Extended Emission from Cygnus X-3 Detected with Chandra
我们在钱德拉X射线天文台的档案观测中发现了微类星体Cyg X-3的扩展X射线发射。一个5”宽的结构位于距核心点源东北约16”处，并可沿该方向延伸。这个角度尺度对应于大约0.8 lyr的物理范围，距离天鹅座X-3 2.5 lyr（假设距离为10 kpc）。在两次观测间隔的四个月期间，通量变化了2.5倍，这表明了显著的亚结构。2-10 keV的峰值亮度约为5e 34 ergs/s。也可能有较弱的，类似规模的扩大发射相反方向的核心，这表明一个双极外流。这种结构不是尘埃散射晕的一部分，也不是由钱德拉点扩散函数引起的。在这封信中，我们描述的意见，并讨论可能的起源的扩展。
2003-03-03 astro-ph
On the influence of radio galaxies on cooling flows: M87 and Cygnus A
总结了Chandra对M87和天鹅座A周围星系团内介质的研究结果。
2002-11-25 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
A Chandra X-ray Study of Cygnus A - III. The Cluster of Galaxies
最近钱德拉ACIS-S研究的天鹅座A周围的集群的结果。我们对取自不同椭圆壳层的X射线谱进行了反投影，以导出ICM的温度、密度、压力和丰度随半径的变化。我们确认的温度下降的X射线发射气体从$\sim 8$千电子伏超过$\sim 2^{\prime}$从中心到$\simeq 5$千电子伏一些$30^{\prime\prime}$从中心，与最冷的气体紧邻的射电星系。稍冷（$\simeq 4$ keV）的X射线发射气体的“带”围绕着射电源产生的腔体的较小尺寸运行。我们发现在X射线发射气体的金属丰度梯度，最高的金属丰度（$\sim$太阳）在内环，降低到$\sim 0.3$太阳在外部部分。发现500 kpc内的总质量为（2.0--2.8）$\times 10^{14} M_{\odot}$，大约3.5--5%的质量是X射线发射气体[缩写]。
2001-09-26 astro-ph
High Resolution Spectroscopy of the X-ray Photoionized Wind in Cygnus X-3 with the Chandra High Energy Transmission Grating Spectrometer
本文对钱德拉X射线天文台高能透射光栅谱仪获得的大质量X射线双星Cyg X-3的1- 10 keV能谱进行了初步分析。该源揭示了一个丰富的详细的离散发射光谱，具有明确的签名的光致电离驱动的激发。在光谱学的新数据中，第一次天体物理学探测到了一些类似氦的“三胞胎”。（Si，S，Ar），具有光电离平衡特征的发射线比，完全分辨的Mg，Si和S的窄辐射复合连续谱，类H Fe巴耳末系的存在，以及~ 800 km/s大尺度速度场的清晰探测，以及源中~1500 km/s的FWHM多普勒展宽。我们简要地触及这些研究结果的结构的沃尔夫-拉叶风的影响。
2000-02-16 astro-ph
Chandra Observations of Cygnus A: Magnetic Field Strengths in the Hot Spots of a Radio Galaxy
我们报告的X射线观测的强大的射电星系天鹅座A与钱德拉X射线天文台。这封信的重点是无线电热点，这四个热点都是在X射线中检测到的，它们的形态与它们的无线电结构非常相似。已经获得了两个较亮的热点（A和D）的X射线光谱。两者都可以很好地用幂律来描述，光子指数为Γ= 1.8 \pm 0.2，被天鹅座A方向的银河柱吸收。热X射线模型需要太高的气体密度，可能会被排除在外。图像和光谱强烈支持同步辐射自康普顿模型的X射线发射，提出了哈里斯，Carilli和Perley的ROSAT成像观测的基础上。这些模型表明，每个较亮热点的磁场强度为1.5 \times 10^-4高斯，不确定度为百分之几十。这个值接近于假设没有质子存在的均分场强。X射线是同步辐射的可能性进行了简要讨论，但不赞成。我们推测，当外部气体密度很高时，来自热点的X射线同步辐射所必需的γ \sim 10 ^7电子的产生会受到抑制，就像射电星系处于冷却流中的情况一样。
2000-09-19 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
Resolving the Composite Fe K-alpha Emission Line in the Galactic Black Hole Cygnus X-1 with Chandra
2001年1月4日，我们用钱德拉高能透射光栅光谱仪对银河系黑洞天鹅座X-1进行了30千秒的观测。该源处于中间状态，其通量大约是其持续低/硬状态下通常观察到的通量的两倍。我们的X射线光谱的最佳拟合模型包括窄高斯发射线（E = 6.415 +/- 0.007 keV，FWHM = 80（+28，-19）eV，W = 16（+3，-2）eV）和宽线（E = 5.82（+0.06，-0.07）keV，FWHM = 1.9（+0.5，-0.3）keV，W = 140（+70，-40）eV）分量，以及在7.3 +/-0.2 keV（τ ~ 1.0）处的模糊边缘。宽线轮廓不像在一些塞弗特星系中观察到的那样强烈倾斜。我们解释这些功能的吸积盘与照射的内盘产生一个广泛的Fe K-α发射线和边缘，和照射的外盘产生一个狭窄的Fe K-α发射线。这条宽线可能主要是由多普勒频移和引力效应形成的，在较小程度上是由反射引起的康普顿散射形成的。我们讨论了潜在的连续X射线光谱和诊断的背景下，在天鹅座X-1和其他银河系黑洞的吸积流几何这些线的功能。
2002-06-26 astro-ph
A Chandra X-ray Study of Cygnus A - II. The Nucleus
我们报告钱德拉ACIS和准同时RXTE观测附近，强大的射电星系天鹅座A，本文件侧重于活性核的属性。在钱德拉的观测中，硬（>几keV）X射线发射在空间上无法分辨，其大小为\approxlt 1弧秒（1.5 kpc，H_0 = 50 km s^-1 Mpc^-1），与射电和近红外核相吻合。相比之下，软（< 2 keV）发射表现出双极星云，与光学双极连续谱和发射线结构对齐，大约与射电喷流对齐。特别是软X射线发射与HST成像的[O III] λ5007和Hα+ [N II] λλ6548、6583星云体非常一致。在原子核的位置，只有微弱的软X射线发射，这种效应可能是内在的，也可能是垂直于源轴穿过原子核的尘埃带造成的。各种X射线成分的光谱是通过同时拟合6个探测器获得的。在100 keV的能量下探测到致密核，它被一个强吸收的幂律谱很好地描述，其能量为Γ_h = 1.52^{+0.12}_{-0.12}（类似于其他窄线射电星系），等效氢柱N_H（nuc）= 2.0^{+0.1}_{-0.2} \times 10^{23} cm^-2。（摘要截断）。
