The historical light curve of the symbiotic star AG Draconis: intense, magnetically induced cyclic activity
我们分析了共生系统AG Draconis的光学光变曲线，涵盖了它过去120年的历史。在最初的32年里，系统处于静止状态。在1922年左右，恒星的平静光度增亮了0.29等。光变曲线（LC）的最后82年的特征是一系列亮度为1-2等的爆发，持续时间约为100天。爆发沿时间轴分布在6个集群与准周期约5300天的周期。爆发的时间间隔是373.5天的整数倍。在静止状态下，LC以550 d的系统的二进制周期振荡。LC还包含一个弱的周期信号，周期为350 d，归因于巨星的脉动。另一个1160 d的周期也出现在光变曲线中，这是巨星的恒星自转周期。我们认为，爆发是强烈的质量转移的事件从巨人到热组件。这些都是由一个类似太阳的磁发电机循环在巨人的外层，和这些层的潮汐变形之间的相互作用，循环与373.5地球日的会合日周期的巨人的表面调制。AG Dra是第五个共生系统，其光变曲线反映了如此强烈的磁场和磁调制活动。（节录）
2012-02-28 astro-ph.SR
Recent outburst activity of the super-soft X-ray binary AG Draconis
天龙AG是一颗明亮的共生双星，由一颗白矮星和一颗脉动的冷巨星组成。它是共生星中最强的X射线源，也是超软X射线天体的最佳代表之一。该系统经历特征共生活动与交替的静止和活跃阶段。活跃的火山由几次爆发组成，每隔一年左右重复一次。AG Dra最近的活动阶段始于2015年的弱预爆发，随后是2016年的更突出的爆发。根据光度和一些光谱观测，这两次增亮都属于AG Dra的小（热）爆发。活跃期的这种行为是相当不寻常的，因为更常见的是，AG Dra的活动开始于一个主要的（冷）爆发。此外，拉曼散射OVI线在λ 6825和λ 7082处的行为表明，2016年4月AG Dra的小爆发具有热爆发和冷爆发的特征。基于上述情况，一个悬而未决的问题是共生双星AG Dra在2017年及以后的下一次活动演变。
2017-10-13 astro-ph.SR
Stellar Wind Accretion and Raman Scattered O VI Features in the Symbiotic Star AG Draconis
我们在{ \it Canada-France-Hawaii Telescope}上用ESPaDOns提供了黄色共生星AG Draconis的高分辨率光谱。我们的分析集中在拉曼散射\ion{O}{VI}特征的轮廓集中在6825纳米和7082纳米，这是通过拉曼散射形成的\ion{O}{VI} $λλ$ 1032和1038与原子氢。这些功能被发现具有显着增强的红色部分，表现出双组分型材。假设\ion{O}{vi}发射区构成白矮星周围吸积流的一部分，对\ion{O}{VI}线辐射传输进行蒙特卡罗模拟，发现整体轮廓与吸积流很好地拟合，吸积流在方位角上不对称，入射侧的物质多于相对侧的物质.随着巨星组分质量损失率的增加，Raman 6825和Raman 7082特征的通量比$F(6825)/F(7082)$减小，我们的观测数据与质量损失率$\dot M\sim 2 \times 10^{-7} {\rm\ M_{\odot}\ yr^{-1}}$一致。我们还发现，额外的双极组件移动的速度$\sim 70{\rm\ km\ s^{-1}}$提供了相当大的改善，适合红翼部分的拉曼功能。两个拉曼配置文件不同的可能性，简要讨论了有关的局部变化的\ion{O}{VI}双峰通量比。
2019-05-15 astro-ph.SR
On the Nature of the Hot Component in the Symbiotic, Supersoft X-ray Binary AG Draconis
AG Dra是一颗共生变星，由一颗贫金属的黄色巨质量施主和一颗热的吸积白矮星组成，后者可能被一个光学厚而明亮的吸积盘所包围，这可能是风吸积的结果。我们构造了NLTE合成光谱模型的白矮星光谱和光学厚吸积盘光谱模拟的FUSE光谱的AG Dra，获得时，热组件被认为是在前面的黄巨星。对光谱进行去红处理（E（B-V）= 0.05），并进行模型拟合，距离作为自由参数，但要求大于依巴谷下限1 kpc。我们发现最适合的模型是一个裸吸积白矮星，Mwd = 0.4 Msun，Teff = 80，000 K，模型推导的距离为1543 pc。由于在最短波长处的过量通量，排除了较高的温度，而较低的温度将距离减小到1 kpc以下。任何可能存在的吸积盘对FUV通量的贡献都很小。这就提出了一种可能性，即软X射线来源于一个假定的吸积盘和吸积恒星之间的一个非常热的边界层。
2012-10-03 astro-ph.SR
Broad Wings around H$α$ and H$β$ in the Two S-Type Symbiotic Stars Z Andromedae and AG Draconis
共生星通常在巴耳末发射线周围展现出宽阔的翅膀，其起源仍然存在争议。利用ESPaDOnS和3.6 m加拿大-法国-夏威夷望远镜获得了S型共生星仙女座Z和天龙座AG的高分辨率光谱，研究了H $α$和H $β$的宽翼。当H $α$和H $β$线在多普勒空间中重叠绘制时，注意到在这两个对象中H $α$轮廓总体上比H $β$宽。采用Monte Carlo方法，我们考虑了H $α$和H $β$宽翼的形成是通过远紫外辐射在Ly $β$和Ly $γ$周围的Raman散射和自由电子的Thomson散射.拉曼散射翼是通过选择具有中性氢柱密度$N_{HI}$和覆盖因子$CF$的H I区域来模拟的。对于汤姆逊翼，电离散射区被假定为完全覆盖巴耳末发射星云，其特征在于电子温度$T_e$和电子柱密度$N_e$。H $α$和H $β$的汤姆逊翼具有与$T_e^{1/2}$成比例的相同宽度。然而，H $α$的拉曼翼总体上比H $β$对应物宽三倍，这归因于Ly $β$和Ly $γ$的不同横截面。归一化为具有相同的峰值并在多普勒因子空间中呈现。观察到Z And和AG Dra的H $α$翼明显宽于H $β$对应物，有利于宽巴耳末翼的拉曼散射起源。
2018-09-06 astro-ph.SR
Outburst Behaviour of the Dwarf Nova CG Draconis
本研究基于BAA 2022年观测数据，分析矮新星CG Draconis的爆发特征，发现两类准周期爆发且无超humps，推测其可能是两类矮新星的中间亚型或为相关超爆发模型提供支撑。
2023-01-14 astro-ph.SR
The dwarf nova EX Draconis: a short review
Universidade Federal de Santa Catarina（圣卡塔琳娜联邦大学）；Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais（国家空间研究所）
