Coronal Properties of Low-Accreting AGNs using Swift, XMM-Newton and NuSTAR Observations
本研究利用Swift、XMM-Newton和NuSTAR观测30个低吸积活动星系核的宽带X射线光谱，提取日冕参数并分析相关性，发现喷流光度与热光度呈L_jet∝L_bol^0.7关系。
2023-07-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Applications for edge detection techniques using Chandra and XMM-Newton data: galaxy clusters and beyond
钱德拉X射线天文台无与伦比的空间分辨率使高能天体物理学取得了许多突破。在这里，我们探讨高斯梯度幅度（GGM）过滤的X射线数据，这大大提高了清晰度的表面亮度边缘的X射线观测的应用，并在一定范围内的空间尺度的X射线表面亮度的梯度图。在星系团中，我们发现这种方法能够揭示Abell 2142和Abell 496冷锋背后的显著亚结构，可能是Kelvin Helmholtz不稳定性的结果。在Abell 2319和Abell 3667中，我们证明了GGM滤波器可以提供一种简单的方法来映射冷锋宽度和跳跃率沿冷锋长度的变化。我们目前的结果，从我们正在进行的计划分析钱德拉和XMM-牛顿档案与GGM过滤器。在英仙座星团中，我们发现了一个以前看不见的边缘，从核心向东约850 kpc，位于一个已知的大规模冷锋之外，这可能是一个弓形激波。在MKW 3中，我们发现从星系团核心开始出现不寻常的“V”形表面亮度增强，这可能与活动星系核喷流有关。在蟹状星云中，在环面的外部发现了一个新的移动特征，它以~0.1c的速度在天球平面上移动，并且比钱德拉以前看到的运动距离中央脉冲星更远。
2016-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Two Rapidly Variable Galactic X-ray Transients Observed with Chandra, XMM and Suzaku
我们在银河系中心附近的新的和存档的X射线数据中确定了两个中等亮度、快速变化的瞬变。这两个对象显示出强烈的，耀斑的时间尺度上的几十到几千秒的变化，N_H变化的证据，和硬光谱。XMMU J174445.5-295044在2-10 keV的通量为3*10^{-11}至<10^{-12}尔格/cm ^2/s，N_H等于或高于5* 10 ^22 cm^{-2}，由XMM、钱德拉和朱雀观测到。一个可能的2 MASS对应物，K_S=10.2，显示出晚型恒星的颜色。CXCRJ 174042.0 -280724可能是快速硬瞬态IGR J17407-2808的对应物。钱德拉观测发现F_X（2-10 keV）约为10^{-12}尔格/cm^{-2}/s，N_H变化很大（从2*10^22到>2*10^23 cm^{-2}）。对于K_S>13，没有2 MASS对应物可见。XMMU J174445.5-295044似乎是一颗新的共生星或共生X射线双星，而CXMMU J174042.0-280724则更为神秘，可能是一颗不寻常的低质量X射线双星。
2009-06-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
Chandra observations and classification of AGN-candidates correlated with Auger UHECRs
本文报道了由Pierre Auger合作组观测到的与超高能宇宙射线（UHECR）相关的可能活动星系核的Chandra X射线观测结果。结合我们的X射线观测和光学观测，我们得出结论，在第一次俄歇数据发布中与UHECR相关的21个Veron-Cetty Veron（VCV）星系中有三分之一实际上不是AGN。我们回顾了现有的光学观测的20个VCV星系相关的UHECRs在第二俄歇数据发布，并确定其中三个不是活动星系核和两个是不确定的。总的来说，在57个已发表的|b| >10度的UHECR中，22或23个使用俄歇相关参数与真正的活动星系核相关。我们还测量了ESO 139-G12的X射线光度，以完成第一个数据集中与UHECR相关的活动星系核的热光度测定。除了需要进一步观测的两个候选源外，我们还确定了第二个数据集的候选星系的辐射热光度。我们发现，只有两个共69个已发表的UHECR与AGN（IC 5135和IC 4329 a），这是强大的，足以在其稳定状态下，以加速质子的观测能量，其相关的UHECR。GZK的预期是，大约45%的60 EeV以上的UHECR源应该包含在俄歇扫描分析定义的z<0.018的体积内，因此观察到的与弱活动星系核的30-50%的相关性与活动星系核经历短暂的高光度状态的建议是一致的，在此期间，它们加速了UHECR。
2012-07-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
Unveiling Chemical Enrichment in the Abell 2029 Core with XRISM, XMM-Newton, and Chandra
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Arkansas（阿肯色大学）；University of Waterloo（滑铁卢大学）；The University of Alabama in Huntsville（亨茨维尔阿拉巴马大学）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；University of Chicago（芝加哥大学）；Nara Women's University（奈良女子大学）
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
Cross Calibration of Galaxy Cluster Temperatures Measured with NuSTAR, XMM-Newton, and Chandra
