Analysis of the unconcentrated background of the EPIC-pn camera on board XMM-Newton
我们对XMM-牛顿机载EPIC/pn相机的背景了解不完全。这影响了对扩展源的研究，并可能影响对未来X射线任务背景的预测。我们根据对有史以来使用的最大数据集的分析提供了新的结果。我们专注于EPIC/pn背景的非集中分量--据推测与宇宙射线与望远镜的相互作用有关。我们发现pn探测器的视场外区域实际上是暴露在天空中的。在清除天空污染后，未集中的背景没有显示出显着的空间变化，其时间行为与太阳周期反相关。我们发现在EPIC/pn和MOS 2相机中检测到的非集中背景之间存在非常紧密的线性相关性：这允许在MOS 2数据的基础上正确评估每次曝光的pn非集中背景，避免使用（像往常一样）污染的pn区域。我们发现，在630-970 MeV的能量带SOHO/EPHIN测量的pn未集中的背景和质子通量之间的紧密的，线性相关。通过这种关系，我们量化的贡献，宇宙射线相互作用的pn未集中的背景，我们发现第二个源，有助于pn未集中的背景的一个显着的分数（30%-70%），不随时间变化，大致各向同性。CXB的硬X射线光子满足这个新成分的所有已知性质。我们的研究结果为ATHENA的模拟结果提供了重要的观测确认。
2020-12-03 astro-ph.HE astro-ph.IM
The relative and absolute timing accuracy of the EPIC-pn camera on XMM-Newton, from X-ray pulsations of the Crab and other pulsars
可靠的时间校准对于XMM-牛顿光变曲线与其他天文台的光变曲线进行准确比较至关重要，最终使用它们来获得精确的物理量。XMM-牛顿定时校准是基于脉冲星分析。然而，由于校准器同时显示定时噪声和毛刺，因此必须定期监测这些校准源。为此，XMM-牛顿天文台每年对蟹状星云脉冲星进行两次观测，以监测EPIC-pn相机在快速定时和突发模式下的绝对授时精度。我们提出了这一监测活动的结果，比较XMM牛顿数据从蟹状星云脉冲星（PSR B0531 + 21）与无线电测量。此外，我们还使用了5个周期从16 ms到197 ms的时钟（PSR J0537 - 69、PSR B0540 - 69、PSR B0833 - 45、PSR B1509 - 58和PSR B1055 - 52）来验证相对授时精度。我们分析了38 XMM牛顿观测（0.2 - 12.0千电子伏）的螃蟹采取了在第一个十年的任务和13个观测从五个互补的太阳能电池。所有数据均使用SAS（XMM-Newton Scientific Analysis Software，9.0版）进行处理。结合χ ^{2}检验的历元折叠技术用于推导相对授时精度。绝对授时精度是使用Crab数据并比较相位折叠光变曲线中的主X射线峰和射电峰之间的时间偏移来确定的。XMM-牛顿法的相对授时精度优于10 ^{-8}。最强的X射线脉冲峰值比相应的射电峰值早306 \pm 9 \mus…
2012-04-04 astro-ph.HE astro-ph.IM
A Long Serendipitous XMM-Newton Observation of the Intermediate Polar XY Ari
白羊座XY是少数几个已知的日食中间极星之一。我们目前的结果从一个未发表的档案观测使用XMM-牛顿EPIC pn和MOS数据在静态的XY阿里的详细分析。研究了不同能带的X射线轨道调制和自旋脉冲变化。在硬X射线（>1.6 keV）下，用XMM-牛顿证实了各种观测所观察到的宽轨道调制。EPIC光变曲线在自旋相处折叠，显示出两极吸积所预期的双峰轮廓。脉冲轮廓被发现是能量依赖。自旋调制过程中的硬度比变化和能量调制深度可以用光电吸收来解释。同时拟合的EPIC谱与CEVMKL模型产生的最高等离子体温度的$28^{+3.1}_{-2.9}$ keV与铁丰度$\mathrm{Fe}/\mathrm{Fe}_\odot=0.37^{+0.06}_{-0.05}$。我们发现$6.2^{+1.0}_{-0.9} \times 10^{22}$和$105.3^{+35.4}_{-30.4} \times 10^{22} \,\mathrm{cm^{-2}}$的两个本征部分覆盖吸收柱，覆盖率分别为$0.53^{+0.05}_{-0.04}$和$0.41^{+0.14}_{-0.13}$.此外，需要具有$51^{+12}_{-10}$ eV等效宽度的$6.43^{+0.01}_{-0.02}$ keV处的高斯发射线来解释来自中性铁的荧光发射。在0.2-10.0 keV能量带中，该源的X射线光度为$4.2 \ti…
2018-04-13 astro-ph.HE
Spectral monitoring of RX J1856.5-3754 with XMM-Newton. Analysis of EPIC-pn data
