Temperature Scale and Iron Abundances of Very Hot Central Stars of Planetary Nebulae
通过光学H和He谱线剖面的模型大气分析来确定非常热的中心恒星（Teff> 70000 K）的有效温度存在相当大的不确定性，主要是由于缺乏中性氦谱线。只有通过紫外线才能得到的金属电离平衡，可以更精确地估计温度。指出了铁线的潜力。与此同时，铁和其他金属的丰度，几乎没有调查，直到今天，可以从紫外光谱。我们描述了最近的HST光谱为此目的进行。用FUSE在最热的缺氢中心星（PG 1159型，Teff> 100000 K）的FUV光谱中寻找铁谱线是不成功的。推导出的不足解释在铁耗尽由于n-捕获核合成的壳间物质，这是现在暴露在恒星表面作为一个后果，晚他壳闪光。
2002-02-01 astro-ph
Time Variability of the Neutral Iron Lines from the Sgr B2 Region and its Implication of a Past Outburst of Sgr A$^*$
我们使用X射线卫星朱雀，XMM-牛顿，钱德拉和ASCA的档案数据研究了Sgr B2复合体的长期X射线行为。观测到的Sgr B2复合物区域包括在6.40 keV的Fe I K- $α$线上的两个突出点，一个巨大的分子云M 0.66 $-$ 0.02，称为“Sgr B2云”，和一个不寻常的X射线源G 0.570 $-$ 0.018。虽然这些6.40千电子伏的斑点有几个pc尺度的空间扩展，形态和通量的6.40千电子伏线已随时间变化了10年，在银河系的扩散X射线发射的Fe XXV-K $α$线在6.67千电子伏的恒定通量相比。这种时间变化主要是由于M 0.66 $-$ 0.02; 6.40 keV线通量在2001年下降，并在1994- 2005年的时间跨度下降到60%。另一个G为0.570 $-$ 0.018的斑点只在2000年的钱德拉观测中才被发现。从Sgr B2复合体的长期时间变率（$\sim$ 10年），我们推断银河系中心黑洞Sgr A $^*$在过去的300年中是X射线亮的，并表现出几年周期的时间变率。
2008-03-11 astro-ph
Iron depletion in the hot bubbles in planetary nebulae
在\bd、NGC 6543、NGC 7009和NGC 7027中，我们已经搜索了\fex和\fexiv的发射，这是从扩散X射线中发射的气体中预期的。在任何物体上都没有检测到这两条线。适合这些物体的X射线光谱的模型表明，\fex发射应该低于我们的检测阈值，但预测的\fexiv发射超过我们观察到的上限（一个西格玛）至少3.5至12倍。对没有\fexiv的最好解释是X射线等离子体中的铁被耗尽。原则上，这一结果提供了一个清晰的化学特征，可以用来确定星云气体或恒星风中X射线气体的起源。目前，虽然各种证据似乎有利于星云的起源，缺乏大气和星云中的铁丰度在这里研究的对象排除了一个明确的结论。
2005-11-23 astro-ph
Ionization Structure and Spectra of Iron in Gaseous Nebulae}
本文研究了气态星云中Fe Ⅰ-Ⅳ低电离级的发射光谱和电离结构。这项工作包括：㈠新的原子数据：光电离截面，总电子离子复合率，激发碰撞强度和跃迁概率;（ii）详细研究[Fe II]，[Fe III]和[Fe IV]发射的激发机制，并对所观察到的红外，光学和紫外光谱进行光谱分析;（iii）研究星云及其电离前沿的物理结构和运动学。作为一个测试案例，使用广泛的碰撞辐射和光电离模型进行了观测良好的猎户座星云的光谱分析。它表明，[Fe II]发射从猎户座星云主要是通过电子碰撞在高密度部分电离区激发，辐射荧光是相对不那么有效。高密度区的进一步证据来自[O I]和[Ni II]谱线，以及星云中离子种类的运动学测量。猎户座中铁的电离结构的模型使用新计算的原子数据，显示出一些显着的差异，从以前的模型。新的模型提出了一个完全电离的H II区域的密度为$10^3$ cm $^{-3}$的顺序，和一个动态的部分电离的H II/H I区域的密度为$10^5-10^7$ \cm 3。光电离模型还表明，光学[O I]和[Fe II]发射起源于电离前沿内的高密度部分电离区域。猎户座的气相铁丰度估计从观察到的光谱。
