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
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
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
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
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
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
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
Positron annihilation signatures associated with the outburst of the microquasar V404 Cygni
微类星体是恒星质量的黑洞，它吸积来自伴星的物质，并以接近光速的速度喷射出等离子体射流。它们类似于包含$10^6$到$10^{10}$太阳质量的超大质量黑洞的类星体。微类星体的吸积变化的时间尺度比类星体短得多，偶尔会产生异常明亮的X射线耀斑。耀斑是如何产生的尚不清楚，发射相对论喷流的机制及其成分也不清楚。在微类星体的发射光谱中，人们一直在寻找一条接近511千电子伏特的发射线，作为预期的电子-正电子等离子体的证据。在两个物体中已经报道了瞬态高能光谱特征，但它们的正电子解释仍然存在争议。在这里，我们报告的观测$γ$射线发射的微类星体V404天鹅座在最近一段时间的强烈耀斑活动。在511千电子伏特附近的发射光谱显示出可变正电子湮灭的清晰特征，这意味着正电子的产生率很高。这支持了先前的猜想，即微类星体可能是负责我们银河系隆起区域湮灭$γ$射线的明亮漫发射的电子-正电子等离子体的主要来源。此外，微类星体可能是银河系内部观测到的兆电子伏连续过剩的起源。
2016-04-15 astro-ph.HE
Simultaneous multiwavelength observations of V404 Cygni during its 2015 June outburst decay strengthen the case for an extremely energetic jet-base
我们介绍了使用惠顿学院天文台的0.3米望远镜获得的黑洞X射线双星系统V404 Cygni的多波段光学测光结果，以及2015年6月25.15- 26.33 UT和2015年6月27.10- 27.34 UT期间严格同步的INTEGRAL和Swift观测结果。这些观测是在2015年6月的爆发期间进行的，当时它正在经历从无线电到$γ$射线的所有波长的剧烈活动时期。多波长的变化时间尺度有利于一个紧凑的发射区域，最有可能起源于喷流外流，在这项工作中提出的两个观测时代。在6月27日的观测运行中获得的积分卫星（IBIS）上的同步积分/成像仪20- 40 keV光变曲线与光学光变曲线非常密切相关，光学波段之间以及光学和硬X射线之间没有可检测到的延迟。在6月27日的运行期间，去红光谱能量分布的平均斜率在$I_C$ -和$V$ -波段之间大致平坦，即使在运行期间光学和X射线通量因$>$ 25 $\times$而变化，排除了光学的辐射源，并表明在观测期间光学厚到光学薄的射流同步加速器破裂的频率大于$V$波段，这对X射线双星来说是非常极端的。这些观测结果表明，光发射起源于非常接近喷流的底部。一个强的H $α$发射线，可能起源于一个准球形星云周围的源，也有助于显着的$R_C$带。我们的数据，结合其他小组提出的其他波长的同期数据，强烈表明，在爆发的这一阶段，喷流基地是非常紧凑和充满活力的。
2017-12-18 astro-ph.HE
A Joint Chandra and Swift View of the 2015 X-Ray Dust Scattering Echo of V404 Cygni
我们对钱德拉和斯威夫特对天鹅座V404 2015年X射线回波的观测进行了综合分析。利用叠加分析，我们在回声中识别出八个独立的环。利用高分辨率Chandra图像和径向强度剖面的互相关，重建了2015年6月爆发的软X射线光变曲线，表明大约70%的爆发通量发生在MJD 57199.8爆发末期的亮耀斑期间。我们用精确的距离测定表明，这些环对应于八个独立的尘埃浓度。我们进一步表明，云的柱密度在整个视场中变化很大，相对于V404 Cyg的位置，大多数云的质心向银河系平面移动，使通常试图约束尘埃特性的均匀云柱假设无效。我们提出了一个新的XSPEC光谱尘埃散射模型，计算微分尘埃散射截面的范围内常用的灰尘分布和成分，并使用它来共同适应整个集的雨燕回波数据。我们发现，一个标准的Mathis-Rumpl-Nordsieck模型提供了一个足够的适合合奏的回波数据。通过允许更陡峭的灰尘分布来改善拟合，并且具有简单硅酸盐和石墨颗粒的模型优于具有更复杂组成的模型。
2016-05-05 astro-ph.HE
