们证明了存在的高度模糊（康普顿厚）活动星系核的证据，估计其表面密度的下限，并表征其多波长特性。提出了基于X射线和红外光谱特性的两种独立选择方法。两个选定的样品包含1）5个硬X射线谱和柱密度> 10^24 cm-2的X射线源，和2）120个红外源，具有红色和活动星系核主导的红外光谱能量分布（SED）。我们估计，在钱德拉/SWIRE场的红外探测中，每平方度至少有25个康普顿厚度的活动星系核的表面密度，其中约40%的活动星系核在其光学/近红外SEDs中显示出不同的活动星系核特征，这些特征主要由宿主星系的辐射决定。在我们的深度（F（0.3-8 keV）>10^-15 erg/cm 2/s），X射线只能探测到所有康普顿厚度活动星系核的33%。我们报告了在我们的康普顿厚活动星系核样品中发现的两个源，SWIRE_J104409.95+585224.8（z=2.54）和SWIRE_J104406.30+583954.1（z=2.43），这是目前已知的最明亮的康普顿厚活动星系核在高z。详细讨论了这两个源的性质，分析了它们的光谱、SED、光度和黑洞质量。
2006-03-10 astro-ph
Chandra Multiwavelength Project X-ray Point Source Number Counts and the Cosmic X-ray Background
We present the Chandra Multiwavelength Project (ChaMP) X-ray point source number counts and the cosmic X-ray background (CXRB) flux densities in multiple energy bands. From the ChaMP X-ray point source catalog, ~5,500 sources are selected covering 9.6 deg^2 in sky area. To quantitatively characterize the sensitivity and completeness of the ChaMP sample, we perform extensive simulations. We also include the ChaMP+CDFs (Chandra Deep Fields) number counts to cover large flux ranges from 2x10^{-17} to 2.4x10^{-12} (0.5-2 keV) and from 2x10^{-16} to 7.1x10^{-12} (2-8 keV) erg/cm^2/sec. The ChaMP an…
2006-11-28 astro-ph
Spatially resolved X-ray spectra of NGC 4258
我们报告一个空间分辨的，X射线光谱分析的NGC 4258使用档案{ \it钱德拉}和{ \it XMM-Newton}的观测。核区的{ \it XMM-牛顿}谱由两个幂律分量很好地描述，软（0.57 keV）热分量，和Fe K $α$线EW = 40 $\pm$ 33 eV。第二个较弱的幂律分量的性质类似于核的非核源$2.5\arcsec$ SW的性质。整个星系的扩展发射光谱很好地描述了两个热组件（MEKAL）模型的温度$\simeq 0.60$和0.22 keV。沿异常臂的{ \it Chandra}和{ \it XMM-Newton}谱表明，SE异常臂的吸收柱密度与银河系气体的吸收一致，而NW异常臂的吸收柱密度较高，表明NW异常臂部分位于银盘的远侧。合并后的{ \it Chandra}数据清楚地检测到来自大约南北向无线电喷流末端热点的X射线发射。通过假设热点代表喷流末端的冲击热气体，我们估计了$\simeq 3 \times 10^{39} f^{-1/2}$ \ergps的冲击功率（$f $是填充因子），类似于内部异常臂中的辐射功率，与喷流可能负责加热异常臂中的气体的概念一致。
2007-01-19 astro-ph
Chandra X-ray Observations of the X-ray Faint Elliptical Galaxy NGC 4697
