Constraints on Thermal X-ray Radiation from SAX J1808.4-3658 and Implications for Neutron Star Neutrino Emission
中子星静止期软X射线瞬变产生的热X射线辐射对中子星的冷却速率以及对中子星核内物质的组成和性质具有最强的约束作用。我们分析了新的（2006年）和档案（2001年）XMM牛顿观测的吸积毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658在静止，提供了最严格的限制。在2006年的观测中，SAXJ1808.4 -3658的X射线光谱符合光子指数为1.83 \pm 0.17的幂律，而不需要存在来自中子星大气的类黑体成分。我们2006年的观测结果表明，0.5-10 keV X射线光度略低于2001年的观测结果，为68^{+15}_{-13}%。同时拟合所有可用的XMM数据允许对静止中子星（0.01-10 keV）的光度限制为L_{NS} <1.1*10^{31} erg/s。这个极限排除了目前一些由π凝聚介导的中微子发射模型，并提供了更多的证据，例如在大质量中子星的核心中，通过直接的Urca过程（涉及核子和/或超子）的中微子发射。
2007-01-24 astro-ph
SAX J1808.4-3657 in Quiescence: A Keystone for Neutron Star Science
吸积毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658可能是介于吸积X射线双星和毫秒射电双星之间的过渡天体。通过XMM-牛顿X射线观测，我们抑制了来自其表面的热辐射，为中子星核的中微子冷却过程提供了强有力的证据。我们还同时进行了X射线和光学（双子座）观测，揭示了伴星在静止时的强烈加热是否可能是由于X射线照射，或者是由于吸积停止时无线电脉冲星开启。
2007-10-08 astro-ph
Broadband Observations of the Transient X-ray Pulsar SAX J2103.5+4545
我们研究了脉冲星SAXJ2103.5 +4545的光学、X射线和伽马射线的变化。我们的定时和光谱分析的X射线和伽马射线的排放源使用RXTE和INTEGRAL数据表明，其频谱的形状在能量范围3 - 100千电子伏几乎是独立的强度和轨道相位。基于XMM-牛顿数据，我们准确地（5角秒）定位的对象，并确定了光学对应的二进制。我们把上限的变化，后者在R波段和H-α线的轨道和脉冲周期的时间尺度上，分别。
2004-10-25 astro-ph
Further Constraints on Thermal Quiescent X-ray Emission from SAX J1808.4-3658
我们用XMM-Newton和Gemini-South（几乎同时）观测到了第一颗吸积毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658（1808）处于深静止状态。1808年的X射线光谱与2001年和2006年在平静期观测到的光谱相似，可以用吸收的幂律定律描述，光子指数为1.74 ± 0.11，未吸收的X射线光度L_X=7.9 ± 0.7 <$10 ^{31}尔格/秒，N_H=1.3*10^{21} cm^{-2}。用幂律拟合所有的静态XMM-牛顿X射线谱，我们约束任何具有氢大气的热发射中子星的温度小于30 eV，并且L_{NS}（0.01-10 keV）<6.2*10^{30}尔格/秒。热等离子体模型也给出了一个可接受的适合的连续。在等离子体模型中加入一个中子星成分，对中子星的约束就不那么严格了：温度为36^{+4}_{-8} eV，L_{NS}（0.01-10 keV）=1.3^{+0.6}_{-0.8}*10^{31} ergs/s。在当前中子星加热和冷却理论的框架下，1808和1H 1905+000的热光度限制要求这些中子星的核心强烈增强冷却。我们编译的数据从文献上的质量传递速率和静态热通量的最大可能的样本瞬态中子星LMXB。我们确定了一个热成分的吸积毫秒脉冲星IGR J 00291 +5934的静态光谱，这是符合标准的冷却模型。IGR J 00291 +5934和1808的冷却速率之…
2008-10-02 astro-ph
The nature of the X-ray transient SAX J1711.6-3808
