The Amazing Old Nova Q Cygni: A Far Ultraviolet Synthetic Spectral Analysis
天鹅座Q（Nova Cygni 1876）是第三古老的新星（在WY Sge和V841 Oph之后），具有10.08小时的长轨道周期和光学光谱特性，包括HeI和H alpha beta中的天鹅座P光学剖面显示的可变风外流（Kafka et al. 2003）。我们已经进行了合成光谱分析的远紫外IUE档案光谱的天鹅座Q使用我们的光学厚，稳态，吸积盘模型和模型白矮星光球。我们发现，发光吸积盘的吸积光支配热分量的FUV通量，吸积速率为2-3 1.E-9 Msun/yr。我们发现天鹅座Q位于距离741 \pm 110 pc处。我们的研究结果的影响，老新星的理论预测。
2011-06-08 astro-ph.SR
A light curve model of V2491 Cyg: Classical nova outburst on a cool and massive white dwarf
经典新星V2491 Cyg曾经被认为是一颗复发新星。我们用冷$1.36~M_\odot$白矮星（WD）上的新星爆发模型广泛地再现了V2491 Cyg的光变曲线，这强烈地表明V2491 Cyg是在冷的非常大质量的WD上爆发的经典新星，而不是像周期新星RS Oph那样在温暖的WD上爆发的周期新星。在激变双星的长期演化过程中，吸积的WD逐渐稳定到引力能释放和中微子损失平衡的热平衡状态。WD的中心温度由能量平衡唯一地确定。高（低）质量吸积率的WD是热（冷）的。我们目前的中心温度，点火质量，点火半径，和复发期的各种WD质量和质量吸积率。在经典新星中，对应于低质量吸积率，WD是冷的，强烈简并的，并且点火质量大，这导致强烈的新星爆发。在复发新星中，由于高质量吸积率，WD相对较暖，爆发相对较弱。在周期性新星爆发期间，引力能量的释放对光度有很大的贡献。我们比较了经典新星和复发新星的物理性质，讨论了它们之间的本质区别。
2021-06-23 astro-ph.SR
Fuse and IUE Spectroscopy of the Prototype Dwarf Nova ER Ursa Majoris During Quiescence
大熊座ER是SU UMa型矮新星的一个子集的原型，其特征是爆发之间的周期短，爆发频率高，和“负”超级驼峰。它每43天发生一次超级爆发，持续20天，每4天发生一次正常爆发，爆发幅度为3级。用吸积盘模型和高重力光球模型拟合远紫外光谱探测器（FUSE）和国际紫外探测器（IUE）的光谱，对静止状态下的ERUma进行了远紫外光谱分析。利用Gaia视差距离和$50^{\circ}$的轨道倾角，我们发现在4天的短暂静止期内，吸积速率为$7.3 \times 10^{-11}M_{\odot}$ /yr，其中ERUMa白矮星贡献了FUV通量的55%，而吸积盘贡献了剩余的45%. ER UMa中的白矮星明显比CV周期间隙以下的矮新星中的其他白矮星更热（32，000 K），后者的典型温度为$\sim$ 15，000 K。对于60到75度的更高倾角，我们得出的吸积速率大约比$1 - 3 \times 10^{-10}M_{\odot}$ /年高一个数量级。
2019-07-15 astro-ph.SR
On the accretion disc properties in eclipsing dwarf nova EM Cyg
本文利用斯洛伐克维霍拉特天文台2007年4 - 10月和乌克兰克里米亚天文台2006年9月的观测数据，分析了矮新星天鹅座EM的行为。在我们的观测中，天鹅座电磁星每15-40天就会爆发一次。由于在EMCyg的光变曲线上观测到吸积盘的偏食现象，我们应用了食映射技术重建了吸积盘被食部分的温度分布。计算了不同距离下静止和爆发两种活动状态下的吸积率。
2009-11-25 astro-ph.SR
Phase-Resolved Infrared Spectroscopy and Photometry of V1500 Cygni, and a Search for Similar Old Classical Novae
我们提出的相位分辨近红外光度和光谱的经典新星V1500 Cyg探索回旋辐射是否存在于这个系统。虽然光谱学没有表明离散回旋谐波发射的存在，但光变曲线表明其近红外通量的相当大一部分是由于这一成分。天鹅座V1500的光变曲线似乎仍然由该系统中第二颗恒星的加热面的辐射所主导。我们已经使用红外光谱和光度学在古老的经典新星中寻找其他潜在的磁性系统。我们发现V1974 Cyg的红外线曲线表面上与V1500 Cyg相似，这表明它是一颗高辐射的伴星。古老的新星V446 Her和QV Vul的光变曲线具有像极星那样的大幅度变化，这表明它们可能具有磁性原色。我们从2MASS点源目录中提取了79颗老新星的测光，并使用这些数据来获得静止新星的平均未变红的红外颜色。我们还提取了这些物体的WISE数据，发现其中45个被检测到。令人惊讶的是，在WISE 22 μ m波段检测到了许多这些系统。其中两个物体（V705 Cas和V445 Pup）产生了大量的尘埃壳，而其他物体则没有。看来，线发射从他们的电离弹射壳是最有可能的解释，这些检测。
