银河系中心区一颗特殊热星的朱雀X射线谱

天鹅座X-1在低/硬状态下的Suzaku结果

Suzaku Results on Cygnus X-1 in the Low/Hard State

2005年10月，朱雀X射线天文台对黑洞双星天鹅座X-1进行了17 ks的观测，当时它处于低/硬态，0.7-300 keV的光度为4.6 x 10^37 erg/s。XIS和HXD光谱，跨越0.7-400千电子伏，成功地复制了一个冷的吸积盘和热康普顿化日冕。电晕的特点是电子温度为~100 keV，和两个光学深度为~0.4和~1.5，分别占较硬和较软的连续。圆盘最里面的温度约为0.2 keV，被认为是突出到日冕的一半。圆盘不仅为康普顿云提供种子光子，而且产生软光谱过剩、温和的反射峰和弱加宽的铁谱线。与GRO J1655-40上的朱雀数据进行比较，揭示了几个有趣的光谱差异，这主要归因于倾角效应，假设圆盘具有平坦的几何形状，而日冕是大致球形的。一个强度排序光谱表明，连续变得不那么康普顿化时，源耀斑的时间尺度为1-200秒，而底层磁盘保持不变。

年轻LMC星团NGC1818中特殊热星的性质

On the Nature of the Peculiar Hot Star in the Young LMC Cluster NGC1818

Elson等人（1998）在年轻的大麦哲伦星系团NGC 1818的视场中发现了一颗蓝色恒星，它的光度和半径都是错误的，应该是该星系团中的一颗“发光的白矮星“。此外，除非作者引用的有效温度被严重低估，否则它的光度太低，不可能成为后AGB阶段的星系团成员。其他的可能性，包括二进制的进化，简要讨论。然而，这个星团中的大质量主序星可以从单星演化中产生白矮星（而不是中子星）的暗示需要重新考虑。

银河系中心扩展/弥散硬X射线辐射的朱雀探测

Suzaku Detection of Extended/Diffuse Hard X-Ray Emission from the Galactic Center

朱雀号上的硬X射线探测器（HXD）和X射线成像光谱仪（XIS）观测到了银河系中心± 0.8度范围内的五个平面区域。从所有地区，显着的硬X射线发射检测HXD-PIN高达40千电子伏，除了扩展的等离子体发射，这是占主导地位的XIS带。硬X射线信号被推断为主要来自空间扩展的源，而不是来自少量明亮的离散物体。利用朱雀和其他卫星提供的信息，对HXD数据中来自编目X射线源（通常比1 mCrab亮）的贡献进行了估计和删除。即使在这种去除之后，硬X射线信号仍然很明显，表现出典型的12- 40 keV表面亮度为4 E-10 erg cm-2 s-1 deg-2和光子指数为1.8的幂律类光谱。XIS和HXD-PIN光谱的组合拟合证实了一个单独的硬尾分量叠加在热的热发射上，证实了先前基于XIS数据的报告。在5- 40 keV波段，硬尾在光谱上近似于光子指数~2的幂律，但更好的是那些有点凸的形状。扩展的硬X射线发射的可能起源进行了讨论。

在朱雀星后发座星系团外围缺乏强O-线过剩

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。

奇特Seyfert 2星系Mrk 477的UV成像偏振测量

UV Imaging Polarimetry of the peculiar Seyfert 2 galaxy Mrk 477

本文介绍了哈勃太空望远镜（HST）暗天体照相机对Seyfert 2星系Mrk 477的紫外成像偏振测量结果。从之前的HST紫外图像（λ ~ 2180 A）中，Mrk 477被认为在中心区域有一个点状明亮的紫外热点，这在附近的塞弗特2星系中是罕见的。也有关于紫外线/光学可变性的说法，这对塞弗特2星系来说是不寻常的。我们的数据表明，存在一个离核散射区~ 0。“6（~ 500 pc）NE从热点。在减去由于该明亮的热点区域而导致的仪器效应之后，数据可能指示在中心0中也检测到散射光。“2半径区域并延伸到非常宽的角度。热点位置与PA图案的对称中心一致，其代表隐藏核的位置，但我们的数据没有提供对称中心与热点之间的距离的强上限。我们得到了高空间分辨率的连续谱彩色图，表明0。4尺度（~ 300 pc）比核外镜和热点区域明显更蓝。热点的性质进行了简要讨论。

Sgr B1区X射线反射星云和新超新星遗迹候选者的朱雀光谱

Suzaku Spectroscopy of an X-Ray Reflection Nebula and a New Supernova Remnant Candidate in the Sgr B1 Region

