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
Rapid Variations of Narrow Absorption Line Components in the Spectrum of P Cygni
本文报道了对热银河系超巨星天鹅座P吸收谱中窄谱成分的快速波长和强度变化的探测。在大部分时间里，在一周的观察中，有两个这样的组件存在。虽然观测周期太短，无法得出确切的结论，但速度曲线与17.3 d的光度周期并不矛盾。这些曲线可以解释为双波，“反相摆动”。这一观测结果表明在恒星表面存在一个长波。这些波可能是波长约为恒星半径一半的重力波。
2003-04-21 astro-ph
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
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
Adaptive optics imaging of P Cygni in Halpha
1997年10月，我们利用ONERA自适应光学（AO）装置BOA在OHP 1.52米望远镜上获得了LBV星天鹅座P的H α衍射极限数据。以天鹅座P星和参考星59天鹅座AO长曝光，我们发现，天鹅座P星明显表现出一个大的和弥漫的强度分布相比，59天鹅座的点状源。用59 Cyg作为点扩散函数，用Richardson-Lucy算法对P Cyg进行反卷积。天鹅座P显然是一颗被一团包层包围着的无法分辨的恒星。的P Cyg的重建图像进行比较，从无线电孔径合成成像获得类似的空间分辨率地图。我们把独立的物理约束的P天鹅同意与无线电的结果。我们讨论了未来的可能性，以限制风结构的天鹅座P通过使用多分辨率成像，日冕和长基线干涉追溯其演变状态。
2000-09-13 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
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
CH Cygni II: Optical Flickering from an Unstable Disk
天鹅座CH在1963年开始产生快速、随机的光学变化，并开始共生活动。我们利用1997年到2000年之间这种闪烁的变化来诊断这段时间吸积盘的状态。在1998年的高态，B波段闪烁分量的亮度通常比1997年和2000年的低态高20倍以上。因此，产生闪烁的物理过程或区域也是1998年高态中大光通量增加的主要原因。假设天鹅座CH的快速、随机光学变化来自于吸积盘，就像激变变星一样，通过吸积盘的吸积速率的变化导致了1998年的明亮状态。根据Hinkle等人的星历表和Eyres等人的解释，所有闪烁都在1999年消失，当时吸积的WD被周期约为14年的红巨星所掩盖。我们没有发现任何证据表明天鹅座CH在高态或低态的光学发射中存在周期性或准周期性振荡，我们讨论了该系统的磁螺旋桨模型的影响。作为螺旋桨模型的一种替代方案，我们提出，天鹅座CH的活动是由吸积通过磁盘驱动的热粘性不稳定性，类似于不稳定性认为存在于矮新星和建议FU Ori前主序星和软X射线瞬变。
2002-11-04 astro-ph
Excited-state OH Mainline Masers in AU Geminorum and NML Cygni
激发态OH脉泽发射以前只在两个演化恒星的拱星包络中被报道过：Mira星AU Geminorum和超巨星NML Cygni。我们提出了甚大阵列（VLA）观测的1665年，1667年，激发态4750 MHz的主线OH跃迁在AU宝石和扩展甚大阵列（EVLA）观测的激发态6030和6035 MHz的OH主线跃迁在NML天鹅座。我们检测脉泽在两个主线转换在AU宝石，但没有激发态发射的恒星。我们的结论是，AU宝石中的激发态OH发射要么是一种瞬态现象（如下面概述的NML Cyg），要么可能是数据中的人为因素，NML Cyg中的激发态OH发射是由恒星质量损失和Cyg OB2关联流出之间的增强冲击事件产生的。因此，除了这些例外，激发态OH辐射似乎确实不应该被预测，也不应该在演化的恒星中被观察到，作为它们正常结构或演化的一部分。
2007-07-25 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 symbiotic star CH Cygni. II. The broad Ly alpha emission line explained by shocks
上下文在1985年，在活跃阶段（1977-1986）结束时，在共生系统天鹅座CH中出现了一条宽（4000 km/s）的Ly α线，这是以前从未观察到的。目标。在这项工作中，我们调查的起源，这异常广泛的Ly α线。方法.我们提出了一个新的解释的基础上的电荷转移反应的理论，周围的氢原子和冲击后的质子在一个强的冲击前的广泛的Ly α。结果我们已经发现，广泛的Ly α线起源于爆炸产生的冲击波，而当代的光学和紫外线产生的星云下游的碰撞风的情况下，扩大冲击波。
