GeV-TeV gamma-rays and neutrinos from the Nova V407 Cygni
Fermi-LAT望远镜意外地发现了来自共生新星V407 Cygni的GeV伽马射线发射。我们调查的辐射过程中，由于电子和强子加速爆炸的新星。我们考虑的情况下，费米观测到的GeV的伽马射线发射产生的能量为几十个GeV的恒星辐射的逆康普顿散射的电子。另一方面，由于加速过程中缺乏辐射损失，强子预计将达到更大的能量，产生TeV的伽马射线和中微子。我们预测了V407型新星中两种强子加速模型的甚高能γ射线和中微子的通量，并讨论了它们被现在和将来的望远镜（如IceCube，CTA）探测的可能性。
2012-08-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Study of Accretion Flow Dynamics of V404 Cygni during its 2015 Outburst
2015年天鹅座V404的爆发是一次不寻常的爆发，有几个X射线和无线电耀斑，以及光谱和时间特性的快速变化。这次爆发发生在黑洞静止$26$数年之后。利用$0.5-150$ keV能量范围内的{ \it Swift}/XRT和{ \it Swift}/BAT数据，研究了爆发初始阶段的吸积流性质。我们已经用双组分平流（TCAF）模型拟合文件进行了谱分析。几个流动参数，如两种类型的吸积率（开普勒盘和亚开普勒晕），激波参数（位置和压缩比）提取了解吸积流动力学。我们计算了爆发的均分磁场$B$，发现最高的$B \sim 900$ ~高斯。功率密度谱（PDS）没有出现断裂，这表明开普勒盘分量没有或只有很小的贡献，这也从谱分析的结果中看出。在PDS中没有观察到显著的准周期振荡（QPO）。这是由于冷却时间尺度和冲击后物质的下落时间尺度不匹配造成的。
2020-06-05 astro-ph.HE
Tracking the variable jets of V404 Cygni during its 2015 outburst
我们在2015年6月爆发期间对黑洞X射线双星V404 Cygni进行了多频监测观测。我们的数据集包括无线电和毫米/亚毫米测光，采取与卡尔G。Jansky甚大阵列，弧分钟MicroKelvin成像仪大阵列，亚毫米阵列，James Clerk Maxwell望远镜和北方扩展毫米阵列，结合公开可用的红外，光学，紫外线和X射线测量。有了这些数据，我们报告了详细的诊断的光谱和变化特性的喷流排放在不同阶段的这种爆发。这些诊断表明，从离散喷射喷出物的排放占主导地位的喷射排放在最明亮的阶段的爆发。我们发现，喷出物变得更暗，更慢，更少的频率，更少的能量，在排放过渡（超过1- 2天）被一个紧凑的喷流为主，因为爆发衰减走向平静。虽然这种紧凑的喷流的宽带光谱在整个爆发衰减过程中表现出非常小的演变（光学厚到薄的同步加速器喷流光谱中断位于近红外/光学波段; $\sim2-5\times10^{14}$ Hz），但发射仍然在毫米/亚毫米频率下间歇性变化。此外，我们还比较了整个2015年和以前的1989年爆发的无线电喷流发射，证实了2015年爆发的无线电发射衰减速度明显快于1989年。最后，我们详细介绍了我们在2015年12月天鹅座V404小型爆发期间进行的亚毫米观测，这表明，与主爆发类似，该源可能在这段短暂的重新活动期间发射喷射物。
2018-10-12 astro-ph.HE
High-energy gamma-ray activity from V404 Cygni detected by AGILE during the 2015 June outburst
AGILE卫星在2015年6月的射电、光学、X射线和软伽马射线频率观测到的爆发期间，探测到了来自X射线双星V404 Cygni的瞬态高能伽马射线发射。该活动由AGILE在50-400 MeV能带观测，时间为2015-06-24 UT 06：00：00至2015-06-26 UT 06：00：00（MJD 57197.25 - 57199.25），探测意义为${\sim}4.3σ$。伽马射线探测，与费米-LAT同期观测一致，与在无线电和硬X射线频率下观察到的明亮耀斑相关，并与511千电子伏线发射的强烈增强相关，可能表明轻子主导的瞬态喷流中的等离子体喷射。这个双星系统的AGILE观测与微类星体的情况是兼容的，在这种情况下，瞬态喷流是负责高能伽马射线发射。
2017-03-29 astro-ph.HE
The reproducible radio outbursts of SS Cygni
我们提出的结果，我们密集的射电观测活动的矮新星SS天鹅座在其2010年4月爆发。我们认为，所观察到的无线电发射产生的同步辐射从一个短暂的无线电喷流。比较这个系统之前和之后爆发的射电光变曲线（包括2011年和2012年爆发的高分辨率观测）表明，这个系统的典型长爆发和短爆发表现出可重复的射电爆发，爆发之间没有显著变化，这与观测到的光学，紫外和X射线光变曲线的相似性一致。同时进行的光学和X射线观测表明，射电辐射似乎与最初的X射线耀斑同时被触发，最初的X射线耀斑发生在盘状物质第一次到达边界层时。这就提出了一种可能性，即边界区域可能与吸积白矮星系统中的喷流产生有关。我们的高空间分辨率监测表明，在整个爆发过程中，致密喷流保持活跃，没有无线电猝灭。
2016-05-23 astro-ph.HE
Detection of Very Low-Frequency Quasi-Periodic Oscillations in the 2015 Outburst of V404 Cygni
2015年6月，黑洞X射线双星（BHXRB）V404 Cygni自1989年以来首次爆发。在这里，我们提出了一个全面的搜索V404天鹅座在其最近爆发的准周期振荡（QPO），利用数据从船上五个不同的X射线任务：斯威夫特/XRT，费米/GBM，钱德拉/ACIS，INTEGRAL的IBIS/ISGRI和JEM-X，和NuSTAR。我们报告的检测QPO在18兆赫同时与费米/GBM和雨燕/XRT，另一个例子，一种罕见的，但缓慢增长的新一类的mHz-QPO在BHXRB链接到一个高轨道倾角的来源。此外，我们在73 mHz和1.03 Hz的Chandra/ACIS观测中发现了两个QPO，以及在单个Swift/XRT观测中发现了136 mHz的QPO，可以解释为标准的C型QPO。除了检测到的QPO外，宽带功率中存在显着的结构，在0.1和1 Hz之间的Chandra观测中可观察到强烈的特征。我们讨论了我们的研究结果的背景下，目前的模型QPO形成。
2017-02-06 astro-ph.HE
