X-ray monitoring of classical novae in the central region of M31. III. Autumn and winter 2009/10, 2010/11 and 2011/12
经典新星（CNe）代表了我们邻近星系M31中心区域的主要超软X射线源（SSS）。我们在2009/10年、2010/11年和2011/12年的11月和3月之间对M31中心区域进行了专门的监测，旨在检测CNe的SSS对应物。我们总共在X射线中探测到24颗新星。其中7个来源是已知的，从以前的观测，包括最长的SSS阶段，M31 N ~1996- 08 b，这是发现褪色低于我们的X射线检测极限爆发后13.8年的M31新星。在这些新发现的新星中，有几颗新星在其短期X射线光变曲线上表现出显著的变化，其中一颗新星的短周期被怀疑约为1.3小时。我们研究了SSS状态的最近爆发的经常性新星，以前曾观察到两次爆发之间的最短时间（约5年）。带有X射线对应物的M31新星总数增加到79个，我们对这一扩展目录进行了详细的统计研究。四个先前指出的光学和X射线参数之间的相关性可以得到确认和改进。我们发现的迹象表明，新星属性的多维参数空间可能是由一个单一的物理参数。我们讨论的证据不同的X射线行为的新星在M31的凸起和磁盘。光学和X射线测量的多波长参数空间的探索被证明是一个强大的工具，检查河外新星人口的属性。虽然有迹象表明，M31的不同恒星星族（凸起与盘）产生了不同的新星爆发，但也有越来越多的证据表明，一颗普通新星的整体行为可能会以令人惊讶的简单术语来理解。
2014-02-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
High-resolution spectroscopy and high-density monitoring in X-rays of Novae
21世纪的X射线天文台XMM-牛顿、钱德拉和斯威夫特为我们提供了对新星爆发X射线行为的全新见解。这些新一代X射线观测站在X射线和紫外/光学同时进行的监测活动中提供了特别高的光谱分辨率和高密度。几个新星爆发的整个演化过程已经被Swift XRT和UVOT仪器观测到，从而可以研究SED峰值从紫外线到X射线的逐渐转移，X射线最亮超软源（SSS）阶段的开始和持续时间的时间尺度，以及SSS前后的X射线发射。此外，XMM-牛顿和钱德拉观测可以有效地安排，允许更深入地研究战略选择的进化阶段。在2005年斯威夫特加入之前，钱德拉和XMM-牛顿在寻找SSS发射时的盲射必然导致在SSS阶段之前和/或之后进行的一些曝光不足的观测。更系统的雨燕研究减少了这个数字，同时增加了新星的数量。前和后SSS光谱在低和高光谱分辨率成功地模拟碰撞等离子体模型。前SSS发射出现在冲击和后SSS发射在辐射冷却薄喷出物。相比之下，在SSS阶段期间拍摄的光栅光谱比预期复杂得多，并且尚未成功建模。现有的热WD辐射传输模型只给出了近似再现的观测结果，并作出了一些关键的假设，只有在孤立的WD有效。更多的光栅光谱，这将是重要的，以寻找SSS光谱和系统参数之间的系统趋势。
2012-09-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
A trio of month long flares in the nova-like variable V704 And
本研究在类新星变星V704 And的高态中发现三次持续约一个月、缓升快降的光学耀发，结合多波段观测证实耀发由伴星质量转移率变化驱动，并探讨了相关机制。
2023-09-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Prediction of Supersoft X-Ray Phase of Classical Nova V5583 Sagittarii
我们观测到人马座V5583的B、V、y、R_C和I_C五个带，发现这些多带光变曲线与V382 Vel 1999的光变曲线几乎一致，直到爆发后至少100天。爆发后约6个月，BeppoSAX探测到V382 Vel的超软X射线相。V5583 Sgr几天前爆发，发现于2009年8月6.5 UT附近的光学峰值。从这两颗新星的光变曲线完全相似的角度来看，我们预计在爆发后6个月，V5583 Sgr将出现超软X射线阶段。超软X射线开启/关闭日期的检测强烈地限制了新星的演化，因此，WD的质量范围。为了及时观测到V5583 Sgr的超软X射线相，我们基于光学厚风理论计算了新星爆发演化，预测了超软X射线相：它很可能在爆发后的100 - 140天之间开始，并持续到200-240天。我们强烈建议在2009年12月和2010年1月，2月和3月期间进行多次观测，以检测V5583 Sgr的超软X射线相的开启和关闭时间。
