Outburst Photometry of the Eclipsing Dwarf Nova GY Cancri
在2001年11月的爆发中，我们观测到了ROSAT选择的食矮新星GY Cnc（=RX J0909.8+1849）。我们将轨道周期修正为0.17544251（5）d。爆发的衰减部分与具有相似轨道周期的典型矮新星的衰减部分没有区别。然而，在轨道光变曲线和食廓线中，轨道驼峰（或热点）的特征远不如具有类似轨道周期的普通矮新星突出。低频率的爆发和明显缺乏缓慢上升的组合，在GY Cnc的长爆发很难在矮新星的标准框架内协调。我们怀疑GY Cnc可能是第一个不寻常的食矮新星HT Cas和IR Com的间隙对应物。
2002-08-27 astro-ph
Optical and EUV Light Curves of Dwarf Nova Outbursts
我们结合AAVSO和VSS/RASNZ的光学和极紫外探测器EUV光变曲线的矮新星爆发的性质的矮新星爆发的限制。从观测到的0.75-1.5天的光学-EUV时间延迟，我们表明矮新星不稳定加热波的传播速度为~ 3 km/s。
2000-11-18 astro-ph
Grazing Eclipsing Dwarf Nova CW Monocerotis: Dwarf Nova-Type Outburst in a Possible Intermediate Polar?
我们观测了2002年11月-11月的矮新星CW Mon爆发。爆发表现出一个明确的签名，premaximum停止，并在达到爆发最大值后迅速下降。在两个不同的场合，在前极大阶段和接近爆发的最大，浅食被记录。这一发现证实了先前提出的可能性，放牧日食性质的这个系统。日食和极大前停顿的单独发生可以理解为爆发的两步点火和加热波由内向外传播的组合的结果。我们检测到一个相干的短周期（0.02549 d）的信号，在随后的两个晚上周围的光学最大值。这一信号可能出现在2000年1月爆发的最高阶段。我们将此信号解释为中间极性（IP）型脉冲的特征。相当奇怪的爆发特性，强烈而坚硬的X射线发射，以及爆发最大值的低光度，可以理解为假设的IP性质的后果。然而，对于一个轨道周期为~0.176 d的系统来说，所建议的自旋周期和轨道周期之间的比值是相当不寻常的。
2003-01-17 astro-ph
Superhumps in the Rarely Outbursting SU UMa-Type Dwarf Nova, HO Delphini
我们观察了1994年、1996年和2001年HO Del的爆发。通过对超峰的探测，证实HO Del是一颗SU UMa型矮新星，其超峰周期为0.06453（6）d。根据最近的观测和过去的记录，发现HO Del的爆发是比较罕见的，超爆发的最短间隔为740 d。在具有类似爆发间隔的SU UMa型矮新星中，爆发幅度（~5.0等）异常小。HO Del的研究结果表明，超峰振幅的衰减相当迅速，在后期没有再增长，这与通常观测到的SU UMa型矮新星的长爆发间隔行为相反。我们用ROSAT X射线源确定了HO Del，并获得了10^（31.1+/-0.2）erg/s的相对较大的X射线光度。我们还进行了文献调查的SU UMa型矮新星，并提出了一套新的基本统计。在超级爆发的终点附近，具有增亮趋势或超峰再生长的SU UMa型矮新星被严格地限制在（超峰周期-超周期长度）平面上的一个小区域内。这些特征可能为先前声称的矮新星亚群（巨大爆发幅度矮新星）提供更好的观测区别。
2003-07-03 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
CG Draconis, a particularly active dwarf nova
矮新星CG Dra在2005年期间作为变星区经常性天体方案的一部分受到了密集的监测，并探测到了七次爆发。这些观测结果与BAA和AAVSO数据库中的其他观测结果相结合，证实了该恒星频繁爆发，周期约为11天。已发现两种类型的爆发。短爆发持续约4天，长爆发持续约8天。
2006-08-03 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
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
The 1996 dwarf nova outburst of the intermediate polar GK Persei
英仙座GK是一颗中等强度的极地行星，大约每1000天就会爆发一次矮新星。在以前的爆发中，该系统在X射线发射中显示出千秒准周期振荡（QPO）。这些振荡是独特的，因为它们比通常在圆盘馈送激变变量中观察到的QPO长一个数量级。我们在1996年爆发期间收集的分光光度计中检测到了这些QPO的光学对应物。这些QPO的多普勒展宽的发射线起源于高超声速吸积流的存在下，使我们能够把有用的约束QPO源的位置和它的形成机制。
1999-01-25 astro-ph
Synthetic NLTE accretion disc spectra for the dwarf nova SS Cyg during an outburst cycle