利用大量的XMM-牛顿观测数据，我们研究了孤立的中子星RX J1856.5-3754在2002年4月至2011年10月这段时间内的光谱和通量变化。这是附近一小群热发射孤立中子星的最明亮和最广泛观测的来源，其中至少有一个成员（RX J0720.4-3125，Hohle等人，2010年，显示了长期的变化。在0.15-1.2 keV能量范围内用EPIC-pn相机获得的数据的详细分析揭示了用单个黑体拟合导出的温度的小变化（在kT^inf \sim 61 eV附近的1%的量级）。这种变化与源在检测器上的位置相关，并且可以归因于仪器效应，最有可能是通道与能量关系的空间依赖性。对于采样的仪器坐标，我们将这种效应量化为增益斜率和偏移分别为\sim 4%和\sim 15 eV的变化。只选择一个均匀的观测子集，源成像在相同的探测器位置，我们没有发现从2005年3月到现在的RX J1856.5-3754的光谱或通量变化的证据，极限为Delta kT^inf < 0.5%和Delta f_X < 3%（0.15-1.2 keV），置信度为3 sigma。2002年4月测得的温度略高（kT^inf \sim 61.5 eV，而kT^ \inf \sim 61 eV）。如果这种差异不是仪器造成的，那么它意味着2002年4月至2005年3月期间\sim的变化率为\sim -0.15 eV yr^-1。来自所选观…
2012-02-09 astro-ph.HE
A Systematic Analysis of the XMM-Newton Background: II. Properties of the in-Field-Of-View Excess Component
我们提出了一个准确的表征粒子的背景行为XMM-牛顿的基础上，整个EPIC档案。这相当于有史以来最大的EPIC数据集。我们的结果是由于FP 7欧洲计划EXTraS和欧空局研发ATHENA活动AREMBES之间的合作而获得的。我们使用了一种改进的诊断方法，将探测器未曝光区域收集的数据与EPIC-MOS中的视场区域进行比较。我们将表明，在视场多余的背景是由两个不同的组件，一个与耀斑产生的软质子和其他一个低强度的背景。其起源有待进一步研究。
2017-05-11 astro-ph.HE astro-ph.IM
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
On joint analysing XMM-NuSTAR spectra of active galactic nuclei
针对104对XMM-Newton/NuSTAR同步AGN观测，研究评估EPIC有效面积校准偏差及其经验校正，发现校正可消除Γ、E_cut和R的系统偏差，并指出合并GTI常使联合拟合无优势。
2024-10-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
An XMM-Newton Study of the Bright, Nearby Supernova Remnant G296.1-0.5
我们提出了一个详细的研究超新星遗迹G296.1-0.5，使用EPIC和RGS仪器的XMM-牛顿卫星的观测。G296.1-0.5是一个明亮的残骸，在其射电和X射线图像中都显示出不完整的多壳层形态。我们使用一组观测G296.1-0.5，从EPIC的三个不同的点，为了执行一个彻底的空间和光谱分析这个遗迹，从而确定什么类型的祖先引起了超新星爆炸，并描述了SNR的演化状态。我们的XMM-牛顿观测结果表明，光谱特性在物体的X射线明亮区域是一致的，并且最好用非平衡电离碰撞等离子体的发射模型来描述。研究表明，壳层的辐射特征是N过量而O不足，这是红超巨星（RSG）和沃尔夫-拉叶星（WR）风物质的典型特征。此外，我们还探测到了位于SNR边缘的瞬态X射线源2XMMi J115004.8-622442，其性质表明它是恒星耀斑的结果，并详细讨论了它的性质。
2011-04-07 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
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
XMM-Newton and Swift observations of WZ Sge: spectral and timing analysis
射手座WZ是矮新星的一个子类的原型天体，具有罕见的长时间（超级）爆发，其中白矮星主要从低质量伴星吸积物质。高能观测为更好地理解WZ类Sge双星的盘吸积机制提供了可能性。我们使用档案XMM-牛顿和雨燕数据来表征WZ Sge在静止时的X射线光谱和时间特性。我们进行了详细的定时分析，同时获得的X射线和紫外光曲线与EPIC和OM仪器上XMM-牛顿在2003年。在这项研究中，我们采用了几种技术，包括两条曲线之间的相关性研究。我们还使用EPIC数据以及2011年获得的Swift/XRT数据进行了X射线光谱分析。我们发现，X射线强度在约28.96秒的周期内明显调制，证实了先前发表的初步结果。我们发现WZ Sge的X射线光谱形状在XMM-Newton和Swift观测之间几乎保持不变。然而，在校正了星间吸收后，2003年和2011年的内禀光度估计分别为2.65 × 10 ^ 30 erg/s/cm ^2和1.57 × 10 ^30 erg/s/cm ^2。在雨燕/XRT观测期间，观测到的通量比XMM-牛顿观测到的通量低约2倍，但与2001年爆发前不同时间观测到的静止水平相似。
