Irradiation-Driven Formation of Supersoft X-ray Sources Following Classical Novae
通过经典新星爆发后的辐射反馈机制，解释了短周期超软X射线源的形成及重复新星的起源。
2025-12-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Population of post-nova supersoft X-ray sources
新星在光学爆发后会经历一个持续时间不等的超软X射线阶段。这种瞬变的超新星后超软X射线源（SSS）是M31中观测到的SSS的大多数。在本文中，我们使用Wolf等人的后新星演化模型来计算M31中的后新星SSS的预期人口。我们预测，根据关于新星WD质量分布的假设，在任何时刻，M31中都有大约250-600个（未吸收）0.2-1.0 keV光度L_x>10^36 erg/s的新星后SSS。它们的总未吸收光度约为10^39 erg/s。它们的光度分布在log（L_x）~37.7-38附近明显变陡，在L_x~2x10^38 erg/s处变为零，这是新星演化轨迹中达到的最大值。它们的有效温度分布大致呈幂律形状，微分斜率约为4-6，最高温度T_eff约为1.5 × 10^6 K。我们将我们的预测与2006年至2009年期间XMM-牛顿监测M31中心场的结果进行了比较。预测的超新星后SSSs的数量超过了观测到的数量的2-5倍，这取决于假设的WD质量分布在新星。这是很好的协议，考虑到数量和规模的不确定性所涉及的计算的后新星演化模型和它们的X射线输出。此外，只有在氢柱密度约为10^21 cm^-2的情况下，适度的星周吸收才能消除这种差异。
2015-10-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A helium nova in the Large Magellanic Cloud -- the faint supersoft X-ray source [HP99]159
本研究针对大麦哲伦云暗弱超软X射线源[HP99]159提出氦新星模型，指出其处于氦新星衰减阶段，符合1.2倍太阳质量白矮星模型，或为LMC首例被确认的氦新星，并探讨了其伴星与Ia型超新星前身星的关联。
2023-07-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Novae With Long-Lasting Supersoft Emission That Drive a High Accretion Rate
我们确定了一类新的新星，其特征在于喷发后的静态光变曲线比喷发前的光变曲线亮约10倍。其中8颗新星（V723 Cas、V1500 Cyg、V1974 Cyg、GQ Mus、CP Pup、T Pyx、V4633 Sgr和RW UMi）与其他新星明显不同。这群恒星具有一系列不寻常的特性，其特征是爆发后的亮度比爆发前要亮得多，轨道周期短，爆发后持续时间长的超软发射，高度磁化的白矮星，以及在爆发后的静止期长期下降。我们提出了一个基本的物理图像，显示了为什么所有五个不寻常的属性是因果关系连接。大多数新星没有足够的吸积来持续燃烧氢，但如果伴星在附近（轨道周期短），并且磁场将物质引导到白矮星上的一个小区域，从而产生局部高吸积率，则可以实现这一点。由此产生的超软通量照射伴星并驱动更高的吸积率（具有更明亮的爆发后阶段），这有助于保持氢燃烧和超软通量。反馈回路不能完全自我维持，因此超软通量将随着时间的推移而下降，迫使吸积速率和系统亮度下降。我们以原型命名这个新组，V1500 Cyg。天鹅座V1500恒星绝对不是Ia型超新星的祖先。天鹅座V1500恒星的物理机制和外观与冬眠模型预测的新星相似，但这组恒星只占新星的14%。
2010-02-06 astro-ph.SR
Hubble Space Telescope STIS Spectroscopy of Three Peculiar Nova-Like Variables: BK Lyn, V751 Cygni and V380 Oph
我们获得了三个类新星变星的哈勃STIS光谱：V751 Cygni，V380 Oph，以及-唯一被证实的类新星变星已知低于周期间隙- BK Lyn。在所有三个系统中，光谱都是在高光学亮度状态下拍摄的，并且发光的吸积盘主导了它们的远紫外（FUV）光。我们通过应用\citet{Knigge2006}的红外光度法评估了距离的下限。在所施加的限制，由鲜为人知的系统参数（如倾角，白矮星的质量，和稳态吸积盘的适用性），我们得到了满意的适合BK林恩使用光学厚吸积盘模型与吸积率$\dot{M} = 1\times10^{-9} M_{\odot}$年$^{-1}$的$M_{wd} = 1.2 M_{\odot}$和$\dot{M} = 1 \times 10^{-8} M_{\odot}$年$^{-1}$为$M_{wd} = 0.4 M_{\odot}$的白矮星质量。然而，对于VY Scl型新星类变量V751天鹅座和SW性星V380 Oph，我们无法获得令人满意的合成光谱拟合的高状态FUV光谱使用光学厚稳态吸积盘模型。FUV光谱信息的缺乏到莱曼极限阻碍了在这些类新星系统的高状态期间关于吸积白矮星的信息的提取。
2009-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Amazing Old Nova Q Cygni: A Far Ultraviolet Synthetic Spectral Analysis
天鹅座Q（Nova Cygni 1876）是第三古老的新星（在WY Sge和V841 Oph之后），具有10.08小时的长轨道周期和光学光谱特性，包括HeI和H alpha beta中的天鹅座P光学剖面显示的可变风外流（Kafka et al. 2003）。我们已经进行了合成光谱分析的远紫外IUE档案光谱的天鹅座Q使用我们的光学厚，稳态，吸积盘模型和模型白矮星光球。我们发现，发光吸积盘的吸积光支配热分量的FUV通量，吸积速率为2-3 1.E-9 Msun/yr。我们发现天鹅座Q位于距离741 \pm 110 pc处。我们的研究结果的影响，老新星的理论预测。
2011-06-08 astro-ph.SR
V4743 Sgr, a magnetic nova?
