Compton degradation of gamma-ray line emission from radioactive isotopes in the classical nova V2491 Cygni
为了解释经典新星天鹅座V2491的非热辐射，我们对放射性同位素$^{22}$ Na在白矮星喷射出的物质中的辐射转移进行了一系列数值计算。利用一个简单的风模型和蒙特卡罗程序计算了γ射线光子在喷出物中的辐射转移。γ射线光子被喷出物中的电子反复散射，即，康普顿降解，导致在硬X射线范围内非常平坦的光谱，这成功地再现了从天鹅座V2491观测到的X射线发射光谱。在喷出物中合成的同位素$^{22}$ Na的量需要为3 \times 10^{-5} M_ \odot，以解释硬X射线发射的通量。我们的模型表明，喷出物成为透明的γ射线光子在几十天内。利用这些结果，我们简要地讨论了{ \it INTEGRAL} γ射线天文台和{ \it Fermi} γ射线空间望远镜对γ射线谱线的探测能力。
2010-09-29 astro-ph.HE
Swift monitoring of Cygnus X-2: investigating the NUV-X-ray connection
在2008年的4个月里，雨燕卫星使用XRT、UVOT和BAT仪器对中子星X射线双星天鹅座X-2进行了51次观测。在这次活动中，我们在Z轨道的所有三个分支（水平，正常和燃烧分支）中观察到天鹅X-2。我们发现NUV辐射与XRT探测到的软X射线通量无关，而与BAT X射线通量和硬X射线颜色相关。所观察到的辐射关系与后处理作为NUV辐射源的简单模型不一致。这种关系可能是天鹅座X-2的高倾角的结果，其中NUV辐射优先被日冕散射，日冕随着圆盘被辐射加热而膨胀。或者，如果吸积盘随着天鹅座X-2沿着正常分支向耀斑分支移动而变厚，这也许能够解释观测到的吸积关系。在这些模型中，NUV辐射可能不是系统中$\dot m$的良好代理。我们还讨论了使用Swift/XRT进行光谱建模的连续发射的NSXRB的影响。
2010-07-19 astro-ph.HE
The Radio Light Curve of the Gamma-Ray Nova in V407 Cyg: Thermal Emission from the Ionized Symbiotic Envelope, Devoured from Within by the Nova Blast
我们提出了多频无线电观测的2010年新星事件的共生二进制V407天鹅座，获得与卡尔G。Jansky超大型阵列，覆盖1-45 GHz，发现后17-770天。这颗新星-第一次在伽马射线中被探测到-显示了一条由米拉巨伴的风主导的射电光变曲线，而不是新星喷出物本身。当风被新星爆发电离时，射电光度增加，当风被新星激波从内部猛烈加热时，射电光度减弱。这项研究标志着这种物理机制首次被证明主导了天体物理瞬变的射电光变曲线。我们没有观察到新星喷出物的热信号或激波的同步辐射，因为这些成分隐藏在米拉风的吸收屏后面。我们估计Mira风的质量损失率为Mdot_w ~ 10^-6 M_sun/yr。我们还介绍了在2010年新星之前唯一对天鹅座V407的无线电探测，这是从未发表的1993年VLA档案数据中收集的，它表明即使在平静期，米拉风的无线电光度也会变化>~20倍。虽然天鹅座V407可能拥有一颗巨大的吸积白矮星，使其成为Ia型超新星的候选祖先系统，但围绕着天鹅座V407的致密且径向连续的环双星物质与大多数Ia型超新星的观测环境不一致。
2012-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
GeV-TeV gamma-rays and neutrinos from the Nova V407 Cygni
Fermi-LAT望远镜意外地发现了来自共生新星V407 Cygni的GeV伽马射线发射。我们调查的辐射过程中，由于电子和强子加速爆炸的新星。我们考虑的情况下，费米观测到的GeV的伽马射线发射产生的能量为几十个GeV的恒星辐射的逆康普顿散射的电子。另一方面，由于加速过程中缺乏辐射损失，强子预计将达到更大的能量，产生TeV的伽马射线和中微子。我们预测了V407型新星中两种强子加速模型的甚高能γ射线和中微子的通量，并讨论了它们被现在和将来的望远镜（如IceCube，CTA）探测的可能性。
2012-08-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Beginning of the Super-Soft Phase of the Classical Nova V2491 Cygni
本文介绍了利用朱雀天文台对天鹅座V2491进行软X射线研究的结果。在爆发后的第29天，出现了峰值约为0.5 keV的软X射线成分，这是超软X射线发射阶段开始的诱人证据。我们发现，一个吸收黑体模型可以描述所观察到的光谱，产生的温度为57 eV，中性氢柱密度为2 × 10 ^{21} cm^{-2}，热光度为~10^{36} erg s^{-1}。然而，与此同时，我们也发现了一个很好的拟合与吸收的薄热等离子体模型，产生的温度为0.1 keV，中性氢柱密度为4 × 10 ^{21} cm^{-2}，体积发射测量约为10^{58} cm^{-3}。由于低于0.6 keV的低光谱分辨率和低信噪比，统计参数的不确定性很大，但两个非常不同的模型的模糊性表明，系统误差是主要的关注点。薄热等离子体模型意味着软发射来自光学薄的喷出物，而黑体模型表明我们看到的是来自白矮星的光学厚发射。
2012-11-01 astro-ph.HE
Suzaku observation of the classical nova V2491 Cyg in quiescence
我们目前朱雀XIS观测V2491天鹅座（新星天鹅座2008年第2号）在平静，两年多后的爆发。这颗新星被探测到是一个非常明亮的光源，光谱范围很广，从软X射线到硬X射线。一个非常软的黑体一样的组件峰值在0.5千电子伏表明，要么我们观察到剩余的，本地化的氢燃烧的表面上的白矮星，或吸积到磁化极帽。在第二种情况下，V2491 Cyg是候选“软中间极性”。我们得到了最好的适合的X射线光谱与几个组件：两个热等离子体，黑体和复杂的吸收体。后者是典型的中间极性。X射线光变曲线显示调制周期为$\sim$ 38 min。这种调制的幅度与能量密切相关，在0.8- 2.0keV范围内达到最大值。我们讨论了X射线发射和脉动的起源，以及中间极地情景的可能性。
2015-06-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical and Supersoft X-ray Light Curve Models of Classical Nova V2491 Cygni: A New Clue to the Secondary Maximum
