Zeeman lines and a single cyclotron line in the low-accretion rate polar 1RXS J012851.9-233931 (RBS0206)
本文给出了在ROSAT全天巡天中发现的明亮X射线源1 RXS J012851.9-233931的低分辨率发现光谱和CCD测光。这些第一次观测表明，源是一个AM武仙座恒星（极地）吸积在一个低的速度。光谱主要由白矮星的塞曼吸收特征所支配，表明光球的平均磁场为36 +- 1 MG。只有微弱的巴耳末线发射。在近红外线，一个单一的强烈的回旋峰被观察到。推断吸积等离子体中的磁场强度为45 ± 1 MG，等离子体中的温度低于2 keV。可能的轨道周期是~90分钟或~146分钟，后者在激变周期间隙内。该系统是一个理想的目标，为进一步详细调查的磁场结构的白矮星的相位分辨偏振光谱。
1999-05-31 astro-ph
Mass Determination and Detection of the Onset of Chromospheric Activity for the Sub-Stellar Object in EF Eridani
EF Eri是一个磁激变变星，在过去的九年里一直处于低吸积状态。低态光谱揭示了潜在的塞曼分裂白矮星吸收线。这些特征用于确定白矮星的场强值为13-14 MG。最近，5-7年进入低态，巴末等发射谱线已出现在光学上。H $α$发射线的分析产生了EF Eri的第一个径向速度解，导致了二进制的光谱星历，并使用最好的白矮星质量为0.6 M ${\odot}$，质量估计为0.055 M ${\odot}$的二次。当白矮星的质量为0.95 M ${\odot}$（磁性白矮星的平均质量）时，次级质量增加到0.087 M ${\odot}$。在EF Eri的轨道周期为81分钟时，这颗质量更高的次级恒星不可能是一颗正常的恒星，但仍然适合在洛希叶内。确认了Balmer谱线和其它谱线的来源是亚恒星次级辐射，并认为这是恒星活动的结果。我们比较了EF Eri的发射线光谱和活动行为，最近在AM Her和VV Pup中观察到的，并归因于恒星活动。我们探索最初为V471 Tau，RS CVn双星和太阳系外行星开发的观测和模型。我们的结论是，辐射的二次在EF Eri和类似的系统是不可能的，在两极，两颗恒星之间的磁场相互作用（与可能的潮汐分量）是一个可能的机制，这将集中色球活动的次级附近的亚恒星点的白矮星。
2006-07-07 astro-ph
Cyclotron Line Formation in a Relativistic Outflow
越来越多的证据表明，如果伽马射线爆发起源于银河系，那么它们位于距离超过100千秒差距的银河系日冕中。这就需要探索回旋加速器谱线形成的新模型。在大多数以前的计算中，线形成区域被建模为等离子体的静态板，光学薄到连续散射，并通过$10^{12}$高斯定向垂直于板的磁场。例如，这样的模型适用于具有偶极场的中子星的磁极帽。然而，如果爆发点的距离超过几百秒差距，爆发的光度就会超过磁爱丁顿光度，而在磁极帽的磁力线形成区域中的等离子体就会沿着磁力线相对论性地喷射出来。Mitrofanov和Tsygan对这种外流的动力学进行了建模，Miller { \it et al.}已经计算了回旋加速器的第二和第三谐波的属性，近似它们由于回旋吸收。在这里，我们描述的回旋共振散射在前三个谐波的相对论流出的磁极帽的Monte Carlo计算，并表明，这种散射可以产生窄线像Ginga观察到的。
1996-01-09 astro-ph
RXTE Discovery of Multiple Cyclotron Lines during the 2004 December Outburst of V0332+53
本文分析了2004年12月用Rossi X射线定时探测器（RXTE）拍摄的瞬态X射线脉冲星V0332+53的2-150 keV能谱。我们报告在相位平均数据中检测到27、51和74 keV的三个回旋共振特征，对应于2.7 x 10^12 G的极性磁场。在4U 0115 +63之后，这使得V 0332 +53成为第二颗在吸积过程中探测到两条以上回旋加速线的中子星;这一点现在也被INTEGRAL证实。脉冲相位谱揭示了通过4.4秒X射线脉冲的回旋加速器线的显著小的变化。
2005-11-09 astro-ph
An in-depth study of the pre-polar candidate WX LMi
