On the X-ray Image of The Crab Nebula: Comparison with Chandra Observations
本文建立了蟹状星云的轴对称模型，用以研究星云内的流体动力学。该模型是基于Kennel和Coroniti（1984）的模型，尽管我们假设动能主导风局限于赤道区域。计算了星云中流出的正负电子等离子体分布函数的演化。在给定视角的情况下，我们再现了该星云的图像，并将其与钱德拉观测结果进行了比较。复制的图像不是环形的，而是“唇形”的。结果表明，环向场的假设不能再现Chandra像.我们必须假定存在一个振幅与平均环向场一样大的无序磁场。此外，如果我们假设磁化参数$σ$与$\sim 10^{-3}$一样小，则不能再现环的正面和背面之间的亮度对比。还检查了沿环面的半长轴的亮度分布。星云中的非耗散、理想MHD近似似乎被打破了。我们推测，如果磁能是通过某种过程释放出来的，这种过程在星云流中产生湍流场，并引起加热和加速，例如通过磁重联，那么目前的困难可能会得到解决（即我们可以重现一个环形图像，以及更高的亮度对比度）。因此，磁化参数$σ$可以大于先前预期的。
2003-08-25 astro-ph
Nuclear Brightness Profiles of Merger Remnants: Constraints on the Formation of Ellipticals by Mergers
我们提出了一个HST/NICMOS计划的初步结果，图像合并残留在J，H和K波段。大多数样本星系的核亮度轮廓与椭圆星系的典型轮廓相似，但有些（包括经过充分研究的NGC 3921和7252）在小半径处具有异常高的光度密度。这与N体模拟的预测一致，即气体在合并过程中流向中心并形成新的恒星。
1999-10-14 astro-ph
Accretion onto nearby supermassive black holes: Chandra constraints on the dominant cluster galaxy NGC 6166
钱德拉对附近椭圆星系中低光度超大质量黑洞的观测，提供了它们的核光度和邦迪吸积率的严格限制。我们研究了NGC 6166上的钱德拉约束，它是阿贝尔2199星系团中的主要星系，拥有一个\sim 10^9 \Msun黑洞。我们测量了一个核X射线光度L_{x} \sim 10^{40} erg/s，并表明热星际介质的密度和温度分布意味着一个Mdot_{Bondi} \sim 3 10^{-2} Msun/yr的邦迪吸积率。这个吸积率预测，在正则辐射效率为10%时，核光度为\sim 10^{44} erg/s。除非Bondi估计不恰当，或者黑洞的吸积速率显著降低，否则观测到的核通量将吸积流的辐射效率限制为η \sim 10^{-5}。我们表明，低辐射效率吸积流的径向密度分布ρ \approxpropto r^{-3/2}（并不明显平坦）可以解释所观察到的核X射线光度，但从NGC 6166喷流的功率输出也是很重要的系统的能量。
2000-12-09 astro-ph
Chandra discovery of activity in the quiescent nuclear black hole of NGC821
我们报告了钱德拉ACIS-S对椭圆星系NGC 821的观测结果，该星系拥有一个超大质量核黑洞（太阳质量为3.5 × 10^7），但没有活动星系核活动的迹象。在这个区域的38 ksec ACIS-S积分曝光中，探测到一个小的，8.5”长（在星系距离为23 Mpc时约为1 kpc），S形，以核为中心的喷流状特征。该特征的光度为L_X ~ 2.6 x 10^39 erg/s（0.3-10 keV），其光谱是硬的（用Gamma = 1.8^{+0.7}_{-0.6}的幂律或kT > 2 keV的热辐射来描述）。我们讨论了这一功能：的起源的两种可能性：（1）低光度的X射线喷流，或（2）热冲击气体。无论哪种情况，它都是核活动的明确指示，只能在X射线波段检测到。稳定的球形吸积的质量损失，从中央恒星尖点内的吸积半径，当耦合到一个高的辐射效率，已经提供了一个电源超过所观察到的辐射损失从核区域。
2004-10-06 astro-ph
Chandra's Discovery of Activity in the Quiescent Nuclear Black Hole of NGC 821
