Timing with the EPIC pn Camera of XMM-Newton
XMM-Newton上的EPIC pn CCD相机设计用于在0.1-15 keV的能量范围内进行高通量成像和光谱学以及高分辨率定时观测。毫秒或微秒的时间分辨率取决于仪器模式和探测器，对于基于CCD的X射线相机来说是突出的。为了校准EPIC pn CCD的不同观测模式，在校准和性能验证阶段对PSR B1509-58、PSR B 0540 -69和蟹状星云进行了XMM-牛顿观测。为了确定船上时钟相对于协调世界时（UTC）的准确性，PSR B1509-58与XMM-牛顿和RXTE同时观测。本文综述了时钟校准的现状。
2002-03-13 astro-ph
The late merging phase of a galaxy cluster : XMM EPIC Observations of A3266
我们提出了一个镶嵌的五个XMM牛顿观测附近（$z=0.0594$）合并星系团阿贝尔3266。我们使用\xmm的光谱成像功能来构建精确的（投影）温度、熵、压力和Fe丰度图。温度图显示出一个弯曲的大规模热区域，与升高的熵水平相关，与数值模拟中预见的非常相似。压力分布在中心区域受到干扰，但在大尺度上是非常有规律的。铁丰度图表明，金属是不均匀分布在整个集群。使用简单的物理计算和数值模拟的比较，我们详细讨论合并的情况下，可以调和观察到的气体密度，温度和熵的结构，星系密度分布。
2005-08-31 astro-ph
First Look XMM-Newton EPIC Observations of the Prototypical Starburst Galaxy M82
我们提出了最初的XMM牛顿EPIC观测的原型星暴星系M82。超级风被认为是从恒星暴区域连续延伸到与H α '帽'相关的X射线辐射。我们还发现了一个脊功能的证据，可能与超级风与HI流光相互作用。窄带图像，集中在个别的X射线线，显示形态的差异，与较高的能量线空间延伸较少，和系统的转移与能量的峰值发射区域。两个热和一个幂律分量的光谱拟合提供了一个很好的拟合的核和内风区的光谱，表明一个多相的超级风。我们讨论了这些意见对我们的理解超级风的影响。
2003-06-17 astro-ph
XMM-Newton EPIC in orbit background
本文简要介绍了编制一套高银纬背景资料的方法。影响其使用作为分析扩展对象的模板的数据的特点和局限性进行了说明。我们简要地描述了光谱拟合分析的数据，揭示了11.4千电子伏/平方厘米/秒/锶，这意味着硬X射线背景目前解决的各种钱德拉观测的分数是对他们的估计下限的河外背景的归一化。
2002-03-18 astro-ph
Measuring Cluster Temperature Profiles with XMM/EPIC
使用PV观测A1795，我们说明了XMM-EPIC测量集群温度分布的能力，通过流体静力平衡方程确定集群质量分布的一个关键因素。我们开发了一种扩展源的空间分辨光谱学方法，适用于XMM背景和渐晕特性。讨论了粒子感生本底的影响。提出了一种简单的无偏方法来校正渐晕效应，其中每个光子根据其能量和在探测器上的位置进行加权。我们能够推导出A1795的温度分布高达维里半径的0.4倍。一个显着的和空间分辨的温度下降向中心（r<200 kpc），这对应于冷却流区的集群。在该区域之外，温度是恒定的，在1.2 Mpc的大半径处没有下降的迹象。
2000-11-09 astro-ph
XMM-Newton EPIC observations of Her X-1
本文给出了中子星双星Her X-1的自旋分辨X射线数据。我们发现的证据表明，铁线在6.4千电子伏起源于相同的位置作为黑体X射线组件。谱线的宽度和能量在自旋周期和35天的岁差周期上都是变化的。我们还发现，软X射线和硬X射线光变曲线之间的相关性在35天内变化。
2002-01-31 astro-ph
XMM-Newton EPIC Observation of the Galaxy Cluster A3667
用XMM-牛顿法对Abell星系团A3667进行了6个部分重叠点的观测。我们在这里提出的X射线表面亮度，温度，熵和压力的地图，并讨论这个集群的结构上的尺度从0.1到30弧分。基于这些观测结果，我们将A3667冷锋的起源细化为低熵、高金属丰度气体从星团当前压力峰值的位移。我们认为，蘑菇形状的冷锋在这里观察到的是类似的，在一些数值模拟中看到的。我们还提出了第一个证据的动力学显着的角动量在冷锋。
2004-07-05 astro-ph
XMM-Newton EPIC observations of the ultraluminous X-ray source NGC 5204 X-1
本文介绍了对超亮X射线源（ULX）NGC 5204 X-1的两次XMM-牛顿观测结果。EPIC光谱与黑洞X射线双星的标准光谱模型拟合良好，该模型包括一个软多色盘黑体分量加上一个硬幂律连续体。该模型所需的冷（kT_in ~ 0.2 keV）盘内温度有利于在这个系统中存在一个中等质量的黑洞（IMBH），虽然我们强调了一个可能的异常的斜率的幂律连续在这样的拟合。我们讨论的解释和其他，非标准的光谱建模的数据。
2004-12-20 astro-ph
X-ray background measurements with XMM-Newton EPIC
我们讨论的方法来编译一个高信噪比的数据集代表的仪器和宇宙背景信号测量在高银河纬度的XMM-牛顿EPIC相机。EPIC背景的特点进行了描述，并概述了在一般科学分析的衍生数据集的潜在应用。在宇宙X射线背景的情况下，一个硬幂律谱（由于未解决的，主要是河外，点源的综合排放）和一个较软的热谱（与银河平面和晕相关的热等离子体产生）之间的过渡是明确检测约1 keV。我们推导出在2-10 keV频带中的2.15（+/-0.26）e-11 erg/sq cm/s/sq deg的幂律分量的强度值（在1 keV下归一化为11.1光子/sq cm/s/sr/keV）。这意味着最近，非常深的钱德拉观测已经解决了约70 - 90%的2-10 keV的背景为离散源。我们的测量结果接近引用的背景归一化范围的高端。
2002-04-09 astro-ph
Comparison of XMM-Newton EPIC, Chandra ACIS-S3, ASCA SIS and GIS, and ROSAT PSPC Results for G21.5-0.9, 1E0102.2-7219, and MS1-54.4-0321
本文介绍了XMM-牛顿EPIC，Chandra ACIS-S3，ASCA SIS和GIS以及ROSAT PSPC仪器之间光谱交叉校准的现状。使用公开发布的光谱提取软件和光谱再分布响应矩阵和有效面积的生产，从三个天体的数据的光谱拟合进行了比较。这三个来源分别是G21.5 - 0.9（一个被严重吸收的银河SNR，具有幂律光谱）、1E0102.2 - 7219（一个SMC中的SNR，具有线支配光谱）和MS 1054.4 - 0321（一个具有热光谱的高红移星系团）。各种仪器的测量通量之间的协议是在10%的范围内，更好地比较时，只有XMM-牛顿和钱德拉。拟合的光谱参数也相对较好的协议，虽然结果是有限的。
2002-03-19 astro-ph
XMM-Newton observations of the BL Lac MS 0737+7441
我们在性能验证阶段报告BL Lac对象MS 0737.9+7441的XMM-牛顿观测。一个简单的幂律拟合在0.2-10千电子伏的能量带的综合频谱提供了一个充分的描述。与EPIC MOS数据（2.28 +-0.01）相比，EPIC pn数据中的光子指数（2.38 +-0.01）略微陡峭。这种差异很可能是由于目前EPIC MOS和EPIC pn数据集校准的不确定性。我们报告了在银河柱N_H上方的遥远BL Lac中存在本征吸收的证据，Gal=3.2*10^20 cm^-2，即N_H，拟合（z=0.315）= EPIC pn数据中的（2.70+-0.20）*10^20cm^-2和EPIC MOS数据中的N_H，拟合（z=0.315）=（3.25+-0.25）*10^20cm^-2，假设中性气体和太阳丰度。通量的变化被发现是10%的顺序。
2000-10-31 astro-ph
XMM-EPIC observation of MCG-6-30-15: Direct evidence for the extraction of energy from aspinning black hole?
