Non-Radial Pulsations in Post-Outburst Novae
在光学峰之后，经典或复发的新星会进入短暂的（几天到几年）准稳定热核燃烧时期，其紧凑配置接近于白矮星（WD）半径。在这段时间里，下面的WD变成了一个强的超软X射线发射体。在这一阶段的观测揭示了X射线发射的振荡，周期大约为几十秒。对这些振荡的来源提出的解释是由氢燃烧层底部的核反应激发的内部重力波。在这项工作中，我们提出了第一个模型表现出不稳定的表面$g$模式与周期类似的振荡周期发现在银河新星。然而，当比较我们的模型的模式周期观察到的几个新星的振荡，我们发现，被激发的模式的周期短于观察到的。
2018-02-05 astro-ph.SR
Population of post-nova supersoft X-ray sources
新星在光学爆发后会经历一个持续时间不等的超软X射线阶段。这种瞬变的超新星后超软X射线源（SSS）是M31中观测到的SSS的大多数。在本文中，我们使用Wolf等人的后新星演化模型来计算M31中的后新星SSS的预期人口。我们预测，根据关于新星WD质量分布的假设，在任何时刻，M31中都有大约250-600个（未吸收）0.2-1.0 keV光度L_x>10^36 erg/s的新星后SSS。它们的总未吸收光度约为10^39 erg/s。它们的光度分布在log（L_x）~37.7-38附近明显变陡，在L_x~2x10^38 erg/s处变为零，这是新星演化轨迹中达到的最大值。它们的有效温度分布大致呈幂律形状，微分斜率约为4-6，最高温度T_eff约为1.5 × 10^6 K。我们将我们的预测与2006年至2009年期间XMM-牛顿监测M31中心场的结果进行了比较。预测的超新星后SSSs的数量超过了观测到的数量的2-5倍，这取决于假设的WD质量分布在新星。这是很好的协议，考虑到数量和规模的不确定性所涉及的计算的后新星演化模型和它们的X射线输出。此外，只有在氢柱密度约为10^21 cm^-2的情况下，适度的星周吸收才能消除这种差异。
2015-10-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A TESS View of Post-Eruption Variability in the Novae V1405 Cas,V1716 Sco, and V1674 Her
Universidad Nacional de Hurlingham (UNAHUR)（乌尔希林国立大学）；Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET)（国家科学研究委员会）；Advanced Technologies Research Institute, Faculty of Materials Science and Technology in Trnava, Slovak University of Technology in Bratislava（布拉迪斯拉发斯洛伐克技术大学特伦材料科学与技术学院先进技术研究所）；INAF-Osservatorio Astronomico di Padova（帕多瓦天文台）；Department of Astronomy, University of Wisconsin（威斯康星大学天文学系）
研究利用开普勒数据分析三颗新星爆发后的轨道和白矮星自转周期变化，发现V1405 Cas的自转周期及快速自转减缓率，揭示磁力驱动的X射线发光机制，挑战传统双星演化模型。
2026-03-17 astro-ph.SR
Shortest Recurrence Periods of Forced Novae
我们重新审视了白矮星（WD）上的氢壳燃烧，其质量吸积速率高于稳定性极限\dot M_stable，高于该极限氢燃烧是稳定的。新星的质量增长率低于极限。当吸积率> \dot M_stable时，首先出现氢壳闪光，然后是稳定的核燃烧，因此只要WD继续吸积物质，壳燃烧就不会熄灭。在此基础上，一些持久的超软X射线源可以用高吸积率的双星模型来解释。然而，在最近的一些研究中，有人声称，即使吸积率> \dot M_{\rm stable}，也不存在稳定的氢壳燃烧。我们证明，在这种情况下，重复的闪光发生，因为质量吸积是人为控制的。如果我们在爆发期间停止质量吸积，就不会有新的核燃料供应，因此外壳燃烧最终会停止。如果我们在一段时间后恢复质量吸积，下一次爆发最终会发生。这样，我们就可以在控制质量吸积的情况下设计爆发持续时间和脉冲间隔时间。我们称这种受控新星为“强迫新星。这些强迫新星，如果它们存在的话，可能比“自然新星”有更短的复发周期。“我们已经获得了各种WD质量的强迫新星的最短复发期。在此基础上，我们重新审视了包括T Pyx在内的一些复发新星的WD质量。
