The Spectrum of the Black Hole X-ray Nova V404 Cygni in Quiescence as Measured by XMM-Newton
本文介绍了天鹅座V404黑洞X射线新星在静止状态下的XMM观测结果。它的静态频谱可以用斜率为2的简单幂律最好地拟合。的光谱是一致的预期对流为主的吸积流（ADAF）。天鹅座V404的光度与钱德拉之前的观测结果大致相当。我们在观察过程中看到了4倍的变异性。我们没有发现荧光或H-样/He-样铁发射的存在下，上限分别为52 eV和110 eV的证据。对荧光发射的限制比以前的估计提高了15倍，对类H/类He发射的限制比模型预测的低大约2倍。
2007-06-18 astro-ph
XMM-Newton detection of Nova Muscae 1991 in Quiescence
用XMM-牛顿探测器在静止状态下探测到了软X射线瞬态GU Mus。该源非常微弱，0.5-10.0 keV未吸收通量为$\simeq 1.1 \times 10^{-14}$ ergs cm $^{-2}$ s $^{-1}$。光谱很好地符合吸收幂律，光子指数为$ α= 1.6 \pm 0.4$，接近于1991年8月光源处于低/硬态时的值。从我们观测到的光度来看，静止状态的辐射似乎不太可能是由次级恒星的日冕X射线所主导的。通量也似乎是在协议与ADAF模型的BH-瞬态在静止。
2002-06-07 astro-ph
A XMM-Newton observation of Nova LMC 1995, a bright supersoft X-ray source
Nova LMC 1995，以前在1995-1998年期间被ROSAT探测到，2000年12月再次被XMM-牛顿作为发光超软X射线源观测到。这颗新星提供了观察热白矮星光谱的可能性，在壳中燃烧氢，而不是像其他超软X射线源那样被风或星云发射所遮挡。尽管在E<0.5 keV时EPIC仪器的校准存在不确定性，但使用局部热核平衡的大气模型，我们得出T（eff）= 400，000 - 450，000 K，L（bol）=2.3 x 110（-14）0（37）erg cm（-2）s（-1），我们证实C丰度没有显著增加。RGS光谱没有显示出风或星云的发射线，但白矮星的吸收线无法分辨。在0.6-10 keV范围内的通量上限为10（-14）erg cm（-2）s（-1）。在光变曲线中没有快速或大的变化，但我们在功率谱中发现在5.25小时处的峰值。
2003-05-16 astro-ph
XMM-Newton observations of Nova LMC 2000
我们报告的三个X射线观测的新星LMC 2000与XMM在17，51和294天后，分别最大。X射线光谱拟合显示吸收柱和X射线光度的一致减少。没有探测到超软X射线发射。抛射壳的质量被确定为（小于）7.5*E-5 msun。虽然数据稀少，但一个有趣的相关性变得明显：具有长持续时间的超软X射线相位的源比具有短或没有超软X射线相位的源具有更短的轨道周期。考虑到（i）为了点燃H燃烧必须吸积足够的物质，以及（ii）当剩余材料的质量（在壳体喷射和燃烧之后）下降到低于某个极限时，H燃烧停止，在该极限下，包层底部的温度对于壳体燃烧来说太低而不能补偿来自表面的能量损失，这可以理解。
2003-04-26 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
XMM-Newton observations of the dwarf nova YZ Cnc in quiescence
