Brief outbursts in the dwarf nova V1316 Cygni
在2005年期间，在矮新星V1316 Cyg中发现了几次短暂的爆发。这些事件的平均振幅为1.4级，持续时间<1至2天。虽然无法确认爆发期，但检测到的事件之间的最短时间为10天。这些奇怪的短暂爆发似乎是这个系统的正常行为模式。它们的振幅和持续时间都比以前报道的正常爆发要小。V1316 Cyg似乎是一个非常不寻常的系统，我们建议业余和专业天文学家的进一步观察可以获得有关其潜在机制的重要信息。
2006-05-11 astro-ph
The Quiescence of Dwarf Novae and X-ray Transients
我们对静止矮新星和X射线瞬变中吸积盘的结构和性质的了解是非常有限的。在静止期的观测挑战了一些标准的磁盘不稳定性模型（DIM）的预测。我们对粘性的性质的忽视可能是静态圆盘模型中不确定性的主要来源。一个"分层吸积“替代DIM，其中吸积通过X射线电离表面层进行，说明了这些不确定性的大小。静止圆盘中氢分子的检测可以提供对粘度性质的直接约束。
2001-08-17 astro-ph
Nova Cygni 2001/2 = V2275 Cyg
我们提出了一个分析的低，中分辨率光谱的非常快的新星，天鹅座新星2001/2（V2275天鹅座），在9个历元在2001年8月，9月和10月。由氢的巴耳末线测得的膨胀速度为2100 km/s，尽管早期的H-α剖面也显示出-3500 km/s的弱特征。光谱的整体外观是由H，He和N的宽线主导的，因此，该恒星属于Williams（1992）定义的新星的"He/N“子类。从文献中得到的星际谱线和谱带以及BV测光结果，得到相当高的红化E（B-V）=1.0+/-0.1mag.利用视光变曲线，根据最大星等与衰减率的关系，推算出M_V.得到的参数为：t_0=2452141.4（+0.1）（-0.5），t_2=2.9+/-0.5 days，t_3=7+/-1 days，M_V=-9.7+/-0.7 mag.采用这些参数，该恒星距离太阳在3 kpc和8 kpc之间.
2002-01-14 astro-ph
Analysis of the first confirmed superoutburst of V337 Cygni in 2006 May
2006年5月，使用未过滤的CCD测光观察到矮新星V337 Cygni的第一次确认的超级爆发。爆发在5月22日达到15.2等的峰值，并持续了13天，之后该物体在20等左右恢复平静。时间序列测光显示，它的超峰周期为0.07012 +/- 0.00033d，振幅为0.1等，从而首次建立了它的UGSU分类。天鹅座V337在爆发时的天体测量确定了一个准确的位置，并使静止恒星的身份得以确认。
2007-02-22 astro-ph
The Optical Spectroscopic Evolution of V1974 Cygni (Nova Cygni 1992)
对天鹅座V1974新星进行了为期4年的光学观测，研究了其光谱演化。这些数据覆盖了从$\sim 3200 - 8000$到1000 nm的波长范围，并遵循喷出物的星云演化阶段。我们用光电离程序CLOUDY模拟了积分通量。在整个时间序列中，模型以最主要元素（即H、He、C、O、N、Ne、Fe等）的{ \it固定}丰度值运行。从这个简单的模型中可以限制气体发射区域的一些物理条件，如温度和密度。与以前的重元素气体丰度的研究相比，我们发现，较小的增强S，N和Ar，和O和Fe的可比值，能够再现的意见。电离源表面温度和高电离铁谱线[Fe VII] 6087和[Fe X] 6374的时间演化与软X射线中观察到的相似。早期的线轮廓可以使用一个简单的运动学模型，包括赤道环和极帽，扩大速度为$\sim 1100$公里/秒。这个简单的模型也近似于HST观察到的分解壳的结构。考虑到壳层的复杂结构，缺乏明确定义的气体密度值和我们有限的知识的光电离源的表面温度的时间演化，模型和观测之间的比较吻合得非常好。
2000-12-11 astro-ph
HR Lyrae (Nova Lyr 1919): from outburst to active quiescence
天琴座新星于1919年12月6日在哈佛大学天文台被发现，震级为6.5等。我们提出了一个光变曲线的基础上发表和档案观测这颗新星。这是一颗典型的快速新星，可能属于B型。下降时间为t2 = 31或47天，取决于所使用的方法，t3 = 97天。振幅至少为9.5级。根据我们的t2值，我们估计最大绝对星等为-6.9或-7.2（+或-1.1），最小为+2.3或+2.6（+或-1.1）。这颗恒星在不同的时间尺度上表现出亮度变化的活跃宁静。十年的视觉观测也揭示了恒星在15.4v左右的长周期，以及接近15.7v的其他周期。最后，我们指出，恒星的一些特点是类似的复发新星，并建议进一步监测未来的活动。
2007-01-25 astro-ph
Multiwavelength evidence for a 15-year periodic activity in the symbiotic nova V1016 Cygni
在共生新星V1016 Cyg的长期UBV光电和照相测光中发现的~15.1年的周期也在（J-K）颜色指数和紫外连续光谱中被检测到，并且来自IUE和HUT光谱的发射线通量。它可以被解释为从Mira型变星伴星到其超宽轨道上的一个热成分的经常性增强质量损失事件的影响（根据最近的HST观测提出），或者是一个三重系统的内部未解析双星的真实轨道周期。发现紫外线通量的最大值相对于连续谱的最大值有410天的延迟，Mira型变星的脉动周期改进为474 ± 6天。
2002-07-01 astro-ph
The EUV Spectrum of the Quasi-Coherent Oscillations of the Dwarf Nova SS Cygni
利用极紫外探测卫星获得的数据确定矮新星天鹅座SS准相干振荡的极紫外光谱。据发现，振荡的光谱是既不是蓝色，也不是红色，也不是灰色的净（振荡相集成）的频谱，因此，振荡不能解释的有效温度，吸收柱密度，或有效面积的变化，分别。相反，它被发现的振荡的振幅是高的净频谱的相对最大值，和低到零的净频谱的相对最小值。这种行为可以通过恒定的底层连续谱顶部的发射线通量的变化或重叠吸收线的雾的光学深度的变化来解释，在这种情况下，光学深度必须是净光谱的相对最大值处的$τ<1$和相对最小值处的$τ\gg 1$。
1996-08-05 astro-ph
FUSE Observations of the Dwarf Novae UU Aql, BV Cen, and CH UMa in Quiescence
我们报告的FUSE光谱的三个U宝石型，长周期，矮新星，UU Aql，BV Cen和CH UMa在其平静的时间间隔。我们讨论了它们光谱中的谱线识别，并试图描述它们FUV通量分布的来源。CH UMa和BV Cen在静止时的存档IUE光谱被识别为具有与FUSE光谱匹配的通量水平，并且这些与每个FUSE光谱组合以扩大波长覆盖范围并进一步约束模型拟合。从我们的模型网格，包括单温白矮星，双温白矮星，吸积盘和白矮星加吸积盘的多组分合成光谱拟合，被施加到单独的FUSE光谱和组合FUSE + IUE光谱。我们提出了我们的模型分析的结果及其影响。
2007-04-09 astro-ph
