XMMU J134736.6+173403: an eclipsing LMXB in quiescence or a peculiar AGN?
目标。我们报告发现了一个奇怪的对象观察偶然与XMM-牛顿。我们提出了它的时间和光谱特性，并研究其光学对应。方法.给出并分析了X射线源的光变曲线、光谱和最佳光学对应物的光谱。结果X射线通量在1小时内减少6.5倍，并保持在低状态至少10小时，从而表明日食的存在。光谱非常柔和，是斜率为Gamma~2.8的幂律，在通量下降前后没有显著变化。该源与一个属于星系对的Seyfert~2星系在空间上在几角秒内重合。结论.虽然背景活动星系核似乎是最好的对应物，无论是时间还是X射线源的光谱特性都不兼容it. We调查的可能性，有一个前景的低质量X射线双星在静止，伴星是没有检测到的光学波长。
2008-01-28 astro-ph
The origin of the diffuse non-thermal X-ray and radio emission in the Ophiuchus cluster of galaxies
我们提出了高分辨率240和607 MHz的GMRT无线电观测，辅以74 MHz的档案VLA无线电观测的蛇夫座星系团，其无线电迷你晕最近已被发现在1400 MHz。我们还提出了档案钱德拉和XMM-牛顿数据的蛇夫座星系团。我们的观测没有显示出显着的无线电发射的迷你晕，因此，我们提出了上限的综合，扩散的蛇夫座星系团的核心的非热无线电发射。XMM-Newton观测结果可以用一个温度分别为~=1.8 keV和~=9.0 keV的双温度热模型来解释，这证实了以前的结果，即蛇夫座星系团最里面的中心区域是一个冷却的核心。我们还使用XMM-牛顿数据来设定星团（非热）X射线发射的上限。现有的无线电和X射线数据的组合有很强的影响，目前提出的模型的光谱能量分布（SED）的蛇夫座星系团。特别地，如果平均磁场在（0.02-0.3）microG的范围内，则同步加速器+IC模型与当前可用的数据一致。纯WIMP湮灭方案原则上可以再现无线电和X射线发射，但代价是假设暗物质子结构具有非常大的增强因子，以及极低的平均磁场值。最后，可以排除PeV电子-正电子对（通过与CMB的相互作用）产生同步辐射和逆康普顿辐射的情况，因为它预测了非热软X射线辐射，大大超过了INTEGRAL测量的热韧致辐射。
2009-04-07 astro-ph
Unravelling the Puzzle of the Eclipsing Polar SDSSJ 015543.40+002807.2 with XMM and Optical Photometry/Spectropolarimetry
激变变星SDSSJ 015543.40+002807.2是武仙座AM型磁系。它的轨道周期为87.13分钟，也是已知的最短周期的日食。用XMM-牛顿监测发现一个高态光变曲线，主要由一个X射线发射吸积极控制，位于次要恒星的稍微偏侧。硬X射线光谱是典型的磁白矮星径向冲击（kT ~ 10 keV），有证据表明软X射线成分与恒星表面的再处理一致。在高吸积率（mV ~ 15.5）时，由于光学厚回旋辐射和吸积极之间明显的竞争，光学圆偏振很弱（v < 3%）。然而，在低状态（mV ~ 18），极化平稳地增加到蓝色，在4200 A时达到20%，通量谱显示出丰富的热加宽回旋谐波，表明极场为29 MG。在6.5分钟的日食之前的相位间隔描绘了天鹅座P-Cygni成分的发展，然后在发射线中完全吸收反转。对于通过漏斗的冷底部观察的强吸积磁系统来说，这种现象并不意外，通过这一间隔的高质量光谱学可能会导致对磁耦合和气体流动到白矮星上的动力学的新见解。
2004-10-12 astro-ph
XMM-Newton observation of the eclipsing binary Algol
本文介绍了大陵五食双星的{ \sl XMM-Newton}观测结果，它包含一个X射线暗的B8 V主星和一个X射线亮的K2 IV主星。观测覆盖了光学二次日食，并捕获了被B星遮蔽的X射线耀斑。用双温等离子体模型描述了大陵五在静止状态下的EPIC谱和RGS谱。冷部件的温度约为6.4 $\times 10^{6}$ K，而热部件的温度范围为2至4.0 $\times 10^{7}$ K。日冕的C，N，O，Ne，Mg，Si和Fe的丰度得到每个组件的静态和耀斑阶段，一般上限为S和Ar，和C，N，O的热组件。F检验表明，除了Fe外，冷组分和热组分之间以及静止相和耀斑相之间的丰度不需要不同。冷组分的Fe丰度保持恒定在$\sim$ 0.14，而热组分的Fe丰度为$\sim$ 0.28，在耀斑期间增加到$\sim$ 0.44。这一增加是根据色球蒸发模型预计的。静态辐射的吸收柱密度$N_H$为2.5 $\times10^{20}$ cm $^{-2}$，而耀斑辐射的吸收柱密度明显较低，与星际介质的吸收柱密度一致。这一观测结果证实了早先关于大陵五系统中存在X射线吸收物质的建议。
2010-11-24 astro-ph
An XMM-Newton timing analysis of the eclipsing polar DP Leo
我们提出了一个分析的X射线光变曲线的磁激变变量DP狮子座使用最近进行的XMM-牛顿EPIC和档案ROSAT PSPC观测。我们确定X射线波长的日食长度为235 ± 5秒，略长于紫外线波长的日食，持续225秒。对于一个假定的0.6 M（太阳）的白矮星，其隐含的倾角和质量比为i=79.7度，Q = M（wd）/M2 = 6.7。我们确定了一个新的线性X射线日食和轨道星历，它连接了自1979年以来覆盖的120000多个双星周期。在过去的20年中，光学和X射线亮相相对于食中心的位置以2.1度/年的速度连续移动。在过去的8.5年中，X射线亮相的移动为2.5度/年。我们解释这是一个异步旋转的白矮星的证据，虽然同步振荡不能完全排除。如果观察到的相移继续下去，一个基本的重新安排的吸积几何必须发生在一个时间尺度上约10年。狮子座DP在日食阶段被轻微检测到。在距离400秒差距处，食流上限与晚型次级上的一个原点一致，L_X ~ 2.5 × 10 ~（29）尔格/秒（0.20-7.55 keV）。
2001-11-23 astro-ph
The SSS phase of RS Ophiuchi observed with Chandra and XMM-Newton I.: Data and preliminary Modeling
