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
Jet Breaks in Short Gamma-Ray Bursts. I: The Uncollimated Afterglow of GRB 050724
我们报告了对\swift发现的短伽马射线暴GRB 050724的\chandra观测结果。\chandra在爆发后约两天和三周后第二次观察到这种爆发。第一次\chandra指向发生在一次强烈的晚期耀斑结束时。在0.4-10.0 keV范围内，在49.3 ks的观测期间检测到约150个光子。光谱拟合与早期\swift XRT数据的光谱分析一致。在第二次\chandra指向中，在44.6 k s内用8个背景扣除光子清楚地检测到余辉。从组合的\swift XRT和\chandra -S光变曲线中，我们发现叠加在潜在的幂律衰减斜率$α$ =0.98 $^{+0.11}_{-0.09}$上的显著耀斑。没有证据表明在爆发后约1 ks和爆发后约三周最后一个指向的\chandra之间存在中断。未检测到喷流中断使喷流张开角的下限为25 $^{\circ}$，这表明流出物的准直性不如大多数先前报道的长伽玛暴。这意味着GRB 050724的光束修正能量至少是$4\times 10^{49}$尔格。
2006-09-05 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
The true redshift distribution of Pre-SWIFT gamma-ray bursts
雨燕爆发似乎比以前的爆发更遥远。我们提出了联系红移和余辉光度的Boer & Gendre关系。利用XMM-Newton、Chandra和BeppoSAX星表，利用这个关系，我们研究了伽玛暴的红移分布。我们发现，未知红移的XMM爆发源似乎比那些已知的红移更遥远。我们认为这种效应可能是由于SWIFT之前光学观测的选择效应造成的。
2006-01-09 astro-ph
Chandra Observations of SNR 1987A
本文报道了我们利用{ \it钱德拉X射线天文台}对超新星1987 A的X射线遗迹进行监测的结果。我们在{ \it Chandra}周期3期间进行了两次新的观测，使过去三年的监测观测总数达到六次。这六次观测提供了一个新的超新星遗迹在X射线中诞生的详细时间历史。高角分辨率图像表明，软X射线亮节与光点，而硬X射线功能更好地与无线电图像相关。我们解释这方面的一个模型，其中快速冲击传播通过拱HII区域产生的硬X射线和无线电发射，而软X射线和光发射出现在较慢的冲击进入密集的节在拱内环。新的观测开始显示形态的变化，这可能预示着这个早期超新星遗迹发展的新阶段。在过去的30个月里，观测到的X射线通量增加了近三倍。X射线残骸正在以$\sim$ 5000 km s $^{-1}$的速度膨胀。
2003-08-12 astro-ph
Swift Observations of Shock Evolution in RS Ophiuchi
我们的\textit{Swift} RS Oph观测形成了一个前所未有的X射线数据集，用于调查中心源和爆发喷出物与星周环境的相互作用。在第一个月，XRT数据主要是由快速演变的冲击排放。我们讨论的差异，从那些发现\textit{RXTE}在早期的X射线发射的演变到更晚的时候派生的参数。很明显，在晚些时候，存在几种排放成分。在我们的数据中，我们没有发现强有力的证据来证明所提出的冲击爆发。
2008-09-26 astro-ph
Nucleosynthesis in The Oxygen-Rich Supernova Remnant G292.0+1.8 from Chandra X-Ray Spectroscopy
我们继续分析银河系富氧超新星遗迹（SNR）G292.0+1.8，这是由{ \it钱德拉X射线天文台}观测到的。高角分辨率的{ \it钱德拉}数据解决富含金属的喷出物结以及冲击拱星介质。G292.0+1.8中喷出物的X射线发射主要由高度电离的O、Ne和Mg组成。测量的丰度比表明，这种物质是在大质量祖星的流体静力演化过程中产生的。与仙后座A相反，几乎没有证据表明爆炸性核合成产生了发射X射线的喷出物，即，富含Si、S，特别是Fe的材料。这限制了G292.0+1.8中深层喷出物物质的混合或翻转量，并表明喷出物按成分强烈分层，反向冲击没有传播到Si/S或富Fe区。另一方面，明亮的赤道带主要由具有正常化学成分的X射线发射，这支持了冲击致密的星周物质的起源。我们发现SNR中的热压力远高于脉冲星风星云（PWN）中的压力，这表明反向激波还没有开始与PWN相互作用。
2003-12-29 astro-ph
A Chandra ACIS Observation of the X-ray Luminous SN1988Z
