A new clue to the transition mechanism between optical high and low states of the supersoft X-ray source RX J0513.9-6951, implied from the recurrent nova CI Aquilae 2000 outburst model
我们发现了LMC超软X射线源RX J0513.9-6951的光学高/X射线截止态和光学低/X射线导通态之间跃迁机制的新线索。CI Aql 2000爆发通常会出现约1等的急剧下降。这些水滴自然地归因于白矮星上光学厚风的停止。对CI Aql的详细光变曲线分析表明，当风停止时，盘的大小急剧缩小。这导致光学光变曲线中的~1-2等下降。在RX J0513.9-6951中，相同的机制再现了从光学高到低状态的约1 mag的急剧下降。我们预测这种机制也适用于从低到高状态的转变。恒星风和伴星之间的相互作用减弱了质量传递，并驱动了低态和高态的完整循环。
2003-01-24 astro-ph
Evolution of binaries producing Type Ia supernovae, luminous supersoft X-ray sources, and recurrent novae
我们提出了两条Ia型超新星（SNe Ia）的演化路径，这两条路径被称为超软X射线源（SSS）通道和共生通道，这取决于超新星爆炸前的轨道分离。我们的处理方法的本质区别在于，当质量吸积的白矮星（WD）的质量吸积速率超过约1 x 10^{-6} Mo/yr的临界速率时，在双星演化中包含质量吸积的WD上的强光学厚风。一旦从WD吹来光学上厚的风，在某些情况下，双星可以避免形成共同的包络。这样一来，WD就能够成长为克拉塞卡质量，并爆炸为超新星Ia，在通往超新星Ia的道路上显示出SSS或周期性新星现象。因此，WD的吸积风过程可以为超新星Ia打开新的通道.我们模拟了LMC超软源RX J0513.9-6951作为吸积风阶段系统的一个例子。另外两个基本过程的进一步夹杂物，使通道更宽，这些都是情况BB质量转移SSS通道和强大的轨道收缩期间的超级风阶段的主要恒星在共生通道。因此，通过这两个通道估计的Ia超新星的出生率与我们银河系的观测结果一致。有趣的是，复发新星的U Sco和T CrB亚类可以自然地理解为这两个SSS和共生通道的进化阶段的一部分，以超新星Ia，分别。因此，我们有一个统一的图片的二进制演变为超新星Ia，发光SSS，和复发新星。
2001-10-11 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
V5116 Sgr, an Eclipsing Supersoft Post-Outburst Nova?
V5116 Sgr（Nova Sgr 2005 No. 2），发现于2005年7月4日，于2007年3月被XMM-牛顿观测到，在光学爆发后20个月。X射线光谱显示，这颗新星已经演化成一个纯粹的超软X射线源，在能量超过1 keV时没有明显的辐射。X射线光变曲线显示通量的突然减少和增加约8倍。这与Dobrotka等人（2007年）提出的2.97小时的轨道周期一致，尽管观测持续的时间比整个周期略长。我们估计到V5116 Sgr的距离为11+/-3 kpc。一个简单的黑体模型并不能正确地拟合EPIC光谱，其约化卡^[2]>4。相比之下，有一个富含氖的白矮星大气模型提供了很好的拟合，其nH=1.3（+/-0.1 e21 cm^-2），T=6.1（+/-0.1 e5 K），L=3.9（+/-0.8 e37（D/10 kpc）^2 erg/s（在高通量时期）。这与白矮星外壳中残留的氢燃烧是一致的。在低通量和高通量期间，白矮星大气温度是相同的，排除了X射线源随着通量起源的变化而发生内在变化的可能性。我们推测，X射线光变曲线可能是由一个大倾角系统中的非对称吸积盘部分覆盖造成的。
2008-01-25 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
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
The X-ray emission from Nova V382 Velorum: II. The super-soft component observed with BeppoSAX
