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
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
Supernova Type Ia progenitors from merging double white dwarfs: Using a new population synthesis model
Ia型超新星的研究极大地改善了天体物理学中许多领域的见解，但仍然缺乏对这些事件起源的理论解释。我们研究了合并的双碳氧白矮星对SNIa速率的潜在贡献。我们的目标是开发一个模型，适合所观察到的SNIa祖细胞以及所观察到的密切双白矮星人口。我们区分两种情况下的共同信封（CE）的演变，α-形式主义的基础上的能量方程和γ-形式主义的基础上的角动量方程。在一个模型中，我们总是应用α-形式主义。在第二个模型中的伽玛形式主义的应用，除非二进制包含一个紧凑的对象或CE是由潮汐不稳定的α-形式主义使用触发。二进制人口合成代码SeBa被用来从零年龄的主序星演化二进制系统，形成双白矮星和随后的合并。自上次发布代码内容以来，SeBa已经进行了全面更新。观测到的双白矮星的有限样本是更好地代表了使用伽玛形式主义比阿尔法形式主义的模拟人口。对于CE形式主义，我们发现，虽然模拟延迟时间分布的形态匹配的误差内的观测，归一化和时间积分率每恒星质量是一个因素7-12低于观察。此外，合并的双碳-氧白矮星的模拟人口的特点进行了讨论，并提出了替代SNIa合并双白矮星模型的背景下。
2012-08-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Binary population synthesis and SNIa rates
尽管Ia型超新星（SNeIa）在天体物理学的许多领域都具有重要意义，但SNeIa缺乏理论解释。我们调查的潜在贡献的SNeIa率从最常见的祖通道使用二进制人口合成（BPS）代码SeBa。利用SeBa，我们的目标是约束二元过程，如共同的包络相和质量保持效率的白矮星吸积。我们发现，模拟率是不足以解释所观察到的利率。此外，我们还发现白矮星吸积的质量保持效率对吸积速率有显著影响，但不能解释不同BPS程序模拟的吸积速率之间的差异。
2013-02-03 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
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
Wind-Driven Evolution of White Dwarf Binaries to Type Ia Supernovae
在Ia型超新星（SNe Ia）祖先的单一简并假设中，一颗白矮星快速地从它的伴星吸积富含氢或氦的物质，并表现为一个超软X射线源。这一观点受到了具有非常低质量伴星的超软X射线源的性质以及对附近几个超新星Ia的观测的挑战。已有研究指出，吸积中的白矮星的X射线辐射或星风可以激发星风或剥离伴星的质量，从而显著影响质量传递过程。本文对白矮星双星的风驱动演化进行了详细的计算。我们提出了可能的SN Ia祖细胞的参数空间，并为生存的同伴后SNe。结果表明，与传统的单简并方案相比，Ia超新星的前伴星具有更符合观测的特征。
2013-11-20 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
A helium-burning white dwarf binary as a supersoft X-ray source
Ia型超新星是宇宙距离的指标，也是宇宙中铁的主要来源，但它们的形成路径仍然存在争议。几十个超软X射线源，其中一个白矮星吸积了来自非简并施主星的富氢物质，已经被观察到并被认为是Ia型超新星的祖先。然而，氢的观测证据，预计将在超新星爆炸期间剥离的施主恒星，是缺乏的。氦吸积的白矮星，可以绕过这个问题，已经被预测了30多年，也包括它们作为超软X射线源的外观，但到目前为止还没有被发现。在这里，我们报告了一个超软X射线源的吸积盘的光谱是完全由氦为主，这表明施主星是无氢。我们解释发光和超软X射线是由于氦燃烧附近的表面吸积白矮星。我们的系统的属性提供了证据，扩展的途径，以氦吸积的基础上，特别是稳定燃烧的白矮星在较低的吸积率比预期到目前为止。这可能允许恢复亚高能的所谓Iax型超新星的数量，在这种情况下，所有Ia型超新星的30%。
2023-03-23 astro-ph.HE
Upper limits on the luminosity of the progenitor of type Ia supernova SN2014J
