On why the Iron K-shell absorption in AGN is not a signature of the local Warm/Hot Intergalactic Medium
我们比较了2001年XMM-牛顿和2005年朱雀观测的类星体PG 1211 +143，z=0.0809。在7千电子伏的铁K壳层吸收线（在类星体框架中为7.6千电子伏）中观察到可变性，这在2005年比2001年XMM-牛顿观测期间明显减弱。从<4年的复合时间尺度来看，这意味着吸收体密度n>0.004个粒子/cm 3，而吸收体柱为5e 22 <N_H <11 e24个粒子/cm 2。因此，吸收体的尺寸尺度太紧凑（pc尺度），稠密气体的表面亮度太高（9-10个数量级），不可能是由局部热气体引起的，例如局部气泡，集团或温暖/热星系际介质（WHIM），如McKernan等人（2004，2005）所建议的。相反，铁K壳层吸收必须与AGN流出温和的相对论速度。最后，我们证明了PG 1211 +143中的吸收与局部热气体的关联仅仅是一种巧合，其它活动星系核中的退移速度与铁K吸收体流出速度的比较并没有揭示出一对一的运动学关联。
2008-01-10 astro-ph
XMM-Newton discovery of O VII emission from warm gas in clusters of galaxies
XMM-Newton最近在几个星系团的外围发现了来自~ 200万K气体的O VII线发射。这种辐射是由温暖-炽热的星系际介质产生的。为此目的研究的集群的原始样本已被扩展和两个以上的集群与软X射线excess已经found. We讨论的温暖的气体的物理性质，特别是密度，空间范围，丰度和温度。
2003-05-22 astro-ph
Constraining the thermal history of the Warm-Hot Intergalactic Medium
利用多目标光谱观测，我们在洛克曼洞内发现了z=0.8的星系跟踪的大尺度结构。通过使用深XMM图像，我们已经调查了软X射线发射的温暖-热星系际介质（WHIM）预计将与这个大尺度结构，我们设置了严格的上限，其通量在非常软的0.2-0.4 keV带。非检测要求在这些红移的WHIM低于0.1 keV。结合WHIM在低红移处的发射探测，我们的结果表明WHIM温度随着红移而迅速下降，正如流行的宇宙学模型所预期的那样。
2005-01-19 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
XMM-Newton Observations of Extra-planar Gas in Nearby Starburst Galaxies
我们报告的第一个结果XMM-牛顿观测附近的星暴星系，形成一个多波长的气体晕晚型螺旋星系周围的研究和它们的依赖水平的恒星形成活动在底层磁盘的一部分。XMM-牛顿，其非凡的灵敏度微弱的扩展X射线发射，是用来推导空间和光谱性质的非常热的面外/晕气体。例如，可以测试光谱模型，并可以估计密度，质量和能量等热气体属性。将晕X射线发射的分布与光学细丝和/或观察到的磁场结构进行比较，揭示了工作刚刚开始的有趣的相关性。我们的研究的目的-在一般情况下-在评估的重要性，星系晕作为一个富含金属的热介质和它们的意义，在银河系化学演化和可能的金属富集的星系际介质储存库。
2004-12-13 astro-ph
FUV and X-ray absorption in the Warm-Hot Intergalactic Medium
温热星系际介质（WHIM）是由激波加热的气体坍缩成大尺度的丝状体而产生的，并且可能包含了本机宇宙中相当大一部分的重子。在紫外（UV）和X射线波段的吸收线测量目前代表了最好的方法来研究低红移的WHIM。我们在这里描述的物理特性的WHIM和WHIM的H I和高离子，如O VI，O VII，和O VIII在远紫外和X射线波段的吸收线测量背后的概念。我们回顾了最近的WHIM吸收线的研究结果进行了紫外线和X射线卫星，如FUSE，HST，钱德拉，和XMM-牛顿和讨论他们的影响，我们的知识的WHIM。
2008-01-07 astro-ph
Galactic Corona or Local Group Intergalactic Medium?
宇宙流体动力学模拟预测，低红移宇宙包括一个温暖的星系际气体和星系的网络，星系群和星系团在这些细丝中形成密集的结。我们自己的银河系也不例外，预计也将被温暖的星系际介质包围，充满本星系群。一些理论模型也预测了热的银河日冕的存在。通过对河外源的X射线和FUV观测，我们可以通过高电离元素的吸收线探测温暖的热气体。事实上，钱德拉，XMM和FUSE观测已经检测到z=0吸收线朝向许多视线。已经出现的争论是对这些观测结果的解释：z=0的吸收系统是来自我们银河系的晕还是来自扩展的本星系群环境？这对我们理解本星系群的质量、星系际介质的物理条件、星系的结构和一般的星系形成都有重要的意义。我们将介绍目前的辩论状态，并讨论我们正在进行的观测计划，旨在了解z=0吸收系统，重点是Mrk 421和Mrk 279视线的高质量钱德拉光谱。
2005-11-21 astro-ph
XMM-Newton detection of warm/hot integalactic medium at z~0.01
我们报告了在BL Lac MRK 421方向上的21.82 A吸收特征的~3 sigma检测，其被解释为z~0.01处的OVII K（alpha）。这对应于HST沿着同一物体的视线探测到的宇宙空隙中H吸收体的红移。21.82 A线证明了在本星系群外存在温暖/热的星系际介质（WHIM），这与目前宇宙结构形成的模型一致。当气体密度在1 E-6 - 1 atom/cm ~ 3范围内时，WHIM在z~0.01处的温度<~（2.5-4）E6 K。我们还检测到OVII，OVIII和NeIX吸收线与零速度，可能与WHIM在本地组。
2004-05-08 astro-ph
Improved Constraints on The Neutral Intergalactic Hydrogen Surrounding Quasars at Redshifts z>6
我们分析了z>6的七个已知SDSS类星体周围HII区域的演化。由这些类星体单独产生的HII区域的观测半径和模型半径之间的比较表明，周围的星系际氢是显着中性的。当所有的约束条件结合起来，现有的类星体样本意味着体积平均中性分数大于10%，在z>6。这个有限的样本允许初步分析类星体参数之间的相关性，其HII区域的大小，以及中性氢分数的相关约束。我们没有发现任何证据，在这些相关性相矛盾的解释，冈恩-彼得森槽的红边对应的HII区域和部分中性IGM之间的边界。
2004-11-23 astro-ph
XMM-Newton view of the double-peaked Fe K-alpha complex in E1821+643
本文给出了L（2- 10 keV）~3.4E+45 erg/s亮射电宁静类星体E1821+643的硬带XMM-牛顿谱的分析结果。在6-7千电子伏的静止帧带中观察到两个发射特征，证实了先前钱德拉探测到的这些结构。我们解释这些功能作为两个单一的发射线，一个一致的中性铁K-α线在6.4千电子伏和其他最有可能是由于FeXXVI。如果与类星体有关，高能发射线应该起源于高度电离的物质，即吸积盘或发射线区域的云。或者，它可能与E1821+643所处的富星系团的星系际介质有关。一个复合的宽发射线结合吸收线模型，但是，也适合的数据。我们讨论了这些功能的起源可能的物理解释。
2006-10-09 astro-ph
X-ray Absorption by the Low-redshift Intergalactic Medium: A Numerical Study of the Lambda CDM model
