XMM-Newton observations of Nova LMC 2000
我们报告的三个X射线观测的新星LMC 2000与XMM在17，51和294天后，分别最大。X射线光谱拟合显示吸收柱和X射线光度的一致减少。没有探测到超软X射线发射。抛射壳的质量被确定为（小于）7.5*E-5 msun。虽然数据稀少，但一个有趣的相关性变得明显：具有长持续时间的超软X射线相位的源比具有短或没有超软X射线相位的源具有更短的轨道周期。考虑到（i）为了点燃H燃烧必须吸积足够的物质，以及（ii）当剩余材料的质量（在壳体喷射和燃烧之后）下降到低于某个极限时，H燃烧停止，在该极限下，包层底部的温度对于壳体燃烧来说太低而不能补偿来自表面的能量损失，这可以理解。
2003-04-26 astro-ph
The feedback of massive stars on the ISM: XMM-Newton view of the LMC superbubble N51D
N51 D（= DEM L 192）乍看上去是一个近似圆形、直径120 pc的电离气体泡，围绕着LMC OB缔合LH 54。更深入的观察揭示了一个复杂的纤维网和径向膨胀的偏差。使用以N51 D为中心的深XMM-牛顿X射线指向，我们发现扩散的软X射线发射气体填充了整个超级气泡，如H-α细丝所描绘的。与最近对银河风的发现相反，H-α和X射线表面亮度之间的相关性并不好。这种弥漫气体的X射线光谱不能与大麦哲伦星云的丰度模式相吻合，但至少意味着氧和氖的过剩，这与最近从II型超新星中富集的情况一致。一些迹象表明，增强混合在最明亮的区域的H-α壳和开始外流的热气体也被检测到。
2002-11-15 astro-ph
XMM-Newton RGS spectroscopy of LMC X-3
利用XMM-牛顿反射光栅光谱仪测量了黑洞双星LMC X-3的软X射线光谱。观测结果涵盖了LMC X-3中看到的光谱状态的全部范围。光谱完全由连续辐射控制，从O I边缘测量的中性吸收柱（NH = 3.8 + 0.8 - 0.7 10^20 cm^-2）与朝向LMC X-3的银河系星际柱密度一致。我们没有发现中性吸收柱的变化的证据。我们还使用O II - O VIII K壳层共振线的等效宽度上限来约束电离柱密度：我们发现，O部分电离的气体的等效氢柱密度小于8 10^20 cm^-2。从这个上限，我们可以排除线驱动的恒星风作为LMC X-3的X射线发射的动力源，除非它是暗淡的。在波长longward的峰值发射的光谱形状是很好地描述了多温度磁盘黑体光谱，在较短的波长占主导地位的幂律分量不继续longward的磁盘黑体峰值。这意味着多温度盘黑体组件提供的种子光子是康普顿上散射的热日冕，符合标准范例的黑洞X射线二元光谱状态。
2003-07-24 astro-ph
Unveiling the nature of RX J0002+6246 with XMM-Newton
X射线源RX J 0002 +6246是在1992年进行的ROSAT观测中在超新星遗迹CTB 1附近发现的。源的现象学（软光谱，明显缺乏对应物，可能在242毫秒的脉动，周围弥漫辐射的暗示）导致将其解释为一个新的超新星遗迹中的孤立中子星。我们已经分析了2001年进行的档案XMM-牛顿观测。在XMM-牛顿图像上计算的源坐标与光学和红外目录中列出的明亮源的坐标一致。X射线光谱很好地描述了一个光学薄等离子体模型。没有看到快速的脉动，也没有明确的证据表明超新星遗迹与来源有关。因此，我们得出结论，RX J 0002 +6246不是一颗孤立的中子星，而是明亮的光学/红外源的X射线对应物，很可能是一颗位于0.2 kpc的F7光谱类恒星。
2007-11-06 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
Unveiling the nature of the highly absorbed X-ray source SAXJ1748.2-2808 with XMM-Newton
