XMM-Newton and Chandra observations of the unidentified Fermi-LAT source 3FGL J1016.5-6034: A Young Pulsar with a Nebula?
我们报告了在XMM-牛顿和钱德拉X射线天文台（CXO）图像中发现的不明费米-LAT源3FGL J1016.5-6034的明亮X射线源。该源的XMM-牛顿谱与吸收黑体+幂律模型很好地拟合，其中温度为$kT=0.20\pm0.02$ keV，光子指数为$Γ=1.8\pm0.1$。CXO将同一个源分解为一个点源（CXOJ101546.0 -602939）和一个周围的致密星云，该星云距离点源约$30''$。星云的CXO光谱可以用$Γ=1.7\pm0.3$的吸收幂律来描述，并部分解释了在XMM-牛顿光谱中观察到的非热发射。XMM-牛顿图像还揭示了角分尺度上的微弱扩展发射。这些性质强烈地表明，X射线源和伴随的扩展发射是一个新发现的年轻脉冲星与脉冲星风星云。我们还分析了$\sim10$多年的Fermi-LAT数据，发现改进的LAT源定位与CXPJ101546.0 -602939的位置一致。
2019-03-18 astro-ph.HE
Key results from an XMM-Newton and Chandra study of a new sample of extreme ULXs from the 2XMM catalogue
我们展示了对10个极端亮度候选者超亮X射线源（L_X > 5 x 10^（40）erg sec^（-1））样本的研究结果，这些源的距离都小于100 Mpc，它们是通过星系的RC 3星表与2XMM星表的互相关确定的。钱德拉也观察到了其中的五个样本。在这10个来源中，有7个位于螺旋星系的盘或臂中，其余3个靠近大型椭圆星系。与许多不太明亮的超亮X射线源不同，在我们的样本中，大多数源在短（ks）和长（年）的时间尺度上观察到时间变化。在某些源中，长期光谱变化也很明显。在一种情况下，我们使用档案钱德拉数据来证明，由XMM-牛顿确定的超亮X射线源候选者实际上被分解为高空间分辨率的多个点源，但请注意，其他候选者在钱德拉的严格审查下仍然没有得到解决。
2010-11-19 astro-ph.HE
A second black hole candidate in a M31 globular cluster is identified with XMM-Newton
我们使用的参数在以前的工作中，以确定第二个黑洞候选人与M31球状星团，Bo 144，X射线光谱和定时属性的基础上。2002年XMM-牛顿对相关X射线源（以下简称XBo 144）的观测揭示了所有低质量X射线双星（LMXB）在低硬状态下的共同行为。研究表明，中子星LMXB在0.01-1000 keV光度<=10%爱丁顿极限（L_Edd）时表现出这种行为。然而，对于1.4 M太阳的中子星，未吸收的0.3-10 keV XBo 144的光度约为0.30 L Edd，而0.01-1000 keV的预期光度要高出3-7倍。因此，我们确定XBo 144是一个黑洞候选者。此外，它是第二个与GC中平均序列供体的潮汐捕获形成相一致的黑洞候选者;这样的系统以前虽然不存在，因为供体被认为在捕获过程中被破坏。
2009-05-20 astro-ph.HE
Chandra detection of a new diffuse X-ray component from the globular cluster 47 Tucanae
在重新分析球状星团47 Tuccino的钱德拉档案数据时，我们在星团的半质量半径范围内发现了一个新的弥散X射线发射特征。扩散发射的光谱可以通过幂律模型加上具有光子指数$Γ\sim1.0$和等离子体温度$kT\sim0.2$ keV的等离子体分量来描述。虽然热分量明显是均匀的，但非热贡献从核心呈指数下降。观测到的性质可能可以解释的背景下，由集群中的恒星风之间的碰撞和脉冲星风和遗迹光子之间的逆康普顿散射造成的多次冲击。
2014-05-22 astro-ph.HE
Observations of the recurrent M31 transient XMMU~J004215.8+411924 with Swift, Chandra, HST and Einstein
2010年5月27日钱德拉观测发现M31内的瞬态X射线源XMMU J004215.8+411924再次爆发。我们目前的结果，从我们的四个钱德拉和七个雨燕观测，涵盖了这次爆发。X射线的瞬态行为通常是由以下两种情况之一引起的：在轨道周期中的某些受限相位范围内，来自高质量伴星的质量吸积，或者低质量系统中的盘不稳定性。我们的目标是利用Einstein，HST，Chandra和Swift的观测来确定XMMU J004215.8+411924的性质。我们对2010年5月的光谱进行建模，并使用结果将较暗的Chandra观测以及Swift观测中的强度转换为计数;这些数据用于创建光曲线。我们还估计了1979年1月13日爱因斯坦观测中的通量。此外，我们寻找一个光学对应的HST数据。我们从2006年和2010年爆发的最佳X射线位置是0.3”，距离爱因斯坦源1.6”;这些爆发很可能来自同一个恒星系统。我们没有看到mB < ~25.5的光学对应物的证据;这个新的极限比现有的要暗3.5等。此外，我们没有看到m_V < ~26的V带对应物。局部吸收比银河系的视线高7倍，在V波段提供2个量级的消光。因此M_V > ~ 0.5。与X射线发射光谱相吻合，表明有一个黑洞。我们发现XMMU J004215.8+411924最有可能是一个瞬态LMXB，而不是最初提出的HMXB。虽然我们认为可能是一个黑洞，但其本质尚不清楚。