利用LCDM宇宙的流体动力学模拟，研究了星系际介质（IGM）对背景类星体光谱的“X射线森林”吸收。与以前的研究一致，我们发现OVII和OVIII产生最强的吸收功能。钱德拉或XMM-牛顿可能探测到的强氧吸收剂出现在T ~ 10^6 K和超密度δ>~ 100的气体中，这是星系群的特征。未来的X射线探测任务可以探测到气体在更宽的温度范围内产生的较弱的氧气吸收，以及非维里化结构的较低密度;它们还可以探测森林对C、N、Ne、Fe（可能还有Si）的X射线吸收。如果IGM的金属丰度是0.1太阳能，那么预测的强到足以用钱德拉或XMM-牛顿进行~5σ探测的系统数量是非常低的，尽管金属丰度的分散会增加强吸收体的数量，即使平均金属丰度保持不变。我们的模拟再现了OVI吸收剂（在UV中）的高观测发生率，并且找到X射线森林的最有希望的策略是在已知OVI系统的红移处进行搜索，从而降低了显著检测所需的信噪比阈值。然而，虽然许多OVI吸收器具有与OVII或OVIII吸收相关的OVI系统，但OVI系统仅跟踪X射线森林的低温阶段，并且对强OVII和OVIII系统的全面核算将需要具有星座-X的预期能力的飞行任务。XEUS卫星的大有效面积将使其成为研究IGM的极其强大的仪器，测量各种元素对X射线的森林吸收，并揭示可能是宇宙重子重要储存库的冲击加热细丝。
2003-05-09 astro-ph
Constrained Simulations of the Real Universe: II. Observational Signatures of Intergalactic Gas in the Local Supercluster Region
本文给出了局部超星系团区域（LSC;室女星系团周围约30/h Mpc）的气体动力学+N体约束宇宙学模拟结果，通过对Mark III星系表中的星系奇特速度施加约束，该模拟结果在100 Mpc以内非常接近真实宇宙。利用模拟结果研究了LSC区星系际介质的性质和可能的观测特征。我们发现，与先前的无约束模拟一致，在T~10^5 - 10^7 K，该区域中约30%的气体处于暖/热相，在低密度区域中，T <10^5 K时约40%处于扩散相。最好的前景检测的温暖/热的星系际介质的LSC位于灯丝和附近的组和集群的维里化区域是通过在软X射线的OVII和OVIII的共振线和在紫外线的OVI双峰吸收。如果星系际气体在丝状体中（rho/~1 - 10）富集到典型的金属丰度> 0.05，那么在北银道极附近，特别是在超银道面附近，沿随机视线的OVI、OVII和OVIII柱密度很有可能在当前（FUSE、XMM）和未来（星座-X）仪器可探测的范围内。<rho>（节录）
2001-09-05 astro-ph
Locating the Warm-Hot Intergalactic Medium in the Simulated Local Universe
我们提出了一个分析的模拟光谱观测的暖-热星系际介质（WHIM）使用约束模拟的本地宇宙。局域WHIM的氧发射谱线模拟图很好地再现了真实局域宇宙中星系追踪的观测结构。我们进一步尝试采用DIOS（Diffuse Intergalactic Oxygen Surveyor）的预期性能对模拟后发座星系团和A3627的外部进行模拟观测，DIOS被提议作为一个专门的软X射线任务来寻找宇宙失踪的重子。我们发现，WHIM周围的附近的集群是可检测的一个典型的曝光时间的一天，从而构成现实和有前途的目标DIOS。我们还发现，最近在XMM-牛顿观测中报道的后发座星系团前面的X射线发射团在模拟的局域宇宙中也有对应的发射团，并且当气体温度设定为观测估计值时，其观测光谱在模拟的局域宇宙中可以很好地再现。
2004-09-27 astro-ph
XMM-Newton observations of 3C 273
一系列的9个XMM牛顿观测射电响亮类星体3C 273，主要集中在软过剩。虽然大多数单独的观测结果没有显示铁发射的证据，但将它们合并显示出一条弱的宽线（EW ~ 56 eV）。软过剩分量的变化，确认以前的工作，可以很好地拟合多个黑体组件，温度范围在~40和~330 eV之间，连同幂律。或者，康普顿化模型也提供了一个很好的拟合，平均电子温度约为350 eV，尽管当软过剩在0.5-10 keV能带上更亮时，这个值会更高。在3C 273的RGS光谱中，在零红移处检测到OVII He-α吸收线，这可能起源于当地星系际介质中的温暖气体，与Fang等人（2003）和Rasmussen等人（2003）的发现一致。
2003-12-05 astro-ph
Numerical simulations of the Warm-Hot Intergalactic Medium
在本文中，我们回顾了目前的预测的起源和可观测性的暖热星系际介质（WHIM），扩散气体，包含高达50%的重子在z~0的数值模拟。在结构形成过程中，从坍缩区产生的引力吸积激波逐渐将星系际介质（IGM）加热到T~10^5-10^7 K。WHIM被预测为在紫外（UV）和X射线波段辐射其大部分能量，并贡献了软X射线背景发射的一个显着的部分。虽然在FUSE和HST观测中看到了在WHIM的较冷部分中产生的O VI和C IV吸收系统，T约为10^5-10^5.5 K，但模型一致认为，目前的X射线望远镜，如钱德拉和XMM-牛顿没有足够的灵敏度来检测更热的WHIM。然而，未来的任务，如星座-X和XEUS可能能够检测到高度电离的原子，如O VII，O VIII和Fe XVII的发射线和吸收系统。
2008-01-07 astro-ph
High Resolution Spectroscopy of X-ray Quasars: Searching for the X-ray Absorption from the Warm-Hot Intergalactic Medium
本文用Chandra和XMM-Newton对六个中低红移类星体进行了观测。主要目标是寻找在温热星系际介质中高电离金属产生的窄X射线吸收线。所有的X射线谱都可用中性氢吸收法进行幂律拟合。为了寻找窄吸收特征，采用多项式方法考虑了由附加发射机制或定标不确定性引起的残差。在所有的光谱中，在3 σ以上的水平上没有检测到真正的吸收线。我们讨论的影响，我们的理解宇宙的重子含量和星系际介质（IGM）的金属丰度的吸收线的缺乏。我们发现，未探测到X射线吸收线表明IGM的金属丰度应小于~0.3太阳丰度。我们还讨论了与ISM，星系晕或本地集团，如已经看到沿其他几个视线（LOS）的任何本地（z ~ 0）X射线吸收的非检测的影响。通过比较一对LOSs，我们估计了（z ~ 0）3C 273吸收体的氢数密度的下限，即n_H >= 4 e-3 cm^-3。
2005-06-06 astro-ph
Detection of a hot intergalactic medium in the spiral-only compact group SCG0018-4854
目标：致密星系群是研究星系相互作用及其对星系演化影响的绝佳实验室。特别是，动态年轻的系统，有很大一部分的相互作用，晚型星系，到目前为止，逃避适当的研究，在X射线波段和他们的热星系际介质的属性几乎是未知的。出于这种知识的缺乏，我们提出了一个详细的调查在这里这样一个动态的年轻系统的X射线特性。方法：我们在新的南方致密星表SCG 0018 -4854中获得了一个只有螺旋的系统的XMM-牛顿观测。我们在这里提出的数据分析的结果，并讨论它们与其他几个类似的系统也在X射线波段进行了研究。结果：SCG 0018 -4854的4个成员的发射水平与基于其光学性质的预期水平相当。我们探测到星系间的低水平漫射辐射，这很可能是由于星系际介质的存在。与其他螺旋星系相比，这可能是迄今为止探测到的最冷的系统，尽管测量结果有很大的不确定性。这些结果表明，需要高质量的深X射线观测，以允许适当的研究动态年轻系统的势阱的性质，才能得出更一般的结论，他们的平均特性。
2008-04-02 astro-ph