Swift observations of the March 2011 outburst of the cataclysmic variable NSV 1436: a probable dwarf nova (Research Note)
2011年3月爆发的激变变星NSV 1436，提供了一个决定矮新星和复发新星分类的机会。我们使用七个日常观测的X射线和紫外线的雨燕卫星，连同AAVSO V测光，来解释的爆发和下降的行为。短暂的光学爆发与微弱且相对较软的X射线状态相吻合，而在下降到较暗的光学量级时，X射线源更硬更亮。这些属性，以及适度的光学爆发幅度，表明这是一颗矮新星爆发，而不是一颗复发新星。快速的光学衰减表明轨道周期低于2小时。
2011-08-05 astro-ph.HE
The 1989 and 2015 outbursts of V404 Cygni: a global study of wind-related optical features
天鹅座黑洞V404在2015年6月展示了一次明亮的爆发，在很宽的波长范围内被密集跟踪。我们的团队获得了高时间分辨率的光谱（~90秒），其中包括事件最活跃阶段的详细覆盖。我们提出了一个数据库，其中包括在这次事件中获得的651个光谱，我们将其与2015年12月较暗的续集爆发期间收集的58个光谱以及1989年事件的57个光谱相结合。我们之前曾报道过在2015年的两次爆发中发现了与风有关的特征（P-Cygni和宽翼线轮廓）。在这里，我们建立诊断图，使我们能够研究典型的发射线参数，如线通量和等效宽度的演变，并开发一种技术，系统地检测流出签名。我们发现，这些都存在于整个爆发，即使在非常低的光通量，这两种类型的外流功能同时观察到在某些光谱，确认了一个共同的起源的想法。我们还表明，星云相位描绘循环模式在许多诊断图，而P-天鹅座配置文件是高度可变的时间尺度分钟。三次爆发之间的比较显示，2015年6月和12月期间获得的光谱有许多相似之处，而1989年的光谱显示出较窄的发射线和较低的风终极速度。在这项工作中提出的诊断图已使用标准的测量技术，因此可以应用于其他活动的低质量X射线双星。
2018-09-03 astro-ph.HE
High-energy gamma-ray observations of the accreting black hole V404 Cygni during its June 2015 outburst
我们报告了费米/大面积望远镜在2015年6月至7月爆发期间对吸积黑洞低质量X射线双星V404 Cygni的观测。详细的分析揭示了2015年6月26日可能有过量的$γ$射线发射，在V404 Cyg的方向上（在$95\%$置信区域和$4 \times 10^{-4}$的机会概率内），具有高于$100$ MeV的非常软的光谱。这种发射不能与任何先前已知的费米源相关联。它与天鹅座V404光变曲线中最亮的射电和硬X射线耀斑在时间上的重合，在其爆发的主要活动阶段结束时，加强了与天鹅座V404的关联。如果$γ$射线发射与天鹅座V404有关，那么INTEGRAL同时探测到$511\,$ keV湮灭发射需要高能$γ$射线远离日冕，可能是在Blandford-Znajek喷流中。这些数据支持涉及磁制动盘的模型，其中一个明亮的$γ$射线射流可以重新形成后，发生的主要瞬态喷射中看到的无线电。
2016-07-21 astro-ph.HE
High Resolution Chandra HETG spectroscopy of V404 Cygni in Outburst
天鹅座V404是一个被描述得最好的恒星质量黑洞，它的质量、距离和倾角都有很好的测量，是研究Eddington限制吸积事件的理想候选者。经过一段长时间的沉寂，天鹅座V404在2015年6月经历了一次新的爆发。我们获得了20 ksec和25 ksec的两个Chandra HETG曝光。观察到许多强发射线; Si He类三重线的比率给出形成区域距离的估计为$4\times10^{11}$ cm，而较高电离的Fe XXV He类三重线给出$7\times10^9$ cm的估计。一个狭窄的Fe K $α$线被检测到的等效宽度大于1千电子伏，在许多时代，信号，我们不直接观察中央引擎。中央引擎的模糊和强烈的窄发射线表明外盘可能被照亮，它的结构可能有助于驱动天鹅座V404中观察到的强烈变化。在最高通量阶段，观察到强的P-Cygni配置文件与强大的磁盘风一致。这种风的动能可能非常高。
2015-08-05 astro-ph.HE
V404 Cygni with Fermi-LAT
我们重新研究了低质量X射线双星（LMXB）系统V404 Cygni的爆发，并声称用费米LAT仪器观察到伽马射线过量。在分析了一个11.5年的数据集与8年LAT点源目录和8年的背景模型，我们没有发现任何证据表明，有高能量的伽玛射线发射期间爆发期间（或在任何其他时间）从V404天鹅座。这是由于天鹅座V404与伽马射线发射耀变体B2023+336的距离接近，而耀变体B2023+336是一个大约0.3度的发光源，这导致天鹅座V404位置的源混淆，明亮的伽马射线背景，以及在以前的研究中使用较旧的背景模型和目录。
2021-07-20 astro-ph.HE
MITSuME observation of V404 Cygni in the 2015 outburst: Two optical variable components with different variability
天鹅座黑洞双星V404（= GS 2023+338）在2015年6月15日经过26年的平静后爆发。我们报告的多色光学观测（g '，Rc，和Ic），该对象在其爆发的开始进行的MITSUME 50厘米望远镜在Akeno，山梨，和MURIKABUSHI 105厘米望远镜在石垣岛天文台。通过对多色光变曲线的时域分析，我们成功地将光变分解为两个分量：高变分量和小变分量。色图中小变分量的轨迹与多温黑体辐射的轨迹一致，而大变分量的轨迹则描绘出一个幂律谱，谱指数α~0.6-1.0。对于小变量的组成部分，我们认为，最内层的温度高于~2.0 $\times10^4$ K和最外层的温度低于~6.5 $\times10^3$ K的照射盘是最合理的来源。光变曲线在观测过程中逐渐上升的趋势可能是由于小变分量的增长。从可见光到紫外的光谱能量分布（SED）可以用一个由幂律分量和受照圆盘分量组成的模型来表示。
2017-05-17 astro-ph.HE
High Energy Emission of V404 Cygni during 2015 outburst with INTEGRAL/SPI: Spectral analysis issues and solutions
