CHANDRA Observations of the X-ray Halo around the Crab Nebula
钱德拉的两次观测被用来寻找蟹状星云内部和周围的热X射线发射。通过将星云最亮的部分从视场中排除，死时间被最小化。一个尘埃散射的光环，包括5%的螃蟹的强度，清楚地检测到表面亮度测量到径向距离为18弧分。覆盖率在4弧分时为100%，12弧分时为50%，18弧分时为25%。观测到的晕与基于3种不同星际颗粒模型的预测进行了比较，其中一种可以进行调整以适应观测。这种尘埃晕和镜面散射形成了一个高背景区域，人们一直在寻找外壳中激波加热物质的辐射。我们没有发现这种排放的证据。我们可以将上限设定为比从类似残骸周围的外壳观察到的表面亮度小10-1000倍。外壳X射线光度的上限约为10 e34 erg/s。虽然我们的观测结果有可能与8-13太阳质量的祖先相一致，但我们认为这是不可能的。
2005-09-21 astro-ph
Galaxy Clusters with Chandra
我们讨论了钱德拉结果相关的1）集群合并和冷锋和2）相对论等离子体和热集群大气之间的相互作用。本文以天炉座星系团NGC1404和A3667为例，描述了冷锋的性质。我们讨论了冷却流团ZW3146中的多重表面亮度不连续性。我们在CL0657中回顾了正在进行的超音速合并。最后，以M87和NGC507为例，总结了活动星系核产生的等离子体泡与热气体的相互作用。
2002-07-08 astro-ph
Surface Brightness and Stellar Populations at the Outer Edge of the Large Magellanic Cloud: No Stellar Halo Yet
我们提出了一个高质量的CMD为36 '× 36'领域位于8度（7千秒差距）的LMC中心，以及一个精确的测定LMC表面亮度来自解决恒星星族到这个大的银河系中心半径。这个深CMD首次显示了该位置的详细年龄分布，其中表面亮度为V = 26.5 mag/sq "。在半径R = 474 '处，主层序从I = 21.5处的最古老的岔道到I = 19.5处的2.5 Gyr岔道都很好地填充。在这个半径之外，年龄在2.5 - 4 Gyr范围内的恒星的密度有一个相对较强的梯度。有一些恒星比主星群更亮、更蓝，在整个观测区域分布相当均匀，与1.5 Gyr等时线很好地匹配，可能表明相对较新的恒星形成或合并事件。大麦哲伦星系的表面亮度分布与这个大的银河系中心半径成指数关系，没有显示出圆盘截短的证据。结合表面亮度和恒星星族的信息，我们得出结论，LMC盘延伸（并主导了一个可能的恒星晕）到至少7千秒差距的距离。这些结果证实，在dIrr星系相对较浅的偏离中心的CMD中没有蓝色恒星，并不一定是类似于银河系晕的唯一古老恒星星族的证据。
2004-09-01 astro-ph
Chandra Observations of the Optically Dark GRB030528
HETE卫星探测到了富含X射线的GRB 030528，并迅速传播了它的位置。然而，早期的光学观测未能发现对应的来源。在Chandra的2个历元ToO观测中，我们发现了一个可能与GRB 030528对应的衰落X射线源。源的亮度是典型的X射线余辉观察到在类似的时代。其他观测者在与X射线源一致的位置探测到红外线源。X射线光谱与大吸收柱不一致。
2004-01-04 astro-ph
An Unusual Discontinuity in the X-ray Surface Brightness Profile of NGC 507: Evidence of an Abundance Gradient?
我们目前的结果，从45 ksChandra/ACIS-I观测附近的（$z=0.01646$）NGC 507集团。该组的外部区域的X射线表面亮度分布很好地描述了等温$β$ -配置文件与早期ROSAT观测一致。我们发现NGC 507的径向表面亮度轮廓55 kpc E和SE中有一个锐边或不连续性，它覆盖了一个$\sim125^\circ$弧。在不连续性的最尖锐部分，表面亮度在6.9 kpc的距离上以$\sim$ 2的因子下降（$\sim 15''$）。内部和外部的气体温度跨越不连续性的差异只有约0.2千电子伏（内部和外部的气体温度分别为1.2和1.3千电子伏）。频谱分析表明，有一个大的梯度，在整个不连续性的元素丰度，并与低分辨率NVSS无线电地图的比较表明，不连续性与低表面亮度射电瓣对齐。我们的结论是，这种不连续性的出现是由于高丰度物质从星系中心通过扩大的射电瓣传输的结果，类似于{ \em Chandra}对英仙座A和长蛇座A的观测中看到的结构。
2003-04-21 astro-ph
Chandra discovery of the intracluster medium around UM425 at redshift 1.47
本文报道了在类星体UM 425 A和B的观测基础上，发现了一个红移z=1.47的候选星系团。我们探测到由于类星体对周围的团内热气体而产生的高意义的漫发射。这是继z=1.786的3C 294之后第二个红移最高的候选星团。漫射发射是椭圆形的，约17”的范围。如果确实在z=1.47时，这对应于140 h_{70} ^{-1} Kpc的物理尺寸和大约3 × 10^{43} erg/s的2- 10 keV光度。这个星系团不太可能是长期以来寻找的引力透镜，用来解释UM 425 A和近距离类星体对的异常亮度。类星体与星团的共存表明了活动与星团环境的联系。UM 425 A的不寻常亮度可能是由于更高的吸积速率。我们还简要地评述了UM 425 A和B的X射线谱，它们也是宽吸收线类星体。我们认为，目前的证据表明，类星体只是一对，而不是同一个类星体的透镜图像。
2003-02-25 astro-ph
Mapping the X-ray Emitting Ejecta in Cassiopeia A with Chandra
我们目前的X射线发射线等效宽度图像的明亮的银河系超新星遗迹仙后座A的元素Si，S，Ar，Ca和Fe使用50,000秒的观测与先进的CCD成像光谱仪的钱德拉X射线天文台。这些图像基本上确定了这些元素在宽范围的表面亮度可检测的喷出物的大部分，并显示出明显不同于宽带X射线发射和4-6千电子伏连续发射的形态。Si、S、Ar和Ca的分布图与Fe的分布图不同，但显示出这些发射X射线的喷出物与快速光学喷出物结的分布相似，并清晰地描绘出东北光学喷流的X射线对应物。在北部和西部明亮壳层外的低表面亮度区域也显示出强烈的线发射。如前所述，强烈的Fe发射在东部的其他元素之外，但在其他地方通常是一致的。投影的内部有相对较少的发射跟踪高线等效宽度。
