High Resolution Spectroscopy of Two Oxygen-Rich SNRs with the Chandra HETG
HETG可用于获得适度扩展源的空间分辨光谱。我们目前的初步结果，两个良好的研究，在麦哲伦星云，E0102-72和N132 D富氧超新星遗迹。E0102-72的分散光谱显示了残留物在O、Mg、Ne和类He Si的类H和类He离子的单独发射线光下的图像，没有Fe的证据。在交叉分散方向上测量的各种离子的图像直径随着给定离子的电离年龄单调增加。这张照片详细地显示了反向激波通过膨胀的恒星喷出物的过程。我们看到了E0102-72的不对称多普勒频移的明显证据，约为2000 km/s。这些可以近似地由一个部分填充的、向视线倾斜的膨胀壳来模拟。N132 D的分散光谱更多地受到空间/光谱重叠的影响，但也在几条强线中显示单色图像。初步的光谱已经提取了几个明亮的节点。一些富氧物质的区域，大概是恒星喷出物，被清楚地识别出来。关于E0102-72的更多细节由Flanagan等人和Davis等人在这些论文中提出，进一步的分析正在进行中。
2001-05-03 astro-ph
The VLA Survey of the Chandra Deep Field South: I. Overview of the Radio Data
我们报告20和6厘米VLA深的CDF-S，包括扩展CDF-S的意见。我们讨论了266编目的无线电源，其中198个是在20厘米以上的完整性水平达到43 microJy在该领域的中心的无线电特性。在更有限的区域内，在6 cm处进行的调查观测覆盖了原始CDF-S，其灵敏度与20 cm观测相当。在266个编目的射电源中，有52个在CDF-S中有X射线对应物，另外37个在E-CDF-S区域中没有被1兆秒曝光覆盖。使用广泛的材料，我们已经发现了254个射电源的光学或红外对应物，其中186个具有光谱或光度红移（论文II）。三个射电源在任何其他波长上都没有明显的对应物。在每个CDF-S X射线源的位置处测量20厘米的无线电通量密度，检测到另外30个无线电源，高于保守的3西格玛检测限。传统上，X射线和亚毫米观测分别被用来测量活动星系核和恒星形成活动。这些新的观测探测了恒星形成和射电星系/活动星系群的微弱末端，以及恒星和SMBH的形成和演化之间的联系。相应的引力和核聚变驱动的能源都可以导致射电同步辐射。活动星系核和射电星系在高通量密度下占主导地位。虽然从恒星形成的排放变得更加突出的microjansky水平达到深射电调查，即使是最弱的来源，我们仍然发现一个明显的显着贡献，低光度活动星系核以及从恒星形成。
2008-06-04 astro-ph
Chandra Observations of the Luminous, O-Rich SNR in the Irregular Galaxy NGC 4449
本文分析了29 ksec Chandra ACIS-S观测到的不规则星系NGC 4449中的类仙后座A年轻超新星遗迹。观察到的0.5-2.1 keV光谱揭示了可能存在的几个发射线，包括在0.65 keV和0.77 keV的O VIII，在1.05 keV的Ne X，在1.5 keV的Mg XI，和在1.85 keV的Si XIII。从观测到的光谱中，我们得出N_H = 10^21 cm^-2，X射线温度T = 9 * 10^6 K。光谱的非平衡电离拟合表明氧的过剩量约为太阳的20倍，与残骸的紫外线和光学发射线特性一致。我们讨论了该遗迹的近似X射线衍生元素丰度，并将其X射线光谱和光度与其他富氧遗迹进行了比较。
2002-12-18 astro-ph
The Structure of the Oxygen-rich Supernova Remnant G292.0+1.8 from Chandra X-ray Images: Shocked Ejecta and Circumstellar Medium
本文介绍了利用钱德拉X射线天文台的先进CCD成像光谱仪（ACIS）对年轻的银河系超新星遗迹（SNR）G292.0+1.8的观测结果。在0.3 $-$ 8 keV波段，高分辨率ACIS图像揭示了一个复杂的形态，包括结和细丝，以及爆炸波周围的SNR。我们提出了等效宽度（EW）的元素种类O，Ne，Mg和Si，这使我们能够识别区域的SNR增强金属丰度的地图。G292.0+1.8明亮，含O、Ne和Si;较弱的S和Ar;含少量Fe。EW和宽带图像表明，富含金属的喷出物主要分布在SNR的周边。中央带状结构具有正常的太阳型成分，强烈表明它主要是来自冲击的星周介质而不是富含金属的喷出物的发射。我们建议，带追溯其起源，以增强质量损失在恒星的赤道平面在缓慢的，红超巨星阶段。我们还确定了正常组成的细丝，集中在SNR的外边界附近，并几乎连续地延伸。这些可能起源于红/蓝超巨星阶段的大质量祖先的恒星风造成的壳层，被冲击波淹没。
2001-12-03 astro-ph
Chandra High-Resolution X-Ray Spectrum of Supernova Remnant 1E0102.2-7219
钱德拉高能透射光栅光谱仪对小麦哲伦星云中超新星遗迹1E0102.2-7219的观测揭示了一个由氧、氖、镁和硅的类氢和类氦离子的X射线发射线主导的光谱，其中几乎没有铁。分散的光谱显示了光源在各个谱线的光中的一系列单色图像。对这些分散图像的详细检查揭示了超新星遗迹内的多普勒频移，表明大块物质的速度约为1000 km/s。这些整体速度表明，一个扩大的环状结构与额外的子结构，倾斜的视线。一个二维的空间/速度图的SNR显示了一个惊人的空间分离的红移和蓝移的区域，并表示需要进一步的调查之前，一个适当的3D models. The半径的环状图像的分散光谱随电离阶段的变化，支持渐进电离的解释，由于反向冲击通过喷出物的通道。具有氧的单独发射线的等离子体诊断与低密度极限中的电离等离子体一致，并且提供对等离子体的温度和电离约束。假设是一个纯金属等离子体，氧的质量估计约为6个太阳质量，与一个巨大的祖先一致。
