XMM-Newton Observations of Recent Galactic Novae
我们报告的意见，最近的银河系经典新星，进行XMM-牛顿。他们中的一些人显示在整个范围内从0.2至8.0千电子伏的排放，爆炸后3年。Nova Oph 1998在爆炸后不到3年就显示出明显的吸积恢复的证据，表明在新星爆发后激变变星的快速恢复。在另一种情况下，Nova Sgr 1998，如果发射是在喷出物和/或吸积流中产生的，就很难解开。
2004-10-05 astro-ph
V4633 Sgr - a probable second asynchronous polar classical nova
在1998-2005年期间对V4633 Sgr（1998年人马座新星）的测光观测揭示了存在一个稳定的测光周期，P1=180.8 min，这可能是潜在的双星系统的轨道周期。第二个周期出现在该物体的光变曲线中，持续了六年。在新星爆发后不久，它被测量为P2=185.6分钟。在接下来的几年里，它单调下降，在2003年达到P2=183.9分钟。2004年，它不再被发现。我们认为，第二个周期性是这个系统的磁性白矮星的自旋，几乎同步旋转的轨道革命。根据我们的解释，新星V4633 Sgr的爆发后演化遵循与V1500 Cyg（1975年天鹅座新星）在该新星爆发后所采取的类似的轨道，在更长的时间尺度上。这种膨胀现象可能是新星爆发导致白矮星光球层显著膨胀的结果。恒星转动惯量的增加与其自转速率的相应降低有关。我们的观测一直跟随着白矮星的旋转，这是由于恒星慢慢地回到爆发前的状态时，它的外壳收缩造成的。因此，它是第二颗已知的非同步极区经典新星。
2008-05-10 astro-ph
Fall-back crust around a quark-nova compact remnant I: The degenerate shell case with applications to SGRs, AXPs and XDINs
我们探讨夸克新星场景中夸克星周围喷射碎片的形成和演化，以及软伽马射线中继站（SGR）和异常X射线脉冲星（AXP）的应用。如果一颗孤立的中子星爆炸成为夸克新星，一个由简并物质组成的富铁壳层就会从其回落（地壳）物质中形成。我们的模型可以解释SGR和AXP的许多观测特征，例如：（i）两种类型的爆发（ii）爆发期间和之后的自旋上升和自旋下降事件，伴随着$\dot{P}$的持续增加;（iii）节礼日爆发的能量学，SGR 1806 $+$ 20;（iv）在SGR 1900 $+$ 14中观察到的铁谱线的存在;（v）爆发事件和静止阶段期间远红外线和X射线通量之间的相关性;（vi）在巨爆发期间在SGR中观察到的硬X射线成分;（vii）SGR/AXP与其超新星遗迹之间的年龄差异。我们还发现，在我们的模型中，预测只有最年轻的SGRs/AXP是最有可能表现出强烈的爆发SGRs和AXP之间的自然进化关系。X射线暗隔离中子星（XDIN）的许多特征也在我们的模型中得到了解释，例如：（i）两分量黑体谱;（ii）300 eV附近的吸收线;（iii）过量光发射。
2007-09-27 astro-ph
Spectroscopic monitoring of the transition phase in nova V4745 Sgr
我们提出了一个光谱监测的瞬变新星V4745人马座（新星Sgr 2003 #1），包括十个月后发现。在此期间，光变曲线表现出良好的表达瞬态阶段的形式，六rebrightenings，和所提出的数据集是一个最好的光谱覆盖的经典新星在过渡阶段。低分辨率和中分辨率光谱显示，大多数谱线切换回强P-Cyg配置文件在小型爆发，类似的光谱后，大爆发。我们解释所观察到的现象的证据“回声爆发”的情节造成的二次质量喷射，并提出在经典新星的过渡阶段是由重复的不稳定性的氢壳燃烧的表面上的白矮星。根据现有的光变曲线数据，我们估计该系统的绝对星等约为-8.3 +/- 0.5等。所有的分光光度证据都指向一个非常低的（E（B-V）< 0.1）星际红化，导致粗略的距离估计为V4745 Sgr（9 kpc < d < 19 kpc）。
2004-08-24 astro-ph
A search for radioactive 26Al in the nova-like variable V4332 Sagittarii
我们在类新星源V4332Sgr中寻找了重要的放射性同位素26Al。伽马射线天文学的最新研究结果表明，从26 Al到26 Mg的衰变产生的1.809 MeV的伽马射线光子遍布银道面。虽然这种发射源的位置还不清楚，但新星被认为是一个重要的贡献源。在这种情况下，V4332 Sgr提供了一个难得的机会来观测研究新星或类新星源是否合成26 Al以及合成到什么程度。近红外波段的强AlO带最近已被报道在这个对象。由于不同同位素组成的分子谱带很容易被光谱解析（例如12 CO和13 CO），因此认为与26 Al和稳定的27 Al相关的AlO组分可以作为单独的谱带被检测到。我们的光谱表明，在V4332 Sgr中没有强烈的26 Al存在。确定了26Al/27Al比值的可靠上限为0.10，这构成了在潜在的26Al生产源中该比值的第一个观测约束。虽然V4332 Sgr不是典型的新星，但它的爆发幅度和光变曲线行为与新星非常相似。因此，虽然V4332 Sgr的结果不能直接推广到新星，但观察到的26 Al/27 Al比的限制可能是一个有用的输入，用于限制新星/类新星源中26 Al生产的不确定核合成模型。通过比较在V4332 Sgr中观测到的26 Al/27 Al比与经典新星中的预期值，V4332 Sgr的祖先似乎不太可能是氧氖镁白矮星。
2004-06-21 astro-ph
XMM-Newton slew survey discovery of the nova XMMSL1 J070542.7-381442 (V598 Pup)
为了捕捉新的X射线瞬变，当它们仍然明亮时，XMM-Newton在目标之间转换时采集的数据正在被处理，并在转换数据出现在XMM-Newton档案中时与其他X射线观测结果交叉相关。2007年10月9日，在以前没有看到X射线源的位置检测到一个明亮的源，XMMSL 1 J070542.7-381442。XMM转换数据和麦哲伦粘土6.5米望远镜获得的光学数据被用来对新物体进行分类。没有探测到超过1 keV的XMM转换X射线计数，并且可以看到该源比ROSAT全天巡天在该位置的上限亮约750倍。通常m（V）~16的恒星，USNO-A2.0 0450-03360039，位于距离X射线位置3.5”处，在我们的麦哲伦数据中看到亮度大大增强。我们的光谱显示了发射线，确定了光源是极光阶段的新星。因此，这个光源无疑是X射线源的祖先-一颗新的新星（现在也被称为V598 Pup）。X射线光谱显示新星处于超软状态（kT（eff）~ 35 eV）。我们估计到新星的距离约为3 kpc。对档案机器人光学测量数据的分析显示，快速衰减的光变曲线与预期的非常快的新星一致。XMM-牛顿转换数据提供了一个强大的机会，可以在它们仍然明亮的时候找到新的X射线瞬态物体。在这里，我们提出了第一个这样的来源发现的近实时转换数据的分析。
2008-03-04 astro-ph
Nova Sagittarii 1998 (V4633 Sgr) - a permanent superhump system or an asynchronous polar?