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
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
No Evidence of Intrinsic Optical/Near-Infrared Linear Polarization for V404 Cygni During its Bright Outburst in 2015: Broadband Modeling and Constraint on Jet Parameters
我们提出了同时光学和近红外（NIR）偏振测量结果的黑洞二进制V404天鹅座跨越其7天长的光学最亮的阶段，其2015年6月爆发的持续时间。同时的R和KS波段光变曲线显示出几乎相同的时间变化，除了在MJD 57193.54处观察到的孤立（约30分钟持续时间）KS波段耀斑。我们没有发现任何显着的时间变化的偏振度（PD）和位置角（PA）在R和Ks波段在我们的整个观察，包括孤儿近红外耀斑的持续时间。我们发现，所观察到的PD和PA主要是星际起源的比较V404天鹅偏振测量结果与周围的来源在7 'x7'的视野。低的固有PD（小于百分之几）意味着光学和近红外辐射主要由光盘或光学厚同步辐射，或两者兼而有之。我们还介绍了V404 Cyg在孤儿近红外耀斑期间的宽带光谱，以及通过包括准同步Swift/XRT和INTEGRAL通量的相对微弱和稳定的状态。采用在blazar模型中广泛使用的单区同步加速器加逆康普顿模型，对一个假定喷流的参数进行了约束。由于喷流的同步加速分量不能超过雨燕/XRT盘/日冕通量，电子能量分布的截止洛伦兹因子被限制在<10 ^2，这表明与活动星系核喷流相比，微类星体喷流爆发中粒子加速的效率较低。我们还建议，在喷流内的重子分量的加载是不可避免的能量参数的基础上。
2016-03-14 astro-ph.HE
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
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
$Fermi$ GBM Observations of V404 Cyg During its 2015 Outburst
天鹅座V404是在1989年由$Ginga$ X射线卫星发现的，在它之前唯一观测到的X射线爆发期间，很快就被证实是一个黑洞双星。2015年6月15日，伽马射线暴监测器（GBM）触发了天鹅座V404的新爆发。我们提出了13天的GBM观测这次爆发，包括地球掩星通量测量，光谱和时间分析。地球掩星通量达到30蟹检测到的排放量为100千电子伏，并确定，通过硬度比，源是在一个硬的状态。在高光度下，8和300 keV之间的光谱分析表明，电子温度随光度增加而降低。如果质子和电子在爆发期间处于热平衡，并且电子被来自盘的较软种子光子的康普顿散射冷却，则这是预期的。然而，隐含的种子光子温度异常高，这表明来自另一个来源的贡献，如喷流。在这段时间内没有看到状态转换的证据。时间分析揭示了功率谱，可以模拟两个或三个强大的，广泛的洛伦兹，类似的功率谱的黑洞二进制在其硬态。
2016-04-15 astro-ph.HE
Particle acceleration and non-thermal emission during the V407 Cygni nova outburst
2010年3月，共生双星V407 Cyg因新星爆炸而爆发。这一事件引发了费米/LAT探测到的长达两周的> 100 MeV伽马射线爆发，这是一个独特的观测结果，证明了系统中的粒子加速。这次爆发可以被认为是一个缩小的超新星，具有短的动力学时间尺度，因此可以构成银河系宇宙射线起源理论的一个测试案例。我们的目标是确定加速粒子的性质，并确定高能辐射的来源。我们开发了一个模型的扩散冲击加速和非热发射V407 Cyg，由冲击等离子体的热发射的评价补充。我们考虑了轻子和强子对非热过程的贡献，并研究了许多双星和新星参数的影响。伽马射线的辐射主要是轻子源，主要来自新星光的逆康普顿散射。红巨星光子的上散射是一个很小的贡献。匹配光变曲线需要在白矮星附近的气体积累，作为风吸积的结果，而光谱施加粒子散射接近玻姆极限的上游均分磁场。新星加速质子（分别为电子）的能量高达~ 300 GeV（分别为~ 20 GeV），两周后总的非热能为10^43 erg，约占新星初始动能的10%。注入时的电子质子比为6%。天鹅座V407的爆发可以从超新星遗迹中粒子加速的相同原理来理解，尽管不需要强磁场放大。共生系统中的新星群是银河系宇宙射线的一个可以忽略的来源，而且很可能不是一类TeV辐射源。
2013-01-18 astro-ph.HE
Correlated optical, X-ray, and gamma-ray flaring activity seen with INTEGRAL during the 2015 outburst of V404 Cygni
