Chemical evolution in Sersic 159-03 observed with XMM-Newton
利用新的长X射线观测星系团Sersic 159 - 03与XMM-牛顿，我们推导出径向温度和丰度的配置文件，使用单和多温度模型。EPIC和RGS谱的拟合更倾向于多温度模型，特别是在核心。用EPIC/RGS测量的氧和铁的径向分布以及RGS中的线分布表明，与其周围相比，团簇中心的O/Fe比有所下降。对大尺度金属丰度分布的一个可能解释是SNIa和SNII产物是通过落星系的冲压压力剥离在ICM中释放的。这导致金属丰度分布达到峰值。此外，SNIa在中央cD星系丰富的主要是与铁的集群的中心。这种过量的SNIa产物与我们在集群中心检测到的低O/Fe比一致。我们适合的丰度，我们得到的产量从SNIa，SNII和人口III恒星得到的集群化学演化。我们发现，测量的丰度模式并不需要人口III星的贡献。相对于富集ICM的SNe的总数，SNIa的数量的相对贡献约为25 - 50%。此外，我们讨论了可能存在的非热成分的EPIC光谱。这种非热辐射的一个潜在来源可能是宇宙微波背景（CMB）光子和相对论电子之间的逆康普顿散射，这些光子在与下落星系的冲压压力剥离相关的弓形激波中加速。
2006-02-27 astro-ph
XMM-Newton observations of the sigma Ori cluster. I. The complex RGS spectrum of the hot star sigma Ori AB
我们提出了XMM-牛顿观测的年轻（~2-5百万年）集群周围的热（O9.5V）恒星猎户座西格玛AB，旨在获得高分辨率的RGS光谱的热恒星以及EPIC成像数据的整个领域。我们发现，RGS光谱的σ Ori AB可能被污染的较弱的附近的来源，这需要开发一个合适的程序来提取一个干净的RGS光谱，并确定热的恒星的热结构和风的属性。我们还报告检测到的耀斑从B2 Vp星西格玛Ori E，我们讨论了耀斑是否起源于热恒星本身或更确切地说，从一个看不见的晚型同伴。这次观测的其他结果包括：在猎户座σ区域探测到174个X射线源，其中75个被确定为星团成员，包括非常低质量的恒星，直到亚恒星极限;在猎户座σ AB附近的一颗晚型恒星中发现旋转调制;未检测到谱线增宽和偏移（<800 km s^-1）在σ Ori AB的光谱中，O VII的禁止线与互组合线的比值显著较低，日冕丰度异常高CNO元素
2004-04-05 astro-ph
Can a Dusty Warm Absorber Model Reproduce the Soft X-ray Spectra of MCG-6-30-15 and Mrk 766?
MCG-6-30-15和Mrk 766的XMM-牛顿RGS光谱显示出复杂的离散结构，Branduardi-Raymont等人（2001年）在一篇论文中将其解释为存在碳、氮和氧的相对论增宽莱曼α发射的证据，这些发射产生于克尔黑洞周围的吸积盘的最内部区域。这一建议随后在Lee等人（2001年）的一篇论文中受到批评，他认为对于MCG-6-30-15，Chandra HETG光谱在光谱覆盖范围上与RGS部分重叠，可以通过尘埃暖吸收体模型充分拟合，没有相对论性线发射。我们提出了一个重新分析的原始RGS数据集的李等。（2001年）模型，并证明光谱模型组成的一个光滑的连续电离和尘埃吸收单独不能再现RGS光谱的两个对象。Branduardi-Raymont等人（2001年）提出的原始相对论性线模型与热吸收相结合，在光谱的整体形状和离散吸收线方面都提供了与RGS数据的优越拟合。讨论了尘埃粒子对X射线吸收量的限制。我们还讨论了一个可能的理论解释的假设相对论莱曼α线发射的光电离表面层的内部区域的吸积盘。
2003-06-25 astro-ph
X-ray Spectroscopy of the Cluster of Galaxies Abell 1795 with XMM-Newton
本文介绍了对富星系团Abell 1795的XMM-牛顿观测的初步结果。欧洲光子成像相机（EPIC）拍摄的空间分辨X射线光谱显示，在距离星团中心$\sim 200$ kpc的半径处温度下降，表明ICM正在冷却。从团簇中心提取的EPIC和反射光栅光谱仪（RGS）光谱都可以用温度为$\sim 4$ keV的等温模型来描述。任何冷分量的体积发射测量（$<1$ keV）小于在集群中心的热分量的百分之几。用来自簇核心的RGS检测到强OVIII莱曼-α线。星团中心O的丰度为太阳值的0.2- 0.5倍，O与Fe的比值为太阳值的0.5- 1.5倍。
2000-10-18 astro-ph
Confirming the high velocity outflow in PG 1211+143
先前报道的对明亮的类星体PG 1211 +143的XMM-牛顿观测显示了大量的高能外流的证据，根据EPIC和RGS光谱中检测到的蓝移吸收线的识别，外流速度为v~0.1c。随后，一个数量级的较低的速度已被要求从一个离子的离子模型拟合的RGS数据。在这里，我们表明，在较高的信噪比EPIC数据的重新分析，高速度被确认，与额外的吸收线的分辨率产生一个修订的流出速度在~0.13-0.15c的范围内。在一个非BAL AGN的大规模和充满活力的外流的确认有重要的意义，金属富集的IGM和反馈机制暗示的相关性的黑洞和星系核球质量。我们注意到，PG 1211 +143的近爱丁顿光度可能是驱动这种能量外流的关键因素，这种情况可能在更高红移的活动星系核中很常见。
2006-08-11 astro-ph
XMM-Newton observation of the bright Seyfert 1 galaxy, MCG+8-11-11
本文报道了对明亮的塞弗特1星系MCG+8-11-11的XMM-牛顿观测。分析了EPIC/p-n相机、反射光栅光谱仪（RGS）和光学监测器（OM）的数据。p-n光谱很好地符合幂律，光谱上无法分辨的Fe K α线，康普顿反射分量（当与铁线等效宽度相比时，其大值表明铁丰度不足），以及温暖物质的吸收。吸收线在RGS光谱中很明显，但它们的识别是不确定的，需要很大的物质速度。OM测量的紫外线通量远高于X射线光谱的外推值，表明存在紫外线凸起。
2005-09-01 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
XMM-Newton X-ray spectra of the SNR 0509-67.5: data and models
