RXTE determination of the intermediate polar status of XSS J00564+4548, IGR J17195-4100, and XSS J12270-4859
目的：我们确定中间极性候选者XSS J 00564 +4548，IGR J17195-4100和XSS J12270-4859的性质。方法：有针对性的RXTE观察在这些候选系统中搜索中间极性特征。结果如下：XSS J 00564 +4548的周期为465.68 ± 0.07 s，我们认为这是自旋周期，调制深度与能量有关，光谱与22 keV光电吸收轫致辐射的铁谱线轮廓相吻合。IGR J17195-4100显示了几个候选周期和一个由幂律拟合的谱。XSS J12270-4859显示出859.57 ± 0.64 s的候选自旋周期和符合幂律的光谱，没有铁线的证据。结论：XSS J 00564 +4548为中间极性。IGR J17195-4100和XSS J12270-4859都显示出中间极的某些性质，但不能确定是这类的成员。
2008-06-04 astro-ph
RX J0944.5+0357: A Probable Intermediate Polar
根据光学光度学，激变变星RX J0944.5+0357具有周期约为2160 s的双峰脉冲轮廓。这两个峰的相对振幅变化很快。RX J0944.5+0357的光功率通常集中在2160 s调制的一次谐波中，因此可能属于相对罕见的两极吸积中间极，例如YY Dra和V405 Aur。
2003-01-29 astro-ph
Is TW Pictoris really an intermediate polar?
我们提出了一个长期的ROSAT HRI观测的候选人中间极TW Pic的结果。功率谱没有显示出先前提出的白矮星自旋周期或提出的双星轨道周期（分别为1.996小时和6.06小时）的迹象。在每种情况下，X射线调制的限值均小于0.3%。在没有相干X射线脉动的情况下，TW Pic作为中间极性子类成员的资格必须受到怀疑。我们进一步认为，真正的轨道周期的二可能是较短的两个先前建议，和较长的周期可能代表一个准周期现象与吸积盘。
1998-10-15 astro-ph
The nature of 1WGA J1958.2+3232: A new intermediate polar
我们提出了低和中等分辨率光谱的光学对应最近发现的脉动X射线源1WGA J1958.2+3232。强烈的HI，HeI和HeII发射线的存在，加上没有吸收特征，排除了该物体是一颗大质量恒星的可能性，正如最近提出的那样。观察到的X射线和光学特征与该物体是中间极性的一致。发射线的双峰结构表明存在吸积盘。
1999-12-23 astro-ph
Nova Scorpii 1941 (V697 Sco): A Probable Intermediate Polar
V697 Sco是1941年天蝎座新星的遗迹，目前的光度值为V ~ 20.0，它具有中极星（IP）的特征，轨道周期（Porb）为4.49h，自转周期（Prot）为3.31h。因此，它似乎是一个罕见的IP类的成员，其中Prot ~ Porb，这可能是discless系统。在0.5质子的调制的突出，其轨道边带，表明两极吸积。
2002-10-21 astro-ph
The effects of tidally induced disc structure on white dwarf accretion in intermediate polars
我们研究了潮汐引起的不对称盘结构对中等极性白矮星吸积的影响。利用数值模拟，我们表明，它是可能的潮汐诱导的螺旋波传播到足够远的光盘的中间极，吸积到中央白矮星可以调制的结果。我们认为，吸积从所产生的不对称的内部光盘可能有助于观察到的X射线和光学周期在这些系统的光变曲线。与流馈吸积模型的周期性，潮汐图片预测，调制可以存在，即使是较弱的磁场的磁层半径小于质量传递流的近星点半径的系统。我们还预测，额外的周期性成分应该存在于低质量比的中间极显示超级驼峰的发射。
1998-09-10 astro-ph
What can XMM-Newton tell us about the spin periods of Intermediate Polars?
XMM-Newton前所未有的光谱分辨率和高通量的组合使我们能够对中间极性进行迄今为止最好的相位分辨X射线分析。光学监视器可同时提供光学/UV光度测定和X射线数据。我们提出了一个全面的研究X射线自旋脉冲在IP，给自旋脉冲和硬度比，每一个IP看与XMM-牛顿日期。
2004-11-23 astro-ph
Intermediate polars in low states
虽然近年来没有观测到中间极星（IP）下降到低质量转移率的状态，但有候选星似乎已经处于中间和低质量状态。V709 Cas可能是一个中间状态的IP; NSV 2872似乎是一个低状态的IP，如果它返回到高状态，可能会类似于长轨道周期IP V1072 Tau。神秘的V407 Vul有很多种解释，认为它是一颗超短周期双星，它与灾变前变星V471 Tau有很多相似之处，因此可能是一颗具有相当长轨道周期的IP前兆，但还不是一颗完全成熟的灾变变星。
2003-10-09 astro-ph
The Intermediate Polar EI UMa: A Pre-Polar Cataclysmic Variable
我们目前的光学和X射线时间序列测光的EI UMa，揭示调制在746和770秒，我们解释为白矮星自旋和自旋轨道边带。这些检测，结合以前的X射线研究，建立EI UMa作为一个中间极性。我们估计质量吸积速率约为3.6 x 10^{17} g/s^{-1}，这接近甚至可能大于临界速率，超过这个速率矮新星不稳定性就会被抑制。我们还估计白矮星有一个大的磁矩μ>（3.4 +/- 0.2）x 10^{33} G cm ^3。高质量的吸积率和磁矩意味着吸积环的存在，而不是一个磁盘，以及相对较长的轨道周期，这些都表明EI UMa是一个罕见的前极激变变星的例子。
2008-02-24 astro-ph
Is the old nova RW UMi (1956) an intermediate polar?
