X-Ray Constraints on Dark Matter in Galaxy Clusters and Elliptical Galaxies: A View from Chandra and XMM
我审查的径向密度分布和椭圆度的暗物质从最近的X射线观测与钱德拉和XMM的椭圆星系和星系团，并讨论其影响，特别是自相互作用的暗物质模型的约束。
2003-10-20 astro-ph
Active Galaxies in the XMM/Chandra Era
在这篇评论中，我讨论了活动星系核研究的重要问题，以及新一代的X射线天文台如何帮助约束活动星系核的物理学。我还提出了一个有偏见的新XMM-牛顿和钱德拉发现的列表，以及他们如何改变了我们对活动星系核的看法。我还提出了一套什么是新类型的观察，需要执行在这一领域取得重大进展。
2002-03-19 astro-ph
X-rays of Stellar Coronae with Chandra and XMM-Newton: Flares and Elemental Composition in Stellar Atmospheres (Invited review)
钱德拉和XMM-牛顿对磁活动星的观测加深了我们对晚型星大气物理的认识。在这篇评论文章中，我讨论了两个从Chandra和XMM-Newton中获益匪浅的主题。特别令人感兴趣的是，对恒星日冕的元素组成的研究利用了这些卫星上的光栅仪器所具有的高光谱分辨率。我总结了我们的知识状况，并讨论了各种恒星日冕的元素组成。我还专注于恒星日冕耀斑的主题，并回顾了XMM-牛顿和钱德拉的X射线和多波长的研究所作出的贡献。
2004-09-21 astro-ph
On the discrepancy between Chandra and XMM temperature profiles for A1835
这份简短的技术说明指出了Schmidt等人（2001）使用Chandra和Majerowicz等人（2002）使用XMM得出的星系团A1835温度分布之间的巨大差异。这种差异的原因可能是有益的钱德拉和XMM集群分析一般。Schmidt等人使用的观测结果受到了通常技术无法识别的轻度背景耀斑的影响。这种耀斑使大半径处的测量温度偏高。剩余的差异似乎是由于XMM PSF散射，在已发表的分析中没有考虑到。虽然XMM PSF很窄，但典型星团的表面亮度也会随着半径急剧下降。对于中等距离的冷却流团A1835，在任何半径处观测到的XMM亮度的约1/3是由于来自较小半径的PSF散射。因此，来自亮冷星系团中心的污染使核心附近的测量温度偏低，一般来说，任何温度梯度都被低估了。
2002-05-20 astro-ph
Restless Quasar Activity: From BeppoSAX to Chandra and XMM-Newton
本文简要回顾了近十年来在类星体群X射线性质研究方面所取得的一些进展，从BeppoSAX观测到的发光的局部天体到Chandra和XMM-Newton近年来探测到的z>4类星体群的快速增长。
2003-09-10 astro-ph
Chandra and XMM-Newton Observations of the Highest Redshift Quasars: X-rays from the Dawn of the Modern Universe
我们回顾了最高红移（z > 4）类星体的X射线研究，重点是最近的进展，主要是由钱德拉和XMM-牛顿的能力。包括讨论基本的X射线人口研究，X射线光谱学，高红移AGN的X射线调查，和未来的前景。
2002-03-28 astro-ph
The Chandra LETG and XMM-Newton Spectra of HR 1099
在\textit{Chandra}和\textit{XMM-Newton}的早期阶段，X射线发光的RS CVn双星系统HR 1099已经被多次观测到。一个非常热（高达40 MK）的主导日冕等离子体已被确定从高分辨率的光谱数据;冷等离子体被视为下降到约3 MK。我们最近在\textit{Chandra}的客座观察员计划中获得了100 ksec的时间，用高分辨率相机（HRC-S）和低能透射光栅（LETG）在1 MK以上的整个温度范围内研究HR 1099的日冕。这些数据提供了前所未有的谱线和连续谱的视图，分辨率在1到175埃之间。我们提出了我们的调查钱德拉LETGS观测HR 1099的背景下，获得的最新结果与XMM-牛顿。
2002-01-31 astro-ph
Cosmic Star Formation History and Deep X-ray Imaging in the XMM-NEWTON and CHANDRA Era
我总结了宇宙恒星形成的X射线诊断研究的X射线双星演化的演化方案在正常星系演化的恒星形成。深X射线成像研究的CHANNEL和XMM-NEWTON开始约束两个X射线光度演化的星系和log N - log S诊断的X射线背景：我讨论这些在上述背景下，总结目前的理解和未来的前景。
2002-03-20 astro-ph
XMM-Newton RGS and Chandra LETGS observations of the WHIM in 1ES 1028+511
我们报告了沿blazar 1 ES 1028+511（z = 0.361）视线方向探测到温热星系际介质（WHIM）的初步结果。1 ES 1028+511在150 k s内被低能透射光栅和Chandra机载高分辨率相机观测到。使用XMM-牛顿机载反射光栅光谱仪（RGS）获得了额外的300 ks观测。我们报告的三个吸收线，这可以归因于WHIM的检测，并与理论预测的结果进行比较。
2005-11-08 astro-ph
XMM and Chandra measurements of the AGN intrinsic absorption: dependence on luminosity and redshift
