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
XMM-Newton Observation of Fe Kalpha emission from a BAL QSO: Mrk 231
我们目前的结果，从20千秒的XMM观测Mrk 231。EPIC数据显示强线发射由于Fe Ka，这在这类中很少被检测到。谱线的能量与中性Fe的起源一致，其宽度相当于约18，000 km/s的速度色散，因此谱线可能归因于发射云分布的透射和/或反射。相反，如果线起源于吸积盘，那么线强度和平坦的X射线连续谱支持反射的一些贡献，尽管数据不支持硬X射线带纯粹是从盘反射的X射线的模型。谱线参数与BAL类星体H1413+117的谱线参数相似。
2003-08-14 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
XMM-Newton observations of three short period polars: V347 Pav, GG Leo and EU UMa
本文给出了V347 Pav、GG Leo和EU Uma三个短周期极星的XMM_Newton相位分辨数据。所有三个系统都显示出一个占主导地位的吸积区域，大约有一半的轨道周期。狮子座GG在其X射线和紫外光变曲线上显示出强烈的倾斜特征，这是由于吸积流吸收了来自吸积点的X射线。EU Uma的辐射主要是软X射线：它的软/硬X射线比率是这些天体中最高的。相比之下，GG Leo和V347 Pav的比值与标准激波模型预测的一致。我们推导了白矮星的质量，并探讨了限制能量范围对推导参数的影响。
2003-09-03 astro-ph
Why do some intermediate polars show soft X-ray emission? A survey of XMM-Newton spectra
本文对中极星的XMM-牛顿X射线谱进行了系统的分析，发现与传统的图象相反，大多数中极星显示出软黑体成分。我们比较的结果与那些从AM她的恒星，并推断黑体发射产生的硬X射线的再处理，而不是从斑点吸积有时看到AM她的。IP是否显示出黑体成分似乎主要取决于几何因素：在那些具有吸积足迹的天体中看不到黑体，这些足迹总是被吸积幕遮蔽，或者只有在白矮星边缘上缩短时才能看到。因此，我们反对以前的建议，黑体发射的特点是一个单独的子组的IP更类似于AM Hers，并制定了一个统一的图片，在这些恒星的黑体发射。
2007-04-11 astro-ph
Projected XMM Vision for MCVs
XMM卫星的科学有效载荷包括3个EPIC仪器和2个RGS仪器，可提供软X射线至中X射线波段的成像和非色散光谱以及中高分辨率色散光谱。共同对齐的OM增加了同时进行光学和紫外研究的设施。在这篇海报论文中，我们描述了XMM的仪器特性，并将其与ASCA进行了比较。我们还预测了预期的X射线光谱的选择的极性和中间极性的模拟ASCA模型拟合的基础上。
1998-09-24 astro-ph
XMM-Newton observations of polars in low accretion states
我们用XMM-牛顿法对37个极星进行了一系列的快照观测。我们发现，其中16个系统处于低吸积状态，或吸积大大减少。其中6例在X射线中未检测到。这表明，在任何对极地的调查中，大约一半将处于低吸积状态。我们测试了是否存在对某些轨道周期的偏差：情况并非如此。在X射线检测率低但显著的10个系统中，8个系统的X射线光变曲线显示出显著的变化。这意味着在低吸积时期仍然发生非均匀吸积。这些系统的辐射热光度约为10^30尔格·秒，比高吸积态的系统小两个数量级。X射线光谱显示没有明显的软X射线成分的证据。然而，X射线和紫外线的数据表明，这样一个低温组件存在：它的温度足够低，其流量分布移动到X射线仪器的带通之外。
2004-02-23 astro-ph
XMM-Newton observations of the asynchronous polar BY Cam
我们报告的异步极BY凸轮使用XMM-牛顿的意见。我们发现两个吸积区域有显着不同的光谱的证据。在这两个区域中，我们都发现了冲击后流发射硬X射线的证据，而我们只在一个区域中观察到了明显的软X射线黑体成分。我们在RGS探测器中检测到两条发射线，我们将其归因于氮NVI和NVII：第一次在激变变量的X射线光谱中检测到氮线。在我们观察到短时间尺度变化的时间间隔内，我们发现硬X射线光曲线与最软能量相关，因为硬X射线落后于软X射线并且是反相关的。我们认为，有少量致密的物质团块撞击白矮星，但没有形成激波，并释放出大量光学厚度的物质，使硬X射线在短时间内变得模糊。
2002-03-25 astro-ph
XMM-Newton Observations of the Extremely Low Accretion Rate Polars SDSSJ15531.12+551614.5 and SDSSJ132411.57+032050.5
XMM-牛顿对极地SDSSJ 155331.12 +551614.5的观测表明，所有的X射线通量都出现在能量小于2 keV的地方。最适合光谱的是kT=0.8 keV的热等离子体加上20-90 ev的黑体，产生8-9.5E28 ergs/s的热X射线光度。低温和X射线光度，以及在观测过程中X射线通量的缺乏变化，都与极低的吸积率相一致，使系统处于吸积的轰击状态，而不是涉及远距激波的吸积。观测到的X射线很可能来自M矮星，从而为近距离双星中的晚主序星提供了一个基本的活动水平。SDSSJ 132411.57 +032050.5被XMM-牛顿探测到，微弱的EPIC pn计数率为0.0012 c/s，给出了300 pc距离的X射线光度上限为7 E28 ergs/s，这也与上述情况一致。
2004-09-29 astro-ph
XMM-Newton observations of the eclipsing polar EP Dra
我们呈现了日食极EP Dra的XMM-Newton观测，涵盖了近3个二元轨道周期。X射线和紫外线数据显示，日食前有一个明显的下降，这是由于吸积流遮蔽了吸积区域。在硬X射线中，浸渍进入是快速的，这表明存在高度准直的吸收核心。我们发现，需要一个不同的水平的吸收柱密度，以匹配所观察到的计数率在不同的能量带。我们认为，这是由于不同的吸收成分应被用来模拟再处理的X射线，冲击的X射线成分和紫外线发射，并探讨这对光谱拟合的影响。此外，有证据表明，在明亮阶段开始后不久，吸收开始掩盖较软的X射线。这表明，材料是由一个异常广泛的磁场线，与布里奇等人的建议一致，我们发现，该周期稍大于由Schwope和Mengel确定。
