HP Cet and Swift J0820.6-2805: two candidate intermediate polars observed by XMM-Newton
我们报告的XMM牛顿观测的HP Cet和斯威夫特J0820.6-2805，两个X射线光子源，是候选人的中间极性类的激变变量的成员。如果HP Cet的历史光学光变曲线在$\simeq 96$分钟处显示出周期性特征，则缺乏对高能带中这种特征的明确识别（除了ROSAT卫星检测到的$\simeq 8$分钟时间尺度上的变化性之外）。通过使用XMM-牛顿存档数据，我们清楚地确定了一个功能（在$\simeq 88$分钟），这是勉强符合文献中报道的双星系统的轨道周期之一。我们还发现了$\simeq 5.6$分钟的时间尺度上的周期性特征的签名。在雨燕J0820.6-2805的情况下，中间极性的性质以前是不清楚的，轨道和白矮星的旋转周期也是未知的。在这里，0.3-10 keV的数据无疑揭示了轨道周期和白矮星自旋分别为$\simeq 87.5$分钟和$\simeq 27.9$分钟。光谱分析表明，HP Cet和Swift J0820.6-280都是欠发光IP子类的成员，因为它们在$0.3-10$ keV波段的光度估计分别为$\simeq 5\times 10^{30}$ erg s $^{-1}$和$\simeq 3.8\times 10^{29}$ erg s $^{-1}$。
2020-08-19 astro-ph.HE
Classifying IGR J18007-4146 as an intermediate polar using XMM and NuSTAR
许多新的和未知的银河系来源最近被正在进行的硬X射线调查所揭示。其中很大一部分被证明是被称为激变变星（CV）的吸积型白矮星。经常需要进行后续观察，以便对这些来源进行分类和归类，也可能发现可能独特或令人感兴趣的情况。其中一个例子是IGR J18007-4146，它很可能是一个基于钱德拉后续观测和光学/红外目录约束的CV。利用同时XMM-牛顿和NuSTAR观测，以及现有的光学/红外数据，我们确认IGR J18007-4146的性质作为一个中间极性类型的CV。对XMM数据的时间分析揭示了一个424.4 +/- 0.7 s的周期信号，我们将其解释为白矮星的自旋周期。建模0.3-78千电子伏的光谱，我们使用的热韧致辐射连续，但需要固有的吸收，以及软组件和强Fe线之间的6和7千电子伏。我们使用kT = 73 + 8/-6 eV的单温黑体对软分量进行建模。从X射线光谱，我们能够测量到白矮星的质量为1.06 + 0.19/-0.10 Msun，这意味着IGR J18007-4146的质量比磁性CV的平均质量更大。
2022-01-26 astro-ph.HE
The X-ray emission of magnetic cataclysmic variables in the XMM-Newton era
本文综述了近十年来由XMM-Newton、Chandra和Suzaku大型X射线天文台观测得到的磁激变双星的X射线光谱特性。我们重点讨论了根据主要物理参数（磁场、局域吸积率和白矮星质量）预测的不同吸积模式的特征。所观察到的光谱行为的多样性表明，在中间极和极的参数值范围很广，在这两个类之间的可能的进化联系。
2012-02-16 astro-ph.HE
A Long Serendipitous XMM-Newton Observation of the Intermediate Polar XY Ari
白羊座XY是少数几个已知的日食中间极星之一。我们目前的结果从一个未发表的档案观测使用XMM-牛顿EPIC pn和MOS数据在静态的XY阿里的详细分析。研究了不同能带的X射线轨道调制和自旋脉冲变化。在硬X射线（>1.6 keV）下，用XMM-牛顿证实了各种观测所观察到的宽轨道调制。EPIC光变曲线在自旋相处折叠，显示出两极吸积所预期的双峰轮廓。脉冲轮廓被发现是能量依赖。自旋调制过程中的硬度比变化和能量调制深度可以用光电吸收来解释。同时拟合的EPIC谱与CEVMKL模型产生的最高等离子体温度的$28^{+3.1}_{-2.9}$ keV与铁丰度$\mathrm{Fe}/\mathrm{Fe}_\odot=0.37^{+0.06}_{-0.05}$。我们发现$6.2^{+1.0}_{-0.9} \times 10^{22}$和$105.3^{+35.4}_{-30.4} \times 10^{22} \,\mathrm{cm^{-2}}$的两个本征部分覆盖吸收柱，覆盖率分别为$0.53^{+0.05}_{-0.04}$和$0.41^{+0.14}_{-0.13}$.此外，需要具有$51^{+12}_{-10}$ eV等效宽度的$6.43^{+0.01}_{-0.02}$ keV处的高斯发射线来解释来自中性铁的荧光发射。在0.2-10.0 keV能量带中，该源的X射线光度为$4.2 \ti…
2018-04-13 astro-ph.HE
New transient Galactic bulge intermediate polar candidate XMMU J175035.2-293557
在过去的几十年里，一个罕见的激变变星（CV）的子类，与磁化白矮星（WD）作为吸积物进行了研究，并被称为中间极（IP）。它们被认为是由于靠近银河系中心（GC）和银河系凸起（GB）的未分辨点源而导致的漫射X射线发射的主要贡献者。在一个正在进行的X射线调查（0.5-10千电子伏的能量带）约3度x 3度周围的GC与XMM牛顿天文台，我们进行了系统的搜索瞬态X射线源。分析了有前途的系统的光谱，定时和多波长特性，以限制其性质。我们发现了一个新的高度可变（因子$\mathrm{\gtrsim{20}}$）的X射线源约1.25度南GC。我们发现了证据，使新发现的系统成为候选IP。X射线光变曲线显示$\mathrm{511\pm10 s}$的周期，其可以被解释为WD的自旋周期。X射线光谱与温度为$\mathrm{13.9\pm2.5 keV}$的韧致辐射模型拟合良好，表明WD质量为$\mathrm{0.4-0.5 M_\odot}$。在许多候选人中，我们无法确定一个蓝色的光学对应物，因为将预期的IP。高X射线吸收和缺乏明确的光学对应物表明，源最有可能位于GB。这将使该系统成为具有特别高的峰值X射线光度的瞬态IP（GK每类），因此是非常微弱的X射线瞬态（VFXT）。
2018-06-14 astro-ph.HE
Swift J2218.4+1925: a new hard X-ray selected Polar observed with XMM-Newton
Swift J2218.4+1925是Swift BAT探测到的一个硬X射线源，它被认为是极型磁激变变星的候选者。使用XMM-牛顿，我们进行详细的定时和光谱分析，同时X射线（$0.3-10$千电子伏）和光学B波段数据。我们补充档案硬X射线（14-70千电子伏）光谱收集的斯威夫特BAT以及光学，近红外和中红外光度$SDSS$，$2MASS$和$WISE$档案，分别与光谱研究。在2.16 h处的一个强周期性X射线信号，与最近确定的光谱轨道周期一致，将斯威夫特J2218.4+1925添加到一小群硬X射线极星中，并将其定位在轨道周期间隙的低边缘。X射线脉冲轮廓显示了在极区看到的典型亮相和暗相（分别为轨道的$\sim 70%$和$\sim 30%$）。还检测到以亮相为中心的明显下降。它在较低的能量下更强，主要由光电吸收产生。估计了双星倾角$i \sim 40^o - 50^o$和磁余纬$β\sim 55^o - 64^o$。源似乎在$\sim 24^o$宽的大面积上增生。具有复杂吸收的多温度光学薄发射很好地描述了宽带（$0.3-70$ keV）光谱，没有软X射线黑体分量的迹象。光谱形状的变化与源旋转达到等离子体温度高达55千电子伏，在浸渍硬化，并在微弱的阶段（$\sim7$千电子伏）软。我们发现的第一个迹象的吸收边由于一个温暖的吸收极。在RGS光谱中发现了过量氖的指示。UV到中红外光谱能量分…
2014-09-08 astro-ph.HE
XMM-Newton observations of eleven intermediate polars and possible candidates