我们目前的结果从XMM观测的矮新星YZ Cnc在静止状态。我们已经进行了详细的时间序列分析所产生的光变曲线。不寻常的是，我们没有检测到任何轨道调制的紫外线，只有边缘的证据，X射线调制的这一时期。虽然有峰值的X射线周期图在小于5000秒的周期，我们把它们归因于红噪声的影响，并分配给他们使用一种新的方法的意义。UV和光学波段的可变性也可以被建模为系统中的非周期性可变性（红噪声）的结果。有证据表明，紫外线和X射线通量是反相关的时间延迟约100秒，与紫外线滞后于X射线发射。这种反相关性是有趣的，但只存在于两个场合，每个持续数千秒。X射线光谱显示出与其他矮新星相似的发射特征，并且使用多温度发射模型进行了很好的拟合。我们测量到一个相对较高的X射线光度，约为1.4x10^{32}尔格/秒，尽管这与低的双星倾角是一致的。最后，我们发现了在拟合的Fe K线能量中可能存在-1200 km/s蓝移的证据，这可能表明在这个低倾角系统中存在外流。
2004-03-08 astro-ph
XMM-Newton Observations of the Cataclysmic Variable GW Lib
XMM-牛顿观测的吸积，脉动白矮星在静止的矮新星GW天秤座进行，以确定是否非径向脉动存在于以前的紫外线和光学数据影响X射线发射。非径向脉动在同步光学监测器数据中很明显，但在脉动幅度上限为0.092 mags的X射线中未检测到。最适合X射线光谱的是低温扩散气体模型或多温度冷却流模型，具有强的OVIII线，类似于其他短周期矮新星，但温度范围低于正常短周期矮新星。缺乏脉动和光谱可能表明边界层没有延伸到白矮星的表面。
2007-06-22 astro-ph
A Close Look at the Population of Supersoft and Quasi-Soft X-Ray Sources Observed in M31 with XMM-Newton
本文利用XMM-Newton获得的M31最深X射线像，导出了最软X射线源总体的光谱和统计特性。超软X射线源（SSS）的分类标准基于相同的硬度比定义为最近的钱德拉观测，四分之一的选择SSS原来是超新星遗迹（SNR）。另外四分之一的SSS在空间上与最近的经典新星一致（但它们不到过去25年中观察到的新星数量的10%）。在15个非SNR SSS中，只有3个显示出明显的时间变异性，在几个月内X射线通量变化超过一个数量级。其中两个源在几分钟的时间尺度上显示出额外的、较小的振幅变异性。在M31的近爱丁顿光度下，它们的宽带光谱和新星的宽带光谱近似符合黑体或白矮星大气模型。两颗SSS在部分时间内似乎达到非常大的光度，可能是超爱丁顿光度，并可能在风中喷射物质，直到几个月后光度再次下降。其中一个天体与在本星系群外观测到的超亮X射线源有一些共同的特征。大多数准软源（QSS）被重复检测。讨论了大部分QSS可能是M31中的SNR或前景中子星的可能性。两个X射线源同时具有软硬成分，分别位于一颗复发新星和另一颗暂时被归类为共生新星的天体的位置。这两个源可能是黑洞瞬变。
2006-02-01 astro-ph
The first two transient supersoft X-ray sources in M 31 globular clusters and the connection to classical novae
经典新星（CNe）是我们的邻居星系M31中超软X射线源（SSS）的主要类型。我们确定了在M 31球状星团（GC）系统中首次发现的两个SSS的性质和演化。我们用XMM-牛顿、钱德拉和斯威夫特对M 31中心区的观测发现了SSS，并测定了它们的X射线光变曲线和光谱。利用黑体和NLTE白矮星（WD）大气模型对Bol 111（SS 1）源的XMM-Newton EPIC PN谱进行了详细的分析。对于Bol 194（SS 2）中的SSS，我们使用光学监测数据来搜索光学对应物。两种GC X射线源均归类为SSS。我们将SS 1与最近在M 31 GC Bol 111中发现的CN M31 N 2007- 06 b相鉴别。对于SS 2，我们没有发现最近新星爆发的证据，只能对假设的新星爆发的时间提供有用的限制。在M31 GC中唯一已知的CN可以通过在M31 GC中发现的第一个SSS来识别。讨论了我们的观测结果对M31 GC系统新星速率的影响.
