Characterizing Three Candidate Magnetic CVs from SDSS: XMM-Newton and Optical Follow-up Observations
在我们关于XMM-牛顿和斯隆数字巡天中发现的新候选磁激变变星（mCV）的地基光学跟踪的系列论文中，我们报告了三个系统的分类：SDSS J144659.95+025330.3，SDSS J205017.84-053626.8和SDSS J210131.26+105251.5。SDSS J1446+02的X射线和光通量都在48.7+/-0.5 min的周期上被调制，X射线调制显示出在许多中间极（IP）中看到的光电吸收的特征能量依赖性。一个更长的周期调制和径向速度变化也被认为是在一个周期约4小时，虽然没有数据集足够长，以约束这个更长的，可能的轨道，周期很好。SDSS J2050-05似乎是最高磁化级别的mCV的一个例子，这是一种无磁盘的流馈极。它的1.57小时轨道周期通过光学日食计时得到很好的限制;在X射线中，它显示了日食和潜在的强烈，平滑的调制。在这种情况下，广泛的相位分辨光谱拟合表明，这种变化的通量是一个不同的主要组成部分（41千电子伏MEKAL）的归一化的结果，再加上在较低的通量间隔的部分覆盖吸收。SDSS J2101+10是一个更复杂的分类系统：它的X射线和光通量没有表现出大的周期性调制;光发射线的速度结构几乎没有可检测的变化; X射线光谱只需要星际介质的吸收; MEKAL拟合的温度很低，最高温度分量为10或25 keV。我们的结论是SDSS J2101+10不可能是一颗IP星，…
2006-09-16 astro-ph
Detection of a Variable Infrared Excess Around SDSS 121209.31+013627.7
我们提出了近红外$JHK_s$测光和光变曲线的候选人磁白矮星+棕矮星二进制SDSS J121209.31+013627.7和报告的探测近红外多余和变化的$K_s-$带。观测到的近红外过量可以用L7褐矮星和额外发射源的存在来解释。$J$和$H$的光变曲线看起来是平坦的，这排除了深于0.2等的食和白矮星上存在吸积热点的可能性。从可变的$K_s$光变曲线中，我们得到系统的精确周期为88 $\pm$ 1分钟。我们发现，观测到的变化$K_s-$带可以解释回旋辐射，这可以模拟的一个小斑点的表面上的白矮星。SDSS 1212与超短周期的极区EF波江座有相似之处，但缺乏罗什瓣溢出吸积的证据，这表明它可能是一个前极区。
2006-07-07 astro-ph
Photometry of the Magnetic White Dwarf SDSS 121209.31+013627.7
给出了SDSS 121209.31+013627.7的27小时时间序列光度测定结果。从光谱学建立的二元周期得到确认，并精确到0.061412 d（88.43分钟）。光度变化主要是由大约16 mmag的增亮所控制，持续时间略少于双星周期的一半。在V光、R光和白光中，振幅大致相同。在每个循环期间也可能存在二次小的亮度增加。我们推测SDSS 121209.31+013627.7可能是一个低态的极性分子。
2006-07-13 astro-ph
XMM-Newton and optical follow-up observations of three new polars from the Sloan Digital Sky Survey
我们报告后续XMM牛顿和光学观测的三个新的极性发现在斯隆数字巡天。简单的X射线光谱建模，并考虑的X射线和光学光变曲线的细节证实了这三个系统的极性性质，并提供进一步的见解，他们的吸积特性。在SDSS J072910.68+365838.3的XMM-牛顿观测期间，除了一个可能的耀斑事件外，X射线未被检测到，在此期间，我们发现了典型的硬X射线韧致辐射分量和非常强的O VII线（E=0.57 keV），但没有软黑体贡献的证据。在SDSS J075240.45+362823.2中，我们在观测开始时识别出一个X射线食，大致与光学宽带曲线的原始最小值同相。X射线光谱需要同时存在硬X射线和软X射线成分，它们的光度比与最近XMM-牛顿关于极星的其他结果一致。最后，SDSS J170053.30+400357.6在光学上表现为非常典型的极性，然而其大振幅光学调制与我们的短X射线光变曲线的变化相差180度。
2004-11-23 astro-ph
Magnetic White Dwarfs from the SDSS. The First Data Release
除了与河外宇宙有关的目标之外，斯隆数字巡天（SDSS）是识别具有不寻常光谱能量分布的恒星物体的有效工具。在这里，我们报告了在调查的头两年中发现的53颗新的磁性白矮星，其中38颗的数据在1500平方度的第一次数据发布中公开。发现的星等范围为16.3 < 20.5，根据先前已知的磁性白矮星的恢复率，SDSS的完整性似乎对B > 3 MG和g > 15的相当热的恒星很高。这些新天体几乎是已知磁性白矮星总数的两倍，其中包括极场强度B > 500 MG的例子，以及几个具有异国情调的大气成分的例子。改进的样本统计和均匀性表明，磁性白矮星的分布在~5-30 MG范围内有一个宽峰，尾部延伸到近10^9 G。极磁场B > 50 MG的退化星与Ap/Bp主序星的后代一致，但低磁场和中等磁场的白矮星似乎意味着另一种起源。尚未被发现的F型磁性恒星的对流信封，破坏了有序的基础领域是有吸引力的候选人。
