Chandra and XMM-Newton view of the Warm Absorbing Gas in Mrk 290
我们提出了一个详细的分析钱德拉HETGS和XMM牛顿高分辨率光谱的明亮的塞弗特1星系，Mrk 290。钱德拉光谱揭示了复杂的吸收功能，可以最好地描述由三个电离吸收剂的组合。这些温暖的吸收体的流出速度约为450公里/秒，与以前的远紫外线研究中发现的三个吸收成分一致。电离连续的Mrk 290波动了1.4倍，在钱德拉观测的时间尺度为17天。因此，对于中等电离吸收体，我们将离电离源的距离下限定为0.9 pc，对于最低电离吸收体，距离上限定为2.5 pc。这三个电离分量位于热平衡曲线的稳定分支上，表明环面最有可能是Mrk 290中温暖吸收气体的起源。在XMM-牛顿观测期间，电离光度比钱德拉观测低50%。无论是电离参数，也不是柱密度的两个吸收组件的变化显着相比，从钱德拉观测的结果。然而，两个分量的外流速度都是1260 km/s。我们认为，一个全新的温暖吸收器从环面通过我们的视线。假设环面风模型，估计的质量流出率约为每年1个太阳质量。
2010-08-30 astro-ph.CO
Finding Rare AGN: XMM-Newton and Chandra Observations of SDSS Stripe 82
我们已经分析了与斯隆数字巡天条带82的$\sim$ 16.5度$^2$重叠的{\it XMM-Newton}和{ \it Chandra}数据，包括我们在此提供的专有{ \it XMM-Newton}数据的$\sim$ 4.6度$^2$。总共有3362个独特的X射线源被检测到。我们推导出{ \it XMM-牛顿}数计数，并将它们与我们以前报道的{ \it Chandra} Log $N$ -Log $S$关系和其他X射线测量进行比较。Stripe 82 X射线源列表已使用最大似然估计算法与多波长目录相匹配。我们发现了X射线测量中发现的最高红移（$z=5.86$）类星体。我们发现高光度活动星系核（L $_x \geq 10^{45}$ erg s $^{-1}$）比宇宙的小区域{ \it Chandra}和{ \it XMM-Newton}巡天观测到的高光度活动星系核多2.5倍，是XBootes观测到的高光度活动星系核的1.3倍。比较高光度活动星系核，我们已经确定与人口合成模型预测的，我们的研究结果表明，这个活动星系核人口是一个更重要的组成部分，宇宙黑洞的增长比以前认识到。大约三分之一的X射线源在光学上没有被发现，但在红外线上被发现，这使得它们成为早期宇宙中难以捉摸的高光度活动星系核的候选者。
2013-09-26 astro-ph.CO
Evidence for Non-Linear Growth of Structure from an X-ray Selected Cluster Survey using a Novel Joint Analysis of the Chandra and XMM-Newton Archives
我们提出了一个大的X射线选择偶然集群调查的基础上一个新的联合分析档案钱德拉和XMM牛顿数据。调查提供了足够的深度，以达到集群的流量$\approx 10^{-14} {ergs} {cm}^{-2} {s}^{-1}$附近的$z$ $\approx$ 1，同时一个足够大的样本，以找到证据的强烈演变的集群预期的结构形成理论。我们总共检测到723个簇，其中462个是新发现的簇，具有大于6个$σ$显著性。此外，我们还检测和测量了261个先前已知的集群和组，可用于校准调查。该调查利用了一种技术，该技术结合了精致的钱德拉成像质量与XMM-牛顿望远镜的高吞吐量，使用重叠的调查区域。大部分的污染活动星系核点源是减轻使用这种技术。这导致了在寻找具有相对较少光子的星系团时具有更高的灵敏度，并且我们的调查的很大一部分具有介于$10^{-14}$和$10^{-15} {ergs} {cm}^{-2} {s}^{-1}$之间的通量灵敏度。该调查涵盖了41.2平方度的重叠钱德拉和XMM-牛顿场和122.2平方度的非重叠钱德拉数据。我们测量的对数N-对数S分布，并拟合它与红移依赖的模型，其特征在于由一个光度分布成正比的$e^{-\frac{z}{z_0}}$。我们发现，$z_0$是在0.7至1.3的范围内，表明快速的集群演化，预期的宇宙结构的形成，使用参数适当的和谐宇宙模型。
2009-11-06 astro-ph.CO
AGN Feedback in the Compact Group of Galaxies HCG 62 - as revealed by Chandra, XMM and GMRT data