EX Draconis是一种长周期矮矮新星，其爆发持续约7天，每20-30天复发一次。其深度食允许研究吸积盘表面亮度和半径的变化，验证热粘性盘不稳定性（DI）和质量转移爆发（MTO）模型。结果与DI矛盾，与MTO一致。
2026-04-03 astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the symbiotic star AG Draconis. I.The O VI Raman, Balmer, and helium emission line variations during the outburst of 2006-2008
AG Dra是一小群低金属量的S-型共生双星之一，它们与K-型巨星共生，偶尔会发生不明原因的短期爆发。我们的目的是利用红巨星风中的光学拉曼谱线和其他辐射特征来研究白矮星在爆发过程中的行为。我们的目标是确定在一个重大的爆发事件，并研究在一个重大的爆发过程中的紫外线和光学之间的耦合在这个系统中的增益的包络线和风的变化。利用中、高分辨率的地基光谱，并与档案资料中的$FUSE$和$HST/STIS$光谱进行对比，研究了2006年9月以来爆发期间OVI特征和Balmer、He I、He II谱线的演化。到2007年5月，并包括最近的观测（2009年），以研究源的后续演变。的O VI拉曼功能完全消失在高峰期的主要爆发和随后的变化与前十年的报告有很大不同。He I和He II线以及巴耳末线的相位随拉曼特征而变化，但在2006-2008年期间，He I 6678，7065相对于O VI拉曼6825的变化存在双重值，这在以前没有报道过。通过爆发间隔的拉曼特征比的变化是一致的O VI FUV共振风线从白矮星和周围的O $^{+5}$电离区域内的红巨星风引起的膨胀和冷却的白矮星光球的消失。
2009-12-10 astro-ph.SR
AG Pegasi - now a classical symbiotic star in outburst?
介绍了2015年下半年观测到的最近AG Peg爆发的光谱学研究。相当大的变化的强度和形状的光谱特征，以及热成分参数的变化，所造成的爆发，进行了讨论和AG Peg的爆发和爆发的经典共生星之间的某些相似之处示出。看来在共生新星阶段结束后，AG Peg成为经典共生恒星群的一员。
2016-08-09 astro-ph.SR
Mass-transfer Outburts reborn: Modeling the light curve of the dwarf nova EX Draconis
本研究在传质不稳定性模型（MTIM）框架下，通过吸积盘响应模拟与χ²拟合，首次成功用传质增强事件模型复现了矮新星EX Draconis的爆发光变与盘半径演化，为矮新星爆发的传质起源提供了定量支持。
2024-08-28 astro-ph.SR
Disk Instabilities Caused the 2018 Outburst of AG Draconis
共生双星AG~Draconis（AG~Dra）的爆发行为已被广泛的观测历史所证实。通常，系统会经历一个9- 15年的静止期，释放出恒定的平均能量，在此期间，系统的轨道周期为$\sim$ 550 d，可以在较短的波长（特别是在U波段）看到，以及一个较短的周期为$\sim$ 355 d，被认为是由于冷分量的脉动。在一个平静期之后，活跃期的标志通常是一个高达$\textrm{V}=8.4$ ~mag的大（冷）爆发，随后是一系列以大约1~yr为周期重复的小（热）爆发。然而，在2016年4月，经过9年的平静期后，AG~Dra表现出不寻常的行为：它开始了一个活跃阶段，伴随着一次小爆发，随后又发生了两次小爆发，间隔为$\sim$ 1年。我们提出了AG~Dra 2018年4月小爆发的R波段观测结果，并分析了爆发机制，并报告了下一次预期爆发时间后系统的活动水平。通过考虑增亮和冷却时间、爆发的规模及其温度演化，我们确定这次爆发具有盘不稳定性的性质。
2020-06-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Superoutbursts of the SU UMa-type dwarf nova CP Draconis
对2001年2月至2009年4月期间观测到的SU UMa型矮新星CP Dra的分析揭示了15次爆发，其中至少有8次是超级爆发。超旋回长度为230 ± 56 d。我们报告的测光的2001年和2009年的超爆发，这表明他们是非常相似的，彼此的轮廓的爆发光曲线和超峰的演化。爆发幅度为5.5等，在平台期测量的Psh分别为0.08335（31）和0.08343（21）天。在这两种情况下，Psh在爆发过程中下降，有一些证据表明，有一个突然的变化对应于在高原的一个缓慢的衰落开始的点。2001年的超级爆发是在上升到最大值期间捕获的，在此期间，我们发现Psh明显长于随后的阶段。在每次爆发的高度处都出现了0.3级峰到峰振幅的超级峰，这些峰在爆发过程中逐渐减少。我们还报告了2002年超级爆发的测光，虽然覆盖范围不是那么广泛，它显示Psh = 0.08348（32）d与其他两个超级爆发一致。对2009年爆发的时间分辨测光分析显示，轨道周期为0.08084（86）d，给出了一个分数超峰周期超过λ = 0.032（3）d。
2010-01-27 astro-ph.SR
The symbiotic system Z Andromedae : a spectral analysis of the anomalous 1984-1986 outburst
共生系统Z And在1984-1986年活动期间的视星等廓线出现双峰，与其他时期的爆发相比，流量强度较低。对观测到的光谱进行详细建模，考虑到红巨星喷射出的壳层，表明爆发本质上是单一的，但由于白矮星风与两个紧密壳层在不同阶段的碰撞而扭曲。
2011-03-20 astro-ph.SR
OGLE-SMC-LPV-00861 (LIN 9): the first proven Z And outburst in a Magellanic symbiotic star
本文报道了一颗新的小麦哲伦云共生星OGLE-SMC-LPV-00861的发现，它以前被编目为H $α$发射线源LIN 9。OGLE光变曲线显示了$\sim$ 1200 d以上的多重最大值爆发行为，最大爆发为$ΔV=1.5$ mag. LIN 9的光谱在静止时用南非大望远镜（SALT）拍摄，显示出一颗K5红巨星，其发射线证实了其共生星的性质，表明了正在进行的大时域调查的潜在用途，以确定强共生星候选者。它是第一颗被证实的麦哲伦共生星，显示出人们知之甚少的Z和爆发。在爆发时，估计的热分量光度是$L\sim3165$ $L_\odot$，而在静止时是$L\sim225$ $L_\odot$。需要进一步的观测，特别是在爆发时，以更好地了解这个独特的Z And系统，并为Z And现象的物理模型提供必要的输入。
2014-06-18 astro-ph.SR
FBS 0107-082: A Symbiotic Binary in a Rare Prolonged Outburst?