2003-12-18 astro-ph
Discovery of Oxygen Kalpha X-ray Emission from the Rings of Saturn
钱德拉X射线天文台（CXO）使用先进的CCD成像光谱仪（ACIS）在2004年1月20日和2004年1月26日至27日观测了土星系统的一次旋转（~37 k s）。在这封信中，我们报告探测到土星环发射的X射线。来自环的X射线光谱主要是以0.53 keV的原子氧K-α荧光线为中心的窄（~130 eV宽）能带中的发射。环在0.49-0.62 keV波段发射的X射线功率为84 MW，约为土星盘在0.24-2.0 keV光子能量范围内发射的功率的三分之一。我们的分析还发现了一个明确的检测X射线发射的环在0.49-0.62千电子伏波段在较早的（2003年4月14日至15日）钱德拉ACIS观测土星。H2O冰环材料中氧原子对太阳X射线的荧光散射可能是环X射线的来源机制，这与卡西尼最近发现的太阳光产生稀薄环氧大气和电离层的情况一致。
2005-05-19 astro-ph
Chandra Detection of X-ray Absorption Associated with a Damped Lyman Alpha System
我们用钱德拉X射线天文台上的ACIS-S观测了PKS 1127-145、Q 1331+171和Q 0054 +144三个类星体，以测量与21-cm和阻尼Ly $α$吸收体有关的软X射线吸收。对于PKS 1127-145，我们检测到吸收，如果与干预z_{abs} =0.312吸收剂相关，则意味着23%太阳能的金属丰度。如果吸收不在z_{abs} =0.312，则金属丰度仍被限制为小于23%太阳能。X射线测量的优点是，所导出的金属丰度对电离、分子中原子的包含或晶粒上的耗尽不敏感。X射线的吸收主要是由于氧，是一致的30%的太阳氧丰度来自光学星云发射线在前景星系的吸收体的红移。对于Q 1331 +171和Q 0054+144，只获得了上限，尽管曝光时间故意很短，因为对于这两个物体，我们主要感兴趣的是测量通量水平，以规划未来的观测。成像结果在配套文件。
2001-06-30 astro-ph
0103-72.6: A New Oxygen-Rich Supernova Remnant in the Small Magellanic Cloud
0103 $-$ 72.6是小麦哲伦星云（SMC）中第二亮的X射线超新星遗迹（SNR），由{ \it钱德拉X射线天文台}观测到。我们的{ \it Chandra}观测明确地将X射线辐射分解成一个几乎完整的、明显的圆形外壳，围绕着残骸中心明亮的星团辐射。观察到的X射线光谱的中心区域显然是占主导地位的反向冲击加热富含金属的喷出物的排放。在这种喷出物材料中的元素丰度特别是在氧和氖中增强，而在较重的元素Si、S和Fe中不太突出。因此，我们提出0103 $-$ 72.6是一个新的“富氧”SNR，使其成为SMC中该类的第二个成员。外层是边缘变亮的软X射线，来自扫掠的SMC星际介质。富氧喷出物的存在和SNR在H{ \small II}区域内的位置证明了0103 $-$ 72.6的大质量恒星核心坍缩起源。从喷出物中得到的元素丰度比表明它是一颗$\sim$ 18 M $_{\odot}$的祖星。
2003-10-14 astro-ph
Chandra and XMM-Newton observations of Tololo 0109-383
我们提出并讨论了钱德拉和XMM-牛顿观测的塞弗特2星系和康普顿厚吸收源，Tololo~0109-383。硬X射线发射（即高于$\sim$ 2 keV）由空间未分辨的反射分量主导，正如先前的ASCA和BeppoSAX实验已经发现的那样。软X射线发射部分（$\sim$ 15%）扩展到约1 kpc。低于2 keV，光谱是非常陡峭的，两个发射线，可能是由于重组的氦类离子的氧和氖，是明确存在的。结合从文献中获得的X射线和光学信息，我们提出了一个总体方案，该源的核区域。
2003-02-18 astro-ph
Simultaneous X-ray spectroscopy of YY Gem with Chandra and XMM-Newton
本文详细研究了食分光双星YY Gem的X射线谱。观测同时获得了两个大型X射线天文台，XMM-牛顿和钱德拉。我们比较了XMM-牛顿机载反射光栅光谱仪和Chandra机载低能透射光栅光谱仪获得的高分辨率光谱，并直接比较了两种仪器在波长和通量校准方面的良好性能。YY Gem的X射线光谱中最强的谱线来自氧。氧线比率表明存在密度n_e < 2 × 10^{10} cm^-3的低温组分（1-4 MK）。X射线光变曲线显示了两个耀斑和一个与二次日食相对应的倾角。从时间分辨光谱的建议，在高活性阶段的密度增加。欧洲光子成像相机CCD光谱的时间分辨全球拟合跟踪耀斑期间的温度和排放措施的演变。这些中等分辨率的光谱表明，YY宝石的日冕中温度> 10^7 K是相关的，尽管不像高分辨率光谱中最强的谱线所代表的较低温度那样占主导地位。长度约为10^9厘米的磁环，即，每个恒星半径的5%，是从与一维流体动力学模型的比较中推断出来的。这表明，耀斑并没有爆发在（可能更广泛）的双星间磁层，但有关的双星的组成部分之一。
