Modelling the synchrotron light curves in recurrent novae V745 Scorpii and RS Ophiuchi
在本文中，我们提出了在610 MHz的同步光曲线，从经常性的新星V745 Sco爆发后，2014年2月6日。自2014年2月9日以来，该系统已被巨型米波射电望远镜（GMRT）探测和定期监测，作为银河新星与GMRT（GNovaG）项目的一部分。光变曲线很好地拟合的同步辐射发射区的前景热气体，最终成为光学薄的低GMRT频率的模糊的模型。我们提出了模型拟合V745 Sco的2014年数据，并讨论了它与模型拟合1.4 GHz数据的复发新星RS蛇夫座在1985年爆发后。
2015-10-05 astro-ph.HE
Multiwavelength spectroscopic study of shock driven phenomena in explosive outbursts in symbiotic-like recurrent novae with emphasis on RS Ophiuchi
本研究利用多波长存档光谱数据，结合已有工具与新编写流程，分析类共生再发新星（重点为蛇夫座RS）的爆发与宁静期演化，发现同一天体不同爆发及同类不同系统的激波相关演化存在普遍相似性。
2023-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
High energy emission of symbiotic recurrent novae: RS Ophiuchi and V407 Cygni
共生双星中经常发生的新星是高能光子的候选来源，能量达到GeV。这种发射是粒子加速导致π介子产生的结果。由经历新星爆炸的白矮星喷射出的物质与红巨星伴星的风之间的冲击是造成这样一个过程的原因，它模拟了超新星遗迹，但能量输出要小得多，时间尺度要短得多。逆康普顿也可以负责高能量发射。最近的例子是费米探测到的V407 Cyg和RS Oph，不幸的是在2006年费米发射之前爆炸。
2011-11-17 astro-ph.HE
Low-frequency radio observations of recurrent nova RS Ophiuchi with MeerKAT and LOFAR
本研究利用MeerKAT和LOFAR对2021年再发新星RS Ophiuchi爆发开展低频射电观测，通过光变曲线建模验证非热辐射机制，约束红巨星质量损失率，并提出后续观测策略。
2023-11-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Infrared photometry of the dwarf nova V2051 Ophiuchi: II -- The quiescent accretion disc and its spiral arms
本文报道了用蚀图技术分析矮新星V2051 Oph静止期红外$JHK_s$测光时间序列，以研究其吸积盘的结构和光谱。光变曲线后删除的椭球体的变化所造成的质量施主星显示双波调制信号的存在下，两个不对称的光源在吸积盘。日食图显示出盘发射顶部的两个旋臂，一个在$R_1= 0.28\pm 0.02 \,R_\mathrm{L1}$，另一个在$R_2= 0.42\pm 0.02 \,R_\mathrm{L1}$（其中$R_\mathrm{L1}$是从盘中心到内拉格朗日点的距离），这是在与双波调制最大值一致的二元相位上看到的。螺旋臂（$θ_s= 21^o \pm 4^o$）的大张开角表明V2051 Oph的静态吸积盘具有高粘度。吸积盘在其内部区域（$T_\mathrm{gas}\sim 10-12 \times 10^3\,K$和表面密度$\sim 10^{-3}-10^{-2}\,g\,cm^{-2}$）是热的和光学薄的，并且在其外部区域变得冷和不透明。
2019-12-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Study of 2021 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi: Photoionization and morpho-kinematic modelling
我们提出了2021年爆发的RS Ophiuchi（RS Oph）的光学光谱的演变超过爆发后约一个月。光谱演化与以前的爆发相似。早期的光谱显示出突出的P天鹅座的氢巴耳末，\ion{Fe}{ii}，和\ion{He}{i}线。在最初的几天里，发射线非常宽，后来随着新星的发展变得越来越窄和尖锐。这被解释为膨胀的冲击物质进入红巨星伴星的风中。我们发现新星喷出物在$\sim 4$天内自由膨胀，之后激波速度随时间单调下降，为$v\propto t^{-0.6}$。使用光电离代码\textsc{cloudy}导出与系统相关的物理和化学参数。最佳拟合的\textsc{cloudy}模型显示存在一个热的中心白矮星源，其光度大致恒定为$\sim$ 1.00 $\times$ 10 $^{37}$ erg s $^{-1}$。最佳拟合的光电离模型产生绝对丰度值的数量，相对于太阳的He/H $\sim 1.4 - 1.9$，N/H = $70 - 95$，O/H = $0.60 - 2.60$，和Fe/H $\sim 1.0 - 1.9$的喷出物在爆发后的第一个月。在喷出物中发现了大量的氮。系统的氢壳层质量估计在$3.54 - 3.83 \times 10^{-6} M_{\odot}$范围内。的三维形态运动学建模显示了一个双极形态和$i=30^{\circ}$的倾斜角为RS Oph双星系统。
2022-07-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Insights into the evolution of symbiotic recurrent novae from radio synchrotron emission: V745 Scorpii and RS Ophiuchi
