A Possible Rossby Wave Instability Origin for the Flares in Sagittarius A*
近年来，在银河系中心射电点源人马座A*（Sgr A*）上探测到了近红外和X射线耀斑。人马座A* 被认为是一个质量为3.10^6太阳质量的超大质量黑洞。在某些情况下，瞬态发射似乎是调制的（准）周期振荡（QPO）约17-20分钟。发射体的大小约为3 r_S（其中r_S = 2GM/c^2是史瓦西半径），这表明在缓慢旋转的物体的边缘稳定轨道（MSO）附近存在不稳定性--可能是由吸积引起的。但是Sgr A* 并不是通过一个大的“标准”盘吸积的;相反，它周围的低密度环境显然为黑洞提供了低角动量的等离子体团块，这些团块在~ 10-300 r_S内循环并合并到一个紧凑的热盘上。在这封信中，我们遵循这样一个事件后的磁盘的演变，并表明，罗斯贝波不稳定性，特别是在其磁流体动力学（MHD）的形式，迅速增长，并产生一个时期的增强吸积持续几个小时。这种响应的幅度和持续时间与观测到的耀斑特征相当吻合。
2005-11-17 astro-ph
Intra-Day Variation of Sagittarius A* at Short Millimeter Wavelengths
利用野边山毫米波阵（NMA），在1996 ~ 2003年连续7年对人马座A* 的短毫米波（100和140 GHz波段）流量密度进行了监测观测。在2000年3月的耀斑中发现了Sgr A* 的日内变化。耀斑峰值处的通量密度在100 GHz和140 GHz分别增加100- 200%和200- 400%（$?Delta S/S$）.在140 GHz处，耀斑的两倍增加时间尺度估计约为1.5小时。毫米波段的日内变化与X射线和红外耀斑的日内变化具有相似的增长时间尺度，但幅度较小。这种短时间尺度的可变性表明发射区的物理尺寸小于12 AU（$?approx$ 150 Rs）。耀斑的衰变时间尺度最多为24小时。这种快速增加和缓慢衰减的光变曲线与经常在具有喷射的爆发现象中观察到的光变曲线相似。
2004-07-13 astro-ph
Polarimetry of near-infrared flares from Sagittarius A*
内容：我们报告了与银河系中心3- 4 10^6太阳质量的大质量黑洞相关的SgrA* 对应物的可变近红外发射的新偏振测量结果。目的：我们调查的物理过程负责的可变发射SgrA*。研究方法：观测已经进行了使用NACO自适应光学（AO）仪器在欧洲南方天文台的甚大望远镜结果：我们发现，可变的近红外发射的SgrA* 是高度偏振的，由一个非或弱偏振的主耀斑与高度偏振的子耀斑的贡献。耀斑活动显示出可能的准周期性20+-3分钟，与以前的观测结果一致。结论：高度可变和偏振的发射支持近红外发射是非热的。观测结果可以用喷流或临时盘模型来解释。在圆盘模型中，准周期性的通量密度变化可以解释为中心MBH周围相对论轨道上的斑点。关于玻色子或费米子球的高中心质量集中的其他解释越来越不可能。
2006-10-04 astro-ph
An X-ray, IR, and Submillimeter Flare of Sagittarius A*
在银河系超大质量黑洞人马座A * 中观测到从无线电到X射线波长的高能耀斑。在少数情况下，在红外和X射线观测中发现了同时发生的耀斑，但在较长波长处没有看到清晰的对应物。我们介绍了2006年7月17日钱德拉X射线天文台、凯克II望远镜、加州理工学院亚毫米波天文台和亚毫米波阵列在几个小时内观测到的耀斑。所有的望远镜都观测到了强烈的耀斑事件，但发现亚毫米波峰值发生在X射线峰值之后近100分钟。亚毫米波偏振数据显示，线偏振在多余的耀斑发射，增加从9%到17%的耀斑通过其峰值，从光学厚到薄的同步辐射的过渡一致。耀斑的时间和光谱行为要求负责发射的高能电子比其辐射输出的预期冷却得更快。这与膨胀发射区的绝热冷却一致，X射线是通过自康普顿散射产生的，尽管与这种膨胀的最简单模型不一致。我们还提出了一个亚毫米耀斑，继明亮的红外耀斑在2005年7月31日。与2006年相比，这一事件有更大的峰值红外通量和类似的亚毫米波通量，但它缺乏可测量的X射线发射。它还显示了IR和亚毫米峰之间的较短延迟。基于这些事件，我们提出了一个同步加速器和自康普顿模型的亚毫米滞后和可变IR/X射线光度比。
2008-07-14 astro-ph
A polarised infrared flare from Sagittarius A* and the signatures of orbiting plasma hotspots
在这篇文章中，我们总结和讨论的红外线，无线电和X射线辐射的超大质量黑洞在银河系中心，SgrA*。我们包括2006年5月31日获得的近红外偏振成像观测的新结果。当晚，在Ks波段（2.08微米）观测到一个强耀斑，顶部通量约为16 mJy。这个耀斑是高度偏振的（高达~40%），在15分钟的时间尺度上显示出清晰的子结构，包括大约70度的偏振角摆动。我们第一次能够同时观测到偏振通量和短时变率，在同一耀斑事件中具有很高的意义。这一结果为SgrA* 活动之谜增添了决定性信息。在耀斑峰值期间观测到的偏振角与2004年和2005年两次事件中观测到的偏振角相同。我们的观测结果有力地支持了在相对论轨道上围绕SgrA* 的衰变等离子体热点的动态发射模型。观测到的极化参数及其随时间的变化可能会限制吸积盘和自旋轴相对于银河系的方向。
2006-11-23 astro-ph
Variability of Sagittarius A* - Flares at 1 Millimeter
我们报告的结果，从最近的观测Sgr A* 在短/亚毫米波长与部分完成的亚毫米阵列（SMA）莫纳克亚。在2001年3月至2002年5月的过去15个月中，共进行了25次观测。观测到1.3毫米处通量密度的显著变化，显示出三个"耀斑“。SMA观测结果表明，Sgr A* 在耀斑期间向亚毫米波长高度增加，表明在3 mm左右的光谱指数中存在一个中断波长。SMA数据在1 mm处与VLA数据在1 cm处的互相关显示了$t_{delay} > 3d$的全局延迟，表明亚毫米波长倾向于首先达到峰值。通量密度每天只有微小的变化在1.3 mm处检测到（2-3个$σ$）。在短时间尺度上没有明显的耀斑（$\sim1$ hr）。我们也未能检测到5%水平的显著周期性信号（3 $σ$）在10分钟到2.5小时的周期性搜索窗口内观测到的耀斑，其波长在短厘米到亚厘米之间。毫米可能是集体质量喷射的结果与X射线耀斑起源于内部区域的吸积盘附近的超大质量黑洞。
2003-02-11 astro-ph
Periodic Modulations in an X-ray Flare from Sagittarius A*
我们提出了一个准周期通量调制的高度显着的检测周期为22.2分钟看到的X射线数据的Sgr A* 耀斑的2004年8月31日。这一持续了大约三个小时的耀斑事件是由XMM-牛顿上的EPIC和HST上的NICMOS近红外相机同时探测到的。鉴于固有的困难，并缺乏现成的方法来量化的概率，在一个数据集，红噪声可以是重要的，在几个周期检测到的周期性信号，我们开发了一个通用的方法来量化的可能性，这种调制确实是固有的源，并没有出现从背景波动。我们在这里描述了这种基于蒙特卡罗的方法，并讨论了将其应用于其他XMM-Newton数据集所获得的结果。在最简单的假设下，我们看到了一个在超大质量黑洞的边缘稳定轨道附近演化、达到峰值并衰变的瞬态事件，这个结果意味着，对于3.5 x 10^{6} Msun的质量，中心物体的角动量必须对应于自旋参数a=0.22。
