Clusters of Galaxies: Diagnostic Tools for Cosmology
星系团可以用于非常不同的宇宙学测试。我回顾了一些方法：确定集群质量和暗物质含量，金属富集和它的连接到集群内气体的起源，和集群的动力学状态。在不同领域的进展，预计从观测与新的X射线卫星XMM和钱德拉指出。
2000-10-17 astro-ph
Clusters of galaxies: a fundamental pillar of cosmology
星系团在宇宙学中有各种各样的用途。其中一些在这里介绍。他们的X射线发射气体使我们能够确定重子分数，暗物质分布和宇宙的物质密度$Ω_{m}$。另一个有趣的成分是相对论性粒子，它们的射电辐射提供了对团内介质（ICM）中磁场（$\approx μG$）的测量。对遥远星系团的观测对宇宙学也很重要。特别是新的X射线卫星CHANNEL和XMM为星系团物理学和宇宙学带来了令人兴奋的新结果。
2003-03-27 astro-ph
GRB Cosmology and the First Stars
伽马射线暴（GRB）是研究宇宙恒星形成历史和星系际介质状态直至第一代恒星红移的独特探测器。特别是，正在进行的{ \it Swift}任务可能是第一个探测到单个星族~III恒星的天文台，前提是大质量、无金属的恒星能够触发伽马射线暴。{ \it Swift}将凭经验限制星族III恒星形成终止的红移，从而为宇宙再电离和金属富集模型提供关键输入。
2006-01-10 astro-ph
The Chandra XBootes Survey - III: Optical and Near-IR Counterparts
XBootes调查是NOAO深宽场调查（NDWFS）Bootes领域的5-ks Chandra调查。这次巡天的独特之处在于，它是最大的（9.3度^2）连续区域的X射线成像，并具有互补的深光学和近红外观测。我们提出了一个目录的光学对应的XBootes调查中检测到的3,213 X射线点源。使用贝叶斯识别方案，我们成功地确定了98%的X射线点源的光学同行。光学颜色表明，光学探测到的星系是z<1的大质量早型星系和蓝色恒星形成星系的组合，其光学AGN发射是微弱或模糊的，而大多数光学探测到的点源可能是在大红移范围内的类星体。我们的大面积，X射线明亮，光学深调查使我们能够选择一个大的子样本源（773）与高X射线光通量比（f_x/f_o>10）。这些物体可能是高红移和/或尘埃遮蔽的活动星系核。这些源通常比0.1<f_x/f_o<10的源具有更硬的X射线谱。在NDWFS星表中没有光学对应物的73个X射线源中，有47个是真正的光学空白，R~25.5（NDWFS R带星表的平均50%完整性极限）。这些来源也可能是高红移和/或尘埃遮蔽的活动星系核。
2005-12-13 astro-ph
The X-ray emission from Young Stellar Objects in the rho Ophiuchi cloud core as seen by XMM-Newton
我们使用XMM-牛顿观测了蛇夫座rho云的主核F，这是一个活跃的恒星形成区域，位于~140 pc，曝光量为33 ks。我们在EPIC成像探测器阵列的30'直径视场内探测到87个X射线源。我们将XMM-牛顿X射线源的位置与以前的X射线和红外（IR）星表进行了交叉关联：从我们的观测中发现了25个以前未知的X射线源; 43个X射线源被XMM-牛顿和钱德拉探测到; 68个XMM-牛顿X射线源有2 MASS近红外对应物。我们表明，XMM-牛顿和钱德拉点源检测的灵敏度相当时，曝光时间被设置为30 ks的。我们探测到来自7个I类源、26个II类源和17个III类源的X射线发射。I类源的X射线探测率非常高（64%），这与钱德拉此前在该地区的观测结果一致。我们建议15个X射线源是新的III类候选源，这使已知的III类源的数量增加了一倍，并有助于完成该地区YSO的普查。我们还检测到X射线发射的两个年轻的真正的棕矮星，GY 310和GY 141，三个已知的视野。GY 141看起来比Chandra观测到的亮近两个数量级。我们提取了这些YSO的X射线光变曲线和光谱，发现其中一些YSO有弱的X射线耀斑。我们观测到一个来自真正的棕矮星GY 310的X射线耀斑。我们发现，在以前的钱德拉观察该地区的I类源往往有更高的温度和更重的X射线吸收比II类和III类源。
2004-07-12 astro-ph
Cosmology with X-ray Cluster Baryons
X射线星系团的测量与一个普遍的重子/气体质量分数解释理论上可以作为一个宇宙学距离探针。我们研究了当前（例如钱德拉X射线天文台，XMM-牛顿）和下一代（例如Con-X，XEUS）观测的宇宙学灵敏度问题，以及系统的不确定性和偏差。为了对暗能量给出有竞争力的下一代约束，我们发现系统性需要控制在1%以上，并且必须校准f_gas（和其他团簇气体性质）的任何演化，以便剩余不确定性弱于（1+z）^{0.03}。
