XMM-Newton observations of the Lockman Hole IV: spectra of the brightest AGN
本文介绍了用XMM-牛顿法在洛克曼洞场探测到的123个X射线源（46个为1型活动星系核，28个为2型活动星系核）的X射线谱分析结果。使用一个单一的幂律模型，我们的源的平均光谱斜率硬化在微弱的0.5-2千电子伏通量，但不是在微弱的2-10千电子伏通量。我们解释的效果在微弱的通量在X射线吸收的增加。我们的源的平均光谱斜率为~1.9，固有色散为~0.28。我们在37%的源中检测到X射线吸收，在1型活动星系核中约为10%，在2型活动星系核中约为77%。利用经吸收校正的X射线通量，被吸收物体的比例和吸收柱密度分布不随X射线通量而变化。我们的1型和2型活动星系核似乎没有不同的连续体形状，但两类活动星系核的内禀吸收分布是不同的。我们的2型活动星系核（28个中的5个）的一个重要部分被发现没有显示出实质性的吸收。我们讨论了可能的解释，这在康普顿厚AGN和内在的宽线区属性。在8个静止系等效宽度为120-1000 eV的源中检测到与Fe Ka兼容的发射线。活动星系核的连续谱或内禀吸收不依赖于X射线光度和/或红移。在18个物体中检测到软过量发射，但只有在9个中，我们可以用黑体模型拟合此光谱分量。虽然2型活动星系核的温度略高于1型活动星系核，但1型和2型活动星系核的黑体光度在0.5-2 keV之间没有显著差异。对于9个源（包括1个1型活动星系核和3个2型活动星系核），散射模型提供了较好的软过剩发射的拟合。
2005-06-29 astro-ph
IRAC Imaging of Lockman Hole
在30分钟的观测时间内，IRAC对洛克曼洞4'7x4'7区域的成像在IRAC 3.6微米和4.5微米波段检测到400多个星系，在5.8微米波段检测到120个星系，在8微米波段检测到80个星系。色图显示，这些星系中约有一半的红移为0.6<z<1.3，约有四分之一的红移更高（z>1.3）。我们还检测到IRAC对应的7个SCUBA源中的6个和该区域中的所有9个XMM源。对z>1.3的SCUBA源和星系的对应物的探测表明了IRAC在非常高的红移下探测宇宙的能力。
2004-06-02 astro-ph
The (un)resolved X-ray background in the Lockman Hole
大多数软的和越来越多的部分较硬的X射线背景已被解决成从点源的发射，但解决的部分以上7千电子伏只有很少的约束。我们使用~700 ks的XMM-牛顿观测的洛克曼洞和光度的方法来估计总通量可归因于解决源在一些不同的能量带。我们发现X射线背景的分辨分数在2 keV以下约为90%，但在更高的能量下迅速下降，分辨分数在7 keV以上仅为50%。从检测到的源的积分X射线谱的斜率为γ ~1.75，比总背景谱的γ =1.4软得多。未分辨的背景成分具有高度模糊的活动星系核的光谱特征。
2004-07-08 astro-ph
Optical identification of ISO far-infrared sources in the Lockman Hole using a deep VLA 1.4 GHz continuum survey
通过利用远红外（FIR）和无线电相关，我们已经执行了似然比分析，以确定光学对应的远红外源在洛克曼洞。使用似然比分析和相关的可靠性，44 FIR源已被确定为无线电源。在44个已确认的源中，有29个获得了红移。在我们的样本中发现了一个超亮红外星系（HyLIRG）和四个超亮红外星系（ULIRGs）。在z = 0.3-0.6时，远红外线源的空间密度为4.6 \times 10^{-5}Mpc^{-3}，这意味着ULIRG的星群在快速演化。大多数\ISO远红外源的远红外射电比与恒星形成星系ARP 220和M82相似。至少有七个远红外线源显示出在光发射线、射电连续谱过剩或X射线活动中存在活动星系核（AGN）的证据。五分之三（60%）的ULIRG/HyLIRGs是AGN星系。七个活动星系核中有五个在ROSAT X射线巡天范围内，两个在XMM-牛顿巡天范围内。X射线辐射只在一个源1 EX 030中被探测到，它在光学上被归类为类星体。在XMM-牛顿2-10 keV波段的非探测表明一个非常厚的吸收遮蔽了两个活动星系核的中心源。有几个光源的远红外线亮度相对于光学R波段来说非常高，L（90μ \mathrm{m}）/L（R）> 500，这在当地的ULIRG中也是罕见的。虽然来源混淆或混合可能在某些情况下提供解释，但它们可能代表了一个新的星系群，在未开发的恒星系统中具有极端的恒星形成活动-即，形成凸起或年轻…
2005-07-11 astro-ph
An XMM-Newton view of the serendipitous sources in the PKS0312-770 field
我们描述了PKS 0312 -770场的XMM-牛顿观测，这有助于对以前由CHANNEL探测到的偶然来源进行光谱分析。更大的有效面积和更长的曝光持续时间的组合允许检测到的光子的显著增加，以及源检测灵敏度的下限。特别是Fiore等人（2000）发现的硬X射线正常星系，最有可能被解释为中等吸收（N_H ~ 1 e22 cm^-2）的活动星系核。在0.5-2keV波段，我们在~ 2 e-15 cgs的极限通量下探测到52个源（45个以前未报道）。LogN-LogS曲线与Lockman Hole场的XMM-Newton观测结果一致。通量测定允许检查两个观测站的校准之间的任何不一致，这是讨论。
2001-07-20 astro-ph
Accretion indicators for the 37 brightest radio sources in the Subaru/XMM-Newton Deep Field
我们研究了斯巴鲁/XMM-牛顿深场（SXDF）中的37个最亮的射电源。使用中红外（斯皮策MIPS 24微米）数据，我们希望跟踪核吸积活动，即使它是在光学波长模糊，除非模糊柱是极端的。我们的研究结果表明，以上的'FRI/FRII'无线电光度突破大多数的无线电源与对象，有多余的中红外发射，只有其中一些是宽线对象，虽然有一个明确的低吸积率FRI。尽管存在至少一个高吸积率类星体，但中红外过剩天体的比例在FRI/FRII突变点以下急剧下降。对中红外和蓝色过量的研究表明，它们是相关的，正如一个模型所预测的那样，在这个模型中，一个尘埃环吸收了约30%的光，而环上方和下方的尘埃散射了> 1%的光。
2007-10-26 astro-ph
The long-term X-ray variability properties of AGN in the Lockman Hole region
本文给出了洛克曼洞66个活动星系核的详细X射线变率分析结果，这些结果都得到了光谱学的证实。我们定量地比较了它们的光变性质与活动星系核的性质，研究了光变与红移的关系，以及在两个光变区间中的光变与红移的关系。我们使用档案数据，从最后10个XMM观测的洛克曼洞字段提取光变曲线的休息帧，2-10千电子伏波段。我们使用“归一化超额方差”来量化变异幅度。使用最新的结果AGN功率谱形状和它的依赖于黑洞质量和吸积率，我们能够计算模型的“变光度”曲线，我们比较我们观察到的关系。当我们考虑我们样本中的所有源时，我们发现它们的变化幅度随着红移和光度的增加而减小。当我们把物体分成不同的亮度和红移区间时，这些全局反相关性就不那么明显了。我们没有发现变异幅度和光谱斜率之间的显着相关性。我们所探测到的“光变率-光度”关系与活动星系核的光变率-光度关系相比，具有更大的振幅。我们还发现，在给定的光度下，变化幅度随着红移而增加，直到z~1，然后保持大致恒定。我们的结果意味着活动星系核的X射线机制在所有的红移都以同样的方式起作用。在我们样本中具有相同光度的天体中，红移越大，黑洞质量越小，吸积率越大。
