On the Hubble Space Telescope Trigonometric Parallax of the Dwarf Nova SS Cygni
天鹅座SS是最明亮的矮新星（DNe）之一，也是研究得最好的激变变星原型之一。2004年发表的哈勃太空望远镜（HST）上的精细制导传感器（FGS）的天体测量观测给出了6.06+/-0.44 mas的绝对三角视差。然而，最近的甚长基线干涉测量（VLBI），在天鹅座SS的射电爆发期间获得的，已经产生了明显更大的绝对视差8.80+/-0.12 mas，以及与HST结果相比，自行方向的巨大差异。VLBI距离使天鹅座SS的亮度降低了约2倍，这与基于吸积盘理论的预测很好地吻合，以解释观测到的DN爆发行为。这种差异增加了FGS松弛和自行中存在显著系统误差的可能性。我们重新分析了存档的HST/FGS数据，包括（1）背景天体测量参考星的视差的关键重新确定，（2）更新参考星自行的输入值，和（3）校正位置测量的颜色相关的位移。我们的新的分析产生了SS Cyg的自行与VLBI运动一致，绝对视差为8.30+/-0.41 mas，在~1.2 sigma水平上也与VLBI结果在统计上一致。我们的研究结果表明，HST/FGS视差是免费的大系统误差，当数据减少使用高质量的输入值的天体测量的参考星，当仪器签名被适当地删除。
2013-07-20 astro-ph.SR
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
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
V2467 Cygni as possible intermediate polar
我们给出了未经滤波和UBVR_cI_c波段CCD测光快新星V2467 Cyg的结果。我们的数据分析给出了两个不同的频率对应的周期为~ 3.8小时和~35分钟。观察到的光变曲线的V2467天鹅座是典型的中间极性。
2010-04-06 astro-ph.SR
The Morphology of the Expanding Ejecta of V2491 Cygni (2008 N.2)
确定新星喷出物形态的演变为新星爆发早期阶段的形成机制提供了有价值的信息。了解这种机制对研究形成的影响，例如在原行星状星云。在这里，我们使用光谱数据进行V2491天鹅座的形态运动学研究，以确定可能的喷出物的结构及其与中央系统和成形机制的关系。我们使用形状来模拟不同的形态和检索他们的光谱。这些合成光谱与观测到的光谱进行比较，以确定最有可能的形态引起他们，包括系统的倾角和膨胀速度的新星喷出物。我们发现最适合的残留形态是极斑点和赤道环的暗示倾角为80 $^{+3}_{-12}$度和3100 $^{+200}_{-100}$ km/s的极斑点的最大膨胀速度和2700 $^{+200}_{-100}$ km/s的赤道环。这种倾向表明我们应该观察日食，这将使我们能够更精确地确定中央双星的重要参数。我们还注意到，爆发的幅度更类似于经常性新星系统中发现的。
2010-11-09 astro-ph.SR
Long-period SU UMa dwarf nova V1006 Cygni outburst activity and variability at different brightness states in 2015-2017
在2015-2017年期间，利用位于7个天文台的11台望远镜对矮新星V1006 Cyg进行了CCD光度观测。他们报道了2015年的超级爆发，其中包括再亮，五次持续时间约为4天的正常爆发和一次持续至少7天的大爆发。正常爆发之间的间隔为16至22天，超级爆发之间的间隔预计将超过124天。在2015年的超级爆发期间和在再亮和第一次正常爆发开始之间的短期平静期间，分别检测到平均周期为0^d.10544（10）和0^d.10406（17）的正超级驼峰。在2015年的一次大爆发中，发现了轨道周期为0^d.09832（15）的信号，其振幅在爆发下降时比其结束时大2.5倍。在2017年第一次和第二次正常爆发之间的平静阶段，我们可能检测到周期为0^d.09714（7）的负超级峰。在所有其他情况下的宁静，我们发现只有准周期性的亮度变化的时间尺度为20-30分钟，不同程度的连贯性和可变的振幅达到0.5马格在极端情况下。
2018-06-20 astro-ph.SR
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
V1006 Cygni: Dwarf Nova Showing Three Types of Outbursts and Simulating Some Features of the WZ Sge-Type Behavior
我们观察到2015年7月至8月的V1006 Cyg长爆发，并确定该物体是周期间隙中的SU UMa型矮新星。我们的观测证实，天鹅座V1006是继TU Men之后第二个显示三种类型爆发（正常，长正常和超级爆发）的天体。我们成功地记录到了超峰的生长阶段（A阶段超峰），得到了质量比为0.26-0.33，接近潮汐不稳定的稳定极限。A阶段超级驼峰的这种识别表明，超级驼峰确实在接近稳定极限的系统中缓慢生长，这一想法首先由Kato等人2014，arXiv：1406.6428引入。超级爆发显示了一个暂时的下降，然后是重新明亮。下沉的时刻与超峰的阶段转换相吻合，我们认为C阶段的超峰与吸积盘中冷却波的开始有关。我们认为，当冷却波开始时，潮汐不稳定性不足以维持盘的热态。我们提出，在质量比的极端（WZ Sge型天体和长周期系统）中常见的性质可以理解为弱潮汐效应的结果。
2015-12-17 astro-ph.SR
A phenomenological study of the evolution of shock-induced O I emission lines in the spectrum of nova V2891 Cygni