2001-09-27 astro-ph
Transient X-ray sources in the field of the Unidentified Gamma-Ray Source TeV J2032+4130 in Cygnus
我们提出了一个分析钱德拉ACIS观测领域的TeV J2032+4130，第一个身份不明的TeV源，偶然发现的HEGRA。这一深度（48.7千秒）的观测是对钱德拉主任早先的5千秒自由裁量观测的后续。在视野中众多的点状X射线源中，最亮的是早期和晚期恒星的混合体。我们发现，几个X射线源是瞬态的，表现出快速增加的计数率的3-10倍，并在性质上类似于一个，硬吸收瞬态源位于早期钱德拉观测的领域。这些瞬态源都不可能对应于TeV源。相反，我们确定了一个地区的扩散X射线发射的误差圆内的TeV源，并考虑其合理的关联。
2006-10-10 astro-ph
Multi-Satellite Observations of Cygnus X-1 to Study the Focused Wind and Absorption Dips
高质量X射线双星系统是由其施主恒星的恒星风提供动力的。天鹅座X-1的X射线状态与定义质量吸积环境的风的性质相关。接近轨道相位0的Chandra-HETGS观测允许以高分辨率分析光电离恒星风，但由于软X射线吸收下降造成的强烈变化，需要同时进行多卫星观测以跟踪和了解连续体。除了早期的联合钱德拉和RXTE观测，我们目前的第一个结果，从最近的运动，代表了最好的宽带频谱的天鹅X-1有史以来取得的：在2008年4月18日/19日，我们观察到这个源与XMM-牛顿，钱德拉，朱雀，RXTE，INTEGRAL，斯威夫特，和AGILE在X-和伽马射线，以及与VLA在无线电。在黑洞的完美合并之后，我们探测到了软X射线吸收的下降，这可能是由于聚集的风中的团块覆盖了超过95%的X射线源，其柱密度可能达到几个10^23 cm^-2，这也通过康普顿散射影响了20 keV以上的光子能量。
2008-11-03 astro-ph
The Distribution of X-ray Dips with Orbital Phase in Cygnus X-1
我们提出了一个全面的研究结果的吸收下降与轨道相位的天鹅座X-1的分布。首先，使用来自所有主要X射线天文台的档案数据获得该分布，并针对优先观测到相位零（黑洞的优合）的选择效应进行校正。倾角的出现随着轨道相位的变化而变化很大，峰值在θ ~ 0.95，即关于相位零不对称。第二，RXTE ASM自2009年9月以来一直提供对天鹅座X-1低状态的连续报道。1996年，我们选择了基于硬度比增加的dip数据。分布，与倾斜事件的数量大大增加，证实了峰值是在0.95，我们报告发现的第二个峰值在0.6。我们把这个峰值归因于伴星HDE 226868的吸积流的吸收。我们估计了不同位置的电离参数，表明在双星系统的特定区域，光电离抑制了风的辐射加速。为了获得柱密度随相位的变化，我们对风的加速度完全被抑制或根本不被抑制的极端情况下的中性风密度进行了估计。准确的描述将介于这两个极端之间。在每种情况下，柱密度与轨道相位的强烈变化，类似于倾角发生的变化。这提供了证据表明，在风中的斑点，导致吸收下降的形成取决于在风中的中性成分的密度，这表明斑点增长的可能机制。
1999-09-14 astro-ph
The Cessation of Flickering during Dips in Cygnus X-1
我们报告了在黑洞候选者天鹅座X-1中发现闪烁停止的发现，这是ASCA在5月9日的观测中首次发现的。1995.在该观察期间，发生特别深的浸渍，导致对应于幂律光谱分量的吸收的硬度比的强烈变化。具有高时间分辨率的死区时间校正的光变曲线清楚地示出了在浸渍期间在0.7 - 4.0 keV带中闪烁程度的急剧减小，但是在4.0 - 10.0 keV带中，存在相对较小的变化。我们表明，均方根闪烁幅度在频带0.7 - 4.0 keV是成比例的X射线强度在这个波段的变化几乎是三个因素。这是直接的证据，即强烈的低态闪烁是固有的幂律发射;即发生的发射过程的一部分。均方根振幅与低能量带中的强度成比例，除了在较低强度处可能偏离线性。如果得到证实，这种非线性可能意味着一个过程，如电子散射的辐射，这将往往涂抹出的波动，或波动产生的过程，这取决于在源的径向位置。因此，在吸收下降期间的定时观测可以给出关于源区的信息，并且可以对其大小进行限制。
1997-02-25 astro-ph
Doppler Modulation of X-ray lines in Cygnus X-3
我们测量了钱德拉X射线天文台记录的天鹅座X-3发射的X射线中三条明亮谱线的多普勒频移。与Si XIV和S XVI相关的谱线的多普勒频移表现出轨道调制。这种调制相对于轨道星历表的幅度和相位表明了这种发射源在小型物体伴星发出的风中的位置。这些观测使我们能够间接测量这两颗星的距离。在某些假设下，我们观测到的与Fe XXV有关的谱线也限制了致密天体的质量M < 3.6 MSun。
2003-03-13 astro-ph
Search for a Point-Source Counterpart of the Unidentified Gamma-Ray Source TeV J2032+4130 in Cygnus
为了寻找第一个未确认的TeV源的对应点源，我们对未确认的TeV源J2032+4130和3EG J2033+4118在天鹅座OB 2星协（d = 1.7kpc）方向上的重叠误差盒进行了多波长研究。光学识别和光谱分类的ROSAT PSPC和钱德拉ACIS图像中的较亮的X射线源，没有找到一个令人信服的对应。分类的X射线源是早期和晚期恒星的混合，只有一个例外。钱德拉观测中最亮的光源是一种新的、硬吸收的光源，它既短暂又快速变化。它位于距离TeV发射的质心7'处，这将其置于所要求的2 sigma位置（r = 4.8'）之外。在它的光变曲线中可以看到一个可能的日食或“下降”过渡。该源在1-10 keV的峰值亮度为7 x 10^（32）（d/1.7 kpc}）^2尔格·s^（-1），可能是一颗位于天鹅座OB 2星协之外的静止的低质量X射线双星。观测到一个R = 20.4，J = 15.4，H = 14.2，K = 13.4的符合的变红光学物体，但由于其光谱中缺乏明显的发射或吸收特征，尚未被分类。或者，这个钱德拉和光源可能被认为是质子耀变体的候选者，质子耀变体是一种长期假设的无线电弱伽马射线源。需要更详细的观测来确定这个可变X射线源的性质，并评估它与TeV J2032+4130联系的可能性。
2003-02-06 astro-ph
X-ray Orbital Modulation of Cygnus X-1
