We present our first results from 120 ks of X-ray observations obtained with the Advanced CCD Imaging Spectrometer on the Chandra X-Ray Observatory. The field of the two combined exposures is 0.096 deg2 and the detection limit is to a S/N of 2 (corresponding to ~7 net counts). We reach a flux of 2 × 10-16 erg s-1 cm-2 in the 0.5-2 keV soft band and 2 × 10-15 erg s-1 cm-2 in the 2-10 keV hard band. Our combined sample has 144 soft sources and 91 hard sources, for a total of 159 sources. Fifteen sources are detected only in the hard band, and 68 only in the soft band. For the optical identification, we carried out a survey in VRI with the FORS-1 imaging spectrometer on the Antu telescope (UT-1 at VLT) complete to R ≤ 26. This data set was complemented with data from the ESO Imaging Survey (EIS) in the UBJK bands and the ESO Wide Field Imager Survey (WFI) in the B band. The positional accuracy of the X-ray detections is of the order of 1'' in the central 6'. Optical identifications are found for ≃90% of the sources. Optical spectra have been obtained for 12 objects. We obtain the cumulative spectra of the faint and bright X-ray sources in the sample and also the hardness ratios of individual sources. A power-law fit in the range 2-10 keV using the Galactic value of NH ≃ 8 × 1019 cm-2 yields a photon index of Γ = 1.70 ± 0.12 and 1.35 ± 0.20 (errors at 90% confidence level) for the bright and faint samples, respectively, showing a flattening of the spectrum at lower fluxes. Hardness ratio is given as a function of X-ray flux and confirms this result. The spectrum of our sources is approaching the spectrum of the X-ray background (XRB) in the hard band, which has an effective Γ = 1.4. Correlation function analysis for the angular distribution of the sources indicates that they are significantly clustered on scales as large as 100''. The scale dependence of the correlation function is a power law with index γ ~ 2, consistent with that of the galaxy distribution in the local universe. Consequently, the discrete sources detected by deep Chandra-pointed observations can be used as powerful tracers of the large-scale structure at high redshift. We discuss the log N- log S relationship and the discrete source contribution to the integrated X-ray sky flux. In the soft band, the sources detected in the field at fluxes below 10-15 erg s-1 cm-2 contribute (4.0 ± 0.3) × 10-12 erg cm-2 s-1 deg-2 to the total XRB. The flux resolved in the hard band down to the flux limit of 2 × 10-15 erg s-1 cm-2 contributes (1.05 ± 0.2) × 10-11 erg cm-2 s-1 deg-2. Once the contribution from the bright counts resolved by ASCA is included, the total resolved XRB amounts to 1.3 × 10-11 erg cm-2 s-1 deg-2, which is 60%-80% of the total measured background. This result confirms that the XRB is due to the integrated contribution of discrete sources, but shows that there is still a relevant fraction (at least 20%) of the hard XRB to be resolved at fluxes below 10-15 erg s-1 cm-2. We discuss the X-ray flux versus R magnitude relation for the identified sources. We find that ≃10% of the sources in our sample are not immediately identifiable at R > 26. For these sources, SX/Sopt > 15, whereas most of the ROSAT and Chandra sources have SX/Sopt < 10. We have also found a population of objects with unusually low SX/Sopt that are identified as galaxies. The R-K versus R color diagram shows that the Chandra sources continue the trend seen by ROSAT. For our 12 spectroscopically studied objects with redshifts, we observe four QSOs, five Seyfert 2 galaxies, one elliptical, and two interacting galaxies. We compare LX versus z obtained with these measurements and show that Chandra is achieving the predicted sensitivity.

view Abstract Citations (519) References (58) Co-Reads Similar Papers Volume Content Graphics Metrics Export Citation NASA/ADS The Disk-Halo Interaction: Superbubbles and the Structure of the Interstellar Medium Norman, Colin A. ; Ikeuchi, Satoru Abstract The Type II supernovae in our Galaxy are spatially and temporally correlated and the consequences of such correlations are superbubbles and supershells fed by tens or hundreds of supernovae per bubble. These objects evolve and expand rapidly, and they soon break out of the disk of the Galaxy. The collimated structures formed in this process are called chimneys. We assume that the interaction between the disk and the halo is dominated by the upward flow of mass, energy, momentum, and magnetic flux convected in the chimneys. As cooling occurs, the cycle is completed by the downward flow, from the halo to the disk, of gas that has cooled and formed clouds. These clouds rain down onto the disk, returning to it both mass and magnetic flux, and some energy and momentum in the resulting shocks, as the clouds strike the disk. This is similar to the galactic fountain model but with a highly concentrated upward energy flow in chimneys rather than over the entire disk. We make the further simplifying assumption that these superbubbles dominate the energy input into both the disk as well as the halo and examine the consequences of this model for our understanding of the structure of the interstellar medium and the gaseous halo. This admittedly extreme assumption, necessary for our simplified analysis, is motivated by recent observations of the structure of the interstellar medium in our own Galaxy and external galaxies. Our theory indicates a modification in the understanding of the nature of both the interstellar medium and the halo. The essential difference here from the 1977 McKee-Ostriker theory is that, at least currently, for our own Galaxy, the filling factor of the hot gas in the disk is significantly less than unity. We describe the structure of the interstellar medium using as the fundamental parameters the clumping of the Type II supernovae rate and the mean ambient density. We sketch how, for galaxies of various types, the interstellar medium can be three-phase, chimney, or two-phase. The state of the interstellar medium may also vary within a given Hubble type as a function of galactocentric radius. Temporal variations occur when a galaxy changes its star formation rate, for example, if it is triggered into the starburst mode. Some of the additional implications of our model are noted here including aspects of dynamo theory, quasar absorption lines, and starburst galaxies. Publication: The Astrophysical Journal Pub Date: October 1989 DOI: 10.1086/167912 Bibcode: 1989ApJ...345..372N Keywords: Halos; Interstellar Matter; Milky Way Galaxy; Stellar Envelopes; Supernovae; Dynamo Theory; Galactic Structure; Magnetic Flux; Mass Flow; Starburst Galaxies; Astrophysics; INTERSTELLAR: MATTER; STARS: SUPERNOVAE full text sources ADS | data products SIMBAD (7) NED (5)