我们分析了钱德拉对SN 2014 J在M82中位置的爆炸前观测的档案数据。在数据中没有检测到这个位置的X射线源，我们计算了祖先亮度的上限。这些上限使我们能够坚定地排除一个清晰的超软X射线源祖光球半径相当于半径的白矮星附近的卡拉塞卡质量（~1.38 M_太阳）和质量吸积率的间隔，稳定的核燃烧可以发生。然而，由于超新星的光学观测暗示了相对较大的氢柱密度，我们不能排除具有较低温度的超软源，kT < 80 eV。我们发现超新星位于一个大的软漫射发射结构的中心，大约200 pc宽。该气体的质量约为3x10^4 M_sun，冷却时间短，tau_cool约为8 Myrs，表明它是一个超新星膨胀的超级气泡，与最近的恒星形成区域有关。如果SN 2014 J确实位于气泡内，它可能属于Ia型超新星的瞬发族群，延迟时间短至约5000万年。最后，我们分析了现有的一个后超新星钱德拉观测，并将超新星本身的X射线光度上限定为~（1-2）10^37 erg/s。
2014-02-12 astro-ph.HE
No hot and luminous progenitor for Tycho's supernova
Ia型超新星被证明对我们理解宇宙学至关重要，无论是作为标准烛光还是它们在银河系化学演化中的作用;然而，它们的起源仍然不确定。正则吸积模型暗示着一个炽热发光的原始体，它会在爆炸后的$\sim$ 10万年内将周围的气体吸到半径为$\sim$ 10- 100秒差距的范围内。在这里，我们报告严格的上限温度和光度的祖先第谷的超新星（SN 1572），确定使用残余本身作为探针的环境。因此，可以排除产生比在目前残骸半径（$\sim$ 3秒差距）处测量的更大氢电离分数的热的、发光的祖先。这最终排除了稳定的核燃烧白矮星（超软X射线源），以及从一颗质量为1000亿克拉的白矮星吸积$\gtrsim 10^{-8}M_{\odot}$ yr $^{-1}$（复发新星）的盘发射。缺乏一个环绕的斯特伦格伦球与双白矮星双星的合并是一致的，尽管其他更奇特的情况也是可能的。
2017-09-26 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
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
[HP99] 159 -- Properties of the first Supersoft X-ray Source with a Helium star donor
University of the Free State（自由州大学）；University of Southampton（南安普顿大学）；University of Oxford（牛津大学）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；University of Cape Town（开普敦大学）；University of Warsaw（华沙大学）
[HP99] 159 是首个与氦星供体相关的超软X射线源，通过长期光谱和光度学数据确定其轨道周期和低倾角系统特征，揭示其作为单个衰减Ia型超新星前身的独特性质。
2026-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitor constraints on the Type Ia supernova SN 2014J from Hubble Space Telescope H$β$ and [O III] observations
Ia型超新星被认为是由碳氧白矮星的热核爆炸产生的，但导致这种事件的演化机制仍然未知。许多建议的渠道，包括经典的单简并的情况下，调用一个热的，发光的进化阶段的祖先，在其中它是一个巨大的光致电离发射源。在这里，我们研究了SN 2014 J的环境，在哈勃太空望远镜拍摄的爆炸前和爆炸后的[O III] $\lambda5007$和H $β$图像中寻找光电离星云的证据。由于没有任何扩展的发射，我们排除了SN 2014 J位置在过去~ 10万年中稳定的核燃烧白矮星，假设典型的暖星际介质（ISM）粒子密度为1 cm $^{-3}$。这些限制大大超过了已知超软源典型温度下现有的X射线约束。对于较低的ISM密度（例如，$n_{\rm ISM}\sim 0.1~\rm{cm}^{-3}$）。然而，在这种情况下，任何假定的星云都将更加延伸，允许更深入的后续观测在不久的将来解决这种模糊性。
2019-01-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
CI Aql: a Type Ia supernova progenitor?