我们的目标是从一系列有希望的候选者中识别XMM-牛顿观测中的新中间极（IP）。通过选择之前未知的X射线明亮目标，我们的目标是发现X射线不发光IP亚群的证据。我们对我们目标的XMM-牛顿X射线和光学数据进行了周期搜索，以寻找自旋和轨道周期，这在IP上是不同的。我们还研究了X射线光谱，以找到这些物体所显示的热等离子体发射。利用Swift存档数据，我们粗略地研究了长期的X射线变化，并利用来自各种目录的存档光学数据，我们将光学光度与X射线光度进行了比较，以识别X射线微弱的物体。本文介绍了对原型IP DQ Her的首次XMM-牛顿观测，发现HZ~Pup、V349 Aqr和IGR J18151-1052是IP的有力证据，它们白矮星自转周期可能分别为1552、390和390 s。前两者具有典型的IP的光度，后者被强烈吸收，距离未知。GI~Mon和V1084~Her是明显的非磁性CV，具有与WD自旋无关的有趣的短期变化。V533~Her可能是一个磁性CV，仍然是一个很好的IP候选者，而V1039 Cen可能是一个极性。剩下的候选人太虚弱了，无法得出任何确切的结论。
2020-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Unambiguous Detection of Reflection in Magnetic Cataclysmic Variables: Joint NuSTAR-XMM-Newton Observations of Three Intermediate Polars
在磁激变变星（CV）中，X射线发射区位于靠近白矮星表面的地方，预计这将反射10 keV以上的大部分固有X射线，产生康普顿反射峰。然而，到目前为止，由于非成像X射线探测器的灵敏度有限，在磁性CV中安全检测这种效应在很大程度上被证明是难以实现的。在这里，我们报告了我们的分析联合NuSTAR/XMM牛顿观测的三个磁性CV，V709 Cas，NY Lup和V1223 Sgr。成像NuSTAR数据的改进的硬X射线灵敏度已经导致在所有三个对象中首次稳健地检测到康普顿峰，在NY Lup中具有~1或更大的振幅，并且在其他两个中可能<1.0。我们还证实了较早的报告，一个强的自旋调制在10千电子伏以上的V709 Cas，并报告了第一次检测到的小自旋振幅在其他。我们解释这是由于这些物体之间的X射线发射区域的高度不同。大约0.2白矮星半径的高度为V709 Cas的低反射幅度提供了一个合理的解释。由于两极以上的发射区在某些自旋相位是可见的，这也可以解释强的硬X射线自旋调制。激波高度约为0.05白矮星半径可以解释V1223 Sgr的结果，而NY Lup的激波高度似乎可以忽略不计。
2015-06-23 astro-ph.HE
Detection of X-ray periodicity from a new eclipsing polar candidate XGPS-I J183251-100106
我们报告的结果从档案XMM牛顿观测的X射线源XGPS-I J183251-100106，已被建议作为一个有前途的磁激变变量的候选人，根据其光学性质的详细分析。从XMM-牛顿上的所有EPIC相机检测到1.5小时的单个周期信号。相位平均X射线谱可以很好地用温度kT~50 keV的热韧致辐射来模拟。该系统的X射线光谱和时间行为都表明它是武仙座AM（或极地）型的食激变变星。
2012-09-06 astro-ph.HE
Discovery of four super-soft X-ray sources in XMM-Newton observations of the Large Magellanic Cloud
超软X射线源是通过对大麦云云（LMC）的观测而建立起来的一种异质天体。我们已经在从大麦哲伦星云的XMM-牛顿巡天获得的X射线图像和额外的档案观测中寻找了这一类的新来源。我们首先通过视觉检查图像来选择候选者，并筛选出可以模仿超软X射线源的伪影以及在CCD图像上产生光学负载的明亮前景恒星。我们最终获得了4个新的超软X射线源，我们进行了详细的X射线定时和光谱分析，并寻找可能的光学对应物，以确定其性质。XMMU J050452.0-683909被认为是大麦哲伦星云中行星状星云SMP LMC 21的中心恒星。根据XMMU J051854.8-695601和XMMU J050815.1-691832的X射线谱性质，我们认为它们是新的软中间极。它们的估计吸收校正光度和黑体半径表明，它们位于我们的银河系，而不是大麦哲伦星系。我们从XMMU J044626.6-692011中发现了497 s的相干脉动，这表明该源具有磁灾变变量的性质。XMMU J044626.6-692011在LMC或我们银河系中的位置不太清楚。它可能是大麦哲伦星系中的一颗白矮星，其表面在爱丁顿极限附近有核燃烧，也可能是银河系中的另一个软中间极。新的超软X射线源的发现对我们银河系中已知的人口做出了重大贡献。麦哲伦云方向上观测到的较高密度的辐射源可能是由于在它们的方向上相对较低的银河柱密度，以及大量现有的观测对低X射线能量敏感。
2021-10-05 astro-ph.HE
XMM-Newton and Optical Observations of Cataclysmic Variables from SDSS
我们报告的XMM-牛顿和光学结果的6个激变的变量，从斯隆数字巡天光谱，因为它们显示出强大的HeII发射线，指示候选人包含白矮星强磁场。虽然高X射线背景速率阻止了最佳结果，但我们能够根据其在21分钟时的强脉冲特征及其模糊的硬X射线光谱确认SDSSJ233325.92+152222.1为中间极性。地基圆偏振和光度观测也能够确认SDSSJ 142256.31 -022108.1是一个周期接近4小时的极地。495054.7确定了前者的轨道周期为3.18小时，并确认后者是一个具有深食的高倾角系统。
2009-01-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Identifying a new intermediate-polar using XMM-Newton and INTEGRAL
明亮的X射线源，2XMMi J180438.7-145647幸运地在INTEGRAL中有长基线观测，这与其他任务的观测结果相符。这个天体的光谱学显示它的距离约为7千秒差距，并与低质量X射线双星相鉴别。相反，我们使用0.3-40 keV的X射线数据来识别源为明亮的中间极（IP），估计白矮星质量为~0.60 M_solar。这一鉴定得到了铁三重态的支持，其中的组成线是在IP中看到的最强的;以及白矮星的自旋周期约为24分钟。我们注意到，宽带变化的缺乏可能表明，这个对象是一个流馈IP，在许多方面类似于研究的IP，V2400 Oph。相位分仓使我们能够创建对应于光变曲线的峰和谷的光谱，从中我们确定光谱在谷中看起来更硬，与其他IP在其自旋周期上的行为一致。这项工作强烈表明，由于存在大柱的包裹材料，光学上的错误识别。相反，我们建议到源的距离<2.5 kpc，以与昏暗的硬态中其他IP的光度一致。源的相对高的通量与铁线的强度一起，在将来，可以允许源被用于诊断冲击加热等离子体的性质和发射的反射分量。
2011-08-04 astro-ph.HE
XMM-Newton and TESS observations of the highly variable polar V496 UMa
我们的目标是研究的时间和光谱行为的\vum从光学的X射线制度。我们使用2017年和2019年获得的存档\xmmn和\tes观测数据对高度可变的极地进行了光谱和时序分析。两颗卫星TESS和XMM-牛顿的光变曲线显示出以$91.058467 \pm 0.00001$分钟为周期调制的双峰图案。V496 UMa在高吸积态呈现两极吸积几何。这两个地区的X射线光谱组成的热等离子体辐射和软黑体组件几乎相同的温度和总吸积率$\dot{M}=1.4(8)\times10^{-11}$ M $_{\odot}$年$^{-1}$。对于主峰和第二峰，峰的X射线中心分别示出在光度相位零附近的-18度和4度以及-172度和-186度大小的纵向移位。长期的ZTF光变曲线揭示了高和低吸积状态。低态ZTF和SDSS光度数据与$0.8$ M $_{\odot}$白矮星在10000 K和主序星施主星的光谱类型M5.0在\gai确定的距离为758 pc。V496 Uma在高态时在X射线中是一个非常明亮的极。由于其不寻常的几何结构，质量吸积到第二吸积极偶尔中断。这种不连续的行为在时间上并不遵循一定的模式，到目前为止只在高态下观察到。X射线光变曲线显示了$ϕ=$ 0.81光度相吸积流的明确证据，这在光学光变曲线中没有显示。使用TESS和XMM-牛顿数据的组合推导出了准确的周期，与已发表的结果相差3.8 $σ$。