2009-12-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Swift monitoring of GK Persei during the 2018 dwarf nova outburst
本研究利用Swift天文台监测2018年GK Persei矮新星爆发的紫外与X射线演化，证实其X射线自转调制仅存在于硬X射线段，且吸积率变化与调制振幅趋势一致。
2024-03-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fermi Discovers a New Population of Gamma-ray Novae
在费米大天区望远镜（LAT）发射之前，新星并没有被广泛认为是高能（>100 MeV）伽马射线源。2010年3月，LAT首次探测到天鹅座V407中的一颗新星。LAT观测独特地探测了由一颗白矮星及其红巨星伴星组成的V407 Cyg双星系统周围的高能粒子加速机制。随后在2012年6月，LAT探测到另外两颗新星，Nova Sco 2012和Nova Mon 2012，从而预示着新星是一种新的伽马射线源类别。对于Nova Mon 2012，首先发现了伽马射线瞬变源，然后对新星进行了光学确认，展示了如何独立于传统的光学搜索，使用LAT发现新星。我们讨论了LAT检测到的伽马射线新星与其他光学新星的费米任务的前四年的观测限制，并重新考虑可能的高能伽马射线的生产机制，在新星的光的新的检测。
2014-05-01 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
VLBI detection of internal shocks in nova V959 Mon
V959 Mon是一颗在2012年6月19日被发现的经典新星。虽然经典新星现在经常在伽马射线中被探测到，但产生相对论粒子的冲击波的起源仍然未知。我们在2012年9月18日进行了欧洲VLBI网络（e-EVN）的电子观测，揭示了V959 Mon的一对紧凑的同步辐射特征。由于同步辐射需要强烈的冲击，以及，我们确定这些功能的伽马射线产生的位置。在后续的EVN观测中，我们也发现了扩展的喷出物。它们在东西方向上的扩展速度比上述e-EVN测量中检测到的紧凑结快得多。通过将VLBI结果与使用e-MERLIN和VLA获得的低分辨率图像进行比较-如Chomiuk等人（2014）所报告的那样-似乎1）受双星轨道的影响，新星喷出物高度不对称，在赤道平面上有密集和缓慢的流出物，沿着两极有低密度和更快的喷出物; 2）VLBI结与这些外流相互作用区形成的激波有关。
2015-04-09 astro-ph.HE
The 7.1 hour X-ray-UV-NIR period of the gamma-ray classical Nova Monocerotis 2012
新星Mon 2012是第三个被确认为白矮星热核失控的伽马射线瞬变，也就是新星事件。Swift监测揭示了硬X射线和超软X射线光谱成分的明显演变，而Swift-UV和V和I波段光度学显示出逐渐下降，斜率发生了微妙的变化。在超软发射阶段，在软X射线，UV，光学和近红外数据中发现了7.1小时的相干调制，在所有波段的相位变化。假设这个周期是轨道周期，这个系统有一个近主序星，几乎没有明显的恒星风。这将它与第一颗GeV新星V407 Cyg区分开来，V407 Cyg的伽马射线被认为是在喷出物与红巨星风相互作用时通过冲击加速粒子形成的。我们倾向于这样一种模型，即伽马射线来自于轨道平面上靠近白矮星的物质的喷出物的冲击。这表明经典新星通常可能是GeV源。我们将轨道调制归因于吸积盘的凸起部分穿过视线，周期性地阻挡和反射大部分发射。因此，在爆发后的第150天，圆盘必须重新形成。
2013-04-10 astro-ph.HE
Non-Thermal Radio Emission from Colliding Flows in Classical Nova V1723 Aql
