High Resolution Spectroscopy of the X-ray Photoionized Wind in Cygnus X-3 with the Chandra High Energy Transmission Grating Spectrometer
本文对钱德拉X射线天文台高能透射光栅谱仪获得的大质量X射线双星Cyg X-3的1- 10 keV能谱进行了初步分析。该源揭示了一个丰富的详细的离散发射光谱，具有明确的签名的光致电离驱动的激发。在光谱学的新数据中，第一次天体物理学探测到了一些类似氦的“三胞胎”。（Si，S，Ar），具有光电离平衡特征的发射线比，完全分辨的Mg，Si和S的窄辐射复合连续谱，类H Fe巴耳末系的存在，以及~ 800 km/s大尺度速度场的清晰探测，以及源中~1500 km/s的FWHM多普勒展宽。我们简要地触及这些研究结果的结构的沃尔夫-拉叶风的影响。
2000-02-16 astro-ph
An Assessment of the Fe XVIII and Fe XIX Line Ratios from the Chandra Grating Observations of Capella
Fe XVIII和Fe XIX的X射线，EUV和FUV线发射，形成在五车二的（α御夫座）发射测量分布的峰值和无处不在的光谱中的许多冷恒星和星系的观测，提供了一个独特的机会来测试的鲁棒性Fe XVIII和Fe XIX光谱模型。天体物理等离子体发射代码（APEC）被用来识别这两种离子的35条谱线，并将模型预测与钱德拉低能透射光栅和高能透射光栅光谱仪，远紫外光谱探测器和极紫外探测器获得的光谱进行比较。Fe XVIII和Fe XIX谱线的观测值与APEC和其他常用模式的预测值之间存在着大于2倍的差异。特别地，两种离子的X射线共振线比所有模型相对于EUV共振线预测的更强。多波长观测表明，包括双电子复合和质子碰撞激发的重要性，并使用准确的波长光谱代码。这些离子为目前钱德拉、XMM-牛顿和FUSE观测到的10^7 K等离子体提供了重要的诊断工具。
2005-03-08 astro-ph
The Discovery of Broad P Cygni X-ray Lines from Circinus X-1 with the Chandra High Energy Transmission Grating Spectrometer
本文介绍了用钱德拉高能透射光栅谱仪首次获得的X射线双星Cir X-1的光栅分辨X射线谱。这些揭示了以高信噪比检测到的来自类H和/或类He的Ne、Mg、Si、S和Fe的丰富的谱线集合。这些线很宽（+/- 2000 km/s），显示了天鹅座P的剖面。谱线的吸收分量向低速方向延伸，其宽度和强度与相应的发射分量大致相同。天鹅座X射线P谱线的宽度与来自Cir X-1的强不对称H-α谱线的宽分量相当，这表明这两种现象可能是相关的。我们讨论了外流模型，并提出天鹅座P型廓线可能出现在中等温度（5 × 10^6 K）的风区域，来自于X射线加热的吸积盘。这一基本图像强化了Cir X-1中的吸积盘是以相对边缘的方式观察的观点，并且它表明Cir X-1是宽吸收线类星体的X射线双星模拟物。
2000-09-29 astro-ph
Modeling CHANDRA Low Energy Transmission Grating Spectrometer Observations of Classical Novae with PHOENIX. I. V4743 Sagittarii
我们使用PHOENIX代码包来模拟2003年3月在Chandra卫星上用LETGS观测到的人马座新星V4743的X射线光谱。我们的大气模型是1D球形的，扩展的，线覆盖的，并且是完全NLTE的。为了分析新星大气层和相关系统，在X射线波长下有一个潜在的核燃烧包层，有必要更新代码与新的微观物理，如本文所讨论的。我们表明，X射线的发射主要是由热韧致辐射和硬X射线的Fe和N的吸收占主导地位。在T_eff = 5.8 x 10^5 K，L_bol = 50 000 L_sun时，观测值最佳拟合。这些模型是根据太阳丰度计算的。结果表明，该模型可以用来确定丰度的新星喷出物。
2004-10-15 astro-ph
Chandra Grating Observations of AGN
用钱德拉高能光栅（HEG）观测到的I型活动星系核中铁钾线的最高光谱分辨率数据显示出各种各样的线形。然而，最显著峰的能量全部紧密聚集在6.4 keV（加权平均$6.403 \pm 0.062$ keV）附近。如果所有的峰都是单一的、相对论性加宽的盘线的一部分，这将需要不切实际的微调。因此，一些核心必须起源于遥远的物质（例如BLR，NLR，环面）。另一方面，在至少两个活动星系核中，6.4千电子伏的辐射在短时间内消失，这表明其起源靠近中心引擎。对于其中之一（Mrk 509），这是令人困惑的，因为HEG和同步RXTE时间平均光谱表明当时只存在一条窄线。NGC 4593的HEG/RXTE同步观测显示了一个宽的和窄的Fe-K复合物，都来自中性Fe，而F9则显示了一个窄的中性Fe-K成分加上一个宽的类He成分。后者的签名已被观察到在其他三个活动星系核的XMM和可能是相当普遍的。
2002-11-15 astro-ph
Chandra Grating Spectroscopy of the X-ray Binary 4U 1700-37 in a Flaring State
钱德拉X射线天文台光栅光谱的超巨星X射线二进制4U 1700-37揭示了发射线从氢和氦类S，Si，Mg和Ne在4-13 A范围。该光谱还显示了来自S、Si的荧光线，以及在1.94 A处的突出的Fe K α线。这些谱线在轨道φ ~0.7的这个范围内对以前未考虑的通量“软过剩”有贡献。在间歇燃烧过程中观测到了X射线源，其谱线强度随源的状态而变化。谱线的宽度（FWHM约为1000-2000 km/s）可以由康普顿散射或多普勒频移产生。硬X射线的功率谱显示出红噪声，软X射线和谱线显示出另外的准周期振荡（QPO）和功率谱突变。类氦三重态的Si和Mg表明，气体不是在一个纯粹的光电离平衡。我们讨论了共振散射是否会影响谱线比，或者是否有一部分风会被加热到T~10^6 K的温度。
2003-03-13 astro-ph
Chandra Grating Spectroscopy of the Seyfert Galaxy Ton S180
本文介绍了利用Chandra和ASCA对Ton S180的光谱观测结果。这些数据证实了软过剩的存在，但钱德拉LETG光谱显示它是广泛和平滑的，而不是分解成单独的发射线。这种过剩可能代表一个主要的或再处理的连续谱成分，或来自电离吸积盘的宽谱线的混合。在其他五个NLSy1s中出现类似特征使我们得出结论，这种软X射线成分可能是以非常高的速率吸积的源的特征。X射线光谱没有显示出吸收线的证据，表明如果气体存在于视线中，那么它处于非常高的电离状态或具有极宽的速度分布。新的ASCA数据证实，Fe K α线的窄成分峰值接近7 keV的静止能量，表明在核环境中存在大量的高度电离的材料。
