The shape of the relativistic iron K-alpha line from MCG6--6-30-15 measured with the Chandra HETGS and RXTE
我们确认在6.4千电子伏的相对论加宽的铁K-α发射与同时钱德拉HETGS和RXTE PCA观测的检测。重面元的HETGS数据显示了一个盘线轮廓，其参数与ASCA以前看到的非常相似。我们观察到一个速度宽度约为4700 km/s（FWHM约为11，000 km/s）的解析窄分量，这是最突出的，当连续通量高时，它会变窄（FWHM约为3600 km/s）。它可能只是宽线的蓝色翅膀。我们得到一个严格的限制，在16 eV的源的本质上窄线的等效宽度，表示很少或没有贡献，由于荧光从遥远的材料，如分子环面。变率研究表明，一个恒定的铁线通量和可变的宽度，表明该线可能来自不同的运动区域的磁盘。
2002-03-29 astro-ph
Interstellar X-ray Absorption Spectroscopy of Oxygen, Neon, and Iron with the Chandra LETGS Spectrum of X0614+091
我们发现解决星际O-K，Ne-K和Fe-L吸收光谱的钱德拉低能量透射光栅光谱仪光谱的低质量X射线二进制X 0614 +091。我们测量了O和Ne的柱密度，并发现了星际O化学态的直接光谱约束。这些测量可能探测到一个低密度的视线通过银河系，我们讨论的结果，我们的知识的背景下，星际物质的性质之间的区域的旋臂。
2000-08-22 astro-ph
Chandra Detection of Fe XVII in Absorption: Iron Abundance in the Hot Gaseous Interstellar Medium
热的~10^6 K星际介质（ISM）中的铁贫化水平和气相铁丰度对于理解其能量平衡以及尘埃颗粒的热溅射、冷却和加热过程至关重要。本文报道了钱德拉X射线天文台在低质量X射线双星4U~1820-303的热ISM谱中首次探测到Fe XVII吸收线。通过联合分析该吸收线与来自OVII、OVIII和NeIX离子的吸收线在同一光谱中的吸收线，我们获得了以Anders & Grevesse太阳值为单位的Fe/Ne=0.8（0.4，2.1）的丰度比（90%置信区间）。我们发现，结果是强大的不同假设的气体温度分布。虽然获得的Fe/Ne丰度比存在很大的不确定性，但与太阳值一致，表明很少或没有铁耗尽到尘埃颗粒中，即，大多数或所有的尘埃颗粒都在热ISM中被破坏。
2006-12-08 astro-ph
A broad iron line in the Chandra/HETG spectrum of 4U 1705-44
我们提出的钱德拉30 KS观测的低质量X射线双星和环礁源4U 1705-44的结果。在这里，我们集中在能量低于3千电子伏的能量谱中的离散功能的研究，以及在铁的K α线，使用HETG光谱仪上的钱德拉卫星。低于3 keV，在1.47，2.0和2.6 keV发现三条窄发射线。1.47和2.6千电子伏可能分别与镁XII和S XVI的Ly-alpha发射有关。在2.0 keV的功能的识别是不确定的，由于在相同的能量的仪器功能的存在。铁的K α线在~6.5 keV被发现是固有的宽（FWHM ~ 1.2 keV），其宽度可以解释从冷的吸积盘延伸到15公里的中子星中心或康普顿加宽的外部部分的热（~2 keV）康普顿化日冕的反射。我们最终在这里报告了源的精确X射线坐标。
2005-03-09 astro-ph
Chandra detection of XTE J1650-500 in quiescence and the minimum luminosity of black hole X-ray binaries
银河系黑洞X射线双星XTE J1650-500在2001-2002年的大爆发之后进入了一个平静的状态。在这里，我们报告的第一次检测到它的静态对应物在36千兆赫的观测在2007年7月与钱德拉X射线天文台。推断出0.5-10 keV的未吸收通量在2.5-5.0x1e-15 erg/s/cm^2的范围内。尽管大的距离不确定性，测量到的光度是最微弱的检测到的黑洞X射线双星，所有的轨道周期接近预期的分叉期间之间的j-和n-驱动的低质量X射线双星。这表明，对于静止的黑洞来说，几个1 e30 erg/s可能是一个极限光度值。
2008-06-22 astro-ph
Chandra HRC Localization of the Low Mass X-ray Binaries X1624-490 and X1702-429: The Infrared Counterparts
本文报道了用Chandra HRC-Ⅰ对低质量X射线双星X 1624 -490和X 1702 -429的精确定位。我们确定X1624-490和X1702-429的最佳位置分别为16：28：02.825 - 49：11：54.61（J2000）和17：06：15.314 - 43：02：08.69（J2000），标称Chandra位置不确定度为0.6”。我们还获得了这些源的领域的深红外观测，以确定IR对应物。一个单一的，微弱的（Ks=18.3 +/- 0.1）源是可见的钱德拉误差圆内的X1624-490，我们建议这个源作为其红外对应。对于X1702-429，在钱德拉误差圆的边缘处可见Ks=16.5 +/- 0.07源。当对消光和距离进行校正时，这两个对应候选物的亮度与其他低质量X射线二元红外对应物的亮度相当。
2004-11-12 astro-ph
Properties of X-ray Binaries in the Magellanic Clouds from RXTE and Chandra Observations
SMC的X射线二进制人口是非常不同的银河系组成，除了一个例外，完全是瞬态脉动的Be/中子星二进制。我们现在已经使用罗西X射线定时探测器监测这些SMC X射线天体超过10年，通常每周进行一次观测。RXTE观测得到了钱德拉天文台观测的补充。RXTE观测是非成像的，但可以对脉冲源进行详细的研究。相比之下，钱德拉观测可以提供精确的源位置和较低通量水平的源检测，但不提供相同的定时信息或延长的持续时间光变曲线，RXTE观测。我们总结了这些监测计划的结果，这些监测计划提供了深入了解SMC和银河系之间的差异，并在X射线天体的吸积过程的细节。
2008-10-27 astro-ph
Broad Iron Lines in AGN and X-ray Binaries
几个活动星系核和黑洞X射线双星显示出清晰的非常宽的铁谱线，这是黑洞快速旋转的有力证据。对这些物体的详细分析表明，发射线并不受吸收的显著影响，源的变化主要是由于幂律振幅的变化。在此基础上，是一个变化小得多的、相对论性模糊的、反射占主导地位的分量，它在几个引力半径处带有强引力的印记。在这些区域的强引力光弯曲，然后解释了幂律的变化，由于在光盘上方的主要X射线源的高度变化。反射分量，特别是它的可变性和铁线的轮廓，使我们能够研究吸积，旋转，黑洞周围的最内部区域。
2004-12-20 astro-ph
Chandra Observation of the Cluster of Galaxies MS 0839.9+2938 at z=0.194: the Central Excess Iron and SN Ia Enrichment