我们已经分析了天鹅座X-1两年多的RXTE/ASM数据。我们已经检测到5.6天的轨道周期的Lomb-Scargle周期图的光变曲线和硬度比时，天鹅座X-1是在硬状态。与以前其他X射线飞行任务的探测相比，这次探测的灵敏度和时间范围都有所提高。折叠光变曲线和硬度比显示了一个广泛的强度下降伴随着光谱硬化集中在优越的连接的X射线源。倾角的持续时间约为轨道周期的27%，深度范围为三个能带中非倾角强度的8%至23%。在展开数据的大幅下降中，小时时间尺度的变化通常很明显。相比之下，在软态的周期图或折叠光变曲线中，轨道周期没有明显的特征。伴星的星风对X射线的吸收可以再现硬态下观测到的X射线轨道调制。为了解释软状态数据中的低轨道调制，需要在软状态期间降低风密度。作为一种替代方案，部分覆盖的情况下进行了描述，这也可以解释缺乏的轨道调制在软状态。
1999-06-07 astro-ph
Detection of a relic X-ray jet in Cygnus A
我们提出了一个200 KS钱德拉ACIS-I图像的天鹅座A，并讨论了一个长期的线性功能，在其counterlobe。这个特征具有非热光谱，并且位于连接靠近侧的较亮热点和核的线上。因此，我们得出结论，这个特征是（或曾经是）喷流。然而，这个X射线喷流的外部并没有追踪到无线电中观测到的电流反向喷流。在射流侧未观察到对应的X射线。利用光的传播时间效应，我们得出结论，这个X射线50 kpc的线性特征是一个残余喷流，它包含了足够的低能等离子体（伽马~ 10^3），可以逆康普顿散射宇宙微波背景光子，从而在X射线中产生辐射。
2007-12-18 astro-ph
Modeling of orbital modulation of Cygnus X-3 by particle simulations
用WR（Wolf Rayet）伴风粒子模拟方法研究了天鹅座X-3环双星包层的形成。计算了该包层中电子散射吸收的光变曲线，并与IBIS/ISGRI和BATSE光变曲线进行了比较。匹配度比较好。对于合理的二元参数值（质量，倾角）和风速，一个稳定的包络线形成在几个二元轨道。假设WR风的速率约为10^-6太阳质量/年，则可以重现观测到的光变曲线和吸积光度（假设电离的富氦包层中存在汤姆逊散射不透明度）。照明的信封也可以使用光致电离XSTAR代码的CHANDRA光谱模型。此外，我们讨论了所观察到的径向速度曲线的红外发射线的模拟速度场的背景下，找到很好的协议。
2007-05-11 astro-ph
Environmental Impact on the Southeast Limb of the Cygnus Loop
我们分析了钱德拉X射线天文台对天鹅座圈超新星遗迹东南结的观测。在该区域，冲击波通过非均匀环境传播。外在的差异和随后的多个投影沿着视线，而不是内在的冲击变化，如流体不稳定性，占明显的复杂性的图像。超新星爆炸波和大的星际云密度增强之间的相互作用可以产生形态和光谱特征。大部分的X射线通量都是在这种相互作用中产生的，而不是在超新星遗迹的弥漫内部。光学和无线电波长的额外观测支持了对现有星际介质及其在形成天鹅座环中的作用的解释，它们表明东南结不是冲击波吞没的一个小云。这些数据与冲击波阵面后面的电子和离子温度的快速平衡一致，并且当前冲击波速度v_{bw}约为330 km/s。这一区域的大部分没有显示出非平衡电离条件的强有力证据，这可能是明亮发射区域的高密度的结果。
2004-12-17 astro-ph
Radio Source Heating in the ICM: The Example of Cygnus A
其中最有前途的解决方案的冷却流问题涉及从中央AGN的能量注入。然而，目前还不清楚准直喷流如何能够在大尺度上加热ICM，并且当它们与周围的星团气体进入压力平衡时，关于射电瓣膨胀的影响知之甚少。天鹅座A是附近强大射电星系的最佳例子之一，它的同步辐射等离子体和热辐射星团内介质可以被精细地绘制出来，以前的观测已经推断出茧所在位置可能存在激波结构。我们使用新的XMM-牛顿观测天鹅座A，结合深钱德拉观测，测量膨胀的无线电腔周围的集群内介质的温度。我们调查如何膨胀的空腔可能与冲击加热的集群内的气体，以及这样的机制是否足以提供足够的能量来抵消冷却到观察到的程度。
2007-09-23 astro-ph
Chandra Observation of the Dipping Source XB 1254-690
本文给出了对倾斜源XB 1254- 690进行的53 ks长Chandra观测的结果。在观察期间，未观察到爆发或下降。从零级图像中，我们估计了源的精确X射线坐标，90%的不确定性为0.6 \arcsec。由于光变曲线没有显示出任何显著的变化，我们提取了对应于整个观察的光谱。我们证实了\ion{Fe}{xxvi} K $_α$吸收线的存在，相对于以前的XMM EPIC pn观测具有更高的精度。假设线的宽度是由于体运动或湍流与日冕活动，我们估计，线产生于日冕半径和吸积盘的外缘之间的光电离吸收体。
2006-12-20 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
Discovery of hard X-ray features around hotspots of Cygnus A
我们目前的钱德拉观测天鹅座A的X射线热点在年底的飞机详细映射的分析结果。硬度图显示了以前未知的结构，在热点周围的外部和内部硬弧的形式，与热点中心区域相比，硬度显着增强。外部硬弧可能构成弓形激波的第一次探测;内部硬弧可能揭示喷流撞击热点的位置。我们认为，这些功能不能导致电子辐射的同步自康普顿过程。相反，我们考虑两个可能的来源的硬发射：外弧可能是由于热辐射的热压缩在弓激波的团内气体。或者，外弧和内弧都可能是由于电子在受到激波和剪切流高度扰动的湍流区域中加速的同步辐射。从这些过程中产生的硬度比的模拟测量的硬度比的比较表明，它是更难解释的观察与热模型。虽然我们不能排除一个热模型，我们认为赞成的非热解释。次级热点中的硬区域表明，喷射活动仍在为这些热点提供动力。
2004-11-17 astro-ph
Chandra Observation of the Big Dipper X 1624-490
本文给出了对倾斜源X 1624-490进行的73 ks长的Chandra观测结果。在观察期间，观察到持续4小时的复杂下降。我们分析了持久发射检测，第一次在X 1624-490的一阶光谱，与\ion{Ca}{xx}的吸收线。我们确认的\ion{Fe}{xxv} K $_α$和\ion{Fe}{xxvi} K $_α$吸收线的存在下，与以前的XMM观察具有更大的精度。假设线的宽度是由于体运动或湍流的日冕活动，我们估计，线已产生在日冕半径和吸积盘的外缘之间的光电离吸收体。
2007-01-11 astro-ph
Chandra X-Ray Detection of the Radio Hotspots of 3C295