FBS 0107 -082是一颗发射线天体，之前被归类为类新星激变变星。新的光谱显示了非常强的氢巴耳末线，以及星云的禁戒线光谱和早期F光球的吸收特征。当结合其他红外和光学数据从文献中，这些数据点的对象是一个共生新星看到一个长时间的爆发。分、日、年时间尺度上的光度测量只显示出非常微弱的变化。
2010-05-04 astro-ph.SR
EX Draconis: Using Eclipses to Separate Outside-In and Inside-Out Outbursts
我们提出了一个在TESS周期14和15期间在吸积白矮星EX Dra的食的研究。在这个数据集中出现的两次爆发期间，日食在日食深度/日食外通量空间中经历了一个滞后循环。在每一种情况下，执行循环的方向强烈地表明在吸积盘的内边缘附近触发并向外传播的爆发。这反过来又表明，在EX Dra的爆发是“内向外”的爆发;事件预测的矮新星吸积盘以前的流体动力学研究，并证实了光谱在其他一些吸积白矮星系统。因此，我们建议，在日食深度/出日食通量空间执行的循环的方向被用来作为一个测试，以区分“内出”和“外在”爆发在其他食矮新星的现象，一个可靠的和纯粹的光度测试，以区分这些现象。
2020-04-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
LMC S63: a historical reappraisal of the outburst behaviour of a deeply eclipsing Magellanic symbiotic star
我们提出了一个多历元的低分辨率分光光度分析，辅以跨越100多年的大规模光度测量所提供的光变曲线，共生二进制LMC S63。我们证明它是一颗轨道周期为1050 d的食双星。我们还发现了白矮星历史上爆发的证据。如果这是一个Z-And型爆发，这是最有可能的，这将是第二个这样的爆发记录在麦哲伦云共生系统。我们证实了红巨星是增强的碳，并估计C/O~1.2拟合模型大气的盐光谱。我们还发现了红巨星的双周期脉动，并证明了它与其他碳变星类似，具有确认的双周期性。
2015-05-28 astro-ph.SR
V618 Sgr: Galactic eclipsing symbiotic nova detected in repeated outbursts
本研究通过分析文献、测光及35条新光学光谱，发现V618 Sgr是一颗正处于爆发状态的食共生新星，且是首个被观测到重复爆发的银河系共生新星，可能拥有较大质量的白矮星。
2023-05-05 astro-ph.SR
The activity of the symbiotic binary Z Andromedae and its latest outburst
仙女座Z星是经典共生变星的原型。它的特点是交替的静态和活动阶段，后者是伴随着变化的光度和光谱特性的对象。Z And目前的活动始于2000年，最后一次爆发记录在2017年和2018年之交。关于这一共生双星在活动阶段的行为的一个重要信息来源是业余天文学家用小型望远镜获得的光度和光谱观测。在本文中，我们提出了这些观测的分析结果，重点是Z的最后一次爆发的显着相似性，并与以前的，在此期间，从这个共生系统的射流进行了观察。所提出的结果指出了长期监测共生双星的重要性。
2019-05-10 astro-ph.SR
Spectrum of the Yellow Symbiotic Star LT Delphini before, during, and after the 2017 Outburst
LT Del是一个黄色的共生系统，由一颗明亮的K3型巨星和一颗温度约为10 $^5$ K的热亚矮星组成。我们提出了我们在2010-2018年期间对LT Del的光谱观测结果。2017年，这颗恒星经历了其研究历史上的第二次低振幅（$ΔV\sim0.^{m}7$）爆发。恒星的发射光谱在光学范围内由氢，中性和电离氦线表示，在爆发中发生了显着的变化。HI和HeI发射谱线的通量增加了5-6倍，HeII $λ$ 4686谱线增加了10倍。根据我们的估计，在2017年的爆发中，激发星的温度上升到$T_{\text{hot}}\sim$ 130~000 K，而在1994年的第一次爆发中，温度的变化微不足道。这表明LT Del的冷和热爆发与另一颗黄色共生星AG Dra的类似事件相似。
2019-04-26 astro-ph.SR
Outburst activity of symbiotic system AGDra
AG Dra是一颗著名的明亮的共生双星，由一颗白矮星和一颗脉动红巨星组成。提出了长期光度监测和系统的新行为。对光度学和光谱学进行了详细的周期分析。在AG Dra系统中，检测到两个变化期。较长的一个大约550天与轨道运动有关，而较短的一个大约355天在我们的旧论文中被解释为红巨星的脉动。活动期次变化明显，但喷发周期在359 ~ 375天之间。
2014-06-20 astro-ph.SR
On the diversity and similarity of outbursts of symbiotic binaries and cataclysmic variables
在两类相互作用的双星系统，共生星（SS）和激变变星（CV）的爆发，显示了许多相似之处，尽管非常不同的轨道周期。SS的典型值是以年为单位的，而CV的典型值是几个小时。这两个系统都经历了不可预测的爆发，其特征是SS和CV的光学亮度分别为1 - 3和7 - 15等。通过建模的多波长SED选定的例子，从这两组相互作用的二进制文件，我确定他们的基本物理参数在一个给定的时间的爆发演变。通过这种方式，我证明了这些天体爆发的主要区别在于它们的剧烈程度，而它们喷出物的电离结构基本上非常相似。这表明这些系统中的白矮星的质量喷射机制也是相似的。
2015-02-16 astro-ph.SR
Gaia23ckh: Symbiotic outburst of the assumed Mira variable V390 Sco
本工作分析了变星 V390 Sco 的多频测光与光谱观测，确认其为由 Gaia 新发现的 S 型共生星并正经历共生爆发，揭示了其约 2330-2400 天的爆发周期及偏心轨道触发机制。
