Post nova white dwarf cooling in V1500 Cygni
我们利用天鹅座新星1975残骸中的辐射次级星作为冷却白矮星的探测器。在优合点，B波段的通量主要由次级恒星的辐射面决定。加热面产生取决于辐射源强度的轨道调制。我们证明了白矮星的冷却速率与Prialnik（1986）的理论模型是一致的。
1999-10-08 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
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
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 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
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
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
Non-LTE Modeling of Nova Cygni 1992
我们提出了一个网格的新星模型，有一个非常大的数量的物种在非LTE处理，并将其应用于分析的一个广泛的时间序列的紫外光谱数据的天鹅座新星1992年。我们使用紫外线的颜色来推导的火球阶段和光学厚风阶段的前十天的膨胀大气的有效温度的时间发展。我们发现，新星有一个纯光学厚的风谱，直到爆炸后约10天。在此期间，我们发现，合成光谱的基础上，我们推导出的温度序列同意与观察到的光谱。我们发现，一系列缺氢模型提供了一个同样良好的拟合，提供模型的有效温度向上移动约1000 K。我们发现，高分辨率的紫外光谱的光学厚风相是适合适度以及模型。我们发现，一个高分辨率的光谱的火球阶段是更好地适合一个模型与一个陡峭的密度梯度，类似于一个超新星，而不是一个新星模型。
2000-09-29 astro-ph
A Universal Decline Law of Classical Novae
我们计算了许多不同的新星光变曲线的各种白矮星的质量和化学成分，与自由的假设，从光学薄喷出物占主导地位的连续通量。我们表明，所有这些光变曲线是同源的，并可以通过引入一个时间标度因子导出一个普遍的规律。"普适定律的模板光变曲线在中间部分（从光学最大值以下~2到~6等）有一个通量斜率F \propto t^{-1.75}，但在后面部分（从~6到~10等）下降得更陡，F \propto t^{-3.5}。光变曲线上的这种中断是由于风的质量损失率迅速下降。新星的演化大致上是由爆发的时间来衡量的。一旦破裂的时间是观测确定的，我们可以推导出各种时间尺度的新星，如紫外线爆发阶段，光学厚风阶段的持续时间，和关闭日期的氢壳燃烧。我们已经将我们的模板光变曲线模型应用于三个观测良好的新星，V1500 Cyg，V1668 Cyg和V1974 Cyg。我们的理论光变曲线与光学y和红外J，H，K光变曲线非常一致。根据光变曲线拟合，估算出V1500 Cyg的WD质量为1.15 M_（\sun），V1668 Cyg为0.95 M_（\sun），V1974 Cyg为0.95-1.05 M_（\sun）.
2006-10-10 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 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
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
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
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
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
Spectral atlas of dwarf novae in outburst
到目前为止，只有极少数矮新星在其爆发状态期间得到了研究（北半球约30%）。本文介绍了我国第一个全面的矮新星爆发谱图集。我们研究了可能的相关性的发射和吸收线的光谱和一些基本参数的二进制文件。我们发现，在所呈现的48个光谱中，除了IP Peg之外的12个系统显示出强的HeII发射：SS Aur，HL CMa，TU Crt，EM Cyg，SS Cyg，EX Dra，U Gem，HX Peg，GK Per，KT Per，V893 Sco，IY UMa，以及其他7个不太突出的系统：FO And，V542 Cyg，BI Ori，TY Psc，VZ Pyx，ER UMa和SS UMi。我们的结论是，如果Smak（2001）和Ogilvie（2001）的模型是正确的，这些系统是很好的目标，发现在其吸积盘的螺旋结构在爆发期间。这一点可以通过在SS Cyg、EX Dra和U Gem的圆盘中已经发现螺旋不对称的迹象来证实。
