Infrared [Fe II] emission from P Cygni's nebula: Atomic data, mass, kinematics, and the 1600 A.D. outburst
我们提出了中等和高色散1-2.5微米光谱的10角秒星云周围的天鹅座P，主要是明亮的发射线的[Fe II]。观察到的[Fe II]线的比率不同意在文献中的理论跃迁率，所以我们使用的光谱天鹅座P星云约束的原子数据为低水平的[Fe II]。特别令人感兴趣的是[Fe II] 12567/16435的比率，经常用作变红指标，我们根据经验得出其内在值为1.49，比以前的估计高出10%至40%。[Fe II] 16435的高色散光谱限制了天鹅座P星云的几何形状、详细结构和运动学，这是天鹅座P在公元1600年爆发的主要产物。我们使用[N II]/[N I]线比得出结论，该星云大部分是电离的，总质量为~0.1 Msun;比爆发以来恒星风损失的质量还要多。对于这个质量，我们预计会有比观测到的更大的红外过量。我们认为，在爆发后遮蔽恒星的尘埃已经被大量破坏，将Fe释放到气相中，产生明亮的[Fe II]发射。这个壳层的动能为~ 2 e46尔格，远小于19世纪40年代埃塔车巨大喷发时释放的动能。质量和动能在星云的eta车和天鹅座P给洞察力的参数范围内预期河外的eta车一样的爆发。
2005-10-31 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
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
The May 1989 outburst of the Soft X-ray Transient GS 2023+338 (V404 Cyg)
我们重新分析了软X射线瞬态源GS 2023+338的档案Ginga数据，涵盖了1989年5月爆发的开始。该源显示出一些相当不寻常的特征：非常高且明显饱和的光度，戏剧性的通量和光谱变化（通常在~1秒的时间尺度上），通常非常硬的光谱，没有明显的软/高状态的软热成分特征。我们描述了在通量的最大值得到的光谱，我们表明，这是非常不同的光谱的其他软X射线瞬态在类似的光度。我们确认以前的建议，戏剧性的变化是由于沉重的和强烈的可变光电吸收。我们还表明，在很短的时间内，源的光谱看起来像一个典型的软/高状态的光谱，但这正好与非常重的吸收。
1999-04-22 astro-ph
Multi-periodic variations in the last 104 years light curve of the symbiotic star BF Cyg
我们分析了共生星BF Cyg的光变曲线，涵盖了114年的光度历史。这颗恒星在1894年左右发生了一次大爆发。从那时起，该系统的平均光学亮度一直在稳步下降，直到最近几年才达到爆发前的水平。叠加在这一普遍下降是大约6个较低强度的爆发1-2级和持续时间为2000-5000天。我们发现，在这些爆发的发生中，有一个~6376天的周期，或者可能是这个周期的两倍。我们认为，系统爆发的起源是在系统巨星外层的某些磁周期中，类似于我们太阳的不太强烈的~8000天磁周期。我们进一步发现，除了众所周知的双星周期757.3天外，BF Cyg还具有另一个光度周期798.8天。这可能是系统中巨星的自转周期。如果是这样，这两个周期的拍周期，14580天，是在巨人的表面潮汐波的旋转周期。4436天的第四周期，14580和6376个周期的拍周期也可能存在于LC中。我们预测BF Cyg将在2007年5月左右达到下一次爆发的高峰。新发现的798.8天周期解释了在光变曲线的某些时期轨道调制的消失。757.3振荡将在2013年左右再次减弱。
2005-12-12 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 2006 Radio Outburst of a Microquasar Cyg X-3: Observation and Data
利用野边山45米射电望远镜、野边山毫米波阵和山口32米射电望远镜对2006年2月和3月的微类星体天鹅座X-3射电爆发进行了多频观测。自从RATAN-600预测耀斑以来，这些射电望远镜从1月27日（UT）开始监测该源。在活动熄灭后的第18天，成功地观测到了超过1焦耳的连续耀斑。在活跃期的可变性的时间尺度大概是较短的较高的频带。我们还介绍了日本VLBI观测网（JVN）在第一次上升后2.6天在8.4GHz进行的VLBI跟踪观测结果。VLBI图像显示了一个大小<8 mas（80 AU）的单个核心。观测到的图像几乎是稳定的，虽然核心显示出快速变化的通量密度。在灵敏度为$T_b = 7.5\times 10^5$ K时未观察到喷流结构。