利用XMM-Newton欧洲光子成像照相机（EPIC）对明亮的Seyfert 1星系MCG-6-30-15进行了观测，重点观测了~ 6 keV处的宽Fe K $α$线和相关的反射连续谱，认为其起源于内吸积盘。我们发现这些反射特征是非常广泛和红移，表明它的起源于最中心的区域的吸积盘。我们似乎已经在岩泽等人（1996年）首次观察到的“深极小”状态中捕捉到了这个源。在任何纯的吸积盘模型中，X射线照射的隐含中心集中都是难以理解的。我们认为，我们正在目睹旋转的黑洞的旋转能量的提取和耗散的磁场连接的黑洞或暴跌区的磁盘。
2001-10-23 astro-ph
XMM-Newton EPIC and RGS observations of LMC X-3
本文报道了2000年2月至6月对候选黑洞双星LMC X-3的XMM_Newton EPIC和RGS观测的初步分析结果。观测涵盖了软X射线和硬X射线光谱状态。硬态光谱由具有光子指数Gamma = 1.9 +/- 0.1的幂律分量主导。软态谱由多色盘温度T_in = 0.9keV的热分量和γ ~ 2.5- 2.7的幂律尾组成。根据RGS数据推断的小视距吸收（n_H <~ 10^{21} cm^{-2}）不支持LMC X-3高软态X射线由大质量伴星的强恒星风提供能量的模型。从软态到硬态的转变似乎是一个与传质速率变化相关的连续过程。
2000-11-09 astro-ph
Properties of the background of EPIC-pn onboard XMM-Newton
我们研究了XMM-Newton星载EPIC-pn的背景特性，建立了背景减除方法。背景的计数率在最大值下剧烈变化两个数量级，而在最安静的时期，这些在1 $σ$水平下稳定在8%以内。总的光谱主要由5 keV以上的粒子事件，它的空间变化也被发现。CAL CLOSED数据，其中滤光轮是在关闭的位置与内部校准源照明的敏感区域的背景的长期变化进行了研究。平均背景计数率从2000年3月至2001年1月下降了20%，但在2001年2月又恢复了。对于本底谱的建模，我们研究了2.0- 7.0keV计数率与一些特征参数之间的关系。2.0- 7.0keV的本底计数率与视场外事件计数率有很好的相关性。该相关性可用于背景的建模。
2002-10-06 astro-ph
XMM-Newton EPIC and OM Observations of Her X-1 over the 35 d Beat Period and an Anomalous Low State
我们提出了一系列的XMM-牛顿EPIC和OM观测的Her X-1的结果，分布在广泛的35天的岁差周期。我们证实，自旋调制的中子星是弱或不存在的低状态-在显着的对比，主要或短的状态。在所有观测中都检测到~6.4 keV的强荧光发射线（除了在日食中期拍摄的一条），在主开状态下具有更高的线能量，宽度和归一化。此外，我们报告的第二条线附近的7千电子伏的10个系统的低强度状态期间采取的15个观测检测。我们讨论这些意见的背景下，以前的意见，调查的软，硬X射线的起源，并考虑6.4keV和7 keV的发射线的发射网站。
2005-03-10 astro-ph
The XMM-Newton Slew Survey: towards the XMMSL1 catalogue
XMM-牛顿卫星是迄今为止最灵敏的X射线天文台，这是由于其反射镜的巨大收集面积加上EPIC探测器的高量子效率。它在观测目标之间进行回转机动，由于太阳的限制，它几乎跟踪通过黄道两极的圆形轨道。在EPIC摄像机打开和其他仪器关闭的情况下进行回转，在观察模式设置为先前的定点观察模式和介质过滤器就位的情况下进行操作。EPIC-pn相机在FF、eFF和LW模式下进行的回转观测可提供数据，从而产生最多15秒的源上时间。这些数据可用于对X射线天空进行均匀的巡天，与其他X射线全天巡天相比，在硬波段具有很高的灵敏度。
2005-11-15 astro-ph
We present a study of the in-flight performance of the XMM-Newton EPIC MOS and pn detectors, with focus on the influence of proton flares and vignetting on the data. The very wide range in the conditions of our sample of observations, in terms of exposure length and background intensities, allows the detection of a wide range in the spectra of the proton flares, in contrast to the hard-spectrum flares proposed by Lumb et al.(2002) or Read et al.(2003) We also find an up to now unreported contamination in the low energy regime (E<0.5 keV) of the MOS1 observations, consisting of a significant in…
2005-08-04 astro-ph
Improving XMM-Newton EPIC pn data at low energies: method and application to the Vela SNR
在宽光谱范围内的高量子效率是XMM-Newton机载EPIC pn相机的主要特性之一。量子效率从0.2 keV时的~75%上升到1 keV时的~100%，直到8 keV时保持接近100%，在10 keV时仍为~90%。EPIC pn相机连接到一个X射线望远镜，该望远镜具有目前可用的最高收集面积，特别是在低能量（在0.1和2.0 keV之间超过1400平方厘米）。因此，该仪器对低能X射线辐射非常敏感。然而，能量低于~0.2 keV的X射线数据受到探测器效应的显著影响，探测器效应对最低透射能量变得越来越重要。除此之外，在每次观察开始时计算偏移图期间接收到不正确偏移的像素在低能量图像中显示为明亮的斑块。在这里，我们描述了一种方法，它不仅能够抑制在低能量下发现的污染，但也提高了整个EPIC pn光谱范围内的数据质量。然后将这种方法应用于船帆座超新星遗迹的数据。
2004-07-30 astro-ph