2013-06-06 astro-ph.SR
V606 Aql (Nova Aquilae 1899) is now a dwarf nova
我们发现，1899年新星V606 Aql目前显示矮新星爆发，典型的周期长度为270天，振幅约为1.5等，使用公开数据发布的Zwicky瞬态设施观测。已经提出静止时的低质量传递速率来解释大的喷发幅度（Tappert等人，2016年），目前对矮新星爆发的探测支持了这一解释。在新星爆发后100多年转变为矮新星状态，这证明了冬眠的说法。从矮新星爆发估计的绝对星等表明，V606 Aql应该是一颗快速新星，而在静止时存在高激发线可以用大质量白矮星的存在来解释。
2021-07-15 astro-ph.SR
Roche tomography of cataclysmic variables - VIII: The irradiated and spotted dwarf nova, SS Cygni
我们提出的结果，我们的光谱研究的矮新星SS天鹅座，使用罗氏层析成像映射的恒星表面，并推导出系统参数。考虑到这种技术考虑到不均匀的亮度分布的表面上的二级恒星，我们推导出的参数（原则上）是最强大的，但发现这个系统。此外，我们的表面地图显示，二级恒星是高度斑点，与强烈的不对称辐射的内半球。此外，通过构建多个巴耳末发射线的多普勒断层图像，我们发现强烈的非对称辐射的次级恒星，和一个不对称的吸积盘，具有螺旋结构。
2017-09-05 astro-ph.SR
Resolving different sources of fast X-ray variability of the dwarf nova RU Peg in quiescence
我们分析了由XMM-Newton拍摄的矮星新星RU Peg的X射线光变曲线，持续时间为46300 s。功率密度谱具有复杂的形状，包含两个红噪声和两个白噪声分量，表明存在两个湍流区。我们开发了一个统计的“玩具模型”来研究光变曲线的变化所产生的不稳定的湍流吸积流从内盘。我们的结果与圆盘截断半径最大为0.8 x 10^9 cm的结果一致。我们发现，任何在内部盘的粘性质量吸积的波动是可见的紫外和X射线的变化具有相同的中断频率的功率密度谱。这个过程会产生低频变异性。第二次破裂表明存在一个更快的X射线变化分量，它必须由另一个过程产生，可能位于内盘和白矮星之间。
2013-11-29 astro-ph.SR
Differences in the fast optical variability of the dwarf nova V1504 Cyg between quiescence and outbursts detected in Kepler data and simulations of the rms-flux relations
分析了开普勒望远镜拍摄的SU UMa型矮新星V1504 Cyg的光学光变曲线，以研究其快速光变（闪烁）。我们计算了两个不同阶段的活动，即平静和定期爆发的功率密度谱和均方根通量关系。在这两个活动阶段的多分量功率密度谱与两个突破频率。均方根-通量关系仅在静态数据中才明显。然而，虽然所有爆发数据的收集没有显示这种变化，但在大多数情况下，每个单独的爆发都显示出这种变化，使均方根值大致保持在相同的间隔内。此外，还对从超级周期开始、中间和结束时采集的平静期和定期爆发的光变曲线子样本进行了相同的分析。每个光变曲线子样本显示相同的多分量功率密度谱。在超循环的中断频率的稳定性，可以确认为所有的频率，除了在爆发期间的高中断频率，这表明可变性，但与相当低的置信度。最后，低断裂频率可以与几何上薄的盘或其内边缘相关联，而高断裂频率可以源自内部几何上厚的热盘。此外，我们的统计方法来模拟闪烁的光变曲线，我们表明，V1504 Cyg的爆发闪烁的光变曲线需要一个额外的恒定通量水平来解释所观察到的均方根通量行为。因此，在爆发期间，应该存在另一个非湍流辐射源。
2015-05-20 astro-ph.SR
Optical spectroscopy of the recurrent nova RS Ophiuchi - from the outburst of 2006 to quiescence
这里展示了2006年蛇夫座RS爆发后一天开始到爆发后一年多的光谱。光谱的演变被发现是类似的，在以前的爆发。早期阶段的光谱主要由氢和氦（I和II）线。后期出现日冕和星云线。发射线的宽度随着时间的推移而变窄，这被解释为一个冲击波扩展到红巨星风。使用光电离代码云，光谱在9个时代跨越14个月后的爆发峰值，从而涵盖了广泛的电离和激发水平的喷出物，建模。最佳拟合的模型参数表明存在一个热的白矮星源，其光度大致恒定为1.26 x 10^{37} erg/s。在前三个月，发现的He，N，O，Ne，Ar，Fe，Ca，S和Ni的丰度（按数量计）高于太阳丰度，这些元素的丰度在后期下降。还提供了在静止期间获得的光谱。静态光谱的光电离模型表明存在低光度的吸积盘吸积盘。在静止期氦的丰度在太阳之下。
2017-11-21 astro-ph.SR
Optical and Near-Infrared Photometry of Nova V2362 Cyg : Rebrightening Event and Dust Formation