我们目前的观测在610 MHz和235 MHz使用巨型米波射电望远镜（GMRT）的经常性新星V745天蝎座记录其最后一次爆发于2014年2月6日。这是第二颗共生的复发新星，其低频光变曲线已被详细跟踪，第一颗是2006年的蛇夫座RS。我们拟合的610兆赫的光变曲线的同步辐射模型从一个膨胀的壳被修改的辐射转移效应，由于本地吸收气体组成的均匀分布和clusional组件。使用我们的模型参数，我们发现，在235 MHz的发射峰值约35天，这是与我们的GMRT观测一致。我们的研究主要有两个结果：（1）在天蝎座V745和蛇夫座RS的连续爆发中，在爆发后不久就可以看到给定频率的射电辐射。较早探测到的无线电发射被解释为是由前景密度降低引起的。(2)如果存在的话，这些星团物质靠近白矮星，可以解释为来自热的吸积盘的物质。均匀密度的气体分布广泛，这是由白矮星吹来的风造成的。我们提出的影响，这些结果的演化这两个新星。这种研究与理论上的理解有可能解决几个悬而未决的问题，如为什么所有的复发新星都不能在同步辐射中检测到，复发新星是否是1a型超新星的祖先系统。
2015-11-26 astro-ph.HE
Nova explosions -- The fascinating gamma-ray emitting recurrent nova RS Ophiuchi
经典的和周期性的新星爆发发生在白矮星的顶部，白矮星从伴星或红巨星中吸积富氢物质，在一个紧密的双星系统中。近年来，自2008年美国宇航局发射费米伽马射线卫星以来，费米/LAT（LAT：大面积望远镜）在高能伽马射线中探测到了几颗新星，能量大于100 MeV。已知这种辐射与热核新星爆炸后早期发生的内部和/或外部冲击中的粒子加速有关。然而，由于新星爆炸而产生的能量大于100 GeV的甚高能（VHE）伽马射线直到最近才在2021年8月爆发的复发新星RS Oph中被发现。这需要质子的加速，而不仅仅是电子的加速;这实际上是在理论上预测的-基于其他波长的观测-在2006年的RS Oph爆发中，但直到现在还没有被观测证实。我们回顾了不同类型的伽玛射线发射在新星的起源和突出的相关性，最近VHE伽玛射线发射发现的新星理论，主要是在该领域的质量喷射和相关的粒子（电子和质子）加速过程。
2023-02-02 astro-ph.HE
Transient gamma rays from the 2021 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi: the effect of gamma-ray absorption
本文研究了蛇夫座RS新星TeV伽马射线信号延迟峰值的原因，通过建立粒子加速模型并结合辐射传输方程，发现伽马射线吸收效应能自然解释该延迟，强调了多波段观测对理解新星粒子加速物理的重要性。
2025-04-02 astro-ph.HE
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 Development of the Classical Nova V2672 Ophiuchi with Suzaku
我们报告了朱雀探测到一个快速的耀斑一样的X射线通量放大早期的经典新星V2672蛇夫座的发展。在爆发后12天和22天进行了两次机会靶~25 ks X射线观测。在第12天的后半段发现了通量放大。时间切片光谱的特点是不断增长的超软过剩与边缘状结构和相对稳定的光学薄的热分量与Ka发射线从高度电离的Si。观测到的光谱演化与具有星周吸收时间发展的模型一致，我们在第12天的0.2 d时间尺度上获得了~10 - 40%的下降率。在第12天，这种吸收的快速下降和短期通量变化表明，在视线中存在不均匀的喷射物，具有密集的斑点/孔。然后在第22天，超软和薄热等离子体成分的通量变得明显减弱。基于偶然的结果，我们讨论了短期和长期X射线行为的背景下，这个源的性质。
2013-11-23 astro-ph.HE
Disc instabilities and nova eruptions in symbiotic systems: RS Ophiuchi and Z Andromedae
利用矮新星和软X射线瞬变的盘不稳定性模型，研究了长周期双星系统中吸积盘的稳定性。我们模拟爆发，由于这种热粘性不稳定性的两个共生系统，RS~蛇夫座和Z~仙女座。从我们的模拟推断的爆发性质表明，虽然在RS~Oph中观察到的周期性新星事件是由于在白矮星表面的热核失控，这些失控是由吸积盘不稳定性触发。在静止状态下，圆盘会积累质量，只有在圆盘不稳定性爆发期间，质量才会以与质量转移速率相当或更大的速率被吸积到白矮星上。对于质量转移率在$10^{-8}$到$10^{-7}~{\rm M}_{\odot}$ yr $^{-1}$的范围内，吸积率和吸积的质量足以在一系列少数矮新星爆发期间导致热核失控，在光学上几乎不可见，但在X射线中很容易检测到。在Z~And的情况下，非常热的白矮星表面对盘的持续照射强烈地改变了矮新星爆发的性质，使得它们只对非常高的质量传递速率有意义，其量级为$10^{-6}~{\rm M}_{\odot}$/年$^{-1}$，远高于该系统中预期的长期平均值。因此，2000年至2002年观测到的所谓“组合新星”爆发很可能不是由矮新星不稳定性触发的，而是由巨伴星的质量转移增强触发的，导致吸积白矮星表面的核燃烧增加。
2018-10-21 astro-ph.HE
A MeerKAT survey of nearby dwarf novae: I. New detections
Radboud University（拉德堡德大学）；University of Cape Town（开普敦大学）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学物理与天文学学院乔德雷尔银行天体物理学中心）；University of Oxford（牛津大学）；Rhodes University（罗德岛大学）；South African Radio Astronomy Observatory（南非射电天文台）；University of Warwick（华威大学）；University of Southampton（南安普顿大学）
利用MeerKAT射电望远镜对邻近矮矮新星进行搜索，发现三个新的射电发射体，并发现矮矮新星的射电亮度与光学亮度相关，其峰值亮度与新型爆发星相似。
2025-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modelling the circumstellar medium in RS Ophiuchi and its link to Type Ia supernovae
