Binary Interaction Dominates Mass Ejection in Classical Novae
最近的观测表明，我们对经典新星质量损失的理解是不完整的，这激发了对新星质量喷射物理过程的新理论研究。本文利用恒星演化程序MESA对经典新星外流进行了流体动力学模拟。我们发现，当双伴星被忽略，白矮星与质量>= 0.8 Msol成功地发射辐射压力驱动的光学厚风，带走了大部分的信封。然而，对于大部分的质量损失阶段，这些风的加速半径超过白矮星的罗氏半径假设一个典型的灾难性的变量捐助者。这意味着，在标准的光学厚风形成之前，质量损失将由二元相互作用引发和形成。只有当加速区域在白矮星的洛希半径内后退时，才能成功发射各向同性的光学厚风，这发生在大部分包层已经被喷射出来之后。这两种外流模式之间的相互作用-第一阶段的缓慢，二进制驱动，赤道上集中的质量损失，包括大部分的质量喷射和第二阶段组成的快速，各向同性，光学厚风-是一致的非球面喷出物和多个外流组件的签名的观察。我们还发现，孤立的低质量白矮星<= 0.8 Msol在任何阶段都不会发展出无束缚的光学厚风，这使得考虑双星伴星对由此产生的爆发的影响变得更加重要。
2022-09-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Universal Decline Law of Classical Novae. IV. V838 Her (1991): A Very Massive White Dwarf
我们提出了一个统一的模型的光学和紫外（UV）光变曲线的最快的经典新星之一，V838武仙座（新星武仙座1991年），并估计其白矮星（WD）的质量。基于新星爆发的光学厚风理论，我们模拟了自由-自由辐射的光学光变曲线和黑体辐射的UV 1455 λ光变曲线。我们的1.35 \pm 0.02 M_（\sun WD）模型同时再现了光学和紫外1455 λ观测。由风引起的质量损失为Δ M_{wind} \sim 2 \times 10^{-6} M_ \sun。我们提供了红化的新测定，E（B-V）= 0.53 \pm 0.05，距离为2.7 \pm 0.5 kpc。
2009-09-08 astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the recurrent nova T Pyxidis during its 2011 outburst I. The optically thick phase and the origin of moving lines in novae
新星T Pyx是在发现爆发后的第一天开始用高分辨率光谱仪（R ~ 65000）观测到的，一直持续到2011年5月底最后一次看到这颗恒星。Na I、Ca II、CH、CH $^+$的星际吸收线和H I 21 cm发射线的观测档案已被用来确定运动学距离。星际漫吸收功能已被用来确定独立的消光以前的假设。样品铁峰线轮廓显示的光学深度和径向速度的离散组件的演变。我们建议到T Pyx $\geq$的距离为4.5kpc，严格的下限为3.5 kpc（以前接受的距离）。我们得出一个消光，E（B-V）$\approx0.5\pm$ 0.1，这是高于以前的估计。4月15日的第一次观测显示了He I、He II、C III和N III发射谱线，以及巴尔末和He I谱线的P Cyg剖面上的最大速度为$\approx$ 2500 km s $^{-1}$，这是火球阶段的特征。在4月23日的第二个光谱中，这些离子是检测不到的，我们使用复合时间来估计喷出物的质量，$10^{-5}f$ M $_\odot$为填充因子$f$。许多吸收线系统上检测到的巴耳末，铁峰，钙II，钠I线，反映在更广泛的发射线组件，这表明了一个“加速”位移速度。我们还表明，这些反射的时间序列，这是共同的所有线路，只出现在喷出物，可以描述的重组前向外移动的膨胀气体没有恒星风或拱碰撞。
2011-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Physics of nova outbursts: Theoretical models of classical nova outbursts with optically thick winds on $1.2~M_\odot$ and $1.3~M_\odot$ white dwarfs
本研究构建了不同质量白矮星带光学厚风的时间相关新星爆发模型，明确了X射线闪出现时间、风质量损失率等特征，发现快新星光学极大时间与膨胀时标的经验关系，可快速预测光学极大时间。