费米发现了产生γ射线的新星，这突出了激波在新星爆炸中的重要性。对2010年新星V1723 Aql进行了三年多的多波段VLA无线电观测，结果表明，喷出物中的快流和慢流之间的冲击导致了粒子的加速和同步辐射的产生。喷发开始后不久，喷出物中的震动产生了意想不到的射电耀斑，导致了多峰的射电光曲线。发射最终变得与质量为$2 \times 10^{-4} M_\odot$、温度为$10^4$ K的膨胀热残余物一致。然而，在最初的两个月里，$\gtrsim 10^6$ K在低频的亮度温度太高，不可能是由于少量X射线产生的激波加热气体的热发射。无线电成像显示，在天空平面上，速度为400 km/s $^{-1}$（d/6 kpc）的结构垂直于更长的1500 km/s $^{-1}$（d/6 kpc）流。V1723 Aql喷出物的形态运动学结构似乎与V959 Mon新星相似，其中慢速环和快速流之间的碰撞使快速流准直，并产生产生γ射线的冲击。射电耀斑期间V1723 Aql的光谱学和X射线观测与这张照片相一致。我们的观察支持的想法，冲击新星发生时，一个快速的流动碰撞一个缓慢的准直环面。这种冲击可能是造成硬X射线发射、γ射线产生和一些经典新星的双峰射电光变曲线的原因。
2015-12-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
A remarkable recurrent nova in M 31: The predicted 2014 outburst in X-rays with Swift
最近发现的M31新星M31 N 2008- 12 a是一颗复发新星（RN），复发时间约为1年。这是迄今为止已知RNe中最快的递归时间尺度。我们的光学监测计划在10月初检测到了预测的2014年M31 N 2008- 12 a爆发。我们立即启动了X射线/紫外线监测活动与斯威夫特研究的多波长演变的爆发。我们在发现M31 N 2008- 12 a后的20天内每天都用Swift观测，覆盖了整个超软X射线源（SSS）阶段。我们在爆发后第六天左右检测到SSS发射。SSS状态持续约两周，直至约第19天。M31 N 2008- 12 a是一个具有高黑体温度的明亮X射线源。这次爆发的X射线特性与2013年的爆发非常相似。结合X射线光谱表明，快速上升和下降的有效黑体温度。短期X射线光曲线显示出强烈的非周期性变化，在约14天后显著降低。总的来说，M31 N 2008- 12 a的X射线特性与M31新星的平均人口特性一致。它的光学和X射线光变曲线可以统一地缩放，以显示与银河系RNe U Sco或RS Oph相似的时间尺度。SSS演化的时间尺度和有效温度与高质量WD一致。我们预测M31 N 2008- 12 a的下一次爆发将发生在2015年秋季。
2015-04-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray monitoring of classical novae in the central region of M 31. I. June 2006 - March 2007
经典新星（CNe）最近被报道代表了我们的邻居星系M 31中心区域的超软X射线源（SSS）的主要类别。我们进行了专门的监测M31中心区域与XMM-牛顿和钱德拉，以找到SSS对应的CNe，确定其SSS阶段的持续时间，并获得物理爆发参数。我们系统地搜索了CNe的X射线对应物的数据，并确定了它们的X射线光变曲线和光谱性质。此外，我们确定了光度上限的所有新星从以前的研究中没有检测到了，在我们的视野与光学爆发2005年5月至2007年3月之间的所有CNe。我们在M31中检测到8个CN的X射线对应物，其中4个以前未知。七个源可以被分类为SSS，一个是候选SSS。两颗SSS在新星爆发后的9年多仍然可见，而另外两颗新星对应的SSS阶段不到150天。在后者中，M31 N 2006- 04 a表现出短时可变X射线光变曲线，表观周期为（1.6+-0.3）h。该周期性可以指示系统的二进制周期。从以前的研究中已知的14个SSS新星对应物中，有10个不再被检测到。此外，我们在我们的XMM-牛顿数据中发现了四个SSS，而没有新星对应物，其中一个是新的来源。在我们的监测中检测到的11个SSS中，有7个是CNe的对应物。因此，我们证实了早先的发现，CNe是主要的SSSs类在中央区域的M 31。我们使用测量的SSS打开和关闭时间来估计在新星爆发和质量燃烧的白矮星上喷出的质量。具有短SSS阶段的经典新星似乎是总人口的重要…
2010-09-08 astro-ph.HE
Study of the variability of Nova V5668 Sgr, based on high resolution spectroscopic monitoring
