MU Cam은 ROSAT 전천탐사(ROSAT All-Sky Survey)에 의해서 처음 관측되어졌으며 Wei et al. (1999)에 의해 격변변광성으로 분류된 바 있다. 현재까지 자전주기가 0.d01374127(5)이고, 공전주기가 0.d19661(27)로 알려져 있다. 아직까지 식에 대한 명확한 특징은 알려지지 않았으며, 광학관측에서 얻어진 자전주기에 대한 펄스모양(pulse profile)을 보면 거의 ...
MU Cam은 ROSAT 전천탐사(ROSAT All-Sky Survey)에 의해서 처음 관측되어졌으며 Wei et al. (1999)에 의해 격변변광성으로 분류된 바 있다. 현재까지 자전주기가 0.d01374127(5)이고, 공전주기가 0.d19661(27)로 알려져 있다. 아직까지 식에 대한 명확한 특징은 알려지지 않았으며, 광학관측에서 얻어진 자전주기에 대한 펄스모양(pulse profile)을 보면 거의 사인곡선 형태를 보인다. 또, 광학영역에서 상대적으로 강한 HeⅡ 방출선을 보이는데 이것은 소스를 이온화 시킬 수 있는 광자가 존재함을 의미한다(Staude et al. 2003; Araujo-Betancor et al. 2003; Kim et al. 2005; Kozhevnikov et al. 2006). 이와 같은 특징들을 바탕으로 이 별은 Intermediate Polar 형 자기격변변광성으로 분류되어왔다. 본 연구에서는 2006년 4월 6일 11시간동안 XMM-Newton 위성이 관측한 X-선 자료와 2005년 11월부터 2006년 4월 사이 총 11일 밤 레몬산 천문대 1 m 망원경의 CCD를 사용하여 R필터로 관측한 자료를 이용하여 자전주기와 그 변화성을 분석 하였다. X-선 관측자료를 통해 1187.26 s ± 0.11 s (0.d013741435)의 자전주기를 구하였으며, 이 자전주기에 대한 펄스모양이 광학 관측자료의 펄스모양과 다름을 확인할 수 있었다. 또, X-선 펄스모양의 에너지에 따른 의존도를 살펴보기 위해 5개의 구간으로 나누어 분석한 결과 에너지에 따라 눈에 띄는 위상의 치우침 현상은 보이지 않으나, 에너지에 따라 펄스모양이 다양하고 복잡하게 변함을 알 수 있었다. 광학 관측자료를 통해 0.d01373801(59)의 자전주기를 얻었고, 위상 다이아그램(phase diagram)을 통해 펄스모양을 얻었다. 또, 날짜별 광도곡선을 바탕으로 극심시각(times of extream)을 가우시안 짜맞추기를 통해 얻었다. 이때 얻은 극대시각(times of maxima)을 이용하여 O-C도를 그려 보고 cubic parabola 짜맞추기를 통해 Kim et al. (2005)에서 구한 ephemeris 식을 개선하였다.
MU Cam은 ROSAT 전천탐사(ROSAT All-Sky Survey)에 의해서 처음 관측되어졌으며 Wei et al. (1999)에 의해 격변변광성으로 분류된 바 있다. 현재까지 자전주기가 0.d01374127(5)이고, 공전주기가 0.d19661(27)로 알려져 있다. 아직까지 식에 대한 명확한 특징은 알려지지 않았으며, 광학관측에서 얻어진 자전주기에 대한 펄스모양(pulse profile)을 보면 거의 사인곡선 형태를 보인다. 또, 광학영역에서 상대적으로 강한 HeⅡ 방출선을 보이는데 이것은 소스를 이온화 시킬 수 있는 광자가 존재함을 의미한다(Staude et al. 2003; Araujo-Betancor et al. 2003; Kim et al. 2005; Kozhevnikov et al. 2006). 이와 같은 특징들을 바탕으로 이 별은 Intermediate Polar 형 자기격변변광성으로 분류되어왔다. 본 연구에서는 2006년 4월 6일 11시간동안 XMM-Newton 위성이 관측한 X-선 자료와 2005년 11월부터 2006년 4월 사이 총 11일 밤 레몬산 천문대 1 m 망원경의 CCD를 사용하여 R필터로 관측한 자료를 이용하여 자전주기와 그 변화성을 분석 하였다. X-선 관측자료를 통해 1187.26 s ± 0.11 s (0.d013741435)의 자전주기를 구하였으며, 이 자전주기에 대한 펄스모양이 광학 관측자료의 펄스모양과 다름을 확인할 수 있었다. 또, X-선 펄스모양의 에너지에 따른 의존도를 살펴보기 위해 5개의 구간으로 나누어 분석한 결과 에너지에 따라 눈에 띄는 위상의 치우침 현상은 보이지 않으나, 에너지에 따라 펄스모양이 다양하고 복잡하게 변함을 알 수 있었다. 광학 관측자료를 통해 0.d01373801(59)의 자전주기를 얻었고, 위상 다이아그램(phase diagram)을 통해 펄스모양을 얻었다. 또, 날짜별 광도곡선을 바탕으로 극심시각(times of extream)을 가우시안 짜맞추기를 통해 얻었다. 이때 얻은 극대시각(times of maxima)을 이용하여 O-C도를 그려 보고 cubic parabola 짜맞추기를 통해 Kim et al. (2005)에서 구한 ephemeris 식을 개선하였다.