2007-04-10 astro-ph
Chandra X-Ray Observations of Young Clusters. III. NGC 2264 and the Orion Flanking Fields
钱德拉对猎户座侧翼区（年龄约100万年）和NGC 2264（年龄约300万年）类太阳主序前（PMS）恒星的观测结果与COUP对ONC（年龄约500万年）类似天体的观测结果进行了比较。在这些星团中，PMS星对流轨道上的log Lx和质量之间的相关性与ONC的关系一致，表明在对流轨道上演化的第一个~3-5百万年期间，log Lx或log Lx/Lbol的中值几乎没有变化。然而，与猎户座FF和NGC 2264相比，年轻的ONC中具有Lx极值的恒星比例（超过给定Lbol平均值的10倍或log Lx/Lbol大于正则饱和值-2.9）要大两倍。NGC 2264中的PMS星在辐射轨道上的Lx/Lbol值系统地比在对流轨道上的类似质量的恒星低10倍。从PMS演变的对流到辐射阶段的通量急剧减少可能与影响磁场产生效率从而影响磁活动水平的主要结构变化有关。与ONC一样，我们发现具有测量周期的恒星平均具有更高的X射线光度。然而，对于类似质量的周期和非周期恒星，Lx和Lx/Lbol的范围很宽。在具有测量周期的恒星中，X射线的发射水平与自转速率无关。对于这个数据集，我们发现没有统计学上显着的相关性之间的X射线通量和（a）存在或不存在的拱星吸积盘，或（b）磁盘吸积率从紫外线过量评估。
2006-03-01 astro-ph
On the nature of Extremely Red Objects: the 2 Ms Chandra Deep Field-North Survey results
理解极红天体[ERO;（I-K）>=4]的性质是观测宇宙学中最具挑战性的问题之一。在这里，我们报告的X射线约束提供的2毫秒钱德拉深场北调查（CDF-N）。36个ERO中有11个（约30%）检测到X射线发射。其中五个有硬X射线发射，似乎是被遮蔽的活动星系核，而非活动星系核发射（恒星形成或正常的椭圆星系发射）可能是在最微弱的X射线通量水平上检测到的软X射线源的主要X射线源。
2002-09-19 astro-ph
Cosmology with Galaxy Clusters: III. Gravitationally Lensed Arc Statistics as a Cosmological Probe
我们计算了不同宇宙学模型下，由于前景星系团，在整个天空中引力透镜光学、射电和亚毫米透镜源的预期数量。我们改进以前的计算透镜弧统计包括背景源的红移信息和占前景透镜集群的红移演变。背景源的描述是基于红移和光学星等或流量分布的源在哈勃深场（HDF）。使用HDF光度函数，我们还占放大率偏差在星等有限的观测计划，找到透镜光学弧。基于光学弧巡天的结果，我们发现在宇宙质量密度较低的平坦宇宙中，可以很容易地解释观测到的弧数。在无线电波长（1.4 GHz），我们预测\sim 1500透镜射电源的通量密度大于10 μ J的，放大由于透镜大于2，在一个平坦的宇宙学与Ω =0.3和λ =0.7。在亚毫米波长（850 μ m），透镜源的数量预计对相同的前景透镜人口和宇宙学是\sim 3 × 10^4。我们简要地考虑了使用南极10米亚毫米望远镜和普朗克勘测器来识别透镜亚毫米源的可能性。一个大约100个353 GHz的引力透镜源的目录可能是普朗克的一个有用的副产品。（节录）
1998-09-27 astro-ph
GRB Cosmology
目前的观测即将为宇宙学的最后前沿打开一扇直接的窗户：宇宙历史上第一个恒星和星系形成的第一个十亿年。甚至在詹姆斯·韦伯太空望远镜发射之前，就有可能利用伽马射线暴（GRB）作为宇宙恒星形成和星系际介质（IGM）状态的独特探测器，当第一颗（星族III）恒星形成时，红移高达几十。斯威夫特任务，或未来的卫星，如EXIST，可能是第一个观测到个别第三星族恒星的天文台，如果大质量的无金属恒星能够触发伽玛暴。伽玛射线暴余辉发射的光谱跟踪观测将允许探测IGM的电离状态和金属富集作为红移的函数。
2007-07-28 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
Geometrical tests of cosmological models. III. The cosmology-evolution diagram at z=1
