The elemental abundances in the intracluster medium as observed with XMM-Newton
本文利用19个星系团的XMM-Newton观测资料，测量了星系团内介质的元素丰度及其空间分布。样品主要由X射线明亮和弛豫的星系团与cD星系。随着详细的Si，S和Fe的径向丰度分布在半径300-700 kpc，O丰度准确地推导出在团簇的中心区域。Fe丰度最大值对集群中心，可能是由于从cD星系的金属，空间分辨。Si和S的丰度也表现出中心增加一般，导致在均匀的Fe-Si-S比内的集群。相比之下，O丰度在整个星系团中一般是均匀的。团核内的O/Fe比为亚太阳比，团尺度的O/Fe比大于太阳比。这些测量结果表明，大部分的Fe-Si-S和O在集群内的介质有不同的起源，推测在超新星Ia和II，分别。所得的Fe和O的质量也被用来讨论过去的恒星形成历史的集群。
2004-03-02 astro-ph
XMM-Newton observation of SNR RX J1713.7-3946
我们提出的第一个结果的观测超新星遗迹RX J1713.7-3946（也G347.3-0.5）获得的EPIC仪器上的XMM-牛顿卫星。我们展示了一个5点镶嵌图像的X射线同步辐射。我们通过映射其光谱参数（吸收柱密度NH和光子指数）来表征这种发射。同步辐射光谱在激波处是平坦的，而在残骸内部是陡峭的。NH与X射线亮度有很好的相关性。RX J1713.7-3946的西南边缘有一个强烈的北半球。我们认为SNR与HI区域相互作用。
2003-10-23 astro-ph
Elemental Abundances of Nearby Galaxies through High Signal-to-Noise XMM-Newton Observations of ULXs
在本文中，我们检查了14个超发光X射线源（ULX）的XMM牛顿EPIC谱以及两个源（Holmberg II X-1和Holmberg IX X-1）的XMM RGS谱。我们确定了主星系的星际介质（ISM）的氧和铁的丰度，使用K壳层（O）和L壳层（Fe）的X射线光电离边缘对这些ULX。我们发现，氧丰度与我们所有来源的最近太阳丰度密切匹配，这意味着ULX生活在类似的局部环境中，尽管星系宿主属性范围很广。此外，我们还比较了8个ULX源的X射线氢柱密度（n_H）与射电H_I观测的氢柱密度。X射线模型n_H值与H I n_H值非常一致，这意味着朝向ULX的氢吸收不是源的局部（除了源M81 XMM 1）。为了获得柱密度和丰度值，我们拟合的X射线光谱的ULXs与组合的幂律和几个吸积盘模型之一。我们测试了从XSPEC模型bbody，diskbb，grad和diskpn以及幂律获得的丰度，发现丰度与所使用的热模型无关。我们评论这些不同的模型适合的物理意义。我们还注意到，非常深的观测允许Stobbart等人（2006）注意到的简并性的突破，有利于吸收梯度+幂律模型的高质量解。
2006-10-12 astro-ph
XMM-Newton EPIC Observation of SMC SNR 0102-72.3
本文介绍了XMM-牛顿天文台在校准阶段对小麦哲伦星云中年轻的富氧超新星遗迹SNR 0102-72.3的观测结果。EPIC-PN和MOS观测都显示了一个半径约为15“的环状结构，这已经从爱因斯坦、ROSAT和钱德拉观测中得知。整个SNR以及东半部的部分光谱进行了分析，确认在非均匀电离阶段的冲击热等离子体作为X射线发射的起源。在X射线环的东北部和东南部，光谱不同，表现出不同强度的发射线特征。东北部的温度明显高于东南部，反映在较高的电离阶段和较硬的连续谱线。与无线电数据的比较表明，爆炸波的正向冲击波在SNR的北部占主导地位，而南部的排放最有可能是由最近形成的反向冲击在喷出物。在SNR 0102-72.3的全谱情况下，与单面平行激波模型相比，双温非平衡电离模型与数据更一致。SNR 0102-72.3的结构是复杂的，因为冲击波传播的变化导致空间上不同的X射线光谱。
2000-11-06 astro-ph
New XMM-Newton observations of SNRs in the SMC
为了研究小麦哲伦云中超新星遗迹的演化及其与周围星际介质的相互作用，需要对超新星遗迹群进行全面的研究。最近对SMC的XMM-牛顿观测涵盖了三个已知的SNR（DEM S5，SNR B 0050 -72.8和SNR B 0058 -71.8），这些SNR研究得很差，并且是X射线微弱的。我们使用了新的多频无线电连续谱调查和新的光学观测在Ha，[SII]和[OIII]波长，结合X射线数据，调查其属性，并寻找新的信噪比在SMC。我们使用X射线源选择标准，并发现一个SMC对象具有典型的SNR特性（HFPK 334），这是最初检测到的ROSAT。我们分析了X射线光谱，并提出了多波长的形态学研究的三个SNR和新的候选人。使用非平衡电离碰撞等离子体模型，我们发现温度KT约为0.18千电子伏的三个已知的残余物和0.69千电子伏的候选人。这三个遗迹的温度低、表面亮度低、范围大，表明它们的年龄较大。来自新候选者（HFPK 334）的发射更集中地达到峰值，并且更高的温度表明更年轻的残留物。我们的新射电图像表明，脉冲星风星云（PWN）可能与该天体有关。在SMC中已知的SNR显示出各种形态结构，这些结构在不同的波长带中相对不相关，这可能是由残余物与其相互作用的周围介质中的不同条件引起的。
2008-05-02 astro-ph
Shock-cloud interaction in the Vela SNR observed with XMM-Newton
我们分析了XMM-牛顿EPIC观测到的一个明亮的结，名为FilD，在船帆座SNR的北部边缘，那里的冲击遇到了云。灵敏度，光谱和空间分辨率的良好组合使我们能够描述所观察到的ISM云的内部结构，并获得其温度，密度，O，Ne和Fe丰度的估计，以及它们沿视线的延伸。我们还研究了冲击与FilD结的相互作用，并估计从冲击影响所经过的时间约为一个云破碎时间。我们的分析使我们能够得出这样的结论，所观察到的X射线发射是最好的解释通过ISM不均匀性与向内增加的密度分布的传输冲击的传播。我们发现与激波的相互作用决定了云内部的加热和外部的蒸发。
2005-10-03 astro-ph
VLA and XMM-Newton observations of the SNR W41/TeV Gamma-ray source HESS J1834-087
最近发现的扩展TeV源HESS J1834-087与扩散X射线增强和分子云有关，投射在古老的射电超新星遗迹G23.3-0.3（SNR W 41）的中心。VLA银道面巡天（VGPS）的新HI观测表明，在53 ~ 63 km/s的径向速度范围内，W 41具有明确的结构，因此我们得到W 41的距离为4+-0.2 kpc。一个新的更高灵敏度的VGPS连续图像的W 41在1420 MHz显示微弱的发射在其东部没有检测到以前的观测，所以我们给出了一个新的角度大小为36'x30'在b-l方向（平均半径为19 pc）。我们估计W 41的Sedov年龄约为10 e5年。新的XMM-牛顿观测揭示了HESS源内的弥散X射线发射，并表明X射线和伽马射线发射之间的关联。W 41的高分辨率^{13}CO图像进一步揭示了位于W 41中心的巨大分子云（GMC），可能与W 41有关，径向速度范围为61至66 km/s。总而言之，新的观测结果可以解释为提供了第一个证据，表明旧的SNR遇到了GMC，在云材料中发射TeV的伽马射线。
