High Resolution X-ray Spectroscopy of the Nova-Like Cataclysmic Variable BZ Cam using Chandra HETG: Diagnosis of the ADAF-like (Advective) Hot Flow
Department of Astronomy and Space Sciences, Faculty of Science, Istanbul University（伊斯坦布尔大学理学院天文学与空间科学系）；Kadir Has University, Faculty of Engineering and Natural Sciences（卡迪尔哈斯大学工程与自然科学学院）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）
通过Chandra HETG观测BZ Cam，研究其X射线区域的等离子体状态，发现H-和He-like发射线及非平衡电离条件，揭示ADAF-like热流特性。
2026-04-10 astro-ph.HE
The Chandra/HETG view of NGC 1365 in a Compton-thick state
我们提出了一个钱德拉高能透射光栅（HETG）的本地塞弗特星系NGC 1365的观测分析。该源以其引人注目的X射线光谱变化而闻名，被捕获在反射占主导地位的康普顿厚状态中。钱德拉提供的高空间分辨率使我们能够从活动核中分离出软X射线辐射，忽略了kpc级星暴环的大部分贡献。因此，HETG光谱揭示了丰富的He-和H-样线从光致电离气体，而在较大的孔径观测这些几乎完全是通过碰撞电离产生的环核环境。一旦剩余的热分量被占，靠近硬X射线连续源的光电离区域的发射线特性表明，NGC 1365有一些相似之处，当地人口的遮蔽活动星系。尽管总体数据质量有限，但几条软X射线线似乎具有相当宽的剖面（半峰全宽约为800-1300 km/s），似乎涉及一系列外流速度（高达约1600 km/s，但可能达到几千km/s）。在更高的能量下，中性铁的K $α$荧光谱线的分辨置信度大于99%，其宽度约为3000 km/s，表明其起源来自同一个宽线区域云，该云负责遮蔽X射线源并可能屏蔽窄线区域。
2015-08-05 astro-ph.HE
The complex circumnuclear environment of the broad-line radio galaxy 3C 390.3 revealed by Chandra HETG
我们提出了第一个高光谱分辨率的X射线观测的宽线射电星系3C 390.3获得的高能透射光栅（HETG）光谱仪上的钱德拉X射线天文台。该光谱在软X射线和Fe K带都表现出复杂的发射和吸收特征。我们检测到的发射和吸收线之间的能量范围E = 700 - 1000 eV与离子化的Fe L过渡（Fe XVII-XX）。在E = 6.4keV处还观察到与Fe K α一致的发射线。我们的最佳拟合模型至少需要三个不同的分量：（i）热辐射分量，可能与这个椭圆星系中的热星际介质有关，温度kT = 0.5 +/-0.1 keV;（ii）具有电离参数log N_H = 2.3 +/-0.5 erg s ^{-1} cm，柱密度logN_H = 20.7 +/-0.1 cm ^{-2}的温吸收器，流出速度v_{out} <150 km s ^{-1};（iii）Fe K带中的低电离反射分量可能与光学宽线区或外部吸积盘有关。这些证据表明，我们有可能直接向下看这个活跃星系的电离锥，而中央X射线源只沿着未被遮挡的锥体进行光电离。这与活动星系核的角度依赖统一图像总体上是一致的。
2016-08-11 astro-ph.HE
The Nature of X-Rays from Young Stellar Objects in the Orion Nebula Cluster -- A Chandra HETGS Legacy Project
本研究基于Chandra HETGS对ONC长达2.1 Ms的观测，提取36条年轻恒星高分辨率X射线光谱，揭示其谱线展宽、高温日冕成分和长期变率。
2024-05-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Chandra/HETGS Census of X-ray Variability From Sgr A* During 2012
在钱德拉X射线天文台的2012年Sgr A* X射线远景计划（XVP）期间，我们首次对Sgr A* 的X射线变化进行了系统分析。通过38次高能透射光栅光谱仪（HETGS）的观测，平均间隔7天，这一前所未有的活动能够以高空间，光谱和时间分辨率详细研究这个超大质量黑洞的X射线发射。在3毫秒的观测中，我们探测到了39个来自Sgr A* 的X射线耀斑，持续时间从几百秒到大约8千秒，亮度范围从~ 1 e34 erg/s到2 e35 erg/s，在2-10 keV。尽管有初步证据表明耀斑峰值计数率分布存在差距，但没有证据表明微弱和明亮耀斑之间的X射线颜色差异。我们初步的X射线耀斑光度分布dN/dL与指数为-1.9（+0.3 -0.4）的幂律一致;这与Sgr A* 的NIR通量分布的一些估计相似。观测到的耀斑贡献了Sgr A* 在活动期间总X射线输出的三分之一，并且多达10%的静态X射线发射可能由微弱的未检测到的耀斑组成，这也可能贡献高频可变性。我们认为，耀斑可能是唯一的来源X射线发射的内部吸积流。
2013-07-22 astro-ph.HE
Leveraging High Resolution Spectra to Understand Black Hole Spectra
在过去的17年里，XMM-牛顿和钱德拉都带来了强大的组合的高空间和光谱分辨率的研究黑洞系统。这些属性中的每一个都需要特别考虑-与较低的空间分辨率相比，CCD质量光谱-当对这些航天器获得的观测进行建模时。实际上，要正确模拟较低分辨率的CCD光谱，需要对高分辨率光谱有很好的理解，XMM-牛顿上的反射光栅光谱仪（RGS）仪器在软X射线能量下保持最高的“品质因数”，适用于所有飞行任务或目前计划的下一个十年。由于其更高的光谱分辨率，Chandra高能透射光栅（HETG）的使用，尽管具有更长的积分时间，但可以使RGS研究更加清晰。继续研究的另一个有希望的途径是通过RGS和/或HETG将软X射线的高光谱分辨率与扩展到硬X射线的同期宽带覆盖（例如，NuSTAR或INTEGRAL光谱）。这些研究为回答有关黑洞系统吸积的基本问题提供了特别的希望;然而，迄今为止，它们只得到了适度的考虑。这可能部分是由于分析高分辨率光谱的困难。作为回应，我们必须继续开发软件工具，使更广泛的天体物理学界更容易获得高分辨率X射线光谱的分析。
2016-12-06 astro-ph.HE
A Decade-Baseline Study of the Plasma States of Ejecta Knots in Cassiopeia A
本文分析了仙后座A超新星遗迹10年观测中的21个亮X射线节。我们进行了一系列全面的测量，以揭示在每个结的等离子体的运动学和热状态，使用两个高能量分辨率的高能量透射光栅（HETG）和四个中等能量分辨率的先进CCD成像光谱仪（ACIS）的光谱集的组合分析。ACIS电子温度估计同意HETG派生的值约一半的研究结，产生高分辨率的温度估计和ACIS派生的温度之间的第一个比较。我们没有观察到预期的光谱evolutionpredicted从电离年龄和密度估计每个knotin所有，但三个结研究。这些测量结果与我们的假设不相容，这使我们提出了一个解离的喷出物模型，其中金属在结内未混合，这可能会对超新星混合模型产生强烈的约束。