The University of Utah（犹他大学）；University of Maryland, Baltimore County (UMBC)（马里兰大学巴尔的摩县分校）；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 (CRESST II)（空间科学与技术研究探索中心）；University of Geneva（日内瓦大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Bristol（布里斯托大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
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
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
Chandra X-ray and Hubble Space Telescope Imaging of Optically Selected Kiloparsec-Scale Binary Active Galactic Nuclei II: Host Galaxy Morphology and AGN Activity
双星活动星系核（AGN）提供了线索，如何丰富的气体合并触发和燃料AGN和如何超大质量黑洞（SMBH）对在丰富的气体环境中的演变。虽然大量的努力已经投入到他们的识别，详细的属性的二元活动星系核和他们的宿主星系仍然很差的约束。在另一篇文章中，我们研究了红移在0.1~0.2之间的4个kpc尺度活动星系核双核中电离源的性质。在这里，我们根据哈勃太空望远镜上的宽视场相机3（WFC 3）拍摄的F336 W（U波段）和F105 W（Y波段）图像呈现了它们的宿主星系形态。我们的目标具有双峰窄发射线，并被证实为主机的后续观测的二元活动星系核。我们发现，kpc尺度的双星活动星系核发生在星系合并与不同的形态类型。有三个主要的合并与中间形态和一个次要的合并占主导地位的磁盘组件。我们估计的SMBH从他们的主机膨胀恒星质量的质量，并获得爱丁顿比为每个AGN。与具有代表性的控制样本相比，在相同的红移和恒星质量，我们的二元活动星系核的活动星系核的光度和爱丁顿比是类似的单活动星系核。U-Y彩色图表明，星团恒星形成区可能会显著影响双星活动星系核的X射线探测，例如，硬度比。考虑到活动星系核在并合系统中的弱X射线发射，我们认为X射线选择的活动星系核样品可能对富气体并合有偏见。
2016-03-25 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
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
On the Extremely X-ray Variable Active Galactic Nuclei in the XMM-LSS Field
本研究系统调查了 XMM-LSS 天区中八个极端 X 射线变活动星系核，发现其变化源于吸积态改变或遮蔽变化，并确认了一个变脸 AGN。
2025-02-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Chandra Follow-up Observations of Swift-BAT-selected AGNs II
本文介绍了从Swift-BAT 150月星表中选出的9个低红移（z <= 0.10）、候选的严重遮蔽活动星系核（AGN）的Chandra和Swift-BAT光谱分析结果。我们定位了这些BAT源的软（1-10 keV）X射线对应物，并将其光谱与物理激励模型进行联合拟合。1-150 keV能带的光谱分析确定所有源都被遮蔽，视线柱密度NH >= 10^22 cm^-2（90%置信水平）。其中四个源显示出明显的遮蔽，其NH >= 10^23 cm^-2，另外两个源是候选的康普顿厚度的活动星系核（CT-AGN），其NH >= 10^24 cm^-2。这两个源，2 MASX J 02051994 -0233055和IRAS 11058-1131，是最新增加到以前的3个CT-AGN候选人发现使用我们的战略软X射线后续BAT源。在这里，我们提出了我们的方法到目前为止的结果，并分析了应用不同的选择标准，发现CT-AGN在本地宇宙的有效性。我们的选择标准有一个~20%的成功率，发现严重模糊AGN的CT性质证实了后续NuSTAR观测。这远远高于盲法调查中发现的~5%。
2022-02-21 astro-ph.GA 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
Piercing Through Highly Obscured and Compton-thick AGNs in the Chandra Deep Fields: I. X-ray Spectral and Long-term Variability Analyses
为了识别高度遮蔽的活动星系核（$N_{\rm H} > 10^{23}\ \rm cm^{-2}$），我们对钱德拉深场（CDF）中选取的1152个活动星系核进行了详细的X射线谱分析。通过与物理模型的光谱拟合，436（38%）的源与$L_{\rm X} > 10^{42}\ \rm erg\ s^{-1}$被证实是高度模糊的，包括102康普顿厚（CT）的候选人。我们提出了一个新的硬度比的模糊度水平，可用于选择高度模糊的活动星系核候选人的措施。将该方法应用于活动星系核的完整性和准确性分别为88%和80%。观察到的logN-logS关系有利于宇宙X射线背景模型，该模型预测中等（即，在乐观和悲观之间）CT数量计数。19%（6/31）的具有光学分类的高度模糊的活动星系核被标记为宽线活动星系核，这表明，至少对部分活动星系核群体来说，严重的X射线模糊主要是视线效应，即，沿着我们的视线，一些不同尺度的高柱密度云（但不一定是尘埃笼罩的环面）可能会掩盖紧凑的X射线发射器。在对观测偏差进行修正后，我们得到了内禀NH分布及其演化。CT到高度模糊的分数大约是52%，与没有明显的红移演化一致。我们还对31个来源进行了长期（观察框架中约17年）变异性分析，这些来源具有最大数量的计数。其中，17个源表现出通量变化：31%（5/17）是由NH变化引起的，53%（9/17）是由内禀光度变化引起的，6%（1/17）是由…
2019-04-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
The XMM-Newton deep survey in the Chandra Deep Field South. III. Point source catalogue and number counts in the hard X-rays