本文报道了1998-2000年对人马座V4633的观测结果。在三年的观测中，光变曲线中出现了两个光度周期：一个稳定在P=3.014 h，这可能是基本双星系统的轨道周期，另一个相干性较低，比前者长约2.5%。后者的周期性可能是一个永久的超级驼峰，或者是一个几乎同步的磁系统中的白矮星的自旋周期。第三个时期，在P=5.06天，对应于两个时期之间的节拍可能是在1999年。我们的研究结果表明，质量转移的过程中发生的双星系统，因为不迟于两个半月后的新星爆发。根据我们的光谱测量和已发表的光度数据，我们得到了E（B-V）~0.21的星际红化，并估计到这颗新星的距离为d~9 kpc。
2001-09-10 astro-ph
V4643 Sagittarii or Nova Sagittarii 2001 was discovered in outburst at 7.7 mag. on 2001 February 24. Here, we present near-infrared results of this fast classical nova obtained in the early decline phase in 2001 March followed by optical observations about one month later. Subsequently we also present near-infrared spectra taken later in the nova's evolution, about four months after the outburst, when V4643 Sgr had entered the coronal phase. The spectra in the early decline phase are dominated by emission lines of the HI Brackett series and also the Paschen beta and gamma lines. We study the c…
2006-02-07 astro-ph
V5116 Sgr, an Eclipsing Supersoft Post-Outburst Nova?
V5116 Sgr（Nova Sgr 2005 No. 2），发现于2005年7月4日，于2007年3月被XMM-牛顿观测到，在光学爆发后20个月。X射线光谱显示，这颗新星已经演化成一个纯粹的超软X射线源，在能量超过1 keV时没有明显的辐射。X射线光变曲线显示通量的突然减少和增加约8倍。这与Dobrotka等人（2007年）提出的2.97小时的轨道周期一致，尽管观测持续的时间比整个周期略长。我们估计到V5116 Sgr的距离为11+/-3 kpc。一个简单的黑体模型并不能正确地拟合EPIC光谱，其约化卡^[2]>4。相比之下，有一个富含氖的白矮星大气模型提供了很好的拟合，其nH=1.3（+/-0.1 e21 cm^-2），T=6.1（+/-0.1 e5 K），L=3.9（+/-0.8 e37（D/10 kpc）^2 erg/s（在高通量时期）。这与白矮星外壳中残留的氢燃烧是一致的。在低通量和高通量期间，白矮星大气温度是相同的，排除了X射线源随着通量起源的变化而发生内在变化的可能性。我们推测，X射线光变曲线可能是由一个大倾角系统中的非对称吸积盘部分覆盖造成的。
2008-01-25 astro-ph
Spiral waves and the secondary in the novalike variable, V3885 Sgr
介绍了新星变星V3885 Sgr的七个夜晚的蓝光谱。谱线显示了H γ、H β和He I的宽吸收和发射的典型组合，这与吸积盘有关。我们还观察到反相窄发射，我们归因于辐射的第二颗星。He II 4686和N III-C III-C IV发射线缺乏结构，很可能是在外流中形成的。我们测量了吸收线和发射线的径向速度变化，从中我们拟合出轨道周期为4.97126+/-0.00036h。从盘和伴星的速度半振幅，我们能够限制双星质量比q>0.7。相位折叠光谱提供了整个轨道周期的密集覆盖。氢和He I线的多普勒断层图像揭示了吸积盘和辐射供体星中的螺旋结构。我们相信这是第一个明确的检测螺旋波的novalike变量。
2005-07-21 astro-ph
We present the results of 11 nights of CCD unfiltered photometry of V4743 Sgr (Nova Sgr 2002 # 3) from 2003 and 2005. We find two periods of 0.2799 d ~ 6.7 h and 0.01642 d ~ 24 min in the 2005 data. The long period is also present in the 2003 data, but only weak evidence of the shorter period is found in this year. The 24-min period is somewhat longer than the 22-min period, which was detected from X-ray observations. We suggest that the 6.7-h periodicity represents the orbital period of the underlying binary system and that the 24-min period is the beat periodicity between the orbital period …
2006-04-20 astro-ph
SGR 1806-20 about two years after the giant flare: Suzaku, XMM-Newton and INTEGRAL observations
2004年12月，软伽马射线中继站SGR 1806-20发出了有史以来观测到的最强大的巨型耀斑。这可能涉及磁层的大规模重排，导致其X射线发射特性的可观测变化。在这里，我们介绍了SGR 1806-20的第一个朱雀观测结果，以及几乎同时使用XMM-牛顿和INTEGRAL进行的观测。源似乎已经达到了一个状态，其特点是通量接近耀斑前的水平，并由一个相对较软的频谱。尽管如此，SGR 1806-20在巨大耀斑之后仍然非常活跃，使我们能够研究朱雀观测到的1-100 keV范围内的几次短爆发。我们讨论了宽带光谱特性SGR 1806-20，包括持久性和爆发性发射，在磁星模型的背景下，并考虑其最近的理论发展。
