Evidence for a compact jet dominating the broadband spectrum of the black hole accretor XTE J1550-564
黑洞X射线双星XTE J1550-564在2000年的爆发过程中被广泛地监测到X射线，光学和红外波长。我们表明，它是可能的，以分离的光学/近红外（OIR）喷流发射的OIR光盘发射。聚焦于喷流成分，我们发现，随着源在X射线硬态中的衰减，OIR喷流发射具有与光学薄同步辐射一致的光谱指数（α ~ -0.6 to-0.7，其中F_nu \propto nu^alpha）。这种喷流发射与X射线通量密切线性相关; L_OIR，喷流\propto L_X^（0.98 ± 0.08）表明它们有共同的起源。OIR、X射线和OIR到X射线光谱指数与单一幂律（α = -0.73）一致，这支持了这一点。表面上，紧凑的同步加速器喷流因此可以在硬态下的低光度下占X射线通量的~ 100%。与此同时，（i）在喷流开始占主导地位的点处，X射线通量的幂律衰减出现过剩，（ii）X射线光谱略有软化，这似乎是由于高能量截止或断裂转移到较低能量，以及（iii）X射线均方根变化增加。这可能是迄今为止最有力的证据，证明致密、稳定的喷流的同步加速器发射主导了X射线双星的X射线通量。对于XTEJ 1550 -564，这可能发生在亮度范围~（2 e-4 - 2 e-3）LEdd内。然而，在硬态上升的爆发和最初的硬态下降，同步加速器射流只能提供一小部分（百分之几）的X射线通量。因此，热康普顿化和同步加速器喷流都能在吸积黑洞中产生硬X射线…
2010-02-19 astro-ph.HE
Dwarf Nova Outbursts with Magnetorotational Turbulence
唯象盘不稳定性模型在再现观测到的矮新星爆发的光变曲线方面取得了成功，它在爆发时调用了一个增强的Shakura-Sunyaev $α$参数$\sim0.1-0.2$，而在平静时调用了一个低值$\sim0.01$。最近的磁旋转（MRI）湍流与适当的不透明度和状态方程的矮新星吸积盘的物理一致的模拟发现，热对流增强$α$在磁盘的爆发，但只有附近的氢电离过渡。在较高的温度下，对流不再存在，并且$α$返回到与静止时相当的低值。为了检查这种增强附近的氢电离过渡是否足以重现所观察到的光变曲线，我们将这种基于MRI的变化$α$光盘不稳定性模型，以及基于模拟的模型湍流耗散和对流传输。这些基于MRI的模型可以成功地再现观测到的爆发和静止持续时间，以及爆发幅度，尽管与标准的光盘不稳定性模型的参数不同。基于MRI的模型光变曲线表现出从爆发的衰变中的反射，这在矮新星中通常没有观察到。然而，我们强调了在椎间盘不稳定模型和MRI模拟中静止物理学的问题方面，这是造成这种行为的原因。
2016-08-03 astro-ph.HE
Quasi periodic whispers from a transient ULX in M\,101: signatures of a fast-spinning neutron star?