2010-11-16 astro-ph.HE
Peering into the central region of a nano-quasar: XMM-Newton and Chandra views of the CH Cyg Symbiotic System
本文通过分析XMM-Newton和Chandra对共生星CH Cyg的X射线观测，发现其光谱需引入反射成分来建模硬X射线发射，该成分极可能源于白矮星吸积盘，并解释了6.4 keV处Fe发射线。
2023-05-05 astro-ph.HE
Chandra, XMM-Newton and HST observations of a transient in M31 with a possible asymmetric, precessing disk
瞬态X射线源CXOM 31 004205.77+411330.43在我们用Chandra对M31中心进行的~每月一次的长期监测活动中表现出几次爆发。然而，衰变曲线似乎与从银河系瞬变观测到的不同。我们跟踪了2011年爆发的两个~B波段HST/ACS观测，一个在爆发中，另一个在平静中，并使用差分成像来寻找对应物;这将由来自盘的再处理的X射线发射主导。我们找到了对应的B = 28.21+/-0.16。XMM-牛顿观测到的前一次爆发产生的光谱可以用吸收幂律很好地描述，吸收相当于~2.6 E+21 H原子cm^（-2），光子指数~1.8;最高质量的钱德拉光谱只产生了$\sim$ 130个计数，与XMM-牛顿的结果最吻合。我们计算了一个典型的磁盘光谱爆发期间的绝对V级为+1.9。X射线与光通量之比与轨道周期之间的经验关系表明，黑洞吸积体的周期< ~4 hr。这样一个短的时间内，预计将产生一个不对称的，旋进磁盘，我们建议，所观察到的衰减光曲线是由于调制的质量传递速率由于磁盘旋进。
2015-03-11 astro-ph.HE
X-ray spectroscopy of Abell S1101 with Chandra, XMM-Newton and ROSAT: band-pass dependence of he temperature profile and soft excess emission
我们提出了空间分辨光谱的星系团Abell S1101，也被称为Sersic 159-03，与钱德拉，XMM-牛顿和ROSAT，并调查存在的软X射线过量发射以上的贡献，从热的团内介质。在早期的论文中，我们报告了一个非常明亮的软过剩成分，达到100%的热辐射在R2 ROSAT波段（0.2-0.4千电子伏），使用的HI柱密度测量由Dickey和Lockman。在本文中，我们使用较新的莱顿-阿根廷-波恩调查测量的HI柱密度对Abell S1101，显着低于以前的值，并表明，在Abell S1101的软过量排放现在是在10-20%的热气排放的水平，与Bonamente等人在2002年分析的大样本的集群。ROSAT的软过量排放检测钱德拉和XMM-Newoton之间的校准不确定性无关。这项对Abell S1101的新分析表明，1/4keV的带发射与连接到星系团并向外延伸到星系际介质中的WHIM细丝的存在是相容的;我们在这项研究中发现的温度通常低于其他X射线研究中探测的WHIM。我们还表明，软过量发射是兼容的非热起源的逆康普顿散射的相对论电子关闭的宇宙微波背景，压力小于1%的热电子。
2011-07-05 astro-ph.HE
Symbiotic stars in X-rays II: faint sources detected with XMM-Newton and Chandra
我们报告的检测，与${\it Chandra}$和XMM- ${\it Newton}$，微弱的，软X射线发射的四个共生星，不知道是X射线源。这四个物体显示了$β$型X射线光谱，即它们的光谱可以用吸收的光学薄热发射来建模，温度为几百万度。利用V2416 Sgr和NSV 25735的XMM- ${\it Newton}$上的光学监测器获得的光度系列支持提出的设想，即X射线发射是在共生星云内的激波加热区域产生的。
2014-05-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
XMM-Newton and Chandra observations of the M31 globular cluster black hole candidate XB135: a heavyweight contender cut down to size
CXOM 31 J004252.030+413107.87是M31的D_25区域内最明亮的X射线源之一，与一个名为B135的球状星团（GC）有关，因此我们称之为XB 135。XB 135是一个低质量X射线双星（LMXB），在0.3- 10 keV的亮度4- 6 E+38 erg/s范围内表现出硬态特征，且硬态仅在~10%爱丁顿以下观测到。如果这是真的，那么这个吸积体将是一个高质量的黑洞（BH）（> ~50 M_Sun）;这样的黑洞可能是由一颗贫金属的高质量恒星直接坍缩形成的，而B135（0.015 Z_Sun）的金属丰度非常低，使得这种情况变得合理。我们已经获得了新的XMM-牛顿和钱德拉HRC观测结果，以阐明该物体的性质。我们从HRC观测中发现，XB 135是一个单点源，位于B135中心附近。新的XMM-牛顿谱与快速自旋的~10- 20 M_Sun BH在陡峭的幂律或热优势态下是一致的，但与我们先前假设的硬态不一致。我们不能正式拒绝与高光度中子星LMXB（称为Z源）相关的三分量发射模型;然而，我们更喜欢BH吸积体。我们注意到，对XB 135进行更深入的观察可以区分中子星吸积体。
