X-ray spectroscopy on Abell 478 with XMM-Newton
我们报告的结果，从空间分辨光谱研究XMM-牛顿松弛星系团Abell 478。从EPIC数据，我们提取的温度分布和径向丰度分布的Ne，Mg，Si，S，Ca，Fe和Ni。丰度分布图的趋势与在其他集群中观察到的趋势相同。团簇核心的光谱可以用多温度模型进行最佳拟合。我们认为，这种多温度的行为主要是由于投影效应，因为在核心的强烈的温度梯度。不能完全排除其他效应的影响，例如，固有温度分层。这是我们第一次测量到星系团吸收成分中氧的丰度不足。在这个吸收器中测得的氧丰度大约是Anders和Grevesse（1989）确定的太阳氧丰度的0.5倍。
2004-05-17 astro-ph
An XMM-Newton view of the cluster of galaxies Abell 85
我们用XMM-牛顿观测了Abell 85星系团。这些数据使我们能够确认在以前的文件中存在的ROSAT PSPC检测到的扩展4百万秒差距的灯丝在附近的这个集群，并确定约2千电子伏的X射线温度。现在，我们将对星系团本身的X射线气体的性质进行彻底的分析，包括整个星系团的温度和金属丰度图。这些结果表明，Abell 85过去有过强烈的合并活动，即使在中心区域也没有完全放松。我们还确定了个别丰度的一些铁族金属和α-元素在不同的地区，这些金属丰度的铁丰度的比率表明，这两个超新星类型Ia和II必须参与集群内的气体富集。中心区域的光谱分析表明，不同的红移的X射线发射气体相比，来自星系成员红移的平均集群速度。我们讨论了cD星系红移、平均星系红移和热气红移之间差异的含义，以及几个星系群吸积到Abell 85上的可能性。最后，我们考虑到新确定的温度分布，得到了动力学质量分布和重子分数。Abell 85的动力学质量具有陡峭的密度分布，类似于N体模拟中发现的密度分布。
2004-11-18 astro-ph
X-ray Spectroscopy of the Cluster of Galaxies Abell 1795 with XMM-Newton
本文介绍了对富星系团Abell 1795的XMM-牛顿观测的初步结果。欧洲光子成像相机（EPIC）拍摄的空间分辨X射线光谱显示，在距离星团中心$\sim 200$ kpc的半径处温度下降，表明ICM正在冷却。从团簇中心提取的EPIC和反射光栅光谱仪（RGS）光谱都可以用温度为$\sim 4$ keV的等温模型来描述。任何冷分量的体积发射测量（$<1$ keV）小于在集群中心的热分量的百分之几。用来自簇核心的RGS检测到强OVIII莱曼-α线。星团中心O的丰度为太阳值的0.2- 0.5倍，O与Fe的比值为太阳值的0.5- 1.5倍。
2000-10-18 astro-ph
XMM-Newton observation of Abell 1835 : temperature, mass and gas mass fraction profiles
本文利用XMM-Newton观测数据对中远星系团Abell 1835进行了研究。高质量的XMM-牛顿数据使我们能够执行光谱成像的集群大半径。我们确定的气体和总质量的配置文件的基础上使用的β模型和温度分布的流体静力学方法。对于ICM的温度分布的确定，这是需要的质量测定，我们应用双背景扣除，这占了各种背景（粒子和天体物理背景）。我们发现一个基本上平坦的温度曲线高达0.75 r_200的温度下降的中心连接到冷却流。我们得到的气体质量分数为（20.7 +/- 3.7）%，这是该星系团中重子分数的下限。用这个值作为整个宇宙的重子分数，将我们的结果与基于原始核合成的结果相结合，我们得到了Omega_m < 0.5 h_{50} ^{-1/2}的上限，这与最近的其他研究结果是一致的。
2002-08-28 astro-ph
XMM-Newton observations of the binary cluster system Abell 399/401
Abell 399和Abell 401都是富星系团，温度分别为7.2keV和8.5keV。它们的投影间距约为3 Mpc，形成一对紧密的双星。我们用XMM-牛顿卫星观测了这个系统。每个集群的数据显示显着偏离我们理想的图片放松丰富的集群。也有证据表明，在两者之间的区域，X射线通量增强，那里的温度高于我们的预期。虽然潮汐或压缩效应可能会影响的大尺度结构的两个集群，我们表明，这些不能解释内部区域看到的扭曲。我们认为，合理放松形态的集群，并没有重大的温度异常，反对模型中，这两个已经经历了一个亲密的接触。中间区域的性质表明它们处于合并的早期阶段，目前正在温和地相互作用，因为它们的分离仍然太大，无法产生更戏剧性的效果。我们在它们内部区域发现的子结构似乎指向它们各自的合并历史。在阿贝尔399/401星系中，我们很可能看到两个合并的残余，就在它们合并在一起形成一个单一的富星系团之前。这幅图与最近对团簇形成的数值模拟是一致的。（节略）
2004-03-30 astro-ph
XMM-Newton and Chandra Observations of Abell 2626: Interacting Radio Jets and Cooling Core with Jet Precession?