本文报道了用XMM-牛顿X射线天文台对大麦云中超新星遗迹0509-67.5的X射线观测。我们使用成像光谱仪（EPIC）和反射光栅光谱仪（RGS）的数据来调查残留物及其环境的属性。X射线谱用dac软件包分析。除此之外，我们还对残骸进行了数值流体动力学模拟。EPIC数据显示突出的铁K线发射，但推断的铁在冲击喷出物的总量是低的。数据还显示，残骸具有不对称的喷出物结构：残骸明亮的西南区域显示出过量的金属。RGS光谱的分析表明，残骸具有约5000 km/s的高线速度增宽。我们发现了一个流体动力学模型的残留物的基本流体动力学和光谱参数类似的观测。数据分析表明，反向冲击刚刚到达喷出物的铁层。西南区域的亮度增强可能是不对称爆炸的迹象，也可能是星际介质密度增加的结果。我们建立的数值模型与观测结果吻合得很好，其中星周密度为3e-25 g/cm^3，年龄约为400年，速度约为5000 km/s，电子与离子的温度比为0.01。
2008-07-03 astro-ph
An XMM-Newton Observation of Abell 2597
本文报道了对星系团Abell 2597的120 ksXMM-牛顿观测。从欧洲光子成像相机（EPIC）和反射光栅光谱仪（RGS）的结果。从EPIC中，我们获得了温度，密度和丰度的径向分布，并使用这些来推导冷却时间和熵。我们说明了修正这些配置文件的投影和点扩散函数（PSF）的影响。在XMM-牛顿可用的空间分辨率下，中心150 kpc左右半径的温度下降了大约2倍，丰度从大约五分之一增加到超过半个太阳。在130千秒差距的半径内，冷却时间小于10吉尔。EPIC对中心区域的拟合与每年约100个太阳质量的冷却流一致。从中心2弧分提取的RGS光谱的宽带拟合也与相同量级的冷却流一致;优选的低温截止值基本为零。这些数据似乎表明（尽管在低于正式检测限的低显著性水平下）在15、17埃静止波长处存在来自Fe XVII的重要温度计线，这是温度约为0.3 keV的气体的特征。通过与经典的冷却流模型进行比较，将每条线中测得的通量转换为质量沉积估计值，并再次获得每年100个太阳质量的值。这些质量沉积率，虽然低于前几代的X射线天文台，是一致的，从紫外线数据获得的这个对象。这增加了经典冷却流的可能性，在每年大约100个太阳质量的水平上，从4 keV冷却超过两个数量级的温度。
2005-01-17 astro-ph
XMM-Newton observations of the sigma Ori cluster. II. Spatial and spectral analysis of the full EPIC field
我们提出的XMM-牛顿观测的年轻（~2-4百万年）集群周围的热恒星猎户座西格玛的结果。在以前的论文中，我们提出了中央热星的RGS光谱的分析，在这里，我们讨论的结果分析的全部EPIC领域。我们已经探测到175个X射线源，其中88个已经被确定为星团成员，包括非常低质量的恒星，直到亚恒星极限。我们从2 MASS星表中发现了11个新的可能候选成员。我们发现晚型星的对数L_X/L_bol的中值约为-3.3，即非常接近饱和极限。我们在大约40%的晚型成员或候选者中检测到显著的变化，包括10个耀斑源;在一颗K型恒星中检测到旋转调制，可能在另外3或4颗恒星中检测到旋转调制。对最亮源的光谱分析表明，其典型的静止温度范围为T_1 ~ 0.3- 0.8keV和T_2 ~ 1-3 keV，日下丰度Z ~ 0.1- 0.3Z_sun，与其它恒星形成区和星协相似。我们发现经典和弱线金牛座T星的光谱特性没有显着差异，虽然经典金牛座T星的X射线亮度往往低于弱线金牛座T星。
2005-10-07 astro-ph
Absorption and scattering by interstellar dust: XMM-Newton observation of Cyg X-2
本文介绍了对明亮的X射线双星Cyg X-2的XMM-牛顿观测结果。在我们的分析中，我们专注于星际尘埃对X射线辐射的吸收和散射。用CCD探测器EPIC-pn观测到的Cyg X-2周围的散射晕在~7弧分时被很好地探测到，并在1 keV时占总源发射的~5-7%，这取决于所考虑的尘埃尺寸分布模型。第一次空间分辨光谱的散射晕进行。在晕光谱中，我们清楚地检测到星际尘埃元素的特征：O，Mg和Si。晕的光谱模型显示硅酸盐（橄榄石和辉石）的主要贡献。对晕的空间分析表明，尘埃至少在60%的路径上平滑地分布在天鹅座X-2上。在仪器的限制范围内，数据并没有显示出对特定尘埃粒度分布的偏好;即Mathis，Rumpl和Nordsieck（1977年）或Weingartner和Draine（2001年）模型。我们用Mie理论计算了微分散射截面。RGS数据用于研究ISM吸收，特别是氧边缘区域。结合RGS的结果与由晕的EPIC-pn谱提供的尘埃颗粒的信息，我们估计了尘埃被氧吸收的柱密度，前提是它被锁定在硅酸盐颗粒中（删节）。
2005-08-04 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 observations of the microquasars GRO J1655-40 and GRS 1915+105
我们提出的两个微类星体GRO J1655-40和GRS 1915+105的XMM-牛顿观测序列的结果。使用EPIC-pn相机在突发模式下进行观察。GRO J1655-40在明亮状态下的观测结果使得猝发模式的校准有可能得到实质性的改进，并确定了电荷转移效率（CTE）的速率依赖性。我们检测到的EPIC-pn光谱的GRO J1655-40，表明存在一个高度电离的吸收剂，并在0.71和0.72千电子伏的RGS光谱，最有可能被确定为蓝移的Fe XVIII的清晰的吸收功能，类He铁K壳层吸收功能。
2005-11-28 astro-ph
X-ray Imaging Spectroscopy of Abell 1835
我们提出了详细的空间分辨光谱的观察Abell 1835使用欧洲光子成像相机（EPIC）和反射光栅光谱仪（RGS）的XMM-牛顿天文台的结果。阿贝尔1835是一个明亮的（$10^{46}$ ergs ${s}^{-1}$），中等红移（$z=0.2523$），发射X射线的星系团。观测结果支持这样的解释，即大量的冷气体存在于一个多相介质包围的热（$kT_{e}$ =8.2千电子伏）的外壳。我们检测到O VIII赖氨酸$α$和两个铁XXIV配合物的RGS光谱。低于$kT_{e}$ =2.7千电子伏的冷气体的排放量远低于标准冷却流模型的预期，这表明一个更复杂的冷却过程比简单的等压辐射冷却或差分冷吸收的冷却气体。
2000-10-31 astro-ph
XMM-Newton observations of Zeta Orionis (O9.7 Ib): A Collisional Ionization Equilibrium model