2015-01-26 astro-ph.HE
XMM-Newton and Chandra Observations of the Ejecta-Dominated Mixed-Morphology Galactic Supernova Remnant G352.7-0.1
我们利用XMM-牛顿和钱德拉观测的档案数据对银河系超新星遗迹（SNR）G352.7-0.1进行了空间和光谱X射线分析。先前对该SNR的X射线观测揭示了与壳状射电形态形成对比的热中心填充形态，从而将G352.7 $-$ 0.1确定为混合形态SNR（MMSNRs）。我们的研究证实，X射线发射来自SNR内部，必须是喷射占主导地位。用XMM-牛顿获得的光谱可以满意地与单个热分量（即具有增强的硅和硫丰度的非平衡电离分量）拟合。相比之下，钱德拉从SNR的某些区域提取的光谱并不总是由单个热分量拟合。对于那些区域，具有太阳能丰度的第二热分量或具有不同温度和解冻的硅和硫丰度（分别）的两个热分量可以产生在物理上可接受的拟合。我们认为前一种情况在物理上更合理：基于我们的光谱拟合参数，我们计算了包括X射线发射质量（大约45个太阳质量，太阳丰度）在内的物理参数。我们没有发现与SNR相关的X射线发射等离子体中的过电离的证据：这种现象已经在其他MMSNRs中看到。我们已经进行了一个中子星内的SNR使用硬（2-10千电子伏）钱德拉图像搜索，但无法确定一个坚定的候选人。我们还提出（第一次）从这个SNR的红外发射的检测，在24微米的MIPS船上斯皮策探测。最后，我们讨论了G352.7-0.1在其他喷出物占主导地位的MMSNR的上下文中的属性。
2014-01-26 astro-ph.HE
The MAVERIC Survey: Chandra/ACIS Catalog of Faint X-ray sources in 38 Galactic globular clusters
球状星团拥有各种低光度（$L_X<10^{35}$ erg s $^{-1}$）X射线源，包括吸积中子星和黑洞、毫秒双星、激变变星和色球活动双星。在本文中，我们提供了一个全面的目录，超过1100个X射线源在38个银河系球状星团观测钱德拉X射线天文台的ACIS探测器。选择这些目标是为了补充MAVERIC巡天的银河系球状星团深射电连续谱图。我们对每个源进行测光和光谱分析，确定最佳拟合模型，并根据其光谱特性和在集群中的位置评估其作为前景/背景源的可能性。我们还提供变异性的基本评估。本文讨论了X射线双星在球状星团中的分布，它们的X射线光度函数，并用$^{-1}$的$L_X > 10^{33}$ erg s仔细分析了系统。在这些中等亮度的系统中，我们在NGC 6539中发现了一个新的源，它可能是一个候选的吸积恒星质量黑洞或过渡毫秒脉冲星。我们发现，球状星团中的静止中子星LMXB在其活跃（$L_X>10^{33}$ erg s $^{-1}$）状态下可能花费约2%的寿命作为过渡毫秒级中子星。最后，我们确定了大量的下丰度明亮（$L_X>10^{33}$尔格$^{-1}$）中间极性的球状星团相比，银河系领域，在过去的二十年的文献。
2020-07-09 astro-ph.HE
Multi-Epoch X-ray Imaging of Globular Cluster M62 with Chandra
利用\it Chandra获得的总曝光量为$\sim144$ ks的光谱成像数据，在球状星团M62（NGC 6266）的半光半径内探测到43个X射线源。根据X射线色光度图或与已知源的位置符合，我们将这些源分为不同的致密双星群，包括激变变星（CV）、静止低质量X射线双星（qLMXB）、毫秒脉冲星（MSP）和黑洞（BH）。在我们的分析中鉴定了12个CV、4个qLMXB、2个MSP和1个BH的X射线对应物的候选者。在我们的分析中使用的数据包括两个帧相隔12年，这使我们能够搜索的长期变化，以及短期X射线通量的变化在每个观察窗口。分别在7个和12个源中发现了短期变化和长期变化的证据。对于一些X射线亮度为$L_{x}\gtrsim 10^{32}$ ~erg/s的亮源，我们进一步详细地描述了它们的光谱特性。通过比较M62与其他几个典型球状星团的X射线粒子数，发现M62中亮源所占的比例较大，这可能是其活跃的动力学形成过程的结果。
2020-08-31 astro-ph.HE
A Deep Chandra X-ray Observatory Study of the Millisecond Pulsar Population in the Globular Cluster Terzan 5
我们对2000年至2016年期间积累的745.6 ks钱德拉X射线天文台先进CCD成像光谱仪档案数据进行了分析，这些数据来自银河系球状星团Terzan 5中的毫秒脉冲星（MSP）。在37个具有精确位置的MSP中，发现8个具有合理的X射线源匹配。尽管深度曝光，剩余的MSP或者边缘检测到或者没有明显的X射线对应物，这可以归因于旋转供电MSP的典型的软热谱，其被朝向簇的高介入吸收柱（~ $10^{22}$ cm $^{-2}$）强烈衰减，并且在某些情况下严重的源拥挤/混合。对于“redback”MSP双星，PSR J1748- 2446 P和J1748- 2446 ad，以及“黑寡妇”双星PSR J1748- 2446 O，我们发现了明确的证据，大振幅X射线变化的轨道周期与双星内部的冲击源一致。星团中的第三个红背MSP，PSR J1748- 2446 A，在年的时间尺度上显示出大幅度的流量变化，可能是由于二级恒星的状态转换或强烈的耀斑事件。