矮新星爆发是由于激变变星系统的吸积盘增强了物质的传输。我们评估的问题，这些爆发是由增强的质量转移从晚型主序星到白矮星（所谓的质量转移不稳定性模型，MTI）或在吸积盘的热不稳定性（盘不稳定性模型，DIM）。我们计算非LTE模型和光谱的吸积盘在平静和爆发，并构建光谱时间序列的光盘在一个完整的爆发周期。然后，我们比较我们的光谱发表的光谱的矮新星SS天鹅座。特别是，我们调查的氢和氦线的轮廓，从发射到吸收的上升过程中爆发。在上升到爆发和下降过程中的氢和氦线轮廓的演变显然有利于盘不稳定模型。我们的光谱模型序列使我们能够区分由内而外和由外而外的移动加热波在光盘的SS天鹅座，这可以与对称和不对称的爆发光变曲线，分别。
2007-09-04 astro-ph
The Impact of Nuclear Reaction Rate Uncertainties on Evolutionary Studies of the Nova Outburst
新星爆发的可观测后果，敏感地取决于引发爆发的热核逃逸的细节。不确定性的更重要的来源之一是用于演化计算的输入的核反应数据。Starrfield，Truran，Wiescher，& Sparks（1998）最近的一篇论文表明，新星模拟中使用的反应速率库的变化不仅对单个同位素的产生有显著影响（可以改变一个数量级），而且对全球观测值，如峰值亮度和喷出的质量量。我们提出的初步结果，系统分析的影响，反应速率的不确定性新星核合成。
2000-01-27 astro-ph
X Ray Observations of Classical and recurrent Novae in Outburst
我回顾了经典和复发新星爆发的X射线观测。在0.2-10 keV的范围内，新星壳层会发出大量的X射线，其峰值亮度可达10**35 erg/cm**2/s。在复发新星系统中，或者在有红巨星的新星中，X射线的来源可能是之前被新星风冲击的星周物质。然而，对于大多数经典的新星，X射线起源于爆发时喷出的星云内部。这些数据表明，一个非常高的比例冲击材料，和一个不平滑的，不断变化的风外流。在后期阶段还观察到星云发射线光谱。在大约一半观测到的新星中，中心的白矮星在爆发后的1到9年内都是非常明亮的超软X射线源。它是研究单简并系统中白矮星壳层氢燃烧特性的最佳对象。现有的统计数据表明，超软X射线阶段的持续时间在2年左右达到峰值。最近，V4743 Sgr获得了高信噪比的“模板光栅谱”。这颗新星的X射线光变曲线显示出丰富而复杂的功率谱，具有白矮星非径向g模式振荡的特征。振荡和光谱允许确定壳氢燃烧白矮星的属性。
2004-02-06 astro-ph
Spectroscopic analysis of tremendous--outburst--nova candidates
在一个长期项目的过程中，调查经典新星与大爆发振幅，我们进行了光谱的几个老新星候选人。我们在这里提出的候选人V630 Sgr，XX Tau，CQ Vel，V842 Cen和V529 Ori的光谱，迄今缺乏这样的分类。虽然前四颗星显示了激变变星的典型光谱，因此可以被识别为激变变星，但猎户座V529可能被错误分类。特别令人感兴趣的是两个系统XX Tau和V842 Cen，它们显示出低传质系统的所有迹象。因此，它们可以用来判断新星的演化情况。特别是，考虑到它们爆发的年龄相当小，这些系统似乎更有可能不是在进入休眠状态，（即，在较长的时间内切断质量传递），但只是向其相对较低但稳定的质量传递的原始配置沉降，例如矮新星。
2004-11-08 astro-ph
Models for the soft X-ray emission of post-outburst classical novae
为了研究经典新星爆发后的相态及其软X射线辐射，发展了一个流体静力学的定态白矮星包层模型。几个典型的经典新星的白矮星质量和化学成分已经被考虑。结果表明，光度、最高有效温度和包层质量取决于白矮星的质量和化学成分。存在平衡解的包层质量很小，约为10^{-7}-10 ^{-6} Msun，因此导致经典新星的软X射线发射相持续时间很短，这与大多数观测结果一致。所提出的模型为从X射线范围内的观测参数确定白矮星的性质提供了一个有用的工具。
2005-04-15 astro-ph
The nature of dwarf nova outbursts
我们表明，如果矮新星盘不稳定性模型包括加热流的影响和潮汐扭矩耗散的外盘，计算的矮新星爆发的属性发生了很大的变化，这个模型的几个臭名昭著的缺陷得到修复。特别是：（1）由外向内的爆发发生在质量传递速率低于观测所要求的标准模型中的质量传递速率的情况下;（2）具有相似峰值亮度的长（宽）和短（窄）爆发的存在是该模型的自然属性。因子~ 2的质量传递波动可以解释在激变周期间隙以上的长和短爆发的发生，而在2小时以下，预期只有短的正常爆发（除了本文未处理的超级爆发）。由于气流和潮汐力矩的额外加热，这种波动也可以解释SS Cyg和类似系统中由外向内和由内向外爆发的发生。在短轨道周期、低质量转移率的系统中，由外向内爆发的发生要求圆盘远小于潮汐截断半径。在这种情况下，由内向外和由外向内的爆发的重现时间对传质速率具有类似的依赖性。
2000-11-16 astro-ph
An Extended Grid of Nova Models: II. The Parameter Space of Nova Outbursts