我们提出了一个详细的分析的XMM牛顿和钱德拉观测阿贝尔2626的X射线和无线电的相互作用。在射电小晕（~70 kpc）区域内，存在可能由中央射电源和冷却核产生的子结构。我们发现，有没有明显的相关性之间的无线电酒吧和X射线图像。Abell 2626的形态比在其他冷核心星团中看到的标准X射线射电泡更复杂。因此，Abell 2626对冷却流-射电源相互作用的模型提出了挑战。我们确定了两个软X射线（0.3- 2keV）峰与两个中央cD核，其中之一有一个相关的硬X射线（2- 10 keV）点源。我们认为，这两个对称的射电棒可以用两个旋进喷流从活动星系核中喷出来解释。在中心区域之外，我们发现两个扩展的X射线源的西南和东北的集群中心，这显然是与合并子集群。主Abell 2626星系团和这两个子星系团沿着英仙座-飞马座超星系团的方向延伸，我们认为Abell 2626优先从这个大尺度结构细丝中吸积子星系团和群。我们还发现了一个与星系团S 0星系IC 5337相关的扩展X射线源;这个源的形态表明它是从西边坠落的，而不是像以前建议的那样与西南子星系团相关。
2008-03-12 astro-ph
Temperature structure of the intergalactic medium within seven nearby and bright clusters of galaxies observed with XMM-Newton
目标。我们绘制了红移z=[0.045，0.096]的一个几乎完整的X射线通量限制的星系团样本内的团内介质（ICM）的温度结构。我们的样本包含7个明亮的星系团，它们是Abell 399，Abell 401，Abell 478，Abell 1795，Abell 2029，Abell 2065，Abell 2256。方法.我们使用一个多尺度光谱映射算法，专门设计用于映射ICM的X射线扩展发射的光谱观测值。从以前的算法使用Haar小波，我们的算法现在实现B样条小波，以执行更经常的信号分析。结果对于我们样本中的四个主要合并的集群，我们发现了一个复杂的热结构，其强烈的热变化与它们的动力学一致。对于其中的两个，A2065和A2256，我们进行了3-D分析的冷锋特征证明从气体温度和亮度图。此外，我们检测到一个显着的非径向热结构以外的冷核心区域的其他3个更“规则”的集群，相对振幅约为10%。我们调查可能的影响，这种结构上的质量估计的“定期”集群A1795和A2029，通过提取表面亮度和温度分布图中最热和最冷的地区相对应的部门。虽然用表面亮度补偿A2029，导致一致的质量分布，但温度结构导致A1795最内部区域的显着质量差异。
2008-02-13 astro-ph
Application of an XMM-Newton EPIC Monte Carlo Technique to Analysis and Interpretation of Data for the Abell 1689, RX J0658-55 and Centaurus clusters of galaxies
本文提出了一种新的蒙特卡罗方法，用于研究{ \sl XMM-牛顿}上的欧洲光子成像相机（EPIC）的扩展X射线源。在一个配套文件中描述的平滑粒子推断（SPI）技术，在这里应用到星系团Abell 1689，半人马座和RX J 0658 -55（“子弹团”）的EPIC数据。我们的目的是显示这种方法的优势，同时光谱和空间建模比传统的X射线光谱分析。在Abell 1689中，我们证实了我们早期关于温度分布结构的发现，并制作了高分辨率的温度图。我们还发现了气体内部速度结构的暗示，与以前的研究结果一致。在子弹状星系团RX J 0658 -55中，我们制作了该星系团有史以来最高分辨率的温度图，使我们能够追踪星系团中子弹运动的轨迹。我们甚至在子弹内部探测到了南北向的温度梯度。在半人马座星系团中，我们通过将星系团的光度划分为气体温度的波段，发现了星系团核心东北部的一个显著特征。我们假设，这一特点是由一个子集群遗留下来的实质性合并，稍微取代了核心。我们的结论是，我们的方法是非常强大的，在确定等离子体温度的空间分布和非常有用的系统研究团簇结构。
2007-12-06 astro-ph
XMM-Newton observation of the interacting cluster Abell 3528
我们分析了XMM数据集的相互作用星系团阿贝尔3528位于西部的核心沙普利超星系团，在附近的宇宙中最大的质量浓度。A3528是由两个相互作用的团簇（北A3528-N和南A3528-S）形成的，在红移0.053处，两个团簇之间的距离为0.9 $h_{70}^{-1}$ Mpc。XMM数据将这些团簇描述为弛豫结构，在A3528-N和A3528-S中的总温度分别为$4.14 \pm 0.09$和$4.29 \pm 0.07$ keV，核心冷却器为1.4- 1.5倍，在内部30弧秒内具有超太阳金属丰度。这些团块由X射线软桥状发射连接，并呈现不对称的表面亮度，在A3528-N的西北区域和A3528-S的东北区域显著过量。然而，无论是在表面亮度还是在温度图上，我们都没有观察到任何激波加热气体的证据。考虑到A3528-N周围的可见光分布更加集中，使得A3528-S几乎无法检测到，我们没有找到最初建议的迎面合并前场景的支持，并得出结论，A3528处于离轴合并后阶段，其中最近的核心相遇发生在大约1- 2 Gyrs之前。
