The XMM-LSS survey. Survey design and first results
我们已经设计了一个中等深度的大面积X射线调查与XMM-XMM大尺度结构调查，XMM-LSS -的范围扩展的宇宙学测试尝试使用ROSAT集群样本的两个红移箱之间的0<z<1，同时保持早期研究的精度。两个主要目标限制了调查设计：集群集群关联函数和集群数量密度的演变研究。结果是有希望的，到目前为止，根据我们的预测，调查的灵敏度和集群数密度。该方案的可行性得到证明，并等待进一步的X射线覆盖，以便进行真正重要的统计分析。（节录）
2004-11-01 astro-ph
The XMM-LSS survey: The XMDS/VVDS 4 sigma catalogue
我们提出了第一个目录的X射线源产生的中心区域的XMM-LSS（大尺度结构调查）。我们描述的减少程序和数据库工具，我们开发和使用，以获得一个定义良好的目录的X射线源。目前的星表仅限于在测光VVDS（VIRMOS VLT深度巡天）覆盖的1 deg^2区域内以4 sigma探测到的286个源的子样本，这使我们能够提供光学和无线电识别。我们还讨论了在XMM中深巡天（XMDS）的整个3 deg^2区域中，在> 4 sigma处探测到的536个较大X射线源的X射线性质，与光学识别无关。我们还推导出的logN-logS关系的样本超过1000个来源，我们讨论的其他调查的背景下，在类似的通量。
2005-05-06 astro-ph
XMM-LSS discovery of a z=1.22 galaxy cluster
我们提出的XLSSJ022303.0-043622，一个z=1.2星系团的发现的细节。这个星系团是根据它的X射线性质确定的，并在XMM大尺度结构巡天（XMM-LSS）中根据它的光学/近红外特征被选为z>1的候选者。这是迄今为止在调查中发现的最遥远的系统。我们提出了基于地面的光学和近红外观测系统进行的XMM-LSS调查的一部分。该星团的X射线辐射光度为1.1 +/- 0.7 x 10^44 erg/s，比大多数已知的z>1的X射线选择性星团都要暗。在光学上，它有一个非常紧凑的核心，在一个以X射线位置为中心的半径为125 kpc的圆内至少有十几个星系。核心内的大多数星系，以及那些光谱证实是星团成员的星系，在低红移时的恒星质量与大质量星系团相似。它们的颜色与其他z>1的星系团中的星系相当，这与几乎没有强烈的恒星形成迹象相一致。星系内的大部分恒星形成似乎已经停止了至少1.5 Gyr之前观察到的时代。我们的结果与大质量星系团在z>1时形成并在此后被动演化的结论一致。我们还表明，该系统是直截了当地确定斯皮策/IRAC 3.6和4.5微米的数据所获得的SWIRE调查强调的权力和效用的联合XMM和斯皮策搜索最遥远的集群。
2006-07-18 astro-ph
The XMM-LSS Survey: A well controlled X-ray cluster sample over the D1 CFHTLS area
我们给出了CFHTLS D1区对应的XMM-LSS星系团目录。该列表包含13个光谱确认，X射线选择星系团超过0.8 deg 2的单位红移，因此构成了迄今为止最高密度的星系团样本。星团X射线的辐射热光度范围为0.03至5x 10 ^{44} erg/s。在这项研究中，我们描述了我们的目录建设过程：从X射线集群候选人的检测到编译的光谱确认集群样本与明确的选择功能。该程序还提供基本的X射线产品，如集群温度，通量和光度。我们探测到的（0.5-2.0 keV）X射线通量> 2x 10 ^{-14} erg/s/cm^{-2}的星系团略多于我们基于深度ROSAT调查的预期。我们还提出了我们的9个最明亮的对象具有可靠的温度测定的亮度-温度关系。斜率与局部关系很好地吻合，但与0.15 < z< 0.35物体的亮度增强兼容，具有1 < T < 2 keV，这是XMM-LSS首次系统地识别的群体。本研究允许编译的集群样本从XMM图像的选择偏差是理解的。这使得，除了大尺度结构的研究，集群标度律演化的系统调查，特别是对于低质量的X射线集团构成的大部分，我们观察到的集群人口。通过XMM-LSS集群数据库以电子形式提供所有集群辅助数据（图像、轮廓、光谱）。
2006-07-10 astro-ph
The XMM-LSS catalogue: X-ray sources and associated optical data. Version I
在Pacaud等人介绍了XMM-LSS X射线源探测包之后，我们提供了第一个5.5平方度测量的源列表。目录属于[0.5-2]和[2-10]千电子伏波段，并包含3385个点状或扩展源以上的检测可能性为15在任何一个波段。与深logN-logS的一致性非常好。考虑的主要参数是位置，计数，源范围与相关的似然值。进一步计算了一组附加量，如天体测量改正和通量，同时从模拟中推导出位置和计数率的误差。我们描述了建设的频带合并目录，允许快速子样本的选择和容易的互相关与外部多波长目录。一个小的光学CFHTLS多波段子集的对象与每个源以及X射线/光学覆盖相关联。我们以FITS格式提供完整的X射线图像。这些数据可在CDS上获得，并以更广泛的形式在米兰XMM-LSS数据库中获得。
2007-08-24 astro-ph
The XMM-LSS Survey. First high redshift galaxy clusters: relaxed and collapsing systems
我们介绍了XMM大尺度结构巡天（XMM-LSS）中新发现的5个z>0.6的星系团。所有五个物体都是XMM图像中的扩展X射线源。对于其中三个，我们有足够的光谱确认的成员星系，估计速度色散是可能的：XLSSC 001在z=0.613和σ_V=867^{+80}_{-60} km/s时，XLSSC 002在z=0.772和σ_V=524^{+267}_{-116} km/s; XLSSC 003在z=0.839和σ_V=780^{+137}_{-75} km/s。这三个星系团的X射线辐射热光度L_X \sim 1-3 \times 10^{44} erg/s，温度2-4 keV，因此在类似的红移下，它们的质量比以前已知的星系团要小，但在测量误差的范围内，它们遵循L_X，T和σ_V之间的低红移标度关系。其中一个星系团XLSSC 004被独立地探测到，是一个高密度的星系，其颜色R-z '= 1.4，与中心星系的红移z=0.87相匹配，尽管它不能被光谱观测明确地证实。最高的红移候选集群属于这篇论文，XLSSC 005，最有可能是一个双集群复杂的红移约为1，与扩展的X射线源与可能的子结构。