我们报告了椭圆星系NGC 821的{ \it Chandra} ACIS-S观测结果，该星系拥有一个超大质量核黑洞（属于$3.5 \times 10^7 M_{\odot}$），但没有显示活动星系核活动的迹象。一个小的，8.5 $^{\prime\prime}$长（$\sim 1$ kpc在星系的距离为23 Mpc），S形，喷流状的特征集中在核中被检测到在38 ksec的ACIS-S综合曝光的这个区域。这个特征的光度是$L_X \sim 2.6 \times 10^{39} \rm ergs s^{-1}$（0.3-10 keV），它的光谱是硬的（由$Γ= 1.8^{+0.7}_{-0.6}$的幂律描述;或由$kT >2$ keV的热发射描述）。我们讨论了这一功能：的起源的两种可能性：（1）低光度的X射线喷流，或（2）热冲击气体。无论哪种情况，它都是核活动的明确指示，只能在X射线波段检测到。稳定的球形吸积的质量损失，从中央恒星尖点内的吸积半径，当耦合到一个高的辐射效率，已经提供了一个电源超过所观察到的辐射损失从核区域。
2004-05-18 astro-ph
Chandra Observations of Arp 220: The Nuclear Source
我们提出了第一个结果，从60千秒的Arp 220的观测使用ACIS-S仪器钱德拉。我们报告了在星系核附近探测到的几个源，包括一个具有硬光谱的点源，该点源与西方射电核B重合。该点源被轻度吸收（N_H ~ 3 x 10^22 cm^-2），估计光度为4 x 10^40 erg/s。此外，一个较暗的源可能与东核A重合。在附近扩展的硬X射线辐射使2-10 keV的核X射线总光度估计值提高到1.2 x 10^41 erg/s，但我们不能排除在超过5 x 10^24 cm^-2的柱状物后面隐藏着活动星系核。我们还探测到了位于核西侧的软X射线发射峰，以及距离核2.5 kpc的硬点源，其亮度为6 x 10^39 erg/s。
2002-08-27 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
X-ray luminous galaxies II. Chandra and XMM-Newton Observations of the 'composite' galaxy IRAS20051-1117
我们提出了钱德拉和XMM牛顿观测复合恒星形成/塞弗特星系IRAS 20051 -1117。X射线成像和光谱特性揭示了活动核的存在。钱德拉图像显示了一个强核点源（L（2-10 keV）~ 4 × 10 ^{42} erg s-1）。核X射线源与出现在xmm光学监视器图像中的明亮的、几乎分辨的UV源一致。的xmm和钱德拉光谱是很好地代表了一个幂律与光子指数为1.7-1.9和热分量的温度为0.2 keV。我们还检测到一个Fe线在6.4 keV的等效宽度为~0.3 keV，典型的铁线已被检测到的X射线光谱的“经典”活动星系核。我们没有发现X射线光变曲线短期变化的证据，而我们没有发现xmm和钱德拉观测之间的变化，这是由约20天分开。在xmm观测后约2.5个月进行的光学光谱观测表明，光谱主要由恒星形成星系组成，尽管存在一个弱的宽Halpha组成，与过去的观测结果一致。在源的光谱中缺乏强活动星系核的特征，可以解释为核活动星系核的辐射被核恒星形成成分和下面明亮的宿主星系的强辐射所稀释。
2004-06-11 astro-ph
An XMM-Newton and Chandra investigation of the nuclear accretion in the Sombrero Galaxy (NGC4594)
我们提出了一个分析的XMM-牛顿和钱德拉ACIS-S观测的LINER的草帽星系核，我们讨论了可能的解释，其非常子爱丁顿光度的补充与其他波段的高角分辨率观测的X射线结果。X射线研究显示，在2-10 keV波段，一个1.5 10^40 erg s^-1的硬核源（γ =1.89）和中等吸收（N_H=1.8 10^21 cm^-2），被温度为\sim 0.6 keV的热气体包围。热辐射核光度是至少\sim 200倍低于预期，如果质量吸积的超大质量黑洞，HST显示居住在这个星系的中心，在由球形和绝热的邦迪吸积理论预测的速度和高辐射效率的标准吸积盘。低光度，加上在核光谱中观察到的铁-钾发射的缺失，表明这样的盘不存在。这个核不同于明亮的无遮蔽活动星系核，还因为它没有高通量的变化和显著的宽α辐射。然而，它也太微弱，无法预测简单的辐射低效吸积发生在邦迪速率;它可能太射电明亮，相反，对于辐射低效吸积，包括强烈的质量外流或对流。这种差异可以通过可能存在的核无线电喷流来解决。低光度的另一种解释，而不是辐射效率低，可能是不稳定的吸积。
