Chandra observation of the core of the galaxy cluster AWM7
我们目前的结果从钱德拉观测附近的X射线明亮的星系团AWM 7的核心区域。在cD星系NGC 1129的10 kpc（20“）范围内，在2- 10 keV的能带中，可以看到斑点状的子结构，最亮的子峰的空间范围超过4kpc。我们还注意到，中心软X射线峰从光学中心略微偏移1 kpc。这些结构在光学、红外或无线电波段没有相关特征。硬次峰的能谱表明温度高于3 keV，金属丰度小于0.3太阳能，或光子指数为1.2的幂律谱。硬度比图和窄的Fe-K带图像共同表明两个富铁斑点对称地位于cD星系周围，方向垂直于次峰方向。在更大的尺度上（r<60 kpc），温度从4 keV逐渐下降到2 keV，向星团中心，金属丰度急剧上升，在r=7 kpc时达到1.5太阳能的峰值。这些结果表明，在AWM 7的中心区域正在进行一个动力学过程，这可能会产生加热的气体斑点和驱动金属注射。
2003-06-17 astro-ph
Effect of turbulent diffusion on iron abundance profiles
我们比较了一个简单的模型，涉及从最亮的星系和随机气体运动的金属喷射和随后的扩散金属的预测的一个小样本的组和集群的观测到的峰值铁丰度的配置文件。扩展Rebusco等人（2005）的分析，我们发现，对于样本中8个对象中的5个，需要$10^{29}$ cm $^{2}$ s $^{-1}$数量级的有效扩散系数。对于AWM 4，Centaurus和AWM 7，结果是不同的，这表明金属在整个集群中扩散的过程中存在很大的不稳定性。扩散系数对体系质量的依赖性不明显。我们还估计了特征速度和空间尺度的气体运动需要平衡的冷却损失的耗散相同的气体运动。通过比较观测到的ICM中由中心活动星系核（AGN）膨胀的射电泡的大小和导出的空间尺度表明，AGN/ICM相互作用对星系团核心中的气体运动有重要的贡献（如果不是主导的话）。
2006-08-23 astro-ph
Evidence for Resonance Line Scattering in the Suzaku X-ray Spectrum of the Cygnus Loop
我们提出了一个分析朱雀观测的东北边缘的天鹅座圈超新星遗迹。朱雀X射线CCD相机的高探测效率和高光谱分辨率使我们能够探测到天鹅座环的高电离C和N发射线。鉴于朱雀视场内的重要等离子体结构，我们根据ROSAT观测选择了最软的区域。朱雀光谱数据的特点是由一个两个组件的非平衡电离模型与不同的最佳拟合值的电子温度和电离时标。除O外，C ~ Fe丰度均为太阳丰度的0.23倍。与其他重元素相比，O的丰度相对减少了2倍。我们发现，共振线散射光学深度的强烈共振线的O是显着的，而其他共振线的光学深度是不显着的，它仍然需要考虑到准确的丰度测定。
2008-01-29 astro-ph
X-Ray Study of Temperature and Abundance Profiles of the Cluster of Galaxies Abell 1060 with Suzaku
用朱雀星对Abell 1060星系团的中心区和20'东偏区进行了观测。空间分辨X射线光谱分析揭示了Abell 1060在27' ~ 380; /h_70 kpc范围内的温度和丰度分布，对应于~ 0.25; r_180。团簇内介质的温度从中心的3.4 keV下降到外围区域的2.2 keV。Si、S和Fe的丰度也从中心向外减少50%以上，而Mg在r <17 '内在~ 0.7太阳能处呈现相当恒定的丰度分布。O在中心区（r~ 6 '）的丰度较低，约为0.3太阳能，与Mg有相似的特征，但对外环（r ~ 13'）kT_1 ~ 0.15keV和kT_2 ~ 0.7keV的银河系分量的贡献比较敏感。系统的影响，由于点扩散函数的尾巴，污染的XIS过滤器，仪器背景，宇宙和/或银河X射线背景，和假设的太阳丰度表仔细检查。在r <13 '时，对温度和Si、S、Fe丰度的计算结果与XMM-Newton的结果一致。在此基础上讨论了团簇的形成和金属富集过程。
2007-01-11 astro-ph
X-ray Halo Around the Spiral Galaxy NGC 4631 Observed with Suzaku