我们将明亮的XMM数据与Chandra深场南观测相结合，以探索活动星系核内禀吸收的行为，作为红移和光度的函数。我们的样本包括在2-8 keV硬带中选择的359个源，其通量范围为6 \times 10^{-16}-3 \times 10^{-13}尔格·s^-1·cm^-2，光谱或光度学红移完全率很高（Chandra和XMM数据分别为100%和85%。我们推导出的列密度值使用X射线光谱拟合。我们发现，与以前的研究结果一致，随着光度的增加，被掩盖的活动星系核的分数下降。在高红移（z>2）处，活动星系核的遮蔽率明显增加.模拟结果表明，这种效应很可能是由于在高红移时柱密度被高估了。
2006-06-19 astro-ph
X-ray luminous galaxies II. Chandra and XMM-Newton Observations of the 'composite' galaxy IRAS20051-1117
我们提出了钱德拉和XMM牛顿观测复合恒星形成/塞弗特星系IRAS 20051 -1117。X射线成像和光谱特性揭示了活动核的存在。钱德拉图像显示了一个强核点源（L（2-10 keV）~ 4 × 10 ^{42} erg s-1）。核X射线源与出现在xmm光学监视器图像中的明亮的、几乎分辨的UV源一致。的xmm和钱德拉光谱是很好地代表了一个幂律与光子指数为1.7-1.9和热分量的温度为0.2 keV。我们还检测到一个Fe线在6.4 keV的等效宽度为~0.3 keV，典型的铁线已被检测到的X射线光谱的“经典”活动星系核。我们没有发现X射线光变曲线短期变化的证据，而我们没有发现xmm和钱德拉观测之间的变化，这是由约20天分开。在xmm观测后约2.5个月进行的光学光谱观测表明，光谱主要由恒星形成星系组成，尽管存在一个弱的宽Halpha组成，与过去的观测结果一致。在源的光谱中缺乏强活动星系核的特征，可以解释为核活动星系核的辐射被核恒星形成成分和下面明亮的宿主星系的强辐射所稀释。
2004-06-11 astro-ph
X-ray imaging and spectroscopy of (radio-quiet) AGN: Highlights from Chandra and XMM-Newton
X射线天文台XMM-牛顿和钱德拉提供了大量令人兴奋的新结果。钱德拉提供了非常详细的X射线图像，在X射线天文学中首次达到亚弧秒的空间分辨率。XMM-牛顿提供了有史以来信号最高的X射线光谱。成像和光谱观测极大地提高了我们对活动星系中心区域物理过程的理解。增加的灵敏度也允许窥视z=5以上的高红移宇宙。我将提供一个回顾最近X射线亮点（无线电安静）活动星系核从低到高红移，和令人兴奋的问题仍然开放。最后，我对X射线天文学的未来作了一个展望。
2003-03-17 astro-ph
Observations of Binary and Single Wolf-Rayet Stars with XMM-Newton and Chandra
本文综述了近年来利用XMM-Newton和Chandra对Wolf-Rayet（WR）星的X射线观测。附近的WN 8 + OB双星WR 147的新XMM光谱显示了硬吸收的X射线发射，包括Fe K-alpha线复合体，这是碰撞风激波源的特征。相比之下，四个最近的已知单WC（富碳）WR星的敏感观测只产生了非检测。这些结果初步表明，单颗WC星是X射线宁静的。因此，伴星的存在可能是将WC + OB星的X射线发射提升到可检测水平的一个重要因素。
2005-11-04 astro-ph
Recent CHANDRA and XMM observations of two very different galaxy clusters: RBS797 and CL 0939+4713
RBS 797和CL 0939+4713是两个中等红移星系团（$z=0.35-0.41$）。它们有非常不同的形态，但都显示出令人惊讶的有趣结构。RBS 797看起来很放松，几乎是圆形的形态; CHANGEL对这个星团的观测显示，在核心附近的X射线发射中有两个深深的凹陷。CL 0939+4713具有不规则的形态，具有明显的亚结构，似乎处于合并过程中。
2002-01-21 astro-ph
XMM-Newton and Chandra view of the Cluster Abell 85 and its X-Ray Filament
根据ROSAT资料，明亮的X射线星系团Abell 85呈现出大致对称的形状，其上叠加了几个特征，其中包括：（1）一团或一组星系落在主星系团上，碰撞区的气体可能更热，该区域的星系显示出增强的恒星形成;（2）一条暗条，或者是弥散的，或者是由小星系群组成的，从星系团延伸至少4 Mpc（Durret et al. 1998）。将介绍从XMM-牛顿和钱德拉观测Abell 85及其灯丝获得的初步结果。
2002-07-17 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
X-ray continuum properties of GRB afterglows observed by XMM-Newton and Chandra
我们提出了一个目录XMM牛顿和钱德拉观测的伽马射线暴（GRB）余辉，减少在一个共同的方式使用最新的校准文件和软件。我们专注于余辉的连续性。我们推导出16个爆发的光谱和时间衰减指数。我们对爆破环境和几何体施加约束。比较XMM-牛顿的快速跟踪和钱德拉的后期观测，发现这些参数有显著的差异，可能是由爆发后两到十天之间发生的喷流膨胀的转变产生的。当我们校正光束时，我们没有观察到光度分布的显著收缩;需要更多的爆发观测来证实这一结果。我们还将我们的结果与BeppoSAX和SWIFT获得的结果进行了比较;当我们仔细考虑每个观测站不同的中值观测时间时，这些卫星观测到的余辉通量之间没有很大的差异。
2005-11-22 astro-ph
Chandra and XMM-Newton observations of Tololo 0109-383