1997-10-07 astro-ph
Chemical Abundances of Planetary Nebulae in the Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy
本文介绍了最近在人马座矮椭圆星系中发现的两个行星状星云He 2 -436和Wray 16 -423的分光光度和成象。Wray 16 -423是一个高激发行星状星云（PN），中心有一颗炽热的恒星。相比之下，He 2 -436是一个高密度的PN，有一颗较冷的中心恒星和局部尘埃的证据，消光比Wray 16 -423高出E（B-V）=0.28。Wray 16 -423的绝灭（E（B-V）=0.14）与人马座矮星的绝灭是一致的。两个PN在它们的光谱中显示Wolf-Rayet特征，尽管在Wray 16 -423中的线很弱。在[O III]和H-α +[N II]中的图像，尽管受到较差的视觉效果的影响，但在去卷积后，Wray 16 -423的直径为1.2“; He~2-436未被解析。He 2 -436的光度大约是Wray 16 -423的两倍，它的大小和高密度表明它是一个更年轻的PN。为了调和这两个PN的不同光度和星云性质与相似的年龄祖星，建议他们是在He燃烧的轨道上的丰度模式是非常相似的，在两个星云中，并显示出一个相对于银河系PN的平均O丰度为-0.4 dex和[O/H] =-0.6的氧贫化。Sgr PN祖星是Sgr星群中金属丰度较高的尾星的代表。丰度耗尽的模式是类似的，在唯一的其他PN在银河系的矮星系伴侣，在天炉座，其中新的光谱。然而，丰度大于星系晕PN，表明形成年龄较晚。由其PN推断的S…
1997-05-13 astro-ph
The [Fe IV] Discrepancy: Constraining the Iron Abundances in Nebulae
我们研究目前的模型预测和测量的离子化星云中的Fe++和Fe 3+的浓度之间的差异。我们计算了一组光电离模型，更新与原子相关的数据的问题，并比较他们的结果与那些来自可用的星云，其中[Fe III]和[Fe IV]线已被测量。我们的新模型结果比以前的计算结果更接近测量值，但仍然存在差异。这种差异转化为一个因素高达~4的不确定性在推导出的铁丰度。我们探讨了这种差异的可能原因，并发现Fe原子数据中的错误可能是最可能的解释。这种差异可以通过以下任何变化来完全解释：（1）Fe 3+的复合速率（辐射加双电子或电荷转移）增加约10倍，（2）Fe++的有效碰撞强度增加2-3倍，或（3）Fe 3+的有效碰撞强度减少2-3倍。我们推导出这三种解释所暗示的Fe丰度，并使用结果来约束我们的样本星云中Fe的耗尽程度。银河系H II区和行星状星云被发现有很高的耗尽因子，它们的Fe原子在气相中的比例不到5%。河外的H II区（剑鱼座LMC 30、SMC N88 A和SBS 0335-052）有较低的消耗。缺乏金属的蓝色致密星系SBS 0335-052可能有13%到40%的Fe在气相中。从不同物体得出的贫化确定了金属丰度较高时贫化增加的趋势。
2005-04-18 astro-ph
A Time-Variable X-Ray Echo: Indications of a Past Flare of the Galactic-Center Black Hole
本文利用朱雀星和钱德拉星的观测资料，对Sgr B2区6.40keV中性铁谱线通量的时变进行了研究。6.68 keV的高电离铁谱线是由银河系中心漫射X射线（GCDX）产生的，因此是时间不变的。通过比较6.68keV和6.40keV的谱线通量，我们发现来自Sgr B2复合体区的6.40keV谱线通量是随时间变化的，特别是被称为“Sgr B2云”的巨大分子云M0.66-0.02是高度可变的。6.40 keV谱线强度和空间分布的变化强烈支持SgrB 2区的分子云是银河系中心（GC）黑洞Sgr A* 辐射的X射线反射星云的假设。