利用Chandra和XMM-Newton资料，研究了M 101，4XMM J140314.2 $+$ 541806（以下简称J1403）超亮X射线源的异常时变。在过去的二十年中，J1403已经显示出X射线光度为$\sim1-3 \times 10^{39}$ erg s $^{-1}$的短持续时间爆发，以及光度为$\sim0.5-1 \times 10^{38}$ erg s $^{-1}$的较长间隔。双峰行为和快速爆发演化（有时只有几天）更符合一个中子星的吸积器/螺旋桨的情况下，比与恒星质量黑洞的规范爆发周期。如果这种情况是正确的，在吸积器和螺旋桨状态的光度表明一个快速的自旋（$P \approx$ 5毫秒）和低表面磁场（$B \sim 10^{10}$ G），尽管我们确定J1403作为一个高质量的X射线双星。J1403最引人注目的特性是存在强的$\sim$ 600-s准周期振荡（QPO），主要是在超铝状态期间的几个时期发现的$\approx 1.3-1.8$ mHz频率附近。我们说明了这样的QPO的属性，特别是它们的频率和振幅之间的变化和观察内，与各种技术（快速傅立叶变换，Lomb-Scargle periodograms，加权小波Z变换分析）。QPO频率范围$<$ 10 mHz是X射线双星和超亮X射线源中几乎未被探索的区域。我们比较我们的研究结果与其他吸积源中发现的（少数）非…
2022-01-18 astro-ph.HE
Simple convective accretion flows (SCAFs): Explaining the $\approx-1$ density scaling of hot accretion flows around compact accretors
提出简单对流吸积流（SCAFs）理论，用流体动力学模拟与解析模型解释致密天体周围热吸积流约 $-1$ 的密度标度，并匹配多类观测吸积率。
2023-07-18 astro-ph.HE
Chandra, XMM-Newton and HST observations of a transient in M31 with a possible asymmetric, precessing disk
瞬态X射线源CXOM 31 004205.77+411330.43在我们用Chandra对M31中心进行的~每月一次的长期监测活动中表现出几次爆发。然而，衰变曲线似乎与从银河系瞬变观测到的不同。我们跟踪了2011年爆发的两个~B波段HST/ACS观测，一个在爆发中，另一个在平静中，并使用差分成像来寻找对应物;这将由来自盘的再处理的X射线发射主导。我们找到了对应的B = 28.21+/-0.16。XMM-牛顿观测到的前一次爆发产生的光谱可以用吸收幂律很好地描述，吸收相当于~2.6 E+21 H原子cm^（-2），光子指数~1.8;最高质量的钱德拉光谱只产生了$\sim$ 130个计数，与XMM-牛顿的结果最吻合。我们计算了一个典型的磁盘光谱爆发期间的绝对V级为+1.9。X射线与光通量之比与轨道周期之间的经验关系表明，黑洞吸积体的周期< ~4 hr。这样一个短的时间内，预计将产生一个不对称的，旋进磁盘，我们建议，所观察到的衰减光曲线是由于调制的质量传递速率由于磁盘旋进。
2015-03-11 astro-ph.HE
Models of Ultra-Luminous X-ray transient sources
现在人们普遍认为大多数超亮X射线源（ULX）是双星系统，其大的（高于$10^{39}$ erg s $^{-1}$）视光度可以用恒星质量致密天体上的超爱丁顿吸积来解释。许多ULX，特别是那些包含磁化中子星的ULX，是高度可变的;有些表现出瞬态行为。大的光度可能意味着大的吸积盘，因此可能倾向于热粘性不稳定性，已知驱动矮新星和低质量X射线双星瞬变源的爆发。本文的目的是扩展和推广的X射线瞬态盘不稳定性模型的情况下，大（外径大于$10^{12}$ cm）的吸积盘和应用它的描述系统的超爱丁顿吸积率在爆发，在某些情况下，超爱丁顿质量转移率。我们用我们的盘不稳定性模型程序计算了吸积盘的时间演化和爆发性质。我们表明，如果自辐射的吸积盘是有效的，即使当吸积率超过爱丁顿值，可能是由于散射回的X射线通量的光盘的外部部分上的光盘的中心部分发射，加热前可以达到光盘的外缘产生高吸积率。我们还提供了分析近似的可观察到的属性的爆发。我们已经成功地再现了观测到的星系瞬变的性质与大磁盘，如V404天鹅座，以及一些ULX，如M51 XT-1。如果吸积体是中子星，我们的模型可以再现ESO 243-39 HLX-1爆发的峰值亮度和衰变时间。我们预测的爆发持续时间和衰变时间与峰值亮度之间的关系的观测测试将是最受欢迎的。