2008-05-19 astro-ph
XMM-Newton observation of the brightest X-ray flare detected so far from SgrA*
本文报道了2002年10月3日利用XMM-Newton对SgrA* 观测到的最亮的X射线耀斑的高信噪比观测，耀斑持续时间短于1小时（~ 2.7 ks）。光变曲线相对于峰值耀斑几乎是对称的，并且检测到软和硬X射线范围之间没有显著差异。整个耀斑光谱可以很好地用吸收的幂律表示，其软光子光谱指数为Gamma=2.5+/-0.3，2-10 keV的峰值亮度为3.6（+0.3-0.4）x 10^35 erg/s，即比Sgr A* 静态值高160倍。在耀斑期间没有观察到明显的光谱变化。这个X射线耀斑与目前报道的其他明亮耀斑有很大的不同：它更明亮、更柔和。目前的耀斑特性的准确测定的挑战目前的解释内发生的物理过程的非常接近的环境SgrA* 带来了非常强的约束理论耀斑模型。
2003-07-07 astro-ph
XMM-Newton discovery of 217 s pulsations in the brightest persistent supersoft X-ray source in M31
我们报告了在2000-2004年的XMM-牛顿观测中发现的明亮超软X射线源XMMU J004252.5+411540的周期性调制。该源具有周期P~217.7 s的X射线脉冲，脉冲形状为准正弦，脉冲分数为~7- 11%。在4年的时间尺度上，我们没有检测到脉动周期的统计学显著变化。XMMU J 004252.5 +411540的X射线谱非常柔和，可以近似为温度为62-77 eV的吸收黑体和0.2-3.0 keV能带中光子指数约为1.7-3.1的弱幂律尾。该源的X射线特性和没有比19等更亮的光学/紫外对应物表明它属于M31。在760千秒差距时，估计的辐射热光度在~ 2 e38和~ 8 e38尔格/秒之间变化，这取决于光谱模型的选择。XMMU J 004252.5 +411540的X射线脉动和超软光谱表明，它几乎肯定是一颗吸积的白矮星，其表面稳定燃烧着富氢物质。我们将X射线脉动解释为旋转白矮星的强磁场的特征。假设X射线源是由盘吸积提供能量的，我们估计它的表面场强在4 e5 G < B_{0} <8 e6 G的范围内。XMMU J004252.5+411540是M31中第二个显示相干脉动的超软X射线源，仅次于具有865.5 s脉动周期的瞬态超软源XMMU J004319.4+411758。
2007-08-07 astro-ph
A deep VLA survey at 6 cm in the Lockman Hole
我们在洛克曼洞6厘米处用甚大天线阵获得了一幅深射电图象。场中心部分的噪声水平约为11微焦。从这些数据中，我们提取了63个射电源的目录。射电频谱指数的分析表明，平均射电频谱的平坦化和最微弱的流量仓中的平谱射电源的人口增加。与ROSAT/XMM X射线源清单的交叉相关产生了13个可靠的无线电/X射线关联，约占无线电样本的21%。这些星系团中的大多数（13个中的8个）被归类为II型活动星系核。利用光学CCD（V和I）和K'波段数据，我们发现了63个射电源中的58个的光学识别。这相当于大约92%的识别率，是迄今为止最高的识别率之一。通过对颜色-颜色图和射电通量-光学星等图的分析，我们已经能够选择射电源的子样本，其光学对应物很可能是高红移（z>0.5）的早型星系，拥有一个负责射电活动的活动星系核。我们还发现证据表明，在这些微弱的射电极限，很大一部分（约60%）最微弱的光学对应物（即在22.5<I<24.5等范围内的源）是I-K '> 4的极红天体（ERO）。
2002-11-28 astro-ph
The Subaru/XMM-Newton Deep Field - II. The 37 brightest radio sources
我们研究了斯巴鲁/XMM-牛顿深场（SXDF）中的37个最亮的射电源。我们得到了37个天体中24个的光谱红移和其余天体的光度红移，得到了整个样本的中值红移z_med ~= 1.1，中值射电光度接近于“FRI/FRII”光度分界线。使用中红外（斯皮策MIPS 24微米）数据，我们希望跟踪核吸积活动，即使它是在光学波长模糊，除非模糊柱是极端的。我们的研究结果表明，以上的FRI/FRII无线电光度突破大多数的无线电源与对象，有多余的中红外发射，其中只有一些是宽线对象，虽然有一个明确的低吸积率对象与FRI无线电结构。对于扩展的陡谱射电源，中红外线过剩的对象的分数显着下降到FRI/FRII光度突破以下，虽然存在至少一个高吸积率'无线电安静'类星体。因此，我们已经证明，在z ~ 0.1时众所周知的射电光度（或射电结构）和吸积性质之间的强联系，持续到z ~ 1。对中红外线和蓝色过剩的研究表明，它们是相关的，正如一个模型所预测的那样，当存在显著的吸积时，一个尘埃环吸收约30%的光，而环上方和下方的尘埃散射> 1%的光。
2008-03-19 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 hiccups from SgrA* observed by XMM-Newton. The second brightest flare and three moderate flares caught in half a day
在2007年春天，我们用XMM观测到了SgrA*，总曝光量约为230 ks。我们对这次活动中探测到的新的X射线耀斑进行了定时和光谱分析。为了以一致的方式研究耀斑光谱特性的范围，我们还使用相同的分析程序和最新的校准重新处理了以前报告的快速耀斑的存档XMM数据。在光谱拟合过程中考虑了尘埃散射。我们还使用钱德拉存档的SgrA* 静止状态的观测结果进行比较。在2007年4月4日，我们在大约1/2天的时间间隔内首次观测到X射线耀斑的发生率增强，一个明亮的耀斑之后是三个幅度更适中的耀斑。前一个事件代表了有记录以来Sgr A* 第二亮的X射线耀斑。这个新的明亮耀斑与2002年10月3日观测到的非常明亮的耀斑具有相似的光变曲线形状（几乎对称），持续时间（~ 3 ks）和光谱特征。在考虑尘埃散射效应的吸收幂律模型下，新耀斑的光谱参数为：N_H=12.3（+2.1，-1.8）e ~（22）cm ~（-2），γ = 2.3+/-0.3。以下三个中等耀斑的光谱参数拟合的总和，虽然较低，但在误差条内与明亮的耀斑是兼容的。在耀斑期间发现的柱密度，对于幂律，至少比从（尘埃）目视消光到SgrA*（AV~25等）预期的值高两倍。然而，我们的拟合与钱德拉获得的SgrA* 静态光谱表明，过剩的柱密度已经存在于非燃烧阶段。到目前为止，从SgrA* 观测到的两个最明亮的X射线耀斑显示出相似的软光谱。
2008-06-25 astro-ph
Abundance Constraints and Direct Redshift Measurement of the Diffuse X-ray Emission from a Distant Cluster of Galaxies
我们报道了对RXJ 1053.7 +5735的XMM-牛顿（XMM）观测，RXJ 1053.7 +5735是最远的X射线选择星系团之一，它也显示出一种不寻常的双瓣X射线形态，表明可能是等质量的星系团合并。该星团是在ROSAT卫星向洛克曼洞方向进行深指向时发现的。将使用欧洲光子成像相机（EPIC）进行的所有XMM Lockman Hole观测（PV、AO-1和AO-2阶段）合并进行分析，pn、MOS 1和MOS 2的总曝光时间分别约为648 ks、738 ks和758 ks。有了这个“深度”数据集，我们可以检测到Fe K线，并获得对簇金属度的强约束，这对于z > 1的簇是难以实现的。最佳拟合丰度是太阳值的0.46 + 0.11/-0.07倍。Fe线的发射也允许我们直接估计扩散气体的红移，其值为z = 1.14 + 0.01/-0.01。这是第一个集群的X射线红移直接测量之前，通过光学/近红外光谱的集群红移的安全知识。我们也可以分别估计双叶结构中两个叶的X射线红移，结果与两个叶是同一红移的星系团系统的一部分是一致的。与其他近、远星系团金属丰度测量结果的比较表明，ICM金属丰度从z ~ 1到现在几乎没有变化。
