The Ultraluminous X-ray Source IC342 X-1 and its Environment
我们目前的光学观测的ULX在附近的螺旋星系IC 342。这个可变源的平均X射线光度约为10^{40} erg/s。在源的位置有一个电离星云（“牙齿”），具有巨大的尺寸（280 x 130 pc），比正常的超新星遗迹大得多。我们的光谱揭示了高超音速膨胀速度和典型的SNR的发射线比。有人声称，星云中的两个[OIII] 5007明亮区域可能表明来自ULX的非各向同性发射的激发。然而，我们的连续扣除[OIII] 5007图像显示，O^{++}离子在星云中分布相当平滑，与冲击激发完全一致。在星云中，我们发现两颗候选星（V=24.0 & 24.6）在钱德拉X射线误差圆内。两者都是基本上变红的，这与不均匀的星际吸收相一致。我们将讨论这个源的性质的框架内，目前已知的光学对应的ULXs。
2006-03-28 astro-ph
Integral Field Spectroscopy of a peculiar Supernova Remnant MF16 in NGC6946
我们提出了一个特殊的超新星遗迹MF 16的研究，与超铝X射线源（ULX）NGC6946 ULX-1。2005年1月，用6米望远镜的多光瞳光纤光谱仪进行了观测。星云被发现是高度不对称的，其中一部分密度更大，温度更低。发射线的双分量结构和径向速度梯度证明了一个非球形星云，其膨胀速度约为100 km/s。无论是激波模型还是X射线发射都不能充分解释MF 16的实际发射谱线，因此我们建议增加一个光度约为10E40 erg/s的紫外光源。我们确认了ULX与中央恒星的重合，并确定了VLA观测到的星云最致密部分的无线电发射。
2006-02-16 astro-ph
XMM-Newton Spectroscopy of Bright ULX Sources in the Antennae Galaxies (NGC 4038/4039)
本文报道了用XMM-Newton系统对银河系（NGC 4038/4039）中四个明亮的超亮X射线源（ULX）进行41 ksec观测的光谱拟合结果。虽然发射区没有像以前的钱德拉观测那样解析，但至少有四个ULX（Zezas和Fabbiano方案中的X-11，X-16，X-37和X-44）足够明亮，并且与XMM-牛顿分离良好，可以进行可靠的提取和光谱分析。我们发现，单组分多色盘黑体模型不能描述任何光谱。源X-11和X-16与简单幂律模型的拟合是可以接受的。一个热韧致辐射模型提供了一个更好的适合X-44的光谱。包括磁盘黑体组件的X-37的光谱改善了拟合，并揭示了一个明显的冷盘（kT = 0.13 +/- 0.02 keV）。这表明最近在其他非常明亮的ULX中发现了一个类似的冷盘，其中可能包含中等质量的黑洞;然而，复杂的漫射发射的黑洞需要谨慎对待这一发现。
2004-03-18 astro-ph
Radio Emission Associated with the ULX in Holmberg II
我们报告的无线电发射的检测符合超亮X射线源（ULX）在霍姆伯格II。射电辐射是弥散的和可分辨的，覆盖面积约为60 × 40 pc，与最近发现的围绕X射线源的HeII星云非常匹配。这种扩展的射电辐射的射电和光学性质的比较反对它与HII区域或超新星遗迹的关联。这是额外的证据，表明这个ULX不是由恒星质量的物体提供动力，其发射是相对论性地向观察者发射的，因此是光学观测所建议的超级爱丁顿源或中等质量的黑洞。这一结果的影响，未来和现有的无线电研究ULXs进行了讨论。
2005-03-09 astro-ph
Optical Spectroscopy of the environment of a ULX in NGC 7331
光学光度和光谱数据显示，在NGC 7331的超明亮的X射线源与一个年轻的星团质量1.1e5太阳质量和年龄4.25百万年的协会。如果ULX是明亮的星团的一部分，那么致密吸积体的前身的质量必须大于大约40-50个太阳质量，以便已经通过超新星阶段演化为致密物体。这颗伴星也可能是一颗演化的大质量恒星。围绕星团的星云的发射线光谱可以解释为星团OB星的光电离的结果，并有额外的冲击激发源产生强的[SII]，[OI]和NII线。这个额外的来源似乎比星团中的超新星和恒星风所能提供的能量大五倍。与ULX本身相关的额外机械能输入有助于解释发射区的剩余激波激发线亮度。
2007-07-13 astro-ph
Optical Counterparts of Ultraluminous X-Ray Sources
尽管有许多观测和理论上的努力，但目前对发光的非核X射线源的性质知之甚少，这些源似乎大大超过了几个太阳质量的爱丁顿极限。在这里，我们提出的第一个结果，我们的OHP/ESO/CFHT光学调查的环境中的可变超亮X射线源（ULX）在附近的星系。在几个ULX的位置上，我们发现了直径为几百秒差距的发射星云，它们经常显示出低电离和高电离发射线。因此，气体必须要么被硬XUV连续体光电离，要么在膨胀的气泡中被冲击电离。这些星云的运动学年龄约为百万年，似乎与致密ULX的高能形成过程直接相关，或者被正在进行的恒星风/喷流活动膨胀。在矮星系Holmberg II中的变量ULX周围发现了强烈的HeII-4686星云复合辐射以及相对较强的[OI]-6300辐射，这使我们能够表明，如果我们假设各向同性辐射，星际介质实际上“看到”并重新处理了在X射线波长下测量的10^40 erg/s的一部分。强烈的光束进入我们的视线，一直主张避免这样的高光度，因此可以排除，至少对这个来源。
2002-02-26 astro-ph
An Optical Study of Stellar and Interstellar Environments of Seven Luminous and Ultraluminous X-Ray Sources
