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
Particle acceleration and non-thermal emission during the V407 Cygni nova outburst
2010年3月，共生双星V407 Cyg因新星爆炸而爆发。这一事件引发了费米/LAT探测到的长达两周的> 100 MeV伽马射线爆发，这是一个独特的观测结果，证明了系统中的粒子加速。这次爆发可以被认为是一个缩小的超新星，具有短的动力学时间尺度，因此可以构成银河系宇宙射线起源理论的一个测试案例。我们的目标是确定加速粒子的性质，并确定高能辐射的来源。我们开发了一个模型的扩散冲击加速和非热发射V407 Cyg，由冲击等离子体的热发射的评价补充。我们考虑了轻子和强子对非热过程的贡献，并研究了许多双星和新星参数的影响。伽马射线的辐射主要是轻子源，主要来自新星光的逆康普顿散射。红巨星光子的上散射是一个很小的贡献。匹配光变曲线需要在白矮星附近的气体积累，作为风吸积的结果，而光谱施加粒子散射接近玻姆极限的上游均分磁场。新星加速质子（分别为电子）的能量高达~ 300 GeV（分别为~ 20 GeV），两周后总的非热能为10^43 erg，约占新星初始动能的10%。注入时的电子质子比为6%。天鹅座V407的爆发可以从超新星遗迹中粒子加速的相同原理来理解，尽管不需要强磁场放大。共生系统中的新星群是银河系宇宙射线的一个可以忽略的来源，而且很可能不是一类TeV辐射源。
2013-01-18 astro-ph.HE
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
The reproducible radio outbursts of SS Cygni
我们提出的结果，我们密集的射电观测活动的矮新星SS天鹅座在其2010年4月爆发。我们认为，所观察到的无线电发射产生的同步辐射从一个短暂的无线电喷流。比较这个系统之前和之后爆发的射电光变曲线（包括2011年和2012年爆发的高分辨率观测）表明，这个系统的典型长爆发和短爆发表现出可重复的射电爆发，爆发之间没有显著变化，这与观测到的光学，紫外和X射线光变曲线的相似性一致。同时进行的光学和X射线观测表明，射电辐射似乎与最初的X射线耀斑同时被触发，最初的X射线耀斑发生在盘状物质第一次到达边界层时。这就提出了一种可能性，即边界区域可能与吸积白矮星系统中的喷流产生有关。我们的高空间分辨率监测表明，在整个爆发过程中，致密喷流保持活跃，没有无线电猝灭。
2016-05-23 astro-ph.HE
Early spectral evolution of classical novae: consistent evidence for multiple distinct outflows
在新星爆发期间驱动物质喷射的物理机制仍然知之甚少。可能包括在单一弹道事件中的弹射，共同的包络相互作用，连续的风，或这些过程的某种组合。在这里，我们提出了一个研究12银河新星，我们有前最大的高分辨率光谱。所有12颗新星都显示出相同的光谱演化。在光学峰前，它们表现出慢的天鹅座P分量。在峰值之后，快速组分迅速出现，而缓慢吸收仍然叠加在其上，这意味着至少存在两种物理上不同的流动。对于高步频监测的新星，还观察到第三个中速分量。这些观测结果与一种情况相一致，即慢分量与吸积物质的初始喷射有关，快分量与来自白矮星的辐射驱动风有关。当这些流相互作用时，慢速流被快速流扫过，产生中间组分。这些碰撞流可能产生在某些新星中观察到的伽马射线辐射。我们的光谱还表明，在一些新星中看到的瞬态重元素吸收线具有相同的速度结构和演变的频谱中的其他线路，这意味着与新星喷出物，而不是预先存在的气体或材料从二次烧蚀的环双星水库协会。虽然这一基本设想似乎在质量上再现了经典新星的多波长观测，但仍需要大量的理论和观测工作来解开新星性质的丰富多样性。
2020-10-15 astro-ph.HE
Observational Evidence for Expansion in the SSS spectra of Novae
对于几颗新星，在爆发后的几周到几个月内观察到了光谱类似于超软X射线源（SSS）的明亮X射线源。新星是由白矮星表面的爆炸性核燃烧提供动力的，产生的能量足以驱动辐射驱动的风。由于喷出物的不透明度的演变，可观察到的光谱逐渐从光学转移到软X射线（SSS阶段）。有时人们假设在SSS阶段开始时不再发生质量损失。然而，一些新星的高分辨率X射线光谱显示出高度蓝移的吸收线，表明显着的膨胀。在本文中，我表明，所有的新星，已观察到与X射线光栅在其SSS阶段表现出显着的蓝移。我认为，所有的模型，试图解释的X射线明亮的SSS阶段，以适应不断扩大的喷出物。
