The history of the iron K-alpha line profile in the Piccinotti AGN ESO198-G24
本文介绍了ASCA（1997年7月）、XMM-牛顿（2000年12月）和BeppoSAX（2001年1月）对Piccinotti Seyfert 1星系ESO 198-G24的观测结果。BeppoSAX 0.1-200 keV的光谱显示出再处理的特征，可能是由X射线照射的相对论性吸积盘产生的，它对着一个2 π的立体角。在XMM-牛顿观测期间，荧光铁K-α谱线轮廓（质心能量E~6.4 keV）很宽，亮度是BeppoSAX观测的两倍。在96.3%置信水平下检测到的额外发射特征（E~5.7 keV）可能是相对论性双峰分布的一部分。相比之下，在早期的ASCA观测中，谱线轮廓由非常窄的“核心”（本征宽度<50 eV）主导。如果这个分量是由分子环面的内表面反射产生的，那么它的大等效宽度（约300 eV）很可能代表了先前较亮通量状态的“回声”，与ESO 198-G24中历史X射线光变曲线所覆盖的动力学范围一致。
2003-02-06 astro-ph
A 100ks XMM-Newton view of the Seyfert 1.8 ESO113-G010. I. Discovery of large X-ray variability and study of the FeKalpha line complex
我们在这里介绍了2005年11月对Seyfert 1.8星系ESO 113-G 010进行的一个长（100 ks）XMM-牛顿跟踪，以便在更长的时间尺度上研究其主要的X射线特性。发现该源处于较高/较软的时间平均通量状态，对该源的时序分析显示出强烈的快速变化。功率谱密度（PSD）分析表明（95% c.l.）在3.7 x 10^-4 Hz处出现一个中断。这个截止频率与其他一些快速变化的塞弗特（如MCG-6-30-15和NGC 4051）中测得的截止频率相当。根据质光时标，我们推断M_BH的范围在4 × 10^6 - 10^7 M_odot之间，并且源以或接近爱丁顿速率（甚至更高）吸积。现有的数据不能区分光谱旋转的连续和两个组成部分的起源光谱软化，主要是因为数据没有跨越足够宽的流量范围。在双分量模型的情况下，如果存在恒定的反射分量，则通量-通量图中测量的分数偏移向更高的能量显著增加（类似于MCG-6-30-15中观察到的情况）。与2001年5月的观测结果相反，没有观测到明显的高红移发射线（这可能与源通量水平有关），而观测到了两条窄的6.5keV和7 keV的发射线。信噪比不足以确定这些线是可变的还是恒定的。正如2001年的观测所指出的那样，没有观测到明显的恒定窄的6.4keV FeK线（EW~ 32 eV），因此排除了来自遥远的冷物质的任何主要发射，例如这个塞弗特1.8型星系中的环面。
2007-06-27 astro-ph
INTEGRAL, XMM-Newton and ESO/NTT identification of AX J1749.1-2733: an obscured and probably distant Be/X-ray binary
AX J1749.1-2733是一个未分类的瞬态X射线源，在1993-1999年由ASCA调查期间发现。为了确定其性质，进行了近红外、光学、X射线和硬X射线的多波长研究。AX J 1749.1 -2733是一颗新的高质量X射线脉冲双星，轨道周期为185.5 ± 1.1 d（或185.5/f，f= 2，3或4），自旋周期约为66 s，是Be/X射线双星的典型参数。爆发持续约12 d。还观察到0.08+/-0.02秒/年的自旋下降，很可能是由于螺旋桨效应。最准确的X射线位置是右心房。（2000）=17h49m06.8s和Dec. = -27deg32 '32”.5（unc. 2”）。高能宽带光谱符合吸收幂律和高能截止值，NH=（20+/-1）~（22）cm-2，Gamma=1.0+/-0.1，Ecut=21+/-3 keV。X射线误差圆内唯一的光学/NIR候选对应物具有R=21.9+/-0.1，I=20.92+/-0.09，J=17.42+/-0.03，H=16.71+/-0.02，Ks=15.75+/-0.07的量值，它指向一颗距离很远（> 8.5 kpc）且吸收率很高（NH~1.7e22 cm-2）的Be星。22-50 keV的平均光度在长爆发期间为（0.4-0.9）e36 erg/s，在MJD 52891上发生的明亮耀斑期间为3e 36 erg/s，假设距离为8.5 kpc。
2008-09-06 astro-ph
The XMM-Newton Optical/UV Monitor Telescope
XMM-OM仪器将XMM-牛顿天文台的光谱覆盖范围扩大到紫外和光学范围。它与EPIC和RGS中的观测同时提供关于目标的成像和时间分辨数据。它还能够跟踪其视野内的恒星，从而为航天器提供了改进的事后方面解决方案。给出了XMM-OM及其操作的概述，以及仪器性能的当前信息。
2000-11-10 astro-ph
OMCat: Catalogue of Serendipitous Sources Detected with the XMM-Newton Optical Monitor
偶然来源光学监测器目录（OMCat）包含在公开可用的XMM-牛顿光学监测器（OM）图像中检测到的每个来源的条目，这些图像以成像或"快速“模式拍摄。由于OM与XMM-牛顿上的X射线望远镜同时对准并记录数据，因此它通常会为天文台的每次指向产生一个或多个近紫外/光学波段的图像。截至2006年初，公共档案已经覆盖了2950个领域中大约0.5%的天空。OMCat并不受以前在其他波长下未被检测到的光源的支配;大部分物体都有光学对应物。然而，OMCat可用于将已知物体的光学或X射线光谱能量分布扩展到紫外线，以更高的角分辨率研究GALEX探测到的物体，或为紫外线光谱学寻找感兴趣的高银河纬度物体。
2008-05-01 astro-ph
The source content of low galactic latitude XMM-Newton surveys
我们目前的结果，从一个项目进行的调查科学中心的XMM-牛顿卫星，旨在识别和表征偶然EPIC源在低银河系纬度。在ING、CFHT和ESO进行的几次观测活动的框架内，获得了深多色光学成像和光谱观测。这些观测导致了许多光学识别，主要是活动恒星。我们描述了在低银河系纬度的源内容和比较恒星星族性能在低和高银河系纬度的预期从恒星X射线计数模型。
2003-01-07 astro-ph
XMM-Newton Optical Monitor observations of LMC X-3
利用低硬X射线状态下的XMM-牛顿/OM观测，我们研究了黑洞X射线双星LMC X-3的光学对应物。我们得到了一个更好的约束的温度，质量和半径的伴星，我们表明，该恒星很可能是一个~ B5的次巨星填充其罗氏瓣。考虑到X射线照射的影响，我们建议该系统中质量函数的值f_M =（1.5 +/- 0.3）M_sun，低于之前的想法;我们提供了更准确的质量下限致密物体。