光学光度学，光谱学和XMM牛顿紫外和X射线观测与全相位覆盖用于深入研究WXLMi，以前被称为低吸积率极地系统。我们发现了一个恒定的低质量吸积速率，M_dot~1.5 e-13 M_sun/yr，一个特殊的吸积几何，其中一个点不能通过罗氏瓣溢出到达，白矮星的低温，Teff <8000 K，第二个可能是罗氏瓣欠填充。所有这些都进一步支持了WXLMi和相关系统作为分离双星的观点，即在过去没有显著的罗氏瓣溢出的磁性后共包络双星。这里确定的转移率是兼容的吸积从恒星风。我们使用回旋加速器光谱来确定吸积几何形状和约束等离子体温度。这两个，回旋加速器光谱和X射线等离子体诊断揭示低等离子体温度低于3千电子伏的两个吸积点。对于低m_dot、高B的等离子体，回旋冷却是等离子体热辐射的主要形式。光谱学和X射线计时揭示了dM4.5二级恒星饱和水平的大气，色球和日冕活动。
2006-11-24 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
Spitzer Space Telescope observations of magnetic cataclysmic variables: possibilities for the presence of dust in polars
本文介绍了六个短周期极星EF Eri，V347 Pav，VV Pup，V834 Cen，GG Leo和MR Ser的Spitzer空间望远镜测光结果，将Spitzer红外线列阵相机（3.6 - 8.0微米）的数据与2 MASS J，H，K_s测光结合起来，构造了这些系统从近红外到中红外（1.235 - 8微米）的光谱能量分布。我们发现，六个极性中的五个在中红外线的通量密度大大超过了预期的值，从恒星组件单独。我们已经模拟了观测到的SED与贡献的组合从白矮星，二级恒星，无论是回旋辐射或冷，环双星尘埃盘，以填补在长波长过剩。我们发现，一个环双星尘埃盘是最有可能的原因，在所有情况下，8微米的过剩，但我们一直无法排除的具体情况下（但不太可能），完全光学薄回旋辐射的源所观察到的8微米的通量密度。虽然这两个模型组件可以产生足够的流量在8微米，无论是灰尘或回旋辐射单独可以匹配以上的恒星组件在所有波长的过剩。一个模型结合回旋加速器和尘埃的贡献，可能与一些吸积产生的通量在近红外，可能是必需的，但我们观察到的SED没有足够好的采样来约束这样一个复杂的模型。如果8微米的通量密度是由环双星尘埃盘的存在引起的，那么我们对这些尘埃盘的质量的估计比影响CV演化所需的质量低很多个数量级。
2007-01-10 astro-ph
Electron-cyclotron maser emission from white-dwarf pairs and white-dwarf planetary systems
通过类比由木星和它的卫星之间的电磁相互作用提供动力的木星无线电发射，我们提出，紧密的磁-磁-白矮星对和白矮星行星系统是强射电源。本文提出了一个简单的模型来预测由损耗锥驱动的电子回旋脉塞产生的射电辐射的通量密度。来自这些系统的无线电辐射具有高亮度温度，高度极化，并随着轨道旋转而周期性变化。轨道周期<10分钟的磁-磁白矮星对的脉泽，预计在宽范围的射频上都可以探测到。在磁性白矮星附近的近轨道上的类地行星，其轨道周期为$\la 30$ hr，也可以产生可探测到的无线电发射，从而提供了一种识别地球大小的太阳系外行星的方法。
2003-02-28 astro-ph
On the effect of cyclotron emission on the spectral distortions of the cosmic microwave background
通过考虑自发辐射、受激发射受激发射和吸收对光子和能量注入率的贡献，我们研究了与宇宙磁场相关的回旋辐射对CMB谱畸变演化的作用。这些回旋辐射率已在数值上与宇宙等离子体，韧致辐射和双康普顿散射，现实的CMB扭曲的光谱在早期和晚期的相关辐射过程进行了比较。对于合理的磁场强度，我们发现，回旋辐射的贡献是远远小于韧致辐射和双康普顿的贡献，因为它们的不同的频率位置和高韧致辐射和双康普顿的效率，以保持长波长区域的CMB光谱接近黑体（在电子温度下）在形成的光谱失真。从以前的分析中，我们发现，对于一个非常大的一组耗散机制的回旋辐射在CMB光谱失真的演变中的作用是可以忽略不计的，特别是，它不能重新建立一个现实的早期失真的产生后的黑体光谱。在相当一般的假设下，只考虑康普顿散射、韧致辐射和双康普顿，而不考虑耗散过程，就可以推导出不同宇宙时期能量交换的约束条件。最后，估算了回旋辐射引起的CMB偏振度的上限。