我们提出并讨论了钱德拉和XMM-牛顿观测的塞弗特2星系和康普顿厚吸收源，Tololo~0109-383。硬X射线发射（即高于$\sim$ 2 keV）由空间未分辨的反射分量主导，正如先前的ASCA和BeppoSAX实验已经发现的那样。软X射线发射部分（$\sim$ 15%）扩展到约1 kpc。低于2 keV，光谱是非常陡峭的，两个发射线，可能是由于重组的氦类离子的氧和氖，是明确存在的。结合从文献中获得的X射线和光学信息，我们提出了一个总体方案，该源的核区域。
2003-02-18 astro-ph
AXPs and X-ray dim neutron stars: Recent XMM-Newton and Chandra results
到目前为止，已知的X射线暗淡的孤立中子星有六颗以上。它们的X射线光谱的特征在于软黑体状发射（kT约50-120 eV），而没有指示较硬的非热组分。这些恒星显然没有无线电辐射，也与超新星遗迹没有联系。其中4个在其X射线通量中表现出周期在8.39 s至22.7 s范围内的脉动。从AXP中发现了类似的脉冲周期，这可能表明了进化上的联系。在这次演讲中，我将回顾最近由主要的X射线天文台XMM-牛顿和钱德拉获得的X射线暗孤立中子的观测结果。光谱和时间特性，推断的光度和磁场强度将与AXP进行比较。
2003-02-26 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
High Energy Large Area Surveys: from BeppoSAX to Chandra and XMM
对硬X射线选定的BeppoSAX和Chandra源进行的光学鉴定表明，大部分源是“中间”活动星系核，即1.8-1.9型活动星系核、宽线类星体，甚至是X射线响亮但光学暗淡（表面上正常）的星系，所有这些星系在X射线中都被logNH=22-23.5 cm-2数量级的柱状物所遮蔽。由于这种模糊的物质，这些源在其他波长下更难以检测或选择，这意味着到目前为止宇宙中的一小部分吸积功率可能已经错过了。
2001-02-02 astro-ph
Optimal Chandra/XMM-Newton Band-Passes for Detecting Low Temperature Groups and Clusters of Galaxies
在这篇简短的论文中，我提出了一个计算的结果，寻求最大的，或最佳的，信号到噪声的能量带星系群或星系团的X射线发射探测的钱德拉和XMM-牛顿天文台。使用来自观测和网格模型的背景光谱，我表明，“经典”的0.5-2千电子伏带确实是接近最佳的气体温度>2千电子伏的集群，红移z<1。然而，对于较冷的系统，该带通常远非最佳。与最佳频带相比，亚keV等离子体可能遭受20-60%的信噪比损失，并且对于z>0更糟。这意味着，当前和即将进行的调查应仔细构建，以尽量减少对低质量，低温结束的集群/群体人口的偏见。
2002-02-19 astro-ph
XMM-Newton observations of the Vela pulsar
我们提出了从XMM牛顿观测船帆座脉冲星的光谱分析。我们分析了脉冲星的热发射，其能量低于~ 1 keV，因为提取的光谱受到较高能量的星云发射的严重污染。XMM-牛顿号上的反射光栅光谱仪的无反射高分辨率光谱表明存在氢大气，正如先前钱德拉的结果所表明的那样。温度和半径都与Chandra的结果一致。在~10^4年年龄时，T^{ \infty } ~（6.4-7.1）× 10^5 K的Chandra和XMM-牛顿温度低于标准冷却曲线。
2003-06-24 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
X-ray and optical properties of X-ray sources in the 13hr XMM-Newton/Chandra deep survey
13小时的XMM-Newton/Chandra深度调查是XMM-OM联盟观察到的两个极深XMM-Newton场中的第一个。一个120 kS的钱德拉镶嵌图，覆盖0.2平方度，提供了灵敏的，无混淆的点源检测与亚弧秒的位置，而200 kS的XMM-牛顿观测提供了高质量的X射线光谱相同的天空区域。我们对70个X射线源进行了光谱鉴定。其中，42个是宽发射线活动星系核，具有大范围的红移。另外23个源的光学对应物是窄发射线星系和吸收线星系。这23个源都位于z < 1的位置，并且通常具有比宽线活动星系核更低的X射线光度。其中约有一半显示出明显的X射线吸收，几乎可以肯定是活动星系核的本征吸收。然而，它们中的一些在它们的X射线谱中具有未吸收的、类似活动星系核的幂律分量，但在它们的光谱中不显示宽的发射线。这些来源可能是微弱的，明亮的星系中的活动星系核，它们在低红移的存在可能是活动星系核特征光度的强烈宇宙学演化的结果。
2002-12-02 astro-ph
AD Leonis: Flares observed by XMM-Newton and Chandra
M矮星狮子座AD已经被XMM-牛顿上的反射光栅光谱仪和欧洲光子成像相机以及钱德拉X射线天文台上的低能透射光栅光谱仪观测到。在用XMM-牛顿进行的观测中，发现了五个由AD Leo产生的大耀斑，而在用钱德拉进行的观测中只发现了一个。光变曲线的静止水平很难定义，因为几个较小的耀斑相互重叠。然而，我们定义了一个明显的耀斑或耀斑衰变以外的准稳态。分别对耀斑态和准稳态的光谱进行了分析。从这些光谱的温度结构推导出与多温度模型和差分发射测量模型。多温度模型还被用来确定C，N，O，Ne，Mg，Si，S和Fe的相对丰度。类氦离子，如O VII和Ne IX，产生用于确定或限制相应离子的电子温度和电子密度的线三重态。在耀斑状态下，一个更高的排放措施，在最热的温度被发现的XMM-牛顿和钱德拉观测。导出的丰度表明存在一个逆第一电离势的影响，在冠的AD狮子座。
2003-09-11 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
A medium deep Chandra and Subaru survey of the 13hr XMM/ROSAT deep survey area