在2015年6月/7月观测到了天鹅座V404（= GS 2023 -338）的X射线瞬变的强烈爆发，在硬X射线域达到了50蟹状星云的水平。在此水平的光子通量下，仪器的行为可能会受到严格测试，并且一些仪器伪影可能会影响数据分析。我们对INTEGRAL飞行任务上的SPI仪器感兴趣，并进行了彻底的检查，以确保正确处理数据。通过分析整个爆发的观测结果，我们观察到，高能量域（500千电子伏以上）有时表现出意想不到的功能，值得仔细检查。假触发器已知会影响MeV区域，我们怀疑这种现象可能会因巨大的光子通量而加剧。我们已经调查了这个问题，特别是在高通量期间，实际上发现，人工高能量颠簸可能会出现与目前的标准分析程序。然而，如果通常在650-2200 keV能量中使用的特定选择事件被应用到450 keV，则寄生噪声和相关联的谱特征被去除。我们提出了如何获得可靠的光谱结果的高能量发射的V404天鹅座在极端的通量水平，并表明，与正确的配置，硬X射线发射，高达几兆电子伏，是由一个两个组件的模型，在天鹅座X-1和V404天鹅座本身在较低的通量水平。
2016-01-20 astro-ph.HE
High Energy Neutrinos from Novae in Symbiotic Binaries: The Case of V407 Cygni
费米大天区望远镜（LAT）对天鹅座V407共生双星中一颗新星的高能（~> 100 MeV）γ射线的探测为从这类源探测高能中微子提供了可能性。白矮星表面的热核爆炸引发了一个运动中的新星壳层，它在红巨星伴星提供的稠密的周围介质中膨胀并减速。粒子在壳层的激波中被加速，并与周围介质相互作用产生观测到的伽马射线。我们表明，质子-质子相互作用，这是最有可能负责通过中性π衰变产生伽马射线，产生~> 0.1 GeV的中微子，可以检测到的当前和未来的实验在~> 10 GeV。
2010-12-07 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Hubble Space Telescope STIS Spectroscopy of Three Peculiar Nova-Like Variables: BK Lyn, V751 Cygni and V380 Oph
我们获得了三个类新星变星的哈勃STIS光谱：V751 Cygni，V380 Oph，以及-唯一被证实的类新星变星已知低于周期间隙- BK Lyn。在所有三个系统中，光谱都是在高光学亮度状态下拍摄的，并且发光的吸积盘主导了它们的远紫外（FUV）光。我们通过应用\citet{Knigge2006}的红外光度法评估了距离的下限。在所施加的限制，由鲜为人知的系统参数（如倾角，白矮星的质量，和稳态吸积盘的适用性），我们得到了满意的适合BK林恩使用光学厚吸积盘模型与吸积率$\dot{M} = 1\times10^{-9} M_{\odot}$年$^{-1}$的$M_{wd} = 1.2 M_{\odot}$和$\dot{M} = 1 \times 10^{-8} M_{\odot}$年$^{-1}$为$M_{wd} = 0.4 M_{\odot}$的白矮星质量。然而，对于VY Scl型新星类变量V751天鹅座和SW性星V380 Oph，我们无法获得令人满意的合成光谱拟合的高状态FUV光谱使用光学厚稳态吸积盘模型。FUV光谱信息的缺乏到莱曼极限阻碍了在这些类新星系统的高状态期间关于吸积白矮星的信息的提取。
2009-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-colour optical photometry of V404 Cygni in outburst
上下文这篇观测论文是在许多观测者进行大规模多波长努力的背景下编写的，目的是跟踪2015年6月发生的天鹅座V404短暂耀斑事件。目标。我们最初的主要目的是通过在其最活跃的耀斑阶段获得宽带光度观测来促进对这一瞬态源的研究。然而，在对数据进行详细分析后，获得了一些有趣的结果，鼓励专门出版。方法.采用的方法是基于宽带差分CCD光度法。天鹅座V404的这次爆发使它成为一个非常明亮的目标，很容易被小型教育望远镜观测到。因此，在这项工作中使用了哈恩大学天文台现有的41厘米望远镜。结果我们在不同的时间尺度上检测到幅度和颜色的变化。在我们长达3小时的观测中，平均每半小时出现一次单独的光学耀斑，但也观察到大振幅（\sim 1等）变化，其间隔短至10分钟。此外，颜色变化似乎是高度相关的颜色-颜色图。另一个值得注意的发现是检测时间滞后，从大约一分钟到几分之一分钟之间的光变曲线在不同的过滤器（VRcIc）。结论.所观察到的行为是暂时解释的情况下，基于喷射的非热发射，相对论等离子体激元，其同步辐射光谱延伸到光学波长。这将使天鹅座V404的一些耀斑与众所周知的微类星体GRS 1915+105的耀斑非常相似
2016-01-08 astro-ph.HE
Non-Steady State Accretion Disks in X-Ray Novae: Outburst Models for Nova Monocerotis 1975 and Nova Muscae 1991
我们用随时间变化的吸积盘模型拟合了两颗X射线新星（Nova Monocerotis 1975 = A0620 - 00和Nova Muscae GS 1991 = 1124 - 683）的爆发。该模型是基于一个新的解决方案的扩散型方程的非稳态吸积，并描述了一个粘性的α-磁盘在一个二进制系统的爆发后的峰值，当在磁盘中的物质完全电离的演变。吸积率在磁盘上按照幂律下降。我们推导出吸积率和有效温度的磁盘公式。该模型有三个自由输入参数：中心物体M的质量、湍流参数α和归一化参数Δ t。模拟结果与观测到的X射线和光学B和V光变曲线进行了比较。由此得出的湍流参数$α$的估计值是相似的：A 0620 - 00为0.2 - 0.4，GS 1124 - 683为0.45 - 0.65，这表明这些源中致密天体周围的吸积盘中的粘性具有相似的性质。我们还推导出这些系统的距离作为其紧凑的对象的质量的函数。
2009-05-15 astro-ph.HE
Fitting the Chandra LETG spectrum of SS Cygni in outburst with model atmosphere spectra