新星Velorum 1999（V382 Vel）是在光学极大值之后6个月由BeppoSAX观测到的，并被探测为明亮的X射线超软源，在LECS中计数率为3.454+-0.002 cts/s。这是用这台仪器观测到的最柔软、最明亮的超软源。在0.1-0.7 keV范围内的通量在观察期间不是恒定的。它在不到1.5小时内下降了2倍，然后至少15分钟微弱，没有显着的光谱变化。观测到的光谱并不完全符合高温、氢燃烧的白矮星的大气模型。这主要是由于在0.1-0.2 keV范围内的超软过量，但如果叠加至少一个发射特征，则可以在较高能量下显著改善拟合。我们认为，一个"pseudocontinuum“被检测到，由超软X射线范围内的发射线叠加在热连续的白矮星大气。因此，精确测定白矮星在爆发后阶段的有效温度和重力是不可能的。
2002-05-08 astro-ph
X-ray Pulsations in the Supersoft X-ray Binary CAL 83
X射线数据表明，超软X射线双星CAL 83在某些历元上具有38.4分钟的脉动。这些X射线的变化与某些新星中发现的相似，很可能是由白矮星的非径向脉动引起的。这是在经典超软X射线双星中首次探测到脉动。
2005-09-28 astro-ph
XMM-Newton observations of Nova LMC 2000
我们报告的三个X射线观测的新星LMC 2000与XMM在17，51和294天后，分别最大。X射线光谱拟合显示吸收柱和X射线光度的一致减少。没有探测到超软X射线发射。抛射壳的质量被确定为（小于）7.5*E-5 msun。虽然数据稀少，但一个有趣的相关性变得明显：具有长持续时间的超软X射线相位的源比具有短或没有超软X射线相位的源具有更短的轨道周期。考虑到（i）为了点燃H燃烧必须吸积足够的物质，以及（ii）当剩余材料的质量（在壳体喷射和燃烧之后）下降到低于某个极限时，H燃烧停止，在该极限下，包层底部的温度对于壳体燃烧来说太低而不能补偿来自表面的能量损失，这可以理解。
2003-04-26 astro-ph
V382 Vel: a "shocking" supersoft x-ray source?
在光学极大值之后的15天和6个月，用BeppoSAX卫星对Nova Vel 1999（V382 Vel）进行了两次观测。在第一次观测中探测到硬X射线源，而第二次观测也探测到非常明亮的超软X射线源。BeppoSAX LECS在超软范围内观察到的连续性不能与矮星时热氢燃烧的大气模型相吻合。我们认为，我们观察到的主要是一个"伪连续“，即在超软X射线范围内非常强的发射线的混合。
2001-02-26 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
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
Envelope models for the supersoft X-ray emission of V1974 Cyg
本文用氢稳定燃烧的白矮星包层模型模拟了天鹅座V1974的软X射线辐射的演化。从ROSAT观测的结果与我们的包络模型的结果的比较表明，爆发后的新星的演化可以解释为稳定的H-燃烧的0.9 Msun的白矮星与50%的混合度之间的类太阳吸积物质和ONe的简并核心，或1.0 Msun的ONe的白矮星与25%的混合。
2005-02-04 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
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
Extragalactic symbiotic systems --- IV. The supersoft X-ray source SMC 3
我们提出了一个从共生新星SMC 3（=RX J0048.4-7332）的紫外和超软X射线发射的一致模型。根据目前共生恒星的图像，该模型由来自热恒星的辐射和由该恒星激发的发射星云组成。观测结果与理论模型进行了比较，在理论模型中，热星的发射是在流体静力学和沃尔夫-拉叶型非LTE模型大气的帮助下计算的。我们的分析清楚地表明，质量损失率为10^{-6} Msolar/yr。与观测到的紫外线和X射线通量相兼容的最低有效温度约为260000 K，这比用复杂的NLTE模型大气分析的任何其他恒星都要高。由于流体静力表面被恒星风所掩盖，因此无法确定温度的上限。然而，我们能够以合理的精度确定共生新星的总光度L_SMC 3 =10^{4.05 \pm 0.05} Lsun。该值远低于爱丁顿极限（约。50000~Lsun）。为了再现所观察到的能量分布，需要碳氦比大于2 × 10 - 4，从而导致吸收边在0.39 keV。
1996-04-15 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
Supersoft X-ray Light Curve of RS Oph -- The White Dwarf Mass is Now Increasing
