Gaia23ckh: Symbiotic outburst of the assumed Mira variable V390 Sco
本工作分析了变星 V390 Sco 的多频测光与光谱观测，确认其为由 Gaia 新发现的 S 型共生星并正经历共生爆发，揭示了其约 2330-2400 天的爆发周期及偏心轨道触发机制。
2024-03-21 astro-ph.SR
Gamma-ray sources like V407 Cygni in Symbiotic Stars
利用一个简单的加速模型，并假设$γ$ -射线起源于$π^0$模型的$p-p$碰撞，我们研究了共生星中类似天鹅座V407的$γ$ -射线源.它们在银河系中出现的概率上限在0.5 - 5年$^{-1}$之间，表明它们可能是高能$γ$射线的重要来源。加速质子的最大能量主要分布在$10^{11}$ eV附近，几乎没有达到$10^{15}$ eV。发生在D型超新星中的新星，具有一个波长和长的轨道周期，是$γ$射线源的良好候选者。由于轨道周期短，加速持续时间短，共生星RS Oph的新星不能产生天鹅座V407那样的$γ$射线辐射。
2011-01-31 astro-ph.SR
Light-curves of symbiotic stars in massive photometric surveys I: D-type systems
本文分析了13颗曾被划分为D型共生星的ASAS、SAMO、OGLE和SAAO JHKL的光变曲线。大多数的近红外光变曲线已经被监测了很多年，显示长期的变化，由于可变的尘埃遮蔽，除了恒星的脉动。到这些天体的距离是从周期光度关系和从Ko-[12]色得到的质量损失率的估计得出的。我们将AS 245重新分类为S型共生体，具有半规则的冷组分，脉动周期约为一年。首次估算了SS 7338（463天）、AS 210（423天）和H2-38（395天）的大振幅脉动周期，证实它们是共生的Miras。将共生的Miras与脉动周期相似的正常Miras进行比较，发现共生星的Ko-平均值较高[12]。这可能表明它们有更高的质量损失率，或者更有可能是Mira丢失的尘埃被困在双星系统中。
2009-06-22 astro-ph.SR
Recent photometry of symbiotic stars - XIII
我们提出了新的多色（UBVRcIc）光度观测的经典共生星，EG和，Z和，BF Cyg，CH Cyg，CI Cyg，V1329 Cyg，TX CVn，AG Dra，Draco C1，AG Peg和AX Per，在2007.1和2011.9之间进行。本文的目的是提出新的数据，我们的监测计划，描述其光变曲线的主要特点，并指出问题，为他们今后的调查。采用经典的光电测光法和CCD测光法获得数据。
2012-03-22 astro-ph.SR
Photometry of Symbiotic Stars - XIV
我们在2011.9至2018.75期间对共生星EG And，Z And，BF Cyg，CH Cyg，CI Cyg，V1016 Cyg，V1329 Cyg，AG Dra，RS Oph，AG Peg，AX Per和新发现的（2018年8月）共生星HBHA 1704-05进行了新的多色UBVRcIc光度观测。分别收集HBHA 1704-05、FG Ser和AE Ara、AR Pav的历史摄影和目视/V数据。本文的主要目的是介绍我们对共生星的原始观测，并描述它们的光变曲线的最有趣的特征。例如，周期变化，快速变化，极小值，日食，爆发，轨道周期的明显变化等。我们的测量是通过经典的光电测光（直到2016.1）和CCD测光获得的。总结了监测项目的主要结果，并指出了今后研究的一些具体特点。
2019-04-11 astro-ph.SR
Spectroscopy of the symbiotic star CH Cygni from 1996 to 2007
我们监测了一组发射线的光谱CH天鹅座使用的1.5米望远镜在塔尔图天文台，爱沙尼亚。大多数的光谱注册在H α区域，但其他巴耳末线和线的He，N，O，和Fe也进行了研究，在其等效宽度，径向速度，和绝对通量。光谱表明CH Cyg在我们的观测过程中经历了不同的阶段。在静止期，谱线轮廓的强度与恒星的光度呈反相变化。H α分布有时会变成双峰，这可能表明暂时存在一些盘状结构，但也可能表明在发射组分形成区域周围的中性气体中的吸收。在1999年，当根据5700天模型假设近星点通过时，巴耳末线大大加强，这可能是由于吸积率的增加而预期的。然而，2001年的日食并没有被注意到。在某些事件中，我们的数据中可以看到有争议的756天天鹅座CH周期。
2009-07-12 astro-ph.SR
Symbiotic Stars with Similar Line Profiles during Activity
线配置文件包含双极准直流出的指示，随着P Cyg吸收期间的几个共生系统的活动阶段被认为是。2006年爆发期间，Z And的Hgamma剖面由四组组分组成。1998-2004年Hen 3-1341爆发期间HeI λ 5876线的轮廓一方面具有高速卫星分量，另一方面具有广泛的P Cyg吸收。在2006-2012年爆发期间，BF Cyg系统的H α和H β剖面首次观察到卫星成分，以及P Cyg爆发。这些配置文件中解释的Z和强经常爆发的模型。AG Dra系统在2006年爆发时并没有包含准直外流的迹象。根据与2000-2012年活动相第一次爆发有关的模型解释了它的轮廓。
2013-01-13 astro-ph.SR