2014-04-24 astro-ph.HE
The XMM-Newton survey of the Small Magellanic Cloud: Discovery of the 11.866 s Be/X-ray binary pulsar XMMUJ004814.0-732204 (SXP11.87)
XMM-牛顿小麦哲伦云巡天的目标之一是研究Be/X射线双星的总体。在我们的第一次调查观察中，发现了一个明亮的新瞬变- XMMUJ004814.0-732204。我们提出的EPIC X射线数据的分析与光学观测一起，调查XMMUJ004814.0-732204的光谱和时间特性。我们在EPIC数据中发现了周期为（11.86642 +/- 0.00017）s的相干X射线脉动。X射线光谱可以用具有软过量指示的吸收幂律来建模。根据软X射线光谱的建模，光子指数范围在0.53和0.66之间。我们确定的光学对应物是一个B = 14.9等的恒星，这是监测期间的CAMO和OGLE-III项目。光学光变曲线显示B和R的爆发约为0.5等，I的爆发可达0.9等，这些爆发以大约1000天的时间尺度重复。该恒星的OGLE-III光学颜色与早期B光谱类型一致。2009年12月在南非天文台1.9米望远镜上获得的光谱显示H_alpha发射，等效宽度为3.5 +/- 0.6 A。X射线谱和脉动的探测表明XMMUJ 004814.0 -732204是SMC中一颗新的高质量X射线脉冲双星。光学对应物光谱的长期变化和H_α发射线表明它是Be/X射线二元系统。
2010-11-16 astro-ph.HE
Advancing Precision Particle Background Estimation for Future X-ray Missions: Correlated Variability between AMS and Chandra/XMM-Newton
本研究利用Chandra-ACIS与XMM-Newton EPIC-pn日分箱高能拒绝率表征GCR通量，发现其与AMS质子通量的多尺度周期及约6天滞后，为未来X射线任务精确粒子背景估计提供依据。
2024-05-10 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
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
Unveiling Chemical Enrichment in the Abell 2029 Core with XRISM, XMM-Newton, and Chandra
利用XRISM、XMM-Newton和Chandra观测揭示阿贝尔2029核心的化学丰度模式，发现其最佳由低金属licity前体和双简并Ia型超新星模型组合解释，并发现钙丰度异常。
2025-11-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
An XMM-Newton catalogue of BL Lacs
我们提出了一个XMM牛顿目录的BL紫胶X射线，光学和紫外线特性的基础上，与1151 BL Lacs在罗马BZCAT的第五版中列出的互相关。我们在近20年的任务中，在XMM-牛顿档案中的所有指向性观测的视野中寻找这些物体的X射线对应物。互相关产生对应于103个不同BL Lac的总共310个XMM-牛顿场。我们使用XMM-Newton SAS软件均匀分析了来自三台EPIC相机（X射线）和OM（光学/UV）的数据，并为三台EPIC相机中的任何一台中检测到的BL Lac生成了图像，光变曲线和光谱产品。我们测试了两种不同的唯象模型，对数抛物线和幂律，不同的吸收柱密度的变化，并提取其参数。我们根据成熟的统计方法从光变曲线中获得时间变异性信息，并通过统计指标量化变异性。在可能的情况下，计算了OM量级和通量。我们看到，对数抛物线模型是首选的幂律模型显示较高的流量，这可能表明，曲率是固有的BL湖，只有当流量高的来源。我们提出了我们的分析结果作为一个目录的X-射线光谱特性的样品在0.2-10千电子伏的能量带，以及在光学/紫外波段。我们完成目录与无线电和伽马射线能量的多波长信息。
2022-01-12 astro-ph.HE
XMM-Newton Observations of Young and Energetic Pulsar J2022+3842