本文介绍了对中远星系团MS 0839.9+2938的Chandra研究。通过投影和去投影的光谱分析，我们发现气体温度在130- 444 h_（70 ^-1）kpc内近似恒定在4 keV左右。在内部区域，气体温度向中心下降，在中心37 h_70 ^-1 kpc处达到<~ 3 keV。由此推断，在74 h_70 ^-1 kpc内，气体的质量沉积速率的下限和上限分别为9-34 M_sun yr^-1和96-126 M_sun yr^-1，而在74 h_70 ^-1 kpc内，气体的温度要低得多。随着温度的下降，我们发现铁的丰度从外围区域的0.4个太阳增加到37 h_70 ^-1 kpc中心区域的1个太阳。因此MS 0839.9+2938是在z>~ 0.2处显示最显著的中心铁过量的簇。我们认为，大部分多余的铁应该是由超新星Ia贡献的。通过利用观测到的超新星Ia速率和恒星质量损失速率，我们估计用过量铁富集中心区域所需的时间为6.4-7.9 Gyr，这与附近星团的结果相似。与cD星系的光学延伸（约30 h_70 ^-1 kpc）相一致，观测到的X射线表面亮度分布超出了beta模型或NFW模型的预期分布，并且可以很好地与经验2-beta模型拟合，导致最内部区域的质量分布相对较平坦。
2005-06-12 astro-ph
Metal abundances in PG1159 stars from Chandra and FUSE spectroscopy
我们调查了三颗PG 1159星的FUSE光谱，没有发现任何铁谱线的证据。从与NLTE模型的比较中，我们得出1-1.5 dex的不足。我们推测铁被转化成了较重的元素。本文分析了一颗独特的缺H和He星H1504+65的软X射线Chandra谱。我们发现了高的氖和镁丰度，并确认H1504+65是一个C-O或O-Ne-Mg白矮星的裸核。
2002-08-28 astro-ph
Detectability of GRB Iron Lines by Swift, Chandra and XMM
通过即将发射的雨燕卫星快速获取位置，将能够在比以前可行的更早的时期监测伽马射线暴余辉中的X射线线。我们计算可能的显着水平的铁线检测作为源红移和观察时间的函数后，触发，为斯威夫特XRT，钱德拉ACIS和XMM史诗探测器。对于具有标准亮度、衰变率和等效宽度为1 keV的爆发，假设从早期源帧时期开始恒定，Swift可能能够检测到z~1.5的谱线，其显著性优于3 sigma，时间长达10^4 s。同样的谱线在z值达到6时，Chandra的显著性优于4 sigma，在z值达到8时，XMM的显著性优于4 sigma，时间达到10^5 s。对于源帧中峰值在0.5到1天之间的1 keV处具有可变等效宽度的类似爆发，Swift在t~1天达到了相同的显著性水平，而Chandra在t~ 1-2天左右达到了先前的检测显著性水平，即在峰值等效宽度时间附近可检测到该线，并且在更早或更晚的时间不可检测到。对于初始X射线发光体余辉的上限范围内的余辉，这也可能是典型的pop. III爆发，类似的显着性水平得到了相当高的红移。对于标准突发参数，Chandra和XMM分别可以在z~2和~6.5的范围内区分宽线和窄线，以优于3 sigma，而Swift可以在z~1的范围内区分宽线和窄线。6.4 keV与6.7 keV（或6.7 keV与钴7.2 keV）的不同能量质心线之间的区别可能高达z~0.6、1.2和2（z~ 1、…
2005-01-18 astro-ph
Chandra Observations of the Faintest Low-Mass X-ray Binaries
在银河系中存在着一组持续微弱的X射线源，根据它们在银河系中的位置、高的L_x/L_opt、与X射线爆发的联系以及没有低频X射线脉动，认为它们是低质量X射线双星（LMXB）。我们给出了其中八个系统的钱德拉观测结果：4U 1708-408，2S 1711-339，KS 1739-304，SLX 1735-269，GRS 1736-297，SLX 1746-331，1 E 1746.7-3224和4U 1812-12。除GRS 1736-297、SLX 1746-331和KS 1739-304（未检出）外，所有来源的位置均改善至0.6”误差圆（90%置信度）。我们的观察结果支持早期发现的GRS 1736-297，KS 1739-304，SLX 1746-331和2S 1711-339的瞬态行为（我们在两个观察之一中检测到）。4U 1708-408、2S 1711-339、SLX 1735-269、1 E 1746.7-3224和4U 1812-12的能谱很硬，幂律指数通常为1.4-2.1，与典型的微弱LMXB谱一致。
2003-07-02 astro-ph
Resolving the Fe xxv Triplet with Chandra in Cen X-3
我们提出了一个45 KS钱德拉观测的高质量的X射线双星岑X-3的轨道相位之间的0.13和0.40（在日食后出口阶段）的结果。在这里，我们集中在6和7千电子伏之间的能量，即在铁K $_α$线区域，使用钱德拉卫星上的高能量传输光栅光谱仪的能量谱的离散功能的研究。我们清楚地看到在$\sim 6.40$ keV处的K $_α$中性铁线，并且能够区分在6.61 keV、6.67 keV和6.72 keV处的\ion{Fe}{25}三重态的三条线，其等效宽度分别为6 eV、9 eV和5 eV。K $_α$中性铁谱线的等效宽度为13 eV，比以前的测量值低一个数量级。我们讨论的可能性，小的等效宽度是由于由反射器所对的立体角的减少。
2005-10-21 astro-ph
Binaries discovered by the SPY project. II. HE 1414-0848: a double degenerate with a mass close to the Chandrasekhar limit
在利用ESO VLT（ESO SN Ia Progenitor SurveyY-SPY）的UVES摄谱仪寻找双简并（DD）双星作为Ia型超新星的潜在祖先的过程中，我们发现白矮星HE 1414-0848是一个轨道周期为P = 12 h 25 m 39 s的双线DA+DA双星。得到了128 km/s和100 km/s的各分量的半振幅。振幅比和测得的引力红移差用于估计各个分量的质量：0.55Msol和0.71Msol。因此，HE 1414-0848系统的总质量为1.26 Msol，仅低于Ehrasekhar限值的10%。模型大气分析的结果与我们从轨道估计的质量一致。还确定了各个部件的温度。讨论了该系统形成的可能方案。经过两个哈勃时间后，由于引力波辐射造成的角动量损失，系统将合并。HE 1414-0848并不符合Ia超新星的祖先，但它是目前已知的最大的近距离DD。
2002-03-09 astro-ph
The Chandra Small Magellanic Cloud Wing Survey - the search for X-ray Binaries
我们已经发现了523个来源的调查小麦哲伦云（SMC）翼钱德拉。通过将X射线数据与光学和近红外目录相互关联，我们找到了300个匹配。利用一种结合了X射线颜色和X射线与光通量比率的技术，我们已经能够对265个物体进行初步分类。我们的鉴定包括4颗恒星，1颗高质量X射线双星（HMXB）候选者，34颗恒星和185个活动星系核（AGN）。此外，我们已经将32个来源归类为可能被当地气体和尘埃吸收的“硬”AGN，以及9个性质尚不清楚的“软”AGN。考虑到迄今为止在SMC的酒吧中发现的HMXB的丰度，我们在机翼中检测到的数量很低。
2007-10-11 astro-ph
Doppler broadening of the iron line and R-Gamma correlation in black hole binaries
