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
An X-Ray and Optical Light Curv Model of the Eclipsing Symbiotic Binary SMC3
一些演化为Ia型超新星的双星包括在演化后期演化为共生超软X射线源的长周期双星。然而，在白矮星（WD）表面具有稳定氢燃烧的共生星非常罕见，其X射线特征也不为人所知。SMC3就是这样一个罕见的例子，也是理解共生星演化为Ia型超新星的关键对象。SMC 3是一颗食共生双星，由一颗巨大的WD和一颗红巨星（RG）组成，在小麦哲伦星云中的轨道周期为4.5年。长期的V光变曲线的变化被复制为轨道变化的照射RG，其大气填充其罗氏瓣，从而支持的想法，RG供应物质的WD的速度足够高，以保持稳定的氢燃烧的WD。我们还提出了一个日食模型，其中WD周围的X射线发射区域几乎完全被RG肿胀的罗氏瓣上的拖尾侧，虽然它总是被一个长的螺旋形尾巴的中性氢周围的轨道平面部分掩盖。
2012-11-25 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
The symbiotic system AG Draconis. Soft X-ray bremsstrahlung from the nebulae
采用风的碰撞对共生系统AG Draconis发射的紫外和光学光谱进行建模，预测了来自反向激波下游星云的软X射线韧致辐射，其速度大于150 km/s，强度与白矮星黑体通量相当。在爆发时，碎片的包层，对应于伴随着冲击波的高速激波（700-1000 km/s）下游的星云，吸收了来自白矮星的黑体软X射线通量，解释了H和He线的宽分量，并导致低的光学-UV-X射线连续通量。在爆发时观察到的高光学紫外线通量是由恒星之间反向激波下游的韧致辐射解释的。C、N、O和Mg相对于H的贫化表明它们被捕获到尘埃颗粒和/或双原子分子中，这表明来自白矮星的风与红巨星以大约1年的周期喷出的尘埃壳层的碰撞导致了主要爆发期间的U带波动。
2010-09-16 astro-ph.SR
Symbiotic stars in X-rays
直到最近，一颗白矮星从一颗红巨星中吸积而成的共生双星系统被认为主要是软X射线粒子群。在这里，我们描述了用斯威夫特卫星上的X射线望远镜（XRT）探测到的九个白矮星共生体，它们以前不知道是X射线源，还有一个以前被探测到是超软X射线源。这九个新的X射线探测是对41颗共生星进行调查的结果，它们使已知的X射线源共生星的数量增加了约30%。Swift/XRT望远镜探测到了所有能量大于2 keV的新X射线源。它们的X射线光谱与热发射一致，自然分为三个不同的组。第一组包含那些源与一个单一的，高度吸收的硬成分，我们确定可能来自吸积盘边界层。第二组由具有单一软X射线光谱成分的源组成，该源可能起源于低速冲击产生X射线发射的区域，即，碰撞风区第三组包括具有硬X射线和软X射线光谱分量的源。我们还发现，不像在光学，快速，随机的亮度变化从吸积盘通常是看不到的，可检测的紫外线闪烁是共生星的一个共同属性。支持我们的两个X射线光谱分量的物理解释，同步雨燕紫外测光显示，共生星与硬X射线发射往往有较强的紫外线闪烁，这通常是通过磁盘吸积。把这些新的观测结果放在以前关于共生星X射线发射的工作的背景下。
2013-11-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Obscuration of Supersoft X-ray Sources by Circumbinary Material - A Way to Hide Type Ia Supernova Progenitors?