2016-04-11 astro-ph.SR
Nova LMC 2009a as observed with XMM-Newton, compared with other novae
我们研究四个高分辨率反射光栅光谱仪（RGS）光谱的2009年2月爆发的发光复发新星LMC 2009 a。它们非常复杂，具有丰富的吸收和发射特性。该连续体与源自燃烧外壳的白矮星（WD）大气的主要成分一致，白矮星的峰值有效温度在810，000 K和100万K之间，质量在1.2-1.4 M $_\odot$范围内。一个温和的蓝移的吸收功能的几百公里秒$^{-1}$可以解释与残余新星风消耗WD表面的速度约为10 $^{-8}$ M $_\odot$年$^{-1}$。发射光谱似乎是由于在喷出物的光电离和冲击电离。超软X射线通量在小时的时间尺度上是不规则变化的，变化幅度逐渐减小。我们发现，无论是周期和振幅的另一个，已经知道的33.3秒调制，变化的时间尺度内的小时。我们比较了N LMC 2009 a与其他麦哲伦星云新星，包括4个偶然发现的超软X射线源（SSS）中的13个观测到的爆发后16年内。新探测到的目标比预期的要暗得多：我们认为它们被吸积盘部分遮蔽了。缺乏SSS检测麦哲伦星云新星超过5.5年后，爆发限制了核燃烧阶段的平均持续时间。
2021-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
The supersoft X-ray source in V5116 Sgr I. The high resolution spectra
经典新星发生在双星系统中吸积的白矮星表面。在一小部分包层被喷射出来之后，当膨胀的壳层变得对X射线来说很薄时，一个明亮的超软X射线源就会出现，由白矮星表面燃烧的残余氢提供能量。虽然新星事件的总体情况已经确定，但经典新星中吸积和喷射过程的细节和平衡仍然充满未知数。吸积物质的长期平衡对大质量吸积的白矮星特别有意义，白矮星可能是有希望的Ia超新星祖先候选者。V5116 Sgr在爆发后610~ d被XMM-Newton观测到是一个明亮的可变超软X射线源。光变曲线的周期性与轨道周期一致。在三分之一的轨道期间，光度比其他三分之二的轨道期间亮7倍。在目前的工作中，我们的目标是解开的X射线光谱成分的V5116 Sgr和他们的变化。我们目前的高分辨率光谱与XMM-牛顿RGS和钱德拉LETGS/HRC-S在2007年3月和8月获得。高通量期间的光栅光谱显示了典型的热白矮星大气，主要由NVI和NVII吸收线组成。在低通量期间，光谱主要由大气层控制，大气层的温度与高通量期间相同，但有几个排放特征叠加。一些发射线很好地模拟了光学薄等离子体在碰撞平衡，丰富的C和N，这也解释了一些过剩的高通量期间的光谱。在吸收线中没有观察到速度变化，光谱分辨率的上限为500公里/秒，这与在新星后演化如此之晚的非膨胀大气层的预期一致。
2017-03-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supersoft X-ray emission from a white dwarf binary not powered by nuclear fusion
超软X射线源是恒星物体，其发射的X射线温度约为100万开尔文，亮度远远超过恒星日冕所能产生的X射线。一般认为这类天体是双星系统，其中质量转移导致白矮星表面的核聚变。经典新星是白矮星表面的失控核聚变事件，通常具有超软相，通常认为从高速吸积的白矮星中看到的明亮稳定的超软X射线源正在进行稳定的核聚变。在这封信中，我们报告了在小麦哲伦星云中发现的瞬态超软源，没有任何核聚变的迹象。这一发现表明，X射线发射可能来自"扩散层"--靠近吸积盘内缘的白矮星表面的一条带，其中发射了总吸积能量的很大一部分--而且（尽管更试探性地）吸积的白矮星质量相对较大。因此，我们确定，超软源的存在并不总是被用作核聚变的示踪剂，这与几十年来关于超软发射性质的共识相矛盾。
2019-07-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray observations of classical novae. Theoretical implications
对爆发和爆发后的经典新星的X射线探测提供了关于爆炸机制的独特和关键的信息。软X射线揭示了热的白矮星光球，只要氢（H）核燃烧仍然存在，膨胀的外壳足够透明，而硬X射线则提供了关于再生的激变变星中的喷出物和/或吸积流的信息。超软X射线发射阶段的持续时间与经典新星的关闭有关，即，在白矮星核心上的氢燃烧。本文综述了X射线观测结果，特别强调了对爆发后稳定氢燃烧持续时间的影响及其理论解释。经常性新星（包括“标准”对象和最近发现的）的特殊情况下，还审查了短复发周期的理论可行性，以及关于Ia型超新星的情况下的影响。