2007-01-05 astro-ph
XMM-Newton survey of M 31
在对明亮的本星系群螺旋星系M 31的XMM-牛顿档案观测的分析中，我们研究了亮度为4.4E34 erg/s的0.2-4.5 keV的X射线源（X射线双星，超新星遗迹）的数量。EPIC硬度比以及光学和无线电信息用于区分不同的源类别。该调查在1.24平方度的区域内探测到856个源。我们将我们的源与早期的M 31 X射线目录相关联，并使用来自光学，红外和无线电波长的信息。作为M 31源，我们检测到21个超新星遗迹（SNR）和23个SNR候选者，18个超软源（SSS）候选者，7个X射线双星（XRB）和9个XRB候选者，以及27个球状星团源（GlC）和10个GlC候选者，它们最有可能是GlC内的低质量XRB。与早期的X射线调查相比，揭示了XMM-牛顿没有检测到的瞬变，这增加了M 31 XRB的数量。有567个硬源，它们可能是M31中的XRB或类Crab SNRs，也可能是背景活动星系核。44个SNR和候选者的数量是X射线检测到的SNR的两倍多。22个源是基于X射线选择标准的M31中的新SNR候选者。另一个SNR候选者可能是在银河系和麦哲伦云之外探测到的第一个plerion。另一方面，6个源是前景星，90个前景候选星，一个是BL Lac型活动星系核（AGN），36个是AGN候选星，一个源与本星系群星系M 32重合，一个与背景星系团（GCl）重合，另一个是GCl候选星，所有源都不与M 31相连。
2004-12-14 astro-ph
Synoptic study of the SMC SNRs using XMM-Newton
本文对小麦哲伦星云（SMC）中的13个超新星遗迹（SNR）进行了详细的X射线光谱分析。我们适用于单温度非平衡电离模型和模型的基础上的Sedov相似性解决方案，在适用的情况下。我们还提出了详细的X射线图像的个别SNR，揭示了一系列不同的形态特征。8个遗迹，即DEM S 32，IKT 2，HFPK 419，IKT 6，IKT 16，IKT 18和IKT 23，与Sedov演化阶段一致。IKT 6和IKT 23都具有透明的壳状形态，在中心具有富氧X射线发射材料。我们提请注意这两个遗迹和充分研究的富氧遗迹IKT 22（SNR 0102-72.3）之间的相似之处，并提出它们是IKT 22的更进化版本。IKT 4、IKT 5、DEM S 128和IKT 5是处于或正在进入辐射冷却阶段的演化残留物。我们认为，从这四个遗迹的X射线发射是最有可能的Ia型SNe的喷出物仍然存在。我们的建模使我们能够获得物理参数的估计，如密度，年龄，质量和初始爆炸能量。我们的研究结果表明，SMC的平均氢密度是一个因素的~6低相比，大麦云云。这对SMC SNR的演变和亮度有明显的影响。我们还估计了平均SMC气相丰度的元素O，Ne，Mg，Si和Fe。
2003-09-01 astro-ph
Constraints on the luminosity of the stellar remnant in SNR1987A
利用XMM-Newton和INTEGRAL数据，得到了SNR 1987 A恒星遗迹光度的光度约束。根据XMM-牛顿数据，2- 10 keV波段的上限为L<5*10^{34}erg/s。然而，我们注意到，在XMM-牛顿波段，包层的光学深度仍然很高，因此，这个上限并不限制中心源的真实未吸收光度。在INTEGRAL天文台上的IBIS望远镜的硬X射线波段，光学深度预计很小，因此它提供了一个清晰的恒星残骸。我们没有检测到SN 1987 A在20-60 keV波段的统计学显著发射，上限为L<1.1*10^{36}erg/s。我们还得到了放射性~（44）Ti M（~（44）Ti）<10^{-3}Msun的质量上限。
2004-11-26 astro-ph
X-ray Evidence for Spectroscopic Diversity of Type Ia Supernovae: XMM observation of the elemental abundance pattern in M87
我们提出了一个详细的元素丰度研究的结果，在M87的热气体，观察XMM-牛顿。我们选择了两个温度几乎恒定的辐射箱，1“-3”和8“-16”（EMOS为8“-14”;以下称为中心区和外区），使用EPIC-PN（EPN）和-MOS（EMOS）数据进行了O，Ne，Mg，Si，S，Ar，Ca，Fe和Ni的详细丰度测量。首先，我们发现，在中央相比，在M87的外部区域的元素丰度模式的特点是SN Ia富集的高（大致太阳）比的Si族元素（Si，S，Ar，Ca）的铁，这意味着在SN Ia的Si燃烧是高度不完整的。在核合成模型中，这与较低密度的爆燃-爆轰过渡和/或较低的C/O和/或较低的中心点火密度有关，并在早期星系中被观测到为光学亚发光的Ia型超新星。第二，我们发现，SN Ia富集有一个系统的Si族元素Fe的比例较低的0.2德克斯在与ICM的室女星系团的外区。我们发现，这样的比例，甚至更低的值由另一个0.1德克斯是ICM在许多集群使用观察到的硅：硫：铁的比例发现ASCA的一个特点。第三，M87中心区域的Ni/Fe比为1.5+/-0.3太阳（陨石），而其他星团的数值约为3倍太阳。在Ia型超新星的建模中，这意味着快速爆燃Ia型超新星模型在M87 ISM的化学富集中的影响降低。因此，要描述超新星Ia金属富集在集群中，既需要爆燃，以及延迟爆炸的情况下，支持一个类似的结论，来自超新星Ia的光学研究。节录。
2001-10-23 astro-ph
XMM-Newton survey of the Local Group galaxy M 33
在对明亮的本星系群螺旋星系M 33进行的XMM-牛顿光栅观测中，我们研究了亮度为10^35 erg/s的0.2- 4.5 keV的X射线源（X射线双星、超新星遗迹）的数量，比早期的ROSAT观测深10倍以上。EPIC硬度比以及光学和无线电信息用于区分不同的源类别。该调查在0.80平方度的区域内探测到408个源。我们将这些新发现的源与早期的M 33 X射线目录和来自光学，红外和无线电波长的信息相关联。作为M33源，我们探测到21个超新星遗迹（SNR）和23个SNR候选者，5个超软源和2个X射线双星（XRB）。有267个硬源，它们可能是M33中的XRB或类Crab SNRs，也可能是背景活动星系核。44个确认的和候选的SNR是M 33中X射线检测到的SNR数量的两倍多。其中16个是首次从X射线数据中提出作为SNR候选的。另一方面，有几个来源与M 33无关：5颗前景恒星，30颗前景恒星候选者，12个活动星系核候选者，一个背景星系和一个背景星系候选者。从深场观测外推，我们预计在这一领域有175至210个背景源。这表明大约一半的探测源是M33内的源。
2004-03-11 astro-ph
Spectral properties of nonthermal X-ray emission from the shell-type SNR RX J1713.7-3946 as revealed by XMM-Newton
