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
Observations of MCG-5-23-16 with Suzaku, XMM-Newton and NuSTAR: Disk tomography and Compton hump reverberation
MCG-5-23-16是第一个基于短XMM-牛顿观测发现的活动星系核之一，其铁K线中的相对论混响起源于超大质量黑洞附近。在这项工作中，我们提出的结果，从长X射线观测使用朱雀，XMM-牛顿和NuSTAR设计使用X射线混响映射的发射区域。在三个不同的时间尺度上的滞后谱中检测到相对论性的铁线，允许从黑洞周围的不同区域的发射被分离。使用NuSTAR覆盖的能量超过10千电子伏揭示了这些能量和主要的连续性，这是第一次在活动星系核检测之间的滞后。这种滞后是由于康普顿反射峰以类似于相对论性铁K线的响应的方式响应于主要源的变化。
2014-05-14 astro-ph.HE
Active galaxy 4U 1344-60: did the relativistic line disappear?
X射线亮活动星系核是研究超大质量黑洞吸积物理的独特天体物理实验室。4U 1344-60是一个明亮的塞弗特星系，在XMM-牛顿观测中显示出相对论反射特征。我们提出了与朱雀卫星获得的新数据的光谱结果，并将它们与以前的XMM-牛顿观测。4U 1344-60的X射线连续谱可以很好地用光子指数约为1.7的幂律分量来描述，该幂律分量被完全覆盖和部分覆盖的局部吸收体所修正。我们测量到部分吸收的辐射的分数从XMM-牛顿观测中的45%左右大幅下降到朱雀观测中的不到10%，而幂律斜率在不确定性范围内保持不变。朱雀光谱中的铁谱线相对较窄，为$σ=(0.08 \pm 0.02)$ keV，没有任何相对论增宽的迹象。关于这一点，我们解释档案XMM-牛顿光谱中的铁线为相同宽度的窄线加上约6.1千电子伏的额外红移发射。在朱雀星的光谱中没有相对论反射的证据。在XMM-牛顿观测过程中检测到的红移铁线可能是一个临时的功能，无论是由于局部增强发射或减少电离在最里面的吸积流。
2012-09-18 astro-ph.CO 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
Searching for the 3.5 keV Line in the Stacked Suzaku Observations of Galaxy Clusters
我们对47个红移范围为0.01-0.45的星系团的朱雀星系团叠加观测进行了详细的研究，以寻找未识别的3.5 keV线。此示例为先前检测到的行提供独立测试。我们只检测到一个2sigma显着的光谱特征在3.5千电子伏的全样本的光谱。当样品被分为两个子样品（冷芯和非冷芯集群）时，冷芯子样品在线能量处没有统计学显著的正残差。一个非常弱的（2西格玛置信度）的光谱特征，在3.5千电子伏是允许的数据从非冷核心集群样本。在90%的置信水平下，朱雀星完整样本中中微子衰变混合角的上限与之前在星系团、M31和银河系中心的XMM-牛顿堆叠样本中的探测结果一致（该样本对暗线具有更高的统计敏感性）。然而，从本样本的约束，其中不包括英仙座集群，是在紧张与先前报道的线通量观察英仙座集群的核心与XMM-牛顿和朱雀。
2016-09-19 astro-ph.CO astro-ph.HE
Exploring the Spectral Variability of the Ultra-luminous X-ray source M81 X-6 with Suzaku and XMM-Newton
我们介绍了2001- 2015年期间使用{ \it Suzaku}和{ \it XMM-Newton}观测的超亮X射线源（ULX）M81 X-6的X射线光谱变化研究。光谱首先由标准多温盘和热康普顿化组件拟合，其揭示了光谱可变性，其中主要区别是康普顿化组件的光学深度的变化，类似于对其他ULX观察到的。我们还拟合了光谱与广义相对论吸积盘发射和幂律分量，并发现它可以重现很大一部分，但不是所有的光谱变异的来源。黑洞质量和自旋的参数被发现是简并的，但高自旋和更大的质量（$20-100\,\rm M_\odot$）的解决方案提供了接近爱丁顿吸积率与模型的假设一致。的光谱变化被发现是由吸积率的变化导致三个不同的光谱类。因此，我们的研究结果表明，一个占主导地位的相对论盘发射组件的一些光谱状态的源的可能性。
2018-10-16 astro-ph.HE
Iron-line and continuum variations in the XMM-Newton and Suzaku spectra of the neutron-star low-mass X-ray binary 4U 1636-53
我们使用了6个同步的XMM-牛顿和罗西X射线定时探测器加上5个朱雀观测，研究了中子星低质量X射线双星4U 1636-53的连续谱和铁发射线。我们建模的光谱与两个热组件（代表吸积盘和边界层），Comptonised组件（代表一个热电晕），以及高斯或相对论线组件，以模拟铁发射线在约6.5千电子伏。对于相对论性线分量，我们使用了盘线，laor或kyrline模型，后者适用于三个不同的自旋参数值。连续体的拟合结果与标准截断圆盘的情况一致。我们还发现，磁通量和等效宽度的铁线先增加，然后减少的康普顿分量的磁通量的增加。这可以通过吸积盘电离状态的变化来解释，其中该线是由反射产生的，或者如果该分量产生的高度随着质量吸积率而变化，则可以通过来自康普顿分量的发射的光弯曲来解释。
2014-02-11 astro-ph.HE
The NuSTAR, XMM-Newton, and Suzaku view of A3395 at the intercluster filament interface
星系团是宇宙中最大的维里化天体。它们的合并动力学以及它们与连接它们的宇宙细丝的相互作用对于我们理解大尺度结构的形成非常重要。此外，宇宙细丝被认为拥有宇宙中缺失的重子。因此，研究星系团和暗条的相互作用，有可能揭示重子的起源和发生在星系团合并阶段的物理过程。本文利用NuSTAR、XMM-Newton和朱雀星的观测资料研究了A3395与星系团间暗条的联系。由于NuSTAR观测受到散射光的中度污染，我们提出了一种新的技术，用于从簇内介质的发射中分离出这种背景。我们发现，集群和集群间灯丝连接A3395和A3391的接口没有显示出任何迹象的加热等离子体，如以前所认为的。这个界面具有低温、高密度和低熵，因此我们认为气体正在冷却，在合并的早期阶段受到湍流或潮汐“天气”的推动。此外，我们的温度结果从NuSTAR数据与那些从XMM-Newton，并从联合NuSTAR和XMM-Newton分析的区域与~25%的散射光污染在1西格玛一致。我们表明，温度约束的intraclustermedium是有效的，即使当数据被污染到~25%的~5 keV集群发射。
2022-04-21 astro-ph.HE
Cross-calibration of Suzaku XIS and XMM-Newton EPIC using clusters of galaxies