2009-10-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectral Analyses Of The Hottest White Dwarfs: Grids Of Spectral Energy Distributions For Extremely Hot, Compact Stars In The Framework Of The Virtual Observatory
目前的X射线任务，如钱德拉和XMM-Newton，提供了对极热白矮星的高分辨率和高信噪比观测，例如新星的爆发光谱。他们的分析需要足够的非LTE模型大气。图宾根非LTE模型大气包TMAP可以计算这样的模型大气和光谱能量分布在一个高水平的复杂性。在虚拟天文台的框架内，德国天体物理虚拟天文台（GAVO）提供TheoSSA，这是一种虚拟天文台（VO）服务，可以轻松访问理论SED。我们提出了一个新的网格的SED，这是计算的参数范围内的新星和超软X射线源。
2010-11-16 astro-ph.SR
ASASSN-16oh: A nova outburst with no mass ejection -- A new type of supersoft X-ray source in old populations
ASASSN-16 oh是小麦哲伦云场中一个特殊的瞬态超软X射线源。Maccarone等人（2019）得出结论，ASASSN-16 oh是第一颗具有超软X射线的矮新星，起源于白矮星（WD）上的赤道吸积带。Hillman等人（2019）提出了一种热核失控模型，即X射线和$V$ / $I$光子都是从热WD中发射出来的。我们计算了与Hillman等人相同的参数模型。他们发现，他们操纵开/关的质量吸积，和他们的最佳拟合$V$光变曲线是6 mag昏暗，衰减约10倍慢，比ASASSN-16 oh。我们提出了一个由矮新星爆发期间高速率的质量吸积引起的新星模型，即，X射线源自氢燃烧WD的表面，而$V/I$光子来自被照射的磁盘。我们的模型解释了ASASSN-16 oh的主要观测性质。我们还获得了热核失控模型，没有质量喷射的WD质量和质量吸积率，包括自然和强迫新星在低金属环境中的$Z=0.001$和$Z=0.0001$的参数范围很广。它们是一种新型的周期性超软X射线源，没有质量喷射，如果它们有一个大的磁盘，也是一个明亮的瞬态$V$ / $I$带。我们认为这些天体是Ia型超新星祖先的候选者，因为它的质量以非常高的效率$(\sim 100 \%)$增加。
2020-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multiwavelength modeling the SED of Luminous Supersoft X-ray Sources in Large Magellanic Cloud and Small Magellanic Cloud
经典的超软X射线源（SSS）被认为是一个紧密的双星系统，其中一个大质量的白矮星（WD）以维持其表面稳定的氢燃烧的速率从它的伴星吸积，产生$10^{36}-2\times10^{38}$ erg/s的热光度。在这里，我们第一次执行全球超软X射线近红外（NIR）光谱能量分布（SED）在LMC和SMC中最亮的SSS。我们测试一个模型，其中紫外-近红外是占主导地位的发射从一个紧凑的（未解决的）拱星星云所代表的电离气体流出的SSS。SED模型对应的SSS光度几倍$10^{38}-10^{39}$ erg/s，辐射在黑体温度$\approx 3\times 10^{5}$ K，并表示星云连续，其发射测量$\gtrsim 2\times10^{60}$厘米$^{-3}$对应的风质量损失率$\gtrsim 2\times 10^{-6}$ $M_{\odot}\,{\rm yr}^{-1}$。这种极端的参数表明，最明亮的SSS可能是身份不明的光学新星，在一个后新星SSS状态维持在一个高的持久的光度恢复吸积，可能在超爱丁顿率。新的观测和理论的多波长建模的全球SED的SSSs需要可靠地确定其参数，从而了解其在恒星演化的适当阶段。
2022-09-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Orbital variations and outbursts of the unusual variable star V1129 Centauri