2003-07-18 astro-ph
Chandra and XMM-Newton Observations of the Double Cluster Abell 1758
Abell 1758被Abell归类为一个单一的富星系团，但ROSAT的观测显示，这个系统由两个不同的星系团（A1758 N和A1758 S）组成，它们之间的距离约为$8\arcmin$（在星系团的静止坐标系中，投影距离为2 Mpc）。这两个星系团只有少数星系的红移被公布，但钱德拉和XMM-牛顿光谱中Fe线的红移表明，A1758 N和A1758 S的退行速度在2,100 km/s $^{-1}$以内。因此，这两个星系团很可能形成一个引力束缚系统，但我们对X射线数据的成像和光谱分析并没有揭示出两个星系团之间相互作用的任何迹象。钱德拉和XMM-Newton的观测结果表明，A1758 N和A1758 S都在经历重大的合并。A1758 N是在两个7千电子伏的集群之间的大碰撞参量合并的后期阶段。这两个残余核心预计分离800 kpc。根据两个核心之前测得的压力跃变，它们以小于1，600 km/s $^{-1}$的速度彼此后退。这两个核心被更热的气体（$\mathrm{kT}=9$ -12 keV）所包围，这些气体可能是在合并的早期阶段被冲击加热的。两个残留核心中的气体熵与在动态松弛星系团中观察到的中心熵相当，这表明合并引起的激波在试图穿透两个合并系统的高压核心时停滞。每个核心都有低熵气体的尾流，这表明这些气体在没有受到强烈冲击的情况下被冲压剥离。（带有更高分辨率图像的论文副本可在http：//…
2004-04-30 astro-ph
Detailed XMM-Newton Observation of the Cluster of Galaxies Abell 1060
我们提出的结果，从XMM牛顿观测的非冷却流集团A1060。XMM-牛顿的大有效面积使我们能够以前所未有的细节研究这个星系团的性质。从观测到的表面亮度分布，我们发现，引力质量分布是很好地描述了NFW的轮廓，但与中心密度斜率约1.5。毫无疑问，我们已经探测到从中心到外部区域（r ~ 13 '）的径向温度下降高达~30%，这似乎比从附近星系团的平均温度分布所预期的要大得多。我们已经确定，中心东南约7'的区域的温度比相同半径的方位平均温度高约20%。由于该区域的压力已经与环境达到平衡，因此可以将温度结构解释为在4*10^7年（声音穿越时间）和3*10^8年（热传导时间）之间产生的。我们发现高金属丰度团位于1。NGC 3311东北方向的'5更长，其铁质量为1.9*10^7 M_solar，比我们从Chandra观测中估计的大一个数量级。铁的数量仍然可以被认为是单独从椭圆星系NGC 3311注入的。
2006-06-06 astro-ph
The XMM-Newton Serendipitous Survey I. The role of XMM-Newton Survey Science Centre
本文介绍了XMM-牛顿偶然调查的性能，并总结了XMM-牛顿偶然调查的范围和潜力。概述了测量科学中心（SSC）在XMM-牛顿项目中的作用。描述了SSC对XMM-牛顿偶然调查的后续和识别方案，并介绍了一些初步结果。
2000-11-24 astro-ph
XMM-Newton Observation of the Cluster of Galaxies Abell 1650
本文给出了用XMM-Newton观测到的A1650在10 '（1.4Mpc）角范围内温度和丰度的非均匀分布。光谱分析进行了19个系统细分的区域，并在15个指定的区域提到的硬度比（HR）的地图。HR的值被定义为1.6-10 keV频带中的计数与0.8-1.6 keV频带中的计数的比率，其是调查光谱特征的空间变化的指标。在5 '半径范围内，温度和丰度分别为4-6 keV和0.2-0.5太阳值，平均值分别为5.62 ± 0.05-0.07 keV和0.36 ± 0.02-0.01太阳值。相对于8.45x10 ^-2的光学值，红移被推导为8.01+0.02-0.02x10 ^-2。结果发现，温度约为4 keV，尺度长度为100 kpc的冷区域零星地分布在外壳中。这种温度结构可以用星系团落入星系团主体来解释。在A1650附近，在30 '视场范围内发现了30多个点源。银河漫发射的光谱是在A1650的外围获得的。
2004-01-11 astro-ph
An XMM-Newton Observation of Abell 2597