天鹅座SS在爆发时的Chandra / LETG光谱显示出宽的（\approx 5 A）光谱特征，这些特征被解释为温度为250 kK的黑体连续谱上的大量吸收线（Mauche 2004）。这很可能是白矮星表面快速旋转的光学厚边界层的光谱。在这里，我们提出的结果拟合这个光谱与高重力热恒星模型大气。为此，计算了一组扩展的LTE模式大气与太阳化学成分。用以下参数得到最佳拟合：T_eff=190 kK，log g=6.2，N_H=8 × 10^{19} cm^{-2}。该模型的光谱在60- 125 A范围内相当好地描述了观测到的光谱，但在较短的波长下，观测到的光谱具有高得多的通量。对此原因进行了讨论。推导出的低表面重力支持快速旋转边界层的假设。
2012-10-01 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
The nova-like nebular optical spectrum of V404 Cygni at the beginning of the 2015 outburst decay
我们报告了黑洞X射线双星V404 Cygni的FORS 2光谱学，在其2015年爆发衰变的最开始进行，辅以准同步$Swift$ X射线和紫外线以及REM近红外观测。其独特的光谱是由丰富的HI，HeI和更高的电离物种，特别是Fe II的发射信号占主导地位。光谱特征分为广泛的红移和狭窄的固定品种，后者被发射在外部区域。在短时间尺度的连续性和线的变化是高的，我们发现鲍德温效应的半最大值的全宽度和等效宽度的宽线与其本地连续性之间的反相关性。在$4.61\pm0.62$，巴耳末衰减Hα/Hβ也异常大。我们认为，这些属性暗示在宽线光学厚，并产生在一个circumbinary组件中，更快的光学厚和更慢的光学薄的区域之间的冲击可能会发生。我们将它与一个类似新星的星云联系起来，这个星云是由强吸积盘风的冷却残余物形成的，当最后一次大耀斑之后质量吸积率下降时，吸积盘风关闭了。FeII线可能产生于这个星云和伴星风之间的重叠区域，而我们赞成星云内的激波通过自吸收光学薄韧致辐射来负责光学连续谱。近红外过量的存在也指向一个强可变的紧凑型射流或多尘成分的贡献。
2016-11-07 astro-ph.HE
Morphology of the Light Curves for the X-ray Novae H1743-322 and GX339-4 during their Outbursts in 2005-2019
基于对X射线新星H 1743 -322（IGR J17464-3213）和GX 339 -4的长期SWIFT、RXTE和MAXI观测，我们研究了它们的X射线爆发的形态和光变曲线。特别是，我们已经证实了两个源中存在两种完全不同类型的爆发，软（S）和硬（H），并揭示了它们的变种，超亮（U）和中间（I）。根据截断吸积盘模型讨论了这些爆发光变曲线差异的性质和来源。
2020-09-19 astro-ph.HE
First INTEGRAL observations of V404 Cygni during the 2015 outburst : spectral behavior in the 20 - 650 keV energy range
2015年6月，天鹅座V404（= GS 2023 +38）经历了一次异常的爆发。我们提出的结果，在第一次革命致力于这个目标的积分任务，并专注于在硬X射线域的光谱行为，使用SPI和IBIS仪器。源表现出极端的变化，并达到几十个螃蟹的通量。然而，20和650千电子伏之间的辐射可以理解为两个主要组成部分，在所有可观测的时间尺度上变化，类似于在持久的黑洞系统Cyg X-1中观察到的。低能量分量（高达~ 200 keV）呈现出相当不寻常的形状，可能是由于固有源的可变性。尽管如此，一个令人满意的描述与康普顿化模型，如果一个异常热的种子光子（$kT_0$ ~ 7 keV）的人口被引入。在这第一个组成部分之上，一个明显的过量延伸到400-600千电子伏，导致我们研究一种情况，其中一个额外的（截止）幂律可能对应于射流同步辐射的贡献，如天鹅座X-1所提出的。对湮灭特征的搜索没有提供任何可靠的检测，在平均获得的光谱上，对于以511 keV为中心的窄线，上限为2 x $10^{-4} ph/cm^2 s$（2 σ）。
2015-10-13 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
Interpretation of the light curve of GeV-TeV emission from the 2021 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi
新星爆发发生在由一颗白矮星（WD）和一颗低质量的类太阳恒星（经典新星）或红巨星组成的双星系统中。用Fermi-LAT方法从10多颗经典新星和一颗共生系统新星（V407 Cyg）中探测到GeV的γ射线辐射。对于经典新星，伽马射线的发射通常被认为与快速外流与慢速外流碰撞形成的内部冲击有关。然而，对于天鹅座V407，伽马射线的来源一直存在争议，因为内部冲击和外部冲击，由新星喷出物和巨大伴星的环境风之间的碰撞引起，被认为可以解释伽马射线数据。最近，在共生系统RS Ophiuchi中的一颗新星2021年爆发期间检测到了明亮的GeV和TeV伽马射线发射，这表明在爆发后约一个月内，时间上呈现出非常平滑的幂律衰减。我们表明，这种时间衰减行为可以解释为产生的绝热外激波扩大红巨星风。在这种解释中，伽马射线是由冲击加速的质子通过强子过程与稠密的风相互作用产生的。我们还推导出了绝热和辐射新星冲击在自相似减速阶段的衰变斜率的标度关系。
2022-10-07 astro-ph.HE
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 spectral evolution of V404 Cygni in the initial phase of the 2015 outburst
黑洞双星GS 2023+338在2015年6月表现出前所未有的明亮爆发。自6月17日以来，INTEGRAL上的高能仪器在明亮和低光度阶段都检测到了极其可变的发射，硬度比在~秒的时间尺度上发生了剧烈变化。IBIS和SPI数据的分析揭示了硬光谱的存在下，在最亮的阶段，兼容与温度kTe ~ 40 keV的热康普顿。种子光子温度最适合kT 0 ~ 7 keV，这太高而不能与来自盘的黑体发射兼容。这个结果与种子光子由不同的源提供是一致的，我们假设是射流中的同步加速器驱动的分量。在耀斑最亮的阶段，硬度显示出与通量的复杂的相关性，最大能量在40-100 keV的范围内释放。E > 50 keV的硬X射线变化与较软波段的通量变化相关，表明整体源变化不能完全源于吸收，但至少部分是由于中央吸积源。
