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
A Universal Decline Law of Classical Novae. III. GQ Mus 1983
我们提出了一个统一的模型，红外（IR），光学，紫外（UV），和X射线光变曲线的1983年爆发的GQ苍蝇（新苍蝇1983年），并估计其白矮星（WD）的质量。基于新星爆发的光学厚风模型，我们模拟了自由-自由辐射的光学和红外光变曲线，以及黑体辐射的UV 1455 λ和超软X射线光变曲线。同时再现IR、光学、UV 1455 λ和超软X射线观测结果的最佳拟合模型是0.7 \pm 0.05 M_ \sun WD，假设包层的化学组成为X=0.35-0.55，X_{CNO} =0.2-0.35，Z = 0.02（按质量计）。由风引起的质量损失估计为Δ M_{wind} \sim 2 \times 10^{-5} M_ \sun。我们提供了一个新的测定红化，E（B-V）= 0.55 \pm 0.05，距离，\sim 5 kpc。最后，我们讨论了发生在JD 2，445，499（爆发后151天）的强紫外闪光。
2008-06-26 astro-ph
Prediction of Supersoft X-ray Phase during the 2006 Outburst of RS Ophiuchi
蛇夫座RS是一颗被观察到的复发新星，也是Ia型超新星的候选祖先。2006年2月12日发现了第六次有记录的爆发。超软X射线相的探测将提供一个坚定的确认氢壳燃烧的白矮星和它的开启/关闭日期强烈约束的质量范围的白矮星，澄清是否RS Oph成为Ia型超新星。为了及时探测其超软X射线位相，我们基于光学厚风理论计算了RS Oph的爆发演化，并预测了2006年爆发的超软X射线位相：它最可能开始于光学极大值之后的第80-90天，持续到第110-120天。它的持续时间很短，只有一个月左右。我们强烈建议在2006年4月、5月和6月期间进行多次观测，以检测超软X射线相的开启和关闭时间。
2006-03-22 astro-ph
X-ray Point Sources in the Sombrero Galaxy: Supersoft sources, the globular cluster/LMXB connection, and an overview
我们报告人口的点源发现在18.5千秒钱德拉ACIS-S观测的草帽星系。我们提出的光度函数，光谱的6个最明亮的来源，考虑与球状星团（GC）和行星状星云（PNE）的相关性，并研究星系的人口SSS。我们探测到122个源，其中22个被确定为发光超软X射线源（SSS）。在1.5 kpc的原子核内有一个过密的SSS，它本身就是最亮的X射线源。在盘和晕中也发现了SSS，在一个球状星团（GC）中有1个SSS。松布雷罗晕中的几个来源是SSS模型的好候选者，其中吸积物是核燃烧的白矮星。总共有32个X射线源与GC相关。大多数光度> 1 e38 erg/s的光源都在GC中。M104是一个Sa星系，其结果与椭圆星系和晚型螺旋星系M31的结果相似。我们发现，那些光学明亮的GC与X射线源的房子只有最亮的X射线源。我们发现，与其他星系一样，年轻的（富含金属的）GC和X射线源之间似乎存在正相关，但最亮的X射线源同样可能出现在贫金属的GC中。我们提出了一个模型，它可以解释的趋势，从草帽和其他星系的数据集。热-时间尺度的质量转移可以发生在一些较年轻的星系团中，其中的关闭质量略大于$0.8 M_\odot$ ;多重性可能在一些质量最大的星系团中发挥作用;来自巨星的吸积可能是一些较老的，质量较小的和中心集中度较低的星系团的主导机制。
2003-06-22 astro-ph
A Close Look at the Population of Supersoft and Quasi-Soft X-Ray Sources Observed in M31 with XMM-Newton
本文利用XMM-Newton获得的M31最深X射线像，导出了最软X射线源总体的光谱和统计特性。超软X射线源（SSS）的分类标准基于相同的硬度比定义为最近的钱德拉观测，四分之一的选择SSS原来是超新星遗迹（SNR）。另外四分之一的SSS在空间上与最近的经典新星一致（但它们不到过去25年中观察到的新星数量的10%）。在15个非SNR SSS中，只有3个显示出明显的时间变异性，在几个月内X射线通量变化超过一个数量级。其中两个源在几分钟的时间尺度上显示出额外的、较小的振幅变异性。在M31的近爱丁顿光度下，它们的宽带光谱和新星的宽带光谱近似符合黑体或白矮星大气模型。两颗SSS在部分时间内似乎达到非常大的光度，可能是超爱丁顿光度，并可能在风中喷射物质，直到几个月后光度再次下降。其中一个天体与在本星系群外观测到的超亮X射线源有一些共同的特征。大多数准软源（QSS）被重复检测。讨论了大部分QSS可能是M31中的SNR或前景中子星的可能性。两个X射线源同时具有软硬成分，分别位于一颗复发新星和另一颗暂时被归类为共生新星的天体的位置。这两个源可能是黑洞瞬变。