2003-07-07 astro-ph
SDSSJ104341.53+085558.2: A second white dwarf with a gaseous debris disc
白矮星SDSSJ 104341.53 +085558.2的中分辨率光谱包含CaII 8498、8542、8662的双峰发射线，并确定该物体是第二个被富含金属的气体盘包围的单个白矮星，类似于最近发现的SDSSJ 1228 +1040。根据观测到的MgII 4481吸收线，光球镁的丰度是太阳值的0.3倍，这意味着白矮星是从星周物质中吸积而来的。巴耳末发射线和光球层HeI 4471吸收的缺失表明，吸积物质的挥发性元素已经耗尽，与SDSS 1228 +1040类似，可能是小行星潮汐破裂的结果。DAZ白矮星WD 1337 +705和GD 362的额外光谱没有显示CaII发射线。GD 362是少数几个显示出强烈红外通量过剩的冷DAZ之一，被认为是起源于一个拱星尘埃盘，它的温度可能太低，无法升华足够数量的盘材料来产生可检测到的CaII发射。与SDSS 1228 +1040和SDSS 1043 +0855一样，WD 1337 +705的温度适中，但镁的丰度是这三颗恒星中最低的，这表明光球层镁的丰度和钙II发射三重态的等效宽度之间可能存在相关性。我们对来自SDSS DR 4的7360颗白矮星的检查未能揭示额外的强“金属气盘”候选者，这意味着这些物体相当罕见。
2007-06-01 astro-ph
Recent results on intermediate polars
我回顾最近的活动在该领域的中间极，集中在：模式的吸积（光盘美联储，光盘溢出或discless）;吸积窗帘（过渡区和吸积足迹）; X射线脉冲轮廓（掩星和吸收效应）;吸积柱（质量测定，线加宽，软X射线组件），并在中间极爆发。
1999-01-12 astro-ph
The nature of the close magnetic white dwarf + probable brown dwarf binary SDSS J121209.31+013627.7
对短周期磁白矮星+可能棕矮星双星SDSS 121209.31+013627.7的光学时间序列测光表明，从i'到u'的所有波段都有脉冲状的变化，在u '处达到峰值。这些调制很可能是由于白矮星上的一个自食吸积热点，每88.43分钟旋转一次。该周期与Schmidt等人2005年确定的约90分钟的径向速度周期相当，并且与等于双轨道周期的吸积体的旋转周期一致。我们将我们的观测结果与Koen和Maxted 2006年最近发表的观测结果相结合，以提供准确的星历。我们还用雨燕探测了该系统的X射线，并估计其吸积速率约为每年1 × 10 ^-13兆太阳。我们认为，SDSS 1212最有可能是一个磁激变变量在一个非常低的吸积扩展状态，类似于研究的极地EF Eri。另一种可能是，假定的棕矮星并没有填满它的洛希叶，系统是一个分离的双星系统，其中白矮星有效地从次级恒星的风中吸积。六个这样的后共同信封，“前极”系统-被称为“低吸积率极地”（LARPs）的Schwope等人，2002年-以前已确定通过光学回旋发射线。最近在近红外Debes等人2006中检测到了SDSS 1212的回旋辐射，但如果分离，它将是第一个可能具有亚恒星次级辐射的“LARP”。目前还不清楚L型矮星风是否足够强大，以提供测量的吸积率。我们建议进一步的观察，以区分罗氏瓣溢出和风吸积的情况。
2006-09-15 astro-ph
RXTE broadband X-ray spectra of intermediate polars and white dwarf mass estimates
我们目前的宽带光谱的分析结果与RXTE天文台（PCA和HEXTE光谱仪，3-100千电子伏）获得的14个中间极。通过计算中间极激波后区的结构和出射光谱，我们拟合了观测光谱，并得到了白矮星质量的估计。估计的群众与其他作者获得的群众进行了比较。
2004-05-12 astro-ph
Discovery of circular polarization in the Intermediate Polar 1WGA J1958.2+3232
我们报告了2000年8月4-6日在北欧光学望远镜上对最近发现的中极1 WGA J1958.2+3232进行的UBVRI偏振测量。在R和I波段检测到圆偏振，其绝对平均值随波长增加。有证据表明，圆偏振的调制可能是以前报道的白矮星自旋周期的两倍，这表明它是真实的周期，并且光学和X射线的调制是由第一谐波主导的。还显示了轨道周期的调制。
2001-04-09 astro-ph
Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. III. Time-series photometry obtained during the 2004/5 International Time Project on La Palma