本文介绍钱德拉ACIS-I在13时38分对高纬度地区的观测结果，这是早先用ROSAT（McHardy等，1998）观测到的，最近又用XMM-牛顿观测到了200千秒。XMM-Newton将为超过200个源提供高质量的X射线谱，这些源的通量在logN/logS的膝关节周围，这是X射线背景（XRB）的主要原因。钱德拉观测的主要目的是提供角秒或更好的位置，从而为XMM-牛顿源提供可靠的识别。ACIS-I的观测被安排在一个由4个30千秒的点组成的镶嵌图中，几乎覆盖了所有15'半径的XMM-牛顿/ROSAT场。我们探测到214个5 σ以上的Chandra源，其极限通量为1.3e-15 erg/cm ~ 2/s（0.5-7 keV）。光学对应物来自斯巴鲁SuprimeCam图像达到R~27。绝大多数钱德拉源都有一个光学对应物，其分布峰值在23<R<24处，尽管14个钱德拉源没有R=27的对应物。比R=27更亮的X射线源的比例与更深的钱德拉调查中发现的相似。大多数的鉴定都是与星系有关的。在其他Chandra巡天中发现，对于给定的X射线通量，有一个很宽的光学星等范围，这意味着一系列的发射机制，并且许多源具有高的LX/Lopt比，这意味着在中等红移处的吸收。与早先的ROSAT勘测比较表明，ROSAT位置的准确性与McHardy等人（1998年）模拟的预测非常吻合，而且绝大多数识别都是正确的（节略）。
2003-02-26 astro-ph
Faint X-ray sources in globular clusters in the XMM-Newton and Chandra era
X射线成像和光谱学可以用来探测球状星团的二元含量。双星被认为在星系团的动力学演化中起着关键作用，因为它是一种内部能量来源，可以抵消星系团核心坍缩的趋势。在X射线的星系团中发现了各种各样的双星，包括BY Dra或RS CVn系统、激变变星和低质量X射线双星以及毫秒双星。在这篇综述中，我们将介绍最新的X射线观测的球状星团所执行的XMM-牛顿和钱德拉。我们将说明X射线观测的力量，以区分不同的X射线源人口，并强调如何在理解的二元形成过程的结果是重要的。
2004-11-17 astro-ph
High-resolution X-ray spectroscopy of Procyon by Chandra and XMM-Newton
利用Chandra星载低能透射光栅光谱仪（LETGS）、XMM-Newton星载反射光栅光谱仪（RGS）和EPIC-MOS CCD光谱仪，对南河三F型星在5 ~ 175埃波长范围内的高分辨率软X射线谱进行了分析。线通量已分别测量的RGS和LETGS。光谱已经在全球范围内得到了拟合，以获得自洽的温度，排放量和丰度。总体积排放测量值约为4.1 x 10 e50/cm 3，峰值在1 - 3 MK之间。没有迹象表明一个占主导地位的热分量（T > 4 MK）被发现。我们提出了额外的证据，缺乏一个太阳型的FIP效应，证实了早期的EUVE结果。
2002-04-23 astro-ph
XMM-Newton and Chandra observations of the ultra-compact binary RX J1914+24
X射线源RX J1914+24的性质一直是许多争论的主题。它在X射线和光学/红外线中显示出569秒的显著周期：在大多数模型中，这被解释为双星轨道周期。我们提出了新的XMM-牛顿和钱德拉数据的分析。我们发现XMM-牛顿数据中的长期趋势和5组数据中556和585秒的功率。目前尚不清楚它们是由于较长的固有周期和569秒调制之间的拍频而产生的，还是由于长期变化而产生的。我们得到了一个很好的适合的XMM牛顿光谱与低温热等离子体模型的边缘在0.83keV。这个模型意味着未被吸收的辐射热X射线光度为1x 10 ^{33}尔格/秒（对于1 kpc的距离）-这比我们之前的估计（使用不同的模型得出）低了2个数量级。如果距离更小，正如从X射线拟合得出的吸收所表明的那样，那么它甚至更低，为3 × 10 ^{31}尔格/s。
2006-01-05 astro-ph
Studying the Evolving Universe with XMM-Newton and Chandra
明亮耀变体的高分辨Chandra和XMM-Newton吸收谱首次揭示了温暖/炽热的星系际介质，从而追踪宇宙的大尺度结构。高分辨率X射线光谱和成像也提供了重要的新的限制的物理条件的冷却物质在集群的中心，需要重大修改的标准冷却流模型。XMM-Newton和Chandra低分辨率光谱仪在类星体APM 08279+5255的超铝质高红移透镜宽吸收线光谱中探测到了显著的Fe K_α吸收特征，对外流几何结构产生了新的认识，表明存在超太阳Fe/O比。钱德拉对附近的ULIRG/遮蔽的QSO NGC 6240的高分辨率成像光谱首次提供了同一星系中两个活跃的超大质量黑洞的证据，可能在该星系正在进行的主要合并过程中合并。深X射线探测表明，宇宙X射线背景（XRB）主要是由于在宇宙时间上累积到超大质量黑洞上的吸积。这些调查已经解决了超过80%的X射线背景为离散源。光学光谱鉴定表明，产生大部分的X射线背景的来源是一个混合物的模糊（2型）和unobscured（1型）活动星系核，预测的XRB人口合成模型。在最深的钱德拉和XMM-牛顿巡天观测中发现了一类高亮度的2型活动星系核，即所谓的类星体2。新的Chandra活动星系核红移分布的峰值（z~0.7）远低于ROSAT数据，表明Seyfert星系的演化发生在比类星体晚得多的宇宙时间。
2003-01-03 astro-ph
Identifying a black hole X-ray transient in M31 with XMM-Newton and Chandra
XMMU J 004303 +4115的四个XMM-牛顿观测中有两个的随机变化以及它的功率谱和X射线光度表明，一个低质量的X射线双星（LMXB）具有黑洞。然而，钱德拉观测将该物体分解为两个点源。我们使用来自35个钱德拉观测的数据来分析每个源的贡献，并将可变性归因于CXOM 31 J004303.2+411528（称为r2-3），其强度在观测之间变化约100倍。我们假设LMXB的功率密度谱受光度的控制，并且在爱丁顿单位l_c中的某个临界光度处发生功率密度谱类型之间的转变，这适用于所有LMXB。我们用这些XMM-牛顿观测结果和过去文献中的结果来估计这种跃迁光度，发现在0.3- 10 keV波段，所有结果都与l_c ~0.1相一致。CXOM 31 J004303.2+411528在0.3- 10 keV光度下表现出低吸积率功率密度谱（5.3+/-0.6 x10 ^{37} erg/s）。已知恒星质量黑洞的质量为4- 15 M_{\odot}，因此我们对CXOM 31 J004303.2+411528的观测结果与lc ~0.1是一致的，如果它有一个黑洞主黑洞的话。