2000-10-26 astro-ph
Ultraviolet images of Seyfert galaxies from the Optical Monitor on XMM-Newton
XMM-牛顿上的光学监测望远镜（Mason et al.2001）为活动星系核的观测提供了令人兴奋的多波长维度。在这里，我们提出的紫外线图像，采取与OM UVW 2过滤器（140-270 nm），各种塞弗特星系，其中一些从来没有被观察到在这个波段之前。这些图像显示了活动核和宿主星系的紫外线辐射。银河系中紫外辐射的分布显示了恒星形成的位置，从而为我们提供了宿主星系演化的线索，也许还能说明它与塞弗特核的关系。
2002-06-19 astro-ph
Health and cleanliness of the XMM-Newton science payload since launch
2004年12月10日，XMM-牛顿天文台庆祝了它在轨道上的第五个年头。自飞行任务开始以来，XMM-牛顿SOC和仪器小组一直在进行稳定的健康和污染监测。使用船上所有仪器的科学数据，监控的主要目标是电荷转移效率，增益，有效面积和坏，热和噪声像素的行为。监测是通过使用内部放射性校准源的校准观测与天文目标观测相结合进行的。此外，还持续监测一组内务参数，从工程角度反映仪器的健康状况。我们显示了5年来的趋势行为，特别是结合太阳耀斑等事件和影响仪器性能的其他事件。
2005-08-10 astro-ph
The XMM-Newton/Chandra monitoring campaign of the Galactic center region: Description of the program and preliminary results
我们目前的第一个结果，我们的X射线监测活动的1.7平方度的区域为中心的Sgr A* 使用卫星XMM-牛顿和钱德拉。这一活动的目的是监测X射线源（持久和瞬态）的行为（低于10 keV），这些X射线源太微弱，无法被目前在轨的其他卫星（例如，Rossi X射线定时探测器; INTEGRAL）。我们的第一次监测观察（使用钱德拉上的HRC-I）于2005年6月5日获得。探测到的大多数源都可以与前景源（如X射线活跃星）相识别。此外，我们还发现了两个持久的X射线双星（1 E 1743.1-2843; 1A 1742-294），两个微弱的X射线瞬变（GRS 1741.9-2853; XMM J174457-2850.3），以及一个可能的新的瞬变源，亮度为1 E34 erg/s的几倍。我们报告的X射线结果，这些系统和后续无线电数据中使用超大阵列的瞬变的非检测。我们讨论了我们的监测活动如何有助于提高我们对不同类型X射线瞬变的理解（即，非常微弱的）。
2005-12-21 astro-ph
Star Formation Rates in Cooling Flow Clusters: A UV Pilot Study with Archival XMM-Newton Optical Monitor Data
我们分析了XMM-牛顿光学监测器（OM）的紫外（180-400 nm）数据的33个星系，其中30个星系团成员的样本。其中九个是冷却流星系团中的中央星系团（CCG），其质量沉积速率范围为每年8至525个太阳质量。使用UV与2 MASS J带通量的比率，我们发现在许多（但不是所有）冷却流CCG中存在显著的UV过量。这种紫外线过量直接表明了这些星系中存在年轻的大质量恒星，因此是最近的恒星形成。使用Starburst 99光谱能量分布（SED）模型的连续恒星形成超过9亿年的时间，我们得出恒星形成率为0.2至219太阳质量每年的冷却流样本。对于2/3的样品，可以将Chandra/XMM冷却流质量沉积速率与UV推断的恒星形成速率等同起来，结合星爆寿命和IMF斜率。这是一个试点研究的人口众多的XMM紫外集群档案和更广泛的后续研究目前正在进行中。
2005-08-04 astro-ph
UV observations of the galaxy cluster Abell 1795 with the optical monitor on XMM-Newton
本文介绍了用XMM-牛顿光学监测仪对Abell 1795中心区域进行的宽波段紫外观测的分析结果。正如其他对星系团中心区域的紫外线观测所发现的那样，我们发现了恒星形成的证据。然而，我们也发现了证据，在更广泛的尺度上比已经看到的光学成像的cD星系的吸收。我们还报告了在H $α$、X射线和非常深的U带成像中观察到的部分晶体结构的第一次紫外观察。我们看到的灯丝部分非常蓝，紫外线颜色与非常早期（O/B）的恒星星族一致。这是第一个直接的证据表明，在阿贝尔1795的中心，早期类型的恒星占主导地位的人口，并意味着非常近期的恒星形成在这个集群的中心
2000-11-07 astro-ph
XMM-Newton monitoring of X-ray variability in the quasar PKS 0558-504
本文对射电强窄线塞弗特1星系PKS 0558-504的X射线观测进行了时间分析。长期光变曲线的特征在于持续的可变性，当计数率增加时，X射线连续体有明显的硬化趋势。另一个强相关性的长时间尺度已被发现之间的变化，在硬带和总流量。在较短的时间尺度上，最相关的结果是存在平滑调制，在每次单独观察中观察到的特征时间约为2小时。短期光谱变化是相当复杂的，但可以描述的硬度比计数率平面中的一个定义明确的图案。
2000-11-08 astro-ph
Simulations of Observations with the Optical Monitor of the X-Ray Multi-Mirror Satellite
本文从几个方面讨论了X射线多镜卫星（XMM）光学监视器（OM）的观测问题。首先，我们讨论了XMM-OM的测光系统及其向标准UBV系统的颜色转换。其次，我们建立了一套程序，以确定温度和星际吸收量影响观察到的恒星。最后，我们解决的可能性，隔离类星体的多维色图的基础上的XMM-OM过滤器集。
2000-06-14 astro-ph
New Constraints on Galaxy Evolution from the Optical Monitor on XMM-Newton
我们使用深紫外线XMM-牛顿光学监视器图像中检测到的星系和一个模型，该模型根据本地计数和演化参数预测UV星系计数，将星系演化约束为Z=1.2。这张17'方形2000埃（UVW 2滤镜）图像是作为XMM-OM团队保证时间计划的一部分拍摄的。我们在这幅图像中探测到的源的通量极限为2.7 × 10^{-17}尔格/cm ^2/s/A（AB星等= 22）。由于一些来源可能是恒星，我们执行了一些检查，包括形状，颜色和隐含的距离，以从检测到的计数中删除恒星。我们发现星系数量计数作为一个函数的大小大致与以前的研究一致，但再次发现这些计数超过了演化模型。在微弱的星等下的过量计数可能提供证据，证明在Z=0.7附近出现了新的星系群，或者比一些早期的预测更戏剧性的演化。来自被探测星系的综合光总量为32- 36 ph/cm ^2/s/A/sr，这是来自星系的综合紫外光的一个严格的下限。
