Photometric study of two novae in M31
本文报道了M31星系中两颗新星的$R_cI_c$光变曲线。其中一颗新星从最初的流量增加开始被跟踪，而另一颗则在亮度下降阶段被观察到。第一颗新星在爆发阶段的光度测定表明，它的峰值$R_c$星等约为17.2等，通量下降率为0.11等/天$^{-1}$，这表明它是一颗快速新星。爆发一个月后，它显示出变红，然后是$I_c$通量的平台。第二颗新星在$R_c$和$I_c$中显示出一个隆起，可能是在爆发后大约三周。
2003-11-11 astro-ph
The transition phase in Nova Muscae 1998, the dust formation in classical novae and a possible link to intermediate polar systems
我们目前的连续CCD测光的苍蝇新星1998年在17个晚上主要是在过渡阶段的年轻新星的光变曲线。我们发现了一个周期为0.16930天的周期振荡。这一结果对于理解某些经典新星光变曲线中的这一特殊阶段非常重要。我们还注意到一个可能的连接之间的过渡/尘埃阶段的新星光变曲线和中间极地系统。
1999-05-28 astro-ph
Nova V5116 Sgr and searching for superhumps in nova remnants
我们提出的V5116 Sgr（新星Sgr 2005 #2）的未过滤的光度观测的周期分析，我们寻找超新星遗迹的超级驼峰候选人。周期分析采用PDM方法。新星成分的质量估计从第二质量-轨道周期和初级质量-下降时间的关系。我们发现2006年V5116 Sgr观测的13个夜晚都受到周期为$0.1238 \pm 0.0001$ d（$2.9712 \pm 0.0024$ h）的调制。根据相位光变曲线的形状，并且在数据的不同子样本中周期性的值没有明显的变化，我们将周期解释为轨道性质。双星系统则落在激变变星轨道周期分布的周期间隙内。从最大星等-下降率关系出发，利用观测到的下降率$t_{\rm 2} = 6.5 \pm 1.0$ d值，估算了$M_{\rm Vmax} = -8.85 \pm 0.04$等的最大绝对视星等。激变变星的质量-周期关系产生了大约为$0.26 \pm 0.05 {\rm M}_{\rm \odot}$的二次质量估计。我们认为V5116 Sgr是一个高倾角系统，显示出次级星的辐射效应。在潮汐半径范围内，不可能存在完全发育的吸积盘，其值低于$3.5 10^{10}$ cm。质量比估计在一些新星和存在或不存在的超级驼峰在这些系统中进行了比较，质量比极限为超级驼峰约0.35。我们发现，在大多数具有预期超级驼峰的新星中，尚未发现这种变化。因此，鼓励对这些系统进行更多的观察。
2007-10-30 astro-ph
On the Possibility of V4444 Sgr as a Recurrent Nova
V4444 Sgr（Nova Sgr 1999）最近被认为是一颗可能的复发新星，这是基于对先前存在的尘埃的探测，这些尘埃可能是在以前的爆发中形成的。我们研究了这种可能性，使用现有的爆发观测，包括VSNET观测。我们还注意到，这颗新星被记录在OGLE II公共测光数据库中，其中包括爆发前和后期衰退阶段。根据这些观测结果构建的爆发光变曲线显示出一个平台阶段，特别是在OGLE II I波段光变曲线中，随后是一个更快速的下降。光变曲线类似于那些“快速”复发新星和候选人在存在明显的平台阶段。爆发光谱和爆发前的星等更类似于经典新星，但不排除复发新星的可能性。
2003-09-02 astro-ph
Optical light curves of RS Oph (2006) and hydrogen burning turnoff
我们报告了RS Oph 2006爆发的协调多波段测光，并强调了无发射线的y波段测光，该测光显示了发现后第40天至第75天在y ~ 10.2 mag处的中平台阶段，随后是最终下降的急剧下降。在另外两颗周期性新星U Sco和CI Aql中观察到了这样的中平台阶段，并将其解释为白矮星照射的明亮圆盘。我们已经计算了光变曲线的光学厚风理论的基础上，并再现了早期的下降，中期高原阶段，和最终的下降。最后的下降被确定为稳定的氢壳燃烧的结束，这在大约第80天出现。这个关闭日期与Swift观察到的超软X射线阶段的结束一致。我们的模型表明白矮星的质量为1.35 \pm 0.01 M_ \sun，这表明RS Oph是Ia型超新星的祖先。我们强烈建议对新星进行y-滤光片观测，以检测盘的存在和氢燃烧的关闭。这里提供了y星等的观测数据以及其他多波长光变曲线数据。