2004-01-15 astro-ph
Exploring the Early Universe with XMM-Newton
在过去10年中，利用ROSAT卫星基本上解决了X射线背景问题。大约70- 80%的软X射线背景被分解成离散源，这些离散源主要是X射线和光学上未被遮蔽的活动星系核（类星体，Sy 1）。此外，我们已经发现了几个模糊的活动星系核在深ROSAT调查，这是预测的人口综合模型的X射线背景下，统一的活动星系核计划的基础上。然而，使用Chandra和XMM-Newton进行的深层X射线勘测允许测试这些模型的可靠性，这些模型似乎仍然远非唯一。最近钱德拉和XMM-牛顿的观测已经将大部分硬X射线背景分解为离散源。第一次深XMM-牛顿调查是在洛克曼洞地区进行的，这是在宽波长范围内研究得最好的天空区域之一。在性能验证阶段，EPIC相机积累了约100 ksec的良好曝光时间。在0.5-2、2-10和5-10 keV的能量带中，我们达到了0.31、1.4和2.4 x 10 E-15 erg/cm 2/s的极限通量。相当数量的X射线源显示出硬的，可能是固有吸收的X射线光谱。我们讨论了这些源的X射线，光学和红外特性的比较，最近的X射线背景模型的预测。
2001-09-11 astro-ph
High Energy Large Area Surveys: from BeppoSAX to Chandra and XMM-Newton
硬X射线观测是区分吸积源和星光的最有效方法。此外，硬X射线比其他波段受遮蔽的影响更小。由于这些原因，2千电子伏以上的成像仪器的出现，使我们能够大大提高对吸积动力源及其宇宙演化的理解。通过最大限度地减少活动星系核选择和核遮蔽的问题，将深、浅硬X射线测量相结合，首先用ASCA和BeppoSAX，然后用Chandra和XMM（例如ASCA LSS、HELLAS、CDFN、CDFS、Lockman Hole、SSA 13、HELLAS 2XMM等）进行，允许详细研究增生源的演化。有些令人惊讶的结果正在出现：1）使宇宙X射线背景峰值的红移（z=0.7-1）低于软X射线选择源和低于CXB合成模型预测的红移; 2）有强有力的证据表明演化的光度依赖性，低光度源（即塞弗特星系）比高光度源在明显晚的宇宙时间达到峰值。
2003-09-12 astro-ph
Spectroscopy of the brightest optical counterparts of X-ray sources in the direction of M~31 and M~33
最近用XMM-牛顿对本星系群螺旋星系星系M31和M33进行的观测发现了大量的X射线源。作为努力的一部分，以确定和分类的对象负责这种X射线发射，我们已经获得了光谱的最明亮的光学对应的确定X射线源，使用1.3米Skinakas望远镜。这些天体中的大多数都是前景恒星候选者。本研究的目的是确认这种识别，并探讨光谱分类和观测到的X射线属性的源之间的兼容性。我们用希腊克里特岛1.3米Skinakas望远镜获得了XMM-牛顿所确定的M31方向的14个最亮的X射线源的光学对应物和M33方向的21个光学对应物的光谱。所有的M31源和除了一个以外的所有M33源都被证实是前景星，光谱类型在A和M之间。其中一颗恒星是一颗有H-α发射的晚M矮星，一颗耀斑星，也显示出强烈的X射线变化。其中一个M~33源（位于D25椭圆内）对应于一个已知的背景星系LEDA 5899。
2006-02-17 astro-ph
Deep XMM-Newton observation of a northern LMC field: I. Selected X-ray sources
本文介绍了在超巨星壳层LMC 4北缘附近的大麦云云（LMC）中的一个场的XMM-牛顿深观测的第一个结果。对选定的X射线源样本的光谱和时间分析产生了两个超新星遗迹的新候选者，一个超软X射线源和一个可能的高质量X射线双星（HMXB）脉冲星。从14个最亮的源到10个是星系背景中的活动星系核，它们可以用作大麦哲伦星系中星际介质的探测器。在三颗已知的HMXB中，Be/X射线双星EXO 053109-6609.2是该领域最明亮的源，因此可以对其X射线光谱和脉冲轮廓进行更详细的分析。在脉冲期间，EXO 053109-6609.2示出了X射线发射区域的蚀，在蚀之前和之后具有增加的光电吸收。RX J0529.8-6556确认检测到周期为69.2 s的X射线脉冲，XMMU J053011.2-655122发现可能的周期为272 s。结果进行了讨论，相对于个人的来源，以及在超巨星壳LMC 4附近的源人口的研究。
2002-12-13 astro-ph
AGN in the XMM-Newton first-light image as probes for the interstellar medium in the LMC
XMM-牛顿第一光图像揭示了X射线点源，显示出严重吸收的幂律谱。光谱指数和最亮源的射电对应物的可能识别表明活动星系核通过大麦云（LMC）的星际气体发光。从X射线谱中得到的柱密度与HI测量相结合，可以得出LMC中HI与H_2比值的结论，并与银道面上的值进行比较。
2000-11-23 astro-ph
XMM-Newton X-ray and optical observations of the globular clusters M 55 and NGC 3201
我们用X射线天文台XMM-牛顿观测了两个低浓度的银河系球状星团。我们在NGC 3201的视场中探测到47个M55和62方向的微弱X射线源。利用XMM-Newton Lockman Hole观测得到的河外源的统计LogN-LogS关系，估计背景源的总体，我们估计在M55的视场中只有很少的源（1.5+/-1.0）实际上属于星团。这些源位于集群的中心，正如我们所期望的，如果集群已经经历了质量分离。NGC 3201有大约15个相关的源，它们位于中心，但不限于半质量半径内。属于这个星团的源可以位于距离星团中心5个核心半径的地方，这可能意味着这个星团已经被扰动了。使用X射线（以及光学，对于M 55）颜色、光谱和计时分析（在可能的情况下），并将这些观测结果与以前的X射线观测结果进行比较，我们发现每个星团中的源可能是激变变星、活动双星、毫秒双星的证据，以及静止的低质量X射线双星与中子星的可能证据，尽管我们并不认为这两个星系团中会有任何这样的天体，因为它们的中心浓度很低。其他来源大多是背景源，如活动星系核。
2005-09-05 astro-ph
XMM-Newton observations of the brightest Ultraluminous X-ray sources