2024-04-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Change of the Inner Boundary of an Optically Thick Accretion Disk around White Dwarfs Using the Dwarf Nova SS Cyg as an Example
本文介绍了我们对天鹅座SS星系（一个含有白矮星的吸积双星系统）光通量非周期变化的研究结果。这里介绍的主要观测数据集是用安装在RTT-150望远镜上的ANDOR/iXon DU-888光度计获得的，它可以实现高达8 ms的时间分辨率（对于CCD光度计）。源通量变化的功率谱揭示了非周期变化包含了双星系统中光学厚流内边界的信息。我们发现，在辐射热光变曲线的最大值处，光学厚的吸积盘的内边界接近于白矮星表面，即，在瞬时吸积率的峰值时，白矮星积盘被截断，而在低态时，吸积盘被截断的距离为8.5e9 cm ~10 R_{WD}。我们认为可以通过研究吸积白矮星的功率谱参数来追踪双星吸积盘内边界的位置。特别是，这允许估计吸积物体的质量。
2012-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Theoretical light curve models of the symbiotic nova CN Cha -- Optical flat peak for three years
本研究针对慢速共生新星CN Cha的三年光学平坦峰特征，基于流体静力学近似建立理论光变曲线模型，估算其白矮星质量约0.6倍太阳质量，解释了平坦峰新星与多峰新星的差异成因。
2023-06-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Far Ultraviolet Spectroscopy of Old Novae I. V603 Aquila
我们提出了一个综合的光谱分析的结果，远紫外档案IUE，HST和FUSE观测的快速老新星V603 Aql，获得约90年后，其1918年的新星爆发。我们的分析利用了新的哈勃FGS视差距离为这个几乎面对面的老新星，高白矮星质量和低红化。我们的分析包括非截断光学厚吸积盘，因为V603 Aql既不是一个极性，也不是一个中间极性。我们的合成光谱建模的FUSE和HST光谱分别分析表明，质量转移率为1.5-2.2xe-9太阳质量每年的FUSE和HST光谱分别，假设WD质量为1.2Msun。质量吸积率也取决于假设的WD质量，并增加了一个因素的两个WD质量为0.8Msun。将FUSE和HST光谱组合在一起导致相同的结果。潜在的影响进行了讨论。
2015-06-04 astro-ph.SR
The narrow and moving HeII lines in nova KT Eri
我们提出了爆发和宁静光谱的经典新星KT Eri和讨论的外观尖锐的HeII 4686 Ang发射线，其起源是一个问题的讨论，这些新星，表现出类似的组件。我们认为，尖锐的HeII线，当它第一次出现在爆发光学厚相的末端时，来自哑铃结构的手腕，表征了Ribeiro等人（2013）模拟的喷出物。当喷出物变得光学薄，已经尖锐的HeII线变得窄了两倍，并从暴露的中央双星起源。在光学薄阶段，HeII线显示出径向速度的巨大变化，这在巴耳末线中没有对应物（无论是它们的窄核心还是宽边缘）。HeII线的径向速度变化很大，一直持续到静止期，它仍然是在整个光学范围内观察到的最强发射线。
2014-03-13 astro-ph.SR
Recurrent novae and long-term evolution of mass-accreting white dwarfs -- toward the accurate mass retention efficiency
质量吸积型白矮星的质量增长率是决定双星演化为Ia型超新星的关键因素。许多作者报道了非常不同的WD质量增加率。在这篇评论中，我们澄清了这种分歧的原因，其中一些来自缺乏数值技术，使用旧的不透明，不同的假设，二元配置，不适当的初始条件，和不切实际的质量损失机制。我们强调，这些假设应仔细选择在计算的长期演变的吸积WD。重要的是，质量损失机制是决定质量保持效率的关键过程：最好的方法是正确地结合光学厚风，因为它是由新星的多波长光变曲线支持的。
2017-12-24 astro-ph.SR
Physics of nova outbursts: A theoretical model of classical nova outbursts with self-consistent wind mass loss