我们目前的结果，我们的密集光谱监测新星V5668 Sgr。从2015年3月19日开始，在发现后仅仅几天，我们就用TIGRE望远镜及其HEROS阶梯光栅摄谱仪获得了一系列光谱，分辨率为R = 20，000，覆盖了3800至8800 nm的光波长范围。我们进行了线识别的可辨别的功能为四个光谱，这是代表各自的阶段，在光变曲线的演变，新星。通过同时分析新星V5668 Sgr的可见光变曲线和相应光谱的变化，我们发现在新星的衰退阶段，所有氢谱线和许多其他谱线的吸收特征都向更高的膨胀速度（-2000 km·s^-1）移动。相反，在上升到以下的最大值，这些观察到的吸收功能已返回到较低的膨胀velocity.We发现，一些Fe II线的吸收功能显示相同的行为，但另外消失了几天在一些下降阶段。在新星V5668 Sgr的光变曲线的某些下降阶段，几条N I线的特征也消失了，而新的N II线出现在发射中几天。发射特征的形状在演化过程中不断变化，并在深极小值之后显示出明显的双峰结构。
2017-02-03 astro-ph.HE
X-ray monitoring of classical novae in the central region of M 31. II. Autumn and winter 2007/2008 and 2008/2009
经典新星（CNe）代表了我们邻近星系M 31中心区域的主要超软X射线源（SSS）。我们分别于2007年11月至2008年2月和2008年11月至2009年2月用XMM-Newton和Chandra对M31中心区域进行了专门的监测，以寻找CNe的SSS对应物，确定其SSS相的持续时间并获得物理爆发参数。我们系统地搜索了CNe的X射线对应物的数据，并确定了它们的X射线光变曲线和光谱性质。我们在M 31中共检测到17个CN e的X射线对应物，其中只有4个是以前已知的。这些后者的来源仍然活跃12.5，11.0，7.4和4.8年后的光学爆发。在17例X射线中，13例被归类为SSS。4颗新星显示短SSS期（< 100 d）。根据这些结果和以前的研究，我们编制了一个目录的所有新星SSS对应物在M31已知的。我们使用这个目录来获得以下X射线和光学新星参数之间的相关性：开启时间，关闭时间，有效温度（X射线），t2衰减时间和膨胀速度的喷射信封（光学）。此外，我们发现了第一个提示之间的差异存在的SSS参数的新星与恒星星族的M 31凸起和磁盘。此外，我们进行了蒙特卡罗马尔可夫链模拟与SSS相的新星的内禀分数。这种模拟表明，相对较高的比例没有检测到SSS发射的新星可能是由于不可避免的不完整的覆盖范围与X射线观测相结合的大部分新星短SSS状态，预计从WD质量分布。为了用更多的样本来验证我们的结果，需要进一步的…
2010-10-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
Supersoft X-rays reveal a classical nova in the M 31 globular cluster Bol 126
经典新星（CNe）代表了我们邻近星系M 31中心区域的主要超软X射线源（SSS）。到目前为止，在任何星系的球状星团中只发现了3颗被证实的新星和3颗SSS，其中在M 31球状星团中发现了1颗新星和2颗SSS（包括新星）。为了研究CNe的SSS状态，我们用XMM-牛顿和钱德拉对M31中心区域进行了高频率的X射线监测。我们分析了M 31 GC Bol 126中一个新的瞬态X射线源的X射线和光学数据，该源是在Swift观测中偶然发现的。我们的光学数据集是基于来自五个不同小型望远镜的常规M 31监测计划。此外，我们还利用了在PAndromeda调查期间获得的Pan-STARRS 1数据。我们的观测结果表明，Bol 126中的X射线源是M 31 GC中的第三个SSS，可以确认为M 31 GC中的第二个CN。这颗新星被命名为M31 N 2010- 10 f。它的X射线和光学性质与双星系统中的大质量白矮星（M_WD >~ 1.3 M_sun）一致。我们利用我们的高步频X射线监测观测数据，对以前在M 31 GC中发现的（疑似）新星数据进行了分析，估计出M 31 GC系统中的暂定新星率为0.05 /yr/GC。根据最近的10.5年WeCAPP调查，光学估计给出了较低的新星率，这与95%置信水平上的X射线率是一致的。越来越多的证据表明，GC中的新星率高于原始双星形成和野外条件下的预期。动态的双星形成和/…