本研究利用CLOUDY代码分析天鹅座V2891新星的氧发射线演化，发现抛射物存在高氧丰度分层，O I 1.3164 μm线可作为激波诱发尘埃形成的示踪剂。
2024-07-12 astro-ph.SR
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
The Accreting White Dwarf in SS Cygni Revealed
我们利用哈勃太空望远镜和远紫外光谱探测器对天鹅座SS型矮新星的静止期进行了分析。FUSE和HST光谱是在爆发后相当的时间获得的，并且在两个光谱重叠的地方具有匹配的通量水平。在我们的合成光谱分析中，我们使用了天鹅座SS的精确的HST FGS视差，得到d = 166 pc，这是一个新确定的吸积白矮星的质量（Bitner等人，2007年），Mwd= 0.81 Msun（低于以前广泛使用的1.2 Msun），变红E_{B-V}值为0.04（Verbunt 1987; La Dous 1991）和0.07（Bruch和Engel 1994），它们来自IUE LWP光谱中的2175 A吸收特征。从最佳拟合模型解到HST + FUSE组合谱能量分布，我们发现白矮星在静止时达到45-55，000 K的温度Teff，假设Log（g）= 8.3，有太阳成分吸积大气。WD的准确温度取决于假设的红化和包含一个静止的低质量吸积率吸积盘。在FUSE范围内，吸积盘模型本身拟合得很差，而如果我们把距离作为一个自由参数，唯一拟合得很好的吸积盘模型是在至少几百秒差距的不协调距离和吸积速率（1.E-8兆太阳/年，这对静止的矮新星来说是不可接受的高）的情况下。讨论了白矮星温度对时均吸积率和长期压缩加热模型的影响。
2010-07-19 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
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
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
Near Infrared studies of the carbon-monoxide and dust forming nova V5668 Sgr
我们提出了新星V5668 Sgr的近红外（NIR）观测，发现于2015年3月15.634 UT爆发，爆发后2天至107天。近红外光谱特征被用来将其归类为FeII类新星。的光谱遵循的谱线从天鹅座P阶段的纯发射阶段的形状的配置文件表明存在的双极流的演变。一个显着的特点是存在一氧化碳的第一泛音带，这是看到的排放。模拟CO排放以估计质量、温度和柱密度分别为（0.5--2.0）$\times$ 10 $^{-8}$ M $_\odot$、4000 $\pm$ 300 K和（0.36--1.94）$\times$ 10 $^{19}$ cm $^{-2}$。估计$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值为$\sim$ 1.5。V5668 Sgr是一个强尘埃产生者，在尘埃形成过程中，其光学光变曲线表现出经典的深度下降。分析的尘埃SED产生的尘埃质量为2.7 $\times$ 10 ${^{\rm -7}}$ $M_\odot $，一个42质量的尘埃壳的黑体角直径和距离估计的新星的1.54千秒差距，同意从MMRD关系的估计。
2015-10-16 astro-ph.SR
Detection and evolution of the CO (v = 2) emission in nova V2615 Ophiuchi (2007)
我们目前的近红外（1 - 2.5微米）光谱和光度测量结果的新星V2615蛇夫座，这是在爆发中发现的2007年3月。我们的观测从2007年3月28日开始，持续了大约80天，当时新星处于最大亮度。的光谱的演变示出从初始的P-Cygni阶段的发射线阶段，最后到尘埃形成阶段。JHK光谱的特征与发生在碳氧白矮星上的新星爆发非常相似。我们分析了在2.088微米处观察到的线，并认为这可能是由于莱曼α荧光激发的FeII。观测的亮点是在2.29 - 2.40微米区域检测到一氧化碳（CO）的第一泛音带。CO带被建模以估计排放的CO气体的温度和质量，并且还对12 C/13 C比率进行限制。CO波段记录了几个时期，从而允许一个难得的机会，研究其从一个阶段的恒定强度通过一个阶段时，CO被破坏得相当迅速的演变。我们比较了所观察到的时间尺度参与的CO排放的演变，并发现一个很好的协议与模型预测，调查化学在新星流出的早期阶段。
2009-05-28 astro-ph.SR
The hybrid Nova Vul 2024 (=V615 Vul)
ANS Collaboration, c/o Astronomical Observatory（ANS合作组织，借址于天文台）；INAF National Institute of Astrophysics, Astronomical Observatory of Padova（意大利国家天体物理研究所，帕多瓦天文台）；Dept. of Physics and Astronomy, University of Padova, Asiago Astrophysical Observatory（帕多瓦大学物理与天文系，阿西亚天文台）
本研究通过光谱分析确认V615 Vul为罕见的混合型新星，揭示其在不同阶段的光谱特征及喷射物扩展特性。
2026-02-24 astro-ph.SR
Far-Ultraviolet Spectroscopy of the Nova-Like Variable KQ Monocerotis: A New SW Sextantis Star?