作为一个正在进行的研究样本的星系群显示活动星系核/热气相互作用的证据的一部分，我们报告的初步结果的分析新的XMM和GMRT数据的X射线明亮的紧凑组HCG 62。这是已知的少数几个在内部区域拥有非常清晰，小的X射线腔的群体之一，如现有的钱德拉图像所示。在较高频率（>1.4 GHz）下，腔体显示出最小的无线电发射，但无线电在较低频率（<610 MHz）下清晰可见。我们比较和讨论的气体和射电源的形态和光谱特性。我们发现，空腔是接近压力平衡，和喷流有一个“轻”强子内容。通过提取X射线表面亮度和温度分布图，我们还确定了一个位于群中心西南约35千秒差距的激波阵面。
2009-09-17 astro-ph.CO
An X-ray view of 82 LINERs with Chandra and XMM-Newton data
我们给出了从Carrillo等人（1999）的目录中选出的82个邻近LINER的均匀X射线分析结果。所有源都有可用的钱德拉（68个源）和/或XMM-牛顿（55个源）观测。这是具有X射线光谱数据的LINER的最大样本（82个对象中的60个），并且显著改进了我们先前基于Chandra数据对51个LINER的分析（Gonzalez-Martin等人，2006）。它增加了样本大小并添加了XMM-牛顿数据。新模型允许在光谱拟合中包含双吸收体。核X射线形态是从硬带（4.5-8.0 keV）中检测到的核源的紧凑性推断出来的。60%的样本显示出一个紧凑的核源，被归类为活动星系核候选者。光谱分析表明，最佳拟合涉及一个复合模型：吸收的主要连续和（2）软光谱低于2千电子伏所描述的吸收散射体和/或热组件。得到的中值光谱参数及其标准偏差为：G=2.11，<kT>=0.54 keV，<log（NH 1）>=21.32和<log（NH 2）>=21.93。我们补充我们的X射线的结果与我们的分析HST光学图像和文献数据的发射线，射电致密性和恒星星族。加上所有这些多波长的数据，我们得出结论，证据确实存在支持他们的核引擎的80%的样本（66个82对象）活动星系核的性质。
2009-05-18 astro-ph.CO
X-ray absorption lines in FUV-detected quasars: I. Sample and analysis of the XMM-Newton and Chandra data
本研究以51个FUV探测类星体的XMM-Newton/Chandra数据为样本，基于远紫外红移先验系统搜索WHIM产生的O VIII和O VII共振X射线吸收线，发现33个高置信度吸收线系统，为检验WHIM是缺失重子库的假设提供初步结果。
2024-12-01 astro-ph.CO
XMM-Newton observations of SDSS J143030.22$-$001115.1: an unusually flat spectrum AGN
我们提出的XMM观测AGN SDSS 1430-0011。在钱德拉的一次快照观测中获得的这个源的低信噪比光谱显示出一个异常平坦的连续谱。通过后续的XMM观测，我们发现源的光谱是复杂的，它要么有一个电离的吸收体，要么有一个部分覆盖的吸收体。基本的幂律是在活动星系核的正常范围内。钱德拉观测期间光源的低光度可以从吸收体性质的变化来理解。这个源的X射线和光学特性使得它不能被安全地分类为窄线塞弗特1或宽线塞弗特1星系。
2009-06-26 astro-ph.CO
High-Redshift AGNs and the Next Decade of Chandra and XMM-Newton
我们简要回顾了z = 4-7的高红移活动星系核（AGN）的X射线观测如何在理解其基本人口统计及其物理过程中发挥关键作用;例如，核物质和风的吸收、吸积率和喷流排放。我们指出了一些关键的剩余领域的不确定性，强调进一步的钱德拉和XMM-牛顿观测/分析，结合新的多波长调查数据，可以在未来十年内推进理解。
2016-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Resolving the hydrostatic mass profiles of galaxy clusters at z~1 with XMM-Newton and Chandra
