An X-ray Temperature Map of Coma
我们提出了一个X射线温度图的后发座星系团获得的ROSAT PSPC。正如从X射线表面亮度分布所预期的那样，后发座的团内气体不是等温的。温度结构类似于NGC 4839周围的子星系团通过主星系团时产生的热气体弓形激波，证实了流体动力学模拟。
1997-11-20 astro-ph
RXTE Observation of PSR B1951+32
本文报道了1996年3月24日利用主成分分析仪对PSR B1951+32进行19 k秒RXTE观测的结果。我们应用同期的无线电星历和各种统计检验来寻找脉动的证据。这些分析产生了有趣的但不确定的证据的脉动的存在的时间序列：脉动的存在的置信水平是94.5%，在2.0-4.8 keV带和97.6%，在4.8-6.3 keV带的基础上的H-测试。在不检测到脉动的前提下，我们推导出脉冲通量的2-sigma估计上限为2.0-4.8 keV波段的$3.3\times 10^{-6} cm^{-2} s^{-1} keV^{-1}$、4.8-8.5 keV波段的$2.7\times 10^{-6} cm^{-2} s^{-1} keV^{-1}$和8.5-13.0 keV波段的$2.0\times 10^{-6} cm^{-2} s^{-1} keV^{-1}$。这些上限与OSSE上限所建议的高能伽马射线发射的光谱翻转趋势一致。这样的翻转强烈地表明外磁层是脉冲伽马射线的发射场。另一方面，这些X射线脉动的RXTE上限与ROSAT在0.1-2.4 keV波段观察到的点源的幂律谱的外推不一致，假设脉冲分数恒定：ROSAT探测到的脉冲软X射线发射必须遵循比整个点源软得多的谱。
1997-02-02 astro-ph
ROSAT archival observations of 1SAX J0054.9-7226 = 2E 0053.2-7242, a newly discovered X-ray pulsar in the SMC
我们分析了13个档案ROSAT PSPC和HRI观测，其中包括一个新发现的59秒X射线脉冲星在小麦哲伦云，1 SAX J0054.9-7226 = 2 E 0053.2-7242的位置。在1991年至1996年期间，该源被探测到三次，亮度范围约为8 x 10^{34} - 4 x 10^{35} erg s^{-1}（0.1-2.4 keV）。在1991年10月8日至9日的观测中发现了59.072秒的高度显著脉动。ROSAT卫星的周期，加上RXTE和BeppoSAX卫星测量的周期，得出周期导数Pdot =-0.016 s yr^{-1}。1996年4月，通过ROSAT HRI探测，获得了更为精确的源位置（10角秒的不确定度），将1 SAX J0054.9-7226 = 2 E 0053.2-7242的可能对应物限制在3颗m_V > 15.5的恒星。
1998-04-20 astro-ph
RXTE Investigation into Extended Hard X-ray Emission from Elliptical Galaxies
我们提出的第一个硬X射线发射正常椭圆星系的RXTE调查的结果。对NGC 4472和NGC 4649的RXTE PCA和ASCA GIS数据的联合光谱分析显示，存在约5 10^-12 erg cm^-2 s^-1的2-10 keV辐射，辐射源位于光学星系之外，光谱硬度介于银河系热星际气体和X射线双星成分之间。这种发射的很大一部分起源于室女座团内介质（ICM），我们提出的ICM温度和金属丰度在这两个星系附近的限制。然而，扩散通量明显大于基于ROSAT测量的软X射线强度的预期值，这使得可能存在额外的扩散非热成分。我们也得到新的限制，从这两个星系的综合X射线二进制发射，并存在一个核平谱点源。
2000-09-22 astro-ph
Confirmation of non-thermal hard X-ray excess in the Coma cluster from two epoch observations
我们报告的硬X射线光谱的后发座星系团获得的PDS数据的两个独立的BeppoSAX观测的时间间隔约为三年。在这两个光谱中，相对于热发射的非热过量存在于~ 3.4 σ的置信水平。通过将两个光谱相加而获得的组合光谱允许在高于20 keV的能量下在~ 4.8 sigma的水平处测量过量。对BeppoSAX号卫星全部数据集的分析提供了经修订的非热X射线通量，该通量略低于先前估计的通量（Fusco-Femiano等人，1999年），并与两次RXTE观测测量的通量一致。对后发座观测中的偏移场的分析提供了BL Lac天体1 ES 1255+244的可能通量测定。
2003-12-26 astro-ph
Gamma Ray Emission from Merger Shocks in the Coma Cluster of Galaxies
一个数值模拟模型的注入和冷却的非热粒子所形成的星系团合并的冲击激励，以适应无线电和X射线观测数据的后发座星系团。对于用{ \it Beppo-SAX}和{ \it RXTE}测量的弥散射电晕发射和硬X射线过剩，结果与主合并激波起源一致。对于注入非热质子和电子的能量效率相等（1%）的情况，我们预测后发座星系团将被空间天文台{ \it GLAST}显著探测到，而被地面$γ$射线天文台{ \it VERITAS}和{ \it HESS}勉强探测到。如果非热质子强度由于非热强子加速的更大效率或过去的合并事件而更大，则可能检测到显著的TeV。在后发座的非热强子内容也揭示了在$\sim 10$ - 100 GHz的弱，硬的二次发射分量。在这种情况下，来自后发座星系团核心的大半径射电辐射的频谱软化来自于轴上合并事件的远离星系团中心的激波速度的降低。我们讨论合并和延迟湍流模型之间的差异。
2006-02-09 astro-ph
X-Ray Observations of GRS 1915+105
ROSAT观测与同步BATSE监测数据的比较表明，自1992年以来，GRS 1915+105的软、硬X射线波段的强度演变不同。此外，同时ROSAT/BATSE光谱的拟合需要一个以上的光谱分量。简要介绍了自1996年4月以来对GRS 1915+105的RXTE定点观测结果。
1996-09-16 astro-ph
X-ray broad-band study of the symbiotic X-ray binary 4U 1954+31
本文介绍了BeppoSAX、EXOSAT、ROSAT、RXTE和Swift卫星对X射线双星4U 1954+31的几次X射线观测结果。我们还研究了超过10年的RXTE ASM数据。所有观测的光变曲线都显示出一种不稳定的行为，在数百到数千秒的时间尺度上，源发射突然增加。没有迹象表明源光谱硬度的变化，可能是RXTE指向观测的例外。定时分析没有显示相干脉动或周期性的存在，无论是在从2毫秒到2000秒的范围内，或在长期的RXTE ASM光曲线的时间尺度从天到年的定点观测。用BeppoSAX号卫星获得的0.2-150千电子伏的光谱，就光谱覆盖范围而言，是迄今为止该源最宽的，并可通过一个由较低能量的热成分（热扩散气体）加上较高能量（康普顿化）发射组成的模型得到很好的描述，后者由部分覆盖的冷吸收体加上热（电离）吸收体加以修改。排除了BeppoSAX低能数据的黑体模型化。0.1-2千电子伏ROSAT光谱也支持在源附近存在一个复杂的吸收体。RXTE、EXOSAT和Swift X射线光谱与上述结果一致，但表明了局部吸收体的密度和电离的变化。在BeppoSAX和RXTE光谱中可能检测到6.5 keV的发射线。所有这些信息都表明，更好地描述4U 1954+31的场景是一个双星系统，其中一颗中子星在一个高度不稳定的介质中运行，来自其光学伴星M型巨星的恒星风。