2006-04-23 astro-ph
Repeated X-ray Flaring Activity in Sagittarius A*
研究人马座A*（Sgr A*）X射线的光谱和时间特性对于我们更全面地了解这个位于银河系中心的超大质量黑洞的发射机制至关重要。已经从这个物体上观测到了几个具有不同持续时间和光谱特征的X射线耀斑。在这里，我们提出了两个长期的XMM-牛顿观测银河系核心在2004年进行的结果，总曝光时间近500千秒。在这些观测过程中，我们探测到了两个来自Sgr A* 的耀斑，其峰值亮度为2-10 keV，大约是静止亮度的40倍（L ~ 9 × 10^34 erg s 1）：一个发生在2004年3月31日，另一个发生在2004年8月31日。第一次耀斑持续约2.5千秒，第二次约5千秒。Epic光谱的组合拟合得到第一次和第二次耀斑的光子指数分别约为1.5和1.9。这个硬光子指数强烈地表明在事件期间存在重要的非热电子群体，并支持大多数耀斑事件往往是硬的并且不是很亮的观点。
2005-08-19 astro-ph
General Relativistic Flux Modulations from Disk Instabilities in Sagittarius A*
我们在银河系中心的超大质量黑洞Sgr A* 中探测到了近红外和X射线耀斑，其（准）周期约为17-20分钟，表明在事件视界上方只有几个史瓦西半径的发射区。最新的X射线耀斑，用XMM-牛顿探测到，是值得注意的，其详细的光曲线，产生不仅是迄今为止最高质量的周期，但也反映了发射区域的几何结构的重要结构。最近对Sgr A* 盘的MHD模拟已经证明了Rossby波不稳定性的增长，这增强了几个小时的吸积速率，可能是观测到的耀斑的原因。在这封信中，我们在史瓦西度规中进行射线追踪计算，以尽可能准确地确定在这种破坏过程中由广义相对论效应产生的光变曲线。我们发现，Rossby波诱导的螺旋图案的磁盘是一个很好的拟合的数据，这意味着磁盘倾角约77度。然而，请注意，如果这种关联是正确的，观察到的周期不是由于基础的开普勒运动，而是由于模式速度。观测到的光变曲线和模拟的光变曲线之间的有利比较提供了重要的额外证据，表明耀斑是在Sgr A* 的内盘中产生的。
2007-05-02 astro-ph
A search for stellar X-ray sourcesin the Sagittarius and Carina dwarf galaxies - I: X-ray observations
ROSAT观测没有发现X射线源位于本地矮球状星系的令人信服的证据。现在，随着钱德拉和XMM-牛顿上更灵敏的仪器，我们可以达到更微弱的光度水平。我们报告的观察人马座（Sgr）dSph使用钱德拉和观察的船底座（车）dSph使用XMM-牛顿。我们的观测结果对X射线亮度在0.1-10 keV波段的源很敏感，Sgr和Car场的亮度分别为1 × 10 ^{32}尔格/秒和3 × 10 ^{34}尔格/秒。我们在Sgr字段中总共识别了80个源，在Car字段中识别了53个源。虽然源的数量大致与预期的背景活动星系核的数量一致，我们发现了一小部分的X射线源是软的，可以位于主机dSph。后续的光学/红外观测可能有助于识别其光学对应物，从而确定其性质。
2006-09-05 astro-ph
Six Large Coronal X-ray Flares Observed With Chandra
本文介绍了钱德拉资料库中六个最大日冕X射线耀斑的研究。用高能透射光栅光谱仪（HETG）和ACIS探测器在II Peg、Algol、HR 1099、TZ CrB和CC Eri上观测了耀斑。我们利用谱线分析方法，分别重建了耀斑和平静态的发射测度分布EMD（T），并对两者进行了比较。随后，从EMD获得元素丰度。我们发现在所有耀斑中EMD都有类似的行为，即出现大的高T分量，而低T（kT < 2 keV）等离子体基本上不受影响，除了低T发射测量的小幅度上升。在六个耀斑中的五个，我们检测到一个第一电离势（FIP）的耀斑丰度相对于平静的效果。这可能与以前的建议相矛盾，耀斑是一个反FIP效应的原因，在高度活跃的日冕。
2006-12-26 astro-ph
A Chandra LETGS observation of V4743 Sagittarius: A Super Soft X-ray Source and a Violently Variable Light Curve
V4743 Sgr（Nova Sgr 2002 No. 3）于2002年9月20日被发现。我们在2002年11月获得了一个5 ks的ACIS-S光谱，发现该新星在X射线中是微弱的。2003年3月19日，我们获得了一个25 kS的CHANGLETGS观测。到这个时候，它已经演变成超软X射线阶段，表现出连续谱与深吸收的特点。观测的光变曲线显示出周期为1325 s（22 min）的大振幅振荡，然后在约13 ks的观测后总计数率下降。计数率在约6 ks内从约40 cts/s下降到几乎为零，并在观察的其余时间（约6 ks）保持较低水平。光谱硬度比从最大值变化到最小值与振荡的相关性，然后在衰减过程中变得明显更软。在明亮阶段的吸收中发现了氧、氮和碳的强的类H和类He线，表明温度在1- 2 MK之间，但它们的波长移动对应于-2400 km/s的多普勒速度。在计数率下降后获得的光谱显示出CVI、NVI和NVII的发射线，这表明我们看到了在爆发过程中喷出的膨胀气体，可能来自于Hoc循环的物质。2003年4月4日获得的XMM-Newton ToO观测和2003年7月18日的LETGS观测也显示出振荡，但幅度较小。
2003-08-01 astro-ph
AD Leonis: Flares observed by XMM-Newton and Chandra
M矮星狮子座AD已经被XMM-牛顿上的反射光栅光谱仪和欧洲光子成像相机以及钱德拉X射线天文台上的低能透射光栅光谱仪观测到。在用XMM-牛顿进行的观测中，发现了五个由AD Leo产生的大耀斑，而在用钱德拉进行的观测中只发现了一个。光变曲线的静止水平很难定义，因为几个较小的耀斑相互重叠。然而，我们定义了一个明显的耀斑或耀斑衰变以外的准稳态。分别对耀斑态和准稳态的光谱进行了分析。从这些光谱的温度结构推导出与多温度模型和差分发射测量模型。多温度模型还被用来确定C，N，O，Ne，Mg，Si，S和Fe的相对丰度。类氦离子，如O VII和Ne IX，产生用于确定或限制相应离子的电子温度和电子密度的线三重态。在耀斑状态下，一个更高的排放措施，在最热的温度被发现的XMM-牛顿和钱德拉观测。导出的丰度表明存在一个逆第一电离势的影响，在冠的AD狮子座。
2003-09-11 astro-ph
A first look with Chandra at SGR 1806-20 after the Giant Flare: significant spectral softening and rapid flux decay