2007-10-15 astro-ph
High speed photometry of faint Cataclysmic Variables: II. RS Car, V365 Car,] V436 Car, AP Cru, RR Cha, BI Ori, CM Phe and V522 Sgr
介绍了8颗暗弱激变变星的短时标光度性质。Nova Carinae 1895（RS Car）的光度调制为1.977 h，可能是轨道周期或超级驼峰周期。Nova Carinae 1948（V365 Car）显示闪烁，但任何轨道调制都有超过6小时的周期。类新星变星和X射线源V436 Car的轨道调制为P（orb）= 4.207 h，在2.67 h附近没有可探测的周期（这之前给了它一个可能的中间极地分类），矮新星振荡（DNOs）约为40 s。Nova Crucis 1936（AP Cru）在P（orb）= 5.12 h处具有双峰椭球调制，在1837 s处具有中间极性的稳定调制特征。Nova Chamaeleontis 1953（RR Cha）是一个P（orb）= 3.362 h的ecliping系统，但有时在3.271 h出现负超峰，在3.466 h出现正超峰。此外，它在1950年代有一个稳定的周期，具有中极性的特征. BI Ori是一颗矮新星，我们在静止和爆发时观察到，没有检测到任何轨道调制。CM Phe是一个新星样变量，我们确认Hoard，Wachter和Kim-Quijano（2001）的P（orb）= 6.454 h。我们已经确定了新星Saggitarii 1931（V522 Sgr）的残余，其闪烁源比先前提出的候选者（我们发现是不变的）暗约2.2等。
2002-04-29 astro-ph
V4334 Sgr (Sakurai's Nova): The Distance Problem
行星状星云PN G010.4+04.4的中心恒星V4334 Sgr（樱井新星）在1995-1996年经历了一次非常晚的氦闪光。它代表了现代天文学时代两个这样的事件之一（第二个事件是V605 Aql = Nova Aql 1919）。所有其他这类突出的物体都起源于几千年前发生的事件（例如A30，A78）。因此，恒星演化理论对模拟过去四年中获得的详细观测结果特别感兴趣。这些模型基本上依赖于基本的恒星参数，如有效温度，表面重力和恒星半径。它们中的大多数强烈地依赖于到物体的假定距离。一些模型可能会对这个参数给出一些约束，但大多数模型都依赖于假设作为输入参数。因此，确定一个可靠的距离是相当重要的，这应该通过模型，给我们的下限和上限，或通过独立于模型的手段来获得。利用目前所能得到的各种测定方法，详细评述了银河系前景消光系数E（B-V）= 0.75+/-0.05，距离D =2.0（-0.6;+1.0）kpc。
2001-05-08 astro-ph
V4140 Sgr: a short period dwarf nova with a peculiar behavior
本文报道了1991 - 2001年V4140星的CCD测光时间序列。分析表明，该天体在1992年爆发后一直在下降，2001年再次爆发。业余天文学家收集的历史光变曲线显示，低振幅（1-2等）爆发持续5-10天，每80-90天重复一次，证实了它的矮新星性质。我们得出一个爆发下降的时间尺度为1.2天等$^{-1}$。日食映射技术被应用到静止和爆发的数据，以获得吸积盘表面亮度图。通过与用于限制与疏散星团的距离的方法类似的方法获得$d = 170 \pm 30$ pc的距离。从这个距离，光盘径向亮度温度分布确定。在静态光盘的温度变化从$6 000$ K在内部区域的$3 000$ K附近的外部光盘和平坦的比$T \propto r^{-{3/4}}$法律的光学厚稳态光盘。爆发主要发生在中间和外部盘区域的亮度显着增加。在爆发期间，盘的温度在所有盘半径处保持在临界有效温度$T_{\rm crit}$以下。静止期和爆发期的径向温度分布与其他轨道周期相近的矮新星有明显的不同。这些结果不能在椎间盘不稳定模型的框架内解释。我们认为V4140 Sgr的小振幅爆发是由次级星的质量传递速率增强引起的。
2005-03-22 astro-ph
The Spectrum of the Black Hole X-ray Nova V404 Cygni in Quiescence as Measured by XMM-Newton
本文介绍了天鹅座V404黑洞X射线新星在静止状态下的XMM观测结果。它的静态频谱可以用斜率为2的简单幂律最好地拟合。的光谱是一致的预期对流为主的吸积流（ADAF）。天鹅座V404的光度与钱德拉之前的观测结果大致相当。我们在观察过程中看到了4倍的变异性。我们没有发现荧光或H-样/He-样铁发射的存在下，上限分别为52 eV和110 eV的证据。对荧光发射的限制比以前的估计提高了15倍，对类H/类He发射的限制比模型预测的低大约2倍。
2007-06-18 astro-ph
Variability and multi-periodic oscillations in the X-ray light curve of the classical nova V4743 Sgr
经典新星V4743 Sgr在2003年4月4日被XMM-牛顿观测了大约10小时，在光学极大值之后的6.5个月。此时，这颗新星已经成为有史以来观测到的最明亮的超软X射线源。我们提出的时间序列分析的结果进行X射线光变曲线在这次观察中，并在以前较短的观察与钱德拉16天前。两次都观察到了强烈的变化，振幅高达总通量的40%。在变异的结构中，可以在两个观测结果之间找到相似之处。大部分的变化是很好地表示为一组低于1.7兆赫的离散频率的振荡的组合。在两次观测之间的16天时间间隔内，至少有5个频率是恒定的。我们认为，在0.75 mHz及其一次谐波处的光变曲线功率谱中的a周期与系统中白矮星的自旋周期有关，而其它观测到的频率则是非径向白矮星脉动的特征。在XMM-牛顿光变曲线中也发现了一个可能的24000秒周期的信号：一个半周期被清楚地识别出来。这个周期与在光源的光学光变曲线中发现的24278 s周期一致，并被认为是新星双星系统的轨道周期。
2006-07-07 astro-ph