新星V4743 Sgr（Nova Sgr 2002）在爆炸后2年和3.5年恢复平静后不久进行了两次XMM牛顿观测。X射线光变曲线显示频率约为0.75 mHz的调制，表明V4743 Sgr很可能是中间极性（IP）。X射线光谱具有与已知IP共同的特性，具有仅假设部分覆盖吸收体才能拟合的硬热等离子体分量。在2004年，X射线光谱中也有一个超软的类黑体成分，其温度接近于爆发后超软X射线阶段的白矮星（WD），但通量至少低两个数量级。在静止的IP中，软X射线通量分量有时起源于由吸积柱照射的极区，但V4743 Sgr的超软分量在2006年消失，表明可能的起源不同于吸积。我们认为，这可能是由于大气温度梯度的WD表面上，或继续本地化的热核燃烧在底部的信封，完全关闭之前。在爆发后11.5年用SALT获得的光谱显示出一条突出的He II 4686 A线和鲍文混合线，这揭示了一个非常热的区域，但峰值温度转移到紫外线（UV）范围。V4743 Sgr是第三颗爆发后的新星和IP候选者，在爆发几年后的X射线通量中显示出低光度的超软成分。
2016-06-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray Study of Rekindled Accretion in the Classical Nova V2491 Cygni
我们进行了X射线光谱研究的经典新星V2491天鹅座使用我们的目标的机会观测数据与朱雀和XMM-牛顿卫星以及存档的数据与雨燕卫星。使用X射线CCD光谱仪在第9、29、40、50和60-150天的几个新星后时期获得了中等分辨率（R~10-50）光谱，此外还获得了第-322天和第-100天之间的新星前间隔，所有这些都是相对于经典新星被发现的时间。我们发现光谱的时间序列发生了显着变化：（a）在超新星爆发前阶段和第9天，明显检测到来自Fe XXV的6.7 keV发射线。(b)第29天，没有发现这样的发射线。（c）第40天，6.7keV发射线再次出现。(d)在第50和60-150天，分别在6.4，6.7和7.0 keV的准中性Fe，Fe XXV和Fe XXVI的三条发射线被发现。根据这些现象，我们得出结论：（1）新星后的演化可分为两个不同的阶段，（2）早期的X射线发射是由喷出物引起的，而晚期的则是由重新点燃的吸积引起的，（3）吸积过程最早在出现准中性Fe发射线的第50天就被重新建立起来了.这是一种常见的磁激变变星吸积的特征。
2011-02-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray observations of historical classical nova counterparts with eROSITA telescope aboard SRG orbital observatory during the all-sky survey
研究了银河系中经典新星（CNe）的X射线辐射。为此，我们使用的数据从三个SRG/eROSITA天空调查在半球分析RU eROSITA财团。在309个历史CNe中，从52个源探测到X射线发射，其亮度在$\rm L_X\approx 10^{30}\sim 10^{34}$ erg/s范围内，为0.3-2.3 keV。其中，两个源具有超软谱，并与新星后超软X射线发射有关。剩余的一些源的X射线光谱的硬度初步表明，磁化的白矮星（WD）可能占X射线中检测到的CN对应物的一部分。这一假设将在随后的SRG/eROSITA巡天过程中得到进一步检验。CN对应物代表了一个真正的样品吸积WD与不稳定的氢燃烧在其表面上，而他们的X射线光度在静止是一个合理的代理在二元系统中的吸积率。利用这一事实，我们构造了具有不稳定氢燃烧的WD的吸积率分布，并将其与我们银河系和邻近外星系中已知的稳定超软X射线源的吸积率分布进行了比较。有一个明显的二分法，这两个分布与CN同行和稳定的超软源占据不同的域沿质量吸积速率轴，根据WD表面上的氢燃烧理论的预测。
2021-12-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Remarkable Spin-down and Ultra-fast Outflows of the Highly-Pulsed Supersoft Source of Nova Hercules 2021
新星Her 2021（V1674 Her）于2021年6月12日爆发，达到肉眼亮度，并已被无线电探测到$γ$射线。1.2天内2个星等的极快光衰和强Ne线暗示着一颗高质量的白矮星。爆发前光学探测到的501.42秒振荡表明是一颗磁性白矮星。这是第一次在爆发前的经典新星中检测到这种量级的振荡。我们报道了{ \it Swift}和{ \it Chandra}的X射线爆发观测结果，它们独特地表明：（1）超软X射线在与已报道的光学周期不同的周期上有很强的调制，（2）强的脉冲轮廓变化和可能存在的0.1-0.3s量级的周期变化;（3）丰富的光栅光谱随调制相位而变化，并显示出在$\sim 3000$和9000 km s $^{-1}$处具有两个主要蓝移吸收分量的P Cygni型发射线，表明膨胀速度高达11000 km s $^{-1}$。X射线振荡很可能是由与磁场有关的不均匀光球辐射引起的。爆发前和爆发后的光学观测报告之间的周期差异，如果不是由于其他的周期漂移机制，建议这样一个快速的新星，在$2\times 10^{-5}$ - $2\times 10^{-4} M_\odot$的范围内的大喷射质量。在{ \it钱德拉}数据中发现的周期和报告的同时期爆发后光学周期之间的差异，以及周期漂移的存在，可能是由于弱非刚性光球旋转。
2021-10-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Roche tomography of cataclysmic variables - VIII: The irradiated and spotted dwarf nova, SS Cygni
我们提出的结果，我们的光谱研究的矮新星SS天鹅座，使用罗氏层析成像映射的恒星表面，并推导出系统参数。考虑到这种技术考虑到不均匀的亮度分布的表面上的二级恒星，我们推导出的参数（原则上）是最强大的，但发现这个系统。此外，我们的表面地图显示，二级恒星是高度斑点，与强烈的不对称辐射的内半球。此外，通过构建多个巴耳末发射线的多普勒断层图像，我们发现强烈的非对称辐射的次级恒星，和一个不对称的吸积盘，具有螺旋结构。
2017-09-05 astro-ph.SR
Photoionization Heating of Nova Ejecta by the Post-Outburst Supersoft Source
经典新星的膨胀喷出物仍然足够热（$\sim10^{4}\, {\rm K}$），可以在下面的白矮星（WD）上的热核不稳定性引发的质量损失停止后的数年内在热射电辐射中检测到。新星遗迹的星云光谱证实了射电观测中观察到的高温。在同一时期，不稳定的热核燃烧过渡到剩余富氢包层的长期稳定燃烧，导致WD暂时成为超软X射线源。我们表明，光电离加热的膨胀喷出物的热WD保持观察到的几乎恒定的温度$(1-4)\times10^4\mathrm{~K}$长达一年之前，温度最终下降，由于无论是停止超软相或发病的主要绝热膨胀。我们模拟膨胀喷出物使用一个区域模型，以及多云的光谱合成代码，都纳入了随时间变化的WD有效温度范围内的质量从$0.60\ M_{\odot}$到$1.10\ M_{\odot}$。我们发现，近等温阶段的持续时间最强烈地依赖于喷出物的速度和质量，喷出物的温度取决于WD的有效温度，因此它的质量。
2015-01-23 astro-ph.SR
The supersoft X-ray source in V5116 Sgr I. The high resolution spectra