2024-03-21 astro-ph.SR
The symbiotic binary ZZ CMi: intranight variability and suggested outbursting nature
我们提出的光度和光谱观测的共生星ZZ CMi。我们检测夜间的变化-闪烁和U波段的平滑变化。在U波段，闪烁的幅度约为0.10-0.20等。在B波段的可变性较低，振幅小于0.03马格。我们还检测到的H-α和H-β发射线的可变性，并找到一个流出的速度约为120-150公里/秒的指示。结果表明，ZZ CMi是一个吸积动力的共生体，包含一个M4-M6 III冷组分和一个类似于复发新星和喷流喷射共生星的白矮星。[The数据可查阅www.astro.bas.bg/ZSRz/ZZCMi/ZZCMi.tar.gz]
2021-10-01 astro-ph.SR
First detection and characterization of symbiotic stars in M31
共生双星被认为是Ia型超新星的祖先。银河系共生双星的普查是如此不完整，以至于我们无法可靠地估计这些恒星的总人口，并用它来检查这个数字是否与螺旋星系中观察到的Ia型超新星比率一致。因此，我们开始对与我们银河系最近的对应物（即M31）进行调查，在那里可以实现对共生恒星的相对完整的普查。我们报告了M31中35颗共生双星的首次探测和光谱特征，并将这些恒星与银河系中的共生恒星进行了比较。这些新发现的M31共生双星与银河系的共生体非常相似，尽管我们显然只对M31中最明亮的共生体进行了采样（在这个可行性研究中）。我们还在M31中发现了一颗共生星（M31SyS J004233.17+412720.7），它是所有共生体中电离水平最高的。M31共生星M31SyS J004322.50+413940.9的一次光学爆发可能是一次类似新星的爆发，这是在银河系和麦哲伦云之外探测到的第一次共生爆发。
2014-07-22 astro-ph.SR
The 2010 nova outburst of the symbiotic Mira V407 Cyg
共生双星Mira V407 Cyg在2010年经历的新星爆发已经在光学和红外波段进行了广泛的研究，包括光度和光谱观测。这一爆发，让人想起RS Oph所显示的类似事件，可以被描述为一个非常快速的He/N新星爆发，同时深深嵌入其凉爽的巨大同伴的稠密风中。最初的热核闪光产生的硬辐射电离并激发了很远距离的米拉风（在4天的时间尺度上观察到复合）。新星喷出物被发现随着时间的推移逐渐减速，因为它扩展到米拉风。这是从线宽从+2.3天的2760 km/s到+196天的200 km/s的变化推导出来的。米拉的风是巨大的，并且足够扩展到一个外部中性和未受干扰的区域，以在所有爆发阶段生存下来。
2010-11-03 astro-ph.SR
The Curious Case of ASAS J174600-2321.3: an Eclipsing Symbiotic Nova in Outburst?
恒星ASAS J174600-2321.3被发现表现出特殊的光度变化（明显的亮度约为4等（V），光度快速下降，内在脉动）。它被拒绝作为RCB候选人在最近的调查光谱的理由。我们已经收集并提出了所有可用的数据，从公共天空调查，测光目录，和文献。通过对这些数据的分析，我们确定ASAS J174600-2321.3是一个长周期食双星（Porb = 1011.5天）。主星可能是一颗白矮星，目前正处于爆发状态，其光谱特征是一颗变红的早期F型超巨星;而副星则是一颗光谱型为晚期M的巨星。我们讨论了所观察到的增亮，这是有关的主要成分的可能来源。ASAS J174600-2321.3是一颗食共生双星，可能是一颗NC型的共生新星，目前正在爆发中。然而，需要进一步的光度和光谱数据来证实这一点。
2015-01-21 astro-ph.SR
Interpretation of the line spectrum of classical symbiotic stars in the scenario for their prototype Z And
共生二进制Z和在其最近的活跃阶段2000 - 2010年，当它经历了一系列的六个光学爆发的研究结果。分析了第一次和第四次爆发期间获得的高分辨率光谱，这是最强的一次。这些数据与理论计算的结果进行了比较。这种比较提供了关于系统在整个活动阶段而不是在单个爆发期间的行为的信息。特别是它被发现之间的根本区别的第一次爆发，这打开了活跃的阶段，并经常爆发-即，双极准直光学外流的存在，在一些经常爆发。一个方案，可以解释所有的光谱现象，在这个活跃的阶段，以及以前的活跃阶段的Z和建议。可能性使用这种情况下的其他经典的共生星在其活跃阶段的线光谱的解释的动机。
2010-12-14 astro-ph.SR
Historical light-curve and the 2016 outburst of the symbiotic star StHa 169
在2005-2016年期间收集了StHa 169的准确BVRI光学光度测定。它揭示了2009年和2016年的两次爆发，都在B=13.6处达到峰值。静止时的平均亮度为B=15.29。在2016年的爆发中，Balmer、HeI和HeII 4686的发射线的积分绝对通量分别增加了7倍、9倍和4.5倍，Balmer连续谱变成了强发射，[NeV] 3526和OVI Raman 6825 Ang发射消失。我们利用哈佛大学的历史底片重建了StHa 169的1897-1951年B波段光变曲线。在1916年结束的一次大爆发的缓慢下降之上，可以看到几个增亮。1934年和1935年发生了两次快速演化的爆发，相隔510天，峰值在B=13.7。静止时的亮度与我们在2005-2016年测量的相同
2016-07-21 astro-ph.SR
Second Outburst of the Yellow Symbiotic Star LT Delphini