Ia型超新星（SNe）的前身通常被认为是一颗由非简并伴星吸积的白矮星（SD通道）或两颗白矮星合并的结果（DD通道）。然而，目前还没有达成共识，哪一个祖细胞的情况是正确的，或是否观察到的SN Ia率是由两个通道的组合。与DD祖先不同的是，SD祖先预计会在很长一段时间内（约100万年）发射超软X射线，这是WD表面吸积物质燃烧的结果。反对SD通道作为Ia型超新星的重要生产者的论点是缺乏观测到的超软X射线源（SSS）和来自椭圆星系的低于预期的综合软X射线通量。我们希望确定在吸积单简并双星系统中是否有可能遮蔽核燃烧白矮星的超软X射线辐射。对于被遮蔽的系统，我们希望确定它们的一般观测特性。我们研究了一个被球对称物质包围的典型SSS系统的出射X射线发射，假设黑体谱T_BB=50 eV，L=10^38 erg/s。环双星的物质被认为是太阳的化学丰度，我们离开的机制，背后的质量损失到环双星区域未指定。如果稳定吸积，核燃烧的WD是典型的SSS，我们的分析表明，它们可以被相对温和的环双星质量损失率所掩盖。如果SD祖细胞场景对SN Ia发生率有显著影响，则这可以解释SSS与从观察结果推断的SN Ia发生率相比的差异。来自被遮蔽系统的反射辐射在X射线以外的其他波段也可以看到。这也可以解释在共生双星系统中观测到的SSS的缺乏。
2012-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Recent outburst activity of the super-soft X-ray binary AG Draconis
天龙AG是一颗明亮的共生双星，由一颗白矮星和一颗脉动的冷巨星组成。它是共生星中最强的X射线源，也是超软X射线天体的最佳代表之一。该系统经历特征共生活动与交替的静止和活跃阶段。活跃的火山由几次爆发组成，每隔一年左右重复一次。AG Dra最近的活动阶段始于2015年的弱预爆发，随后是2016年的更突出的爆发。根据光度和一些光谱观测，这两次增亮都属于AG Dra的小（热）爆发。活跃期的这种行为是相当不寻常的，因为更常见的是，AG Dra的活动开始于一个主要的（冷）爆发。此外，拉曼散射OVI线在λ 6825和λ 7082处的行为表明，2016年4月AG Dra的小爆发具有热爆发和冷爆发的特征。基于上述情况，一个悬而未决的问题是共生双星AG Dra在2017年及以后的下一次活动演变。
2017-10-13 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
Implications of the non-detection of X-ray emission from HD 149427
HD 149427是一个非常神秘的天体。它被归类为行星状星云或D '型共生星。它的距离也很不确定。此外，HD 149427是一个潜在的喷流源。我们报告的X射线发射的HD 149427的非检测和探讨其性质的影响。我们用XMM-牛顿观测了该物体，有效曝光时间为33.5 ks。在软带（<2 keV）中，X射线发射通量的上限为10^-15 erg/s/cm ^2，而在硬带（>2 keV）中，其上限约为10^-14 erg/s/cm ^2。我们讨论了我们的结果的影响，根据可能的性质HD 149427 -是一个行星状星云或共生星，近或非常遥远。推导出的白矮星的质量吸积率上限对于共生星来说是不典型的，可能有利于HD 149427是一个年轻的PN。HD 149427可能是一颗处于冬眠状态的共生星--如果它真的是一颗共生星的话。我们估计了喷流可能的质量损失率和动力学光度，发现与我们的软X射线发射上限没有矛盾。因此，射流可能仍然存在，但它太微弱，无法通过软X射线发射检测到。
2011-11-14 astro-ph.SR
Detection of X-rays from the jet-driving Symbiotic Star MWC 560