经过25年的沉寂，微类星体V404 Cyg在2015年6月进入了一个新的活动时期。已知这种X射线源在所有波长下都会发生极其明亮和可变的爆发。因此，理解吸积-喷射的联系是一个首要的兴趣。然而，这些只能通过同时观测几个波长来探测。我们利用INTEGRAL仪器从2015年6月20日$^{\mathrm{th}}$，15：50 UTC到6月25日$^{\mathrm{th}}$，4：05 UTC，从光学V波段到软$γ$ -射线，获得了长时间，几乎不间断的观测。V404 Cyg在所有波段都是非常可变的，在3天内探测到18个通量超过6 Crab（20- 40 keV）的耀斑。耀斑复发可短至$\sim$ 20 min，从峰值到峰值。模型无关的分析表明，$>$ 6蟹状耀斑具有硬谱。一个简单的10- 400千电子伏的光谱分析的非耀斑和耀斑期间表明，强度的变化很可能是由于一个截止的幂律分量的变化。光学耀斑似乎至少有两种不同的类型：一种与X射线耀斑同步发生，另一种延迟超过10分钟。前者可能与吸积盘或伴星对X射线的再处理有关。我们认为，后者是与等离子体喷射，也已经看到在无线电。
2015-09-05 astro-ph.HE
Simultaneous X-ray and optical spectroscopy of V404 Cygni supports the multi-phase nature of X-ray binary accretion disc winds
在大量的低质量X射线双星中，无论是在X射线还是在可见光波段，都发现了吸积盘风的观测特征。2015年天鹅座V404短暂黑洞的爆发为研究同一系统中的两种流出提供了一个独特的机会。除了硬X射线光变曲线（INTEGRAL）外，我们还使用了同时代的X射线（钱德拉天文台）和光学（加那利大望远镜，GTC）光谱学。我们表明，风的动力学性质，来自P-Cyg配置文件中检测到的光学范围内在低硬X射线通量和在一些X射线转换发光耀斑，是非常相似的。此外，严格同时在中间硬X射线通量的数据显示一致的光学和X射线发射线之间的发射线特性，这最有可能出现在同一吸积盘风。我们讨论了几种情况来解释风的属性，有利于在整个系统的爆发过程中存在一个动态的，多相的外流。这项研究，以及越来越多的风检测到相当相似的特征速度在不同的波长，表明风型X射线二元外流可能主要是多相的性质。
2022-09-16 astro-ph.HE
Modeling the 2010 blast wave of the symbiotic-like nova V407 Cygni
2010年3月，在爆发中观测到了类似共生的双星Mira和新星V407 Cyg，并在几个波段进行了监测。在这里，我们报告了描述2010年天鹅座V407爆发的多维流体动力学模拟，探索了前60天的演变。该模型考虑了热传导和辐射冷却;爆炸前的系统条件包括伴星和环双星密度增强。模拟结果表明，爆炸和喷出物的分布都是非球面的，由于不均匀的拱星介质中，他们扩大，特别是他们显着准直极方向（产生双极冲击形态），如果拱星信封的特点是赤道密度增强。爆炸部分被Mira伴星遮蔽，在伴星的背面产生了一个密集而炽热的激波后等离子体尾流;爆炸演化过程中产生的大部分X射线辐射都来自于这种等离子体结构。观测到的X射线光变曲线可以重现，假设值的爆发能量和喷射质量类似的RS Oph和U斯科，如果一个环双星气体密度增强包括在模型中。在这种情况下，2010年的爆炸通过一个半径为40 AU、气体密度为\approx 10 ^6 cm^{-3}的环双星气体密度增强体传播，爆发中的喷出物质量为M_{ej} \approx 2 \times 10^{-7} M_{\odot}，爆炸能量为E_{0} \approx 2 \times 10^{44} erg。或者，只有当爆发能量和喷出质量与经典新星的射程上限相似时，即M_{ej} \approx 5 \times 10^{-5} M_{\odot}和E_{0} \approx 5 \ti…
2011-09-23 astro-ph.HE
The Physics of the Nebular Phase in Black Hole X-ray Binaries: Modelling V404 Cygni
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理学研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA)（阿拉贡宇宙物理研究中心）；University of Oxford（牛津大学）
本研究用Cloudy建模黑洞X射线双星V404 Cygni的星云阶段，再现关键观测特征，支持该阶段由团块状部分电离抛射物产生的场景。
2026-09-04 astro-ph.HE
The black hole binary V404 Cygni: an obscured AGN analogue