At Science , we tend to get excited about new discoveries that lift the veil a little on how things work, from cells to the universe. That puts our focus firmly on what has been added to our stock of knowledge. For this anniversary issue, we decided to shift our frame of reference, to look instead

The flare of radiation from the tidal disruption and accretion of a star can be used as a marker for supermassive black holes that otherwise lie dormant and undetected in the centres of distant galaxies. Previous candidate flares have had declining light curves in good agreement with expectations, but with poor constraints on the time of disruption and the type of star disrupted, because the rising emission was not observed. Recently, two `relativistic' candidate tidal disruption events were discovered, each of whose extreme X-ray luminosity and synchrotron radio emission were interpreted as the onset of emission from a relativistic jet. Here we report the discovery of a luminous ultraviolet-optical flare from the nuclear region of an inactive galaxy at a redshift of 0.1696. The observed continuum is cooler than expected for a simple accreting debris disk, but the well-sampled rise and decline of its light curve follows the predicted mass accretion rate, and can be modelled to determine the time of disruption to an accuracy of two days. The black hole has a mass of about 2 million solar masses, modulo a factor dependent on the mass and radius of the star disrupted. On the basis of the spectroscopic signature of ionized helium from the unbound debris, we determine that the disrupted star was a helium-rich stellar core.

We present grids of massive star evolution models at four different metallicities (Z=0.004, 0.002, 0.001, 0.00001). The effects of rotation on the stellar structure and the transport of angular momentum and chemical elements through the Spruit-Tayler dynamo and rotationally induced instabilities are considered. After discussing uncertainties involved with the adopted physics, we elaborate the final fate of massive stars as a function of initial mass and spin rate, at each considered metallicity. In particular, we investigate for which initial conditions long gamma-ray bursts (GRBs) are expected to be produced in the frame of the collapsar model. Then, using an empirical spin distribution of young massive metal-poor stars and a specified metallicity-dependent history of star-formation, we compute the expected GRB rate as function of metallicity and redshift based on our stellar evolution models. The GRB production in our models is limited to metallicities of Z \lsim 0.004, with the consequence that about 50 % of all GRBs are predicted to be found at redshifts above z = 4, with most supernovae occurring at redshifts below z\simeq 2.2. The average GRB/SN ratio predicted by our model is about 1/200 globally, and 1/1250 at low redshift. Future strategies for testing the considered GRB progenitor scenario are briefly discussed.

The thermodynamics of the diffuse, X-ray-emitting gas in clusters of galaxies is determined by gravitational processes associated with infalling gas, shock heating and adiabatic compression, and nongravitational processes such as heating by supernovae, stellar winds, activity in central galactic nuclei, and radiative cooling. The effect of gravitational processes on the thermodynamics of the intracluster medium (ICM) can be expressed in terms of the ICM entropy. The entropy is a convenient variable as long as cooling is negligible, since it remains constant during the phase of adiabatic compression during accretion into the potential well, and it shows a single steplike increase during shock heating. Observations indicate that nongravitational processes also play a key role in determining the distribution of entropy in the ICM. In particular, an entropy excess with respect to that produced by purely gravitational processes has been recently detected in the centers of low-temperature systems. This type of entropy excess is believed to be responsible for many other properties of local X-ray clusters, including the L-T relation and the flat density cores in clusters and groups.