2004-05-11 astro-ph
A multi-wavelength survey of AGN in the XMM-LSS field: I. Quasar selection via the KX technique
目的：我们提出了一个样本的候选类星体选择使用KX技术。该数据覆盖了X射线多镜（XMM）大尺度结构（LSS）调查区域的0.68 deg^2，其中重叠的多波长成像数据允许对选定源的物理性质进行调查。方法：KX方法根据类星体的光学（R和z '）到近红外（Ks）光度学和点状形态来识别类星体。我们将这些数据与光学（u*，g 'r'，i '，z'）和中红外（3.6-24微米）波段相结合，重建候选类星体的光谱能量分布（SED）。结果：在用KX方法选出的93个候选类星体中，有25个通过随后的SED分析被归类为类星体。光谱观测可用于12/25的这些来源，并在每种情况下证实类星体的假设。更重要的是，90%的SED分类类星体显示出X射线发射，这是KX选择的样本中任何错误候选者都没有的属性。在没有光谱学的情况下对这些源进行光度红移分析表明，被归类为类星体的25个源占据了0.7 < z < 2.5的区间。剩下的68/93来源被归类为恒星和未解决的星系。
2009-02-24 astro-ph
The XMM Large Scale Structure Survey: Scientific Motivation and First Observations
由于其无与伦比的灵敏度和大视场，XMM可能占据测量仪器的领先地位。我们目前的宇宙学参数，赞成中等灵敏度，大尺度结构调查与XMM，使用星系团作为示踪剂的宇宙网络。我们展示了如何激发了一个具体的调查，XMM大尺度结构调查（XMM-LSS），这将涵盖64平方度的灵敏度约1000倍优于ROSAT全天调查的定义。我们提出了我们的预测集群计数的基础上的Press-Schechter形式主义和详细的X射线图像模拟，并显示他们如何同意从最近的ROSAT集群调查的集群统计。我们还介绍了与XMM-LSS相关的广泛的多波长跟踪，以及该计划的第一次观测。
2002-04-19 astro-ph
The XMM Large-Scale Structure Survey: An initial sample of galaxy groups and clusters to a redshift z<0.6
我们目前的X射线和光学光谱观测的12个星系群和集群内确定的XMM大尺度结构（LSS）的调查。从[0.5-2] keV能带中的通量极限8 e-15 ergs/s/cm 2以上的3.5 deg 2 XMM图像马赛克中选择组和簇作为扩展X射线源。深BVRI图像和多目标光谱确认每个源作为星系集中位于红移区间0.29<z<0.56。我们将视线速度分散与每个结构的X射线特性相结合，这些结构是从二维表面亮度模型和XMM光谱数据的单一温度拟合计算的。由此产生的X射线光度、温度和速度色散的分布表明，XMM-LSS巡天正在探测红移z < 0.6的低质量星系团和星系群。与较低红移的X射线群和星团样品相比，在给定的X射线温度下，已确认的系统显示很少或没有X射线光度演化的证据。在继续进行的XMM-LSS巡天中，预计将汇编一份统计上完整的星系群和星系团样本，从而有可能更全面地了解这些趋势。
2005-07-29 astro-ph
Galaxy groups and low mass clusters at z<0.6: A perspective from the XMM Large Scale Structure survey
星系群和低质量星系团为研究X射线气体物理学以及星系演化与环境效应之间的相互作用提供了重要的实验室。X射线多镜（XMM）大尺度结构（LSS）调查目前已成像5 deg 2到10 e-14 ergs/s/cm 2量级的标称扩展源通量极限，并且在红移0.2 < z < 0.6处由低质量群和团簇在数字上占主导地位。我们讨论了XMM-LSS集群样本的产生，初步结果的物理群体和低质量的集群和这些系统的详细的后续研究的前景。
2006-10-26 astro-ph
AMiBA, XMM, and Cluster Surveys
微波背景各向异性阵列（AMiBA）是一个由19个天线共同安装在一个可操纵平台上的干涉阵列，工作频率为95 GHz。AMiBA的主要科学目标之一是利用Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应进行聚类调查。在这里，我们探讨了潜在的AMiBA作为一个量身定制的SZ仪器的集群物理和宇宙学的研究，通过集群调查了时代的团簇形成。特别是，我们探索的潜力相结合的AMiBA集群调查与XMM-LSS（大尺度结构）调查。
2001-10-23 astro-ph
The XMM Large Scale Structure survey: The X-ray pipeline and survey selection function
我们提出了X射线管道开发的集群搜索的目的在XMM-LSS调查。它是基于一个两阶段的过程，通过专门处理的泊松性质的信号：（1）多分辨率小波滤波图像的源检测;（2）源分析的极大似然适合光子图像。通过广泛的蒙特卡罗模拟研究了源检测效率和特征。这导致我们定义了两种扩展源的样本：未受污染的C1类，以及限制较少的C2类，允许50%的污染。由此产生的预测选择函数，并比较目前的XMM-LSS确认集群样本显示出非常好的协议。我们得到的平均预测源密度约为7 C1和12 C2每平方度，这是高于任何可用的宽场X射线调查。最后，我们注意到我们的样品预测的红移分布从一个使用通常的假设通量有限的样品获得的一个实质性的偏差。
