The orbital period evolution of the supersoft X-ray source CAL 87
CAL 87是最著名的超软X射线源之一。然而，CAL 87的测量质量、轨道周期和轨道周期演化不能用超软X射线源的标准热时间尺度质量传递模型来处理。在这项工作中，我们探讨了CAL 87的轨道演化与解析和数值方法。我们证明，上述特性可以很自然地占激发风驱动的传质模型。
2015-10-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Relativistic baryonic jets from an ultraluminous supersoft X-ray source
吸积致密天体形成相对论喷流是天体物理学的基本奥秘之一。虽然这个理论还不太清楚，但对来自微类星体系统的相对论性喷流的观测已经导致了一个完善的现象学。相对论射流预计不会从源与软或超软X射线光谱，虽然两个这样的系统是已知的，以产生相对低速的双极流出。本文报道了邻近星系M81（M81 ULS-1）中一个超亮超软X射线源（ULS）的光谱，它显示出蓝移的宽Hα发射线，这是具有相对论速度的重子喷流的特征。时变喷流的投射速度约为光速的17%，似乎与微类星体SS 433的原型相似。这样的相对论性喷流预计不会从白矮星发射，但M81 ULS-1中的黑洞或中子星的起源很难与其恒定的软X射线相一致。相对论性喷流在ULS中的完全出乎意料的存在挑战了喷流形成的规范理论，但可能是由长期推测的具有光学厚流出物的超临界吸积黑洞来解释的
2015-12-07 astro-ph.HE
A Prediction of Supersoft X-Ray Phase of Classical Nova V5583 Sagittarii
我们观测到人马座V5583的B、V、y、R_C和I_C五个带，发现这些多带光变曲线与V382 Vel 1999的光变曲线几乎一致，直到爆发后至少100天。爆发后约6个月，BeppoSAX探测到V382 Vel的超软X射线相。V5583 Sgr几天前爆发，发现于2009年8月6.5 UT附近的光学峰值。从这两颗新星的光变曲线完全相似的角度来看，我们预计在爆发后6个月，V5583 Sgr将出现超软X射线阶段。超软X射线开启/关闭日期的检测强烈地限制了新星的演化，因此，WD的质量范围。为了及时观测到V5583 Sgr的超软X射线相，我们基于光学厚风理论计算了新星爆发演化，预测了超软X射线相：它很可能在爆发后的100 - 140天之间开始，并持续到200-240天。我们强烈建议在2009年12月和2010年1月，2月和3月期间进行多次观测，以检测V5583 Sgr的超软X射线相的开启和关闭时间。
2009-12-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
XMM-Newton Observations of NGC 247: X-ray Population and a Supersoft Ultraluminous X-ray Source
我们报告了2009年12月对NGC 247的新XMM-牛顿观测。该星系包含一个超软、超亮X射线源（ULX），其光谱由温度约为0.1 keV的热成分和光子指数约为2.5的幂律尾组成。在0.3-10 keV波段，热辐射是绝对的主导成分，占总光度的96%。在10^2 s和更长的时间尺度上，用ν^-1功率谱检测到变异性。这些特性与热态的黑洞双星一致，并表明存在至少600个太阳质量的中等质量黑洞。但是，积分均方根功率远高于热状态下的典型值。另一种解释可能是半径约为10^9 cm的光球。一个可能的吸收功能约1千电子伏的检测，这可能是由于高度电离风的吸收。NGC 247星盘内的X射线源具有与低质量X射线双星一致的光度函数。我们证实了以前的结果，X射线从类星体PHL 6625可能被吸收的气体在NGC 247，主要是在能量低于0.3千电子伏。
2011-06-02 astro-ph.HE
Nine tidal disruption event candidates in eROSITA-DE DR1 discovered through supersoft X-ray selection
本研究通过超软X射线选择方法在eROSITA-DE DR1中确认了九个潮汐瓦解事件候选体，发现其中部分源具有光学和红外对应体，且红外耀发比例较高，揭示了超软X射线谱与红外对应体间的潜在联系。
2025-08-11 astro-ph.HE
Bright end of the luminosity function of high-mass X-ray binaries: contributions of hard, soft and supersoft sources
通过对27个邻近星系的Chandra X射线源的光谱分析，结合这些星系的恒星形成率（SFR）和ISM面密度图，考虑吸收效应和高质量X射线双星（HMXB）光谱的多样性，构造了HMXB的内禀X射线光度函数（XLF）.单位SFR的XLF可以用幂律dN/d log L=2.0（L/10^39 erg/s）^（-0.6）（M_Sun/yr）^（-1）来描述，其中L是0.25-8 keV处的未吸收光度。每单位SFR的发光HMXB的固有数量是之前报道的观测数量的约2.3倍。本征XLF由硬源、软源和超软源（这里定义为0.25- 2keV与0.25-8 keV通量比分别为<0.6、0.6-0.95和>0.95的源）以~2：1：1的比例组成。我们还在软X射线波段（0.25-2 keV）构建了本征HMXB XLF。在这里，硬源、软源和超软源的数量几乎相等。亮度在10^38和10^40.5 erg/s之间的HMXB的0.25-2 keV累积发射率约为5 10^39 erg/s（M_Sun/yr）^（-1），这可能与研究早期宇宙的X射线预热有关。
2016-12-05 astro-ph.HE
Revisiting multiwavelength data on the supersoft X-ray source CAL 83
本文重新分析CAL 83的多波长公开与XMM-Newton同时观测数据，发现约360 kK黑体可较好描述其能谱，且X射线与长波辐射在数天至数分钟尺度均呈反相关。
2023-04-13 astro-ph.HE
Soft band X/K luminosity ratios in late-type galaxies and constraints on the population of supersoft X-ray sources