本文介绍了斯隆数字巡天（SDSS）确定的15个激变变星（CV）的时间分辨CCD测光。这些数据是作为2004/05年拉帕尔马国际时间方案的一部分获得的。我们讨论了光变曲线的形态和CV亚型，并给出了11个系统的精确轨道周期。在2- 3 h轨道周期间隔以下发现了9个系统，其中5个系统的周期在~ 80 min最小轨道周期的几分钟内。在间隙内和间隙上方各发现一个系统。这证实了之前提到的SDSS CV中大部分短周期系统的趋势。特别令人感兴趣的天体是SDSSJ 0901 +4809和SDSSJ 1250 +6655，它们都是深食。SDSSJ 0854 +3905是一颗极星，其光变曲线被极大地调制，这可能是由于回旋加速器光束和白矮星吸积区的食的混合。五分之一的系统与白矮星为主的光谱表现出非径向脉动。
2008-02-29 astro-ph
The periods of the intermediate polar RX J0153.3+7446
我们提出了第一个光学测光的候选人中间极性RX J0153.3+7446。这揭示了2333 s +/-5s的光脉冲周期。对先前发表的ROSAT X射线数据的重新分析表明，真正的X射线脉冲周期可能是1974 s +/-30 s，而不是先前报道的1414 s。鉴于之前提到的系统的轨道周期是3.94小时，我们能够识别的X射线脉冲周期与白矮星的旋转周期和白矮星的旋转周期的双参考系的光脉冲周期，如常见的其他中间极性。因此，我们确认RX J0153.3+7446确实是一个典型的中间极性。
2005-12-06 astro-ph
HS 0943+1404, a true intermediate polar
我们已经确定了一个新的中间极性，HS 0943+1404，作为我们正在进行的搜索在汉堡类星体调查的激变变量的一部分。由时间分辨测光法和分光法测定的轨道周期和白矮星自旋周期分别为Porb = 250 min和Pspin = 69.171 ± 0.001 min。与其它已知的中间极星相比，它具有大的Pspin/Porb ~= 0.3和长的轨道周期。估计白矮星的磁矩为μ 1 ~ 10^{34} G cm ^3，处于典型的极星范围。我们的广泛测光表明HS 0943+1404进入深（~ 3等）低态，这也是极星的一个特征。因此，我们认为，该系统是一个真正的“中间”极性，最终将同步，也就是说，中间极性和极性之间的过渡对象。HS 0943+1404的光谱也显示出一些不寻常的发射线，最明显的是NII 5680，这可能反映了次级包层中氮丰度的增加。
2005-06-02 astro-ph
Magnetic White Dwarfs from the SDSS II. The Second and Third Data Releases
从2002年中期到2004年底，包括数据发布2和3，斯隆数字巡天（SDSS）的光谱观测已经确定了52颗磁性白矮星。虽然没有第一次数据发布的发现那么多，也没有那么多样化，但该集合展示了从1.5 MG到~ 1000 MG的极场强度，并包括两个新的不寻常的原子DQA例子，一个分子DQ和五颗在500 MG以上的磁场中显示氢的恒星。磁场最强的例子SDSSJ 2346 +3853可能是迄今发现的磁性最强的白矮星。光度数据的分析表明，磁性样品跨越了与SDSS中的白矮星相同的温度范围，并且支持了先前的说法，即磁性白矮星往往比它们的白矮星具有更大的质量。这一趋势的一个明显例外是明显低重力的物体SDSSJ 0933 +1022，它可能有一个近距离的双星伴星。
2005-05-04 astro-ph
A Near-Infrared Spectroscopic Study of the Accreting Magnetic White Dwarf SDSS J121209.31+013627.7 and its Substellar Companion
与通常被称为SDSS 1212的磁性白矮星相关的过量近红外发射的性质主要通过光谱学进行研究，也通过光度学进行研究。在这个系统中推断的低质量的次级已被先前检测到的H $α$的排放和变化，和$1-2.5$ $μ$ m的光谱数据在这里是一致的存在下，晚L或早期T矮星。超过1.5 $μ$ m的相位平均光谱中看到的多余的磁通量与L8矮亚恒星同伴和回旋辐射在7 MG磁场充分建模。这个有趣的系统表现出几个典型的观测性质的极地，最有可能是一个老的相互作用的双星与磁白矮星和亚恒星施主在一个扩展的低状态。
2007-10-25 astro-ph
The Orbital Period of Intermediate Polar 1WGA J1958.2+3232
新发现的中间极1号WGA 1958.2+3232的轨道周期为4.36his。轨道周期是从时间分辨的光度和光谱观测得出的。我们还证实了白矮星的733秒自转周期与X射线脉动一致，并且能够区分光变曲线中的拍频周期。在光谱观测的发射谱线中检测到强的轨道周期调制。它们显示在吸积盘的边缘存在一个明亮的热点。确定了这一新发现的中间极性的参数。
2000-09-04 astro-ph
RXTE determination of the intermediate polar status of XSS J00564+4548, IGR J17195-4100, and XSS J12270-4859