2006-02-01 astro-ph
Cluster AgeS Experiment (CASE): Dwarf Novae and a Probable Microlensing Event in the Globular Cluster M22
本文报道了在球状星团M22中发现的一个新的激变变星（记作CV 2）和一个可能的微透镜事件。CV 2观察到两次爆发。其中一次光变曲线出现P_sh= 0.08875d的超峰。CV 2具有由XMM-牛顿检测到的X射线对应物。一个非常可能的微透镜事件在半径为2.3弧分从集群中心被检测到。其振幅为Δ V=0.75等，特征时间为15.9天。基于模型的考虑，我们表明，最有可能的配置有源在银河系的隆起与透镜在集群。在已知的矮新星CV1中观测到了两次爆发。
2005-09-27 astro-ph
The very short supersoft X-ray state of the classical nova M31N 2007-11a
经典新星（CNe）的短超软X射线源（SSS）状态（持续时间< 100天）表明大质量白矮星是Ia型超新星的候选祖先。我们在M31的隆起部分进行了CNe的专用光学和X射线监测计划。我们发现了M31 N 2007- 11 a，并测定了它的光学和X射线光变曲线。我们使用机器人超级LOTIS望远镜获得光学数据和XMM牛顿和钱德拉观测发现一个X射线对应的新星。新星M31 N 2007- 11 a是一个非常快的CN，在爆发后6-16天出现一个非常短的SSS状态，在爆发后45-58天关闭。M31 N 2007- 11 a的光学和X射线光变曲线表明它是一颗质量大于一个太阳质量的白矮星。
2009-04-28 astro-ph
M31N-2007-06b: A Nova in the M31 Globular Cluster Bol 111
我们报告了新星M31 N-2007- 06 b的光谱观测结果，发现它与M31球状星团Bol 111在空间上一致。在过去的一个世纪里，在M31中发现了700多颗新星，这是第一颗与银河系的球状星团有关的新星。在发现后的第3、6和36天共获得了三个光谱。数据显示宽（FWHM ~3000 km/s）的巴耳末，NII和NIII发射线，并表明新星属于He/N光谱类。氦/氮类新星相对较少，约占M31中有光谱测量的新星的15%，约占银河系中有光谱数据的新星的20-25%。讨论了发生在球状星团中的新星，特别是He/N新星的意义。
2007-11-02 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
Cluster AgeS Experiment (CASE): Deficiency of observed dwarf novae in globular clusters
本文介绍了在球状星团中寻找矮新星的结果。它是基于现有的最大同质样本的观察，在时间跨度，观察的数量和集群的数量。它包括16个银河系GC，并产生了两个新的确定DNe：M55-CV1和M22-CV 2。所有以前已知的系统位于我们的领域也被恢复。我们观测了M4，M5，M10，M12，M22，M30，M55，NGC 288，NGC 362，NGC 2808，NGC 3201，NGC 4372，NGC 6362，NGC 6752，omega Cen（NGC 5139）和47 Tuc（NGC 104）。Kaluzny等人（2005）和Pietrukowicz等人（2005）已经分别报道了两种DNe的发现，即M55-CV1和M22-CV 2。在剩下的14个GC中，我们没有发现某些新的DNe。我们的结果使银河系球状星团中已知的DNe总数增加到12个，分布在7个星团中。我们的调查恢复了位于我们领域的所有三个已知的爆发灾难性变量（CV），即M5-V101，M22-CV1和M30前景中的V4。为了评估调查的效率，我们分析了插入人造恒星的图像，模拟了原型矮新星SS Cyg和U Gem的爆发。根据不同的条件，我们恢复了16%到100%的人造恒星。效率似乎主要受占空比/时间采样的影响，而受距离/幅度的影响要小得多。除了M30、NGC 362和NGC 6752（以及NGC 2808的致密核）的饱和小坍缩核外，我们…
2008-04-07 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
Revised analysis of the supersoft X-ray phase, helium enrichment, and turn-off time in the 2000 outburst of recurrent nova CI Aquilae
