HD 49798/RX J0648.0–4418 is the only confirmed X-ray binary in which the mass donor is a hot subdwarf star of O spectral type and, most likely, it contains a massive white dwarf (1.28 ± 0.05 M⊙) with a very fast spin period of 13.2 s. Here, we report the results of new XMM–Newton pointings of this peculiar binary, carried out in 2018 and in 2020, together with a reanalysis of all the previous observations. The new data indicate that the compact object is still spinning-up at a steady rate of (−2.17 ± 0.01) × 10−15 s s−1, consistent with its interpretation in terms of a young contracting white dwarf. Comparison of observations obtained at similar orbital phases, far from the ecplise, shows evidence for long-term variability of the hard (>0.5 keV) spectral component at a level of ∼(70 ± 20) per cent, suggesting the presence of time-dependent inhomogeneities in the weak stellar wind of the HD 49798 subdwarf. To investigate better the soft spectral component that dominates the X-ray flux from this system, we computed a theoretical model for the thermal emission expected from an atmosphere with element abundances and surface gravity appropriate for this massive white dwarf. This model gives a best fit with effective temperature of Teff = 2.25 × 105 K and an emitting area with a radius of ∼1600 km, larger than that found with blackbody fits. This model also predicts a contribution of the pulsed emission from the white dwarf in the optical band significantly larger than previously thought and possibly relevant for optical variability studies of this system.

中文翻译：

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热亚矮星双星 HD 49798/RX J0648.0–4418 的新 X 射线观测

HD 49798/RX J0648.0–4418 是唯一确认的 X 射线双星，其中质量供体是 O 光谱类型的热亚矮星，并且很可能包含一颗大质量白矮星 (1.28 ± 0.05 M⊙) 13.2 秒的非常快的旋转周期。在这里，我们报告了在 2018 年和 2020 年进行的这个特殊双星的新 XMM-Newton 指向的结果，以及对所有先前观测的重新分析。新数据表明，致密天体仍在以 (-2.17 ± 0.01) × 10-15 ss-1 的稳定速率自转，这与其对年轻收缩白矮星的​​解释一致。比较在相似轨道阶段获得的观测结果，远离 ecplise，表明硬（> 0.5 keV）光谱分量的长期变异性在 ∼（70 ± 20）% 的水平，表明在 HD 49798 次矮星的微弱恒星风中存在时间相关的不均匀性。为了更好地研究主导该系统 X 射线通量的软光谱分量，我们计算了一个理论模型，用于预测从具有适合这颗大质量白矮星的元素丰度和表面重力的大气中产生的热发射。该模型给出了最佳拟合，有效温度为 Teff = 2.25 × 105 K，发射区域半径约为 1600 km，比黑体拟合发现的要大。该模型还预测了白矮星的脉冲发射在光学波段中的贡献显着大于先前认为的，并且可能与该系统的光学变异性研究相关。为了更好地研究主导该系统 X 射线通量的软光谱分量，我们计算了一个理论模型，用于预测从具有适合这颗大质量白矮星的元素丰度和表面重力的大气中产生的热发射。该模型给出了最佳拟合，有效温度为 Teff = 2.25 × 105 K，发射区域半径约为 1600 km，比黑体拟合发现的要大。该模型还预测了白矮星的脉冲发射在光学波段中的贡献显着大于先前认为的，并且可能与该系统的光学变异性研究相关。为了更好地研究主导该系统 X 射线通量的软光谱分量，我们计算了一个理论模型，用于预测从具有适合这颗大质量白矮星的元素丰度和表面重力的大气中产生的热发射。该模型给出了最佳拟合，有效温度为 Teff = 2.25 × 105 K，发射区域半径约为 1600 km，比黑体拟合发现的要大。该模型还预测了白矮星的脉冲发射在光学波段中的贡献显着大于先前认为的，并且可能与该系统的光学变异性研究相关。我们计算了一个理论模型，用于预测大气中的热发射，该大气具有适合这颗大质量白矮星的元素丰度和表面重力。该模型给出了最佳拟合，有效温度为 Teff = 2.25 × 105 K，发射区域半径约为 1600 km，比黑体拟合发现的要大。该模型还预测了白矮星的脉冲发射在光学波段中的贡献显着大于先前认为的，并且可能与该系统的光学变异性研究相关。我们计算了一个理论模型，用于预测大气中的热发射，该大气具有适合这颗大质量白矮星的元素丰度和表面重力。该模型给出了最佳拟合，有效温度为 Teff = 2.25 × 105 K，发射区域半径约为 1600 km，比黑体拟合发现的要大。该模型还预测了白矮星的脉冲发射在光学波段中的贡献显着大于先前认为的，并且可能与该系统的光学变异性研究相关。