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
The Post-impact Evolution of the X-ray Emitting Gas in SNR 1987A Viewed by XMM-Newton
自1996年以来，SN 1987 A驱动的冲击波一直与致密的星周物质相互作用，这为我们研究新生超新星遗迹（SNR）的早期演化提供了一个独特的机会。基于2007 - 2019年的XMM-Newton RGS和EPIC-pn X射线观测数据，研究了SNR 1987 A中X射线发射气体的撞击后演化。热等离子体由温度为$\sim0.6$ keV和$\sim2.5$ keV的两个非平衡电离分量表示。低温等离子体的密度为$\sim2400$ cm $^{-3}$，这可能是由赤道环（ER）内的低密度气体主导的。密度为$\sim550$ cm $^{-3}$的高温等离子体主要由H II区和环外高纬度物质组成。在过去的几年中，低温等离子体的发射量一直在下降，这表明冲击波已经离开了主ER。但冲击波仍在向高纬气体中传播，导致高温排放量不断增加。在此期间，N，O，Ne和Mg的平均丰度被发现是下降的，这可能反映了不同的化学成分之间的两个等离子体成分。我们还检测到的Fe K线在大多数的观测，表现出增加的通量和质心能量。我们解释的Fe K线作为从第三个热的组件，这可能来自反射的冲击加热的气体或源于富铁喷出物团块，冲击的反向冲击。
2021-05-20 astro-ph.HE
A Coherent Timing Solution for the Nearby, Thermally Emitting Isolated Neutron Star RX J0420.0-5022
我们提出了一个相位相干定时解决方案RX J0420.0-5022，最冷的（kT=45 eV）和最快的自旋（P=3.45 s）的七个所谓的孤立中子星（INS）。使用2010-2011年XMM-牛顿航天器的14次观测，我们能够测量自旋下降速率nudot=（-2.3+/-0.2）e-15 Hz/s（Pdot=（2.8+/-0.3）e-14 s/s），由此我们推断偶极磁场为1.0e13 G。有了合理的信心，我们能够将时间解决方案扩展到2002年和2003年的XMM-牛顿档案，给出了相同的解决方案，但精度要高得多。这使RX J 0420具有INS中最低的偶极磁场。我们的光谱学并没有证实在早期观测中暗示的0.3千电子伏的宽吸收特征，尽管在该能量附近的背景扣除的困难使得结论变得困难。有了这个，所有6个已经确认周期性的INS现在都已经从相干解决方案中限制了自旋下降。现在看来，证明INS与旋转动力天体有质的不同的证据似乎是有力的，可能的结论是，它们的特征年龄系统地比它们的真实年龄更老，因为它们的场已经衰减。磁场衰变也可能导致它们比相同（真实）年龄的恒星更热。
2011-09-09 astro-ph.HE
Soft X-ray emission lines in the X-ray binary Swift J1858.6-0814 observed with XMM-Newton-RGS: disc atmosphere or wind?
我们发现软X射线发射线从X射线二进制斯威夫特J1858.6-0814的数据从XMM-牛顿-RGS：N VII，O VII和O VIII，以及显着的残差短的检测在Ne IX和其他更高的电离过渡。这些可能与盘状大气有关，如吸积盘日冕源，或与风有关，如斯威夫特J1858.6-0814在光波长的发射线中检测到的那样。事实上，N VII线是红移的，与天鹅座P-Cygni轮廓的发射成分一致。我们发现发射等离子体具有电离参数$\log(ξ)=1.35\pm0.2$和密度$n>1.5\times10^{11}$ cm $^{-3}$。由此，我们推断发射等离子体必须在电离源的$10^{13}$ cm范围内，对于$1.4M_{\odot}$中子星，则在$\sim5\times10^{7}r_{\rm g}$范围内，并且从谱线宽度来看，它至少在$10^4r_{\rm g}$之外（$2\times10^{9}(M/1.4M_{\odot})$ cm）。我们比较这与其他X射线双星和活动星系核的发射线区域的已知类。
2020-07-28 astro-ph.HE
NuSTAR and XMM-Newton observations of the binary 4FGL J1405.1-6119. A $γ$-ray emitting microquasar?
本研究通过分析两组NuSTAR与XMM-Newton的同步观测数据，探究大质量γ射线双星4FGL J1405.1-6119的辐射起源，提出其可能为类似SS433的超临界轻子-强子喷流微类星体。
2023-10-27 astro-ph.HE
Thermally emitting isolated neutron star candidates from the SRG/eROSITA All-Sky Survey
本研究利用SRG/eROSITA全天巡天数据在银河系西半球系统搜寻X射线暗弱孤立中子星，筛选出33个新候选体并分为两类，预计其中含1-3颗新的该类天体，推动其族群研究。
2024-05-21 astro-ph.HE
X-ray, optical, and radio follow-up of five thermally emitting isolated neutron star candidates
Center for Lunar and Planetary Sciences, Institute of Geochemistry, Chinese Academy of Sciences（中国科学院地球化学研究所月球与行星科学中心）；College of Physics, Guizhou University（贵州大学物理学院）；Potsdam University, Institute for Physics and Astronomy（波茨坦大学物理与天文研究所）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Chinese Academy of Sciences（中国科学院射电天文与技术重点实验室）
研究通过多波段观测确认五颗孤立中子星候选体的热辐射性质，并指出其中四颗为热中子星，强调SRG/eROSITA在发现银河系孤立中子星中的重要作用。
2025-11-24 astro-ph.HE
Simultaneous XMM-Newton and HST-COS observation of 1H0419-577: the absorbing and emitting ionized gas
在本文中，我们分析的X射线，紫外和光学数据的塞弗特1.5星系1H 0419 -577，目的是检测和研究电离气体外流。该源同时在X射线中用XMM和在UV中用HST-COS观察。光学数据也是用XMM光学监测器获得的。我们在X射线光谱中检测到一个薄的、低电离的暖吸收体（log xi ~ 0.03，log NH ~19.9 cm^-2），与在紫外线中检测到的流出物一致。在紫外波段估计的气体密度下，外流区在~ kpc尺度上位于宿主星系中。在X射线、UV和光谱中检测到窄发射线。一个单一的光电离气体模型不能解释所有的窄线发射，表明窄线区域可能是一个分层的环境，在密度和电离不同。X射线谱线无疑是在比发射紫外线的气相更高度电离的气相中产生的。分析还表明，X射线发射器可能只是产生紫外线的同一气体层的较深部分。光线路可能是在另一个不相连的气体系统中产生的。不同的电离条件，和PC规模的位置建议的线宽窄线发射，反对温暖的吸收体和窄线区域之间的连接，在这个源。