2003-07-08 astro-ph
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
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
Nuclear activity and massive star formation in the low luminosity AGN NGC4303: Chandra X-ray observations
我们提出的证据，无论是活动星系核或超铝X射线源（ULX），与一个年轻的超级星团在3个中央秒差距的NGC 4303共存。该星系包含一个低光度的活动星系核，并在环核螺旋和核心本身中拥有许多星暴区域。钱德拉拍摄的高空间分辨率图像显示，软X射线辐射追踪紫外线核螺旋下降到核心，这在软X射线和硬X射线中都无法分辨。X射线核心的天体测量在钱德拉定位精度范围内与紫外核心重合。核心的总X射线光度为1.5*10^{39} erg/s，与一些LINER或迄今为止探测到的最弱的Seyfers相似。在核心和它周围的扩展结构中的软X射线可以很好地被演化合成模型（包括预期从单星，热扩散气体，超新星遗迹和双星系统的发射）再现，与紫外线中确定的年轻星团的性质一致。然而，在核心光谱中检测到的硬X射线尾部很可能需要额外的源。这个额外的来源可能是一个弱的活动核黑洞或超明亮的X射线物体。这些结果的影响进行了讨论。
2003-04-25 astro-ph
Chandra Observations of NGC 4636 - An Elliptical Galaxy in Turmoil
钱德拉的影像显示NGC 4636周围的X射线晕中有对称的、8 kpc长的臂状特征。这些特征的前缘是尖锐的，并且伴随着约30%的温度升高。这些性质，以及它们的尺度和对称性，表明臂状结构是由核爆发驱动的冲击产生的。我们将这些观测结果解释为一个循环的一部分，在这个循环中，冷却气体最初为大约3 × 10^{6}年前的核爆发提供了燃料，导致了使冷却气体重新加热的冲击，从而阻止了大量冷却气体在星系中心的积累，并暂时使中心活动星系核挨饿。
2001-08-07 astro-ph
What do HST and Chandra tell us about the jet and the nuclear region of the radio galaxy 3C270?
FR I射电星系3C 270的HST/STIS紫外图像显示了从核心位置出现的喷流状结构的存在。这个特征代表了在射电星系中的紫外线中检测到的第一个类似喷流的成分，喷流几乎位于天空的平面上，与射电和X射线图像中的喷流具有相同的位置角。我们提出了两种不同的情况下的排放的起源：i）非热同步加速器从一个温和的相对论性组件的射流; ii）散射光从核，其中BL Lac源可能托管。这两张照片中的任何一张都将对活动星系核的统一方案和我们对喷流结构的认识产生重要的影响。在钱德拉的图像中，还存在一个微弱的反喷流。从HST图像和钱德拉X射线光谱的比较分析，我们发现，核只是适度模糊。这个模糊的结构很可能存在于大尺度上观察到的几何上薄的暗盘中。这符合的情况下，一个标准的几何和光学厚环面是不存在的FR I射电星系。
2002-09-10 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
Spiral galaxies with WFPC2: III. Nuclear Cusp Slopes
本文是研究旋涡星系核性质系列文章的第三篇。我们（i）用Lauer等（1995）提出的解析定律模拟了41个旋涡星系WFPC 2 F606 W核表面亮度轮廓，（ii）对这些表面亮度轮廓进行了解投影和解析拟合，从而估算旋涡星系核球的恒星密度。我们发现，核恒星的尖端（量化的表面亮度轮廓的平均对数斜率在0.1“-0.5”“）是显着不同的R^1/4定律和指数隆起。前者的核性质与早期型星系相似，即在光度相当的情况下，核尖点的值相似，而随着光度的降低，恒星尖点越来越陡。相比之下，指数型凸起的恒星尖点相对较浅，核密度也可能比R^1/4定律的凸起低（这是光度上不同的中心致密源的光贡献的基础）。
