Magnetic field and unstable accretion during AM Herculis low states
利用上普罗旺斯天文台、特殊天体物理天文台的6米望远镜和克里米亚天文台的2.6米和1.25米望远镜的观测资料，对1990年9月、1991年9月和1997年6 - 7月的AM Her低态进行了研究。在不同日期获得的光谱，当源处于低态时，在一个可比较的V级，显示出强烈的塞曼吸收功能的存在和显着的变化，在1991年的HeII（4686）发射线的日常重现发射线。尽管存在这种可变性，从塞曼氢分裂的吸收光谱拟合推断出的磁场是非常恒定的，最佳值为（12.5 $\pm$ 0.5）MG。对UBVRI光变曲线的详细分析表明，存在着以红色为主的重复性中等振幅（$\sim$ 0.3 - 0.5等）耀斑。这些耀斑被认为是小的吸积事件，并与大的（$\sim$ 2 mag.）Shakhovskoy等人（1993年）报告的蓝色耀斑。我们认为，一般耀斑活动期间观察到的低状态是由吸积事件。耀斑的不同特征（颜色和偏振）是取决于净质量吸积通量的不同激波几何形状的结果。
2000-01-24 astro-ph
PHASES Differential Astrometry and the Mutual Inclination of the V819 Herculis Triple Star System
武仙座V819是一个被充分研究的三星系统，由一个周期为5.5年的“宽”双星对组成，其中一个组成部分是一个周期为2.2天的食单线光谱双星。介绍了Palomar系外行星系统高精度天体测量搜索（PHASES）的差分天体测量测量结果，并将其用于确定23.6 +-4.9度的短周期轨道和长周期轨道之间的相对倾角。这仅仅代表了第六次明确地确定了分层三重系统中轨道的相互倾斜。将这一结果与其他五个系统的结果相结合，分析了附近三重系统中观测到的互倾分布。它被发现，这种分布是不同的，人们会期望从随机取向与统计意义在94%的水平，在恒星形成区域的角动量的空间分布研究的影响进行了讨论。
2005-09-30 astro-ph
Cyclotron Modeling Phase-Resolved Infrared Spectroscopy of Polars III: AM Herculis and ST Leo Minoris
我们提出了相位分辨低分辨率红外光谱的AM Her和ST LMi，两个低场极化，我们观察到的DAC上的IRTF。光学/近红外光变曲线也被公布，以帮助限制观察时物体的几何形状和亮度。目前，只有有限的红外光谱已公布的这些对象，并没有与相位覆盖在这里提出。在这两种情况下，所产生的光谱都是由近红外光谱中的二级恒星的辐射所主导的。然而，发射区域也是自掩的，允许我们通过减去暗相位谱来分离回旋辐射。我们使用“恒定λ”处方来模拟结果数据中看到的不断变化的回旋特征。对于AM Her，我们找到最佳拟合模型：B = 13.6 MG，kT = 4.0 keV，logLambda = 5.0。回旋加速器导出的吸积几何形状与50度的轨道倾角和85度的磁共纬度是一致的。对于ST LMi，B = 12.1 MG，kT = 3.3 keV，logLambda = 5.7，轨道倾角为55度，磁同纬度为128度。
2008-07-07 astro-ph
WZ Sge-Type Star V592 Herculis
我们观测了1998年V592 Her爆发的整个过程，它最初在1968年被报道为新星。我们已经能够构建一个完整的光变曲线的爆发，其特点是由一个快速的初始下降（0.98 mag/d），顺利发展成一个平台阶段，缓慢的线性下降。我们检测到的超级驼峰特征SU UMA型矮新星~7天后的光学最大值。光变曲线的整体行为和超级峰的发展是WZ Sge型矮新星的特征。结合以往的文献，我们已经能够唯一地确定超峰周期为0.05648（2）d。从这一时期，再加上现代的解释的绝对星等的爆发光变曲线，我们得出结论，V592 Her的整体图片是不矛盾的，与较低的主序二级恒星相比，以前的说法，V592 Her包含一个棕矮星。
2002-10-02 astro-ph
BeppoSAX observations of AM Herculis in intermediate and high states