New Elemental Abundances for V1974 Cygni
我们提出了一个新的分析现有的光学和紫外光谱的ONeMg新星V1974天鹅座1992年。利用这些数据和光电离代码Cloudy，我们已经确定了这颗新星的物理参数和元素丰度。以前对这颗新星的许多研究都使用了不正确的分析，因此需要进行新的研究。我们的研究结果表明，喷出物增强，相对于太阳，在氦，氮，氧，氖，镁和铁。碳被发现是亚太阳能的。我们发现了一个大约2x 10 e-4太阳质量的喷射物质。我们的模型结果与在红外，无线电，亚毫米和X射线波长下的观测结果吻合得很好。
2005-01-31 astro-ph
Doppler Tomography of Dwarf Nova IY UMa during Quiescence
新发现的深食SU UMa系统IY UMa的静态多普勒层析成像揭示了来自施主的吸积流影响圆盘边缘的区域的特性。一个非常强的亮点产生和开普勒光盘发射的影响区域被中断或模糊。不同的属性的Halpha，Hbeta和He I发射将允许的收敛流区域的物理参数进行研究。
2000-09-20 astro-ph
Toward a unified light curve model for multi-wavelength observations of V1974 Cygni (Nova Cygni 1992)
我们提出了一个统一的模型的光学，紫外（UV）和X射线光变曲线的V1974天鹅座（新星天鹅座1992年）。基于新星爆发的光学厚风模型，我们计算了光变曲线，并寻找与光学，紫外和X射线观测相一致的最佳拟合模型。我们的最佳拟合模型是质量为1.05 M_PDMATHABMM的白矮星（WD），其化学组成为X = 0.46，C + N + O = 0.15，Ne = 0.05。超软X射线和连续UV 1455 λ的光变曲线都得到了很好的再现。超软X射线在爆发后的第250天出现，这很自然地被我们的模型解释：我们的光学厚风在第245天停止，超软X射线来自风的自吸收。X射线通量在约300天内保持恒定的峰值，然后在约600天迅速衰减。稳定的氢壳层在WD上的燃烧很好地再现了X射线平峰的持续时间。如果我们从光学薄的喷出物中引入自由-自由辐射，光学光变曲线也可以用同样的模型来解释。在光学厚风阶段，观测到的光学和红外通量的t ^{-1.5}斜率非常接近我们模拟的自由-自由光变曲线的斜率。一旦风停止，光学和红外线通量应该遵循t ^{-3}斜率，这是由恒定质量的膨胀喷出物得出的。在第200天从t ^{-1.5}斜率到t ^{-3}斜率的突然转变自然可以通过在第200天从风相位到风后相位的变化来解释。硬X射线通量的发展也被合理地理解为风和伴星之间的激波起源。根据紫外线1455 nm的光变曲线拟合，到天鹅座V1974的距…
2005-06-10 astro-ph
Near Infrared Observations of the novae V2491 Cygni and V597 Puppis
我们目前获得的结果从近红外JHK光谱观测新星V2491 Cyg和V597 Pup在其2007年和2008年爆发的早期下降阶段分别。在这两个对象中，光谱显示HI，OI，HeI和NI的发射线。在V597幼仔中，发现HeI线随时间迅速增强。根据观测到的光谱特征，这两个物体都被归类为He/N新星。我们已经研究了天鹅座V2491是一颗复发新星的可能性。通过研究天鹅座V2491的谱线宽度随时间的演化，我们发现这颗双星伴星不太可能是一颗巨恒星，像是一颗周期性的蛇夫座RS型新星。在HI线的强度中观察到与重组情况B条件的显著偏差。这表明在我们的观测期间，这两颗新星中的HI线在光学上都很厚。在这两种情况下，连续光谱的斜率都与λ^-（3-3.5）有关，偏离了瑞利-金斯光谱分布。这两颗新星都是在爆发后的超软X射线阶段被探测到的;天鹅座V2491在X射线中非常明亮，一直是几次观测的目标。我们讨论和关联我们的红外观测与所观察到的X射线性质，这些新星。
2008-12-22 astro-ph
The Suzaku Observations of SS Cygni in Quiescence and Outburst
我们目前的结果，从朱雀观测的矮新星天鹅座SS在平静和爆发在2005年11月。由于HXD PIN探测器的高灵敏度和XIS的高光谱分辨率，我们以前所未有的精度确定了等离子体的参数。静止时血浆最高温度为20.4 ± 4.0-2.6（stat.）+/- 3.0（系统）6.0 ± 0.2 - 1.3keV的爆发时的能量显著高于爆发时的能量。中Z元素（Si，S，Ar）的元素丰度接近太阳，而较轻和较重元素的丰度均下降。氧和铁的吸收系数分别为0.46和0.37太阳能。碳的辐射非常高，至少是2个太阳能。反射镜对着光学薄热等离子体的立体角为Ω/2π= 1.7+/-0.2（stat.）+/-0.1（系统）在寂静中一个6.4 keV的铁Ka线被分解成一个狭窄的和广泛的组件。这些事实表明白矮星和吸积盘对连续反射和6.4keV铁Ka线都有贡献。我们认为标准光学薄边界层是静止状态下等离子体结构最合理的描述。爆发反射体的立体角Ω/2π= 0.9 + 0.5 - 0.4和6.4keV的宽铁谱线表明，爆发反射体来自于吸积盘和赤道吸积带。根据6.4keV谱线的能量宽度，我们认为爆发中光学薄的热等离子体分布在类似日冕的吸积盘上。
2008-10-08 astro-ph
The nature and evolution of Nova Cygni 2006
AIMS：Nova Cyg 2006在其整个爆发过程中一直被密切观察。我们调查的能量和中央源和不断扩大的喷出物，其化学丰度和电离结构的演变，以及尘埃的形成。实验方法：我们记录了低，中，和/或高分辨率的光谱（校准到准确的绝对通量）的39个夜晚，随着2353测光UBVRcIc措施的313个夜晚，并补充他们的红外数据从文献。结果：该新星最初表现出FII型快速新星的正常光度和光谱演化。前极大，主要，扩散增强，猎户座吸收系统的发展正常的方式。在最初的爆发之后，新星逐渐减缓了它的衰落速度，直到衰落逆转并达到第二个最大值（8个月后），伴随着巨大的光谱变化。在从第二个高峰迅速下降后，新星最终进入星云阶段并形成光学上薄的尘埃。我们计算了形成的尘埃量，并进行了光电离分析的发射线光谱在星云阶段，这表明了强烈的浓缩的喷出物中的氮和氧，没有氖，在协议的理论预测估计1.0 Msun白矮星在2006年的天鹅座新星。与调查不力的V1493新星Aql 1999 a的相似性进行了讨论。
2008-10-14 astro-ph
Quasi-Coherent Oscillations in the Extreme Ultraviolet Flux of the Dwarf Nova SS Cygni
在用极紫外线探测卫星对1993年8月的一次异常爆发和1994年6月/7月的一次正常爆发的上升和稳定阶段进行观测期间，在矮新星天鹅座SS的极紫外线通量中探测到准相干振荡。在这两种情况下，振荡在上升到爆发期间开始，并在整个观察期间持续存在。在1993年爆发期间，振荡周期在4.4天的间隔内从9.3秒下降到7.5秒;在1994年爆发期间，周期在不到一天的时间内从8.9秒下降到7.19秒（天鹅座SS或任何其他矮新星中观测到的最短周期），然后在8.0天的间隔内上升到8.0秒。对于这两个爆发，观察到振荡的周期$P$与根据$P\propto I_{\rm EUV}^{-0.094}$的75- 120 μ m计数率$I_{\rm EUV}$相关。磁层模型被认为是再现这种变化。结果表明，需要一个有效的高阶多极场，而白矮星表面的场强为0.1- 1 MG。这样的磁场强度是在那些真正的磁性激变变量的测量或推断的下限。