2006-07-10 astro-ph
The Low Frequency Radio Counterpart of the XMM Large Scale Structure Survey
XMM大尺度结构巡天（XMM-LSS）是一个主要的项目，以绘制宇宙的大尺度结构到宇宙学距离。一个8度乘8度的区域将被XMM测量，并计划进行光学跟踪，以产生一个由数百个红移为z = 1的星团组成的三维地图。为了探索大尺度结构与河外射电源的位置和性质的关系，XMM-LSS项目还包括对这一区域进行低频无线电测量。这一组合将为射电源的形成和演变如何受到当地环境的影响提供前所未有的见解。在这里，我们介绍了我们在该地区的325 MHz和74 MHz调查的初步结果。在325 MHz时，我们的通量极限为4 mJy/束，分辨率为6.3”，在5.6平方度范围内总共检测到256个源。在74 MHz时，我们的通量极限为275 mJy/束，分辨率为30”，在110平方度范围内共检测到211个源。我们描述这些结果，并探讨他们告诉我们的人口河外低频射电源。74兆赫的测量是首次在如此低的频率下进行深、亚弧分分辨率的测量。这是可能的硬件和数据减少算法，我们详细描述的最新进展。
2003-03-18 astro-ph
Cosmology with Galaxy Clusters in the XMM Large-Scale Structure Survey
即将进行的XMM大尺度结构勘测（XMM-LSS）将最终提供一个连续64平方米的X射线源分布的独特映射。°的地区特别是，它将提供大约900个星系团的三维位置，红移约为1。我们研究的前景，这个集群目录提供测量宇宙学参数。我们使用Press-Schechter形式主义来预测在几个CDM模型中的团簇的计数和它们的X射线性质。我们计算集群的检测效率，使用XMM X射线图像的逼真模拟，并研究它如何不同于传统的通量限制。我们计算预期的关联函数的集群使用扩展的晕模型，并表明，它预计将演变到z~2非常小，一旦考虑到调查的选择功能。关联函数的形状和幅度可用于制动当单独考虑簇计数时存在的退化。忽略系统的不确定性，集团计数的演变和关联函数的组合产生的测量Omega_m，sigma_8和Gamma的精度约为15%，10%和35%，分别在LCDM模式。这种组合还将提供LCDM模型的一致性检查，以及该模型与OCDM模型之间的区别。因此，XMM-LSS将提供对宇宙学参数的重要约束，补充来自其他方法（如宇宙微波背景）的约束。我们讨论了这些约束是如何影响仪器系统学和集群的标度关系的不确定性。
2002-05-29 astro-ph
The XMM/Megacam-VST/VIRMOS Large Scale Structure Survey
XMM-LSS巡天的目标是绘制宇宙的大尺度结构，如星系团和星系群所强调的那样，在一个8x8平方度的范围内，红移约为1。区这将首次揭示深势阱分布的拓扑结构，并在真正的宇宙学距离上提供统计测量。此外，通过其X射线特性识别的星系团将成为第一个统一选择的多波长调查的基础，这些调查是对星系团和单个星系团星系作为红移函数的演化的调查。这次调查还将探讨宇宙网中的类星体分布这一非常重要的问题。
2000-11-08 astro-ph
Modelling the spin pulse profile of the isolated neutron star RX J0720.4--3125 observed with XMM-Newton
利用XMM-牛顿数据模拟了孤立的中子星RXJ 0720.4 - 3125的自旋脉冲强度和硬度比剖面。所观察到的变化是近似正弦的峰-峰幅度为15%，硬度比是最软的流量最大值之前稍。通过使用极冠模型，我们能够得到最大极冠大小和可接受的观察几何形状。盖的推断大小与中子星被吸积加热的情况更相容，并限制了磁场强度。硬度比调制，然后可以解释的能量依赖的光束效应，这限制了可接受的模型的新兴辐射的情况下，软光子比硬光子更强烈的光束。另一种解释在磁层中的空间可变吸收共同旋转的方面进行了讨论。
2000-10-31 astro-ph
A Subaru Weak Lensing Survey I: Cluster Candidates and Spectroscopic Verification
我们目前正在进行的弱透镜调查的结果与斯巴鲁望远镜，其最初的目标是定位和研究剪切选择的结构或晕的分布。使用Suprime-cam成像调查跨越21.82平方度，我们提出了一个目录的100个候选人位于从透镜收敛图晕。我们的样本可靠地从我们的调查区域的子集中提取，（总计16.72平方度）未受到明亮恒星和边缘效应的污染，并且限制在3.69的收敛信噪比。为了验证样品的详细光谱测量已经取得了26个候选人使用斯巴鲁多目标摄谱仪，FOCAS。所有这些都被证实是星系团，但有两个是沿着视线观察的多个星系团的叠加。包括文献中的数据和正在进行的凯克光谱活动，总共有41个晕现在有可靠的红移。对于我们的调查领域之一，XMM LSS（皮埃尔等2004年）领域，我们比较我们的透镜选择晕目录与其X射线等效。在XMM-LSS场检测到的15个晕中，有10个与已发表的X射线选择性星团相匹配，另外2个是新检测到的，并在这项工作中得到光谱证实。虽然三个晕尚未被证实，但XMM-LSS领域内的高成功率（12/15）证实了弱透镜提供了一种可靠的方法来构建星系团目录，而不管组成星系或星系团内介质的性质。
2007-07-16 astro-ph
XMM-Newton observations of OY Car III: OM light curve modelling, X-ray timing and spectral studies
我们重新审视了2000年7月发生在爆发后不久的矮新星OY车的XMM-牛顿观测。Ramsay等人（2001 a）发现，在2240秒的周期内存在显著的能量依赖性调制：这种调制仅在约1/3的观察持续时间内出现。在我们的新分析中，我们更详细地研究了这个时间间隔。除了2240秒的周期外，我们还发现了其他周期的证据，最突出的是3500秒附近。这两种调制最有可能是由于在此期间光电吸收的变化：这是由相位分辨光谱支持。这可能表明吸积盘上方存在物质或存在磁吸积幕。在这种情况下，2240秒的周期可以代表白矮星的自转周期，3500秒的周期代表自转周期和轨道周期之间的拍频周期。我们还使用一种新技术来绘制吸积盘的空间范围，对B波段和紫外日食剖面和光变曲线进行建模。结果发现，光辐射主要由吸积盘边界层附近的辐射和吸积流撞击吸积盘的热点辐射所控制，而紫外辐射主要由吸积盘/边界层的内部辐射所控制。
