Simultaneous Chandra and RXTE observations of the nearby bright Seyfert 2 galaxy NGC4945
我们分析了最近同时钱德拉/RXTE观测的塞弗特2星系NGC 4945。钱德拉前所未有的空间分辨率意味着我们能够分离核，星暴和超级风区域的光谱，而RXTE数据将光谱扩展到更高的能量。$N_H\sim 4\times 10^{24}$ cm $^{-2}$的极端吸收柱意味着原子核只能直接在8- 10 keV以上看到，而钱德拉的原子核区域的低能谱主要是反射。相比之下，超风主要是由热等离子体的发射，但恒星暴区域包含热等离子体和反射签名。要形成反射光谱，需要星暴区域包含冷的、光学厚的物质，也许是恒星形成的核心，这些物质被来自核的7- 10 keV光子照射。由于这种能量的光子沿着视线被遮蔽，因此这证实了Madejski等人（2000年）的结果，即极端吸收材料是盘状的而不是圆环。然而，红外/光学限制的缺乏高激发发射线表明，相比之下，较低的能量的光子从核是模糊的所有方向。我们讨论了这些观测所揭示的复杂吸收结构，并提出了一个整体的源几何结构，其中原子核完全嵌入$N_H\sim 10^{23}$ cm $^{-2}$的材料中
2003-01-20 astro-ph
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
Three new X-ray pulsars detected in the Small Magellanic Cloud and the positions of two other known pulsars determined
在小麦哲伦星云（SMC）中发现了三个新的X射线天体，另外两个天体的位置也已经确定，这些都是钱德拉天文台的存档数据。2002年5月至10月期间对SMC进行了一系列的五次观测。对这些数据的分析揭示了三个以前未知的X射线脉冲周期为34秒、503秒和138秒。脉冲星XTE J 0052 -725的位置也被准确地确定，它最初是由RXTE在2002年6月19日探测到的，以前探测到的7.78s RXTE脉冲星被确定为源SMC X-3。
2004-06-28 astro-ph
Disk Dominated States of 4U 1957+11: Chandra, XMM, and RXTE Observations of Ostensibly the Most Rapidly Spinning Galactic Black Hole
我们提出了同时钱德拉HETG和RXTE观测一个中等通量的黑洞候选人4U 1957 +11的“软态”。这些光谱，有一个最小的可辨别的硬X射线过剩，是一个很好的测试现代磁盘大气模型，包括黑洞旋转的影响。HETG数据表明，在N_H =1-2 X 10^{21} cm^-2时，软盘光谱只有非常轻微的吸收。这些数据还揭示了13.449 A的NeIX吸收与星际介质的暖/热相一致。拟合的盘模型意味着围绕低质量黑洞的高度倾斜的盘以归一化自旋a*~1快速旋转。然而，我们表明，纯史瓦西黑洞模型描述的数据非常好，尽管与大磁盘大气“颜色校正”的因素。标准的颜色校正因子，可以达到如果一个额外纳入轻度康普顿。我们发现钱德拉观测并不唯一地决定自旋。同样，XMM/RXTE观察，仅在六周后进行，同样没有约束力。这种缺乏约束的情况部分是由于4U 1957 +11的未知质量和未知距离造成的;然而，它也是由于Chandra和XMM的有限带通造成的。因此，我们提出了一系列的48个RXTE观测在几年的跨度和不同的亮度/硬度水平。这些数据更倾向于a*~1的自旋，即使包括温和的康普顿化分量;然而，它们也显示了盘大气颜色校正因子的演变。如果标准大气色校正因子h_d=1.7的快速自旋模型是可信的，那么RXTE观测预测4U 1957 +11的范围可以从10 kpc的3 M_sun的黑洞（a ~0.83）到22 kpc的16 M_sun…
2008-09-17 astro-ph
The Iron K-shell features of MXB 1728-34 from a Simultaneous Chandra-RXTE Observation
我们报告的同时钱德拉和RossiXTE观测的低质量X射线双星环礁爆发源MXB 1728-34进行2002年3月3日至5日。我们用黑体加康普顿化分量拟合了1.2-35 keV的连续谱。在6-10 keV的大残差可以通过宽（FWHM ~ 2 keV）高斯发射线拟合，或者通过分别在~7.1 keV和~9 keV与低电离铁和Fe XXV/XXVI相关的两个吸收边拟合。在这种解释中，我们发现没有证据表明宽，或窄，6和7千电子伏之间的发射线。我们测试我们的替代模型的铁K壳层区域重新分析以前的BeppoSAX观测MXB 1728-34，发现与我们的新的光谱模型的一般协议。
2005-11-02 astro-ph
Chandra and RXTE Spectra of the Burster GS 1826-238
利用Chandra和RXTE的同步观测，我们研究了LMXB GS 1826-238，目的是研究其光谱和时间特性。不间断的钱德拉观测捕获了6个爆发（RXTE看到了6个中的3个），产生的重现时间为3.54 +/- 0.03 hr。使用RXTE上的正比计数器阵列，我们在爆发的衰减阶段中可能检测到611 Hz的爆发振荡，平均均方根信号幅度为4.8%。积分持久发射光谱可以描述为kT_e ~ 20 keV、光学厚度约为2.6的等离子体对~ 0.3 keV软光子的双重康普顿化（解释为来自吸积盘日冕的发射），加上~ 6.8 keV等离子体对较热的~ 0.8 keV种子光子的康普顿化（解释为来自或靠近边界层的发射）。我们发现了中性Fe Kα发射线的证据，并发现了星际Fe L_II和Fe L_III的吸收特征。通过将圆盘康普顿化参数固定为持续辐射的最佳拟合值，并加入黑体，可以拟合爆发光谱。爆发峰值处的黑体/种子光子温度为~ 1.8 keV，并在200 s内恢复到~ 0.8 keV。假设距离为6 kpc，黑体半径与R_bb = 10.3-11.7 km是一致的;然而，通过考虑表面被盘遮蔽的部分作为双星倾角的函数，我们确定源距离实际上必须接近5 kpc，这样恒星半径才能在通常假设的10-12 km范围内。
2005-08-16 astro-ph
X-Ray Observations of XTE J1550-564 During the Decay of the 2000 Outburst - I. Chandra and RXTE Energy Spectra
我们报告的X射线能谱的黑洞候选者（BHC）的X射线瞬态XTE J1550-564在2000年爆发的衰变过程中的演变。罗西X射线计时探测器（RXTE）和钱德拉天文台的观测跨越了近五个数量级的光度。RXTE光谱主要由幂律分量和一个相对较弱的软分量也检测到的前两个观测。在几次观测中，该源在9 E36 erg/s的光度附近过渡到正则硬态，这一点可以通过RXTE能带中软组分通量的下降和幂律组分硬化到光子指数接近1.6来证明。在之前的XTE J1550-564爆发中，幂律没有表现出这种行为。对于一些观察，我们检测到一个高能量的截止，并发现截止是更显着的，在较低的能量在过渡期间比在硬态。硬态的截止能量比大多数以前吸积的BHC所看到的能量更高。Chandra谱为硬态转变后的光谱演化提供了证据。这是很好的，但不是唯一的，描述的幂律与光子指数为2.30^{+0.41}_{-0.48}（90%的信心）和星际吸收。平流为主的吸积流模型预测逐渐光谱软化的光度下降，但我们的观察不允许我们确定光谱的演变是渐进的或突然的。我们用Chandra测量的XTE J1550-564的最低光度为5E 32 erg/s（0.5-7 keV，距离为4 kpc）。虽然这可能不是真正的静态光度，但它代表了这个量的有用上限。
2001-07-25 astro-ph
Chandra and RXTE studies of X-ray/gamma-ray millisecond pulsar PSR J0218+4232: A clue to unidentified gamma-ray sources?