本文报道了对星系团Abell 2597的120 ksXMM-牛顿观测。从欧洲光子成像相机（EPIC）和反射光栅光谱仪（RGS）的结果。从EPIC中，我们获得了温度，密度和丰度的径向分布，并使用这些来推导冷却时间和熵。我们说明了修正这些配置文件的投影和点扩散函数（PSF）的影响。在XMM-牛顿可用的空间分辨率下，中心150 kpc左右半径的温度下降了大约2倍，丰度从大约五分之一增加到超过半个太阳。在130千秒差距的半径内，冷却时间小于10吉尔。EPIC对中心区域的拟合与每年约100个太阳质量的冷却流一致。从中心2弧分提取的RGS光谱的宽带拟合也与相同量级的冷却流一致;优选的低温截止值基本为零。这些数据似乎表明（尽管在低于正式检测限的低显著性水平下）在15、17埃静止波长处存在来自Fe XVII的重要温度计线，这是温度约为0.3 keV的气体的特征。通过与经典的冷却流模型进行比较，将每条线中测得的通量转换为质量沉积估计值，并再次获得每年100个太阳质量的值。这些质量沉积率，虽然低于前几代的X射线天文台，是一致的，从紫外线数据获得的这个对象。这增加了经典冷却流的可能性，在每年大约100个太阳质量的水平上，从4 keV冷却超过两个数量级的温度。
2005-01-17 astro-ph
A Puzzling Merger in A3266: the Hydrodynamic Picture from XMM-Newton
利用9个XMM-牛顿观测的镶嵌图，我们研究了合并星系团Abell 3266的流体动力学状态。高质量的光谱数据和大视场的XMM-Netwon使我们能够确定的热力学条件的集群内介质的规模为50千秒差距。一张高质量的熵图显示了一个低熵气体的扩展区域，沿着名义上的合并轴从主星团核心向东北方向延伸。低熵气体的质量约为2 e13太阳质量，与富星系团核心的重子质量相当。我们测试的可能性，所观察到的低熵气体的起源是有关的破坏一个预先存在的冷却核心在阿贝尔3266或剥离的气体从一个下落的子集群同伴。我们发现Abell 3266的径向压力和熵分布以及铁丰度都与其他已知的冷却核心星团（Abell 478）不同。因此，我们认为低熵区是从其暗物质晕中剥离出来的子团气。在这种情况下，子星系团将从前景落到A3266的核心。这也将有助于解释观察到的星系在星系团中心的高速分散，只要子星系团的质量至多是主星系团质量的十分之一。
2005-05-02 astro-ph
Further evidence for a merger in Abell 2218 from an XMM-Newton observation
星系团阿贝尔2218，z=0.171，以X射线和强透镜分析得出的质量估计之间的差异而闻名。利用目前的XMM观测，我们追踪到了半径约为1400 h_70^-1 kpc（近似于星系团的维里半径）的气体密度和温度分布。表面亮度分布很好地拟合了三个数量级的β模型，核心半径为0。95和β=0.63。投影的温度分布随半径急剧下降（约50%），并由参数t_0=8.09 keV和γ=1.15的多变性很好地描述。温度图显示在中心弧分有一个明显的峰值，增加了2倍（从~5 keV到~10 keV）。假设流体静力学平衡和球对称计算的质量分布，最适合与国王近似的等温球，这意味着暗物质分布的中心核心，在对比中发现的尖形核心更明显的松弛集群。在r ~ 80 h_50^-1 kpc处，X射线质量比强透镜质量小两倍，尽管在较大半径（r ~ 400 h_50^-1 kpc）处X射线和弱透镜质量测量之间的一致性稍好一些。虽然X射线总质量估计值可以根据质量模型变化30%，但所有测量值都低于光学测量的相应总质量。考虑到X射线结果表明星团内气体的扰动，导致可能违反流体静力平衡的假设，以及在光学上观察到的子结构，表明视线合并，这个星团的不同质量估计不太可能被调和，至少与标准建模假设。
2005-02-16 astro-ph
XMM-Newton calibration - an overview
本文介绍了描述XMM-牛顿校准的详细方面的文章。突出了XMM-牛顿的独特校准问题。总结了地面校准的原始校准要求和方面。讨论了在轨校准观测、分析和纳入校准文件的生命周期。
2002-03-18 astro-ph
Highlights from XMM-Newton
1999年钱德拉（美国航天局）和XMM-牛顿（欧空局）X射线天文台的发射彻底改变了我们对宇宙的看法，提供了有关许多类别来源的天体物理信息，具有前所未有的细节。XMM-Newton的高通量使其成为提供微弱和扩展源的低到中等分辨率光谱的理想仪器。经过3年的运行，XMM-牛顿观测了许多类型的天文源，并在许多领域提供了非常有趣的结果。在这篇评论中，我们强调了XMM-牛顿的贡献显着促进了我们的知识充满活力的宇宙的几点。
2003-06-20 astro-ph
Note on XMM-Newton observations of the first unidentified TeV gamma-ray source TeV J2032+4130 by Horns et al. astro-ph/0705.0009