我们提出了一个基于辐射压力梯度加速的自洽风质量损失的经典新星爆发周期模型，即，所谓的光学厚风。用Henyey程序计算了质量吸积率为$5 \times 10^{-9}~M_\odot$/年$^{-1}$的1.0 $M_\odot$白矮星的演化模型。当光学厚风发生时，富氢包层的最外部分连接到稳定移动的包层。我们证实，没有内部冲击波发生在热核逃逸。在光球最大膨胀时期，风质量损失率达到最大值，为$1.4 \times 10^{-4}~M_\odot$ yr $^{-1}$，此时光球温度降低到$\log T_{\rm ph}$（K）=3.90。几乎所有的吸积质量都消失在风中。氢燃烧产生的核能以光子发射（64%）、重力能（克服重力将风物质提升，35%）和风的动能（0.23%）的形式损失。一颗典型的新星在热核逃逸开始后的一天内（光学极大值前$\sim$ 25 d），在远紫外（100 - 300 nm）波段应该非常明亮。在新星爆发的衰变阶段，包络结构非常接近于稳态解。
2022-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling the EUV spectra of optically thick boundary layers of dwarf novae in outburst
在这里，我们计算详细的模型光谱最近公布的光学厚一维径向层（BL）模型中的激变变量，并将它们与观测到的软X射线/极紫外（EUV）光谱的矮新星爆发。每个BL模型被划分成若干环，并为每个环，沿垂直方向的结构模型，使用恒星大气方法计算。然后将环光谱组合成考虑多普勒展宽和临边暗化的BL光谱。计算了两组模型BL谱，第一组由具有固定白矮星质量（1 M_sun）和各种相对白矮星角速度（0.2，0.4，0.6和0.8分裂速度）的BL模型组成，而另一组由具有固定相对白矮星角速度（0.8分裂速度）和各种白矮星质量（0.8，1和1.2 M_sun）的BL模型组成。由于大量吸收线的混合，模型光谱显示出宽的吸收特征，并且在只有少数强吸收线的光谱区域显示出类似发射的特征。模型谱与观测到的SS Cyg和U Gem爆发的软X射线/EUV谱非常相似。观测到的SS Cyg谱可用WD质量为0.8 - 1 M_sun、相对角速度为0.6 - 0.8破碎速度的BL模型谱拟合。这些BL模型也再现了观测到的BL光度和盘光度的比值。观察到的和BL模型的光谱之间的差异是类似的热光学薄等离子体光谱，并可能与流出的等离子体的光谱与BL质量吸积率兼容的质量损失率。建议的方法计算BL光谱似乎是非常有前途的，并可以应用到其他BL模型进行比较的EUV光谱的矮新星爆发。
2014-08-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
MESA and NuGrid simulations of classical novae: CO and ONe nova nucleosynthesis
经典新星是由CO或ONe白矮星吸积的氢的热核闪光的结果，最终导致表面层的动态喷射。这些都是观测已知的富含重元素，如C，O和Ne，必须起源于氢闪对流区以下的层。在我们以前的工作的基础上，我们现在提出恒星演化模拟的ONe新星，并提供了一个全面的比较，我们的模型与出版的。我们的一些模型包括指数对流边界混合，以解释所观察到的富集的新星喷出物，即使吸积的材料有太阳丰度分布。我们的模型产生的最大温度演化曲线和核合成产量与模型，产生丰富的喷出物，假设吸积材料是预混合的。我们证实了我们以前报道的结果，即一颗新星。我们发现，$^3$ He可以在冷的（$T_{\rm WD} < 10^7$ K）CO WDs以慢速率（$\dot{M} < 10^{-10}\,M_\odot/\mbox{yr}$）吸积的太阳成分包层中{ \it in situ}产生，在这种情况下，对流是由新星爆发前的$^3$ He燃烧触发的。此外，我们现在发现，太阳成分包层中$^3$ He的产生和破坏之间的相互作用以中等速率吸积，例如，$\dot{M} = 10^{-10}\,M_\odot/\mbox{yr}$，通过具有相对高的初始中心温度的$1.15\,M_\odot$ ONe WD，例如，$T_{\rm WD} = 15\times 10^6$ K，导致形成一个厚的辐射缓冲区，从WD表面分离的对流信封的底部。（节录）
2014-05-20 astro-ph.SR
Near-infrared and optical studies of the highly obscured nova V1831 Aquilae (Nova Aquilae 2015)