在2001年5月之前，天鹰座CI新星已经进入了最后的衰退阶段，大约在光学极大值之后的300天，显示出在周期性新星中演化最慢的。根据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爆发的关闭时间。2000年11月至2001年3月，在一次持续150天的发光超软X射线源阶段之后，于2001年3月下旬完成。用1917年和2000年的爆发拟合理论光变曲线，得到白矮星的质量为M_{WD} = 1.2 \pm 0.05 M_（\sun），包层的氦丰度为He/H = 0.5，在光学最大值时WD上富氢包层的质量为Δ M_{max} = 8.0 × 10^{-6} M_ \sun，在1917 - 2000年爆发之间的平静期，平均质量吸积速率为\dot M_{acc} = 1.0 × 10^{-7} M_ \sun /yr。利用这些得到的值，我们一致地再现了平静期以及两次爆发的光变曲线。我们还讨论了CI Aql在未来是否会爆炸为Ia型超新星的可能性。
2002-10-28 astro-ph
Cataclysmic and Close Binaries in Star Clusters. V. Erupting Dwarf Novae, Faint Blue Stars, X-ray sources, and the Classical Nova in the Core of M80
长期以来，人们一直预测在球状星团中存在大量激变变星（CV），但在球状星团中已知的绝对确定的星团CV数量仍然少于10个。HST和钱德拉观测者最近在几个人口稠密的球状星团中发现了几十个灾变变星候选者。这些候选人的确认和表征是极其困难的，因此确定明确的简历仍然很重要。我们已经搜索了致密球状星团M80的所有档案HST图像，以寻找爆发的矮新星（DN），并检查十年前首次发现的两个非常蓝色的物体的爆发行为。在8个搜索纪元中发现了两个新的爆发矮新星，使M80成为爆发DN的记录保持者。M80中静止的经典新星在几分钟到几年的时间尺度上变化不超过十分之几个星等，而一个类似的暗淡的蓝色物体也有类似的变化。模拟和完全性检验表明，M80中最多有3个类SS Cyg的爆发型DN和9个类U Gem的DN。要么这个非常密集的星团包含的CV比理论预测的少一个数量级，要么大多数M80 CV都非常微弱和/或像WZ Sge一样很少喷发。我们已经探测到了一个由54个天体组成的序列，它们与主序星平行，并且在主序星的蓝色方向上有十分之几个星等，这些蓝色天体比主序星更加集中，但不像蓝色离散星那样集中。我们认为这些天体是白矮星-红矮星双星，有些是M80的暗CV星群。
2005-08-18 astro-ph
Recurrent Nova IM Normae
我们探测到了1920年新星IM Nor的第二次历史爆发。精确的天体测量的爆发对象揭示了真正的静态对应具有R=17.0等和B=18.0等的幅度。我们表明，静态对应显示出显着的变化。从光变曲线和光谱特征的比较，我们提出，IM也不和CI Aql包括一类新的经常性新星轴承的一些特征类似于经典新星。我们解释说，显着的静态变化可以是高轨道倾角的结果，这也可能是负责低静态亮度，或高/低状态的存在。如果第二种可能性被未来的观测所证实，则IM Nor将成为第一颗在静止状态下显示状态变化的复发新星。这种状态的变化可能会提供复发新星和超软X射线源之间的缺失环节。
2002-04-20 astro-ph
First optical identification of a suprsoft X-ray source in M31
我们提出了第一个光学对应物与一个发光的超软X射线源在M31，RX J0044.0+4118，观察ROSAT在1991年7月。PSPC的位置与1990年9月爆发的一颗候选新星的角距离为1.6”。这很有趣，因为经典新星在超软X射线源中的入射是一个悬而未决的问题。1990年9月，在R~17.7处测得了这颗光学对应物，70天后再次观测时，它已经褪色到R>19.2。光变曲线的监测过于稀疏，无法对新星的速度类别得出明确的结论。在ROSAT空间误差框中没有发现V<23.5的其他可变物体。我们评估的概率，一个经典的或复发的新星是在爆发的ROSAT误差箱在几年前的观察是非常小的，所以建议的识别是有意义的。我们还发现了相关的超软X射线源在爆发后第三年关闭的证据。
2002-05-08 astro-ph
Discovery of thirteen novae candidates in M87
利用哈勃空间望远镜（HST）上的空间望远镜成像光谱仪（STIS）对巨椭圆星系M87中的近紫外（NUV）瞬变源进行了13次正性鉴别。我们给出了一个有代表性的样品，我们得到这些瞬态的光变曲线，并根据他们的特点，我们确定他们作为经典新星候选人。我们得到了M87新星速率的一个硬下限，即每年64颗新星。我们的研究结果表明，对星系核的新星事件的频率增强。与喷流活动或现今球状星团的位置都没有发现相关性。