我们报告的X射线辐射的检测从喷气驱动共生星MWC 560。我们用XMM-牛顿观测了MWC 560，观测时间为36 k。我们用XSPEC拟合了EPIC pn、MOS 1和MOS 2仪器的光谱，并用XRONOS软件包检查了光变曲线。该光谱可以与来自光学薄的热等离子体的高度吸收的硬X射线分量、能量为6.1 keV的高斯发射线和较少吸收的软热分量相拟合。最佳的拟合得到的模型中，热的组件是由光学薄的热发射产生的等压冷却流的最高温度为61千电子伏，这可能是创建一个光学薄的边界层内的表面上的吸积与矮星。在MWC 560中探测到的硬组分的导出参数与CH Cyg，SS 7317，RT Cru和T CrB等类似天体非常一致，它们都形成了发射硬X射线的共生星的新子类。我们先前对MWC 560中的射流进行的数值模拟表明，它应该产生可检测的软X射线发射。我们推断所观察到的软组分的温度为0.17千电子伏，即低于预期从我们的模型。总的软X射线通量（即< 3 keV）比其诞生后不久（<0.3年）传播的喷流的预测值小100倍以上，但与预期值一致，因为它随年龄而减少。ROSAT上限也与这种下降相一致。我们发现非周期性或准周期性变化的时间尺度上的分钟和小时，但没有周期性的快速变化。所有的结果都与吸积白矮星的X射线发射和周围光学薄边界层的存在是一致的。
2009-02-09 astro-ph.SR
V Sge: Supersoft Source or Exotic Hot Binary? I. An X-Shooter campaign in the high state
针对V Sge双星性质争议，研究通过2023年VLT/X-Shooter高分辨光谱观测，结合多普勒层析成像发现环双星环与宽发射线翼特征，证明超软X射线源模型更契合观测，提出其或为最亮银河系超软源之一。
2025-07-30 astro-ph.SR
Optical emission line spectra of symbiotic binaries
共生星是长周期相互作用的双星，其中最常见的是白矮星的紧凑物体，嵌入在演化的伴星的稠密恒星风中。吸积盘和核燃烧白矮星的紫外线和软X射线辐射在塑造周围风物质的电离平衡和产生富线辐射方面起着重要作用。在本文中，我们采用二维光电离计算的基础上，云代码研究的共生系统中的circumbinary材料的电离状态，并预测其发射线光谱。我们的模拟是通过参数化的轨道参数的二进制和风的质量损失率的施主星，而质量吸积率，温度和亮度的WD计算自洽。我们探索了共生双星的参数空间，并计算了各种天体物理学上重要的发射线的光度。将线比与用于区分共生二进制与其他类型源的传统诊断图进行比较，并展示了二进制系统参数如何塑造这些图。在参数空间的重要部分，风物质几乎完全电离，除了施主星后面的“阴影”，因此WD辐射通常自由地逸出系统
2021-07-15 astro-ph.SR
The Progenitors of Type Ia Supernovae: Are They Supersoft Sources?
在经典模型中，Ia型超新星（SNe Ia）的前身是吸积的、核燃烧的白矮星（NBWD），当白矮星达到克拉塞卡质量M_C时，NBWD爆炸。这种大质量的NBWD是热的（kT ~100 eV），发光的（L ~ 10^{38} erg/s），并且可能作为发光的超软X射线源（SSS）被观察到。在过去几年中，对星系外的软X射线源进行了调查。本文表明，结果证伪的假设，即大部分的祖细胞是NBWD，目前可观察到的SSS。这些数据也限制了亚M_C模型。虽然Ia型超新星的祖先可能会经历一个或多个SSS活动阶段，但这些阶段远远短于吸积大部分物质所需的时间，使它们接近M_C。
2009-12-04 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The first pre-supersoft X-ray binary
我们报告的发现，一个非常接近的白矮星加F矮主序星在12小时的二进制相结合的数据，从RAVE（RAVE）的调查和银河系演化探测器（GALEX）的调查。光谱能量分布拟合和光学和哈勃太空望远镜紫外光谱的结合使我们能够对双星的物理参数进行相当精确的限制。该系统名为TYC 6760-497-1，由一颗热Teff~20，000 K，M~ 0.6 Ms的白矮星和一颗低倾角（i~37 deg）的F8恒星（M~ 1.23 Ms，R~ 1.3 Rs）组成。该系统可能是一个包含F星和一颗~ 2 Ms A型星的双星系统的后代，该双星系统充满了热脉动渐近巨星分支上的罗奇瓣，开始了一个共同的包络相。F星是非常接近罗奇叶填充，很可能有一个短期的热时标质量转移到白矮星在此期间，稳定的氢燃烧发生。在这一阶段，它的质量将增长20%，直到质量比接近1，此时它将成为一颗标准的激变变星。因此，TYC 6760-497-1是第一个已知的超软源系统的前身，但不会经历超新星Ia爆炸。一旦盖亚确定了到该系统的精确距离，我们将能够对恒星和双星参数进行非常严格的限制。
2015-06-22 astro-ph.SR
Symbiotic stars in X-rays II: faint sources detected with XMM-Newton and Chandra