2020-10-01 astro-ph.HE
Investigating the nature and properties of MAXI J1810-222 with radio and X-ray observations
我们介绍了对X射线瞬态MAXI J1810-222的无线电和X射线观测结果。这个源中的吸积物的性质尚未确定。在本文中，我们展示了来自澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA），尼尔·盖尔斯斯威夫特天文台X射线望远镜（XRT）和斯威夫特爆发警报望远镜（BAT）的准同时无线电和X射线监测活动的结果。我们还分析了X射线的时间行为，从中子星内部成分探测器（NICER）的观测。结果表明，MAXI J1810-222的X射线光谱演化似乎是一个奇特的爆发过程中，在爆发的早期部分，源最初只在软X射线波段检测到。然后，在首次检测到MAXI J1810-222后约200天，硬X射线发射增加，源转变为长寿命（约1.5年）明亮、硬X射线状态。在这种硬状态之后，MAXI J1810-222返回到较软的状态，然后衰落并再次过渡到较硬的状态，然后似乎遵循更典型的爆发衰减。从X射线的光谱和时间属性，以及源的无线电行为，我们认为，从这项研究的结果是最符合MAXI J1810-222是一个相对遥远的（$\gtrsim$ 6千秒差距）黑洞X射线二进制。足够大的距离可以简单地解释观测到的看似奇怪的爆发演变，其中只有最明亮的部分可以被全天X射线望远镜探测到。
2022-05-11 astro-ph.HE
A Comprehensive X-ray Report on AT2019wey
在这里，我们提出了MAXI，SWIFT，NICER，NuSTAR和钱德拉观测的X射线瞬态AT 2019 wey（SRGA J043520.9+552226，SRGE J043523.3+552234）。从光谱和时间分析，我们将其归类为银河系低质量X射线双星（LMXB）与黑洞（BH）或中子星（NS）吸积。AT 2019 wey从2019年12月到2020年8月21日处于低/硬态（LHS），从2020年8月21日到2020年11月处于硬中间态（HIMS）。在LHS的前6个月，AT 2019 wey具有$\sim 1$ mCrab通量，并显示出具有光子指数$Γ= 1.8$的幂律X射线光谱。2020年6月至8月，它变亮为$\sim 20$ mCrab。相对论反射的光谱特征变得突出。2020年8月21日，源离开均方根强度图上的“硬线”，并从LHS过渡到HIMS。热盘组件变得与幂律组件相当。观察到低频准周期振荡（QPO）。QPO中心频率随频谱软化而增加。未检测到搏动迹象。我们不能决定性地确定吸积物的性质（BH或NS）。但是，BH选项在$Γ$ -- $L_{\rm X}$、$L_{\rm radio}$ -- $L_{\rm X}$和$L_{\rm opt}$ -- $L_{\rm X}$图上的位置更受青睐。我们发现BH候选XTE J1752-223是AT 2019 wey的类似物。这两个系统都…
2021-09-04 astro-ph.HE
X-ray softening in the new X-ray transient XTE J1719-291 during its 2008 outburst decay
X射线瞬变XTE J1719-291是在2008年3月爆发期间用RXTE/PCA发现的，持续了至少46天。它的2-10 keV峰值亮度为7 E35 erg/s，假设距离为8 kpc，这将该系统归类为非常微弱的X射线瞬变。这次爆发由Swift、RXTE、Chandra和XMM-Newton监测。分析了爆发过程中的X射线谱演化。我们用一个简单的幂律模型对整体数据进行了拟合，并对吸收进行了校正，发现光谱随着光度的降低而软化。然而，XMM-牛顿谱不能用简单的单分量模型来拟合，而是可以用热分量（黑体或盘状黑体）加上受吸收影响的幂律模型来拟合。因此，随着X射线亮度的降低，X射线光谱的软化可能是由于光子指数的变化，或者替代地，它可能是由于软组分的性质的变化。假设该系统是一个X射线双星系统，我们估计了致密天体中子星和黑洞的长期时均质量吸积率分别为7.7E-13 Msun/yr和3.7E-10 -13 Msun/yr。虽然没有确凿的证据是关于吸积物的性质，根据X射线/光学光度比，我们初步建议，中子星是存在于这个系统。