Observing Mkn 421 with XMM--Newton: the EPIC--PN point of view
我们提出了三个观测（四次曝光）的MKN 421的XMM-牛顿在2002年秋季，集中在EPIC-PN相机数据。X射线光谱是软的，并且向高能量方向变陡。来源是高度可变的，硬度比图显示了一个明确的硬-当-强相关性。在两次完整的耀斑期间，源表现出强烈的光谱演化：硬度比和时间分辨光谱分析揭示了顺时针和逆时针旋转环模式，表明不同能带变化之间存在时间滞后。我们证实了这一结果，并估计的延迟量与交叉-相关分析进行的单耀斑，讨论也变异模式，可以重现的不对称性，在交叉关联函数。我们验证了我们的研究结果再现两个耀斑的分析模型。我们得到了一致的结果：在一个耀斑期间，MKN 421显示软滞后，而在另一个情况下，它显示硬滞后。在这两种情况下，延迟的实体随着所比较的光变曲线之间的能量差而增加。最后，我们讨论了粒子加速，冷却和逃逸时间尺度的影响的时间滞后的存在和频率依赖性，表明我们的数据是一致的这张照片。
2004-06-22 astro-ph
Evidence for Spin and Energy Extraction in a Galactic Black Hole Candidate: The XMM-Newton/EPIC-pn Spectrum of XTE J1650-500
我们用XMM-牛顿欧洲光子成像pn照相机（EPIC-pn）观测了银河系黑洞候选者XTE J1650-500在2001年秋季爆发的早期。观测到的光谱与处于“非常高”状态的源一致。我们发现一个广泛的，歪斜的Fe K-α发射线，这表明在这个系统中的主要可能是一个克尔黑洞，这表明一个陡峭的发射率曲线，这是很难解释的标准吸积盘模型。这些结果与XMM-牛顿观测塞弗特星系MCG-6 - 30 -15的结果在定性和定量上都相似。MCG-6 - 30 -15中的陡峭发射率可以用旋转能量从具有接近最大角动量的黑洞中提取和耗散来解释，或者通过与内部吸积盘的磁连接来解释。如果这一过程在两个来源中都起作用，那么一个奇异的但基本的广义相对论预测可能会在黑洞质量的10^6倍范围内得到证实。我们讨论了这些结果的吸积流的几何形状在恒星质量的黑洞，和各种神秘的现象经常观察到的非常高的状态。
2002-06-26 astro-ph
Application of an XMM-Newton EPIC Monte Carlo Technique to Analysis and Interpretation of Data for the Abell 1689, RX J0658-55 and Centaurus clusters of galaxies
本文提出了一种新的蒙特卡罗方法，用于研究{ \sl XMM-牛顿}上的欧洲光子成像相机（EPIC）的扩展X射线源。在一个配套文件中描述的平滑粒子推断（SPI）技术，在这里应用到星系团Abell 1689，半人马座和RX J 0658 -55（“子弹团”）的EPIC数据。我们的目的是显示这种方法的优势，同时光谱和空间建模比传统的X射线光谱分析。在Abell 1689中，我们证实了我们早期关于温度分布结构的发现，并制作了高分辨率的温度图。我们还发现了气体内部速度结构的暗示，与以前的研究结果一致。在子弹状星系团RX J 0658 -55中，我们制作了该星系团有史以来最高分辨率的温度图，使我们能够追踪星系团中子弹运动的轨迹。我们甚至在子弹内部探测到了南北向的温度梯度。在半人马座星系团中，我们通过将星系团的光度划分为气体温度的波段，发现了星系团核心东北部的一个显著特征。我们假设，这一特点是由一个子集群遗留下来的实质性合并，稍微取代了核心。我们的结论是，我们的方法是非常强大的，在确定等离子体温度的空间分布和非常有用的系统研究团簇结构。
2007-12-06 astro-ph
Studying the Cosmic X-ray Background with XMM-Newton
我们提出了一个正在进行的工作，旨在测量宇宙X射线背景（CXB）的光谱与EPIC探测器板载XMM-牛顿。我们的研究包括EPIC非X射线背景的详细表征，这是至关重要的，使一个强大的测量光谱的CXB。我们根据对一组调试和性能验证高银河纬度观测结果的分析，给出了初步结果。
2002-02-26 astro-ph
XMM-Newton observations of the sigma Ori cluster. II. Spatial and spectral analysis of the full EPIC field
我们提出的XMM-牛顿观测的年轻（~2-4百万年）集群周围的热恒星猎户座西格玛的结果。在以前的论文中，我们提出了中央热星的RGS光谱的分析，在这里，我们讨论的结果分析的全部EPIC领域。我们已经探测到175个X射线源，其中88个已经被确定为星团成员，包括非常低质量的恒星，直到亚恒星极限。我们从2 MASS星表中发现了11个新的可能候选成员。我们发现晚型星的对数L_X/L_bol的中值约为-3.3，即非常接近饱和极限。我们在大约40%的晚型成员或候选者中检测到显著的变化，包括10个耀斑源;在一颗K型恒星中检测到旋转调制，可能在另外3或4颗恒星中检测到旋转调制。对最亮源的光谱分析表明，其典型的静止温度范围为T_1 ~ 0.3- 0.8keV和T_2 ~ 1-3 keV，日下丰度Z ~ 0.1- 0.3Z_sun，与其它恒星形成区和星协相似。我们发现经典和弱线金牛座T星的光谱特性没有显着差异，虽然经典金牛座T星的X射线亮度往往低于弱线金牛座T星。
2005-10-07 astro-ph
XMM-Newton EPIC Observation of SMC SNR 0102-72.3
本文介绍了XMM-牛顿天文台在校准阶段对小麦哲伦星云中年轻的富氧超新星遗迹SNR 0102-72.3的观测结果。EPIC-PN和MOS观测都显示了一个半径约为15“的环状结构，这已经从爱因斯坦、ROSAT和钱德拉观测中得知。整个SNR以及东半部的部分光谱进行了分析，确认在非均匀电离阶段的冲击热等离子体作为X射线发射的起源。在X射线环的东北部和东南部，光谱不同，表现出不同强度的发射线特征。东北部的温度明显高于东南部，反映在较高的电离阶段和较硬的连续谱线。与无线电数据的比较表明，爆炸波的正向冲击波在SNR的北部占主导地位，而南部的排放最有可能是由最近形成的反向冲击在喷出物。在SNR 0102-72.3的全谱情况下，与单面平行激波模型相比，双温非平衡电离模型与数据更一致。SNR 0102-72.3的结构是复杂的，因为冲击波传播的变化导致空间上不同的X射线光谱。
