Probing the Inflow/Out-flow and Accretion Disk of Cyg X-1 in the High State with HETG/Chandra
Cyg X-1在高态与HETG/Chandra的会合轨道相位（0）被观测到。在高电离态下，Fe XXV，Fe XXIV，Fe XXIII，Si XIV，S XVI，Ne X等离子体的吸收谱线都是强的、不对称的，在高电离态下，吸收谱线的轮廓由一个扩展的红翼和一个扩展较小的蓝翼组成。高电离物质的红翅比低电离物质的红翅更长。这些谱线的探测为探测天鹅座X-1伴星和黑洞在高态时周围的流动性质提供了一种方法。从HETG/Chandra和PCA/RXTE的两个光谱中显著检测到6.5 keV左右的宽发射特征。这一特点似乎是对称的，可以拟合与高斯函数，而不是Laor盘线模型的荧光Fe K $_α$线从吸积盘。讨论了这些结果对天鹅座X-1高态吸积流结构的影响。
2003-08-14 astro-ph
The nature of a broad line radio galaxy: Simultaneous RXTE and Chandra HETG observations of 3C 382
我们提出的结果，同时钱德拉和rxte观测的X射线明亮的宽线射电星系（BLRG）3C 382。长时间（120 ks）的曝光与钱德拉HETG允许详细研究的软X射线连续谱和铁K α线的窄成分。的rxte PCA数据被用来把一个上限的宽线分量和约束硬X射线连续。在时间平均的HETG谱中观察到低于1 keV的强软过量，其可以用陡峭的幂律或热模型参数化。低能时的通量变化表明，软过剩的起源不能完全归因于钱德拉在20-30弧秒（22-33千秒差距）尺度上探测到的环核扩散发射。通过钱德拉HEG观察到窄（σ <90 eV）Fe Ka线（EW< 100 eV）。类似的值的线参数测量的rxte PCA，这表明从一个广泛的线组件的贡献是可以忽略不计的。事实上，曝光被分成两个观察采取三天分开，使我们能够调查光谱和时间演变的来源在不同的时间尺度。在小时和天的时间尺度上观察到与光谱变化相关的显著通量变化。光谱的变化类似于在射电宁静活动星系核中观察到的，排除了X射线的喷流主导起源。
2007-04-20 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
Capella Corona Revisited: A Combined View from \textit{XMM-Newton} RGS, \textit{Chandra} HETGS, and LETGS
我们提出了一个综合分析的X射线发射的五车二冠与\textit{XMM-Newton} RGS，\textit{Chandra} HETGS，和LETGS。改进的原子谱线数据库和一种新的差分发射测量（DEM）反卷积方法被开发用于此目的。我们新的原子数据库是基于天体物理等离子体发射数据库，并结合了改进的计算电离平衡和线发射率的丰富的元素的L-壳层离子使用灵活的原子代码。新的DEM反褶积方法使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）技术，不同于现有的MCMC或$χ^2$拟合为基础的方法。我们分析了每种仪器在确定DEM和元素丰度方面的优点和缺点。我们的结论是，无论是从RGS或HETGS数据单独的结果是不够强大的，由于他们未能约束DEM在某些温度区域或缺乏显着的连续发射的波长带的光谱仪，和HETGS和RGS的组合给出了更严格的限制DEM和丰度的测定。使用LETGS数据，我们表明，最近发现的EUV和X射线线之间的不一致的Fe XVIII和XIX也存在于更高电荷的铁离子，Fe XXIII，和增强星际吸收由于部分电离等离子体沿卡佩拉视线可以解释一些，但不是全部，这些差异。
2006-06-12 astro-ph
A broad iron line in the Chandra/HETG spectrum of 4U 1705-44
我们提出的钱德拉30 KS观测的低质量X射线双星和环礁源4U 1705-44的结果。在这里，我们集中在能量低于3千电子伏的能量谱中的离散功能的研究，以及在铁的K α线，使用HETG光谱仪上的钱德拉卫星。低于3 keV，在1.47，2.0和2.6 keV发现三条窄发射线。1.47和2.6千电子伏可能分别与镁XII和S XVI的Ly-alpha发射有关。在2.0 keV的功能的识别是不确定的，由于在相同的能量的仪器功能的存在。铁的K α线在~6.5 keV被发现是固有的宽（FWHM ~ 1.2 keV），其宽度可以解释从冷的吸积盘延伸到15公里的中子星中心或康普顿加宽的外部部分的热（~2 keV）康普顿化日冕的反射。我们最终在这里报告了源的精确X射线坐标。
2005-03-09 astro-ph
Probing Unification With Chandra HETGS and XMM-Newton EPIC And RGS Spectroscopy of the Narrow Emission Line Galaxy NGC 2110
我们目前的结果，从钱德拉HETGS（250千分之二的时代）和XMM牛顿EPIC和RGS（60千分之一）的NGC 2110，这在历史上已被归类为窄发射线星系的观测。我们的研究结果支持的解释，源是塞弗特2通过一个补丁吸收器。源的核X射线光谱最好用光子指数$Γ$ ~1.7的幂律来描述，并通过从中心超大质量黑洞很远距离处的多层中性物质吸收来修改。我们报告了Fe K $α$和Si K $α$线的强探测，这些线用Chandra HETGS勉强分辨，并且我们将荧光材料的发射半径限制为>1 pc。有一些证据表明，在狭窄的Fe K $α$核心的速度~4500 km s $^{-1}$的基础上适度的额外增宽。我们在钱德拉MEG和XMM-牛顿RGS光谱中发现了电离发射（O VIII Ly $α$，O VIII RRC特征，可能还有Ne IX禁戒线）的初步证据，这可能与已知的扩展X射线发射有关，该辐射距离核约160 pc。我们认为，$10^{23}$厘米$^{-2}$部分覆盖吸收起源于宽线区域云附近的活动星系核，和$3\times10^{22}$厘米$^{-2}$覆盖者很可能有一个更遥远的起源，并有一个扁平的几何形状，以允许小规模的射电喷流逃逸。
2007-08-30 astro-ph
Chandra/HETGS Spectroscopy of the Anomalous X-ray Pulsar 4U 0142+61