我评论了Horns等人在TeV J2032+4130的XMM观测中报道的--表观--弥散X射线发射
2007-05-02 astro-ph
The XMM-Newton Bright Serendipitous Source Sample (XMM-Newton BSS)
XMM-牛顿巡天科学中心正在高银河纬度建造一个大的（约1 000个源）和完整的明亮偶然XMM-牛顿源样本，以便发现个人高度感兴趣的源以及统计人口研究。该样本被称为“XMM-牛顿明亮偶然源样本”（XMM-牛顿BSS），在0.5- 4.5 keV能量带的通量极限为~10^（-13）cgs，将是补充其他中等和深部勘探计划的基础（具有弱10至100倍的通量），以便：a）确定X射线天空及其组成的特征，b）了解所选总体的演变，以及c）定义统计识别程序，以选择稀有和感兴趣的X射线源总体（例如高z星系团、BL Lac、2型类星体等）。我们在这里讨论的科学原理和项目的细节，我们提出了一些初步的结果。
2002-02-07 astro-ph
Detection of Saturnian X-ray emission with XMM-Newton
2002年9月，XMM-牛顿观测到了巨大的土星。我们提出并分析这些XMM-牛顿观测，并将我们的发现与土星的钱德拉观测进行比较。在中等和薄的滤光片中，XMM-牛顿数据被可见光污染的情况很严重，但是在厚的滤光片中，所有可见光都被充分阻挡，在这个滤光片中观察到的信号被解释为真正的X射线发射，这被发现在定性和定量上非常类似于土星的钱德拉光谱。
2003-12-18 astro-ph
XMM -Newton observations of merging clusters of galaxies: A3921 and A1750
本文给出了两个星系团在不同合并阶段的XMM-牛顿时间观测结果。
2002-03-19 astro-ph
XMM-Newton reveals the intrinsically X-ray weak nature of the quasar PG 0043+039
这篇论文因来源错误而被撤回。
2008-07-16 astro-ph
The XMM-Newton Bright Serendipitous Source Sample
我们在这里总结了XMM BSS的现状：在高银河纬度（|b| > 20度）明亮的偶然XMM源的大样本（约1000个源）。
2002-11-05 astro-ph
XMM-Newton observations of the Vela pulsar
我们提出了从XMM牛顿观测船帆座脉冲星的光谱分析。我们分析了脉冲星的热发射，其能量低于~ 1 keV，因为提取的光谱受到较高能量的星云发射的严重污染。XMM-牛顿号上的反射光栅光谱仪的无反射高分辨率光谱表明存在氢大气，正如先前钱德拉的结果所表明的那样。温度和半径都与Chandra的结果一致。在~10^4年年龄时，T^{ \infty } ~（6.4-7.1）× 10^5 K的Chandra和XMM-牛顿温度低于标准冷却曲线。
2003-06-24 astro-ph
XMM-Newton view of MS0735+7421: the most energetic AGN outburst in a galaxy cluster
本文从超空星团MS 0735 +7421的XMM-牛顿观测结果出发，讨论了星系团中活动星系核爆发的可能宇宙学效应。
2006-11-08 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
Supernova remnants, planetary nebulae and superbubbles: prospects for new XMM-Newton observations
在X射线观测的背景下，简要回顾了过去几年在超新星遗迹、行星状星云和超级气泡方面取得的重要成果。我打算回顾这些领域中重要的开放科学问题，以及XMM-牛顿可以做出的具体贡献。
2008-02-04 astro-ph
In-orbit performance of the XMM-Newton X-ray telescopes: images and spectra
本文从成像特性和有效收集面积两个方面对XMM-Newton星载三台X射线望远镜的性能进行了评价。与地面校准数据的一致性是极好的。对宇宙X射线源的图像和光谱的分析，对超新星和超新星遗迹的分析，证明望远镜甚至比最初要求的更好。
2001-09-21 astro-ph
X-ray Localization of the Globular Cluster G1 with XMM-Newton