超软源（SSS）发射的第六次记录爆发的经常性新星RS Oph的阶段被观察到两次与钱德拉和一次与XMM牛顿。在爆发后第39.7、54.0和66.9天进行观察。我们确认在第54.0天有一个35秒的周期，并发现它来自SSS发射，而不是来自冲击。我们讨论了中性元素在视线中的束缚-自由吸收，共振吸收线加上自吸收发射线成分，碰撞激发的发射线从冲击，He类系间线，和光谱变化期间的一个插曲的高振幅的变化。我们发现氧K壳层吸收边的降低可以用氧的光电离来解释。吸收分量在第39.7天的平均速度为-1286+-267 km/s，在第66.9天的平均速度为-771+-65 km/s。的发射线组件的波长是一致的，其休息波长证实了非自吸收氦类系间线的测量。我们有证据表明，这些线起源于冲击，而不是外层的流出，可能是光激发除了碰撞激发。我们发现碰撞激发的发射线，在波长小于15埃，起源于辐射冷却冲击衰落。在第39.5天，我们发现这些谱线的系统性蓝移为-526+-114 km/s。我们发现了异常的He样的f/i比，这表明要么高密度或显着的紫外辐射附近的等离子体的发射线形成。在强可变性阶段期间，当移动1000秒时，光谱硬度光变曲线覆盖总光变曲线。这可以用中性氧在视线中的光电离来解释，如果密度为10^{10}-10 ^<$11} cm^{-3}量级。
2007-05-18 astro-ph
High speed photometry of faint Cataclysmic Variables: IV. V356 Aql, Aqr1, FIRST J1023+0038, Ha 0242-2802, GI Mon, AO Oct, V972 Oph, SDSS 0155+00, SDSS 0233+00, SDSS 1240-01, SDSS 1556-00, SDSS 2050-05, FH Ser
本文介绍了另外十三颗暗弱激变变星的高速测光结果。V356 Aql（Nova Aql 1936）显示类似耀斑的爆发，重现时间尺度约为3000 s，但没有相干周期。Aqr 1是一个中等极性的天体，自旋周期为6.7284 min，由轨道边带推导出的可能轨道周期P（orb）= 3.226 h。它的轨道边带频率显示出非常可变的振幅。已发表的光谱周期为2.0小时，表明Aqr 1与GW Lib和FS Aur相似，具有未知来源的额外周期性。FIRST J1023+0038的P（orb）= 4.7548 h，轨道调制范围为0.45等，可能是由一颗热白矮星的反射效应造成的;因此它可能是过去几十年的某个时候的新星。Ha 0242是一个深食甚低质量转移速率系统，可能是一颗爆发间隔很长的矮新星，P（orb）= 1.792 h。GI Mon是一颗古老的新星，在4.325 h和48.6 min处有光学调制，因此是一个候选的中间极星。AO Oct是一颗SU UMa型矮新星，在静止时显示出轨道调制，P（orb）= 94.097 min。V972 Oph（Nova Ophiuchi 1957）在一组观测中没有显示出闪烁活动，但在后来的时间里这样做了，证实了这个物体的识别的正确性，但它没有显示出轨道调制。SDSS 0155是一个深食极星，轨道周期为87.13分钟。SDSS 0233显示出耀斑活动，但没有明显的周期性。在…
2004-03-18 astro-ph
Time-Resolved HST Spectroscopy of Four Eclipsing Magnetic Cataclysmic Variables
时间分辨HST紫外蚀分光光度法是针对磁性CV V1309 Ori，MN Hya，V2301 Oph和V1432 Aql。将光变曲线分成波段允许区分多个发射分量。在V1309 Ori和V2301 Oph中检测到光球热点。V1309 Ori和MN Hya的发射线光谱是不寻常的，NV 1240和N IV 1718的强度表明氮的过量。对异步V1432 Aql的三个观测时期覆盖了白矮星自旋和双星轨道之间50天周期的1/3。光变曲线随时间的不同而变化，并且是波段的函数。去红的紫外光谱非常明亮，光谱能量分布加上日食进入的持续时间表明，主要能量来源是热（T~35，000 K）的白矮星。通过日食未减弱的线发射表明日食是由吸积流引起的，而不是次要的恒星。热的白矮星，结合其目前的异步性质和快速的时间尺度重新锁定，表明V1432 Aql在过去的75-150年经历了一次新星爆发。如果磁性白矮星的旋转可以在喷发的风阶段与喷出物耦合，那么与主恒星目前正朝着同步方向旋转的相反的恒星主义意义并不一定与这种情况相矛盾。
2000-10-01 astro-ph
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
High-speed, energy-resolved, STJ observations of the AM Her system V2301 Oph
我们提出了高时间分辨率光学能量分辨测光的食激变变量V2301 Oph使用欧空局的S-Cam探测器，一个阵列的光子计数超导隧道结（STJ）设备与固有的能量分辨率。观测到了三次日食，揭示了日食形状的相当大的变化，特别是在进入期间。日食的形状被证明是通过一个明亮的流，从白矮星光球和/或热点的贡献非常小的AM她吸积方面的理解。大约三分之二的食光出现在穿线区域。螺纹区域范围的变化可以解释循环之间观察到的大部分变化。光谱拟合数据揭示了一个10，000 K的黑体连续体，具有强的、随时间变化的氢和氦发射线。这是首次使用非色散光子计数系统在光学波段探测到恒星发射谱线。
2005-02-02 astro-ph
Oph 1622-2405: Not a Planetary-Mass Binary
我们对年轻的低质量双星Oph 1622-2405的质量和年龄进行了分析。使用二进制的分辨光谱，我们测量光谱类型M7.25+/-0.25和M8.75+/-0.25的A和B的分量，分别。我们发现我们的光谱与Jayawardhana和Ivanov的M9和M9.5-L0以及Close和同事的M9+/-0.5和M9.5+/-0.5的光谱类型不一致。基于我们的光谱类型和Chabrier和Baraffe的理论演化模型，我们估计Oph 1622- 2405 A和B的质量为0.055和0.019 Msun，这明显高于Jayawardhana和Ivanov得出的0.013和0.007 Msun的值，也高于太阳系外行星的质量范围（M<=0.015 Msun）。类似行星的质量估计进一步与我们的证明相矛盾，即Oph 1622- 2405 A只比年轻的食双星褐矮星2 M 0535-0546的合成物稍晚（0.5子类），其组件的动力学质量为0.034和0.054 Msun。为了限制Oph 1622-2405的年龄，我们比较了原始光谱和近红外光谱中引力敏感吸收线的强度，以及场矮星（>1 Gyr）和金牛座（~1 Myr）和上天蝎座（~5 Myr）的成员。Oph 1622- 2405 A的品系强度与蛇夫座的成员资格（<1百万年）不一致，而是表明与上斯科的年龄相似，这与Close及其同事进行的类似分析一致。我们的结论是，…