本文研究了晚型星系在0.3-0.7 keV能量范围内的X射线与K波段光度比（LX/LK）。从钱德拉的档案中，我们选择了9个旋涡星系和3个不规则星系，它们的点源探测灵敏度优于5 x 10^36 erg/s，以尽量减少未分辨的X射线双星的贡献。在晚型星系中，冷气体和尘埃可能会引起显著的星际吸收，因此我们也要求公开可用的HI地图的存在。得到的L_X/L_K比值在（5.4-68）x 10^27 erg/s/L_K之间，比贫气体早型星系的值高出2-20倍。基于这些结果，我们限制超软X射线源的Ia型超新星（SNe Ia）的祖先的作用。对于大多数星系的上限范围从~3%到~15%的超新星Ia频率推断K波段光度，但对他们中的一些没有意义的限制可以放置。在一个更详细的水平上，我们研究个别的螺旋星系的结构组成部分：凸起和磁盘，并为宏伟的设计螺旋星系，臂和臂间区域。
2010-10-27 astro-ph.HE
M31N 2008-05d: A M 31 disk nova with a dipping supersoft X-ray light curve
经典新星（CNe）代表了我们邻近星系M31中心区域的一类主要超软X射线源（SSS）。最近的X射线总体研究表明，在M 31的凸起和盘的CNe显着不同的SSS属性，但只考虑了少数盘新星。我们启动了一个机会目标（ToO）程序与XMM-牛顿观察的SSS阶段的CNe在磁盘的M 31和改善数据库，为进一步的人口研究。我们分析了分别于2011年8月和2012年1月触发的两次XMM-Newton ToO观测，并提取了X射线光谱和光变曲线。我们报告发现了一个对应于M31盘新星M31 N 2008- 05 d的X射线。该物体的X射线光谱使我们能够将其分类为SSS，其参数为黑体温度32+/-6 eV。在新星爆发三年多后，SSS的X射线光变曲线呈现出不规则的宽倾角特征。这些下降主要影响X射线光谱的非常软的部分，这可能表明吸收效应。在M31新星中很少观察到倾斜的SSS光变曲线.除了提供无与伦比的统计样本外，M 31新星群与SSS对应物经常发现不寻常的物体，从而强调了定期监测的重要性。
2012-07-10 astro-ph.HE
Recent discoveries of supersoft X-ray sources in M 31
经典新星（CNe）最近被报道代表了我们的邻居星系M 31中心区域的主要类别的超软X射线源（SSS）。本文综述了最近用XMM-Newton和Chandra对M 31的X射线观测结果。我们在M31中心区域对CNe和SSSs进行了专门的光学和X射线监测计划。我们在M 31球状星团（GC）中发现了第一个SSS，并发现了它们与M 31 GC中第一个发现的CN的联系。这一结果可能会对GC中的CN比率产生影响。此外，在我们的光学和X射线监测数据中，我们发现了CN M31 N 2007- 11 a，它显示了29 - 52天的非常短的SSS阶段。CNe的短SSS状态（持续时间< 100天）表明大质量白矮星（WD）是Ia型超新星的候选祖先。在M31 N 2007- 11 a的情况下，光学和X射线光变曲线表明它是一个包含WD的双星，其M_WD > 1.0 M_sun。最后，我们提出了CN M31 N 2006- 04 a的SSS对应物的发现。M31 N 2006- 04 a的X射线光变曲线显示出短时间的变化，这可能表明其轨道周期约为2小时。
2009-12-07 astro-ph.HE
CXO J004318.8+412016, a steady supersoft X-ray source in M 31
我们获得了一颗恒星的光谱，我们认为它是M31钱德拉源CXO J004318.8+412016的光学对应物，因为它有显著的巴耳末系、中性氦和4686埃的氦II发射线。连续谱能量分布和光谱特征表明存在K或更早光谱型的红巨星，因此我们认为该双星可能是一个共生系统。自1979年以来，CXO J004318.8+412016作为发光超软源（SSS）在X射线中被观测到，有效温度超过40 eV，X射线亮度可变，在10（35）erg/s的几倍和10（37）erg/s的几倍之间振荡。光学物体的光学、红外和紫外颜色与围绕着一个紧凑的伴星的吸积盘一致，伴星可能是一个白矮星，也可能是一个黑洞，这取决于系统参数。如果发光的超软X射线的起源是一颗白矮星的大气层，它在壳层中燃烧氢，那么它就像热核后的闪光新星一样热和发光，然而还没有观察到重大的光学爆发，这表明这颗白矮星的质量非常大（m>1.2 M（sol）），并以Ia型超新星祖先所期望的高速率（mdot>10（-8）M（sol）/年）吸积和燃烧。在这种情况下，X射线的可变性可能是由于一个非常短的复发时间只有轻度简并热核闪光。
2017-05-30 astro-ph.HE
NICER monitoring of supersoft X-ray sources
我们用NICER监测了四个超软源-两个持久源，CAL 83和MR Vel，以及最近的新星YZ Ret（Nova Ret 2020）和V1674 Her（Nova Her 2021）。在最后一次观察后13年和20年，分别观察到两个持续性SSS，其X射线通量水平和光谱不变。超软X射线源（SSS）的短周期调制出现在中心光源光谱完全可见的地方（在CAL 83和V 1674 Her），而在YZ Ret和MR Vel中没有，其中通量起源于光电离或冲击等离子体，而白矮星（WD）则观察不到。因此，我们认为，脉动发生在，或非常接近，WD表面。CAL 83的脉动在15年后几乎没有变化，包括$\simeq$ 67 s周期的不规则漂移2.1 s。模拟，包括以前的XMM-牛顿数据，表明在几个小时内周期长度的实际变化，而不是脉动的可变振幅的伪影。只要SSS可观察到，V1674 Her中总是检测到周期为501.53 $\pm$ 0.30 s的大振幅脉动。这个周期似乎是由于旋转的高磁化WD。我们不能确认的最高有效温度（$\simeq$ 145，000 K）以前推断的这颗新星，并讨论在解释其光谱的困难。WD似乎存在两个表面区域，其中一个不发射SSS通量。
2022-04-04 astro-ph.HE
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
Hyperluminous Supersoft X-Ray Sources in the Chandra Catalog
