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
Variability of the Vela Pulsar-wind Nebula Observed with Chandra
2000年4月30日和11月30日，钱德拉X射线天文台上的先进CCD成像光谱仪对船帆座脉冲星周围的脉冲星风星云（PWN）进行了观测，揭示了它的复杂形态，让人想起蟹状星云。两个观测结果的比较显示PWN特征的表面亮度变化高达30%。一些PWN元素显示出明显的位移，最高可达几角秒（约10^{16} cm），和/或光谱变化。为了阐明所观察到的变化的性质，需要进一步监测船帆座PWN。
2001-04-16 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
On the X-ray Image of The Crab Nebula: Comparison with Chandra Observations
本文建立了蟹状星云的轴对称模型，用以研究星云内的流体动力学。该模型是基于Kennel和Coroniti（1984）的模型，尽管我们假设动能主导风局限于赤道区域。计算了星云中流出的正负电子等离子体分布函数的演化。在给定视角的情况下，我们再现了该星云的图像，并将其与钱德拉观测结果进行了比较。复制的图像不是环形的，而是“唇形”的。结果表明，环向场的假设不能再现Chandra像.我们必须假定存在一个振幅与平均环向场一样大的无序磁场。此外，如果我们假设磁化参数$σ$与$\sim 10^{-3}$一样小，则不能再现环的正面和背面之间的亮度对比。还检查了沿环面的半长轴的亮度分布。星云中的非耗散、理想MHD近似似乎被打破了。我们推测，如果磁能是通过某种过程释放出来的，这种过程在星云流中产生湍流场，并引起加热和加速，例如通过磁重联，那么目前的困难可能会得到解决（即我们可以重现一个环形图像，以及更高的亮度对比度）。因此，磁化参数$σ$可以大于先前预期的。
2003-08-25 astro-ph
Chandra X-ray Spectroscopy of Kes75, its Young Pulsar, and its Synchrotron Nebula
我们用钱德拉X射线天文台观测了年轻的银河系超新星遗迹Kes 75。这个物体是越来越多的壳型残骸的例子之一，它的中央有一个扩展的射电核心，里面有一颗脉冲星。本文对Kes~75系统进行了初步的空间分辨光谱分析。我们发现，脉冲星的光谱是显着比风星云，这两个组件可以隔离的漫热辐射，似乎遵循相同的分布作为扩展的无线电壳层。当我们表征的热发射与模型的电离等离子体和非太阳元素丰度，我们需要一个显着的扩散高能量的组成部分，我们的模型作为一个幂律与光子指数类似的同步加速器星云。
2001-12-03 astro-ph
Pulsar Wind Nebulae and Particle Acceleration in the Pulsar Magnetosphere
本文讨论蟹状星云问题，指出粒子加速不仅发生在内部激波处，而且发生在星云中具有无序磁场的较大区域。Kennel和Cornoniti（1984）建立了蟹状星云的球对称模型，并得出结论：激发蟹状星云的脉冲星风是动能主导的（KED），因为KED风引起的星云流有利于解释星云的光谱和膨胀速度。这是真实的，即使是新的钱德拉观测，它提供了新的空间分辨光谱。我们已经用3D模型和钱德拉图像表明，纯环形磁场和KED风与钱德拉观测不相容。
2002-07-20 astro-ph
Comment on "Chandra Reveals The X-ray Glint in the Cat's Eye"
Chu等人（2001年; ApJ，533，L 69）报告说，他们发现了猫眼星云NGC 6543的弥漫X射线发射，与星云丰度不一致，但与预期的恒星风丰度一致，尽管NGC 6543的X射线发射区的发射位置和温度要求相当大一部分的X-射线发射物质是星云状的。Bernard-Salus等人（个人通讯）最近对NGC 6543星云丰度的精确测定结合了红外，光学和紫外观测，为这种明显的异常提供了解决方案。
2002-10-10 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 Confirmation of a Pulsar Wind Nebula in DA 495
作为一个不寻常的射电超新星遗迹DA 495的多波长研究的一部分，我们提出的意见与钱德拉X射线天文台。成像和光谱分析证实了先前在环形射电星云中心探测到的X射线源，确定了两个关键发射成分的辐射特性：黑体温度为1 MK的软未分辨源与中子星一致，被直径为40“的非热星云包围，呈现出光子指数Gamma = 1.6+/-0.3的幂律光谱，典型的脉冲星风星云假设星云通量的转换效率与船帆座恒星相当，那么中子星的暗旋光度约为10^{35}尔格/秒，这也是几十万年前天体的典型光度。从形态学上看，星云通量沿一个方向略有增强，在天空中的投影，独立证明是在无线电偏振观测的意义，我们认为，这代表了脉冲星自旋轴的方向。在较小的尺度上，可以看到一个狭窄的X射线特征从点源延伸出5“，这个距离与许多类似船帆座的恒星周围解析出的风终止激波的大小一致。最后，我们认为，在估计的星云磁场，DA 495代表一个罕见的脉冲星风星云的电磁通量构成了一个重要的部分，连同粒子通量，中子星的风的基础上的同步加速器寿命，这种高磁化系数可能占星云的低光度。
2008-06-23 astro-ph
Serendipitous Chandra X-ray Detection of a Hot Bubble within the Planetary Nebula NGC 5315
我们报告了钱德拉X射线天文台对行星状星云NGC 5315的偶然探测。钱德拉成像光谱的结果表明，来自这个拥有沃尔夫-拉叶（WR）中心恒星的PN的X射线来自T_X ~ 2.5x10^6 K的等离子体，该等离子体是通过相同的风-风碰撞产生的，这些碰撞清除了星云内的一个紧凑的（半径~8000 AU）中心空腔。NGC 5315的X射线亮度约为2.5 × 10 ^{32}尔格·秒^{-1}（0.3-2.0千电子伏），是目前在PNe中探测到的最明亮的“热泡”X射线源之一。随着NGC 5315的X射线探测，具有WR型中心恒星的物体现在构成了PNe中扩散X射线源的大多数已知例子;所有这些"热泡“PN X射线源都显示出定义明确的准连续光学边缘。因此，我们断言，X射线发光的热泡的特点是年轻的PNE与大的中心星风动能和封闭的气泡形态。然而，现有的证据也表明，风和气泡的时间演化，以及热传导和/或热气泡和星云气体的混合等过程，最终决定了PNe内过热等离子体的亮度和温度。