2012-11-20 astro-ph.HE
A population of heavily reddened, optically missed novae from Palomar Gattini-IR: Constraints on the Galactic nova rate
银河系中的新星率仍然很大程度上不确定，尽管它在限制银河系化学演化模型以及理解Ia型超新星的祖先通道方面至关重要。之前的估计是在$\approx10-300$/年$^{-1}$的范围内，或者是基于少数非常明亮的光学新星的外推，或者是基于附近星系的新星速率;这两种方法都受到有争议的假设。光学新星的总发现率（$\approx5-10$ yr $^{-1}$）仍然比这些估计值小得多，即使是在全天空光学时域调查出现之后。在这里，我们提出了一个系统的样本12光谱确认的银河新星在前17个月的Palomar Gattini-IR（PGIR），一个宽场近红外时域调查检测。在相对不受尘埃消光影响的$J$波段（$\approx1.2$ $μ$ m）中工作，PGIR样本的消光分布高度偏向大消光值（被$A_V\gtrsim5$ mag遮蔽的事件的$> 50$ %）。使用最近的估计质量和尘埃在银河系中的分布，我们表明，所观察到的PGIR样本的消光分布是相称的预期从尘埃模型。PGIR消光分布与以前的光学搜索中报告的不一致（零假设概率$< 0.01$ %），这表明在以前的光学搜索中系统地错过了大量高度模糊的新星。我们进行了第一次定量模拟的$3π$时域调查估计银河新星率使用PGIR，并得出$\approx 46.0^{+12.5}_{-12.4}$年$^{-1}$率。我们的研究结果表明，全天空近红外时域调查很好地揭…
2021-01-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Rapidly evolving Galactic plane outbursts in NEOWISE: Revisiting the Galactic nova rate with the first all-sky search in the mid-infrared
研究利用NEOWISE八年中红外全天数据和图像相减流程发现49个快速演化新星候选体，并经效率模拟测得银河新星率为47.9⁺³·¹₋₈.₃ yr⁻¹。
2023-03-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray evolution of the nova V959 Mon suggests a delayed ejection and a non-radiative shock
对新星中的冲击气体进行X射线观测，可以为研究喷出物的动力学提供有用的探测手段。在这里，我们报告的X射线观测的新星V959 Mon，这也是在GeV的伽马射线与费米卫星检测。我们发现，X射线光谱与非太阳丰度的双温等离子体模型一致。我们解释的X射线是由于冲击之间的相互作用的慢赤道环面和快速的极地流出，推断从射电观测V959星期一。我们进一步提出，较热的分量，负责大部分的流量，是从反向冲击驱动到快速流出。我们发现在第60天和第140天之间吸收剂的柱密度系统性下降，与对这种情况的预期一致。我们提出了有趣的证据，延迟约40天的喷出物从中央二进制。此外，我们推断出一个相对较小的（几倍10 $^{-6}$ Msun）喷出物质量的冲击，大大低于质量的10 $^4$ K气体从无线电观测推断。最后，我们推断，在我们观测的时候，主要的X射线冲击可能不是辐射性的，而且冲击功率比观测到的X射线亮度高得多。目前还不清楚为什么高X射线亮度，更接近推断的冲击功率，从来没有看到在新星在早期，当冲击预计有足够高的密度是辐射。
2020-10-26 astro-ph.HE
Gamma-Ray Light Curves and Spectra of Classical Novae