2004-07-26 astro-ph
Multi-epoch spectroscopy and XMM-Newton observations of RX J2115-58
我们目前的相位分辨光谱和X射线光变曲线的异步极性RX J2115-58，因为它们的拍频周期的变化。
2003-03-12 astro-ph
XMM-Newton observations of the eclipsing polar V2301 Oph
我们提出了XMM-牛顿观测的食极V2301 Oph，其中包括近2.5个双轨道周期和2日食。据信，该磁极具有任何已知磁极中最低的磁场强度（7 MG）。我们在X射线日食剖面图中发现了结构的证据，它显示了持续26+/-4秒的“静止”特征。这使我们能够将白矮星的质量上限定为~1.2 Msun。我们没有发现在0.02-10 Hz的频率范围内的QPO的证据。再加上RXTE数据中没有QPO，这表明，如果存在的话，激波阵面中的任何振荡对所得X射线通量的影响都很小。我们在它的光谱中没有发现明显的软X射线成分的证据-因此它加入了另外7个没有显示这种成分的系统。我们认为，那些系统是异步的，有低的质量传递速率，或有吸积发生在一个相对较大的部分的白矮星更有可能显示这种效果。我们发现，比传质速率必须接近0.1 g·cm^-2·s^-1，才能预测出与我们的eclipse分析结果一致的质量。这可能是由于低磁场强度允许吸积沿着宽范围的方位角发生的事实。
2007-05-21 astro-ph
XMM-Newton observations of EF Eridani: the textbook example of low-accretion rate polars
在低状态下获得的EF波江座的X射线观测档案显示，在亮度L_X ~ 2 10^{29} erg/s处有明显的X射线探测，比其高状态值低三个数量级。发现等离子体温度低至$kT \loa 2$ keV，比高状态低10倍。X射线/UV/IR光谱能量分布表明微弱的残余吸积而不是日冕发射是负责低状态X射线发射。因此，EF Eri表现出从高态的激波主导到低态的回旋加速器主导的明显转变。根据光学/紫外光谱能量分布，重新确定了白矮星的光球温度为10000 K。与先前的说法相反，WD模型大气产生足够的紫外线通量，以重现公布的GALEX通量和轨道调制。
2007-03-21 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 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
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
XMM-Newton observation of the drifting pulsar B0943+10
射电脉冲星子脉冲漂移被解释为脉冲星极冠上方的内部真空间隙间歇性破裂产生的成对等离子体子束（火花）的旋转。该模型还预测了强烈的热X射线发射极冠所造成的流入粒子产生的火花放电。我们用XMM-Newton观测了研究得最好的漂移脉冲星B 0943 +10，并探测到一个与射电脉冲星位置一致的点源。它的光谱可以用热黑体模型拟合，尽管幂律模型也是可以接受的。热拟合得到的辐射热光度L_bol约为5 x 10^{28} erg/s，表面积A约为10^3（T/3 MK）^{-4} m^2，远小于传统的极冠面积6 x 10^4 m^2。这样的热辐射可以被解释为从在高度h ~ 0.1 - 0.2 r_pc的内部间隙中漂移的火花的足迹发射，其中r_pc是极帽半径。然而，Ruderman和Sutherland的原始真空间隙模型需要进行一些修改，以协调X射线和无线电数据。
2005-03-18 astro-ph
XMM-Newton spectroscopy of high-redshift QSOs
本文给出了29个高红移（z>2）类星体的XMM-Newton观测结果，其中包括7个射电宁静天体、16个射电响亮天体和6个宽吸收线天体，由于高红移，静止标架能带扩展到30-70 keV。超过2-10 keV，类星体可以很好地拟合在每一种情况下，由一个简单的幂律，没有强有力的证据铁发射线。铁谱线的缺乏与射电喷流（对于射电噪类星体）和X射线鲍德温效应的稀释一致。在更高能量下没有康普顿反射峰（即，在静止帧中高于10 keV）。在宽波段（0.3 ~ 10 keV）范围内，大约有一半（16个中有9个）的射电强类星体被本征吸收，在天体的其余帧中，N_H值通常为1-2 x 10^22 cm^-2。七个射电宁静天体中没有一个表现出过度吸收，而六个BAL类星体中有四个被吸收。射电强的类星体比射电静的类星体具有更平坦的连续斜率（Gamma_RL ~ 1.55; Gamma_RQ ~ 1.98，超过2-10 keV），而在模拟吸收后，6个BAL类星体的基本光子指数与非BAL射电静天体在形式上是一致的。
2005-08-24 astro-ph
Discovery of an ionized Fe-K edge in the z=3.91 Broad Absorption Line Quasar APM 08279+5255 with XMM-Newton
最近XMM-牛顿观测的高红移，透镜，宽吸收线（BAL）准恒星对象APM 08279+5255，在宇宙中最明亮的物体之一，允许检测到高柱密度吸收体（$N_H \approx 10^{23}$ cm $^{-2}$）的形式的K壳层吸收边缘的显着电离铁（Fe XV - XVIII）和相应的电离低能吸收。我们的研究结果证实了BAL流出的现象学几何模型的基本预测，并可以限制吸收区域的大小。吸收物质的Fe/O丰度明显高于太阳（Fe/O = 2-5），这对早期宇宙的气体富集历史产生了有趣的限制。
2002-06-29 astro-ph
A long look at the BALQSO LBQS 2212-1759 with XMM-Newton