我们提出了超巨星猎户座ζ（O9.7磅）的XMM-牛顿观测。光谱是丰富的发射线在广泛的电离阶段。RGS光谱显示了低离子阶段的第一时间线，如C VI，N VI，N VII和O VII。线轮廓是对称的，相当宽（FWHM约为1500 km/s），仅显示轻微的蓝移。XMM-epic光谱仪首次在这颗恒星中探测到几种高离子，包括Ar XVII和S XV。同时多温度拟合和DEM建模应用于RGS和EPIC光谱，以获得排放措施，元素丰度和等离子体温度。计算显示温度在约0.07-0.6 keV的范围内。根据导出的模型，在0.3-10 keV的能量范围内，在251 pc的距离处的本征源X射线光度Lx=1.37（.03）× 10^{32}尔格/s。在最佳多温度模型拟合中，C、N、O和Fe的丰度接近其太阳值，而Ne、Mg和Si的丰度似乎有所增强。的灵敏度的氦禁止和互组合线Zeta Ori的强辐射场是用来推导的径向距离，在该线形成。得到了NVI的34 R-星、OVII的12.5 R-星、Ne IX的4.8 R-星和Mg XI的3.9 R-星的值。
2008-03-06 astro-ph
A Chandra HETGS Spectral Study of the Iron K Bandpass in MCG-6-30-15: A Narrow View of the Broad Iron Line
本文报道了利用钱德拉高能透射光栅谱仪在522千秒观测的MCG-6-30-15铁K带的高分辨X射线谱。钱德拉光谱是一致的存在一个相对论性增宽，高度红移铁K α发射线与以前的观察类似的配置文件。在2keV以上检测到许多窄的特征，包括窄的Fe K α发射线和来自H-和He-类Fe、H-类S和H-类Si的窄吸收线。这种吸收可以用柱密度logN_H = 23.2，电离参数logxi = 3.6的光电离等离子体来描述，假设铁丰度为太阳值，速度色散参数b = 100 km/s。应用这个吸收模型的高保真XMM-牛顿EPIC-PN光谱，我们发现，一个广泛的铁线仍然需要与发射延伸到1.9引力半径内的黑洞。如果这条铁线来自一个在最内侧稳定圆轨道处截断的吸积盘，这表明黑洞必须以大于0.95的a快速旋转。电离吸收模型试图解释3-6千电子伏的光谱曲率没有强引力预测吸收线在6.4-6.6千电子伏的范围是不一致的钱德拉光谱。钱德拉光谱中的类氢和类氦铁吸收线与源坐标系相比蓝移了2.0（+0.7/-0.9）x 10^3 km/s，可能起源于热吸收体流出的高速、高电离分量。这种高电离分量可能主导流出的能量预算，并占流出质量的很大一部分。（摘要截断）。
2005-06-03 astro-ph
Spectral and Timing Properties of the Low-mass X-ray Binary 4U 0614+09 with XMM-Newton
4U 0614+09是一颗低质量的X射线双星，其主星是一颗弱磁化的中子星。它显示了从几年到0.8毫秒的时间尺度上的变化。在钱德拉和XMM-牛顿时代之前，已经报道了这个源的0.7 keV左右的发射特征，但最近的钱德拉观测未能探测到它们。相反，这些观察表明，在吸收材料中的Ne过多，这可能是共同的超紧凑（P_{orb} \simless 1小时）系统与丰富的氖简并矮二级。我们在2001年3月用XMM-Newton对4U 0614+09进行了观测。在这里，我们提出的能量谱，无论是从RGS和EPIC相机，和傅立叶功率谱从EPIC高时间分辨率的光变曲线，我们用它来表征的光谱状态的源。
2002-07-12 astro-ph
The X-ray spectra of the flaring and quiescent states of AT Microscopii observed by XMM-Newton
本文用XMM-Newton星载rgs和epic-mos在1 - 40埃波长范围内观测了晚型M矮星双星AT Mic（dM 4.5e + dM 4.5e）的X射线谱。在暴露过程中，发生了耀斑。我们已经进行了一个3温度的拟合和DEM建模的耀斑和静态部分的频谱。我们报告的日冕温度分布，发射措施，和这个明亮的X射线源的耀斑和静止状态的丰度。温度范围从大约1到60 MK。在这个温度区间内，静止状态下的总体积发射测量值为~12.2*10^51 cm^-3，耀斑状态下的总体积发射测量值为~19.5*10^51 cm^-3。这种差异是由于热温度分量的贡献。由rgs获得的AT Mic的高分辨率光谱主要由C，N，O和Ne的H-和He-样跃迁以及由等离子体产生的Fe XVII线（温度从1到10 MK）组成。低于10埃的epic-mos光谱显示了类H和类He的Ne、Si和铁K壳层跃迁。它们由热组件（30 MK）产生。铁K壳层在耀斑状态下更为突出。在静止状态的AT Mic的丰度模式显示低FIP元素相对于高FIP元素的耗尽，表明在这个活跃的恒星中存在I（逆）FIP效应。然而，在耀斑状态下，IFIP效应出现了一些平坦化。
2003-09-15 astro-ph
Projected XMM Vision for MCVs
XMM卫星的科学有效载荷包括3个EPIC仪器和2个RGS仪器，可提供软X射线至中X射线波段的成像和非色散光谱以及中高分辨率色散光谱。共同对齐的OM增加了同时进行光学和紫外研究的设施。在这篇海报论文中，我们描述了XMM的仪器特性，并将其与ASCA进行了比较。我们还预测了预期的X射线光谱的选择的极性和中间极性的模拟ASCA模型拟合的基础上。
1998-09-24 astro-ph
X-ray spectroscopy of Eta Carinae with XMM-Newton
本文介绍了XMM-牛顿观测船底座伊塔星的结果，包括用反射光栅光谱仪获得的周围星云的高分辨率软X射线谱。Eta Car周围区域的EPIC图像显示了许多早期类型的恒星和来自热冲击气体的漫射辐射。该恒星的EPIC光谱与以前的X射线观测结果相似，需要两个温度分量。周围星云的RGS光谱显示K壳层发射线来自氢和氦类的氮和氖，L壳层发射线来自铁，但很少或没有来自氧的发射。观测到的发射谱线与单一温度并不一致，但观测到的温度范围并不大，跨度约为0.15-0.6 keV。我们得到了氧谱线发射的上限，并推导出N/O > 9的下限。这与先前对埃塔车喷出物的丰度测定是一致的，也与大质量旋转恒星演化的理论模型一致。
2002-11-26 astro-ph
XMM-Newton View of the Multi-Phase Warm Absorber in Seyfert 1 Galaxy NGC985