SN 1988 Z是最明亮的X射线发射超新星，最初是在1995年使用ROSAT HRI探测到的，亮度约为8 × 10^40 erg s^-1（Fabian & Terlevich 1996）。它的高亮度是由于爆炸波膨胀到一个特别密集的星周介质。在本文中，我们描述了最近的观测SN 1988 Z使用的ACIS探测器钱德拉。我们很容易就探测到了SN 1988 Z，获得了约30个净计数，对应于0.2 ~ 2 keV的光度约为3.2 × 10^39 erg·s^-1。提取计数的计算分位数允许宽范围的温度，但如果没有固有吸收，则需要高于5 keV的温度。长期光变曲线（1995-2005）的衰减为t^-2.6+/-0.6。这是最陡的X射线光变曲线之一。X射线光度表明，发射区的密度很高（>10^5 cm^-3），而且密度分布与爆炸前约5000年的恒星风质量损失不一致。如果星周介质是由于前身物质的质量损失，那么质量损失率非常高（~10^-3 M_solyr ^-1（v_w / 10 km s^-1））。X射线结果与SN 1988 Z模型的预测进行了比较。
2006-04-05 astro-ph
The Post-Burst Awakening of the Anomalous X-ray Pulsar in Westerlund 1
2006年9月21日，雨燕BAT探测到一个强烈（~10^39 erg/s）和短暂（20 ms）的爆发，其位置与钱德拉在2005年发现的候选异常X射线脉冲星CX164710.2 -455216的位置一致。在事件发生后约13小时开始了快速的后续观测，发现该源的1- 10 keV通量水平约为4.5 x 10^-11 erg/s/cm ^2，比XMM在5天前测量的亮度高出约300倍。我们报告的结果，从斯威夫特BAT观测的爆发和随后的斯威夫特XRT观测进行了前四个月的爆发后。这些数据与来自两个XMM观测（在BAT事件之前和之后进行）和2005年至2007年期间进行的四个档案钱德拉观测的数据进行了补充。我们找到了爆发后源脉动的相位相干解。脉冲相位的演变包括以1.4d的时间尺度衰减的指数分量，我们将其解释为大故障后的恢复阶段（Delta nu / nu约为6 x 10^-5）。我们还检测到一个二次分量，对应于自旋下降速率Pdot ~ 9 x 10^-13，这意味着磁场强度为10 ^14高斯。在爆发后0.6天进行的第一次Swift XRT观测中，光谱显示出kT = 0.65keV的黑体（R_BB = 1.5km）和γ =2.3的幂律，约占1-10 keV观测通量的60%。钱德拉存档数据的分析，在2005年期间，当源处于静止状态，显示在静止的调制是100%的脉冲能量超过4千电子伏和一致的（异常小尺寸…
2007-03-27 astro-ph
Type Ia supernovae in dense circumstellar gas
本文提出了一个简单的Ia型超新星爆炸的辐射热光变曲线模型，用来描述超新星2002ic和1997cy的光变曲线。模拟表明，在半径$\sim7\times10^{15}$ cm处，两颗超新星周围的CS包层密度相似。SN 1997 cy周围的CS包层质量接近于$5 M_{\odot}$，而其特征喷发时间不超过600年。我们分析了两种可能导致致密CS包层内Ia型超新星爆发的演化情景：共生双星中CO白矮星的吸积和初始质量约为$8 M_{\odot}$的单星演化。如果在SN 2002 ic和SN 1997 cy的情况下，关于致密CS包层中Ia型超新星爆炸的猜想是正确的，那么红超巨星包层的迅速消失和随后的CO白矮星爆炸是通过某种机制同步的。这一机制可能与白矮星在接近克拉塞卡极限时的收缩有关。我们表明，形成（超级）的一个红超巨星的CO白矮星和CO的核心合并，随之而来的爆炸是不可能的，因为它不提供所需的快速质量损失和爆炸的同步。
2003-08-18 astro-ph
Chandra Observations of Shock Kinematics in Supernova Remnant 1987A
我们报告的第一个结果，从深X射线观测的SNR 1987 A与钱德拉LETG。从线比推断的温度范围从0.1 - 2千电子伏，并与电离势增加。从X射线线剖面推断的膨胀速度在300 - 1700公里/秒之间，远低于从射电和X射线图像的径向膨胀推断的速度。我们可以用这样一种情况来解释这些观测结果：超新星爆炸波撞击内部拱星环的密集突起时产生的冲击波发射出X射线，这些突起也是光学热点的原因。
2005-06-19 astro-ph
Chandra observations of the recurrent nova CI Aql after its April 2000 outburst
我们报告的两个钱德拉观测结果的经常性新星CI Aql在14和16个月后爆发于2000年4月，分别。在这两种情况下，X射线发射都很微弱，光谱或强度没有任何明显的变化。虽然发射非常柔和，但由于后期的H燃烧，它不够明亮。这意味着发光超软阶段甚至在最新计算预测的时间之前就结束了。X射线光谱的细节，以及观测到的X射线强度比爆发前（1992/1993年）更亮的事实表明，观测到的X射线发射要么是由于星周物质的电离，要么是由于风和/或周围介质的冲击。
2002-10-01 astro-ph
A Combined Spitzer and Chandra Survey of Young Stellar Objects in the Serpens Cloud Core