钱德拉深场南方的XMM-牛顿巡天（XMM-CDFS）旨在探测和研究大量被遮蔽的、康普顿厚度的活动星系核的光谱特性。XMM在2- 10和5- 10 keV波段的大有效面积，加上3.45 Ms的标称曝光时间，使我们能够在这两个波段建立干净的样品，并使XMM-CDFS目前公布的最深的XMM调查在5- 10 keV波段。CDFS区域的大范围多波长和光谱覆盖范围允许立即和丰富的科学回报。本文介绍了XMM-CDFS观测的数据处理、2- 10 keV和5- 10 keV波段的源探测方法以及由此产生的星表。在上述波段中列出了339个和137个源，其通量极限分别为6.6 e-16和9.5 e-16 erg/s/cm ^2。在最大天空覆盖率的50%处，通量极限分别为1.8e-15和4.0e-15 erg/s/cm ^2。这些星表与钱德拉星表进行了交叉相关：用似然比方法分别找到了315个和130个身份。发现了15个新的来源，以前没有被钱德拉发现，其中5个位于4 Ms区域。红移，无论是光谱或光度，可用于约92%的来源。在这两个波段的数量计数和其他作品相比。调查覆盖率是在两组广泛的模拟的帮助下计算出来的，每组模拟一个波段。模拟已经产生了一个新开发的模拟器，写的目的是最仔细的再现背景空间属性。我们提出了一个详细的XMM背景分解成它的组成部分：宇宙，粒子和剩余的软质子。
2013-04-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
Ensemble spectral variability study of Active Galactic Nuclei from the XMM-Newton serendipitous source catalogue
活动星系核（AGN）X射线光谱的变化通常包括光谱斜率的变化。Sobolewska和Papadakis已经对局部活动星系核的小样本进行了研究，他们发现斜率变化与通量变化有很好的相关性，并且光谱在亮相通常更陡峭（当行为更亮时更柔和）。对于高光度活动星系核和类星体的光谱变化，目前还没有太多的信息。为了研究这一现象，我们使用的数据从XMM-牛顿偶发源目录，数据发布5，其中包含了大量的活动星系核的X射线观测在一个广泛的光度和红移范围内，为几个不同的时代。这允许执行类星体的大样本的光谱变化的系综分析。我们通过光谱变异性参数$β$来量化光谱变异性，定义为光谱斜率变化与相应的对数通量变化之间的比率。我们发现，类星体的光谱变化有一个软时，更明亮的行为，类似于本地活动星系核。
2016-01-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
The supergiant fast X-ray transient IGRJ18483-0311 in quiescence: XMM-Newton, Swift, and Chandra observations
IGR J 18483 -0311是在2003年被INTEGRAL发现的，后来被归类为超巨星快速X射线瞬变。它在爆发中被观察了很多次，但它的静止状态仍然知之甚少。在这里，我们介绍了IGRJ 18483 -0311的XMM-牛顿，斯威夫特和钱德拉观测结果。这些数据改进了源的X射线位置，并提供了IGR J18483-0311在静止时的时间和光谱特性的新信息。我们报告的脉动检测在静态X射线发射的这个源，并给出了第一次测量的自旋周期衍生物的这个源。在IGRJ 18483 -0311中，测量到的自旋周期导数为-（1.3+-0.3 x10 ^（-9）s/s，这可能是双星中光的传播时间效应造成的。我们比较了IGRJ 18483 -0311和SAXJ 1818.6 -1703的最新观测结果，这两个超巨星快速X射线瞬变，其轨道周期相似。
2009-05-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Ultraluminous X-ray Sources in the Chandra and XMM-Newton Era
超铝X射线源（ULX）是吸积黑洞，可能包含丢失的人口的中间质量黑洞或反映超爱丁顿吸积物理。钱德拉和XMM-牛顿对ULX的十年观测，结合了对它们的多波段研究，产生了丰富的观测数据和现象学分类。我们回顾了它们的宿主星系的属性，列出流行的光谱模型和标准和超临界吸积物理的影响，演示了这些对象的X射线定时如何限制它们的质量。我们还回顾了ULXs的多波长研究，包括双星系统的光发射和它们周围的星云。我们总结了三类黑洞可以为ULX提供动力：正常恒星质量的黑洞（~10个太阳质量），大质量恒星黑洞（~<100个太阳质量）和中等质量的黑洞（10^2 - 10^4个太阳质量）。我们收集的证据，这三种类型的紧凑的对象，包括每种解释的警告的存在，并简要回顾其形成过程。
2011-10-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Symbiotic stars in X-rays II: faint sources detected with XMM-Newton and Chandra
我们报告的检测，与${\it Chandra}$和XMM- ${\it Newton}$，微弱的，软X射线发射的四个共生星，不知道是X射线源。这四个物体显示了$β$型X射线光谱，即它们的光谱可以用吸收的光学薄热发射来建模，温度为几百万度。利用V2416 Sgr和NSV 25735的XMM- ${\it Newton}$上的光学监测器获得的光度系列支持提出的设想，即X射线发射是在共生星云内的激波加热区域产生的。
2014-05-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray to Mid-IR Spectral Energy Distributions: A Catalog of X-ray Selected AGNs in the XMM-COSMOS Survey
Sabancı University（萨巴恩奇大学）；The George Washington University（乔治华盛顿大学）；İstanbul University（伊斯坦布尔大学）；Türkiye National Observatories（土耳其国家天文台）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）
本研究对104个X射线选择的1型AGN进行SED成分分解，结合JWST/NIRCam数据减少宿主星系污染，揭示核红外与X射线光度间更陡的相关关系，并归因于星光稀释效应。
