Classical nova explosions
对新星模拟的现状进行了回顾，并特别强调了一些具体方面。爆炸的主要核合成产物是什么？它们如何依赖于白矮星的性质（例如质量、化学成分：CO或ONe）？新星核合成作用对陨石前太阳颗粒的影响是什么？如果用现在或未来的卫星仪器观测到伽马射线，如何通过它们的核合成来约束新星模型？从过去和现在的X射线观测站的观测中，我们对经典新星的关闭有什么了解？最后但并非最不重要的是，关于新星建模的最关键问题是什么（例如喷出的质量，核心和外壳之间的混合机制）？
2004-12-14 astro-ph
Novae as a Mechanism for Producing Cavities around the Progenitors of SN 2002ic and Other SNe Ia
我们认为，从一个经常性的新星祖先系统喷出的新星壳层在SN 2002ic的爆炸中心周围产生了疏散区域。在这张照片中，由于白矮星上新星爆炸而产生的周期性壳层喷射，扫过了来自双星伴星的慢风，产生了密度变化和不稳定性，导致了星周介质（CSM）的结构。我们的模型自然地解释了观测到的超新星爆炸中心和CSM之间的差距在SN 2002ic，占CSM中观察到的密度变化，并解决了巧合的问题SN 2002ic爆炸的时间相对于祖系统中的质量损失明显停止。我们也认为这样的新星爆发席卷作为一个通用的功能Ia型超新星与经常性的新星祖先。
2006-05-24 astro-ph
The Proto-neutron Star Phase of the Collapsar Model and the Route to Long-soft Gamma-ray Bursts and Hypernovae
最近的恒星演化计算的低金属丰度大质量快速旋转的主序星产生铁的核心在崩溃赋予高角动量。高角动量和黑洞的形成被认为是长软伽马射线暴（GRB）的Eksar模型的关键组成部分。在这里，我们提出了2D多组，通量限制扩散MHD模拟的崩溃，反弹，并立即反弹后阶段的35 Msun的Woosley & Heger的候选人模型。我们发现，磁旋转不稳定性（MRI）的毫秒周期中子星，磁驱动的爆炸englomerate在原中子星阶段，在重子加载的非相对论性喷流的形式，并没有形成的黑洞，中央的Eksar模型的表面层的微分旋转。巧合的是，尽管围绕恒星质量损失、角动量输运、磁场和磁共振成像的不确定性很大，但目前的低金属丰度化学均匀演化模型产生了具有铁核的大质量恒星，这些恒星可能有太多的角动量，无法避免在反弹后立即发生磁驱动的超超新星爆炸。我们推测，在铁的核心快速旋转可能会抑制，而不是使，双星的形成，这需要一个大的角动量不是在核心，但以上it. Variations在大质量恒星的角动量分布在核心坍缩可能解释的多样性Ic型超新星/hypernovae和他们可能与伽玛暴。一个推论可能是，通过角动量分布对磁场放大的影响，而不是原始质量来区分这些结果。
2007-12-06 astro-ph
Collapsars, Gamma-Ray Bursts, and Supernovae
当一个黑洞经历了一个盘的非常快速的吸积时，由于一个被赋予旋转的大质量前超新星恒星的不完全爆炸，各种各样的现象都是可能的。在最极端的情况下，在旋转的氦星、黑洞和吸积盘形式中，传出的激波迅速失效，并产生强烈的伽马射线暴（GRB）。然而，也可能有更常见的情况下，黑洞形成后，从几十秒到几个小时的延迟约0.1至5个太阳质量回落到崩溃的残骸后，温和的成功超新星爆炸。在那里，经常被用来产生伽马射线暴的同样的磁流体动力学机制也会在已经处于爆炸过程中的恒星中产生喷流。超新星爆发前的恒星可能是沃尔夫-拉叶星或红或蓝超巨星。喷流的准直度也会因初始压力的不同而不同，因为“热”喷流会倾向于发散，并与恒星的其他部分分享能量。从这些情况中，人们可以预期不同的结果，从具有大范围能量和持续时间的伽马射线暴到具有弱伽马射线暴的不对称高能超新星。SN 1998 bw可能是一颗恒星的爆炸，其回落产生了一个黑洞和一个比即时形成的黑洞更不准直的喷流。
1999-09-02 astro-ph
Collapsars - Gamma-Ray Bursts and Explosions in "Failed Supernovae"