毫秒脉冲星PSR J 0218 +4232显示出显著的高能特性：非常硬的脉冲X射线发射高达~10 keV，并可能探测到高能伽马射线（> 100 MeV）和软谱。然而，X射线和伽马射线分布的相对相位是未知的。最近对PSR J 0218 +4232进行的Chandra（0.08-10 keV）观测将定相降至0.2毫秒，并表明X射线脉冲与伽马射线脉冲对齐，为我们首次探测到该源的高能伽马射线提供了支持证据。最近RXTE（2-250 keV）观测（2001年12月27日-2002年1月7日）的初步结果显示，在复杂的轮廓中，高达~20 keV的脉冲发射显著。这颗毫秒脉冲星的复合高能谱与未识别伽马射线源（UGS）的正则谱相似，使得特征年龄低（<10^8年）的快速（<3-4 ms）毫秒脉冲星成为UGS协星的良好候选者，并成为INTEGRAL观测的挑战性目标。
2002-06-20 astro-ph
High Resolution Spectroscopy of 4U 1728-34 from a Simultaneous Chandra-RXTE Observation
我们报告的同时钱德拉和RossiXTE观测的LMXB环礁爆发源4U 1728-34在2002年3月3日至5日进行。我们用黑体加康普顿化分量拟合了1.2-35 keV连续谱。硅的丰度相对于太阳丰度超过2倍才能得到满意的拟合。在6-10 keV的大残差可以通过宽的（FWHM ~ 1.6 keV）高斯发射线拟合，或者通过分别在~7.1 keV和~9 keV与Fe I和Fe XXV相关的吸收边拟合。在这种解释中，我们发现没有证据表明，一个广泛的，或狭窄的Fe K α线，6和7千电子伏之间。我们通过重新分析先前BeppoSAX对4U 1728-34的观测，测试了我们对铁Ka区域的替代建模，发现与我们新的光谱模型基本一致。
2004-12-22 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
The Chandra HETGS and RXTE view of GRS 1915+105
钱德拉AO 1 HETGS对低硬态微类星体GRS 1915+105的观测揭示了（1）冷气体中Fe、Si、Mg和S的中性K吸收边，以及（2）归因于热盘、盘风或日冕的高度电离（Fe XXV和Fe XXVI）吸收。中性边缘揭示了异常的Si和Fe丰度，我们将其归因于GRS 1915+105环境中/附近的周围冷物质。我们还指出了令人兴奋的可能性的第一个天体物理探测XAFS归因于星际颗粒中的物质。我们把约束的电离参数，温度和氢的等效数密度的吸收剂附近的吸积盘的基础上检测的H-和He-类Fe吸收。观察到的光谱变化的电离线跟踪光变曲线点的电离通量和密度的吸收剂的变化，支持流动的存在。细节可以在Lee等人，2002年，ApJ.，五六七，一一零二
2002-08-08 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
Simultaneous Chandra and RXTE Spectroscopy of the Microquasar H~1743-322: Clues to Disk Wind and Jet Formation from a Variable Ionized Outflow
2003年银河系黑洞候选者H 1743-322爆发的明亮阶段，我们同时与钱德拉和RXTE的X射线在四个场合。钱德拉/HETGS光谱揭示窄，可变的（He-样）Fe XXV和（H-样）Fe XXVI共振吸收线。在第一次观测中，Fe XXVI线的半高宽为1800 +/- 400 km/s，蓝移为700 +/- 200 km/s，表明高度电离的介质是外流。此外，在第一次观测中，Fe XXV线在几百秒的时间尺度上发生了显着变化，这相当于开普勒轨道周期约为1 E+4引力半径。我们的吸收几何模型表明，几何效应和不断变化的电离通量相结合，需要考虑到观测之间观察到的线通量的大变化，吸收可能发生在半径小于1 E+4半径为10 Msun黑洞。可行的吸收几何模型包括由于吸积盘结构的循环吸收，在一个clusterous外流盘风的吸收，或这两个可能的组合。如果H1743 -322风具有单位填充因子，则最高隐含质量流出率为爱丁顿质量吸积率的20%。这种风可能是最近在银河系黑洞GX 339-4和XTE J1650-500中发现的类似塞弗特的外流“热吸收体”几何结构的热前兆。我们讨论这些发现的背景下，在其他银河系源的光谱中发现的电离铁吸收线，并连接到温暖的吸收器，风，和其他吸积系统的喷气机。
2004-06-10 astro-ph
High mass X-ray binary SXP18.3 undergoes the longest Type II outburst ever seen in the Small Magellanic Cloud
2006年8月30日，SXP 18.3在小麦哲伦云（SMC）中被Rossi X射线计时探测器（RXTE）观测到一个脉冲周期为18.3秒的高质量X射线双星（HMXB）。在接下来的36周内连续观察源。这是SMC中HMXB所见过的最长的II型爆发。在爆发期间，SXP 18.3通过偶然的XMM-牛顿观测定位。光学对应物的鉴定使SXP 18.3被归类为Be/X射线双星。本文将报告的光学和每周RXTE X射线数据，跨越过去10年的分析。这一爆发的极端长度使我们能够第一次进行广泛的研究的脉冲定时的SMC Be/X射线二进制。我们提出了一个可能的完整的轨道解决方案，从脉冲定时数据。根据OGLE III光变曲线的分析，SXP 18.3在Corbet图中位于已知源的边界上，提出其轨道周期为17.79 d。
2008-10-08 astro-ph
Discovery of 16.6 and 25.5 s Pulsations from the Small Magellanic Cloud