2007-09-26 astro-ph
New Constraints on Neutron Star Cooling from Chandra Observations of 3C58
3C58是一颗年轻的类蟹状超新星遗迹。历史证据强烈表明，3C58与超新星SN 1181有关，这将使3C58比蟹状星云年轻。最近的钱德拉观测已经确定了年轻的65毫秒脉冲星J0205+6449在其中心，嵌入在一个紧凑的星云，我们在这里显示，似乎是由脉冲星风终止冲击限制。我们提出了新的钱德拉观测这个紧凑的星云和嵌入式脉冲星设置强大的上限热发射起源于中子星表面。这些极限远低于标准中子星冷却的预测，需要在中子星核心存在外来冷却过程。
2002-04-09 astro-ph
Chandra observations of PSR B1509-58 and Supernova Remnant G320.4-1.2
年轻而充满活力的脉冲星B1509-58为一个明亮的X射线同步加速器星云提供动力，该星云嵌在不寻常的超新星遗迹G320.4-1.2中。我们目前的钱德拉X射线天文台，它显示了一个异常复杂的源，该系统的观测。星云主要由明亮的准直特征，我们解释为一个相对论性喷流沿脉冲星自旋轴方向。在脉冲星附近可以看到几个紧密的结。虽然这些特征中有许多与蟹状星云脉冲星周围的特征相似，但PSR B 1509 -58周围的星云显示出重要的差异，这可能是后者的低星云磁场和低密度环境的结果。
2001-11-30 astro-ph
Hard Extended X-ray Source in the IC 443 SNR Resolved by Chandra: A Fast Ejecta Fragment or a New Pulsar Wind Nebula?
钱德拉对位于超新星遗迹IC 443与分子云明显相互作用区域的孤立硬X射线源XMMU J 061804.3 +222732进行了观测，解析了该源的复杂结构，其中几个明亮的团块嵌在约30弧秒大小的扩展发射中。团块和扩展发射的X射线光谱由光子指数为1.2- 1.4的硬幂律分量主导。此外，我们看到一些迹象的光学薄的热等离子体的~ 0.3千电子伏的温度。观察到的X射线形态和光谱与预期的一个孤立的超新星喷出物碎片与致密的环境介质相互作用是一致的。另一种可能的解释是，脉冲星风星云与IC 443或另一个SNR G189.6+3.3有关。
2005-03-31 astro-ph
CHANDRA Observations of the X-ray Halo around the Crab Nebula
钱德拉的两次观测被用来寻找蟹状星云内部和周围的热X射线发射。通过将星云最亮的部分从视场中排除，死时间被最小化。一个尘埃散射的光环，包括5%的螃蟹的强度，清楚地检测到表面亮度测量到径向距离为18弧分。覆盖率在4弧分时为100%，12弧分时为50%，18弧分时为25%。观测到的晕与基于3种不同星际颗粒模型的预测进行了比较，其中一种可以进行调整以适应观测。这种尘埃晕和镜面散射形成了一个高背景区域，人们一直在寻找外壳中激波加热物质的辐射。我们没有发现这种排放的证据。我们可以将上限设定为比从类似残骸周围的外壳观察到的表面亮度小10-1000倍。外壳X射线光度的上限约为10 e34 erg/s。虽然我们的观测结果有可能与8-13太阳质量的祖先相一致，但我们认为这是不可能的。
2005-09-21 astro-ph
He-detonation in sub-Chandrasekhar CO white dwarfs: a new insight into energetics and p-process nucleosynthesis
重新讨论了氦吸积的亚阿布拉塞卡质量的白矮星。使用扩展的反应网络的预测能量生产和特性的引爆层的影响进行了研究。它示出，所考虑的情况下，可以是一个$α$ P-过程的网站结合的P-过程，并与一个变种的RP-过程，我们称之为PN-过程。我们定义的条件下，导出的分布的p-核素在喷出物中的丰度，包括令人费解的轻钼和钌同位素，模仿太阳系之一。
2002-01-13 astro-ph
Chandra Studies of Nonthermal Emission from Supernova Remnants and Pulsar Wind Nebulae
虽然超新星遗迹（SNRs）长期以来一直被认为是宇宙射线的主要来源，但直到最近，X射线观测才确定了几个以非热辐射为主的壳型SNRs，从而揭示了能量远远超出典型热谱的冲击加速电子。其中两个SNRs被探测为VHE伽马射线源，在其他残骸中，激波速度和电子温度之间的差异指向一个强大的宇宙射线成分，它以牺牲热气体为代价而蓬勃发展。无线电，X射线和伽马射线发射的建模提供了对粒子加速的约束以及该机制繁荣的介质的属性。蟹状脉冲星风星云（PWNe）的特征是一个终止激波，在这个激波处，风被迫加入外层星云的缓慢膨胀。这些冲击波也是粒子被提升到高能量的场所;蟹状星云的X射线发射，以及VHE伽马射线所观测到的逆康普顿辐射，意味着电子的能量超过~100 TeV。最近的X射线观测已经开始揭示蟹状星云和其他PWNe星云中的这些激波区，现在使我们能够限制脉冲星风的性质以及外部星云中的流动条件。在这里，我提出了一个简短的概述，最近的研究与钱德拉X射线天文台，这些冲击加速区的属性终于被揭示。
2002-12-16 astro-ph
Chandra Reveals the X-ray Glint in the Cat's Eye
我们已经获得了钱德拉ACIS-S对NGC 6543的观测，猫眼星云。NGC 6543的X射线发射被清晰地分解为位于中心恒星的点源和局限于中心椭圆壳层和沿长轴的两个延伸部分内的漫射发射。对漫射成分的光谱分析表明，发射X射线的气体的丰度与快速（1，750 km/s）恒星风的丰度相似，但与星云的丰度不同。此外，这种气体的温度约为170万K，比预期的快速恒星风的冲击后温度低100倍。低温和风多的组合令人困惑。这些热气体的热压力大约是冷星云壳层压力的两倍，因此热气体在星云的持续演化中扮演着重要的角色。
2001-01-25 astro-ph
Deep Chandra Observation of the Pulsar Wind Nebula Powered by the Pulsar J1846-0258 in the Supernova Remnant Kes 75