2006-12-11 astro-ph
RXTE Observation of PSR B0656+14
1997年8月22日至9月3日期间，利用带有正比计数器阵列（PCA）的{ \it Rossi X射线定时探测器（RXTE）}和高能X射线定时实验（HEXTE）对PSR B 0656 +14进行了160 ksec的观测。在时间分析中没有发现脉动，其中应用同期的无线电星历和各种统计检验来寻找脉动的证据。根据$H$检验，在95.5%置信水平下，发现在整个HEXTE能量带中的数据存在脉动的边缘检测。在2-10 keV的能带内，{ \it RXTE} PCA的上限比{ \it ASCA} GIS数据的上限低一个数量级。如果这颗脉冲星的{ \it CGRO} EGRET探测是真实的，考虑到大多数EGRET探测到的脉冲星在硬X射线和伽马射线能带中具有冷却谱的共同特征，估计的{ \it RXTE}上限指示从20 keV或更高开始的冷却谱的偏差（低能量翻转）。这反过来又表明PSR B 0656 +14的高能辐射来源于外磁层同步辐射。{ \it RXTE} PCA上限还表明，基于{ \it ASCA} SIS数据（1-10 keV）与{ \it ROSAT}数据联合拟合的报告幂律分量（如果真实）应主要是无脉冲的。
1998-08-11 astro-ph
RXTE Observation of PSR B1706-44 and Implications for Theoretical Models of Pulsar Emission
我们报告的观测结果与罗西X射线定时探测器（RXTE）的PSR B1706-44的生活时间为132 ks，寻找脉冲X射线发射。PSR B1706-44是一颗射电和高能伽马射线脉冲星（由EGRET探测到），但在X射线波段没有探测到脉冲发射。由于大多数已知的伽马射线脉冲星都发射脉冲X射线，因此PSR B1706-44也可能是一颗X射线脉冲星。然而，虽然ROSAT PSPC在脉冲星位置探测到一个源，但它没有探测到脉动，给出的脉动分数上限为18%。1996年11月和1997年5月，在附近的X射线双星4U 1705 -44的低态期间进行了RXTE观测，以寻找脉冲星周期的调制。在脉冲星周期内没有检测到明显的调制，在9 keV < E <18.5 keV的区间内，上限为10^{-6}光子cm^{-2} s^{-1} keV^{-1}。从RXTE观测脉冲通量的上限，采取与多波段观测脉冲星的影响进行检查的背景下，脉冲星粒子加速区的理论模型。
1998-06-15 astro-ph
A massive warm baryonic halo in the Coma cluster
后发座星系团的几个深PSPC观测揭示了一个非常大规模的软X射线辐射晕，大大超过了众所周知的热星系团内介质的辐射。先前使用较低灵敏度的EUVE和ROSAT数据在星团中心区域报告的过量发射，现在明显达到2.6 Mpc的半径，表明星团的软过量辐射是一种具有宇宙学意义的现象。在这些大半径下的X射线谱不能用非热力学的方法来模拟，但它与温度约为10^6 K的暖气体的热辐射的原始设想是一致的。暖气体的质量与热X射线发射等离子体的质量相当，如果暖气体存在于低密度的对流结构中，则质量会明显更大。因此，这些数据为当前的宇宙演化理论提供了重要的支持，该理论预测，在低红移时，30- 40%的重子存在于聚集在星系团中的温暖细丝中。
2002-11-20 astro-ph
An RXTE study of M87 and the core of the Virgo cluster
我们目前的硬X射线观测附近的射电星系M87和核心的室女星系团使用罗西X射线定时探测器。这是第一次对M87的硬X射线观测，没有受到附近塞弗特2星系NGC 4388的污染。室女座星系团内介质的热辐射被清楚地探测到，并具有kT=2.5keV等离子体的光谱，宇宙丰度约为25%。在硬X射线波段没有探测到来自M87的非热（幂律）发射，宇宙X射线背景的波动是限制因素。结合ROSAT数据，我们推断M87核和喷流的X射线谱一定是陡峭的（Gamma_core>1.90$，Gamma_jet>1.75），并讨论了这一结果的意义。特别是，这些结果与M87是未对准的BL-Lac天体一致。
1999-03-16 astro-ph
PSR B1929+10 revisited in X-ray
我们使用ROSAT、ASCA和RXTE的存档数据，对PSR B1929+10进行了时间和光谱分析，PSR B1929 + 10是X射线检测到的最古老的普通恒星之一（约10^7年）。脉冲发射被检测到在一个以上的五西格玛水平结合ROSAT PSPC和未公布的HRI数据。我们的脉冲轮廓与Yancopoulos等人（1994; ROSAT PSPC）获得的脉冲轮廓一致，但现在具有更好的统计数据。基于PSPC数据，对作为能量函数的脉冲信号的行为的研究提供了脉冲分数随能量变化的指示。从这项工作中最重要的新结果是来自光谱分析= 2 E我们发现，合并的ROSAT PSPC和ASCA GIS光谱可以令人满意地描述的幂律以及双黑体模型，但不是由一个单一的黑体模型，如由Yancopoulos等人（1994年; ROSAT）和王等人（1997年; ASCA）。通过幂律模型拟合ROSAT/ASCA 0.1 - 10 keV组合光谱，我们得到光子指数为2.54 +/- 0.12，中性氢柱密度N_H朝向源为9.8_{-1.0}^{+1.4} x 10^20 cm^-2。对于双黑体拟合，我们的结果是：T_1 = 2.0_{-0.05}^{+0.05} x 10^6 K，T_2 = 6.9_{-0.35}^{+0.23} x 10^6 K，N_H = 4.43_{-1.12}^{+2.08} x 10^20 cm^…
2003-02-21 astro-ph
ROSAT and BeppoSAX evidence of soft X-ray excess emission in the Shapley supercluster: A3571, A3558, A3560 and A3562
到目前为止，在星系团中探测到的过量软X射线发射源位于视线方向，银河系HI柱密度非常低（如后发座，A1795，A2199和室女座，N_H 0.9-2.0 10^{20} cm-2）。研究表明，即使在较高的N_H下，也可以研究团簇的软过剩发射，这为研究大量团簇的软X射线发射特性提供了机会.对Shapley浓度的某些成员（A3571，A3558，A3560和A3562，在N_H 4-4.5 × 10^{20} cm-2）的ROSAT PSPC分析证明了在1/4 keV波段的过量发射。我们能够通过一个有针对性的SAX观察来证实A3571病例的发现。在当前的样品中，软X射线通量再次被发现始终高于热维里化等离子体的预期水平。然而，数据质量不足以区分过量低能通量的替代模型。
2001-03-21 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