2000-12-06 astro-ph
High Resolution Gratings Spectroscopy of GRBs 030382 and 041006 with Chandra LETGS
我们提出了高分辨率的X射线光谱学的两个最近的伽玛暴余辉观测的低能透射光栅钱德拉。伽玛暴030328和041006的余辉分别在每次爆发后的15.33和16.8小时开始被探测到，并且在每次~90 ksec的观测期间被观测到随时间衰减。我们适合连续发射在每个完整的数据集和数据切片成半和四分之一的时间段。对于这两个余辉，连续发射很好地描述了吸收的幂律模型，和描述的吸收和光谱斜率的模型参数不出现演变的时间。我们仔细搜索了完整和时间切片数据与模型连续体的偏差，没有发现明显（>~3sigma）窄发射/吸收线或边缘的证据。探测的缺乏意味着线发射--如果它是伽玛射线暴X射线余辉的一般特征的话--发生得早（在源帧中t~0.3天）和/或寿命短（dt<~10 ksec）。我们还评论同步辐射火球模型的X射线和光学数据。
2005-02-17 astro-ph
The Fe XXII I(11.92 A)/I(11.77 A) Density Diagnostic Applied to the Chandra High Energy Transmission Grating Spectrum of EX Hydrae
使用利弗莫尔X射线光谱合成仪，它主要基于HULLAC原子数据计算高电荷离子的光谱模型，我们研究了温度，密度和光激发的依赖性的I（11.92 A）/I（11.77 A）线比的Fe XXII。我们发现，这种线比的临界密度n_c \approx为5 × 10^13 cm^-3，在低密度时约为0.3，在高密度时约为1.5，并且对温度和光激发非常不敏感，因此，对于像磁激变变量这样的源，也是一种有用的密度诊断，其中等离子体密度很高，并且He-由于存在明亮的紫外线连续区，所以类似的离子密度诊断受到损害。将这一诊断应用于中极EX Hya的钱德拉高能透射光栅光谱，我们发现其T_e \approx 12 MK等离子体的电子密度为n_e = 1.0^{+2.0}-0.5} x 10^14 cm^-3，比太阳或其他晚型恒星中通常观测到的电子密度大几个数量级。
2003-04-03 astro-ph
Chandra Low Energy Transmission Grating Spectrum of SS Cygni in Outburst
We have fitted the Chandra Low Energy Transmission Grating spectrum of SS Cygni in outburst with a single temperature blackbody suffering the photoelectric opacity of a neutral column density and the scattering opacity of an outflowing wind. We find that this simple model is capable of reproducing the essential features of the observed spectrum with the blackbody temperature T_bl = 250+/-50 kK, hydrogen column density N_H = 5.0^{+2.9}_{-1.5} x 10^{19} cm^{-2}, fractional emitting area f = 5.6^{+60}_{-4.5} x 10^{-3}, boundary layer luminosity L_bl = 5^{+18}_{-3} x 10^{33} erg/s, wind velocity v…
2004-03-30 astro-ph
The Chandra High Energy Transmission Grating Observation of an X-ray Ionization Cone in Markarian 3
本文对钱德拉X射线天文台上的高能透射光栅光谱仪获得的塞弗特2星系Mkn 3的第一个高分辨率X射线谱进行了初步分析。高能光谱（λ < 4 Ang）主要是活动星系核连续辐射在冷的光学厚介质中的反射，包含来自铁和硅的明亮的K-α荧光线，以及来自硫和镁的微弱的混合线。软X射线发射（4 < lambda < 23 Ang）沿[O III]电离锥在空间上延伸，并显示在温暖的光电离区域产生的复合和光激发后发射的离散签名。测得的铁L线通量表明，碰撞电离等离子体的发射几乎完全可以忽略不计，并没有显着贡献的总能量预算的X射线发射。我们发现，显着的分数的H-和He-类共振线，以及所观察到的铁L线是通过再发射的温暖的吸收介质中观察到的塞弗特1星系。它的X射线光谱性质与在不同方向观察的典型的塞弗特1星系的光谱性质定性一致，并为Mkn 3中存在一个模糊的塞弗特1核提供了进一步令人信服的证据。
2000-09-20 astro-ph
Modeling the NeIX Triplet Spectral Region of Capella with the Chandra and XMM-Newton Gratings
钱德拉和XMM-牛顿的衍射光栅的高分辨率X射线光谱学为研究各种各样的恒星日冕现象提供了新的机会。一个流行的X射线校准目标是卡佩拉，它已被观察到的所有光栅与显着的曝光时间。我们收集了HETGS（155 ks），LETGS（219 ks）和RGS（53 ks）的所有可用数据进行比较分析，重点是在13.5A附近的NeIX三重态，这是一个被强铁线严重混合的区域。我们确定了18个发射线在这一地区的HEG光谱，包括许多从FeXIX，并找到良好的协议与预测从理论模型构建的天体物理等离子体发射代码（APEC）。该模型使用来自FeXV至FeXXIV线的排放测量分布。虽然这18条发射线不能在LETGS或RGS光谱中分离，但用HEG测量的它们的波长和通量与较低分辨率的光谱一致。在HEG的Capella模型中，NeIX的弱互组合线被贡献约一半通量的铁线显著混合。在考虑了类He诊断线的混合后，我们发现密度与低密度极限（n_e<2 10^10 cm^-3）一致;然而，与发射测量分布的峰值（~ 6 MK）相比，由NeIX G比表示的电子温度（~ 2 MK）令人惊讶地低。模型表明，NeIX三重态在较冷的等离子体和具有增强的氘-铁丰度比的等离子体中较少混合。
2003-08-19 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
High Resolution Grating Spectroscopy of GRB 020405 with CHANDRA LETGS