如果复发新星是Ia型超新星的祖先，那么它们的白矮星的质量一定接近于克拉塞卡极限。确定周期性新星中白矮星质量的最可靠方法是动态的，通过对伴星的径向速度和旋转增宽的测量。这样的测量要求系统既要有食光，又要显示出从次级恒星吸收的特征。在此之前，唯一对复发新星的动力学质量估计是U Sco，它的白矮星质量为1.55 +/- 0.24 M太阳能（Thoroughgood et al. 2001）。我们提出了新的时间分辨，中等分辨率光谱的食经常性新星CI天鹰座（CI Aql）在平静。我们发现这颗白矮星的质量是1.00 +/- 0.14 Msolar，第二颗恒星的质量是2.32 +/- 0.19 Msolar。我们估计它的半径为2.07 +/- 0.06 Rsolar，这意味着它是一颗轻微演化的早期A型恒星。高质量比q = 2.35 +/- 0.24和高次级恒星质量意味着质量转移发生在热时间尺度上。我们认为CI Aql正在迅速演变为超软X射线源，并最终可能在1000万年内爆炸为Ia型超新星。
2013-05-22 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
X-ray Limits on the Progenitor System of the Type Ia Supernova 2017ejb
我们提出了深X射线限制存在的爆炸前对应的低光度Ia型超新星（SN Ia）2017 ejb。SN 2017ejb是在NGC 4696中发现的，NGC 4696是半人马座星系团中一个经过充分研究的椭圆星系，在SN 2017ejb被发现之前的14到3年之间有894 ks的钱德拉成像。利用SN 2017ejb的爆炸后测光和光谱学，我们证明SN 2017ejb与低光度的SNe Ia如SN 1986G和SN 1991bg最一致。分析SN 2017 ejb在爆炸前图像中的位置，我们没有检测到爆炸前的X射线源。我们使用这些数据来放置上限的存在下，任何清晰的超软X射线源（SSS）。已知SSS系统是由一颗非简并伴星吸积而来的白矮星组成。我们排除了任何来源类似于已知的SSS系统与$kT_{\rm eff} > 85$电子伏特和$L_{\rm bol} > 4\times10^{38}~\text{erg s}^{-1}$以及模型的稳定吸积amerasekhar质量WD与吸积率$\dot{M}>3\times10^{-8}~M_{\odot}~\text{yr}^{-1}$。这些发现表明，与SN 2017ejb类似的低光度Ia超新星是从低质量的WD爆炸的，爆炸前的吸积率低，或者在爆炸前不久就吸积了。根据SN 2017 ejb和其他邻近的SNe Ia的极限，我们推断$<$ 47%的SNe Ia在稳定吸积的克…
2018-06-21 astro-ph.HE
Fermi-LAT Observations of V549 Vel 2017: a Sub-Luminous Gamma-Ray Nova?
我们报告了费米-LAT检测（具有~5.7 sigma显著性）以及2017年新星爆发V549 Vel的多波长分析。与最近的冲击动力新星ASASSN-16 ma和V906 Car不同，V549 Vel的光学和伽马射线光变曲线没有显示出相关性，这可能意味着喷发中的冲击相对较弱。盖亚探测到了V549 Vel的候选祖先，并发现视差测量值为1.91+/-0.39 mas，相当于d=560 pc（90%可信区间为380-1050 pc）。2 MASS和WISE调查也观察到了祖细胞。当采用盖亚距离时，祖先星的光谱能量分布接近于G-型星。Swift/XRT从第236天开始探测到新星的超软X射线发射（kT=30-40 keV），推断的黑体大小与其他新星相当，假设d=560 pc（即，R_bb~5*10^8 cm）。然而，在盖亚数据中也发现了一个未知的3.2质量的天体测量过量噪声，推断的距离变得有争议。如果盖亚距离是准确的，V549 Vel的伽马射线光度将低至L_gamma~4*10^33 erg/s，使其成为迄今为止已知的最不明亮的伽马射线新星。这可能意味着V549 Vel中γ射线发射的激波性质与那些更明亮的事件不同。如果新星位于更远的地方，它可能是一个共生系统，有一个巨大的伴星作为观测到的祖先。
2020-10-21 astro-ph.HE
Pulsing and Non-Pulsing ULXs: the Iceberg Emerges