本文报道了用钱德拉X射线天文台的高能透射光栅光谱仪（HETGS）对反常X射线脉冲星4U 0142+61的25 k S观测结果。连续光谱与先前的测量结果一致，并且与吸收幂律+黑体模型很好地拟合，其中光子指数Gamma=3.3+/-0.4和黑体温度kT=0.418+/-0.013 keV。脉冲星的频率为0.1150966+/-0.0000017 Hz，脉冲分数在8.7%和21%之间，这也与过去的测量结果一致。没有证据表明，在2.5-13 A（0.95-4.96 keV）范围内，宽特征的等效宽度上限为~50 eV的发射线或吸收线。质子回旋加速线的缺乏强烈地限制了磁星大气模型，因此也限制了中子星的磁场强度。对于上面给出的能量范围，4 U 0142+61的允许磁场强度为B<1.9 x 10^14 G和B> 9.8 x 10^14 G。
2001-11-27 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
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
The CHANDRA HETGS X-ray Grating Spectrum of Eta Car
Eta Car可能是银河系中质量最大、最明亮的恒星，被怀疑是一个巨大的、碰撞的风双星系统。CHANNEL的X射线观测站获得了一个经过校准的高分辨率X射线光谱，该光谱没有受到附近扩展软X射线发射的污染。我们用高能透射光栅光谱仪（HETGS）进行的89 ksec的CHANNEL观测表明，恒星附近的热气体是非等温的。温度分布可以代表碰撞风弓激波两侧的辐射，有效地“分解”激波。如果是这样的话，在我们的分析中，激波前的风速为~ 700和~ 1800 km/s，这些速度可以解释为来自Eta Car和隐藏伴星的风的终极速度。S、Si和Fe的类He离子的f/i比值都很大，表明谱线形成区远离恒星光球层。首先由ASCA检测到的1.93埃处的铁荧光线与CHANNEL光栅光谱中的热铁线清晰地分辨开。在我们的CHANNEL观测中，Fe荧光线比任何ASCA光谱都要弱。CHANNEL观测还提供了一个不间断的高时间分辨率的光变曲线恒星X射线发射从埃塔车，并表明，有没有显着的，连贯的变化在CHANNEL观测。Eta Car Chandler光栅光谱与最近发表的大质量恒星的X射线光栅光谱有很大不同，并且与大质量双星中的碰撞风辐射基本一致。
2001-09-19 astro-ph
The Chandra HETGS and RXTE view of GRS 1915+105
钱德拉AO 1 HETGS对低硬态微类星体GRS 1915+105的观测揭示了（1）冷气体中Fe、Si、Mg和S的中性K吸收边，以及（2）归因于热盘、盘风或日冕的高度电离（Fe XXV和Fe XXVI）吸收。中性边缘揭示了异常的Si和Fe丰度，我们将其归因于GRS 1915+105环境中/附近的周围冷物质。我们还指出了令人兴奋的可能性的第一个天体物理探测XAFS归因于星际颗粒中的物质。我们把约束的电离参数，温度和氢的等效数密度的吸收剂附近的吸积盘的基础上检测的H-和He-类Fe吸收。观察到的光谱变化的电离线跟踪光变曲线点的电离通量和密度的吸收剂的变化，支持流动的存在。细节可以在Lee等人，2002年，ApJ.，五六七，一一零二
2002-08-08 astro-ph
A Chandra HETGS observation of the Narrow-line Seyfert 1 galaxy Ark 564
我们目前的结果从50 ks的观测窄线塞弗特1星系方舟564与钱德拉HETGS。高于2keV的光谱由具有2.56+/-0.06的光子指数的幂律建模。我们确认软过剩低于约1.5千电子伏的存在。如果用黑体模型拟合，最佳拟合温度为0.124keV。据报道，方舟564在使用低分辨率探测器的各种观测中显示出1 keV的特殊发射线特征，钱德拉光栅光谱排除了几条窄发射线混合的起源。我们在源静止帧中检测到0.712 keV处的边缘状特征。对这一特征的最佳解释是将O VII K边和一些来自轻微电离铁的L吸收线结合起来，这表明这是一个热吸收体，电离参数为xi~1，N_H ~ 10^21 cm^-2。这些性质与UV吸收剂的性质大致一致。我们还检测到O VII，O VIII，Ne IX，Ne X和Mg XI在系统速度下的窄吸收线。从这些谱线中，需要第二个热吸收体，其log xi ~ 2和N_H ~ 10^21 cm^-2。
2003-11-29 astro-ph
900 ks exposure of NGC 3783 with Chandra/HETGS: no accretion disk lines
我们目前的初步结果，从900 KS曝光的NGC 3783与钱德拉/HETGS。这是迄今为止获得的活动星系核（AGN）信噪比和分辨率的最佳组合。我们将窄的Fe Kα谱线解析为FWHM = 1720+/-360 km/s，在维里化系统的简单假设下，这条窄谱线是在宽谱线区和窄谱线区之间发射的。我们没有探测到Fe Kα线的任何宽分量，尽管在以前的ASCA观测中观察到了这种分量。我们的研究结果表明，在广泛的Fe Kα线，发生在1996年的观测到2000/2001年的观测演变。NGC 3783的高分辨X射线谱显示了N、O、Ne、Mg、Al、Si和S的类H和类He离子以及Fe_XVII到Fe_XXIV L壳层跃迁的100多条吸收线和几十条发射线。所有这些特征都可以用一个多组分的、流出的、光电离的吸收体来模拟。没有证据（或需要在模型中）的软X射线发射线从相对论性吸积盘已被建议看到在其他一些活动星系核。
2001-09-23 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
Chandra HETG line spectroscopy of the Non-magnetic Cataclysmic Variable SS Cyg
本文介绍天鹅座SS静止和爆发的{ \it Chandra} HETG观测。光谱的特征在于从O到Fe的类He和类H Ka发射线，以及从Fe的L壳层发射线。在静止时，光谱主要由类H的Ka线，而在爆发时，类He线与类H线一样强。在爆发中，从O到Si的类H K_a线是宽的，在高斯型$σ$（1800- 2300 $ {\rm km s^{-1}}$）中宽度为4- 14 eV。大线宽，连同线轮廓，表明线发射等离子体与开普勒盘，仍然保留了方位角散装运动。在静止时，发射线较窄，高斯$σ$为1- 3 eV（420- 620 $ {\rm km s^{-1}}$）。较轻元素的速度稍大，这表明静止状态的谱线是从边界层入口处的电离等离子体发射出来的，在那里，光学厚度较厚的吸积盘的整体运动由于摩擦而转化为热量。利用类He和类H K_a线的强度比，我们还研究了静止和爆发时边界层的温度分布。发现天鹅座SS的分布与其它用{ \it ASCA}资料系统研究的矮新星一致。