本文利用XMM-牛顿法和哈勃空间望远镜（HST）给出了大质量球状星团G1的精确X射线位置。G1的X射线发射是最近用XMM-Newton探测到的。X射线发射的来源有两种可能性。它可能是由于中心中等质量黑洞的吸积，也可能是由于普通的低质量X射线双星。X射线发射的精确位置可能会区分这两种情况。通过改进XMM-牛顿和HST数据的天体测量，我们将XMM-牛顿误差圆减小到1.5”。尽管误差圆较小，但精度不足以区分中等质量黑洞和发光的低质量X射线双星。然而，这一结果表明，未来的钱德拉观测可能会揭示X射线发射的起源。
2007-03-26 astro-ph
A long hard look at MCG-6-30-15 with XMM-Newton and BeppoSAX
本文总结了用XMM-Newton和Beppo-SAX对明亮的Seyfert 1星系MCG-6-30-15进行的320 ks观测的初步结果。
2003-08-26 astro-ph
The XMM-Newton EPIC Background and the production of Background Blank Sky Event Files
我们详细描述了XMM-牛顿EPIC背景的性质及其各种复杂的组成部分，总结了XMM-牛顿EPIC背景工作组的新发现，并提供了XMM-牛顿背景空白天空事件文件，用于扩散和扩展源的数据分析。空白的天空事件文件数据集是从第二个XMM-牛顿偶然源目录（2XMMp）再处理产生的189个观测数据中提取的数据叠加产生的。数据进行了几个过滤步骤，使用一个修订和改进的方法在以前的工作，我们详细描述。我们研究了最终的空白天空数据集的几个属性。用户被引导到最终数据集的位置。每个EPIC仪器-滤波器模式组合都有一个最终数据集。
2007-01-08 astro-ph
Imaging Performance of the XMM-Newton X-ray telescopes
介绍了X射线天文观测台XMM-牛顿上的三台X射线望远镜的在轨成像性能，并与MPE PANTER试验设施在地面测得的性能进行了比较。比较表明，地面和在轨性能之间的良好协议。
2000-07-18 astro-ph
In-orbit performance of the EPIC-MOS detectors on XMM-Newton
XMM-牛顿于1999年12月10日在高度偏心的48小时轨道上发射进入太空。XMM-Newton现在已经运行了五年，取得了巨大的成功，在X射线和光学波段观测宇宙的成像，光谱学和计时能力。EPIC-MOS CCD X射线探测器包括XMM-Newton上三个焦平面仪器中的两个。本文讨论了EPIC-MOS器件运行五年来的电荷转移效率（CTI）、能量分辨率和光谱再分布函数（rmf）的现状和性能历史。
2004-07-16 astro-ph
Multi-epoch spectroscopy and XMM-Newton observations of RX J2115-58
我们目前的相位分辨光谱和X射线光变曲线的异步极性RX J2115-58，因为它们的拍频周期的变化。
2003-03-12 astro-ph
XMM-Newton Observations of Galaxy Clusters: The Radial Temperature Profile of A2163
XMM-Newton具有高通量、高空间分辨率和高光谱分辨率，是进行团簇光谱成像观测的理想仪器。本文给出了A2163的XMM-牛顿镶嵌观测，并由此导出了一个新的径向温度廓线。背景减法的问题是解决在一些细节作为一个适当的治疗的背景是必不可少的正确的温度的推导，因此，正确的总集群质量。
2001-05-24 astro-ph
The joint XMM-Newton and Chandra view of YY Gem
我们已经观察到耀斑星YY宝石同时与XMM-牛顿和钱德拉作为一个多波长的运动的一部分，目的是在这个短周期的食二进制的磁活动相关的变化的研究。在这里，我们报告的第一个结果，从分析的X射线光谱。这颗恒星的附近提供了足够高的S/N在CCD相机机载XMM-牛顿允许时间分辨光谱。由于数据是同时采集的，因此可以对XMM-Newton RGS和Chandra上的LETGS的性能进行交叉校准检查。
2001-09-24 astro-ph
Extended sources in the XMM-Newton slew survey
XMM-牛顿上的EPIC-pn相机的低背景、良好的空间分辨率和高灵敏度为扩展源的检测提供了有用的限制，即使在回转机动期间进行的短曝光期间也是如此。在本文中，我们试图说明XMM-牛顿回转巡天作为分析星系团和其他空间扩展X射线发射源的通量限制样本的工具的潜力。
2005-11-09 astro-ph
The z>4 Quasar Population Observed by Chandra and XMM-Newton
简要回顾了我们关于高红移（z>4）类星体的Chandra和XMM-Newton项目的现状。我们报告的主要结果，在过去几年中检测到的类星体，以及一些（~10%）有趣的情况下，没有检测到已获得钱德拉快照观测。