XMM-Newton detection of Nova Muscae 1991 in Quiescence
用XMM-牛顿探测器在静止状态下探测到了软X射线瞬态GU Mus。该源非常微弱，0.5-10.0 keV未吸收通量为$\simeq 1.1 \times 10^{-14}$ ergs cm $^{-2}$ s $^{-1}$。光谱很好地符合吸收幂律，光子指数为$ α= 1.6 \pm 0.4$，接近于1991年8月光源处于低/硬态时的值。从我们观测到的光度来看，静止状态的辐射似乎不太可能是由次级恒星的日冕X射线所主导的。通量也似乎是在协议与ADAF模型的BH-瞬态在静止。
2002-06-07 astro-ph
A XMM-Newton observation of Nova LMC 1995, a bright supersoft X-ray source
Nova LMC 1995，以前在1995-1998年期间被ROSAT探测到，2000年12月再次被XMM-牛顿作为发光超软X射线源观测到。这颗新星提供了观察热白矮星光谱的可能性，在壳中燃烧氢，而不是像其他超软X射线源那样被风或星云发射所遮挡。尽管在E<0.5 keV时EPIC仪器的校准存在不确定性，但使用局部热核平衡的大气模型，我们得出T（eff）= 400，000 - 450，000 K，L（bol）=2.3 x 110（-14）0（37）erg cm（-2）s（-1），我们证实C丰度没有显著增加。RGS光谱没有显示出风或星云的发射线，但白矮星的吸收线无法分辨。在0.6-10 keV范围内的通量上限为10（-14）erg cm（-2）s（-1）。在光变曲线中没有快速或大的变化，但我们在功率谱中发现在5.25小时处的峰值。
2003-05-16 astro-ph
XMM-Newton observations of Nova LMC 2000
我们报告的三个X射线观测的新星LMC 2000与XMM在17，51和294天后，分别最大。X射线光谱拟合显示吸收柱和X射线光度的一致减少。没有探测到超软X射线发射。抛射壳的质量被确定为（小于）7.5*E-5 msun。虽然数据稀少，但一个有趣的相关性变得明显：具有长持续时间的超软X射线相位的源比具有短或没有超软X射线相位的源具有更短的轨道周期。考虑到（i）为了点燃H燃烧必须吸积足够的物质，以及（ii）当剩余材料的质量（在壳体喷射和燃烧之后）下降到低于某个极限时，H燃烧停止，在该极限下，包层底部的温度对于壳体燃烧来说太低而不能补偿来自表面的能量损失，这可以理解。
2003-04-26 astro-ph
High Speed photometry of faint Cataclysmic Variables: I. V359 Cen, XZ Eri, HY Lup, V351 Pup, V630 Sgr, YY Tel, CQ Vel, CE-315
本文介绍了对暗弱激变变星进行光度测量的第一批结果。V359 Cen是一颗SU UMa星，周期为112 min。即使在静止期观测，这颗老新星的质量转移速率可能足够高，以至于在这样一个短周期系统（其隐含的小质量比）中，圆盘可能被激发成椭圆形，结果是观测到的亮度调制给出了一个超级峰周期，而不是轨道周期。XZ Eri是一颗食矮新星，轨道周期（P（orb））为88.1分钟。HY Lup只有轻微的变化。船尾座V351是船尾座新星1991的残骸，其P（orb）= 2.837 h，光变曲线与天鹅座新星1975非常相似。V630 Sgr是第一颗同时拥有正超峰（P（sh）= 2.980 h）和食（P（orb）= 2.831 h）的新星遗迹。YY Tel的标识有些不确定。CQ Vel的正确标识是从其闪烁活动的发现中提供的。CE-315是最近发现的一颗AM CVn型恒星，它的光变曲线与GP Com相似，没有明显的轨道调制。
2001-07-26 astro-ph
XMM-Newton observation of the brightest X-ray flare detected so far from SgrA*
本文报道了2002年10月3日利用XMM-Newton对SgrA* 观测到的最亮的X射线耀斑的高信噪比观测，耀斑持续时间短于1小时（~ 2.7 ks）。光变曲线相对于峰值耀斑几乎是对称的，并且检测到软和硬X射线范围之间没有显著差异。整个耀斑光谱可以很好地用吸收的幂律表示，其软光子光谱指数为Gamma=2.5+/-0.3，2-10 keV的峰值亮度为3.6（+0.3-0.4）x 10^35 erg/s，即比Sgr A* 静态值高160倍。在耀斑期间没有观察到明显的光谱变化。这个X射线耀斑与目前报道的其他明亮耀斑有很大的不同：它更明亮、更柔和。目前的耀斑特性的准确测定的挑战目前的解释内发生的物理过程的非常接近的环境SgrA* 带来了非常强的约束理论耀斑模型。
2003-07-07 astro-ph
Dust and Molecules in V4743 Sgr
我们给出了最近新星V4743 Sgr的CO（1- 0）和SiO（3- 2）转动跃迁的1.2 mm连续谱图像和谱线观测。新星在1.2毫米处被探测到，显示出可变的毫米发射。CO的T_A ~* = 0.06K，SiO的T_A ~* = 0.03K。我们讨论的结果，有利于灰尘从最近的爆发前的一个阶段的毫米发射的性质作为可能的辐射源。我们还评论的可能性，从电离壳的自由自由发射的测量毫米辐射的来源。
2003-02-12 astro-ph
XMM-Newton observation of the Soft Gamma Ray Repeater SGR 1627-41 in a low luminosity state
2004年2月和9月，XMM-牛顿对包含软伽马射线中继器SGR 1627-41的天空区域进行了三次观测。探测到SGR 1627-41的吸收通量约为9 x10 ^{-14} erg cm^{-2} s^{-1}（2-10 keV）。对于11千秒差距的距离，这相当于~ 3 × 10 ^{33}尔格·秒^{-1}的光度，这是迄今为止观测到的最小的软伽马重复源，可能与该源的长时间不活动有关。观测到的通量比钱德拉在2001-2003年观测到的要小，这表明源仍在衰落，尚未达到稳定的静止水平。光谱同样很好地符合陡峭的幂律（光子指数3.2）或温度kT~ 0.8keV的黑体。我们还报告了位于SGR 1627-41 ~10'处的INTEGRAL瞬态IGR J16358-4726。它在2004年9月才被发现，光度约为4x 10 ^{33} erg s^{-1}（d=7 kpc），而在2004年2月，它至少比现在暗了10倍。