我们目前斯皮策和钱德拉观测附近（~260 pc）嵌入星团的巨蛇座云核心。我们观察，使用斯皮策的IRAC和MIPS仪器，从3到70 $μm$的6个波段，检测从拱星盘和原恒星信封的热辐射，并分类使用颜色-颜色图和光谱能量分布（SED）的恒星。这些数据相结合的钱德拉观测研究拱星盘恒星X射线特性的影响。年轻的无盘恒星也可以从它们增加的X射线辐射中识别出来。我们已经确定了138个在巨蛇座中的YSO：22个0/I类，16个平坦光谱，62个II类，17个过渡盘和21个III类恒星;其中60个表现出X射线发射。我们的主要结果如下：1.）在λ < 24微米处探测到10颗以前在亚毫米级探测到的原恒星，在λ < 8微米处探测到7颗，2.）原恒星比更进化的YSO更紧密地聚集在一起（中位数分离：~0.024 pc，和3.）这些YSO周围的X射线发射等离子体的亮度和温度没有显示出对演化类的任何显著依赖性。我们综合了8个III类天体的红外导出的AK值和NH的X射线值，发现当AK > 1时，每兆质量的氢气柱密度小于标准星际值的一半。这可能是巨蛇座云核中挥发物凝结和/或吸积导致的颗粒生长的结果。
2007-07-17 astro-ph
Chandra X-Ray Point Sources, including Supernova 1979C, in the Spiral Galaxy M100
在钱德拉对旋涡星系M100的观测中发现了6个X射线点源，亮度为$4 \times 10^{38} - 2 \times 10^{39} \rm ergs s^{-1}$，在0.4- 7 keV波段。其中一个来源被确认为超新星SN 1979 C，在爆发后的16- 20年期间，它的X射线通量似乎大致恒定。X射线光谱是柔和的，如果X射线发射是由于超新星喷出物与星周物质的相互作用，这是可以预期的。大多数其他来源是可变的，无论是在钱德拉观察或档案数据相比。没有一个与原子核的射电辐射峰值相一致。这些源的光谱比超新星更硬，很可能是X射线双星。M100的X射线源比其大小的螺旋星系的典型辐射源更亮。这可能与星系中活跃的恒星形成有关。
2001-06-29 astro-ph
Chandra Observations of Type Ia Supernovae: Upper Limits to the X-ray Flux of SN 2002bo, SN 2002ic, SN 2005gj, and SN 2005ke
我们使用钱德拉X射线天文台对四颗Ia型超新星（SNe Ia）的X射线发射设定了敏感的上限。SN 2002 bo，一个正常的，虽然变红，附近的超新星Ia，在爆炸后9.3天被观察到。对于吸收的高温韧致辐射模型，通量极限为3.2 E-16 ergs/cm^2/s（0.5-2 keV波段）和4.1 E-15 ergs/cm^2/s（2-10 keV波段）。采用保守的模式假设和10 km/s的风速，我们得到了质量损失率为\dot{M} ~ 2 E-5 M_（\odot）/yr，这与其它Ia型超新星的H α线未被探测到所设定的极限相当。另外两个天体SN 2002 ic和SN 2005 gj分别在爆炸后260天和80天被观测到，它们是唯一显示出星周相互作用证据的Ia型超新星。SN 2002 ic的X射线通量上限比目前用来解释明亮光发射的相互作用模型的预测值低4倍。为了解决这一矛盾，我们调用混合冷致密的喷出物碎片进入前激波区，这产生增加的X射线吸收。适度的混合允许我们适应钱德拉上限。SN 2005 gj目前的研究较少。假设SN 2002 i的环星环境与SN 2002 i相同，SN 2005 gj的X射线通量上限比预测值低约4倍，这表明这里也发生了冷喷出物与前向激波的混合。我们对SN 2005 ke的Swift和Chandra数据的重新分析并没有证实以前报道的X射线探测。宿主星系NGC 3190（S…
2007-10-16 astro-ph
A Million-Second Chandra View of Cassiopeia A
介绍了钱德拉X射线天文台对超新星遗迹仙后座A的百万秒观测。在新的图像中，富含硅的喷出物（NE喷流和SW对应物）的双极结构非常明显，它们的光谱证实了它们的化学相似性。这些最有可能是由于喷出物的喷流，而不是在拱星介质中的空腔，因为我们可以拒绝后者的简单模型。这些喷流和富铁喷出物的性质将为Cas A的爆炸提供线索。
2004-09-30 astro-ph
Meteoroid and space debris impacts in grazing-incidence telescopes
在XMM-牛顿和Swift-XRT X射线观测台的焦平面上观测到了微流星体或空间碎片撞击。这些撞击导致焦平面电荷耦合器件探测器损坏，有一次甚至失灵。我们提出了一个简单的模型，微流星体和空间碎片粒子的传播到望远镜与掠入射X射线光学。未来焦平面的影响事件的风险，在三个目前（斯威夫特-XRT，XMM-牛顿，钱德拉）和两个未来（SIMBOL-X和XEUS）X射线天文台的估计。从2007年11月撰写本文起的一年内，在Swift-XRT、XMM-牛顿和钱德拉焦平面上至少发生一次撞击的概率分别为~5%、~50%和~ 3%。对未来SIMBOL-X和XEUS X射线天文台的撞击率进行一阶预测，在标称的5年任务期间，至少有一次焦平面撞击的概率分别超过94%和99%。未来的X射线天文台，具有大的收集面积和长焦距，可能会经历更高的影响率对他们的焦平面探测器比那些目前正在运行。在设计和规划今后的特派团时应考虑到这一点。
2008-03-13 astro-ph
X-ray continuum properties of GRB afterglows observed by XMM-Newton and Chandra