1996-03-18 astro-ph
Chandra Observations of the Dwarf Nova WX Hyi in Quiescence
我们报告钱德拉观测的矮新星WX Hyi在宁静。X射线光谱显示出N、O、Mg、Ne、Si、S和Fe的强而窄的发射线。这些线所暗示的各种电离状态表明，辐射是在一个很宽的温度范围内产生的，从T ~ 10^6 K到T >~ 10^8 K。谱线诊断表明，大部分辐射来自一个非常密集的区域，n约为10^{13}-10 ^<$14} cm^{-3}。钱德拉的数据允许在静止的矮新星的X射线发射的文献中提出的特定模型的第一次测试。我们计算了一组模型的光谱，从热边界层，热沉降流的解决方案，X射线发射日冕。Hyi WX与其他观测到的矮新星的不同之处至少在于它具有更强的低温线，这证明很难用现有的模型来拟合，而且可能是一条非常强、很宽的O VII线，可能是在几× 10^3 km/s的风中产生的。由X射线推断的吸积率低于由紫外线推断的吸积率。高速物质抛射的存在可以解释这种差异，同时解释了宽O VII线的存在。如果这种解释是正确的，它将提供第一次探测到来自安静的矮新星的风。
2003-08-05 astro-ph
Far Ultraviolet Observations of the Dwarf Nova VW Hyi in Quiescence
我们提出了一个904-1183 A的光谱的矮新星VW Hydri采取的远紫外光谱探测器在平静期间，11天后，正常的爆发，当底层的白矮星吸积物明显暴露在远紫外线。然而，模型拟合表明，均匀温度的白矮星不能再现整个光谱，特别是在最短波长处。用一个由白矮星和一个快速旋转的"吸积带“组成的模型得到了一个更好的光谱近似。其中白矮星占总流量的83%，温度为23，000 K，v sin i = 400 km/s，碳丰度较低。最适合的吸积带分量占总通量的17%，温度约为48，000 -50，000 K，旋转速率Vrot sin i约为3，000 - 4，000 km/s。两个组件的要求，在静态的光谱的大众Hyi的建模有助于解决一些差异的解释紫外光谱的大众Hyi在静态。然而，由于缺乏更好的静止矮新星内盘光谱模型，在VW Hyi本身的第二个组成部分（及其确切性质）的物理存在仍然相对不确定。
2004-05-13 astro-ph
XMM-Newton detection of Nova Muscae 1991 in Quiescence
用XMM-牛顿探测器在静止状态下探测到了软X射线瞬态GU Mus。该源非常微弱，0.5-10.0 keV未吸收通量为$\simeq 1.1 \times 10^{-14}$ ergs cm $^{-2}$ s $^{-1}$。光谱很好地符合吸收幂律，光子指数为$ α= 1.6 \pm 0.4$，接近于1991年8月光源处于低/硬态时的值。从我们观测到的光度来看，静止状态的辐射似乎不太可能是由次级恒星的日冕X射线所主导的。通量也似乎是在协议与ADAF模型的BH-瞬态在静止。
2002-06-07 astro-ph
The X-ray Spectra of Black Hole X-ray Novae in Quiescence as Measured by Chandra
本文介绍了黑洞X射线新星V404 Cyg、A0620-00、GRO J1655-40和XTE J1550-564在静止状态下的Chandra观测结果。它们的静态光谱可用斜率为$α\sim 2$的幂律模型拟合。虽然日冕（Raymond-Smith）模型也是统计上可接受的光谱表示，但这些模型的最佳拟合温度比活跃恒星日冕中的温度高$\sim 5$倍。这四个光谱的静止X射线新星都是一致的预期吸积通过对流为主的吸积流（ADAF）和不一致的预期从恒星日冕。静止状态下持续吸积的证据进一步加强了黑洞中存在事件视界的理由。A0620-00和GRO J1655-40都比以前的观测要暗，而天鹅座V404则更明亮，在几千秒内变化了2倍。对XTE J1550-564的X射线数据的重新分析表明，它的光度（像V404 Cyg和A0620-00一样）超过了日冕模型的最大预测值。所研究的四个源的0.3-7 keV亮度范围为$\sim 10^{30}-10^{33}$ erg/s。
2002-01-14 astro-ph
The unusual Nova Cygni 2006 (V2362 Cyg)
背景：光学新星光变曲线通常具有快速下降和恢复的结构，这是由于喷出物的星云或尘埃相造成的。天鹅座新星2006（V2362 Cyg）在经历了早期的快速下降后，经历了一次不寻常的增亮。光变曲线的形状可以与V1493 Aql相比较，但在这种情况下，整个事件并不那么明亮，只持续了几个星期。V2362 Cyg在再亮前有一个中等快速的下降t_2 = 9.0，在最大值后持续了250天。目的：我们提出了一个分析我们自己的光谱调查结合AAVSO测光数据，涵盖了整个再亮阶段，直到返回到最后的下降。研究方法：我们用79个夜晚中的10个夜晚获得的中等分辨率光谱来研究喷出物的速度结构的变化。采用AAVSO光度法对增亮剂的整体性能和增亮能量进行分析。结果如下：虽然主爆发的行为（速度，爆发幅度和下降时间尺度）类似于一个“正常”的经典新星，壳层显然经历了第二个快速的质量喷射阶段，导致不寻常的属性。这次事件的积分通量对爆发总辐射能量的贡献约为40%.用一个简单的光学薄模型减去主喷发的分离壳层的辐射，得到了碰撞事件中H_α剖面的演化。还导出了距离D ~ 7.5 {+3.0}{-2.5} kpc和星际消光E（B-V）= 0.6 +/-0.1。
2008-01-15 astro-ph
Nova V1974 Cygni - results of the 1997 campaign
本文分析了1997年观测季天鹅座V1974的I波段CCD测光资料。分析表明，这颗恒星的光变曲线中仍然存在周期为0.0813和0.085天的短期调制。我们证实了被解释为双星系统的轨道周期的较短周期的稳定性。用O-C残差确定其值为P_{orb} =0.08125873（23）天= 117.0126（3）分。1994年出现在光变曲线上的较长周期一直在减少，直到1995年初，但随后开始迅速增加。在1996年10月，该期间的值为122.67 \pm 0.02分钟。直到下一次观察运行期间显着下降。根据我们在1997年7月进行的观测，其值为121.87 \pm 0.12 min。这意味着1996-1997年期间的变化率高达$\dot P \approx 10^{-6}$。如果我们假设一颗白矮星的自转周期为122分钟，那么周期的如此快速变化需要大量的自转动能。因此，更可能的解释是，假设包括超峰周期的较长周期是由围绕白矮星主星的吸积盘的进动引起的。
2002-09-08 astro-ph
The X-Ray Scattering Halo Around Nova Cygni 1992: Testing a Model for Interstellar Dust