2002-01-22 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
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
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
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
Hubble Space Telescope imaging and ground-based spectroscopy of old nova shells - I. FH Ser, V533 Her, BT Mon, DK Lac, V476 Cyg
在本文中，我们报告的前五个在我们的哈勃太空望远镜（HST）的老新星壳成像计划的11个观测。我们展示了在F656 N（Halalpha +[NII]）滤波器中拍摄的FH Ser和V533 Her周围炮弹的新WFPC 2图像。我们还显示了长缝光谱采取使用威廉赫歇尔望远镜（WHT）在拉帕尔马的这些对象在相同的光谱范围。发现FH Ser周围的壳是一个椭圆率为1.3 +/- 0.1的长椭球体，与视线成62 +/- 4度倾斜。壳层有一个赤道环，这是由于两条[NII]线的发射增加而不是Halpha。膨胀速度、系统速度和距离分别为490 +/- 20 km/s、-45 km/s和950 +/- 50 pc。[NII]赤道环的起源进行了讨论的背景下的光电离功能导致从非球面照明的中心源，而不是一个简单的密度增强。然而，环也可能部分是由于氮丰度的极度局部增加。对新星V533 Her的类似成像和光谱分析显示，它的壳层半径为5 +/- 0.7弧秒，轴比为1.2 +/- 0.2，膨胀速度为850 +/- 150 km/s，距离为1250 +/- 300 pc。HST未检测到BT Mon、DK Lac和V476 Cyg周围的炮弹。
2000-01-06 astro-ph
Mass Transfer Processes in Classical Nova Systems Around Their Outburst Events and Beyond
在过去的4年中，在Wise天文台对12颗新星进行了超过365个夜晚的连续光度研究，以扩展我们对这些系统的知识。主要结果：我们在1992年天鹅座新星V1974（永久性超级驼峰）和1995年Aql新星V1425（被归类为中间极候选者）中发现了早期存在吸积盘的观测证据。我们还预测了未来的超级驼峰在经典的新星系统，特别是永久性的超级驼峰在1992年天鹅座V1974新星。它们要么继续在其光变曲线中占主导地位，而新星的亮度保持在远高于其爆发前的水平，要么系统将继续衰变并最终演变成一个规则的SU Uma系统，只有在超级爆发期间才会出现超级驼峰。
1999-06-01 astro-ph
A study of the expanding envelope of Nova V1974 Cyg 1992 based on IUE high resolution spectroscopy
我们对经典新星V1974 Cyg 1992的IUE档案高分辨率光谱进行了详细分析。除了天鹅座P线和发射线外，还存在两个短频移吸收系统。有证据表明，这些反射起源于两个独立的膨胀壳，在风层外的发射线形成。外部的主壳层包含了大部分在爆发时喷出的物质，产生了所谓的“主吸收线系统”，而内部移动更快的第二壳层产生了所谓的“扩散增强吸收线系统”。两个壳层的流出速度随时间呈指数增长，分别达到约1750 km/s和2900 km/s。我们认为，加速壳是由于增加线辐射压力的结果，由于紫外线增亮的恒星的有效半径减小。在第60天左右，第二个壳层已经超过了移动较慢的主系统壳层，并与之合并，这解释了：扩散线系统在该日期附近突然消失，主系统的速度上升了240 km/s，并且在第63天首次探测到硬X射线发射。这种速度跳跃表明主壳层的质量大约是第二壳层的4倍。在冲击之后，扩散增强系统所遭受的减速提供了约1.6 KeV的冲击温度，与所观察到的硬X射线发射的温度相当一致。
2004-03-11 astro-ph
The emission nebula associated with V1974 Cyg: a unique object?