通过对老新星RW UMi（1956年）的光度观测，我们发现了五个亚轨道周期的存在。最长的周期，P1 = 54.4分钟，总是观察到的，可能是拍周期之间的轨道周期和白矮星（WD）的自旋周期，我们假设为P2 = 33.4分钟。其他的亚轨道周期可能是轨道边带相对于P2和/或对应于开普勒共振半径。我们认为，在其爆发后的状态，具有较高的质量传递速率，RW UMi是一个异步的中间极性截断吸积盘。如果WD的磁动量为$μ_{34} \sim 0.8$，在爆发前的静止状态下，新星将表现为一个无盘的同步中极新星。
2001-07-31 astro-ph
Accretion Flow Along a Dipolar Field: Application to Intermediate Polars
本文利用与场结构相适应的曲线-线性坐标系，建立了偶极磁场作用下吸积流的流体动力学方程。我们求解了流体动力学方程，并确定了激波后吸积流的速度、密度和温度分布。结果适用于吸积流在中间极。我们已经发现，系统与大质量的白矮星（~ 1 Msolar）的温度分布在流中可以显着不同的模型中，其中的吸积柱被假定为圆柱形。
2003-02-06 astro-ph
The white dwarf revealed in the intermediate polar V709 Cassiopeiae
结果是从最近确定的中间极性RXJ0028.8+5917/V709 Cas的第一个详细的光谱观测。对发射线径向速度的研究使我们能够消除轨道周期不同别名的不确定性，并发现最佳值为（0.2225 +/- 0.0002）天。该系统对Balmer系从H δ到H β都表现出明显的EW~（2-4）A，宽谱效应。这些广泛的反射被解释为底层白矮星大气的贡献。在~ 23 000 K的温度下，发现这些散射的特征与DA log（g）= 8的白矮星一致，贡献了~ 17%（在4500 A）的总通量。这是第一次在中间极地系统中直接探测到白矮星。没有显著的塞曼分裂表明磁场低于10 MG，这证实至少在某些情况下，中间极具有比极弱的场。不同的可能性进行了讨论，以解释的实质性贡献的白矮星的整体流量。
2001-06-01 astro-ph
INTEGRAL Broadband X-ray spectrum of the intermediate polar V709 Cas
本文给出了用INTEGRAL观测到的中等极性V709 Cas的硬X射线时间平均谱。我们使用IBIS/ISGRI仪器在20-100 keV能带和JEM-X在较低能量（5-20 keV）的数据进行了观测。使用不同的多温度和密度的X射线后冲击模型，我们测量了约40 keV的改进后冲击温度，并估计V709 Cas质量为0.82（+0.12/-0.25} Msun。我们将所得的光谱参数与以前报道的BeppoSAX和RXTE观测结果进行了比较。
2005-09-16 astro-ph
Broadband X-ray spectrum of intermediate polar V1223 Sgr
我们提出的宽带相位平均光谱的最明亮的中间极V1223 Sgr，获得与INTEGRAL和RXTE天文台（3-100千电子伏）。在硬X射线能带（INTEGRAL/IBIS和RXTE/HEXTE）中的光谱的良好统计质量使我们能够解开直接光学薄等离子体发射和反射分量对V1223 Sgr光谱的贡献。通过对吸积物质激波后温度的测量，我们得到了关于白矮星质量和系统倾角的信息。
2004-03-22 astro-ph
Doppler tomography of intermediate polar spin cycles
我收集了七个中间极性的发射线轮廓，在自旋周期内进行了相位分辨。然后，我提出了第一个系统的应用多普勒层析成像的自旋周期，调查是否自旋周期层析成像是一个有用的诊断工具的目的。四颗恒星显示出落在白矮星的两个磁极上的物质的线发射，但另外三颗显示出仅来自上磁极的线发射。层析成像可以绘制线发射吸积幕的范围和形状，但如果线通量在自旋周期内发生显着变化，它也会给出误导性的结果。
1999-01-28 astro-ph
RXTE confirmation of the Intermediate Polar status of Swift J0732.5-1331