利用钱德拉X射线天文台的深曝光观测资料，对Kes 75（G29.7-0.3）超新星遗迹中的脉冲星风星云（PWN）进行了详细的空间和光谱分析。PWN具有复杂的形貌和清晰的轴对称结构。我们确定了一个单侧喷流和两个明亮的团块与整个星云的伸长对齐，以及垂直于喷流方向的弧形特征。利用环面和射流模型的进一步空间建模指示PWN对称轴的位置角$207\arcdeg\pm8 \arcdeg$。我们将弧解释为赤道环面或赤道环，而团块可能是射流与周围介质之间的激波相互作用。没有任何可观察到的反向射流意味着流速大于0.4c。与6年前的档案观测相比，PWN中的一些小尺度特征表现出强烈的变化：内部急流的通量增加了一倍，北部团块的峰值变宽并向外移动2”。此外，脉冲星通量增加了6倍，表现出从$Γ$ =1.1到1.9的大量光谱软化，以及在第一个历元中没有观察到的新兴热分量。脉冲星光谱的变化可能与Chandra观测前7天发生的脉冲星类磁星爆发有关，正如RXTE观测最近报道的那样。
2008-09-16 astro-ph
Chandra Observations of the Eagle Nebula. I. Embedded Young Stellar Objects near the Pillars of Creation
我们展示并分析了有史以来获得的第一张鹰状星云恒星形成区域的高分辨率X射线图像。2001年7月30日，钱德拉X射线天文台获得了一张78 k的鹰状星云（M16）的图像，其中包括年轻星系团NGC 6611的核心以及M16中被称为创造之柱的尘埃和冷分子气体的暗柱。在17'x17' ACIS-I的视场中，我们总共发现了1101个X射线源。大部分的X射线源是这个年轻星团中的低质量前主序星或高质量主序星。柱中的一些硬X射线源在空间上与最近用VLT获得的高分辨率近红外图像中看到的深深嵌入的年轻恒星物体一致（McCaughrean & Andersen 2002）。在这篇论文中，我们聚焦于鹰状星云中心1-4柱内和周围的40个X射线源。没有一个X射线源与Hester等人（1996年）在HST WFPC 2图像中首次观察到的蒸发气体球（EGG）有关，这意味着EGG不包含原恒星，或者原恒星还没有变得X射线活跃。8个X射线计数与Herbig-Haro天体HH 216相一致，意味着log L_X~30.0。
2006-10-10 astro-ph
Chandra Observation of the Interaction between the Hot Plasma Nebula RCW89 and the Pulsar Jet of PSR B1509-58
我们提出了一个钱德拉观测的H II区RCW89。该星云位于中央脉冲星PSR B1509 - 58以北10 '处，有人认为该星云受到脉冲星喷流的辐射。我们进行了光谱分析的七个最亮的发射区域排列在一个“马蹄”的形状，并发现，结的温度增加沿“马蹄”在顺时针方向，而相反，电离参数降低。这有力地支持了通过旋进脉冲星喷流进行能量转移的观点。我们检查了能量预算，假设RCW 89是由脉冲星喷流提供动力，并确认脉冲星旋转能量损失足以驱动星云。通过同步辐射通量估算了射流注入RCW 89的能量速率。我们得到了1400年的加热时标，这与脉冲星的特征年龄1700年是一致的。为了解释温度梯度，我们讨论了RCW 89等离子体云的冷却过程。我们认为，等离子体云可以在70年内通过绝热膨胀而冷却，并形成反映旋进脉冲星喷流顺序加热的温度梯度。我们还通过光谱拟合确定了单个等离子体云的速度。RCW 89等离子体云以240~860 km/s的速度远离，这限制了脉冲星自转轴倾角i> 50 °，壳层膨胀速度v> 1100 km/s。
2005-07-02 astro-ph
Chandra X-ray Observation of the Orion Nebula Cluster. I Detection, Identification and Determination of X-ray Luminosities
在这两篇关于猎户座星云团（ONC）的论文中，我们分析了63千秒的钱德拉HRC-I观测，在30'x30'的视场内探测到742条X射线。为了方便我们的X射线图像的解释，在这里，我们收集了近2900个已知的对象在该地区的多波长目录相结合的17个不同的目录从最近的文献。我们定义了两个参考组：一个红外样本，包含在K波段检测到的所有对象，和一个光学样本，包括低消光，以及表征ONC成员。我们表明，这两个样本，现场对象污染一般较低。我们的X射线源主要是低质量ONC成员。光学样本星的探测率随着恒星质量的增加而单调增加，从棕矮星极限的零到最大质量恒星的~100%，但在2到10个太阳质量之间表现出明显的下降。我们测定了光学样品中所有恒星的L_X和L_X/ L_{bol}，并在我们的配套论文中利用这些信息研究了X射线活动与其他恒星参数之间的相关性。
2002-08-27 astro-ph
Chandra imaging of the X-ray nebula powered by pulsar B1509-58
我们目前的观测与钱德拉X射线天文台的脉冲星风星云（PWN）的能量年轻的脉冲星B1509-58。这些数据证实了先前观测所指出的系统的复杂形态，并揭示了星云的几个新组成部分。整个PWN显示了一个明确的对称轴，方位角为150度（N到E），我们认为这对应于脉冲星的自旋轴。我们发现，以前确定的无线电功能匹配以及与整体范围的X射线PWN，并提出前者作为长期寻求的无线电星云供电的脉冲星。我们进一步确定了一个明亮的准直特征，至少4'长，沿着星云的主对称轴;我们将此特征解释为脉冲星的物理流出，并推断此喷流的速度>0.2c。缺乏任何观测到的反喷流意味着脉冲星的自旋轴与视线倾斜约30度，这与以前根据低分辨率数据所做的估计相反。我们还确定了各种紧凑的功能接近脉冲星。一对半圆形的X射线弧位于脉冲星以北17和30角秒处;后一个弧显示了一个高度极化的射电对应物。我们表明，这些功能可以被解释为离子压缩在一个粒子为主的赤道流束，并使用它们的属性来推断电磁粒子能量的比例对在风冲击西格玛约0.005，类似于在蟹状星云。我们进一步确定了几个非常接近脉冲星的紧凑节点;我们用这些来推断在与脉冲星0.1 pc的距离处sigma < 0.003。
2001-12-28 astro-ph
A new interesting source in Chandra field: a pulsar wind nebula?