本文详细研究了在$z\sim1$通过Sunyaev-Zel'dovich效应选取的五个最大质量（$M^{\mathrm{SZ}}_{500} > 5 \times 10^{14}$ M $_{\odot}$）星系团的综合流体静力学质量分布。这些物体代表了一个理想的实验室来测试结构形成模型，其中主要驱动力是重力。最佳地利用XMM-牛顿和钱德拉观测的空间分辨光谱信息，我们使用参数（前向，后向）和非参数方法来恢复质量分布，发现当密度和温度测量都可用时，结果非常稳健。我们在$R_{500}$得到的X射线质量比哈勃太空望远镜（HST）得到的弱透镜质量高，平均比值为$1.39^{+0.47}_{-0.35}$。在流体静力学方法产生有偏差的、低估的质量的情况下，这种偏移的方向与预期的方向相反。我们研究了晕的形状参数，如稀疏度和浓度，并与当地的X射线选择集群，发现线索的演变在中心区域（或选择效应）。重子总含量与$R_{500}$的宇宙值一致。与数值模拟结果的比较表明，质量分布和浓度符合预期。这些结果说明了X射线观测的力量，以探测在这个高质量，高红移制度的气体和总质量分布的统计特性。
2018-06-25 astro-ph.CO
Cross Calibration of Galaxy Cluster Temperatures Measured with NuSTAR, XMM-Newton, and Chandra
The University of Utah（犹他大学）；University of Maryland, Baltimore County (UMBC)（马里兰大学巴尔的摩县分校）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；Center for Research and Exploration in Space Science and Technology (CRESST II)（空间科学与技术研究探索中心）；University of Geneva（日内瓦大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Bristol（布里斯托大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
针对Chandra与XMM-Newton对星系团温度测量的长期差异，利用NuSTAR对轫致辐射连续谱指数转折的高灵敏度及在轨校准能力，分析10个松弛团簇光谱，发现其温度与两者的差异规律，并指出Chandra有效面积增加可解释该趋势，为解决温度差异提供新方法。
2025-11-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
Bolometric luminosities and Eddington ratios of X-ray selected Active Galactic Nuclei in the XMM-COSMOS survey
本文给出了COSMOS场中XMM-Newton巡天的X射线选择性宽线活动星系核（Type-1）和窄线活动星系核（Type-2）的辐射光度和爱丁顿比。该样品由929个活动星系核组成（382个1型活动星系核和547个2型活动星系核），它涵盖了广泛的红移、X射线光度和吸收柱密度。大约65%的源被光谱鉴定为1型或2型活动星系核（分别为83%和52%），而精确的光度红移可用于其余的样品。研究这样一个大样本的X射线选择活动星系核与高质量的多波长覆盖范围从远红外（现在包括赫歇尔数据在100微米和160微米）的光学紫外线，使我们能够获得准确的估计的辐射热光度，辐射热校正和爱丁顿比。kbol-Lbol关系的推导是第一次对一个相当大的活动星系核样品进行校准，并依赖于观测到的红移，X射线亮度和柱密度分布。我们发现，与Marconi等人（2004）和Hopkins等人（2007）之前的估计相比，在高Lbol时，kbol显着较低。利用黑洞质量-恒星质量关系和形态信息，计算了170个1型活动星系核的黑洞质量和爱丁顿比，而481个2型活动星系核的黑洞质量。我们确认kbol和lambda_Edd之间的趋势，较低的硬X射线辐射热校正在较低的爱丁顿比的类型1和类型2活动星系核。我们发现，平均而言，爱丁顿比增加红移的所有类型的活动星系核在任何给定的Mbh，而没有明显的演变与红移被视为在任何给定的Lbol。
2012-06-12 astro-ph.CO
Elemental Abundances in the X-Ray Gas of Early-Type Galaxies with XMM and Chandra Observations