2006-01-25 astro-ph
The first XMM-Newton observations of the Soft Gamma-ray Repeater SGR 1900+14
2005年9月对SGR 1900+14进行了一次~50 kS的XMM-牛顿观测，在此之前的近三年时间里，没有从这个软伽马射线中继器中探测到爆发。0.8-10 keV的光谱与幂律加黑体模型很好地拟合，其中光子指数为1.9+/-0.1，温度kT=0.47+/-0.02 keV，N_H =（2.12+/-0.08 x10 ^22 cm^-2），与该源先前的观测结果相似。通量约为5x 10 ^{-12} erg/cm 2/s，比典型值暗2倍，是SGR 1900+14观测到的最小值。持续发射的长期衰落已被源的最近突发重新激活所中断。2006年4月进行的一次机会XMM-牛顿观测的目标显示通量高出约15%。这种变化并不伴随着光谱，脉冲分数和光曲线轮廓的显着变化。我们在两次观测的光谱中搜索了发射和吸收线，得到了否定的结果，并根据假设的线能量和宽度，在1-9 keV范围内的线的等效宽度，设置了50-200 eV（3 sigma）的严格上限。
2006-08-28 astro-ph
The calm after the storm: XMM-Newton observation of SGR 1806-20 two months after the Giant Flare of 2004 December 27
XMM-牛顿在2004年12月27日的巨大耀斑之后大约两个月观测到了软伽马中继器SGR 1806-20。与2003-2004年用同一仪器观测到的结果相比，脉冲分数和自旋下降率显着下降，光谱略有软化。这些变化可能表明中子星磁层的全球重新配置。光谱分析证实，除了幂律的黑体组件的存在下是必需的。由于这一额外的组成部分是一致的是恒定的，相对于早期的观察，我们探讨的可能性，描述的长期光谱演变，只是由于幂律变化。在这种情况下，幂律的斜率并没有显着变化，而巨大耀斑之后的光谱软化是由黑体对幂律分量的相对贡献的增加引起的。
2005-08-02 astro-ph
An XMM-Newton observation of the nova-like variable UX UMa: spatially and spectrally resolved two-component X-ray emission
在电磁波谱的光学和紫外区，大熊座UX是一个深度食的激变变星。然而，在ROSAT观测中没有探测到软X射线食。我们已经获得了38 ksec的XMM-牛顿观测，以进一步限制X射线的起源。光谱和定时信息的组合允许我们识别系统的X射线发射中的两个分量。软组件，占主导地位的光子能量低于2千电子伏，可以与多温度等离子体模型，是uneclipsed。硬分量在3 keV以上占优势，可用kT ~ 5 keV等离子体模型拟合，并出现深度遮蔽。我们认为，最有可能的来源的硬X射线发射在UX UMa，和其他系统在高质量传递状态，是边界层。
2004-01-10 astro-ph
The X-ray flaring activity of the galactic nucleus observed with XMM-Newton
我们报告的结果，XMM牛顿观测Sgr A*，辐射对应的大质量黑洞在我们的银河系的核心，在银河系中心区域的保证时间调查计划的框架内进行。2000年10月，钱德拉天文台发现了来自Sgr A* 的明亮X射线耀斑，这为理解该天体以及一般以低吸积率吸积的黑洞的工作过程开辟了新的视角。我们在这里报告的重要结果与XMM-牛顿上的Sgr A* 高能耀斑活动，我们讨论的模型和未来的观测前景的影响。
2003-10-06 astro-ph
XMM-Newton observations of the dwarf nova YZ Cnc in quiescence
我们目前的结果从XMM观测的矮新星YZ Cnc在静止状态。我们已经进行了详细的时间序列分析所产生的光变曲线。不寻常的是，我们没有检测到任何轨道调制的紫外线，只有边缘的证据，X射线调制的这一时期。虽然有峰值的X射线周期图在小于5000秒的周期，我们把它们归因于红噪声的影响，并分配给他们使用一种新的方法的意义。UV和光学波段的可变性也可以被建模为系统中的非周期性可变性（红噪声）的结果。有证据表明，紫外线和X射线通量是反相关的时间延迟约100秒，与紫外线滞后于X射线发射。这种反相关性是有趣的，但只存在于两个场合，每个持续数千秒。X射线光谱显示出与其他矮新星相似的发射特征，并且使用多温度发射模型进行了很好的拟合。我们测量到一个相对较高的X射线光度，约为1.4x10^{32}尔格/秒，尽管这与低的双星倾角是一致的。最后，我们发现了在拟合的Fe K线能量中可能存在-1200 km/s蓝移的证据，这可能表明在这个低倾角系统中存在外流。
2004-03-08 astro-ph
L & M band infrared studies of V4332 Sagittarii - detection of the water-ice absorption band at 3.05 microns and the CO fundamental band in emission
本文给出了类新星变星V4332 Sgr的L和M波段观测结果。得到了两个有意义的结果，即在3.05微米处异常探测到水冰和在4.67微米处探测到~（12）CO的基本谱带。冰的特征是第一次检测到的新星类变量，而CO的排放是很少看到的新星。这些结果，当与其他现有的数据一起考虑时，意味着V4332 Sgr可能是一个年轻的物体，被包含气体，尘埃和冰的拱星盘所包围。在这样的系统中发生类似新星爆发的原因尚不清楚。但是，由于行星被认为是在这样的盘中形成的，因此似乎有理由认为V4332 Sgr神秘的爆发可能是由于行星的坠落。我们还提供了一个更可靠的估计，一个时代的尘埃形成V4332 Sgr似乎发生在1999年晚些时候-近五年后，其爆发。
2004-09-16 astro-ph
X-ray hiccups from SgrA* observed by XMM-Newton. The second brightest flare and three moderate flares caught in half a day