2011-06-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Multi-wavelength spectroscopy of the black hole candidate MAXI J1813-095 during its discovery outburst
MAXI J1813-095是在2018年爆发期间发现的X射线瞬变。我们报告的X射线和光学观测期间获得的事件，这表明该源是一个新的低质量X射线双星。爆发持续了约70天，峰值在Lx（0.5- 10 keV）约7.6 x 10^36 erg s-1，假设距离为8 kpc。覆盖整个活动期的Swift/XRT跟踪表明，X射线发射始终由硬幂律分量主导，光子指数在1.4-1.7范围内。这些值与MAXI J1813-095处于硬态一致，与从唯一可用的XMM-牛顿观测推断的快速变化（0.1-50 Hz）的约30%分数均方根幅度一致。X射线光谱很好地描述了一个康普顿化发射分量加上一个软的，热的分量（kT ~0.2 keV），这几乎没有贡献的总通量（<8%）。康普顿化y参数（~1.5），以及低温和软组分的小贡献支持一个黑洞吸积体。我们还分别在爆发和平静期间使用VLT和GTC望远镜进行了光谱学研究。在这两种情况下，光谱缺乏典型的X射线双星爆发的发射线。相反，我们在吸收中检测到Ca II三重态和H_α。两个历元之间没有速度变化，以及H_alpha等效宽度的演化，强烈地表明光辐射是由一个闯入者控制的，可能是一颗G-K星。这有利于X射线瞬态的距离>3 kpc。
2019-03-11 astro-ph.HE hep-ph
The path to Z And-type outbursts: The case of V426 Sagittae (HBHA 1704-05)
恒星V426 Sge（HBHA~1704-05）最初被归类为发射线天体和半规则变星，在2018年8月初变亮，显示出共生恒星爆发的特征。我们的目标是确认V426 Sge作为经典共生星的性质，确定光极小的光度星历，并建议从1968年共生新星爆发到2018年Z和型爆发的路径。我们重建了大约1900年V426 Sge的历史光变曲线（LC），并使用原始的低分辨率和高分辨率光谱，辅以Swift-XRT和UVOT，光学UBVRcIc和近红外JHKL测光，在2018年爆发和随后的平静期间获得。历史LC显示从1900年到1967年没有共生样活动。1968年，V426 Sge经历了一次共生新星爆发，并在1990年左右停止。大约从1972年开始，LC中出现了周期为$493.4\pm 0.7$天的波状轨道相关变化。这被2018年8月初至2019年2月中旬的Z And型爆发所打断。在2018年爆发的最大值，燃烧的白矮星（WD）将其温度提高到$>2\times 10^5$ K，产生$\sim 7\times 10^{37}(d/3.3kpc)^2$ erg/s的光度，并以$\sim 3\times 10^{-6}$ M $_{\odot}$ /年的速度吹出风。供体是一颗正常的M4-5 III巨星，而吸积体是一颗低质量的$\sim$ 0.5 M $_{\odot}$ WD。在从共生新星爆发到静止相的过渡过程中，…
2020-03-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Black hole-Neutron star distinction based on long-term MAXI and Swift study of 42 low mass X-ray binaries
Indian Institute of Technology, Madras（马德拉斯印度理工学院）；Indian Institute of Technology, Hyderabad（海得拉巴印度理工学院）
利用MAXI和Swift/BAT长期数据区分42个低质量X射线双星中的黑洞与中子星
2026-02-24 astro-ph.HE
CI Camelopardalis: The first sgB[e]-High Mass X-ray Binary Twenty Years on, a Supernova Imposter in our own Galaxy?
