Resolving the Merging Planck Cluster PLCK G147.3-16.6 with GISMO
$Planck$卫星最近完成了一项全天星系团调查，利用热Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应确定了一些可观测到的最大质量系统的位置。由于红移中值为$\left<z\right>=0.22$，$Planck$在$z>0.3$发现的星系团被证明是异常巨大和/或受干扰的系统。在$z=0.645$发现的一个值得注意的$Planck$，PLCK G147.3-16.6，有一个双核心，并拥有一个无线电光环，这表明它可能正在合并的过程中。我们提出一个16。使用Goddart-IRAM超导2毫米观测器（GISMO）对这种高- $z$合并进行5分辨率SZ观测，并将其与XMM- $Newton$的X射线后续观测进行比较。我们发现SZ的压力子结构与X射线所见的核心成分有偏移。我们解释这种偏移作为可能的视线温度或密度子结构由于正在进行的合并。
2015-06-09 astro-ph.CO
Discovery of a giant radio halo in a new Planck galaxy cluster PLCKG171.9-40.7
我们报告了普朗克最近发现的一个新的热X射线发光星系团中发现的巨大射电晕PLCKG 171.9 -40.7。射电晕是使用巨型米波射电望远镜在235 MHz和610 MHz的观测发现的，并在NRAO超大阵列巡天的1.4 GHz数据中指出，我们已经重新分析。弥散射电辐射与星团X射线辐射一致，范围约为1 Mpc，在1.4 GHz时的射电功率约为5 x 10^24 W/Hz。它的综合无线电频谱在235 MHz和1.4 GHz之间的α斜率约为1.8，比典型的巨晕更陡。对XMM-牛顿X射线数据的分析表明，该星团是热的（~10 keV）和受干扰的，与X射线选择的星团托管无线电晕一致。这是在普朗克发现的新星团中发现的第一个巨大的射电晕。
2013-07-17 astro-ph.CO
Planck Early Results XXVI: Detection with Planck and confirmation by XMM-Newton of PLCK G266.6-27.3, an exceptionally X-ray luminous and massive galaxy cluster at z~1
我们目前的第一个结果PLCK G266.6-27.3，一个星系团候选人在信噪比为5的普朗克全天巡天检测。XMM-牛顿验证观测使我们能够确认候选者是真正的星系团。利用这些X射线数据，我们测量了一个精确的红移，z = 0.94 +/- 0.02，并估计星系团的质量为M_500 =（7.8 +/- 0.8）e+14太阳质量。PLCK G266.6-27.3是一个特殊的星系，它的光度为LX（0.5-2.0 keV）=（1.4 +/- 0.05）e+45 erg/s，相当于z > 0.5宇宙中已知的两个最亮的星系团，是z~1时质量最大的星系团之一。此外，与大多数高红移星团不同，PLCK G266.6-27.3似乎是高度松弛的。这一观测结果证实了普朗克探测高红移、高质量星系团的能力，并为系统研究质量函数指数尾部的种群演化开辟了道路。
2011-07-27 astro-ph.CO
Discovery of a radio relic in the low mass, merging galaxy cluster PLCK G200.9-28.2
星系团外围的射电遗迹是难以捉摸的星系团合并冲击波的痕迹。本文报道了利用235和610兆赫的巨型米波射电望远镜和卡尔G. Jansky甚大阵列，1500 MHz。这个遗迹的大小为$\sim 1 \times 0.28$ Mpc，是一个弧形的形态，位于距离星团X射线亮度峰值0.9 Mpc的位置。遗迹的综合光谱指数为$1.21\pm0.15$。在235和610兆赫之间的频谱指数图显示，从外部到内部边缘的遗迹，从集群合并冲击的预期线变陡。在扩散激波加速的假设下，射电谱指数意味着激波的马赫数为$3.3\pm1.8$。对XMM Newton数据的分析表明，PLCK G200.9-28.2由一个北部较亮的子星系团和一个南部处于合并状态的子星系团组成。这个星团在拥有单个射电遗迹的星团中质量最低。普朗克Sunyaev Ze'ldovich效应在这个星团中的位置从射电遗迹方向的X射线峰值偏移了700 kpc，这表明了偏移的物理来源。在低质量星系团中如此大的偏移量可以作为一个有用的工具来选择受扰星系团和研究合并的状态。
2017-08-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Deprojected analysis of Abell 1835 observed with Chandra and compared with XMM-Newton
利用反投影技术，我们研究了钱德拉观测到的星系团Abell 1835的X射线性质，包括温度、丰度、电子密度、气体质量分数和总质量。与不带解投影的结果比较表明，性质变化不大。与XMM-Newton的结果比较，即使修正了XMM-Newton的点扩散函数效应，由Chandra和XMM-Newton数据得到的温度分布仍然存在差异。为了研究差异的原因，我们使用光谱来交叉校准温度。结果表明，Chandra谱可以很好地与XMM-牛顿温度拟合。此外，我们推导出电子密度分布与XMM-牛顿温度的钱德拉数据和计算的投影质量，这是一致的XMM-牛顿质量和略低于弱透镜质量在r_500。因此，似乎从XMM-牛顿导出的温度可能更可靠。