我们目前的高分辨率X射线光谱的GRB 020405获得的低能量透射光栅光谱仪（LETGS）的钱德拉X射线天文台开始1.68天后爆发。光谱看起来没有特征，没有发射线，吸收边或窄辐射复合连续的证据。该连续统可以用光子指数Gamma = 1.72 +/- 0.21和时间衰变指数alpha = 1.87 +/- 0.1的幂律来拟合，在宿主星系的红移处，冷气体的过剩柱密度N_{H} =（4.7 +/- 3.7）x 10^{21} cm^{-2}。铁谱线的缺失表明，在钱德拉观测时，附近周围物质的密度不太可能很高（n < 5 x 10^{12} cm^{-3}）。在光致电离后在光学薄介质中复合的情况下，大多数离子物种将在比这更低的气体密度下被完全剥离。在幂律光谱从低密度的“冷”、不透明介质反射的情况下，将产生可忽略的发射特征。除了这些对缺乏发射特征的可能解释之外，在“附近的后处理器”设想中，在稠密介质中发生的任何X射线线发射都可能被明亮的余辉连续体所淹没。虽然离散特征的缺乏并不能明确地测试GRB 020405和核合成之间的联系，但它强调了需要高分辨率X射线光谱来确定其他GRB余辉中报告的离散线的确切发射机制。
2002-09-24 astro-ph
XMM-Newton RGS and Chandra LETGS observations of the WHIM in 1ES 1028+511
我们报告了沿blazar 1 ES 1028+511（z = 0.361）视线方向探测到温热星系际介质（WHIM）的初步结果。1 ES 1028+511在150 k s内被低能透射光栅和Chandra机载高分辨率相机观测到。使用XMM-牛顿机载反射光栅光谱仪（RGS）获得了额外的300 ks观测。我们报告的三个吸收线，这可以归因于WHIM的检测，并与理论预测的结果进行比较。
2005-11-08 astro-ph
The Kinematics and Physical Conditions of the Ionized Gas in NGC 4593 from Chandra High-Energy Grating Spectroscopy
我们用Chandra高能透射光栅观测了Seyfert 1星系NGC 4593，并对软X射线谱进行了详细分析。我们测量了类氦的O，Ne，Mg，Si，类氢的N，O，Ne，Mg，Si和高度电离的Fe XIX-XXV的强吸收线。仅NLya、OLya和MgLya线似乎略微分离。我们确定了一个光谱特征，在$\sim 0.707$千电子伏与中性铁L边缘，这可能表明，有灰尘沿视线\ngc。中性硅吸收，这也可能是预期的吸收，由于灰尘是存在的（虽然不显着），在一个弱的中性硅边缘的形式。我们还检测到，在边缘显着性，NLya和O VII（r）1 s-2 p（$λ21.602 $）吸收在$z \sim 0$，由于在我们的本地组热介质。NGC 4593的软X射线谱可以用一个简单的单区光电离吸收体来描述，它的等效氢柱密度为$5.37^{+1.45}_{-0.79} \times 10^{21} \ \rm{cm}^{-2}$，电离参数为$\log ξ= 2.52^{+0.06}_{-0.04}$ ergs cm $\rm{s}^{-1}$，尽管还有一些特征没有被确定。虽然光致电离气体几乎肯定是由一个以上的电离状态的物质，并可能由几个运动的组成部分，更好的信噪比和更好的光谱分辨率的数据需要证明一个更复杂的模型。
2003-04-24 astro-ph
The X-Ray Spectrum of a Planetary Nebula at High Resolution: Chandra Gratings Spectroscopy of BD+30 3639
本文介绍了对一个行星状星云（PN）--年轻的X射线亮星云BD+30 3639的首次X射线光栅光谱观测结果。我们用钱德拉天文台的X射线低能量透射光栅和先进的CCD成像光谱仪（LETG/ACIS-S）对BD+30 3639进行了总共300 k的观测。BD+30 3639的LETG/ACIS-S光谱主要由O viii和C sc vi的类H共振线和Ne ix和O vii的类He三重线复合物组成。其他类氢共振线，如N vii，以及高度电离的Fe线，都很弱或不存在。在6-18 A范围内连续发射是明显的。光谱模型表明，等离子体温度范围为T~1.7x10^6 K ~ 2.9x10^6 K，中间存在一个吸收柱N_H~2.4x10^21 cm-2。同样的模型最终表明，C和Ne高度增强，丰度比为C/O~15-45，Ne/O~3.3-5.0（相对于太阳比，90%置信范围），而N和Fe则耗尽，N/O~0.0-1.0和Fe/O~0.1-0.4。由模型计算和实测通量（F_X = 4.1 × 10 ^-13尔格·cm-2·s-1）确定的X射线源的本征亮度为L_X~ 8.6 × 10 ^-32尔格·s-1（假设D = 1.2kpc）。这些光栅光谱学的结果通常与从BD+30 3639的X射线CCD成像光谱学获得的早期结果一致，但是精确得多。对（非太阳）丰度的严格限制直接涉及到现在的中心恒星-因此，最终，祖先渐近巨星分…
2008-08-27 astro-ph
High Resolution X-Ray Spectra of Capella: Initial Results from the Chandra High Energy Transmission Grating Spectrometer
覆盖能量范围为0.4-8.0 keV（1.5-30埃）的活动二元五车二（G8 III + G1 III）的高分辨率光谱显示出大量的发射线，证明了HETGS的性能。等离子体诊断的初步应用提供了有关日冕温度和密度的信息。由不同元素在不同电离状态下产生的谱线表明，五车二的等离子体具有广泛的温度范围，从log T = 6.3到7.2，这与极紫外探测器（EUVE）和宇宙学和天体物理学高级卫星（ASCA）最近的观测结果基本一致。电子密度由类He O VII谱线确定，在T_e=2*10^6 K时，N_e=10^10 cm^-3;在更高温度下形成的类He谱线只能给出电子密度的上限。O VII线的密度和发射测量一起表明日冕环明显小于恒星半径。
2000-06-30 astro-ph
The Cores of the Fe K Lines in Seyfert I Galaxies Observed by the Chandra High Energy Grating
本文报道了用{ \it Chandra}高能光栅对15个Seyfert I星系中$\sim 6.4$ keV的Fe K发射线的核心或峰值进行的18次观测结果。这些数据提供了最高精度的测量的峰值能量的Fe K线，和最高的光谱分辨率测量的线的核心的宽度。我们能够测量17个数据集的峰值能量，并且，排除了对NGC 3783的非常深的观测，我们获得了$6.404 \pm 0.005$ keV的加权平均值。在所有15个源中，线峰能量的双参数99%置信误差不排除来自Fe { \sc i}的荧光$Kα$线发射，尽管两个源（Mkn 509和3C 120）非常可能由来自Fe { \sc xvii}的$Kα$发射左右主导。我们能够在14个数据集中测量线芯宽度，并获得2380 +/- 760 km/s的加权平均FWHM（不包括NGC 3783深曝光），略大于仪器分辨率。然而，有证据表明，至少有4个排放源存在基础宽线排放。事实上，峰值的宽度在不同的源之间变化很大，一般来说，它可能有来自吸积盘外部的贡献{ \it和}更遥远的物质。对于磁盘的贡献，也峰值在6.4千电子伏需要更大的线发射率在数百个引力半径比已推导出从以前的研究Fe K线。