该研究利用钱德拉目录，通过手动算法和机器学习方法搜索超亮超软X射线源，发现了一个可能发生在中等质量黑洞中的新潮汐瓦解事件，该事件发生于2001-2002年，是钱德拉早期观测到的此类事件之一。
2025-04-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Supersoft X-ray Phase of Single Degenerate Type Ia Supernova Progenitors in Early Type Galaxies
在Ia型超新星（SN Ia）的单简并（SD）假设中，吸积白矮星（WD）将经历超软X射线源（SSS）阶段。最近，Gilfanov & Bogdan（2010，以下简称GB 10）声称观测到的早型星系的X射线通量太低，与基于相当简单假设的SD方案的预测不一致。我们提出了现实的SD系统的演化模型，并计算SSS阶段的持续时间。在大多数情况下，吸积WD花费了很大一部分时间在光学厚风阶段和经常性的新星阶段，而不是SSS阶段。因此，SSS阶段只持续了几十万年。这比GB 10所采用的时间短约10倍，其中假设SN~Ia祖WD的大部分寿命都是SSS。SSS的理论X射线光度有很大的不确定性，因为质量吸积WD的不确定的大气模型和软X射线的伴星的冷风物质的吸收。因此，我们采用了现有共生SSS的观测通量的平均值，即，对于0.3- 0.7 keV，约为0.4 x 10^{36} erg s^{-1}。利用这些SSS持续时间和软X射线光度，我们证明了GB 10观测到的X射线通量与我们基于SD方案估计的早型星系的通量是相当一致的。这有力地支持了SD假说是Ia超新星在早型星系中的主要贡献者。
2010-10-28 astro-ph.HE
Irradiation-driven mass transfer for massive companion stars in supersoft X-rays sources
本研究利用MESA代码探究超软X射线源中伴星受X射线辐照的反馈效应，发现周期性辐照会导致伴星膨胀溢出洛希瓣，从而引起质量转移率的周期性增强，这可能是准周期性光学光曲线的起源。
2024-08-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
High resolution X-ray spectra of the compact binary supersoft X-ray source CAL 87
本研究分析了 CAL 87 在2001年和2003年的高分辨率X射线光谱，发现其连续谱通量与氢燃烧白矮星的汤姆孙散射一致，且发射线起源于更广延的区域，揭示了复杂的发射光谱和不寻常的线比。
2024-07-25 astro-ph.HE
Discovery of a ~30-Year-Duration Post-Nova Pulsating Supersoft Source in the Large Magellanic Cloud
超软X射线源（SSS）被认为是从双星伴星吸积而来的白矮星，其表面的吸积物质经历核燃烧。虽然从双星演化模型和它们作为Ia型超新星祖先候选者的身份来看，预计会有相对较多的星群，但考虑到SSS的光谱非常软，已知的星群相对较少。在这里，我们报告的X射线和光学性质的1 RXS J050526.3-684628，以前身份不明的吸积核燃烧白矮星位于大麦云（LMC）。XMM-牛顿观测使我们能够研究其X射线光谱，并首次测量~170 s的短周期振荡。通过分析eROSITA新获得的X射线数据，以及Swift观测和ROSAT档案数据，我们跟踪了过去30年的长期演变。我们确定1 RXS J050526.3-684628是一个缓慢演变的新星后SSS，经历了残余的表面核燃烧，最终在2013年达到顶峰，现在正在下降。通过与现有模型的比较，我们发现有效温度和光度的演化与~0.7 $M_{\odot}$碳氧白矮星吸积~10 $^{-9}~\rm{M}_{\odot}$ /yr是一致的。我们的研究结果表明，可能有更多的未被发现的SSS和“错过”新星等待专门的深X射线搜索在LMC和其他地方。
2020-09-20 astro-ph.HE
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
Nature of the soft ULX in NGC 247: super-Eddington outflow and transition between the supersoft and soft ultraluminous regimes
我们报告的XMM-牛顿/钱德拉/斯威夫特/HST观测的超亮X射线源（ULX）在NGC 247，这是发现之间的超软超亮（SSUL）制度的光谱占主导地位的冷（$\sim 0.1$ keV）黑体组件和软超亮（SUL）制度具有可比的黑体和幂律组件共享的亮度。多历元观测揭示了黑体半径和温度之间的反相关性，$R_{\rm bb} \propto T_{\rm bb}^{-2.8 \pm 0.3}$，排除了标准的吸积盘作为软X射线发射的起源。软X射线发射在SSUL制度中的短时间尺度和长时间尺度上都比在SUL制度中更易变。我们认为，SSUL制度可能是一个延伸的超铝状态向高吸积端，是一个极端的情况下，SUL制度，黑体发射所产生的光球厚流出和硬X射线的发射泄漏从嵌入的吸积盘通过中央低密度漏斗或平流通过风。但是，不能排除超软ULX是几乎从侧面看的标准ULX的情况。在200 s的时间尺度上观察到通量下降。这种下降不能用吸收的增加来解释，但可能是由于吸积速率的变化或与风或盘中的热波动有关。NGC 247 ULX的光辐射在19，000 K的温度下呈现出半径为20 $R_\odot$的黑体光谱，可能来自OB超巨星伴星。
2016-08-25 astro-ph.HE
Spectral Energy Distribution Analysis of the Supersoft X-ray Source CAL 87: Multiwavelength Constraints
本文分析了超软X射线源CAL 87从X射线到近红外的能谱分布，构建包含中心源、吸积盘和伴星大气的SED模型，强调了宽波长覆盖对理解此类天体性质的重要性。
2025-09-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nova M31N 2007-12b: Supersoft X-rays reveal an intermediate polar?