使用XMM-牛顿对BALQSO LBQS 2212-1759进行了很长时间（172 ks有效曝光时间）的观测，得出了其0.2-10 keV（静止坐标系0.64-32.2 keV）通量的严格上限，F < 6 E-17 erg/cm 2/s，而同时进行的紫外和光学观测揭示了在源静止坐标系中延伸到650 A的相当蓝色的光谱。这些结果被用来设置一个严格的上限，其光学X射线光谱指数alpha_{ox} <-2.56。鉴于LBQS 212-1759的HI-BAL性质，其X射线弱性最有可能是由于固有吸收。如果是这种情况，并假设LBQS 2212-1759的本征alpha_{ox}是-1.63 -一个适合于这种光度的射电宁静类星体的值-我们可以设定X射线吸收柱的下限N_{H} > 3.4 E25 cm-2。这样的大柱具有汤姆逊电子散射光学深度τ> 23，足以消除光学和UV发射。如果气体是中性的，问题只会变得更糟，因为莱曼连续谱中的不透明度变得非常大，> 2 E8，与低于912 A的源检测相冲突。这种明显的矛盾可能意味着我们对X射线和紫外线发射区的视线是不同的，这样气体就完全覆盖了紧凑的X射线源，但只部分覆盖了更广泛的紫外光子源。在类星体东南方2'处探测到一个扩展的（~ 1'）X射线源。考虑到它的热光谱和温度（1.5 < T < 3.0 keV），它可能是一个前景星系团（0.29 < z < 0.4…
2005-09-15 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
XMM-NEWTON Reveals the Quasar Outflow in PG 1115+080
本文报道了XMM-牛顿天文台对宽吸收线（BAL）类星体PG 1115+080的观测结果。光谱分析揭示了第二种情况下的相对论性X射线吸收流出的BAL类星体。第一个例子是在最近钱德拉X射线天文台对APM 08279+5255的观测中发现的。PG 1115 +080的光谱表明在0.2-0.6 keV观测能带中存在复杂的低能吸收，在2-5 keV观测能带中存在高能吸收。高能量的吸收是最好的两个高斯吸收线与7.4 keV和9.5 keV的静止帧能量建模。假设这两条谱线是由Fe xxv K α的共振吸收产生的，我们推断X射线吸收体分别以~0.10c和~0.34c的速度流出。我们已经检测到PG 1115+080和APM 08279+5255中X射线BALs的能量和宽度分别在19周和1.8周（适当时间）的时间尺度上存在显著变化。从APM 08279+5255观测到的BAL变异性支持了我们先前的结论，即这些吸收体最有可能在相对较小的半径（~ 10^（16）（M_BH/M_8）^（1/2）cm）下发射。低能量和高能量吸收剂的电离特性和柱密度的比较表明，这些吸收剂可能是不同的，但是，需要更高的光谱分辨率来确认这一结果。最后，我们评论的前景约束这些X射线BALs的运动学和电离特性与下一代的X射线天文台。
2003-06-05 astro-ph
Mkn 1239: A highly polarized NLS1 with a steep X-ray spectrum and strong NeIX emission
我们报告了对窄线塞弗特1星系Mkn 1239进行XMM-牛顿观测的结果。根据ROSAT PSPC数据，这个光学高度偏振的活动星系核具有活动星系核中最陡的X射线谱，α-X = +3.0。XMM-牛顿EPIC PN和MOS数据证实了这种陡峭的X射线光谱。PN数据与幂律方程的拟合符合得最好，该方程采用部分覆盖吸收模型，表明连续光源和观测者之间存在两条光路，一条是间接散射光路，吸收较少，另一条是直接光路，这一结果与光学/紫外波段偏振度随波长变化的规律相一致。所有三个XMM-牛顿EPIC探测器的X射线光谱中的电阻在0.9 keV附近表明存在发射线特征，最有可能是Ne IX三重态。NeIX的探测和OVII/OVIII的未探测表明超太阳Ne/O比。
2004-02-11 astro-ph
XMM-Newton Spectroscopy of the Highly Polarized and Luminous Broad Absorption Line Quasar CSO 755
本文给出了对高偏振宽吸收线类星体CSO 755的XMM-牛顿观测结果。通过分析它的X射线光谱，总共约3000个光子，我们发现这个源有一个“典型的”射电宁静类星体的X射线连续谱，光子指数为Gamma=1.83^{+0.07}_{-0.06}，和一个相当平坦的（X射线亮）内在光学到X射线光谱斜率α_ox=-1.51。该源显示出内在吸收的证据，用中性吸收模型拟合光谱得到N_H~1.2x10^{22} cm^{-2}的柱密度;这是BALQSO测量到的最低X射线柱之一。我们没有检测到，具有高度的意义，在X射线光谱中的任何其他吸收功能。我们对中性（电离）Fe Ka线的静止坐标系等效宽度设定的上限为<=180 eV（<=120 eV），对康普顿反射分量参数设定的上限为R<=0.2，这表明来自源的大部分X射线是直接观察到的，而不是被散射或反射的;这也得到了我们测量的相对平坦的本征α_ox的支持。排除了大部分X射线通量由于高水平的紫外光偏振而散射的可能性。考虑到46 BALQSO的数据，从文献中，包括CSO 755，我们发现，紫外光连续偏振水平的BALQSO是不相关的任何X射线特性。源中缺乏显著的短期和长期X射线通量变化可能是由于CSO 755中的大黑洞质量。我们注意到，另一个发光的BALQSO，PG 2112+059，具有类似的浅C IV BALs和中等的X射线吸收。
2005-09-06 astro-ph
Modelling the spin pulse profile of the isolated neutron star RX J0720.4--3125 observed with XMM-Newton
利用XMM-牛顿数据模拟了孤立的中子星RXJ 0720.4 - 3125的自旋脉冲强度和硬度比剖面。所观察到的变化是近似正弦的峰-峰幅度为15%，硬度比是最软的流量最大值之前稍。通过使用极冠模型，我们能够得到最大极冠大小和可接受的观察几何形状。盖的推断大小与中子星被吸积加热的情况更相容，并限制了磁场强度。硬度比调制，然后可以解释的能量依赖的光束效应，这限制了可接受的模型的新兴辐射的情况下，软光子比硬光子更强烈的光束。另一种解释在磁层中的空间可变吸收共同旋转的方面进行了讨论。
2000-10-31 astro-ph
XMM-Newton observation of the long-period polar V1309 Ori: The case for pure blobby accretion