2002-04-18 astro-ph
X-ray and optical bursts and flares in YSOs: results from a 5-day XMM-Newton monitoring campaign of L1551
我们提出了一个为期五天的监测活动的结果与XMM-牛顿的六个X射线明亮的年轻恒星物体（YSO）的恒星形成复杂的金牛座L1551。所有恒星在五天时间尺度上都存在显著的变化。调制的光变曲线在时间尺度上与恒星的旋转周期相媲美，出现在一个弱衬金牛座T星的情况下。2000年和2004年观测之间的显着光谱变化被发现在（未解决的）经典金牛座T双星系统XZ Tau：热等离子体成分，这是目前在X射线光谱在2000年已显着减弱，在2004年。由于XZ Tau N在2000年经历了一次强烈的光学爆发，从那时起就终止了，我们推测了情节，爆发吸积和X射线加热之间可能的关系。过渡天体HL Tau经历了一次强烈的耀斑，伴随着复杂的温度演化，这表明一个事件被限制在一个非常大的磁结构（几个恒星半径）内，类似于猎户座星云团中的YSO。
2006-03-23 astro-ph
A U-band survey of brown dwarfs in the Taurus Molecular Cloud with the XMM-Newton Optical/UV Monitor
我们的目标是描述金牛座分子云中年轻棕矮星的U波段变化，并讨论其起源。我们使用了XMM-牛顿金牛座分子云扩展巡天，其中11颗年轻的真正的棕矮星（光谱类型晚于M6）的样本同时在X射线中使用XMM-牛顿和在U波段中使用XMM-牛顿光学/紫外监测器（OM）进行观察。我们获得了10颗褐矮星的U波段发射上限（U>19.6-20.6等），而2 MASSJ 04141188 +2811535在U波段被检测到。值得注意的是，这颗褐矮星的星等从观测开始时的U~19.5等开始有规律地增加，6小时后在U~18.4等达到峰值，然后在接下来的2小时内下降到U~18.65等。由于地面跟踪观测，第一次OM U波段测量结果与大约一年后观测到的静止水平一致。这颗褐矮星在OM观测期间没有被XMM-牛顿在X射线中探测到。我们讨论了这个年轻的褐矮星，即磁耀斑，非稳态吸积到亚恒星表面，旋转调制的热点的U-波段的变化的可能来源。我们的结论是，这一事件是有关的吸积从一个拱substellar盘，其中的质量吸积率约为3倍，高于在静止水平。
2006-09-01 astro-ph
The XMM-Newton/INTEGRAL monitoring campaign of IGR J16318-4848
IGR J16318-4848是INTEGRAL发现的一类新的高度模糊的银河X射线源的原型和更极端的例子之一。XMM-Newton和INTEGRAL对这一来源进行了监测，包括在2004年2月、3月和8月同时进行的三次观测。康普顿厚的吸收和发射线复合体的长期变化将被用来探测星周物质的性质。一个详细的时间和光谱分析的三个观测，随着2003年2月进行的XMM-牛顿观测的再分析。计算结果与数值辐射转移模拟的预测结果进行了比较，得出了星周物质的参数。尽管观测到的通量动态范围很大（相隔几个月进行的观测之间几乎是3倍），但源仍然明亮（表明它是一个持久的源）和康普顿厚度（NH >1.2x10^24 cm-2）。大等效宽度（EW）的发射线从Fe Kalpha，Fe Kbeta和Ni Kalpha的存在于所有的光谱。增加一个Fe Kalpha-Compton肩改进了拟合，特别是在2004年的观测中。在四次观测中，有三次观测到了零星的快速X射线通量上升。Fe的K α光变曲线几乎瞬间跟随连续谱，这表明发射线是由高能连续谱源周围的小尺度光学厚度物质照射产生的。使用铁线EW和康普顿肩作为诊断的几何形状的问题，我们认为，模糊的问题是在一个扁平的配置看到几乎边缘。
2006-11-10 astro-ph
Detection of blueshifted emission and absorption and a relativistic Iron line in the X-ray spectrum of ESO 323-G077
我们报告了使用XMM-Newton对Seyfert 1 ESO 323-G 077进行的X射线观察。光谱显示出具有明显吸收和发射特征的复杂光谱。连续辐射可以用指数为1.99+/-0.02的幂律来模拟，在整个XMM-牛顿能带中，与I型物体的典型值略有一致。具有不常见的高当量氢柱的吸收分量，n_H=5.82（+0.12/-0.11 x10 ^22 cm-2），影响光谱的软部分。此外，还存在两种温暖的吸收成分。低电离层的电离参数为Log（U）=2.14（+0.06/-0.07），流出速度为v=3200（+600/-200）km/s。位于~6.7和~7.0 keV的两条吸收线可以用高度电离的吸收体建模。测得气体的电离参数和流出速度分别为Log（U）=3.26（+0.19/-0.15）和v=1700（+600/-400）km/s。在软能带中还检测到四条发射线。对这些发射线最可能的解释是，它们与速度约为2000 km/s的外流气体有关。这些数据表明，引起吸收的同一种气体也可能是这些发射特征的原因。最后，光谱显示存在的相对论铁发射线可能起源于吸积盘的克尔BH的倾角约25度。我们提出了一个模型来解释观测到的X射线特性，该模型认为存在一个具有锥状结构的两相外流，其速度为2000 - 4000 km/s。锥体的内层比外层电离程度更低，甚至是中性的。倾斜角将小于流出锥体的开度角。
2008-10-02 astro-ph
The XMM Cluster Survey: The Dynamical State of XMMXCS J2215.9-1738 at z=1.457
本文介绍了利用位于W. S.的DEIMOS仪器对目前已知的最远的X射线选择星系团XMMXCS J2215.9-1738在z=1.457处的光谱观测结果。M.凯克天文台，以及ESO甚大望远镜上的FORS 2仪器。在星系团的维里半径范围内，根据星系团的X射线性质，我们将已知的光谱星系团成员增加到17个，并计算出星系团的视线速度色散为580+/-140 km/s。我们发现了一些证据表明维里半径内星系的速度分布偏离单一高斯分布。我们发现J2215.9-1738的性质与局部X射线标度关系的自相似演化不一致，发现在给定X射线温度的情况下，该星系团是不亮的，并且星系团内的介质包含的每单位质量星系团的动能约为2-3倍。这些结果也许可以解释，如果集群观察后，离轴合并。或者，通过超新星和/或活动星系核活动加热的团内介质，解释所观察到的局部X射线光度-温度关系的斜率，可能是负责的。
2007-08-23 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
What can XMM-Newton tell us about the spin periods of Intermediate Polars?