SAX J1711.6-3808是一个发生在银河系核球中的X射线瞬变现象，在2001年1月至5月期间活跃，其1-200 keV的最大光度被测量为5 × 10 -9 erg/s/cm 2，如果放置在与银河系中心相等的距离上，则小于爱丁顿极限的25%。我们研究的X射线数据，采取了这种中等明亮的瞬态与仪器BeppoSAX和RXTE。该光谱显示了两个有趣的功能上的康普顿化连续通常观察到的低状态X射线双星：一个广泛的发射功能峰值在7千电子伏，并从4至9千电子伏，和一个软过剩的色温低于1千电子伏，揭示了自己只有在一个星期的数据。对412千秒数据的高时间分辨率分析未能显示爆发、相干或高频准周期振荡。考虑到通量测量的动态范围，如果存在中子星，这将是不寻常的。SAXJ1711.6 -3808可能包含一个黑洞。在5”半径XMM误差圆内的存档数据中无法识别静态光学对应物，但由于严重消光（Av=16），限制不是很严格。
2002-05-21 astro-ph
Optical Observations of SAX J1808.4-3658 During Quiescence
我们用Gemini-South在g'和i'波段对吸积毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658进行了观测，几乎与XMM-Newton观测同时进行。一个明确的周期性通量调制系统的轨道周期是存在的，与捐助者恒星的加热面的变化方面相一致。我们模型的磁盘和捐助者的明星，这些光学波段的贡献。为了产生所观察到的调制幅度，我们得出结论，捐助者必须被照射的外部通量2个数量级大于所提供的测量的X射线光度。对这种辐射的一种可能的解释是，正如Burderi等人所建议的那样，无线电脉冲星机制在静止状态期间变得活跃，用相对论粒子加热捐赠者的白昼面我们的模型将二进制倾角限制在36和67度之间。我们得到了脉冲星质量大于2.2太阳质量的估计（尽管这个极限对源的距离很敏感），这与X射线观测表明的该系统中加速的NS冷却一致。我们还估计施主质量在0.07-0.11太阳质量的范围内，进一步表明该系统经历了非标准的双星演化才达到目前的状态。
2008-10-02 astro-ph
Iron K features in the hard X-ray XMM-Newton spectrum of NGC 4151
最近的XMM-牛顿观测测量了著名的塞弗特星系NGC 4151的硬（2.5-12 keV）X射线光谱，其信噪比是该源前所未有的。我们发现，一个光谱模型，开发，以适应以前的Beppo-SAX和ASCA观测NGC 4151，提供了一个很好的描述XMM-牛顿EPIC数据。这些结果支持了这样一种观点，即连续谱的能级是NGC 4151所表现出的复杂光谱变化的主要驱动力。我们重点研究了NGC 4151光谱中的铁K特征。与先前的几项研究相比，不需要相对论性增宽的铁Ka线。铁的Ka线轮廓很好地模拟了一个狭窄的高斯，其强度变化约25%的时间尺度上约一年。还有一个强烈的建议，即NGC 4151的活动核中存在的冷介质具有至少两倍于太阳值的铁丰度。
2003-06-25 astro-ph
The XMM/BeppoSAX observation of Mkn 841
2001年1月，XMM和BeppoSAX同时观测到了Mkn 841。由于操作上的偶然性，30 ksXMM观测被分成两部分，间隔约15小时。我们首先报告存在一个狭窄的铁线，这似乎是迅速变化的两点之间，需要一个非标准的解释。然后，我们专注于使用XMM/EPIC，RGS和SAX/PDS数据的宽带（0.3-200千电子伏）连续谱的分析。Mkn 841的光谱很好地拟合的康普顿化模型在一个几何形状更多的光子馈比一个简单的平板几何被动盘以上。它呈现出相对较大的反射（R>2），这与明显弱的铁谱线不一致。它还显示了一个强大的软过剩的存在下，在冷等离子体中的康普顿化光谱很好地拟合，表明存在多温度的电晕。
2003-08-11 astro-ph
Crab: the standard X-ray candle with all (modern) X-ray satellites
过去，各种X射线卫星都曾使用蟹状星云作为标准烛光进行校准。然而，XMM-牛顿的校准是独立于蟹状星云的，因为这个物体还没有被用来调整光谱校准问题。在2004年进行了一些特殊的观测，以测量光谱参数和绝对流量的螃蟹与XMM-牛顿EPIC-pn CCD相机。我们详细描述了这场运动的结果，并将其与四个当前任务（Integral，Swift，Chandra，RXTE）和许多以前的任务（ROSAT，EXOSAT，Beppo-SAX，ASCA，Ginga，Einstein，Mir-HEXE）的数据进行了比较。
2005-08-10 astro-ph
Soft X-ray emission lines in the afterglow spectrum of GRB 011211:- a detailed XMM-Newton analysis
