Chandra Observations of Diffuse X-Rays from the Sagittarius B2 Cloud
我们目前的第一个钱德拉结果的巨大分子云人马座B2（Sgr B2），位于约100 pc远离银河系中心。漫射X射线与1.5个已分辨的点源清晰地分开。X射线谱在6.40 keV（K α）和7.06 keV（K β）处显示出明显的铁K壳层跃迁线，在7.11 keV处显示出深的铁K边，在低能处显示出大的光电吸收。经吸收校正的X射线光度为\sim 1乘以10^{35} erg s^{-1}，比所有已分辨点源的积分亮度大两个数量级。漫射X射线主要来自云的西南半部分，呈凹形，指向银河系中心方向。这些结果有力地支持了ASCA模型，即Sgr B2是在银河系中心一侧被X射线源照射的。
2001-05-16 astro-ph
HST/Acs Weak-Lensing and Chandra X-Ray Studies of the High-Redshift Cluster MS 1054-0321
利用哈勃空间望远镜/先进巡天照相机（ACS）对Z=0.83的MS 1054-0321进行了弱透镜和钱德拉X射线分析，MS 1054-0321是爱因斯坦扩展中敏巡天（EMSS）中最远的X射线发光星团。通过ACS弱透镜进行的高分辨率质量重建以前所未有的细节揭示了复杂的暗物质子结构，其特征在于当前ACS场中的三个主要质量块和四个或更多的次要卫星群。质量图与钱德拉X射线图像的直接比较表明，东部弱透镜子结构不存在于X射线图像中，更有趣的是，两个X射线峰被移位远离假设的合并方向相对于相应的中部和西部质量块，可能是因为冲压压力。此外，正如我们之前对另一个z=0.84的高红移星系团CL 0152-1357的弱透镜研究所观察到的那样，MS 1054-0321的两个暗物质团块似乎与星系对应物有偏移。我们研究了这些偏移的重要性，并讨论了一种可能的情况，即暗物质团块可能在星系团之前移动。非参数弱透镜质量模型给出的投影质量为M（r<1 Mpc）=（1.02+-0.15）x 10^{15}太阳质量，其中的不确定性反映了统计误差和宇宙剪切效应。我们利用最新的Chandra仪器低能量子效率退化公式测量了T=8.9 - 0.8 ^{+1.0} keV的温度，并对团簇进行了等温β描述（r_c=16”+-15”，β =0.78+-0.08），得到的投影质量为M（r<1 Mpc）=（1.2+-0.2）× 10^{15}太…
2005-08-01 astro-ph
Chandra X-ray Observations of Newly Discovered, z ~ 1 Clusters from the Red-Sequence Cluster Survey
对中等红移范围（到z ~ 1）的星系团演化的观测研究是约束宇宙学参数的有力工具，但迄今为止对这些星系团的性质还没有全面的了解。利用高效的光学选择技术，红序星团巡天（RCS）发现了大量的高红移星团候选者。钱德拉X射线天文台观测到的来自这个样本的所有六个星团都在X射线中被探测到。这些钱德拉的后续观测（0.64 < z < 1.0）表明，星系团在系统上不如它们在较低红移下的类似丰富的X射线选择的对应物发光，尽管它们符合标准的Lx-Tx关系。与X射线选择的样品的比较表明，差异可能部分是由于X射线发射气体的空间结构的系统差异。我们的初步结果，从钱德拉后续观测的六个RCS集群，包括β模型参数和光谱信息。
2004-10-06 astro-ph
Scaling Relations from Sunyaev-Zel'dovich Effect and Chandra X-ray measurements of high-redshift galaxy clusters
本文给出了38个大质量星系团在红移0.14<z0.89时的Sunyaev-Zel'dovich效应（SZE）标度关系，这些星系团是由Cchandra X射线天文台和BIMA和OVRO干涉阵列的厘米波SZE成像系统观测到的。从X射线数据中排除中心100 kpc的等温β模型被用来模拟团内介质和测量全球集群属性。对于每个团簇，我们测量了X射线光谱温度，SZE气体质量，总质量和积分Compton-y参数在r_2500。我们的测量结果与基于团簇形成和演化的简单自相似模型的预期一致。我们比较了来自我们的SZE观测与没有钱德拉空间和光谱信息的集群属性，发现它们是在良好的协议。我们比较我们的结果与宇宙学数值模拟，发现模拟，包括辐射冷却，恒星形成和反馈匹配以及我们的SZE标度关系的斜率和归一化。