XMM-Newton前所未有的光谱分辨率和高通量的组合使我们能够对中间极性进行迄今为止最好的相位分辨X射线分析。光学监视器可同时提供光学/UV光度测定和X射线数据。我们提出了一个全面的研究X射线自旋脉冲在IP，给自旋脉冲和硬度比，每一个IP看与XMM-牛顿日期。
2004-11-23 astro-ph
ESO deep observations of the optical afterglow of GRB990510
本文介绍了欧洲南方天文台（ESO）望远镜在不同时期对GRB 990510的光学观测结果。在5月16日至18日期间，ESO NTT-SUSI 2望远镜和5月20日ESO 3.6 m（EFOSC 2）望远镜分别获得了Bessel-R和Gunn-I波段的极限星等约27和24。这些观测结果与其他已发表的光度数据一起，允许监测与GRB 990510相关的衰减光学瞬变（OT）的微弱尾部。我们讨论的光变曲线在不同的过滤器（V，R和I）在最近提出的衰减规律的光。在R和I波段图像中没有发现与GRB 990510光学余辉相关的明显宿主。通过比较不同形态星系的光变曲线与理论色的关系，我们得到了宿主星系的光变曲线的下限R约为26.6。
1999-06-25 astro-ph
X/gamma-ray measurements of the faint GRB 020321
GRB 020321是一个微弱的GRB，在X射线（BeppoSAX/NFI，Chandra/ACIS-S，XMM-Newton），无线电（ATCA）和光学（ESO，HST）中受到广泛的后续关注。我们确定了一个弱的X射线余辉的钱德拉和XMM-牛顿观测相结合的研究。它的衰变指数为1.2是典型的伽玛射线暴余辉。在4”精度误差框内，存在具有浅得多的衰减指数的弱光学对应物候选物。
2003-05-20 astro-ph
The XMM-Newton Optical Monitor Survey of the Taurus Molecular Cloud
XMM-牛顿号上的光学监测器（OM）与X射线探测器同时获得了金牛座分子云XMM-牛顿扩展巡天（XEST）的光学/紫外数据。利用XEST OM数据，研究了TMC成员的光学和紫外性质，并进行了X射线光变曲线与OM光变曲线的相关性研究。特别是，我们的目标是确定吸积是否在光学/紫外和X射线发射中起着重要作用。本文还研究了恒星耀斑中的纽珀特效应。从OM图像中提取坐标、平均计数率和星等，以及低时间分辨率（几千秒）的光变曲线。对于一些源，也可以使用OM FAST模式数据，并且我们以高时间分辨率提取了OM光变曲线。OM数据与2微米全天巡天（2 MASS）数据和X射线中的XEST目录相关。XEST OM目录包含2，148个条目，其中1，893个条目有2 MASS对应。然而，只有98个参赛作品有X射线同行，其中51个是已知的TMC成员和12个额外的TMC候选人。OM的数据表明，吸积星在统计上比消光校正后的非吸积星在U波段更亮，并且有U波段的过度，最有可能是由于吸积。吸积恒星的OM辐射是可变的，可能是由于吸积点，但它与X射线光变曲线无关，这表明吸积对大多数吸积恒星的X射线辐射没有显着贡献。在某些情况下，耀斑在X射线和OM光变曲线中都被探测到，并遵循Neupert效应模式，其中光学/紫外发射先于耀斑的X射线发射，而X射线通量与光通量的积分成比例。
2006-11-12 astro-ph
XMM-Newton and VLT observations of the afterglow of GRB040827
伽马射线暴GRB 040827的场分别在暴后约6小时和约12小时开始用XMM-牛顿和ESO/VLT观测。用XMM-Newton/EPIC仪器清楚地检测到衰落的X射线余辉，具有时间衰减t^（-delta），其中delta=1.41+/-0.10。它的光谱很好地描述了幂律（光子指数伽马=2.3+/-0.1）的影响，吸收大大超过预期的银河系，需要一个内在的贡献，红移吸收。在光学/近红外范围内，在Ks波段观测到余辉辐射，作为叠加在宿主星系上的弱源，其星等Ks=19.44+/-0.13（GRB后12小时，减去宿主星系的贡献）;在其他波段，通量主要由宿主星系控制。通过X射线光谱拟合和宿主星系的光度测量得到的耦合约束，我们估计伽玛射线暴宿主星系的气柱密度范围为（0.4-2.6）x10^22 cm^-2，可能位于红移0.5<z<1.7处。GRB 040827是具有内在吸收的X射线余辉的最佳例子。
2005-05-12 astro-ph
ESO 3060170 -- a massive fossil galaxy group with a heated gas core?