我们提出了我们的光电$UBV$观测黄色共生星LT Del在2010-2018年的结果。双星系统LT Del由一颗明亮的K巨星和一颗温度为$\sim$ 100 000 K的致密热星组成，轨道周期为476天。2017年，该变星经历了其研究历史上的第二次低振幅（$ΔV\sim 0.^{m}7$）爆发，其最大值发生在0.15 $\pm$ 0.05的轨道相位。发作持续时间为$\sim$ 60天。爆发中的$B-V$和$U-B$颜色明显变蓝。在1994年和2017年的爆发中，恒星的光度行为有所不同。在2017年爆发前的轨道周期中，$B$和$V$光变曲线中分别出现了深度为$0.^{m}15$和$0.^{m}20$的次极小值，并对其原因进行了讨论。介绍并解释了相位光和颜色曲线;解释了恒星在颜色-颜色图上的位置。我们已经估计了系统的冷，热组件的参数的基础上的距离确定从盖亚DR 2。
2019-06-26 astro-ph.SR
Searching for outbursts from Symbiotic Binaries in GOTO and ATLAS data
Armagh Observatory & Planetarium（阿马赫天文台与天文馆）；University of Warwick（华威大学）；Monash University（莫纳什大学）；University of Sheffield（谢菲尔德大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；University College Cork（科克大学）；The Open University（开放大学）；Radboud University（拉德堡德大学）；University of Manchester（曼彻斯特大学）
利用GOTO和ATLAS数据发现共生双星爆发，首次报告LMC N67的Z And型爆发，揭示爆发事件的光度历史重要性。
2026-10-07 astro-ph.SR
DASCH Discovery of A Possible Nova-like Outburst in A Peculiar Symbiotic Binary
我们目前的光度和光谱观测的一个特殊的变量（指定DASCH J075731.1 + 201735或J0757）发现从我们的DASCH项目使用数字化的哈佛大学天文台档案摄影板。从1942年开始的一年内，它在B区的亮度增加了约1.5等，然后从1943年到20世纪50年代，它逐渐变暗，恢复到爆发前的亮度。平均亮度水平在爆发前后是稳定的，并且可以看到周期为$P=119.18\pm0.07$天的椭球变化，这表明恒星是潮汐扭曲的。径向速度测量表明，轨道是近圆形的（$e=0.02\pm0.01$），光谱周期与光度周期相同。该双星由一颗$1.1\pm0.3 M_\odot$ M0 III恒星和一颗$0.6\pm0.2 M_\odot$伴星组成，伴星很可能是一颗白矮星（WD）。与其他共生双星不同，在光谱中没有发射线或恒星风的迹象。J0757的爆发时间尺度约为10年，B带峰值亮度M_B约为0.7，它不同于其它已知的经典或共生新星。最可能的解释是WD上的氢壳燃烧，尽管不能排除吸积动力耀斑。
2012-03-23 astro-ph.SR
The 2021 Hot-type Symbiotic Outburst of YY Herculis: An Optical Follow-up Study
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）
YY天琴座2021年热型爆发研究通过光谱分析揭示其轨道周期内温度与光度变化，发现其兼具热型与冷型行为。
2026-02-20 astro-ph.SR
Symbiotic Stars with Similar Line Profiles during Activity
线配置文件包含双极准直流出的指示，随着P Cyg吸收期间的几个共生系统的活动阶段被认为是。2006年爆发期间，Z And的Hgamma剖面由四组组分组成。1998-2004年Hen 3-1341爆发期间HeI λ 5876线的轮廓一方面具有高速卫星分量，另一方面具有广泛的P Cyg吸收。在2006-2012年爆发期间，BF Cyg系统的H α和H β剖面首次观察到卫星成分，以及P Cyg爆发。这些配置文件中解释的Z和强经常爆发的模型。AG Dra系统在2006年爆发时并没有包含准直外流的迹象。根据与2000-2012年活动相第一次爆发有关的模型解释了它的轮廓。
2013-01-13 astro-ph.SR
Hen 3-860: New southern eclipsing symbiotic star observed in the outburst
Hen 3-860的增亮，以前被归类为H $α$发射体，在2016年底被ASAS-SN调查发现。我们已经获得了第一次光谱观测的瞬变和补充他们的测光数据从DASCH档案的天文板，ASAS和ASAS-SN调查。根据我们的分析结果，我们可以将该天体归类为一颗经典的红外共生星，它由一颗M2-3巨星和一颗热而明亮的组分（$T_{\rm h}$ $\sim$ $1-2 \times 10^5$ K和$L_{\rm h} \sim 10^3 \rm L_\odot$）组成，巨星的$T_{\rm g}$ $\sim$为3 550 K，半径为$R_{\rm g}\sim$ 60 - 75 R $_{\odot}$，光度为$L_{\rm g}\sim$ 540 - 760 L $_{\odot}$。在过去的120年里，该系统至少经历了四次爆发。除了爆发之外，它的光变曲线还揭示了热分量及其周围（相对较冷）壳层的食的存在，这些食在爆发期间发展，并将热分量的一部分辐射重新分配到巨星的光学中，将该物体归类为一组食共生星的代表。日食使我们能够揭示该系统的轨道周期为602天。
2021-11-29 astro-ph.SR
Probing the Accreting Hot Components in Six S-Type Symbiotic Variables