钱德拉X射线天文台在校准阶段对射电星系3C295进行的观测显示，星系核心、两个突出的射电热点和先前已知的星系团气体都发射了X射线。我们讨论了可能的热点发射过程，并认为同步自康普顿模型是首选的大部分或所有观察到的X射线发射。因此，SSC模型与近均分场解释了X射线发射的热点在两个最高的表面亮度FRII射电星系，天鹅座A和3C295。这为均分假设提供了依据，并表明相对论质子并不主导粒子的能量密度。
1999-11-19 astro-ph
Chandra Observation of the Persistent Emission from the Dipping Source XB 1916-053
我们提出了一个50 ks长的钱德拉观测的倾斜源XB 1916-053的结果。在观测期间，发生了两次X射线爆发，并且在每个轨道周期都不存在倾角。从零级图像中，我们估计源的精确X射线坐标，90%的不确定性为0.6“。在这项工作中，我们专注于离散吸收功能的光谱研究，在持续发射，使用高能量透射光栅光谱仪上的钱德拉卫星。我们首次在XB 1916-053的一阶光谱中检测到与Ne X、Mg XII、Si XIV和S XVI相关的吸收线，并确认了Fe XXV和Fe XXVI吸收线的存在，其精度比之前的XMM EPIC pn观测结果更高。假设谱线宽度是由于与日冕活动相关的整体运动或湍流引起的，我们估计这些谱线是在距离中子星4 x 10^{10}厘米、靠近盘边缘的光电离吸收体中产生的。
2006-05-02 astro-ph
Multiwavelength study of Cygnus A II. X-ray inverse-Compton emission from a relic counterjet and implications for jet duty-cycles
强大的射电星系和类星体，如原型天鹅座A的占空比知之甚少。逆康普顿散射宇宙微波背景（ICCMB）光子的X射线观测比同步辐射的射电观测探测更低的洛伦兹因子粒子。对较近和较远的叶瓣进行比较研究，它们之间的距离为10秒kpc，因此光的旅行时间为10秒几千年，在生命周期的研究中产生了额外的时间分辨率。我们共同添加了所有存档的Chandra ACIS-I数据，并提供了天鹅座A的深度200 k图像。这张深层图像揭示了来自反喷流的X射线发射的存在，反喷流即从地球后退的喷流，与前一次喷流活动有关。非热X射线发射，我们解释为ICCMB辐射。没有任何可辨别的X射线发射与喷流向地球。我们的结论是：（1）来自遗迹喷流的辐射，表明喷流活动的前一幕，发生在当前喷流活动之前，表现为同步辐射。(2)天鹅座A的遗迹反喷流发射出X射线，而遗迹接近喷流时却没有发射出X射线，这使得连续的喷流活动之间的时间间隔大约为10^6年。(3)射流的横向膨胀导致膨胀损失，这将能量分布转移到较低的能量。(4)假设电子由于绝热膨胀而冷却，则所需的磁场强度基本上小于均分磁场强度。(5)相对论性粒子在当前喷流中的分布有一个很高的最小洛伦兹因子，大约为10 ^3，它是从这个活跃星系的中心核喷射出来的。节录。
2008-05-16 astro-ph
Chandra observations of the massive star-forming region S106: X-ray emission from the embedded massive protostellar object IRS 4
我们提出了钱德拉观测的大质量恒星形成区S106，一个突出的HII地区在天鹅座，与扩展的分子云和一个年轻的集群。星云是由位于分子云和嵌入星团中心的一颗年轻的大质量恒星激发的。在钱德拉观测中，这个星团的突出性证实了它的年轻，并允许对它的一些成员进行更详细的研究。我们探测到年轻的大质量中心源S106 IRS 4的X射线发射，这是一个深埋的中心物体，它驱动着双极星云，其质量损失率比光度相当的主序星高出约1-2个数量级。尽管如此，根据它的风动量通量，S106 IRS 4的X射线光度与在更演化的（主序星和巨星）大质量恒星中观察到的值相当，这表明在这些早期阶段，与观测到的来自较老的大质量恒星的X射线发射过程相同的过程已经在起作用。
2004-06-15 astro-ph
High Resolution X-ray Spectra of the Brightest OB Stars in the Cygnus OB2 Association
天鹅座OB 2协会包含了我们银河系中一些最明亮的OB星，其中最明亮的也是X射线中最明亮的。我们已经获得了钱德拉高能透射光栅光谱仪（HETGS）的观测中心的天鹅座OB 2号8 a，最明亮的X射线源的协会。虽然我们的分析将集中在天鹅座OB 2 No. 8a的X射线特性上，但我们也对其他三颗OB星（天鹅座OB 2 No. 5、9和12）。应用标准的诊断技术，在早期型星的研究中使用的，我们发现，天鹅座OB 2 8号a的X射线的性质是非常相似的其他OB星，已被观察到使用高分辨率X射线光谱。通过对类氦离子“fir”发射谱线的分析，我们推导出了类氦离子发射谱线的径向距离，并发现这些半径与相应的X射线连续光学深度单位半径是一致的。与其他O星的结果相反，天鹅座OB 2 No. 8a的发射线显示出大范围的线质心偏移（大约-800到+250 km/s）。我们讨论了我们的研究结果的影响，根据这一事实，天鹅座OB 2号8a是一个相当紧密的星团的成员，和冲击可能会出现在这些其他恒星的风接口。
2004-07-17 astro-ph
Cygnus A
我们报告钱德拉成像光谱和RXTE光谱附近，强大的射电星系天鹅座A。结果的各个方面进行了讨论，包括X射线性质的核，无线电热点，星系团，在ICM膨胀的无线电喷流和“带”的热气体包围在其赤道平面的腔的扁长腔。原子核的硬X射线发射扩展到100 keV，并且源自被大柱密度（N $_{\rm H}$ $\simeq$ 2 $\times$ 10 $^{23}$ cm $^{-2}$）气体吸收的未分辨源。软（$<$ 2 keV）核发射表现出双极结构，从核延伸$\simeq$ 2 kpc，并与光学连续谱和发射线形态密切相关。这表明，这是由原子核光电离的星云和扩展的X射线是电子散射的核辐射。所有四个无线电热点都在X射线中被检测到，其发射来自近似均分场中的同步加速器自康普顿辐射。发出X射线的星系团内气体的温度从距中心100千秒差距以上的$\simeq 8$ keV降至距中心80千秒差距左右的$\simeq 5$ keV，最冷的气体紧邻射电星系。在X射线发射气体中有一个金属丰度梯度，最高的金属丰度（$\sim$太阳能）发现靠近中心，降低到$\sim 0.3$太阳能在外部部分。（摘要截断）。
2002-02-17 astro-ph
Cosmic Ray Acceleration by Stellar Associations? The Case of Cygnus OB2