我们报告了在钱德拉场中探测到一个点源CXO J172337.5-373442，具有高显著性（26.7 sigma），并发现（4 sigma）从点源发出的48”长的X射线尾。点源和尾的X射线谱都符合单一的吸收幂律，尾的强度（幂律指数γ = 0.14^{+0.59}-0.68}）比点源（γ = 1.78^{+0.13}-0.11}）大。从CXO J172337.5-373442的第一次详细的空间，光谱和定时X射线分析，以及从档案中找到的一个合理的光学对应物，我们得出结论，这个源要么是一个银河系高质量X射线双星，具有X射线喷流，要么是一个银河系脉冲星，其“脉冲星风星云”被视为X射线尾巴。虽然目前可用的数据不足以肯定地区分这两种候选物，但将其已知性质与CXO J172337.5-373442的性质进行详细比较，有利于后者。如果这个鉴定是正确的，那么脉冲星应该是中年或老年，从超新星遗迹中逃逸出来，X射线尾应该来自以下位置之一的同步辐射：（1）激波区，或（2）脉冲星磁层发出的喷流。
2008-09-29 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 the Crab-like Supernova Remnant G21.5-0.9
钱德拉对类克拉布超新星遗迹G21.5-0.9的观测揭示了致密的中央核心和光谱变化，表明内部星云中高能电子的同步加速器烧毁。中央的核心略微延伸，可能表明脉冲星周围存在一个内部的风震星云。从中心区域没有观察到脉动，产生约40%的脉动分数的上限。一个暗淡的外壳可能是最初爆炸时形成的膨胀喷出物和冲击波的第一个证据，表明G21.5-0.9的复合性质。
2000-01-31 astro-ph
A Compact X-ray Source and Possible X-ray Jets within the Planetary Nebula Menzel 3
我们报告钱德拉X射线天文台从双极行星状星云门策尔3号发射出的X射线的发现。在钱德拉CCD成像中，Mz 3显示出在其光学星云的孪生同轴气泡中的热气体（3-6x10^6 K），以及在其中心恒星位置的紧凑X射线源。最明亮的弥漫X射线发射位于光学星云的极轴上，这表明它是一个类似喷流的结构。观测到的发射X射线的点源和可能的X射线喷流的组合，与吸积盘和潜在的磁场通过产生快速、准直的外流来塑造双极行星状星云的模型一致。
2003-05-19 astro-ph
Radio and X-ray nebulae associated with PSR J1509-5850
我们在843 MHz处发现了一条很长的射电尾迹，它显然与中年脉冲星PSR J1509-5850有关。无线电尾迹的长度约为7弧分。在X射线方面，钱德拉对PSR J1509-5850的观测揭示了一个相关的X射线尾迹，它与射电尾迹的方向相同。此外，沿无线电轨迹观察到两个cluerous结构。较大的一个被认为是超新星遗迹（SNR）候选者MSC 319.9-0.7。在Chandra数据中，在SNR候选者的位置处发现微弱的X射线增强。
2007-05-18 astro-ph
Chandra Observation of the Trifid Nebula: X-ray emission from the O star complex and actively forming pre-main sequence stars
三叉星云是一个年轻的恒星形成HII区域，由钱德拉X射线天文台观测了16个小时。我们探测到304个X射线源，其中30%是硬源，70%是近红外源。钱德拉将HD 164492多重系统分解为许多离散的X射线源。探测到的X射线发射来自HD 164492 A（一颗使星云电离的O7.5 III恒星）、B和C（一颗B6 V恒星），可能还有D（一颗Be恒星）。HD 164492 A具有软光谱（kT ~ 0.5keV），而组分C共混物显示出硬得多的发射（kT ~ 6 keV）。这颗O型星的软光谱与其他单颗O型星的辐射相似，可能是由其巨大的恒星风中的冲击产生的。缺乏硬发射表明，无论是磁约束风冲击，也没有碰撞风排放是重要的HD 164492 A。在观测场中发现了十几颗有耀斑的恒星，其中大部分是前主序星（PMS）。有六个耀斑的源既有光学的，也有2 MASS的。这些对应物没有嵌入，因此这些来源可能处于PMS演变的后期阶段，可能是II类或III类。两个耀斑源没有任何近红外、光学或无线电对应物。我们认为这些X射线耀斑星处于主序前早期阶段（I类或更早）。我们还发现了X射线源，显然与两个大质量恒星形成核心TC 1和TC 4有关。这些源的光谱显示出高消光和2 - 5 x 10^{31} erg/s的X射线亮度。如果这些源是0类天体，则不清楚它们的X射线发射是由于I类天体的太阳型磁活动，还是其他机制。
2004-01-19 astro-ph
Chandra X-ray Observatory Study of the Orion Nebula Cluster and BN/KL Region
在钱德拉X射线天文台上的先进CCD成像光谱仪获得的猎户座星云图像中，发现了大约1000颗发射X射线的年轻主序前（PMS）恒星，质量从0.05到50太阳质量不等。这是迄今为止X射线天文学中获得的最丰富的射线源。ACIS源包括85-90%的V<20的恒星，以及相当一部分的深埋恒星，其消光系数高达A_V~60。X射线和其他PMS恒星性质之间的关系表明，低质量PMS恒星的X射线光度更多地取决于质量，可能还有恒星的自转，而不是广泛报道的热光度。未被吸收的太阳质量恒星的子样本在最初的~2 My中显示出高的X射线光度，大约在L_x ~ 2 x 10^30 erg/s，但在2-10 My期间发散，一些恒星的X射线发射减弱，而另一些恒星的X射线发射保持较高。这种行为与恒星自转历史和磁力发电机的理论是一致的。大质量恒星形成的贝克林-纽介堡/克莱曼-低（BN/KL）区域显示了猎户座星云团中未被吸收和嵌入的低质量成员，明亮的红外源n，以及一类没有光球对应物的源，它们可能是新的磁活性嵌入PMS星。几个X射线源也是可变的无线电发射器。微弱的X射线发射被认为接近BN天体，但显然与BN天体不一致。其性质尚不清楚。
2000-06-06 astro-ph