2007-01-09 astro-ph
The joint XMM-Newton and Chandra view of YY Gem
我们已经观察到耀斑星YY宝石同时与XMM-牛顿和钱德拉作为一个多波长的运动的一部分，目的是在这个短周期的食二进制的磁活动相关的变化的研究。在这里，我们报告的第一个结果，从分析的X射线光谱。这颗恒星的附近提供了足够高的S/N在CCD相机机载XMM-牛顿允许时间分辨光谱。由于数据是同时采集的，因此可以对XMM-Newton RGS和Chandra上的LETGS的性能进行交叉校准检查。
2001-09-24 astro-ph
Discovery of X-ray emission from the eclipsing brown-dwarf binary 2MASS J05352184-0546085
食褐矮星双星系统2 MASS J 05352184 -0546085是一个独特的例子。这是第一次，它允许详细分析年轻棕矮星的个体属性，特别是质量和半径，并且可以准确地确定系统组件的温度比。该系统显示出“温度反转”，质量更大的组件是较冷的组件，并且发现这两个组件都是活跃的。我们分析了Chandra和XMM-Newton在各自的视场中获得的包含2 MASS J 05352184 -0546085的X射线图像。钱德拉天文台的数据显示，在2 MASS J 05352184 -0546085的位置有一个清晰的X射线源，而XMM-牛顿的数据受到附近其他来源的污染，但与钱德拉的探测结果一致。没有迹象表明耀斑活动被发现在任何一个观测（共约70 KS），因此，我们将观测到的流量静态发射。当X射线光度为3*10^{28} erg/s时，我们发现L_X/ L_{bol}比接近饱和极限10^{-3}，而L_{X} / L_{Hα}比与从低质量恒星获得的值一致。本文报道的2 MASS J 05352184 -0546085的X射线探测结果为解释磁抑制对流的温度反转提供了额外的支持，并表明年轻棕矮星的活动现象类似于它们更大质量的对应物。
2008-09-24 astro-ph
RX J004717.4-251811: The first eclipsing X-ray binary outside the Local Group
在2000年12月的XMM-牛顿EPIC观测和一年前的钱德拉观测中，发现了附近星暴星系NGC 253中的X射线源RX J004717.4-251811经历了两次从低态到高态的变化。这些跃迁被解释为在一个高质量的X射线双星系统（HMXB）的一个紧凑的对象从食的出口。Chandra观测中食出的相位由质心修正的MJD 51539.276 ± 0.006给出，双星周期由两次食出的时间差和其间的周期数n确定为p =（352.870 ± 0.012）d / n。允许的周期可能会进一步限制额外的XMM-牛顿，钱德拉，ROSAT和爱因斯坦的观测结果，只有7个可接受的周期与1.47024 d和3.20793 d最有希望。在0.3-1000 s的范围内，没有发现明显的有规律的脉动源。在1000 s的时间尺度上的波动被观察到与低强度的延长间隔。明亮状态下的能谱可以用吸收平坦幂律（NH= 1.9 × 10^21 cm^-2，Gamma=1.7）来描述。在亮态下，源的光度为4 × 10^38 erg/s（0.5- 5 keV），刚好与1.4 M太阳中子星的爱丁顿光度相一致。提出了一种可能的光学鉴别方法。RX J004717.4-251811参数与其他食X射线双星（XRB）进行了比较。
2003-02-26 astro-ph
IGRJ16479-4514: the first eclipsing supergiant fast X-ray transient?
超巨星快X射线瞬变是最近利用INTEGRAL发现的一类新的高质量X射线双星。这些源的数小时长的爆发已经在~ 1 E36 - 1 E37 erg/s的光度下被多次观测到，而它们在~ 1 E32 - 1 E34 erg/s的低水平活动尚未被深入研究，这是由于缺乏高灵敏度X射线望远镜的长时间观测。在这里，我们报告的第一个长（~32 ks）指出XMM-牛顿观测IGR J16479-4514，这个新的类的成员。这次观测是在2008年3月进行的，在该源爆发后不久，主要目的是调查其低水平排放和驱动源活动的物理机制。EPIC-PN XMM-Newton观测的时间、光谱和空间分析结果表明，X射线源IGRJ 16479 -4514经历了一次突然的遮蔽，可能是超巨星伴星的X射线食。我们还发现了源周围软X射线扩展晕的证据，这最容易解释为由于沿IGRJ 16479 -4514视线的尘埃散射。我们讨论了这一结果的背景下，门吸积的情况下，已提出解释超巨星快速X射线瞬态的行为。
2008-10-09 astro-ph
A spatially resolved limb flare on Algol B observed with XMM-Newton
我们报告了食双星大陵五A（B8 V）和B（K2 III）的XMM-牛顿观测。XMM-牛顿数据覆盖相位间隔0.35 - 0.58，即，特别是光学次极小值的时间，当X射线暗的B型星掩盖了X射线亮的K型星的主要部分。在日食期间，观测到了一个完全覆盖光变曲线的耀斑。耀斑的衰减部分可以很好地描述与指数衰减规律，允许整流的光变曲线和重建的耀斑等离子体区域。耀斑发生在大陵五B的边缘附近，高度约为0.1R，等离子体密度为10^11 cm^-3的几倍，与光谱密度估计值一致。没有日食的静态X射线发射的观察导致我们的结论是，大陵五B的整体日冕填充因子是小的。
2003-08-22 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
BeppoSAX observation of the eclipsing dipping X-ray binary X1658-298