典型的黑洞双星在爆发时表现出光谱状态和跃迁，其特征是流入黑洞和从其附近流出之间有明显的联系。短暂的恒星质量黑洞双星V404 Cyg显然不适合这张照片。其爆发的特点是强烈的耀斑和间歇性的低通量状态，在几个小时的时间尺度上具有几个数量级的动力学范围。在2015年6月至7月的X射线爆发期间，Swift和INTEGRAL的联合观测活动捕获了其中一个低通量状态的V404 Cyg。同步的Swift/XRT和INTEGRAL/JEM-X/ISGRI光谱让人想起了被遮蔽/吸收的活动星系核。它可以被模拟为康普顿化光谱，被部分覆盖的高柱密度材料（$N_\textrm{H} \approx 1.4\times10^{24}\,\textrm{cm}^{-2}$）和主要反射成分（包括窄的铁-K $α$线）严重吸收。这样的光谱分布可以产生的几何厚吸积流能够推出cluerous质量外流，可能负责高的内在吸收和强烈的反射发射观察。与某些被遮蔽的活动星系核类似，低通量状态可能不仅仅与内禀光度的降低有关，而是可能由内部吸积流几乎完全被遮蔽所引起。
2017-02-21 astro-ph.HE
Regulation of black-hole accretion by a disk wind during a violent outburst of V404 Cygni
物质在黑洞上的吸积普遍与强烈的辐射反馈和强大的外流有关。特别是，黑洞瞬变显示出其属性强烈耦合到吸积流的流出。这包括电离物质的X射线风，从环绕黑洞的吸积盘中喷出，以及准直的射电喷流。最近，一个独特的光学变化模式已被报道在瞬态黑洞瞬态V404天鹅座，并解释为中断的质量流到其大吸积盘的内部区域。在这里，我们报告的V404天鹅座，这是不像以前看到的持续外吸积盘风的发现。我们发现，外流风是中性的，有一个大的覆盖因子，以1%的光速膨胀，一旦吸积急剧下降，喷出物变得光学薄，就会触发星云相。喷出的巨大质量（> 10^-8兆太阳）表明，当风耗尽了外盘的相当大一部分，使内部区域与盘的其余部分分离时，爆发过早结束。发光，但短暂的，吸积阶段所示的瞬态与大吸积盘意味着这种外流是最有可能的一个新的基本成分调节质量吸积到黑洞。
2016-05-08 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
MAGIC observations of the microquasar V404 Cygni during the 2015 outburst
微类星体V404 Cygni在2015年6月15日至31日经历了一系列爆发，在此期间，它的硬X射线（20-40 keV）通量达到蟹状星云通量的40倍左右。由于对这个来源的耀斑活动特别感兴趣，因此进行了几个波长的观测。由INTEGRAL警报触发的MAGIC望远镜在6月18日至27日期间的几个晚上跟踪了耀斑源超过10个小时。一个小时的观测同时进行了一个巨大的22千兆赫无线电耀斑和一个暗示的信号在GeV的能量看到费米-LAT。MAGIC观测在任何分析的时间间隔内都没有显示出显著的排放。在200- 1250 GeV能量范围内，导出的通量上限为4.8 $\times 10^{-12}$ ph cm $^{-2}$ s $^{-1}$。我们估计在耀斑期间的伽马射线不透明度，这与我们的非检测，点在V404\，天鹅座喷流的效率低下的加速，如果VHE发射器位于进一步从紧凑的对象$1\times 10^{10}$厘米。
2017-07-04 astro-ph.HE
Extreme Jet Ejections from the Black Hole X-ray Binary V404 Cygni
我们提出了同时无线电通过亚毫米观测的黑洞X射线二进制（BHXB）V404天鹅座在其2015年6月爆发的最活跃阶段。我们的$4$与甚大阵列，亚毫米阵列和詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜（SCUBA-2）进行了长达一小时的重叠观测，覆盖了8个不同的频带（包括在$666 \,{\rm GHz}/450μm$首次探测到BHXB喷流），提供了在爆发期间看到的非凡耀斑活动的前所未有的多频率视图。特别是，我们检测到多个快速发展的耀斑，达到我们所有的频段Jy级通量。利用这些丰富的数据集，我们对重复耀斑事件进行了详细的MCMC建模。我们的自定义模型适应范德兰同步加速器气泡模型，包括双双极喷射，传播远离黑洞在散装相对论速度，沿射流轴是倾斜的视线。我们的模型预测的排放占投影效应，相对论性光束，和几何之间的时间延迟的接近和后退喷出物在每个喷射事件。我们发现，总共8个双极，离散喷流喷射事件可以重现的排放，我们观察到在我们所有的频带非常好。通过我们的最佳拟合模型，我们提供了射流速度，结构，能量和几何形状的详细探测。我们的分析表明，毫米/亚毫米波段，它提供了一个独特的，更详细的射流比可以单独提供的射频的重要性。
2017-04-27 astro-ph.HE
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
Suzaku Detection of Super-hard X-ray Emission from the Classical Nova V2491 Cygni