2015-10-12 astro-ph.HE
Low-Frequency Quasi-Periodic Oscillations in the X-ray Nova MAXI J1535-571 at the Initial Stage of Its 2017 Outburst
我们报告了在2017年9月爆发的初始阶段，在X射线新星MAXI J1535-571的功率谱中发现了低频准周期振荡（QPO）。基于SWIFT和INTEGRAL仪器的数据，我们追踪了QPO参数（主要是它们的频率）随时间的演变以及它们与源的X射线光谱变化（发射通量和硬度的变化）的相关性。我们将限制的理论QPO生成模型。
2018-06-15 astro-ph.HE
Swift UVOT observations of the 2015 outburst of V404 Cygni
黑洞双星V404 Cygni在经历了26年的X射线静止后，于2015年6月爆发。我们用尼尔·格瑞尔斯·斯威夫特天文台观测到了这次爆发。我们提出的光学/紫外观测与雨燕紫外光学望远镜，并将它们与X射线观测与雨燕X射线望远镜。我们发现，尘埃消光影响的光学/UV，不相关的吸收，由于中性氢，影响X射线发射。我们认为在黑洞附近存在一个小的不均匀的高密度吸收体，其中包含的尘埃量可以忽略不计。总的来说，光学/紫外线的时间变化似乎可以追踪X射线的时间变化。在某些时期，我们观察到（15 - 35）秒的光学时滞。对于光学/UV和X射线，变化的幅度与通量相关，但这种相关性在光学/UV中不太显著。光变曲线的可变性可能是由复杂的工艺组合产生的。一些X射线的变化可能是由于存在局部的、不均匀的和无尘的吸收体，而在X射线和光学/UV中可见的变化可能是由吸积流驱动的：X射线在内部吸积盘中产生，其中一些被重新处理为光学/UV;和/或X射线和光学/UV发射在射流内产生。
2019-08-12 astro-ph.HE
Detection of the microquasar V404 Cygni at gamma-rays revisited: short flaring events in quiescence
微类星体V404 Cygni（也称为GS 2023+338）在2015年爆发期间，在亚日时间段内有微弱的GeV伽马射线发射。为了提供该黑洞双星系统在高能区的更详细的信息，我们对费米伽马射线空间望远镜（Fermi Gamma ray Space Telescope，LAT）上的大视场望远镜（Large Area Telescope，LAT）获得的数据进行了分析。使用的LAT数据库和源目录都是最新的。除了先前报道的在2015年爆发高峰期的检测之外，我们还发现在2015年8月17日至19日（2015年爆发结束时）的3天时间段内可能检测到源（$\sim 4σ$），并在2016年8月23日至25日发现一个令人信服的检测（$\simeq 7σ$）。后者的高显着性探测表明，该源的γ射线发射是软的，光子指数为$Γ\sim 2.9$。由于微类星体的γ射线辐射被认为与它们的喷流活动有关，我们通过与已经研究得很好的情况，即Cyg X-3和Cyg X-1的比较来讨论结果。这一发现有助于确认天鹅座V404是一颗微类星体，在其静止状态下可探测到伽马射线发射，并为微类星体群增加了有趣的特征，或者在更广泛的背景下为具有喷流的X射线双星增加了有趣的特征。
2021-09-14 astro-ph.HE
Rapid Optical Variations Correlated with X-rays in the 2015 Second Outburst of V404 Cygni (GS 2023$+$338)
我们介绍了2015年12月至2016年1月期间V404 Cyg爆发期间的光学多色测光以及同步X射线数据。这次爆发发生在2015年6月至7月的前一次爆发后不到6个月。2015年的这两次爆发是缓慢上升和快速衰减型的，即使在低光度（0.01-0.1 $L_{\rm Edd}$）下也显示出大振幅（$\sim$ 2等）和短期（$\sim$ 10分钟-3小时）的光学变化。我们发现相关的光学和X射线的变化，在两个$\sim$ 1小时的时间间隔，并进行贝叶斯时间延迟之间的估计。在以前的版本中，X射线光变曲线的观测时间是在卫星上测量的，其时间系统是地球时间（TT），而光学光变曲线的观测时间是在地球上测量的，其时间系统是协调世界时（UTC）。在这个版本中，我们已经纠正了观测时间，并获得了贝叶斯估计的光学延迟对X射线发射，这是$\sim$ 30秒，在这两个间隔。此外，当时光学光度和X射线光度之间的关系是$L_{\rm opt} \propto L_{\rm X}^{0.25-0.29}$。这些特征可以自然地用椎间盘再加工来解释。
2018-01-02 astro-ph.HE
The 2015 Decay of the Black Hole X-ray Binary V404 Cygni: Robust Disk-Jet Coupling and a Sharp Transition into Quiescence
我们在2015年爆发结束时同时对黑洞X射线双星V404 Cygni进行了X射线和无线电观测。从2015年7月11日到8月5日，我们用Chandra，Swift和NuSTAR在X射线中监测了V404 Cygni，并用Karl G. Jansky甚大阵和甚长基线阵在射电中的位置，覆盖了1989年爆发时覆盖不好的光度范围（我们2015年的活动覆盖了2 e33 <Lx<1 e34 erg/s）。在我们2015年的活动中，X射线光谱从γ ~1.6（Lx~ 1 e34 erg/s）的硬光子指数迅速发展到γ ~2（Lx~ 3e 33 erg/s）的软光子指数。我们认为，V404天鹅座达到伽玛~2标志着开始的静态光谱状态，这发生在一个高的X射线光度比平均爆发前的光度~ 8 e32 erg/s的3-4倍。天鹅座V404的射电/X射线光度相关性与它在1989年的前一次爆发相同，这意味着它有一个强大的盘-喷流耦合。我们排除的可能性，同步加速器冷却射流占主导地位的X射线发射在静止，离开同步加速器自康普顿从热吸积流或从辐射冷却射流作为最有可能的来源X射线辐射，和/或粒子加速沿射流变得不那么有效的静止。最后，我们提出了第一个迹象的相关无线电和X射线的变化在分钟的时间尺度上的平静，暂时测量无线电发射滞后X射线15+/-4分钟，这表明X射线的变化传播下来的喷流长度<3.0 AU。
2016-11-09 astro-ph.HE