RXTE/PCA观测的几个黑洞X射线双星在低光谱状态下显示的光谱参数和X射线通量的变化的特征频率之间的紧密相关性。特别是，反射的幅度增加，康普顿辐射的斜率变陡的噪声频率增加。数据还表明，有一个相关的增加的Fe荧光线的宽度，可能与多普勒展宽的反射功能。此外，谱线的宽度似乎遵循Δ E/E ~ nu_qpo^{1/3}定律。如果证实了更高的能量分辨率的观测，这一结果将有显着的影响模型的吸积流和我们的理解的性质的特征频率的变化在X射线双星。特别是，它将提供支持截断盘图片，确认光谱变化确实与内盘边界的位置的变化和特征的变化频率是成比例的开普勒频率在吸积盘的内边界。
2003-12-17 astro-ph
Iron line and diffuse hard X-ray emission from the starburst galaxy M82
本文研究了经典的星暴星系M82中弥散硬X射线辐射的性质。我们使用新的钱德拉ACIS-S观测结合再处理档案钱德拉ACIS-I和XMM-Newton观测。我们发现，在所有数据集中，除了可能的非热X射线连续谱和轻微显著的E = 6.4 keV Fe K-α线发射之外，在M82的中心|r| <200 pc，|z| <100 pc中存在E~6.7 keV Fe He-α发射，具有高度的统计学显著性。在Chandra观测的两个时期，点状X射线源和ULX的X射线谱之和中没有发现统计上显著的Fe发射。在2004年4月21日XMM-牛顿观测的总核区铁线通量是一致的钱德拉派生的扩散分量，但在2001年5月6日XMM-牛顿观测，他们显着更高，也检测到E = 6.4和E = 6.9 keV的铁线。我们将过量的铁谱线发射归因于高态的超亮X射线源。一般来说，M82的铁K壳层光度主要是由漫射分量决定的。在E = 2 - 8 keV的能量带中，漫射硬X射线发射的总X射线光度（校正了未分辨的低光度致密天体的发射）为L_X~4.4 × 10^39 erg/s，6.7 keV的铁谱线光度为L_X~（1.1 - 1.7）× 10^38 erg/s。6.7千电子伏的铁线光度与先前未观测到的富含金属的合并超新星喷出物的预期一致，该喷出物被认为是驱动更大规模的银河系超级风的原因。铁线光度意味着星暴区的热压力为P/k~2 x 1…
2006-11-28 astro-ph
Faint X-ray sources in globular clusters in the XMM-Newton and Chandra era
X射线成像和光谱学可以用来探测球状星团的二元含量。双星被认为在星系团的动力学演化中起着关键作用，因为它是一种内部能量来源，可以抵消星系团核心坍缩的趋势。在X射线的星系团中发现了各种各样的双星，包括BY Dra或RS CVn系统、激变变星和低质量X射线双星以及毫秒双星。在这篇综述中，我们将介绍最新的X射线观测的球状星团所执行的XMM-牛顿和钱德拉。我们将说明X射线观测的力量，以区分不同的X射线源人口，并强调如何在理解的二元形成过程的结果是重要的。
2004-11-17 astro-ph
Tools for Dissecting Supernova Remnants Observed with Chandra: Methods and Application to the Galactic Remnant W49B
我们介绍的方法来量化的X射线形态的超新星遗迹观测钱德拉X射线望远镜。这些方法包括测量形态不对称性的功率比技术，探测化学偏析和分布的相关长度分析，以及量化X射线子结构的小波变换分析。我们证明了这些技术的实用性和准确性相关的合成数据。此外，我们显示的方法的能力，将其应用到55-ks钱德拉ACIS观测银河系超新星遗迹W 49 B。我们分析了W 49 B中突出发射线的图像，并使用结果来辨别物理性质。我们发现，铁的形态是非常不同的其他元素：它是统计上更不对称，更隔离，并有25%以上的发射子结构比轻离子。相比之下，硅、硫、氩和钙混合良好，各向同性更强，并且具有更小的相等尺寸的发射子结构。基于在被确定为富铁和贫铁的区域中的XMM-牛顿光谱的拟合，我们确定W 49 B中的铁必须是各向异性喷射的。我们测量了许多地区的丰度比，我们发现在整个遗迹中，大的局部变化是持久的。我们比较的平均值，全球丰度比预测的球形和双极核心坍缩爆炸，结果是一致的，从25太阳质量的祖双极起源。我们从铁的发射子结构的体积计算铁的填充因子，从而比以前的研究更精确地估计质量。总的来说，这项工作是严格描述超新星遗迹的物理性质的第一步，以便在源内部和源之间进行比较。
2008-10-02 astro-ph
Chandra Observations of the Pleiades Open Cluster: X-ray Emission from Late-B to Early-F Type Binaries
本文分析了38.4 ks和23.6 ks的昴星团疏散星团核心观测资料。钱德拉X射线天文台上的先进CCD成像光谱仪在17'X17'区域探测到99个X射线源，包括23个昴星团成员中的18个。五个候选的昴星团成员也被探测到，确认了它们的星团成员身份。57个源没有光学或近红外对应的极限星等V=22.5和J=14.5。未确认的X射线源可能是背景活动星系核，而不是恒星。钱德拉视场包含7个中等质量的星团成员。在本研究中检测到其中的五种，HII 980（B6 + G）、HII 956（A7 + F6）、HII 1284（A9 + K）、HII 1338（F3 + F6）和HII 1122（F4 + K）。除了HII 1284外，其他所有的都具有高的X射线亮度和软的X射线光谱。HII 1284具有与非耀斑K型恒星相当的X射线特性。由于这五颗恒星都是可见或光谱双星，其X射线性质与F-G星相似，因此晚型双星伴星可能产生观测到的日冕X射线发射。钱德拉没有探测到两颗A星，即HII 1362（A7，没有已知伴星）和HII 1375（A0 + A SB），其X射线亮度上限比HII 980和HII 956小27-54倍，这两颗A星是B6-A7恒星，伴星温度较低。尽管统计数字很低，钱德拉的数据似乎证实了晚B和A星不是强的内在X射线源的预期。ACIS光谱和硬度比表明日冕温度随着质量从F4到K的减小而逐渐升高。M星的日…
2002-06-13 astro-ph
Probing the Intracluster star-light with Chandra
我们提出了一种方法来测试使用X射线双星作为一个跟踪人口的集群内星光的存在。我们讨论了一个特殊的应用这种方法的观测的室女星系团。
2002-03-20 astro-ph
Resolving the Effects of Resonant X-ray Line Scattering in Cen X-3 with Chandra
大质量的X射线双星Cen X-3在系统2.08天轨道的大约四分之一的时间内被观测到，开始于日食之前，结束于日食中心之后，钱德拉X射线天文台使用其高能透射光栅光谱仪。光谱显示K壳发射线从氢和氦类离子的镁，硅，硫，铁以及K-α荧光发射功能从近中性铁。硅的类氦n=2->1三重态被完全分辨，而铁的类似三重态被部分分辨。类氦三重态分量外的日食通量比是一致的从光电离等离子体的复合和随后的级联（复合辐射）的排放。然而，在日食中，硅和铁的w（共振）线比预期的复合辐射强，并且与碰撞电离等离子体的发射一致。在这两个阶段的三线通量比可以更自然地解释，但是，作为从光致电离等离子体的发射，如果共振线散射的影响包括除了复合辐射。我们发现，由于共振散射的发射率敏感地依赖于线光学深度，在风的情况下，在X射线二进制文件，这允许约束风速，即使多普勒频移不能解决。