我们提出了一个经典的新星，V2362天鹅座（=天鹅座新星2006年）的光学和近红外（NIR）测光。天鹅座V2362在其最大值之后经历了一次持续时间长达100 ~ 240 d的特殊再亮。我们的观测结果表明，出现了一个伪光球的有效温度为9000 K的再亮最大值。在再增亮最大值之后，物体在所有使用的波段中均匀地显示出缓慢的褪色持续一周。这意味着在再亮最大值（小于或等于1周）之后的衰落是由缓慢收缩的假光球引起的。然后，近红外通量急剧增加，而光通量急剧下降。光学和近红外通量是一致的黑体辐射的温度为1500 K在此近红外上升阶段。这些事实很可能可以用新星喷出物中的尘埃形成来解释。在光学薄的情况下，我们估计尘埃质量为10^（-8）- 10^（-10）M_（太阳），这比典型的尘埃形成新星的质量要小。这些结果支持了这样的推论，即第二次长时间的外流，导致了再亮，与最初的外流的一部分相互作用，形成了尘埃颗粒。
2010-08-03 astro-ph.SR
SOAR observations of the high-viscosity accretion disc of the dwarf nova V4140 Sagitarii in quiescence and in outburst
利用SOI/SOAR技术分析了2006年9月12-24日矮新星V4140 Sgr的22条B波段光变曲线。三维日食映射的爆发光变曲线表明，吸积盘是椭圆形的（偏心率e=0.13），超级驼峰最大发生时，质量捐助者的恒星是与椭圆盘的凸起对齐。吸积盘在爆发和静止时都是几何上薄的;它在爆发时充满了主洛希瓣，在静止时缩小到大约一半的大小。食面形状、食面宽度和食面深度沿静止期的稳定性以及由此得到的盘表面亮度分布表明静止吸积盘处于高粘度的稳态。闪烁映射的静态数据显示，低频闪烁产生的方位角扩展流盘的影响区域在光盘边缘和最里面的光盘区域，而高频闪烁起源于吸积盘。假设与盘相关的闪烁是由磁流体动力学湍流引起的能量耗散率的波动引起的（Gertseema & Achterberg 1992），我们发现在所有半径处，静态盘粘性参数都很大（α ~ 0.2-0.4）。高粘度的静态光盘和推断的低光盘温度在超爆发与预期的光盘不稳定性模型是不一致的，并导致V4140 Sgr的爆发是由其施主星的质量传递爆发的结论。
2016-09-12 astro-ph.SR
The Red Nova-like Variable in M31 - A Blue Candidate in Quiescence
M31-RV是一颗异常明亮（~10^6 Lsun）的爆发变星，在它消失时显示出非常冷的温度（大约1000开尔文）。M31-RV（以及其他几颗非常红的新星，也就是发光的爆发型红色变星）的光度特性导致了这类新天体的几种模型。最详细的模型之一是“合并爆发”：假设的近距离双星合并。这些新星的光度预计将与最明亮的经典新星相当或超过经典新星，但比经典新星更冷、更红，随着年龄的增长，它们会慢慢变得更热、更蓝。这一预测提出了两个严格的和明确的测试合并爆裂假说。首先，在这样一次爆发的地点，应该总是有一个冷的红色残留物，而不是一个热的蓝色残留物。其次，合并暴事件膨胀的包层应该是缓慢收缩的，因此它必须显示出缓慢上升的有效温度。我们在爆发后10年拍摄的WFPC 2档案图像中，在M31-RV的0.4弧秒（天体测量位置的1.5 sigma）内找到了一个发光的紫外线明亮物体：它类似于一颗古老的新星。爆发20年后，该天体仍然太热，不可能是合并爆发。它的行为仍然与理论上爆发在低质量白矮星上的新星模型一致。未来的哈勃紫外和可见光图像可以确定M31-RV类似物（在M85和M99中）是否也表现得像旧的新星。
2010-09-15 astro-ph.SR
The 2010 nova outburst of the symbiotic Mira V407 Cyg
共生双星Mira V407 Cyg在2010年经历的新星爆发已经在光学和红外波段进行了广泛的研究，包括光度和光谱观测。这一爆发，让人想起RS Oph所显示的类似事件，可以被描述为一个非常快速的He/N新星爆发，同时深深嵌入其凉爽的巨大同伴的稠密风中。最初的热核闪光产生的硬辐射电离并激发了很远距离的米拉风（在4天的时间尺度上观察到复合）。新星喷出物被发现随着时间的推移逐渐减速，因为它扩展到米拉风。这是从线宽从+2.3天的2760 km/s到+196天的200 km/s的变化推导出来的。米拉的风是巨大的，并且足够扩展到一个外部中性和未受干扰的区域，以在所有爆发阶段生存下来。
2010-11-03 astro-ph.SR
FUSE Spectroscopic Analysis of the Slowest Symbiotic Nova AG Peg During Quiescence