我们报告的EPIC XMM-牛顿观测的微弱源SAXJ1748.2-2808和周围的领域的结果。这个源是在1997-1998年进行的BeppoSAX银河系中心巡天期间发现的。空间分析导致在EPIC视场内检测到31个源。SAXJ1748.2-2808在EPIC图像中清晰地分解为2个源，较亮的源贡献了2- 10 keV通量的近80%。与该主要来源的光谱拟合与吸收幂律一致，光子指数为1.4+/-0.5，吸收相当于14 E22 cm-2，以及6.6+/-0.2 keV处的铁线，等效宽度为~ 780 eV。与BeppoSAX相比，XMM-牛顿观测的统计数据明显更好，可以排除X射线发射的热性质。与SAXJ1748.2-2808的其他观测结果相比，没有发现光谱或强度长期变化的任何证据。基于这些性质，我们提出该源是一个位于银河系中心区域的低光度高质量X射线双星。
2006-06-13 astro-ph
Unveiling the nature of the highly obscured AGN in NGC5643 with XMM-Newton
我们目前的结果，从XMM牛顿观测附近的塞弗特2星系NGC 5643。原子核在2 keV以上呈现出非常平坦的X射线连续谱，以及突出的K-α荧光铁线。这表明严重的遮蔽。我们测量了吸收柱密度N_H，其范围为6-10 × 10^{23} atoms/cm/cm，或者直接覆盖核发射，或者覆盖其康普顿反射。在后一种情况下，我们可能会观察到一种相当不寻常的吸收体几何形状，来自环面内部远侧的反射反过来又被其近侧的外部大气所掩盖。然后，核辐射可能被康普顿厚度的吸收体覆盖，或者经历低活性的瞬态。位于NGC 5643光学表面外围的第二个源（本文命名为“X-1”）在X射线中超过了原子核。如果属于NGC 5643，它是第三亮（L_X ~ 4 x 10^{40} erg/s）已知的超亮X射线源。与NGC 5643过去的大口径光谱比较，揭示了1 keV以上的X射线光谱的巨大变化。我们解释它们是由于活动核和源X-1的固有X射线功率的变化，分别为>10和5的因子。
2004-08-17 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
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
NLTE Model Atmosphere Analysis of the LMC Supersoft X-ray Source CAL 83
我们提出了一个非LTE模式大气分析的钱德拉HRC-S/LETG和XMM牛顿RGS光谱的原型超软源CAL 83在大麦云云。以16个月为间隔，钱德拉和XMM-牛顿光谱非常相似。它们揭示了来自热白矮星光球的非常丰富的吸收线光谱，但没有风的光谱特征。我们还报告了第三个X射线关闭状态在后来的钱德拉观测，表明CAL 83的经常性。此外，我们还发现了软X射线光谱的短时间尺度变化的证据。我们完成了对CAL 83的LETG和RGS光谱的分析，新的NLTE线覆盖模型大气明确包括11个最丰富的物种的74个离子。假设模型成分具有LMC金属丰度，我们成功匹配了Chandra和XMM-Newton光谱。我们推导出了这颗热白矮星的基本恒星参数，但目前软X射线领域的原子数据状况排除了详细的化学分析。我们首次获得了白矮星质量大（Mwd > 1 Msun）的直接光谱证据。短时间尺度的X射线关闭状态与高质量的白矮星相一致。因此，我们的分析提供了直接支持超软源作为可能的祖先的超新星Ia。
2004-10-04 astro-ph
Unveiling the distribution of absorption in the AGN population
我们利用CDF-S中的极深XMM-牛顿观测来测量活动星系核中的吸收分布。我们描述的Monte Carlo方法，用于揭示活动星系核的内在属性，使用其多波段X射线的颜色。本文将活动星系核在z、LX和NH空间的分布与一些XLF和吸收模型的分布作了比较。与其他研究相比，我们没有发现任何证据表明吸收分布依赖于红移或内禀光度。
2005-11-15 astro-ph
X-ray stellar population of the LMC
在恒星的研究中，高能领域占据了一个很好的位置，因为它是唯一能够直接探测最剧烈现象的领域：事实上，年轻的前主序星、热的大质量恒星或X射线双星最好用X射线来揭示。然而，以前可用的X射线天文台往往只能提供麦哲伦星云中单个天体的粗略信息。高效X射线设备XMM-牛顿和钱德拉的出现，现在已经大大提高了X射线天文学家可用的灵敏度和空间分辨率，从而使LMC中单个源的属性的确定变得相当容易。
2008-09-08 astro-ph