介绍了2000年8月12日至13日BeppoSAX对7.1小时的食、倾、爆、瞬变、低质量X射线双星（LMXRB）X 1658 -298的观测结果。日食，倾角和爆发以外的光谱可以建模的软磁盘黑体和硬康普顿组件与少量（1.3 10 E21原子/cm 2）的低能量吸收的组合。相比之下，18个月前在同一爆发期间的RXTE观测，测量到5.0 10 E22原子/cm 2的吸收。这种变化与随着爆发的进行，吸积盘变薄是一致的。最佳拟合光谱模型的结构残差，这是暂时确定与Ne-K/Fe-L和Fe-K壳层发射。下降过程中的光谱变化是复杂的，可以建模由一个强大的（~3 10 E23原子/cm 2）增加吸收的康普顿化组件，连同减少两个光谱组件的归一化。这种行为与X射线倾角源的"复杂连续“模型相反，在该模型中，较软的黑体分量迅速遭受强吸收。然而，它类似于最近XMM-牛顿对食，倾斜，LMXRB EXO 0748 -676的观测。
2001-07-18 astro-ph
XMM-Newton light curves of the low-mass X-ray binary EXO 0748--676: dips, eclipses, and bursts
我们分析了低质量X射线双星EXO 0748 - 676的XMM-牛顿光变曲线，着重于从秒到小时的时间尺度上的变化。观测到的变化可以大致分为三种类型：倾角，日食和爆发。我们发现，后两者的出现，强烈地依赖于第一的强度。我们发现，吸收下降的变化从光谱硬光谱软，因为他们变得更深，这支持的建议，该源是由一个光谱硬紧凑源和一个光谱软扩展源。柔光曲线的快速变化表明，导致下降的大结构是由较小的吸收芯组成的。我们提出了第一个明确的检测与XMM-牛顿的日食低于2千电子伏在这个来源，并表明浸渍活动显然是无关的源光度。我们还测试了几个提出的模型，在下降过程中的光谱演变，并确认存在的散射/反射成分的日食光谱。
2003-10-09 astro-ph
First XMM-Newton observations of a Cataclysmic Variable I: Timing studies of OY Car
我们提出了XMM-牛顿观测的日食，光盘吸积，灾难性的变量OY车，这是作为性能验证阶段的任务的一部分。这颗恒星在爆发后4天被观察到，5周后再次被观察到，当时它处于静止状态。在~2240秒处存在X射线的准稳定调制，这在最低能量处最突出。我们推测这可能与白矮星的自转周期有关。X射线中日食进入和离开的持续时间为20- 30秒。这表明大部分的X射线发射来自边界层，它在白矮星表面上方的高度可以忽略不计。食廓线显示它有一颗质量为M_{1} =0.9- 1.1 Msun的白矮星和一颗质量为M_{2} =0.08- 0.11 Msun的副星。
2000-10-18 astro-ph
First XMM-Newton observations of strongly magnetic cataclysmic variables - II. Timing studies of DP Leo and WW Hor
XMM-牛顿被用来观察两个日食，磁激变变量，DP狮子座和WW霍尔，连续三个轨道周期。这两个系统都处于吸积的中间状态。对于WW Hor，我们还使用XMM-牛顿光学监测器和地面观测获得了光学光变曲线。我们的X射线和光学光变曲线的分析，使我们能够约束吸积区域的物理和几何参数，并推导出轨道参数和日食星历的系统。对于WW Hor，我们直接测量吸积柱中的水平和垂直温度变化。通过与以往观测结果的比较，我们发现吸积点经度的变化与吸积速率有关。对于狮子座DP的硬X射线光变曲线的形状是不像预期的光学薄发射，显示在冲击波后区域的光学深度效应的重要性。我们发现，白矮星的自旋周期比轨道周期稍短，轨道周期的减少速度比预期的重力辐射单独的能量损失。
2001-12-31 astro-ph
X-ray Spectroscopy of the 2006 Outburst of RS Oph
我们提出的X射线光栅光谱的经常性新星RS蛇夫座在其2006年爆发，获得的XMM-牛顿和钱德拉天文台。光学极大值后两周，X射线光谱变硬，主要由类氢离子和类氦离子的发射线组成。X射线的亮度在0.33-10 keV范围内为2.4 x 10^36 erg s^-1。光谱表明，碰撞占主导地位的等离子体具有广泛的温度范围。所有谱线都发生了蓝移，且随着电离态的降低和波长的延长，速度位移增大。两周后，光谱仍然以发射线为主，尽管存在的线比率表明冷却。在这次观测中，发生了一次软X射线耀斑，在光谱的软端出现了一个新的高速发射线系统。在第三个月的主要组成部分是超软连续与广泛的吸收功能的热白矮星大气。初步的模型拟合表明，白矮星的温度略高于800，000 K。X射线的亮度在0.2-1 keV范围内至少达到9 x 10^37 erg s^-1，而星云的固有吸收比第一次观测时减少了五倍。光谱拟合表明这是一颗质量至少为1.2 M_ \odot的大质量白矮星。因此，RS Oph可能是一个重要的Ia型超新星祖先。我们表明，数据是一致的质量损失结束前54天的爆发后，和核燃烧结束69天左右。第10周后，X射线光度迅速衰减。光学极大值后5、7、8个月的X射线光度下降了两个数量级以上。这些光谱似乎与吸积盘的辐射不一致。
2007-09-28 astro-ph
The eclipsing massive X-ray binary M33 X-7: New X-ray observations and optical identification
食X射线双星M33 X-7在我们的XMM-牛顿M33巡天的几次观测中以及在档案Chanfdra观测1730中都出现在视野中，这些观测覆盖了3.45 d轨道周期的大部分。我们探测到的M33 X-7在日食和软X射线光谱的源出日食，可以最好地描述的韧致辐射或磁盘黑体模型。在0.25-1000 s范围内，没有发现明显的有规律的脉动，食外源的平均光度为5E 37 erg/s（0.5-4.5 keV）。在对DIRECT观测的特殊分析中，我们确定了一颗在V中为18.89等的B 0 I至O 7 I恒星作为光学对应物，它显示了一颗具有M33 X-7双星周期的高质量X射线双星的椭球加热光变曲线。根据X射线食的位置和光学极小值，我们确定了改进的双星周期和日食中期星历表：HJD（2451760.61+-0.09）+- N *（3.45376+-0.00021）。从轨道参数和光学伴星质量推导出的致密天体的质量，缺乏脉动，以及M33 X-7的X射线光谱可能表明系统中的致密天体是一个黑洞。M33 X-7将是第一个被探测到的食状高质量黑洞X射线双星。
2003-10-04 astro-ph
XMM-Newton observes flaring in the polar UZ For during a low state