对于He/N新星M31 N 2007- 12 b，我们分析了XMM-牛顿EPIC和钱德拉HRC-I观测我们的监测计划进行了10天的间隔，并添加了XMM-牛顿目标的机会观测和斯威夫特XRT观测的结果。超软源（SSS）的发射开始于爆发后21至30天之间，并在爆发后60至120天之间结束，使M31 N 2007- 12 b成为少数几个SSS阶段最短的新星之一。X射线光谱是超软的，可以用白矮星（WD）大气模型拟合，其中太阳丰度被银河前景吸收。WD大气的温度似乎在SSS相开始时从~70 eV增加到~80 eV。M31 N 2007- 12 b在最大亮度时的光度是在大质量WD的爱丁顿极限，在爆发后60天的观测中下降了约30%。发射区的半径约为6x10^8 cm。在四个亮态观测中，我们检测到一个稳定的1110 s脉动，我们解释为WD旋转周期。此外，我们检测到的三个观测，可能代表一个4.9小时或9.8小时的系统的二进制周期的下降。类太阳吸积物质和WD简并核心之间的混合<50%的新星包络模型可以用来描述数据。我们得出WD的质量为1.2 Msun，以及喷射和燃烧的质量分别为2.0x10^{-6} Msun}和0.2x10^{-6} Msun。观测到的周期性表明，新星M31 N 2007- 12 b爆发于一个中间极地（IP）系统。WD光球半径似乎大于预期的非磁性WD，但在IP系统中的磁性WD的范围内。（…
2011-05-03 astro-ph.HE
Millinovae: A New Class of Transient Supersoft X-ray Sources without a Classical Nova Eruption
本研究在麦哲伦云方向发现29颗长时标对称光学增亮的恒星，其中一颗增亮时发射瞬变超软X射线且无经典新星的物质抛射特征，由此提出一类名为millinovae的新型瞬变超软X射线源，其光学光度比普通经典新星暗约千倍。
2024-12-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
A robust model for the origin of optical quasi-periodic variability in supersoft X-ray sources
超软X射线源（SSS）被认为是Ia型超新星的可能祖先。在SSS的光学光变曲线中检测到了准周期性的变化。然而，这种准周期性可观测特征的确切起源仍然是一个谜。在本文中，我们的目标是再现观测到的光学准周期性变化的SSS提出了一个白矮星（WD）吸积模型与超软X射线照射到伴星上造成的周期性质量转移。方法.假设超软X射线照射伴星时，会引起伴星到WD的周期性质量转移，采用周期性锯齿状吸积率，利用MESA模拟WD吸积过程及随后的WD演化。通过与观测到的SSS RX J0513.9 - 6951的光学光变曲线比较，我们发现我们的模型能够再现RX J0513.9 - 6951的光学高、低态之间的准周期跃迁，这是因为周期性的吸积率可以导致WD光球周期性地膨胀和收缩。此外，我们发现在我们的模型中的SSSS的过渡期强烈依赖于吸积WD的质量。WD质量越大，过渡期越短。基于我们的研究结果，我们认为超软X射线照射伴星所引起的周期性质量转移可能是观测到的SSS光学准周期变化的起源。此外，我们的研究结果表明，所观察到的光学过渡期的SSS可能是有用的质量的吸积WD的粗略估计。
2022-08-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Continuous Gravitational Waves from Supersoft X-ray Sources: Promising Targets for deci-Hz Detectors
Indian Institute of Science（印度科学学院）；University of Warsaw（华沙大学）
研究通过建模超软X射线源中白矮星的演化，发现其在十赫兹频段内可产生连续引力波，为探测器提供新目标，同时揭示白矮星内部磁场和自转特性。
2026-02-11 astro-ph.HE
Upper limits on bolometric luminosities of three type Ia supernova progenitors - New results in the ongoing Chandra archival search for type Ia supernova progenitors
我们目前分析钱德拉档案，爆炸前的三个附近（< 25 Mpc）Ia型超新星，SN 2011 iv，SN 2012 cu和SN 2012 fr的位置数据。在任何观察中都没有发现与祖细胞相对应的来源。将所有来源与明确的背景结合起来，也没有发现任何来自祖先的X射线发射的证据。我们计算了上的辐射热光度的祖先，假设它们是黑体有效温度在30和150 eV之间，对应于“典型的”超软X射线源。SN 2012 fr的上限跨越了典型超软源的爱丁顿光度，但这项研究不能排除更暗的典型超软源。我们还比较了我们的上限与已知的紧凑型二元超软X射线源。这项研究是直接检测或限制附近Ia型超新星祖先爆炸前观测的X射线特征活动的延续;根据尼尔森、沃斯和内勒曼斯报告的结果（见引言中的参考文献），Chandra档案中可获得爆炸前图像的附近Ia型超新星的数量现在是13颗，而且还在增加。
2013-08-27 astro-ph.HE
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
The supersoft X-ray transient ASASSN-16oh as a thermonuclear runaway without mass ejection