2020-12-23 astro-ph.HE
The second ULX transient in M31: Chandra, HST and XMM observations, and evidence for an extended corona
XMM J004243.6+412519是M31中的一个瞬态X射线源，于2012年1月15日首次发现。不同的方法拟合最亮的后续观测结果，得到1.3- 2.5E +39 erg/s的光度，使其成为M31中的第二个超亮X射线源（ULX），可能有一个黑洞吸积体。这些不同的模型代表了日冕的不同情况：光学厚和紧凑，或光学薄和扩展。我们获得了钱德拉ACIS和{ \em HST} ACS观测这个对象作为我们的瞬态监测计划的一部分，也观察到它偶然在120 KS XMM-牛顿观测。我们在J2000位置00：42：43.70 + 41：25：18.54发现了一个光学对应物;它的F435 W（~ B波段）在2012年3月7日的观测中为25.97+/-0.03，在2012年9月7日的观测中在4 σ水平上>28.4，表明它是一个低质量的施主。我们使用不同的日冕场景创建了两种替代的光变曲线，发现紧凑日冕的线性衰减和扩展日冕的指数衰减;线性衰减意味着一个比我们观察到的亮5个星等的圆盘。因此，我们倾向于扩展日冕的情况下，但要注意的是，有没有统计偏好的X射线光谱单独的这个模型。利用X射线与光学比和轨道周期之间的两个经验关系，我们估计周期约为9- 30小时;这个周期与M31中第一个ULX的周期（18 + 5 - 6小时）一致。
2013-05-06 astro-ph.HE
Accurate Localization and Identification of Six Hard X-ray Sources from Chandra and XMM-Newton data
本文介绍了对INTEGRAL全天空巡天中的六个硬X射线源（IGR J12134-6015，IGR J18293-1213，IGR J18219-1347，IGR J17350-2045，IGR J18048-1455，XTE J1901+014）的Chandra和XMM-Newton观测结果。基于这些观察，我们已经大大提高了定位精度的对象，因此，已设法确定其光学同行。使用公开的2 MASS和UKIDSS红外巡天数据以及SOFI/NTT望远镜（欧洲南方天文台）的数据，我们确定了光学对应物的大小，估计了它们的类型和（在某些情况下）到程序对象的距离。在IGR J 18048 -1455的X射线光谱中检测到了一组能量为6.4、6.7和6.9 keV的三重铁谱线;再加上从该源检测到的周期约为1440 s的脉动，这使得它被归类为激变变星，很可能是一个中间极星。此外，IGR J 12134 -6015和IGR J 17350 -2045的宽带X射线光谱结合红外和射电观测表明，这些物体具有河外性质。源IGR J 18219 -1347可能属于高质量X射线双星。
2012-09-13 astro-ph.HE
Fifteen years of XMM-Newton and Chandra monitoring of Sgr A*: Evidence for a recent increase in the bright flaring rate
我们提出了一个研究的X射线耀斑活动的Sgr A* 在所有150 XMM牛顿和钱德拉观测指向银河系中心在过去的15年。这包括最新的XMM-牛顿和钱德拉运动，致力于监测非常红色的Br-伽马发射物体G2的最接近方法。分析的整个数据集从1999年9月到2014年11月。我们采用了贝叶斯块分析，调查任何可能的变化的特点（频率，能量，峰值强度，持续时间）的耀斑事件，Sgr A* 自2001年发现以来，已展出。我们观察到Sgr A* 的总亮或非常亮的耀斑光度在2013-2014年间增加了2-3倍（~3.5 sigma显著性）。我们还观察到，从2014年夏末开始，Sgr A* 的明亮或非常明亮的耀斑速率从0.27+-0.04天^-1增加到2.5+-1.0天^-1（~99.9%的显著性），这恰好是G2通过近中心后大约6个月。这可能表明，集群是明亮耀斑的一般属性，它与稳态噪声过程有关，产生的耀斑在时间上分布不均匀（类似于在其他静止黑洞中观察到的情况）。如果是这样的话，由于监测频率的增加，燃烧特性的变化现在才能被揭示出来。或者，这可能是由G2的近距离通过引起的过度吸积活动的第一个迹象。需要更多的观察来区分这两种假设。
2015-07-09 astro-ph.HE
A Chandra X-ray Observatory Study of PSR J1740--5340 and Candidate Millisecond Pulsars in the Globular Cluster NGC 6397
利用钱德拉深部X射线天文台对球状星团NGC 6397中的特殊射电毫秒脉冲双星PSR J1740- 5340和候选毫秒脉冲星（MSPs）进行了研究。PSR J1740- 5340的X射线似乎是非热的，并在双星周期表现出可变性。这些性质表明，由于相对论旋转动力脉冲星风和不寻常的“红离散星/次亚巨星”伴星流出的相互作用，形成了相对论双星内激波。我们发现X射线源U 18显示出与PSR J 1740 - 5340相似的X射线和光学性质，使其成为强有力的MSP候选者。它表现出从数小时到数年的时间尺度上的可变性，也与其X射线发射的二元内冲击源一致。X射线数据的空前深度使我们能够对NGC 6397中的MSP进行全面普查。根据目前银河系中X射线探测到的MSP样品的性质，我们发现NGC 6397可能不超过6个MSP。