Chandra Detection of a Synchrotron Nebula Around the Vela-like Pulsar J1016-5857
本文报道了Chandra X射线天文台对脉冲星J1016-5857的19 k S观测。这颗“船帆座”脉冲星的自转周期为107 ms，特征年龄为21 kyr，自旋下降功率为2.6e36 ergs/s。在射电脉冲星位置周围，半径约为25”的相对明亮的中心峰值源的光谱很好地符合光子指数为1.32 ± 0.25的吸收功率定律。我们认为这是一个新发现的脉冲星风星云，我们将其命名为PWN G284.0-1.8。我们没有检测到脉冲星无论是作为一个点X射线源或作为一个脉冲源在55 ks的观测与罗西X射线定时探测器。在2-10 keV范围内，各向同性PWN的光度为3e 32 ergs/s，距离为3 kpc，这与测量的中性氢柱密度一致。来自脉冲星的非脉冲通量小于测量的PWN通量的30%。脉冲星附近PWN最亮的部分，显示了~2”的扩展发射，与其他年轻的脉冲星类似，这可能表明风终止激波。在钱德拉的影像中，我们也侦测到一个非常微弱的延伸结构，大小约为1'乘2'，在脉冲星位置上高度不对称。这个结构在宽度和位置角度上与无线电发射的“手指”尖端很好地匹配，似乎与附近的超新星遗迹G284.3-1.8相连，但我们无法用现有的数据进一步描述它。有一个可变的X射线点源只有1.5弧分的脉冲星，我们确定使用光谱吸积二进制。
2004-07-29 astro-ph
Chandra Observation of PSR B1823-13 and its Pulsar Wind Nebula
We report on an observation of the Vela-like pulsar B1823-13 and its synchrotron nebula with Chandra.The pulsar's spectrum fits a power-law model with a photon index Gamma_PSR=2.4 for the plausible hydrogen column density n_H=10^{22} cm^{-2}, corresponding to the luminosity L_PSR=8*10^{31} ergs s^{-1} in the 0.5-8 keV band, at a distance of 4 kpc. The pulsar radiation likely includes magnetospheric and thermal components, but they cannot be reliably separated because of the small number of counts detected and strong interstellar absorption. The pulsar is surrounded by a compact, 25''x 10'', pu…
2007-07-24 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
Chandra observations of the pulsar PSR B1929+10 and its environment
我们报告了钱德拉天文台对300万年前脉冲星B1929+10的两次观测，观测结果显示了一个在垂直于脉冲星自行的方向上拉长的暗淡致密（~9“x5”）星云，两个斑片状的翅膀，以及一个可能的短喷流（~3”）。此外，我们发现一个尾巴延伸到至少4'的方向相反的脉冲星的自行，与ROSAT和XMM-牛顿观测中检测到的15'长尾对齐。星云的整体形态表明，由于脉冲星的超音速，受到冲击的脉冲星风受到冲压压力的限制。脉冲星附近致密星云的形状似乎与当前的MHD模型一致。然而，由于这些模型还没有考虑到在距离脉冲星更远的地方流速的变化，它们不能约束长脉冲星尾部的范围。钱德拉观测到的整个星云在0.3-8 keV波段的光度约为10^30尔格/秒，距离为361 pc。利用Chandra和XMM-牛顿数据，我们发现脉冲星光谱由非热（磁层）和热分量组成。非热分量可以用幂律模型描述，在0.3-10 keV波段，光子指数约为1.7，光度为1.7x10^30尔格/秒。热分量的黑体拟合结果表明，温度kT约为0.3 keV，投影发射面积为3 × 10^3 m^2，对应的辐射热光度约为（1-2）× 10^30 ergs/s。
2008-09-12 astro-ph
A spectral and spatial analysis of eta Carinae's diffuse X-ray emission using CHANDRA
明亮的不稳定恒星船底座η（恒星系统）被一个光学上明亮的双极星云--侏儒星云和一个更暗但大得多的星云--所谓的外部喷出物所包围。正如爱因斯坦和ROSAT卫星的图像所显示的那样，在软X射线中也可以看到外部喷出物，而中心源则出现在较硬的X射线波段。通过我们的CHANNEL观测，我们发现X射线星云的形态和性质是外部喷出物中快速团块进入预先存在的致密星周介质的冲击的结果。软X射线通量的另一个贡献来自喷出物内团块的相互作用。从CHANNEL数据中提取的光谱产生0.6-0.76 keV的气体温度kT。隐含的670-760 km/s的冲击前速度在我们测量的相应区域大多数团块速度的离散范围内。显着的氮增强太阳能丰度需要可接受的适合在所有部分的外部喷出物，符合CNO处理的材料和非均匀增强。在S凝聚处存在一个硬X射线发射的弥散点，这表明速度最高的团块有一定的贡献，并进一步强调了X射线星云的多组分、非平衡性质。在X射线星云的北部和南部之间检测到一座X射线"桥“，在NN弓形的位置检测到一个X射线阴影，这可以归因于一个巨大的膨胀盘，它看起来像是赤道盘的延伸。没有软发射是看到从侏儒，或从NN弓或“弦”。
2003-11-13 astro-ph
Chandra X-ray Observation of the Orion Nebula Cluster. II Relationship between X-ray activity indicators and stellar parameters