2012-08-10 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
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
Unbiased Correction Relations for Galaxy Cluster properties Derived from Chandra and XMM-Newton
我们使用一个样本的62星系团的XMM-牛顿和钱德拉数据之间的气体温度和总质量的差异进行调查。结果表明：（1）Chandra方法测得的反投影温度和投影温度均高于XMM-Newton方法，且反投影温度与反投影温度之间存在良好的线性关系。(2)钱德拉质量远高于XMM-牛顿质量，偏差为0.15。为了探讨质量差异的原因，我们用反投影温度关系修正了Chandra质量的温度，重新计算了Chandra质量（M_c）。结果表明，随着偏压减小到0.02，Mc更接近XMM-牛顿质量。用XMM-Newton测量的r_（500）对M_c进行了修正，本征散射得到明显改善，其值从0.20降低到0.12。这意味着温度偏差可能是导致质量偏差的主要因素。最后，我们发现，在给定Chandra质量的情况下，M_c与由质量关系直接导出的相应的XMM-牛顿质量是一致的。因此，反投影的温度和质量关系可以为Chandra和XMM-Newton导出的星系团性质提供无偏修正。
2014-11-16 astro-ph.CO
Recovering galaxy cluster gas density profiles with XMM-Newton and Chandra
我们研究重建的星系团径向密度分布从钱德拉和XMM X射线观测，使用高质量的数据为样本的12个对象，涵盖了一系列的形态和红移。通过比较从两个天文台获得的结果，并通过不同的分析过程的关键方面，我们研究的影响，仪器的影响和差异的方法中使用的密度剖面的恢复。我们发现，最终的密度分布形状是特别强大的。我们适应的光子加权渐晕校正方法开发的XMM使用钱德拉数据，并确认所得到的钱德拉配置文件是一致的，与那些校正后的渐晕效应。从直接解投影得到的配置文件和使用参数模型得到的配置文件在1%的水平是一致的。在半径大于$\sim$ 6”时，Chandra和XMM之间的一致性优于1%，证实了对XMM PSF的良好理解。我们没有发现显著的能量依赖。众所周知的钱德拉和XMM气体温度测定之间的偏移对密度分布的影响被认为是可以忽略不计的。然而，我们发现一个整体的归一化偏移密度分布的顺序为$\sim$ 2.5%，这是绝对通量交叉校准问题。作为最终结果，在R2500和R500计算的钱德拉与XMM气体质量的加权比分别为r=1.03 $\pm$ 0.01和r=1.03 $\pm$ 0.03。我们的研究证实，径向密度分布是鲁棒恢复，钱德拉和XMM之间的任何差异可以被限制到$\sim$ 2.5%的水平，无论确切的数据分析的细节。这些令人鼓舞的结果为星系团的X射线观测的真正结合开辟了道路，充分利用了Chandra的高分辨率和XMM…
2017-09-19 astro-ph.CO
Resolving galaxy cluster gas properties at z~1 with XMM-Newton and Chandra
我们提出了一个试点的X射线研究的五个最大的质量（$M_{500}>5 \times 10^{14} M_{\odot}$），遥远的（z~1），星系团通过Sunyaev-Zeldovich效应检测。我们通过利用XMM的吞吐量来获得空间分辨光谱，并利用Chandra的空间分辨率来探测明亮的内部部分并检测嵌入的点源，从而最佳地结合了XMM-Newton和Chandra X射线观测。利用良好的协议在通量相关的测量，我们提出了一种新的方法来获得密度分布，约束在中心的钱德拉和在郊区的XMM。我们发现，Chandra-XMM组合是基本的形态分析在这些红移，钱德拉分辨率被要求删除点源污染，和XMM灵敏度允许更高的显着性检测微弱的子结构。样本主要是由动态扰动对象。我们使用相结合的Chandra-XMM密度分布和空间分辨的温度分布调查热力学量，包括熵和压力。从比较缩放的配置文件与本地REXCESS样本，我们发现没有显着偏离标准的自相似演化，在分散体内，在任何半径，除了超过0.7 $R_{500}$的熵。重子质量分数趋向于宇宙值，对质量的依赖性比在局域宇宙中观察到的要弱。我们比较从数值模拟的预测。目前的试点研究表明，通过结合XMM和钱德拉观测，在高红移的单个对象的空间分辨分析的实用性和可行性。对更大样本的观测将使我们能够进行更全面的统计分析，特别是对星团总体结构和尺度特性的内在分散性进行分析。（节略）
2016-11-25 astro-ph.CO
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
Reconciling Planck cluster counts and cosmology? Chandra/XMM instrumental calibration and hydrostatic mass bias