我们使用已发表的ROSAT观测的X射线新星V1974天鹅座1992年测试星际尘埃模型，由碳质颗粒和硅酸盐颗粒的混合物。从新星的随时间变化的X射线发射的建模，和X射线散射计算的尘埃混合物与现实的尺寸分布。模型结果与ROSAT在9个历元上测量的散射X射线晕进行了比较。观测到的X射线晕与Weingartner & Draine计算的R_V=3.1的银河系消光的晕相一致，条件是红化E（B-V）约为0.20，与由晚期Balmer减量推断的E（B-V）= 0.19相一致。散射晕相对于新星直接通量的时间延迟被清楚地检测到。具有平滑分布的尘埃的模型与所观察到的散射晕具有良好的总体一致性，但是倾向于产生比在200-300”处观察到的散射更多的散射，并且在50-100”处的散射不足。虽然额外的大颗粒可以增加50-100”的散射强度，但这也可以通过在距离我们的距离等于到新星距离的95%的云中有大约30%的尘埃来实现。这样的模型也提高了与大角度数据的一致性，并说明了X射线散射晕对尘埃位置的敏感性。因此，观测不需要微米级的尘埃粒子。
2003-04-02 astro-ph
Delays in dwarf novae I: The case of SS Cygni
使用盘不稳定性模型和一个简单的，但物理上合理的模型的X射线，极端紫外线，紫外线和光发射的矮新星，我们调查观察到的上升到爆发在不同波长之间的时间滞后。我们发现，对于“正常”，即快速上升的爆发，有很好的协议之间的模型和观测提供的光盘被截断在几个白矮星半径在静止，和粘度参数α是~0.02在静止和~0.1在爆发。特别是，在光学和EUV上升之间以及爆发结束时增加的X射线通量是模型的自然结果。然而，我们无法解释在异常爆发中观察到的EUV延迟，因为标准α-处方形式的盘不稳定性模型无法产生这样的爆发。我们还发现，紫外线延迟是，相反，共同的信念，略长于由内而外的爆发，它不是一个很好的指标的爆发类型。
2003-09-25 astro-ph
Far Ultraviolet Observations of the Dwarf Novae SS Aur and RU Peg in Quiescence
我们分析了两颗U型矮星新星SS Aur和RU Peg的远紫外分光探测器（FUSE）光谱，这两颗新星分别在它们最后一次爆发后28天和60天观测到。在这两个系统的FUSE光谱（905 - 1182）揭示了证据的基础吸积白矮星暴露在远紫外线。我们的理论模型网格产生了与FUSE光谱最佳拟合的光球，SS Aur的Teff=31，000 K，RU Peg的Teff=49，000 K。这项工作提供了两个以上的矮新星系统与已知的白矮星温度以上的周期差距，很少有人知道。在SS Aur中没有CIII（1175 A）吸收和高于太阳的N的高度表明SS Aur可能是一个额外的吸积白矮星，其表面C/N比来自CNO处理。对于RU Peg，建模的不确定性阻止了关于表面丰度和旋转速度的任何可靠结论。
2004-06-18 astro-ph
The Early Ultraviolet Evolution of the ONeMg Nova V382 Velorum 1999
我们提出了一个多波长的研究ONeMg银河系新星V382 Velorum 1999年使用HST/STIS和FUSE紫外光谱和出版的地面光学光谱的比较。我们发现一个密切的匹配的基本现象的另一个研究ONeMg新星，V1974天鹅座（天鹅座新星1992年），特别是通过星云阶段开始的光谱发展。在“铁幕”阶段之后，新星在所有重要的共振线上都经历了一个天鹅座P线剖面的阶段，就像许多ONeMg新星一样，而不像CO类。出现的发射线显示相当大的结构，如在V1974天鹅座，表明在爆发的最早阶段的喷出物的碎片。对我们的紫外光谱的分析和建模表明，4 - 5 $\times$ 10 $^{-4}$ M $_{\odot}$的物质被喷射出来，到新星的距离为$\simeq 2.5$ kpc。相对于太阳值，我们发现以下丰度：He = 1.0，C = 0.6 $\pm$ 0.3，N = 17 $\pm$ 4，O = 3.4 $\pm$ 0.3，Ne = 17 $\pm$ 3，Mg = 2.6 $\pm$ 0.1，Al = 21 $\pm$ 2，Si = 0.5 $\pm$ 0.3。最后，我们简要地画出与新星LMC 2000，另一个ONeMg新星，为HST和FUSE获得类似的数据进行了比较。
2003-01-21 astro-ph
Modelling the Recurrent Nova CI Aql in Quiescence
我们提出了详细的光度调查的经常性新星CI Aql。2000年爆发后获得的新数据用于推导系统的三维几何模型。由此产生的光变曲线清楚地表明，在吸积盘周围存在不对称的喷雾，如在过去所声称的，例如在大麦哲伦星云中的超软X射线源CAL 87。模拟的光变曲线给出了从1991-1996年的约2.5 x 10^{-8} M_ \odot / yr到2001/2002年的5.5 x 10^{-8} < \dot M < 1.5 x 10^{-7}M_ \odot / yr的传质速率变化。由该模型得到的距离和星际前景消光系数分别为1.55kpc和E（B-V）= 0.98。在2002年的快速测光序列中，观测到了质量损失的短时间尺度变化（t ~ 13分钟），并且观测到了系统轨道周期的变化，导致新星爆发期间的质量损失为2.2 × 10^{-6} < ΔM < 5.7 × 10^{-6} M_ \odot。
2002-09-27 astro-ph
FUV Spectroscopy of the Dwarf Novae SS Cygni and WX Hydri in Quiescence
我们目前的时间分辨FUV光谱的矮新星SS Cyg和WX Hyi在静止状态下使用霍普金斯紫外望远镜的天文-1和天文-2航天飞机任务和戈达德高分辨率摄谱仪的哈勃太空望远镜的观测。这两颗矮新星的特征是蓝色的连续谱，延伸到莱曼极限，被广泛的发射线打断，包括O VI，N V，Si IV和C IV的转换。WX Hyi的连续谱可以用物理上合理的模型参数的白矮星模型来拟合，但实际上两个系统都没有显示出明确的白矮星发射特征。天鹅座SS光谱的形状和通量不能与提供所有FUV连续通量的白矮星自洽地协调。组合白矮星/磁盘或白矮星/光学薄等离子体模型提高了拟合，但仍然没有给出物理上合理的模型参数的一个静止的矮新星。假设紫外线发射谱线是从圆盘上发出的，这些谱线的形状表明，在两个系统中，表面通量都大致为R^{-2}。与天鹅座SS中双峰线轮廓的拟合表明，FUV线形成区域集中在比光学线更靠近白矮星的位置，并且没有提供内盘中有洞的证据。虽然在我们所有的观测中，来自天鹅座SS的通量相对恒定，但在GHRS观测期间，WX Hyi表现出显着的变化。在WX Hyi，线和连续通量（与He II除外）高度相关，表明线和连续区域的形成机制之间的联系。
2005-05-18 astro-ph
The V-EUV Delay for Dwarf Nova Outbursts: A Case Study for VW Hydri, U Geminorum, and SS Cygni