遥远星系的自转速度，当被解释为一个大小（光度）指标时，可以作为一种工具来选择高红移标准棒（蜡烛）和探测世界模型和星系演化通过经典的角直径红移或哈勃图测试。我们实施了建议的测试策略，使用的样本30个旋转器跨越红移范围0.2<z<1的高分辨率光谱和图像获得的VIMOS/VLT深红移巡天（VVDS）和大天文台起源深巡天（GOODs）。我们表明，通过应用在同一时间的角直径红移和哈勃图相同的样本的对象（即速度选择星系盘），可以得到一个特征图，宇宙学演化图，映射全球宇宙学参数和局部结构参数的光盘，如大小和光度之间的关系。这个图表允许把宇宙学参数的约束条件时，一般盘演化的先验信息是可用的。特别是，通过假设同样旋转的大圆盘在z=1时的亮度不会比现在低（M（z=1）< M（0）），我们发现在2 σ的置信水平下排除了扁平物质主导的宇宙学（Omega_m=1），在大于1 σ的置信水平下排除了低质量密度的开放宇宙学（Omega_m = 0.3）和没有暗能量贡献。因此，通过假设宇宙学模型的先验知识，宇宙学演化图可以用来获得关于质量几乎相等的暗物质晕中重子盘结构参数红移演化的有用见解。
2007-10-03 astro-ph
A Half-Megasecond Chandra Observation of the Oxygen-Rich Supernova Remnant G292.0+1.8
我们报告了我们对银河系富氧超新星遗迹（SNR）G292.0+1.8的深510 KS观测的初步分析与{ \it钱德拉X射线天文台}。我们新的{ \it Chandra} ACIS-I观测比以前的{ \it Chandra}观测具有更大的视场和更深的曝光量，这使我们能够覆盖整个SNR并检测新的富含金属的喷出物特征。我们发现一个高度不均匀的分布的X射线发射热气体的热力学条件，以及相关的光学[O { \small III}]发射，这表明起源超新星爆炸的G292.0+1.8本身是不对称的可能性。我们还揭示了壮观的子结构的环面，喷流，和一个扩展的中央致密星云所有与嵌入脉冲星J1124 $-$ 5916。
2007-10-15 astro-ph
High Resolution X-Ray Spectra of Capella: Initial Results from the Chandra High Energy Transmission Grating Spectrometer
覆盖能量范围为0.4-8.0 keV（1.5-30埃）的活动二元五车二（G8 III + G1 III）的高分辨率光谱显示出大量的发射线，证明了HETGS的性能。等离子体诊断的初步应用提供了有关日冕温度和密度的信息。由不同元素在不同电离状态下产生的谱线表明，五车二的等离子体具有广泛的温度范围，从log T = 6.3到7.2，这与极紫外探测器（EUVE）和宇宙学和天体物理学高级卫星（ASCA）最近的观测结果基本一致。电子密度由类He O VII谱线确定，在T_e=2*10^6 K时，N_e=10^10 cm^-3;在更高温度下形成的类He谱线只能给出电子密度的上限。O VII线的密度和发射测量一起表明日冕环明显小于恒星半径。
2000-06-30 astro-ph
Chandra Observation of the Rho Oph Cloud
我们使用{ \it钱德拉X射线天文台}（CXO）上的ACIS-I阵列观测了$ρ$ Oph分子云的17 $'\times17'$区域。100-ks曝光观察显示$\sim$ 100个X射线源高于$\sim$ 10 $^{28}$ ergs $^{-1}$的检测限。大约2/3的X射线源被确认为光学和/或红外对应物，包括大量的I类、II类和III类源以及一些棕矮星。I类源的X射线检测率惊人地高达70%。许多X射线耀斑，可能是由于磁活动，被发现从所有的类。我们对所有的X射线源的静态X射线和耀斑X射线进行了系统的光谱研究。I类源的X射线温度和吸收一般大于II类和III类源。此外，来自I类源的X射线耀斑显示出比来自更进化的类源的X射线耀斑更高的占空比、温度和光度。我们进一步给出了棕矮星的简要结果，比I类年轻的阶段，未分类和身份不明的来源。几个选定的年轻恒星对象的细节，包括第一次检测到的中性铁线（6.4千电子伏）从I类源YLW 16 A，分别处理。
2001-05-07 astro-ph
Intrinsic Absorption in the Spectrum of Mrk 279: Simultaneous Chandra, FUSE, and STIS Observations
我们提出了一个内在的X射线和远紫外吸收的研究在Seyfert 1.5星系Markarian 279使用同时观测钱德拉X射线天文台，哈勃太空望远镜上的太空望远镜成像光谱仪，和远紫外光谱探测器（FUSE）。我们还提出了在另外三个时代的FUSE观测。我们在钱德拉光谱中检测到Fe K-α发射线，其通量与观测时Mrk 279的低X射线连续通量水平一致。由于Chandra光谱中的低信噪比，在Chandra数据中没有观察到O VII或O VIII吸收特征，但UV光谱揭示了HI和高电离物质如O VI，N V和C IV以及低电离物质如C III，N III，C II和N II在某些速度分量中的强烈和复杂的吸收。远紫外光谱覆盖的FUSE数据提供了高阶莱曼系吸收，我们用它来计算的光学深度和线和连续覆盖分数的内在HI吸收气体中的自洽方式的信息。的UV连续通量的Mrk 279减少了约7.5的一个因素，在跨越这些观测的时间，我们讨论了这种变化的吸收功能的响应的影响。从参数的基础上的速度，轮廓形状，覆盖分数和变化的紫外线吸收，我们得出结论，一些吸收组件，特别是那些显示突出的低电离线，可能与主星系Mrk 279，并可能与其相互作用与密切的伴星系，而其余的出现在核外流。