2007-11-15 astro-ph
Chandra and Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Observations of z~0 Warm-Hot Gas Toward PKS 2155-304
X射线明亮的z=0.116的类星体PKS 2155-304经常被观测到作为钱德拉校准源，到2006年5月，低能透射光栅（LETG）的曝光时间累计为483 ksec。高度电离的金属吸收线，包括z=0的许多线和z=0.055的假定OVIII K-α线，在过去的钱德拉研究中已经报道了这个来源。使用所有可用的钱德拉LETG光谱和分析技术开发的z=0 X射线吸收沿其他视线，我们重新审视这些以前的检测。我们在>3σ显著性下检测到4条吸收线（OVII K-alpha/beta、OVIII K-alpha和NeIX K-alpha），其中OVII K-alpha为7.3σ检测。z=0 OVII柱密度和Doppler参数的1σ范围与Mrk 421一致，在Mrk 279吸收的2σ范围内。从相对OVII和其他离子柱密度推断的温度和密度被发现是一致的，无论是当地的温暖，热的星系际介质或银河日冕。与其他视线中看到的局部X射线吸收体不同，不能排除与低速或高速远紫外OVI吸收线的联系。Fang等人报道的z=0.055 OVIII吸收在ACIS/LETG光谱中具有3.5σ置信度，但在相同的红移处未发现其他吸收线。
2007-04-16 astro-ph
Inhomogeneity in the Hot Intracluster Medium of Abell 1060 Observed with Chandra
对非冷却流团A1060的Chandra观测证实，从半径约230 kpc到中心5 kpc区域（H_0= 75 km/s/Mpc），团内热介质具有相当均匀的温度和金属丰度分布。径向温度分布在距中心30-40 kpc处有一个宽峰，比外围高20%左右。在假定温度和丰度空间分布均匀的情况下，通过迭代修正β模型，得到了中心气体密度为8.2^{+1.8}_{-1.0} x 10^{-3} cm^{-3}。根据密度分布图估计了引力质量的分布，并指出在50千秒差距半径内有一个质量集中的中心。这些数据还显示了几个高丰度区域。靠近中央星系NGC 3311的最显著的斑点半径约为9千秒差距，这表明其金属丰度约为1.5太阳能。我们认为这个斑点可能是由NGC 3311剥离的气体产生的。
2004-09-30 astro-ph
Chandra Analysis and Mass Estimation of the Lensing Cluster of Galaxies CL0024+17
本文对Z=0.395的透镜星系团CL 0024 +17的Chandra X射线观测结果进行了详细的分析。我们发现，径向温度分布是一致的等温到~600 kpc和平均X射线温度为4.47（+0.83，-0.54）keV。X射线表面亮度轮廓由以具有50 kpc的小核心的中央明亮椭圆星系为中心的扩展发射和更扩展的发射的总和表示，更扩展的发射可以由核心半径约为210 kpc的球形β模型很好地描述。假设X射线发射气体处于流体静力平衡，我们估计了弧半径内的X射线质量，发现它比强透镜质量小2- 3倍。我们首次在星团的X射线光谱中探测到一条强红移的铁K线，并发现金属丰度为0.76（+0.37，-0.31）太阳。
2003-10-08 astro-ph
Chandra Detection of Local OVII He-alpha Absorption Along the Sight Line Toward 3C 273
利用钱德拉X射线望远镜，我们探测到了一条零红移的OVII He-α吸收线，它沿着视线朝向3C 273。该线检测非常显著，其信噪比（S/N）为6.4。我们探索了两种模型，将这条线与（1）本星系群中的群内气体和（2）我们银河系附近的热晕气体联系起来。在第一个模型中，我们发现对于本星系群气体分布的标准β模型，温度被限制在2.3e5 <T <1.2e6 K，重子过密度为delta_b~100，这两个结果都与宇宙学模拟所预言的所谓温热星系际介质（WHIM）的性质相一致。我们还发现气体分布的核心半径应大于100 kpc。在第二个模型中，我们讨论了几个可能的银河系的吸收起源，我们评论的可能性，OVII与OVI吸收在这个方向上观察到的远紫外光谱探测器（FUSE）。我们发现，有一个强烈的迹象表明，碰撞电离是所观察到的吸收的主要电离源。