在一次XMM-牛顿观测中，食极UZ For被发现处于一种特殊的状态，具有极低的X射线光度和偶尔的X射线和紫外线耀斑。在观测的大部分时间里，UZ For在X射线中几乎没有被探测到，而且比以前用ROSAT观测到的高状态时暗约800倍。一个瞬态事件，持续约900秒，同时检测到的X射线仪器，并在紫外线，由光学监视器。这个瞬变很可能是由10^17-10^18 g的气体对白矮星的主要吸积区域的撞击造成的。瞬态的X射线谱与来自吸积柱中的激波加热气体的7 keV热韧致辐射一致。由于X射线在白矮星大气中的再处理而产生的软黑体成分是看不到的。在瞬变过程中的紫外线发射的可能来源是来自吸积柱的回旋辐射。我们的结论是，从我们的分析，不寻常的耀斑期间的低状态的UZ为造成的间歇性增加的质量传递速率由于恒星活动的次级。
2002-07-12 astro-ph
Constraining the neutron star equation of state using XMM-Newton
我们已经确定了三种可能的方式，在未来的XMM-牛顿观测可以提供显着的限制状态方程的中子星。首先，通过对静止期中子星CenX-4 X射线瞬变的长时间观测，我们可以利用RGS光谱将星际消光限制在源上。这从pn和MOS谱的X射线谱拟合中去除了该参数，并使我们能够研究在该源的静态X射线谱中观察到的变化是否是由于软热谱分量的变化或与N_H变化耦合的幂律谱分量的变化。这将测试软热光谱成分是否确实是由于中子星的热辉光。这样的观测也可能揭示来自中子星表面的红移谱线。第二，XMM-牛顿对半径膨胀I型X射线爆发的观测可能揭示来自中子星表面的红移吸收线。第三，XMM-牛顿观测日食静止低质量X射线双星提供日食持续时间。由此，可以准确地确定系统倾斜度。由静止期X射线食的持续时间、伴星的自转速度和通过光谱学确定的径向速度曲线的半振幅确定的倾角产生中子星质量。
2007-11-16 astro-ph
X-rays and regions of star formation: a combined ROSAT-HRI/near-to-mid IR study of the rho Oph dark cloud
我们用ROSAT HRI获得了rho Oph云核心区域的两次深曝光。相对于以前的最近的X射线观测（ROSAT PSPC和ASCA），改进的位置精度（1”-6”）允许我们消除检测到的源的位置模糊性。我们还交叉相关的X射线的位置与红外源中发现的ISO-ISOCAM调查的同一地区在6.7和14.3 \mum，除了从地面观测已知的来源，这是年轻的恒星。我们发现，在HRI检测到的II类和III类源的X射线光度函数之间没有统计学显著差异，即，金牛座T星有和没有磁盘，确认这些磁盘的贡献X射线发射或吸收，必须是小的。大多数的来源是可变的，它们的变化是一致的太阳（因此磁）耀斑的起源。我们使用ISOCAM调查和我们的HRI深曝光的信息来研究ρ Oph致密核心的金牛座T星人口。我们证实，基本上所有的II类和III类源都是X射线发射源，它们的X射线光度L_X与恒星光度L_* 之间存在很强的相关性，L_X/L_* ~ 1 E-4。然而，大多数新的ISOCAM II类源没有被探测到，我们解释说，它们的X射线光度“预测”的基础上，这种相关性太微弱，无法被HRI探测到。我们预测在HRI/ISOCAM重叠区的X射线中仍有40个未知的微弱或嵌入的III类源有待发现，其极限为L_X ~ 3 \times 1 E28 erg/s。我们表明，这些未知的III类源的大部分应该是由低到非常低质量的恒星。展望未来的检测与XMM牛…
2000-05-19 astro-ph
The 1 - 50 keV spectral and timing analysis of IGR J18027-2016: an eclipsing, high mass X-ray binary
我们报告了INTEGRAL源IGR J18027-2016与BeppoSAX源SAX J1802.7-2017的关联。IGR J18027-2016被INTEGRAL上的IBIS/ISGRI仪器观测到是一个微弱的持续源，在20-40 keV波段的平均源计数率为0.55计数s^-1（~6.1 mCrab）。对ISGRI数据进行的时间分析确定了轨道周期为4.5696 +/- 0.0009天，并给出了中食的星历，T{mid} = 52931.37 +/- 0.04 MJD。对BeppoSAX号卫星档案数据的重新分析提供了施主星的质量函数，f（m）= 16 +/- 1 M{sun}，投影半长轴a{x}sin{i} = 68 +/- 1 lt-s。我们的结论是施主是一个质量为18.8-29.3 M{sun}，半径为15.0-23.4 R{sun}的OB超巨星。XMM-牛顿和ISGRI获得的光谱表明，氢柱密度很高，NH = 6.8 x 10^22 cm^-2，这表明存在固有吸收。该源似乎是一个高质量的X射线双星与中子星发射X射线通过风馈吸积，而在日食轨道上的OB-超巨星。
2005-05-04 astro-ph
Optical Spectroscopy of X-Mega targets in the Carina Nebula - VI. FO 15: a new O-Type double-lined eclipsing binary
本文报道了一个新的O型双线分光双星的发现，其轨道周期为1.4天。我们发现这颗双星的主要组成部分FO 15的光谱类型近似为O5.5Vz，即一颗零年龄主序星。第二个似乎是光谱类型O9.5V。我们已经进行了一个数值模型拟合到公共ASAS测光，这表明FO 15也是一个食双星。我们发现一个轨道倾角~ 80度。从同时的光变曲线和径向速度解中，我们发现这两个分量的质量和半径分别为30 +/- 1和16 +/- 1太阳质量，7.5 +/- 0.5和5.3 +/- 0.5太阳半径。这些半径和光度都比正常的O型星小，但与最近诞生的ZAMS O型星相似。从我们的分析中得出的绝对星等将FO 15定位在与Eta Carinae相同的距离上。从Chandra和XMM的X射线图像中，我们还发现有两个接近的X射线源，一个与FO 15重合，另一个没有光学对应物。后者似乎是一个高度可变的来源，可能是由于前主序恒星邻居FO 15。
2006-01-05 astro-ph
No periodicity revealed for an "eclipsing" ultraluminous supersoft X-ray source in M81