NuSTAR observations of the Dwarf Nova GK Persei in 2015: comparison between outburst and quiescent phases
我们报告NuSTAR观测的中间极GK英仙座也表现为矮新星。它在2015年3月至4月期间展示了矮新星爆发。该天体在3-79 keV X射线中被NuSTAR观测到，一次是在爆发高峰，另一次是在2015年9月的平静期。爆发期间的5-50 keV通量是平静期间的26倍。利用多温度辐射模型和反射模型，我们得到爆发时的激波后温度为19.2 ± 0.7keV，平静时为38.5 ± 4.1/-3.6keV。这种温度差异被认为反映了半径的变化，在该半径处，形成吸积盘的吸积物质被白矮星（WD）的磁层捕获。假设这个半径是质量吸积率的-2/7次方，并利用两个温度测量值，以及WD的标准质量-半径关系，我们确定英仙座GK的WD质量为0.90 +/- 0.06太阳质量。估计磁场为4*10^5 G。
2016-10-20 astro-ph.HE
An accurate geometric distance to the compact binary SS Cygni vindicates accretion disc theory
矮新星是白矮星从附近的红矮星伴星吸积物质。它们的定期爆发被解释为在吸积盘中的热粘性不稳定性，由盘不稳定性模型描述，该模型已成功地扩展到其他吸积系统。然而，原型的矮新星，天鹅座SS，提出了一个重大的挑战，我们的理解吸积盘理论。在哈勃太空望远镜测量的159 +/- 12 pc的距离上，它太亮了，不可能经历观察到的定期爆发。使用非常长的基线干涉无线电观测，我们报告了一个准确的，独立于模型的距离SS天鹅座的地方源显着接近114 +/- 2 pc。这调和源行为与我们的理解吸积盘理论在吸积致密物体。
2013-05-24 astro-ph.HE
The 2019 outburst of the 2005 classical nova V1047 Cen: a record breaking dwarf nova outburst or a new phenomenon?
我们详细研究了2019年激变变星V1047~Cen的爆发，该变星在2005年发生了一次经典新星爆发。这一奇特的爆发发生在经典新星事件之后的14年，持续了400多天，在光学上达到了大约6等的振幅。早期的光谱追踪揭示了可能是矮新星（吸积盘不稳定性）的爆发。然而，爆发的持续时间，高速度（$>$ 2000\，km\，s $^{-1}$）的光学线轮廓的功能，发光的光发射，并存在突出的持久的无线电发射一起提出了一个比矮新星爆发更奇异和充满活力的现象。爆发的幅度，辐射能量和光谱演化也不符合经典的新星爆发。V1047~Cen的2019年爆发与经典共生星的爆发有相似之处，但2005年之前的图像表明V1047~Cen可能拥有一个矮伴星，这意味着一个典型的激变变星系统。基于我们的多波长观测，我们认为爆发可能是由于增强的质量传递或盘的不稳定性而使盘变亮，可能导致白矮星上的核壳燃烧增强，而白矮星已经经历了某种程度的准稳定壳燃烧。这最终导致产生风和/或双极准直流出。V1047~Cen在2019年的爆发似乎是独一无二的，之前在典型的灾变变星系统中没有观察到类似的情况，这暗示了一种潜在的新天体物理现象。
2022-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-outburst observations of Nova Del 2013 from Pan-STARRS 1
Nova Delphini 2013于2013年8月14日被发现，并最终成为一个肉眼可见的物体。我们试图研究该天体在爆发前的行为，并将其与其他新星爆发前的光度特征进行比较。我们搜索了Pan-STARRS 1卫星，以确定Nova Del 2013爆发前的测光，并确定了爆发前1.2年的24次观测。海豚座新星的祖先显示出十分之几等的变化，但与档案板测光相比并没有显着变亮。我们还发现，在Pan-STARRS 1观测对之间的大约半小时时间尺度上，该对象没有显着变化。
2014-02-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observations of V404 Cygni during the 2015 outburst by the Nasu telescope array at 1.4 GHz
早稻田大学那须望远镜阵列是一个空间快速傅里叶变换（FFT）干涉仪，由8个线性排列的天线和20米的球面盘组成。这种类型的干涉仪是为了测量瞬态无线电源而开发的，其角分辨率高达160米碟形天线的分辨率，视场宽达20米碟形天线的视场。我们一直在进行漂移扫描模式的观测，在这种观测中，望远镜随着地球的旋转而扫描一个选定的十亿度周围的天空。黑洞X射线双星V404 Cygni在经历了26年的平静期后，于2015年6月经历了新的爆发。由于对黑洞双星的兴趣，积累了大量关于这一爆发的所有波长的数据。使用上述望远镜，我们从X射线爆发前一个月开始每天监测天鹅座V404，并在6月21.73日和6月26.71日检测到两次1.4 GHz的射电耀斑。每次耀斑的通量密度和时间尺度分别为313+/-30 mJy和1.50+/-0.49天，364+/-30 mJy和1.70+/-0.16天。我们还通过收集几台射电望远镜观测到的其他射电数据，证实了短时间内射电频谱的极端变化。这种光谱行为被认为反映了与这些极端的射电和X射线活动相关的喷射斑点的不透明度的变化。我们的1.4 GHz的无线电数据预计将有助于研究物理的吸积和喷射现象周围的黑洞。
2020-06-24 astro-ph.HE astro-ph.IM
Physics of nova outbursts: A theoretical model of classical nova outbursts with self-consistent wind mass loss
我们提出了一个基于辐射压力梯度加速的自洽风质量损失的经典新星爆发周期模型，即，所谓的光学厚风。用Henyey程序计算了质量吸积率为$5 \times 10^{-9}~M_\odot$/年$^{-1}$的1.0 $M_\odot$白矮星的演化模型。当光学厚风发生时，富氢包层的最外部分连接到稳定移动的包层。我们证实，没有内部冲击波发生在热核逃逸。在光球最大膨胀时期，风质量损失率达到最大值，为$1.4 \times 10^{-4}~M_\odot$ yr $^{-1}$，此时光球温度降低到$\log T_{\rm ph}$（K）=3.90。几乎所有的吸积质量都消失在风中。氢燃烧产生的核能以光子发射（64%）、重力能（克服重力将风物质提升，35%）和风的动能（0.23%）的形式损失。一颗典型的新星在热核逃逸开始后的一天内（光学极大值前$\sim$ 25 d），在远紫外（100 - 300 nm）波段应该非常明亮。在新星爆发的衰变阶段，包络结构非常接近于稳态解。