2008-05-18 astro-ph
The Chandra High Resolution Spectra of Mkn 421
Mkn 421被钱德拉观测了两次，一次是在1999年11月5日，作为钱德拉校准计划的一部分，使用ACIS-HETG配置，另一次是在2000年5月29日，根据我们的目标机会请求，目标是在超高状态下捕获源，使用ACIS-HETG和HRC-LETG配置。在这篇文章中，我们提出并比较了Mkn 421的两个Chandra-MEG观测，分别持续了26和19.6 ks。
2001-02-26 astro-ph
The X-ray Spectrum of the Rapid Burster using the Chandra HETGS
我们目前的观测快速爆发（RB，也被称为MXB 1730-335）使用钱德拉高能透射光栅光谱仪。II型（吸积）爆发之间的平均间隔约为40秒。有一个I型爆发（热核闪光）和大约20个可能是II型爆发的“迷你爆发”，其峰值流量是其他II型爆发平均峰值流量的10-40%。II型爆发的时间平均谱与一个温度为kT = 1.6keV、半径为8.9km、距离为8.6kpc、星际柱密度为1.7e22/sq的黑体很好地拟合。厘米没有清晰地检测到窄的发射或吸收线。任何特征的等效宽度的3 σ上限在1.1-7.0 keV带中< 10 eV，在1.7 keV附近小至1.5 eV。我们认为，康普顿破坏吸收功能，如铁XXVI的共振线。
2001-04-09 astro-ph
Testing the Seyfert Unification Theory: Chandra HETGS Observations of NGC 1068
我们提出了空间分辨钱德拉HETGS观测的塞弗特2星系NGC 1068。X射线成像和高分辨率光谱被用来测试塞弗特统一理论。Fe K-α发射集中在核区域，中性和电离连续反射也是如此。这与通过遮蔽分子环面和X射线窄线区（NLR）对来自发光的隐藏X射线源的发射进行再处理是一致的。我们检测到扩展的硬X射线发射周围的X射线峰的核区域，这可能来自外部的环面。X射线NLR光谱的详细建模证实，它是由隐藏的X射线源的光电离和光激发激发。K-壳层发射线从一个大范围的电离状态的类H和类He的N，O，Ne，Mg，Al，Si，S，和Fe XVII-XXIV L-壳层发射线建模。发射测量分布表明在log xi = 1 - 3范围内所有观测到的电离水平下质量大致相等。我们分别分析了非核云的光谱。我们发现，它有一个较低的柱密度比核区域，也是光电离。核X射线NLR柱密度，光学深度，外流速度，和电子温度都是一致的预测值由光学分光偏振的区域，它提供了一个隐藏的塞弗特1核的散射视图。
2002-11-18 astro-ph
High resolution Chandra HETG and RXTE observations of GRS 1915+105 : A hot disk atmosphere & cold gas enriched in Iron and Silicon
在低硬态下对微类星体GRS 1915+105的时间平均30 ks Chandra HETGS观测首次揭示了该源中来自Fe，Si，Mg和S的中性K吸收边。还可以看到来自H-和He-样Fe（XXV，XXVI）、Ca XX的电离共振吸收以及来自中性Fe Ka和电离Fe XXV（禁止的，或P-Cygni轮廓的共振发射分量）的可能发射。我们报告的XAFS的光电边缘的Si（可能是铁和镁），归因于材料的晶粒的第一个天体物理签名的试探性检测。从中性边缘测得的大柱密度揭示了异常的Si和Fe丰度。的异常丰度可以归因于周围的冷材料与GRS 1915+105和/或富集可能意味着一个非常不寻常的超新星/超新星，或外部超新星活动本地的二进制的情况进行了讨论。我们将电离特征归因于热盘、盘风或日冕环境。这些特征使得该区域的电离参数（log xi > 4.15）、温度（T > 2.4 x 10^6 K）和氢当量数密度（n > 10^{12} cm^{-3}）受到限制。同时RXTE数据的变化研究表明，光变曲线计数率跟踪磁盘黑体和幂律通量的变化。钱德拉数据中的光谱变化也跟踪光变曲线的行为，并可能指向电离通量和吸收体密度的变化。在RXTE数据中观察到3.69 Hz QPO和弱一次谐波。
2001-11-07 astro-ph
High Resolution Spectroscopy of Two Oxygen-Rich SNRs with the Chandra HETG
HETG可用于获得适度扩展源的空间分辨光谱。我们目前的初步结果，两个良好的研究，在麦哲伦星云，E0102-72和N132 D富氧超新星遗迹。E0102-72的分散光谱显示了残留物在O、Mg、Ne和类He Si的类H和类He离子的单独发射线光下的图像，没有Fe的证据。在交叉分散方向上测量的各种离子的图像直径随着给定离子的电离年龄单调增加。这张照片详细地显示了反向激波通过膨胀的恒星喷出物的过程。我们看到了E0102-72的不对称多普勒频移的明显证据，约为2000 km/s。这些可以近似地由一个部分填充的、向视线倾斜的膨胀壳来模拟。N132 D的分散光谱更多地受到空间/光谱重叠的影响，但也在几条强线中显示单色图像。初步的光谱已经提取了几个明亮的节点。一些富氧物质的区域，大概是恒星喷出物，被清楚地识别出来。关于E0102-72的更多细节由Flanagan等人和Davis等人在这些论文中提出，进一步的分析正在进行中。
2001-05-03 astro-ph
Chandra/HETGS Spectroscopy of the Galactic Black Hole GX 339-4: A Relativistic Iron Line and Evidence for a Seyfert-like Warm Absorber
我们用钱德拉高能透射光栅光谱仪（HETGS）观测了银河系黑洞GX 339-4在2002-2003年爆发衰退期间的75 ksec。这次观测的灵敏度提供了一个前所未有的银河系黑洞的一瞥，大约是爆发峰值亮度的十分之一。连续谱是很好地描述了一个模型，由圆盘黑体（kT = 0.6 keV）和幂律（伽玛= 2.5）组件。X射线反射模型产生改进的拟合。一个强大的，相对论Fe K-α发射线被揭示，表明内盘延伸到最里面的稳定的圆形轨道。这条线的宽度足以表明GX 339-4可能拥有一个具有显著角动量的黑洞。检测到来自类H和类He O以及类He Ne和Mg的吸收线，以及可能是由于Ne II和Ne III的线。所测得的谱线特性使得很难将吸收与星际介质的日冕相联系起来。一种情况下，其中的吸收线是由于一个固有的活动星系核一样的温暖的吸收几何形状-也许产生的磁盘风在一个扩展的磁盘为主的状态-可能是更可行的。我们比较我们的结果钱德拉观测银河系黑洞候选人XTE J1650-500，并讨论我们的研究结果的突出模型银河系黑洞吸积流和连接到超大质量黑洞。