蛇夫座RS是Ia型超新星的候选者之一，在2006年2月经历了第六次爆发。本文报道了首次获得的完整的超软X射线光变曲线。提供了X射线数据的数值表。超软X射线通量出现在光学峰值后约30天，并持续到约85天，此时光学通量显示出最终的下降。如此长时间的超软X射线阶段可以通过我们的模型自然地理解，在我们的模型中，在爆发期间，大量的氦层堆积在氢燃烧区下面，这表明白矮星的质量正在有效地增长。我们估计了RS Oph中的白矮星质量为1.35 \pm 0.01 M_ \sun，其平均增长率约为（0.5-1）\times 10^{-7} M_ \sun yr^{-1}。
2008-07-08 astro-ph
Supersoft X-ray Light Curve of RS Ophiuchi (2006)
作为Ia型超新星前身的候选者之一，蛇夫座RS在2006年2月经历了第六次有记录的爆发，并且第一次获得了超软X射线的完整光变曲线。它显示了超软X射线阶段比以前预期的更早出现和更长的持续时间。当大量的氦层在爆发期间堆积在氢燃烧区下方时，这些特征可以自然地理解，这表明白矮星（WD）正在有效地增长质量。我们估计RS Oph的WD质量为1.35 \pm 0.01 M_sun，WD质量的增长率约为1 \times 10^{-7} M_sun/年^{-1}。如果当前的吸积继续几到几倍于10^{5}年，白矮星将可能达到Ia型爆发的临界质量。
2007-03-08 astro-ph
RX J0537.7-7034: The shortest-period supersoft X-ray source
本文对瞬态超软X射线源RX J0537.7-7034进行了新的光度和光谱观测，发现其周期约为3.5小时。这使得RX J0537.7-7034成为轨道周期最短的超软X射线源。进一步导出了双星系统的倾角为45<i<70度，两个双星的质量为：M_accretor = 0.6+-0.2Msun，M_donor = 0.35+-0.02Msun。这意味着超软X射线源的标准方案，其中施主被认为比吸积的白矮星质量更大，以确保在热时标上的高质量传递速率（van den Heuvel et al 1992），不适用于这个系统。我们讨论了另一种解释，这个来源作为一个前新星，热核闪光已成为温和的和最吸积质量保留的白矮星（SMC 13型系统），或作为一个自我维持的风力驱动系统。
1999-12-14 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
The Short Period Supersoft Source in M31
我们表明，最近发现的短周期超软源M31可能是一个祖先的磁CV。白矮星的自转是不同步的，这是因为目前的高吸积率。然而，它的磁场强度是典型的AM武仙座系统，这是它最终将成为的。我们讨论了这个系统的CV进化的相关性，以及它与一些特殊的CV具有特殊的特点。
2001-11-16 astro-ph
A radio survey of supersoft, persistent and transient X-ray sources in the Magellanic Clouds
本文用澳大利亚望远镜紧凑阵在6.3和3.5厘米波段对大麦哲伦云和小麦哲伦云中的X射线源进行了射电观测。具体地说，我们已经观察到的领域的五个LMC和两个SMC超软X射线源，X射线双星LMC X-1，X-2，X-3和X-4，X射线瞬态新星SMC 1992年，和软γ射线中继SGR 0525-66。没有一个目标在其编目位置被检测为点源。特别是，我们没有探测到超软喷流源RXJ 0513-69，这使得它的射电光度与银河系喷流源相比受到限制。从黑洞候选系统LMC X-1和X-3的发射限制是一致的持久的银河系黑洞X射线双星的无线电行为，和以前可能的无线电探测LMC X-1被发现几乎肯定是由于附近的场源。SGR 0525-66区域中的SNR N49以比以前更高的分辨率绘制，但仍然没有证据表明X射线源位置处的任何增强发射或SNR中断。
1998-02-13 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
The recurrent nova U Scorpii - an evolutionary considerations
我们进行演化计算的双星系统的参数类似于经常性的新星U斯科找到祖先。我们表明，一个U SCO型系统可能会形成一个初始的二元系统，其中有一个低质量的碳氧白矮星作为吸积物。由于次生烃的演化阶段还不清楚，我们计算了富氢和富氦次生烃的层序。双星的演化可以分为几个可观测的阶段：经典新星阶段，超软X射线源与稳定的氢壳燃烧阶段，或强风阶段。它最终形成了一颗质量接近克拉塞卡质量极限的大质量白矮星。我们遵循的化学演化的次级以及从系统中丢失的物质，我们表明，观察到的$^{12}$ C/ $^{13}$ C和N/C的比例可能会给一些信息的性质的二进制。