2008-07-08 astro-ph
Photometric study of southern SU UMa-type dwarf novae and candidates -- III: NSV 10934, MM Sco, AB Nor, CAL 86
我们用光度计观测了四颗爆发的南矮星新星（NSV 10934、MM Sco、AB Nor和CAL 86）。NSV 10934是一颗SU UMa型矮新星，其平均超峰周期为0.07478（1）d。这颗恒星在超峰的最后生长阶段也表现出准周期振荡（QPO）的短暂出现。结合最近的理论解释和正常爆发的相当不寻常的快速终端衰落，NSV 10934可能是一个候选的中间极性显示SU UMa型的属性。测得MM Sco和AB Nor的平均超峰周期分别为0.06136（4）d和0.08438（2）d。我们认为，AB也不属于一个相当罕见的类的长周期SU UMA型矮新星低传质速率。我们还观测到了疑似SU UMa型矮新星CAL 86的爆发。我们确定这次爆发为正常爆发，并确定平均下降率为1.1 mag/d。
2003-10-01 astro-ph
M31N 2007-11d: A Slowly-Rising, Luminous Nova in M31
我们报告了一系列广泛的光度和光谱观测的发光M31新星M31 N 2007- 11 d。我们的光度观测加上以前的测量结果表明，新星至少花了四天的时间在2007年11月20日UT达到峰值亮度R~14.9。在达到最大亮度后，新星从最大亮度下降2等和3等的时间（t_2和t_3）分别约为9.5天和13天，这表明M31 N 2007- 11 d是一颗中等快速下降的新星。在新星的演化过程中，总共获得了三个光谱。第一个光谱是在最大光照后一天（发现后5天）获得的，然后是在最大光照后两周和三周下降时获得的另外两个光谱。初始光谱显示窄巴耳末和Fe II发射与P天鹅座配置文件叠加在蓝色连续。这些数据以及在随后的下降中获得的光谱清楚地表明M31 N 2007- 11 d属于Fe II光谱类。M31 N 2007- 11 d的性质将在M31、银河系和大麦哲伦星系中的其他发光新星的背景下进行讨论。总的来说，M31 N 2007- 11 d似乎与另一颗明亮、缓慢上升的Fe II新星LMC 1991非常相似。对现有的河外新星数据的比较表明，在M31 N 2007- 11 d中看到的最大亮度上升时间大于4天可能并不罕见，而通常假设的亮星系新星上升时间小于2天，可能被低估了。
2008-09-08 astro-ph
Predicting the Future of Superhumps in Classical Nova Systems
1994年夏天以来在天鹅座新星V1974的光变曲线中观测到的振荡被解释为永久性的超级峰。根据Osaki的潮盘不稳定性模型的简单计算，并假设吸积盘是双星系统中的主要光源，我们预测新星将演变成为SU UMa系统，因为它的亮度从目前的光度下降了2-3个数量级。对它目前的衰落速率（以星等为单位）进行线性外推，将这一相变的时间定在未来2-4年内。或者，亮度下降将在新星达到该水平之前停止，系统将继续在其光变曲线中显示永久的超级驼峰。然后，它将类似于另外两颗古老的新星，V603 Aql和CP Pup，它们在爆发后分别显示了79年和55年的永久超级驼峰现象。我们认为，非磁性的短轨道周期的新星可能是永久的超级驼峰系统的祖先。
1998-03-08 astro-ph
Dwarf nova oscillations and quasi-periodic oscillations in cataclysmic variables -- VI. Spin rates, propellering, and coherence