2026-09-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Population of High Redshift AGNs in the Chandra COSMOS survey
给出了ChandraCOSMOS巡天中X射线选择活动星系核的高红移（3<z<5.3）0.5- 2keV计数和2-10 keV（静止坐标系）空间密度。该样品包括81个具有可用光谱（31）和光度（50）红移的X射线检测源，加上20个具有形式z_phot<3但具有宽光度红移概率分布的源，使得z_phot+1 sigma>3。在0.5- 2keV波段选择了81个源，在2-10 keV波段选择了14个，在0.5-10 keV波段选择了6个。我们对高光度（logL_（2-10 keV）>44.15 erg/s）的空间密度进行了采样，直到z~5，对比以前研究更暗的光度范围（43.5<logL_（2-10 keV）<44.15 erg/s）进行了采样，直到z=3.5。我们用它们在z>3处的概率来加权测光红移源对计数和空间密度的贡献。我们发现，高光度活动星系核的空间密度呈指数下降，在所有的红移，确认观察到的光学选择类星体的趋势。在较低的光度下，测量的空间密度并不是决定性的，需要更大的微弱光源样本。与光学光度函数和BH形成模型的比较，以及未来调查的前景。
2011-09-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
Studying the relationship between X-ray emission and accretion in AGNs using the XMM-Newton Bright Serendipitous Survey
我们使用从XMM-牛顿明亮偶发巡天中提取的71个1型活动星系核的统计定义良好的代表性样本，研究了射电宁静活动星系核的X射线发射与中心超大质量黑洞吸积率之间的联系。我们搜索和量化的一些基本参数，表征的X射线发射，即X射线光谱斜率，和X射线的“响度”，吸积率，绝对的和归一化的爱丁顿光度（爱丁顿比）之间的统计相关性。我们使用三个不同的量来参数化X射线响度：测热校正，两点光谱指数和盘/日冕光度比。我们发现X射线谱指数依赖于归一化吸积率，而“X射线响度”同时依赖于归一化吸积率和绝对吸积率。特别是对爱丁顿比的依赖性，可能是由X射线谱斜率-爱丁顿比相关引起的。文献中常用的两种度量活动星系核X射线响度的代用指标，即辐射热修正和两点谱指数，表现出不同的性质，辐射热修正对爱丁顿比更敏感，而两点谱指数对绝对吸积的依赖性更强。这一结果的解释可能与两个参数对X射线谱指数的不同敏感性有关。
2013-07-18 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
X-ray studies of the gamma-ray pulsar J1826-1256 and its pulsar wind nebula with Chandra and XMM-Newton
我们分析了XMM-牛顿和钱德拉对伽马射线射电宁静脉冲星J1826-1256及其脉冲星风星云的观测档案。脉冲星的光谱可以用光子指数为$Γ\approx1$的幂律模型来描述。我们发现，星云光谱软化与距离的脉冲星，这意味着同步冷却。根据经验的星际吸收-距离关系式，J1826-1256的距离为$\approx3.5$ kpc。我们还讨论了脉冲星、甚高能量源HESS J1826-130、超新星遗迹候选者G18.45-0.42和疏散星团Bica 3之间的星云几何和关联。
2019-06-03 astro-ph.HE
Chandra observations of AGN-candidates correlated with Auger UHECRs
俄歇天文台已经观测到了57 EeV以上的超高能宇宙射线（UHECR）与Veron-Cetty Veron星表（VCV）中附近的候选活动星系核（AGN）之间可能存在的相关性。在本文中，我们报告的钱德拉X射线观测的10个未经证实的VCV AGN候选人和明亮的红外星系与第一组俄歇UHECR，以确定它们是否有活动的核。X射线数据与光学光度相结合，表明实际上这10个星系中没有一个有明显的活动星系核成分;如果有任何核活动，它也是微弱的，而不是模糊的。这减少了原始俄歇数据集中可能与AGN相关的UHECR的数量，从27个中的20个减少到27个中的14个。我们还使用Chandra测量了ESO 139-G12的X射线光度，这是一个与两个俄歇UHECR相关的活动星系核，以获得其辐射光度的第一个估计值;这完成了所有相关活动星系核的辐射光度的测定。考虑到我们的研究结果，只有一个在原始俄歇数据发布的27个UHECR是相关的几度角尺度与一个确定的活动星系核，是强大的，在其稳定状态下，加速质子所观察到的能量，根据传统的加速机制。有趣的是，大约60%的具有$|b|>10^\circ$的UHECR确实与真正的活动星系核相关，但这些太弱而不能满足质子的加速标准;这可能表明活动星系核经历了短暂的高光度状态，可以加速UHECR。通过统计相关研究确定UHECR的来源和组成需要可靠，完整和统一的已识别活动星系核目录;我们对模糊…
2011-09-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
Chandra and XMM-Newton Observations of the Abell 3391/Abell 3395 Intercluster Filament
我们提出了钱德拉和XMM-牛顿X射线观测的阿贝尔3391/阿贝尔3395星系团间灯丝。有人认为，星系团Abell 3395、Abell 3391和位于这两个星系团之间的ESO-161星系团，沿着一条大尺度的星系团间暗条排列。我们发现，灯丝对准接近天空的平面，与以前的结果相反。我们发现了一个全局的投射灯丝温度kT = $4.45_{-0.55}^{+0.89}$ ~keV，电子密度$n_e=1.08^{+0.06}_{-0.05} \times 10^{-4}$ ~cm $^{-3}$，和$M_{\rm gas} = 2.7^{+0.2}_{-0.1} \times 10^{13}$ ~M $_\odot$ .暗条的热力学性质与Abell 3395和Abell 3391的团内介质（ICM）一致，表明暗条的发射主要是由ICM气体主导的，ICM气体在这两个团合并的早期阶段被潮汐破坏.我们目前的温度，密度，熵，和丰度分布在整个灯丝。我们发现，星系群ESO-161可能正在经历冲压压力剥离的低密度环境中的维里半径或附近的两个集群，由于其快速运动通过的灯丝。