通过窄带成像程序，我们从1996年到1999年定期观测了天鹅座新星1992（V1974 Cyg）周围H α发射线的结构变化。在1994年至1996年期间，星云边界以接近光速的速度向西南方向前进，这意味着星云是由爆炸产生的辐射波与周围物质相互作用而产生的。在1996-1999年期间，膨胀速度下降到0.35 c。我们在1998年和1999年拍摄了该星云的光谱。只有巴尔末线被检测到，没有He I，[OIII]，[OII]，[NII]或[SII]。也没有高激发新星线（He II，NeV等）的痕迹。这些光谱表明，该星云不是反射星云，也不是传统的HII区，或者是包含气体运动的激波。在1996年到1999年之间，该星云的H α积分光度范围为~1.3-2.2 x 10（35）erg s（-1）。密度的测定很不准确，但可能非常大（10（4）cm（-3）），以解释星云中最亮的区域。动力学时间尺度约为一年，重组时间尺度约为一年。在这些时间里，观察到明亮的斑块会褪色。使星云膨胀所需的能量是新星30天的热光度，小于新星光球层温度处于产生电离光子的合适范围内的时间。我们还对最近的新星周围的H α星云进行了敏感的调查，但没有发现其他这样的星云的证据，所以这种类型的物体一定很罕见。
2000-07-26 astro-ph
Dramatic Changes in the Outburst Properties in V503 Cygni
我们研究了不寻常的SU UMa型矮新星V503 Cyg的VSNET光变曲线，已知该矮新星在超周期内具有短（89 d）的超周期长度和异常小（少数）的正常爆发。在1999-2000年，V503 Cyg显示频繁的正常喷发，典型的复发时间为7-9 d。在此期间的行为是一个通常的SU UMa型矮新星的特点，具有短的超循环长度。另一方面，天鹅座V503在2001-2002年很少出现正常爆发。在此期间观察到的一些超级爆发比平常短。V503 Cyg爆发状态的显著变化支持了抑制正常爆发和过早淬灭超爆发机制的存在，这些机制已被提出来解释一些不寻常的SU UMa型爆发。在同一物体中观察到的抑制/猝灭机制的时间变化表明，这些机制主要不是由一个固定的系统参数，但更多地反映状态的变化在吸积盘。
2002-09-12 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
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
EUVE Observations of Nonmagnetic Cataclysmic Variables
本文总结了EUVE在研究高吸积率超新星的边界层辐射方面的贡献，特别是对矮新星SS Cyg、U Gem、VW Hyi和OY Car的研究。我们讨论了矮新星爆发的光学和EUV光变曲线，SS Cyg的EUV通量的准相干振荡，矮新星的EUV光谱，以及激变变量的EUV观测的未来。
2001-09-07 astro-ph
V4633 Sgr - a probable second asynchronous polar classical nova
在1998-2005年期间对V4633 Sgr（1998年人马座新星）的测光观测揭示了存在一个稳定的测光周期，P1=180.8 min，这可能是潜在的双星系统的轨道周期。第二个周期出现在该物体的光变曲线中，持续了六年。在新星爆发后不久，它被测量为P2=185.6分钟。在接下来的几年里，它单调下降，在2003年达到P2=183.9分钟。2004年，它不再被发现。我们认为，第二个周期性是这个系统的磁性白矮星的自旋，几乎同步旋转的轨道革命。根据我们的解释，新星V4633 Sgr的爆发后演化遵循与V1500 Cyg（1975年天鹅座新星）在该新星爆发后所采取的类似的轨道，在更长的时间尺度上。这种膨胀现象可能是新星爆发导致白矮星光球层显著膨胀的结果。恒星转动惯量的增加与其自转速率的相应降低有关。我们的观测一直跟随着白矮星的旋转，这是由于恒星慢慢地回到爆发前的状态时，它的外壳收缩造成的。因此，它是第二颗已知的非同步极区经典新星。