天鹅座V2491（Nova Cygni 2008 No.2）在爆发后40天就被Swift XRT探测到是一个短暂的超软X射线源，这表明它是一颗非常巨大的白矮星（WD），接近于克拉塞卡极限。我们提出了一个统一的模型，近红外，光学和X射线光变曲线的V2491 Cyg，并估计，从我们的最佳拟合模型，WD质量为1.3 \pm 0.02 M_ \sun与假设的化学成分的信封，X=0.20，Y= 0.48，X_{CNO} =0.20，X_{Ne} =0.10，Z = 0.02质量重量。我们强烈建议对喷出物进行详细的成分分析，因为WD物质的一些富集表明WD质量不会像RS Oph那样增加，RS Oph是Ia型超新星祖先的候选者。V2491 Cyg和V1493 Aql、V2362 Cyg一样，在光学光变曲线上有一个特殊的次极大值。引入磁活动作为核燃烧的附加能量源，我们提出了次极大值的物理机制。
2009-02-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Swift observations of the 2006 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi: III. X-ray spectral modelling
继Swift X射线观测2006年爆发的复发性新星RS蛇夫座，我们开发了流体动力学模型的质量喷射，其中前向冲击速度被用来估计喷出物的质量和速度。为了进一步约束我们的模型参数，在这里，我们提出了合成X射线光谱从我们的流体动力学计算，我们比较斯威夫特的数据。进行了一系列广泛的模拟，以找到一个最适合爆发后100天的光谱的模型。我们在高能量下找到了一个很好的拟合，但需要额外的吸收来匹配低能量发射。我们估计喷出物质量在（2-5）x 10^{-7}太阳质量范围内，喷出速度大于6000 km/s（可能更接近10，000 km/s）。我们还发现，通过标准模型拟合的X射线光谱从气体温度得到的激波速度的估计值远低于真实的激波速度。
2011-06-14 astro-ph.HE
X-ray properties of dwarf nova EY Cyg and the companion star using an XMM-Newton observation
我们提出的X射线分析矮新星天鹅座EY使用45 KS \textit{XMM-Newton}天文台的档案数据获得的平静。我们在X射线中发现了轨道调制。我们同时拟合EPIC pn，MOS 1和MOS 2数据使用星际介质吸收模型（\textit{tbabs}）和多温度等离子体发射模型与幂律分布的温度（CEVMKL）预期从低吸积率静止矮新星。该源的\textit{XMM-Newton} EPIC谱产生最高温度$kT_{\rm max}$ $\sim$ 14.9千电子伏，在0.1至50千电子伏的能量范围内，未吸收的X射线通量和亮度分别为（1.8--2.0）$\times$ 10 $^{-12}$尔格$^{-1}$ cm和（8.7--9.7）$\times$ 10 $^{31}$尔格$^{-1}$。在低于0.5 keV的能量下存在3- 4 sigma过剩，我们使用\textit{MEKAL}、POWERLAW和BBODY模型对过剩进行建模，并倾向于物理模型\textit{MEKAL}。根据以往的研究，该系统中的次级星被认为是一颗K型星，它可能在软X射线区辐射。用加性\textit{MEKAL}模型拟合得到伴星的温度为$kT$ $\sim$ 0.1 keV，未吸收的X射线通量和光度分别为（2.7--8.8）$\times$ 10 $^{-14}$尔格$^{-1}$ cm和（1.3--4.2）$\…
2020-01-21 astro-ph.HE
Fermi Discovers a New Population of Gamma-ray Novae
在费米大天区望远镜（LAT）发射之前，新星并没有被广泛认为是高能（>100 MeV）伽马射线源。2010年3月，LAT首次探测到天鹅座V407中的一颗新星。LAT观测独特地探测了由一颗白矮星及其红巨星伴星组成的V407 Cyg双星系统周围的高能粒子加速机制。随后在2012年6月，LAT探测到另外两颗新星，Nova Sco 2012和Nova Mon 2012，从而预示着新星是一种新的伽马射线源类别。对于Nova Mon 2012，首先发现了伽马射线瞬变源，然后对新星进行了光学确认，展示了如何独立于传统的光学搜索，使用LAT发现新星。我们讨论了LAT检测到的伽马射线新星与其他光学新星的费米任务的前四年的观测限制，并重新考虑可能的高能伽马射线的生产机制，在新星的光的新的检测。
2014-05-01 astro-ph.HE
Is the Peculiar Galactic Center Transient Swift J174610.4-290018 A Nova Outburst?
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（南京大学现代天文与天体物理教育部重点实验室）；Institute of Science and Technology for Deep Space Exploration, Suzhou Campus, Nanjing University（南京大学苏州校区深空探测科学与技术研究院）
研究通过分析多波段观测数据，探讨Swift J174610.4-290018的X射线能谱和时间行为，发现其长期特性更支持新星模型而非吸积盘火球模型，可能揭示银河系中心附近大质量白矮星和宽双星的分布。
2026-05-02 astro-ph.HE
Modeling the 2010 blast wave of the symbiotic-like nova V407 Cygni
2010年3月，在爆发中观测到了类似共生的双星Mira和新星V407 Cyg，并在几个波段进行了监测。在这里，我们报告了描述2010年天鹅座V407爆发的多维流体动力学模拟，探索了前60天的演变。该模型考虑了热传导和辐射冷却;爆炸前的系统条件包括伴星和环双星密度增强。模拟结果表明，爆炸和喷出物的分布都是非球面的，由于不均匀的拱星介质中，他们扩大，特别是他们显着准直极方向（产生双极冲击形态），如果拱星信封的特点是赤道密度增强。爆炸部分被Mira伴星遮蔽，在伴星的背面产生了一个密集而炽热的激波后等离子体尾流;爆炸演化过程中产生的大部分X射线辐射都来自于这种等离子体结构。观测到的X射线光变曲线可以重现，假设值的爆发能量和喷射质量类似的RS Oph和U斯科，如果一个环双星气体密度增强包括在模型中。在这种情况下，2010年的爆炸通过一个半径为40 AU、气体密度为\approx 10 ^6 cm^{-3}的环双星气体密度增强体传播，爆发中的喷出物质量为M_{ej} \approx 2 \times 10^{-7} M_{\odot}，爆炸能量为E_{0} \approx 2 \times 10^{44} erg。或者，只有当爆发能量和喷出质量与经典新星的射程上限相似时，即M_{ej} \approx 5 \times 10^{-5} M_{\odot}和E_{0} \approx 5 \ti…
2011-09-23 astro-ph.HE
A Joint Chandra and Swift View of the 2015 X-Ray Dust Scattering Echo of V404 Cygni