2008-07-09 astro-ph
Dust rings and filaments around the isolated young star V1331 Cygni
利用高分辨率HST/WFPC 2和数字化巡天图像，对天鹅座V1331的大、小尺度环境进行了研究。除了先前已知的外尘环（直径约30“），HST/WFPC 2散射光图像首次揭示了内尘环。这个环的最大半径为6.5“，可能与分子包膜有关。大尺度光学图像显示，天鹅座V1331位于一条长长的尘埃细丝的尖端，将其与暗云LDN 981连接起来。我们讨论了观测到的尘埃形态的起源，并分析了对象的关系，它的父暗云LDN 981。最后，根据最近的结果，从文献中，我们调查的性质V1331天鹅座，并得出结论，在其目前的状态下，该对象没有表现出足够的证据被定性为FU Ori对象。
2006-10-26 astro-ph
The symbiotic star CH Cygni. I. An analysis of the shocked nebulae at different epochs
上下文我们分析了共生系统CH Cygni的线光谱和连续光谱。目标。说明碰撞风模型在解释这颗共生星的不同阶段是有效的。方法.通过模拟不同时期的光谱，研究了观测到的特殊特征，如闪烁、射电变化、X射线发射以及整个系统中星云和壳的分布。该模型始终占冲击和光电离，并受到绝对通量。结果我们发现，恒星之间的反向冲击导致在活动阶段观察到的宽线，以及无线电和硬X射线发射，而膨胀冲击被调用来解释过渡阶段的数据。
2008-07-09 astro-ph
The Spectrum of the Black Hole X-ray Nova V404 Cygni in Quiescence as Measured by XMM-Newton
本文介绍了天鹅座V404黑洞X射线新星在静止状态下的XMM观测结果。它的静态频谱可以用斜率为2的简单幂律最好地拟合。的光谱是一致的预期对流为主的吸积流（ADAF）。天鹅座V404的光度与钱德拉之前的观测结果大致相当。我们在观察过程中看到了4倍的变异性。我们没有发现荧光或H-样/He-样铁发射的存在下，上限分别为52 eV和110 eV的证据。对荧光发射的限制比以前的估计提高了15倍，对类H/类He发射的限制比模型预测的低大约2倍。
2007-06-18 astro-ph
On the Correlated X-ray and Optical Evolution of SS Cygni
利用RXTE和AAVSO观测资料，分析了原型矮新星系统天鹅座SS的变率和光谱演化。一系列尖锐的RXTE/PCA观测使我们能够以前所未有的细节追踪SS Cygni的X射线光谱的演变，而6年的光学AAVSO和RXTE/ASM光变曲线显示了长期的模式。采用一种技术，其中我们堆叠的X射线通量在多个爆发，根据光学光变曲线分阶段，我们调查的爆发形态。我们发现，3-12 keV的X射线通量被抑制在光学爆发，以前看到的行为，但只有在少数几个周期。用更灵敏的RXTE/PCA观测到的天鹅座SS的几次爆发也显示了光学爆发期间X射线的抑制。我们量化了光学和X射线爆发之间的时间滞后，以及从爆发恢复X射线的时间尺度。天鹅座SS的光学光变曲线显示出短暂的异常爆发。在这些事件中，硬X射线和光通量一起增加。长期数据表明，X射线在爆发之间下降。我们的研究结果与修正的盘不稳定性模型（DIM），调用一个两个组件的吸积流组成的冷光学厚吸积盘截断的内径，和一个准球形的热日冕状流延伸到表面的白矮星。我们在Meyer和Meyer-Hofmeister（1994）提出的光学厚吸积盘内部蒸发的模型框架下讨论了我们的结果。
2003-10-15 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
Rapid Variations in V2275 Cyg (Nova Cyg 2001 #2)
我们目前的时间分辨CCD测光V2275 Cyg 790天后的新星爆发。数据显示20%的峰-峰振荡，周期为24分钟。在两个晚上的观测中，周期似乎是稳定的，但不能排除QPO。
2004-01-11 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
Abundances of neutron-capture elements in the Hot Extreme-Helium Stars V1920 Cygni and HD 124448
通过对两颗热极氦星V1920 Cyg和HD 124448的HST STIS紫外光谱的分析，首次获得了极氦星中子俘获元素丰度的测量结果。虽然这两颗恒星的铁族元素丰度相似，但它们的重元素丰度却有显著的不同：天鹅座V1920的轻中子捕获元素（Y/Fe，Zr/Fe）相对于HD 124448富集了30倍。EHes镜中的中子捕获元素丰度的这些差异表现为RCrB星，并且是支持这两组缺氢星之间存在进化联系的证据。此外，天鹅座V1920中Y和Zr的丰度提供了证据，表明至少有一颗EHe星在其早期演化中经历了s-过程合成事件。