2002-10-30 astro-ph
Polarization change due to fast winds from accretion disks
吸积盘产生的辐射中，有一部分可能被从吸积盘吹走的风汤姆逊散射。采用一个简单的风的平面平行模型，我们计算了散射辐射的偏振，发现它的符号取决于风速，β =v/c。在0.12 <β < 0.78的情况下，偏振平行于盘法线，即，它与预期来自吸积盘的标准的Erasekhar极化正交。电子-正电子风的速度可能在0.5阶平衡值β * 附近饱和，此时加速辐射压与康普顿阻力平衡。然后，由风引起的偏振变化最为显著。这可能有助于调和标准的吸积盘模型与光学偏振观测的非耀变体活动星系核。
1998-02-11 astro-ph
Chandra Observations of the X-ray Environment of BL Lacs
我们提出了钱德拉观测的X射线环境的样本6 BL蝎虎天体。改进的灵敏度的ACIS实验，使我们能够分离的核心X射线发射的扩散发射的贡献，从主机星系/集群规模。在短时间（2-6 ks）ACIS曝光中，我们在3个源（BL Lac、PKS 0548-322和PKS 2005-489）中发现了弥散X射线发射的证据。漫射发射可以用King轮廓来模拟，其β约为0.3-0.6，核心半径rc约为15-28 kpc，并且在10^{41}-10 ^{42} erg/s范围内的0.4-5 keV光度。在剩下的3个源中，一个（3C 371）的径向轮廓与一个未解析的源完全一致，而两个（1 ES 2344+514和1 ES 2321+419）显示出kpc尺度上的弱扩散发射的证据。这些结果支持目前的模型无线电响亮AGN统一BL湖和FRI射电星系通过其喷流的方向。在PKS 0548-322和PKS 2005-489中，我们也发现了星系团尺度上弥漫发射的证据，尽管这种发射的空间特性不受限制。团簇气体的温度和光度是正常团簇的典型特征。有趣的是，这是样本中最亮的两个来源，表明环境与核活动之间存在联系。
2003-05-21 astro-ph
Systematics in the X-ray Cluster Mass Estimators
我们研究影响X射线质量估计适用于一组五个模拟星系团的系统。他们已经通过X射线地图模拟器，X-MAS处理，提供钱德拉一样的长时间曝光，分析重建气体温度，密度和质量配置文件作为输入。我们发现，在R_2500通过流体静力平衡方程的直接应用获得的质量分布与实际质量在1 σ内是一致的，虽然我们注意到，由于高水平的钱德拉背景，这个估计显示出高的统计误差。相反，β-模型在描述气体密度分布方面的不足使得所评估的质量相对于真实质量被低估了\sim 40%，无论是等温还是多变温度分布。我们还测试了通过采用解析质量模型（例如Navarro等人（1997）和Rasia等人（2004）提出的模型）并将流体静力平衡方程预期的温度分布拟合到观察到的温度分布来恢复质量的方法。这些方法和流体静力平衡方程之一提供了一个更强大的质量估计比基于β模型。在目前的工作中，一个精确的质量重建的主要限制是归因于选择再现钱德拉一个相对较高的水平的背景。在人为地将其减少100倍后，我们发现估计的质量大大低估了真实的质量分布。这主要是由于（i）忽略了气体体运动对总能量预算的贡献，以及（ii）由于发射等离子体的复杂热结构而导致的朝向较低值的X射线温度测量的偏差。
2006-02-20 astro-ph
Determination of the Cosmic Distance Scale from Sunyaev-Zel'dovich Effect and Chandra X-ray Measurements of High Redshift Galaxy Clusters
