Comparing Suzaku and XMM-Newton Observations of the Soft X-ray Background: Evidence for Solar Wind Charge Exchange Emission
我们提出了一对朱雀光谱的软X射线背景（SXRB），从点上和关闭附近的阴影在南银河半球的灯丝的分析。由于两个指向方向上的银河柱密度不同，观测到的星系晕辐射在两个光谱中具有不同的形状。我们利用这种差异时，建模的光谱，从未吸收的前景发射从本地气泡（LB）的吸收晕发射分离。我们得到的温度和排放措施是显着不同的，从早期的分析XMM-牛顿光谱从相同的指向。我们将这种差异归因于XMM-牛顿光谱中存在以前未识别的太阳风电荷交换（SWCX）污染，这可能是由于太阳风移动穿过视线的局部增强。ACE的同期太阳风数据显示，在XMM-牛顿观测过程中没有任何异常。因此，我们的研究结果表明，简单地检查同期的太阳风数据可能是不够的，以确定是否频谱的SXRB被污染的SWCX排放。如果我们的朱雀光谱没有受到SWCX辐射的严重污染，我们的最佳拟合LB模型给出的温度为log T = 5.98 + 0.03/-0.04，压力为p/k = 13，100 - 16，100 cm^-3 K。这些值低于从LB的其他最近的观测中获得的值，这表明LB可能不是等温的，可能不是压力平衡的。与此同时，我们的光环模型表明，氖相对于氧和铁可能会增强，这可能是因为氧和铁部分存在于尘埃中。
2007-12-20 astro-ph
X-Ray Observations of the Sagittarius D HII Region toward the Galactic Center with Suzaku
我们提出了一个朱雀X射线研究的人马座D（Sgr D）HII地区在银河系中心区域。X射线成像光谱仪（XIS）的两张18“x18”图像涵盖了整个Sgr D复合体。由于低背景，XIS发现了两个低表面亮度的漫射源，并获得了它们的高信噪比光谱。一个与Sgr D HII区域的核心有关，来自年轻的星团。另一个是该区域附近的新物体。我们还提出了3.5厘米和6.0厘米的无线电连续谱图的新的源使用100米绿岸望远镜。我们得出的结论是，来源是一个新的超新星遗迹（SNR; G1.2--0.0）基于：（1）0.9+/-0.2 keV热X射线光谱，其发射线来自高度电离的原子;（2）从X射线吸收推断的在银河系中心距离处~10 pc的明显范围的扩散性质（~8.5x10^{22} cm^{-2}）;（3）非热射电连续谱指数（~-0.5）。我们在Sgr D HII区域的SNR的发现导致了对该系统的观点的修正，该系统被认为是热HII区域及其环境。
2008-05-14 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
Analysis of a XMM-Newton Spectrum of the Extremely Hot White Dwarf in Nova V4743 Sgr
经典新星出现在近距离双星系统（主序星+白矮星）中。V4743 Sgr是一颗非常快的新星，其X射线光谱与极热白矮星（WD）的光学厚大气层一致。它表现出强的C V，C VI，N VI，N VII和O VII共振线的吸收特性，表明约610 kK的有效温度。我们目前的光谱分析的初步结果，通过线覆盖的非LTE大气模型的XMM-牛顿RGS-1光谱的V4743 Sgr，采取约半年后，其爆发。
2005-01-03 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 observations of Nova Sgr 1998
我们报告的X射线观测的人马座新星1998年（V4633 Sgr），在三个不同的时代，934，1083和1265天后发现的XMM-牛顿进行。EPIC相机在所有三个时期都探测到了新星，发射的能量范围从0.2到10 keV。X射线光谱在不同的时期没有显着变化，并与多温度光学薄的热等离子体的第一和第三次观测很好地拟合，而在第二次观测中较低的统计导致较差的拟合。热等离子体发射最有可能起源于冲击加热的喷出物，其化学成分类似于CO新星。然而，我们不能完全排除重新建立的吸积作为发射的起源。我们还得到了一个潜在的白矮星大气成分的温度和光度的上限，并得出结论，氢燃烧已经关闭的时间，我们的观察。
2007-04-24 astro-ph
X-Ray Reflection Nebulae with Large Equivalent Widths of Neutral Iron Ka Line in the Sgr C Region
本文报道了朱雀星在Sgr C区观测的第一批结果。我们检测到四个弥漫团块与强线发射在6.4keV，Ka从中性或低电离铁。其中之一，M359.38-0.00，是最近在朱雀星上发现的。两个亮团M359.43-0.07和M359.47-0.15的X射线谱扣除银河系中心扩散X射线辐射（GCDX）后，显示出强的Fe I Ka线，其等效宽度（EW）为2.0-2.2keV，Fe I的Kb值清晰。Sgr C区的GCDX由6.4keV和6.7keV的相关成分组成。这些是唯象分解的EWs的6.4keV和6.7keV线之间的关系。在明亮的团簇区，相对于相关连续谱的前EW估计为2.4（+2.3--0.7）keV。由于这两种不同的方法给出了相似的2keV的大EW，我们强烈建议在Sgr C区域的6.4keV团块是由于X射线反射/荧光（X射线反射星云）。