我们提出了一个远紫外光谱分析已知最慢的共生新星AG Peg（M3/4 III巨星+热白矮星; P = 818.4天），经历了一个新星爆炸在1850年，随后是一个非常缓慢的下降，直到1996年才结束，标志着开始的平静。这19年的静止期在2015年6月结束，当时AG Peg展示了一个光学振幅为1.5等的Z And型爆发。我们已经进行了吸积盘和WD光球合成光谱建模的远紫外光谱探测器（FUSE）光谱在2003年6月5.618日获得的平静间隔12年前的2015年爆发。光谱受ISM吸收和强发射线的影响很大。假设E（B-V）= 0.10，这是AG Peg方向上银河系红化的最大值。我们讨论我们采用前盖亚距离超过盖亚视差。对于一系列的白矮星表面重力和表面温度，我们发现最适合的光球是温度T = 150，000 K，低重力log（g）~6.0-6.5的热WD。对于800 pc的距离，比例WD半径约为0.06 Rsun，对于0.65 Msun WD质量，log（g）= 6.67。我们从这个模型中得到的亮度是1729 Lsun。热光球模型提供了更好的拟合比吸积盘模型，FUV通量赤字对较短的波长的FUSE，下降到莱曼极限。考虑到真正的共生吸积盘的性质的不确定性，并且，虽然一个非常热的低重力简并恒星主导FUV通量，但不能简单地排除稳态（标准）吸积盘的存在。
2019-02-26 astro-ph.SR
Evolution of the dusty nova QY Mus from eruption to quiescence
Indian Centre for Space Physics（印度空间物理中心）；Department of Physics and Astronomy, Stony Brook University（石溪大学物理与天文学系）
通过测光和光谱分析，研究了经典新星QY Mus从爆发到静止的演化，发现其为慢速、尘埃形成新星，并确定了伴星为亚巨星。
2026-05-27 astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the symbiotic-like recurrent nova V407 Cygni during its 2010 outburst. II. The circumstellar environment and the aftermath
天鹅座V407在2010年3月10日的新星爆发是这颗恒星的第一次观测，但它与著名的共生型复发新星RS Oph的相似之处表明它也是这种罕见类型的银河系新星的成员。这颗新星是第一个在$γ$射线能量下被探测到的新星，也是该系统中第一个已知的新星爆炸。这种爆发的广泛的多波长覆盖范围使其成为与类似系统已知的少数其他爆发的理想比较。我们扩展我们以前的分析，从爆炸的米拉和扩大冲击详细的时间发展的光电离的米拉风，拱星介质，和冲击拱星环境，推导出它们的物理参数，以及它们如何与环境的大尺度结构，扩展以前的覆盖面超过500天后爆发。在Mira风中形成的Fe峰离子的吸收线在第69天之前的低速下可见为P Cyg轮廓，大约在X射线峰的时间，我们确定了许多吸收跃迁，而没有伴随金属线的发射。在2010年观察期间，H Balmer线显示出较强的P Cyg吸收谷，该吸收谷在第128天减弱。我们区分的冲击，光电离环境，色球层和内米拉风爆发后超过一年采取的光谱的组件。多壳层和辐射激发现象与最近引用的GRB和SNIa（严重截断）相似。
2011-12-10 astro-ph.SR
SiO Maser Spectra of V407 Cyg after the 2010 March Nova Outburst
我们报告了2010年3月10日经典新星爆发后共生恒星系统V407 Cyg的SiO脉泽辐射的时间变化。虽然SiO $J=1$ -0 $v=1$和43.122和42.821 GHz的2条谱线以前都在双星系统中的mira的包络中被发现，但在新星爆发后，只有$J=1$ -0 $v=2$谱线的微弱发射一直是可检测的。线轮廓表现出显着的变化后几个星期的爆发;组件上的高速侧的系统速度消失后两个星期的爆发，和一个新的持续组件出现在低速侧后。这些观测结果表明，SiO发射区在两周的时间尺度内被新星激波消灭，但一部分微波激射区很快被米拉脉动排出的冷分子气体补充。
2010-12-03 astro-ph.SR
On the Progenitor System of Nova V2491 Cygni
Nova V2491 Cyg是仅有的两个在X射线中检测到的预爆发之一。这颗新星的光变曲线表现出罕见的“再增亮”，一些人认为这是一个极地系统，而另一些人则认为磁性WD不太可能。由于X射线和光谱观测的性质，该系统被认为是一颗复发新星，但采用0.1天的轨道周期通常被认为与这样的系统不相容。在本研究报告中，我们讨论了祖细胞系统的性质和0.1天周期的来源。通过结合利物浦望远镜的观测数据和2 MASS的存档数据，我们发现，天鹅座V2491，在10.5 - 14千秒差距的距离，很可能是一个经常性的新星的U斯科类;包含一个次巨星二级和一个吸积盘，而不是吸积直接到两极。我们发现，有很少的证据，在平静，支持~ 0.1天的周期性，在这个阶段看到的变化很可能是由闪烁的重新建立的吸积盘。我们建议，周期性看到后不久爆发更有可能与爆发，而不是-然后模糊-二进制系统。最后，我们解决的系统的距离，并表明，一个显着较低的距离（~ 2千秒差距）将导致严重的亮度不足的爆发，因此有利于较大的距离和经常性的新星的情况。
2011-04-18 astro-ph.SR
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
Photometric Investigation of Novae T Pyx, BT Mon and V574 Pup at Quiescence by using the 2.4 m Thai National Telescope