2009-04-28 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
Variability and multi-periodic oscillations in the X-ray light curve of the classical nova V4743 Sgr
经典新星V4743 Sgr在2003年4月4日被XMM-牛顿观测了大约10小时，在光学极大值之后的6.5个月。此时，这颗新星已经成为有史以来观测到的最明亮的超软X射线源。我们提出的时间序列分析的结果进行X射线光变曲线在这次观察中，并在以前较短的观察与钱德拉16天前。两次都观察到了强烈的变化，振幅高达总通量的40%。在变异的结构中，可以在两个观测结果之间找到相似之处。大部分的变化是很好地表示为一组低于1.7兆赫的离散频率的振荡的组合。在两次观测之间的16天时间间隔内，至少有5个频率是恒定的。我们认为，在0.75 mHz及其一次谐波处的光变曲线功率谱中的a周期与系统中白矮星的自旋周期有关，而其它观测到的频率则是非径向白矮星脉动的特征。在XMM-牛顿光变曲线中也发现了一个可能的24000秒周期的信号：一个半周期被清楚地识别出来。这个周期与在光源的光学光变曲线中发现的24278 s周期一致，并被认为是新星双星系统的轨道周期。
2006-07-07 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
X-ray Observations of the Boundary Layer in Dwarf Novae at Low Accretion Rates
我们提出了一个光谱分析的XMM-牛顿数据的10个矮新星，其中9个是在静止状态下观察到的。的X射线光谱表明存在一个热的，光学薄等离子体的温度分布与一个简单的，等压冷却流一致。X射线发射的可能来源是边界层中的冷却等离子体沉降到白矮星上。使用冷却流模型，我们得到的温度，吸积率，旋转速度，和元素丰度的X射线发射气体。我们讨论了我们的研究结果的边界层的结构的影响。通过比较X射线和紫外线的光度，没有发现在任何静止的矮新星中存在暗边界层的证据。EI UMa的X射线谱与其他天体的谱有很大的不同，表现出强的Fe K-α荧光线和强的O VII三重线。基于观测证据，我们认为，EI UMa是最有可能的中间极性，而不是以前认为的矮新星。
2005-03-04 astro-ph
High-energy observations of the state transition of the X-ray nova and black hole candidate XTE J1720-318
本文报道了用INTEGRAL、XMM-Newton和RXTE对X射线瞬变和黑洞候选者XTE J1720-318进行广泛高能观测的结果。该源在2003年1月经历了一次X射线爆发，在2月被观测到的光谱状态主要是一个软成分，具有弱的高能尾。XMM-牛顿数据提供了一个1.2*e22 cm^{-2}的高柱密度Nh，这表明该源位于银河系中心距离处。同时进行的RXTE和INTEGRAL Target of Opportunity观测使我们能够测量弱而陡峭的尾部，这是所谓的高/软状态下黑洞双星的典型特征。然后，我们使用INTEGRAL银河系中心巡天观测跟踪了几个月来源爆发的演变。3月底，该源再次变得活跃：它显示出向更硬状态的明显转变，然后在4月后衰减到静止状态。在硬态下，在20-200 keV的波段内探测到能量高达200 keV的源，其幂律指数为1.9，峰值亮度为7*e36 erg s^{-1}，假设距离为8 kpc。我们得出结论，XTE J1720-318确实是一个新的成员的黑洞X射线新星类，填充我们的银河系的隆起，我们讨论了它的属性的光谱模型用于瞬态黑洞双星的框架。
2004-07-16 astro-ph
An X-ray source population study of the Andromeda galaxy M 31