1998-04-01 astro-ph
The Ionized Nuclear Environment in NGC 985 as seen by Chandra and BeppoSAX
我们用Chandra-HETGS观测和BeppoSAX观测资料研究了Seyfert 1星系NGC 985的电离环境。显然需要两个吸收分量来拟合在钱德拉光谱中观察到的吸收特征。组分的电离参数相差29，柱密度相差3。低电离组分的存在是由Fe M-壳层未解析的过渡阵列（UTA）由电荷态VII至XIII产生的证明。高电离阶段所需的广泛的吸收功能所产生的几个混合物的铁L-壳层过渡（Fe XVII-XXII）的存在。第三个高度电离的成分也可能存在，但数据不允许限制其属性。在BeppoSAX和Chandra观测（相隔近3年）之间观测到X射线光度变化2.3倍。的吸收剂的不透明度的变化被检测到响应于连续变化，但虽然较冷的组件是一致的光电离平衡的一个简单的图片，较热的组件的电离状态似乎增加，而连续通量下降。在我们的分析中，最引人注目的结果是，在钱德拉和BeppoSAX观测期间，两个吸收分量似乎具有相同的压力。因此，我们认为，吸收来自多相风。这种情况可以解释在观测过程中两个吸收分量的不透明度的变化，但需要第三个较热的分量是压力限制的两个阶段。因此，我们的分析指出，一个3相介质类似的风在NGC 3783中发现，并进一步表明，这样的风可能是一个共同的特点，在活动星系核。
2004-09-21 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
A Chandra Observation of M51: Active Nucleus and Nuclear Outflows
我们提出了一个钱德拉ACIS-S观测附近的螺旋星系M51（NGC 5194），它有一个低光度的Seyfert 2核的核区域。X射线图像显示了核心，南部的核云和北部的环，扩展发射的形态与射电连续谱和光学发射线图像中看到的非常相似。原子核的X射线谱可以很好地用一个由kT ~0.5 keV的软热等离子体、一个非常硬的连续谱和一个6.45 keV的Fe Ka发射线组成的模型来表示，该发射线的等效宽度大于2 keV。非常强的Fe线和平坦的连续谱表明，原子核被超过10^24 cm^-2的柱密度所遮蔽，光谱主要由原子核附近冷物质的反射辐射所支配。用kT ~ 0.5keV的热等离子体模型对核云的X射线谱进行了很好的拟合。这种光谱形状和形态强烈地表明，云是由来自核的双极流出物加热的。由X射线气体温度推算出的双核云和北环的激波速度分别为690 km/s和660 km/s。通过假设一个稳态的情况下，其中的发射的双核云的动力是由喷流，在喷流中的机械能被发现是可比的辐射光度的核。
2001-03-19 astro-ph
Chandra Observations of the Evolving Core of the Starburst Galaxy NGC 253
钱德拉对附近星暴星系NGC 253核心的观测揭示了一个嵌入核星暴区域的被严重吸收的硬X射线源。该源的未吸收亮度为2 ~ 10 keV，>=10^39 erg/s，并使周围的气体光电离。我们通过一个尘埃环观测到这个源，该尘埃环的中性吸收柱密度为NH ~ 2 × 10^23 cm^-2。这个环面的直径有几百pc，用来校准由恒星暴驱动的核外流。我们认为，电离源是一个中等质量黑洞或一个弱吸积的超大质量黑洞，这可能标志着活动星系核活动的开始或结束。
2002-07-19 astro-ph
Testing the Seyfert Unification Theory: Chandra HETGS Observations of NGC 1068