利用我们第一篇关于猎户座星云团（ONC）的Chandra HRC观测结果，本文探讨了其100万年前主序群日冕活动与恒星参数之间的关系。我们发现低质量恒星（M/M_sun < 3）的中值X射线光度随质量的增加和恒星年龄的减小而增加。棕矮星（0.03 < M/M_sun < 0.08）的质量变化趋势与此相同。从M~0.1到M~0.5M_sun，L_X/L_bol的中值增加了大约半个数量级，然后在质量范围从0.5到3.0 M/M_sun时保持在约10^-3.5。在这两个质量范围内，L_X/L_bol随年龄的变化大致保持不变，直到~2-4M_sun恒星完全辐射时，L_X/L_bol下降两个数量级以上。我们发现L_X和L_X/L_bol与星周吸积指标之间存在依赖关系，并提出了三种可能的起源假说。尽管改进的X射线和旋转的数据，活动指标和旋转之间的相关性仍然难以捉摸的这些恒星，可能表明恒星的旋转周期已被测量已经达到一定的饱和水平。我们对X射线活动与恒星质量的研究使我们提出，少数HRC X射线源与任何光学/红外对应物无关，这是一个尚未被发现的恒星星族，它们是深埋的、相对大质量的ONC成员。
2002-08-27 astro-ph
Revealing the Energetics and Structure of AGN Jets
直到最近，对喷流物理的限制很少，尽管它们代表了活动星系核中物质外流的第一个已知证据。随着HST和Chandra的观测，这一点已经开始改变，这使我们能够观察到短寿命的动态特征，并将它们的光谱和形态与射电中看到的长寿命粒子进行比较。我们研究HST和钱德拉观测M87和3C273，这表明这两个原型对象似乎完全不同。
2001-06-11 astro-ph
Shocks and Wind Bubbles Around Energetic Pulsars
蟹状星云表明，中子星可以与它们的环境以壮观的方式相互作用，它们的相对论风产生的星云在整个电磁波谱中都可以观察到。在以前的许多会议上，天文学家对蟹状星云的复杂结构进行了讨论、辩论和困惑，但仅限于将大多数其他脉冲星风星云（PWNe）视为脉冲星自旋能量的简单量热计。然而，随着现已获得的大量高质量数据，这一情况已发生巨大变化。我在这里回顾一下这些新测量中出现的一些主要的观测主题。亮点包括无处不在的脉冲星终止冲击，明确存在的相对论性喷流在PWNe，复杂的时间变化看到PWN结构，以及使用弓冲击探测脉冲星风与周围介质的相互作用。
2004-05-14 astro-ph
Chandra observations of the massive star-forming region S106: X-ray emission from the embedded massive protostellar object IRS 4
我们提出了钱德拉观测的大质量恒星形成区S106，一个突出的HII地区在天鹅座，与扩展的分子云和一个年轻的集群。星云是由位于分子云和嵌入星团中心的一颗年轻的大质量恒星激发的。在钱德拉观测中，这个星团的突出性证实了它的年轻，并允许对它的一些成员进行更详细的研究。我们探测到年轻的大质量中心源S106 IRS 4的X射线发射，这是一个深埋的中心物体，它驱动着双极星云，其质量损失率比光度相当的主序星高出约1-2个数量级。尽管如此，根据它的风动量通量，S106 IRS 4的X射线光度与在更演化的（主序星和巨星）大质量恒星中观察到的值相当，这表明在这些早期阶段，与观测到的来自较老的大质量恒星的X射线发射过程相同的过程已经在起作用。
2004-06-15 astro-ph
Chandra Detection of the X-ray counterpart of the High-magnetic field Radio Pulsar J1119-6127 in the Supernova Remnant G292.2-0.5
我们报告了钱德拉高级CCD成像光谱仪探测到与超新星遗迹G292.2-0.5相关的高磁场、~1600年历史、407 ms射电脉冲星J1119-6127的X射线对应物。钱德拉强大的成像能力还首次揭示了一个能量超过1.2 keV的3“x6”脉冲星风星云（PWN）。脉冲星及其伴生星云的X射线辐射可用光子指数为2.2（1.9-2.8）的吸收幂律模型来描述。相应的0.5-10 keV未吸收X射线光度为5.5（2.2-15.5）x10^32尔格/秒（在6千秒差距时）。当与其他两个具有类似自旋和磁性的类星体相比时，J1119-6127在将旋转动能转化为X射线发射方面的效率最低。这项研究表明，高磁场射电天体可以是重要的X射线发射体，需要钱德拉来研究射电天体和相关的微弱PWNe的发射特性。
2003-05-26 astro-ph
The X-ray source population of the globular cluster M15: Chandra high resolution imaging
2001年，为了研究球状星团M15中心的X射线源群，钱德拉星载高分辨率照相机对该星团进行了三次观测。在减去两个明亮的中心源后，在核心的50弧秒内确定了四个微弱的源。其中一个来源可能是行星状星云K648，这是球状星团内首次探测到来自行星状星云的X射线。另外两个被确定为UV变量（一个以前已知），我们认为这是灾难性的变量（CV）。第四个源的性质是更难以确定，我们讨论它是否可能是一个静态的软X射线瞬态（qSXT）或CV。
2004-11-22 astro-ph
The Crab Nebula: interpretation of CHANDRA observations
我们用Kennel和Coroniti（1984）的标准理论解释了蟹状星云中心部分（环面+喷流）观测到的X射线形态。唯一的新元素是在理论中把各向异性包含在来自脉冲星的能流中。在相对论风的标准理论中，终止脉冲星相对论风的激波前粒子的洛伦兹因子取决于极角$γ=γ_0+γ_m\sin^2θ$，其中$γ_0 \sim 200$和$γ_m \sim 4.5\times 10^6$。风中的等离子体流是各向同性的。在脉冲星风通过激波后，气流变成亚音速，具有大致恒定的（在plerion体积上）压力$P={1\over 3}nε$，其中$n$是等离子体粒子密度，$ε$是平均粒子能量。自$ε\sim γmc^2$以来，赤道附近形成了一个充满最具能量电子的低密度区域。一个明亮的同步辐射环面在这里形成。沿着脉冲星自转轴形成了类似喷流的区域，那里的粒子密度几乎比赤道平面高出四个数量级，因为那里的粒子能量要低四个数量级。这些粒子的能量太低，无法产生可探测的同步辐射。然而，如果在plerion中发生额外的粒子加速，这些准喷流在亮度上变得与环面相当。我们还介绍了我们的各向异性风和星际介质之间的流体动力学相互作用的研究结果。我们比较了计算和观察到的X射线辐射的体积强度分布。