2013-05-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
An XMM-Newton EPIC X-ray view of the Symbiotic Star R~Aquarii
我们提出了分析档案XMM牛顿欧洲光子成像相机（EPIC）的X射线观测的共生星宝瓶座R。我们使用扩展源分析软件（ESAS）包，以揭示扩散软X射线发射扩展到2.2弧分（$\approx$ 0.27 pc）从这个二元系统。这些XMM-牛顿EPIC观测的深度以前所未有的细节揭示了这种漫射发射的空间分布，具有与光学星云空间相关的双极形态。扩展的X射线发射与钱德拉在双星系统附近解析的喷流状特征中的团块具有相同的主导软X射线发射温度。射流中较硬的成分可能意味着气体冷却下来，然而，不能排除由准直质量喷射的磁场的存在所产生的非热发射的可能存在。我们建议，正在进行的旋进射流创建双极腔充满X射线发射热气体，饲料更广泛的X射线气泡，因为他们得到破坏。这些EPIC观测表明，由一个演化的低质量恒星周围的吸积盘产生的喷流反馈机制可以吹出热泡，类似于由活跃星系核产生的喷流产生的热泡。
2022-03-04 astro-ph.HE
XMM-Newton observation of the supernova remnant Kes 78 (G32.8-0.1): Evidence for shock-cloud interaction
银河系超新星遗迹Kes 78被密集的分子云包围，其投影位置与扩展的HESS伽马射线源HESS J1852-000重叠。最近朱雀号的观测揭示了残骸的X射线发射，表明光谱中有硬X射线成分，可能与同步辐射有关。我们的目的是描述的X射线发射等离子体的物理性质的空间分布，并在揭示的残余物与不均匀的环境介质的相互作用的影响。我们还旨在调查的伽玛射线发射的起源，这可能是逆康普顿辐射与X射线同步辐射电子或强子发射起源于高能质子对附近的云的影响。我们分析了一个XMM-牛顿EPIC观测Kes 78进行图像分析和空间分辨光谱分析的一组三个区域。我们测试了我们的研究结果对观测的12 CO和13 CO排放的环境中的残留物。我们揭示了Kes 78复杂的X射线形态，并发现了等离子体光谱特性的变化，在残骸的东部边缘有明显更密集和更冷的材料，我们将其解释为与分子云相互作用的特征。我们也排除了发射X射线同步辐射的窄灯丝的存在。假设非常高能量的伽马射线辐射与Kes 78有关，缺乏同步辐射排除了轻子起源。强子起源进一步支持的证据，在其东翼密集的分子云的残余相互作用。
2016-12-06 astro-ph.HE
Supernova remnants and candidates detected in the XMM-Newton M31 large survey
我们对M31的XMM-Newton大型计划巡天中发现的M31中的超新星遗迹（SNR）和候选者进行了分析。SNRs是星系中明亮的X射线源之一。它们是一个星系最近恒星形成活动和它们演化的星际环境的良好指标。通过将M31中源的X射线数据与光学数据以及光学和无线电目录相结合，我们的目标是编制一个完整的，修订的M31中发射X射线的SNRs列表，研究它们的光度和空间分布，并了解最亮SNRs的X射线光谱。我们使用XMM-牛顿数据分析了12个最亮SNR和候选者的X射线光谱。这四个最亮的光源使我们能够进行更详细的光谱分析，并比较不同的模型来描述它们的光谱。对于所有的M31大型项目源，我们在本星系团星系巡天的Ha、[Sii]和[Oiii]图像上寻找光学对应物。我们确认21个X射线源作为已知SNR的对应物。此外，我们确定了五个新的X射线源的X射线和光学发射信噪比。17个源不再被视为SNR候选。因此，我们根据它们的X射线，光学和无线电发射，创建了M31中26个X射线SNR和20个候选者的列表，这是M31中X射线SNR的最新完整列表。最亮的信噪比在0.35 - 2.0 keV波段的X射线亮度高达8 x 10^36 erg/s。
2012-06-21 astro-ph.HE
Proper motions of thermally emitting isolated neutron stars measured with Chandra
钱德拉卓越的天体测量能力提供了在这个波长范围内以前所未有的精度测量X射线源自行的可能性。我们最近完成了对ROSAT全天巡天中发现的七颗热辐射射电宁静孤立中子星（INSs）中的三颗的自行巡天。这些INS（RX J0420.0 - 5022、RX J0806.4 - 4123和RX J1308.6 + 2127）要么缺乏光学对应物，要么光学对应物太暗，以至于地面或空间光学观测将目前仪器的可能性推到了极限。每隔3至5年获得一对ACIS观测数据，以测量X射线源在X射线天空中的位移，并以河外或遥远的银河X射线源的背景作为参考。我们推导出RX J0420.0 - 5022和RX J0806.4 - 4123自行的2 σ上限分别为123 mas/yr和86 mas/yr。RX J1308.6 + 2127显示出非常显著的位移（~9 sigma），产生mu = 220 +/-25 mas/yr，在所有ROSAT发现的INS中测量的第二快。这个源可能正以一定的速度迅速远离银河平面，该速度排除了来自星际介质的任何显著的物质吸积。它的横向速度约为740（d/700 pc）km/s，可能是所有ROSAT INS中最大的，其相应的空间速度也是中子星记录中最快的。因此RX J1308.6 + 2127是一颗中年（年龄约1 My）高速冷却的中子星。我们调查其可能的起源在附近的OB协会或从一个领域OB星。在大多数…
2009-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
XMM-Newton and SRG/eROSITA observations of the isolated neutron star candidate 4XMM J022141.5-735632
我们报告的后续调查的结果，一个可能的新的热发射孤立的中子星（INS），4XMM J022141.5-735632，使用从XMM牛顿和光谱伦琴伽马（SRG）eROSITA的观测。该分析是补充遗产调查成像在光学和近红外波长。X射线源是XMM-Newton的第一个目标，目的是从第四代XMM-Newton偶然源目录数据发布9中识别新的INS候选者（4XMM-DR 9），显示出明显的软能量分布和缺乏编目的对应物;非常高的X射线与光通量的比率实际上排除了除了INS之外的任何其他识别。在当前的观测极限内，近十年来，没有记录到显著的通量变化或光谱状态变化。未来的专门观测，特别是寻找脉动，对于进一步阐明X射线源的性质以及与银河系其他中子星的关系至关重要。
2022-08-16 astro-ph.HE
XMM-Newton reveals a candidate period for the spin of the "Magnificent Seven" neutron star RX J1605.3+3249
被称为“壮丽七星”（M7）的热发射孤立中子星（INS）群在各种中子星群中是独一无二的。通过磁场衰减和与磁星的进化联系产生的地壳加热可以解释为什么这些天体比类似年龄的标准磁星旋转得更慢，并且具有更高的热光度和磁场强度。第三明亮的INS，RX J1605.3+3249，是七个仍然缺乏检测到的周期性的对象中的唯一对象。为了揭示中子星的自转速率和详细研究中子星的光谱，我们利用XMM-牛顿天文台对该源进行了60 ks的观测。P=3.387864（16）s的周期信号，最有可能是中子星的自旋周期，在4-sigma置信水平下被检测到。新数据与过去XMM-牛顿EPIC-pn观测源的相干组合将脉冲星自旋下降速率限制在2-sigma置信水平，这意味着偶极磁场为B~7.4e13 G。如果得到证实，RX J1605.3+3249将是M7中偶极场最高的中子星。源的光谱显示了冷黑体成分的证据，以及两个广泛的吸收功能的存在。此外，高分辨率光谱与RGS相机确认存在一个狭窄的吸收功能，在能量为0.57千电子伏的共同添加的频谱的来源，也看到在其他热发射孤立的中子星。相位分辨光谱学以及旨在确定时间解决方案的专门观测活动将对中子星的几何形状提供宝贵的约束，并将允许人们确认自旋下降的高值，这将使源比任何其他M7 INS更接近磁星。