本文是一个较早的文件致力于多个，多颗新星的演化模型（Prialnik和Kovetz 1995年，该系列的第一篇论文），其中表明，不同的特点新星爆发可以通过改变三个基本的和独立的参数值：白矮星质量- M_{WD}，温度的等温核心- T_{WD}和质量转移率-Mdot再现。除了是最大的计算经典新星参数空间调查，我们在这里表明，参数空间的限制，由几个分析考虑，并找到其限制面。因此，我们扩大了网格的multicomponent新星演化模型在纸我几乎到其极限，增加了multicomponent新星爆发计算相当数量的新参数组合。特别是，扩展的参数的步伐，产生新星爆发，包括低质量转移率下降到5 e-13 Msun/年，和更多的模型低T_{WD}。这些运行的结果特征被添加到以前的参数组合结果中，以提供碳-氧白矮星的整个参数空间的完整网格。完整的网格覆盖了观测到的新星特征的整个范围，甚至包括那些奇特的物体，这些物体到目前为止还没有被数值再现。最值得注意的是，运行非常低的Mdot导致非常高的值的一些特征，如爆发振幅A>~20，高的超爱丁顿光度在最大值，重元素丰度的喷出物Z_{ej} ~0.63和高喷出物质量m_{ej} ~ 7 e-4 Msun。
2005-03-07 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 response of a dwarf nova disc to real mass transfer variations
我们提出了模拟矮新星爆发考虑到现实的变化，从次要的质量损失率。质量转移的变化已来自20年的视觉监测和X射线观测覆盖各种吸积状态的无盘激变变量武仙座AM。我们发现，一个虚构的矮新星的爆发行为具有相同的系统参数作为AM她强烈的影响，这些变化的质量损失率。根据质量损失率的不同，圆盘产生长爆发，一个长爆发后两个短爆发的周期，或者只有短爆发。转移率的过程中占主导地位的爆发的形状，因为在一个爆发周期的质量增长大致等于从二次在爆发间隔转移的质量。只有不到10%的模拟时间，当传质速率几乎是恒定的，光盘是在准静止状态，在此期间，它周期性地重复相同的周期爆发。因此，假设在非磁性CV的次级恒星不不同于那些在磁性的，我们的模拟表明，可能所有的矮新星很少处于静止状态，并不断调整到现行的质量转移率从次级值。
2000-04-19 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
IR Com: Deeply Eclipsing Dwarf Nova Below the Period Gap -- A Twin of HT Cas?
我们观测到一个X射线选择的、深食的激变变星IR Com（=S 10932）。我们在1996年1月1日探测到一次爆发。爆发的光变曲线非常类似于SU UMa型矮新星的正常爆发，而不是中间极地爆发。爆发期间的时间分辨测光显示，随着爆发的消退，日食会系统地变得更深、更窄。静止期的全轨道光变曲线几乎没有显示出轨道隆起或日食不对称的证据。除了存在的高-低的过渡平静，爆发的整体行为和特点的日食配置文件表明，IR Com可以最好地理解为一个双胞胎的HT Cas，一个著名的日食SU UMa型矮新星与一些特点。
2001-10-09 astro-ph
Mechanisms for Dwarf Nova Outbursts and Soft X-Ray Transients
我回顾了试图解释矮新星爆发和软X射线瞬变的模型。矮新星的盘不稳定性模型仍处于初步发展阶段：它的预测非常依赖于未知的粘性机制。{ \sl pure}盘不稳定现象是否能够描述{ \sl all}类型的矮新星爆发，特别是超新星爆发，也是值得怀疑的。SXTs的盘不稳定性模型也有同样的困难，但除此之外，它的预测与静止时瞬态源的观测相矛盾。对于质量小于1 $M_{\odot}$的主序星秒级，照明质量转移模型不能正确描述SXT事件的时间尺度。至少存在三个具有$P_{\rm orb} < 10$ hr的系统似乎排除了将其作为SXT现象的解释。
1995-09-01 astro-ph
A Modeling of the Super-Eddington Luminosity in Nova Outbursts: V1974 Cygni
我们模拟了超过爱丁顿光度的新星光变曲线。有人认为，在超爱丁顿相期间，新星包层中形成了多孔结构，这种多孔大气的有效不透明度大大降低。在此基础上，我们计算了新星的包络结构和光变曲线。光学厚风模式用于模拟新星风。结果表明，光球的光度和风的质量损失率与不透明度的减小因子成反比，而风速几乎没有变化。我们还重现了天鹅座V1974（1992年天鹅座新星）在超爱丁顿阶段的光学光变曲线，该阶段从比爱丁顿光度高1.7等的光学峰开始持续13天。
2005-10-02 astro-ph
The October 1985 Long Outburst of U Geminorum: Revealing the Viscous Time Scale in Long Orbital Period Dwarf Novae
我们研究了双子座U从1908年到2002年的AAVSO光变曲线，特别关注1985年10月的爆发。这次爆发比U Gem中的任何其他爆发都要长约2倍，并且在轨道周期超过3小时的系统中看到的所有矮新星爆发中似乎是独一无二的，因为人们可以在初始缓慢衰变期间测量衰变时间尺度。这一速率约为26+-6天/磁。使用Froning等人对爆发期间吸积速率的估计，可以看出，在爆发期间，约1 e24 g的气体被吸积到白矮星上。当加上从SU UMa星（短轨道周期）推断的粘性时间时，U Gem粘性时间尺度支持标准模型，其中矮新星的衰变可以是粘性的，也可以是热的，它们之间的比率大致为h/r，其中h是盘中的垂直压力尺度高度。