Analysis and Interpretation of Hard X-ray Emission from the Bullet Cluster (1E0657-56), the Most Distant Cluster of Galaxies Observed by RXTE
星系团中非热活动的证据是从相对论电子的同步辐射的射电观测中得到的。在极紫外线和硬X射线范围内的新窗口为研究这一现象提供了更有力的工具。在20至100千电子伏范围内的硬X射线的检测已报告从几个星系团，特别是后发座和其他星系团。基于这些早期的观测，我们确定了相对高红移的星系团1 E0657 -56（也称为RX J 0658 -5557）是硬X射线观测的一个很好的候选者。这个星团，也被称为子弹星团，有许多其他有趣和不寻常的特征，最值得注意的是它正在经历合并，在X射线图像中清晰可见。在这里，我们提出了一个成功的RXTE观测这个集群的结果。我们总结了过去的观察和他们的理论解释，指导我们在选择过程中。我们描述了新的观测结果，并提出了我们可以设置的硬X射线的通量和光谱的约束。最后，我们讨论的约束条件，可以设置的加速电子产生的硬X射线和无线电辐射的特性。
2006-08-22 astro-ph
RXTE and ASCA Constraints on Non-thermal Emission from the A2256 Galaxy Cluster
使用Rossi X射线定时探测器正比计数器阵列对Abell 2256星系团进行了8.3小时的观测，产生了2 - 30 keV范围内的高质量光谱。与天体物理学和宇宙学高级卫星气体成像光谱仪获得的0.7 ~ 11 keV光谱进行联合拟合，得到30 keV非热辐射的上限为2.3 × 10 ^-7光子/平方厘米/秒/keV。由此得出宇宙射线电子能量密度的平均磁场下限为0.36微高斯（uG），上限为1.8 × 10 ^-13尔格/cm ^3。由此产生的中心磁场的下限为~1 - 3 μ G。虽然星系尾流可以产生~0.1 - 0.2 μ G的磁场，但几μ G的磁场通常与冷却流或子星系团合并有关，如后发座星系团。然而，对于A2256，合并的证据很弱，主星团没有显示出冷却流的证据。因此，目前还没有令人满意的假设起源的平均集群磁场高达>0.36 μ G的A2256集群。
1999-03-20 astro-ph
Unveiling hidden structures in the Coma cluster
我们已经收集了后发座星系团中613个星系红移的大型数据集，这是目前最大的星系团。我们已经定义了一个样本的集群成员完成b $_{26.5}=20.0$，使用的成员资格标准的基础上的星系速度，如果可用的话，或星系的大小和颜色，否则。这样一个数据集使我们能够在1~ \Mpc \半径的区域内定义几乎完整的样本，每个样本有足够数量的星系，使统计分析成为可能。利用这个样本和星团的{ \em ROSAT} PSPC X射线图像，我们重新分析了后发座的结构和运动学，通过应用小波和自适应核技术。在星系和热的团内气体的分布中发现了一个惊人的特征重合。两个中心的主要星系，NGC 4874和NGC 4889，被两个星系群包围，其中大部分都是比b $_{26.5}=17$亮的星系，并且在速度空间中分离得很好。相反，暗星系倾向于形成一个单一的平滑结构，中心峰与X射线检测到的次峰位置重合，并位于两个主导星系之间，我们建议将这种结构与后发座星系团的主体。在这些暗淡星系的中心分布中发现了连续的速度梯度，这可能是潮汐相互作用的标志，而不是旋转。有证据表明，在其他最明亮的星系团成员周围存在着一个明亮的星系群。总而言之，后发座星系团的结构似乎可以通过微弱的星系群更好地追踪，明亮的星系位于子星系团中。我们讨论这个证据的一个正在进行的吸积集团到集群。
1995-12-18 astro-ph
The EUV Emission in the Coma Cluster of Galaxies and the Underlying Source of this Radiation
极紫外探测器（EUVE）的观测表明后发座星系团是一个极紫外辐射源，其辐射量超过了星系团中X射线气体的辐射量。我们已经重新检查了EUVE数据在这个集群，试图获得线索，这种排放的起源。我们发现了两个重要的新结果。首先，在方位角上平均的EUV过量发射和ROSAT硬X射线通量之间的比率是恒定的，作为从集群中心向外的距离的函数。其次，EUV过量发射和X射线发射之间的相关性分析表明，在详细的水平上，EUV过量在空间上与X射线发射密切相关。这些发现与之前关于昏迷中漫射EUV发射的潜在来源的建议相矛盾，并提供了关于这种发射的真正来源的重要信息。我们提出了一个新的解释，这种发射的来源：逆康普顿散射的微波背景光子的次级电子和正电子。我们探讨了这种可能性的一些细节，并表明它是符合所有可用的观测证据。母宇宙射线质子可能是由许多来源中的任何一种产生的，包括超新星、活动星系、星系风和团簇形成激波，但我们认为最有可能的来源是团簇形成激波。如果后发座星系团中的极紫外辐射实际上是次级电子的结果，这可能是星系团内介质中存在次级电子的唯一直接证据，因为最近的研究表明，次级电子可能不是射电晕的原因。
2004-03-03 astro-ph
FUSE Limits on FUV Emission from Warm Gas in Clusters of Galaxies
我们用FUSE远紫外光谱探测仪获得了两个星系团的远紫外光谱。后发座星系团的观测时间为28.6千秒，而室女星系团的观测时间为10.9千秒。两个光谱都没有显示出明显的OVI（1032，1038 A）发射。这样的辐射可能来自于星团内介质的温暖[（5-10）x 10^5 K]成分，这一成分被认为是解释这些星团的EUVE和ROSAT观测中存在的过量EUV和SXR通量的原因。我们的2西格玛上限的O VI 1032 A从Coma和室女座通量排除所有已发表的暖气体模型的EUV过剩在这些集群。
2001-02-06 astro-ph
Periodicities In The X-Ray Intensity Variations of TV Columbae: An Intermediate Polar
我们目前的结果从时间上分析的最长和最敏感的X射线观测的电视柱-一个中间的极性。使用RXTE PCA、ROSAT PSPC和ASCA进行观测。使用一维CLEAN和贝叶斯算法分析数据。在所有数据中都清楚地看到，由于白矮星的自旋而存在一种近似正弦调制，这证实了以前根据EXOSAT数据所作的报告。从RXTE数据中得到了1909.7+/-2.5s的改进的自旋周期，首次在X射线中明确地探测到了5.5小时的双星周期。由于这些周期的相互作用的几个边带中观察到的功率谱，从而表明从两个盘喂和流喂吸积TV Col.的吸积盘的贡献可能是进动的边带，由于轨道周期的影响，4天周期被视为。在自旋频率的某些边带处的显著功率的存在指示发射极不对称地定位。在RXTE和ROSAT数据中看到的轨道边带处的强功率表明吸收点固定在轨道框架中。自旋和二进制调制被发现是依赖于能量。在0.75- 1.0的二元相强度的大幅度下降期间增加的硬度比证实了由于可能来自吸积流与盘或磁层的撞击部位的额外吸收体而导致的强衰减的存在。自旋调制过程中的硬度比变化和与能量相关的调制深度可以用吸积流中X射线发射区路径上部分被覆盖的吸收体来解释。
2003-11-23 astro-ph
RXTE all-sky slew survey. Catalog of X-ray sources at |b|>10deg