再发新星（Recurrent novae，RNe）是由热核失控提供动力的多次爆发的新星。爆发发生在白矮星的表面，伴随着晚型主序星或巨次级星将物质转移到白矮星主星上。它们类似于经典新星（CNe）爆发，但只有RNe有一个以上的记录爆发。RNe是Ia型超新星的前身系统之一，在宇宙学中被用作主要的距离指示器。因此，必须研究CNe和RNe的爆发类型，并最终确定最终可能成为Ia型SNe爆炸候选者的天体数量。采用了在突出幅度-速度等级图中RNe与CNe分开的建议。由于低振幅是由静态系统中存在的演化的次级和/或高传质速率引起的，因此RNe候选物应相应地具有低振幅。我们选择了3个初步目标，包括T Pyx，BT Mon和V574 Pup。它们的振幅并不低，但却是泰国国家望远镜（TNT）所能观测到的最低振幅。我们获得了他们的幅度在静止使用ULTRASPEC相机上的2.4米TNT。三个目标在光学和近红外色星等图上的位置表明，这三个目标都应该有主序星。这对于T Pyx来说是正确的，它的第二颗恒星已经被证实是主序星，但BT Mon和V574 Pup还没有被证实。
2018-12-28 astro-ph.SR
Long term UBV RI photometric and spectral monitoring of nova KT Eri during 2009-2023
该研究对2009年爆发的新星KT Eri开展2009-2023年长期UBV RI测光监测，揭示其宁静态高激发条件、复杂多周期与混沌混合的1星等幅度变异性，且爆发前后宁静态平均色亮水平一致。
2024-11-28 astro-ph.SR
A multi-epoch, multi-wavelength study of the classical FUor V1515 Cyg approaching quiescence
在历史上，猎户座FU型恒星是低质量的前主序星。这个类的成员经历强大的吸积爆发，并保持在几十年或几个世纪的增强吸积状态。天鹅座V1515是一颗经典的FUor，在1940年代开始变亮，并在1970年代后期达到亮度峰值。在亮度突然下降之后，它在最低状态停留了几个月，然后开始变亮了几年。我们目前的结果，我们的地面光度监测补充光学/近红外光谱监测。我们的光变曲线显示了一个长期的衰落，在每周和每月的时间尺度上具有很强的可变性。光谱显示出天鹅座P型分布和宽的蓝移吸收线，这是FUOR的共同特性。然而，V1515 Cyg在Ca II 8498的红外线（一部分Ca红外三重态）中缺乏天鹅座P的轮廓，这表明风中的吸收气体是光学上薄的。新获得的近红外光谱显示了CO带头和FeH分子带的加强，表明自2015年最后一次光谱观测以来，圆盘已经变得更冷。吸积盘的光度从峰值138 $L_{\odot}$下降到45 $L_{\odot}$左右，说明吸积盘的长期衰减也有部分原因。
2022-06-24 astro-ph.SR
Photoionization modelling of quiescence phase spectra of novae & symbiotic star
本文利用光学区的观测光谱和已发表的光谱，对处于静止期的几颗新星（T CrB，GK Per，RS Oph，V3890 Sgr和V745 Sco）和一颗共生星（BX Mon）进行了研究。观测是使用2米喜马拉雅钱德拉望远镜（HCT）的设施进行的。一般来说，光谱显示出突出的氢，氦，铁和氧的低电离发射功能和TiO吸收功能，由于冷的第二组分; T CrB和GK Per显示较高的电离线。我们使用光电离代码CLOUDY来模拟这些光谱。根据最佳拟合模型，我们估计了物理参数，例如，温度、光度和氢密度;估计的元素丰度和与系统有关的其他参数。通过将各种巨星的光谱与吸收特征相匹配，并从最佳拟合出发，我们确定了秒级的类型以及它们对光谱的贡献。
2020-07-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical and near-infrared spectroscopy of Nova V2891 Cygni: evidence for shock-induced dust formation
我们提出了多历元光学和近红外观测的高度红化，\pion{Fe}{ii}类慢新星V2891天鹅座。观测时间跨度为发现以来的15个月。从静止开始的初始快速变亮，以及存在长达$\sim$ 35天的最大值前停止，都有充分的记录。V2891 Cyg目前的爆发经历了几次不同的物质抛射事件的证据是通过O\，{ \sc i} 7773\，$Å$线的随时间变化的P Cygni轮廓看到的。一个亮点是围绕$\sim$ +273 d的尘埃形成事件的发生，这与日冕线发射的阶段相吻合。发现粉尘质量为$\sim0.83-1.25 \times 10^{-10} M_{\odot}$。有强有力的证据表明日冕线是由冲击加热而不是光电离产生的。尘埃和日冕线（速度变化）的同时出现支持了尘埃形成是由激波引起的可能性。这种尘埃形成的途径以前从未在新星中发现过，尽管在一些核心坍缩的超新星中已经提出了尘埃形成的机制。日冕线的分析表明，气体质量和温度分别为8.35- 8.42 $\times10^{-7}$ M $_\odot$和$\sim(4.8-9.1)\times10^{5}$ ~K，并有过量的铝和硅。氢线的案例B分析得出电离气体质量为（$8.60\pm1.73)\times10^{-5}$ M $_{\odot}$ .红化和到新星的距离分别估计为$E(B-V)$ = 2.21、$\pm$ 0.15和$d$ = 5.50千…