2003-09-30 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
Chandra--ASCA--RXTE observations of the micro-quasar GRS 1915+105
钱德拉AO 1 30 ksHETG观测的X射线瞬态微类星体GRS 1915+105揭示了吸收边和微弱的线发射的HETG能量范围。我们发现从初步分析的证据与铁，硅，镁，暂定硫显着的中性K边缘。假设太阳丰度的柱密度与超过银河值的几个x $10^{22} cm^{-2}$一致，并且可能指向与GRS 1915+105相关的周围冷物质。中性Fe K $α$发射和Fe XXV和Fe XXVI的电离吸收被分辨。我们的讨论仅限于Chandra的结果。
2000-12-05 astro-ph
A Chandra HETG Observation of the Quasar H 1821+643 and Its Surrounding Cluster
本文报道了用钱德拉高能透射光栅光谱仪（HETGS）观测到的低红移类星体H1821 +643及其周围热星系团的高分辨率X射线谱。铁的发射线归因于类星体在~6.43 keV（休息帧）的清晰解决，与~100 eV的等效宽度。尽管我们不能排除假定的环面对这条线的贡献，但盘线模型对这条铁线提供了一个可接受的拟合。我们还在~6.9 keV（静止帧）处检测到弱发射特征。我们认为，这两条线可能起源于一个吸积盘组成的高度电离的光学薄的大气层坐在一个主要是中性盘。我们搜索的吸收功能，从温暖/热组件的星系际介质沿~1.5Gpc/h的视线的类星体。在3 σ水平或以上没有检测到吸收特征，而HST和FUSE共检测到6个OVI干预吸收系统。基于OVII和OVIII吸收线的缺失以及碰撞电离的假设，我们将典型OVI吸收体的气体温度限制为10^5 < T < 10^6 K，这与星系际介质的流体动力学模拟结果一致。零级图像揭示了周围星系团的扩展发射。我们已经能够从中央类星体中分离出周围星系团的中等CCD X射线光谱，并发现这是一个温度为~10 keV，金属丰度为~0.3 Zo的热星系团。我们还独立地得到了团簇的红移，这与光学结果是一致的。我们估计，集群使6.9 keV铁K线通量的贡献可以忽略不计。
2001-09-21 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
A Chandra HETGS Spectral Study of the Iron K Bandpass in MCG-6-30-15: A Narrow View of the Broad Iron Line
本文报道了利用钱德拉高能透射光栅谱仪在522千秒观测的MCG-6-30-15铁K带的高分辨X射线谱。钱德拉光谱是一致的存在一个相对论性增宽，高度红移铁K α发射线与以前的观察类似的配置文件。在2keV以上检测到许多窄的特征，包括窄的Fe K α发射线和来自H-和He-类Fe、H-类S和H-类Si的窄吸收线。这种吸收可以用柱密度logN_H = 23.2，电离参数logxi = 3.6的光电离等离子体来描述，假设铁丰度为太阳值，速度色散参数b = 100 km/s。应用这个吸收模型的高保真XMM-牛顿EPIC-PN光谱，我们发现，一个广泛的铁线仍然需要与发射延伸到1.9引力半径内的黑洞。如果这条铁线来自一个在最内侧稳定圆轨道处截断的吸积盘，这表明黑洞必须以大于0.95的a快速旋转。电离吸收模型试图解释3-6千电子伏的光谱曲率没有强引力预测吸收线在6.4-6.6千电子伏的范围是不一致的钱德拉光谱。钱德拉光谱中的类氢和类氦铁吸收线与源坐标系相比蓝移了2.0（+0.7/-0.9）x 10^3 km/s，可能起源于热吸收体流出的高速、高电离分量。这种高电离分量可能主导流出的能量预算，并占流出质量的很大一部分。（摘要截断）。
2005-06-03 astro-ph
Chandra High Resolution Camera Imaging of GRS 1758-258
我们用钱德拉观测了四次“微类星体”GRS 1758-258。在2000年9月至10月期间进行了两次HRC-I观测，跨越了中间到硬光谱转换（与RXTE确定）。2001年3月，在一个由硬到软的过渡到非常低的通量状态之后，进行了另一次HRC-I和ACIS/HETG观测。根据三幅HRC图像和HETG零级图像，X射线源的精确位置（J2000）为RA = 18h01m12.39s，Dec =-25d44m36.1s（90%置信半径= 0”.45），与所声称的变射电对应物一致。所有三张HRC图像都与GRS 1758-258是点源一致，表明任何明亮的喷流在投影长度上都小于1光年，假设距离为8.5 kpc。
2002-08-19 astro-ph
The High Resolution X-ray Spectrum of SS 433 using the Chandra HETGS
我们目前的观测SS 433使用钱德拉高能透射光栅光谱仪。利用相对论性蓝、红多普勒频移，探测到许多高电离态元素的发射谱线。谱线可测量地加宽到1700 km/s（FWHM），并且宽度不显著依赖于特征发射温度，这表明发射发生在恒定准直的自由扩展区域中，开口角为1.23 +/- 0.06 deg。在我们的不确定性范围内，低温气体谱线的蓝移与高温气体谱线的蓝移相同，这再次表明我们观察到的发射谱线的最热气体已经处于终极速度。对发射线通量的拟合给出了喷流中的温度范围从5e 6到1 e8 K。我们推导出的排放量作为一个函数的温度为四个组件的模型，适合线通量数据。使用密度敏感的Si XIII三重态，特征电子密度为1 e14 cm^{-3}，其中气体温度约为1.3e7 K。根据射流的绝热膨胀模型，在距离射流锥顶2 e10至2 e11 cm处，电子密度从~ 2 e15降至4 e13 cm^{-3}。喷流质量流出率为1.5e-7 Msun / yr。动力学功率为3.2 e38 erg/s，比未吸收的2-10 keV X射线亮度大1000倍。与谱线相关的韧致辐射可以解释整个连续谱;我们没有看到吸积盘的直接证据。第零级的图像显示了约2”尺度的扩展发射，沿着射电喷流的大致方向排列。
2001-08-13 astro-ph
A soft X-ray study of Type I AGN observed with Chandra HETGS