介绍了天鹰座V1831新星的近红外（NIR）和光学光度测量及光谱学，涵盖了发现后第一个$\sim$ 90天的早期衰退和尘埃形成阶段。这颗新星由于星际灭绝而高度变红。仅根据近红外光谱的性质，我们能够将新星归类为Fe II类。该新星的距离和消光系数分别为6.1 $\pm$ 0.5 kpc和$A_{\rm v}$ $\sim$ 9.02。的电子密度，排放量和电离喷出物质量的下限是从案例B分析的近红外Brackett线，而中性气体质量估计从光学[OI]线。我们讨论了He I 1.0830 $μ$ m谱线在早期快速增强的原因。V1831 Aql在相当早的时间（发现后$\sim$ 19.2天）就形成了少量的尘埃，尘埃壳在光学上并不厚。对尘埃温度、尘埃质量和粒度进行了估计。尘埃形成开始约19.2天在1461 $\pm$ 15 K的冷凝温度，表明碳的组成，随后的温度被视为逐渐降低到950 K。尘埃质量显示了一个快速的初始增加，我们解释为是由于在颗粒的数量增加，随后的一段时间的恒定性表明在这后一段时间内没有颗粒破坏过程。讨论了这些参数的演变，包括在晶粒半径演变中看到的某些特性。
2017-09-19 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
MESA and NuGrid Simulations of Classical Nova Outbursts and Nucleosynthesis
经典新星是由低质量主序星或红巨星双星伴星的白矮星（WD）吸积的氢表面热核爆炸的结果。其喷出物的化学成分分析表明，新星爆发发生在碳氧（CO）和更大质量的氧氖（ONe）WD，并有吸积信封和底层WD之间的跨界混合。我们证明了最先进的恒星演化代码MESA和NuGrid的后处理核合成工具可以成功地用于模拟CO和ONe新星爆发和核合成。在我们的一维数值模拟中的对流边界混合（CBM）是使用一个扩散系数，是指数递减的距离下的对流信封的底部。我们表明，这个处方产生的最大温度演化曲线和核合成产量与使用通常采用的1D新星模型，其中CBM是模仿假设的吸积信封已预先混合WD的材料，得到了很好的一致性。在以前的文章中，我们发现冷（T_WD <1d ~ 7 K）CO WDs可以在以慢速率（dM/dt <1 e-10 M_sun/yr）吸积的太阳成分包层中原位产生~ 3 He，在这种情况下，~ 3 He燃烧在新星爆发前触发对流。在这里，我们证实了这一结果的一个新星。此外，我们还发现，在初始中心温度较高的1.15 M_sun ONe WD（T_WD = 15 e6 K）作用下，太阳包层中~ 3 He的产生和破坏之间的相互作用以中等速率（dM/dt = 1 e-10 M_sun/yr）吸积，导致形成一个厚的辐射缓冲区，将对流包络的底部与WD表面分开。
2013-04-01 astro-ph.SR
The secrets of T Pyxidis II. A recurrent nova that will not become a SN Ia
通过各种方法，我们获得了L $_{disk}$ $\sim$ 70 L $_{\odot}$和$\dot{M}$ $\sim$ 1.1 $\times$ 10 $^{-8}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$。这些值大约是1966年爆发前的两倍。这使得第一次直接估计的总质量增生前爆发，M $_{accr}$ = $\dot{M}_{pre-OB}$ $\cdot Δ$ t，并与临界点火质量M $_{ign}$。我们发现M $_{accr}$和M $_{ign}$完全一致（数值接近5 $\times$ 10 $^{-7}$ M $_{\odot}$），M $_1$ $\sim$ 1.37 M $_{\odot}$，这证实了热核逃逸理论。观测到的喷发阶段的参数与Yaron及其合作者在模型网格中的相应值进行了比较，对于接近1.35 M $_{\odot}$的M $_1$值和-8.0和-7.0之间的log $\dot{M}$值，提供了令人满意的一致性，但观测到的衰减时间t $_3$值高于预期。长时间的光学厚阶段在记录爆发的T Pyx，典型的经典新星的光谱行为，和持久性的P Cyg配置文件，约束喷射的质量M $_{ign}$在10 $^{-5}$ - 10 $^{-4}$ M $_{\odot}$。因此，Pyx T喷出的物质远比它吸积的物质多，白矮星的质量不会像通常认为的那样增…
2009-04-07 astro-ph.SR
Binary orbits as the driver of gamma-ray emission and mass ejection in classical novae