XMM-牛顿EPIC观测揭示了明亮的本星系群螺旋星系M 31的X射线源的数量，M 31是一个低恒星形成率的星系，像银河系一样，亮度为0.2-4.5 keV，亮度为4.4E34 erg/s。借助X射线硬度比、光学和无线电信息，可以区分不同的源类别。调查在1.24平方度的区域内发现了856个放射源。M 31中的源包括44个超新星遗迹（SNR）和候选源，18个超软源（SSS），16个X射线双星（XRB）和候选源，以及37个球状星团源（GlC）和候选源，即GlC中最可能的低质量XRB。567个硬源可能是M31或背景活动星系核中的XRB或类克拉布超新星。根据X射线选择标准，22个源是M 31中新的SNR候选源。时间变化信息可以用来改善源分类。两个GlC源显示了来自银河系中子星低质量XRB的I型X射线爆发。XMM-Newton、Chandra和ROSAT探测到的许多M 31 SSS都可以用光学新星来识别。在M31中心观测中，可以同时测定多颗新星的软X射线光变曲线，这为新星研究开辟了一个新的领域。
2005-11-01 astro-ph
Assisted stellar suicide: the wind-driven evolution of the recurrent nova T Pyxidis
我们表明，非常高的光度的短周期复发新星T Pyx在平静可以理解，如果这个系统是一个风驱动的超软x射线源（SSS）。在这种情况下，一个强大的，辐射诱导的风是从第二颗恒星激发和加速双星演化。因此，吸积率比相同轨道周期的普通激变双星要高得多，白矮星主星的光度也是如此。在稳定状态下，增强的光度刚好足以维持来自次级恒星的风。由风驱动模型预测的Pyx T的吸积速率和光度与观测证据符合得很好。钱德拉或XMM的X射线观测可能能够确认T Pyx的SSS状态。T Pyx在风力驱动状态下的寿命大约为一百万年。它的最终命运还不确定，但这个系统很可能最终会自我毁灭，要么是通过二级恒星的完全蒸发，要么是在白矮星达到克拉塞卡极限的情况下成为Ia型超新星。因此，要么是主恒星，要么是次恒星，或者两者都是，目前可能正在进行协助恒星自杀。
2000-11-15 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
A "Combination Nova" Outburst in Z Andromedae: Nuclear Shell Burning Triggered by a Disk Instability
我们描述了一种新的相互作用双星爆发的观测证据，涉及吸积不稳定性和增加热核壳燃烧表面的吸积白矮星。我们把这种新型的爆发称为组合新星。在2000年末，典型的共生恒星仙女座Z在光学上大约亮了两个星等。我们用VLA和MERLIN在射电中观察到爆发，用光度计和光谱学在光学中观察到爆发，用FUSE在远紫外线中观察到爆发，用Chandra和XMM在X射线中观察到爆发。为期两年的活动分为三个不同的阶段。在第一阶段，光学上升非常类似于早期由吸积盘不稳定性引起的小爆发。在第二阶段，热部件喷射出光学厚的材料壳。在第三阶段，壳层被清理干净，露出了一颗白矮星，它的光度在大约一年的时间里保持在10^4 Lsun的量级。因此，这次喷发的能量太大，不可能仅仅由吸积提供动力。我们认为，最初的吸积爆发足够大，足以触发白矮星表面增强的核燃烧，并喷射出一层光学厚的物质壳。因此，这次爆发结合了矮新星和经典新星的元素。我们的研究结果对共生星中低质量白矮星产生短重现时间的壳闪光的长期问题具有影响。
2005-09-21 astro-ph
XMM-Newton observations of OY Car III: OM light curve modelling, X-ray timing and spectral studies
我们重新审视了2000年7月发生在爆发后不久的矮新星OY车的XMM-牛顿观测。Ramsay等人（2001 a）发现，在2240秒的周期内存在显著的能量依赖性调制：这种调制仅在约1/3的观察持续时间内出现。在我们的新分析中，我们更详细地研究了这个时间间隔。除了2240秒的周期外，我们还发现了其他周期的证据，最突出的是3500秒附近。这两种调制最有可能是由于在此期间光电吸收的变化：这是由相位分辨光谱支持。这可能表明吸积盘上方存在物质或存在磁吸积幕。在这种情况下，2240秒的周期可以代表白矮星的自转周期，3500秒的周期代表自转周期和轨道周期之间的拍频周期。我们还使用一种新技术来绘制吸积盘的空间范围，对B波段和紫外日食剖面和光变曲线进行建模。结果发现，光辐射主要由吸积盘边界层附近的辐射和吸积流撞击吸积盘的热点辐射所控制，而紫外辐射主要由吸积盘/边界层的内部辐射所控制。
2003-12-12 astro-ph
The central region of M31 observed with XMM-Newton. II. Variability of the individual sources