2021-12-26 astro-ph.SR
IR study of nova V2468 Cyg from early decline to the coronal phase
我们目前的红外光谱和光度观测的新星V2468天鹅座涵盖期间从2008年3月13日至2008年11月11日。该物体的JHK光谱是使用近红外成像仪/分光仪从阿布山红外观测站拍摄的。光谱从0.8-5.2微米也提出了使用美国宇航局红外望远镜设施和DAC仪器获得。光谱主要由来自Brackett和帕邢系的强H I线，Fe II，OI和CI线在最初的日子，典型的Fe II型新星。在爆发后的一段时间内，测得的Pa-β和Br-γ线的半高宽为1800-2300 km/s。这些值缩小到1500-1600公里/秒的12天爆发。光谱显示突出的He I线在1.0830和2.0581微米连同H I和O I的排放功能后36天的爆发。我们的红外观测显示了相对较宽的发射线，光谱快速发展到更高的电离，日冕线的早期出现，以及没有尘埃发射，所有这些特征都表明了新星的混合性质。这可能是在红外波段观测到的最广泛的Fe IIb型新星。我们还注意到在2008年4月9日至2008年5月9日之间存在的Fe II在2.0888微米处的短寿命发射线。从新星喷出物中没有看到尘埃排放。我们还估算出天鹅座V2468的喷出物质量范围为3 x 10^{-6} - 10^{-5} Msun。
2015-02-17 astro-ph.SR
V729 Sgr: A long period dwarf nova showing negative superhumps during quiescence
我们报告了对食激变变星V729 Sgr的K2观测，历时近80天。我们发现了五个短爆发和两个长爆发，其中一个显示了一个明确的平台阶段，在上升到最大亮度。两次连续短爆发之间的平均时间约为10 d，而两次长爆发之间的平均时间约为38 d。这些爆发的频率是前所未有的CV以上的轨道周期差距。我们发现的证据表明，日食的中点发生系统的爆发早于平静。在六个静止时期中的五个时期，我们发现了第二个光度周期的证据，它比我们归因于负超峰的4.16小时轨道周期短大约5%。因此，V729 Sgr是在静止期间显示负超级峰的最长周期CV之一。
2017-04-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
XMM-Newton observations of the dwarf nova RU Peg in quiescence: Probe of the boundary layer
我们提出了一个分析的X射线和紫外线数据获得的XMM-牛顿天文台的长周期矮新星RU Peg。RU Peg包含一颗巨大的白矮星，可能是矮新星中最热的白矮星，它有一个低倾角，因此最佳地暴露了它的X射线发射边界层，并有一个很好的三角视差距离。我们使用XSPEC假设从MEKAL代码构建的多温度等离子体发射模型建模的X射线数据。我们得到的最高温度为31.7千电子伏，根据EPIC MOS 1，2和pn数据，表明RU Peg有一个X射线光谱硬比大多数矮新星，除了U宝石。这一结果与RU Peg中白矮星的大质量一致，并间接证实了这一点。我们计算的X射线光度对应于质量吸积率为2.E-11 Msun/yr（假设Mwd= 1.3 Msun）的边界层光度，与预期的静态吸积率一致。RGS观测到的19 A处的O VIII发射线的模型表明，预计恒星的旋转速度为695 km/s，也就是说，这条线是由旋转速度约为936-1245 km/s（i约为34- 48度）或开普勒速度的1/6的物质发射的;这个速度比从FUSE光谱推断的白矮星的旋转速度大得多。互相关分析产生了一个未延迟的分量和一个116 +/-17秒的延迟分量，其中X射线变化/波动滞后于UV变化。这表明内盘中的UV波动在大约116秒内传播到X射线发射区域。非延迟分量可能与辐照效应有关。
2011-08-12 astro-ph.SR
The narrow and moving HeII lines in nova KT Eri
我们提出了爆发和宁静光谱的经典新星KT Eri和讨论的外观尖锐的HeII 4686 Ang发射线，其起源是一个问题的讨论，这些新星，表现出类似的组件。我们认为，尖锐的HeII线，当它第一次出现在爆发光学厚相的末端时，来自哑铃结构的手腕，表征了Ribeiro等人（2013）模拟的喷出物。当喷出物变得光学薄，已经尖锐的HeII线变得窄了两倍，并从暴露的中央双星起源。在光学薄阶段，HeII线显示出径向速度的巨大变化，这在巴耳末线中没有对应物（无论是它们的窄核心还是宽边缘）。HeII线的径向速度变化很大，一直持续到静止期，它仍然是在整个光学范围内观察到的最强发射线。
2014-03-13 astro-ph.SR
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