2003-11-25 astro-ph
Chandra X-ray Grating Spectrometry of Eta Carinae near X-ray Minimum: I. Variability of the Sulfur and Silicon Emission Lines
我们报告的变化，在一系列的钱德拉光栅光谱的超大质量碰撞风双星船底座Eta的重要X射线发射线，包括关键阶段周围的X射线最低/近星点通过在2003年5月。X射线是由埃塔车缓慢而密集的风与一颗隐藏的伴星快速而低密度的风碰撞而产生的。X射线发射线提供了唯一直接测量的气流动力学的伴侣的风沿风-风碰撞区。我们在这里集中在硅和硫线，这是最强的和最好的解决线在X射线光谱。大部分的线轮廓可以充分地拟合与对称高斯几乎没有显着的偏度。硅线和硫线都显示出显着的速度变化和相关的线宽增加，通过观察。在所有观测中，Si XIII和S XV三胞胎的R =禁止与互组合比率接近或高于低密度极限，表明谱线形成区域距离伴星大于1.6恒星半径。我们发现，简单的几何模型不能同时适合所观察到的质心变化和线宽的变化作为相位的函数。我们发现，所观察到的配置文件可以拟合合成配置文件与合理的模型沿风-风碰撞边界的发射率。我们使用这种分析来帮助约束作为轨道相位和轨道几何形状的函数的线形成区域。
2008-03-15 astro-ph
The Kinematics and Physical Conditions of the Ionized Gas in Markarian 509. I. Chandra High-Energy Grating Spectroscopy
我们用Chandra/HETG、HST/STIS和RXTE同时观测了Seyfert 1星系Mrk 509。我们测量了类氦氖和镁，以及类氢氮，氧和氖的强吸收线。除了Ne Lya和Ne IX（r）之外，这些线都没有得到解决。吸收线轮廓相对于Mrk 509的系统速度蓝移了约200 km/s，并且在系统附近有另一个分量的暗示。软X射线光谱可以用一个简单的单区光电离吸收体来描述，其柱密度为2.06（+0.39，-0.45）× 10^21 cm^-2，电离参数为log{xi} = 1.76（+0.13，-0.14）（或log{U}=0.27）。另一方面，紫外线数据可以很容易地检测到八个运动学分量，覆盖与X射线吸收剖面大致相同的速度。尽管X射线和UV吸收剂共享相同的速度空间，但UV吸收剂具有小得多的柱密度和电离状态。我们表明，模型的X射线数据不预测显着的紫外吸收，因此与紫外数据是一致的。UV吸收剂可以嵌入X射线吸收剂中，作为多相介质。最后，我们没有检测到任何软X射线发射线。
2002-08-29 astro-ph
The Chandra High Energy Transmission Grating Spectrometer probes the dusty warm absorber in the Seyfert 1 galaxy MCG--6-30-15
塞弗特1星系MCG-6 - 30 -15的Chandra HETGS光谱显示出许多来自N、O、Mg、Ne、Si、S、Ar和Fe的宽范围电离态的窄的、未分辨的（FWHM < 200 km/s）吸收线。Lee等人（2001年）对这些数据进行的初步分析表明，尘埃暖吸收体模型充分解释了> 0.48 keV（< 26 A）的光谱特征。我们属性以前的报告的一个明显的高度红移O VII边缘的中性铁L吸收复合物和O VII共振系列（由高于他$γ$转换;他$α,β,γ$也被认为是在较低的能量）。隐含的尘埃柱密度需要解释FeI L边缘的功能同意从早期的红化研究，这已经得出结论，尘埃应该与电离的吸收剂（考虑到相对较低的观察到的冷气体的X射线吸收）。我们的发现与Branduardi-Raymont等人（2001）基于XMM-牛顿RGS光谱的解释相矛盾，Branduardi-Raymont等人认为该光谱区域主要由起源于中心黑洞附近的高度相对论性软X射线谱线辐射所主导。在这里，我们回顾这些问题有关的软X射线光谱特征所解决的李等，（2001年）的第10页。（详情见Lee等人，2001年，ApJ.，554，L13）
2001-10-29 astro-ph
The Ultra-Luminous X-ray Source Population from the Chandra Archive of Galaxies
利用Chandra的先进CCD成像光谱仪在82个星系中观测到154个分立的非核超亮X射线源，其本征X射线光度> 1 e 39 ergs/s。源位置，X射线光度，光谱和定时特性列表。这些X射线属性和那些较弱的离散源在相同的领域之间的统计比较。高于~ 1 e38 erg/s的源显示相似的空间、光谱、颜色和可变性分布。特别是，在样本中没有令人信服的证据来证明一种新的和独特的X射线物体，如中等质量的黑洞。ULX的累积X射线光度函数与钱德拉深场结果的比较表明，约25%的源可能是背景天体，包括14%的螺旋星系样本中的ULX候选者和44%的椭圆星系样本中的ULX候选者，这意味着椭圆星系的ULX人口受到背景活动星系核的严重影响。与宿主星系性质的相关性证实了ULX的数量和总X射线光度与最近的恒星形成以及星系合并和相互作用有关。ULX在恒星形成星系中的优势以及它们与亮度较低的光源的相似性表明它们起源于年轻但寿命较短的人口，例如高质量的X射线双星，其贡献较小（基于光谱斜率）来自最近的超新星。椭圆星系中ULX的数量与宿主星系的质量成比例，并且可以最简单地解释为低质量X射线双星群体的高光度端。
2004-05-25 astro-ph
High-resolution X-ray spectroscopy of Procyon by Chandra and XMM-Newton
利用Chandra星载低能透射光栅光谱仪（LETGS）、XMM-Newton星载反射光栅光谱仪（RGS）和EPIC-MOS CCD光谱仪，对南河三F型星在5 ~ 175埃波长范围内的高分辨率软X射线谱进行了分析。线通量已分别测量的RGS和LETGS。光谱已经在全球范围内得到了拟合，以获得自洽的温度，排放量和丰度。总体积排放测量值约为4.1 x 10 e50/cm 3，峰值在1 - 3 MK之间。没有迹象表明一个占主导地位的热分量（T > 4 MK）被发现。我们提出了额外的证据，缺乏一个太阳型的FIP效应，证实了早期的EUVE结果。
2002-04-23 astro-ph
Chandra LETGS and XMM-Newton observations of NGC 4593
