康普顿化作为中等极化星连续谱的起源

在本文中，我们检验中等极化星（IP）的 $\sim$ 0.3 - 15 keV XMM-Newton EPIC pn 能谱连续谱是否可用热康普顿化 compTT 模型描述。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 J00234+6141、IGR J17195-4100、V1223 Sgr 和 XY Ari）的公开观测。我们发现该建模能很好地拟合这些源的平均能谱连续谱。在此框架下，来自星面、 presumed 的 UV/软 X 射线种子光子（平均 $<kT_s>$ 为 0.096 $\pm$ 0.013 keV）被位于更中心种子光子发射区附近（上方）的光学厚等离子体中的电子（平面几何下平均 $<kT_e>$ 为 3.05 $\pm$ 0.16 keV，光学深度 $<\tau>$ 为 9.5 $\pm$ 0.6）散射。在所分析的 13 次观测中，有 5 次观测到了软黑体（bbody）成分，其平均温度 $<kT_{bb}>$ 为 $0.095 \pm 0.004$ keV。我们观察到 IP 的能谱通常显示两个光子指数 $\Gamma$，它们由源光度和光学深度驱动。低光度 IP 显示 $<\Gamma>$ 为 $1.83 \pm 0.19$，而高光度 IP 显示较低的 $<\Gamma>$ 为 $1.34 \pm 0.02$。此外，PQ Gem 与 V2400 Oph 的良好能谱拟合表明，激变变星（CV）的极化子类也可能被热康普顿化成功描述。