我们报告的$XMM-Newton$ EPIC观测的年轻脉冲星J2022+3842，具有8.9 kyr的特征年龄。我们检测到X射线脉动，并发现脉动周期$P\approx 48.6$毫秒，其衍生物$\dot{P}\approx 8.6\times 10^{-14}$，比以前报道的值大两倍。脉冲星表现出两个非常窄（FWHM $\sim 1.2$ ms）的X射线脉冲每旋转，由$\approx 0.48$的周期，与脉冲部分$\approx 0.8$分开。利用正确的$P$和$\dot{P}$值，计算了脉冲星的自旋下降功率$\dot{E}=3.0 \times 10^{37}$ erg s $^{-1}$和磁场$B=2.1\times 10^{12}$ G.脉冲星的光谱很好地模拟了硬幂律（PL）模型（光子指数$Γ= 0.9\pm0.1 $，氢柱密度$n_H = (2.3\pm0.3) \times 10^{22}\,{\rm cm}^{-2}$）。我们检测到一个弱的关断脉冲发射，它可以用一个更软的PL（$Γ\approx 1.7\pm0.7$）建模，由于污染的EPIC-pn定时模式数据约束不良。这颗脉冲星在$0.5-8$ keV能量带（$η_{\rm PSR}= L_{\rm PSR}/\dot{E} = 2 \times 10^{-4} (D/10\,{\rm kpc})^2$）的X射线效率与…
2014-06-09 astro-ph.HE
The accretion flow to the intermittent accreting ms pulsar, HETE J1900.1-2455, as observed by XMM-Newton and RXTE
利用XMM-Newton和RXTE同步观测资料，对间歇吸积毫秒脉冲星HETE J1900.1-2455的吸积流进行了研究。0.33-50 keV的谱由起源于光学薄τ~1日冕的硬康普顿化分量、被解释为吸积盘发射的软kTin~0.2 keV分量和硬分量的盘反射之和描述。在0.98（1）和6.58（7）keV能量处分别检测到两个发射特征。后者被确定为Fe XXIII-XXV的Kα跃迁。EPIC-pn、EPIC-MOS 2和RGS光谱的同时检测也有利于前者的天体物理起源，前者具有与Fe-Lα和类氦Ne-Kα跃迁相兼容的能量。这两个特征的广泛性表明了一个共同的起源，来自于一个倾角为（30+4°）的吸积盘的反射，并从致密天体向下延伸到Rin=25（+16，-11）的引力半径。然而，EPIC-pn在较低能量下测量的特征强度不能与Fe Kα线的振幅完全一致，这阻碍了用宽带反射模型描述它的可能性，并阻止了可靠的识别。在377.3 Hz的自旋频率下无法检测到脉动，在3-σ c.l.处的上限为0.4%。分数振幅上。我们解释内盘半径估计光谱建模和缺乏显着的检测相干X射线脉动的指示盘吸积流截断的一些机制连接到整体的发展的吸积盘，而不是由中子星磁场。这是兼容的光谱和时间特性的这个源相对于其他的，非脉冲环礁源在硬状态的极其接近的相似性。
2012-12-11 astro-ph.HE
An XMM-Newton view of the Symbiotic Stars HM Sge, NQ Gem, and PU Vul
本文分析 XMM-Newton 对三颗共生星的观测，发现 PU Vul 双等离子体成分、HM Sge 极软成分及 NQ Gem 需额外模型成分，挑战现有分类并推动吸积研究。
2023-03-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Origin of central abundances in the hot intra-cluster medium - I. Individual and average abundance ratios from XMM-Newton EPIC
炽热的星系团内介质（ICM）富含金属，这些金属是由超新星（SNe）爆炸合成的，并随着时间的推移积累到星系团的深引力势阱中。由于X射线中可见的大多数元素都是由Ia型超新星（SNIa）和/或核心坍缩（SNcc）超新星形成的，测量它们的丰度可以为我们提供自恒星形成高峰期（z ~ 2-3）以来数十亿SNe的核合成产物的直接信息。在这项研究中，我们使用EPIC和RGS仪器上XMM-牛顿测量9个元素（O，Ne，Mg，Si，S，Ar，Ca，Fe和Ni）的丰度从44个附近的冷核星系团，集团和椭圆星系的样品。我们发现，Fe丰度在样品上显示出很大的分散性（~20-40%），在0.2 $r_{500}$范围内，特别是0.05 $r_{500}$。与绝对Fe丰度不同，丰度比（X/Fe）在所考虑的温度范围内（~0.6-8 keV）相当均匀，并且具有有限的分散性。除了对系统不确定性进行前所未有的处理外，我们还提供了迄今为止在ICM中测量的最准确的丰度比，包括我们坚定地检测到的Cr/Fe和Mn/Fe（MOS和pn独立>4σ）。我们发现Cr/Fe、Mn/Fe和Ni/Fe与原始太阳值有显著差异。然而，在原太阳丰度的大的不确定性，使我们无法作出强有力的比较本地和集群内的化学富集。我们还注意到，有趣的是，尽管我们的数据集的净曝光时间很大（~4.5 Ms），但在~3.5 keV附近没有看到线发射特征。