利用来自Chandra的X射线数据和欧文斯谷射电天文台的Sunyaev-Zeldovich效应数据以及伯克利-伊利诺伊-马里兰协会干涉仪阵列，我们测定了红移范围为0.14 < z < 0.89的38个星系团的距离。集群等离子体和暗物质分布进行了分析，使用流体静力平衡模型，占径向变化的密度，温度和丰度，这种方法的统计和系统误差量化。分析是通过马尔可夫链蒙特卡罗技术，提供了所有模型参数的同时估计。我们测量了一个哈勃常数为76.9 +3.9-3.4 +10.0-8.0 km/s/Mpc（统计其次是系统的不确定性，在68%的置信度）为欧米茄_M=0.3，欧米茄_λ =0.7宇宙学。我们还用一个等温β模式分析了这些数据，发现H_0=73.7 + 4.6 - 3.8 + 9.5 - 7.6km/s/Mpc;为了避免星系团中冷核心的影响，我们重复了这一分析，从X射线数据中排除了中心100千秒差距，求得H_0=77.6 +4.8-4.3 +10.1-8.2km/s/Mpc。模型之间的一致性说明了H_0的SZE/X射线测定对团簇模型的细节相对不敏感。我们对遥远宇宙中哈勃参数的测定与最近哈勃太空望远镜探测附近宇宙的关键项目的测量结果一致。
2006-04-03 astro-ph
Chandra Observations of Low Mass X-ray Binaries and Diffuse Gas in the Early-Type Galaxies NGC 4365 and NGC 4382 (M85)
我们使用钱德拉X射线天文台ACIS S3对X射线暗淡的椭圆星系NGC 4365和透镜星系NGC 4382进行了成像。观测结果将大部分X射线发射分别分解为99个和58个源，其中大部分是与每个星系相关的低质量X射线双星（LMXB）。我们在NGC 4365的一个中心场中，从37个X射线源中识别出了18个球状星团。这两个星系的分辨源的光度函数都符合截止光度为$\approx 0.9 - 3.1 \times 10^{39}$ ergs $^{-1}$的截止幂律。这些光度比以前测量的类似星系的光度大得多;我们没有发现证据表明，在1.4 $M_\odot$中子星的爱丁顿光度下，光度函数出现了断裂。这两个星系的分辨源的空间分布比光学星的分布更广。在这两个星系中，一个硬幂律模型符合所有源的总和光谱。未解决的排放量是最适合的软mekal模型代表排放扩散气体，和硬幂律，假定是从未解决的LMXB的总和。一个标准的贝塔模型符合两个星系中弥漫气体的径向分布。在椭圆星系NGC 4365中，最适合的核心半径非常小，而S 0星系NGC 4382的核心半径更大。这可能表明NGC 4382中的气体正在显着旋转。
2003-08-18 astro-ph
Chandra X-ray analysis of the massive high-redshift galaxy clusters ClJ1113.1-2615 and ClJ0152.7-1357
We present an analysis of Chandra observations of two high-redshift clusters of galaxies, ClJ1113.1-2615 at z=0.725 and ClJ0152.7-1357 at z=0.833. We find ClJ1113 to be relaxed with kT=4.3^{+0.5}_{-0.4}keV and a mass (within the virial radius) of 4.3^{+0.8}_{-0.7}*10^{14}Msol. ClJ0152, by contrast, is resolved into a northern and southern subcluster, each massive and X-ray luminous, in the process of merging. The temperatures of the subclusters are found to be 5.5^{+0.9}_{-0.8}keV and 5.2^{+1.1}_{-0.9}keV respectively, and their respective masses are 6.1^{+1.7}_{-1.5}*10^{14}Msol and 5.2^{+1.8…
2003-02-26 astro-ph
The outer regions of galaxy clusters: Chandra constraints on the X-ray surface brightness