2009-08-31 astro-ph.HE
Fermi LAT Gamma-ray Detections of Classical Novae V1369 Centauri 2013 and V5668 Sagittarii 2015
我们报告了费米大面积望远镜（LAT）对最近两颗光学明亮的经典新星V1369 Centauri 2013和V5668 Sagittari 2015的高能（>100 MeV）伽马射线发射的探测。在早期，费米机会目标观测由他们的光学发现所推动，提供了增强的LAT曝光，使得能够在第一个光学峰值后约2天开始检测伽马射线的爆发。在最初的LAT探测之后，发现了持续39-55天的显著的伽马射线发射，与以前的伽马射线探测到的经典新星相比，系统性地发射更微弱和更长的持续时间。这些新星的区别在于多个明亮的光学峰，包括所观察到的伽马射线的时间跨度。的伽马射线光变曲线和光谱的两个新星一起提出的代表强子和轻子模型，并与其他新星的LAT检测到的比较进行了讨论。
2016-05-13 astro-ph.HE
The 2015 Decay of the Black Hole X-ray Binary V404 Cygni: Robust Disk-Jet Coupling and a Sharp Transition into Quiescence
我们在2015年爆发结束时同时对黑洞X射线双星V404 Cygni进行了X射线和无线电观测。从2015年7月11日到8月5日，我们用Chandra，Swift和NuSTAR在X射线中监测了V404 Cygni，并用Karl G. Jansky甚大阵和甚长基线阵在射电中的位置，覆盖了1989年爆发时覆盖不好的光度范围（我们2015年的活动覆盖了2 e33 <Lx<1 e34 erg/s）。在我们2015年的活动中，X射线光谱从γ ~1.6（Lx~ 1 e34 erg/s）的硬光子指数迅速发展到γ ~2（Lx~ 3e 33 erg/s）的软光子指数。我们认为，V404天鹅座达到伽玛~2标志着开始的静态光谱状态，这发生在一个高的X射线光度比平均爆发前的光度~ 8 e32 erg/s的3-4倍。天鹅座V404的射电/X射线光度相关性与它在1989年的前一次爆发相同，这意味着它有一个强大的盘-喷流耦合。我们排除的可能性，同步加速器冷却射流占主导地位的X射线发射在静止，离开同步加速器自康普顿从热吸积流或从辐射冷却射流作为最有可能的来源X射线辐射，和/或粒子加速沿射流变得不那么有效的静止。最后，我们提出了第一个迹象的相关无线电和X射线的变化在分钟的时间尺度上的平静，暂时测量无线电发射滞后X射线15+/-4分钟，这表明X射线的变化传播下来的喷流长度<3.0 AU。
2016-11-09 astro-ph.HE
Spectro-interferometric observations of classical nova V458 Vul 2007
我们使用帕洛玛试验台干涉仪（PTI）解决2.2 $μ$ m发射的经典新星V458 Vul 2007在几天的过程中，它的发现于2007年8月8.54 UT。我们还获得了爆发初期的K波段光度数据和光谱。我们还使用了来自AAVSO数据库的光度测量。这是一个独特的数据集，提供了3种技术方法：高分辨率成像，光谱学和光度学。我们的分析表明，新星喷出物可以被建模为一个倾斜的磁盘在低倾角，即低椭圆率，这是一致的新星是在火球阶段的流出的气体是光学厚，证实了存在强的P-Cygni巴尔默线的光谱。膨胀速度为$\approx$ 1700 $\rm km\ s^{-1}$，源自H $α$线。通过结合PTI测量的新星的角膨胀率和光谱测量的膨胀率，推断新星的距离为9.9-11.4 kpc。我们还使用K波段通量和导出的发射大小来估计从新星$\approx 4\times 10^{-4} M_{\odot}$喷出的总质量。Vul 2007是一颗从Fe II到He/N的快速转变的新星。
2012-06-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Self-Consistent Model for a Full Cycle of Recurrent Novae -- Wind Mass Loss Rate and X-Ray Luminosity