2016-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Fe K and ejecta emission in SNR G15.9+0.2 with XMM-Newton
目的：我们提出了一个研究银河系超新星遗迹SNR G15.9+0.2与档案XMM牛顿观测。研究方法：EPIC数据被用来调查的残骸的形态和光谱特性，特别是寻找超新星喷出物和铁K线发射。通过比较SNR的X射线吸收柱密度与原子和分子气体沿视线的分布，我们试图限制距离的SNR。结果：突出的线条特征揭示了喷出物的存在。Mg、Si、S、Ar和Ca的畸变比强烈表明SNR G15.9+0.2的前身是一颗大质量恒星，主序星质量可能在20-25 $M_{\odot}$之间，这加强了它与钱德拉探测到的一颗候选中心致密天体的物理联系。利用EPIC的收集功率，首次探测到SNR G15.9+0.2的铁钾线发射.我们测量的线属性，并找到空间变化的证据。我们讨论了如何源适合的SNR与检测到的铁K发射的样本，并发现它是核心崩溃SNR与最低的铁K质心能量。我们还提出了一些注意事项，关于使用铁K线质心能量作为SNR的打字工具。在到SNR G15.9+0.2的距离上仅设置了5 kpc的下限，将其年龄限制为$t_{SNR} \gtrsim 2$ kyr。
2016-11-07 astro-ph.HE
Detection of a possible multiphase ultra-fast outflow in IRAS 13349+2438 with NuSTAR and XMM-Newton
我们提出了联合NuSTAR和XMM牛顿观测明亮，可变类星体IRAS 13349+2438。这个组合的数据集显示了在8和9 keV处的两条清晰的铁吸收线，这很可能与两层温和的相对论性蓝移吸收有关，速度为0.14 c和0.27 c。我们还发现了强有力的证据，一系列的LY $α$吸收线在中间的能量在一个堆叠的XMM-牛顿EPIC-pn光谱，在相同的蓝移较低的速度铁功能。这与外流风径向分层的情况一致，因此更快，更高的电离物质被观察到更接近黑洞，更冷，更慢的物质被观察到从更大半径的流线。
2020-08-13 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
Testing Rate Dependent corrections on timing mode EPIC-pn spectra of the accreting Neutron Star GX 13+1
当XMM-Newton上的EPIC-pn仪器在定时模式下运行时，亮光源的高计数率（>100 cts/s）可能会影响能量标度的校准，从而导致实际光谱形状的修改。与这种效应有关的修正在光谱性质的研究中是非常重要的。这些校准的测试更适合于光谱具有大量离散特征的源。因此，在这项工作中，我们进行了吸积中子星GX 13+1，这是一个倾斜的源，它的光谱中有几个窄的吸收线和一个宽的发射线的光谱分析。我们对在定时模式下进行的XMM-牛顿EPIC-pn观测测试了两种不同的校正方法：标准的速率相关CTI（RDCTI或epfast）和新的速率相关脉冲高度幅度（RDPHA）校正。我们发现，在一般情况下，这两个修正轻微影响的整体宽带连续的属性，而暗示的差异，在广泛的发射线光谱形状。另一方面，它们对吸收线的质心能量非常重要。特别是，RDPHA校正比RDCTI校正提供了对这些特征的光谱特性的更好的估计。事实上，应用前一种方法，在数据中观察到的离散特征在物理上与其他钱德拉和XMM-牛顿观测GX 13+1中已经发现的特征更加一致。
2014-09-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
XMM-Newton study of 30 Dor C and a newly identified MCSNR J0536-6913 in the Large Magellanic Cloud
目的：我们提出了一个研究的超级气泡（SB）30 D或C和新发现的MCSNR J 0536 -6913在LMC。研究方法：所有可用的XMM-Newton数据（420 ks EPIC-pn，556 ks EPIC-MOS 1，614 ks EPIC-MOS 2的曝光时间）都被用来计算该区域的热X射线发射。的非热X射线的分析也提出和讨论的背景下，以前在文献中提出的发射机制。这些数据由钱德拉的X射线数据，MCELS的光学数据以及ATCA和MOST的无线电数据补充。结果：发现最亮的热辐射与一个新的超新星遗迹MCSNR J 0536 -6913有关。MCSNR J 0536 -6913的X射线光谱分析表明，它是一个以喷出物为主的残余物，具有O、Ne、Mg和Si的谱线，0.3-10 keV的总光度为~ 8 E +34 erg/s。基于导出的喷出物丰度比，我们确定恒星祖先的质量为~18 M_sun或高达>40 M_sun，尽管光谱拟合受到假设的影响（例如，均匀的温度和良好混合的喷出物）。从SB的热发射表现出富集的α-过程元素，最近的核心崩溃SNR与SB壳相互作用的证据。我们在整个30度C范围内探测到非热X射线发射，最亮的区域与H-α和射电壳层高度相关。我们为30 Dor C的东北壳层创建了一个非热光谱能量分布，该分布与指数截止同步加速器模型最佳拟合。结论：来自30度或C的热X射线发射非常复杂，包括…