Warm-hot intergalactic medium contribution to baryonic matter
流体动力学模拟表明，宇宙中的重子大部分仍然存在于一个弥漫的组成部分-温暖的星系际介质（WHIM）。为了确定WHIM的物理性质（空间分布、温度和密度），利用XMM-Newton EPIC/MOS观测系统对场星系周围软扩展X射线辐射的空间结构进行了细致的研究。星系分布和软X射线背景之间的角度相关性延伸了几个弧分。大尺度上的相关性是由星系团形成引起的。在小尺度（低于2弧分）的软流量的过剩被解释为真正的发射从晕的WHIM周围的个别星系。估算了样品中与星系有关的平均WHIM晕的体参数。典型的晕的特征半径约为0.3 Mpc，质量为4 - 7 x 10^11太阳质量。在局部宇宙中，WHIM的平均密度为7 - 11 x 10^{-32} g cm^{-3}（Omega_WHIM = 0.7 - 1.2%）。X射线WHIM发射的观测结果与数值模拟结果吻合较好，但观测材料的精度不足以约束WHIM理论。用钱德拉的高分辨率仪器对中等数量的低红移星系样本进行一系列深层次观测，将显著改善我们对WHIM参数的估计。
2006-04-21 astro-ph
XMM-Newton spectroscopy of high-redshift QSOs
本文给出了29个高红移（z>2）类星体的XMM-Newton观测结果，其中包括7个射电宁静天体、16个射电响亮天体和6个宽吸收线天体，由于高红移，静止标架能带扩展到30-70 keV。超过2-10 keV，类星体可以很好地拟合在每一种情况下，由一个简单的幂律，没有强有力的证据铁发射线。铁谱线的缺乏与射电喷流（对于射电噪类星体）和X射线鲍德温效应的稀释一致。在更高能量下没有康普顿反射峰（即，在静止帧中高于10 keV）。在宽波段（0.3 ~ 10 keV）范围内，大约有一半（16个中有9个）的射电强类星体被本征吸收，在天体的其余帧中，N_H值通常为1-2 x 10^22 cm^-2。七个射电宁静天体中没有一个表现出过度吸收，而六个BAL类星体中有四个被吸收。射电强的类星体比射电静的类星体具有更平坦的连续斜率（Gamma_RL ~ 1.55; Gamma_RQ ~ 1.98，超过2-10 keV），而在模拟吸收后，6个BAL类星体的基本光子指数与非BAL射电静天体在形式上是一致的。
2005-08-24 astro-ph
The Magnificent Seven: Magnetic fields and surface temperature distributions
目前已知有7颗在ROSAT数据中发现的、具有热X射线谱特征的射电宁静孤立中子星。它们表现出非常相似的特性，尽管进行了密集的搜索，但自2001年以来，它们的数量一直保持不变，这导致了它们的名字“壮丽的七”。其中五颗恒星的X射线通量呈现出周期在3.4秒到11.4秒之间的脉动。XMM-牛顿观测揭示了X射线光谱中的宽吸收线，这些吸收线被解释为质子或重离子的回旋共振吸收线，和/或原子跃迁被10 ^13 G量级的强磁场转移到X射线能量。新的XMM-Newton观测表明，具有多条吸收线的X射线光谱更加复杂。脉冲相位光谱的最好的研究，RX J0720.4-3125和RBS 1223揭示了衍生的发射温度和吸收线深度与脉冲相位的变化。此外，RX J0720.4-3125显示了长期的光谱变化，这被解释为由于中子星的自由进动。RX J0720.4-3125和RBS 1223的脉冲轮廓的建模提供了关于中子星的表面温度分布的信息，表明热极帽具有不同的温度、不同的大小并且可能不位于对跖位置。
2006-09-04 astro-ph
The XMM-Newton/2dF survey-VIII: The extended X-ray sources
我们展示了在宽视场（~2.3 deg^2）、明亮（2-10 ksec）XMM-牛顿/2dF巡天中探测到的8个扩展X射线源的样本，其通量极限达到~2 X 10^{-14} erg/s/cm^2。其中，七个被确定为安全的X射线集群在软0.3-2 keV波段使用标准小波算法的PN或MOS图像。光谱学或光度学的红移可用于五个星系团，范围在0.12和0.68之间。X射线光谱拟合显示温度在1至4.6 keV之间，这是贫穷星系团和星系群的特征。我们推导出第一次的XMM-牛顿簇数计数对数N-对数S分布，虽然统计不佳。log N- \log S和亮度-温度关系与ROSAT的结果符合得很好。
2005-09-14 astro-ph
Soft X-ray excess emission in clusters of galaxies observed with XMM-Newton
本文给出了后发星系团、A1795和A3112星系团中央0.5/h_50 Mpc区XMM-Newton EPIC光谱分析结果。通过模拟2 - 7 keV PN和MOS数据确定的热的团内气体的温度与从FeXXV-FeXXVI线比推断的温度一致。一个显着的温暖的排放成分的水平以上的系统的不确定性是显而易见的数据，并证实了ROSAT PSPC数据的后发座和A1795。在目前的校准精度水平下，不能排除这种现象的非热起源，但热模型与数据的拟合要好得多，温度在0.6 - 1.3 keV范围内，电子密度在10^{-4} - 10^{-3} cm^{-3}数量级。在外部的集群的温暖的组件的属性是勉强与最近的宇宙学模拟的结果相一致，它预测了当前时代的bayons位于一个温暖的热星系际介质（WHIM）的大部分。然而，导出的密度太高，在集群核心相比，WHIM模拟，因此需要更多的理论工作，以充分了解所观察到的软X射线过剩的起源。
2002-12-17 astro-ph
Warm-Hot Intergalactic Medium Associated with the Coma Cluster
我们提出了我们的XMM-牛顿RGS观测X彗星，后发座星系团后面的活动星系核。我们在后发座的红移处检测到NeIX和OVIII的吸收，其等效宽度分别为3.3+/-1.8 eV和1.7+/-1.3 eV（根据蒙特卡罗模拟确定的90%置信误差或2.3 sigma和1.9 sigma置信检测）。两条线的组合显著性为3.0 sigma，再次由蒙特卡罗模拟确定。同样的观测也得到了后发座X位置的后发座团簇气体的高统计EPIC谱。我们探测到了NeIX的辐射，其通量为2.5+/-1.2 x 10^-8光子cm^-2 s^-1 arcmin^-2（90%置信误差或3.4 sigma置信检测）。这些数据允许许多诊断以确定引起吸收和产生发射的材料的性质。尽管允许的性质范围很广，但接近该范围中点的值为T = 4 x 10 ^6 K，n_H = 6 x 10^-6 cm^-3，对应于相对于32的平均值的超高密度，通过它的视线路径长度为41 Z/Z太阳能^-1 Mpc，其中Z/Z太阳能是相对于太阳能的氖金属丰度。所有这些性质都是预测的温暖-热星系际介质（WHIM），所以我们得出结论，我们已经检测到与后发座星系团相关的WHIM。
2006-10-13 astro-ph
XMM-Newton discovery of an X-ray filament in Coma
XMM-牛顿对后发座星系团外围的观测证实了先前声称的软X射线过剩的存在，并表明它来自温暖的热发射。我们的数据提供了一个强大的估计其温度（~0.2千电子伏）和氧丰度（~0.1太阳）。结合使用XMM牛顿和ROSAT全天巡天数据，我们排除了银河系的软X射线发射的起源。将这一辐射与后发座前方的20 Mpc区域联系起来，可以从其星系速度分布的偏斜度中看出，产生了大约50 f_重子rho_critical的温暖气体密度的估计，其中f_重子是气体的重子分数，rho_critical是停止宇宙膨胀所需的临界密度。我们对与暖辐射相关的气体质量的测量强烈支持它的非维里化性质，这表明我们正在观察暖热星系际介质（WHIM）。我们的测量提供了一个直接估计的O，Ne和Fe丰度的WHIM。一些OVI吸收剂的Ne/O比的差异暗示了OVI吸收剂和后发座灯丝的不同来源。我们认为，昏迷灯丝可能已经预热，但在一个显着较低的水平相比，在郊区看到的群体。后发座灯丝中气体的热力学状态降低了嵌入式螺旋星系中的恒星形成率，为在这个和其他星系团中观察到的被动螺旋的存在提供了解释。