我们提出了一个XMM牛顿观测的塞弗特1星系NGC 985的分析。EPIC光谱呈现出强烈的残差到一个单一的幂律模型，表明电离吸收气体和软过剩的存在。对EPIC和RGS光谱的宽带拟合表明，连续谱可以很好地拟合幂律和黑体分量。RGS可以用两个或三个吸收分量来建模。在两个吸收体模型中，低电离的一个，占的Fe M-壳层未解决的过渡阵列（Fe VII-XIII）的存在下，和高电离分量是需要的存在下，几个Fe L-壳层过渡。这些数据表明存在具有较高电离的第三电离组分，使得Fe L-壳层吸收特征由两种不同组分产生（一种产生Fe XVII-XX的吸收，另一种产生Fe XX-XXII的吸收）。然而，第三吸收组分的存在不能通过隔离的吸收线以显著的方式检测到，所以我们认为这种检测只是暂时的。有趣的是，所有电离组件都具有相似的运动学。此外，无论考虑两个或三个吸收器，组件似乎处于压力平衡。这些结果进一步支持了活动星系核中的热吸收体由两相或三相介质组成的观点。我们注意到，在只有两个吸收体的模型中，其中一个（高电离组分）位于热平衡曲线的不稳定分支上，而在有三个吸收体的模型中，所有组分都位于曲线的稳定分支上。这为多相吸收器提供了进一步的可扩展性。
2008-09-09 astro-ph
Modeling the NeIX Triplet Spectral Region of Capella with the Chandra and XMM-Newton Gratings
钱德拉和XMM-牛顿的衍射光栅的高分辨率X射线光谱学为研究各种各样的恒星日冕现象提供了新的机会。一个流行的X射线校准目标是卡佩拉，它已被观察到的所有光栅与显着的曝光时间。我们收集了HETGS（155 ks），LETGS（219 ks）和RGS（53 ks）的所有可用数据进行比较分析，重点是在13.5A附近的NeIX三重态，这是一个被强铁线严重混合的区域。我们确定了18个发射线在这一地区的HEG光谱，包括许多从FeXIX，并找到良好的协议与预测从理论模型构建的天体物理等离子体发射代码（APEC）。该模型使用来自FeXV至FeXXIV线的排放测量分布。虽然这18条发射线不能在LETGS或RGS光谱中分离，但用HEG测量的它们的波长和通量与较低分辨率的光谱一致。在HEG的Capella模型中，NeIX的弱互组合线被贡献约一半通量的铁线显著混合。在考虑了类He诊断线的混合后，我们发现密度与低密度极限（n_e<2 10^10 cm^-3）一致;然而，与发射测量分布的峰值（~ 6 MK）相比，由NeIX G比表示的电子温度（~ 2 MK）令人惊讶地低。模型表明，NeIX三重态在较冷的等离子体和具有增强的氘-铁丰度比的等离子体中较少混合。
2003-08-19 astro-ph
XMM-Newton observation of the Seyfert 1 ESO 198-G24
本文介绍了2001年1月24日对明亮的Seyfert 1星系ESO 198-G24（z=0.045）的XMM-牛顿观测结果。我们发现，这个塞弗特星的内禀光度为2-10 keV，约为10^44 erg s-1。除了银河系吸收（N_{H} ~3 x 10^20 cm-2）外，该源没有显示出本征吸收。我们通过EPIC和RGS发现，该源在~ 1.5-2 keV以下的光谱比在较高X射线能量下观察到的光谱显着更陡，即所谓的软X射线过量。RGS光谱没有显示出明显的窄吸收线，这表明如果存在热吸收体，则其要么具有相对低的柱密度，要么具有非常高的电离参数。RGS数据很好地描述了一个幂律，修改后的黑体连续，和弱相对论性线O VIII，和C VI Lyalpha的组合。但是，并不完全排除其他解释。2-10 keV的能带符合吸收幂律，光子光谱指数为Gamma=1.77 +/- 0.04（与Seyfert 1星系中发现的典型Gamma~1.7一致）。我们发现在6.41 keV（即< Fe XVII）处存在窄的高斯发射线，其具有约60-70 eV的中等等效宽度，并且我们发现宽分量的上限（如果有的话）为75 eV。我们还发现了一个弱的吸收边与冷铁的光学深度约为0.2。
2003-10-14 astro-ph
The XMM-Newton view of radio-quiet and X-ray dim isolated neutron stars
作为保证时间的一部分，客人观察员和校准计划，XMM-牛顿广泛观察了一组六个热发射，孤立的中子星，既不与超新星遗迹连接，也不显示脉冲无线电发射。六个源中的四个现在被确定为X射线源：RX J0806.4-4123的11.37 s周期在第二次XMM-牛顿观测中得到证实。在六颗星中X射线最暗的RX J0420.0-5022中，在ROSAT数据中略微显示的周期在EPIC数据中没有看到，而是清楚地检测到3.45秒的脉冲周期。光谱变化与脉冲相位被发现为已知的8.39秒脉冲星RX J0720.4-3125和RBS 1223。对于后者，EPIC数据揭示了一个中子星自旋周期为10.31 s的双峰脉冲轮廓。所有六个物体的X射线连续谱与普朗克能量分布一致，黑体温度kT在40 eV和100 eV之间。电子轰击谱仪RBS 1223和RX J0720.4-3125的EPIC数据分别在100-300 eV和~260 eV的能量范围内显示出较宽的吸收特征。该特征的深度随脉冲相位而变化，并且可能由质子或重离子在强磁场中的回旋共振散射引起。在这样的图像中，推断的场强超过10^13高斯，在RX J0720.4-3125的情况下，与从其脉冲周期导数估计的值一致。最近报告了RX J1605.3+3249的RGS和EPIC光谱中的类似吸收特征。
2004-01-07 astro-ph
Status of the XMM-Newton cross-calibration with SASv6.5.0
XMM-牛顿交叉校准- XMM内部以及与其他X射线任务-的进一步成就。本文介绍了XMM-牛顿科学分析系统SASv6.5新版本的主要变化。显示了三台EPIC相机的交叉校准的当前状态。利用大样本的耀变体，在低能量的pn能量重新分布可以进一步校准，纠正高估的流量在最低能量的制度。在中央CCD的MOS，补丁被确定在钻孔视线的位置，导致低估的低能量通量。对相机的理解的进一步提高导致了EPIC仪器在最低能量下的良好一致性。SAS软件包的最新版本已经包括对两种影响的校正，如不同类型源的几个示例所示。最后介绍了目前EPIC和RGS仪器之间的交叉校准情况，完成了XMM内部交叉校准。在与其他X射线任务的交叉校准方面已经做出了重大努力，当然最重要的是与钱德拉，但也与目前的观测卫星，如雨燕。
2005-11-14 astro-ph
First XMM-Newton observations of a cataclysmic variable II: the X-ray spectrum of OY Car
我们提出了XMM牛顿X射线光谱的光盘吸积激变变量OY车，这是在性能验证阶段的任务。这些数据是在短暂爆发后4天采集的。在EPIC光谱中，我们发现强铁K α发射与较弱的铁K β发射以及硅和硫线。光谱最好的拟合与三个温度的等离子体模型与部分覆盖吸收体。在RGS光谱中看到的发射线和铁和硫的H/He样强度比证实了多温度发射，这意味着温度分别为~ 7 keV和~ 3 keV。