钱德拉ACIS S3对暗椭圆星系NGC 4697的X射线观测将大部分X射线发射（61%的计数来自一个有效半径内）分解为90个点源，其中约80个是与该星系相关的低质量X射线双星（LMXB）。LMXB的主导地位表明，X射线暗淡的早型星系已经失去了大部分的星际气体。另一方面，NGC 4697的X射线发射中有一小部分是由热气体引起的。NGC 4697中的X射线发射气体具有相当低的温度（kT = 0.29 keV）。来自气体的发射是非常延伸的，具有比可见光平坦得多的表面亮度轮廓，并且具有不规则的L形形态。分辨源和扩散发射的X射线光谱表明，在这个和其他带有{ \it ROSAT}的X射线微弱椭圆星系中发现的软X射线光谱成分是由于星际气体。累积的LMXB谱与kT = 8.1 keV的热韧致辐射很好地拟合，没有显著的软分量。NGC 4697中的三个源是超软源。在NGC 4697的外围区域，7个LMXB（约20%）与候选球状星团重合，这表明球状星团与正常的恒星星族相比，含有X射线双星的可能性很高。LMXB的光度函数在3.2 x 10^38尔格/秒处有一个“拐点”，这大约是1.4兆太阳中子星（NS）的爱丁顿光度。这个膝盖似乎是早期型星系的LMXB人口的一个特征，我们认为，它分离黑洞和NS双星。这种特征光度可以用作距离估计器。
2001-04-03 astro-ph
Spectroscopic identification of ten faint hard X-ray sources discovered by Chandra
本文报道了Chandra发现的10个硬（2-10 keV）X射线选择源的光谱鉴定。这些源的X射线通量在1.5至25 x 10-14 cgs之间，较低的值比以前的BeppoSAX和ASCA调查要暗3倍。它们的R波段幅度在12.8-22之间。其中6个钱德拉源是红移在0.42和1.19之间的宽线类星体，而其余4个的光学识别则相当不同：两个是X射线遮蔽的，发射线AGN在z=0.272和z=0.683，一个是z=0.016的星暴星系，而最不寻常的是，一个z=0.158的明显正常星系。这些研究结果证实并延伸到BeppoSAX号探测器得出的更微弱的X射线通量，提供了具有广泛X射线和光学特性的样品。z=0.158星系的软X射线与光学光度之比至少比正常星系高30倍，与活动星系核相似。高的X射线亮度和光学发射线的缺乏表明活动星系核中，要么连续光束占主导地位，或发射线被掩盖或没有有效地产生。
2000-03-18 astro-ph
Chandra X-ray Observatory Detection of Extended X-ray Emission from the Planetary Nebula BD+303639
本文报道了利用钱德拉X射线天文台上的先进CCD成像光谱仪（ACIS）对年轻行星状星云BD+303639进行的高分辨扩展X射线辐射的探测。从BD+303639发射的X射线似乎位于电离气体壳内部，但集中在一侧，在高分辨率光学和红外图像中可以看到。相对较低的X射线温度（Tx ~ 3 × 10^6 K）和X射线发射的不对称形态表明存在传导前沿和/或发生了冲击加热和光电离气体的混合，此外，暗示存在磁场。ACIS光谱表明X射线发射区富含氦燃烧产物。我们对BD+303639的扩展X射线发射的探测表明了钱德拉成像在行星状星云研究中的作用和实用性。
2000-10-09 astro-ph
Study the X-ray Dust Scattering Halos with Chandra Observations of Cygnus X-3 and Cygnus X-1
本文改进了Yao \emph{et al}（2003）提出的点源X射线尘埃散射晕的求解方法。利用这种方法，我们重新分析了天鹅座X-1的观测数据，得到了不同能带的晕径向分布和分数晕强度（FHI），其形式为$I(E)=0.402\times E_{\rm keV}^{-2}$。我们还将该方法应用于天鹅座X-3数据（{ \it Chandra} ObsID 425），并利用{ \it Chandra} ACIS+HETG从一级数据中得到了晕径向轮廓。结果表明，磁晕径向轮廓可以用磁晕模型MRN进行拟合（Mathis，Rumpl $&$ Nordsieck，1977）和WD 01（Weingartner $&$ Draine，2001）;尘埃云应该位于天鹅座X-1距离的1/2到1之间，（来自MRN模型）或1/6至2/3（来自WD 01模型）的距离天鹅座X-3。
2005-03-16 astro-ph
Simultaneous X-ray spectroscopy of YY Gem with Chandra and XMM-Newton