我们报告了两个以前从未报道过的小麦哲伦星云方向的彗星的偶然发现，周期为16.6秒和25.5秒。这些探测是基于Rossi X射线定时探测器（RXTE）的存档PCA数据。导致这些检测的观察发生在2000年9月，持续了2.1天，曝光量为121 k。本文介绍了由ROSAT和ASCA成像X射线卫星所观测到的具有X射线源RX J0051.8-7310的16.6 s脉冲星的可能识别。
2001-12-14 astro-ph
An X-ray Survey of Wolf-Rayet Stars in the Magellanic Clouds. II. The ROSAT PSPC and HRI Datasets
麦哲伦云中的沃尔夫-拉叶星是研究其强快速星风产生X射线的理想场所。我们已经开始了一个系统的调查X射线发射的WR星在MC使用档案钱德拉，ROSAT和XMM牛顿观测。在第一篇论文中，我们利用Chandra ACIS对70颗WR星的观测，观测到了29颗WR星的X射线辐射。在本文中，我们报告的档案ROSAT PSPC和WR星的HRI观测的搜索和分析。虽然对MC中的117颗WR星进行了有用的ROSAT观测，但仅从其中7颗中检测到X射线发射。ROSAT巡天中MCs WR星的X射线发射的探测率远小于Chandra ACIS巡天中的探测率，说明了高角分辨率和灵敏度的必要性。ROSAT和Chandra都探测到了LMC-WR 101-102和116，但没有明显的长期变化。
2008-02-05 astro-ph
Chandra Observation of the Magellanic Cloud Supernova Remnant 0454-672 in N9
钱德拉观测已经确定了LMC H II区域N9中SNR B 0454-692的范围。残留物的尺寸为2.3”x 3.6”，在NS方向上伸长。最亮的辐射来自一个南北向的中央脊，其中包括三个明亮的斑块。X射线衍射与[O III]和[S II]形貌之间有很好的一致性。这些残骸的年龄足够大，因此光学数据比X射线数据提供了更多关于动力学的信息。SN能量释放>= 4 x 10^50尔格，年龄约为3 x 10^4年。附近有几个未解决的来源，但没有一个与遗迹有明确的联系。X射线光谱是软的，表明中心区域的铁丰度增加，与Ia型SN起源一致，但不能排除II型起源。
2005-11-21 astro-ph
An X-ray Survey of Wolf-Rayet Stars in the Magellanic Clouds. I. The Chandra ACIS Dataset
沃尔夫-拉叶（WR）星是演化中的大质量恒星，具有强烈的快速恒星风。我们银河系中的WR星已经显示出与它们的风相关的X射线发射的三种可能来源：风中的冲击，碰撞的恒星风和风吹的气泡;然而，观测的定量分析经常受到距离的不确定性和严重的前景吸收的阻碍。这些问题在麦哲伦云（MC）中得到了缓解，这些云位于已知的距离处，并且具有小的前景和内部消光。因此，我们已经开始调查X射线发射与WR星在MC档案钱德拉，ROSAT，和XMM牛顿观测。在本系列的第一篇论文中，我们使用192个Chandra ACIS观测档案报告了MCs中70颗WR星的结果。探测到29颗WR星的X射线辐射。我们研究了它们的X射线光谱特性、光度和时间变化。这些X射线源的光度都大于10^32尔格·秒^-1的数倍，光谱表明在WR+OB双星系统中，在典型的碰撞风中，在高温下薄等离子体会产生高度吸收的辐射。显着的X射线变化周期从几个小时到20天不等，被认为与几个WR星。在大多数情况下，X射线变异性可以与二元系统中WR星的轨道运动联系起来，进一步支持这些恒星的X射线发射起源的碰撞风情景。
2008-02-05 astro-ph
X-ray Observations of the Bright Old Nova V603 Aquilae
我们报告我们的钱德拉和RXTE观测的明亮的老新星，V603 Aql，在2001年4月进行的，补充我们的档案X射线数据分析这个对象。我们发现RXTE数据受到银河脊X射线辐射的污染。考虑到这种影响后，我们发现RXTE数据中存在高水平的非周期性变化，与未受污染的Chandra数据一致。钱德拉HETG光谱清楚地起源于多温度等离子体。我们通过全局和局部拟合的组合来约束等离子体的可能的发射测量分布。V603 Aql的X射线光度和光谱形状类似于天鹅座SS的平静和爆发之间的过渡。X射线通量的变化与能量的关系很弱，这一事实可以通过假设这种变化是由于等离子体最高温度的变化而得到解释。等离子体密度可能高，并且发射区域可能紧凑。最后，Ne的明显过剩与V603 Aql是一个年轻的系统是一致的。
2004-12-20 astro-ph
Discovery of a Possible Anomalous X-ray Pulsar in the Small Magellanic Cloud
我们报告的偶然发现一个以前从未报道过的脉冲星从小麦哲伦云的方向使用的数据从CHANNEL X射线天文台。由于它的光度约为1.5 × 10^35尔格/秒，20多年来几乎没有变化，而且光谱很软，我们认为它是一颗反常X射线脉冲星（AXP）。ROSAT PSPC的数据与CHANNEL的数据相结合，给出了5.44秒的周期P和11 ky的自旋下降时间Pdot/P。如果这是一个正确的识别，它将是第一个河外的AXP，也是迄今为止发现的最快的。
2002-06-18 astro-ph
X-ray bright sources in the Chandra Small Magellanic Cloud Wing Survey - detection of two new pulsars
我们研究了小麦哲伦云（SMC）机翼巡天中的一个X射线亮源样品的X射线和光学性质。我们已经探测到两个脉冲周期分别为65.8 s（CXP010712.6 -723533）和700 s（CXP010206.6 -714115）的新恒星，并对两个先前已知的恒星RX J0057.3-7325（SXP 101）和SAX J0103.2-7209（SXP 348）进行了观测。我们的分析导致了三个新的光学鉴定所检测到的化合物。我们发现的两个恒星，CXP J010206.6-714115和SXP 101，分别为267和21.9 d的长期光学周期。对样本子集的光谱分析表明，这些恒星的光谱比探测到的其他来源的光谱更硬。通过采用基于分位数的颜色-颜色分析，我们能够将检测到的化合物与样品的其余部分分离。使用档案目录，我们已经能够确定对应的大多数来源在我们的样本。结合钱德拉数据和档案光学数据的时间分析结果，X射线光谱分析，并通过确定X射线光通量比，我们提出了初步分类的来源。除了四个探测到的恒星外，我们的样本还包括两个候选前景恒星，12个可能的活动星系核和5个未分类的来源。