2014-01-29 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
Isolated neutron stars as Science Validation for XMM2ATHENA: Ensuring robust data for future X-ray Astronomy
本研究以孤立中子星（XINSs）为XMM2ATHENA项目的科学验证对象，利用其资源分析4XMM-DR9目录候选体的流量稳定性、光谱及天体测量特性，完善对软X射线辐射源的理解，为未来X射线天文学奠定基础。
2024-12-05 astro-ph.HE
A coherent radio burst from an X-ray neutron star in the Carina Nebula
本文报道在船底座星云射电宁静热辐射中子星2XMM J104608.7−594306上探测到一次相干射电暴，证实其为中子星，并揭示其可能连接年轻高能中子星与演化射电脉冲星两类群体。
2025-05-05 astro-ph.HE
A study of the long term variability of RX J1856.5-3754 with XMM-Newton
我们报告的所有可用的XMM牛顿数据RX J1856.5-3754，最明亮的和最广泛的观察附近，热发射中子星的详细光谱分析。在单黑体温度的非常小的变化（~1-2%）被检测到，但可能是由于仪器的影响，因为它们与检测器上的源的位置相关。将分析限制在一个同质的观测子集上，源位于同一探测器位置，我们对2005年3月至今可能的光谱或通量变化进行了严格的限制。2002年4月测得的温度略高（kT~61.5 eV，与平均值kT~61 eV相比）。如果这种差异不是仪器造成的，它意味着2002年4月至2005年3月之间的变化率约为0.15 eV/年。从选定的观测的高统计光谱是很好地拟合的两个黑体模型，外推到与观测值一致的光通量水平的总和。
2012-06-18 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
The XMM-Newton view of the central degrees of the Milky Way
本文给出了银河系中央1.5 °的最深XMM-牛顿镶嵌图，其中包括中央15”和外部约200 k的EPIC-pn净曝光量，共约1.5 M。该简编介绍了宽波段X射线连续谱图、软X射线强度图、分解成光谱成分以及X射线图与其他波长发射的比较。新发现的扩展功能，如超新星遗迹（SNRs），超气泡和X射线细丝的报告。我们提供了一个在Sgr A*+-1度内的扩展特征图谱。我们发现存在一个相干X射线发射区域，峰值在G0.1-0.1附近，周围环绕着冷的中红外发射材料环，从以前的工作中称为“射电弧泡”，加上X射线数据，现在似乎是一个候选的超级气泡。Sgr A的双极叶显示出尖锐的边缘，这表明它们可能是SN爆炸的残余物，由环核盘准直，创造了最近发现的磁星SGR J1745-2900。软X射线的功能，最有可能从SNRs，观察到填补灰尘分布的漏洞，并表明SN爆炸和银河系中心（GC）分子云之间的直接相互作用。我们还发现温暖的等离子体在银河系高纬度，显示出一个尖锐的边缘，其分布与已知的无线电/中红外功能，如“GC叶”的位置相关。这些特征可能与GC上方不均匀的热“大气”有关，可能是由GC区域的质量和能量的连续或间歇性流出提供的。
2015-08-18 astro-ph.HE
The X-ray eclipse of the dwarf nova HT CAS observed by the XMM-Newton satellite: spectral and timing analysis
激变变星是由白矮星组成的双星系统，它通过罗氏瓣机制从次级天体吸积物质。在观测时间足够长的情况下，可以进行详细的时间分析，从而确定双星系统的物理性质。我们提出了一个XMM-牛顿观测矮新星HT Cas获得解决的双星系统日食和约束观察到的X射线的起源。我们还将我们的结果与之前的ROSAT和ASCA数据进行比较。在对三台EPIC相机信号进行光谱分析之后，利用已知技术研究了观测到的X射线光变曲线，并获得了日食接触点。X射线谱可以通过温度$kT_1=6.89 \pm 0.23$ keV的热韧致辐射加上温度为$kT_2=30_{-6}^{+8}$ eV的黑体分量（上限）来描述。忽略黑体，辐射热吸收校正通量为$F^{\rm{Bol}}=(6.5\pm 0.1)\times10^{-12}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$，对于131 pc的HT Cas距离，对应于辐射热光度$(1.33\pm 0.02)\times10^{31}$ erg s $^{-1}$。对EPIC光变曲线中的食的研究使我们能够限制X射线发射区的大小和位置，结果接近白矮星半径。我们测量的X射线食比相应的光学食稍小（但仅在$\simeq 1.5 σ$的水平上）。如果是这样的话，我们可能已经确定了高纬度发射或一层X射线发射材料的特征，部分被吸积盘所掩盖。
2009-07-28 astro-ph.HE
The size of the X-ray emitting region in SWIFT J2127.4+5654 via a broad line region cloud X-ray eclipse
本文介绍了窄线塞弗特1星系SWIFT J2127.4+5654在~130 ksXMM-牛顿观测期间的时间分辨X射线谱分析结果。我们揭示了大的光谱变化，特别是在第一个~90 KS的XMM-牛顿曝光。光谱的变化可以归因于X射线源的偏食，它被一个低电离/冷吸收结构（云）所介入，其柱密度为N_H = 2.0^{+0.2}_{-0.3} e 22 cm^-2，它逐渐覆盖然后暴露X射线发射区，覆盖率从0到~~ 43%。数密度和吸收云的位置具有良好的精度。我们推断云的大小（直径）为D_c <1.5 e 13 cm，对应于在距离中心黑洞R_c > 4.3 e 16 cm处的密度n_c > 1.5 e 9 cm^-3。所有的推断量一致，以确定与SWIFT J2127.4+5654的宽线区域相关的一个单一的云的吸收结构。我们还能够将X射线发射区的尺寸（直径）限制为D_s <2.3e 13 cm，假设由单历元光谱学（1.5e 7 M_sun）估计的黑洞质量，则转换为D_s < 10.5引力半径（r_g），较大的尺寸（以r_g计）与较小的黑洞质量相关联，反之亦然。我们还确认存在的相对论扭曲的反射组件的内部吸积盘引起广泛的相对论铁K发射线和小的软过剩（小，因为高银河柱密度），支持测量的中间黑洞自旋SWIFT J2127.4+5654，是从以前的朱雀观测。
2013-09-04 astro-ph.HE
Cataclysmic Variable Candidates Identified in eROSITA-DE DR1,XMM-Newton, Swift, and ROSAT Catalogs
通过交叉匹配四个X射线星表与Gaia数据，系统搜寻激变变星候选体，发现444个候选体并利用时域光变曲线探测轨道调制，证明eROSITA因高灵敏度和广覆盖而效率最优。