最近对在一些Ia型超新星中检测到的窄的、可变的吸收线的解释表明，它们的祖先被致密的星周物质包围。在共生的复发新星系统RS Oph中检测到类似的变化，该系统每20年经历一次热核爆发，使其成为研究这些线起源的理想候选者。为此，我们提出了多个质量转移新星周期在RS Oph的模拟。我们发现，静态传质产生了密集的，赤道流出，即，向双星轨道平面集中，在白矮星周围形成吸积盘。球状新星爆发与这些非球状星周结构的相互作用产生了双极外流，类似于2006年HST爆发的图像。为了产生与观测一致的电离结构，红巨星的质量损失率必须达到$5 \times 10^{-7}\,\mathrm{M}_{\odot}\,\mathrm{yr}^{-1}$。模拟还产生了极吸积流，这可能解释了静态H α线和硬X射线的宽翼。通过比较模拟的吸收线剖面观测2006年爆发，我们能够确定哪些组件出现在风中，哪些是由于新星。我们探讨可能的行为的吸收线轮廓，因为他们可能会出现超新星发生在一个系统，如RS Oph。我们的模型显示出与SN 2006 X等超新星的相似性，但需要高质量损失率（$\dot{M} \sim 10^{-6}$到$10^{-5}\,\mathrm{M_\odot}\,\mathrm{yr}^{-1}$）来解释SN 2006 X的变化。
2016-01-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray and UV emission from the recurrent nova RS Ophiuchi in quiescence: Signatures of accretion and shocked gas
蛇夫座RS是一个周期性的新星系统，每20年经历一次爆发，这意味着在一个巨大的白矮星上以高速率吸积。然而，以前的X射线观测系统在静止只检测到微弱的发射，这是很难调和的高吸积率预测的新星理论，为这样频繁的爆发。在这里，我们使用新的钱德拉和XMM-牛顿观测获得537和744天后，2006年爆发的约束吸积率到白矮星和新星喷出物的属性在这些时候。我们在第744天用XMM-牛顿光学监测器探测到低水平的紫外线变化，这与吸积盘闪烁一致，并利用这一点来确定吸积速率的下限。两次观测中的X射线谱都用双组分热等离子体模型很好地描述。第一个成分来自新星壳，它可以在爆发后发射X射线长达十年。另一个分量可能出现在吸积盘边界层中，并且可以用单温等离子体或冷却流模型同样很好地拟合。虽然单温度模型的通量意味着吸积速率比RS Oph的理论预测低40倍，但最佳拟合的冷却流模型意味着Mdot在爆发后537天< 1.2x10^-8 M_sol/yr，这是每20年爆发一次所需理论吸积速率的2倍。此外，我们对通过边界层光学厚度区域的吸积速率设定了上限，即2.0 × 10 ^-8 M_sol/yr。因此，静止时的X射线发射与新星理论的吸积率预期是一致的。最后，我们讨论了可能的起源与吸积组件，这是一个因素的10低于T CrB，否则类似的经常性新星的低温。
2011-05-12 astro-ph.HE
Evidence for multiple shocks from the $γ$-ray emission of RS Ophiuchi
针对RS Ophiuchi 2021年爆发的GeV和TeV γ射线，本文通过多区域自洽建模证明单一激波无法解释观测，提出多重激波模型，并得到光学光谱多速度分量的支持。
2023-05-09 astro-ph.HE
Lepto-hadronic interpretation of 2021 RS Ophiuchi nova outburst
本文提出含时轻子-强子模型解释2021年RS Oph新星爆发的多波段辐射，成功拟合HE-VHE伽马射线与早期低频射电数据，并计算了预期中微子通量。
2023-05-18 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 Super-Soft X-ray Phase of Nova RS Ophiuchi 2006
快速X射线观测到的周期性新星蛇夫座RS 2006的~60天的超软相位显示了白矮星上核燃烧的精致细节。第一次看到光学爆发后26天，这一阶段开始与极端的变化可能是由于可变吸收，虽然内在的白矮星的变化不排除。大约32天后，计数率开始稳步下降。NLTE模式在超软阶段的大气光谱拟合显示，白矮星的有效温度在极端变率阶段从~65 eV增加到~90 eV，在大约60天后缓慢下降，在80天后更快。从第45天到第60天，测辐射热光度几乎是恒定的，接近爱丁顿，随后的下降可能标志着广泛的核燃烧的结束。在下降之前，软X射线的多重周期性的~35 s调制存在，并且可能是核聚变驱动的不稳定性的特征。我们的测量是一致的白矮星质量附近的Krasekhar极限，结合推导的积累质量转移从它的二进制同伴，这使我们建议RS Oph是一个强有力的候选人，为未来的超新星爆炸。现在主要的不确定性是WD是否是Ia型超新星所必需的CO类型。这可以通过对爆发的光谱数据进行详细的丰度分析来证实。
2010-11-24 astro-ph.HE
Search for GeV-PeV neutrinos from nova T Coronae Borealis with IceCube
针对即将爆发的复发新星北冕座T，利用IceCube实时搜索GeV-PeV中微子，其预期信号强于蛇夫座RS且灵敏度更优。
2025-09-24 astro-ph.HE
Fermi-LAT Gamma-ray Detection of the Recurrent Nova RS Ophiuchi during its 2021 Outburst
我们报告了2021年共生复发新星RS蛇夫座爆发的费米-LAT伽马射线探测。在这个系统中，与激变双星的经典新星不同，来自白矮星的喷出物在与红巨星伴星密集的星周风环境相互作用时会形成激波。我们发现从50 MeV到~20-23 GeV的LAT光谱，在某些子区间检测到的最高能量光子，与Tatischeff & Hernanz（2007）在2006年爆发时提出的喷出物中激波的$π^{\rm 0}$衰变发射一致。LAT光变曲线显示，在2021年8月50日的光学约束喷发期之后的0.745天，从0.745天开始，它快速上升到$\simeq$ 6 x 10 ^-6 ph cm^-2 s^-1的峰值（>0.1 GeV）。峰值持续约1天，并表现出幂律下降，直至第45天的最终LAT检测。我们分析了早期较短时间尺度的数据，发现在2.2天的约200分钟内排放量增加了一倍，这可能表明发生了局部冲击加速事件。通过比较AAVSO收集的数据，我们测量到伽马射线光度与光学光度之间的恒定比值约为2.8 × 10 ^-3，除了在喷发的第一天内，伽马射线光度与光学光度之间的比值小了约5倍，这可能表明在冲击波发展的最早阶段，伽马射线被喷出物物质衰减，高能质子通量较低。由Swift-XRT 2-10 keV光变曲线追踪的来自激波加热气体的韧致辐射的硬X射线发射在第6天达到峰值，晚于GeV和光能。用X射线导出的温度来约束速度分布，…