2022-05-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Polar dust obscuration in broad-line active galaxies from the XMM-XXL field
在活动星系核附近的极地地区观测到尘埃，已知尘埃对活动星系核的中红外辐射和对紫外光辐射的遮蔽有很大贡献。我们在XMM-XXL视场中选择了1275 BLAGN的样本，并提供了光学到红外光度数据。这些活动星系核是沿着它们的极地方向观察到的，我们预计当它存在时，位于极地周围的尘埃的影响最大。我们使用了X-CIGALE，它引入了一个尘埃成分来解释沿极地方向的遮蔽，模拟为前景屏幕，以及一个消光曲线，因为它在短波长处显着陡峭或更灰色。通过比较不同拟合的结果，我们能够定义源的子样本，这些子样本具有支持或反对极地遮蔽的积极统计证据，并使用灰色或陡峭的消光曲线来描述。我们发现了类似的一部分来源，有积极的证据支持和反对极地尘埃。应用统计校正，我们估计，我们的样本中有一半可能含有极地尘埃，其中，60%表现出陡峭的消光曲线和40%平坦的消光曲线，虽然后者的百分比被发现取决于所采用的消光曲线。在V波段的遮蔽与X射线柱密度无关，而A_V/N_H比值的范围很大，并且在平坦的消光曲线上尘埃温度较高，而在陡峭的消光曲线上尘埃温度较低。在拟合这些复合系统的光谱能量分布时忽略这一极地尘埃成分会导致对恒星贡献的高估。一个单一的拟合与极尘组件描述的SMC消光曲线有效地克服了这个问题，但它无法识别所有的活动星系核与极尘模糊。
2021-08-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray and optical observations of four polars
我们的目标是研究的时间和光谱行为的四个极性CV从红外到X射线制度，完善我们的知识，这些系统的物理参数在不同的吸积率，并寻找可能过剩的软X射线光子。我们分析了三个源的四个XMM X射线观测结果，其中两个在SDSS中发现，一个在RASS中发现。X射线数据得到了光学光度学和光谱学的补充，对于两个来源，档案斯威夫特观察。SDSSJ 0328在两次XMM和两次Swift观测中都是X射线明亮的，并且在几个月内从高吸积状态和低吸积状态转变。它没有强大的软过剩。我们测得主极的磁场强度为39 MG，倾角为45<i<77度，我们已经改进了长期星历。SDSSJ 1333的X射线较弱。我们测量了这个源的微弱相位X射线通量和等离子体温度，它几乎所有的时间都在低水平吸积。它的倾角小于76度。1 RXSJ 1730在XMM数据中为X射线亮。它的光谱包含一个适度的软黑体成分，不足以被认为是一个强大的软过剩发光。我们推测主极的磁场强度为20 ~ 25 MG，倾角小于77 °，可能小于63 °。V808 Aur在雨燕的观测中是暗淡的，但仍然有强有力的证据表明在X射线和紫外线中存在明亮和暗淡的相位。微弱相的残余X射线通量很难用WD表面的热辐射或另一极的吸积来解释。我们给出了修正后的距离估计为250 pc。我们可以详细研究的三个系统似乎是正常的极性，具有这类CV的典型亮度和磁场强度。这些系统中没有一个显示出XMM时代之前…
2016-05-03 astro-ph.HE
2XMMi J225036.9+573154 - a new eclipsing AM Her binary discovered using XMM-Newton
利用XMM-牛顿方法发现了食极星2XMMi J225036.9+573154。它是通过在2XMMi目录中搜索显示X射线可变性的物体的光变曲线而发现的。它的X射线光变曲线显示，每174分钟就会有一次白矮星被第二颗恒星完全蚀过。在phi=0.8-0.9的软X射线中观察到一个扩展的食前吸收下降，在phi~0.4的软X射线光变曲线中有进一步下降的证据。此外，X射线可以从所有的轨道相位（除了日食）看到，这使得它在日食极星中不寻常。我们已经确定了光学对应物，它是暗淡的（r=21），并显示了深食（>3.5等白光）。它的X射线光谱没有显示出明显的软X射线成分，这在许多但不是所有的极地中都可以看到。它的光谱显示出在轨道周期的一小部分时间内发射出H α。
2009-01-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Suzaku and XMM-Newton Observations of the North Polar Spur: Charge Exchange or ISM Absorption?
通过重新考察北极支线的朱雀和XMM-Newton数据，我们发现这些光谱与传统的由纯热发射和中性吸收组成的模型不一致。最突出的差异是增强的O VII和Ne IX的禁共振比，和一个高的O VIII赖氨酸$β$线相对于其他莱曼系。碰撞电离吸收模型可以很自然地解释这两个特征，而电荷交换成分只能解释前者。通过包括附加的电离吸收，北极支线中的等离子体可以由具有0.25 keV的温度和$0.4-0.8$太阳的氮、氧、氖、镁和铁丰度的单相CIE分量来描述。北极支线的丰度模式与星系晕恒星的丰度模式完全一致。在以前的研究中报道的高氮氧比可以迁移到O VIII Ly $α$线的大透射率。电离吸收剂的特征在于平衡温度为$0.17-0.20$ keV，柱密度为$3-5 \times 10^{19}$ cm $^{-2}$。基于导出的丰度和吸收，我们推测北极支线是在星系晕的结构，使发射的大部分被银河ISM在视线中吸收。
2016-07-28 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.atom-ph
Deep XMM-Newton Spectroscopic and Timing Observations of the Isolated Radio Millisecond Pulsar PSR J0030+0451
我们提出了深XMM牛顿EPIC光谱和定时X射线观测附近的孤立射电毫秒脉冲星，PSR J 0030 +0451。它的发射光谱在0.1-10 keV范围内被发现是非常相似的最近的和最好的研究毫秒脉冲星，PSR J 0437 -4715，被很好地描述了一个占主导地位的热双温模型加上一个微弱的硬尾明显高于~2 keV。在0.3-2 keV波段的脉冲发射的特点是两个宽脉冲的脉冲分数~60- 70%，符合主要是热起源的X射线，只有当表面极冠辐射是从轻元素的气氛。热脉冲的建模允许我们把限制的中子星半径R>10.7（95%的置信度）和R>10.4公里（在99.9%的置信度）的M=1.4 M_太阳。
2009-08-13 astro-ph.HE
X-ray measurement of a high-mass white dwarf and its spin for the intermediate polar IGR J18434-0508
本文利用XMM-Newton和NuSTAR联合观测测量了中等偏振体IGR J18434-0508的白矮星自转周期为304.4秒，并通过激波后区域模型拟合确定其质量超过1.36倍太阳质量，接近钱德拉塞卡极限。
2024-03-28 astro-ph.HE
XMM-Newton Observations of the TeV γ-ray Source HESS J1804-216
本文分析了未确认TeV γ射线源HESS J1804-216中心部分的三次XMM-牛顿观测。我们关注两个X射线源2XMMi J180442.0-214221（Src 1）和2XMMi J180432.5-214009（Src 2），它们被认为是TeV源的可能的X射线对应物。我们发现了一个2.93小时的X射线周期Src 1，与脉冲轮廓解释与日食极日食极。Src 2具有强的Fe发射线（FWHM ~0.3 keV和等效宽度~0.8 keV）和小时时间尺度上的大的X射线变化，并且可能是中间极性。因此Src 1和Src 2可能是两个不负责TeV发射的场源。观测结果受到附近明亮光源的强烈杂散光的污染，我们没有看到可以归因于超新星遗迹G8.7-0.1的清晰的扩展X射线发射，这是一种流行的可能与TeV源有关的关联。另一个可能的关联，脉冲星风星云候选者PSR J1803-2137，与以前的钱德拉观测相比，显示出很小的长期变化。许多点源是偶然发现的，但它们中的大多数可能是正常的恒星。另外还发现了3个新的候选致密天体系统（Src 1，Src 2和PSR J1803-2137除外），它们距离TeV源较远，可能也是磁激变变星，因此不太可能是TeV辐射的来源。
2013-02-01 astro-ph.HE