本文给出了用\emph{Chandra}上的高分辨率X射线光栅对15个I型活动星系核的软X射线谱进行统一分析的结果。我们发现15个活动星系核中有10个表现出内禀电离吸收体的特征。吸收体被光电离并流出，速度在$\sim 10^{1}-10^{3}$ km $\rm{s}^{-1}$范围内。热吸收气体的柱密度为$\sim 10^{20-23} \rm{cm}^{-2}$。十个活动星系核中有九个表现出暖吸收，最适合由多个电离分量和十个活动星系核\emph{require}多运动分量中的三个。活动星系核样本中的温暖吸收气体具有很宽的电离参数范围，总共跨越大约四个数量级（$ξ\sim 10^{0-4}$ ergs cm $\rm{s}^{-1}$），并且通常在同一气体中跨越三个数量级。温暖的吸收体组件电离参数$ξ<10$产生一个未解决的过渡阵列，由于铁在七个活动星系核表现出温暖的吸收。这些低电离态的吸收体也可能带走活动星系核最大的质量外流。质量流出率主要取决于气体的体积填充因子，这还不能直接测量。然而，上限的质量流出率的填充因子的单位可以远远大于预期的吸积率到中央超大质量黑洞和填充因子小至1%可以给出流出率相媲美的吸积率。在我们的样本中，流出速度似乎在$\sim 300-500$ km $\rm{s}^{-1}$之间有一个间隙，其起源尚不清楚。速度低于此间隙的流出分量往往与较低的柱密度比速度…
2007-05-17 astro-ph
X-Atlas: An Online Archive of Chandra's Stellar High Energy Transmission Gratings Observations
1999年钱德拉X射线天文台的部署使高分辨率X射线光谱学成为可能，彻底改变了我们对恒星X射线发射的理解。然而，仍然有许多谜团，特别是关于OB星X射线发射的机制。虽然已经以高分辨率观测到了许多单个恒星，但要实现这些观测的全部科学潜力，就必须将高分辨率钱德拉数据集作为一个整体进行研究。为了便于快速比较和表征恒星光谱，我们编制了一个统一处理的数据库，所有恒星观测的钱德拉高能透射光栅（HETG）。该数据库称为X-Atlas，可通过具有搜索、数据检索和交互式绘图功能的网络界面进入。对于每一个目标，X-Atlas还具有预测低分辨率ACIS光谱的功能，这些光谱是从HETG数据中卷积出来的，用于与ACIS存档图像中的恒星源进行比较。初步分析的硬度比，分位数和光谱拟合来自预测的ACIS光谱揭示了系统的差异之间的高质量和低质量的恒星在图集中，并提供证据，至少有两个不同的类的高质量恒星。在高质量和低质量的恒星中也可以看到高度的X射线变化，包括长期以来被认为表现出最小变化的五车二。X-Atlas包含大约25颗大质量恒星和40颗低质量恒星的130多个观测数据，并将随着更多恒星HETG观测数据的公布而更新。该图集最近已扩展到非恒星点源，目前也正在增加低能透射光栅（LETG）观测。
2007-12-04 astro-ph
Revealing the Dusty Warm Absorber in MCG--6-30-15 with the Chandra HETG
我们提出了详细的证据，在塞弗特1星系MCG-6-30-15和反驳早期声称的相对论O线发射的温暖的吸收。HETG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。在活动星系核框架中，静止状态下的O VII边和n=9的1s^2- 1 snp共振线系被清晰地探测到。我们将之前的报道归因于1s^2--1snp（n > 5）O VII共振线和中性Fe L吸收复合物的明显高红移O VII边。铁L特征的形状几乎与在几个X射线双星的光谱和实验室数据中看到的相同。隐含的尘埃柱密度与从红化研究中获得的一致，并给出了第一个直接的X射线证据尘埃嵌入在一个温暖的吸收体。O-VIII共振线和弱边也被检测到，并解释了在2 keV以下的光谱翻转由众多的吸收线和边缘的叠加。我们确定，第一次，KLL共振在O VI光吸收截面，给出了一个衡量的O VI列密度。在系统速度下检测到的O VII（f）发射意味着~5%的覆盖率（取决于观察到的电离通量与时间平均电离通量）。我们的观测表明，尘埃暖吸收体模型不仅足以解释大于0.48 keV（< 26 keV）的所有光谱特征，而且数据需要它，这与Branduardi-Raymont等人（2001）的解释相矛盾，Branduardi-Raymont等人（2001）认为该光谱区域由来自黑洞附近的高度相对论性谱线…
2001-04-13 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
HETGS Spectroscopy of a Coronally Active Contact Binary, VW Cep
短周期双星是通过旋转发电机产生恒星日冕的极端情况。这类恒星对于探索日冕在快速旋转和活动饱和状态下的起源和性质非常重要。VW Cep（P=0.28 d）是一个相对明亮，部分食，非常活跃的天体。我们目前的钱德拉X射线光谱与高能透射光栅的初步结果。光变曲线显示出耀斑和旋转调制，但没有强烈的日食。发射谱线比仪器谱线宽，表明两种二元组分都有发射。发射线的速度调制指示发射等离子体的几何结构。排放测量显示出宽的温度范围和强峰值。
2004-09-10 astro-ph
The complex X-ray spectrum of NGC 4507
本文分析和讨论了NGC 4507的XMM-牛顿谱和Chandra/HETG谱。主要结果如下：a）软X射线发射线丰富，需要（至少）两区光电离区来解释大范围的电离态。b）6.4 keV的铁谱线可能是由康普顿厚度的物质发射的，这意味着存在两个环核冷区，一个是康普顿厚度的（发射体），一个是康普顿厚度的（冷吸收体）。c）在Chandra/HETG光谱中发现了Fe xxv吸收线的证据。电离吸收体的柱密度估计为几× 10 ^{22} cm^{-2}。
2004-04-02 astro-ph
A New Method to Use Chandra Data to Resolve the X-Ray Halos Around Point Sources and Its Application to Cygnus X-1