2003-12-12 astro-ph
A long, hard look at MCG-6-30-15 with XMM-Newton II: detailed EPIC analysis and modelling
明亮的塞弗特1号星系MCG-6-30-15为活动星系核中存在超大质量黑洞提供了一些迄今为止最好的证据。ASCA的观测揭示了一个由强多普勒和引力效应形成的X射线铁线轮廓。在本文中，铁线的形状，其变化特性和这种光谱解释的鲁棒性进行了检查，使用2001年采取的长期XMM-牛顿观测。各种光谱模型，包括和排除强引力的影响，以统一的方式进行比较的数据。结果非常有利于模型，其中的光谱是由相对论吸积盘发射成形。要解释3-10 keV的光谱，使用吸收（无论是温暖的或部分覆盖冷物质），发射线混合，弯曲的连续或额外的连续组件为主的模型要困难得多。这些结果与数据的拟合差得多，无法解释其他观测结果（如BeppoSAX同步光谱）。这再次证实了相对论的“圆盘线”解释的准确性。能谱的形状的短期变化的调查和解释的两个组件的排放模型。利用光谱变异性分析的组合，成功地将光谱分解成可变幂律分量（PLC）和反射主导分量（RDC）。前者是高度可变的，而后者在整个观测过程中近似恒定，导致众所周知的光谱变化模式。（节录）
2003-11-20 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
New insights into ultraluminous X-ray sources from deep XMM-Newton observations
关于超亮X射线源（ULX）是否包含新的中等质量黑洞（IMBH）的争论仍然没有解决。我们提出了新的分析最深的XMM牛顿观测ULXs，解决其根本性质。我们研究了经验和物理建模的X射线光谱的样本的13个最高质量的ULX数据集，并发现有异常建模ULX吸积IMBHs的属性只是按比例放大银河系黑洞。最值得注意的是，在几个来源超过2千电子伏的光谱曲率意味着存在一个光学厚，冷日冕。我们还提出了一个新的分析100 KS的观测Holmberg II X-1，其中严格的时间数据的分析限制其黑洞的质量不超过100太阳质量。我们认为，这些结果的组合指向许多（但不一定是所有）ULX包含黑洞，最多是几十个太阳质量的大小。
2005-11-02 astro-ph
Structure detection in the D1 CFHTLS deep field using accurate photometric redshifts: a benchmark
我们调查的D1 CFHTLS深场的结构，以测试的方法，将被应用到生成均匀的样品的集群和星系群，以约束宇宙学和详细的物理组和集群。自适应核技术应用于星系星表。这种技术不需要通常的先验假设（光度函数，密度分布，星系的颜色）与其他方法。它的主要缺点（效率随背景的增加而降低）通过在光度红移空间中使用窄切片来克服。在结构检测中有两个主要问题。一个是错误检测，第二个是选择函数的评估，特别是如果想要“完整”的样本。我们在这里使用随机分布来处理第一个问题。对于第二个，与详细的模拟比较是可以预见的，但我们在这里使用一个务实的方法，将我们的结果与GalICS模拟进行比较，以检查我们的探测数与宇宙学模拟相比并不完全不一致。我们使用XMM-LSS测量和安全的VVDS红移到z~1来检查单个检测。我们表明，我们的检测方法基本上是能够恢复（在共同的区域）100%的C1 XMM-LSS X射线探测在正确的红移范围内加上其他几个候选人。此外，当光谱数据可用时，我们会确认我们的检测结果，即使是没有X射线数据的检测结果。
2007-02-16 astro-ph
XMM-Newton EPIC observations of the ultraluminous X-ray source NGC 5204 X-1
本文介绍了对超亮X射线源（ULX）NGC 5204 X-1的两次XMM-牛顿观测结果。EPIC光谱与黑洞X射线双星的标准光谱模型拟合良好，该模型包括一个软多色盘黑体分量加上一个硬幂律连续体。该模型所需的冷（kT_in ~ 0.2 keV）盘内温度有利于在这个系统中存在一个中等质量的黑洞（IMBH），虽然我们强调了一个可能的异常的斜率的幂律连续在这样的拟合。我们讨论的解释和其他，非标准的光谱建模的数据。
2004-12-20 astro-ph
XMM-Newton and the Pleiades -- I: Bright coronal sources and the X-ray emission from intermediate-type stars
我们进行X射线光谱和定时分析的太阳类（光谱类型F5-K8）和中间型（B4-F4）在40-ks XMM-牛顿EPIC曝光观测的昴宿星。所有8个类太阳成员都有“准稳定”的\lx $\ga 10^{29}$ erg/s，4个表现出耀斑。利用流体动力学模拟技术，我们推导出两个最强的耀斑，HII 1032和HII 1100的环路半长${\cal L} \la 0.5 R_{\star}$。HII 1100的光变曲线表明，耀斑环完全被掩盖了。在近轨道上被亚恒星伴星食是可能的，但似乎是一个非常偶然的事件;被快速移动的冷物质云吸收需要\nh至少比任何太阳或恒星日珥大两个数量级。一次掩星可能是由两个耀斑的同时发生所模拟的，尽管第一个耀斑的衰变时间比上升时间短，暗示着${\cal L} \sim 0.02 R_{\star}$，这是不寻常的。准稳定发射的光谱模型显示，从F星和缓慢旋转的G星到K星到快速旋转的G星，日冕温度呈上升趋势，并且倾向于低日冕金属丰度：与附近类太阳恒星的特征一致，虽然三颗星都没有显示“”在AB Dor和47 Cas的饱和日冕中，饱和发射在2keV处具有显著分量。在5颗中间型恒星中，2颗未被探测到（\lx $ < 4 \times 10^{27}$ erg/s），3颗显示出X射线发射，其光谱和\lx与来自活跃的类太阳伴星的起源一致。