2000-05-29 astro-ph
Anti-Truncation of Disks in Early-Type Barred Galaxies
螺旋星系的盘通常被认为是被截断的：径向表面亮度轮廓在超过一定半径（3- 5个盘内尺度长度）时急剧变陡。在这里，我们提出的径向亮度轮廓的一些禁止S 0-Sb星系与相反的行为：他们的外部轮廓是明显的斜率比主盘轮廓浅。我们称这些“反截断”，他们发现在至少25%的一个较大的样本禁止S 0-锑星系。有两种不同类型的反截断。大约有三分之一显示出相当渐进的过渡和外部等照度线，这些等照度线比主盘等照度线逐渐变圆，这表明一个盘嵌入在一个更球形的外部区域内-无论是凸起的外部范围还是一个单独的恒星晕。但大多数的配置文件有相当尖锐的表面亮度过渡到较浅，外指数配置文件，至关重要的是，外等照度线，这是不是显着圆比主盘;在萨博-锑星系，外等照度线包括可见的螺旋臂。这表明外部光仍然是圆盘的一部分。这些配置文件的一个子集是在不对称的外等照度线（不平衡或单臂螺旋）的星系，这表明相互作用可能是负责至少一些盘状反截断。
2005-07-24 astro-ph
A spectral and spatial analysis of eta Carinae's diffuse X-ray emission using CHANDRA
明亮的不稳定恒星船底座η（恒星系统）被一个光学上明亮的双极星云--侏儒星云和一个更暗但大得多的星云--所谓的外部喷出物所包围。正如爱因斯坦和ROSAT卫星的图像所显示的那样，在软X射线中也可以看到外部喷出物，而中心源则出现在较硬的X射线波段。通过我们的CHANNEL观测，我们发现X射线星云的形态和性质是外部喷出物中快速团块进入预先存在的致密星周介质的冲击的结果。软X射线通量的另一个贡献来自喷出物内团块的相互作用。从CHANNEL数据中提取的光谱产生0.6-0.76 keV的气体温度kT。隐含的670-760 km/s的冲击前速度在我们测量的相应区域大多数团块速度的离散范围内。显着的氮增强太阳能丰度需要可接受的适合在所有部分的外部喷出物，符合CNO处理的材料和非均匀增强。在S凝聚处存在一个硬X射线发射的弥散点，这表明速度最高的团块有一定的贡献，并进一步强调了X射线星云的多组分、非平衡性质。在X射线星云的北部和南部之间检测到一座X射线"桥“，在NN弓形的位置检测到一个X射线阴影，这可以归因于一个巨大的膨胀盘，它看起来像是赤道盘的延伸。没有软发射是看到从侏儒，或从NN弓或“弦”。
2003-11-13 astro-ph
Chandra imaging of the complex X-ray core of the Perseus cluster
本文报道了钱德拉X射线天文台对NGC 1275星系周围英仙座星系团核心的亚弧秒分辨率X射线成像。ROSAT发现的与射电瓣相关的洞有X射线明亮的边缘，比周围的气体温度低，而不是由于冲击。黑洞本身可能含有一些更热的气体。我们绘制了由于一个小的下落的不规则星系，被称为高速系统，在北叶和边缘强烈的光电吸收。两个外部洞，其中一个是以前已知的，被确定为最近发现的低频无线电发射的毛刺。NGC 1275的X射线冷却气体和外部光学部分的螺旋外观可能是由于冷却流中的角动量。
2000-07-30 astro-ph
On the X-ray emission of Eta Carinae's outer ejecta
船底座伊塔星（Eta Carinae）是一颗非常明亮且不稳定的恒星，它被1843年左右恒星大爆发时形成的喷出物所包围。光学星云由内部区域、双极侏儒星云和外部喷出物组成。ROSAT和CHANNELY探测到的X射线发射显示出一个钩状发射结构，主要位于比Homunculus大得多的外部喷出物的位置。我们提出的光学形态，运动学和X射线发射的外部喷出物周围的海山二的比较研究的结果。一般来说，我们发现X射线的发射跟踪的冲击更快地移动的结在外部喷出物。将介绍CHANNEL/ACIS数据的第一批结果，外层喷出物中选定区域的光谱将使人们了解热气的状况（温度、现有元素和电离度）。X射线光谱将再次与我们从光谱中已知的气体运动学进行比较。
2001-08-27 astro-ph
Chandra Observations of the "Dark" Moon and Geocoronal Solar-Wind Charge Transfer
我们分析了钱德拉X射线天文台对月球进行的两组校准观测的数据。除了获得一个光谱的明亮的一面，显示了几个不同的荧光线，我们还清楚地检测到随时间变化的软X射线发射，主要是O VII Ka和O VIII Lya，当查看光学暗侧。在500至900 eV之间，暗侧的视亮度变化至少有一个数量级，最高可达2 × 10 ^-6 phot/s/arcmin^2/cm^2，这与ROSAT全天巡天测量到的典型3/4 keV波段背景辐射相当。该光谱也与钱德拉在天空中低亮度或中等亮度区域记录的背景光谱非常相似。十多年前，ROSAT还探测到来自月球暗面的软X射线，初步认为这是高能太阳风电子撞击月球表面产生的连续辐射。然而，钱德拉的观测结果具有更好的光谱分辨率，结合同期对太阳风参数的测量，强烈支持高电荷太阳风离子和地球地日冕中的中性氢之间的电荷转移作为这种发射的机制。我们提出了一个地冠发射的理论模型，并表明预测的光谱和强度匹配钱德拉观测非常好。我们还模拟了密切相关的日光层电荷转移过程，并估计从地球观测到的总电荷转移通量相当于软X射线背景的一个重要组成部分，特别是在ROSAT 3/4-keV波段。
2004-02-11 astro-ph
Chandra Observations and the Mass Distribution of EMSS1358+6245: Toward Constraints on Properties of Dark Matter
钱德拉对透镜星系团的观测现在已经为几个天体提供了精确的暗物质轮廓，在这些天体中，星系团内的介质可能处于流体静力平衡。我们讨论钱德拉观测的质量分布的一个这样的集群，EMSS 1358 +6245。我们发现没有证据表明，在半径大于50/h_50 kpc的质量密度分布平坦。这一结果以及钱德拉对其他星系团的类似观察结果似乎排除了为解释低表面亮度星系的扁平核心而提出的暗物质自相互作用模型。
2002-02-18 astro-ph
The Outer Disks of Early-Type Galaxies. I. Surface-Brightness Profiles of Barred Galaxies