2025-04-27 astro-ph.HE astro-ph.IM
X-ray Studies of Blazar 1ES 1959+650 Using SWIFT & XMM-NEWTON Satellite
本文利用Swift和XMM-Newton卫星127次观测数据研究耀变体1ES 1959+650的X射线流量与光谱变化，约束其发射区磁场为0.64高斯，并揭示对数正态流量分布及电子随机加速与能量变化机制。
2023-05-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray Intraday Variability of HBL Blazars with XMM-Newton
我们提出了一个广泛的研究X射线日内变化的十个TeV发射高同步辐射峰值耀变体（HBL）：1ES 0229 + 200，1ES 0414 + 009，PKS 0548 - 322，1ES 1101 - 232，1H 1219 + 301，H 1426 + 428，Mrk 501，1ES 1959 + 650，PKS 2005 - 489，1ES 2344 + 514在其运行期间进行了25次XMM-牛顿点观测。在三个能量带中估计了日内变异性：软（0.3 - 2keV）、硬（2 - 10keV）和总（0.3 - 10keV）。虽然这10个TeV HBLs中有7个在3 σ水平上表现出一定的日内变异性，但没有检测到超过6%的主要变异。我们通过从软带和硬带中提取硬度比来探索样品的光谱特性;在任何来源中均未观察到硬度比的显著变化。我们进行功率谱密度分析的可变光曲线拟合幂律，产生的斜率躺在从1.11到2.93的范围内为不同的HBLs。我们简要地讨论了可能的发射机制，并进行了粗略的估计磁场，电子洛伦兹因子和发射区域的大小为7个这些HBLs。
2022-09-12 astro-ph.HE
XMM-Newton observation of the Galactic supernova remnant W51C (G49.1-0.1)
超新星遗迹（SNR）W51 C是一个位于强烈不均匀星际介质中的银河系天体，有SNR爆炸波与致密分子气体相互作用的迹象。从超新星内部发出的X射线可以揭示不同发射区域的元素丰度，并揭示超新星爆炸的类型及其前身。硬X射线辐射有助于识别SN爆炸中形成的脉冲星及其脉冲星风星云（PWN）的可能候选者。我们分析了用XMM-Newton获得的X射线数据。在选定的区域进行了光谱分析。在SNR明亮的西部，位于致密分子气体复合体旁边的喷出物发射得到了证实。Ne和Mg的丰度表明有一个质量大于20 M_sun的大质量祖先。确定了两个发射硬X射线的扩展区域（分别对应于ASCA和Chandra发现的已知源[KLS 2002] HX 3 west和CXO J192318.5+140305），每个区域内部都有一个额外的点源，并显示出Gamma ~ 1.8的幂律谱。根据它们的X射线发射，这两个源都可以被归类为PWN候选者。
2014-01-31 astro-ph.HE
High Resolution X-Ray Spectroscopy of SN 1987A: Monitoring with XMM-Newton
我们报告的结果，我们的XMM牛顿监测SN 1987 A。在过去的几年里，超新星爆炸波通过内部环周环的持续传播导致X射线光度急剧增加，从而使反射光栅光谱仪能够进行详细的高分辨率X射线光谱学。这些观测结果可以用来跟踪正在形成的超新星遗迹的详细演化。在分散光谱中看到的许多发射线的通量和加宽提供了关于X射线发射等离子体的演化及其动力学的信息。这些结合EPIC-pn光谱进行了分析，从而可以精确测定更高温度的等离子体。我们对单个发射线进行了建模，并拟合了等离子体发射模型。特别是从2003年到2007年的观测中，我们可以看到等离子体参数的显著变化和低温等离子体区径向速度的减速。我们发现了一个指示（3西格玛水平）的铁K功能在共同添加的EPIC-PN光谱。与2004年钱德拉光栅观测结果的比较产生了一个清晰的光谱演化的时间相干性和爆炸后约6100天的X射线图像中看到的膨胀速度的突然减速。
2010-02-09 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
Element abundances in X-ray emitting plasmas in stars
对恒星中元素丰度的研究具有根本意义，因为它们在广泛的天体物理学背景下产生影响，从我们对银河系化学及其演变的理解，到它们对恒星内部模型的影响，到年轻恒星环境中物质组成对行星形成过程的影响。本文综述了近年来有关恒星中X射线发射等离子体丰度的研究结果，这些恒星包括日冕和其他类太阳恒星、主序前低质量恒星以及早型恒星。我们讨论的状态，我们的理解恒星X射线等离子体的丰度模式，和最近的进展可能通过准确的诊断，现在访问由于高分辨率X射线光谱与钱德拉和XMM-牛顿。
2010-12-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray emission from isolated neutron stars: latest results from XMM-Newton, NICER and eROSITA
本文综述了孤立中子星的热与非热X射线成分，并利用XMM-Newton、NICER和eROSITA的最新观测，探讨了热发射INSs、普通脉冲星及长周期脉冲星之间的关联与挑战。
2025-01-21 astro-ph.HE
Swift J0525.6+2416 and IGR J04571+4527: two new hard X-ray selected magnetic cataclysmic variables identified with XMM-Newton
IGR J 04571 +4527和Swift J0525.6+2416是在Swift/BAT和INTEGRAL/IBIS勘测中探测到的两个硬X射线源。根据光谱学，它们被认为是中间极性（IP）类型的磁激变变星。IGR J 04571 +4527也显示了1218 s的光学周期，暗示了白矮星的旋转周期，进一步指向IP分类。在这里，我们提出了详细的X射线（0.3-10 keV）的定时和光谱分析与XMM-牛顿，补充硬X射线覆盖范围（15-70 keV）从斯威夫特/BAT。这是第一次在软X射线域中对两个源进行高信噪比观测，使我们能够识别Swift J0525.6+2416（226.28 s）和IGR J 04571 +4527（1222.6 s）的白矮星X射线自旋周期。由多温度光学薄发射与复杂吸收组成的模型充分地适合这两个源的宽带光谱。我们估计IGR J 04571 +4527和雨燕J0525.6+2416的白矮星质量分别约为1.1和1.0太阳质量。上述特征使我们能够明确地将这两种源分类为IP，证实了在硬X射线发射的灾变变星中该子类的高发生率。
2015-07-23 astro-ph.HE
XMM-Newton observations of GX 13+1: correlation between photoionised absorption and broad line emission
我们分析了GX 13+1的五个XMM-牛顿观测数据，以研究该源中存在的光电离吸收剂的变化。我们拟合EPIC和RGS光谱从“最小变量”的间隔与一个模型组成的磁盘黑体和黑体组件连同高斯发射功能在~6.55-6.7千电子伏修改吸收由于冷和光电离材料。我们发现了一个显着的相关性之间的硬，~6-10千电子伏，通量，电离和柱密度的吸收体和宽铁线的等效宽度。我们解释的相关性的情况下，盘风是热驱动的大，~10^{10}厘米，半径和宽线的结果，从再处理的排放在风和/或热大气。发射线的宽度自然地由散射、复合和荧光过程的组合来解释。我们属性的吸收和发射沿轨道周期的变化，以查看风的不同部分，可能位于略有不同的倾角。我们将GX 13+1的倾角限制在60到80度之间，因为在视线中存在强吸收，在一次观测中会掩盖高达80%的总发射，并且没有日食。我们的结论是，盘风和/或热大气的存在下，可以解释目前的观测结果的窄吸收和广泛的铁发射功能的中子星低质量的X射线双星作为一个类。