变星V1129 Cen在GCVS中被归类为$β$天琴座型。对于这样的恒星来说不寻常的是，它大约每年爆发一次，持续$\sim$ 40天。由于这个原因，与矮新星的关系被怀疑。在这里，第一次详细分析了系统的光变曲线。根据在Observatório do Pico dos Dias获得的高时间分辨率观测和长期ASAS光变曲线，研究了该系统的轨道变化。它们主要由一颗可能稍微演化的F2星的椭球变化和日偏食所控制，这颗星是一颗轨道周期为$21^{\rm h}$ $26^{\rm m}$的双星。与矮新星特征的比较表明，V1129 Cen的观测性质可以解释，如果它只是另一颗矮新星，虽然有一个异常明亮和早期类型的质量供体，它的亮度超过了吸积盘和质量增益的程度，许多正常的光度和光谱特征的激变变量仍然没有检测到。
2017-06-26 astro-ph.SR
X-ray observations of historical classical nova counterparts with eROSITA telescope aboard SRG orbital observatory during the all-sky survey
研究了银河系中经典新星（CNe）的X射线辐射。为此，我们使用的数据从三个SRG/eROSITA天空调查在半球分析RU eROSITA财团。在309个历史CNe中，从52个源探测到X射线发射，其亮度在$\rm L_X\approx 10^{30}\sim 10^{34}$ erg/s范围内，为0.3-2.3 keV。其中，两个源具有超软谱，并与新星后超软X射线发射有关。剩余的一些源的X射线光谱的硬度初步表明，磁化的白矮星（WD）可能占X射线中检测到的CN对应物的一部分。这一假设将在随后的SRG/eROSITA巡天过程中得到进一步检验。CN对应物代表了一个真正的样品吸积WD与不稳定的氢燃烧在其表面上，而他们的X射线光度在静止是一个合理的代理在二元系统中的吸积率。利用这一事实，我们构造了具有不稳定氢燃烧的WD的吸积率分布，并将其与我们银河系和邻近外星系中已知的稳定超软X射线源的吸积率分布进行了比较。有一个明显的二分法，这两个分布与CN同行和稳定的超软源占据不同的域沿质量吸积速率轴，根据WD表面上的氢燃烧理论的预测。
2021-12-02 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
The 2001-2003 Low State of Nova Lacertae 1950 (DK Lac)
我们报告了在1990-2009年期间获得的DK Lac的广泛测光，其中包括2001-2003年期间的2等低状态。大部分测光包括以几天的典型间隔获得的曝光，但也包括26个连续测光序列，每个持续2到7小时。我们在数据中没有发现周期性的证据。我们确实发现，当用量值表示时，低态的随机变化约为高态的2倍。缺乏轨道时间尺度的变化是由于几乎面对磁盘的介绍。该系统的高亮度在19年内下降了0.2等，这与其他老新星在爆发后几十年的行为一致。高态光谱也提出和讨论。我们发现H $α$的等效宽度从1991年到2008年下降了约2倍。光度特性的背景下讨论的爆发之间的新星的行为，在其中我们得出结论，在老新星的低状态可能是无关的，他们可能进入冬眠的冬眠方案。
2011-02-18 astro-ph.SR
Novae heat their food: mass transfer by irradiation
新星爆发会辐射并加热灾变变星中的施主星，使其达到高温$T_{\rm irr}$，导致其外层膨胀并溢出洛希叶。我们计算捐助者的加热和膨胀的解析和数值，假设球对称，并发现，辐射驱动增强的质量转移从捐助者的速率$\dot{m}\propto T_{\rm irr}^{5/3}$，达到$\dot{m}\sim 10^{-6}\textrm{ M}_\odot\textrm{ yr}^{-1}$在喷发的高峰期-约一千倍，比在静止期。随着新星的消退和白矮星的冷却，$\dot{m}$下降到较低的值。我们发现，在某些情况下，下降停止和质量转移持续在$\dot{m}\sim 10^{-7}\textrm{ M}_\odot\textrm{ yr}^{-1}$的自我维持率高达$\sim 10^3$年后爆发。在这个速率下，白矮星吸积光度的辐射足以自行驱动质量转移。自持率接近白矮星的稳定燃烧极限，因此这种自举机制可以同时解释两类令人困惑的双星系统：轨道周期为$\approx 2$ h的复发新星（T Pyxlane和IM Normae）和周期为$\approx 4$ h的长寿命超软X射线源（RX J0537.7-7034和1 E 0035.4-7230）。一个系统是否达到自我维持的状态对施主的色球结构很敏感，也对新星爆发时的轨道周期变化很敏感。
2021-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