2006-11-27 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
The Luminous Erupting Dwarf Nova CV1 in the Dense Globular Cluster M15
尽管几十年前就预测在球状星团的核心存在几十个灾难性的变量，但无可辩驳的，爆发的候选者的数量仍然很少。使用多波长，多历元的HST图像，我们产生了爆发和宁静的光变曲线，最近发现的大振幅变量CV 1的核心后核心坍缩球状星团M15。光变曲线和蓝色显示该天体是一颗真正的矮新星，在最大亮度下的绝对星等可与已知最明亮的矮新星相媲美。
2004-08-27 astro-ph
A New Evolutionary Channel for Type Ia Supernovae
我们表明，长周期矮新星提供了一个有前途的路线，使Ia型超新星。对于典型的矮新星占空比d ~ 0.1 - 0.01，质量主要在矮新星爆发期间被白矮星吸积，其速率允许大部分吸积物质的稳定核燃烧。以这种方式，质量增益高达~ 0.4 Msun是可能的。虽然这些都太小，不允许0.7 Msun WD达到Masekhar的质量，他们是足够的，如果WD增长到约1 Msun在以前的插曲的热时间尺度的质量转移，即对于那些长周期矮新星下降超软双星。这张照片的另一个优点是，超新星总是发生在一个二次/一次质量比很小的双星中，二次只有很少的氢。这两个特征都大大降低了超新星喷出物被氢污染的可能性。
2003-03-21 astro-ph
An Erupting Classical Nova in a Globular Cluster of M87
在M80的一个球状星团内只探测到过一次典型的新星喷发--公元1860年的新星（T Sco）。在对M87的巡天中，我们探测到一颗喷发的恒星与那个巨大椭圆星系的一个球状星团重合（误差在0.08像素以内）。我们能够在M87的前景或背景中贴现变量。爆发恒星的光变曲线和颜色与M87距离处的新星相匹配。一颗M87场新星偶然叠加在球状星团上的可能性很小，但也不能完全排除。我们的探测暗示了一颗球状星团新星的频率为$f \sim .004$新星/星团/年，比以前的观测结果要高得多。
2004-01-21 astro-ph
Transients Among Binaries with Evolved Low-Mass Companions
我们发现，稳定的磁盘吸积应该是非常罕见的低质量的X射线双星和激变的变量，其演变是由第一个巨大的分支上的二级恒星的核膨胀驱动。稳定的吸积仅限于中子星系统，那里的次级恒星仍然相对较大，以及一些超软的白矮星吸积体。所有其他系统，包括所有黑洞系统，都表现为软X射线瞬变或矮新星。所有的长周期中子星系统在大部分包层质量转移之前就变成瞬变的，并保持瞬变直到包层耗尽。这使得比较银盘中毫秒脉冲星与它们的LMXB祖先的数量变得复杂，也意味着脉冲星的自旋速率在瞬态而不是稳定的系统中是固定的，这与通常的假设相反。长周期持久源Sco X-2、LMC X-2、Cyg X-2和V395 Car如果包含中子星，则其最小伴星质量必须大于0.75 Msun，如果包含黑洞，则质量更大。中子星瞬变GRO J1744-2844中的伴星质量必须小于0.87 Msun。任何稳定源在长周期内的存在都支持这样的观点：（a）即使不是全部，也有许多LMXB中的吸积盘受到中心源的强烈辐照;（b）在长周期超软X射线源中，质量传递是热不稳定的。
1997-02-18 astro-ph
Erupting Cataclysmic Variable Stars in the Nearest Globular Cluster, NGC 6397: Intermediate Polars?
NGC 6397是距离我们最近的球状星团，因此也是寻找暗弱恒星星族如激变变星（CV）的理想地点。HST和钱德拉天文台的观测员已经在这个附近的星团中确定了9个确定和可能的CV，其中包括几个磁性CV候选者。我们将最近的紫外图像与NGC 6397的档案HST图像相结合，以寻找新的CV候选者，特别是寻找矮新星样的爆发事件。我们发现了两个著名的灾变系统CV 2和CV 3的显著的和有点意想不到的矮新星样爆发。这两个天体被认为是{ \it magnetic} CV，正如它们的氦发射线光谱所示。CV中的磁场通常被认为可以防止导致矮新星爆发的磁盘不稳定性。事实上，大多数磁场CV被观察到没有经历爆发。如果CV 2和CV 3都是罕见喷发的中间极，类似于EX Hya，那么我们对矮新星喷发的观察可以与这些物体的HeII发射线相一致。如果这是大多数球状星团CV的情况，那么我们可以调和钱德拉和HST所看到的许多X射线和紫外线明亮的CV候选者与星团核心中观察到的极少数爆发的矮新星。