我们研究了用Chandra观测到的星系团样品中X射线表面亮度轮廓的性质，这些星系团在半径超过R500 ~ 0.7 R200的范围内具有信噪比大于2的可检测发射。我们的研究旨在测量大质量星系团外围的X射线表面亮度和气体密度分布的斜率。这些限制相比，从观测和数值模拟的温度和暗物质密度分布的意图，提出了一致的图片的外部区域的星系团的类似结果。我们从Chandra获得的X射线曝光量中提取了52个z>0.3的X射线发光星系团的表面亮度分布Sb（r）。我们估计R200使用一个β模型，再现Sb（r）和缩放关系的文献。这两种方法收敛于可比较的值。我们确定信噪比大于2的半径R_S2N，并选择样本中满足R_S2N/R200 > 0.7标准的对象。对于所选的11个对象，我们用幂律对Sb（r）的行为进行建模。我们测量到Sb（r）曲线从0.4 R200向外移动的一致变陡，其中估计平均斜率为-3.6（sigma=0.8）。在R200处，我们评估-4.3（σ =0.9）的斜率，这意味着气体密度分布中的斜率为-2.6，并且在0.5-2带中的表面亮度的预测平均值为2 e-12 erg/s/cm 2/deg 2。结合对气体温度分布的外斜率的估计和对暗物质分布的预期，这些测量使我们能够正确地描述X射线发光星团在维里半径范围内的行为。
2009-01-13 astro-ph
Chandra X-ray Observations of the 0.6 < z < 1.1 Red-Sequence Cluster Survey Sample
我们介绍了Chandra对13个0.6<z< 1.1的光学选择星系团的观测结果，这些星系团是通过红序星系团巡天（RCS）发现的。除了一个之外，所有的都在S/N>3时被检测到;尽管3个没有观察到足够长的时间来支持详细的分析。表面亮度曲线与beta模型拟合。在R（2500）内提取积分光谱，并且获得Tx和Lx信息。我们在R（2500）和R（500）范围内推导出气体和总质量。宇宙学校正的标度关系进行了研究，我们发现RCS集群是一致的自相似标度的期望。然而，对于涉及Lx的关系，在RCS样本和较低z X射线选择的样本之间存在差异，对于给定Tx，较高z RCS集群具有较低的Lx。此外，我们发现，气体质量分数R（2500）内的高Z RCS样品低于预期的一个因素~2。这表明这些高z天体的中心熵已经被预热、合并和/或活动星系核爆发等过程所提升，它们的气体仍然在下降，或者它们含有相对更多的以恒星形式存在的重子物质。最后，拟合了红层光学丰度（Bgc）与X射线性质之间的关系。对于测量Tx的系统，我们发现光学丰富度与Tx和质量相关，对于X射线和光学选择的簇，质量的散射为~30%。然而，我们也发现，X射线亮度与丰富度没有很好的相关性，我们的几个样品似乎是显着的X射线暗淡。
2007-10-29 astro-ph
Chandra Observation of the Cooling Flow Cluster Abell 2052
我们提出了一个分析的钱德拉X射线观测的阿贝尔2052，包括大规模的集群以及中央区域，其中包括明亮的射电源，3C 317的属性。我们目前的温度和丰度配置文件使用投影和解投影光谱分析。该星团显示了冷却流的特征，即在星团中心的β模型之上的过量表面亮度，以及进入星团中心的温度下降。重元素丰度最初向中心增加，但在30弧秒内下降。温度和丰度图显示，围绕射电源的X射线亮壳层是星团中最冷和最少丰度的区域。冷却流中的质量沉积速率为26 < Mdot < 42 Msun/yr。这个比率比之前X射线天文台发现的比率低三倍。基于恒星星族的分析，使用成像和光谱的波长跨越远紫外到近红外，我们发现一个恒星形成率为0.6 Msun/年内的3弧秒半径的核心星系团星系。总的和气体质量的集群配置文件也被确定。我们研究了由射电源形成的X射线孔中的其他压力源，并限制了任何热的、扩散的、热分量的温度，该热分量提供了孔中的大部分压力，使kT > 20 keV。我们计算了亮壳层区的磁场，找到了B ~ 11 \muG。活动星系核中心目前的光度为L_X = 7.9 x 10^41 erg/s，其光谱符合幂律模型，没有超过银河系值的过量吸收。在星团的生命周期中，几次射电爆发的能量输出可能足以抵消中心附近的冷却流。（节录）
2002-11-01 astro-ph
X-ray and Sunyaev-Zel'dovich Effect Measurements of the Gas Mass Fraction in Galaxy Clusters