Notices to investigation of symbiotic binaries V. Physical parameters derived from UBV magnitudes
在光学上，共生双星的光谱由冷巨星、共生星云和热恒星的贡献组成。强发射线叠加在连续谱上。在本文中，我们介绍了一种简单的方法来提取各个分量的辐射光度UBV的大小。我们将该方法应用于经典的共生星AX Per，AG Dra，AG Peg和Z And，共生新星RR Tel和V1016 Cyg以及经典新星V1974 Cyg在其星云阶段。我们估算了这些系统中星云的电子温度和辐射量，以及共生天体中巨星的V星等。我们的结果是在一个很好的协议与那些独立获得的宝贵的模拟紫外-红外SED。
2010-09-21 astro-ph.SR
A MultiWavelength Study of the Symbiotic Mira HM Sge with SOFIA and HST
本文利用SOFIA和HST等多波段观测研究共生米拉变星HM Sge在1975年爆发后的演化，首次在共生系统中探测到水分子转动-振动发射，并发现其尘埃输出近39年基本不变、星云存在低速外流且热成分温度升至25万K以上。
2024-01-16 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
Transient accretion disc-like envelope in the symbiotic binary BF Cygni during its 2006 - 2015 optical outburst
在2006年后的最后一次爆发中，共生双星BF Cygni的可见光显示了轨道变化，因为爆发的紧凑物体的日食。第一个轨道最小值比下面的轨道最小值深。此外，该系统的巴耳末剖面获得了额外的卫星分量，表明在第一和第二轨道最小值之间的同一时间有双极准直流出。这种行为的框架内的准直恒星风的爆发对象的模型进行解释。假设在第一和第二极小值之间的时期，形成一个覆盖致密天体吸积盘并准直其星风的扩展盘状包层。这个包层的未被食部分是轨道最小值深度减少的原因。计算的这一未被遮挡部分的$UBVR_{C}I_{C}$通量与观测到的第一和第二轨道极小值深度的残差一致。包络的参数要求它是线H $α$的主要发射区域，但是H $α$轮廓很少由其旋转确定，并且主要由其他机制确定。结果表明，包层是一个短暂的星云区，它的破坏决定了轨道极小值深度随可见光衰减的增加。
2015-08-25 astro-ph.SR
Optical spectroscopy and X-ray observations of the D-type symbiotic star EF Aql
我们进行了高分辨率光谱和X射线观测最近确定的米拉型共生星EF Aql。基于SALT获得的高分辨率光谱，我们确定了系统中热组分的温度（$\sim $ 55 000 K）和光度（$\sim$ 5.3 $L_\odot$）。光谱中发射线的日心径向速度揭示了化学元素的可能分层。我们还估计了Mira施主星的质量损失率。我们的Swift观测没有在X射线中检测到EF Aql。X射线观测的上限是10 $^{-12}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，这意味着EF Aql与迄今为止探测到的最微弱的X射线系统一致。除此之外，我们用UVOT仪器探测到它，平均UVM 2星等为14.05。在曝光期间，EF Aql变得约0.2 UVM 2量级更暗。对V波段数据的周期图分析表明，Mira型施主星的脉动周期为320.4 $\pm$ 0.3 d。光谱可应作者要求提供。
2020-05-07 astro-ph.SR
Blending-induced beating and emission in the symbiotic star Terz V 2513
Charles University（查理大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Kleinkaroo Observatory（克莱因卡鲁天文台）；University of Warsaw（华沙大学）
本研究通过多波段观测揭示Terz V 2513的混合效应及共生新星爆发历史，修正了文献中对其的误识别。
2025-11-28 astro-ph.SR
Search for surface magnetic fields in Mira stars. First detection in chi Cyg
为了完成知识的磁场和它的影响在过渡期间从渐近巨星分支的行星状星云的阶段，我们进行了搜索磁场在Mira星的表面。我们使用分光偏振观测，收集与Narval仪器在TBL，为了检测-与最小二乘反卷积方法-塞曼签名在可见光部分的光谱。我们提出了第一次spectropolarimetric观测的S型米拉星智天鹅座，在其最大的光。我们已经检测到偏振信号的斯托克斯V光谱，我们已经建立了塞曼起源。我们认为这可能与光球层和恒星大气层下部存在的弱磁场有关。我们估计其纵向分量的强度约为2-3高斯。这一结果有利于1/r律的变化的磁场强度的拱星包络的天鹅座。这是第一次检测到一个弱的磁场在恒星表面的米拉星，我们讨论其起源的框架中的冲击波周期性地传播在整个大气中的这些径向脉动的恒星。在我们观测天鹅座chi的时候，冲击波达到了最大强度，很可能是冲击波在穿过大气层的过程中放大了微弱的恒星磁场。如果没有这样一个由冲击放大，磁场强度会太低而无法检测到。对于第一次，我们还报告了强斯托克斯Q和U签名（线性偏振）集中在零速度（即，在冲击前位置）。它们似乎表明，径向方向将有利于在其整个大气传播的冲击。