朱雀号观测到的边缘螺旋星系NGC 4631证实了它的X射线晕从银盘延伸到大约10千秒差距。XIS光谱给出了盘和晕区的温度和金属丰度。观测到的O，Ne，Mg，Si和Fe的丰度模式与II型超新星的金属产量一致，晕中包含的O质量约为1E6 Msun。这些特征意味着II型超新星产生的富含金属的气体非常有效地被带入晕圈区域，很可能是通过星系风。温度和金属丰度可能受到电荷交换和灰尘的影响。获得了硬X射线通量的上限，对应于高于0.5 μ G的磁场。
2008-08-31 astro-ph
Suzaku observations of metallicity distribution in the intracluster medium of the NGC 5044 group
使用朱雀卫星上的XIS仪器研究了NGC 5044群内介质中的金属丰度分布，直到0.3 r_180。高精度地测定了O、Mg、Si、S和Fe的丰度。在距中心0.05r_180半径范围内，Mg、Si、S和Fe的丰度近似太阳能，O/Fe比值约为0.5--0.6太阳能单位。在外围区域，Fe丰度逐渐下降到0.3太阳能。Mg、Si和S的径向丰度分布与Fe相似，而O的径向丰度分布似乎较平坦。当r>0.05 r_180时，O的质量密度分布与Fe的不同，呈现出类似于星系光度密度分布的肩状结构。NGC 5044中O和Fe的质光比是星系群中最大的之一，但它们仍然小于富星系团中的质量比。这些丰度特征可能反映了这个中心有一个巨大椭圆星系的松弛星系群的金属富集历史。
2008-10-31 astro-ph
Suzaku Observation of Group of Galaxies NGC 507: Temperature and Metal Distributions in the Intra-cluster Medium
利用朱雀卫星研究了NGC 507星系群中团内介质的温度和丰度分布。所观察到的同心环形光谱，以及ICM的两个温度模型的代表，我们发现更陡峭的丰度梯度Mg，Si，S和Fe相比，O在中心区域。发现α-元素与铁的绝对比值与其他组和贫簇中的相似。我们计算了NGC 507的Fe，O和Mg的金属质光比（IMLR，OMLR，MMLR），并对不同系统的值进行了比较。更热和更富的系统倾向于显示更高的IMLR、OMLR和MMLR值。首次用朱雀细胞测量了外区的OMLR和MMLR，而IMLR与ASCA细胞一致。我们还研究了硬度比的二维图，但没有发现明显偏离圆对称。
2008-05-19 astro-ph
Suzaku observation of the metallicity distribution in the intracluster medium of the Fornax cluster
利用朱雀卫星上的XIS仪器研究了天炉座星团的金属丰度分布。O、Mg的K壳层线清晰分辨，O、Mg、Si、S、Fe的丰度测定准确。在NGC 1399的4'半径范围内，Fe、Si和S的丰度接近太阳，O/Fe和Mg/Fe的丰度比分别约为0.4- 0.5和0.7太阳单位。在半径为6'~ 23'的外围区域，Fe和Si的丰度下降到0.4--0.5太阳级，在该区域内没有明显的梯度。O/Fe和Mg/Fe的丰度比与中心区一致。我们还测得NGC 1404周围的Fe丰度近似于太阳，O、Ne和Mg的丰度是Fe水平的0.5- 0.7倍。在NGC 1399和NGC 1404的130 kpc范围内，Fe的显著相对增强表明起源于SN Ia，与反映恒星金属丰度的O，Ne和Mg物种相反。在NGC 1399的130 kpc范围内，O和Fe的质光比富星系团低一个数量级以上，反映了这个贫星系团的金属富集历史。
2006-09-04 astro-ph
Suzaku Observation of HCG 62: Temperature, Abundance, and Extended Hard X-ray Emission Profiles