目的：我们确定中间极性候选者XSS J 00564 +4548，IGR J17195-4100和XSS J12270-4859的性质。方法：有针对性的RXTE观察在这些候选系统中搜索中间极性特征。结果如下：XSS J 00564 +4548的周期为465.68 ± 0.07 s，我们认为这是自旋周期，调制深度与能量有关，光谱与22 keV光电吸收轫致辐射的铁谱线轮廓相吻合。IGR J17195-4100显示了几个候选周期和一个由幂律拟合的谱。XSS J12270-4859显示出859.57 ± 0.64 s的候选自旋周期和符合幂律的光谱，没有铁线的证据。结论：XSS J 00564 +4548为中间极性。IGR J17195-4100和XSS J12270-4859都显示出中间极的某些性质，但不能确定是这类的成员。
2008-06-04 astro-ph
SDSS J080449.49+161624.8: A peculiar AM CVn star from a colour-selected sample of candidates
我们描述了一个光谱调查，旨在发现一个估计的40 AM CVn恒星隐藏在光度数据库的斯隆数字巡天（SDSS）。我们已经构建了一个相对较小的样本约1500候选人的颜色选择的基础上，其中应包含大多数的所有AM CVn二进制文件，同时保持足够小，光谱鉴定的完整样本是可行的。我们提出了第一个新的AM CVn星发现使用这种策略，SDSS J080449.49+161624.8，超紧凑的二进制性质证明使用高时间分辨率光谱在麦哲伦望远镜在Las Campanas天文台，智利。在44.5+/-0.1min的周期上观察到一个运动学的“S波”特征，我们认为这是轨道周期，尽管目前的数据还不能排除它最近的日混叠。这颗新的AM CVn恒星显示出一种特殊的光谱，宽单峰氦发射线，具有异常强烈的电离氦系列，让人想起富含氢的激变变星中的（中间）极性。我们推测SDSS J 0804 +1616可能是第一颗磁性AM CVn星。吸积的物质似乎富含氮，N/O>~10，N/C>10，表明在施主星的早期演化中，有过氢燃烧，但没有氦燃烧。
2009-01-09 astro-ph
RX J0944.5+0357: A Probable Intermediate Polar
根据光学光度学，激变变星RX J0944.5+0357具有周期约为2160 s的双峰脉冲轮廓。这两个峰的相对振幅变化很快。RX J0944.5+0357的光功率通常集中在2160 s调制的一次谐波中，因此可能属于相对罕见的两极吸积中间极，例如YY Dra和V405 Aur。
2003-01-29 astro-ph
Is TW Pictoris really an intermediate polar?
我们提出了一个长期的ROSAT HRI观测的候选人中间极TW Pic的结果。功率谱没有显示出先前提出的白矮星自旋周期或提出的双星轨道周期（分别为1.996小时和6.06小时）的迹象。在每种情况下，X射线调制的限值均小于0.3%。在没有相干X射线脉动的情况下，TW Pic作为中间极性子类成员的资格必须受到怀疑。我们进一步认为，真正的轨道周期的二可能是较短的两个先前建议，和较长的周期可能代表一个准周期现象与吸积盘。
1998-10-15 astro-ph
The nature of 1WGA J1958.2+3232: A new intermediate polar
我们提出了低和中等分辨率光谱的光学对应最近发现的脉动X射线源1WGA J1958.2+3232。强烈的HI，HeI和HeII发射线的存在，加上没有吸收特征，排除了该物体是一颗大质量恒星的可能性，正如最近提出的那样。观察到的X射线和光学特征与该物体是中间极性的一致。发射线的双峰结构表明存在吸积盘。
1999-12-23 astro-ph
Nova Scorpii 1941 (V697 Sco): A Probable Intermediate Polar
V697 Sco是1941年天蝎座新星的遗迹，目前的光度值为V ~ 20.0，它具有中极星（IP）的特征，轨道周期（Porb）为4.49h，自转周期（Prot）为3.31h。因此，它似乎是一个罕见的IP类的成员，其中Prot ~ Porb，这可能是discless系统。在0.5质子的调制的突出，其轨道边带，表明两极吸积。
2002-10-21 astro-ph
The effects of tidally induced disc structure on white dwarf accretion in intermediate polars
我们研究了潮汐引起的不对称盘结构对中等极性白矮星吸积的影响。利用数值模拟，我们表明，它是可能的潮汐诱导的螺旋波传播到足够远的光盘的中间极，吸积到中央白矮星可以调制的结果。我们认为，吸积从所产生的不对称的内部光盘可能有助于观察到的X射线和光学周期在这些系统的光变曲线。与流馈吸积模型的周期性，潮汐图片预测，调制可以存在，即使是较弱的磁场的磁层半径小于质量传递流的近星点半径的系统。我们还预测，额外的周期性成分应该存在于低质量比的中间极显示超级驼峰的发射。
1998-09-10 astro-ph
What can XMM-Newton tell us about the spin periods of Intermediate Polars?