2008-05-10 astro-ph
Near-Infrared Studies of V1280 Sco (Nova Scorpii 2007)
本文介绍了2007年2月初在爆发中发现的新星V1280 Sco的光谱和光度测量结果。从该天体获得的大量光谱导致了对经典新星最广泛的近红外光谱研究之一。光谱从P-Cygni阶段演变为发射线阶段，在稍后的阶段，主要是由在这颗新星中形成的尘埃发射。详细的模型计算识别和研究的谱线的特性。从模型中得出的推论解决了一个令人烦恼的问题，即哪些新星有能力形成尘埃。它被证明，并惊人地证实与观察，存在的线在早期光谱的低电离物种，如钠和镁-指示低温条件-似乎是可靠的指标，尘埃将形成在喷出物。理论上，新星爆发期间的质量损失是一个持续的过程。光谱证据，这样一个持续的质量损失，通过跟踪的P-Cygni功能在Brackett伽马线的演变，在这里提出允许的下限为25-27天的质量损失的持续时间。测光数据记录了新星在发现后12天内攀升到峰值亮度，用于建立早期火球膨胀，并显示喷射在最大亮度之前就开始了。JHK的光变曲线显示，这颗新星在第一次爆发后约100天左右有一次相当强烈的第二次爆发。
2008-09-26 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
The Outbursts of Dwarf Novae
我们提出了一个数值方案，通过矮新星爆发的吸积盘的演变。我们引入一个随时间变化的人工粘性到现有的光滑粒子流体动力学代码优化的二维和三维模拟吸积盘。该技术引起相干爆发，可以很容易地适应，包括一个完整的处理热力学。我们应用一个二维等温计划的系统SS天鹅座，并提出了广泛的观测可检验的结果。
2000-07-13 astro-ph
Optical, UV, and EUV Oscillations of SS Cygni in Outburst
我提供了一个审查的意见，在光学，紫外线（HST），和EUV（EUVE和钱德拉LETG）的快速周期振荡的星系，盘吸积，高质量吸积率激变变量（CV），特别强调矮新星SS天鹅座爆发。此外，我还提请注意白矮星、中子星和黑洞双星的准周期振荡（QPO）频率之间的相关性，这种相关性在近六个数量级的频率上都是有效的。这种相关性确定了CV的高频准相干振荡（所谓的“矮新星振荡”）与低质量X射线双星（LMXB）的千赫兹QPO，以及CV的低频和低相干QPO与LMXB的水平分支振荡（或被确定为这样的宽噪声分量）。假设白矮星、中子星和黑洞双星的QPO是由相同的机制产生的，那么这种相关性对QPO模型有重要的意义。
2004-01-23 astro-ph
Envelope models for the supersoft X-ray emission of V1974 Cyg
本文用氢稳定燃烧的白矮星包层模型模拟了天鹅座V1974的软X射线辐射的演化。从ROSAT观测的结果与我们的包络模型的结果的比较表明，爆发后的新星的演化可以解释为稳定的H-燃烧的0.9 Msun的白矮星与50%的混合度之间的类太阳吸积物质和ONe的简并核心，或1.0 Msun的ONe的白矮星与25%的混合。
2005-02-04 astro-ph
The Presence of Accretion Disks in Novae Shortly After their Outbursts
在几乎没有理论依据的情况下，人们相信吸积盘（AD）在新星爆发中被摧毁，并且仅在几十年后恢复。在我的论文中，我试图找到年轻新星中AD存在的观测特征。我将讨论两种情况：1。1992年天鹅座新星V1974-我们在新星爆发后大约2.5年发现了永久性的超级驼峰。这是一个非常强有力的证据，根据磁盘不稳定性模型的存在。2. Nova V1425 Aql 1995年-在发现后约15个月发现了中间极系统的光度特征。最有可能的是，通过AD来维持吸积。
1997-08-21 astro-ph
How peculiar is the "peculiar variable" DZ Crucis (Nova Cru 2003)?