2014-09-23 astro-ph.HE
The EXOD search for faint transients in XMM-Newton observations: Method and discovery of four extragalactic Type I X-ray Bursters
XMM-牛顿已经产生了一个广泛的X射线源目录，其中标准管道通过卡方和分数变化测试确定足够亮的源的变化。然而，微弱的源不会自动检查可变性，因此忽略了微弱的，短时间尺度的瞬变。我们的目标是在XMM-牛顿EPIC-pn观测中找到新的微弱，快速的瞬变。为此，我们创建了EPIC-pn XMM-Newton爆发检测器（EXOD）算法，我们在3XMM-DR 8目录中提供的EPIC-pn数据上运行该算法。在EXOD中，我们通过及时合并每个探测器像素中的计数来计算全场可变性。接下来，我们计算每个像素中的最大到中值计数差以检测可变性。我们将EXOD应用于5，751个观测值，并将检测到的源的变异性与标准卡方和Kolmogorov-Smirnov（KS）变异性检验进行了比较。该算法能够检测周期性和非周期性的变化，短和长的耀斑。在EXOD检测到的源中，60-95%也被卡方检验和KS检验证明是可变的。我们获得了2，536个可变源的净数量。其中，我们调查了35个来源的性质，以前没有确认的分类。在这些新的来源中，我们发现了恒星耀斑和活动星系核，但也发现了四个河外I型X射线爆发，使M31中已知的中子星数量增加了一倍。该算法是快速检测XMM-Newton观测中变源的有力工具。EXOD检测快速瞬变，其他变异性测试由于其持续时间短和计数少而将其归类为不可变。最后，EXOD使我们能够通过它们的可变性来检测和识别稀有紧凑物体…
2020-05-18 astro-ph.HE astro-ph.IM
X-ray properties of dwarf nova EY Cyg and the companion star using an XMM-Newton observation
我们提出的X射线分析矮新星天鹅座EY使用45 KS \textit{XMM-Newton}天文台的档案数据获得的平静。我们在X射线中发现了轨道调制。我们同时拟合EPIC pn，MOS 1和MOS 2数据使用星际介质吸收模型（\textit{tbabs}）和多温度等离子体发射模型与幂律分布的温度（CEVMKL）预期从低吸积率静止矮新星。该源的\textit{XMM-Newton} EPIC谱产生最高温度$kT_{\rm max}$ $\sim$ 14.9千电子伏，在0.1至50千电子伏的能量范围内，未吸收的X射线通量和亮度分别为（1.8--2.0）$\times$ 10 $^{-12}$尔格$^{-1}$ cm和（8.7--9.7）$\times$ 10 $^{31}$尔格$^{-1}$。在低于0.5 keV的能量下存在3- 4 sigma过剩，我们使用\textit{MEKAL}、POWERLAW和BBODY模型对过剩进行建模，并倾向于物理模型\textit{MEKAL}。根据以往的研究，该系统中的次级星被认为是一颗K型星，它可能在软X射线区辐射。用加性\textit{MEKAL}模型拟合得到伴星的温度为$kT$ $\sim$ 0.1 keV，未吸收的X射线通量和光度分别为（2.7--8.8）$\times$ 10 $^{-14}$尔格$^{-1}$ cm和（1.3--4.2）$\…
2020-01-21 astro-ph.HE
X-Ray Spectral Variability of the TeV HBL Blazar PG 1553+113 with XMM-Newton
Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences (ARIES)（阿亚巴塔观测科学研究所）；Department of Applied Physics/Physics, Mahatma Jyotiba Phule Rohilkhand University（马哈特玛·乔蒂巴普尔·罗希尔坎德大学应用物理/物理系）；Department of Physics, The College of New Jersey（新泽西学院物理系）；Department of Physics and Electronics, Christ University（基督大学物理与电子学系）