2012-04-26 astro-ph.HE
NuSTAR and XMM-Newton observations of 1E1743.1-2843: indications of a neutron star LMXB nature of the compact object
我们报告的结果NuSTAR和XMM牛顿观测持久的X射线源1E1743.1-2843，位于银河系中心区域。2012年9月至10月期间，NuSTAR和XMM-Newton对该源进行了观测，提供了硬X射线和软X射线波段的几乎同时观测。高X射线亮度表明存在一个吸积致密物体。我们分析了这种吸积致密天体是中子星（NS）或黑洞的可能性，并得出结论：从0.3到40 $\mathrm{keV}$的联合XMM-牛顿和NuSTAR光谱适合于具有从中子星表面的热点或赤道带发射的$kT\sim1.8~\mathrm{keV}$的黑体光谱。该光谱被具有$kT_{e}\sim4.6~\mathrm{keV}$的电子热康普顿化。接受这个中子星的假设，我们探测低质量（LMXB）或高质量（HMXB）的X射线双星源的性质。虽然没有I型爆发可以用LMXB的情况来解释，但在2 mHz - 49 Hz频率范围内没有脉动，没有日食和红外伴星，以及没有中性或中等电离铁的$K_α$线，都强烈不利于将该源解释为HMXB。因此，我们得出结论，1E1743.1-2843很可能是位于银河系中心之外的NS-LMXB。有一个软X射线过剩可能表明热辐射从吸积盘弱的统计证据。然而，由于高氢柱密度（$N_{H}\sim1.6\times10^{23}~\mathrm{cm^{-2}}$），磁盘标准化保持不受约束。
2016-03-08 astro-ph.HE
Resolving the X-ray emission from the Lyman continuum emitting galaxy Tol 1247-232
钱德拉天文台对附近的莱曼连续体（LyC）发射星系Tol 1247-232的观测解析了X射线的发射，并显示它是由一个具有硬光谱（$Γ= 1.6 \pm 0.5$）和高光度（$(9 \pm 2) \times 10^{40} \rm \, erg \, s^{-1}$）的点状源所主导。与早期的XMM-牛顿观测相比，通量变化为2倍。因此，X射线的发射很可能来自一个吸积的X射线源：一个低光度的活动星系核或者一个或几个X射线双星。钱德拉的X射线源类似于哈罗11中的点状硬光谱（$Γ= 1.2 \pm 0.2$），高光度（$10^{41} \rm \, erg \, s^{-1}$）源，哈罗11是唯一一个被证实的X射线解析的LyC发射星系。我们讨论了吸积X射线源有助于LyC逃逸的可能性。
2017-08-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Characterisation of AGN from the XMM-Newton Slew Survey
我们目前的光谱学的候选活动星系核精确定位的斯威夫特后续活动在XMM-牛顿回转调查中的不明瞬态，增加的完整性的活动星系核的鉴定调查。我们的Swift后续活动确定了17个XRT检测到的候选AGN，其中9个被选中进行光学跟踪，另外两个在其他地方被确认为AGN。利用在威廉赫歇尔望远镜，甚大望远镜和新技术望远镜获得的数据，我们发现活动星系核的功能，在七个候选人。我们将六个分类为Seyfert类型1.0至1.5，宽线区域速度跨越2000- 12000 km s $^{-1}$，并确定一个可能的II型活动星系核，与缺乏软带X射线探测的回转调查。该样本的维里黑洞质量估计值介于1 $\times$ 10 $^{8}$ M $_{\odot}$和3 $\times$ 10 $^9$ M $_{\odot}$之间，其中一个源可能发射接近其爱丁顿速率，$L_{\rm Bol}/L_{\rm Edd} \sim 0.9$。我们发现一个广泛的红移范围的$0.08<z<0.9$的9个现已确认的活动星系核从不明的回转巡天样本。一个未分类的来源显示了活动星系核中罕见的爆发。我们的结论是，以这种方式发现的活动星系核是一致的，在很大程度上不变，回转选择，已知的活动星系核人口。我们还发现与XMM-牛顿明亮的偶然调查AGN选择从指向的观测平行，并假设浅X射线调查选择AGN从相同的人口已在较深的X射线选择的样品的特点。
2017-02-22 astro-ph.HE
Unambiguous Detection of Reflection in Magnetic Cataclysmic Variables: Joint NuSTAR-XMM-Newton Observations of Three Intermediate Polars
在磁激变变星（CV）中，X射线发射区位于靠近白矮星表面的地方，预计这将反射10 keV以上的大部分固有X射线，产生康普顿反射峰。然而，到目前为止，由于非成像X射线探测器的灵敏度有限，在磁性CV中安全检测这种效应在很大程度上被证明是难以实现的。在这里，我们报告了我们的分析联合NuSTAR/XMM牛顿观测的三个磁性CV，V709 Cas，NY Lup和V1223 Sgr。成像NuSTAR数据的改进的硬X射线灵敏度已经导致在所有三个对象中首次稳健地检测到康普顿峰，在NY Lup中具有~1或更大的振幅，并且在其他两个中可能<1.0。我们还证实了较早的报告，一个强的自旋调制在10千电子伏以上的V709 Cas，并报告了第一次检测到的小自旋振幅在其他。我们解释这是由于这些物体之间的X射线发射区域的高度不同。大约0.2白矮星半径的高度为V709 Cas的低反射幅度提供了一个合理的解释。由于两极以上的发射区在某些自旋相位是可见的，这也可以解释强的硬X射线自旋调制。激波高度约为0.05白矮星半径可以解释V1223 Sgr的结果，而NY Lup的激波高度似乎可以忽略不计。
2015-06-23 astro-ph.HE
50 M31 black hole candidates identified by Chandra and XMM-Newton
在过去的5年中，我们已经确定了35个黑洞候选者（BHC）在M31从他们的X射线光谱。我们的BHC表现出0.3- 10 keV的光谱与X射线双星（XB）硬态一致，在亮度的上限以上的中子星（NS）XB。当我们的BHC光谱模拟与磁盘黑体+黑体模型，与明亮的NS XB相比，我们发现，BHC居住在不同的参数空间的NS XB。然而，BH XB也可能表现出在NS XB中从未见过的热主导（TD）状态;这种TD状态最常在X射线瞬变中观察到。我们在钱德拉对M31的调查中检查了约50个X射线瞬变，发现13个具有适合分析的光谱。我们还检查了我们调查视野之外的两个BHC，在球状星团B 045和B375中。我们有42个强BHC，和8个可能从进一步观察中受益的合理BHC。在球状星团的15个BHC中，有12个与NS光谱相差大于5 σ。由于我们分析的改进，我们已经将10种先前确定的可能的BHC升级为强BHC。在M31* 6'范围内的33个X射线瞬变的平均最大占空比为0.13;我们估计在这个区域中超过40%的XBs包含BH吸积体。值得注意的是，我们估计BHC贡献了>90%的>1 E+38 erg/s的XB。
2014-06-23 astro-ph.HE