2007-10-15 astro-ph
The Turn-off of Classical Novae Observed Through X-rays: Models versus ROSAT Observations of V1974 Cyg
在爆发后阶段探测到经典新星的X射线辐射，提供了有关新星现象的重要信息。软X射线辐射提供了对剩余的热核燃烧壳的直接洞察。建立了一个稳态氢燃烧白矮星包层的数值模型，用于研究经典新星爆发后的相态。得到了新星后白矮星的X射线辐射特性，并与天鹅座V1974的ROSAT观测结果进行了比较。
2004-10-05 astro-ph
X-ray spectral evolution of GS 2023+338 (V404 Cyg) during decline after outburst
我们重新分析了软X射线瞬变源GS 2023 +308（V404 Cyg）的GINGA档案数据，涵盖了其1989年5月爆发的下降阶段。我们的光谱模型包括相对论性模糊的康普顿反射连续谱和由X射线照射吸积盘产生的6.5 keV附近的铁Kα荧光线。这给出了一个强有力的诊断吸积几何，与振幅的再处理组件显示的立体角所涵盖的光盘，而详细的相对论性涂抹的形状显示如何接近这种材料是黑洞事件视界。我们发现，反射总是显着存在于光谱中，但其分数的贡献随着下降的进展而减少。相对论性拖尾的量也与下降期间的减少一致，尽管除了最亮的光谱之外，这一点受到的限制很差。一个合理的解释是，一个光学厚盘的内径随着时间的变化而增加，X射线源以中央日冕的形式出现。这与其他X射线瞬变源（如苍蝇新星）的演化相似，只是GS 2023+338的基本幂律谱在圆盘几何形状改变时保持不变。这挑战了几乎所有吸积黑洞光谱模型的基本假设，即硬X射线是由来自吸积盘的种子光子的康普顿化形成的。
1998-11-06 astro-ph
Chandra HETG line spectroscopy of the Non-magnetic Cataclysmic Variable SS Cyg
本文介绍天鹅座SS静止和爆发的{ \it Chandra} HETG观测。光谱的特征在于从O到Fe的类He和类H Ka发射线，以及从Fe的L壳层发射线。在静止时，光谱主要由类H的Ka线，而在爆发时，类He线与类H线一样强。在爆发中，从O到Si的类H K_a线是宽的，在高斯型$σ$（1800- 2300 $ {\rm km s^{-1}}$）中宽度为4- 14 eV。大线宽，连同线轮廓，表明线发射等离子体与开普勒盘，仍然保留了方位角散装运动。在静止时，发射线较窄，高斯$σ$为1- 3 eV（420- 620 $ {\rm km s^{-1}}$）。较轻元素的速度稍大，这表明静止状态的谱线是从边界层入口处的电离等离子体发射出来的，在那里，光学厚度较厚的吸积盘的整体运动由于摩擦而转化为热量。利用类He和类H K_a线的强度比，我们还研究了静止和爆发时边界层的温度分布。发现天鹅座SS的分布与其它用{ \it ASCA}资料系统研究的矮新星一致。
2008-05-18 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
Study of Fe K-alpha lines in Non-magnetic Cataclysmic Variables using Chandra HEG data
利用钱德拉高能透射光栅（HETG）的高分辨率X射线数据对6个非磁性激变变星（CV）样品的Fe K α发射线进行了研究。其中两个源，SS Cyg和U Gem在静止和爆发状态下都被观测到，而V603 Aql，V426 Oph，WX Hyi和SU Uma只在静止状态下被观测到。Fe荧光线在V603 Aql，V426 Oph和SS Cyg中在静止期间是突出的，表明在这些源中存在显著的反射分量。观察到的Fe荧光线的等效宽度与X射线源处对向2 π立体角的白矮星表面的反射一致。在天鹅座SS爆发期间，荧光线红移约2300 km/s。在6.7 keV的Fe XXV三重态被认为是占主导地位的所有来源。从Fe XXV三重态得到的G比的值表明等离子体在静止状态期间处于碰撞电离平衡。与静止期相比，在爆发期间U Gem和SS Cyg中的Fe XXV线显着加宽，表明在爆发期间白矮星附近存在高速物质。Fe XXVI/XXV的比值表明，U Gem和SS Cyg在静止期的电离温度高于爆发期。
2005-12-11 astro-ph
CCD Photometry of Nova V1500 Cygni Twenty Years After
本文报道了1995年7月对天鹅座V1500新星的CCD测光结果。结果表明，这颗18等的新星在爆发20年后，仍然可以用小型望远镜观测到。0.1396天周期继续保持稳定。