2002-03-27 astro-ph
Search for the Optical Counterpart of the Vela Pulsar X-ray Nebula
钱德拉X射线天文台对船帆座脉冲星区域的观测揭示了其同步加速脉冲风星云（PWN）的精细结构，该星云与蟹状星云PWN总体上相似。然而，与螃蟹相反，尚未报告在光学中检测到船帆座PWN。为了寻找X射线PWN的光学对应物，我们分析了用不同望远镜进行的深光学观测。我们比较了与钱德拉ACIS获得的光学图像，以寻找扩展的发射模式，可以确定为对应的X射线星云元素。虽然在光学图像中看到了一些特征，但我们没有发现与X射线结构的相关性。因此，我们得出结论，漫射光发射更有可能与主机船帆座SNR中的灯丝。在不确定性范围内，PWN光通量的推导上限与基于X射线数据外推的预期值是相容的。
2003-05-28 astro-ph
The X-Ray Spectrum of a Planetary Nebula at High Resolution: Chandra Gratings Spectroscopy of BD+30 3639
本文介绍了对一个行星状星云（PN）--年轻的X射线亮星云BD+30 3639的首次X射线光栅光谱观测结果。我们用钱德拉天文台的X射线低能量透射光栅和先进的CCD成像光谱仪（LETG/ACIS-S）对BD+30 3639进行了总共300 k的观测。BD+30 3639的LETG/ACIS-S光谱主要由O viii和C sc vi的类H共振线和Ne ix和O vii的类He三重线复合物组成。其他类氢共振线，如N vii，以及高度电离的Fe线，都很弱或不存在。在6-18 A范围内连续发射是明显的。光谱模型表明，等离子体温度范围为T~1.7x10^6 K ~ 2.9x10^6 K，中间存在一个吸收柱N_H~2.4x10^21 cm-2。同样的模型最终表明，C和Ne高度增强，丰度比为C/O~15-45，Ne/O~3.3-5.0（相对于太阳比，90%置信范围），而N和Fe则耗尽，N/O~0.0-1.0和Fe/O~0.1-0.4。由模型计算和实测通量（F_X = 4.1 × 10 ^-13尔格·cm-2·s-1）确定的X射线源的本征亮度为L_X~ 8.6 × 10 ^-32尔格·s-1（假设D = 1.2kpc）。这些光栅光谱学的结果通常与从BD+30 3639的X射线CCD成像光谱学获得的早期结果一致，但是精确得多。对（非太阳）丰度的严格限制直接涉及到现在的中心恒星-因此，最终，祖先渐近巨星分…
2008-08-27 astro-ph
Chandra X-ray Imaging Spectroscopy of the Young Supernova Remnant Kesteven 75
我们提出了一个空间分辨光谱分析的年轻的银河系超新星遗迹Kes 75（SNR G29.7-0.3）使用钱德拉X射线天文台。Kes 75是越来越多的壳型残骸的例子之一，它的中心脉冲星为扩展的无线电/X射线核心提供动力。我们能够确定最近发现的脉冲星PSR J1846-0258的位置，并确认来自残骸核心组件的X射线与脉冲星及其周围风星云的非热幂律发射一致。我们发现脉冲星的光谱比风星云的光谱硬得多。在射电壳所描绘的整个体积中探测到较弱的漫射辐射，其表面亮度分布与射电辐射惊人地相似。归因于电离的Mg、Si和S的强线的存在表明，这种发射中的至少一部分本质上是热的。然而，当我们使用非太阳元素丰度的欠电离等离子体模型来表征发射时，我们发现我们需要一个额外的扩散高能成分。我们发现，这种发射的一个显着的部分是一个X射线散射晕从脉冲星和它的风星云，虽然非热的贡献，在冲击加速的电子不能被排除在外。
2002-09-18 astro-ph
Limits on radio emission from pulsar wind nebulae
本文报道了对27颗高能或高速射电脉冲星的射电脉冲星风星云（PWN）的灵敏观测。观测是在1.4千兆赫使用甚大阵列和澳大利亚望远镜紧凑阵列，并利用脉冲星门搜索脉冲外发射。这些观测参数导致了比以前的调查更敏感的搜索，并可以在更广泛的空间尺度（因此环境密度和脉冲星速度）范围内检测PWN。然而，没有发现明显对应于PWN的发射。基于这些未被探测到的现象，我们认为样本中年轻的高能恒星具有年轻恒星的典型风，但由于它们位于ISM的低密度（n约为0.003 cm^-3）区域，因此产生了不可观测的PWN。然而，在较老和较低能量的恒星周围没有探测到PWN，只能解释为它们风的射电光度小于它们的自旋光度的1 e-5，这意味着效率至少比年轻恒星小一个数量级。
2000-04-19 astro-ph
Chandra Imaging of the Gamma-Ray Source GeV J1809-2327
我们报告钱德拉成像观测银河系不明$γ$射线源GEV J1809-2327，比较新的VLA 1.46 GHz和4.86 GHz的地图的X射线图像。X射线图像揭示了一个连接到非热X射线/射电星云的点源，支持$γ$射线发射器的脉冲星/风模型。我们还探测到许多来自邻近HII区域S32的年轻恒星协的X射线源。
2002-01-06 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
Search for Pulsar Wind Nebula Associations of Unidentified TeV Gamma-Ray Sources