XMM-Newton observation of the highly magnetised accreting pulsar Swift J045106.8-694803: Evidence of a hot thermal excess
几个持久的、低光度（L_X 10^{34} erg s^{-1}）、长自旋周期（P>100 s）的高质量X射线双星已被报道，其黑体成分的温度大于1 keV。这些过热的热辐射区相应地较小（小于1平方公里），这是由中子星极冠造成的。我们提出了一个最近的XMM牛顿目标的机会观察这个类的最新成员，斯威夫特J045106.8-694803。截至2012年7月17日，周期确定为168.5+/-0.2秒（MJD = 56125.0）。在$L_X 10^{36} erg s^{-1}，Swift J045106.8-694803是这个新类别中最亮的成员，也是周期最短的成员。光谱分析首次揭示了一个温度为kT_{BB} =1.8^{+0.2}-0.3} keV，半径为R_{BB} =0.5+/-0.2 km的黑体的存在。脉冲分数随着能量的增加而减小，并且硬光曲线（> 2keV）和软光曲线（<2keV）之间的比率与脉冲轮廓成反比。光谱的模拟表明，这是由于黑体的脉动与幂律分量的脉动异相。使用一个简单的模型，从热点发射的中子星表面上，我们适合的黑体组件的脉冲轮廓，以获得指示的几何系统。
2013-09-10 astro-ph.HE
Observations of the post shock break-out emission of SN 2011dh with XMM-Newton
当cIIb型SN 2011 dh在附近的旋涡星系M 51中出现后，人们用不同的望远镜在从射电到伽马射线的不同波段进行了大量的观测。我们分析了SN爆炸后3至30天的XMM-牛顿和雨燕观测，以研究SN 2011 dh的X射线光谱。我们从XMM-牛顿观测中提取了光谱，这些观测发生在SN之后的7天和11天。此外，我们创建了3至10天和11至30天的整合Swift/XRT光谱。光谱与银河系前景吸收的幂律光谱很好地拟合。此外，我们还发现在t ~ 7 d的第一个XMM-牛顿谱中存在一个较硬的谱分量。在t = 3 - 10 d的第一个Swift光谱中也检测到了该成分。虽然持续的幂律分量可以解释为来自射电同步加速器发射电子的逆康普顿发射，但更硬的分量最有可能是来自冲击恒星风的韧致辐射。因此，在t ~ 10 d后逐渐消失的较硬X射线辐射可以解释为SN 2011 dh的激波周星风辐射。
2012-09-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
XMM-Newton observations reveal the disappearance of the wind in 4U 1630-47
我们报告了黑洞X射线双星4U 1630-47在2012-2013年爆发期间的XMM-牛顿观测。前五个观测监测源，因为它的光度增加整个吸积的高软状态。在第六次观测中，源已经过渡到一个“异常”状态，其特征是电子散射的重要贡献。在前四次观测中，存在一个热/辐射驱动的盘风，随着光度随时间的增加，它变得更加光电离。在第五次观测中，由于强烈的光电离和观测的低灵敏度，风不再被观测到。这种总体趋势与第六次观测中导致异常状态电子散射特征的完全电离风一致。在前四次观测中，一条宽的铁发射线与来自风的吸收特征共存，但在最后两次观测中不可见。我们发现，在风的状态的变化，测量从建模的吸收功能与自洽的温暖吸收器模型相关的变化，在广泛的铁线。当后者与反射分量建模时，我们发现反射分数随着照明的增加而减小。我们认为吸收谱线和宽发射谱线的变化是由吸积盘沿软态的亮度和温度增加引起的。这种变化最终能够过渡到风完全电离的状态，因此康普顿化起着重要作用。
2014-09-25 astro-ph.HE
An XMM-Newton X-ray View of Supernova Remnant W49B: Revisiting its Recombining Plasmas and Progenitor Type
我们提出了一个全面的X射线光谱和成像研究超新星遗迹W 49 B使用档案XMM牛顿观测。Si XIV、S XV和Fe XXV的辐射复合连续谱以及Ca和Fe的Ly $α$线清楚地表明了W 49 B中冲击喷出物的过电离态。W 49 B的线通量图像表明，几乎所有的发射线的中心条形区域的高发射措施，而等效宽度图揭示了分层结构的金属丰度分布。用一个包含碰撞电离平衡（CIE）等离子体成分和两个重组等离子体（RP）成分的模型较好地再现了W 49 B的全局光谱。CIE等离子体代表受冲击的星际介质，其在W 49 B中占主导地位的X射线发射体积，质量为$\sim450M_\odot$。总质量为$\sim4.6M_\odot$的两个RP组分都由喷出物材料主导，但其特征在于不同的电子温度（$\sim1.60$ keV和$\sim0.64$ keV）。RP组分的重组年龄分别估计为$\sim6000$ yr和$\sim3400$ yr。然后，我们揭示了热传导起源的可能性，为高温RP在W 49 B通过计算传导时标。在W 49 B喷出物的金属丰度比大致一致的核心崩溃爆炸模型与$\lesssim15M_\odot$祖，除了一个相当高的Mn/Fe。A型Ia起源可以解释锰丰度，而它预测更高的喷出物质量比观察值在我们的分析中考虑的所有金属物种。
2020-03-16 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
An XMM-Newton study of the mixed-morphology supernova remnant W28 (G6.4-0.1)
我们已经进行了XMM牛顿成像和光谱研究超新星遗迹（SNR）W28，原型混合形态或热复合SNR，被认为是与分子云相互作用。所观察到的热X射线发射等离子体的特点是低金属丰度，没有证据表明喷出物。从变形的东北壳产生的X射线由温度为$\sim0.3$ keV的热分量加上热（温度$\sim 0.6$ keV）或非热（光子指数$=0.9$ -2.4）起源的硬分量组成。SNR内部的X射线发射是斑点状的，相应的光谱最好描述为非平衡电离中的冷（$kT\sim0.4$ keV）等离子体的发射，电离时标为$\sim4.3\times 10^{11}$ cm $^{-3}$ s加上碰撞电离平衡中的热（$kT \sim 0.8$ keV）气体。将双温度模型应用于较小的中心区域，我们发现不均匀的星际吸收，温度和密度分布，这表明残骸是在一个不均匀的环境中演化的，在东部和北部的物质更密集。微云蒸发机制可以从本质上解释中心X射线发射的性质，热传导也可能在与残余半径相当的长度尺度上起作用。电子温度为$\sim 0.6$ keV的重组等离子体模型也是可行的，用于描述热中心气体的重组年龄估计在$\sim2.9\times 10^4$年。
2014-07-24 astro-ph.HE
NuSTAR + XMM-Newton monitoring of the neutron star transient AX J1745.6-2901
AX J1745.6-2901是一颗高倾角（食）瞬变中子星（NS）低质量X射线双星（LMXB），具有强烈的电离铁钾吸收。我们在这里介绍了11个XMM-牛顿和15个NuSTAR新数据集（2013-2016年获得）的分析，因此AX J1745.6-2901在爆发中的观测数量增加了两倍。由于同时XMM-牛顿和NuSTAR光谱，我们大大提高了对X射线连续谱的拟合。在软态期间，辐射可以由盘状黑体（$kT\sim1.1-1.2$ keV和内部盘状半径$r_{DBB}\sim14$ km），加上热（$kT\sim2.2-3.0$ keV）黑体辐射（具有可能与边界层或NS表面相关的小发射半径（$r_{BB}\sim0.5-0.8$ km）），加上微弱的康普顿化分量来描述。光谱上清晰的记录了中性物质和电离物质的吸收特征。此外，正残差暗示的发射Fe K $α$盘线和相对论电离反射一致的软状态期间存在，而这样的残差是不显着的硬状态期间。硬态光谱的特征在于硬（$Γ\sim1.9-2.1$）的幂律，没有证据表明高能量截止（$kT_e>60-140$ keV），并意味着一个小的光学深度（$τ<1.6$）。新的观察结果证实了先前观察到的趋势，即在软态下表现出强烈的Fe K吸收，在硬态下显着减弱。光学（GROND）和无线电（GMRT）观测表明，AX J1745.6-2901是一个标准的宽带SED，通常在吸积中子星…