2004-02-19 astro-ph
The onset of X-ray emission in young stellar objects: a Chandra observation of the Serpens star-forming region
目标：研究年轻恒星（YSO）从I类到III类的演化过程中的X射线发射特性，并确定0类原恒星是否发射X射线。方法：对巨蛇座恒星形成区进行深钱德拉X射线观测。巨蛇座云核非常适合这种类型的调查，由一个密集且非常年轻的星团组成，其成员在所有不同的进化阶段都被发现，包括六个经过充分研究的0级源。研究结果：除了X射线光度> 0.4 10^30 erg/s（柱密度为4 10^{23} cm^-2，或A_V ~ 200）的源外，我们的观测没有发现6颗0级原恒星。共探测到85个X射线源，得到35个YSO的光变曲线和光谱。有一个明显的趋势，降低吸收柱密度从I类移动到III类源，并可能，降低等离子体温度的证据，太。我们观察到一个强大的，长时间的，耀斑从II类低质量的恒星，我们推导出一个耀斑环长度的顺序为20恒星半径。我们解释的耀斑事件起源于一个磁通量管连接的恒星，其拱盘。在这颗恒星的光谱中，检测到6.4 keV的Fe荧光发射，支持了这样一个圆盘的存在。
2006-11-16 astro-ph
Binaries discovered by the SPY project. III. HE2209-1444: a massive, short period double degenerate
在我们用ESO VLT（ESO SN Ia始祖星巡天- 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HE 2209 -1444是一个由两颗DA白矮星组成的双线系统。根据径向速度曲线的分析，我们确定该系统的周期为P = 6 h 38 m 47 s。两个单独分量的半振幅均为109 km/s。一个模型大气分析使我们能够得出两个组件的个别温度（8490 K和7140 K，分别）。每种组分的质量为0.58 Msol。系统的总质量为1.15 +/- 0.07 Msol。由于引力波辐射，该系统将失去角动量，因此将在5 Gyrs内合并-不到哈勃时间。HE 2209 -1444是SPY探测到的第二个大质量短周期双简并星系。它的总质量比克拉塞卡质量极限低约20%，因此它不符合潜在的超新星Ia祖先的资格。然而，与我们以前的探测结果一起，它支持了卡拉塞卡质量系统确实存在的观点。
2003-09-26 astro-ph
Complex Physics in Cluster Cores: Showstopper for the Use of Clusters for Cosmology?
利用HIFLUGCS样本中64个星系团的Chandra观测结果，研究了冷星系团核对X射线光度-引力质量关系的影响。作为初步的结果，我们发现（i）冷核（CC）集群的高亮度的一个显着的偏移（ii）与非冷核（NCC）簇相比，CC簇的较小分散，（iii）CC簇的分数随着簇质量的增加而减少，（iv）如果光度与中心熵适当地成比例，则整个样品的光度-质量关系中的散射减少。这些结果的内在散射的影响进行了讨论。
2006-11-16 astro-ph
Southern Cosmology Survey III: QSO's from Combined GALEX and Optical Photometry
我们目前的类星体候选人的目录选择使用测光从GALEX结合SDSS在条纹82区域和布兰科宇宙学调查（BCS）近10 - 55度。SDSS区域在~60平方度的天空区域中包含~700个星等i < 20的物体和~3600个i < 21.5的物体，而BCS区域在11平方度的天空区域中包含~280个星等i < 20的物体和~2000个i < 21.5的物体，目前正在进行三次微波Sunyaev-Zeldovich调查。我们的QSO目录是BCS地区的第一个。深GALEX曝光（FUV和NUV中约2000秒，三个视场除外）在GALEX波段（FUV，NUV < 24.5 mag）提供高信噪比测光。从这些数据中，我们使用Atlee和Gould（2008）给出的方法，仅使用GALEX和光学r波段测光来选择类星体候选者。在Stripe 82场中，60%（30%）的GALEX选择的光学星等i<20（i<21.5）的类星体也出现在Richards等人（2008）使用5波段光学SDSS测光构建的类星体目录中。与Richards等人的相同星表比较，样本的完整性约为40%（25%）。然而，对于天空中尘埃消光非常低的区域，如BCS 23小时场和RA 0至10度之间的条纹82，我们的完整性接近95%，这表明深GALEX观测在寻找类星体方面几乎与多波长观测一样有效。GALEX观测因此提供了一个可行的替代路线，类星体目录在天空…