使用二维流体动力学代码（PROMETHEUS），我们研究了旋转的大质量氦星的持续演化，其铁核塌缩没有产生成功的传出冲击，而是形成了一个黑洞。我们研究了盘的形成、相关的流动模式以及盘粘性参数α ~ 0.001和0.1的吸积率。对于标准的14太阳质量模型，15秒的平均吸积速率为每秒0.07太阳质量，中微子湮灭沿旋转轴沉积的总能量为（1 - 14）x 10**51 erg，这取决于克尔参数的演变和不确定的中微子效率。在极地地区模拟这种能量的沉积导致了强烈的相对论性外流-喷流射到大约1.5%的天空。喷流仍然高度集中，并能够在5 - 10秒内穿透恒星。在喷流突破恒星表面后，高度相对论性的流动就开始了。由于物质抛射和喷流对吸积率、角动量和盘粘性的敏感性，以及观测结果随视角的变化，从明亮的GRB 971214到微弱的GRB超新星SN 1998 bw，都可能出现大范围的结果。当喷流第一次从恒星中爆发出来时，X射线的前兆也是可能的。虽然只有一小部分超新星会产生伽玛暴，但我们预测所有超过几秒的伽玛暴都会产生类似于SN 1998 bw的超新星。然而，在这个模型中，短于几秒的坚硬、高能伽玛暴将很难制造。
1998-10-19 astro-ph
The Effects of Changes in Reaction Rates on Simulations of Nova Explosions
经典新星参与了银河系化学演化的循环，其中喷出物中的颗粒和富含金属的气体补充了超新星、AGB星和沃尔夫-拉叶星的物质，是ISM重元素的来源。一旦进入扩散气体，这种物质就会与现有的气体混合，然后在恒星形成过程中融入年轻恒星和行星系统。红外线观测证实了新星喷出物中存在碳、碳化硅、碳氢化合物和富氧硅酸盐颗粒，这表明在陨石物质中发现的太阳前颗粒中有一部分来自新星。新星爆发返回到ISM的平均质量可能超过~2 x 10^{-4}太阳质量。根据观测到的银河系每年35颗新星的速率，可以得出新星每年向ISM中引入超过7 x 10^{-3}个太阳质量的加工物质。新星被认为是银河系中15 N和17 O的主要来源，并对这个原子质量范围内其他同位素的丰度做出贡献。在这里，我们报告如何在核反应速率的变化影响的爆发的属性，并改变预测的贡献，新星银河系化学演化。我们还讨论了在研究白矮星吸积物质的热核逃逸时，包括pep反应的必要性。
2007-06-04 astro-ph
XMM-Newton Observations of Recent Galactic Novae
我们报告的意见，最近的银河系经典新星，进行XMM-牛顿。他们中的一些人显示在整个范围内从0.2至8.0千电子伏的排放，爆炸后3年。Nova Oph 1998在爆炸后不到3年就显示出明显的吸积恢复的证据，表明在新星爆发后激变变星的快速恢复。在另一种情况下，Nova Sgr 1998，如果发射是在喷出物和/或吸积流中产生的，就很难解开。
2004-10-05 astro-ph
The recurrent nova RS Oph: A possible scenario for type Ia supernovae
经常出现的新星RS Oph在2006年经历了一次爆发，正如预期的那样，在1985年爆发21年后。它几乎在所有波长都被观测到，有关其性质的重要信息仍在提取中。我们目前的理论模型爆炸的这个迷人的对象，这表明吸积的白矮星的质量应该是非常接近的Mrusrasekhar质量，允许这样一个短的复发期。此外，由于模型表明这颗新星喷射的质量小于其吸积的质量，因此它是大约$10^5-10^7$年后热核超新星爆炸的绝佳候选者。我们还分析了软伽马射线的发射RS Oph检测到的BAT仪器板载斯威夫特，并与PCA板载RXTE。我们排除了这种发射起源于膨胀的新星包层中的放射性衰变。
2008-07-21 astro-ph
Dynamical and thermal evolution of the quark-nova ejecta
我们探讨了夸克新星爆炸中喷出的中子星壳的动力学和热演化。典型的爆炸能量和抛射的地壳质量导致相对论抛射，洛伦兹因子为几到几百。喷出物经过快速冷却和拉伸，当喷出物距离爆炸地点仅约100公里时，会破碎成许多小块（团块）。团块的数量和大小取决于分裂是发生在液相还是固相。在这两种情况下，团簇数约为10^3（液相）或10^7（固相），在分裂时，团簇为球形（大小约为10^4 cm;液相）或针状（约为10^4x10^2 cm;固相）。
2008-12-23 astro-ph
Is Nova Sco 1994 (GRO 1655-40) a Relic of a GRB ?