椭圆星系中的热气体来源被认为是由于恒星质量的损失，超新星事件的贡献，也可能来自周围环境的下降。这张照片预测了星系内部气体金属丰度的超太阳值，这可以通过测量气相丰度来测试。我们使用来自XMM-牛顿的10个附近早期星系的高质量数据，其中包括EPIC和反射光栅光谱仪，其中最强的发射线几乎没有混合;还使用了一些钱德拉数据。我们发现不同的XMM仪器之间的元素丰度和良好的一致性与钱德拉之间的良好的一致性。丰度与孔径大小和模型的复杂性的差异进行了检查，但很少发生大的差异。对于两个温度的热模型加上点源的贡献，中值Fe和O的丰度是0.86和0.44的太阳值，而Si和Mg的丰度是类似的Fe。这与这些星系的恒星丰度相似，但超新星预计会大大增加气相丰度，但没有观察到。
2009-03-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Hydrostatic Mass of A478: Discrepant Results From Chandra, NuSTAR, and XMM-Newton
本文通过对比 Chandra、NuSTAR 和 XMM-Newton 对 Abell 478 的观测数据，揭示了不同 X 射线望远镜因有效面积校准差异导致的温度和质量测量不一致问题，并给出了 NuSTAR 的质量估算结果。
2023-09-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
Chandra and XMM-Newton X-ray observations of AWM 7 - I: Investigating X-ray surface brightness fluctuations
本文研究了亮冷核星系团AWM 7的核部X射线表面亮度图像中小尺度结构的能级。减去模型的平滑集群发射后，我们发现了一些近似径向表面亮度凹陷，这是不存在于模拟图像中，并在钱德拉和XMM-牛顿数据中看到。这些低气压在星团的南部最为强烈，其表面亮度约为4%。我们在对密度敏感的能带（0.6至5 keV）和对压力更敏感的能带（3.5至7.5 keV）中都看到了这些特征。当与平滑模型的实现相比时，数据中的表面亮度的直方图揭示了更强的表面亮度变化。我们使用Delta方差技术来计算波动的大小作为长度尺度的函数。我们发现，在0.6至5千电子伏波段的频谱是平坦的比预期的柯尔莫哥洛夫指数波动。如果用功率谱来表征，在大尺度上，它的指数约为-1.7，而不是-3.7。隐含的3D密度波动的标准偏差约为4%。隐含的3D压力变化最多为4%。密度谱中的大部分较长尺度的功率来自星团的南半部，那里可以看到凹陷。北部地区的光谱所显示的密度变化的标准偏差约为2%。
2011-12-06 astro-ph.CO
The XMM-Newton deep survey in the Chandra Deep Field South. III. Point source catalogue and number counts in the hard X-rays
钱德拉深场南方的XMM-牛顿巡天（XMM-CDFS）旨在探测和研究大量被遮蔽的、康普顿厚度的活动星系核的光谱特性。XMM在2- 10和5- 10 keV波段的大有效面积，加上3.45 Ms的标称曝光时间，使我们能够在这两个波段建立干净的样品，并使XMM-CDFS目前公布的最深的XMM调查在5- 10 keV波段。CDFS区域的大范围多波长和光谱覆盖范围允许立即和丰富的科学回报。本文介绍了XMM-CDFS观测的数据处理、2- 10 keV和5- 10 keV波段的源探测方法以及由此产生的星表。在上述波段中列出了339个和137个源，其通量极限分别为6.6 e-16和9.5 e-16 erg/s/cm ^2。在最大天空覆盖率的50%处，通量极限分别为1.8e-15和4.0e-15 erg/s/cm ^2。这些星表与钱德拉星表进行了交叉相关：用似然比方法分别找到了315个和130个身份。发现了15个新的来源，以前没有被钱德拉发现，其中5个位于4 Ms区域。红移，无论是光谱或光度，可用于约92%的来源。在这两个波段的数量计数和其他作品相比。调查覆盖率是在两组广泛的模拟的帮助下计算出来的，每组模拟一个波段。模拟已经产生了一个新开发的模拟器，写的目的是最仔细的再现背景空间属性。我们提出了一个详细的XMM背景分解成它的组成部分：宇宙，粒子和剩余的软质子。
2013-04-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
X-ray Temperatures, Luminosities, and Masses From XMM-Newton Follow-up of the First Shear-selected Galaxy Cluster Sample