T Pyxidis: Death by a Thousand Novae
我们报告了一个为期20年的运动，跟踪1.8小时的光度波在经常性的新星T Pyxtons，使用全球望远镜网络的后院天体物理中心。1996年至2011年间，该波的振幅和波形高度稳定，类似于超软双星中常见的轨道波。然而，这一周期在时间尺度P/P-dot=3x10^5年上增加。这表明静止期的质量转移速率约为10^-7 M_sol/yr，与基于恒星光度的吸积速率基本一致。这比该轨道周期的激变变星的典型值大约2000倍。在爆发后的平静期（2012-2016年），这颗恒星继续以其快乐但神秘的方式-类似的光度，类似的P/P点（2.4x10^5年）。在2011年爆发的最大亮度附近，轨道信号变得非常微弱（<0.003等）。到了爆发的第170天，在V=11附近，轨道信号再次出现，振幅为0.005等，然后逐渐增强到正常的0.08等，而恒星则下降到15.7等。在约1年的隐身和低振幅期间，轨道信号在周期上增加了0.0054（7）%。这可能是测量新星爆发中喷射出的质量的方法。对于一个合理的二元参数选择，该质量至少为3 × 10 ^-5 M_sol，甚至可能更高。这代表着在爆发前的速率下有超过300年的吸积，但爆发之间的时间只有45年。因此，爆发的白矮星似乎喷射出的质量至少是它吸积的6倍。如果这次爆发是典型的，那么白矮星的质量一定是在侵蚀，而不是在增长。除非目前的一系列喷发是一个短暂的插曲，否则双星动力学似乎是侵…
2016-03-01 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
The Nova Shell and Evolution of the Recurrent Nova T Pyxidis
T Pyxtek是典型的复发新星（RN），具有神秘的新星壳。我们报告新的观察与HST壳。壳层中的节点以500-715 km/s的速度膨胀，距离为3500 pc。纽结的分数膨胀是恒定的，这意味着没有明显的减速。因此，这些结是在1866年附近的一次喷发中喷出的。结在1995年之后开启，这表明结是由1866年喷出物与后来RN喷发的快速喷出物碰撞产生的冲击提供动力的。1866年喷出物的总质量为10^-4.5 Msun，由于喷出速度较低，因此表明1866年事件是一次普通的新星喷发，而不是RN喷发。在普通的新星事件之前，吸积速率一定很低（仅引力辐射的吸积速率约为4 × 10 ^-11兆太阳/年），物质在白矮星表面积累了约75万年。目前的吸积速率（>10^-8 Msun/yr）比预期的周期间隔以下的系统高出1000倍，合理的原因是1866年的事件启动了一个持续的超软源，驱动吸积。关于T Pyx的一个关键事实是，自1890年爆发以来，它的吸积率一直在长期下降，目前的速度只有早期速度的3%。观测到的吸积率的下降表明超软源不是自我维持的，我们计算出T Pyx的吸积将在未来几十年内有效地停止。有了这个，T Pyx将进入冬眠状态，持续估计2，600，000年，然后引力辐射再次使系统接触。因此，T Pyx有一个进化周期，从普通的CV状态，到当前的RN状态，再到未来的休眠状态，然后重复这个周期。
2009-11-19 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
On the Observability of Recurrent Nova Super-Remnants
围绕M31 N 2008- 12 a（12 a）的新星超遗迹（NSR），即每年喷发的周期性新星（RN），是这种现象的唯一已知例子。由于这种结构是由于12 a的频繁爆发而形成的，我们可能会在其他RNe周围看到NSR;这将证实RN-NSR的关联，并加强新星和Ia型超新星（SN Ia）之间的联系，因为以SN Ia为中心的NSR为该爆炸的单一退化祖先类型提供了持久，明确的路标。以前唯一的NSR模拟使用了静态白矮星（WD）的相同喷发。在本文中，我们模拟的NSRs的增长，随着中央WD的自然增长/侵蚀，在一系列的环境，吸积速率，WD温度，和初始WD质量。随后不断演变的喷发产生了半径为数十秒差距的动态NSR，包括一个低密度空腔，与热喷出物堆积区接壤，并被冷的高密度薄壳包围。较高密度的环境限制NSR的大小，因为这样做较高的吸积率，而WD温度和初始质量的影响较小。NSR形成于成长或侵蚀的WD周围，这表明NSR也存在于具有低质量WD的老新星周围。观测，如X射线和H $α$发射从模拟的NSR派生，以帮助搜索更多的例子，只有NSR周围的高吸积率新星目前将被观察到。观察到的12 a NSR的属性可以重现时，考虑到动态生长的NSR和光电离的新星系统。