我们研究发表的观测矮新星振荡（DNOs）的爆发的上升和下降，并表明它们的变化率是在合理的协议与预测的磁吸积模型。我们发现在几个矮新星爆发的后期阶段推进的证据，如EUVE通量的减少和DNO周期的快速增加所示。在TY PsA中观察到的DNO的再分析，其中有特别大的振幅，表明在后期下降的明显损失的相干性更好地描述为两个附近的周期之间的定期切换。部分原因是这一点以及某些系统中的快速减速使得DNO更难被检测到。我们认为，28.95秒的周期性WZ Sge，这一直是一个谜，是由加热区域的光盘，只是超出了共转半径，这是一个后果的主要和气体之间的磁耦合吸积盘。这导致了一个可能的新的解释“较长的周期DNOs”（lpDNOs）通常观察到矮新星和新星样变量。
2007-10-26 astro-ph
M31N 2005-09c: a fast FeII nova in the disk of M31
经典新星在M~31中相当常见。然而，迄今为止对M31新星的光谱研究很少，特别是在早期衰退阶段。我们的目的是研究一个M31新星事件的光度和光谱演化接近爆发。本文利用希腊克里特岛Skinakas天文台的1.3米望远镜，从2005年9月28日开始，即爆发后约5天，到2005年10月5日，即爆发后约12天，对M31盘中的经典新星M31 N 2005- 09 c进行了光度和光谱观测。我们还在2005年9月29日和30日，10月3日，6日和9日以及11月1日从西班牙安达卢西亚北部的La Sagra天文台进行了补充测光观测。光谱覆盖的波长范围为3565 A至8365 A。该光谱具有高S/N，允许研究巴耳末线的等效宽度的演变，以及识别非巴耳末线。新星显示了一个典型的早期衰退光谱，其特征是许多弱FeII多重态发射。它被归类为P $_{fe}$ nova。根据新星的光变曲线，我们还导出了它的速度级，t=14+-2.5天。随着新星的演化，巴耳末线变得更强、更窄。新星早期的膨胀速度随时间的衰减遵循幂律，指数为-0.2。
2007-02-20 astro-ph
Constraining jet theories using nova outbursts
人们普遍认为，迄今为止，在CV中还没有观察到射流。最近的解释是，与具有射流的物体相比，它们的传质速率较低。提出了CV中喷流的质量吸积极限约为1 e-7- 1 e-6 Mo/yr。然而，有一份关于V1494 Aql=Nova Aql 1999/2中喷流证据的报告。我们估计了该系统的质量传递速率的报告事件，并表明它是一致的射流的理论极限。我们进一步提出，在这个物体中观察到的X射线耀斑也可能与喷流有关。喷流在新星中的出现实际上是预料之中的，因为在爆发的早期下降过程中，一些类似于超软X射线源，其中发现了喷流。在新星中探测到喷流也符合这样的建议，即除了存在吸积盘外，喷流的形成还需要一个热的中心源。在V1494 Aql的过渡阶段观测到的喷流可以被认为是该系统早期存在吸积盘的证据。这一结论支持了我们以前的建议之间的联系，在新星的过渡阶段和重建的吸积盘。我们进一步推测，喷流可能仅限于短暂的新星。如果我们的想法得到证实，喷流应该在瞬变新星中很常见，并且可能在过渡阶段形成多次，甚至可能在过渡阶段结束后很长时间内形成。在经典的新星喷流可以发射和实时观察。作为二进制系统，这些对象很容易研究。因此，新星可能是理解喷流形成和演化的关键系统，也是检验和约束喷流理论的理想目标。
2004-08-30 astro-ph
Classical novae from the POINT-AGAPE microlensing survey of M31 -- I. The nova catalogue
POINT-AGAPE巡天是对仙女座星系（M31）引力微透镜事件的光学搜索。除了微透镜效应，巡天对许多不同类别的变星和瞬变现象也很敏感。在这里，我们描述了用于识别M31经典新星（CNe）的自动检测和选择管道，我们提出了在三个季节观察到的20个CN候选人的目录。CNe在M31盘的隆突区和大范围内都有观测到。在最后的上升阶段捕获了九个CNe，并且所有CNe都以至少两种颜色进行了良好采样。出色的光变曲线覆盖范围使我们能够在从非常快到非常慢的广泛速度级别上检测和分类CNe。在光变曲线中，有一个中等速度的CN，它进入了一个深度转变的最小值，然后是最后的下降。我们还详细地观察到一个非常缓慢的CN，在150天的时间里，它的褪色只有0.01兆$^{-1}$天。我们发现其他有趣的变量对象，包括最长的周期和最明亮的米拉变量之一。CN星表是一个独特的、经过良好采样和客观选择的数据集，可用来研究M31中经典新星的统计特性，例如全球新星率、新星作为标准烛光距离指标的可靠性以及新星总数对恒星环境的依赖性。这项统计研究的结果将在后续文件中报告。