我们认为Nova Sco 1994（GRO 1655-40）可能是伽马射线爆发（GRB）和Ib型超新星（SN）爆炸的遗迹，表明有证据表明黑洞是由吸积旋转而成的，并且有超新星爆炸。我们使用从黑洞的旋转能量传递的盘能量来为SN提供动力，并且给出了大致相等的能量进入GRB和进入吸积盘来为超新星提供动力的论点。
1999-11-24 astro-ph
Gamma-ray emission of classical novae and its detectability by INTEGRAL
大量关于新星爆炸机制的信息将从INTEGRAL未来可能的观测中提取出来。为了准备这项任务，我们正在进行详细的模型的伽马射线发射的经典新星，范围广泛的可能的初始条件。在爆炸后的不同时期的光谱和不同的线（511，478和1275千电子伏）和连续光变曲线，以及与INTEGRAL光谱仪SPI的可探测距离。与最近的核物理数据有关的18F合成的新结果作为初步进展。
1998-12-04 astro-ph
On the ^7 Li and ^7 Be synthesis in novae
在新星爆炸中发生的爆炸性氢燃烧过程中，^7 Li和^7 Be的产生是通过能够处理吸积和爆炸阶段的流体动力学代码计算的。大的生产过剩的太阳能丰度的因素，得到的确切值主要取决于信封的化学成分。虽然最终喷出的质量很小，但这些结果表明，新星对星际介质的^7锂富集有贡献。此外，由于^7 Be衰变时会发射出伽马射线（478千电子伏），半衰期为53.3天，因此可以在INTEGRAL任务期间测试^7 Li的合成。
1996-04-18 astro-ph
Explosive Nucleosynthesis in GRB Jets Accompanied by Hypernovae
利用MacFadyen和Woosley（1999）的模型，进行了一个二维的流体动力学模拟，研究了一颗星的爆炸核合成。结果表明，当爆发持续时间为\sim 10秒时（这被认为是典型的爆发时间尺度），喷流中产生的~（56）Ni不足以解释观测到的超新星数量。即使合成了相当数量的56 Ni，如果所有的爆炸能量最初沉积，喷流的开口角变得太宽，在这种情况下，实现高度相对论的流出和伽马射线暴。从这些结果可以得出结论，在与伽玛暴有关的超新星中，56 Ni的起源不是喷流中的爆炸核合成。我们认为起源于吸积盘中的爆炸核合成的观点更有希望。我们还表明，爆炸成为双极自然由于变形的祖细胞的影响。这一事实表明，在吸积盘中合成并作为流出物输送的56 Ni被吹向旋转轴，这将解释SN 1998 bw的线特征和SN 2003 jd的双峰线特征。喷流中56 Ni衰变产生的一部分γ射线线将出现而不会损失其能量，因为只要喷流是相对论性流，喷流就会在大量56 Ni衰变之前变得光学薄。我们发现，丰富的原子核的质量数\sim 40在喷出物中的能量沉积率敏感地依赖于。因此，可以通过对贫金属星化学成分的观测来确定哪一种模型才是伴随着超新星的伽马射线暴的合适模型。
2006-05-11 astro-ph
Peculiar Red Nova V838 Mon: Accretion and Interaction in a Wide Binary System after Explosion of Its Companion
我们报告了2007-2008年拍摄的V838 Mon的最新测光和中分辨率光谱的结果。在2006年12月的类食事件中，热的B3 V型伴星消失了。该事件伴随着加强发射[Fe Ⅱ]/Fe Ⅱ谱线。我们解释这一事件的形成时间短寿命的吸积盘周围的热同伴。后来，在2007年2月，这颗炽热的恒星以其全部亮度重新出现，但自2007年9月以来又消失了很长一段时间。这是B3 V伴星被2002年大爆发的膨胀残骸吞没。我们假设厚吸积盘已经在B型伴星周围形成，B型伴星现在正在冷恒星的包层内移动。有一些证据表明，这个盘和/或冷星信封加热。我们估计2006年12月冷残留物的扩张半径约为150 A.U.或30000太阳半径。