2023-02-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Close stellar binary systems by grazing envelope evolution
我建议一个螺旋的过程中，一个恒星的同伴擦过一个巨星的信封，而轨道分离和巨大的半径同时收缩，形成一个紧密的双星系统。可以将二元系统视为在“刚刚进入共同包络（CE）阶段”的恒定状态中演化。在这个过程发生的情况下，它可能是CE演化的替代方案，其中二级恒星浸没在巨星的包层中。掠食包层演化（GEE）只有在伴星设法以高速率吸积质量并发射喷流去除巨型包层的外围，从而防止CE形成的情况下才有可能。高吸积率是由吸积盘发射喷流，有效地携带多余的角动量和能量的吸积质量。轨道衰减本身是由次级恒星与其轨道内的包络线的引力相互作用引起的，即，动力摩擦（引力潮汐）。通过第二拉格朗日点的质量损失可以携带额外的角动量和包络质量。GEE持续数十至数百年。高吸积率和持续数月到数年的峰值可能会导致一个明亮的物体，称为中间光度光学瞬变（英语：Intermediate luminosity optical transient）（RINT; Red Novae; Red Transients）。双极星云和/或赤道环在双星残骸周围形成
2014-12-26 astro-ph.SR
PTF 14jg: The Remarkable Outburst and Post-Burst Evolution of a Previously Anonymous Galactic Star
我们报告了爆发源PTF 14 jg，在2013年底爆发之前，它是一颗微弱的，未经研究的，几乎没有编目的恒星。PTF 14 jg爆发的突出特点是：（1）投影位置靠近W 4 HII区，径向速度与物理组合一致;（ii）在几个月的时间尺度上经历$\sim$ 6-7 mag光学（R-带）到中红外（L-带）增亮的光变曲线，其达到峰值然后衰减$\sim$ 3 mag，但在峰值后$\sim$ 8个月，$>$仍处于平静3.5等的稳定状态，持续到喷发后至少5年;（iii）强烈的外流特征，速度达到-530 km/s; ㈣低重力和宽（$\sim$ 100-150 km/s FWHM）光学吸收线光谱，其光谱类型随波长有系统地改变; ㈤锂; ㈥紫外线和红外线过量。我们初步确定的爆发表现出的年轻恒星FU Ori事件的特征。然而，爆发会异常热，在光学上有高激发（$\sim$ 11，000 - 15，000 K）的吸收光谱，在近红外线上没有CO的证据，除了表现出不寻常的光变曲线。因此，我们也考虑替代方案，包括各种形式的新星，核燃烧不稳定性，大规模的恒星事件，并合并-发现他们都不如热FU Ori星分类。该源最终可能被解释为一种新的类型的年轻恒星爆发，具有更大的振幅和更短的上升时间比大多数FU Ori-like事件。对光变曲线和光谱演化的持续监测将揭示其真实性质。
2019-01-30 astro-ph.SR
Rapid Radio Flaring during an Anomalous Outburst of SS Cyg
在吸积的白矮星双星系统，特别是矮新星中，吸积和喷流产生之间的联系还没有得到很好的理解。无线电波长为加速电子的机制提供了关键的见解，包括喷流和外流。在这里，我们呈现了2016年2月异常爆发期间矮新星SS Cyg的Arcminute MicroKelvin Imager Large Array获得的密集采样无线电覆盖范围。这次爆发在光学上的上升速度比典型的爆发慢（3天/等），持续时间超过3周。在整个爆发过程中，可以看到时间尺度小于1小时的快速射电耀斑。射电中最有趣的行为是在爆发接近尾声时，观察到一个快速、明亮（“巨大”）的耀斑，峰值约为20 mJy，持续15分钟。这是第一次在天鹅座SS中观察到这样的耀斑，覆盖范围不足可以解释它在以前的爆发中没有检测到。这些数据，加上过去的无线电观测，是一致的同步辐射等离子体喷射事件作为无线电耀斑的起源。然而，在吸积速率下降阶段的巨型耀斑的生产仍然无法解释的标准吸积喷流框架内，似乎是显着不同的X射线双星的行为模式类似。
2016-11-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
The most variable VVV sources: eruptive protostars, dipping giants in the Nuclear Disc and others
本研究在 9.5 年 VVV 光变曲线中筛选 ΔK_s≥4 等的极端变源，发现 222 个银核与银盘变源，并揭示爆发 YSO、核盘食渐巨星及周期性消光双星等特征。
2024-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