ChandraACIS具有良好的角分辨率、能量分辨率和宽的能带，是研究由X射线在星际介质中尘埃散射引起的银河系X射线点源周围的X射线晕的最佳仪器。然而，使用ACIS获得的亮源的直接图像通常遭受严重的堆积。利用各向同性图像在任意方向上的投影都可以重建的特点，我们可以根据HETGS和/或CC模式获得的数据重建X射线晕的图像。这些数据没有或很少有严重的堆积，使我们能够充分利用钱德拉优良的角分辨率。利用重建的高分辨率图像，我们可以探测X射线晕，其距离与其相关的点源接近1 $''$。将此方法应用于Chandra HETGS在CC模式下观测的天鹅座X-1，得到了与能量有关的径向晕通量分布，并得出结论：在圆形区域内，（2）相对于总强度，在$'$ 1 keV时，分数晕强度（FHI）约为15%，在$\sim$ 6 keV时下降到约5%;（2）大约50%的晕光子在半径小于40 $''$的区域内;以及（3）点源的光谱由于晕污染而略微失真。
2003-07-22 astro-ph
Revealing the Focused Companion Wind in Cygnus X-1 with Chandra
我们分析了银河系黑洞天鹅座X-1的钱德拉HETGS光谱，获得的源通量大约是通常观察到的持续低强度，光谱硬状态的两倍。我们在光谱中发现了无数的吸收线，包括来自Ne、Na、Mg和Si的Ly-alpha线和类氦共振线。我们计算出这些元素的谱线的通量加权平均红移为~100 km/s，通量加权平均速度宽度为800 km/s（FWHM）。我们还检测到一些从铁XVIII-XXIV和镍XIX-XX吸收的过渡，但是，这些线的识别是不太确定的，更大范围的位移和宽度的测量。我们的观察发生在一个二元相位φ = 0.76，观察到的线是一致的超巨星O9.7 Iab伴风的电离区的吸收。光谱是极其复杂的，因为它包含了一系列的温度和密度。先前的天鹅座X-1的钱德拉HETGS光谱是在类似的过渡态（在phi = 0.93）和低/硬态（在phi= 0.84）中获得的。综合考虑，这些光谱提供了伴随风的证据，当它流向这个系统中的黑洞时，伴随风被聚焦。
2002-08-26 astro-ph
High resolution X-ray spectrum of the accreting binary X-ray pulsar GX 1+4
本文介绍了利用钱德拉X射线天文台高能透射光栅（HETG）装置获得的吸积双星X射线脉冲星GX 1+4的高分辨X射线谱。这是补充与罗西X射线定时探测器（RXTE）的正比计数器阵列（PCA）的同时观察。在这次观测中，源处于较低的强度状态，Chandra和RXTE的脉冲轮廓显示出狭窄的凹陷，这是GX 1+4在中等和低强度状态下的特征。用HETG和PCA获得的连续X射线谱可以很好地拟合具有视线吸收的高能截止幂律模型。有趣的是，我们发现，这种低的状态是伴随着一个相对较小的吸收柱密度。在HETG光谱中清楚地检测到等效宽度为70 eV的6.4 keV窄发射线。荧光铁谱线或至少部分荧光铁谱线产生于星周物质中的中性或低电离铁中，这也是视线吸收的主要原因。在HETG光谱中，我们已经发现了在6.95 keV处的弱（等效宽度~30 eV）发射线的证据。该谱线被确定为来自类氢铁的Ly_alpha发射谱线，并且该谱图没有显示来自类氦铁的发射谱线。我们讨论了各种发射区的类氢铁发射线，像气体扩散到阿尔芬球或吸积幕流动的内部吸积盘的磁极。
2005-03-24 astro-ph
In-Flight Calibration of the Chandra High Energy Transmission Grating Spectrometer
我们目前的结果，在飞行中校准的高能透射光栅光谱仪（HETGS）的钱德拉X射线天文台。利用发射线光源测量了光栅的基本装配参数，如取向和平均光栅周期。这些源也被用来确定飞行探测器内各个CCD的位置。线响应函数（LRF）的详细建模使用仪器模拟器的基础上飞行前测量的光栅对准和周期。这些LRF预测同意非常好的窄发射线源的飞行中观察。使用明亮的连续光源，我们测试的检测器量子效率的一致性，通过比较正序负序。
2003-09-03 astro-ph
New {\it Chandra} Results on Seyfert I galaxies: Fe-K lines
本文利用钱德拉高能透射光栅光谱仪（HETGS）的观测数据，对9个Seyfert I星系的Fe-K线进行了测量。质心能量分散得很窄（6.403 +/- 0.062 keV），表明线核起源于冷物质。如果该样品中的{ \it all}谱线是相对论性加宽的圆盘谱线的峰，则需要不切实际的微调。然而，9个活动星系核中至少有3个清楚地显示出复杂的铁钾线，其下有一个广泛的组成部分，可能来自一个磁盘。在其他的例子中，一条明显窄的铁钾线（即使它被钱德拉分辨出来）可能仍然是由于盘线的峰值。为了区分这种情况与遥远物质的起源，需要可变性信息。
2002-11-17 astro-ph
X-ray Emission Line Profile Modeling of O stars: Fitting a Spherically-Symmetric Analytic Wind-Shock Model to the Chandra Spectrum of zeta Puppis
X射线发射线剖面提供了最直接的洞察力的动态和空间分布的热，X射线发射等离子体以上的OB星表面。船尾座O超巨星显示出宽的、蓝移的、不对称的线轮廓，这与风震图像基本一致。我们模型的钱德拉HETGS光谱中的八条线的配置文件，这个原型的热星。拟合线表明，等离子体分布在整个风开始接近光球，有显着较少的衰减的X射线由上覆风比通常假设的，并没有一个强烈的趋势，在风吸收波长。
2003-03-25 astro-ph
Previously Claimed(/Unclaimed) X-ray Emission Lines in High Resolution Afterglow Spectra
我们审查的显着性确定GRB 020813的钱德拉HETGS光谱中的发射线，我们报告在高分辨率钱德拉光谱中寻找额外的线。我们还讨论了使用XMM数据发现的GRB 011211和GRB 030227的线集的意义。我们发现，这些功能可能是适度的，但不可忽略的意义。
2004-01-04 astro-ph
Chandra Grating Observations of Seyfert 1 Galaxies
我们提出了新的结果，从钱德拉HETG观测NGC 5548和比较的吸收和发射功能，发现在其他塞弗特1星系使用钱德拉光栅观测。在Mkn 509和NGC 3783中观察到深软X射线边缘，与ASCA数据一致。在NGC 5548和NGC 4501中，边缘很弱，但与低柱密度一致。我们发现，检测到一个狭窄的，可能是非磁盘，组成部分的铁线是非常常见的。然而，同样重要的是，它在某些情况下没有被检测到。我们展示了从NGC 4151的ASCA Fe-K线轮廓中去除这种窄分量的效果，揭示了相对论Fe-K线分量的潜在真实形状。
2001-11-21 astro-ph