2013-05-07 astro-ph.HE
Multi-wavelength campaign on NGC 7469: III. Spectral energy distribution and the AGN wind photoionisation modelling, plus detection of diffuse X-rays from the starburst with Chandra HETGS
我们调查的物理结构的活动星系风的Seyfert-1星系NGC 7469通过高分辨率X射线光谱与钱德拉HETGS和光电离模型。钱德拉，HST和斯威夫特的同期数据被用来模拟光学紫外-X射线连续谱，并确定光谱能量分布（SED）在两个时代，相隔13年。在我们的研究中，我们使用了2015年12月至2016年1月的新观测结果和2002年12月的历史观测结果。我们研究的SED形状的变化，看到两个时代之间的风的光电离的影响。HETGS光谱表明，NGC 7469的活动星系核风由四个电离分量组成，它们的外流速度在-400到-1800 km/s之间。从我们的建模中，我们发现，在电离连续形状的变化之间的两个时代的结果在风分量的电离状态的一些变化。然而，对于在X射线中检测到的主要离子，它们在所有四种组分上的柱密度之和在实践中保持不变。对于四个组分中的两个，我们发现它们在两个时期都是热不稳定的，我们使用冷却和复合时标得到2 < r < 31 pc和12 < r < 29 pc。对于另外两个热稳定组分，我们从复合时间尺度获得r < 31 pc和r < 80 pc。我们的光电离建模和热稳定性分析的结果表明，在NGC 7469的吸收剂组件是一致的是一个热驱动风从活动星系核环面。最后，通过对零级ACIS/HETG数据的分析，我们发现0.2-1 keV之间的X射线辐射在空间上扩展了1.5-12”。这种弥漫的软X射线辐射…
2018-03-22 astro-ph.HE
Chandra HETG X-ray Spectra and Variability of $π$ Aqr, a $γ$ Cas-type Be star
本文分析了 $γ$ Cas型星 $π$ Aqr 的 Chandra/HETG X射线光谱与光变，发现其极热热等离子体特征及约3400秒的相干光变，并推测X射线辐射源于次星（可能是磁性白矮星）的吸积过程。
2024-04-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
High-cadence Dispersed Spectral Analysis of Supernova Remnant 1987A
我们对Chandra进行的超新星遗迹（SNR）1987 A观测的11个时期（2011年3月至2018年9月）的分散光谱数据进行了分析。这些观测是使用高能透射光栅（HETG）进行的，作为我们正在进行的SNR 1987 A钱德拉监测活动的一部分，其一阶色散光谱提供了比以前公布的0阶光谱更高的能量分辨率。我们的数据集具有每历元约50- 70 ks的中等曝光时间，涵盖了2011年3月和2018年3月进行的深度Chandra HETG观测（单个曝光> 200 ks）之间的时间段。这些数据具有比宽间隔深高分辨率光谱高得多的节奏，以总曝光时间为代价。虽然由于观测到的一阶光谱中的光子计数统计量较低，统计不确定性很大，但我们发现光谱模型参数通常与传播到致密内环以外的介质中的冲击波一致，如Frank等人2016所建议的那样。由于反向激波开始电离赤道环内部超新星喷出物的重元素，预计光谱拟合参数将随着激波气体的化学组成和物理性质的演变而变化。基于我们的宽带光谱模型拟合，我们发现，丰度值似乎是恒定的，在这段时间内。虽然我们的结果是有限的，由于光子统计，我们证明了分散HETG光谱分析，可以与我们的常规钱德拉监测观测SNR 1987 A的实用程序。
2021-02-27 astro-ph.HE
The Chandra High Resolution X-ray Spectrum of Quiescent Emission from Sgr A*
在静止状态下，Sgr A* 令人惊讶地暗淡，比其环境预期的亮度低10万倍。这个问题激发了大量的理论模型来解释辐射低效吸积流（RIAF）。钱德拉银河中心（GC）X射线远见计划获得了大约3个月（一个月）的钱德拉HETG数据，提供了唯一的机会，检查静止X射线发射的Sgr A* 的高分辨率光谱。利用自定义背景区域和过滤器去除重叠的点源，这项工作提供了有史以来第一次看到Sgr A* 的堆叠HETG光谱。我们用三次样条对背景数据集进行建模，并在星际消光的影响下用幂律加高斯线的简单参数模型拟合未合并的Sgr A* 光谱。我们检测到一个强的6.7 keV铁发射线的HEG光谱和3.1 keV的发射线的MEG光谱。在所有情况下，线的质心和等效宽度是一致的，从低分辨率CCD光谱测量。未分组的堆叠HEG+/-1光谱的检查揭示了铁线复合物中的精细结构。除了解析类氦铁的共振线和禁戒线外，在较低能量下还存在具有较高统计显著性的明显发射特征，可能与Sgr A* 的Bondi半径附近产生的~1 keV等离子体中的FeXX-XXIV离子有关。通过这项工作，我们将清洁和堆叠的Sgr A* 和背景HETG光谱作为特殊的遗留数据集向公众发布。
2020-02-17 astro-ph.HE physics.space-ph
Updating the Chandra HETGS Efficiencies using In-Orbit Observations
利用连续亮光源的飞行观测，对高能透射光栅光谱仪（HETGS）中光栅的效率进行了更新。该程序首先涉及验证从+1和-1阶获得的通量匹配，这检查污染物模型和CCD量子效率是否一致。然后，使用高能量光栅（HEGs）导出的通量进行了比较，从中能量光栅（MEGs）。将通量比拟合为低阶多项式，该低阶多项式被分配给高于IkeV的MEG或低于IkeV的HEGs。由此产生的效率进行了测试，通过检查适合耀变体光谱。
2012-10-31 astro-ph.HE astro-ph.IM
Contemporaneous Chandra HETG and Suzaku X-ray Observations of NGC 4051
我们提出的结果，深300 KS钱德拉HETG观测的高度可变的窄线塞弗特1型星系NGC 4051。HETG光谱揭示了28条发射或吸收的显著软X射线电离线;主要源自O、Ne、Mg和Si的类H和类He K壳层跃迁（包括O VII和Ne IX的高阶线和强禁戒发射线）加上从Fe XVII到Fe XXII的高电离L壳层跃迁和较低电离内壳层线（例如O VI）。用XSTAR对数据进行建模需要四个不同的气体电离区，所有的气体都以< 1000 km/s的速度流出。最强的发射/吸收线的选择似乎与~600 km/s的FWHM解决。我们还提出了从准同步350 ks朱雀观测NGC 4051的XIS光谱显示强有力的证据蓝移吸收线在~6.8和~7.1 keV，与以前的研究结果一致的结果。用XSTAR模拟表明，这是一个高度电离的高速外流（log ψ ~ 4.1; v ~ -0.02c）的特征，它可能通过反馈对宿主星系环境产生重大影响。最后，我们还同时建模的宽带2008年XIS+HXD朱雀数据与档案朱雀数据从2005年开始，当源被观察到已进入一个长期的低通量，试图分析的长期光谱变化的原因。我们发现，我们可以解释这一点，通过允许大的变化，在规范化的内在的幂律分量，这可能被解释为是由于显着的变化，覆盖分数的康普顿厚的部分覆盖物掩盖了中央连续谱发射。
2011-02-10 astro-ph.HE