Probing Elemental Abundances in SNR 1987A Using XMM-Newton
我们报告了XMM-牛顿任务对超新星遗迹（SNR）1987 A的最新观测结果（2007年1月）。自2003年5月Haberl等人（2006年）的观测以来，11条发射线的通量增加了约3至10倍，其中O VIII的775 eV线显示出最大的增加;我们观察到了XMM-牛顿以前未报道的Fe XVII和Fe XVIII的6条线。代表非平衡电离等离子体的两个冲击模型拟合到EPIC-pn谱，产生~ 0.4和~ 3 keV的温度，以及N，O，Ne，Mg，Si，S和Fe的元素丰度。我们证明了N和O的丰度比可以被限制到小于~20%的准确度。在相同的置信区间内，同样的分析表明，C+N+O丰度在~ 1.1 × 10^-4到1.4 × 10^-4之间变化。用Hughes，Hayashi & Koyama（1998）的大麦云云（LMC）值对我们获得的丰度进行归一化，我们发现O、Ne、Mg和Fe丰度不足，而Si和S丰度过高，这与Aschenbach（2007）的发现一致。这样的结果对SNR 1987 A的前身星的单星和双星吸积/合并模型都有影响。在Morris & Podsiadlowski（2006，2007）提出的双星合并假设中，形成赤道内环的物质在合并后被排出，这意味着我们推导出的铁丰度与典型的LMC值不一致，或者在SNR 1987 A的祖星位置铁丰度不足。
2007-11-17 astro-ph
State transitions in LMC X-3
用XMM-牛顿方法对黑洞候选者LMC X-3进行了多波长研究。该系统表现出向低硬态的转变，其中X射线光谱很好地符合简单的幂律。然后，它回到了一个高软状态，其特征是一个强大的磁盘黑体组件。视线吸收柱密度<~ 4 x 10^{20} cm^{-2}，与前景银河系的吸收一致。这就排除了风的吸积。我们认为，尽管LMC X-3是一个高质量的X射线双星，罗氏瓣溢出是主要的传质机制。根据低硬态的紫外/光学观测，我们确定伴星是一颗质量为M ~ 4.5M_sun的轻微演化的B5星。这确实与第二颗恒星接近填满其洛希叶相一致。
2002-02-01 astro-ph
The XMM-LSS cluster sample and its cosmological applications
我们提出的X射线源检测程序，我们已经开发的目的，组装和表征控制样品的星系团的XMM大尺度结构调查。我们描述了我们如何模拟选择函数：这导致我们定义源类，而不是通量有限的样本。聚焦于CFHTLS D1区域，我们的汇编表明，在2.10^（-14）erg cm-2 s-1以上的通量下，星团密度高于先前从深ROSAT调查中确定的密度。我们还提出了该地区的9个最亮的对象的L-T关系。该斜率与当地相关性很好地吻合。该关系显示了一些0.15<z<0.35的物体的亮度增强，具有1<T<2 keV，这是XMM-LSS首次系统地揭示的群体。
2005-11-07 astro-ph
Unveiling the multi-wavelength phenomenology of Anomalous X-ray Pulsars
在2002-2003年期间，在这一类别的六个评估对象中，红外线识别的异常X射线脉冲星（AXP）的对应物的数量增加到四个（4U 0142 +614，2 E 2259 +584，1 E 1048-59和1 RXS J170849-400910），加上两个候选者。更重要的是，我们发现了一些新的共同观测特征，如红外光谱的变化、红外宽带能谱的平坦化、X射线谱随脉冲相位的变化（这是磁星模型所不能预测的）以及类SGR爆发（这是标准吸积模型所不能解释的）。我们提出了从广泛的多波长观测活动中获得的结果，这些活动收集了NTT，CFHT的光学/IR波段数据，以及XMM，Chandra（加上BeppoSAX存档数据）的X射线数据。在此基础上，对AXP的红外-X射线带发射进行了比较研究。
2003-10-17 astro-ph
High mass X-ray binaries in the LMC: dependence on the stellar population age and the "propeller" effect