本文介绍了基于XMM性能验证观测的仙女座星系（M31）中心30'区域X射线源的变化研究结果。在2000年6月和12月进行了两次观测，总曝光时间约为50 ks。我们发现了116个比极限光度6 × 10（35）erg/s（0.3- 12 keV，d=760 kpc）亮的光源。对于~60个最亮的源，我们搜索了周期性和非周期性的变化;这些源中至少有15%在几个月的时间尺度上是可变的。在6月的观测中，我们发现了一个新的明亮的瞬变源，距离核约2.9'，这个源在12月明显减弱，不再被探测到。该物体的行为类似于少数银河系LMXB瞬变，其中大多数被认为是黑洞的避难所。我们从一个超软谱源中探测到了周期为865 s的脉动。在两次XMM观测之间，这个源的通量显著下降。探测到的周期异常的短，并指向一个快速旋转的磁化白矮星。高亮度和源的瞬态性质表明它可能与经典或共生新星，其中一些被观察到较早的超软源。
2001-08-03 astro-ph
AGAPE: a Microlensing Search for Dark Matter by Monitoring Pixels
AGAPE是通过一种新的方法对M31方向的大质量致密晕天体（MACHO）进行观测搜索：未分辨恒星的引力微透镜。搜索包括在检查CCD像素的光变曲线的微透镜功能。已经实现了检测微透镜事件所需的高水平的时间稳定性，安静的像素稳定在光子噪声的两倍之内（最亮的像素下降到0.001 mag的水平）。数据分析仍在进行中，但数百个变量对象（造父变星，新星，.）其中有几个类似微透镜事件的光变曲线。
1996-10-01 astro-ph
INTEGRAL, XMM-Newton and Rossi-XTE Observations of the State Transition of the X-ray Transient and Black Hole Candidate XTE J1720-318
本文报道了用INTEGRAL、XMM-Newton和RXTE对X射线瞬变和黑洞候选者XTE J1720-318进行广泛高能观测的结果。该源于2003年1月发生爆发，2月被观察到的光谱状态主要由软成分与弱高能尾。XMM-牛顿数据提供了一个1.2*e22 cm^{-2}的高柱密度Nh，这表明该源位于银河系中心距离处。同时进行的RXTE和INTEGRAL Target of Opportunity观测使我们能够测量弱而陡峭的尾部，这是所谓的高/软状态下黑洞双星的典型特征。我们可以使用INTEGRAL银河中心巡天观测跟踪几个月来源爆发的演变。在3月底，源恢复了活动：它显示出一个明显的过渡到一个更硬的状态，然后在夏天衰减到一个静止状态。在硬态下，在200 keV的能量范围内探测到了该源，其典型的幂律指数为1.8，在2-100 keV波段的峰值亮度为7.5*e36 ergs ^{-1}，假设距离为8 kpc。我们的结论是，XTE J1720-318确实是代表类的黑洞X射线新星，填充我们的银河系的膨胀，我们讨论了它的属性的光谱模型用于瞬态黑洞双星的框架。
2004-07-17 astro-ph
X-ray and UV observations of the dwarf nova VW Hyi in quiescence
我们提出了一个分析的X射线和紫外线数据的矮新星VW Hyi的XMM-牛顿在静止状态下获得。X射线光谱表明，在边界层中存在一种光学上薄的等离子体，当它落在白矮星上时会冷却。等离子体具有连续的温度分布，其由幂律或冷却流模型很好地描述，最高温度为6-8 keV。我们从X射线谱估计出边界层的光度为8*10^30 erg/s，这仅仅是星盘光度的20%。白矮星的吸积速率为每年5*10^-12太阳质量，大约是盘面吸积速率的一半。从高分辨率的X射线光谱，我们估计，边界层的X射线发射部分是以540公里/秒的速度旋转，这是接近的旋转速度的白矮星，但明显小于开普勒速度。我们检测到一个60秒的准周期振荡的X射线通量，这可能是由于旋转的边界层。X射线和紫外线通量在~1500 s的时间尺度上表现出很强的可变性。我们发现，在这两个波段的变化是相关的，X射线波动延迟约100秒。的相关性表明，可变的紫外线通量附近的磁盘和边界层之间的过渡区和吸积率波动，在这个区域传播到X射线发射部分的边界层内~100 s。X射线通量的轨道调制表明，内吸积盘相对于轨道平面是倾斜的。边界层中的元素丰度接近其太阳值。
2003-09-16 astro-ph
Is T Leonis a superoutbursting intermediate polar?