我们对钱德拉和斯威夫特对天鹅座V404 2015年X射线回波的观测进行了综合分析。利用叠加分析，我们在回声中识别出八个独立的环。利用高分辨率Chandra图像和径向强度剖面的互相关，重建了2015年6月爆发的软X射线光变曲线，表明大约70%的爆发通量发生在MJD 57199.8爆发末期的亮耀斑期间。我们用精确的距离测定表明，这些环对应于八个独立的尘埃浓度。我们进一步表明，云的柱密度在整个视场中变化很大，相对于V404 Cyg的位置，大多数云的质心向银河系平面移动，使通常试图约束尘埃特性的均匀云柱假设无效。我们提出了一个新的XSPEC光谱尘埃散射模型，计算微分尘埃散射截面的范围内常用的灰尘分布和成分，并使用它来共同适应整个集的雨燕回波数据。我们发现，一个标准的Mathis-Rumpl-Nordsieck模型提供了一个足够的适合合奏的回波数据。通过允许更陡峭的灰尘分布来改善拟合，并且具有简单硅酸盐和石墨颗粒的模型优于具有更复杂组成的模型。
2016-05-05 astro-ph.HE
Simulations of the symbiotic recurrent nova V407 Cyg. I. Accretion and shock evolutions
通过三维流体力学模拟研究了共生双星系统中红巨星喷出物与风的激波相互作用及其演化。我们特别模拟了2010年3月共生周期新星V407~Cygni从静止阶段到爆发阶段的爆发。详细研究了风-白矮星相互作用引起的星周密度增强。发现密度增强效率取决于轨道速度与红巨星风速的比值。与另一颗周期性新星RS~Ophiuchi不同，我们没有观察到强烈的盘状密度增强，而是观察到非球面密度分布，赤道面的$\sim 20\%$密度高于两极。为了模拟2010年的爆发，我们考虑了几个物理参数，包括红巨星质量损失率，新星爆发能量和喷出物质量。对激波相互作用和演化的详细研究表明，激波与红巨星风的相互作用产生了强烈的瑞利-泰勒不稳定性。此外，伴星的存在和星周密度的增强极大地改变了新星阶段的激波演化。在清除了大部分的星周介质后，喷出物的速度减小到$\sim 100-300$ km-s $^{-1}$，这与2011年4月观测到的[N~II]谱线的扩展向红发射一致。
2015-03-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Swift X-Ray Observations of Classical Novae. II. The Super Soft Source sample
雨燕GRB卫星是研究新星的极好设备。它的快速反应时间和灵敏的X射线探测器为研究以前在X射线制度中采样不足的新星演化提供了无与伦比的机会。本文介绍了52个银河/麦哲伦星云新星的Swift观测结果。我们包括XRT（0.3-10 keV）X射线仪器计数率和UVOT（1700-8000埃）滤光光度法。分析中还包括对X射线档案中另外10颗新星的公开观测。这是迄今为止最大的银河系/麦哲伦星云新星X射线样本，由26颗具有超软X射线发射的新星组成，其中19颗来自雨燕观测。数据集显示，速度较快的新星有一个早期的硬X射线阶段，这在速度较慢的新星中通常是缺失的。超软X射线阶段发生得更早，并且与较慢的新星相比，在快速新星中持续的时间不长。所有观测充分的雨燕新星都表明，新星是高度可变的，具有快速的变化和不同的周期。在大多数情况下，核燃烧在爆发开始后不到3年就停止了。以前的关系，如核燃烧持续时间与t_2或膨胀速度的喷射和核燃烧持续时间与轨道周期，被证明是不好的相关性与完整的样本表明，额外的因素以外的白矮星质量和二进制分离发挥重要作用的新星爆发的演化。最后，我们确认了与强、软X射线发射相关的两种光学现象，这两种现象可用于进一步提高X射线活动的效率。
2011-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray Spectra and Light Curves of Cooling Novae and a Nova-Like
我们目前的X射线观测新星V2491 Cyg和KT Eri约9年爆发后，矮新星和后新星候选人EY Cyg，和VY Scl变量。前三个物体是用XMM-牛顿，KT Eri也用Chandra ACIS-S相机，V794 Aql用Chandra ACIS-S相机和高能透射光栅观测的。这两颗新星在爆发振幅和光变曲线上相似，但在平静时却有很大的不同。假设一半的引力能量是以X射线辐射的，天鹅座V2491的吸积点是$\dot{m}=1.4\times10^{-9}-10^{-8}M_\odot/yr$，而对埃里温KT来说，是$\dot{m}<2\times10^{-10}M_\odot/yr$。V2491 Cyg显示了磁化WD的特征，特别是中间极性。在爆发中检测到的~39分钟的周期性仍然被测量到，并且可能是由于WD旋转。天鹅座EY在$\dot{m}\sim1.8\times10^{-11}M_\odot/yr$吸积，比KT Eri低一个星等，与U Gem的爆发行为和静止的紫外线通量一致。尽管该系统的倾角很小，但X射线会随着轨道周期而被调制，这可能是由于次级的X射线通量。还检测到约81分钟的周期，表明它也可能是中间极性。V794 Aql在光学高态期间具有低的X射线光度，与最近的光学低态大致相同。因此，我们发现光学和X射线光度之间没有明确的相关性：吸积率似乎是不稳定和可变的。非常硬的X射线谱表明有一个巨…
2020-09-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
The nova-like nebular optical spectrum of V404 Cygni at the beginning of the 2015 outburst decay
我们报告了黑洞X射线双星V404 Cygni的FORS 2光谱学，在其2015年爆发衰变的最开始进行，辅以准同步$Swift$ X射线和紫外线以及REM近红外观测。其独特的光谱是由丰富的HI，HeI和更高的电离物种，特别是Fe II的发射信号占主导地位。光谱特征分为广泛的红移和狭窄的固定品种，后者被发射在外部区域。在短时间尺度的连续性和线的变化是高的，我们发现鲍德温效应的半最大值的全宽度和等效宽度的宽线与其本地连续性之间的反相关性。在$4.61\pm0.62$，巴耳末衰减Hα/Hβ也异常大。我们认为，这些属性暗示在宽线光学厚，并产生在一个circumbinary组件中，更快的光学厚和更慢的光学薄的区域之间的冲击可能会发生。我们将它与一个类似新星的星云联系起来，这个星云是由强吸积盘风的冷却残余物形成的，当最后一次大耀斑之后质量吸积率下降时，吸积盘风关闭了。FeII线可能产生于这个星云和伴星风之间的重叠区域，而我们赞成星云内的激波通过自吸收光学薄韧致辐射来负责光学连续谱。近红外过量的存在也指向一个强可变的紧凑型射流或多尘成分的贡献。
2016-11-07 astro-ph.HE