我们提出了一个目录XMM牛顿和钱德拉观测的伽马射线暴（GRB）余辉，减少在一个共同的方式使用最新的校准文件和软件。我们专注于余辉的连续性。我们推导出16个爆发的光谱和时间衰减指数。我们对爆破环境和几何体施加约束。比较XMM-牛顿的快速跟踪和钱德拉的后期观测，发现这些参数有显著的差异，可能是由爆发后两到十天之间发生的喷流膨胀的转变产生的。当我们校正光束时，我们没有观察到光度分布的显著收缩;需要更多的爆发观测来证实这一结果。我们还将我们的结果与BeppoSAX和SWIFT获得的结果进行了比较;当我们仔细考虑每个观测站不同的中值观测时间时，这些卫星观测到的余辉通量之间没有很大的差异。
2005-11-22 astro-ph
Galaxy Clusters in the Swift/BAT era: Hard X-rays in the ICM
我们报告正在进行的雨燕/BAT全天空调查的10个星系团的检测。该样品主要包括合并的簇，偶然在15- 55 keV波段检测到。我们使用BAT样品来研究热发射上方过量硬X射线的存在。BAT簇没有显示出显著的（例如>2 $σ$）非热硬X射线发射。唯一的例外是英仙座，它的高能辐射可能来自NGC 1275。使用XMM-牛顿，斯威夫特/XRT，钱德拉和BAT的数据，我们能够产生上限的逆康普顿（IC）的发射机制，这是在与大多数先前声称的硬X射线过剩不一致。对IC机制的X射线上限与射电数据的耦合表明，在某些星系团中，磁场可能大于0.5 $μ$ G。我们还得到了能量大于15 keV的星系团的第一logN-logS分布和光度函数分布。
2008-08-30 astro-ph
X-Ray, UV, and Optical Observations of Supernova 2006bp with Swift: Detection of Early X-Ray Emission
我们目前的X射线和光学/紫外线发射的类型IIP SN 2006 bp和SN冲击与其环境的相互作用，获得与X射线望远镜（XRT）和紫外/光学望远镜（UVOT）的斯威夫特天文台。SN 2006 bp在爆炸后第1天至第12天的合并XRT数据中以4.5 sigma的显著性水平在X射线中检测到。如果（1.8+/-0.4 <$E39 ergs/s）的X射线光度是由SN激波与来自祖先伴星的星风沉积的星周物质（CSM）相互作用引起的，则推断质量损失率为~E-05 Msun/yr。质量损失率与VLA在爆炸后第2、9和11天的无线电中未检测到一致，并且是爆炸前质量约为12-15 M_sun的红超巨星祖先的特征。结合爆炸后第21天获得的后续XMM-牛顿观测，推断X射线下降率为1.2+/-0.6。由于没有其他SN已被检测到在X射线之前的光学峰值，因为类型IIP SNe有一个扩展的“平台”阶段的光学，我们讨论的情况下，X射线可能是由于逆康普顿散射光球光学光子关闭相对论电子产生的拱冲击。然而，由于洛伦兹因子的高要求值（~10-100），我们得出结论，逆康普顿散射是一个不太可能的解释所观察到的X射线发射。光学/紫外光谱能量分布的快速演化和Swift观测到的光谱变化揭示了爆发后最初几周内膨胀光球的金属线覆盖和冷却的开始。
2007-03-29 astro-ph
A ROSAT Bright Source Catalog Survey with the Swift Satellite
我们认为，ROSAT全天巡天亮源目录（BSC）与美国宇航局的雨燕伽马射线暴（GRB）任务的18,811源的完整调查的前景。通过用卫星的成像X射线和紫外/光学望远镜对每个BSC源进行500秒的观测，这一“Swift Bright（源）目录巡天”（Swift-BCS）将得出所有BSC源的<5“源位置，这些源的通量水平基本上没有从ROSAT时代的通量水平衰减，并提供0.2-10 keV的X射线和紫外或光通量测量。这些光源的二维定位提高了10到30倍，几乎在每种情况下都能实现光学识别或深度限制，实现了BSC作为多波长目录的承诺，并允许充分枚举其罕见的源种群。由于Swift-BCS可以在三年任务中用10%的在轨时间完成，而且由于其目标的优先级低于活动余辉，因此它不会与GRB后续观测的主要Swift任务相冲突。此外，可以安排BSC目标，以推进雨燕的次要目标：用宽视场爆发警报望远镜（BAT）对硬X射线波段（源通量>~20 mCrab，10-100 keV）的全天进行日常监测;并进行为期两年的全天BAT调查，直到>~1 mCrab。由此产生的已识别X射线源目录从2000扩展到18，000，将为XMM-牛顿，钱德拉和未来的高能天文台提供一组非常丰富的观测目标。
2004-03-10 astro-ph
Chandra studies of star forming regions
当以足够高的空间分辨率和灵敏度观测时，恒星形成区是异常复杂的X射线源。低质量的原恒星和金牛T星，赫比格Ae/Be星，OB和沃尔夫-拉叶星在$28 \leq \log L_x \leq 34$ erg/s的水平上被看到。经常出现由磁重联耀斑引起的高振幅变率。从过去的恒星形成插曲，超新星遗迹和X射线双星系统可能占主导地位的排放在大尺度上。在天体物理学上，来自恒星X射线的分子物质电离对星周盘演化、双极流喷射和恒星形成有重要影响。我们在这里报告的早期结果，从钱德拉X射线天文台的研究范围广泛的恒星形成区域使用ACIS相机。它们包括附近蛇夫座和英仙座云的部分，猎户座星云团（ONC）和猎户座巨型分子云的其他地方，银河系中心周围的分子云和星团，LMC的剑鱼座30区域，以及原型星暴星系M 82。
2000-12-22 astro-ph