2002-07-11 astro-ph
X-ray observations through the outburst cycle of the dwarf nova YZ Cnc
从1998年4月6日至24日，我们观测了YZ Cnc，间隔两天，涵盖了两个完整的爆发周期。0.1- 2.4keV的通量在光爆发期间比平静时低，在爆发结束时最低。X射线通量在静止区间的下降似乎与简单模型对吸积盘不稳定性的预测相反。小时时间尺度上的变化是存在的，但似乎与轨道相位无关。在我们1998年的观测中，YZ Cnc在X射线中的亮度比早期的ROSAT观测要低。
1999-03-15 astro-ph
Detailed NLTE Model Atmospheres for Novae during Outburst: I. New Theoretical Results
我们提出了新的详细的NLTE计算模型大气的新星在爆发。这种完全自洽的NLTE处理的一些模型原子包括3922 NLTE能级和47061 NLTE主要跃迁。我们讨论了偏离LTE的新星光谱线的强度的影响。新的结果表明，我们的大型NLTE线构成了新星大气中总线覆盖不透明度的大部分。虽然我们包括LTE背景线，但它们对模型结构和合成光谱的影响很小。我们证明，LTE的假设导致不正确的合成光谱和NLTE计算是需要可靠地建模新星光谱。此外，我们表明，详细的NLTE治疗的一些电离阶段的铁改变了以前的计算结果，并提高了适合观察到的新星光谱。
1997-07-08 astro-ph
On the M_V(peak) Versus Orbital Period Relation for Dwarf Nova Outbursts
我们提出的吸积盘极限环模型的计算，试图解释的经验关系的矮新星爆发之间的峰值视觉绝对星等和轨道周期发现华纳。对于较长周期的系统，人们看到本质上更明亮的爆发。这是占在极限环模型的临界表面密度$Σ_{max}$，触发矮新星爆发的半径缩放。在不稳定性的储存阶段，吸积盘的质量必须小于某个最大值，这个值与半径成比例，因此与轨道周期成比例。当不稳定性被触发，积累的质量被重新分配到一个准稳态磁盘爆发，所产生的峰值光通量从磁盘是一个衡量的总质量，这是存储在静止。我们计算了外盘半径（或相当于轨道周期）范围内的光变曲线，发现我们的$M_V$峰值在观测到的关系$M_V$（峰值）$=5.64-0.259P_{orbital}$（h）（$2\la P_{orbital}$（h）$ \la 8$）的$<1$范围内。
1997-12-16 astro-ph
The OGLE-II event sc5_2859 : a Classical Nova outburst?
OGLE-II事件sc5_2859之前被确定为有史以来观察到的第三长的微透镜事件。EROS（Experience de Recherche d 'Objets Sombres）巡天的光度观测和候选恒星的光谱观测被用来检验微透镜假说。OGLE和EROS的组合数据提供了高质量的光变曲线。sc5_2859事件的颜色随时间变化。2003年拍摄的光谱显示出强烈的阿尔法发射线。补充资料表明OGLE-Ⅱ sc5_2859事件实际上是一个经典的新星爆发。
2006-01-19 astro-ph
The nature of premaximum halts of classical nova outbursts: V723 Cassiopeiae and V463 Scuti
我们提出了一个新的解释长极大前停止新星爆发。对于V723 Cas（Nova Cas 1995）和V463 Sct（Nova Sct 2000），我们使用稳态光学厚风模型再现了光变曲线，不包括亮度最大值，从长premaximum停止到爆发的后期衰减阶段。当白矮星（WD）的富氢包层质量足够大时，恒星膨胀到\sim 100 R_（\sun）以上，表面温度降低到7000 K以下。在这个超巨星拟态阶段，光球半径和温度的变化都很小，而包层质量却大幅增加。这些变化会导致视觉强度的饱和，在开始下降之前会持续很长时间。这种饱和被称为经典新星爆发的极大前停顿。饱和期间的视星等接近于测热星等，这是给定WD质量的上限。由于通过拟合新星光变曲线的衰减率，估算出V723 Cas的WD质量为0.59 M_ \sun，V463 Sct的WD质量为1.1 M_ \sun，因此我们可以确定极大前终止的绝对大小。这是一个精致的爱丁顿光度。因此，一颗新星的极大前停顿就像一个标准的蜡烛。
2004-08-01 astro-ph
The 1999 outburst of the eclipsing and recurrent nova U Scorpii
本文介绍了1999年食周期新星U Sco爆发的光谱和光度演化。光度演化与之前的事件非常吻合。最大发射谱线的FWZI= 10，000 km/sec在第23天下降到4，000 km/sec，谱线轮廓发生了连续和剧烈的变化。在亮度下降的过程中，没有星云线变得可见，电离度增加。在我们的光谱中，前两周后发射谱线分裂成三个分量，这是以前没有报道过的，也是相当令人困惑的。辐射光度被发现是一个微小的部分，经典新星的任何合理的距离，以U斯科。
1999-06-15 astro-ph
X-ray monitoring of optical novae in M31 from July 2004 to February 2005