我们提出了一个参数的研究，使用时间相关的计算的热极限环模型的矮新星爆发。我们的目标是描绘的依赖性的初始快速上升的视觉和EUV通量之间的延迟开始爆发的模型参数，集中在三个明亮的，附近的系统，其中完整的光学和EUV观测存在-大众Hyi，U宝石，SS天鹅座。对于这些系统，我们推断爆发必须在外盘半径的~0.7-0.8处触发，以产生与观测一致的延迟。我们还看到在热不稳定的早期阶段出现停滞或缓慢变暖的时期（Mineshige首先指出），但发现它不会影响V-EUV延迟，因为它先于爆发开始时V的快速上升。我们发现，如果一个减少的表面密度在内部磁盘，内部的煽动半径，V-EUV延迟可以延长多达两个因素。此外，我们发现有一个弱的V-EUV延迟和α粘度参数的值之间的关系在静止。
2001-05-14 astro-ph
Phase-resolved spectroscopy of the helium dwarf nova 'SN 2003aw' in quiescence
对V=20.5的超紧凑型氦矮星新星SN 2003 aw的高时间分辨率光谱观测显示，它的轨道周期为2027.8 +/- 0.5秒或33.80分钟。加上测光的“超级峰”周期为2041.5 +/- 0.5秒，这意味着质量比q为0.036。我们比较了SN 2003 aw和SDSS J124058.03-015919.2的平均光谱和时间分辨光谱。两者都显示了DB白矮星光谱加上光学薄，氦为主的吸积盘。'SN 2003 aw'通过其强钙H & K发射线将其与SDSS源区分开来，这表明重金属的丰度高于SDSS源。在SDSS源中观察到的硅和铁发射线大约是SN 2003 aw的两倍。在SDSS源中看到的奇特的“双亮点”吸积盘特征也存在于“SN 2003 aw”的时间分辨光谱中，尽管要弱得多。
2005-10-27 astro-ph
Discovery of Irradiation Induced Variations in the Light Curve of the Classical Nova Cygni 2001 No.2 (V2275 Cyg)
本文介绍了经典新星V2275 Cyg（NCyg 2001 No.2）的CCD测光、光变曲线和时间序列分析。2002年和2003年，作为激变变星CCD测光大型方案的一部分，在土耳其安塔利亚的TUBITAK（土耳其科学和技术研究委员会）国家天文台，利用1.5米俄罗斯-土耳其联合望远镜（RTT 150），使用R滤光片对该源进行了总共14个夜晚的观测。我们报告的两个不同的周期的新星的光变曲线的检测：a）P_1=0.31449（15）d - 7.6小时，b）P_2=0.017079（17）d - 24.6分钟。第一个周期是明显的，在2002年和2003年，而第二个周期只在2003年的数据集检测。我们将第一周期解释为系统的轨道周期，并将轨道变化归因于热WD照射的次级辐射的方位变化。我们认为这颗新星在2002年是一个超软X射线源，也许在2003年。第二个周期可能是由King（1989）预测的低于内拉格朗日点的电离前沿振荡（由于热WD）引起的QPO，或者如果稳定吸积已经重新建立，则由于WD的磁性性质导致的系统中的拍频。
2004-10-19 astro-ph
Composite Accretion Disk and White Dwarf Photosphere Analyses of the FUSE and HST Observations of EY Cygni
利用\emph{combined}高重力光球和吸积盘模型以及模型吸积带，探讨了矮新星EY Cyg静止期FUSE和HST STIS远紫外光谱的起源。最适合天鹅座EY的FUSE加HST STIS光谱的单温白矮星模型具有T $_{eff} = 24,000$ K，log $g = 9.0$，Si丰度为0.1 x太阳，C丰度为0.2 x太阳，但距离只有301 pc。最佳拟合的复合模型包括白矮星与T $_{eff} = 22,000$ K，日志$g = 9$，加上一个吸积带与T $_{belt} = 36,000$ K覆盖27%的白矮星表面与V $_{belt} sin i = 2000$ km/s。吸积带贡献了63%的FUV光，较冷的白矮星纬度贡献了37%。该拟合产生351 pc的距离，其在我们采用的450 pc的距离的100 pc内。天鹅座EY有非常弱的C {PDMATHAMT iv}发射和非常强的N {PDMATHAMT v}发射，这是大多数静止矮新星的典型特征。我们还进行了EY天鹅座的周围环境的形态学研究，使用直接成像在狭窄的星云过滤器从地面望远镜。我们报告可能探测到与天鹅座EY有关的星云物质^M。显然是大的N {\scv}/C {\sc IV}发射比的可能起源进行了讨论的背景下，新星爆炸，污染的第二颗星和吸积的新星丰度丰富的物质通过吸积盘回到白矮星或作为一个后代的前体二进制幸存下来…
2004-07-26 astro-ph
The Active Quiescence of HR Del (Nova Del 1967)
这项对HR Del超新星的紫外线研究是基于IUE卫星获得的所有数据，包括1988年和1992年拍摄的重要光谱系列，这些光谱迄今尚未被分析。经红化修正（EB-V =0.16），取距离d =850秒差距，我们得到了一个接近于Luv ~ 56 Lsun的平均紫外光度值，这是经典新星在“宁静”时的最高值。此外，“平均”光学绝对星等Mv=+2.30表示明亮的物体。如果假设这颗老新星的光度是由一个未受辐射的吸积盘产生的，那么紫外连续光度、HeII 1640 A发射线光度和光学绝对星等都给出了一个非常接近1.4*10**（-7）Msun/yr的质量吸积率Mdot。连续分布与33，900 K的黑体或幂律F（lambda）~ lambda**（-2.20）很好地拟合。我们证明了mv ~ 12处的“静态”光学星等来自热分量，而不是来自伴星。由于大多数IUE观测对应于mv ~ 12的“静止”星等，与爆发前阶段相同，因此我们推断，爆发前至少70年的前新星也非常明亮，Luv，Mv，Mdot和T值与本研究中的前新星相同。CIV 1550 A和NV 1240 A共振线的天鹅座P廓线中的风分量很强，且在短时间尺度上变化很大，风矢可达-5000 km/s，这是一个非常高的值。风的短时变化的现象表明存在不均匀的外流。我们讨论了强紫外线连续和风特征的性质，以及在爆发之前和之后很长一段时间内存在“明亮”状态对我们目前对新…
2003-01-29 astro-ph
Optical and ROSAT X-ray observations of the dwarf nova OY Carinae in superoutburst and quiescence
我们目前的ROSAT X射线和光学光变曲线的1994年2月超级爆发的食SU UMA矮新星OY船底座。在ROSAT HRI光变曲线中没有光通量的蚀。同时期的“宽B”波段光学光变曲线显示出广泛的超峰活动和在超峰最大值处的下降。这些光学光变曲线的日食映射揭示了一个具有相当大的物理耀斑的圆盘，甚至在超级爆发下降的三天内。我们包括后来（1994年7月）ROSAT PSPC观测OY车，使我们能够把静态X射线光谱的限制。我们发现，虽然在发射气体的温度和发射测量方面，OY Car和其他高倾角系统之间几乎没有选择，但我们很难将我们的X射线观测发现的柱密度与Horne等人（1994）在HST UV观测中发现的柱相协调。显而易见的选择是调用时间可变性。
1999-06-28 astro-ph
The dwarf nova SS Cygni: what is wrong?