本文分析了XMM-Newton星载Chandra低能透射光栅光谱仪（LETGS）、反射光栅光谱仪（RGS）和欧洲光子成像相机（EPIC）对Seyfert 1星系NGC 4593的光谱测量结果。两次观察间隔约7个月。在LETGS光谱中，我们检测到一个高度电离的暖吸收体，对应于400 × 10 ^{-9} W m的电离态，在10-18 nm处可见为凹陷。该凹陷由多条弱Fe、Ne线组成。发现低电离温吸收体的柱密度小得多，对应于xi = 3 × 10 ^{-9} W m。然而，没有检测到中间电离温吸收体。对于RGS数据，电离状态难以约束。EPIC结果显示出窄的Fe K α线。
2003-06-17 astro-ph
Chandra X-ray counterpart of KS 1741-293
我们的目标是通过重新审视20世纪90年代初提出的无线电和红外关联来研究高能源KS 1741-293的性质。我们的工作主要基于对现代调查和档案数据的分析，包括NRAO，MSX，2 MASS和Chandra档案以及目录。我们还自行进行了深源CCD光学观测。KS 1741-293与一个扩展的射电和远红外源的重合，在1994年被暂时提出，现在已经不再被现代观测数据所支持。相反，钱德拉源是唯一一个被发现与KS 1741-293的所有高能误差圆一致的特殊物体，我们认为它是最有可能的X射线对应物。我们还报告了在KS 1741-293位置附近存在一个非热射电星云，并出现了超新星遗迹。讨论了与该X射线双星有关的可能性。
2006-11-24 astro-ph
The Ionized Gas and Nuclear Environment in NGC 3783. I. Time-Averaged 900 ks Chandra Grating Spectroscopy
我们目前的结果，从900 KS曝光的NGC 3783与高能透射光栅光谱仪上的钱德拉X射线天文台。由此产生的X射线光谱具有迄今为止获得的AGN的信噪比和分辨率的最佳组合。该光谱显示来自N、O、Ne、Mg、Al、Si和S的类H和类He离子的吸收线。也有可能的吸收线从H类和He类的Ar和Ca。我们还确定了低电离离子如Si_VII-Si_XII和S_XII-S_XIV的内壳层吸收。铁的吸收光谱非常丰富，检测到Fe_XVII-Fe_XXIV的L壳层线，M壳层线的强络合物，以及Fe_XXV的可能共振线。吸收线相对于系统速度蓝移了平均速度-590+-150 km/s。我们分辨出许多吸收线，它们的平均半高宽为820 ± 280 km/s。我们没有发现速度位移或半高宽与离子电离势之间的相关性。大多数吸收线显示不对称，有更多的扩展蓝色翅膀比红色翅膀。在O_VII中，我们已将这种不对称性归结为~ -1300 km/s处的附加吸收系统。这两个X射线吸收系统在速度位移和半高宽方面与在C IV、N V和H I的UV线中所确定的系统一致。给出了所有谱线的等效宽度测量值，并计算了几种离子的列密度。我们对6398.2 ± 3.3eV处的Fe_Kα窄线进行了解析，其半高宽为1720 ± 360 km/s，这表明该窄线可能是从宽线区的外部或环的内部发射的。我们还探测到窄Fe_Kα线的红边有一个康普顿肩，这表明它产生于冷…
2002-03-17 astro-ph
AD Leonis: Flares observed by XMM-Newton and Chandra
M矮星狮子座AD已经被XMM-牛顿上的反射光栅光谱仪和欧洲光子成像相机以及钱德拉X射线天文台上的低能透射光栅光谱仪观测到。在用XMM-牛顿进行的观测中，发现了五个由AD Leo产生的大耀斑，而在用钱德拉进行的观测中只发现了一个。光变曲线的静止水平很难定义，因为几个较小的耀斑相互重叠。然而，我们定义了一个明显的耀斑或耀斑衰变以外的准稳态。分别对耀斑态和准稳态的光谱进行了分析。从这些光谱的温度结构推导出与多温度模型和差分发射测量模型。多温度模型还被用来确定C，N，O，Ne，Mg，Si，S和Fe的相对丰度。类氦离子，如O VII和Ne IX，产生用于确定或限制相应离子的电子温度和电子密度的线三重态。在耀斑状态下，一个更高的排放措施，在最热的温度被发现的XMM-牛顿和钱德拉观测。导出的丰度表明存在一个逆第一电离势的影响，在冠的AD狮子座。
2003-09-11 astro-ph
Separating the X-Ray Emissions of UV Ceti A and B with Chandra
我们提出了第一个空间分离的X射线观测的活动UV Ceti二进制与\textit{Chandra}，提供重要的新信息的相对X射线活动水平的几乎相同的dM5.5e组件。这两个组成部分有相似的X射线光度在低级别期间和发射测量轨迹来自低能量透射光栅光谱揭示相似的日冕温度（$3 - 6$ MK）。然而，B组分显示出更高程度的可变性，导致平均X射线光度高于UV Cet A。我们讨论了这种增强活动的可能原因，在紫外线鲸鱼座B。
2003-03-21 astro-ph
Discovery of Narrow X-ray Absorption Lines from NGC 3783 with the Chandra HETGS
本文介绍了用钱德拉X射线天文台的高能透射光栅光谱仪首次获得的塞弗特1星系NGC 3783的光栅分辨X射线谱。这些光谱揭示了O、Ne、Mg、Si、S和Ar的类H和类He离子的许多窄吸收线，以及FeXVII-FeXXI L壳层线。我们还发现了几条弱发射线，主要来自O和Ne。吸收线蓝移的平均速度约为440 \pm 200 km/s，并没有解决，这表明在吸收气体的速度分散几百km/s或更少。我们测量线的等效宽度，并将它们与光电离模型的预测。最佳拟合模型的微湍流速度为150 km/s，氢柱密度为1.3 \times 10^22 cm^-2。所测得的蓝移和推断的X射线吸收线的速度色散是一致的，在这个对象中观察到的最强的紫外线吸收线。然而，提出严格统一X射线和UV吸收剂的简单模型难以同时解释X射线和UV吸收线强度。
2000-04-04 astro-ph
A view of PKS 2155-304 with XMM-Newton Reflection Grating Spectrometers
我们目前的高分辨率X射线光谱的BL Lac对象PKS 2155 - 304采取的与RGS单位板载XMM-牛顿在2000年11月。我们在21.59A（~4.5 sigma检测）从温暖/热的局部气体中检测到OVII Ka共振吸收线。线轮廓可能是双峰。我们没有证实Chandra观察到的强20.02 A吸收线，并解释为z~0.05 OVIII Ka。等效宽度的3 σ上限为14 mA。我们还探测到了~23.5A的星际OI1s-> 2p谱线，并推导出在PKS2155 - 304视线上的ISM中的亚太阳O/H比因子<= 1.5。
2003-11-26 astro-ph
Chandra/HETGS Observations of the Capella System: the Primary as a Dominating X-ray Source