我们扩展了以前的交叉校准研究的国际天文学联盟的高能校准（IACHEC）XMM-牛顿/EPIC，钱德拉/ACIS和BeppoSAX/MECS X射线仪器与星系团的朱雀/XIS仪器。我们的目的是研究的准确性的能量依赖的有效面积校准的XIS仪器通过比较的光谱温度，通量和拟合残差与朱雀/XIS和XMM-牛顿/EPIC-pn获得相同的集群。所有仪器在2.0 - 7.0 keV硬能带测量的温度在5%以内是一致的。然而，XIS仪器在软0.5 - 2.0 keV频段获得的温度不一致9 - 29%。我们研究了XIS软带中的残差，结果表明，如果精确校准XIS 0有效面积形状，则XIS 1和XIS 3的有效面积被高估，低于1.0 keV（反之亦然）。调整柱密度的XIS污染物在3 - 6弧分提取区域的建模，同时迫使一致的排放模型，在每个仪器为一个给定的集群显着提高了拟合。XIS 1和XIS 3污染物中的氧柱密度必须比当前校准中实现的值增加1 - 2E17 cm ^-2，而分析给出的XIS 0污染物的柱密度与公共校准一致。XIS软带温度与修改的污染物的柱密度得到更好的同意与EPIC-pn仪器的XMM-牛顿，比与那些来自使用Chandra-ACIS仪器的温度。然而，使用Suzaku-XIS获得的硬带通量与使用Chandra-ACIS和EPIC-pn仪器获得的通量的比较证明是不确定的。
2013-01-14 astro-ph.HE astro-ph.IM
XMM-Newton and Suzaku detection of an X-ray emitting shell around the pulsar wind nebula G54.1+0.3
最近的X射线观测已被证明是非常有效的检测以前未知的超新星遗迹壳周围的脉冲星风星云（PWNe），在这些情况下，壳的特征提供了进一步的线索嵌入PWN的演化阶段。然而，目前尚不清楚为什么一些PWNe仍然是“裸体”。我们进行了一次X射线观测活动，目标是PWN G54.1+0.3，螃蟹的“近亲”，目的是检测相关的SNR壳。分析了XMM-Newton和Suzaku对G54.1+0.3的观测结果，模拟了尘埃散射晕的贡献。我们检测到一个固有的微弱的弥漫X射线发射周围的硬光谱，这可以建模与幂律（伽马= 2.9）或热等离子体模型（kT=2.0千电子伏）。如果壳层是热的，我们得到爆炸能量E=0.5- 1.6 × 10^51尔格，冲击前ISM密度为0.2 cm^-3，年龄约为2000年。利用这些结果在PWN-SNR演化的MHD模型中，我们得到了一个很好的一致性之间的预测和观察到的位置的外壳和PWN冲击。
2010-04-20 astro-ph.HE
XMM-Newton and Suzaku Spectroscopic Studies of Unidentified X-ray Sources towards the Galactic Bulge: 1RXS J180556.1$-$343818 and 1RXS J173905.2$-$392615
利用XMM-Newton和Suzaku的观测，我们首次获得了两个朝向银河系凸起的不明X射线源的宽带光谱：1 RXS J180556.1 $-$ 343818和1 RXS J173905.2 $-$ 392615。$0.3$ - $7$ keV带中的1 RXS J180556.1 $-$ 343818光谱通过源自具有$0.5$和$1.7$ keV温度的光学薄热等离子体的X射线发射来解释。估算的$N_{\rm H} \sim 4 \times 10^{20}$ cm $^{-2}$的吸收柱密度明显小于朝向源的银河HI柱密度。在$4''$中发现了它的光学对应物HD 321269的候选者。根据X射线的性质和位置的符合，1 RXS J180556.1 $-$ 343818是一颗活动的G巨星是完全可能的。我们还发现了一个昏暗的X射线源，其位置与1 RXS J173905.2 $-$ 392615一致。假设X射线光谱可以用$kT = 1.6$ keV的吸收光学薄热等离子体模型再现，则在ROSAT观测期间，$0.5$ - $8$ keV带中的X射线通量为$8.7 \times 10^{-14}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$，比1 RXS J173905.2 $-$ 392615的通量暗$\sim 7$。我们进行的后续观测表明，这两个源将属于银河系盘，而不是银河系凸起。
2015-12-27 astro-ph.HE
Broadband X-ray Spectra of the Ultraluminous X-ray Source Holmberg IX X-1 observed with NuSTAR, XMM-Newton and Suzaku
我们介绍了NuSTAR、XMM-Newton和朱雀在2012年底对极端超亮X射线源Holmberg IX X-1进行的协调宽带X射线观测的结果。这些观测提供了迄今为止Holmberg IX X-1的第一个高于10 keV的高质量光谱，将这个显着来源的X射线覆盖范围扩展到~30 keV。宽波段观测在两个时期进行，在这两个时期之间，Holmberg IX X-1表现出通量和强烈的光谱变化，亮度从Lx =（1.90+/-0.03 e40 erg/s）增加到Lx =（3.35+/-0.03 e40 erg/s）。这两个时代的光谱表现出一致的排放标准低/硬吸积状态中看到的银河系黑洞双星，这将是预期的，如果霍姆伯格IX X-1窝藏一个真正的大规模黑洞吸积在基本上亚爱丁顿吸积率。NuSTAR的数据证实，在3-10千电子伏的带通之前观察到的曲率并不代表一个真正的光谱截止。在每一个时期，光谱似乎是由两个光学厚的热成分，可能与一个吸积盘。光谱还显示了最高能量下非热尾的一些证据，这可能进一步支持这一假设。现有的数据允许的两个热分量中的任何一个占主导地位的光谱演变，虽然这两种情况下需要高度非标准的行为热吸积盘排放。
2014-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Disentangling the Complex Broadband X-ray Spectrum of IRAS 13197-1627 with NuSTAR, XMM-Newton and Suzaku
我们提出了一个协调的$XMM$ - $Newton$ + $NuSTAR$观测的1.8型塞弗特星系IRAS 13197-1627的结果。这是一个高度复杂的源，有来自内部吸积盘的相对论反射、中性吸收和更远物质的进一步再处理以及流出的电离吸收的强烈贡献。我们进行了详细的频谱分析相结合的宽带覆盖$XMM$ - $Newton$ + $NuSTAR$与多历元的方法，将档案观测$XMM$ - $Newton$和$Suzaku$。我们的重点是从内部的吸积盘，以前的工作表明，可能占主导地位的活动星系核的排放，并限制黑洞旋转的反射的特点。使用灯柱盘反射模型，我们发现，内盘的结果在很大程度上是不敏感的假设有关的几何形状的遥远的洗消机和照明X射线连续的精确形式。然而，这些结果确实取决于远距离吸收器/再处理器的铁丰度的处理。多历元的数据有利于AGN的化学均匀的情况下，我们发现，一个快速旋转的黑洞是首选，与$a^* \geq 0.7$，但缓慢旋转的黑洞并不强烈排除。除了内盘的结果，我们还发现，无论是中性和电离的吸收剂从时代到时代的变化，这意味着两者都有一定程度的不均匀性，在其结构。