我们对六个共生变量的远紫外光谱进行了光谱分析。两个系统，LT Del，有一个记录的爆发，BD-21 3873（= IV Vir），没有记录的爆发，是黄色共生系统。另外两个系统，V443 Her和RW Hya，也从未有过记录的爆发。另外两个共生体StHa 190和CQ Dra与爆发历史的相互作用更强。我们已经研究了这些系统在他们的平静，以阐明其热组件的性质，通过拟合他们的档案远紫外光谱与光学厚吸积盘模型和NLTE模型白矮星光球。利用FUSE光谱将波长覆盖范围扩展到莱曼极限所提供的关键优势，我们发现RW Hya中的热分量是一个表面温度为160 ℃的低质量白矮星，而共生系统CQ Dra是一个三重系统，其中红巨星将物质转移到由激变变星组成的热组分，其白矮星的表面温度为$\sim$ 50，000K。的影响进行了讨论。
2017-03-03 astro-ph.SR
Creation of neutral disks during outbursts of symbiotic binaries
共生双星光谱能量分布的多波长模型表明，在活跃阶段，在轨道平面附近的热恒星周围会产生一个中性盘状区域。据推测，这与活跃的热恒星的增强风有关。为了验证这一想法，我们应用风压缩模型的共生双星，其中的风粒子被压缩更多的赤道平面由于快速旋转的热星的活跃热星。因此，我们计算了这种压缩风和来自热恒星的电离光子的电离结构。我们发现，在活跃期，炽热的星风增强到\sim（10^-7 - 10^-6）M_sun yr^-1，在恒星赤道处的旋转速度为100 - 350 km s^-1，这导致了中性盘状带的形成。这种盘的存在是短暂的，与共生双星的活跃阶段有关。在静止阶段，由于质量损失率不足，不能产生这种中性盘。
2011-06-13 astro-ph.SR
Three-dimensional hydrodynamical models of wind and outburst-related accretion in symbiotic systems
引力聚焦风吸积在双星系统组成的演化恒星与气体信封和一个紧凑的吸积同伴是一个可能的机制来解释共生双星的质量转移。利用全球三维流体动力学数值模拟方法研究了在静止和爆发阶段，由主晚型分量产生的强风引起的次级恒星周围的质量吸积。特别地，考虑了质量增长率对质量损失率、风参数和风爆发发展阶段的依赖性。对于一个典型的风从一个渐进的巨大的分支星的质量损失率为1 e-6 Msun/年和风速为20-50公里/秒，质量转移通过一个集中的风导致有效的下降到二次。在静止期和爆发期，风速和质量损失率各不相同，比标准的邦迪-霍伊尔-利特尔顿近似值大20- 50%，从初级质量损失的5%-20%的次级吸积率得到。这种机制可能是一个重要的方法来解释所观察到的吸积光度和吸积率的周期性调制的广泛的相互作用的二元系统。
2017-04-11 astro-ph.SR
IX Draconis - a curious ER UMa-type dwarf nova
我们报告的结果，广泛的世界范围内的观测活动，致力于一个非常活跃的矮新星-九天龙。我们调查了光度的系统，以获得其基本的爆发性能和理解的特点IX Dra以及其他活动的激变变量，特别是矮新星的ER乌玛型。为了测量系统的基本参数，我们进行了光变曲线、O-C图和功率谱的分析。在两个多月的观测中，我们发现了两次超级爆发和几次正常爆发。该恒星的V星等变化范围为14.6 - 18.2等，超爆发有规律地发生，超周期长度为58.5+/-0.5 d。在分析过去20年的数据时，我们发现超循环长度以P_dot = 1.8 * 10^{-3}的速度增加。正常的爆发似乎是不规则的，典型的发生时间范围为3.1 - 4.1天。我们发现了一个双峰结构的超级驼峰在超级爆发，次极大值成为主导的超级爆发结束附近。在超级爆发期间观测到的平均超级峰周期为0.066982（36）d，在过去二十年的观测中保持不变。根据功率谱分析，对轨道周期的评估存在问题。我们发现了两个可能的值：第一个为0.06641（3）d，与前人的研究和我们的O-C分析（0.06646（2）d）一致;第二个为0.06482（3）d，可能性较小。对象的进化状态很大程度上取决于在这两个值之间的选择。需要用光谱测定轨道周期。我们更新了ER UMa型恒星的现有信息，并提出了一套新的基本统计数据。因此，我们提供的证据表明，这类恒星是不均匀的。
2012-11-19 astro-ph.SR
The emergence of a neutral wind region in the orbital plane of symbiotic binaries during their outbursts
本研究通过模拟食共生双星爆发期 Lyα 附近连续谱衰减并测定 H⁰ 柱密度，证明其轨道平面存在由巨星风形成的瞬时中性风区。
2023-05-07 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
KVN Monitoring Obsevations toward the Recent Outburst Symbiotic Star V407 Cygni
利用韩国VLBI网络单碟射电望远镜对D型共生双星V407 Cyg进行了H $_{2}$ O和SiO脉泽谱线的同步时间监测观测。这些监测观测是从2010年3月2日（光学相位$ϕ$ = 0.0），即2010年3月10日新星爆发前8天到2014年6月5日（$ϕ$ = 2.13）进行的。在爆发前8天，我们探测到SiO $v$ = 1，2，$J$ = 1- 0脉泽谱线，其值为0.51 K（$\sim$ 6.70 Jy）和0.71 K（$\sim$ 9.30 Jy），而在爆发后，我们无法在4月2日检测到它们（$ϕ$ = 0.04），5月5日（$ϕ$ = 0.09），5月8日（$ϕ$ = 0.09），或2010年6月5日（$ϕ$ = 0.13）在我们的KVN观测上限内。在重新开始我们的监测观测后，我们从2011年1--0月20日开始探测到SiO $v$ = 2，$J$ = 1- 0脉泽（$ϕ$ = 0.83），并从2011年12月22日开始探测到SiO $v$ = 1，$J$ = 1- 0脉泽（$ϕ$ = 0.92）。这些结果提供了清晰的证据，从新星爆发的冲击和SiO脉泽区的米拉信封之间的相互作用。除SiO $v$ = 1的峰值出现在一个历元外，SiO $v$ = 1，2，$J$ = 1- 0的峰值都出现在相对于恒星速度的蓝移速度上.这些现象可能与爆发后SiO脉泽区的重新分布有关。与恒星脉动相位…