目标。我们打算确定Swift J0732.5-1331的X射线性质，从而确认其作为中间极性的状态。法我们分析了来自RXTE的36，240个X射线数据。频率分析用于限制时间变化，光谱分析用于表征发射和吸收特性。结果X射线自旋周期为512.4（3）s，具有强的一次谐波。在5.6 h的候选轨道周期处没有检测到调制，但是在候选11.3 h周期处存在相干调制。该光谱与37 keV的韧致辐射连续谱一致，其中6.4 keV的铁谱线被等效氢柱密度约为10^22个原子cm^-2所吸收。结论.确认Swift J 0732 -1331为中间极性。
2007-10-11 astro-ph
A Serendipitous XMM-Newton Observation of the Intermediate Polar WX Pyx
我们简要地描述了一个偶然的观察很少研究的中间极性WX Pyx使用XMM-牛顿。X射线自旋周期为1557.3秒，证实了1996年发表的光学周期。从自旋轨道旁瓣分量的分离推断出轨道周期约为5.54小时。软带和硬带的自旋折叠光变曲线近似为正弦曲线。最佳拟合光谱与约18千电子伏的韧致辐射温度一致。约300 eV的上限被分配给Fe线发射的存在。WX Pyx位于TX和TV Col附近的P_spin-P_orb平面。
2004-12-16 astro-ph
The 1996 dwarf nova outburst of the intermediate polar GK Persei
英仙座GK是一颗中等强度的极地行星，大约每1000天就会爆发一次矮新星。在以前的爆发中，该系统在X射线发射中显示出千秒准周期振荡（QPO）。这些振荡是独特的，因为它们比通常在圆盘馈送激变变量中观察到的QPO长一个数量级。我们在1996年爆发期间收集的分光光度计中检测到了这些QPO的光学对应物。这些QPO的多普勒展宽的发射线起源于高超声速吸积流的存在下，使我们能够把有用的约束QPO源的位置和它的形成机制。
1999-01-25 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
The accretion flow in the discless intermediate polar V2400 Ophiuchi
RXTE观测证实，V2400 Oph的X射线光变曲线在拍频周期上呈脉冲状，正如在无盘中间极地中所预期的那样。在轨道或自旋周期中没有X射线调制，但光学线轮廓随所有三个周期而变化。我们构建了一个模型的线轮廓的变化，在一个discless吸积，吸积流翻转的想法的基础上，从一个磁极到其他的，并表明，这占所观察到的行为的自旋和拍周期。在轨道周期上的最小变化意味着：1）V2400 Oph的倾角仅为~10度; 2）大部分吸积流不是相干流，而是围绕着白矮星，可能是一个密度更大的反磁性斑点环。我们讨论了光，这在中间极盘形成的棚。
2002-01-29 astro-ph
Pulsations and orbital modulation of the intermediate polar 1WGA J1958.2+3232
我们目前的光度学，光谱学和旋光，以及ASCA的X射线观测，最近发现的中间极性1 WGA J1958.2+3232。通过第一次探测到的光学拍频，我们证实了先前的试探性建议，即白矮星的自旋周期是X射线和光学脉动周期的两倍，我们也证实了在每种情况下。我们首次在U，B，V，R和I波段中检测到轨道调制，并建议真正的轨道周期是先前建议的-1d别名。我们还确认在这个系统中的圆偏振的存在下，检测一个可变的偏振，在每个B和R波段具有相反的符号。双峰脉冲轮廓和相反符号的极化脉冲表明，1 WGA J1958.2+3232通过一个相对靠近白矮星被截断的圆盘吸积到两个磁极上。
2002-01-08 astro-ph
Stream-fed Accretion in Intermediate Polars
我审查的观测证据流喂吸积在中间极。最近对无盘系统V2400 Oph的研究证实了流馈吸积的极翻转模型，但这仅适用于少数流。大部分的流动是以斑点的形式围绕着白矮星，这种状态可能是其他IP中圆盘形成的前兆。我还讨论了具有非常长的自旋周期的系统，V1025 Cen和EX Hya的工作。在V1025 Cen中存在着支持和反对流喂式吸积的争论，在得出关于该系统的结论之前，还需要进一步的工作。
2002-01-29 astro-ph
Why does the intermediate polar V405 Aurigae show a double-peaked spin pulse?