Three-dimensional modeling of the asymmetric blast wave from the 2006 outburst of RS Ophiuchi: Early X-ray emission
钱德拉/HETG在其2006年爆发的第13.9天对经常性新星RS Ophiuchi的观测揭示了一个覆盖等离子体温度大范围的光谱，其特征是不对称和蓝移的发射线。我们调查的起源，这些不对称性和扩大的发射线。我们进行3-D流体动力学模拟的冲击波从2006年爆发，通过非均匀CSM传播。该模型考虑了热传导（包括热流饱和的影响）和辐射冷却。从模拟中，我们合成了X射线发射，并推导出光谱，因为它们将与钱德拉/HETG观察。我们的模型再现所观察到的X射线发射在一个自然的方式，如果CSM的爆发发生的特点是赤道密度增强。我们的"最佳拟合“模型预测，大多数早期X射线发射起源于一个小区域，该区域在垂直于视线的方向上传播，并位于爆炸波和赤道密度增强之间的相互作用前沿后面。该模型预测的不对称和蓝移线轮廓非常相似的观察。这些不对称是由于喷出物材料对红移发射的大量X射线吸收。Chandra/HETG的高质量数据与详细的流体动力学模型的比较，使我们能够揭开，第一次，在X射线波段的结构发射的细节，在爆发演化的早期阶段，有助于更好地了解物理之间的相互作用的新星爆炸和CSM经常性新星。这可能对RS Ophiuchi是否是Ia型SN祖系统有影响。
2008-11-24 astro-ph
Chandra Observations of Two High-Redshift Quasars
我们报道了用钱德拉高能透射光栅光谱仪（HETGS）获得的两个高红移类星体S5 0836+710和PKS 2149-306的第一个高分辨率X射线光谱。这次观测的主要目标是利用HETGS的高光谱分辨率来探测由热星系际介质产生的X射线吸收。这两个类星体的连续谱可以用吸收的幂律来拟合。S5 0836+710的幂律光子指数（Gamma）与ROSAT和ASCA之前的观测结果一致，而PKS 2149-306的幂律比ASCA之前的观测结果更难。在S5 0836+710中发现了超过银河值的过量连续吸收，这在ASCA和ROSAT观测中得到了证明。在3西格玛水平下，在任一源中均未检测到显著的发射或吸收特征。基于检测限，我们限制可能的发射器和吸收器的属性。Fe K发射线的等效宽度的上限可以低至~ 10 eV。对于O VIII，柱密度高于8 e16 cm^{-2}或对于Si XIV，柱密度高于5e 16 cm^{-2}的吸收体将被检测到。我们提出了一种通过X射线森林理论来约束宇宙学参数（即Omega_0和Omega_b）的方法，但目前的数据并没有给出明显的约束。然而，我们估计观测到的~ 7个明亮的类星体应该至少有一个O VIII和更多的O VII吸收线在95%的可能性。我们还发现，结合从CMB频谱的失真的约束，X射线冈恩-彼得森测试可以勉强约束一个统一的，丰富的IGM。
2001-02-21 astro-ph
Disk Dominated States of 4U 1957+11: Chandra, XMM, and RXTE Observations of Ostensibly the Most Rapidly Spinning Galactic Black Hole
我们提出了同时钱德拉HETG和RXTE观测一个中等通量的黑洞候选人4U 1957 +11的“软态”。这些光谱，有一个最小的可辨别的硬X射线过剩，是一个很好的测试现代磁盘大气模型，包括黑洞旋转的影响。HETG数据表明，在N_H =1-2 X 10^{21} cm^-2时，软盘光谱只有非常轻微的吸收。这些数据还揭示了13.449 A的NeIX吸收与星际介质的暖/热相一致。拟合的盘模型意味着围绕低质量黑洞的高度倾斜的盘以归一化自旋a*~1快速旋转。然而，我们表明，纯史瓦西黑洞模型描述的数据非常好，尽管与大磁盘大气“颜色校正”的因素。标准的颜色校正因子，可以达到如果一个额外纳入轻度康普顿。我们发现钱德拉观测并不唯一地决定自旋。同样，XMM/RXTE观察，仅在六周后进行，同样没有约束力。这种缺乏约束的情况部分是由于4U 1957 +11的未知质量和未知距离造成的;然而，它也是由于Chandra和XMM的有限带通造成的。因此，我们提出了一系列的48个RXTE观测在几年的跨度和不同的亮度/硬度水平。这些数据更倾向于a*~1的自旋，即使包括温和的康普顿化分量;然而，它们也显示了盘大气颜色校正因子的演变。如果标准大气色校正因子h_d=1.7的快速自旋模型是可信的，那么RXTE观测预测4U 1957 +11的范围可以从10 kpc的3 M_sun的黑洞（a ~0.83）到22 kpc的16 M_sun…
2008-09-17 astro-ph
A Chandra Observation of the Luminous NLS1 1H 0707-495
我们目前的初步结果，从长钱德拉HETG观测的发光窄线塞弗特1星系1H 0707-495。我们发现一个复杂的X射线光谱由两个组件的连续叠加的发射和吸收线。短时间尺度的X射线变化与在其他活动星系核中观察到的不同：软X射线的变化明显小于硬X射线。这种行为类似于高态银河系黑洞。我们还研究了长时间尺度的变化，并发现了一个明显的双峰通量分布。我们假设双峰是辐射压不稳定性的标志，并注意到这种不稳定性可能是在发光的NLS 1 s。
2002-05-30 astro-ph
Chandra Observations of a Cluster and Two Quasars at High Redshift
我们用钱德拉ACIS-S探测器观测了爱因斯坦中等灵敏度巡天（EMSS）中红移最高的星系团MS 1054-0321。我们得到该星系团的X射线温度为10.4^{+1.7}-1.5} keV，略低于以前的推测，与观测到的速度色散和弱透镜效应的结果一致。我们确认显着的子结构在两个不同的团块的形式在X射线分布。我们发现该簇的维里质量至少为4.5 x 10^{14} h^{-1} M_{\odot}，并且该簇的存在限制了Omega_m小于1。如果Omega_m = 1，并假设高斯初始扰动，我们发现在EMSS中观测MS 1054的概率约为7 x 10^{-4}。我们还介绍了两个高红移类星体，S5 0836+710和PKS 2149-306的第一个高分辨率的X射线光谱，获得了钱德拉HETGS。这次观测的主要目标是利用HETGS的高光谱分辨率来探测由热星系际介质产生的X射线吸收。在+/-3sigma水平下，在任一源中均未检测到显著的发射或吸收特征。基于检测限，我们限制可能的发射器和吸收器的属性。我们提出了一种通过X射线森林理论来约束宇宙学参数的方法，但目前的数据并没有给出显着的约束。我们还发现，结合从CMB频谱的失真的约束，X射线冈恩-彼得森测试可以勉强约束一个统一的，丰富的IGM。