我们报告的软伽马射线中继器SGR 1806-20，第一个高光谱分辨率的X射线观测后，2004年12月27日巨型耀斑的~30 KS钱德拉指向的结果。该源被发现处于爆发活动阶段，并且具有比巨耀斑之前的最新观测结果明显更软的光谱。在2-10 keV范围内观测到的通量约为2.2 x10^-11 erg/s/cm ^2，比事件发生前3个月测量的通量低约20%。这表明，虽然它的巨大耀斑比以前在其他两个软伽马射线中继站观测到的耀斑强度高出约100倍，但SGR 1806-20的耀斑后X射线通量衰减要快得多。脉冲部分约为3%，比耀斑前观察到的值小。我们讨论了SGR 1806-20与SGR 1900+14耀斑后演化的不同性质，并将结果解释为巨耀斑后磁层解扭发生（或正在发生）的有力证据。
2005-05-20 astro-ph
Electron Acceleration around the Supermassive Black Hole at the Galactic Center
最近对人马座A* 的可变红外发射的探测，加上以前观察到的X射线耀斑活动，提供了令人信服的证据，表明该物体的发射至少有一部分是由非热电子产生的。我们在这里表明，加速电子的等离子体波湍流在热气体附近的黑洞的事件视界可以占人马座A* 的毫米和较短波长的发射在静止状态下，和红外线和X射线耀斑，诱导通过增强质量吸积率到黑洞或重组耦合到吸积气体的磁场。这里提出的加速度模型产生不同的耀斑光谱，可以与未来的协调多波长观测。我们进一步认为，高能量电子的扩散远离加速网站向更大的半径可能能够解释所观察到的特征人马座A* 的发射在厘米和更长的波长。
2004-03-19 astro-ph
X-rays of Stellar Coronae with Chandra and XMM-Newton: Flares and Elemental Composition in Stellar Atmospheres (Invited review)
钱德拉和XMM-牛顿对磁活动星的观测加深了我们对晚型星大气物理的认识。在这篇评论文章中，我讨论了两个从Chandra和XMM-Newton中获益匪浅的主题。特别令人感兴趣的是，对恒星日冕的元素组成的研究利用了这些卫星上的光栅仪器所具有的高光谱分辨率。我总结了我们的知识状况，并讨论了各种恒星日冕的元素组成。我还专注于恒星日冕耀斑的主题，并回顾了XMM-牛顿和钱德拉的X射线和多波长的研究所作出的贡献。
2004-09-21 astro-ph
Chandra Detection of an X-ray Flare from the Brown Dwarf LP 944-20
我们用Chandra/ACIS-S探测到了一个来自附近褐矮星LP 944 - 20的明亮的X射线耀斑。这是一个古老的（5亿年）快速旋转的含锂M9天体，辐射热光度为6e29 ergs cm-2 s-1。钱德拉在12.1小时的观测接近尾声时，只在一次持续1 - 2小时的X射线耀斑中发现了它。在最亮的~550秒内，峰值X射线亮度为1.2（+0.5/-0.3 e26 ergs cm-2 s-1，对应于Lx/Lbol~2e-4。在43，773秒的观测中，总共释放了2e29尔格，得到时间平均的Lx/Lbol~7e-6。LP 944 - 20在耀斑爆发前没有被探测到，其发射上限为3 σ，Lx/Lbol <2e-6（Lx <1e24 ergs cm-2 s-1）。这对于快速旋转的晚型恒星来说是暗淡的，并且建立了一个记录的静态流量下限，大约比M8矮星VB 10的静态X射线发射的流量极限低一个数量级（比Lx/Lbol极限低5倍）。推断的耀斑占空比是通过可变的H-α发射测量其他晚M型，完全对流的恒星。
2000-05-29 astro-ph
A Thermal Bremsstrahlung Model For the Quiescent X-ray Emission from Sagittarius A*
考虑到观测望远镜的光束（R_beam）相对于Bondi吸积半径（R_A）的有限尺寸，我们考虑了来自热吸积流（Bondi/ADAF）的热韧致辐射。当R_beam >> R_A时，来自黑洞周围热星际介质的软X射线辐射占主导地位，而当R_beam << R_A时，来自吸积流的硬X射线辐射占主导地位。我把这些模型应用到钱德拉对银河系中心的观测中，对于它，R_beam ~ R_A。我认为，韧致辐射占大多数的“静止”（非耀斑）流量钱德拉观察到的Sgr A*，这种排放是空间扩展的尺度R_A ~ 1“，并有一个相对较软的光谱，观察。如果通过邦迪流或ADAF流吸积到中心黑洞上，那么在更深的观测中应该存在硬X射线幂律，其通量约为软X射线通量的1/3;没有检测到这种硬X射线分量将与ADAF/邦迪模型相矛盾。我简要地讨论了这些结果的应用到其他低光度活动星系核。
2002-05-28 astro-ph
Simultaneous H.E.S.S. and Chandra observations of Sgr A* during an X-ray flare
从Sgr A* 观测到的快速变化的非热X射线发射表明粒子加速发生在超大质量黑洞附近。TeV γ源HESS J1745-290与Sgr A ~* 重合，可能与X射线发射密切相关。需要同时进行X射线和TeV观测来阐明这两个物体之间的关系。在这里，我们报告联合H.E.S.S./ 2005年7月的钱德拉观测，在此期间发现了一个X射线耀斑。尽管Sgr A* 的X射线通量增加了10倍以上，但没有发现TeV γ射线通量增加的证据。我们发现，在99%的置信水平下，可以排除2倍或更大的伽马射线通量的增加。这一发现不利于大部分观测到的伽马射线发射产生于Sgr A* 附近的情况。
2007-10-08 astro-ph
Limits on the Short Term Variability of Sagittarius A* in the Near-Infrared
钱德拉天文台最近探测到了一个3小时的X射线耀斑，这增加了在耀斑事件期间，银河系中心疑似2.6 x 10^6太阳质量的黑洞Sgr A* 在宽波长范围内增强发射的可能性。因此，我们从用W. M. 1995年至2001年间的凯克10米望远镜。在25个单独的观察中，没有发现与Sgr A* 相关的任何显著过量排放的证据。我们的最低检测限给出了静止状态Sgr A* 的观测限为0.09+/-0.005 mJy，或等效地，去红值为2.0+/-0.1 mJy，这比先前公布的最佳静止值低2倍。在假设有随机的3小时耀斑产生增强的X射线和近红外辐射的情况下，我们的最高极限将Sgr A* 的可变状态限制为<0.8 mJy（观测）或19 mJy（去红化）。这些结果表明，Markoff等人（2001）所支持的模型，其中耀斑是通过Sgr A* 周围的相对论粒子的局部加热产生的（例如，突然的磁重联事件）是不可能的，因为它预测峰值2微米发射为300 mJy，远高于我们的检测极限。
2002-08-12 astro-ph
Chandra Observation of an X-ray Flare at Saturn: Evidence for Direct Solar Control on Saturn's Disk X-ray Emissions
钱德拉ACIS-S在2004年1月20日和26-27日观测了土星，每个历元都有一个完整的土星旋转（10.7小时）。我们在这里报告的第一个观测到的X射线耀斑从土星的非极光（低纬度）盘，这是直接响应于M6级耀斑从太阳黑子，是清楚可见的土星和地球。土星圆盘的X射线发射被发现是可变的时间尺度上的小时到几个星期到几个月，并与太阳F10.7厘米通量。与木星不同的是，来自土星极地（极光）区域的X射线具有类似于其圆盘的特征。这份报告，结合早期的研究，建立了磁盘X射线排放的巨行星土星和木星是直接调节的过程发生在太阳上。我们建议，这些排放可以监测研究X射线耀斑从太阳活动区时，他们在遥远的一面，而不是可见的近地空间天气卫星。