2013-12-06 astro-ph.SR
Discovery of the 1.80 hr Spin Period of the White Dwarf of the Symbiotic System BF Cyg
我们报告的共生星BF天鹅座的B光变曲线中的相干周期性的发现。该信号在2003年记录的恒星光变曲线的某些部分被检测到，作为双峰周期变化，振幅约为7毫等。在2004年，该信号也仅出现在光变曲线的一个分段中。在那一年，该系统的亮度约为2003年的两倍，振荡幅度约为2003年的一半。2004年的周期结构是一个单峰，其相位与2003年周期中一个峰的相位相吻合。在2007年进行的第三次短期观测中没有发现周期信号，当时这颗恒星比2003年亮了3个星等。我们解释的周期性作为自旋周期的白矮星组件的相互作用的双星系统。我们认为，2003年的信号起源于白矮星表面或附近的两个热点，最有可能是围绕这颗恒星的斜偶极子磁场的两个对极。磁场线将冷组分的风中的吸积物质汇集到极区，在极区，下落的物质产生了热点。这一过程显然是间歇性的。2004年，只有一个极点附近的活动增强到足以将信号提高到我们探测能力的阈值以上。
2009-03-30 astro-ph.SR
KVN Monitoring Obsevations toward the Recent Outburst Symbiotic Star V407 Cygni
利用韩国VLBI网络单碟射电望远镜对D型共生双星V407 Cyg进行了H $_{2}$ O和SiO脉泽谱线的同步时间监测观测。这些监测观测是从2010年3月2日（光学相位$ϕ$ = 0.0），即2010年3月10日新星爆发前8天到2014年6月5日（$ϕ$ = 2.13）进行的。在爆发前8天，我们探测到SiO $v$ = 1，2，$J$ = 1- 0脉泽谱线，其值为0.51 K（$\sim$ 6.70 Jy）和0.71 K（$\sim$ 9.30 Jy），而在爆发后，我们无法在4月2日检测到它们（$ϕ$ = 0.04），5月5日（$ϕ$ = 0.09），5月8日（$ϕ$ = 0.09），或2010年6月5日（$ϕ$ = 0.13）在我们的KVN观测上限内。在重新开始我们的监测观测后，我们从2011年1--0月20日开始探测到SiO $v$ = 2，$J$ = 1- 0脉泽（$ϕ$ = 0.83），并从2011年12月22日开始探测到SiO $v$ = 1，$J$ = 1- 0脉泽（$ϕ$ = 0.92）。这些结果提供了清晰的证据，从新星爆发的冲击和SiO脉泽区的米拉信封之间的相互作用。除SiO $v$ = 1的峰值出现在一个历元外，SiO $v$ = 1，2，$J$ = 1- 0的峰值都出现在相对于恒星速度的蓝移速度上.这些现象可能与爆发后SiO脉泽区的重新分布有关。与恒星脉动相位…
2015-11-10 astro-ph.SR
A remarkable sample of new symbiotic stars towards the Galactic Bulge
共生星是轨道周期最长的相互作用双星，其中新星样的爆发是由高质量损失率的红巨星风吸积到白矮星伴星上产生的。长期光度监测调查，如OGLE和OOO是理想的平台，以确定在共生星新星样事件，但只有少数已知的系统在这些调查的小足迹。我们介绍了一个系统的H α发射线天体巡天，它结合了深2dF/AAOmega光谱学、OGLE和BAOO测光，对银河系隆起方向35 ° ^2范围内的新共生星进行了巡天。这个强大的组合已经发现了近24颗新的共生星，十几颗可能的共生星，以及其他几颗不寻常的阿尔法发射线星。虽然我们没有发现任何类似新星的活动，但光变曲线确实表现出半规则和Mira脉动，轨道变化和由于尘埃造成的缓慢变化。在这里，我们介绍几种新的共生体，包括H1-45，这是已知的第四种碳共生体Mira。根据其周期光度关系距离为6.2+-1.4 kpc，这一引人注目的发现可能是属于银河系隆起的第一颗发光碳星，可能为隆起中令人困惑的发光碳星缺乏提供新的线索。我们还提出了两个老新星在星云阶段捕获，补充其他调查，以更好地了解老新星人口。
2013-05-21 astro-ph.SR
The hidden symbiotic star SU Lyn -- detection of flickering in U band
我们报告光度观测的隐藏的共生星SU林在光学波段。在五个夜晚，我们在U波段探测到幅度约为0.05等的弱闪烁。B、V、g'和r'带无夜间变异。这又一次表明次级成分是一颗以低吸积速率吸积的白矮星。我们还搜索了十几个相关对象（RR Boo，RT Boo，AM Cyg，AG Peg，BF Cyg，NQ Gem，StHa 190，V627 Cas，XX Oph，FS Cet和Y Gem）的夜间变化，其中没有检测到超过观测误差的变化。
2022-08-12 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
Wind Roche Lobe Overflow as a way to make type Ia supernova from the widest symbiotic systems