时间和光谱分析从BeppoSAX号观测的AM Her在中间和高的状态进行介绍和讨论。还介绍了在X射线观测之后几天进行的光学观测。在中间态观测期间，源处于其“正常”的单极吸积模式。在高状态下，它切换到一个迄今为止未观察到的非典型的“两极”吸积模式，从两极发出显著的软X射线和硬X射线。从第二极的发射是软得多，从主极，而软X射线过剩的主极是相当温和的吸积模式。这些事实表明，吸积到次级主要是由于斑点深入光球，而在主极主要是通过一个更均匀的柱，从而产生经典的驻波。在软X射线波段也观察到强烈的X射线耀斑活动，但没有硬X射线和光学辐射，表明耀斑是由于不均匀的斑点吸积事件。
2000-04-03 astro-ph
ORFEUS II Far-UV Spectroscopy of AM Herculis
在1996年11月的ORFEUS-SPAS II飞行任务中，获得了6个磁激变变星武仙座AM的高分辨率（λ/Δλ~ 3000）远紫外（λλ= 910-1210 λ）光谱。AM Her在观测时处于高光学状态，光谱显示O VI λλ1032、1038、C III λ977、λ1176和He II λ1085的发射线叠加在一个几乎平坦的连续谱上。根据Gansicke等人的描述，连续通量的变化可以用一个~ 20 kK的白矮星来描述，其中一个~ 37 kK的热点覆盖了白矮星表面的一部分f~0.15，但我们要注意的是，没有检测到预期的莱曼吸收线。的O VI发射线有狭窄和广泛的组件结构类似的光学发射线，与径向速度一致的原点在照射面的二次和吸积漏斗，分别。窄线区和宽线区的密度分别为n_{nlr} ~ 3 \times 10^{10} cm^{-3}和n_{blr} ~ 1 \times 10^{12} cm^{-3}，但窄线区在O-VI线中光学厚，宽线区光学薄;显然，宽线区域中的速度剪切允许OVI光子逃逸，使得气体有效地光学薄。无法解释的是发射线通量的轨道相位变化。
1998-04-17 astro-ph
Mid-Infrared Imaging of the Post-AGB Star AC Herculis with the MMT Adaptive Optics System
我们利用MMT独特的可变形次级自适应光学系统产生了高分辨率（FWHM=0.3”）、非常高的Strehl中红外（9.8、11.7和18微米）AGB后恒星AC Her图像。我们发现AC Her的形态和我们未解决的PSF校准星（μ UMa和α Her）在9.8，11.7和18微米之间没有显着差异。我们目前的观测结果并没有证实AC Her.这些观测结果与先前报道的Keck（视见限制）11.7和18微米图像相冲突，后者表明存在一个分辨率为0.6”的边缘环绕双星盘。我们得出结论，AC Her在大于0.2”（R<75 AU）的尺度上没有扩展的中红外结构。这些中红外AO科学的第一个结果是非常令人鼓舞的未来高精度中红外成像与此技术。
2003-10-20 astro-ph
Soft X-ray spectral variability of AM Herculis
极星（武仙座AM双星）是一类重要的明亮软X射线源，其中许多是用ROSAT发现的。我们提出了一个同质分析的所有点ROSAT PSPC观测的极细分成两篇论文，详细讨论了原型的极地AM她和总结类的所有其他极。我们推导出高状态软X射线通量和短期光谱变化的AM她使用一个新的探测器响应矩阵和确认的ROSAT PSPC低于0.28千电子伏的通量校准。AMHer在1991年4月的最佳拟合平均单黑体温度和积分亮相能流分别为27.2 +/-1.0 eV和（2.6 +/-0.6）x 10 ^-9 erg cm ^-2s ^-1。一个多温度模型的总黑体通量可以同时适用于软X射线和波动的远紫外成分，其公式为Fbb =（4.5 +/-1.5）x 10 ^-9 erg cm ^-2 s ^-1。在距离为80秒差距处的总吸积光度Lbb =（2.1 +/-0.7）x 10^33 erg s-1，意味着对于0.78 Msun的白矮星，吸积速率Mdot =（2.4 +/-0.8）x 10 ^-10 Msun yr ^-1。软X射线通量显示显着的时间尺度上的变化下降到200毫秒。相关的光谱和计数率的变化被认为是在耀斑的时间尺度上下降到1秒，展示与个人吸积事件的加热和冷却。我们的光谱和时间的分析提供了直接的证据斑点吸积模型，并建议软X射线和波动的远紫外成分之间的连接。
2008-02-19 astro-ph
Is UU Herculis a post-AGB star?