御夫座V405是一颗中极星，在软X射线中呈现双峰脉动，在硬X射线中呈现单峰脉动。从XMM-牛顿观测，我们发现软带是由黑体辐射从加热白矮星表面占主导地位。当任何一个磁极指向我们时，这种发射达到最大值，解释了双峰脉动。脉冲的对称性要求磁轴和自旋轴之间的角度很大。硬X射线中的单峰脉动可以用通常的方式解释，这是吸积幕不透明的结果。然而，高偶极倾角意味着吸积幕几乎在平面上。因此，幕的外部区域并不穿过吸积足迹的视线，这解释了许多中间极性的深吸收倾向特征的缺乏。这种脉动的磁轴轮廓要求磁轴偏离白矮星中心。我们还注意到在这颗星的双峰光发射。我们认为V405 Aur的自旋脉冲与其他中间极的自旋脉冲之间的差异是其高偶极倾角的结果。
2004-05-28 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
The transition phase in Nova Muscae 1998, the dust formation in classical novae and a possible link to intermediate polar systems
我们目前的连续CCD测光的苍蝇新星1998年在17个晚上主要是在过渡阶段的年轻新星的光变曲线。我们发现了一个周期为0.16930天的周期振荡。这一结果对于理解某些经典新星光变曲线中的这一特殊阶段非常重要。我们还注意到一个可能的连接之间的过渡/尘埃阶段的新星光变曲线和中间极地系统。
1999-05-28 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
1RXSJ062518.2+733433: A bright, soft intermediate polar
本文给出了ROSAT全天巡天源1RXSJ062518.2+733433的50小时时间分辨R波段测光结果。Wei等人（1999）将其来源确定为一个激变变星。我们的测光，在2003年2月11日和2003年3月21日之间的10个晚上，揭示了两个稳定的周期在19.7874和283.118分钟，这被确定为可能的自旋和轨道周期的二进制。因此，我们将1RXSJ062518.2+733433归类为中间极性。对RASS X射线观测结果的分析表明，X射线通量的变化率为100%，并且可能存在软X射线过剩。因此，新的IP加入了迄今为止只有四名成员的罕见的软IP组。
2003-04-17 astro-ph
Mapping quasi-periodic oscillations from the outbursting intermediate polar GK Persei
我们提出了时间分辨分光光度法的GK每上升到爆发最大值，在其中我们检测到5000秒QPO的光发射线。我们利用这个机会提供一个运动学解决的现象分析。观测结果与后处理关闭内吸积盘内的气体轨道的斑点是一致的，并发现了QPO源在轨道时间尺度上向致密星迁移的证据。
1996-08-22 astro-ph
K-band spectroscopy of the intermediate polar XY Ari
本文给出了中间极性XY Ari的K波段红外光谱。光谱证实了XY Ari的激变二元性质，显示出HeI（2.0587微米）和HI的Brackett和帕邢系发射线。这些线的广泛性质表明起源于吸积盘。光谱强烈变红的分子云Lynds 1457内的吸收，并显示出突出的吸收功能，从二级恒星，我们确定的光谱类型的M0 V的次级。次级贡献了80 +/- 6%的K波段光。我们推导出一个视觉消光XY阿里Av = 11.5 +/- 0.3和距离d=270 +/- 100 pc，放置XY阿里背后的分子云。
2001-06-20 astro-ph
V4745 Sgr -- a nova above the period gap and an intermediate polar candidate
对2003 - 2005年23个夜晚的V4745 Sgr（Nova Sgr 2003#1）CCD非滤光测光进行了周期分析。测光数据以0.20782 +- 0.00003 d（$4.98768 +- 0.00072 h）的周期进行调制。根据相位光变曲线的形状和所有数据集中存在的周期性，其值没有明显的变化，我们将这种周期性解释为轨道性质，这与周期间隙上方的灾难性变量一致。我们发现了一个可能的短期周期0.017238 +- 0.000037 d（24.82272 +- 0.05328 m），我们将其解释为白矮星可能的自旋周期或轨道和自旋周期之间的拍周期。因此，我们建议新星V4745 Sgr应被归类为中间极性候选者，支持过渡振荡新星和中间极性之间的联系。激变变星的质量-周期关系得出次级质量约为0.52 +-0.05 M_solar。
2006-06-12 astro-ph
Solving the kilo-second QPO problem of the intermediate polar GK Persei
我们检测到可能的光学对应物，以前报道的X射线QPO分光光度法的中间极GK英仙座在1996年矮新星爆发。特征时间尺度在4000- 6000 s之间。虽然QPO是一个数量级长于其他矮新星中检测到的，我们表明，一个新的QPO模型是不需要解释观察到的长时间尺度。我们证明了观测结果与振荡是一致的，振荡是正常时间尺度的QPO与白矮星的自旋周期跳动的结果。我们确定的光谱类的同伴是一致的，其静态分类，并没有发现显着的证据，其内面照射。我们在谱线通量、V/R比和多普勒展宽发射剖面中探测到了白矮星的自旋周期。