2017-10-31 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Impact of Suzaku Measurements on Astroparticle Physics
本文总结了朱雀星系团X射线宽带观测的结果。为了更好地理解气体加热/粒子加速的物理过程以及星系团的动力学演化，我们基于Suzaku和XMM-Newton/Chandra联合分析方法，对合并星系团，特别是A2163和Bullet星系团的非热硬X射线辐射进行了研究.所观察到的硬X射线发射是很好地代表了单温度或多温度的热模型，包括超热（kT~20 keV）的气体。然而，没有发现明显的非热硬X射线发射。结合现有的文献，我们用Suzaku研究了大约10个团簇的硬X射线性质。本文总结了朱雀星非热X射线辐射和星团磁场测量的现状，并与RXTE、BeppoSAX和Swift卫星的测量结果进行了比较。并对今后的发展前景作了简要的展望。
2013-10-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
NuSTAR, XMM-Newton and Suzaku Observations of the Ultraluminous X-ray Source Holmberg II X-1
我们提出了第一个宽带0.3-25.0 kev的X射线观测明亮的超亮X射线源（ULX）Holmberg II X-1，由NuSTAR，XMM-Newton和朱雀在2013年9月。NuSTAR的数据提供了Holmberg II X-1在10 keV以上的首次观测，并揭示了一个非常陡峭的高能光谱，类似于NuSTAR迄今为止观测到的其他ULX。这些观测结果进一步表明，ULX表现出的光谱状态通常不会出现在银河系黑洞双星。与其它源的比较表明Holmberg II X-1的吸积率很高，甚至可能超过了Eddington吸积率，软X射线谱（E<10 keV）似乎由两个类黑体发射分量主导，其中较热的一个可能与一个吸积盘有关。然而，所有简单的磁盘模型低于预测的NuSTAR数据以上~10 keV，并需要一个额外的发射组件在最高的能量探测，这意味着NuSTAR数据不下降与维恩光谱。我们调查这样一个额外的高能量的发射组件的物理起源，并赞成的情况下，多余的康普顿散射产生的热电晕的电子与一些属性类似的非常高的状态中看到的银河双星。从这些历元中推断出观测到的0.3-25.0 keV宽波段光度为Lx =（8.1+/-0.1 e39 erg/s，这是Holmberg II X-1的典型特征，大部分通量（约90%）在10 keV以下发射。
2015-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Suzaku and XMM-Newton Observations of the North Polar Spur: Charge Exchange or ISM Absorption?
通过重新考察北极支线的朱雀和XMM-Newton数据，我们发现这些光谱与传统的由纯热发射和中性吸收组成的模型不一致。最突出的差异是增强的O VII和Ne IX的禁共振比，和一个高的O VIII赖氨酸$β$线相对于其他莱曼系。碰撞电离吸收模型可以很自然地解释这两个特征，而电荷交换成分只能解释前者。通过包括附加的电离吸收，北极支线中的等离子体可以由具有0.25 keV的温度和$0.4-0.8$太阳的氮、氧、氖、镁和铁丰度的单相CIE分量来描述。北极支线的丰度模式与星系晕恒星的丰度模式完全一致。在以前的研究中报道的高氮氧比可以迁移到O VIII Ly $α$线的大透射率。电离吸收剂的特征在于平衡温度为$0.17-0.20$ keV，柱密度为$3-5 \times 10^{19}$ cm $^{-2}$。基于导出的丰度和吸收，我们推测北极支线是在星系晕的结构，使发射的大部分被银河ISM在视线中吸收。
2016-07-28 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.atom-ph
Investigating the hard X-ray emission from the hottest Abell cluster A2163 with Suzaku
本文介绍了在$z=0.2$上对最热的Abell星系团A2163的朱雀观测结果。为了研究星系团合并中气体加热的物理过程，我们观测了合并星系团A2163的硬X射线辐射，该星系团拥有最亮的同步辐射射电晕。我们分析了朱雀星两点观测积累的硬X射线谱。非热硬X射线辐射是由相对论电子与CMB光子的逆康普顿散射产生的。为了测量这种发射，在硬X射线波段的主要热发射必须详细建模。为此，我们分析了由朱雀和XMM-Newton收集的A2163的组合宽带X射线数据，假设热发射的单温度和多温度模型和非热发射的幂律模型。从朱雀的数据中，我们检测到在$28σ$水平（或在$5.5σ$水平，如果考虑系统误差）的12-60 keV波段的A2163的显着硬X射线发射。单独的朱雀HXD光谱与气体温度$kT=14$ keV的单T热模型一致。从XMM数据，我们构建了一个多T模型，包括一个非常热的（$kT=18$ keV）组件在NE区域。将多T模型和幂律模型简化为一个带光子指数的双分量模型，将12-60 keV的非热辐射能流限制在$5.3 \pm 0.9 (\pm 3.8)\times 10^{-12}~{\rm erg\, s^{-1} cm^{-2}}$范围内。检测到的IC发射的90%上限是边缘的（$< 1.2\times 10^{-11}~{\rm erg\, s^{-1} cm^{-2}}$在12-60 keV）。A21…
2013-12-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Cross-calibration of the X-ray Instruments onboard the Chandra, INTEGRAL, RXTE, Suzaku, Swift, and XMM-Newton Observatories using G21.5-0.9
上下文多年来，蟹状星云一直被X射线天文任务用作X射线通量和光谱形状的天体校准源。然而，对于目前和未来配备有灵敏度提高的仪器的任务来说，该物体往往过于明亮。目标。我们使用G21.5-0.9作为蟹状星云的一个可行的、较暗的替代品，蟹状星云是另一个脉冲星风星云，具有时间常数幂律谱，在X射线波段的通量为几毫米蟹状星云。使用这个源，我们进行了交叉校准研究的仪器板载目前活跃的天文台：钱德拉ACIS，朱雀XIS，斯威夫特XRT，XMM-牛顿EPIC（MOS和pn）的软带，和INTEGRAL IBIS-ISGRI，RXTE PCA和朱雀HXD-PIN的硬带。方法.我们从所有仪器中提取光谱，并在相同的天体物理假设下拟合它们。我们比较了G21.5-0.9模型的光谱参数：幂律光子指数，星际光电吸收的H-等效柱密度，软（2-8 keV）或硬（15-50 keV）能带的通量。结果我们确定的最佳拟合参数值的系统性差异不可归因于单独的数据的统计分散。我们解释这些差异是由于残留的交叉校准问题。对于软带通量和幂律指数，差异可以分别高达20%和9%，而对于硬带通量，差异可以高达46%。将结果绘制成图表，作为今后使用多个飞行任务进行校准和科学研究的有用参考。
2010-09-14 astro-ph.HE astro-ph.IM
