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
Chandra/HETG Doppler velocity measurements in stellar coronal sources
本文将 Chandra/HETG 对 Capella 的多普勒速度研究扩展至 11 个恒星日冕源，通过轨道速度偏移趋势判断 X 射线辐射由单星主导或双星共同贡献。
2024-01-24 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
Searching for AGN Outflows: Spatially Resolved Chandra HETG Spectroscopy of the NLR Ionization Cone in NGC 1068
我们提出了一个新的440-KS钱德拉HETG GTO观测典型的塞弗特2星系NGC 1068的初步结果。NGC 1068的邻近性，加上钱德拉高超的空间和光谱分辨率，使其核和环核NLR的视图前所未有。我们执行的第一个空间分辨的高分辨率X射线光谱的“电离锥”在任何活动星系核，并使用由HETG提供的敏感线诊断测量电离状态，密度和温度在离散点沿电离NLR。我们认为，NLR的形式流出的光电离气体，而不是气体已被碰撞电离的小尺度射电喷流在NGC 1068。我们调查的流出的任何速度梯度的证据，并描述我们的下一步在建模的空间分辨光谱作为一个函数的距离，从核。
2009-10-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
An Ejecta Kinematics Study of Kepler's Supernova Remnant with High-Resolution $Chandra$ HETG Spectroscopy
我们报告我们的体积径向速度的测量，从样品的小，富含金属的喷射物结在开普勒的超新星遗迹（SNR）。我们利用$Chandra$高能透射光栅光谱仪（HETGS）观测到的类氦Si K $α$线中心能量的多普勒频移来估计它们的径向速度。我们估计高径向速度高达$\sim$ 8,000公里秒$^{-1}$的一些这些喷出物结。我们还根据2000年、2006年和2014年拍摄的存档$Chandra$高级CCD成像光谱仪（ACIS）数据测量了我们样品的自行。我们测量的径向速度和自行表明，这些喷出物结中的一些几乎自由膨胀后，$\sim$ 400年的爆炸。移动最快的纽结显示出每年高达$\sim$ 0.2角秒的自行。假设这些高速喷射物结在SNR的前激波之前行进，我们估计到开普勒SNR $d$的距离为$\sim$ 4.4到7.5 kpc。我们发现，在我们的样本中，喷出物结的平均空间速度为$ v_{s} \sim$ 4，600 km s $^{-1}$（距离为6 kpc）。我们注意到，从我们的样本中的15个喷出物结中有8个显示出统计学上显著的（在90 $\%$置信水平）红移光谱，相比之下，只有两个具有蓝移光谱。这可能表明开普勒的SNR沿视线的喷出物分布的不对称性，但需要更大的样本量来证实这一结果。
2020-03-08 astro-ph.HE
Spatially Resolved Chandra HETG Spectroscopy of the NLR Ionization Cone in NGC 1068
我们提出了一个新的440-KS钱德拉HETG GTO观测典型的塞弗特2星系NGC 1068的初步结果。NGC 1068的邻近性，加上钱德拉高超的空间和光谱分辨率，使其核和环核NLR的视图前所未有。我们执行的第一个空间分辨的高分辨率X射线光谱的“电离锥”在任何活动星系核，并使用由HETG提供的敏感线诊断测量电离状态，密度和温度在离散点沿电离NLR。我们认为，NLR的形式流出的光电离气体，而不是气体已被碰撞电离的小尺度射电喷流在NGC 1068。我们调查的流出的任何速度梯度的证据，并描述我们的下一步在建模的空间分辨光谱作为一个函数的距离，从核。
2009-11-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
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
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
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
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
The accretion disk corona and disk atmosphere of 4U 1624-490 as viewed by the Chandra-HETGS