经典新星的核合成，特别是放射性同位素的核合成，可以通过其$γ$射线特征直接测量。尽管几十年的观测，MeV $γ$ -来自新星的射线从未被检测到-无论是在爆炸时，还是作为放射性衰变的结果，也不是来自新星群体的弥漫性银河系辐射。由于最近的发展，如INTEGRAL/SPI和费米/GBM的MeV望远镜的仪器背景建模，最终检测到这些难以捉摸的瞬变的前景大大增强。这就需要更新和改进经典新星的$γ$射线光谱和光变曲线模型。在这项工作中，我们开发的数值模型的新星爆炸，使用子和近的ARASEKHARCO白矮星的祖先。我们研究了爆炸的参数依赖性，它们的热力学和能量学，以及它们的化学丰度模式。我们使用Monte-Carlo辐射转移程序计算了$γ$ -射线光变曲线和光谱，重点是早期的时间演化。我们比较我们的结果与以前的研究，发现预期的511千电子伏线闪光在爆炸时被严重抑制，表现出只有$10^{-9}\,{\rm ph}\,$厘米$^{-2}\,$ s $^{-1}$的最大通量，从而使它至少一百万倍比以前估计的微弱。这一发现将使目前的MeV仪器不可能在爆发后的第一天内检测到新星。然而，我们的时间分辨光谱可用于档案数据的回顾性分析，从而提高仪器的灵敏度。
2021-12-13 astro-ph.HE
A dwarf nova in the globular cluster M13
球状星团中的矮新星似乎是罕见的，在157个已知的银河系球状星团中只有13个被探测到。我们报告了在M13中发现的一颗新的矮新星，这是迄今为止在球状星团中发现的第14颗矮新星。使用2米福克斯望远镜北，我们进行了一个搜索的恒星在M13显示变化超过一年（2005-2006年）的时间尺度上的天和月。这导致了一个矮新星的检测显示几个爆发。钱德拉X射线源与这颗矮新星重合，并显示出与矮新星预期一致的光谱和可变性，从而支持了这一鉴定。我们在哈勃太空望远镜ACS/WFC存档的图像中搜索了一个对应的图像，发现了至少11个候选者，其中我们只能描述7个最亮的，包括一个3 sigma H-alpha过剩和一个微弱的蓝色恒星。当更多的矮新星被预期时，一颗矮新星的探测可能表明我们对全球银河系灾难性变量的知识太有限了。矮新星的比例可能比星表中的要低，或者它们的占空比一般来说要小得多，这是一些星群合成模型和最近的野外观测所提出的。
2011-05-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The discovery of a population of gamma-ray novae
长期以来，新星被认为是新星喷出物中放射性元素衰变产生的几MeV的发射源，然而，它们并不被认为是GeV能量域中的连续发射源。2010年3月，费米伽马射线太空望远镜（Fermi Gamma ray Space Telescope）上的大面积望远镜（LAT）首次发现了来自银河系V407 Cyg新星的100 MeV伽马射线辐射。高能光谱和光变曲线被解释为新星壳层与当地环境介质相互作用时激波加速的结果。虽然这是一个令人兴奋和重要的发现，但人们怀疑新星发射高能的必要条件是罕见的。2012年6月，LAT探测到两个新的瞬变源，它们与光学观测到的经典新星有关，分别是Nova Sco 2012和Nova Mon 2012。我们报告的观测特性的人口的伽玛射线新星，它们的相似性和差异，并在这些系统中产生的高能辐射的排放过程。
2013-08-28 astro-ph.HE
Population of post-nova supersoft X-ray sources
新星在光学爆发后会经历一个持续时间不等的超软X射线阶段。这种瞬变的超新星后超软X射线源（SSS）是M31中观测到的SSS的大多数。在本文中，我们使用Wolf等人的后新星演化模型来计算M31中的后新星SSS的预期人口。我们预测，根据关于新星WD质量分布的假设，在任何时刻，M31中都有大约250-600个（未吸收）0.2-1.0 keV光度L_x>10^36 erg/s的新星后SSS。它们的总未吸收光度约为10^39 erg/s。它们的光度分布在log（L_x）~37.7-38附近明显变陡，在L_x~2x10^38 erg/s处变为零，这是新星演化轨迹中达到的最大值。它们的有效温度分布大致呈幂律形状，微分斜率约为4-6，最高温度T_eff约为1.5 × 10^6 K。我们将我们的预测与2006年至2009年期间XMM-牛顿监测M31中心场的结果进行了比较。预测的超新星后SSSs的数量超过了观测到的数量的2-5倍，这取决于假设的WD质量分布在新星。这是很好的协议，考虑到数量和规模的不确定性所涉及的计算的后新星演化模型和它们的X射线输出。此外，只有在氢柱密度约为10^21 cm^-2的情况下，适度的星周吸收才能消除这种差异。
2015-10-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Swift X-ray and UV monitoring of the Classical Nova V458 Vul (Nova Vul 2007)