XMM-Newton前所未有的光谱分辨率和高通量的组合使我们能够对中间极性进行迄今为止最好的相位分辨X射线分析。光学监视器可同时提供光学/UV光度测定和X射线数据。我们提出了一个全面的研究X射线自旋脉冲在IP，给自旋脉冲和硬度比，每一个IP看与XMM-牛顿日期。
2004-11-23 astro-ph
Intermediate polars in low states
虽然近年来没有观测到中间极星（IP）下降到低质量转移率的状态，但有候选星似乎已经处于中间和低质量状态。V709 Cas可能是一个中间状态的IP; NSV 2872似乎是一个低状态的IP，如果它返回到高状态，可能会类似于长轨道周期IP V1072 Tau。神秘的V407 Vul有很多种解释，认为它是一颗超短周期双星，它与灾变前变星V471 Tau有很多相似之处，因此可能是一颗具有相当长轨道周期的IP前兆，但还不是一颗完全成熟的灾变变星。
2003-10-09 astro-ph
The Intermediate Polar EI UMa: A Pre-Polar Cataclysmic Variable
我们目前的光学和X射线时间序列测光的EI UMa，揭示调制在746和770秒，我们解释为白矮星自旋和自旋轨道边带。这些检测，结合以前的X射线研究，建立EI UMa作为一个中间极性。我们估计质量吸积速率约为3.6 x 10^{17} g/s^{-1}，这接近甚至可能大于临界速率，超过这个速率矮新星不稳定性就会被抑制。我们还估计白矮星有一个大的磁矩μ>（3.4 +/- 0.2）x 10^{33} G cm ^3。高质量的吸积率和磁矩意味着吸积环的存在，而不是一个磁盘，以及相对较长的轨道周期，这些都表明EI UMa是一个罕见的前极激变变星的例子。
2008-02-24 astro-ph
Is the old nova RW UMi (1956) an intermediate polar?
通过对老新星RW UMi（1956年）的光度观测，我们发现了五个亚轨道周期的存在。最长的周期，P1 = 54.4分钟，总是观察到的，可能是拍周期之间的轨道周期和白矮星（WD）的自旋周期，我们假设为P2 = 33.4分钟。其他的亚轨道周期可能是轨道边带相对于P2和/或对应于开普勒共振半径。我们认为，在其爆发后的状态，具有较高的质量传递速率，RW UMi是一个异步的中间极性截断吸积盘。如果WD的磁动量为$μ_{34} \sim 0.8$，在爆发前的静止状态下，新星将表现为一个无盘的同步中极新星。
2001-07-31 astro-ph
Accretion Flow Along a Dipolar Field: Application to Intermediate Polars
本文利用与场结构相适应的曲线-线性坐标系，建立了偶极磁场作用下吸积流的流体动力学方程。我们求解了流体动力学方程，并确定了激波后吸积流的速度、密度和温度分布。结果适用于吸积流在中间极。我们已经发现，系统与大质量的白矮星（~ 1 Msolar）的温度分布在流中可以显着不同的模型中，其中的吸积柱被假定为圆柱形。
2003-02-06 astro-ph
The white dwarf revealed in the intermediate polar V709 Cassiopeiae
结果是从最近确定的中间极性RXJ0028.8+5917/V709 Cas的第一个详细的光谱观测。对发射线径向速度的研究使我们能够消除轨道周期不同别名的不确定性，并发现最佳值为（0.2225 +/- 0.0002）天。该系统对Balmer系从H δ到H β都表现出明显的EW~（2-4）A，宽谱效应。这些广泛的反射被解释为底层白矮星大气的贡献。在~ 23 000 K的温度下，发现这些散射的特征与DA log（g）= 8的白矮星一致，贡献了~ 17%（在4500 A）的总通量。这是第一次在中间极地系统中直接探测到白矮星。没有显著的塞曼分裂表明磁场低于10 MG，这证实至少在某些情况下，中间极具有比极弱的场。不同的可能性进行了讨论，以解释的实质性贡献的白矮星的整体流量。
2001-06-01 astro-ph
INTEGRAL Broadband X-ray spectrum of the intermediate polar V709 Cas
本文给出了用INTEGRAL观测到的中等极性V709 Cas的硬X射线时间平均谱。我们使用IBIS/ISGRI仪器在20-100 keV能带和JEM-X在较低能量（5-20 keV）的数据进行了观测。使用不同的多温度和密度的X射线后冲击模型，我们测量了约40 keV的改进后冲击温度，并估计V709 Cas质量为0.82（+0.12/-0.25} Msun。我们将所得的光谱参数与以前报道的BeppoSAX和RXTE观测结果进行了比较。
2005-09-16 astro-ph
Broadband X-ray spectrum of intermediate polar V1223 Sgr