利用XMM-Newton，我们获得了第一个覆盖最长周期极星V1309 Ori的完整轨道的X射线观测。X射线光变曲线主要是由一个短的，明亮的相位间隔与EPIC pn计数率达到高达15 cts/秒每30秒的分辨率箱。亮相发射可用单个黑体分量来描述，其kT_bb =（45 ± 3）eV。当光子能量大于1 keV时，不存在韧致辐射分量，通量比F_bb/F_br > 6700。这代表了在武仙座AM恒星中观测到的软X射线过剩的最极端情况。明亮的软X射线发射被细分为一系列单独的耀斑事件，支持V1309中的软X射线过量是由致密团块的吸积引起的假设。除了明亮的相位辐射外，在整个双星轨道上还可以看到一个微弱的硬X射线成分，其计数率几乎恒定为0.01 cts/sec。光谱建模表明，这种排放源于一个复杂的多温度等离子体。至少有三个组件的光学薄等离子体的温度kT= 0.065，0.7，和2.9千电子伏需要适合所观察到的通量分布。在日食期间，微弱的相位发射被掩盖。食入持续约15- 20分钟，并大大延长超过标称的白矮星的入口。这一点和相对较低的等离子体温度提供了强有力的证据，表明弱相辐射不是来自白矮星上方激波后吸积柱的热韧致辐射。较软的弱相发射的一个大部分可以解释为散射的光子从黑体组件在上述吸积区域的下落材料。剩余的硬X射线通量可能产生于耦合区域，这在其他极星中是迄今未见的。
2005-10-13 astro-ph
XMM-Newton and Chandra Spectroscopy of the Variable High-Energy Absorption of PG 1115+080: Refined Outflow Constraints
本文介绍了对小型宽吸收线（BAL）类星体PG 1115+080的XMM-牛顿和钱德拉观测的多历元光谱分析结果。这是迄今为止为数不多的X射线探测到的小型BAL类星体之一，它在X射线波段足够明亮，主要是由于大的引力透镜放大率，可以进行深入的光谱分析。目前对PG 1115+080的XMM-牛顿观测提供了迄今为止获得的最高信噪比的小型BAL类星体的X射线光谱。通过模拟PG 1115+080的光谱，我们得到了其流出的吸收气体的柱密度和电离状态的约束。这些约束条件之间的比较，在几个时期表明在PG 1115+080的流出吸收剂的性能显着的变化。PG 1115+080的高能宽吸收特征的深度在前两个观测时期之间显示出显著的下降，这两个观测时期之间相隔约1年的静止框架时间尺度。这种可变性支持这些吸收剂的固有性质。假设高能吸收特征是由高度电离的Fe XXV引起的，我们将类星体PG 1115+080和APM 08279+5225释放到IGM中的总辐射热能量以动能的形式限定为K = 0.64（-0.40，+0.52）（68%置信度），和α_k =0.09（-0.05，+0.07）。根据最近的理论研究，这个效率范围足够大，可以显著影响宿主星系的形成，并调节中心黑洞的生长。
2007-01-04 astro-ph
X-Ray Emission and Optical Polarization of V1432 Aquilae: An Asynchronous Polar
详细分析了ROSAT，ASCA，XMM和RXTE的X射线数据的异步极性V1432 Aql随着斯托克斯偏振数据从SAAO，。从长基线ROSAT数据的功率谱显示的自旋周期为12150秒，随着几个系统相关的频率分量。然而，在XMM数据中，自旋周期的二次谐波占主导地位。对于光学圆偏振，主周期对应于自旋周期的一半。ROSAT数据可以解释为是由于两个热点的吸积，而不是对跖。在光学偏振和ASCA和XMM数据中看到的变化表明，在白矮星表面至少存在三个吸积足迹。两个光谱模型，多温度等离子体和光电离等离子体模型，用于光谱研究。利用多温度等离子体模型，利用RXTE主成分分析数据将白矮星质量约束为1.2 $\pm$ 0.1 M_odot。XMM MOS数据中的强软X射线过量（<0.8 keV）由具有80-90 eV的温度的黑体分量很好地建模。使用多温度等离子体模型很好地拟合了在6.7和7.0 keV处看到的等离子体发射线，但是对于6.4 keV线需要额外的高斯。多温度等离子体模型要求均匀吸收体完全覆盖源，部分吸收体覆盖源的65%。具有一系列Fe柱密度的光电离等离子体模型给出了稍微更好的总体拟合，并拟合了所有发射线。强黑体成分、12150 s的自旋周期、6.4 keV线通量随自旋周期的调制以及非常硬的X射线成分的存在表明V1432 Aql是一个具有类似于软中间极性的X射线光谱特性的极性。
2005-05-25 astro-ph
The X-ray properties of the PG QSO sample observed with XMM-Newton
我们提出了一个系统的分析附近的光学明亮的类星体的XMM-牛顿光谱的初步结果。这些物体是从明亮的类星体巡天样本中光学选择的。该项目的目标是测量0.3 - 12 keV能量带光学选定类星体的X射线光谱特性。幂律分量说明硬带光谱的平均光子指数为2.0 +/-0.2。没有一个单一的模型能够解释无处不在的软过剩。讨论了单温黑体、多温黑体、幂律黑体和韧致辐射等几种可能性。我们在样品中观察到了X射线鲍德温效应。
2004-03-29 astro-ph
X-ray Confirmation of the Intermediate Polar HT Cam
本文报道了利用XMM-牛顿和RXTE卫星对X射线源RXJ 0757.0 +6306=HT Cam进行的首次定点X射线观测。我们检测到一个强大的515秒X射线调制确认在1998年发现的光学光度周期，这明确地分配这个源的中间极性类的磁激变变量。X射线中缺少轨道边带，这表明X射线周期是吸积白矮星的自旋周期。同时紫外线和光学B波段光度学获得的XMM-牛顿光学监测器和协调光学UBVRI光度数据获得的北欧光学望远镜（拉帕尔马）表明，光脉冲是在相位与X射线，因此起源于磁约束吸积流。缺乏紫外自旋调制表明，在这个来源中，白矮星表面的吸积诱导加热并不重要。XMM-牛顿EPIC和RGS光谱的光谱分析表明，HT Cam具有多温度光谱，与大多数中间极性相反，它不受强吸收的影响。HT Cam的轨道周期为86分钟，是第三个在2- 3小时周期间隙以下以低速率吸积的系统。
2005-03-22 astro-ph
XMM-Newton observations of an absorbed z=0.67 QSO: no dusty torus?