本文报道了朱雀天文台对天鹅座V2491超硬（>10 keV）X射线辐射的探测，辐射能量可达70 keV。我们在2008年4月11日爆发后9天和29天进行了两次~20 ks的机会目标观测，通过结合X射线成像光谱仪和硬X射线探测器获得了宽能区光谱。在第9天，在1.0-70 keV获得了具有Fe XXV Kα线特征和非常平坦的连续谱的光谱，这可以用3 keV温度的热等离子体和光子指数为0.1的幂律发射来解释，光子指数被1.4 x10 ^{23} cm^{-2}的强消光衰减。在10.5千秒差距处，15-70千电子伏的光度为6 × 10 ^{35}尔格·秒^{-1}。第29天不存在超硬发射。这是从经典新星中检测到的X射线的最高能量。我们认为一个非热源的排放，这表明在新星爆炸加速带电粒子的存在。
2009-04-10 astro-ph.HE
Beginning of the Super-Soft Phase of the Classical Nova V2491 Cygni
本文介绍了利用朱雀天文台对天鹅座V2491进行软X射线研究的结果。在爆发后的第29天，出现了峰值约为0.5 keV的软X射线成分，这是超软X射线发射阶段开始的诱人证据。我们发现，一个吸收黑体模型可以描述所观察到的光谱，产生的温度为57 eV，中性氢柱密度为2 × 10 ^{21} cm^{-2}，热光度为~10^{36} erg s^{-1}。然而，与此同时，我们也发现了一个很好的拟合与吸收的薄热等离子体模型，产生的温度为0.1 keV，中性氢柱密度为4 × 10 ^{21} cm^{-2}，体积发射测量约为10^{58} cm^{-3}。由于低于0.6 keV的低光谱分辨率和低信噪比，统计参数的不确定性很大，但两个非常不同的模型的模糊性表明，系统误差是主要的关注点。薄热等离子体模型意味着软发射来自光学薄的喷出物，而黑体模型表明我们看到的是来自白矮星的光学厚发射。
2012-11-01 astro-ph.HE
How to distinguish white dwarf and neutron star X-ray binaries during their X-ray outbursts?
研究通过光谱和时序分析提出一种区分中子星和白矮星X射线双星的标准：基于光子指数Γ和准周期振荡频率ν_QPO的差异，NS的Γ趋于2且ν_QPO>0.5 Hz，WD的Γ趋于1.85且ν_QPO<0.05 Hz。
2023-11-21 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
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
Measurement of Interstellar Polarization and Estimation of Galactic Extinction for the Direction of X-ray Black Hole Binary V404 Cygni
天鹅座V404是一个著名的黑洞双星候选者，被认为具有相对论喷流。它在2015年6月表现出极端的爆发，其特征是射电、光学和X射线波段的通量的大幅度和短时间变化。射电观测不仅表明了圆盘辐射，而且还表明了相对论喷流的同步辐射。然而，由于星际消光的不确定性，很难在光学/近红外波段测量精确的光谱形状。为了估计天鹅座V404的消光值，我们对天鹅座V404和附近的场星进行了光度和光谱观测。本文基于光学偏振起源于星际介质的观测，利用星际偏振估计银河系消光，并研究了天鹅座V404附近的星际偏振特性。我们发现，在场星的颜色过剩和偏振度之间有很好的相关性。我们还证实了高偏振场星偏振度的波长依赖性与天鹅座V404相似。利用高偏振场恒星，我们分别估算了色余和消光，$E(B-V)=1.2 \pm 0.2$和$3.0 < A(V) < 3.6$。在高度极化的场星中，通常可以看到偏振峰（$λ_{\rm max}<5500$）更蓝的趋势，这表明朝向这个区域的尘埃颗粒通常比银河系的平均值小。对V404~Cygni在近红外和可见光波段的光谱能量分布进行了修正，结果表明在$2.5 \times 10^{14}$ Hz和$3.7 \times 10^{14}$ Hz之间存在一个光谱突变，这可能是同步辐射自吸收的结果。
2016-12-22 astro-ph.HE astro-ph.IM
Hard-state optical wind during the discovery outburst of the black-hole X-ray dipper MAXI J1803-298
我们提出了12个时期的光谱学的发现爆发的黑洞候选人MAXI J1803-298与GTC和VLT望远镜。源遵循标准的爆发演化与硬和软状态。该系统在硬度强度图中显示出三角形形状，与在高倾角黑洞瞬变和先前报道的X射线下降检测中看到的一致。在初始硬态期间观察到的两个时期表现出不对称的发射线轮廓，包括在H-α和He I 6678中同时检测到的P-Cygni轮廓，这表明系统中存在光学风。其余的光谱，在过渡到软态和随后的衰变过程中获得的，而是其特征在于嵌入到广泛的吸收组件的较窄的双峰发射线。一个时代（中间状态）还包括近红外覆盖，揭示了复杂的线轮廓的Paschen和Einstein系列，这表明外流仍然存在通过软状态的爆发衰减过程中。具有光学和近红外外流特征的低质量X射线双星越来越多，这表明这些是共同的特征。此外，最低的光度光谱显示H-α半峰全宽为1570 +- 100 km/s。这一点，再加上先前对二进制参数的限制，使我们倾向于一个紧凑的对象质量约3-10兆太阳，进一步支持其黑洞的性质。