本文详细研究了食分光双星YY Gem的X射线谱。观测同时获得了两个大型X射线天文台，XMM-牛顿和钱德拉。我们比较了XMM-牛顿机载反射光栅光谱仪和Chandra机载低能透射光栅光谱仪获得的高分辨率光谱，并直接比较了两种仪器在波长和通量校准方面的良好性能。YY Gem的X射线光谱中最强的谱线来自氧。氧线比率表明存在密度n_e < 2 × 10^{10} cm^-3的低温组分（1-4 MK）。X射线光变曲线显示了两个耀斑和一个与二次日食相对应的倾角。从时间分辨光谱的建议，在高活性阶段的密度增加。欧洲光子成像相机CCD光谱的时间分辨全球拟合跟踪耀斑期间的温度和排放措施的演变。这些中等分辨率的光谱表明，YY宝石的日冕中温度> 10^7 K是相关的，尽管不像高分辨率光谱中最强的谱线所代表的较低温度那样占主导地位。长度约为10^9厘米的磁环，即，每个恒星半径的5%，是从与一维流体动力学模型的比较中推断出来的。这表明，耀斑并没有爆发在（可能更广泛）的双星间磁层，但有关的双星的组成部分之一。
2002-06-25 astro-ph
Chandra Observation of SNR G54.1+0.3 -- a Close Cousin of the Crab Nebula
我们提出了一个{ \it钱德拉} ACIS观测的SNR G54.1+0.3。这个超新星遗迹被分解成几个不同的X射线发射组件：一个中心亮点样源（CXINJ193030.13 +185214.1），一个周围的环，双极拉长，加上低表面亮度的漫射发射。这些成分的光谱都很好地描述了幂律模型，光谱指数陡峭的距离增加，从点状源。我们没有发现任何热等离子体发射的证据，这将对应于冲击星际介质或喷出物。观测到的形态和光谱特征表明，G54.1+0.3是最接近蟹状星云的“星云”-一个脉冲星风星云，由点状X射线源代表的假定脉冲星的赤道和极地外流驱动。
2002-02-07 astro-ph
A Possible Detection of M31* with Chandra
两组独立的钱德拉和HST图像的核区域的M31允许注册的X射线和光学图像到0.1“。这种记录表明，没有一个靠近核的明亮（10^{37} erg/s）X射线源与中心超大质量黑洞M31* 重合。一张50 ks的钱德拉HRC图像显示了一个微弱（3 x 10^{35} erg/s）的2.5 sigma证据，明显分辨的源与M31* 的位置一致。M31* 的邦迪半径为0.9“，使其成为少数几个具有可分辨吸积流的超大质量黑洞之一。这个大的半径和以前的检测扩散，X射线发射气体在核区域使M31* 的辐射效率低的吸积流的最安全的情况之一，并放置在这样的流的辐射过程中的一些最严格的限制。
2004-12-14 astro-ph
Diffuse Gas and LMXBs in the Chandra Observation of the S0 Galaxy NGC 1553
利用钱德拉X射线天文台的观测资料，我们对X射线暗S 0星系NGC 1553的X射线辐射源进行了空间和光谱分辨。在0.3 - 10.0 keV波段的发射的大部分（70%）是扩散的，其余的30%被分解成49个离散源。大多数与星系相关的离散源似乎是低质量X射线双星（LMXB）。LMXB源的光度函数很好地符合破幂律，其破幂光度与1.4太阳质量的中子星的爱丁顿光度相当。很可能那些亮度高于破裂点的源是吸积黑洞，而那些低于破裂点的源则大多是双星系统中的中子星。光谱提取的总发射，漫发射，和解决的来源的总和;光谱拟合所有需要一个模型，包括软和硬组件。漫射发射主要是软的，而来自源的发射主要是硬的。大约24%的漫射发射来自未解析的LMXB，其余的来自热气体的热发射。在星系核的投影位置有一个非常明亮的光源。从这个中心源得到的光谱和光度与它是一个活动星系核是一致的;该星系也是一个弱射电源。最后，漫发射表现出显着的子结构与一个有趣的螺旋功能通过星系的中心。螺旋特征的X射线光谱和表面亮度与环境气体的绝热或冲击压缩一致，但与冷却不一致。这一特征可能是由于与活动星系核有关的射电瓣或喷流压缩了炽热的星际气体。
2001-02-27 astro-ph
Chandra Exposes the Core Collapsed Globular Cluster NGC 6397
我们报告的钱德拉深成像观测的结果最近的后核心崩溃球状星团，NGC 6397。在距星系团中心2弧分范围内探测到25个源，其中20个可能是星系团成员，L_x约为3 × 10^29 erg/s。X射线光谱表明，与1个静态低质量X射线双星（qLMXB）的中子星（NS）和9个激变变星（CV），其中8个是在我们的深HST成像调查（单独报告）的热发射检测到的身份。在我们早期的HST成像研究中确定了三个（16个）BY Draconis主序列二元候选者（Taylor等人）被探测到，其中一颗确实是D 'Amico等人最近定位的食毫秒脉冲星（MSP）的对应物。另外两颗BY Dra候选者也被探测到，然而，泰勒等人发现的可能的He白矮星（WD）双星没有一个表明它们不包含MSP主星。X射线彩色星等图表明，剩下的5个可能的星团来源是微弱的CV，BY Dra双星和MSP的混合物。包含WD的紧凑型双星似乎在这个星团中占主导地位，而47 Tuc中包含NS的双星则相反。
2001-08-15 astro-ph