2002-09-20 astro-ph
Chandra X-ray Observations of NGC 4258: Iron Absorption Lines from the Nucleus
本文报道了利用钱德拉X射线天文台对NGC 4258低光度活动星系核及其周围环境进行的亚弧秒分辨率X射线成像光谱学研究。NGC 4258被观测了四次，前两次观测间隔一个月，一年后又连续观测了两次。原子核的光谱可以很好地描述为一个高度吸收的、亮度变化的硬X射线幂律，加上一个恒定的、热的软X射线分量。对于不同的观测结果，我们没有检测到铁K α发射线的上限为94至887 eV（90%置信度）的窄中性铁线的等效宽度。在2000年4月17日的第二次观测中，在~6.4 keV和~6.9 keV处观察到两个窄吸收特征，置信度>99.5%，我们将其分别确定为Fe XVIII - Fe XIX K α和Fe XXVI K α的共振吸收线。此外，6.9 keV的吸收线可能在~6000秒的时间尺度上是可变的。通过生长曲线分析的吸收线进行了分析，它允许离子柱和运动温度或速度色散之间的关系，以获得所观察到的等效宽度。我们讨论了光电离和碰撞电离模型中吸收气体的性质。假定在倾角i = 82度处观察脉泽盘，则产生6.9 keV吸收线的气体可能在内盘中、盘风边界层中或者是在喷流底部夹带的热气体。引起光电吸收的气体可以与引起6.4keV Fe K α吸收的气体相同，只要气体具有几千km/s的体积速度色散。（摘要删节）。
2003-10-20 astro-ph
Chandra Observations of Nearby Spiral Galaxies
钱德拉正在彻底改变我们对螺旋星系X射线发射的理解。在钱德拉之前，详细的河外星系研究仅限于本星系群。我们现在能够获得本星系群以外星系中源的详细清单，首次允许人口研究。在这篇综述中，我将首先讨论一些有趣的观测球状星团源在M31，然后移动到本星系群之外，并总结了几个旋涡星系（无论是隆起为主和盘为主）的源的观测特性。X射线的颜色和变化特征表明，这些源中的大多数都是吸积双星。高质量X射线双星优先在盘星系中形成。最后，我表明，螺旋星系的光度函数可以定性地理解在简单的人口模型。
2001-09-01 astro-ph
Relativistic iron emission lines in neutron star low-mass X-ray binaries as probes of neutron star radii
利用朱雀号对三个中子星低质量X射线双星（Ser X-1，4U 1820-30和GX 349+2）的观测，我们在这三个天体中都发现了宽的、不对称的相对论性Fe K发射线。这些铁K线可以很好地拟合线从相对论吸积盘（“diskline”）的模型，允许测量的吸积盘的内半径，因此上限的中子星半径。这些上限对应于14.5 - 16.5公里的1.4 M（太阳）中子星。我们用Fe K线测量的内盘半径与在4U 1820-30和GX 349+2中观察到的kHz QPO所暗示的内盘半径非常一致，支持kHz QPO的内盘性质。此外，在这些中子星中观察到的铁K线比那些被认为接近最大自旋的黑洞中的铁K线窄，正如人们所期望的那样，如果自旋的推论是可靠的。
2007-10-26 astro-ph
High resolution Chandra HETG and RXTE observations of GRS 1915+105 : A hot disk atmosphere & cold gas enriched in Iron and Silicon
在低硬态下对微类星体GRS 1915+105的时间平均30 ks Chandra HETGS观测首次揭示了该源中来自Fe，Si，Mg和S的中性K吸收边。还可以看到来自H-和He-样Fe（XXV，XXVI）、Ca XX的电离共振吸收以及来自中性Fe Ka和电离Fe XXV（禁止的，或P-Cygni轮廓的共振发射分量）的可能发射。我们报告的XAFS的光电边缘的Si（可能是铁和镁），归因于材料的晶粒的第一个天体物理签名的试探性检测。从中性边缘测得的大柱密度揭示了异常的Si和Fe丰度。的异常丰度可以归因于周围的冷材料与GRS 1915+105和/或富集可能意味着一个非常不寻常的超新星/超新星，或外部超新星活动本地的二进制的情况进行了讨论。我们将电离特征归因于热盘、盘风或日冕环境。这些特征使得该区域的电离参数（log xi > 4.15）、温度（T > 2.4 x 10^6 K）和氢当量数密度（n > 10^{12} cm^{-3}）受到限制。同时RXTE数据的变化研究表明，光变曲线计数率跟踪磁盘黑体和幂律通量的变化。钱德拉数据中的光谱变化也跟踪光变曲线的行为，并可能指向电离通量和吸收体密度的变化。在RXTE数据中观察到3.69 Hz QPO和弱一次谐波。
2001-11-07 astro-ph
Chandra Observations of Diffuse X-Rays from the Sagittarius B2 Cloud
我们目前的第一个钱德拉结果的巨大分子云人马座B2（Sgr B2），位于约100 pc远离银河系中心。漫射X射线与1.5个已分辨的点源清晰地分开。X射线谱在6.40 keV（K α）和7.06 keV（K β）处显示出明显的铁K壳层跃迁线，在7.11 keV处显示出深的铁K边，在低能处显示出大的光电吸收。经吸收校正的X射线光度为\sim 1乘以10^{35} erg s^{-1}，比所有已分辨点源的积分亮度大两个数量级。漫射X射线主要来自云的西南半部分，呈凹形，指向银河系中心方向。这些结果有力地支持了ASCA模型，即Sgr B2是在银河系中心一侧被X射线源照射的。
2001-05-16 astro-ph
Chandra/HETGS Spectroscopy of the Galactic Black Hole GX 339-4: A Relativistic Iron Line and Evidence for a Seyfert-like Warm Absorber
我们用钱德拉高能透射光栅光谱仪（HETGS）观测了银河系黑洞GX 339-4在2002-2003年爆发衰退期间的75 ksec。这次观测的灵敏度提供了一个前所未有的银河系黑洞的一瞥，大约是爆发峰值亮度的十分之一。连续谱是很好地描述了一个模型，由圆盘黑体（kT = 0.6 keV）和幂律（伽玛= 2.5）组件。X射线反射模型产生改进的拟合。一个强大的，相对论Fe K-α发射线被揭示，表明内盘延伸到最里面的稳定的圆形轨道。这条线的宽度足以表明GX 339-4可能拥有一个具有显著角动量的黑洞。检测到来自类H和类He O以及类He Ne和Mg的吸收线，以及可能是由于Ne II和Ne III的线。所测得的谱线特性使得很难将吸收与星际介质的日冕相联系起来。一种情况下，其中的吸收线是由于一个固有的活动星系核一样的温暖的吸收几何形状-也许产生的磁盘风在一个扩展的磁盘为主的状态-可能是更可行的。我们比较我们的结果钱德拉观测银河系黑洞候选人XTE J1650-500，并讨论我们的研究结果的突出模型银河系黑洞吸积流和连接到超大质量黑洞。
2003-09-30 astro-ph
Chandra Observations of Low Mass X-ray Binaries and Diffuse Gas in the Early-Type Galaxies NGC 4365 and NGC 4382 (M85)