2009-11-16 astro-ph.HE
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
Two Rapidly Variable Galactic X-ray Transients Observed with Chandra, XMM and Suzaku
我们在银河系中心附近的新的和存档的X射线数据中确定了两个中等亮度、快速变化的瞬变。这两个对象显示出强烈的，耀斑的时间尺度上的几十到几千秒的变化，N_H变化的证据，和硬光谱。XMMU J174445.5-295044在2-10 keV的通量为3*10^{-11}至<10^{-12}尔格/cm ^2/s，N_H等于或高于5* 10 ^22 cm^{-2}，由XMM、钱德拉和朱雀观测到。一个可能的2 MASS对应物，K_S=10.2，显示出晚型恒星的颜色。CXCRJ 174042.0 -280724可能是快速硬瞬态IGR J17407-2808的对应物。钱德拉观测发现F_X（2-10 keV）约为10^{-12}尔格/cm^{-2}/s，N_H变化很大（从2*10^22到>2*10^23 cm^{-2}）。对于K_S>13，没有2 MASS对应物可见。XMMU J174445.5-295044似乎是一颗新的共生星或共生X射线双星，而CXMMU J174042.0-280724则更为神秘，可能是一颗不寻常的低质量X射线双星。
2009-06-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
Chandra and XMM-Newton X-ray Study on the Core-collapse Supernova Remnant N63A in an H II Region
Nanjing University（南京大学）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics, Nanjing University, Ministry of Education（南京大学现代天文与天体物理教育部重点实验室）
研究利用钱德拉和XMM-牛顿观测，对大麦哲伦星系中N63A超新星遗迹进行X射线分析，通过光谱拟合等方法揭示其多温度等离子体成分及物理参数变化，估计了年龄和能量，还通过与模型比较确定前身星质量，支持单星核心坍缩起源。
2026-07-14 astro-ph.HE
A Chandra Look at the X-ray Faint Millisecond Pulsars in the Globular Cluster NGC 6752
我们结合新的和档案钱德拉观测的球状星团NGC 6752创建一个更深的X射线源列表，并研究这个集群的微弱的无线电毫秒双星（MSP）。我们在NGC 6752中探测到五个MSP中的四个，并提供了第五个MSP的发射证据。来自这些MSP的X射线与中子星表面的热辐射一致，其黑体温度明显高于其他球状星团MSP（尽管我们不能排除非热辐射或其他X射线源的污染）。NGC 6752 E是目前已知的最低L_X的MSPs之一，L_X（0.3-8 keV）=1.0+0.9-0.5*10^30尔格/秒。我们使用新的HST ACS图像检查核心中三个孤立MSP的光学对应物，没有发现合理的对应物，这与它们缺乏二进制同伴一致。我们从文献中汇编了射电MSP的L_X和自旋下降功率的测量结果，在可行的情况下包括误差。我们发现没有证据表明孤立的MSPs比双星系统中的MSPs具有更低的L_X，忽略了双星MSPs显示的来自双星内风激波的发射。我们发现弱的证据MSP的X射线的估计温度和已知的MSP自旋周期之间的负相关性，与MSP极帽的大小随着自旋周期的增加预测收缩一致。
2014-03-18 astro-ph.HE
Chandra and XMM-Newton imaging and spectroscopic study of the supernova remnant Kes 73 hosting the magnetar 1E 1841-045
我们提出了一个钱德拉和XMM牛顿研究的超新星遗迹（SNR）Kes 73托管异常X射线脉冲星1 E 1841-045。钱德拉的图像显示了残骸上的星团结构，沿着西部边缘发射增强。X射线辐射充满了射电壳层，并在空间上与红外图像相关。X射线谱用双分量热模型描述，柱密度N_H ~ 2.6e22cm ^{-2}，总光度L_X ~ 3.3e37ergs/s（0.5-10 keV，假设距离8.5kpc）。软组分的特征在于温度kT_s ~ 0.5 keV，高电离时间尺度，和增强的Si和S丰度，这表明发射是由冲击喷出物为主。硬组分的温度kT_h ~ 1.6 keV，电离时间尺度相对较低，大部分是太阳丰度，表明发射主要由星际/星周冲击物质组成。空间分辨光谱研究表明，光谱特性没有显着变化。我们推断SNR年龄范围在750年和2100年之间，爆炸能量为~0.3e51尔格，冲击波速度为1200 km/s（根据Sedov相位假设）。我们还讨论了Kes 73扩展到其大质量祖先的红超巨星风阶段的可能情况。将推断的金属丰度与核心坍缩核合成模型的产量进行比较，我们估计祖星质量>20个太阳质量，将候选者添加到越来越多的高磁化中子星名单中，这些中子星被认为与非常大质量的祖星有关。