由于哈勃太空望远镜（HST）上的精细引导传感器（FGS）被用来测量到天鹅座SS的距离为$166\pm12$ pc，很明显，在这个距离上，盘不稳定性模型无法解释爆发期间的绝对星等。然而，是否必须修改模型或距离仍然是一个悬而未决的问题。最近的观测导致了SS Cyg系统参数的修订，似乎与$d\gta 140$ pc的距离一致。我们重新讨论的问题，考虑到新的二进制和恒星的SS天鹅座测量参数。我们不仅面对的观测与盘不稳定性模型的预测，但也比较SS天鹅座与其他矮新星和新星类系统。我们假设在爆发过程中的光盘是在一个准稳态，并使用黑体近似估计的吸积率在爆发作为距离的函数。使用已发表的长期光变曲线的分析，我们确定SS Cyg的平均传质速率作为距离的函数，并与其他矮新星和新星类系统导出的传质速率的结果进行比较。在$d\gta 140$ pc的距离，无论是吸积率在爆发期间，以及SS Cyg的平均传质速率矛盾的磁盘不稳定性模型。更重要的是，在这样的距离，我们发现SS Cyg的平均传质速率是更高的或相当于那些派生的新星样系统。我们的研究结果表明，SS天鹅座$\gta 140$个人电脑的距离矛盾的主要概念，在过去的30年中发展的激变吸积盘。要么我们目前对这些系统中的圆盘吸积的描述必须被修正，要么到天鹅座SS的距离是$\sim 100$ pc
2007-08-06 astro-ph
The quiescence optical light curve of Nova Scorpii 1994 (=GRO J1655-40)
我们报告广泛的V，R，和i带测光的黑洞候选人新星斯科1994年（GRO J1655-40）在1996年3月，当源接近其静态爆发前的光学亮度（V=17.3）。根据我们的观测和文献中的数据，我们得到了一个精确的次合星历表：HJD 2449838.4198（52）+2.62168（14）× N。我们已经模拟了V，R，和i波段光变曲线的罗氏瓣填充次级和吸积盘周围的紧凑的明星，后者被描述为一个扁平的圆柱体的径向温度分布。根据光变曲线的形状，我们将双星的倾角和质量分别限制在63.7-70.7度和1.60-3.10太阳质量的范围内。这将黑洞的质量限制在6.29-7.60太阳质量。我们得到的次级恒星的质量范围得到了恒星演化计算结果的支持。
1997-09-16 astro-ph
The X-ray Spectrum of the Dwarf Nova SS Cyg in quiescence and outburst
我们重新分析档案GINGA和ASCA的X射线数据从SS天鹅座在静止和爆发，使用多温度等离子体模型的连续和线发射，连同他们的反射从X射线照射白矮星和吸积盘。反射在所有的光谱中都被清楚地检测到，但它的贡献在爆发中看到的较软的X射线光谱中比在静止中更大。这支持了那些静止的内盘不存在或光学厚度不厚的模型，因此唯一的反射器是白矮星的表面，而不是白矮星加上内盘。我们在ASCA爆发光谱中检测到部分电离吸收，这可能是外流风的X射线特征。ASCA数据还可以详细测量元素丰度。我们发现，从热等离子体（也许除了Si和S）的所有可检测线是一个因素$\sim 2.5\times$弱于预期的太阳丰度。我们检查可能的偏离日冕平衡，但得出结论，重元素是真正的SS天鹅座丰度不足。在静止的基础上的本征光谱是一致的一个单一的温度等离子体。这与材料的预期冷却相冲突，并且要求等离子体被再加热，或者较冷的发射被光学薄的内盘中的吸收所掩盖，这仅影响盘下方的那部分边界层发射。相比之下，爆发光谱是软得多，是由冷却成分占主导地位，但有一个总的热等离子体光度类似的平静，表明光学薄的等离子体发射是重要的，即使在爆发。
1997-03-06 astro-ph
Time-resolved spectroscopy and photometry of the dwarf nova FS Aurigae in quiescence
我们目前的非同时时间分辨光度和光谱观测的小研究矮新星FS Aur在静止的结果。FS Aur的光谱显示出强而宽的氢和HeI的发射线，以及较弱的HeII 4686和CIII/NIII混合物，类似于其他静止的矮新星。所有的发射线都是单峰的，但它们的形式随轨道相位而变化。未检测到来自新型次级的吸收线。根据氢线H $_β$和H $_γ$的径向速度测量，我们确定了最可几轨道周期P=0.059+-0.002。这一周期与Thorstensen等人（1996年）估计的0.0595+-0.0001非常吻合。另一方面，测光调制的周期比分光周期长，可以估计为3小时。需要在一个晚上更长的时间覆盖来解决这个问题。使用从氢和氦线的测量中获得的径向速度的半振幅以及一些经验和理论关系，我们限制了系统的基本参数：质量比q ≥ 0.22，第一质量M_1=0.34 - 0.46M_sun，第二质量M_2 ≤ 0.1M_sun，以及倾斜角i=51^{ \circ } - 65^{ \circ }。多普勒层析成像显示FS Aur的吸积盘中至少有两个明亮的区域。第一个较亮的光斑位于相位约为0.6的位置。第二个光斑位于第一个光斑的对面，占据了一个很大的面积，相位约为0.85 - 1.15。
2001-10-26 astro-ph
Spectroscopy and Doppler tomography of BZ Ursae Majoris in quiescence
我们提出的第一个结果的时间分辨光谱观测很少研究矮新星BZ大熊座在宁静。
2001-10-08 astro-ph
XMM-Newton observations of the dwarf nova YZ Cnc in quiescence
我们目前的结果从XMM观测的矮新星YZ Cnc在静止状态。我们已经进行了详细的时间序列分析所产生的光变曲线。不寻常的是，我们没有检测到任何轨道调制的紫外线，只有边缘的证据，X射线调制的这一时期。虽然有峰值的X射线周期图在小于5000秒的周期，我们把它们归因于红噪声的影响，并分配给他们使用一种新的方法的意义。UV和光学波段的可变性也可以被建模为系统中的非周期性可变性（红噪声）的结果。有证据表明，紫外线和X射线通量是反相关的时间延迟约100秒，与紫外线滞后于X射线发射。这种反相关性是有趣的，但只存在于两个场合，每个持续数千秒。X射线光谱显示出与其他矮新星相似的发射特征，并且使用多温度发射模型进行了很好的拟合。我们测量到一个相对较高的X射线光度，约为1.4x10^{32}尔格/秒，尽管这与低的双星倾角是一致的。最后，我们发现了在拟合的Fe K线能量中可能存在-1200 km/s蓝移的证据，这可能表明在这个低倾角系统中存在外流。
2004-03-08 astro-ph
The Masses and Evolutionary State of the Stars in the Dwarf Nova SS Cygni
天鹅座矮新星SS是一颗近距离双星，由一颗K星通过吸积盘向一颗白矮星转移质量。利用Hobby-Eberly望远镜（HET）对天鹅座SS进行了新的光谱观测。将填充罗氏瓣星的合成光谱与K星的吸收线光谱拟合，得到K星径向速度曲线的振幅和质量比：K_{K} = 162.5 +/- 1.0 km/s和q= M_{K} / M_{wd} = 0.685 +/- 0.015。拟合还表明，在5500埃处，吸积盘和白矮星贡献了总通量的一部分f = 0.535 +/- 0.075。将我们的结果与先前发表的使用类似技术获得的结果进行加权平均，我们发现< K_{K} >= 163.7 +/- 0.7 km/s和<q>= 0.683 +/- 0.012。天鹅座SS的轨道光变曲线显示出被来自圆盘和白矮星的光所稀释的椭圆形变化。根据对椭球变化的分析，我们将轨道倾角限制在45度范围内。<= i <= 56 deg. K星和白矮星的导出质量分别为M_{K} = 0.55 +/- 0.13 M_sun和M_{wd} = 0.81 +/- 0.19 M_sun，其中不确定性主要由轨道倾角的系统误差决定。天鹅座SS中的K星比相同质量的未演化恒星大10%至50%，因此不符合零龄主序星的质量-半径关系，也不符合ZAMS质量/光谱型关系。然而，它的质量和光谱类型与核心氢已显著耗尽的模型一致。