2022-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
VERITAS Observations of the Nova in V407 Cygni
我们报告了天鹅座V407的甚高能量（E > 100 GeV）伽马射线观测结果，天鹅座V407是一颗共生双星，在2010年3月10日至26日期间经历了一次新星爆发，产生了0.1-10 GeV的伽马射线。由于天鹅座V407的位置，在2010年3月19日至26日期间，在相对较大的天顶角下，用甚高能辐射成像望远镜阵列系统进行了观测。本文提出了一种改进的大天顶角观测数据重建方法，并用于数据分析。我们没有探测到天鹅座V407，因此在1.6 TeV处，通量的微分上限为2.3 \times 10^（-12）erg cm^（-2）s^（-1）（置信水平为95%）。当与费米-LAT的数据一起考虑时，这一结果限制了新星中非常高能量粒子的加速。
2012-05-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
KSP-OT-201611a: A Distant Population II Dwarf Nova Candidate Discovered by the KMTNet Supernova Program
我们提出了一个多色，高节奏的测光研究遥远的矮新星KSP-OT-201611 a发现的韩国微透镜望远镜网络超新星计划。从2016年10月到2017年5月，在$BVI$波段探测到两次爆发，其中包括一次超长爆发和一次正常/短爆发，相隔$\sim$ 91天。爆发的形状和幅度揭示了KSP-OT-201611 a是SU Uma或U Gem型矮新星的性质。KSP-OT-201611 a在超长爆发中周期性峰的颜色变化可能表明它是一颗SU UMa型矮新星。超级爆发和正常爆发在爆发过程中表现出明显不同的颜色演化，很可能是由于冷却波在吸积盘中形成的时间不同。爆发峰值的星等和矮新星的轨道周期表明，它与银心的距离（$\sim$ 13.8 kpc）和高度（$\sim$ 1.7 kpc）都很大。因此，KSP-OT-201611 a可能为研究星族II矮新星的吸积盘过程提供了一个难得的机会。
2019-06-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Flares, wind and nebulae: the 2015 December mini-outburst of V404 Cygni
经过超过26年的平静，黑洞瞬态V404 Cyg于2015年6月进入明亮的爆发，同年12月下旬检测到额外的活动。在这里，我们提出了一个光学光谱的后续行动，12月的小爆发，连同X射线，光学和无线电监测，跨越了一个多月。在雨燕触发后的~10天内，在三个光谱范围内检测到强度逐渐增加的强耀斑。我们的光谱揭示了一个快速外流风的存在下，所暗示的P-Cyg配置文件（He I - 5876 A）的检测与终极速度的~2500公里/秒。还观测到了H_α等效宽度约为500埃的星云状光谱。所有这些特征都与2015年6月主要爆发期间看到的相似。因此，与射电喷流同时出现的快速光学风极有可能出现在天鹅座V404的每一次爆发中。最后，我们报告了2016年1月下旬探测到的强烈射电耀斑，当时由于太阳的限制，X射线和光学监测已经停止。
2016-10-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
ASASSN-14ho: Longest-period Dwarf Nova with Multiple Rebrightenings
矮新星和X射线新星爆发后的再亮现象仍然是吸积盘理论中最具挑战性的课题之一。人们普遍认为爆发后的再亮是WZ Sge型矮新星的一个关键特征，它们主要具有短（$\lesssim$ 0.06 d）的轨道周期。我在ASASSN-14 ho的2014年爆发期间发现了四次爆发后的再亮，其轨道周期最近被测量为异常长[0.24315（10）d]。使用文献中径向速度研究的正式解决方案，我讨论的可能性，这个对象可以是一个SU UMA型矮新星附近的3：1共振的稳定边界，尽管其异常长的轨道周期。如果质量转移发生在次级恒星经历了重大的核演化之后，那么就可以认为这类天体是产生的，它们可能隐藏在大量爆发后多次重新变亮的矮新星之中。
2019-11-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Swift observations of the 2015 outburst of AG Peg -- from slow nova to classical symbiotic outburst
共生星通常包含表面有准稳定壳燃烧的白矮星。然而，在大多数共生体中，这种燃烧的起源尚不清楚。然而，在共生的慢新星中，它与过去的热核失控有关。2015年6月，共生的慢新星AG Peg被发现，这是自1850年以来的第二次光学爆发。这次爆发的持续时间和幅度都比以前的爆发要短得多，而且它包含了多个峰值--就像经典共生星如Z和Z中的爆发一样。我们报告了2015年6月至2016年1月期间对AG Peg进行的Swift X射线和紫外线观测。X射线通量在几天的时间尺度上变化很大，特别是在接近光学极大值的四天内，当X射线变得明亮而柔和时。这种强烈的X射线变化又持续了一个月，之后X射线随着光通量的下降而变硬。整个爆发过程中紫外线通量都很高，这与白矮星上的准稳定壳燃烧相一致。由于白矮星周围的吸积盘通常不会产生可探测的X射线（由于边界层的康普顿冷却），X射线可能来自喷出物中的激波。由于X射线的光电吸收变化不明显，因此X射线的变化可能与受冲击材料的性质直接相关。AG Peg从一颗缓慢的共生新星（推动了1850年的爆发）转变为一颗经典的共生星，这表明至少有一些共生星的外壳燃烧是之前新星的残余燃烧。
2016-06-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light-curve analysis of the classical nova YZ Ret: revisit with fully self-consistent nova outburst models