2002-06-25 astro-ph
Chandra LETG Observations of Supernova Remnant 1987A
我们讨论了超新星遗迹1987 A（SNR 1987 A）的深钱德拉LETG观测结果。我们发现，冲击波的分布，跨越相同的速度范围（从300到1700公里/秒），在我们的分析的第一部分（Zhekov等人，2005年，ApJL，628，L127），可以解释这个对象的整个X射线光谱。冲击后的温度分布是双峰，峰值在kT 0.5和3 keV。从X射线光谱推断出的丰度值与内部环星环的丰度值相似，只是氮和氧的丰度比从光学/紫外光谱推断出的丰度低大约两倍。自1999年以来，X射线发射等离子体的速度已经下降，这显然是因为爆炸波已经进入了内部环的主体。
2006-03-13 astro-ph
Direct Measurement of Neutron-Star Recoil in the Oxygen-Rich Supernova Remnant Puppis A
钱德拉X射线天文台高分辨率相机在五年内拍摄的三张图像序列揭示了RX J 0822 -4300的角秒尺度位移，RX J 0822 -4300是船尾座A超新星遗迹中心附近的恒星遗迹（可能是中子星）。我们测得它的自行是0.165+/-0.025 arcsec/yr，朝向西南偏西。在2千秒差距的距离上，这相当于约1600公里/秒的横向空间速度。空间速度与从富氧光学细丝的自行推断的爆炸中心一致，并证实了船尾座A是由一次不对称爆炸产生的，伴随着一次反冲，该反冲给恒星残骸带来了大约3*10^49尔格的动能（大约是典型超新星动能的3%）。我们讨论的核心坍缩超新星模型，已被提出来解释中子星踢速度的限制。
2007-07-31 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
Cas A: The Bright X-ray Knots and Oxygen Emission
钱德拉高能透射光栅（HETG）的X射线光谱是从17个明亮的，狭窄的区域的Cas A，并提供其运动学和等离子体状态的独特测量。从主要的发射线，如氦类硅，我们得到准确的多普勒频移范围为-2500至+4000公里/秒;这些同意与横向速度测量，并允许功能定位在3D。这些区域的等离子体诊断表明温度大部分在1 keV左右，有些高于3 keV。使用以及非分散的零阶数据，我们确定NEI模型参数的区域，导致密度估计。n_e ~ 100 /cm ^3的值可能是这种X射线发射材料密度范围的最大值。共同的“富氧”的假设进行了粗略的测试，通过比较综合O VIII线通量和连续水平。看来，大部分的连续性是由于另一个来源，例如，从他。
2006-11-29 astro-ph
Ionization and Velocity Structure in the Supernova Remnant E0102-72
钱德拉X射线天文台的高能透射光栅（HETG）光谱仪被用来观测小麦哲伦星云中一颗约1000年前的富氧超新星E0102-72。HETG将残余物的图像分散成单个X射线发射线光下的图像光谱。氧气和氖的最强谱线的多普勒频移揭示了高达2000公里/秒的大体积运动，具有复杂的形态。镁、氖、氧和硅的逐步电离阶段的比较为加热恒星喷出物的“反向冲击”机制提供了新的见解。
2001-05-03 astro-ph
A close binary nucleus in the most oxygen-poor planetary nebula PN G 135.9+55.9
我们报道了位于星系晕中最贫氧的行星状星云PN G 135.9+55.9的FUSE和新的深光学光谱观测。这些观测使我们能够通过拟合观测到的H I吸收线与NLTE模型大气的轮廓来估计中心恒星的重力。我们的最佳拟合意味着中心恒星仍处于前白矮星阶段。我们还发现大的变化的径向速度的吸收分量的巴耳末线的时间尺度上的小时。这直接证明了PN G 135.9+55.9的核心是一颗密近双星。径向速度变化的大半振幅和可能的短周期表明有一个大质量的致密伴星，可能是一颗白矮星。虽然我们的轨道解是非常初步的，但它们表明系统的总质量可能超过了克拉塞卡极限。如果得到证实，这将使这个双星系统成为Ia型超新星的潜在祖先。
2004-07-23 astro-ph
Chandra Phase-Resolved Spectroscopy of the Crab Pulsar
我们提出了第一个相位分辨的蟹状星云脉冲星的X射线光谱特性的研究，涵盖了所有的脉冲相位。钱德拉X射线天文台高超的角分辨率使得即使在脉冲最小值时也能将脉冲星与周围的星云区分开来。对脉冲平均光谱的分析测量了星际X射线的消光，主要是由于光电吸收，其次是蟹状星云方向的尘埃颗粒的散射。我们证实了以前的研究结果，即螃蟹的视线是氧气不足，虽然比最近测量的更多。使用Wilms，Allen & McCray（2000）的丰度和截面，我们发现[O/H] =（3.33 +/-0.25）x 10**-4。作为脉冲相位的函数的光谱的分析测量低能量X射线光谱指数，即使在脉冲最小值-尽管具有很大的统计不确定性-我们发现边缘的光谱指数的变化的证据。这些数据也被用来设定一个新的（3-sigma）上限，使中子星的温度log T（无穷大）< 6.30。
2003-10-13 astro-ph
Electron Heating and Cosmic Rays at a Supernova Shock from Chandra X-ray Observations of E0102.2-7219