2015-11-10 astro-ph.SR
The symbiotic binary St 2-22: Orbital and stellar parameters and jet evolution following its 2019 outburst
St 2-22是一个研究相对较少的S型共生系统，它属于一小群产生喷流的系统，是由它的红巨星伴星吸积到白矮星上的结果。本文的目的是分析St 2-22的性质，推导其基本参数，并跟踪射流的演变。超过16年的光度监测和高质量的光谱数据使我们能够对其性质进行新的阐述。高分辨率的SALT光谱和$V I_C$测光期间和之间的最后两个爆发已被用来寻找周期性变化，推导出光谱轨道的系统组件，并研究爆发和喷流的演变。我们提出了系统组件的轨道和恒星参数。轨道周期为$P_{orb} = 918 \pm6^d$。双线光谱轨道指示质量比$q = M_{g} M_{h}^{-1} = 3.50 \pm0.53$和组分质量$M_{g} \sin^3{i} \sim 2.35$ M $_{sun}$和$M_{h} \sin^3{i} \sim 0.67$ M $_{sun}$。轨道显示出显著的偏心率，$e = 0.16 \pm0.07$。轨道倾角接近70度。在爆发过程中，观察到加速和减速射流，其径向速度分量的变化范围从$\sim 1500$到近$1800$ km s $^{-1}$。St 2-22原来是一个经典的共生系统，非常类似于Z And群的前身。
2022-01-21 astro-ph.SR
TCP J18224935-2408280: a symbiotic star identified during outburst
本文通过光谱与测光分析确认 TCP J18224935-2408280 为共生星，揭示其爆发属组合新星类型，并测定其轨道周期为 631.25 天及冷巨星参数。
2023-11-30 astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the symbiotic-like recurrent nova V407 Cygni during its 2010 outburst. II. The circumstellar environment and the aftermath
天鹅座V407在2010年3月10日的新星爆发是这颗恒星的第一次观测，但它与著名的共生型复发新星RS Oph的相似之处表明它也是这种罕见类型的银河系新星的成员。这颗新星是第一个在$γ$射线能量下被探测到的新星，也是该系统中第一个已知的新星爆炸。这种爆发的广泛的多波长覆盖范围使其成为与类似系统已知的少数其他爆发的理想比较。我们扩展我们以前的分析，从爆炸的米拉和扩大冲击详细的时间发展的光电离的米拉风，拱星介质，和冲击拱星环境，推导出它们的物理参数，以及它们如何与环境的大尺度结构，扩展以前的覆盖面超过500天后爆发。在Mira风中形成的Fe峰离子的吸收线在第69天之前的低速下可见为P Cyg轮廓，大约在X射线峰的时间，我们确定了许多吸收跃迁，而没有伴随金属线的发射。在2010年观察期间，H Balmer线显示出较强的P Cyg吸收谷，该吸收谷在第128天减弱。我们区分的冲击，光电离环境，色球层和内米拉风爆发后超过一年采取的光谱的组件。多壳层和辐射激发现象与最近引用的GRB和SNIa（严重截断）相似。
2011-12-10 astro-ph.SR
NSV 11749: Symbiotic Nova, Not a Born-Again Red Giant
NSV 11749是一颗研究较少的变星，由W. J. Luyten，在1903年前后有一次长时间的爆发，最高达到12.5等的蓝色。在爆发之后，它显然在过去的一个世纪中一直处于蓝色17等的平静状态。最近有人提出，NSV 11749可能是一颗低质量或中等质量的恒星，经历了最后一次氦壳闪光，使它暂时成为一颗“再次闪烁”的红巨星。如果是这样的话，它将是这个类别的第四个已知成员，以及V605 Aql，FG Sge和V4334 Sgr。然而，我们新获得的物体的光学和近红外光谱表明，它是一个共生的双星，具有强烈的巴耳末和He I-II发射线，与光谱类型为M1-2 III的冷红巨星伴星相结合。1903年的爆发很可能是一个共生新星事件，目前已知的只有不到12个。
2012-10-23 astro-ph.SR
New outburst of the symbiotic nova AG Peg after 165 years
AG Peg被称为最慢的共生新星，它在1850年左右经历了类似新星的爆发。在165年后的2015年6月，它再次爆发，表现出Z和型爆发的特征。主要目标是确定2015年AG Peg爆发的基本特征，性质和类型。我们通过使用低分辨率光谱学（330-750 nm）、中分辨率光谱学（420-720 nm; R=11000）和$UBVR_{\rm C}I_{\rm C}$光度学对2015年爆发的光谱能量分布进行建模来实现这一目标。光学观测与档案HST和FUSE光谱从前面的平静补充。在爆发期间，热分量的光度范围为2-11 $\times 10^{37}(d/0.8{\rm kpc})^2$ erg/s。为了产生最大的光度，白矮星（WD）必须在$\sim 3\times 10^{-7}$ M $_{\odot}yr^{-1}$处吸积，这超过了稳定燃烧的极限，从而导致从WD吹出光学厚风。我们确定了它的质量损失率为几个$\times 10^{-6}$ M $_{\odot}yr^{-1}$。在电离源$1.5-2.3\times 10^5$ K的高温下，风将WD的一部分光球辐射转化为星云辐射，占光学辐射的主导地位。一个数量级的增加排放措施，从几个$\times 10^{59}(d/0.8 {\rm kpc})^2$厘米$^{-3}$在平静期间，到几个$\times 10^{60}(d/0.8\,{\rm …