2004-06-01 astro-ph
ASCA and XMM-Newton Observations of A2029
用XMM-牛顿获得的A2029的X射线数据显示，在这个星团的中心区域没有嵌入活动星系核的证据，这是从分析恢复的ASCA图像数据中提出的，尽管在中央cD星系内部或周围看到了一些热点。星系团中心活动星系核的缺失与Chandra的观测结果一致。从XMM-Newton数据得到的铁丰度和2D（表面）温度的径向分布与Chandra数据总体上吻合得很好。
2005-04-12 astro-ph
New results on clusters of galaxies observed with XMM-Newton
星系团包含一种热气体，它发出X射线。X射线望远镜，如XMM-牛顿允许研究这种等离子体，以获得这些物体的物理量的信息。我们在这里提出了一些结果的总质量密度分布的集群与XMM牛顿流体静力学方法的基础上。这些结果可以与基于冷暗物质的模型进行比较。一般来说，良好的协议之间的意见和模型。此外，我们提出了一个遥远的合并星系团的物理性质的研究，这表明了这类对象的XMM-牛顿研究的潜力。
2004-07-29 astro-ph
XMM-Newton temperature maps for five intermediate redshift clusters of galaxies
我们已经分析了XMM-牛顿档案数据的五个星系团（红移0.223至0.313），涵盖了广泛的动态状态，从放松的对象集群进行几次合并。我们在这里提出的X射线气体的温度图连同这些集群的形成历史的初步解释。
2007-07-27 astro-ph
X-ray Line Emitting Objects in XMM-Newton Observations: the Tip of the Iceberg
我们提出了一种新的搜索X射线线发射物体（XLEO）在XMM牛顿图像的初步结果。在对13个XMM-牛顿观测的试运行分析中发现了三个源。发现的三个天体很可能是极强吸收的活动星系核，其柱密度为NH~ 10^24 cm ^-2。它们的红移已被直接确定的X射线数据，通过解释为6.4 keV的Fe线检测到的发射线。在所有三种情况下，测量的X射线线的等效宽度为几keV。这项试点研究表明，我们的搜索方法的成功，并意味着可以从公共XMM-牛顿数据档案中获得大样本的XLEO。
2004-11-05 astro-ph
Castor A and Castor B resolved in a simultaneous Chandra and XMM-Newton observation
我们提出了一个同时钱德拉和XMM-牛顿观测的蓖麻sextett，集中在蓖麻A和蓖麻B，两个光谱二进制与早期型原色。在目前的X射线仪器中，只有钱德拉能分离出A和B的X射线光变曲线和光谱。我们比较了Chandra观测与同时获得的XMM-牛顿数据。虽然不能将蓖麻A和蓖麻B彼此分离，但XMM-牛顿的更高灵敏度允许对其组合的高分辨率光谱进行定量分析。利用类氦三线态观测了蓖麻AB的日冕温度和密度。蓖麻AB的时间变化进行了研究，使用的数据收集与欧洲光子成像相机机载XMM-牛顿。观测到强烈的耀斑活动，结合钱德拉和XMM-牛顿同时获得的数据，每个耀斑都可以被分配给它的宿主。我们与其他恒星的日冕等离子体条件的比较表明，蓖麻AB表现得像典型的晚型日冕X射线发射器支持的共同概念，晚型秒内的每个光谱双星的X射线生产的网站。
2003-02-27 astro-ph
XMM-Newton First Observation in the Pleiades
我们目前的第一个结果，从40 ks的保证时间XMM-牛顿指向在昴宿星。我们发现几乎所有的早期-中期dM成员在外地和几个非常低质量（VLM）的恒星-包括棕矮星（BD）的候选人罗克9 -和调查的X射线活动水平的变化，硬度比和耀斑频率的光谱类型下降到BD制度。
2001-10-04 astro-ph
Chandra and XMM-Newton observations of the exceptional pulsar PSR B0628-28
PSR B 0628 -28是一颗射电脉冲星，最初由ROSAT在X射线波段探测到，后来又由Chandra和XMM-Newton观测到。钱德拉观测得到的X射线亮度比自旋驱动的双星高出两个数量级，也没有检测到脉动。然而，XMM-牛顿观测揭示了预期射电周期P=1.244 s的脉动。同时分析的光谱也给出了光度（单位cgs）Log Lx=30.34，这比从Lx-Edot之间的相关性所预期的大约350倍。
2005-06-23 astro-ph
Complex Structure of Galaxy Cluster Abell 1689: Evidence for a Merger from X-ray data?