2008-11-12 astro-ph
XMM-Newton observation of the Soft Gamma Ray Repeater SGR 1627-41 in a low luminosity state
2004年2月和9月，XMM-牛顿对包含软伽马射线中继器SGR 1627-41的天空区域进行了三次观测。探测到SGR 1627-41的吸收通量约为9 x10 ^{-14} erg cm^{-2} s^{-1}（2-10 keV）。对于11千秒差距的距离，这相当于~ 3 × 10 ^{33}尔格·秒^{-1}的光度，这是迄今为止观测到的最小的软伽马重复源，可能与该源的长时间不活动有关。观测到的通量比钱德拉在2001-2003年观测到的要小，这表明源仍在衰落，尚未达到稳定的静止水平。光谱同样很好地符合陡峭的幂律（光子指数3.2）或温度kT~ 0.8keV的黑体。我们还报告了位于SGR 1627-41 ~10'处的INTEGRAL瞬态IGR J16358-4726。它在2004年9月才被发现，光度约为4x 10 ^{33} erg s^{-1}（d=7 kpc），而在2004年2月，它至少比现在暗了10倍。
2006-01-25 astro-ph
The first XMM-Newton observations of the Soft Gamma-ray Repeater SGR 1900+14
2005年9月对SGR 1900+14进行了一次~50 kS的XMM-牛顿观测，在此之前的近三年时间里，没有从这个软伽马射线中继器中探测到爆发。0.8-10 keV的光谱与幂律加黑体模型很好地拟合，其中光子指数为1.9+/-0.1，温度kT=0.47+/-0.02 keV，N_H =（2.12+/-0.08 x10 ^22 cm^-2），与该源先前的观测结果相似。通量约为5x 10 ^{-12} erg/cm 2/s，比典型值暗2倍，是SGR 1900+14观测到的最小值。持续发射的长期衰落已被源的最近突发重新激活所中断。2006年4月进行的一次机会XMM-牛顿观测的目标显示通量高出约15%。这种变化并不伴随着光谱，脉冲分数和光曲线轮廓的显着变化。我们在两次观测的光谱中搜索了发射和吸收线，得到了否定的结果，并根据假设的线能量和宽度，在1-9 keV范围内的线的等效宽度，设置了50-200 eV（3 sigma）的严格上限。
2006-08-28 astro-ph
The calm after the storm: XMM-Newton observation of SGR 1806-20 two months after the Giant Flare of 2004 December 27
XMM-牛顿在2004年12月27日的巨大耀斑之后大约两个月观测到了软伽马中继器SGR 1806-20。与2003-2004年用同一仪器观测到的结果相比，脉冲分数和自旋下降率显着下降，光谱略有软化。这些变化可能表明中子星磁层的全球重新配置。光谱分析证实，除了幂律的黑体组件的存在下是必需的。由于这一额外的组成部分是一致的是恒定的，相对于早期的观察，我们探讨的可能性，描述的长期光谱演变，只是由于幂律变化。在这种情况下，幂律的斜率并没有显着变化，而巨大耀斑之后的光谱软化是由黑体对幂律分量的相对贡献的增加引起的。
2005-08-02 astro-ph
X-Ray Observations of the Galactic Center with Suzaku
本文报道用朱雀卫星上的X射线成像光谱仪（XIS）观测到的银河系中心（GCDX）的弥散X射线辐射。XIS的高精度能量定标和极低的背景为GCDX提供了许多新的事实。这些是：（1）6.7/7.0keV谱线的起源是热等离子体中的碰撞激发，（2）发现了新的SNR和超气泡候选者，（3）6.4keV谱线的大部分是X射线荧光，（4）6.4keV谱线的时间变化是从SgrB 2复合体中发现的。
2007-11-19 astro-ph
The X-ray flaring activity of the galactic nucleus observed with XMM-Newton
我们报告的结果，XMM牛顿观测Sgr A*，辐射对应的大质量黑洞在我们的银河系的核心，在银河系中心区域的保证时间调查计划的框架内进行。2000年10月，钱德拉天文台发现了来自Sgr A* 的明亮X射线耀斑，这为理解该天体以及一般以低吸积率吸积的黑洞的工作过程开辟了新的视角。我们在这里报告的重要结果与XMM-牛顿上的Sgr A* 高能耀斑活动，我们讨论的模型和未来的观测前景的影响。
2003-10-06 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
XMM-Newton discovery of 2.6 s pulsations in the soft gamma-ray repeater SGR 1627-41