1999-01-21 astro-ph
Face-on, stream-fed intermediate polars: an alternative model for RX J1914.4+2456 and RX J0806.3+1527
RX J1914.4+2456和RX J0806.3+1527被认为是双简并双星，轨道周期分别为569 s和321 s。另一种模型，其中的周期是与一个中等极性系统中的磁性白矮星的自旋，已被其他作者拒绝。我们表明，一个面对的，流馈中间极模型的两个系统是可行的，优于其他模型。在每种情况下，X射线调制周期代表白矮星在双星参考系中的旋转。该模型解释了完全调制的X射线脉冲轮廓，X射线光谱，X射线和光学/红外调制之间的反相，缺乏较长的周期调制，以及低水平的偏振。RX J0806.3+1527的光谱表明存在巴耳末系谱线，与HeII谱线混合。这与任何已知的AM CVn型恒星的光谱都不同，表明该系统不是双简并双星。RX J1914.4+2456的光谱具有与K星一致的光谱特征，排除了这种情况下的双简并模型。在RX J1914.4+2456中缺乏光学/红外发射线可能是由于高质量吸积率及其正面取向。其报告的周期减少可能是由当前高M点驱动的短期自旋上升事件。最后，我们建议，有一个观测选择效应，这样的脸上的中间极检测到的都将有一个流馈组件，和纯流馈的中间极检测到的都将是面对系统。
2004-02-27 astro-ph
On the Orbital Period of the Intermediate Polar 1WGA J1958.2+3232
最近，Norton等在1 WGA J1958.2+3232的多波长测光的基础上，论证了功率谱中最强峰的-1天假频是该系统的真实轨道周期，这对Zharikov等在2001年估计的周期提出了质疑。我们使用我们的光度和光谱数据以及Andy Norton提供的数据重新分析了这个系统，并证实了我们之前的发现。经过改进我们的分析，我们发现这个双星系统的真实轨道周期是4.35小时。
2002-06-18 astro-ph
A New Cataclysmic Variable RX J0757.0+6306: Candidate for the Shortest Period Intermediate Polar
一个新的激变变星被确定为在ROSAT全天巡天期间发现的微弱硬X射线源RX J0757.0+6306的光学对应物。强双峰发射线承担证据的吸积盘通过S-波变化的周期为81 +/- 5分钟。我们确定此期间的轨道周期的二元系统。CCD测光显示了8.52 +/- 0.15分钟的额外周期，该周期在四个晚上都是稳定的。我们认为RX J0757.0+6306可能是一颗中间极星，但不能排除它是SU UMa矮新星群成员的可能性。
1998-03-19 astro-ph
Nova V4743 Sagittarii 2002: An Intermediate Polar Candidate
本文介绍了2003年和2005年对V4743 Sgr（Nova Sgr 2002#3）进行的11个夜晚的CCD无滤光测光结果。在2005年的观测资料中发现了0.2799 d ~ 6.7 h和0.01642 d ~ 24 min两个周期。2003年的数据中也存在长周期，但今年的数据中只发现了较短周期的微弱证据。24分钟的周期比22分钟的周期稍长，这是从X射线观测中检测到的。我们认为6.7 h周期代表了该双星系统的轨道周期，而24 min周期是轨道周期和X射线周期之间的拍频周期，这可能是白矮星的自转周期。因此，V4743 Sgr应该被归类为中间极性（DQ Her星）。爆发后约6个月，V4743 Sgr的光学光变曲线似乎呈现准周期振荡，这是典型的经典新星瞬变阶段。因此，我们的结果支持了先前的建议，过渡阶段的新星可能与中间极性。
2006-04-20 astro-ph
RX J1039.7-0507: A New Intermediate Polar and Probable Recent Nova, possessing a large Reflection Effect
ROSAT源RX J1039.7-0507，根据其光谱已知是一颗激变变星，根据高速测光显示其轨道周期为1.574 h。该系统有一个接近正弦的光度调制范围为1.1等，我们解释为反射效应所造成的一个非常热的白矮星主要。这表明，在相对较近的过去，主星上发生了新星爆炸。此外，RX J1039.7-0507在1932.5 s和721.9 s处具有周期性信号，借助于以低振幅存在的其他周期，我们将其解释为轨道边带和初级自旋周期的第一谐波。因此，RX J1039.7-0507是一个中间极性，旋转周期为1444 s（24.07 min）。
2002-10-25 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
The Discovery of a Persistent Quasi-Periodic Oscillation in the Intermediate Polar TX Col
我们报告的检测~5900秒的准周期变化的广泛测光的TX Col跨越12年。我们讨论五种不同的模型来解释这一时期。我们赞成的机制，准周期性变化的结果，从殴打的开普勒频率的“斑点”轨道外吸积盘的自旋频率，并从调制吸积这些“斑点”发生在一个冲击区附近的磁盘/磁层边界。