本文给出了AXJ 0341.4 -4453的XMM-牛顿观测结果，AXJ 0341.4 -4453是一个红移z=0.672的A_V<7的类星体。XMM-牛顿谱显示出一个大的模糊柱N_H~10^23 cm^{-2}，对应于A_V~70，与以前基于ASCA硬度比下限的结果一致。X射线光谱由Gamma~2.0的“散射”模型表示，散射幂律归一化为硬组分的百分之几。没有检测到FeK线，其等效宽度的90%上限为~ 360 eV。在X射线中观察到的柱密度和从巴耳末减量推断的柱密度之间的巨大差异可以用核附近的尘埃升华来解释。X射线和光学遮蔽来自两个不同的区域：X射线靠近吸积盘，而光学遮蔽则来自大于0.25pc的更大尺度。
2003-02-19 astro-ph
A burst from the direction of UZ Fornacis with XMM-Newton
XMM-牛顿指向磁激变变量UZ For，发现该源比以前的EXOSAT和ROSAT观测要暗10^3倍以上。EPIC相机在22 ksec的大部分曝光时间内都没有检测到该源，这表明吸积速率要么降低，要么完全停止。然而，在观测期间，从UZ For探测到了1.1千秒的爆发。光谱拟合有利于光学薄，kT = 4.4 keV的热发射。机载光学监测器对爆发的探测表明，这很可能是一次吸积事件。0.1 ~ 10 keV的光度为2.1 x 10^30 erg/s，这是高态极星吸积激波发射的典型特征，可能是由约10^16 g气体的势能释放造成的。由于在白矮星大气中的再处理，没有明显的软过剩。
2001-09-17 astro-ph
XMM-Newton spectra of hard spectrum Rosat AGN: X-ray absorption and optical reddening
我们提出的XMM牛顿光谱的三个低红移中间西弗特（一个Sy1.5，和两个Sy1.8），从我们的调查硬光谱Rosat源。这三个活动星系核很好地拟合吸收幂律，与内在的核光电吸收柱密度之间的1.3和4.0e21 cm-2。在最亮的物体中，X射线光谱足够好，表明吸收体没有明显电离。对于所有三个对象的幂律斜率似乎有点平坦（伽玛~1.3-1.6）比那些发现在典型的未吸收的塞弗特。来自光学和X射线发射线的约束意味着这三个物体都是康普顿薄的。对于两个较暗的物体，从其中一个的光学宽发射线推断出的红化，以及另一个的光学连续谱，与从X射线吸收中预期的相似，如果我们假设银河系的气尘比和红化曲线。我们最亮的天体的宽线区巴耳末衰减大于其X射线吸收的预期，这可以用标准气尘比的固有巴耳末衰减或>银河系气尘比来解释。这些>=银河系消光比光电吸收的比率不能延伸到我们样本中的高红移、高光度、宽线活动星系核，因为它们的柱密度> 1 e 22 cm-2，因此它们的宽线区域将完全被遮蔽。这意味着一些效果（例如，光度依赖性，或演化）需要存在，以解释整个人口的吸收活动星系核。
2004-03-16 astro-ph
ROSAT observations of the soft X-ray background and of the cluster soft excess emission in the Hercules supercluster
最近用XMM-牛顿卫星进行的观测证实了星系团中存在软过剩现象，这一现象早先曾在EUVE、ROSAT和BeppoSAX的几次观测中发现。在XMM报告检测到软过量发射的星系团中，有MKW 03和A2052，这两个星系团的浓度都是大力神。武仙座超星系团位于北极支线的南部延伸部分，这是一个明亮的软X射线发射区，在ROSAT全天巡天图像中清晰可见。我们分析了11点ROSAT PSPC观测到的3个集团在武仙座浓度，MKW 03，A2052和A2063，和8个相邻的领域，以调查软X射线发射在该地区的天空。我们发现，软X射线发射变化的几个因素的尺度上的几度，使背景扣除一个复杂的任务。如果北极支发射是本地起源的，我们发现只有A2052和A2063有星系团软过剩发射的证据，而在A2052和MKW 03的XMM观测中检测到的OVII发射线与星系团无关。如果部分或全部的北极支线软X射线增强是河外性质的，那么这三个星团都具有强烈的软过量发射，XMM观测到的OVII发射线确实与星团有关。我们解释了软过量排放与温暖的气体的存在下，无论是混杂在一起的热的集群内介质或在位于集群周围的附属结构，并估计温暖的气体是大约大规模的热的集群内介质。
2005-12-23 astro-ph
XMM-Newton observation of the double pulsar system J0737-3039
本文报道了2004年4月对双脉冲星系统J 0737 -3039进行的50 ksec XMM-牛顿观测。我们目前的结果，这些数据的频谱分析结合更短的钱德拉指向2004年1月进行。有效温度为0.20^{+0.02}_{-0.02} keV的黑体辐射（90%置信水平）和发射半径75^{+30}_{-9} m，距离0.5 kpc（意味着0.5-10 keV的光度为6 × 10 ^{29} erg/s）是一个可行的解释，要求在PSR J 0737 - 3039 A的磁层中加速的粒子流，并将它们的动能沉积在PSR J 0737 - 3039 A或同伴PSR J 0737 - 3039 B的磁极帽中。一个单一的幂律发射模型意味着一个非常陡峭的光子指数γ =4.2^{+2.1}_{-1.2}和一个可疑的高氢柱密度，而光子指数γ =2并不能提供XMM-牛顿和钱德拉数据的充分描述。一个双分量模型（一个黑体加一个Gamma=2的幂律）在统计上是可接受的，但数据不需要额外的幂律分量。
2004-08-09 astro-ph
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
On the X-ray Baldwin effect for narrow Fe Kalpha emission line