2007-01-08 astro-ph
A Long Look at the Be/X-Ray Binaries of the Small Magellanic Cloud
我们已经监测了41 Be/X射线双星系统的小麦哲伦云超过9年使用PCA-RXTE数据从每周的调查计划。对由此产生的光变曲线进行了分析，以寻找轨道调制，结果确认和完善了10个已知的轨道星历，并确定了10个新的轨道星历。首次提供了大量的X射线轨道剖面图，在很大范围的轨道周期内显示出类似的特征。最后，发现三个样本：SXP 46.4、SXP 89.0和SXP 165分别是SXP 46.6、SXP 91.1和SXP 169的错误识别。
2008-03-06 astro-ph
Long Term Behavior of X-ray Pulsars in the Small Magellanic Cloud
使用罗西X射线定时探测器（RXTE）的SMC的4年监测活动的结果。这个大的数据集使详细调查的一个重要的样本SMC X射线二进制。发现了8个新的X射线源，共检测了20个不同的系统。光谱和时间参数，获得了18。在10颗恒星的情况下，观测到了重复爆发，从而可以确定这些系统的候选轨道周期。我们还讨论了SMC脉冲的空间分布和脉冲周期分布。
2005-06-02 astro-ph
The Chandra View of the Supernova Remnant 0506-68.0 in the Large Magellanic Cloud
钱德拉对SNR 0506-68.0（也称为N23）的新观测揭示了低能X射线波段的复杂，高度结构化的形态和高能波段的孤立紧凑中心物体。光谱分析表明，X射线发射总体上是由热气体，其组成是一致的扫起周围的材料占主导地位。有一个强大的梯度环境密度横跨直径的残余。在东南方向，靠近一个突出的星团，发射密度为10 - 23 cm^{-3}，而在西北方向，它的值下降到只有1 cm^{-3}。X射线遗迹的总面积为100英寸x 120英寸（24秒差距x 29秒差距，距离50千秒差距），比之前已知的要大一些。该遗迹的年龄约为4600年。残骸的一部分显示了O、Ne和Mg丰度增强的证据，这被解释为大质量恒星核心坍缩超新星喷出物的证据。致密的中心天体的光度是10^{33}尔格/秒的几倍，没有明显的射电或光学对应物。它并不像年轻的高能脉冲星那样显示出扩展的星云或脉冲发射，但类似于其他核心坍缩SNe中看到的致密中心物体，如Cas A。
2006-05-31 astro-ph
Chandra Grating Observations of AGN
用钱德拉高能光栅（HEG）观测到的I型活动星系核中铁钾线的最高光谱分辨率数据显示出各种各样的线形。然而，最显著峰的能量全部紧密聚集在6.4 keV（加权平均$6.403 \pm 0.062$ keV）附近。如果所有的峰都是单一的、相对论性加宽的盘线的一部分，这将需要不切实际的微调。因此，一些核心必须起源于遥远的物质（例如BLR，NLR，环面）。另一方面，在至少两个活动星系核中，6.4千电子伏的辐射在短时间内消失，这表明其起源靠近中心引擎。对于其中之一（Mrk 509），这是令人困惑的，因为HEG和同步RXTE时间平均光谱表明当时只存在一条窄线。NGC 4593的HEG/RXTE同步观测显示了一个宽的和窄的Fe-K复合物，都来自中性Fe，而F9则显示了一个窄的中性Fe-K成分加上一个宽的类He成分。后者的签名已被观察到在其他三个活动星系核的XMM和可能是相当普遍的。
2002-11-15 astro-ph
X-ray observations of the Large Magellanic Cloud pulsar PSR B0540-69 and its PWN
PSR B 0540 -69是一颗年轻的脉冲星，位于大麦云星云中，与蟹状星云脉冲星有相似的性质，并嵌入在脉冲星风星云中。我们分析了该源观测的完整存档RXTE数据集，以及新的Swift-XRT和INTEGRAL-IBIS数据。精确的光变曲线产生在2和60千电子伏之间的各种能量带，没有显着的能量变化的脉冲形状。光谱分析表明，脉冲光谱是弯曲的，最好的拟合到100千电子伏的对数抛物线模型：这加强了与蟹状星云脉冲星的相似性，并讨论了光的现象多组分模型。从这个源的总发射进行了研究，脉冲星和PWN发射的相对贡献的推导，并在其他INTEGRAL检测脉冲星/PWN系统的背景下进行了讨论。
2008-06-23 astro-ph
An X-ray view of Mrk 705: A borderline narrow-line Seyfert 1 galaxy
Mrk 705具有窄线和宽线塞弗特1星系的光学特性。我们研究的X射线属性的边界对象利用专有和公共数据从钱德拉，ASCA，ROSAT和RXTE，跨越超过十二年。虽然长期的流量变化，从点观测似乎相当温和（约3倍），我们发现罕见的大振幅爆发的RXTE监测数据的例子。很少有证据表明长期的光谱变化，因为低能量和高能量光谱随时间变化。在Mrk 705的ASCA光谱中检测到6.4 keV的发射线，但在后来的更高通量状态钱德拉观测中没有检测到。然而，钱德拉光谱中的线的等效宽度的上限与恒定通量发射线和更亮的连续谱一致，这表明该线是从遥远的物质（如假定的环面）发射的。总体而言，Mrk 705的X射线性质表现为BLS1活性的典型特征。
2005-10-19 astro-ph
Discovery of four X-ray quasars behind the Large Magellanic Cloud