经典新星发生在双星系统中吸积的白矮星表面。在一小部分包层被喷射出来之后，当膨胀的壳层变得对X射线来说很薄时，一个明亮的超软X射线源就会出现，由白矮星表面燃烧的残余氢提供能量。虽然新星事件的总体情况已经确定，但经典新星中吸积和喷射过程的细节和平衡仍然充满未知数。吸积物质的长期平衡对大质量吸积的白矮星特别有意义，白矮星可能是有希望的Ia超新星祖先候选者。V5116 Sgr在爆发后610~ d被XMM-Newton观测到是一个明亮的可变超软X射线源。光变曲线的周期性与轨道周期一致。在三分之一的轨道期间，光度比其他三分之二的轨道期间亮7倍。在目前的工作中，我们的目标是解开的X射线光谱成分的V5116 Sgr和他们的变化。我们目前的高分辨率光谱与XMM-牛顿RGS和钱德拉LETGS/HRC-S在2007年3月和8月获得。高通量期间的光栅光谱显示了典型的热白矮星大气，主要由NVI和NVII吸收线组成。在低通量期间，光谱主要由大气层控制，大气层的温度与高通量期间相同，但有几个排放特征叠加。一些发射线很好地模拟了光学薄等离子体在碰撞平衡，丰富的C和N，这也解释了一些过剩的高通量期间的光谱。在吸收线中没有观察到速度变化，光谱分辨率的上限为500公里/秒，这与在新星后演化如此之晚的非膨胀大气层的预期一致。
2017-03-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light-curve analysis of the classical nova YZ Ret: revisit with fully self-consistent nova outburst models
The University of Tokyo（东京大学）；Keio University（庆应义塾大学）
本研究用完全自洽的新星爆发模型重新分析YZ Ret的多波段光变曲线，成功再现观测数据并解释GeV伽马射线发射的起源，揭示了激波形成机制。
2026-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multiwavelength observations of V407 Lupi (ASASSN-16kt) --- a very fast nova erupting in an intermediate polar
我们详细研究了2016年爆发的新星V407 Lupi（ASASSN-16 kt），包括来自SALT，SMARTS，SOAR，Chandra，Swift和XMM-Newton的光学，近红外，X射线和紫外数据。多波长光变曲线的时间分析表明，从喷发后168天和X射线超软源阶段的持续时间，在565秒和3.57小时检测到两个周期。我们认为，这是旋转周期的白矮星和轨道周期的双星，分别，该系统很可能是一个中间极性。光变曲线的衰减非常快（$t_2 \leq$ 2.9 d），这表明白矮星可能是大质量的（$\gtrsim 1.25$ M $_{\odot}$）。在X射线超软源阶段获得的光谱表现出狭窄的，复杂的，和移动的发射线的He II，也磁激变变量的特性。光学和X射线数据显示，当X射线超软源仍然开启时，吸积恢复的证据可能会延长其持续时间。
2018-07-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
A phenomenological model for the X-ray spectrum of Nova V2491 Cygni
Nova V2491 Cyg的X射线通量在光学极大值后约40天达到最大值。当时的X射线光谱，用XMM-牛顿的RGS获得，显示出深，蓝移吸收的离子的电离范围很广。我们表明，深吸收线的X射线光谱在最大值，9天后，很好地描述了以下的唯象模型与发射从中央黑体和碰撞电离等离子体（CIE）。黑体光谱（BB）被三个主要的高度电离的膨胀壳层吸收; CIE和BB被包括尘埃在内的冷的星周和星际物质吸收。出流密度并不随距离单调减小。这些壳的丰度表明它们是从一颗O-Ne白矮星中喷射出来的。我们表明，在X射线光谱的时间尺度上的变化是由中央源的变化和电离壳层的柱密度的组合。我们的唯象模型给出了最好的描述，到目前为止的超软X射线光谱的新星V2491天鹅座，但低估了，由一个很大的因素，光学和紫外线通量。光谱中的X射线部分必须来自膨胀包层中的一个非常不同的层，大概比负责光学/紫外光谱的层更接近白矮星。这一点通过X射线和UV/光学观测通量之间不存在任何相关性得到证实。
2012-06-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
The supersoft X-ray transient ASASSN-16oh as a thermonuclear runaway without mass ejection
Maccarone等人（2019年）将超软X射线和光学瞬态ASASSN-16 oh解释为由大质量白矮星上的吸积事件引起的，类似于矮新星超级爆发。这些作者认为，超软X射线光谱的起源与壳层核燃烧加热的大气不同，因为没有物质被喷射出来。相反，我们发现事件的时间尺度和其他特征是典型的非质量喷射热核逃逸，正如Shara等人（1977）和Yaron等人（2005）的新星模型的广泛网格所预测的那样。我们认为，低X射线和辐射热光度的核燃烧模型的预测相比，是由于光学厚的吸积盘，隐藏了大部分的白矮星表面。如果是这样的话，我们计算的光学瞬态可以解释为一个非喷射热核事件的WD $\simeq$ 1.1 M $_\odot$吸积率为$\simeq3.5{-}5{\times}10^{-7}$ M $_\odot$年$^{-1}$。我们的预测应该证明瞬态事件的性质是由于热核燃烧或吸积;观测证据应在未来几年内获得，因为一个新的爆发应该发生在事件的$\simeq$ 10-15年。
2019-06-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multiwavelength modelling the SED of supersoft X-ray sources. II. RS Ophiuchi: From the explosion to the SSS phase
RS Oph是一颗周期性的共生新星，在20年的时间尺度上经历了类似新星的爆发。它的最后两次喷发（1985年和2006年）是从X射线到无线电的密集多波长观测活动的主题。这一贡献的目的是确定物理参数和电离结构的新星从爆炸到第一次出现的超软X射线（第26天）通过使用的方法多波长建模的SED。从爆发的一开始，SED模型就揭示了光谱中存在强烈的恒星和星云辐射成分。在最初的4天里，这颗新星显示出一个双锥电离结构。$\sim 8200$ K温暖和160 - 200 R $_{\odot}$扩展的伪光球围绕白矮星（WD）的赤道到纬度$>40^{\circ}$。WD两极周围的剩余空间被电离，通过WD的快风产生了一个发射测量值为$EM \sim 2.3 \times 10^{62}$ cm $^{-3}$的强星云连续体。燃烧WD的光度是高度超爱丁顿的整个调查期间。风的质量损失率为$10^{-4} - 10^{-5}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$和喷流的存在表明整个盘以高速率吸积，这有助于维持吸积体的超爱丁顿光度很长一段时间。
2014-02-25 astro-ph.SR
Optical observations of "hot" novae returning to quiescence
我们已经监测到以前观察到的爆发超软X射线源的新星恢复到静止状态，中间极性（IP）V4743 Sgr和候选IP V2491 Cyg的光学测光，以及这两个和其他七个系统的光学光谱。我们的样本包括经典和复发新星，短周期（几个小时），中间周期（1-2天）和长周期（共生）双星。V4743 Sgr和V2491 Cyg的光变曲线呈现明显的周期性调制。对于V4743 Sgr，调制随着旋转和轨道周期的拍频而发生。如果天鹅座V2491的周期也是这两个周期的节拍，那么轨道周期应该是17小时。周期性新星T Pyx在爆发后不到3年就已经显示出星云壳的碎裂。虽然这颗新星在爆发后的时期仍然有很强的[OIII]，但这些线条在所有其他的3到7年后已经消失了。我们没有发现任何差异的高电离/激发线的等效宽度的比率，在短和长的轨道周期的新星的Hbeta线，表明辐照不会触发高质量传递速率从秒与小轨道分离。RS Oph和V3890 Sgr的光谱与许多共生持续超软源的光谱之间的一个重要区别是没有禁止的日冕线。随着X射线的关闭，我们将其解释为共生体中的质量转移是间歇性的。