本文讨论了SMARTS 1.5米望远镜观测到的类新星变星KQ Mon的新光谱和IUE档案远紫外光谱。的光学光谱揭示巴耳末线的吸收，以及他我吸收叠加在一个蓝色的连续。2011年的光谱与我们33年前获得的KPNO 2.1 m IIDS光谱相似，只是2011年的Balmer和He I吸收更强。远紫外IUE光谱揭示深吸收线，由于C II，硅III，硅IV，C IV，和他II，但没有P天鹅座的配置文件表明风流出。我们提出的第一个合成光谱分析的结果的IUE档案光谱的KQ Mon与现实的光学厚，稳态，粘性吸积盘模型与垂直结构和高重力光球模型。我们发现白矮星（WD）的光球层对光谱的贡献很小，并且被稳定盘的吸积光所淹没。对应于WD质量约为0.6 Msun，吸积速率约为10^{-9} Msun/yr，盘倾角在60 °和75 °之间的盘模型，产生的距离在144到165 pc的范围内。KQ Mon相对于其他新星样变量进行了讨论。它的光谱与三颗确定的SW性星的FUV光谱相似，这表明它可能是SW性星的成员，并支持WD是磁性的可能性。
2013-03-17 astro-ph.SR
V5856 Sagittarii/2016: Broad Multi-Epoch Spectral Coverage of a Sustained High Luminosity Nova
人马座新星V5856是独一无二的，因为它的亮度比爆发前高出9个星等超过6年。从爆发到现在的广泛的可见光和红外光谱揭示了具有不同光谱特征的独立发射区。允许发射线具有宽和窄的分量，而禁止线轮廓几乎完全宽。允许的线组件经常显示P天鹅座的配置文件表明高的光学深度，而广泛的组件不显示可检测的吸收。从光谱中推导出的密度和速度，包括O I 7773和8446线的差异，与正在进行的风不一致。相反，长时间的高光度和光谱特征表明，爆发后的共同包络包围着双星，并且可能是可见光和红外辐射的主要来源。
2022-11-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectro-interferometric observations of classical nova V458 Vul 2007
我们使用帕洛玛试验台干涉仪（PTI）解决2.2 $μ$ m发射的经典新星V458 Vul 2007在几天的过程中，它的发现于2007年8月8.54 UT。我们还获得了爆发初期的K波段光度数据和光谱。我们还使用了来自AAVSO数据库的光度测量。这是一个独特的数据集，提供了3种技术方法：高分辨率成像，光谱学和光度学。我们的分析表明，新星喷出物可以被建模为一个倾斜的磁盘在低倾角，即低椭圆率，这是一致的新星是在火球阶段的流出的气体是光学厚，证实了存在强的P-Cygni巴尔默线的光谱。膨胀速度为$\approx$ 1700 $\rm km\ s^{-1}$，源自H $α$线。通过结合PTI测量的新星的角膨胀率和光谱测量的膨胀率，推断新星的距离为9.9-11.4 kpc。我们还使用K波段通量和导出的发射大小来估计从新星$\approx 4\times 10^{-4} M_{\odot}$喷出的总质量。Vul 2007是一颗从Fe II到He/N的快速转变的新星。
2012-06-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical Spectroscopy and Temporal Evolution of the Nova V1405 Cas
Debre Berhan University（德布雷伯罕大学）；SN Bose National Centre for Basic Sciences（S.N.玻色基础科学国家中心）；Texas Tech University（德克萨斯理工大学）；Vihorlat Observatory in Humenne（胡梅内维霍拉特天文台）
研究新星 V1405 Cas 爆发后 1051 天情况，通过光度和光谱分析及 photoionization 建模，得出其是缓慢新星，白矮星质量约 0.7 太阳质量，ejecta 成分及质量情况，还表明该新星白矮星不太可能是 ONeMg 型。
2026-07-22 astro-ph.SR
Simulations of the symbiotic recurrent nova V407 Cyg. I. Accretion and shock evolutions