Maccarone等人（2019年）将超软X射线和光学瞬态ASASSN-16 oh解释为由大质量白矮星上的吸积事件引起的，类似于矮新星超级爆发。这些作者认为，超软X射线光谱的起源与壳层核燃烧加热的大气不同，因为没有物质被喷射出来。相反，我们发现事件的时间尺度和其他特征是典型的非质量喷射热核逃逸，正如Shara等人（1977）和Yaron等人（2005）的新星模型的广泛网格所预测的那样。我们认为，低X射线和辐射热光度的核燃烧模型的预测相比，是由于光学厚的吸积盘，隐藏了大部分的白矮星表面。如果是这样的话，我们计算的光学瞬态可以解释为一个非喷射热核事件的WD $\simeq$ 1.1 M $_\odot$吸积率为$\simeq3.5{-}5{\times}10^{-7}$ M $_\odot$年$^{-1}$。我们的预测应该证明瞬态事件的性质是由于热核燃烧或吸积;观测证据应在未来几年内获得，因为一个新的爆发应该发生在事件的$\simeq$ 10-15年。
2019-06-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Supersoft X-rays reveal a classical nova in the M 31 globular cluster Bol 126
经典新星（CNe）代表了我们邻近星系M 31中心区域的主要超软X射线源（SSS）。到目前为止，在任何星系的球状星团中只发现了3颗被证实的新星和3颗SSS，其中在M 31球状星团中发现了1颗新星和2颗SSS（包括新星）。为了研究CNe的SSS状态，我们用XMM-牛顿和钱德拉对M31中心区域进行了高频率的X射线监测。我们分析了M 31 GC Bol 126中一个新的瞬态X射线源的X射线和光学数据，该源是在Swift观测中偶然发现的。我们的光学数据集是基于来自五个不同小型望远镜的常规M 31监测计划。此外，我们还利用了在PAndromeda调查期间获得的Pan-STARRS 1数据。我们的观测结果表明，Bol 126中的X射线源是M 31 GC中的第三个SSS，可以确认为M 31 GC中的第二个CN。这颗新星被命名为M31 N 2010- 10 f。它的X射线和光学性质与双星系统中的大质量白矮星（M_WD >~ 1.3 M_sun）一致。我们利用我们的高步频X射线监测观测数据，对以前在M 31 GC中发现的（疑似）新星数据进行了分析，估计出M 31 GC系统中的暂定新星率为0.05 /yr/GC。根据最近的10.5年WeCAPP调查，光学估计给出了较低的新星率，这与95%置信水平上的X射线率是一致的。越来越多的证据表明，GC中的新星率高于原始双星形成和野外条件下的预期。动态的双星形成和/…
2012-11-20 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
A Prediction Formula of Supersoft X-ray Phase of Classical Novae
根据新近发展的经典新星的普适衰减定律，我们提出了超软X射线开、关时间的预测公式，即：t_{X-on} =（10 \pm 1.8）t_3天和t_{X-off} =（5.3 \pm 1.4）（t_3）^{1.5}天，持续8 < t_3 < 80天。我们已经确定了我们的自由-自由发射模型光变曲线的绝对星等，并导出了最大星等与下降率（MMRD）的关系。我们的理论MMRD关系是由两个参数，一个是白矮星（WD）的质量，另一个是在新星爆发的初始包层质量;这第二个参数解释了单个新星的MMRD点的分散。我们的理论MMRD关系也是在良好的协议与著名的经验公式。我们还根据模型光变曲线的绝对值给出了另一个经验关系式M_V（15）~ -5.7 \pm 0.3，即，光学极大值后15天的绝对星等在各种新星中几乎是常见的。我们分析了10颗新星的光变曲线，其中检测到超软X射线相，并估计了它们的WD质量。同时再现光学和超软X射线观测结果的最佳模型是具有1.28 \pm 0.04 M_ \sun的ONeMg WD（V598幼仔），1.23 \pm 0.05 M_ \sun（V382 Vel），1.15 \pm 0.06 M_ \sun（V4743 Sgr），1.13 \pm 0.06 M_ \sun（V1281 Sco），1.2 \pm 0.05 M_ \sun（V597幼仔），1.06 \pm 0.07 M_ \su…
2009-12-06 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
Spectral Modeling of the Supersoft X-ray Source CAL87 based on Radiative Transfer Codes
本研究利用xstar和MONACO辐射转移代码为超软X射线源CAL87的日冕构建模型，结合碰撞电离等离子体，成功解释了其发射主导光谱，为未来微量热计时代的光谱解释奠定基础。
2023-11-11 astro-ph.HE
A Luminous Be+White Dwarf Supersoft Source in the Wing of the SMC: MAXI J0158-744
我们提出了一个非常快的X射线瞬态MAXI J 0158 -744，这是由MAXI/GSC在2011年11月11日检测到的多波长分析。随后的X射线通量指数下降与斯威夫特观测，所有这些都揭示了低温（~ 100 eV）的光谱，表明MAXI J 0158 -744是一个新的超软源（SSS）。快的X射线光谱接近最大值显示功能约0.8千电子伏，我们解释为可能的吸收OVIII，和O，Fe和Ne线的发射。在爆发初期和几周后，我们获得了对应物的SAAO和ESO光谱。早期光谱主要是强的Balmer和HeI发射，以及较弱的HeII发射。后一个光谱显示了B1/2 IIIe光谱类型的吸收特征，所有光谱特征的速度都与小麦哲伦云一致。在这个距离上，它是一个发光的SSS（>10^37 erg/s），但它在2-4 keV波段的短暂峰值亮度>10^39 erg/s，使它成为迄今为止在“硬”X射线上看到的最亮的SSS。我们认为MAXI J 0158 -744是一个Be-WD双星，也是第一个可能进入ULX领域的例子。短暂的硬X射线闪光可能是被喷射出的新星壳层与B星风相互作用的结果，其中嵌入了白矮星（WD）。这使得MAXI J 0158 -744成为麦哲伦星云中的第三个Be/WD系统，但它是迄今为止最明亮的。MAXI J 0158 -744的性质支持了先前的建议，即附近星系中的SSS与早期恒星系统有关。