A survey for Fe 6.4 keV emission in young stellar objects in rho Oph: the strong fluorescence from Elias 29
我们使用该地区所有现有的钱德拉和XMM-Newton观测结果，报告了在年轻恒星物体（YSO）中寻找6.4 keV Fe荧光发射的结果，并测量了rho Oph云中的吸积光度。总共有九个这样的YSO具有足够高的S/N的6.4 keV线的X射线数据，如果存在的话，可能会被检测到。一个积极的检测Fe 6.4千电子伏线的一个对象，埃利亚斯29，在XMM-牛顿和钱德拉的数据。在Elias 29中检测到的6.4 keV线在静止和燃烧发射期间，不可能是所有先前报道的在YSO中检测到的6.4 keV Fe荧光，这些荧光是在强烈燃烧期间检测到的。观察到的荧光线的等效宽度是大的，在W_alpha约140 eV，排除了荧光从弥漫拱星材料。它也比从太阳合成光球或拱星盘的简单反射预期的要大，但它与来自中央照明的拱星盘的荧光是相容的。埃利亚斯29的X射线光谱也是奇特的，在其高（电离）铁丰度，从非常强烈的铁xxv 6.7千电子伏线发射明显，我们推测可能的机制，导致观察到的高丰度。
2004-12-20 astro-ph
Discovery of X-Ray Emission from Supernova 1970G with Chandra: Filling the Void between Supernovae and Supernova Remnants
我们报告的发现X射线发射的SN 1970 G在M101，35年后爆发，使用深X射线成像与钱德拉X射线天文台。钱德拉ACIS光谱显示，发射是软的（<2 keV）和特征的反向冲击区。X射线亮度（1 x 10^37尔格/s）可能是由超新星（SN）激波与致密的星周物质相互作用引起的。如果这些物质是由起源恒星的恒星风沉积下来的，则推断其质量损失率为（2.6+/-0.4）x 10^-5 M太阳/年。利用SN 1970 G及其环境的高分辨率Chandra ACIS数据，我们从以前的ROSAT HRI、PSPC和XMM-Newton EPIC观测中重建了X射线光变曲线，并找到了爆发后12-35年期间L \propto t^-s的最佳拟合线性下降率，指数s = 1.7+/-0.6。SN 1970 G是X射线探测到的最古老的SN，它首次允许直接观测SN到超新星遗迹（SNR）阶段的转变。
2005-06-01 astro-ph
A Chandra View of The Morphological And Spectral Evolution of Supernova Remnant 1987A
本文介绍了钱德拉X射线天文台对超新星1987 A的X射线遗迹的观测结果。截至2002年12月，我们对SN 1987 A进行了7次观测。来自最新数据的高角分辨率图像显示了残骸西北部和西南部新的X射线亮点的发展以及东部的变化。最新的0.5-2 keV波段通量（$f_X$ $\sim$ 6 $\times$ 10 $^{-13}$ ergs cm $^{-2}$ s $^{-1}$）比三年前亮了四倍。总的X射线发射主要来自爆炸波冲击波，$kT$ $\sim$ 2.4 keV。当冲击波接近致密的星周物质时，减速的慢激波（$kT$ $\sim$ 0.22 keV）对观测到的X射线辐射的贡献变得很大。在过去的两年中，这种慢激波贡献的增加在残骸的西半部特别明显。这些结果表明，激波阵面现在正到达内侧星周环的主体。基于最佳拟合的双激波谱模型，我们得到了X射线发射区的近似密度（对于快激波，$n_e$ $\sim$ 235 cm $^{-3}$;对于慢激波，$n_e$ $\sim$ 7500 cm $^{-3}$）。我们得到了在2 $-$ 10 keV波段内的任何嵌入点源（$L_X$ $\le$ 1.5 $\times$ 10 $^{34}$ ergs $^{-1}$）的X射线光度的上限。X射线残骸继续以4167 km/s $^{-1}$的速率线性膨胀。
2004-05-13 astro-ph
Chandra's tryst with SN 1995N
本文对2004年3月27日钱德拉X射线天文台观测到的一颗IIn型超新星SN 1995 N进行了光谱和成像分析。我们比较了从我们的钱德拉观测与ASCA在1998年以前的观察所获得的光谱。我们发现，在钱德拉光谱中的氖线的存在下，没有在ASCA观察报告。我们在这两个时代都没有看到铁的证据。所观察到的吸收柱深度表明一个额外的组件和以上的银河系吸收组件，可能是由于一个冷致密壳之间的反向冲击和接触不连续的喷出物。ASCA和ROSAT的观测结果表明X射线光变曲线的非线性行为。然而，随着钱德拉更高的空间分辨率和灵敏度，我们分离出许多附近的来源，在超新星的视野，另外有助于超新星通量由于大点扩散函数的ASCA。除去附近光源的贡献，我们发现光变曲线与线性衰减曲线一致。我们单独考虑了高能量带的光变曲线。我们讨论我们的结果的背景下，核合成模型和相互作用的冲击波与星周介质的核心坍缩超新星。
2005-05-03 astro-ph
X-ray Emission from Orion Nebula Cluster Stars with Circumstellar Disks and Jets