On the Rebrightenings of Classical Novae during the Early Phase
本文报道了6颗经典新星V1186 Sco、V2540 Oph、V4745 Sgr、V5113 Sgr、V458 Vul和V378 Ser的光谱演化。在光变曲线中，这6颗新星在早期阶段表现出几次再亮，在快新星中持续约10天，在慢新星中持续约100天。所有这些新星的早期光谱在最大亮度时都有P-Cygni轮廓的发射线。天鹅座P-Cygni剖面的吸收成分在最大值之后消失，并在新星亮到下一个最大值时重新出现。我们认为，吸收分量在再增亮时的再现是由于光球层在内部充分移动后的再膨胀。从光变曲线中发现，这6颗新星的再亮时间间隔具有相似的系统性趋势，适用于所有类型的新星：快型和慢型，Fe Ⅱ型和混合型。此外，我们还注意到V2362 Cyg在早期阶段再亮和再亮时的光谱以及V1494 Aql在过渡阶段振荡时的光谱之间的差异，这意味着早期阶段再亮和后期振荡的物理机制不同。
2010-10-27 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
Long-period SU UMa dwarf nova V1006 Cygni outburst activity and variability at different brightness states in 2015-2017
在2015-2017年期间，利用位于7个天文台的11台望远镜对矮新星V1006 Cyg进行了CCD光度观测。他们报道了2015年的超级爆发，其中包括再亮，五次持续时间约为4天的正常爆发和一次持续至少7天的大爆发。正常爆发之间的间隔为16至22天，超级爆发之间的间隔预计将超过124天。在2015年的超级爆发期间和在再亮和第一次正常爆发开始之间的短期平静期间，分别检测到平均周期为0^d.10544（10）和0^d.10406（17）的正超级驼峰。在2015年的一次大爆发中，发现了轨道周期为0^d.09832（15）的信号，其振幅在爆发下降时比其结束时大2.5倍。在2017年第一次和第二次正常爆发之间的平静阶段，我们可能检测到周期为0^d.09714（7）的负超级峰。在所有其他情况下的宁静，我们发现只有准周期性的亮度变化的时间尺度为20-30分钟，不同程度的连贯性和可变的振幅达到0.5马格在极端情况下。
2018-06-20 astro-ph.SR
The Morphology of the Expanding Ejecta of V2491 Cygni (2008 N.2)
确定新星喷出物形态的演变为新星爆发早期阶段的形成机制提供了有价值的信息。了解这种机制对研究形成的影响，例如在原行星状星云。在这里，我们使用光谱数据进行V2491天鹅座的形态运动学研究，以确定可能的喷出物的结构及其与中央系统和成形机制的关系。我们使用形状来模拟不同的形态和检索他们的光谱。这些合成光谱与观测到的光谱进行比较，以确定最有可能的形态引起他们，包括系统的倾角和膨胀速度的新星喷出物。我们发现最适合的残留形态是极斑点和赤道环的暗示倾角为80 $^{+3}_{-12}$度和3100 $^{+200}_{-100}$ km/s的极斑点的最大膨胀速度和2700 $^{+200}_{-100}$ km/s的赤道环。这种倾向表明我们应该观察日食，这将使我们能够更精确地确定中央双星的重要参数。我们还注意到，爆发的幅度更类似于经常性新星系统中发现的。
2010-11-09 astro-ph.SR
Optical Multicolor WBVR-Observations of the X-Ray Star V1341 Cyg = Cyg X-2 in 1986-1992
本文介绍了低质量X射线双星V1341 $\textrm{Cyg} = \textrm{Cyg}$ X-2的$WBVR$观测结果。我们的观测包括1986-1992年478个夜晚四个波段共2375个观测数据。我们使用它们的$JHK$星等将用于双星的比较星和检查星与$WBVR$星表联系起来。该程序的不确定度为$B$和$V$条带中的3 $%$，以及$W$和$R$条带中的8%-10%。在静止时，双星的$B$亮度变化中的周期分量的振幅在$0.265^{m}{-}0.278^{m}$（$W$中的$0.290^{m}{-}0.320^{m}$）范围内;这是由于光学组件的椭圆形，它被来自X射线分量的引力扭曲。一些系统的活跃状态（长耀斑）可能是由于吸积盘的不稳定性，也可能是由于气流和其他吸积结构的不稳定性。该双星具有低光度吸积盘。光变曲线显示，在观测间隔期间，在静止或活动状态的上合相和下合相附近没有日食的迹象。我们的结论是，在密近双星V1341 $\textrm{Cyg} = \textrm{Cyg}$ X-2的光学星是一个红巨星，而不是一个蓝色的离散。我们研究了在我们的观测所涵盖的七年期间双星的长期变化。在这项研究中提出的光学观测相比，X射线数据从Ginga天文台相同的时间间隔。
2010-11-17 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
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