我们报告了一个偶然的硬X射线（3--20 keV），几乎全天空（|b| > 10度）的调查结果的基础上，在1996--2002年的卫星重新定位期间进行的RXTE/PCA观测。在3- 20 keV波段，测量完成了80%（90%），达到了~1.8（2.5）e-11 erg/s/cm ~ 2的4 $σ$极限通量。在3- 8 keV和8- 20 keV子带中实现的灵敏度分别类似于先前记录的HEAO-1 A1和HEAO-1 A4全天巡天的灵敏度，并且比其高一个数量级。共7000平方米。对天空的10度区域进行采样，使通量水平低于1 e-11 erg/s/cm 2（3- 20 keV）。总共检测到294个源，并定位到优于1度。其中236个（80%）可以确信与已知天体相关联;另外22个可能是由2个或3个靠近的已知源叠加而成。35个检测到的来源仍然不明，虽然其中12个，我们报告一个可能的软X射线对应的ROSAT全天空调查亮源目录。在可靠识别的来源中，63个来源于本地（银河系，LMC或SMC），64个是星系团，100个是活动星系核。未确认的X射线源具有硬谱的事实表明，它们中的大多数是活动星系核，包括高度遮蔽的活动星系核（nH> 1 e 23 cm^{-2}）。本文首次给出了在8-20 keV能量下4 e-12 erg/s/cm ~ 2以上的河外源的logN-logS图。
2004-02-17 astro-ph
ASCA and RXTE Observations of Non-Thermal X-ray Emission from Galactic Supernova Remnants: G156.2+5.7
我们正在利用ROSAT、ASCA、RXTE、Chandra和XMM-Newton等X射线卫星进行的新的和存档的观测，对已知或怀疑其X射线发射具有非热成分的银河壳型超新星遗迹进行调查。本研究的目的是探讨银河系信噪比加速宇宙射线的现象，并估计由这些源加速的宇宙射线电子的最大能量。为了说明这项工作，我们研究的X射线光谱的西北边缘的SNR怀疑有一个非热分量，其X射线发射，G156.2+5.7（RX J 04591 +5147），在能量范围约为0.7-12.0 keV的ASCA GIS和RXTE PCA的观测。我们比较适合的非热组件使用两种模式，一个简单的幂律和SRCUT。两个模型都给出了可接受的拟合：从幂律模型拟合得到的光子指数为2.0（+0.2，-0.5），与其他具有硬X射线光谱的SNR的亮边所获得的值相当。使用SRCUT模型，我们得出截止频率的值为2.42（+0.24，-0.23）× 10^17 Hz：基于这个值，并假设平均磁场强度为14微高斯，我们估计由G156.2+5.7加速的宇宙射线电子的截止能量约为32 TeV。这个能量值远低于宇宙射线谱的“膝盖”特征。
2003-08-28 astro-ph
Quasi-Periodic Occultation by a Precessing Accretion Disk and Other Variabilities of SMC X-1
本文利用几个X射线观测站的观测数据研究了双星X射线脉冲星SMC X-1的变率。我们证实了RXTE和CGRO观测站的长期观测资料中X射线通量的~60天周期变化。来自ROSAT、Ginga和ASCA天文台的X射线光变曲线和光谱表明，在有0.71秒脉冲时的高通量状态和没有脉冲时的低通量状态之间，未食通量的变化高达20倍。相比之下，在日食期间，当X射线由周围物质散射的辐射组成时，高态和低态的通量和光谱大致相同。这些观测结果证明，SMC X-1的低态不是由源的本征光度降低或其光谱重新分布引起的，而是由准周期性的视线阻塞引起的，最有可能是由旋进倾斜的吸积盘引起的。在两次观测中，在低状态的中间，X射线通量的短暂增加和0.71秒脉冲的再现发生在轨道相位0.2附近。这些短暂的增加是由于脉冲星的视线被打开，而这可能是由进动的吸积盘的摆动引起的。通过对ROSAT、ASCA和RXTE主成分分析（PCA）数据的脉冲定时分析，得到了1991-1996年期间中子星自旋上升和双星轨道衰变的记录。从0.1到>21 keV的各种能量范围内的脉冲轮廓被很好地表示为笔形束和扇形束的组合。最后，有一个显着的差异的功率谱的随机波动的高态数据从RXTE PCA低于和高于3.4千电子伏。偏离拟合的幂律在0.06 Hz附近可能是QPO。
1998-01-16 astro-ph
A Broadband X-Ray Study of the Supernova Remnant 3C 397
利用ROSAT、ASCA和RXTE对射电亮超新星遗迹3C 397进行了X射线研究。用ROSAT高分辨率成像仪看到的中央X射线斑点暗示了脉冲星动力组件的存在，并使该SNR具有复合X射线形态。结合ROSAT和ASCA成像显示，残留物是高度不对称的，其硬X射线发射峰值在西叶。3C 397的光谱被严重吸收，并且由热发射主导，发射线明显来自Mg、Si、S、Ar和Fe。单组分模型不能描述光谱，至少需要两个组分。我们使用了一组非平衡电离（NEI）模型（Borkowski等人准备）。软组分和硬组分的温度分别为0.2 keV和1.6 keV。相应的电离时标$n_0 t$（$n_0$为冲击前氢密度）分别为6 $\times 10^{12}$ cm $^{-3}$ s和6 $\times$ 10 $^{10}$ cm $^{-3}$ s。用RXTE的比例计数器阵列（PCA）获得的光谱被银河脊的辐射污染，只有$\sim$ 15%的计数率来自5 - 15 keV范围内的3C 397。PCA光谱使我们能够确认硬X射线发射的热性质。第三个分量可能来自脉冲星驱动的分量，但银河脊对源信号的污染使我们无法找到任何隐藏脉冲星的脉动。我们讨论的X射线光谱的光的两种情况：一个年轻的喷出物为主的残留物的核心崩溃SN，和一个中年SNR在密集的ISM扩大。需要空间分辨光谱学（使用CHANNEL和XMM）来区分这两种情况，并解决神…
2000-07-25 astro-ph
VERITAS Blazar Observations - Recent Results
利用VERITAS观测到了BL Lac天体1 ES 0806+524（z=0.138）和BL Lac天体W Comae（z=0.102）的甚高能γ射线辐射。在2007/2008年的观测活动中，从这些天体中发现了VHE发射，3月中旬从彗星W中发现了一次强烈的爆发，持续了几天。准同时光谱能量分布，结合光学（AAVSO），和X射线（雨燕/RXTE）观测。我们还介绍了遥远的BL Lac（z=0.182）1 ES 1218+304的能谱，这是由VERITAS在2006/2007年的观测活动中发现的。的能量谱的背景下，讨论了不同的模型的吸收从弥漫的河外背景辐射。我们目前的耀变体Markarian 421（z=0.03）的多波长观测，包括强烈的耀斑最初检测到的惠普尔10米伽玛射线望远镜。最后给出了1 ES 2344+514（z=0.044）的宽带光谱能量分布，并利用单区同步辐射自康普顿模型进行了拟合。
2008-10-01 astro-ph
An X-ray view of Mrk 705: A borderline narrow-line Seyfert 1 galaxy