我们提出了一个研究66酒吧，早期型（S 0-Sb）盘星系，专注于磁盘表面的亮度轮廓外的酒吧区域和弗里曼I型和II型配置文件的性质，它们的起源，以及它们可能与磁盘截断。本文讨论了数据和他们的减少，概述了我们的分类系统，并提出了$R$带配置文件和分类的样本中的所有星系。这些轮廓来自各种不同的来源，包括斯隆数字巡天（数据发布5）。对于大约一半的星系，我们有来自一个以上的望远镜的配置文件，这使我们能够检查我们的配置文件提取和分类的稳定性和可重复性。绝大多数剖面的可靠性低至μ R ~ 27 mag arcsec^-2;在特殊情况下，我们可以追踪到μ R > 28的剖面。我们通常可以跟踪盘轮廓到至少1.5倍的传统光学半径R_25;对于某些星系，我们发现光延伸到~ 3 R_25。我们将剖面分为三个主要组：I型（单指数），II型（向下弯曲）和III型（向上弯曲）。这些类型的频率分别约为27%、42%和24%，另外还有6%是II型和III型的组合。我们进一步分类II型配置文件的断裂下跌的酒吧长度的关系，并在假设的机制，在大半径的断裂（“经典trunction”的恒星形成与外Lindblad共振的酒吧的影响）。我们还分类III型配置文件的外部光（磁盘或球体）的可能形态。所有情况下都有插图。（节录）
2007-09-21 astro-ph
Chandra Observations of the Components of Clusters, Groups, and Galaxies and their Interactions
我们讨论两个主题，从钱德拉观测星系，集团和集群。首先，我们回顾合并过程中看到的高角分辨率的钱德拉。我们提出了尖锐的，边缘状的表面亮度结构的例子“冷锋”，合并组件和CL 0657的钱德拉观测的剩余核心的边界，一个强大的集群合并冲击的第一个明确的例子。除了回顾已经发表的工作，我们提出的椭圆星系NGC1404是落入天炉座星系团周围的冷锋的观测，我们讨论了多个“边缘”在ZW3146。其次，我们回顾了相对论性的，无线电发射等离子体或“泡沫”，活跃的星系核膨胀，对热的X射线发射的气体大气中的星系和星系团的影响。我们回顾了已发表的工作，并讨论了星系NGC4636和NGC507周围的不寻常的X射线结构。
2001-12-03 astro-ph
Chandra Temperature Maps for Galaxy Clusters with Radio Halos
我们分析了钱德拉温度图的高质量的无线电晕数据的集群样本，研究无线电晕的起源。样品包括A520、A665、A754、A773、A1914、A2163、A2218、A2319和1 E0657 -56。我们提出了新的温度图，但其中两个（A520和A754）。所有这些集群表现出扭曲的X射线形态和强烈的气体温度变化，表明正在进行的合并。一些集群，例如，A520，A665，1 E0657 -56，显示了先前报道的射电晕亮度和热气区之间的空间相关性。然而，这不是一个普遍的特征。虽然大多数合并都太混乱了，以至于我们无法理清投影效应，但我们发现了明确的反例（例如，A754和A773），其中最热的气体区域在当前灵敏度水平下不显示无线电发射。这不能用投影效应来解释，因此反对合并冲击--至少是那些相对较弱的冲击，它们是大多数星系团中观测到的温度结构的主要原因--作为晕产生的主要机制。这使得合并产生的湍流成为一种更可能的机制。具有最清晰的无线电亮度-温度相关性的两个星团，A520和1 E0657 -56，都是合并的，其中一个小的密集子星团刚刚穿过主星团，很可能在其尾流中产生湍流。最大射电亮度和热气体都出现在这些尾流区。另一方面，在1 E0657 -56和A665（都是高速合并）中的晕延伸到子星系团前面的激波区，那里预计没有强烈的湍流。因此，在高速（M=2-3）合并，激波和湍流加速机制可能是显着的。
2004-01-21 astro-ph
Outer jet X-ray and radio emission in R Aquarii: 1999.8 to 2004.0
钱德拉和VLA在2004年对共生星R Aqr的观测显示，这些观测与1999年VLA和钱德拉在2000年的观测之间有三到四年的时间间隔。本文报道外层热X射线叶喷流和射电喷流的演化。来自外部X射线波瓣喷流的辐射比外部射电喷流更远离中央双星，并且来自被解释为被冲击加热到~10^6 K的物质，这可能是中央双星喷射出的高速物质与气体密度增强的区域碰撞的结果。在2000年至2004年间，东北方向（NE）的外X射线叶喷流远离中央双星，其视投影运动约为580 km s^-1。西南（SW）外X射线叶喷流在2000年和2004年之间几乎消失，可能是由于绝热膨胀和冷却。在2000年至2004年期间，东北射电亮点也远离中央双星，但其视速度比东北X射线亮点小。在1999年和2004年的无线电中都没有发现西南外叶喷流。估计X射线发射材料的密度和质量。冷却时间，冲击速度，压力和约束进行了讨论。
2007-05-17 astro-ph
Chandra Detection of the Forward and Reverse Shocks in Cassiopeia-A
我们使用钱德拉天文台获得的X射线数据报告了年轻超新星遗迹Cas-A中正向和反向激波锋面的定位。高分辨率X射线图解决了以前看不见的X射线特征，包括残端。这个特征由薄的切向发射束组成，这些束与热X射线和射电残余的外缘接壤，形成一个圆形的边缘，大约。2.7方圆无线电图像显示，在这个X射线边缘亮度急剧上升，同步加速器偏振角大幅跳跃。这些特征表明，这些小缕是以前未解决的前向或外部激波的特征。同样，我们确定了急剧上升的辐射率的明亮的外壳的无线电和X射线线发射与反向冲击。导出的平均正向和反向激波半径的比值约为。3：2限制了残留物被扫起的质量与被喷射出的质量大致相同;这表明Cas-A刚刚进入Sedov阶段。从两个冲击区的X射线光谱的比较表明，显着的发射线的等效宽度显着较低的外部明亮的壳，如预期的，如果它们分别与冲击拱星物质和冲击喷出物。此外，外环本身的光谱主要是由幂律发射，可能是以前在10 keV以上的能量看到的非热分量的对应物。
2001-04-10 astro-ph
Chandra Spectroscopy and Mass Estimation of the Lensing Cluster of Galaxies CL0024+17
利用Chandra对透镜星系团CL 0024 +17进行了X射线分析和质量估算。我们发现温度分布与等温一致，平均X射线温度为4.47（+0.83，-0.54）keV。X射线表面亮度分布由中央三个明亮椭圆星系的辐射和来自团内介质（ICM）的辐射之和表示，ICM可以用球形β模型很好地描述。假设ICM处于流体静力平衡，我们估计了X射线质量，发现它比强透镜质量小3倍。
2002-09-11 astro-ph