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
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
Kepler Observations of V447 Lyr: An Eclipsing U Gem Cataclysmic Variable
我们提出的数据分析的结果，涵盖1.5年的矮新星V447天琴座。我们观测到质量贡献恒星的吸积盘每3.74小时（双星轨道周期）发生一次食。因此，V447 Lyr是开普勒视野中第一颗显示日食的矮新星。我们还发现了5次长爆发和6次短爆发，表明V447 Lyr是一颗U宝石型矮新星。我们发现，轨道阶段的中期日食发生在爆发期间较早的平静和日食的宽度是更大的爆发期间。这表明，在静止期，亮点更加突出，而在爆发期，圆盘比静止期大。这是一致的外磁盘半径的膨胀，由于存在高粘度的材料与爆发，其次是在静止的收缩，由于吸积低角动量的材料。我们注意到，长爆发似乎是由短爆发触发的，这也是在使用开普勒观测到的SU UMa矮新星的超级爆发中观察到的。
2012-07-05 astro-ph.GA 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
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
Discovery of a probable very fast extragalactic nova in a symbiotic binary
非常快的新星是演化非常快的新星（只有几天的时间尺度）。由于它们的快速演化，非常快的新星是具有挑战性的检测和研究，特别是在早期。在这里，我们报告的发现，这是我们的瞬态紫外线天体项目的一部分，在附近的螺旋星系NGC 300可能非常快的新星。我们在近紫外线（NUV）中检测到了上升到峰值（这对于非常快的新星来说是很少观察到的），第一次检测是在喷发开始后大约2小时。在紫外和可见光波段也观察到了衰减的峰值和早期阶段。该源在3.5天内迅速衰变2个NUV星等，使其成为已知最快的新星之一。此外，在档案近红外斯皮策和VIRCAM图像中发现了一个可能的静止对应物，但在任何深光学和紫外观测中都没有发现，这表明在静止时有一个非常红色的光谱形状。爆发和平静的性质表明该系统可能是一个共生双星。我们讨论了这种新的瞬态的背景下，非常快的新星一般，特别是作为一个有前途的超新星Ia型祖先的候选人，由于其非常高的推断WD质量（~1.35 Ms，确定通过比较这个源其他非常快的新星）。
2022-10-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Change of the Inner Boundary of an Optically Thick Accretion Disk around White Dwarfs Using the Dwarf Nova SS Cyg as an Example
本文介绍了我们对天鹅座SS星系（一个含有白矮星的吸积双星系统）光通量非周期变化的研究结果。这里介绍的主要观测数据集是用安装在RTT-150望远镜上的ANDOR/iXon DU-888光度计获得的，它可以实现高达8 ms的时间分辨率（对于CCD光度计）。源通量变化的功率谱揭示了非周期变化包含了双星系统中光学厚流内边界的信息。我们发现，在辐射热光变曲线的最大值处，光学厚的吸积盘的内边界接近于白矮星表面，即，在瞬时吸积率的峰值时，白矮星积盘被截断，而在低态时，吸积盘被截断的距离为8.5e9 cm ~10 R_{WD}。我们认为可以通过研究吸积白矮星的功率谱参数来追踪双星吸积盘内边界的位置。特别是，这允许估计吸积物体的质量。
2012-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Time-resolved optical/near-IR polarimetry of V404 Cyg during its 2015 outburst
我们介绍了V404 Cyg在2015年爆发和静止期间的光学和近红外线性偏振测量。我们得到了时间分辨的r '波段偏振时，源是在爆发，近红外偏振时，源是近平静和多波段光学偏振后，在平静。光学到近红外线偏振光谱可以用星际尘埃和内禀变量分量来描述。内在的光学偏振，在爆发的最明亮的耀斑之一的上升过程中检测到的，是可变的，峰值在4.5%和衰减到3.5%.We提出了几个参数，有利于同步加速器喷射起源到这个可变的偏振，与光发射起源接近的喷气基地。偏振耀斑发生在一个主要的射电耀斑事件，峰值后，最初的上升，是一致的，从一个喷射事件的经典演变的同步加速器耀斑。我们的结论是，光学偏振耀斑代表一个喷气发射事件，一个主要的喷射的诞生。对于这一事件，我们测量到一个相当稳定的极化位置角为-9度E/N，这意味着喷流底部附近的磁场近似垂直于喷流轴。这可能是由于加速等离子体中冲击波中的磁场线压缩，导致现在在2015年爆发期间看到的部分有序的横向场。我们还发现，这种喷射发生在耀斑重复周期的类似阶段。
2016-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