通过三维流体力学模拟研究了共生双星系统中红巨星喷出物与风的激波相互作用及其演化。我们特别模拟了2010年3月共生周期新星V407~Cygni从静止阶段到爆发阶段的爆发。详细研究了风-白矮星相互作用引起的星周密度增强。发现密度增强效率取决于轨道速度与红巨星风速的比值。与另一颗周期性新星RS~Ophiuchi不同，我们没有观察到强烈的盘状密度增强，而是观察到非球面密度分布，赤道面的$\sim 20\%$密度高于两极。为了模拟2010年的爆发，我们考虑了几个物理参数，包括红巨星质量损失率，新星爆发能量和喷出物质量。对激波相互作用和演化的详细研究表明，激波与红巨星风的相互作用产生了强烈的瑞利-泰勒不稳定性。此外，伴星的存在和星周密度的增强极大地改变了新星阶段的激波演化。在清除了大部分的星周介质后，喷出物的速度减小到$\sim 100-300$ km-s $^{-1}$，这与2011年4月观测到的[N~II]谱线的扩展向红发射一致。
2015-03-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Kepler light curves of V1504 Cygni and V344 Lyrae: A study of the Outburst Properties
我们研究了V1504 Cyg和V344 Lyr的开普勒光变曲线，在1分钟的节奏下包含~736 d。在此期间，每个系统都有约64-65次爆发，包括6次超级爆发。我们发现，在这两个系统中，两个超级爆发之间的正常爆发的持续时间随时间增加的一个因素~1.2-1.9，然后重置为一个小值后，以下的超级爆发。在这两个系统中，正常爆发之间的静止间隔的趋势是在超级周期的一半左右（从一个超级爆发到下一个超级爆发的间隔）增加到局部最大值，然后在下一个超级爆发时减少到一个小值。这与Osaki的热潮汐模型不一致，该模型预测在超级周期中正常爆发之间的静止间隔单调增加。此外，大多数正常的爆发有一个不对称的，快速上升/缓慢下降的形状，在大半径触发爆发一致。V1504 Cyg和V344 Lyr超爆发平台相的指数衰减率分别为8 d/mag和12 d/mag。这个时间尺度给出了一个直接测量的粘性时间尺度外吸积盘的预期，整个磁盘是在热，粘性状态期间的超级爆发。由此产生的Shakura-Sunyaev参数的约束，alpha_{hot} ~ 0.1，是一致的，从快速矮新星衰变推断的值。通过观察发生在周期间隙以下的系统中的超级爆发的缓慢衰减速率，结合周期间隙以上的一次长爆发的缓慢衰减速率（在U Gem中），我们推断出长爆发的衰减速率对轨道周期的陡峭依赖性。这意味着一个陡峭的依赖alpha_{cold}的轨道周期，一致的潮汐扭矩…
2011-12-19 astro-ph.SR
The Remarkable Spin-down and Ultra-fast Outflows of the Highly-Pulsed Supersoft Source of Nova Hercules 2021
新星Her 2021（V1674 Her）于2021年6月12日爆发，达到肉眼亮度，并已被无线电探测到$γ$射线。1.2天内2个星等的极快光衰和强Ne线暗示着一颗高质量的白矮星。爆发前光学探测到的501.42秒振荡表明是一颗磁性白矮星。这是第一次在爆发前的经典新星中检测到这种量级的振荡。我们报道了{ \it Swift}和{ \it Chandra}的X射线爆发观测结果，它们独特地表明：（1）超软X射线在与已报道的光学周期不同的周期上有很强的调制，（2）强的脉冲轮廓变化和可能存在的0.1-0.3s量级的周期变化;（3）丰富的光栅光谱随调制相位而变化，并显示出在$\sim 3000$和9000 km s $^{-1}$处具有两个主要蓝移吸收分量的P Cygni型发射线，表明膨胀速度高达11000 km s $^{-1}$。X射线振荡很可能是由与磁场有关的不均匀光球辐射引起的。爆发前和爆发后的光学观测报告之间的周期差异，如果不是由于其他的周期漂移机制，建议这样一个快速的新星，在$2\times 10^{-5}$ - $2\times 10^{-4} M_\odot$的范围内的大喷射质量。在{ \it钱德拉}数据中发现的周期和报告的同时期爆发后光学周期之间的差异，以及周期漂移的存在，可能是由于弱非刚性光球旋转。