我们分析了13个质量最好的EPIC ULX数据集。我们利用这些ULX光谱中的高信噪比来研究它们在0.3-10 keV范围内的光谱形状的最佳描述。简单的模型的吸收幂律或多色盘黑体证明不足以描述的光谱。使用这两个组件的组合发现更好的拟合，该模型的两个变体-冷（0.2 keV）盘黑体加硬幂律连续体，和软幂律连续体加暖（1.7 keV）盘黑体-提供良好的拟合8/13 ULX光谱。然而，通过检查2千电子伏以上的数据，我们发现在大多数数据集的曲率的证据，不符合幂律在这个政权的主导地位。最成功的经验描述的光谱被证明是一个冷（0.2千电子伏）的经典黑体光谱，加上一个温暖的光盘黑体（良好的拟合10/13 ULX光谱）的组合。最佳的整体拟合由物理自洽吸积盘加康普顿化日冕模型（diskpn + eqpair）提供，其可接受地拟合11/13 ULX。这个模型提供了一个物理解释的光谱曲率，即它起源于一个光学厚的日冕，虽然吸积盘光子播种这个日冕仍然起源于一个明显的冷盘。我们注意到这种适合和模型的银河系黑洞双星在高吸积率之间的相似之处。我们的结论是，ULX的最佳光谱数据的分析表明，它是可信的，人口的大多数是高吸积率恒星质量（也许高达80-Msun）黑洞，虽然我们不能断然排除存在较大的，1000-Msun中等质量黑洞（IMBHs）在个别来源与当前的X射线数据。
2006-01-27 astro-ph
Spectral Statistics and Luminosity Function of a Hard X-ray Complete Sample of Brightest AGNs
为了研究活动星系核硬X射线光度函数（HXLF）演化的亮端约束和活动星系核X射线背景的布居合成模型，我们对HEAO-1全天表中一个完整的活动星系核通量受限样本的X射线光谱特性进行了统计分析。利用ASCA和XMM-牛顿观测资料对该样本中几乎所有活动星系核进行了光谱研究。
2004-02-16 astro-ph
Cosmic Structure Traced by Precision Measurements of the X-Ray Brightest Galaxy Clusters in the Sky
给出了我们用10^6星系（2 MASS）、10^3星系团（NORAS II星系团巡天）和10^2星系团（HIFLUGCS）追踪宇宙结构的工作现状。后者用XMM-牛顿法获得的10^0星系团（A1644）的气体温度和金属丰度结构的结果更详细地说明。
2002-12-18 astro-ph
An XMM-Newton observation of A3921: an off-axis merger
我们提出的XMM-牛顿观测的星系团阿贝尔3921的详细分析的结果。星团的X射线形态是椭圆形的，质心偏离最亮的星团星系17角秒，并向西北方向明显延伸。减去一个2D β模型拟合的主要集群发射揭示了一个大规模的，不规则的残留结构的方向上的扩展，包含两个扩散发射从集群内介质，和扩展发射从第二和第三最亮的星系团（BG 2和BG 3）。这个子星系团中最密集的星系位于残余星系的最北端。该集群表现出显着的温度结构，特别是一个酒吧的显着更热的气体，面向SE-NW和拉伸从集群的中心向BG 2和BG 3。我们对形态和热结构的详细研究表明，主星系团和从东南方向坠落的质量较小的星系团之间存在离轴合并。从温度图与数值模拟的比较，并与基于简单的物理假设的独立计算，我们得出结论，合并事件是~0.5 Gyr老。因此，该星系团可能是迄今为止最好的X射线观测候选者，具有中等质量比，中等碰撞参量合并。
2004-09-22 astro-ph
A deep XMM-Newton serendipitous survey of a middle-latitude area
射电宁静的中子星1E1207.4-5209一直是260 ksXMM-牛顿观测的目标，作为副产品，在0.3-8 keV的能量范围内，在2 E-15 erg/cm 2/s的极限通量以上收获了大约200个偶然的X射线源。考虑到我们的磁场处于中等纬度（b~10度），我们偶然发现的源的logN-logS分布与在银道面或高银道纬度测量的不同就不足为奇了。在这里，我们将集中分析我们的样本中最亮的光源，它揭示了一个以前未知的塞弗特-2星系。
2005-10-24 astro-ph
XMM-Newton Observation of a Distant X-ray Selected Cluster of Galaxies at z=1.26 with Possible Cluster Interaction
我们报道了对RXJ 1053.7 +5735的XMM-牛顿（XMM）观测，RXJ 1053.7 +5735是最远的（z = 1.26）X射线选择星系团之一，它也显示出一种不寻常的双瓣X射线形态，表明可能的星系团-星系团相互作用。该星团是在我们的ROSAT在洛克曼洞方向的深层指向中发现的。在性能验证阶段，使用欧洲光子成像相机（EPIC）进行XMM观察。总有效暴露时间约为100 ksec。基于来自所有EPIC相机的光谱的同时拟合的最佳拟合温度为4.9（+1.5/-0.9）keV。即使使用所有光谱的联合拟合，金属丰度也没有受到很好的约束，铁丰度的上限为0.62太阳能。使用最佳拟合模型参数，我们得出了测辐射热光度L（bol）= 3.4 × 10^44 h_{50} ^-2 erg /s。尽管它是在相当大的离轴角下观测到的，但与基于ASCA或Beppo-Sax观测z > 0.6星系团的典型测量相比，温度误差要小得多，这表明XMM在确定高z星系团X射线温度方面的能力。测量的温度和光度表明，人们可以很容易地达到本质上的X射线微弱和冷的集群制度与过去的卫星观测到的z ~ 0.4集群。我们对RXJ1053.7+5735测量的新的星系团温度和L（bol）与L（bol）- Tx关系在z ~ 1.3处的弱/无演化是一致的，这支持了低欧米茄宇宙，尽管需要更多z > 1星系团的数据点才能得到更明确的陈述。在解…
2001-10-30 astro-ph
The 26 year-long X-ray light curve and the X-ray spectrum of the BL Lac Object 1E 1207.9+3945 in its brightest state
我们研究了高能量峰值BL Lac天体1E1207.9 +3945的同步辐射的时间和光谱演化。最近，XMM-牛顿和雨燕卫星进行了两次观测;我们对这两次观测进行了X射线光谱分析，对雨燕卫星进行了光学紫外线滤光片测光。结合由此获得的结果与档案数据，我们建立了长期的X射线光变曲线，跨越26年的时间间隔，和光谱能量分布（SED）的这个来源。光变曲线显示出在几年的时间间隔内，大的通量增加，大约是六倍。在2000年12月与XMM-牛顿指向一致达到最大值后，流量在以后的几年中减少，正如斯威夫特所揭示的那样。在0.5-10 keV XMM-牛顿X射线谱中可获得的非常好的统计数据指出了与单一幂律的非常显著的偏差。对数抛物线模型的最佳拟合曲率参数为0.25和峰值能量在~1 keV的描述以及同步辐射的光谱形状。Swift UVOT和XRT数据的同时拟合提供了更温和的曲率（b~0.1）和更高能量（~15 keV）的峰值，表明源活动的不同状态。在这两种情况下，UVOT数据支持从光学/UV到X射线波段的单个同步辐射分量的情况。新的X射线观测对于监测源的时间和光谱演变非常重要;新一代伽马射线望远镜如AGILE和GLAST可以首次探测到它的逆康普顿发射。
2007-10-12 astro-ph
XMM-Newton observations of the Small Magellanic Cloud: XMMU J004814.1-731003, a 25.55 s Be/X-ray binary pulsar
为了研究小麦哲伦星云（SMC）中Be/X射线双星的候选者，我们在2006年10月用XMM-牛顿观测了发射星云N19周围的一个区域。我们分析了EPIC数据的检测点源，以获得其光谱和时间特性。我们探测到了周期为25.550（2）s的X射线脉动，它来自于我们指定为XMMU J004814.1-731003的第二亮源。X射线光谱由高吸收（NH = 5x10^22）幂律模型很好地模拟，光子指数为1.33+/-0.27。精确的X射线位置使我们能够将Be星识别为光学对应物。XMMU J004814.1-731003位于瞬态ASCA源AX J0048.2-7309的误差圆内，但其位置与AX J0048.2-7309的光学对应物（发射线星[MA 93] 215）的位置不一致。目前尚不清楚XMMU J004814.1-731003是否与AX J0048.2-7309相关。XMMU J004814.1-731003可能与发现的周期为25.5 s的RXTE脉冲星相同，但在最近的文献中被列为51 s脉冲星。