2005-05-12 astro-ph
The GOSSIP on the MCV V347 Pav
磁激变变星（MCV）的极化回旋辐射的模拟是确定白矮星吸积带结构的一种强有力的技术。到目前为止，这已经通过手工构建发射区域（例如弧和点）来实现，以便恢复偏振发射。这些模型都是从基于偏振和X射线光变曲线的论证中间接推断出来的。Potter、Hakala和Cropper（1998年）提出了一种技术（斯托克斯成像），该技术客观地和分析地模拟极化发射，以恢复MCV中回旋发射区的结构。我们证明了这种技术的帮助下的测试情况下，然后我们应用该技术的偏振观测的AM Her系统V347 PAV。由于V347 Pav的系统参数（例如它的倾角）还没有很好地确定，我们描述了一个扩展的斯托克斯成像技术，也搜索系统参数空间（GOSSIP）。
1998-09-24 astro-ph
Cyclotron emission effect on CMB spectral distortions
研究了与宇宙磁场（MF）相关的回旋辐射（CE）对宇宙微波背景（CMB）谱畸变演化的影响。我们计算了光子和能量注入率，包括自发和受激发射和吸收。这些CE率进行了比较与韧致辐射（BR）和双康普顿散射（DC），为现实的CMB扭曲的光谱在不同的宇宙时代。对于合理的MF强度，我们发现CE对CMB谱演化的贡献远小于BR和DC的贡献。然后，在相当一般的假设下，通过只考虑康普顿散射（CS）、BR和DC，而不是考虑耗散过程，可以推导出在各种红移下能量交换的约束。估计了CE引起的CMB极化度的上限。
2006-01-12 astro-ph
Spectral Features in the Thermal Emission from Isolated Neutron Stars: Dependence on Magnetic Field Strengths
我们研究了影响质子回旋强度和磁中子星热谱中原子特征的几种效应。结果表明，当磁场B \ga为10 ^14 G时，真空极化有可能对谱线产生强烈的抑制作用.对于较弱的场（B \la 7 \times 10 ^13 G），表面光谱不受真空极化的影响，因此质子回旋吸收线可以有很大的等效宽度。通过对合成谱的近似计算，我们发现中子星表面磁场的变化会导致谱线的展宽。最近从孤立的中子星RX J1308.6+2127、RX J1605.3+3249和RX J0720.4-3125中探测到的吸收特征可以用质子回旋共振来解释，可能是由于恒星大气中的原子跃迁造成的混合。
2004-02-04 astro-ph
A search for electron cyclotron maser emission from compact binaries
单极感应（UI）是一个基本的物理过程，它发生在导体穿过磁场时。据推测，UI运行在RX J 0806 +15和RX J1914+24中，这两颗双星被认为是轨道周期分别为5.4分钟和9.6分钟的超紧凑双星。UI模型预测，这两个源可能是在无线电波长的电子回旋脉泽源。其他被预测会发生UI的系统是具有导电核心的短周期太阳系外类地行星。如果存在UI，则预测将发射圆偏振无线电发射。我们用VLA和ATCA搜索了短周期双星的射电辐射。在一个时期，我们发现了射电源的证据，与RX J 0806 +15的光学位置一致。虽然我们不能完全排除这是RX J 0806 +15的位置与数据简化过程中的伪影之间的偶然对齐，但在5.8 sigma的显著性水平下检测到它并发现它是瞬态的这一事实表明，RX J 0806 +15更有可能是一个瞬态射电源。我们发现圆偏振度的上限为~ 50%。推测的亮度温度超过10^18 K，这对于任何已知的非相干过程来说都太高了，但与脉泽发射和UI是驱动机制是一致的。我们没有探测到来自ES Cet、RX J1914+24或Gliese 876的射电辐射。
2007-09-03 astro-ph
Filling up the period gap: RX J0803.4-4748, a new 137 minute polar
我们报告发现了一个新的AM武仙座系统，作为明亮和非常软的X射线源RX J0803.4-4748的对应物，偶然发现在ROSAT PSPC指向。光学光度测定显示，RX J0803.4-4748正好处于周期间隙中，周期约为137 min，变化幅度较大（2 mag）。这种调制可以用回旋束来解释，并且与其他非自旋极星（例如V843 Cen）的调制非常相似。这种几何结构也得到了后来HRI指向的X射线光变曲线的支持，它缺乏任何明显的微弱相位。相位分辨光谱的特征是在蓝色连续谱上叠加了强烈的Balmer和HeII 4686 Angstroem线发射，并在某些相位处显示出明显的回旋峰。由谐波分离得到的39 MG的场强与其它软X射线极线的场强一致。