本文报道了用朱雀XIS和HXD PIN对一个致密星系群HCG~62（$z=0.0145$）的120 k S观测结果。用变丰度的双温{ \it vapec}模型，结合前景银河系成分，对4个环形区的XIS谱进行了拟合。银河系分量被限定为在四个环中具有共同的表面亮度，双温{ \it apec}模型优于单温模型。我们证实了Chandra和XMM-牛顿报告的群内介质的多温度性质，在硬度图像中半径为3.3- 6.5 $'$的甜甜圈状高温环。我们发现Mg、Si、S和Fe的丰度相当强。我们检查了中心西南方向$\sim 2'$可能的“高丰度弧”，但朱雀的数据没有证实这一点。我们怀疑这是将该区域的过量热成分错误识别为Fe线。仔细的背景研究表明，在5- 12 keV的XIS和12- 40 keV的HXD-PIN中，ASCA以前报告的扩展硬X射线没有阳性检测，尽管我们的上限没有排除ASCA结果。有迹象表明，$r<3.3'$区的X射线强度比标称CXB水平（5- 12 keV）高出$70\pm 19$ %，Chandra和Suzaku的数据表明，这种过量的大部分可能是由于平均光子指数为$Γ=1.38\pm 0.06$的硬X射线源的集中。导出了各组气体中O、Fe和Mg的累积质量和金属质光比，并与其他各组进行了比较。活动星系核或星系合并在这组可能的作用进行了讨论。
2007-11-09 astro-ph
Suzaku Reveals Helium-burning Products in the X-ray Emitting Planetary Nebula BD+303639
BD+303639是在X射线能量下最明亮的行星状星云，是由2005年7月10日发射升空的X射线天文台朱雀观测到的。利用X射线成像光谱仪首次分辨了C Ⅵ、O VII和O VIII的K线，并测定了C/O、N/O和Ne/O丰度比。C/O和Ne/O丰度比分别超过太阳值至少30和5倍。这些结果表明，X射线主要由氦壳燃烧产物发射。
2006-07-07 astro-ph
Constraining the Role of SN Ia and SN II in Galaxy Groups by Spatially Resolved Analysis of ROSAT and ASCA Observations
我们提出了模拟的结果，在星系群HCG 51，HCG 62和NGC 5044，并在穷人集群AWM 7，使用ASCA SIS和ROSAT数据的气体性质的分布。ASCA数据的光谱质量允许解析几种元素丰度的径向分布。在除了HCG 51之外的所有系统中，我们都看到了中心冷却流，以及金属丰度随半径的普遍下降。铁与α元素丰度的比值变化很大，与理论超新星产量相比，表明Ia型超新星对星系际介质（IGM）的金属丰度有重大贡献。这在组内以及集群AWM 7的大部分区域都可以看到。从超新星进入IGM的总能量可以从我们的结果中计算出来，通常是气体热能的20- 40%，主要来自SNe II。我们的研究结果支持的想法，SN II喷出物已更广泛地分布在IGM，可能是由于星系风的作用，和较低的铁质轻比组表明，一些这样的富集气体已完全失去了从较浅的潜在井的较小的系统。
1999-01-09 astro-ph
Temperature and Metallicity in the Intra-cluster Medium of ABELL 262 observed with Suzaku
利用朱雀卫星对Abell 262星系团进行了观测，研究了团内介质的温度和丰度分布。Abell 262是一个明亮的，附近的贫穷星系团，ICM温度约为2 keV，因此提供了有关星系团和星系团之间ICM性质联系的有用信息。中心区域的观测光谱可用两个温度模型来描述，而外围区域的观测光谱则用单一温度模型来描述。用XIS仪器不仅直接测量了Si、S和Fe线，而且还测量了O和Mg线，并首次获得了~0.43 r_180的外部区域的丰度。我们发现陡峭的梯度Mg，Si，S和Fe的丰度，而O显示几乎平坦的丰度分布。发现α-元素与Fe的绝对比值与其他簇和组的相似。我们计算出ICM富集的II型与Ia型超新星的数量比为3.0 ± 0.6，在0.1 r_180范围内，该值与其他星团和群的值一致。利用Abell 262成员星系的B波段和K波段光度计算了Fe、O和Mg的金属质光比（IMLR、OMLR、MMLR）。导出的MLRs与kT = 3-4 keV的其他簇的MLRs相当。
2008-10-21 astro-ph
Compton-thick AGN and the Synthesis of the Cosmic X-ray Background: the Suzaku Perspective