我们调查的X射线和近红外发射特性的样本前主序（PMS）恒星系统在猎户座星云团（ONC），显示证据的拱星盘（"propholds“）和光学喷流在哈勃太空望远镜（HST）成像。在ONC的钱德拉猎户座超深计划观测中，大约140颗probands中有70%被探测到为X射线源，其中包括25%的probands在HST成像中没有显示中心恒星。许多前行星显示出近红外线的过度，这表明盘吸积正在中央的PMS恒星上进行。在HST成像中检测到吸收的拱星盘中，我们发现X射线吸收柱和视盘倾角具有很好的相关性，提供了对UV和X射线照射的原行星盘的盘尺度高度和金属丰度的深入了解。喷流源显示了X射线探测到的probands中一些最大的近红外过量，这表明喷流的起源与正在进行的PMS恒星吸积密切相关。有些喷流源显示双峰X射线谱能量分布，软成分指示在喷流准直区的强冲击。这些结果支持模型中，拱星盘准直和/或发射喷气机从年轻的恒星物体，此外，表明星盘喷气相互作用可能有助于PMS X射线发射。
2005-06-27 astro-ph
Three X-ray transients in M31 observed with Swift
本研究的目的是寻找M31中的瞬变X射线源，并对其性质进行研究和分类。使用Swift观察到三个X射线瞬变。对于这三个X射线瞬变，我们使用斯威夫特X射线和光学数据，以及从XMM-牛顿和钱德拉的观测调查的光变曲线和光谱的爆发，从而确定源类型。XMMU J004215.8+411924的爆发持续了一个月左右。该源具有光子指数为1.6的硬幂律光谱。它以前被确认为Be/X射线双星，基于与恒星的光学鉴定。然而，我们表明，与改进的源坐标，很明显，光源是不是对应的X射线源。源SWIFT J004217.3+411532有一次明亮的爆发，之后它缓慢衰减了半年多。光谱是软的，对应于热吸积盘，最里面的温度为250-600 eV。在光学上没有看到源，软光谱表明源很可能是黑洞低质量X射线双星。M31 N 2006- 11 a是一颗以前在光学上观测到的新星。我们在光学最大值后半年用Swift在X射线和紫外线中检测到它，之后它在一个月内衰减到Swift检测阈值以下。X射线瞬态的光谱可以由具有50 eV的温度的黑体来建模。我们使用M31中的X射线瞬变目录来估计它们的速率，并且我们找到了9/年的下限。
2008-07-18 astro-ph
X-ray Emission from the Type Ic Supernova 1994I Observed with Chandra
本文介绍了对超新星1994 I的两次高分辨率Chandra X射线观测，首次表明Ic型超新星爆发的冲击波与其周围的星周物质（CSM）相互作用可以产生软X射线辐射。假设SN 1994 I爆发后6 ~ 7年内0.3 ~ 2 keV波段X射线的亮度为L_x ~ 1 × 10^{37}尔格/秒，并假设X射线发射来自激波加热的CSM，我们得到SN 1994 I爆发前的质量损失率为\dot{M} ~ 1 × 10^{-5} M_sun/yr（v_w/10 km/s）。结合早期ROSAT的观测结果，我们构造了SN 1994 I的X射线光变曲线。L_x \propto t^{-s}的最佳拟合X射线衰减率与指数s~1和CSM密度剖面rho_csm \propto r^{-1.9 \pm 0.1}的推断结果与SN祖先（rho_csm \propto r^{-2}）的恒定质量损失率和恒定风速剖面的预期结果一致。
2002-05-22 astro-ph
Chandra HETGS Multi-Phase Spectroscopy of the Young Magnetic O Star theta^1 Orionis C
我们报告了四个钱德拉光栅观测的倾斜磁旋转体θ ^1 Ori C（O5.5 V），覆盖了相对于恒星1060 G偶极子磁场的宽视角范围。我们采用线宽和质心分析研究的X射线发射等离子体在拱星环境中的动力学，以及线比诊断约束的空间位置，和全球光谱建模约束的温度分布和丰度的非常热的等离子体。我们研究了这些诊断作为视角的函数，并结合θ ^1 Ori C上磁通道风激波机制的新MHD模拟进行了分析。这个模型令人惊讶地很好地拟合了所有数据，预测了具有旋转相位的X射线发射等离子体的温度、光度和掩星。
2005-06-06 astro-ph
An Inside Out View of Bubbles
快速的恒星风可以席卷周围的介质并形成气泡。气泡的演化在很大程度上受其内部冲击快风的内容和物理条件的控制。直到最近钱德拉和XMM-牛顿X射线天文台的出现，这种热气体才被清楚地观测到。到目前为止，已经明确地从WR恒星吹出的两个拱星气泡，四个行星状星云和两个年轻星团吹出的超级气泡中检测到了弥散X射线发射。模型拟合的X射线光谱显示，星周气泡主要由低温（<= 3x10^6 K）的热气体组成，而星际气泡则包含相当大比例的高温气体（>= 5x10^6 K）。在所有的情况下，观测和传统的气泡模型之间的X射线光度存在很大的差异。未来的气泡理论模型需要重新检查热传导的有效性，并考虑到现实的微观过程，如密集的团块/结和湍流混合的质量负荷。钱德拉ACIS-S对NGC 6888的观测将揭示这些天体物理过程。
2002-12-06 astro-ph
Chandra Observations of Supernova 1987A