2008-10-10 astro-ph
Diagnostics of the Early Explosion Phase of a Classical Nova Using Its X-ray Emission: A Model for the X-ray Outburst of CI Camelopardalis in 1998
我们计算了经典新星爆发时喷射出的物质与星风相互作用的球对称模型，并用该模型描述了1998年的鹿豹座CI强X射线爆发（峰值3-20 keV，~2 Crab）。根据我们的模型，当物质从白矮星表面热核爆炸时产生的强烈冲击波加热的光学组件产生的恒星风是标准X射线波段的发射源。通过对双星系统在爆发期间的平均辐射温度和光度的计算值与观测值的时间依赖关系进行比较，得出了非常重要的爆炸特征。我们首次能够测量爆炸开始后立即喷出的物质的速度：从我们的模型可以得出，即使在爆发开始后的0.1-0.5天，喷出的物质也具有约2700 km/s的速度，并且在外力的作用下，它在最初的1-1.5天以这样的速度飞行，可能，来自白矮星的辐射压力。随后，物质可能变得透明并开始减速。在后期膨胀阶段，平均辐射温度的时间依赖性使我们能够估计出喷射物质的质量，约为10^{-7}-10 ^{-6} Msun。解释双星爆发期间观测到的峰值光度所需的星风质量损失率估计为dM/dt ~（1-2）× 10 ^{-6} Msun/yr。
2009-03-17 astro-ph
A New 17F(p,gamma)18Ne Reaction Rate and Its Implications for Nova Nucleosynthesis
17 F俘获质子在新星爆炸中的核合成中起着重要作用。一个修订后的速率为这个反应，基于测量的1H（17 F，p）17 F激发功能使用放射性17 F束在ORNL的Holifield放射性离子束设施，被用来计算在新星爆发的表面上的1.25和1.35太阳质量ONeMg白矮星和1.00太阳质量CO白矮星的核合成。我们发现新的17 F（p，gamma）18 Ne反应速率改变了一些核素的丰度（例如，17 O）在1.35太阳质量的白矮星爆炸的最热区域合成，与使用以前对该反应速率的估计进行的计算相比，增加了10，000倍以上，并且当考虑整个爆炸包络时，增加了3倍以上。在1.25太阳质量的白矮星新星爆炸中，这个新的速率使在最热区域合成的某些核素的丰度改变了600倍以上，如果考虑整个爆炸包络，则改变了2倍以上。对1.00太阳质量的白矮星新星的计算表明，这个新的速率使18 Ne的丰度改变了21%，但对所有其他核素的影响可以忽略不计。模型预测与观测的比较也进行了讨论。
2003-08-12 astro-ph
Upper limits of the $^{22}$Na yield from O-Ne nova
放射性同位素$^{22}$ Na是可能通过伽马射线光谱法检测的主要示踪同位素之一。这种同位素预计会在一颗新星爆炸中产生，但迄今为止还没有发现其1.275 MeV的伽马射线特征。特别是，对银河系隆起的6年COMPTEL观测，一个应该特别富含新星爆炸的区域，只导致了上限。在本文中，我们将提出的影响，允许$^{22}$钠产额的一个新星的COMPTEL通量上限。我们的分析是基于银河系1.275 MeV辐射的广泛的蒙特卡罗模拟，这些模拟受到银河系新星速率和分布的最新结果的约束。我们证明，从银河系隆起的1.275兆电子伏线的非检测意味着一个坚实的上限$^{22}$钠产额限制与目前的理论核合成计算。