2004-05-06 astro-ph
Chandra LETGS and XMM-Newton observations of NGC 4593
本文分析了XMM-Newton星载Chandra低能透射光栅光谱仪（LETGS）、反射光栅光谱仪（RGS）和欧洲光子成像相机（EPIC）对Seyfert 1星系NGC 4593的光谱测量结果。两次观察间隔约7个月。在LETGS光谱中，我们检测到一个高度电离的暖吸收体，对应于400 × 10 ^{-9} W m的电离态，在10-18 nm处可见为凹陷。该凹陷由多条弱Fe、Ne线组成。发现低电离温吸收体的柱密度小得多，对应于xi = 3 × 10 ^{-9} W m。然而，没有检测到中间电离温吸收体。对于RGS数据，电离状态难以约束。EPIC结果显示出窄的Fe K α线。
2003-06-17 astro-ph
An X-ray look at the Seyfert 1 Galaxy Mrk 590: XMM-Newton and Chandra reveal complexity in circumnuclear gas
本文报道了XMM-Newton和Chandra对明亮的Seyfert 1星系Mrk 590的部分同时观测。长曝光（~100 ks）允许在6-7 keV下详细研究Fe K络合物和软X射线光谱特征的存在。我们分析了XMM-牛顿数据从欧洲光子成像相机（EPIC）在0.5-12 keV波段和反射光栅光谱仪（RGS）在0.35-2.5 keV波段，和数据从高能传输光栅（HETG）机载钱德拉。来自XMM-牛顿机载光学监测器（OM）的UV和光学数据也包括在分析中。在6-7 keV范围内，宽带谱由未吸收的幂律和三条未分辨的Fe~K线很好地描述。康普顿反射分量和窄铁K线在6.4千电子伏的存在下是一致的起源通过环面反射。在~6.7和7 keV的电离Fe线反而最有可能起源于温暖和电离气体上的散射。由于非常明亮的连续发射，软X射线光谱似乎几乎没有特征，除了RGS和Chandra-MEG在约19埃处检测到的一条被识别为OVIII Ly α的发射线。新出现的图像包括一个活跃的核直接看到一个“干净”的视线没有干预的材料，周围的光电离环核气体在一个高电离水平。我们还研究了钱德拉和XMM-牛顿的视野中的三个偶然的来源。其中一个来源可能被识别为ULX为L_{0.3-10 keV} ~10^{40}尔格/秒。
2007-01-08 astro-ph
Detectability of GRB Iron Lines by Swift, Chandra and XMM
通过即将发射的雨燕卫星快速获取位置，将能够在比以前可行的更早的时期监测伽马射线暴余辉中的X射线线。我们计算可能的显着水平的铁线检测作为源红移和观察时间的函数后，触发，为斯威夫特XRT，钱德拉ACIS和XMM史诗探测器。对于具有标准亮度、衰变率和等效宽度为1 keV的爆发，假设从早期源帧时期开始恒定，Swift可能能够检测到z~1.5的谱线，其显著性优于3 sigma，时间长达10^4 s。同样的谱线在z值达到6时，Chandra的显著性优于4 sigma，在z值达到8时，XMM的显著性优于4 sigma，时间达到10^5 s。对于源帧中峰值在0.5到1天之间的1 keV处具有可变等效宽度的类似爆发，Swift在t~1天达到了相同的显著性水平，而Chandra在t~ 1-2天左右达到了先前的检测显著性水平，即在峰值等效宽度时间附近可检测到该线，并且在更早或更晚的时间不可检测到。对于初始X射线发光体余辉的上限范围内的余辉，这也可能是典型的pop. III爆发，类似的显着性水平得到了相当高的红移。对于标准突发参数，Chandra和XMM分别可以在z~2和~6.5的范围内区分宽线和窄线，以优于3 sigma，而Swift可以在z~1的范围内区分宽线和窄线。6.4 keV与6.7 keV（或6.7 keV与钴7.2 keV）的不同能量质心线之间的区别可能高达z~0.6、1.2和2（z~ 1、…
2005-01-18 astro-ph
Radio observations of the XMM-Newton/Chandra 13hr deep survey field
我们对XMM-牛顿/钱德拉13小时深巡天的VLA观测（见Page等人，这一进程）的结果是两个最深的1.4GHz无线电地图之一。在深X射线数据覆盖的15'半径范围内（0.19平方度），总共探测到556个射电源，低至4 σ通量极限28 μ J。在214个钱德拉来源中，有55个有无线电对应。VLA和钱德拉位置的亚弧秒精度使我们能够以高置信度确定两个调查的共同来源。在这里，我们提出了在最微弱的无线电通量的限制，但这样的研究探讨的X射线和无线电源人口之间的关系。我们讨论如何X射线/无线电关系不同的光学形态的功能，即未解决的“恒星”对象和良好解决星系之间。然后，我们讨论的X射线和无线电发射的起源，即活动星系核，星暴或两者的混合物，在这两类对象。
2002-12-02 astro-ph
The globular cluster NGC 6388: $XMM$-Newton and $Chandra$ observations