利用XMM-Newton数据研究TeV光子发射的高能峰BL Lacertae对象PG 1553+113的X射线能谱变化，发现14个谱拟合良好，15个用简单幂律模型描述，部分显示反康普顿成分，同步辐射峰能量范围为4.59-48.61 eV。
2026-04-30 astro-ph.HE
Deep XMM-Newton Spectroscopic and Timing Observations of the Isolated Radio Millisecond Pulsar PSR J0030+0451
我们提出了深XMM牛顿EPIC光谱和定时X射线观测附近的孤立射电毫秒脉冲星，PSR J 0030 +0451。它的发射光谱在0.1-10 keV范围内被发现是非常相似的最近的和最好的研究毫秒脉冲星，PSR J 0437 -4715，被很好地描述了一个占主导地位的热双温模型加上一个微弱的硬尾明显高于~2 keV。在0.3-2 keV波段的脉冲发射的特点是两个宽脉冲的脉冲分数~60- 70%，符合主要是热起源的X射线，只有当表面极冠辐射是从轻元素的气氛。热脉冲的建模允许我们把限制的中子星半径R>10.7（95%的置信度）和R>10.4公里（在99.9%的置信度）的M=1.4 M_太阳。
2009-08-13 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
SN 1987A : Tracing the flux decline and spectral evolution through a comparison of SRG/eROSITA and XMM-Newton observations
SN 1987 A是近四个世纪以来观测到的最接近的超新星，它提供了一个独特的机会来见证超新星遗迹的诞生和演化。2007- 2020年，XMM Newton EPIC-pn对该源进行了监测。SRG/eROSITA还在其调试阶段和9月的第一次光中观察了该源。和2019年10月。我们使用XMM-Newton和eROSITA观测研究了SN 1987 A在过去14年（截至2020年11月）的X射线光谱和通量演化。我们使用三分量平面平行激波模型进行了详细的频谱分析，并以一致的方式分析和模拟了EPIC-pn监测和eROSITA观测。本文报道了SN 1987 A在软（0.5- 2keV）和硬（3-10 keV）X射线波段的最新通量演化。软带通量在9424 d左右趋于平缓，然后在10142-10493 d之间出现一个周转，之后继续下降。大约在同一时间，检测到硬带通量时间演化斜率的中断。这意味着爆炸波已经越过赤道环的致密结构，并进一步扩展到更稀薄的星周介质中。三个激波分量的归一化的时间演化与流体动力学模拟预测蓝超巨星祖先情景的结果很好地匹配。最近几个时期的趋势表明，由离开赤道环后的正向激波和由喷出物中的反向激波引起的发射现在变得更占主导地位。热等离子体成分中的元素丰度明显高于“较冷”成分中的元素丰度，表明其起源于传播到喷出物中的反向激波。
2021-09-13 astro-ph.HE
Systematic Uncertainties in the Spectroscopic Measurements of Neutron-Star Masses and Radii from Thermonuclear X-ray Bursts. III. Absolute Flux Calibration
许多测量中子星半径的技术都依赖于X射线的绝对通量测量。因此，这些光谱测量中的一个基本不确定性来自所使用的探测器的绝对通量校准。使用稳定的X射线爆发，GS 1826-238，其同时观测钱德拉HETG/ACIS-S和RXTE/PCA以及XMM-牛顿EPIC-pn和RXTE/PCA，我们量化的不确定性程度的通量校准，通过评估在爆发期间测量的通量之间的差异。我们发现，RXTE/PCA和钱德拉光栅测量同意彼此在其形式的不确定性，增加我们的信心，在这些通量测量。相比之下，XMM-Newton EPIC-pn测量的通量比RXTE/PCA少14.0 $\pm$ 0.3%。这与先前报道的EPIC-pn与EPIC-MOS 1、MOS 2和ACIS-S探测器相比通量测量的差异一致。我们还表明，任何内在的时间依赖系统的不确定性，可能存在于校准的卫星已经隐含考虑到中子星半径测量。
2016-07-12 astro-ph.HE astro-ph.IM
Anatomy of the AGN in NGC 5548 VIII. XMM-Newton's EPIC detailed view of an unexpected variable multilayer absorber