我们提出了空间分辨钱德拉HETGS观测的塞弗特2星系NGC 1068。X射线成像和高分辨率光谱被用来测试塞弗特统一理论。Fe K-α发射集中在核区域，中性和电离连续反射也是如此。这与通过遮蔽分子环面和X射线窄线区（NLR）对来自发光的隐藏X射线源的发射进行再处理是一致的。我们检测到扩展的硬X射线发射周围的X射线峰的核区域，这可能来自外部的环面。X射线NLR光谱的详细建模证实，它是由隐藏的X射线源的光电离和光激发激发。K-壳层发射线从一个大范围的电离状态的类H和类He的N，O，Ne，Mg，Al，Si，S，和Fe XVII-XXIV L-壳层发射线建模。发射测量分布表明在log xi = 1 - 3范围内所有观测到的电离水平下质量大致相等。我们分别分析了非核云的光谱。我们发现，它有一个较低的柱密度比核区域，也是光电离。核X射线NLR柱密度，光学深度，外流速度，和电子温度都是一致的预测值由光学分光偏振的区域，它提供了一个隐藏的塞弗特1核的散射视图。
2002-11-18 astro-ph
Nuclear Accretion in Galaxies of the Local Universe: Clues from Chandra Observations
为了解释局域宇宙中超大质量黑洞的辐射宁静现象，本文利用Chandra观测数据，对邻近星系的中心黑洞的质量M_BH、核X射线光度L_X、nuc以及环核热气体的密度和温度进行了最精确的估算。L_X，nuc随\sim变化3个数量级，与M_BH或Bondi质量吸积率\dotM_B无关。如果\dotM_B终止于具有高辐射效率的标准吸积盘（这相反可以是Cen A的活动核的情况），则L_X，nuc总是比预期的低得多。在标准的ADAF模型中，辐射效率低下的吸积可以解释少数情况下的低光度;对于其他情况，预测的光度仍然太高，就爱丁顿尺度的量而言，它越来越高于观测到的，随着\dotM_B的增加。简单的辐射效率低的情况下，包括外流和对流的变体可能会重现所观察到的低排放水平，因为实际吸积的物质量大大减少。然而，最有希望的方案包括来自周围气体吸积的反馈：这具有重要的优势，自然地解释了所观察到的L_X，nuc，M_BH和\dotM_B之间缺乏关系，并回避了在宇宙学时间内在银河系中央区域积累的物质的命运问题。
2005-02-02 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
Detection of Nuclear X-ray Sources in Nearby Galaxies with Chandra
我们报告的初步结果，从角秒分辨率X射线调查附近的星系使用ACIS船上钱德拉。整个样本由41个低光度活动星系核组成，包括Seyferts、LINER和LINER/H II过渡天体。在迄今为止观察到的24个物体的初始子样本中，我们在62%的物体中检测到一个紧凑的点状源，该源与原子核的光学或无线电位置一致。高的探测率强烈地表明，大多数天体确实包含弱活动的、类似活动星系核的核心，推测是由中心的大质量黑洞提供动力的。2-10 keV的核源亮度范围为10^38 - 10^41 erg/s，中值为2x10^38 erg/s。对于12 Mpc的典型样本距离，我们的探测极限对应于8 × 10^37 erg/s;这个极限比以前使用ASCA或BeppoSAX研究的这类最弱源弱两个数量级。新的数据向较低的光度扩展了已知的宽线活动星系核的硬X射线和H-α光度之间的线性相关性。许多窄线天体确实含有X射线核，与弱活动星系核或X射线双星系统一致，但它们的X射线亮度比宽线源的L_X-L（H α）关系低10倍。它们的光子能量分布没有显示出异常高的吸收。这些原子核中的光学谱线发射可能至少部分地由恒星过程提供动力。
2001-02-28 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
A Possible Detection of M31* with Chandra
两组独立的钱德拉和HST图像的核区域的M31允许注册的X射线和光学图像到0.1“。这种记录表明，没有一个靠近核的明亮（10^{37} erg/s）X射线源与中心超大质量黑洞M31* 重合。一张50 ks的钱德拉HRC图像显示了一个微弱（3 x 10^{35} erg/s）的2.5 sigma证据，明显分辨的源与M31* 的位置一致。M31* 的邦迪半径为0.9“，使其成为少数几个具有可分辨吸积流的超大质量黑洞之一。这个大的半径和以前的检测扩散，X射线发射气体在核区域使M31* 的辐射效率低的吸积流的最安全的情况之一，并放置在这样的流的辐射过程中的一些最严格的限制。