通过对球状星团NGC 6388的光学亮度面密度的研究，最近有人提出它的中心存在一个质量为$\simeq 5.7\times 10^3$ M $_{\odot}$的中等质量黑洞。我们预计，NGC 6388中心的致密天体由于周围物质的吸积而发出$X$射线波段的辐射。我们搜索了NGC 6388的$XMM$ -Newton和$Chandra$观测结果来检验这一假设。$Chandra$卫星解开了几个点状$X$射线源，可能是低质量的$X$射线双星，正好在球状星团的核心半径内。然而，其中三个，与集群的重心重合，仍然没有得到解决。它们的总光度为$L_X^{Obs}\simeq 2.7\times 10^{33}$ erg s $^{-1}$。如果这些源之一是NGC 6388中中等质量黑洞的$X$射线对应物，则相对于爱丁顿光度，吸积效率的相应上限为$3\times 10^{-9}$。如果对该区域进行了中等深度的无线电观测，这种测量可能会更严格。
2007-12-17 astro-ph
Deep XMM and Chandra observations of ClJ1226.9+3332: A detailed X-ray mass analysis of a z=0.89 galaxy cluster
对z=0.89的ClJ 1226.9 +3332的深XMM和钱德拉观测使任何这样的高红移星系团的最详细的X射线质量分析成为可能。系统的XMM温度分布没有显示出中心冷却的迹象，具有热的核心和径向下降的分布。温度图显示了一个不对称的热区，似乎与星系团红移处的一个子团有关，但在X射线表面亮度中看不到。这很可能是星团中合并事件的结果，但似乎不会显著影响整体温度分布。XMM的温度分布，以及结合钱德拉和XMM的发射率分布允许精确测量的整体性质的ClJ 1226.9 +3332;我们发现kT=10.4+/-0.6keV，Z=0.16+/-0.05 \Zsol，和M=5.2^{+1.0}_{-0.8 x10 ^{14}Msol。我们得到的金属丰度，熵，冷却时间和气体分数的配置文件，并找到一个高浓度参数的系统的总密度分布。的全球性能进行了比较，与当地的LT和MT的关系，我们能够作出第一次观测测试的预测演变的YM关系。我们发现，偏离这些标度关系是最有可能造成的低估的总质量的~30%，在X射线流体静力学质量分析，由于明显的最近或正在进行的合并活动。
2006-09-25 astro-ph
X-rays from the Dawn of the Modern Universe. Chandra and XMM-Newton Observations of z>4 Quasars
z>4的类星体提供了宇宙中第一个大质量结构形成的直接信息。最近的地面光学勘测（例如，Sloan Digital Sky Survey）发现了大量的高红移类星体，使z>4的已知类星体数量增加到约500个。这些类星体中的大多数都适合进行后续的X射线研究。在这里，我们回顾了最高红移类星体的X射线研究，重点是最近的进展，主要是由钱德拉和XMM-牛顿的能力。总的来说，分析表明，一旦考虑到光度效应，高红移和局域类星体的X射线发射和宽带特性是相当相似的。因此，尽管大尺度环境和类星体数量密度在z~0-6之间发生了强烈的变化，但单个类星体的X射线发射区域似乎演化得相对较小。
2003-10-22 astro-ph
A cluster in a crowded environment: XMM-Newton and Chandra observations of A3558
结合XMM-Newton和Chandra数据，我们对Abell 3558进行了详细的研究。我们的分析表明，它的动力学历史比以前认为的要复杂得多。我们已经发现了一些冷核星系团的典型特征（表面亮度在中心达到峰值，金属丰度曲线达到峰值）和其他在合并星系团中更常见的特征，如ICM热力学量偏离球对称。最后一个结果是通过一种从图像中导出温度图的新技术实现的。我们还检测到一个冷锋，并结合使用XMM-牛顿和钱德拉，我们已经确定了它的特性，如速度和金属丰度分布在边缘。这冷锋可能是由于晃动的核心，诱导与过去的合并引力位的扰动。与这种扰动相关的流体动力学过程可能产生了一个低熵、高压和富含金属的ICM尾部，该尾部在冷锋后面延伸了约500 kpc。A3558的独特性可能是由于它所处的环境非常特殊：沙普利超星系团的核心。
2006-11-03 astro-ph
The nature of the X-ray halo of the plerion G21.5-0.9 unveiled by XMM-Newton and Chandra
围绕着plerionic SNR G21.5-0.9的无线电安静X射线晕的性质正在争论中。在对该源的大型Chandra和XMM-Newton数据集进行空间和光谱分析的基础上，我们开发了一个自洽的方案，解释了所有的观测特征。我们发现，晕是由弥漫的扩展发射由于尘埃散射的X射线从plerion，由一个明亮的肢体痕迹粒子加速在快速前进的冲击波的残余物，和一个亮点（“北刺”），这可能是一个结的喷出物在绝热膨胀。通过应用PWN、SNR和超新星环境之间相互作用的模型，我们认为G21.5-0.9的祖先可能是IIP型或Ib/Ic型，并且残余物可能是年轻的（200-1000年）。
2005-07-21 astro-ph
Luminosity-dependent evolution of soft X-ray selected AGN: New Chandra and XMM-Newton surveys
本文介绍了在软（0.5-2 keV）X射线波段选取的未吸收（1型）活动星系核（AGN）的宇宙学演化的新结果。从各种ROSAT，XMM-牛顿和钱德拉调查，我们选择了一个前所未有的光谱和光度光学/近红外识别完整性共约1000 AGN。我们第一次能够推导出低光度（塞弗特型）X射线源在宇宙学红移下的可靠空间密度。活动星系核的演化行为对X射线光度有很强的依赖性：高光度活动星系核的空间密度在z~2附近达到一个峰值，类似于光选类星体的空间密度，而低光度活动星系核的空间密度在红移低于z=1时达到峰值。这证实了以前ROSAT发现的亮度依赖的密度演变。通过对光学鉴别完备性的严格处理，我们能够证明，当X射线光度L_x < 10^45 erg·s^-1时，活动星系核的空间密度在高红移处显著下降。
2005-06-06 astro-ph
Spectral Evolution of a Luminous Compact X-Ray Source in NGC 253 with Chandra and XMM-Newton