我们表明，超明亮的X射线源（ULXs）与相干X射线脉冲（PULXs）可能有中子星的自旋轴显着偏离其中央吸积盘。漏斗中的散射准直它们的发射并产生它们的表观超爱丁顿光度是所观察到的脉冲分数和X射线光子能量之间的相关性的最可能的起源。在中子星自旋与内盘紧密对齐的系统中，脉冲被抑制，这解释了为什么一些ULX显示出表明强磁场的回旋特征，但不产生脉冲。我们认为，对齐（或可以想象，通过吸积场抑制）通常发生在一个相当短的分数的ULX寿命，使大多数中子星ULX成为无脉冲。因此，我们进一步认为，几乎所有的ULX实际上都有中子星吸积体，而不是黑洞或白矮星，反映了它们的祖先高质量X射线双星和超软X射线源人口。
2020-03-31 astro-ph.HE
The formation of neutron star systems through accretion-induced collapse in white-dwarf binaries
吸积诱导坍缩（AIC）假说是40年前提出的氧氖白矮星（ONe WD）的演化终态，它将氧氖白矮星与中子星（NS）系统的形成联系起来。然而，迄今为止还没有直接探测到任何AIC事件，尽管存在大量的间接观测证据。同时，通过AIC形成NS的进化途径仍然没有得到很好的研究。本文综述了近年来关于AIC事件的两种经典的祖细胞模型，单简并模型（包括ONe WD+MS/RG/He星型通道和CO WD+He星型通道）和双简并模型（包括CO/ONe WD双通道和ONe WD+CO WD通道）。综述了近年来这类模型的研究进展，包括演化场景、初始参数空间和相关对象。对于单简并模型，前AIC系统可能被识别为超软X射线源，共生体和激变变星，而后AIC系统可以被识别为低/中等质量X射线双星和由此产生的低/中等质量双星双星，特别是毫秒双星。对于双退化模型，前AIC系统是封闭的双WD，而后AIC系统是具有特殊性质的孤立NS。我们还回顾了预测的AIC事件，NS的质量分布，和引力波（GW）信号从双WD是潜在的GW源在银河系的背景下，未来的天基GW探测器。本文总结了近年来AIC事件探测的理论和观测限制。为了证实AIC过程的存在，解决现有恒星演化理论长期存在的问题，还需要更多的数值模拟和观测验证。
2020-07-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Early radio and X-ray observations of the youngest nearby type Ia supernova PTF11kly (SN 2011fe)
8月24日，帕洛玛瞬变工厂（PTF）发现了PTF 11 kly（SN 2011 fe），这是几十年来最年轻和最近的Ia型超新星（SN Ia）。我们在无线电（厘米和毫米波段）和X射线波段跟踪了这一事件，大约在估计的爆炸时间后一天开始。我们提出了我们的无线电和X射线观测分析，产生最严格的限制，但放在爆炸前的质量损失率从祖系统的超新星。我们从灵敏的X射线探测不到的数据中发现了一个可靠的极限，即dM/dt<10^-8（w/100 km/s）[M_solar/yr]，从射电数据中也发现了类似的极限，但这取决于对微物理参数的假设。我们讨论了我们的结果的背景下，单退化模型的超新星Ia，发现我们的观察适度不赞成共生祖模型涉及红巨星捐助者，但不能约束系统吸积主序星或亚巨星，包括流行的超软通道。鉴于PTF 11 kly的接近性和我们即时观测的敏感性，我们将不得不等待很长一段时间（十年或更长时间），以便更有意义地探测Ia超新星的星周物质。
2011-12-27 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Identification of a Helium Donor Star in NGC 247 ULX-1
通过VLT/MUSE观测在NGC 247 ULX-1中发现无Balmer线但有强变化氦发射线的光学对应体，首次为ULX中存在氦供体星提供证据，并发现可能相关的环状结构。
2023-03-21 astro-ph.HE
Next generation population synthesis of accreting white dwarfs: I. Hybrid calculations using BSE + MESA