2008-03-17 astro-ph
XMM-Newton observation of the young open cluster Blanco 1. I. X-ray spectroscopy and photometry
利用XMM-Newton数据对年轻疏散星团Blanco 1进行了X射线研究。首次给出了星团成员的X射线谱和晚型星的新的X射线分布函数。我们检测到所有已知的dF和dG星的EPIC领域和80%和90%的dK和dM星，分别。对X射线最亮星团恒星的X射线光谱分析和对更大样本的X射线颜色分析表明，具有两个温度（约0.3和1 keV）的模型解释了静止活动相光谱。我们还讨论了观测区中未确认的X射线源的性质及其X射线谱特性。
2004-03-12 astro-ph
XMM-Newton spectra of hard spectrum Rosat AGN: X-ray absorption and optical reddening
我们提出的XMM牛顿光谱的三个低红移中间西弗特（一个Sy1.5，和两个Sy1.8），从我们的调查硬光谱Rosat源。这三个活动星系核很好地拟合吸收幂律，与内在的核光电吸收柱密度之间的1.3和4.0e21 cm-2。在最亮的物体中，X射线光谱足够好，表明吸收体没有明显电离。对于所有三个对象的幂律斜率似乎有点平坦（伽玛~1.3-1.6）比那些发现在典型的未吸收的塞弗特。来自光学和X射线发射线的约束意味着这三个物体都是康普顿薄的。对于两个较暗的物体，从其中一个的光学宽发射线推断出的红化，以及另一个的光学连续谱，与从X射线吸收中预期的相似，如果我们假设银河系的气尘比和红化曲线。我们最亮的天体的宽线区巴耳末衰减大于其X射线吸收的预期，这可以用标准气尘比的固有巴耳末衰减或>银河系气尘比来解释。这些>=银河系消光比光电吸收的比率不能延伸到我们样本中的高红移、高光度、宽线活动星系核，因为它们的柱密度> 1 e 22 cm-2，因此它们的宽线区域将完全被遮蔽。这意味着一些效果（例如，光度依赖性，或演化）需要存在，以解释整个人口的吸收活动星系核。
2004-03-16 astro-ph
The XMM-LSS cluster sample and its cosmological applications
我们提出的X射线源检测程序，我们已经开发的目的，组装和表征控制样品的星系团的XMM大尺度结构调查。我们描述了我们如何模拟选择函数：这导致我们定义源类，而不是通量有限的样本。聚焦于CFHTLS D1区域，我们的汇编表明，在2.10^（-14）erg cm-2 s-1以上的通量下，星团密度高于先前从深ROSAT调查中确定的密度。我们还提出了该地区的9个最亮的对象的L-T关系。该斜率与当地相关性很好地吻合。该关系显示了一些0.15<z<0.35的物体的亮度增强，具有1<T<2 keV，这是XMM-LSS首次系统地揭示的群体。
2005-11-07 astro-ph
XMM-Newton observations of NGC 253: Resolving the emission components in the disk and nuclear area
高XMM-牛顿吞吐量允许的空间，光谱和变化特性的扩展和点源发射的星爆星系NGC 253同时进行详细的调查。我们的特点是最亮的来源，他们的硬度比，检测到一个明亮的X射线瞬态，并显示最亮的点源，最有可能是一个黑洞X射线双星的光谱和光曲线。两个盘区域的未分辨发射可以由0.13和0.4 keV的两个薄的热等离子体分量加上残余的更硬的发射来模拟，其中较低温度的分量来自盘上方，核光谱由三个温度的等离子体（~0.6、0.9和6 keV）来模拟，其中较高的温度被越来越多地吸收。高温成分最有可能来源于星暴核。不需要非热成分，这将指向一个活动核（AGN）的显着贡献。假设IIa型超新星遗迹（SNRs）是产生能量大于4 keV的辐射的主要原因，那么EPIC对6.7 keV谱线的探测使我们能够估算出在0.2 yr^-1的核星爆中的超新星爆发率。RGS光谱和EPIC图像显示，羽流的边缘增亮主要出现在较高的电离发射线，而在较低的电离线，低于0.5 keV，羽流是更均匀的结构。（节略）
2000-10-30 astro-ph
XMM-Newton 13H Deep field - I. X-ray sources
我们提出的结果进行了深X射线调查与XMM-牛顿，集中在英国ROSAT 13 H深场区。该区域覆盖0.18度^2，是XMM-牛顿覆盖的两个区域中的第一个，这两个区域是广泛的多波长调查的一部分，旨在研究微弱X射线源群的性质和演化。我们已经产生了详细的蒙特卡罗模拟，以获得源检测过程的定量表征，并评估所得sourcelist的可靠性。我们使用模拟来建立一个可能性阈值，在该阈值之上，我们预计不到7（3%）的源是虚假的。我们提出了225个来源的最终目录。在中央9弧分，68%的源位置是准确的2弧秒，使光学后续相对简单。我们在0.2 - 0.5keV、0.5 - 2keV、2 - 5keV和5 - 10keV四个能带上建立了N（> S）关系。在除了最高能带之外的所有能带中，我们发现源计数都可以用双幂律来表示，其亮端斜率与欧几里得情形一致，在10 ^-14 cgs附近有一个突变。在此通量以下，计数显示出平坦化。在0.2 - 0.5、0.5 - 2、2 - 5和5 - 10 keV的能带中，当通量分别为4.1x10 ^-16、4.5x10 ^-16、1.1x10 ^-15和5.3x10 ^-15 cgs时，我们的源计数分别达到700、1300、900和300 deg ^-2的密度。我们比较了我们的源计数与那些在两个钱德拉深场和洛克曼洞，发现我们的源计数是其中最高的这些领域在所有的能带。在1 - 2 k…
2005-07-18 astro-ph
XMM-Newton discovery of transient X-ray pulsar in NGC 1313
我们报告的发现和分析的瞬态X射线脉冲星XMMU J031747.5-663010发现在2004年11月23日XMM-牛顿观测的螺旋星系NGC 1313。X射线源在0.3-7 keV能量范围内具有周期P~765.6 s的脉动和接近正弦的脉冲形状，脉冲分数~38%。XMMU J031747.5-663010的X射线谱很硬，在0.3-7 keV能带内符合光子指数约1.5的吸收简单幂律。该源的X射线特性和没有比20等更亮的光学/紫外对应物使我们能够将XMMU J031747.5-663010识别为位于NGC 1313中的吸积X射线脉冲星。它的吸收光度为0.3-7 keV，L~1.6 \times 10^{39} ergs/s，是已知最亮的X射线源之一。基于相对较长的脉冲周期和源的瞬态行为，我们将其归类为Be双星X射线脉冲星候选者。XMMU J 031747.5 -663010是在本星系群之外发现的第二颗X射线脉冲星，在附近的螺旋星系NGC 2403中发现了短暂的18秒脉冲源CXMMU J 073709.1 +653544。
2008-04-02 astro-ph
An XMM-Newton view of the young open cluster NGC 6231 III. Optically faint X-ray sources