2003-08-31 astro-ph
A Population of Intergalactic Supernovae in Galaxy Clusters
我们在Wise天文台光学瞬变搜索的过程中，在红移在z=0.06和z=0.2之间的星系团区域发现了7颗Ia型超新星。其中两个事件，Abell 403中的SN 1998 fc（z=0.10）和Abell 2122/4中的SN 2001 al（z = 0.066），没有明显的宿主。这两个事件似乎都投射在中央cD星系的晕上，但相对于这些星系的速度偏移为750-2000 km/s，这表明它们并不受这些星系的约束。我们利用两个超新星的深度Keck成像确定了可能的矮星宿主的亮度上限，SN 1998 fc的M_R > -14等，SN 2001 al的M_R > -11.8等。在矮星系中，比我们的极限值更暗的星系团光度比例分别小于3 x 10^-3和3 x 10^-4。因此，SNe的2/7与星系光度的3 x 10^-3以下有关。相反，我们认为，这两个事件的祖先可能是一个弥漫的星系际恒星，最近通过行星状星云和红巨星在本地集群中发现的成员。考虑到无宿主超新星比正常超新星具有更高的可探测性，我们估计在星团中Ia型超新星的母恒星星族中有20^{+12}-15} %是星系际的.这一比例与其他星系际恒星星族的测量结果一致，并暗示产生星系际恒星的过程（例如，星团矮星的潮汐破裂）并没有显著地破坏或增强超新星Ia的形成机制。无主超新星是高红移星系际恒星星族形成的潜在强有力的示踪剂。
2002-11-14 astro-ph
XMM-{\em Newton} Observations of Optically Selected SDSS Clusters
我们通过分析七个公开的XMM-{ \em Newton}点，探索了Goto等人（2002）光学选择的SDSS簇样本子集的X射线特性，曝光时间范围从$\sim$ 4到46 ksec。总共有17个SDSS簇，其中只有8个在X射线波长处被探测到，具有$\rm f_{0.5-2keV}\magcir 1.2 \times 10^{-14}$ ergs cm $^{-2}$ s $^{-1}$。对于剩下的9个SDSS星系团，我们估计了它们的3个$σ$光度上限（对应于0.5-2 keV波段的$L_x\mincir 5\times 10^{42}$尔格/秒）。这种相对较低的光度表明，如果是真实的结构，这些星系团对应于贫穷的星系群。利用SDSS测光星表，我们还导出了星团$r$波段的光度.由此产生的比例关系（$L_{\rm opt}-L_x$，$L_{\rm opt}-T_x$）与其他最近的研究是一致的。
2004-10-22 astro-ph
Studying the Evolving Universe with XMM-Newton and Chandra
明亮耀变体的高分辨Chandra和XMM-Newton吸收谱首次揭示了温暖/炽热的星系际介质，从而追踪宇宙的大尺度结构。高分辨率X射线光谱和成像也提供了重要的新的限制的物理条件的冷却物质在集群的中心，需要重大修改的标准冷却流模型。XMM-Newton和Chandra低分辨率光谱仪在类星体APM 08279+5255的超铝质高红移透镜宽吸收线光谱中探测到了显著的Fe K_α吸收特征，对外流几何结构产生了新的认识，表明存在超太阳Fe/O比。钱德拉对附近的ULIRG/遮蔽的QSO NGC 6240的高分辨率成像光谱首次提供了同一星系中两个活跃的超大质量黑洞的证据，可能在该星系正在进行的主要合并过程中合并。深X射线探测表明，宇宙X射线背景（XRB）主要是由于在宇宙时间上累积到超大质量黑洞上的吸积。这些调查已经解决了超过80%的X射线背景为离散源。光学光谱鉴定表明，产生大部分的X射线背景的来源是一个混合物的模糊（2型）和unobscured（1型）活动星系核，预测的XRB人口合成模型。在最深的钱德拉和XMM-牛顿巡天观测中发现了一类高亮度的2型活动星系核，即所谓的类星体2。新的Chandra活动星系核红移分布的峰值（z~0.7）远低于ROSAT数据，表明Seyfert星系的演化发生在比类星体晚得多的宇宙时间。
2003-01-03 astro-ph
XMM-Newton unveils the type 2 nature of the BLRG 3C 445
我们提出了一个XMM-牛顿的观察，明确揭示了宽线射电星系3C 445的“塞弗特2”的性质。这是第一次解决了这个来源的软过剩。它由未被遮蔽的散射连续通量和发射线组成，可能产生于一个模糊环面的极点附近的温暖的光电离气体中。环核（可能分层）物质的存在是由核区域的复杂遮蔽所支持的。70%的核辐射（第一分量）确实被柱密度~4*10^{23} cm^{-2}遮蔽，30%（第二分量）被柱密度~7* 10^{22} cm^{-2}过滤。第一个组成部分是透过较厚区域直接观测到的核辐射。第二种是更不确定的性质。如果观察者有一个深入到核，但靠近环的边缘，它可能是光散射的环的内壁和/或光电离的气体在宽线区通过较薄的边缘观察到的环核物质。
2007-07-17 astro-ph
Probing Warm-Hot Intergalactic Medium Associated with the Virgo Cluster using an Oxygen Absorption Line
为了探测与宇宙大尺度结构相关的温热星系际介质，我们用XMM-牛顿观测了室女星系团背后的类星体。在54 ks的净曝光时间下，我们在RGS光谱中在650.9 + 0.8/-1.9 eV处勉强检测到OVIII K α吸收线，统计置信度为96.4%。观测到的线中心能量与M87的红移一致，因此该吸收体与室女星系团有关。根据生长曲线，估计OVIII柱密度大于7 x 10^16 cm^-2。在EPIC光谱中，在评估了室女星系团中的热团内介质和各种背景成分后发现了过量发射。我们检查了ROSAT全天空巡天图的漫射软X射线背景，并确认了室女星系团外的北部和西部地区的水平与我们使用的背景模型一致，而东侧的水平明显更高，增强与EPIC数据中发现的过量发射相当。我们认为相当一部分的过量排放与室女星系团，虽然可能的贡献，从北极支线不能排除。利用柱密度和发射测量，并假设氧丰度为0.1，电离分数为0.4，我们估计出温热气体的平均电子密度和视距分别小于6 x 10^-5 cm^-3和大于9 Mpc。这些数字有力地表明，我们已经在与室女星系团相关的暗条中探测到了一种温热的星系际介质。
2004-09-09 astro-ph
XMM-Newton observation of the X-ray point source population of the starburst galaxy IC342
我们提出的XMM-牛顿观测的星爆星系IC 342的结果。检测到37个X射线点源，亮度限值为$\sim 10^{37}$ \lum。大多数的源位于螺旋臂附近。X射线点源光度函数符合幂律形状，斜率为0.55，这是典型的星暴星系。我们还介绍了几个超铝X射线源（ULX）的能谱，包括银河核中的发光X射线源。除了原子核和发光超软X射线源外，其他超软X射线一般都可以用简单的幂律谱模型拟合。原子核非常明亮（$\sim 10^{40}$ \lum在0.2-12 keV），需要圆盘黑体和幂律分量来描述X射线发射。光谱拟合揭示了一个冷的吸积盘（kT=0.11千电子伏），并建议源窝藏一个中等质量的黑洞或恒星质量的黑洞流出。
2003-08-06 astro-ph
The Two-dimensional XMM-Newton Group Survey: z<0.012 groups