EXTraS discovery of two pulsators in the direction of the LMC: a Be/X-ray binary pulsar in the LMC and a candidate double-degenerate polar in the foreground
探索X射线瞬态和可变天空的EXTraS项目在XMM-牛顿的X射线档案数据中搜索相干信号。XMM-牛顿在大麦云云（LMC）区域进行了400多次定点观测。我们检查了EXTraS周期搜索的结果，以便在我们的邻居星系中系统地寻找新的X射线辐射源。我们分析了来自3XMM目录的两个源的XMM-牛顿观测，这些源显示出相干脉动的显著信号。3XMM J 051259.8 -682640在两次XMM-牛顿观测中被探测到作为硬X射线谱的源，揭示了X射线通量的956~s周期调制。作为光学对应物，我们确定了一个早期型恒星的H α发射。OGLE I波段光变曲线呈现出一个有规律的模式，有三个亮度下降，这标志着一个约1350天的周期。3XMM J051034.6-670353的X射线光谱主要由超软黑体状发射分量（kT ~ 70 eV）主导，其以~1418 s的周期被几乎100%调制。根据GROND的观测结果，我们认为一颗r' = 20.9等的恒星可能是X射线源的对应物。3XMM J 051259.8 -682640被确认为大麦云星云中一颗新的Be/X射线脉冲双星。我们讨论的长期光学周期可能的轨道周期，这将是最长的已知从一个高质量的X射线二。超软源3XMM J051034.6-670353的光谱和时间特性与RX J0806.3+1527和RX J1914.4+2456的光谱和时间特性非常相似，表明它属于双简并极星，…
2016-10-12 astro-ph.HE
Orbital phase-resolved spectroscopy of the intermediate polar FO Aqr using XMM-Newton Observatory data
我们提出了使用X射线多镜任务（XMM-牛顿），欧洲光子成像相机（pn仪器）获得的档案FO Aqr观测的轨道相位分辨分析。我们调查的自旋脉冲幅度的变化在轨道周期，以占自旋调制的轨道运动的影响。半振幅变化与轨道调制同相，从轨道最大值的（38.0 +/- 1.8）%变化到轨道最小值的（13.3 +/- 3.7）%。光谱参数也显示了轨道周期的变化。其中一个吸收分量在轨道最小值和最大值之间增加5倍。我们的解释是，这种吸收产生的隆起吸积流从二次碰撞磁盘。从轨道最小值和最大值提取的光谱可以用热吸收体模型拟合，得到N_H = 2.09（+0.98 -1.09）\times 10^22和0.56（+0.26 -0.15）\times 1022 cm^{-2} ; log（ψ）= 0.23（+0.37 -0.26）和<0.30 erg cm s^{-1}，表明存在着来自散布在盘上的撞击区凸起的电离吸收。吸积幕和/或吸积柱引起的自旋调制的吸收可以通过光谱建模从盘吸收中区分出来。
2012-06-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
XMM-Newton observation of the nearby pulsar B1133+16
用{ \it XMM-Newton}对附近的$(360\,{\rm pc})$，old（$5\,{\rm Myr}$）脉冲星B1133+16的X射线性质进行了约束，得到了$\sim 100\,{\rm ks}$的有效曝光时间.在0.2-3 keV能量范围内观测到的脉冲星通量为$\sim 10^{-14} \, {\rm erg \, cm}^{-2} \, {\rm s}^{-1}$，这导致EPIC pn和MOS探测器记录到$\sim 600$源计数。X射线辐射以非热辐射为主，可用单一的幂律模型（PL）和黑体与幂律辐射之和（BB+PL）来描述。BB+PL模型导致光谱光子指数$Γ=2.4^{+0.4}_{-0.3}$和$(7\pm 2) \times 10^{-15}\, {\rm erg \, cm}^{-2} \, {\rm s}^{-1}$的0.2-3 keV能量范围内的非热通量。热发射与半径为$R_{\rm pc} \approx 14^{+7}_{-5} \, {\rm m}$、温度为$T_{\rm s} = 2.9^{+0.6}_{-0.4} \, {\rm MK}$的小热点的黑体发射一致。假设热点对应于脉冲星的极帽，我们可以利用磁通量守恒定律来估计表面$B_{\rm s} \approx 3.9 \times 10^{14} \, {\rm G}$的磁场。观测结果与部分…
2017-01-10 astro-ph.HE
Fast quasi-periodic oscillations in the eclipsing polar VV Puppis from VLT and XMM-Newton observations
我们目前的高时间分辨率光学光度数据的极地VV船尾座同时获得三个过滤器（u '，HeII $λ$ 4686，r'）与ULTRACAM相机安装在ESO-VLT望远镜。还提供了从数据库中检索的源的长50 KS XMM-牛顿观测的分析。准周期振荡（QPOs）被清楚地检测到在源明亮的相位间隔时，吸积极是可见的，确认关联的QPOs与吸积柱的基础上的光学。在平均频率为$\sim$ 0.7 Hz且振幅相似为$\sim$ 1\%的三个滤波器中检测到QPO。在亮相期间的平均轨道平均功率谱显示出相当宽的过量，品质因数Q= $ν$ / $Δν$ = 5-7，但较小的数据段通常显示出高得多的相干性，Q高达30。XMM（0.5- 10 keV）观测首次提供了高kT $\sim$ 40 keV温度下硬X射线成分的精确估计，并证实VV Pup的高EUV-软硬比在（4- 15）范围内。详细的X射线轨道光变曲线显示了一个短的$Δϕ\simeq 0.05$进入活动极的日食，表明吸积激波高度为$\sim$ 75公里。在（0.1--5）Hz范围内，振幅上限为$\sim$ 30\%时，未检测到显著的X射线QPO。对激波后吸积区的详细流体动力学数值模拟表明，对于X射线和光学区域，辐射不稳定性的预期频率是相同的，其值为$ν$ $\sim$（40- 70）Hz，比观测值高一个数量级以上。这证实了先前的陈述，即目前的不稳定性模型无法…
2019-06-17 astro-ph.HE physics.comp-ph
XMM-Newton observation of the persistent Be/NS X-ray binary pulsar RX J1037.5-5647 in a low luminosity state
几个X射线双星的光谱显示出明显的软过剩，在大多数情况下，可以用黑体模型描述，以上的主要幂律分量。而在高光度光源中，它通常具有低温的特点（kT < 0.5 keV）和大发射半径（R > 100 km），在两颗持续低光度脉冲星4U 0352+309和RX J0146.9+6121中，该成分具有高温（kT > 1 keV）和较小的半径（R < 0.5 km），与中子星极盖的估计大小一致。在这里，我们报告的时间和光谱分析的RX J1037.5-5647，另一个低光度持久的Be双星脉冲星，基于第一次XMM-牛顿观测这个源。最佳拟合周期P = 853.4（+/-0.2）s，这意味着最近10年脉冲星的平均自旋上升dP/dt ~ -2E-8s/s。估计的源光度为Lx ~ 10^34 erg/s，这个值与其他持久的Be双星相当，并且比以前的大多数测量值低一个数量级。源谱可用幂律加黑体模型描述，kTbb = 1.26（+0.16/-0.09）keV，Rbb = 128（+13/-21）m，表明该分量起源于极冠。这些结果加强了这样的假设，即除了低光度和长周期外，这类源还具有共同的光谱特性
2009-07-24 astro-ph.HE
A Multi-wavelength Study of Swift J0503.7-2819: a Chimeric magnetic CV
本研究通过多波段观测分析磁性激变变星Swift J0503.7-2819，确定其轨道与自旋周期，提出环状吸积流模型，并归类为EX Hya型近乎同步系统，揭示MCV类别间的谱系联系。
2023-10-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Phase-resolved X-ray spectroscopy and spectral energy distribution of the X-ray soft polar RS Caeli