我们讨论了康普顿厚的活动星系核的丰度估计的宇宙X射线背景的最新人口合成模型。到目前为止，这些难以捉摸的物体中只有一小部分被探测到，这与模型的预期相符。本文简要评述了朱雀星宽带探测器的发展前景。
2007-04-11 astro-ph
Suzaku Observation of Diffuse X-ray Emission from the Carina Nebula
我们研究了2005年8月29日由朱雀CCD相机XIS拍摄的船底座星云的扩展X射线发射。X射线形态、等离子体温度和等离子体吸收与早期爱因斯坦的结果一致。朱雀光谱新揭示了包括氧在内的各种物质的发射线，但不是氮。这一结果限制了N/O比显着较低，与演化的大质量恒星风相比，这表明扩散发射起源于一个古老的超新星遗迹或多个超新星遗迹产生的超级壳。在0.3-2 keV之间，海山二南北侧的X射线谱有明显的差异。南谱显示铁离子的L壳层线和硅离子的K壳层线较强，而北谱显示它们较弱。这意味着南部地区的硅和铁丰度比北部地区高2-4倍。丰度的变化可能是由SNR喷出物产生的，或者与恒星形成核心周围的尘埃形成有关。
2006-10-02 astro-ph
Suzaku Observations of the cluster of galaxies Abell 2052
本文介绍了朱雀XIS对弛豫星系团Abell 2052的观测结果。偏移指向数据被用来估计银河系前景发射的方向集群。显著的软X射线过量发射高于这一前景，集群内的介质发射，和其他背景成分的光谱和径向确认和解决。这种过剩可以通过（a）已知银河系发射成分的局部变化或（b）温度约为0.2 keV的额外热成分来描述，可能与星团有关。在距离团簇中心\sim 20 in半径（维里半径的60%左右）内测量团簇内介质的径向温度和金属丰度分布。在半径为\sim 15“处，温度径向下降到峰值的0.5-0.6。在观测区域的平均气体质量加权金属丰度被发现是0.21 +- 0.05倍太阳。
2008-04-01 astro-ph
X-ray Emitting Ejecta in Puppis A Observed with Suzaku
利用朱雀X射线成像光谱仪对银河系超新星船尾座A的中、东部进行了5次观测，发现了船尾座A中的发射X射线的喷出物。一个大约3'5'，双峰区在北部中心被发现是高度富集硅和其他元素相对于其余的残余。另外，X射线拟合丰度远低于太阳值。虽然喷射物增强区域显示出相对元素丰度的一些变化，但几乎没有证据表明在遗迹的成像部分中一种元素比其他元素有非常强烈的增强，除了可能在遗迹南部中心的O和Ne增强区域。有没有空间之间的相关性紧凑[O III]发射喷出物结看到光学和X射线中看到的丰度增强，虽然它们位于同一附近。拟合柱密度图显示了残留物上的强烈变化，这与早期的X射线光谱硬度图相呼应。电离年龄（适用于单一温度模型）是急剧上升的山脊后面的东北-东部边界的残留物，并可能与沿该边界的强分子云相互作用。相比之下，温度图显示的变化相对较弱。
2007-12-19 astro-ph
The Suzaku Observation of the Nucleus of the Radio-Loud Active Galaxy Centaurus A: Constraints on Abundances of the Accreting Material
2005年，朱雀号观测到活动星系核半人马座A的射电噪声，产生了一个宽频带的光谱，范围从0.3到250千电子伏。筛选后的净曝光时间为：每个X射线成像光谱仪（XIS）相机70 ks，硬X射线探测器（HXD）PIN为60.8 ks，HXD-GSO为17.1 ks。硬X射线符合两个斜率相同的幂律，分别被1.5和7 * 10^{23} cm^{-2}的柱吸收。的频谱是一致的，与以前的建议，幂律组件是X射线发射的次pc VLBI喷气和邦迪吸积的核心，但它也是一致的部分覆盖的解释。软带主要由扩散等离子体的热发射，并适合由两个温度VAPEC模型，加上第三次幂律分量来解释散射核发射，喷流发射，并从X射线双星和其他点源的发射。探测到Fe、Si、S、Ar、Ca和Ni的窄荧光发射线。Fe K α谱线宽度给出了从黑洞到谱线发射气体的距离的200光日的下限。Fe，Ca和S K壳层吸收边检测。元素丰度通过荧光和扩散等离子体发射线的吸收边深度和强度来约束。环核物质的高金属丰度（[Fe/H]=+0.1）表明，它不可能起源于相对贫金属的外晕，除非发生了局部恒星形成的富集。相对丰度与II型和Ia型超新星的富集相一致。