我们在大麦云星云后面发现了四个X射线类星体（z_em = 0.26，0.53，0.61，1.63），其中三个位于大麦哲伦星云的横杠后面。这些类星体是通过钱德拉X射线观测卫星偶然发现的X射线源的光学对应物的光谱学来识别的。所有四个类星体都有OGLE-II项目的VI测光记录;其中一个被OGLE发现是可变的。我们介绍了类星体的性质，并讨论了它们可能的应用。
2002-03-06 astro-ph
Discovery of a Be/X-ray Binary Consistent with the Position of GRO J2058+42
GRO J2058+42是1995年利用BATSE发现的一颗195 s瞬态X射线脉冲星。1996年，RXTE将GRO J2058+42定位到90%置信误差圆，半径为4'。2004年2月20日，用钱德拉ACIS-I对包括误差圆在内的区域进行了观测。在误差圆内未检测到X射线源，但在ACIS-I视场内检测到2个微弱源。我们获得了最亮天体CXFJ 205847.5 +414637的光学观测结果，该天体的X射线计数约为64，仅在误差圆外0.3“。光谱中包含一条强的H α线，对应于2 MASS目录中的一个红外天体，表明它是Be/X射线双星系统。在钱德拉的观测中没有发现脉动，但类似的通量变化和距离估计表明CXO J205847.5+414637和GRO J2058+42是同一个物体。我们目前的结果，从钱德拉观测，光学观测，新的和以前未报道的RXTE观测，并重新分析的ROSAT观测。
2004-12-20 astro-ph
Three New Long Period X-ray Pulsars Discovered in the Small Magellanic Cloud
小麦哲伦云越来越成为研究吸积和孤立X射线天体的宝贵实验室。我们添加到类紧凑SMC对象的报告发现的三个新的长周期X射线天体探测与{ \it钱德拉X射线天文台}。周期分别为152、304和565秒的三颗双星都显示出0.6 - 7.5 keV范围内的硬X射线谱。这三颗双星的源位置与已知的H-α发射源一致，表明它们很可能是Be型X射线双星系统。
2003-01-04 astro-ph
0103-72.6: A New Oxygen-Rich Supernova Remnant in the Small Magellanic Cloud
0103 $-$ 72.6是小麦哲伦星云（SMC）中第二亮的X射线超新星遗迹（SNR），由{ \it钱德拉X射线天文台}观测到。我们的{ \it Chandra}观测明确地将X射线辐射分解成一个几乎完整的、明显的圆形外壳，围绕着残骸中心明亮的星团辐射。观察到的X射线光谱的中心区域显然是占主导地位的反向冲击加热富含金属的喷出物的排放。在这种喷出物材料中的元素丰度特别是在氧和氖中增强，而在较重的元素Si、S和Fe中不太突出。因此，我们提出0103 $-$ 72.6是一个新的“富氧”SNR，使其成为SMC中该类的第二个成员。外层是边缘变亮的软X射线，来自扫掠的SMC星际介质。富氧喷出物的存在和SNR在H{ \small II}区域内的位置证明了0103 $-$ 72.6的大质量恒星核心坍缩起源。从喷出物中得到的元素丰度比表明它是一颗$\sim$ 18 M $_{\odot}$的祖星。
2003-10-14 astro-ph
Chandra High Resolution Camera Imaging of GRS 1758-258
我们用钱德拉观测了四次“微类星体”GRS 1758-258。在2000年9月至10月期间进行了两次HRC-I观测，跨越了中间到硬光谱转换（与RXTE确定）。2001年3月，在一个由硬到软的过渡到非常低的通量状态之后，进行了另一次HRC-I和ACIS/HETG观测。根据三幅HRC图像和HETG零级图像，X射线源的精确位置（J2000）为RA = 18h01m12.39s，Dec =-25d44m36.1s（90%置信半径= 0”.45），与所声称的变射电对应物一致。所有三张HRC图像都与GRS 1758-258是点源一致，表明任何明亮的喷流在投影长度上都小于1光年，假设距离为8.5 kpc。
2002-08-19 astro-ph
New X-ray quasars behind the Small Magellanic Cloud
我们在小麦哲伦星云后面发现了5个X射线类星体，使已知的小麦哲伦星云后面的类星体数量增加了约1000个。百分之四十它们是通过钱德拉X射线天文台的偶然来源的后续光谱学与OGLE数据库中的物体相匹配来确定的。所有的类星体都位于SMC的致密部分之后，对于自行研究可能非常有用。我们分析了类星体的X射线光谱和时间特性。我们讨论的应用程序和其他最近发现的类星体背后的SMC的云的吸收特性的研究，其自行车，并建立几何距离的SMC。
2003-05-07 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
X-ray source populations in the Magellanic Clouds
早期对麦哲伦云的X射线观测是用爱因斯坦、ASCA和ROSAT卫星的成像仪器进行的，揭示了离散的X射线源和大规模的扩散发射。可以详细研究超新星遗迹、高质量和低质量X射线双星和超软X射线源的大样本。今天，主要的X射线天文台XMM-牛顿和钱德拉以其先进的角度和光谱分辨率和扩展的能量覆盖范围，非常适合于详细研究这些星系中的X射线源的人口，并得出我们自己的银河系的结论。我们总结了我们的知识，X射线源人口的MC从过去的任务和目前的第一个结果，从系统的研究小麦哲伦云（SMC）使用越来越多的档案XMM-牛顿观测。
2007-12-17 astro-ph
XMM-Newton observations of the Small Magellanic Cloud: XMMU J004814.1-731003, a 25.55 s Be/X-ray binary pulsar