我们提出了我们的超新星遗迹RX J1713.7-3946的基础上获得的数据与XMM-牛顿的形态和光谱研究的结果。内山等人（2003年）注意到的高度不均匀的结构，如亮点，细丝和黑暗的空洞，出现在整个明亮的西部部分。此外，两个狭窄的边缘被发现运行相互平行，从北到南在西部的残余。在遗迹的内部区域没有看到复杂的结构。X射线光谱在γ = 2.0-2.8的范围内可以用光子指数的幂律函数很好地表示。在较低的能量下，可以看到中央昏暗区域和明亮的西部部分之间的光谱的明显差异。这种差异可以归因于电子温度为kTe= 0.56 keV的额外热分量，或者归因于西部区域的δ NH柱密度增加了约0.3 x 10^22 cm^-2。最近，南腾望远镜发现一个分子云显然与超新星遗迹的西部相互作用，在这种情况下，第二种可能性似乎更有可能。
2004-07-19 astro-ph
XMM-Newton, Chandra, and CGPS observations of the Supernova Remnants G85.4+0.7 and G85.9-0.6
我们提出了一个XMM牛顿探测两个低射电表面亮度信噪比，G85.4+0.7和G85.9-0.6，发现与加拿大银河平面调查（CGPS）。高分辨率XMM-牛顿图像揭示的扩散发射的形态，以及离散的点源，并与无线电和钱德拉图像。新的数据还允许光谱分析的扩散发射区域，和光谱和定时分析的点源。根据HI和CO数据确定，SNR G85.4+0.7的距离为3.5 +/- 1.0 kpc，SNR G85.9-0.6的距离为4.8 +/- 1.6 kpc。SNR G85.4+0.7的温度约为12-13 MK，0.5-2.5 keV的光度约为1-4 x 10^33 D（3.5）^2尔格/秒（式中D（3.5）为距离，单位为3.5kpc），电子密度n_e为~0.07-0.16（fD（3.5））^-1/2 cm^-3（其中f是体积填充因子），休克年龄约为9-49（fD（3.5））^1/2 kyr。SNR G85.9-0.6的温度约为15-19 MK，0.5-2.5 keV的光度约为1-4 x 10^34 D（4.8）^2尔格/秒（其中D（4.8）是以4.8千秒差距为单位的距离），电子密度n_e约为0.04-0.10（fD（4.8））^-1/2 cm^-3，冲击年龄约为1/2 -42（fD（4.8））^-1/2 kyr。根据这里提供的数据，没有一个点源似乎是与任何SNR相关的中子星。
2007-10-06 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
XMM-Newton spectral analysis of the Pulsar Wind Nebula within the composite SNR G0.9+0.1
本文介绍了基于XMM-牛顿观测的复合超新星遗迹G0.9+0.1的研究。EPIC光谱显示了来自射电壳层区域的弥散X射线辐射。整个脉冲星风星云的X射线光谱可以很好地拟合为吸收幂律模型，光子指数γ约为1.9，2-10 keV的光度约为6.5 × 10^34 d^2_10 erg·s^-1（d_10是距离，单位为10 kpc）。然而，随着离核心的距离，X射线光谱有明显的软化，这很可能与同步加速器发射电子的有限寿命有关。这与脉冲星风星云的plerionic解释完全一致，其中嵌入的脉冲星将高能电子注入其周围区域。在较小的尺度上，由钱德拉观测首次揭示的弧形特征的东部显示出具有相应小光子指数（Gamma=1.0 +- 0.7）的硬X射线光谱，而西部则呈现出明显较软的光谱（Gamma=3.2 +- 0.7）。对这一特征的一个可能的解释是电子的快速旋转和随后的多普勒增强：环的东部有一个指向观察者的速度分量，而西部有一个指向远离观察者的相反方向的速度分量。
2002-11-19 astro-ph
In-orbit Vignetting Calibrations of XMM-Newton Telescopes
本文介绍了XMM-牛顿天文台利用EPIC成像相机对SNR G21.5-09和SNR 3C 58的在轨观测结果进行的镜面渐晕测量。简要介绍了使这些测量复杂化的仪器功能。我们显示的空间和能量的依赖性测得的渐晕，概述了在推导模拟和测量之间的最终协议的假设。替代的方法来确认这些描述，包括评估源伸长与离轴角，表面亮度分布的漫射X射线背景，并在不同的位置角后发座集群发射的一致性。这些测量的合成导致XMM校准数据库的变化，对于三个望远镜中的两个的光轴，超过1弧分。这对相机对轴上目标的假设光谱响应有一个小但可测量的影响。
2004-03-29 astro-ph
Improving XMM-Newton EPIC pn data at low energies: method and application to the Vela SNR
在宽光谱范围内的高量子效率是XMM-Newton机载EPIC pn相机的主要特性之一。量子效率从0.2 keV时的~75%上升到1 keV时的~100%，直到8 keV时保持接近100%，在10 keV时仍为~90%。EPIC pn相机连接到一个X射线望远镜，该望远镜具有目前可用的最高收集面积，特别是在低能量（在0.1和2.0 keV之间超过1400平方厘米）。因此，该仪器对低能X射线辐射非常敏感。然而，能量低于~0.2 keV的X射线数据受到探测器效应的显著影响，探测器效应对最低透射能量变得越来越重要。除此之外，在每次观察开始时计算偏移图期间接收到不正确偏移的像素在低能量图像中显示为明亮的斑块。在这里，我们描述了一种方法，它不仅能够抑制在低能量下发现的污染，但也提高了整个EPIC pn光谱范围内的数据质量。然后将这种方法应用于船帆座超新星遗迹的数据。
2004-07-30 astro-ph
First Light Measurements with the XMM-Newton Reflection Grating Spectrometers: Evidence for an Inverse First Ionisation Potential Effect and Anomalous Ne A bundance in the Coronae of HR 1099
RS CVn双星系统HR 1099在2000年2月被XMM-牛顿天文台作为其第一个光目标进行了广泛的观测。使用反射光栅光谱仪（RGS）累积了总共570 ks的曝光时间。5-35埃之间的积分X射线光谱具有前所未有的质量，并且显示出归因于元素C、N、O、Ne、Mg、Si、S、Fe和Ni的跃迁的许多特征。我们进行了深入的研究，该系统的平均电晕的元素组成，并发现元素丰度强烈依赖于第一电离电位（FIP）的元素。但与日冕情况不同，我们发现了一个逆FIP效应，即，丰度（相对于氧）随着FIP的增加而增加。可能的情况，例如，选择性富集，由于富氖耀斑样事件进行了讨论。
2000-11-01 astro-ph
A Potential Supernova Remnant/X-ray Binary Association in M31
利用XMM-Newton和Chandra观测资料对M31中经过充分研究的X射线/光学/射电超新星遗迹DDB 1-15（CXOM 31 J004327.8+411829; r3-63）进行了研究。XMM-牛顿的计时数据揭示了X射线双星（XRB）中吸积致密天体的功率密度谱（PDS）特征。PDS显示出典型的罗氏瓣溢流吸积特征，暗示XRB是低质量的。钱德拉观测将信噪比分解为一个壳，并在西北象限显示了94%置信水平的可变计数率。总之，这些XMM-牛顿和钱德拉数据表明，在SNR r3-63中存在XRB，并且XRB位于SNR的西北部。目前可用的X射线和光学数据显示，没有证据表明XRB是高质量的。如果XRB是低质量的，那么r3-63将是发现的第一个包含低质量X射线双星的SNR。