经过近十年的沉寂，软伽马射线中继站SGR 1627-41于2008年5月28日重新激活，爆发事件之后，其持续发射的缓慢衰减增强。为了利用SGR的高通量状态寻找其未知的自旋周期，我们在2008年9月27日至28日使用XMM-牛顿卫星进行了120 ks长的X射线观测。在高于6-sigma的置信水平下检测到P = 2.594578（6）s的脉动，具有双峰脉冲轮廓。在2-12 keV范围内的脉冲分数分别为基波和二次谐波的19% +/- 3%和24% +/- 3%。观测到的2-10 keV能量的通量为3.4 E-13 erg/cm^2/s，仍然比静止的爆发前激活水平高出约5倍，并且光谱可以很好地用吸收幂律加黑体模型拟合（光子指数γ = 0.6，黑体温度kT = 0.5 keV，吸收nH = 1.2 E +23 cm^-2）。我们还探测到了一个弥漫的软X射线发射壳，这可能与年轻的超新星遗迹G337.0-0.1有关。
2008-12-10 astro-ph
Suzaku observations of Markarian 335: evidence for a distributed reflector
本文报道了窄线塞弗特1星系Mrk 335的净曝光量为151 ks的朱雀观测。0.5-40 keV的光谱包含宽Fe线、低于约2 keV的强软过剩和在20-30 keV附近的康普顿峰。我们发现，由幂律和两个反射器组成的模型提供了对时间平均光谱的最佳拟合。在这个模型中，电离的、严重模糊的内反射层产生了大部分的软过剩，而几乎中性的外反射层（在~40 r_g外）产生了大部分的Fe线发射。观测的光谱变异性的特征在于在非常低的计数率下的光谱硬化。在我们的幂律+双反射器模型中，似乎这种硬化主要是由幂律的旋转引起的。整个观测的均方根光谱具有活动星系核中常见的弯曲形状，尽管当考虑光变曲线中不包含任何深倾角的间隔时，形状明显更平坦。我们还研究了以前的133 KS XMM-牛顿观测Mrk 335。我们发现，XMM-牛顿谱可以与朱雀数据类似的双反射器模型拟合，我们确认观测的均方根谱是平坦的。平坦的均方根光谱，以及来自朱雀PIN探测器的高能数据，不利于Mrk 335中软过量的吸收起源。
2007-12-12 astro-ph
The XMM-Newton view of the Galactic Centre
在X射线中，银河系中心（GC）区域表现为一个复杂的扩散热和非热X射线发射混合人口的发光离散源。在这里，我们提出了一些新的发现，从XMM-牛顿GC调查，特别是对Sgr A*，Sgr A东，无线电弧区，和一个新发现的X射线非热灯丝。
2002-12-19 astro-ph
A XMM-Newton View of the Soft Gamma-ray Repeater SGR 1806--20: Long Term Variability in the pre-Super Giant Flare Epoch
软伽马射线中继站SGR 1806 -20的低能（<10 keV）X射线发射已经通过在过去两年中进行的四次XMM-牛顿观测进行了研究，后者是为了响应2004年10月5日观测到的一系列强硬X射线爆发而进行的。该源处于不同的活动状态：在2003-2004年期间，2-10千电子伏的通量比以前观察到的历史水平翻了一番。光度的长期上升伴随着光谱的逐渐硬化，幂律光子指数从2.2下降到1.5，以及爆发活动的增长。在四次观测中获得的脉冲周期测量结果与5.5x10e-10 s/s的平均自旋下降速率一致，高于前几年观测到的值。SGR 1806 -20的长期行为表现出光谱硬度和自旋下降率之间的相关性，以前只有通过比较不同来源（SGR和异常X射线脉冲星）的性质才能发现。最佳质量的光谱（2004年9月6日获得）不能用单一的幂律拟合，但它需要一个额外的黑体分量（kT=0.79 keV，R_BB = 1.9（d/15 kpc）^2 km），类似于在其他SGR和异常X射线脉冲星中观测到的光谱。在持久发射中没有发现谱线，其等效宽度上限在30-110 eV范围内。边缘的证据，在4.2千电子伏的吸收功能是目前在2004年9月至10月检测到的69个突发的累积频谱。
2005-04-04 astro-ph
XMM-Newton observations of Sagittarius A East
我们提出了一个最近的XMM-牛顿观测Sgr A东，超新星遗迹位于靠近银河系中心的分析。非常高质量的X射线光谱揭示了许多发射线从高度电离的原子符合多温度薄的热等离子体电离平衡。我们使用一个双温度模型来拟合光谱，并推导出1千电子伏和4千电子伏的温度。在X射线源的中心有大量的铁，使得铁的丰度从核心的~4倍太阳能到外部区域的~0.5倍太阳能，这与其他金属如硫、氩和钙的相当均匀的分布形成对比，这些金属的丰度在1- 3的范围内。推导出的总能量，质量和丰度模式是一致的一个单一的超新星事件，无论是Ia型或II型起源，涉及一个相对低质量的祖星。一个弱的6.4 keV中性铁荧光线也被检测到，照明源最有可能是Sgr A东本身。Sgr A East的形态和光谱特征与Sgr A* 中假定的过去活动没有明确的联系。
2003-12-19 astro-ph
A Time-Variable X-Ray Echo: Indications of a Past Flare of the Galactic-Center Black Hole