吸积、核燃烧的白矮星被认为是Ia型超新星的候选祖先，并根据它们的吸积速率解释超软X射线源、新星等。我们已经进行了二进制人口合成研究，他们的人口使用两种算法。在第一，我们使用二进制人口合成代码\textsf{BSE}作为基线的“快速”的方法，通常用于此类研究。在第二个，我们采用了“混合”的方法，其中我们使用\textsf{BSE}产生人口的白矮星（WD）与非简并同伴的边缘填充他们的罗氏叶。然后，我们遵循他们的质量转移阶段使用详细的恒星演化代码\textsf{MESA}。研究了快速吸积白矮星（RAWD）和稳定核燃烧白矮星（SNBWD）的数量演化，估算了单简并系统（SD）产生Ia型超新星（SNe Ia）的速率.我们发现这两种算法在早期预测的SNBWD数量上存在显着差异，并且在SD SNe Ia的延迟时间分布（DTD）上也存在显着差异。在处理质量转移的这种差异可能部分地解释了不同群体发现的SNe Ia速率和DTD的差异。采用100%的氦燃烧效率，计算了银河系中SD通道产生的超新星Ia的速率为$2.0\times10^{-4}\rm{yr}^{-1}$，比观测推断值低一个数量级以上。与以前的研究一致，我们计算的SD DTD与观察结果不一致。
2014-09-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Collimation and asymmetry of the hot blast wave from the recurrent nova V745 Scorpii
周期性共生新星V745 Sco于2014年2月6日爆炸，并于2月22日和23日由钱德拉X射线天文台透射光栅光谱仪观测到。到那时，超软源阶段已经结束，钱德拉光谱与温度超过10^7 K的高温激波加热的星周介质的辐射一致。X射线谱线轮廓比球对称冲击波的预期峰值更尖锐，零强度时的全宽约为2400 km/s，半峰全宽为1200 +/- 30 km/s，平均净蓝移为165 +/- 10 km/s。红色的线条翅膀越来越多地被残骸中的物质吸收到更长的波长。我们的结论是，冲击波是由一个非球面的拱星介质中，赤道密度增强发挥了作用，在早期的共生新星爆炸雕刻。主要的X射线发射物质的膨胀靠近天平面，与近距离观测到的轨道最一致，将爆炸波分析模型与X射线光谱、雨燕观测和近红外线宽度进行比较，表明爆炸能量约为10 ^43 erg，并确认喷射出的质量约为10^-7 Msun。损失的总质量比引发爆炸所需的吸积质量低一个数量级，表明白矮星正在获得质量，是超新星1a型的祖先候选者。
2016-04-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Population synthesis of ultracompact X-ray binaries in the Galactic Bulge
[摘要]目的。我们模拟了银河系膨胀中超紧X射线双星（UCXB）的数量和性质。目的是了解UCXB的形成及其演变，如传质的开始和后期行为。方法.二进制人口合成代码SeBa和恒星演化轨迹被用来模拟UCXB人口。利用对已知UCXB的长期X射线观测和热粘盘不稳定性模型预测了UCXB的光度行为。结果在我们的模型中，大多数UCXB最初都有一个氦燃烧的恒星供体。在没有破坏旧UCXB的机制的情况下，我们预测银河系隆起中有（0.2 - 1.9）x 10^5个UCXB，大多数在轨道周期超过60分钟的情况下（大量的长周期系统也是从观测到的短周期UCXB种群中得出的）。大约有5 ~ 50个UCXB的亮度应该在10^35 erg/s以上，它们大多数是轨道周期短于30 min的持久源，并含有简并氦和碳氧供体。这比观察到的（可能）三个数量级多一个数量级。结论.这种对短周期UCXB的过度预测意味着形成的系统较少，或者超爱丁顿传质速率比假设的更难生存。观测到的长周期UCXB相对于短周期UCXB的数量非常少，观测到的轨道周期约为50分钟的UCXB的亮度惊人地高，PSR J1719-1438系统的特性都表明UCXB的演化速度比仅通过引力波辐射的角动量损失所预期的要快得多。旧的UCXB，如果它们仍然存在，可能有超过2小时的轨道周期，并且由于减少吸积或静止而变得非常微弱，或者已经脱离。UCXB是孤立毫秒射电星的有希望的候选祖…
2013-02-28 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
eRASSUJ060839.5-704014: A double degenerate ultra-compact binary in the direction of the LMC
本研究通过eROSITA巡天发现LMC方向的超软X射线源eRASSU J060839.5-704014，结合多波段后续与存档观测，确认其为位于LMC前景的罕见AM CVn型双简并超致密双星，对Ia型超新星前身研究和引力波探测有重要价值。
2024-01-30 astro-ph.HE