我们研究了两个发光X射线源和五个超发光X射线源（ULX）的恒星和星际环境，以深入了解它们的性质。哈勃太空望远镜的存档图像被用来识别ULX的光学对应物Ho IX X-1和NGC 1313 X-2，并对这些恒星和发光源IC 10 X-1的局部恒星星族进行光度测量。我们获得了这七个源周围星云的高色散光谱观测，以寻找He II lambda-4686发射，并估计这些星云的膨胀速度和动能。除了大麦哲伦X-1外，我们的观测没有探测到来自任何来源的星云He II发射;这要么是因为我们错过了He III区域，要么是因为星云过于分散，无法产生在我们探测极限内的He II表面亮度。我们比较观察到的电离和运动学的超壳层周围的ULXs Ho IX X-1和NGC 1313 X-2的能量反馈预期从底层的恒星星族，以评估是否需要额外的能量贡献的ULXs。在这两种情况下，我们发现不足的紫外线通量或机械能从恒星星族，因此这些ULX可能是部分负责其超壳层的电离和能量。我们研究的所有七个源都在年轻的恒星环境中，其中六个具有质量>~7 M_sun的光学对应物，因此，这些源最有可能是高质量的X射线双星。
2005-12-06 astro-ph
Ultraluminous X-ray Sources and Their Nebulae
超铝X射线源的一个有趣的特征是，它们中的许多都被表现出不同观测特性的发光星云所包围。在不同的情况下，星云是光致电离的或由冲击提供能量的。一般来说，这两种能源似乎是共存的。ULX气泡星云可能被认为是一种新的冲击动力星云，类似于放大版的恒星风气泡。它们的膨胀率支持恒定的能量流入，而不是像超新星爆炸这样的单一强大事件。
2008-08-06 astro-ph
Optical studies of ultra-luminous X-ray sources in nearby galaxies
超亮X射线源的光学研究是理解这些神秘源的本质的重要一步，本文报道了我们用哈勃太空望远镜和6.4麦哲伦/巴德望远镜观测到的NGC 4559，NGC 5194，NGC 1313和NGC 628中的五个超亮X射线的研究。NGC 4559中的ULX在一个$0\farcs2$误差圆内被识别为四颗蓝超巨星和红超巨星，其恒星形成区域的年龄小于$10^{7.4}$年。NGC 5194中的ULX-3位于一个星团的边缘，在$0\farcs3$误差圆内有几颗暗淡的恒星，尽管这个系统中的次级恒星预计是一颗低质量（$0.3M_\odot$）恒星，低于探测极限，因为它的周期为两小时。NGC 5194中的ULX-5位于螺旋臂上，有七个物体在$0\farcs8$误差圆内，这可以通过未来的观测得到改善。NGC 5194中的两个ULX都位于小于$10^{7.8}$年的区域中。利用Baade望远镜观测了NGC 1313和NGC 628中的ULX。NGC 1313中的ULX被识别为一个物体的R-I颜色比最蓝的恒星物体更蓝，这表明R波段的非热发射，或者两次观测之间的巨大变化，或者测量误差。NGC 628中的ULX位于一个气泡星云中，并与一些可能是年轻星团的扩展物体一起被识别。未来的观测需要更好的空间分辨率来澄清NGC 1313和NGC 628中ULX的光学对应物及其性质。
2005-01-14 astro-ph
Multi-band study of NGC 7424 and its two newly-discovered ULXs
我们已经研究了面对，棒旋NGC 7424（罕见的IIb型SN 2001 ig的网站）与钱德拉，双子座和澳大利亚望远镜紧凑阵列。在给出了超新星的X射线颜色和光度之后，我们在这里关注银河系中其他一些有趣的来源：特别是我们偶然发现的两个超亮X射线源（ULX）。较亮的一个（~ 10^{40} erg/s）具有类似幂律的光谱，光子指数Gamma ~ 1.8。另一个ULX显示了两个钱德拉观测之间的光谱状态转变或爆发，相隔20天。光学数据显示，这个ULX位于一个年轻的（年龄约7-10百万年），明亮的复合体中，富含OB星和星团。一个异常明亮的未分辨射电源（在4.79 GHz时为0.14 mJy，意味着射电光度是Cas A的两倍）被发现与ULX（~ 80 pc）略有偏移。它的射电光谱指数α ~ -0.7表明，它的同步辐射是光学薄的，可能来自年轻的超新星遗迹，也可能来自ULX喷流驱动的射电瓣。在另一个年轻的大质量恒星复合体中发现了一个更明亮的未分辨射电源（4.79 GHz时为0.22 mJy），与任何X射线源无关：基于其平坦的射电光谱指数（α ~ -0.3），我们认为它是一个年轻的脉冲星风星云，比蟹状星云的射电亮度高10倍。
2006-06-05 astro-ph
The unusual supernova remnant surrounding the ultraluminous X-ray source IC 342 X-1
我们报告了对一个大直径（110 pc）超新星遗迹（SNR）的观测结果，该超新星遗迹被发现环绕着超亮X射线源（ULX）IC 342 X-1的位置。推断的初始能量输入到信噪比至少是2 - 3倍大于典型的能量为“普通”超新星遗迹。壳层内侧的两个区域是明亮的[O III] Alxda 5007发射，可能是ULX的X射线光电离的结果。如果是这种情况，那么这种星云的形态意味着ULX的X射线发射是各向异性的。ULX的存在，最有可能是一个黑洞X射线双星，在一个异常活跃的超新星遗迹表明，我们可能正在观察一个伽马射线暴的后果，虽然其他的高能星云的起源进行了讨论。
2003-03-05 astro-ph
Ultra-Luminous X-ray Sources: Evidence for Very Efficient Formation of Population III Stars Contributing to the Cosmic Near-Infrared Background Excess?