所有太阳系外宇宙射线的起源--包括超高能和低能银河系射线--仍然不清楚。有人认为，来自年轻恒星协的许多热恒星的多个相互作用的超音速风引起的大尺度激波和湍流可能在加速银河系宇宙射线中发挥作用-无论是否有相关的多个超新星遗迹（例如，超新星遗迹）。Cesarsky & Montmerle，1983; Bykov 2001）.在这种情况下，HEGRA切伦科夫望远镜组关于天鹅座OB 2外围稳定和扩展的未识别TeV伽马射线源的报告特别重要。天鹅座OB 2是银河系中已知质量最大的星协，估计包含约2600个OB型成员，事实上，天鹅座OB 2也与不可变MeV-GeV范围的未识别EGRET源3EG 2033+4118相吻合。我们在这里总结的扩展TeV源区域的CHANNEL X射线天文台和甚大阵（VLA）射电望远镜的近同时的后续观测。应用数值模拟，准确地跟踪无线电伽马射线发射的初级强子，以及初级和次级e+/-，我们发现，宽频带的TeV源区域的频谱有利于一个主要的核子，而不是电子起源的高能通量，虽然更深的X射线和无线电观测将有助于证实这一点。天鹅座OB 2的极端恒星风机械光度转换成核子加速到~PeV（10^15 eV）能量的转换效率非常合理，约为0.1%，足以解释多频发射。
2003-06-11 astro-ph
An X-ray survey of low-mass stars in Trumpler 16 with Chandra
利用深Chandra X射线观测方法，对Trumpler 16（Tr 16）星域中的低质量恒星进行了识别和表征，并研究了它们的光学和近红外性质。我们比较了Tr 16星的X射线活动与猎户座和天鹅座OB 2星的已知特征。我们分析了一个88.4千秒的钱德拉ACIS-I观测指向中心的Tr 16。由于扩散X射线发射，使用PWDetect代码对两个不同的能量范围进行源检测：0.5-8.0 keV和0.9-8.0 keV。结果被合并成一个单一的最终名单。我们将X射线源与光学目录和2 MASS目录进行位置关联。使用基于IDL的例程ACIS-Extract提取源事件。使用Kolmogorov-Smirnov检验表征X射线可变性，并使用XSPEC拟合光谱。早期型大质量恒星的X射线光谱被单独分析。我们的X射线源列表包括1035个条目，其中660个具有近红外对应物，并且可能与Tr 16成员有关。从近红外色-色和色-星等图中，我们计算出恒星的单个质量和它们的Av值。大约15%的近红外对应物显示出磁盘引起的过度。X射线变异性在77个源中被发现。OB星发射的X射线比低质量星要柔和。Tr 16区域有非常丰富的低质量X射线发射恒星。它的星周盘的一个重要部分在其大质量恒星的强烈辐射场中幸存下来。质量为1.5-2.5 Mo的恒星显示出类似于天鹅座OB 2恒星的X射线活动，但比猎户座星云团成员的强度要低得多。
2008-07-28 astro-ph
CHANDRA/VLA Follow-up of TeV J2032+4131, the Only Unidentified TeV Gamma-ray Source
HEGRA Cherenkov望远镜阵列小组最近报告了一个位于天鹅座OB 2外围的稳定和扩展的未识别TeV伽马射线源。这是银河系中已知最大的恒星协，估计仅包含约2600个OB型成员。以前有人认为，在这样的协会中，来自许多年轻恒星的多个相互作用的超音速风引起的大尺度激波和湍流可能在加速银河系宇宙射线中发挥作用。事实上，天鹅座OB 2也与不可变MeV-GeV范围的未识别EGRET源3EG 2033+4118相吻合。为了探索这种可能性，我们报告了CHANNEL X射线天文台和甚大阵（VLA）射电望远镜对扩展TeV源区的近同时跟踪观测。CO，HI和IRAS 100微米排放的分析表明，TeV的源区与一个外围的强大OB星的子组相吻合，这些恒星已经疏散或破坏了大部分周围的原子，分子和尘埃物质，这可能与非常高的能量排放有关。在CO、HI和射电辐射图中，在TeV源区附近还发现了一个有趣的类SNR结构。应用数值模拟，准确地跟踪无线电γ射线发射的初级强子以及初级和次级e+/-，我们发现，宽频带的TeV源区域的频谱有利于主要是核子-而不是电子-起源的高能通量，虽然更深的X射线和无线电观测需要证实这一点。天鹅座OB 2的极端恒星风机械光度转换成核子加速到~PeV（10^15 eV）能量的转换效率非常合理，约为0.1%，足以解释多频发射。
2003-07-11 astro-ph
The broad-band X-ray spectrum of the dipping Low Mass X-ray Binary EXO0748--676
我们目前的结果，0.1-100千电子伏BeppoSAX观测的浸渍LMXRB EXO 0748-676在2000年11月进行。在观测期间，该源在很宽的轨道相位范围内显示出X射线蚀、I型X射线爆发和倾斜活动。0.1- 100 keV“无浸渍”（即。倾斜和食间隔除外）光谱是复杂的，特别是在软过剩存在的低能量。两个非常不同的光谱模型给出了令人满意的拟合。第一个是渐进覆盖模型，由单独吸收的黑体和截止幂律分量组成。第二个模型是吸收的截止幂律连同具有亚太阳丰度的Fe和2.13 keV吸收特征的中等电离吸收体（暂时确定为Si xiii）。这个电离的吸收体可能与钱德拉在EXO 0748-676下降时看到的特征相同。
2004-08-23 astro-ph
Chandra X-ray Detection of the High-Magnetic-Field Radio Pulsar PSR J1718-3718
本文报道了钱德拉X射线天文台对射电脉冲星J 1718 -3718的偶然X射线探测。这颗脉冲星在射电脉冲星群中具有最高的表面偶极磁场（B = 7.4e13 G），高于一颗著名的异常X射线脉冲星（AXP）。J 1718 -3718的X射线发射呈点状，具有纯热谱，kT = 0.145 keV，0.5-2 keV吸收通量为（6.3-6.9）e-15 erg/s/cm ^2。我们表明，脉冲星的2-10 keV的光度是几个数量级小于非瞬态AXP的，并与初始冷却的标准模型的预测一致。在X射线能量下观测到的高磁场射电望远镜的数量现在为5个。所有的X射线都很微弱，这表明高磁场射电望远镜和AXP之间存在着明显的物理区别，或者高磁场射电望远镜实际上是静止的AXP。
2004-11-22 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 High-Resolution Spectrum 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8.7 s反常X射线脉冲星4U~0142+61的25 ks观测结果。连续光谱与先前的测量结果一致，并且与光子指数Gamma=3.3+/-0.4和kT=0.418+/-0.013 keV的吸收幂律+黑体很好地拟合。没有发现发射线或吸收线的证据，在2.5-13 A（0.95-5.0 keV）范围内宽特征的等效宽度上限约为50 eV，在4.1-17.7 A（0.7-3.0 keV）范围内窄特征的等效宽度上限约为10 eV。如果源是磁星，那么质子回旋加速线的缺失强烈地限制了磁星大气模型，从而限制了中子星的磁场强度。我们没有发现表明磁场强度为（1.9-9.8）x10^{14} G的回旋吸收的强特征。这仍然与根据脉冲星的自旋下降估计的偶极磁场强度B=1.3x10^{14} G（在极帽）相一致。