2005-04-05 astro-ph
Chandra observation of an unusually long and intense X-ray flare from a young solar-like star in M78
LkHA 312是在Chandra上的ACIS-I探测器上偶然观测到的，连续曝光26小时。这颗H_alpha发射线星属于恒星形成区M78（NGC 2068）。从光学和近红外数据，我们表明，它是一个前主序星（PMS）的低质量恒星与弱近红外过剩。这颗真正的金牛座T型恒星显示出一个X射线耀斑，具有不寻常的长上升阶段（~ 8小时）。X射线发射在观察的前18小时内几乎恒定，然后在快速上升阶段（~ 2小时）增加13倍，在缓慢上升阶段（~ 6小时）结束时达到静止X射线水平以上16倍。据我们所知，这个耀斑，~0.4-~0.5 cts/s，具有最高的计数率，迄今为止观察到的钱德拉从PMS低质量恒星。碰巧，源位置离轴8.2'，保护了该观察结果免于堆积。对X射线发射随时间的变化进行了光谱分析，结果表明，静止相和耀斑峰的等离子体温度分别达到29 MK和88 MK。在0.5- 8 keV能量范围内，由吸收修正后的静态和耀斑亮度分别为6 E30 erg/s和~ 1 E32 erg/s。LkHA 312的静态X射线光度与热光度之比很高，log（LX/L_bol）=-2.9，表明LkHA 312的日冕已达到“饱和”状态。耀斑峰值的X射线光度达到恒星热光度的2%。最后在太阳耀斑的框架下讨论了这一耀斑的不同阶段，这导致了磁环高度从3.1E10到1 E11 cm（0.2-0.5 R*，即，0.5-1.3 R_sun）。
2004-02-27 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
Chandra Observations of Embedded Young Stellar Objects
本文综述了恒星形成区rho-Ophiuchi、猎户座分子云2和3、人马座B2和麒麟座R2的Chandra深曝光观测。结果是：（1）发现I类原恒星比金牛座T星的等离子体温度更高，（2）从0类原恒星的候选者中发现了大量吸收的X射线，（3）从高质量的年轻恒星中观察到硬的和高度可变的X射线，（4）年轻的棕矮星发射的X射线与低质量的年轻恒星相似。
2001-09-19 astro-ph
Soft X-ray emission lines of Fe XV in solar flare observations and the Chandra spectrum of Capella
最近计算的Fe XV的原子数据已被用来产生理论线比，涉及n = 3-4跃迁的软X射线光谱区（52-83 A），适用于太阳和恒星日冕等离子体的电子温度和密度的宽范围。这些与太阳耀斑观测的火箭载摄谱仪（XSST）的比较表明，一般良好的理论和实验之间的协议。特别是，在XSST光谱中的82.76 A发射线被确定，为我们所知的第一次在天体物理源。大多数混合的Fe XV过渡已经明确确定了负责的物种，尽管仍有一些情况下这是不可能的。线比的计算也进行了比较，与共同添加的光谱的卡佩拉获得的钱德拉卫星，这可能是最高的信号-噪声观测实现了恒星源在25-175 A软X射线区域。良好的协议之间的理论和实验，表明Fe XV线可靠地检测到钱德拉光谱，因此可以作为诊断，以确定发射等离子体的温度和/或密度。然而，钱德拉数据中的线混合使得难以准确测量单个发射线，并且通量只能通过观测的详细轮廓拟合来可靠地确定。共同添加的卡佩拉光谱是有希望鼓励进一步探索的软X射线领域的天文来源。
2006-01-26 astro-ph
Chandra and ASCA Observations of the X-ray-brightest T-Tauri Stars in the Rho Ophiuchi Cloud
我们目前的钱德拉ACIS和ASCA地理信息系统的一系列的四个长期观测的DoAr 21，ROXs 21和ROXs 31的结果; X射线最亮的T-Tauri星（TTS）在蛇夫座ρ云。在净曝光量约为600 ksec的四次观测中，我们分别发现了DoAr 21、ROX 21和ROX 31的六次、三次和两次耀斑，因此耀斑率相当高。DoAr 21的光谱与单温度等离子体模型很好地拟合，而ROX 21和ROX 31的光谱需要额外的软等离子体组分。由于DoAr 21比ROXs 21和ROXs 31年轻（约10^5年），这些结果可能表明软成分随着T-Tauri恒星年龄的增加而逐渐增加。丰度通常低于太阳，并且因元素而异。无论是高FIP（第一电离势）和低FIP元素的平均丰度显示增强。ROXs 31探测到一个不寻常的巨大耀斑。峰值亮度和温度分别为~10^33尔格·秒^-1和~10千电子伏。温度在通量最大值之前达到峰值，在衰变阶段几乎是恒定的（4- 5 keV），表明耀斑期间连续的能量释放。丰度和吸收表现出巨大的变化，从静止到耀斑阶段。
2002-02-15 astro-ph
Prospects for testing the nature of Sgr A*'s NIR flares on the basis of current VLT- and future VLTI-observations
人马座A* 是银河系中心的超大质量致密天体，在近红外和X射线领域表现出爆发。这些耀斑很可能是由于非常接近中心物体的高能事件，在几个史瓦西半径的尺度上。光学干涉测量法很快就能提供这种精度（~10 μ as）的天体测量。在这篇文章中，我们使用最近的光度近红外观测数据与自适应光学系统NACO在甚大望远镜与模拟相结合，以部署一种方法来测试耀斑的性质，并预测可能的观测结果与甚大望远镜干涉仪。为了实现这一点，我们实现了一个热点模型，并调查其外观为远程观察者的光变曲线和质心轨迹，基于广义相对论光线跟踪方法。首先，我们使用一个简化的模型，一个小的稳定源，以调查定性的相对论效应。一个更现实的情况下，正在开发通过拟合我们的模型，以现有的耀斑数据。虽然黑洞的自旋和由于透镜效应而产生的多重图像在光变曲线中是边缘性的，但天体测量提供了揭示这些高阶广义相对论效应的可能性。这项研究对这些天体测量进行了预测，并使我们得出结论，未来的红外干涉仪将能够探测到人马座A* 附近热点的自行。
2008-10-27 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
Follow-Up Chandra Observations of Three Candidate Tidal Disruption Events
ROSAT全天巡天在几个星系中探测到大振幅、高亮度的软X射线耀斑，但在其地面光学光谱中没有Seyfert活动的证据。这些耀斑具有被预测为恒星被中心超大质量黑洞潮汐破坏的特性。我们报告钱德拉观测三个这样的星系采取了十年后，他们的耀斑，揭示弱核X射线源，是从240到6000倍，比他们的光度在峰值，支持的理论，这些是特殊的事件，而不是正在进行的活动星系核（AGN）的变化。RX J1624.9+7554衰减6000倍，这与预测的潮汐扰动事件回落阶段的（t-t_D）^（-5/3）衰减相一致，但前提是ROSAT卫星足够幸运，恰好在1990年10月的峰值捕捉到该事件。RX J1242.6- 1119 A下降了240倍，也与（t-t_D）^（-5/3）一致。在H II星系NGC 5905中，我们只发现了清晰的软X射线辐射，这无疑与星暴活动有关。当考虑到星暴成分时，ROSAT对NGC 5905的观测，以及钱德拉对它的核通量上限，都与至少1000倍的（t-t_D）^（-5/3）衰变相一致。虽然我们在NGC 5905的哈勃空间望远镜光谱中发现了弱的Seyfert~2发射线，表明在X射线耀斑之前存在低光度活动星系核，但我们倾向于用潮汐破裂解释耀斑本身。