为了研究小麦哲伦星云（SMC）中Be/X射线双星的候选者，我们在2006年10月用XMM-牛顿观测了发射星云N19周围的一个区域。我们分析了EPIC数据的检测点源，以获得其光谱和时间特性。我们探测到了周期为25.550（2）s的X射线脉动，它来自于我们指定为XMMU J004814.1-731003的第二亮源。X射线光谱由高吸收（NH = 5x10^22）幂律模型很好地模拟，光子指数为1.33+/-0.27。精确的X射线位置使我们能够将Be星识别为光学对应物。XMMU J004814.1-731003位于瞬态ASCA源AX J0048.2-7309的误差圆内，但其位置与AX J0048.2-7309的光学对应物（发射线星[MA 93] 215）的位置不一致。目前尚不清楚XMMU J004814.1-731003是否与AX J0048.2-7309相关。XMMU J004814.1-731003可能与发现的周期为25.5 s的RXTE脉冲星相同，但在最近的文献中被列为51 s脉冲星。
2008-03-17 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
New outbursts of the black hole candidate H1743-322/IGR J17464-3213 observed by INTEGRAL
2003年3月，INTEGRAL/IBIS检测到来自新来源IGR J17464-3213的爆发，结果证明是HEAO-1瞬变，即H1743-322。2003年11月，其通量衰减到RXTE PCA灵敏度极限以下。2004年7月3日，RXTE/PCA再次探测到该源，在2-10 keV波段达到70 mCrab的强度。2005年8月观察到另一次爆发。在这三次爆发期间，INTEGRAL、RXTE和CHANNEL卫星以及VLA和ATCA射电望远镜进行了多波长观测活动。INTEGRAL数据显示，2004年7月和2005年8月爆发期间覆盖面良好。我们在这里展示了对INTEGRAL收集的数据进行的光谱和时间变化研究。
2006-11-13 astro-ph
Monitoring and Discovering X-ray Pulsars in the Small Magellanic Cloud
用RXTE对SMC进行定期监测，发现了大量的X射线碎片。加上其他卫星的发现，目前已知至少有45颗SMC星。其中一个来源是一颗周期约为7.8秒的脉冲星，于2002年初首次被发现，自发现以来，它已经被发现爆发了9次。爆发模式清楚地显示了45.1 +/- 0.4 d的周期，这被认为是该系统的轨道周期。此外，我们亦已获得其他九个火山爆发期的候选数据，而继续进行监察，便可确定这些数据。如此大量的脉冲星都位于大致相同的距离处，使得能够进行大量的比较研究。此外，发现的大量恒星（这大大超过了简单地通过缩放SMC和银河系的相对质量所预期的数量）揭示了SMC最近的恒星形成历史，这受到了LMC和银河系的影响。
2004-02-02 astro-ph
First results from a Chandra survey of the 'Bar' region of the SMC
我们提出的第一个结果，从钱德拉调查的中心区域的小麦哲伦云。我们总共探测到122个源，其极限光度为~ 4.3 × 10 ^{33}尔格\s（对银河系N_{H}进行了校正），这比以前对SMC的任何调查都要低10倍。我们确定了20个候选瞬态源：18个以前已知的源在我们的观测中没有检测到，在这个地区，和两个新的明亮的源。最亮源的光谱参数表明它们是X射线双星。钱德拉的高空间分辨率使我们能够初步确定35个光源的光学对应物，其中13个是新的标识。
2003-10-20 astro-ph
Discovery of nine quasars behind the Large Magellanic Cloud
我们目前发现的九个类星体背后的大麦云云，发射红移范围从0.07到2.0。其中6个是在OGLE-II数据库中对物体中的类星体进行系统的基于变率的搜索时确定的。基于变异性的候选者选择与候选者的颜色相结合似乎是识别类星体的强大技术，可能达到ca。50%的效率。我们报告了一个明显的变化幅度和变化的时间尺度之间的相关性，这-如果得到证实-可以把更多的限制类星体候选人的选择。剩下的三个类星体是通过钱德拉X射线天文台卫星偶然发现的X射线源的光学对应物的后续光谱学确定的。尽管候选天体的位置在LMC棒上分布得相当均匀，但已确认的类星体都出现在棒的外围附近。
2005-07-08 astro-ph
A Preliminary Chandra X-ray Spectroscopy of the Supernova Remnant N132D
本文介绍了对大麦云星云中一个年轻的壳状超新星遗迹N132 D进行钱德拉X射线研究的初步结果。提供了O、Ne、Mg、Si和S发射的等效宽度图。空间分辨光谱分析的小尺度区域进行了尝试。内部的X射线谱可用单热模型描述。暗的内部区域比亮的内部区域具有更低的密度和更高的温度（超过1keV）。沿壳层方向的X射线谱可以用双vpshock模型或vpshock +幂律模型进行唯象拟合。如果非热分量为真，则N132 D将被列为另一个X射线同步加速器SNR。
2007-03-29 astro-ph
X-Ray and Optical Observations of XTE J0052-723 a Transient Be/X-Ray Pulsar in the Small Magellanic Cloud
2000年12月27日，在我们用罗西X射线定时探测器进行的常规SMC监测计划中，探测到了周期为4.78秒的强脉动。随后在1月9日和13日进行的旋转观测允许脉冲星的位置定位为RA：0 52 17，Dec：72 19 51（J2000）。爆发持续到1月24日，在此期间获得了7次PCA观测，产生了最大X射线光度~10^38尔格/秒。2001年1月16日，在计算脉冲星位置的基础上，利用南非天文台（SAAO）的1米望远镜对RXTE误差盒进行了光学观测，当时该脉冲源仍处于X射线爆发状态。2001年11月7日，利用SAAO 1.9m对候选Be星进行了光谱观测。只有一颗被光度测定的恒星[MA 93]537显示出明显的H $α$发射，具有双峰线轮廓（EW= -43.3+/-0.7 A，分离速度= 200+/-15 km/s），证实存在大量的星周盘。