2007-07-02 astro-ph
Suzaku Observations of the North Polar Spur: Evidence for Nitrogen Enhancement
本文介绍了利用朱雀X射线卫星上的X射线成像光谱仪（XIS）对北极脊的观测结果。这是一个在银河平面上方投射的大范围增强的软X射线和无线电发射，可能是由附近的斯科-岑OB星协的一系列超新星和恒星风产生的。低于1 keV的XIS的特殊灵敏度和光谱分辨率允许对低能谱线进行前所未有的探测，包括CVI（0.37 keV）和NVII（0.50 keV），并且我们首次探测到了高度电离的氮。对于这个指向最亮的3/4 keV发射的单（l = 26.8度，b = +22.0度），最佳拟合的CO2排放模型意味着热（kT ~ 0.3 keV），碰撞电离平衡（CIE）等离子体，具有小于0.5太阳能的耗尽的C、O、Ne、Mg和Fe丰度，但具有增强的N丰度，其中N/O = 4.0 ± 0.4，-0.5倍太阳能。气体的温度和总热能表明被一颗或多颗超新星加热，而氮丰度的增加最好解释为经过CNO循环处理的恒星物质的富集。由于发展AGB星所需的时间，我们得出结论，这种N/O增强不能引起的斯科-岑OB协会，但可能会导致从以前的浓缩插曲在太阳附近。
2007-08-30 astro-ph
Suzaku and XMM-Newton Observations of Diffuse X-ray Emission from the Eastern Tip Region of the Carina Nebula
用朱雀XIS对船底座星云东端区域进行了77 k s的观测，以进行扩展X射线发射的高精度光谱研究。利用XMM-Newton EPIC数据对点源进行了探测。XIS探测到来自整个视场的强扩展X射线发射，其通量为$0.7\sim4\times10^{-14}$ erg s $^{-1}$ arcmin $^{-2}$，为0.2- 5 keV。发射具有斑点状结构，与中红外图像中观察到的电离气体细丝一致。天体物理背景和探测到的点源的贡献是微不足道的。因此，发射本质上是漫射的。扩散发射的X射线光谱由具有0.3和0.6 keV的温度和2 $\times10^{21}$ cm $^{-1}$的吸收柱密度的双温度等离子体模型表示。X射线发射显示正常的氮氧丰度比和高的铁氧丰度比。光谱推导的参数，如温度和柱密度，是常见的$η$车附近的扩散X射线发射。因此，这两个场中的漫射X射线发射可能具有相同的起源。光谱拟合的结果进行了讨论，以约束的背景下，恒星风和超新星的起源。
2008-09-20 astro-ph
Diffuse X-ray Emission from the Carina Nebula Observed with Suzaku
一些巨大的HII区与软扩散X射线发射有关。其中船底座星云拥有最明亮的软漫射辐射。所需的等离子体温度和热能可以通过碰撞或终止主序星或嵌入的年轻O星的快风来产生，但扩展的发射通常是在远离大质量星团的区域观察到的。X射线发射的来源不明。朱雀星上搭载的XIS CCD相机具有迄今为止扩展软源的最佳光谱分辨率，因此能够测量软波段的关键发射线。朱雀号分别于2005年8月和2006年6月对船底座星云（Car-D1）的核心和东侧进行了观测。核心南部和Car-D1的光谱同样显示出强的铁离子L-壳层线和硅离子K-壳层线，而在核心北部，这些线要弱得多。用吸收的薄热等离子体模型拟合的光谱显示kT~0.2，0.6keV和NH~1- 2 e ~（21）cm ~（-2），其中氧、镁、硅和铁的丰度变化为2-3倍。等离子体可能起源于一颗古老的超新星，或者是多颗超新星的超级壳层。
2007-04-03 astro-ph
Suzaku Observation of the Ophiuchus Galaxy Cluster: One of the Hottest Cool Core Clusters