我们提出了一个XMM牛顿分析的激变变量T狮子座。X射线光变曲线的正弦周期P_x等于0.89^{+0.14}_{-0.10}倍以前光谱测定的轨道周期。此外，我们在功率谱中发现了一个414秒的信号，这可能是由于白矮星的自旋周期。如果这是真的，T Leo将是第一个被证实的超级爆发中间极性IP。自旋分布为双峰型，峰间距约为1/3自旋相位。这似乎是具有小磁场和快速白矮星旋转的IP的典型特征。另一种解释是，414秒的信号是准周期振荡（QPO），它是由次级质量转移变化引起的，是一个明亮的区域（"斑点“），在圆盘中以大约9 Rwd的半径旋转，或者更可能是一个行波，靠近一个矮新星的圆盘边缘，具有低场白矮星。XMM-牛顿RGS光谱揭示了O VIII Ly α线的双峰发射。在IP和矮新星模型的情况下进行了讨论（在光盘的发射环，明亮的X射线光盘边缘的斑点，或发射吸积漏斗），但中间极性模型的青睐。支持这一想法的发现是，只有红色的峰值似乎是移动和“蓝色”的峰值是与休息波长兼容。因此，红色峰值是由北面的吸积斑面对观测者时的发射造成的。相反，当南部的吸积漏斗正好在白矮星的下边缘可见时，在静止波长处的峰值就会产生--吸积物质的速度垂直于视线。
2004-02-24 astro-ph
A Catalog of Transient X-ray Sources in M31
从1999年10月到2002年8月，用Chandra和XMM-Newton探测了M31中的45个瞬变X射线源。我们已经进行了光谱分析的所有XMM牛顿和钱德拉ACIS检测这些来源，以及钱德拉HRC检测的通量测量。其结果是吸收校正的X射线光变曲线，这些源覆盖这2.8年的时间，随着光谱参数的几个时代的爆发的大多数瞬态源。我们提供了一个目录的位置，爆发日期，峰值观测光度，衰变时间估计，和瞬态源的光谱特性，我们讨论了与银河系X射线新星的相似之处。占空比估计值可用于8个瞬变，范围为40%至2%;占空比上限估计值可用于另外15个瞬变，范围相似。我们发现5个瞬变具有快速的衰变时间，可能是超紧凑的X射线双星。三个瞬变的光谱表明它们可能是暗淡的银河前景源。即使有一个是前景源，也表明微弱瞬态X射线源的表面密度>~1 deg $^{-2}$。
2006-01-13 astro-ph
The phase of Super-Soft-Source (SSS) emission of the sixth recorded outburst of the recurrent nova RS Oph was observed twice with Chandra and once with XMM-Newton. The observations were taken on days 39.7, 54.0, and 66.9 after outburst. We confirm a 35-sec period on day 54.0 and found that it originates from the SSS emission and not from the shock. We discus the bound-free absorption by neutral elements in the line of sight, resonance absorption lines plus self-absorbed emission line components, collisionally excited emission lines from the shock, He-like intersystem lines, and spectral change…
2007-05-18 astro-ph