共生星是具有最长轨道周期的相互作用的双星。由于它们可以包含一颗具有高吸积率的大质量白矮星，它们被认为是可能的Ia型超新星（SNe Ia）的祖先。在共生双星中，有些系统包含Mira供体，其轨道周期可以为几十年甚至更长。这类共生星由于它们之间的距离很大，通常不被认为是有希望的Ia超新星祖先。我们分析了一个研究得很好的共生星与Mira供体，V407 Cyg的演化。我们表明，标准演化模型预测该系统不会成为Ia型超新星。然而，通过简单地增加一个风洛希叶溢出作为一个质量转移模式，我们预测，在V407天鹅座的白矮星将达到40-200百万年的卡拉塞卡极限。
2018-12-06 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
Infrared spectroscopy of the remnant of Nova Sco 2014: a symbiotic star with too little circumstellar matter to decelerate the ejecta
爆发前的2 MASS和新星Sco 2014（V1534 Sco）的WISE测光表明，在天空中的新星位置存在一个冷巨星。然而，新星的光谱演化记录并不支持直接的伙伴关系，因为没有观察到闪光电离风和喷出物的减速，与其他在共生双星如V407 Cyg或RS Oph中爆发的新星所显示的行为相反。因此，我们获得了Nova Sco 2014残余物的0.8-2.5微米光谱，以确定是否确实存在冷巨星，以及它是否与新星有物理联系。光谱显示了一颗M6 III巨星的存在，变红的E（B-V）=1.20，显示了一颗共生星典型的窄发射线光谱，包括HeI 1.0830 $μ$ m和深P-Cyg轮廓。这使得Nova Sco 2014成为共生双星中爆发的新星俱乐部的新成员。Nova Sco 2014表明，与共生双星一起爆发的新星并不总是伴随着喷出物的减速，这与普遍的看法相反。许多其他类似的系统可能隐藏在过去的新星中，特别是那些在2 MASS全天空红外线调查发布之前爆发的新星，现在可以与它们进行有益的交叉匹配。
2017-12-07 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
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
A Precessing Jet in the CH Cyg Symbiotic System
到目前为止，只有少数共生双星中发现了喷流，CH Cyg就是其中之一。2001年，在CH Cyg中首次在X射线中检测到非相对论性喷流。我们在2008年进行了协调的钱德拉，HST和VLA观测，以研究这种喷流的传播及其与环双星介质的相互作用。我们用Chandra和HST探测到喷流，并确定其顶点已从约300 AU向南扩展到约1400 AU，激波阵面以< 100 km/s的速度传播。自2001年以来，冲击波的速度明显减缓。出乎意料的是，我们还发现了一个强大的喷流在东北-西南方向，在X射线，光学和无线电。这个喷流有一个多成分结构，包括一个内部喷流和一个反喷流，大约在170 AU，和一个西南分量结束在几个团块延伸到大约750 AU。的结构的射流和西南射流的外部部分的曲率建议一个episodically动力旋进射流，或一个连续的旋进射流偶尔质量喷射或脉冲。我们进行了详细的空间映射的X射线发射和相关的光学和无线电发射。X射线光谱提取的中心源，内东北反喷流，最明亮的团块在距离中心源约500 AU。我们讨论了我们的分析，包括多组分光谱拟合的喷流组件和中心源的初步结果。
2010-01-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of carbon-rich Miras in the Galactic bulge
到目前为止，只有一个富碳的米拉变星被认为是银河系凸起的成员，这是一个共生系统。在这里，我们描述了一种从红外颜色-颜色图（J-Ks）vs（[9]-[18]）中选择富C候选物的方法。后续的低分辨率光谱分析从36个朝向银河系隆起的候选者中检测到8个富含C的米拉变星。我们的近红外测光表明，其中两个，包括已知的共生体，比凸起的主体更近，而第三个是已知的前景物体。在5个核球成员中，有一个有He I和[O II]发射，可能是另一个共生星。我们的方法是有用的，以确定罕见的富C星在银河系的凸起和其他地方。这些富碳恒星的年龄和产生它们的演化过程仍然不确定。它们可能很老，是双星质量转移或合并的产物，即蓝离散星的后代，但我们不能排除它们属于核球中一小部分贫金属的中间年龄（小于5 Gyr）恒星的可能性，或者它们是从矮星系吸积而来的。
2017-05-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of non-radial pulsation and faint companion in the symbiotic star CH Cyg
在IOTA干涉仪上，我们通过使用IONIC光束组合器测量精密闭合相位，检测到了共生星CH Cyg中的不对称性。不对称的位置随时间而变化，并与该恒星径向速度测量中发现的2.1年周期的相位相关。我们可以将时间相关的不对称性建模为围绕M巨星的低质量伴星的轨道，或者是M巨星上亮度变化20%的不对称性。在3年的监测期内，我们没有发现恒星大小的变化，无论是时间还是波长。我们发现在M巨星周围有一个发射尺寸为2.2+/-0.1 D* FWHM的球形尘埃壳层。恒星与尘埃的流量比估计为11.63+/-0.3。虽然最可能的解释是20%的亮度变化是非径向脉动，我们认为，一个低质量的同伴在近轨道可能是脉动的物理原因。脉动和低质量伴星的综合效应可以解释径向速度曲线和闭合相数据中检测到的随时间变化的不对称性所揭示的行为。如果天鹅座CH是一个典型的长次级周期变星，那么这些变化可以用主星上低质量伴星的轨道效应来解释。