2022-07-06 astro-ph.HE
Probing the nova shock physics with future gamma-ray observations of the upcoming outburst from T Coronae Borealis
本文理论预测北冕座T即将爆发的GeV至TeV伽马射线观测可捕捉激波绝热至辐射阶段转变，并约束质子加速能谱与效率。
2024-07-15 astro-ph.HE
Nova Neutrinos in the Multi-Messenger Era
最近发现的周期新星蛇夫座RS的费米-LAT高能辐射（$>$ 100 MeV），H.E.S.S.和MAGIC（$>$ 100 GeV），暗示了这种辐射成分可能的强子起源。从观测到的高能光子通量，我们得出预期的中微子事件，可以检测到目前和未来的中微子望远镜在不同的能量范围。我们发现，强子和轻子过程仍然是有效的解释这$ \ gamma $发射。初步估计表明，利用“下一代”仪器IceCube-Gen 2，从银河系新星中探测到的中微子数量预计为每十年一次$\sim $。鉴于目前新星爆发发生频率的不确定性，探测率可能会增加到每$\sim $三年一次。
2023-02-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
For how long are particles accelerated in shells of recurrent Novae ?
银河新星是目前公认的一类伽马射线源。我们想知道电子加速的机制在新星壳层中运行了多久。为了把电子加速的时间尺度上的限制，我们考虑一个特定的模型内的经常性新星RS蛇夫座壳的电子注入和传播。我们计算的平衡光谱的新星壳层内的电子和伽马射线通量产生的这些电子在comptonization的软辐射从红巨星在新星双星系统和辐射从新星光球。我们研究了两个组件，时间相关的模型中，一个球状喷出的新星壳自由传播的新星双星系统的极地地区。但是，在双星系统的稠密赤道区，壳层明显减速。我们讨论的条件下，电子可以产生伽马射线，这可能是可检测的，目前和/或未来的伽马射线天文台。它的结论是，自由膨胀壳的新星在最佳情况下（强磁化壳和效率的10%的顺序的电子加速）可以产生TeV的伽马射线的切伦科夫望远镜阵列的灵敏度内，只有在1-2年后爆炸。另一方面，减速壳的新星有机会被发现在整个复发期间的RS蛇夫座，即~15年。
2022-07-04 astro-ph.HE
Detection of the 2021 Outburst of RS Ophiuchi with the LST-1
本文报告了LST-1对2021年蛇夫座RS再发新星爆发的甚高能伽马射线观测，首次探测到新星的VHE辐射，结果支持强子起源，并与H.E.S.S.和MAGIC一致。
2023-10-14 astro-ph.HE
X-ray emission from optical novae in M 31
第一个超软源（SSS）的识别与光学新星在M 31是基于ROSAT观测。另外20个X射线对应物（大多数通过其硬度比确定为SSS）是使用2002年7月之前获得的ROSAT、XMM-牛顿和钱德拉观测档案探测到的。基于这些结果，光学新星似乎构成了M31中SSS的主要类别.对钱德拉HRC-I和ACIS-I在2004年7月至2005年2月间观测到的数据进行分析后发现，M 31新星的SSS状态持续了几个月至10年。几颗新星在光学爆发后50天内开始出现短暂的X射线爆发，持续时间只有两到三个月。在光学爆发后一年内，在软X射线中检测到的新星比例超过30%。进行中的光学新星监测方案、光学光谱后续行动和最新的新星目录对X射线工作至关重要。重新分析档案新星数据，以改善位置，并找到更多的新星候选人，迫切需要安全的复发新星识别。专门的XMM-牛顿/钱德拉监测计划的X射线发射的光学新星覆盖的中心区域的M 31继续提供有趣的新结果（例如，相干1105秒脉动的SSS对应的新星M31 N 2007- 12 b）。新星的SSS光变曲线使我们--连同光学信息--能够估计出白矮星的质量、喷出物的质量和爆发时燃烧的质量。M31中心区域的观测使我们--与银河系中的观测相反--能够同时监测许多新星，并被证明很容易发现许多有趣的SSS和新星类型。
2009-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray spectroscopy mass constraints on V1674 Her: the fastest nova does not have a near-Chandrasekhar white dwarf
Washington University in St. Louis（华盛顿大学）
通过X射线研究V1674 Her，发现其白矮星质量显著低于传统经验关系推断值，表明极端快速新星的白矮星质量可能被高估，且其磁场强度处于中间极类星的高位。
2026-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Time-resolved hadronic particle acceleration in the recurrent Nova RS Ophiuchi
周期性新星是在白矮星外层重复的热核爆炸，这是由于来自双星伴星的新鲜物质的吸积。喷射出的物质撞击伴星的风所产生的冲击，将粒子加速到非常高的能量。我们使用高能立体系统报告了蛇夫座复发新星RS\在2021年爆发后一个月的甚高能（VHE，$\gtrsim100$ \，GeV）伽马射线。VHE发射具有类似的时间分布，以较低的能量GeV的排放，表明一个共同的起源，与两天的峰值流量延迟。这些观测结果限制了随时间变化的粒子散射模型，有利于强子发射的轻子替代方案。这证实了密集风中的冲击为有效的宇宙射线加速到非常高的能量提供了有利的环境。