2018-02-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
XMM-Newton and Chandra Cross Calibration Using HIFLUGCS Galaxy Clusters: Systematic Temperature Differences and Cosmological Impact
来自星系团的宇宙学约束依赖于精确的引力质量估计，这在很大程度上依赖于星系团气体温度的测量。因此，系统的校准差异可能会导致偏差，仪器依赖的宇宙学约束。这是特别感兴趣的光之间的紧张关系的普朗克结果的主要温度各向异性的CMB和Sunyaev-Zel'dovich加上X射线团簇计数分析。我们量化的系统性和不确定性的交叉校准的有效面积之间的五个X射线仪器，EPIC-MOS 1/MOS 2/PN板载XMM-牛顿和ACIS-I/S板载钱德拉，和温度测量的影响。此外，我们评估了交叉校准不确定性对宇宙学的影响。使用HIFLUGCS样本，由64个X射线最亮的星系团，我们约束ICM温度通过光谱拟合在相同的，主要是等温，区域和比较。我们的工作是一个扩展到以前的一个使用X射线集群由IACHEC。在全能带中进行光谱拟合，我们发现用XMM-牛顿/EPIC确定的最佳拟合温度显著低于Chandra/ACIS温度。我们证明，多温结构和不同的相对灵敏度的仪器在某些能带的影响，不能解释所观察到的差异。我们的结论是，使用XMM-牛顿/EPIC，而不是钱德拉/ACIS获得完整的能带温度分布的集群质量测定的结果在一个完整的样本的星系团的宇宙学分析中，向较低的OmegaM值的8%的移动和向较高的sigma 8值的<1%的移动。这样的转变不足以显著缓解普朗克CMB各向异性和SZ加上XMM-牛顿宇宙学约束之间的紧张关系。
2014-12-05 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
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
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
"Revealing a Population of Heavily Obscured Active Galactic Nuclei at z=0.5-1 in the Chandra Deep Field-South
我们在Chandra Deep Field-South（CDF-S）和Extended Chandra Deep Field-South中选择了242个X射线未探测到的天体，这些天体的红外恒星形成率（SFR）远高于（3.2倍或更多）校正尘埃消光后从紫外线确定的SFR，从而确定了一个数值上显著的z~0.5-1的严重遮蔽AGN种群。利用4 Ms Chandra数据对23个候选星系进行了X射线叠加分析，发现了一个有效幂律光子指数为Gamma=0.6 - 0.4 ^{+0.3}的硬X射线信号，表明活动星系核对这些星系的贡献很大。基于蒙特卡罗模拟，我们得出结论，74+-25%的选定星系拥有模糊的活动星系核，其中约95%是严重模糊的，约80%是康普顿厚度（CT; NH>1.5x10^{24} cm^{-2}）。在我们的样本中，被严重遮蔽的天体具有中等的内在X射线光度[2-10 keV波段~（0.9-4）x10^{42} erg/s]。CT活动星系核的空间密度为（1.6 ± 0.5）× 10 ^{-4} Mpc^{-3}。在10-30 keV波段，z~0.5-1的CT天体预计贡献XRB总通量的~1%，根据布居合成模型，它们占所有CT活动星系核在这一能量波段预计发射的~5-15%。在6- 8 keV波段，23个被严重遮蔽的候选星系的叠加信号占未分辨XRB通量的5%以下，而在该波段未分辨的~25%的…
2011-07-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
Key results from an XMM-Newton and Chandra study of a new sample of extreme ULXs from the 2XMM catalogue
我们展示了对10个极端亮度候选者超亮X射线源（L_X > 5 x 10^（40）erg sec^（-1））样本的研究结果，这些源的距离都小于100 Mpc，它们是通过星系的RC 3星表与2XMM星表的互相关确定的。钱德拉也观察到了其中的五个样本。在这10个来源中，有7个位于螺旋星系的盘或臂中，其余3个靠近大型椭圆星系。与许多不太明亮的超亮X射线源不同，在我们的样本中，大多数源在短（ks）和长（年）的时间尺度上观察到时间变化。在某些源中，长期光谱变化也很明显。在一种情况下，我们使用档案钱德拉数据来证明，由XMM-牛顿确定的超亮X射线源候选者实际上被分解为高空间分辨率的多个点源，但请注意，其他候选者在钱德拉的严格审查下仍然没有得到解决。
2010-11-19 astro-ph.HE
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
Comparison of X-ray Emission Properties of TDEs and Soft Flares from AGNs
University of Illinois（伊利诺伊大学）；NSF-Simons AI Institute for the Sky (SkAI)（美国国家科学基金会-西蒙斯天空人工智能研究所）
通过交叉匹配XMM-Newton和Swift-XRT源表与类星体及光学TDE样本，发现AGN在耀发期间硬度比变软，与TDE相似，源于软X射线过剩和吸积率增加导致谱变陡，并估算了耀发率。
2026-06-16 astro-ph.HE
Observations of the recurrent M31 transient XMMU~J004215.8+411924 with Swift, Chandra, HST and Einstein