Chandra-HETGS Observations of the Brightest Flare Seen from Sgr A*
从2012年开始，我们开始了一项前所未有的观测计划，重点关注银河系中心的超大质量黑洞，Sgr A*，利用钱德拉X射线天文台的高能透射光栅光谱仪（HETGS）仪器。这些观测将使我们能够首次以高空间和光谱分辨率测量Sgr A* 的静态X射线光谱。然而，已知Sgr A* 的X射线发射大约每天都会以几到十倍于静止发射水平的因子发生耀斑，而更罕见的耀斑会扩展到大于100倍的静止。这里报告了2012年2月9日进行的一次观测，其中我们探测到了从Sgr A* 观测到的最高峰值通量和注量耀斑。耀斑持续了5.6千秒，具有明显的不对称轮廓，下降速度快于上升速度，达到了平均吸收的2-8 keV通量（8.5+/-0.9 X 10 ^{-12} erg cm^{-2} s^{-1}）。峰值通量高出2.5倍，事件的2-10 keV总辐射约为10^{39} erg。2002年10月，XMM-牛顿在Sgr A* 中只观测到了另一个类似规模但持续时间较短的耀斑。我们进行光谱拟合的钱德拉观察到的耀斑，并比较我们的结果与XMM-牛顿有史以来观察到的两个最亮的耀斑。我们发现这三个事件的拟合光谱斜率（Gamma~2）和X射线吸收柱（N_H~ 15 × 10 ^{22} cm^{-2}）之间有很好的一致性，解决了Sgr A* 耀斑的Chandra和XMM-牛顿观测之间的先验差异（这很可能是由于堆积和光谱建模的综合影响）。我们还…
2012-09-27 astro-ph.HE
Multistructured accretion flow of Sgr A* I: Examination of a RIAF model
本研究针对人马座A*的钱德拉HETG-S高分辨率光谱，构建了考虑吸积流几何与仪器效应的RIAF模型，拟合得到流入流出平衡、温度剖面更平缓、铁丰度极低的结果，强调钱德拉空间分辨率对银心X射线研究的关键作用。
2024-06-20 astro-ph.HE
The Colliding Winds of WR 25 in High Resolution X-rays
WR 25是一个碰撞风双星系统，由一颗质量非常大的O2.5If*/WN 6主星和一颗O型伴星组成，其偏心轨道周期为208天。这些炽热的恒星具有强烈的、高度超音速的风，这些风相互作用，形成了一个明亮的X射线源，来自风碰撞冲击，其条件随着恒星的分离而变化。通过WR和O星风的不同视图提供了恒星在其轨道上移动时的轨道相位，允许以不容易甚至不可能的方式探索风结构。我们分析了WR 25的轴上Chandra/HETGS光谱，在近星点前不久，当系统发出的X射线是最亮的。从轴上的观察，我们约束的线通量，质心，和各种发射线的宽度，包括He三重态的Si XIII和Mg XI。我们也已经能够包括几个偶然的离轴HETG光谱从档案和研究他们的通量随相位的变化。这是第一份关于WR 25在X射线中的高分辨率光谱研究的报告。
2021-03-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Detection of an X-ray Wind and an Ionized Disk in the Chandra HETGS Observation of the Seyfert 2 Galaxy IRAS 18325-5926
分析了\textit{Chandra}高能透射光栅光谱仪（HETGS）对Seyfert $2$ AGN IRAS\，18325 -5926的观测结果。我们在X射线谱中探测到一个$v=-360^{+41}_{-66}$ ~km~ sPDMATHABMP蓝移电离吸收体，其光电离参数为$\logξ=2.0^{+0.1}_{-0.1}$，氢柱密度为$N_{\rm H}=1.55^{+0.75}_{-0.38}\times10^{21}$ ~cm $^{-2}$。吸收体可能是起源于黑洞或吸积盘外缘周围的遮蔽环面/全球覆盖层的光电离风。估算的质量流出率表明，IRAS 18325 -5926中的超大质量黑洞可能会对宿主星系的大尺度环境产生显著影响，除非流出物所对向的立体角或气体填充因子很小.可能需要第二个暖吸收体来解释铁K边缘附近的吸收特征，尽管超出PDMATHAMT ~keV的数据中的计数不足使得难以评估第二个吸收体的性质。最合理的是高电离（$\logξ\sim 2.3$至$2.6$）、高柱密度（$N_{\rm H}\sim10^{23}$ ~cm $^{-2}$）吸收剂，其中$v\sim -3000$至$0$ ~km~s $^{-1}$，尽管这些参数没有很好的约束。我们还研究了广泛的Fe K发射线的光谱，这可能是由于Fe XXV在高度电离吸积盘倾斜$25^\circ$，符合\textit{X…
2011-01-07 astro-ph.HE
Arcsecond-Scale X-ray Imaging and Spectroscopy of SS 433 with Chandra HETG
Rikkyo University（立教大学）；Graduate School of Science and Technology for Innovation, Yamaguchi University（山口大学科学技术创新研究生院）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（日本高等研究院 (SOKENDAI)）；KEK（高能加速器研究机构）
利用Chandra HETG观测，研究SS 433亚弧秒尺度X射线结构，揭示喷流特征与非热过程相关。
2025-08-09 astro-ph.HE
Probing the Extent of Fe K$α$ Emission in Nearby Active Galactic Nuclei using Multi-Order Analysis of Chandra High Energy Transmission Grating Data
我们提出了一个狭窄的Fe K $α$线在七个明亮的，附近的活动星系核，已被广泛观察到的钱德拉高能透射光栅（HETG）的研究。HETG数据显示，Fe K $α$谱线在一级谱中比在二级和三级谱中宽，我们认为这是Fe K $α$发射空间扩展的结果。我们利用这些差异在窄Fe K $α$线宽度的多级钱德拉HETG光谱，以确定在每个对象中的发射材料的空间范围和固有速度宽度。我们发现，有适度的证据，在每个对象的空间扩展发射，相应的扩展$r\sim5-100$个人电脑。这些距离明显大于假设重力运动的速度宽度所推断出的距离，后者给出了$r\sim0.01-1$ pc。这意味着要么气体是在一个半径范围内发射，较小的半径主导速度宽度，较大的半径主导空间范围，或者气体表现出非引力运动，我们认为这将是由于轻微的过度红移线和速度超过自由落体速度的外流。我们还使用空间范围的信息来估计发射气体的质量，通过计数发荧光的铁原子，发现质量的顺序为$M_\mathrm{gas}\sim10^5-10^8\,M_\odot$。未来的工作与天文台，如XRISM将能够扩展这项研究到更多的活动星系核和减少不确定性，由于高阶HETG数据的低信噪比。
2022-07-21 astro-ph.HE
Probing the circumnuclear environment of NGC1275 with High-Resolution X-ray spectroscopy