2003-07-04 astro-ph
Constraining the equation of state of supra-nuclear dense matter from XMM-Newton observations of neutron stars in globular clusters
我们报告的详细建模的X射线光谱的三个可能的中子星。用XMM-牛顿观测到的中子星是在球状星团中的三个静止X射线双星中发现的：欧米茄Cen，M 13和NGC 2808。无论它们是以非常低的速率吸积还是从吸积加热的核心辐射能量，它们的X射线光谱都被认为是氢大气的X射线光谱。我们使用和比较公开的氢大气模型，恒定和变化的表面重力约束的质量和半径的中子星。由于XMM-牛顿的高吞吐量，以及这些星团的精确距离，使用最新的科学分析软件版本和XMM-牛顿EPIC相机的校准，我们得出了迄今为止从这些系统获得的中子星的质量和半径的最严格的约束。模型的比较表明，以前使用的氢大气模型（假设恒定的表面重力）往往低估了质量和高估了中子星的半径。我们的数据限制允许的状态方程，那些涉及正常的核子物质和一个可能的奇怪的夸克物质模型，从而约束半径为8公里，质量高达2.4 M $_\odot$。
2007-08-28 astro-ph
A synoptic spectral study of Cassiopeia-A based on XMM-Newton and BeppoSax observations
在本文中，我们提出了最近的图像和光谱数据的Cas-A获得的XMM-牛顿和BeppoSAX。对硬X射线连续谱的分析不支持将硬X射线辐射解释为在主激波中产生的同步辐射，非热韧致辐射是一个合理的替代方案。此外，BeppoSAX卫星最近对硬X射线连续体进行的500千秒深度观测显示，在67.9和78.4千电子伏探测到44 Sc核衰变线。对硬X射线连续谱的适当建模导致对（0.8-2.5）E-4太阳质量的初始44 Ti质量的估计。我们还提出了电离年龄，温度，丰度图。所观察到的元素丰度比模式可以调和最好的Ib型SNe，产生于60太阳质量的祖先（ZAMS）与高质量损失。图像分辨发射线光谱的精确建模使我们能够获得可靠的多普勒速度为明亮的硅-K，S-K，和Fe-K线复合物。
2002-02-11 astro-ph
The XMM large scale structure survey: optical vs. X-ray classifications of active galactic nuclei and the unified scheme
我们的目标是通过比较活动星系核的X射线和光学分类来描述它们的特征。我们提出了一个样本的99光谱确定的X射线点源在XMM-LSS调查显着检测在[2-10] keV波段，并与超过80计数。我们对所有这99个X射线源进行了X射线光谱分析。引入四重点相关系数，我们发现X射线和光学分类之间只有轻微的相关性，因为高达30%的源具有不同的X射线和光学分类：一方面，10%的1型源在其光谱中呈现宽的发射线和在X射线中的强吸收。这些物体是高亮度的活动星系核，位于高红移，因此稀释效应被完全排除，它们的差异性本质是一种内在属性。它们的X射线亮度和红移分布与具有宽发射线的非吸收X射线源一致。另一方面，25/32是中等亮度的活动星系核，它们在X射线中都没有吸收，在光谱中只有窄的发射线。它们中的大多数具有代表宿主星系的光谱。我们最后推断，稀释的活动星系核的宿主星系似乎占他们的性质。5/25被定义为Seyfert 2。总之，这32个不一致的情况下，可以占大多数的标准活动星系核统一计划，因为它的预测不符合只有12%的99个X射线源。删节
2007-09-13 astro-ph
Discovery and modelling of disc precession in the M31 X-ray binary Bo 158?
与M31球状星团Bo 158相关的低质量X射线双星（LMXB）已知在约2.78小时的周期内表现出强度下降。这是由于轨道周期上的X射线源被吸积盘外缘的物质遮蔽。然而，倾斜的深度变化从<10%到83%，在三个档案XMM牛顿观测的Bo 158。前人的工作表明，倾斜深度与X射线亮度呈负相关。然而，我们提出了三个新的XMM-牛顿观测结果表明，浸渍的演变，而不是由于旋进的吸积盘。在质量比小于0.3（即轨道周期小于4小时）的中子星LMXB中，例如银河系倾斜的LMXB 4U 1916-053，预计会有这样的进动。利用先进的三维光滑粒子流体动力学（SPH）方法，利用观测到的参数对Bo 158的吸积盘进行了模拟。我们的研究结果表明，光盘的变化在两个时间尺度上。该盘以81 ± 3小时为周期沿反方向旋进，内盘还存在一个以31小时为周期的反旋的辐射驱动盘翘曲。从系统的几何形状，我们得出结论，倾角的演变是由盘进动。因此，我们预测，浸渍行为重复约81小时的周期。
2005-11-02 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
A longer XMM-Newton look at I Zwicky 1: Distinct modes of X-ray spectral variability
本文详细讨论了窄线塞弗特1星系I Zwicky 1（I Zw 1）在85 ksXMM-牛顿观测中的短期光谱变率。I Zw 1在宽波段光变曲线的通量下降之前和之后显示出不同的变化模式。在下降之前，可变性可以被描述为由光谱分量的形状和归一化的变化引起的。只有正常化的变化在下降后才表现出来。行为模式的变化发生在I Zw 1中动态的短时间尺度上。这些数据表明I Zw 1中的吸积盘日冕可能有两个共存的组成部分。第一，一个均匀的，物理扩散的等离子体负责的“典型的”长期（例如年）的行为;和第二个紧凑的，位于中心的组件，造成快速的通量和光谱变化。这个紧凑的组成部分可能是一个短的或中止的喷流的基础，有时提出无线电安静的活动星系。建模的平均值和时间分辨均方根光谱表明，一个模糊的康普顿反射模型可以描述的光谱变化，如果我们允许旋转的连续分量之前的倾角。