Chandra Limits on X-ray Emission Associated with the Supermassive Black Holes in Three Giant Elliptical Galaxies
椭圆星系核是已知最大的黑洞的所在地，但通常很少或根本没有核活动。我们利用钱德拉X射线天文台对巨型椭圆星系NGC 1399、NGC 4472和NGC 4636的观测研究了这种极端的静止。独特的钱德拉成像能力使我们能够分别将NGC 1399、NGC 4472和NGC 4636中1 - 10亿太阳质量的黑洞的爱丁顿光度上限定为7.3、15和28 × 10^-9。利用从钱德拉热星际气体表面亮度剖面得到的邦迪吸积率，该波段对应的辐射效率分别为4.1、24和620 × 10^-6。这些限制与NGC 1399和NGC 4472的基本对流主导吸积流（ADAF）模型不一致，表明黑洞的吸积率为10%。
2001-06-19 astro-ph
Chandra Observations and Models of the Mixed-Morphology Supernova Remnant W44: Global Trends
与其他混合形态的残骸一样，W 44的投影中心在热X射线中是明亮的。它有一个明显的无线电外壳，但没有可辨别的X射线外壳。W 44的X射线图像上有明亮的节点。钱德拉的数据显示，残骸的热，明亮的投影中心是富含金属的，明亮的节点是元素丰度相对较高的区域。氖丰度升高，表明中心富含喷出物。此外，一些发射铁原子似乎相对于其他离子电离不足，为超新星遗迹中的尘埃破坏提供了第一个X射线证据。我们使用钱德拉的数据来测试W 44的X射线亮中心的以下解释：1。来自热传导或本体混合的熵混合，2.）云蒸发; 3.）金属丰度梯度，可能是由于尘埃破坏和喷出物富集。在这些测试中，我们假设残骸已经进化到绝热进化阶段之外，这解释了壳层的X射线昏暗。熵混合模型谱被发现是一个很好的匹配的钱德拉频谱。明亮的结与周围区域具有相似的电离水平，挑战了蒸发云模型。虽然这两种模型都可以预测中心明亮的X射线形态，但它们的预测结果都没有达到观测到的亮度梯度。由此产生的亮度差距可以在很大程度上填补了额外的金属发射和附近的残余物的投影中心。大量证据表明，W 44的显著形态可以归因于熵混合绝热阶段超新星遗迹中的尘埃破坏和喷出物富集。
2004-07-01 astro-ph
Chandra Observations of Galaxy Cluster Abell 2218
本文介绍了1999年10月19日利用钱德拉X射线天文台上的先进CCD成像光谱仪对星系团A2218进行的两次观测（总曝光量~17 ks）的结果。在H_0=65 km/s/Mpc的LambdaCDM宇宙学中，利用修正了星系吸收的Raymond-Smith单温等离子体模型，我们得到了星系团的平均温度kT = 6.9 ± 0.5 keV，金属丰度0.20 ± 0.13（误差为90%CL），在2-10 keV能带的静止坐标系光度为6.2 × 10 ^{44} erg/s。星团中心4 '.2范围内的亮度分布可以用一个简单的球形β模型很好地拟合，其核心半径为66”.4，β = 0.705。高分辨率的Chandra数据显示，该星系团内部2'星系的x射线亮度质心与主星系的距离约为22”，并且沿星系团质量伸长的方向存在着方位角不对称的温度变化。X射线和弱透镜质量的估计值在星团的外部（r > 200 h ^{-1}）非常一致;然而，在核心，观测到的温度分布不能与任何模型中的X射线和强透镜质量的估计值相一致，其中星团内气体处于热流体静力平衡。我们的X射线数据与A2218最近的合并活动在核心和子结构中产生了显著的非热压力的情况一致;这些现象中的每一个都可能导致透镜效应和X射线核心质量估计之间的差异。
2001-09-17 astro-ph
A deep Chandra observation of the Centaurus cluster: bubbles, filaments and edges
本文介绍了钱德拉对半人马座星系团深200 ks观测的X射线图像和气体温度。多个内部气泡和外部半圆形边缘被揭示，以及软X射线发射气体的细丝。泡沫状的中央结构和东部边缘可能是由于中央射电源在团内气体中吹出气泡。表面亮度图的半圆形边缘（东面32kpc和西面17.5kpc）显示温度急剧上升和丰度下降。边缘可能是由于中心电位的晃动运动，或者可能是由早期的无线电活动增强。最内层气体的高丰度（约为太阳的2.5倍）限制了扩散和混合的发生。
2005-03-07 astro-ph
Chandra X-ray Observations of the Hydra A Cluster: An Interaction Between the Radio Source and the X-Ray-Emitting Gas
我们提出钱德拉X射线观测的长蛇座星系团A，我们报告的发现，在中央80千秒差距的集群的X射线发射气体的结构。最值得注意的结构是X射线表面亮度的凹陷，直径为$\sim 25-35$千秒差距，与九头蛇A的射电瓣一致。这些凹陷几乎没有发射X射线的气体，也没有证据表明射电瓣周围有激波加热的气体。我们认为，表面亮度凹陷内的气体被取代的射电瓣扩大亚音速，在炎热的大气中留下空腔。最亮星系团（BCG）的气体温度从70 kpc时的4 keV下降到20 kpc内的3 keV，气体冷却时间为$\sim 600$ Myr。这些特性与半径为70 kpc的$\sim 34 \msunyr$冷却流的存在是一致的。明亮的X射线发射存在于围绕着最近吸积的星云发射盘和年轻恒星的BCG中。恒星的形成速率与盘体中热气的冷却速率相当，尽管在更大半径下冷却物质的汇仍然难以捉摸。
2000-01-25 astro-ph
New Results from Chandra
我们讨论两个主题，从钱德拉观测星系和星系团。首先，我们描述了由活动星系核膨胀的射电发射等离子体或“气泡”对星系和星系团中热X射线发射气体大气的影响。我们描述了“气泡”和X射线发射气体的相互作用，因为浮力气泡通过热气体上升。其次，我们描述了尖锐的，边缘状的表面亮度结构的集群。钱德拉的观测结果表明，这些特征并不是最初认为的冲击锋，而是“冷锋”，最有可能是合并成分剩余核心的边界。最后，我们提出了最近的观测M86和NGC507显示出类似的尖锐的功能周围的星系。对于M86来说，尖锐的边缘是星系的X射线日冕和室女星系团气体之间的边界。星系群中央星系NGC507周围的结构可能是星系形成的遗迹，也可能反映了星系群中更大势能下NGC507的运动。
2001-10-03 astro-ph
Chandra Observation of Abell 2065: An Unequal Mass Merger?