2005-07-01 astro-ph
Classical Novae as a Probe of the Cataclysmic Variable Population
经典新星（CNe）是激变变星（CV）中质量转移到白矮星上的最明亮的表现。因此，他们是探针的质量传递速率，Mdot和WD质量，Mwd，在这些相互作用的二进制文件。我们的计算的CN点火质量的依赖性，Mign，Mdot和Mwd产生这些爆炸的复发时间。我们发现，所观察到的CNe轨道周期分布是一致的中断磁制动演化的情况下，在轨道周期Porb > 3小时的质量转移驱动的角动量损失通过风从伴星和Porb < 3小时的引力辐射。大约50%的CNe出现在Mdot ~= 10^{-9} Msun/yr、Porb = 3-4 hr的双星中，其余50%平均分布在比这更长（Mdot更高）和更短（Mdot更低）的Porb中。不同CV对氯化萘速率的相对贡献的分辨率告诉我们，每年产生一个氯化萘需要3（9）x10^5个WD质量为1.0（0.6）Msun的CV。利用在外部星系中测量的K波段CN比率，我们发现CV出生率为2（4）× 10 ^{-4}/年/10^{10}Lsun，K，非常类似于椭圆星系中光度特定的Ia型超新星比率。同样，我们预测在一个老的恒星星族中，每10^6个Lsun，K对应60-180个CV，与球状星团47 Tuc中X射线识别的CV数量相似，相对于磁场来说并不过剩。使用两个组件的CV演化的稳态模型，我们表明，这是磁性的CV（22%）的分数意味着出生率为8%，相对于非磁性CV，类似于强磁场WD的分数。（…
2005-03-24 astro-ph
Hot Populations in M87 Globular Clusters
我们在四个视场中获得了gE星系M87中球状星团的HST/STIS远紫外和近紫外测光结果。在m（FUV）= 25的极限下，我们总共探测到66个球状星团（GC），这与Kundu等人（1999）在HST深光学波段的研究是相同的。尽管在V-和I-波段的性质有很强的重叠，M87 GC的紫外/光学性质与银河系和M31中的星团不同。M87星系团，特别是贫金属的，产生更大的热HB人口比银河系类似物。集群质量可能不是这些区别的一个因素。在我们的样本中，最富金属的M87 GCs位于Z_sun附近，并且在估计的Mg_2线指数中与本地E星系样本重叠。尽管如此，星系团在给定的Mg_2下产生更多的紫外光，比任何（FUV-V）色的gE星系都要蓝1等。M87 GC似乎并不代表银河系型星系团和E星系之间的过渡。如果星系团比E星系要老得多，那么这种差别就是正确的。与银河系疏散星团的比较表明，热恒星位于极端的水平分支，而不是蓝离散星，并且EHB在年龄> 5 Gyr时变得很好。我们发现，我们的紫外检测43没有光学波段的同行。大多数似乎是透过M87看到的紫外线明亮的背景星系。在中心场的一个历元内探测到的11个NUV变星源很可能是经典新星。[摘要]
2005-10-13 astro-ph
Faint Cataclysmic Variables in Quiescence: Globular Cluster and Field Surveys
目前的演化模型表明，大多数激变变星（CV）的P_orb<2小时，是矮新星（DN）系统，大部分时间处于静止状态。对附近静止的DN的观测发现，紫外光谱主要由热的白矮星（WD）控制，这表明除了静止的圆盘和主序星伴星之外，它还提供了相当大一部分的可见光。因此，确定一个微弱的，静态CV在任何领域或球状星团（GC）从宽带颜色取决于我们的能力，预测WD的贡献在静止。我们正在进行WD的压缩加热的理论研究，延伸到非常低的时间平均吸积率，<Mdot>~10^{-11}M_sun/yr，这使我们能够自洽地找到WD的T_eff}。我们在这里证明，大部分的压缩加热发生在新鲜吸积信封和WD核心温度达到一个固定值的时间尺度小于典型的进化时间。由于核燃烧在这些温度下是不稳定<Mdot>的，为了找到T_eff关系，我们把WD核在整个经典新星极限环中的周期性加热和冷却结合<Mdot>起来。通过与DN场观测值的比较，证实<Mdot>了中断磁制动的-P_orb关系.我们还预测宽带颜色的一个静态CV作为一个函数<Mdot>和同伴的质量，并表明，这导致识别什么可能是许多CV在深HST图像的GC。
2001-12-12 astro-ph
Cataclysmic Variables and a Candidate Helium White Dwarf in the Globular Cluster NGC 6397