在X射线谱中，大多数活动星系核（AGN）在~ 6.4 keV处呈现出一条窄的Fe K α线，这是由于远离内吸积盘的冷物质的荧光发射所致。利用XMM-牛顿观测，佩奇等人发现窄Fe K α线的等效宽度（EW）随着光度的增加而减小（EW ~ L^-0.17 pm 0.08），这表明发射线的物质（可能是环面）的覆盖因子减小。通过结合文献中34个1型活动星系核的Chandra HETG观测资料和XMM观测资料，我们建立了一个包含101个活动星系核的大样本。在EW ~ L^-0.2015pm ~ 0.0426的样品中，我们发现了类似的X射线Baldwin效应，但是，我们注意到，反相关主要是由样品中的射电大声活动星系核所决定的，其X射线谱可能被相对论性喷流所污染。除去射电强活动星系核，我们发现反相关很弱（EW ~ L^-0.1019pm ~ 0.0524）。我们目前的蒙特卡罗模拟表明，这种弱的反相关可以归因于相对较短的时间尺度变化的X射线连续。
2006-03-14 astro-ph
XMM-Newton observations of four millisecond pulsars
我提出了一个分析的XMM-牛顿观测的四个毫秒双星，J 0437 -4715，J2124-3358，J1024-0719，和J 0034 -0534。新的数据提供了强有力的证据，证明从前三个物体中检测到的X射线通量中存在热发射。这种热成分最好解释为脉冲星极冠覆盖的氢气氛的辐射。在能量E>3 keV处占主导地位的非热幂律分量也可以存在于检测到的X射线发射中。对于PSR J 0437 -4715，计时分析表明脉冲星光变曲线的形状和脉冲分数与能量有关。这一点，以及从相位分辨光谱得到的结果，支持脉冲星的X射线辐射的两个组件（热加非热）的解释。在PSR J2124-3358和J1024-0719的X射线通量中发现了非常显著的脉动。对于PSR J 0034 -0534，一个可能的X射线对应的射电脉冲星已经提出。探测到的热发射的推断属性进行比较与无线电脉冲星模型的预测。
2005-07-10 astro-ph
Flares observed with XMM-Newton and the VLA
我们目前的光变曲线获得的X射线的XMM-牛顿EPIC相机和同步射电光变曲线获得的VLA的五个活跃的M-型耀斑星。观测到了一些耀斑事件，通过比较射电和X射线数据，我们考虑了各种可能的耀斑机制。在无线电和X射线活动之间似乎存在明显相关性的情况下，我们使用能量预算参数来表明导致X射线发射的加热可能是由于无线电中发射的相同粒子。在没有相应的X射线活动的情况下，有无线电活动，我们认为，无线电发射很可能产生的相干过程涉及相对较少的粒子。在一种情况下，我们能够从无线电发射的偏振中表明，这几乎肯定是这种情况。在没有相应的放射性活动的情况下观察到X射线活动的情况更难以解释。我们认为，加热粒子可能会被加速到非常高的能量，由此产生的同步辐射可能会在视线以外的方向。
2005-03-01 astro-ph
Detection of Pulsed X-ray Emission from XMM-Newton Observations of PSR J0538+2817
我们报告的XMM牛顿观测的143毫秒脉冲星PSR J 0538 +2817。我们提出的证据，第一次检测到的脉冲X射线源的频率是一致的预测射频。脉冲轮廓宽且不对称，脉冲分数为18 +/-3%。我们发现，该源的光谱与T^{infty} =（2.12^{+0.04}_{-0.03}）× 10^6 K和N_{H} = 2.5 × 10^21 cm^{-2}的黑体很好地拟合。根据模型拟合确定的半径为1.68 +/- 0.05公里，表明辐射来自加热的极冠。与大气模型的光谱拟合降低了推断的温度，因此增加了发射区域的半径，但是从拟合确定的脉冲星距离则小于色散距离。
2003-04-07 astro-ph
XMM-Newton observation of the persistent Be/neutron-star system X Persei at a high-luminosity level
我们报告的XMM-牛顿观测的HMXRB X英仙座，持久和低光度的Be/中子星的原型，这是在2003年2月进行。该源的光度水平约为1.4x10^35 erg/s，这是近三十年来的最高水平。脉动周期增加到839.3秒，从而证实了在先前的观测中检测到的NS的整体自旋下降。折叠光变曲线具有复杂的结构，在较低的光度下没有观察到的功能，并显示出显着的能量依赖性。光谱分析显示，在低能量下，主要幂律光谱分量存在显着过量，可以用高温（kT_BB ~ 1.5 keV）和小发射区域（R_BB ~ 340 m）的黑体光谱来描述;它的性质与极帽起源一致。相位分辨光谱表明，发射光谱沿脉冲周期变化，但它是不可能的，以证明是否是脉冲的热成分。
2007-06-27 astro-ph
Drilled by the jet? XMM-Newton discovers a Compton-thick AGN in the GPS galaxy Mkn668
我们报告了XMM-牛顿在宽线射电星系中发现的第一个康普顿厚度的模糊活动星系核，千兆赫兹峰值频谱源Mkn 668（OQ+208）。非常平坦的2-10 keV X射线光谱（观察到的光子指数，r ~ 0.7），以及突出的铁K-α荧光发射线，是康普顿反射主导光谱的清晰特征。Mkn 688代表了X射线光谱特性和光学分类之间差异的一个显著例子，因为其光谱的特征在于宽而不对称的巴耳末线。遮蔽物质被限制在无线电热点内，而无线电热点之间的距离约为10 pc。如果喷流穿透了遍布核环境的康普顿厚度介质，人们可能会在很大程度上低估了从观察到的热点衰退速度确定的无线电活动动力学年龄。软X射线光谱主要是由一个陡峭得多的组成部分，这可能是由于核连续电子散射，或逆康普顿-非常大-远红外发射。软X射线被另一个康普顿薄（N_H ~ 10^21/cm/cm）吸收系统所抑制，我们认为它是负责射电瓣自由-自由吸收的物质。
2004-02-26 astro-ph
On the origin of soft X-rays in obscured AGN: answers from high-resolution spectroscopy with XMM-Newton
我们目前的高分辨率软X射线（0.2-2 keV）光谱研究的69个附近的模糊活动星系核（AGN）的样品与XMM-牛顿板上的反射光栅光谱仪（RGS）观察到的结果。这是迄今为止使用该技术研究的最大样本。我们的研究的主要结论可以概括如下：a）在我们的样品中，大约36%的物体中检测到窄的辐射散射连续（在26%的物体中，它们的本征宽度<10 eV）; b）相对于纯光电离，高阶跃迁通常被增强，表明共振散射在电离/激发平衡中起着重要作用。这些结果支持的情况下，即活跃的核是负责的X射线“软过剩”几乎无处不在地观察到在附近的模糊AGN通过光电离的环核气体。他们在统计学的基础上证实了从样品中最亮光谱的详细研究中得出的结论。此外，我们提出了一个标准来统计区分活动星系核光电离源和星爆星系，根据OVII的氦-α三重态（一旦归一化为OVIII的Ly-alpha）的禁用组件的强度，再加上积分亮度在氦和H-类氧线。