2005-11-30 astro-ph
T Pyxidis: The First Cataclysmic Variable with a Collimated Jet
我们提出了第一个观测证据的准直射流在一个激变的变量系统，经常性的新星T Pyxeurs。光谱显示双极组件的H $α$与速度$\sim 1400 km/s$，非常相似的超软X射线源和SS 433中观察到的。我们认为，在超软X射线源和T Pyx（除了一个吸积盘线程由垂直磁场）的射流形成的一个关键成分，是存在的核燃烧的表面上的白矮星。
1997-04-30 astro-ph
The X-ray emission from Nova V382 Velorum: I. The hard component observed with BeppoSAX
我们目前的BeppoSAX观测新星Velorum 1999年（V382 Vel），在一个广泛的X射线波段覆盖0.1-300千电子伏的发现后仅15天，并再次在6个月后。该新星是在第15天用BeppoSAX仪器在1.8-10千电子伏的能量范围内探测到的，我们将其发射归因于喷出物中的冲击。等离子体温度为kT~6 keV，未吸收通量为F（x）~4.3 × 10（-11）erg/cm**2/s。星云物质受到喷出物的高本征吸收的影响。爆发后6个月，内在吸收不再起作用，新星变成了明亮的超软源，先前探测到的热星云成分已经冷却到等离子体温度kT<=1 keV。在20千电子伏以上的任何一个观测中都没有检测到发射。
2001-02-26 astro-ph
A Theoretical Light-Curve Model for the 1999 Outburst of U Scorpii
给出了1999年天蝎座U爆发的理论光变曲线，以获得该复发新星的各种物理参数。我们的U Sco模型由一个非常大质量的白矮星（WD）和一个吸积盘和一个叶瓣填充，稍微演化的主序星（MS）组成。该模型包括伴星和吸积盘的反射效应以及吸积盘对伴星的遮蔽效应。早期可见光变曲线（t ~ 1-15天后的最大值）很好地再现了一个非常大质量的WD上的热核逃逸模型，该WD接近于Ekrasekhar极限（M_{WD} = 1.37 \pm 0.01 M_ \odot），其中从WD吹来的光学厚风在决定新星持续时间方面起着关键作用。强风阶段的持续时间（t~0-17天）与BeppoSAX号卫星在t~19-20天探测到的超软X射线非常一致，因为超软X射线被大质量风自吸收。峰值处的包层质量估计为~ 3 × 10 ^{-6} M_ \odot，这表明在1987年至1999年的静止阶段，平均质量吸积速率为~ 2.5 × 10 ^{-7} M_ \odot yr^{-1}。这些数量与Ia型超新星的新祖先模型中预测的数量完全相同。
1999-12-13 astro-ph
Assisted stellar suicide: the wind-driven evolution of the recurrent nova T Pyxidis
我们表明，非常高的光度的短周期复发新星T Pyx在平静可以理解，如果这个系统是一个风驱动的超软x射线源（SSS）。在这种情况下，一个强大的，辐射诱导的风是从第二颗恒星激发和加速双星演化。因此，吸积率比相同轨道周期的普通激变双星要高得多，白矮星主星的光度也是如此。在稳定状态下，增强的光度刚好足以维持来自次级恒星的风。由风驱动模型预测的Pyx T的吸积速率和光度与观测证据符合得很好。钱德拉或XMM的X射线观测可能能够确认T Pyx的SSS状态。T Pyx在风力驱动状态下的寿命大约为一百万年。它的最终命运还不确定，但这个系统很可能最终会自我毁灭，要么是通过二级恒星的完全蒸发，要么是在白矮星达到克拉塞卡极限的情况下成为Ia型超新星。因此，要么是主恒星，要么是次恒星，或者两者都是，目前可能正在进行协助恒星自杀。
2000-11-15 astro-ph
NLTE Model Atmosphere Analysis of the LMC Supersoft X-ray Source CAL 83