为了了解异常超巨星UUHer的演化状况，我们用6米望远镜在5年多的时间里获得了这颗恒星的几个高分辨率光谱。这种材料被用来研究光球层不同深度径向速度的可能的时间变化，并研究其化学成分。平均视向速度Vr约为130 km/sec，表明UUHer属于银河系的古老族群。没有系统的依赖线形成层的深度或电离和激发电位的速度观察。H_α吸收的径向速度与平均光球速度有很大的差别。UUHer光球层的铁丰度明显低于太阳：[Fe/H]=-1.32。氮相对于铁含量的增加[N/Fe]=+0.40，结合碳丰度不足[C/Fe]=-0.30，表明仅发生了第一次疏浚事件。Na含量相对于铁是正常的，因此没有证据表明有Ne-Na循环产物的疏浚。重S-过程金属Y，Ba相对于H和Fe被耗尽，这再次意味着第三次疏浚没有发生。
1997-05-29 astro-ph
EUVE J0425.6-5714: A Newly Discovered AM Herculis Star
在EUVE卫星25天的观测中，我们偶然发现了一颗新的AM Her星。该源的EUVE深度测量成像仪光变曲线中存在85.82分钟的相干周期。光谱鉴定是由一个19等的蓝色恒星，有H和他的发射线，和广泛的回旋驼峰典型的磁激变变量。从回旋谐波的间距估计46 MG的极性磁场的下限。EUVE J0425.6-5714也发现在档案ROSAT HRI观测跨越两个月，其稳定和高度结构化的光变曲线，使我们能够适应一个连贯的星历连接ROSAT和EUVE数据超过1.3年的差距。推导出的周期为85.82107 +/- 0.00020分，星历应精确到0.1个周期，直到2005年。一个狭窄但部分的X射线日食表明，这个物体属于Am Her恒星群，其观测几何是这样的，吸积流周期性地掩盖了白矮星表面上的软X射线发射吸积点。与ROSAT HRI同时进行的ASCA观测中没有探测到硬X射线，这表明软X射线必须占主导地位，至少有一个数量级，这与具有大磁场的AM Her恒星之间的已知趋势一致。这个天体不应该与塞弗特星系1H 0419-577（= LB 1727）混淆，后者是另一个X射线/EUV源，距离我们只有4英尺，是这些监测观测的主要目标。
1998-09-14 astro-ph
The Far-Ultraviolet Spectrum and Short Timescale Variability of AM Herculis from Observations with the Hopkins Ultraviolet Telescope
利用霍普金斯紫外望远镜（HUT），我们获得了磁激变变星AM Her的高态850-1850埃光谱。这些观测提供了FUV中AM Her的高时间分辨率光谱，并对系统的大部分轨道周期进行了采样。光谱没有很好地模拟在简单的白矮星（WD）的气氛，特别是在波长短于莱曼α。的连续通量的变化由一个因素的2附近的莱曼极限作为轨道相位的函数，观测到的峰值通量接近磁相位0.6时，吸积极的WD是最清晰可见的。热点的光谱可以模拟在一个100 000 K WD的大气覆盖2%的WD表面。HUT数据的高时间分辨率允许对短期变化进行分析，并显示UV光度在短至10 s的时间尺度上变化多达50%。这种快速的变化被证明是不一致的clusterion吸积模型提出的解释软X射线过剩的极性。我们看到，在这些耀斑窄线发射的增加时，在二次加热面的看法。He II窄线通量在二次合点出现偏食，意味着系统的倾角大于45度。我们还提出了从模型的二次加热面的结果。这些模型表明，再处理的X射线/EUV发射的第二颗恒星的吸积区域附近的WD的面可以占的强度和运动学的观察到的窄线组件。
1998-09-30 astro-ph
Discovery of the high-field polar RX J1724.0+4114