NGC 1275是英仙座星系团中的布里渊星系团星系（BCG），拥有活动星系核（AGN），该星系核通过调节反馈回路加热中央100 kpc的星系团内介质（ICM）大气。在这里，我们使用一个深490 ks的周期19钱德拉高能透射光栅（HETG）的观察NGC 1275的活动星系核的解剖研究。X射线连续谱由光子指数为$Γ\approx 1.9$的未吸收幂律充分描述，通过HCN和HCO $^+$线吸收与秒差距尺度的核心/喷流形成强张力。如果我们允许使用复合X射线源，这种张力就可以解决;允许一列$N_H\sim 8\times 10^{22}\,{\rm cm}^{-2}$覆盖X射线发射器的$\sim 15$ %，确实会显著提高光谱拟合的统计质量。我们认为，占主导地位的未被吸收的成分对应的吸积盘日冕，和次主导的X射线成分是射流工作面和/或射流茧，是扩大成clusional分子气体。我们认为，这可能是一个常见的发生在卡介菌-AGN。我们进行了光电离吸收剂/风的搜索，并未能检测到这样的组件，排除了柱和电离参数经常在许多其他塞弗特星系。我们检测到6.4keV的铁-K $α$荧光线之前看到的XMM牛顿和瞳。我们描述了一种分析方法，它结合了色散HETG光谱，非色散微量热计光谱，和敏感的XMM-牛顿/EPIC光谱，以约束（分）arcsec尺度扩展的铁-K $α$发射区域。
2021-09-01 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
A Census of X-ray gas in NGC 1068: Results from 450ks of Chandra HETG Observation
我们提出了模型的X射线光谱的塞弗特2星系NGC 1068。这些数据与钱德拉X射线天文台的高能透射光栅（HETG）获得的数据相吻合。数据显示了来自广泛离子和元素的线和辐射复合连续谱（RRC）发射。这些模型探讨了激发过程的重要性，这些线包括光电离，然后再复合，辐射激发吸收的连续辐射和内壳层荧光。这些模型表明，这些过程的相对重要性取决于排放气体的条件，没有一个单一的排放成分可以适合整个光谱。特别是，辐射激发和光致电离/复合的相对重要性根据发射谱线的元素和离子阶段而不同。这反过来又意味着负责发射的气体的各种成分的电离参数值的多样性，范围从log（xi）=1 - 3。利用这一点，我们获得了对观测到的排放负责的气体总量的估计。假设在表征线宽的速度下的有序流动，通过包括在HETG提取区域中的区域的质量通量约为0.3 Msun/yr。这可以与从其他技术中了解到的有关该对象的信息进行比较。
2013-11-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
Multiwavelength campaign on Mrk 509 XIV. Chandra HETGS spectra
我们在本文中提出的结果270 KS钱德拉HETGS观测的背景下，一个大的多波长运动的塞弗特星系Mrk 509。HETGS光谱使我们能够研究Mrk 509中的高电离温吸收剂和Fe-K络合物。我们搜索的变异源的光谱特性相对于以前的观测在这场运动中，以及超快流出签名的证据。使用dac拟合包分析了Mrk 509的Chandra HETGS X射线光谱。我们确认了三年前在600 ks XMM-牛顿RGS观测中发现的暖吸收体的基本结构，由五个不同的电离成分组成。我们发现，除了在相同的流出速度（-240 km/s）下，以C2为代价具有更高的柱密度的组分D2之外，与本次活动中先前的观测结果相比，不同的暖吸收相的物理性质几乎没有变化。与以前的报道相反，我们没有发现-700 km/s的外流分量。O VIII吸收线剖面显示出流出速度快于-100 km/s时的平均覆盖系数为0.81 +/- 0.08，与在紫外线下测得的相似。这支持了斑片状风的观点。流出物中的相对金属丰度接近原太阳。Fe Ka发射线的窄成分与以前的观测结果相比没有变化，这证实了它起源于遥远的物质。窄线有一个红色的翼，可以解释为弱相对论发射线。在我们的新光谱中，我们没有发现超快速流出的显著证据，直到我们数据的灵敏度极限。
2014-09-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Multitude of iron lines including a Compton scattered component in OAO 1657--415 detected with Chandra
我们给出了吸积X射线脉冲星OAO 1657- 415的高分辨率X射线谱，揭示了在\emph{Chandra} 6.3 keV附近存在一个宽线分量，与6.4 \rm{keV}的中性铁K $_α$线有关。这被解释为6.4 \rm{keV}荧光光子的康普顿散射产生的康普顿肩，使OAO 1657- 415成为第二个吸积中子星，在那里检测到这样的特征。康普顿肩揭示了X射线源周围致密物质的存在。我们没有检测到任何周期性的光变曲线，并获得了上限为$\sim$ 2\%的脉冲分数在此观察。这可能是由于X射线光子从中子星周围的大区域散射时脉冲的模糊。除了已经报道的Fe K $_α$、Fe $K_β$和Ni $K_α$谱线外，我们还首次报道了在一级HETG谱中在6.7和6.97 \rm{keV}处存在类He和类H铁发射谱线。这种电离线的检测，表明一个高度电离的周围介质，是罕见的X射线双星。
2018-12-14 astro-ph.HE
Corona, Jet, and Relativistic Line Models for Suzaku/RXTE/Chandra-HETG Observations of the Cygnus X-1 Hard State
利用朱雀和罗西X射线定时探测器，我们进行了一系列的四个同时观测银河系黑洞候选者天鹅座X-1在历史上是微弱的和光谱硬低状态。此外，所有这些观测都发生在我们的视线与X射线源的优越结合附近，X射线源穿过来自质量贡献次级的聚焦风的密集相。我们的观测之一也是与钱德拉高能透射光栅的观测同时进行的。后者的光谱对于揭示次级风聚焦引起的电离吸收是至关重要的。这种吸收是存在的，必须在所有四个光谱中考虑。这些同步的数据给出了天鹅座X-1的0.8-300 keV光谱的前所未有的视图，因此，对黑洞硬态的日冕和X射线发射喷流模型都有影响。三个模型拟合的光谱很好：热或混合热/非热电子种群的日冕，和射流。这三个模型都需要一个软分量，我们用一个内径只有几十个GM/c^2的低温圆盘光谱来拟合。所有这三个模型也同意，在10.keV的已知的光谱中断不仅是由于反射的存在，但每一个都给出了不同的基本解释，这种中断的增强。因此，尽管所有三个模型都要求有一个相对论性加宽的Fe线，但这种线的强度和内径取决于特定的模型，{因此对天鹅座X-1系统中的黑洞自旋进行了过早的基于线的估计。我们详细研究了相对论线，占窄Fe发射和电离吸收检测HETG。尽管该线的特定相对论参数是连续性相关的，但没有一条宽线拟合允许内盘半径大于40 GM/c^2。
2010-12-21 astro-ph.HE
Silicon, sulfur and iron in the interstellar medium: a high-resolution X-ray spectral study of GX 340+0
University of Chicago（芝加哥大学）；MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院卡弗里天体物理学与空间研究所）；SRON Netherlands Institute for Space Research（荷兰空间研究所）；University of Michigan（密歇根大学）；European Space Agency (ESA), European Space Research and Technology Centre (ESTEC)（欧洲空间局（ESA）欧洲空间研究与技术中心（ESTEC））