2004-05-25 astro-ph
Two X-Ray Bright Cataclysmic Variables with Unusual Activities: GZ Cnc and NSV 10934
我们报告在两颗X射线亮矮星新星中发现了意想不到的活动。与以往的低爆发频率记录相比，2002年GZ Cnc出现了异常的爆发聚集现象。活动类似于在一些中间极性或候选者中看到的增加的活动。我们确定NSV 10934是一颗X射线选择的高振幅变星，是一颗衰退异常迅速的矮新星。NSV 10934的爆发特征使其成为最近发现的具有矮新星型爆发的中极（HT Cam）的孪生子。我们认为，这些活动在X射线强矮新星可能是以前被忽视的表现，在磁激变变量的爆发活动。
2002-10-01 astro-ph
Tidal torques, disc radius variations, and instabilities in dwarf novae and soft X-ray transients
研究密近双星吸积盘的外半径变化对于理解吸积盘的结构和演化具有重要意义。这些变化预测的准定常和随时间变化的光盘模型，这些预测可以面对的意见。我们认为，在激变变量和低质量的X射线二进制的这种变化的理论和观测后果。我们发现，潮汐力矩的作用，决定了光盘被截断的外半径，必须也很重要的潮汐半径内。我们的结论是，这是值得怀疑的潮汐热不稳定性负责的超爆发/超驼峰现象在矮新星，并确认它不能的原因爆发的软X射线瞬变。潮汐力矩可能在极低质量比系统的超级爆发中起作用，但它们不是超级峰的主要和唯一原因。
2005-08-24 astro-ph
Transient Heavy Element Absorption Systems in Novae: Episodic Mass Ejection from the Secondary Star
对爆发后新星的高分辨率光谱测量显示，大多数新星在最大光附近存在短寿命的重元素吸收系统，其膨胀速度为400-1000 km/s，速度分散在35-350 km/s之间。大多数系统都是向外加速的，并且在数周的时间尺度内它们都逐渐减弱和消失。一些系统具有窄的，更深的吸收揭示了丰富的单电离的Sc，Ti，V，Cr，Fe，Sr，Y，Zr和Ba线的光谱。在Nova LMC 2005中，对最丰富的此类系统的分析表明，激发温度为104 K，比Fe轻的元素的丰度比太阳值高出一个数量级。产生吸收系统的气体必须是环双星，它的起源很可能是从二级恒星的物质喷射。吸收气体存在于爆发之前，并可能代表启动新星爆发的二级恒星的偶发质量转移事件。如果Ia超新星起源于单一的简并双星，那么这种吸收系统在最大光之前就可以被探测到
2008-05-09 astro-ph
The Reanalysis of the ROSAT Data of GQ Mus (1983) Using White Dwarf Atmosphere Emission Models
对经典新星在爆发阶段X射线辐射的分析表明，能量低于1 keV的软X射线辐射（被认为是来自白矮星的光球层）与简单的黑体辐射模型不一致。因此，$ROSAT$位置敏感正比计数器（PSPC）的经典新星GQ Mus 1983（GQ Mus）的档案数据进行了重新分析，以了解在爆发阶段的X射线波长的光谱发展。的X射线光谱拟合热白矮星大气发射模型开发的经典新星附近的爱丁顿光度的残余。利用C-O增强大气模型，在Hertzsprung-Russell图上研究了爆发后残留白矮星的X射线谱。1991年8月ROSAT全天巡天观测资料表明，该天体的有效温度为kT_e<54 eV（<6.2 × 10 ~ 5 K）。1992年2月的数据显示，这颗白矮星已经达到了38.3-43.3 eV（4.4-5.1x10^5 K）的有效温度，具有未吸收的X射线通量（即，$\sim$热辐射通量）在2.5 × 10 ^-9和2.3 × 10 ^-10 erg s^-1 cm^-2之间。我们表明，在WD表面的H燃烧最有可能停止在X射线观测的时间。只有1991年8月的数据显示了正在进行的氢燃烧的证据。
2001-06-12 astro-ph
Modeling of non-stationary accretion disks in X-ray novae A 0620-00 and GRS 1124-68 during outburst