2000-10-20 astro-ph
The XMM-Newton Optical/UV Monitor Telescope
XMM-OM仪器将XMM-牛顿天文台的光谱覆盖范围扩大到紫外和光学范围。它与EPIC和RGS中的观测同时提供关于目标的成像和时间分辨数据。它还能够跟踪其视野内的恒星，从而为航天器提供了改进的事后方面解决方案。给出了XMM-OM及其操作的概述，以及仪器性能的当前信息。
2000-11-10 astro-ph
The variable XMM-Newton spectrum of Markarian 766
XMM-牛顿天文台对窄线塞弗特1星系Markarian 766进行了60 ks的观测。源显示了复杂的X射线光谱。2-10 keV的光谱可以充分地由幂律和宽Fe Ka发射来表示。在0.7和2千电子伏之间的光谱是硬的，并表现出相对于外推的中等能量斜率的通量赤字。然而，低于0.7 keV时，存在强烈的过量发射。RGS光谱显示在0.7千电子伏的边缘状功能，这个功能的能量是不一致的预期OVII边缘从温暖的吸收。Markarian 766在EPIC和RGS仪器中的总计数率在几千秒的时间尺度上变化约2倍，而OM在紫外线中没有观察到显著的通量变化。X射线的变化是光谱依赖的最大幅度的变化发生在0.4-2 keV带。光谱的变化可以解释为通量和斜率的变化，中等能量的连续发射，叠加在一个较小的可变（或恒定）的低能量发射组件。
2000-11-13 astro-ph
Tentative detection of warm intervening gas towards PKS 0548-322 with XMM-Newton
我们给出了对明亮的BL-Lac天体PKS 0548-322（z=0.069）进行长时间（~93 ksec）XMM-牛顿观测的结果。我们的反射光栅光谱仪（RGS）光谱在观察到的波长λ =23.33 A处显示出单一吸收特征，我们将其解释为在z=0.058处的OVI Ka吸收，即，距离背景物体约3000 km/s。观测到的吸收线的等效宽度约为30 mA，加上EPIC pn数据中缺乏相应的吸收边，这意味着OVI柱密度约为2 × 10^{16} cm-2，湍流的多普勒速度参数b>100 km/s。在我们的RGS光谱的限制内，没有检测到OVII或OV Ka吸收。在碰撞和河外背景电离平衡的假设下，如果气体温度为~ 250，000 K，这只是勉强一致的，明显更低或更高的值被我们对OV或OVII的限制排除在外。如果得到证实，这将是第一次通过OVI吸收对大量介入的温暖吸收气体进行X射线检测。如此高的柱密度吸收体的存在，比以前在OVI中探测到的任何一个都要强得多，这将对宇宙中重子气体的大规模分布产生严格的限制。
2005-03-08 astro-ph
Discovery of a redshifted X-ray emission line in the symbiotic neutron star binary 4U 1700+24
我们提出的XMM牛顿观测的X射线二进制4U 1700+24，在2002年8月的爆发期间进行的光谱分析。在1 keV以上的EPIC-PN频谱可以通过黑体加康普顿化模型建模，如在以前的观察。在较低的能量，但是，我们检测到一个突出的软过剩，我们的模型与广泛的高斯中心在~0.5千电子伏。在高分辨率的RGS光谱中，我们检测到一条中心在19.19^{+0.05}_{-0.09} nm处的单发射线。我们讨论了这条谱线的两种可能的解释：红移z=0.012^{+0.002}-0.004}的O VIII或红移z~0.4的Ne IX。
2005-06-24 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
The X-ray spectrum of the Seyfert I galaxy Mrk 766: Dusty Warm Absorber or Relativistic Emission Lines?
竞争模型的软X射线光谱的塞弗特I星系Mrk 766的宽光谱特征进行了测试，从130 ksXMM-牛顿观测数据。一个模型，包括相对论加宽的Ly-alpha发射线的OVIII，NVII和CVI是一个更好的适合0.3-2千电子伏的XMM RGS数据比一个充满灰尘的温暖的吸收。此外，测量的中性铁吸收线的深度与尘埃暖吸收体模型中产生17- 18埃连续谱断裂所需的铁边的大小不一致。相对论发射线模型可以再现宽带（0.1-12 keV）XMM-EPIC数据，增加了第四条线，以代表在6.7 keV的离子化铁的发射和由于在铁线以上的能量反射的过量。6.7 keV的铁线的轮廓与低能量线的测量结果一致。有证据表明，在RGS数据在3西格玛水平的光谱特征，随源通量。热吸收剂气体的覆盖率估计为~ 12%。在温暖的吸收铁被发现是过剩的CNO相比，太阳能值。
2002-09-09 astro-ph
Elemental Abundances in Stellar Coronae with XMM-Newton
XMM-牛顿反射光栅光谱仪小组已经观测到了大量不同活动水平、年龄和光谱类型的日冕源。特别是，X射线明亮的RS CVn双星系统显示饱和的日冕发射与热（10 - 30 MK）等离子体的谱线特征。此外，我们已经获得了XMM牛顿数据从年轻的太阳类似物内和外的X射线饱和制度。我们同时分析了这些天体的EPIC MOS和RGS数据，并获得了各种元素的日冕丰度（例如，C、N、O、Ne、Mg、Si、Fe）。我们发现，有证据表明，从最活跃的恒星的反第一电离势（FIP）的影响，在不太活跃的恒星的“正常”的类太阳FIP效应的过渡。我们讨论这个结果与光球丰度。
2002-01-31 astro-ph
Density Diagnostics of the Hot Plasma in AE Aquarii with XMM-Newton
利用XMM-Newton RGS对宝瓶座AE的高分辨光谱测量，通过类氦氮氧三重态的强度比，测量到了发射X射线的热等离子体的电子数密度约为1 E11/cm**-3。与EPIC相机测量的发射测量结果相比较，我们还发现等离子体的线性尺度为~ 5E 10 cm。这两个值，获得独立的模型，是不符合标准的后冲击吸积柱的磁化白矮星，但自然解释为等离子体之间的相互作用形成的吸积流和磁层的白矮星。我们的结果提供了磁螺旋桨效应在AE Aqr中发挥作用的另一个证据。
2004-12-21 astro-ph
XMM-Newton (cross)-calibration