在这封信中，我们使用前所未有的空间分辨率的钱德拉X射线天文台进行，第一次，一个年轻的SNR的冲击后电子温度和自行车的测量，特别是要解决的问题，冲击后的电子，离子和宇宙射线之间的能量分配。E0102.2-7219的膨胀率为每年0.100 +/-0.025%，推断年龄约为1000年，通过比较20年的X射线观测结果，与先前基于残骸中高速富氧光学细丝研究的估计完全一致。根据Chandra图像估计的爆炸波半径为6.4 pc，我们的膨胀率意味着爆炸波速度为~6000 km/s，电子温度范围为2.5 - 45 keV，取决于无碰撞电子加热的程度。分析钱德拉ACIS光谱的冲击后立即区域揭示了热等离子体的丰度和柱密度典型的小麦哲伦云和电子温度为0.4-1千电子伏。测得的电子温度明显低于上述合理的范围，只有当我们假设相当大一部分冲击能量，而不是对冲击后电子和离子的加热做出贡献，已经产生了宇宙射线时，才能调和。
2000-07-04 astro-ph
High-Resolution X-ray Spectroscopy of the Interstellar Medium: Structure at the Oxygen Absorption Edge
（简称）利用钱德拉星载HETGS高分辨率光谱仪对7颗X射线双星的氧K壳层星际吸收边进行了测量。利用最亮光源作为模板，我们找到了2个吸收边和5条高斯吸收线的最佳拟合模型。所有这些特征都可以用最近对中性和电离的原子氧的K壳层吸收的预测来解释。我们确定的K α和K β吸收线从中性氧，以及S=3/2的吸收边。由于与仪器特征重叠，在这些数据中未检测到预期的S=1/2边缘。我们还确定了单和双电离氧的K α吸收线。OI K α吸收线被用作基准，以调整绝对波长尺度的吸收截面的理论预测。我们发现，需要30-50 mA的移位，与之前注意到的理论与实验室测量的比较差异一致。在以前的研究中建议，从灰尘或分子成分的显着的氧功能，不需要我们的HETGS光谱。有了这些光谱，我们就可以开始测量ISM的大尺度性质。我们将中性线的速度色散限制在<200 km s^{-1}，这与其他波长的测量结果一致。我们还首次在ISM中测量了氧的电离分数。我们将OII/OI的星际比限制为~0.1，OIII/OI的比限制为<0.1。
2004-05-21 astro-ph
X-Ray Resonance Opacity of Oxygen and Iron in AGN MCG--6-30-15
本文将与K壳层和L壳层吸收的氧离子和铁离子的单色不透明度有关的理论微分振子强度直接与Seyfert~1星系MCG-6 - 30 -15的Chandra谱和Xmm-Newton谱进行了比较。我们计算的高分辨率连续共振由于O I - VI和Fe XVI。发现OVI中的KLn（n -> infty）共振系列极限和Fe XVI中的最低LMM共振位于所观测光谱的显著17.5A突变处。我们还计算和识别，第一次，在钱德拉光谱中的22-23 A的光谱通量的观察到的差距，由于K -> L共振吸收功能，从所有的O-离子O I-VI，可能导致丰度确定的几个或所有电离阶段，类似的签名差距，可能是由于其他元素预测。在相对论紧耦合近似下，采用Breit-Pauli R矩阵方法计算了原子的精确参数。新的X射线不透明度可能区分尘埃暖吸收体的模型，和/或由于MCG-6 - 30 -15中的大质量黑洞引起的引力红移和加宽。
2002-04-09 astro-ph physics.atom-ph
A Test for the Nature of the Type Ia Supernova Explosion Mechanism
目前流行的Ia型超新星模型分为两大类。第一种是几乎纯的碳/氧（C/O）白矮星在克拉塞卡极限的爆炸，在它们的中心附近点燃。第二个由低质量的C/O核心，这是由爆炸的吸积表面氦层点燃。后一种类型的爆炸产生丰富的Fe，Co和Ni K-α发射从56 Ni和56 Co衰变在引爆的表面层，发射这是弱得多从Eschrasekhar质量模型。这种发射的存在提供了一个简单和明确的判别这两个模型之间的超新星Ia。这两种机制都可能产生0.1-0.6太阳质量的56 Ni，使它们成为明亮的伽马射线发射器。56 Ni衰变线达到最大亮度的时间在亚克拉塞卡质量模型中（约15天）明显短于克拉塞卡质量模型（约30天），这使得伽马射线线演化成为爆炸机制的另一个直接测试。XMM天文台应该有可能探测到远至室女星系团的超新星Ia的次超新星爆炸的K壳层辐射。一个1至2平方米的X射线望远镜，如拟议中的Con-X天文台，可以观测到室女星系团中亚克拉塞卡质量的超新星Ia的K-α发射，不仅提供了探测，而且提供了高精度的通量和运动学信息。
2000-08-21 astro-ph
Chandra and XMM-Newton Observations of a Group of Galaxies HCG 62
我们目前的结果从钱德拉和XMM-牛顿观测的星系HCG 62的明亮群体。在钱德拉的图像中，中央星系东北约30“和西南约20”处有两个空洞。能谱分析表明，与周围区域相比，空腔内的能谱没有明显的变化。径向X射线轮廓由3-β分量的总和描述，其核心半径分别约为2、10和160 kpc。我们利用Chandra和XMM-Newton数据的联合谱拟合研究了温度和金属丰度的径向分布，在r< 2'（35 kpc）的内部区域需要两个温度。在r约5'处温度的急剧下降意味着引力质量密度甚至低于气体密度，表明气体可能不处于流体静力平衡。Fe和Si的丰度在中心为1-2个太阳，在r约10 '处下降到约0.1个太阳。O丰度小于0.5太阳，并显示出较平坦的轮廓。观测到的金属分布支持这样的观点，即铁和硅是由中央星系的Ia型超新星产生的，而II型超新星的星系风导致了氧的广泛分布。讨论了空腔的支撑机理。电子和磁场之和的压力太低而不能置换热群气体，并且由于高能质子所需的压力比电子压力高近700倍。这使得空洞的起源成为一个谜，我们讨论其他可能的空洞起源。