我们提出了一个详细的研究ESO 3060170星系群结合钱德拉，XMM和光学观测。该星系被认为是一个化石星系群。群X射线辐射由中心致密冷核（半径10 kpc）和中心10 kpc以外的等温介质组成。10至50 kpc之间的区域（冷却半径）与50至400 kpc之间的气体具有相同的温度，尽管10至50 kpc（2 - 6 Gyr）之间的气体冷却时间比哈勃时间短。因此，ESO 3060170组没有组大小的冷却芯。我们认为，集团冷却核心可能已加热的中央活动星系核爆发在过去和小致密冷核心是截断遗迹的前冷却核心。钱德拉的观测还揭示了中心区域的各种X射线特征，包括一个“手指”，一个边缘状特征和一个小的“尾巴”，所有这些都沿着南北轴排列，星系光和星系群分布也是如此。提出的活动星系核爆发可能会导致气体“晃动”周围的中心，并产生这些不对称的功能。在1/3R_vir处观察到的平坦温度分布与最近数值模拟中预测的温度分布不一致。我们比较的熵配置文件的ESO 3060170组与其他三个组，并找到一个平坦的关系比模拟预测只涉及冲击加热，S $\propto$ r $^{~ 0.85}$。这是非引力过程在群中心中重要性的直接证据。我们得到了1/3 R_vir内的质量分布，发现ESO 3060170群是已知最大的化石群（1 - 2 × 10 $^{14}$ M $_{\odot}$）。系统的M/L比值在0.3 R_…
2004-05-26 astro-ph
Transient Relativistically-Shifted Lines as a Probe of Black Hole Systems
塞弗特星系的X射线光谱揭示了一种新型的X射线光谱特征，这似乎为黑洞系统提供了重要的新见解。XMM/Chandra揭示了NGC 3516中Fe K α的几条向红的窄发射线。自那以后，这个现象也在其他塞弗特星系中被观测到，例如NGC 7314和ESO 198-G24。我们提出了新的证据，红移的Fe线在XMM光谱的Mrk 766。这些数据揭示了这样一条线的能量发生重大变化的第一个证据，发生在几十千秒内。这种偏移可以解释为喷射的气体团的减速接近逃逸速度。
2003-10-30 astro-ph
XMM-Newton and Wide Field Optical Imaging to crack the mystery of unidentified gamma-ray sources
伽马射线望远镜有限的角分辨率使我们无法直接识别迄今为止探测到的大多数源。虽然唯一经过认证的银河伽马射线发射源与太阳星有关，但EGRET在GRO上探测到的近100个低纬度源中有90%以上缺乏识别。多年来设计的最佳识别策略依赖于使用X射线和光学数据来挑选出可能的对应物，根据它们的极端F_x/F_opt对其进行评级。在这里，我们描述了我们的多波长方案，该方案基于选定EGRET源的EPIC映射，并通过ESO 2.2米望远镜的宽视场成像仪（WFI）获得相同领域的光学覆盖。WFI的视场与EPIC的视场相当，将允许直接交叉关联X和光学数据，从而显著加快选择值得后续光学（和X射线）研究的感兴趣的候选物。
2002-02-26 astro-ph
The X-ray properties of optically-selected z>0.6 clusters in the ESO Distant Cluster Survey
我们目前的XMM牛顿观测三个光学选择z > 0.6集群从ESO遥远的集群调查（EDisCS），包括第一个结果的计划X射线调查的全部EDisCS高红移样本。EDisCS星系团在拉斯坎帕纳斯遥远星系团巡天中被确认为光学天空中的表面亮度波动，它们的质量和星系数量通过广泛的光度和光谱观测得到了很好的描述。我们在X射线中检测到三个团簇中的两个，并在第三个团簇场中对漫发射设置了严格的上限。我们能够约束的X射线亮度和温度的检测集群和估计它们的质量。我们发现所探测到的EDisCS团簇的X射线性质与质量相当的X射线选择团簇的性质相似，并且与其他高红移的光学选择团簇不同，与由低红移的X射线选择团簇确定的T - sigma和L_x - sigma关系一致。X射线确定的质量估计值一般与弱透镜和光谱分析得出的结果一致。这些初步的结果表明，新的光学选择方法用于构建EDisCS目录可能，选择X射线光度一样，是非常适合于识别的放松，高红移集群的内部介质是在适当的位置和稳定的z ~ 0.8。
2006-07-30 astro-ph
RXTE observations of Seyfert-2 galaxies: evidence for spectral variability
本文介绍了对附近的暗塞弗特星系ESO 103-G35、IC 5063、NGC 4507和NGC 7172的一系列RXTE观测结果。监测期从NGC 7172的7天到ESO 103-G 035的约7个月不等。所有星系的光谱都很好地符合一个高度模糊的（N_H>10^23 cm-2）幂律和一条6.4 keV的Fe线。我们发现了ESO 103-G35和NGC 4507中存在反射成分的强有力证据。所观察到的通量在所有物体的日时间尺度上呈现出很强的变异性。光谱的变化也被检测到的意义上说，光谱陡峭的增加类似的行为在一些Seyfert-1星系的流量。
2000-08-18 astro-ph
X-ray and optical variability of Seyfert 1 galaxies as observed with XMM-Newton
我们利用XMM上的EPIC X射线照相机和光学监视器观测了8个邻近的Seyfert 1星系的同时X射线和光学光变曲线。观测跨度约1天，并揭示了光学可变性的八个对象中的四个研究。在所有情况下，X射线变化幅度超过了光学的分数和绝对光度条款。使用互相关分析没有明显的显着相关性检测波段之间。我们的结论是，在四个对象中的三个光学变异被检测到，波段之间的后处理机制不占主导地位的光学或X射线的变化的时间尺度上探测。
2007-01-08 astro-ph
A full orbit XMM-Newton observation of PKS 2155-304
XMM在2000年11月19日至21日对BL Lac PKS 2155-304进行了完整的轨道（约150千秒）观测。从EPIC PN相机和光学监视器的数据的时间和光谱分析的初步结果。变化幅度系统地依赖于能量，但是在不同波段的光变曲线的结构函数的斜率似乎没有显着不同。通过对不同波段光变曲线的互相关，没有发现时间滞后的证据。
2002-02-22 astro-ph
XMM-Newton observation of the bright Seyfert 1 galaxy, MCG+8-11-11
本文报道了对明亮的塞弗特1星系MCG+8-11-11的XMM-牛顿观测。分析了EPIC/p-n相机、反射光栅光谱仪（RGS）和光学监测器（OM）的数据。p-n光谱很好地符合幂律，光谱上无法分辨的Fe K α线，康普顿反射分量（当与铁线等效宽度相比时，其大值表明铁丰度不足），以及温暖物质的吸收。吸收线在RGS光谱中很明显，但它们的识别是不确定的，需要很大的物质速度。OM测量的紫外线通量远高于X射线光谱的外推值，表明存在紫外线凸起。