我们提出了一个详细的光谱研究（光电离建模和可变性）的“北斗”4U 1624 - 490的基础上\chandra -高能透射光栅光谱仪（HETGS）的观测$\sim76$ KS双轨道的4U 1624 - 490。虽然连续光谱可以使用黑体加幂律来建模，但使用由柱密度$N_{\rm H, Local}=8.1_{-0.6}^{+0.7}\times 10^{22} \rm cm^{-2}$的局部吸收体部分（71%）覆盖的单个$Γ=2.25$幂律来获得稍微更好的拟合。数据显示了可能的准正弦调制，其周期为$43_{-9}^{+13}$ ks，这可能是由于局部遮蔽的变化。使用{ \sc xstar}代码进行光电离建模，并对观察到的强\ion{Fe}{25}和\ion{Fe}{26}吸收线进行可变性研究，结果表明其来源为双温等离子体：电离参数$ξ_{\rm hot} \approx 10^{4.3} {\rm ergs cm s^{-1}}$的高度电离分量（$T\sim 3.0\times 10^{6}$ K）与半径为$R \sim3\times10^{10}$ cm的扩展吸积盘日冕有关，而$ξ\approx 10^{3.4} {\rm ergs cm s^{-1}}$（$T\sim 1.0\times 10^{6}$ K）和$\rm ξ\approx 10^{3.1} ergs cm s^{-…
2009-05-24 astro-ph.HE
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
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
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
A failed wind candidate in NGC 3783 from the 2001 year campaign with Chandra/HETGS
通过重新分析2001年Chandra/HETGS对NGC 3783的观测，发现低电离暖吸收体成分对电离连续谱变化敏感，密度下限>10^12.3 m^-3，位置在0.27 pc内，可能是失败风候选体。
2025-01-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
New Constraints on the Geometry and Kinematics of Matter Surrounding the Accretion Flow in X-ray Binaries from $Chandra$ HETG X-ray Spectroscopy
X射线双星（XRBs）中窄的中性Fe Kα荧光发射线是研究吸积流周围物质的几何、运动学和Fe丰度的有力探针。在最近的一项研究中，有人声称，使用$Chandra$高能透射光栅（HETG）光谱的XRB样本，环核材料是符合太阳丰度，均匀，球形分布。也有人声称，在所有情况下，铁Kα线是未解决的HETG。然而，这些结论是基于特别模型，没有试图将全球柱密度与Fe Kα线发射联系起来。我们重新访问的样品和测试的自洽模型的一个统一的，球形X射线后处理器对HETG光谱从56个观测14银河XRB。我们发现，该模型被排除在13/14的来源，因为一个可变的铁丰度是必需的。在2个来源的球形分布是可行的，但与非太阳铁丰度。我们还应用了太阳丰度康普顿厚反射模型，它可以解释与球形模型不一致的光谱，但需要具有更宽带通的光谱来更好地约束模型参数。我们还鲁棒地测量了Fe Kα线的速度宽度，发现半高宽值可达~5000 km s $^{-1}$。只有在某些光谱中，Fe的Kα谱线不能被HETG分辨。
2018-01-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Looking through the photoionisation wake: Vela X-1 at $φ_\mathrm{orb} \approx 0.75$ with Chandra/HETG