2000-11-06 astro-ph
X-ray Timing Analysis of Six Pulsars Using ESA's XMM-Newton Observatory
我们目前的各种孤立的恒星使用欧空局的\emph{XMM-Newton}天文台的时序分析结果。由于其稳定的发射，孤立的散射器可用于校准目的。我们已经分析了六个不同的脉冲轮廓在15和200毫秒之间的周期范围内的恒星。所有的意见是使用\emph{EPIC-pn camera}在其更快的模式（小窗口，定时和突发模式）。我们调查的相对定时精度的相机通过比较脉冲周期确定的\emph{EPIC-pn camera}观测与无线电观测。作为我们分析的结果，我们得出结论，相对定时精度的\emph{EPIC-pn camera}是$1\times 10^{-8}$的顺序。
2007-12-10 astro-ph
Probing Unification With Chandra HETGS and XMM-Newton EPIC And RGS Spectroscopy of the Narrow Emission Line Galaxy NGC 2110
我们目前的结果，从钱德拉HETGS（250千分之二的时代）和XMM牛顿EPIC和RGS（60千分之一）的NGC 2110，这在历史上已被归类为窄发射线星系的观测。我们的研究结果支持的解释，源是塞弗特2通过一个补丁吸收器。源的核X射线光谱最好用光子指数$Γ$ ~1.7的幂律来描述，并通过从中心超大质量黑洞很远距离处的多层中性物质吸收来修改。我们报告了Fe K $α$和Si K $α$线的强探测，这些线用Chandra HETGS勉强分辨，并且我们将荧光材料的发射半径限制为>1 pc。有一些证据表明，在狭窄的Fe K $α$核心的速度~4500 km s $^{-1}$的基础上适度的额外增宽。我们在钱德拉MEG和XMM-牛顿RGS光谱中发现了电离发射（O VIII Ly $α$，O VIII RRC特征，可能还有Ne IX禁戒线）的初步证据，这可能与已知的扩展X射线发射有关，该辐射距离核约160 pc。我们认为，$10^{23}$厘米$^{-2}$部分覆盖吸收起源于宽线区域云附近的活动星系核，和$3\times10^{22}$厘米$^{-2}$覆盖者很可能有一个更遥远的起源，并有一个扁平的几何形状，以允许小规模的射电喷流逃逸。
2007-08-30 astro-ph
XMM-Newton view of PKS 2155-304: hardness ratio and cross-correlation analysis of EPIC pn observations
目前可用的XMM-牛顿EPIC pn观测跨越约3年，我们提出了一个详细的光谱和时间变化的0.2- 10千电子伏的X射线发射的X射线明亮BL湖对象PKS 2155-304。光谱变异性检查与模型无关的硬度比方法。我们发现，源的光谱演化遵循光变曲线，表明光谱硬化时，流量增加。硬度比与计数率的关系曲线表明，光谱变化在耀斑期间特别显著。交叉关联函数（CCF）表明，在不同的时间滞后，在不同的能量带的光变曲线有很好的相关性。CCF峰值（即，最大相关系数）随着能量差的增大而趋于变小，并且不同能量带中的可变性对于耀斑比对于其它情况更相关。在大多数情况下，较高的能带变化导致较低的能带，但在两种情况下，我们观察到相反的行为，即较低的能量变化可能导致较高的能量变化。时滞随着两个互相关光变曲线之间的能量差而增加。发现最大滞后可达约一小时，这与以前的低地球轨道X射线飞行任务所获得的结果相一致。我们讨论我们的结果的背景下，粒子的加速，冷却和光交叉的时间尺度。
2005-10-03 astro-ph
Properties of the background of EPIC onboard XMM-Newton
了解背景是至关重要的，特别是对于低表面亮度物体的研究。为了建立背景减除方法，我们研究了EPIC背景的性质。背景的计数率在最大值下剧烈变化两个数量级，而在最安静的时期，这些在1 $σ$水平下稳定在8%以内。利用CAL CLOSED数据（标定源滤波器闭合后的数据）研究了本底的长期变化。平均背景计数率从2000年3月至2001年1月下降了20%，但在2001年2月又恢复了。对于背景光谱的建模，我们研究了2-10 keV的计数率和一些特征参数之间的相关性。PN背景与某些参数具有良好的相关性。另一方面，MOS背景没有显示出明显的相关性。MOS背景需要进一步研究。我们的最终目标是建立一种方法来预测背景，这些结果将反映在背景生成器。
2002-01-28 astro-ph
XMM-Newton EPIC background modeling for extended sources
我们使用XMM-牛顿空白天空和封闭的覆盖背景数据，以探索背景扣除方法的大型扩展源填充EPIC视场，如附近的星系团，其中本地背景估计是困难的。我们发现，为了保持0.8-7.0 keV波段背景建模的不确定性是可以容忍的，人们必须使用一个更严格的过滤器比通常应用。特别是，由于耀斑具有高度可变的光谱，并不是所有的耀斑都可以通过过滤E>10 keV的光变曲线来识别。我们尝试使用EPIC FOV的外部来监测较软频带（1-5 keV）中的背景。我们发现，一个需要丢弃的时间段时，无论是硬带或软带率超过标称值超过20%，以限制90%CL背景不确定性之间的5%，在E=4-7 keV和20%，在E=0.8-1 keV，MOS和PN。这与仅使用硬带光变曲线进行滤波时的10-30%的相应PN不确定性相比，并且与应用常用的2-3西格玛滤波方法时的15-45%的PN不确定性相比。我们说明我们的方法对附近的集群A1795。上述背景不确定度转换为系统温度不确定度，在r=3-4弧分时为1%，在r=10-15弧分时为20- 25%（A1795为~1 keV）。为了比较，通常应用的硬带光变曲线的2-3西格玛限幅错过了大量的耀斑，使得超过r=10弧分的温度不受约束。因此，背景的不确定性并不妨碍EPIC温度轮廓分析的低亮度区域，如外部区域的星系团，提供了一个保守的耀斑过滤，如双过滤方法与20%的限制使用。
2005-06-26 astro-ph
XMM-Newton observations of the isolated neutron star RX J0806.4-4123