利用XMM-牛顿天文台的观测资料研究了大麦云云中致密X射线源的布居。测量的总面积约为3.8平方度，极限灵敏度约为10^{-14} erg/s/cm ^2，相当于大麦哲伦星云距离处的光度为3*10^{33} erg/s。在2- 8 keV能量带检测到的460个点源中，绝大多数是通过LMC观察到的背景CXB源。基于探测到的源的光学和近红外对应物的性质，我们确定了9个可能的HMXB候选者和19个源，其性质是不确定的，因此，提供了LMC观测部分HMXB亮度分布的下限和上限。当考虑全球范围内，这个分布的亮端是一致的统计和系统的不确定性与外推的普遍光度函数的HMXB。然而，log（Lx）<35.5的低光度源似乎比预测的要少。我们考虑的“螺旋桨效应”对HMXB光度分布的影响，并表明，它可以定性地解释所观察到的低光度源的赤字。我们发现，在整个大麦哲伦星系的HMXB的数量显着的字段到字段的变化，这似乎是不相关的FIR和Halpha发射推断的恒星形成率。我们认为这些变化是由HMXB数对底层恒星星族年龄的依赖性引起的。利用大麦哲伦星系中存在的大量同时代恒星聚集体，我们将HMXB的数量限制为自恒星形成事件以来时间的函数，范围从1-2百万年到10- 1 - 2百万年。
2004-11-03 astro-ph
High resolution spectroscopy and emission line imaging of DEM L 71 with XMM-Newton
超新星遗迹DEM L 71的X射线发射是使用XMM-牛顿号上的高分辨率相机和光谱仪测量和分析的。从外壳的光谱是非常好地再现由两个等离子体成分的kT = 0.3和0.8千电子伏。该壳的丰度值与平均LMC值一致。更极端的温度变化可能是由O VII禁/共振线比的空间变化所指示的，这可能意味着在某些区域等离子体正在急剧冷却并重新组合。然而，一个替代的和同样有趣的可能性是，在禁止/共振比的变化是由于共振散射，这将减少谐振线发射沿视线与高的O VII柱密度。内部区域较热（kT = 1.1千电子伏），并显示出增强的Fe和Si丰度。我们估计Fe和Si的喷出物质量分别为0.7- 1.1M_sun和0.1- 0.15M_sun。形态，质量估计和丰度强烈表明，DEM L 71是Ia型爆炸的结果，如以前的测量所示。
2003-05-07 astro-ph
Unveiling the thermal and magnetic map of neutron star surfaces though their X-ray emission: method and lightcurves analysis
最近钱德拉和XMM-牛顿对一些X射线“暗淡”脉动中子星的观测揭示了这些源发射的相当意外的特征。它们的软热光谱，被认为是直接来自恒星表面，显示出在数百eV处的相位变化吸收线的证据。脉冲调制相对较大（脉冲分数在~12%-35%的范围内），脉冲形状通常是非正弦的，并且硬X射线颜色似乎与总发射相位反相关。此外，这一类的原型，RX J0720.4-3125，已被发现经历了相当明智的变化，无论是在其频谱和时序特性在几年的时间尺度。所有这些新发现似乎都很难与一颗被赋予纯粹偶极磁场的冷却中子星的标准图像相一致，至少如果表面发射是在地壳顶部的大气中产生的话。在本文中，我们探讨了偶极+四极星心场如何影响所观察到的光变曲线的性质。相位分辨光谱已被评估占两个辐射转移在磁化大气和广义相对论射线弯曲。我们计算了超过78000光变曲线的四极组件和观看的几何形状。与我们的模型的数据的比较表明，需要更高阶的多极再现的意见。
2005-10-24 astro-ph
Unveiling the broad band X-ray continuum and iron line complex in Mkr 841
Mkr 841是一个明亮的塞弗特1星系，拥有强烈的软过剩和可变的K $α$铁线。XMM在3个不同时期内观察到总累积曝光时间为$\sim$ 108 ks。本文介绍了一个完整的EPIC-pn数据集的宽带谱分析。我们能够测试两种不同的模型的软过剩，相对论模糊的光电离反射（\r模型）和相对论模糊的电离吸收（\a模型）。连续介质由一个简单的截断幂律模型，我们还添加了一个中性反射。这些观测结果揭示了软过剩和铁线的极端和令人困惑的光谱和时间行为。0.5-3 keV软X射线通量在2001年和2005年之间减少了3倍，并且线形似乎是宽和窄分量的混合物。我们成功地描述了这个复杂的宽带0.5-10 keV的光谱变化使用\r或\a，以适应软过剩。这两种模型即使包括高达200千电子伏的同步BeppoSAX数据，也给出了统计上相当的结果。这两种模式是一致的远程反射的存在下，其特征在于在数据中的一个恒定的狭窄的组件。然而，它们的不同之处在于存在于\r中但在\a中不需要的宽线组分。这项研究还揭示了相对论红移窄铁线的零星存在。