2009-05-01 astro-ph.IM astro-ph.SR
Discovery of optical flickering from the symbiotic star EF Aquilae
我们报告光学CCD测光最近确定的共生星EF Aql。我们在约翰逊V和B波段的观测清楚地表明，在分钟的时间尺度上，存在振幅约为0.2等的随机光变化。观测结果表明，白矮星（WD）是系统中的热成分。它是200多颗已知有光学闪烁的共生恒星中的第11颗。对WD的质量吸积率和Mira二级恒星风中的质量损失率的估计得出的结论是，WD捕获的风不到1%。八个进一步的候选人在类似的系统中的闪烁检测的建议。
2017-02-27 astro-ph.SR
LAMOST J202629.80+423652.0 is not a symbiotic star
LAMOST J202629.80+423652.0最近被分类为一颗新的共生星，包含一颗长周期的Mira，被尘埃（D型）包围，在光谱中显示出高电离发射线，包括拉曼散射的OVI 6825 Ang。我们已经在BVRI波段和3500-8000 Ang范围内的光谱上观察到LAMOST J202629.80+423652.0。我们发现它是一颗正常的G8 IV亚巨星，光谱中没有任何发射线，变红了E（B-V）=0.35等。结合我们的测光和全天空巡天测量的数据，我们发现LAMOST J202629.80+423652.0是不变的，所以不像Mira那样脉动。我们从现有来源编译了它的光谱能量分布，延伸到中红外线，发现它完全由G8 IV光球恒星发射主导，没有任何星周尘埃的迹象。因此，我们得出结论，LAMOST J202629.80+423652.0不是一颗共生星，也不是脉动星或被尘埃笼罩。
2020-04-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ionized Nebulae Around Two New Symbiotic Stars: GR Cygni and [D75] 141
Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Rocket Girls Ranch Observatory（火箭女孩牧场天文台）；Eklund Smurf Observatory（埃克伦德史密夫天文台）；Deep Space Imaging Network（深空成像网络）；INAF National Institute of Astrophysics, Astronomical Observatory of Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Stark Bayou Observatory（斯塔克湾天文台）；Hobby-Eberly Telescope, University of Texas at Austin（霍比-埃伯利望远镜，得克萨斯大学奥斯汀分校）
本研究偶然发现两颗新共生双星GR Cygni与[D75]141，通过光谱与图像观测揭示其星云形态、中心星性质及星云形成机制，表明存在大量未发现的共生星。
2026-09-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
SRGA J181414.6-225604: A new Galactic symbiotic X-ray binary outburst triggered by an intense mass loss episode of a heavily obscured Mira variable
我们提出了SRGA J181414.6-225604的发现和多波长表征，这是一个在SRG/ART-XC巡天期间发现的银河系硬X射线瞬变。利用Palomar Gattini-IR巡天的数据，我们确定了一个时空一致的可变红外（IR）源，IRAS 18111-2257，并将其归类为一个非常晚型（M7-M8），长周期（$1502 \pm 24$天）和发光（$M_K\approx -9.9 \pm 0.2$）富O的Mira施主星，位于$\approx 14.6^{+2.9}_{-2.3}$ kpc的距离。结合多色测光数据在过去的$\approx 25$年，我们表明，红外对应物经历了最近（开始$\approx 800$天前的X射线耀斑）增强质量损失（达到$\approx 2.1 \times 10^{-5}$ M $_\odot$年$^{-1}$）插曲导致在一个不断扩大的尘埃壳模糊的基础恒星。来自Swift、NICER和NuSTAR的多历元后续观测揭示了一个$\approx 200$长达一天的X射线爆发，达到了$L_X \approx 2.5 \times 10^{36}$ erg s $^{-1}$的峰值亮度，其特征在于与光学厚康普顿化等离子体一致的重吸收（$N_{\rm H} \approx 6\times 10^{22}$ cm $^{-2}$）X射线光谱。X射线的光谱和时间行为表明，在…
2022-05-18 astro-ph.HE 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
Raman-scattered O VI features in the symbiotic nova RR Telescopii