通过高分辨率X射线光谱研究GX 340+0的星际介质气体和尘埃，确定尘埃成分及硅、硫、铁的吸收特征，揭示尘埃中非晶质橄榄石主导的成分分布。
2026-04-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
First High-Resolution Spectroscopy of X-ray Absorption Lines in the Obscured State of NGC 5548
本研究利用Chandra HETG首次分析NGC 5548遮蔽状态下X射线吸收线，发现warm-absorber外流电离参数与柱密度增加导致吸收变化，提出团块状电离外流轨道运动是变化最可能解释。
2024-01-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Long-Term X-ray Variability on the Benchmark YSO HL Tau
本文通过XMM-Newton和Chandra/HETGS观测，研究基准I类原恒星HL Tau的长期X射线变异性，发现其20年31个历元光谱始终高温且部分观测存在约21天显著变异性，探讨起源并指出需进一步观测约束变化本质。
2025-02-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
High-resolution X-ray spectroscopy of the magnetic Of?p star HD148937
高分辨率数据的特殊磁性大质量恒星HD 148937获得了Chandra-HETGS，并在这里提出了结合重新分析旧的XMM-RGS数据。高Z元素（Mg，Si，S）的谱线没有移动，且相对较窄（FWHM约为800 km/s），比RGS记录的O谱线窄，这可能表明热等离子体是多热源的，有多个起源。这些数据进一步表明，主等离子体温度约为0.6 keV，X射线发射形成于光球层上方约一个恒星半径处。然而，从光谱拟合和氢-氦线比来看，确认了非常热的等离子体的存在，尽管其相对强度比原型磁倾斜旋转体$θ^1$ \，Ori\，C.因此，这两颗恒星有许多相似之处，但HD 148937似乎没有$θ^1$ \，Ori\，C那么极端，尽管也有一个大的磁约束参数。
2011-11-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
High resolution X-ray spectroscopy of Supergiant HMXB 4U1700$-$37 during the compact object eclipse
我们提出了一个分析的标志性的高质量X射线二进制\so与\chandra高能量传输光栅期间的X射线日食。观测的目的是通过高分辨率光谱学研究cluerous恒星风的结构/物理条件。我们发现：a）来自K壳层跃迁的发射线亮度，对应于近中性物质，与连续照明直接相关。然而，这些线在日食期间不会大大减少。如果荧光K $α$发射来自风的大部分，这很容易解释。b）高度电离的Fexxv和Fexxvi Ly $α$在日食期间减少。因此，它们必须在$\log ξ>3$所在的紧凑物体附近产生。c）为了描述发射线光谱，需要具有低电离（$\log ξ\sim -1$）和高电离（$\log ξ\sim 2.4$）的两个自洽光电离模型的总和。从它们的排放量测量，可以估计丛间密度比为$n_c/n_i\sim 300$。为了拟合复杂的He-样\ion{Si}{xiii}{}轮廓，等离子体需要用$v_{\rm bulk}\sim 840$ km s $^{-1}$加宽。再现所观察到的$r\approx f$线通量需要添加第三碰撞电离等离子体。d）除了硅之外，在\textsc{hetg}光栅分辨率下，发射线宽度看起来是未分辨的。有没有明确的径向隔离（准）中性和电离的物种，与冷风块穿插在一个热的稀薄interclump介质。
2020-12-22 astro-ph.HE
A deep, multi-epoch Chandra HETG study of the ionized outflow from NGC 4051
主动吸积的超大质量黑洞显著影响其宿主星系的演化，通过以广角流出排出大部分气体来截断进一步的恒星形成。X射线波段是理解这些黑洞风如何影响其环境的关键，因为流出物具有高温（$\sim$ 10 $^{5-8}$ K）。我们已经开发了一个贝叶斯框架，用于表征活动星系核（AGN）的外流，具有更好的探索参数空间和进行鲁棒模型选择的能力。我们将这个框架应用到一个新的700 ks和档案315 ks钱德拉高能透射光栅观测的塞弗特星系NGC 4051。我们已经检测到NGC 4051的六个固有吸收体。这些风分量的速度跨度从400 km s $^{-1}$到30，000 km s $^{-1}$。我们已经确定，统计上最重要的风分量是纯粹的碰撞电离，这是第一次检测到这样的吸收体。这种风具有$T\approx10^7$ K和$v\approx880$ km s $^{-1}$，并且在两个时期之间保持非常稳定。其他慢分量也随时间保持稳定。快速外流成分在2008年至2016年之间改变了它们的性质，这表明要么是物理变化，要么是云在视线范围内移动。对于其中一个快速分量，我们获得了迄今为止最严格的风密度测量值之一，log $n/$ [cm $^{-3}$ ]=13.0 $^{+0.01}_{-0.02}$，并确定它位于$\sim$ 240引力半径处。估计总流出功率超过5%的热光度（尽管有很大的不确定性），使其在星系-黑…
2022-08-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Chandra and Suzaku observations of the Be/X-ray star HD110432
我们提出了一个141 ksChandra高分辨率透射光栅观测的Be X射线发射星HD 110432，一个突出的成员的伽玛Cas类似物的分析。钱德拉光变曲线显示出很高的可变性，但它的分析未能检测到任何相干的周期性高达0.05赫兹的频率。钱德拉HETG频谱的分析表明，正确描述的频谱，需要三个模型组件。其中两个组分是不同温度的光学薄热等离子体（分别为kT~8-9和0.2- 0.3keV）。两种不同的模型似乎很好地描述了第三个组成部分。一种可能性是在kT=16-21 keV处的第三热光学薄热等离子体，其Fe丰度Z~0.3Zo，肯定小于其他两个热分量。可替代地，第三分量可以由具有光子指数Gamma=1.56的幂律来描述。在这两种情况下，钱德拉HETG光谱确定，这些组件中的每一个必须由不同的吸收柱修改。一个非同期的25 ks朱雀观测的分析表明，存在一个硬尾延伸到至少33千电子伏。朱雀光谱描述的两个组成部分的总和：一个光学薄的热等离子体在kT ~ 9 keV和一个非常热的第二等离子体与kT ~33 keV，或者，一个幂律与光子指数伽玛=1.58。对钱德拉光谱中出现的Si XIII和S XV类氦三重态的分析表明，在Be星的恒星表面附近（r<3R_*）或（假设的）WD伴星的表面附近（r ~1.5R_WD）存在一个非常致密的等离子体（n_e ~ 10^13 cm^-3）。然而，我们认为，现有的数据支持…
2012-03-05 astro-ph.HE
Modeling SN 1996cr's X-ray lines at high-resolution: Sleuthing the ejecta/CSM geometry