本文讨论了非常年轻的疏散星团NGC 6231中具有暗光学对应物的X射线源的性质。从它们在H-R图中的位置，我们发现这些天体的大部分可能由质量在0.3到3.0 M $_{\odot}$的低质量前主序星组成。这些天体的年龄分布表明，NGC 6231中的低质量恒星形成始于1000万年前，并在大约100万至400万年前的恒星爆发事件中达到高潮，当时大部分低质量PMS恒星以及大质量星团成员形成。我们没有发现空间年龄梯度的证据，可以指向一个连续的恒星形成过程。只有少数X射线源的对应物的红化超过了星团的平均值，或者红外颜色表明存在适度的近红外过量。最亮的PMS源的X射线光谱最好用相当硬的热等离子体模型拟合，并且这些源中的很大一部分在其光变曲线中显示耀斑。最亮的X射线耀斑源的衰变时间在2 ~ 16 k之间。NGC 6231中的X射线选择PMS星的$\log{L_{\rm X}/L_{\rm bol}}$值随着热光度的降低而强烈增加，并且可以达到非耀斑源的饱和水平（$\log{L_{\rm X}/L_{\rm bol}} \sim -2.4$），甚至在耀斑期间达到更极端的值。
2007-03-06 astro-ph
Spectral Statistics and Local Luminosity Function of a Hard X-ray Complete Sample of Brightest AGNs
我们测量了HEAO-1全天表中一个完整的明亮活动星系核的限流样本的X射线光谱特性，以研究它们的统计特性，并对活动星系核的硬X射线光度函数（HXLF）亮端和活动星系核的X射线背景布居合成模型提供更大的约束。利用ASCA，XMM-牛顿和/或Beppo-SAX观测数据的光谱研究已经取得了几乎所有的活动星系核在这个样本。光谱测量使我们能够构造中性吸收柱密度（LognH）分布，并将局部宇宙中吸收（LognH [cm-2]> 21.5）和未吸收活动星系核的HXLF分开。我们的研究结果表明，吸收和未吸收AGN的HXLF的形状的差异，在吸收AGN HXLF下降更迅速地在更高的光度比未吸收AGN，这是类似于以前报道的证据。在Lx-nH图中，我们没有发现处于高亮度高本征吸收区（LogLx [erg/s]> 44.5，LognH [cm-2]> 21.5）的活动星系核，如果我们假设吸收和未吸收的活动星系核具有相同的HXLF形状，我们预计大约有5个活动星系核。我们还发现，ASCA或XMM-牛顿观测到的通量比HEAO-1的平均小0.29倍，这是预期的重新观测源的2.5倍的变化幅度尺度。
2006-03-30 astro-ph
The Two-dimensional XMM-Newton Group Survey: z<0.012 groups
我们提出的结果的二维XMM-牛顿集团调查（2dXGS），档案研究附近的星系群。在这篇论文中，我们考虑了Mulchaey等人（2003）提出的11个邻近系统（z<0.012），它们的X射线光度范围很宽，从10^40到10^43尔格/秒。我们测量了这些系统中的铁丰度和温度分布，并推导出压力和熵图。我们发现统计上显着的证据，结构的熵和压力的气体成分的7组在10-20%的水平。XMM-牛顿数据的三组最好的统计数据也表明，斑片状金属分布在中央20- 50千秒差距的最明亮的集团星系，探测2-10千秒差距的分辨率。这提供了深入了解与恒星质量损失的热化相关的过程。对这些星系群的整体性质的分析揭示了X射线暗星系群的一个子类，其特征是具有较高的熵和较低的压力。我们认为，中心椭圆的合并历史是负责的源和所观察到的X射线暗集团的热气体的热力学性质。
2006-11-28 astro-ph
M31 Globular Cluster X-ray Sources: XMM-Newton and Chandra results
本文介绍了利用XMM-Newton和Chandra观测资料对M31球状星团（GC）X射线源进行的观测结果。我们探测到43个X射线源与光学巡天的球状星团候选者相一致。在0.3 - 10 keV能量范围内，各向同性X射线亮度的估计值在~ 10 e35和~ 10 e39 erg/s之间。M31 GC X射线源的光谱特性和变率与M31和银河系中LMXB的光谱特性和变率一致。我们发现，~80%的M31 GC源与多个通量测量可用的时间尺度上，从几天到几年显示出显着的变化。发现GC源的X射线光度函数与M31球壳和盘中点源的光度函数以及银河系GC X射线光度函数有显著的不同。GC源对调查所覆盖的M31区域的亮源计数做出了主要贡献：亮度高于10 e37 ergs/s的源总数的约40%位于GC中，亮度高于10 e38 ergs/s的GC源的比例上升到67-90%。GC源对M31亮源总数的贡献远高于银河系，但令人惊讶地接近早型星系。最明亮的M31 GC源往往位于中央隆起外的大银河系中心距离处。我们发现拥有明亮X射线源的球状星团比M31球状星团的其他部分在光学上更明亮，金属含量更丰富。亮度在~ 10 e38尔格/秒以上的最亮源倾向于存在于更贫金属的星系团中。
2004-02-26 astro-ph
The Obscured X-ray Background and Evolution of AGN
X射线背景在0.5- 5 keV波段被分辨出来，发现主要由未吸收和吸收的活动星系核组成，柱密度<1 e ~（23）。这与局部活动星系核形成对比，在局部活动星系核中，柱密度范围延伸到康普顿厚度的天体，甚至更远（> 1 e24）。通过对Lockman Hole中的XMM-Newton以及CDF-N和S中的Chandra探测到的源的积分发射的叠加分析，揭示了X射线背景的分辨分数在6 keV以上下降，在8 keV以上约为50%。丢失的通量具有高度吸收的活动星系核的光谱，这使得红移1处的柱密度范围可能与当地的柱密度范围相似，并且许多活动星系核尚未在充分研究的领域中被检测到。
2004-10-25 astro-ph
Star Formation, Radio Sources, Cooling X-ray Gas, and Galaxy Interactions in the Brightest Cluster Galaxy in 2A0335+096
本文介绍了利用SOAR光学成像相机对附近（z=0.035）X射线星系团2A 0335 +096中最亮的星系团（BCG）进行的深发射线成像。我们分析长缝光谱，档案VLA，钱德拉X射线，和XMM紫外数据。2A 0335 +096是一个明亮的冷核X射线星团，曾被称为冷却流。在钱德拉X射线观测揭示的高度扰动的核心内，2A 0335 +096拥有一个高度结构化的光学发射线系统。这颗伴星的红移距离BCG不到100 km/s，并且肯定与BCG发生了相互作用，并且很可能与它绑定。光学和射电图像的比较显示，在解析的射电源周围有H-α发射的弯曲灯丝。BCG核和伴星系之间的发射线棒的速度结构提供了强有力的证据，表明在过去的~50万年两者之间的相互作用。射电源的年龄与相互作用时间相似，因此这种相互作用可能引发了一段无线电活动。我们根据Halpha和存档的紫外线数据估计恒星形成率为>7太阳质量/年，这一速度类似于但略低于彼得森和工作人员根据XMM光谱估计的修正后的X射线冷却率10-30太阳质量/年。阿尔法星云局限于一个高X射线表面亮度和低X射线温度的区域。氢-α和X射线气体的详细结构不同。X射线发射峰不是H-α发射峰，也不位于BCG中。射电瓣的估计年龄及其与光学发射线气体的相互作用，冷气体耗尽和积累的估计时间尺度，以及系统中的动力学时间都是相似的，这表明了一个共同的触发机制。
2007-05-11 astro-ph
XMM-Newton observations of M31: X-ray properties of radio sources and SNR candidates