许多最近发现的TeV伽马射线源与脉冲星风星云（PWNe）有关。事实上，它们代表了TeV能量的银河系源中最多的一类。此外，HESS还发现，在银河平面的调查中，TeV伽马射线源的人口仍然没有确定的对应物在更长的波长。对于其中一些源，脉冲星是一个明显的关联，它通常位于TeV伽马射线发射的扩展区域内。这些特殊的HESS源是尚未解决的脉冲星风星云的有希望的候选者。在这里，我们已经进行了系统的搜索X射线对应的源，使用钱德拉档案数据，在空间范围内的身份不明的HESS源。在钱德拉磁场中发现了许多X射线源。其中两颗CXOU J161729.3-505512和CXOU J170252.4-412848特别令人感兴趣，因为它们分别与脉冲星PSR J1617-5055和PSR J1702-4128具有出色的位置重合性。第一个源是扩展的，有一个半径为2.6弧秒（FWHM）的明亮核心，但可以看到大约20弧秒的发射。第二个要微弱得多，仅以边缘显著性（4.6 sigma）检测到。它也可能稍微延长，尽管由于统计数据非常有限，情况相当不确定。对一颗中年脉冲星（PSR J1913+1011）的钱德拉存档数据的分析没有发现在脉冲星位置及其周围或其可能的TeV伽马射线对应物（HESS J1912+101）的重心有任何统计上显著的过量。我们讨论了结果的影响。
2008-04-11 astro-ph
Nebular vs. Stellar Wind Abundances in NGC 6543
钱德拉天文台对行星状星云NGC 6543的观测结果的早期分析表明，X射线发射区的位置和推导出的温度与对该天体测量的丰度不一致（Chu et al. 2001）。我们重新审视了对该来源的观察（在对后处理和提取软件进行重大更新之后），以便提出解决这一明显异常的方案。我们使用从红外线，光学和紫外线观测中发现的丰度进行重新分析，表明NGC 6543的X射线发射的位置和温度与该源的星云丰度一致。
2003-05-08 astro-ph
The large-scale jet-powered radio nebula of Circinus X-1
我们提出了多时代的观测无线电星云周围的中子星X射线双星Circinus X-1在1.4和2.5 GHz的澳大利亚望远镜紧凑阵列2000年10月和2004年9月之间。这个星云可以被看作是来自系统的喷流和星际介质之间相互作用的结果，很可能我们实际上是通过喷流驱动的射电瓣向中央X射线双星系统看去。因此，对该星云的研究提供了一个独特的机会，可以首次使用量热法估计一个明确被确定为中子星的物体的喷流能量。提出了一个广泛的讨论复杂的能量：第一种方法是基于最小能量估计，而第二个采用自相似模型的射流和周围介质之间的相互作用。结果表明，该星云的年龄为\leq 10 ^5年，相应的时间平均喷流功率为\geq 10^{35} erg s^{-1}。在周期性耀斑发作期间，瞬时喷流功率可能达到与X射线光度类似的量值。
2006-07-27 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 Observations of G11.2-0.3: Implications for Pulsar Ages
我们介绍了钱德拉X射线天文台对年轻的银河系超新星遗迹G11.2-0.3的成像观测。图像显示，先前已知的年轻65毫秒X射线脉冲星位于位置（J2000）RA 18 h 11 m 29.22s，DEC -19o 25' 27。“6，误差半径为0。''6.这在髋臼杯几何中心的8“以内。这提供了强有力的证据，证明该系统比脉冲星的特征年龄年轻约12倍。年龄的差异表明，脉冲星的特征年龄可能是贫穷的年轻恒星的年龄估计。假设传统的自旋下降与恒定的磁场和制动指数，在G11.2-0.3的年龄差异的最可能的解释是，脉冲星出生的旋转周期约为62毫秒的钱德拉图像还揭示了，第一次，脉冲星风星云的形态。这种拉长的硬X射线结构可以解释为一个喷流或一个从边缘看到的蟹状环面。这增加了越来越多的高度非球面脉冲星风星云的名单，并认为这种结构在年轻的脉冲星周围很常见。
2001-07-16 astro-ph
First Terrestrial Soft X-ray Auroral Observation by The Chandra X-ray Observatory
2003年12月中旬至2004年4月中旬，利用钱德拉X射线天文台上的高分辨率照相机（HRC-I），在10个时期（每个时期约20分钟），用0.1-10 keV范围内的高能光子对地球北部极光区域进行了成像。这些观测的目的是寻找地球的软（<2 keV）X射线极光，并与木星的X射线极光进行比较研究，钱德拉以前曾观察到木星的脉动X射线“热点”。钱德拉对地球极光的第一次软X射线观测表明，它是高度可变的（强烈的弧，多弧，弥漫的斑块，有时不存在）。在至少一个观察中，在预期尖点位置附近观察到孤立的发射斑点。DMSP卫星F13的一次偶然飞越提供了钱德拉在2004年1月24日20：01-20：22 UT看到的亮弧上方的SSJ/4高能粒子测量。预期的排放模型强烈表明，所观察到的软X射线信号是韧致辐射和特征K壳层线的氮和氧在大气中的电子产生的排放。
2006-12-11 astro-ph
PSR J1856+0245: Arecibo Discovery of a Young, Energetic Pulsar Coincident with the TeV Gamma-ray Source HESS J1857+026
介绍了在Arecibo PALFA巡天中发现的类船帆射电脉冲星J1856+0245。PSR J1856+0245的自转周期为81毫秒，特征年龄为21 kyr，自旋下降光度Edot = 4.6 x 10^36尔格/秒。它与TeV伽马射线源HESS J1857+026的位置一致，没有其他已知的对应物。年轻的高能脉冲星会产生风星云，而超过12个脉冲星风星云与HESS望远镜发现的极高能（100 GeV-100 TeV）伽马射线源有关。从HESS J1857+026观测到的伽马射线发射可能是由PSR J1856+0245驱动的脉冲星风星云产生的; ASCA在脉冲星位置探测到的微弱X射线发射支持了这一假设。推测的伽马射线效率为γ_gamma = L_gamma/Edot = 3.1%（1- 10 TeV，距离为9 kpc），与在类似星协中观测到的相当。
2008-06-06 astro-ph