SN 1996 cr位于Circinus星系（3.7 Mpc，z ~ 0.001），在约1000天的X射线中未被检测到，但在10年后变亮至约4 x 10^{39} erg/s（0.5-8 keV）（Bauer等人，2008）。一个1-D流体动力学模型的喷出物CSM相互作用产生良好的协议与测量的X射线光变曲线和光谱在多个时期。我们得出结论，SN 1996 cr的前身可能是一颗大质量恒星，M > 30 M_solar，在其约0.04 pc的风吹壳内爆炸之前，它从RSG到短暂的W-R阶段（Dwarkadas et al. 2010）。进一步分析钱德拉HETG观测的深度，可以对光谱中少数明亮的Si和Fe线进行线形拟合。线的形状很好地拟合轴对称发射模型与轴方向~ 55度，我们的视线。在深2009年的时代，更高的电离Fe XXVI发射被限制在高纬度地区：奥卡姆最好的方式来获得来自高纬度/极地地区的Fe H-类发射是有更多的CSM在两极/周围比在中纬度和低纬度，随着对称的喷出物爆炸/分布。类似的CSM/喷出物特征可能用于其他SNe，并且通过更高通量的X射线观测，也可能用于伽马射线暴残余物。
2011-02-07 astro-ph.HE
Long-term X-ray Variability of the Symbiotic System RT Cru based on Chandra Spectroscopy
RT Cru属于罕见的发射硬X射线的共生体，其起源尚未完全了解。在这项工作中，我们已经进行了详细的光谱分析的X射线发射从RT Cru的基础上所采取的观测钱德拉天文台使用低能量透射光栅（LETG）的高分辨率相机光谱仪（HRC-S）在2015年和高能量透射光栅（HETG）的先进CCD成像光谱仪S阵列（ACIS-S）在2005年。我们的热等离子体建模的时间平均HRC-S/LETG光谱表明，$kT \sim 1.3$ keV的平均温度，而$kT \sim 9.6$ keV根据时间平均ACIS-S/HETG。在HRC-S中发现的软热等离子体发射分量（$\sim1.3$ keV）被致密材料（$> 5 \times 10^{23}$ cm $^{-2}$）严重遮蔽。在其光变曲线中看到的非周期性变化可能是由于覆盖硬X射线源的吸收材料或吸积盘内层的固有发射机制的变化。为了理解可变性，我们提取了“低/硬”和“高/软”光谱状态下的光谱，这表明ACIS-S和HRC-S的低/硬状态下的等离子体温度较高。该源还具有6.4 keV的荧光铁发射线，可能是从吸积盘或致密吸收体反射而发射的，与ACIS-S相比，HRC-S时期的亮度是ACIS-S的两倍。HRC-S中确定的软热成分可能是一个喷流的指示，值得使用高分辨率成像观测进行进一步评估。
2020-12-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
High-resolution X-ray Spectra Of The Symbiotic Star SS73 17
SS 73 17是一颗无害的Mira型共生星，直到Integral和Swift发现了它明亮的硬X射线发射，将它加入了“硬X射线发射共生星”的小类。朱雀在2006年的观测结果显示，它也发射了三条明亮的铁谱线，在0.3-2 keV的带通中几乎没有发射。我们在这里提出的后续观测与钱德拉HETG和朱雀，确认较早的检测到强发射线的Fe K α荧光，Fe XXV和Fe XXVI，但也显示出显着更软的X射线发射。高分辨率光谱还显示了其他高度电离离子的发射线，如Si XIV和可能的S XVI。此外，使用最新校准对2006年朱雀数据进行的重新分析表明，硬（15-50 keV）X射线发射比以前认为的要亮，并且在2006年和2008年的数据中保持不变。从Fe XXV线计算的G比表明，这些线是热的，而不是光电离，在原产地。除了硬X射线发射外，来自两个时期的光谱可以使用热辐射拟合，假设基于与完全和部分吸收体相结合的冷却流模型的差分发射测量。我们表明，可以接受的拟合，可以得到所有的数据在1-10千电子伏波段的变化，只有部分吸收。根据温度和吸积速率，热辐射似乎是由吸积白矮星和吸积盘之间的边界层产生的。
2009-12-14 astro-ph.HE
High-Resolution X-Ray Spectroscopy of the Bursting Pulsar GRO J1744-28
爆发脉冲星GRO J1744-28是银河系的一颗低质量X射线双星，它通过显示II型X射线爆发而与众不同：短暂而明亮的X射线发射闪光，可能来自痉挛性的吸积。结合其相干的2.1赫兹X射线脉动和相对高的估计磁场，它是一个特别有趣的来源，研究物理的吸积流周围的中子星。在这里，我们报告了钱德拉/HETG在其明亮的2014年吸积爆发峰值附近获得的观测结果。光谱分析表明，在E_1 ~ 6.7keV处存在一条宽的铁发射线.用盘反射模型拟合得到的倾角i约为52度，盘的内半径R_in约为85 GM/c^2，这比中子星低质量X射线双星的典型结果要远得多。假设圆盘在中子星的磁层半径处被截断，我们估计了一个磁场强度为B ~（2-6）E ~（10）G。此外，我们还发现在6.85 keV附近的一个吸收特征可能对应于蓝移的Fe xxv，并指向一个流出速度为v_out ~（7.5-8.2）E3 km/s（~0.025c-0.027c）的快速盘风。如果覆盖率和填充因子很大，这种风可能在能量上很重要，也许可以解释伴星失去了大量质量，而中子星的磁场仍然很强的事实。
2014-10-17 astro-ph.HE
A high spectral resolution map of the nuclear emitting regions of NGC 7582
我们提出的空间和光谱分析的结果，深（~200千秒）钱德拉HETG观测的变化看AGN NGC 7582。在这次观察中，NGC 7582处于高度模糊的状态。因此，我们也考虑了一个短暂的朱雀观测，它捕获了处于康普顿厚态的NGC 7582。这使我们能够确定潜在的连续谱和吸收量（$N_H \sim~1.2\times10^{24}$ cm $^{-2}$）。在钱德拉数据中检测到大量的发射线，这使我们能够绘制出环核发射体的结构。高分辨率的光谱显示，软X射线发射起源于混合气体，这是电离的恒星形成活动和中央活动星系核的一部分。高分辨率的图像证实，发射区是不均匀的，从核源延伸到几百pc。的X射线图像是更多的扩展在较低的能量线（Ne和Mg）比在较高的能量线（Si，Fe），其中前者主要是由碰撞电离的气体和后者由光电离活动星系核发射。这一点得到了He样三联体分析的支持。我们推断，产生强禁带成分的是低密度的光电离气体，它很可能来自于距黑洞200-300 pc处的活动星系核窄线区扩展气体.我们还检测到一个吸收功能在~ 6.7 keV的FeXXV的共振吸收线，其痕迹的亚秒差距尺度电离吸收剂的存在下，与静止帧能量一致。新出现的图像是一致的，我们认为在AGN的环核气体，其中的介质是cluberous和分层的密度和电离。这些吸收体和发射体位于不同的尺度上：从次pc宽线区气体到星系吸收体的kpc尺度。
2017-02-15 astro-ph.HE
A Deep Exposure in High Resolution X-Rays Reveals the Hottest Plasma in the $ζ\,$Puppis Wind
我们用Chandra/HETG光谱仪获得了船尾座$ζ\,$（O 4超巨星）的极深曝光（813 k s）。在这里，我们报告的1-9 μ m区域的分析，特别是非常适合钱德拉，这有一个显着的贡献，从连续发射以及分离的发射线之间的高电离物种。这些数据使我们能够通过连续体形状和发射线强度来研究最热的等离子体。假设具有高温截止的幂律发射测量分布，我们发现发射与最高温度为12 MK的热谱一致。这意味着有效的风激波速度$900\,\mathrm{km\,s^{-1}}$，远低于风终端速度$2250\,\mathrm{km\,s^{-1}}$。对于在恒星附近形成的X射线辐射，速度和X射线通量都大于严格的自激线消影不稳定性模型，这表明需要一小部分风从底部非常迅速地加速。这与其说是一种动力学不稳定性，不如说是对边界条件变化的非线性响应。