2008-11-25 astro-ph
Numerical Simulations in Cosmology III: Dark Matter Halos
综述了暗物质晕的性质。从不同的出版物，我们目前的结果（1）质量和速度的功能，（2）密度和速度的轮廓，（3）浓度的晕。在半径r=（0.005-1）rvir的范围内，安静孤立晕的密度分布可以用Moore等人（1997）提出的拟合公式非常精确地近似：rho=1/x^1.5（1+x^1.5），其中x=r/rs，rs是特征半径。纳瓦罗等人（1995）提出的拟合公式rho= 1/x（1+x）^[2]也给出了一个非常令人满意的近似值，当半径不小于维里半径的1%时，其相对误差约为10%。质量低于10^{13}Msun/h的z=0晕的质量函数近似于斜率α =-1.85的幂律。斜率随着红移而增加。Vmax<500 km/s的晕的速度函数也是幂律的，斜率β = -3.8-4。幂律扩展到晕至少下降到10公里/秒。它也适用于较大的男性化晕内的晕。晕的浓度取决于质量（质量越大的晕浓度越低）和环境，孤立的晕浓度低于星团内相同质量的晕浓度。晕具有浓度的内在分散性：在1 sigma水平下，具有相同质量的晕具有Delta（log{c_vir}）=0.18或等效地，DeltaVmax/Vmax =0.12。暗晕和暗物质的速度各向异性可近似为beta（r）=0.15+2x/[x^2+4]，其中x是以维里半径为单位的半径。
2000-05-25 astro-ph
A Systematic Study of X-Ray Flares from Low-Mass Young Stellar Objects in the Rho Ophiuchi Star-Forming Region with Chandra
我们报告的X射线耀斑从低质量的年轻恒星天体的系统研究的结果，使用钱德拉观测的主要地区的Rho Oph。从195个X射线源中，包括I-III类源和一些年轻的棕矮星，我们总共探测到71个X射线耀斑。大多数耀斑具有典型的太阳耀斑和恒星耀斑的轮廓，快速上升和缓慢衰减。我们导出了耀斑的时均温度（kT）、光度（LX）、上升和衰减时间尺度（τ r和τ d），发现（1）Ⅰ-Ⅱ类源的kT往往较高，（2）各类耀斑的LX分布几乎相同，（3）τ r与τ d、kT与τ r之间存在正、负对数线性相关。为了解释这些关系，我们利用磁重联模型的框架，将观测参数表示为重联磁环半长（L）和磁场强度（B）的函数。估计的L与这些天体的典型恒星半径（10^{10-11} cm）相当，这表明观测到的耀斑是由太阳型环触发的，而不是连接恒星与其内部吸积盘的更大的环（10^{12} cm）。对于I类源观察到的较高的kT可以通过比II-III类源（200-300 G）更高的磁场强度（约500 G）来解释。
2003-05-10 astro-ph
How do we Build Future X-ray Observatories to Study Galaxies?
星系是研究宇宙学、物质生命周期和恒星演化的关键天体。X射线观测为我们提供了一个新的关键窗口，使我们能够研究它们的热气体成分。虽然钱德拉和XMM有望在我们的知识上取得重大进展，但仍有一些基本问题需要下一代X射线望远镜来解决。这些望远镜需要是10-30平方米级的望远镜，具有类似Chandra的分辨率，并配备一套仪器，可以在中等到高分辨率下进行光谱成像。
1999-12-15 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
On Modelling a Relativistic Hierarchical (Fractal) Cosmology by Tolman's Spacetime. III. Numerical Results
本文提出了数值解的特殊Lemaitre-Tolman模型近似的分形行为沿过去的光锥，如本系列的论文I（0807.0866）中讨论的。讨论了数值问题的初始条件，给出了进行数值积分的算法。结果发现，数值解是刚性跨越平曲界面所需的初始条件的问题。空间均匀的弗里德曼模型被视为特殊情况下的Lemaitre-Tolman解决方案和数值求解。将论文II（0807.0869）关于爱因斯坦-德西特模型的结果推广到$K = \pm 1$模型，发现开和闭弗里德曼模型沿着后向零锥也不保持均匀，随着接近大爆炸奇点超曲面，体积（平均）密度消失。分形解，即代表平均和平滑的单一分形的解，在所有三类勒梅特-托尔曼度规中都得到了，但只有双曲的解与观测结果一致，这意味着可能的弗里德曼背景宇宙必须是开放的。通过数值模拟得到的最佳分形度量的演化，位似自相似性，比较各自的空间均匀的情况下，在宇宙学中的拟合问题进行了分析。最后，对一些学者提出的反对分形宇宙学的意见进行了讨论。