在银河系和麦哲伦星云中发现的发光超软X射线源很可能是白矮星，它们稳定地或周期性地燃烧其表面的吸积物质，这是有希望的Ia型超新星祖先。钱德拉和XMM-牛顿对遥远星系的观测揭示了超软源，它们通常更热，更亮，包括一些超亮超软源（ultraluminous supersoft sources，ULS），它们可能是几千个太阳质量的中等质量黑洞。在本文中，我们报告了我们的X射线光谱和时间分析的M81-ULS 1，超亮超软源在附近的旋涡星系M81。在长达6年的17次钱德拉ACIS观测中，M81-ULS 1一直是超软的，它的光谱可以用$kT_{bb}\approx70$ eV黑体（$\sim1.2M_\odot$白矮星）或$kT_{in} \approx 80$ eV吸积盘（$\gtrsim10^3M_\odot$中等质量黑洞）来描述。在两次观测中，光变曲线在$10^3$秒的时间尺度上表现出戏剧性的通量下降/上升，让人想起日食X射线双星的日食入口/出口。然而，在50千秒至50天的合理范围内对周期性的详尽搜索未能揭示轨道周期。未能揭示任何周期性是一致的长期（$\ge30$ yrs）预测这个系统的光学识别的二级与渐近巨星。此外，在白矮星模型下很难解释像日食一样剧烈的流量变化，但在中等质量黑洞模型下，原则上可以用吸积率变化引起的盘温度变化来解释。
2008-02-21 astro-ph
Multi-epoch spectroscopy of the globular cluster black hole in NGC 4472
本文研究了椭圆星系NGC 4472中一个球状星团中的高变X射线黑洞的X射线光谱性质。在其明亮的时代的源的XMM-牛顿谱是很好地描述了一个多黑体模型的特征温度$kT_{in}\approx$ 0.2 keV。在XMM数据之前3.5年获得的源的档案钱德拉观测的光谱给出了黑体参数的类似估计。我们确认，较暗的间隔的XMM-牛顿观测有一个光谱，这是一致的较亮的时代，除了一个额外的水平的前景吸收。我们还考虑了其他可能的机制的可变性。基于X射线通量下降的时间尺度和X射线发射区的估计大小，我们认为食伴是极不可能的。我们发现，最有可能的手段，生产的吸收变化所观察到的时间尺度是通过部分遮蔽的旋进翘曲吸积盘。
2008-02-28 astro-ph
A Multiwavelength Study of RZ Cassiopeiae: The XMM-Newton/VLA Campaign
XMM-牛顿和VLA在2003年8月同时观测到了食的大陵型双星仙后座RZ。二次日食（K3 IV伴星在A3 V主星后面）被放置在15小时无线电活动的中心，而X射线卫星监测了完整的1.2天轨道周期。我们提出的X射线和无线电运动的结果。X射线光变曲线显示出明显的调制，可能与转动调制和活动区演化有关，甚至与小耀斑有关。然而，X射线食并不深，这意味着日冕X射线发射物质在空间上是扩展的。反射光栅光谱仪（RGS）的光谱显示出Fe、Ne、O、N等多种明亮的发射线。一个强大的[C/N]耗尽可能反映了表面组成的二次填充其罗氏瓣和失去的材料到主要的。O~ \textsc{vii}类氦三重态反映了一个低的禁止与互组合比率;虽然它通常表明高电子密度，但在这里，这个比率被原始A3 V星强紫外通量的光激发所改变。射电光变曲线与X射线光变曲线没有相似之处。日食的时间是不同的，无线电流量增加，而X射线流量减少。射电频谱斜率较浅（$α= 0 - 1$）。
2004-09-21 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
An XMM-Newton study of the 401 Hz accreting pulsar SAX J1808.4-3658 in quiescence
SAXJ1808.4 -3658是第一个低质量X射线双星，其相干脉动的旋转周期与毫秒射电双星相当。在这里，我们提出了一个XMM牛顿观测的SAX J1808.4-3658在平静，第一次评估其静态光度和光谱具有良好的信噪比。XMM-Newton没有发现SAXJ1808.4 -3658附近的其他源，这可能表明BeppoSAX和ASCA以前的观测也发现了该源，即使位置和通量不确定性很大。我们得到了0.5-10 keV的未吸收光度L_X= 5 × 10 ^{31} erg/s，与其它中子星软X射线瞬变源相比，这是一个相对较低的值。与其他软X射线瞬态不同的是，SAX J1808.4-3658的静态光谱由硬（伽马~1.5）幂律支配，只有软黑体成分的微小贡献（<10%）。如果幂律起源于开启的射电脉冲星的风和从伴星流出的物质之间的激波，那么导出自旋下降到X射线光度的转换效率为eta~10^{-3};这与食射电脉冲星PSR J1740-5340的估计值一致。在地壳深部加热模型中，类黑体成分的模糊性表明SAX J1808.4-3658可能拥有一颗大质量中子星（M>1.7太阳质量）。
2002-06-21 astro-ph
Simultaneous X-ray spectroscopy of YY Gem with Chandra and XMM-Newton
本文详细研究了食分光双星YY Gem的X射线谱。观测同时获得了两个大型X射线天文台，XMM-牛顿和钱德拉。我们比较了XMM-牛顿机载反射光栅光谱仪和Chandra机载低能透射光栅光谱仪获得的高分辨率光谱，并直接比较了两种仪器在波长和通量校准方面的良好性能。YY Gem的X射线光谱中最强的谱线来自氧。氧线比率表明存在密度n_e < 2 × 10^{10} cm^-3的低温组分（1-4 MK）。X射线光变曲线显示了两个耀斑和一个与二次日食相对应的倾角。从时间分辨光谱的建议，在高活性阶段的密度增加。欧洲光子成像相机CCD光谱的时间分辨全球拟合跟踪耀斑期间的温度和排放措施的演变。这些中等分辨率的光谱表明，YY宝石的日冕中温度> 10^7 K是相关的，尽管不像高分辨率光谱中最强的谱线所代表的较低温度那样占主导地位。长度约为10^9厘米的磁环，即，每个恒星半径的5%，是从与一维流体动力学模型的比较中推断出来的。这表明，耀斑并没有爆发在（可能更广泛）的双星间磁层，但有关的双星的组成部分之一。
2002-06-25 astro-ph
Results from Droxo. I. The variability of fluorescent Fe 6.4 keV emission in the young star Elias 29: High-energy electrons in the star's accretion tubes?