越来越多的证据表明，部分超亮X射线源（ULX）是中等质量黑洞（IMBH），但IMBH的形成过程尚不清楚。一种可能性是它们是由第三星族（Pop III）恒星的残余物形成的，但人们认为，对于分布在星系晕中的IMBH来说，ULX的可能性太低，无法解释观测到的ULX数量。在这里，我们表明，ULX的数量可以解释这样的晕IMBHs通过一个致密的分子云，如果流行III恒星形成是非常有效的，最近建议的过量的宇宙近红外背景辐射，不能占正常的星系人口。计算了该方案下X射线源的光度函数，发现与观测数据一致。我们的方案可以解释ULX优先在恒星形成区域的大型气体浓度的外围发现。指出并讨论了几个重要的物理效应，包括气体动力学摩擦、吸积流的辐射效率和对周围介质的辐射反馈。ULX可以持续约10^{5-6}年，释放出约10^{53}尔格的总能量，这足以为光学观测发现的电离膨胀星云提供能量。
2005-04-13 astro-ph
Kinematics of the Nebular Complex MH9/10/11 Associated with HoIX X-1
本文报道了用扫描法布里-珀罗干涉仪对与ULX HoIX X-1有关的星云复合体MH 9/10/11的观测结果。可以区分出两个运动学和谱线比不同的区域，大致对应于气泡星云MH 9/10和较暗的HII区MH 11。对于MH 9/10，我们发现膨胀率为20- 70 km/s，这是不同的接近和后退部分。MH 11的特点是非常低的速度色散（小于或约15公里/秒）和几乎恒定的视线速度。MH 11的性质可以用氢密度约为0.2 cm ^-3的气体的光电离来解释。这需要的亮度应该是10^39erg/s的量级。需要类似的动力源来解释MH 9/10的膨胀率。模拟结果还表明，MH 11中的氧丰度约为太阳能。
2008-06-27 astro-ph
Outflows from Quasars and Ultraluminous X-ray Sources
从爱丁顿有限的吸积致密物体的质量外流似乎是一个非常普遍的现象。它们可能提供了在类星体和ULX中观察到的软过剩，并意味着这些物体对其周围环境有重大影响。特别是，它们允许一个简单的参数自由的论点的M_BH-西格玛关系的星系，并提供了一个简单的解释，发射星云周围的ULXs。
2003-09-22 astro-ph
Testing the Paradigm that Ultraluminous X-ray Sources as a Class Represent Accreting Intermediate-Mass Black Holes
为了验证外部星系中的超亮X射线源（ULX）代表一类吸积中等质量黑洞（IMBHs）的想法，我们已经进行了一项计划，以确定ULX和低光度X射线比较样本，并在{ \it Chandra}存档中获得最高质量的数据。我们建立了ULX的一般性质，即最X射线发光的物体具有最平坦的X射线光谱（在{ \it Chandra}带通中）。之前没有样品研究确定ULX光谱随光度的一般硬化。这种硬化发生在最高光度（吸收光度$\geq5\times10^{39}$ ~erg~s $^{-1}$），并且与最近的模型一致，该模型认为ULX实际上是恒星质量的黑洞。从光谱建模，我们表明，最初采取的证据意味着ULX是IMBH-即，“简单的IMBH模型”--在正确查看大量ULX样本时，远没有那么令人信服。在过去的几年中，ULX的{ \it XMM-Newton}光谱学已经在很大程度上开始否定基于较少对象的简单IMBH模型。我们确认并扩展了这些结果，这在更广泛的意义上用独立的X射线数据验证了{ \it XMM-Newton}的工作。我们发现：（1）对于任何给定的ULX，无论光度如何，冷盘分量都以大致相等的概率和总通量分数存在;（2）冷盘分量在标准ULX光度截止值10 $^{39}$ ~erg~s $^{-1}$以下延伸，直到我们的样本极限10 $^{38.3}$ ~erg~s $^{-1}$。冷盘成分与光度不相关的事实破坏了…
2008-09-12 astro-ph
Modern Techniques in Galaxy Kinematics: Results from Planetary Nebula Spectroscopy
我们已经在4- 8米级望远镜上使用新技术观测了几个早期星系中的行星状星云（PNe）。我们获得了第一个大的数据集（~ 100速度每个）的PN运动学在> 15 Mpc的星系，并提出了一些初步的动力学结果。
2002-08-06 astro-ph
Ultraluminous X-ray Sources: Beambags and Optical Counterparts
一个显着的部分，超铝质X射线源似乎是嵌入在可观察到的电离星云，采取的形式大，几个100 pc直径的星际气泡。在这里，我们回顾这些气泡的光学观测，它们对我们理解ULXs的性质，所涉及的能量学及其形成和演变的重要性。在所获得的结果是新的参数对传统的超级气泡的情况下，超新星遗迹，我们提出的情况下，有利于ULX风/喷气驱动的气泡。我们报告了在附近星系中发现的新的超光速X射线在非常大的信噪比候选者，并最终提出了一个三重X射线源的图像与星系NGC 7793中的射电亮泡S26一致，这似乎是一个克隆的微类星体SS 433/W 50系统。
2008-03-30 astro-ph
Spectroscopy of faint emission line nebulae
基于FORS 1在长缝模式下获得的结果，我们证明了VLT对螺旋星系中弥漫电离气体（DIG）的气体晕等微弱发射线星云光谱的影响。结果表明，VLT光谱的DIG使我们能够解决的电离和激发过程的星际介质在星系尺度上，在未来更详细的运动学研究DIG可能有助于约束的起源所观察到的厚H+层的星系。目前可用的仪器与此应用相比，其他可能的设计和效率的积分场摄谱仪，特别是法布里-珀罗系统。
2001-11-09 astro-ph
Spectroscopy and 3D imaging of the Crab nebula
蟹状星云沿不同狭缝方向的光谱显示了光学星云的三维结构。在Trimble（1968）首先发现的线性径向展开结果的基础上，我们建立了光辐射的三维模型。从有限数量的狭缝方向的结果表明，光学线起源于一个复杂的阵列，位于一个相当薄的壳，由射流刺穿的小束。喷流在光学发射谱线上当然不突出，但穿透的方向与X射线和射电喷流的方向一致。壳的有效半径约为79弧秒，厚度约为半径的三分之一，并以平均速度1160公里/秒的速度向外移动。
2004-03-05 astro-ph
Imaging and Spectroscopy of the Planetary Nebula NGC 6778
我们目前的窄带图像和长狭缝阶梯光谱的行星状星云（PN）NGC 6778。数据显示，这个PN作为双极，具有非常突出的低激发赤道环，高激发叶和两对准直流出。从形态上看，这对流出物彼此不同;一个是线性的，沿着双极轴定向，另一个呈现出方向变化的S形。除了不同的形态，这两对准直外流的径向速度增加与距离的中心恒星和共享一个共同的起源在明亮的结在壳的尖端。
2003-10-14 astro-ph