利用Chandra X射线数据和OVRO/BIMA干涉测量的Sunyaev-Zel'dovich效应，计算了38个大质量星系团的气体质量分数，红移范围从0.14到0.89。我们使用三种模型的气体分布：（1）等温β模型拟合联合X射线数据在半径超过100千秒差距和所有的SZE数据，（2）非等温双β模型拟合联合所有的X射线和SZE数据，和（3）等温β模型拟合只SZE空间数据。我们表明，简单的等温模型很好地表征了集群核心外的集群内介质（ICM）的形态学性质的范围广泛的集群。100 kpc切割等温β模型的平均气体质量分数的X射线和SZE测定值为fgas（X射线）=0.110 +0.003-0.003 +0.006-0.018和fgas（SZE）=0.116 +0.005-0.005 +0.009-0.026，其中不确定度为统计不确定度，其次为系统不确定度，置信度为68%。对于非等温双β模型，fgas（X射线）=0.119 +0.003-0.003 +0.007-0.014和fgas（SZE）=0.121 +0.005-0.005 +0.009-0.016。对于仅SZE模型，fgas（SZE）=0.120 +0.009-0.009 +0.009-0.027。我们的结果表明，r 2500内的气体质量分数与宇宙重子质量分数之比为0.68 + 0.10 - 0.16，其中包括统计和系统的不确定性。通…
2006-04-04 astro-ph
An X-ray emission line spectrum of Nova V382 Velorum 1999
我们报告了对Classical Nova V382 Vel（1999）的X射线光栅光谱的分析，该光谱是用CHANNEL上的LETG+HRC-S仪器获得的，它显示出在任何连续谱上都占主导地位的发射线。Si、Mg、Ne、O、N和C的线被识别，但没有检测到Fe线。谱线的总光度为4 × 10^27尔格/秒（修正为N_H= 1.2 × 10^21 cm ^-2）。这些谱线具有宽的剖面，其半高宽对应于2900 ± 200 km/s的速度。在剖面中识别出一些结构，但对于不同的元素，我们发现不同的剖面结构。虽然O的线显示出加宽的高斯分布，但Ne的线是双峰的，这表明碎片化的发射等离子体。使用的排放量分布，我们得到相对元素丰度，并发现丰富的Ne和N显着增强相对于O，而Fe是不是过于丰富。缺乏任何源发射longwards的50 A和OVIII的Ly_alpha/Ly_beta线比支持以前的值的氢柱密度。我们发现了来自白矮星的微弱连续辐射，这与温度上限为T= 3 × 10^5K的黑体光谱一致，假设源半径为6000 km。积分黑体光度的上限是2x10^36erg/s。BeppoSAX和Chandra ACIS对V382 Vel的观测表明，这颗新星在1999年12月30日之前是明亮的，并且处于超软阶段。我们在6周后获得的LETG观测结果，以及随后的所有X射线观测结果，显示出一个显着的衰减到几乎纯的发射线阶段，…
2005-10-03 astro-ph
Differential Emission Measure Determination of Collisionally Ionized Plasma: II. Application to Hot Stars
在以前的论文中，我们已经描述了一种技术，从它们的X射线发射线光谱的碰撞电离热等离子体的微分发射测量（DEM）分布，温度分布的测量，得到的约束。我们将这种技术应用于钱德拉/HETG光谱的所有9个热星提供给我们在这个项目开始的时候。我们发现，DEM分布的七个O型星在我们的样本中的六个是非常相似的，但θ猎户座具有较高的温度的X射线光谱的特点。在我们的样本中的两个B星的DEM分布有较低的幅度比O星和一个，Tau Sco，其特点是较高的温度比其他，β Cru。这些结果证实了以前的工作，其中高温已被发现θ猎户座和τ天蝎座，并作为证据通道的风在磁场，其存在与恒星的青年。我们的研究结果表明，我们的方法推导出的X射线发射线光谱的大样本的温度信息的实用程序。
2005-03-20 astro-ph
High Resolution X-ray Spectroscopy of Pre-Main-Sequence Stars: TWA 5 and PZ Tel