我们用Chandra/高能透射光栅谱仪（以下简称HETGS）探测了6 - 25 AA波段Capella的X射线发射线的多普勒运动。观测到的运动遵循预期的五车二的主要轨道运动。这一发现意味着，至少在过去的六年里，在赫兹普龙间隙中的主星G8 III，而不是次要的G1 III，一直是热10^{6.8} - 10^{7}K等离子体的主要来源。此外，结果表明HETGS的长期稳定性，并证明在HEG和MEG的速度测定分别为25和33公里/秒的小的不确定性。
2006-05-16 astro-ph
An X-ray look at the Seyfert 1 Galaxy Mrk 590: XMM-Newton and Chandra reveal complexity in circumnuclear gas
本文报道了XMM-Newton和Chandra对明亮的Seyfert 1星系Mrk 590的部分同时观测。长曝光（~100 ks）允许在6-7 keV下详细研究Fe K络合物和软X射线光谱特征的存在。我们分析了XMM-牛顿数据从欧洲光子成像相机（EPIC）在0.5-12 keV波段和反射光栅光谱仪（RGS）在0.35-2.5 keV波段，和数据从高能传输光栅（HETG）机载钱德拉。来自XMM-牛顿机载光学监测器（OM）的UV和光学数据也包括在分析中。在6-7 keV范围内，宽带谱由未吸收的幂律和三条未分辨的Fe~K线很好地描述。康普顿反射分量和窄铁K线在6.4千电子伏的存在下是一致的起源通过环面反射。在~6.7和7 keV的电离Fe线反而最有可能起源于温暖和电离气体上的散射。由于非常明亮的连续发射，软X射线光谱似乎几乎没有特征，除了RGS和Chandra-MEG在约19埃处检测到的一条被识别为OVIII Ly α的发射线。新出现的图像包括一个活跃的核直接看到一个“干净”的视线没有干预的材料，周围的光电离环核气体在一个高电离水平。我们还研究了钱德拉和XMM-牛顿的视野中的三个偶然的来源。其中一个来源可能被识别为ULX为L_{0.3-10 keV} ~10^{40}尔格/秒。
2007-01-08 astro-ph
Interstellar X-ray Absorption Spectroscopy of Oxygen, Neon, and Iron with the Chandra LETGS Spectrum of X0614+091
我们发现解决星际O-K，Ne-K和Fe-L吸收光谱的钱德拉低能量透射光栅光谱仪光谱的低质量X射线二进制X 0614 +091。我们测量了O和Ne的柱密度，并发现了星际O化学态的直接光谱约束。这些测量可能探测到一个低密度的视线通过银河系，我们讨论的结果，我们的知识的背景下，星际物质的性质之间的区域的旋臂。
2000-08-22 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
The Chandra LETG and XMM-Newton Spectra of HR 1099
在\textit{Chandra}和\textit{XMM-Newton}的早期阶段，X射线发光的RS CVn双星系统HR 1099已经被多次观测到。一个非常热（高达40 MK）的主导日冕等离子体已被确定从高分辨率的光谱数据;冷等离子体被视为下降到约3 MK。我们最近在\textit{Chandra}的客座观察员计划中获得了100 ksec的时间，用高分辨率相机（HRC-S）和低能透射光栅（LETG）在1 MK以上的整个温度范围内研究HR 1099的日冕。这些数据提供了前所未有的谱线和连续谱的视图，分辨率在1到175埃之间。我们提出了我们的调查钱德拉LETGS观测HR 1099的背景下，获得的最新结果与XMM-牛顿。
2002-01-31 astro-ph
Early Results from the Chandra X-ray Observatory
本文介绍了钱德拉X射线天文台对活动星系核的一些早期研究结果，重点介绍了高能透射光栅光谱仪（HETGS）的高分辨率光谱学研究。类星体PKS 0637-752被发现有一个非常明亮的X射线喷流，其形状在100千秒差距的尺度上与射电喷流非常相似，但X射线发射仍然令人费解地明亮。用光谱仪观测到的两个BL Lac天体PKS 2155-304和Mrk 421没有强烈的吸收或发射特征。HETGS观测到的其他射电大活动星系核的谱都是简单的幂律谱，没有明显的特征。
2000-05-08 astro-ph
Chandra Observations of the X-ray Narrow-Line Region in NGC 4151
我们首次获得了塞弗特1.5星系NGC 4151的高分辨率X射线谱。钱德拉高能透射光栅光谱仪的观测揭示了一个由空间分辨（1.6千秒差距）的高电离星云的窄发射线主导的光谱。X射线窄线区是由光电离和碰撞电离两种成分组成的复合区。X射线发射线具有与光发射线相似的速度、宽度和空间范围，表明它们产生于相同的区域。为了解释光学和X射线光电离辐射，在窄线区的云必须包含大范围的电离态。Chandra数据首次给出了热等离子体（T~ 1 e7 K）发射X射线谱线的直接证据，该谱线可能为较冷的光电离云（T= 3e 4 K）提供压力约束。
2000-10-16 astro-ph
X-rays of Stellar Coronae with Chandra and XMM-Newton: Flares and Elemental Composition in Stellar Atmospheres (Invited review)
钱德拉和XMM-牛顿对磁活动星的观测加深了我们对晚型星大气物理的认识。在这篇评论文章中，我讨论了两个从Chandra和XMM-Newton中获益匪浅的主题。特别令人感兴趣的是，对恒星日冕的元素组成的研究利用了这些卫星上的光栅仪器所具有的高光谱分辨率。我总结了我们的知识状况，并讨论了各种恒星日冕的元素组成。我还专注于恒星日冕耀斑的主题，并回顾了XMM-牛顿和钱德拉的X射线和多波长的研究所作出的贡献。
2004-09-21 astro-ph
The Kinematic and Plasma Properties of X-ray Knots in Cassiopeia A from the Chandra HETGS
我们提出了高分辨率X射线光谱从年轻的超新星遗迹Cas A使用70-KS的观测所采取的钱德拉高能透射光栅光谱仪（HETGS）。线发射，占主导地位的Si和S离子，用于高分辨率光谱分析的许多明亮的，狭窄的地区的Cas A检查他们的运动学和等离子体状态。这些数据允许使用前所未有的X射线运动学结果进行3D重建：我们推导出这些选定区域的明确多普勒频移，其值范围在-2500和+4000 km/s之间。这些地区的等离子体诊断，来自线比的解决He-样三线和H-样线的Si，表明温度主要在1千电子伏左右，我们的模型为O-丰富的反向冲击喷出物。电离年龄也没有显着变化，在这些地区的残留物。光栅分析是由来自同一数据集的非分散光谱补充的，该数据集提供了关于所选Cas A区域的发射测量和元素丰度的信息。发射X射线的喷出物的导出电子密度在20 ~ 200 cm^{-3}之间变化。测得的Mg、Si、S和Ca的丰度与O是Cas A等离子体中的主导元素一致。Cas A的直径为5弧分，是迄今为止HETGS观测到的最大源。因此，我们描述了我们使用的技术和一些挑战，我们面临的HETGS数据减少从这样一个扩展的，复杂的对象。