2006-07-08 astro-ph
Chandra LETGS spectroscopy of the Quasar MR2251-178 and its warm absorber
本文分析了钱德拉低能透射光栅光谱仪（LETGS）对类星体MR 2251 -178的观测结果。MR 2251 -178的热吸收体可以用氢柱密度N_H~ 2 × 10^21 cm^-2和电离参数log（xi）~0.6来很好地描述。我们在光谱中发现了碳和氮的窄吸收线的微弱证据，这表明电离物质是流出的。我们注意到在观测的不同时期，在（0.6-1）keV带（在UTA加上OVII和OVIII K边缘周围）中的吸收结构的变化（在时间上）。我们测量到（0.1-2）keV的通量为2.58 × 10 ^-11尔格·cm^-2·s^-1。该通量意味着MR 2251 -178的核源处于相对低的状态。在光变曲线中没有观察到显著的变化。我们没有发现在视线范围内存在额外的冷物质的证据，并将N_H的上限设定为1.2 × 10^20 cm^-2。X射线光谱似乎没有显示出尘埃物质的证据，尽管中性碳和氧柱密度的上限只能分别设定为N_CI~ 2 × 10^19 cm^-2和N_OI~ 9 × 10^19 cm^-2。
2008-04-01 astro-ph
Ionization Structure and the Reverse Shock in E0102-72
用钱德拉高能透射光栅光谱仪观测了小麦哲伦星云中的年轻富氧超新星遗迹E0102-72。高分辨率的X射线光谱显示了氧、氖、镁和硅的单独发射线的残骸图像。类氢离子的峰值发射区域位于比相应的类氦离子更大的径向距离从SNR中心，这表明通过“反向冲击”的喷出物。我们检查模型测试这种解释，我们讨论的影响。
2001-05-03 astro-ph
Chandra ACIS-S Observations of Three Quasars with Low-Redshift Damped Ly-alpha Absorption: Constraints on the Cosmic Neutral-Gas-Phase Metallicity at Redshift z \approx 0.4
本文分析了钱德拉X射线天文台（CXO）的ACIS-S谱，并对位于三个前景阻尼莱曼α（DLA）吸收体后面的三个类星体的ACIS-S谱进行了分析，试图确定它们的X射线谱中金属的光电吸收量。这些吸收体是三个最大的中性氢柱密度吸收线系统已知的低红移（0.313 \le z_abs \le 0.524）。它们的HI柱密度介于3E 21和5E 21原子/平方厘米之间。在这些红移中，x射线能量下的光电吸收量主要是氧丰度的指标。由于这些系统的柱密度如此之高，人们期望对它们进行精确的金属丰度测量，以产生z \approx 0.4处的柱密度加权宇宙中性气相金属丰度的可靠估计。我们考虑的情况下，DLA气体的太阳能元素丰度比和α族元素丰度比增强。对于所采用的假设，z \approx 0.4处的非增强元素（例如Zn）的柱密度加权宇宙中性气相金属丰度可能位于\approx 0.04-0.38 Z_solar的范围内。
2003-02-26 astro-ph
First Light Measurements of Capella with the Low Energy Transmission Grating Spectrometer aboard the Chandra X-ray Observatory
本文介绍了钱德拉X射线天文台的低能透射光栅光谱仪（LETGS）首次获得的X射线谱。光谱属于五车二，波长范围为5-175 A（2.5-0.07 keV）。实测波长分辨率为$Δλ\simeq$ 0.06 A（FWHM），与地面标定结果吻合较好。虽然LETGS的飞行中校准正在进行中，LETGS的高光谱分辨率和独特的波长覆盖范围很好地证明了来自五车二，一个日冕源丰富的光谱发射线的结果。虽然这封信的主要目的是证明LETGS的光谱潜力，我们也简要介绍了一些初步的天体物理结果。我们讨论了等离子体参数来自线比在窄谱带，如电子密度诊断的氦样三重态的碳，氮，氧，以及共振散射的强Fe XVII线在15.014 A。
2000-01-04 astro-ph
The case against the progenitor's carbon-to-oxygen ratio as a source of peak luminosity variations in Type Ia supernovae
Ia型超新星爆发的理论建模的主要挑战之一是解释这些事件的多样性，以及它们的峰值光度和光变曲线形状之间的经验建立的相关性。在所谓的克拉塞卡质量模型的框架中，由于爆炸期间放射性$^{56}$ Ni的产生变化，祖先的碳氧比被认为是峰值光度变化的主要来源。其基本思想是，碳质量分数的增加应该导致更剧烈的爆炸，因为这里从核反应释放的能量增加。据怀疑，这将在喷出物中产生更高量的$^{56}$ Ni。在这封信中，我们描述了一种机制，从核合成和湍流火焰的演变，抵消这种效果之间的相互作用。基于三维模拟，我们认为，它是几乎平衡的，只有轻微的差异，在合成的$^{56}$镍与不同的碳质量分数的祖可以预期。因此，这个祖先参数不太可能解释Ia型超新星光度的观测变化。我们讨论了宇宙学测量校准的可能影响。