本文报道了两颗主序前恒星TWA 5（XMM-Newton观测）和望远镜PZ（Chandra/HETGS观测）的高分辨率X射线谱分析结果。TWA 5是长蛇座TW星协中的一颗经典金牛座T星，而Tel PZ则是一颗快速旋转的弱线金牛座T星，属于β-Picture移动星群。对于这两颗恒星，我们已经重建了发射测量分布，并推导出日冕的丰度，以检查可能的模式的丰度有关的各种元素的第一电离电位。我们还从类氦三重态的分析中得到了等离子体密度的估计。我们比较了我们的目标与其他作者以前分析过的其他前主序星的特征：TW Hya，HD 98800和HD 283572。我们的研究结果表明，X射线发射从经典的金牛座T星和弱线金牛座T星产生在所有情况下的磁加热日冕，除了TW Hya具有独特的等离子体温度和密度。此外，我们还推导出TWA 5与TW Hya具有相同的Ne/Fe丰度比。
2004-10-11 astro-ph
Dramatic X-ray Spectral Variability of the Broad Absorption Line Quasar PG2112+059
在1999年的ASCA观测中，PG 2112 +059成为第一个被发现的宽吸收线（BAL）类星体，表现出典型的射电宁静类星体X射线连续体，其基础是大量的内在吸收。我们提出了一个最近的钱德拉ACIS-S3观测PG 2112 +059，表现出显着的光谱和光度变化，因为那个时候。除了连续归一化降低约3.5倍外，吸收柱密度明显大幅增加，并且在Fe K α区域出现了强烈的特征。与早期HST档案数据相比，同步HST STIS数据显示了连续谱变异性（紫外线高达约1.7倍）以及自1992年以来CIV 1549 BAL的一些吸收特征的证据;然而，OVI BAL结构与1995年的观察结果一致。我们还提出了Ly β-OVI 1037.62和Ly α-NV 1242.80线锁定吸收系统的证据，支持紫外线压力驱动BAL流出的假设。虽然紫外BALs通常只表现出适度的等效宽度的变化超过几年的时间尺度，戏剧性的X射线变化的PG 2112 +059表明，X射线光谱变化研究BAL类星体有很大的潜力，探测类星体风的物理。
2003-11-17 astro-ph
51 Eri and GJ 3305: A 10-15 Myr old binary star system at 30 parsecs
根据Zuckerman et al.（2001，ApJ，562，L 87）的建议，我们认为有证据表明，51 Eri（光谱型F0）和GJ 3305（M0），历史上被分类为太阳附近不相关的主序星，而是一个广泛的物理双星系统和年轻的β Pic移动群（BPMG）的成员。BPMG是几个年龄在1000万年左右的年轻恒星群中最接近的（d < 50 pc），它们在运动学上与最近的OB星协Oph-Sco-Cen星协（OSCA）会聚。结合SAAO光学光度学，Hobby-Eberly望远镜高分辨率光谱学，Chandra X射线数据和UCAC 2目录运动学，我们非常有信心地确认该系统确实非常年轻。GJ 3305本身表现出非常强的磁性活动，但其大部分锂已迅速耗尽。51 Eri/GJ 3305系统是OSCA中已知的最西边的成员，距离主要的子群有110 pc。该系统类似于BPMG宽双星HD 172555/CD-64 d 1208和HD 104237五重奏，这表明动态脆弱的多系统可以在其出生的巨大分子云复合体的湍流环境中生存下来，同时仍然被赋予高的色散速度。附近的年轻系统，如这些是演化的拱星盘和行星研究的极好目标，具有恒星年龄可比的行星形成的后期阶段。
2005-11-21 astro-ph
X-Ray Line Profiles from Parameterized Emission Within an Accelerating Stellar Wind
出于最近的探测XMM和钱德拉卫星的X射线线发射热，发光的恒星，我们提出了合成线配置文件的参数化模型的热星风内发射的X射线。X射线线发射发生在一个明确定义的同动坐标系共振波长，这是多普勒频移的恒星风外流参数的“β”速度定律，$v(r)=v_{\infty} (1-\R_{\ast}/r)^β$。在X射线发射的某个初始起始半径$R_o$之上，假设发射填充因子的径向变化在半径$f(r) \sim r^{-q}$上按幂律下降。计算出的排放曲线也占连续吸收风内，与整体强度的特点是由累积光学深度$τ_\ast$。在从线中心的波长偏移缩放单位的风终端速度$v_{\infty}$，我们提出了规范化的X射线线轮廓参数$β$，$τ_\ast$，$q$和$R_o$的各种组合，并包括仪器展宽的影响，其特征在于由高斯与参数化的宽度$σ$。我们讨论了解释观察到的热星X射线光谱的影响，重点是区分“日冕”和“风灾”场景的特征。特别是，我们注意到，在迄今为止观察到的配置文件中，大量的发射线中心的longward将很难与预期的衰减风和恒星核心的风激波或日冕模型。