1998-09-30 astro-ph
RX J2115.7-5840: a short-period, asynchronous polar
我们报告了RX J2115.7-5840（= EUVE J2115-58.6，Craig 1996）的相位分辨光学偏振、光度和光谱观测，证实了该系统是一个极（AM Herculis）子类的磁激变双星。光学光变曲线有时是平坦的，偶尔会显示出明显的亮相，让人想起旋转的白矮星的小吸积点的自食，就像在自食的极星中看到的那样。我们的周期搜索揭示了模棱两可的结果，可以解释假设白矮星是不同步旋转的双轨道。我们发现圆极化回旋辐射的V/I范围从0%到-15%在一个场合，从-8%到+15%在另一个场合。与其他极星相比，RXJ 2115的自掩吸积区具有极红的回旋谱。此外，在ROSAT全天巡天观测期间，该系统具有极强的硬X射线颜色。这两种性质都表明磁场强度值较低，我们的最佳估计值为B = 11+-2 MG。由于在我们的低分辨率光谱中没有明显的M星特征，我们估计RXJ 2115的最小距离为d > 250 pc（对于M5+二级恒星）。
1997-05-14 astro-ph
Discovery of a Third Harmonic Cyclotron Resonance Scattering Feature in the X-ray Spectrum of 4U 0115+63
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对4U 0115+63最近爆发的观测发现了三次谐波回旋共振散射特征（CRSF）。在窄脉冲相位范围内的光谱显示在12.40 ± 0.65/-0.35，21.45 ± 0.25/-0.38，33.56 ± 0.70/-0.90keV处的CRSF。由于质心能量与基波的比值为1.73+/-0.08和2.71+/-0.13，CRSF不是谐波间隔的。连续谱和CRSF脉冲相位的强变化表明中子星极冠附近有复杂的发射几何结构。此外，一个跨越近星点的RXTE观测发现了一个强烈的2兆赫准周期振荡（QPO）。这是慢了两个数量级比拍频QPO预期在这个系统中，慢了5倍以上，与其他QPO在吸积X射线恒星。
1999-06-08 astro-ph
Confirmation of the Electron Cyclotron Maser Instability as the Dominant Source of Radio Emission from Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs
我们报告的M8.5矮星LSR J1835+3259和L3.5矮星2 MASS J 00361617 +1821104的射电观测，提供了最有力的证据，迄今为止，电子回旋脉泽不稳定性是产生超冷矮星磁层射电辐射的主要机制。正如先前对M9矮星TVLM 513-46546的报道，从两颗矮星都探测到了100%圆偏振的周期性脉冲，LSR J1835+3259和2 MASS J 00361617 +1821104的周期分别为2.84 +/- 0.01和3.08 +/- 0.05小时。重要的是，2 MASS J 00361617 +1821104也探测到了周期性的非偏振射电辐射，并且亮度温度限制排除了回旋同步辐射作为这种射电辐射的来源。来自这个和其他超冷矮星的非极化辐射也归因于电子回旋脉泽辐射，它在穿越超冷矮星磁层时已经去极化，可能是由于散射等传播效应。基于文献中的vsin i数据和来自三个已确认的电子回旋脉泽发射源TVLM 513-46546、LSR J1835+3259和2 MASS J 00361617 +1821104的周期性射电数据的旋转周期，我们确定所有三个矮星的旋转轴都接近垂直于我们的视线。这表明一个可能的几何选择效应，由于电子回旋脉泽发射的固有方向性，这可能占以前报道的超冷矮星的无线电活动和v sin i之间的关系。我们还确定矮LSR J1835+3259的半径为> 0.117 +/…
2008-05-26 astro-ph
On the Nature of Pulsar Radio Emission