2002-10-17 astro-ph
Optical and X-ray variability of two Small Magellanic Cloud X-ray binary pulsars - SXP46.6 and SXP6.85
我们提供了小麦哲伦星云中两颗X射线双星SXP 46.6和SXP 6.85的长期光学和RXTE数据。这两个光源的光学光变曲线在观测的时间跨度上显示出实质性的变化（约0.5-0.8等）。虽然SXP 6.85的光学数据没有显示任何周期性行为，但通过对SXP 46.6的光学测量进行去趋势化，我们发现轨道周期约为137天，与X射线数据的结果一致。从SXP 46.6探测到I型X射线爆发，结合我们在这些时候也看到光学爆发的事实，意味着SXP 46.6是一个高轨道偏心率系统。利用SXP 46.6的同期光谱，我们发现H_α发射线的等效宽度随时间变化，表明星周盘的大小是变化的。通过研究SXP6.85的颜色变化历史，我们发现源变得更红，因为它变亮，这也可以归因于拱星盘的变化。我们没有发现SXP 6.85的X射线和光学数据之间存在任何相关性。对SXP 6.85的观测结果表明，它是一颗低偏心双星，光调制是由于Be现象引起的。
2007-11-26 astro-ph
X-Ray Emission from Multi-Phase Shock in the Large Magellanic Cloud Supernova Remnant N49
利用钱德拉X射线天文台的先进CCD成像光谱仪对大麦云云中的超新星遗迹N49进行了观测。{ \it Chandra}/ACIS图像的极好的角分辨率分辨出了点源、软伽马射线中继器SGR 0526 $-$ 66的可能的X射线对应物、以及穿过SNR的扩散细丝和结。这些特征代表了冲击波扫过周围的星际介质和附近稠密的分子云。我们探测到富含金属的喷出物超出了SNR西南部的主爆炸波冲击边界，这似乎是爆炸碎片或从祖星喷出的“子弹”。在SNR东侧检测到强的类氢硅线发射需要多相冲击才能描述观察到的X射线光谱，而这种多相等离子体在西侧并不明显。N49复杂的光谱结构表明，SNR以东的激波后区域可能被致密分子云的反向激波重新加热，而冲击波激波阵面在传播到致密云时减速。探测到的点状源的X射线光谱是连续主导的，并且可以用$Γ$ $\sim$ 3的幂律来描述。这证实了该点状X射线源是静止状态下SGR 0526 $-$ 66的对应物。
2002-11-25 astro-ph
Resolving SNR 0540-6944 from LMC X-1 with Chandra
我们使用钱德拉ACIS的数据研究了大麦云云（LMC）中的超新星遗迹（SNR）0540-697。这个SNR的X射线发射以前被隐藏在附近X射线双星LMC X-1的明亮发射中;然而，钱德拉的新观测最终可以揭示SNR的结构和光谱。我们发现SNR是一个直径约19 pc的厚壳结构，东北部有一个明亮的区域。光谱结果表明温度为0.31 keV，X射线光度（0.3-3.0 keV）为8.4 x 10^33 erg/s。我们估计这个SNR的年龄为12，000 - 20，000年，但注意到这个估计没有考虑到空腔膨胀或其他环境影响的可能性。
2000-04-28 astro-ph
A Radio and Optical Polarization Study of the Magnetic Field in the Small Magellanic Cloud
利用射电法拉第旋转和光学星光偏振数据对小麦哲伦云（SMC）的磁场进行了研究。SMC上一致的负旋转测量（RM）表明，视线磁场均匀地远离我们，强度为0.19 +/- 0.06微高斯。将拉塞卡-费米方法应用于星光偏振数据，在天空平面上产生了一个有序的磁场，强度为1.6 +/- 0.4微高斯，方位角为4 +/- 12度，从连接SMC和大麦云（LMC）的天空大圆逆时针测量。我们构造了一个三维的磁场模型的SMC，在假设的RM和星光偏振探测相同的基础上的大尺度场。定义SMC磁场的总体方向的矢量显示出与连接SMC中心和LMC中心的矢量的潜在对齐，表明“泛麦哲伦”磁场的可能性。宇宙射线驱动的发电机是对观测到的场的几何形状最可行的解释，但难以解释观测到的单向场线。需要通过麦哲伦桥研究法拉第旋转，以进一步验证泛麦哲伦场假设。
2008-07-09 astro-ph
Supernova Remnants in the Magellanic Clouds. V. The Complex Interior Structure of the N206 SNR
大麦云星云（LMC）中的N206超新星遗迹（SNR）一直被认为是典型的“混合形态”SNR。然而，最近的观测为这个熟悉的图增加了一个新的转折：在SNR面的投影中看到一个细长的径向无线电特征。利用哈勃太空望远镜，钱德拉和XMM-牛顿的高分辨率和灵敏度，我们已经获得了光学发射线图像和空间分辨的X射线光谱图，这个有趣的SNR。我们的研究结果目前的SNR本身作为一个残余在中期到后期阶段的演变。与射电“线性特征”相关的X射线辐射强烈表明它是一个脉冲星风星云（PWN）。在该特征的外尖端发现一个小的X线结。该特征的细长形态和周围的楔形X射线增强强烈建议弓形激波PWN结构。
2005-04-27 astro-ph
Discovery of a New Pulsar Wind Nebula in the Large Magellanic Cloud
我们提出了新的高分辨率的无线电和X射线观测超新星遗迹（SNR）B 0453 -685在大麦云云，分别与澳大利亚望远镜紧凑阵列和钱德拉X射线天文台进行。嵌入在SNR壳是一个紧凑的中央星云产生平谱偏振无线电发射和非热X射线，我们确定这个源作为脉冲星风星云（PWN）由一个看不见的中央中子星供电。我们提出了一种新的方法，通过该方法的SNR和PWN的属性可以用来推断上的初始自旋周期和表面磁场的看不见的脉冲星的上限，并得出结论，这颗星是一个初始的快速旋转器与电流属性类似的船帆座脉冲星。与其他类似年龄源的情况一样，目前PWN和SNR的反向冲击之间存在相互作用。