我们提出了分析朱雀观测的蛇夫座星系团。我们确认了这个星系团有一个很冷的核心。当团内介质（ICM）的温度向中心降低时，金属丰度增加。除了核心（r<~50 kpc），星系团是热的（~9-10 keV），当r<~1 Mpc时几乎是等温的;后者与以前的研究相矛盾。我们没有探测到星系团中ICM红移的变化，速度差的上限为3000 km/s。X射线谱中的铁谱线比率表明ICM已达到电离平衡态。从这些结果中，我们得出结论，蛇夫座星系团不是一个主要的合并集群，但最热的集群之一，具有一个冷的核心。我们得到的上限的非热发射的集群，这是符合最近声称的检测与INTEGRAL和最近的上限与斯威夫特/BAT。如果星系团有明亮的非热辐射，正如INTEGRAL测量所建议的那样，它可能不是由于最近的一次主要的星系团合并。
2008-06-23 astro-ph
Suzaku observations of the hard X-ray variability of MCG-6-30-15: the effects of strong gravity around a Kerr black hole
朱雀，第一次，使硬X射线可变性的塞弗特1星系MCG-6-30-15被测量。在14-45 keV波段，这是由一个强反射峰为主的可变性，淬火相对于在几个keV。这直接证明了整个反射光谱的变化比幂律连续谱小得多。宽带光谱的变化可以分解成两个组成部分-一个高度可变的幂律和恒定的反射-如先前推断的其他观测在2-10千电子伏波段。强烈的反射和高的铁丰度产生了一条强烈的宽铁线，这要求圆盘的内半径大约为2个引力半径。我们的结果与光弯曲模型的预测是一致的，该模型在非常接近快速旋转的黑洞的地方产生了非常强的引力效应。
2006-09-19 astro-ph
Suzaku Observations across the Cygnus Loop from the Northeastern to the Southwestern Rim
我们已经观察到天鹅座环从东北（NE）边缘到西南（SW）边缘使用朱雀在10点，这是刚刚北部的先前XMM牛顿观测。将获得的观测数据划分为45个矩形区域，其中宽度被配置为使得每个区域保持8000个$-$ 12000光子。用单kTe组分非平衡电离（NEI）模型或双kTe组分NEI模型对每个区域的光谱进行拟合。两kTe分量模型在几乎所有的非边缘区域中产生显著更好的拟合。从丰度和通量判断，高kTe组分（$-$ 0.8keV）应是喷出物的来源，而低\kTe组分（$\sim$ 0.3keV）则来自上扫物质。我们发现，在环中心的西南方，被扫起的物质壳层非常薄。结合以前的观测，我们估计这个薄壳区域的直径为$1^{\circ}$。在天鹅座圈的中心位置，O、Ne和Mg的喷出物分布较为均匀，Si和Fe的喷出物分布较为集中，而O、Ne和Mg的喷出物分布较集中，而Si和Fe的喷出物分布较集中，主要集中在天鹅座圈的西南部。我们计算了各种金属的质量，并估计天鹅座环的起源是12- 15 M的$_\odot$核心坍塌爆炸。
2008-10-29 astro-ph
Suzaku Observation of Two Ultraluminous X-Ray Sources in NGC 1313
2005年9月15日，朱雀号在附近的Sb星系NGC 1313中观测到两个超亮X射线源（ULX），分别命名为X-1和X-2。在净曝光量为28千秒的观测期间（但总时间跨度为90千秒），两个天体的强度变化约为50%。X-1和X-2的0.4- 10 keV X射线亮度分别测量为$2.5 \times 10^{40}~{\rm erg~s^{-1}}$和$5.8 \times 10^{39}~{\rm erg~s^{-1}}$，前者是该ULX有史以来报道的最高亮度。X-1的光谱可以解释为一个强大的和可变的幂律分量与高能量的截止，和一个稳定的黑体与最内层的磁盘温度为$\sim 0.2$ keV。这些结果表明，X-1处于“非常高”的状态，在这种状态下，圆盘发射是强烈的康普顿化。NGC 1313中朝向X-1的吸收体被认为具有太阳下的氧丰度。X-2的光谱在其较暗的相位中最好地由最内侧盘温度为1.2- 1.3keV的黑体模型表示，并且随着源变得更亮而变得更平坦。因此，X-2被解释为处于slim-disk状态。这些结果表明，这两个ULX有几十到几百个太阳质量的黑洞质量。
2006-10-06 astro-ph
Suzaku Observation of the RCW86 Northeastern Shell