根据ROSAT和早期XMM-牛顿和钱德拉的观测，光学新星最近被确定为M31中主要的超软X射线源。本文报道了在2004年7月至2005年2月期间，基于Chandra HRC-I和ACIS-I以及XMM-Newton对星系中心区域的观测资料，对M31中光学新星的X射线对应物进行的搜寻。我们系统地确定了X射线亮度或上限的所有已知的光学新星爆发之间的2003年11月的X射线报道结束的同行。此外，我们还测定了四颗爆发较早的新星的对应物的X射线亮度。为了与X射线数据进行比较，我们根据我们自己的新星搜索程序和文献中报道的所有新星创建了M31中光学新星的目录。我们收集了所有已知的属性，并按照CBAT方案命名新星。在X射线光学爆发后的一年内，我们探测到了34颗新星中的11颗。而对于11颗新星，我们检测到超软源阶段的结束，7颗新星仍然明亮超过1200，1600，1950，2650，3100，3370和3380天后爆发。一颗新星在爆发后50天被发现，另一颗在爆发后200天被发现。三颗新星意外地显示出在光学爆发后50天内开始的短X射线爆发，持续时间只有两到三个月。根据硬度比和/或X射线光谱，或者通过比较HRC-1计数率与ACIS-1计数率或上限，可以将几颗新星的X射线发射表征为超软。在超软X射线下探测到的光学新星的数量比以前估计的要高得多（>30%）。我们使用X射线光变曲线来估计白矮星和喷出物的燃烧质量。
2006-12-20 astro-ph
Chandra observations of the recurrent nova CI Aql after its April 2000 outburst
我们报告的两个钱德拉观测结果的经常性新星CI Aql在14和16个月后爆发于2000年4月，分别。在这两种情况下，X射线发射都很微弱，光谱或强度没有任何明显的变化。虽然发射非常柔和，但由于后期的H燃烧，它不够明亮。这意味着发光超软阶段甚至在最新计算预测的时间之前就结束了。X射线光谱的细节，以及观测到的X射线强度比爆发前（1992/1993年）更亮的事实表明，观测到的X射线发射要么是由于星周物质的电离，要么是由于风和/或周围介质的冲击。
2002-10-01 astro-ph
Outburst characteristics of the dwarf nova V452 Cassiopeiae
V452 Cas被认为有罕见的爆发，但2005年至2008年的监测表明，爆发间隔约为一个月，并且具有弱周期性。在同一时期对7次超级爆发的观测显示，超级爆发的重复周期为146 +/-16天。2007年9月超级爆发的时间序列测光显示，该爆发最高达到15.3等，振幅为3.2等。爆发持续了12天。早期的振幅为0.3等、周期为Psh = 0.08943（7）天的超级峰在爆发后让位于振幅逐渐减小、Psh = 0.08870（2）天的超级峰，对应于连续的周期变化Pdot/P = -9（2）x10-4 d-1。V452 Cas是典型的UGSU系统中爆发幅度最小、超爆发周期最短的系统之一。
2008-05-12 astro-ph
Is evidence for enhanced mass transfer during dwarf-nova outbursts well substantiated?
讨论了SU UMa型矮新星的爆发机制。提出了两个相互竞争的模型：一个是被称为热潮汐不稳定性模型（TTI模型）的纯盘不稳定性模型，另一个是增强质量传递模型（EMT模型）。观测证据增强质量转移从二级恒星爆发期间严格审查。它表明，大多数证据增强传质没有得到很好的证实。Patterson等人（2002年）最近声称已经发现了2001年WZ Sge爆发期间增强质量转移的证据。我们表明，他们的证据可能是由于他们观察到的光变曲线的误解。我们的理论分析还表明，在爆发期间的照射不应该影响传质速率。改进的TTI模型提出，可以解释为什么超级驼峰出现几天后，在一些SU UMa星的超级爆发最大。我们提出了我们自己的解释的整体发展的2001年爆发的WZ Sge的TTI模型的基础上，不需要假设一个未经证实的增强传质。
2003-02-07 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
Evidence for nonlinear diffusive shock acceleration of cosmic-rays in the 2006 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi
2006年蛇夫座RS爆发的红外和X射线光谱观测表明，冲击波减速的速度比标准测试粒子绝热冲击波模型预测的要高。在这里，我们表明，所观察到的演变的新星遗迹可以解释的扩散冲击波加速粒子的冲击波和随后逃逸的最高能量的离子从冲击区。非线性粒子加速也可以解释由红外和X射线数据推导出的激波速度的差异。被加速的电子和质子在爆发后几天内可以达到的最大能量被发现高达几TeV。利用Berezhko和Ellison提出的非线性扩散激波加速的半解析模型，我们证明了用RXTE/PCA和Swift/XRT测量的激波后气体温度意味着相对中等的加速效率。
2007-05-30 astro-ph
Enhanced mass transfer during dwarf nova outbursts by irradiation of the secondary?