The 2021 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi observed in X-rays by the Neil Gehrels Swift Observatory: a comparative study
2021年8月8日，周期性新星蛇夫座RS在间隔15.5年后再次爆发。尼尔·盖尔斯·斯威夫特天文台于8月9.9日（光学峰值后0.37天）立即开始定期监测，并持续到11月初，即86天后，该源通过太阳后面。观测在第197天重新开始，因为RS Oph脱离了太阳的束缚。这使得RS Oph成为第一颗在两次爆发中被斯威夫特监测到的银河系复发新星。在这里，我们调查了2006年和2021年的大量X射线数据集，以及EXOSAT在1985年收集的更有限的数据。由新星喷出物和红巨星风之间的激波相互作用产生的硬X射线在最近两次爆发之后是相似的。相比之下，2021年的早期超软源（SSS）比2006年的变化更小，也更暗。然而，0.3-1 keV光变曲线从2021年揭示了35秒准周期振荡的频率与2006年的数据一致。2021年的雨燕X射线光谱没有什么特征，软发射通常被简单的黑体很好地参数化，而2006年的光谱显示出叠加电离吸收边的更强证据。考虑到每次爆发后60天的数据，在超软阶段，2021年的光谱更热，有效半径更小，风吸收更低，导致热光度明显降低。我们探讨了可能的解释之间的2006年和2021年爆发观察到的SSS行为的总差异。
2022-05-06 astro-ph.HE
The 2019 eruption of recurrent nova V3890 Sgr: observations by Swift, NICER and SMARTS
V3890 Sgr是一颗周期性新星，到目前为止已经爆发过三次，最近一次爆发发生在2019年8月27日。尼尔·盖雷斯·斯威夫特天文台（英语：Neil Gehrels Swift Observatory）从爆发后不到一天的时间里，一直到新星进入太阳观测约束，以及约束结束后的少量额外观测，都对这次爆发进行了详细的跟踪。X射线光变曲线显示了最初的硬激波发射，随后在第8.5天左右开始了超软源阶段，软发射在第26天停止。加上超软光谱的峰值黑体温度约为100 eV，这些时间表明白矮星的质量很高，约为1.3 M太阳。UV光度学光变曲线单调衰减，衰减率变化多次，几乎与X射线发射的变化同时发生。紫外棱镜光谱显示了线和连续发射，其中N，C，Mg和O的发射线是显着的。这些UV光谱最好使用SMC消光定律去红。来自SMARTS的光谱显示了新星喷出物与来自施主恒星的风之间相互作用的证据，以及红巨星的扩展大气被超软X射线光子闪电离的证据。来自NICER的数据揭示了一个瞬态的83秒准周期振荡，调制幅度为5%，增加了在超软阶段显示出如此短的变化的新星样本。
2020-10-02 astro-ph.HE
SWIFT view of the 2015 outburst of GS 2023+338 (V404 Cyg): complex evolution of spectral and temporal characteristics
我们研究了源GS 2023 $+$ 338（V404 Cyg）在其2015年6月爆发的初始阶段的光谱和时间特性，能量范围为0.5 - 150 keV。这是基于{ \it SWIFT}观测的第一次详细研究该源的特征。根据我们的分析，我们了解到，该源存在于硬，中间和软光谱状态。我们发现，光谱参数的演化，硬度强度图和均方根强度图是不相似的观察到的大多数爆发黑洞源。我们还观察到存在的弱峰值分量的功率密度谱在中间状态的源。在射电喷流喷出之前，光谱和时间特性也会发生剧烈的变化，这表明它与日冕物质抛射有关。这可能是由于开普勒圆盘内部的疏散时间较短，在巨大的射电耀斑之后没有观察到圆盘分量。在低能谱中观察到的吸收特征表明风发射的存在以及在硬态和中间态期间可变Fe线发射特征的演变，表明其起源可能与风/流出有关。
2016-07-17 astro-ph.HE
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
Swift UVOT observations of the 2015 outburst of V404 Cygni
黑洞双星V404 Cygni在经历了26年的X射线静止后，于2015年6月爆发。我们用尼尔·格瑞尔斯·斯威夫特天文台观测到了这次爆发。我们提出的光学/紫外观测与雨燕紫外光学望远镜，并将它们与X射线观测与雨燕X射线望远镜。我们发现，尘埃消光影响的光学/UV，不相关的吸收，由于中性氢，影响X射线发射。我们认为在黑洞附近存在一个小的不均匀的高密度吸收体，其中包含的尘埃量可以忽略不计。总的来说，光学/紫外线的时间变化似乎可以追踪X射线的时间变化。在某些时期，我们观察到（15 - 35）秒的光学时滞。对于光学/UV和X射线，变化的幅度与通量相关，但这种相关性在光学/UV中不太显著。光变曲线的可变性可能是由复杂的工艺组合产生的。一些X射线的变化可能是由于存在局部的、不均匀的和无尘的吸收体，而在X射线和光学/UV中可见的变化可能是由吸积流驱动的：X射线在内部吸积盘中产生，其中一些被重新处理为光学/UV;和/或X射线和光学/UV发射在射流内产生。
2019-08-12 astro-ph.HE
X-ray Emission from an Asymmetric Blast Wave and a Massive White Dwarf in the Gamma-ray Emitting Nova V407 Cyg
共生恒星中的经典新星事件虽然罕见，但提供了一个独特的机会来探测恒星爆炸中喷出物与致密环境之间的相互作用。在这项工作中，我们使用X射线数据获得的斯威夫特和朱雀在最近的经典新星爆发在天鹅座V407探索这样的相互作用。我们发现在峰值X射线亮度的时间的平衡和非平衡电离等离子体的证据，表明在发射区域的密度的强烈的不对称性。比较一个简单的模型的数据，我们发现，X射线的演变是大致一致的新星喷出物驱动的前向冲击到密风的米拉同伴。在爆发的前50天，我们在光谱中检测到一种高度吸收的软X射线成分，这与核燃烧白矮星的超软辐射一致。这种发射成分的高温和短暂的关闭时间，以及观察到的光学和紫外光变曲线的突变，表明双星系统中的白矮星质量极大。最后，我们探讨了X射线和GeV伽马射线演化之间的联系，并提出伽马射线的关闭是由于前向激波的停滞，因为喷出物到达红巨星表面。
2012-01-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Disk instability model incorporating a variable inner disk radius in SS Cyg and U Gem
Advanced Research Center for Space Science and Technology, College of Science and Engineering, Kanazawa University（金泽大学理工学研究科宇宙科学先进技术研究中心）；Department of Astronomy, School of Science, University of Tokyo（东京大学理学部天文学系）