我们继续研究来自深层晶状体调查（DLS，Wittman等人，2002）初始8.6平方度的剪切选择集群（Wittman等人，2006）的第一个样本;样本具有明确的选择标准，对应于调查区域中排名最高的剪切峰。我们的目标是通过检查样品的X射线特性来表征弱透镜选择。存在与几乎所有剪切峰相关的多个X射线簇：14个X射线簇对应于7个DLS剪切峰。另外三个X射线簇不能明确地与剪切峰相关联，这主要是由于X射线质心和剪切峰之间的大的位置偏移。本文报道了17个X射线团簇的X射线性质。X射线团簇具有较宽的光度和温度范围，我们对剪切关联X射线团簇所确定的Lx-Tx关系与不考虑动力学状态的X射线团簇样品的Lx-Tx关系是一致的，但与自相似性不一致.对于样本的一个子集，我们使用温度作为替代测量X射线质量，并与DLS团队确定的弱透镜质量进行比较（Abate等人，2009; Wittman等人，2014）。由此产生的质量比较与相等一致。X射线和弱透镜质量显示出相当大的内在散射（~48%），这与X射线和弱透镜质量独立测定时的X射线选择样品一致。
2017-03-11 astro-ph.CO
A possible Chandra and Hubble Space Telescope detection of extragalactic WHIM towards PG 1116+215
我们已经分析了Chandra LETG和XMM-Newton RGS光谱朝向z=0.177的类星体PG 1116+215，HST探测到的几条OVI和HI宽莱曼-α吸收线可能与温暖-热的星系际介质有关，这条视线特别有趣。我们进行了搜索的共振K-α吸收线从OVII和OVIII的红移检测到的远紫外线。我们在Chandra光谱中检测到吸收线，置信水平为5.2 sigma，波长对应于OVIII K-α，z=0.0911+-0.0004+-0.0005（统计后有系统误差）。这个红移在z=0.09279+-0.00005的b=130 km/s的HI宽莱曼α的3 sigma内。我们还分析了PG 1116+215的可用XMM-牛顿RGS数据。不幸的是，XMM-牛顿数据不适合研究这条线，因为在感兴趣的波长的仪器功能。在相同的红移，钱德拉和XMM-牛顿光谱具有OVII K-α吸收线功能的显着性分别为1.5西格玛和1.8西格玛。我们还分析了现有的SDSS光谱星系巡天数据对PG 1116+215的红移范围内的利益。我们发现了与PG 1116+215视线相交的星系细丝的证据，以及可能拥有WHIM的其他星系结构。HST、Chandra、XMM-Newton和SDSS数据的组合表明，我们很可能在z=0.091-0.093处检测到朝向PG 1116+215的多温度WHIM。
2016-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
XMM-Newton and Chandra Cross Calibration Using HIFLUGCS Galaxy Clusters: Systematic Temperature Differences and Cosmological Impact
来自星系团的宇宙学约束依赖于精确的引力质量估计，这在很大程度上依赖于星系团气体温度的测量。因此，系统的校准差异可能会导致偏差，仪器依赖的宇宙学约束。这是特别感兴趣的光之间的紧张关系的普朗克结果的主要温度各向异性的CMB和Sunyaev-Zel'dovich加上X射线团簇计数分析。我们量化的系统性和不确定性的交叉校准的有效面积之间的五个X射线仪器，EPIC-MOS 1/MOS 2/PN板载XMM-牛顿和ACIS-I/S板载钱德拉，和温度测量的影响。此外，我们评估了交叉校准不确定性对宇宙学的影响。使用HIFLUGCS样本，由64个X射线最亮的星系团，我们约束ICM温度通过光谱拟合在相同的，主要是等温，区域和比较。我们的工作是一个扩展到以前的一个使用X射线集群由IACHEC。在全能带中进行光谱拟合，我们发现用XMM-牛顿/EPIC确定的最佳拟合温度显著低于Chandra/ACIS温度。我们证明，多温结构和不同的相对灵敏度的仪器在某些能带的影响，不能解释所观察到的差异。我们的结论是，使用XMM-牛顿/EPIC，而不是钱德拉/ACIS获得完整的能带温度分布的集群质量测定的结果在一个完整的样本的星系团的宇宙学分析中，向较低的OmegaM值的8%的移动和向较高的sigma 8值的<1%的移动。这样的转变不足以显著缓解普朗克CMB各向异性和SZ加上XMM-牛顿宇宙学约束之间的紧张关系。