2004-02-20 astro-ph
The temporal characteristics of the Chandra X-ray Observatory high energy particle background
在钱德拉X射线天文台飞行任务的早期就观察到，高级CCD成像光谱仪的本底率在短时间尺度和长时间尺度上变化很大。我们目前的高能量（> 15千电子伏）ACIS背景跨越大部分的任务寿命的光变曲线的分析。这些高能事件不是由天体物理学的X射线产生的，而是由粒子背景产生的，主要是高能质子。静止背景和背景耀斑的时间特性将被讨论，以及与钱德拉的轨道位置和太阳活动周期的相关性。背景耀斑的强度和频率呈现出准年周期的周期性，很可能是钱德拉轨道在地磁环境中的运动。
2002-02-04 astro-ph
Chandra Detects a Rapid Flare in the Gravitationally Lensed Mini-BALQSO RX J0911.4+0551
小型宽吸收线（BAL）类星体RX J0911.4+0551被钱德拉X射线天文台的高级CCD成像光谱仪（ACIS）观测了约29 ks，作为引力透镜（GL）测量的一部分，旨在测量时间延迟。透镜图像A2的光变曲线的定时分析示出了持续时间约为2000 s的快速通量变化。Kolmogorov-Smirnov检验表明，恒定强度源产生观测到的变化的概率小于0.2%。我们讨论了所观察到的短期X射线变异的可能起源。RX J0911.4+0551 GL系统的引力透镜模型预测图像A1和A2之间的时间延迟小于一天。RX J0911.4+0551的快速变率和预测的短时间延迟使其成为应用GL方法估计哈勃常数的理想系统。我们描述了在相对短时间延迟的GL系统的单次X射线观测中测量H_0的前景。微型BAL类星体RX J0911.4+0551的光谱模型表明存在本征吸收体。部分覆盖模型略优于包含由于固有电离或中性气体的吸收的模型。
2001-04-27 astro-ph
A Relativistic Disk in Sagittarius A*
在Sgr A* 的无线电频谱中检测到毫米/亚毫米“隆起”表明，它的全部发射中至少有一部分是在紧凑的吸积环内产生的。这一推论通过在该隆起内观察到强线性极化（在10%水平）而得到加强。在其他波长下还没有检测到线性偏振。由于这个辐射源的辐射是在越来越小的空间尺度上产生的，而且频率也越来越高，所以毫米/亚毫米级的隆起显然出现在黑洞的史瓦西半径范围内。我们发现，一个小的（10-Schwarzschild半径）磁化吸积环不仅可以解释通过热同步过程的光谱颠簸，但它也可以重现相应的极化结果。此外，静止的X射线发射似乎与同步加速器自康普顿化有关，而从Sgr A* 检测到的X射线耀斑可能是由通过这个环面的吸积突然增强引起的。这张图片预测了毫米波、红外和X射线通量密度之间的相关性，这似乎与最近的多波长观测结果一致。Sgr A* 中存在这种环面的进一步证据由其射电变异性提供。最近在厘米和毫米波长上对Sgr A* 的监测表明，在厘米/亚毫米耀斑期间，在3毫米处有一个光谱中断。Sgr A* 的无线电发射是有趣的，因为它是圆偏振的，尽管从未检测到线性偏振。我们首先证明了如果流动是有界的，那么辐射必定是由非热过程引起的。这表明，非热电子的能量非常接近黑洞。
2003-07-08 astro-ph
Flares from spiral waves by lensing and time-delay amplification?
周期性吸积的黑洞被认为是当一大块粒子在黑洞视界附近被加速到高速时产生耀斑。这似乎也是银河系中心人马座A* 的情况，那里产生了宽带辐射，可能是通过同步加速器自康普顿机制。有人提出，强场引力透镜放大了耀斑。透镜效应通常很弱，需要精细调整的几何排列，发生的概率很低。然而，有几个方面使人马座A* 成为揭示强引力效应的有希望的目标。与II型活跃星系不同的是，耀斑很可能是在高倾角下被探测到的，这对透镜效应是有利的。时间延迟可以显着影响观测到的耀斑持续时间和光变曲线的形式。在这里，我们讨论的一个想法，即透镜放大的影响应大大增强时，耀斑团的形状是适当延长的螺旋波或窄灯丝的形式，而不是一个简单的（圆形）点，我们以前采用的现象学的“轨道斑模型”。通过参数化的螺旋形状和对比度的发射区域，我们能够扩展的斑点模型更复杂的来源。在螺旋的情况下，我们注意到一种可能性，即由于透镜和光旅行时间之间的相互作用，更多的光子在同一时刻到达远处的观察者。该效果相对于前导螺旋和尾随螺旋是不对称的，因此原则上可以约束源几何。尽管如此，现货模型似乎提供了完全足够的框架来研究目前可用的数据。
2007-10-04 astro-ph
New Constraints on the Nature of Radio Emission in Sagittarius A*
银河系中心Sgr A* 的毫米到亚毫米光谱，以及它的偏振特性，与热的、磁化的、轨道气体的紧密开普勒发射区的内10史瓦西半径一致。这种等离子体也可能是钱德拉探测到的X射线的自康普顿化的来源。长期以来，人们一直怀疑在大半径的准球形入口和这个内部区域之间的圆形区域是产生Sgr A* 光谱的其余部分的原因。在本文中，我们报告了这一地区的详细研究结果。首先，现有的厘米和X射线数据的组合排除了通过热同步加速器在有界流内产生所观察到的强1.36 GHz无线电通量的可能性。如果Sgr A* 的射电频谱是由吸积气体产生的，那么非热粒子分布似乎是必要的。其次，如果这是关于Sgr A* 光谱产生的正确图像，那么钱德拉探测到的X射线可能来自开普勒内部区域的自康普顿化，或者来自更大的圆化区域的光学薄的非热同步辐射，延伸到500史瓦西半径或更多。这是一个应该由即将到来的宽带观测来回答的问题，因为在前一种情况下，毫米波和X射线是强相关的，而在后一种情况下，X射线与厘米射电通量是强相关的。此外，在环形气体中产生的X射线可以显示出周期性或准周期性的变化，但不是那些通过非热同步辐射产生的更远。
2001-10-25 astro-ph
Nonthermal Electrons in Radiatively Inefficient Accretion Flow Models of Sagittarius A*
我们调查辐射低效吸积流模型的Sgr A*，在我们的银河系中心的超大质量黑洞，在新的观测约束。在submm发射线极化的确认认为吸积率远低于正则邦迪率。我们考虑模型与低吸积率和计算的混合电子人口，包括热和非热粒子产生的光谱。热电子产生亚毫米辐射，并能解释其线偏振特性。正如在以前的工作中指出，观察到的低频无线电频谱可以解释，如果一小部分（$\approx 1.5$ %）的电子热能驻留在一个软幂律尾部。在吸积流的最内部区域，湍流和/或磁重联事件可能偶尔会加速一部分电子进入更硬的幂律尾。我们表明，这些电子的同步辐射，或同步光子的康普顿上散射相同的电子，可以解释X射线耀斑观察到的{ \it钱德拉}。
2003-07-29 astro-ph
Abundance variations and first ionization potential trends during large stellar flares