研究通过纳入可变内盘半径的数值模型，探讨SS Cyg和U Gem中盘不稳定性，发现蒸发抑制内向外爆发，且在标准蒸发模型中，截断内盘可解释紫外延迟与光学爆发时间差。
2026-04-13 astro-ph.HE
X-ray polarization of accreting black holes: Cyg X-1 and Swift J1727.8-1613
利用成像X射线偏振探测器观测天鹅座X-1和Swift J1727.8-1613，发现硬态偏振度高于软态且偏振角与喷流对齐，表明最内层吸积过程与伴星类型无关。
2025-09-24 astro-ph.HE
XMM-Newton X-ray and UV observations of the fast nova V2491 Cyg during the supersoft source phase
在发现后的第39.93天和第49.62天，在超软源（SSS）阶段对快速经典新星V2491 Cyg进行了两次XMM观测，同时产生了X射线和紫外光变曲线以及高分辨率的X射线光谱。第一个X射线光变曲线在持续约3小时的3倍延长下降后具有周期性振荡（37.2 min）。目前无法解释倾斜的原因，可能与V4743 Sgr和RSOph中的类似事件具有相同的起源，因为它发生在相同的时间尺度上。37分钟的时间段在下降期间不存在，在第二次观察中也不存在。UV光变曲线是可变的，但不包含下降和周期。给出了4个不同强度区间的高分辨X射线谱。所有光谱都是大气连续谱，具有吸收线和吸收边。OI和NI的星际谱线在其静止波长处可见，在蓝移处发现大量的高电离吸收谱线，表明膨胀速度为3000-3400 km/s，在观测期间没有明显变化。与较慢的新星V4743 Sgr和共生的经常性新星RSOph的比较。V4743 Sgr的SSS光谱更柔和，光球吸收线更宽、更复杂。同时，RSOph中的吸收线与V2491 Cyg中的吸收线一样窄，但它们的蓝移较小。发现V2491 Cyg和RSOph的连续谱有着显著的相似性，唯一的区别是RSOph的谱线位移较小，并且有额外的发射谱线，这与来自演化伴星的致密星风有关。三颗新星的X射线光谱中都有三条未被确认的吸收线，其馀波长分别为26.05 AA、29.45 AA和30.0 AA。对于爆发过程中新星的…
2011-03-23 astro-ph.HE
Swift detection of the super-swift switch-on of the super-soft phase in nova V745 Sco (2014)
V745 Sco是一颗周期性新星，最近一次爆发发生在2014年2月。V745 Sco在宣布光学发现后仅3.7小时就被Swift首次观测到，超软X射线发射在大约4天后被检测到，持续时间仅约2天，使其成为Swift最快的新星后续行动，也是迄今为止最早的超软发射。如此早的开启时间表明，一个非常高的速度和低喷射质量的组合，以及超软发射达到的高有效温度，一个高质量的白矮星（>1.3 M_太阳）。X射线光谱演化是从早期的冲击发射是明显的，通过整个超软相，显示不断变化的柱密度，发射线，吸收边和热连续温度。紫外光栅数据也得到了整个超软的时间间隔，光谱显示主要是从较低的电离跃迁和巴尔末连续发射线。V745 Sco与V2491 Cyg（另一颗具有非常短的超软相的新星）和M31 N 2008- 12 a（迄今发现的最快速重现的新星）进行了比较。与M31 N 2008- 12 a相比，其重现时间较长可能是由于其较低的质量吸积速率，尽管系统的倾斜也可能起作用。Nova V745 Sco（2014）揭示了迄今为止发现的发展最快的超软源阶段，为研究提供了详细和信息丰富的数据集。
2015-09-14 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
Getting to know Classical Novae with Swift
新星被报道为瞬变已有两千多年的历史。它们明亮的光学爆发是双星伴星吸积到白矮星上的气体爆炸性核燃烧的结果。包含一颗接近克拉塞卡质量极限的白矮星并以高速率吸积的新星可能是用于测量宇宙加速度的Ia型超新星的未知祖先。快速的X射线观测通过在整个爆发过程中提供密集的监测，从根本上改变了我们对新星的看法，揭示了来自仍然燃烧的白矮星的超软X射线的新现象，例如早期的极端变化和半分钟到一分钟的时间尺度准周期振荡。由于喷出物冲击，这种发射从较硬的X射线发射的独特演变已经被清楚地描绘出来。软X射线观测允许估计白矮星的质量，燃烧的质量和喷射的质量。结合其他波长的观测，包括大型X射线观测站的高光谱分辨率观测、高分辨率光学和无线电成像、无线电监测、光学光谱学以及对最近新星的GeV伽马射线发射的探测，对爆炸模型进行了测试和开发。我回顾九新星斯威夫特作出了重大影响，这些都显示了签名的组件在相互作用的双星系统中，除了白矮星：重新形成的吸积盘，伴星和它的恒星风。
2015-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Limits on Leptonic TeV Emission from the Cygnus Cocoon with Swift-XRT
本文利用 Swift-XRT 对天鹅座茧状星云 11 个天区的 X 射线观测给出通量上限，从而约束逆康普顿轻子模型对 1 TeV γ 射线的贡献不超过四分之一。
2022-11-14 astro-ph.HE
A new X-ray nova MAXI J1910-057 (= Swift J1910.2-0546) and mass-accretion inflow
本文报道了MAXI和Swift对一颗新发现的X射线新星MAXI J1910 - 057（= Swift J1910.2 - 0546）的长期监测。新的X射线瞬变是在2012年5月31日由MAXI气体狭缝相机（GSC）和Swift Burst Alert Telescope（BAT）几乎同时探测到的。我们分析了X射线和紫外线的数据，因为270天的爆发开始采取重复的MAXI扫描和斯威夫特指向观测。所获得的最初90天的X射线光变曲线大致由快速上升和指数衰减轮廓表示。然而，它在发病后约110天重新变亮，并最终在240天下降到GSC和BAT检测限以下。所有的X射线能谱都与多色盘黑体及其康普顿化硬尾组成的模型拟合得很好。在软态期间，最佳拟合模型的内盘半径几乎是恒定的。如果半径代表非旋转黑洞的最内侧稳定圆形轨道，并且软到硬的转变发生在爱丁顿光度的1 - 4%，则致密物体的质量估计为> 2.9 Mo，距离为> 1.70 kpc。在硬/硬中间状态下，内盘半径变大。这表明吸积盘会被截断。我们检测到过量的紫外线通量的磁盘黑体组件外推的X射线数据，这可以被建模为再处理的发射辐射的内部磁盘。我们还发现，紫外光曲线主要跟踪X射线曲线，但在紫外和X射线波段都观察到一个短暂的下降事件与3.5天的X射线的时间滞后。这可以解释为吸积物质从外部UV区域径向流入内部X射线区域。
2014-07-08 astro-ph.HE