2001-06-19 astro-ph
Formation of the Black Hole in Nova Scorpii
Israelian等人（1999）指出，黑洞双星Nova Sco的伴星被伴随着黑洞主星形成的超新星喷射出的物质所污染。在这里，我们系统地研究了这些观测结果对黑洞形成过程的影响。使用各种超新星模型，包括标准以及超新星模型（不同的氦星质量，爆炸能量和爆炸几何形状）和一个简单的模型的演变的二进制和污染的二次，我们表明，大多数观测到的丰度异常可以解释为一个大范围的模型参数（除了丰富的Ti）。最好的模型，获得他的恒星质量为10至16 Msun，球形超新星模型一般赞成标准超新星的。非球面超新星模型也产生可接受的拟合，只要有广泛的横向混合。所有模型都需要大量的回退，回退的物质要么到达次级轨道，要么与逃逸的物质有效混合。因此，黑洞的形成过程分为两个步骤，在最初的坍缩之后，坍缩残余物的初始质量因物质的回落而大幅增加。这可能有助于解释新星Sco的高观测空间速度，因为中微子诱导的反冲（如果中子星首先形成）或不对称超新星爆炸中的不对称质量喷射。
2001-09-16 astro-ph
The Black Hole Binary Nova Scorpii 1994 (GRO J1655-40): An improved chemical analysis
低质量X射线双星的次级星的化学分析提供了一个机会来研究致密天体的形成过程，无论是黑洞还是中子星。在发现1994年天蝎座新星的二级恒星的HIRES/Keck光谱中存在过量的$α$ -元素后，我们获得了UVES/VLT高分辨率光谱，目的是对这颗二级恒星进行详细的丰度分析。利用$\chi2$最小化方法和合成光谱网格，利用新的UVES光谱和HIRES光谱，我们计算了O，Mg，Al，Ca，Ti，Fe和Ni的恒星参数和大气丰度，Al，Ca，Ti，Fe和Ni的丰度与太阳值一致，而Na，特别是O，Mg，Si和S与这些元素的银河趋势相比显着增强。与球形和非球形对称超新星爆炸模型的比较，可以提供严格的约束模型参数的质量切割和爆炸能量，特别是从相对丰度的Si，S，Ca，Ti，Fe和Ni。这个系统中的黑洞很可能是由一颗质量在2- 3.5 \Msun之间的\Msun 30- 35的母星的超新星爆炸形成的。然而，这些模型产生的Al和Na的丰度几乎比观测值高出10倍。
2009-03-10 astro-ph
Planets orbiting Quark Nova compact remnants
我们探索夸克新星场景中的行星形成。如果一颗毫秒脉冲星以夸克新星的形式爆炸，富含金属的物质就可以形成一个原行星盘。螺旋桨机制将角动量从出生的夸克星转移到圆盘上，圆盘将经历粘性演化，随后可能出现颗粒凝聚和行星形成。因此，在圆形轨道上的地球大小的行星可能会在距离中心夸克星很短的半径内形成。PSR1257+12系统中的行星可以用我们的模型来解释，如果夸克新星致密残骸在爆炸后以$\sim 0.5$ ms的周期诞生。我们认为，夸克新星遗迹的一个很好的部分可能窝藏行星系统。
2003-01-29 astro-ph
Neutrino Emission and Mass Ejection in Quark Novae
我们探讨中微子在夸克新星爆炸中的作用。我们研究了中微子在这一事件中的产生，它们的传播和它们与周围夸克物质和富中子包层的相互作用。我们解决了相关的物理问题，如初始核心崩溃的时间尺度，在中微子中发射的总能量和它们对低密度物质的影响。我们发现，中微子爆发可能导致核包层的显著质量喷射。
2004-09-17 astro-ph