我们提出的结果的二维XMM-牛顿集团调查（2dXGS），档案研究附近的星系群。在这篇论文中，我们考虑了Mulchaey等人（2003）提出的11个邻近系统（z<0.012），它们的X射线光度范围很宽，从10^40到10^43尔格/秒。我们测量了这些系统中的铁丰度和温度分布，并推导出压力和熵图。我们发现统计上显着的证据，结构的熵和压力的气体成分的7组在10-20%的水平。XMM-牛顿数据的三组最好的统计数据也表明，斑片状金属分布在中央20- 50千秒差距的最明亮的集团星系，探测2-10千秒差距的分辨率。这提供了深入了解与恒星质量损失的热化相关的过程。对这些星系群的整体性质的分析揭示了X射线暗星系群的一个子类，其特征是具有较高的熵和较低的压力。我们认为，中心椭圆的合并历史是负责的源和所观察到的X射线暗集团的热气体的热力学性质。
2006-11-28 astro-ph
The warm-hot intergalactic medium at z~2.2: Metal enrichment and ionization source
结果，我们的搜索温暖的热气体对类星体Q 0329-385。我们确定了10个OVI系统，其中两个是在5000公里/秒的Z_EM和第三个应该是内在的起源。其余7个系统的HI柱密度为10^13.7<N（HI）<10^15.6 cm^-2。至少有1/3的OVI子系统的温度T<1x10^5 K，并且不可能起源于碰撞电离气体。硬紫外背景场的光电离很好地再现了金属丰度在10^-2.5 - 10^-0.5太阳能范围内的离子比，可能具有亚太阳能的N/C相对丰度。对于[O/C]=0，OVI云的大小在某些情况下比哈勃流所暗示的最大范围要大。假设氧相对于碳适度过量，则满足该约束。对于软紫外电离光谱，需要过量的O/C，[O/C]~0.0-1.3。对于硬（软）UV光谱和[O/C]=0（1），OVI区域具有10-40的过密度。
2002-11-04 astro-ph
An XMM-Newton Study of Hard X-ray Sources
我们简要地报告了正在进行的光谱研究的硬X射线源偶然选择在12 XMM-牛顿领域。对前7次EPIC观测的41个源的分析结果已在先前的一篇论文（Piconcelli等人，2002年，论文I）中进行了讨论，其中我们发现X射线吸收源的绝对比例（约30%）低于流行的CXB合成模型在F（2-10）~ 5x 10 **（-14）erg cm**-2 s**-1处的预测值（约50%）。我们在这里提出的初步结果，包括五个新的更深的XMM-牛顿测量的样本增加到90个源的整个样本。即使仍在进行中，本研究似乎证实并扩展到F（2-10）~10**（-14）erg cm**-2 s**-1的上述观测数据和理论预期之间的不匹配吸收源的分数。此外，1.5-1.6的样本平均光谱指数比CXB斜率更陡，表明构成CXB大部分的大多数遮蔽源存在于甚至更低的硬X射线通量。
2002-10-30 astro-ph
An XMM-Newton Observation of the Massive Edge-on Sb Galaxy NGC 2613
我们提出了一个XMM-牛顿观测的大质量边对锑星系NGC 2613。我们发现该星系包含一个深埋的活动核，其0.3 ~ 10 keV的光度为3.3 × 10^40 erg/s，视线吸收柱为1.2 × 10^23 cm^-2。在该星系25等/角秒^2的光学B波段等照度线内，我们还探测到另外4个光源，其累积光度为4.3 × 10^39 erg/s。大部分未分辨的X射线辐射在空间上遵循近红外（NIR）K波段表面亮度分布;光度比L_X/L_K ~ 8x 10 ^-4与从银河系离散源推断的结果一致。这种X射线-近红外关联和X射线光谱拟合与离散源人口的预期光谱的兼容性表明，低质量X射线双星（LMXB）是最有可能的发射器的未解决的排放在磁盘区域。剩下的未解决的排放主要是由于平面外的热气。这种气体的亮度至少比最近对如此大质量的星系（圆周旋转速度V_c ~ 304 km/s^2）的星系际气体吸积的模拟所预测的亮度小10倍（Toft等人，2002）。相反，我们发现平面外的热气最有可能代表远离盘的离散延伸，包括核两侧的两个“气泡状”特征。这些扩展似乎与无线电连续辐射有关，从能量上讲，可以很容易地用银河系圆盘的外流来解释。
2006-06-21 astro-ph
XMM-Newton observations of the M31 northern disk: Properties of selected X-ray sources and diffuse emission
本文介绍了对M31星盘北部的XMM-牛顿巡天观测结果。的光谱和时序分析的结果的37个最亮的源。结合X射线分析的结果与其他波长的可用数据，我们能够分类~ 50%，或37个来源中的19个。在我们的样本中有两个源是以前未知的：硬X射线源XMMU J004415.8+413057和瞬态超软源XMMU J004414.1 +412206。本文报道了在源XMMUJ 004415.8 +413057中发现的周期为197 s的可能的X射线脉动。XMMU J 004415.8 +413057的光谱和时间特性使其成为M31中第一个发现的吸积X射线脉冲星候选者。我们报告的第一个明确的检测软未解决的X射线发射从磁盘的M31。未分辨的辐射遵循旋臂的模式，可以追溯到距离星系中心约0.5度（760千秒差距时约7千秒差距）的地方。未分辨发射的光谱显示出占主导地位的软热分量，可以与~0.3 keV的光学薄的热等离子体发射模型拟合。我们认为，这种弥漫的软X射线分量的重要部分可能代表热弥漫气体的螺旋臂的M31和发射的正常恒星在磁盘的M31。
2004-01-13 astro-ph
XMM-Newton X-ray study of early type stars in the Carina OB1 association
本文研究了船底座OB 1星协中恒星星族的X射线性质，重点研究了早型恒星。它们的光谱特征为理解早型恒星风中X射线的形成机制提供了一些线索。利用各种统计检验和热谱模型对XMM-Newton的五个观测数据进行了定时和谱分析。在视场内探测到235个点源。其中几个来源可能是前主序星与特征的短期变化。有七个来源是可能的背景活动星系核。对23个OB型和WR-25型源进行了光谱分析.我们导出了三个能带的源及其通量的光谱参数。通过估算每一个源的星际吸收和到星云的距离，我们得到了这些恒星的X射线光度，并将它们与它们的辐射热光度进行了比较。我们讨论了观测到的双星和单早型星的X射线性质平均差别不大的可能原因，并给出了几种可能的解释。
2007-11-22 astro-ph
The O VII X-ray forest toward Markarian 421: Consistency between XMM-Newton and Chandra
最近，首次探测到与两个温暖-热星系际介质（WHIM）灯丝有关的高度电离气体。证据是基于钱德拉观测到的O VII和其他离子对明亮的耀变体Mrk 421的X射线吸收线。我们调查的鲁棒性，这种检测的重新分析原来的钱德拉LETGS光谱，分析了一个大的XMM-牛顿RGS光谱的Mrk 421，和额外的钱德拉观测。我们解决的可靠性属于吸收组件的个别光谱特征，并评估这些组件的检测的意义。我们还使用蒙特卡罗模拟的光谱。我们确认了钱德拉光谱中的几个特征的明显强度，但表明它们在统计上并不显著。这种重要性的降低是由于在最初的发现论文中没有考虑到的红移试验的数量。因此，这些特征必须归因于统计波动。RGS光谱证实了这一点，RGS光谱比Chandra光谱具有更高的信噪比，但在相同波长下不显示特征。最后，我们表明，与Ly-alpha吸收系统的可能关联也缺乏足够的统计证据。我们的结论是，没有足够的观测证据证明存在两个拟议的WHIM灯丝对Mrk 421，最明亮的X射线耀变体的天空。因此，WHIM的高度电离成分仍有待发现。
2006-04-25 astro-ph