2005-09-01 astro-ph
The Monitor project: tracking the evolution of low mass and pre-main sequence stars
监视器项目是一个利用欧洲南方天文台和其他天文台的望远镜对年轻疏散星团进行光度和光谱监测的大规模计划。它的主要目标是探测和发现新的低质量食双星，这里讨论了前三个探测到的系统。我们直接从光和径向速度曲线推导出每个系统的组件的质量和半径，并将它们与常用的低质量恒星理论演化模型的预测进行比较。
2007-11-06 astro-ph
XMM-Newton (cross)-calibration
欧空局的大型X射线空间观测站XMM-牛顿已进入第五个运行年头。我们给出了一个总体概述的五个X射线仪器和光学监视器的校准状态。去年的一个主要兴趣点是仪器之间的交叉校准。在欧洲空间天文学中心的XMM-牛顿科学操作中心与仪器原理研究人员合作开展的交叉校准活动首次对各种来源的X射线仪器EPIC和RGS进行了系统比较，并对与其他X射线观测站的交叉校准进行了初步评估。
2004-07-13 astro-ph
Statistical Identification of XMM-Newton Sources Using XID Database
XMM识别计划（XID）正在积累光学/红外图像和光谱，以识别数千个XMM源。XID数据库是这些数据的主要存储库，可以轻松选择XMM X射线和紫外线（来自光学监测器）数据，并将其与光学/红外观测数据相关联。本文讨论了利用XID数据库中的数据对X射线源进行统计分类和鉴别的方法和一些初步结果。我们发现，在中等范围内的X射线通量和光学/紫外的幅度大部分的XMM源活动星系核与以前的观测。活动星系核主要集中在（U/g-r）-HR 2/HR 3面的小范围内。目前，确认的身份是太稀缺，允许统计识别个别来源，而不采取他们的光谱。尽管如此，这些类型的调查有助于更好地了解X射线天文物体类别的一般特征及其与光学/红外线的关系。
2002-11-25 astro-ph
A burst from the direction of UZ Fornacis with XMM-Newton
XMM-牛顿指向磁激变变量UZ For，发现该源比以前的EXOSAT和ROSAT观测要暗10^3倍以上。EPIC相机在22 ksec的大部分曝光时间内都没有检测到该源，这表明吸积速率要么降低，要么完全停止。然而，在观测期间，从UZ For探测到了1.1千秒的爆发。光谱拟合有利于光学薄，kT = 4.4 keV的热发射。机载光学监测器对爆发的探测表明，这很可能是一次吸积事件。0.1 ~ 10 keV的光度为2.1 x 10^30 erg/s，这是高态极星吸积激波发射的典型特征，可能是由约10^16 g气体的势能释放造成的。由于在白矮星大气中的再处理，没有明显的软过剩。
2001-09-17 astro-ph
XMM-Newton Observations of the Cataclysmic Variable GW Lib
XMM-牛顿观测的吸积，脉动白矮星在静止的矮新星GW天秤座进行，以确定是否非径向脉动存在于以前的紫外线和光学数据影响X射线发射。非径向脉动在同步光学监测器数据中很明显，但在脉动幅度上限为0.092 mags的X射线中未检测到。最适合X射线光谱的是低温扩散气体模型或多温度冷却流模型，具有强的OVIII线，类似于其他短周期矮新星，但温度范围低于正常短周期矮新星。缺乏脉动和光谱可能表明边界层没有延伸到白矮星的表面。
2007-06-22 astro-ph
XMM-Newton observations of M87 and Its X-Ray Halo
我们报告的性能验证观测的巨型椭圆星系M87的室女星系团的MOS，pn，光学监测仪器上的XMM-牛顿。利用MOS和pn能敏成像仪首次获得了星系核和喷流的空间约束X射线谱。pn和MOS的良好的光子统计允许详细分析6种元素的径向温度和丰度分布。这些数据没有提供半径小于2弧分的多温度结构的指示。一个明显的尖锐的金属丰度下降推断该半径内的区域可能是由于共振线散射。
2000-11-24 astro-ph
XMM-Newton observations of UW CrB -- detection of X-ray bursts and evidence for accretion disc evolution
UW CrB（MS 1603 +2600）是一颗具有特殊光学性质的短周期X射线双星。该系统的光学光曲线形状从夜晚到夜晚急剧变化，而整体亮度没有任何变化。本文报道了用{ \it XMM-牛顿}获得的UW CrB的X射线观测结果。我们发现了几个X射线爆发的证据，证实了中子星的存在。这大大加强了UW CrB是一个吸积盘日冕（ADC）系统的情况下，位于至少5- 7 kpc的距离，（3- 5 kpc以上的银道面）。的X射线和光学监测（UV+光学）光变曲线显示显着的形状变化，从一个观察运行到另一个，我们认为这是由于大规模的变化，在吸积盘的形状产生的翘曲，定期模糊的光学和软X射线发射。相位分辨X射线谱的变化也支持这一点。
2004-10-25 astro-ph
HD108: the mystery deepens with XMM-Newton observations
在2001年，利用一个大规模的光谱数据集从一个广泛的监测活动，我们发现，独特的恒星HD 108显示壮观的线变化。这种奇怪的行为可以归因于各种模型，并且迫切需要对HD 108的高能量特性进行调查，以测试这些模型的预测。我们对HD 108的XMM-牛顿观测表明，它的光谱可以用kT_1 \sim 0.2 keV和kT_2 sim 1.4 keV的双温热等离子体模型很好地描述。此外，我们发现，该恒星在XMM-牛顿曝光期间没有显示任何显着的短期变化。与以前的爱因斯坦和ROSAT探测相比，HD 108似乎也没有出现长期的通量变化。虽然剧烈的谱线变化继续修改HD 108在光学领域的光谱，但恒星的X射线发射似乎令人惊讶地稳定：目前没有简单的模型能够解释这种意想不到的行为。由于其高灵敏度，XMM-牛顿天文台还在HD 108领域偶然发现了57个新的X射线源。本文还讨论了它们的性质。
2004-02-20 astro-ph
X-ray luminous galaxies II. Chandra and XMM-Newton Observations of the 'composite' galaxy IRAS20051-1117