2010年5月27日钱德拉观测发现M31内的瞬态X射线源XMMU J004215.8+411924再次爆发。我们目前的结果，从我们的四个钱德拉和七个雨燕观测，涵盖了这次爆发。X射线的瞬态行为通常是由以下两种情况之一引起的：在轨道周期中的某些受限相位范围内，来自高质量伴星的质量吸积，或者低质量系统中的盘不稳定性。我们的目标是利用Einstein，HST，Chandra和Swift的观测来确定XMMU J004215.8+411924的性质。我们对2010年5月的光谱进行建模，并使用结果将较暗的Chandra观测以及Swift观测中的强度转换为计数;这些数据用于创建光曲线。我们还估计了1979年1月13日爱因斯坦观测中的通量。此外，我们寻找一个光学对应的HST数据。我们从2006年和2010年爆发的最佳X射线位置是0.3”，距离爱因斯坦源1.6”;这些爆发很可能来自同一个恒星系统。我们没有看到mB < ~25.5的光学对应物的证据;这个新的极限比现有的要暗3.5等。此外，我们没有看到m_V < ~26的V带对应物。局部吸收比银河系的视线高7倍，在V波段提供2个量级的消光。因此M_V > ~ 0.5。与X射线发射光谱相吻合，表明有一个黑洞。我们发现XMMU J004215.8+411924最有可能是一个瞬态LMXB，而不是最初提出的HMXB。虽然我们认为可能是一个黑洞，但其本质尚不清楚。
2010-11-16 astro-ph.HE
Peering into the central region of a nano-quasar: XMM-Newton and Chandra views of the CH Cyg Symbiotic System
本文通过分析XMM-Newton和Chandra对共生星CH Cyg的X射线观测，发现其光谱需引入反射成分来建模硬X射线发射，该成分极可能源于白矮星吸积盘，并解释了6.4 keV处Fe发射线。
2023-05-05 astro-ph.HE
Chandra, XMM-Newton and HST observations of a transient in M31 with a possible asymmetric, precessing disk
瞬态X射线源CXOM 31 004205.77+411330.43在我们用Chandra对M31中心进行的~每月一次的长期监测活动中表现出几次爆发。然而，衰变曲线似乎与从银河系瞬变观测到的不同。我们跟踪了2011年爆发的两个~B波段HST/ACS观测，一个在爆发中，另一个在平静中，并使用差分成像来寻找对应物;这将由来自盘的再处理的X射线发射主导。我们找到了对应的B = 28.21+/-0.16。XMM-牛顿观测到的前一次爆发产生的光谱可以用吸收幂律很好地描述，吸收相当于~2.6 E+21 H原子cm^（-2），光子指数~1.8;最高质量的钱德拉光谱只产生了$\sim$ 130个计数，与XMM-牛顿的结果最吻合。我们计算了一个典型的磁盘光谱爆发期间的绝对V级为+1.9。X射线与光通量之比与轨道周期之间的经验关系表明，黑洞吸积体的周期< ~4 hr。这样一个短的时间内，预计将产生一个不对称的，旋进磁盘，我们建议，所观察到的衰减光曲线是由于调制的质量传递速率由于磁盘旋进。
2015-03-11 astro-ph.HE
X-ray spectroscopy of Abell S1101 with Chandra, XMM-Newton and ROSAT: band-pass dependence of he temperature profile and soft excess emission
我们提出了空间分辨光谱的星系团Abell S1101，也被称为Sersic 159-03，与钱德拉，XMM-牛顿和ROSAT，并调查存在的软X射线过量发射以上的贡献，从热的团内介质。在早期的论文中，我们报告了一个非常明亮的软过剩成分，达到100%的热辐射在R2 ROSAT波段（0.2-0.4千电子伏），使用的HI柱密度测量由Dickey和Lockman。在本文中，我们使用较新的莱顿-阿根廷-波恩调查测量的HI柱密度对Abell S1101，显着低于以前的值，并表明，在Abell S1101的软过量排放现在是在10-20%的热气排放的水平，与Bonamente等人在2002年分析的大样本的集群。ROSAT的软过量排放检测钱德拉和XMM-Newoton之间的校准不确定性无关。这项对Abell S1101的新分析表明，1/4keV的带发射与连接到星系团并向外延伸到星系际介质中的WHIM细丝的存在是相容的;我们在这项研究中发现的温度通常低于其他X射线研究中探测的WHIM。我们还表明，软过量发射是兼容的非热起源的逆康普顿散射的相对论电子关闭的宇宙微波背景，压力小于1%的热电子。
2011-07-05 astro-ph.HE
XMM-Newton and Chandra Observations of the Ejecta-Dominated Mixed-Morphology Galactic Supernova Remnant G352.7-0.1
我们利用XMM-牛顿和钱德拉观测的档案数据对银河系超新星遗迹（SNR）G352.7-0.1进行了空间和光谱X射线分析。先前对该SNR的X射线观测揭示了与壳状射电形态形成对比的热中心填充形态，从而将G352.7 $-$ 0.1确定为混合形态SNR（MMSNRs）。我们的研究证实，X射线发射来自SNR内部，必须是喷射占主导地位。用XMM-牛顿获得的光谱可以满意地与单个热分量（即具有增强的硅和硫丰度的非平衡电离分量）拟合。相比之下，钱德拉从SNR的某些区域提取的光谱并不总是由单个热分量拟合。对于那些区域，具有太阳能丰度的第二热分量或具有不同温度和解冻的硅和硫丰度（分别）的两个热分量可以产生在物理上可接受的拟合。我们认为前一种情况在物理上更合理：基于我们的光谱拟合参数，我们计算了包括X射线发射质量（大约45个太阳质量，太阳丰度）在内的物理参数。我们没有发现与SNR相关的X射线发射等离子体中的过电离的证据：这种现象已经在其他MMSNRs中看到。我们已经进行了一个中子星内的SNR使用硬（2-10千电子伏）钱德拉图像搜索，但无法确定一个坚定的候选人。我们还提出（第一次）从这个SNR的红外发射的检测，在24微米的MIPS船上斯皮策探测。最后，我们讨论了G352.7-0.1在其他喷出物占主导地位的MMSNR的上下文中的属性。
2014-01-26 astro-ph.HE
Spatial Distribution of Metal Emissions in SNR 3C 397 Viewed with Chandra and XMM
利用Chandra和XMM-Newton观测数据，对超新星遗迹3C 397的Mg Heα、Si Heα、S Heα和Fe Kα复合谱线进行了X射线等效宽度成像。图像显示，元素越重，元素分布的范围越小。Mg辐射在东南部爆发区明显增强，沿射电边界，并出现部分包围东部的Fe结。两个双边帽状硅线发射结构是沿北部和南部的边界，大致对称的东南-西北伸长轴。一个发射S线的壳层位于北射电和红外线壳层的内部，表明喷出物中有一层受冲击的硫。一些增强的Fe特征基本上沿着SNR的矩形形状的对角线对齐，这暗示了早期的不对称SN爆炸。