X-Ray Emitting Blast Wave from the Recurrent Nova RS Ophiuchi
恒星爆炸，如新星和超新星，产生了宇宙中大部分的重元素。虽然在双星系统中，从白矮星表面失控的热核聚变反应中产生新星的现象已经被理解[1]，但喷出物的结构、动力学和质量还不为人所知。在极少数情况下，白矮星会嵌入红巨星伴星的风星云中;爆炸产物会犁过星云并产生X射线辐射。今年年初，蛇夫座RS的一次爆发[2，3]首次提供了对这一事件进行全面X射线观测并诊断喷出物内状况的机会。在这里，我们表明，从RS蛇夫座在喷发早期的硬X射线发射来自后面的冲击波，或向外移动的冲击波，自由扩大了不到2天，然后减速，由于与星云的相互作用。X射线迅速减弱，表明冲击波偏离了标准的球壳结构[4-6]。减速的早期开始表明，喷出的壳层质量较低，而白矮星质量较高[7]，蛇夫座RS是研究宇宙膨胀不可或缺的超新星类型的先驱。
2006-05-30 astro-ph
Prospects for detectability of classical novae with INTEGRAL
经典新星是潜在的伽马射线发射体，无论是直线还是连续体。连续辐射（能量在20-30和511 keV之间）和511 keV的线辐射与正电子湮灭及其在膨胀壳层中的康普顿化有关; 18 F是正电子产生的主要原因。478和1275 keV的谱线起源于放射性核7 Be和22 Na的衰变。在计算伽马射线辐射时采用了更新的新星爆炸模型。一些放射性同位素的新产额直接转化为经典新星的新的INTEGRAL可探测距离。
2001-03-26 astro-ph
An asymmetric shock wave in the 2006 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi
新星爆发发生在由一颗白矮星和一颗低质量的类太阳恒星组成的双星系统中，或者像周期性新星蛇夫座RS那样，是一颗红巨星。虽然已知这些爆发的原因是从伴星转移到白矮星表面的物质的热核爆炸，但之前（1985年）蛇夫座RS爆发的模型未能充分拟合X射线演化，并且对单历元高分辨率无线电图像存在争议，这表明残留物是双极而不是模拟的球形。在这里，我们报告的RS蛇夫座的空间分辨结构的检测从两个星期后，2006年2月12日爆发。我们跟踪了一个膨胀的冲击波，当它扫过红巨星风时，产生了一个类似于II型超新星的遗迹，但演变了几个月而不是几千年。与超新星遗迹一样，射电辐射是非热辐射（同步辐射），但不对称性和多重辐射成分清楚地表明，与1985年爆炸模型中的球形对称假设相反，喷射是类似喷流的，由中央双星准直，其在天空中的方向可以从这些观测中确定。
2006-06-09 astro-ph
Gamma-Ray Burst Neutrino Background and Star Formation History in the Universe
我们估计的GRB中微子背景的流量和计算的事件率在SK和TITAND在Bracksar模型，假设GRB的形成率成正比的恒星形成率。我们发现，流量和事件率敏感地依赖于质量吸积率。虽然从伽玛暴的信号的检测似乎是困难的SK，我们发现，我们可以检测到他们的TITAND（乐观地约20事件，每年的能量范围内的反电子中微子的能量大于50兆电子伏）。因此，我们表明，我们将获得的质量吸积率的信息，通过观察伽玛暴中微子背景，这反过来，应该给我们的伽玛暴的总爆炸能量的信息。
2002-03-27 astro-ph
The prompt gamma-ray emission of novae