RS Cae是我们对软X射线主导的极星进行的XMM-牛顿观测系列中的第三个目标。我们的观测活动旨在更好地理解和描述多波长数据，系统组件的物理特性，以及RS Cae组件通量的短期和长期行为。我们采用恒星大气，分层吸积柱，和广泛使用的X射线光谱模型。我们拟合了XMM-牛顿光谱，模拟了多波段光变曲线，并选择了光谱能量分布的基本一致的描述。结果软X射线发射明显地主导了RS Cae的XMM-牛顿数据。X射线光变曲线是由主吸积区的辐射形成的，在整个轨道周期内都可以看到，只有流食中断。光学光变曲线由回旋加速器和流发射形成。XMM-牛顿X射线谱在36 eV和7 keV的平均温度下包括类黑体和等离子体成分。光谱拟合给出了部分吸收和反射分量的证据。多温度模型，涵盖了更广泛的温度范围内的X射线发射吸积区域，适当地再现光谱。包括档案数据，我们描述的光谱能量分布与模型的组合的基础上一致的一组参数，并得出一个下限估计的距离d > 750 pc。结论.高辐射热软硬通量比和（X射线）光变曲线的短期变化是非均匀吸积的特征。与硬X射线通量相比，RS Cae显然属于显示出非常强的软X射线通量的极群。在XMM-Newton和ROSAT观测期间，不同的黑体通量和相似的硬X射线和光学通量表明软和硬X射线发射没有直接相关。
2014-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
XMM-Newton and Canadian Galactic Plane Survey Observations of the Supernova Remnant G107.5-1.5
我们提出了一个XMM牛顿观测的高度偏振低表面亮度超新星遗迹G107.5 - 1.5，发现与加拿大银河平面调查（CGPS）。我们没有从信噪比中探测到弥散X射线辐射，因此在假设距离为1.1 kpc时，表面亮度的上限为~2 x 10^30 erg arcmin ^-2 s ^-1。我们在现场发现了8个亮点源，包括靠近射电壳中心的ROSAT源1RXS J225203.8 + 574249。对一些嵌入的点源，包括ROSAT源进行了光谱分析，所有八个源都很可能被排除为相关的中子星，主要是由于光学和红外波段的对应明亮恒星。对亮点源的时间分析没有发现脉动的重要证据，但是由于时间分辨率的原因，只能搜索到一小部分频率空间。在SNR附近识别出另外10个较暗的点源。可能需要对这些区域和无线电外壳附近的区域进行进一步的X射线观测。
2014-07-29 astro-ph.HE
Timing analysis of a sample of five cataclysmic variable candidates observed by the XMM-Newton satellite
Department of Mathematics and Physics “E. De Giorgi” , University of Salento（萨莱诺大学数学与物理“E. De Giorgi”系）；INFN, Sezione di Lecce（意大利国家核物理研究所莱切分部）；INAF, Sezione di Lecce（意大利国家天体物理研究所莱切分部）；R.P. Feynman Observatory（R.P.费曼天文台）；CBA, Center for Backyard Astrophysics（后院天体物理学中心）；University of Naples Federico II（那不勒斯费德里科二世大学）；INAF, Astronomical Observatory of Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）
本文通过X射线信号定时分析，确认五个候选体中四个属于中间极星，一个属于极类变星，SAXJ1748.2-2808被重新归类为中间极星变量。
2026-01-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence for intermediate polars as the origin of the Galactic Center hard X-ray emission
最近，未解决的硬（20-40千电子伏）X射线发射已被发现在中央10 pc的银河系，可能表明中间极（IP）的人口大。Chandra和XMM-Newton在周围~50 pc的测量结果表明，使用$\langle M_{\rm WD} \rangle \approx 0.5 M_\odot$的IP数量要少得多。在这里，我们使用了两个IP的宽带NuSTAR观测：TV Columns，它具有相当典型但变化很大的报告质量$M_{\rm WD} \approx 0.5-1.0 M_\odot$，和IGR J17303-0601，具有重报告质量$M_{\rm WD} \approx 1.0-1.2 M_\odot$。我们研究了不同的光谱模型和观测到的能量范围如何影响估计的白矮星质量。内10 pc的观察结果可以通过使用$\langle M_{\rm WD} \rangle \approx 0.9 M_\odot$的IP来解释，与CV人群的总体观察结果一致，特别是X射线观察到的场IP。由钱德拉和XMM-牛顿导出的较低质量似乎是窄能带拟合的伪像。为了通过IP解释（未分辨的）CHXE，需要向下延伸到至少$5\times10^{31}$ erg/s的X射线（2-8 keV）光度函数（XLF）。CHXE XLF如果扩展到Chandra和XMM-Newton观测到的周围~50 pc，则要求$\sim$ 9000点…
2016-05-19 astro-ph.HE
XMM-Newton observation of the persistent Be/NS X-ray binary pulsar RX J0440.9+4431
许多X射线吸积星在10 keV以下有软过剩。在微弱的光源和低光度水平下也检测到了这一特征，这表明它是一种普遍存在的现象。对于高光度的类星体（Lx > 10^36 erg/s），用热发射模型拟合该分量通常会得到低温（kT < 0.5 keV）和大的发射区（R >几百km）;因此，它被称为“软”过剩。另一方面，我们最近发现，在持久的、低光度（Lx ~ 10^34 erg/s）和长周期（P > 100 s）的Be吸积星中，观测到的过量可以用小面积（R < 0.5 km）的相当热（kT > 1 keV）的黑体分量来模拟，这可以解释为来自NS极帽的发射。在本文中，我们提出了最近的银河系Be脉冲星RX J0440.9+4431，这是这类源的研究不足的成员XMM-牛顿观测的结果。我们发现了一个最佳拟合周期P = 204.96（+/-0.02）s，这意味着在过去的13年中，脉冲星的平均自旋下降，dP/dt约为6 × 10 ^（-9）s/s。估计的源光度为Lx ~ 8x 10 ^（34）erg/s：这个值比第一次源观测所得的值高出< 10倍，但比最近几年探测到的几次爆发所测得的值低近两个数量级。源光谱可用幂律加黑体模型描述，kTbb = 1.34（+/-0.04）keV和Rbb = 273（+/-16）m，表明该分量的极冠起源。我们的结果支持RX J0440.9+4431作为持久Be/NS脉冲星的分…
2011-12-22 astro-ph.HE
Accurate Localization and Identification of Six Hard X-ray Sources from Chandra and XMM-Newton data
本文介绍了对INTEGRAL全天空巡天中的六个硬X射线源（IGR J12134-6015，IGR J18293-1213，IGR J18219-1347，IGR J17350-2045，IGR J18048-1455，XTE J1901+014）的Chandra和XMM-Newton观测结果。基于这些观察，我们已经大大提高了定位精度的对象，因此，已设法确定其光学同行。使用公开的2 MASS和UKIDSS红外巡天数据以及SOFI/NTT望远镜（欧洲南方天文台）的数据，我们确定了光学对应物的大小，估计了它们的类型和（在某些情况下）到程序对象的距离。在IGR J 18048 -1455的X射线光谱中检测到了一组能量为6.4、6.7和6.9 keV的三重铁谱线;再加上从该源检测到的周期约为1440 s的脉动，这使得它被归类为激变变星，很可能是一个中间极星。此外，IGR J 12134 -6015和IGR J 17350 -2045的宽带X射线光谱结合红外和射电观测表明，这些物体具有河外性质。源IGR J 18219 -1347可能属于高质量X射线双星。