Swift observations of V404 Cyg during the 2015 outburst: X-ray outflows from super-Eddington accretion
黑洞双星V404 Cyg在经过26年的X射线静止后，于2015年6月进入爆发阶段，其行为打破了大多数黑洞双星典型的爆发演化模式。我们用雨燕卫星观察了整个爆发，并对其最活跃的阶段进行了时间分辨光谱学分析，获得了1000多个光谱，曝光时间从几十秒到几百秒不等。所有的光谱都可以用吸收幂律模型拟合，这在大多数情况下需要部分覆盖的存在。蓝移的铁-K α线出现在10%的光谱中，并伴随着高柱密度的特征，大约20%的光谱似乎显示出反射的特征。没有一个光谱显示明确存在的软盘黑体发射，而观测到的辐射热通量超过爱丁顿值的光谱的3%。我们的结果可以解释假设吸积流的内部膨胀成一个细长的磁盘，既隐藏了最里面（和最亮）的流量区域，并产生一个冷，cloudly，高密度的流出，介绍了高吸收和快速光谱变化观察。我们认为，天鹅座V404中的黑洞可能以爱丁顿/超爱丁顿速率不规则地甚至连续地吸积-从而维持周围的细长盘-同时部分或完全被膨胀的盘及其流出物所掩盖。因此，由源产生的最大耀斑可能不是吸积驱动的事件，而是隐藏在系统中的极亮源的暴露的影响。
2017-07-04 astro-ph.HE
Interpretation of the light curve of GeV-TeV emission from the 2021 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi
新星爆发发生在由一颗白矮星（WD）和一颗低质量的类太阳恒星（经典新星）或红巨星组成的双星系统中。用Fermi-LAT方法从10多颗经典新星和一颗共生系统新星（V407 Cyg）中探测到GeV的γ射线辐射。对于经典新星，伽马射线的发射通常被认为与快速外流与慢速外流碰撞形成的内部冲击有关。然而，对于天鹅座V407，伽马射线的来源一直存在争议，因为内部冲击和外部冲击，由新星喷出物和巨大伴星的环境风之间的碰撞引起，被认为可以解释伽马射线数据。最近，在共生系统RS Ophiuchi中的一颗新星2021年爆发期间检测到了明亮的GeV和TeV伽马射线发射，这表明在爆发后约一个月内，时间上呈现出非常平滑的幂律衰减。我们表明，这种时间衰减行为可以解释为产生的绝热外激波扩大红巨星风。在这种解释中，伽马射线是由冲击加速的质子通过强子过程与稠密的风相互作用产生的。我们还推导出了绝热和辐射新星冲击在自相似减速阶段的衰变斜率的标度关系。
2022-10-07 astro-ph.HE
Ultraviolet and X-ray light-curves of novae observed by the Neil Gehrels Swift Observatory
凭借快速响应能力和每日观测计划，Neil Gehrels Swift天文台是监测瞬态和可变源的理想选择。在这里，我们提出了一个样本的12颗新星与最详细的紫外线（UV）后续斯威夫特-第一次统一分析这样的紫外光曲线。这些特定光变曲线的衰减可以模拟为幂律衰减（绘制幅度对对数时间），表明相同的物理过程在单个物体的延长时间间隔内主导紫外线发射。在核燃烧间隔结束后，X射线发射显著下降，衰减约10-100倍。然而，紫外线的变化幅度较小，在同一时间段内下降了1-2等。UV光变曲线通常在X射线光变曲线开始从最大值稳定下降时（约0.7-1.3 T_SSSend）显示出从平坦到陡峭的突变。考虑到经典和复发新星的种群，以及那些有主序星或巨星伴星的种群，我们没有发现任何强烈的紫外光变曲线或它们的演化差异，尽管长周期复发新星比大多数经典新星更明亮。
2022-12-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Curious Case of Swift J1753.5-0127: A Black Hole Low-mass X-ray Binary Analogue to Z Cam Type Dwarf Novae
雨燕J1753.5-0127（J1753）是一个候选的黑洞低质量X射线双星（BH-LMXB），于2005年5月在爆发中被发现。它在$\sim12$年中一直处于爆发状态，在不同的时间尺度上表现出广泛的变化性，然后在2017年4月经历了两次短暂的低亮度“迷你爆发”后进入平静状态。异常长的爆发持续时间在这样一个短周期（$P_{\rm orb}\approx3.24$小时）的来源，和复杂的变化，在此期间观察到的爆发期间，挑战的预测广泛接受的磁盘不稳定性模型，已被证明广泛再现LMXB系统的行为。在J1753中观察到的长期行为让人联想到Z Cam类矮新星，来自伴星的可变质量转移驱动不寻常的爆发，其特征是停滞的衰变和光度的突然变化。使用复杂的建模的多波长的光变曲线和光谱的J1753，在$\sim12$年的源是活跃的，我们调查的假设，从伴星的增强质量转移的周期可能驱动这个异常长的爆发。我们的模型表明，J1753实际上是一个BH-LMXB模拟Z凸轮系统，其中来自伴星的可变质量转移是由系统的辐射特性变化驱动的，影响了盘和伴星。
2018-10-22 astro-ph.HE
The long-term spectroscopic misadventures of AG Dra with a nod toward V407 Cyg: Degenerates behaving badly
我们提出了一些正在进行的研究的长期光谱变化的AG Dra，一个典型的喷发共生系统的结果。我们讨论了环境和轨道调制在这个系统中的影响和一些物理过程揭示了与共生的经常性新星V407天鹅座2010年的新星爆发的比较。
2011-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Fall and the Rise of X-rays from Dwarf Novae in Outburst: RXTE Observations of VW Hydri and WW Ceti
在矮新星中，白矮星周围的吸积盘是紫外线、可见光和红外线光子的来源，但从来没有热到足以发射X射线。而观测到的X射线则来自于圆盘和白矮星之间的边界层。当盘在静止和爆发状态之间切换时，2-10 keV的X射线通量通常被认为与光学亮度是反相关的。在这里，我们提出了RXTE监测观测两个矮新星，VW Hyi和WW Cet，确认在这两个系统中的光学/X射线反相关。然而，我们没有检测到任何硬X射线通量增加的事件，从爆发上升（两个可能的机会WW Cet）或下降（两个WW Cet和一个VW Hyi），这些属性在SS Cyg中明确确立。将这些数据添加到现有的文献中，确立了一个事实，即SS Cyg的行为是例外，而不是通常假设的原型。我们推测矮新星所表现出的行为的多样性的起源，集中在所发挥的作用的白矮星质量。
2011-07-15 astro-ph.HE
NuSTAR observations of the Transient Galactic Black Hole Binary Candidate Swift J1858.6-0814: A New Sibling of V404 Cyg and V4641 Sgr?