2022-03-28 astro-ph.HE
X-rays from RS Ophiuchi's 2021 eruption: shocks in and out of ionization equilibrium
利用NICER X射线监测，研究发现RS Oph 2021年爆发中的激波可用非平衡电离碰撞等离子体加部分覆盖吸收建模，温度第5天达峰值约24 keV，吸收覆盖比例降至约0.4，揭示抛射物先与致密赤道壳层、后与双极区稀疏物质相互作用的几何演化。
2023-11-28 astro-ph.HE
Shock-driven synchrotron radio emission from the 2021 outburst of RS Ophiuchi
本文利用 uGMRT 低频射电观测研究 RS Ophiuchi 2021 年爆发，确认射电发射为激波驱动的同步辐射机制，并估算了红巨星伴星的质量损失率，发现本次爆发比 2006 年更亮且粒子数密度更高。
2024-01-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Spectroscopic study of the Quiescent Stages in between the 2006 and 2021 outbursts of RS Ophiuchi
本研究针对再发新星蛇夫座RS 2006与2021年两次爆发间的宁静阶段，通过光谱分析结合光致电离模型，探究吸积盘特征及物理参数演化，发现爆发前吸积率显著上升，为理解再发新星爆发机制提供观测依据。
2025-01-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
High-resolution spectroscopy and high-density monitoring in X-rays of Novae
21世纪的X射线天文台XMM-牛顿、钱德拉和斯威夫特为我们提供了对新星爆发X射线行为的全新见解。这些新一代X射线观测站在X射线和紫外/光学同时进行的监测活动中提供了特别高的光谱分辨率和高密度。几个新星爆发的整个演化过程已经被Swift XRT和UVOT仪器观测到，从而可以研究SED峰值从紫外线到X射线的逐渐转移，X射线最亮超软源（SSS）阶段的开始和持续时间的时间尺度，以及SSS前后的X射线发射。此外，XMM-牛顿和钱德拉观测可以有效地安排，允许更深入地研究战略选择的进化阶段。在2005年斯威夫特加入之前，钱德拉和XMM-牛顿在寻找SSS发射时的盲射必然导致在SSS阶段之前和/或之后进行的一些曝光不足的观测。更系统的雨燕研究减少了这个数字，同时增加了新星的数量。前和后SSS光谱在低和高光谱分辨率成功地模拟碰撞等离子体模型。前SSS发射出现在冲击和后SSS发射在辐射冷却薄喷出物。相比之下，在SSS阶段期间拍摄的光栅光谱比预期复杂得多，并且尚未成功建模。现有的热WD辐射传输模型只给出了近似再现的观测结果，并作出了一些关键的假设，只有在孤立的WD有效。更多的光栅光谱，这将是重要的，以寻找SSS光谱和系统参数之间的系统趋势。
2012-09-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Extended X-ray emission from the classic nova DQ Her -- On the possible presence of a magnetized jet
我们提出了一个分析档案钱德拉和XMM-牛顿观测的磁活性激变变量DQ她和壳周围弹出的新星事件在1934年。对钱德拉观测的仔细修订证实了先前关于DQ Her周围存在扩展X射线发射的说法，并揭示它实际上对应于一个双极喷流状结构，沿着从NE到SW的方向延伸$\simeq$ 32 $''$。因此，这种X射线发射延伸到光学新星壳层之外，并垂直于其主轴。XMM-牛顿观测证实了钱德拉探测到的扩展X射线发射的存在，这表明另外存在一个弥漫的X射线发射，来自一个充满新星壳的热气泡。这个热气泡很可能是由光学图像中发现的星云外壳爆炸产生的。双极特征可以通过具有温度$T\approx2\times10^{6}$ K的光学薄等离子体发射组件和具有光子指数$Γ=1.1\pm0.9$的幂律组件的组合来建模。它在0.3 - 5 keV能量范围内的X射线光度为$L_\mathrm{X}=(2.1\pm1.3)\times10^{29}$ erg s $^{-1}$，电子密度为$n_\mathrm{e}\approx2$ cm $^{-3}$，质量为$m_\mathrm{X}\approx 3\times10^{-6}$ M $_{\odot}$。我们认为DQ Her中的X射线双极结构是一个喷流，并将其非热X射线发射解释为磁化喷流。
2020-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Double radio peak and non-thermal collimated ejecta in RS Ophiuchi following the 2006 outburst
我们报告MERLIN，VLA，OCRA-p，VLBA，Effelsberg和GMRT观测开始4.5天后发现RS蛇夫座经历其2006年经常性新星爆发。包括前9周的观测，使我们能够在残骸发展的三个阶段跟踪光谱发展。我们在6 GHz的第4天到第7天看到了戏剧性的增亮，并且伴随着其他波段的增加，特别是1.46 GHz，这与从最初的“自由膨胀”阶段到绝热膨胀阶段的过渡一致。这在第13天完成，当时5 GHz的通量密度显然从意外的早期最大值下降（与1985年爆发观测的预期相比）。通量密度在大约第40天恢复到第二个峰值，与1985年观察到的行为一致。在任何时候，光谱指数都与非热发射和热发射的混合一致。光谱指数与所有日期的低频非热分量一致，光谱指数变化表明这两个分量明显可变。第59天22 GHz处的估计发射范围与1.7 GHz处看到的东向和西向扩展特征一致，第63天VLBA完全是非热的。我们建议一个两个组件的模型，包括减速壳混合热和非热发射加上更快的双极喷出物产生的非热发射，如在同期VLBA观测。我们估计的喷出物质量为4+/-2x10 ^{-7} M_ \odot与WD质量1.4 M_ \odot一致。这可能是喷出物的质量估计是一个下限，在这种情况下，较低的WD质量将与数据一致。