2004-03-21 astro-ph
Chandra X-ray observations of the 3C295 cluster core
我们研究的X射线气体在遥远的中心区域（z=0.46），X射线发光星系团周围的强大的无线电源3C 295，使用与钱德拉天文台的观测。在50-500 kpc的半径之间，团簇气体近似等温，具有kT ~5 keV的发射加权温度。在中心50 kpc半径内，该值下降到kT ~3.7 keV。钱德拉的光谱和成像数据表明，在星团中心50千秒差距半径内存在冷却流，质量沉积速率约为每年280个太阳质量。我们估计冷却流的年龄为1-2 Gyr，大约是中央射电源的1000倍。我们在X射线光谱或图像中没有发现射电源对X射线气体进行显著加热的证据。我们报告的边缘状吸收功能的中央50千秒差距区域，这可能是由于富氧尘埃颗粒的光谱检测。在吸收中看到的金属的隐含质量可能是在其寿命期间通过冷却流积累的。结合3C 295的X射线气体密度分布和法拉第旋转的射电测量结果，我们估计团簇核心区域的磁场强度为B ~12 \muG。
2001-01-10 astro-ph
A Pulsar Wind Nebula in the Oxygen-Rich Supernova Remnant G292.0+1.8
利用钱德拉X射线天文台，我们在年轻的富氧超新星遗迹（SNR）G292.0+1.8中发现了一个弥漫的，中心填充的硬X射线发射区域。在这种漫发射的峰值附近有一个X射线发射的点状源，它可以用光子指数为$1.72\pm0.09$的吸收幂律谱很好地描述。该源似乎略微扩展;其1.3 $^{\prime\prime}$（FWHM）的范围大于附近FWHM = $1.1^{\prime\prime}$的偶然X射线源的范围。这是SNR G292.0+1.8内存在一颗年轻快速旋转脉冲星及其相关脉冲星风星云的有力证据。根据脉冲星风星云（$L_X\sim 4\times 10^{34} \rm ergs s^{-1}$）未被吸收的0.2-4 keV波段X射线光度，我们推断这颗尚未被探测到的脉冲星的自旋下降能量损失率为$\dot E \sim 7\times 10^{36} \rm ergs s^{-1}$。脉冲星的候选者是$0.9^\prime$从几何中心的SNR，这意味着一个横向速度$\sim$ $770 (D/4.8 {\rm kpc}) (t/1600 {\rm yr})^{-1} \rm km s^{-1}$假设目前接受的价值观的距离和年龄的G292.0+1.8。
2001-06-04 astro-ph
X-ray absorption via K-alpha resonance complexes in oxygen ions
本文对氧离子OI-OVI中的K-α共振复合物进行了理论计算，给出了共振振子的强度和波长。在耦合通道近似下，采用Breit-Pauli R矩阵方法计算了具有相对论精细结构的高分辨光电离截面。发现了一些强的K-α共振，共振振子强度f_r > 0.1。O 1-OVI的K-α共振波长位于相对窄的波长范围22 - 23.5 A内，因此该区域中的X射线不透明度应受到氧中K -> L跃迁的显著影响。这些结果对解释Chandra和XMM-Newton软X射线谱有一定的参考价值。
2003-02-12 astro-ph physics.atom-ph
Discovery of X-rays from Mars with Chandra
2001年7月4日，首次探测到来自火星的X射线。观测是用钱德拉卫星上的ACIS-I探测器进行的，产生了高空间和时间分辨率的数据以及光谱信息。火星被清楚地探测到是一个几乎完全被照亮的圆盘，在向阳的一侧有边缘变亮的迹象，伴随着相反一侧的一些衰落。其形态和~4 MW的X射线光度与火星上层大气中太阳X射线的荧光散射完全一致。X射线光谱主要由一条窄的发射线组成，这很可能是由O-K_α荧光引起的。没有发现时间变化的证据，这与太阳X射线通量一致，在观测期间几乎是恒定的。除了X射线荧光之外，还有证据表明X射线发射的另一个来源，可以追溯到大约三个火星半径的微弱X射线晕，以及火星X射线光谱中的另一个组成部分，它具有与晕相似的光谱形状。在现有的有限的统计数据，该组件的频谱可以通过0.2千电子伏的热韧致辐射的特点。这表明太阳风中的高电荷重离子与火星周围的外逸层氢和氧之间存在电荷交换相互作用。虽然观测是在全球沙尘暴开始时进行的，但没有发现与灰尘有关的X射线发射的证据。
2002-11-11 astro-ph
Discovery of Outlying, High-Velocity Oxygen-Rich Ejecta in Cassiopeia A
哈勃太空望远镜拍摄的年轻银河系超新星残骸仙后座A的图像显示，其外围高速喷射物的数量远远超过先前的猜测，具有更广泛的化学性质。我们确定了三个主要类别的外部喷出物：1）结为主的[N II] 6548，6583发射; 2）结为主的氧发射线，特别是[O II] 7319，7330;和3）结的发射线强度类似的[S II]强FMK喷出物常见的主发射壳。在疑似富含N的外层光球层和富含S的FMK类喷出物之间发现了大量富含O的喷出物，这表明Cas A祖先的化学层并没有被残骸东北和西南高速“喷流”区域之外的超新星爆炸完全破坏。此外，我们发现大多数富含O的外部喷出物在投影位置超出（v = 6500 - 9000公里/秒）的残骸的最快移动的富铁X射线发射材料（6000公里/秒）在钱德拉和XMM数据沿东翼。这表明富铁物质向上穿透富含硫和硅的地幔并没有延伸超过祖先的富含N或O的外层，至少在这部分遗迹中是这样。