2007-11-19 astro-ph
Polarization of X-ray emission from the Sgr B2 cloud
Sgr B2巨大的分子云被认为是一个“X射线反射星云”--是几百年前发生的Sgr A* 源的一次强烈耀斑的后处理场所。X射线光谱的形状和铁荧光线的强度支持这一假设。我们认为，从Sgr B2的X射线的起源最干净的测试将是从这个源偏振发射的检测。
2001-11-04 astro-ph
Atomic data from the Iron Project.XLIV. Transition probabilities and line ratios for Fe VI with fluorescent excitation in planetary nebulae
用相对论原子结构计算程序Superstructure计算了Fe VI的前80个精细结构能级中的电偶极E1、电四极E2和磁偶极M1跃迁几率，这些能级以3d^3、3d^24s和3d^24p组态为主。实验能量被用来提高这些跃迁概率的准确性。采用80级碰撞辐射（CR）模型与这些偶极和禁戒跃迁概率，和铁项目R-矩阵碰撞数据，我们提出了一些[Fe VI]线比适用于光电离H II区域的光谱诊断。结果表明，连续荧光激发需要考虑在CR模型，以解释观测到的线比的光学[Fe VI]线在行星状星云NGC 6741，IC 351，和NGC 7662。分析导致参数化的线比的函数，并作为约束，电子密度和温度，以及有效的辐射温度的中心源和几何稀释因子。光谱诊断也可能有助于确定观测的不确定性。该方法可普遍适用于具有强背景辐射场的其他物体，如新星和活动星系核。广泛的新铁项目辐射和碰撞计算，使许多复杂的铁离子线比的一致分析。
2000-03-27 astro-ph physics.atom-ph
Abundances of s-process elements in planetary nebulae: Br, Kr & Xe
我们确定后铁峰元素在非常高的信号噪声光谱的行星状星云样本的发射线。对Kr和Kr离子谱线的分析表明，大部分PNe都有增强，这与AGB星的s过程理论相一致。令人惊讶的是，我们没有检测到线从溴，即使S-过程计算表明，它应该产生与Kr在可检测的水平。
2006-05-06 astro-ph
XMM-Newton observations of Sagittarius A East
我们提出了一个最近的XMM-牛顿观测Sgr A东，超新星遗迹位于靠近银河系中心的分析。非常高质量的X射线光谱揭示了许多发射线从高度电离的原子符合多温度薄的热等离子体电离平衡。我们使用一个双温度模型来拟合光谱，并推导出1千电子伏和4千电子伏的温度。在X射线源的中心有大量的铁，使得铁的丰度从核心的~4倍太阳能到外部区域的~0.5倍太阳能，这与其他金属如硫、氩和钙的相当均匀的分布形成对比，这些金属的丰度在1- 3的范围内。推导出的总能量，质量和丰度模式是一致的一个单一的超新星事件，无论是Ia型或II型起源，涉及一个相对低质量的祖星。一个弱的6.4 keV中性铁荧光线也被检测到，照明源最有可能是Sgr A东本身。Sgr A East的形态和光谱特征与Sgr A* 中假定的过去活动没有明确的联系。
2003-12-19 astro-ph
Sgr A East and its surroundings observed in X-rays
我们报告的结果，XMM牛顿观测的Sgr A东及其周围地区。Sgr A East的X射线谱很好地代表了温度为~1和~4 keV的双温等离子体模型。只有铁的丰度显示出明显的空间变化，它集中在核心的Sgr A东。导出的等离子体参数表明，Sgr A东起源于一个单一的超新星。在人马座A东周围，有一个广泛的硬X射线发射分布，叠加了一个软过剩分量，从人马座A东的位置延伸到平面上方和下方。我们讨论了这些结构的性质以及Sgr A* 的附近。
2003-08-21 astro-ph
Chemical abundances of RGB-Tip stars in the Sagittarius dwarf Spheroidal galaxy