本文报道了2001年12月11日由Beppo-SAX探测到的伽马射线暴GRB 011211的X射线余辉的XMM-牛顿观测。在初始爆发后11小时，由XMM-牛顿获得的早期余辉光谱似乎显示出Mg、Si、S、Ar和Ca的类H衰变K发射线，产生于流出速度为0.1c的富集物质中（Reeves等人，2002年）。这是由于在爆发前不久发生的大质量恒星祖先喷射出的物质。在这里，我们提出了一个详细的重新分析的XMM-牛顿EPIC观测GRB 011211。特别是，我们表明，软X射线线发射的检测出现鲁棒性，无论检测器背景，校准，光谱分箱，或假设的光谱模型。我们表明，热发射，从光学薄等离子体，是最合理的模型，可以占软X射线发射，这似乎是至少两个突发余辉光谱观察到的XMM-牛顿的情况。伽玛暴011211的X射线谱在XMM-Newton观测的前12 ksec随时间演化，观测表明热辐射在余辉早期占主导地位，而幂律分量在余辉后期占主导地位。最后，我们估计GRB 011211中喷出物质的质量约为4-20太阳质量。
2002-06-27 astro-ph
X-ray spectral evolution of SAX J1747.0-2853 during outburst activity and confirmation of its transient nature
SAX J1747.0-2853是一个X射线瞬变现象，在1998年至2001年期间每年都有X射线爆发，1976年也有可能。2000年的爆发是最长和最明亮的。我们已经分析了X射线数据集，重点是2000年的爆发，并获得了BeppoSAX，XMM-牛顿和RXTE。这些数据涵盖了2--10 keV的未吸收通量，通量范围在0.1 ~ 5.3 × 10^-9 erg/s/cm ^2之间。等效光度范围为6 X 10^35至2 X 10^37 erg/s。0.3- 10 keV的谱线由多温盘黑体、热康普顿化分量和6.5 - 6.8 keV的窄Fe-K发射线的组合很好地描述，其等效宽度高达285 eV。视线中的氢柱密度为（8.8+/-0.5）× 10^22 cm^-2。该模型中最显著的光谱变化表现为吸积盘内缘温度和半径的变化，以及Fe-K线等效宽度在一次观测中的跳跃。此外，在1998年至2001年期间，明确探测到45次I型X射线爆发，这些爆发都发生在爆发期间或接近爆发。我们得出的距离为7.5+/-1.3千秒差距，这与以前的测定是一致的。我们未能检测到爆发以外的长时间爆发提供了间接证据，源恢复到爆发之间的平静，是一个真正的瞬态。
2004-01-13 astro-ph
XMM-Newton Observation of a Distant X-ray Selected Cluster of Galaxies at z=1.26 with Possible Cluster Interaction
我们报道了对RXJ 1053.7 +5735的XMM-牛顿（XMM）观测，RXJ 1053.7 +5735是最远的（z = 1.26）X射线选择星系团之一，它也显示出一种不寻常的双瓣X射线形态，表明可能的星系团-星系团相互作用。该星团是在我们的ROSAT在洛克曼洞方向的深层指向中发现的。在性能验证阶段，使用欧洲光子成像相机（EPIC）进行XMM观察。总有效暴露时间约为100 ksec。基于来自所有EPIC相机的光谱的同时拟合的最佳拟合温度为4.9（+1.5/-0.9）keV。即使使用所有光谱的联合拟合，金属丰度也没有受到很好的约束，铁丰度的上限为0.62太阳能。使用最佳拟合模型参数，我们得出了测辐射热光度L（bol）= 3.4 × 10^44 h_{50} ^-2 erg /s。尽管它是在相当大的离轴角下观测到的，但与基于ASCA或Beppo-Sax观测z > 0.6星系团的典型测量相比，温度误差要小得多，这表明XMM在确定高z星系团X射线温度方面的能力。测量的温度和光度表明，人们可以很容易地达到本质上的X射线微弱和冷的集群制度与过去的卫星观测到的z ~ 0.4集群。我们对RXJ1053.7+5735测量的新的星系团温度和L（bol）与L（bol）- Tx关系在z ~ 1.3处的弱/无演化是一致的，这支持了低欧米茄宇宙，尽管需要更多z > 1星系团的数据点才能得到更明确的陈述。在解…
2001-10-30 astro-ph
X-ray spectral evolution of TeV BL Lac objects: eleven years of observations with BeppoSAX, XMM-Newton and SWIFT satellites