A Suzaku Observation of NGC 4593: Illuminating the Truncated Disk
我们报告了2007年朱雀星对Seyfert 1 AGN NGC 4593的观测结果。窄的Fe K α发射线具有约4000 km/s的FWHM宽度，指示来自>约5000 Rg的发射。没有证据表明相对论加宽的Fe K线，与存在的辐射效率高的外盘被截断或过渡到内部辐射效率低的流量相一致。朱雀号的观测发现源处于低通量状态;与2002年的XMM观测相比，硬X射线通量减少了3.6，而Fe K α线的强度和宽度都大约减半。两个模型相关的解释Fe线轮廓的变化进行了探讨。其中之一是Fe谱线宽度从2002年到2007年从~10000 km/s减小到~4000 km/s，表明薄盘截断/过渡半径从1000-2000 Rg增加到>~5000 Rg。然而，有迹象表明，从其他紧凑的吸积系统，这种截断半径往往只与吸积率相对爱丁顿远低于NGC 4593。在第二个（优选）模型中，XMM观测中的线轮廓由时不变的窄分量加上源于截断盘（~300 Rg）内部的宽分量组成，该截断盘响应于连续通量的下降。康普顿反射分量强度R为~1.1，与测量的Fe K α线总EQW一致，Fe丰度为太阳的1.7倍。从2002年到2007年，适度的软过剩下降了约20倍，排除了5 lt-yr大小的区域的排放量。
2009-10-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
A deep look at the inner regions of the mini-BAL QSO PG 1126-041 with XMM-Newton
对小型BAL类星体PG 1126-041的长时间XMM-牛顿观测使我们能够探测到一个高度电离的X射线吸收气体相，它以v~15000 km/s的速度流出。物理影响进行了简要讨论。
2009-12-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Suzaku, NuSTAR, and XMM-Newton view on variable absorption and relativistic reflection in NGC 4151
我们解开复杂的视线吸收在附近的Seyfert NGC 4151的X射线盘反射，使用一套朱雀，NuSTAR，和XMM-牛顿观测。在早期发表的工作扩展，我们追求一个物理动机的模型，使用最新的角度分辨版本的灯柱几何反射模型relxillCp_lp与康普顿化连续。我们使用长期的同时朱雀/NuSTAR观测开发一个基线模型，其中我们模型反射的排放作为一个组合的灯柱组件在1.2和15.0的重力半径的高度。我们主张一个垂直延伸的日冕，而不是两个紧凑和不同的主要来源。我们发现了两个中性吸收体（一个完全覆盖和一个部分覆盖），一个电离吸收体（$\log ξ= 2.8$），和一个高度电离的超快流出，这都是以前报道过的。所有分析的光谱都很好地描述了这个基线模型。1千电子伏和6千电子伏之间的光谱变化的大部分可以占两个中性吸收体，这似乎是退化和负相关的变量硬连续分量通量的列密度的变化。我们跟踪的变化，在吸收短（2天）和长（$\sim$ 1年）的时间尺度上，所观察到的演变是一致的吸收器结构的变化（cluperium吸收器的距离范围从宽线区域（BLR）的内环面或尘埃辐射驱动风）或几何稳定的中性吸收器，变得越来越电离在不断上升的通量水平。低于1 keV的软X射线主要由扩展气体的光电离发射主导，这些气体可能充当核辐射的暖镜。
2017-03-31 astro-ph.GA astro-ph.HE
XMM-Newton Observations of the Southeastern Radio Relic in Abell 3667
射电遗迹是位于星系团边缘的细长的非热结构，是星系团外围合并驱动的冲击加速的宇宙射线电子的同步辐射的结果。然而，在某些星团中对这种激波的X射线观测表明，它们太弱，无法通过扩散激波加速有效地加速电子，使其达到产生观测到的无线电功率所需的能量。我们在合并的星系团Abell 3667（A3667）中研究这个问题，该星系团拥有一对射电遗迹。虽然A3667中的西北遗迹已经通过多种仪器在无线电和X射线方面进行了很好的研究，但到目前为止，只有朱雀星观测到了东南遗迹区域，它检测到了遗迹上的温度跳跃，这表明存在弱冲击。我们目前的观测A3667的东南部地区与XMM-牛顿集中在无线电遗物。我们确认存在一个X射线激波的马赫数约1.8从一个明确的检测温度跳变和一个密度跳变的试探性检测，与以前的测量朱雀。我们讨论了这种测量的影响扩散冲击加速的主要机制，解释无线电文物的起源。然后，我们推测的替代方案，包括再加速和变化的马赫数沿冲击波阵面的可能性。
2018-05-31 astro-ph.CO astro-ph.HE
Suzaku observations of the merging galaxy cluster Abell2255: The northeast radio relic
本文介绍了对合并星系团Abell 2255东北射电遗迹进行的140 ksSuzaku深源X射线观测结果。首次测量了Abell 2255在NE方向上的温度结构，测量范围为维里半径的0.9倍（1.9 Mpc）。朱雀星中心区域的温度图显示了一个复杂的温度分布，这与以前的工作一致。此外，在更大的尺度上，我们证实了温度从星系团中心附近的6 keV下降到外围的3 keV，在距离星系团中心的{ \it r} $\sim$ 5 \arcmin ~（450 kpc）和$\sim$ 12 \arcmin ~（1100 kpc）处有两个间断。它们的位置与XMM-牛顿图像中边缘检测到的表面亮度不连续性相吻合，这表明存在激波结构。根据温度下降，我们估计马赫数为${\cal M}_{\rm inner}\sim$ 1.2和${\cal M}_{\rm outer}\sim$ 1.4。第一种结构最有可能与大的星团核心区（$\sim$ 350- 430 kpc）有关，其马赫数与XMM-牛顿观测结果一致（${\cal M}\sim$ 1.24：Sakelliou & Ponman 2006）。根据朱雀重点工程观测，我们对第二次温度跳跃的探测表明，东北射电遗迹上存在一个激波结构。这表明激波结构和产生射电辐射的相对论电子之间存在联系。然而，在NE射电遗迹中，我们发现一个明显低于根据标准扩散激波加速机制（$T_1/T_2…
2016-12-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
The changing source of X-ray reflection in the radio-intermediate Seyfert 1 galaxy III Zw 2
本文报道了用XMM-Newton、Suzaku和Swift在过去17年中对射电中等强度、X射线明亮的Seyfert 1星系III Zw 2进行的X射线观测。源亮度在每年的时间尺度上变化很大，但在几天内变化较小。2000年XMM-牛顿和2011年朱雀的定点观测显示，尽管X射线通量相当，但光谱差异。朱雀光谱与幂律连续谱和~6.4 keV处的窄高斯发射特征一致，而早期的XMM-牛顿光谱需要更宽的高斯分布和低于~2 keV的软过量。一个潜在的解释是，主要的幂律发射，也许从喷流基地，优先照亮内吸积盘在2000年，但在2011年遥远的环面。这种解释可能与III Zw 2中假设的旋进射电喷流一致，这可能是由于正在进行的合并事件引起的圆盘不稳定性。