我们描述了V458 Vul（Nova Vul 2007）的高度可变的X射线和紫外线发射，在爆发后1到422天之间由Swift观测到。V458 Vul最初只在紫外线下明亮，但在第71-140天期间，由于kT=0.64 keV的光学薄热发射，X射线波段未吸收光度为2.3 x10 ^{34} erg s^{-1}，因此成为可变硬X射线源。此时的X射线光谱需要一个低的铁丰度（0.2^{+0.3}_{-0.1}太阳），与朱雀号在同一时间的测量结果一致。在第315天，我们发现了一个新的X射线谱分量，它可以用一个温度为kT=23^{+9}_{-5} eV的黑体来描述，而以前的硬X射线谱分量下降了3.8倍。这种软X射线成分的光谱类似于那些通常在超软源（SSS）中看到的，这表明新星喷出物开始清除和/或WD光球正在收缩到其热发射达到X射线波段的点。我们发现一个高度的变化，在软组件与耀斑上升的数量级计数率在0.2天。在第342.4-383.6天的以下观察中，未观察到柔软组分，仅在第397天再次出现。硬组分继续发展，我们发现硬X射线发射和紫外发射之间的关系，产生斯皮尔曼秩概率为97%。在第397天之后，硬组分仍然存在，是可变的，并且继续以极慢的速率褪色，但是由于来自亮SSS组分的污染物堆积而无法分析。
2009-02-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Fermi Reveals New Light on Novae in Gamma rays
新星现在被费米大面积望远镜（LAT）确定为高能（> 100 MeV）伽马射线源类别。在像V407 Cyg 2010这样的共生双星系统中，有一个坚实的理论框架来解释新星喷出物与红巨星伴星的稠密风相互作用产生的激波加速粒子。然而，在涉及进化程度较低的恒星同伴的经典新星中检测到的高能伽马射线发射不能以同样的方式解释，而是可以在喷出物的内部冲击中产生。我们总结了费米LAT伽玛射线观测的新星，突出的主要属性，将指导进一步的研究。此外，我们报告的软伽马射线（~0.1兆电子伏）连续探测的氧氖型经典新星V382 Vel 1999与OSSE探测器上的康普顿伽马射线天文台在其费米时代的模拟，V959 Mon 2012。
2016-05-04 astro-ph.HE
Observational Evidence for Expansion in the SSS spectra of Novae
对于几颗新星，在爆发后的几周到几个月内观察到了光谱类似于超软X射线源（SSS）的明亮X射线源。新星是由白矮星表面的爆炸性核燃烧提供动力的，产生的能量足以驱动辐射驱动的风。由于喷出物的不透明度的演变，可观察到的光谱逐渐从光学转移到软X射线（SSS阶段）。有时人们假设在SSS阶段开始时不再发生质量损失。然而，一些新星的高分辨率X射线光谱显示出高度蓝移的吸收线，表明显着的膨胀。在本文中，我表明，所有的新星，已观察到与X射线光栅在其SSS阶段表现出显着的蓝移。我认为，所有的模型，试图解释的X射线明亮的SSS阶段，以适应不断扩大的喷出物。
2009-08-31 astro-ph.HE
Search for Gamma-ray Emission from Galactic Novae with the Fermi-LAT
上下文一些新星被发现发射高能伽马射线（>100 MeV）。然而，这种发射的起源尚不清楚。我们报告的搜索伽马射线发射从75光学检测银河新星在第一个7.4年的费米大面积望远镜使用通行证8数据集的操作。目的。我们编制了一个光学新星目录，包括从各种资源的光变曲线和估计的光学峰值时间和光学峰值的幅度，以寻找伽马射线发射，以测试如果所有的新星是伽马射线发射器。方法.我们重复分析的六个新星以前确定为伽马射线源，并制定一个统一的分析策略，然后我们适用于我们的目录中的所有新星。我们在15天的时间窗口中搜索发射，从光学峰值时间之前的20天到之后的20天，以两天为步长。我们进行人口研究与蒙特卡罗模拟设置约束的伽玛射线发射的新星的属性。结果两个新的新星候选人已被发现在2sigma全球意义。虽然这两个新星候选人没有单独检测到显着的水平，把它们与其他未检测到的新星，我们发现了一个亚阈值新星人口与累积3sigma的意义。我们报告测得的伽马射线通量检测源和流量上限新星没有显着的检测。我们的结果可以复制几个伽马射线发射率模型（例如，幂律分布与斜率为2），而恒定的发射率模型（即假设新星是标准烛光）可以拒绝。
2017-10-12 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