2009-02-13 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
Chandra observations of nova KT Eridani in outburst
我们在这里分析了2010年用钱德拉高分辨率相机光谱仪（HRC-S）和低能透射光栅（LETG）对新星KT Eri（Nova Eri 2009）的四次观测，从光学极大值后的第71天到第159天，在发光的超软X射线阶段。光谱呈现出许多吸收特征，速度范围很大，在同一观测中从几百km s $^{-1}$到3100 km s $^{-1}$，还有一些突出的发射特征，通常红移超过2000 km s $^{-1}$。虽然距离和WD光度的不确定性，从近似拟合不允许我们排除一个更大的绝对光度比我们的最佳估计的$\simeq 5 \times 10^{37}$ erg的$^{-1}$，它很可能是我们只观察到高达$\simeq$ 40%的表面的白矮星，这可能是部分隐藏的clusianesejects。我们与大气模型的拟合表明，在1.15-1.25 M $_\odot$范围内有一颗巨大的白矮星。喷出物产生的热光谱似乎叠加在白矮星的光谱上。它是复杂的，有一个以上的组成部分，并可能是由于混合物的光电离和冲击电离流出的材料。我们确认，$\simeq$ 35秒振荡，这是早些时候报道，在最后一次观察中检测到的，在第159天的爆发。
2021-08-08 astro-ph.HE
The First Multi-Messenger Nova: External Shocks, TeV Photons, and Neutrinos in the Next Eruption of T CrB
Texas Tech University（德克萨斯理工大学）；Michigan State University（密歇根州立大学）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）；INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顶山研究所）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；NASA/GSFC（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）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）
该研究预测北冕座T新星爆发时，外部激波将产生TeV光子和中微子，使其成为首个多信使新星的最佳候选体。
2026-10-14 astro-ph.HE 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
Collimation and asymmetry of the hot blast wave from the recurrent nova V745 Scorpii
周期性共生新星V745 Sco于2014年2月6日爆炸，并于2月22日和23日由钱德拉X射线天文台透射光栅光谱仪观测到。到那时，超软源阶段已经结束，钱德拉光谱与温度超过10^7 K的高温激波加热的星周介质的辐射一致。X射线谱线轮廓比球对称冲击波的预期峰值更尖锐，零强度时的全宽约为2400 km/s，半峰全宽为1200 +/- 30 km/s，平均净蓝移为165 +/- 10 km/s。红色的线条翅膀越来越多地被残骸中的物质吸收到更长的波长。我们的结论是，冲击波是由一个非球面的拱星介质中，赤道密度增强发挥了作用，在早期的共生新星爆炸雕刻。主要的X射线发射物质的膨胀靠近天平面，与近距离观测到的轨道最一致，将爆炸波分析模型与X射线光谱、雨燕观测和近红外线宽度进行比较，表明爆炸能量约为10 ^43 erg，并确认喷射出的质量约为10^-7 Msun。损失的总质量比引发爆炸所需的吸积质量低一个数量级，表明白矮星正在获得质量，是超新星1a型的祖先候选者。
2016-04-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray observations of VY Scl type nova-like binaries in the high and low state
在低光态和高光态的X射线中观测到四个VY Scl型类新星系统。我们研究了钱德拉，ROSAT，斯威夫特和朱雀档案观测BZ凸轮，MV Lyr，TT阿里，和V794 Aql。BZ Cam的X射线通量在低状态下较高，但不存在之前文章中假设的超软X射线源（SSS）。在任何其他系统的低电平状态下均未检测到SSS，X射线通量降低2 - 50倍。用碰撞电离平衡的多组分等离子体模型得到了与Swift X射线谱的最佳拟合。用Chandra ACIS-S和HETG光栅获得的TT Ari的高态高分辨光谱显示出丰富的发射线光谱，其中Mg，Si，Ne和S的发射线非常突出。这个光谱的复杂性似乎起源于不止一个区域，或者不止一个单一的物理机制。虽然有几条发射线与吸积流中的冷却流一致，但至少还有一个额外的组成部分。我们讨论了这一组成部分，这可能是在风中产生的系统的起源。我们还研究的可能性，VY Scl系统可能是中间极性，而吸积盘的边界层只在极紫外线发射，部分的X射线通量可能是由于磁驱动的吸积。
2014-09-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
An Accreting White Dwarf near the Chandrasekhar Limit in the Andromeda Galaxy
对仙女座星系中经常性新星系统RX J0045.4+4154最近爆发的iPTF探测使得对大质量（$M>1.3\ M_\odot$）吸积白矮星（WD）的前所未有的研究成为可能。我们探测到这颗新星，作为对M31进行的近每日iPTF监测的一部分，深度为$R\approx 21$ \，mag，并触发了对爆发的光学测光、光谱学和软X射线监测。它的绝对星等峰值为$M_R=-6.6$等，衰变时间为每天1等，是一颗微弱且非常快的新星。它显示了He/N的光学发射线和光学峰后1- 4天的1900 - 2600 km s $^{-1}$的膨胀速度。对X射线演化的{ \it Swift}监测揭示了一个具有$kT_{\rm eff}\approx 90-110\ {\rm eV}$的超软源（SSS），该超软源在光学峰之后5天内出现，并且仅持续了12天。最值得注意的是，这不是该系统的第一个事件，而是一个周期性的新星，爆发之间的时间约为1年，是已知最短的。ROSAT在1992年和1993年探测到了这对双星的周期性X射线辐射，并将其源确定为$M>1.3\ M_\odot$ WD SSS。基于观测到的不同爆发之间的重现时间，SS相的持续时间和有效温度，吸积WD的MESA模型允许我们将吸积速率约束为$\dot M>1.7\times10^{-7}\ {M_{\odot}\ {\rm yr}}^{-1}$和WD质量$>1…