2017-12-04 astro-ph.HE
XMM-Newton observations of the TeV-discovered supernova remnant HESS J1534-571
本研究利用XMM-Newton观测TeV超新星遗迹HESS J1534-571，未探测到X射线同步辐射，测得2-10 keV能段X射线流量上限，发现6.4 keV线辐射，为其γ射线辐射的强子起源提供了潜在证据。
2023-07-17 astro-ph.HE
XMM-Newton and Suzaku X-ray Shadowing Measurements of the Solar Wind Charge Exchange, Local Bubble, and Galactic Halo Emission
我们目前的结果从一个样本的XMM牛顿和朱雀观测的星际云，投下阴影的软X射线背景（SXRB）-第一个统一的分析，这样一个样本从这些任务。通过对阴影光谱和非阴影光谱的拟合，我们分离了SXRB的前景和星系晕成分。我们测试了不同的前景模型-两个太阳风电荷交换（SWCX）模型和本地气泡（LB）模型。我们还检查了不同的丰度表。我们发现，Anders & Grevesse（1989）丰度，通常用于以前的SXRB研究，可能会导致高估的前景亮度和晕温度。我们还发现，假设一个单一的太阳风电离温度的SWCX模型可能会导致不可靠的结果。我们比较了我们的前景发射的测量与预测的SWCX发射从一个顺利的太阳风，发现只有部分协议。使用现有的观测特定SWCX预测和各种合理的假设，我们将LB的OVII强度上限定为约0.8光子/cm ^2/s/sr（90%置信度）。比较使用SWCX和LB前景模型获得的晕圈结果表明，如果前景以SWCX为主并且亮度高于~1.5e-12 erg/cm^2/s/deg^2（0.4 - 1.0 keV），则使用LB前景模型可以使晕温度向上偏置，并且使0.5 - 2.0keV的表面亮度向下偏置~（0.2 - 0.3）e6 K和~（1 - 2）e-12 erg/cm^2/s/deg^2。类似地，比较来自不同观测站的结果表明，除了统计上的不确定性之外，晕温度和表面亮度的不确定性可能分别高达~0.2e6…
2015-05-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
The XMM-Newton spectral-fit database
XMM-Newton光谱拟合数据库是欧空局资助的一个正在进行的项目，旨在为XMM-Newton偶然源目录中的所有源建立一个光谱拟合结果目录，这些源的光谱数据产品已通过管道提取（约120，000个X射线源探测）。该项目的基本目标是为天文学界提供一种工具，通过允许根据光谱特性选择源，来构建大型和有代表性的X射线源样本。
2014-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
SNR 1E 0102.2-7219 as an X-ray Calibration Standard in the 0.5-1.0 keV Bandpass and Its Application to the CCD Instruments aboard Chandra, Suzaku, Swift and XMM-Newton
我们希望对以下天文台上的当前一代CCD仪器的绝对有效面积进行简单的比较：Chandra ACIS-S3，XMM-Newton（EPIC-MOS和EPIC-pn），Suzaku XIS和Swift XRT，并直接比较这些仪器在各自任务寿命期间的随时间变化的响应。我们一直在使用1 E 0102.2-7219，在小麦哲伦星云最明亮的超新星遗迹，以评估和修改这些仪器的响应模型。1 E 0102.2-7219具有低于1.5 keV的O、Ne和Mg的强谱线，并且几乎没有或没有Fe发射，从而使光谱复杂化。作为国际天文学高能定标联合会（IACHEC）活动的一部分，我们开发了1 E 0102.2-7219的标准光谱模型。该模型是经验的，因为它包括高斯识别线，在银河系中的吸收组件，在SMC的另一个吸收组件，和两个热连续分量。在我们的拟合中，该模型受到高度约束，因为仅允许四个最亮线/线复合体（O vi He $α$三重体、O vi Ly $α$线、Ne ix He $α$三重体和Ne x Ly $α$线）的标准化和总体标准化发生变化。我们已经检查了这些测得的线通量作为时间的函数，每个仪器后，应用最新的校准，占每个仪器的时间依赖性的响应。当辐射损伤和污染层处于最低限度时，我们与具有代表性的早期任务数据进行了有效面积比较。我们发现，这些线的测量通量一般同意在+/-10%的所有仪器，与我们的48个拟合归一化在…
2016-07-11 astro-ph.HE astro-ph.IM
Peculiar Lapse of Periodic Eclipsing Event at Low Mass X-ray Binary GRS 1747$-$312 during Suzaku Observation in 2009
GRS 1747 $-$ 312是一颗低质量X射线双星，位于球状星团泰山6号，距离地球9.5千秒差距。在它爆发的过程中，人们知道会发生周期性的日食。2004年，钱德拉和2013年，斯威夫特分别对爆发进行了观测。XMM-牛顿在2004年观测到了它的静止状态。此外，当朱雀在2009年作为银河系中心测绘观测的一部分进行观测时，发现GRS 1747 $-$ 312处于低光度状态，$L_{\rm x} \sim 1.2 \times 10^{35}$的亮度为$^{-1}$。除了XMM-牛顿之外，所有的观测都包括了预测的日食时间。我们分析了这些观察的档案数据。在钱德拉和斯威夫特的观测中，我们发现在日食的预期时间，通量明显减少。然而，在朱雀观测期间，没有明显的迹象表明预测的日食。朱雀观测期间预测的日食的消失可以用一个非常接近GRS 1747 $-$ 312的污染源来解释。当GRS 1747 $-$ 312处于静止状态时，我们观察到来自污染物源而不是来自GRS 1747 $-$ 312的X射线。然而，我们的数据中没有明确的污染源证据。这种消失也可以用中子星和伴星之间的厚物质（$N_{\rm H} > 10^{24}$ cm $^{-2}$）来解释，尽管厚物质的来源还不清楚。
2016-03-01 astro-ph.HE
Follow-up of eROSITA and Euclid Galaxy Clusters with XMM-Newton
星系团科学的一场革命只有几年的时间了。调查机器eROSITA和Euclid将提供前所未有的统计质量的聚类样本。XMM-Newton将是利用这些丰富数据集的关键工具，可以详细跟踪星团热气体含量，系统地表征子样本以及外来的新物体。
2017-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The XMM-Newton survey of the Small Magellanic Cloud: XMMUJ010633.1-731543 and XMMUJ010743.1-715953, two new Be/X-ray binary systems