欧空局的大型X射线空间观测站XMM-牛顿已进入第五个运行年头。我们给出了一个总体概述的五个X射线仪器和光学监视器的校准状态。去年的一个主要兴趣点是仪器之间的交叉校准。在欧洲空间天文学中心的XMM-牛顿科学操作中心与仪器原理研究人员合作开展的交叉校准活动首次对各种来源的X射线仪器EPIC和RGS进行了系统比较，并对与其他X射线观测站的交叉校准进行了初步评估。
2004-07-13 astro-ph
The highly ionized disk wind of GRO J1655-40
目的：银河系超光速微类星体GRO J1655-40在经历了7年的平静后，于2005年2月开始了一次新的爆发，并于2005年3月上升到高/软状态。在本文中，我们研究的X射线光谱在此上升。研究方法：2005年2月27日，我们用XMM-Newton观测到GRO J1655-40处于低/硬态，2005年3月，我们连续三天观测到GRO J1655-40处于高/软态。EPIC-pn相机用于快速读取突发模式，以避免光子堆积。结果如下：首先，我们对EPIC-pn的定标做了改进，因为从源接收到的高通量需要对相机的电荷转移效率进行一些修正。其次，我们发现GRO J1655-40的X射线谱在高/软态下由来自吸积盘的热发射主导，内半径13-14（D/3.2kpc）km，最高温度1.3keV。在EPIC-pn光谱中检测到两条吸收线，分别位于6.7-6.8和7.8-8.0 keV，可以将其识别为混合的Fe XXV和Fe XXVI K-α和K-β线，或者蓝移的Fe XXV。我们发现没有轨道依赖于X射线的性质，这提供了一个上限的倾斜系统的73度。RGS光谱仪揭示了17.2AA，17.5AA（Fe L边缘）和23.54AA（OI K-α）的星际吸收特征。最后，在检查OI线的星际起源时，我们发现OI K-α线等效宽度与氢柱密度的一般相关性，使用文献中的几个来源。
2006-08-29 astro-ph
Detection of an X-ray periodicity in the Narrow-line Seyfert 1 Galaxy Mrk 766 with XMM-Newton
本文分析了窄线塞弗特1星系Mrk 766在PV阶段的XMM-牛顿观测的时间特性。在29，000秒的观测中，源强度变化了1.3倍。如果用黑体分量来模拟软过剩，如EPIC pn数据所示，那么黑体分量的光度与其温度成比例关系，即L ~ T ^[4]。这就要求“黑体尺寸”的下限约为1.3*10^25 cm ^2。此外，我们报告了一个强周期信号的检测与2.4*10^-4 Hz。对观测到的时间序列和相位随机化的红噪声光谱的光变曲线的模拟清楚地表明，周期性峰值是遥远活动星系核所固有的。EPIC MOS和RGS数据也证实了它的存在。光谱拟合结果表明，在周期振荡过程中，黑体温度和中性氢的吸收保持不变。这个观测事实倾向于排除那些强度变化是由于围绕中心黑洞旋转的热点引起的模型。根据Bardeen-Petterson效应的岁差或内吸积盘的不稳定性可以解释周期性信号。
2000-11-09 astro-ph
XMM-Newton and INTEGRAL observations of the black hole candidate XTE J1817-330
银河系黑洞候选者XTE J1817-330于2006年1月在爆发中被RXTE发现。我们在这里介绍的XMM-牛顿目标的机会观测（TOO），在2006年3月13日（最大值后44天），并在2006年2月15日至18日（最大值后18天）进行的INTEGRAL观测的结果。XMM-Newton机载EPIC-pn相机用于快速读出突发模式，以避免光子堆积，而RGS用于光谱高计数率模式。我们拟合的XMM-牛顿和积分光谱与两个组件的模型组成的热吸积盘和康普顿热日冕。软X射线谱主要由吸积盘组成，最高温度从INTEGRAL观测时的0.96+/-0.04 keV下降到3月13日的0.70+/-m0.01 keV。INTEGRAL和XMM-Newton上的光学望远镜显示了V：11.3-11.4，U：15.0-15.1和UVW 1：14.7-14.8等的源。软X射线光谱，连同光学和紫外数据，显示出低的氢柱密度朝向源，和几个吸收线，最有可能的星际起源，在RGS光谱中检测到：OI K-α，OI K-β，OII，OIII和OVII，跟踪ISM的冷和热组件。软X射线光谱表明存在一个黑洞，估计质量上限为6.0（+4.0/-2.5）Msun。
2007-07-27 astro-ph
A high velocity ionised outflow and XUV photosphere in the narrow emission line quasar PG1211+143
本文报道了对明亮窄发射线类星体PG 1211+143的~60 ksec XMM观测结果的分析。在EPIC和RGS谱中均观察到对应于Fe、S、Mg、Ne、O、N和C的类H和类He离子的吸收线。观测到的谱线能量表明电离流出速度约为24000 km/s^-1。最高能量谱线需要的柱密度为N_H ~ 5 x 10^23 cm^-2，电离参数为log（xi）~ 3.4。如果这种高速外流的起源在于从内盘被驱动的物质，那么流动可能在半径约130史瓦西半径内具有光学厚度，为PG 1211+143中的大蓝色凸块（和强软X射线）发射提供了自然的解释。
2004-07-27 astro-ph
Detection of Nitrogen and Neon in the X-ray Spectrum of GP Com with XMM/Newton
利用XMM/Newton对超紧双白矮星双星GP Com进行了X射线光谱观测。利用反射光栅光谱仪（RGS），我们可以探测到类氢氮（N VII）和氖（Ne X）的莱曼α和β线，以及这些相同元素的类氦三重态（N VI和Ne IX）。所有的发射谱线都无法分辨。这是首次探测到双简并AM CVn系统的X射线发射谱线。我们检测到的共振（r）和互组合（i）线的N VI三重态，但没有禁止（f）线。NVI的隐含谱线比R = f/i < 0.3，G =（f + i）/r ~1，结合强共振谱线，与致密的、碰撞主导的等离子体中的形成相一致。RGS和EPIC/MOS光谱都与光学薄热等离子体（XSPEC中的模型cevmkl）的发射很好地拟合。氦、氮、氧和氖需要充分模拟光谱，然而，硫和铁的加入进一步改善了拟合，表明这些元素也可能以低丰度存在。我们确认在X射线的碳和氧相对于氮的丰度不足，第一次推导出的光谱学Marsh等人。平均X射线光度约3e 30尔格/秒意味着质量吸积率约9 e-13太阳质量每年。隐含的温度和密度的发射等离子体，结合存在的狭窄的发射线是一致的生产X射线发射在一个光学薄的边界层刚好在白矮星的表面。
2004-04-27 astro-ph
The XMM-Newton View of GRS1915+105