我们提出了一个非LTE模式大气分析的钱德拉HRC-S/LETG和XMM牛顿RGS光谱的原型超软源CAL 83在大麦云云。以16个月为间隔，钱德拉和XMM-牛顿光谱非常相似。它们揭示了来自热白矮星光球的非常丰富的吸收线光谱，但没有风的光谱特征。我们还报告了第三个X射线关闭状态在后来的钱德拉观测，表明CAL 83的经常性。此外，我们还发现了软X射线光谱的短时间尺度变化的证据。我们完成了对CAL 83的LETG和RGS光谱的分析，新的NLTE线覆盖模型大气明确包括11个最丰富的物种的74个离子。假设模型成分具有LMC金属丰度，我们成功匹配了Chandra和XMM-Newton光谱。我们推导出了这颗热白矮星的基本恒星参数，但目前软X射线领域的原子数据状况排除了详细的化学分析。我们首次获得了白矮星质量大（Mwd > 1 Msun）的直接光谱证据。短时间尺度的X射线关闭状态与高质量的白矮星相一致。因此，我们的分析提供了直接支持超软源作为可能的祖先的超新星Ia。
2004-10-04 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
Variability and multi-periodic oscillations in the X-ray light curve of the classical nova V4743 Sgr
经典新星V4743 Sgr在2003年4月4日被XMM-牛顿观测了大约10小时，在光学极大值之后的6.5个月。此时，这颗新星已经成为有史以来观测到的最明亮的超软X射线源。我们提出的时间序列分析的结果进行X射线光变曲线在这次观察中，并在以前较短的观察与钱德拉16天前。两次都观察到了强烈的变化，振幅高达总通量的40%。在变异的结构中，可以在两个观测结果之间找到相似之处。大部分的变化是很好地表示为一组低于1.7兆赫的离散频率的振荡的组合。在两次观测之间的16天时间间隔内，至少有5个频率是恒定的。我们认为，在0.75 mHz及其一次谐波处的光变曲线功率谱中的a周期与系统中白矮星的自旋周期有关，而其它观测到的频率则是非径向白矮星脉动的特征。在XMM-牛顿光变曲线中也发现了一个可能的24000秒周期的信号：一个半周期被清楚地识别出来。这个周期与在光源的光学光变曲线中发现的24278 s周期一致，并被认为是新星双星系统的轨道周期。
2006-07-07 astro-ph
Detailed optical studies of the galactic supersoft X-ray source QR And (RXJ0019.8+2156)
本文介绍了1992年至1996年（UBVRI）对明亮的银河系超软X射线源RXJ 0019.8 +2156的高速长期测光观测，以及最近（1997年）获得的分光光度和高分辨率光谱研究。我们的测光显示了一个高度可变的物体。观测到的最短准周期变化是周期约为1.8小时的驼峰。主最小值的定时并不完全规则，并且平均发生在相位φ =0.0附近。利用我们的新数据集，我们计算了轨道周期的更新。我们同时从1997年的光谱和分光光度的研究给出了一个更详细的见解：蓝色和红色移动的卫星线在HeII 4686和强巴耳末线，这被解释为高速流出，可以清楚地检测到。我们还提出了第一次通过多普勒层析成像的超软源的分析。HeII（4542，4686），H_a和H_b谱线表明没有来自吸积盘的辐射.这些发射线起源于双星系统中速度非常低的区域。发射材料的空间起源尚不十分清楚，将在后续论文中进行研究。
1998-11-18 astro-ph
The detection of a 1.4-h period in RW Ursa Minoris - candidate for shortest recorded orbital period nova
用1米怀斯望远镜对经典新星RW UMi在1995年的10个夜晚和1997年的14个夜晚进行了R滤光片和“透明”滤光片的CCD测光，在光变曲线中产生了周期为0.05912+/-0.00015 d和半振幅为0.025 mag.我们讨论了对周期性的几种解释，这表明它很可能是双星系统的轨道周期或超级驼峰周期。因此，RW UMi是已知轨道周期最短的经典新星的候选者。
2000-11-14 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
QU Car: a very high luminosity nova-like binary with a carbon-enriched companion