2007-06-01 astro-ph
The HELLAS2XMM survey: XI. Unveiling the nature of X-ray Bright Optically Normal Galaxies
X射线明亮光学正常镓（XBONG）在最近的钱德拉和XMM-牛顿巡天中构成硬X射线选择源的一小部分，但不可忽略。尽管有人提出了几种可能性来解释为什么一个相对明亮的硬X射线源没有留下任何明显的特征，它的存在在光学发射线方面，XBONG的性质仍然是辩论的主题。我们的目标是更好地了解他们的性质，通过多波长和形态分析这些来源的一个小样本。从HELLAS 2XMM巡天中选取了4个低红移（z=0.1-0.3）XBONG的高质量测光近红外数据（ISAAC/VLT），应用表面亮度分解技术，通过最小二乘拟合程序GALFIT，对它们进行了寻找。表面亮度分解使我们能够揭示一个核点状源，可能是负责的X射线发射，在两个的四个来源。结果表明，适量的气体和尘埃，覆盖了一个大的立体角（可能4 π）的核源，结合低核活动，可以解释缺乏光学发射线。第三个XBONG与一个X射线扩展源有关，在我们的观测极限下，在近红外线中没有检测到核过剩。最后一个源与一个闭合（d< 1 arcsec）的双星系统有关，拟合过程不能得到确切的结论。
2007-10-09 astro-ph
Unveiling obscured accretion in the Chandra Deep Field South
大量人口的严重模糊，康普顿厚AGN的预测模型的星系形成，宇宙X射线背景模型和“遗迹”的超大质量黑洞质量函数测量从当地的凸起。然而，到目前为止，只有少数康普顿厚的活动星系核可能被发现，即使是最深的钱德拉和XMM调查。通过选择活动星系核亮度在中红外和微弱的近红外和光学辐射的源，对活动星系核的红外紫外辐射进行再处理，可以恢复康普顿厚度的活动星系核。为此，我们利用深HST，VLT，斯皮策和钱德拉数据的钱德拉深场南限制康普顿厚活动星系核的数量在这个领域。我们发现，源与高24 $μ$米的光通量比和红色形成一个独特的源人口，他们的红外光度主要由活动星系核发射。对这些极端源的X射线性质的分析表明，它们中的大多数（80个$\pm15%$）确实可能是高度模糊的、康普顿厚度的活动星系核。在红移1.2-2.6的区间内，红外选择的、康普顿厚度的活动星系核（5.8 $μ$ m）的光度高于$10^{44.2}$ erg s $^{-1}$的数量与X射线选择的、未遮蔽的和中等遮蔽的活动星系核（2-10 keV）的光度高于$10^{43}$ erg s $^{-1}$的数量相似。这个“2的因子”源群正是解决模型预测和X射线活动星系核选择之间的差异所需要的。
2007-09-08 astro-ph
Supernova Remnants in the Magellanic Clouds. IV. X-Ray Emission from the Largest SNR in the LMC
我们首次对大麦云中已知最大的超新星遗迹（SNR）SNR 0450-70.9进行了X射线探测。为了研究这种信噪比的物理条件，我们获得了XMM-牛顿X射线观测，光学图像和高色散谱，和无线电连续谱图。SNR 0450-70.9的光学图像显示了一个巨大的、不规则的椭圆形外壳，沿着东部和西部边缘以及外壳内部有明亮的细丝。内部纤维具有较高的[S II]/H α比值，并形成明显的内壳形态。X射线发射区域小于光学壳的整个范围，最亮的X射线发射在小的内部壳和大壳的西部边缘。小壳层的膨胀速度约为220 km/s，而大壳层的膨胀速度约为120 km/s。无线电图像显示中心增亮和相当平坦的无线电频谱指数超过SNR。然而，没有探测到对应于脉冲星的点X射线或射电源，并且X射线发射主要是热的。因此，这些现象可以最合理地解释在大信噪比的先进的年龄。利用流体动力学模型结合热X射线发射的非平衡电离模型，我们推导出SNR年龄的下限约为45，000年，进入SNR演化的后期阶段。尽管如此，从X射线发射的光谱拟合得出的温度和密度表明，残余物仍然是超压的，因此，发展在很大程度上是由SNR内部的热气体驱动的。
2004-06-11 astro-ph