2017-04-28 astro-ph.SR
The symbiotic recurrent nova V3890 Sgr: binary parameters and pre-outburst activity
本文介绍和分析了共生型复发新星V3890 Sgr在静止期的光学光度学和高分辨率SALT光谱。轨道周期，P=747.6天已从光度和光谱数据推导出来。我们的双线光谱轨道表明，质量比q=M_g/M_WD=0.78 ± 0.05，组分质量为M_WD=1.35 ± 0.13 Msun，M_g=1.05 ± 0.11 Msun。轨道倾角约为67-69度。红巨星正在填满（或几乎填满）它的洛希瓣，而由它的洛希瓣半径d=9 kpc所确定的距离，与巨脉动周期所产生的结果一致。V3890 Sgr的爆发强度与大麦云云中RNe的爆发强度非常相似。V3890 Sgr显示出显着的光度和光谱活动之间的新星爆发的时间尺度类似于那些观察到的共生周期新星T CrB和RS Oph和Z和型共生系统。活动源有一个双温结构，我们已经与存在的吸积盘。这种活动是由吸积速率的变化引起的。我们还提供的证据表明，V3890 Sgr包含一个CO WD吸积在一个高的，几个1 e-8 - 1 e-7 Msun/年，率。WD的质量正在增长，并且应该在大约1，000，000年内产生Ia型超新星-红巨星的预期寿命。
2021-04-13 astro-ph.SR
Transient accretion disc-like envelope in the symbiotic binary BF Cygni during its 2006 - 2015 optical outburst
在2006年后的最后一次爆发中，共生双星BF Cygni的可见光显示了轨道变化，因为爆发的紧凑物体的日食。第一个轨道最小值比下面的轨道最小值深。此外，该系统的巴耳末剖面获得了额外的卫星分量，表明在第一和第二轨道最小值之间的同一时间有双极准直流出。这种行为的框架内的准直恒星风的爆发对象的模型进行解释。假设在第一和第二极小值之间的时期，形成一个覆盖致密天体吸积盘并准直其星风的扩展盘状包层。这个包层的未被食部分是轨道最小值深度减少的原因。计算的这一未被遮挡部分的$UBVR_{C}I_{C}$通量与观测到的第一和第二轨道极小值深度的残差一致。包络的参数要求它是线H $α$的主要发射区域，但是H $α$轮廓很少由其旋转确定，并且主要由其他机制确定。结果表明，包层是一个短暂的星云区，它的破坏决定了轨道极小值深度随可见光衰减的增加。
2015-08-25 astro-ph.SR
The 2016 outburst of the unique symbiotic star MWC 560 (= V694 Mon), its long-term BVRI evolution and a marked 331 days periodicity
在1990年的重大事件发生26年后，在2016年初，令人困惑的共生双星MWC 560进入了一个新的，甚至更明亮的爆发。我们介绍了我们对MWC 560的严格BVRI光度监测（分布在357个不同夜晚的451次独立运行），涵盖了2005-2016年的时间间隔，特别是当前的爆发。2016年爆发的一个显著特征是在最大亮度上升期间抑制了短期混沌变化，之后其振幅超过0.5 mag.类似于1990年的事件，当时该物体保持在最大亮度附近约6个月，当时太阳会合阻止了对当前爆发的进一步观测，MWC 560仍然在最大值附近，三个月后达到它。我们通过结合文献数据将我们的观测置于长期背景中，以提供完整的1928-2016年光变曲线。一些强周期性被发现调制MWC 560的光学光度。1860天的周期调节了BVR波段亮相的发生（1990年和2016年爆发之间正好有5.0个周期），而亮相期间达到的峰值亮度似乎以约9570天的周期变化。一个干净的331天周期调制I波段光变曲线，其中来自M巨星的发射占主导地位，光变曲线强烈地让人联想到椭球扭曲加上来自热伴星的辐射。1860天和331天作为系统轨道周期的利弊进行了审查，等待M巨星的光谱径向速度轨道来解决这个问题（假设轨道不是面向正面）。
2016-07-21 astro-ph.SR
V4141 Sgr: Outflows and repeated outbursts
本文分析共生星V4141 Sgr的长期增亮与重复爆发，结合新光谱与多波段测光及历史数据，发现其爆发含慢新星特征，并伴有光学厚物质抛射和可能双极喷流，值得持续监测。
2025-04-23 astro-ph.SR
V1047 Cen: The first Z And-type outburst observed in the classical nova binary
本研究证实经典新星V1047 Cen 2019年的异常爆发为仅在共生双星中观测到的Z And型，通过光谱能量分布拟合验证参数匹配，揭示该类爆发也可发生在短周期激变变星中，对理解Ia型超新星起源有重要意义。
2025-03-19 astro-ph.SR
An XMM-Newton observation of the symbiotic star AG Peg: the X-ray emission after the end of its 2015 outburst
我们对共生星AG Peg的XMM-牛顿观测进行了分析，该观测是在其2015年爆发结束后获得的。AG Peg的X射线发射较软，且为热源。AG Peg是共生星X射线源中的β类X射线源，其X射线谱与双温光学薄等离子体辐射（kT_1 ~ 0.14 keV和kT_2 ~ 0.66 keV）匹配良好。β类源的X射线发射被认为是双星系统中碰撞星风（CSW）的产物。如果我们采用CSW图像，理论CSW谱与AG Peg的XMM-牛顿谱的观测性质匹配得很好。然而，我们需要一个坚实的证据表明，一个足够热的星风存在于爆发后的状态AG Peg证明的有效性CSW图片的共生双星。未检测到短期X射线变异性，而AG Peg的UV发射在分钟和小时的时间尺度上显示出随机变异性（闪烁）。
2018-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