两个XMM-牛顿观测黑洞双星GRS 1915 +105是在2004年触发的，在源的长“高原”状态期间。(...)虽然光变曲线在几秒以上的时间尺度上只显示出很小的振幅变化（百分之几），但在大约0.6 Hz（...）处可以看到QPO。pn光谱很好地拟合，而不引起热盘发射，基于四个主要成分：一个主要成分（...），被丰度不同于标准ISM的冷物质吸收;从电离盘进行再处理;发射和吸收线;以及大约1 keV的软X射线过剩。然而，后者并没有被RGS光谱证实，其与EPIC-pn光谱的差异实际上缺乏一个完全令人满意的解释。如果是真的，那么软X射线过剩可能是由于光学上薄的光电离盘风的反射;在这种情况下，它可能会产生一种方法来解开星际吸收的内在。
2006-03-08 astro-ph
XMM-Newton observations of the low-mass X-ray binary XB1832-330 in the galactic globular cluster NGC 6652
我们报告了2006年对位于银河系球状星团NGC 6652中的发光低质量X射线双星XB 1832 -330进行的两次XMM-牛顿观测，它可能是一颗超紧凑双星（轨道周期小于1小时）。这些观测的目的是研究NGC 6652的低能吸收，特别是寻找二进制的富Ne材料，这被认为是一个可能的光谱特征的氖丰富的简并同伴。XMM-牛顿在2006年9月和10月两次观测到这个源。高分辨率光谱与RGS被用来估计的比例的中性氖，氧柱密度，以寻找一个异常的Ne丰度在这个X射线的二进制。我们没有发现异常Ne/O比的证据，发现Ne/O=0.18+/-0.06和Ne/O=0.17+/-0.03（1 sigma不确定性），在两个观测中，分别。这些数值与星际介质中的数值一致。EPIC数据的时间分析表明，可能的周期在9170+/-235秒和18616 +/-531秒，这需要确认。这些观测的副产品包括源场的空间分析，这导致在EPIC视场内检测到46个微弱的源，这些源在第二XMM-牛顿偶然源目录中不存在。所有这些微弱的光源都可能是前景物体。我们进行了第一次高光谱分辨率的观测XB 1832 -33，一个可能的超紧凑的二进制，没有发现任何证据的异常Ne丰度。
2008-05-27 astro-ph
XMM-Newton observations of the cluster of galaxies Sersic 159-03
星系团Sersic 159-03由XMM-牛顿X射线天文台观测，作为保证时间计划的一部分。用EPIC和RGS仪器拍摄的X射线光谱显示，没有证据表明以前的X射线观测中有强烈的冷却流。与标准等压冷却流模型相比，1.5 keV以下的冷气体明显缺乏。虽然氧或多或少均匀地分布在星系团上，但铁在星系团的中心显示出很强的浓度，稍微偏离亮度中心，但在中央cD星系内。这表明在星团中心的Ia型超新星活动增强。此外，还有一个细长的富铁构造向星团东部延伸，显示出铁分布的不均匀性。最后，温度迅速下降超过4弧分从集群中心。
2000-10-30 astro-ph
A deep X-ray observation of M82 with XMM-Newton
我们报告的分析深（100 ks）观测的星爆星系M82的EPIC和RGS仪器上的X射线望远镜XMM-牛顿。宽带（0.5-10 keV）发射是由于至少三个光谱分量：i）来自点源的连续谱发射; ii）来自热气体的热等离子体发射; iii）来自中性金属（Mg和Si）的电荷交换发射。等离子体发射具有双峰差分发射测量，峰值在~0.5 keV和~7 keV。空间分辨光谱表明，化学绝对丰度在外流中并不均匀分布，而是在外围较大，靠近星系中心较小。丰度比也显示出空间变化。从X射线得到的氧丰度比在红超巨星大气中测得的要低，这导致了一种假设，即很大一部分氧离子已经冷却，不再发射能量> 0.5 keV的氧离子。
2008-02-20 astro-ph
An XMM-Newton observation of the Seyfert 1 galaxy 1H 0419-577 in an extreme low state
以前对发光的Seyfert 1星系1H 0419-577的观测发现，它的X射线谱范围从2-10 keV幂律指数γ ~ 1.9的典型Seyfert 1到γ ~ 1.5或更小的更平坦的幂律指数。我们发现一个非常硬的光谱（伽玛~ 1.0），它具有广泛的功能，可以模拟与添加一个极端的相对论性铁K发射线或部分覆盖的基础连续的大量的近中性气体的柱密度。EPIC和RGS数据都显示了OVII和OVIII强谱线发射的证据，这需要1H 0419-577中低密度光电离气体的扩展区域。当1H 0419-577是“X射线亮”时，与早期的XMM-牛顿观测相比，表明主要的光谱变化是通过陡峭的幂律分量发生的。
2004-01-05 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
Evidence of a high velocity ionised outflow in a second narrow line quasar PG0844+349
在发现明亮类星体PG 1211 +143的高速外流中的X射线吸收之后，我们在第二个类星体（高吸积率）PG 0844 +349的XMM档案数据中寻找类似的特征。在EPIC和RGS光谱中发现了吸收线的证据，其与H-样Fe，S和Ne中的共振跃迁的识别意味着高度电离物质的起源，其流出速度为~0.2c。谱线等效宽度要求在电离参数log（xi）约为3.7时，N_H的视线柱密度约为4 x 10^23 cm^-2。假设径向外流是由来自内部吸积盘的辐射压力驱动的，如先前对PG 1211 +143所建议的那样，流动很可能再次是光学厚的，在这种情况下在~ 25史瓦西半径内。我们认为，一个高速，高度电离外流可能是一个重要的组成部分，在质量和能量预算的许多活动星系核吸积或以上的爱丁顿率。
2003-08-26 astro-ph
XMM-Newton observations of SN1987A
本文报道了大麦云星云SN 1987 A的XMM-牛顿观测。大收集面积望远镜与欧洲光子成像相机（EPIC）一起提供了具有前所未有的统计质量的X射线光谱，并使研究自X射线发现以来观察到的增亮期间的光谱演变成为可能。反射光栅光谱仪的高分辨率光谱产生互补的视图，使我们能够对突出的发射线进行更详细的调查。用碰撞电离平衡态和非平衡态（NEI）热等离子体的双温发射分量模拟了X射线谱。我们发现2000年1月和2001年4月平衡分量的温度为0.24+/-0.02keV，2003年5月增加到0.30+/-0.02keV，这也表明热NEI分量的温度从2 keV增加到3 keV。从RGS光谱推断的发射线比表明温度低至100 eV，并且与所观察到的温度增加一致的氧和氖的电离状态的增加。快速读出的EPIC-pn仪器产生的X射线通量免费的CCD堆积效应，我们用来规范化堆积修正公布的钱德拉通量。SN 1987 A在0.5-2.0 keV能量带的校正X射线光变曲线最好的表现为爆炸后4000天的线性增加和之后的指数上升，直到钱德拉最后一次发表的6716天的观测。通过从近似圆环的内环发射来模拟光变曲线，发现中心密度n_H = 1.15 × 10^4 cm^-3，在这个模型中，前向激波刚好通过圆环的中心。