星系团的质量可以从其X射线发射气体$T_{\mathrm{X}}$的温度推断出来。如果假设气体处于流体静力平衡，它们的质量可能被低估，低估量为模拟所建议的$b^{\mathrm{hyd}}\sim(20\pm10)$ %。我们以前已经发现的样品之间的一致性观察到的\textit{Chandra} X射线质量和独立的弱透镜测量。不幸的是，{ \em Chandra}和{ \em XMM-Newton}天文台仪器校准的不确定性意味着它们测量相同气体的不同温度。在本文中，我们将相对仪器偏差转化为质量偏差，并推断\textit{XMM-Newton}质量的$\sim 10^{14}\,\mbox{M}_{\odot}$（$> 5\cdot 10^{14} \mbox{M}_{\odot}$）集群是无偏的（$\sim 35$ %低）相比，WL群众。对于大规模的集群，\textit{Chandra}的校准可能因此更准确。在低质量端，情况似乎相反。我们观察到的质量偏差增加集群质量，但爱丁顿偏见的存在排除了公司的结论，在这个阶段。然而，系统的\textit{Chandra} - \textit{XMM-Newton}差异是重要的，因为{ \em普朗克}通过Sunyaev-Zeldovich（SZ）效应对大质量星系团的探测是通过{ \em XMM-牛顿}观测校准的。SZ星系团的数目与{ \em Pl…
2015-01-07 astro-ph.CO
LoCuSS: Hydrostatic Mass Measurements of the High-$L_X$ Cluster Sample -- Cross-calibration of Chandra and XMM-Newton
我们提出了一个一致的分析钱德拉和XMM-牛顿观测的一个近似质量选择的样本的50个星系团在$0.15<z<0.3$ -“LoCuSS高- $L_X$样本”。我们采用相同的分析方法，从两颗卫星的数据，包括新开发的分析背景模型，预测的钱德拉和XMM-牛顿背景的空间变化$<2\%$和$<5\%$精度分别。为了验证基于Chandra和XMM-牛顿的星团质量测量的交叉校准，我们推导出了两颗卫星观测到的21个星团的质量分布，从各自数据集的相同区域提取了表面亮度和温度分布。我们得到一致的结果的气体和总的流体静力学集群质量：钱德拉到XMM-牛顿为基础的测量$M_{\rm gas}$和$M_X$在$r_{500}$的平均比率是$0.99\pm0.02$和$1.02\pm0.05$，分别与气体质量和流体静力学质量的固有散射$\sim3\%$ $\sim8\%$。比较我们在$r_{500}$的流体静力学质量测量与最新的LoCuSS弱透镜结果表明，数据是一致的，在这个半径的$\sim7\%$的非热压力支持。我们还调查了我们的流体静力学集群质量和发表的综合康普顿参数$Y_{sph}$测量从Sunyaev Zel 'dovich阵列之间的标度关系。我们在$Δ=500$处测量了$\sim16\%$在固定$Y_{sph}$处的质量散射，这与$\sim10-15\%$散射的理论预测一致。
2014-06-26 astro-ph.CO
The radio halo in PLCKESZ G171.94 $-$ 40.65: Beacon of merging activity
本文利用 uGMRT 和 JVLA 观测首次对星系团 PLCKESZ G171.94$-$40.65 中的候选超陡谱射电晕进行多频分析，结合 Chandra X 射线数据发现其谱指数为 $-1.36 \pm 0.05$ 并非超陡谱，揭示了星系团中心区域剧烈的合并动力学活动。
2024-09-26 astro-ph.CO
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
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
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
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 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
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
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
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
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$-$001115.1: an unusually flat spectrum AGN
我们提出的XMM观测AGN SDSS 1430-0011。在钱德拉的一次快照观测中获得的这个源的低信噪比光谱显示出一个异常平坦的连续谱。通过后续的XMM观测，我们发现源的光谱是复杂的，它要么有一个电离的吸收体，要么有一个部分覆盖的吸收体。基本的幂律是在活动星系核的正常范围内。钱德拉观测期间光源的低光度可以从吸收体性质的变化来理解。这个源的X射线和光学特性使得它不能被安全地分类为窄线塞弗特1或宽线塞弗特1星系。
2009-06-26 astro-ph.CO
X-ray study of the merging galaxy cluster Abell 3411-3412 with XMM-Newton and Suzaku