我们利用HST/FOS研究了附近球状星团NGC 6397核心的暗紫外星。我们确认了NGC 6397（CV 4）中存在第4个激变变星（CV），并利用Cool等（1998）的测光方法证明CV 1- 4都有暗淡的盘和可能较低的吸积率。结合CV 1的新紫外光谱和Grindlay等（1995）发表的光谱，我们提出了CV 1- 3可能是DQ Her系统的新证据，并指出CV 4可能是矮新星或另一个磁系统。另一种可能性是，CV可能是在新星爆发之间冬眠的老新星。我们还介绍了NGC 6397中一类新的紫外亮星的成员的第一个光谱。与CV不同的是，这些暗淡、炽热的恒星没有变化，因此被称为“非闪烁星”（NF）。与CV一样，它们的空间集中度强烈地集中在聚类中心。利用恒星大气模型，我们确定了该NF的log g = 6.25，T_eff = 17，500 K。使用这些线参数和NF的光度，我们表明，NF光谱是一致的氦WD具有~0.25太阳质量的质量和年龄之间的0.1和0.5 Gyr（取决于所使用的模型）。NF光谱似乎与预期的波长有明显的多普勒位移，这表明存在一个黑暗的大质量伴星，可能是碳氧WD。
1998-11-09 astro-ph
A deep XMM-Newton survey of M 31
大型本星系群螺旋星系M 31的深层均匀调查是X射线天文学的一个里程碑项目，因为它允许像我们这样的原型低恒星形成率星系的详细X射线清单。我们提出的第一个结果的深XMM牛顿调查，其中包括整个D 25椭圆。来自不同X射线能量带的信息组合在M 31的X射线彩色图像中。在最初的15次观测中，我们发现了大约1000个X射线源，整个调查将产生大约2000个X射线源。将使用硬度比、范围、高质量光谱和时间变异性对源进行分类。此外，这些来源将与光学、红外线和无线电波长的目录相关联。我们的目标是研究M 31 X射线双星和球状星团源、超软源、超新星遗迹和热星际介质，并将它们与前景恒星和背景天体分离。
2007-11-23 astro-ph
An X-ray source population study of the Andromeda galaxy M 31
XMM-牛顿EPIC观测揭示了明亮的本星系群螺旋星系M 31的X射线源的数量，M 31是一个低恒星形成率的星系，像银河系一样，亮度为0.2-4.5 keV，亮度为4.4E34 erg/s。借助X射线硬度比、光学和无线电信息，可以区分不同的源类别。调查在1.24平方度的区域内发现了856个放射源。M 31中的源包括44个超新星遗迹（SNR）和候选源，18个超软源（SSS），16个X射线双星（XRB）和候选源，以及37个球状星团源（GlC）和候选源，即GlC中最可能的低质量XRB。567个硬源可能是M31或背景活动星系核中的XRB或类克拉布超新星。根据X射线选择标准，22个源是M 31中新的SNR候选源。时间变化信息可以用来改善源分类。两个GlC源显示了来自银河系中子星低质量XRB的I型X射线爆发。XMM-Newton、Chandra和ROSAT探测到的许多M 31 SSS都可以用光学新星来识别。在M31中心观测中，可以同时测定多颗新星的软X射线光变曲线，这为新星研究开辟了一个新的领域。
2005-11-01 astro-ph
Resolving the Mystery of X-ray Faint Elliptical Galaxies: Chandra X-ray Observations of NGC 4697
钱德拉天文台对暗椭圆星系NGC 4697的X射线观测将大部分X射线辐射（61%在一个有效半径内）分解为约80个点源，其中大多数是低质量X射线双星（LMXB）。这些LMXB提供大部分硬发射和大部分软发射。在剩下的未解决的发射中，大约一半可能来自较暗的LMXB，而另一半（约占总发射的23%）来自星际气体。三个解析的源是超软源。在NGC 4697的外围区域，8个LMXB（约25%）与候选球状星团重合，这表明球状星团与正常的恒星星族相比，含有X射线双星的可能性很高。分辨出的LMXB的X射线亮度（0.3-10 keV）范围为~ 5e 37至~2.5e39尔格/秒。LMXB的光度函数在3.2e38尔格/秒处有一个“拐点”，这大约是1.4 M太阳中子星（NS）的爱丁顿光度;这个拐点可能是有用的距离指示器。最高光度源为~20 M太阳黑洞（BH）的爱丁顿光度.在这个椭圆星系中存在大量的NS和大质量BH恒星残骸，表明它（或它的祖先）曾经包含大量的大质量主序星。
2000-09-27 astro-ph
A New Evolutionary Path to Type Ia Supernovae: Helium-Rich Super-Soft X-Ray Source Channel