2020-03-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Sulfur X-ray absorption in the local ISM
本研究利用Chandra高分辨率光谱分析36个低质量X射线双星的硫K边吸收，估计多种硫离子及尘埃柱密度，发现其随银纬变化但与距离和银经无相关性，为首次此类详细分析。
2023-10-17 astro-ph.HE astro-ph.IM
Hot thermal X-ray emission from the Be star HD119682
我们提出了一个系列的四个连续的钱德拉高分辨率透射光栅的观察，总计150 ks，的Be X射线源HD 119682（= 1 WGA J1346.5-6255），一类新的伽马Cas类似物的成员的分析。钱德拉光曲线显示出以小时为单位的时间尺度上显着的亮度变化。然而，在每次观测和整个活动期间，光谱分布似乎相当稳定。详细分析无法检测到频率高达0.05 Hz的任何相干脉动。钱德拉HETG光谱似乎没有任何强发射线，包括Fe α荧光。的连续体是很好地描述了两个碰撞电离等离子体的温度分别为KT = 15 keV和0.2 keV，由apec模型。使用光致电离等离子体成分（mekal）或非热成分（powerlaw）的模型拟合较差，支持纯热情景。这两种成分被一根柱子吸收，N_H=（0.20^+0.15-0.03）x 10^22 cm^-2，与星际值一致。我们的结论是，HD 119682可以被视为一个极-on gamma Cas类似物。
2013-01-14 astro-ph.HE
Evolution and Hydrodynamics of the Very-Broad X-ray Line Emission in SN 1987A
钱德拉高能透射光栅（HETG）在1999年和XMM-牛顿反射光栅光谱仪（RGS）在2003年对SN 1987 A的观测显示出非常宽（v-b）的谱线，半高宽（FWHM）为10^4 km量级;在这些时候，爆炸波主要与祖先周围的HII区域相互作用。从那时起，X射线发射已越来越多地占主导地位的较窄的组件，因为冲击波遇到密集的赤道环（ER）的材料。即使如此，在光栅光谱中看到持续的v-b发射，表明与HII区材料的相互作用正在进行中。基于HETG 2007年和2011年的深层数据集，并通过RGS和其他HETG观测证实，v-b分量的宽度为9300 +/-2000 kms FWHM，贡献了当前0.5- 2 keV通量的20%。在此基础上，将SN 1987 A的X射线谱模型化为两个简单的一维流体动力学模拟的非平衡电离（NEI）辐射的加权和，这种“2x 1D”模型以最少的自由参数再现了观测到的半径、光变曲线和光谱。与HII区（rho_init \sim 130 amu/cc，+/- 15度开度角）的相互作用产生非常宽的发射谱线和大部分3-10 keV通量。我们的电流变流体动力学，公认的是对多维现实的粗略近似，给出了10^4 amu/cc量级的电流变密度，需要致密的团块（\sim 30%体积中的x5.5密度增强），并且它预测，一旦没有新的致密电流变材料被冲击，0.5-2 keV的通量将以每年\sim 17…
2012-04-20 astro-ph.HE astro-ph.IM
A Chandra Grating Observation of the Dusty Wolf-Rayet Star WR48a
我们介绍了钱德拉高能透射光栅（HETG）的富碳沃尔夫-拉叶（WR）星WR 48 a的观测结果。这是该物体在X射线中的第一个高分辨率光谱。通过对强谱线的谱线轮廓分析，得到谱线的蓝移中心约为-360 km/s，线宽约为1000 - 1500 km/s（FWHM）。Si XIII的禁线很强，没有被抑制，表明稀薄的10-30 MK等离子体远离强远紫外辐射源形成，最有可能是在风碰撞区。全球光谱模型显示，WR 48 a的X射线光谱在2012年10月的钱德拉观测中比之前2008年1月的XMM-牛顿观测中遭受了更高的吸收。WR 48 a中的热等离子体的发射测量在相同的时间段内减少了约3倍。对现有的X射线数据进行分析后得出的最有可能的物理图像是，在一个椭圆轨道的宽双星系统中，恒星风发生碰撞。我们认为，系统中看不见的第二颗星是另一颗WR星，或者可能是一颗明亮的蓝色变星。
2014-02-06 astro-ph.HE
Simultaneous NuSTAR/Chandra observations of the Bursting Pulsar GRO J1744-28 during its third reactivation
我们报告了一个10 ks的同时钱德拉/HETG-NuSTAR观测的爆发脉冲星，GRO J1744-28，在其第三次检测到爆发发现以来，经过近18年的平静。源检测到高达60千电子伏的爱丁顿持续通量水平。钱德拉观测到了七次爆发，随后是下降，其中三次也被NuSTAR探测到。定时分析揭示了持续发射脉冲分数与能量（从10%到15%）的略有增加高达10千电子伏，高于此，它保持不变。0.5-70 keV的持续和浸渍发射光谱是相同的误差内，以及描述的黑体（BB），幂律与指数滚降，10 keV的功能，和6.7 keV的发射功能，所有修改中性吸收。假设BB辐射起源于吸积盘，我们估计它的内（磁层）半径约为4 × 10^7 cm，转换为表面偶极场B~ 9 × 10^10 G。钱德拉/HETG光谱解决了6.7千电子伏的功能（准）中性和高度电离的Fe XXV和Fe XXVI发射线。XSTAR模型显示这些线也来自截短的吸积盘。爆发谱的峰值通量比爱丁顿高一个数量级以上，与指数滚降和10 keV特征的幂律拟合良好，与持久谱和倾角谱相比具有相似的拟合值。爆发谱缺乏热分量和任何Fe特征。各向异性（波束）爆发发射可以解释BB和任何Fe成分的缺乏。
2015-02-20 astro-ph.HE
A High Resolution View of the Warm Absorber in the Quasar MR2251-178
本文报道了类星体MR 2251 -178（z = 0.06398）中暖吸收体的高分辨X射线能谱。这些观测是在2011年使用钱德拉高能透射光栅和XMM-牛顿反射光栅光谱仪进行的，净曝光时间约为400 ks。探测到了大量从C到Fe的吸收线，揭示了至少3个暖吸收组分，电离参数范围为log（μ g/erg cm s^-1）= 1-3，流出速度< 500 km/s。最低的电离吸收体似乎在钱德拉和XMM-牛顿观测之间变化，这意味着距离黑洞的径向距离在9-17 pc之间。几个广泛的软X射线发射线强烈检测，最显着的是从氦类氧，与FWHM速度宽度高达10000公里/秒，与宽线区（BLR）云的起源一致。除了温暖的吸收体之外，似乎还存在部分覆盖类星体视线的气体，其典型的柱密度为N_H = 10^23 cm^-2。我们认为，部分覆盖吸收体可能来自同一BLR云负责宽软X射线发射线。最后，在2002年和2011年钱德拉HETG观测的铁K带中存在高度电离的外流似乎得到了证实，其外流速度为-15600 \pm 2400 km/s。然而，不能排除铁K吸收的部分覆盖起源，这是由于低电离物质的流出速度很小或没有流出速度。
2013-08-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