2018-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical and near-infrared spectroscopy of Nova V2891 Cygni: evidence for shock-induced dust formation
我们提出了多历元光学和近红外观测的高度红化，\pion{Fe}{ii}类慢新星V2891天鹅座。观测时间跨度为发现以来的15个月。从静止开始的初始快速变亮，以及存在长达$\sim$ 35天的最大值前停止，都有充分的记录。V2891 Cyg目前的爆发经历了几次不同的物质抛射事件的证据是通过O\，{ \sc i} 7773\，$Å$线的随时间变化的P Cygni轮廓看到的。一个亮点是围绕$\sim$ +273 d的尘埃形成事件的发生，这与日冕线发射的阶段相吻合。发现粉尘质量为$\sim0.83-1.25 \times 10^{-10} M_{\odot}$。有强有力的证据表明日冕线是由冲击加热而不是光电离产生的。尘埃和日冕线（速度变化）的同时出现支持了尘埃形成是由激波引起的可能性。这种尘埃形成的途径以前从未在新星中发现过，尽管在一些核心坍缩的超新星中已经提出了尘埃形成的机制。日冕线的分析表明，气体质量和温度分别为8.35- 8.42 $\times10^{-7}$ M $_\odot$和$\sim(4.8-9.1)\times10^{5}$ ~K，并有过量的铝和硅。氢线的案例B分析得出电离气体质量为（$8.60\pm1.73)\times10^{-5}$ M $_{\odot}$ .红化和到新星的距离分别估计为$E(B-V)$ = 2.21、$\pm$ 0.15和$d$ = 5.50千…
2021-12-26 astro-ph.SR
Orbital period analysis of eclipsing Z Cam-type Dwarf Nova EM Cygni: Evidence of magnetic braking and a third body
结合我们最新的Cygni电磁场CCD光衰时间，对包括7个大散射点在内的45个可用光衰时间进行了整理，并进行了更新的O-C分析。天鹅座电磁O-C图的最佳拟合是二次加正弦拟合。长期轨道周期减少率为-2.5（\pm 0.3）x10^{-11} s^{-1}，这意味着需要通过恒星风质量损失率为2.3 x10 ^{-10}Msunyr^{-1}的磁制动效应来解释观测到的轨道周期减少。此外，为了解释O-C图中周期为\sim 17.74（\pm 0.01）yr的显著周期变化，还详细讨论了磁活动周期和光走时效应。天鹅座电磁的O-C图不能完全排除多周期调制的可能性，因为在25000个周期后出现了间隙。基于文献中K型第三恒星的假设，光旅行时间效应可能是一个更合理的解释。然而，第三个天体的轨道倾角很低（\sim 7.4度），这表明这颗假想的K型第三颗恒星可能被天鹅座EM捕获。但假设光谱污染来自环联星物质块而不是K型第三颗星，则在与母联星共面轨道的情况下，第三颗星可能是棕矮星。
2010-07-23 astro-ph.SR
A Light Curve Analysis of Gamma-ray Nova V959 Mon -- Distance and White Dwarf Mass
V959 Mon是被发现的伽玛射线新星之一。它是在伽马射线探测后约50天因接近太阳而被光学发现的。新星的速度等级是未知的，因为缺乏最早的一半光学光变曲线和短的超软X射线相位，由于日食的盘边缘。利用普适衰减律和时间拉伸方法，对V959 Mon的数据进行了分析，得到了新星参数。通过与类似类型的新星LV Vul、V1668 Cyg、IV Cep和V1065 Cen的直接比较，我们估算了E（B-V）=0.38 \pm 0.01的红化在V带的距离模为（m-M）_V=13.15 \pm 0.3。到V959 Mon的距离为2.5 \pm 0.5 kpc。如果我们假设V959 Mon的早期光变曲线与LV Vul的时间拉伸光变曲线相同，我们的模型光变曲线拟合表明，白矮星（WD）的质量为0.9-1.15 M_sun，与氖新星的鉴定相一致。在γ射线探测时，新星包层的光球扩展到5-8 R_sun（约为双星间距的2 - 3倍），风的质量损失率为（3-4）\times 10^{-5} M_sun·yr^{-1}。硬X射线发射的周期与新星包层中伴星出现的时间一致。短的超软X射线关闭时间与WD光球收缩到提升盘边缘后面的时代一致，这发生在核燃烧关闭前500天。
2018-04-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Phase-Resolved Infrared Spectroscopy and Photometry of V1500 Cygni, and a Search for Similar Old Classical Novae
我们提出的相位分辨近红外光度和光谱的经典新星V1500 Cyg探索回旋辐射是否存在于这个系统。虽然光谱学没有表明离散回旋谐波发射的存在，但光变曲线表明其近红外通量的相当大一部分是由于这一成分。天鹅座V1500的光变曲线似乎仍然由该系统中第二颗恒星的加热面的辐射所主导。我们已经使用红外光谱和光度学在古老的经典新星中寻找其他潜在的磁性系统。我们发现V1974 Cyg的红外线曲线表面上与V1500 Cyg相似，这表明它是一颗高辐射的伴星。古老的新星V446 Her和QV Vul的光变曲线具有像极星那样的大幅度变化，这表明它们可能具有磁性原色。我们从2MASS点源目录中提取了79颗老新星的测光，并使用这些数据来获得静止新星的平均未变红的红外颜色。我们还提取了这些物体的WISE数据，发现其中45个被检测到。令人惊讶的是，在WISE 22 μ m波段检测到了许多这些系统。其中两个物体（V705 Cas和V445 Pup）产生了大量的尘埃壳，而其他物体则没有。看来，线发射从他们的电离弹射壳是最有可能的解释，这些检测。
2013-06-06 astro-ph.SR
Novae and accreting white dwarfs as progenitors of Type Ia supernovae
我回顾了与质量吸积白矮星（WD）的Ia型超新星（SNe Ia）的祖先有关的各种现象。根据光学厚风理论，可以从多波长波段的光变曲线分析中估计WD质量。在Ia型超新星的单简并情况下，已知有两个主要通道，即，WD +主层序（MS）通道和WD +红巨星（RG）通道。在每个通道中，典型双星在爆炸前经历了三个演化阶段，风阶段，超软X射线源（SSS）阶段，和经常性新星阶段的时间顺序，因为吸积率随时间而减少的伴星质量减少。我们可以指定一些增生的WD作为相应的进化阶段。RX J0513.9-6951和V Sge等间歇性超软X射线源对应于风相天体。对于SSS阶段，Cal 87型对象对应于WD+MS通道。对于WD + RG通道，早型星系的软X射线观测给出了SSS相双星的统计证据。U Sco型和RS Oph型复发新星分别对应于WD + MS通道和WD + RG通道。大多数复发新星都具有非常大的WD（~> 1.35 Mo），并且在光学光变曲线上经常显示出与持续时间长的超软X射线相对应的平台相：这些性质表明WD质量增加。
2011-10-01 astro-ph.SR
Accreting White Dwarfs as Supersoft X-ray Sources