脉冲星射电辐射产生的理论，即观测波是由脉泽型等离子体不稳定性在反常回旋-切伦科夫共振$ω- k_{\parallel} v_{\parallel} + ω_B/ γ_{res}=0$和切伦科夫漂移共振$ω- k_{\parallel} v_{\parallel} - k_{\perp} u_d =0$上直接产生的，能够解释脉冲星射电辐射的主要观测特征。不稳定性是由于来自初级束的快粒子和分布的尾部与强磁化的一维正负电子等离子体的简正模的相互作用造成的。在这些共振处发射的波是类似真空的电磁波，可以直接离开磁层。在该模型中，回旋加速器切伦科夫不稳定性是产生核心辐射的主要原因，而切伦科夫漂移不稳定性则是产生锥形辐射的主要原因。在体等离子体的流动能量不是很高的$γ_p \approx 10$的条件下，对于典型的和毫秒级的等离子体，回旋加速器切伦科夫不稳定性的发展条件都是满足的。在一个典型的脉冲星中，回旋加速器切伦科夫共振和切伦科夫漂移共振发生在$r_{res} \approx 10^9 cm$的磁层外部。这个理论可以解释脉冲星现象学的各个方面，包括脉冲的形态，它们的偏振特性和光谱行为。我们提出了几个观测测试的理论。最突出的预测是发射区的高海拔和锥形发射在与磁场的局部密切平面正交的平面中的线性偏振。
1998-06-27 astro-ph
Complex Absorption and Reflection of a Multi-temperature Cyclotron-Bremsstrahlung X-ray Cooling Shock in BY Cam
本文重新分析了一颗稍不同步吸积的白矮星BY Cam的ASCA和GINGA X射线数据。的光谱是强烈的复杂的吸收，我们作为一个连续的覆盖分数和列中性材料的分布模型的影响。这种吸收导致低于3 keV的光谱平滑硬化，并且可能是由覆盖在X射线发射区域上的预震柱中的材料产生的。ASCA的数据表明，从冲击的本征发射是不一致的，一个单一的温度等离子体。显著的铁L排放共存的铁K壳线从H和He类铁清楚地表明，有一个广泛的温度范围内，预期从冷却激波结构。GINGA数据给出了对冲击等离子体中最大温度发射的最佳约束，其中kT（max）=21（+18，-4）keV。回旋加速器冷却也很重要，它抑制了最高温度的韧致辐射成分，因此X射线数据只给出了M> 0.5太阳质量的白矮星质量的下限。同时还观测到了来自白矮星表面的多温韧致辐射反射。我们强调的重要性，建模所有这些影响，以获得物理上自洽的图片的X射线光谱从极地一般，特别是通过凸轮。
1997-12-17 astro-ph
Resonant Cyclotron Radiation Transfer Model Fits to Spectra from Gamma-Ray Burst GRB870303
我们证明，在强场（即回旋散射）的共振回旋辐射转移模型可以占谱线看到在两个时代，表示为S1和S2，GRB 870303的Ginga数据。利用Wang等人（1988，1989 b）的蒙特卡罗程序的一个广义版本，我们模拟了线的形成，方法是将连续谱光子注入一个静态的平面平行的电子板，该电子板被一个强中子星磁场（~ 10 ^12 G）穿过，该磁场可以相对于板的法线以任意角度取向。我们检查两个源的几何形状，我们表示为“1-0”和“1-1”，与数字表示的相对电子柱密度以上和以下的连续体光子源平面。我们比较方位对称的模型，即模型中的磁场是平行于板正常的，与模型具有更一般的磁场方向。如果爆发源有一个简单的偶极场，这两个模型类表示线形成的磁极，或其他地方的恒星表面。我们发现，S1和S2的数据，单独考虑，是一致的两种几何形状，并与所有的磁场方向，除了S1的数据显然有利于线形成远离极帽的1-1几何形状，与最佳拟合模型放置在磁赤道线形成区域。在这两种几何形状，适合合并（S1+S2）的数据稍微有利于赤道线形成的功能模型，并在其中观察者的方向相对于板的变化之间的两个时代。我们解释这种变化是由于中子星旋转，我们把旋转周期的限制。
1999-06-24 astro-ph
The X-ray spectrum of the polar BY Cam
来自磁激变变星BY Cam的ASCA和GINGA X射线数据表明，谱受复吸收的强烈影响，可能来自激波前吸积柱。理论上预期的多温度结构比单温度等离子体更好地描述了激波的本征发射，但回旋冷却可能抑制了最高温度的韧致辐射分量。从白矮星表面反射的这种多温度发射也被显著地检测到。所有这些光谱的复杂性都是获得X射线光谱的物理自洽图像所必需的。
1997-12-17 astro-ph