2012-12-02 astro-ph.HE
An Ultraluminous Supersoft Source in a Dwarf Galaxy of Abell 85: An Intermediate-Mass Black Hole Candidate
我们使用钱德拉X射线观测资料研究了大量矮星系样本，目的是探测吸积中质量黑洞（IMBHs）。IMBH预计居住在矮星系中，并在光度和X射线光谱方面产生特定的特征。我们报告的X射线源的发现与阿贝尔85矮星系，符合IMBH的描述。主星系的恒星质量估计为2 $\times$ 10 $^8$ $M_\odot$，这使得它成为可能容纳吸积黑洞的质量最小的星系之一。该源在1 keV以下的软带中被检测到，而在更高的能量下未被检测到。X射线光度为$\approx$ 10 $^{41}$ erg s $^{-1}$，比最明亮的恒星质量超软发射体高出近三个数量级。从星系恒星质量与黑洞质量的关系，我们估计质量是在中间制度。另一种产生中等质量的方法依赖于超软发射预计与高吸积率相关的事实，接近爱丁顿极限。我们认为，所观察到的X射线源从银河系中心（$\approx$ 1.8千秒差距）的偏移是由于星系的相互作用，我们提出的证据，从文献中支持的黑洞活动和星系之间的相互作用。
2022-03-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Optical and X-ray Properties of CAL 83: I. Quasi-periodic Optical and Supersoft Variability
本文利用美国国家天文台和OGLE项目的观测数据，研究了LMC超软X射线源（SSS）CAL 83的长期（~年）时间变化。CAL 83的光变曲线在约450天的时间尺度上表现出约1等的剧烈亮度变化，并且通常在光学低状态下花费约200天。结合档案XMM-牛顿X射线观察，这些代表了最广泛的X射线/光学研究，该系统的日期，并揭示了更详细的X射线光变曲线是反相关的光学行为。这与“瞬态”SSS RX J0513.9-6951的行为非常相似，其中SSS爆发在约168天的时间尺度上重现，并且还与光通量反相关。我们对高、低能态X射线谱进行了简单的黑体拟合，发现当光学对应物变亮时，黑体温度和亮度降低。我们用Hachisu & Kato（2003 a）的极限环模型解释了这些长期变化，该模型为这些包含大质量（~1.3 Msun）白矮星的系统提供了进一步的支持。此外，我们还将CAL 83和RX J0513.9-6951的轨道周期分别修正为1.047529（1）天和0.762956（5）天。
2013-04-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supersoft X-Ray Phases of Recurrent Novae as an Indicator of their White Dwarf Masses
我们研究了七颗观测良好的复发新星V745 Sco、M31 N 2008- 12 a、LMC N 1968、U Sco、RS Oph、LMC N 2009 a、T Pyx和一颗复发新星候选者LMC N 2012 a的光学/X射线光变曲线。八颗新星中的六颗显示出一个简单的关系，即超软X射线源（SSS）阶段的持续时间是爆发总持续时间（$=$ X射线关闭时间）的0.70倍，即，$t_{\rm SSS}=0.70 t_{\rm off}$，总持续时间为10天至260天。这6颗复发新星的X射线光变曲线呈宽矩形，前半周期的X射线计数率变化很大。SSS阶段也对应于一个光学平台阶段，表明一个大的吸积盘照射的氢燃烧WD。另外两颗复发新星T Pyx和V745 Sco的X射线光变曲线呈窄三角形，没有光学平台相。它们之间的关系$t_{\rm SSS}$和$t_{\rm off}$与上述六颗复发新星的关系有很大不同。我们还提出了理论SSS的周期性新星与各种WD质量和恒星金属丰度（$Z=$ 0.004，0.01，0.02和0.05）的持续时间，并与观察到的这些周期性新星的持续时间进行比较。我们发现，SSS的持续时间是一个很好的指标WD质量的复发新星与广泛的矩形X射线光曲线形状。
2020-07-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
On double-degenerate type Ia supernova progenitors as supersoft X-ray sources - A population synthesis analysis using SeBa
背景：Ia型超新星（SN）祖先的性质仍然不清楚。虽然通常认为单简并祖系统将是发光的超软X射线源（SSS），但最近提出双简并祖系统也可能经历SSS阶段。目的：我们的目标是研究双退化祖系统SSSs的可能性，并将严格的上限上的最大可能的持续时间的任何SSS阶段和预期数量的这些系统在银河系人口。方法：我们采用二进制人口合成代码SeBa检查的质量传递特性的一个可能的SSS阶段的双退化Ia型SN祖系统1）标准SeBa的假设，和2）一个乐观的最佳情况下的情况。后一种情况建立了严格的上限的超软源双退化Ia型SN祖系统的可能人口。结果如下：我们的研究结果表明，不同于预期的单简并祖系统，绝大多数的材料吸积的纯风质量转移或风和RLOF质量转移的组合是氦，而不是氢。即使对质量传递和保留效率有非常乐观的假设，最终成为双简并Ia型SNe的系统所吸积的平均质量也很小。因此，即使在最佳条件下，这些系统成为SSS的时间也很短，而且银河系中此类系统的预期数量可以忽略不计。结论：作为SSS的双简并Ia型SN祖先的数量至少比预期为SSS的单简并祖先的数量小一个数量级，并且双简并系统的超软X射线行为通常在SN爆炸之前很久就停止了。