经典新星是最常见的天体物理热核爆炸，发生在白矮星的表面，从双星系统的伴星吸积气体。新星通常以超过每秒1,000公里的速度喷出约10^（-4）太阳质量的物质。然而，对新星中物质抛射的机制知之甚少，可能是由热核能量的脉冲闪光、长时间的光学厚风或与新星外壳的双星相互作用所主导。经典新星现在经常在千兆电子伏的伽马射线波长下被探测到，这表明相对论粒子被喷出物中的强烈冲击加速。在这里，我们报告高分辨率的伽玛射线发射新星V959 Mon的无线电成像。我们发现，它的喷出物是由双星系统的运动形成的：一些气体沿着两极迅速喷出，就像白矮星的风一样，而密度更大的物质则在轨道运动的推动下沿着赤道平面漂移出来。在赤道和极地地区之间的接口，我们观察到的冲击和相对论粒子加速的同步辐射指示，从而精确定位的伽马射线生产的位置。新星喷出物和相关内部冲击的二进制成形预计将在新星中广泛存在，这解释了为什么许多新星是伽马射线发射体。
2014-10-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Millennium-Long Evolution of One-Year-Recurrence-Period Nova -- Search for Any Indication of the Forthcoming He Flash
我们给出了1.38 M太阳白矮星（WD）上1500个氢壳层闪烁周期，质量吸积率为1.6 × 10^{-7} M太阳年^{-1}，其质量喷射与光学厚风一致.这个模型模拟了一年重复周期的新星M31 N 2008- 12 a。通过这些氢闪光，氦灰层的质量不断增加，最终引发氦新星爆发。每一次氢闪几乎是相同的，并且在爆发或静止中没有即将到来的He闪的前兆，直到下一次He闪突然发生。因此，M31 N 2008- 12 a是一个有希望的He新星候选者，在一千年内的任何时候爆发。氦新星的瞬发X射线闪光持续时间短至15分钟，X射线光度约为爱丁顿光度的一半，给观测带来困难。在氦闪光的早期阶段，最上层的富氢层对流混合到内部深处，大部分氢被核燃烧消耗。与M31 N 2008- 12 a的氢壳闪光相比，我们预计即将到来的He新星具有非常短的瞬发X射线闪光（15分钟），非常明亮的光学/近红外峰值（比M31 N 2008- 12 a亮约3.5等），更长的新星持续时间（>2年）和更长的超软X射线源相位（40-50天或更长）。
2017-06-27 astro-ph.HE 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
HST FUV spectroscopy of the short orbital period recurrent nova CI Aql: Implications for white dwarf mass evolution
HST COS的远紫外光谱（1170 A至1800 A）是由短轨道周期的复发新星（T Pyxtaxi子类），天鹰座CI获得的。CI Aql是已知的唯一一个在每个轨道周期有两次可感深度食的经典CV，并且在爆发前和爆发后都有足够稳定的光变曲线，可以估计质量和轨道周期的变化。我们的FUV光谱分析模型吸积盘和NLTE高重力光球，加上盖亚视差，揭示CI Aql的FUV光占主导地位的光学厚吸积盘的吸积率的顺序为$4\times 10^{-8}$ $M_{\odot}/yr$。它的光变曲线、径向速度曲线和日食时间数据库是任何CV中最好的。通过同时分析这三种数据类型，重新推导了它的轨道周期（$P$）、$dP/dt$和参考时间，给出了无量纲的爆发后$dP/dt$为$-2.49\pm 0.95\times 10^{-10}$。由于缺乏轨道角动量到转动角动量的损失信息，导致$dP/dt$到白矮星质量变化率$dM_1/dt$的转换存在一定的不确定性，但在$+4.8\times 10^{-8}$到$+7.8\times 10^{-8}$ $M_{\odot} /yr$的适度范围内。根据CI Aql爆发前后轨道周期的简单差分，估计的CI Aql爆发引起的白矮星质量变化与先前公布的$+5.3 \times 10^{-6} M_{\odot}$没有变化。按照WD估计的质量增长率，它将在1000万年内终止为Ia型超…
2018-12-24 astro-ph.SR
A light-curve analysis of the X-ray flash first observed in classical novae