2004-01-14 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 central binary and surrounding nebula of the symbiotic star V1016 Cygni
我们提出了共生星V1016天鹅座的HST/WFPC 2图像，这是第一次，直接探索星云的内部区域，以AU尺度的光学波长。他们还表明，[OIII] 4959，5007发射发生在双极流出。我们使用这些图像来确定这两颗恒星的位置，因此投影的双星间距为84 AU（假设距离为2 kpc），位置角为143.5度。此外，我们结合我们的图像与VLA无线电成像，使诊断测试的应用和性能的拱星星云被确定。最后，我们获得了V1016 Cyg的存档HST/STIS光谱，我们能够在空间上分辨星云中不同位置的源。这使得发现紫外对应于Bang等人（1992）发现的~25 arcsec扩展发射。
2002-02-04 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
Infrared Spectroscopy of Symbiotic Stars. VII. Binary Orbit and Long Secondary Period Variability of CH Cygni
高色散光谱观测用于改进共生双星CH Cyg的轨道根数。目前的径向速度，加上先前公布的13年时间序列的红外线速度的M巨星在CH天鹅座共生系统，超过一倍的时间序列的长度为29年。两个先前确定的速度周期得到证实。长周期，修正为15.6 +/- 0.1年，是由一个0.7太阳质量的白矮星和2太阳质量的M巨星的双星轨道产生的。质量转移到白矮星是负责共生分类。CH Cyg是已知的最长周期的S型共生体。与较长周期的D型系统的相似之处。2.1年的周期被显示在伍德的D序列上，其中包含被确定为具有长次级周期（LSP）的恒星。天鹅座CH和其他恒星的LSP变化的原因尚不清楚。从我们的审查可能的原因，我们确定g-模式的非径向脉动的主导机制LSP的变化CH天鹅座。如果g模脉动是导致LSP的原因，那么脉动AGB星的光球层附近需要一个辐射区域。
2008-11-05 astro-ph
Implications of the HST/FGS parallax of SS Cygni on the disc instability model
我们分析了最近测量的SS天鹅座（哈里森等1999年）的吸积盘极限环模型的视差的后果。利用观测到的SS Cyg和d=166 pc的长期光变曲线，我们得到平均传质速率为4.2*10^（17）g/s。此外，我们计算的垂直结构的吸积盘考虑到加热的外盘流的影响。通过比较由观测得到的平均吸积速率与计算得到的临界传质速率，发现当平均传质速率大于或接近临界传质速率时，圆盘不稳定性模型与观测到的天鹅座SS的长期光变曲线不一致。这个结果所表明的模型的失败可以通过考虑下降开始时的吸积速率应该正好等于稳定性的临界值来证实。与此模型的预测相反，我们发现，解释观测到的视觉幅度在下降的开始所需的吸积率必须显着高于临界传质速率。我们的研究结果强烈表明，要么通常假设的温度依赖性的粘度参数α是不是一个现实的描述光盘粘度，在SS Cyg的传质速率显着增加在爆发过程中，或者，最后，HST距离166 pc，是太高了。
2001-11-14 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 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
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
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
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
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
Chandra Low Energy Transmission Grating Spectrum of SS Cygni in Outburst