2010-02-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Consistency of Hitomi, XMM-Newton and Chandra 3.5 keV data from Perseus
使用软X射线光谱仪（SXS）对英仙座进行的\emph{Hitomi}观测提供了对英仙座星系团中多个小组报告的3.5 keV特征的高分辨率观察。\emph{Hitomi}光谱--包括弥散星系团发射和点状中央活动星系核（AGN）的总和--在$E \sim 3.5 {\rm keV}$没有显示出任何过量，这与以前观测到的过量弥散发射明显不一致。我们指出，2009年的\emph{Chandra}数据揭示了活动星系核光谱在$E = (3.54 \pm 0.02) {\rm keV}$（星团框架）处的强烈下降--与\emph{XMM-Newton}观察到的扩散过剩能量相同。将这个下降比例缩放到2016年AGN光度并将其添加到弥漫的\emph{XMM-Newton}过量中，这预测了$(-5.9 \pm 4.4) \times 10^{-6} \, {\rm ph} \, {\rm cm}^{-2} \, {\rm s}^{-1}$在$E= 3.54$ keV处的SXS视场的整体下降-当被暗物质维里速度加宽时，与\emph{Hitomi}数据精确匹配。我们描述的模型荧光暗物质，可以重现这种物理，其中暗物质吸收，然后重新发射从中央活动星系核发射的3.5千电子伏的光子。
2017-11-02 astro-ph.HE hep-ph
XMM-Newton and Chandra observations of the M31 globular cluster black hole candidate XB135: a heavyweight contender cut down to size
CXOM 31 J004252.030+413107.87是M31的D_25区域内最明亮的X射线源之一，与一个名为B135的球状星团（GC）有关，因此我们称之为XB 135。XB 135是一个低质量X射线双星（LMXB），在0.3- 10 keV的亮度4- 6 E+38 erg/s范围内表现出硬态特征，且硬态仅在~10%爱丁顿以下观测到。如果这是真的，那么这个吸积体将是一个高质量的黑洞（BH）（> ~50 M_Sun）;这样的黑洞可能是由一颗贫金属的高质量恒星直接坍缩形成的，而B135（0.015 Z_Sun）的金属丰度非常低，使得这种情况变得合理。我们已经获得了新的XMM-牛顿和钱德拉HRC观测结果，以阐明该物体的性质。我们从HRC观测中发现，XB 135是一个单点源，位于B135中心附近。新的XMM-牛顿谱与快速自旋的~10- 20 M_Sun BH在陡峭的幂律或热优势态下是一致的，但与我们先前假设的硬态不一致。我们不能正式拒绝与高光度中子星LMXB（称为Z源）相关的三分量发射模型;然而，我们更喜欢BH吸积体。我们注意到，对XB 135进行更深入的观察可以区分中子星吸积体。
2015-01-26 astro-ph.HE
Deep $Chandra$ observations of the NGC 4472 globular cluster black hole XMMU 122939.7+075333: Short term variability from the first globular cluster black hole binary
本文讨论了最近在球状星团中发现的第一个黑洞XMMU 122939.7+075333深空观测的光度调制和光谱分析结果。该源已被多次探测到，通常L $_X$ > 10 $^{39}$ erg s $^{-1}$，但在2010年的一次观测中已消退至L $_X$ ~ 10 $^{38}$ erg s $^{-1}$。在我们2011年的观测中，它重新变亮为L $_X$ ~ 2 × 10 $^{39}$ erg s $^{-1}$。这种在相对较短的时间内光度显著增加的现象，与先前认为XMMU 122939.7+075333所显示的长期通量调制是由Kozai机制单独引起的观点并不一致。相反，考虑到光源在其光变曲线中表现出“尖峰”行为，2010年的昏暗似乎是一次短暂观测的结果，没有捕捉到任何明亮的时期。我们还发现，当源比平均值亮时，它具有过量的软（$<$ 0.7 keV）光子。光谱分析揭示了强有力的，虽然依赖于模型，证据表明，从高度电离氧（O VIII）的排放时，源是比平均亮度。
2014-12-09 astro-ph.HE
The second ULX transient in M31: Chandra, HST and XMM observations, and evidence for an extended corona
XMM J004243.6+412519是M31中的一个瞬态X射线源，于2012年1月15日首次发现。不同的方法拟合最亮的后续观测结果，得到1.3- 2.5E +39 erg/s的光度，使其成为M31中的第二个超亮X射线源（ULX），可能有一个黑洞吸积体。这些不同的模型代表了日冕的不同情况：光学厚和紧凑，或光学薄和扩展。我们获得了钱德拉ACIS和{ \em HST} ACS观测这个对象作为我们的瞬态监测计划的一部分，也观察到它偶然在120 KS XMM-牛顿观测。我们在J2000位置00：42：43.70 + 41：25：18.54发现了一个光学对应物;它的F435 W（~ B波段）在2012年3月7日的观测中为25.97+/-0.03，在2012年9月7日的观测中在4 σ水平上>28.4，表明它是一个低质量的施主。我们使用不同的日冕场景创建了两种替代的光变曲线，发现紧凑日冕的线性衰减和扩展日冕的指数衰减;线性衰减意味着一个比我们观察到的亮5个星等的圆盘。因此，我们倾向于扩展日冕的情况下，但要注意的是，有没有统计偏好的X射线光谱单独的这个模型。利用X射线与光学比和轨道周期之间的两个经验关系，我们估计周期约为9- 30小时;这个周期与M31中第一个ULX的周期（18 + 5 - 6小时）一致。
2013-05-06 astro-ph.HE
Accurate Localization and Identification of Six Hard X-ray Sources from Chandra and XMM-Newton data