本文分析了用ACIS-I探测器对合并星系团Abell 2065进行的41 ksChandra观测。ROSAT和ASCA先前的观测为正在进行的合并提供了证据，但也表明有两个幸存的冷却核心，它们与星系团中心的两个cD星系有关。钱德拉的观测只揭示了一个X射线表面亮度峰值，这与更明亮的南部cD星系有关。与该峰相关的气体是冷的，并从cD的位置略微移位。这些数据表明，这种凉爽的物质已经形成了冷锋。另一方面，在更高空间分辨率的钱德拉图像中，北面的第二个特征与北部的cD无关;相反，它似乎是主cD后面的气体痕迹。我们认为，只有一个两个冷却核心已经幸存的合并，虽然它是可能的，北部的cD可能没有拥有一个冷的核心之前，合并。我们使用冷核的存活来约束合并的运动学，我们发现合并相对速度的上限为~< 1900 km/s。在距南cD约140 kpc处发现一个表面亮度不连续性;这个特征的马赫数为${\cal M} = 1.66^{+0.24}_{-0.32}$，尽管它的性质（激波或冷锋）从数据中还不清楚。我们认为，阿贝尔2065是一个不平等的大规模合并的例子。质量更大的南部星系团将一个冲击带入了正在下沉的北部星系团的ICM，这破坏了后者的冷核心，如果它本来就存在的话。我们估计地核穿越发生在几百万年前，可能是第一次。
2006-02-08 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
NGC 300: an extremely faint, outer stellar disk observed to 10 scale lengths
我们用双子座南8米望远镜上的双子座多目标摄谱仪（GMOS）在特殊条件下（0.6 "半高宽视宁度）对玉夫座星系NGC 300的外星盘进行了两个位置的观测。在我们的点源检测阈值r '= 27.0（3-sigma）mag时，我们追踪恒星盘到半径为24'，或2.2 R_25，其中R_25是25 mag/arcsec ** 2等照度半径。这相当于这个低光度螺旋（M_B =-18.6）中的10个标度长度，或者在造父变星距离为2.0 +/-0.07 Mpc时约为14.4 kpc。背景星系数来自最外层的区域，这些都在哈勃深场平均调查数的10%以内。光度分布是很好地描述了一个核加上一个简单的指数分布到10个光学标度长度。我们在55%的完整性下达到30.5 mag/arcsec ** 2（2-sigma）的有效表面亮度，这是光盘的已知径向范围的两倍。这些能级是非常微弱的，因为在B或V中等效的表面亮度大约是32 mag/arcsec ** 2。我们没有发现恒星盘被截断的证据。只有恒星计数才能可靠地追踪到如此微弱的水平，因为表面测光最终受到非恒星辐射源的限制。在附录中，我们得到了一个这样的源的预期表面亮度：在外盘星光的尘埃散射。
2005-03-23 astro-ph
A Chandra Study of the Effects of a Major Merger on the Structure of Abell 2319
我们提出了一个分析钱德拉观测的大规模，附近的星系团阿贝尔2319。一个尖锐的表面亮度不连续性-由以前的，较低的角分辨率X射线成像建议-在ACIS图像中清晰可见。这个大约300 kpc的特征表明，一个主要的合并正在发生，垂直于视线的速度分量很大。星系团的平均温度为11.8+/-0.6kev，略高于以前的温度测量值。A2319的钱德拉温度图揭示了类似于基于集群合并的流体动力学模拟预期的子结构。合并特征显示了表面亮度不连续性上的压力变化，其系数<=2.5。锋面密度较高的一侧温度较低，这表明冷锋的存在与许多其他合并星系团相似。锋面的速度大约是音速。我们比较的ICM和星系在A2319的大样本的集群作为衡量的主要合并的影响的一种方式相同的属性的散装性能。有趣的是，通过比较A2319与ROSAT PSPC研究的44个星系团的样本，我们发现X射线光度，等照度线大小和ICM质量与其温度的预期值一致;此外，K-波段星系光与来自2 MASS研究的约100个星系团的样本的光-温度标度关系一致。总之，这些结果表明，A2319的合并并没有有效地改变集群的整体性质，或者这些数量中存在大但相关的位移。
2003-11-17 astro-ph
Proper Motions and Brightness Variations of Nonthermal X-ray Filaments in the Cassiopeia A Supernova Remnant
我们目前钱德拉ACIS X射线观测银河超新星遗迹仙后座A采取在2007年12月。将这些数据与钱德拉在2000年、2002年和2004年的观测资料相结合，我们估计残骸在最外层壳周围不同点的前向冲击速度在4200和5200 +/- 500 km/s之间。利用这些结果，结合以前对Cas A X射线辐射的分析，我们提出了一个Cas A演化的模型，发现它的膨胀很好地符合进入周风的rho_ej ~ r^{-（7-9）}喷出物轮廓。我们进一步发现，虽然在这个模型中的反向冲击波的位置是一致的，在X射线测量，为了匹配的前向冲击波的速度和半径，我们不得不假设，约30%的爆炸能量已经进入加速宇宙射线在前向冲击波。新的X射线图像还显示，一些向前的激波丝可能会发生亮度变化，就像在残骸内部投射的几个非热灯丝所看到的那样。对外部前向激波细丝和内部非热细丝的谱拟合表明，它们具有相似的谱。这与类似的通量变化一起表明，内部非热细丝可能只是投影中看到的前向激波细丝，而不是像最近提出的那样位于反向激波处。
2009-02-27 astro-ph
Evidence for an outer disk in the Prototype `Compact Elliptical' Galaxy M32
M32是相对罕见的被称为“紧凑椭圆星系”的星系的原型。有人认为M32可能是一个潮汐扰动的r^（1/4）椭圆星系，或者是一个盘状剥离的早期型旋涡星系的残余隆起。这篇论文揭示了M32的表面亮度剖面、速度色散测量和估计的超大质量黑洞质量与该星系具有、而且可能曾经具有r^（1/4）光剖面的说法不一致。相反，M32的径向表面亮度分布类似于一个几乎完美的（凸起+指数盘）的轮廓，这是伴随着一个显着的增加，在椭圆度轮廓和相关的变化的位置角轮廓的“盘”开始占主导地位。最佳拟合的r^（1/n）凸起模型提供了令人信服的证据，证明这种凸起/盘的解释是准确的，该模型的Sersic指数n=1.5，与最近发现的凸起的Sersic指数与其超大质量黑洞质量之间的关系一致。指数n>4也与M32的恒星速度色散不一致。球盘大小比r_e /h = 0.20，球盘光度比log（B/D）的对数= 0.22，是典型的透镜星系。隆起的有效半径为27”（~100秒差距），而盘的尺度长度不太确定：由于可能的潮汐剥离的外部轮廓超过220-250”，尺度长度可能高达1.3千秒差距。M32是一个相对正面的有核矮星系，有一个低表面亮度的盘和一个高表面亮度的凸起。这一发现使人们对致密椭圆星系的存在产生了疑问。
2002-02-15 astro-ph
Chandra Observation of SNR G54.1+0.3 -- a Close Cousin of the Crab Nebula
我们提出了一个{ \it钱德拉} ACIS观测的SNR G54.1+0.3。这个超新星遗迹被分解成几个不同的X射线发射组件：一个中心亮点样源（CXINJ193030.13 +185214.1），一个周围的环，双极拉长，加上低表面亮度的漫射发射。这些成分的光谱都很好地描述了幂律模型，光谱指数陡峭的距离增加，从点状源。我们没有发现任何热等离子体发射的证据，这将对应于冲击星际介质或喷出物。观测到的形态和光谱特征表明，G54.1+0.3是最接近蟹状星云的“星云”-一个脉冲星风星云，由点状X射线源代表的假定脉冲星的赤道和极地外流驱动。
2002-02-07 astro-ph
Chandra Observations of Gas Stripping in the Elliptical Galaxy NGC 4552 in the Virgo Cluster
We use a 54.4 ks Chandra observation to study ram-pressure stripping in NGC4552 (M89), an elliptical galaxy in the Virgo Cluster . Chandra images in the 0.5-2 keV band show a sharp leading edge in the surface brightness 3.1 kpc north of the galaxy center, a cool (kT =0.51^{+0.09}_{-0.06} keV) tail with mean density n_e ~5.4 +/- 1.7 x 10^{-3} cm^{-3} extending ~10 kpc to the south of the galaxy, and two 3-4 kpc horns of emission extending southward away from the leading edge. These are all features characteristic of supersonic ram-pressure stripping of galaxy gas, due to NGC4552's motion throug…
2006-04-20 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
Chandra Observation of RXJ1720.1+2638: a Nearly Relaxed Cluster with a Fast Moving Core?