经典新星是潜在的伽马射线发射体，因为在爆炸过程中合成的一些放射性原子核会衰变。一些短寿命的同位素（如13 N和18 F），以及中等寿命的22 Na，会衰变释放正电子，正电子与电子湮灭，因此是新星迅速发射伽马射线的原因。这种发射由511 keV的谱线加上20和511 keV之间的连续谱线组成，并且在视觉亮度的最大值之前释放，即，在发现新星之前。本文分析了这种瞬发辐射的主要特征，以及相关的不确定性（核和流体动力学来源，特别强调包络特性的影响）和可探测性的前景。
2001-10-09 astro-ph
Explosive nucleosynthesis
许多与伽玛射线天体物理学相关的放射性核是在爆发事件中合成的，例如经典新星和超新星。在这些情况下，爆炸性核合成的最新结果的审查，特别强调随后的伽马射线发射从个别新星和超新星爆炸。还回顾了喷出物的动力学性质对伽马射线发射特征的影响，以及新星和超新星模型中仍然存在的不确定性。
2001-03-26 astro-ph
GRBs and Hypernova Explosions of Some Galactic Sources
知道了克尔参数，我们就可以定量地计算黑洞的转动能。结果表明，Sco新星（GRO J1655 - 40）、Il Lupi（4U 1543 - 47）、XTE J1550 - 564和GS 2023 + 338都是伽马射线暴（GRB）和超新星爆炸的遗迹。它们有足够的旋转能量来驱动自己。事实上，它们的能量是如此之大，以至于它们会破坏黑洞的吸积盘，而黑洞的吸积盘是由传递的旋转能量提供动力的，因此能量的传递是自我限制的。在双星中产生高转动能量的最重要的特征是低施主（次级恒星）质量。我们认为V4641 Sgr（XTE J1819 - 254）和GRS 1915 + 105经历了能量较小的爆炸;因为它们的施主质量很大。这些爆炸的能量比Nova Sco低一到两个数量级。天鹅座X - 1（1956 + 350）的爆炸能量更低，因为它的施主质量更大。我们发现，在软X射线瞬态源的演化中，施主（次级星）与从巨星演化而来的氦星潮汐锁定，因为氢包层在共同的包层演化中被剥离。潮汐锁定从氦星转移到它所落入的黑洞。根据施主的质量，黑洞可以旋转到伽马射线暴和超新星爆炸所需的角动量。施主粒子是爆炸的被动见证者，对于给定的角动量，爆炸就像伍斯利坍缩星模型一样进行。高质量的施主倾向于从低金属量产生长的伽玛暴，因为它们的低能量可以被中心引擎接受。
2007-10-29 astro-ph
CI Cam: A Shell-shocked X-ray Nova
我们提出了1998年爆发的奇特的发射线星CI凸轮，采取约1，4，75，82，93，163，和306天后，1998年3月31.64日开始的X射线耀斑的无线电成像观测。前两个时期显示了一个解决，但紧凑的无线电源，成为光学薄的频率高于5千兆赫。后一张照片显示了一个大的（120-350 mas）椭圆形或双环状残留物。无线电频谱结合高亮度温度表明，发射是同步的，而形态表明，这是由减速冲击通过密集的星周物质产生的强大的恒星风。CI Cam的射电图像与一个膨胀的椭球或两个膨胀的环同样吻合。在最初的几天里，天空平面上相应的膨胀速度约为12，000公里/秒，到近一年后的最后一次观测时，速度减慢了约3倍。所有其他X射线双星瞬变的射电辐射要么没有得到解决，要么采取了高度准直的相对论喷流的形式。我们认为，CI凸轮代表了一种罕见的情况下，这些喷流窒息早期异常密集的星周介质。在这个模型中，CI Cam类似于由超新星机制形成的河外超新星，而更常见的具有相对论喷流的X射线双星类似于从超新星中逃逸出来的喷流，形成伽马射线暴的子集。
2004-07-13 astro-ph
Supernova SN2006gy as a first ever Quark Nova?