NEAR-IR Spectroscopy of Young Stars in the Braid Nebula Star Formation Region in Cygnus Ob7
我们提出了1.4至2.5微米的积分场光谱的16颗恒星的辫子星云恒星形成区域的天鹅座OB7。这些数据形成了一个大规模的多波长调查的一个方面，旨在确定一个公正的估计的数量，质量分布和演化状态的年轻恒星在这一平方度的区域内以前研究不足的林德1003分子云。我们的新光谱数据，结合2MASS近红外测光，提供了许多这些对象在该地区的主序人口的成员资格的证据。我们讨论了在该地区发现的年轻恒星的特点和恒星形成活动的水平。
2008-10-21 astro-ph
The He II Emitting Nebula N44C in the LMC: Optical/UV Spectroscopy of the Nebula and its Ionizing Star
我们提出了HST光谱和成像，以及新的地面光谱和ROSAT HRI成像，的He II发射星云N44 C和它的电离星。这颗电离星的GHRS光谱图给出了它的光谱类型约为O 7。缺少Si IV和C IV的天鹅座P剖面表明这颗恒星不是超巨星。星云中的电离气体丰度与大麦哲伦星系H II区的平均丰度一致，但可能的例外是氮可能会增加。以前演化的伴星的富集作用并不明显。在H-α + [N II]中的长缝阶梯光栅光谱图显示N44 C中没有高速气体的证据。这排除了高速激波作为星云He II发射源的可能性。N44 C的108 ks ROSAT HRI图像显示，在0.1-2.0 keV波段，当3 σ上限L（X）< 10^34 erg s^-1时，没有X射线点源。根据对He II发射区电子密度的新测量，我们得出He^+2的复合时间尺度约为20年，Ne^+4的复合时间尺度约为4年。如果N44 C是一个化石X射线电离星云，这就严重限制了假定的X射线源何时关闭。如果电离源已经关闭，星云中强[Ne IV]发射的存在是令人困惑的。虽然N44 C中的O星目前还没有显示出Be的特征，但这个系统可能与Be X射线双星有关。需要对星云的X射线和He II发射进行监测，以及对电离恒星的径向速度进行研究，以充分了解N44 C的发射线光谱。
2000-08-01 astro-ph
Near-Infrared Spectroscopy of Molecular Filaments in the Reflection Nebula NGC 7023
本文介绍了反射星云NGC 7023中分子细丝的荧光氢分子发射的近红外光谱。我们从测得的线发射导出了H_2转动-振动态的相对柱密度，并将这些结果与几个涵盖密度、入射紫外场和激发机制范围的模型光解区进行了比较。我们对单根灯丝的最佳拟合模型表明（但并不要求）是不同密度的组合，即在10^4 ~ 10^5 cm^{-3}灯丝中有10^6 cm^{-3}的团块，或者是荧光激发和热激发气体的组合，这可能是由于双极外流的冲击。我们推导出这些分子丝的密度和紫外线场，与以前的确定是一致的。
1997-02-11 astro-ph
Subaru Spectroscopy of the Giant Ly$α$ Nebula Associated with the High-$z$ Powerful Radio Galaxy 1243+036
我们报告我们的新的空间分辨，光谱的巨大Ly $α$星云周围的一个强大的射电星系1243+036（4C+03.24）在$z=3.57$。星云从核心向外延伸超过$\sim 30$ kpc，形成一对锥形或拉长的气泡。高速（$\sim -1000$ km s $^{-1}$ ;相对于系统速度发生蓝移）Ly $α$发射成分沿其主轴在核的两侧被检测到。西北星云的速度变化（蓝移了-1000 km s $^{-1}$到-1400 km s $^{-1}$）和宽度（$\simeq 1900$ km s $^{-1}$ FWHM）在$\simeq 30$ kpc尺度上更为壮观。我们讨论了该星云的可能起源：1）与宿主星系的超风活动有关的激波加热膨胀气泡或流出锥体，2）由活动星系核（AGN）的各向异性辐射光电离的晕气体，3）喷流诱导的恒星形成或激波。最后一种可能性可能不大，因为Ly $α$的辐射分布在射电喷流的狭窄通道之外。我们表明，超风模型是最合理的，因为它可以解释的形态（大小和形状）和运动学结构（速度位移和线宽）的星云的特点，虽然活动星系核的光电离可能有助于在一定程度上的激发。
2003-12-20 astro-ph
Integral Field Spectroscopy of Faint Haloes of Planetary Nebulae
本文首次利用VIMOS仪器对NGC 3242和NGC 4361两个行星状星云进行了积分场光谱观测。通过共同加入大量的spaxels，我们达到了5.E-18 erg cm^{-2} s^{-1} arcsec^{-2}的发射线检测极限。在NGC 3242的情况下，我们成功地确定了晕的一些性质。[OIII]中的径向表面亮度分布意味着PN形成前质量损失增加。神秘“戒指”的痕迹清晰可见。我们第一次发现一个明显的温度梯度横跨晕：从约16000 K接近壳/晕过渡到20000 K在晕的外缘。在NGC 4361的疑似晕区，直到灵敏度极限，都没有看到线发射。
2005-06-14 astro-ph
PPAK Integral Field Spectroscopy survey of the Orion Nebula: Data Release
我们提出了一个低分辨率的光谱调查的猎户座星云的数据，我们公布供公众使用。在本文中，我们打算展示该数据集分析星云一些主要属性的可能应用。我们执行一个积分场光谱马赛克的面积约5' X 6'的中心的梯形区域的星云，包括电离锋的东南部。通过对单个光谱和积分光谱的线通量和线比率的分析，确定了整个星云电离的主要特征，最终的数据集包括8182个单个光谱，每个光谱的采样点都是直径为2.7”的圆形区域。数据可以下载为单行堆叠光谱拟合文件加上位置表或最终采样为1.5”/像素的插值数据立方体。整个视场的综合光谱被用来获得星云的主要综合性质，包括电子密度和温度，尘埃消光，Halalpha综合通量（在校正尘埃红化之后）和主要诊断线比率。单独的光谱用于获得不同检测线的线强度图。这些图被用来研究电离氢的分布，尘埃消光，电子密度和温度，以及氦和氧的丰度。
2007-01-08 astro-ph
The nature of ultraluminous X-ray sources in nearby galaxies
钱德拉和XMM-牛顿天文台的先进能力意味着，第一次对本星系群以外的邻近星系中最亮的点状X射线源进行详细研究是一个现实的目标。在这里，我们介绍了钱德拉ACIS-S对两个最近且最亮的罕见超亮（L（X）> 10^39 erg s^-1）X射线源（ULX）类的研究结果，它们是NGC 5204 X-1和NGC 4559 X-1。当考虑与新的光学积分场光谱数据，这提供了强大的诊断这些来源的性质，特别是表明，NGC 5204 X-1是一个高质量的X射线二进制，并显示新的证据将其与银河系微类星体现象。我们还发现，这两个ULX似乎是位于空腔中的发射线气体星云周围的来源。此外，我们提出了一个相互作用的星系NGC 4485/NGC 4490，一对晚型螺旋星系，值得注意的是，总共包含六个ULX的钱德拉观测结果。我们确定其中一颗是超新星，其余的可能是黑洞X射线双星。所有六个都位于恒星形成区，强调了ULX和活跃的恒星形成活动之间的联系。