本文利用朱雀星和钱德拉星的观测资料，对Sgr B2区6.40keV中性铁谱线通量的时变进行了研究。6.68 keV的高电离铁谱线是由银河系中心漫射X射线（GCDX）产生的，因此是时间不变的。通过比较6.68keV和6.40keV的谱线通量，我们发现来自Sgr B2复合体区的6.40keV谱线通量是随时间变化的，特别是被称为“Sgr B2云”的巨大分子云M0.66-0.02是高度可变的。6.40 keV谱线强度和空间分布的变化强烈支持SgrB 2区的分子云是银河系中心（GC）黑洞Sgr A* 辐射的X射线反射星云的假设。
2007-11-19 astro-ph
Time Variability of the Neutral Iron Lines from the Sgr B2 Region and its Implication of a Past Outburst of Sgr A$^*$
我们使用X射线卫星朱雀，XMM-牛顿，钱德拉和ASCA的档案数据研究了Sgr B2复合体的长期X射线行为。观测到的Sgr B2复合物区域包括在6.40 keV的Fe I K- $α$线上的两个突出点，一个巨大的分子云M 0.66 $-$ 0.02，称为“Sgr B2云”，和一个不寻常的X射线源G 0.570 $-$ 0.018。虽然这些6.40千电子伏的斑点有几个pc尺度的空间扩展，形态和通量的6.40千电子伏线已随时间变化了10年，在银河系的扩散X射线发射的Fe XXV-K $α$线在6.67千电子伏的恒定通量相比。这种时间变化主要是由于M 0.66 $-$ 0.02; 6.40 keV线通量在2001年下降，并在1994- 2005年的时间跨度下降到60%。另一个G为0.570 $-$ 0.018的斑点只在2000年的钱德拉观测中才被发现。从Sgr B2复合体的长期时间变率（$\sim$ 10年），我们推断银河系中心黑洞Sgr A $^*$在过去的300年中是X射线亮的，并表现出几年周期的时间变率。
2008-03-11 astro-ph
Low energy cut-offs and hard X-ray spectra in high-z radio-loud quasars: the Suzaku view of RBS315
我们给出了朱雀星对强射电噪类星体RBS 315（z=2.69）的观测结果，先前的XMM-牛顿观测显示，在10 keV以下（光子指数γ =1.26），X射线连续谱非常平坦，并显示出强的内禀吸收（假设是中性气体，N_H~10^22 cm^{-2}）。硬X射线HXD/PIN仪器允许我们检测高达50千电子伏的源。宽带连续（0.5-50 keV）可以很好地模拟与斜率伽玛=1.5（肯定比连续测量XMM-牛顿）超过1 keV的软光子的强烈赤字的幂律。低能截止可以很好地与本征吸收（在类星体静止坐标系中，柱密度N_H~10^22 cm^{-2}）或连续谱中的一个间断拟合，在1 keV以下具有极硬（γ =0.7）的幂律。我们构建的光谱能量分布的源，也使用光学紫外测量获得通过准同步UVOT/SWIFT观测。SED的形状类似于其他具有类似功率的平谱射电类星体（FSRQ），使该源成为GLAST探测伽马射线的绝佳候选者。我们模拟的同步辐射逆康普顿模型通常适用于FSRQs的SED，显示软光子的赤字可以自然地解释为由于一个固有的弯曲的光谱附近的低能量端的IC组件，而不是固有的吸收，虽然后者的可能性不能排除。我们认为，在至少一小部分的射电强类星体在高红移的截止软X射线波段可以用类似的方式来解释。需要进一步的研究来区分这两种选择。
2007-05-02 astro-ph
Sgr A East and its surroundings observed in X-rays
我们报告的结果，XMM牛顿观测的Sgr A东及其周围地区。Sgr A East的X射线谱很好地代表了温度为~1和~4 keV的双温等离子体模型。只有铁的丰度显示出明显的空间变化，它集中在核心的Sgr A东。导出的等离子体参数表明，Sgr A东起源于一个单一的超新星。在人马座A东周围，有一个广泛的硬X射线发射分布，叠加了一个软过剩分量，从人马座A东的位置延伸到平面上方和下方。我们讨论了这些结构的性质以及Sgr A* 的附近。
2003-08-21 astro-ph
Suzaku X-Ray Spectroscopy of a Peculiar Hot Star in the Galactic Center Region
我们提出了一个明亮的点状源在银河系中心区域的6.7 keV强度图朱雀研究的结果。我们从X射线成像光谱仪获得的光谱中检测到一条等效宽度约为1 keV的强FeXXV 6.7 keV线以及高电离Ar和Ca的发射线。整个光谱由一个高度吸收的（~ 2x 10 ^{23}cm^{-2}）薄热等离子体模型很好地描述，温度为3.8+/-0.6 keV，8 kpc时的亮度为~ 3x 10 ^{34} erg s^{-1}（2.0--8.0 keV）。的吸收，温度，光度，和6.7 keV线强度与存档的XMM-牛顿数据进行了确认。该源具有非常红色（J-KS=8.2等）的红外光谱能量分布（SED），该分布由~1000 K的黑体发射拟合，该黑体发射被~31等离子体的视觉消光衰减。高等离子体温度和大的X射线亮度与风-风碰撞沃尔夫-拉叶双星一致。SED的相似性的epsilon五重星系团成员的建议，源是一个WC型源。