2014-12-05 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
Dark Matter Search Using XMM-Newton Observations of Willman 1
我们报告的结果，从辐射衰减暗物质在超微弱的矮球状星系威尔曼1的基础上从XMM-牛顿X射线天文台数据提取的光谱分析的发射线的搜索。观察后续我们的分析钱德拉数据的威尔曼1，导致在钱德拉带通的线通量上限和证据的2.5千电子伏的功能在一个显着低于99%的置信阈值用于定义的限制。更高的有效面积的XMM-牛顿探测器，结合应用最近开发的方法扩展源分析，使我们能够得到改进的约束组合的不育中微子暗物质候选人的质量和混合角。我们不确认钱德拉证据的2.5千电子伏的发射线。
2012-03-23 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
The SRG/eROSITA All-Sky Survey: SRG/eROSITA cross-calibration with Chandra and XMM-Newton using galaxy cluster gas temperatures
本研究利用大样本星系团温度数据，首次完成SRG/eROSITA与Chandra/ACIS、XMM-Newton/EPIC的X射线交叉定标，发现前者温度测量值系统性偏低且偏差随温度升高增大，最终给出三者温度转换因子以支撑后续星系团研究。
2024-06-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
Two-Phase ICM in the Central Region of the Rich Cluster of Galaxies Abell 1795: A Joint Chandra, XMM-Newton, and Suzaku View
基于对X射线明亮星系团Abell 1795的高质量Chandra，XMM-牛顿和朱雀数据的详细分析，我们报告了两相团内介质（ICM）结构的明确证据，它由一个很酷的（具有温度T = 2.0- 2.2keV）和热（T = 5.0- 5.7keV）分量共存，并且至少在中心80 kpc中主导X射线发射。第三个弱发射分量（T = 0.8千电子伏）也检测到在最里面的144千秒差距，并归因于一部分的cD星系的星际介质（ISM）。解投影谱分析揭示了热相和冷相组分的平坦径向温度分布。这些结果与Xu等人（1998）报道的ASCA测量结果一致，并且类似于先前对半人马座星系团的发现（例如，Takahashi等人，2009年）。通过分析从Chandra数据创建的发射测量比率和气体金属丰度图，我们发现在50-100 kpc区域，冷相组分比热相组分更富集金属，这与M87中发现的结果一致（Simionescu et al. 2008）。冷相和热相ICM的共存不能仅通过活动星系核（AGN）的气泡抬升来实现。相反，两相ICM特性与cD电晕模型更好地协调（Makishima等人，2001）。（节录）
2012-02-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
Applications for edge detection techniques using Chandra and XMM-Newton data: galaxy clusters and beyond
钱德拉X射线天文台无与伦比的空间分辨率使高能天体物理学取得了许多突破。在这里，我们探讨高斯梯度幅度（GGM）过滤的X射线数据，这大大提高了清晰度的表面亮度边缘的X射线观测的应用，并在一定范围内的空间尺度的X射线表面亮度的梯度图。在星系团中，我们发现这种方法能够揭示Abell 2142和Abell 496冷锋背后的显著亚结构，可能是Kelvin Helmholtz不稳定性的结果。在Abell 2319和Abell 3667中，我们证明了GGM滤波器可以提供一种简单的方法来映射冷锋宽度和跳跃率沿冷锋长度的变化。我们目前的结果，从我们正在进行的计划分析钱德拉和XMM-牛顿档案与GGM过滤器。在英仙座星团中，我们发现了一个以前看不见的边缘，从核心向东约850 kpc，位于一个已知的大规模冷锋之外，这可能是一个弓形激波。在MKW 3中，我们发现从星系团核心开始出现不寻常的“V”形表面亮度增强，这可能与活动星系核喷流有关。在蟹状星云中，在环面的外部发现了一个新的移动特征，它以~0.1c的速度在天球平面上移动，并且比钱德拉以前看到的运动距离中央脉冲星更远。