Mrk 705具有窄线和宽线塞弗特1星系的光学特性。我们研究的X射线属性的边界对象利用专有和公共数据从钱德拉，ASCA，ROSAT和RXTE，跨越超过十二年。虽然长期的流量变化，从点观测似乎相当温和（约3倍），我们发现罕见的大振幅爆发的RXTE监测数据的例子。很少有证据表明长期的光谱变化，因为低能量和高能量光谱随时间变化。在Mrk 705的ASCA光谱中检测到6.4 keV的发射线，但在后来的更高通量状态钱德拉观测中没有检测到。然而，钱德拉光谱中的线的等效宽度的上限与恒定通量发射线和更亮的连续谱一致，这表明该线是从遥远的物质（如假定的环面）发射的。总体而言，Mrk 705的X射线性质表现为BLS1活性的典型特征。
2005-10-19 astro-ph
On the enigmatic X-ray Source V1408 Aql (=4U 1957+11)
紧凑型X射线源V1498 Aql（=4U 1957+11）的特征软X射线谱的模型从光学厚康普顿化模型到吸积吸积盘模型不等。我们严格审查的X射线光谱V1408 Aql通过档案先进的宇宙学和天体物理卫星（ASCA）的数据，档案伦琴卫星（ROSAT）的数据，和最近的罗西X射线定时探测器（RXTE）的数据。虽然我们能够适应各种X射线光谱模型，这些数据，我们赞成解释的X射线光谱是由于一个吸积盘在大倾角。这一假设的证据包括长期（117天，235天，352天）的RXTE全天监视器（ASM）看到的周期性，我们认为这是由于一个扭曲的旋进盘，并在ASCA数据中的1 keV功能，我们解释为从磁盘大气或风的L荧光功能的混合。我们还提出了定时分析的RXTE数据，并找到上限为4%的均方根（rms）之间的变化f=0.001-16 Hz。这个致密天体究竟是黑洞还是中子星的情况仍然不明确;然而，现在看来更有可能的是，一个发射X射线的、扭曲的吸积盘是这个系统的重要组成部分。
1999-03-24 astro-ph
Discovery of a Be/X-ray Binary Consistent with the Position of GRO J2058+42
GRO J2058+42是1995年利用BATSE发现的一颗195 s瞬态X射线脉冲星。1996年，RXTE将GRO J2058+42定位到90%置信误差圆，半径为4'。2004年2月20日，用钱德拉ACIS-I对包括误差圆在内的区域进行了观测。在误差圆内未检测到X射线源，但在ACIS-I视场内检测到2个微弱源。我们获得了最亮天体CXFJ 205847.5 +414637的光学观测结果，该天体的X射线计数约为64，仅在误差圆外0.3“。光谱中包含一条强的H α线，对应于2 MASS目录中的一个红外天体，表明它是Be/X射线双星系统。在钱德拉的观测中没有发现脉动，但类似的通量变化和距离估计表明CXO J205847.5+414637和GRO J2058+42是同一个物体。我们目前的结果，从钱德拉观测，光学观测，新的和以前未报道的RXTE观测，并重新分析的ROSAT观测。
2004-12-20 astro-ph
Discovery of an Ultra-fast X-ray Pulsar in the Supernova Remnant N157B
本文介绍了在大麦云星云中发现的类蟹状超新星遗迹N157 B的16 ms脉冲X射线辐射。这是与超新星遗迹（SNR）相关的最快旋转脉冲星。罗西X射线计时探测器（RXTE）以SN 1987 A为中心进行观测，发现了一颗具有窄脉冲轮廓的X射线脉冲星。档案ASCA X射线数据证实了这一探测，并将脉冲星定位在超新星遗迹N157 B的1'范围内，距离SN 1987 A 14'。这颗脉冲星显示了RXTE和ASCA观测之间存在故障的证据，时间跨度为3.5年;平均线性自旋下降率为Pdot = 5.126 X 10 E-14 s/s。扣除背景的脉冲发射类似于其他类克拉布光子晶体，其光子指数的幂律为~ 1.6。特征自旋下降年龄（~ 5000年）与先前SNR的年龄估计一致。一颗旋转供电的脉冲星的B场推断为~ 1 X 10 E12高斯。我们的结果证实了N157 B的蟹状星云性质;该脉冲星可能与ROSAT HRI观测揭示的紧凑X射线源有关。
1998-03-18 astro-ph
The multi-phase nature of three intracluster media
在提出的解释星系团漫射极紫外和软X射线辐射新成分的模型中，（首先在处女座发现）是两个关键的竞争者：非热情景假设相对论电子群与宇宙微波背景发生逆康普顿（IC）相互作用，以及最初的推测，即辐射来自温度为$\sim$ 10 $^{5-6}$ K的热暖气体。目前，一个共识的宇宙学参数的限制值有利于热气体的解释。我们还认为，基于压力平衡内的集群介质（ICM），非热的方法有巨大的困难。在这里，我们描述了一个空间分析的软X射线过量发射的三个集群（处女座，A2199和后发座），使用档案ROSAT/PSPC数据，揭示了解决功能的冷团内云的吸收传播在广阔的距离。在样品中，有很好的迹象表明，软过量径向趋势（SERT，这在定性上意味着随着集群半径的软成分的重要性不断上升）是由于冷物质的中心峰值分布，昏迷的影响最小，没有直接的证据吸收。这些数据强烈表明，混合ICM包含气体质量在很宽的温度范围内，和软过剩是由于一个温暖的中间相。
2000-01-08 astro-ph
Nonthermal Activity and Particle Acceleration in Clusters of Galaxies
星系团中非热活动的证据是由相对论电子的同步辐射的射电观测建立的，新的窗口（在EUV和硬X射线范围内）为其研究提供了更强大的工具。本文总结了硬X射线观测，特别是后发座的观测，并介绍了一个高红移星系团的新的RXTE观测结果。结果表明，这些辐射的最可能的发射机制是由负责无线电辐射的相同的电子的宇宙微波背景光子的逆康普顿散射。被认为是加速的电子的各种情况下，它表明，最有可能的模型是情节加速的冲击或湍流，可能引起的合并活动，注入到星系团间介质的星系或活动星系核的高能电子。
2004-08-17 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
X-ray and optical monitoring of the peculiar source 4U 1700+24/V934 Her
我们报告了用Loiano 1.5米望远镜对X射线源4U 1700+24进行的ASCA和BeppoSAX观测，以及对其光学对应物V934 Her进行的（准）同时光谱学观测。档案ROSAT和RXTE数据以及4U 1700+24的RXTE ASM光变曲线也与1985年的EXOSAT指向一起进行了分析。光谱是典型的M2 III型恒星;推测到该天体的修正距离约为400 pc。虽然这些光谱既没有显示出两个时期之间的任何变化，也没有显示出任何特殊的特征，但X射线光谱揭示了一种复杂而长期可变的形状，具有明显的软过剩。源的X射线光谱特性最好由热康普顿化光谱加上软能量（<1 keV）过量来描述，其可以用kT_BB ~ 1 keV的黑体发射来建模;后一个分量在最低源通量水平下未被检测到。两个分量之间的比率随源通量而显著变化。从对象的X射线发射似乎变得更难，因为它的光度增加，和RXTE数据期间发生的爆发期间获得的1997年秋季显示硬尾检测到高达100千电子伏。除了在几十到几千秒的时间尺度上不稳定的散粒噪声变化之外，从X射线光变曲线的定时分析中没有发现显著的脉动或QPO。通过新的距离测定，在所考虑的观测中，2-10 keV的X射线光度范围介于~ 2 × 10^32 erg/s和~ 1 × 10^34 erg/s之间。所有这一切使我们能够提出一个由宽双星系统组成的方案，其中中子星从M巨星的风中吸积物质。