我们报告的检测，与${\it Chandra}$和XMM- ${\it Newton}$，微弱的，软X射线发射的四个共生星，不知道是X射线源。这四个物体显示了$β$型X射线光谱，即它们的光谱可以用吸收的光学薄热发射来建模，温度为几百万度。利用V2416 Sgr和NSV 25735的XMM- ${\it Newton}$上的光学监测器获得的光度系列支持提出的设想，即X射线发射是在共生星云内的激波加热区域产生的。
2014-05-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
The spectral energy distribution of D-type symbiotic stars: the role of dust shells
我们已经收集了一个样本的D-型共生星的连续数据。在碰撞风理论情景下模拟了它们的光谱能量分布，发现了所有系统的共同特征：1）至少存在两个尘埃壳层，一个在\sim 1000 K，另一个在\sim 400 K，它们在红外辐射中占主导地位; 2）射电数据由星间反向激波的热自吸收辐射解释; 3）长波尾的数据来自系统外的膨胀激波：4）在某些共生星中，可以直接看到紫外波段WD的贡献。最后，对某些天体，预言了在星间反向激波下游韧致辐射的软X射线。结果证实了碰撞风模型的正确性和激波的重要作用。将星云计算出的通量与地球观测到的通量进行比较，揭示了不同成分在整个系统中的分布，特别是星云和尘埃壳。壳半径与轨道周期的相关性表明，较大的半径发现在较大的周期。此外，尘埃壳层的温度在1000 K和<=400 K之间，而在晚期巨星的情况下，它们在同一范围内分布得更均匀。
2009-11-25 astro-ph.SR
AstroSat Soft X-ray observations of the symbiotic recurrent nova V3890 Sgr during its 2019 outburst
两个长的AstroSat软X射线望远镜的观测记录的共生复发新星，V3890 Sgr的第三次爆发。第一次观测运行，爆发后8.1-9.9天，最初显示了一个稳定的强度水平与硬X射线光谱，我们归因于新星喷出物和预先存在的恒星伴星之间的冲击。在第8.57天，第一个微弱的迹象出现了由白矮星表面残余燃烧提供动力的超软源（SSS）发射。观察到SSS发射在小时的时间尺度上变化很大。在第8.9天之后，SSS分量更稳定且更亮。在第二次观测中，在爆发后的第15.9-19.6天，SSS分量甚至更亮，但仍然高度可变。观察到SSS发射在第16.8-17.8天期间显著减弱，随后重新变亮。同时，冲击分量稳定，导致硬度比在衰退期间增加。AstroSat和XMM-牛顿观测已被用于研究V3890 Sgr的光谱特性，以得出定量结论，即使它们的缺点是依赖于模型。我们使用xspec来拟合等离子体发射的光谱模型，并且最佳拟合与第二次观测运行期间的元素丰度低于第一次观测运行期间的元素丰度一致，光谱>1 keV。SSS辐射与用于白矮星的非局域热平衡模型大气有很好的拟合。然而，由此产生的光谱参数，受到系统的不确定性，如原子数据的完整性。
2020-10-22 astro-ph.HE 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
A VLT VIMOS IFU study of the ionisation nebula surrounding the Supersoft X-ray Source CAL 83
CAL 83是超软X射线源（SXS）的原型。它是一个双星系统，由一个低质量的次级恒星组成，并将质量转移到白矮星的主星上，是唯一已知的被电离星云包围的SXS，电离星云由源本身电离的星际介质（ISM）组成。使用VIMOS IFU，我们获得了25 \times 25”视场的光谱，涵盖了星云的四分之一。发射线图- H I，He II，[O III]，[N II]和[S II] -产生，以研究电离气体的形态。我们将CAL 83包括在各种诊断离子比率的图表上，以将其与其他X射线电离源进行比较。最后，我们计算了CAL 83周围电离气体的一些简单模型，并将预测的光谱与观察到的光谱进行了比较。就形态而言，CAL 83似乎有一个相当标准的电离星云：在低阶段电离线中，H重组的边缘很强，而在高阶段电离线中，中央的星团区域更强。但是，He II的发射是不寻常的，因为它被限制在CAL 83的一侧，而不是像其他离子那样均匀分布。我们使用文献中发现的SXS模型参数对CAL 83星云进行了建模。He II的发射与模型预测不符;事实上，没有一个模型能够很好地拟合观测到的光谱。CAL 83周围区域的谱线图像是揭示性的和指导性的。然而，电离气体光谱的更多建模是必要的，特别是对于来自CAL 83的高电离水平发射。特别是，我们希望知道He II发射和其他星云谱线是否由相同的电离源提供动力。