Swift J1858.6-0814于2018年10月25日由Swift-BAT发现。在这里，我们报告的第一个后续NuSTAR观测的源，它显示了跨越两个数量级的计数率的时间尺度上的变化~10-100秒。源的功率谱没有显示出任何准周期振荡或周期性，但具有147%$\pm3$ %的大分数均方根振幅，在整个观测过程中显示出许多大耀斑。耀斑的硬度比（定义为$R_{10-79 \rm keV}/R_{3-10 \rm keV}$）趋于软，而源在非耀斑期间跨越一定范围的硬度比。该源的X射线能谱显示出强烈的反射特征，在非耀斑期间，反射谱变得更窄并达到峰值。我们将吸收相对论反射模型拟合到源光谱上，以对系统进行物理约束。最值得注意的是，我们发现，源表现出一个大的和变化的固有吸收柱密度（$N_{\rm H}=1.4-4.2\times10^{23}$ cm $^{-2}$）。这一巨大的本征吸收得到了NuSTAR和NICER同时观测到的两个耀斑的能谱的进一步支持。我们发现，源的内吸积盘具有低倾角$i<29^{\circ}$（3 $σ$上限），而盘中的铁丰度接近太阳，$A_{\rm Fe}=1.0\pm0.3$。我们设定了一个90%置信上限的$r_{\rm in}<8 \ r_{\rm ISCO}$吸积盘的内径，并通过固定$r_{\rm in}$在$r_{\rm ISCO}$，一个90%置信下限的$a^{…
2020-01-09 astro-ph.HE
Detection of Very Low-Frequency Quasi-Periodic Oscillations in the 2015 Outburst of V404 Cygni
2015年6月，黑洞X射线双星（BHXRB）V404 Cygni自1989年以来首次爆发。在这里，我们提出了一个全面的搜索V404天鹅座在其最近爆发的准周期振荡（QPO），利用数据从船上五个不同的X射线任务：斯威夫特/XRT，费米/GBM，钱德拉/ACIS，INTEGRAL的IBIS/ISGRI和JEM-X，和NuSTAR。我们报告的检测QPO在18兆赫同时与费米/GBM和雨燕/XRT，另一个例子，一种罕见的，但缓慢增长的新一类的mHz-QPO在BHXRB链接到一个高轨道倾角的来源。此外，我们在73 mHz和1.03 Hz的Chandra/ACIS观测中发现了两个QPO，以及在单个Swift/XRT观测中发现了136 mHz的QPO，可以解释为标准的C型QPO。除了检测到的QPO外，宽带功率中存在显着的结构，在0.1和1 Hz之间的Chandra观测中可观察到强烈的特征。我们讨论了我们的研究结果的背景下，目前的模型QPO形成。
2017-02-06 astro-ph.HE
An update on Fermi-LAT transients in the Galactic plane, including strong activity of Cygnus X-3 in mid-2020
我们提出了一个搜索银河系瞬变伽玛射线源使用13年的费米大面积望远镜的数据。搜索是基于最近开发的可变大小滑动时间窗（VSSTW）分析，旨在研究双星系统，包括新星，伽马射线双星和微类星体的可变伽马射线发射。与之前在天空中随机位置搜索瞬态源的11.5年数据相比，我们包括了能量低至500 MeV的伽马射线，增加了一些测试位置，并通过添加2020年2月至2021年7月收集的数据来扩展数据集。这些改进使我们能够用VSSTW方法探测到另外三颗新星，V1324 Sco，V5855 Sgr，V357 Mus和一颗伽马射线双星PSR B1259-63。我们的搜索显示，微类星体天鹅座X-3的伽马射线耀斑发生在2020年。当应用于等四分之一的数据时，分析为我们提供了来自PSR B1259-63，LS I +61 303，PSR J2021+4026和天鹅座X-3的重复信号的检测。虽然天鹅座X-3在2020年年中的伽马射线中很明亮，但它处于软X射线状态，我们发现它的伽马射线发射受到轨道周期的调制。
2023-01-10 astro-ph.HE
VERITAS Observations of the Nova in V407 Cygni
我们报告了天鹅座V407的甚高能量（E > 100 GeV）伽马射线观测结果，天鹅座V407是一颗共生双星，在2010年3月10日至26日期间经历了一次新星爆发，产生了0.1-10 GeV的伽马射线。由于天鹅座V407的位置，在2010年3月19日至26日期间，在相对较大的天顶角下，用甚高能辐射成像望远镜阵列系统进行了观测。本文提出了一种改进的大天顶角观测数据重建方法，并用于数据分析。我们没有探测到天鹅座V407，因此在1.6 TeV处，通量的微分上限为2.3 \times 10^（-12）erg cm^（-2）s^（-1）（置信水平为95%）。当与费米-LAT的数据一起考虑时，这一结果限制了新星中非常高能量粒子的加速。
2012-05-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
The discovery of gamma-ray emission from Nova Sco 2012: An analysis using reprocessed Pass7 data
2010年3月，费米伽马射线太空望远镜（Fermi Gamma ray Space Telescope）上的大面积望远镜（LAT）首次发现了来自银河系V407 Cyg新星的100 MeV伽马射线辐射。高能光谱和光变曲线被解释为新星壳层与当地环境介质相互作用时激波加速的结果。有人怀疑，新星发射高能的必要条件是罕见的。2012年6月，LAT探测到一个新的耀斑源，费米J1750-3243，它与一颗新的新星新星Nova Sco 2012在空间上重合并同时存在。我们报告这个新的“伽马射线”新星的令人兴奋的发现，并提出了详细的分析其高能特性。
2013-04-08 astro-ph.HE
X-Ray Flashes in Recurrent Novae: M31N 2008-12a and the Implications of the Swift Non-detection
新星爆发的模型表明，X射线闪光应该发生在氢点燃之后。然而，这种X射线闪光从未被观测证实。本文给出了两颗质量分别为1.380和1.385 M_sun的特大质量白矮星的X射线闪光的四条理论光变曲线，重现周期分别为0.5年和1年。X射线闪光的持续时间对于更大质量的WD和更长的复发期是更短的。其中1.385M_sun的WD持续时间最短，为14小时（0.6天），复发期为1年。一般来说，新星爆发在很短的重现期内相对较弱，这导致向光学峰值的演化相当缓慢。这种缓慢的时间尺度和非常短的复发期新星的可预测性，使我们有机会观察复发新星的X射线闪光。在这种情况下，我们报告的第一次尝试，使用雨燕天文台，以检测一个X射线闪光的经常性新星M31 N 2008- 12 a（0.5或1年的复发周期），这导致在光学检测之前的8天期间的X射线发射的非检测。我们讨论了这些意见对新星爆发理论的影响。X射线闪光是新星研究的最后前沿之一，它的探测对于理解前光学最大相位至关重要。我们鼓励进一步的观察。
2016-07-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
XMMSL1 J060636.2-694933: An XMM-Newton Slew discovery and Swift/Magellan follow up of a new Classical Nova in the LMC
为了发现新的X射线瞬变，XMM-牛顿在目标之间转换时采集的数据正在被处理，并与其他X射线观测结果进行交叉相关。2006年7月18日，在一个以前没有发现过X射线源的位置发现了一个明亮的X射线源，XMMSL 1 J060636.2-694933。XMM-牛顿转换数据，加上后续专用的XMM-牛顿和雨燕观测，加上麦哲伦粘土望远镜获得的光学数据，以及档案全天自动巡天（ASAS）数据被用来对新物体进行分类，并调查其属性。没有探测到超过1 keV的XMM-牛顿转换X射线计数，并且可以看到该源比ROSAT全天巡天在该位置的上限亮500倍以上。麦哲伦望远镜获得的线丰富的光谱允许该物体被归类为Ao极光相新星，软X射线光谱表明该新星在后续X射线观测中看到的X射线衰减中处于超软源状态。ASAS的档案数据显示，这颗新星在2005年10月爆发时是一颗“非常快”的新星，其距离的估计与位于大麦哲伦星云内的新星是一致的。随着在LMC中发现一颗新的经典新星，很明显，XMM-牛顿转换数据将继续为寻找新的X射线瞬变天体提供强大的机会。