2007-05-22 astro-ph
IGR J00234+6141 : a new INTEGRAL source identified as an Intermediate polar
在INTEGRAL卫星对银道面进行了广泛的调查之后，发现了新的硬X射线源，其中有相当一部分是激变变星（CV）。我们在这里报告的这些硬X射线源之一，IGR J 00234 +6141，作为吸积磁白矮星的中间极性类型的识别。我们使用所有可用的数据分析的高能量发射的INTEGRAL源，并提供互补的光学光度和光谱数据分别在2006年8月和10月。基于一个完善的积分位置，我们确认建议的光学识别。我们清楚地检测到一个564秒的周期性光调制的存在，我们确定为旋转的白矮星。光谱分析还表明，IGR 00234 + 6141的发射线具有径向速度调制，轨道周期为Porb =（4.033 +/- 0.005）hr，这两个周期表明IGR 00234 +6141是一个中极型磁CV。这是INTEGRAL探测到的最微弱和最坚硬的此类源之一。这证实了先前的结论，即IP对银河系X射线源的数量有很大的贡献，并且代表了高能背景的一个重要部分。
2007-06-11 astro-ph
Cataclysmic variables from a ROSAT/2MASS selection I: Four new intermediate polars
我们报告的第一个结果，从一个新的搜索激变变量（CV）使用相结合的X射线（ROSAT）/红外（2 MASS）的目标选择，歧视背景活动星系核。在艾萨克·牛顿望远镜上获得了总共174个目标的识别光谱，发现了12个新的CV。最初的设计是为了寻找短周期低质量传递CV，这种选择方案在识别新的中间极性方面非常成功。光度和光谱的后续观测确定了四个新的CV作为中间极：1RXSJ063631.9+353537（Porb~ 201 min，Pspin= 1008.3408 s或930.5829），1RXSJ070407.9+262501（Porb~250min，Pspin=480.708s），1RXSJ173021.5-055933（Porb=925.27min，Pspin=128.0s），和1RXSJ180340.0+401214（Porb=160.21min，Pspin=1520.51s）。RXJ 1730也是INTEGRAL/IBIS银河平面巡天中的中等亮度硬X射线源，类似于神秘的AE Aqr。很可能它的白矮星在自旋平衡期没有旋转，该系统可能代表了CV演化的短暂阶段。
2005-04-21 astro-ph
X-ray Orbital Modulations in Intermediate Polars
我们提出了一个分析的30档案ASCA和RXTE X射线观测16个中间极性，调查其轨道调制的性质。我们发现，X射线轨道调制是普遍存在的这些系统中，但不是无处不在的，如以前的研究，包括较少的对象。十六个系统中只有七个显示出明显的统计学显著调制深度，其幅度随着X射线能量的增加而减小。将其解释为由于在吸积盘边缘的材料中的光电吸收，将意味着这种调制对于超过60度的所有系统倾斜角都是可见的。然而，也很明显，X射线轨道调制的存在可以在单个系统中~年或月的时间尺度上出现和消失。这可能是一个旋进的证据，倾斜的吸积盘的存在，在一些低质量的X射线双星推断。
2005-03-30 astro-ph
Spitzer IRS Spectroscopy of Intermediate Polars: Constraints on Mid-Infrared Cyclotron Emission
本文介绍了11个中间极星的斯皮策红外光谱观测结果。光谱覆盖的波长范围从5.2到14 $μ$ m的所有11个对象，和更长的波长光谱的三个对象（AE Aqr，EX Hya，和V1223 Sgr）。我们还提出了新的，中等分辨率（R $\sim$ 2000）近红外光谱的五个程序对象。我们发现，在一般情况下，中红外光谱是一致的，从光学扩展到中红外的简单的幂律。有没有证据表明离散回旋发射功能的近红外或中红外光谱的任何研究的IP。如果回旋辐射发生在5.2至14.0 $μ$ m的带通中，则其构成的辐射热光度小于任何IP的1%。我们讨论了我们的研究结果的背景下的标准模型的IP。
2006-11-01 astro-ph
1RXSJ062518.2+733433: A new intermediate polar
我们报告的鉴定激变变量1RXSJ062518.2+733433作为一个中间极性。通过大量的时间分辨光谱学测量，由H α的径向速度变化确定了该系统的轨道周期为283.0 ± 2 min。在三周的基线上获得的差示光学光度测定法揭示了相干变率的存在，其周期为19.788 ± 0.002分钟，我们认为这是白矮星的自旋周期。我们的测光的功率谱也包含一个强大的信号附近的光谱确定的轨道周期。1RXSJ062518.2+733433中的发射线显示复杂的多组分结构。在HeI 6678的拖尾谱图中，我们检测到一个径向速度半振幅为~ 140 km的窄分量，这与次级辐射面上的可能起源一致。由于没有日食，双星倾角的上限为i<= 60度。
2003-05-15 astro-ph
Periodic modulation of the optical counterpart of the X-ray pulsator 1WGA J1958.2+3232. A new intermediate polar