2006-08-28 astro-ph
Evidence for Jet Collimation in SS 433 with the Chandra HETGS
利用钱德拉高能透射光栅谱仪（HETGS）研究了433不锈钢（SS 433）双星出射后的高分辨X射线能谱。探测到许多来自高度电离元素的多普勒频移X射线发射线。射流的初始温度估计为20千电子伏。发现这些线通常比仪表化分辨率更宽。Fe XXV K α和Si XIII K α谱线的宽度分别对应于2100（+600/-340）km/s和840（+180/-150）km/s的速度色散。无论是测得的线宽还是它们对原子序数的依赖性都不能单独用热展宽来解释。讨论了所观察到的线宽的替代解释，特别是包括沿其轴的渐进式射流准直。
2003-04-07 astro-ph
Composition of the Chandra ACIS contaminant
钱德拉X射线天文台上的先进CCD成像光谱仪（ACIS）由于污染物的积累而逐渐丧失低能量灵敏度。为了通过测量吸收边来确定污染物的性质，使用Chandra低能透射光栅光谱仪（LETGS）对明亮天体物理源的高分辨率光谱进行了分析。污染物中的主要元素是碳。由于氧和氟的边缘也是可检测的。不包括H，我们发现C，O和F分别占污染物的80%，7%和7%。氮在污染物中所占比例小于3%。我们将评估污染材料的各种候选物，并研究该层随时间的增长。例如，C-K吸收边的详细结构提供了关于化合物的键合结构的信息，消除了作为污染材料的芳烃。
2003-08-19 astro-ph
XMM-Newton observations of the Vela pulsar
我们提出了从XMM牛顿观测船帆座脉冲星的光谱分析。我们分析了脉冲星的热发射，其能量低于~ 1 keV，因为提取的光谱受到较高能量的星云发射的严重污染。XMM-牛顿号上的反射光栅光谱仪的无反射高分辨率光谱表明存在氢大气，正如先前钱德拉的结果所表明的那样。温度和半径都与Chandra的结果一致。在~10^4年年龄时，T^{ \infty } ~（6.4-7.1）× 10^5 K的Chandra和XMM-牛顿温度低于标准冷却曲线。
2003-06-24 astro-ph
High-Resolution Chandra X-ray Imaging and Spectroscopy of the Sigma Orionis Cluster
本文介绍了用高能透射光栅光谱仪对年轻的猎户座σ星系团（年龄~ 300万年）进行的90千秒钱德拉X射线观测结果。利用大质量中心星sigma Ori AB（O9.5V + B0.5V）的高分辨率光栅谱和中分辨率CCD谱，检验了X射线发射的风激波理论，并分析了星团中心区高空间分辨率的零级ACIS-S图像。钱德拉在主CCD（ACIS-S3）上探测到42个X射线源。除了五个外，所有的都有近红外或光学对应物，大约四分之一是可变的。值得注意的高质量恒星是猎户座σ AB、B型磁星猎户座σ E和B5 V双星HD 37525。大多数其他探测到的性质与较低质量的K或M型恒星一致。我们目前的第一个X射线光谱的不寻常的红外源IRS 1位于3.3弧秒以北的sigma猎户座AB，这可能是一个嵌入的金牛座T星的磁盘/信封被光蒸发的sigma猎户座AB。我们专注于软发光X射线发射的Sigma Ori AB的辐射风冲击的解释，但也考虑可能的替代品，包括磁约束风冲击和碰撞风冲击。它的发射线没有显示出明显的不对称性或质心偏移，并适度加宽到HWHM ~ 264 km/s，或四分之一的终端风速。类氦离子中的禁戒线在形式上未被检测到，这意味着强烈的紫外抑制。Mg XI三重态形成于表面上方一个恒星半径内的风加速区。这些X射线性质在几个方面与光学稀薄风的辐射风冲击理论的预测一致，但解释窄线宽对该理论提出了挑战。
2008-05-06 astro-ph
Six Large Coronal X-ray Flares Observed With Chandra
本文介绍了钱德拉资料库中六个最大日冕X射线耀斑的研究。用高能透射光栅光谱仪（HETG）和ACIS探测器在II Peg、Algol、HR 1099、TZ CrB和CC Eri上观测了耀斑。我们利用谱线分析方法，分别重建了耀斑和平静态的发射测度分布EMD（T），并对两者进行了比较。随后，从EMD获得元素丰度。我们发现在所有耀斑中EMD都有类似的行为，即出现大的高T分量，而低T（kT < 2 keV）等离子体基本上不受影响，除了低T发射测量的小幅度上升。在六个耀斑中的五个，我们检测到一个第一电离势（FIP）的耀斑丰度相对于平静的效果。这可能与以前的建议相矛盾，耀斑是一个反FIP效应的原因，在高度活跃的日冕。
2006-12-26 astro-ph
High-Resolution X-ray and Ultraviolet Spectroscopy of the Complex Intrinsic Absorption in NGC 4051 with Chandra and HST
本文介绍了用钱德拉高能透射光栅光谱仪和哈勃空间望远镜成像光谱仪对窄线塞弗特1星系NGC 4051进行同步观测的结果。X射线光栅光谱揭示了O、Ne、Mg和Si的类氢和类氦离子的吸收和发射谱线。我们解决了两个不同的X射线吸收系统：高速蓝移系统在-2340+/-130 km/s和低速蓝移系统在-600+/-130 km/s。在紫外光谱中，我们检测到强烈的吸收，主要来自C IV，N V和Si IV，其被分解为多达9个不同的本征吸收系统，速度在-650 km/s和30 km/s之间。虽然低速X射线吸收在速度上与许多UV吸收系统一致，但高速X射线吸收似乎没有UV对应物。除了吸收和发射线，我们还观察到快速的X射线的变化和低X射线通量的状态在最后15 ks的观察。NGC 4051有一个软X射线过剩，我们适合在高和低X射线通量状态。高分辨率的X射线光谱直接揭示了软过剩不是由窄发射线组成的，并且它具有显著的光谱曲率。一个幂律模型无法拟合它，而一个黑体产生一个几乎可以接受的拟合。我们比较观察到的光谱变化与以前的研究结果的NGC 4051。
2001-04-20 astro-ph
Detection of a Fully-resolved Compton Shoulder of the Iron K-alpha Line in the Chandra X-ray Spectrum of GX 301-2