在2007年春天，我们用XMM观测到了SgrA*，总曝光量约为230 ks。我们对这次活动中探测到的新的X射线耀斑进行了定时和光谱分析。为了以一致的方式研究耀斑光谱特性的范围，我们还使用相同的分析程序和最新的校准重新处理了以前报告的快速耀斑的存档XMM数据。在光谱拟合过程中考虑了尘埃散射。我们还使用钱德拉存档的SgrA* 静止状态的观测结果进行比较。在2007年4月4日，我们在大约1/2天的时间间隔内首次观测到X射线耀斑的发生率增强，一个明亮的耀斑之后是三个幅度更适中的耀斑。前一个事件代表了有记录以来Sgr A* 第二亮的X射线耀斑。这个新的明亮耀斑与2002年10月3日观测到的非常明亮的耀斑具有相似的光变曲线形状（几乎对称），持续时间（~ 3 ks）和光谱特征。在考虑尘埃散射效应的吸收幂律模型下，新耀斑的光谱参数为：N_H=12.3（+2.1，-1.8）e ~（22）cm ~（-2），γ = 2.3+/-0.3。以下三个中等耀斑的光谱参数拟合的总和，虽然较低，但在误差条内与明亮的耀斑是兼容的。在耀斑期间发现的柱密度，对于幂律，至少比从（尘埃）目视消光到SgrA*（AV~25等）预期的值高两倍。然而，我们的拟合与钱德拉获得的SgrA* 静态光谱表明，过剩的柱密度已经存在于非燃烧阶段。到目前为止，从SgrA* 观测到的两个最明亮的X射线耀斑显示出相似的软光谱。
2008-06-25 astro-ph
XMM-Newton discovery of 2.6 s pulsations in the soft gamma-ray repeater SGR 1627-41
经过近十年的沉寂，软伽马射线中继站SGR 1627-41于2008年5月28日重新激活，爆发事件之后，其持续发射的缓慢衰减增强。为了利用SGR的高通量状态寻找其未知的自旋周期，我们在2008年9月27日至28日使用XMM-牛顿卫星进行了120 ks长的X射线观测。在高于6-sigma的置信水平下检测到P = 2.594578（6）s的脉动，具有双峰脉冲轮廓。在2-12 keV范围内的脉冲分数分别为基波和二次谐波的19% +/- 3%和24% +/- 3%。观测到的2-10 keV能量的通量为3.4 E-13 erg/cm^2/s，仍然比静止的爆发前激活水平高出约5倍，并且光谱可以很好地用吸收幂律加黑体模型拟合（光子指数γ = 0.6，黑体温度kT = 0.5 keV，吸收nH = 1.2 E +23 cm^-2）。我们还探测到了一个弥漫的软X射线发射壳，这可能与年轻的超新星遗迹G337.0-0.1有关。
2008-12-10 astro-ph
XMM-Newton Observations of the Cataclysmic Variable GW Lib
XMM-牛顿观测的吸积，脉动白矮星在静止的矮新星GW天秤座进行，以确定是否非径向脉动存在于以前的紫外线和光学数据影响X射线发射。非径向脉动在同步光学监测器数据中很明显，但在脉动幅度上限为0.092 mags的X射线中未检测到。最适合X射线光谱的是低温扩散气体模型或多温度冷却流模型，具有强的OVIII线，类似于其他短周期矮新星，但温度范围低于正常短周期矮新星。缺乏脉动和光谱可能表明边界层没有延伸到白矮星的表面。
2007-06-22 astro-ph
The XMM-Newton view of the Galactic Centre
在X射线中，银河系中心（GC）区域表现为一个复杂的扩散热和非热X射线发射混合人口的发光离散源。在这里，我们提出了一些新的发现，从XMM-牛顿GC调查，特别是对Sgr A*，Sgr A东，无线电弧区，和一个新发现的X射线非热灯丝。
2002-12-19 astro-ph
Modeling the Dust Shell of V4334 Sgr
行星状星云PN G010.4+04.4的中心恒星V4334 Sgr（樱井新星）在1995-1996年经历了一次非常晚的氦闪光。它只是现代天文学时代的两个事件之一（第二个事件是V605 Aql = Nova Aql 1919）。所有其他这类突出的物体都起源于几千年前的事件（例如A30，A78）。因此，只能为这些对象建模快照。V4334 Sgr首次允许从一开始就动态考虑灰尘壳的形成。我们在这里提出了一个模型，它是能够描述完整的光度行为的对象，包括精细结构的光学光变曲线的下降在头两年的质量损失和尘埃形成。
2001-05-08 astro-ph
A XMM-Newton View of the Soft Gamma-ray Repeater SGR 1806--20: Long Term Variability in the pre-Super Giant Flare Epoch
软伽马射线中继站SGR 1806 -20的低能（<10 keV）X射线发射已经通过在过去两年中进行的四次XMM-牛顿观测进行了研究，后者是为了响应2004年10月5日观测到的一系列强硬X射线爆发而进行的。该源处于不同的活动状态：在2003-2004年期间，2-10千电子伏的通量比以前观察到的历史水平翻了一番。光度的长期上升伴随着光谱的逐渐硬化，幂律光子指数从2.2下降到1.5，以及爆发活动的增长。在四次观测中获得的脉冲周期测量结果与5.5x10e-10 s/s的平均自旋下降速率一致，高于前几年观测到的值。SGR 1806 -20的长期行为表现出光谱硬度和自旋下降率之间的相关性，以前只有通过比较不同来源（SGR和异常X射线脉冲星）的性质才能发现。最佳质量的光谱（2004年9月6日获得）不能用单一的幂律拟合，但它需要一个额外的黑体分量（kT=0.79 keV，R_BB = 1.9（d/15 kpc）^2 km），类似于在其他SGR和异常X射线脉冲星中观测到的光谱。在持久发射中没有发现谱线，其等效宽度上限在30-110 eV范围内。边缘的证据，在4.2千电子伏的吸收功能是目前在2004年9月至10月检测到的69个突发的累积频谱。
2005-04-04 astro-ph
XMM-Newton observation of MACHO 104.20906.960: a dwarf nova candidate with a 2 h period