在小麦哲伦云（SMC）的XMM-牛顿巡天过程中，发现了两个新的明亮X射线源，它们显示出高质量X射线双星的光谱特征，但只揭示了其中一个天体（XMMUJ010743.1-715953中的153 s处）脉动的微弱证据。精确的X射线源位置使这些X射线源与Be星的鉴别成为可能，从而有力地表明这些系统是新的Be/X射线双星。根据蓝色光谱，XMMUJ010633.1-731543的拟定分类为B0.5-1Ve，XMMUJ010743.1-715953的拟定分类为B2 IV-Ve。
2012-04-26 astro-ph.HE
The warm-hot, extended, massive circumgalactic medium of NGC 3221: an XMM-Newton discovery
利用朱雀观测数据，我们发现了L $^\star$星系NGC 3221中存在X射线辐射的暖-热环星系介质（CGM）的$3.4σ$证据。在这里，我们提出了XMM-Newton数据，并概述了一种有效，严格和定义良好的方法来提取微弱的CGM信号。我们确认CGM检测在$4σ$意义范围内的星系30-200千秒差距。我们满怀信心地声称，$99.62\%$的CGM已扩展至超过$150$ kpc。CGM的平均温度为2.0 $^{+0.2}_{-0.3} \times 10^6$ K，但它不是等温的。我们发现了暗示性的证据，温度梯度下降到125千秒差距和100千秒差距内的超维里温度。虽然在银河系CGM中检测到了超维里温度分量，但这是第一次在任何螺旋星系的温暖热CGM中观察到温度梯度。排放测量曲线与$β-$模型或恒定密度曲线拟合良好。需要更深入的数据来约束温度和密度分布。我们还证实了朱雀实验的结果，即暖热的CGM是NGC 3221中质量最大的重子成分之一，并且可以解释星系中缺失的重子。
2020-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The XMM-Newton serendipitous survey. VIII: The first XMM-Newton serendipitous source catalogue from overlapping observations
XMM-牛顿自2000年初以来一直在观测X射线天空。XMM-牛顿巡天科学中心联盟已经出版了在个别观测中偶然发现的X射线和紫外线源的目录。这个系列现在增加了一个目录，专门用于在空间重叠的XMM-牛顿观测中检测到的X射线源。这个目录的目的是探索重复观测的天空区域。因此，它利用了每个天空区域较长的有效曝光时间，并提供了直接通过源探测过程调查长期通量变化的机会。提出了一种新的多观测同时源检测标准化策略。它被编码为XMM-Newton科学分析系统中的一项新任务，用于编辑来自434个堆栈的源目录，其中包括进入3XMM-DR 7目录的1，789个重叠的XMM-Newton观测，具有低背景和所有EPIC相机的全帧读数。第一个堆叠目录被称为3XMM-DR 7。它包含71，951个独特的源，具有位置和参数，如通量，硬度比，质量估计和观测间变化的信息。大约15%的来源是关于3XMM-DR 7的新来源。通过叠加源检测，可以确定重复观测源的参数，其精度高于单个观测值。该方法对微弱的源更敏感，并且倾向于产生更少的虚假检测。通过这第一个堆叠目录，我们证明了这种方法的可行性和好处。它通过额外的，特别是微弱的来源补充了XMM-牛顿探测的大数据库，并增加了变异信息。将来，该目录将扩大到更大的样本，并继续在偶然的XMM-牛顿源目录系列中。
2019-03-01 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
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
Supersoft sources in M 31: Comparing the XMM-Newton Deep Survey, ROSAT and Chandra catalogues
为了研究M31中超软源的瞬态性质，我们比较了XMM-Newton深度巡天、ROSAT PSPC巡天和Chandra星表在同一区域的超软源候选。我们在XMM-牛顿观测中发现了40个SSS。虽然有12个XMM-牛顿源比ROSAT PSPC调查的极限通量亮，但只有两个是ROSAT在大约10年前探测到的。其中5颗与最近的光学新星有关，这就解释了ROSAT没有探测到它们的原因。其余28个XMM-牛顿型SSS的通量低于ROSAT探测阈值。然而，我们发现一个相关的ROSAT源，它有显着更大的通量比在XMM牛顿观测。其中10个XMM-Newton SSSs被Chandra探测到，观测间隔<1-~6年。其中五个也被钱德拉归类为SSS。在30个ROSAT SSSs中，有3个用XMM-Newton进行了确认，而对11个源提出了其他分类。在剩下的16个源中，有一个与光学新星相关。在42个钱德拉甚软源中，有5个被归类为XMM-牛顿SSS，而对于22个，我们建议其他分类。在剩下的15个源中，有9个被钱德拉归类为瞬变源，其中一个与光学新星相关。这些发现强调了这类源的高度可变性以及SSSS和光学新星之间的联系。只有三个来源，被所有三个特派团发现为SSS。因此，尽管它们的变化性，但它们在十多年内都是可见的。
2009-12-03 astro-ph.HE
XMMFITCAT: The XMM-Newton spectral-fit database
XMM-Newton光谱拟合数据库（XMMFITCAT）是XMM-Newton偶发源目录中源探测的光谱拟合结果目录，每个探测器在0.5-10 keV能量带中具有超过50个净（扣除背景）计数。它的最新版本是根据最新版本的XMM-牛顿星表，即3XMM数据发布4（3XMM-DR 4）构建的，包含$\gtrsim$ 114，000个探测的光谱拟合结果，对应于$\simeq$ 78，000个独特的源。在XMMFITCAT的构造中定义并使用三个能带：软（0.5- 2keV）、硬（2-10 keV）和全（0.5-10 keV）带。六个光谱模型，三个简单的和三个更复杂的模型，实施和应用的光谱数据。简单模型适用于所有来源，而复杂模型适用于超过500个计数的观测（30%）。XMMFITCAT包括所有拟合模型的最佳拟合参数和误差、通量和拟合优度拟合优度估计值。XMMFITCAT的设想是为天文学界提供一种工具，通过允许根据光谱特性选择源，以及确定在不同波长下选择的样品的X射线特性，来构建大型和有代表性的X射线源样品。本文介绍了该数据库建设的主要内容，并总结了其主要特点。
2014-11-27 astro-ph.HE
XMM-Newton and INTEGRAL analysis of the Supergiant Fast X-ray Transient IGR J17354-3255
本文给出了对超巨星快X射线瞬变（SFXT）IGR J17354 $-$ 3255的积分和XMM-牛顿观测结果。进行了三次XMM-牛顿观测，长度分别为33.4 ks、32.5 ks和21.9 ks，第一次是初始指向，以确定视场中的正确源，后两次是在近星点附近进行的。分析了轨道周期的$\sim66\%$上的同步积分观测，但IBIS/ISGRI和JEM-X都没有探测到来源。XMM-牛顿光变曲线显示了一系列中等亮度的X射线活动，但在三次观测中没有特别强烈的耀斑或爆发。我们表明，XMM-牛顿测量的光谱形状可以通过一个一致的模型在整个观测过程中拟合，这表明所观察到的通量变化是由来自不同密度的风的遮蔽而不是吸积模式的变化驱动的。同时积分数据排除了简单幂律模型超出XMM-牛顿能量范围的简单外推。