2012-09-13 astro-ph.HE
An intermediate polar candidate toward the Galactic plane
在过去的十年中，人们一直认为，中间极（IP），磁激变变星（CV）的一个子类，是银河系中心（GC）和银河系脊的硬扩散X射线发射的主要贡献者之一。在我们正在进行的银河系圆盘中心区域（$20^\circ\times2^\circ$）的\emph{XMM-Newton}调查中，我们检测到一个持久的IP候选者，远离GC的$1.7^\circ$。在这项工作中，我们通过查看新的和存档的XMM-牛顿数据来更好地表征该源的行为。我们对源进行了详细的X射线光谱建模。此外，我们在光变曲线中寻找X射线脉动，以及在其他波长处的对应物。该源的XMM-牛顿谱（0.8- 10 keV）由等离子体温度为$kT=15.7^{+20.9}_{-3.6}$ keV的碰撞电离扩散气体部分覆盖来描述。此外，光谱显示在$E=6.44$、6.65和6.92 keV处存在铁谱线，其等效宽度分别为$194^{+89}_{-70}$、$115^{+79}_{-75}$和$98^{+93}_{-74}$ eV。X射线光变曲线显示了周期为$P=432.44\pm0.36$ s的相干调制，我们推断这是白矮星的自旋周期。根据光谱拟合物理模型得到的白矮星质量为$M_{\rm WD}=1.05^{+0.16}_{-0.21}\ M_{\odot}$。我们能够在盖亚目录中找到一个可能的光学对应物，G星等为19.26，从测量的盖亚视差导出的源的距离为…
2022-09-02 astro-ph.HE
Swift J0525.6+2416 and IGR J04571+4527: two new hard X-ray selected magnetic cataclysmic variables identified with XMM-Newton
IGR J 04571 +4527和Swift J0525.6+2416是在Swift/BAT和INTEGRAL/IBIS勘测中探测到的两个硬X射线源。根据光谱学，它们被认为是中间极性（IP）类型的磁激变变星。IGR J 04571 +4527也显示了1218 s的光学周期，暗示了白矮星的旋转周期，进一步指向IP分类。在这里，我们提出了详细的X射线（0.3-10 keV）的定时和光谱分析与XMM-牛顿，补充硬X射线覆盖范围（15-70 keV）从斯威夫特/BAT。这是第一次在软X射线域中对两个源进行高信噪比观测，使我们能够识别Swift J0525.6+2416（226.28 s）和IGR J 04571 +4527（1222.6 s）的白矮星X射线自旋周期。由多温度光学薄发射与复杂吸收组成的模型充分地适合这两个源的宽带光谱。我们估计IGR J 04571 +4527和雨燕J0525.6+2416的白矮星质量分别约为1.1和1.0太阳质量。上述特征使我们能够明确地将这两种源分类为IP，证实了在硬X射线发射的灾变变星中该子类的高发生率。
2015-07-23 astro-ph.HE
The role of XMM-Newton in the investigation of persistent BeXRBs
本文综述了XMM-Newton在揭示持续型BeXRB共同光谱与计时特性方面的贡献，并报告了对鲜为人知的BeXRB 4U 0728-25的最新观测初步结果。
2024-11-22 astro-ph.HE
Hunting high and low: XMM monitoring of the eclipsing polar HU Aquarii
我们要研究的时间和光谱行为的HU Aqr在X射线域在不同的吸积状态。我们从四个不同的XMM-牛顿点覆盖中间和低状态的光谱和光变曲线。X射线观测伴随着高时间分辨率光度测量，使用Optima和ULTRACAM仪器获得。在2002年5月和2003年5月的两个场合，HU Aqr被发现处于中间状态，与早期的高状态测量相比，吸积率降低了50倍。中间态的X射线谱可以用一个包含黑体成分和热等离子体的模型来描述。与高态相反，软X射线通量和硬X射线通量之间的比率接近平衡。与先前的测量结果一致，我们观察到吸积点和流向连接两颗恒星的线迁移。HU Aqr在2003年10月和2005年5月的两个低态期间亮度进一步降低了80倍，在那里它被检测到的光度只有L_X = 4.7 * 10^（28）erg/sec。这种光度与活跃的日冕发射体非常吻合，但相对较高的等离子体温度（3.5和2.0 keV）与残余吸积更相容。我们根据在各个波段测量的吸积点的日食出口更新了HU Aqr的日食星历。所观测到的吸积点食定时的（O-C）图揭示了与线性趋势的复杂偏差，这可以通过恒定或周期性的周期变化或其组合来解释。二次项意味着周期以\dot{P}_o rb =-7.的速率减小。11 * 10^（-12）秒/秒。如果观测到的周期变化反映了真正的角动量损失，这将是引力辐射的30倍。
2009-01-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray flux in the SED modelling: An application of X-CIGALE in the XMM-XXL field
X-CIGALE建立在CIGALE的谱能量分布（SED）程序的基础上，实现了重要的新功能：该程序考虑了活动星系核极区的遮蔽物质，并具有拟合X射线通量的能力。在这项工作中，我们使用~2500光谱，X射线活动星系核从XMM-XXL-北领域和检查的改进，新功能带来的SED建模分析。基于我们的结果，X-CIGALE成功地连接了X射线与紫外光度在整个范围内由我们的样品（log Lx（2-10 keV）=（42 - 46）erg/s）。新特征的加入在全局上提高了X-CIGALE在活动星系核分量估计和表征中的效率。基于它们的倾斜角的类型1和类型2的分类被改进，特别是在红移小于1时。活动星系核分数（fracAGN）测量的统计意义增加，特别是对于发光的X射线源（log LX > 45 erg/s）。这些结论在SED拟合过程中满足（中）红外光度法的条件下成立。在选定的X射线源中，加入极尘可以增加活动星系核的比例，提高SED分解探测活动星系核的效率。X-CIGALE估计在90%以上的红外选择活动星系核和75%的X射线探测活动星系核中存在强活动星系核（fracAGN > 0.3）。当不包括极地尘埃时，后者下降到~50%。X-CIGALE在SED拟合过程中包括X射线信息的能力有助于最佳利用当前（eROSITA）和未来（ATHENA）任务将为我们提供的丰富数据。
2020-11-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
The evolution of the X-ray afterglow emission of GW 170817 / GRB 170817A in XMM-Newton observations
我们报告了我们对与中子星合并事件GW 170817相关的短GRB 170817 A的观测，该事件发生后135 d（2017年12月29日）在X射线波段使用XMM-牛顿进行。我们发现的X射线光变曲线相对于以前观察到的增亮平坦的证据。这一点也得到了几乎同时进行的哈勃空间望远镜光学观测和最近文献报道的钱德拉X射线观测以及低频射电观测的支持。由于光-X射线光谱斜率与以前的观测结果相比没有变化，我们排除了光变曲线时间演化的变化是由于冷却频率的通过：它的起源必须是几何的或动力学的。我们解释了所有现有的余辉数据与两个模型：i）结构射流和ii）无射流各向同性火球与一些分层的径向速度结构。这两个模型都拟合了数据，并预测射电通量必须与光学和X射线通量同时减少，因此在现阶段很难区分它们。在未来的LIGO/Virgo运行中，极化测量和短GRB-GW关联的速率将是解开这两个几何上不同的场景的关键。
2018-04-24 astro-ph.HE
XMM-Newton and NuSTAR discovery of a likely IP candidate XMMU J173029.8-330920 in the Galactic Disk
本研究利用XMM-Newton银盘巡天偶然发现源XMMU J173029.8-330920，结合NuSTAR后续观测的光谱与周期分析，判定其为中介偏振星候选体并估算了中心白矮星质量。
2024-07-03 astro-ph.HE