我们使用钱德拉X射线天文台ACIS S3对X射线暗淡的椭圆星系NGC 4365和透镜星系NGC 4382进行了成像。观测结果将大部分X射线发射分别分解为99个和58个源，其中大部分是与每个星系相关的低质量X射线双星（LMXB）。我们在NGC 4365的一个中心场中，从37个X射线源中识别出了18个球状星团。这两个星系的分辨源的光度函数都符合截止光度为$\approx 0.9 - 3.1 \times 10^{39}$ ergs $^{-1}$的截止幂律。这些光度比以前测量的类似星系的光度大得多;我们没有发现证据表明，在1.4 $M_\odot$中子星的爱丁顿光度下，光度函数出现了断裂。这两个星系的分辨源的空间分布比光学星的分布更广。在这两个星系中，一个硬幂律模型符合所有源的总和光谱。未解决的排放量是最适合的软mekal模型代表排放扩散气体，和硬幂律，假定是从未解决的LMXB的总和。一个标准的贝塔模型符合两个星系中弥漫气体的径向分布。在椭圆星系NGC 4365中，最适合的核心半径非常小，而S 0星系NGC 4382的核心半径更大。这可能表明NGC 4382中的气体正在显着旋转。
2003-08-18 astro-ph
The Chandra High Energy Transmission Grating Observation of an X-ray Ionization Cone in Markarian 3
本文对钱德拉X射线天文台上的高能透射光栅光谱仪获得的塞弗特2星系Mkn 3的第一个高分辨率X射线谱进行了初步分析。高能光谱（λ < 4 Ang）主要是活动星系核连续辐射在冷的光学厚介质中的反射，包含来自铁和硅的明亮的K-α荧光线，以及来自硫和镁的微弱的混合线。软X射线发射（4 < lambda < 23 Ang）沿[O III]电离锥在空间上延伸，并显示在温暖的光电离区域产生的复合和光激发后发射的离散签名。测得的铁L线通量表明，碰撞电离等离子体的发射几乎完全可以忽略不计，并没有显着贡献的总能量预算的X射线发射。我们发现，显着的分数的H-和He-类共振线，以及所观察到的铁L线是通过再发射的温暖的吸收介质中观察到的塞弗特1星系。它的X射线光谱性质与在不同方向观察的典型的塞弗特1星系的光谱性质定性一致，并为Mkn 3中存在一个模糊的塞弗特1核提供了进一步令人信服的证据。
2000-09-20 astro-ph
X-Ray Spectroscopy of the Low-Mass X-ray Binaries 2S 0918-549 and 4U1543-624: Evidence for Neon-Rich Degenerate Donors
利用钱德拉X射线天文台上的高能透射光栅光谱仪和XMM-Newton上的反射光栅光谱仪对中子星/低质量X射线双星2S 0918-549和4U 1543-624进行了高分辨率光谱测量。以前的低分辨率光谱的两个来源显示了广泛的线状特征，在0.7千电子伏，最初归因于未解决的线发射。我们最近表明，这一特点也可能是由于过量的中性氖吸收，这是证实了新的高分辨率钱德拉光谱。钱德拉光谱都很好地符合吸收幂律+黑体模型，2S 0918-549的修正Ne/O数比为0.52+/-0.12，4U 1543-624的修正Ne/O数比为1.5+/-0.3，而星际介质的数值为0.18。2S 0918-549的XMM光谱与吸收幂律模型最佳拟合，Ne/O数比为0.46+/-0.03，与Chandra结果一致。另一方面，4U 1543-624的XMM光谱比钱德拉光谱更柔和，亮度更低，并且具有0.54+/-0.03的最佳拟合Ne/O数比。测量的丰度和预期的星际比之间的差异，以及4U 1543-624中O和Ne柱密度的变化，支持了这些双星存在局部吸收的建议。我们提出，在O和Ne柱密度的4U 1543-624的变化所造成的局部吸收材料的电离结构的变化。在确定当地物质的丰度之前，了解电离对测量的吸收柱的影响是很重要的。这项工作支持了我们先前的建议，即2S 0918-549和4U 1543-624是超紧双星与富Ne的同伴。
2003-08-21 astro-ph
A Chandra Observation of the Nearby Lenticular Galaxy NGC 5102: Where are the X-ray Binaries?
我们目前的结果，从34 ksChandra/ACIS-S观测附近（d=3.1 Mpc）透镜星系NGC 5102，以前被证明有一个异常低的X射线光度。我们在星系的$D_{25}$光学边界内探测到11个X射线点源（占光的93%），其中三分之一到一半可能是背景活动星系核。一个源与光学核重合，可能是低光度活动星系核。只有两个源的X射线亮度大于10 $^{37}$尔格s $^{-1}$在0.5-5.0 keV波段被检测到，其中之一是统计可能是一个背景活动星系核。如果XRB星群与宿主星系的光学星等呈线性关系，我们预计将探测到6个这样的光源。NGC 5102的XRB数量非常少。NGC 5102在其形态类型中是不寻常的蓝色，并且最近至少经历了两次恒星形成爆发。我们提出的光学/紫外光谱合成分析的结果，并表明，一个显着的分数（$>$ 50%）的恒星在这个星系是比较年轻的（$<3\times10^9$岁）。如果X射线双星的缺乏与大多数恒星的相对年轻有关，这将支持LMXB形成和演化的模型，即需要宽双星在陀螺的时间尺度上释放角动量。我们发现，NGC 5102有一个异常低的特定频率的球状星团（$S_N\sim$ 0.4），这也可以解释缺乏LMXB。我们还检测到弥漫的X射线发射的中央$\sim$ 1千秒差距的星系。这种热气体很可能是由最近一次恒星爆发期间诞生的多颗大质量恒星的超新星所产生的超级气泡，并将冲击波驱…
2005-05-19 astro-ph
A deep Chandra look at the low L_B elliptical NGC821: X-ray binaries, a galactic wind and emission at the nucleus
相对较近（距离=24.1 Mpc）的椭圆星系NGC 821，拥有一个中心的大质量黑洞，但在所有波长上都不活跃，钱德拉观测了230 ksec的总曝光量，以寻找核发射和可用于吸积的气体。在它的光学图像中，探测到了41个源，具有典型的低质量X射线双星（LMXB）的光谱特性。我们测定了LMXB在场中和球状星团中的比例，以及它们的X射线光度函数（XLF），其值可达L（0.3-8 keV）=2 \times 10^{37} erg/s。在银河系中心，首次探测到一个L（0.3-8 keV）=6 \times 10^{38} erg/s的源，只是稍微扩展了一些。它的光谱形状很硬（Γ=1.49^{+0.14}-0.13}），没有本征吸收。它被三个具有LMXB典型光谱形状的光源包围，亮度位于XLF的最亮端。一个是一致的点状;其他可能是叠加的几个点源和/或真正的扩散发射，与一个类似于喷流状的功能。在R \sim 30“外探测到弥散辐射，主要来自未分辨的LMXB，还有少量来自其他类型恒星源的辐射。不同的研究路线始终没有提供热气体的证据。流体动力学模拟表明，恒星质量损失被赶出NGC 821在风持续的Ia型超新星，但也热吸积气体在一个非常小的内部区域。一个配套文件提出了进一步的观测结果，从$Spitzer$和VLA，和可能的吸积模式，这个中央大质量黑洞。
2007-06-11 astro-ph
Chandra Exposes the Core Collapsed Globular Cluster NGC 6397