2001-11-08 astro-ph
X-ray Variability of Blazars
在过去10年中，我们对活动星系核高能发射的认识取得了重大进展，这是通过许多空间飞行任务的X射线监测活动确定的，特别是ROSAT、ASCA、RXTE、BeppoSAX和XMM，这些活动经常与其他频率的观测相结合。本文重点介绍了耀变体的X射线变率的最新研究结果。在活动星系核中，这些活动星系核的X射线发射的振幅变化最大，通常与较高能量（GeV和TeV辐射）的变化有很好的相关性。由于BeppoSAX号探测器的能量范围很广，对30多年来的X射线光谱进行了准确采样，结果还表明耀变体活动状态下光谱变化很大，这表明存在极端的电子能量，从而确定了一类“极端同步加速器”源。
2002-03-24 astro-ph
Simulating cosmic rays in clusters of galaxies - III. Non-thermal scaling relations and comparison to observations
在射电同步加速器、硬X射线逆康普顿和高能伽马射线系统中，星系团的互补视图对于将它们校准为高精度宇宙学探测器至关重要。我们提出了预测集群质量和这些非热观测之间的标度关系。为此，我们使用高分辨率的模拟样本的星系团跨越近两个数量级的质量范围，并遵循自洽的宇宙射线物理的辐射流体动力学。用法拉第旋转测量（RM）校准我们模型的磁场，我们的相对论电子布居的同步辐射与观测到的巨型射电晕和迷你晕的射电同步辐射光度和形态相匹配。使用ROSAT观测到的最亮的X射线团的完整样本，结合我们的伽马射线标度关系，我们预测GLAST将检测到大约10个团，允许爱丁顿偏差，由于在标度关系中的散射。最明亮的伽马射线星团是蛇夫座、天炉座、后发座、A3627、英仙座和半人马座。我们提供了一个绝对的低通量限制的伽玛射线发射的后发座的强子模型，可以更严格的磁场值来自RM值匹配GLAST灵敏度，从而提供了一个独特的测试可能的强子起源的射电晕。我们预测的硬X射线发射，由于逆康普顿发射的冲击加速和强子产生的相对论性电子，低于后发座和英仙座的检测到的50倍。这对逆康普顿解释提出了质疑，并加强了法拉第RM值和同步加速器和逆康普顿发射相结合获得的磁场估计的已知差异。[删节]
2008-02-06 astro-ph
Long-term Multi-wavelength Observations of GRS 1758-258 and the ADAF Model
我们提出了一个长期的多波长光变曲线银河系黑洞候选人GRS 1758-258结合以前发表的和档案数据从GRANAT，ROSAT，CGRO，RXTE，SAX，ASCA，EXOSAT和VLA。此外，我们还包括第一个光谱结果从球载伽马射线弧分望远镜成像系统（GRATIS）。根据对1991-1993年ROSAT观测的不同分析，我们重新分析了这些数据;我们发现软X射线跟踪硬X射线，并且拟合不需要黑体分量-表明GRS 1758-258在1993年没有达到高状态。我们用ADAF模型解释了一个具有mdot \ltsim mdot_crit的系统，发现1990-1993年同期的硬、软X射线观测结果支持ADAF模型的预测。本文讨论了一种用光谱数据和ADAF理论约束黑洞质量的新方法，并将这种方法应用于GRS 1758-258，在假定的8.5kpc距离上找到了M_1 \gtsim 8- 9 M_sol。对ADAF模型的进一步研究使我们能够根据Barret，McClintock和Grindlay（1996）的数据和通量-通量图对模型进行严格的评估，并了解后者的"X射线爆发盒“的限制。''
2001-08-07 astro-ph
The extreme ultraviolet excess emission in five clusters of galaxies revisited
最近，在X射线气体韧致辐射的尾部有过量的极紫外（EUV）辐射的证据，但在某些情况下仍然存在争议，主要是由于EUV数据的质量中等。为了提高极紫外波段的信噪比，我们分别对EUVE和ROSAT卫星在极紫外波段和X射线波段观测到的5个星系团进行了小波分析和图像重建。EUV和X射线重建图像的轮廓都在非常大的置信水平上不同，并且在所有五个集群（Abell 1795，Abell 2199，Abell 4059，Coma和Virgo）中检测到超过热韧致辐射尾部的EUV过量，直到大半径。这些结果，再加上最近的XMM-牛顿观测，表明EUV过量可能是非热起源。
2002-05-22 astro-ph
The X-ray emission of the Intermediate Polar V709 Cas
本文介绍了分别于1997年和1998年获得的中极V709 Cas的RXTE和BeppoSAX观测资料。从0.1到30 keV的X射线发射主要是在白矮星旋转周期（312.8 s）处的强脉动，没有轨道或边带周期的迹象，从而证实了以前的ROSAT结果。然而，我们检测到的两个时期之间的功率谱的变化。虽然在这两次观测中都出现了自旋周期的二次谐波，但在1997年没有出现一次谐波。在1997年和1998年之间的自旋脉动的幅度增加，同时在X射线通量的减少。从0.1到100 keV的平均X射线谱由~ 27 keV的等温等离子体加上复合吸收和铁K（α）荧光线很好地描述，这是由于白矮星表面的反射。旋转脉动是兼容的复杂的吸收为主的低能量范围，而高能量的自旋调制可以归因于高的冲击吸积极。1997年的RXTE光谱也显示了来自电离铁的吸收边的存在，它可能位于激波前的吸积流中。沿自旋周期的部分覆盖吸收体和反射的变化是兼容的经典吸积幕的情况。自旋脉冲特征和X射线通量的变化表明，V709 Cas经历了从数月到数年的时间尺度上的质量吸积率的变化。
2001-07-25 astro-ph
Observations of the Non-Thermal X-ray Emission from the Galactic Supernova Remnant G347.3-0.5
G347.3-0.5（RX J1713.7-3946）是一个新的壳型银河系超新星遗迹（SNRs）的成员，其X射线发射具有非热成分。我们已经分析了X射线光谱的SNR在一个广泛的能量范围（0.5至30千电子伏）使用归档数据从观测两颗卫星，伦琴星（ROSAT）和先进的宇宙学和天体物理学卫星（ASCA），以及我们自己的观测数据与罗西X射线定时探测器（RXTE）。使用模型EQUIL和SRCUT的组合来分别拟合热发射和非热发射，从该SNR中，我们发现G347.3-0.5的扩散发射的适度热分量的证据，其对应的能量为kT = 1.4 keV。我们还获得了70 TeV的宇宙射线电子的最大能量的估计已被加速由这个SNR。
2001-11-30 astro-ph
Hard X-ray timing and spectral properties of PSR B0540-69