2000年11月，用XMM-Newton观测了孤立的中子星RX J0806.4-4123。来自三台EPIC仪器的数据使我们能够（i）获得精度为2- 3“的改进的X射线位置，（ii）积累第一个具有高统计质量的中等分辨率软X射线光谱，（iii）找到中子星旋转周期的候选者。虽然这个11.3714 s的周期在EPIC-pn数据中以3.5-σ的水平被正式检测到，但从所有三台EPIC仪器推导出的类似脉冲轮廓增加了周期是真实的置信度。那么，约6%的脉冲部分将是从昏暗的孤立中子星中检测到的最弱的X射线通量调制。我们用黑体和中子星大气模型拟合了X射线光谱，并讨论了光学图像亮度极限的结果。X射线位置上误差圆的减小尺寸应允许更深入地搜索光学对应物。
2002-05-27 astro-ph
Data analysis methods for XMM-Newton observations of extended sources. Application to bright massive clusters of galaxies at z=0.2
本文综述了扩展源XMM-Newton EPIC数据分析的一些有用方法，以及在z=0.2的大质量星系团Abell 209中的一些应用。这可能构成了对这种高级分析的介绍，补充了可以在互联网上找到的食谱，XMM-牛顿EPIC校准状态文件（Kirsch，2002），以及在VILSPA组织的数据分析研讨会，到目前为止，这些研讨会只致力于点源分析。此外，还提出了新的光谱成像技术，以测量例如星团内介质的质量和温度分布，甚至是地图。
2002-09-13 astro-ph
A Search for X-Ray Flashes with XMM-Newton
我们搜索X射线闪光（XRF）-我们定义为在0.4-15 keV通带内可观察到的持续时间约为10 s的瞬态X射线事件-在使用XMM-牛顿与EPIC/pn探测器观察到的场中。虽然我们发现了两个非泊松事件，但这些事件的天体物理性质在与EPIC/MOS探测器完全同步的观测中没有得到证实，我们得出结论，这些事件对EPIC/pn探测器是异常的。我们发现，在两种不同的入射闪光通量下，每年每个天空的闪光次数有90%的上限：对于7.1x10^-13 erg / cm^2 / s的通量，每年每个天空的闪光次数为4.0x10^9次;对于1.4x10^-11 erg / cm^2 / s的通量，每年每个天空的闪光次数为6.8x10^7次。这些极限值与假定均匀总体时BeppoSAX/WFC XRF速率在高得多的通量（约10^5倍）下的外推值一致，并且与先前从ROSAT定点观测中得出的更严格的极限值一致。
2004-02-11 astro-ph
Unveiling the nature of the highly absorbed X-ray source SAXJ1748.2-2808 with XMM-Newton
我们报告的EPIC XMM-牛顿观测的微弱源SAXJ1748.2-2808和周围的领域的结果。这个源是在1997-1998年进行的BeppoSAX银河系中心巡天期间发现的。空间分析导致在EPIC视场内检测到31个源。SAXJ1748.2-2808在EPIC图像中清晰地分解为2个源，较亮的源贡献了2- 10 keV通量的近80%。与该主要来源的光谱拟合与吸收幂律一致，光子指数为1.4+/-0.5，吸收相当于14 E22 cm-2，以及6.6+/-0.2 keV处的铁线，等效宽度为~ 780 eV。与BeppoSAX相比，XMM-牛顿观测的统计数据明显更好，可以排除X射线发射的热性质。与SAXJ1748.2-2808的其他观测结果相比，没有发现光谱或强度长期变化的任何证据。基于这些性质，我们提出该源是一个位于银河系中心区域的低光度高质量X射线双星。
2006-06-13 astro-ph
XMM-Newton detection of type I X-ray bursts in M 31
我们在M31球状星团（GC）和GC候选者的X射线源的XMM-牛顿档案数据中搜索X射线爆发。我们在EPIC pn和MOS探测器中同时探测到两个爆发，在EPIC pn中探测到更多的候选爆发。爆发光子的能量分布和爆发峰值期间的内禀亮度表明，至少最强的爆发是I型半径膨胀爆发。这些爆发确定了M31中的中子星低质量X射线双星的来源。M 31中的I型X射线爆发是首次在银河系外探测到的，表明借助XMM-牛顿X射线爆发可以对本星系群中的中子星低质量X射线双星进行分类。
2004-12-15 astro-ph
XMM-Newton EPIC observations of 21 low-redshift PG quasars
本文对用XMM-Newton EPIC观测到的21个低红移类星体进行了X射线光谱分析。所有的源都是红移在0.05到0.4之间的帕洛玛绿类星体，并且沿着视线具有低的银河系吸收。样品中的绝大多数类星体（19/21）在~1-1.5keV以下表现出明显的软过剩，而两个物体（PG 1114 +445和IZw 1）由于存在强暖吸收体而表现出软X射线通量的不足。至少有一半的物体似乎有一个温暖的吸收体，就像以前在塞弗特1星系中发现的那样。我们发现显着的检测FeKa发射线在至少12个对象，而有证据表明，一些扩大的线轮廓相比，EPIC-pn分辨率，在这些类星体中的5个。确定这种加宽的性质（例如，开普勒运动，线的混合，相对论效应）是不可能的与目前的数据，需要更高的S/N或更高的分辨率光谱。在7个天体中，谱线位于6.7- 7 keV之间，对应于高度电离的铁，而在其他5个天体中，谱线能量与6.4 keV一致，即对应于近中性铁。电离线往往出现在X射线谱最陡的类星体中。我们还发现了连续幂律指数和光学Hbeta宽度之间的相关性，在软X射线和硬X射线波段，其中最陡峭的X射线光谱被发现在窄Hbeta宽度的对象，这证实了以前的ROSAT和ASCA的结果。软带和硬带X射线光子指数也是强相关的，即最陡的软X射线光谱对应于最陡的硬X射线光谱。
2004-04-20 astro-ph
The XMM-Newton view of the Crab
我们讨论了当前蟹状星云和脉冲星的X射线视图，总结了我们对XMM-牛顿天文台上EPIC-pn相机观测源的分析。EPIC-pn的不同模式相结合，以产生一个完整的方案，在空间和时间（脉冲相位）解决的螃蟹的光谱特性。此外，我们给出了一个特殊的EPIC-pn突发模式的描述和指导，在该模式下的数据减少。我们分别在0.6-12.0 keV能量带分析了星云和脉冲星的光谱。所有数据均采用SAS 6.0.0 XMM-Newton Scientific Analysis System软件包进行处理;采用XSPEC 11对数据进行模型拟合。EPIC-pn在其爆发模式下的高时间分辨率（7 μ s）被用于脉冲星光谱的相位分辨分析，在用历元折叠技术确定周期之后。对来自小窗口模式的数据进行处理并校正堆积，从而允许光谱同时在空间和时间上分辨。蟹状星云整个区域光谱的空间变化显示出从脉冲星内部区域到星云外部区域的光谱逐渐软化，光子指数Gamma从2.0到2.4不等。蟹状星云脉冲星的脉冲相位分辨光谱揭示了光子指数的相位相关调制，其形式是在脉冲峰值期间从Gamma =1.7到Gamma =1.5的峰间相位中光谱的显著硬化。