我们报告的钱德拉深成像观测的结果最近的后核心崩溃球状星团，NGC 6397。在距星系团中心2弧分范围内探测到25个源，其中20个可能是星系团成员，L_x约为3 × 10^29 erg/s。X射线光谱表明，与1个静态低质量X射线双星（qLMXB）的中子星（NS）和9个激变变星（CV），其中8个是在我们的深HST成像调查（单独报告）的热发射检测到的身份。在我们早期的HST成像研究中确定了三个（16个）BY Draconis主序列二元候选者（Taylor等人）被探测到，其中一颗确实是D 'Amico等人最近定位的食毫秒脉冲星（MSP）的对应物。另外两颗BY Dra候选者也被探测到，然而，泰勒等人发现的可能的He白矮星（WD）双星没有一个表明它们不包含MSP主星。X射线彩色星等图表明，剩下的5个可能的星团来源是微弱的CV，BY Dra双星和MSP的混合物。包含WD的紧凑型双星似乎在这个星团中占主导地位，而47 Tuc中包含NS的双星则相反。
2001-08-15 astro-ph
Ionized iron Kαlines in AGN X-ray spectra
本文计算了活动星系核的光电离环核物质中产生的类氦和类氢铁谱线的等效宽度。我们发现，相对于totofthe总连续的电子波可能是几十电子伏特大，使他们在明亮的Seyfert 1的仪器上的钱德拉和XMM-牛顿观察。我们将我们的计算应用于NGC 5506的XMM-牛顿光谱，并以适度的铁过剩为代价，发现与数据吻合良好。
2002-03-12 astro-ph
Caught in the Act; Chandra Observations of Microlensing of the Radio-Loud Quasar MG J0414+0534
我们目前的监测结果的遥远（z = 2.64），引力透镜类星体MG J 0414 +0534与钱德拉X射线天文台。在最亮图像A的光谱中，在99%置信水平下检测到6.49 +/- 0.09 keV（静止帧）处的Fe Ka线，其等效宽度约为190 eV，与来自冷介质的荧光一致。在我们的监测计划的最后两次观测中，我们在图像B的光谱中检测到窄Fe Ka线的等效宽度增加了五倍，但在较亮的图像A中没有，而图像C太暗而无法分辨该线。图像B的连续发射分量在最后两次观测中没有跟随铁谱线的突然增强。我们建议，突然增加的铁线强度从~ 190 eV到900 eV，只有在图像B可以解释与焦散交叉由于微透镜，选择性地增强了一条线的发射区域的吸积盘。连续辐射在图象B的光谱中没有增强，这表明连续辐射区比铁线辐射区更靠近吸积盘的中心，而放大焦散没有达到足够靠近前者的地方来放大它。一个焦散交叉事件的模型预言了放大光变曲线的不连续性，并提供了一个放大焦散的上限~ Fe Ka发射区的外半径为5 × 10^（-4）pc。在图像B的光谱中没有检测到任何相对论性或多普勒频移的铁线，这意味着最后两次观测的放大焦散位于大于约100个引力半径的半径处。
2001-12-05 astro-ph
Modeling the NeIX Triplet Spectral Region of Capella with the Chandra and XMM-Newton Gratings
钱德拉和XMM-牛顿的衍射光栅的高分辨率X射线光谱学为研究各种各样的恒星日冕现象提供了新的机会。一个流行的X射线校准目标是卡佩拉，它已被观察到的所有光栅与显着的曝光时间。我们收集了HETGS（155 ks），LETGS（219 ks）和RGS（53 ks）的所有可用数据进行比较分析，重点是在13.5A附近的NeIX三重态，这是一个被强铁线严重混合的区域。我们确定了18个发射线在这一地区的HEG光谱，包括许多从FeXIX，并找到良好的协议与预测从理论模型构建的天体物理等离子体发射代码（APEC）。该模型使用来自FeXV至FeXXIV线的排放测量分布。虽然这18条发射线不能在LETGS或RGS光谱中分离，但用HEG测量的它们的波长和通量与较低分辨率的光谱一致。在HEG的Capella模型中，NeIX的弱互组合线被贡献约一半通量的铁线显著混合。在考虑了类He诊断线的混合后，我们发现密度与低密度极限（n_e<2 10^10 cm^-3）一致;然而，与发射测量分布的峰值（~ 6 MK）相比，由NeIX G比表示的电子温度（~ 2 MK）令人惊讶地低。模型表明，NeIX三重态在较冷的等离子体和具有增强的氘-铁丰度比的等离子体中较少混合。
2003-08-19 astro-ph
Chandra Observations of Early-type Galaxies
我们对用\emph{Chandra}观测到的54个邻近早型星系的样本进行了均匀分析。在这项工作中，我们提出的光谱结果的扩散星际介质，ISM，和低质量的X射线双星，LMXB。我们确定的金属丰度的热ISM在22个最明亮的星系，并找到一个狭窄的范围内的丰度比相对于铁。这些明亮星系的平均铁金属丰度是相对于太阳的$0.96\pm0.33$。通过假设这些富集模式继续变暗的星系，我们能够将精确的ISM建模扩展到样本中最暗的星系。星系样本的X射线光度从$L_X=10^{38} erg \cdot s^{-1}$开始跨越4.5个数量级，样本中的平均气体温度为$0.58\pm0.24 keV$。我们提出了这些星系的X射线特性缩放到一个有效半径以及径向变化的气体和恒星的二元光度，和径向变化的气体温度，金属丰度，质量，熵和密度。
2007-11-02 astro-ph
Chandra observtaion of A2256 - a cluster at the early stage of merging
本文介绍了对富星系团A2256的\chandra观测。除了已知的冷子星系团之外，在主星系团峰值以东2 $'$处还发现了一个新的结构。它的位置大致位于低亮度射电晕的中心。光谱分析表明，“肩膀”具有高的铁丰度（$\sim$ 1）。我们认为，这种结构是另一个合并组件或主集群的内部结构。测量了几个区域的X射线红移。结果与光学结果一致，表明主星团、子星团和“肩”在物理上是相互关联和相互作用的。该子星系团具有低温（$\sim$ 4.5 keV）和高铁丰度（$\sim$ 0.6）在中央150千秒差距。\chandra图像显示了一个相对尖锐的亮度梯度在南-南-东（SSE）的子集群峰值的南部。在边缘处发现了温度跃变，在低密度区域的边缘前有较高的温度。这一现象在性质上类似于A2142和A3667中发现的“冷锋”。如果忽略“肩”，温度图类似于合并早期的模拟，而子集群从西边的某个地方接近主集群。这一事实和观测到的边缘，结合子星系团中心（$\sim$ 0.6）和主星系团（$\sim$ 0.2）之间明显的铁丰度对比，都意味着正在进行的合并仍处于早期阶段。至少有三个成员星系，包括一个射电头尾星系，被发现有相应的X射线发射。
2001-10-01 astro-ph
The CHANDRA HETGS X-ray Grating Spectrum of Eta Car
Eta Car可能是银河系中质量最大、最明亮的恒星，被怀疑是一个巨大的、碰撞的风双星系统。CHANNEL的X射线观测站获得了一个经过校准的高分辨率X射线光谱，该光谱没有受到附近扩展软X射线发射的污染。我们用高能透射光栅光谱仪（HETGS）进行的89 ksec的CHANNEL观测表明，恒星附近的热气体是非等温的。温度分布可以代表碰撞风弓激波两侧的辐射，有效地“分解”激波。如果是这样的话，在我们的分析中，激波前的风速为~ 700和~ 1800 km/s，这些速度可以解释为来自Eta Car和隐藏伴星的风的终极速度。S、Si和Fe的类He离子的f/i比值都很大，表明谱线形成区远离恒星光球层。首先由ASCA检测到的1.93埃处的铁荧光线与CHANNEL光栅光谱中的热铁线清晰地分辨开。在我们的CHANNEL观测中，Fe荧光线比任何ASCA光谱都要弱。CHANNEL观测还提供了一个不间断的高时间分辨率的光变曲线恒星X射线发射从埃塔车，并表明，有没有显着的，连贯的变化在CHANNEL观测。Eta Car Chandler光栅光谱与最近发表的大质量恒星的X射线光栅光谱有很大不同，并且与大质量双星中的碰撞风辐射基本一致。