在重现期非常短的新星M31 N 2008- 12 a中，前光学最大阶段的演化速度出乎意料地缓慢。为了获得合理的新星光变曲线，我们改进了我们的计算方法，一贯结合光学厚风解决方案的富氢信封白矮星（WD）的结构计算的Henyey型演化代码。风的质量损失率是正确的，具有较高的精度。我们计算了1.2和1.38Msun的WDs的光变曲线模型，质量吸积率分别对应于10年和1年的重现周期。爆发持续时间为590/29天，其中光学极大前位相为82/16天，分别对应于1.2/1.38M_sun。光学厚风开始于X射线闪光的末尾，并在超软X射线阶段的开始时停止。我们还提出了超软X射线光变曲线，包括一个提示X射线闪光和后来的超软X射线阶段。
2017-01-07 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
Suzaku X-Ray Observation of the Dwarf Nova Z Camelopardalis at the Onset of an Optical Outburst
我们提出的结果朱雀X射线光谱观测的矮新星Z Camelopardalis，这是偶然进行的光学爆发的开始。我们使用X射线成像光谱仪（38 ks曝光）和硬X射线探测器（34 ks）同时获得0.35-40 keV的光谱。光谱特征表明，该源是在X射线静止状态，尽管在上升阶段的爆发在光学波段。光谱显示出明显的星周吸收超过星际吸收的特征，以及Fe荧光和康普顿散射的再处理发射特征。额外的吸收被解释为由于中性或电离物质的部分覆盖。在观测过程中，我们发现了一个光谱变化，这只归因于星周吸收的变化。这种X射线光谱变化是首次在矮新星中报道。我们推测，在拱星吸收的变化被解释为一个随时间变化的磁盘风或几何耀斑盘周围的白矮星在传播的热浪沿吸积盘在爆发的开始，其中光学爆发和X射线静态共存。
2012-02-28 astro-ph.HE
Characterizing the Advective Hot Flows of Nova-Like Cataclysmic Variables in the X-rays: The case of BZ Cam and V592 Cas
我们提出了一个联合光谱分析的ROSAT PSPC，斯威夫特XRT，和NuSTAR FPMA/B数据的新星（NL）激变变量（CV），BZ凸轮和V592 Cas在0.1-78.0 keV波段。碰撞平衡的等离子体模型不能模拟6.0-7.0的铁线复合体和$χ^2_ν$大于2.0的连续体。我们的研究结果表明，非平衡电离（NEI）的条件下，在X射线等离子体的温度为8.2-9.4 keV和10.0-12.9 keV的BZ凸轮和V592 Cas，分别。类氦和类氢离子电离线的质心并不像NEI条件所预期的那样处于平衡位置。我们发现幂律谱分量，揭示了存在的散射和康普顿与光子指数为1.50-1.87。我们检测到的P天鹅座轮廓中的H-像铁线的BZ凸轮翻译流出4500-8700公里的$^{-1}$一致的快风在光学和紫外线。这是第一次在来自吸积CV的X射线中检测到如此快速的准直流出。在6.2-6.5 keV附近发现了铁K $α$线，揭示了两个源中反射效应的存在。我们研究了宽带噪声，发现BZ Cam和V592 Cas中的光学厚盘截断与向平流热流结构的转变一致。V592 Cas也表现出在1.4 $^{+2.6}_{-0.3}$ mHz的准周期振荡。在一般情况下，我们发现，这两个NL描绘的光谱和噪声特性，预期从平流热吸积流在低辐射效率。
2022-04-19 astro-ph.HE
Detection of highly correlated optical and X-ray variations in SS Cygni with Tomo-e Gozen and NICER
我们报告的同时光学和X射线观测的矮新星天鹅座SS与Tomo-e Gozen/1.05米木曾施密特和中子星内部组成ExploreR（它NICER）/国际空间站（ISS）。在静止状态下进行了总共四次观测，并检测到两个波长之间的高度相关的光变化。我们已经提取了局部亮度峰值的光变曲线与一个binning间隔为1秒，称为“镜头”，并已评估的光学和X射线的变化之间的时间滞后，通过使用交叉关联函数。一些发射对X射线变化表现出显著的光学滞后，并且它们中的大多数是正的，范围从$+$ 0.26到3.11秒，这从未被检测到。它们可以归因于吸积盘和/或次级星中的X射线再处理。由于NICER的高定时精度和高吞吐量以及Tomo-e Gozen的匹配能力，这种分析是可能的。此外，它被证实，光学和X射线之间的相关性的变化，在我们的观察窗口的中间和X射线光谱软2 keV的变化根据相关性。
2022-05-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Dusty Aftermath of a Rapid Nova: V5579 Sgr
本文通过2008至2015年的光谱观测和光变曲线分析，研究了快速新星V5579 Sgr的尘埃形成过程、抛射物丰度增强及中心热白矮星性质，确认其属于Fe II类快速新星。