在TeV能量的$γ$射线中发现的许多河外源都是BL Lac天体。特别是，它们属于“高频峰值BL Lac”（HBL）的子类，因为它们的光谱能量分布在X射线带中表现出第一个峰值。仔细观察，它们的X射线光谱似乎通常弯曲成对数抛物线形状。在先前对Mrk 421的研究中，在光谱参数之间发现了两种相关性。一个是高度$S_p$随着第一个峰的位置$E_p$而增加;这被解释为相对论电子同步辐射的特征。另一个是曲率参数$b$随着$E_p$的增加而减小;这指向发射电子的统计/随机加速过程。我们分析了几个TeV HBL的X射线谱，以确定它们在$E_p-S_p$和$E_p-b$平面上的行为，并将它们与Mrk 421进行比较。我们对15个BL Lacs样品进行了X射线光谱分析。我们报告了在1996年6月29日至1997年4月7日期间用\sax、\xmm和\swf卫星获得的整套观测结果。我们集中在五个源（PKS 0548-322，1H 1426+418，Mrk 501，1 ES 1959+650，PKS 2155 -304），其X射线观测保证详细搜索相关性或趋势。在我们的数据库中，我们发现五个来源中的四个，即PKS 0548-322，1H 1426+418，Mrk 501和1 ES 1959+650，在$E_p-S_p$平面上遵循与Mrk 421相似的趋势，而PKS 2155-304不同。对于$E_p-b$平面…
2007-12-13 astro-ph
Discovery and study of the accreting pulsar 2RXP J130159.6-635806
我们报告了在不同时期用ASCA、Beppo-SAX、XMM-Newton和INTEGRAL对研究不足的源2 RXP J130159.6-635806进行的分析。该源显示出周期约为700 s的相干X射线脉动，平均自旋上升速率约为dnu/dt ~ 2 × 10 ^{-13} Hz/s。基于几乎同时的XMM-牛顿和INTEGRAL数据对2 RXP J130159.6-635806进行的宽带（1-60 keV）光谱分析表明，该源具有吸积动力X射线脉冲星的典型光谱，即具有高能量截止的吸收功率定律，光子指数Gamma ~ 0.5-1.0，截止能量~25 keV。源的长期行为，它的光谱和定时特性，往往表明一个高质量的X射线双星与Be同伴。我们还报告可能的红外对应物2 RXP J130159.6-635806的识别。星际红化不允许我们强烈地限制对应物的光谱类型。然而，后者与Be星是一致的，这种恒星经常在吸积动力的X射线双星中观察到。
2005-08-25 astro-ph
X-ray observations of Be/X-ray binaries in the SMC
2000年10月，利用XMM-Newton的EPIC仪器，在两次SNR 0047-73.5和SNR 0103-72.6观测中，偶然观测到SMC中的15个Be/X射线双星及其候选双星。总共检测到其中12个来源。其中11个的准确位置和部分X射线脉动的检测支持了Be/X射线双星的建议识别。从三个硬X射线源的脉动（172.2秒，320.1秒和751秒）与ASCA观测周期已知的检测证实了他们提出的识别与ROSAT源和他们的光学Be星同行。此外，在XMMUJ004723.7-731226=RXJ0047.3-7312中发现了周期为263.6 s的脉动。对于SAXJ 0103.2 -7209，确定了341.2 $\pm$ 0.5 s的脉冲周期，延续了1996年至1999年期间ASCA、BeppoSAX和Chandra的大自旋上升，$-$ 1.6 s yr $^{-1}$的周期导数涵盖了现在的4.5年。所有11个Be/X射线二进制和候选人的0.3-10.0 keV EPIC光谱与幂律能量分布一致，导出的光子指数强烈峰值为1.00，标准偏差为0.16。RXJ0049.2-7311和RXJ0049.5-7310（都在9秒脉冲星AXJ 0049 -732附近）和RXJ0105.1-7211（在AXJ 0105 -722附近，可能以3.3秒的速度脉动）没有检测到脉动，因此仍然不清楚ROSAT和相应的XMM…
2003-11-04 astro-ph
X-ray Luminosity and Absorption Column Fluctuations in the H2O Maser Galaxy NGC 4258 from Weeks to Years