2005-08-08 astro-ph
In-orbit calibration of vignetting in XMM-Newton EPIC
我们简要介绍了在轨道上测量的镜子渐晕，使用的观测SNR G21.5-09。这些测量复杂的仪器功能进行了简要描述，我们显示的空间和能量的依赖性，概述了在推导理论和测量之间的最终协议的假设。
2002-03-18 astro-ph
Comparison of XMM-Newton EPIC, Chandra ACIS-S3, ASCA SIS and GIS, and ROSAT PSPC Results for G21.5-0.9, 1E0102.2-7219, and MS1-54.4-0321
本文介绍了XMM-牛顿EPIC，Chandra ACIS-S3，ASCA SIS和GIS以及ROSAT PSPC仪器之间光谱交叉校准的现状。使用公开发布的光谱提取软件和光谱再分布响应矩阵和有效面积的生产，从三个天体的数据的光谱拟合进行了比较。这三个来源分别是G21.5 - 0.9（一个被严重吸收的银河SNR，具有幂律光谱）、1E0102.2 - 7219（一个SMC中的SNR，具有线支配光谱）和MS 1054.4 - 0321（一个具有热光谱的高红移星系团）。各种仪器的测量通量之间的协议是在10%的范围内，更好地比较时，只有XMM-牛顿和钱德拉。拟合的光谱参数也相对较好的协议，虽然结果是有限的。
2002-03-19 astro-ph
XMM detection of the supernova remnant G337.2+0.1
我们报告了SNR候选G337.2+0.1（=AX J1635.9-4719）的第一个XMM检测。该物体显示中心填充和漫射X射线发射。发射峰位于3.0-10.0 keV硬带。空间分辨光谱研究证实，SNR中心部分的柱密度约为N_{H} ~5.9 +/- 1.5*10^{22} cm^{-2}，其X射线光谱由光子指数Gamma=0.96 +/- 0.56的单一幂律很好地表示。在中心光谱中没有检测到线发射与相对论电子群体的同步辐射一致。详细的光谱分析表明，外部区域是高度吸收的，并且比内部区域软得多，N_{H}约为16.2（+/-5.2）*10^{22} cm^{-2}，kT=4.4（+/-2.8）keV。这种特性已经在其他X射线离子中观察到。基于形态学和光谱X射线信息，我们确认了G337.2+0.1的信噪比性质，并认为该源的中心区域是一个脉冲星风星云（PWN），它起源于一颗高能但尚未被探测到的脉冲星，目前正在以~ 10^{36} erg s^{-1}的速度损失能量。
2006-10-25 astro-ph
An XMM-Newton view of M101 - II. Global X-ray source properties
我们提出了整体X射线的点源人口的大设计的旋涡星系M101，所看到的XMM-牛顿的性质。在M101的D25椭圆内探测到108个X射线源，其中约24个被估计为背景源。多波长互相关表明，20个源符合HII地区和/或超新星遗迹（SNRs），7个已确定/候选背景星系对应物，6个与前景恒星重合，1个具有无线电对应物。我们应用一个X射线颜色分类方案，将源人群分为不同类型。大约60%的星群可被归类为X射线双星（XRB），尽管在这一类别中有来自背景活动星系核的源污染，因为它们在X射线区域具有相似的光谱形状。15个源的X射线颜色与超新星遗迹（SNR）一致，其中3个与已知的SNR/HII射电源相关。我们还检测到14个候选超软源，在最软的X射线波段（0.3-1千电子伏）的显着检测。在XMM-牛顿观测期间，有16个源显示出短期的变化，其中12个属于XRB类别，为它们的吸积性质提供了额外的证据。使用档案钱德拉和ROSAT HRI数据，我们发现，约40%的XMM源显示长期变化超过基线长达10年，和8个源显示潜在的瞬态行为之间的观测。在XMM和钱德拉观测之间具有显著通量变化的源显示出随着亮度增加而软化和硬化的混合物。与M101一致的源的光谱和时间特性证实了其X射线源主要是吸积XRB（略）。
2004-11-18 astro-ph
XMM-Newton observations of the supernova remnant RX J1713.7-3946 and its central source
我们提出了来自超新星遗迹（SNR）RX J1713.7- 3946（也G347.3- 0.5）的观测的新结果，在五个不同的点与EPIC仪器上的卫星XMM-牛顿。RX J1713.7--3946是一种以X射线中的同步辐射为主的壳型信噪比。其发射（发射测量和光子指数）以及沿视线的吸收已在整个SNR上表征。吸收柱密度的X射线成像显示出很强的受约束的变化（0.4 10^22 cm^-2 < NH < 1.1 10^22 cm^-2），特别是在西南部有很强的吸收。此外，有几个线索表明RX J1713.7- 3946的冲击波前锋正在影响负责吸收的云层，例如，沿着西部边缘的X射线吸收和X射线亮度之间的正相关性。CO和HI的观测结果表明，当SNR位于1.3 +/-0.4kpc的距离上，而不是通常认为的6 kpc时，所推断的累积吸收柱密度与残骸不同位置的X射线观测结果非常一致。过量的CO排放被发现在西南部，这表明吸收是由于分子云。在西南地区寻找OH脉泽一直不成功，可能是由于云的密度低。光子指数的X射线映射也揭示了强烈的变化（1.8 < Gamma < 2.6）。[See文章全文摘要]
2004-07-16 astro-ph
The nature of the X-ray halo of the plerion G21.5-0.9 unveiled by XMM-Newton and Chandra
围绕着plerionic SNR G21.5-0.9的无线电安静X射线晕的性质正在争论中。在对该源的大型Chandra和XMM-Newton数据集进行空间和光谱分析的基础上，我们开发了一个自洽的方案，解释了所有的观测特征。我们发现，晕是由弥漫的扩展发射由于尘埃散射的X射线从plerion，由一个明亮的肢体痕迹粒子加速在快速前进的冲击波的残余物，和一个亮点（“北刺”），这可能是一个结的喷出物在绝热膨胀。通过应用PWN、SNR和超新星环境之间相互作用的模型，我们认为G21.5-0.9的祖先可能是IIP型或Ib/Ic型，并且残余物可能是年轻的（200-1000年）。
2005-07-21 astro-ph
XMM-Newton observations of the Galactic Supernova Remnant CTB 109 (G109.1-1.0)