利用RXTEPCA（2 - 60 keV）和RXTEHEXTE（15 - 250 keV）数据，研究了年轻的类蟹状星云LMC脉冲星PSR B 0540 -69的硬X射线性质.利用684 ks的非常长的有效曝光，我们得到了一个非常详细的主脉冲轮廓的能量为2 - 20 keV。我们确认了宽的单脉冲形状，在中间有一个倾角，在倾角的左边有一个明显的精细结构。对于第一次在10 - 50 keV的能量间隔的脉冲轮廓示出。值得注意的是，从光学到X射线能量的粗脉冲形状是稳定的，类似于蟹状星云脉冲星（PSR B 0531 +21）的情况。可以用相位分离约为0.2的两个高斯曲线来描述分布;从光学到X射线范围的两个分量之间的比率的分布与平坦一致。因此，我们不能得出结论，该概况由两个不同的组成部分。我们还得出了一个新的总脉冲光谱在~0.01 - 50千电子伏范围内的一致性分析，包括档案ROSAT PSPC（0.01 - 2.5千电子伏）的数据。这个谱不能用单一的幂律来描述，而是需要一个附加的能量依赖项。在10 keV附近的光谱弯曲类似于蟹状星云脉冲星的光谱。虽然使用外隙情景的模型计算可能解释PSR B 0540 -69的高能特征，因为它们成功地解释了螃蟹，但我们的测量结果与Zhang & Cheng（2000）的最新计算结果并不完全一致。微小的差异可能是由脉冲星几何形状的不确定性造成的。
2003-01-12 astro-ph
Multiwavelength Observations of a Dramatic High Energy Flare in the Blazar 3C 279
耀变体3C 279是伽玛射线天空中最明亮的河外天体之一，在CGRO于1996年1月至2月进行的为期3周的观测结束时，经历了伽玛射线振幅为10倍的耀斑。耀斑峰值代表了该天体有史以来记录的最高伽马射线强度。在高状态期间，可以看到非常快速的伽马射线变化。与RXTE、ASCA、ROSAT和IUE以及许多地面观测站进行了协调的多频观测，覆盖了最容易到达的波长。采样良好的同步RXTE光变曲线显示了一个低振幅的爆发（因子为~3），与伽马射线耀斑很好地相关，没有任何明显的滞后。在高能耀斑期间没有很好地采样的光学-紫外光变曲线表现出更适度的变化（因子~2）和更低的相关度。在伽马射线耀斑峰值期间，毫米波长的通量接近历史最大值，并暗示了相关的衰变。我们提出了同时光谱能量分布的3C 279之前和附近的耀斑峰值。伽马射线的变化超过了观测到的红外光通量变化的平方，这给特定的耀变体发射模型带来了一些问题。同步加速器自康普顿模型要求最大的同步加速器可变性发生在大多数未观察到的亚毫米/远红外区域。或者，外部光子场的大变化可能在几天的时间尺度上发生。这在“镜像”模型中自然发生，其中喷流中的耀斑区域使附近的宽发射线云光电离，这反过来又提供了被康普顿化为伽马射线能量的软光子。
1997-11-20 astro-ph
X-ray Constraints on the Intrinsic Shapes and Baryon Fractions of Five Abell Clusters
我们分析了明亮的、邻近的$(z<0.1)$星系团A401、A1656（后发座）、A2029、A2199和A2256的ROSAT PSPC图像，以约束它们的固有形状和重子分数。继Buote和Tsai之后，我们在$\sim 1.5h^{-1}_{80}$ Mpc尺度上探索了团簇的聚集结构，以减少可能的亚结构对较小尺度（$\lesssim$几百kpc）的影响。X射线等照度线的椭圆度通常为$ε\approx 0.15 - 0.25$，并显示显著的负径向梯度（除Coma外）。通过假设流体静力平衡和各种质量模型，我们得到椭圆度$ε_{mass} \approx 0.40-0.55$的等温模型的总引力物质的集群; $ε_{mass}$约束的变化$<10%$考虑ASCA所示的小温度梯度是典型的丰富的集群;所观察到的X射线椭圆度梯度要求质量模型具有恒定的椭圆度有陡峭的密度分布，$ρ\propto r^{-4}$。气体质量的估计对X射线等照度线的椭圆度高度不敏感。在我们的样品中，气体质量占总质量的比例随半径的增加而增加，并且在半径为$1.5h^{-1}_{80}$ Mpc的范围内有$M_{gas}/M_{tot} = (4% - 11%)h^{-3/2}_{80}$，这与White & Fabian的结果和White等人（1993）提出的重子灾变非常一致。最后，暗物质分布的椭圆度基本上与$ε_{mas…
1995-08-02 astro-ph
V723 Cassiopeia still on in X-rays: A bright Super Soft Source 12 years after outburst
我们发现，经典新星V723 Cas（1995年）仍然是一个活跃的X射线源超过12年后爆发和分析7个X射线观测与斯威夫特之间进行2006年1月31日和2007年12月3日。平均计数率为0.022+/-0.01 cts ^-1，但源的变化在平均值的2倍之内，并且没有显示出任何关闭的迹象。我们目前支持的光学观测表明，在2001年和2006年之间，一个潜在的热源是目前与稳步上升的温度。为了确认X射线发射来自V723 Cas，我们提取了1990年拍摄的ROSAT观测结果，发现新星位置没有X射线源。Swift XRT光谱类似于超软X射线双星源（SSS）的光谱，RXTE调查数据证实了这一点，该数据显示在1996年至2007年期间没有超过2 keV的X射线发射。使用黑体拟合，我们将有效温度限制在T_eff=（2.8-3.8）x10^5 K和热光度>5x10^36 erg s^-1之间，并警告说，黑体的光度通常被高估，温度被低估。我们讨论了一些可能的解释持续的X射线活动，包括稳定的氢燃烧由于重新吸积有趣的可能性。
2008-02-05 astro-ph
X-ray luminosity function of faint point sources in the Milky Way
我们评估的贡献，X射线（2千电子伏以上）的亮度的银河系从不同类别的低质量的双星系统和单星。首先，我们利用RXTE在|b|> 10处的回转巡天，构造附近X射线源的X射线光度函数（XLF），其范围为10 ^30 <Lx（erg/s）<10 ^34（其中Lx是2 - 10 keV的光度），由日冕活动双星（AB）和激变变星（CV）占据。然后，我们使用软X射线中的Rosat全天巡天和典型源的0.1 - 10 keV光谱的可用信息，将XLF扩展到Lx~10^27.5 erg/s。我们发现，AB和CV的局部累积X射线（2 - 10 keV）发射率（每单位恒星质量）分别为（2.0 +/-0.8 x10^27）和（1.1 +/-0.3 x10^27 erg/s/Msol）。除了代表老恒星星族的AB和CV外，年轻恒星还发出局部辐射（1.5 +/-0.4 x10^27 erg/s/Msol.最后，我们将一个由中子星和黑洞低质量X射线双星（LMXB）组成的高光度分支（高达~10^39 erg/s）附加到AB和CV的XLF上。合并后的XLF覆盖了~12个数量级的光度。据估计，AB和CV对银河系2 - 10 keV光度的贡献约为2x10^38 erg/s，或约为LMXB整体光度的3%（在附近星系中平均）。在这项工作中获得的XLF用于其他地方（Revnivtsev等人）。评估点源对银河脊X射线辐射的贡献。
2005-12-20 astro-ph
X-Ray Clusters in a CDM$+Λ$ Universe: A Direct, Large-Scale, High Resolution, Hydrodynamic Simulation