被称为激变变星的双星是一种特殊的双星系统，其中主星（白矮星）通过罗氏瓣机制从次级恒星吸积物质。通常，这些物体的轨道周期为几个小时，因此可以进行详细的时间分析。在这里，我们提出了钱德拉${\it XMM}$ -牛顿观测的矮新星候选人确定在过去的光学观测对银河隆起和标记为104.20906.960。经过频谱分析后，我们使用Lomb-Scargle技术进行周期搜索，并使用Monte-Carlo模拟评估置信水平。在这种情况下，我们发现$X$射线源显示出$2.03_{-0.07}^{+0.09} $小时的周期（3个$σ$错误），因此它很可能是一个相互作用的物体系统。发现信号的调制具有$>$ 99%的置信水平。该谱可用X射线通量在$1.77_{-0.19}^{+0.16}\times10^{-13}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$的0.3- 10 keV能带内的两个热等离子体分量来描述。我们发现，源的距离约为1千秒差距，从而对应于一个光度$L_{X}\simeq 2\times 10^{31}$ erg s $^{-1}$。
2008-11-10 astro-ph
XMM-Newton observations of Sagittarius A East
我们提出了一个最近的XMM-牛顿观测Sgr A东，超新星遗迹位于靠近银河系中心的分析。非常高质量的X射线光谱揭示了许多发射线从高度电离的原子符合多温度薄的热等离子体电离平衡。我们使用一个双温度模型来拟合光谱，并推导出1千电子伏和4千电子伏的温度。在X射线源的中心有大量的铁，使得铁的丰度从核心的~4倍太阳能到外部区域的~0.5倍太阳能，这与其他金属如硫、氩和钙的相当均匀的分布形成对比，这些金属的丰度在1- 3的范围内。推导出的总能量，质量和丰度模式是一致的一个单一的超新星事件，无论是Ia型或II型起源，涉及一个相对低质量的祖星。一个弱的6.4 keV中性铁荧光线也被检测到，照明源最有可能是Sgr A东本身。Sgr A East的形态和光谱特征与Sgr A* 中假定的过去活动没有明确的联系。
2003-12-19 astro-ph
A Close Look at the Population of Supersoft and Quasi-Soft X-Ray Sources Observed in M31 with XMM-Newton
本文利用XMM-Newton获得的M31最深X射线像，导出了最软X射线源总体的光谱和统计特性。超软X射线源（SSS）的分类标准基于相同的硬度比定义为最近的钱德拉观测，四分之一的选择SSS原来是超新星遗迹（SNR）。另外四分之一的SSS在空间上与最近的经典新星一致（但它们不到过去25年中观察到的新星数量的10%）。在15个非SNR SSS中，只有3个显示出明显的时间变异性，在几个月内X射线通量变化超过一个数量级。其中两个源在几分钟的时间尺度上显示出额外的、较小的振幅变异性。在M31的近爱丁顿光度下，它们的宽带光谱和新星的宽带光谱近似符合黑体或白矮星大气模型。两颗SSS在部分时间内似乎达到非常大的光度，可能是超爱丁顿光度，并可能在风中喷射物质，直到几个月后光度再次下降。其中一个天体与在本星系群外观测到的超亮X射线源有一些共同的特征。大多数准软源（QSS）被重复检测。讨论了大部分QSS可能是M31中的SNR或前景中子星的可能性。两个X射线源同时具有软硬成分，分别位于一颗复发新星和另一颗暂时被归类为共生新星的天体的位置。这两个源可能是黑洞瞬变。
2006-02-01 astro-ph
The first two transient supersoft X-ray sources in M 31 globular clusters and the connection to classical novae
经典新星（CNe）是我们的邻居星系M31中超软X射线源（SSS）的主要类型。我们确定了在M 31球状星团（GC）系统中首次发现的两个SSS的性质和演化。我们用XMM-牛顿、钱德拉和斯威夫特对M 31中心区的观测发现了SSS，并测定了它们的X射线光变曲线和光谱。利用黑体和NLTE白矮星（WD）大气模型对Bol 111（SS 1）源的XMM-Newton EPIC PN谱进行了详细的分析。对于Bol 194（SS 2）中的SSS，我们使用光学监测数据来搜索光学对应物。两种GC X射线源均归类为SSS。我们将SS 1与最近在M 31 GC Bol 111中发现的CN M31 N 2007- 06 b相鉴别。对于SS 2，我们没有发现最近新星爆发的证据，只能对假设的新星爆发的时间提供有用的限制。在M31 GC中唯一已知的CN可以通过在M31 GC中发现的第一个SSS来识别。讨论了我们的观测结果对M31 GC系统新星速率的影响.
2009-04-28 astro-ph
New X-ray observations of the old nova CP Puppis and of the more recent nova V351 Pup
我们目前的X射线观测的领域包含新星船尾座1942年（CP小狗）和新星船尾座1991年（V351小狗），在1998年完成与ASCA，并与XMM牛顿在2005年。CP Pup的X射线和紫外光度自80年代最后一次X射线观测以来似乎基本保持不变，而光学光度则有所下降。这颗新星的X射线特性可以用一颗高质量的白矮星低速吸积来解释，这与1942年爆发的大振幅和其他特征的新星理论相一致。假设距离为1600 pc，CP Pup的X射线光度为L=2.2 x 10（33）erg/s，在EPIC覆盖的0.15-10 keV范围内，与磁系统兼容。RGS光栅光谱显示出一些突出的发射线，它与质量吸积速率mdot <= 1.6 × 10（-10）msol/year的冷却流相吻合。我们还检测到O VII复合物在21.6-21.8 A，不出现在冷却流。最有可能的是，这种特征起源于风或新星壳。RGS和EPIC光谱只与具有非常高的冲击温度T>60 keV的热模型相拟合，表明这是一颗M>1.1 M（太阳）的白矮星。X射线通量用光学中检测到的1.47小时的光谱周期调制。由于CP Pup不是一个食系统，这是更好地理解，如果发生磁吸积：我们讨论这种可能性及其影响的细节。V351 Pup（N Pup 1991）用XMM-Newton检测到，但ASCA未检测到。它是一个微弱的非超软X射线源，光度L（x）=~ 3x 10（31）erg…
2008-09-23 astro-ph
The X-ray eclipse of OY Car resolved with XMM-Newton: X-ray emission from the polar regions of the white dwarf