一个X射线闪光，预计在一个新星爆发的非常早期的阶段，最后在经典新星YZ Reticuli 2020中用{\it SRG}/eROSITA探测到。观测到的闪光时间尺度，光度和黑体温度基本上限制了新星模型。我们提出了不同质量和质量吸积率的白矮星（WD）的X射线闪光的光变曲线模型。我们发现YZ Ret中的WD质量与$M_{\rm WD}\sim 1.3 ~M_\odot$一样大，质量吸积率为$\dot M_{\rm acc}\sim 5 \times 10^{-10}- 5\times 10^{-9} ~M_\odot$ yr $^{-1}$，包括质量吸积率在它们之间变化的情况，与{\it SRG}/eROSITA观测一致。X射线观测证实在X射线闪光时亮度接近爱丁顿极限。光球半径超过$\sim 0.1~R_\odot$的光学厚风的出现，通过强吸收终止了YZ Ret的X射线闪光。这对风质量损失的开始时间设置了约束。堆芯物质进入富氢包层的轻微污染似乎更适合解释X射线闪光持续时间非常短的现象。
2022-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the recurrent nova T Pyxidis during its 2011 outburst. II.The optically thin phase and the structure of the ejecta in recurrent novae
我们继续我们的物理性质的经常性新星T Pyx的研究，集中在2011年爆发期间的星云膨胀阶段的喷出物的结构。这颗新星是与北欧光学望远镜（NOT）同时观测到的，具有高分辨率光谱分辨率（R ~ 65000）2011年10月11日和2012年4月8日（没有绝对通量校准），并与哈勃太空望远镜上的太空望远镜成像光谱仪（STIS），2011年10月10日和2012年3月28日高分辨率（R ~ 30000）（绝对通量）。我们使用标准的等离子体诊断（例如，[O III]和[N II]线比和H $β$线通量）来约束电子密度和温度。使用Monte Carlo模拟的喷出物，我们推导出的结构和填充因子从比较的光学和紫外线的轮廓。喷出物可以使用轴对称的圆锥形-双极-几何形状建模，其轴线与视线的倾角较低，i=15+/-5度，与高角分辨率光学光谱干涉测量的已发表结果兼容。其结构类似于其他短轨道周期的复发新星在其星云阶段所观察到的结构。我们表明，电子密度的尺度为$t^{-3}$预期从弹道喷射的恒定质量壳，没有必要调用一个持续的质量外流后爆发。对于填充因子f ~ 3%，M_ej ~ 2 E-6$M_sun的喷出物，导出的质量与其它周期性新星喷出物的质量相似，但与以前报道的扩展光学厚度的爆发时期不一致。我们认为，该系统经历了一个共同的信封相爆炸后，产生的重组事件。经常性新星的动力学的影响进行了讨论。（截短）
2012-11-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
The orbital period changes for novae
针对激变变星轨道周期变化观测与标准演化理论冲突的问题，研究通过建模三种新星爆发物质损失机制，发现双星驱动物质损失可解释大部分普通激变变星的观测，长周期演化伴星系统可能需Frank喷流机制补充。
2025-07-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
A strong shock during a nova outburst: an origin of multiple velocity systems in optical spectra and of high-energy emissions
基于完全自洽的新星爆炸模型，提出了经典新星吸收/发射谱线系统的理论解释。我们发现在光球层（$\gtrsim 10^{13}$ cm）之外形成了一个反向激波，这是因为后来以更快的速度喷射出的物质与更早喷射出的物质碰撞。光学厚风在光学极大值附近以$\sim 10^{-4} ~M_\odot$/年$^{-1}$的速率连续吹来，但其速度在接近光学极大值时减小，之后增大，因此激波只在光学极大值之后出现。新星喷出物被激波分为三个部分，最外面的膨胀气体（最大之前的最早风），激波壳，和内部快风，分别有助于前极大，主，和扩散增强的吸收/发射线系统。大部分的新星喷出物最终被限制在受冲击的壳层中。主系统的出现与冲击的出现是一致的。这种冲击波足够强，可以解释热硬X射线发射。冲击层具有$k T_{\rm sh} \sim 1$ keV $\times ((v_{\rm wind} - v_{\rm shock})/{\rm 1000 ~km~s}^{-1})^2 ={\rm 1 ~keV}\times ((v_{\rm d} - v_{\rm p})/{\rm 1000 ~km~s}^{-1})^2$的高温，其中$v_{\rm d} - v_{\rm p}$是扩散增强（$v_{\rm d}$）和主（$v_{\rm p}$）系统之间的速度差。我们比较了1.3 $M_\odot$白矮星模型和GeV γ射线探测到…