变星DZ Cru在2003年8月的爆发中被发现时被认为是一颗新星。然而，这一解释后来受到了挑战，当该物体的第一个光谱被报道时。我们目前的近红外光谱的DZ克鲁获得的新技术望远镜在3个场合，开始1.5年后爆发，目的是建立对象的性质。光谱显示H I，O I，[N I]发射线，以及叠加在尘埃连续谱上的He I P Cygni线。这些观测结果表明，“十字星上的奇特变星”是一颗经典新星。
2008-01-31 astro-ph
Hot Accretion onto White Dwarfs in Quiescent Dwarf Novae
我们提出了动态一致的解决方案，热吸积到非磁化，旋转白矮星（WD）在五个静止的矮新星。在RX和，SS Cyg，U Gem，VW Hyi和WZ Sge中测得的WD旋转速率（和其他系统参数）意味着WD的自旋下降由一个扩展的热流发射其大部分X射线在恒星表面附近。在一般情况下，能量平流是不存在的，流动是稳定的对流和流体动力外流。在快速旋转的系统中，X射线光度只提供了一个上限的静态吸积率，因为大量的恒星自旋下降的光度。我们认为，在静止的矮新星热流的存在下，可能会限制长期WD旋转率显着次开普勒值。
2001-12-07 astro-ph
Nucleosynthesis in ONeMg Novae: Models versus Observations to Constrain the Masses of ONeMg White Dwarfs and Their Envelopes
ONeMg新星的核合成已经用三个参数的宽范围进行了研究，即，白矮星的质量，点火时的包层质量，以及初始成分。一个准解析的单区方法与最新的核反应网络。核合成的结果表明，在爆发期间的峰值温度或冷却时标的相关性。在具有相同峰值温度的白矮星和包层质量的组合中，质量较低的白矮星由于其引力势较小，爆炸更为剧烈。核合成结果与观测结果的比较表明，至少三分之二的白矮星质量为观测到的ONeMg新星是$\simeq 1.1 M_\odot$，这是显着低于估计由以前的流体动力学研究，但与V1974天鹅座的观测结果一致。此外，从比较得出的信封质量是$\gtrsim 10^{-4} M_\odot$，这是在很好的协议从观测估计的喷出物质量，但显着高于以前的流体动力学研究。有了这样一个低质量的白矮星和高质量的信封，新星可以产生有趣的数量的$γ$射线发射体$^7$ Be，$^{22}$ Na，和$^{26}$ Al。我们认为，V1974天鹅座已经产生了$^{22}$ Na的上限来自COMPTEL调查。此外，银河系$^{26}$ Al的一个不可忽略的部分可能来自ONeMg新星，如果不是主要贡献者的话。未来对这些$γ$射线发射体的INTEGRAL调查和来自紫外线、光学和近红外光谱的丰度估计都将对目前的新星模型施加严格的限制。
1999-05-21 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
Chandra HETG Spectra of SS Cyg and U Gem in Quiescence and Outburst
本文给出并讨论了典型矮新星SS Cyg和U Gem在静止和爆发时的Chandra HETG谱。当天鹅座SS进入爆发时，它在硬X射线中变得更暗，并且在其相对线强度上显示出戏剧性的变化，而当U Gem进入爆发时，它在硬X射线中变得更亮，并且在其相对线强度上仅显示出微小的变化。在这两个系统中，爆发时的发射线变得明显更宽，表明高速气体的存在，要么在围绕白矮星的开普勒轨道上，要么从系统中向外流动。
2004-09-27 astro-ph
The Evolution of Disks and Winds in Dwarf Novae Outbursts
远紫外观测是研究激变变星中的内吸积盘、吸积盘外流和质量积累的白矮星的极好探测器。本文利用U Gem和SS Cyg的FUSE FUV（904 - 1187 A）谱研究了两颗典型矮新星在爆发时的对比行为。在一次爆发中，我们对每个系统观察了四次。天鹅座SS的爆发峰和早期下降谱与稳态吸积盘和双锥风模型拟合得很好。一个广泛的，蓝移的OVI风形成的吸收线是唯一强的光谱特征。在后期爆发衰退，OVI和CIII线被视为广泛的发射功能和连续变平。在U Gem中，光爆发平台谱的连续谱可以用吸积盘模型谱拟合。光谱还显示出许多狭窄的，低速吸收线，不起源于内部吸积盘。我们讨论的背景下，部分吸收的FUV连续低速，垂直延伸的材料位于大磁盘半径的线光谱。U Gem的爆发晚期衰退谱主要由白矮星组成。WD模型拟合证实了早期研究中发现的太阳下C和太阳上N丰度。
2001-10-03 astro-ph