2006-10-24 astro-ph
XMM-Newton Observations of Radio Pulsars B0834+06 and B0826-34 and Implications for Pulsar Inner Accelerator
本文报道了用\xmm对两颗具有漂移子脉冲的射电双星B 0834 + 06和B 0826 - 34的X射线观测结果。在50 ks暴露时间内，三台EPIC仪器共检测到70个计数的PSR B 0834 + 06。它的光谱最好描述为黑体（BB），温度为$T_s=(2.0^{+2.0}_{-0.9}) \times 10^6$ K，热光度为$L_b=(8.6^{+14.2}_{-4.4}) \times 10^{28}$ erg s $^{-1}$。由于在X射线光谱中具有BB热分量的脉冲星中，热点表面积比典型极帽的表面积小得多，这意味着非偶极表面磁场比来自脉冲星自旋下降的偶极分量强得多（在这种情况下，分别小和强约50倍）。第二颗脉冲星PSR B 0826 - 34在超过50 ks的曝光时间内没有被探测到，给出了辐射热光度$L_b \leq 1.4 \times 10^{29}$ erg s $^{-1}$的上限。我们利用这些数据以及与漂移子脉冲有关的射电辐射数据，检验了部分屏蔽能隙（PSG）模型。
2008-06-02 astro-ph
XMM-NEWTON Observations of Red AGN
XMM牛顿光谱的五个红色，2 MASS活动星系核，从钱德拉观察到的样品中选择相对X射线明亮，并涵盖了一系列的硬度比，确认存在大量的吸收材料在三个来源的光学分类范围从1型到2型。一个平坦的（硬的），幂律连续体在其他两个观察。X射线吸收和宽的光学发射线的组合表明小的（核）吸收体或有利的视角，以便覆盖X射线源，但不覆盖宽的发射线区域（BELR）。在所有三个类型1源中检测到软过量。我们推测，这可能出现在电离气体的扩展区域，也许与这些光源中存在的偏振（散射）光学光有关。XMM-Newton揭示的谱复杂性强调了低信噪比\chandra数据的局限性。新的结果加强了我们先前的结论，即观察到的红色活动星系核的X射线连续谱在能量>2 keV时异常坚硬。它们观测到的光谱与对宇宙X射线背景（CXRB）中缺失的硬/吸收粒子数的贡献是一致的，尽管它们的内禀幂律斜率是典型的宽线（1型）活动星系核（γ ~1.7-1.9）。这表明，除了通常假设的2型活动星系核之外，缺少的X射线吸收的CXRB可能还包括1型活动星系核/类星体。
2005-10-03 astro-ph
Polarization of Broad Absorption Line QSOs I. A Spectropolarimetric Atlas
本文对36个宽吸收线类星体（BAL类星体）进行了偏振光谱测量。BAL类星体的连续谱、吸收槽和发射线偏振提供了关于其结构的线索。我们确认，BAL类星体一般更高度极化比非BAL类星体，符合一个更赤道的观察方向，前者比后者。我们在我们的样品中发现了两个新的高极化类星体（1232+1325和1333+2840）。在大多数物体中，偏振微弱地上升到蓝色，这可能是由于尘埃粒子的散射和吸收。我们发现，在BAL槽偏振增加是一个偏振BAL类星体的一般属性，表示相对于直射光的散射光过剩，并与BAL类星体和非BAL类星体的统一一致。我们还发现了共振散射光子的证据，在红翼的C IV广泛的发射线的几个对象。在大多数情况下，宽发射线具有比连续谱更低的偏振和不同的位置角。低电离度的BAL类星体的偏振特征与高电离度的BAL类星体的偏振特征相似，表明BAL风的几何形状相似。
1999-05-24 astro-ph
The XMM-Newton view of PG quasars: II. Properties of the Fe K-alpha line
本文研究了用XMM-Newton观测到的38个类星体样品的Fe K α荧光发射线的性质。这些天体包含在Palomar-Green（PG）明亮类星体巡天的光学选择样本中，X射线光度1.3E43<L（2-10 keV）<5.1E45 ergs/s，z<1.72。对于样品中的每个物体，我们详细研究了窄铁线和宽铁线的存在。在38个类星体中，共有20个显示出铁K-α发射线的证据。大部分的线是一致的起源在低电离物质，这是可能位于外部的吸积盘，分子环面，和/或宽线区。在样品中观察到的窄Fe K-α发射线的平均性质与最近XMM-牛顿和钱德拉研究中推断的Seyfert型星系相似。仅在三个物体中发现了明显的宽线。此外，我们还研究了射电宁静类星体铁谱线的等效宽度（EW）与硬带X射线光度的关系。分析表明，线的强度和硬X射线光度之间没有明显的相关性，我们的结果没有显示出令人信服的证据，这两个量之间的关系，即所谓的X射线鲍德温效应。
2005-01-26 astro-ph
Polarization of Quasars: Electron Scattering in the Broad Absorption Line Region
宽吸收线区（BALR）存在于大多数（如果不是全部）覆盖因子较小的类星体中。最近的工作表明，BALR是光学厚软，甚至中等能量的X射线，具有几个10 $^{23}$到$>$ 10 $^{24}$ cm $^{-2}$的典型氢柱密度。厚吸收层中的电子散射可能对观测到的BAL类星体和非BAL类星体的连续极化有重要贡献。在本文中，我们提出了一个详细的研究电子散射在BALR假设赤道和轴对称外流模型。进行蒙特卡罗模拟以校正辐射转移的影响。假设BALR的平均覆盖因子为0.2，这与观测结果一致，我们发现在柱密度为$\sim$ 4 $\times$ 10 $^{23}$ cm $^{-2}$的BALR中，电子散射可以成功地产生观测到的平均连续极化的BAL类星体和非BAL类星体。观测到的射电宁静类星体（包括BAL类星体和非BAL类星体）的连续偏振分布被用来约束BALR的色散分布。我们发现，为了与观测结果相匹配，BALR产生的最大连续偏振（当从侧面观察时）在$P$ = 0.34%处达到峰值，这比BAL类星体的平均连续偏振（$P$ = 0.93%）小得多。这种差异可以用选择偏差来解释，即具有较大覆盖因子的BAL更容易被检测到，从而产生较大的连续偏振。更大的射电宁静类星体的样本与连续极化的精确测量将提供更好的约束BALR属性的分布。