2002-02-01 astro-ph
Chandra X-ray Spectroscopy of Kes75, its Young Pulsar, and its Synchrotron Nebula
我们用钱德拉X射线天文台观测了年轻的银河系超新星遗迹Kes 75。这个物体是越来越多的壳型残骸的例子之一，它的中央有一个扩展的射电核心，里面有一颗脉冲星。本文对Kes~75系统进行了初步的空间分辨光谱分析。我们发现，脉冲星的光谱是显着比风星云，这两个组件可以隔离的漫热辐射，似乎遵循相同的分布作为扩展的无线电壳层。当我们表征的热发射与模型的电离等离子体和非太阳元素丰度，我们需要一个显着的扩散高能量的组成部分，我们的模型作为一个幂律与光子指数类似的同步加速器星云。
2001-12-03 astro-ph
Crowded field 3D spectroscopy of LBV candidates in M33
本文给出了本星系群M33中LBV候选星B416和v532的积分场光谱。B416被一个细长的环状星云包围，其投影半径为20 x30 pc。从数据立方体中我们创建了星云的电离和径向速度图。气体的激发向环的外部减少，而星云的内部充满了更受激发的气体。在东西方向，环被认为是扩大与最大的投影速度振幅约40公里/秒。东方接近观察者。我们估计星云的动力学寿命为8* 10 E5年。它可能是一个残留的MS气泡，这表明该恒星的主序或前LBV状态。我们将B416归类为“铁星”或B[e]-超巨星。在v532中，一个细长的星云被勉强探测到。星云沿主轴的总投影尺寸为30 pc，总径向速度梯度为44+/-11 km/s。V532表现出很强的光度和光谱可变性。在我们观测的时候，它处于中等亮度状态，光谱中含有丰富的氮。我们将v532分类为LBV，显示LBV <->Ofpe/WN转换。我们强调积分场光谱的重要性，作为研究星云和LBV类恒星在附近星系的演化的最佳技术。
2005-03-28 astro-ph
Optical spectroscopy of X-MEGA targets I. CPD -59 2635: A New Double-Lined O type Binary in the Carina Nebula
CPD-59 2635是船底座星云中疏散星团Trumpler 16中的一颗O型星，它的光谱显示它是一个双线双星系统。我们得到了这个系统的第一个径向速度轨道，包括一个周期为2.2999天的圆解，半振幅为208和273 km/s。这导致CPD-59 2635二元组分的最小质量为15和11 Msol，我们将其分类为O 8V和O9.5V，尽管我们将其识别为斯特鲁夫-萨哈德效应的1个亚类数量级的光谱类型变化似乎存在于两种成分中。根据CPD-59 2635的ROSAT HRI观测，我们确定了一个光度比log（L_x/L_bol）~-7，这与船底座星云区其它O型星的观测结果相似。在现有的光学或X射线数据集中没有光变化的证据。
2001-05-01 astro-ph
High Resolution Infrared Imaging and Spectroscopy of the Pistol Nebula: Evidence for Ejection
我们提出了新的NICMOS/HST红外图像和CGS 4/UKIRT Br-α（4.05微米）光谱的手枪星及其相关的星云，找到强有力的证据来支持这一假设，即手枪星云是从手枪星喷射。Pa-alpha NICMOS影像显示，该星云完全包围着手枪星，尽管其北部和西部边缘的线强度要强得多。Br-α光谱显示出类球形膨胀的经典环状特征，具有弱的蓝移辐射（V_max约为-60 km/s）和强的红移辐射（V_max约为+10 km/s），速度与手枪星的速度有关，而且红移辐射在位置-速度图上呈现“扁平”的特征。这些数据表明，该星云是在几千年前从恒星喷出的，其速度介于当前恒星风的终极速度（95 km/s）和当前星云外壳气体的膨胀速度（60 km/s）之间。Pa-alpha图像显示了该区域的几颗发射线恒星，包括两颗新发现的发射线恒星，位于手枪星以北，光谱类型早于WC 8（T_eff > 50，000 K）。这些恒星的存在，Pa-α辐射的形态，以及气体中的速度场表明，星云离我们最远的一侧正在接近，并被五重态的热恒星电离，最高速度的红移气体已经被来自五重态恒星的风减速。我们还讨论了星云气体可能被周围的磁场磁约束的可能性，周围的磁场由附近的非热灯丝描绘。
1999-06-29 astro-ph
VIMOS-VLT spectroscopy of the giant Ly-alpha nebulae associated with three z~2.5 radio galaxies
利用VIMOS在VLT上获得的积分场光谱数据，研究了与3个z~2.5射电星系（MRC 1558-003，MRC 2025-218和MRC 0140-257）有关的巨大Ly-alpha星云（>60 kpc）的形态和光谱性质。形态各异。其中一个来源的星云有一个中央尖峰，圆形的外观。在其他两个对象中，它由两个空间分量组成。这三个星云与射电轴在<30度范围内对齐。总的Ly-alpha光度范围为（0.3-3.4）x 1 e44 erg s-1。Ly-alpha光谱剖面显示出星云内的强烈变化，FWHM值在~400-1500 km s-1范围内，速度变化V~120-600 km s-1。我们提出了一个可以成功地解释与MRC 1558-003相关的星云的Ly-alpha形态和光谱特性的坠落模型。这进一步支持了我们先前的结论，即与这个和其他高红移的强射电星系有关的_静止_巨型星云正在下沉。该模型的一个问题是难以再现大的Ly-alpha FWHM值。我们发现了一个巨大的（~85 kpc）Ly-alpha星云，与射电星系MRC 0140-257有关，z=2.64。它的运动学表现出明显的松弛（FWHM< 300 km s-1，V<120 km s-1），这在高z（>2）射电星系中是独一无二的。
2007-04-09 astro-ph
Near-Infrared Spectroscopy of McNeil's Nebula Object
我们目前的0.8-5.2微米光谱的紧凑源在一个可变的星云（麦克尼尔的星云对象）在林德1630暗云，在2003年底进入爆发的基础。这个物体的光谱显示出一个极红的连续光谱，CO波段在2.3-2.5微米的发射，深3.0微米的冰吸收特征，以及4.7微米的固态CO吸收特征。此外，还存在H、Ca II、Mg I和Na I的发射线。Paschen线表现出天鹅座P的配置文件，因为两条线的He I，虽然在后者的发射功能是非常弱的。然而，布莱克特线被认为是纯粹的发射。天鹅座P剖面清楚地表明，质量外流发生在风速约为400 km/s的风中。H线比值对红化的估计不一致，也不符合冰特征（A_V ~ 11）对消光的估计。我们认为，这些线是光学厚，并产生在一个密集的，电离风。它的近红外光谱与任何已知的FUor或EXor天体都不相似。然而，所有的证据都表明，麦克尼尔的星云天体是一个重嵌入的低质量I类原恒星，被一个圆盘包围，其增亮是由于最近的吸积事件。