2001-07-06 astro-ph
High-Resolution X-ray Spectroscopy of the Interstellar Medium: Structure at the Oxygen Absorption Edge
（简称）利用钱德拉星载HETGS高分辨率光谱仪对7颗X射线双星的氧K壳层星际吸收边进行了测量。利用最亮光源作为模板，我们找到了2个吸收边和5条高斯吸收线的最佳拟合模型。所有这些特征都可以用最近对中性和电离的原子氧的K壳层吸收的预测来解释。我们确定的K α和K β吸收线从中性氧，以及S=3/2的吸收边。由于与仪器特征重叠，在这些数据中未检测到预期的S=1/2边缘。我们还确定了单和双电离氧的K α吸收线。OI K α吸收线被用作基准，以调整绝对波长尺度的吸收截面的理论预测。我们发现，需要30-50 mA的移位，与之前注意到的理论与实验室测量的比较差异一致。在以前的研究中建议，从灰尘或分子成分的显着的氧功能，不需要我们的HETGS光谱。有了这些光谱，我们就可以开始测量ISM的大尺度性质。我们将中性线的速度色散限制在<200 km s^{-1}，这与其他波长的测量结果一致。我们还首次在ISM中测量了氧的电离分数。我们将OII/OI的星际比限制为~0.1，OIII/OI的比限制为<0.1。
2004-05-21 astro-ph
Suzaku Spectroscopy Study of Hard X-Ray Emission in the Arches Cluster
我们提出的结果朱雀研究的拱门集群。用XIS获得了3-12 keV波段的高S/N谱。我们发现，光谱由热等离子体，硬幂律尾，和两个高斯线。根据CaXIX和FeXXV K α线的存在以及FeXXVI K α线的不存在确定血浆组分（kT~2.2 keV）。这两条高斯线代表铁在较低电离阶段的K α和β线。这两条谱线的谱线中心和强度比与中性铁一致。发现硬幂律尾（指数~0.7）没有明显的铁K边缘特征。通过与已发表的Chandra谱的比较，我们得出结论：热辐射分量来自于点状源的集合加上集中在团簇中心的热扩散辐射，而高斯辐射和硬尾辐射分量来自于在更大尺度上扩展的非热扩散辐射.在带限XIS图像中，7.5-10.0 keV发射的分布类似于6.4 keV发射的分布。这强烈表明，幂律发射与基础物理中的6.4和7.1 keV线有关。我们讨论了两种观点来解释硬连续谱和谱线：（1）产生荧光谱线和汤姆逊散射连续谱的X射线光电离;（2）铁原子的非热电子碰撞电离和韧致辐射连续谱。但无论采用哪种方案，来自拱门星系团的光子或粒子通量都太低，无法解释观测到的线和连续谱强度。
2006-11-03 astro-ph
Detection of highly ionized O and Ne absorption lines in the X-ray spectrum of 4U1820-303 in the globular cluster, NGC 6624
利用Chandra LETG对球状星团NGC 6624中的两个低质量X射线双星4U 1820 -303和Cyg X-2的能谱进行了高电离态O和Ne的吸收谱搜索，探测到4U 1820 -303的O VII、O VIII和Ne IX吸收谱。O VII K α线的等效宽度为1.19 ± 0.47/-0.30 eV（90%误差），显著性为6.5 σ。对于Cyg X-2，没有检测到吸收线，其中对于O VII K α，等效宽度的90%上限为1.06 eV。在4U 1820 -303中观察到的吸收线很可能是由于热的星际介质，因为如果吸收柱靠近双星系统，O将被完全光电离。根据O VII K α和K β线、Ne/O丰度比和H柱密度之间的一致性，速度色散被限制在b = 200 - 420 km/s。平均温度为log（T[K]）= 6.2 - 6.3，O VII密度为n（O VII）=（0.7 - 2.3）× 10^{-6} cm^{-3}。两个源的O VII柱密度的差异可能与软X射线背景（SXB）向银河系隆起区的增强有关。使用多面体模型的热气体占SXB，我们校正的密度梯度和估计的中平面O VII密度在太阳附近。然后利用活动星系核的吸收线估算了热气体的标度高度。这表明，活动星系核的吸收线和高纬度SXB发射线的一个显着的部分可以解释在我们的银河系的热气体。
2003-10-30 astro-ph