2001-09-19 astro-ph
Iron Fluorescent Line Emission from Young Stellar Objects in the Orion Nebula
我们提出了一个系统的搜索结果，在6.4千电子伏的铁Ka荧光线1616 X射线源超深钱德拉观测猎户座星云团和模糊的猎户座分子云1人口的钱德拉猎户座超深项目（COUP）的一部分。在6.0-9.0 keV波段具有显著计数的127个对照样品源中，确定了7个源在6.4 keV处具有过量发射。这七个来源是年轻的恒星天体（YSO），其特征是强烈的耀斑般的通量变化，热光谱和近红外（NIR）对应物。观测到的等效线宽不能归因于沿视线的星际或星周物质的荧光。6.4 keV源的X射线光谱拟合和近红外颜色表明，这些源的X射线吸收> 1x10^22 cm^（-2），并有近红外过量发射，这在恒星光球层发生荧光时是不可能的。因此，我们的结论是铁荧光线的YSO来自反射的拱盘，这是由硬X射线连续辐射的磁重联耀斑。
2004-12-25 astro-ph
Chandra and Hubble Space Telescope Study of the Globular Cluster NGC 288
本文报道了钱德拉X射线天文台对球状星团NGC 288的观测结果。我们检测到4个X射线源的核心半径和7个额外的源内的半质量半径下降到一个极限的亮度Lx= 7 e30 erg/s（假设集群成员）在0.3-7千电子伏波段。我们还用哈勃太空望远镜高级巡天相机观察了该星团，并在HST视场内的9个源中确定了7个X射线源的光学对应物。根据X射线和光学性质，我们发现了2-5个激变变星或色球活动双星的候选者，以及2-5个在半质量半径内的背景星系。由于NGC 288的核心密度很低，在Chandra和HST观测中发现的NGC 288的微弱X射线源比基于碰撞频率的预测要高。我们认为，CV和色球活动双星的起源是原始的，与理论预期一致。
2006-04-28 astro-ph
Chandra Localizations of LMXBs: IR Counterparts and their Properties
我们提出了新的钱德拉观测的低质量X射线双星（LMXB）X1624-490，X1702-429和X1715-321和寻找他们的红外（IR）同行。我们还报告了LMXB专用IR调查的早期结果。该计划的目标是研究是否可以通过独特的红外颜色识别红外对应物，并追踪这些系统中红外发射的来源。
2004-12-18 astro-ph
Transient X-ray Binaries in Elliptical Galaxies
钱德拉对椭圆星系的观测揭示了大量低质量X射线双星（LMXB）以每年10^-9太阳质量以上的速度吸积。一种从老的恒星星族产生这种转移速率的情况是核驱动的质量从充满罗氏瓣的红巨星转移到中子星或黑洞上。然而，在我们的银河系中，由于吸积盘中的热不稳定性，这些系统中的大多数作为瞬态偶尔地吸积。使用磁盘不稳定性（包括辐射）的共同标准，我们发现，这种模式的质量转移导致瞬态吸积至少75%的二进制的生活。钱德拉对椭圆星系的反复观测应该会揭示这一人口。重现时间可能超过1000年（取决于质量转移开始时的轨道周期），爆发可能持续1-100年。质量转移双星也可以通过在稠密恒星环境中的相互作用在老的星群中形成，例如球状星团。它们的轨道周期较短，更可能是稳定的吸积体，这使得它们显然是椭圆星系LMXB人口的很大一部分。
2002-04-29 astro-ph
The ACS Virgo Cluster Survey III. Chandra and HST Observations of Low-Mass X-Ray Binaries and Globular Clusters in M87
钱德拉X射线天文台上的ACIS仪器已被用于对M87中的低质量X射线双星进行首次系统研究。我们确定了174个X射线点源，其中约150个可能是LMXB。这张LMXB星表与HST上ACS拍摄的F475 W和F850 LP深空影像相结合，以研究LMXB和M87中球状星团之间的联系。在我们的星表中的1688个球状星团中，f_X = 3.6 ± 0.5%含有LMXB，并且我们发现富金属星团比贫金属星团含有LMXB的可能性高3 ± 1倍。与之前对其他星系的发现一致，我们发现更明亮，更富含金属的星系团更有可能包含LMXB。然而，这是第一次，我们能够证明的概率，p_X，一个给定的集群将包含一个LMXB敏感地依赖于主机集群的动力学性质。具体地说，我们利用HST图像测量了每个球状体的半光半径、集中指数和中心密度ρ_0，并定义了一个参数Γ，它与潮汐俘获和双星-中子星交换率有关。我们对p_X的优选形式则为p_X \propto <$p_0 ^{-0.42 \pm 0.11}（Z/ Z_{\odot}）^{0.33 \pm 0.1}。我们认为，如果p_X的形式是由动力学过程决定的，那么所观察到的金属丰度依赖性是富金属球状星团中每单位质量中子星数量增加的结果。最后，我们没有发现令人信服的证据，打破了解决X射线点源的光度分布。相反，LMXB的光度函数可以很好地用一个幂律来描述，其上截止值为L_X ~ 10^39 …
2004-06-06 astro-ph
Iron abundance in the ICM at high redshift
本文分析了18个红移<z1星系团的X射线谱< 1.3. Most of them were observed with the Chandra satellite in long exposures ranging from 36 ks to 180 ks. For two of the z>，并利用深XMM-Newton观测资料。总的来说，这些簇探测3<kT<8 keV的温度范围。我们的分析的目的是推导出铁丰度的内集群介质（ICM）的最高红移探测日期。利用不同红移区间的子样本组合光谱拟合，我们研究了ICM平均金属丰度随宇宙历元的演化。我们发现在=0.8处的平均Fe丰度<z>为Z =0.25 + 0.04 - 0.06Zo，与当地的典型金属丰度值Z ~ 0.3Zo一致，在1 sigma置信水平内。中低温团簇（kT <5 keV）的铁丰度往往比高温团簇大。在红移<z>~1.2处（z>1处的4个簇），我们仅在一个簇中获得Fe-K线的统计学显著检测（在90% c.l.处的Z>0.10 Zo）。结合钱德拉和XMM在z>1时的所有当前数据集，测得的平均金属丰度为<Z>= 0.21 + 0.10 - 0.05 Zo（1 σ误差），因此表明平均铁丰度没有演变到z~1.2。
2003-05-13 astro-ph
X-ray sources in globular clusters
BeppoSAX、RXTE和Chandra的观测表明，球状星团中的许多明亮X射线源都具有超短的双星周期。这是值得注意的，因为这样的系统不容易形成。通过对HST图像进行精确的光学天体测量，钱德拉发现的大量低光度X射线源可以分为静止的低质量X射线双星、双星、激变变星和磁活动双星。激变变星的数量与近距离恒星相遇的数量成比例。
2004-12-20 astro-ph
The iron Kalpha Compton Shoulder in transmitted and reflected spectra
计算了中性物质铁K α发射线的芯部等效宽度和一阶康普顿肩的质心能量和相对通量。计算采用蒙特卡罗模拟。我们探索了大范围的柱密度的透射和反射光谱，并研究了铁丰度的依赖性。由于XMM-牛顿和钱德拉卫星的灵敏度和/或能量分辨率的提高，康普顿肩现在在许多物体中变得可观察到，目前的工作旨在提供一种工具，从康普顿肩测量中获得有关线发射物质的几何形状和元素丰度的信息。