本文利用Chandra和XMM-Newton资料对NGC 253 X21的发光X射线源进行了光谱研究。钱德拉天文台在1999年12月16日的观测中发现了辐射热光度为0.3 x 10^39 erg/s（假设各向同性发射）的源，而XMM-牛顿天文台在2000年6月3日的观测中发现了辐射热光度在（0.6- 1.3）x 10^39 erg/s范围内的短期变化。从这些观测的所有光谱成功地模拟了从光学厚的吸积盘的排放。平均内盘半径保持在63 x（cos 60/cosi）^（1/2）km，其中i是盘倾角，并且没有显著变化，而盘内温度在0.9- 1.4 keV范围内变化。假设这个天体是一个吸积的Schwarzschild黑洞，且盘的内半径与它的最后稳定轨道重合，则估计这个黑洞的质量为~ 7 M_sun。圆盘光度相当于该黑洞爱丁顿极限的（30- 120）×（cos 60/cosi）%。因此，这个发光的X射线源，NGC 253 X21，被一致地理解为标准盘状态下的吸积恒星质量的黑洞。
2005-06-27 astro-ph
Detection of Saturnian X-ray emission with XMM-Newton
2002年9月，XMM-牛顿观测到了巨大的土星。我们提出并分析这些XMM-牛顿观测，并将我们的发现与土星的钱德拉观测进行比较。在中等和薄的滤光片中，XMM-牛顿数据被可见光污染的情况很严重，但是在厚的滤光片中，所有可见光都被充分阻挡，在这个滤光片中观察到的信号被解释为真正的X射线发射，这被发现在定性和定量上非常类似于土星的钱德拉光谱。
2003-12-18 astro-ph
Chandra and XMM Observations of the Composite Supernova Remnant G327.1-1.1
我们提出了新的X射线成像和光谱的复合超新星遗迹G327.1-1.1使用钱德拉和XMM-牛顿X射线天文台。G327.1-1.1有一个不寻常的形态，包括一个对称的射电壳层和一个偏离中心的非热成分，这表明脉冲星风星云（PWN）的存在。无线电观测显示一个狭窄的指状辐射从PWN结构向西北方向延伸。用ASCA、ROSAT和BeppoSAX进行的X射线研究显示，在手指尖处有拉长的扩展发射和紧凑的源，这可能与实际的脉冲星一致。钱德拉的高分辨率观测为残骸内部区域的结构提供了新的见解。这些图像显示了嵌入彗星结构中的紧凑源，X射线发射的轨迹向东南方向延伸。钱德拉的图像还揭示了两个叉状结构，它们似乎起源于致密源附近，并延伸到一个朝向西北方向的大气泡中，与明亮的无线电PWN相反。XMM数据中检测到整个射电壳层的发射，并且可以通过温度为0.3 keV的热等离子体模型来表征，我们使用该模型来估计残骸的物理特性。G327.1-1.1的特殊形态可能是由一颗运动的脉冲星和一颗被反向激波破坏的遗迹PWN的发射来解释的。
2008-11-05 astro-ph
Heavily obscured AGN with BeppoSAX, INTEGRAL, SWIFT, XMM and Chandra: prospects for Simbol-X
根据最新的宇宙X射线背景综合模型，康普顿厚活动星系核应占总吸收活动星系核的50%左右。然而，尽管它们在宇宙学背景下的重要性，只有几十个康普顿厚AGN已被发现和研究至今。我们将简要回顾这一主题，并讨论Simbol-X任务在这一领域的改进，其灵敏度（E>10 keV）比以前的X射线任务提高了500倍以上。
2007-09-19 astro-ph
The XMM-Newton/Chandra monitoring campaign of the Galactic center region: Description of the program and preliminary results
我们目前的第一个结果，我们的X射线监测活动的1.7平方度的区域为中心的Sgr A* 使用卫星XMM-牛顿和钱德拉。这一活动的目的是监测X射线源（持久和瞬态）的行为（低于10 keV），这些X射线源太微弱，无法被目前在轨的其他卫星（例如，Rossi X射线定时探测器; INTEGRAL）。我们的第一次监测观察（使用钱德拉上的HRC-I）于2005年6月5日获得。探测到的大多数源都可以与前景源（如X射线活跃星）相识别。此外，我们还发现了两个持久的X射线双星（1 E 1743.1-2843; 1A 1742-294），两个微弱的X射线瞬变（GRS 1741.9-2853; XMM J174457-2850.3），以及一个可能的新的瞬变源，亮度为1 E34 erg/s的几倍。我们报告的X射线结果，这些系统和后续无线电数据中使用超大阵列的瞬变的非检测。我们讨论了我们的监测活动如何有助于提高我们对不同类型X射线瞬变的理解（即，非常微弱的）。
2005-12-21 astro-ph
A 610 MHz Survey of the 1H XMM-Newton/Chandra Survey Field
我们提出了一个深610 MHz的调查结果的1^H XMM/钱德拉调查区与GMRT。由此产生的地图具有约7角秒的分辨率和60 microJy的均方根噪声限值。到5西格玛检测限为300微焦，我们检测到223个源内的直径64弧分的调查区域。我们计算610 MHz的源计数，并将它们与在其他无线电波长测量的源计数进行比较。众所周知的平坦的欧几里得归一化1.4 GHz的源计数低于2 mJy，通常解释人口的星暴星系进行光度演变，是在610 MHz。假设星暴星系和陡谱活动星系核的谱指数为-0.7，那么610 MHz的源数可以用解释1.4 GHz源数的相同种群来模拟。我们发现在610 MHz的星暴星系的光度演化对红移的依赖性与在1.4 GHz的类似（即Q = 2.45（+0.3，-0.4））。
2007-04-16 astro-ph
X-ray emission from the blazar AO 0235+16: the XMM-Newton and Chandra point of view