2008-07-07 astro-ph gr-qc
Deep near-IR observations of the Chandra Deep Field and of the HDF-South - Color and Number Counts
我们提出了近红外（J和Ks）的数量计数和颜色的星系深VLT-ISAAC图像集中在钱德拉深场和哈勃深场南总面积为13.6弧分$^2$。在两个场中，得到的极限表面亮度为Ks $\simeq$ 22.8 mag/arcsec $^2$和J $\simeq$ 24.5（1 $σ$）。一个d $log$ N/dm的关系与$\sim0.34$在J和$\sim0.28$在Ks的斜率被发现在这两个领域没有证据的下降幅度限制附近。星系的中值J-Ks色在比Ks $\sim18$暗的星等处变得更蓝，这与在两个带中观察到的不同的计数斜率相一致。我们发现一小部分（总样本的$\le5%$）的源的颜色比J-Ks=2.3更红，幅度为Ks $>20$。它们中的大多数都是孤立的源，可能是红移为$z>2$的椭圆或尘埃星暴星系。观测到的计数与模型的比较表明，我们的J-带和KS-带计数是一致的预测模型的基础上少量合并的$Ω=1$宇宙学。另一方面，如果我们不考虑独立于定义宇宙的参数的合并，我们就无法重现观测到的计数。
2001-04-21 astro-ph
Constraints on dark energy from Chandra observations of the largest relaxed galaxy clusters
基于Chandra测量的26个X射线发光的动态弛豫星系团的X射线气体质量分数，给出了平均暗能量密度Omega_X和暗能量状态方程参数w_X的约束条件，红移范围为0.07<z<0.9.假设在r_2500内测量的X射线气体质量分数随红移是恒定的，并且仅使用哈勃常数和宇宙平均重子密度的弱先验，我们获得了暗能量对到星系团距离的影响的清晰探测，证实了（在可比意义上）以前的Ia型超新星研究结果。对于一个标准的LambdaCDM宇宙学，曲率Omega_K作为一个自由参数，我们发现Omega_Lambda=0.94^{+0.21}_{-0.23}（68%的置信限）。我们还研究了扩展的XCDM暗能量模型。结合Chandra数据和来自宇宙微波背景实验的独立约束，我们发现Omega_X=0.75 \pm 0.04，Omega_m=0.26^{+0.06}_{-0.04}和w_X=-1.26 \pm 0.24。如果预先规定w_X>-1，则在95%置信度下，同样的数据要求w_X<-0.7。用哈勃常数和平均重子密度的标准先验代替CMB数据，并假设几何是平坦的，得到了关于平均物质密度和暗能量状态方程参数的类似结果：Omega_m=0.24 \pm 0.04和w_X=-1.20 ^{+0.24}-0.28}.
2004-05-18 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 Chandra X-ray Study of NGC 1068 - I. Observations of Extended Emission
本文报道了钱德拉X射线天文台对原型2型塞弗特星系NGC 1068的亚弧秒分辨率X射线成像光谱学研究。观测结果揭示了以前用ROSAT以较低分辨率成像的13千秒差距星云的详细结构和光谱。钱德拉的影像显示了一个明亮、紧凑的源，与最明亮的射电和光学发射相一致;这个源在与核光学线和射电连续谱发射相同的方向上延伸了\simeq 1.5角秒（165 pc）。明亮的X射线辐射向东北方向延伸\simeq 5角秒（550秒差距），与东北方向射电瓣和窄线区域的气体重合。大规模的发射显示了拖曳的螺旋臂和其他结构。许多与NGC 1068有关的点源被发现。在HST和地基[O III] λ5007图像中看到的X射线发射和高激发电离气体之间存在非常强的相关性。辐射到核东北方向的X射线只被银河柱密度吸收，因此来自NGC 1068圆盘的近侧。相反地，西南方向的X射线被更高的吸收，并且必须来自于盘中或盘的远侧的气体。这种几何形状类似于窄线区域和射电瓣的推断。（摘要截断）。
2001-04-02 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
Chandra X-ray Observatory Arcsecond Imaging of the Young, Oxygen-rich Supernova Remnant 1E0102.2-7219