2022-01-24 astro-ph.HE
A rapidly-changing jet orientation in the stellar-mass black hole V404 Cygni
强大的相对论喷流是吸积黑洞向周围环境提供动力学反馈的主要方式之一。从吸积流发射或被吸积流改变方向的喷流应该会受到吸积流动力学的影响，在吸积恒星质量的黑洞中，越来越多的证据表明，当黑洞的自旋轴与其伴星的轨道平面不对齐时，由于框架拖曳效应而发生进动。最近，理论模拟表明，射流可以对吸积流施加额外的扭矩，尽管吸积流的动力学和射流的发射之间的充分相互作用还不清楚。在这里，我们报告了黑洞X射线双星V404 Cygni在几分钟到几小时的时间尺度上快速变化的喷流方向，在其2015年爆发的高峰期间用非常长的基线干涉测量法检测到。我们表明，这可以模拟为一个垂直延伸的细长盘，从超级爱丁顿吸积率所产生的透镜-Thirring进动。我们的研究结果表明，旋进的内部吸积盘的动力学可能在直接发射或重新定向内部几百个引力半径内的喷流中发挥作用。类似的动力学应该在任何强吸积的黑洞中预期，其自旋与流入的气体不一致，既影响喷流的观测特性，又使黑洞反馈更均匀地分布在周围环境中。
2019-06-12 astro-ph.HE
Comprehensive coverage of particle acceleration and kinetic feedback from the stellar mass black hole V404 Cygni
我们分析了黑洞V404 Cyg在2015年爆发期间的综合无线电观测。这些数据代表了有史以来对任何黑洞的喷流产生和粒子加速的最好报道。我们报告的第一次明确的和近线性的通量均方根相关的无线电通量密度。个别耀斑的调查显示，在几乎所有的情况下，峰值对应于从光学厚到薄的同步辐射的过渡，但需要一个扩展阶段的粒子加速简单的脉冲注入模型相比。最大的射电耀斑之前是一个光学振荡阶段，一天后是一个较小但光学薄的耀斑，可能是由于喷出物与星际介质相互作用。将无线电发射与同期的X射线和光学数据进行比较，我们发现X射线和无线电测量在从几秒到一天的所有时间尺度上都是相关的。与光通量密度的相关性在短时间尺度下很弱，但在大于几个小时的时间尺度上变得很重要。我们评估的物理条件（大小，磁场和内能）与86个单独的无线电耀斑，这反过来又使我们能够放置在15天的激烈活动的动力学反馈的下限。如果这种能量被沉积在源的局部，正如未能探测到大于毫角秒的角尺度上的喷流所暗示的那样，那么我们预测可能已经形成了一个类似新星的外壳。
2022-06-20 astro-ph.HE
The Unprecedented 2012 Outburst of SN 2009ip: A Luminous Blue Variable Becomes a True Supernova
一些关于超新星（SN）发现的报告被证明不是真正的核心坍塌爆炸。SN 2009 ip就是其中一例，它被认为是一个亮蓝变星（LBV）喷发。这个来源有一个巨大的热祖星在爆炸前的数据中被确定，它记录了爆发前可变性的证据，随后在2010年发现了第二次爆发。同一个源在2012年再次变亮，早期光谱显示出与以前相同的窄线轮廓，这表明另一次LBV样的喷发。我们提出了SN 2009 ip的新光度学和光谱学，表明它已经转变为真正的SN。这些数据中最引人注目的发现是，与以前的报告不同，光谱显示出具有正常II型超新星（SNe II）特征的非常宽的P-Cygni轮廓的巴耳末线，除了SNe IIn和LBV中看到的窄发射线。发射分量的半高宽为8000 km/s，而天鹅座P-Cygni吸收分量的蓝色翅膀延伸到-13，000 km/s。这些速度是典型的SNe II，但从来没有与发射线从一个非终端LBV样喷发。起初，绝对星等峰值似乎比正常SNe的亮度要暗。然而，在短暂的衰落之后，该源在几天内迅速再次变亮至M_R=-17.5等。宽谱线大部分消失，光谱开始类似于SNe IIn早期的光学厚相。两周后，源在-18等附近稳定下来，之后随着源的褪色，光谱中再次出现宽的发射线。我们的结论是，2012年SN 2009 ip的爆发是一个真正的核心坍缩SN IIn的结果，发生在祖星处于LBV样的爆发阶段，SN最初是暗淡的，然后由于与星周物…
2013-03-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A challenging view of the 2015 summer V404 Cyg outburst at high energy with INTEGRAL/SPI: The finale