本文从超软X射线源的角度综述了与质量吸积白矮星有关的各种现象。当质量吸积率较低（\dot M_{acc} <几个\times 10^{-7} M_ \sun yr^{-1}）时，氢核燃烧不稳定，发生新星爆发。新星是一种处于后期阶段的瞬态超软X射线源，其时间尺度强烈依赖于WD质量。X射线开启/关闭时间是WD质量的良好指标。在中等质量吸积率的吸积WD成为一个持久的SSS与稳定的氢燃烧。对于较高的质量吸积率，WD经历“吸积风演化”，其中WD从赤道平面吸积物质，并通过来自其他方向的光学厚风损失质量。两个SSS，即RX J 0513-69和V Sge，是这一吸积风演化的对应天体。我们可以指定质量增加WD从光变曲线分析的基础上，光学厚风理论，使用多波长观测数据，包括光学，IR，和超软X射线。单个天体的质量估计为Ia型超新星的双星演化提供了重要信息。
2009-09-08 astro-ph.SR
Multiwavelength modeling the SED of Luminous Supersoft X-ray Sources in Large Magellanic Cloud and Small Magellanic Cloud
经典的超软X射线源（SSS）被认为是一个紧密的双星系统，其中一个大质量的白矮星（WD）以维持其表面稳定的氢燃烧的速率从它的伴星吸积，产生$10^{36}-2\times10^{38}$ erg/s的热光度。在这里，我们第一次执行全球超软X射线近红外（NIR）光谱能量分布（SED）在LMC和SMC中最亮的SSS。我们测试一个模型，其中紫外-近红外是占主导地位的发射从一个紧凑的（未解决的）拱星星云所代表的电离气体流出的SSS。SED模型对应的SSS光度几倍$10^{38}-10^{39}$ erg/s，辐射在黑体温度$\approx 3\times 10^{5}$ K，并表示星云连续，其发射测量$\gtrsim 2\times10^{60}$厘米$^{-3}$对应的风质量损失率$\gtrsim 2\times 10^{-6}$ $M_{\odot}\,{\rm yr}^{-1}$。这种极端的参数表明，最明亮的SSS可能是身份不明的光学新星，在一个后新星SSS状态维持在一个高的持久的光度恢复吸积，可能在超爱丁顿率。新的观测和理论的多波长建模的全球SED的SSSs需要可靠地确定其参数，从而了解其在恒星演化的适当阶段。
2022-09-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Progenitor System of Nova V2491 Cygni
Nova V2491 Cyg是仅有的两个在X射线中检测到的预爆发之一。这颗新星的光变曲线表现出罕见的“再增亮”，一些人认为这是一个极地系统，而另一些人则认为磁性WD不太可能。由于X射线和光谱观测的性质，该系统被认为是一颗复发新星，但采用0.1天的轨道周期通常被认为与这样的系统不相容。在本研究报告中，我们讨论了祖细胞系统的性质和0.1天周期的来源。通过结合利物浦望远镜的观测数据和2 MASS的存档数据，我们发现，天鹅座V2491，在10.5 - 14千秒差距的距离，很可能是一个经常性的新星的U斯科类;包含一个次巨星二级和一个吸积盘，而不是吸积直接到两极。我们发现，有很少的证据，在平静，支持~ 0.1天的周期性，在这个阶段看到的变化很可能是由闪烁的重新建立的吸积盘。我们建议，周期性看到后不久爆发更有可能与爆发，而不是-然后模糊-二进制系统。最后，我们解决的系统的距离，并表明，一个显着较低的距离（~ 2千秒差距）将导致严重的亮度不足的爆发，因此有利于较大的距离和经常性的新星的情况。
2011-04-18 astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the symbiotic-like recurrent nova V407 Cygni during its 2010 outburst. II. The circumstellar environment and the aftermath
天鹅座V407在2010年3月10日的新星爆发是这颗恒星的第一次观测，但它与著名的共生型复发新星RS Oph的相似之处表明它也是这种罕见类型的银河系新星的成员。这颗新星是第一个在$γ$射线能量下被探测到的新星，也是该系统中第一个已知的新星爆炸。这种爆发的广泛的多波长覆盖范围使其成为与类似系统已知的少数其他爆发的理想比较。我们扩展我们以前的分析，从爆炸的米拉和扩大冲击详细的时间发展的光电离的米拉风，拱星介质，和冲击拱星环境，推导出它们的物理参数，以及它们如何与环境的大尺度结构，扩展以前的覆盖面超过500天后爆发。在Mira风中形成的Fe峰离子的吸收线在第69天之前的低速下可见为P Cyg轮廓，大约在X射线峰的时间，我们确定了许多吸收跃迁，而没有伴随金属线的发射。在2010年观察期间，H Balmer线显示出较强的P Cyg吸收谷，该吸收谷在第128天减弱。我们区分的冲击，光电离环境，色球层和内米拉风爆发后超过一年采取的光谱的组件。多壳层和辐射激发现象与最近引用的GRB和SNIa（严重截断）相似。
2011-12-10 astro-ph.SR
On the nature of the anomalous event in 2021 in the dwarf nova SS Cygni and its multi-wavelength transition
天鹅座SS长期以来一直被认为是一组只显示爆发的矮新星的原型。然而，这个物体在2021年进入了一个非常异常的事件，起初似乎是静止的，即，一种几乎恒定的光度状态，在Z凸轮型矮新星中观察到。这一意外事件给了我们一个很好的机会来重新考虑灾变变量中静止的性质。我们已经通过许多光学望远镜和X射线望远镜NICER和NuSTAR观察到了这个异常事件及其前兆，即在静止期间光学和X射线通量的逐渐和同时增加。我们没有发现任何放大的轨道驼峰在平静期间的异常事件之前，这表明，质量传递速率没有显着波动的平均。估计的X射线通量不足以解释在静止期间通过X射线照射盘和次级星而增加的光通量。这将是自然的考虑，在静止的磁盘粘度增强异常事件之前，这增加了磁盘中的质量吸积率，不仅提高了光通量，而且还提高了X射线通量。我们认为，粘度的增加也引发了SS天鹅座，这被认为是一系列的小爆发的停滞状现象。在这种现象中，盘的内部将始终处于爆发状态，只有其外部将对热粘性不稳定性不稳定，这与观察到的光学颜色变化一致。这种情况是符合我们的X射线光谱分析，这意味着X射线发射的内部吸积流变得比平常更热，垂直扩展，它变得更密集，并在静止状态开始后冷却下来。
2021-06-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gamma-ray sources like V407 Cygni in Symbiotic Stars
利用一个简单的加速模型，并假设$γ$ -射线起源于$π^0$模型的$p-p$碰撞，我们研究了共生星中类似天鹅座V407的$γ$ -射线源.它们在银河系中出现的概率上限在0.5 - 5年$^{-1}$之间，表明它们可能是高能$γ$射线的重要来源。加速质子的最大能量主要分布在$10^{11}$ eV附近，几乎没有达到$10^{15}$ eV。发生在D型超新星中的新星，具有一个波长和长的轨道周期，是$γ$射线源的良好候选者。由于轨道周期短，加速持续时间短，共生星RS Oph的新星不能产生天鹅座V407那样的$γ$射线辐射。
2011-01-31 astro-ph.SR
A multiwavelength light curve model of the classical nova V339 Del: A mechanism for the coexistence of dust dip and supersoft X-rays
本文针对经典新星 V339 Del 提出多波段光变曲线模型，通过激波壳层与尘埃壳层的形成机制，解释了 V 波段尘埃谷与软 X 射线共存现象，并测定了白矮星质量与距离。
2024-02-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the symbiotic-like recurrent nova V407 Cygni during its 2010 outburst. I. The shock and its evolution