2013-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Revised ephemeris and orbital period derivative of the supersoft X-ray source CAL 87 based on 34 years of observations
基于34年观测数据，本文构建O−C图分析食超软X射线源CAL 87的轨道演化，测得正周期导数$\dot{P}=+ 8.18\pm1.46\times10^{-11}$ s/s，并发现X射线食存在系统性延迟与抖动。
2023-11-26 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
Supersoft X-Ray Nebulae in the Large Magellanic Cloud
超软X射线源（SSS）被认为是Ia型超新星（SN Ia）的潜在祖先。如果这样的天体确实持续发出X射线，并嵌入足够密集的ISM中，它们将被扩展的星云辐射所包围。这些星云应该在超新星爆发后仍然存在很长一段时间，这是因为它们经历了很长的重组和冷却时间。考虑到这一点，我们在大麦云云的四个SSS和三个SNR周围寻找星云[O III]发射，使用Las Campanas天文台的6.5米Baade望远镜和IMACS相机。我们确认，在四个SSS候选者中，只有CAL 83可以与[O III]星云相关联。其他天体的[O III]光度被限制在CAL 83的$\lesssim 17\%$，距离中心源6.8 pc。用光电离代码CLOUDY计算的模型表明，要么CAL 87、RX J0550.0-7151和RX J0513.9-6951环境中的ISM密度必须显著低于周围CAL 83，要么这些源在过去$\lesssim 10,000$年中的平均X射线亮度必须显著低于目前观测到的。以便与观察到的光度上限一致。对于我们考虑的三个SNR（年龄都是$< 1000$年），我们的[O III]通量测量以及已知的周围ISM密度强烈地限制了它们的祖先在过去几千年中的电离光度，独立于祖先通道。
2020-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thick Accretion Disk Model for Ultraluminous Supersoft Sources
我们提出了一个几何厚，超爱丁顿吸积盘模型，其中光学厚风是不必要的，了解超铝超软源（ULS）。对于高质量吸积率$\dot M \ga 30\dot M_{\rm Edd}$和不小的倾角$θ\ga 25^{\circ}$，其中$\dot M_{\rm Edd}$是爱丁顿吸积率，从热的内部区域的硬光子可能被遮蔽的几何厚的内盘，因此只有软光子从外部薄盘和外光球的厚盘可以到达观察者。我们的模型可以很自然地解释典型热半径和热温度$R_{\rm bb} \propto T_{\rm bb}^{-2}$之间的近似关系。此外，厚盘模型可以统一ULS和正常的超亮X射线源，其不同的观测特征可能与倾角和质量吸积率有关。通过与光学厚外流模型的比较，我们发现在我们的模型中需要更小的质量吸积速率。
2016-01-18 astro-ph.HE
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
Irradiation-Driven Formation of Supersoft X-ray Sources Following Classical Novae
Henan Normal University（河南师范大学）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天体结构与演化重点实验室）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory（云南省超新星国际研究中心）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Nanjing University（南京大学）
通过经典新星爆发后的辐射反馈机制，解释了短周期超软X射线源的形成及重复新星的起源。
2025-12-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
A helium nova in the Large Magellanic Cloud -- the faint supersoft X-ray source [HP99]159
本研究针对大麦哲伦云暗弱超软X射线源[HP99]159提出氦新星模型，指出其处于氦新星衰减阶段，符合1.2倍太阳质量白矮星模型，或为LMC首例被确认的氦新星，并探讨了其伴星与Ia型超新星前身星的关联。
2023-07-11 astro-ph.GA 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
Examining the evolution of the Supersoft X-ray Source RX J0513.9-6951
本文通过分析超软X射线源RX J0513.9-6951的XMM和Chandra光谱，追踪白矮星有效温度、表面重力和光度的演化，发现其光学亮度变化与收缩模型预测相反，并提出吸积盘上方云层再处理效率变化的新解释。
2025-01-11 astro-ph.HE
Compact and variable radio emission from an active galaxy with supersoft X-ray emission