2007-03-05 astro-ph
Observations of the X-ray Nova GRO~J0422+32: II: Optical Spectra Approaching Quiescence
本文用${\rm R \sim 19}$对1993~ 10月期间获得的新X射线GRO~ J 0422 +32的一系列5~ 10 μ m分辨率的光谱进行了分析。获得这些数据是为了测量次级卫星的轨道径向速度曲线，但事实证明，难以探测到这样做所需的狭窄光球吸收线。相反，我们发现宽吸收带让人想起M~星光球功能。通过拟合吸积盘线轮廓（Smak轮廓）的H $α$线所确定的参数是类似于在几个强黑洞候选者中发现的。H $α$线的速度测量值与5.1~小时的轨道周期和$34 \pm 6$ ~ \kms的速度半振幅相一致。这些测量结果，当与其他人所做的次级的速度半振幅的测量结果相结合时，表明质量比$q \sim 0.09$。如果次级星系遵循CV的经验质量-半径关系，则低$q$意味着初级星系的质量为$M_x \sim 5.6$ \mo，并且倾角相当低（正面）。发现H $α$ EW在轨道周期上被调制，相位变化意味着盘被次级星部分食，但同步R~波段测光没有显示这种食的证据。
1995-09-05 astro-ph
FUSE Observations of the Dwarf Nova SW UMa During Quiescence
我们目前的光谱观测的短周期激变变大熊座SW，获得远紫外光谱探测器（FUSE）卫星，而系统处于静止状态。这些数据包括OVI在1031.91和1037.61 A处的共振线。这些谱线存在于发射中，它们表现出窄（~ 150 km/s）和宽（~ 2000 km/s）的分量。窄的O VI发射线表现出不寻常的双峰和红移的配置文件。我们将这种发射的来源归因于白矮星主星表面的冷却流。广泛的O VI排放最有可能起源于薄，光电离的表面层的吸积盘。我们在1050和1100埃下寻找H_2的发射，其动机是期望静止的吸积盘的大部分是冷分子气体的形式。如果存在H_2，那么我们对H_2线通量的限制与存在屏蔽盘内部的氢原子表面层是一致的。这些结果可能表明，吸积作用主要在表面层的磁盘在西南UMa。我们还研究了SW UMa的远紫外连续谱，并将白矮星的有效温度上限定为15，000 K。
2004-09-24 astro-ph
A mystery solved: the mass ratio of the dwarf nova EM Cygni
我们已经发现，著名的矮新星EM Cyg的光谱被来自K2-5V恒星的光污染（除了K型质量供体恒星）。K2-5V星贡献了系统大约16%的光，如果不考虑的话，对质量供体星的径向速度测量有相当大的影响。我们得到了一个新的径向速度振幅K2 = 202 +/- 3 km/s的质量施主星，这是比较的值K2 = 135 +/- 3 km/s的Stover，Robinson和Nather的经典的1981年研究EM Cyg。振幅的修正值与质量施主vsini = 140 +/- 6 km/s的旋转增宽测量相结合，导致新的质量比q = M2/M1 = 0.88 +/- 0.05。这解决了EM Cyg的一个长期存在的问题，因为Stover等人。的测量表明质量比q > 1，该值应导致Stover等人推导出的次级质量的动态不稳定质量转移。质量比的修正值与轨道倾角i = 67 +/- 2度相结合，导致质量为0.99 +/- 0.12 Msun和1.12 +/-0.12 Msun。质量供体和白矮星分别为0.08 Msun。质量供体是演化的，因为它具有比其质量更晚的光谱类型（K3）。我们讨论了K星是否可能与EM Cyg有物理联系，并给出了光谱研究的结果。
1999-12-10 astro-ph
SDSS J210014.12+004446.0: A New Dwarf Nova with Quiescent Superhumps?
我们报告了斯隆数字巡天激变变星SDSS J210014.12+004446.0（以下简称SDSS J2100）的后续观测。我们获得了测光和光谱在爆发和静止状态，提供了第一个静态光谱的这个来源。在这两种状态下，非正弦光度调制都很明显，暗示着超级驼峰，将SDSS J2100置于矮新星的SU UMa子类中。爆发期和平静期的周期相差很大，分别为2.099 ± 0.002小时和1.96 ± 0.02小时。我们的相位分辨光谱在爆发期间产生了约2小时的轨道周期的估计，符合测光。在静止期出现短周期调制是不寻常的，但不是唯一的。另一个非典型的特征是巴耳末发射线在静止时相对较弱。总的来说，我们发现SDSS J2100和研究充分的超级驼峰激变变星V503天鹅座之间有着密切的相似性。通过类比，我们认为，静态调制是由于一个倾斜的吸积盘-产生负的超级驼峰-和调制爆发是由于正的超级驼峰从一个椭圆盘的进动。
2005-01-11 astro-ph
First Simultaneous Optical and EUV Observations of the Quasi-Coherent Oscillations of SS Cygni
利用极紫外探测器（EUVE）卫星获得的极紫外测光和麦克唐纳天文台2.7米望远镜获得的UBVR光学测光，我们探测到了1996年10月天鹅座SS矮新星爆发期间极紫外和光通量中的准相干振荡（所谓的"矮新星振荡“）。从这些观察中有两个新的结果。首先，我们第一次观察到“倍频”：在爆发的上升分支期间，观察到EUV振荡的周期从6.59秒跳到2.91秒。其次，我们首次在光学和EUV中同时观察到准相干振荡。我们发现，在两个波段的振荡的周期和相位是相同的，最终证实了长期以来的假设，即矮新星的光学和EUV/软X射线振荡的周期是相等的。如果边界层温度kT_bb <~ 15 eV，因此光度L_bb >~ 1.2e34（d/75 pc）^2 erg/s（与吸积盘相当），则UBV振荡可以简单地说是EUV振荡的瑞利-金斯尾。否则，EUV和光学振荡之间的相位延迟的缺乏要求光学后处理位点位于吸积盘的内三分之一内。这与其他激变变星有着惊人的不同，在其他激变变星中，大部分或全部的圆盘都对光学振荡有贡献。
2001-08-03 astro-ph
On the origin of episodic accretion in Dwarf Novae
我们发现，处于静止状态的矮新星盘具有相当低的磁雷诺数，为10^3量级。磁化吸积盘的数值模拟表明，在这些条件下，磁流体动力学湍流和相关的角动量输运急剧减少。这可能是矮新星盘中幕式吸积的物理起源。如果是这样的话，标准的磁盘不稳定性模型需要修改。
1997-10-22 astro-ph
On the radio spectrum of CI Cygni: a test of popular models for symbiotic stars