2013-11-25 astro-ph.HE
Chandra and HST Studies of Six Millisecond Pulsars in the Globular Cluster M13
我们分析了银河系球状星团M13的55 k钱德拉X射线观测。利用Wang等人（2020）在M13中六个已知毫秒级双星（MSP）的最新无线电定时位置，我们在X射线光度为$L_X$（0.3-8 keV）$\sim 3 \times 10^{30} - 10^{31}~{\rm erg~s^{-1}}$的六个MSP中的五个探测到了可靠的X射线对应物，包括新发现的PSR J1641+ 3627 F。在PSR J1641+ 3627 A位置处存在有限的X射线计数，我们获得了其上限$L_X<1.3 \times 10^{30}~{\rm erg~s^{-1}}$。我们分析X射线光谱的所有六个MSP，这是很好地描述了一个单一的黑体或一个单一的幂律模型。我们还结合了哈勃太空望远镜（HST）的光学/紫外成像观测，并找到了PSR J1641+ 3627 D和J1641+ 3627 F的光学对应物。我们的色星等图表明后者包含一颗白矮星，这与射电计时观测所提出的性质一致。J1641+ 3627 D的对应物仅在V波段可见;然而，我们认为J1641+ 3627 D的伴星也是一颗白矮星，因为我们看到了类似黑体的X射线光谱，而具有非简并伴星的MSP通常显示来自脉冲星和伴星风之间冲击的非热X射线。我们的工作增加了球状星团中MSPs的X射线和光学对应物的样本。
2021-01-20 astro-ph.HE
A four-year XMM-Newton/Chandra monitoring campaign of the Galactic Centre: analysing the X-ray transients
我们报告的结果，为期四年的X射线监测活动的中央1.2平方度的银河系，与钱德拉和XMM-牛顿在2005年和2008年之间进行。我们的研究重点是瞬态X射线源的性质，达到2-10 keV的亮度> 1 E34 erg/s的一个假定的距离为8千秒差距。在我们的观测范围内有17个已知的X射线瞬变，其中8个是在我们的观测期间在爆发中检测到的：瞬变中子星低质量X射线双星GRS 1741-2853、AX J1745.6-2901、SAX J1747.0-2853、KS 1741-293和GRO J1744-28，以及未分类的X射线瞬变XMM J174457-2850.3、CXOGC J174535.5-290124和CXOGC J174541.0-290014。我们提出了他们的X射线光谱和通量的演变在我们的运动，并讨论这些结果在他们的历史活动。我们的主要结果包括检测到两个热核X射线爆发从SAX J1747.0-2853，由一个异常短的时间间隔3.8分钟分开。我们检测到一个热核X射线爆发和~1600-s X射线日食从AX J1745.6-2901。XMM J174457-2850.3和GRO J1744-28都显示出弱的X射线活动，高于它们的静止水平，这表明低水平的吸积。除了八个已知的X射线瞬变之外，我们还发现了一个以前未知的X射线源，我们将其命名为XMMU J174654.1-291542。基于它的…
2012-08-14 astro-ph.HE
Cross Calibration of Galaxy Cluster Temperatures Measured with NuSTAR, XMM-Newton, and Chandra
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
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
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
The supergiant fast X-ray transient IGRJ18483-0311 in quiescence: XMM-Newton, Swift, and Chandra observations
IGR J 18483 -0311是在2003年被INTEGRAL发现的，后来被归类为超巨星快速X射线瞬变。它在爆发中被观察了很多次，但它的静止状态仍然知之甚少。在这里，我们介绍了IGRJ 18483 -0311的XMM-牛顿，斯威夫特和钱德拉观测结果。这些数据改进了源的X射线位置，并提供了IGR J18483-0311在静止时的时间和光谱特性的新信息。我们报告的脉动检测在静态X射线发射的这个源，并给出了第一次测量的自旋周期衍生物的这个源。在IGRJ 18483 -0311中，测量到的自旋周期导数为-（1.3+-0.3 x10 ^（-9）s/s，这可能是双星中光的传播时间效应造成的。我们比较了IGRJ 18483 -0311和SAXJ 1818.6 -1703的最新观测结果，这两个超巨星快速X射线瞬变，其轨道周期相似。
2009-05-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Ultraluminous X-ray Sources in the Chandra and XMM-Newton Era