目标。我们研究的Fe 6.4千电子伏的发射线的变化，从I类年轻的恒星对象埃利亚斯29的Rho-Oph云。方法.我们分析了XMM在对Rho-Oph恒星形成区域进行为期9天的几乎连续观测（称为Droxo的深层Rho-Oph X射线观测）期间收集的Elias 29数据。将数据细分为六个均匀的时间间隔，并对六个所得光谱进行单独分析。结果我们检测到显着的变化，从埃利亚斯29的Fe 6.4千电子伏的发射线的等效宽度。6.4千电子伏的线是缺席在第一个时间间隔的观察，并出现在其最大强度在第二个时间间隔（90千秒后，埃利亚斯29经历了一个强大的耀斑）。X射线热发射在两个观察段之间保持不变，而线变异性在99.9%置信水平下存在。鉴于显着的线变化的情况下，在X射线电离连续和弱点的光电离连续从恒星的热X射线发射的变化，我们认为，荧光可能是诱导碰撞电离从（看不见的）人口的非热电子。我们推测的可能性，电子加速的磁约束吸积环的重连事件，连接年轻的恒星，其拱盘。
2007-10-10 astro-ph
Determination of the gas-to-dust ratio in nearby dense clouds using X-ray absorption measurements
我们比较了附近六个恒星形成区（d<500 pc）致密星际物质的气体和尘埃性质：rho Oph，Cha I，R CrA，IC 348，NGC 1333和Orion。我们从钱德拉和XMM-牛顿观测中测量了没有吸积盘的前主序星（PMS）的X射线吸收（即，III类源），以获得总氢柱密度N_{H,X}。对于这些源，我们从文献中获得相应的尘埃消光在近红外，A_J，或者当不可用时，我们从SED拟合使用现有的DENIS，2 MASS，ISOCAM和其他数据。然后，我们比较每个对象的N_{H,X}和A_J，达到前所未有的高消光。对于具有20个真正的III类源的相对较大样本的rho Oph暗云，我们探测了A_J <~ 14（A_V <~ 45）的消光，并采用标准ISM丰度找到了最佳拟合的线性关系N_{H,X} /A_J = 5.6（+/-0.4）x10^{21} cm^{-2} mag^{-1}。其它地区的N_{H,X} /A_J比值显示出很大的分散性，但由于缺乏足够的IR数据，这些研究仍然局限于中等的分散性（A_J <~ 1.5或A_V <~5）。对于rho Oph，N_{H,X} /A_J比值明显低于（>~2 sigma）银河值，使用标准消光曲线（R_V = 3.1）得出。这一结果与最近对太阳和太阳附近恒星金属丰度的向下修正是一致的。我们发现，rho Oph致密云具有相同的金属丰度比本地ISM时，…
2003-06-23 astro-ph
Discovery of X-ray eclipses from the transient source CXOGC J174540.0-290031 with XMM-Newton
本文介绍了在2004年春、夏对CXOGC J174540.0-290031（一个中等亮度的瞬变X射线源，距离SgrA* 仅2.9”）进行四次旋转期间获得的XMM-牛顿观测结果。我们报告了在8月31日至9月2日连续两次XMM革命期间观察到的尖锐和深X射线食的发现，周期为27，961 +/-5秒，持续时间约为1，100 +/-100秒。在2004年3月28日至4月1日连续两次的XMM革命期间，没有出现深蚀。在所有四个观测过程中的光谱很好地描述了吸收的幂律连续。虽然我们在四次观测中对幂律指数的拟合产生了与Gamma=1.6-2.0一致的值，但在2004年夏季的观测中，即日食被检测到的时期，柱密度似乎显着增加。在2-10 keV能量范围内的内禀光度在四次观测中几乎保持不变，为1.8-2.3 x 10^34（d_8kpc）^2 erg/s。在食半独立双星系统的框架下，我们证明了食周期限制了主序星的质量小于1.0 M_odot。因此，我们推断CXOGC J174540.0-290031是一颗低质量X射线双星（LMXB）。此外，日食持续时间限制了紧凑物体的质量小于约60 M_odot，这与恒星质量的黑洞或中子星相一致。如果X射线发射区域的质心从轨道平面上的一个位置移动到致密物体上方的一个点，可能与在这个时期在无线电中检测到的喷流的底部一致，那么在2004年春季观测期间没有深X射线日食可以解释。[…
2005-07-12 astro-ph
Detection of the second eclipsing high mass X-ray binary in M 33
X射线源的钱德拉数据[PMH 2004] 47是在2006年对M 33（ChASeM 33）进行的ACIS调查中获得的。在其中一次观测中，源从高状态变化到低状态，然后返回，在另外两次观测中，它从低状态变化到相应的中间状态。这些转变被解释为在一个高质量的X射线双星系统中的一个紧凑的对象的食入口和出口。月食中期的相位由HJD 2453997.476 ± 0.006给出，月食半角为30.6 ± 1.2度。加上2001年[PMH 2004] 47的XMM-牛顿观测，我们确定双星周期为1.732479+-0.000027 d。这一时期也与ROSAT HRI 1994年对来文方的观测相一致。没有检测到与紧凑对象的旋转周期兼容的短期周期性。有迹象表明，长期变异性与Her X-1检测到的变异性相似。在高态期间，源的光谱是硬的（光子指数~0.85的幂律光谱），具有2 E37 erg/cm 2/s（0.2-4.5 keV）的未吸收光度。我们确认了一颗V ~ 21.0等的恒星，T_eff > 19000 K，log（g）> 2.5。CFHT的光学光变曲线显示出与X射线光变曲线相同的椭圆变化。光学光变曲线和X射线食可以用一个质量与中子星或高质量X射线双星中的黑洞一致的致密天体来模拟。然而，硬幂律X射线光谱倾向于中子星作为M 33中第二个食X射线双星的致密天体。假设中子星的正则质量为1.4 M太阳，最佳拟合…
2008-12-15 astro-ph