2004-05-24 astro-ph
Spatially Resolved 3 um Spectroscopy of IRAS 22272+5435: Formation and Evolution of Aliphatic Hydrocarbon Dust in Proto-Planetary Nebula
我们提出中分辨率3微米光谱的富碳原行星状星云IRAS 22272+5435。斯巴鲁望远镜自适应光学系统的光谱学揭示了恒星周围碳氢化合物分子和尘埃的空间变化。乙炔（C2 H2）和氰化氢（HCN）在3.0 μ m处的振转带在中心恒星光谱中很明显。分子集中在靠近中心的致密区域。在距中心星600- 1300 AU处，观测到3.3和3.4 μ m的芳香烃和脂肪烃发射。气体和尘埃之间空间分布的分离表明，小碳氢化合物分子确实是固体物质的来源，并且在中央恒星附近观察到颗粒形成的气体残留物。相对于芳香烃的排放，脂肪烃的排放强度随着与中心恒星的距离而减小。的光谱变化是很好地匹配的实验室模拟热退火与不同的温度。我们认为，无论是热过程后形成的颗粒或在尘埃形成区域的温度随时间的变化，决定了原行星状星云周围的碳氢化合物尘埃的化学成分。
2003-01-16 astro-ph
Absorption-Line Spectroscopy of Planetary Nebulae with FUSE: Probing the Molecular, Atomic, and Ionized Gas
行星状星云（PNe）的中心恒星由于其紫外线亮度而成为FUSE的天然目标。许多PNe的FUSE谱显示出由星周物质引起的吸收特征，其种类从光离解区（PDR）的H_2和中性粒子到H Ⅱ区的离子。本文报道了在强FUV辐射场中寻找H_2的Lyman和Werner共振线中的星云成分的结果。我们在几个具有强近红外H_2发射的PNe中未能检测到H_2的吸收，表明分子材料具有不对称或聚集分布。我们还检测到富集的S-过程的产品锗，发现铁是不是耗尽成灰尘沿至少一条视线通过PN，并表明，星光荧光可以影响人口的激发精细结构水平的O I。
2004-10-25 astro-ph
Spectroscopy of planetary nebulae in M33
在4.2米WHT望远镜（西班牙La Palma）上，用多目标宽视场光纤光谱仪AF 2/WYFFOS对M33的48个发射线天体进行了光谱观测。线强度和对数消光系数，cbeta，提出了42个对象。它们在Sabbadin & D 'Odorico诊断图中的位置（Halfa/[SII] vs Hlapha/[NII]）表明，超过70%的候选者是行星状星云（PNe）。化学丰度和星云的物理参数已经得出了三个PNE的4363 A [OIII]发射线是可测量的。这些是圆盘PNe，位于4.1千秒差距的银河中心距离内，并且，到目前为止，它们是最远的PNe与直接化学丰度测定。氦、氧和氩的丰度与我们银河系中相应的PNe丰度相比没有差异。由于我们无法检测到任何[SIII]线，因此仅获得了硫丰度的下限。N/H似乎低于银河系的值，一些可能的解释，这种不足的丰度进行了讨论。
2003-01-08 astro-ph
HST and FUSE Spectroscopy of Hot Hydrogen-Rich Central Stars of Planetary Nebulae
HST和FUSE获得的高分辨率紫外光谱使我们能够详细分析热的富氢中心恒星。到目前为止，光学氢和氦线已被用来推导温度和表面重力。然而，这些线相当不敏感;特别是，中性氦线在最热的中心恒星中完全消失。因此，我们专注于金属的电离平衡，在紫外线下有丰富的线光谱，为我们的样品建立一个新的温标。此外，我们已经确定了轻金属的丰度，这是以前知之甚少。它们在不同的恒星之间表现出相当大的差异。我们目前的定量光谱分析与非LTE模型大气进行的结果。
2004-11-15 astro-ph
Near-Infrared echelle spectroscopy of Proto-Planetary Nebulae: probing the fast wind in H2
一个非常年轻的行星状星云IRAS 21282+5050和四个原行星状星云IRAS 19343+2926（M 1-92）、IRAS 17150-3224的H2、[Fe II]和Br-γ线发射的中阶梯光谱学（AFGL 6815）、IRAS 17423-1755（Hen 3-1475）和IRAS 17441-2411。在每个星云的叶中的离散激波阵面中检测到H2线发射，无论源光谱类型如何。在IRAS 17150-3224中，我们还发现了可能的旋转迹象，如果H2特征在磁离心盘风中被激发，这将是预期的。[FeII]排放检测到只有一个源，M 1-92。M1 -92的H2和[Fe II]观测，以及IRAS 21282+5050中复杂的H2剖面，都用Smith和合作者的激波模型进行了解释。在每种情况下，J型船首模型都是足够的，即不需要强磁化风。最后，在五个目标中的每一个中检测到Br-γ;在G型PPN中的吸收中，尽管在O和B型源中的发射中。在每个PPN中，主要朝向近红外连续峰检测到Br-γ发射。在每个目标中测量到低峰值速度，尽管剖面宽度非常宽。因此，发射必须来自非常接近中心恒星的快速风中的电离区域，或者，在晚型源中，来自赤道环面的吸收。
2005-03-15 astro-ph
The Ultraluminous X-ray Source in Holmberg IX and its Environment
本文介绍了在M81附近的一个矮星系Holmberg IX中对一个超亮X射线源（ULX）的光学观测。ULX的平均X射线光度约为10^{40} erg/s。它位于一个巨大的（400 pc x 300 pc）电离星云中，比正常的超新星遗迹大得多。从观察到的发射线（宽度和比率），我们发现，该结构是由于碰撞激发的冲击，而不是由光电离。我们确定光学对应物是属于一个小星团的22.8等蓝色恒星（M_V=-5.0）。从我们的多色测光等时线拟合，我们确定一个集群的年龄为20至50百万年。我们还发现了HeII 4686的强辐射（等效宽度为10埃），这证明了它与X射线源的一致性，并表明在假定的黑洞周围存在一个X射线加热吸积盘。
2006-03-28 astro-ph
Optical Counterpart of the Ultraluminous X-ray Source IC 342 X-1