QU Car作为类新星变星被列入激变变星目录。这个很少研究，但明亮的相互作用的二进制是重新评估在这里的新的高质量的紫外线（UV）星际线数据与STIS上的哈勃太空望远镜。在平均LSR速度为14 km/s $-$时探测到的星际吸收分量表明，到QU Car的距离可能是$\sim$ 2 kpc或更大--比以前的500 pc的下限距离有了相当大的增加。如果是这样的话，QU Car的辐射热光度可能超过$10^{37}$ ergs $^{-1}$。这将使这颗双星处于已知的致密双星超软X射线源所占据的光度域中。即使在500 pc，QU Car似乎是已知的最明亮的新星样变量。本文介绍了一种新的3800- 7000 μ m的QU Car中间色散光谱。这些数据发现C{ \sc iv} $λλ$ 5801，12在其它低对比度谱线中作为异常突出的发射谱线存在。使用测量的这条线和其他线的复合线分析，它表明，C/He丰度作为代理的n（C $^{4+}$）/n（He $^{2+}$）的比例可能高达0.06（一个数量级高于太阳比）。此外，C/O丰度比估计大于1。这些发现表明QU Car中的伴星是一颗碳星。如果是这样的话，这将是此类双星中第一个碳星的例子。一颗早期型R星最符合所需的丰度模式，只要到QU Car的距离为$\sim$ 2 kpc或更大，就可以逃脱光学波长的探测。
2002-09-16 astro-ph
ST/STIS Spectroscopy of the White Dwarfs in the Short-Period Dwarf Novae LL And and EF Peg
我们提出了新的HST/STIS观测的短周期矮新星LL和EF Peg在深平静。我们拟合恒星模型的紫外光谱，并使用光学和红外观测，以确定系统中的白矮星的物理参数，到双星的距离，以及这些恒星的性质。这两颗白矮星都相对较冷，在15000 K附近有T_{eff}，与0.6 M太阳质量一致。LL And中的白矮星具有太阳丰度或略低，而EF Peg中的白矮星则接近0.1-0.3太阳丰度。LL和被发现是760 pc的距离，而EF钉是接近380 pc。EF Peg似乎有一颗~ M5 V的第二颗恒星，与其轨道周期的预期一致，而LL And的第二颗天体仍然是一个谜。
2002-04-11 astro-ph
V2540 Oph (Nova Oph 2002): Large-Amplitude Slow Nova with Strong Post-Outburst Oscillations
V2540 Oph（Nova Oph 2002）是一颗经典新星，由Katsumi Haseda和Yuji Nakamura于2002年1月24日发现。这颗新星的光变曲线显示出强烈的爆发后振荡，就像在V1178 Sco和V4361 Sgr中观察到的那样。对这颗新星的精确天体测量得出这颗新星前身的上限为21等。结合观测到的衰减率，我们认为该新星要么具有短的轨道周期，要么具有高的轨道倾角。我们认为，V2540 Oph可能类似于V2214 Oph，一个假定的周期间隙内的磁新星。
2002-03-21 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
Disc and secondary irradiation in dwarf and X-ray novae
我提出了一个简短的审查辐照过程中密切的二元系统。
1999-01-21 astro-ph
Time-resolved, multi-color photometry and spectroscopy of Virgo 4 (OU Vir): a high orbital inclination, short orbital period dwarf nova
我们提出了多色光度法和时间分辨光谱法。对静态光变曲线的分析表明，彗星Vir的特点是：i）周期与周期之间的亮度变化很大，ii）撞击区域有掠食的热点调制光变曲线。颜色在日食时和日食后都有变化.时间分辨光谱允许我们从H $α$吸积盘发射线产生径向速度曲线，这可能只揭示了热点线发射的微弱证据。热点被认为是一个湍流的光学厚区，主要产生连续辐射。
2002-10-09 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
Dwarf Nova-like Outburst of Short Period Intermediate Polar HT Camelopardalis
我们报告的第一个时间序列观测的短期爆发的建议中间极性HT凸轮（=RX J0757.0+6306）。2001年12月29日，我们探测到该天体正在经历一次亮度为$m_{vis}=12.2$的明亮爆发。在这次探测之后，我们通过VSNET开始了国际联合观测。光变曲线在前0.5 d呈逐渐下降趋势。在该短暂平台期之后，下降速率急剧增加至超过4 mg d $^{-1}$。在1.5 d内从爆发检测，对象几乎下降到静止水平。在快速下降阶段，观察到周期为86 min的长时程调制和周期为8.6 min的强脉冲。结果表明，HT Cam的轨道周期为86 min，自转周期为8.6 min。通过对旋转周期的检测，我们确定了HT Cam的IP分类。然而，它的爆发行为与矮新星相当相似。总流量和脉冲流量下降率之间的差异强烈地表明，盘不稳定性发生在爆发期间。
2002-06-12 astro-ph