2007-03-14 astro-ph
A Multi-coloured survey of NGC 253 with XMM-Newton
有大量的工作使用了优秀的钱德拉观测附近的星系与可忽略的低质量X射线双星（LMXB）人口。这最终导致了高质量X射线双星（HMXB）的“通用”X射线光度函数（XLF）。然而，在创建这些XLF时，已经使用了许多方法来从源强度转换为光度。我们利用XMM-牛顿观测附近的恒星爆发螺旋星系NGC 253来测试这些方法中的一些。我们发现从这些不同的方法得到的光度变化的一个因素$\sim$ 3。我们还发现，最有影响力的因素，从强度到亮度的转换是吸收。因此，我们得出结论，需要一种更一致的方法来确定HMXB的真正通用XLF。理想情况下，这将涉及每个X射线源的单独光谱拟合。当然，视线吸收应该根据观测结果来确定，而不是假设银河系吸收。我们发现从低计数数据获得XLF的最佳方法是将X射线源分裂成两个或更多个强度间隔，并从该组的总光谱的光谱建模中获得每组从强度到通量的转换。
2007-10-25 astro-ph
Chandra and XMM-Newton Observations of NGC 6251
我们提出了新的X射线观测的核，喷流和附近的射电星系NGC 6251使用钱德拉/ACIS-S相机的扩展发射，再加上档案钱德拉/ACIS-I和XMM-牛顿/EPIC数据的重新分析。我们发现，核X射线光谱是很好的拟合与吸收的幂律，并有试探性的，但不是非常重要的，铁K $α$发射的证据。我们认为，所观察到的核X射线发射很可能起源于一个相对论性喷流，根据双峰的性质，我们的同步辐射自康普顿模型，无线电到X射线的光谱能量分布。然而，我们不能排除来自吸积流的贡献。我们解决了X射线喷流发射在三个不同的区域，并主张在所有三个同步加速器的起源，逆康普顿发射模型是可能的，但需要极端的参数。我们检测到星系和集团尺度上的热辐射，并证明热气体可以限制射流，特别是如果相对论光束是重要的。我们的证据表明，无线电波瓣已经疏散了腔中的X射线发射气体，并建议瓣是接近天空的平面，与射流进入瓣接近表面最近的观察者。
2005-03-06 astro-ph
Galaxy evolution in clusters from z=1 to z=0
XMM-LSS项目正在探测遥远的低质量星系团，其质量与本地宇宙中的星系团相当。这使得直接比较星系性质在不同的红移在“类似”的集群。本文首次给出了在~0.3< z <~1.0的~25个星系团/星系群中最红星系的演化结果以及同一星系团中整个星系群的演化结果。从目前的研究中出现的图像是，今天的集群的对应物往往显示出两个或两个以上的不同的人口：一个相对较老的（z_f>2-5）人口与一个年轻的人口一起被动地进化，表面上负责的特征星等，m* 的明显增亮。
2004-05-20 astro-ph
XMM-Newton observations of the Small Magellanic Cloud: X-ray outburst of the 6.85 s pulsar XTE J0103-728
2006年10月，在小麦哲伦云（SMC）方向的XMM-牛顿观测期间，我们看到了明亮的X射线瞬变。EPIC数据使我们能够准确地定位源，并调查其时间和光谱行为。从EPIC数据中提取了覆盖0.2-10 keV的X射线谱和不同能带的脉冲轮廓。在EPIC-PN数据中检测到的6.85 s脉冲明确地识别了XTE J 0103 -728的瞬变，RXTE发现了6.85 s脉冲星。在XMM-牛顿观测期间的X射线光变曲线显示了源的耀斑活动，其强度在10分钟内变化了两倍。用一个简单的吸收幂律模型的脉冲相位平均光谱表明系统的残差，可以占第二个发射组件。对于包含黑体发射、热等离子体发射或来自吸积盘（盘-黑体）的发射的模型，后者产生物理上敏感的参数。幂律的光子指数约为0.4，表明光谱相对较硬。0.2-10 keV的光度为2x 10 ^{37}，其中约3%来自盘黑体分量。过量辐射的一个可能来源是来自中子星的硬X射线被吸积盘内边缘附近的光学厚材料再处理。从时间分析中，我们确定脉冲周期为6.85401（1）s，表明自2003年5月发现XTE J 0103 -728以来，平均每年约0.0017 s的自旋下降。X射线性质和Be星的鉴定证实XTE J 0103 -728是SMC中的Be/X射线双星瞬变。
2008-01-30 astro-ph
Escape probability methods versus "exact" transfer for modelling the X-ray spectrum of Active Galactic Nuclei and X-ray binaries
在XMM-牛顿和钱德拉任务的时代，这是至关重要的，使用代码能够正确计算的线频谱的X射线照射厚介质（汤姆逊厚度的数量级的单位），以建立模型的结构和发射的活动星系核或X射线双星的中心区域。在所有的光电离代码，除了在我们的代码泰坦，线强度计算与“逃逸概率近似”。在其最后一个版本中，Titan使用“加速Lambda迭代”方法解决了一千条线和连续体的传输，这是最有效和最安全的线传输方法之一。我们发现，典型的AGN或X射线二元发射介质的条件下，通常使用的逃逸近似导致高估的软X射线线，可以达到一个数量级的强线。
2003-06-15 astro-ph
IZw1 observed with XMM-Newton: Low-energy spectral complexity, iron lines, and hard X-ray flares