本文报道了钱德拉X射线天文台上的高能透射光栅光谱仪在大质量双星GX 301-2的X射线谱中探测到一条完全分辨的康普顿散射发射线。在该系统中观察到的铁K-α荧光线复合物由以E = 6.40 keV的能量为中心的强烈窄分量和向下延伸至~6.24 keV的红色肩部组成，这对应于康普顿背散射铁K-α光子的能量移位。从详细的蒙特卡罗模拟和观察到的光谱比较，我们能够直接约束的散射介质的物理性质，包括电子温度和柱密度，以及估计的金属丰度。
2003-09-12 astro-ph
Stellar Coronal Spectroscopy with the Chandra HETGS
钱德拉高能透射光栅光谱仪通过对各种离子发射谱线的分辨率，提供了年轻和冷恒星的X射线发射和活动的详细信息。我们开始看到有关丰度、排放量和变异性的活动趋势。在这里，我们对比光谱的电视Crt，一个弱线的金牛座T星，与TW Hya，一个经典的金牛座T星。相对于TW Hya光谱，TV Crt的光谱更像是磁活动驱动的日冕，我们将其解释为由于吸积产生的X射线。我们还观察了长周期系统，飞马座IM搜索旋转调制，并比较活动在一个长周期的活动双星短周期系统和前主序星。我们没有发现旋转调制，但确实看到了长时间的耀斑。
2003-10-11 astro-ph
Resolving the Fe xxv Triplet with Chandra in Cen X-3
我们提出了一个45 KS钱德拉观测的高质量的X射线双星岑X-3的轨道相位之间的0.13和0.40（在日食后出口阶段）的结果。在这里，我们集中在6和7千电子伏之间的能量，即在铁K $_α$线区域，使用钱德拉卫星上的高能量传输光栅光谱仪的能量谱的离散功能的研究。我们清楚地看到在$\sim 6.40$ keV处的K $_α$中性铁线，并且能够区分在6.61 keV、6.67 keV和6.72 keV处的\ion{Fe}{25}三重态的三条线，其等效宽度分别为6 eV、9 eV和5 eV。K $_α$中性铁谱线的等效宽度为13 eV，比以前的测量值低一个数量级。我们讨论的可能性，小的等效宽度是由于由反射器所对的立体角的减少。
2005-10-21 astro-ph
Chandra X-ray Observatory High-resolution X-ray Spectroscopy of Stars: Modeling and Interpretation
钱德拉天文台的X射线光栅光谱仪可以在1000的分辨率上研究恒星光谱。以前的X射线观测站的低分辨率数据显示，几乎所有类型的恒星都发射X射线。钱德拉揭示了线和连续贡献的光谱，可以解释通过应用等离子体模型的基础上原子数据库的细节。对于太阳范式中解释的热日冕的冷恒星，碰撞电离平衡的假设允许推导温度分布和元素丰度。密度可以从类氦离子的亚稳跃迁线导出。异常趋势与太阳不同，非常热的温度分布也是如此。对于年轻的恒星，有证据表明吸积驱动的X射线发射，而不是磁约束等离子体发射。对于一些热恒星，冲击风的预期发射机制受到了挑战;现在有证据表明存在磁约束热等离子体。热恒星中的类氦线辐射对光激发敏感，这也可以用来推导风结构。
2004-03-03 astro-ph
Relativistic Iron Lines in Galactic Black Holes: Recent Results and Lines in the ASCA Archive
钱德拉和XMM-牛顿最近的观测，在RXTE宽带光谱覆盖的帮助下，揭示了恒星质量银河系黑洞系统中倾斜的相对论铁发射线。这样的系统是测试广义相对论的极好实验室，而相对论性的铁线则为进行这样的测试提供了重要的工具。在这篇对第10届马塞尔·格罗斯曼广义相对论年会论文集的贡献中，我们简要回顾了最近的进展，并提出了适合于星系黑洞档案ASCA观测的初步结果。如果相对论效应是真的，那么它应该在许多系统中（而不是一两个系统中）被揭示出来，这是合乎情理的;我们的档案工作的结果已经证明了这一点。ASCA光谱揭示了XTE J1550-564、GRO J1655-40、GRS 1915+105和天鹅座X-1的倾斜相对论谱线。
2004-02-04 astro-ph
High-Resolution X-ray Spectroscopy of SNR 1987A: Chandra LETG and HETG Observations in 2007
我们提出了一个扩展的分析深钱德拉LETG和HETG观测超新星遗迹1987A（SNR 1987A）在2007年进行。对光栅谱的整体拟合表明，该系统中慢速激波的X射线发射等离子体温度在过去三年中保持稳定，而快速激波的温度有所下降。强X射线发射线的第一光变曲线及其比值证实了这种温度演化。另一方面，从X射线线轮廓推断的体积气体速度太低，无法解释从光谱拟合推断的冲击后等离子体温度。这表明X射线发射来自于受到两次冲击的气体，第一次是冲击波，第二次是SNR 1987 A内环反射的冲击波。考虑到这些因素的新模型支持这一物理图景。
2008-10-29 astro-ph
Chandra and RXTE Spectroscopy of the Galactic Microquasar XTE J1550-564 in Outburst
在2000年5月银河系黑洞和微类星体XTE J1550-564爆发的峰值附近，我们用Chandra和RXTE两次获得了几乎同时的~ 4千秒快照观测。钱德拉的低能量灵敏度和高能量透射光栅光谱仪（HETGS）的分辨率，再加上RXTE的宽能量范围和大收集面积，使我们能够在“中间”X射线状态下对该源的爆发吸积流几何形状进行限制。0.65-25.0 keV的连续谱由相对热的（kT ~ 0.8 keV）吸积盘和硬的（Gamma ~ 2.3）日冕幂律分量很好地描述。在联合光谱拟合中强烈需要宽的、相对强的Fe K-α发射线（EW ~170 eV）和与Fe XXV一致的模糊吸收边分量。钱德拉/HETGS的分辨率显示，在单个RXTE光谱中清楚看到的宽Fe K-α发射线不是由于固有的窄线。
2002-08-06 astro-ph
X-ray Doppler Imaging of 44i Boo with Chandra
钱德拉高能透射光栅对明亮的食接触双星44 i Boo的观测表明，X射线谱线轮廓由于轨道运动而发生多普勒频移。X射线发射光谱包含叠加在弱连续谱上的大量谱线，其中O VIII、Ne X、Fe XVII和Mg XII的强谱线。从观测到的全部光谱中，这些谱线的轮廓显示出约550 km s^{-1}的多普勒展宽宽度。谱线质心随轨道相位变化，表明速度变化大于180 km/s^{-1}。一阶光变曲线显示出显著的变化，但没有明显的证据表明是主食还是次食。在所有光谱范围内都观测到耀斑;此外，在发射测量分布峰值附近（T_e = 5 ~ 8 × 10^6 K）的光变曲线显示出静态变化和耀斑。线轮廓和光变曲线的相位依赖性一起意味着至少有一半的发射是本地化在高纬度。一个简单的模型与两个地区的主星在相对较高的纬度再现了观察到的线轮廓的变化和静态光变曲线。这些第一次清晰的恒星日冕物质的X射线多普勒频移说明了钱德拉的力量。
2001-10-25 astro-ph