太阳第一电离势（英语：Solar First Ionization Potential，缩写为FIP）效应，即低FIP元素在日冕中相对于光球层富集，而高FIP元素丰度保持不变，这一现象已经被发现很久了。高分辨率X射线光谱学揭示了活跃的恒星日冕表现出相反的效应，这被称为逆FIP（IFIP）效应。日冕活动和FIP/IFIP偏差之间的相关性表明，也许耀斑活动参与了从FIP到IFIP的转换。这项工作的目的是更系统地了解恒星耀斑期间的FIP趋势，并补充了早期的研究仅基于钱德拉。分析了XMM-牛顿观测到的8个最亮的X射线耀斑，并与它们各自的静止状态进行了比较。加上钱德拉以前观测到的六次耀斑，这是目前最好的耀斑样本。我们寻找耀斑期间的丰度变化及其与FIP的相关性。为此，我们定义了一个新的FIP偏差测量。一个趋势是发现，在耀斑期间，IFIP偏向于静止的日冕相对于其静止组成的FIP偏见。这种效果是相反的冠FIP偏向于静止。因此，观察到的趋势与色球蒸发一致，而不是与耀斑期间运行的FIP机制一致。这也表明，静态IFIP偏差是真实的，大耀斑是不是在恒星日冕IFIP效应的直接原因。
2007-12-04 astro-ph
Castor A and Castor B resolved in a simultaneous Chandra and XMM-Newton observation
我们提出了一个同时钱德拉和XMM-牛顿观测的蓖麻sextett，集中在蓖麻A和蓖麻B，两个光谱二进制与早期型原色。在目前的X射线仪器中，只有钱德拉能分离出A和B的X射线光变曲线和光谱。我们比较了Chandra观测与同时获得的XMM-牛顿数据。虽然不能将蓖麻A和蓖麻B彼此分离，但XMM-牛顿的更高灵敏度允许对其组合的高分辨率光谱进行定量分析。利用类氦三线态观测了蓖麻AB的日冕温度和密度。蓖麻AB的时间变化进行了研究，使用的数据收集与欧洲光子成像相机机载XMM-牛顿。观测到强烈的耀斑活动，结合钱德拉和XMM-牛顿同时获得的数据，每个耀斑都可以被分配给它的宿主。我们与其他恒星的日冕等离子体条件的比较表明，蓖麻AB表现得像典型的晚型日冕X射线发射器支持的共同概念，晚型秒内的每个光谱双星的X射线生产的网站。
2003-02-27 astro-ph
The possibility of detecting Sagittarius A* at 8.6 mum
银河系中心在8.6妈妈，以检测中红外（MIR）对应的Sgr A*，平行于近红外观测。成像数据是由欧洲南方天文台VLT的自适应光学辅助近红外仪器NACO和MIR仪器VISIR获得的。我们提出了一个前所未有的质量在空间分辨率和灵敏度方面的MIR成像数据。一个扩展的脊的发射被发现存在于紧邻的Sgr A*，从而使任何检测的点源困难。在观测过程中没有发现与Sgr A* 有关的MIR点源。在2006年6月4/5日夜间的观测中，我们推导出任何可能存在的点源的严格上限为22+-4 mJy（去红化）。在2.2妈妈的同时观测耀斑的情况下，任何可能的变化在和平号的下限强烈建议，Sgr A* 是在准静止状态在这一夜。在2006年6月5日至6日的夜晚，发现Sgr A* 在3.8妈妈的低水平上变化。没有点源在8.6妈妈被检测到同时和平号观测。由于较差的大气条件，在第二天晚上，发现Sgr A* 在8.6 μ m处的上限为60 ± 30 mJy。观测结果与理论预测一致。如果公布的模型是正确的，观测结果成功地表明，8.6妈妈对应的Sgr A* 可以很容易地检测到在其燃烧状态。光谱指数来自同时观测耀斑发射从Sgr A* 在近红外和中红外波长将使我们能够区分不同种类的耀斑模型。
2006-11-15 astro-ph
Resolving a Class I Protostar Binary System with Chandra
利用亚像元事件重新定位技术，我们空间分辨了距离约为0.8”的南冕R分子云中红外双系统IRS 5的X射线发射。据我们所知，这一结果-从2000年至2005年的8个钱德拉档案观测中获得-是第一个对I类原恒星双星系统中单个源的X射线研究，预计分离小于200 AU。我们使用二维图像拟合方法提取各个光源的光变曲线和光谱。南部的IRS 5a在近红外波段较亮，显示出三个持续时间大于20千秒的X射线耀斑，这让人想起前主序星的X射线耀斑，而北部的IRS 5 b在所有观测中都是静止的，除了2005年8月9日的一次观测，其X射线通量增强了约2倍。在静止时，这些源显示出几乎相同的X射线谱，NH ~ 4 e ~ 22 cm-2，kT ~2 keV，log Lx ~30.2-3 ergs-1。IRS 5a在耀斑期间显示等离子体温度高达kT ~5-6 keV，而IRS 5 b的柱密度在2005年8月9日的观测期间增加了2倍。我们讨论了这些源的X射线活动的演化阶段和变化。
2008-06-27 astro-ph
Chandra Observation of the Trifid Nebula: X-ray emission from the O star complex and actively forming pre-main sequence stars
三叉星云是一个年轻的恒星形成HII区域，由钱德拉X射线天文台观测了16个小时。我们探测到304个X射线源，其中30%是硬源，70%是近红外源。钱德拉将HD 164492多重系统分解为许多离散的X射线源。探测到的X射线发射来自HD 164492 A（一颗使星云电离的O7.5 III恒星）、B和C（一颗B6 V恒星），可能还有D（一颗Be恒星）。HD 164492 A具有软光谱（kT ~ 0.5keV），而组分C共混物显示出硬得多的发射（kT ~ 6 keV）。这颗O型星的软光谱与其他单颗O型星的辐射相似，可能是由其巨大的恒星风中的冲击产生的。缺乏硬发射表明，无论是磁约束风冲击，也没有碰撞风排放是重要的HD 164492 A。在观测场中发现了十几颗有耀斑的恒星，其中大部分是前主序星（PMS）。有六个耀斑的源既有光学的，也有2 MASS的。这些对应物没有嵌入，因此这些来源可能处于PMS演变的后期阶段，可能是II类或III类。两个耀斑源没有任何近红外、光学或无线电对应物。我们认为这些X射线耀斑星处于主序前早期阶段（I类或更早）。我们还发现了X射线源，显然与两个大质量恒星形成核心TC 1和TC 4有关。这些源的光谱显示出高消光和2 - 5 x 10^{31} erg/s的X射线亮度。如果这些源是0类天体，则不清楚它们的X射线发射是由于I类天体的太阳型磁活动，还是其他机制。
2004-01-19 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
Simultaneous Chandra, CSO and VLA Observations of Sgr A*: The Nature of Flaring Activity