我们提出了初步的铁丰度和$α$元素（Ca，Mg）丰度比的样本22红巨星分支（RGB）在人马座矮球状星系（Sgr），选择附近的RGB-提示。该样本代表Sgr优势种群。平均铁丰度为[Fe/H]=-0.49。$α$元素丰度比略低于太阳，与Bonifacio等人最近提出的结果一致。(2004，A&A，414，503）。
2004-10-29 astro-ph
Equivalent width, shape and proper motion of the iron fluorescent line emission from the molecular clouds as an indicator of the illuminating source X-ray flux history
在8- 22千电子伏能量范围内观察到的扩散发射，平行于银河平面拉长（Sunyaev等人，1993年）和从一些巨分子云中探测到具有$\sim$ 1 keV等效宽度的强6.4 keV荧光线（例如Sgr B2）位于银河系中心区域（Koyama 1994）提出这些云的中性物质被（或曾经被）强大的X射线辐射照射，这导致了再处理辐射。这种辐射的来源仍然未知。接近Sgr B2云的瞬变源或银河系中心超大质量黑洞的X射线发射的短暂爆发是两个主要的候选者。我们认为，新一代的X射线望远镜相结合的非常高的灵敏度和优良的能量和角分辨率将能够区分这两种可能性，研究随时间变化的表面亮度分布的形态，等效宽度和形状的荧光线在Sgr B2和该地区的其他分子云。我们还注意到，在遥远的活动星系核的光谱中，在6.4 keV线附近探测到广泛而复杂的结构，这些结构现在是X射线弱的，这可能证明这些物体的中心引擎在过去的剧烈活动的存在。线形的精确测量可以提供关于自爆发以来经过的时间的信息。荧光辐射波前的适当运动（超光速或超光速）可以提供有关光源位置的额外信息。对上述效应的观测可以提供有关Sgr B2和其他巨型分子云内部物质分布的独特信息。
1998-05-05 astro-ph
G359.95-0.04: Pulsar Candidate Near Sgr A*
我们报告发现了一个突出的非热X射线功能位于银河系中心附近，我们确定为一个充满活力的脉冲星风星云。这个特徴G359.95-0.04，位于Sgr A* 以北1里（投影），形状像彗星，具有幂律光谱，随着距离假定的脉冲星的距离增加而变陡。该特征的独特光谱和空间X射线特征类似于那些属于罕见的冲压压力限制脉冲星风星云。该星云在距离\sgra处的亮度与推断的X射线衍射一致，在2- 10 keV的能量带中为1 10^{34}尔格·秒^{-1}。彗星尾延伸回以大质量恒星复合体IRS 13为中心的区域，周围环绕着增强的弥散X射线辐射，这可能代表了相关的超新星遗迹。此外，星云对强环境辐射的逆康普顿散射一致地解释了从银河系中心观测到的TeV辐射。我们还简要讨论了G359.95-0.04与该地区其他高能源的可能联系，例如年轻的恒星复合体IRS 13和SNR Sgr A East。
2005-12-29 astro-ph
Atomic Processes in Planetary Nebulae and H II Regions
行星状星云（PNe）和H { \sc ii}区的光谱研究推动了原子物理学的发展。在过去的几年里，一代强大的天文台，更复杂的光谱建模代码的发展，以及大量生产高质量原子数据的巨大努力的结合，导致我们在理解这些天体的原子光谱方面取得了重要进展。在本文中，我回顾这些进展，包括评价原子数据与星云光谱，检测谱线，从大多数铁峰元素和n-捕获元素，观测超精细发射线和同位素丰度分析，荧光过程，和新技术诊断的基础上复合光谱的物理条件。该评论是针对原子物理学家和光谱学家试图建立原子数据和模型的当前状态，并了解主要的常设问题。
2008-03-24 astro-ph
X-ray Sources and Star Formation Activity in the Sgr B2 Cloud Observed with Chandra