我们提出了一个20 ksXMM牛顿观测的原型窄线塞弗特1星系IZw 1。数据的最佳拟合模型是一个双黑体加上占主导地位的幂律，其上叠加了复杂的软吸收（可能是混合边缘或吸收线）和/或OVII发射，以及强Fe K α发射。铁的功能，在高能量的光谱似乎广泛的，但是，在仔细检查的EPIC pn数据，存在的可能性，广泛的发射功能可以归因于一个中性的Fe K α线除了混合的He和H-类Fe K α线。光变曲线显示了一个强的、硬的X射线耀斑，集中在3-12 keV波段。耀斑似乎诱导光谱的变化，显示光谱硬化发生的耀斑加强。一个详细的检查表明，光谱的变化是最有可能的，由于在耀斑期间的软通量相对于3-12千电子伏的通量增加。的差异频谱和完整的建模的耀斑和非耀斑光谱显示内在的变化，只有在归一化的连续分量，而不是在他们的形状参数。时间的结果是一致的耀斑起源于吸积盘日冕。在耀斑期间，铁发射线似乎对连续通量的变化没有反应;在低通量（非耀斑）状态下，铁发射线的等效宽度较强，而在耀斑期间较弱。
2003-12-11 astro-ph
Indications for 3 Mpc-scale large-scale structure associated with an X-ray luminous cluster of galaxies at z=0.95
z~1的X射线发光星系团是研究宇宙大尺度结构和星系演化环境效应的重要工具。本文详细介绍了新发现的z=0.947的星系团XMMU J0104.4-0630和LSS环境中可能的关联系统。这些星系团是在对高红移系统的系统研究中发现的，研究中使用了深厚的XMM-牛顿档案数据进行偶然探测和X射线分析，并辅之以光学/近红外成像观测和主星系团的光谱学。我们发现了一个演化良好的中等光度星系团，其Lx=（6.4+-1.3 x10 ^43 erg/s（0.5-2.0 keV），中心有强烈的1.4 GHz射电辐射。星团星系人口表现出显着的过渡到蓝色的颜色在1-2核心半径的集群为中心的距离，与年龄差异的1-2 Gyr的一个单一的爆发太阳金属丰度模型。第二个，进化较少的X射线星团，投影距离为6.4弧分（~3 Mpc），红色序列颜色一致，可能与主目标形成星团-星团桥，作为其周围z~0.95的大尺度结构的一部分。
2008-02-19 astro-ph
Timing the bright X-ray population of the core of M31 with XMM-Newton
在M31核心的四次XMM-牛顿观测中，所有63个亮度超过L_{\rm X} = 5 × 10 ^{36} erg/s的离散X射线源都被调查了从几秒到几千秒的时间尺度上的时间变化，以及观测之间的强度变化。这个群体很可能主要是低质量X射线双星（LMXB）。这些源的功率密度谱（PDS）的形状的分析，使我们能够确定它们是在一个高的或低的速率吸积;在所观察到的频率范围内，一个破碎的幂律（A型）PDS表示一个低吸积率，而一个简单的幂律（B型）表示一个高吸积率。我们通过模拟它们的光谱能量分布得到了0.3- 10 keV的源的亮度。A型PDS的光度函数似乎由两个群体组成，我们暂时将其分类为中子星和黑洞LMXB。我们发现，46个来源可能是X射线双星，13个可能是黑洞主。值得注意的是，13个黑洞候选者中有5个看起来持续明亮;在我们的银河系中没有已知的持续明亮的黑洞LMXB。55个X射线源的光变曲线在至少一次观测中具有>99%的变异概率。此外，57个源在观测之间的光度变化> ~5 $σ$;其中7个被归类为瞬变，因为它们至少在一次观测中不存在，并且光度变化> ~10倍。用已知的银河系LMXB来标度这个样本，我们发现M31样本有大约50%的勺形，Z源和瞬变。
2006-02-17 astro-ph
The mass profile of A1413 observed with XMM-Newton: implications for the M-T relation
我们提出了一个XMM牛顿观测A1413，热（kT = 6.5 keV）星系团在z=0.143。我们构建气体和温度分布高达~1700千秒差距，相当于~0.7 r_200。气体分布在外部区域由β模型很好地描述，但更集中在内部~250 kpc。我们引入了一个新的参数化的内部区域，允许更陡峭的气体密度分布。投影的径向温度分布朝向外部区域逐渐下降，在0.1 r_200和0.5 r_200之间下降约20%，并且通过多方模型（gamma = 1.07+/-0.01）很好地描述。我们发现，无论是投影，也没有PSF的影响改变实质上的温度分布的形式。假设流体静力平衡（HE）和球对称，我们使用观察到的温度分布和新的参数形式的气体密度分布，以产生总质量分布。质量分布与Moore等人（1999年）的参数化非常吻合，浓度参数在数值模拟的预期范围内。有几个迹象表明，超过密度对比度Δ 600，气体可能不再处于HE中。有一个偏移相对于绝热数值模拟的维里化部分的集群，在预测质量的集群温度是~40%太高。气体分布在中心达到峰值，主要是由于暗物质轮廓中的尖点。X射线气体与总质量的比率随着半径的增加而上升至f_gas ~ 0.2。这些数据有力地支持了当前暗物质坍缩建模方法的有效性，但也证实了理解气体特定物理学是必不可少的。（节录）
2002-07-15 astro-ph
Further evidence for a merger in Abell 2218 from an XMM-Newton observation
星系团阿贝尔2218，z=0.171，以X射线和强透镜分析得出的质量估计之间的差异而闻名。利用目前的XMM观测，我们追踪到了半径约为1400 h_70^-1 kpc（近似于星系团的维里半径）的气体密度和温度分布。表面亮度分布很好地拟合了三个数量级的β模型，核心半径为0。95和β=0.63。投影的温度分布随半径急剧下降（约50%），并由参数t_0=8.09 keV和γ=1.15的多变性很好地描述。温度图显示在中心弧分有一个明显的峰值，增加了2倍（从~5 keV到~10 keV）。假设流体静力学平衡和球对称计算的质量分布，最适合与国王近似的等温球，这意味着暗物质分布的中心核心，在对比中发现的尖形核心更明显的松弛集群。在r ~ 80 h_50^-1 kpc处，X射线质量比强透镜质量小两倍，尽管在较大半径（r ~ 400 h_50^-1 kpc）处X射线和弱透镜质量测量之间的一致性稍好一些。虽然X射线总质量估计值可以根据质量模型变化30%，但所有测量值都低于光学测量的相应总质量。考虑到X射线结果表明星团内气体的扰动，导致可能违反流体静力平衡的假设，以及在光学上观察到的子结构，表明视线合并，这个星团的不同质量估计不太可能被调和，至少与标准建模假设。