在其2015年6月/7月的强烈爆发期间，在硬X射线域中观测到的X射线瞬态V404 Cygni（= GS 2023 +338）高达50 Crab的水平。我们在这里集中在一个特别强烈的插曲之前，一个明确的下降源活动。我们受益于大的信噪比调查源光谱变化的时间尺度为5分钟。三个宽带的硬度-强度研究揭示了在低能量和高能量（低于和高于约100 keV）下的明显不同的行为。特别地，在两种情况下，源强度在幅度上变化3-4倍，同时保持相同的光谱形状。另一方面，在大耀斑的末期，辐射在通量和硬度之间呈现出明显的负相关关系。这些行为强烈表明，存在两个光谱成分相关的排放过程中变化在很大程度上独立的方式。第一个分量（E < 100-150 keV）经典地被确定为具有康普顿化热电子布居，并且需要不寻常的种子光子布居或具有强吸收/反射材料的特定几何形状。第二个组成部分是由截止幂律，这可能对应于第二个更热的康普顿人口或另一种机制（同步加速器，非热康普顿化......）。在这样一个模型的框架下，硬度强度和通量通量图清楚地表明，源的演变遵循一个组织良好的基本计划。它们揭示了关于硬X射线发射过程及其之间联系的独特信息。
2016-11-09 astro-ph.HE
The light curve simulations of the 2021 anomalous event in SS Cygni
原型矮新星天鹅座SS在2021年的前几个月意外地在其光变曲线中显示出异常事件，其中规则的矮新星类型爆发停止，但仅发生小幅度波动。受此事件的启发，我们已经进行了数值模拟的光变曲线SS Cyg通过不同的传质速率和不同的粘度参数在冷盘。我们还研究了在光变曲线模拟中气体流溢出超过外盘边缘的影响。我们已经证实，增强的质量转移不太可能对2021年的异常事件及其前身负责。我们发现，盘中粘度的增强可能再现了该事件的前兆，但可能不足以解释2021年的异常事件，尽管后者的结果可能是我们所用的热平衡曲线所特有的。在我们的模拟中，具有比我们的标准模型略高的传质速率的气流溢出模型再现了类似于2021年异常事件的光变曲线。我们认为，气流溢流是必要的再现这一事件。在天鹅座SS正常静止状态期间，气流溢出也可能是导致异常高X射线通量的原因。
2022-12-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
The low-luminosity accretion disc wind of the black hole transient V4641 Sagittarii
我们提出了一个光学光谱研究的黑洞X射线瞬态V4641 Sgr（=SAX J1819.3-2525），涵盖1999年，2002年和2004年爆发。这些光谱是在低光度阶段的22个不同时期拍摄的，这些阶段是在系统显示出的尖锐而明亮的爆发峰之后。这些数据揭示了经常存在的风相关的功能，在H（巴耳末）和他我的发射线的形式的P-Cygni配置文件和强大的发射线与广泛的翅膀。在蓝移吸收（天鹅座P）分量中测得的风的终极速度在~ 900-1600 km/s的范围内，而宽发射线翼（所谓的星云相）意味着流出速度高达~3000 km/s。我们表明，至少在几个风的检测，无线电射流是活跃的，该系统可能处于硬状态。这与文献中先前报道的探测结果一起表明，V4641 Sgr是该级别的第二个来源，仅次于V404 Cyg，其中这些冷风外流的存在已经明确确定。我们讨论了在这两个系统中观察到的类似现象，以及流出的可能性质及其对吸积过程的影响。
2018-06-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Novae Ejecta as Colliding Shells
继我们最初的吸收线分析15新星光谱，我们提出了额外的证据，新星喷出物具有不同的起源两个不同的组成部分的存在。正如论文I中所论证的，其中一个成分是由爆发从白矮星外层喷射出的快速膨胀的气体。第二种成分是预先存在的外部，更缓慢地膨胀的环联星气体，代表从二级恒星或吸积盘喷出的物质。我们目前的测量的发射线的宽度，显示它们是显着窄于广泛的天鹅座P配置文件，立即在他们之前。在星云阶段，新星的发射轮廓是明显的矩形，即，强烈地暗示着从一个相对薄的，大致球形的壳中发射。因此，我们解释新星的光谱演化的喷出物的两个组成部分之间的碰撞，它转换成早期的吸收光谱的发射线光谱数周内的爆发。狭窄的发射宽度要求外环双星的气体比白矮星喷出物的质量大得多，从而减缓了后者在碰撞时的膨胀。在爆发时存在一个大型的环双星气体储层，这表明新星爆发有时可能是由气体坍塌到白矮星上引发的，就像矮新星一样，而不是通过内部拉格朗日点进行稳定的质量转移。
2010-02-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
A disc wind origin for the optical spectra of dwarf novae in outburst
本研究针对食矮新星V455 And爆发时的光学发射线异常，通过盘+风模型验证了致密盘风可解释高态激变变星的多波段观测特征，首次在模拟中发现巴耳末线系P-Cygni型吸收。
2024-06-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