报道了人马座B2（SgrB 2）巨分子云中X射线粒子数的研究。钱德拉发现了十几个X射线云成员（和候选者）。两个明亮的X射线源位于Sgr B2 Main附近，这是超紧凑HII源中最丰富的复合体。X射线谱用5-10 keV的薄热等离子体模型拟合。在修正了5 x 10^23 H/cm ^2的吸收后，内禀光度约为10^33 erg/s。虽然这两个X射线源都来自同一个HII复合体中的年轻恒星（YSO），但它们形成了鲜明的对比;一个位于HII复合体中心，显示出强的铁K壳层过渡线，而另一个位于东部附近，只有弱的线。其他的HII复合体，SgrB 2北和南，也显示出硬和高吸收的X射线发射，可能是由于恒星形成活动。其他云成员X射线源的合成X射线谱与温度约为10 keV的薄热等离子体相吻合，氢柱密度（NH）为1.3 x 10^23 H/cm ^2，单个X射线亮度为10^31-32$ erg/s的几倍。这可能是一个或一群YSO（s），但既没有射电也没有红外对应物。还讨论了另一种由来自稠密云气的邦迪-霍伊尔吸积提供动力的孤立白矮星的可能性。X射线谱显示出额外的6.4 keV中性或低电离离子谱线，这表明环境气体集中在源附近。
2002-03-04 astro-ph
Hard X-ray view of the past activity of Sgr A* in a natural Compton mirror
我们报道了最近发现的硬X射线源IGR J17475-2822与银河系中心区的巨大分子云Sgr B2的关联。由不同观测站的数据构建的源的宽波段（3-200 keV）谱强有力地支持了Sgr B 2的X射线发射是由Sgr A* 源在过去发射的康普顿散射和再处理的辐射的想法。我们的结论是，300-400年前，Sgr A* 是一个低光度（L ~ 1.5e39 erg/s，在2-200 keV）活动星系核的特征硬X射线光谱（光子指数伽玛~ 1.8）。我们分别估算了2 e6 Msun（r/10 pc）^[2]和1.9 Msun（其中r是云的半径）时Sgr B2散射气体的质量和铁丰度。
2004-08-10 astro-ph
NLTE Model Atmospheres for Central Stars of Planetary Nebulae
目前的观测技术提供了从远红外线到X射线的整个波长范围内高信噪比的高分辨率恒星光谱。NLTE效应对热星特别重要，因此需要使用可靠的NLTE恒星模型大气通量进行充分的光谱分析。最先进的NLTE模型大气层包括数百万条从氢到铁族元素的金属线，因此可以精确分析极热的致密恒星，例如行星状星云的中心恒星、PG 1159恒星、白矮星和中子星。他们细致的光谱研究对现代天体物理学的几个分支都有很大的意义，例如恒星和星系演化，以及星际物质。
1999-09-30 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
New X-ray views of the Galactic center observed with Suzaku
我们报告了用朱雀观测到的Sgr A和B区的弥散X射线发射。在Sgr A区，我们发现了许多铁和镍的K壳层跃迁线。最亮的是来自FeI、FeXXV和FeXXVI的6.4 keV、6.7 keV和6.9 keV的K α线。此外，首次检测到NiI和NiXXVII的K α线，FeI、FeXXV和FeXXVI的K β线，以及FeXXV和FeXXVI的K γ线。FeXXV的K α的中心能量有利于碰撞激发作为该线发射的起源。由FeXXV和FeXXVI的K α的通量比确定的电离温度与由FeXXV的K α和K β的通量比确定的电子温度相似，其在5-7 keV的范围内。因此，银河系中心漫射X射线（GCDX）与几乎处于电离平衡的等离子体的发射一致。放射性复合体Sgr B区也显示出FeI、FeXXV和FeXXVI的K α线。6.7 keV线（FeXXV）图在（l，b）=（0.612，0.01）处表现出局部过剩，可能是一个新的年轻SNR。6.4keV图像在Sgr B2附近和（l，b）=（0.74，-0.09）处具有局部过量。像Sgr B2一样，后者可能是另一个X射线反射星云（XRN）。
2006-09-08 astro-ph
A Chandra Study of Sgr A East: A Supernova Remnant Regulating The Activity Of Our Galactic Center?