2002-07-29 astro-ph
Thermal X-Ray Iron Line Emission from the Galactic Center Black Hole Sagittarius A*
我们建立了银河系中心人马座A* 超大质量黑洞的热X射线辐射模型。对于中心$1.^{\prime\prime}5$内部的区域，我们使用{广义}辐射低效吸积流（RIAF）模型，对于$10^{\prime\prime}$外部的区域，我们使用已发表的环境热气体模型。我们计算了各种元素，特别是铁的类氢和类氦发射线的等效宽度。我们预测，一个强大的氦类铁线与等效宽度$\sim1$ keV应发出的外部介质和RIAF。外介质中的等效宽度对气体的金属丰度$Z$和平均温度敏感。对于这些参数的合理选择，计算结果同意钱德拉探测到的一个铁线的等效宽度为1.3 keV的$10^{\prime\prime}$。来自$1.^{\prime\prime}5$内部的发射对外部温度不敏感，但对密度敏感，特别是对邦迪半径内部的温度分布敏感。对于我们考虑的剖面范围，我们计算出的等效宽度为$\sim0.6-1.5 (Z/Z_\odot)$ keV，其中$Z_\odot$是太阳的金属丰度。我们提出了一个新的钱德拉光谱的静态发射范围内的$1.^{\prime\prime}5$的Sgr A *。测得的铁谱线的等效宽度为0.7 keV。虽然这种测量有很大的不确定性，但它与我们的预测是一致的，只要气体的金属丰度近似于太阳能。
2005-11-19 astro-ph
A Chandra observation of the old open cluster M67
本文介绍了对老疏散星团M67的47-ks Chandra-ACIS观测结果。我们检测到25个自行星系团成员（包括10个新的来源）和12个来源（都是新的），我们怀疑它们是靠近主序列的成员（1 < B-V < 1.7）。在检测到的成员中，有23个是二进制的。在新的成员源和可能成员源中，有4颗Porb < 12 d的分光双星，2颗接触双星和2颗Pph <8.4d的周期光度变星。它们的X射线可能是日冕活动被潮汐锁定的快速旋转增强的结果。新来源S997的X射线是一个在宽偏心轨道上的蓝色离散星，令人困惑。光谱拟合显示，最亮的源S1063（一颗次次巨星双星）、S1082（一颗三重蓝离散星和一颗近距离双星）和S1040（一颗巨星和一颗冷白矮星的圆形双星）的X射线与日冕发射一致。我们探测到一个新的明亮光源，自ROSAT观测以来，它至少亮了大约10倍。目前还不清楚它的淡蓝色光学对应物是否属于M67。我们讨论的可能性，这个源是一个低质量的X射线双星在宁静，这将是第一次在一个疏散星团。除了星系团成员，我们还探测到了大约100个背景源，其中许多是我们在ESO成像调查中发现的微弱天体。
2003-11-05 astro-ph
A broad iron K alpha line at z=1.146
我们报告了在钱德拉深场北巡天的硬X射线选择源CXOJ 123716.7+621733中发现的强铁K α线，z=1.146。由于ACIS探测器具有~2 Ms的极深曝光和低本底，使分析成为可能。线条轮廓似乎与狭窄的特征不一致。最适合的解决方案是通过宽线实现的。宽分量中的大部分通量起源于低于6.4千电子伏的能量，其形状类似于吸积盘最里面区域的发射。
2004-04-19 astro-ph
Chandra-SDSS Normal and Star-Forming Galaxies I: X-ray Source Properties of Galaxies Detected by Chandra in SDSS DR2
我们交叉相关X射线星表来自档案钱德拉ACIS观测与斯隆数字巡天（SDSS）数据发布2（DR 2）星系星表，形成一个样本的42个偶然X射线检测到的星系在红移间隔0.03 < z < 0.25。这项初步研究将有助于填补正常星系的本地X射线研究样本与最深X射线调查样本之间的“红移差距”。我们的主要目的是比较光谱诊断活动（包括恒星形成和吸积）与星系的X射线性质。我们的工作支持一个归一化值的X射线恒星形成率（X射线-SFR）相关性与较低的值在文献中发表的一致。不同之处在于，相对于其他成分，如热气体、低质量X射线双星和/或活动星系核，高质量X射线双星的X射线发射分配。我们能够量化在使用较低分辨率、较低信噪比的光谱学来识别X射线源（如许多X射线调查所必须采用的那样）时的一些陷阱。值得注意的是，我们发现了一些活动星系核，可能会被误认为是非活动星系核的来源，在高红移的研究。然而，我们没有发现任何X射线硬，高X射线-发光星系缺乏活动星系核活动的光学光谱诊断。这些源是活动星系核中“X射线明亮光学正常星系”（XBONG）类的成员。
2004-10-28 astro-ph
An Extensive Census of HST Counterparts to Chandra X-ray Sources in the Globular Cluster 47 Tucanae. I. Astrometry and Photometry
我们报道了迄今为止在单个球状星团中获得的最多数量的X射线源的光学鉴定。使用深钱德拉/ACIS-I成像和广泛的HST研究WFPC 2，我们已经检测到光学对应至少22个激变变量（CV）和29色球活跃的二进制文件（由德拉斯和RS CVns）在47图克。这些识别都是基于X射线源和具有不寻常（非主序）光学颜色和/或光学可变性的物体之间的紧密天体测量匹配。在U vs U-V色星等图（CMD）中，与主序星相比，CV都显示出蓝色的证据，但在V vs V-I色星等图中，大部分CV都接近主序星，显示二级星主导了可见光。X射线探测到的活动双星在主序星以上有星等偏移，这与Albrow等人（2001年）在WFPC 2研究中探测到的更大样本的光学变星（食双星和接触双星以及BY Dras）是无法区分的。我们还提出了一个新的，更深入的搜索光学同伴的MSP的结果。发现了MSP（47 Tuc T）的一个可能的光学伴星，增加了已知的两个光学伴星。最后，我们研究了Albrow等人（2001）发现的几颗具有周期性变化的蓝色恒星，它们几乎没有或根本没有X射线发射的证据。这些对象的光学颜色与47个Tuc（和场）CV的光学颜色不同。
2003-07-09 astro-ph
High Resolution X-ray Imaging of a Globular Cluster Core: Compact Binaries in 47Tuc
利用Chandra X射线天文台获得了球状星团47 Tuccino（NGC 104）的高分辨率（<1”）深X射线图像，研究了致密双星在高密度核心的星群分布。70千秒的曝光揭示了星团中心集中的微弱（Lx ~10^{30-33} erg/s）X射线源，其中至少有108个位于中心2 arcmin × 2.5 arcmin范围内，至少有一半的Lx <10^{30.5} erg/s。所有最近通过射电观测精确定位的15毫秒双星（MSP）都被识别出来，尽管有两颗还没有被钱德拉发现。X射线光谱和时间特征，以及哈勃太空望远镜的初步光学鉴定，表明>~50%是毫秒双星，~30%是吸积白矮星，~15%是耀斑爆发中的主序星双星，只有2到3个是静止的低质量X射线双星，包含中子星，常规的MSP祖先。导出了星系团中吸积中心黑洞质量的近似上限为~ 470 Msun。这些观测提供了第一张球状星团的X射线“色星等”图，以及对其致密天体和双星群体的普查。
2001-05-30 astro-ph