2010年3月10日，V407 Cyg在爆发中被发现，最终达到V< 8并被费米探测到。使用中等和高分辨率的地基光谱，视觉和快速紫外光度法，和快速X射线分光光度法，我们描述了这个新星的高速剖面演化的行为，在其头三个月。X射线发射的峰值出现在约第40天，具有广泛的最大值，并在第50天后下降。光谱的主要变化大约在那个时候开始。He II 4686 A系首次出现在第7天和第14天之间，最初显示出广泛的对称轮廓，这是所有物种在第60天之前的特征。低激发谱线仍然相对较窄，v（rad，max）为200-400 km/s。它们比[Ca V]，[Fe VII]，[Fe X]和He II等线更对称，所有这些线都显示出从对称到蓝翼的一系列轮廓变化，类似于低电离物质，但红翼延伸到高达600 km/s。Na I D双重态发展了一个宽的组件，具有类似的速度宽度的其他低电离物种。未检测到O VI拉曼特征。我们将这些变化解释为米拉风中喷出物的非球面膨胀。蓝色的一面是从冲击波穿透到风中，而红色的翅膀是从低密度的边缘。最大径向速度服从幂律，v（rad，max）t^{-n}，其中n对红翼约为1/3，对蓝翼约为0.8。（截短）
2010-12-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supersoft X-ray emission from a white dwarf binary not powered by nuclear fusion
超软X射线源是恒星物体，其发射的X射线温度约为100万开尔文，亮度远远超过恒星日冕所能产生的X射线。一般认为这类天体是双星系统，其中质量转移导致白矮星表面的核聚变。经典新星是白矮星表面的失控核聚变事件，通常具有超软相，通常认为从高速吸积的白矮星中看到的明亮稳定的超软X射线源正在进行稳定的核聚变。在这封信中，我们报告了在小麦哲伦星云中发现的瞬态超软源，没有任何核聚变的迹象。这一发现表明，X射线发射可能来自"扩散层"--靠近吸积盘内缘的白矮星表面的一条带，其中发射了总吸积能量的很大一部分--而且（尽管更试探性地）吸积的白矮星质量相对较大。因此，我们确定，超软源的存在并不总是被用作核聚变的示踪剂，这与几十年来关于超软发射性质的共识相矛盾。
2019-07-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Hubble Space Telescope Trigonometric Parallax of the Dwarf Nova SS Cygni
天鹅座SS是最明亮的矮新星（DNe）之一，也是研究得最好的激变变星原型之一。2004年发表的哈勃太空望远镜（HST）上的精细制导传感器（FGS）的天体测量观测给出了6.06+/-0.44 mas的绝对三角视差。然而，最近的甚长基线干涉测量（VLBI），在天鹅座SS的射电爆发期间获得的，已经产生了明显更大的绝对视差8.80+/-0.12 mas，以及与HST结果相比，自行方向的巨大差异。VLBI距离使天鹅座SS的亮度降低了约2倍，这与基于吸积盘理论的预测很好地吻合，以解释观测到的DN爆发行为。这种差异增加了FGS松弛和自行中存在显著系统误差的可能性。我们重新分析了存档的HST/FGS数据，包括（1）背景天体测量参考星的视差的关键重新确定，（2）更新参考星自行的输入值，和（3）校正位置测量的颜色相关的位移。我们的新的分析产生了SS Cyg的自行与VLBI运动一致，绝对视差为8.30+/-0.41 mas，在~1.2 sigma水平上也与VLBI结果在统计上一致。我们的研究结果表明，HST/FGS视差是免费的大系统误差，当数据减少使用高质量的输入值的天体测量的参考星，当仪器签名被适当地删除。
2013-07-20 astro-ph.SR
Observations of Classical and Recurrent Novae with X-ray Gratings
X射线光栅光谱为研究新星物理打开了一扇新的窗口。在过去的13年里，用钱德拉和XMM-牛顿光栅获得了12颗新星爆发后的高信噪比光谱。它们提供了探测氢燃烧的白矮星在熄灭前的温度、有效重力和化学成分的唯一方法。这些光谱也允许对喷出物进行分析，喷出物可以被热白矮星光致电离，但更经常地似乎经历碰撞电离。光栅所需的长时间观测揭示了X射线通量和光谱的半规则和不规则变化。在喷出物对中心超软X射线源变得透明后的最初几周内，大的短期变化尤其明显。多亏了钱德拉和XMM-牛顿，我们发现了喷出物、离散壳层喷出和云团发射区的剧烈现象。正如预期的那样，我们还揭示了白矮星的特征。在我们的样本目标中，白矮星的峰值有效温度在~ 400，000 K和超过100万K之间变化，大多数情况下接近上限，尽管对于两颗新星，仅获得了200，000 K左右的上限。不同X射线卫星和仪器（包括Swift和ROSAT）的综合结果表明，超软X射线相越短，白矮星的峰值有效温度越低，与理论预测一致。峰值温度也与t（2）光学上2 mag衰减的时间成反比。我强烈主张使用白矮星大气模型来获得氢燃烧过程和周围喷出物的连贯物理图像。
2012-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The X-ray Evolution of the Symbiotic Star V407 Cygni during its 2010 Outburst
我们总结了Swift和Suzaku对2010年共生星天鹅座V407新星爆发的X射线观测。在第30天获得的朱雀光谱表明存在来自白矮星表面的超软成分，以及来自新星喷出物和米拉风之间的激波的光学薄成分。Swift的观测结果使我们能够跟踪这两种成分从第4天到第150天的演变。最值得注意的是在第20天左右光学薄组分的突然变亮。我们确定这是冲击波到达米拉光球层附近的时间。我们建立了一个简单的爆炸波-风相互作用模型，该模型可以再现天鹅座V407的X射线演化的总体特征，并探索了抛射质量、双星分离和Mira质量损失率的参数空间。如果这个模型是正确的，那么双星的分离度可能比之前提出的要大，而米拉的质量损失率可能相对较低。
2012-01-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-wavelength Light Curve Model of the One-year Recurrence Period Nova M31N 2008-12a
我们提出了一个理论的光变曲线模型的复发新星M31 N 2008- 12 a，目前的记录保持者最短的复发周期（1年）。我们结合内部结构计算使用Henyey型的进化代码与光学厚风解决方案的富氢信封，这给适当的质量损失率，光球温度和光度。计算了1.38 M_sun白矮星（WD）的光变曲线模型，吸积率为1.6 \times 10^{-7} M_sun yr^{-1}。该模式显示出即使在光球最大膨胀时也有很高的有效温度（log T_ph（K）\geq 4.97）和很小的风质量损失率（\dot M_wind \leq 9.3 \times 10^{-6} M_sun yr^{-1}）。这些性质与M31 N 2008- 12 a的微弱光学峰一致，因为自由-自由发射的亮度与质量损失率的平方成比例。该模型较好地再现了爆发后6天的超软X射线开启时间和18天的关闭时间。计算出该模型的喷出物质量为6.3 \times 10^{-8} M_sun，相当于吸积质量的37%。WD的增长率是质量吸积率的0.63倍，使其成为Ia型超新星的前身。我们的光变曲线模型预测了一个明亮的超软X射线相的光学峰值前一两天。我们鼓励在未来的爆发中检测这种X射线闪光。
2015-06-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
V2467 Cygni as possible intermediate polar
我们给出了未经滤波和UBVR_cI_c波段CCD测光快新星V2467 Cyg的结果。我们的数据分析给出了两个不同的频率对应的周期为~ 3.8小时和~35分钟。观察到的光变曲线的V2467天鹅座是典型的中间极性。
2010-04-06 astro-ph.SR