State-dependent signatures of jets and winds in the optical and infrared spectrum of the black hole transient GX 339$-$4
本研究通过甚大望远镜X-shooter获取的GX 339$-$4四个历元光谱，发现硬态和软态均存在星风特征，硬态喷流影响近红外连续谱，证实不同抛射物共存的复杂外流场景。
2025-01-15 astro-ph.HE
Multiple giant eruptions and X-ray emission in the recoiling AGN/LBV candidate SDSS1133
我们提出了一个全面的分析，20年的多色测光光变曲线，多历元光谱，和X射线数据的非核可变对象SDSS 1133在Mrk 177在$z=0.0079$。紫外光变曲线显示，SDSS 1133在2001年、2014年、2019年和2021年经历了四次爆发。非爆发状态下的持续紫外光光度为$\sim 10^{41}$ erg/s，具有小尺度的通量变化，爆发期间的峰值光度可达$\sim 10^{42}$ erg/s。光谱表现出持久的广泛的氢巴耳末P-Cygni公司的吸收最小值在$\sim -2,000$公里/秒，表明存在快速移动的喷出物。{ \it Chandra}在2019年爆发后以$L_{X} = 4 \times 10^{38}$ erg/s的$0.3-10$ keV光度检测到微弱的X射线发射。这些证据表明，SDSS 1133是一个极端明亮的蓝变星（LBV），经历了多次巨大的爆发，与不同的壳层和/或星周介质（CSM）的相互作用，并不赞成反冲活动星系核（AGN）在文献中提出的方案。我们认为，脉动对不稳定性可能提供了一个可行的解释，在SDSS 1133的多个高能爆发。如果SDSS 1133目前的活动是超新星爆发的前兆，我们可能能够在未来的观测中观察到一些额外的巨大爆发，然后是终端超新星爆发或坍缩成大质量黑洞。
2022-06-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A luminous stellar outburst during a long-lasting eruptive phase first, and then SN IIn 2018cnf
我们介绍了IIn型超新星（SN）2018 cnf（又名ASASSN-18 mr）的监测活动结果。它是在最大亮度前约10天被发现的（在V波段的MJD = 58293.4+-5.7，MV = -18.13+-0.15等）。多波段光变曲线显示出一个峰值后的下降，伴随着一些轻微的光度波动，然后在峰值后大约40天开始变平。早期的光谱是相对蓝色的，并显示出狭窄的巴耳末线与天鹅座P剖面。此外，还检测到Fe II、O I、He I和Ca II。光谱随时间的演变不大，与中间宽度的功能变得越来越突出，表明更强的相互作用的SN喷出物与星周介质。全景巡天望远镜和快速反应系统档案图像的检查（Pan-STARRS）的巡天发现SN位置有一个可变的源，2015年12月在Mr = -14.66+-0.17 mag.这可能是至少从2011年年中开始的大质量祖星的爆发阶段，这就产生了星周环境，在这种环境中，这颗恒星爆炸成了IIn型SN。SN 2018 cnf的整体性质与SN 2009 ip等瞬变现象非常相似。这种相似性使得SN 2018 cnf的前身可能是一颗巨大的超巨星，或许是一颗明亮的蓝色变星。
2019-09-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
The transitional Type Ibn/IIn SN 2022pda, with pre-explosion outbursts and a double-peaked light curve
International Centre of Supernovae (ICESUN), Yunnan Key Laboratory of Supernova Research, Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）；INAF - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Graduate Institute for Advanced Studies, SOKENDAI（日本综合研究大学院大学）；National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台）
通过光度和光谱观测，研究了SN 2022pda的爆发前变异性、双峰光变曲线以及光谱特征，发现其由与大规模星周介质的相互作用驱动，是富氢IIn型与富氦Ibn型之间的过渡事件，前身星可能为向沃尔夫-拉叶星过渡的亮蓝变星。
2026-05-25 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