2006-09-18 astro-ph
A XMM-Newton observation of Nova LMC 1995, a bright supersoft X-ray source
Nova LMC 1995，以前在1995-1998年期间被ROSAT探测到，2000年12月再次被XMM-牛顿作为发光超软X射线源观测到。这颗新星提供了观察热白矮星光谱的可能性，在壳中燃烧氢，而不是像其他超软X射线源那样被风或星云发射所遮挡。尽管在E<0.5 keV时EPIC仪器的校准存在不确定性，但使用局部热核平衡的大气模型，我们得出T（eff）= 400，000 - 450，000 K，L（bol）=2.3 x 110（-14）0（37）erg cm（-2）s（-1），我们证实C丰度没有显著增加。RGS光谱没有显示出风或星云的发射线，但白矮星的吸收线无法分辨。在0.6-10 keV范围内的通量上限为10（-14）erg cm（-2）s（-1）。在光变曲线中没有快速或大的变化，但我们在功率谱中发现在5.25小时处的峰值。
2003-05-16 astro-ph
High Resolution Spectroscopy of 14 Cooling-Flow Clusters of Galaxies Using the Reflection Grating Spectrometers on XMM-Newton
本文介绍了用XMM-Newton上的反射光栅光谱仪（RGS）获得的14个冷流X射线团簇和群的高分辨X射线谱。该光谱表现出从一些Fe L电荷状态以及O VIII，Mg XII，Ne X，Si XIV & XIII，N VII和C VI的线发射。所有的光谱显示赤字的软X射线线预测等压多相光谱模型相比，从空间分辨光谱与欧洲光子成像相机（EPIC）的形态质量沉积率。我们提出了一些微弱的检测等离子体比周围的集群温度低几倍。结果进一步表明，无论是形态质量沉积速率系统高估了实际的冷却速率或排放量的冷却流有一个更陡峭的分布比一个简单的等压多相模型预测。我们简要地讨论了一些修改的冷却流的过程。
2002-02-05 astro-ph
The XMM/BeppoSAX observation of Mkn 841
2001年1月，XMM和BeppoSAX同时观测到了Mkn 841。由于操作上的偶然性，30 ksXMM观测被分成两部分，间隔约15小时。我们首先报告存在一个狭窄的铁线，这似乎是迅速变化的两点之间，需要一个非标准的解释。然后，我们专注于使用XMM/EPIC，RGS和SAX/PDS数据的宽带（0.3-200千电子伏）连续谱的分析。Mkn 841的光谱很好地拟合的康普顿化模型在一个几何形状更多的光子馈比一个简单的平板几何被动盘以上。它呈现出相对较大的反射（R>2），这与明显弱的铁谱线不一致。它还显示了一个强大的软过剩的存在下，在冷等离子体中的康普顿化光谱很好地拟合，表明存在多温度的电晕。
2003-08-11 astro-ph
First observation of Jupiter by XMM-Newton
我们介绍了XMM-牛顿对木星的第一次X射线观测。EPIC相机拍摄的图像显示了显著的发射，基本上都局限于0.2-2.0 keV波段，来自行星的极光点;它们的光谱可以用高电离氧（OVII和OVIII）的未解析发射线和伪连续谱的组合来模拟，伪连续谱也可能是由于许多弱线的叠加。RGS光谱在21-22 A（~0.57 keV）处的2.8 σ增强与OVII鉴定一致。我们的光谱分析支持这一假设，即木星的极光发射源于地球磁层中太阳风离子的捕获和加速，然后通过电荷交换产生X射线。北斑的X射线通量在木星自转周期上受到调制。我们没有发现证据的~45分钟的X射线振荡观察钱德拉超过两年以前。还观测到行星盘赤道区域的辐射。它的光谱与散射的太阳X射线的光谱一致。
2004-06-15 astro-ph
XMM-Newton observation of the Tycho Supernova Remnant
我们目前的观测与EPIC和RGS仪器获得的XMM-牛顿卫星上的第谷超新星遗迹。我们比较图像和方位角平均的径向分布从不同的元素（硅和铁）和不同的过渡线的铁（铁L和铁K）的发射线。虽然Fe XVII L线和Si XIII K线的图像在空间上是一致的，但Fe K发射在较小的半径处明显达到峰值，这表明反向激波的温度较高。这是定性的轮廓时，预期的反向冲击，通过外部的幂律密度分布后，已进入中央高原的喷出物。高能连续谱分布总体上是平滑的，其范围与射电辐射相似。它的径向轮廓峰值比谱线发射更远。在东部和西部边缘观察到较亮和较硬的连续区域，具有粗糙的双极对称性。东南结的光谱分析支持硅和铁的相对丰度的空间变化，这意味着硅和铁层的不完全混合。
2000-12-13 astro-ph
Probing Warm-Hot Intergalactic Medium Associated with the Virgo Cluster using an Oxygen Absorption Line
为了探测与宇宙大尺度结构相关的温热星系际介质，我们用XMM-牛顿观测了室女星系团背后的类星体。在54 ks的净曝光时间下，我们在RGS光谱中在650.9 + 0.8/-1.9 eV处勉强检测到OVIII K α吸收线，统计置信度为96.4%。观测到的线中心能量与M87的红移一致，因此该吸收体与室女星系团有关。根据生长曲线，估计OVIII柱密度大于7 x 10^16 cm^-2。在EPIC光谱中，在评估了室女星系团中的热团内介质和各种背景成分后发现了过量发射。我们检查了ROSAT全天空巡天图的漫射软X射线背景，并确认了室女星系团外的北部和西部地区的水平与我们使用的背景模型一致，而东侧的水平明显更高，增强与EPIC数据中发现的过量发射相当。我们认为相当一部分的过量排放与室女星系团，虽然可能的贡献，从北极支线不能排除。利用柱密度和发射测量，并假设氧丰度为0.1，电离分数为0.4，我们估计出温热气体的平均电子密度和视距分别小于6 x 10^-5 cm^-3和大于9 Mpc。这些数字有力地表明，我们已经在与室女星系团相关的暗条中探测到了一种温热的星系际介质。
2004-09-09 astro-ph