我们提出了钱德拉和XMM牛顿观测复合恒星形成/塞弗特星系IRAS 20051 -1117。X射线成像和光谱特性揭示了活动核的存在。钱德拉图像显示了一个强核点源（L（2-10 keV）~ 4 × 10 ^{42} erg s-1）。核X射线源与出现在xmm光学监视器图像中的明亮的、几乎分辨的UV源一致。的xmm和钱德拉光谱是很好地代表了一个幂律与光子指数为1.7-1.9和热分量的温度为0.2 keV。我们还检测到一个Fe线在6.4 keV的等效宽度为~0.3 keV，典型的铁线已被检测到的X射线光谱的“经典”活动星系核。我们没有发现X射线光变曲线短期变化的证据，而我们没有发现xmm和钱德拉观测之间的变化，这是由约20天分开。在xmm观测后约2.5个月进行的光学光谱观测表明，光谱主要由恒星形成星系组成，尽管存在一个弱的宽Halpha组成，与过去的观测结果一致。在源的光谱中缺乏强活动星系核的特征，可以解释为核活动星系核的辐射被核恒星形成成分和下面明亮的宿主星系的强辐射所稀释。
2004-06-11 astro-ph
The planet search program at the ESO Coude Echelle spectrometer. III. The complete Long Camera survey results
我们目前的行星搜索计划进行的ESO Coude Echelle光谱仪（CES）的La Silla，使用长相机从1992年11月至1998年4月的完整结果。CES巡天观测了南半球的37颗晚型（F8 V-M5 V）恒星，观测它们的径向速度差（RV）的变化，以探测行星伴星引起的多普勒反射运动。这导致了第一颗太阳系外行星的发现，该行星以类似地球的轨道围绕着年轻的（ZAMS）和活跃的G 0 V恒星iota Horoloeville运行（Kuerster et al. 2000）。在这里，我们提出了RV结果的所有调查星，并执行整个数据集的统计检查。每颗星都测试了RV变异性、RV趋势（线性和非线性）和显著的周期信号。Beta Hyi和eps Ind被确定为长期、低振幅RV变量。此外，对于30颗CES巡天星，我们根据长期RV结果确定了巨行星的质量上限。我们发现，CES长相机巡天将检测到所有30颗恒星周围的短周期（51个peg型）行星，但没有轨道间距大于2 AU的m sin i < 1 M_Jup的行星。最后，我们证明了CES行星搜索可以继续进行，而无需对来自CES当前安装的超长相机的RV结果进行速度校正。
2002-07-23 astro-ph
The XMM-Newton long look of NGC 1365: uncovering of the obscured X-ray source
本文分析了XMM-牛顿连续5天观测NGC 1365活动星系核期间观测到的极端暗度变化。在最初的~1.5天内，源处于反射主导状态，然后在~10小时内观察到7-10 keV发射的强烈增加，随后对称减少。不同状态的光谱分析清楚地表明，这种变化是由于X射线源的暴露。根据这一观测结果，我们估计X射线源的大小D_S<10^13 cm，遮蔽云的距离R~10^16 cm，密度n~10^11 cm^{-3}。这些值表明X射线吸收/反射源自宽线区域云。这也得到了铁窄K α发射线的分辨宽度的支持，与宽H β线的宽度一致。
2008-12-02 astro-ph
First XMM-Newton observations of strongly magnetic cataclysmic variables - II. Timing studies of DP Leo and WW Hor
XMM-牛顿被用来观察两个日食，磁激变变量，DP狮子座和WW霍尔，连续三个轨道周期。这两个系统都处于吸积的中间状态。对于WW Hor，我们还使用XMM-牛顿光学监测器和地面观测获得了光学光变曲线。我们的X射线和光学光变曲线的分析，使我们能够约束吸积区域的物理和几何参数，并推导出轨道参数和日食星历的系统。对于WW Hor，我们直接测量吸积柱中的水平和垂直温度变化。通过与以往观测结果的比较，我们发现吸积点经度的变化与吸积速率有关。对于狮子座DP的硬X射线光变曲线的形状是不像预期的光学薄发射，显示在冲击波后区域的光学深度效应的重要性。我们发现，白矮星的自旋周期比轨道周期稍短，轨道周期的减少速度比预期的重力辐射单独的能量损失。
2001-12-31 astro-ph
XMM-Newton sets the record straight: No X-ray emission detected from PSR J0631+1036
脉冲星PSR J 0631 +1036是在对爱因斯坦X射线源误差圆的无线电搜索中发现的。在ASCA光变曲线中检测到一个288毫秒的正弦调制，与射电脉冲星的周期相同，似乎证实了X射线源和脉冲星的关联。据说它的X射线光谱与中年伽马射线天体如Geminga相似。然而，PSR J 0631 +1035场的XMM-牛顿观测，以及确认脉冲星定时位置的VLA数据的重新分析，显示X射线源和脉冲星的位置相差75“，因此它们不可能是同一个物体。X射线源似乎是一颗A0星的对应物，由XMM-牛顿光学监测器探测到。在脉冲星周围和明亮的X射线源上都没有发现288 ms的周期。讨论了X射线光度的上限与射电测量dE/dt和X射线光度之间经验观测相关性的关系。
2002-02-04 astro-ph
Late-time X-Ray, UV and Optical Monitoring of Supernova 1979C
我们目前的结果，从观察SN 1979 C与XMM-牛顿在X射线和紫外线，档案X射线和HST数据，以及后续的地面光学成像。的XMM-牛顿MOS光谱显示两个温度的热等离子体发射特性的正向（4.1千电子伏）和反向冲击（0.78千电子伏），没有本征吸收。SN 1979 C的长期X射线光变曲线在爆发后16-23年内没有下降的迹象。高X射线亮度（8 x 10^38尔格/s）是由激波与致密的星周物质相互作用引起的，这些物质可能是由来自前身的强烈恒星风沉积而成，其质量损失率高达1.5 x 10^-4 M太阳/年。X射线数据支持一个强烈减速的激波，并显示了一个质量损失率的历史，这与在过去>16,000年的祖先演化过程中，祖先质量损失率和风速保持不变是一致的。我们发现了rho_CSM \propto r^-s的CSM密度分布，其指数s<1.7，并且在距离爆炸点（> 4 x 10^17 cm）的大半径范围内，CSM密度较高（>10^4 cm^-3）。使用XMM-牛顿光学监测器数据，我们进一步检测了SN 1979 C的光学/UV发射，具有B，U和UVW 1波段的流明。分别为5，7和9 x 10^36尔格/秒。在SN附近的年轻星团，由HST和后续的地面光学成像成像，只能提供一小部分的总观测流量，所以一个显着的贡献，输出可能来自SN 1979 C与致密CSM的强相互作用。
2005-03-30 astro-ph
The Ultraluminous X-ray Sources NGC 1313 X-1 and X-2