我们报告了用XMM对NGC 4258的0.3-10 keV光谱进行了1.5年的监测，还报告了对一系列重叠的Chandra观测档案的再处理。通过包括早期的ASCA和SAX观测，我们提出了一个新的，九年的时间序列模型适合的X射线光谱的NGC 4258。在9年的时间里，光电吸收柱（~10^23 cm^-2）没有明显变化，除了间隔3年的两个ASCA时期之间下降了~40%，而间隔仅5个月的两个XMM时期之间上升了~60%。相反，在年的时间尺度上，吸收通量的变化为2-3倍。这些与吸收柱的变化无关，并表明发动机的中心可变性。我们探测到的最快的光度变化（5-10 keV）在19天内约为30%。扭曲的圆盘是NGC 4258中一个已知的H2O脉泽发射源，被认为穿过了中心发动机的视线。我们认为，吸收柱的变化是由于旋转圆盘中的不均匀性在圆盘穿过视线的半径处扫过视线而引起的。我们估计，在0.29 pc的交叉半径处，不均匀性的大小约为10^15 cm，略小于圆盘的预期刻度高度。这一结果为翘曲的吸积盘是吸收体提供了强有力的证据。这是第一次直接证实，在某些情况下，2型活动星系核中的遮蔽可能出现在薄的、扭曲的吸积盘中，而不是几何上厚的环面中。我们在任何XMM光谱中都没有检测到Fe K α线发射。我们没有观察到吸收线在XMM或重新处理的钱德拉数据的证据。
2005-01-06 astro-ph
Extreme X-ray variability in the luminous quasar PDS 456
我们从Beppo-SAX和XMM-Newton获得了高亮度射电宁静类星体PDS 456的极端X射线变化的证据，PDS 456是已知z<0.3的活动星系核中最明亮的。在340 ksec长的Beppo-SAX观测期间，在PDS 456中发现了重复的X射线闪烁。X射线通量仅在30千秒内就增加一倍，而耀斑事件的总能量输出高达10^51尔格。假设在爱丁顿极限处各向同性发射，这意味着PDS 456中X射线发射区的大小小于3个史瓦西半径，对于一个10^9太阳质量的黑洞来说。从观测到的X射线耀斑的光度变化率，我们计算出辐射效率的下限在0.06和0.41之间，这意味着吸积到克尔黑洞可能在PDS 456中。我们认为，快速的变化是由圆盘上方的磁重联产生的X射线耀斑引起的，并计算出，如果类星体在最大埃丁顿速率附近吸积，则耀斑的能量和时间尺度是合理的。类似的机制可以解释在许多窄线塞弗特1中观察到的极端快速的X射线变化。在PDS 456的情况下，我们表明，X射线耀斑可以通过约1000个单独的耀斑在一个时间尺度的顺序1天的自诱导级联再现。
2002-09-06 astro-ph
Spectral Statistics and Local Luminosity Function of a Hard X-ray Complete Sample of Brightest AGNs
我们测量了HEAO-1全天表中一个完整的明亮活动星系核的限流样本的X射线光谱特性，以研究它们的统计特性，并对活动星系核的硬X射线光度函数（HXLF）亮端和活动星系核的X射线背景布居合成模型提供更大的约束。利用ASCA，XMM-牛顿和/或Beppo-SAX观测数据的光谱研究已经取得了几乎所有的活动星系核在这个样本。光谱测量使我们能够构造中性吸收柱密度（LognH）分布，并将局部宇宙中吸收（LognH [cm-2]> 21.5）和未吸收活动星系核的HXLF分开。我们的研究结果表明，吸收和未吸收AGN的HXLF的形状的差异，在吸收AGN HXLF下降更迅速地在更高的光度比未吸收AGN，这是类似于以前报道的证据。在Lx-nH图中，我们没有发现处于高亮度高本征吸收区（LogLx [erg/s]> 44.5，LognH [cm-2]> 21.5）的活动星系核，如果我们假设吸收和未吸收的活动星系核具有相同的HXLF形状，我们预计大约有5个活动星系核。我们还发现，ASCA或XMM-牛顿观测到的通量比HEAO-1的平均小0.29倍，这是预期的重新观测源的2.5倍的变化幅度尺度。
2006-03-30 astro-ph
Cluster of Galaxies: An X-ray Perspective
通过对整个ASCA数据库的分析以及Beppo-SAX、Chandra和XMM-Newton最近的新结果，星系团的X射线观测最近取得了广泛的进展。大多数团簇的温度分布在0.05- 0.6维里半径范围内是等温的，与理论预期和ASCA的早期结果相反。同样，Fe的丰度分布在中心区域之外大致恒定。一个非常大的星系团样本的光度-温度关系表明，在低红移的整个可观测光度范围内，LX与T^3成正比，但方差在低光度时增大，这解释了先前声称的低光度变陡。最近在红色和红外通带的精确团簇光度测量已经导致光学和X射线性质的更好的相关性，但是在总光和X射线温度和光度之间仍然存在比人们预期的更大的散射。速度弥散和X射线温度具有强相关性，但关系的斜率比预期的要陡一些。星系团的表面亮度分布与大半径的等温β模型非常吻合，并且在中心区域之外显示出标度关系，与λ主导的宇宙一致。
2003-11-04 astro-ph