1995-12-14 astro-ph
Superhumps and flickering in V1316 Cygni
我们提出了一个协调的CCD测光活动，观察2006年6月的超级爆发的激变变量V1316天鹅座涉及8个均匀分布的观察者的分析和结果。6月10日，爆发达到15.03等的峰值，以0.14等/天的速度下降，持续了11天，振幅高于平静期的2.4等。我们首次发现了共同的超级驼峰，从而确认V1316 Cyg是UGSU类矮新星的成员。我们观察到在爆发的三分之二处有一个过渡到后期超级峰，相关的相移为0.50 +/- 0.06个周期。在此转变之前的平均共同超峰期为0.07685 +/- 0.00003 d，而在此转变之后的平均后期超峰期为0.07654 +/- 0.00002 d。共同超峰周期以dP/dt = -5.1 +/- 1.7 x10^-5 /周期的速率下降。在后期超级峰的开始，功率从超级峰基频到其第一谐波并再次返回的瞬时转变。我们检测到的轨道周期为0.0740 +/- 0.0002 d，给出了分数超峰周期超过0.038 +/- 0.003和质量比为0.167 +/- 0.010。对V1316 Cyg的闪烁行为进行的标度图分析发现，在超级爆发期间，表征闪烁的alpha和sigma参数发生了显着变化。我们还发现，在超级爆发开始时和两次正常爆发期间，闪烁的水平相对较低。
2007-10-08 astro-ph
Hard X-ray variability of the black-hole candidate GRO J0422+32 during its 1992 outburst
我们用BATSE研究了20-100 keV能区软X射线瞬态GRO J 0422 +32的硬X射线变率。我们的分析涵盖了自1992年8月5日第一次X射线探测到该源以来的180天，完全涵盖了其初级和次级X射线爆发。我们计算的功率密度谱（PDS）在20-50，50-100，和20-100千电子伏的能量带，在0.002-0.488赫兹的频率间隔。GRO J 0422 +32的PDS近似平坦直到突变频率，并且按照上述幂律衰减，指数约为1。在Cyg X-1和其他低态BHC中观察到的断裂频率和断裂处的功率密度之间的正则关系在GRO J 0422 +32的PDS中没有观察到。我们将我们的结果与Cyg X-1的类似变异性研究进行了比较。GRO J 0422 +32的谱斜率与X射线变化幅度的关系与天鹅座X-1相似，而硬X射线通量与变化幅度的关系与天鹅座X-1相反。GRO J 0422 +32在高光子能量和低光子能量下的X射线通量变化之间的相位滞后只能在其爆发的前30天得出。在此期间，50-100 keV的变化在0.02-0.20 Hz的频率间隔中以0.039（3）rad的近似恒定相位差滞后于20-50 keV能带中的变化。
1998-10-30 astro-ph
Recent photometry of symbiotic stars - XII
本文介绍了2003年9月至2007年2月期间对15颗共生星（EG And，Z And，AE Ara，BF Cyg，CH Cyg，CI Cyg，V1329 Cyg，TX CVn，AG Dra，Draco C-1，RW Hya，SY Mus，AR Pav，AG Peg，AX Per）的最后一个轨道周期的光度观测结果。我们得到了我们的数据，经典的光电和CCD测光。主要结果是：EG和从2003年开始在U中增亮约0.3等.在2006年底，在U光变曲线（LC）中形成了0.5等深的初级最小值。Z并继续其最近的活动，开始于2000年秋季。2004年夏季开始了一次新的小爆发，峰值U星等约为9.2等。在2006年春天，这颗恒星进入了一次大规模的爆发。它在2006年7月达到历史最高值U = 8.0。AE Ara在2006年2月爆发，Dm（vis）约。1.2 2006年8月，BF Cyg进入了一个新的活跃阶段。亮度最大值（U约9.4)在2006年9月进行了测量。CH Cyg持续处于静止阶段。在2006年6月至12月期间，测量到所有颜色的约2 mag下降。CI Cyg在2006年5月至6月期间开始了一个新的活跃阶段。31年后，它在美国爆发了大约2等。TX CVn保持明亮的舞台，U约。10.5从2003年开始。AG Dra在2006年6月进入了一个新的大爆发。它在2006年9月达到U = 8.0的最大值。AR…
2007-08-11 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
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
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