我们分析了Chandra对遥远（z=0.164）星系团RXJ 1720.1 +2638的观测，发现在X射线峰的两侧有明显的X射线表面亮度特征：东南方向约250 h_50^{-1} kpc处有一个边缘，西北方向约130 h_50^{-1} kpc处有一个平台。表面亮度边缘和平台可以被建模为气体密度不连续（跳跃）和斜率变化（中断）。温度剖面表明，跃变和破裂是一个中心的、团大小（d=380h_50^{-1} kpc）的、致密的、冷的（T=4 keV）气体云的边界，它嵌入在一个弥散的热的（T=10 keV）团内介质中。密度跳跃和温度变化跨越不连续性类似于钱德拉在A2142和A3667中发现的“冷锋”，并表明该中心气体云相对于星团本身的亚音速运动。最自然的解释是，我们在星系团完全松弛之前的最后阶段观察到了合并。然而，这些数据也与另一种情况相一致，即RXJ1720.1+2638是两个同位密度扰动坍缩的结果，第一个是群规模的扰动坍缩，然后是第二个集群规模的扰动坍缩，它包围着第一个，但没有破坏第一个。我们还表明，由于核心运动，总质量内的集群核心，根据流体静力平衡的假设，可能会低估真正的集群质量。如果普遍存在，这种运动可以部分解释在某些星团中发现的X射线和强透镜质量测定之间的差异。
2001-02-16 astro-ph
The Off-Axis Galaxy Cluster Merger Abell 115
我们用50.4千秒的Chandra观测资料对星系团Abell 115（z=0.1971）进行了观测。X射线表面亮度分布示出了具有大量离轴运动的2个子团簇的合并。北子星系团向西南方向移动，并在这个方向上表现出强烈的X射线表面亮度梯度，以及向东北方向的X射线明亮的星系团内介质（ICM）的“扇形”。南部的子星团显示出明显的东北-西南延伸，可能是正在进行的合并的结果。ICM的温度在整个集群中高度不均匀。虽然合并进行得很顺利，并对2个子星系团的形态产生了重大影响，但它显然没有扰乱冷的子星系团核心。在子集群之间的ICM具有~8 keV的显著升高的温度。然而，由于低表面亮度，我们没有发现直接的证据，在这个地区的冲击。北子星系团的X射线表面亮度分布是高度不均匀的。数据显示，明亮的中心核心区域直径约为10”（30 kpc）。一个高度显著的表面亮度不连续性将核心与周围的ICM分开。我们讨论了几种可能性来解释致密的核心，它与中央射电星系3C 28.0和子集群的冷却流的关系。再往外，在子星系团核心西南约24.6”（80千秒差距）处，表面亮度分布显示出与接触不连续性相关的跳跃。钱德拉成像光谱数据没有显示与表面亮度跳跃相关的冲击的证据。我们的结论是，它是与密集的等离子体亚音速移动通过周围的等离子体。
2004-10-12 astro-ph
Chandra Observations of the Gravitational Potential Structure in Abell 1060
我们目前的结果，从钱德拉观测阿贝尔1060，附近的星系团。ACIS-I图像显示，先前从PSPC看到的中央尖状结构主要是由中央椭圆星系NGC 3311的发射造成的。我们证实，中心区域是显着等温的温度为3.2千电子伏，根据光谱适合精细像素。NGC 3311东北部的一个延伸区域显示出高铁丰度。不包括中央星系NGC 3311的表面亮度轮廓只能用双β模型拟合，核心半径约为40和140 kpc，半径约为200 kpc。这表明，阿贝尔1060的引力势由两个分量组成。
2002-03-15 astro-ph
Chandra X-Ray Detection of the Radio Hotspots of 3C295
钱德拉X射线天文台在校准阶段对射电星系3C295进行的观测显示，星系核心、两个突出的射电热点和先前已知的星系团气体都发射了X射线。我们讨论了可能的热点发射过程，并认为同步自康普顿模型是首选的大部分或所有观察到的X射线发射。因此，SSC模型与近均分场解释了X射线发射的热点在两个最高的表面亮度FRII射电星系，天鹅座A和3C295。这为均分假设提供了依据，并表明相对论质子并不主导粒子的能量密度。
1999-11-19 astro-ph
HI observations of low surface brightness galaxies: Probing low-density galaxies
本文介绍了甚大阵（{ \sc vla}）和韦斯特博克综合射电望远镜（{ \sc wsrt}）对19个晚型低表面亮度星系的21 cm H{ \sc i}观测结果。我们的主要发现是，这些星系，以及具有低表面亮度，具有低H{ \sc i}表面密度，约$\sim 3$的一个因素低于正常的晚型星系。我们表明，LSB星系在某些方面类似于晚型正常星系的外部部分，但可能较少演变。LSB星系比其高表面亮度的对应星系更富含气体。LSB星系的自转曲线比相同光度的HSB星系的自转曲线上升得慢，振幅在50 ~ 120 km~s $^{-1}$之间，并且在最外测点经常仍在增加。旋转曲线的形状表明LSB星系具有低的物质表面密度。我们使用的平均总质量表面密度的星系作为衡量的演化状态，并表明LSB星系是最紧凑，最不发达的星系。我们发现，$M_{\rm HI}/L_B$和$M_{\rm dyn}/L_B$强烈依赖于中心表面亮度，符合表面亮度-质光比关系所需的塔利-费舍尔关系。LSB星系因此是缓慢演化的星系，并且很可能在所有方面都是低表面密度系统。
1996-05-14 astro-ph
Comparing Low Surface Brightness Galaxies and Ly$α$ Absorbers
我探讨的假设，Ly $α$吸收在低红移是由扩展星系盘，包括矮和低表面亮度星系的外部区域。McGaugh（1996）已经表明，中央星系表面亮度的分布在25 B等角秒$^{-2}$以下可能是平坦的，也可能更暗。一个人口的星系是根据观察到的分布模拟。预测了低红移中性柱密度分布，并估计了解释所有吸收体所需的盘星系数密度。与星系光度和碰撞参量有关的结果进行了讨论。
1996-09-04 astro-ph
Intracluster light and the extended stellar envelopes of cD galaxies: An analytical description
我们分析了深R波段图像，到26.5 R-星等角秒$^{-2}$（相当于~28 B-星等角秒$^{-2}$）的极限表面亮度，5 cD星系，以确定其扩展的恒星包络的表面亮度轮廓的形状。de Vaucouleurs的R^{1/4}模型和Sersic的R^{1/n}模型都不能很好地描述cD星系的表面亮度分布。这是由于存在外部恒星包层，被认为是在星系团中央星系的合并历史中积累起来的，也是来自星系团半径较大的星系的潮汐剥离。因此，我们同时适合两个Sersic函数来测量的cD星系的内部和外部组件的形状。我们发现，对于我们的5个星系中的3个，表面亮度轮廓是最好的拟合内部Sersic模型，指数n~1-6，和外部指数分量。对于这些系统，星系与包层的尺寸比为0.1 - 0.4，恒星包层对总R波段光（即星系+包层）的贡献约为60%至80%（基于外推到300 kpc半径）。例外的是NGC 6173，我们的表面亮度轮廓模型与单一成分（即没有包络）一致，NGC 4874似乎具有de Vaucouleurs包络，而不是指数轮廓。