银河系超巨星B[e]星鹿豹座CI（CI Cam）是在X射线爆发期间发现的第一颗sgB[e]星。这颗恒星在X射线状态下在数小时内变亮到$\sim$ 2 Crab，然后在不到2周的时间内衰减到静止水平，这清楚地表明了双星。自CI Cam爆发以来，许多sgB[e]星被确认为单颗恒星的X射线过亮（即$L_X > 10^{-7}~L_{bol}$）。这个小群体最近扩大到包括两个超亮X射线源（ULX），Holmberg II X-1和NGC 300 ULX-1/超新星冒名顶替者SN 2010 da。我们重新CI凸轮调查其行为在几个时间尺度上，并进一步阐明了系统中的紧凑对象的性质，其X射线爆发在1998年和二进制系统参数。我们分析了档案XMM-牛顿EPIC-pn光谱和光变曲线以及来自Swift和NuSTAR的新数据。我们还提供了高分辨率的MERCATOR/HERMES光谱，包括NuSTAR观测后1.02天拍摄的光谱。尽管处于静止状态，CI Cam在总积分通量和光谱形状方面都在几天的时间尺度上具有高度的X射线可变性。我们解释这些变化，调用存在的吸积紧凑的同伴沉浸在一个密集的，高度结构化的，非球面的拱星信封。吸积通量和星周消光的差异代表了这种环境的变化，由恒星的可变质量损失引发，或者由于其轨道运动而导致的吸积体的局部条件。我们在X射线光变曲线中没有发现脉动的证据。CI Cam与SN 2010 da在…
2018-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing the Crust of the Neutron Star in EXO 0748-676
对静止X射线双星的X射线观测有可能提供对中子星结构和组成的深入了解。EXO 0748-676在2008年底停止爆发之前已经活跃了超过24年。随后的X射线监测显示，静态热辐射逐渐衰减，这可以归因于吸积加热的中子星地壳的冷却。在这项工作中，我们报告了新的钱德拉和斯威夫特的意见，延长静止监测到5年后爆发。我们发现，中子星的温度在2009年至2011年期间保持在~117 eV，但在2013年下降到~110 eV。这表明地壳还没有完全冷却，这是由1980年吸积阶段之前约4年测量的~95 eV的较低温度支持的。将这些数据与热演化模拟进行比较后发现，2009年至2011年期间明显缺乏冷却可能是中子星外层轻核和重核相分离驱动的对流的特征。
2014-07-10 astro-ph.HE
Low Mass X-ray Binary Simulation Data Release
我们提出了DABS（数据库的吸积二进制模拟），一个开放访问的数据库建模的低质量X射线二进制（LMXB）。DABS是利用中子星和黑洞LMXB的演化轨迹创建的，跨越了一系列的初始条件，包括吸积体质量、施主质量和轨道周期。LMXB是由对流和旋转增强磁制动处方演变而来的。这个在线数据库最重要的资产是工具PEAS（用于吸积系统的祖细胞提取器）。该工具可用于预测任何用户输入的LMXB系统的祖细胞，并在传质开始前查看其属性。这种预测可以促进对所观察到的LMXB的祖细胞的初步搜索，这可以帮助简化进一步的详细分析。PEAS工具还可用于约束专门研究双星中的超新星爆发和常见包络结果的总体合成技术。
2022-12-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Impact of convection and resistivity on angular momentum transport in dwarf novae
矮新星（DN）的爆发周期被认为是由于围绕白矮星（WD）的吸积盘中的热粘性不稳定性。长期以来，人们都知道这个模型意味着在爆发时应力压力比α约为0.1，而在平静时α约为0.01。这种增强的$α$最近已被观察到在模拟湍流传输驱动的磁旋转不稳定性（MRI）时，对流是存在的，而不需要一个净磁通量。我们独立恢复这一结果进行PLUTO MHD模拟垂直分层，辐射，剪切盒与热力学和不透明度适当DN。结果是强大的垂直边界条件的选择。通过模拟得到的热平衡解在密度-温度平面上遵循著名的S曲线。我们确认α~ 0.1的高值出现在S曲线的热分支的尖端附近，在那里对流是活跃的。然而，我们还提出了在较低温度下的热稳定模拟，尽管存在强烈的对流，但其标准值为α~ 0.03。我们发现α与对流强度之间没有简单的关系，对流强度由对流与辐射通量的比值来衡量。冷支只有非常弱的电离，因此，在这项工作的第二部分，我们研究了非理想MHD效应对运输的影响。我们在模拟中考虑了电阻率，发现MRI驱动的输运在磁雷诺数R_m \leq 10 ^4的临界密度以下被淬灭（α~ 0）。这是有问题的，因为在静止系统中观察到的X射线发射需要在WD上进行吸积。我们验证，这些X射线不能自我维持MRI驱动的湍流光致电离磁盘和讨论可能的解决方案，在静止的吸积问题。
2017-10-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Can Stellar Mixing Explain the Lack of Type Ib Supernovae in Long-Duration GRBs?