2004-12-14 astro-ph
Variability of the Vela Pulsar-wind Nebula Observed with Chandra
2000年4月30日和11月30日，钱德拉X射线天文台上的先进CCD成像光谱仪对船帆座脉冲星周围的脉冲星风星云（PWN）进行了观测，揭示了它的复杂形态，让人想起蟹状星云。两个观测结果的比较显示PWN特征的表面亮度变化高达30%。一些PWN元素显示出明显的位移，最高可达几角秒（约10^{16} cm），和/或光谱变化。为了阐明所观察到的变化的性质，需要进一步监测船帆座PWN。
2001-04-16 astro-ph
The nuclear accretion in the FR I radio galaxy IC4296 from CHANDRA and VLBA observations
利用Chandra ACIS-S和VLBA观测资料对FR I星系IC 4296的核进行了高角分辨率的研究，目的是研究吸积过程的性质。发现点状硬X射线发射，符合中等吸收功率定律γ =1.48^{+0.42}-0.34}，没有检测到来自冷物质的铁荧光线。0.3-10 keV的光度为2.4 \times 10^{41} erg/s，即比由估计的Bondi质量吸积率和10%的辐射效率得出的吸积光度低\sim 400倍。在秒差距尺度上，一个喷流和一个反喷流从8.4 GHz图像中的一个中央未分辨的“核心”延伸出来。它们的方向与大尺度喷流的方向一致，它们的整体速度是相对论的。秒差距尺度谱在2-22 GHz范围内是凸的。通过假设康普顿厚物质包围着原子核，观测到的原子核光度不太可能与吸积光度相一致。低辐射效率的吸积流模型（ADAF及其变体）不能解释观测到的辐射和光谱形状的核在无线电波段。喷流中的能量占吸积光度的相当大一部分（\ga 10%）;因此质量吸积速率不需要与使用邦迪理论获得的估计有太大差异。一个喷流占主导地位的起源也为所观察到的核辐射损失的建议。这也可以解释一个核光度数量级低于“正常”射电响AGN的发现，伴随着相对较高的射电辐射。
2002-11-14 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, VLA and Spitzer IRAC study of the very low luminosity nucleus of the elliptical NGC821
相对较近（距离=24.1 Mpc）的椭圆星系NGC 821拥有一个静止的中央大质量黑洞的极端例子，钱德拉的深空观测首次揭示了它的核源（L（2-10 keV）/L_Edd ~ 3.6 × 10 ^{-8}）。我们在这里提出了一个多波长的研究，这个核，包括VLA观测，检测无线电对应的钱德拉核源在1.4 GHz，与127 $μ$ m的通量密度和可能的平坦的光谱形状，我们还考虑新的斯皮策IRAC观测和档案HST图像。利用这些数据，我们讨论了可用于燃料的唯一材料的吸积模式的可能方案，即，恒星质量的损失稳定地补充了环核区域。吸积的最后阶段可能是辐射效率低下的，并与紧凑的核喷流/外流相耦合。只有当康普顿厚度的活动星系核存在时，恒星的质量损失才可能最终出现在标准圆盘中。钱德拉探测到的两个靠近原子核的扩展源可能是由于喷流中的几个未解决的结。然而，如果喷流存在，它的动能将只是与被吸积物质的静止质量相关的能量的一小部分。现有的数据没有显示出靠近核心的恒星形成。更深的NICMOS，无线电和远红外观测应进一步限制吸积过程。
2007-06-28 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
Chandra Observations of Nuclear X-ray Emission from a Sample of Radio Sources