矮新星问题中的一个遗留问题是，在爆发过程中，是否会由于次级恒星的辐射而发生增强的质量转移。在以前的论文（Osaki和Meyer 2003）中，我们提出了一个理论分析，表明质量流出率没有明显的增强。这一结论受到Smak（2004年）的质疑，他声称我们分析中使用的方程是不正确的，在轨道周期短的系统中可能会发生实质性的增强。在这封信中，我们研究了这种不同结论的起源。我们表明，Smak的解决方案是不可接受的，从连续性连续性方程的立场，我们的分析是一个适当的对待这个问题。
2004-10-25 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
Luminosities of [O III] and Hydrogen Balmer lines in nova shells years and decades after outburst
在新星爆发后的一个世纪里，新星壳层的光度的演变被研究为H-α，H-β和[O III]线。从文献、未发表的观测、HST档案或新的窄带滤波器成像中收集了96个物体的约1200个通量测量值。对于大多数天体，距离和红化是已知的（或新确定的），光度是从观测到的通量计算出来的。根据新星光变曲线类型（非常快、快速、中等快、缓慢、经常性），光度数据被分为五组;为了使光度数据更好地适应总趋势，一些物体被重新分配到其他组。对于非常快，快速和中等速度的新星，[O III]下降的斜率是非常相似的，导致一个基本的“开关”的[O III]排放后11，23和24年，分别。对于相同的速度等级，巴尔末光度的斜率是非常相似的。与所有类型的快新星相比，慢新星的巴耳末光度下降得更快。然而，[O III]的斜率更平缓;慢新星在100年后仍然显示[O III]排放。因此，慢新星的壳层在一个世纪后仍然是热的;同样的情况也适用于非常快的新星GK Per和复发新星T Pyx的壳层，它们与星周物质相互作用。在复发新星中，[O III]通常不明显或不存在。在有巨大伴星的天体中，爆发后的巴耳末光度下降非常缓慢，这可能是喷出物和巨风物质的线混合效应。另一方面，有矮伴星的天体，其巴耳末光度会迅速下降。
2001-12-24 astro-ph
V344 Lyr: an unusual large-amplitude SU UMa-type dwarf nova with a short supercycle
我们研究了大振幅SU UMa型矮新星V344 Lyr。结合我们的观察和报告VSNET产生了广泛的覆盖面之间的爆发1994年7月和2001年6月。对这些数据的分析表明，平均超循环长度为109.6天。这个值是已知的SU UMa型矮新星中最小的（除了不寻常的ER UMa型矮新星）。发现V344 Lyr的爆发振幅（~5.5等）远大于具有类似超周期长度的SU UMa型矮新星的爆发振幅（3.5 ± 0.3等）。V344 Lyr的这种振幅偏差很难用倾斜效应来解释。V344 Lyr的极端爆发参数需要额外的机制来有效地降低静态光度或增加爆发频率。
2001-10-14 astro-ph
Prediction of supersoft X-ray phase, helium enrichment, and turn-off time in recurrent nova CI Aquilae 2000 outburst
周期新星CI天鹰座在光学极大值后300天仍然明亮，显示出周期新星中演化最慢的。我们预测CI Aql 2000爆发的关闭时间将在2001年8月，在一个超软X射线源（SSS）阶段持续250天之后。我们还预测了喷出物的氦富集，He/H = 0.25的数量。迫切需要观察确认。基于热核逃逸模型的光学厚风质量损失理论，我们还通过将我们的理论光变曲线与1917年和2000年爆发拟合，估计WD质量为1.2 +- 0.05 Msun。WD上富氢包层的质量在光学极大值时估计为6 x 10^{-6} Msun，表明在1917年至2000年爆发之间的静止阶段，平均质量吸积速率为0.7 x 10^{-7} Msun/年。使用这些获得的值，我们一直再现光曲线在平静以及两个爆发阶段。因此，我们预测2000年爆发的关闭时间为2001年8月。我们强烈建议在2001年8月之前进行软X射线观测以探测SSS，因为大规模风阶段已经在2000年12月结束，随后的SSS阶段很可能持续到2001年8月。
2001-04-28 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 outburst radial velocity curve of X-Ray Nova Scorpii 1994 (=GRO J1655--40)
本文对1994年天蝎座X射线新星爆发径向速度数据进行了再分析。使用一个模型的基础上X射线加热的二级恒星，我们建议一个更现实的处理径向速度数据。在（K_2，q）平面上得到的解，与已公布的双星质量比和倾角值相结合，将黑洞的质量限制在4.1<M_1<6.6 Msun的范围内（90%置信度），这大大低于Orosz和Bailyn（1997）得到的值。这个黑洞质量的降低的下限和系统的高空间速度与它是由中子星的超新星后坍缩形成的想法一致。