我们发现了一个新的演化路径Ia型超新星（SNe Ia）已被忽视在以前的工作。在这个假设中，一颗碳氧白矮星（C+O WD）不是起源于一颗拥有C+O核心的渐近巨星分支星，而是起源于一颗拥有$\sim 0.8-2.0 M_\odot$氦核心的红巨星。氦星是在第一次共同包层演化之后形成的，它演化为一个C+O WD $\sim 0.8-1.1 M_\odot$，并将一部分氦包层转移到次级主序星上。这条新的进化路径，加上质量吸积的白矮星产生的光学厚风，为超新星Ia提供了比以前更宽的通道。一部分的祖先系统被确定为发光的超软X射线源或像U Sco这样的复发新星，其特征是富氦物质的吸积。这颗白矮星以临界速率从一颗充满叶瓣、稍微进化的伴星上吸积富含氢、氦增强的物质，并将多余的物质随风吹散。这颗白矮星的质量增长到了克拉塞卡质量极限，并爆炸成为超新星Ia。理论估计表明，这个通道在我们银河系中的Ia型超新星的推断速率中占了相当大的一部分，即，这个速率比先前对有轻微进化伴星的白矮星的理论估计大约大10倍。
1999-02-21 astro-ph
Compressional Heating of Accreting White Dwarfs in CV's
近年来，人们在静止期观测到了几个矮新星（DN）系统，此时吸积速率较低，可以直接探测到WD光球。观察到WD在DN爆发后从高有效温度冷却到较低有效温度（T_eff），这被认为是WD内部深处的热状态的指示。Sion认为，这种静态亮度最可能的能量来源是WD内部的重力压缩，它使原本寒冷的WD恢复到更热的状态。我们正在进行WD的压缩加热的理论研究，延伸到非常低的时间平均吸积率，<Mdot>~10^{-11}M_sun/yr，适用于后转向CV（“TOADS”）。在这些温度下，核燃烧是不稳定<Mdot>的，因此我们在整个经典新星极限循环中，考虑了WD的周期性加热和冷却。除了自洽地找到作为循环期间的函数的T_eff的范围<Mdot>之外，我们还自洽地找到点火质量。将这些理论质量与观测到的喷射质量进行比较，将告诉我们CV中的WD质量是长期增加还是减少。我们关闭我们的结果进行比较，静态DN的积累的意见，并作出预测的颜色低<Mdot>CV的静止，适用于搜索微弱的CV在外地和银河系球状星团。
2001-12-12 astro-ph
Chandra observations of the recurrent nova IM Nor
在光学爆发后的1个月和6个月，钱德拉ACIS-S在X射线中观察到两次复发的新星IM Nor。它在第一次观测中没有被探测到，其X射线光度上限在0.2-10 keV范围内L（x）< 4.8 x 10^（30）x（d/1 kpc）^2 erg s^（-1）（其中d是到新星的距离）。5个月后，探测到了一个L（x）=（1.4-2.5）x 10^（32）x（d/1 kpc）^2 erg s^（-1）的硬X射线源。X射线光谱似乎是热的，但我们不能排除由于未解析的发射线而产生的其他成分。一个黑体成分很可能对观测到的光谱有贡献，但它的热光度L$_{ \rm bol} = 2.5 x 10^（33）x（d/1 kpc）^2 erg s^（-1），因此它的亮度不足以说明它是由中心的白矮星造成的，因为白矮星表面仍在燃烧氢。在爆发后5个月拍摄的光谱表明，喷出物没有内在的变红。因此，我们得出结论，壳层在超软X射线下已经变得光学薄，但核燃烧已经关闭，或者此时正在关闭。我们讨论了为什么这意味着经常性的新星，即使是罕见的长光学衰减，如IM也不是，表明一个大的信封质量，没有统计学意义的Ia型SN候选人。
2004-11-08 astro-ph
X-ray and optical observations of M55 and NGC 6366: evidence for primordial binaries
我们介绍钱德拉X射线天文台ACIS-S3 X射线成像观测和VLT/FORS 2和哈勃空间望远镜对两个低密度银河系球状星团NGC 6366和M55的光学观测。我们在M55的半质量半径范围内探测到16个亮度在Lx= 4 E30 erg/s以上的X射线源，其中8或9个可能是背景源，在NGC 6366的半质量半径范围内探测到5个，其中4个可能是背景源。在两个星系团中的几个X射线源的光学对应物被确定，从这些我们得出结论，M55中的3个X射线源和NGC 6366中的2或3个X射线源可能与星系团有关。结合这些结果与其他集群，我们找到了最适合的预测数量的X射线源在一个球状星团Nc=1.2伽玛+1.1 Mh，其中伽玛是碰撞数和Mh是（一半）的集群质量，都归一化为球状星团M4的值。一些暂时被归类为磁活动双星的源在X射线中比太阳附近这类双星的上限Lx~0.001Lbol更亮。与XMM和ROSAT观测结果的比较使我们得出结论，最明亮的X射线源在M55，矮新星，成为在光学爆发的X射线变暗，按照其他矮新星。NGC 6366中最亮的X射线源是一个被稍微偏移的扩展源包围的点源。在我们的光学观测中没有星系和H α发射，这与星系团和行星状星云的说法不符，我们认为来源可能是一颗古老的新星。
2008-07-02 astro-ph
Chandra X-ray Observations of the X-ray Faint Elliptical Galaxy NGC 4697