XMM-Newton observation of the highly magnetised accreting pulsar Swift J045106.8-694803: Evidence of a hot thermal excess
几个持久的、低光度（L_X 10^{34} erg s^{-1}）、长自旋周期（P>100 s）的高质量X射线双星已被报道，其黑体成分的温度大于1 keV。这些过热的热辐射区相应地较小（小于1平方公里），这是由中子星极冠造成的。我们提出了一个最近的XMM牛顿目标的机会观察这个类的最新成员，斯威夫特J045106.8-694803。截至2012年7月17日，周期确定为168.5+/-0.2秒（MJD = 56125.0）。在$L_X 10^{36} erg s^{-1}，Swift J045106.8-694803是这个新类别中最亮的成员，也是周期最短的成员。光谱分析首次揭示了一个温度为kT_{BB} =1.8^{+0.2}-0.3} keV，半径为R_{BB} =0.5+/-0.2 km的黑体的存在。脉冲分数随着能量的增加而减小，并且硬光曲线（> 2keV）和软光曲线（<2keV）之间的比率与脉冲轮廓成反比。光谱的模拟表明，这是由于黑体的脉动与幂律分量的脉动异相。使用一个简单的模型，从热点发射的中子星表面上，我们适合的黑体组件的脉冲轮廓，以获得指示的几何系统。
2013-09-10 astro-ph.HE
The Nearest Millisecond Pulsar Revisited with XMM-Newton: Improved Mass-Radius Constraints for PSR J0437-4715
本文分析了一颗射电毫秒脉冲星（MSP）的最深X射线曝光量，并利用X射线多牛顿欧洲光子成像相机对已知最近的MSP PSR J 0437 - 4715进行了光谱和定时观测。定时数据清楚地揭示了在旋转相位中从主脉冲偏移$\sim$ 0.55的次级宽X射线脉冲。在中子星的热极冠表面热辐射模型的背景下，这可以用一个明显偏离恒星中心的磁偶极子场来解释。这样的偏移，如果在MSP中很常见，对脉冲星人口，高能脉冲发射，以及脉冲星对宇宙射线正电子的贡献的研究具有重要意义。连续辐射显示至少有三个热成分的证据，最热的辐射最有可能来自热磁极帽和冷却器的发射从大部分的表面。本文介绍PSR J 0437 - 4715的脉冲相位分辨X射线光谱学，它首次正确地解释了射电脉冲星的系统几何结构。这种方法是必不可少的无偏测量的温度和发射面积的极地冠辐射的恒星。热脉冲的详细模型，包括相对论和大气效应，提供了一个约束的红移校正的中子星半径R>11.1公里（在3西格玛conf.）目前的无线电定时质量测量为1.76 M_sun。这个极限有利于“刚性”状态方程。
2012-11-26 astro-ph.HE nucl-th
Transient two pole accretion in the polar V496 UMa
本文报道了对武仙座AM型激变变星V496 UMa的XMM-牛顿和TESS观测结果。XMM-牛顿观测表明，有时，白矮星上的两极同时吸积，但吸积到次级磁极上是不稳定的，可以在不到一个双星轨道（1.5小时）内几乎停止。模拟的X射线光谱期间的主要最大揭示了没有变化的吸积结构到主极上时，吸积到次极上被中断，这表明中断吸积到次极上可能是由质量转移的变化从施主星。TESS的观测以两分钟的节奏持续了八周，显示了一个稳定的双峰轨道调制，这是由于激波后区域的回旋辐射造成的，而观测到的最大光的时间显示了一个缓慢的系统漂移，与系统的整体亮度无关。
2022-05-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
A multi-wavelength study of the 2025 low state of the intermediate polar BG CMi
Butler University（巴特勒大学）；NASA/GSFC（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；University of Maryland, Baltimore County（马里兰大学巴尔的摩分校）；University of Alberta（阿尔伯塔大学）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；University of Cape Town（开普敦大学）；University of the Free State（自由邦大学）；Vihorlat Observatory in Humenné（胡梅内维霍拉特天文台）；American Association of Variable Star Observers（变星观测者美国协会）；Groupe Européen d’Observations Stellaires (GEOS)（欧洲恒星观测小组）
研究通过多波段观测揭示了中间极BG CMi在2025年低态期间吸积模式的转变，从轨道吸积转为盘溢流吸积。
2026-02-04 astro-ph.HE
Discovery of the magnetic cataclysmic variable XMM J152737.4-205305.9 with a deep eclipse-like feature
本文通过匹配 XMM-Newton 档案与 Gaia DR3 星表发现极型磁激变变星 XMM J152737.4-205305.9，结合 X 射线、光学测光、eROSITA 和 SALT 光谱确认其性质，并揭示约 112.4 分钟周期和深食状特征。
2024-03-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Persistent Emission Properties of SGR J1935+2154 During Its 2020 Active Episode
我们根据我们在2020年4月爆发风暴之后进行的XMM-牛顿和钱德拉观测，提出了SGR J1935+2154持续X射线发射的详细光谱和时间特征，在此期间发射了数百次高能X射线爆发，其中一次与异常的快速射电暴有关。我们清楚地检测到脉冲X射线发射的XMM-牛顿数据。利用我们的自旋周期测量结合从同一活跃事件报告的三个早期值，获得了1.6 $\times$ 10 $^{-11}$ s s $^{-1}$的平均自旋下降速率。我们用各种唯象和物理模型对XMM-牛顿和钱德拉谱进行了研究，得出结论，SGR J1935+2154的磁场拓扑结构很可能是高度非偶极的。的光谱模型表明，表面场强度在一定程度上局部区域基本上超过4.4 $\times$ 10 $^{14}$ G的极性值推断与旋转磁偶极子的自旋下降扭矩。
2020-12-03 astro-ph.HE
Comptonization as an origin of the continuum in Intermediate Polars
本文检验了$\sim$ 0.3 - 15 keV的XMM-Newton EPIC pn谱连续谱是否可用热康普顿化compTT模型来描述。我们使用了12个IP（AE Aqr、EX Hya、V1025 Cen、V2731 Oph、RX J2133.7+5107、PQ Gem、NY Lup、V2400 Oph、IGR J 00234 +6141、IGR J17195-4100、V1223 Sgr和XY Ari）的公开观察结果。我们发现，我们的建模是能够很好地适应这些源的平均光谱连续。在这一框架内，UV/软X射线种子光子（$<kT_s>$为0.096，$\pm$为0.013 keV）可能来自恒星表面的电子被光学厚等离子体中的电子散射（对于平面几何形状，$<kT_e>$为3.05 $\pm$ 0.16 keV，光学深度$<τ>$为9.5 $\pm$ 0.6）位于附近（顶部）到更中心的种子光子发射区域。在分析的13个观测结果中，有5个观测到软黑体（bbody）成分，平均温度$<kT_{bb}>$为$0.095 \pm 0.004$ keV。我们观察到，在一般情况下，IPs的光谱显示出双光子指数$Γ$，这是由源的亮度和光学深度驱动。低光度IP显示$1.83 \pm 0.19$的$<Γ>$，而高光度IP显示较低的$1.34 \pm 0.02$的$<Γ>$。此外，PQ Gem和V2400 Oph的良…
2021-02-23 astro-ph.HE
Nova M31N 2007-12b: Supersoft X-rays reveal an intermediate polar?