2006-04-05 astro-ph
XMM-Newton EPIC & OM observations of Her X-1 over the 35 day beat period
我们提出了一系列的XMM-牛顿EPIC和OM观测的Her X-1的结果，分布在广泛的35天的岁差周期。我们证实，自旋调制的中子星是弱或不存在的低状态-在显着的对比，主要或短的状态。在更高强度的状态下，我们观察到在宽软X射线调制低于~ 1 keV的子结构，揭示了存在单独的峰，反映了在更高的能量下看到的结构。在所有观测中（除了在日食中间拍摄的一条）都检测到~6.4keV的强荧光发射线，在主开状态下具有更高的线能量，宽度和归一化。此外，我们报告的第二条线附近的7 keV的10个系统的低强度状态期间采取的15个观测。这个特征是相当弱的，并没有显着检测期间的主要状态，当强连续辐射占主导地位的X射线光谱。自旋分辨光谱上升后的主要状态表明，在6.4 keV的Fe K α线的变化与软X射线发射。这证实了我们过去基于XMM-牛顿观测进一步进入主开状态的发现，并表明了在这些阶段检测到的热分量和Fe Ka线的共同起源。我们还发现6.4keV谱线在低态的归一化与双星轨道相位有关，在φ_（orbit）~ 0.5附近有一个宽的极大值。我们讨论这些意见的背景下，以前的意见，调查的软，硬X射线的起源，并考虑6.4keV和7 keV的发射线的发射网站。
2004-01-23 astro-ph
Status of the EPIC/MOS calibration
XMM-牛顿天文台拥有迄今为止为X射线成像系统飞行的最大收集区域，从而在广泛的光谱范围内具有非常高的灵敏度。为了充分利用这些性能，需要对XMM-牛顿仪器进行非常精确的校准，这导致了广泛的地面和飞行校准计划。我们在这里报告的EPIC/MOS摄像机校准的现状，突出显示的领域，一个合理的良好的精度已经实现，并指出需要进一步的工作。
2002-02-20 astro-ph
XMM-Newton View of PKS 2155-304: Characterizing the X-ray Variability Properties with EPIC-PN
从XMM-Newton EPIC-PN数据出发，我们使用超额方差\xs和分数均方根变异幅度fvar的简单分析，给出了PKS 2155-304的X射线变异特性。\xs \和\fvar中的散射（使用500 s长的光变曲线段计算）小于红噪声可变性的预期散射。这本身并不意味着负责源的可变性的基本过程是平稳的，因为个体方差估计的实际变化可能小于红噪声过程预期的大散射。事实上，平均的\xs和\fvar，减少了个体方差的波动，随时间变化，表明非平稳变异性。此外，平均的\sqxs（绝对均方根变化幅度）和\fvar都与源通量呈线性相关，但在相反的意义上：\sqxs与通量相关，但\fvar与通量反相关。这些相关性表明，源的变异性过程是强烈的非平稳的随机分散的方差不应该产生任何相关性。构建\fvar光谱以比较不同能带中的变异幅度。我们发现，分数均方根变化幅度的源，当观察到显着的变化，增加与光子能量，表明显着的光谱变化。点到点的变化幅度也可以跟踪这种趋势，这表明源的功率谱密度的斜率是能量无关的。利用归一化的超额方差估计了\pks的黑洞质量约为$1.45 \times 10^8 M_{\bigodot}$ .这是比较和对比的估计来自主机星系的测量。
2005-05-09 astro-ph
Status of the XMM-Newton cross-calibration with SASv6.5.0
XMM-牛顿交叉校准- XMM内部以及与其他X射线任务-的进一步成就。本文介绍了XMM-牛顿科学分析系统SASv6.5新版本的主要变化。显示了三台EPIC相机的交叉校准的当前状态。利用大样本的耀变体，在低能量的pn能量重新分布可以进一步校准，纠正高估的流量在最低能量的制度。在中央CCD的MOS，补丁被确定在钻孔视线的位置，导致低估的低能量通量。对相机的理解的进一步提高导致了EPIC仪器在最低能量下的良好一致性。SAS软件包的最新版本已经包括对两种影响的校正，如不同类型源的几个示例所示。最后介绍了目前EPIC和RGS仪器之间的交叉校准情况，完成了XMM内部交叉校准。在与其他X射线任务的交叉校准方面已经做出了重大努力，当然最重要的是与钱德拉，但也与目前的观测卫星，如雨燕。
2005-11-14 astro-ph
The XMM-Newton SSC Survey of the Galactic Plane
XMM-牛顿巡天科学中心目前正在进行一项光学识别方案，对银河系低纬度的意外EPIC源进行识别。这项研究的目的是量化的各种人口的整体X射线发射的银河系和详细的识别规则，可以适用于大部分的低银河系纬度EPIC检测。我们在这里报告的初步结果，从光学运动中进行的两个非常低的b XMM-牛顿领域，并讨论了各种X射线人口的贡献。本文是代表调查科学中心和AXIS协作。
2002-03-02 astro-ph
Fe K Emission and Absorption in the XMM-EPIC Spectrum of the Seyfert Galaxy IC 4329a
我们提出了一个详细的分析XMM-牛顿长期期待的塞弗特星系IC 4329 a。铁K带通主要由两个分辨峰在6.4 keV和7.0 keV，中性或近中性的铁K α和K β发射一致。在6.4 keV的谱线中有一个明显的向红不对称性，这可能表明来自康普顿肩的发射。另外，使用双相对论disklines模型被发现来描述的排放轮廓。一个低倾角，适度的相对论性双盘线模型是可能的，如果窄的组件，由于遥远的材料，是小的或不存在的贡献。如果宽分量和窄分量的贡献大致相等，则每个峰的高倾斜度、适度相对论性轮廓是可能的。结合XMM-Newton数据和RXTE监测数据，我们探索了从小时到2年的时间尺度上的时间分辨光谱行为。我们没有找到强有力的证据，在任何时间尺度上的Fe K线通量的变化，可能是由于最低水平的连续变化。我们检测到，在高的意义，在7.68千电子伏的窄吸收线。这一特征最有可能是由于Fe XXVI K α吸收蓝移到约0.1c相对于系统速度，这表明一个高速，高度电离的外流组件。正如在高光度类星体中经常看到的类似外流的情况一样，与外流相关的功率代表了活动星系核总能量预算的相当一部分。外流可能来自辐射驱动的盘风，或者它可能是一个离散的，短暂的喷射物质的斑点的形式。