2005-02-16 astro-ph
XMM-Newton observation of the long-period polar V1309 Ori: The case for pure blobby accretion
利用XMM-Newton，我们获得了第一个覆盖最长周期极星V1309 Ori的完整轨道的X射线观测。X射线光变曲线主要是由一个短的，明亮的相位间隔与EPIC pn计数率达到高达15 cts/秒每30秒的分辨率箱。亮相发射可用单个黑体分量来描述，其kT_bb =（45 ± 3）eV。当光子能量大于1 keV时，不存在韧致辐射分量，通量比F_bb/F_br > 6700。这代表了在武仙座AM恒星中观测到的软X射线过剩的最极端情况。明亮的软X射线发射被细分为一系列单独的耀斑事件，支持V1309中的软X射线过量是由致密团块的吸积引起的假设。除了明亮的相位辐射外，在整个双星轨道上还可以看到一个微弱的硬X射线成分，其计数率几乎恒定为0.01 cts/sec。光谱建模表明，这种排放源于一个复杂的多温度等离子体。至少有三个组件的光学薄等离子体的温度kT= 0.065，0.7，和2.9千电子伏需要适合所观察到的通量分布。在日食期间，微弱的相位发射被掩盖。食入持续约15- 20分钟，并大大延长超过标称的白矮星的入口。这一点和相对较低的等离子体温度提供了强有力的证据，表明弱相辐射不是来自白矮星上方激波后吸积柱的热韧致辐射。较软的弱相发射的一个大部分可以解释为散射的光子从黑体组件在上述吸积区域的下落材料。剩余的硬X射线通量可能产生于耦合区域，这在其他极星中是迄今未见的。
2005-10-13 astro-ph
Optical spectroscopy and X-ray detections of a sample of quasars and AGN selected in the mid-infrared from two Spitzer wide-area surveys
我们提出了一个样本的77个发光活动星系核和类星体的中红外颜色的基础上选择的光谱。我们的对象是从斯皮策河外首视巡天和SWIRE XMM-LSS领域中选择的，典型的24 μ通量密度为5 mJy。红移的中位数为0.6，范围为~0.05-4。这些天体中只有33%（25/77）是正常的1型类星体，没有遮蔽。44%（34/77）是2型天体，具有高电离，窄发射线，14%（11/77）是尘埃红化的1型类星体，显示宽线，但尘埃红化或异常弱的类星体连续体。9%（7/77）的星系在光谱中没有活动星系核的迹象，有的具有星暴光谱，有的光谱可能是星暴型或LINER型。这些后一种物体类似于活动星系核中被X射线探测到的具有微弱或不存在的光学活动星系核辐射的总体（"XBONG“）。来自SWIRE场的21个物体属于中等深度XMM曝光范围。所有未被遮蔽的类星体和大约一半被遮蔽的类星体都在这些曝光中被探测到。这个样本与斯皮策选取的活动星系核和类星体的其他样本以及X射线研究结果一起，证实了至少在z <4的情况下，遮蔽活动星系核在所有快速吸积的超大质量黑洞系统的活动星系核和类星体数量中占主导地位。这意味着高辐射效率的黑洞吸积过程。
2006-09-20 astro-ph
Multi-wavelength study of the Seyfert 1 galaxy NGC 3783 with XMM-Newton
我们提出了多波长XMM牛顿数据的分析，从塞弗特星系NGC 3783，包括紫外成像，X射线和紫外光变曲线，0.2-10 keV的X射线连续谱，铁K-α发射线，高分辨率光谱和软X射线暖吸收体的建模。0.2-10千电子伏的光谱连续可以很好地再现幂律在较高的能量，我们检测到一个突出的铁K-α发射线，宽和窄的组件，和较弱的发射线在6.9千电子伏，这可能是一个组合的铁K-β和Fe XXVI。我们解释的软X射线区域中的计数的显着赤字是由于在视线中的电离气体的吸收。这通过RGS光谱中来自铁、氧、氮、碳、氖、氩、镁、硅和硫的大量窄吸收线来证明。在光谱中存在的铁状态的范围很广，使我们能够推断出吸收介质的电离结构。我们发现，我们的光谱包含至少两个阶段的气体吸收的证据：一个较热的阶段包含等离子体的对数电离参数xi（其中xi是在erg cm/s）的2.4和更大，和一个较冷的阶段与log xi集中在0.3左右。两个阶段的气体以大约800 km/s的速度流出。冷相的主要光谱特征是M壳层铁的未分辨跃迁阵列（UTA），这是迄今观测到的最深的;其深度要求冷相铁的丰度是氧丰度的几倍，或者与此相相关的吸收线高度饱和。冷相与也会吸收UV的电离状态有关。
2002-07-19 astro-ph
LoCuSS: Comparison of Observed X-ray and Lensing Galaxy Cluster Scaling Relations with Simulations
局部聚类子结构调查（LoCuSS，Smith等人）是从ROSAT全天巡天中选出的>100个X射线发光星系团（0.14<z<0.3）的系统多波长巡天。我们使用XMM-牛顿存档的37个LoCuSS星系团的数据来研究星系团的全球尺度关系。仅基于X射线数据的标度关系服从经验自相似性，并揭示没有额外的演变超出LSS的增长。弱透镜质量测量也可在文献中的19个集群与XMM-牛顿数据。弱透镜质量与基于X射线的质量比的平均值为1.09+/-8，将非热压力支持的限制设定为9+/-8%。这些团簇的弱透镜质量与X射线质量比的平均值约为1，散射率为31-51%。使用基于X射线的质量时，质量-可观测关系（M-Y_X、M_{gas}和M-T）中的散射比使用弱透镜质量时小2倍。利用由Y_X轮廓定义的定标半径，我们得到了基于弱透镜质量的质量-可观测关系的较低散射。使用X射线（弱透镜效应）质量估计的M-Y_X关系（也称为M_{gas}和M-T关系）的归一化比模拟结果低20%（约3 sigma（约2 sigma）显著性）。尽管在X射线透镜比较大的散射，这两个完全独立的观测方法之间的协议是一个重要的一步，控制天体物理学和测量系统的宇宙学标度关系。
2008-11-14 astro-ph