RR Tel是一个相互作用的双星系统，其中一颗热白矮星（WD）通过引力捕获其恒星风从米拉型变星吸积物质。这颗共生新星在6825和7082的位置显示出强烈的拉曼散射O VI 1032和1038特征。我们展示了2016年和2017年在智利麦哲伦-克莱望远镜的麦哲伦稻盛京瓷埃切勒（MIKE）摄谱仪上拍摄的RR Tel的高分辨率光谱。我们的目的是研究恒星风吸积RR Tel的拉曼光谱特征的轮廓分析。利用非对称OVI盘模型，我们得到了典型的开普勒速度$> 35{\rm km~s^{-1}}$，相应的尺度< 0.8 au.最适合的拉曼配置文件是获得与米拉${\dot M}\sim2\times10^{-6}~{\rm M_{\odot}~yr^{-1}}$的质量损失率和风终极速度$v_{\infty}\sim 20~{\rm km~s^{-1}}$。我们比较了MIKE数据与2003年在MPG/ESO 2.2米望远镜上用光纤馈入的扩展范围光学光谱仪（FEROS）拍摄的档案光谱。它使我们能够突出的拉曼O VI功能的配置文件的变化，指示在过去的二十年中的O VI磁盘的密度分布的变化。我们还报告了在3811 nm和3834 nm处检测到O VI复合线，这些复合线与其他发射线混合。我们的剖面分解表明，O VII的重组发生在更接近WD比O VI 1032 <$N和1038 <$N的发射区。
2021-05-20 astro-ph.SR
Wind mass transfer in S-type symbiotic binaries I. Focusing by the wind compression model
内容：在共生双星中，热组分的光度需要比标准的邦迪-霍伊尔吸积更高的吸积速率。这意味着共生双星中的风质量传递必须更有效。目的：我们认为，S型共生双星中的白矮星（WD）的吸积率可以通过将来自它们缓慢旋转的正常巨星的风聚焦到双星轨道平面上来充分提高。方法：将星风压缩模型应用于S-型共生双星中慢转红巨星的星风。结果如下：我们的分析表明，对于典型的终极速度的巨风，20至50公里/秒，和测量的旋转速度之间的6和10公里/秒，压缩风的密度在一个典型的距离的吸积体从其捐助者对应的质量损失率，这可能是一个$\sim$ 10倍高于球对称风。这使得WD能够以每年$10^{-8} - 10^{-7}$ M（太阳）的速度吸积，从而为其光度提供动力。结论：我们表明，高的风质量传递效率在S型共生星可以造成的风从他们的缓慢旋转的正常的巨星压缩，而在D型共生星，高的质量传递率可以实现通过引力聚焦，这是最近提出的非常慢的风在米拉型双星。
2014-10-28 astro-ph.SR
Photometric and Spectral Evolution of the Symbiotic Nova HM Sagittae since 2003
Sternberg Astronomical Institute, M.V. Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学列别捷夫天体物理研究所）
研究了HM天蝎座共生双星自2003年以来的光度和光谱变化，揭示了其长期变化和高活动期的特征。
2026-03-12 astro-ph.SR
SPHERE/ZIMPOL observations of the symbiotic system R Aquarii. II. Dynamics of the dust in the Mira wind and the Halpha gas in the jet
ETH Zurich, Institute for Particle Physics and Astrophysics（苏黎世联邦理工学院，粒子物理与天体物理研究所）；Laboratoire Lagrange, UMR7293, Université de Nice Sophia-Antipolis, CNRS, Observatoire de la Côte d’Azur（拉格朗日实验室，尼斯索菲亚-安蒂波利斯大学，法国国家科学研究中心，蔚蓝海岸天文台）；Université Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学，法国国家科学研究中心，IPAG）；Aix Marseille Univ, CNRS, LAM, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille（艾克斯马赛大学，法国国家科学研究中心，LAM，马赛天体物理实验室）；LESIA, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Universités, UPMC Univ. Paris 06, Univ. Paris Diderot, Sorbonne Paris Cité（LESIA，巴黎天文台，PSL研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，UPMC巴黎第六大学，巴黎第七大学，索邦巴黎城）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；INAF – Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所，帕多瓦天文台）
本研究利用SPHERE/ZIMPOL高分辨率观测，分析共生Mira双星R Aqr中尘埃与Hα气体的动力学，揭示双星附近的相互作用、尘埃掩食效应及喷流加速机制。