超巨星X射线双星船帆座X-1是研究吸积中子星辐照下O/B星风环境的最佳天体物理源之一。以前的研究和系统的流体动力学模拟揭示了一个cluerous环境和两个尾流的存在：一个吸积尾流周围的紧凑的对象和光电离尾流沿轨道跟踪它。我们的目标是进行，第一次，高分辨率光谱学钱德拉/HETG数据在轨道阶段$φ_\mathrm{orb} \approx 0.75$，当视线是交叉的光电离尾。我们的目标是进行等离子体诊断，推断风的结构和几何形状。我们采用贝叶斯块算法进行盲搜索，以找到离散的光谱特征，并根据最新的实验室结果或通过原子数据库识别它们。等离子体特性推断与经验技术和光电离模型内云和DAC。我们检测并确定了五个窄的辐射复合连续谱（Mg XI-XII，Ne IX-X，O VIII）和几条来自Fe，S，Si，Mg，Ne，Al和Na的发射线，包括四个类氦三重谱（S XV，Si XIII，Mg XI和Ne IX）。光电离模型很好地再现了整个光谱，除了近中性的荧光线的Fe，S和Si。我们的结论是，等离子体主要是光电离，但一个以上的组件是最有可能存在的，与多相等离子体的情况下，在那里更密集和更冷的物质块嵌入在热，光电离风的伴星。用未来的X射线卫星Athena和XRISM进行的模拟表明，几百秒的曝光将足以解开Fe K $α$双重态和类He Fe XXV的线，从而总体上改进等离子体参数的测定。
2021-02-24 astro-ph.HE
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
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
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
Uncovering New Ionized Winds and Relativistic Hot Outflows in MCG-6-30-15 with \emph{Chandra} HETG and a Bayesian Framework
University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；Center for Research and Exploration in Space Science and Technology, NASA/GSFC (CRESST II)（NASA/GSFC空间科学与技术研究探索中心）；Joint Space-Science Institute（联合空间科学研究所）；Department of Astronomy, University of Michigan, Ann Arbor（密歇根大学安娜堡分校天文学系）
本研究用贝叶斯方法分析钱德拉HETG数据，在MCG-6-30-15中发现新电离风与相对论性热外流，改进外流影响估计，并建立未来观测基线。
2026-09-17 astro-ph.GA 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
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
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
Chandra Detection of the Circumnuclear Molecular Torus of the Compton Thick AGN in NGC 5643
本文报道了在康普顿厚活动星系核（CT AGN）星系NGC 5643的核区，用深钱德拉ACIS高分辨率的Fe Kα线辐射成像发现的一个星团状拉长特征。此功能可扩展至约65 pc N-S。在3.0-6.0 keV连续区中没有看到相应的特征。Fe Kα特征在空间上与在使用ALMA的CO（2-1）高分辨率成像中发现的N-S伸长一致（Alonso-Herrero et al 2018），但比CO（2-1）线的运动学所指示的r=26 pc的旋转分子盘稍长。Chandra在中性Fe Kα线上探测到了相应的N-S结构，这将证明CO和Fe Kα发射都来自于模糊环。
2018-12-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Chandra high resolution spectroscopy of the circumnuclear matter in the Broad Line Radio Galaxy 3C445
我们提出的X射线线发射和吸收气体的宽线射电星系（BLRG），3C 445的核心的证据。对3C 445的200 ks钱德拉LETG观测揭示了软X射线光谱中存在几条高度电离的发射线，主要来自O，Ne，Mg和Si的He和H类离子。从O VII和O VIII中检测到辐射复合发射，表明发射气体是光电离的。类氦发射似乎被分解为禁戒线和互组合线分量，这意味着>10^{10} cm^{-3}的高密度，而氧谱线被速度加宽，平均宽度为~2600 km s^{-1}（FWHM）。电离线的密度和宽度表明了宽线区（BLR）亚秒差距尺度上气体的起源。3C 445的X射线连续谱被部分覆盖物或柱密度N_{H} = 2 × 10 ^{23} cm^{-2}和电离参数log（xi）=1.4 erg cm ^{-1}的光电离吸收体严重遮蔽。然而，X射线线发射的视图是不模糊的，这需要吸收体位于任何秒差距尺度分子环面内的半径处。相反，我们认为3C 445中的X射线吸收体可能与流出但聚集的吸积盘风有关，观测到的流出速度为~10000 km/s。