Unveiling the nature of INTEGRAL objects through optical spectroscopy. VII. Identification of 20 Galactic and extragalactic hard X-ray sources
在我们的程序的框架内评估的性质不明或知之甚少的INTEGRAL源，我们在这里提出的光学物体的光谱，通过位置互相关与软X射线检测（提供卫星，如雨燕，ROSAT，钱德拉和/或XMM-牛顿）作为推定的对应物的硬X射线源检测与IBIS仪器板载INTEGRAL。使用6个不同大小的望远镜和两个在线光谱调查的档案数据，我们能够识别，无论是第一次或独立于其他团体，20个积分硬X射线源的性质。我们的研究结果表明：这些天体中有11个是红移在0.014和0.978之间的活动星系核（AGN），其中7个显示宽发射线，2个仅显示窄发射线，2个无显著或无发射线（因此可能是康普顿厚的活动星系核）; 5个是激变变星（CV），其中4个是其中4颗是银河系的X射线双星（3颗有高质量伴星，1颗有低质量次级伴星）。因此，再次发现，这些来源的大多数是活动星系核或磁CV，证实了我们以前的发现。在可能的情况下，这些硬X射线源的主要物理参数也计算使用文献中提供的多波长信息。这些鉴定支持INTEGRAL在研究所有类别的X射线发射物体的硬X射线光谱中的重要性，以及多目录互相关加上光学光谱学策略的有效性，以安全地查明未识别的硬X射线源的实际性质。
2009-01-26 astro-ph
Limits on Hot Galactic Halo Gas from X-ray Absorption Lines
虽然大质量盘星系周围存在大尺度热气晕的理论已经建立了很长一段时间，但观测证据仍然很少。我们报告了钱德拉和XMM-牛顿光栅光谱探测OVII和NeIX K α吸收线沿视线的4U 1957+11。线吸收与起源的星际介质一致。我们将这些谱线反射归因于与银河系盘有关的热气，通过将这条视线与更远的视线（朝向X射线双星LMC X-3和活动星系核Mrk 421）进行比较，来寻找银河系周围的气体晕。通过对4U~（1957+11）光谱进行银河系纬度相关修正后的吸收线追踪，发现沿LMC X-3和Mrk 421视线的所有谱线吸收都可归因于厚银盘中的热气体。我们将穿过晕圈的OVII柱密度限制为N（OVII）<5E 15 cm^{-2}（95%置信限），并得出结论，如果存在的话，热气对金属线散射的贡献可以忽略不计。
2007-11-29 astro-ph
Revealing the Supernova Remnant Population of M33 with Chandra
我们目前的搜索结果超新星遗迹（SNRs）在档案钱德拉图像的M33。我们通过比较M33中的钱德拉X射线源列表与SNR候选者列表来识别X射线SNR，SNR候选者是从（1）光学中升高的[S II]/H α比率和（2）无线电光谱指数中识别的。在M33中的98个光学已知SNR中，有22个在软带（0.35 - 1.1 keV）中以> 3 σ水平被检测到。基于数据与点源的模拟图像的比较，这些SNR候选中的至少四个在空间上扩展。除了光学匹配的信噪比，我们已经发现了一个软X射线源，在M33没有表现出光学发射，是符合一个已知的无线电源。这个源的无线电频谱指数与冲击中的粒子加速一致，这使我们认为它是一个非辐射SNR。我们还在M33中发现了两个软X射线SNR的新光学对应物。在光谱学确认之前，这两个光学对应物的识别将M33中已知的光学发射SNR的总数增加到100。这使得用X射线对应物确定的SNR总数，包括那些仅由M33的XMM-牛顿巡天探测到的SNR，达到37个SNR。我们发现，虽然在M33和LMC中有类似数量的X射线SNR，其X射线光度超过1e35 ergs/s，但近40%的LMC SNR比1e36 ergs/s更亮，而M33样品中只有13%超过这个光度。光度分布的差异不能完全用光谱模型参数的不确定性来解释，也不能完全用星系之间的丰度差异来解释。
2005-05-02 astro-ph
An X-ray Survey of Wolf-Rayet Stars in the Magellanic Clouds. II. The ROSAT PSPC and HRI Datasets