2012-06-12 astro-ph.SR
Variability of the symbiotic X-ray binary GX 1+4: Enhanced activity near periastron passage
上下文GX 1+4属于一类罕见的具有红巨星供体的X射线双星，共生的X射线双星。该系统在可见光和X射线的多个时间尺度上具有复杂的可变性。这种变异性的性质仍然知之甚少。目标。我们研究了GX 1+4在X射线和光学波段的长时间尺度上的变化。方法.本文介绍的X射线观测资料来自INTEGRAL软γ射线成像仪和RXTE全天监视器。光学观测来自INTEGRAL光学监控摄像机。结果GX 1+4在可见光和硬X射线发射（>17 keV）中的变化都是以~50- 70 d的准周期变化为主。在近星点通过期间，这种变化幅度最大，而在潜在中子星食期间，系统总是处于最小值，这证实了根据径向速度曲线提出的系统轨道周期为1161 d的假设。在软X射线辐射（1.3-12.2 keV）中，没有观测到准周期变化和轨道周期，双星没有表现出明显的周期性。
2017-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Swift observations of the 2015 outburst of AG Peg -- from slow nova to classical symbiotic outburst
共生星通常包含表面有准稳定壳燃烧的白矮星。然而，在大多数共生体中，这种燃烧的起源尚不清楚。然而，在共生的慢新星中，它与过去的热核失控有关。2015年6月，共生的慢新星AG Peg被发现，这是自1850年以来的第二次光学爆发。这次爆发的持续时间和幅度都比以前的爆发要短得多，而且它包含了多个峰值--就像经典共生星如Z和Z中的爆发一样。我们报告了2015年6月至2016年1月期间对AG Peg进行的Swift X射线和紫外线观测。X射线通量在几天的时间尺度上变化很大，特别是在接近光学极大值的四天内，当X射线变得明亮而柔和时。这种强烈的X射线变化又持续了一个月，之后X射线随着光通量的下降而变硬。整个爆发过程中紫外线通量都很高，这与白矮星上的准稳定壳燃烧相一致。由于白矮星周围的吸积盘通常不会产生可探测的X射线（由于边界层的康普顿冷却），X射线可能来自喷出物中的激波。由于X射线的光电吸收变化不明显，因此X射线的变化可能与受冲击材料的性质直接相关。AG Peg从一颗缓慢的共生新星（推动了1850年的爆发）转变为一颗经典的共生星，这表明至少有一些共生星的外壳燃烧是之前新星的残余燃烧。
2016-06-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
An XMM-Newton observation of the symbiotic star AG Peg: the X-ray emission after the end of its 2015 outburst
我们对共生星AG Peg的XMM-牛顿观测进行了分析，该观测是在其2015年爆发结束后获得的。AG Peg的X射线发射较软，且为热源。AG Peg是共生星X射线源中的β类X射线源，其X射线谱与双温光学薄等离子体辐射（kT_1 ~ 0.14 keV和kT_2 ~ 0.66 keV）匹配良好。β类源的X射线发射被认为是双星系统中碰撞星风（CSW）的产物。如果我们采用CSW图像，理论CSW谱与AG Peg的XMM-牛顿谱的观测性质匹配得很好。然而，我们需要一个坚实的证据表明，一个足够热的星风存在于爆发后的状态AG Peg证明的有效性CSW图片的共生双星。未检测到短期X射线变异性，而AG Peg的UV发射在分钟和小时的时间尺度上显示出随机变异性（闪烁）。
2018-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Long-term X-ray Variability of the Symbiotic System RT Cru based on Chandra Spectroscopy