RX J1301.9+2747是一个独特的活动星系，具有超软X射线光谱，在能量超过2 keV时没有显著的发射。此外，它是少数几个显示准周期性X射线爆发的星系之一，在13-20千秒的时间尺度上重现。本文利用GMRT、VLA和VLBA对RX J1301.9+2747进行了多历元射电观测。在1.6 GHz的VLBA成像显示了一个致密的射电辐射，其尺度小于0.7 pc，亮温度T_b> 5 × 10^7 K。无线电发射在几天内的变化超过2.5倍，这是基于VLA监测活动的数据。射电短期变率表明，射电发射区的大小仅为8 × 10 ^{-4} pc，从而产生更高的亮温度T_b ~10^{12} K。如果观测到的通量变化不是本征的，而是由星际闪烁效应引起的，则可以获得对源尺寸的类似限制。整个无线电频谱是陡峭的，在0.89 GHz和14 GHz之间的时间平均频谱指数α =-0.78+/-0.03。这些观测性质排除了热或恒星形成起源的无线电发射，似乎是一致的情景幕喷流喷射驱动的磁流体动力学过程。需要同时进行无线电和X射线监测观测，观测的频率要低至几个小时，以测试密集和可变的无线电发射是否与准周期性X射线喷发有关。
2022-07-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Multiwavelength search for counterparts of supersoft X-ray sources in M31
我们在哈勃空间望远镜（HST）的“全色哈勃仙女座宝库”（PHAT）档案图像和测光目录中搜索了M31中7个超软X射线源（SSS）的光学/UV/IR对应物。三个SSS是瞬态的，其他四个是持久性的来源。PHAT提供了机会，以确定SSS托管非常大的白矮星，可能爆炸的Ia型超新星在单一的简并双星，与典型的共生星，高质量的近距离双星，或系统的光度发光吸积盘的星等和颜色指数。我们发现的证据表明，瞬态SSS是经典的或经常性的新星，我们确定的两个可能的对应物可能是共生双星进行质量转移在一个非常高的速度。在其中一个持久源r3-8的误差圈内有一颗候选的吸积白矮星双星。在M31，r2-12中研究最充分的SSS的空间误差圆中，没有红巨星或AGB恒星在光学和紫外波段足够明亮，成为共生系统，承载吸积和氢燃烧的白矮星。该SSS具有周期为217.7 s的X射线通量的已知调制，并且我们测量了其导数的上限，0.82 x 10（-11）。这个极限可以与轨道周期为几小时的双星中高速吸积的白矮星的自转周期相一致。然而，没有发光的对应物具有典型的吸积盘由热的中心源照射的颜色指数。采用半经验关系，盘光学光度的上限意味着白矮星双星的轨道周期的上限只有169分钟。
2014-06-24 astro-ph.HE 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
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
Revisiting the ultraluminous supersoft source in M101: an optically thick outflow model
M101星系包含最著名的超亮超软源（ULS），主要由kT ~ 0.1 keV的热分量控制。热分量的起源以及ULS与标准（宽带谱）超亮X射线源（ULX）之间的关系仍然存在争议。我们使用钱德拉和XMM-牛顿观测档案重新检查了M101 ULS的X射线光谱和时间特性。我们发现，X射线的时间变化和光谱特性是不一致的标准磁盘发射。热发射体的特征半径R_{bb}在~ 10，000 km和~ 100，000 km之间随时间变化;色温kT_{bb}在~50 eV和~140 eV之间变化;这两个量的比例近似为R_{bb} ~ T_{bb} ^{-2}。除了光滑的连续，我们还发现（在某些时期）光谱残差很好地拟合热等离子体模型和吸收边：我们解释这作为证据，我们正在寻找一个clusional，多温度外流。我们认为，在足够高的吸积率和倾角，超临界，辐射驱动的流出变得有效的光学厚度和完全热化的更硬的X射线光子从内部的流入，去除硬光谱尾巴。我们发展了一个简单的，球对称的外流模型，并表明它是一致的，所观察到的温度，半径和光度。一个更大、更冷的光球将发射峰移到远紫外线，并使X射线源变暗，但可能在紫外线中变得超亮。我们将我们的结果和解释与Liu et al.（2013）的结果和解释进行了比较。
2015-11-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
From ultraluminous X-ray sources to ultraluminous supersoft sources: NGC 55 ULX, the missing link
在最近使用XMM上的高分辨率光栅光谱仪（RGS）的工作中，Newton Pinto等人（2016）发现两个明亮的原型超铝X射线源（ULX）具有与高吸积率的理论预测一致的强相对论风。有人提出，这样的风可以变得足够光学厚，几乎完全阻挡和重新处理圆盘X射线光子，使源看起来像一个软热发射器或超铝超软X射线源（ULS）。为了验证这一假设，我们研究了一个ULX，其中风强到足以引起硬X射线连续谱的显著吸收：NGC 55 ULX。NGC 55 ULX的RGS光谱显示了大量的发射和吸收线，这些线的蓝移与光速（0.01 - 0.20）c相当，表明存在强大的风。风具有复杂的动力学结构，电离态随外流速度的增加而增加，这可能表明风是从吸积盘的不同区域发射的。与其他ULX如NGC 1313 X-1和NGC 5408 X-1的比较表明，NGC 55 ULX是在更高的倾角下被观测到的。风部分吸收1千电子伏以上的源通量，产生类似于在ULS中观察到的光谱下降。在较低（~爱丁顿）光度下光谱的软化和软滞后的检测与风团穿过视线的情况一致，部分吸收和再处理来自最内部区域的硬X射线。
2017-03-14 astro-ph.HE astro-ph.IM physics.plasm-ph