我们用朱雀/XIS对银河系中心（GC）附近的人马座（Sgr）B1区（l，b）=（0.5，-0.1）进行了100 ks的观测。在光谱中清楚地检测到S XV、Fe I、Fe XXV和Fe XXVI的发射线。我们发现，Fe XXV和Fe XXVI线发射平滑地分布在从GC连接的Sgr B1和B2区。这一结果表明，GC热等离子体至少延伸到具有恒定温度的Sgr B区。在观测区有两个弥散X射线源。其中一个（G0.42-0.04）是新发现的，并显示出强烈的S XV Ka发射线，表明位于GC区域的超新星遗迹的候选者。另一个（M0.51-0.10）有明显的Fe I Ka发射线和强吸收连续谱，可能是一个X射线反射星云。没有足够亮的近源照射M0.51-0.10。然而，如果300年前的Sgr A* 比现在亮10^6倍，那么Fe I Ka发射就可以解释，光的旅行时间为100 pc到M0.51-0.10。

合并星系团Abell 3667的Suzaku硬X射线性质

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%。

M17中扩展X射线发射的Suzaku谱

Suzaku Spectroscopy of the Extended X-Ray Emission in M17

我们提出的结果朱雀光谱研究的软扩展X射线发射的HII区M17。使用X射线成像光谱仪（XIS）以空间分辨的方式以高信噪比获得扩展发射的光谱。我们建立了未解决的点源，银河脊X射线发射，宇宙X射线背景，和本地热气泡排放的污染是可以忽略不计的背景扣除XIS光谱的扩散发射。首次清晰地分辨出6条发射线，包括0.5- 1.5keV高电离态O、Ne、Mg的K线和Fe的L系列络合物。基于对这些线路的诊断，我们获得了以下结果：（1）扩展发射是光学上薄的热等离子体，由3.0 +/-0.4MK的单一温度很好地表示，（2）在漫射光谱中具有发射线的元素的丰度为0.1--0.3太阳能，而明亮的离散源的丰度为0.3--1.5太阳能，（3）扩散辐射中金属元素的相对丰度与太阳辐射一致，但Ne元素的相对丰度增加了2倍。（4）扩散辐射的等离子体温度和化学成分在5 pc的空间尺度上没有空间变化。

Study of the Spectral and Temporal Characteristics of X-Ray Emission of the Gamma-Ray Binary LS 5039 with Suzaku

We report on the results from Suzaku broadband X-ray observations of the galactic binary source LS5039. The Suzaku data, which have continuous coverage of more than one orbital period, show strong modulation of the X-ray emission at the orbital period of this TeV gamma-ray emitting system.The X-ray emission shows a minimum at orbital phase ~ 0.1, close to the so-called superior conjunction of the compact object, and a maximum at phase ~0.7, very close to the inferior conjunction of the compact object. The X-ray spectral data up to 70 keV are described by a hard power-law with a phase-dependent…

HCG 62的朱雀观测：温度、畸变和扩展硬X射线发射轮廓

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。

精细结构E和S0半导体的冷、热气含量

The Cold and Hot Gas Content of Fine-Structure E and S0 Galaxies

我们调查的冷，热气体含量的早期型星系的光学形态的特点，如测量的精细结构指数（西格玛）的存在下的趋势。来自文献的HI绘图观测用于跟踪冷气含量，ROSAT PSPC存档数据用于量化热气含量。我们发现，E和S0星系的光学特性的高发病率是完全X射线underluminous，因此，缺乏热气体。相比之下，更松弛的星系几乎没有或没有光学特性的迹象，跨越了广泛的X射线光度范围。也就是说，X射线过量与σ有关。冷气含量与精细结构指数或X射线含量似乎没有类似的趋势。只有明显松弛的E和S0星系才是强X射线发射体，这一事实与强扰动（如合并）后热气晕在几千兆年的时间尺度上形成的假设是一致的。这与预期的恒星质量损失是一致的。