我们提出了正在进行的XMM-牛顿调查的M31的结果。在这次调查中发现的17个X射线源具有明亮的射电对应物，15个X射线源与光学和射电调查的SNR候选者一致。17个射电对应源中有15个，而不是SNR候选源，其光谱特性与背景射电星系/类星体或位于M31的蟹状超新星遗迹的光谱特性相似。剩下的两个源，XMMU J004046.8+405525和XMMU J004249.1+412407，具有软X射线谱，并且与空间分辨的H-α发射区相关联，这使得它们成为M31中的两个新的SNR候选者。假设距离为760 kpc，在我们的样品中，SNR候选者的观测到的吸收X射线光度范围为1 e35至5e 36尔格/秒。在我们的调查中发现的SNR候选者大多具有软X射线谱。最亮源的光谱显示存在发射线，并且可以用kT~0.1-0.4 keV的热等离子体模型拟合。信噪比候选的光谱拟合的结果表明，他们中的大多数应该位于一个相对较低的密度区。研究表明，X射线色-色图可以作为区分本征硬背景射电源和具有软谱的M31中类克拉布信噪比和热信噪比的有用工具。
2004-04-29 astro-ph
The feedback of massive stars on the ISM: XMM-Newton view of the LMC superbubble N51D
N51 D（= DEM L 192）乍看上去是一个近似圆形、直径120 pc的电离气体泡，围绕着LMC OB缔合LH 54。更深入的观察揭示了一个复杂的纤维网和径向膨胀的偏差。使用以N51 D为中心的深XMM-牛顿X射线指向，我们发现扩散的软X射线发射气体填充了整个超级气泡，如H-α细丝所描绘的。与最近对银河风的发现相反，H-α和X射线表面亮度之间的相关性并不好。这种弥漫气体的X射线光谱不能与大麦哲伦星云的丰度模式相吻合，但至少意味着氧和氖的过剩，这与最近从II型超新星中富集的情况一致。一些迹象表明，增强混合在最明亮的区域的H-α壳和开始外流的热气体也被检测到。
2002-11-15 astro-ph
XMM-Newton observations of the M31 northern disk: Properties of selected X-ray sources and diffuse emission
本文介绍了对M31星盘北部的XMM-牛顿巡天观测结果。的光谱和时序分析的结果的37个最亮的源。结合X射线分析的结果与其他波长的可用数据，我们能够分类~ 50%，或37个来源中的19个。在我们的样本中有两个源是以前未知的：硬X射线源XMMU J004415.8+413057和瞬态超软源XMMU J004414.1 +412206。本文报道了在源XMMUJ 004415.8 +413057中发现的周期为197 s的可能的X射线脉动。XMMU J 004415.8 +413057的光谱和时间特性使其成为M31中第一个发现的吸积X射线脉冲星候选者。我们报告的第一个明确的检测软未解决的X射线发射从磁盘的M31。未分辨的辐射遵循旋臂的模式，可以追溯到距离星系中心约0.5度（760千秒差距时约7千秒差距）的地方。未分辨发射的光谱显示出占主导地位的软热分量，可以与~0.3 keV的光学薄的热等离子体发射模型拟合。我们认为，这种弥漫的软X射线分量的重要部分可能代表热弥漫气体的螺旋臂的M31和发射的正常恒星在磁盘的M31。
2004-01-13 astro-ph
XMM-Newton study of hard X-ray sources in IC443
我们目前的\xmm观测硬X射线发射的领域IC 443，超新星遗迹与分子云相互作用。来自场的硬发射由具有2- 10 keV通量$\ga 10^{-14}$ $\enf$的12个隔离源支配。只有一小部分的来源预计是河外或恒星的统计理由，而其他人可能与残余。我们分析了近红外K波段和DSS光学数据的所有检测到的源，发现6个X射线源位于一个相对较小的$15^\prime\times 15^\prime$区域，有很强的2.2 $μ{\rm m}$红外发射，表明与分子云的相互作用。1 SAX J 0618.0 +2227是这个区域中最亮的一个（不包括plerion），用\xmm将其分解为两个源，其中一个源是扩展的，具有硬幂律光谱光子指数$\lsim$ 1.5），并显示出一些谱线特征（例如Si）的迹象，而另一个源是点状的，具有更陡的光子指数$\sim$ 2.2的无特征光谱。的SNR和分子云之间的相互作用的一些离散源的可能的解释进行了讨论。
2003-01-08 astro-ph
Origin of the X-ray Quasi-Periodic Oscillations and Identification of a Transient Ultraluminous X-Ray Source in M82
星暴星系M82包含两个超亮X射线源（ULX）：CXOM 82 J095550.2+694047（=X41.4+60）和CXOM 82 J095551.1+694045（=X42.3+59），这两个超亮X射线源无法被XMM-牛顿解析。我们重新访问了M82的两个XMM-牛顿观测，并使用已知的钱德拉源位置分析了表面亮度轮廓。我们发现，XMM-牛顿探测到的准周期振荡（QPO）起源于M82中最亮的X射线源X41.4+60。校正未分辨源的贡献后，2001年5月6日频率为55.8+/-1.3 mHz的QPO的分数均方根振幅为32%，2004年4月21日频率为112.9+/-1.3 mHz的QPO的振幅为21%。QPO频率可能与源通量相关，类似于XTE 1550-564和GRS 1915+105中的C型QPO，但亮度高两个数量级。X42.3+59是M82中第二亮的源，在2001年5月6日显示出惊人的高通量，在2-10 keV波段的通量为1.4E-11 ergs/cm^2/s。X42.3+59的七年光变曲线显示出超过1000倍的极端变化;在钱德拉的几次观测中没有发现该源。这种短暂的行为表明吸积来自一个不稳定的磁盘。如果伴星是大质量的，就像在年轻恒星环境中所预期的那样，那么这个紧凑的物体很可能是IMBH。
2007-06-21 astro-ph
XMM-Newton EPIC observations of Her X-1
本文介绍了利用XMM-Newton上的EPIC探测器获得的中子星双星Her X-1的自旋分辨X射线数据。这些数据是在35天岁差周期的三个不同时期采集的。这个源的能量依赖的光变曲线从一个时期到另一个时期变化很大。已知软X射线（<1 keV）和硬X射线（> 2keV）的相对相位变化。在这里，我们发现，软，硬带之间的相移在主状态是相当不同的，从过去观察到的。此外，在其他两次观察期间，它继续发生重大变化。这表明，我们第一次观察到，它的实质性和连续的变化，在倾斜的磁盘，因为它是预期的，如果吸积盘是旋进的系统。对自旋分辨数据的分析证实，在6.4keV处的Fe-K荧光线的等效宽度随主态软X射线发射的变化而变化，从而表明Fe-K线和热分量有共同的起源.当源最亮时，Fe K线相当宽。
2002-09-02 astro-ph
High Resolution X-ray Spectroscopy of Seyfert 2 Galaxies
塞弗特2星系的X射线谱学研究为研究活动星系核的环核环境提供了很好的手段。钱德拉和XMM-牛顿的光栅实验现在已经提供了几个最亮的塞弗特2的第一个高分辨率光谱。我们目前的钱德拉HETG数据Markarian 3和XMM牛顿RGS数据NGC 1068。在这两种情况下，光谱主要是由发射线，由于光电离，光激发和荧光后的辐射复合。没有证据表明碰撞加热的气体有任何重大贡献。
2001-07-12 astro-ph
On the origin of soft X-rays in obscured AGN: answers from high-resolution spectroscopy with XMM-Newton