2022-11-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of the recent high-accretion state of the recurrent nova T CrB: HST, Swift, NuSTAR, and XMM-Newton observations
Universidad Nacional de Hurlingham (UNAHUR)（乌尔沙姆国立大学）；Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET)（国家科学技术研究委员会）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德太空科学实验室）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；University of Maryland, Baltimore County（马里兰大学巴尔的摩县分校）；Columbia University（哥伦比亚大学）；School of Physics and Astronomy, University of Leicester（莱斯特大学物理与天文学学院）
研究通过多波段观测揭示T CrB在爆发前的高吸积状态演变，发现吸积盘和边界层结构变化，提供系统行为的自洽物理框架。
2026-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Spectral Temperature of Optically Thick Outflows with Application to Light Echo Spectra from $η$~Carinae's Giant Eruption
Rest等人（2012年）对$η$海脊光回波的探测为19世纪40年代巨大喷发的性质提供了重要的新观测约束。回波的光谱表明，相对较冷的光谱温度约为5500 K，低于Davidson（1987）光学厚风外流分析中提出的7000 K的下限。这导致了一场关于这种稳定的风模型相对于替代的爆炸性场景的可行性的辩论。在这里，我们提出了一个更新的分析风外流模型，使用较新的低温不透明度表和占更强的质量损失暗示的$>$ 10 Msun质量现在推断的侏儒。一个主要的结论是，由于$T<$ 6500 K的自由电子复合导致不透明度急剧下降，大约5000 K的低温与火山爆发推断的极端质量损失的风是相容的，并且确实是预期的。在辐射平衡的球形灰色模型内，我们推导出风的不透明度变化的各种假设下的光谱能量分布，为与观测到的光回波光谱进行比较提供了基础。这里的缩放结果也可能与其他高度光学厚的外流，包括那些从经典新星，巨大的爆发LBV和SN型IIn前体。因此，一个更广泛的问题仍然是，从这种爆发中观察到的复杂多变的特征是否可以从稳定或爆炸的范式中得到更好的理解，或者也许是这些理想化的平衡。
2016-06-12 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
The dynamics of radiation driven, optically thick winds
最近对一些具有低色温的发光瞬态源的观测表明，发射主要是由超爱丁顿吸积驱动的光学厚风。我们提出了一个一般的辐射压力驱动的动力学分析理论，光学厚风。与经典绝热恒星风解不同，其动力学仅由音速半径决定，这里由于光子扩散导致的辐射压力损失也起着重要作用。我们确定了两个高质量损失率制度（$\dot{M} > L_{\rm Edd\,}/c^2$）。在大的总光度区域，解类似于绝热风解。辐射光度$L$和动力学光度$L_k$都是超爱丁顿的，有$L < L_k$和$L \propto L_k^{1/3}$。在较低的总光度范围内，大部分能量由具有$L_k < L \approx L_{\rm Edd\,}$的辐射携带。在第三种低质量损失状态（$\dot{M} < L_{\rm Edd\,}/c^2$）中，风在早期变得光学薄，除非在这个阶段气体压力很重要，否则解与绝热解非常不同。这些结果与风脚下的能量产生机制无关，因此它们适用于广泛的质量喷射系统，从黑洞吸积到行星状星云和经典新星。
2016-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