2002-02-15 astro-ph
A Chandra and XMM View of the Mass & Metals in Galaxy Groups and Clusters
钱德拉和XMM的X射线观测提供了有价值的新的测量组和集群的重子和暗物质的内容。从X射线和引力透镜研究中获得的cD簇的质量一般表现出良好的一致性，因此提供了重要的验证这两种方法。已经获得了几个集群的气体分数，验证了以前的结果为低物质密度（Ω_m ~0.3）。钱德拉还提供了深入到几个星系团核心的质量分布的测量结果，并且与从低表面亮度星系和矮星系的旋转曲线推断出的平坦核心密度分布相比，通常没有发现与CDM预测的显著偏差;即，没有证据表明星系团核心中存在自相互作用的暗物质。最后，对以E为主的星系团中心的铁和硅丰度的初步研究表明，它们在中心30-50 kpc范围内有明显的梯度，从1-2个太阳值下降到0.3-0.5个太阳值。Si/Fe比与大约80%的Ia型超新星产生的金属相一致。几个cD星团也显示出中心Fe的增强，暗示Ia型超新星的富集，尽管有些星团的中心下沉可能为解决冷却流之谜提供了重要线索。
2002-10-28 astro-ph
Using the X-ray Dust Scattering Halo of 4U 1624-490 to determine distance and dust distributions
我们提出了X射线尘埃散射晕的结果的基础上，我们的76 ks { \it钱德拉} ACIS-S/HETGS观测的LMXB倾斜源4U 1624-490。通过分析2-6 keV光谱的晕光变曲线，我们估计$\sim$到4U 1624-490的几何距离为15 kpc。我们还适合晕径向配置文件与不同的ISM尘埃颗粒模型，以评估晕的位置，均匀性和密度。我们的分析表明，尘埃的空间分布是不均匀的视线，而是与螺旋臂结构映射在{ \sc Hii}。吸收氢柱（$N_{\rm H}^{abs} \sim 8 \times10^{22} \rm cm^{-2}$ ;探测沿视线的所有气体）来自宽带光谱拟合，和散射氢柱（$N_{\rm H}^{sca} \sim 4 \times10^{22} \rm cm^{-2}$ ;探测仅银河系气体）来自我们的研究4U 1624-490 X射线晕之间的巨大差异表明，柱的大部分是本地的X射线二进制。我们还提出（和应用）一种新的方法来评估{ \it钱德拉}点扩散函数在大（$> 50''$）的角度，通过使用从观察到的倾角的时间延迟。
2007-01-30 astro-ph
Relativistic Iron Lines in Galactic Black Holes: Recent Results and Lines in the ASCA Archive
钱德拉和XMM-牛顿最近的观测，在RXTE宽带光谱覆盖的帮助下，揭示了恒星质量银河系黑洞系统中倾斜的相对论铁发射线。这样的系统是测试广义相对论的极好实验室，而相对论性的铁线则为进行这样的测试提供了重要的工具。在这篇对第10届马塞尔·格罗斯曼广义相对论年会论文集的贡献中，我们简要回顾了最近的进展，并提出了适合于星系黑洞档案ASCA观测的初步结果。如果相对论效应是真的，那么它应该在许多系统中（而不是一两个系统中）被揭示出来，这是合乎情理的;我们的档案工作的结果已经证明了这一点。ASCA光谱揭示了XTE J1550-564、GRO J1655-40、GRS 1915+105和天鹅座X-1的倾斜相对论谱线。
2004-02-04 astro-ph
The Chandra View of Galaxy Mergers
通过对9个相互作用星系的Chandra巡天观测，研究了X射线辐射在星系合并过程中的演化。发现X射线亮度在核合并前达到峰值~ 3亿年，然后下降，尽管我们知道此时仍在发生快速和增加的活动。X射线光度的下降很可能是这些星系的星系盘爆发出外流的结果。在这项工作中，它也表明，对于系统接近点的核聚结，Lfir成为大规模增强相比，这些系统的X射线光度。我们认为，这种增强可能表明一个“头重脚轻”的IMF，与大质量恒星的增强部分。在合并后的时间~1 Gyr，在我们的样本中的合并残留物的X射线微弱时，典型的成熟椭圆星系相比。然而，我们确实看到证据表明，这些系统将在更大的动力学年龄开始类似于典型的椭圆星系，考虑到我们样本中3 Gyr系统的性质，支持晕再生将发生在低Lx合并残余物中的想法。同时，作为这次巡天的一部分，还首次介绍了钱德拉对双核并合系统Mkn 266和并合残留体Arp 222的详细观测。
2007-03-22 astro-ph
Detection of Highly Ionized Metal Absorption Lines in the Ultracompact X-ray Dipper 4U 1916-05
我们提出了高分辨率的钱德拉X射线天文台持久（非浸）光谱的4U 1916-05，揭示了窄吸收线从氢氖，镁，硅，硫，除了以前确定的氢和氦类铁吸收线。这使得4U 1916-05成为经典X射线勺系统中第二个显示出铁以外元素的窄吸收线的系统。我们提出了两种可能的解释，一种是在这个50分钟轨道周期系统中，与预期的吸积盘的开普勒速度（> 1000 km s ^{-1}）相比，测得的线宽很小（>~ 500-2000 km s^{-1}），另一种是没有波长移动（>~ 250 km s^{-1}）。首先，离子化吸收剂可以是静止的。可替代地，线属性可以测量发射区域的相对尺寸。从这个假设，我们发现，发射区被限制为>~ 0.25倍的吸收体的径向范围。我们的结果还意味着，电离吸收跨越电离参数的范围。
2006-04-03 astro-ph
Chandra X-ray Observation of the Orion Nebula Cluster. I Detection, Identification and Determination of X-ray Luminosities
在这两篇关于猎户座星云团（ONC）的论文中，我们分析了63千秒的钱德拉HRC-I观测，在30'x30'的视场内探测到742条X射线。为了方便我们的X射线图像的解释，在这里，我们收集了近2900个已知的对象在该地区的多波长目录相结合的17个不同的目录从最近的文献。我们定义了两个参考组：一个红外样本，包含在K波段检测到的所有对象，和一个光学样本，包括低消光，以及表征ONC成员。我们表明，这两个样本，现场对象污染一般较低。我们的X射线源主要是低质量ONC成员。光学样本星的探测率随着恒星质量的增加而单调增加，从棕矮星极限的零到最大质量恒星的~100%，但在2到10个太阳质量之间表现出明显的下降。我们测定了光学样品中所有恒星的L_X和L_X/ L_{bol}，并在我们的配套论文中利用这些信息研究了X射线活动与其他恒星参数之间的相关性。