GRS 1915+105 in "Soft State": Nature of Accretion Disk Wind and Origin of X-Ray Emission
我们提出的结果，同时钱德拉HETGS和RXTE观测的微类星体GRS 1915+105在其准稳定的“软状态”（或状态A）在2007年8月14日，几天后，从“硬状态”（状态C）的状态转换。X射线通量在钱德拉观测的中间随着光谱硬化而增加，之后67 Hz QPO变得显著。HETGS光谱揭示了至少32条来自高电离离子的窄吸收线，包括Ne，Mg，Si，S，Ar，Ca，Cr，Mn，Fe，其特征是Chandra从该源观察到的那些中最深的。我们发现，对于Si XIV和Fe XXVI离子，吸收体的流出速度分别为~150和~500 km s ^{-1}，视线速度色散分别为~70和~200 km s^{-1}。大的速度和它的分散在较重的离子表明，风沿视线的非均匀动力学结构。吸收体的位置估计在距源~（1-3）x10^5 r_g（r_g是引力半径）处，与热驱动风和/或辐射驱动风相一致。在3-25 keV波段用RXTE得到的连续谱可以用热康普顿化很好地描述，其电子温度约为4 keV，光学深度约为5，从标准盘的种子光子向下延伸到（4-7）rg。在这种解释中，大部分辐射能量是在康普顿化日冕中产生的，它完全覆盖了圆盘的内部。探测到宽（1σ宽~ 0.2keV）的铁-K发射线和模糊的边缘特征，这可以用半径大于400 r_g的吸积盘的反射来解释。
2009-01-14 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
A Thorough Look at the Photoionized Wind and Absorption Dips in the Cygnus X-1 / HDE 226868 X-ray Binary System
本文介绍了2008年4月与朱雀、钱德拉-HETGS、XMM-牛顿、RXTE、INTEGRAL和雨燕同时观测高质量X射线双星系统天鹅座X-1 / HDE 226868的结果。在轨道相位0之后不久，当我们的视线穿过O星风的致密部分时，这些观测显示出软X射线波段的常见瞬态吸收下降。然而，我们第一次在硬X射线光变曲线中发现了一个同时存在的散射谷。因此，更中性的团块只是一个更大的电离团的核心，它包含了总风质量的很大一部分。在这些团块外面的稀释风几乎完全被光电离。
2010-04-07 astro-ph.HE
Survey of X-rays from Massive Stars Observed at High Spectral Resolution with Chandra
本研究系统分析了 Chandra 档案中 37 个大质量恒星的高分辨 X 射线光谱，揭示了发射线形态与星风速度的线性关系，并发现特殊恒星偏离常规趋势。
2023-08-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Shocks in the outflow of the RS Oph 2021 eruption observed with X-ray gratings
2021年共生复发新星RS Oph的爆发是在光学最大值后第18天用Chandra高能透射光栅（HETG）观察到的，并在第21天用XMM-Newton及其反射光栅光谱仪（RGS）观察到的，当时超软X射线源出现，发射是由于冲击喷出物造成的。HETG 1.3-31埃范围内的吸收通量为2.6 x 10（-10）erg/cm（-2）/s，比同一天测量的伽马射线通量低三个数量级。该谱与处于碰撞电离平衡的热等离子体的两个分量很好地拟合，一个在~0.75 keV的温度下，另一个在2.5-3.4 keV的温度范围内。使用RGS，我们在5-35埃范围内测量了1.53 x 10（-10）erg/cm（-2）/s的平均通量，但在50 ks RGS曝光期间，连续谱中的通量，特别是23-35埃范围内的谱线中的通量下降了近10%，表明在小时时间尺度上的短期变化。RGS光谱可以拟合三个热分量，分别在70和150 eV之间的等离子体温度，0.64 keV和2.4 keV。最大曝光后的时期落在2006年喷发第14天和第26天观察到的两个光栅光谱之间：它们与类似的光谱演化一致，但在2021年冷却似乎更快。相对于太阳值，喷出物中的铁被耗尽，而氮被增强。
2022-09-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Ultra-Fast Outflow of the Quasar PG 1211+143 as Viewed by Time-Averaged Chandra Grating Spectroscopy
我们提出了一个详细的X射线光谱研究的类星体PG 1211+143的基础上钱德拉高能透射光栅光谱仪（HETGS）的观测收集在一个多波长的活动与紫外数据使用哈勃太空望远镜宇宙起源光谱仪（HST-COS）和无线电波段使用Jansky甚大阵列（VLA）。我们使用这些观测结果和存档的红外数据构建了一个多波长电离光谱能量分布，以创建特定于PG 1211+143通量行为的XSTAR光电离模型。我们对Chandra-HETGS光谱的分析产生了来自Ne、Mg和Si的类H和类He离子的复杂吸收线，这些吸收线证实了PG 1211+143静止坐标系中存在速度为~ $-$ 17，300 km s $^{-1}$的超快流出（UFO）（流出红移$z_{\rm out}$ ~ $-$ 0.0561）。该吸收剂通过电离参数$\log ξ$ ~ 2.9 erg s $^{-1}$ cm和柱密度$\log N_{\rm H}$ ~ 21.5 cm $^{-2}$来很好地描述。这对应于吸收体的热稳定性曲线的稳定区域，而且其隐含的中性氢柱与我们的HST-COS观测检测到的平均流出速度为~ $-$ 16，980 km s $^{-1}$的宽Ly $α$吸收线大致一致。我们的发现代表了第一次在X射线和紫外线观测中同时检测到UFO。我们的VLA观测为PG 1211+143中的活动喷流提供了证据，这可能与X射线和紫外线外流有关;这…
2018-02-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray observations of VY Scl type nova-like binaries in the high and low state
在低光态和高光态的X射线中观测到四个VY Scl型类新星系统。我们研究了钱德拉，ROSAT，斯威夫特和朱雀档案观测BZ凸轮，MV Lyr，TT阿里，和V794 Aql。BZ Cam的X射线通量在低状态下较高，但不存在之前文章中假设的超软X射线源（SSS）。在任何其他系统的低电平状态下均未检测到SSS，X射线通量降低2 - 50倍。用碰撞电离平衡的多组分等离子体模型得到了与Swift X射线谱的最佳拟合。用Chandra ACIS-S和HETG光栅获得的TT Ari的高态高分辨光谱显示出丰富的发射线光谱，其中Mg，Si，Ne和S的发射线非常突出。这个光谱的复杂性似乎起源于不止一个区域，或者不止一个单一的物理机制。虽然有几条发射线与吸积流中的冷却流一致，但至少还有一个额外的组成部分。我们讨论了这一组成部分，这可能是在风中产生的系统的起源。我们还研究的可能性，VY Scl系统可能是中间极性，而吸积盘的边界层只在极紫外线发射，部分的X射线通量可能是由于磁驱动的吸积。
2014-09-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