2007-04-23 astro-ph
Chandra Observations of Nuclear Outflows in the Elliptical Galaxy NGC4552 in the Virgo Cluster
利用54.4ksChandra观测数据研究了室女星系团中的椭圆星系NGC 4552（M89）的核外流活动。钱德拉在0.5-2 keV波段的图像显示，在NGC 4552的核心有两个直径约1.7 kpc的环状特征，正如Filho等人以前所报道的那样，我们使用球对称点爆炸激波模型来论证，穿过环边缘的表面亮度轮廓的形状和环中热气体的温度与马赫数为1.7的激波携带的平均机械强度是一致的。1 - 200万年前由~1.4 × 10^{55}尔格的核爆发产生的~ 3 × 10 ^{41}尔格/秒的功率L_冲击。我们发现，在中央的气体温度~100 pc的星系是1.0 +/- 0.2千电子伏，比其他地方的星系热，这表明我们可能会直接观察到的星系ISM的再加热的爆发。
2006-04-19 astro-ph
A deep cluster survey in Chandra archival data. First results
我提出的第一个结果的搜索星系团在钱德拉ACIS指出，在高银河系纬度的观测曝光时间大于10公里。正在使用Voronoi镶嵌和渗滤技术进行调查，该技术特别适合于X射线成像观测中扩展和/或低表面亮度发射的检测和准确量化。已从5.55平方度的调查区域中创建了36个候选集群的新目录。其中五个候选者已经与低深度DSS-II领域中投影星系分布的可见增强相关联，并且可能是低到中等的红移系统。其中三名候选人是在以前的区域卫星系统调查中确定的。我表明，一个显着的分数（30-40%）的候选集群可能是中间的高红移系统。在本文中，我公布的目录，这些第一个候选人集群。我还推导出集群的数量计数，并将其与基于ROSAT的深度集群调查的结果进行比较。
2003-04-17 astro-ph
The globular cluster NGC 6388: $XMM$-Newton and $Chandra$ observations
通过对球状星团NGC 6388的光学亮度面密度的研究，最近有人提出它的中心存在一个质量为$\simeq 5.7\times 10^3$ M $_{\odot}$的中等质量黑洞。我们预计，NGC 6388中心的致密天体由于周围物质的吸积而发出$X$射线波段的辐射。我们搜索了NGC 6388的$XMM$ -Newton和$Chandra$观测结果来检验这一假设。$Chandra$卫星解开了几个点状$X$射线源，可能是低质量的$X$射线双星，正好在球状星团的核心半径内。然而，其中三个，与集群的重心重合，仍然没有得到解决。它们的总光度为$L_X^{Obs}\simeq 2.7\times 10^{33}$ erg s $^{-1}$。如果这些源之一是NGC 6388中中等质量黑洞的$X$射线对应物，则相对于爱丁顿光度，吸积效率的相应上限为$3\times 10^{-9}$。如果对该区域进行了中等深度的无线电观测，这种测量可能会更严格。
2007-12-17 astro-ph
Chandra Discovery of a 300 kpc X-ray Jet in the GPS Quasar PKS1127-145
我们发现了z=1.187射电噪类星体PKS 1127 -145的X射线喷流。在本文中，我们提出了钱德拉X射线数据，后续的VLA观测，并使用HST WFPC 2光学成像。X射线喷流在27 ksec内包含273+/-5个净计数，从类星体核心延伸约30 arcsec，对应于最小投影线性尺寸约330/h_50 kpc。观测到的X射线和射电亮度峰值之间的偏移使X射线发射过程的评估变得复杂。我们将讨论这些意见所带来的问题，喷气模型。此外，PKS 1127 -145是一个千兆赫兹峰值频谱射电源，是被怀疑是年轻或“挫败”版本的FRI射电星系的射电源类别的成员。然而，发现的X射线和无线电喷流延伸到PKS 1127 -145的宿主星系之外，表明这个和其他GPS源的活动可能是长期和复杂的。
2002-01-08 astro-ph
Chandra Studies of Nonthermal Emission from Supernova Remnants and Pulsar Wind Nebulae
虽然超新星遗迹（SNRs）长期以来一直被认为是宇宙射线的主要来源，但直到最近，X射线观测才确定了几个以非热辐射为主的壳型SNRs，从而揭示了能量远远超出典型热谱的冲击加速电子。其中两个SNRs被探测为VHE伽马射线源，在其他残骸中，激波速度和电子温度之间的差异指向一个强大的宇宙射线成分，它以牺牲热气体为代价而蓬勃发展。无线电，X射线和伽马射线发射的建模提供了对粒子加速的约束以及该机制繁荣的介质的属性。蟹状脉冲星风星云（PWNe）的特征是一个终止激波，在这个激波处，风被迫加入外层星云的缓慢膨胀。这些冲击波也是粒子被提升到高能量的场所;蟹状星云的X射线发射，以及VHE伽马射线所观测到的逆康普顿辐射，意味着电子的能量超过~100 TeV。最近的X射线观测已经开始揭示蟹状星云和其他PWNe星云中的这些激波区，现在使我们能够限制脉冲星风的性质以及外部星云中的流动条件。在这里，我提出了一个简短的概述，最近的研究与钱德拉X射线天文台，这些冲击加速区的属性终于被揭示。
2002-12-16 astro-ph
New Chandra observations of the jet in 3C273. I. Softer X-ray than radio spectra and the X-ray emission mechanism
3C273中的喷流是一个具有射电、光学和X射线发射的高功率类星体喷流，其大小和亮度允许我们详细研究喷流中的发射过程，我们给出了对该喷流的深Chandra观测，并分析了喷流的射电和X射线发射的光谱特性。我们发现，X射线光谱是显着软比无线电频谱在所有地区的明亮部分的喷流除了第一个明亮的“结A”，排除了一个模型，其中X射线发射从整个喷流产生的波束逆康普顿散射的宇宙微波背景光子在一个单一的区域射流。在两区射流模型，我们发现，同步辐射源的射流的X射线需要更少的额外假设比逆康普顿模型，特别是如果速度剪切导致有效的粒子加速射流。
2006-05-20 astro-ph
The jets of the Vela pulsar