麦哲伦云中的沃尔夫-拉叶星是研究其强快速星风产生X射线的理想场所。我们已经开始了一个系统的调查X射线发射的WR星在MC使用档案钱德拉，ROSAT和XMM牛顿观测。在第一篇论文中，我们利用Chandra ACIS对70颗WR星的观测，观测到了29颗WR星的X射线辐射。在本文中，我们报告的档案ROSAT PSPC和WR星的HRI观测的搜索和分析。虽然对MC中的117颗WR星进行了有用的ROSAT观测，但仅从其中7颗中检测到X射线发射。ROSAT巡天中MCs WR星的X射线发射的探测率远小于Chandra ACIS巡天中的探测率，说明了高角分辨率和灵敏度的必要性。ROSAT和Chandra都探测到了LMC-WR 101-102和116，但没有明显的长期变化。
2008-02-05 astro-ph
Origin of the Soft Excess in X-ray Pulsars
许多X射线天体的光谱显示，除了幂律，一个低能量的组成部分，通常被建模为一个黑体与kT ~ 0.1 keV。然而，这种软过剩的物理起源仍然是一个谜。我们研究了一个经过充分研究的明亮的X射线天体样本，这些天体已经用ROSAT、ASCA、Ginga、RXTE、BeppoSAX、Chandra和XMM-Newton观测到。我们特别考虑麦哲伦星云的双星SMC X-1、LMC X-4、XTE J0111.2-7317和RX J0059.2-7138，以及银河系的源Her X-1、4U 1626-67、Cen X-3和Vela X-1。我们表明，软过剩是一个非常普遍的，如果不是无处不在的功能固有的X射线的光谱。我们评估几种可能的机制，软发射，使用理论参数以及观测线索，如光谱形状，日食，脉动的软分量，超轨道调制的源通量。我们发现，吸积盘内部区域对来自中子星的硬X射线的再加工是唯一能够解释所有Lx > 10 ^38尔格/秒的中子星中软过剩的过程。其他机制，如系统中扩散气体的发射，在发光度较低的物体中很重要。
2004-10-20 astro-ph
X-Ray Absorption from the Milky Way Halo and the Local Group
百万度气体的红移接近于零，这是由于气态的星系晕或更弥散但质量很大的本群介质。我们可以区分这些模型，因为柱密度应该取决于在天空中的位置，无论是相对于银河系凸起或M31-银河系轴。为了寻找这些特征，我们使用XMM-牛顿RGS存档数据测量了OVII K α吸收线强度，朝向25个明亮的活动星系核，加上LMC X-3。这些数据与纯粹的本星系群模型相冲突，但支持星系晕模型。最强的相关性是OVII等效宽度和ROSAT背景发射测量在R45波段（0.4-1千电子伏），其中OVII发射作出最大的单一贡献。这表明，OVII的发射和吸收大部分是同空间的，从那里看，均匀晕的半径似乎在15-110 kpc的范围内。目前的数据并没有限制晕气体模型的类型，在气体密度按幂律（如r^（-3/2））下降的模型中也得到了同样好的拟合。对于半径为20 kpc的均匀晕，电子密度为9 E-4 cm^（-3），气体质量为4 E8 Msolar。四个最高S/N OVII测量值的红移与银河系起源一致，而不是本星系群起源。
2007-07-11 astro-ph
Evolution of X-ray emission from young massive star clusters
本文模拟了年轻大质量星团的X射线辐射的演化过程，同时考虑了恒星和星团风的辐射。结果表明，软（0.2-10 keV）X射线辐射的水平和性质随星系团年龄的变化而变化，并与恒星演化密切相关。利用大质量恒星的现代X射线观测结果，我们证明了单O星的辐射热光度和X射线光度之间的相关性也适用于O+O和O+Wolf-Rayet（WR）双星。弥散辐射来源于被恒星风和超新星爆炸的动能加热的星团风。为了模拟集群风的演变，从人口合成的质量和能量产量被用作输入到流体动力学模型。结果表明，在一个非常年轻的集群，从集群风的排放是低的。当星团演化时，WR星形成。它们强烈的恒星风使得星团风的X射线发射量不断增加。随后的超新星爆炸使漫辐射水平更高。在这个演化阶段的星团可能没有X射线明亮的恒星点源，但有相对高水平的漫射辐射。超新星遗迹可能会成为主要的X射线源，但只持续几千年的短时间。我们检索和分析钱德拉和XMM-牛顿观测六个大质量星团位于大麦云。我们的模型再现了所观察到的扩散和点源发射从这些大麦哲伦星系团，以及从银河系星系团拱，五重和NGC 3603。
2005-05-25 astro-ph