我们介绍了钱德拉和HST观测的超铝X射线源（ULX）IC 342 X-1。钱德拉和哈勃望远镜的图像是用两颗发射前景恒星的X射线对齐的。X-1的天体测量校正位置是R. A。= 03h45m55.61s，Decl. = +68d04m55.3s（J2000），误差圆为0.2”。在误差圆内发现了一个扩展光源，它可能是X-1的光学对应物。该源在长波长的HST图像中显示出扩展的特征，这很可能是两个点源的叠加，尽管较暗的一个可能是喷流。这两个光源都比ULX光学对应物的典型光源红得多。较亮的一颗星的绝对星等为M_V = -5.2 +/-0.2和（B-V）_0 = 0.66 +/-0.13;较暗的一颗星在B星中没有被观测到，其绝对星等为（B-V）_0 > 2.1。它们的颜色分别与F8到G 0 Ib超巨星或碳星一致。然而，部分或大部分光发射很可能是由于伴星或吸积盘再处理的X射线造成的。IC 342 X-1附近的恒星没有O型星，最小年龄约为1000万年。这排除了周围星云是由一颗巨大恒星的高能爆炸形成黑洞的可能性。我们认为，该星云很可能是由X射线源流出的能量提供的。
2007-11-26 astro-ph
Spitzer/IRS spectroscopy of high mass precursors to planetary nebulae
我们提出了斯皮策/IRS观测的一个小样本的严重模糊的IRAS源显示的红外和OH脉泽发射特性的OH/IR星的渐近巨星分支（AGB），但也无线电连续发射典型的电离行星状星云（PNE），所谓的OHPNE。我们的观测结果表明，它们的中红外光谱主要由同时存在的强而宽的无定形硅酸盐吸收功能连同结晶硅酸盐功能，起源于它们的富O拱壳。在观测到的五个源中，其中三个在红外波长处明显是不变的，证实了它们在AGB之后的状态，而剩下的两个仍然显示出强烈的光度波动，可能仍然没有离开AGB。样本中的一个不可变源IRAS 17393 - 2727在12.8微米处显示出强烈的[Ne II]星云发射，表明其中心区域的电离已经开始。这表明从AGB到PN阶段的快速演变。我们建议，这些严重模糊的OHPNe代表人口的高质量前体PNE在我们的银河系。
2007-07-29 astro-ph
Slitless Spectroscopy of LMC Planetary Nebulae. A Study of the Emission Lines and Morphology
HST STIS无狭缝光谱是同时研究LMC PN的形态和电离结构的理想工具。我们提出的结果，从一组29个PN已空间分辨，第一次，在所有主要的光学线路。呈现了\ha、\nii和\oiii的图像，以及从提取的1D和2D光谱测量的线强度。研究了不同光路的表面亮度、电子密度、电离质量、激发类别和消光，与我们以前在LMC PN上发现的结果一致。特别地，我们发现在大多数发射线中，表面亮度随着光度半径的变化而下降。我们发现，不对称PN形成一个定义良好的冷却序列中的激发表面亮度平面，确认其不同的起源，和更大的祖质量。
2002-04-09 astro-ph
Infrared Spectroscopy of Atomic Lines in Gaseous Nebulae
红外光谱学提供了一种评估气体星云中等离子体重要性质的方法。我们提出了一些我们自己的工作，说明了本次会议的主题之间的相互作用的需要-天文数据，原子数据和等离子体模拟。我们进行了红外空间天文台（ISO）的观测，目的是更好地了解星云，特别是行星状星云（PNs）的密度变化的影响，通过确定平均电子密度从几个精细结构，红外发射线的通量比。相反，我们能够确定只有次要的密度信息，因为观察到的线通量比的范围内的理论预测，使用当前的原子数据的几个实例。在这些情况下，ISO数据目前不能用于导出电子密度，而是为原子碰撞强度的必要改进提供方向。我们在猎户座星云的ISO/SWS光谱中检测到一条未识别的强发射线。该谱线的静止波长为2.89350 $\pm$ 0.00003 $μ$ m。长缝UKIRT观测证实了这条线的存在，并表明发射在空间上延伸，似乎与电离区最亮的部分重合。在我们的SWS 02光谱中，我们没有检测到我们观察了相当时间的几个明亮PN中的任何一个的液体线。对基本原子数据的需求，在这种情况下，波长有助于物种识别，对未来的进展至关重要。我们展望未来，简要介绍即将到来或计划中的IR任务。
2001-09-23 astro-ph
Integral Field Spectroscopy of Mrk 273: Mapping 10^3 km/s Gas Flows and an Off-Nucleus Seyfert 2 Nebula
积分场光学光谱与INTEGRAL光纤为基础的systemis用于映射扩展的电离区和气体流动的Mrk 273，最近的超铝红外星系（ULIRGs）之一。Hbeta和[OIII]5007图显示了沿位置角（PA）240分开4“（3.1 kpc）的两个不同区域的存在。东北部区域与星系的光学核重合，显示出LINER的光谱特征。西南部地区以[OIII]排放为主，被归类为Seyfert 2。因此，在光学上，Mrk 273是一个超亮红外星系，有一个LINER核和一个扩展的离核Seyfert 2星云。[OIII]电离气体的运动学表明：（i）LINER核周围区域存在高度扰动的气体;（ii）峰间振幅为2.4 x 10^3 km/s的高速气流;（iii）外部区域（3 kpc）存在静止气体。我们假设，高速流是在一个光学模糊的核星暴中产生的星暴驱动的超风，并且静止的气体直接被核源电离，就像通常在塞弗特星系中看到的电离锥。
1999-10-19 astro-ph
Super-critically accreting stellar-mass black holes as ultraluminous X-ray sources
我们推导了超临界吸积黑洞（BH）的光度-温度关系，并将其与超亮X射线源（ULX）的数据进行了比较。在超爱丁顿吸积速率下，在球化半径内形成外流。我们建立了考虑平流和外流的吸积盘模型，并计算了特征盘温度。热光度超过爱丁顿光度L_Edd的对数因子为1+0.6 ln mdot（其中mdot是以爱丁顿单位表示的吸积率），风动力学光度接近L_Edd。由于几何光束的作用，正面观测者的视光度要高出2-7倍。这样的观测者可以直接观测到内部的热吸积盘，在恒星质量的黑洞中，吸积盘的峰值温度T_max为几keV。在球化半径T_sp ~ mdot**（-1/2）keV处，发射光谱呈幂律F_E ~ E**{-1}扩展。我们将T_max与几个keV光谱分量相关联，将T_sp与ULX中观察到的软的0.1-0.2 keV分量相关联。一个侧边的观测者只能看到来自扩展包层的软发射，光球半径超过球化半径几个数量级。光球温度对光度的依赖关系与在超爱丁顿吸积黑洞SS 433和V4641 Sgr中观察到的一致。强烈的外流加上中央黑洞的大的内在X射线光度，自然地解释了ULX周围光电离星云的存在。模型和观测数据之间的一个很好的协议强烈主张ULX是超临界吸积，恒星质量的BH类似SS 433，但靠近对称轴。
2007-02-23 astro-ph
Spitzer Space Telescope Infrared Imaging and Spectroscopy of the Crab Nebula