最明亮的超新星SN 2006 gy（比典型的超新星亮100倍以上）一直是标准模型解释的挑战。例如，对不稳定超新星是足够明亮的似乎有太慢的上升，和核心坍缩超新星似乎不够明亮。我们提出了一个替代方案，涉及夸克新星现象（一个爆炸过渡的新诞生的中子星的夸克星），其中第二次爆炸（延迟）发生在一个正常的超新星喷出物。再加热的超新星喷出物可以在更长的时间内以更高的水平辐射，主要是由于减少了绝热膨胀损失，这与标准超新星的情况不同。我们发现一个令人鼓舞的匹配之间产生的光变曲线和SN2006gy的情况下观察到的，这表明我们可能有史以来第一次签署的夸克新星。最后给出了该模型在SN2005gj和SN2005ap上的成功应用。
2008-04-10 astro-ph
X-Ray Spectroscopy of the Classical Nova V458 Vulpeculae with Suzaku
我们使用朱雀卫星对经典新星V458 Vulpeculae在爆炸后88天进行了机会目标X射线观测。在20 ks曝光下，X射线成像光谱仪检测到的X射线发射明显比典型的超软源发射更硬。X射线光谱显示来自N、Ne、Mg、Si和S的K线，以及来自高度电离状态的Fe的L系列发射。该谱可用单温（0.64 keV）薄热等离子体模型描述，在碰撞平衡状态下，氢当量消光柱密度约为3e 21/cm ~ 2，通量约为1 e-12 erg/s/cm ~ 2，在0.3-3.0 keV波段，假设距离为13 kpc，光度约为6 e34 erg/s。我们发现了一个提示的增强N和不足的O和Fe相对于其他金属。观测到的X射线特性可以解释为从ONe型新星喷出物的冲击所产生的发射。
2008-10-17 astro-ph
Alternatives to Hibernation
我概述了有关的证据之间的连接的新星爆炸和CV中的传质速率。我的结论是，仍然没有足够的证据来决定这种联系是否存在。
2002-08-16 astro-ph
Influence of new reaction rates on 18F production in novae
在最初的几个小时里，经典新星的伽马射线发射主要是由放射性核的β衰变产生的正电子湮灭所控制的。主要贡献来自18F的衰变，因此与突出期间18F的形成直接相关。为了研究新星中18 F的合成和由此产生的γ射线发射，需要很好地了解18 F的产生和破坏的核反应速率。与18F破坏的主要模式（即通过质子捕获）相关的速率是最近许多实验的目标。然而，随后的分析重点是提供在新星温度（低于3.5 10^8 K）下无效的X射线暴核合成率。因此，提出和讨论新的反应速率，结合所有新的实验结果，直到新星核合成的领域是至关重要的。我们表明，在这个温度制度，18 F（p，γ）和（p，α）反应速率仍然不确定，值得进一步的实验和理论的努力。我们的流体动力学计算，包括新的核速率表明，它们对18F合成新星爆炸的影响是相当大的，因此，早期的伽马射线发射从经典新星也受到影响。
2000-03-13 astro-ph nucl-ex
Time Delay Between Gravitational Waves and Neutrino Burst From a Supernova Explosion: a Test for the Neutrino Mass
超新星爆发时，在0.1s内产生的两种不同性质的信号，即引力波和中微子暴，将辐射到太空中。如果中微子（以及引力子）是无质量的粒子，那么两个信号之间的原始间隔（如果有的话）将永远冻结。相反，如果中微子质量很小，由于中微子相对于无质量的引力子的速度较慢，在传播过程中的时间延迟将增加。因此，两个不同性质的信号，起源于0.1秒内的超新星爆炸将辐射到太空。如果中微子（以及引力子）是无质量的粒子，那么两个信号之间的原始间隔（如果有的话）将永远冻结。如果中微子有质量，由于中微子相对于无质量的引力子的速度较慢，在传播过程中的时间延迟将增加：时间延迟检测可以测量中微子质量，或者它的缺失可以推断出严重的中微子质量束缚。
2001-10-04 astro-ph gr-qc hep-ph