2024-08-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Timing and spectral analysis of GK Persei during the 2010 dwarf nova outburst
针对2010年矮新星爆发期间的GK Persei，通过时间与能谱分析确认其2–10 keV X射线自旋调制周期，并首次在0.3–2 keV波段观测到该调制，揭示其软X射线发射的多源起源。
2025-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Near-IR studies of recurrent nova V745 Scorpii during its 2014 outburst
周期新星（RN）V745天蝎座在2014年2月6日经历了第三次爆发。从发现后1.3天开始，几乎每天都对喷发进行红外线监测，结果显示，超过4000公里的高速新星喷出物$^{-1}$冲入周围环境，产生了强大的冲击波。冲击气体的温度在爆发开始后立即升高到超过10 $^{8}$ K的高值。爆发的能量明显超过了类似的共生系统，如RS Oph和V407 Cyg，它们具有巨大的秒数。激波没有表现出自由膨胀阶段，而是从一开始就表现出减速的Sedov-Taylor阶段。这种强烈的激波阵面是产生$γ$射线的场所。V745 Sco是除了其他五颗已知的新星之外，最新发现发射$γ$射线的新星。这可能是一个重要的试验台，以解决关键问题，是否所有的新星都是一般的$γ$射线发射器凭借有一个环联储库的材料，是由喷出物，而不是$γ$射线的产生被限制在只有共生系统与冲击红巨星（RG）风。缺乏自由膨胀阶段有利于V745 Sco在白矮星（WD）周围有一个密度增强，高于RG风的贡献。我们的分析还表明，V745 Sco中的WD非常巨大，是未来SN Ia爆炸的潜在祖先。
2014-03-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
A Spectrophotometric analysis and dust properties of classical nova V5584 Sgr
本研究通过光学观测分析经典新星V5584 Sgr的不同演化阶段，确定其为Fe II型中等快速新星，发现喷流尘埃形成，估算了尘埃参数、喷流质量及丰度，揭示其热白矮星光源特性。
2024-12-05 astro-ph.HE 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
Chandra detection of extended X-ray emission from the recurrent nova RS Ophiuchi
对2006年共生的周期性新星蛇夫座RS（RS Oph）爆发的射电、红外和光学观测表明，爆炸产生了非球形的喷出物。其中一些喷出的物质以两极喷流的形式出现在中央源的东部和西部。在这里，我们描述的X射线观测与钱德拉X射线天文台一年半后，爆发的开始，揭示了狭窄的，扩展的结构与位置角约300度（北偏东）。尽管X射线图像中延伸特征的方向与CCD探测器的读出方向一致，但广泛的测试表明该特征不是伪影。假设这不是仪器效应，扩展的X射线结构显示热等离子体从中心双星延伸超过1，900 AU（距离为1.6 kpc）。X射线发射在西北方向被拉长-与已发布的无线电图像中的扩展红外发射和一些次要特征一致。它与射电喷流的方向和主要的双极光学结构不太一致。扩展X射线结构中的大多数光子具有小于0.8 keV的能量。如果扩展的X射线特征是在新星爆发时产生的，那么它在2007年8月的1”.2长度意味着它以超过2质量/天的平均速率扩展，这相当于天空平面中的流速超过6，000 km/s（d/1.6 kpc）。这个膨胀率与最早测量到的射电喷流的膨胀率相似。
2009-10-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Carbon-Oxygen Classical Novae are Galactic $^7$Li Producers as well as Potential Supernova Ia Progenitors
本研究通过一维流体动力学模拟发现，碳氧白矮星上的经典新星爆炸不仅为银河系贡献了大量$^7$Li，且白矮星质量在吸积-爆发循环中不断增长，是超新星Ia的重要前身星通道。
2019-10-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