我们提出了3.6，4.5，5.8，8.0，24，和70微米的蟹状星云的图像获得的斯皮策太空望远镜IRAC和MIPS相机，低分辨率和高分辨率斯皮策IRS光谱的选定位置内的星云，和近红外地面图像中的光[Fe II]1.644微米。8.0微米的图像，与带通，包括[Ar II]7.0微米，类似于可见的H-α和近红外线发射的一般形态，而3.6和4.5微米的图像是由连续同步辐射为主。24微米和70微米的图像显示了增强的发射，这可能是由于线发射或星云中存在少量的热尘埃，数量级不到太阳质量的1%。3.6微米和4.5微米图像的比率揭示了整个星云的同步加速器幂律指数的空间变化范围约为0.3至0.8。结合这些信息与光学和X射线同步加速器图像，我们得出一个宽带光谱，反映了叠加的平坦的频谱喷流和环面与陡峭的弥漫星云，并建议预期堆积的相对论性电子之前的指数截止的X射线。脉冲星，以及在钱德拉和HST图像（Hester等人，2002年）中看到的相关赤道环和极地喷流结构可以在所有IRAC图像中识别。给出了脉冲星的红外测光。在高分辨率的红外光谱中发现的禁戒线都是双倍的，这是由于膨胀星云前后的多普勒频移，并给出了大约1264 km/s的膨胀速度。
2006-06-23 astro-ph
The coronal line regions of planetary nebulae NGC6302 and NGC6537: 3-13um grating and echelle spectroscopy
本文报道了利用红外光栅和中阶梯光栅光谱对NGC 6302和NGC 6537核芯的研究进展。在NGC 6302中，使用光电离模型（包括云）解释了跨越大范围电离势的物质的发射线，特别是[SiIX] 3.934 μ m，这使我们能够重新估计中心恒星的温度约为250000 K。除[AlV]和[AlVI]外，所有检测到的线均与此值一致。发现铝的含量减少到太阳丰度的百分之一，这进一步证明了一些尘埃与高度电离的气体（光子强度超过154 eV）混合。在NGC 6537中观察到类似的耗竭模式。对NGC 6302的红外日冕离子进行了中阶梯谱分析，发现电离势存在分层结构，证实了光电离是主要的电离机制。这些谱线很窄（<22 km/s FWHM），没有证据表明在具有类似电离势的物种（如[NeV] 3426 A）的光学谱线中发现了宽翼。我们注意到，至少在1“和10 km/s尺度上，没有热气泡或充满热等离子体的风吹双极腔。我们还提供了准确的新波长的红外线观测的中阶梯日冕线。
1999-11-12 astro-ph
Optical Photometry and Spectroscopy of the SN 1998bw-like Type Ic Supernova 2002ap
我们目前的光学光度和光谱数据的奇特的Ic型SN 2002 ap。测光范围包括从2002年1月30日发现后的第二天到2002年12月12日的UBVRI波段。有5个早期谱和8个星云相谱。我们确定SN 2002 ap与SN 1997 ef和GRB相关的SN 1998 bw在光谱和光度特征方面相似。SN 2002 ap的星云光谱是迄今为止公布的所有超新星光谱中Mg I] λ4571与[O I] λλ6300，6364的最大比值，这表明SN 2002 ap的祖先是一颗高度剥离的恒星。比较SN 1985 F和SN 2002 ap的星云光谱，我们注意到几个相似的特征，使SN 1985 F作为正常Ib型超新星的分类受到怀疑。我们还提出了SN 2002 ap的星云模型，发现该天体在星云的外层速度壳层（~5500 km/s）内喷射了>~ 1.5 M_{sun}的物质，并合成了~0.09 M_{sun}的56 Ni。
2003-07-17 astro-ph
Physical structure of the protoplanetary nebula CRL618. I. Optical long-slit spectroscopy and imaging
在本文中（文件I），我们提出的光学长缝光谱和成像的原行星状星云CRL 618。CRL 618的光学波瓣由激波激发的气体和尘埃组成，激波激发的气体发射出许多复合和禁戒线，尘埃散射来自最内部区域的光。从散射的H α辐射的分析中，我们导出星云倾角i = 24 ± 6 °。东叶最内侧的光谱（在Halpha HST图像中靠近恒星的明亮致密星云）与激波叶的光谱明显不同，但与内部HII区域的光谱相似，这表明该区域代表了后者的最外侧部分。我们发现一个非线性径向变化的气体速度沿叶。最大的投影LSR速度（~80 km/s）是在叶尖测量的，直接图像显示存在紧凑的弓形结构。根据地震诊断线比和地震线剖面，CRL 618中的地震速度在75 - 200 km/s之间。我们报告了在过去的10年中[OIII] 5007AA（[OI] 6300AA）的增亮（减弱），这可能表明最近令人兴奋的冲击速度的增加。从分析的星云消光的空间变化，我们发现一个大的密度之间的对比的叶片内的材料和超越他们：光学叶似乎是“空腔”挖掘的AGB信封的相互作用与更脆弱的后AGB风。电子密度的平均值为n_e~5E3 - 1E4cm-3，显示出明显的波动，但沿波瓣没有系统的下降，这与大多数线发射产生于受冲击物质的薄壳（波瓣壁）而不是充满波瓣内部的AGB后风相一致。(...)
2002-06-12 astro-ph
A Two Hour Quasi-Period in an Ultra-luminous X-Ray source in NGC628
准周期振荡和X射线光谱学是黑洞质量和吸积盘的强有力的探针，在这里，我们将这些诊断应用于螺旋星系NGC 628（M74）中的超亮X射线源（ULX）。钱德拉X射线天文台和XMM-牛顿在两年的时间里对该天体进行了四次观测，其中三次长时间观测显示出巨大的变化，其特征是一系列准周期为4，000 - 7，000秒的爆发。这是ULX和银河系X射线双星中的独特行为，这是由于它的爆发式峰值和深槽的组合，它的长准周期，它的高变化幅度$>90$ %，以及它在观测之间的显著变化。X射线光谱由吸收吸积盘加上幂律分量拟合，表明ULX处于类似于银河系黑洞X射线双星的低硬态或甚高态的光谱状态。本文根据银河系X射线双星和活动星系核中的$f_b$-$M_\bullet$标度关系，估算了黑洞质量为$\sim2$- $20\times10^3 M_\odot$。
2005-01-14 astro-ph
Suzaku Spectroscopy of an X-Ray Reflection Nebula and a New Supernova Remnant Candidate in the Sgr B1 Region
我们用朱雀/XIS对银河系中心（GC）附近的人马座（Sgr）B1区（l，b）=（0.5，-0.1）进行了100 ks的观测。在光谱中清楚地检测到S XV、Fe I、Fe XXV和Fe XXVI的发射线。我们发现，Fe XXV和Fe XXVI线发射平滑地分布在从GC连接的Sgr B1和B2区。这一结果表明，GC热等离子体至少延伸到具有恒定温度的Sgr B区。在观测区有两个弥散X射线源。其中一个（G0.42-0.04）是新发现的，并显示出强烈的S XV Ka发射线，表明位于GC区域的超新星遗迹的候选者。另一个（M0.51-0.10）有明显的Fe I Ka发射线和强吸收连续谱，可能是一个X射线反射星云。没有足够亮的近源照射M0.51-0.10。然而，如果300年前的Sgr A* 比现在亮10^6倍，那么Fe I Ka发射就可以解释，光的旅行时间为100 pc到M0.51-0.10。
2007-12-06 astro-ph