我们报告的X射线发射的贝壳状，非热射电源Sgr A东位于内部几个秒差距的星系的基础上与钱德拉船上的ACIS探测器的观测。这是第一次从该地区的其他复杂结构中清楚地分辨出Sgr A East。X射线发射区集中在较大射电壳层的中心$\simeq 2$ pc内。光谱显示来自S、Ar、Ca和Fe的高度电离离子的强K $α$线。一个简单的等温等离子体模型给出了电子温度$\sim 2$ keV、吸收柱$\sim 1 \times 10^{23}$ H/cm ^2、2- 10 keV带的光度$\sim 8 \times 10^{34}$ ergs/s和气体质量$\sim 2η^{1/2}$ M $_{\odot}$及填充因子$η$。等离子体似乎富含重元素，相对于太阳丰度大约是四倍，并且显示出元素丰度的空间梯度：铁的空间分布比较轻的元素更紧凑。气体质量和元素丰度的X射线辐射支持长期存在的假设，即Sgr A East是一个超新星遗迹（SNR），可能是由一个主序质量为13- 20 M $_\odot$的大质量恒星的II型超新星爆炸产生的。无线电和X射线形态的组合将Sgr A East分类为新的富含金属的“混合形态”（MM）SNR。Sgr A East射电壳层的大小是已知MM SNR中最小的，这强烈表明喷出物已经膨胀成非常致密的星际介质。等离子体的喷射物为主的化学成分表明，周围的材料应该是高度均匀的。讨论…
2001-02-10 astro-ph
The BeppoSAX view of the Galactic Center region
1997-1998年用BeppoSAX卫星上的窄场仪器（2- 10千电子伏能量范围）对银河系中心区域进行了测量。我们测量了银河系中心假定的超大质量黑洞SgrA* 的X射线辐射，并研究了它的光谱，同时还研究了几个明亮的X射线源、包含中子星的LMXB和位于该区域（$|l|<2°)\times(|b|<1°$）内的黑洞的X射线辐射。新的点状X射线源也被发现。本文总结了SgrA复合体散射辐射的研究结果：它具有两个温度的热谱（kT 1 ~0.6keV和kT 2 ~ 8 keV）和依赖能量的形态，硬辐射（5-10 keV）沿银道面拉长，软辐射（2-5 keV）与SgrAEst的射电晕空间相关。本文首次报道了对银河系中心区包含巨分子云SgrB_2、SgrC和SgrD的其它三个场的X射线散射辐射的研究结果。这三个分子云方向的漫辐射也表现出双温性质，在6.7keV处有一条明显的铁谱线，其强度和等效宽度与银经有关。此外，SgrB 2光谱显示出强烈的6.4keV荧光源线。虽然银河中心漫发射的硬成分显示出与银河山脊相似的温度，但低温等离子体明显较软。这可能是由于物质吸积到位于巨大分子云内部的古老孤立的中子星上产生的净贡献。
2000-07-25 astro-ph
Interstellar gas in the Galaxy and the X-ray luminosity of Sgr A* in the recent past
关于位于银河系中心（GC）的超大质量黑洞的X射线光度信息，以及它在过去的时间变化，被印刻在今天观测到的朝向我们银河系巨型分子云（GMC）方向的散射发射中。由于光的传播时间效应，这些云探测Sgr A* 在过去不同时间的活动，这取决于它们相对于GC和观测者的位置。在本文中，我们结合最近ASCA沿银河系平面的观测结果，提供上限的散射通量在4-10千电子伏的范围内产生在一个给定的方向，从CO调查的数据相同的地区。这些一氧化碳测量图的位置和质量的分子气体的GMC组成。