钱德拉天文台对船帆座脉冲星风星云（PWN）的观测显示，在脉冲星自行的方向上有一股喷流，在相反的方向上有一股反喷流，嵌入在弥漫的星云辐射中。喷流由一个明亮的，8 "长的内部喷流组成，位于脉冲星和外弧之间，还有一个昏暗的，弯曲的外部喷流，在大约相同的方向上延伸到100"。通过对钱德拉在大约2.5年时间里的13次观测结果的分析，我们发现，这种外部喷流表现出特别强的可变性，改变了它的形状和亮度。我们观察到明亮的斑点在外部喷流远离脉冲星的表观速度（0.3 - 0.6）c和褪色的时间尺度上的天到星期。外喷流的光谱符合幂律模型，光子指数为1.3 \pm 0.1。外部喷流的X射线辐射可以解释为超相对论电子/正电子的同步辐射。这种解释允许我们估计磁场，~100微高斯，X射线发射电子的最大能量，~2 \times 10 ^{14} eV，能量注入率，~8 \times 10 ^{33} erg/s，对于外部喷流。在加总的PWN图像中，我们看到一个暗淡的，2 '长的外部反喷流，它也显示出幂律谱，光子数为1.2 - 1.5。在喷流/反喷流的西南方向，可以看到扩散发射的扩展区域。产生这种辐射的相对论粒子显然是由外层喷流提供的。
2003-06-09 astro-ph
A Chandra observation of the disturbed cluster core of Abell 2204
我们目前的结果，从观察的发光星系团阿贝尔2204使用钱德拉X射线天文台。我们发现星团的核心具有复杂的形态结构，由一个表面亮度平坦的高密度核心（n_e~0.2 cm^-3）、一个环绕中心的高原、一个向东环绕的尾部特征和一个不寻常的射电源组成。温度图和分解剖面显示，在这些区域之外，温度急剧上升，直到大约100 kpc，温度下降，然后再次上升。绝对辐射图和剖面图显示，在温度下降的相同半径处，丰度相应增加。此外，还有两个冷锋，半径约为28和54.5 kpc。扰动的形态表明，集群核心可能已经经历了合并。然而，尽管有这种破坏，中心的平均辐射冷却时间很短（~ 2.3亿年），并且在大尺度上形态是规则的。
2004-06-03 astro-ph
The Variable Jet of the Vela Pulsar
钱德拉X射线天文台对船帆座脉冲星风星云（PWN）的观测揭示了一个复杂多变的PWN结构，包括内部和外部弧，一个脉冲星自行方向的喷流，以及一个相反方向的反喷流，嵌入在弥漫的星云发射中。通过对钱德拉在大约2.5年时间里的13次观测结果的分析，我们发现，这种外部喷流表现出特别强的可变性，改变了它的形状和亮度。我们观察到明亮的斑点在外部喷流远离脉冲星的表观速度（0.3-0.6）c和褪色的时间尺度上的天到星期。外喷流的光谱符合幂律模型，光子指数为1.3。外部喷流的X射线辐射可以解释为超相对论电子/正电子的同步辐射。这种解释允许人们估计外部喷流的磁场，~100微高斯，X射线发射电子的最大能量，$2 \times 10^{14}$ eV，和能量注入率，$8\times 10^{33}$ erg/s。在PWN图像中，我们看到一个微弱的，强烈弯曲的外部喷流延伸。更极端的弯曲更接近脉冲星，以及明显的侧运动的外喷流，可以与磁约束，捏喷流的扭结不稳定性。在合成图像中发现的另一个特征是一个暗淡的，2 '长的外部反喷流，它也显示了光子指数为1.2-1.5的幂律光谱。喷流/反喷流的西南（即，近似垂直于脉冲星自行的方向），可以看到扩散发射的扩展区域。产生这种辐射的相对论粒子显然是由外层喷流提供的。
2003-05-27 astro-ph
The isolated elliptical NGC 4555 observed with Chandra
我们目前的钱德拉观测椭圆星系NGC 4555的分析。该星系位于一个非常低密度的环境中，要么与所有类似质量的星系隔离，要么位于一个星系群的外围。尽管如此，NGC 4555有一个巨大的气体晕，延伸到约60 kpc。我们发现平均气体温度为~0.95 keV，铁丰度为~0.5太阳能。我们模拟的表面亮度，温度和丰度分布的晕，并使用这些结果来估计参数，如熵和冷却时间的气体，和总的引力质量的星系。与最近的结果显示中等光度椭圆星系包含相对少量的暗物质相反，我们的结果显示NGC 4555有一个巨大的暗晕和大的质光比（50 kpc时56.8 [+34.2，-35.8]太阳，5个有效半径时42.7 [+14.6，-21.2]太阳，1 sigma误差）。我们讨论这种差异，并考虑可能的机制，星系可能会减少其暗物质的内容。
2004-07-27 astro-ph
Fine-structure in the nonthermal X-ray emission of SNR RX J1713.7-3946 revealed by Chandra
我们提出的超新星遗迹RX J1713.7-3946的西北边缘的形态和光谱研究的基础上的观测钱德拉X射线天文台。我们发现了一个复杂的非热（同步）X射线灯丝网络，以及一个“空”型结构-一个圆形的昏暗区域-在西北边缘。值得注意的是，尽管亮度变化明显，但该区域各处的X射线光谱都可以很好地拟合幂律模型，光子指数约为2.3。我们简要地讨论了这些结果的一些影响，并认为，解决X射线功能在西北缘可能会挑战标准（扩散冲击加速）模型的看法，有关生产，传播和相对论性粒子在超新星遗迹的辐射。
2003-01-07 astro-ph
Chandra X-ray Observations of NGC 1316 (Fornax A)
本文报道了Chandra ACIS对原型合并射电星系NGC 1316（天炉座A）的亚弧秒分辨率X射线观测结果。我们证实了在热的星际介质（ISM）中存在精细的亚结构。其中一些可能是与射电喷流相互作用的结果，而另一些可能与ISM不同阶段的复杂混合有关。我们探测到一个低光度的X射线活动星系核，其能谱G=1.7，Lx = 5 × 1039 erg sec-1（0.3-8 keV）。我们还在NGC 1316的25等等照度椭圆内探测到81个点源（Lx在2 x 1037 - 2 x 1039 erg sec-1的范围内），具有硬（kT~5 keV）X射线谱，是典型的X射线双星，空间径向分布与光学（即，恒星）表面亮度。我们推导出这些源的X射线光度函数（XLF），修正了NGC 1316中心区域热ISM的漫发射和Chandra PSF在离目标点越来越远的地方变宽所造成的暗端的不完整性。通过这些修正，XLF很好地再现了一个单一的不间断的幂次定律，斜率为-1.3下降到我们的阈值光度约3 × 1037 erg sec-1。热ISM的温度在0.5 - 0.6 keV范围内，其表面亮度分布比点源更集中，并且其温度似乎在较大半径处降低。这些特性表明ISM可能会受到局部风的影响。考虑到ISM的光谱复杂性，以及存在未解析的低光度X射线源（可以从光谱中推断），我们将热ISM的金属丰度限制为Z = 0.25 - 1.3太…
2002-12-23 astro-ph
Trends for Outer Disk Profiles
星系盘的表面亮度轮廓根据它们是简单指数（I型）、在大半径处弯曲（II型，“截断”）还是在大半径处弯曲（III型，“反截断”）而分为三个主要类别。在这里，我们讨论这些不同的配置文件的频率如何取决于哈勃类型，环境，以及酒吧的存在或不存在，这些趋势可能预示着重要的新的磁盘形成模型的测试。
2007-12-10 astro-ph