MU Cam was observed for the first time by the ROSAT All-Sky Survey and subsequently it was identified as a cataclysmic variable by Wei et al. (1999). The optical studies have revealed a spin period of 0.d01374127(5) and an orbital period of 0.d19661(27). There was no clear eclipse-like feature at th...
MU Cam was observed for the first time by the ROSAT All-Sky Survey and subsequently it was identified as a cataclysmic variable by Wei et al. (1999). The optical studies have revealed a spin period of 0.d01374127(5) and an orbital period of 0.d19661(27). There was no clear eclipse-like feature at the orbital period. The optical light curve folded at the spin period is quasi-sinusoidal; There is a relatively strong He Ⅱ emission line, indicating the presence of ionizing source photons (Staude et al. 2003; Araujo-Betancor et al. 2003; Kim et al. 2005; Kozhevnikov et al. 2006). Based on theses results this source has been classified as an Intermediate Polar type magnetic cataclysmic variable. In this work, we use both X-ray data that obtained in April 6, 2006 with the XMM-Newton and optical data that obtained with CCD R filter at the 1 m telescope of the Lemonsan observatory in November 2005 ～ April 2006 for 11 nights. Using the X-ray data, we determine the spin period to be 1187.26 s ± 0.11 s and find that the pulse profile of the data (0.2 ～ 10 keV) folded at the period is different from the quasi-sinusoidal optical profile. We also find that the X-ray pulse profile is dependent on the selected X-ray energy bands. Using the optical data, we obtain the spin period to be 0.d01373801(59) and confirm its pulse profile by the phase diagram. We are subtracting of the orbital contributions from the observed light curves to search the spin period and required times of maxima. Using the times of maxima, we improve the ephemeris presented by Kim et al. (2005).
MU Cam was observed for the first time by the ROSAT All-Sky Survey and subsequently it was identified as a cataclysmic variable by Wei et al. (1999). The optical studies have revealed a spin period of 0.d01374127(5) and an orbital period of 0.d19661(27). There was no clear eclipse-like feature at the orbital period. The optical light curve folded at the spin period is quasi-sinusoidal; There is a relatively strong He Ⅱ emission line, indicating the presence of ionizing source photons (Staude et al. 2003; Araujo-Betancor et al. 2003; Kim et al. 2005; Kozhevnikov et al. 2006). Based on theses results this source has been classified as an Intermediate Polar type magnetic cataclysmic variable. In this work, we use both X-ray data that obtained in April 6, 2006 with the XMM-Newton and optical data that obtained with CCD R filter at the 1 m telescope of the Lemonsan observatory in November 2005 ～ April 2006 for 11 nights. Using the X-ray data, we determine the spin period to be 1187.26 s ± 0.11 s and find that the pulse profile of the data (0.2 ～ 10 keV) folded at the period is different from the quasi-sinusoidal optical profile. We also find that the X-ray pulse profile is dependent on the selected X-ray energy bands. Using the optical data, we obtain the spin period to be 0.d01373801(59) and confirm its pulse profile by the phase diagram. We are subtracting of the orbital contributions from the observed light curves to search the spin period and required times of maxima. Using the times of maxima, we improve the ephemeris presented by Kim et al. (2005).
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