Sgr A*，银河系中心的大质量黑洞，通过每小时时间尺度的X射线发射来改变无线电。耀斑活动被认为产生于Sgr A* 上的吸积流的最内部区域。我们提出了同步光变曲线的Sgr A* 在无线电，亚毫米和X-射线，显示可能的时间延迟110 $\pm17$分钟之间的X-射线和850 $μ$米，这表明亚毫米耀斑发射是光学厚。在无线电波长，我们检测到的时间滞后的$20.4\pm6.8, 30\pm12$和20 $\pm6$分钟之间的耀斑峰值在13和7毫米（22和43 GHz）在三个不同的时期使用VLA。当在2006年7月17日的整个观测中取平均值时，分别在7 mm和13 mm处检测到1 $\pm0.2$ %和0.7 $\pm0.1$ %的线偏振。一个简单的模型的泡沫同步辐射电子冷却通过绝热膨胀可以解释不同波长之间的时间延迟，光变曲线的不对称形状，并观察到的偏振耀斑发射在43和22 GHz。推导出的表征发射的物理量给出了膨胀速度v $_{exp} \sim 0.003-0.1$ c、磁场B $\sim$ 10-70高斯和粒子光谱指数p $\sim$ 1-2。这些参数表明，相关的等离子体不能逃离Sgr A*，除非它有一个大的整体运动。
2008-07-17 astro-ph
Near-infrared flares from accreting gas around the supermassive black hole at the Galactic Centre
最近对恒星轨道的测量提供了令人信服的证据，证明银河系中心的紧凑射电源人马座A* 是一个360万太阳质量的黑洞。然而，Sgr A* 在除射电区以外的所有波段都非常微弱，这对当前关于黑洞周围物质吸积和辐射的理论提出了挑战。黑洞的旋转速率是未知的，因此也不是它周围的时空结构。在这里，我们报告的高分辨率红外观测的Sgr A*，揭示了“静态”发射和几个耀斑。红外辐射来自黑洞的几毫角秒内，并在最里面的吸积区域内追踪高能电子或中等温度的气体。两个耀斑表现出17分钟的准周期变化。如果这种周期性是由轨道气体的相对论调制引起的，那么辐射一定是来自事件视界之外，黑洞的旋转速度一定是最大可能速度的一半。
2003-10-29 astro-ph
Simultaneous X-ray spectroscopy of YY Gem with Chandra and XMM-Newton
本文详细研究了食分光双星YY Gem的X射线谱。观测同时获得了两个大型X射线天文台，XMM-牛顿和钱德拉。我们比较了XMM-牛顿机载反射光栅光谱仪和Chandra机载低能透射光栅光谱仪获得的高分辨率光谱，并直接比较了两种仪器在波长和通量校准方面的良好性能。YY Gem的X射线光谱中最强的谱线来自氧。氧线比率表明存在密度n_e < 2 × 10^{10} cm^-3的低温组分（1-4 MK）。X射线光变曲线显示了两个耀斑和一个与二次日食相对应的倾角。从时间分辨光谱的建议，在高活性阶段的密度增加。欧洲光子成像相机CCD光谱的时间分辨全球拟合跟踪耀斑期间的温度和排放措施的演变。这些中等分辨率的光谱表明，YY宝石的日冕中温度> 10^7 K是相关的，尽管不像高分辨率光谱中最强的谱线所代表的较低温度那样占主导地位。长度约为10^9厘米的磁环，即，每个恒星半径的5%，是从与一维流体动力学模型的比较中推断出来的。这表明，耀斑并没有爆发在（可能更广泛）的双星间磁层，但有关的双星的组成部分之一。
2002-06-25 astro-ph
Simultaneous Chandra and VLA Observations of Young Stars and Protostars in rho Ophiuchus Cloud Core A
对rho Ophiuchus云核A的96-ks钱德拉X射线观测发现了87个源，其中60个与其他波长的对应物相一致。X射线探测包括14个已知的经典金牛座T星中的12个，17个已知的弱线TTS中的15个，以及15个褐矮星候选者中的4个。X射线检测的特征在于硬的、严重吸收的发射。一个典型的源的平均光子能量是3千电子伏，超过一半的检测是可变的。在不寻常的近距离双星系统Oph S1、X射线明亮的WTTS DoAr 21和棕矮星候选者GY 31中探测到了显著的X射线耀斑。对DoAr~（21）耀斑的时间分辨光谱分析清楚地揭示了在衰变阶段可能使等离子体再加热的一系列次级耀斑。我们发现CTTS和WTTS的X射线光度分布和光谱硬度是相似的。我们还得出结论，探测到的棕矮星候选者的X射线发射比金牛T星亮度低，但光谱相似。同时多频VLA观测发现了31个6厘米的射电源，其中10个也被钱德拉探测到。我们报告了光学不可见红外源WLY 2-11和微弱的H-α发射线恒星Elias 24的新无线电探测。我们确认圆偏振在Oph S1和报告一个新的检测圆偏振在DoAr 21。我们没有发现任何证据表明，X射线和无线电光度相关的TTS同时检测钱德拉和VLA的小样本。本文描述了一种新的非参数方法，用于从未分组光子事件中估计X射线光谱特性。
2004-05-24 astro-ph
X-ray Doppler Imaging of 44i Boo with Chandra
钱德拉高能透射光栅对明亮的食接触双星44 i Boo的观测表明，X射线谱线轮廓由于轨道运动而发生多普勒频移。X射线发射光谱包含叠加在弱连续谱上的大量谱线，其中O VIII、Ne X、Fe XVII和Mg XII的强谱线。从观测到的全部光谱中，这些谱线的轮廓显示出约550 km s^{-1}的多普勒展宽宽度。谱线质心随轨道相位变化，表明速度变化大于180 km/s^{-1}。一阶光变曲线显示出显著的变化，但没有明显的证据表明是主食还是次食。在所有光谱范围内都观测到耀斑;此外，在发射测量分布峰值附近（T_e = 5 ~ 8 × 10^6 K）的光变曲线显示出静态变化和耀斑。线轮廓和光变曲线的相位依赖性一起意味着至少有一半的发射是本地化在高纬度。一个简单的模型与两个地区的主星在相对较高的纬度再现了观察到的线轮廓的变化和静态光变曲线。这些第一次清晰的恒星日冕物质的X射线多普勒频移说明了钱德拉的力量。
2001-10-25 astro-ph
On the orientation of the Sagittarius A* system
银河系中心（Sgr A*）黑洞的近红外辐射具有独特的性质。最引人注目的特征是迄今为止在几次耀斑中观察到的暗示性周期性子结构。使用近红外偏振观测和建模的准周期性的轨道斑点，我们试图约束的Sgr A* 系统的三维取向。我们报告迄今未公布的偏振数据从2003年。它们支持从2004年到2006年的大致恒定的平均偏振角为60度\pm 20度的观测结果。对2006年数据进行了深入调查。特别地，评估斑点模型拟合，使得可以导出对Sgr A* 的位置角的约束。在位置倾斜角平面的置信轮廓。在3sigma水平上，赤道面法线的位置角在60 °-108 °（北偏东）的范围内，并结合大的倾斜角。这与最近的独立工作一致，其中Sgr A* 和X射线观测的无线电光谱/形态学特性，分别已被使用。然而，现有数据的质量和我们模型中的不确定性给我们的结论带来了一些模糊性。
2007-08-20 astro-ph
A New X-Ray Flare from the Galactic Nucleus Detected with the XMM-Newton Photon Imaging Cameras
Sgr A* 是一个紧凑的射电源，被认为是银河系核心大质量黑洞的对应物，2000年10月，钱德拉天文台观测到它经历了快速而强烈的X射线耀斑活动。我们在这里报告的检测与XMM-牛顿EPIC相机的早期阶段的一个类似的X射线耀斑从这个来源，这发生在2001年9月4日。2-10 keV源的亮度增加了约20倍，在观测结束前约900 s的时间间隔内达到4 10^{34} erg s^{-1}的水平。数据表明，在耀斑期间，源光谱是硬的。这个XMM-牛顿观测证实了钱德拉获得的结果，并表明在Sgr A* 中，快速和强烈的X射线耀斑并不是罕见的事件。这可能会限制发射机制模型提出了这个源，也意味着，关键的多波长观测计划，探索无线电/亚毫米和硬X射线/伽马射线发射的行为在X射线耀斑，有很好的成功机会。