2002-08-27 astro-ph
A possible new dipping X-ray source in the field of M31
我们报告了在对XMM-Newton观测资料的周期性进行系统搜索的过程中，在M31中发现了新的倾斜X射线源XMMU J004308.6+411247。在2002年1月6日的观测中，倾角以107分钟的周期重复出现，并且在倾角最小时源计数率与零一致。在2000年6月25日，2001年6月29日进行的XMM-牛顿观测和2001年10月5日的钱德拉观测期间也观察到了具有相同调制和周期的下降。XMMU J004308.6+411247的下降没有显示出能量依赖性的证据。XMMU J004308.6+411247的平均X射线通量在不同观测中几乎是恒定的（在0.3-10 keV波段，假设M31距离为780 kpc，约为1.e37 erg/s）;光谱与光子指数约为0.8的吸收功率定律或吸收康普顿化模型拟合良好。光电吸收与源方向的银河值一致。如果XMMU J 004308.6 +411247位于M31中，它的性质与银河系中的低质量倾斜X射线双星的性质是一致的。目前的观测无法区分磁倾角和日食。目前还不能排除XMMU J004308.6+411247是前景X射线源的可能性;在这种情况下，该源可能是一个磁激变变星。
2004-01-15 astro-ph
Simultaneous X-ray spectroscopy of YY Gem with Chandra and XMM-Newton
本文详细研究了食分光双星YY Gem的X射线谱。观测同时获得了两个大型X射线天文台，XMM-牛顿和钱德拉。我们比较了XMM-牛顿机载反射光栅光谱仪和Chandra机载低能透射光栅光谱仪获得的高分辨率光谱，并直接比较了两种仪器在波长和通量校准方面的良好性能。YY Gem的X射线光谱中最强的谱线来自氧。氧线比率表明存在密度n_e < 2 × 10^{10} cm^-3的低温组分（1-4 MK）。X射线光变曲线显示了两个耀斑和一个与二次日食相对应的倾角。从时间分辨光谱的建议，在高活性阶段的密度增加。欧洲光子成像相机CCD光谱的时间分辨全球拟合跟踪耀斑期间的温度和排放措施的演变。这些中等分辨率的光谱表明，YY宝石的日冕中温度> 10^7 K是相关的，尽管不像高分辨率光谱中最强的谱线所代表的较低温度那样占主导地位。长度约为10^9厘米的磁环，即，每个恒星半径的5%，是从与一维流体动力学模型的比较中推断出来的。这表明，耀斑并没有爆发在（可能更广泛）的双星间磁层，但有关的双星的组成部分之一。
2002-06-25 astro-ph
Xray observations of high redshift radio galaxies
我总结了高红移射电星系的X射线特性，首先简要回顾了从低红移强射电星系（特别是天鹅座A）的X射线观测中所学到的东西，然后转向钱德拉对四个高红移射电星系的观测。在高红移源中没有探测到在低红移星系团中看到的热X射线发射大气，这表明这些系统还不是维里化的大质量星系团，但很可能会演变成这样。在所有情况下，都能探测到来自高度模糊活动星系核的X射线辐射。还可以看到扩展的X射线发射，并且扩展的发射与射电源清楚地对齐，并且在类似的空间尺度上。提出了多种机制，这种无线电-X射线对齐，包括逆康普顿散射的光子从活动星系核（Brunetti机制），和热辐射从周围的气体，是冲击加热的扩大无线电源。高填充因子激波气体中的压力足以限制射电源和低填充因子光学线发射云。
2002-11-21 astro-ph
A Chandra observation of the neutron star X-ray transient and eclipsing binary MXB 1659-29 in quiescence
经过近2.5年的活跃吸积，中子星X射线瞬变和食双星MXB 1659-29于2001年9月恢复平静。我们报告钱德拉观察这个来源采取了一个多月后，这一过渡。在0.5-10 keV的未吸收能量下，该源被探测到的通量仅为（2.7 - 3.6）x 10^{-13}尔格/秒/厘米/厘米，这意味着0.5-10 keV的X射线光度约为（3.2 - 4.3）x 10^{33}（d/10 kpc）^2尔格/秒，其中d是到源的距离，单位为kpc。它的光谱有一个热的形状，可以很好地拟合的黑体与温度kT为0.3 keV或中子星大气模型与kT为~0.1 keV。MXB 1659-29的光度和光谱形状与其他中子星在静止状态下观测到的X射线瞬态非常相似。在我们的观测过程中，源是可变的，表现出伴星对系统内部的完全遮蔽。在日食之前观测到了倾斜行为，可能是由于残留吸积盘外部的扩展特征造成的遮蔽。我们讨论我们的观察背景下的冷却中子星模型提出来解释中子星X射线瞬态的静态特性。
2003-07-08 astro-ph
The Chandra X-Ray Observatory's Radiation Environment and the AP-8/AE-8 Model
钱德拉X射线天文台（CXO）于1999年7月23日发射，并于1999年8月7日到达其最终轨道。CXO在一个高度椭圆的轨道上，大约140，000 km x 10，000 km，周期大约为63.5小时（约2.65天）。它在每一个轨道上都会穿越地球的范艾伦带一次，在此期间，由于高辐射环境，无法进行科学观测。钱德拉X射线观测中心（CXC）目前使用国家空间科学数据中心的“近地”AP-8/AE-8辐射带模型来预测穿过辐射带的开始和结束时间。然而，我们的调度软件只使用一个简单的偶极子模型的地球磁场。由此产生的B，L磁坐标，并不总是给出足够准确的预测的开始和结束时间的过境的范艾伦带。我们通过与钱德拉的机载辐射监测器EPHIN（电子、质子、氦仪器粒子探测器）仪器的数据进行比较来证明这一点。我们提出的证据表明，这种错误的定时的外部电子辐射带以及数据，也表明一个辐射带过境到下一个所经历的CXO的显着variablity。我们还提出了一个解释，为什么AP-8/AE-8模型的偶极子实现是不理想的CXO适合。最后，我们提供了一个简短的讨论，我们正在进行的努力，以确定一个模型，占辐射带的变化，几何形状，和一个可用于观测调度的目的。
2000-04-13 astro-ph physics.geo-ph physics.space-ph
Chandra X-Ray Observatory observations of the globular cluster M28 and its millisecond pulsar B1821-24