自1999年以来，我们一直在监测超新星（SN）1987 A与{ \it钱德拉X射线天文台}。我们提出了一个审查以前的结果，从我们的{ \it钱德拉}的观测，并从新的{ \it钱德拉}在2006年和2007年获得的数据的一些初步结果。利用{ \it Chandra}对SN 1987 A进行的高分辨率成像和光谱研究表明，SN 1987 A的X射线辐射来源于超新星爆炸前大质量前身星的赤道恒星风产生的环状致密星周介质（CSM）与爆炸波相互作用产生的高温气体。冲击波现在正扫过内环周围密集的CSM，因此SN 1987 A在软X射线中迅速变亮。在20岁时（截至2007年1月），SN 1987 A在0.5 $-$ 10 keV波段的X射线光度为$L_{\rm X}$ $\sim$ 2.4 $\times$ 10 $^{36}$尔格s $^{-1}$。X射线辐射用两分量平面激波模型描述，电子温度分别为$kT$ 0.3和2 keV。由于激波前缘与内环周围的致密CSM相互作用，X射线残骸现在的膨胀速度比2004年之前慢得多（$v$ $\sim$ 1400 km s $^{-1}$ 6000 km s $^{-1}$）。
2007-04-02 astro-ph
Chandra ACIS and Newton EPIC Observations of the X-ray Luminous SN1978K in NGC 1313
本文描述了用钱德拉上的ACIS探测器和牛顿EPIC观测资料对NGC 1313中的X射线发光SN 1978 K的观测。对ASCA SIS和GIS以及ROSAT PSPC光谱提供良好拟合的模型不再对ACIS或EPIC光谱提供良好拟合。对ACIS和EPIC谱的最佳拟合模型是双热等离子体模型（vmekal）;一个组分是软的（T = 0.61+0.04-0.05 keV，90%误差），另一个组分是硬的（T=3.16+0.44-0.40 keV）。对于模型中允许的不同丰度，只有软组分的Si丰度与太阳丰度不同，其值n（Si）（SN 78 K）/n（Si）（太阳）= 3.20+1.80-1.90（90%误差）。根据Chandra和XMM-Newton谱拟合的低T和高T模型的比率，我们推断出喷出物密度分布的指数n，rho_ejecta ~ r^（-n），约为5.2，采用星周物质分布指数s = 2（rho_cs ~ r^（-s））。0.5-2 keV的光变曲线基本上没有下降; 2-10 keV的光变曲线，仅由ASCA，XMM-牛顿和钱德拉观测构成，显示出从ASCA时代下降了1.5。硬带的下降，连同明显增强的Si发射，信号开始的X射线下降的SN 1978 K。
2003-11-18 astro-ph
A Deep Chandra X-ray Observation of the Embedded Young Cluster in NGC 2024
我们目前的一个敏感的76 ksec钱德拉观测的年轻星团在NGC 2024（d = 415 pc）在猎户座B巨大的分子云的结果。先前的红外线观测显示，这个引人注目的星团包含数百颗嵌入的年轻恒星，其中大部分仍然被星周盘包围。因此，它提供了一个难得的机会，研究X射线活动的光学不可见的原恒星和经典的金牛T星（cTTS）进行吸积的大样本。钱德拉探测到了283个X射线源，其中248个与其他波长的对应物一起被识别，大多数是在近红外波段。钱德拉图像与2 MASS的天体测量配准导致了亚弧秒的位置精度和红外对应物的高置信度识别。钱德拉探测器的特点是硬，重吸收光谱和壮观的变化。对大于100个源的光谱分析表明，平均消光A_v = 10.5 mag，典型等离子体能量E = 3 keV。变化的范围包括快速的脉冲耀斑和持续的低水平波动，表明强烈的磁场活动，以及缓慢的上升和下降的计数率，其起源更模糊。一些爆发达到kT = 6 - 10 keV的持续温度。钱德拉探测到了27个cTTS子样本中的一个，它们的X射线和辐射热光度是相关的。我们还报道了IRS 2b的X射线探测，它被认为是一颗大质量的嵌入式晚O星或早B星，可能是NGC 2024的电离源。在NGC 2024中，有7个毫米明亮的核心（FIR 1-7）可能是原恒星，但没有被探测到，除了在不寻常的核心FIR-4附近有微弱的发射。
2003-06-26 astro-ph
Iron Fluorescent Line Emission from Young Stellar Objects in the Orion Nebula
我们提出了一个系统的搜索结果，在6.4千电子伏的铁Ka荧光线1616 X射线源超深钱德拉观测猎户座星云团和模糊的猎户座分子云1人口的钱德拉猎户座超深项目（COUP）的一部分。在6.0-9.0 keV波段具有显著计数的127个对照样品源中，确定了7个源在6.4 keV处具有过量发射。这七个来源是年轻的恒星天体（YSO），其特征是强烈的耀斑般的通量变化，热光谱和近红外（NIR）对应物。观测到的等效线宽不能归因于沿视线的星际或星周物质的荧光。6.4 keV源的X射线光谱拟合和近红外颜色表明，这些源的X射线吸收> 1x10^22 cm^（-2），并有近红外过量发射，这在恒星光球层发生荧光时是不可能的。因此，我们的结论是铁荧光线的YSO来自反射的拱盘，这是由硬X射线连续辐射的磁重联耀斑。
2004-12-25 astro-ph
Chandra and ASCA X-ray Observations of the Radio Supernova SN1979C IN NGC 4321