我们报告发现了一个新的AM武仙座二进制（极性）的光学对应的软X射线源RX J1724.0+4114 ROSAT全天空调查期间检测到的。低分辨率光谱证实了这个V~17等天体的磁性，显示出强烈的巴耳末和HeII发射线叠加在回旋驼峰深度调制的蓝色连续谱上。推断的磁场强度为50+/-4 MG（或甚至可能为~70 MG）。跨越约3年的光度观测显示，周期为119.9分钟，正好在周期缺口下方。光学和X射线光变曲线的形态并没有显示出被第二颗恒星食过的现象，这暗示了一种自食几何。我们推导出d~250 pc的下限。
1997-11-24 astro-ph
On the mass of the white dwarf in UZ Fornacis
我们目前的相位分辨光谱的食AM武仙座恒星UZ为获得时，系统是在其低吸积状态。利用微弱的残留α辐射和碘化钠吸收来追踪这颗次级恒星，并推断出它的轨道速度K_2。测得的NaI K_2 * sin（i）= 285 \pm 50 kmps的径向速度幅值表明这是一颗低质量的白矮星，其M_wd = 0.44 \pm 0.15 Msun（1 σ误差）。另一方面，只在轨道周期的一部分可见的H α发射线被认为只起源于面向白矮星的被照亮的半球，显示出类似的径向速度幅度，K '_2 sin（i）= 308 \pm 27 kmps。我们应用的标准K_2修正则表明一颗白矮星的质量可达1兆太阳。与以前的结果相比，新的结果扩大了白矮星质量可能存在的窗口，并解决了基于光度学和光谱学的质量估计之间的冲突。它们在这些和以前的观测中留下了一些发射和吸收成分的位置模糊不清的地方。
1997-01-15 astro-ph
Stokes imaging, Doppler mapping and Roche tomography of the AM Her system V834 Cen
我们报告新的同步相位分辨光谱和偏振观测的极性（AM武仙座恒星）V834岑在高吸积状态。在轨道周期内观测到强发射线和高水平的可变圆偏振和线偏振。偏振数据建模使用斯托克斯成像技术的波特等人。光谱发射线进行了研究，使用多普勒层析成像技术的马什和霍恩和罗氏层析成像技术的Dhillon和沃森。到目前为止，这三种方法都被分别用来研究激变变星的几何和吸积动力学。我们第一次将这三种技术应用于单个系统的同时数据。这使我们能够相互比较和测试每种技术，从而更好地了解V834 Cen的几何形状，动力学和系统参数。
2003-11-06 astro-ph
The Low State Temperature Distribution and First Chemical Abundances of White Dwarfs in Polars
在武仙座AM系统（极星）的低光学亮度状态时，吸积已经下降到一个非常低的值，基本的磁白矮星光球可以模拟没有复杂的热韧致辐射和回旋辐射的发光吸积柱。远紫外光谱可以用高重力太阳合成光球来模拟。通过这种方式，我提出了新的温度和第一个化学丰度估计的白矮星在三个选定的极地从IUE NEWSIPS档案。对于V834 Cen中的白矮星，Teff = 16，000 K，Si/H = 0.1太阳能，C/H = 0.5太阳能，对于BY Cam，Teff = 17，000 K，Si/H = 0.1，C/H = 5太阳能，对于RX J1313-32，Teff = 22，000 K，Si/H = 0.1太阳能，C/H = 0.1太阳能。对已知温度在周期间隙上下的24颗极星中的白矮星的温度分布与静止期矮新星中的白矮星温度分布进行了比较。在这两种情况下，磁极中的磁性白矮星都比非磁性的要冷得多。对于所有的CV白矮星，无论是磁性的还是非磁性的，Teff <12，500 K，91%的物体（11个中的10个）都是极磁性的。这表明极区白矮星的长期吸积加热和冷却效应不同于非磁盘吸积体的长期吸积效应。
2004-10-01 astro-ph
Chandra High Resolution X-ray Spectroscopy of AM Her