2026-10-06 astro-ph.GA 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
Symbiotic novae
本文综述共生新星的多波段观测性质，基于RS Oph和V407 Cyg等爆发提出三维模型以定位各类辐射源区，并编制银河系共生新星修订星表，同时讨论T CrB即将再次爆发的前景。
2024-12-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Broad absorption line symbiotic stars: highly ionized species in the fast outflow from MWC 560
在共生双星中，喷流和盘风可能是冷巨星吸积到白矮星的物理过程中不可或缺的一部分。共生星MWC 560（=V694 Mon）的持续外流被认为表现为宽吸收线（BALs），最突出的是在巴尔末转变。我们报告的检测高电离BALs从C IV，Si IV，NV，和He II在国际紫外线探测器光谱获得1990年4月29日至30日，当光学爆发暂时擦除模糊的“铁幕”的吸收槽从Fe II和类似的离子。C IV和Si IV BALs达到最大径向速度至少1000公里/秒，高于同期Mg II和He II BALs;同样的行为发生在类星体和激变变星的风中。铁幕升降机揭开高电离BALs在天鹅座P阶段观察到在一些新星，通过类比，建议临时开关MWC 560从持续流出离散质量喷射。至少有三颗共生星表现出宽吸收，蓝边速度超过1500 km/s; AS 304（=V4018 Sgr）中有高电离BALs的报道，而Z And和CH Cyg中有短暂的Balmer BALs的报道。这些BAL-producing快速流出可以有更广泛的开放角度比以前假设的。BAL共生体是它们的千兆级类似物宽吸收线类星体（BALQSO）的短时间尺度实验室，它们在风中显示出类似的广泛电离状态。
2018-04-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Mystery in Chamaeleon: Serendipitous Discovery of a Galactic Symbiotic Nova
我们提出了一个低光度新星发生在银河系中的共生双星系统的偶然发现。我们列出了大量的档案数据，以及与Chamaeleon星座中的恒星对象V $^*$ CN Cha相关的新的后续观测。该天体在其最近的过去具有长周期（$\sim\! 250\,$天）、高振幅（$\sim\! 3\,$等）的光学变率，在此之前光学亮度增加了$\sim\! 8\,$等，并在此光度下持续了约3年，随后是一段$\sim\! 1.4\,{\rm mag}\,{\rm yr}^{-1}$变暗的时期。该天体目前的光学光度似乎是由H $α$发射所主导，它也表现出蓝移吸收（一个类似天鹅座的P型轮廓）。在考虑了许多理论来解释这些无数的观测结果，我们确定V $^*$ CN Cha最有可能是一个共生（一个演化的恒星-白矮星双星）系统，它经历了一个长时间，低光度，新星。按照这种解释，V $^*$ CN Cha的爆发是有史以来观测到的光度最低的新星之一。
2020-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The O I] 1641A line as a probe of symbiotic star winds
如果光学深度足够高，则中性氧共振1302 A线可以通过在1641 A处的相互组合跃迁去激发到亚稳态。这在以前的一些研究中已经注意到，但从未系统地研究过共生星和共生类复发新星中的中性红巨星风的诊断。我们使用档案$IUE$高分辨率，GHRS和STIS中，高分辨率，光谱研究共生星的样本。在可能的情况下，测量O I 1302 A和O I 1641 A线的积分通量。相互组合1641A线检测到大量的共生星的光学深度，使列密度与直接日食措施（EG和）和演变的经常性新星RS Oph 1985年爆发。在四个系统（EG And，Z And，V1016 Cyg和RR Tel）中，我们发现O I]的变化与光学光变曲线和爆发活动密切相关。这种过渡也可以是重要的研究各种各样的来源，其中一个电离边界H II区域是嵌入在广泛的中性介质，包括活动星系核，而不仅仅是评估灭绝。
2010-04-15 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Infrared studies of Nova Scorpii 2014: an outburst in a symbiotic system sans an accompanying blast wave
近红外光谱是为天蝎座新星2014提供的。它表明，爆发发生在一个共生的二元系统-一个非常罕见的配置，一个经典的新星爆发发生，但适当的喷发的经常性新星的T CrB类。我们估计次级的光谱类为M5 III $\pm$（两个子类）。最大震级与下降率（MMRD）的关系给出了一个不可接受的大值37.5千秒差距的距离。的光谱是典型的He/N类的新星与强大的HeI和H线。的配置文件是广泛的，平顶与全宽零强度（FWZI）接近9000-10000公里秒$^{-1}$，也有一个尖锐的狭窄的组件叠加，这是由于从巨人的风排放。伴随着X射线和$γ$射线的热冲击气体，预计将在新星的高速喷出物冲入周围的巨风时形成。尽管观察到X射线发射，但未报告$γ$射线发射。同样令人困惑的是，在近红外（NIR）中没有看到减速激波的特征，在类似的系统如RS Oph，V745 Sco和V407 Cyg中看到，因为线轮廓迅速变窄。小的爆发幅度和巨大的次级强烈表明Nova Sco 2014可能是一颗复发新星。