2017-09-19 astro-ph.HE
XMMU J0541.8-6659, a new supernova remnant in the Large Magellanic Cloud
XMM-牛顿仪器的高灵敏度提供了详细研究银河系和附近星系（如大麦云（LMC））中微弱和扩展源的机会。ROSAT PSPC对大麦哲伦星云的巡天已经发现了700多个X射线源，其中有46个超新星遗迹（SNRs）和候选者。我们观察了ROSAT PSPC目录中最有希望的SNR候选者之一周围的场，标记为[HP 99] 456与XMM-牛顿，以确定其性质。我们研究了XMM-牛顿数据以及新的无线电连续谱，近红外和光学数据。特别是，对X射线和无线电数据进行了光谱和形态学研究。在不同能带中获得的X射线图像揭示了两种不同的结构。低于1.0 keV的X射线发射显示出直径约为73 pc的SNR的壳状形态，这是LMC中已知的最大的SNR之一。对于它的热谱，我们估计电子温度为（0.49 +/- 0.12）千电子伏假设非平衡电离。高于1.0 keV的X射线图像揭示了SNR发射内的较小扩展源，位于SNR中心以西约1'处，并且与无线电连续谱中检测到的亮点源一致。该硬组分的范围为0.9'（即在~50 kpc的距离下~13 pc），并且具有非热光谱。硬源与ROSAT源[HP 99] 456的位置一致，并显示出子结构的指示。我们坚定地确定一个新的SNR在LMC与壳状形态和热谱。假设SNR处于Sedov阶段，则年龄约为23 kyr。我们探讨可能的协会的硬非热发射组件与脉冲星风星云（PWN）或背景活动星系核（AGN）。
2012-01-05 astro-ph.HE
NuSTAR/XMM-Newton monitoring of the Seyfert 1 galaxy HE 1143-1810. Testing the two-corona scenario
我们测试的情况下，'裸'塞弗特1星系HE 1143-1810的活动星系核的两个日冕吸积的情况。我们进行了详细的研究的宽带紫外-X射线光谱特性和短期的变化。我们介绍了XMM-Newton和NuSTAR联合监测源的结果，包括5x 20 ks观测，每个观测间隔2天，于2017年12月进行。在不同的观测中，源的通量是可变的，并且在UV和X射线发射之间观察到相关性。在软带中观察到中等光谱变化。时间平均的X射线光谱在$\sim 100$ keV处显示出与热康普顿化一致的截止。我们检测到铁K $α$线一致，在运动过程中是恒定的，并起源于轻度电离介质。这条线伴随着一个温和的，电离的反射分量。一个软过剩是明显存在低于2千电子伏，以及描述了热康普顿在一个“温暖”的电晕与温度的$\sim 0.5$千电子伏和汤姆逊光学深度的$\sim 17-18$。对于热硬X射线发射日冕，我们得到的温度为$\sim 20$ keV和光学深度$\sim 4$假设一个球形的几何形状。假设热日冕的喷流发射盘（JED）也提供了一个很好的宽带光谱的描述。在这种情况下，数据是一致的吸积率之间变化的$\sim 0.7$和$\sim 0.9$爱丁顿单位和过渡之间的外部标准盘和内部JED在$\sim 20$引力半径。宽带高能量数据同意吸积流模型由两个阶段组成：一个外部标准吸积盘与温暖的上层，负责光学-UV发射和软X射线过剩，和内部超薄JE…
2019-12-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Insights on the X-ray weak quasar phenomenon from XMM-Newton monitoring of PHL 1092
PHL 1092是一个z~0.4的高光度对应的窄线塞弗特1星系。2008年，在XMM-牛顿观测期间，发现PHL 1092处于非常低的X射线通量状态。它的2千电子伏通量密度下降了约260倍，相对于以前的观察进行4.5年前。紫外线通量几乎保持不变，导致光学到X射线的斜率α_ox从-1.57到-2.51显著变陡，使PHL 1092成为最极端的X射线弱类星体之一，在紫外线中没有观测到宽吸收线。自2008年以来，我们已经监测了三个进一步的XMM-牛顿观测源，产生了一个同时的紫外线和X射线数据库，跨越近10年的总活动的来源。我们的监测程序表明，PHL 1092中的α_ox变化完全是由长期X射线通量变化驱动的。我们应用了一系列的物理动机的模型，目的是解释紫外-X射线光谱能量分布（SED）和极端的X射线和alpha_ox的变化。我们考虑了三种可能的模型：i）一个“呼吸电晕”的情况下，X射线发射电晕的大小与X射线通量。在这种情况下，PHL 1092的最低X射线通量状态与X射线日冕几乎完全塌陷到边缘稳定轨道相关联; ii）吸收情况，其中X射线通量变化完全是由于干预吸收。如果是这样的话，PHL 1092是一个类星体，其光学亮度具有标准的X射线输出，由于吸收，有时表现为X射线微弱; iii）圆盘反射主导的情况下，发射X射线的日冕始终被限制在距离黑洞几个引力半径内。在这种情况下，PHL 1092的固有变异性…
2012-07-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Deep XMM-Newton observations of the northern disk of M31 II: Tracing the hot interstellar medium
目的：我们使用新的深XMM-牛顿观测的北盘的M 31跟踪热星际介质（ISM）在前所未有的细节，并解释的物理性质的X射线发射等离子体。研究方法：我们使用了所有的XMM-牛顿数据，包括我们的新观测，以产生像我们这样的宏伟设计螺旋星系中的热ISM等离子体的最详细的图像。我们将X射线形态学与文献中的多波长研究进行了比较，以将其置于多相ISM的背景下。我们使用我们的新观测结果对扩展发射进行了光谱分析，因为它们提供了足够的深度和计数统计来约束等离子体特性。来自全色哈勃仙女座宝库的数据被用来估计大质量恒星及其超新星注入的能量。我们将这些结果与热气体性质进行了比较。结果：发现最亮的发射区域与大质量恒星的种群相关，特别是在10 kpc恒星形成环中。环区域中的等离子体温度为~0.2 keV至~0.6 keV。我们认为这种发射是热ISM加热的大质量星团和超级气泡。我们推导出每个区域的X射线光度、密度和气体压力。我们还发现了大的扩展发射填充低密度间隙的尘埃形态的北盘，特别是5千秒差距和10千秒差距的恒星形成环。我们认为，炽热的气体被加热，并被环中的大质量恒星群体驱逐到缝隙中。结论.很明显，大质量的恒星星族负责将ISM加热到X射线发射温度，填充其周围环境，并可能将热气体驱动到低密度区域。总的来说，M31北盘的热气体形态和光谱与其他星系盘相似。
2020-03-31 astro-ph.GA astro-ph.HE
Follow-up observations of X-ray emitting hot subdwarf star: the He-rich sdO BD +37° 1977