2010-10-12 astro-ph.HE
Chandra revisits WR48a: testing colliding wind models in massive binaries
我们提出了新的钱德拉高能透射光栅（HETG）观测结果（2019年11月至12月）的大质量沃尔夫-拉叶（WR）二进制WR 48 a。对这些高质量数据的分析表明，这颗大质量双星的谱线变宽（FWHM = 1400 km/s），并略有蓝移（~ -100 km/s）。在标准碰撞恒星风（CSW）图像的框架内，这些高分辨率光谱的直接建模提供了理论和观测光谱形状之间非常好的对应关系。此外，在大多数情况下，理论谱线轮廓是观测谱线轮廓的可接受的表示。我们将CSW模型应用于先前观测的WR 48 a的X射线光谱：Chandra-HETG（2012年10月）和XMM-Newton（2008年1月）。从这个扩展的分析，我们发现，从WR 48 a观测到的X射线发射是可变的长时间尺度（年），这是同样有效的，其内在的X射线发射。这需要在双星轨道周期内的可变质量损失率。X射线吸收（超过双星中恒星风的吸收）也是可变的。我们注意到，较低的固有X射线发射伴随着较高的X射线吸收。一个定性的解释可能是，clusional和非球对称的恒星风的存在可能发挥了作用。
2021-11-26 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
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
The role of complex ionized absorber in the soft X-ray spectra of Intermediate Polars
在磁激变变星中，X射线辐射来源于白矮星表面激波加热后的多温等离子体。这些X射线被激波前区域内吸收体的复杂分布所改变。在这些mCV的软X射线光谱中存在光电离线和暖吸收体特征，表明这些吸收体是电离的。我们开发了电离复合吸收体模型zxipab，它是由一个幂律分布的电离吸收体在预激波流。使用离子化吸收体模型zxipab以及冷却流模型和反射分量，我们模拟了两个IP的宽带Chandra/HETG和NuSTAR光谱：NY Lup和V1223 Sgr。我们发现，这个模型很好地描述了许多的H和He从中等Z元素，这是由碰撞激发等离子体产生的发射线。然而，该模型未能解释一些来自中等Z元素的类He三重态，这指向其光电离起源。我们没有找到一个令人信服的证据，黑体组件来模拟软过剩的钱德拉/HETG光谱的残差中看到的，这可能是由于估计的不确定性，这些来源的星际吸收使用钱德拉/HETG数据和/或多余的通量在一些光电离的发射线不占冷却流模型。我们描述了这个模型的影响相对于在这两个IP的预冲击区域的几何形状。
2021-07-12 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
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
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
A persistent disk wind and variable jet outflow in the neutron-star low-mass X-ray binary GX 13+1
本文通过VLA、Chandra/HETG和NICER多波段观测近爱丁顿中子星LMXB GX 13+1，发现持续电离盘风与变化射电喷流可共存且无相关性，表明两者发射机制在该系统中并不必然关联。
2025-04-07 astro-ph.HE
Chandra Reveals Heavy Obscuration and Circumnuclear Star Formation in Seyfert 2 Galaxy NGC 4968