2005-09-03 astro-ph
A Chandra LETGS observation of V4743 Sagittarius: A Super Soft X-ray Source and a Violently Variable Light Curve
V4743 Sgr（Nova Sgr 2002 No. 3）于2002年9月20日被发现。我们在2002年11月获得了一个5 ks的ACIS-S光谱，发现该新星在X射线中是微弱的。2003年3月19日，我们获得了一个25 kS的CHANGLETGS观测。到这个时候，它已经演变成超软X射线阶段，表现出连续谱与深吸收的特点。观测的光变曲线显示出周期为1325 s（22 min）的大振幅振荡，然后在约13 ks的观测后总计数率下降。计数率在约6 ks内从约40 cts/s下降到几乎为零，并在观察的其余时间（约6 ks）保持较低水平。光谱硬度比从最大值变化到最小值与振荡的相关性，然后在衰减过程中变得明显更软。在明亮阶段的吸收中发现了氧、氮和碳的强的类H和类He线，表明温度在1- 2 MK之间，但它们的波长移动对应于-2400 km/s的多普勒速度。在计数率下降后获得的光谱显示出CVI、NVI和NVII的发射线，这表明我们看到了在爆发过程中喷出的膨胀气体，可能来自于Hoc循环的物质。2003年4月4日获得的XMM-Newton ToO观测和2003年7月18日的LETGS观测也显示出振荡，但幅度较小。
2003-08-01 astro-ph
X-ray Absorption Spectroscopy of the Multi-phase Interstellar Medium: Oxygen and Neon Abundances
X射线吸收光谱技术为确定星际介质各相态的金属丰度提供了一个潜在的强有力的工具。我们提出了一个案例研究的视线朝向4U 1820-303（银河系坐标l，b=2.79，-7.91和7.6千秒差距），根据钱德拉光栅观测。OI，OII，OIII，OVII，OVIII和NeIX K α吸收线的检测使我们能够通过银河系盘的大部分测量ISM的中性，热电离和热相的原子柱密度。通过与21厘米氢辐射和脉冲星色散测量沿同一视线的比较，我们估计在中性和总电离阶段的平均氧丰度为0.3（0.2，0.6）和2.2（1.1，3.5）Anders & Grevesse（1989）太阳值的单位。这种显着的氧丰度差异显然是分子/尘埃颗粒破坏和最近的金属富集在温暖的电离和热阶段的结果。我们还从氖的吸收边测量了氖的柱密度，得到中性加暖电离气体的Ne/O比为2.1（1.3，3.5）太阳能。考虑到分子和尘埃颗粒中所含的预期氧，Ne/O比将降低约1.5倍。从联合分析的OVII，OVIII，和NeIX线，我们得到的热相的Ne/O丰度比为1.4（0.9，2.1）太阳能，这是不敏感的吸收线建模中假设的准确的温度分布。因此，这些可比较的高温和低温气体的ISM Ne/O比远小于最近从类太阳恒星的日冕发射中推断的值（2.85+-0.07; 1 σ）（Drake & Testa 2005）。（节略）
2005-12-19 astro-ph
The weak absorbing outflow in AGN Mrk 279: evidence of super-solar metal abundances
我们目前的分析和光电离建模的钱德拉高分辨率光谱的Mrk 279。有明显的证据表明，吸收流出，这是最适合的两个组件模型，一个具有低电离参数和一个具有较高的电离参数。X射线暖吸收体的柱密度约为logN_H=20，是目前已知的有X射线吸收流出活动星系核中最小的。我们发现，X射线和UV/FUV吸收剂是相同的整体流出的一部分。在Mrk 279的钱德拉光谱中有一些超太阳碳、氮、氧和铁的证据。虽然这本身并不是一个可靠的结果，但钱德拉数据结合紫外线数据和外流两个阶段之间的压力平衡，支持超太阳丰度的假设。这是第一个在正常的塞弗特星系核中报告超太阳丰度的案例。这些数据表明，外流来自核黑洞周围的一个紧凑区域，它携带的质量和能量微不足道。
2007-05-17 astro-ph
Double-Peaked X-Ray Lines from the Oxygen/Neon-Rich Accretion Disk in 4U1626-67
本文报道了利用钱德拉X射线天文台的高能透射光栅光谱仪（HETGS）对7.7秒低质量X射线脉冲双星4U 1626 -67的39 k S观测结果。这个超紧凑的系统由一个吸积盘的磁性中子星和一个非常低质量的、氢耗尽的伴星组成。我们已经解决了以前报道的Ne/O发射线复合物近1 keV的多普勒对加宽（2500公里/秒半高宽）线从高度电离的Ne和O。在大多数情况下，蓝线和红线分量的强度相当，蓝移为1550-2610 km/s，红移为770-1900 km/s。这些谱线似乎起源于热（10^6 K）的致密物质，就在开普勒吸积盘外层被X射线加热的表层之下，或者可能起源于脉冲星磁层顶驱动的盘风。观察到的Ne和O的光电吸收边比星际物质的预期强近一个数量级，并且可能在源附近的冷的富含金属的物质中形成。根据所推断的局部丰度比，我们认为该双星的质量施主可能是一颗C-O-Ne或O-Ne-Mg白矮星的0.02M太阳化学分馏核，该核以前曾结晶过。
2001-10-31 astro-ph
X-Ray Emitting Ejecta of Supernova Remnant N132D