本文介绍了对INTEGRAL全天空巡天中的六个硬X射线源（IGR J12134-6015，IGR J18293-1213，IGR J18219-1347，IGR J17350-2045，IGR J18048-1455，XTE J1901+014）的Chandra和XMM-Newton观测结果。基于这些观察，我们已经大大提高了定位精度的对象，因此，已设法确定其光学同行。使用公开的2 MASS和UKIDSS红外巡天数据以及SOFI/NTT望远镜（欧洲南方天文台）的数据，我们确定了光学对应物的大小，估计了它们的类型和（在某些情况下）到程序对象的距离。在IGR J 18048 -1455的X射线光谱中检测到了一组能量为6.4、6.7和6.9 keV的三重铁谱线;再加上从该源检测到的周期约为1440 s的脉动，这使得它被归类为激变变星，很可能是一个中间极星。此外，IGR J 12134 -6015和IGR J 17350 -2045的宽带X射线光谱结合红外和射电观测表明，这些物体具有河外性质。源IGR J 18219 -1347可能属于高质量X射线双星。
2012-09-13 astro-ph.HE
Fifteen years of XMM-Newton and Chandra monitoring of Sgr A*: Evidence for a recent increase in the bright flaring rate
我们提出了一个研究的X射线耀斑活动的Sgr A* 在所有150 XMM牛顿和钱德拉观测指向银河系中心在过去的15年。这包括最新的XMM-牛顿和钱德拉运动，致力于监测非常红色的Br-伽马发射物体G2的最接近方法。分析的整个数据集从1999年9月到2014年11月。我们采用了贝叶斯块分析，调查任何可能的变化的特点（频率，能量，峰值强度，持续时间）的耀斑事件，Sgr A* 自2001年发现以来，已展出。我们观察到Sgr A* 的总亮或非常亮的耀斑光度在2013-2014年间增加了2-3倍（~3.5 sigma显著性）。我们还观察到，从2014年夏末开始，Sgr A* 的明亮或非常明亮的耀斑速率从0.27+-0.04天^-1增加到2.5+-1.0天^-1（~99.9%的显著性），这恰好是G2通过近中心后大约6个月。这可能表明，集群是明亮耀斑的一般属性，它与稳态噪声过程有关，产生的耀斑在时间上分布不均匀（类似于在其他静止黑洞中观察到的情况）。如果是这样的话，由于监测频率的增加，燃烧特性的变化现在才能被揭示出来。或者，这可能是由G2的近距离通过引起的过度吸积活动的第一个迹象。需要更多的观察来区分这两种假设。
2015-07-09 astro-ph.HE
Four new black hole candidates identified in M31 globular clusters with Chandra and XMM-Newton
利用123个Chandra和4个XMM-Newton对M31中心区域的观测，我们在M31球状星团中发现了4个新的黑洞候选者。与Bo 163（XB 163）相关的X射线源是一个周期性的瞬变，最高光度约为1.4 E +38 erg/s，比任何来自中子星瞬变Aql X-1或4U 1608 - 452的爆发都要亮得多;爆发显然比观测到的峰值早45天，因此光度可能要高得多。我们通过观测亮度超过中子星双星阈值的"低态"发射光谱，将XB 082、XB 153和XB 185确定为BHC。这些是向我们发射各向异性辐射的中子星系统的概率<4E-4，它们的变化表明辐射来自单一来源。因此，我们得出结论，这些系统可能包含黑洞而不是中子星。我们现在已经在该区域确定了4个持续明亮的BHC;它们都是背景AGN的概率<1E-20。根据理论，捐赠者可能是潮汐捕获的主序星，或者是超紧凑双星中的白矮星。我们发现，特别是质量大（XB 082）或金属丰富（XB 144）的GC可以托管明亮的X射线源，除了那些都是（XB 163）。我们的方法可以揭示BHC在其他明亮的X射线源。
2011-04-05 astro-ph.HE
Chandra and XMM-Newton X-ray Observations of the Hyperactive T Tauri Star RY Tau
我们提出的结果，指出X射线观测吸积喷流驱动金牛座T星RY头使用钱德拉和XMM-牛顿。我们获得了高分辨率的光栅光谱和高质量的CCD光谱和光变曲线，目的是确定RY Tau明亮的X射线发射的物理机制。光栅光谱揭示了许多发射线，跨越了广泛的温度叠加在一个热的连续。X射线发射测量分布主要由T_hot ~ 50 MK的非常热的等离子体控制，但在耀斑期间存在更高的温度。一个较弱的冷等离子体成分也存在，揭示了低温线，如O VIII。X射线光变曲线显示出复杂的变化，包括短持续时间（~小时）的超热耀斑，伴随着荧光铁发射在6.4千电子伏叠加在一个缓慢变化（~一天）的组件，可能与恒星旋转。热耀斑成分无疑是磁源（如日冕）。软带和硬带光变曲线经历类似的缓慢变化，这意味着至少有一些冷等离子体与热等离子体共享一个共同的磁源。任何贡献的X射线发射冷冲击等离子体相比，占主导地位的热的组成部分，但生产个别的低温线，如O VIII在吸积冲击不排除。
2016-04-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining the parameters of the pulsar wind nebula DA 495 and its pulsar with Chandra and XMM-Newton
我们目前的光谱和时间分析的X射线发射的脉冲星风星云DA 495和它的中心对象，J1952.2+2925，建议是脉冲星，使用档案钱德拉和XMM-牛顿数据。J1952.2+2925有一个纯热谱，它既可以用温度为$\approx 215$ eV、发射区半径为$\approx 0.6$ km的黑体模型拟合，也可以用温度为80-90 eV的磁化中子星大气模型拟合。在后一种情况下，热辐射可以来自整个中子星表面，其温度与标准中子星冷却方案一致。我们还对J1952.2+2925非热通量提出了上限。推导出的光谱参数通常与仅基于Chandra数据的已发表的光谱参数兼容，但由于包含XMM-牛顿数据，它们更加准确。没有发现脉动，我们将J1952.2+2925脉冲发射分数的上限定为40%，利用星际吸收距离关系，我们估计了到DA 495的距离，如果J1952.2+2925的发射由大气模型描述，那么DA 495的距离可以高达5 kpc。我们编制了可能的星云多波长光谱，包括无线电数据;它们取决于中心物体的光谱模型。通过与其它脉冲星+风星云系统的比较，我们对J1952.2+2925的自旋下降光度和年龄进行了合理的限制。我们认为费米源3FGL J1951.6+2926可能是J1952.2+2925的$γ$射线对应物。
2015-08-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