2018-11-28 astro-ph.HE
XMM-Newton confirmation of a new intermediate polar: XMMU J185330.7-012815
我们报告的结果，从一个详细的光谱成像和时间分析的档案XMM-牛顿观察一个新的中间极XMMU J185330.7-012815。它的X射线谱可以用多温热等离子体模型很好地描述，并能清楚地探测到重元素的K线。已在光学和UV波段鉴别出XMMU J185330.7-012815的可能对应物。推断出的X射线与紫外线和X射线与光通量的比值很低，这有助于安全地排除它是孤立的中子星的可能性。我们确认了~238 s的X射线周期性，但与以前的初步结果不同，我们没有发现任何令人信服的证据相移在这个观察。我们进一步研究其性质，通过能量分辨的时间分析，发现脉冲分数随能量单调增加。
2011-08-24 astro-ph.HE
An X-ray counterpart of HESS J1427-608 discovered with Suzaku
我们报告发现了一个X射线对应的身份不明的非常高的能量伽马射线源HESS J1427-608。在与HESS J1427-608重合的天区中，在2-8 keV波段发现了一个扩展源，并将其命名为朱雀J1427-6051。如果用高斯近似，其X射线径向轮廓具有σ =0.9' +/-0.1'的延伸。在2-10 keV波段，该光谱符合吸收的幂律方程：N_H=（1.1 +/- 0.3）× 10^23 cm^-2，γ =3.1 + 0.6/-0.5，未吸收的通量F_X=（9 + 4/-2）× 10^-13 erg·s^-1 cm^-2。利用XMM-Newton档案资料，我们在朱雀源区发现了7个点源。然而，由于它们的总通量和吸收柱密度比朱雀J1427-6051低一个数量级以上，我们认为它们与朱雀源无关。因此，朱雀J1427-6051被认为是真正的漫射源，是HESS J1427-608的X射线对应物。根据观测性质讨论了HESS J1427-608的可能性质。
2013-01-22 astro-ph.HE
The XMM-Newton serendipitous survey IX. The fourth XMM-Newton serendipitous source catalogue
巡天产生了大量关于天空广大区域的数据。获取这些信息的最简单方法是通过标准化数据产品目录。{ \em XMM-Newton}在X射线、紫外线和光学波段对天空进行了20年的观测。{ \em XMM-Newton}巡天科学中心一直在生产标准化的数据产品和目录，以促进对偶然发现的X射线天空的访问。使用改进的校准和增强的软件，我们重新减少了所有的14041 { \em XMM-Newton} X射线观测，其中11204观测包含至少一个检测的数据，并与这些我们创建了一个新的，高质量的版本的{ \em XMM-Newton}偶然源目录，4XMM-DR 9。4XMM-DR 9包含810795个探测，探测重要性低至3 $σ$，其中550124个是独特的源，覆盖天空的1152度$^{2}$（2.85%）。过滤4XMM-DR 9以仅保留具有至少5个$σ$检测显著性的最干净的源，留下433612个检测。在这些检测中，99.6%的检测没有发生连环相撞。此外，还提供了关于每次检测的336列信息以及图像。源检测的质量显着提高相对于以前版本的目录。光谱和光变曲线也可用于超过288000个最亮的光源（占所有检测的36%）。
2020-07-06 astro-ph.HE
The First Decade of Science with Chandra and XMM-Newton
美国宇航局的钱德拉X射线天文台和欧空局的XMM牛顿十年前进行了首次观测。这些天文台在探测、成像和测量宇宙X射线能量方面的前所未有的互补能力，在首次探测到太阳外X射线源后不到50年就实现了，这代表了在过去400年里，从裸眼观测到最强大的光学望远镜的灵敏度的提高！在这篇综述中，我们重点介绍了钱德拉和XMM-牛顿的许多发现，这些发现改变了21世纪的天文学，并简要讨论了未来研究的前景。
2010-03-09 astro-ph.HE
The XMM-Newton survey of the Small Magellanic Cloud: XMMUJ005011.2-730026 = SXP214, a Be/X-ray binary pulsar
2009年11月，在XMM-牛顿对小麦哲伦云（SMC）进行巡天的过程中，观测到了发射星云N19以东的一个区域。为了寻找新的高质量X射线双星的候选者，研究了探测到的点源的EPIC PN和MOS数据，并确定了它们的光谱和时间特性。发现了脉冲周期为214.05 s的新瞬态（XMMUJ 005011.2 -730026= SXP 214）;该源具有幂律指数约为0.65的硬X射线谱。精确的X射线源位置使得我们可以确认该X射线源是一颗~ 15等Be星，从而确认该系统是一颗新的Be/X射线双星。
2011-03-01 astro-ph.HE
The XMM-Newton serendipitous survey. VII. The third XMM-Newton serendipitous source catalogue
由于欧洲航天局X射线天文台XMM-牛顿上X射线照相机的大收集面积（1.5 keV时3 x ~1500 cm $^2$）和宽视场（全视场模式下30“宽），每次单独指向都可以探测到数百个X射线源，其中大多数是新发现的。近年来，对XMM-牛顿数据约简算法进行了许多改进。这些措施包括加强源的特性和减少虚假源的检测，提高天体测量精度，提高净灵敏度和提取光谱和时间序列的微弱源，更好的信号噪声。此外，与2XMMi-DR 3相比，公共领域的观测量增加了近50%，使XMM-牛顿巡天科学中心（XMM-SSC）能够产生更大，质量更好的X射线源目录。XMM-SSC开发了一个自动减少XMM-Newton数据的管道，并使用改进的校准，根据2013年12月31日公布的XMM-Newton数据（13年的数据）制作了新的目录版本。手动筛选可确保最高的数据质量。这个目录被称为3XMM。在最新版本3XMM-DR 5中，有565962个X射线检测，包括396910个独特的X射线源。对于133000个最亮的光源，提供了光谱和光变曲线。对于所有的检测，在天空中的位置，检测的质量的措施，并提供了X射线的可变性的评估，以及在7个X射线能量带的通量和计数率，总的0.2-12千电子伏的带计数，和四个硬度比。为了识别检测，还为每个X射线检测提供了与228个目录的互相关。3XMM-DR 5是有史以来最大的X射线源目录。由于大量的数据产品…
2016-02-09 astro-ph.HE
The X-ray emission of magnetic cataclysmic variables in the XMM-Newton era