与长时间伽马射线暴观测有关的超新星的发现是这些暴的祖先是大质量恒星的主要证据。理解这些祖先的主要谜团之一是，所有这些与伽马射线暴有关的超新星都是Ic型超新星，没有证据表明恒星大气中存在氦。许多研究都集中在是否这种氦只是隐藏在光谱分析。在本文中，我们展示了最近的恒星模型，使用新的对流算法的基础上，我们目前的理解恒星混合的结果。我们证明，增强对流可能会导致严重的恒星氦层耗尽，这表明氦没有被观察到，只是因为它不是在恒星。我们还提出了光变曲线和光谱的这些紧凑的氦耗尽的恒星相比，更传统的氦层的模型。
2013-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Population synthesis of classical low-mass X-ray binaries in the Galactic Bulge
目的。我们的模型与中子星吸积物，其中有富含氢的施主星的“经典”低质量X射线双星（LMXBs）的人口。他们的人口相比，氢缺乏LMXB，被称为超紧凑X射线双星（UCXB）。我们对可观测的LMXB群体进行建模，并将其与观测结果进行比较。方法.我们结合二进制人口合成代码SeBa与详细的LMXB进化轨迹来模拟当今银河系隆起中LMXB人口的大小和属性。利用热粘滞盘不稳定性模型预测了源是持久源还是瞬态源，以及它们的瞬时X射线亮度。结果我们发现了一个约2.1 × 10^3的LMXB群体，其中有中子星吸积体。其中约有15 ~ 40个预计会持续存在（取决于模型的假设），亮度高于10^35 erg s^-1。预计在任何给定时间内，约有7 - 20个瞬变源处于爆发状态。在两倍的范围内，这些数字与在凸出部观察到的明亮LMXB的数量一致。这证实了我们的预测，即存在一个约1.6 x 10^3的低施主质量的LMXB，它们经历了最小周期，现在的质量传递速率低于10^-11 Msun/年^-1。结论.尽管在隆起中观察到的富氢LMXB的数量大于观察到的（缺氢）UCXB的数量，但后者的形成率更高。虽然UCXB可能在目前的LMXB总数中占主导地位，但大多数都非常微弱，或者可能已经脱离并产生毫秒射电望远镜。在这种情况下，UCXB比富氢的LMXB对毫秒射电暴的形成贡献更大。[删节]
2015-05-28 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-wavelength Observations of AT2019wey: a New Candidate Black Hole Low-mass X-ray Binary
AT 2019 wey（SRGA J043520.9+552226，SRGE J043523.3+552234）是ATLAS光学调查于2019年12月首次报告的瞬变。三个月后，它在第一次全天巡天中被Spektrum-Roentgen-Gamma（SRG）任务探测到。Yao等人报告的X射线观测表明，AT 2019 wey是一个银河系低质量X射线双星（LMXB），有一个黑洞（BH）或中子星（NS）吸积体。在这里，我们提出了这个物体的紫外线，光学，近红外线和无线电观测。我们证明伴星是一颗短周期（P < 16 hr）低质量（< 1 Msun）恒星。我们认为AT 2019 wey是一个候选的BH系统，因为它在L_radio-L_X和L_opt-L_X图上的位置更接近BH双星而不是NS双星。我们证明，从2020年6月到8月，尽管在射电和X射线波长上增亮了10倍以上，但AT 2019 wey的光学光度只增加了1.3- 1.4倍。我们解释增亮前的UV/光发射为热吸积流中截断盘的热发射，增亮后的UV/光发射为外吸积盘中X射线发射的再加工。AT 2019 wey表明，结合当前的宽视场光学调查和SRG提供了一种方法来发现具有微弱X射线爆发的短周期BH LMXB系统的新兴群体。