2007-12-03 astro-ph
A New X-Ray Flare from the Galactic Nucleus Detected with the XMM-Newton Photon Imaging Cameras
Sgr A* 是一个紧凑的射电源，被认为是银河系核心大质量黑洞的对应物，2000年10月，钱德拉天文台观测到它经历了快速而强烈的X射线耀斑活动。我们在这里报告的检测与XMM-牛顿EPIC相机的早期阶段的一个类似的X射线耀斑从这个来源，这发生在2001年9月4日。2-10 keV源的亮度增加了约20倍，在观测结束前约900 s的时间间隔内达到4 10^{34} erg s^{-1}的水平。数据表明，在耀斑期间，源光谱是硬的。这个XMM-牛顿观测证实了钱德拉获得的结果，并表明在Sgr A* 中，快速和强烈的X射线耀斑并不是罕见的事件。这可能会限制发射机制模型提出了这个源，也意味着，关键的多波长观测计划，探索无线电/亚毫米和硬X射线/伽马射线发射的行为在X射线耀斑，有很好的成功机会。
2002-12-02 astro-ph
A New X-Ray Flare from the Galactic Nucleus Detected with the XMM-Newton
紧凑的射电源Sgr A*，被认为是银河系核心的大质量黑洞的对应物，在2000年10月被钱德拉观测到经历了快速和强烈的X射线耀斑活动。我们在这里报告的检测与XMM-牛顿EPIC相机的早期阶段的一个类似的X射线耀斑从这个来源，这发生在2001年9月4日。源2-10千电子伏的亮度增加了一个因素~ 20达到4 - 10 $^{34}$尔格s $^{-1}$的水平，在约900秒的时间间隔，就在观察结束前。数据表明，在耀斑期间，源光谱是硬的，可以用斜率约为0.7的简单幂律来描述。这个XMM-牛顿观测证实了钱德拉获得的结果，表明，在Sgr A*，快速和强烈的X射线耀斑是不是一个罕见的事件，因此设置了一些限制的发射机制模型提出了这个源。
2003-03-26 astro-ph
XMM-Newton Observations of Recent Galactic Novae
我们报告的意见，最近的银河系经典新星，进行XMM-牛顿。他们中的一些人显示在整个范围内从0.2至8.0千电子伏的排放，爆炸后3年。Nova Oph 1998在爆炸后不到3年就显示出明显的吸积恢复的证据，表明在新星爆发后激变变星的快速恢复。在另一种情况下，Nova Sgr 1998，如果发射是在喷出物和/或吸积流中产生的，就很难解开。
2004-10-05 astro-ph
On the lack of strong O-line excess in the Coma cluster outskirts from Suzaku
局域宇宙中大约一半的重子被认为存在于所谓的温暖-热星系际介质（WHIM）中，温度为10 - 100万K。在一些包含OVII和/或OVIII发射线的星系团外围光谱中的热软过量发射被认为是WHIM的证据，尽管由于强烈的银河系和太阳系前景发射，这些线的起源是有争议的。我们观察了Coma-11场，其中最突出的热软过剩有史以来的报道，与朱雀XIS，以明确过剩的起源。我们没有确认OVII或OVIII过量排放。Coma-11中的OVII和OVIII强度比之前报道的低5 sigma以上，我们得到OVII和OVIII的2 sigma上限分别为2.8和2.9光子cm^-2 s^-1 sr^-1。强度与我们测量的另一个领域（Coma-7）以及Coma郊区的其他测量结果（Coma-7和XMM-牛顿的X Com领域）一致。我们没有确认昏迷郊区的空间变化。先前报道的强氧发射线可能是由于太阳风电荷交换。
2008-03-19 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
A search for stellar X-ray sourcesin the Sagittarius and Carina dwarf galaxies - I: X-ray observations
ROSAT观测没有发现X射线源位于本地矮球状星系的令人信服的证据。现在，随着钱德拉和XMM-牛顿上更灵敏的仪器，我们可以达到更微弱的光度水平。我们报告的观察人马座（Sgr）dSph使用钱德拉和观察的船底座（车）dSph使用XMM-牛顿。我们的观测结果对X射线亮度在0.1-10 keV波段的源很敏感，Sgr和Car场的亮度分别为1 × 10 ^{32}尔格/秒和3 × 10 ^{34}尔格/秒。我们在Sgr字段中总共识别了80个源，在Car字段中识别了53个源。虽然源的数量大致与预期的背景活动星系核的数量一致，我们发现了一小部分的X射线源是软的，可以位于主机dSph。后续的光学/红外观测可能有助于识别其光学对应物，从而确定其性质。
2006-09-05 astro-ph
Possible non-thermal nature of the soft-excess emission in the cluster of galaxies Sersic 159-03