我们提出的意见，年轻的富氧超新星遗迹1E0102.2-7219采取的钱德拉X射线天文台在钱德拉的轨道激活和校验阶段。爆炸波冲击波的边界是第一次清楚地看到，允许残余物的直径和平均爆炸波速度被准确地确定。突出的X射线明亮的环的材料可能是反向冲击遇到喷出物的结果; O VII与O VIII发射的径向变化表明电离冲击向内传播，可能通过强密度梯度的喷出物。我们比较X射线发射澳大利亚望远镜紧凑阵列6厘米射电观测（艾米和球）和档案哈勃太空望远镜[O III]的意见。无线电辐射环主要位于外部冲击波的内部，这与同步辐射起源于冲击波后面的解释一致，但位于明亮的X射线环的外部。许多（但不是全部）突出的光学细丝被视为对应于X射线明亮的区域。我们得到的上限~ 9 e33 erg/s（3 sigma）的任何潜在的脉冲星X射线发射的中心区域。
2000-04-14 astro-ph
Chandra Observations of Variable Embedded X-ray sources in Orion. Paper I: Resolving Orion Trapezium
我们使用钱德拉X射线天文台上的高能透射光栅光谱仪（HETGS）对猎户座梯形区域进行了两次观测，间隔三周。先进CCD成像光谱仪（ACIS）上的零级图像提供0.5”的空间分辨率和中等能量分辨率。在猎户座四边形周围160“x140”的区域内，我们分辨出111个X射线源，亮度在7 × 10 ^{28}尔格/秒和2 × 10 ^{32}尔格/秒之间。我们没有检测到任何扩散发射。许多放射源的吸收强度要大得多，N_H在10^22 ~ 10^23 cm^-2之间。本文的主要目的是研究猎户座梯形及其邻近地区。大部分极早型成员的能谱可以用软组分kT ~ 0.8keV和硬组分kT ~ 2 ~ 3 keV的双温热谱拟合。我们讨论这些结果的背景下，恒星风模型。我们探测到八个额外的，大部分是可变的X射线源在梯形的附近。这些X射线源中的五个被确定为probands，我们认为，X射线发射起源于I，II和III类原恒星的核心probands。
2000-11-20 astro-ph
Complementary Constraints on Brane Cosmology
宇宙膨胀的加速是我们目前对基础物理学理解的主要挑战之一。原则上，要解释这种现象，至少可以遵循两种不同的路线：要么调整宇宙的能量含量-通过引入负压暗能量-要么在非常大的尺度上修改引力-通过引入新的空间维度，统一理论也需要一个想法。在宇宙学的背景下，这些额外维度作为暗压力的来源，对我们宇宙的加速起作用，被转化为所谓的膜世界（BW）宇宙学。在这里，我们研究了一个特定的BW类的情况下，重力的修改产生的补充约束，由于引力\emph{leakage}到额外的维度。为此，我们使用最新的钱德拉测量星系团中的X射线气体质量分数，重子密度参数的WMAP测定，哈勃参数的测量从\emph{HST}，和当前的超新星数据。与其他最近的结果一致，它表明，这些模型提供了一个很好的描述这些互补的数据，虽然一个封闭的情况下，总是有利于联合分析。我们强调，BW场景的观测测试构成了对可能的额外维度在基础物理学和宇宙学中的作用的自然验证。
2004-11-22 astro-ph
Determination of the Cosmic Distance Scale from Sunyaev-Zel'dovich Effect and Chandra X-ray Measurements of High Redshift Galaxy Clusters
利用来自Chandra的X射线数据和欧文斯谷射电天文台的Sunyaev-Zeldovich效应数据以及伯克利-伊利诺伊-马里兰协会干涉仪阵列，我们测定了红移范围为0.14 < z < 0.89的38个星系团的距离。集群等离子体和暗物质分布进行了分析，使用流体静力平衡模型，占径向变化的密度，温度和丰度，这种方法的统计和系统误差量化。分析是通过马尔可夫链蒙特卡罗技术，提供了所有模型参数的同时估计。我们测量了一个哈勃常数为76.9 +3.9-3.4 +10.0-8.0 km/s/Mpc（统计其次是系统的不确定性，在68%的置信度）为欧米茄_M=0.3，欧米茄_λ =0.7宇宙学。我们还用一个等温β模式分析了这些数据，发现H_0=73.7 + 4.6 - 3.8 + 9.5 - 7.6km/s/Mpc;为了避免星系团中冷核心的影响，我们重复了这一分析，从X射线数据中排除了中心100千秒差距，求得H_0=77.6 +4.8-4.3 +10.1-8.2km/s/Mpc。模型之间的一致性说明了H_0的SZE/X射线测定对团簇模型的细节相对不敏感。我们对遥远宇宙中哈勃参数的测定与最近哈勃太空望远镜探测附近宇宙的关键项目的测量结果一致。
2006-04-03 astro-ph
Friedmann cosmology with a generalized equation of state and bulk viscosity
宇宙介质被认为是一种具有体粘滞性的非理想流体，用更一般的状态方程描述。我们假设体积粘度是两项的线性组合：一项是常数，另一项与标量展开$θ=3\dot{a}/a$成比例。状态方程描述为$p=(γ-1)ρ+p_0$，其中$p_0$是参数。这个模型可以用来解释暗能量主导的宇宙。不同的参数选择可能导致宇宙演化的三种命运：无未来奇点、大裂缝或参考文献[S. Nojiri，S.D. Odintsov和S. Tsujikawa，\textbf{71}，063004（2005）]。