对于He/N新星M31 N 2007- 12 b，我们分析了XMM-牛顿EPIC和钱德拉HRC-I观测我们的监测计划进行了10天的间隔，并添加了XMM-牛顿目标的机会观测和斯威夫特XRT观测的结果。超软源（SSS）的发射开始于爆发后21至30天之间，并在爆发后60至120天之间结束，使M31 N 2007- 12 b成为少数几个SSS阶段最短的新星之一。X射线光谱是超软的，可以用白矮星（WD）大气模型拟合，其中太阳丰度被银河前景吸收。WD大气的温度似乎在SSS相开始时从~70 eV增加到~80 eV。M31 N 2007- 12 b在最大亮度时的光度是在大质量WD的爱丁顿极限，在爆发后60天的观测中下降了约30%。发射区的半径约为6x10^8 cm。在四个亮态观测中，我们检测到一个稳定的1110 s脉动，我们解释为WD旋转周期。此外，我们检测到的三个观测，可能代表一个4.9小时或9.8小时的系统的二进制周期的下降。类太阳吸积物质和WD简并核心之间的混合<50%的新星包络模型可以用来描述数据。我们得出WD的质量为1.2 Msun，以及喷射和燃烧的质量分别为2.0x10^{-6} Msun}和0.2x10^{-6} Msun。观测到的周期性表明，新星M31 N 2007- 12 b爆发于一个中间极地（IP）系统。WD光球半径似乎大于预期的非磁性WD，但在IP系统中的磁性WD的范围内。（…
2011-05-03 astro-ph.HE
IXPE and XMM-Newton observations of the Soft Gamma Repeater SGR 1806-20
本文报告了 SGR 1806-20 的 IXPE 和 XMM-Newton 联合观测，发现该源处于历史最低持续通量水平，并在 4-5 keV 能段探测到偏振信号，与磁层中共振康普顿散射再处理热辐射的图景相符。
2023-08-02 astro-ph.HE astro-ph.IM
Synchrotron emission from the blazar PG 1553+113. An analysis of its flux and polarization variability
2015年7月29日至9月1日，XMM-Newton卫星六次指向BL Lac天体PG 1553+133，收集了218小时的数据。在其中一个时期，要求Swift卫星进行同步观测，以比较X射线和光学紫外线仪器的结果。在整个观测季节，全地球Blazar望远镜合作进行了光学、近红外和无线电监测。我们在这里提出的所有这些数据的分析结果，连同调查的源光度和偏振行为在过去三年。2015年的EPIC光谱显示出轻微的曲率，相应的光变曲线显示出快速的X射线变化，时间尺度为1小时。与以前的结果相反，在2015年检测到的最亮X射线状态期间，最适合XMM-牛顿数据的简单对数抛物线模型也相当好地再现了整个同步加速器碰撞，表明在近紫外波段有一个峰值。我们在2014年发现了偏振角大范围旋转的证据，当时偏振度是可变的，但通量几乎保持不变。这是很难解释的确定性喷流发射模型，而它可以很容易地再现，通过假设一些湍流的磁场。
2016-12-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
XMM-Newton Observations of the Peculiar Cataclysmic Variable Lanning 386: X-ray evidence for a Magnetic Primary
我们提出了第一个X射线观测的食激变变量Lanning 386和MASTER OTJ 192328.22 +612413.5，可能的SW Sextantis系统。朗宁386的X射线光变曲线显示了深食，与光学光变曲线中看到的食相似，证实了系统的高倾角。在Lanning 386的X射线和光学光变曲线中有17-22 min的周期性，这与准周期振荡有关。该系统还显示了硬X射线光谱，该光谱与部分覆盖的吸收的2温等离子体很好地拟合。冷等离子体温度（0.24 $^{+0.17}_{-0.08}$ keV）和热等离子体温度（9 $^{+4}_{-2}$ keV）不是已知中间极性系统的典型等离子体温度。基于这个模型，我们认为Lanning 386是一个具有高吸积速率的中间极星。炽热的电浆温度限制了白矮星的质量为$>$ 0.5 M $_{\odot}$。从大双筒望远镜获得的光谱中，我们发现该系统的次级与M5 V星一致，并将Lanning 386的距离修正为160 $\pm$ 50 pc。最后，我们利用光谱的高时间分辨率粗略地限制了Lanning 386中白矮星的磁矩。J1923在观测过程中没有被探测到，但通量的上限与J1923和Lanning 386相关。
2016-12-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
XMM-Newton EPIC and OM observation of Nova Centauri 1986 (V842 Cen)
我们报告的结果，从时间和光谱分析的XMM-牛顿观测半人马座新星1986年（V842岑）。我们在EPIC数据中检测到3.51 $\pm$ 0.4 h的周期，在OM数据中检测到4.0 $\pm$ 0.8 h的周期。的X射线光谱是一致的发射从一个吸收薄的热等离子体的温度分布由等压冷却流。冷却流模型的最高温度为$kT_{max}=43_{-12}^{+23}$ keV。这样高的温度可以达到一个冲击区，并考虑到检测到的周期性，最有可能出现在一个磁通道吸积流的中间极性的特点。脉冲部分的3.51小时调制减少与能量的X-射线光变曲线中观察到的磁性CV，可能是由于吸积柱掩星的白矮星机构或相位依赖于吸收。我们没有发现Woudt等人（2009）报告的57 s白矮星自旋周期，脉冲幅度为4 mmag，无论是在光学监测器（OM）数据中，对脉冲幅度$\gtrsim$ 0.03量级敏感，还是在EPIC数据中，对脉冲分数$p \gtrsim$ 14 $\pm$ 2%敏感。
2012-03-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
SWIFT J0503.7-2819: A nearly synchronous intermediate polar below the period gap?
基于XMM-Newton和Swift的X射线观测资料，以及凌日系外行星巡天卫星（TESS）和AAVSO的光学观测资料，我们给出了可能的中极星SWIFT J0503.7-2819的时间和光谱特征。X射线光变曲线显示了两个明显的特征，其中第二个极点可能在XMM-牛顿观测的中间似乎是活跃的。目前的分析证实，并改进了以前报道的SWIFT J0503.7-2819的轨道周期为81.65 $\pm$ 0.04分钟。该目标的X射线和光学变化已被发现发生在周期$\sim$ 65分钟，我们建议作为自旋周期的白矮星（WD）。在此期间，由于吸积流中的光电吸收，能量依赖的调制也证实了这一猜想。两个温度的热等离子体模型很好地解释了X射线光谱的温度为$\sim$ 150 eV和$\sim$ 18.5 keV，这是吸收的致密材料的平均等效氢柱密度为3.8 $\times$ 10 $^{22}$ cm $^{-2}$，部分覆盖$\sim$ 27%的X射线源。利用SWIFT J0503.7-2819的现有数据，试图了解该系统中的吸积流。如果所提出的自旋周期确实是实际的周期，那么SWIFT J0503.7-2819可能是第一个接近同步的中间极低于周期间隙。
2022-09-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
XMM-Newton observations of a gamma-ray pulsar J0633+0632: pulsations, cooling and large-scale emission
本文报道了对$γ$射线脉冲星J 0633 +0632及其风星云的XMM-牛顿观测结果。我们揭示，第一次，脉冲星X射线发射的脉动与一个单一的正弦脉冲轮廓和脉冲分数的$23 \, \pm \, 6$百分之在0.3- 2千电子伏波段。我们证实了以前的钱德拉发现，脉冲星X射线光谱由热和非热分量。然而，我们没有发现以前在约0.8千电子伏检测到的吸收功能。由于XMM-Newton具有更高的灵敏度，与以往的研究相比，我们得到了更强的谱模型参数约束。黑体或中子星大气模型都可以很好地描述热分量，这意味着这种辐射来自温度约为120 eV的热脉冲星极冠或来自温度约为50 eV的中子星表面较冷的大部分。在后一种情况下，这颗脉冲星似乎是其他具有类似年龄和估计表面温度的中子星中最冷的一颗。我们讨论冷却方案相关的中子星。利用星际吸收-距离关系，我们还限制到脉冲星的距离范围为0.7- 2千秒差距。除了脉冲星和它的致密星云，我们还探测到脉冲星场中的大尺度弥散非热辐射，并讨论了它们的可能性质。
2020-03-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Swift Deep Galactic Plane Survey Classification of Swift J170800$-$402551.8 as a Candidate Intermediate Polar Cataclysmic Variable
本研究通过多波段观测，将Swift J170800-402551.8分类为候选中介激变变星，确定其白矮星自转周期为784秒，为激变变星研究提供了新候选体。
2023-08-28 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