本文介绍了钱德拉X射线天文台观测到的17个射电源样品的X射线性质，这是一个旨在研究其射电喷流发射X射线的项目的一部分。在本文中，我们集中在X射线性质的未解决的核心。样本包括16个红移范围z=0.30- 1.96的类星体（11个核心主导和5个瓣主导），以及一个z=0.064的低功率射电星系。类星体的核心周围没有弥漫的X射线发射，除了附近的低功率星系，其弥漫发射的规模和光度与其他FRI一致。在相对较短的钱德拉曝光中没有检测到高振幅，短期的变化。然而，1510-089显示低振幅通量变化，时间尺度为$\sim$ 25分钟。类星体核的X射线谱一般都可以用考虑银河系吸收的单一幂律模型来描述。然而，在六个类星体中，我们发现软X射线过量发射低于1.6千电子伏。有趣的是，我们检测到铁K-壳发射线，符合荧光Ka发射冷铁，在一个叶和两个核心为主的来源。样本中类星体的平均X射线光子指数为伽马=1.66，色散σ =0.23。我们的样本的平均光谱斜率比射电宁静类星体和射电响亮的活动星系核（具有较大喷流方向）的斜率更平坦，这表明波束影响了我们样本中类星体核心的X射线发射。
2003-02-13 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
Chandra observations of the nearby spiral galaxy NGC6503
我们用钱德拉望远镜观测了邻近的旋涡星系NGC 6503。已经发现了与该星系有关的七个离散源，其中一个与其线性星暴核心重合。其中一个源对应于Lx >~ 10 e39 ergs/s的ULX。ROSAT以前对该星系的观测表明，在过去6年中，该来源至少变化了3倍。没有证据表明，在核区域的强扩散发射或低光度活动星系核的存在。
2002-06-07 astro-ph
Nuclear stellar discs in early-type galaxies --- II. Photometric properties
本文详细研究了哈勃空间望远镜拍摄的两个既有核盘又有外星盘的早期型星系的图像。本文用光度分解法分析了NGC 4342和NGC 4570的象，并研究了核盘的光度性质。我们发现一个连续性的参数空间中定义的中心表面亮度和scalelength的磁盘在螺旋，S 0 s和嵌入式光盘在椭圆形，在这个意义上说，核盘扩展所观察到的光盘属性，甚至进一步向更小的scalelength和更明亮的中心表面亮度。当包括核盘，光盘属性跨越超过四个数量级的scalelength和中央表面亮度。这里研究的核盘是已知的最小和最亮的恒星盘，因此，与遵循弗里曼定律的典型星系盘相比，它们的光度特性与马林I一样极端。我们讨论了一个可能的形成方案，在这些星系中观察到的双盘结构已形成现在溶解酒吧。基于这些星系中已知存在的黑洞具有与核盘相当的质量这一事实，我们探索了黑洞与核盘之间可能的联系。
1998-06-04 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
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
High-resolution X-ray imaging and spectroscopy of the core of NGC 4945 with XMM-Newton and Chandra
我们利用XMM-牛顿和钱德拉的互补能力，对附近的星系NGC 4945进行详细的成像和光谱研究，重点关注其核心和周围环境（在核的~1 kpc范围内）。揭示了一个复杂的形态，包括一个主要是硬的，但部分解决，核源加上光谱软，锥形X射线“羽”，延伸30”（500 pc）的西北。在NGC 4945中，我们对活动星系核（AGN）的直接观测被非常重的视线吸收阻挡在~10 keV以下，观测到的X射线光谱主要是与核星暴和X射线羽流相关的多温度热发射。然而，AGN的签名是目前的形式，中性康普顿反射组件和6.4千电子伏的荧光铁Ka线。我们推测，该网站的连续再处理是一个高度倾斜的分子环面，这是一致的存在下，在这个源的H2O超脉泽发射的几何形状的远壁。软光谱（~0.6 keV）和边缘明亮的外观的X射线羽建议的解释，在质量加载的超级风从核爆发。
2002-04-22 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
X-ray Properties of the Central kpc of AGN and Starbursts: The Latest News from Chandra