超铝X射线源（ULX）是吸积黑洞，可能包含丢失的人口的中间质量黑洞或反映超爱丁顿吸积物理。钱德拉和XMM-牛顿对ULX的十年观测，结合了对它们的多波段研究，产生了丰富的观测数据和现象学分类。我们回顾了它们的宿主星系的属性，列出流行的光谱模型和标准和超临界吸积物理的影响，演示了这些对象的X射线定时如何限制它们的质量。我们还回顾了ULXs的多波长研究，包括双星系统的光发射和它们周围的星云。我们总结了三类黑洞可以为ULX提供动力：正常恒星质量的黑洞（~10个太阳质量），大质量恒星黑洞（~<100个太阳质量）和中等质量的黑洞（10^2 - 10^4个太阳质量）。我们收集的证据，这三种类型的紧凑的对象，包括每种解释的警告的存在，并简要回顾其形成过程。
2011-10-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Relativistic components of the Ultra-Fast Outflow in the Quasar PDS 456 from Chandra/HETGS, NuSTAR and XMM-Newton observations
我们介绍了2015年类星体PDS 456的Chandra/HETGS和NuSTAR观测的光谱分析，以及2013-2014年的XMM-Newton和NuSTAR档案数据，以及2003年的Chandra/HETGS数据。我们以一致的方式分析了这三个不同的时期，寻找与铁（和镍）的类H和类He离子以及软带中其他元素（O，Ne，Si和S）的高度电离蓝移吸收线相对应的吸收特征。我们确认存在一个持续的超快外流（UFO），速度为v_out=-0.24 --0.29c，以前检测到的。我们还报告检测到一个额外的更快的组成部分的不明飞行物与相对论速度的v_out=-0.48c。我们实施了光电离建模，使用XSTAR分析模型warmabs，以表征超快流出和PDS 456中检测到的部分覆盖吸收体的不同运动学成分的物理特性。这两个相对论分量的超快外流观测在本文分析的三个时代是强大的，足以通过活动星系核反馈的影响PDS 456的宿主星系。
2019-01-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spatial Distribution of Metal Emissions in SNR 3C 397 Viewed with Chandra and XMM
利用Chandra和XMM-Newton观测数据，对超新星遗迹3C 397的Mg Heα、Si Heα、S Heα和Fe Kα复合谱线进行了X射线等效宽度成像。图像显示，元素越重，元素分布的范围越小。Mg辐射在东南部爆发区明显增强，沿射电边界，并出现部分包围东部的Fe结。两个双边帽状硅线发射结构是沿北部和南部的边界，大致对称的东南-西北伸长轴。一个发射S线的壳层位于北射电和红外线壳层的内部，表明喷出物中有一层受冲击的硫。一些增强的Fe特征基本上沿着SNR的矩形形状的对角线对齐，这暗示了早期的不对称SN爆炸。
2010-02-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Consistency of Hitomi, XMM-Newton and Chandra 3.5 keV data from Perseus
使用软X射线光谱仪（SXS）对英仙座进行的\emph{Hitomi}观测提供了对英仙座星系团中多个小组报告的3.5 keV特征的高分辨率观察。\emph{Hitomi}光谱--包括弥散星系团发射和点状中央活动星系核（AGN）的总和--在$E \sim 3.5 {\rm keV}$没有显示出任何过量，这与以前观测到的过量弥散发射明显不一致。我们指出，2009年的\emph{Chandra}数据揭示了活动星系核光谱在$E = (3.54 \pm 0.02) {\rm keV}$（星团框架）处的强烈下降--与\emph{XMM-Newton}观察到的扩散过剩能量相同。将这个下降比例缩放到2016年AGN光度并将其添加到弥漫的\emph{XMM-Newton}过量中，这预测了$(-5.9 \pm 4.4) \times 10^{-6} \, {\rm ph} \, {\rm cm}^{-2} \, {\rm s}^{-1}$在$E= 3.54$ keV处的SXS视场的整体下降-当被暗物质维里速度加宽时，与\emph{Hitomi}数据精确匹配。我们描述的模型荧光暗物质，可以重现这种物理，其中暗物质吸收，然后重新发射从中央活动星系核发射的3.5千电子伏的光子。
2017-11-02 astro-ph.HE hep-ph
Chandra and XMM-Newton Observations of the Abell 3391/Abell 3395 Intercluster Filament
我们提出了钱德拉和XMM-牛顿X射线观测的阿贝尔3391/阿贝尔3395星系团间灯丝。有人认为，星系团Abell 3395、Abell 3391和位于这两个星系团之间的ESO-161星系团，沿着一条大尺度的星系团间暗条排列。我们发现，灯丝对准接近天空的平面，与以前的结果相反。我们发现了一个全局的投射灯丝温度kT = $4.45_{-0.55}^{+0.89}$ ~keV，电子密度$n_e=1.08^{+0.06}_{-0.05} \times 10^{-4}$ ~cm $^{-3}$，和$M_{\rm gas} = 2.7^{+0.2}_{-0.1} \times 10^{13}$ ~M $_\odot$ .暗条的热力学性质与Abell 3395和Abell 3391的团内介质（ICM）一致，表明暗条的发射主要是由ICM气体主导的，ICM气体在这两个团合并的早期阶段被潮汐破坏.我们目前的温度，密度，熵，和丰度分布在整个灯丝。我们发现，星系群ESO-161可能正在经历冲压压力剥离的低密度环境中的维里半径或附近的两个集群，由于其快速运动通过的灯丝。