我们提出了一个新的朱雀数据和档案数据从XMM-牛顿的星系团Sersic 159-03，它有一个强大的软X射线过量发射组件的分析。朱雀的观测证实了软过量发射的存在，但它并没有证实红移OVII线的存在。XMM-牛顿观测的径向剖面图和2D图表明，软过量发射在中央cD星系的位置有一个很强的峰值，这些图没有显示出任何显着的方位角变化。虽然软过量排放可以同样很好地拟合与热和非热模型，其空间分布既不符合集团间的暖热灯丝的模型，也不与clueclamped温暖的集团内气体与下降集团的模型。使用XMM-牛顿反射光栅光谱仪获得的数据，我们不确认在集群中心的温暖气体的存在与预期的属性假设软过剩是热起源。观测到的软过量发射的性质与非热解释是一致的。虽然高密度的相对论性电子与软发射的峰值在集群中心可能已经提供了一个活动星系核在中央的cD星系，潜在的人口可能已被加速扩散冲击。
2007-04-04 astro-ph
Hard X-ray Properties of the Merging Cluster Abell 3667 as Observed with Suzaku
对合并星系团Abell 3667的宽波段Suzaku数据进行了硬X射线发射超过已知热分量的检验。朱雀探测到X射线信号的宽能量带从0.5至40千电子伏。HXD在星系团中心附近观测到的硬X射线（> 10 keV）通量不能用平均温度约为7 keV的热辐射的简单扩展来解释。这个辐射很可能是来自星系团中心附近的一个非常热（kT > 13.2 keV）的热成分，是在合并过程中通过强烈的加热过程产生的。在西北部的射电遗迹中，没有观察到非热发射的迹象。使用HXD，在减去使用XIS或XMM-牛顿谱估计的ICM贡献后，在10-40 keV波段，在遗迹周围的34'x34'视场内的总上限通量被导出为5.3e-12 erg s-1 cm-2。直接在遗迹区，当转换到10- 40 keV波段时，XIS数据进一步收紧了上限，使其小于7.3e-13 erg s-1 cm-2。后一个值表明遗迹内的平均磁场高于1.6 μ G。由磁场和相对论电子引起的非热压力可能高达该区域热压力的~20%。
2008-12-08 astro-ph
Discoveries of 3 K-shell Lines of Iron and a Coherent Pulsation of 593-sec from SAX J1748.2-2808
SAXJ1748.2 $-$ 2808是一个独特的X射线天体，具有平坦的光谱和强的6.4- 7.0 keV发射线。朱雀卫星将中性和高度电离的铁的发射谱线分解为3条K壳层谱线。从朱雀和XMM-牛顿档案中发现了一个周期为593秒的清晰相干脉动。这些事实支持SAX J1748.2 $-$ 2808是一颗中等极性的双星，是磁化白矮星双星（激变变星：CV）的一个子类。本文报告的细节的调查结果，并讨论了这一来源的起源。
2008-06-23 astro-ph
Suzaku Detection of an Intense X-Ray Flare from an A-type Star HD161084
我们报告一个偶然的发现强烈的X射线耀斑从第谷参考源HD 161084在朱雀观测银河系中心区域为20千秒。X射线成像光谱仪（XIS）记录到这颗A1型矮星或亚巨星的耀斑，其通量为1.4 × 10 ^{-12}尔格·s^{-1} cm^{-2}（0.5- 10 keV）和0.5小时的衰变时间尺度。该光谱是硬的，在6.7 keV处具有突出的Fe XXV K α发射线，这是由一个5 keV的薄热等离子体模型解释衰减的1.4 × 10 ^{21} cm^{-2}消光。低消光，这是一致的光学红化，表明该源是一个前景恒星对银河系中心区域。基于530 pc的光谱视差距离，峰值X射线亮度为1 × 10 ^{32}尔格·s^{-1}（0.5- 10 keV）。这比普通的晚型主序星的X射线光度要大得多，而且X射线的发射不能归因于一个隐藏的晚型伴星，它与A星组成了一个宽的双星系统。我们讨论了HD 161084的可能性质，并认为它最有可能是一个相互作用的双星，其伴星的磁活动升高，如大陵型系统。朱雀在爆发期间检测到的通量比使用存档的XMM-牛顿和钱德拉数据测量的静态水平大100倍。大通量放大使这颗恒星成为这类来源中的一个独特例子。
2007-11-08 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
Probing the Disk-jet Connection of the Radio Galaxy 3C120 Observed with Suzaku
宽线射电星系（BLRGs）是一种罕见的射电强活动星系核，在其中除了观测到扩展喷流外，还观测到了宽的光学允许发射线。本文报道了利用朱雀望远镜对明亮的BLRG 3C~120进行的深（40 ksec × 4）观测。观测间隔一周，并对一系列连续通量进行采样。一个优秀的宽带频谱，获得了超过二十年的频率（0.6至50千电子伏），在每40千秒曝光。我们清楚地分辨了铁K发射线复合体，发现它由一个窄的Ka核（σ ~ 110 eV或EW为60 eV）、一条6.9 keV的线和一条宽的铁线组成。我们对宽线的确认与2003年的XMM-牛顿观测相反，当时不需要宽线。宽线最自然的解释是铁K线从一个正面的吸积盘发射，它在~10 r_g处被截断。在10 keV以上，检测到一个相对较弱的康普顿峰（反射分数R ~ 0.6），叠加在伽马~ 1.75的初级X射线连续谱上。由于朱雀数据的良好光子统计和低背景，我们清楚地证实了3C 120的光谱演化，即变化幅度随着能量的增加而减小。更引人注目的是，我们发现的变化是由一个陡峭的幂律分量伽玛~2.7，可能与非热喷流排放。我们讨论我们的研究结果的背景下，无线电大声/安静的对象之间的相似性和差异。