2006-06-22 astro-ph
The XMM-Newton view of radio-quiet and X-ray dim isolated neutron stars
作为保证时间的一部分，客人观察员和校准计划，XMM-牛顿广泛观察了一组六个热发射，孤立的中子星，既不与超新星遗迹连接，也不显示脉冲无线电发射。六个源中的四个现在被确定为X射线源：RX J0806.4-4123的11.37 s周期在第二次XMM-牛顿观测中得到证实。在六颗星中X射线最暗的RX J0420.0-5022中，在ROSAT数据中略微显示的周期在EPIC数据中没有看到，而是清楚地检测到3.45秒的脉冲周期。光谱变化与脉冲相位被发现为已知的8.39秒脉冲星RX J0720.4-3125和RBS 1223。对于后者，EPIC数据揭示了一个中子星自旋周期为10.31 s的双峰脉冲轮廓。所有六个物体的X射线连续谱与普朗克能量分布一致，黑体温度kT在40 eV和100 eV之间。电子轰击谱仪RBS 1223和RX J0720.4-3125的EPIC数据分别在100-300 eV和~260 eV的能量范围内显示出较宽的吸收特征。该特征的深度随脉冲相位而变化，并且可能由质子或重离子在强磁场中的回旋共振散射引起。在这样的图像中，推断的场强超过10^13高斯，在RX J0720.4-3125的情况下，与从其脉冲周期导数估计的值一致。最近报告了RX J1605.3+3249的RGS和EPIC光谱中的类似吸收特征。
2004-01-07 astro-ph
A long, hard look at MCG-6-30-15 with XMM-Newton II: detailed EPIC analysis and modelling
明亮的塞弗特1号星系MCG-6-30-15为活动星系核中存在超大质量黑洞提供了一些迄今为止最好的证据。ASCA的观测揭示了一个由强多普勒和引力效应形成的X射线铁线轮廓。在本文中，铁线的形状，其变化特性和这种光谱解释的鲁棒性进行了检查，使用2001年采取的长期XMM-牛顿观测。各种光谱模型，包括和排除强引力的影响，以统一的方式进行比较的数据。结果非常有利于模型，其中的光谱是由相对论吸积盘发射成形。要解释3-10 keV的光谱，使用吸收（无论是温暖的或部分覆盖冷物质），发射线混合，弯曲的连续或额外的连续组件为主的模型要困难得多。这些结果与数据的拟合差得多，无法解释其他观测结果（如BeppoSAX同步光谱）。这再次证实了相对论的“圆盘线”解释的准确性。能谱的形状的短期变化的调查和解释的两个组件的排放模型。利用光谱变异性分析的组合，成功地将光谱分解成可变幂律分量（PLC）和反射主导分量（RDC）。前者是高度可变的，而后者在整个观测过程中近似恒定，导致众所周知的光谱变化模式。（节录）
2003-11-20 astro-ph
XMM-Newton observations of the microquasars GRO J1655-40 and GRS 1915+105
我们提出的两个微类星体GRO J1655-40和GRS 1915+105的XMM-牛顿观测序列的结果。使用EPIC-pn相机在突发模式下进行观察。GRO J1655-40在明亮状态下的观测结果使得猝发模式的校准有可能得到实质性的改进，并确定了电荷转移效率（CTE）的速率依赖性。我们检测到的EPIC-pn光谱的GRO J1655-40，表明存在一个高度电离的吸收剂，并在0.71和0.72千电子伏的RGS光谱，最有可能被确定为蓝移的Fe XVIII的清晰的吸收功能，类He铁K壳层吸收功能。
2005-11-28 astro-ph
Spectral and Timing Properties of the Low-mass X-ray Binary 4U 0614+09 with XMM-Newton
4U 0614+09是一颗低质量的X射线双星，其主星是一颗弱磁化的中子星。它显示了从几年到0.8毫秒的时间尺度上的变化。在钱德拉和XMM-牛顿时代之前，已经报道了这个源的0.7 keV左右的发射特征，但最近的钱德拉观测未能探测到它们。相反，这些观察表明，在吸收材料中的Ne过多，这可能是共同的超紧凑（P_{orb} \simless 1小时）系统与丰富的氖简并矮二级。我们在2001年3月用XMM-Newton对4U 0614+09进行了观测。在这里，我们提出的能量谱，无论是从RGS和EPIC相机，和傅立叶功率谱从EPIC高时间分辨率的光变曲线，我们用它来表征的光谱状态的源。
2002-07-12 astro-ph
Source Detection in Simulated XMM-Newton Observations
我们目前正在进行的研究的初步结果：比较和优化XMM图像的源检测程序。通过构建现实的空间和光谱源分布，并通过XMM科学模拟器“观察”这些，我们研究了源特性和仪器效应如何影响检测。我们目前正在进行统计分析的结果上运行源检测算法的模拟EPIC pn和MOS图像在各个能量带。特别强调的是探测来自遥远星系团的微弱、扩展发射的效率和可靠性。在这里，我们提出了模拟EPIC图像适用于XMM大尺度结构调查（10千秒点的“空白领域”）。然而，我们强调，我们的程序是灵活的，包括尽可能多的现实源特性和仪器的影响，但在计算需求适度。因此，它可以用于模拟从几乎任何X射线源获得的XMM数据。所有模拟产品均可在我们的网站上查阅（http：//www.astro.ku.dk/xcosmos/）。
2002-02-01 astro-ph
Non-thermal emission in the core of Perseus: results from a long XMM-Newton observation
我们采用了长期的XMM-牛顿观测英仙座集群的核心，以验证钱德拉发现的非热组件的索赔。通过对我们的数据集进行细致的分析（包括对系统误差的详细处理），我们发现2-10 keV非热分量的表面亮度小于约5 × 10 ^-16 erg cm^-2 s ^-1 arcsec ^-2。XMM-Newton和Chandra估计值之间的差异最可能的解释是后者的有效面积校准存在问题。我们基于EPIC的磁场下限与法拉第旋转测量对几个冷核的估计和英仙座的最小能量估计并不矛盾。在不久的将来，Simbol-X可能允许检测强度比EPIC测量的强度小10倍以上的非热成分;然而，即使Simbol-X的灵敏度也可能不足以检测英仙座的IC发射。