2005-09-09 astro-ph
The Hellas2XMM survey: III. Multiwavelength observations of hard X-ray selected sources in the PKS 0312-77 field
我们提出了广泛的光学，无线电和红外线的后续观察的样品35硬X射线（2-10千电子伏）的选择源偶然发现的PV XMM-牛顿观测的射电响亮类星体PKS 0312-77字段，也是一个档案钱德拉观测。这些观测是作为HELLAS 2XMM调查的一部分进行的，该计划旨在了解造成大部分硬X射线背景（XRB）的源的性质。光学对应物的识别大大受益于钱德拉和射电观测获得的位置精度。因此，本样品的光谱完整性（80%）仅受光学对应物的模糊度的限制。我们调查的多波长覆盖范围使我们能够揭示硬X射线选定源的整体属性的大范围。在低红移（z<1），源分解包括宽线活动星系核，窄发射线星系核和光学“正常”星系。所有z>1的十个源在光谱上都被归类为宽线活动星系核。其中一些显示出显著的固有X射线吸收（N（H）>10^22 cm^-2），进一步支持了先前的证据，即在高亮度和红移下，光学和X射线性质之间存在解耦。最后，一个不可忽略的分数（15%）的硬X射线源没有检测到的光学图像的限制幅度。相应的高X射线光通量比、X射线和光红外色强烈地表明它们是高红移、被遮蔽的活动星系核。
2003-07-21 astro-ph
Chandra X-ray Observation of NGC 4151
我们介绍了钱德拉X射线观测附近的塞弗特1.5星系NGC 4151。图像显示了数百pc尺度上的扩展软X射线发射，其灵敏度比以前获得的更好。未分辨核源的光谱可以用强吸收（N_{H} \simeq 3 \times 10^{22} cm^-2）、硬幂律（\simeq 0.3）加上来自幂律（\simeq 2.6）或热（kT \simeq 0.6 keV）分量的软发射来描述。与1993年ASCA观测结果相比，高能部分的通量有所减少，谱线变得更硬，软硬谱形之间的巨大差异不利于"软过剩“的部分覆盖或散射模型。相反，很可能硬核和软核组件代表本质上不同的X射线源。还获得了扩展到近1 kpc NE和SW的核辐射谱。这些区域的光谱可用热韧致辐射（kT \simeq 0.4-0.7 keV）或幂律（τ \simeq 2.5-3.2）连续谱加3条发射线来描述。在扩展X射线和[O III]λ5007谱线发射之间有很好的相关性。我们讨论了扩展X射线发射的性质。得到了电子散射柱的上限。这个上限对于软X射线是电子散射核辐射来说太低了。
2001-08-09 astro-ph
Chandra X-ray Observation of a Mature Cloud-Shock Interaction in the Bright Eastern Knot Region of Puppis A
我们目前的钱德拉X射线图像和光谱的最突出的云激波相互作用区域的船尾座A超新星遗迹。亮东结（BEK）有两个主要的形态组成部分：（1）一个明亮的致密结，位于东部X射线边界的凹陷顶点的正后方;（2）位于激波后向西1'处，一个弯曲的垂直结构（条），通过微弱的漫射发射与较小的亮云（帽）分离。根据硬度图像和光谱，我们确定了酒吧和帽作为一个单一的冲击星际云。它的形态非常类似于克莱因等人在晚期看到的“空洞球体”结构。的云激波相互作用的实验模拟，当云的剪切不稳定性破碎正在顺利进行。根据X射线温度、物理尺寸和冲击云的估计膨胀，我们推断出大约3个云破碎时间尺度的相互作用时间，相当于2000-4000年。这是第一个X射线确定的例子，云激波相互作用在这个先进的阶段。在靠近激波阵面的地方，BEK区域东部致密结的X射线发射意味着最近与相对密度较大的气体发生了相互作用，其中一些气体位于残留物的前面。紧凑结的X射线发射与光学[O III]发射的复杂空间关系表明，沿视线方向存在多个云的相互作用。
2005-08-10 astro-ph
Scalar-tensor theories and cosmology
标量张量理论是广义相对论的最佳替代方案，并提供了一个数学上一致的框架来测试各种可观察到的预测。它们可以涉及标量场的三个函数：（i）一个势（如在“quintessence”模型中），（ii）一个物质-标量耦合函数（如在“extended quintessence”中，它也可以被重写为标量场与标量曲率的非最小耦合），以及（iii）一个标量场与高斯-邦纳拓扑不变量的耦合函数。我们回顾了这类理论的主要实验约束，并强调太阳系，双星脉冲星，宇宙观测给出了质的不同的测试。我们最后表明，这些数据的组合是必要的，以约束存在的标量高斯-Bonnet耦合。
2003-06-04 astro-ph gr-qc