2006-12-28 astro-ph
Variability and multi-periodic oscillations in the X-ray light curve of the classical nova V4743 Sgr
经典新星V4743 Sgr在2003年4月4日被XMM-牛顿观测了大约10小时，在光学极大值之后的6.5个月。此时，这颗新星已经成为有史以来观测到的最明亮的超软X射线源。我们提出的时间序列分析的结果进行X射线光变曲线在这次观察中，并在以前较短的观察与钱德拉16天前。两次都观察到了强烈的变化，振幅高达总通量的40%。在变异的结构中，可以在两个观测结果之间找到相似之处。大部分的变化是很好地表示为一组低于1.7兆赫的离散频率的振荡的组合。在两次观测之间的16天时间间隔内，至少有5个频率是恒定的。我们认为，在0.75 mHz及其一次谐波处的光变曲线功率谱中的a周期与系统中白矮星的自旋周期有关，而其它观测到的频率则是非径向白矮星脉动的特征。在XMM-牛顿光变曲线中也发现了一个可能的24000秒周期的信号：一个半周期被清楚地识别出来。这个周期与在光源的光学光变曲线中发现的24278 s周期一致，并被认为是新星双星系统的轨道周期。
2006-07-07 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 Observations of Iron Lines and Reflection in AGN
回顾了作为朱雀保证时间计划的一部分观测到的几个活动星系核中的铁K壳线和反射分量的初步结果。本文讨论了朱雀星迄今为止观测到的一个小样本康普顿薄塞弗茨，即MCG-5 - 23 -16，MCG-6 - 30 -15，NGC 4051，NGC 3516，NGC 2110，3C 120和NGC 2992。宽铁K $α$发射线似乎存在于所有这些塞弗特星系，但其中一个，而来自遥远物质的线的窄核心是无处不在的所有观测。MCG-6 - 30 -15中的铁线显示了所有天体中最极端的相对论性模糊，线的红翼要求内吸积盘向内延伸到黑洞的2.2Rg以内，与XMM-牛顿观测一致。在许多这些塞弗特星系中观察到超过10千电子伏的强过量辐射，这与康普顿厚度物质（例如吸积盘）再处理的反射成分的存在相一致。只有一个塞弗特星系（NGC 2110）既没有宽的铁线，也没有反射成分。本文还讨论了MCG-6 - 30 -15、MCG-5 - 23 -16和NGC 4051的光谱变异性。在所有3种情况下，当源较暗时，光谱显得较硬，而铁谱线或反射分量随源通量的变化很小。这与一个简单的双组分光谱模型相一致，其中可变发射是主要的幂律，而铁谱线和反射分量保持相对恒定。
2006-10-13 astro-ph
MHD Simulations of Accretion onto Sgr A*: Quiescent Fluctuations, Outbursts, and Quasi-Periodicity
对Sgr A* 的高分辨率观测揭示了从强烈的快速耀斑到准周期振荡等多种多样的现象，使其成为研究低光度吸积黑洞性质的理想系统。本文利用伪谱算法构造并发展了Sgr A* 中吸积盘的三维磁流体动力学模型。假设一个混合的热-非热辐射方案，我们表明，MHD湍流本身只能产生两个因子的亮度波动。这些变化幅度不能解释在这个系统中观测到的耀斑的大小。然而，我们也表明，在磁盘中的密度扰动产生爆发定性类似于XMM-牛顿在X射线和地面设施在近红外线观察。准周期振荡自然出现在模拟的光变曲线。我们将这些归因于非轴对称密度扰动，这些扰动是随着磁盘向其静止状态发展而出现的。
2006-11-08 astro-ph
The 2008 May burst activation of SGR 1627-41
2008年5月，软伽马射线中继站SGR 1627-41在经历了近十年的沉寂后恢复了爆发活动。在探测到一个明亮的爆发后，斯威夫特在不到五个小时的时间里将X射线望远镜指向了爆发源的方向，并跟踪了五个多星期。在本文中，我们提出了一个分析的数据，从这些斯威夫特观测和XMM牛顿一个执行时，SGR 1627-41仍然处于静止状态。对Swift/BAT探测到的爆发的分析表明，它们的时间和光谱特性与SGR 1627-41和其他软伽马射线中继站以前的观测结果相似。爆发的最大峰值亮度约为2 E +41 erg/s。我们的数据表明，爆发伴随着快速的流量增强和硬化的光谱相对于持久的排放。
2008-07-10 astro-ph
Suzaku Observations of Local Ultraluminous Infrared Galaxies