本文分析了银河系超新星遗迹CTB 109（G109.1-1.0）的X射线多镜任务（XMM-Newton）欧洲光子成像相机（EPIC）数据。CTB 109与异常X射线脉冲星（AXP）1 E 2259+586有关，在X射线和射电中都有一个不寻常的半圆形形态，以及一个被称为“叶”的扩展X射线明亮内部区域。遗迹的深EPIC镶嵌图像显示，在一个巨大的分子云复合体所在的西方没有发射。我们没有发现叶瓣和AXP之间的形态学联系。我们发现，尽管强度变化很大，但残留物的光谱变化非常小。壳层和叶瓣的所有光谱都很好地拟合了具有太阳丰度的碰撞等离子体的单温非平衡电离模型（kT = 0.5 - 0.7 keV，tau = n_e t = 1 - 4 x 10^11 s cm^-3，N_H = 5 - 7 x 10^21 cm^-2）。在圆瓣或髋臼杯中没有非热发射迹象。我们的结论是波瓣起源于SNR冲击波与星际云的相互作用。将Sedov解应用于SNR东部未受干扰的部分，并假设激波阵面后面的电子和离子之间完全平衡，则SNR激波速度为v_s = 720 +/- 60 km s^-1，剩余年龄为t = 200 +/- 60 km s^-1。（8.8 +/- 0.9）x 10^3 d_3 yr，初始能量为E_0 =（7.4 +/- 2.9）× 10^50 d_3^2.5尔格，周围介质中的核的震前密度为n_0 =（0.16…
2004-08-27 astro-ph
Elemental Abundances in NGC 3516
我们目前的RGS数据从XMM-牛顿观测的塞弗特1星系NGC 3516，而连续源是在一个极低的状态。光谱显示出许多发射线，包括C、N和O的类H线以及N、O和Ne的类He线。这些数据表明，N线比太阳丰度气体的预期要强得多。基于我们的光电离模型，我们发现，N是过剩相比，C，O和Ne的至少2.5倍。我们认为这是中等质量恒星中N的二次产生的结果，并表明NGC 3516的恒星形成历史。
2003-05-15 astro-ph
A Close Look at the Population of Supersoft and Quasi-Soft X-Ray Sources Observed in M31 with XMM-Newton
本文利用XMM-Newton获得的M31最深X射线像，导出了最软X射线源总体的光谱和统计特性。超软X射线源（SSS）的分类标准基于相同的硬度比定义为最近的钱德拉观测，四分之一的选择SSS原来是超新星遗迹（SNR）。另外四分之一的SSS在空间上与最近的经典新星一致（但它们不到过去25年中观察到的新星数量的10%）。在15个非SNR SSS中，只有3个显示出明显的时间变异性，在几个月内X射线通量变化超过一个数量级。其中两个源在几分钟的时间尺度上显示出额外的、较小的振幅变异性。在M31的近爱丁顿光度下，它们的宽带光谱和新星的宽带光谱近似符合黑体或白矮星大气模型。两颗SSS在部分时间内似乎达到非常大的光度，可能是超爱丁顿光度，并可能在风中喷射物质，直到几个月后光度再次下降。其中一个天体与在本星系群外观测到的超亮X射线源有一些共同的特征。大多数准软源（QSS）被重复检测。讨论了大部分QSS可能是M31中的SNR或前景中子星的可能性。两个X射线源同时具有软硬成分，分别位于一颗复发新星和另一颗暂时被归类为共生新星的天体的位置。这两个源可能是黑洞瞬变。
2006-02-01 astro-ph
Exploring the Central Compact Object in the RX J0852.0-4622 Supernova Remnant with XMM-Newton
ROSAT发现的可能是年轻的银河系超新星遗迹（SNR）RX J0852.0-4622的性质仍然不确定。关于距离SNR的数据，它的年龄，以及一个紧凑的残余物的存在仍然存在争议。我们报告了RX J0852.0-4622中的中心致密源CXOJ085201.4 -461753的几个XMM-牛顿观测结果。目前对CX 10 J 085201.4 -461753是一颗中子星的解释与我们的分析是一致的。钱德拉候选脉动周期没有得到确认;实际上，没有发现任何脉冲分数的3 σ上限。CXCRJ 085201.4 -461753的光谱最好由两个黑体光谱或具有高能量幂律尾部的单个黑体光谱来描述。4 MK和6.6 MK的两个黑体温度以及半径为0.36和0.06 km的小尺寸的发射区域使得热辐射是来自整个中子星表面的冷却发射的解释无效。双黑体模型表明辐射来自中子星的热极区。没有发现X射线线，包括以前声称存在于钱德拉数据中的发射特征。
2006-07-05 astro-ph
FUV and X-ray Observations of the Reverse Shock in the SMC SNR 1E 0102.2-7219
我们目前的FUSE和XMM牛顿数据的反冲击的富O SNR 1E0102.2-7219在SMC。FUSE观测覆盖了三个具有显著不同光学[O III]强度的区域，所有这些区域都与X射线环相对明亮的部分有关。在FUSE光谱中清楚地检测到O VI 1032、1038的发射线。通过结合这种O VI双峰发射与O VII三重态和O VIII Lyalpha通量从XMM-牛顿光谱，并假设一个非平衡电离模型与一个单一的电离时间尺度的光谱，我们能够找到一个狭窄的范围内的温度和电离时间尺度是一致的，与各自的线比。然而，如果我们假设一个平面平行冲击模型的电离时标的分布，O VI的排放似乎是不一致的O VII和O VIII的X射线。我们还分析了三个区域的总XMM-牛顿EPIC-MOS 1/2谱。X射线谱主要由O、Ne和Mg的强发射线所支配，然而，我们检测到占通量的14 - 25%的发射分量，并且可以归因于冲击ISM。我们发现，有没有一致的一组值的温度和电离时间尺度，可以解释所观察到的线比为O，Ne，和Mg。这与喷出物的结构性分布是一致的，因为O、Ne、Mg会在不同的时间与反向冲击相互作用。
2006-02-04 astro-ph
Stellar Coronae with \textit{XMM-Newton} RGS. I. Coronal Structure
回顾了用{\it XMM-牛顿}反射光栅光谱仪（RGS）进行高分辨率日冕光谱学研究的第一批结果。目前已观测到5个恒星系统（HR 1099，Capella，Procyon，YY Gem，AB Dor）。本文的重点是日冕的整体结构。发现{\it活跃星}中的元素丰度是"反常的"，因为它们倾向于随着第一电离势（FIP-即，表示反向FIP效应）。日冕密度的测量水平的几倍$10^{10}$厘米$^{-3}$较冷的等离子体，虽然有迹象表明，非常高的密度在较热的等离子体成分。
2000-11-30 astro-ph
The properties of unobscured AGN observed by XMM-Newton
对活动星系核大样本的多波长分析为理解这些天体的物理性质提供了极好的工具。我们提出了最大的XMM-牛顿目标活动星系核目录，所有高信噪比的X射线光谱。它包括了XMM-牛顿观测到的所有射电宁静天体，在AGN面板的目标观测中。该目录的主要X射线属性是由文献中发现的多波长数据（光学星等，无线电通量，H β半高宽，BH质量）补充。我们在这里提出的这些量的相关性的一些结果。特别是，我们找到了令人信服的证据“岩泽效应”的Fe Ka线的窄成分和软-硬X射线光度比和Hbeta半高宽之间的相关性。
2006-12-13 astro-ph
XMM-Newton observations of the giant HII region N11 in the LMC
利用灵敏的XMM-牛顿天文台，我们观测到大麦哲伦星云中巨大的H Ⅱ区N_（11），观测时间为\sim 30 k s。我们已经探测到了几个大面积的软扩散X射线发射以及37个点源。最有趣的结果之一是一个微弱的X射线源与BSDL 188的可能关联，BSDL 188是一个不确定性质的小扩展对象。视场中的OB关联（LH 9，LH 10和LH 13）都是用XMM-牛顿检测的，但它们看起来彼此非常不同。[...] (for最后，我们的XMM-牛顿观测包括与OM相机的同步观测，为我们提供了超过6000个光源的独特紫外测光，并使SNR N11 L的紫外发射得以发现。