2015-07-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
High-resolution observations of the symbiotic system R Aqr. Direct imaging of the gravitational effects of the secondary on the stellar wind
我们观测了共生恒星系统RAqr，旨在描述白矮星（WD）与Mira星风之间的引力相互作用，这是驱动共生活动和星云形成的关键现象。我们提出了高分辨率的ALMA地图的12 CO和13 CO J=3-2线，0.9毫米的连续分布，和一些高激发分子线在R Aqr。这些地图的分辨率在40毫弧秒（mas）到小于20 mas之间，在恒星之间的距离为40 mas时，以亚轨道尺度探测星周区域。我们的观测显示了次级恒星对恒星风的引力效应。AGB星被确定在我们的地图从连续谱和分子线数据，我们估计的可能位置的次级从一个新的估计的轨道参数。我们的地图与理论预测的（初步）比较令人惊讶地令人满意，并且首次直接绘制了主要的预期引力效应。我们发现一个强大的集中在赤道平面的风，这表明两个羽流在相反的方向，有不同的速度，很可能对应于预期的双螺旋由于相互作用。我们的连续图显示了新生双极喷流的内部区域，尺度为一些AU。最高分辨率获得的连续谱图显示，存在一个团块，很可能对应于WD和连接两颗恒星的物质桥的电离环境的排放，这可能是从AGB主要的物质流到WD次级周围的吸积盘。
2018-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
AT 2019qyl in NGC 300: Internal Collisions in the Early Outflow from a Very Fast Nova in a Symbiotic Binary
新星爆发，即白矮星（WD）表面的热核爆炸，现在被认为是最常见的冲击动力天体物理瞬变现象之一。我们介绍了AT 2019 qyl的早期发现和快速的紫外（UV），光学和红外（IR）时间发展，AT 2019 qyl是附近的玉夫座星系NGC 300中的一颗新星。光变曲线显示出持续$\lesssim 1$天的快速上升，达到$M_V = -9.2$等的绝对峰值，以及非常快速的下降，在3.5天内衰减2等。光变曲线在71天后的急剧下降和快速下降的时间尺度表明，从一个大规模的WD与$M_{\rm WD} \gtrsim 1.2~M_{\odot}$低质量的喷射。我们提出了一个前所未有的看法，这样的事件的早期光谱演化。三个光谱前的峰值揭示了一个复杂的，多组分流出引起内部碰撞和冲击的喷出物的He/N-类新星。我们确定了一个一致的IR变量对应的广泛preeruption覆盖的瞬态位置，并推断存在一个共生的祖系统与O-丰富的渐近巨星分支捐助星，以及在2014年早期的紫外线明亮的爆发的证据。我们认为，AT 2019 qyl类似于银河系复发新星的子集，有红巨星伴星，如RS Oph和其他嵌入的新星系统，如V407 Cyg。我们的观察提供了新的证据，多个，不同的外流组件之间的内部冲击可能有助于从这样的系统产生的冲击动力发射。
2021-09-05 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
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
Very Long Baseline Interferometry imaging of the advancing ejecta in the first gamma-ray nova V407 Cyg
在2010/2013年，费米望远镜上的大面积望远镜发现了一个瞬变伽马射线源，与共生双星V407 Cyg中的光学新星位置一致。这一事件标志着第一次从新星中发现伽马射线辐射。我们的目标是获得解决的放射性成像的新星事件中所涉及的材料，以确定喷出物的几何形状和前进速度直接在图像平面，以约束系统的物理条件。在光学发现后的20天到6个月之间，我们用EVN和VLBA观察了16个时期的源。该源最初非常暗淡，但后来显示出亮度的大幅增加，并在光学事件后40至90天出现了类似贝壳的结构。壳层有一个椭圆形的投影形状，在亮度和光谱指数上是不对称的，更明亮，其特征是在东南边缘的光谱上升。我们确定了初始阶段的预计速度约为3500 km/s，在第20天至第91天之间约为2100 km/s。我们还发现了一个大约350质量（940 AU）的发射特征，沿着双星的极轴以约700公里/秒的速度前进。在VLBI图像中的总通量密度显着低于以前报道的类似时期和更广泛的角尺度与VLA。光谱表明，在2010年，我们沿着赤道平面和从Mira后面观察到V407 Cyg。我们的无线电观测图像的双极流的喷出物垂直于轨道平面，其中减速是远远低于通过赤道平面探测的截断轮廓的光发射线。在350质量下分离的极结和双极血流与母鸡2-104中观察到的相似排列非常相似。观测到的~700公里/秒的膨胀限制了极结的发射日期在2004年左右。[摘要]
2020-05-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