RT Cru属于罕见的发射硬X射线的共生体，其起源尚未完全了解。在这项工作中，我们已经进行了详细的光谱分析的X射线发射从RT Cru的基础上所采取的观测钱德拉天文台使用低能量透射光栅（LETG）的高分辨率相机光谱仪（HRC-S）在2015年和高能量透射光栅（HETG）的先进CCD成像光谱仪S阵列（ACIS-S）在2005年。我们的热等离子体建模的时间平均HRC-S/LETG光谱表明，$kT \sim 1.3$ keV的平均温度，而$kT \sim 9.6$ keV根据时间平均ACIS-S/HETG。在HRC-S中发现的软热等离子体发射分量（$\sim1.3$ keV）被致密材料（$> 5 \times 10^{23}$ cm $^{-2}$）严重遮蔽。在其光变曲线中看到的非周期性变化可能是由于覆盖硬X射线源的吸收材料或吸积盘内层的固有发射机制的变化。为了理解可变性，我们提取了“低/硬”和“高/软”光谱状态下的光谱，这表明ACIS-S和HRC-S的低/硬状态下的等离子体温度较高。该源还具有6.4 keV的荧光铁发射线，可能是从吸积盘或致密吸收体反射而发射的，与ACIS-S相比，HRC-S时期的亮度是ACIS-S的两倍。HRC-S中确定的软热成分可能是一个喷流的指示，值得使用高分辨率成像观测进行进一步评估。
2020-12-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
An XMM-Newton view of the Symbiotic Stars HM Sge, NQ Gem, and PU Vul
本文分析 XMM-Newton 对三颗共生星的观测，发现 PU Vul 双等离子体成分、HM Sge 极软成分及 NQ Gem 需额外模型成分，挑战现有分类并推动吸积研究。
2023-03-20 astro-ph.HE 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
Transient Extremely Soft X-ray Emission from the Unusually Bright CV in the Globular Cluster M3: a New CV X-ray Luminosity Record?
利用Chandra ACIS-S探测器分别于2003年11月、2004年5月和2005年1月观测到了球状星团M3中的吸积白矮星1E1339.8+2837（1 E1339）。1992年观测到该源具有超软X射线源（SSS）的特征，其0.1-2.4 keV的光度高达2 × 10 ^{35} erg/s，此后该源的光度下降了大约两个数量级，采用了更典型的CV的硬X射线光谱。我们的观测证实了1 E1339的硬CV样光谱，光子指数Gamma=1.3+-0.2。我们发现1 E1339是高度可变的，0.5-10 keV的光度范围从1.4+-0.3x10 ^{34} erg/s到8.5+4.9-4.6x10^{32} erg/s，1 E1339的最大光度可能是迄今为止记录的发射到白矮星上的硬X射线的最高光度。2005年1月，1 E1339显示出低于0.3 keV的低能量发射。虽然目前的钱德拉响应不能正确地模拟这种发射，它的辐射热光度似乎相当于或大于硬光谱分量。这增加了1992年1 E1339的超软X射线发射可能已经转移到远紫外线的可能性。
2011-03-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Regulation of accretion by its outflow in a symbiotic star: the 2016 outflow fast state of MWC 560
吸积盘是如何受到其外流的影响？为了解决从冷巨星吸积的白矮星的这个问题，我们在其2016年光学高态期间对流出驱动共生星MWC 560（=V694 Mon）进行了光学，无线电，X射线和紫外线观测。我们跟踪了多波长的变化，这些变化表明，在长达数月的外流快态开始时，外流功率突然增加，就像光通量达到峰值一样：（1）巴耳末吸收速度突然加倍;（2）射电通量出现$20$ $μ$ Jy/月的增加;（3）软X射线通量出现数量级的增加。并置到以前的X射线观测和他们的同时代的光谱，我们推断，高速和低速的光学外流组件必须同时存在，以产生一个大的软X射线通量，这可能源于这些快速和缓慢的吸收碰撞的冲击。我们的光学和紫外光谱表明，宽吸收线气体在整个2016年流出快速状态中是快速，稳定和致密的（$\gtrsim10^{6.5}$ cm $^{-3}$），稳定地供给低密度（$\lesssim10^{5.5}$ cm $^{-3}$）区域的放射性气体。持续的光学和紫外线闪烁表明吸积盘保持完整。这些性质在2016年的稳定性与MWC 560在1990年爆发时的不稳定性形成对比，尽管圆盘达到了类似的吸积率。我们认为，2016年稳定的快速外流的自我调节效应阻止了内盘的灾难性弹射。这种行为在一个共生的二类似盘/流出的关系，在X射线双星吸积状态的变化。