我们提出的宽带相位平均光谱的最明亮的中间极V1223 Sgr，获得与INTEGRAL和RXTE天文台（3-100千电子伏）。在硬X射线能带（INTEGRAL/IBIS和RXTE/HEXTE）中的光谱的良好统计质量使我们能够解开直接光学薄等离子体发射和反射分量对V1223 Sgr光谱的贡献。通过对吸积物质激波后温度的测量，我们得到了关于白矮星质量和系统倾角的信息。
2004-03-22 astro-ph
Doppler tomography of intermediate polar spin cycles
我收集了七个中间极性的发射线轮廓，在自旋周期内进行了相位分辨。然后，我提出了第一个系统的应用多普勒层析成像的自旋周期，调查是否自旋周期层析成像是一个有用的诊断工具的目的。四颗恒星显示出落在白矮星的两个磁极上的物质的线发射，但另外三颗显示出仅来自上磁极的线发射。层析成像可以绘制线发射吸积幕的范围和形状，但如果线通量在自旋周期内发生显着变化，它也会给出误导性的结果。
1999-01-28 astro-ph
RXTE confirmation of the Intermediate Polar status of Swift J0732.5-1331
目标。我们打算确定Swift J0732.5-1331的X射线性质，从而确认其作为中间极性的状态。法我们分析了来自RXTE的36，240个X射线数据。频率分析用于限制时间变化，光谱分析用于表征发射和吸收特性。结果X射线自旋周期为512.4（3）s，具有强的一次谐波。在5.6 h的候选轨道周期处没有检测到调制，但是在候选11.3 h周期处存在相干调制。该光谱与37 keV的韧致辐射连续谱一致，其中6.4 keV的铁谱线被等效氢柱密度约为10^22个原子cm^-2所吸收。结论.确认Swift J 0732 -1331为中间极性。
2007-10-11 astro-ph
A Serendipitous XMM-Newton Observation of the Intermediate Polar WX Pyx
我们简要地描述了一个偶然的观察很少研究的中间极性WX Pyx使用XMM-牛顿。X射线自旋周期为1557.3秒，证实了1996年发表的光学周期。从自旋轨道旁瓣分量的分离推断出轨道周期约为5.54小时。软带和硬带的自旋折叠光变曲线近似为正弦曲线。最佳拟合光谱与约18千电子伏的韧致辐射温度一致。约300 eV的上限被分配给Fe线发射的存在。WX Pyx位于TX和TV Col附近的P_spin-P_orb平面。
2004-12-16 astro-ph
The 1996 dwarf nova outburst of the intermediate polar GK Persei
英仙座GK是一颗中等强度的极地行星，大约每1000天就会爆发一次矮新星。在以前的爆发中，该系统在X射线发射中显示出千秒准周期振荡（QPO）。这些振荡是独特的，因为它们比通常在圆盘馈送激变变量中观察到的QPO长一个数量级。我们在1996年爆发期间收集的分光光度计中检测到了这些QPO的光学对应物。这些QPO的多普勒展宽的发射线起源于高超声速吸积流的存在下，使我们能够把有用的约束QPO源的位置和它的形成机制。
1999-01-25 astro-ph
HT Camelopardalis: The simplest intermediate polar spin pulse
中间极性HT Cam是不寻常的，因为它在其光谱中没有密集吸收的证据。我们分析了这颗恒星的XMM-牛顿观测，证实了吸收的存在，并表明X射线自旋脉冲是能量无关的。调制产生完全从掩星效应，可以复制一个简单的几何模型，其中较低的吸积足迹比上一个微弱。我们认为，缺乏不透明的吸积柱HT凸轮，也EX Hya和V1025岑，结果从一个低吸积率，由于它们是在激变变周期间隙以下。
2005-03-23 astro-ph
The accretion flow in the discless intermediate polar V2400 Ophiuchi
RXTE观测证实，V2400 Oph的X射线光变曲线在拍频周期上呈脉冲状，正如在无盘中间极地中所预期的那样。在轨道或自旋周期中没有X射线调制，但光学线轮廓随所有三个周期而变化。我们构建了一个模型的线轮廓的变化，在一个discless吸积，吸积流翻转的想法的基础上，从一个磁极到其他的，并表明，这占所观察到的行为的自旋和拍周期。在轨道周期上的最小变化意味着：1）V2400 Oph的倾角仅为~10度; 2）大部分吸积流不是相干流，而是围绕着白矮星，可能是一个密度更大的反磁性斑点环。我们讨论了光，这在中间极盘形成的棚。
2002-01-29 astro-ph
Pulsations and orbital modulation of the intermediate polar 1WGA J1958.2+3232