2014-03-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
High Resolution X-ray Spectra of RS Ophiuchi (2006 and 2021): Revealing the cause of SSS variability
Swift在2021年观察到RS Oph的SSS相位比2006年要暗得多，我们将2021年第55.6天（2021d55.6）的XMM-牛顿光栅光谱与2006d39.7，2006 d54和2006d66.9天的SSS Chandra和XMM-牛顿光栅光谱进行了比较。我们提出了一种新的方法来缩小所观察到的（更亮的）2006 SSS光谱，以匹配2021d55.6光谱的参数优化：（1）一个常数因子，（2）多电离光电吸收模型，和（3）缩放与两个黑体模型的比例与不同的有效温度。这种方法避免了定义源模型，并且比同时建模源和吸收对增量变化更敏感。2021d55.6光谱可以通过将更亮的2006光谱乘以吸收模型来非常好地再现。仅对于2006d66.9光谱，需要额外的温度变化。我们进一步发现2021 d55.6光谱在形状和结构上比同历元的2006 d54光谱更类似于2006 d39.7光谱，具有更多的吸收线，具有更深的OI吸收边，并且比2006 d54天（700 km/s）有更高的蓝移（1200 km/s）。在2006d39.7，2006 d54和2021d55.6天，亮度和硬度的变化是相关的，指示OI柱密度的变化。在第2021d55.6天检测到35 s周期，与2006 d54相比显著性较低。我们得出结论，吸收是观察到2021年软X射线发射较2006年低的主要原因。我们解释减少线蓝移，在OI边缘的深度，…
2022-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Recurrent Nova V2487 Oph Had Superflares in 1941 and 1942 With Radiant Energies 10$^{42.5\pm1.6}$ Ergs
本文在哈佛历史底片中发现蛇夫座V2487于1941和1942年的两次超级耀斑，并结合ZTF数据证明该再发新星从1941年至2023年持续发生超级耀斑，其磁重联机制与吸积盘足点相关，单次耀斑能量高达10^{42.5}尔格。
2024-05-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Inflows, Outflows, and a Giant Donor in the Remarkable Recurrent Nova M31N 2008-12a? - Hubble Space Telescope Photometry of the 2015 Eruption
周期性新星M31 N 2008- 12 a每年都有喷发，包含一颗质量接近克拉塞卡的白矮星，并且在所有新星系统中具有最大的质量吸积率。在本文中，我们介绍了哈勃太空望远镜（HST）WFC 3/UVIS测光的2015年喷发后期衰退。我们将这些新数据与静止系统的HST观测档案和2014年喷发的凯克光谱相结合。后期测光显示，在下一次爆发之前可能恢复/重新变亮之前，亮度迅速下降到最低亮度状态。与吸积盘模型的比较支持的生存的吸积盘在爆发，并揭示了一个静态盘质量吸积率的顺序为$10^{-6}\,M_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$，这可能会超过$10^{-5}\,M_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$在超软源阶段-这两个可能是有问题的一些完善的新星爆发模型。如此大的吸积率，接近爱丁顿极限，可能会伴随着额外的质量损失，从磁盘通过风，甚至准直流出。HST的观测档案，结合盘模型，提供了对质量供体的第一个限制; $L_\mathrm{donor}=103^{+12}_{-11}\,L_\odot$，$R_\mathrm{donor}=14.14^{+0.46}_{-0.47}\,R_\odot$和$T_\mathrm{eff, donor}=4890\pm110$ K，这可能与辐射的M31红团星一致。这样的供体将需要一个系统轨道周期$\gtrsim5$天。我们最新的分析预测，…
2017-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cosmic Ray bubbles from nova super remnants and their contribution to local cosmic ray spectra
本研究利用宇宙线传播代码和Fermi-LAT观测，计算了新星对周围星际介质的影响及其对宇宙线通量的贡献，发现新星虽不主导全局宇宙线传输，但能在秒差距尺度上显著改变周围介质的密度。
2025-03-10 astro-ph.HE
Pre-outburst $Chandra$ Observations of the Recurrent Nova T Pyxidis