在本文中，我们分析了五个观测BL湖对象AO 0235 + 16的钱德拉和XMM-牛顿卫星在2000年至2005年期间进行。在2002年2月的观测中，发现该源处于明亮状态，并呈现陡峭的X射线光谱，而在所有其他时期，它是暗淡的，光谱是硬的。软X射线光谱似乎被强烈吸收，可能是被z = 0.524处的介入系统吸收，该介入系统也吸收光学-UV辐射。我们发现，考虑谱曲率的模型在拟合X射线谱方面优于单一幂律模型。特别是，我们赞成一个双幂律模型，它同意在X射线域的两个不同的组件的叠加的假设。在钱德拉和XMM-牛顿的观测中，对红移的Fe K α发射线的试探性探测可能表明它起源于吸积盘的内部。当X射线光谱与来自XMM-牛顿机载光学监测器的光学紫外数据互补时，来自该吸积盘的热发射可能解释出现在光谱能量分布中的紫外软X射线凸起。更有可能的是，可以解释为一个额外的同步加速器组件发射的内部区域的射流相对于较低的能量发射来自。对X射线光变曲线的检查表明，只有当源处于明亮状态时，才发生日内变化。
2006-03-15 astro-ph
Evidence for an Intermediate-Mass Black Hole: Chandra and XMM-Newton Observations of the Ultraluminous Supersoft X-ray Source in M101 during its 2004 Outburst
本文报道了钱德拉和XMM-牛顿观测M101中一个新的超亮超软X射线爆发的结果。2004年1月至5月期间，观测到CX140332.3 + 542103处于低光度状态（Lx~1e37 erg/s）。低态X射线光谱相对较硬;组合的低态光谱可以用光子指数为1.4的幂律和63 eV的黑体的组合来拟合。在2004年7月，该源经历了一次强烈的爆发，0.3 - 7 keV的峰值光度达到3e40 erg/s，测热光度约为1e41 erg/s。爆发光谱非常柔和，一般可以用黑体模型拟合，温度为50 - 100 eV。在其中两次观测中，发现了0.33 keV、0.56 keV、0.66 keV和0.88 keV的吸收边。在爆发的衰变过程中还进行了XMM-牛顿观测，除了超软光谱外，还发现了幂律尾。我们考虑不同的吸积模型，一个涉及一个中等质量的黑洞可以解释的意见。
2004-10-27 astro-ph
A Chandra Observation of the Diffuse Emission Centered on the Low Mass X-ray Binary 4U 1755-33
我们提出了一个分析的钱德拉观测场周围的低质量的X射线二进制4U 1755-33，这是自1996年以来一直处于静止状态。2003年，安杰利尼和怀特利用XMM-牛顿望远镜发现了一个7弧分长的类似喷流的特征，其中心位于4U 1755-33的位置。虽然源和喷流在我们的Chandra/ACIS-S图像中并不明显，但与相邻区域相比，在包围喷流的区域中存在显著过量（4-6 sigma）的计数。我们研究了一个由XMM-牛顿探测到但钱德拉探测不到的喷射流中的发射结，并计算出如果XMM-牛顿观测到的结通量集中在一个点源中，钱德拉将很容易探测到它;因此，我们得出结论，这个发射结是扩散的。总之，我们认为，以前在XMM-牛顿数据中发现的喷流特征是相当分散的，很可能是一个真正的喷流，而不是由于与内部冲击相关的离散点源或点状发射区域的机会对齐。
2004-08-30 astro-ph
Probing Unification With Chandra HETGS and XMM-Newton EPIC And RGS Spectroscopy of the Narrow Emission Line Galaxy NGC 2110
我们目前的结果，从钱德拉HETGS（250千分之二的时代）和XMM牛顿EPIC和RGS（60千分之一）的NGC 2110，这在历史上已被归类为窄发射线星系的观测。我们的研究结果支持的解释，源是塞弗特2通过一个补丁吸收器。源的核X射线光谱最好用光子指数$Γ$ ~1.7的幂律来描述，并通过从中心超大质量黑洞很远距离处的多层中性物质吸收来修改。我们报告了Fe K $α$和Si K $α$线的强探测，这些线用Chandra HETGS勉强分辨，并且我们将荧光材料的发射半径限制为>1 pc。有一些证据表明，在狭窄的Fe K $α$核心的速度~4500 km s $^{-1}$的基础上适度的额外增宽。我们在钱德拉MEG和XMM-牛顿RGS光谱中发现了电离发射（O VIII Ly $α$，O VIII RRC特征，可能还有Ne IX禁戒线）的初步证据，这可能与已知的扩展X射线发射有关，该辐射距离核约160 pc。我们认为，$10^{23}$厘米$^{-2}$部分覆盖吸收起源于宽线区域云附近的活动星系核，和$3\times10^{22}$厘米$^{-2}$覆盖者很可能有一个更遥远的起源，并有一个扁平的几何形状，以允许小规模的射电喷流逃逸。
2007-08-30 astro-ph
The O VII X-ray forest toward Markarian 421: Consistency between XMM-Newton and Chandra
最近，首次探测到与两个温暖-热星系际介质（WHIM）灯丝有关的高度电离气体。证据是基于钱德拉观测到的O VII和其他离子对明亮的耀变体Mrk 421的X射线吸收线。我们调查的鲁棒性，这种检测的重新分析原来的钱德拉LETGS光谱，分析了一个大的XMM-牛顿RGS光谱的Mrk 421，和额外的钱德拉观测。我们解决的可靠性属于吸收组件的个别光谱特征，并评估这些组件的检测的意义。我们还使用蒙特卡罗模拟的光谱。我们确认了钱德拉光谱中的几个特征的明显强度，但表明它们在统计上并不显著。这种重要性的降低是由于在最初的发现论文中没有考虑到的红移试验的数量。因此，这些特征必须归因于统计波动。RGS光谱证实了这一点，RGS光谱比Chandra光谱具有更高的信噪比，但在相同波长下不显示特征。最后，我们表明，与Ly-alpha吸收系统的可能关联也缺乏足够的统计证据。我们的结论是，没有足够的观测证据证明存在两个拟议的WHIM灯丝对Mrk 421，最明亮的X射线耀变体的天空。因此，WHIM的高度电离成分仍有待发现。
2006-04-25 astro-ph