本文报道了RCW 86东北壳的Suzaku结果。通过空间和光谱分析，我们将X射线分离为三个不同的分量：低温（kT_e~0.3keV）和高温（kT_e~1.8keV）等离子体以及一个非热分量，发现它们的空间分布是不同的。在东边缘，低温等离子体占主导地位，而非热辐射在与东边缘空间相连的东北边缘最亮。高温等离子体中含有~6.42keV（低电离铁的K α）谱线，在东边缘的内部区域增强，与非热X射线（东北方向）没有空间相关性。因此，Fe-K α线与非热辐射无关，而是由反向激波加热到高温的富铁喷出物产生的。由于低温等离子体的金属丰度低于太阳，因此该成分最有可能的来源是被冲击波加热的星际介质。非热X射线的幂律指数约为2.8，很可能是同步辐射。解释这些形态和光谱的一种可能的情况是：在OB星协的一个薄腔中，一个快速移动的冲击波最近在东部区域与一个致密的星际介质或云碰撞。结果，在这一内部的反向冲击波减速，到达喷发物的富铁区域并加热。另一方面，在东北边缘，冲击波仍然快速移动，并加速高能电子发射同步加速X射线。
2009-04-17 astro-ph
The Suzaku Observations of SS Cygni in Quiescence and Outburst
我们目前的结果，从朱雀观测的矮新星天鹅座SS在平静和爆发在2005年11月。由于HXD PIN探测器的高灵敏度和XIS的高光谱分辨率，我们以前所未有的精度确定了等离子体的参数。静止时血浆最高温度为20.4 ± 4.0-2.6（stat.）+/- 3.0（系统）6.0 ± 0.2 - 1.3keV的爆发时的能量显著高于爆发时的能量。中Z元素（Si，S，Ar）的元素丰度接近太阳，而较轻和较重元素的丰度均下降。氧和铁的吸收系数分别为0.46和0.37太阳能。碳的辐射非常高，至少是2个太阳能。反射镜对着光学薄热等离子体的立体角为Ω/2π= 1.7+/-0.2（stat.）+/-0.1（系统）在寂静中一个6.4 keV的铁Ka线被分解成一个狭窄的和广泛的组件。这些事实表明白矮星和吸积盘对连续反射和6.4keV铁Ka线都有贡献。我们认为标准光学薄边界层是静止状态下等离子体结构最合理的描述。爆发反射体的立体角Ω/2π= 0.9 + 0.5 - 0.4和6.4keV的宽铁谱线表明，爆发反射体来自于吸积盘和赤道吸积带。根据6.4keV谱线的能量宽度，我们认为爆发中光学薄的热等离子体分布在类似日冕的吸积盘上。
2008-10-08 astro-ph
Another Abundance Inhomogeneity in the South East Limb of the Cygnus Loop
我们用{ \it朱雀}观测了天鹅座圈的东南侧。我们的空间分辨光谱研究表明，一个一个$kT_\mathrm{e}$非平衡电离模型代表我们的光谱相当不错。我们发现，获得的金属丰度都是相对于太阳值的位置依赖性沿天鹅座圈的径向方向耗尽。边缘的丰度约为太阳值的一半，而圈内的其他区域约为太阳值的0.2倍，这被认为是天鹅座圈边缘的典型值。东南边缘的“增强”丰度与在环东北边缘发现的丰度非常相似，因此这是环边缘区域丰度不均匀的另一个证据。射电图显示了一个完全不同的功能：东北边位于射电亮区，而东南边几乎没有射电。因此，东南翼的金属丰度变化不能归因于非热辐射。丰度的不均匀性以及金属的消耗下降到太阳值的0.2倍仍然是一个悬而未决的问题。
2008-10-29 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
ASCA Measurements of Metallicity and Temperature Distributions in Three Clusters: A4059, MKW 3s and 2A 0335+096
本文给出了A4059、MKW 3s和2A 0335+096三个明亮近星系团金属丰度和温度分布的ASCA结果。在A4059中检测到金属丰度的显著梯度，而其他簇表明具有低显著性的类似梯度。这些特征与AWM 7和英仙座星系团的最新结果一起表明，注入ICM的金属在星系团空间中没有有效地混合。GIS数据的分析，没有明确包括冷却流模型，显示没有实质性的温度下降，在大半径（维里半径的一半）的3个系统。这与Markevitch等人（1998）最近对30个星系团的结果相反，他们假设了相当强的冷却流。这些星系团的气体质量分数在1 Mpc内为10-15%，这表明包括恒星质量在内的重子质量分数约为20%是星系团和星系团的常见水平。
1999-03-30 astro-ph