我们目前的光度学，光谱学和旋光，以及ASCA的X射线观测，最近发现的中间极性1 WGA J1958.2+3232。通过第一次探测到的光学拍频，我们证实了先前的试探性建议，即白矮星的自旋周期是X射线和光学脉动周期的两倍，我们也证实了在每种情况下。我们首次在U，B，V，R和I波段中检测到轨道调制，并建议真正的轨道周期是先前建议的-1d别名。我们还确认在这个系统中的圆偏振的存在下，检测一个可变的偏振，在每个B和R波段具有相反的符号。双峰脉冲轮廓和相反符号的极化脉冲表明，1 WGA J1958.2+3232通过一个相对靠近白矮星被截断的圆盘吸积到两个磁极上。
2002-01-08 astro-ph
Stream-fed Accretion in Intermediate Polars
我审查的观测证据流喂吸积在中间极。最近对无盘系统V2400 Oph的研究证实了流馈吸积的极翻转模型，但这仅适用于少数流。大部分的流动是以斑点的形式围绕着白矮星，这种状态可能是其他IP中圆盘形成的前兆。我还讨论了具有非常长的自旋周期的系统，V1025 Cen和EX Hya的工作。在V1025 Cen中存在着支持和反对流喂式吸积的争论，在得出关于该系统的结论之前，还需要进一步的工作。
2002-01-29 astro-ph
Why does the intermediate polar V405 Aurigae show a double-peaked spin pulse?
御夫座V405是一颗中极星，在软X射线中呈现双峰脉动，在硬X射线中呈现单峰脉动。从XMM-牛顿观测，我们发现软带是由黑体辐射从加热白矮星表面占主导地位。当任何一个磁极指向我们时，这种发射达到最大值，解释了双峰脉动。脉冲的对称性要求磁轴和自旋轴之间的角度很大。硬X射线中的单峰脉动可以用通常的方式解释，这是吸积幕不透明的结果。然而，高偶极倾角意味着吸积幕几乎在平面上。因此，幕的外部区域并不穿过吸积足迹的视线，这解释了许多中间极性的深吸收倾向特征的缺乏。这种脉动的磁轴轮廓要求磁轴偏离白矮星中心。我们还注意到在这颗星的双峰光发射。我们认为V405 Aur的自旋脉冲与其他中间极的自旋脉冲之间的差异是其高偶极倾角的结果。
2004-05-28 astro-ph
Infrared spectroscopy of cataclysmic variables - II. Intermediate polars
我们提出了中间极性PQ Gem（RE 0751 +14），BG CMi和EX Hya的红外（0.97-2.45微米）光谱。光谱显示出来自吸积盘/流的强Paschen、Brackett和HeI发射线。PQ Gem和BG CMi的红外线连续谱可以分别用温度为4500 K和5100 K的黑体来表示，或者分别用形式为f_nu \propto nu^（0.6，0.9）的幂律来表示，并且没有显示出二级星特征的证据。EX Hya的连续谱由红矮星的水纹带所限定，其光谱类型为~M3。尽管表现出圆极化，PQ Gem和BG CMi没有表现出回旋峰的证据，因此我们无法测量它们的磁场强度;任何回旋辐射的存在必须贡献小于~ 3%的红外连续通量。
1996-09-06 astro-ph
The transition phase in Nova Muscae 1998, the dust formation in classical novae and a possible link to intermediate polar systems
我们目前的连续CCD测光的苍蝇新星1998年在17个晚上主要是在过渡阶段的年轻新星的光变曲线。我们发现了一个周期为0.16930天的周期振荡。这一结果对于理解某些经典新星光变曲线中的这一特殊阶段非常重要。我们还注意到一个可能的连接之间的过渡/尘埃阶段的新星光变曲线和中间极地系统。
1999-05-28 astro-ph
XMM-Newton observations of the complex spin pulse of the intermediate polar PQ~Geminorum
中间极双星PQ显示出复杂的脉动，由旋转的白矮星引起，随波长显著变化。我们报告XMM-牛顿观测，包括软，硬X射线波段和第一个紫外光变曲线的这颗星。我们更新了PQ宝石的星历表，使我们能够将这些数据与从光学到X射线的光变曲线的汇编对齐。建立在以前的作者的工作，我们展示了一个模型，在该模型中，吸积流沿倾斜的场线，在正确的倾斜度，可以解释的主要特点的光变曲线在所有波段。我们讨论了如何倾斜的场线涉及到自旋的白矮星旋转。
2006-03-23 astro-ph
1RXSJ062518.2+733433: A bright, soft intermediate polar
本文给出了ROSAT全天巡天源1RXSJ062518.2+733433的50小时时间分辨R波段测光结果。Wei等人（1999）将其来源确定为一个激变变星。我们的测光，在2003年2月11日和2003年3月21日之间的10个晚上，揭示了两个稳定的周期在19.7874和283.118分钟，这被确定为可能的自旋和轨道周期的二进制。因此，我们将1RXSJ062518.2+733433归类为中间极性。对RASS X射线观测结果的分析表明，X射线通量的变化率为100%，并且可能存在软X射线过剩。因此，新的IP加入了迄今为止只有四名成员的罕见的软IP组。