钱德拉ACIS S3对暗椭圆星系NGC 4697的X射线观测将大部分X射线发射（61%的计数来自一个有效半径内）分解为90个点源，其中约80个是与该星系相关的低质量X射线双星（LMXB）。LMXB的主导地位表明，X射线暗淡的早型星系已经失去了大部分的星际气体。另一方面，NGC 4697的X射线发射中有一小部分是由热气体引起的。NGC 4697中的X射线发射气体具有相当低的温度（kT = 0.29 keV）。来自气体的发射是非常延伸的，具有比可见光平坦得多的表面亮度轮廓，并且具有不规则的L形形态。分辨源和扩散发射的X射线光谱表明，在这个和其他带有{ \it ROSAT}的X射线微弱椭圆星系中发现的软X射线光谱成分是由于星际气体。累积的LMXB谱与kT = 8.1 keV的热韧致辐射很好地拟合，没有显著的软分量。NGC 4697中的三个源是超软源。在NGC 4697的外围区域，7个LMXB（约20%）与候选球状星团重合，这表明球状星团与正常的恒星星族相比，含有X射线双星的可能性很高。LMXB的光度函数在3.2 x 10^38尔格/秒处有一个“拐点”，这大约是1.4兆太阳中子星（NS）的爱丁顿光度。这个膝盖似乎是早期型星系的LMXB人口的一个特征，我们认为，它分离黑洞和NS双星。这种特征光度可以用作距离估计器。
2001-04-03 astro-ph
Two Confirmed Cataclysmic Variables in the Old Stellar Cluster NGC 6791
基于新的CCD光度学和光谱学，我们证实了在非常古老的疏散星团NGC 6791中存在两个激变变星（CV）。Rucinski，Kaluzny & Hilditch（1996）在1995年观测到其中一个变星B8，并发现它在1995年发生了一次大规模的爆发。我们用MMT获得的这颗恒星在爆发之外的光谱清楚地显示出矮新星特有的发射线。我们观察到第二颗恒星，被称为B7，经历了大的（$\sim3 mag$）下降，其亮度超过$\sim 10 days$。在高态下获得的B7的光谱类似于类新星CV的光谱。这颗星可能是CV的UX~UMa亚型的成员.变星B7和B8只代表疏散星团中已知的第二和第三颗激变变星。变星B7的观测特征使得它很难用目前在球状星团中观测变星的一些方法来识别。
1997-05-24 astro-ph
X-ray Point Sources in The Central Region of M31 as seen by Chandra
我们报告了M31中心区域的\chandra观测结果。通过结合1999年至2001年期间进行的8次\chandra ACIS-I观测，我们在M31的中央$\sim 17'\times17'$区域内确定了204个X射线源，检测限为$\sim 2\times10^{35}$ \lum。在这204个源中，22个是球状星团，2个是超新星遗迹，9个是行星状星云，9个是超软源。通过比较单个图像，大约50%的源在几个月的时间尺度上是可变的。我们还发现了13个瞬变，光变曲线显示出各种形状。我们还提取了20个最亮光源的能谱，它们可以很好地拟合一个单一的幂律，平均光子指数为1.8。12个源的光谱形状是可变的，这表明它们经历了状态变化。所有点源的光度函数都与以前的观测结果一致（在$1.7\times10^{37}$ \lum处光度突变的幂律突变）。然而，当把不同区域的X射线源分开考虑时，得到了不同的光度函数。这表明不同地区的恒星形成历史可能不同。
2002-05-28 astro-ph
XMM-Newton survey of M 31
在对明亮的本星系群螺旋星系M 31的XMM-牛顿档案观测的分析中，我们研究了亮度为4.4E34 erg/s的0.2-4.5 keV的X射线源（X射线双星，超新星遗迹）的数量。EPIC硬度比以及光学和无线电信息用于区分不同的源类别。该调查在1.24平方度的区域内探测到856个源。我们将我们的源与早期的M 31 X射线目录相关联，并使用来自光学，红外和无线电波长的信息。作为M 31源，我们检测到21个超新星遗迹（SNR）和23个SNR候选者，18个超软源（SSS）候选者，7个X射线双星（XRB）和9个XRB候选者，以及27个球状星团源（GlC）和10个GlC候选者，它们最有可能是GlC内的低质量XRB。与早期的X射线调查相比，揭示了XMM-牛顿没有检测到的瞬变，这增加了M 31 XRB的数量。有567个硬源，它们可能是M31中的XRB或类Crab SNRs，也可能是背景活动星系核。44个SNR和候选者的数量是X射线检测到的SNR的两倍多。22个源是基于X射线选择标准的M31中的新SNR候选者。另一个SNR候选者可能是在银河系和麦哲伦云之外探测到的第一个plerion。另一方面，6个源是前景星，90个前景候选星，一个是BL Lac型活动星系核（AGN），36个是AGN候选星，一个源与本星系群星系M 32重合，一个与背景星系团（GCl）重合，另一个是GCl候选星，所有源都不与M 31相连。
2004-12-14 astro-ph