2009-08-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray and UV observations of V751 Cyg in an optical high state
目的：对VY Scl系统（反矮新星）V751 Cyg进行了光学低态超软光谱的研究。研究方法：一次偶然的XMM-牛顿X射线观测，以及21个月后的斯威夫特X射线和紫外线观测，提供了迄今为止关于这一来源的最佳数据。这些光学高态数据集被用来研究V751 Cyg的通量和光谱变化。结果如下：XMM-Newton和Swift的数据都首次显示了在天鹅座V751已知的3.467小时轨道周期上X射线调制的证据。在相隔10天的两次雨燕观测中，平均X射线通量保持不变，而紫外线源则变亮了半个星等。X射线光谱在光学高态并不是超软的，而是由于多温度光学薄发射，具有显著的（10^{21-22} cm^-2）吸收，在Swift的观测中比XMM-牛顿的观测结果更高。X射线通量在轨道最小值处更硬，这表明调制与吸收有关，可能与之前在H-α中看到的方位角不对称的风吸收有关。
2014-09-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
A remarkable recurrent nova in M 31: The predicted 2014 outburst in X-rays with Swift
最近发现的M31新星M31 N 2008- 12 a是一颗复发新星（RN），复发时间约为1年。这是迄今为止已知RNe中最快的递归时间尺度。我们的光学监测计划在10月初检测到了预测的2014年M31 N 2008- 12 a爆发。我们立即启动了X射线/紫外线监测活动与斯威夫特研究的多波长演变的爆发。我们在发现M31 N 2008- 12 a后的20天内每天都用Swift观测，覆盖了整个超软X射线源（SSS）阶段。我们在爆发后第六天左右检测到SSS发射。SSS状态持续约两周，直至约第19天。M31 N 2008- 12 a是一个具有高黑体温度的明亮X射线源。这次爆发的X射线特性与2013年的爆发非常相似。结合X射线光谱表明，快速上升和下降的有效黑体温度。短期X射线光曲线显示出强烈的非周期性变化，在约14天后显著降低。总的来说，M31 N 2008- 12 a的X射线特性与M31新星的平均人口特性一致。它的光学和X射线光变曲线可以统一地缩放，以显示与银河系RNe U Sco或RS Oph相似的时间尺度。SSS演化的时间尺度和有效温度与高质量WD一致。我们预测M31 N 2008- 12 a的下一次爆发将发生在2015年秋季。
2015-04-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fermi Establishes Classical Novae as a Distinct Class of Gamma-Ray Sources
一颗经典的新星是由白矮星表面失控的热核爆炸产生的，白矮星从低质量的主序星伴星吸积物质。在2012年和2013年，在伽马射线中探测到三颗新星，与第一颗伽马射线探测到的新星V407 Cygni 2010形成对比，后者属于罕见的共生双星系统。尽管它们的白矮星祖先的成分和质量可能存在差异，但这三颗经典新星的特征相似，都是在2-3周的时间内探测到的软谱瞬变伽马射线源。伽马射线探测指出了意想不到的高能粒子加速过程，该过程与一种意想不到的银河系伽马射线源中热核爆炸的质量喷射有关。
2014-08-04 astro-ph.HE
A broadband X-ray study of the dwarf nova SS Cyg during quiescence and outburst
本研究利用 XMM-Newton 和 NuSTAR 对矮新星 SS Cyg 进行宽带 X 射线观测，发现其静息态光谱更硬而爆发态吸积率更高，确认了反射隆起与中性 Fe Kα 谱线的存在，并揭示了爆发期的部分内禀吸收体。
2023-09-08 astro-ph.HE
The December 2015 re-brightening of V404 Cyg: Variable absorption from the accretion disc outflow
2015年12月，黑洞双星V404 Cyg经历了2015年6月主要事件后的二次爆发。我们监测这重新变亮的积分和雨燕卫星，在本文中，我们报告的结果，这些数据的时间分辨光谱分析。12月的爆发与6月的爆发有相似的特征。完整采样的积分光变曲线显示了多达10个蟹状耀斑，与6月爆发相比，它们被相对较弱的非耀斑发射阶段分开。吸收康普顿化模型，硬光子指数，$Γ\lesssim 2$，和一个高能量的截止只有在明亮的耀斑显着的检测光谱很好地描述。这与6月爆发形成对比，康普顿化模型给出的电子温度大多在30- 50 keV范围内，而一些光谱是软的（$Γ\sim 2.5$），没有任何光谱截止的迹象。与6月爆发类似，我们在Swift/XRT和INTEGRAL/JEM-X覆盖的软能带中看到了可变局部吸收体的清晰信号，这导致了在耀斑期间观察到的快速光谱变化。在一次耀斑期间，雨燕和INTEGRAL都捕捉到了天鹅座V404的吸收体接近康普顿厚度的状态，$N_\textrm{H} \approx 10^{24}\,\textrm{cm}^{-2}$，宽带光谱类似于被遮蔽的活动星系核光谱，就像在6月爆发的“高原”期间看到的那样。我们的结论是，V404天鹅座在12月爆发的光谱行为是类似的头几天的6月爆发，都有硬X射线耀斑，间歇性的影响，由于近康普顿厚的流出物从吸积盘发射的遮蔽。
2018-03-06 astro-ph.HE
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
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
SWIFT XRT Observations of the Nova-like Cataclysmic Variables MV Lyr, BZ Cam and V592 Cas
为了研究类新星激变变星（MV Lyr，BZ Cam，V592 Cas）的边界层特征，我们对3颗类新星激变变星进行了45 ksec（3 $\times$ 15 ksec）的SWIFT XRT观测。发现的非线性大部分处于高质量吸积率状态（$\ge$ 1 $\times$ 10 $^{-9}$ Msun yr $^{-1}$），偶尔也有低质量吸积率状态。使用XRT数据，我们发现光学薄的多温冷却流型发射光谱的X射线温度（kT $_{max}$）为21-50 keV。这些硬X射线发射边界层发散从简单的等压冷却流表示的X射线温度是维里值的磁盘。此外，我们检测到MV Lyr和BZ Cam的幂律发射分量，并且可能是V592 Cas的幂律发射分量，这可能是这些系统中快风流出的光学薄发射的康普顿散射和/或软盘光子的康普顿上散射的结果。在0.1-50.0 keV范围内（多温度）热等离子体发射的X射线光度为（0.9-5.0）$\times$ 10 $^{32}$ erg/sec。X射线和圆盘光度之比（根据紫外光波长计算）产生的效率（L $_{x}$ /L $_{disk}$）约为0.01-0.001。考虑到这种非辐射比的X射线发射边界层没有显着的光学厚黑体发射的软X射线（与ROSAT观测一致），以及高/维里X射线温度，我们认为，高状态NL系统可能有光学薄BL合并ADAF类流和/或X射线日冕。此外，我们注意…
2014-08-08 astro-ph.HE
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
Swift monitoring of GK Persei during the 2018 dwarf nova outburst
本研究利用Swift天文台监测2018年GK Persei矮新星爆发的紫外与X射线演化，证实其X射线自转调制仅存在于硬X射线段，且吸积率变化与调制振幅趋势一致。
2024-03-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