我们提出了一个详细的分析XMM档案数据的两个超铝X射线源（ULXs）在附近的螺旋星系NGC 1313：NGC 1313 X-1和X-2。这些源的光谱连续与软热分量加上幂律建模。如果软组分来自于一个吸积盘，则推断致密残骸的质量大于100太阳质量，使其成为一个中等质量黑洞（IMBH）。对XMM EPIC-pn光谱残余的详细分析显示了NGC 1313 X-1中存在氧发射线的一些证据。在NGC 1313 X-1和X-2的X射线光谱中，在不同的能量下同时存在过量的发射，尽管显著性水平降低了很多，但这暗示了年轻超新星遗迹的典型发射线。另外还发现了NGC 1313 X-2的光学对应物。在ESO 3.6 m图像上，钱德拉误差盒包含一个R23等的类恒星物体，并排除了先前提出的光学对应物。
2005-06-15 astro-ph
Multiwavelength Monitoring of the Dwarf Seyfert 1 Galaxy NGC 4395. II. X-ray and Ultraviolet Continuum Variability
我们报告的两个钱德拉观测，同时哈勃太空望远镜紫外线观测，矮塞弗特1星系NGC 4395。每次钱德拉观测的持续时间约为30 ks，间隔约为50 ks。通过按比例缩小软带通量，观察到光谱在这些观察之间变硬。观察间变异性与每次观察中观察到的变异性意义不同，很可能是吸收增加的结果。在第一次观测期间观察到光谱变化，这表明X射线发射产生于一个以上的不连续区域。我们还重新分析了~17 KS钱德拉观测在2000年进行。在钱德拉的三次观测中，2-10 keV的通量比2003年进行的XMM-牛顿观测低2倍。此外，在XMM-牛顿观测期间表现出的分数变化幅度明显比钱德拉观测期间看到的要软。对钱德拉两次新观测中的第一次进行的功率谱分析显示，在341秒处有一个峰值，正式检测意义为99%。类似的峰值在2000年钱德拉数据中也曾出现过。然而，这个特征的检测是试探性的，因为它既没有在我们两个新的钱德拉观测中的第二个也没有在XMM-牛顿数据中发现，而且它比预期的要窄得多。哈勃太空望远镜的观测是在钱德拉第二次访问期间进行的。紫外和X射线通量之间的零滞后相关性被检测到的显着性约为99.5%，与活动星系核的X射线发射的两相模型的预测一致。
2006-03-13 astro-ph
Solar Control on Jupiter's Equatorial X-ray Emissions: 26-29 November 2003 XMM-Newton Observation
在2003年11月26日至29日期间，XMM-牛顿观测了木星69小时的软（0.2-2 keV）X射线发射。观测到木星低纬度的X射线盘发射的强度几乎是均匀的，亮度与太阳光子驱动的过程一致。木星赤道X射线和太阳X射线的同步光变曲线（由TIMED/SEE和GOES卫星测量）显示出类似的逐日变化。一个大的太阳X射线耀斑发生在太阳的木星面对的一面被发现有一个相应的功能，在木星的X射线。这些结果支持了木星低纬度地区的X射线发射是从木星上层大气散射的太阳X射线的假设，并表明太阳直接控制了木星圆盘的非极光X射线。我们的研究还表明，木星赤道X射线可以用来监测太阳半球上的太阳X射线耀斑活动，这是空间天气卫星看不见的。
2005-04-29 astro-ph
XMM-Newton and INTEGRAL observations of the black hole candidate XTE J1817-330
银河系黑洞候选者XTE J1817-330于2006年1月在爆发中被RXTE发现。我们在这里介绍的XMM-牛顿目标的机会观测（TOO），在2006年3月13日（最大值后44天），并在2006年2月15日至18日（最大值后18天）进行的INTEGRAL观测的结果。XMM-Newton机载EPIC-pn相机用于快速读出突发模式，以避免光子堆积，而RGS用于光谱高计数率模式。我们拟合的XMM-牛顿和积分光谱与两个组件的模型组成的热吸积盘和康普顿热日冕。软X射线谱主要由吸积盘组成，最高温度从INTEGRAL观测时的0.96+/-0.04 keV下降到3月13日的0.70+/-m0.01 keV。INTEGRAL和XMM-Newton上的光学望远镜显示了V：11.3-11.4，U：15.0-15.1和UVW 1：14.7-14.8等的源。软X射线光谱，连同光学和紫外数据，显示出低的氢柱密度朝向源，和几个吸收线，最有可能的星际起源，在RGS光谱中检测到：OI K-α，OI K-β，OII，OIII和OVII，跟踪ISM的冷和热组件。软X射线光谱表明存在一个黑洞，估计质量上限为6.0（+4.0/-2.5）Msun。
2007-07-27 astro-ph
A second glance at SN 2002ap and the M74 field with XMM-Newton
2003年1月，在SN 2002 ap的X射线探测11个月后，我们用XMM-Newton重新观测了M74的场。从两个XMM-牛顿观测的比较中，我们获得了更准确的X射线光度值和源的颜色在事件发生五天后，其下降率的限制。我们比较了它的X射线行为（提示软X射线发射，相对较低的光度）与其他Ic型超新星，并推测SN 2002 ap可能共享一些物理特性（低质量损失率和高速恒星风的祖先星）与候选超新星/伽玛暴祖先SN 1998 bw，但与较低的（非相对论）速度的喷出物。我们认为，2002年观测到的X射线辐射可能来自辐射冷却的反向激波，温度kT约为0.8 keV，并且在事件发生后5 d已经检测到这种软分量，因为在正向和反向激波之间的冷壳层的吸收柱密度仅为~ 10^{20} cm^{-2}，即，壳在软X射线波段是光学薄的。新的XMM-牛顿数据还使我们能够继续监测M74中的两个明亮的可变源，它们在以前的XMM-牛顿和钱德拉观测中达到了峰值亮度> 10^{39} erg s^{-1}。最后，我们使用两个钱德拉观测从2001年调查的亮度和颜色分布的X射线源人口的M74，典型的中等活跃的晚型螺旋。
2003-10-02 astro-ph
Infrared and X-ray variability of the transient Anomalous X-ray Pulsar XTE J1810-197
我们报告的观测，旨在寻找通量的变化，从拟议的红外对应的异常X射线脉冲星XTE J1810-197。这些数据是2004年3月在欧洲南方天文台VLT用自适应光学相机NAOS-CONICA获得的，表明Israel等人（2004年）提出的候选物相对于2003年10月更暗，Δ H=0.7+/-0.2和Δ Ks=0.5+/-0.1，证实它是XTE J1810-197的红外对应物。我们还报告了一个XMM牛顿观测VLT观测的前一天进行。0.5-10 keV的辐射源吸收通量为2.2x10^-11 erg/s/cm ^2，与2003年9月XMM-牛顿观测相比，约小了2倍。因此，我们得出结论，类似的通量减少发生在X射线和IR波段。我们简要地讨论了这些结果的框架内提出的机制负责的红外可变发射的异常X射线脉冲星。
2004-08-04 astro-ph