一个新的，三维的，激波捕捉，TVD流体动力学代码被用来确定热气体的分布在CDM $+Λ$模型宇宙。这个开放的模型成功地匹配集群的本地观测，而标准的$Ω=1$，CDM模型，失败。它预测的数量级下降的数量密度的明亮的（$hν= 2-10$ keV）集团从$z=0$到$z=2$在标准$Ω=1$，CDM模型的数量密度略有增加。该COBE标准化的CDM $+Λ$模型产生与所观察到的具有$L_x>10^{43}$ erg/s的X射线簇的数量大致相同的数量。亮星系团的数密度在$z\sim 0.2-0.5$附近增加，然后下降，而每个典型星系团的光度则随红移单调下降，结果是亮星系团的数密度在$z=0.5$附近出现一个宽峰，然后迅速下降为$z\rightarrow 3$。我们发现最有趣的一点是，在这个模型中的集群的温度冻结在稍后的时间（$z\le 0.3$），而以前我们发现在CDM模型中，有一个陡峭的增加在相同的时间间隔的红移。即使使用相对"软”的X射线仪器，如ROSAT，也应该可以检测到这种趋势，从而在$Ω=1$和$Ω<1$模型之间提供强有力的判别。检查团簇中气体与总质量的比值，我们发现了轻微的反偏（$b=0.9$或$({Ω_{gas}\overΩ_{tot}})_{cl} =0.083\pm 0.007$），这与观测结果一致[对于给定的$h$值，后发座团簇的$({Ω_{gas}\overΩ_{to…
1994-04-07 astro-ph
X-Ray Synchrotron Emission from 10-100 TeV Cosmic-Ray Electrons in the Supernova Remnant SN 1006
我们提出了一个联合光谱分析的结果RXTE PCA，ASCA SIS和ROSAT PSPC数据的超新星遗迹SN 1006。这项工作代表了第一次尝试在整个X射线能量带从0.12到17千电子伏的热和非热X射线发射模型。热通量由非平衡电离模型描述，电子温度kT = 0.6 keV，电离时标n 0 t = 9 x 10^9 s / cm^3，硅的相对元素丰度是太阳丰度的10-18倍。非热X射线谱用一个破幂律模型来描述，低能光子指数γ_1 = 2.1，高能光子指数γ_2 = 3.0。由于非热X射线谱随能量的增加而变陡，本分析的结果证实了以前的说法，即非热X射线发射是由同步辐射产生的。我们认为，这个磁场强度明显大于先前估计的1 x 10^-5 G，因此我们可以任意使用4 x 10^-5 G来估计残骸的宇宙射线电子、质子和氦光谱参数。质子和电子的数密度比（1 GeV时R = 160）、宇宙射线的总能量（E_cr = 1 x 10^50尔格）和1 GeV时电子的光谱指数（Gamma_e = 2.14 +/- 0.12）的结果与银河系宇宙射线主要在超新星遗迹的激波中加速的假设是一致的。然而，剩余物可能会或可能不会将原子核加速到与“膝盖”能量一样高的能量，这取决于电子的最大能量只有10 TeV的原因。
2001-07-28 astro-ph
Simulating the Soft X-ray excess in clusters of galaxies
自首次发现软X射线或极紫外（EUV）辐射以来，在来自热的团内介质（ICM）的热贡献之上的过量软X射线或极紫外（EUV）辐射的检测一直是一个有争议的主题。我们使用一个大尺度的流体动力学模拟的一致性$Λ$ CDM模型，调查可能的热起源，这样一个多余的一组20模拟集群的温度范围在1- 7 keV。通过模拟ROSAT-PSPC数据的观测程序对模拟星团进行了分析，该数据首次显示了软X射线过剩的证据。对于集群为中心的距离$0.4< R/R_{\rm vir}< 0.7$，我们检测到一个显着的过剩，在大多数的模拟集群，其相对量的变化，从集群到集群，对于同一个集群，通过改变投影方向。在大约30%的情况下，软X射线通量被测量为至少比单温度等离子体模型预测的大50%。我们发现，这种过剩是在大多数情况下产生的集群维里化区域内。它主要是由低熵高密度的气体与合并的子晕，而不是扩散温暖的气体。只有在少数情况下，过量产生的前/背景组中观察到的投影，而没有证据表明，一个显着的贡献，从气体躺在大规模的细丝。我们计算了相对软过剩的分布，作为星系团中心距离的函数，并将其与Bonamente等人（2003）对后发座星系团的观测结果进行了比较。与观测结果相似，我们发现相对过剩随离星系团中心的距离增加而增加，而$R<0.4R_{\rm vir}$没有发现明显的过剩。（节略）
2004-09-29 astro-ph
Optical and X-ray analysis of the cluster of galaxies Abell 496
我们提出了一个详细的分析星系团\a 4。光学数据包括一个包含466个星系的红移星表，其中274个属于主星系团，以及一个小得多的区域的CCD测光星表，分别有239个和610个星系在V和R波段。X射线分析基于ROSAT PSPC获得的图像。除了Abell 496本身，沿视线方向的速度分布显示至少存在四个不同红移的结构，其中一个似乎是一个速度为30083 km/s的贫星团。这些结构中的另一个具有太大的空间范围而不能成为簇，但可以是沿着视线的细丝或其他年轻的结构。各种独立的方法表明，Abell 496似乎是一个相当松弛的星系团，除了发射线星系的分布。这些似乎分布在两个样本落在主集群，一个从后面（ELG集中向西），一个从前面（高速ELG）。星系光度函数的明亮部分，由红移星表建立，在R $\sim 16$（M $_{\rm R}\sim -20.5$）处显示出一个平坦化，并且可以用明亮星系的高斯分布和微弱星系的幂律或谢克特函数来解释。从CCD成像得到的更深的星系计数显示在R $\sim 19.5$（M $_{\rm R} \sim -17$）处有一个下降，这可以通过假设光度函数的截止值来模拟，比如在后发座中观察到的。我们提出了一个X射线气体的模型，导出了星系、X射线气体和总动力学质量，以及星系团中的重子分数。\a 4表现为一个松弛的团簇，可用作进一步研究的原型。
2000-02-29 astro-ph
Imaging X-ray, Optical, and Infrared Observations of the Transient Anomalous X-ray Pulsar XTE J1810-197
本文报道了XTE J 1810 -197的X射线成像、计时和光谱研究。XTE J 1810 -197是Ibrahim等（2003）在最近的RXTE观测中发现的一颗5.54秒脉冲星。在Chandra HRC相机的一组短曝光中，我们检测到一个强调制信号（55+/-4%脉冲分数），其预期周期位于（J2000）18：09：51.08，-19：43：51.7，不确定性半径为0.6 arcsec（90% C.L.）。用XMM-牛顿获得的光谱与一个典型描述反常X射线谱（AXP）的双分量模型很好地拟合，该模型是一个吸收黑体加幂律，参数kT = 0.67+/-0.01 keV，Gamma=3.7+/-0.2，N_H=（1.05+/-0.05）E 22 cm^-2，Fx（0.5-10 keV）= 3.98 E-11 ergs/cm 2/s。或者，2 T黑体拟合也是可以接受的。CXCRJ 180951.1 -194351的位置与Einstein、Rosat和ASCA存档图像中看到的点源一致，当时它的通量弱了近两个数量级，并且没有发现脉动。光谱在“静止”和“活动”状态之间发生了显著变化，前者可以被建模为较软的黑体。使用XMM定时数据，我们将0.03 lt-s的上限放在周期范围10 m-8 hr的任何轨道运动上。在CTIO的SMARTS 1.3米望远镜上获得的光学和红外图像显示，在钱德拉误差圆内没有物体，限…
2003-12-29 astro-ph