2003-07-29 astro-ph
ASCA and RXTE Observations of Non-Thermal X-ray Emission from Galactic Supernova Remnants: G156.2+5.7
我们正在利用ROSAT、ASCA、RXTE、Chandra和XMM-Newton等X射线卫星进行的新的和存档的观测，对已知或怀疑其X射线发射具有非热成分的银河壳型超新星遗迹进行调查。本研究的目的是探讨银河系信噪比加速宇宙射线的现象，并估计由这些源加速的宇宙射线电子的最大能量。为了说明这项工作，我们研究的X射线光谱的西北边缘的SNR怀疑有一个非热分量，其X射线发射，G156.2+5.7（RX J 04591 +5147），在能量范围约为0.7-12.0 keV的ASCA GIS和RXTE PCA的观测。我们比较适合的非热组件使用两种模式，一个简单的幂律和SRCUT。两个模型都给出了可接受的拟合：从幂律模型拟合得到的光子指数为2.0（+0.2，-0.5），与其他具有硬X射线光谱的SNR的亮边所获得的值相当。使用SRCUT模型，我们得出截止频率的值为2.42（+0.24，-0.23）× 10^17 Hz：基于这个值，并假设平均磁场强度为14微高斯，我们估计由G156.2+5.7加速的宇宙射线电子的截止能量约为32 TeV。这个能量值远低于宇宙射线谱的“膝盖”特征。
2003-08-28 astro-ph
Supernova Remnants in the Magellanic Clouds. VI. The DEML316 Supernova Remnants
DEML 316系统包含两个壳层，都具有超新星遗迹（SNRs）的特征。我们分析了DEML316的Chandra和XMM-Newton数据，研究了它的空间和光谱X射线特征。我们的钱德拉观测解决了东北SNR（壳A）的结构，作为一个明亮的内环和一组由较暗的漫射发射包围的“弧”。的光谱是很好的拟合温度~1.4千电子伏的热等离子体模型，我们没有发现显着的光谱差异，此SNR的不同区域。西南SNR（外壳B）显示出不规则的X射线轮廓，具有更明亮的内部发射环，包括明亮的发射结。总的来说，SNR的发射很好地描述了温度约0.6 keV的热等离子体。然而，亮结在光谱上与SNR的其余部分不同，需要添加与光子指数1.6 - 1.8的幂律光谱一致的高能光谱分量。我们证实了Nishiuchi等人（2001）的发现，即这些壳层的光谱明显不同，壳层A需要高的铁丰度才能获得良好的光谱拟合，这意味着Ia型起源。我们进一步明确比较丰度比模型预测的Ia型和II型超新星。壳A的低比值（O/Fe为1.5和Ne/Fe为0.2）和壳B的高比值（O/Fe为30 - 130和Ne/Fe为8 - 16）分别与Ia型和II型起源相一致。SNR祖先类型之间的差异对这些SNR相互作用的建议提出了一些疑问。
2005-09-22 astro-ph
XMM-Newton observations of the Small Magellanic Cloud: X-ray outburst of the 6.85 s pulsar XTE J0103-728
2006年10月，在小麦哲伦云（SMC）方向的XMM-牛顿观测期间，我们看到了明亮的X射线瞬变。EPIC数据使我们能够准确地定位源，并调查其时间和光谱行为。从EPIC数据中提取了覆盖0.2-10 keV的X射线谱和不同能带的脉冲轮廓。在EPIC-PN数据中检测到的6.85 s脉冲明确地识别了XTE J 0103 -728的瞬变，RXTE发现了6.85 s脉冲星。在XMM-牛顿观测期间的X射线光变曲线显示了源的耀斑活动，其强度在10分钟内变化了两倍。用一个简单的吸收幂律模型的脉冲相位平均光谱表明系统的残差，可以占第二个发射组件。对于包含黑体发射、热等离子体发射或来自吸积盘（盘-黑体）的发射的模型，后者产生物理上敏感的参数。幂律的光子指数约为0.4，表明光谱相对较硬。0.2-10 keV的光度为2x 10 ^{37}，其中约3%来自盘黑体分量。过量辐射的一个可能来源是来自中子星的硬X射线被吸积盘内边缘附近的光学厚材料再处理。从时间分析中，我们确定脉冲周期为6.85401（1）s，表明自2003年5月发现XTE J 0103 -728以来，平均每年约0.0017 s的自旋下降。X射线性质和Be星的鉴定证实XTE J 0103 -728是SMC中的Be/X射线双星瞬变。
2008-01-30 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
Deep Chandra Observation of the Pulsar Wind Nebula Powered by the Pulsar J1846-0258 in the Supernova Remnant Kes 75
利用钱德拉X射线天文台的深曝光观测资料，对Kes 75（G29.7-0.3）超新星遗迹中的脉冲星风星云（PWN）进行了详细的空间和光谱分析。PWN具有复杂的形貌和清晰的轴对称结构。我们确定了一个单侧喷流和两个明亮的团块与整个星云的伸长对齐，以及垂直于喷流方向的弧形特征。利用环面和射流模型的进一步空间建模指示PWN对称轴的位置角$207\arcdeg\pm8 \arcdeg$。我们将弧解释为赤道环面或赤道环，而团块可能是射流与周围介质之间的激波相互作用。没有任何可观察到的反向射流意味着流速大于0.4c。与6年前的档案观测相比，PWN中的一些小尺度特征表现出强烈的变化：内部急流的通量增加了一倍，北部团块的峰值变宽并向外移动2”。此外，脉冲星通量增加了6倍，表现出从$Γ$ =1.1到1.9的大量光谱软化，以及在第一个历元中没有观察到的新兴热分量。脉冲星光谱的变化可能与Chandra观测前7天发生的脉冲星类磁星爆发有关，正如RXTE观测最近报道的那样。
2008-09-16 astro-ph