2021-09-03 astro-ph.HE
Discovery of thermonuclear (Type I) X-ray bursts in the X-ray binary Swift J1858.6-0814 observed with NICER and NuSTAR
雨燕J 1858.6 -0814是最近发现的一颗X射线双星，以发现状态下极强的可变性（软X射线中的因子$>100$）而闻名。我们在雨燕J1858.6-0814中探测到了5个热核（I型）X射线爆发，这意味着该系统中的致密天体是一颗中子星。一些爆发显示光球半径膨胀，因此它们的峰值通量可以用来估计到系统的距离。峰值亮度和距离可能取决于几个系统参数;对于最可能的值，高倾角和氦大气，$D=12.8_{-0.6}^{+0.8}$ kpc，尽管系统效应允许$9-18$ kpc的保守范围。在一个爆发之前，我们在$9.6\pm0.5$ mHz检测到一个QPO，分数均方根幅度为$2.2\pm0.2$ %（$0.5-10$ keV），可能是由于氦的边缘稳定燃烧;在其他爆发之前可能存在类似的振荡，但光变曲线不够长，无法检测到它们。我们还搜索爆发振荡，但没有检测到任何，在最好的情况下，上限为15%的分数振幅（超过$1-8$千电子伏）。最后，我们讨论了中子星吸积体和这个距离的影响，其他推论已作出有关系统。特别是，我们发现斯威夫特J1858.6-0814至少在其爆发的可变阶段的明亮耀斑期间，在超爱丁顿光度观察。
2020-09-07 astro-ph.HE
123-321 Models of Classical Novae
高解析度光谱显示，在新星爆发期间，壳层中有大量的CNO，有时还有其他中等质量的元素，这表明在热核失控期间，从次级恒星转移来的太阳成分物质与底层白矮星的最外层混合。多维模拟表明，开尔文-亥姆霍兹不稳定性提供了来自白矮星最外层的物质的吸积包层的自富集，其水平与观测结果一致。然而，迄今为止使用的大多数多维代码的欧拉和时间明确的性质以及压倒性的计算负荷限制了它们的适用性，并且没有对完整的新星周期进行多维模拟。本文探讨了一种新的方法，结合1-D和3-D模拟。爆炸的早期阶段（即，质量吸积和启动的失控）已计算与1-D流体动力学代码SHIVA。当对流扩展到整个包层时，每个模型的结构被映射到3-D笛卡尔网格中，随后使用多维代码FLASH。两个关键的物理量提取的3-D模拟和随后实施到SHIVA，这是用来完成模拟通过后期的膨胀和喷射阶段：随时间变化的量的质量疏浚从外部白矮星层，和随时间变化的对流速度分布在整个信封。发现了比以前的模型报告的更大质量的包层，这导致了更猛烈的爆发，其特征是更高的峰值温度和更大的喷射质量，金属丰度的增强与观测结果一致。
2019-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Type IIb Supernova Progenitors in 3D: Variability and Episodic Mass Loss revealed by Radiation-Hydrodynamics Simulations
本文通过Athena++三维辐射流体力学模拟揭示IIb型超新星前身星黄超巨星包层中大振幅脉动、光度数量级变化及间歇性质量损失，为致密 circumstellar 物质的多样性提供自洽解释。
2025-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