本文讨论了15个具有活动星系核和/或星暴的邻近星系（v<3，000 km/s）的X射线性质。三分之二的核扩展发射的尺度从~0.5到~1.5 kpc，这要么是明显与核外流或形态类似的外流。活动星系核主导的星系团倾向于具有线性结构，而星暴主导的星系倾向于具有羽状结构。在星暴区存在显著的X射线吸收，表明环核星暴足以阻挡活动星系核的光波长。具有星暴活动的星系在其中央kpc内比非星暴活动的星系拥有更多的X射线点源。许多这样的源比典型的X射线双星更明亮。钱德拉的结果进行了讨论，在星爆活动星系核连接，修订的活动星系核统一模型，和可能的演化方案。
2001-08-30 astro-ph
A Chandra Observation of the Circinus Galaxy
我们报告最近钱德拉ACIS-S观测的圆规星系。这些观测结果证实，核光谱是由“中性”物质反射硬X射线连续谱的结果。在光学"电离锥“的一般方向上，核X射线发射延长了\sim 60 pc。在Fe Kα谱线上所作的图像表明，这种辐射从核延伸到200 pc。沿着和垂直于星系盘也有大规模的X射线发射。这种扩展气体的热等离子体模型表明温度kT \sim 0.6千电子伏，虽然冷却器光电离气体也是可能的。盘中气体的X射线辐射可能与半径为150- 250 pc的星暴环有关。气体延伸\sim 600 pc垂直于磁盘是密切相关的高激发光线发射。除了它的软X射线发射，我们还试探性地从飞机上方的气体中探测到了一种硬成分;这种硬发射可能代表了外流风中的电子散射到我们视线中的核X射线。在银河系中央kpc中发现了十个致密源。最明亮的X射线光度为\simeq 10^{40} erg s^{-1}，似乎是圆规星系中的一个X射线双星，黑洞质量超过80 M_{\odot}。
2001-04-15 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
Detections of CO in Late-Type, Low Surface Brightness Spiral Galaxies
利用IRAM 30-m望远镜，对15个边朝低表面亮度（LSB）旋涡星系的核区进行了~（12）CO J=1-0和2-1谱线观测。我们的样本包括极端晚型LSB螺旋，具有盘主导的形态和旋转速度V_rot<~120 km/s。我们报告检测的四个星系在至少一个过渡（> 5西格玛），其余的样本，我们提供上限的核CO含量。采用标准的银河系I_CO到H_2转换因子意味着被探测星系核区（内部1.1-1.8 kpc）的分子气体质量为（3.3-9.8）x10**6 M_sun。结合我们的新数据和文献中的晚型螺旋样本，我们发现CO探测到的LSB螺旋与更明亮和更高表面亮度的星系遵循相同的M_H2-FIR相关。晚型螺旋中心区域的CO量似乎更强烈地依赖于质量而不是中心光学表面亮度，并且对于Vrot <~90 km/s的中低表面亮度螺旋，CO的可探测性显著下降;到目前为止，在CO中没有检测到LSB螺旋低于这个阈值。单靠金属丰度效应不太可能解释这种趋势，我们推测，我们看到的是随着星系质量的减少，能够支持巨型分子云形成的星系盘的平均分数减少的影响。
2005-02-08 astro-ph
X-raying the Ultraluminous Infrared Starburst Galaxy and Broad Absorption Line QSO, Markarian 231, with Chandra
利用ChandraACIS-S3的40 k曝光量，获得了超亮红外星系Markarian 231 X射线辐射中星暴和类星体成分的新信息。大部分的X射线光度是从一个未解析的核点源发出的，并且光谱非常硬，大部分的通量都在2 keV以上。最值得注意的是，在2 keV以上的能量下，显着的核变率（约6小时内减少约45%）表明钱德拉探测中心黑洞的光小时。虽然我们同意Maloney和Reynolds的观点，即没有观察到直接连续谱，但这种可变性加上FeKa发射线等效宽度的188 eV上限，反对这些作者基于ASCA数据提出的反射主导模型。相反，我们倾向于这样一种模型，在这种模型中，一个小的、康普顿厚度的吸收体阻挡了直接的X射线，只有来自多个视线的间接的、散射的X射线才能到达观察者。扩展的软，热发射包括星系的光学范围，并表现出解决结构。探测到一个0.35-8.0 keV光度为LX = 7 × 10 ^{39} erg s^{-1}的非核X射线源，与附近其它星暴中的超亮X射线源一致。我们还提出了一个未公布的FOS光谱从HST档案显示广泛的C IV吸收。
2001-12-13 astro-ph