阿贝尔1689是位于$z=0.183$的一个星系团，以前使用各种技术测量其质量的结果不一致。我们提出了一个新的详细测量的质量与数据的基础上的X射线观测与欧洲光子成像相机搭载XMM-牛顿天文台，确定通过使用非参数化的解投影技术。将总质量分布拟合到Navarro-Frenk-White模型，得到晕浓度$c=7.2^{+1.6}_{-2.4}$和$r_{200}=1.13 \pm 0.21 h^{-1} \mathrm{Mpc}$，对应的质量小于从引力透镜发现的质量的一半。加上光学观测的子结构证据，X射线分析显示出高度不对称的温度分布和不均匀的红移分布，这意味着气体的大尺度相对运动。低于预期的气体质量分数$f_{gas}=0.072 \pm 0.008$（对于平坦的$Λ$ CDM宇宙学）表明了复杂的空间和/或动力学结构。我们也没有发现任何额外的吸收成分的迹象，以前报告的钱德拉数据的基础上，确认XMM低能量响应使用ROSAT的数据。
2004-01-29 astro-ph
The XMM-Newton observation of GRB 040106 : evidence for an afterglow in a wind environment
本文介绍了对GRB 040106的XMM-牛顿观测。从X射线光谱指数和时间衰减，我们认为，余辉是一致的火球在风环境中扩大。数据排除了恒定密度环境。这是可以得出这一结论的极少数情况之一。
2004-07-29 astro-ph
XMM-Newton Observations of AGN Iron Line Profiles
给出了第Ⅰ类活动星系核的XMM-牛顿观测结果。铁K发射线的性质进行了审查，大多数活动星系核的XMM-牛顿观察到的窄，未解决的（XMM）铁线在6.4 keV的冷物质，必须起源于远离内部吸积盘，可能在假定的环面或外部宽线区域。这条窄线的强度似乎随着光度的增加而降低，这意味着在更明亮的类星体中，这种物质的覆盖率会减少。虽然在MCG-6 - 30 -15中，宽线分量的极端宽度可能意味着中心黑洞的克尔度规，但XMM-牛顿发现的宽的相对论性铁线轮廓的例子很少。一般来说，相对论性的铁K线的配置文件是不需要在一些其他的塞弗特1 X射线光谱。
2002-11-18 astro-ph
XMM-Newton observations of XTE J1817-330 and XTE J1856+053
黑洞候选者XTE J1817-330是在2006年1月26日的爆发中被RXTE/ASM发现的。一年后，在2007年2月28日，另一个在1996年发现的X射线瞬变，XTE J1856+053，在一次新的爆发中被RXTE探测到。我们报告的XMM-牛顿获得的光谱这两个黑洞候选人。
2008-02-29 astro-ph
XMM-Newton observations of Soft Gamma-ray Repeaters
所有确认的软伽马射线中继器都是用XMM-牛顿卫星上的EPIC仪器观测到的。我们回顾了这些观测结果，提供了最准确的光谱在1-10千电子伏范围内的持续X射线发射的这些对象，并讨论它们的背景下的磁星解释。
2006-08-17 astro-ph
The broad-band properties of the XMM-Newton Bright Serendipitous Sources
我们在这里介绍“XMM-牛顿明亮偶然调查”，由XMM-牛顿调查科学中心进行的调查计划。特别是，我们讨论了这个项目的主要目标，我们提出的样品（S）和当前的光学击穿，我们讨论了一些宽带光谱特性，从单一来源的硬度比分析。最后，我们报道了4.5- 7.5keV的Log（N $>$ S）-LogS对1型和2型活动星系核的测量结果。
2004-07-07 astro-ph
The XMM-Newton EPIC Background: Production of Background Maps and Event Files
XMM牛顿背景地图的3 EPIC仪器在其不同的仪器/模式/过滤器的组合，并在几个能量波段已被构造使用的72点观测的叠加。事件数据集，与点源切除，为不同的仪器/模式/过滤器组合也已组装，与更长的曝光时间比以前可用的文件。这里描述了背景地图和事件文件的构造，以及它们的属性和用法。根据对72个数据集的分析，给出了XMM-牛顿EPIC背景的光子和粒子分量的统计特性。
2003-07-16 astro-ph
On the origin of the broad, relativistic iron line of MCG-6-30-15 observed by XMM-Newton
XMM-牛顿最近在塞弗特1星系MCG-6 - 30 -15的光谱中观察到的相对论性铁谱线轮廓（Wilms等人，2001年）在灯柱模型的框架内进行了讨论。结果表明，在这种情况下，陡峭的圆盘发射率，大的线等效宽度和康普顿反射量可以自洽地再现。
2002-01-12 astro-ph