要求散射通量不大于观测通量，这些数据使我们能够推导出在过去40，000年中某些时刻，Sgr A* 4-10 keV光度的上限，下降到约8*10^40 erg/s。在其他时候，极限不那么严格，大约为10^41-10^42 erg/s。银河系盘中更广泛和连续的HI分布，也散射了Sgr A* 发射的辐射，使我们能够将时间覆盖范围进一步扩展到过去，回到大约110.000年，尽管限制变得不那么严格。因此，我们可以排除Sgr A* 的长期X射线活动阶段，其爱丁顿水平的1%在不到80.000年前结束。通过对荧光铁K_α线发射的观测，可以改进本文提出的极限。我们研究了这些方法的可行性，以调查过去的核活动在其他螺旋星系观察的角分辨率的X射线望远镜，如钱德拉和XMM-牛顿。
2001-08-19 astro-ph
Diffuse X-rays in the Galactic center region -- The zoo of iron line clumps, non-thermal filaments and hot plasmas --
本文报道用Chandra观测到的银河系中心周围的漫射X射线特征。我们证实了ASCA和Ginga在银河系中心区域发现的具有强谱线的大尺度薄热等离子体。此外，还发现了从中性铁（6.4 keV线）到类氦铁（6.7 keV线）的许多小团发射谱线。6.4 keV的谱线团可能是反射星云，而6.7 keV的谱线团可能是信噪比。我们还发现了6.5-6.7 keV之间的中间能量的发射线，这是由于年轻的SNR在非平衡电离。发现了无发射谱线的非热细丝或带，表明在快速膨胀的壳层中存在费米加速点。所有这些都表明，在不久的过去，银河系中心区域周围发生了多颗超新星或特大爆炸。
2002-02-01 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
X-Ray Observations of V4641 SGR (= SAX J1819.3-2525) During the Brief and Violent Outburst of 2003
利用RXTE PCA/HEXTE对黑洞X射线双星（BHXRB）V4641 Sgr（= SAXJ1819.3 -2525）在2003年8月爆发期间的定点X射线观测进行了详细分析。软X射线（3-20 keV）通量变化的因素10或更多的时间尺度分钟或更短的。这种来源的快速和强烈的变化性使其与典型的XRB不同。尽管有很大的光度波动，源的光谱状态并没有显着变化，这表明在观测过程中物理发射过程并没有太大的变化。在居住期间的能谱占主导地位的硬康普顿幂律分量，表示在其他BHXRB中观察到的典型的低/硬状态。在四个RXTE点中的三个点中没有发现软热分量。然而，最大平均光度观测的光谱解卷积表明，一个模糊的，热的吸积盘。在其中一次观测中，我们发现了一个短期（约100 s）的软X射线丢失，这显然是由于观测到的柱密度的变化。在6.5keV附近检测到强的Fe K $α$荧光发射线，其等效宽度在700 - 1000 eV范围内。在时间域中，傅立叶功率谱由低于几Hz的红噪声主导。泊松噪声占主导地位，在较高的频率，没有检测到高频功能。强的康普顿化光谱，宽的铁发射线，在光谱中没有磁盘组件，没有任何超过几个Hz的时间变化和偶尔的大变化，在列密度沿视线，所有支持一个笼罩黑洞偶尔流出和一个非常动态的环境。
2005-10-18 astro-ph
ASCA X-ray source catalogue in the Galactic Center region