2001-05-30 astro-ph
Ionization and Velocity Structure in the Supernova Remnant E0102-72
钱德拉X射线天文台的高能透射光栅（HETG）光谱仪被用来观测小麦哲伦星云中一颗约1000年前的富氧超新星E0102-72。HETG将残余物的图像分散成单个X射线发射线光下的图像光谱。氧气和氖的最强谱线的多普勒频移揭示了高达2000公里/秒的大体积运动，具有复杂的形态。镁、氖、氧和硅的逐步电离阶段的比较为加热恒星喷出物的“反向冲击”机制提供了新的见解。
2001-05-03 astro-ph
Study the X-ray Dust Scattering Halos with Chandra Observations of Cygnus X-3 and Cygnus X-1
本文改进了Yao \emph{et al}（2003）提出的点源X射线尘埃散射晕的求解方法。利用这种方法，我们重新分析了天鹅座X-1的观测数据，得到了不同能带的晕径向分布和分数晕强度（FHI），其形式为$I(E)=0.402\times E_{\rm keV}^{-2}$。我们还将该方法应用于天鹅座X-3数据（{ \it Chandra} ObsID 425），并利用{ \it Chandra} ACIS+HETG从一级数据中得到了晕径向轮廓。结果表明，磁晕径向轮廓可以用磁晕模型MRN进行拟合（Mathis，Rumpl $&$ Nordsieck，1977）和WD 01（Weingartner $&$ Draine，2001）;尘埃云应该位于天鹅座X-1距离的1/2到1之间，（来自MRN模型）或1/6至2/3（来自WD 01模型）的距离天鹅座X-3。
2005-03-16 astro-ph
Spectral Line Imaging Observations of 1E0102.2-7219
E0102-72是小麦哲伦星云中第二明亮的X射线源，也是SMC中最明亮的超新星遗迹。我们用钱德拉X射线天文台上的高能透射光栅（HETG）观测了约140 ksec的SNR。小的角尺寸和高的表面亮度使其成为HETG的优秀目标，我们将残余物分解为单独的线条。我们观察到的通量从几个线，其中包括O VIII赖氨酸$α$，赖氨酸$β$，和O VII随着几个线从Ne X，Ne IX和Mg XII。这些线比提供了强大的电子温度和残余物的电离年龄的约束。
2001-05-02 astro-ph
Chandra Observations of the X-Ray Jet of 3C273
本文报道了2000年1月3C~273的X射线喷流的Chandra观测结果。HETG和LETG+ACIS-S两次40-ks曝光的零级图像和光谱显示了复杂的X射线结构。在0.2-8 keV的能量带中检测和分辨最亮的光学结。X射线形态学很好地跟踪光学。然而，虽然X射线亮度沿着喷流减小，但喷流的外部部分倾向于随着波长的增加而越来越亮。四个选定区域的光谱能量分布可以用（波束）宇宙微波背景光子的逆康普顿散射来解释。模型参数与均分和一个中等的多普勒因子是相容的，这与喷流的单侧性是一致的。替代模型要么暗示了不可信的物理条件和能量（同步加速器自康普顿模型），要么是足够特别的，不受现有数据的约束（来自空间或时间上不同的粒子群的同步辐射）。
2001-01-17 astro-ph
First Application of the Fe XVII I(17.10 A)/I(17.05 A) Line Ratio to Constrain the Plasma Density of a Cosmic X-ray Source
我们发现，在中间极性EX Hydrae的Chandra HETG光谱中观察到的Fe XVII I（17.10 A）/I（17.05 A）线比明显小于在太阳或其他晚型恒星中观察到的。利用Livermore X射线光谱合成仪，根据HULLAC原子数据计算了高电荷态离子的光谱模型，发现当等离子体密度n_e > 3 × 10 ^{14} cm^{-3}时，观测到的I（17.10 A）/I（17.05 A）线比可以得到解释。然而，如果能级布居动力学中包含光激发，只要光激发温度T_bb > 55 kK，就可以解释任何密度下的谱线比。为了使光激发控制Fe XVII能级的粒子数动力学，对于激波后的流，白矮星表面热点的相对大小必须是f < 2%. This constraint and the observed X-ray flux requires a density n >2 × 10 ^{14} cm^{-3}。无论哪种方式，EX Hya的钱德拉HETG光谱需要的等离子体密度比在太阳或其他晚型恒星中观察到的要大几个数量级。
2001-06-28 astro-ph
High Resolution X-ray Spectroscopy of Seyfert 2 Galaxies
塞弗特2星系的X射线谱学研究为研究活动星系核的环核环境提供了很好的手段。钱德拉和XMM-牛顿的光栅实验现在已经提供了几个最亮的塞弗特2的第一个高分辨率光谱。我们目前的钱德拉HETG数据Markarian 3和XMM牛顿RGS数据NGC 1068。在这两种情况下，光谱主要是由发射线，由于光电离，光激发和荧光后的辐射复合。没有证据表明碰撞加热的气体有任何重大贡献。
2001-07-12 astro-ph
Dramatic Variability of X-ray Absorption Lines in the Black Hole Candidate Cygnus X-1
本文报道了在钱德拉X射线天文台上用高能透射光栅光谱仪对天鹅座X-1进行30 ks观测的结果。在HETGS光谱中检测到许多吸收线。这些谱线与高度电离的Ne、Na、Mg、Al、Si、S和Fe有关，其中一些在早期的HETGS观测中已经看到。然而，令人惊讶的是，我们发现在目前的观察期间，这些线的变化很大。例如，在观测的早期，Ne X射线12.14 μ m处的通量约为$5 \times 10^{-3}$光子cm $^{-2}$ s $^{-1}$，但随后变得不可检测，在该线的通量上有99%的$0.06 \times 10^{-3}$光子cm $^{-2}$ s $^{-1}$。这意味着该线在数小时的时间尺度上减弱了近两个数量级。在观测过程中，源的总X射线通量也发生了变化，但变化幅度仅为20- 30%。对于天鹅座X-1，吸收线通常归因于双星系统中电离星风对X射线的吸收。因此，它们可以提供关于风的物理状况的有价值的诊断。我们讨论了结果的影响。
2007-04-04 astro-ph