北极支的朱雀观测：氮增强的证据

Suzaku Observations of the North Polar Spur: Evidence for Nitrogen Enhancement

本文介绍了利用朱雀X射线卫星上的X射线成像光谱仪（XIS）对北极脊的观测结果。这是一个在银河平面上方投射的大范围增强的软X射线和无线电发射，可能是由附近的斯科-岑OB星协的一系列超新星和恒星风产生的。低于1 keV的XIS的特殊灵敏度和光谱分辨率允许对低能谱线进行前所未有的探测，包括CVI（0.37 keV）和NVII（0.50 keV），并且我们首次探测到了高度电离的氮。对于这个指向最亮的3/4 keV发射的单（l = 26.8度，b = +22.0度），最佳拟合的CO2排放模型意味着热（kT ~ 0.3 keV），碰撞电离平衡（CIE）等离子体，具有小于0.5太阳能的耗尽的C、O、Ne、Mg和Fe丰度，但具有增强的N丰度，其中N/O = 4.0 ± 0.4，-0.5倍太阳能。气体的温度和总热能表明被一颗或多颗超新星加热，而氮丰度的增加最好解释为经过CNO循环处理的恒星物质的富集。由于发展AGB星所需的时间，我们得出结论，这种N/O增强不能引起的斯科-岑OB协会，但可能会导致从以前的浓缩插曲在太阳附近。

奇特的红新星V838 Mon：伴星爆炸后在宽双星系统中的吸积和相互作用

Peculiar Red Nova V838 Mon: Accretion and Interaction in a Wide Binary System after Explosion of Its Companion

我们报告了2007-2008年拍摄的V838 Mon的最新测光和中分辨率光谱的结果。在2006年12月的类食事件中，热的B3 V型伴星消失了。该事件伴随着加强发射[Fe Ⅱ]/Fe Ⅱ谱线。我们解释这一事件的形成时间短寿命的吸积盘周围的热同伴。后来，在2007年2月，这颗炽热的恒星以其全部亮度重新出现，但自2007年9月以来又消失了很长一段时间。这是B3 V伴星被2002年大爆发的膨胀残骸吞没。我们假设厚吸积盘已经在B型伴星周围形成，B型伴星现在正在冷恒星的包层内移动。有一些证据表明，这个盘和/或冷星信封加热。我们估计2006年12月冷残留物的扩张半径约为150 A.U.或30000太阳半径。

沿LMC X-3视线的银河系扩散热气体的X射线和UV光谱学

X-ray and UV spectroscopy of Galactic diffuse hot gas along the LMC X--3 sight line

我们提出了朱雀光谱的X射线发射的领域刚刚关闭LMC X-3视线。OVII，OVIII和NeIX发射线被清楚地检测到，表明存在光学薄的热等离子体，平均温度为2.4E6。这个温度明显高于从现有的X射线吸收线数据与钱德拉光栅观测LMC X-3推断，强烈表明气体是不等温的。然后，我们共同分析这些数据，以表征气体的空间和温度分布。假设采用垂直指数银盘模型，我们估计银盘上的气体温度和密度及其标度高度分别为3.6（2.9，4.7）E6 K和1.4（0.3，3.4）E-3 cm^{-3}和1.4（0.2，5.2）kpc和$2.8(1.0, 6.4)$ kpc。这种特性可以解释所有的\ovi线吸收，如在LMC X-3的FUSE光谱中观察到的那样，但只能预测不到在银河系高纬度地区通常检测到的OVI线发射强度的十分之一。大部分OVI排放最有可能出现在冷气体和热气体之间的界面处。

温热星系际介质的X射线辐射

X-Ray Emission from the Warm Hot Intergalactic Medium

在z<0.5的宇宙中探测到的重子数量比标准大爆炸核合成和在红移z=2的莱曼α森林的详细观测所预测的要少得多。流体动力学模拟表明，今天的重子中有很大一部分预计是分布在星系际介质中的"温热“（10^5- 10^7 K）气态物质。这种气体，如果存在的话，应该只能在软X射线和UV波段观察到。使用一个特定的流体动力学模型的预测，我们模拟了预期的X射线通量作为能量的函数，在0.1-2千电子伏波段由于温暖的热星系际介质（WHIM），并比较它与本地和高红移扩散组件的通量。我们的研究结果表明，在能量范围为0.37- 0.925 keV的总扩散X射线背景（DXB）中，多达20%可能是由于WHIM的X射线通量，其中70%来自红移z在0.1和0.6之间的灯丝。使用3 '的FOV进行的模拟，与朱雀和星座X的FOV相当，表明在超过20%的观测中，我们预计WHIM通量对DXB的贡献超过20%。这些模拟还表明，在所有观测的约10%中，FOV中的单个亮灯丝单独占DXB通量的20%以上。在这些观测中，红移的氧谱线应该清晰可见。