The X-ray variability of the Narrow-Line Seyfert 1 galaxy IRAS 13224-3809 from an XMM-Newton observation
我们报告的XMM牛顿定时性能的最X射线变量，无线电安静，NLS 1 IRAS 13224-3809。IRAS 13224-3809继续显示出以前用ROSAT和ASCA观察到的极端变化的行为;但是，没有观察到巨大的快速耀斑事件。我们检测到的变化高达~8的一个因素，在64 ks的观察，和整个光变曲线的变化是持久的。将光变曲线分成9分钟段，我们发现几乎所有的段在> 3 sigma处是可变的。当针对0.3-0.8 keV频带与3-10 keV频带计算时间平均的互关联函数时，互关联分布是偏斜的，指示信号到更长时间的可能拖尾（软频带领先硬频带）。计数率和硬度比之间的相关性，检测在四个能带。在三种情况下的相关性是一致的频谱硬化在较低的计数率，这可以解释的部分覆盖模型。另一个波段显示相反的效果，在更高的计数率下显示光谱硬化。我们可以将这种趋势解释为与软分量相比更具可变性的幂律分量。我们还检测到0.3-1.5千电子伏的计数率和0.8-1.5千电子伏到0.3-0.8千电子伏的硬度比之间的延迟，这意味着通量引起的光谱变化。交叉关联函数中的这种延迟和不对称性可能暗示着软光子和硬光子的再处理。一般来说，除了源的内在变化之外，大部分的定时行为可以归因于与部分覆盖现象相关的不稳定的食行为。IRAS 13224-3809的变异性行为表明了一种复杂的效应组合，我们已经开始通过本分析解开这些效应。
2003-09-05 astro-ph
XMM-Newton and optical follow-up observations of SDSS J093249.57+472523.0 and SDSS J102347.67+003841.2
我们报告后续XMM牛顿和地基光学观测的不寻常的X射线双星SDSS J102347.67+003841.2（=第一J102347.6+003841），和一个新的候选人中间极地发现的斯隆数字巡天：SDSS J093249.57+472523.0。SDSS J1023是在其低状态下观测到的，具有类似的星等/颜色（V=17.4和B=17.9），并且与大多数以前的观测一样，轨道调制平滑。我们进一步将星历表（测光极小值）精化为：HJD（TT）_min= 2453081.8546（3）+ E* 0.198094（1）d。在未吸收通量（0.01-10.0 keV）为5x 10 e-13 erg/cm^2/s的X射线中，它很容易被检测到。拟合各种模型，我们发现：（一）要么热（kT>~15 keV）光学薄等离子体发射模型（韧致辐射或MEKAL）或简单的幂律可以提供足够的数据拟合;（ii）这些模型更倾向于低柱密度~ 10 e19 cm^-2;（iii）中子星大气层加幂律模型（如发现静态低质量X射线双星）也可以产生良好的拟合（对于合理的距离），尽管只适用于高得多的约4x 10 e20 cm^-2的柱和非常冷的kT<~ 50 eV的大气。这些结果支持的情况下，SDSS J1023是一个瞬态LMXB，并确实将其放置在子类的静态X射线发射的硬幂律分量占主导地位的系统。对SDSS J 0932的测光结果表明，它是…
2005-09-28 astro-ph
The defining characteristics of Intermediate Polars - the case of three candidate systems
中极星（Intermediate Polar，IP）是一组激变变星（cataclysmic variants，CV），被认为包含了磁场强度在~0.1- 10 MG范围内的白矮星。在最近的深部调查中发现的X射线源的一个重要部分已被假定为包括IP。到目前为止，IP的两个定义特征是在其X射线光谱中存在高（和复杂）吸收，以及在X射线光变曲线中存在稳定调制，这是吸积白矮星的自旋周期或拍频周期的标志。V426 Oph、EI UMa和LS Peg这三个CV具有与IP相似的特征。然而，只有初步的证据表明它们的X射线光变曲线中存在相干周期。我们提出的搜索结果的相干周期在XMM-牛顿数据的这些来源使用自回归分析模型的影响，红噪声。我们确认检测到的软X射线光变曲线的EI UMa的Reimer等人报告的760秒周期，并同意这代表的自旋周期。我们还发现在100-200秒的范围内的每个源的功率谱中的峰值的证据，这是刚刚超过3sigma的置信水平。我们不认为它们代表真正的连贯调制。然而，它们的X射线光谱与已知的IP非常相似。我们相信这三份简历都是真实的IP。我们推测V426 Oph和LS Peg没有显示出自旋周期的证据，因为它们具有紧密对齐的磁轴和自旋轴。我们讨论的影响，这对知识产权的定义特征。
2008-04-08 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
Precise Measurement of the Spin Parameter of the Stellar-Mass Black Hole M33 X-7
在先前的工作中，{ \it Chandra}和Gemini North对食X射线双星M33 X-7的观测已经产生了对其黑洞主要质量和系统轨道倾角的前所未有的精确度的测量。同样，到二进制的距离也只有百分之几。在这些精确结果的基础上，15个{ \it Chandra}和{ \it XMM-Newton} X射线谱，以及我们的完全相对论吸积盘模型的分析中，我们发现黑洞的无量纲自旋参数是$a_* = 0.77 \pm 0.05$。所引用的1- $σ$误差包括所有观测不确定性的来源。四个最高质量的{ \it钱德拉}光谱，这是在几年的时间跨度内获得的，都导致相同的估计自旋的统计误差（2%）内，这一估计是由11个较低质量的光谱证实。还有两个不确定性：（1）用于分析观测结果的相对论模型的有效性，这一点正在进行中的理论工作中得到解决;（2）我们假设黑洞的自旋与双星的角动量矢量近似一致，这可以通过未来的X射线偏振测量任务来解决。
2010-05-11 astro-ph