我们报告了2014年4月进行的第一颗XMM-牛顿卫星对明亮和富含氦的O型亚矮星BD +37 ° 1977的观测结果。探测到的X射线辐射通量约为4*10^（-14）erg/cm ~ 2/s（0.2-1.5 keV），对应的f_X/f_bol比约为10^（-7）;源谱非常软，能很好地拟合不同温度下两个等离子体分量之和。这两个特征都与在主序星早期型恒星中观察到的一致，在主序星早期型恒星中观察到的X射线发射是由于恒星风中的湍流和冲击。在BD +37 ° 1977也观测到了一个较小但仍然重要的星风;因此，我们认为在这种情况下，探测到的X射线通量也有相同的起源。
2015-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
XMM-Newton observations of the Galactic Centre Region - I: The distribution of low-luminosity X-ray sources
我们利用XMM-牛顿档案数据来研究银河系中心（GC）区域发出的扩展X射线发射。EPIC-pn和EPIC-MOS观测，总曝光量分别接近0.5和1毫秒，用于创建以Sgr A * 为中心的100 pc x 100 pc区域的镶嵌图像，四个波段覆盖2 - 10 keV的能量范围。我们还构建了一组窄带图像对应的中性铁荧光线在6.4 keV和K壳线在6.7 keV和6.9 keV的类氦和类氢铁。我们使用的空间和光谱信息的组合，分解成三个不同的组成部分的GC排放。这些措施包括：来自硬X射线发射未分辨点源的发射;来自致密分子材料的反射连续谱和荧光线发射;以及来自温度范围kT~0.8 - 1.5 keV的热等离子体的软漫射发射。我们发现，未解析源组件占大部分的6.7千电子伏和6.9千电子伏线发射。我们拟合观测到的X射线表面亮度分布与经验的2-D模型，我们然后比较与3-D质量模型预测的老恒星星族在GC。X射线表面亮度随着与Sgr A * 的角度偏移而比预测的更快地下降。一种解释是，2 - 10 keV的X射线发射率从20 '时的5 x 10^27 erg s ^-1 Msun ^-1增加到2'时的几乎两倍。或者，可能需要对质量模型进行某些细化。未解决的硬X射线发射源的人口，光谱比较的基础上，是最有可能占主导地位的磁CV。我们用X射线观测来限制这些源的数量密度。我们的分析不支持的推测，从GC的硬X射线发…
2012-10-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Origin of X-ray Emission in the Gamma-ray emitting Narrow-Line Seyfert 1 1H 0323+342
本文给出了最近的γ射线窄线塞弗特1星系（$γ$ -NLS 1）1H 0323+342的X射线光谱和时间分析结果。我们使用最近的观测，同时XMM-Newton/NuSTAR运动。与无线电静默NLS 1一样，光谱揭示了低能量（$\lesssim2$ keV）下的软过剩和反射特征，例如宽铁K发射线。我们还发现了一个硬过剩的证据，在能量高于$\sim35$千电子伏，这可能是一个后果的喷流排放。我们的分析表明，相对论反射是统计上需要的，并使用一个组合的模型，其中包括反射模型relxill的宽带频谱，我们发现一个倾斜度为$i=63^{+7}_{-5}$度，这是在紧张与低得多的值推断超光速运动在无线电观测。我们还发现了一个平坦的（$q=2.2\pm0.3$）发射率分布，这意味着有更多的反射通量比通常被从磁盘的外部区域发射，这反过来又表明从薄磁盘模型假设的偏差。我们讨论了可能的原因，如反射关闭厚吸积盘几何。
2020-06-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Observations of the unique X-ray emitting subdwarf stars HD49798 and BD+37 442
我们报告的结果，我们得到的XMM牛顿观测HD 49798和BD+37 442，只有两个sdO星的X射线发射已被观察到。HD是一颗单线分光双星，轨道周期为1.5天。我们可以确定它的伴星是一颗M = 1.28 Msun的大质量白矮星，这使它成为Ia型超新星的候选祖先;我们还在白矮星日食期间探测到了显著的X射线发射，这可能是sdO恒星本身的X射线发射。在BD+37 442中，我们发现了周期为19.2 s的软X射线发射。这表明这颗热亚矮星还有一颗紧凑的双星伴星，要么是白矮星，要么是中子星，很可能是由sdO星的风吸积提供动力的。
2013-06-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectral evolution of the supergiant HMXB IGR J16320-4751 along its orbit using XMM-Newton
INTEGRAL卫星揭示了一个先前隐藏的吸收高质量X射线双星（HMXB）的人口，这些双星拥有超巨星（SG）。其中，IGR J 16320 -4751是一个本质上被环境遮蔽的经典系统，柱密度约为10 $^{23}$ cm $^{-2}$，由一颗中子星（NS，自旋周期约为1300 s）组成，从一颗O 8 I星的恒星风中吸积物质，轨道周期约为9 d。我们分析了所有存档的XMM-Newton和Swift/BAT观测数据，对其X射线发射进行了详细的时间和光谱分析。XMM-牛顿光变曲线在几个时间尺度上显示出高变异性和耀斑活动。在一次观测中，我们发现了两个短而明亮的耀斑，其中流量增加了约10倍，持续约300秒，在软X射线和硬X射线波段具有相似的行为。通过检查Swift/BAT数据的4500天光变曲线，我们得出了8.99 $\pm$ 0.01天的精细周期。XMM-牛顿光谱的特征在于高度吸收的连续和Fe吸收边在~7 keV。我们用热康普顿模型拟合连续谱，用3个窄高斯函数和两个吸收分量拟合发射谱线，以考虑星际介质和本征吸收。我们推导了不同轨道相位下的柱密度，显示出明显的调制。我们还表明，铁K $α$线的通量与NH柱，这表明吸收和荧光物质之间的联系，连同轨道调制，指向SG风作为连续吸收和铁K $α$发射的主要贡献者。假设一个简单的模型SG风，我们能够解释的轨道调制的吸收柱密度，铁K $α$的排放量，和高…
2018-10-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
FBQS J1644+2619: multiwavelength properties and its place in the class of gamma-ray emitting Narrow Line Seyfert 1s
一小部分窄线塞弗特1 s（NLSy 1 s）被观察到是伽马射线发射体。了解这些来源的性质是很有意义的，因为大多数NLSy 1与典型的耀变体非常不同。在这里，我们提出了一个多频分析FBQS J1644+2619，最近发现的伽马射线发射NLSy 1之一。我们分析了2017年获得的~80 ks XMM-牛顿观测，以及覆盖射电-伽马射线范围的准同时多波长观测。该源的光谱能量分布与其他伽马射线NLSy 1类似，证实了其类似耀变体的性质。X射线光谱的特点是硬光子指数（伽玛= 1.66）高于2千电子伏和软过剩在较低的energy.The硬光子指数提供了明确的证据，逆康普顿发射从喷流占主导地位的频谱，而软过剩可以解释的贡献，从底层的塞弗特排放。这种贡献可以通过从喷流底部反射发射来拟合，也可以通过温暖的光学厚日冕中的康普顿化来拟合。我们讨论我们的结果的背景下，其他伽马射线NLSy 1 s和注意到，他们中的大多数有类似的X射线光谱，与耀变体和无线电宁静NLSy 1 s之间的中间属性。
2018-01-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