本文给出了NGC 4968（z = 0.00986）Seyfert 2星系的Chandra成像和光谱分析。我们发现扩展（$\sim$ 1千秒差距）的软带（0.5 - 2千电子伏）的X射线发射，既不符合窄线区，也不扩展的无线电发射。根据光谱模型，它与正在进行的恒星形成有关（$\sim$ 2.6-4 M $_{\sun}$ yr $^{-1}$）。在环核尺度（内部$\sim$ 400 pc）的软发射源于热气体，与kT $\sim$ 0.7 keV，而最广泛的热发射是冷却器（kT $\sim$ 0.3 keV）。我们完善以前的极端铁K $α$等效宽度在这个源（EW = 2.5 $^{+2.6}_{-1.0}$千电子伏），这表明中央引擎是完全嵌入在康普顿厚的水平的遮蔽。使用物理动机的模型适合的钱德拉光谱，我们推导出一个康普顿厚柱密度（$N_{\rm H} > 1.25\times10^{24}$ cm $^{-2}$）和固有的硬（2-10千电子伏）的X射线光度$\sim$ 3-8 $\times 10^{42}$ erg s $^{-1}$（取决于假定的几何形状的遮蔽），这是超过两个数量级大于观察到的。大的Fe K $α$ EW建议一个球形的覆盖几何形状，这可以用10 keV以上的X射线测量证实。NGC 4968类似于其他表现出极端Fe K $α$ EW的活动星系（即，$>$ 2 keV）…
2016-12-06 astro-ph.GA 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
The Physics of Disk Winds, Jets,and X-ray Variability in GRS 1915+105
基于RXTE/Chandra HETGS对GRS 1915+105中快速X射线变化的联合研究，我们提出了关于吸积和喷射物理学的新见解。这是第一次，与快速相位分辨光谱的ρ状态，我们能够表明，在宽带X射线光谱（RXTE）的时间尺度上秒的变化与可测量的变化吸收线（钱德拉HETGS）从吸积盘风。此外，我们直接检测的材料蒸发的辐射压力为主的内盘。因此，我们的X射线数据揭示了黑洞，因为它蒸发了一部分内部吸积流，然后从外盘驱动风，所有这些都在一个奇怪的周期中持续不到60秒，但可以重复数周。我们发现，吸积盘风可能是足够大的发挥积极的作用，在GRS 1915+105，不仅在淬火喷流的长时间尺度上，但也可能产生或促进类之间的过渡X射线的变化。
2010-10-26 astro-ph.HE
Chandra grating spectroscopy of the Be/X-ray binary 1A 0535+262
我们介绍了在2009/2010年巨大爆发期间获得的Be/X射线二进制1A 0535+262的钱德拉HETGS光谱。这是在一次巨大的爆发期间，这种类型的系统的第一个CCD光栅光谱。我们的光谱显示出许多谱线，其中包括一条窄的Fe K_α发射线，其半高宽约为5000 km·s^-1。首次在Be/X射线双星中观测到了高电离外流。假设这条线是类He的Fe XXV，用简单的高斯拟合意味着流出速度约为1500 km·s^-1。然而，自洽的光电离模型与XSTAR表明，铁XXIII-XXIV也必须作出贡献。在这种情况下，外流速度约为3000 km·s^-1。这些结果进行了讨论的背景下，在Be星，中子星，黑洞X射线双星的吸积流。
2010-09-12 astro-ph.HE
The Ionized Absorber and Nuclear Environment of IRAS 13349+2438: Multi-wavelength insights from coordinated Chandra HETGS, HST STIS, HET, and Spitzer IRS
我们提出的结果，从协调IR到X射线光谱活动的类星体IRAS 13349+2438。光谱显示极端的本征矢量-1特性，但H-β线宽反对NLS 1分类;我们根据[O III]改进z=0.10853。我们使用两种独立的方法（H-β线宽和SED拟合）估计BH质量=10^9 Msun。蓝移吸收（-950km/s和-75km/s）首次出现在Ly-alpha，NV和CIV的STIS紫外光谱中。较高速度的紫外线与较低电离度（xi~1.6）的X射线暖吸收线重合。需要一个蓝移700- 900 km/s的尘埃多重电离吸收体来拟合X射线数据。比较不同电离SED的理论模型揭示了包含UV的（即，吸积盘）电离连续体强烈影响热吸收体的热力学稳定性的结论。具体到IRAS 13349，一个X射线-紫外电离SED有利于连续分布的电离状态在一个光滑的流动（本文），而不是离散的云在压力平衡（工作的其他人，其中紫外线被省略）。直接灰尘检测可见于IR：PAH发射（7.7和11.3）微米，其也可能与镁橄榄石混合，和（10和18）微米硅酸盐发射，以及X射线：铁粉，其中灰尘与气体的比率> 90%。我们发展了一个几何模型，通过一个模糊的环面的高层大气中看到的类星体核区。这条视线被灰尘遮挡，阻挡了紫外线/光发射区域的直接视野，但由于气体被电离，因此在X射线中基本上是透明的。在我们的模型中，20%的固有UV/光学连续谱被散射到我们的视线中的…
2013-01-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