The University of Tokyo（东京大学）；Keio University（庆应义塾大学）
本研究用完全自洽的新星爆发模型重新分析YZ Ret的多波段光变曲线，成功再现观测数据并解释GeV伽马射线发射的起源，揭示了激波形成机制。
2026-09-24 astro-ph.HE 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
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
Suppression of X-rays during an optical outburst of the helium dwarf nova KL Dra
KL Dra是一个吸积氦的AM CVn双星系统，轨道周期接近25分钟。大约每60天就会有一次4等的光学爆发，持续约10天。我们提出了最敏感的X射线观测的AM CVn系统在爆发周期。一系列的八个观测是使用XMM-牛顿开始后不久的光学爆发。我们发现，X射线被抑制在光学爆发。有一些证据表明，在爆发过程中，X射线光谱发生了光谱演化。在三个时期的紫外数据中可以看到周期性调制-这是双星轨道或超级驼峰周期的特征。与矮新星相比，X射线发射等离子体的温度较低，这可能表明风是X射线通量的重要部分。
2012-07-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
The spectral evolution and ejecta of recurrent nova U Sco in the 2010 outburst
介绍和分析了2010年U Sco爆发从最大光到平静的天气光谱观测以及同期的X射线观测。爆发后52天的X射线光谱表明有一个热源（kTbb ~ 70 eV）。.在氢和氦的光学复合谱线中观察到来自被辐照的伴大气的窄谱线分量。星云光谱的形成是第一次在这类经常性的新星，允许使用光电离模型的喷出物的详细研究。不寻常的[OIII]极光星云线的比例被发现和可能的情况下，他们的起源进行了讨论。发射线光谱的模拟表明，一个高度不均匀的喷出物质量约为或超过3 × 10-6 Msun
2010-09-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Timing and spectral analysis of GK Persei during the 2010 dwarf nova outburst
针对2010年矮新星爆发期间的GK Persei，通过时间与能谱分析确认其2–10 keV X射线自旋调制周期，并首次在0.3–2 keV波段观测到该调制，揭示其软X射线发射的多源起源。
2025-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modelling hystereses observed during dwarf-nova outbursts
上下文虽然盘不稳定性模型被广泛接受作为矮新星爆发的解释，它仍然是必要的，以面对它的预测观测，因为在吸积盘的角动量输运的限制是来自于该模型的应用到实际系统。目标。我们测试的预测模型的多色时间演化的爆发两个观察良好的系统，SS Cyg和大众Hyi。方法.我们用盘不稳定性模型计算了矮新星爆发的多色演化，并考虑了辐射次级、白矮星和热点的贡献。结果观测明确表明，在矮新星爆发演化过程中，光学色星等图中存在滞后现象。我们发现，盘不稳定性模型自然地解释了这种滞后的存在和方向。对于天鹅座SS和Hyi VW的特殊情况，系统演化过程中所涵盖的颜色和震级范围与观测结果相当一致。然而，观察到的颜色比在爆发的峰值附近观察到的颜色更蓝-就像在稳定的系统中一样，滞后周期的振幅比观察到的要小。预测的颜色显着依赖于假设的计算光盘光谱上升期间，并对二次辐射的大小为衰变的爆发的一部分。结论.如果人们希望解决在紫外系统的演变，光谱盘模型的改进是非常必要的。
2020-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dwarf nova outbursts in intermediate polars
盘不稳定性模型（DIM）在解释激变变星中观测到的矮新星爆发方面非常成功。当吸积中的白矮星被磁化时，圆盘在磁层半径处被截断，但对于对应于热粘性不稳定性的质量转移速率，这样的系统仍然会出现矮新星爆发。然而，大多数中间极的磁场不足以完全破坏吸积盘，似乎是稳定的，和罕见的观察到的爆发，特别是在系统的轨道周期长，比正常的矮新星爆发短得多。我们调查的中间极盘不稳定性模型的预测，以确定这些系统的观察到的属性可以解释的DIM。我们使用我们的数值代码的吸积盘的时间演化，修改，包括磁场的影响，从二级恒星恒定或可变的质量转移。我们发现，中间极性有足够低的质量传递和足够大的磁场保持吸积盘稳定的冷平衡分支。我们表明，在长周期系统中观察到的罕见和短暂的爆发，例如，TV Col，不能归因于吸积盘的热粘性不稳定性，而是必须由来自次级的增强的质量转移触发，或者更可能的是，由白矮星磁场与吸积盘中的磁旋转不稳定性产生的不稳定性耦合而触发。更长的爆发（几天）可能是由于盘的不稳定性。
2017-03-10 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
Short Timescale Evolution of the Polarized Radio Jet during V404 Cygni's 2015 Outburst
我们提出了一个高时间分辨率，多频线性极化分析甚大阵（VLA）无线电观测期间的一些最明亮的无线电耀斑（~1 Jy）活动的2015年天鹅座V404爆发。VLA同时捕获了两个频段（每个频段有两个1 GHz基带）的无线电演变，记录在5/7 GHz和21/26 GHz，允许宽带极化分析。鉴于源的高通量密度，我们能够测量偏振的时间尺度为13分钟，构成了最高的时间分辨率无线电偏振研究的黑洞X射线双星（BHXB）爆发的日期。在所有基带中，我们检测到可变的弱线性偏振发射（<1%），在时间分辨偏振部分中具有单个明亮的峰值，与演变中的动态射流成分的起源一致。我们采用了两种独立的极化方法，从5和7 GHz的基带数据中提取的内在电矢量的位置角和旋转措施，并检测到一个可变的内在极化角，指示一个快速发展的本地环境或复杂的磁场几何形状。与15.6 GHz的甚长基线阵列同时进行的空间分辨观测相比，没有显示出射流喷射和偏振状态之间的显着联系。
2023-01-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