我们报告了我们对五个著名的局部ULIRG的{ \it Suzaku} XIS（0.5-10 keV）和HXD/PIN（15-40 keV）观测的分析结果：{ \em IRAS} F05189-2524，{ \em IRAS} F08572+3915，Mrk 273，PKS 1345+12和Arp 220。F05189-2524和Mrk 273的XIS观测揭示了与Fe K $α$一致的强铁线，以及相对于先前的{ \it Chandra}和{ \it XMM-Newton}观测的光谱形状的变化。Mrk 273也可由HXD/PIN在$\sim$ 1.8- $σ$检测到。对于F05189-2524，不同时期的数据建模表明，光谱形状的变化可能是由于中心源关闭，留下残留反射光谱，或吸收柱增加。吸收体覆盖率的增加可以描述在Mrk 273中看到的光谱变化，尽管不能正式排除AGN固有光度的降低。Mrk 273的{ \it Suzaku}光谱与~94%覆盖分数模型拟合良好，柱密度为$\sim10^{24}$ cm $^{-2}$。经吸收校正的log[ $L_{\rm 2-10 keV}$ / $L_{\rm IR}$ ]比与PG类星体中发现的一致。PKS 1345+12和Arp 220的0.5-10 keV光谱似乎与以前的观测结果没有变化，HXD/PIN没有令人信服地检测到它们的硬X射线发射。由CO观…
2008-10-07 astro-ph
On The Nature of the Variable Infrared Emission from Sgr A*
最近对银河系中心的红外线观测表明，超大质量黑洞源Sgr A* 在红外线上具有很强的可变性，其时间尺度为$\sim 30$ min，与{ \em Chandra}和{ \em XMM}观测到的X射线耀斑相当，表明它们有共同的物理起源。在本文中，我们调查的背景下，最近提出的模型来解释X射线耀斑的红外辐射的性质。我们表明，在Sgr A* 的红外辐射可以很好地解释了非热同步辐射，如果一小部分的电子在黑洞周围的吸积流的最里面的区域加速{到一个破碎的幂律分布}，也许是由于瞬态事件，如磁重联。该模型预测的差异，在IR和X-射线的耀斑的变化幅度，在一般协议与观测。它还预测红外辐射应该是线性偏振的，正如在一个时期内确实观察到的那样。与在Sgr A* 中观察到的类似的红外和X射线耀斑可能是从其他吸积SMBH中检测到的，前提是$L \lsim 10^{-8} L_{EDD}$ ;在更高的光度下，耀斑发射主要是由热同步辐射自康普顿发射，这可能是变化较小的。
2004-01-21 astro-ph
GRB 070201: A possible Soft Gamma Ray Repeater in M31
伽马射线暴（GRB）070201是由行星间网络（IPN）探测到的一个明亮的短持续时间硬谱GRB。它的误差四边形，其面积为0.124平方米。度，与附近的M31（仙女座）星系的一些突出的螺旋臂相交。考虑到这个伽玛暴的性质，以及LIGO数据反对M31中的致密双星合并起源的事实，这个伽玛暴是河外软伽马射线中继器（SGR）巨型耀斑的绝佳候选者，能量为1.4x10^45 erg。在爆发后10.6小时，对M31的ROTSE-IIIb可见光观测进行了分析，覆盖了42%的GRB误差区域，没有发现任何光学瞬变，直到极限星等17.1。我们检查了GRB误差四边形和M31交叉点的档案和专有XMM-牛顿X射线观测，在爆发前大约四周获得，以寻找周期性可变的X射线源。没有探测到SGR或异常X射线脉冲星（AXP）候选者（周期范围为1至20秒）。我们讨论了通过确定其周期性X射线光变曲线来探测河外SGRs/AXP的可能性。我们的模拟表明，探测到已知的银河系SGR/AXP之一的周期性X射线信号的概率，如果放置在M31，是约10%（50%），使用50 ks（2 Ms）XMM-牛顿曝光。
2007-12-20 astro-ph
Spectral transitions of an ultraluminous X-ray source, NGC 2403 Source 3
报道了2006年3月16- 17日对超亮X射线源NGC 2403 Source 3的朱雀观测。源3的朱雀XIS光谱被描述为来自光学厚吸积盘的多色黑体状发射。吸积盘最里面的温度和半径分别为$T_{\rm in} = 1.08_{-0.03}^{+0.02} $ keV和$R_{\rm in} = 122.1_{-6.8}^{+7.7} α^{1/2}$ km，其中$α= (\cos 60^\circ /\cos i)$和$i$是盘的倾角。辐射热光度的来源估计为$L_{\rm bol} = 1.82 \times 10^{39} α$尔格s $^{-1}$。档案钱德拉和XMM-牛顿数据的源进行了分析的长期光谱变化。在几乎所有的观测中，该源都显示出多色黑体状X射线光谱，其参数与朱雀观测中的相似。然而，只有在钱德拉的一次观测中，发现源3表现出类似幂律的光谱，光子指数为$Γ= 2.37 \pm 0.08$，而它比朱雀的观测要暗$\sim 15 %$。光谱行为自然解释为细长盘状态和“非常高”状态之间的过渡，这两种状态都存在于银河系黑洞双星中，当它们的光度接近爱丁顿极限时。这些结果被用来论证超亮X射线源通常具有比普通恒星质量黑洞高得多的黑洞质量。
2008-10-29 astro-ph