我们目前的高分辨率软X射线（0.2-2 keV）光谱研究的69个附近的模糊活动星系核（AGN）的样品与XMM-牛顿板上的反射光栅光谱仪（RGS）观察到的结果。这是迄今为止使用该技术研究的最大样本。我们的研究的主要结论可以概括如下：a）在我们的样品中，大约36%的物体中检测到窄的辐射散射连续（在26%的物体中，它们的本征宽度<10 eV）; b）相对于纯光电离，高阶跃迁通常被增强，表明共振散射在电离/激发平衡中起着重要作用。这些结果支持的情况下，即活跃的核是负责的X射线“软过剩”几乎无处不在地观察到在附近的模糊AGN通过光电离的环核气体。他们在统计学的基础上证实了从样品中最亮光谱的详细研究中得出的结论。此外，我们提出了一个标准来统计区分活动星系核光电离源和星爆星系，根据OVII的氦-α三重态（一旦归一化为OVIII的Ly-alpha）的禁用组件的强度，再加上积分亮度在氦和H-类氧线。
2006-10-24 astro-ph
Tracing a Z-track in the M31 X-ray Binary RX J0042.6+4115
对M31核的4个XMM-Newton观测（间隔6个月）表明，最亮点X射线源RX J 0042.6 +4115的0.4-10 keV光度为~5 × 10^38 erg/s，在包括硬耀斑在内的~100 s时间尺度上，其强度和X射线谱表现出显著的变化;这种行为只在我们银河系的Z源和瞬态黑洞双星中观察到。光变曲线，X射线光谱和硬度强度数据从四个XMM-牛顿观测都强烈表明，它是一个Z-源，使已知的Z-源的总数为9。
2003-09-26 astro-ph
The X-ray Background and AGNs
深X射线巡天表明，宇宙X射线背景（XRB）主要是由于在宇宙时间上积分的超大质量黑洞的吸积。这些调查已解决了80%以上的0.1-10 keV的X射线背景到离散源。光学光谱鉴定表明，产生大量的X射线背景的来源是一个混合物的未遮蔽（1型）和遮蔽（2型）活动星系核，所预测的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活动星系核的红移分布峰值（z~0.7）远低于ROSAT数据，新的X射线光度函数表明Seyfert星系的空间密度峰值明显低于类星体的空间密度峰值。它示出在这里，低红移峰适用于吸收和未吸收的活动星系核，也被认为是在0.5-2千电子伏波段单独。先前的研究结果的一个强烈的依赖性的部分2型活动星系核的光度证实了更好的统计。初步结果从800千秒XMM-牛顿观测的洛克曼洞进行了讨论。
2003-10-28 astro-ph
An XMM-Newton observation of the globular cluster Omega Centauri
本文报道了2001年8月13日对球状星团欧米茄星团进行的XMM-牛顿EPIC观测。我们已经探测到11个和27个在核心和半质量半径的微弱X射线源，在0.5-5 keV范围内搜索到亮度为1.3 x 10^{31} erg s^{-1}。大多数辐射源的X射线辐射热光度在~ 10^{31}-10 ^<$32}尔格·秒^{-1}之间。我们提出的颜色-颜色和硬度-强度图的源样本，以及高品质的EPIC光谱的最明亮的对象的领域，包括两个候选人激变变星（CV）的核心和静止的中子星低质量的X射线二元候选人。后者的光谱对象完全支持他们以前的分类。我们发现，大部分的来源是硬的，光谱相似的CV。软暗源的缺乏可能与星团中没有毫秒双星有关。XMM-Newton观测揭示了在星系团核心之外存在着大量的源，在那里已经发现了几颗RS CVn双星。我们还分析了2000年1月24- 25日Chandra ACIS-I的观测结果，以改进XMM-Newton源的位置，并寻找两个数据集之间的源强度变化。63个XMM-Newton源具有Chandra对应源，并且半质量半径内的15个源已显示出时间变异性。总体而言，欧米茄Cen中微弱X射线源的一般性质表明它们主要是CV和活动双星（RS CVn或BY Dra）。
2002-12-06 astro-ph
A variable Quasi-Periodic Ocillation in M82 X-1. Timing and spectral analysis of XMM-Newton and RossiXTE observations
我们报告的结果，从光谱和定时分析M82 X-1，已知的最亮的超亮X射线源之一。本文介绍了2004年4月对M82 X-1进行的新的105 ks { \it XMM-Newton}观测和{ \it RossiXTE}观测的资料。在{ \it XMM}光谱中存在非常软的热分量。虽然不可能排除来自宿主星系的残余污染，但用标准吸积盘模拟它将意味着黑洞质量为$\approx 10^3 M_{\odot}$。还在典型的用于荧光Fe发射的能量处检测到发射线。{ \it XMM}观测的功率密度谱显示了频率为113 mHz的可变QPO，其性质与Strohmayer和Mushotzky（2003）发现的类似。QPO也在7个存档的{ \it RXTE}观测中发现，包括Strohmayer & Mushotzky（2003）和Fiorito & Titarchuk（2004）分析的观测。将这个QPO的性质与银河系黑洞候选者中观察到的各种类型的QPO的性质进行比较，强烈表明与C型低频QPO的关联。将频率与黑洞质量成反比，观测到的QPO频率范围（从50到166 mHz）将产生几十到1000 $M_\odot$之间的黑洞质量。
2005-09-27 astro-ph
2003--2005 INTEGRAL and XMM-Newton observations of 3C 273
本文的目的是研究类星体3C 273宽带光谱的演化。我们分析了2003- 2005年在紫外、X射线和软伽马射线波段对blazar 3C 273进行准同步积分和XMM监测期间获得的数据，并在源长期演化的背景下研究了结果。该源的0.2-100 keV能谱符合软截止幂律和硬幂律的组合。如果用黑体或圆盘反射模型代替软截止幂律，则拟合没有改善。在观测期间，源已达到硬X射线域中的光子指数为$Γ=1.82\pm 0.01$的历史最软状态。将我们的数据与前几年可用的存档X射线数据进行比较，我们发现源朝向较软X射线发射的长期演变（光子指数在过去三十年中增加了$ΔΓ\simeq 0.3-0.4$）。我们认为，现有的理论模型进行了显着修改，以占所观察到的光谱演变的来源。
2007-01-29 astro-ph
Unveiling the nature of the highly obscured AGN in NGC5643 with XMM-Newton
我们目前的结果，从XMM牛顿观测附近的塞弗特2星系NGC 5643。原子核在2 keV以上呈现出非常平坦的X射线连续谱，以及突出的K-α荧光铁线。这表明严重的遮蔽。我们测量了吸收柱密度N_H，其范围为6-10 × 10^{23} atoms/cm/cm，或者直接覆盖核发射，或者覆盖其康普顿反射。在后一种情况下，我们可能会观察到一种相当不寻常的吸收体几何形状，来自环面内部远侧的反射反过来又被其近侧的外部大气所掩盖。然后，核辐射可能被康普顿厚度的吸收体覆盖，或者经历低活性的瞬态。位于NGC 5643光学表面外围的第二个源（本文命名为“X-1”）在X射线中超过了原子核。如果属于NGC 5643，它是第三亮（L_X ~ 4 x 10^{40} erg/s）已知的超亮X射线源。与NGC 5643过去的大口径光谱比较，揭示了1 keV以上的X射线光谱的巨大变化。我们解释它们是由于活动核和源X-1的固有X射线功率的变化，分别为>10和5的因子。
2004-08-17 astro-ph