1999年6月，用装有光子计数增强CCD的91厘米卡塔尼亚望远镜对6'x6'视场进行了时间分辨观测，其中包括X射线源1 WGA J1958.2+3232的位置误差盒。这颗恒星最近被认为是1 WGA J1958.2+3232的光学对应物，表现出强烈的光学调制，其周期与X射线（~12分钟）中看到的一致。1999年9月和10月再次检测到光调制。这些结果证实了光学对应物的识别，并支持1 WGA J1958.2+3232作为激变变星的分类，可能是一个中等极性。在一次观测中也发现了两倍大的周期调制，这表明白矮星的真实自旋周期可能是24分钟而不是12分钟，因此1 WGA J1958.2+3232似乎是IP中最慢的旋转体，表现出双峰自旋轮廓。
2000-05-23 astro-ph
The changing accretion states of the intermediate polar MU Camelopardalis
我们研究了中极型鹿豹座MU（1RXS J062518.2+733433）的时间和光谱性质，以确定吸积模式和吸积几何。提取了不同观测能量范围（光学、UV、X射线）的光变曲线。使用方差分析确定这些光变曲线的变异性时间尺度。相对于最突出的检测到的周期性创建相位分辨X射线光谱，并且每个光谱都用相同的模型拟合，以量化拟合分量中的差异。已发表的自旋周期的暂定值与白矮星的自转周期是一致的。我们检测到一个独特的软X射线组件，可以很好地再现了一个黑体。在不同时期获得的数据的分析表明，该系统正在改变其吸积几何形状从磁盘为主的磁盘加流为主的组合，伴随着在光学波长的亮度显着变化。
2008-06-04 astro-ph
Influence of Compton scattering on the broad-band X-ray spectra of intermediate polars
在硬X射线能带中观测到的大多数激变变星都是中间极，那里的磁场足够强，可以将吸积物质引导到白矮星的磁极。恒星表面上方的冲击将气体加热到相当高的温度（10- 100 keV）。激波后区域主要通过光学薄韧致辐射冷却。研究了康普顿散射对激波后区结构和出射光谱的影响。我们还研究了它对白矮星质量的影响，这些质量是由观测到的中间极的X射线谱拟合得到的。我们建立了考虑康普顿散射的激波后区模型。辐射传递方程在平面平行近似下求解。康普顿散射对激波后区域结构的反馈也被考虑。计算了一组不同质量白矮星的激波后区模型谱。我们发现，康普顿散射不改变出射光谱显着低吸积率或低白矮星质量。然而，它在高吸积率和高白矮星质量时变得重要。用计算得到的谱模型拟合了RXTE和INTEGRAL天文台获得的中极V709 Cas的时间平均宽带X射线谱。在考虑康普顿散射和不考虑康普顿散射的情况下，我们分别得到了白矮星的质量为0.91 +/- 0.02 M_sun和0.88 +/- 0.02 M_sun。
2008-09-19 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
Twisted accretion curtains in the intermediate polar FO Aquarii
我们报告了一个~37-ksXMM牛顿观测的中间极性FO宝瓶座，提出了X射线和紫外线数据从EPIC和OM相机。我们发现，该系统已经改变了从以前报道的盘溢出吸积的状态之一，纯粹的盘喂吸积。我们检测到以前报道的“缺口”功能的X射线自旋脉冲，并解释它作为一个部分掩星的上吸积极。准正弦UV脉冲的最大通量与凹口一致，与此想法一致。然而，由于外部吸积幕的吸收下降发生0.27晚于预期的阶段，这意味着吸积幕是扭曲的，落后的磁极。这一结果与PQ Gem报告的结果相反，在PQ Gem中发现吸积场线导致极点。我们讨论了这种扭曲如何与吸积扭矩，从而观察到的周期变化的白矮星，但没有发现简单的联系。
2003-12-15 astro-ph
Magnetic Fields in Star-Forming Molecular Clouds III. Submillimeter Polarimetry of Intermediate Mass Cores and Filaments in Orion B
利用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜上的亚毫米波段普通用户测辐射热阵列的成像偏振计，我们探测到了猎户座B分子云中三个恒星形成核心系统：NGC 2071，NGC 2024和LBS 23N（HH 24）的尘埃在850微米处的偏振热辐射。极化模式并不表示由单个场方向主导的磁场的预期极化模式，并且所有极化模式都表现出朝向最高强度峰值的极化百分比减小。NGC 2024具有最有组织的偏振模式，其中心始终沿着7个远红外源的链的长度。我们已经模拟了NGC 2024使用螺旋场的几何形状线程弯曲的灯丝，也作为一个磁场扫过的电离前沿的扩大HII区。在后一种情况下，场被密集脊弯曲，这解释了偏振模式和朝向北芯FIR 1至FIR 4的视线场强度的现有测量。NGC 2071内部的净磁场方向垂直于该区域的主导外流。尽管有证据表明，线污染存在于850微米的连续性，偏振水平的测量表明，偏振的排放占主导地位的灰尘。
2002-01-21 astro-ph
V405 Aurigae: A High Magnetic Field Intermediate Polar