2016-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The XXL Survey: XXXIII. Chandra Constraints on the AGN Contamination of z > 1 XXL Galaxy Clusters
上下文XMM-XXL巡天使用XMM-牛顿的观测结果来探测质量和红移范围很广的星系团。XMM-Newton的中等PSF意味着星团内或投射到星团上的点源可能无法与星团发射分离，从而导致亮度增强并影响星团巡天的选择功能。目的。本文给出了在XMM-XXL巡天中探测到的21个星系团和候选星系团的X射线红移z $>$ 1的短Chandra观测结果，以及在光学和红外波段的观测结果。方法.凭借Chandra优越的角分辨率，我们调查了XMM-XXL分析管道未检测到的聚类区域内是否存在任何点源，以及是否有任何点源被误分类为遥远的聚类。结果在14个X射线选择的集群中，有9个没有明显的点源污染，要么没有钱德拉探测到以前未解决的源，要么只有不到10%的XXL集群通量被分解成点源。在其他五个来源中，一个被以前未解决的活动星系核严重污染，四个似乎是活动星系核被错误归类为星系团。除了一种情况之外，所有这些情况都在不太安全的X射线选择簇检测的子集中，并且假阳性率与XXL选择函数建模的预期一致。我们还考虑了另外七个光学选择的集群候选人与微弱XXL源，不归类为集群。通过净化和审查这些遥远的集群，我们提供了一个纯样本的集群在红移z $>$ 1更深的后续观测，并证明了使用钱德拉快照测试AGN的调查具有高灵敏度，但差的角分辨率的效用。
2018-08-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Unveiling Chemical Enrichment in the Abell 2029 Core with XRISM, XMM-Newton, and Chandra
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Arkansas（阿肯色大学）；University of Waterloo（滑铁卢大学）；The University of Alabama in Huntsville（亨茨维尔阿拉巴马大学）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；University of Chicago（芝加哥大学）；Nara Women's University（奈良女子大学）
利用XRISM、XMM-Newton和Chandra观测揭示阿贝尔2029核心的化学丰度模式，发现其最佳由低金属licity前体和双简并Ia型超新星模型组合解释，并发现钙丰度异常。
2025-11-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Outer Limits of Galaxy Clusters: Observations to the Virial Radius with Suzaku, XMM, and Chandra
星系团的外围，靠近维里半径，仍然是相对未被探索的领域，但对我们理解星系团的生长，结构和质量至关重要。在本报告中，我们展示了一个程序的第一个结果，以约束状态的外部团内介质（ICM）在一个大样本的星系团，利用三个互补的X射线天文台的优势：朱雀（低，稳定的背景），XMM-牛顿（高灵敏度）和钱德拉（良好的空间分辨率）。通过仔细结合从星团核心到r_200以外的观测，我们能够识别和减少系统的不确定性，这些不确定性会阻碍我们使用单个望远镜进行空间和光谱分析。我们的样本包括9个星系团，在z ~ 0.1-0.2完全覆盖的方位角超过r_200，我们的分析表明，ICM是不是在流体静力平衡的集群外围，我们看到明确的方位角变化的温度和表面亮度。在其中一个集群中，我们能够测量远超过r_200的漫射X射线发射，并且我们发现熵分布和气体分数与理论和数值模拟的预期一致。这些结果与最近的研究相反，这些研究指出气体在郊区聚集;集群环境或仪器效应因素的差异在多大程度上导致这种差异仍不清楚。从更广泛的角度来看，该项目将产生一个相当大的基准数据集，用于与高分辨率数值模拟进行详细比较。
2011-11-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