2008-07-16 astro-ph
XMM-Newton Observations of the Field of Gamma-Ray Burst 980425
2002年3月，XMM-牛顿观测了GRB 980425的误差盒，目的是测量超新星1998 bw的晚期X射线辐射，并澄清它与GRB本身的关系。我们在这里提出的EPIC PN相机获得的初步结果。我们的观察证实了SN 1998 bw和GRB 980425之间的关联。SN 1998 bw通量的EPIC PN测量值明显低于BeppoSAX点拟合的幂律时间趋势外推值，意味着时间衰减更快。我们提出了不同的物理解释的SN X射线光变曲线，根据它是由一个或多个辐射组件。
2003-04-29 astro-ph
Chandra LETGS and XMM-Newton observations of NGC 4593
本文分析了XMM-Newton星载Chandra低能透射光栅光谱仪（LETGS）、反射光栅光谱仪（RGS）和欧洲光子成像相机（EPIC）对Seyfert 1星系NGC 4593的光谱测量结果。两次观察间隔约7个月。在LETGS光谱中，我们检测到一个高度电离的暖吸收体，对应于400 × 10 ^{-9} W m的电离态，在10-18 nm处可见为凹陷。该凹陷由多条弱Fe、Ne线组成。发现低电离温吸收体的柱密度小得多，对应于xi = 3 × 10 ^{-9} W m。然而，没有检测到中间电离温吸收体。对于RGS数据，电离状态难以约束。EPIC结果显示出窄的Fe K α线。
2003-06-17 astro-ph
Evidence for Black Hole Spin in GX 339-4: XMM-Newton EPIC-pn and RXTE Spectroscopy of the Very High State
我们分析了银河系黑洞GX 339-4在2002-2003年爆发的亮相期间通过同时进行76 ksec XMM-Newton/EPIC-pn和10 ksec RXTE观测获得的光谱。一个非常歪斜的，相对论Fe K-α发射线和电离盘反射光谱显示在这些光谱。Fe K-α发射线轮廓和磁盘反射光谱的自洽模型排除了与史瓦西黑洞兼容的内部磁盘半径超过8西格玛的置信水平。最佳拟合的内盘半径为2-3 r_g，这表明GX 339-4拥有一个a ~ 0.8-0.9的黑洞（其中r_g = GM/c^2，a=cJ/GM ^2，并假设在俯冲区的反射相对较小）。这证实了黑洞旋转的迹象，其基础是后来在爆发中获得的钱德拉光谱。发射谱线和反射谱也排除了GX 339-4中标准幂律圆盘发射率;在~6 r_{g}内具有增强发射率的破幂律形式在超过8 sigma置信水平下提供了改进的拟合。极端的红色翼线和陡峭的发射率需要一个集中的硬X射线源，它可以强烈地照亮内部磁盘。来自喷流底部的硬X射线辐射--被引力光弯曲效应增强--可以产生集中的硬X射线辐射;这个过程可能与黑洞和内部圆盘之间的磁性连接有关。我们在XTE J1650-500和MCG-6-30-15的最新分析结果以及黑洞周围内部吸积流环境模型的背景下讨论了这些结果。
2004-03-18 astro-ph
The first XMM-Newton slew survey catalogue: XMMSL1
我们报告生产的大面积，浅，天空调查，从XMM牛顿回转。反射镜的巨大收集面积加上EPIC探测器的高量子效率，使XMM-牛顿成为迄今为止最灵敏的X射线天文台。我们使用EPIC-pn相机在旋转机动过程中拍摄的数据对天空进行X射线测量。来自218个回转的数据已被细分为小图像和源搜索。这已经在三个不同的能带中完成;软（0.2- 2keV）带、硬（2-12 keV）带和总XMM-牛顿带（0.2-12 keV）。对检测到的放射源进行了质量控制，以消除人为因素，并从剩余的放射源中提取了一个目录。一个“完整”的目录，包含4710个检测和一个“干净”的目录，包含2692个来源已经产生，从14%的天空。在硬X射线波段（2-12 keV），在干净的目录中探测到257个源，通量极限为4 × 10 ^-12尔格/秒/厘米2。软带（0.2-2 keV）的通量极限为6 × 10 ^-13尔格/s/cm 2，总带（0.2-12 keV）的通量极限为1.2 × 10 ^-12尔格/s/cm 2。显示源位置具有8”的不确定性（1-sigma置信度）。
2008-01-24 astro-ph
The XMM Large Scale Structure (XMM-LSS) Survey: X-ray analysis and first results
由于其前所未有的灵敏度和大视场，XMM在测量仪器中占据领先地位。XMM-LSS巡天是一次中等深度的大面积X射线巡天，极大地扩展了早期研究中尝试的宇宙学测试。虽然大量的互补多波长的研究正在进行，我集中在这里的XMM-EPIC数据，描述方面的X射线管道和分析，并选择的第一个结果，包括最深的广角X射线图像的宇宙。
2004-01-06 astro-ph
The European Photon Imaging Camera on XMM-Newton: The MOS Cameras
XMM-Newton上的EPIC焦平面成像光谱仪使用CCD记录由三个X射线镜聚焦的天体X射线源的图像和光谱。在每个反射镜的焦点处有一个摄像机;其中两个摄像机包含七个MOS CCD，而第三个摄像机使用十二个PN CCD，在每种情况下定义直径为30弧分的圆形视场。CCD是专门为EPIC开发的，将高质量成像与接近Fano极限的光谱分辨率相结合。每台EPIC仪器上都安装了一个滤光轮，该滤光轮上装有三种X射线透明遮光滤光片，一种处于完全关闭位置，另一种处于完全打开位置。CCD被动冷却，并处于全闭环热控制之下。装有放射源，用于内部校准。数据在船上处理，通过删除宇宙射线轨迹和生成X射线事件文件来保存遥测数据;各种不同的仪器模式可用于增加仪器的动态范围并实现快速计时。这些仪器在发射前使用实验室X射线束和同步加速器产生的单色X射线束进行校准;在轨校准使用各种天体X射线目标。在0.2至10 keV的整个能量范围内，电流校准优于10%。所有三个仪器都在发射后幸存下来，并在轨道上正常运行。特别是全视场覆盖，所有电子模式工作，能量分辨率接近发射前的值。辐射损伤完全在发射前的预测范围内，尚未影响能量分辨率。EPIC的科学结果充分满足了发射前的期望。
2000-11-27 astro-ph