2004-02-26 astro-ph
XMM-Newton observations of HESS J1813-178 reveal a composite Supernova remnant
我们提出了X射线和12 CO（J=1-0）的观测甚高能（VHE）γ射线源HESS J1813-178的目的是了解的γ射线发射的起源。使用这个数据集，我们能够进行光谱和形态研究的X射线发射从这个对象具有更高的精度比以前的研究。NANTEN 12 CO（J=1-0）的数据被用来搜索的γ射线发射与分子云的相关性，可以作为靶材料的γ射线产生的强子方案。南天12 CO（J=1-0）的观测结果显示，在HESS J1813-178附近距离4千秒差距处有一个质量为2.5 × 10^5 M $_{\sun}$的巨大分子云。尽管没有直接的位置重合，这个巨大的云可能影响了伽马射线源及其周围环境的演变。X射线数据显示了一个高度吸收的非热X射线发射物体，与先前已知的ASCA源AX J1813-178相一致，显示了一个紧凑的核心和一个向东北延伸的尾巴，位于射电壳型超新星遗迹（SNR）G12.82-0.2的中心。这个中央对象显示形态和光谱相似的脉冲星风星云（PWN），因此，我们认为该对象是很可能是一个复合信噪比。我们讨论的情况下，伽玛射线起源于壳的SNR和一个在其中，他们起源于中央对象。我们证明，为了连接的核心X射线发射的VHE伽马射线发射电子必须被加速到至少1 PeV的能量。
2006-11-20 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
Nonthermal X-Rays from Supernova Remnant G330.2+1.0 and the Characteristics of its Central Compact Object
我们给出了SNR G330.2+1.0及其CCO CX160103.1--513353（J1601）的X射线数据分析结果。利用我们的XMM-Newton和Chandra观测结果，我们发现J1601的X射线谱可以用中子星大气模型（T ~ 2.5- 3.7 MK）来描述。假设J1601的距离d ~ 5 kpc，如SNR G330.2+1.0所估计的，则意味着R ~ 1- 2 km的小发射区域。钱德拉先前提出的X射线脉动没有得到XMM-牛顿数据的证实，并且可能不是真实的。然而，我们对XMM-牛顿数据的定时分析受到光子统计差的限制，因此具有相对低振幅的脉动（即，不能排除内在脉冲分数< 40%）。结果表明，J1601是一个类似于仙后座A SNR的CCO，SNR G330.2+1.0的X射线发射主要由幂律连续谱（γ ~ 2.1--2.5）组成，主要来源于沿边界壳层的细丝。这个X射线光谱意味着来自冲击加速电子的同步辐射，其指数滚降频率约为2- 3 x 10^17 Hz。对于测量的X射线细丝宽度（D ~ 0.3 pc）和估算的激波速度（v_s ~几× 10^3 km·s^-1），导出了下游磁场B ~ 10- 50 $μ$ G。最大电子能量E_（max）约为27- 38 TeV，表明G330.2+1.0可能是一个TeV的γ源。我们在G330.2+1.0中探测到微弱的热X射线发射。我们估计震前密度n_…
2008-10-29 astro-ph
A Detailed Observation of a LMC Supernova Remnant DEM L241 with XMM-Newton
我们报告了对大麦哲伦星云中超新星遗迹（SNR）\object{DEM L241}的{ \it XMM-牛顿}观测。在软带图像中，发射显示了一个细长的结构，就像一条小鱼，中央有一个紧凑的源。紧凑源是点状的，并命名为XMMU J053559.3 $-$ 673509。在0.5- 10.0 keV波段，假设距离为50 kpc，用幂律模型很好地再现了源的光谱，其光子指数为$Γ= 1.57$（1.51 - 1.62），本征光度为$2.2\times 10^{35} \mathrm{ergs s^{-1}}$。该源在$2.0\times 10^{-3}$ Hz-8.0 Hz范围内既没有明显的相干脉动，也没有时间变化。它的光度和光谱表明它的来源可能是DEM L241中的脉冲星风星云（PWN）。光谱特征将该源归类为相当明亮和坚硬的PWN，这与Kes 75和B 0540 $-$ 693中的PWN相似。细长的漫射结构可以分为“头”和“尾”，两者都具有柔和和丰富的光谱。用温度为0.3- 0.4keV的平行平面激波等离子体（{ \it vpshock}）模型较好地再现了它们的光谱，其中O和Ne丰度较高，Fe丰度相对较低。这样的丰度模式和形态意味着发射来自SNR的喷出物，并且DEM L241的祖先是一颗非常大的恒星，超过20 M \sun。这一结果也得到了中心点源和OB星协LH 88的支持。总热能和等离子体…
2006-01-04 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
A long-period, violently-variable X-ray source in a young SNR
牛顿X射线多镜任务（XMM）的观测显示，在2,000年前的超新星遗迹RCW 103的中心，X射线源在6.67+/-0.03小时处发生了强烈的周期性调制。没有可见的快速脉动。如果它与超新星遗迹有遗传联系，那么它可能是一颗X射线双星，由一颗致密天体和一颗位于偏心轨道上的低质量恒星组成，也可能是一颗孤立的中子星。在后一种情况下，它的年龄-周期组合将指向一个奇特的磁星，可能是超新星碎片盘导致的。这两种情况都需要对超新星爆炸中致密物体的形成和演化进行非标准假设。
2006-07-10 astro-ph
The first broad-band X-ray images and spectra of the 30 Doradus region in the LMC
我们提出的XMM-牛顿的第一个光的图像，在2000年1月与EPIC pn相机在仪器的调试阶段，当XMM-牛顿指向大麦云（LMC）。该领域是丰富的不同种类的X射线源：点源，超新星遗迹（SNRs）和弥漫的X射线发射从LMC星际气体。观测结果具有前所未有的灵敏度，大麦哲伦星云中的点源达到了10^32 erg/s。我们描述了如何分析这些数据集，并讨论了一些光谱结果。对于SNR N157 B，幂律谱明显比先前从ROSAT和ASCA数据确定的更陡。一个显着的热成分的存在是显而易见的，并表明N157 B是不是一个螃蟹样，但一个复合SNR。最令人困惑的是大麦哲伦星云热星际介质的光谱，这表明氖和镁的丰度明显超过太阳的几倍。
2000-11-23 astro-ph
XMM-Newton observations reveal the X-ray counterpart of the very-high-energy gamma-ray source HESSJ1640-465