X-ray spectral variability of seven LINER nuclei with XMM-Newton and Chandra data
活动星系核（AGN）最重要的特征之一是其辐射的可变性。在X射线、紫外线和射频的时间尺度上，从数小时到数年，都发现了变异性。在活动星系核家族中，低电离核发射线区（LINER）核在长时间尺度上是可变的天体。我们的目的是调查光谱X射线变异LINER和理解这类对象的性质，以及它们的吸积机制。利用Chandra和XMM-Newton公开资料库，编制了7个LINER核在不同年代（年）的X射线谱。为了寻找变异性，我们用一组模型拟合来自同一物体的所有光谱，以确定负责变异性模式的参数。我们还分析了光变曲线，以寻找短时间尺度（从小时到天）的变化。只要有可能，还研究了UV变异性。我们发现在四个对象的光谱变化，主要与硬能量（2-10千电子伏）的变化。这些变化是由于软过量的变化，和/或吸收体的变化，和/或源的固有变化。另外两个星系似乎没有变化。我们的分析证实了先前报道的X射线光谱指数与爱丁顿比之间的关系，以及X射线与紫外辐射通量比与爱丁顿比之间的相关性。这些结果支持平流主导的吸积流（ADAF）作为在LINERS吸积机制。
2013-05-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
Chandra and XMM-Newton observations of the merging cluster of galaxies PLCK G036.7+14.9
我们介绍了钱德拉-普朗克遗产计划的PLCK G036.7+14.9的钱德拉和XMM-牛顿观测。高分辨率X射线观测揭示了两个紧密的子星系团G 036 N和G 036 S，这是以前的ROSAT，光学或最近的普朗克观测所无法分辨的。我们进行详细的成像和光谱分析，并使用一个简化的模型来研究这个系统的运动学。基本情况是PLCK G036.7+14.9正在经历两个大质量子星系团之间的主要合并（质量比接近1），合并主要沿着视线进行，可能处于早期阶段。G 036 N拥有一个小的中等冷核，而G 036 S在中心40 kpc区域最多只有一个非常弱的冷核。堆芯冷却时间的差异不太可能是由于正在进行的合并破坏了G 036 S中预先存在的冷却堆芯。G 036 N还在中心拥有一个未解决的射电源，如果射电源延伸，可能会加热气体。普朗克导出的质量高于X射线测量的任一子星系团的质量，但低于整个星系团的X射线测量质量，这是因为普朗克没有将PLCK G036.7+14.9分解为子星系团，而是将其解释为单个星系团。这种质量差异可能会导致显着的偏差，质量函数，如果这种以前未解决的系统是常见的普朗克集群样本。高分辨率的X射线观测是必要的，以确定这样的系统的分数，并纠正这种偏差的目的，精确的宇宙学研究。
2015-03-26 astro-ph.CO astro-ph.HE
X-ray study of the merging galaxy cluster Abell 3411-3412 with XMM-Newton and Suzaku
内容：钱德拉天文台对阿贝尔3411 - 3412合并系统的观测显示，它的北部有一个向外的子弹状子星系团，南部边缘有许多表面亮度（SB）边缘，射电观测也报告了多个漫射源。值得注意的是，东南部的射电遗迹与来自射电星系的化石等离子体和探测到的X射线边缘有关，提供了激波再加速的直接证据。所报道的X射线边缘的性质还有待于从热力学角度加以限制。目的：利用XMM-Newton和Suzaku观测资料，揭示已报道的再加速点和其它X射线边缘的物理性质。同时，我们的目标是调查的温度廓线在低密度的外围朱雀资料。研究方法：我们进行成像和光谱分析，以测量多个已知的X射线SB不连续性的密度跳跃和温度跳跃。提出了一种新的XMM-牛顿软质子本底标定方法。档案钱德拉，朱雀，和ROSAT数据被用来估计宇宙X射线背景和银河系前景水平与标准空白天空光谱相比，提高了准确性。结果如下：在东南边缘，XMM-Newton和朱雀的温度跃变都指向一个$\mathcal{M}\sim1.2$激波，这与SB拟合Chandra的结果一致，并支持在该激波前缘的再加速假设。南部边缘显示了一个更复杂的场景，其中一个冲击和剥离的冷物质的存在可能会同时发生。南方低密度区的朱雀温度廓线略高于典型的松弛星系团温度廓线。用XMM-牛顿法测得的$kT_{500}=4.84\pm0.04\pm0.19$ keV值和用朱雀法测得的$kT_{500}=5.17\p…
2020-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