从1993年到1999年，ASCA卫星对银河系中心（银河系中心）周围5 x 5度的区域进行了107次定点观测。在0.7- 3 keV或3- 10 keV波段的X射线图像中，我们发现了52个点源和十几个漫源。所有的点源都用吸收幂律模型统一拟合。对于选定的亮源，Sgr A*、AX J1745.6-2901、A 1742-294、SLX 1744-300、GRO J1744-28、SLX 1737-282、GRS 1734-292、AX J1749.2-2725、KS 1741-293、GRS 1741.9-2853和一个不寻常的耀斑源XTE J1739-302，我们提出进一步详细的频谱和时序分析，并讨论其性质。十几个扩展的X射线源包括射电超新星遗迹、巨大的分子云和一些新发现。大多数显示的发射线要么来自高电离原子，要么来自低电离铁。X射线光谱与薄的热或幂律模型拟合。本文总结了这些结果，并提供了银心区ASCA X射线源目录。
2001-08-23 astro-ph
Spatial Distribution of the Galactic Center Diffuse X-Rays and the Spectra of the Brightest 6.4keV Clumps
高能量分辨率和低背景，特别是在硬X射线波段，朱雀星上的X射线成像光谱仪提供了极好的银河系中心漫射X射线（GCDX）光谱。本文报道了GCDX空间分辨光谱的研究结果。GCDX最显著的特征是中性铁（FeI）和类氦铁（FeXXV）的K壳层跃迁线，能量分别为6.4keV和6.7keV。这些线的通量相对于Sgr A* 是不均匀和不对称分布的。6.4keV的谱线在银河经度的正向一侧（东侧）特别明亮，并具有星团结构。GC附近的一个明亮的团块在几年的时间尺度上表现出时间的变化。无论是6.4keV还是6.7keV谱线的通量都没有表现出与连续谱通量（5- 10 keV带）的密切比例关系; 6.4keV谱线在高通量侧表现出过剩，6.7keV谱线则相反。另一方面，6.4keV和6.7keV的线通量之和与连续谱通量的比例为1：2，因此我们将GCDX的连续谱通量唯象地分解为6.4keV和6.7keV的通量之比为1：2的连续谱通量。基于这些事实，我们试图估计点源的扩散通量和积分通量对GCDX的贡献。
2008-04-21 astro-ph
An unusual H-alpha nebula around RX J1856.5-3754
我们目前的光谱和H α成像的X射线明亮，附近的中子星RX J1856.5-3754周围的暗淡星云。该星云除了氢巴耳末线外没有其他强线，具有类似彗星的形态，其顶点在中子星前方约1角秒，尾部在中子星后方延伸至少25角秒。在第一张照片中，星云类似于在几个射电望远镜周围看到的“巴耳末主导”彗星状星云，是由于一颗中子星带着相对论风的超音速运动引起的周围气体中的弓形激波造成的。在第二个模型中，这个星云是一个电离星云，但是是一种以前没有观测到的类型（虽然预计会存在），其中电离和加热与复合和冷却相比非常迅速。我们使用一个详细的流体动力学模拟，以确认像观察到的形状可以复制。独立的模型，我们发现，RX J1856.5-3754是不是保持热吸积。如果它是年轻和冷却的，那么在X射线波长处缺乏脉动是令人困惑的。利用唯象理论，我们认为RX J1856.5-3754可能有一个相对较弱的，只有几个10 ^11 G的磁场。如果是这样的话，具有讽刺意味的是，附近两颗最亮的中子星RX J 1856.5 -3754和RX J 0720.4 -3125很可能代表了中子星磁场分布的极端，一颗是弱场中子星，另一颗是磁星。[删节]
2001-10-02 astro-ph