On the Anomalous Temperature Distribution of the Intergalactic Medium in the NGC 3411 Group of Galaxies
我们介绍了USGC S152群及其中央椭圆NGC 3411的XMM、Chandra和VLA观测结果。X射线晕群的成像表明它是松弛的，几乎没有明显的结构。我们研究了群晕的温度和金属丰度结构，发现虽然丰度分布是相当典型的，但温度剖面是非常不寻常的，在较大的群晕中心，显示出一个热的内核，周围是一个半径为20-40 kpc的冷的气体壳层。光谱映射证实了一个不规则的气体环~0.15千电子伏比其周围的冷却器。我们估计了总质量、熵和冷却时间的分布在~200 kpc范围内，发现冷壳层含有~ 9 × 10^9 Msun的气体。VLA在1.4、5和8 GHz的观测结果表明，这是一个相对较弱的核射电源，其核心射电光度L_R= 2.7 × 10^38 erg/s，漫射分量的尺度为几角秒（或更大）。缺乏在光学或X射线波长的活动证据支持中心黑洞目前处于静止状态的结论。我们讨论了可能的机制，形成的温度功能观察到的光环，包括活动星系核活动的前一个时期，并解决从其他组成员星系之一的晕剥离的材料。
2006-12-11 astro-ph
Mutiwavelength Observations of Radio Galaxy 3C 120 with XMM-Newton
我们目前的XMM牛顿观测射电星系3C 120。硬X射线光谱包含一条边缘分辨的Fe I K-α发射线，其FWHM= 9，000 km/s，等效宽度为57 eV。该线通过覆盖分数为0.4的宽线区域中的荧光产生。与以前的一些报道相反，没有证据表明相对论性宽的Fe K-α。X射线和光学发射线的正常等效宽度排除了硬X射线和光学连续体的强束同步加速器分量。软X射线连续谱超过硬X射线幂律外推，这可能出现在盘状日冕中。对钱德拉存档图像的分析表明，来自喷流和其他来源的扩展发射占总X射线通量的不到3%。低于0.6 keV的X射线谱中的一个断裂表明了N_H=1.57 * 10^21 cm^{-2}的过量中性氢柱密度。然而，中性吸收体必须具有<太阳值的1/50的氧丰度，以解释不存在内在或居间的OI边缘。在软X射线光谱中没有电离吸收，但有一个弱的，窄的O VIII Ly-alpha发射线。我们没有检测到先前声称的O VIII吸收干预星系际介质。在37 GHz的射电观测表明，在XMM-牛顿观测之后8天开始出现一个快速的高频耀斑。然而，这对X射线光谱没有明显的影响。X射线光谱，包括软过剩，随着X射线通量的减少而变得更硬，估计枢轴能量为40 keV。在XMM-牛顿观测的120 ks持续时间内，UV和软X射线通量是强相关的。这与热日冕对紫外光子的康普顿化定性一致。（节录）
2004-08-02 astro-ph
XMM-Newton confirmation of Soft X-ray excess emission in clusters of galaxies - the discovery of O VII emission from an extended warm baryonic component
我们调查了一个样本的14个星系团观察到的XMM-牛顿在寻找软X射线过量发射。在这些集群中的五个显着的软过剩是显而易见的。将这种软X射线过量与来自热的团内气体和可能存在的任何冷却（流动）气体的热发射进行比较。一个温暖的（kT=0.2千电子伏），扩展（几个百万秒差距），等离子体成分是特别清楚的外部的集群，其中正常的集群X射线发射是弱的。这个温暖的组成部分导致了低能量（低于0.4-0.5 keV）的热软X射线过剩，以及O VII线发射，其红移与星系团的起源一致，并且不容易被解释为银河系的前景发射。该分量的强度与之前用ROSAT PSPC在1/4 keV波段测量的强度相当。我们把这一成分归因于这些星系团附近的温热星系际介质的星系团间细丝的发射。对于团簇的中心区域，软X射线谱线的检测更加困难，这是由于在那里发射热等离子体的X射线占主导地位，因此我们不能区分软过量的热起源和非热起源，留下几个选项。这些辐射包括在星系团中心前后的投影中看到的暖丝的热辐射、与磁重联有关的星系团核心本身的热辐射或非热辐射，或者相对论电子上的宇宙微波背景的逆康普顿辐射。
2002-10-31 astro-ph
FUSE Observations of Interstellar and Intergalactic Absorption Toward the X-ray Bright BL Lac Object Mrk 421
本文介绍了对明亮的BL Lac天体Mrk 421的X射线的高质量远紫外光谱探测器（FUSE）在910 - 1187 A的星际和星系间吸收的20 km /s分辨率的观测结果。在这项研究中，我们考虑的O VI吸收之间的-140至165公里/秒和它的关系，较低的电离吸收和强烈的吸收产生的O VII和O VIII在X射线波长。O-VI吸收范围从-140到60 km /s，与强烈的低电离气体吸收有关，起源于银河系厚盘/晕。这个O VI似乎是由多种过程的组合产生的，包括温暖和高温气体之间的导电界面，以及可能冷却的银河喷泉气体和热晕气泡。从60到165 km /s的O VI吸收具有不寻常的电离特性，因为除了C III之外，几乎没有相关的低电离吸收。这种吸收在两颗前景晕星上没有观察到，这意味着它发生在距离银河系盘3.5 kpc更远的气体中。在60至165公里/秒的速度范围内，O VI和C III吸收具有相同的运动学行为。N（O VI）/N（C III）= 10+/-3，速度范围为60至120 km/s。考虑到O VI与C III的关联，高速O VI不太可能与导致O VII和O VIII吸收的较热气体共存。O VI正速度吸收翼可能正在追踪热银河喷泉流出物中夹带的较冷气体。钱德拉和XMM-牛顿观测到的O VII和O VIII吸收可能是在高度延伸（~100 kpc）的银河日冕中的热气或本星系群中的热气。
2004-12-15 astro-ph
The Anatomy of a Magnetar: XMM Monitoring of the Transient Anomalous X-ray Pulsar XTE J1810-197
我们介绍了对瞬时异常X射线脉冲星XTE J 1810 -197进行多历元计时和光谱研究的最新结果。在两年半的时间里，我们已经用牛顿X射线多镜任务（XMM-牛顿）获得了对这颗脉冲星的七次观测，以跟踪源从爆发中消失时的光谱演化。光谱可以说是最好的特点是一个两个温度的黑体，其光度呈指数下降与tau_1 = 870天和tau_2 = 280天，分别。这些组件的温度目前正在以每年22%的速度冷却，从一个几乎恒定的值记录在较早的时代kT_1 = 0.25 keV和kT_2 = 0.67 keV，分别。新的数据表明，该成分的温度T_1和亮度已接近其历史静止水平，其脉动部分随时间稳步下降，与以前在静止时没有探测到脉动相一致。我们还总结了XTE J1810-197的无线电发射的检测，这是第一次确认任何AXP。我们认为可能的模型XTE J1810-197的排放几何和机制。
2006-08-22 astro-ph
The Low-z Intergalactic Medium. III. HI and Metal Absorbers at z<0.4