我们目前的X射线观测尚未确定的甚高能量（VHE）的伽马射线源HESSJ 1640 -465的目的是建立一个对应的这个源在keV的能量范围内，并确定负责VHE发射的机制。2005年9月对HESSJ 1640 -465的21.8 ksec XMM-牛顿观测表明，与以前在该区域的ASCA研究相比，灵敏度和角分辨率有了显著提高。这些新数据显示，在H.E.S. S的质心处有一个发射硬光谱X射线的物体。超新星残骸（SNR）G338.3-0.0的外壳内。这个物体与之前ASCA和Swift-XRT测量的位置和通量一致，但现在显示出显着的扩展。我们认为这个天体很可能是HESSJ 1640 -465的对应物，并且这两个天体都可能代表了与G338.3-0.0有关的一颗尚未发现的脉冲星的脉冲星风星云。
2007-01-07 astro-ph
High-Resolution X-ray Spectroscopy of Hercules X-1 with the XMM-Newton RGS: CNO Element Abundance Measurements and Density Diagnostics of a Photoionized Plasma
利用XMM-牛顿反射光栅光谱仪对中等质量X射线双星武仙座X-1的高分辨X射线谱进行了分析。我们使用光谱模型测量元素丰度比，并检测通过hoc循环处理的材料。CNO丰度，特别是N/O > 4.0倍太阳能的比值，对双星系统的演化提供了严格的限制。Her X-1的低通量态和短通量态表现出C VI、N VI、N VII、O VII、O VIII、Ne IX和Ne X离子的窄线发射。光谱显示出光致电离的特征。我们测量的电子温度，量化的光激发在他的α线，并设置限制的位置和密度的气体。复合线可能起源于吸积盘大气和日冕，也可能起源于质量施主（HZ Her）的X射线照射面。在35天周期的光谱变化过程中提供了额外的证据，为岁差的磁盘。在主导通状态下，没有窄线发射，但我们在~10- 15 A处检测到过量的发射，并且还在O VII互组合线波长附近。
2002-06-12 astro-ph
The SMC SNR 1E0102.2-7219 as a Calibration Standard for X-ray Astronomy in the 0.3-2.5 keV Bandpass
由于通常可用的机载校准源中缺少强谱线，一般难以对1.5 keV以下的CCD仪器的光谱响应进行飞行校准。我们一直在使用1 E 0102.2-7219，最明亮的超新星遗迹在小麦哲伦云，评估的响应模型的ACIS CCD的钱德拉X射线天文台（CXO），EPIC CCD的XMM-牛顿天文台，XIS CCD的朱雀天文台，和XRT CCD的斯威夫特天文台。E0102具有低于1.5keV的O、Ne和Mg的强谱线，并且几乎没有或没有Fe发射，从而使光谱复杂化。E0102的光谱已经使用高分辨率光栅仪器，即XMM-牛顿RGS和CXO HETG，通过它已经开发出一个一致的光谱模型，然后可以用来拟合较低分辨率的CCD光谱。我们还使用了测量的线的强度，以调查周围的明亮的O（~570 eV和654 eV）和Ne（~910 eV和1022 eV）线的各种仪器的有效面积模型的一致性。我们发现，O VII三重态、O VIII Ly-alpha线、Ne IX三重态和Ne X Ly-alpha线的测量通量对于所有仪器来说通常在+/-10%以内，我们的32个拟合归一化中有28个在RGS确定值的+/-10%以内。最大差异，计算为任何仪器对的最低和最高标准化之间的百分比差异，O VII三联体为23%，O VIII Ly-alpha线为24%，Ne IX三联体为13%，Ne X Ly-alpha线为19%。如果仅比较CXO和XM…
2008-07-14 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
An X-ray source population study of the Andromeda galaxy M 31
XMM-牛顿EPIC观测揭示了明亮的本星系群螺旋星系M 31的X射线源的数量，M 31是一个低恒星形成率的星系，像银河系一样，亮度为0.2-4.5 keV，亮度为4.4E34 erg/s。借助X射线硬度比、光学和无线电信息，可以区分不同的源类别。调查在1.24平方度的区域内发现了856个放射源。M 31中的源包括44个超新星遗迹（SNR）和候选源，18个超软源（SSS），16个X射线双星（XRB）和候选源，以及37个球状星团源（GlC）和候选源，即GlC中最可能的低质量XRB。567个硬源可能是M31或背景活动星系核中的XRB或类克拉布超新星。根据X射线选择标准，22个源是M 31中新的SNR候选源。时间变化信息可以用来改善源分类。两个GlC源显示了来自银河系中子星低质量XRB的I型X射线爆发。XMM-Newton、Chandra和ROSAT探测到的许多M 31 SSS都可以用光学新星来识别。在M31中心观测中，可以同时测定多颗新星的软X射线光变曲线，这为新星研究开辟了一个新的领域。
2005-11-01 astro-ph
XMM-Newton study of hard X-ray sources in IC443
我们目前的\xmm观测硬X射线发射的领域IC 443，超新星遗迹与分子云相互作用。来自场的硬发射由具有2- 10 keV通量$\ga 10^{-14}$ $\enf$的12个隔离源支配。只有一小部分的来源预计是河外或恒星的统计理由，而其他人可能与残余。我们分析了近红外K波段和DSS光学数据的所有检测到的源，发现6个X射线源位于一个相对较小的$15^\prime\times 15^\prime$区域，有很强的2.2 $μ{\rm m}$红外发射，表明与分子云的相互作用。1 SAX J 0618.0 +2227是这个区域中最亮的一个（不包括plerion），用\xmm将其分解为两个源，其中一个源是扩展的，具有硬幂律光谱光子指数$\lsim$ 1.5），并显示出一些谱线特征（例如Si）的迹象，而另一个源是点状的，具有更陡的光子指数$\sim$ 2.2的无特征光谱。的SNR和分子云之间的相互作用的一些离散源的可能的解释进行了讨论。
2003-01-08 astro-ph
Capella Corona Revisited: A Combined View from \textit{XMM-Newton} RGS, \textit{Chandra} HETGS, and LETGS
我们提出了一个综合分析的X射线发射的五车二冠与\textit{XMM-Newton} RGS，\textit{Chandra} HETGS，和LETGS。改进的原子谱线数据库和一种新的差分发射测量（DEM）反卷积方法被开发用于此目的。我们新的原子数据库是基于天体物理等离子体发射数据库，并结合了改进的计算电离平衡和线发射率的丰富的元素的L-壳层离子使用灵活的原子代码。新的DEM反褶积方法使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）技术，不同于现有的MCMC或$χ^2$拟合为基础的方法。我们分析了每种仪器在确定DEM和元素丰度方面的优点和缺点。我们的结论是，无论是从RGS或HETGS数据单独的结果是不够强大的，由于他们未能约束DEM在某些温度区域或缺乏显着的连续发射的波长带的光谱仪，和HETGS和RGS的组合给出了更严格的限制DEM和丰度的测定。使用LETGS数据，我们表明，最近发现的EUV和X射线线之间的不一致的Fe XVIII和XIX也存在于更高电荷的铁离子，Fe XXIII，和增强星际吸收由于部分电离等离子体沿卡佩拉视线可以解释一些，但不是全部，这些差异。