银河系盘未分辨软X射线辐射的性质

The Nature of Unresolved Soft X-ray Emission from the Galactic Disk

虽然在0.4 - 1 keV范围内约有40%的软X射线背景辐射来自河外，因此在中面方向上被银河吸收完全阻挡，但在中面方向上最多减少约20%。朱雀观测的方向，（1，b）=（235，0），显示OVII Ka发射强度与MBM-12的云朱雀观测，但揭示了一个狭窄的隆起峰值约0.9 keV。后一个分量部分地填补了中平面河外分量的减少。该特征可以很好地由具有约0.8keV的温度的薄的热发射来表示。由于在空间上扩展的热气体隐含着高压，因此发射很可能是未解决的微弱源的总和。我们认为很大一部分的发射来自暗淡的dM星。我们构建了一个模型光谱的空间未分辨的dM星，一贯解释所观察到的光谱和表面亮度。该模型还表明，dM星的辐射随b的增加而迅速减少，因此它不能完全补偿b ~ 2 - 10 deg时河外分量的减少。

热亚矮星中磁场的发现

Discovery of magnetic fields in hot subdwarfs

我们目前的偏振测量sdB和sdO星使用FORS 1的VLT。这些观测结果是一个项目的一部分，该项目旨在确定两颗超级富含金属的恒星的磁场是否可以解释它们的极端丰度特性。在我们的六个目标中，每一个目标的场强都达到了1.5 kG，但在明显正常的亚矮星和富含金属的物体之间没有发现明确的证据。磁场的来源不明。我们还讨论了我们的测量的影响，在恒星演化的后期阶段的磁通量守恒。

热Am星作为HgMn和Am星的中间天体

Hot-Am stars as intermediary objects to the HgMn and Am stars

我们描述的早期结果的光谱特性的最热的Am星（A0 - A2）的调查，试图链接的HgMn和Am类的化学特性。对有限的热Am星样本进行了搜索，以寻找超重元素铂和汞的谱线，以及HgMn星中稀土元素的谱线。我们的分析中的HgMn星HR 7775的光谱中的强光学铂和汞线检测到的同位素位移是不同的，从那些发现在紫外波长，在汞的情况下，随电离阶段。

星系团大尺度奇异速度的测量：结果和宇宙学意义

A measurement of large-scale peculiar velocities of clusters of galaxies: results and cosmological implications

星系团的特殊速度可以通过研究星系团内部炽热的X射线发射气体对微波光子的散射所产生的宇宙微波背景（CMB）的涨落来测量。虽然对于单个簇，这样的测量导致大的误差，但是簇的大的统计样本允许研究由样本的整体整体流量主导的累积量，其中统计误差向下积分。我们目前的结果，从这样的测量使用最大的全天X射线星团目录相结合的日期和3年的WMAP CMB数据。我们发现了一个强大的和连贯的整体流的尺度至少超过300 h^{-1} Mpc，我们的目录的限制。这种流动很难在和谐LCDM模型的框架内用引力演化来解释，并且可能表明遥远的前暴胀不均匀性在整个当前视界上施加的倾斜。

3C123射电热点的Chandra探测

A Chandra detection of the radio hotspot of 3C123

钱德拉X射线天文台对强大而奇特的射电星系3C123的观测，导致了对明亮的东方热点的X射线探测，其1 keV的通量密度约为5 nJy。如果热点中的磁场接近其均分值，那么热点的X射线通量和光谱与X射线是由负责无线电发射的电子群对无线电同步加速器光子的逆康普顿散射（"同步加速器自康普顿发射"）相一致。因此，3C123是第三个从热点发出X射线的射电星系，这与均分一致。钱德拉还探测到了3C123周围中等丰度的星系团的辐射，Lx（2 - 10 keV）= 2 x 10^44 ergs/s，kT约为5 keV，以及来自活动核的吸收辐射，推测其本征柱密度为1.7 x 10^22 cm ^-2，2 - 10 keV的本征光度为10^44 ergs/s。

银河系球状星团NGC 6388和NGC 6441的特殊水平分支形态：来自UV观测的新发现

The Peculiar Horizontal Branch Morphology of the Galactic Globular Clusters NGC 6388 and NGC 6441: new insights from UV observations

本文介绍了两个银河系球状星团NGC6388和NGC6441的多波段光学测光和紫外哈勃空间望远镜测光。我们获得了NGC 6388和NGC 6441的第一个紫外色星等图。这些图证实了以前的结果，在光学波段，存在相当大的恒星星族的极热水平分支恒星。至少在NGC 6388中，我们发现了一个明确的迹象，即在水平分支的热端，恒星的分布形成了一个钩状特征，与NGC 2808和半人马座欧米茄中观察到的非常相似。我们简要地回顾了已建议解释这一观测特征的理论方案。我们还调查了倾斜的水平分支形态，并提供了进一步的证据，支持早期的建议，这一功能不能被解释为差异变红的影响。我们发现，一个可能的解决办法是假设一小部分-范围在10 - 20%之间-在两个星团的恒星星族是强烈的氦富集（Y = 0.40在NGC 6388和Y = 0.35在NGC 6441）。He丰度在正则值（Y = 0.26）和引用的上限之间的分布可以很好地解释水平分支的整体形态和目标星团中变星的脉动性质。