We present a detailed X-ray spectral analysis of the sources in the 1Ms catalog of the Chandra Deep Field South (CDFS) taking advantage of optical spectroscopy and photometric redshifts for 321 extragalactic sources out of the total sample of 347 sources. As a default spectral model, we adopt a power law with slope Γ with an intrinsic redshifted absorption NH, a fixed Galactic absorption and an unresolved Fe emission line. For 82 X-ray bright sources, we are able to perform the X-ray spectral analysis leaving both Γ and NH free. The weighted mean value for the slope of the power law is , and the distribution of best fit values shows an intrinsic dispersion of . We do not find hints of a correlation between the spectral index Γ and the intrinsic absorption column density NH. We then investigate the absorption distribution for the whole sample, deriving the NH values in faint sources by fixing . We also allow for the presence of a scattered component at soft energies with the same slope of the main power law, and for a pure reflection spectrum typical of Compton-thick AGN. We detect the presence of a scattered soft component in 8 sources; we also identify 14 sources showing a reflection-dominated spectrum. The latter are referred to as Compton-thick AGN candidates. By correcting for both incompleteness and sampling-volume effects, we recover the intrinsic NH distribution representative of the whole AGN population, , from the observed one. shows a lognormal shape, peaking around and with . Interestingly, such a distribution shows continuity between the population of Compton-thin and that of Compton-thick AGN. We find that the fraction of absorbed sources (with cm-2) in the sample is constant (at the level of about 75%) or moderately increasing with redshift. Finally, we compare the optical classification to the X-ray spectral properties, confirming that the correspondence of unabsorbed (absorbed) X-ray sources to optical type I (type II) AGN is accurate for at least 80% of the sources with spectral identification (1/3 of the total X-ray sample).

view Abstract Citations (403) References (37) Co-Reads Similar Papers Volume Content Graphics Metrics Export Citation NASA/ADS Centrifugally driven winds from contracting molecular disks Pudritz, R. E. ; Norman, C. A. Abstract It is suggested that the bipolar outflows in dense molecular clouds that are associated with young stellar objects are steady and centrifugally driven hydromagnetic winds arising from the molecular disks in which the IR source is embedded. Acceleration to supersonic speeds is accomplished by the magnetic field embedded in the disk and extending outward beyond the wind region to join the galactic field. This analysis treats the problem of magnetic braking and energy transport in a partially ionized wind, and the basic parameter governing the flow is shown to be the ratio of the characteristic neutral ion collision time to flow time. A general analysis of angular momentum and energy transport is given, and the wind equation is solved along flux tubes in the strongly coupled limit. The centrifugally driven wind forms when an embedded protostar begins to ionize the disk core region. The disk core surface structure of the field is derived. Publication: The Astrophysical Journal Pub Date: November 1983 DOI: 10.1086/161481 Bibcode: 1983ApJ...274..677P Keywords: Early Stars; Interstellar Gas; Magnetohydrodynamic Flow; Molecular Clouds; Angular Momentum; Disks; Hydrodynamic Equations; Interstellar Magnetic Fields; Stellar Evolution; Astrophysics full text sources ADS |

Observing more massive stars The number of stars that form at each mass is known as the initial mass function (IMF). For most masses, the IMF follows a power-law distribution, first determined by Edwin Salpeter in 1955. Schneider et al. used observations of the nearby star-forming region 30 Doradus (also known as the Tarantula Nebula) and combined these with stellar modeling to determine its IMF. They found more stars above 30 solar masses than predicted by the Salpeter distribution. Because the most massive stars also have the biggest influence on their surroundings—for instance, through ultraviolet radiation, stellar winds, supernova explosions, and production of heavy elements—this excess will have wide-ranging implications. Science , this issue p. 69

Abstract We present JWST/NIRSpec prism spectroscopy of MACS0647−JD, a triply lensed z ∼ 11 candidate discovered in Hubble Space Telescope imaging and spatially resolved by JWST imaging into two components, A and B. Spectroscopy of component A yields a spectroscopic redshift z = 10.17 based on seven detected emission lines: C iii ] λ λ 1907, 1909, [O ii ] λ 3727, [Ne iii ] λ 3869, [Ne iii ] λ 3968, H δ λ 4101, H γ λ 4340, and [O iii ] λ 4363. These are the second-most distant detections of these emission lines to date, in a galaxy observed just 460 million years after the Big Bang. Based on observed and extrapolated line flux ratios we derive a gas-phase metallicity 12 + log(O/H) ∼ 7.5–8.0, or Z ∼ (0.06–0.2) Z ⊙ , ionization parameter log ( U ) = −1.9 ± 0.2, and an ionizing photon production efficiency log ( ξ ion ) = 25.2 ± 0.2  erg −1 Hz. The spectrum has a softened Ly α break, evidence for a strong Ly α damping wing. The Ly α damping wing also suppresses the F150W photometry, explaining the slightly overestimated photometric redshift z = 10.6 ± 0.3. MACS0647−JD has a stellar mass log( M / M ⊙ ) = 8.1 ± 0.3, including ∼6 × 10 7 M ⊙ in component A, most of which formed recently (within ∼20 Myr) with a star formation rate ∼ 2 ± 1 M ⊙ yr −1 , all within an effective radius 70 ± 24 pc. Spectroscopy of a fainter companion galaxy C separated by a distance of ∼ 3 kpc reveals a Lyman break consistent with z ∼ 10.17. MACS0647−JD is likely the most distant galaxy merger known.