2002-12-02 astro-ph
X-ray hiccups from SgrA* observed by XMM-Newton. The second brightest flare and three moderate flares caught in half a day
在2007年春天，我们用XMM观测到了SgrA*，总曝光量约为230 ks。我们对这次活动中探测到的新的X射线耀斑进行了定时和光谱分析。为了以一致的方式研究耀斑光谱特性的范围，我们还使用相同的分析程序和最新的校准重新处理了以前报告的快速耀斑的存档XMM数据。在光谱拟合过程中考虑了尘埃散射。我们还使用钱德拉存档的SgrA* 静止状态的观测结果进行比较。在2007年4月4日，我们在大约1/2天的时间间隔内首次观测到X射线耀斑的发生率增强，一个明亮的耀斑之后是三个幅度更适中的耀斑。前一个事件代表了有记录以来Sgr A* 第二亮的X射线耀斑。这个新的明亮耀斑与2002年10月3日观测到的非常明亮的耀斑具有相似的光变曲线形状（几乎对称），持续时间（~ 3 ks）和光谱特征。在考虑尘埃散射效应的吸收幂律模型下，新耀斑的光谱参数为：N_H=12.3（+2.1，-1.8）e ~（22）cm ~（-2），γ = 2.3+/-0.3。以下三个中等耀斑的光谱参数拟合的总和，虽然较低，但在误差条内与明亮的耀斑是兼容的。在耀斑期间发现的柱密度，对于幂律，至少比从（尘埃）目视消光到SgrA*（AV~25等）预期的值高两倍。然而，我们的拟合与钱德拉获得的SgrA* 静态光谱表明，过剩的柱密度已经存在于非燃烧阶段。到目前为止，从SgrA* 观测到的两个最明亮的X射线耀斑显示出相似的软光谱。
2008-06-25 astro-ph
X-ray flaring from the young stars in CygnusOB2
目的：研究CygOB 2和ONC恒星形成区恒星X射线耀斑的个体和系综性质。方法：我们分析了1003个CygOB 2源的X射线光变曲线，这些源是钱德拉在100千秒内观测到的，而在“钱德拉猎户座超深项目”的850千秒观测中探测到的1616个ONC源。我们采用了一种无分箱的极大似然方法将光变曲线分割成常数信号区间，并根据光源亮度的振幅和时间导数来识别耀斑。然后，我们推导并比较了CygOB 2和ONC源的耀斑频率和能量分布。通过对从ONC数据中提取的5个100 ksec长的片段重复进行统计分析，研究了观测长度对这些结果的影响。结果：我们分别从CygOB 2和ONC源中检测到147和954个耀斑。CygOB 2的耀斑的衰变时间从0.5小时到10小时不等。在高能量下，耀斑能量分布符合指数α =-（2.1+-0.1）的幂律。在低能量下，分布变平，可能是因为检测不完整。我们推导出平均耀斑频率作为耀斑能量的函数。耀斑频率被认为取决于源的固有X射线光度，但它的确定是由观察的长度的影响。然而，能量分布的高能量尾部的斜率几乎不受影响。考虑到观测偏差，对CygOB 2和ONC源的比较表明，已知具有相似X射线发射水平的两个种群具有非常相似的耀斑活动。
2007-08-17 astro-ph
A Radio Transient 0.1 pc from Sagittarius A*
我们报告了在银河系中心大质量黑洞人马座A* 以南2.7弧秒（0.1 pc投影距离）处发现的瞬态射电源。该源在2004年3月爆发，峰值至少为80 mJy。该源被甚大阵列分解为两个分量，其间隔约为0.7弧秒，特征尺寸约为0.2弧秒。源的两个分量以1.1 +/- 0.1的幂律指数衰减。我们探测到东方分量相对于人马座A* 的自行上限约为3 x 10^3 km s^-1。我们探测到西分量相对于人马座A* 的自行约为10^4 km/s。钱德拉X射线天文台和XMM-牛顿望远镜也在X射线波长处探测到了瞬变，并命名为CXOGC J174540.0-290031。X射线源落在两个无线电组件之间。X射线源的最大亮度约为10^36尔格·秒^-1，明显低于爱丁顿。由X射线/射电相关预测的X射线双星的射电喷流通量密度比测量的通量密度小几个数量级。我们的结论是，无线电瞬变是一个双极喷流起源于一个单一的脉冲事件从X射线源和银河系中心的致密星际介质相互作用的结果。
2005-07-08 astro-ph
XMM-Newton observations of the nearby brown dwarf LP 944-20
2001年1月7日，XMM-牛顿卫星观测到了附近的褐矮星LP 944 -20（d=5.0 pc）。用光学监视器（V=16.736 $\pm$ 0.081）探测到目标，但在用X射线望远镜观测$\approx 48$ ks期间没有探测到目标。我们确定的$3σ$上限的X射线发射从这个对象的$L_{X}<3.1 \times 10^{23}$ $ergs \cdot s^{-1}$，相当于一个光度比上限的$\log{(L_{X}/L_{bol})} \le -6.28$。该测量将先前\emph{Chandra}对静态X射线通量的限制提高了3倍。这是对棕矮星的静态X射线发射所获得的最敏感的极限。结合XMM数据与以前的\emph{ROSAT}和\emph{Chandra}数据，我们得出耀斑占空比作为其光度的函数。我们发现，非常强的耀斑[Log $(L_X/L_{bol})>-$ 2.5]非常罕见（不到0.7%的时间）。像钱德拉探测到的耀斑[Log $(L_X/L_{bol})=-$ 4.1]的占空比约为6%，低于射电耀斑的占空比（$\sim$ 13%）。与其他M矮星相比，LP 944 -20似乎在X射线中相当不活跃，尽管它相对年轻，旋转速度快，在无线电波波长上的活动也相当强。
2002-10-16 astro-ph
On Temperature and Abundance Effects During an X-Ray Flare on Sigma Geminorum
我们比较静态和耀斑X射线光谱的RS CVn二进制西格玛宝石获得的钱德拉和XMM-牛顿光栅光谱仪。我们发现，除了一个整体的25%的流量增加，这可以归因于在15个月的观测之间通过的系统的静止活动的变化，有一个热的等离子体成分的kT_e > 3 keV，出现与耀斑。热分量主要表现为从Fe的高电荷态的发射和由一个巨大的连续。较冷的等离子体（kT_e <2keV）在耀斑期间保持不受干扰。在耀斑期间，除了O和Ne的相对丰度略有下降（<30%）外，其它相对丰度没有显著变化。
2005-10-02 astro-ph
A New X-Ray Flare from the Galactic Nucleus Detected with the XMM-Newton
紧凑的射电源Sgr A*，被认为是银河系核心的大质量黑洞的对应物，在2000年10月被钱德拉观测到经历了快速和强烈的X射线耀斑活动。我们在这里报告的检测与XMM-牛顿EPIC相机的早期阶段的一个类似的X射线耀斑从这个来源，这发生在2001年9月4日。源2-10千电子伏的亮度增加了一个因素~ 20达到4 - 10 $^{34}$尔格s $^{-1}$的水平，在约900秒的时间间隔，就在观察结束前。数据表明，在耀斑期间，源光谱是硬的，可以用斜率约为0.7的简单幂律来描述。这个XMM-牛顿观测证实了钱德拉获得的结果，表明，在Sgr A*，快速和强烈的X射线耀斑是不是一个罕见的事件，因此设置了一些限制的发射机制模型提出了这个源。
2003-03-26 astro-ph