麦哲伦星云中最明亮的超新星遗迹，N132 D，属于罕见的富氧遗迹，大约有十几个物体显示纯重元素喷出物的光学发射。它们起源于大质量恒星的爆炸，产生大量的O，尽管只有一小部分O被发现以光学波长发射。我们报告说，在最近对N132 D进行的100 ks Chandra ACIS观测中，在X射线波长处检测到了大量的O。亚角秒分辨率的钱德拉和哈勃图像之间的比较显示，在大尺度（但不是小尺度）上，星云X射线和光学发射的喷出物之间有很好的匹配。喷出物光谱占主导地位的强线，他和H-类O，他们表现出大量的空间变化，部分造成的LMC内的斑片状吸收。由于光学喷出物集中在一个5 pc半径的椭圆形膨胀壳，检测到的喷出物X射线发射也起源于这个壳。
2007-11-20 astro-ph
X-rays and accretion discs as probes of the strong gravity of black holes
本文综述了Seyfert 1星系X射线谱中宽铁线的观测和解释。从MCG-6 - 30 -15和NGC 3516观测到的谱线轮廓显示出延伸的红翼，可以用大的引力红移来解释。结果是一致的预期从X射线照射的平面吸积盘轨道非常接近一个黑洞的排放。给出了XMM-牛顿和Chandra的结果，并讨论了宽氧谱线的可能性。
2001-03-27 astro-ph
Type Ia Supernova Explosion Models
由于Ia型超新星的校准光变曲线已成为确定宇宙局部膨胀率及其几何结构的主要工具，因此在过去几年中，这些事件的模型受到了相当大的关注。我们有充分的理由相信，也许大多数Ia型超新星是白矮星的爆炸，它们的质量接近克拉塞卡质量，M_ch ~ 1.39 M_sun，并被碳和氧的热核聚变破坏。然而，这种碳-氧混合物白矮星爆炸的机制仍然不确定。本文综述了Ia型超新星模型的最新进展以及一些尚未解决的问题。虽然主要重点将放在爆炸机制本身的研究和相关的物理过程，包括在退化恒星湍流核燃烧的物理，我们也讨论了观测的限制。
2000-06-21 astro-ph
An X-Ray Pulsar in the Oxygen-Rich Supernova Remnant G292.0+1.8
本文报道了利用钱德拉X射线天文台的高分辨率照相机在超新星遗迹（SNR）G292.0+1.8内发现致密天体CX112439.1 -591620的脉冲X射线辐射。X射线周期（P=0.13530915 s）与PSR J1124-5916的无线电脉冲周期外推dP/dt= 7.6 E-13 s/s的自旋下降速率一致。X射线脉冲为单峰宽脉冲，半高宽为0.23 P（83 °）。脉冲星的脉冲平均X射线光谱特性可用一个无特征的幂律模型来描述，其吸收柱密度为3.1E21 atoms/cm^2，光子指数为1.6，未吸收的0.3-10 keV波段亮度为7.2E32 erg/s。我们可以确定脉冲星终端激波的位置。脉冲星风和较大的同步加速器星云之间的压力平衡，以及发射X射线的电子的寿命问题，证明了粒子主导的PWN远离最小能量条件。中子星表面温度的上限等于或略低于“标准”冷却曲线的预期值。新的脉冲星没有光学对应物;它的光学光度至少比蟹状星云脉冲星低5倍。
2003-05-20 astro-ph
The Evolution of Low Mass Helium Stars towards Supernova Type I Explosion
我们探讨的假设，在一定的质量范围内的氦星可以演变为碳核爆炸类似于什么是广泛接受的解释SN I现象。这应该发生在它们的碳氧核心由于核心上方的氦壳燃烧而增长时。我们发现，在大约1.7-2.2 Msun的质量范围内，确实可以发生这种情况。我们认为我们获得的主要新见解是碳的“早期”偏离中心点火的至关重要性，这在后期阶段防止了在氦燃烧壳层下方形成并点燃的碳，使碳一直燃烧到中心。当氦在对流包层中几乎被其底部的氦燃烧壳层耗尽时，现在的超克拉塞卡质量的碳氧核心收缩，并且在中心的残余简并碳被点燃，导致类似于经典SN I情景的失控。由于我们感兴趣的氦星的碳氧核心的结构和行为与质量吸积的碳氧星非常相似，我们也彻底研究了碳氧星的行为。我们发现偏离中心点燃碳的模型（在大约1.05-1.18 Msun的质量范围内，取决于碳质量分数）呈现出它们自己的有趣的SN I祖场景，因为在标准场景中，失控总是在大约2 E9 gr/cm 3的相同密度下发生，在我们的情况下，由于少量的碳被点燃，我们得到了从1 E9到6 E9 gr/cm 3的整个密度范围。
2006-11-21 astro-ph
A Galactic Origin for the Local Ionized X-ray Absorbers
最近的Chandra和XMM对遥远类星体的观测表明，强的局域（z~0）X射线吸收线来自高度电离的气体，主要是类氦氧。这些X射线吸收剂的性质，即，它们究竟是银河系中的热气体，还是本星系群中的群内介质，由于距离的不确定性，仍然是一个谜。本文利用Chandra和XMM档案数据对20个活动星系核进行了观测。大约40%的靶显示出局部OVII He-α吸收，柱密度约为10^16 cm^-2;特别是，OVII吸收存在于所有高质量光谱中。我们估计，在90%的置信度下，这种OVII吸收气体的天空覆盖率至少为63%，并且在足够高质量的光谱下可能是统一的。根据（1）沿远距活动星系核视线方向的吸收体的数量，（2）与X射线辐射测量的联合分析，（3）质量估计，我们认为观测到的X射线吸收体是与我们银河系有关的热气体的一部分。未来的观测将显著提高我们对覆盖分数的理解，并为这一结果提供可靠的检验。
2005-11-28 astro-ph