本文综述了近十年来由XMM-Newton、Chandra和Suzaku大型X射线天文台观测得到的磁激变双星的X射线光谱特性。我们重点讨论了根据主要物理参数（磁场、局域吸积率和白矮星质量）预测的不同吸积模式的特征。所观察到的光谱行为的多样性表明，在中间极和极的参数值范围很广，在这两个类之间的可能的进化联系。
2012-02-16 astro-ph.HE
Tracking the Complex Absorption in NGC 2110 with Two Suzaku Observations
我们提出的光谱分析的两个朱雀观测的塞弗特2星系，NGC 2110。这个来源已经被称为显示复杂的，可变的吸收，我们深入研究，通过分析这两个观测设置七年，并通过比较与以前分析的观测与XMM-牛顿和钱德拉天文台。我们发现，有一个相对稳定的，全覆盖的吸收柱密度为~3 $\times 10 ^{22}$厘米$^{-2}$，与一个额外的片状吸收柱密度和覆盖率可能是可变的时间尺度上的年，一致的云在片状环面或在宽线区域。我们模拟了一个软发射线复杂的，可能产生的电离等离子体和与以前的研究一致。我们没有发现任何证据表明，在这个来源的吸积盘的反射没有贡献，从相对论加宽的Fe Ka线发射，也没有从康普顿反射峰。
2014-03-08 astro-ph.HE
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
The XMM-Newton Slew Survey: Towards The Whole X-ray Sky and the Rarest X-ray Events
XMM-牛顿在不同点之间转换时收集的数据目前几乎覆盖了整个天空的一半，并且可以看到许多熟悉的特征和新的来源。Slew的软波段灵敏度极限接近RASS的灵敏度极限，大面积的Slew-RASS比较现在为发现极其罕见的高变异性天体提供了最佳机会。
2009-12-16 astro-ph.HE
XMM-Newton observations of the supergiant fast X-ray transients XTEJ1739-302, IGRJ08408-4503 and IGRJ18410-0535
我们在这里报告的XMM牛顿观测的三个超巨星快速X射线瞬变（SFXT）XTE J1739-302，IGRJ 08408 -4503，和IGRJ 18410 -0535。对于后一个来源，我们只讨论我们的数据分析的一些初步结果。一些解释提供的时间和光谱行为的三个来源的不同的理论模型，迄今为止提出的解释SFXTs的行为。
2011-07-01 astro-ph.HE
Search for cyclotron absorptions from magnetars in the quiescence with XMM-Newton
在这项工作中，我们执行的XMM-牛顿卫星观测到的候选磁星光谱的吸收特性的详细分析。没有发现明显的线状特征，这一否定的结果表明可能存在消除吸收特征的机制。
2010-09-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Joint XMM-Newton and NuSTAR observations of the reflection spectrum of III Zw 2
探测和模拟吸积流中再处理的硬X射线发射成分，即所谓的反射谱，是估算大范围天体物理学黑洞中黑洞自旋的主要工具，而与它们的质量和距离无关。在这项工作中，我们使用多历元XMM-牛顿，NuSTAR和朱雀观测研究了塞弗特I星系III Zw 2的X射线光谱。X射线谱在1 keV以下有一个软过剩，在6.4keV处的宽Fe Kα线处有一个显著的过剩。为了解释这些光谱特征，我们用多种模型拟合了光谱，包括电离的部分覆盖吸收体和吸积盘反射模型。为了完全解决反射分量，我们联合分析了2017年拍摄的XMM-Newton和NuSTAR观测数据以及2000年的XMM-Newton档案数据。假设反射的情况下，所得到的模型拟合支持一个快速旋转的黑洞（a > 0.98）在这个无线电中间源。2000年和2017年的X射线光谱非常相似，唯一的区别是反射分数，这可能是由于吸积流几何形状的变化。然而，朱雀观测是显着不同的，我们认为这可能是一个喷流的影响，在X射线波段，这是由在此期间的观测无线电通量升高的支持。
2020-02-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Deep Learning-Based Super-Resolution and De-Noising for XMM-Newton Images
基于人工智能的图像增强领域在过去几年中迅速发展，并且能够在非天文图像上产生令人印象深刻的结果。在这项工作中，我们提出了基于机器学习的超分辨率（SR）和去噪（DN）的第一个应用程序，以增强欧洲航天局的XMM-牛顿望远镜的X射线图像。使用来自欧洲光子成像相机pn探测器（EPIC-pn）的[0.5，2] keV波段的XMM-Newton图像，我们开发了基于XMM-SuperRes和XMM-DeNoise深度学习的模型，可以从实际观测中生成增强的SR和DN图像。这些模型在真实的XMM-牛顿模拟上进行训练，使得XMM-SuperRes将输出具有两倍小的点扩散函数和改进的噪声特性的图像。XMM-DeNoise模型经过训练，以2.5倍输入曝光时间（从20到50 ks）生成图像。当在实像上测试时，DN将图像质量提高了8.2%，如通过全局峰值信噪比量化的。这些增强的图像允许识别在原始图像或滤波/平滑图像中用传统方法难以或不可能感知的特征。我们证明了使用我们的深度学习模型来增强XMM-Newton X射线图像的可行性，以提高其科学价值，从而使XMM-Newton档案的遗产受益。
2022-08-25 astro-ph.HE astro-ph.IM
A Systematic Analysis of the XMM-Newton Background: I. Dataset and Extraction Procedures
XMM-牛顿是未来欧空局ATHENA任务的直接先驱。因此，对其粒子诱发背景的研究为雅典娜飞行任务的设计提供了重要的启示。我们利用大约12年的数据，第三个XMM-牛顿目录的产品以及FP 7 EXTraS项目，以避免天体源污染，并解开XMM-牛顿粒子诱导背景的不同成分。在ESA R&D AREMBES合作中，我们建立了新的分析管道来研究这种背景的不同组成部分：这包括时间行为以及光谱和空间特征。
2017-05-11 astro-ph.HE astro-ph.IM
XMM-Newton and Swift observations of the Type IIb SN 2011dh in Messier 51
IIb型SN 2011 dh在附近的星系M51（漩涡星系）中爆炸，为我们提供了研究SNe早期高能辐射的最佳实验室之一。我们在这里给出了一个全面的看法SN 2011 dh的X射线特性的分析，两个点XMM-牛顿早期观测以及完整的斯威夫特X射线望远镜（XRT）数据集（163 ks）。由于XMM-牛顿的高吞吐量，我们能够令人满意地拟合X射线光谱与两个热扩散气体成分，包括一个额外的吸收成分，我们的银河系。幂律模型对数据的描述较差。此外，早期的雨燕XRT光变曲线暗示了早期（< 3 d）的通量过剩，这与激波爆发后几天恒星光球层的绝热冷却相一致。
2012-09-04 astro-ph.HE