我们解决的任务建模的软X射线和光学光变曲线的X射线新星在高/软状态。本文采用外截断吸积α盘粘性演化的解析模型。考虑了Kerr黑洞附近的相对论效应和吸积盘的自辐射。将该模型应用于X射线新星Monocerotis 1975（A 0620-00）和X射线新星Muscae 1991（GRS 1124-68）的爆发。将观测数据与该模型进行比较，得出了A 0620-00和GRS 1124-68中黑洞的角动量（克尔参数）的约束条件：0.3-0.6和\leq 0.4，以及盘的粘性参数α的约束条件：0.7-0.95和0.55-0.75。我们还得出结论，吸积盘的有效几何厚度应大于光度层间距理论值的1.5-2倍。
2008-09-24 astro-ph
The frequency of occurrence of novae hosting an ONe white dwarf
在本文中，我们重新讨论的问题，确定发生频率的银河新星爆发，其中涉及一个氧氖（ONe）白矮星。关于这个问题的以前的工作的改进来自于这样一个事实，即我们使用的结果，我们的进化计算提供的最终质量和化学配置文件的中间到大质量的主要组成部分的密切的二元系统。特别是，最后的进化阶段，如碳燃烧阶段，已被仔细跟踪的整个范围内的利益群众。我们的进化代码获得的化学配置文件是感兴趣的，在确定通过热核失控处理后的喷出物的化学成分，虽然其他因素的吸积材料和底层的白矮星之间的混合效率也必须考虑。在我们的计算涉及一个白矮星的新星爆发的发生频率，我们还考虑到观测的选择效应所介绍的不同复发时间的爆发和新星的空间分布。尽管演化序列非常不同，我们发现，大约1/3的爆发中观察到的新星应该涉及一个氧氖白矮星，与以前的理论估计一致。
2003-06-10 astro-ph
Hot white dwarfs and the UV delay in dwarf novae
我们计算了矮新星吸积盘的照明效果的辐射从一个热的，中央，白矮星。结果表明，只有在非常热的白矮星（Teff ~ 40000 $ K）中，静止的矮新星盘的内部区域才部分耗尽，从而使光通量和紫外通量的上升到爆发之间的延迟增加，正如King（1997）最近提出的那样。然而，与观测相反，这种消耗必然在主爆发之间产生几次小爆发。较低的白矮星温度可能会导致爆发是“由内而外”的类型，消除了紫外线的延迟。我们的结论是，白矮星照射矮新星盘不是很有效，例如，因为紫外线辐射从热白矮星没有穿透足够深的光盘大气。通过例如蒸发（可能与照明有关）对内部盘的总烧蚀似乎是一种非常有希望的可能性，考虑到EUV延迟和一般的光变曲线特性。
1998-08-31 astro-ph
WZ Sge-Type Star V592 Herculis
我们观测了1998年V592 Her爆发的整个过程，它最初在1968年被报道为新星。我们已经能够构建一个完整的光变曲线的爆发，其特点是由一个快速的初始下降（0.98 mag/d），顺利发展成一个平台阶段，缓慢的线性下降。我们检测到的超级驼峰特征SU UMA型矮新星~7天后的光学最大值。光变曲线的整体行为和超级峰的发展是WZ Sge型矮新星的特征。结合以往的文献，我们已经能够唯一地确定超峰周期为0.05648（2）d。从这一时期，再加上现代的解释的绝对星等的爆发光变曲线，我们得出结论，V592 Her的整体图片是不矛盾的，与较低的主序二级恒星相比，以前的说法，V592 Her包含一个棕矮星。
2002-10-02 astro-ph
Spectral mapping of the spiral structures in IP Pegasi on the decline from an outburst
我们报告了矮新星飞马座IP在1993年5月爆发后的后期衰退的时间分辨光谱的日食映射。在爆发开始后大约8天，螺旋臂仍然可见。它们对连续辐射的贡献与在爆发最大值附近测得的相似，而它们的方向相对于在爆发最大值时日食图中看到的螺旋旋转了58度。速度分辨的光变曲线显示了经典的旋转扰动，线的蓝边比红边更早被食。Halalpha和HeI图之间的差异是显著的。螺旋臂在HeI地图中清晰可见，后退臂在红色一侧更强，而接近臂在蓝色一侧更强。Halalpha地图的分析表明，这种排放主要来自一个大的和垂直延伸的区域，我们解释为外流（和螺旋）盘风。未食光的光谱主要是一条强的、蓝移的、窄的H α发射线叠加在红色连续谱上，可以理解为M5V二级恒星的发射加上垂直延伸的盘风外部的光学薄发射的组合。内盘区域显示出一个发射线光谱与一个强大的和广泛的Halpha组件叠加在一个平坦的连续。这是在显着的对比，从光谱映射的结果类似新星的变量的可比倾斜度和质量比，并表明，本质上不同的物理条件举行的内盘地区爆发矮新星和新星类系统。