我们确定了原型S（恒星）型共生星天鹅座CI在静止期波长在6厘米至0.85毫米之间的光谱能量分布。这些数据是用甚大阵列和詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜上的水下呼吸器亚毫米照相机同时获得的。这些数据使我们能够确定自由的电离成分的周转频率，促进模型相关的估计的二进制分离比较与已知的轨道参数的CI Cug和严格测试已知的模型从共生星的无线电发射。特别是，我们的数据排除了两个最流行的模型：电离的巨大的风莱曼连续光子从其热的同伴和排放所造成的风的相互作用，从两个二进制组件。
2001-01-30 astro-ph
Determination of the basic parameters of the dwarf nova EY Cygni
从12年的数据中获得的天鹅座EY的高色散光谱首次显示了来自发射和吸收线系统的径向速度曲线，得出半振幅K_{em} =24+/- 4 km s^-1和K_{abs} =54+/- 2 km s^-1。该系统的轨道周期为0.4593249（1）d。恒星的质量、质量比和间距为：M_1 sin^3 i = 0.015+/-0.002 M_sun，M_2 sin^3 i = 0.007+/-0.002 M_sun，q = K_1/K_2 = M_2/M_1 = 0.44+/-0.02，sin i = 0.71+/-0.04 R_sun。我们还发现这颗二级星的光谱类型在K 0附近，与Kraft（1962）的早期测定一致。从次级恒星的光谱类型和与单个主序星的简单比较，我们得出结论，次级恒星的半径比相同质量的主序星大30%左右。我们还提出了VRI CCD光度观测，其中一些同时与光谱运行。光度数据显示了几种光调制，包括具有两倍于轨道周期频率的正弦行为，这是来自细长辐照二级恒星的调制特征。低和高的状态在静止期间也被检测和讨论。从几个约束条件中，我们获得了二元系统倾斜角的严格限制，在13到15度之间，从正弦光曲线分析中获得的最佳值为14度。由上述结果，我们导出质量M_1 = 1.10+/-0.09M_sun，M_2 = 0.49+/-0.09M_sun，a = 2.9+/-0.1R_sun。
2006-11-08 astro-ph
On Nova Scorpii 2007 N.1 (V1280 Sco)
我们介绍了我们的测光和光谱观测的结果新星Sco 2007 N.1（V1280 Sco）。由于观测仅进行了一个晚上，因此光度数据由光变曲线中的单个数据点表示。光谱覆盖了爆发期间物体演化的两个不同阶段，即极大值前和极大值后。在Na I 'D'线（5889）上的P-天鹅座轮廓的测量被导出为壳膨胀的速度，得到$1567.43 \pm 174.14$ km s $^{-1}$。我们认为V1280 Sco是一颗快速的Fe II型新星。
2008-02-08 astro-ph
X-ray and UV observations of the dwarf nova VW Hyi in quiescence
我们提出了一个分析的X射线和紫外线数据的矮新星VW Hyi的XMM-牛顿在静止状态下获得。X射线光谱表明，在边界层中存在一种光学上薄的等离子体，当它落在白矮星上时会冷却。等离子体具有连续的温度分布，其由幂律或冷却流模型很好地描述，最高温度为6-8 keV。我们从X射线谱估计出边界层的光度为8*10^30 erg/s，这仅仅是星盘光度的20%。白矮星的吸积速率为每年5*10^-12太阳质量，大约是盘面吸积速率的一半。从高分辨率的X射线光谱，我们估计，边界层的X射线发射部分是以540公里/秒的速度旋转，这是接近的旋转速度的白矮星，但明显小于开普勒速度。我们检测到一个60秒的准周期振荡的X射线通量，这可能是由于旋转的边界层。X射线和紫外线通量在~1500 s的时间尺度上表现出很强的可变性。我们发现，在这两个波段的变化是相关的，X射线波动延迟约100秒。的相关性表明，可变的紫外线通量附近的磁盘和边界层之间的过渡区和吸积率波动，在这个区域传播到X射线发射部分的边界层内~100 s。X射线通量的轨道调制表明，内吸积盘相对于轨道平面是倾斜的。边界层中的元素丰度接近其太阳值。
2003-09-16 astro-ph
Spectroscopic Study of SU UMa-type Dwarf Nova YZ Cnc during its 2002 Superoutburst
我们报告的时间分辨光谱观测的SU大熊座矮新星，YZ CNC，为2晚超过11小时，在其2002年1月的超爆发。光谱仅显示第一天的吸收线轮廓。但是这些线显示蓝色和红色的波谷，在第二天有“W”的轮廓。H $β$的吸收谷和发射峰的径向速度曲线具有$49\pm10$ km s $^{-1}$的振幅和$-0.07\pm0.04$的相位偏移，这与在静止中测量的那些非常相似;然而，$γ$速度强烈偏离在静止中测量的系统速度，显示$\pm$ 60 km s $^{-1}$的量级的变化。观测中还发现了轨道平均速度和轨道平均相位的大位移，分别为$^{-1}$ 70 km/s和$\sim$ 0.09。所有这些现象都可以用偏心吸积盘的进动来解释，我们认为这些现象是偏心吸积盘的特征产物。
2005-07-11 astro-ph
Evidence For Advective Flow From Multi-Wavelength Observations Of Nova Muscae
我们模型的紫外/光谱的黑洞双星新星苍蝇作为一个黑体排放的吸积盘的外部区域的总和。我们表明，在这个区域中的散射效应是不重要的自洽性。黑洞质量（$M \approx 6 M_\odot$）、倾角（$μ\approx 0.5$）和到源的距离（$D \approx 5$ kpc）都受到静止期光学观测的限制（Orosz等，1996）。使用这些值，我们发现，吸积率在峰值期间为${\dot M} \approx 8 \times 10^{19}$ g秒$^{-1}$，随后呈指数衰减。我们定义辐射分数（$f$）是X射线能量光度与开普勒吸积盘耗散的总引力功率之比。我们发现，在超软和软光谱状态下，$f \approx 0.1$和几乎保持不变。因此，对于这些状态，吸积盘的内部区域是平流主导的。$f$可能在硬态期间增加到PDMATHAMT，并最终在源返回静止时降低到$\approx 0.03$。
1998-09-02 astro-ph
The X-ray and extreme-ultraviolet flux evolution of SS Cygni throughout outburst
我们提出了最完整的多波长覆盖的任何矮新星爆发：同时光学，极紫外线探测器，和罗西X射线定时探测器观测天鹅座SS在整个狭窄的不对称爆发。我们的观测资料表明，在光学上升开始后0.9- 1.4天，极紫外上升前0.6天，高能爆发开始于X射线波段。X射线通量突然下降，紧接着极紫外线通量上升，支持这两种成分都出现在吸积盘和白矮星表面之间的边界层的观点。X射线通量的早期上升表明，爆发加热波的传播时间可能被高估。X射线和极紫外主导发射之间的转换伴随着X射线通量的强烈变化，时间尺度为分钟。正如Mauche & Robinson所详细描述的，矮新星振荡在整个极紫外爆发中都被检测到，但我们发现它们在X射线光变曲线中是不存在的。X射线和极紫外光度表明，静止时吸积速率为3e 15 g/s，当边界层变得光学厚时为1 e16 g/s，而在爆发峰值时为1 e18 g/s。静态吸积率是两个半的数量级高于标准盘不稳定性模型预测，我们认为这可能是因为在SS天鹅座内的吸积盘是在一个永久的爆发状态。
2003-06-23 astro-ph