2018-02-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Chandra and XMM-Newton X-ray Observations of the Hyperactive T Tauri Star RY Tau
我们提出的结果，指出X射线观测吸积喷流驱动金牛座T星RY头使用钱德拉和XMM-牛顿。我们获得了高分辨率的光栅光谱和高质量的CCD光谱和光变曲线，目的是确定RY Tau明亮的X射线发射的物理机制。光栅光谱揭示了许多发射线，跨越了广泛的温度叠加在一个热的连续。X射线发射测量分布主要由T_hot ~ 50 MK的非常热的等离子体控制，但在耀斑期间存在更高的温度。一个较弱的冷等离子体成分也存在，揭示了低温线，如O VIII。X射线光变曲线显示出复杂的变化，包括短持续时间（~小时）的超热耀斑，伴随着荧光铁发射在6.4千电子伏叠加在一个缓慢变化（~一天）的组件，可能与恒星旋转。热耀斑成分无疑是磁源（如日冕）。软带和硬带光变曲线经历类似的缓慢变化，这意味着至少有一些冷等离子体与热等离子体共享一个共同的磁源。任何贡献的X射线发射冷冲击等离子体相比，占主导地位的热的组成部分，但生产个别的低温线，如O VIII在吸积冲击不排除。
2016-04-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining the parameters of the pulsar wind nebula DA 495 and its pulsar with Chandra and XMM-Newton
我们目前的光谱和时间分析的X射线发射的脉冲星风星云DA 495和它的中心对象，J1952.2+2925，建议是脉冲星，使用档案钱德拉和XMM-牛顿数据。J1952.2+2925有一个纯热谱，它既可以用温度为$\approx 215$ eV、发射区半径为$\approx 0.6$ km的黑体模型拟合，也可以用温度为80-90 eV的磁化中子星大气模型拟合。在后一种情况下，热辐射可以来自整个中子星表面，其温度与标准中子星冷却方案一致。我们还对J1952.2+2925非热通量提出了上限。推导出的光谱参数通常与仅基于Chandra数据的已发表的光谱参数兼容，但由于包含XMM-牛顿数据，它们更加准确。没有发现脉动，我们将J1952.2+2925脉冲发射分数的上限定为40%，利用星际吸收距离关系，我们估计了到DA 495的距离，如果J1952.2+2925的发射由大气模型描述，那么DA 495的距离可以高达5 kpc。我们编制了可能的星云多波长光谱，包括无线电数据;它们取决于中心物体的光谱模型。通过与其它脉冲星+风星云系统的比较，我们对J1952.2+2925的自旋下降光度和年龄进行了合理的限制。我们认为费米源3FGL J1951.6+2926可能是J1952.2+2925的$γ$射线对应物。
2015-08-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Unveiling Chemical Enrichment in the Abell 2029 Core with XRISM, XMM-Newton, and Chandra
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
Compton-Thick AGN in the NuSTAR era VII. A joint NuSTAR, Chandra and XMM-Newton analysis of two nearby, heavily obscured sources
我们提出了联合钱德拉，XMM-牛顿和NuSTAR分析的两个附近的塞弗特星系，NGC 3081和ESO 565-G 019。这是仅有的两个在10个低红移（$z \le 0.05$）的更大样本中具有钱德拉数据的，候选者康普顿厚的活动星系核（AGN）在15-150 keV波段中使用Swift-BAT选择，仍然缺乏NuSTAR数据。我们的光谱分析，使用物理动机的模型，提供了一个估计的视线（l.o.s.）和两个托氏体的平均（N $_{H,S}$）柱密度。NGC 3081有一个康普顿薄的光学系统。柱密度N $_{H,z}$ =[0.58-0.62] $\times 10^{24}$ cm $^{-2}$，但N $_{H,S}$超过康普顿厚度阈值（N $_{H,S}$ =[1.41-1.78] $\times 10^{24}$ cm $^{-2}$），表明核周物质分布的“不均匀”情况。ESO 565-G 019具有两个康普顿厚度的L.O.S.和$_{H,S}$柱密度（分别为$_{H,z}>$ 2.31 $\times 10^{24}$ cm $^{-2}$和$_{H,S} >$ 2.57 $\times 10^{24}$ cm $^{-2}$）。使用物理驱动的模型，加上数据所涵盖的广泛能量范围（NGC 3081和ESO 565-G 019分别为0.6-70 keV和0.6-40 keV）允许我们…
2021-09-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