[HP99] 159 -- Properties of the first Supersoft X-ray Source with a Helium star donor
University of the Free State（自由州大学）；University of Southampton（南安普顿大学）；University of Oxford（牛津大学）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；University of Cape Town（开普敦大学）；University of Warsaw（华沙大学）
[HP99] 159 是首个与氦星供体相关的超软X射线源，通过长期光谱和光度学数据确定其轨道周期和低倾角系统特征，揭示其作为单个衰减Ia型超新星前身的独特性质。
2026-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
A demarcation criterion for hydrogen burning of millinovae
本研究通过分析经典新星KT Eri的光变曲线，提出千新星存在氢燃烧白矮星的判据I_q - I_max > 2.2，且该判据仅被两颗探测到软X射线的千新星满足。
2025-03-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
The light curve simulations of the 2021 anomalous event in SS Cygni
原型矮新星天鹅座SS在2021年的前几个月意外地在其光变曲线中显示出异常事件，其中规则的矮新星类型爆发停止，但仅发生小幅度波动。受此事件的启发，我们已经进行了数值模拟的光变曲线SS Cyg通过不同的传质速率和不同的粘度参数在冷盘。我们还研究了在光变曲线模拟中气体流溢出超过外盘边缘的影响。我们已经证实，增强的质量转移不太可能对2021年的异常事件及其前身负责。我们发现，盘中粘度的增强可能再现了该事件的前兆，但可能不足以解释2021年的异常事件，尽管后者的结果可能是我们所用的热平衡曲线所特有的。在我们的模拟中，具有比我们的标准模型略高的传质速率的气流溢出模型再现了类似于2021年异常事件的光变曲线。我们认为，气流溢流是必要的再现这一事件。在天鹅座SS正常静止状态期间，气流溢出也可能是导致异常高X射线通量的原因。
2022-12-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray observations of classical novae. Theoretical implications
对爆发和爆发后的经典新星的X射线探测提供了关于爆炸机制的独特和关键的信息。软X射线揭示了热的白矮星光球，只要氢（H）核燃烧仍然存在，膨胀的外壳足够透明，而硬X射线则提供了关于再生的激变变星中的喷出物和/或吸积流的信息。超软X射线发射阶段的持续时间与经典新星的关闭有关，即，在白矮星核心上的氢燃烧。本文综述了X射线观测结果，特别强调了对爆发后稳定氢燃烧持续时间的影响及其理论解释。经常性新星（包括“标准”对象和最近发现的）的特殊情况下，还审查了短复发周期的理论可行性，以及关于Ia型超新星的情况下的影响。
2009-10-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Morphology of the Expanding Ejecta of V2491 Cygni (2008 N.2)
确定新星喷出物形态的演变为新星爆发早期阶段的形成机制提供了有价值的信息。了解这种机制对研究形成的影响，例如在原行星状星云。在这里，我们使用光谱数据进行V2491天鹅座的形态运动学研究，以确定可能的喷出物的结构及其与中央系统和成形机制的关系。我们使用形状来模拟不同的形态和检索他们的光谱。这些合成光谱与观测到的光谱进行比较，以确定最有可能的形态引起他们，包括系统的倾角和膨胀速度的新星喷出物。我们发现最适合的残留形态是极斑点和赤道环的暗示倾角为80 $^{+3}_{-12}$度和3100 $^{+200}_{-100}$ km/s的极斑点的最大膨胀速度和2700 $^{+200}_{-100}$ km/s的赤道环。这种倾向表明我们应该观察日食，这将使我们能够更精确地确定中央双星的重要参数。我们还注意到，爆发的幅度更类似于经常性新星系统中发现的。
2010-11-09 astro-ph.SR
Long-period SU UMa dwarf nova V1006 Cygni outburst activity and variability at different brightness states in 2015-2017
在2015-2017年期间，利用位于7个天文台的11台望远镜对矮新星V1006 Cyg进行了CCD光度观测。他们报道了2015年的超级爆发，其中包括再亮，五次持续时间约为4天的正常爆发和一次持续至少7天的大爆发。正常爆发之间的间隔为16至22天，超级爆发之间的间隔预计将超过124天。在2015年的超级爆发期间和在再亮和第一次正常爆发开始之间的短期平静期间，分别检测到平均周期为0^d.10544（10）和0^d.10406（17）的正超级驼峰。在2015年的一次大爆发中，发现了轨道周期为0^d.09832（15）的信号，其振幅在爆发下降时比其结束时大2.5倍。在2017年第一次和第二次正常爆发之间的平静阶段，我们可能检测到周期为0^d.09714（7）的负超级峰。在所有其他情况下的宁静，我们发现只有准周期性的亮度变化的时间尺度为20-30分钟，不同程度的连贯性和可变的振幅达到0.5马格在极端情况下。
2018-06-20 astro-ph.SR
Nova V5579 Sgr 2008: near-infrared studies during maximum and the early decline phase
我们目前的近红外光谱和光度观测的新星V5579 Sgr在最大和早期下降阶段。光谱如下的新星从峰值亮度的演变时，线有很强的天鹅座P轮廓的一个阶段占主导地位的突出的发射线。在发射阶段的光谱由来自Brackett和帕邢系的强H I线、O I和C I线支配。在我们观测的最后阶段，光谱显示出一个向更长波长方向上升的连续谱，这表明尘埃的形成。V5579 Sgr中的尘埃形成与早期光谱中存在的低电离势元素（如Na和Mg）一致。早期出现的这些谱线曾被我们认为是新星发展后期尘埃形成的潜在指标。我们还讨论了使用天鹅座P剖面探测早期爆发期间爆发的白矮星的性质的可能性。
2011-06-05 astro-ph.SR
V1006 Cygni: Dwarf Nova Showing Three Types of Outbursts and Simulating Some Features of the WZ Sge-Type Behavior
我们观察到2015年7月至8月的V1006 Cyg长爆发，并确定该物体是周期间隙中的SU UMa型矮新星。我们的观测证实，天鹅座V1006是继TU Men之后第二个显示三种类型爆发（正常，长正常和超级爆发）的天体。我们成功地记录到了超峰的生长阶段（A阶段超峰），得到了质量比为0.26-0.33，接近潮汐不稳定的稳定极限。A阶段超级驼峰的这种识别表明，超级驼峰确实在接近稳定极限的系统中缓慢生长，这一想法首先由Kato等人2014，arXiv：1406.6428引入。超级爆发显示了一个暂时的下降，然后是重新明亮。下沉的时刻与超峰的阶段转换相吻合，我们认为C阶段的超峰与吸积盘中冷却波的开始有关。我们认为，当冷却波开始时，潮汐不稳定性不足以维持盘的热态。我们提出，在质量比的极端（WZ Sge型天体和长周期系统）中常见的性质可以理解为弱潮汐效应的结果。
2015-12-17 astro-ph.SR
Fourier time lags in the dwarf nova SS Cygni