本文介绍了利用钱德拉高能透射光栅对原型极区武仙座AM进行高分辨率光谱观测的结果。X射线谱中含有Fe、S、Si、Mg、Ne和O的类氢和类氦谱线，并有几条Fe L壳层发射线。光谱中的禁戒线一般较弱，而类氢线较强，表明来自多温度、碰撞电离等离子体的发射占主导地位。类氦线通量比产生的等离子体温度为2 MK，等离子体密度为1 ~ 9 x10^12 cm^-3，而Fe XXVI与Fe XXV的线通量比产生的电离温度为12.4 +1.1 -1.4 keV。我们给出了AMHer的微分发射测度分布，其形状与多温APEC模型得到的体发射测度一致。多温度等离子体模型拟合的平均X射线光谱表明，白矮星的质量为~1.15 M_sun。从相位分辨光谱中，我们发现Mg XII，S XVI的线心，Fe XXV的共振线，以及Fe XXVI的发射线与AM Her吸积柱中电离物质体运动的理论预期值相差几百到1000 km/s，Fe XXVI离子的观测速度接近于0.6 M太阳白矮星的预期激波速度.所观察到的速度调制是一致的预期从一个单极吸积双星系统。
2007-02-14 astro-ph
The Nature of Weak MgII Absorbing Structures
我们考虑的几何形状和可能的物理模型弱低电离吸收的基础上的相对发病率低和高电离吸收系统。我们发现，共有16个金属线系统，低和/或高电离吸收检测在我们的调查弱低电离吸收系统的档案HST/STIS数据。弱的低电离吸收体追踪了大量的金属富集区（接近太阳金属丰度）。一般来说，模型表明，这些系统有一个约10 pc的高密度气体区和一个约1 kpc的高电离吸收的低密度相区。我们比较了在低电离和/或高电离气体中检测到的吸收系统，发现：1）除了10个弱低电离系统中的1个之外，所有系统都具有相关的高电离相。在3种情况下，高电离气体仅具有单一组分，在运动学上以低电离吸收为中心，在其他6种情况下，存在额外的高电离组分，其速度偏移。（2）只有6个系统只有高电离相，而9个系统同时具有低电离和高电离相：（3）弱低电离系统的高电离吸收平均强于只有高电离吸收的系统; 4）弱低电离系统中的高电离运动学结构与高电离系统中的运动学结构相似。我们发现，由于观察到的高电离的只有系统的横截面相对较小，非线性和片状的几何形状是有利的。虽然低电离吸收体与发光星系的关系并不密切，但它们是在宇宙网络中的直接环境中产生的。
2005-12-08 astro-ph
Associated Absorption at Low and High Redshift
结合X射线和紫外线对活动星系核中吸收物质的信息，创造了一个强大的研究工具。在这里，我们给出了低和高红移的例子。
1996-10-15 astro-ph
Submillimeter Dust Continuum Studies of Low and High Mass Star Formation
利用尘埃连续辐射研究低质量和高质量核心的物理环境，为恒星形成的理论模型提供了重要的观测约束。本文综述了尘埃连续辐射模型的研究动机和方法，并对近年来对低质量和高质量恒星形成区的观测结果进行了比较。
2002-05-30 astro-ph
The sigma_c-V_c correlation in high and low surface brightness galaxies
本文研究了星系中心速度色散σ_0与圆速度V_c之间的关系。除了以前可用的数据，我们认为一个观测到的52个高表面亮度和11个低表面亮度的旋涡星系的样本。我们在线性尺度上进行了直线回归分析，找到了一个很好的拟合，也为低sigma_0星系，总是拒绝在以前的研究。低表面亮度星系的行为似乎有所不同，相对于高表面亮度星系，表现出较高的V_c值或较低的σ_0值。
2003-11-03 astro-ph
Probing Low-x QCD With Very High Energy Prompt Muons
我们探讨了利用提示μ介子通量在非常高的能量，以区别各种模型/参数化的强子截面相关的低x QCD行为的可能性。我们发现，对米技术用于测量高能量提示μ子可以非常有效地在这样的努力。作为副产品，它可以干净地探测预期在高能量下的初级宇宙射线成分的变化。
2006-12-31 astro-ph hep-ex hep-ph