2021-10-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Asynchronous polar V1500 Cyg: orbital, spin and beat periods
明亮的天鹅座新星1975是磁性白矮星（WD）上罕见的新星。后来它被发现是一个异步极，现在被称为V1500 Cyg。我们的多站点测光活动发生在喷发后40年，覆盖了26个夜晚（2015-2017）。来自加热的施主的反射效应已经减小，但仍占主导地位的光辐射，振幅约为1 μ m。0^m.3的残差揭示了回旋辐射和椭球变化。平均亮度调制从夜间到夜间被用来测量9.6-d自旋轨道拍周期，这是由于不断变化的吸积几何形状，包括磁极开关的流量。通过减去轨道频率和拍频，得到自旋相位相关的光变曲线。WD自旋光变曲线的振幅和轮廓跟踪WD上的回旋发射吸积区域，并且它们随拍相而系统地变化。0.137613-d处的微弱间歇信号可能是自旋周期，比轨道周期短1.73（1）min。光变曲线最大值的O-C图显示了每半拍周期的相位跳跃，这是异步极化的特征。第一个跳跃，我们解释为极点切换之间的区域分开180度。然后光点在约0.1拍相位期间漂移，然后在间隔小于180 °的光点之间经历第二相位跳跃。我们跟踪冷却仍然热WD所揭示的辐射的同伴。天鹅座V1500的后新星演化和自旋-轨道非对称性仍然是磁性白矮星吸积流的有力实验室。
2018-06-10 astro-ph.SR
Study of 2021 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi: Photoionization and morpho-kinematic modelling
我们提出了2021年爆发的RS Ophiuchi（RS Oph）的光学光谱的演变超过爆发后约一个月。光谱演化与以前的爆发相似。早期的光谱显示出突出的P天鹅座的氢巴耳末，\ion{Fe}{ii}，和\ion{He}{i}线。在最初的几天里，发射线非常宽，后来随着新星的发展变得越来越窄和尖锐。这被解释为膨胀的冲击物质进入红巨星伴星的风中。我们发现新星喷出物在$\sim 4$天内自由膨胀，之后激波速度随时间单调下降，为$v\propto t^{-0.6}$。使用光电离代码\textsc{cloudy}导出与系统相关的物理和化学参数。最佳拟合的\textsc{cloudy}模型显示存在一个热的中心白矮星源，其光度大致恒定为$\sim$ 1.00 $\times$ 10 $^{37}$ erg s $^{-1}$。最佳拟合的光电离模型产生绝对丰度值的数量，相对于太阳的He/H $\sim 1.4 - 1.9$，N/H = $70 - 95$，O/H = $0.60 - 2.60$，和Fe/H $\sim 1.0 - 1.9$的喷出物在爆发后的第一个月。在喷出物中发现了大量的氮。系统的氢壳层质量估计在$3.54 - 3.83 \times 10^{-6} M_{\odot}$范围内。的三维形态运动学建模显示了一个双极形态和$i=30^{\circ}$的倾斜角为RS Oph双星系统。
2022-07-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Evidence for the White Dwarf Nature of Mira B
米拉的吸积伴星-原型脉动渐近巨星分支星-的性质一直是一个争论超过25年的问题。在这里，我们用利克天文台的镍望远镜观测到的这颗伴星米拉B的快速光学亮度变化进行定量分析，以表明它是一颗白矮星（WD）。在几分钟到几十分钟（约0.2等）的时间尺度上的非周期性光学变化的幅度是一致的，在这些相同的时间尺度上的激变变量的吸积WD。它明显大于预期的吸积主序星。Mira B被确认为WD，它的紫外线和光学光度，以及来自紫外线对WD有效温度的限制，表明它每年的吸积量约为1 e-10太阳质量。我们没有发现任何证据表明吸积速率高于Bondi-Hoyle理论的预测。然而，吸积速率足够高，可以解释弱X射线发射，因为以这种速率吸积的低质量WD周围的吸积盘边界层很可能是光学厚度，因此主要发射远紫外线或极紫外线。此外，发现Mira B是WD意味着它已经经历过，并将继续经历新星爆炸，大约每百万年。它还强调了Mira AB与其他产生喷流的共生双星如宝瓶座R、天鹅座CH和MWC 560之间的相似性，因此提出了Mira B从这个系统发射最近发现的双极流的可能性。
2010-09-13 astro-ph.SR