为了理解吸积盘的物理过程，我们可以研究活动星系核（AGN），X射线双星系统（XRB）和激变变星（CV）。它已经表明，XRB和CV显示出类似的观测特性，如经常爆发和非周期性的变化。后者已被广泛研究的XRB，但直到最近才有直接的现象学类比被发现XRB和CV之间，包括发现的均方根通量关系和光学检测傅立叶依赖的时间滞后。我们提出了一个傅立叶分析的基础上收集的数据在4.2米威廉赫歇尔望远镜使用ULTRACAM著名的CV SS天鹅座在静止。SDSS滤光片$u'$、$g'$和$r'$中的光变曲线以亚秒节奏同时拍摄。相机的高节奏和灵敏度使我们能够研究时间范围为$\sim 10000 - 0.5$ s（$10^{-4}-2$ Hz）的源的宽带噪声分量。在~ 250 s的时间尺度下观察到幅度为~ 5 s的软/负滞后，表明较红波段的发射滞后于较蓝波段的发射。这种效应可以解释为热再加工硬光子在最里面的区域的吸积盘，假设一个高粘度参数$α> 0.3$，和高辐射的光盘。或者，它可能与吸积盘上层的复合时标有关。
2018-08-28 astro-ph.SR
Catching a nova X-ray/UV flash in the visible? Early spectroscopy of the extremely slow Nova Velorum 2022 (Gaia22alz)
本研究观测了极慢新星Gaia22alz持续180天的早期光谱，发现其早期光谱可能源于白矮星包层或吸积盘对早期X射线/紫外闪的再处理，从而罕见地捕捉到了该阶段的光学特征。
2023-04-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
A phenomenological study of the evolution of shock-induced O I emission lines in the spectrum of nova V2891 Cygni
本研究利用CLOUDY代码分析天鹅座V2891新星的氧发射线演化，发现抛射物存在高氧丰度分层，O I 1.3164 μm线可作为激波诱发尘埃形成的示踪剂。
2024-07-12 astro-ph.SR
Spectral Evolution of the Unusual Slow Nova V5558 Sgr
我们报告的光谱演化的神秘，非常慢的新星V5558 Sgr，基于低分辨率的光谱在藤井-Bisei天文台和Bisei天文台，日本在2007年4月6日至2008年5月3日期间获得。V5558 Sgr显示了一个极大前的停顿，然后出现了几次类似耀斑的再亮，这与另一颗非常慢的新星V723 Cas相似。在我们的观测中，V5558 Sgr的光谱类型在极大前停止期间从He/N型向Fe II型演变，然后再次向He/N型演变。这种光谱跃迁过程是在新星研究的漫长历史中首次观察到的。在初始亮度最大值后的再亮阶段，我们可以识别出许多发射线，伴随着更强的吸收分量的P-Cygni轮廓在亮度最大值。我们发现，从发射峰测量的P-Cygni吸收分量的速度在亮度最大值处减小。此外，我们还比较了V5558 Sgr与V723 Cas以及其他在早期阶段表现出多次再亮的新星的光谱。
2011-05-09 astro-ph.SR
On the Rebrightenings of Classical Novae during the Early Phase
本文报道了6颗经典新星V1186 Sco、V2540 Oph、V4745 Sgr、V5113 Sgr、V458 Vul和V378 Ser的光谱演化。在光变曲线中，这6颗新星在早期阶段表现出几次再亮，在快新星中持续约10天，在慢新星中持续约100天。所有这些新星的早期光谱在最大亮度时都有P-Cygni轮廓的发射线。天鹅座P-Cygni剖面的吸收成分在最大值之后消失，并在新星亮到下一个最大值时重新出现。我们认为，吸收分量在再增亮时的再现是由于光球层在内部充分移动后的再膨胀。从光变曲线中发现，这6颗新星的再亮时间间隔具有相似的系统性趋势，适用于所有类型的新星：快型和慢型，Fe Ⅱ型和混合型。此外，我们还注意到V2362 Cyg在早期阶段再亮和再亮时的光谱以及V1494 Aql在过渡阶段振荡时的光谱之间的差异，这意味着早期阶段再亮和后期振荡的物理机制不同。
2010-10-27 astro-ph.SR
X-ray emission from optical novae in M 31
第一个超软源（SSS）的识别与光学新星在M 31是基于ROSAT观测。另外20个X射线对应物（大多数通过其硬度比确定为SSS）是使用2002年7月之前获得的ROSAT、XMM-牛顿和钱德拉观测档案探测到的。基于这些结果，光学新星似乎构成了M31中SSS的主要类别.对钱德拉HRC-I和ACIS-I在2004年7月至2005年2月间观测到的数据进行分析后发现，M 31新星的SSS状态持续了几个月至10年。几颗新星在光学爆发后50天内开始出现短暂的X射线爆发，持续时间只有两到三个月。在光学爆发后一年内，在软X射线中检测到的新星比例超过30%。进行中的光学新星监测方案、光学光谱后续行动和最新的新星目录对X射线工作至关重要。重新分析档案新星数据，以改善位置，并找到更多的新星候选人，迫切需要安全的复发新星识别。专门的XMM-牛顿/钱德拉监测计划的X射线发射的光学新星覆盖的中心区域的M 31继续提供有趣的新结果（例如，相干1105秒脉动的SSS对应的新星M31 N 2007- 12 b）。新星的SSS光变曲线使我们--连同光学信息--能够估计出白矮星的质量、喷出物的质量和爆发时燃烧的质量。M31中心区域的观测使我们--与银河系中的观测相反--能够同时监测许多新星，并被证明很容易发现许多有趣的SSS和新星类型。
2009-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Low-Resolution Spectroscopy of the Recurrent Nova T Pyxidis at its Early Stage of 2011 Outburst
我们提出了我们的观测结果的周期性新星T Pyxanthus在其2011年爆发的早期阶段，使用低分辨率摄谱仪（$R\approx400$）连接到一个28厘米的望远镜。我们总共观测了11个夜晚，其中9个夜晚是在极大前阶段。结果，我们得到了这颗周期新星在达到最大亮度过程中的详细演化特征。首先，在最早的三个夜晚（最大值前的$-25 \sim -21$天），谱线上出现了宽而突出的发射线，如巴耳末系、He I、He II、N II、N III和O I以及天鹅座P型轮廓。H $α$的蓝移吸收极小值产生约2200 km s $^{-1}$的最大膨胀速度，并且速度逐渐减小。然后，氦和氮线日益减弱。之后（最大光照前18天），Fe II（多重态）谱线出现在光谱上。然后这些线每天都在加强，天鹅座P的轮廓也变得更加突出。相应地，膨胀速度逐渐增大。此外，在极大期前阶段，T Pyx的新星光谱类型由He/N型向Fe II型演化。
2012-10-17 astro-ph.SR
V5116 Sgr: a disc-eclipsed SSS post-outburst nova?
新星V5116 Sgr 2005 No.2，发现于2005年7月4日，于2007年3月，光学爆发后20个月被XMM-牛顿观测到。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，表明白矮星顶部残留的氢燃烧。X射线光变曲线显示出通量的突然减少和增加，周期为2.97小时，与系统可能的轨道周期一致。EPIC谱与一个ONe白矮星大气模型拟合良好，在低通量期和高通量期温度相同。这就排除了X射线源的内在变化，因为通量的原点发生了变化，并指出可能的偏食是可变光变曲线的原点。RGS高分辨率光谱支持这种情况，显示了低通量状态下的许多发射特征，这些特征在高通量状态下消失或变为吸收特征。2009年3月的一次新的XMM-牛顿观测表明SSS已经关闭，V5116 Sgr已经演变成一个较弱和较硬的X射线源。
2009-10-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