我提出了一个98.8 ksec（$\sim$ 3 $\times$ 30 ksec）的观测T Pyx与ACIS-S3探测器上的$Chandra$天文台在静止阶段获得的，大约2-3个月前爆发在2011年4月。使用多温度等离子体发射模型（即，XSPEC中的CEVMKL）。我发现（L $_{x}$ /L $_{disk}$）$\simeq$（2-7）$\times$ 10 $^{-4}$的比值表明边界层中的发射效率相当低。在0.1-10.0 keV频带中，不存在具有2 $σ$上限kT $_{BB}$ $<$ 25 eV和L $_{soft}$ $<$ 2.0 $\times$ 10 $^{33}$ erg s $^{-1}$的黑体发射。在静止期，所有拟合都只产生星际N ${\rm _H}$。我认为，T Pyx有一个光学薄边界层（BL）合并的ADAF流（对流主导流）和/或X射线日冕在内盘表示正在进行的准球形吸积在（非常）高速率在静止阶段。这样的BL结构可能会过度加热WD，影响热核失控，导致经常性的新星事件。中央源（即，二元系统）发射及其光谱在亚像素级用详细的过程去卷积，揭示了S/NPDMATHABMM 6-10的扩展发射。衍生的形状看起来像一个椭圆形星云，半长轴$\sim$ 1.0角秒，半短轴$\sim$ 0.5角秒。计算出的扩展发射的近似计数率为0.0013-0.0025 c s $^{…
2014-10-10 astro-ph.HE
X-ray source variability study of the M 31 central field using Chandra HRC-I
仙女座星系（M 31）的中心场已被监测，从2006年到2012年使用钱德拉HRC-I探测器（约0.1-10 keV能量范围），主要目的是探测光学新星的X射线。我们提出了一个系统的分析，所有X射线源中发现的41颗新星监测观测，以及23 M 31中心场HRC-I观测可从钱德拉数据档案在1999年12月开始。基于这些观测结果，我们研究了M31中源群特别是X射线双星的X射线长期变率。我们创建了一个目录的源，检测到的64个可用的观测，这加起来的总曝光量约为1 Ms。我们提出了一个点源目录，包含318个X射线源详细的长期变化信息，其中28个是首次公布。该星表的空间和时间分辨率使我们能够对115个X射线双星候选者进行分类，这些候选者显示出高X射线变异性，甚至爆发，此外还有14个球状星团X射线双星候选者显示出无显著变异性。分析可能表明，爆发源在球状星团中比在M 31场中更不频繁。我们探测到了7个超新星遗迹，其中一个是新的候选者，另外还解析了来自已知射电超新星遗迹的第一批X射线。除了33个已知的光学新星/X射线源关联外，我们还发现了一个以前未知的超软X射线爆发和几个新的新星候选者。该星表包含了M31中心区域详细的长期X射线光变曲线的大量样本，这有助于了解我们邻近的螺旋星系M31的X射线种群。
2013-04-09 astro-ph.HE
High Resolution X-ray Spectroscopy of the Nova-Like Cataclysmic Variable BZ Cam using Chandra HETG: Diagnosis of the ADAF-like (Advective) Hot Flow
Department of Astronomy and Space Sciences, Faculty of Science, Istanbul University（伊斯坦布尔大学理学院天文学与空间科学系）；Kadir Has University, Faculty of Engineering and Natural Sciences（卡迪尔哈斯大学工程与自然科学学院）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）
通过Chandra HETG观测BZ Cam，研究其X射线区域的等离子体状态，发现H-和He-like发射线及非平衡电离条件，揭示ADAF-like热流特性。
2026-04-10 astro-ph.HE
Association between Recurrent Novae and Nova Super-Remnants
本文为新星超遗迹（NSR）研究子领域的短篇综述，围绕再发新星与NSR的关联，介绍了NSR的形成机制、原型案例，以及相关建模工作、新发现的银河系NSR和首个专项巡天进展，为后续搜寻提供了方向。
2025-03-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The White Dwarf Mass and the Accretion Rate of Recurrent Novae: an X-ray Perspective
我们目前的静态X射线观测的复发新星（RNe）和相关对象的最新结果。有几颗RNe在静止状态下是明亮的硬X射线源，这与一颗质量接近克拉塞卡的白矮星的吸积相一致。在古老的新星和其他灾难性的变量中检测到类似的硬X射线发射可能会导致识别额外的RN候选人。另一方面，其他RNe被发现是比较硬的X射线微弱。我们提出了几种情况下，可以解释这种二分法，这应该进一步探讨。
2011-11-02 astro-ph.HE
A dwarf nova in the globular cluster M13
球状星团中的矮新星似乎是罕见的，在157个已知的银河系球状星团中只有13个被探测到。我们报告了在M13中发现的一颗新的矮新星，这是迄今为止在球状星团中发现的第14颗矮新星。使用2米福克斯望远镜北，我们进行了一个搜索的恒星在M13显示变化超过一年（2005-2006年）的时间尺度上的天和月。这导致了一个矮新星的检测显示几个爆发。钱德拉X射线源与这颗矮新星重合，并显示出与矮新星预期一致的光谱和可变性，从而支持了这一鉴定。我们在哈勃太空望远镜ACS/WFC存档的图像中搜索了一个对应的图像，发现了至少11个候选者，其中我们只能描述7个最亮的，包括一个3 sigma H-alpha过剩和一个微弱的蓝色恒星。当更多的矮新星被预期时，一颗矮新星的探测可能表明我们对全球银河系灾难性变量的知识太有限了。矮新星的比例可能比星表中的要低，或者它们的占空比一般来说要小得多，这是一些星群合成模型和最近的野外观测所提出的。
2011-05-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploration of faint X-ray and radio sources in the massive globular cluster M14: A UV-bright counterpart to Nova Ophiuchus 1938
利用Chandra和HST等数据，在球状星团M14中探测到7个暗弱X射线源并交叉匹配对应体，确认了1938年蛇夫座新星的紫外亮对应体，使其成为银河系球状星团中发现的第二颗经典新星。
2024-01-05 astro-ph.HE