2019-12-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray Variability in the Symbiotic Binary RT Cru: Principal Component Analysis
本文利用主成分分析（PCA）研究了共生双星 RT Cru 的多任务 X 射线数据，发现其光谱硬度转变主要由吸收物质和连续谱变化导致，而热等离子体发射变化引发了闪烁型变率。
2024-12-20 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
Dissecting a disk-instability outburst in a symbiotic star: $NuSTAR$, and $Swift$ observations of T Coronae Borealis during the rise to the "super-active" state
人们以前所未有的细节观察到了复发新星T CrB当前的$super-active$状态。先前发表的观测提供了强有力的证据，表明这种状态是由于通过吸积盘的物质流动的增强，这增加了其最内部区域（边界层）的光学深度。$NuSTAR$和$Swift$在2015年9月观测到T CrB，大约在上升到光学最大值的中途。在我们对这些数据的分析中，我们发现：$i$）2015年使用$Swift$ /UVOT观察到的紫外发射，在光学峰之后，已经与2017年一样明亮; $ii$）软X射线发射（E $\lesssim$ 0.6 keV）在2017年光学峰之后观测到，另一方面，在2015年的上升阶段期间尚未发展; $iii$）发射硬X射线的等离子体（E $\gtrsim$ 2 keV）具有与2006年静止期相同的温度和大约一半的通量。这种现象类似于在矮新星爆发期间观察到的现象，但光谱能量分布的变化发生在更长的时间尺度上。
2019-06-11 astro-ph.HE 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 impact of periastron passage on the X-ray and optical properties of the Symbiotic System R Aquarii
本研究通过分析R Aqr的X射线和光学数据，发现近星点通过时边界层和反射成分通量增加，并估算了质量吸积率和风吸积效率，与修正的Bondi-Hoyle-Lyttleton吸积模型预测进行了比较。
2024-11-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Symbiotic stars in X-rays IV: XMM-Newton, Swift and TESS observations
本文利用XMM-Newton、Swift和TESS观测四个共生星系统，通过X射线光谱拟合将其分类为β型或δ型，揭示其X射线辐射主要源于低吸积率驱动的吸积盘边界层或星风激波，并证实吸积盘的存在。
2024-05-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray emission mechanisms in accreting white dwarfs
本章探讨激变变星中白矮星吸积过程产生X射线的机制，涵盖非磁性与磁性系统的激波和氢燃烧过程，并分析其光谱与时间变异性。
2022-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
SRG/eROSITA survey of Be stars
研究利用SRG/eROSITA四期巡天数据分析Be星X射线性质，发现早型近距Be星中硬亮X射线源实际发生率约12%，且未探测到明亮超软X射线发射。
2023-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