2005-08-02 astro-ph
The energy balance in polars revisited
在EXOSAT和ROSAT时代，发现大量极星显示出软/硬X射线比，远大于标准吸积激波模型的预期值。这被称为“软X射线过剩”。我们用XMM-牛顿法对极星进行了快照观测，并确定了它们的软硬比。我们发现，不到五分之一的系统显示出显着的软X射线过剩，而其余的显示比例与标准模型预测的一致。我们已经调查了这和以前的调查之间的差异，重新检查所有可用的ROSAT PSPC指出使用最近的校准比原来的研究中的极地观测。我们发现，这些数据显示出的能量平衡比，这是大致一致的，我们的XMM-牛顿的结果。我们的结论是，以前的研究受到数据校准不良的影响。我们讨论了哪些物理机制可能会导致高软X射线过剩，以及具有高比率的系统是否显示出更多的软X射线变化。令人惊讶的是，我们发现，在高吸积状态下发现的21个系统中有6个没有显示出明显的软X射线成分。两个系统显示一个极点有这样的组件，另一个没有。根据观察到的软X射线与紫外线通量测量值的比值（使用光学监测器同时获得），我们认为这是因为这些系统中的再处理组件足够冷，可以移出软X射线波段并进入EUV或UV波段。
2003-09-19 astro-ph
The first XMM-Newton spectrum of a high redshift quasar - PKS 0537-286
我们目前的XMM牛顿观测的高红移z=3.104，射电响亮类星体PKS 0537-286。EPIC CCD相机提供了迄今为止高Z类星体的最高信噪比光谱。EPIC的观测结果显示，PKS 0537-286的X射线亮度极高（Lx=2x10^47 erg/s），X射线光谱异常坚硬（伽马=1.27+/-0.02）。平坦的幂律辐射覆盖了整个观测到的能量范围;没有内在吸收的证据，这在PKS 0537-286和其他高z类星体中被声称。然而，存在弱康普顿反射的证据。红移铁K线，观察到在1.5千电子伏-对应于6.15千电子伏的类星体休息框架-检测到95%的信心。如果得到证实，这是已知的最远的铁K线。线的等效宽度很小（33 eV），与在其他发光类星体中观察到的“X射线鲍德温效应”一致。反射连续谱也很弱（R=0.25）。我们发现PKS 0537-286的总的光谱能量分布是以X射线辐射为主，这与平坦的幂律和弱反射特征一起表明，PKS 0537-286的X射线辐射是以与正面相对论性喷流相关的逆康普顿辐射为主。
2000-10-18 astro-ph
XMM-Newton observation of the Be/neutron star system RX J0146.9+6121: a soft X-ray excess in a low luminosity accreting pulsar
本文报道了NGC 663疏散星团中Be/中子星X射线双星RX J0146.9+6121的XMM-牛顿观测。X射线的亮度与1998年的最后一次观测相比下降了2倍，达到了10^34 erg/s的水平，这是该源有史以来观测到的最低水平。的频谱分析揭示了一个显着的过剩在低能量的主要幂律谱分量的存在。软过剩可以用黑体光谱来描述，其温度约为1 keV，发射区半径约为140 m。虽然目前的数据不允许确定软过剩是否是脉冲或没有，它的属性是一致的发射从中子星极冠。这是第三次在低光度（~ 10^34 erg/s）脉冲星中检测到软过剩，另一个是X Per和3A 0535+262，这表明这种光谱分量是迄今为止在高光度系统中观察到的，是吸积X射线脉冲星的一个相当普遍的特征。对这三个源的研究结果表明，在低光度系统中，软过剩比在高光度系统中具有更高的温度和更小的表面积。
2006-04-10 astro-ph
Polarization of Quasars: Resonant Line Scattering in the Broad Absorption Line Region
最近的工作表明，宽吸收线类星体中的吸收材料对于主共振吸收线是光学厚的。这种材料可能对吸收线中的偏振有显著贡献。本文利用Monte-Carlo方法对共振线散射过程进行了详细的研究，并对光学厚度、BAL区的几何形状和运动学进行了约束。通过与观测到的BAL类星体偏振光谱的比较，我们发现：（1）在径向加速流中，共振散射在吸收谷处产生的偏振度可达9%，在吸收谷处产生的偏振度可达20%。为了解释大的极化度在CIV，NV吸收线槽中检测到一小部分的BAL类星体，沿视线或/和电子散射区域的额外贡献的非单调速度分布是必需的。(2)流动的旋转可导致线槽中偏振位置角（PA）的旋转。在少数BAL类星体中，要产生观测到的大PA旋转，需要BALR的大延伸角。(3)一个大的延伸角的BALR需要解释一个子槽的偏振通量，观察到在一些BAL类星体。(4)共振散射对某些类星体的NV发射线有很大贡献，并可能在这些类星体中产生异常的强NV线。(5)非BAL类星体中由共振散射产生的偏振通量和PA旋转具有独特的非对称性，这可以用来检验非BAL类星体中BALR的存在。
2006-09-17 astro-ph
Microlensing of Broad Absorption Line Quasars: Polarization Variability
大约有10%的类星体表现出宽吸收线（BAL）特征，这似乎是从活动星系核（AGN）高速流出的物质产生的。然而，这种流出的详细情况限制得很差，BAL材料的特殊性质基本上是未知的。最近，新的线索已经成为可通过偏振研究发现，BAL槽更极化比类星体连续辐射。为了解释这些意见，模型中的BAL材料流出赤道横跨表面的尘埃环面已经开发。然而，在这些模型中，BAL极化的几个来源是可能的。在这里，我们演示了如何偏振监测引力透镜类星体，如H 1413+117，在微透镜事件不仅可以区分两个目前流行的模型，但也可以提供进一步的洞察力的结构在BAL类星体的核心。
1999-11-12 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