We have fitted the Chandra Low Energy Transmission Grating spectrum of SS Cygni in outburst with a single temperature blackbody suffering the photoelectric opacity of a neutral column density and the scattering opacity of an outflowing wind. We find that this simple model is capable of reproducing the essential features of the observed spectrum with the blackbody temperature T_bl = 250+/-50 kK, hydrogen column density N_H = 5.0^{+2.9}_{-1.5} x 10^{19} cm^{-2}, fractional emitting area f = 5.6^{+60}_{-4.5} x 10^{-3}, boundary layer luminosity L_bl = 5^{+18}_{-3} x 10^{33} erg/s, wind velocity v…
2004-03-30 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
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
Variability of the X-ray P Cygni Line Profiles from Circinus X-1 Near Zero Phase
利用钱德拉卫星上的高能透射光栅光谱仪（HETGS），在零轨道相位附近两次观测到明亮的X射线双星Circinus X-1。在第一次观测中，该源在耀斑期间处于高通量状态，而在第二次观测中，它在下降期间处于低通量状态。从这两个通量状态的光谱显示清晰的P天鹅座线，主要是从H-样和He-样离子物种。这表明存在一个高速流出的Cir X-1系统，我们解释为赤道吸积盘风，并从蓝移共振吸收线，我们确定流出速度为200 - 1900公里/秒，没有明确的速度差异之间的两个通量状态。然而，线强度和轮廓在两个观测值之间以及在单个观测值内都是强烈可变的。我们描述这种变化，并建议，这是由于沿视线吸收材料的量的变化，以及风的电离水平的变化。我们还改进了约束的吸积盘风模型，使用改进的等离子体诊断，如He-类镁XI三重态，我们认为的可能性，X射线吸收功能看到超光速射流源一般可以解释通过高速流出。
2002-02-19 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
V2109 Cygni, a second overtone field RR Lyrae star
本文首次对依巴谷卫星发现的短周期变星天鹅座V2109进行了UBV和UVBY测光测量。我们得到了新的极大值时刻，并研究了周期的变化。我们使用恒星的几何距离和最近的合成彩色网格确定了基本的物理参数。结果为：[Fe/H]=-0.9+/-0.2，Mbol =0.73+/-0.43mag，<Teff>=6800+/-200K，logg =2.7+/-0.2，R =4.6+/-0.9Ro。此外，我们在以6600 A为中心的红色光谱区域中拍摄了中等分辨率（λ/Δ λ =11000）光谱。从60个谱中确定了一条完整的径向速度曲线。我们发现没有系统的速度之间的差异，从Halpha和金属线表明一个平滑的脉动。利用光度log g值和由径向速度数据计算的加速度曲线，发现该恒星的质量为M=0.5+/-0.3 Mo。最终采用的物理参数集位于天琴座RR型变星的典型范围内，这意味着V2109 Cyg是周期最短的天琴座RR型变星。视觉振幅与周期和傅立叶振幅参数R21与周期图表明，V2109 Cyg可能以第二泛音模式脉动。
1999-02-05 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 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
Period-doubling events in the light curve of R Cygni: evidence for chaotic behaviour
本文对长周期Mira星天鹅座R的百年可见光变曲线进行了详细的分析和讨论。数据收集自AFOEV、BAAVSS和VSOLJ的公开数据库。完整的光变曲线由1901年至2001年间获得的26655个点组成。利用O-C图、傅里叶分析和时频分析等方法，分析了光变曲线及其周期性。结果表明这些线性方法的局限性。下一步是研究光变曲线中可能存在的低维混沌。为此，从平均数据中创建平滑和噪声滤波的信号，并借助于时间延迟嵌入，我们试图重建系统的吸引子。主要结果是，R天鹅座显示这样的倍周期事件，可以解释为周期2 T轨道和混沌之间的混沌吸引子的重复分岔所造成的。这两种状态之间的切换发生在相空间的某个紧凑区域，其中光变曲线的特征在于约1500天长的瞬态。的李雅普诺夫谱计算各种嵌入参数确认混沌吸引子，虽然指数遭受相当高的不确定性，因为应用的近似。最后，光变曲线与一个简单的三阶微分方程产生的一个区域模型，表现出良好的表达倍周期分岔。这种强烈的相似性是混沌行为的另一个论据。进一步的研究应该解决全局流重构的问题，包括精确的李雅普诺夫指数和维数的确定。
2002-05-20 astro-ph nlin.CD