我们的同步双折射（UBVRI）圆偏振仪显示了近正弦变化的WD自旋周期，几乎对称的正，负极化偏移。在B和V波段观察到最大振幅（+-3%）。这是首次在IP中发现蓝色极化峰，表明V405 Aur是迄今为止发现的最高磁场IP。极化通量谱类似于在B ~ 25-50 MG范围内的磁场的极中发现的那些。我们的低分辨率圆偏振光谱仪已经给出了瞬态特征的证据，这些特征可以由回旋谐波n = 6，7和8来拟合，在B = 31.5 +- 0.8 MG的场，与宽带偏振通量谱一致。圆极化零交叉的时间对WD的自旋周期变化提出了严格的上限，表明V405 Aur中的WD目前正以接近自旋平衡的速率吸积，具有很长的同步时间尺度，T_s > 10^9年。对于观测到的自旋轨道周期比，P_{spin} / P_{orb} = 0.0365，且P_{orb} ~ 4.15 hr，现有的数值吸积模型预测了当二元组分的质量比为q_1 ~ 0.4时，B ~ 30 MG的自旋平衡条件。高磁场使V405 Aur成为极区起源的可能候选者。
2008-05-28 astro-ph
HST/STIS Spectroscopy of the Intermediate Polar EX Hydrae
我们提出了我们的分析结果的六个轨道的HST/STIS时间标记光谱的中间极性，前长蛇座。HST/STIS光谱的高时间和波长分辨率为研究EX Hya的紫外特性提供了极好的机会。连续谱和发射线通量的测量证实了早期的研究表明，发射线通量调制更强烈的连续谱通量，并起源于吸积幕，而连续谱通量起源于白矮星光球。利用测量的窄发射线径向速度曲线的K振幅计算了一个质量为0.91+/-0.05 M_sun的白矮星。合成白矮星光球和吸积盘光谱模型被用来进一步精化白矮星和吸积盘的性质。利用光谱模型，确定EX Hya有一颗质量为0.9 M_sun的白矮星，T=23000 K，一个截断在2.5 R_WD的吸积盘，距离60 pc。
2003-01-29 astro-ph
YY Draconis and V709 Cassiopeiae: two intermediate polars with weak magnetic fields
我们目前的数据从长ROSAT HRI观测的中间极YY Dra和V709 Cas，这表明V709 Cas，像YY Dra，表现出双峰X射线脉冲轮廓。这两个系统都没有显示出X射线拍频周期或轨道调制的证据，所以两者都必须是在低倾角下看到的圆盘馈送吸积器。我们认为，这些天体中白矮星的短自旋周期表明它们具有弱磁场，因此磁场线捕获物质的半径相对较小。因此，在白矮星表面的盘状吸积幕的足迹很大。因此，吸积幕内X射线发射的光学深度在沿磁场线的方向上最低，在平行于白矮星表面的方向上最高，这样两极的发射就共同产生了双峰X射线脉冲轮廓。我们强调，这样的脉冲轮廓是不是一个独特的指标两极吸积然而。事实上，在白矮星表面较小区域上的两极吸积可以被认为是具有较长白矮星自旋周期（因此具有较高的场强）的圆盘馈电中间极的“正常”行为模式，从而导致单峰脉冲轮廓。整理其他中间极的资料，我们可以把它们分为两个子集。快旋子，相对较弱的领域，显示双峰脉冲轮廓（AE Aqr、DQ Her、XY Ari、GK Per、V709 Cas、YY Dra、V405 Aur），而具有较大场并因此具有较大磁层的较慢旋转器已经被看到在某个时间表现出X射线拍频周期调制（FO Aqr、TX Col、BG CMi、AO Psc、V1223 Sgr、RX J1712.6-2414）。
1998-11-19 astro-ph
On the accretion mode of the intermediate polar V1025 Centauri
激变变星EX Hya和V1025 Cen的长白矮星自旋周期意味着如果系统具有吸积盘，那么它们就不可能处于平衡状态。有人认为，它们是无盘的吸积器，其中吸积产生的自旋扭矩通过将部分吸积流喷射回次级吸积流来平衡。我们提出的V1025岑相位分辨光谱的目的是推导吸积流的性质，并比较这与一个无盘吸积体的模拟。我们发现，无论是传统的盘馈模型和无盘吸积模型的优点和缺点，并需要进一步的工作之前，我们可以决定哪一个适用于V1025岑。
2002-01-29 astro-ph
BeppoSAX observations of soft X-ray Intermediate Polars
利用BeppoSAX卫星的软、硬X射线同步观测资料，给出了三个中间极RE 0751 +144（PQ Gem）、RXJ 0558.0 +5353（V405 Aur）和RXJ 1712.6 -2414（V2400 Oph）的宽波段（0.1- 90 keV）光谱和时间特性。通过分析BeppoSAX仪器在宽能量范围内的光谱，我们能够确定软和硬X射线成分，并同时确定其温度。在白矮星大气中，被辐射的两极的黑体温度为60- 100 eV，比它们的同步类似物极星的黑体温度高得多。在RXJ 1712.6 -2414和RE 0751 +144（13和17 keV）中对光学薄的冲击后等离子体的温度有很好的约束，而在RXJ 0558.0 +5353中测定得不太精确。在前两个系统中，发现了太阳下丰度的证据，类似于其他磁性激变变星的估计。康普顿反射分量存在于RXJ0558.0+5353和RE 0751 +144中，并且在RXJ1712.6-2414中有利。它的起源可能是在受辐射的白矮星表面。虽然这些系统共享共同的属性（软X射线组件和光学偏振辐射），它们的X射线功率谱和光变曲线在不同的能量建议吸积几何形状，不能与一个单一的和简单的配置。
2003-11-25 astro-ph