给出了矮新星OY Car的XMM-牛顿X射线食光曲线。日食的入口和出口是第一次很好地解决了任何矮新星放置强有力的限制的大小和位置的X射线发射区。我们发现一个简单的线性日食模型很好地拟合，给出30 +/-3秒的入口/出口持续时间。值得注意的是，这比Wood等人（1989）测量的由白矮星引起的光学上的锐食的进入/离开持续时间（43 +/-2秒）要短。我们还发现，X射线食比光学食窄14 +/-2秒，这正是使X射线和光学食的第二和第三接触点对齐所需的差异。我们讨论了这些结果，并得出结论，在OY车的X射线辐射最有可能来自极地地区的白矮星。我们的数据最初是由Ramsay等人（2001）报道的，但他们没有对日食参数进行定量测量。我们还纠正了当时可用数据中存在的重要时间异常。
2003-07-24 astro-ph
Sgr A East and its surroundings observed in X-rays
我们报告的结果，XMM牛顿观测的Sgr A东及其周围地区。Sgr A East的X射线谱很好地代表了温度为~1和~4 keV的双温等离子体模型。只有铁的丰度显示出明显的空间变化，它集中在核心的Sgr A东。导出的等离子体参数表明，Sgr A东起源于一个单一的超新星。在人马座A东周围，有一个广泛的硬X射线发射分布，叠加了一个软过剩分量，从人马座A东的位置延伸到平面上方和下方。我们讨论了这些结构的性质以及Sgr A* 的附近。
2003-08-21 astro-ph
A New X-Ray Flare from the Galactic Nucleus Detected with the XMM-Newton Photon Imaging Cameras
Sgr A* 是一个紧凑的射电源，被认为是银河系核心大质量黑洞的对应物，2000年10月，钱德拉天文台观测到它经历了快速而强烈的X射线耀斑活动。我们在这里报告的检测与XMM-牛顿EPIC相机的早期阶段的一个类似的X射线耀斑从这个来源，这发生在2001年9月4日。2-10 keV源的亮度增加了约20倍，在观测结束前约900 s的时间间隔内达到4 10^{34} erg s^{-1}的水平。数据表明，在耀斑期间，源光谱是硬的。这个XMM-牛顿观测证实了钱德拉获得的结果，并表明在Sgr A* 中，快速和强烈的X射线耀斑并不是罕见的事件。这可能会限制发射机制模型提出了这个源，也意味着，关键的多波长观测计划，探索无线电/亚毫米和硬X射线/伽马射线发射的行为在X射线耀斑，有很好的成功机会。
2002-12-02 astro-ph
A New X-Ray Flare from the Galactic Nucleus Detected with the XMM-Newton
紧凑的射电源Sgr A*，被认为是银河系核心的大质量黑洞的对应物，在2000年10月被钱德拉观测到经历了快速和强烈的X射线耀斑活动。我们在这里报告的检测与XMM-牛顿EPIC相机的早期阶段的一个类似的X射线耀斑从这个来源，这发生在2001年9月4日。源2-10千电子伏的亮度增加了一个因素~ 20达到4 - 10 $^{34}$尔格s $^{-1}$的水平，在约900秒的时间间隔，就在观察结束前。数据表明，在耀斑期间，源光谱是硬的，可以用斜率约为0.7的简单幂律来描述。这个XMM-牛顿观测证实了钱德拉获得的结果，表明，在Sgr A*，快速和强烈的X射线耀斑是不是一个罕见的事件，因此设置了一些限制的发射机制模型提出了这个源。
2003-03-26 astro-ph
A search for stellar X-ray sourcesin the Sagittarius and Carina dwarf galaxies - I: X-ray observations
ROSAT观测没有发现X射线源位于本地矮球状星系的令人信服的证据。现在，随着钱德拉和XMM-牛顿上更灵敏的仪器，我们可以达到更微弱的光度水平。我们报告的观察人马座（Sgr）dSph使用钱德拉和观察的船底座（车）dSph使用XMM-牛顿。我们的观测结果对X射线亮度在0.1-10 keV波段的源很敏感，Sgr和Car场的亮度分别为1 × 10 ^{32}尔格/秒和3 × 10 ^{34}尔格/秒。我们在Sgr字段中总共识别了80个源，在Car字段中识别了53个源。虽然源的数量大致与预期的背景活动星系核的数量一致，我们发现了一小部分的X射线源是软的，可以位于主机dSph。后续的光学/红外观测可能有助于识别其光学对应物，从而确定其性质。
2006-09-05 astro-ph
X Ray Observations of Classical and recurrent Novae in Outburst
我回顾了经典和复发新星爆发的X射线观测。在0.2-10 keV的范围内，新星壳层会发出大量的X射线，其峰值亮度可达10**35 erg/cm**2/s。在复发新星系统中，或者在有红巨星的新星中，X射线的来源可能是之前被新星风冲击的星周物质。然而，对于大多数经典的新星，X射线起源于爆发时喷出的星云内部。这些数据表明，一个非常高的比例冲击材料，和一个不平滑的，不断变化的风外流。在后期阶段还观察到星云发射线光谱。在大约一半观测到的新星中，中心的白矮星在爆发后的1到9年内都是非常明亮的超软X射线源。它是研究单简并系统中白矮星壳层氢燃烧特性的最佳对象。现有的统计数据表明，超软X射线阶段的持续时间在2年左右达到峰值。最近，V4743 Sgr获得了高信噪比的“模板光栅谱”。这颗新星的X射线光变曲线显示出丰富而复杂的功率谱，具有白矮星非径向g模式振荡的特征。振荡和光谱允许确定壳氢燃烧白矮星的属性。
2004-02-06 astro-ph
The very short supersoft X-ray state of the classical nova M31N 2007-11a
经典新星（CNe）的短超软X射线源（SSS）状态（持续时间< 100天）表明大质量白矮星是Ia型超新星的候选祖先。我们在M31的隆起部分进行了CNe的专用光学和X射线监测计划。我们发现了M31 N 2007- 11 a，并测定了它的光学和X射线光变曲线。我们使用机器人超级LOTIS望远镜获得光学数据和XMM牛顿和钱德拉观测发现一个X射线对应的新星。新星M31 N 2007- 11 a是一个非常快的CN，在爆发后6-16天出现一个非常短的SSS状态，在爆发后45-58天关闭。M31 N 2007- 11 a的光学和X射线光变曲线表明它是一颗质量大于一个太阳质量的白矮星。
2009-04-28 astro-ph