强大的类星体Gamma-ray PKS 1510-089的多波长观测：喷流成分的线索

Multiwavelength Observations of the Powerful Gamma-ray Quasar PKS 1510-089: Clues on the Jet Composition

我们提出的结果，从一个强大的伽马射线类星体PKS 1510-089的多波长活动。这次活动开始于朱雀号深空观测，持续三天，总暴露时间为120千秒，并继续进行雨燕监测，持续18天。除了雨燕的观测外，该活动还包括地面光学和无线电数据，并产生了从10^9 Hz到10^{19} Hz的准同步宽带光谱能量分布。朱雀观测提供了一个高S/N的X射线光谱，这是很好地代表了一个非常硬的幂律与光子指数伽玛~ 1.2，增强了明显低于1 keV的软分量，这是很好地描述了一个黑体模型与温度kT ~ 0.2 keV。监测朱雀揭示了时间的变化，这是不同的低，高能量波段，再次表明存在的第二个，变量组件除了主要的幂律emission.We模型的宽带光谱PKS 1510-089假设的高能量光谱成分的结果，从康普顿红外辐射产生的热尘埃位于周围的分子torus。在所采用的内部冲击的情况下，推导出的模型参数意味着，射流的功率是由质子占主导地位，但与电子/正电子的数量超过质子的数量的一个因素~10。我们还发现，负责冲击形成的不均匀性，碰撞前可能会产生大量的康普顿辐射，这可以解释所观察到的软X射线过剩和可能的过剩在~18 keV。然而，我们注意到，体康普顿解释并不是唯一的，观察到的软过剩也可能通过文中简要讨论的其他过程产生。

热亚矮星中磁场的发现

Discovery of magnetic fields in hot subdwarfs

我们提出了一个项目的初步结果，以测量平均纵向磁场在一组sdB/OB/O星。该项目的灵感来自于三颗超富金属的sdOB恒星的发现，每颗恒星的金属（例如Ti，V）增强了10^3到10^5倍。在化学性质特殊的A星中也观察到类似的行为，那里的强磁场是富集的原因。考虑到这一点，我们在ESO/VLT上使用FORS 1获得了两个超金属富集的sdOBs，两个“正常”sdBs和两个sdOs的圆偏振光谱。通过检查圆极化的氢巴耳末线和氦线，我们已经检测到磁场的强度为1-2千克在我们的大多数目标。这表明，这样的领域是相对常见的热次矮星。

从FUSE看白矮星和热次矮星

White Dwarfs and Hot Subdwarfs as Seen from FUSE

我们提出了一个小的收集FUSE光谱代表的主要光谱类发现在白矮星。此外，我们还讨论了另一类热演化恒星，即热次矮星。这两个家族都属于化学性质特殊的恒星，人们认为，引力沉降、普通扩散、辐射悬浮、微弱的恒星风和吸积等相互竞争的过程的复杂相互作用是这些天体中观测到的大气成分丰富多样的原因。FUSE在目前寻求建立这些恒星光谱演变的连贯理论方面发挥着关键作用，因为它能够以比以前根据光学或紫外线观测所能达到的高得多的准确度确定重元素丰度的模式。我们还简要介绍了一些迷人的FUV光变曲线的少数脉动亚矮星B星，从而说明了独特的潜力，FUSE的星震学研究，尚未被利用的潜力。

沿视线方向对星系团引起的微波背景极化的热修正和运动学修正

Thermal and kinematic corrections to the microwave background polarization induced by galaxy clusters along the line of sight

本文推导了宇宙微波背景辐射中由于热电子在星系团中沿视线方向散射而引起的偏振的首阶修正的解析表达式。对于一个热分布的电子与动力学温度为10千电子伏和散装特有的速度为1000公里/秒，占主导地位的修正引起的原始CMB四极和集群特有的速度从电子热运动的极化，并在10%的水平，在每种情况下，附近的极化信号的峰值。当更灵敏的测量变得可行，这些影响将是显着的横向特有的速度的测定，并在集群红移的CMB四极矩的值，通过集群极化路线。