2003-04-17 astro-ph
Mapping quasi-periodic oscillations from the outbursting intermediate polar GK Persei
我们提出了时间分辨分光光度法的GK每上升到爆发最大值，在其中我们检测到5000秒QPO的光发射线。我们利用这个机会提供一个运动学解决的现象分析。观测结果与后处理关闭内吸积盘内的气体轨道的斑点是一致的，并发现了QPO源在轨道时间尺度上向致密星迁移的证据。
1996-08-22 astro-ph
K-band spectroscopy of the intermediate polar XY Ari
本文给出了中间极性XY Ari的K波段红外光谱。光谱证实了XY Ari的激变二元性质，显示出HeI（2.0587微米）和HI的Brackett和帕邢系发射线。这些线的广泛性质表明起源于吸积盘。光谱强烈变红的分子云Lynds 1457内的吸收，并显示出突出的吸收功能，从二级恒星，我们确定的光谱类型的M0 V的次级。次级贡献了80 +/- 6%的K波段光。我们推导出一个视觉消光XY阿里Av = 11.5 +/- 0.3和距离d=270 +/- 100 pc，放置XY阿里背后的分子云。
2001-06-20 astro-ph
V4745 Sgr -- a nova above the period gap and an intermediate polar candidate
对2003 - 2005年23个夜晚的V4745 Sgr（Nova Sgr 2003#1）CCD非滤光测光进行了周期分析。测光数据以0.20782 +- 0.00003 d（$4.98768 +- 0.00072 h）的周期进行调制。根据相位光变曲线的形状和所有数据集中存在的周期性，其值没有明显的变化，我们将这种周期性解释为轨道性质，这与周期间隙上方的灾难性变量一致。我们发现了一个可能的短期周期0.017238 +- 0.000037 d（24.82272 +- 0.05328 m），我们将其解释为白矮星可能的自旋周期或轨道和自旋周期之间的拍周期。因此，我们建议新星V4745 Sgr应被归类为中间极性候选者，支持过渡振荡新星和中间极性之间的联系。激变变星的质量-周期关系得出次级质量约为0.52 +-0.05 M_solar。
2006-06-12 astro-ph
Solving the kilo-second QPO problem of the intermediate polar GK Persei
我们检测到可能的光学对应物，以前报道的X射线QPO分光光度法的中间极GK英仙座在1996年矮新星爆发。特征时间尺度在4000- 6000 s之间。虽然QPO是一个数量级长于其他矮新星中检测到的，我们表明，一个新的QPO模型是不需要解释观察到的长时间尺度。我们证明了观测结果与振荡是一致的，振荡是正常时间尺度的QPO与白矮星的自旋周期跳动的结果。我们确定的光谱类的同伴是一致的，其静态分类，并没有发现显着的证据，其内面照射。我们在谱线通量、V/R比和多普勒展宽发射剖面中探测到了白矮星的自旋周期。
1999-01-21 astro-ph
VLT/FORS spectroscopy of faint cataclysmic variables discovered by the Sloan Digital Sky Survey
我们提出了中等分辨率VLT/FORS 2光谱的斯隆数字巡天发现的6个激变变量。我们确定了SDSS J023322.61+005059.5的轨道周期（96.08 +/- 0.09 min），SDSS J091127.36+084140.7（295.74 +/- 0.22 min），SDSS J103533.02+055158.3（82.10 +/- 0.09 min）和SDSS J121607.03+052013.9（最可能为98.82 +/-0.16分钟，但92 min和107 min的一天假值也是可能的）。这里测得的四个轨道周期中有三个接近观测到的激变变星75- 80分钟的最小周期，表明SDSS发现的这些天体的总体性质与通过其他手段发现的激变变星的性质有很大不同。SDSS J023322.61+005059.5的额外测光揭示了大约60分钟的周期性，我们将其解释为白矮星的自旋周期，这表明该系统是一个具有低吸积率的中间极性系统。SDSS J103533.02+055158.3的周期正好在观测到的最小值处，光谱由冷白矮星主星主导，并显示出深食，因此是精确确定系统参数的极好候选者。SDSS J121607.03+052013.9的光谱轨道的速度振幅只有13.8 +/- 1.6 km/s，这意味着这个系统有一个极端的质量比。从几个物理约束，我们发现，这个对象必须包含一个高质量的白矮星或棕矮…
2006-09-07 astro-ph