本文报道了钱德拉X射线天文台对球状星团M28（NGC 6626）的首次观测结果。探测到46个X射线源，其中12个位于中心的一个核心半径内。我们表明，显然扩展的X射线核心发射看到的ROSAT HRI是由于多个离散源的叠加，我们确定的X射线光度函数下降到约6xE 30 erg/s的限制。首次测量了3.05毫秒脉冲星B1821- 24的无混淆相位平均X射线谱，发现它可用光子指数~ 1.2的幂律来描述。边缘证据的发射线中心在3.3千电子伏的脉冲星光谱中被发现，这可以被解释为回旋辐射从电晕以上的脉冲星的极冠，如果磁场是强烈不同的中心偶极子。在0.5- 8.0 keV波段，未被吸收的脉冲星通量约为3.5xE-13 ergs/s/cm^2。对5个最亮的不明源进行了光谱分析。基于这些源中最亮的源的光谱参数，我们认为它是一个处于静止状态的低质量X射线双星中的瞬态吸积中子星。用氢中子星大气模型拟合其光谱，得到有效温度T_eff^ \infty = 90^{+30}-10} eV，半径R_NS^ \infty = 14.5^{+6.9}-3.8} km。除了解析的辐射源，我们还探测到来自M28中心核心的微弱的、未解析的X射线辐射。使用钱德拉衍生的位置，我们还报告的结果，搜索档案哈勃太空望远镜数据可能的光学同行。
2003-05-20 astro-ph
Constraining the past X-ray luminosity of AGN in clusters of galaxies: the role of resonant scattering
在附近的宇宙中，只有一小部分星系核是发光的，他们中的大多数是目前暗淡的。我们调查的可行性约束X射线光度在最近的过去（约10^6年前）的核心的一个团占主导地位的星系通过测量的贡献，从中央源的散射辐射的表面亮度的团内气体占主导地位的热发射。我们表明，共振X射线线呈现出优于相邻的连续，因为散射分量的相对贡献通常是较大的线的情况下，由一个显着的因素3-10。作为一个例子，我们估计的约束水平，可以从未来的精细光谱观测附近的M87和天鹅座A活动星系过去的X射线光度。例如，如果M87的X射线光度是10^5年前爱丁顿光度的几倍（10^44 erg s^-1，或10^-3），那么从室女星系团应该可以探测到散射线辐射。为了比较，从可用的XMM-牛顿和钱德拉X射线连续数据推断的上限通常弱1-2个数量级。同样的方法也可以应用于遥远的强大类星体（如果它们有团簇状的气体日冕，则红移z~1，正如Rosat和Chandra对z<1的活动星系的观测所建议的那样。它们的表面亮度轮廓在X射线连续谱中高于~10 keV>>kT/（1+z）（其中T是气体温度）应该由来自类星体的红移散射辐射所支配。因此，用即将到来的镜面光学硬X射线望远镜进行测量，可以提供关于类星体寿命和它们周围热气体参数的信息。
2002-07-11 astro-ph
Resonance scattering, absorption and off-centre abundance peaks in clusters of galaxies
从几个星系群和星系团的空间分辨X射线光谱中发现的中心丰度下降的一个可能的解释是共振散射。许多突出的铁发射线是共振线。我们构建了一个独特的光谱模型，它考虑了数千条共振线的共振散射，投影效应，光电吸收，并允许直接光谱拟合。我们应用我们的模型钱德拉观测两个集群具有明显的中央丰度下降，半人马座和阿贝尔2199。结果表明，共振散射的影响，从集团中心的发射可以高达30%的Fe-K共振线，和10%的几个Fe-L线，如果湍流低。通过拟合低分辨率CCD光谱得到的金属丰度变化最多为10%，考虑共振散射并不能消除中心倾斜。考虑到半人马座内部的吸收可以显著提高拟合的质量，这表明NGC 4696内部40 kpc内存在吸收材料。
2006-04-27 astro-ph
Bursts, eclipses, dips and a refined position for the luminous low-mass X-ray binary in the globular cluster Terzan 6
GRS 1747-312是位于球状星团Terzan 6中的一个明亮的瞬变X射线源，大约每4.5个月爆发一次准周期。我们进行了2-60千电子伏的目标的机会，在8爆发的RXTE卫星上的正比计数器阵列的观测，总曝光时间为301千秒，并检测到第一个明确的热核X射线爆发从这个来源。这表明该双星中的致密吸积体是一颗中子星。中子星的鉴定意味着银河系球状星团中13个发光（大于10^36 erg/s）的X射线源中有12个拥有中子星，而AC 211的性质（在M15中）仍然难以捉摸。我们观测到伴星在X射线发射区的24次食跃，能够将轨道周期的精度提高10^4倍。周期为P=0.514980303（7）d。我们没有检测到上限为|\dot{P} /P| = 3X 10 ^-8年^{-1}。钱德拉的存档数据进行了分析，以进一步完善的X射线的位置，和集群的重心被重新确定的光学数据，导致校正达2个核心半径。我们发现GRS 1747-312离星系团中心的核心半径为0.2+/-0.2。
2003-07-01 astro-ph
Variability and Spectra of Two Neutron Stars in 47 Tucanae
我们报告的光谱和变化分析的两个静态低质量的x射线双星（以前确定与ROSAT HRI的X5和X7）在球状星团47 Tuc，从钱德拉ACIS-I观测。X5显示了周期为8.666 ± 0.008小时的锐食，以及显示N_H柱增加的下降。它们的热光谱很好地模拟了热中子星的非磁化氢大气，很可能是由瞬态吸积加热的，几乎没有硬幂律成分。
2001-12-06 astro-ph
X-Ray Timing, Spectroscopy and Photometry of the Anomalous X-Ray Pulsar Candidate CXOU J010043.1-721134
我们提出了新的X射线定时和光谱的8.0秒的X射线脉冲星CXOJ010043.1 -721134从一系列的观测使用钱德拉X射线天文台的结果。我们发现2004年1月的自转周期为8.020392pm0.000009秒。将其与2001年钱德拉的观测结果进行比较，得出周期导数点{P} =（1.88 pm 0.08）乘以10^{-11} s^{-1}，从而推断偶极子表面磁场为3.9乘以10^{14} G。光谱很好地适合于温度kT = 0.38pm 0.02 keV的吸收黑体，具有光子指数Gamma = 2.0pm 0.6的幂律尾部。我们发现，该源的未吸收X射线通量（0.5-10 keV）为4（+2-1）× 10^{-13} erg cm^{-2} s^{-1}，相应的X射线亮度为~2 × 10^{35} erg s^{-1}，距离为60 kpc。这些性质支持CXCRJ 010043.1 -721134是第七颗被确认的异常X射线脉冲星，第十一颗被确认的磁星，以及第一颗在小麦哲伦星云中被确认的磁星。
2005-06-06 astro-ph