2013年，我们对典型的塞弗特1星系NGC 5548进行了一次大型多波长活动。出乎意料的是，这个通常未被遮蔽的源在整个活动期间出现强烈吸收的软X射线，并且几乎同时的UV HST/COS数据中存在新的和强流出的签名。在这里，我们进行了全面的光谱分析，所有可用的XMM牛顿观测的NGC 5548（共约763 ks）与3个同时NuSTAR观测相结合。我们获得了由i）弱变平坦（Gamma~1.5-1.7）幂律分量; ii）恒定的冷反射（FeK +连续）组件; iii）软过剩，可能是由于热康普顿;和iv）一个恒定的，电离的散射发射线为主的组件。我们的主要发现是，在2013年的活动中，这些组件中的前3个组件似乎部分被位于l.o.s.的重型可变遮蔽物覆盖。这与多层低温和轻度电离气体相一致。我们详细描述了这个新的模糊的短时间尺度（~ KS-天）的光谱变化，并发现它主要是由于Nh和CF变化的组合，在固有的幂律变化。此外，我们的最佳拟合光谱在静止帧能量~6.7-6.9 keV和~8 keV处留下了几个（但边缘）吸收特征，以及6.4 keV发射线向红的弱宽发射线特征。这些可能表明一个更复杂的基础模型，例如，如果允许大速度和广角流出，则为P-Cygni型廓线。这些发现与图中模糊物代表沿l.o.s.的表现相一致。多层气体可能以高速流出，同时在X射线中产生严重的遮蔽和散射，并在紫外线中产生广泛的吸收特征。
2016-04-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
A systematic analysis of the XMM-Newton background: IV. Origin of the unfocused and focused components
我们展示了在FP 7欧洲计划EXTraS和欧空局研发ATHENA活动AREMBES中获得的结果，旨在更深入地了解XMM-牛顿背景，以更好地设计ATHENA任务。通过对完整EPIC档案的分析，结合辐射监测器获得的信息，我们显示了未聚焦粒子背景的宇宙射线起源及其与太阳活动的反相关性。我们显示的第一个结果的努力，以获得有关的软质子聚焦背景的粒子成分的信息。
2017-05-11 astro-ph.HE astro-ph.IM
XMM-Newton observation of MV Lyr and the sandwiched model confirmation
我们提出了光谱和时间分析的同时X射线和紫外线观测的VY Scl系统MV Lyr采取XMM-牛顿，包含最长的连续X射线+紫外光曲线和最高的信号噪声X射线（EPIC）光谱。RGS光谱显示发射线加上连续谱，确认模型方法是基于热等离子体模型。我们测试的三明治模型的基础上快速的变化，预测一个几何厚的日冕，围绕一个内部的几何薄盘。的EPIC光谱是一致的冷却流模型或2-T碰撞等离子体加Fe发射线，其中较热的成分可能会被部分吸收，然后将起源于一个中央电晕或部分模糊的边界层，分别。冷却流模型产生一个较低的质量吸积率比预期在明亮的状态，这表明蒸发等离子体具有低密度，从而符合电晕。定时分析证实了在X射线功率密度谱（PDS）中存在log（f/Hz）= -3左右的主导断裂频率，如在光学PDS中一样。复杂的软/硬X射线光变曲线行为与靠近白矮星的区域是一致的，在那里产生了热的成分。软部件可以连接到延伸区域。我们在log（f/Hz）= -3.4附近发现了另一个断裂频率，这也是开普勒探测到的。我们比较了不同波长的耀斑，发现峰值是同时出现的，但在X射线中上升到最大值的时间相对于紫外线是延迟的。
2017-02-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cross-calibrating X-ray detectors with clusters of galaxies: an IACHEC study
我们使用了一个样本的11个附近的放松星系团观测的X射线仪器XMM-牛顿（EPIC）pn和MOS，钱德拉ACIS-S和ACIS-I和BeppoSAX MECS检查交叉校准的能量依赖性和归一化的有效面积，这些仪器截至2009年12月。我们还研究了PN和MOS的Fe XXV/XXVI线比温度测量方法。我们进行了X射线光谱分析的XMM牛顿和钱德拉数据的样本的11个集群。我们从DeGrandi和Molendi（2002年）那里获得了BeppoSAX号卫星的信息。我们比较了不同仪器获得的光谱结果相同的集群，以检查仪器之间可能的系统校准效果。我们没有发现任何显着的系统之间的差异，在2 - 7千电子伏波段使用不同的仪器得出的温度。此外，从韧致辐射连续体得到的EPIC温度与从Fe XXV/XXVI发射线比得到的EPIC温度一致，这意味着上述仪器的硬带有效面积的能量依赖性被精确校准。另一方面，硬带EPIC/ACIS通量不一致5 - 10%（即在6 - 25 sigma水平），这表明在2 - 7 keV带中这些仪器的有效面积的标准化中存在类似水平的不确定性。在软能带（0.5 - 2.0 keV），EPIC和ACIS之间存在较大的交叉校准差异。由于软带数据的统计权重很高，EPIC或ACIS对星系团0.5 - 7.0 keV带温度的测量平均不确定性约为10 - 15%。
2010-08-12 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
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