2002-03-21 astro-ph
Spectrophotometric follow-up of GU Mus, the (X-ray) Nova Muscae 1991
本文介绍了对X射线新星GU Mus（=GS 1124-68）的分光光度跟踪。我们已经分析了128 B，V和R帧和19个光谱，收集在ESO的La Silla，从发现的时代到1992年1月。光学光变曲线似乎是典型的X射线新星，并表现出与X射线一致的次极大值。光谱表明，巴耳末和He II 4686发射线和N III 4640发射混合在下降过程中变宽。这种行为的一个可能的解释提出并适用于其他X射线新星的光谱演化。
1997-09-09 astro-ph
Massive Multi-species, Multi-level NLTE Model Atmospheres for Novae in Outburst
我们已经使用我们的PHOENIX多用途模型大气代码来计算代表新星在其爆发的光学厚风阶段的大气模型。我们改进了NLTE效应的处理方法，将计算中包含的元素数从15个增加到19个，电离级数从36个增加到87个。该代码现在可以处理NLTE中总共10713个级别和102646行。铝、磷、钾和镍首次被纳入NLTE处理，大多数元素现在至少有最低的六个电离阶段被纳入NLTE计算。我们研究了扩大NLTE处理对大气中天体物理学重要物种的化学浓度、大气平衡结构和紧急通量分布的影响。虽然我们已经发现一般定性协议与以前的，更有限的NLTE模型，扩大NLTE治疗导致显着不同的价值观的大小，许多NLTE的偏差。特别是，对于这里提出的最热模型（有效温度为35000 K），NLTE效应最大，我们发现，扩大NLTE处理减少了NLTE效应，这些重要的变量：中性氢浓度，压力结构，和紧急远紫外线通量。此外，我们发现，新的NLTE物种的添加可能会大大影响已经在NLTE中处理的物种的浓度，因此，一般来说，所有的物种，显着贡献的电子库或总的不透明度，或其线光谱重叠或联锁与感兴趣的物种，必须在NLTE中处理，以确保任何特定的物种的准确结果。
1999-06-14 astro-ph
Three-Dimensional Simulations of Classical Novae
我们提出的第一个结果的三维（3D-）的湍流和简并氢燃烧的一个太阳质量的C+O白矮星的顶部计算。模拟是通过一个代码，解决了欧拉方程的任意状态方程连同核反应网络和能量输入从核反应上的笛卡尔网格覆盖的一小部分的白矮星的表面和吸积大气。我们得到的流动模式是非常不同的早期的二维模拟使用相同的初始条件和相同的数值分辨率。本文研究了在燃烧的剧烈阶段，由白矮星表面层的碳和氧自富集的可能性，并证明了如果在热核逃逸开始时，吸积气体具有接近太阳的氢丰度，则自富集进行得太慢。因此，我们没有发现快速新星爆发。如果吸积气体的初始金属丰度提高五倍，这个结论仍然有效。因此，我们的结论是，快速新星爆发确实需要巨大的富集的C和O，假设从球对称模型，和机制，导致这种增强必须操作之前的爆发。
1998-11-17 astro-ph
Advection-Dominated Accretion Model of X-Ray Nova Muscae in Outburst
本文给出了Ginga观测到的X射线Nova GS 1124-68（Nova Muscae 1991）的高低态跃迁模型。该模型包括一个对流为主的吸积流（ADAF）附近的中心黑洞周围的薄吸积盘。在爆发的上升阶段，随着质量吸积率的增加，薄盘和ADAF之间的过渡半径向中心移动，直到薄盘一直延伸到最后的稳定轨道。在下降过程中，过渡半径再次增加。我们再现了爆发期间和爆发后的光谱的基本特征，以及软和硬X射线波段的光变曲线。我们估计，在新苍蝇的吸积率呈指数下降的时间尺度$\sim$ 95天的下降。
1997-02-10 astro-ph
The 1996 Outburst of GRO J1655-40