1998-11-30 astro-ph
Nuclear uncertainties in the NeNa-MgAl cycles and production of 22Na and 26Al during nova outbursts
经典新星将大量的核处理物质喷射到星际介质中。在这种爆炸过程中合成的同位素中，有两种放射性原子核值得特别关注：Na 22和Al 26。在本文中，我们调查的核路径，导致22钠和26铝生产过程中新星爆发通过一个隐式的，流体动力学代码，遵循的过程中的热核失控的吸积开始到喷射阶段。新的进化序列的ONe新星已经计算，使用更新的核反应速率相关的22 Na和26 Al生产。特别注意的是集中在NeNa和MgAl周期内的核不确定性，在这种放射性物质的合成所发挥的作用。从一系列的流体动力学模型，假设上限，推荐或较低的估计的反应速率，我们得出的限制生产的22 Na和26 Al。我们概述了一个列表的核反应，值得新的实验研究，以减少广泛的分散所引入的核不确定性的22钠和26铝产量。
1999-02-25 astro-ph
Observation of a Black-Hole X-ray Nova in Outburst with INTEGRAL
我们模拟观察一个明亮的新星Musca一样的X射线新星爆发与INTEGRAL，下一个欧空局的伽马射线空间天文台。我们将展示INTEGRAL仪器的性能如何允许对X射线新星进行深入研究，并将评估INTEGRAL将在这类瞬态伽马射线源上提供的科学输出，现在认为这类源包含低质量二元系统中的黑洞。1991年SIGMA望远镜观测到的苍蝇座新星（Nova Musca）的X射线能量在511 keV附近的高能变化特征，将被INTEGRAL在非常高的显著性水平上探测到。积分数据将允许设置重要的约束模型，并允许区分电子-正电子或核去激发线的起源。INTEGRAL仪器在一个非常大的能带上探测到的特征光谱和时间特征也将为理解这些黑洞双星中的吸积物理学提供线索，特别是区分辐射的热和非热起源，并评估大块运动康普顿化的作用。
2001-02-21 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
A Thousand and One Nova Outbursts
在过去的二十年里，已经计算了多颗超新星的演化模型，但数量受到数值限制。在这里，我们提出了一个长期的演变代码，使一个连续的计算，通过无限数量的新星周期无限的演变时间，甚至高达（或超过）哈勃时间。从两组三个独立的新星参数开始--白矮星质量、其等温核心的温度和向其传递的质量速率--我们已经跟踪了两个模型的演化，初始质量为1和0.65太阳质量，吸积速率为1.5。（每次计算中保持不变）1 e-11和1 e-9太阳质量/年，以及相对较高的初始温度（因为它们可能在爆发阶段开始时），分别通过超过1000和超过3000个周期。结果表明，虽然在短期内连续爆发几乎相同，但在长期尺度上的特征发生了变化。这主要是由于核心温度的变化，在一段时间内，核心温度的下降与冷却的白矮星非常相似，但之后的速度较慢。随着白矮星的质量不断减少，由于两个模型失去的质量比它们的吸积更多，中心压力相应地减少。大质量白矮星上的爆发逐渐从快速变化到中等速度，其他特征（速度，丰度比，同位素比）也发生了变化。非常缓慢地，达到一个稳定状态，在那里所有的特征，无论是在静止还是在爆发，几乎保持不变。对于质量较小的高速吸积的白矮星，爆发在整个演化过程中是相似的。
2006-11-05 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
Simultaneous photometry and echelle-spectroscopy of the dwarf nova BZ Ursae Majoris during the 2005 January Outburst
我们同时报告光度和阶梯光谱观测的矮新星BZ UMa在此期间，我们很幸运地赶上了系统爆发的开始，我们详细跟踪的发展，从静止到早期下降。爆发有一个前兆，持续时间很短（约5天），具有高度不对称的光变曲线。在上升过程中，我们观察到一个“跳跃”，在半小时的时间里，亮度几乎翻了一番。功率谱分析显示，周期约为42分钟的明确振荡。使用多普勒层析成像，我们发现，不寻常的发射分布检测到的平静举行的爆发。在最大值之后，一个新的发射源出现了，来自当时最亮的第二颗恒星的内半球。我们分析了这一爆发的“由内而外”和“由外而内”的类型，以确定这些类型发生在BZ UMa。
2006-03-13 astro-ph
An asymmetric shock wave in the 2006 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi
新星爆发发生在由一颗白矮星和一颗低质量的类太阳恒星组成的双星系统中，或者像周期性新星蛇夫座RS那样，是一颗红巨星。虽然已知这些爆发的原因是从伴星转移到白矮星表面的物质的热核爆炸，但之前（1985年）蛇夫座RS爆发的模型未能充分拟合X射线演化，并且对单历元高分辨率无线电图像存在争议，这表明残留物是双极而不是模拟的球形。在这里，我们报告的RS蛇夫座的空间分辨结构的检测从两个星期后，2006年2月12日爆发。我们跟踪了一个膨胀的冲击波，当它扫过红巨星风时，产生了一个类似于II型超新星的遗迹，但演变了几个月而不是几千年。与超新星遗迹一样，射电辐射是非热辐射（同步辐射），但不对称性和多重辐射成分清楚地表明，与1985年爆炸模型中的球形对称假设相反，喷射是类似喷流的，由中央双星准直，其在天空中的方向可以从这些观测中确定。
2006-06-09 astro-ph
Mass transfer variation in the outburst model of dwarf novae and soft X-ray transients
我们讨论了两种机制，可能会导致在矮新星和软X射线瞬变爆发过程中的质量传递速率的增强：热的外盘边缘本身可以加热L1点和散射辐射光学薄流出的物质也可以加热L1显着。我们定量地确定了由额外加热引起的传质速率的增加。在爆发过程中，盘边缘加热了次级的上层，其通量与恒星的内禀通量相当。这可能对传质速率没有大的影响。在软X射线瞬变中，圆盘的吸积介质（日冕+风）可以将一定比例的吸积光度反向散射到L1。由于软X射线瞬态达到高亮度，即使是低效率的这种效果可能会产生显着的加热L1，而我们表明，在矮新星这种影响是可以忽略不计的。最初，入射的辐射不会穿透次级光球层以下。取决于加热效率，其必须被确定，传质速率可以显著增加（~x100）。
2008-07-30 astro-ph
NSV 10934: an Unusual ROSAT-Selected Dwarf Nova: An Analogous Object to HT Cam?
NSV 10934是一颗大振幅的疑似变星，分类未知。我们注意到，该物体被识别为明亮的ROSAT X射线源（1 RXS J184050.3-834305）。VSNET小组对该天体的系统监测显示，在2001年至2002年期间发生了四次爆发，证实了NSV 10934的矮新星性质。爆发的特点是迅速衰落（1.5 mag内0.90 d）的爆发结束。结合强烈和相对较硬的X射线探测，这种爆发行为表明该物体可能与最近发现的中间极地HT Cam（astro-ph/0206184）有关。
2002-07-29 astro-ph
Photometric Observations of an SU UMa-type Dwarf Nova VW Coronae Borealis during Outbursts
本文报道了在2001年和2003年两次超爆发和2003年一次正常爆发期间对SU UMa型矮新星VW CrB的测光观测。在2003年的超级爆发中观测到了周期为0.07287（1）d的超级峰。超峰期的变化率为正值。在正常的爆发期间，有一些调制的暗示，幅度高达0.2等。正常爆发和超级爆发的重现周期分别为> ~50 d，270-500 d，距离690（+230，-170）pc。这些复发周期是具有这种超级驼峰周期的SU UMa型矮新星的通常值。VW CrB的超峰周期在具有正导数的SU UMa星中是最长的。然而，我们的观察的覆盖范围是不够的，并且VW CrB的Psh变化率的变化仍然是未知的。在平台期结束时，观察到一个超峰再生长和一个增亮。测量增亮和超峰再生长开始时间的偏差（在大众CrB中>2天）将是揭示这些现象的机制的关键。
2003-12-31 astro-ph
The Nature of V359 Centauri Revealed: New Long-Period SU UMa-Type Dwarf Nova
我们在1999年至2002年期间探测到了V359 Cen（可能是1939年发现的新星）的四次爆发。对1999年和2002年两次爆发的时间分辨CCD测光结果表明，V359 Cen实际上是一颗长周期SU UMa型矮新星，其平均超峰周期为0.08092（1）d。我们确定其超循环长度为307-397 d。这个超级驼峰时期的可靠鉴定排除了之前假设的可能性，即V359 Cen可能与WZ Sge型系统有关，该系统具有长期持续的晚期超级驼峰。然而，V359 Cen的突出特征是相当不寻常的，因为它的正常突出发生率很低。
2002-09-01 astro-ph
SDSS J102146.44+234926.3: New WZ Sge-type dwarf nova
报道了2006年矮新星SDSS J102146.44+234926.3（SDSS J1021）爆发期间的CCD测光和分光。对来自MAO、SAI和CrAO板档案的照相板（覆盖SDSS J1021的位置）进行了检查，以确定是否存在以前的爆发。同时给出了SDSS J1021附近52颗V星等在11.21-17.23m范围内可作为比较星的BVRcIc光度刻度。SDSS J1021爆发的大振幅为7米，具有低于“周期间隙”的周期的超级驼峰，在超级爆发的下降阶段重新变亮，爆发的罕见性和获得的光谱允许将该物体归类为WZ Sge型矮新星。
2007-04-11 astro-ph