内容：钱德拉天文台对阿贝尔3411 - 3412合并系统的观测显示，它的北部有一个向外的子弹状子星系团，南部边缘有许多表面亮度（SB）边缘，射电观测也报告了多个漫射源。值得注意的是，东南部的射电遗迹与来自射电星系的化石等离子体和探测到的X射线边缘有关，提供了激波再加速的直接证据。所报道的X射线边缘的性质还有待于从热力学角度加以限制。目的：利用XMM-Newton和Suzaku观测资料，揭示已报道的再加速点和其它X射线边缘的物理性质。同时，我们的目标是调查的温度廓线在低密度的外围朱雀资料。研究方法：我们进行成像和光谱分析，以测量多个已知的X射线SB不连续性的密度跳跃和温度跳跃。提出了一种新的XMM-牛顿软质子本底标定方法。档案钱德拉，朱雀，和ROSAT数据被用来估计宇宙X射线背景和银河系前景水平与标准空白天空光谱相比，提高了准确性。结果如下：在东南边缘，XMM-Newton和朱雀的温度跃变都指向一个$\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$kT_{500}=5.17\p…
2020-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Resolving the hydrostatic mass profiles of galaxy clusters at z~1 with XMM-Newton and Chandra
本文详细研究了在$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
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
Gravitational potential and X-ray luminosities of early-type galaxies observed with XMM-Newton and Chandra
我们研究了早型星系中的暗物质含量，并探讨了早型星系的X射线光度是否由周围的引力势决定。利用XMM-Newton和Chandra观测数据，计算了22个早型星系的引力质量分布。16个星系的径向温度分布不变或下降，它们的X射线光度与恒星质量损失的运动学能量输入是一致的。其他6个星系的温度分布随半径的增加而增加，它们的X射线光度明显较高。每个星系的积分质光比在0.5-1 r_e范围内保持不变，并随半径的增大而增大，其中r_e是星系的有效半径。星系中心质光比在K波段的散射较小。在3r_e处，具有平坦或降低温度分布的星系的积分质光比是0.5r_e处的值的两倍，其中恒星质量占主导地位，在6r_e处，这些值增加到0.5r_e处的三倍。这一特征应该反映了早期星系中常见的暗物质和恒星质量分布：在3r_e内，暗物质的质量与恒星质量相似，而在6r_e内，前者比后者大两倍。相比之下，X射线发光星系在外部区域的引力质量比X射线暗淡星系高。我们将这些X射线发光星系描述为具有大势能结构的中心天体;这种势能的存在或不存在是X射线光度中大散射的主要来源。
2009-03-31 astro-ph.CO
Planck intermediate results. VI: The dynamical structure of PLCKG214.6+37.0, a Planck discovered triple system of galaxy clusters
普朗克通过Sunyaev-Zeldovich效应对星系团进行的调查已经发现了许多有趣的物体，这要归功于整个天空的覆盖。其中一个SZ候选者在任务的最初几个月被探测到，接近信噪比阈值PLCKG 214.6 +37.0，后来被XMM-牛顿发现是一个三重系统的星系团。我们进一步研究了这个令人困惑的系统与多波长的方法，我们在这里提出的结果，从一个深XMM牛顿重新观察。这三个组件的物理特性的表征，使我们能够建立一个模板模型来提取这个系统的总SZ信号与普朗克数据。我们部分地调和了来自X射线的预期SZ信号和观察到的SZ信号之间的差异，现在它们在小于1.2 sigma处是一致的。我们用X射线光谱中的铁谱线测量了这三个组分的红移，并证实这三个团簇可能是同一超星系团结构的一部分。对这三个组成部分的动力学状态的分析，以及没有可检测到的过量X射线发射，表明我们正在目睹一个大质量星系团在相互作用的早期阶段的形成。
2012-07-17 astro-ph.CO
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 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
Two merging galaxy clusters with very hot shock fronts observed shortly before pericentric passage
我们对来自XMM- \textit{Newton} X射线存档数据的两个合并簇进行了详细分析：PLCKESZ G036.7+14.9（$z=0.15$ ;以下简称G 036）和PLCK G292.5+22.0（$z=0.30$ ;以下简称G292）。我们注意到，集群内的介质被加热作为合并的结果，我们发现合并冲击的证据在两个子集群晕之间的区域。X射线观测证实，这些系统中的冲击是文献中已知的最热的。根据ICM对温度不连续性的分析，确定G 036和G292的马赫数分别为$M_{\rm G036}=1.3$和$M_{\rm G292}=1.5$。在本文中，对于每个集群，我们提出了一个流体动力学模型的合并作为一个整体，兼容其扩散X射线发射和温度图。模拟结果表明，这两个集群观察前不久，臂间通道。我们的模拟结果表明，G 036系统的合并是在倾角为50 $^{\circ}$（轨道平面和天空平面之间的角度），只有50万年前的近心通道。在G292的情况下，子星系团将在离天空平面（$i=18^{\circ}$）不远的地方合并，并在两个核心碰撞之前观察到150万年。
2019-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