在1996年期间，利用包括HST、RXTE、CGRO和地面设施在内的多波长活动观测了软X射线瞬变和超光速喷流源GRO J1655-40。在这里，我们专注于一个关键的问题所提出的意见：在哪里以及如何爆发的光通量起源？任何模型不仅必须符合光谱，而且必须考虑到X射线通量持续缓慢上升而光通量下降的观测结果，这与SXTs和矮新星爆发的标准模型的预测相反。
1997-08-18 astro-ph
RXTE broad band observations of X-ray Nova XTE J1755-324
本文报道了1997年用RXTE和GRANAT天文台观测到的X射线新星XTE J1755-324的性质。该源的光变曲线是典型的X射线新星，除了有点短的衰变时间尺度和初级和随后的第二次和第三次爆发之间经过的时间。在光变曲线的峰值处，光源具有典型的明亮X射线新星的双分量光谱，盘黑体温度Tin~0.8 keV，硬幂律尾的光子指数α~ 2.0。峰值亮度可以估计为L~10^{38} erg/s（0.1-100 keV，假设距离为8.5 kpc）。一个显着的和独特的特征的光谱演变的来源是一个短的，约10天长，插曲增加硬度，发生在不久前的第三个最大的光变曲线。在主爆发后约100天的最后一次定点观测中，发现该源处于硬光谱状态，光度约为10 ^{36} erg/s。XTE J 1755 -324的时间和光谱演化的总体模式与“典型”X射线新星（如1991年的苍蝇座新星）相似，表明双星系统中的致密天体是一个黑洞
1999-10-24 astro-ph
Superhumps in Cataclysmic Binaries. XXIV. Twenty More Dwarf Novae
我们报告的轨道和超级驼峰周期的精确测量在二十多个矮新星。对于10颗恒星，我们报告了新的和确认的光谱周期-表示轨道周期P_o -以及超峰周期P_sh。它们是GX Cas、HO Del、HS Vir、BC Uma、RZ Leo、KV Dra、KS Uma、TU Crt、QW Ser和RZ Sge。对于剩下的十个，我们报告了测光的P_o和P_sh测量的混合物;大多数是新的，与以前的值的一些确认。这些是KV And、LL And、WX Cet、MM Hya、AO Oct、V2051 Oph、NY Ser、KK Tel、HV Vir和RX J1155.4-5641。周期，像往常一样，可以测量到高精度，这些是特别感兴趣的，因为它们携带有关二进制的动态信息。我们还没有完全学会如何阅读音乐，但有几件事是清楚的。分数超峰余值ψ [=（P_sh-P_o）/P_o]随P_o平滑变化。这条光滑曲线上的点的散射很小，可以用来限制M_1的内禀散射、白矮星的质量和次级恒星的质量-半径关系。M_1的色散不超过24%，在固定的质量-半径关系下，次级星半径的色散不超过11%。对于行为良好的P_0（P_o）空间部分，我们用超峰理论估计，第二类恒星比理论上的ZAMS星大18 ± 6%。这影响了其他一些关于秒级的可检验的预言：在一个固定的P_o下，它表明秒级的质量（与ZAMS预言相比）要小40+-14%，小12+-4%，冷…
2003-09-03 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
Revised analysis of the supersoft X-ray phase, helium enrichment, and turn-off time in the 2000 outburst of the recurrent nova CI Aquilae
周期性新星天鹰座CI在2001年5月之前进入最后的衰退阶段，显示出周期性新星中演化最慢的。基于热核逃逸模型的光学厚风质量损失理论，我们估算了CI Aql 2000爆发在2000年12月至2001年5月的超软X射线源（SSS）阶段持续150天后，于2001年3月关闭的时间。将我们的理论光变曲线与1917年和2000年的爆发进行拟合，我们还获得了WD质量为：M_{WD} = 1.2 \pm 0.05 M_ \sun，喷出物的氦富集，He/H ~ 0.5（按数量计算），WD上富氢包层的质量为ΔM ~ 6 x 10^{-6} M_ \sun在光学最大值，这表明在1917年至2000年爆发之间的平静阶段，\dot M_{acc}的平均质量吸积速率约为0.8 × 10^{-7} M_（\sun）yr^{-1}。
2001-10-11 astro-ph