我们在z<0.4的低红移星系际介质（IGM）中进行了HI（莱曼线）和七种金属离子（OVI，NV，CIV，CIII，SiIV，SiIII，FeIII）的紫外（HST和FUSE）光谱调查。我们分析了650个Lya吸收体的红移路径长度Δ z=5.27，检测到大量的吸收体：83个OVI系统，39个CIII，53个SiIII，24个CIV，24个NV，等等。我们的调查产生的列密度分布和IGM重子含量和IGM中的C，N，O的金属丰度的估计。在低z星系际介质中，我们已经解释了约40%的重子：光电离的Lya森林中占30%，OVI追踪的（T=10^5-6 K）温热星系际介质（WHIM）中占10%。C，N，O离子的统计金属丰度与10%太阳能的典型值（z=0）一致，具有相当大的分散性。弱OVI吸收体的改进统计允许我们估计Omega_WHIM/Omega_b=0.073+-0.008下降到logN_OVI=13.4。NV吸收与OVI有很好的相关性，两种离子都显示出类似的陡峭幂律指数dN/dz N^-β，β_OVI β_NV 2，而β_HI=1.7。我们得出结论，在T=10^5-6 K时，OVI和NV是WHIM部分的可靠示踪剂。CIV可存在于碰撞和光电离相中; N_CIV与N_HI和N_OVI两者的相关性较差，且β_HI<β_CIV<β_OVI。离子CIII，SiIII和SiIV与HI有很好的相关性，并显示…
2008-04-03 astro-ph
Signs of WHIM in the soft X-ray background
研究了与星系分布相关的软X射线背景的小角尺度结构。广泛的数据样本从ROSAT和XMM牛顿档案使用。超过发射低于1千电子伏延伸到至少1.5兆秒差距周围星系被检测到。在0.3-0.5 keV波段中的过量发射的相对幅度相当于总背景通量的1.3+/-0.2%。在较高能量下的发射的陡峭光谱由高于IkeV的信号的明显下降指示。覆盖比ROSAT PSPC更宽能量范围的XMM-牛顿EPIC/MOS数据与k T < 0.5 keV的热韧致辐射谱一致。这个值与几个小组从流体动力学模拟中得出的温热星系际介质的温度一致。相关分析允许估计与星系相关的平均过量发射，但数据不足以约束WHIM的物理参数，并确定WHIM对总重子质量密度的贡献。
2005-01-14 astro-ph
Resonant scattering of X-rays by the warm intergalactic medium
对于数值模拟预测的温暖（$\sim 10^4$至$\sim 10^6$ K）IGM中的低密度片状和片状结构，重元素He和类H离子对X射线背景（XRB）光子的共振线散射可以超过“局部”热发射的几倍或更多。由于散射的保守性质，只有当XRB的显著部分被分辨和去除时，才能识别这种共振散射辐射。虽然分辨源的组合光谱将包含X射线吸收特征，但残余背景将包含具有相同强度的对应发射特征。在相应的密度和温度下，He和类H氧在0.57和0.65 keV的谱线是最有希望的。这些线（其具有$\sim$ 1-2 eV的典型宽度）可以包含灯丝的总0.5-1 keV发射的高达50%。对于汤姆逊光学深度为$10^{-4}$的附近（$z \la 0.1$）灯丝，如果气体的金属丰度与在星系团中观察到的一样大，则XMM应在$10^5$的曝光期间在OVII线中检测到约200个光子。平均而言，高达百分之几的软XRB可以被IGM的该相共振散射，并且共振散射的光子应该占低能量下真正漫射背景的很大一部分。靠近明亮的X射线源，如星系团或活动星系核，散射辐射的通量将进一步增强。离线耀变体是最有希望的照明源。活动星系核的散射辐射也可能限制这些天体活动期的持续时间。
2000-10-09 astro-ph
The Subaru/XMM-Newton Deep Survey (SXDS): III. X-Ray Data
本文介绍了Subaru/XMM-牛顿深度测量中的X射线源目录。以R. A为中心的1.14 ° ^2的连续区域。= 02 h18 m和Dec.= -05d由7个点映射，XMM-牛顿覆盖0.2-10 keV波段。从EPIC pn和MOS相机的组合图像中，我们检测到866，1114，645和136个源，其灵敏度极限为6x 10 ^{-16}，8x 10 ^{-16}，3x 10 ^{-15}和5x 10 ^{-15} erg cm^{-2} s^{-1}，分别位于0.5-2，0.5-4.5，2-10，和4.5-10 keV波段，检测可能性>= 7（对应于99.91%的置信水平）。该目录包括1245个源，包括32个扩展源候选。的平均日志N-log S的关系是在良好的协议与以前的结果，桥接钱德拉深调查和更明亮的调查之间的流量范围。对数N-对数S关系表明，在0.2度^[2]的尺度上，各点之间存在显著的空间变化。通过对自关联函数的分析，我们从0.5-2 keV波段样本中检测到了显著的聚类信号，当包含积分约束项时，聚类信号可以用幂律形式（θ/θ c）^{-0.8}拟合，相关长度为θ c=5.9^{+1.0}-0.9} arcsec。在2-10 keV波段，成团效应不明显，90%的上限θ c < 1.5角秒。
2008-06-17 astro-ph
The XMM-SSC survey of hard-spectrum XMM-Newton sources 1: optically bright sources
我们提出的光学和X射线数据的一个样本的偶然的XMM-牛顿源，选择有0.5 - 2千电子伏与2 - 4.5千电子伏的X射线硬度比，这是硬的X射线背景。这些源的X射线通量在2~4.5 keV之间，大于等于10 ^-14 cgs。在本文中，我们对42个光学明亮（r <21）源的子样本进行了研究;该子样本100%通过光谱进行了识别。除了一个光学对应物都是河外的，我们认为唯一的例外，银河系M星，可能是一个巧合的协会。X射线光谱符合强吸收的幂律（21.8 <log NH <23.4），它们都是被吸收的活动星系核。大多数的源在它们的光谱中只显示出窄的发射线，这意味着它们是2型活动星系核。只有一小部分光源（7/42）显示出宽的光学发射谱线，所有这些光源的NH值都小于10^23 cm ^-2。这意味着，X射线吸收与光学/紫外消光的比值等于银河系气尘比的100倍以上，在活动星系核吸收体中是罕见的（最多占总数的百分之几），可能仅限于宽吸收线的类星体。七个物体似乎有一个额外的软X射线成分，除了大量吸收的幂律。我们认为我们的结果的影响，根据AGN统一计划。我们发现，如果大于4%的宽线活动星系核具有电离吸收体，使其软X射线通量衰减大于50%，X射线吸收的宽线活动星系核中至少有一个的X射线谱需要电离吸收体，这与统一方案是一致的。
2007-04-23 astro-ph
The Baryon Content of the Local Intergalactic Medium
我们描述了我们对低柱密度莱曼α吸收体[N（HI）= 10^（12.5-16.0）cm^-2]的观测，结果表明，在z < 0.1时，温暖的光电离IGM包含了所有重子的30%。这一比例与宇宙学模拟结果一致，宇宙学模拟还预测，另外20-40%的重子存在于温度为10^（5-7）K的气体中，即温热的IGM（WHIM）。观测到的Lya吸收体的线密度（当N（HI）> 10^（12.8）cm^-2时，dN/dz = 170）主要是由低N（HI）系统决定的，与N（HI）>10^（14）的系统相比，低N（HI）系统表现出较慢的红移演化。HST/FUSE对OVI吸收体的调查，以及最近用钱德拉和XMM/牛顿探测到的O VII，表明20-70%的重子可能存在于WHIM中，这取决于它的假设丰度（O/H = 10%太阳）。在最高的柱密度，N（HI）> 10^（20.3），阻尼Lya系统通常被认为是在大范围的光度（0.03-1 L*）和形态上的富含气体的星系盘。莱曼极限系统[N（HI）= 10^（17.3-20.3）]似乎与束缚的明亮（0.1-0.3 L*）星系晕有关。N（HI）= 10^（13-16）cm^-2的Lya吸收体与星系分布中的大尺度结构的细丝有关，尽管有些可能出现在来自矮星系的无束缚风中。我们发现，约20%的低z Lya吸收体存在于星系空隙中，这表明相当大一部分重子可能与星系完全无关。在未来，哈勃（…
2004-07-24 astro-ph
XMM-Newton observations of the heavily absorbed Seyfert 1 galaxy IC 4329A