A test of the nature of the Fe K Line in the neutron star low-mass X-ray binary Serpens X-1
在黑洞系统和中子星系统的X射线谱中广泛观察到宽的Fe K发射线。本质上窄的Fe K荧光线通常被认为是反射光谱的一部分，起源于一个照明的吸积盘，并扩大了强大的相对论效应。然而，中子星LMXB中的谱线的性质一直存在争议。因此，我们获得了迄今为止最长的，高分辨率的中子星LMXB的X射线光谱与300 ks钱德拉HETGS观测巨蛇座X-1。观测是在“连续计时”模式下进行的，因此没有光子堆积效应。我们进行了系统的分析，发现模糊反射模型拟合的铁线巨蛇座X-1显着优于一个广泛的高斯分量，这意味着相对论反射的情况是更可取的。钱德拉HETGS还提供了最高的光谱分辨率的Fe K区域，我们没有发现强有力的证据，额外的窄线。
2016-02-23 astro-ph.HE
Chandra Observations of WR147 Reveal a Double X-ray Source
本文报道了用钱德拉HETG对沃尔夫-拉叶双星WR 147进行深X射线观测的第一批结果。对零级数据的分析表明，WR 147是一个双X射线源。北方的对应物可能与碰撞风区有关，而南方的成分肯定与这个大质量双星中的WN星有关。后者是高能X射线源（包括6.67keV的Fe K_α络合物），其产生机制尚不清楚。这是第一次直接从双星系统中的WR星观测到X射线。
2009-12-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Dust grain chemistry in the diffuse ISM towards the black hole transient GX 339-4
MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research（麻省理工学院卡弗里天体物理学与空间研究所）；European Space Agency (ESA)（欧洲空间局）；European Research and Technology Centre (ESTEC)（欧洲研究与技术中心）；SRON Space Research Organisation Netherlands（荷兰空间研究组织）；University of Michigan（密歇根大学）；Anton Pannekoek Institute, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内科克研究所）；X-ray Astrophysics Laboratory, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心X射线天体物理实验室）；Cahill Center for Astrophysics, California Institute of Technology（加州理工学院凯尔天体物理中心）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Center for Astrophysics — Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Scuola Universitaria Superiore IUSS Pavia（帕维亚高等大学学院）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
利用Chandra和XMM-Newton的X射线吸收光谱，首次联合拟合Fe、O、Si、Mg的光吸收边，发现弥漫星际介质中尘埃颗粒化学组成为富镁非晶辉石（Mg0.75Fe0.25SiO3）和金属铁。
2026-05-27 astro-ph.HE
Correlated X-ray and optical variability in the O-type supergiant zeta Puppis
分析最近的长期曝光钱德拉X射线观测的早期型O星zeta Pup显示出明显的变化与以前在光学光度学研究报告的时期。在大约一年的时间跨度内进行的这813 k HETG观测具有两个周期性变化信号：1.7820 +/- 0.0008天的高显著性周期，以及接近5天或6天周期的周期性行为的边缘检测。一个BRITE-星座纳米卫星光学光度监测，使用钱德拉数据的近同期观测，证实了这颗恒星的周期为1.78060 +/- 0.00088天。光学周期与新钱德拉周期在误差范围内一致，证明了这两个波段之间的联系，并为探测这颗恒星中的光球/风连接提供了一个强大的杠杆。X射线最大值相对于光学最大值的相位滞后约为φ =0.45，但考虑到两个数据集中的次极大值，表明恒星上可能有两个热点，每个热点的X射线相位滞后为φ =0.1。通过显示相控和拖尾X射线光谱，并通过构建HETG光谱覆盖范围内的波长带的相控光变曲线，范围向下到包含发射线组的带，来探测X射线的这种周期性变化的细节。我们建议，1.78天的周期是恒星的自转周期，并探讨如何恒星的亮点和相关的共同旋转的相互作用区域或CIR可以解释调制的光学和X射线输出为这颗星和他们的相位差。