2006-06-12 astro-ph
XMM-Newton Observations of G32.45+0.1and G38.55+0.0: diffuse hard X-ray sources found with the ASCA Galactic Plane Survey
我们报告了G32.45+0.1和G38.55+0.0的XMM-牛顿观测。这些是ASCA银河平面巡天发现的弥散硬X射线源，但ASCA有限的空间分辨率无法断定这些是真正的弥散还是一组未解决的点源。XMM-Newton比ASCA具有更高的空间分辨率，证实G32.45+0.1具有半径为~ 4 '的扩散壳状结构。光谱显示出无特征的连续谱，因此可以用伽马~2.2的幂律模型拟合，吸收为N_H~5.2*10^{22}cm^{-2}。根据这个N_H值，我们估计到G32.45+0.1的距离约为17 kpc，壳层的光度（0.5-10.0keV波段）约为9.5*10^{34}尔格/秒，半径约为20 pc。NRAO/VLA巡天（NVSS; 1.4GHz）中的射电复合源与G32.45+0.1的X射线壳层有全局关联。因此，G32.45+0.1可能是一个同步加速器主导的类壳信噪比。在另一ASCA漫射源G38.55+0.0的XMM-牛顿图像中未发现显著的漫射结构。观测到的通量上限（0.5- 10.0 keV）估计为9.0*10^{-13}尔格/厘米2/秒，与ASCA结果一致。
2004-10-01 astro-ph
XMM-Newton Spectroscopy of the Cluster of Galaxies 2A 0335+096
本文介绍了对星系团2A 0335+096进行深（130 ks）XMM-牛顿观测的结果。深度曝光使我们能够详细研究其温度结构和元素丰度。我们拟合了三种不同的热模型，发现多温度wdem模型最适合我们的数据。我们发现，该集群的丰度结构是一致的情况下，Ia型超新星的相对数量的集群内介质的富集是~ 25%，而核心塌陷超新星的相对数量是~ 75%。将观测到的丰度与超新星产额进行比较，并不能使我们对Pop III星对ICM富集的贡献施加任何限制。径向丰度分布图显示了Ia型和核心坍缩超新星产物的强中心峰。温度图和铁丰度图都显示出在表面亮度的拉长形态的方向上的不对称性。特别是温度图显示了核心南侧亮度边缘的急剧变化，这在钱德拉数据中被确定为冷锋。这表明该集群正在与一个子集群合并。此外，我们发现，在集群的核心钱德拉发现的斑点或细丝，与以前的结果相反，比周围的气体更冷，他们似乎是在压力平衡与他们的环境。
2005-12-15 astro-ph
X-ray observations of Be/X-ray binaries in the SMC
2000年10月，利用XMM-Newton的EPIC仪器，在两次SNR 0047-73.5和SNR 0103-72.6观测中，偶然观测到SMC中的15个Be/X射线双星及其候选双星。总共检测到其中12个来源。其中11个的准确位置和部分X射线脉动的检测支持了Be/X射线双星的建议识别。从三个硬X射线源的脉动（172.2秒，320.1秒和751秒）与ASCA观测周期已知的检测证实了他们提出的识别与ROSAT源和他们的光学Be星同行。此外，在XMMUJ004723.7-731226=RXJ0047.3-7312中发现了周期为263.6 s的脉动。对于SAXJ 0103.2 -7209，确定了341.2 $\pm$ 0.5 s的脉冲周期，延续了1996年至1999年期间ASCA、BeppoSAX和Chandra的大自旋上升，$-$ 1.6 s yr $^{-1}$的周期导数涵盖了现在的4.5年。所有11个Be/X射线二进制和候选人的0.3-10.0 keV EPIC光谱与幂律能量分布一致，导出的光子指数强烈峰值为1.00，标准偏差为0.16。RXJ0049.2-7311和RXJ0049.5-7310（都在9秒脉冲星AXJ 0049 -732附近）和RXJ0105.1-7211（在AXJ 0105 -722附近，可能以3.3秒的速度脉动）没有检测到脉动，因此仍然不清楚ROSAT和相应的XMM…
2003-11-04 astro-ph
XMM-Newton observations of the supernova remnant IC 443: II. evidence of stellar ejecta in the inner regions
我们调查了超新星遗迹IC 443的热X射线发射等离子体的物理和化学性质的空间分布，以获得其电离阶段的重要约束，对祖超新星爆炸，对遗迹的年龄，以及它的物理关联密切的脉冲星风星云。IC 443的硬X射线热发射（1.4-5.0 keV）显示出中心峰值形态，其亮度峰值与热（kT>1 keV）X射线发射等离子体相关联。环形结构，其特征在于高值的等效宽度和中值光子能量，包围PWN。它的硬X射线发射光谱的特点是碰撞电离平衡模型，和镁，硅，硫的强发射线，需要oversolar金属丰度。从动力学上看，喷出物环的位置表明SNR年龄约为4，000年。在IC 443的内部区域中存在过电离等离子体，在以前的工作中解决，在我们的观察中不太明显。
2008-04-07 astro-ph
Coronal properties of G-type stars in different evolutionary phases
我们报告的分析XMM牛顿观测的三个G型恒星在非常不同的演化阶段：弱线金牛座T星HD 283572，零年龄主序星EK Dra和赫兹泉隙巨星31 Com。它们都有很高的X射线光度（HD 283572和31 Com为10^31 erg/s，EK Dra为10^30 erg/s）。我们比较了这些活跃的日冕源的发射测量分布（EMD），来自高分辨率XMM-牛顿光栅光谱，以及元素丰度与第一电离势（FIP）的模式。我们还进行了时间分辨光谱的XMM从EK Dra检测到的耀斑。我们解释所观察到的$EMD$ s作为具有不同顶点温度的磁约束环状结构的合奏发射的结果。我们的分析表明，冠HD 283572和31 Com是非常相似的主导日冕磁结构，尽管在演化阶段，表面重力和金属丰度的差异。在EK Dra的情况下，尽管峰值温度相似，但分布似乎比前两种情况略平坦。
2005-01-28 astro-ph
First Results from the XMM-Newton Slew Survey
我们试图分析XMM-牛顿在目标之间转换时获得的所有可用数据。随附的文件中介绍了这种转换调查、由此产生的源目录和所用的分析程序。在这封信中，我们介绍了调查的初步科学结果。迄今为止，在EPIC-pn 0.2-12 keV波段的三个X射线波段（软、硬和总）中，在约6300平方度（约15%的天空）范围内进行了详细的源搜索，并探测到了约4000个X射线源（其中约55%具有ID）。观测到了各种各样的源，包括活动星系核、星系、星系团和星系群、活动恒星、信噪比、低质量和高质量XRB以及白矮星。特别是，由于这次调查是有史以来最深的硬带2-12 keV的全天调查，检测到大量的硬源。此外，EPIC-pn相机的高灵敏度和低背景特别适合于来自扩展源的发射，并且在许多超新星遗迹和星系团中观察到有趣的空间结构。该仪器非常擅长绘制大面积的X射线天空。此外，由于回转巡天与ROSAT全天巡天很好地匹配，因此有可能进行长期变化研究，并发现了一些变化极大的X射线源，其中一些可能是由于中心超大质量黑洞对恒星的潮汐干扰。
2006-10-03 astro-ph