我们检测到七个不同的吸收系统的高分辨率X射线光谱的塞弗特1星系IC 4329 A，采取XMM-牛顿。首先，我们探测到由于我们银河系中的冷气体和星系晕或本星系群中的暖气体的吸收。这种局部温暖的气体只检测到通过O VII吸收，从中我们推导出0.03和0.2千电子伏之间的温度。在IC 4329 A中，我们探测到来自宿主星系的吸收，以及来自靠近核心的温暖吸收体的吸收，它有4个组成部分。中性物质很好地模拟了来自宿主星系的吸收。在IC 4329 A中检测到的热吸收剂是光电离的，其电离范围在log $ξ$ = -1.37和log $ξ$ = 2.7之间。在O VIII Ly $α$和N VII Ly $α$发射线处测量到广泛的过量，这可以通过圆盘线或多个高斯模型来建模。从光变曲线中我们发现，在140 ks的观测中，光源的光度改变了约20%，而光谱形状，即软度比没有变化。在EPIC谱中检测到Fe K $α$和Fe XXVI Ly $α$的窄发射线。铁K $α$线的狭窄性和没有证据表明不同观测之间的通量变化的事实，使我们得出结论，铁K $α$线形成在一个很大的距离，从中央黑洞。
2004-11-09 astro-ph
Exploring the spectral properties of faint hard X-ray sources with XMM-Newton
我们提出了一个光谱研究的41硬X射线源偶然发现的高意义（> 5西格玛在2 - 10千电子伏波段）在7 EPIC性能/验证阶段的观察。EPIC的大收集面积使我们能够探索这些微弱的硬X射线源的光谱特性，其中2 <F_{2-10} <80 x 10 ^{-14} erg cm ^{-2} s ^{-1}，即使曝光长度适中（~20 ks）。光学鉴定可用于我们的样品的21个来源。使用一个简单的幂律加银河系吸收模型，我们发现的光子指数伽玛~1.6 - 1.7的平均值，大致符合最近的测量在类似的流量与ASCA和钱德拉堆叠光谱分析。我们发现，41个源中有31个很好地拟合了这个简单的模型，只有8个源需要超过银河值的吸收。有趣的是，这些吸收源中有三分之一是宽线天体，尽管具有中等的列密度。样品中的两个源是明亮的光学宁静星系的X射线，并显示出平坦的X射线光谱。将我们的观测结果与宇宙X射线背景（CXB）标准合成模型的预期结果进行比较，我们发现在我们的完备性极限F_{2-10}~5 x 10 ^{-14} erg cm ^{-2} s ^{-1}下，未吸收源与吸收源的比值大于理论模型的预测值。这里提出的结果很好地说明了如何进行广角调查与EPIC板XMM-牛顿允许人口研究的有趣和不寻常的来源，以及使约束条件被放置在一些输入参数的合成模型的CXB。
2002-08-08 astro-ph
The European Photon Imaging Camera on XMM-Newton: The MOS Cameras
XMM-Newton上的EPIC焦平面成像光谱仪使用CCD记录由三个X射线镜聚焦的天体X射线源的图像和光谱。在每个反射镜的焦点处有一个摄像机;其中两个摄像机包含七个MOS CCD，而第三个摄像机使用十二个PN CCD，在每种情况下定义直径为30弧分的圆形视场。CCD是专门为EPIC开发的，将高质量成像与接近Fano极限的光谱分辨率相结合。每台EPIC仪器上都安装了一个滤光轮，该滤光轮上装有三种X射线透明遮光滤光片，一种处于完全关闭位置，另一种处于完全打开位置。CCD被动冷却，并处于全闭环热控制之下。装有放射源，用于内部校准。数据在船上处理，通过删除宇宙射线轨迹和生成X射线事件文件来保存遥测数据;各种不同的仪器模式可用于增加仪器的动态范围并实现快速计时。这些仪器在发射前使用实验室X射线束和同步加速器产生的单色X射线束进行校准;在轨校准使用各种天体X射线目标。在0.2至10 keV的整个能量范围内，电流校准优于10%。所有三个仪器都在发射后幸存下来，并在轨道上正常运行。特别是全视场覆盖，所有电子模式工作，能量分辨率接近发射前的值。辐射损伤完全在发射前的预测范围内，尚未影响能量分辨率。EPIC的科学结果充分满足了发射前的期望。
2000-11-27 astro-ph
XMM-Newton EPIC observations of 21 low-redshift PG quasars
本文对用XMM-Newton EPIC观测到的21个低红移类星体进行了X射线光谱分析。所有的源都是红移在0.05到0.4之间的帕洛玛绿类星体，并且沿着视线具有低的银河系吸收。样品中的绝大多数类星体（19/21）在~1-1.5keV以下表现出明显的软过剩，而两个物体（PG 1114 +445和IZw 1）由于存在强暖吸收体而表现出软X射线通量的不足。至少有一半的物体似乎有一个温暖的吸收体，就像以前在塞弗特1星系中发现的那样。我们发现显着的检测FeKa发射线在至少12个对象，而有证据表明，一些扩大的线轮廓相比，EPIC-pn分辨率，在这些类星体中的5个。确定这种加宽的性质（例如，开普勒运动，线的混合，相对论效应）是不可能的与目前的数据，需要更高的S/N或更高的分辨率光谱。在7个天体中，谱线位于6.7- 7 keV之间，对应于高度电离的铁，而在其他5个天体中，谱线能量与6.4 keV一致，即对应于近中性铁。电离线往往出现在X射线谱最陡的类星体中。我们还发现了连续幂律指数和光学Hbeta宽度之间的相关性，在软X射线和硬X射线波段，其中最陡峭的X射线光谱被发现在窄Hbeta宽度的对象，这证实了以前的ROSAT和ASCA的结果。软带和硬带X射线光子指数也是强相关的，即最陡的软X射线光谱对应于最陡的硬X射线光谱。
2004-04-20 astro-ph
WHIM emission and the cluster soft excess: a model comparison
XMM-牛顿对团簇软过剩（CSE）的确认重新点燃了人们对其起源的兴趣。最近在大星系团半径的CSE发射的检测与OVII线发射与CSE的报告一起，导致许多作者推测，CSE实际上是一个签名的温暖，热的星系际介质（WHIM）。在本文中，我们测试的情况下，通过比较所观察到的属性的CSE与预测模型的WHIM的基础上。我们发现，在目前的模型中，从WHIM的发射是3至4个数量级太微弱，无法解释的CSE。我们讨论了这种差异的不同可能性，包括模拟分辨率和规模的问题，以及小密度增强或星系群的作用。我们的最终结论是，WHIM单独是不太可能能够accout所观察到的流量的CSE。
2004-09-27 astro-ph
Origin of the X-ray Quasi-Periodic Oscillations and Identification of a Transient Ultraluminous X-Ray Source in M82
星暴星系M82包含两个超亮X射线源（ULX）：CXOM 82 J095550.2+694047（=X41.4+60）和CXOM 82 J095551.1+694045（=X42.3+59），这两个超亮X射线源无法被XMM-牛顿解析。我们重新访问了M82的两个XMM-牛顿观测，并使用已知的钱德拉源位置分析了表面亮度轮廓。我们发现，XMM-牛顿探测到的准周期振荡（QPO）起源于M82中最亮的X射线源X41.4+60。校正未分辨源的贡献后，2001年5月6日频率为55.8+/-1.3 mHz的QPO的分数均方根振幅为32%，2004年4月21日频率为112.9+/-1.3 mHz的QPO的振幅为21%。QPO频率可能与源通量相关，类似于XTE 1550-564和GRS 1915+105中的C型QPO，但亮度高两个数量级。X42.3+59是M82中第二亮的源，在2001年5月6日显示出惊人的高通量，在2-10 keV波段的通量为1.4E-11 ergs/cm^2/s。X42.3+59的七年光变曲线显示出超过1000倍的极端变化;在钱德拉的几次观测中没有发现该源。这种短暂的行为表明吸积来自一个不稳定的磁盘。如果伴星是大质量的，就像在年轻恒星环境中所预期的那样，那么这个紧凑的物体很可能是IMBH。
2007-06-21 astro-ph