2020-11-13 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
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
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
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
Redshifted iron emission and absorption lines in the Chandra X-ray spectrum of Centaurus A
本文利用2022年14条Chandra HETGS光谱与2001年数据对比，研究半人马座A活动星系核在数月至21年尺度上的光谱变化，发现Fe Kα线存在红移并探讨了吸积盘翘曲、整体运动和外流等可能机制。
2023-11-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Chandra imaging of the $\sim$kpc extended outflow in 1H 0419-577
塞弗特1星系1H 0419-577拥有一个$\sim$ kpc的扩展外流，这在[ \ion{O}{iii} ]图像中很明显，并且在UV/X射线光谱中也被检测到是一个温暖的吸收体。在这里，我们分析了一个$\sim$ 30 KS钱德拉-ACIS X射线图像，目的是解决弥漫性星系核X射线发射和调查其与银河系外流的关系。由于其亚弧秒的空间分辨率，钱德拉解决了环核X射线发射，延伸到投影距离至少$\sim$ 16千秒差距的中心。扩散X射线发射的形态是球对称的。我们无法恢复软X射线发射和电离双锥之间的形态相似性，这是由[ \ion{O}{iii} ]流出跟踪。我们认为，光致电离气体星云必须主要分布在我们视线之外的两极方向。在这种几何结构中，X射线/UV暖吸收剂必须跟踪不同的气体成分，与发射气体物理断开，并且位于更靠近赤道平面的位置。
2017-10-10 astro-ph.HE
X-ray Photons in the CO 2-1 'Lacuna' of NGC 2110
Rosario等人（2019）最近对Seyfert 2活动星系核（AGN）NGC 2110的ALMA研究报告了环核区域的CO 2-1发射的显着缺乏，在那里观察到光学线和H2发射，导致AGN激发分子云的建议。由于与X射线光子的相互作用可能是这种激发的原因，因此我们搜索了Chandra档案数据以寻找确凿的证据。本文报道了在塞弗特2活动星系核（AGN）NGC 2110的软（<1.0 keV）Chandra数据中发现的核外~ 1“（~170 pc）特征。这一特征被拉长到核的北部，其形状与在该区域观察到的光学线和H2发射相匹配，而没有CO2 -1发射。钱德拉的图像完成了由活动星系核的X射线激发的多相环核介质的新图像，密集的温暖分子云发射H2，但耗尽了CO2 -1的发射。
2019-04-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
The X-ray footprint of the CircumNuclear Disk
我们研究了银河系中心的中心区域，以确定环核盘（CND）是否作为中心X射线漫发射的吸收体或屏障。在重新处理了4.6毫秒的钱德拉观测数据后，我们首次能够探测到扩散发射的X射线亮度的降低，其大小和位置与CND的大小和位置相对应。我们提取了CND足迹内各个区域的X射线光谱，以及观察到足迹的区域和位于足迹外的区域的X射线光谱。我们同时拟合这些光谱作为一个光学薄的等离子体的吸收由星际介质和本地等离子体分别拟合独立使用MCMC方法。ISM的氢柱密度为7.5x10^22 cm^-2。CND足迹内的X射线扩散发射是由1和4 keV的2 T等离子体形成的，除了铁和碳是亚太阳的之外，具有略微超太阳的丰度。从CND的等离子体，反过来，更好地描述了一个1 T模型的丰度和局部氢柱密度是非常不同的最里面的区域。这一区域大量的铁丰度证实了CND主要是由Sgr A东超新星遗迹的冲击加热喷出物所控制。我们推断，CND，而作为银河系中心等离子体的障碍，位于CND外的等离子体可能对应于准直流出可能由Sgr A* 或大质量恒星的风和微型螺旋材料之间的相互作用。
2017-11-21 astro-ph.HE