我们报告的X射线观测的射电选择超新星SN 1979 C进行了ASCA在1997年12月和偶然获得的钱德拉保证时间观测在1999年11月。这颗超新星属于SN II-线形超新星（SN IIL），首次在光学上被观测到，并且发生在弱棒的、几乎面对面的螺旋星系NGC 4321（M100）中。该星系是室女座S星系团的一员，距离17.1 Mpc，并包含本世纪发现的至少三颗其他超新星。固态成像光谱仪（SIS）的有效曝光时间约为25 ks，气体闪烁成像光谱仪（GIS）的有效曝光时间约为28 ks，钱德拉先进CCD成像光谱仪（ACIS）的有效曝光时间约为2.5 ks。ASCA资料在SN 1979C射电位置的3 '直径半功率响应圆内未探测到点源。在ASCA SIS全波段（0.4 - 10.0 keV）中，背景和减去星系的SN信号的3 σ通量上限为6.3 × 10 ^-14 erg/s/cm ^-2，在2 - 10 keV波段中，3 σ通量上限<3 - 4 × 10 ^-14 erg/s/cm ^-2。在钱德拉的数据，在SN 1979 C的位置源是勉强检测到能量低于2千电子伏的通量与ROSAT HRI检测在1995年。当能量超过2 keV时，在上限约为3 x 10 ^-14 erg/s/cm ^-2时，无法探测到任何源。这些测量给出了有史以来第一个X射线通量极限的类型IIL SN超过2千电子伏，这是一个重…
2001-04-27 astro-ph
Detectability of Long GRB Afterglows from Very High Redshifts
伽马射线暴是追踪高红移恒星（包括第一代）形成的有希望的工具。在非常高的红移下，反向冲击发射在观察者系中持续时间更长，并且相对于前向冲击，其对于检测和分析目的的重要性增加。我们考虑两种不同的模型的伽玛射线暴环境，根据目前的想法红移依赖的气体性质的星系和原始恒星的形成。我们计算所观察到的流量作为红移和观测时间的函数的典型伽玛射线暴余辉，考虑到星系际光电离和莱曼- $α$吸收不透明度以及银河系的消光。在X射线和近红外波段的通量进行了比较与不同的探测器，如钱德拉，XMM，斯威夫特XRT和JWST的灵敏度。使用标准的假设，我们发现钱德拉，XMM和斯威夫特XRT可以潜在地检测伽玛射线暴的X射线波段非常高的红移$z\gtrsim$ 30。在K和M波段，JWST和地面望远镜有可能在触发事件发生后一天就探测到$z\sim$ 16和33（如果存在的话）。虽然X射线波段对外部密度和反向冲击不敏感，但近红外波段为诊断环境和反向冲击分量提供了灵敏的工具。
2003-12-10 astro-ph
Unveiling the Cygnus OB2 stellar population with Chandra
本工作的目的是确定天鹅座OB 2区迄今未知的低质量恒星星族，并研究其成员的X射线和近红外恒星性质。我们分析了97.7千秒钱德拉ACIS-I观测指向天鹅座OB 2区域的核心。分别通过KS检验和XSPEC热模型表征了源的X射线可变性和光谱分析。我们探测到1003个X射线源。其中，775个有与天鹅座OB 2成员相关的近红外对应物。我们估计天鹅座OB 2的典型吸收为Av~7.0 mag.虽然该区域很年轻，但只有极少数恒星（~ 4.4%）在近红外区域表现出盘诱导的过度吸收。在~ 13%的源中检测到X射线变化。耀斑至少占变异的60%。O-早期的B型恒星没有显著的变化。典型的X射线光谱参数为log（Nh）~22.25和kT~1.35 keV。变量和耀斑源具有较硬的光谱，中值kT=3.3和3.8千电子伏，分别。OB星通常较软（kT~0.75 keV）。中低质量恒星的X射线光度范围在1 E +30和1 E +31 erg/s之间，OB星的X射线光度范围在2.5x10^30和6.3E+33 erg/s之间。天鹅座OB 2区域有非常丰富的低质量X射线发射恒星。星周盘似乎非常稀少。
2006-10-12 astro-ph
First detection of hard X-ray photons in the soft X-ray transient Narrow-Line Seyfert 1 galaxy WPVS 007: The X-ray photon distribution observed by Swift
本文报道了在ROSAT全天巡天期间首次探测到的X射线瞬态窄线Seyfert 1星系WPVS 007中的硬X射线光子（E> 2.5keV），该星系是X射线谱最软的活动星系核。在2007年9月的50 ks观测中，Swift在0.3-10.0 keV波段清晰地探测到了AGN，其能级约为2 x 10^{-17} W m^{-2}。这是自1990年ROSAT全天巡天观测以来第一次有可能通过将迄今为止进行的所有Swift观测结果（总共85.5 k s）相加得出X射线光子分布。这种光子分布与AGN的X射线光谱一致，该AGN具有部分覆盖吸收体，柱密度约为1 x 10^{23} cm^{-2}，覆盖率约为90%。与2002年的钱德拉数据相比，WPVS 007的亮度增加了约4倍。Swift的数据还表明，导致当前低状态的吸收体可能已经开始消失。这种消失是由一个显着的变化，在硬度比从一个非常软的X射线状态在2005年10月至2007年1月的观测到一个相当硬的X射线状态在2007年9月的观测。在紫外线中，WPVS 007在过去两年中似乎变得更暗，最高可达0.5等。由光谱能量分布得到的光学-X射线光谱斜率为α ox =2.5，将WPVS 007归类为X射线弱活动星系核。校正红化和X射线吸收后，α ox变为1.9，大蓝凸块中的光度为log LBBB=37.7 [W]，换算成爱丁顿比L/LEdd约为1.0。
2008-09-24 astro-ph
