An XMM-Newton view of the Symbiotic Stars HM Sge, NQ Gem, and PU Vul
本文分析 XMM-Newton 对三颗共生星的观测，发现 PU Vul 双等离子体成分、HM Sge 极软成分及 NQ Gem 需额外模型成分，挑战现有分类并推动吸积研究。
2023-03-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Photometric search of orbital periods in symbiotic stars
介绍了1997 - 2008年在托伦附近的Piwnice天文台对3颗共生星ZZ CMi、TX CVn和AG Peg进行的UBVRI测光。为了搜索这些恒星的轨道周期，使用了傅立叶分析。对于其中的两个，TX CVn和AG Peg，我们已经确认了较早的已知周期。对于ZZ CMi，我们发现了一个相对较短的周期218.59天。假设轨道周期是原来的两倍（P=437.18天），光变曲线中的双正弦波可以用椭球效应来解释。
2010-03-02 astro-ph.SR
The H$α$ and H$β$ Raman-scattering line profiles of the symbiotic star AG Peg
1998年9月观测到的共生星AG Peg的H $α$和H $β$谱线剖面（相位$ϕ$ = 10.24）显示出顶部窄的双高斯和底部宽的（半高宽为200 - 400 km $^{-1}$）分量。光电离模型表明，产生氢的巴耳末线和莱曼线的电离区是辐射束缚的，氢气数密度为$n_{\rm H} \sim 10^{9.85}$ cm $^{-3}$，气体温度为T $_e$ = 12 000 - 15 000 K.我们进行了Monte Carlo模拟，以适应拉曼散射宽翼，假设氢Ly $β$和Ly $γ$线发射的辐射范围内的HII区周围的白矮星具有相同的双高斯线轮廓形状的氢巴耳末线。模拟表明，散射HI区连接到（或位于外面）的内部HII壳。与所观察到的宽HI线轮廓的最佳拟合表明，散射中性区的柱密度为$N_{\rm H} \simeq $ 3 - 5 $\times$ 10 $^{19}$ cm $^{-2}$。我们研究了所观察到的H $α$和H $β$线轮廓的几何结构是否是一个双极锥壳结构，由辐射约束的电离区和外部材料约束的中性区。膨胀的双极结构可能是热白矮星周围共同包层或罗氏瓣外壳的两个相对区域，通过来自巨星的质量流入形成，并被来自热白矮星的快风推出。
2018-02-01 astro-ph.SR
Detection of optical flickering from the symbiotic Mira-type binary star EF Aquilae
我们在Johnson B和V波段对共生星天鹰座EF、飞马座AG和Lyncis SU进行了1分钟时间分辨率的测光。我们的观测表明，共生的米拉型恒星EF Aql的随机光变化的存在下，振幅约为0.25级的时间尺度为5分钟。观测结果证实了双星系统中热成分的白矮星性质。它是第11颗共生星（在我们银河系已知的200多颗共生星中），显示光学闪烁。对于SU Lyn，我们在B波段没有检测到幅度高于0.03 mag的闪烁。对于AG Peg，B和V带的变异幅度分别小于0.05 mag和0.04 mag。
2018-11-08 astro-ph.SR
Detection of X-rays from the jet-driving symbiotic star Hen 3-1341
母鸡3-1341是一个共生双星系统，由一颗白矮星和一颗红巨星组成，是大约十个显示出喷流迹象的共生体之一。在1998年至2004年爆发期间，通过发射线的位移分量检测到了双极喷流。当母鸡3-1341达到静止时，这些成分消失。2012年2月23日，母鸡3-1341开始了新的爆发，并于2012年3月3日出现了新的双极喷流。我们在2010年3月用XMM-牛顿观测了静止期的Hen 3-1341，有效曝光时间为46.8 ks，在2012年3月8-11日用Swift观测了静止期的Hen 3 - 1341，有效曝光时间为10 ks，以探测喷流与环境介质的相互作用以及白矮星上的吸积。我们用XSPEC拟合了XMM-牛顿X射线光谱，并检查了X射线和紫外光曲线。本文报道了用XMM-牛顿法探测Hen 3-1341在静止期的X射线辐射。光谱可以用吸收的单温等离子体或吸收的黑体来拟合。在短暂的雨燕暴露期间，我们没有检测到母鸡3-1341。我们的XMM-Newton数据表明，残余喷流与星际介质的相互作用可能在爆发后的很长一段时间内仍然存在，并可能是在静止期观察到的X射线发射的原因。强烈需要更多的数据来证实这些建议。
2013-05-14 astro-ph.HE 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
Revealing a new symbiotic X-ray binary with Gemini NIFS
我们使用K波段光谱的对应物的快速变化的X射线瞬态XMMU J174445.5-295044，以确定它作为一个新的共生X射线二进制。XMMU J174445.5-295044显示了硬X射线谱（我们使用短的Swift/XRT观测验证了它与2013年Integral/IBIS 18-40 keV探测的关联），高且变化的N $_H$，以及时间尺度低至分钟的快速耀斑，表明风吸积到致密恒星上。我们使用双子座北天文台的近红外积分场摄谱仪（NIFS）观测到了它的近红外对应物，并将其分类为~ M2 III。我们推断出$3.1^{+1.8}_{-1.1}$ kpc的距离（保守的1-sigma误差），因此计算出观测到的X射线光度（2-10 keV）至少达到了4 $\times10^{34}$ erg/s。因此，我们得出结论，该源是一个共生的X射线双星，包含一个中子星（或者，不太可能，黑洞）从一个巨大的风吸积。
2014-03-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Symbiotic stars in X-rays IV: XMM-Newton, Swift and TESS observations
本文利用XMM-Newton、Swift和TESS观测四个共生星系统，通过X射线光谱拟合将其分类为β型或δ型，揭示其X射线辐射主要源于低吸积率驱动的吸积盘边界层或星风激波，并证实吸积盘的存在。
2024-05-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
XMM-Newton observations of the low-luminosity cataclysmic variable V405 Pegasi
V405 Peg是一个低光度激变变星，被认为是明亮的高纬度ROSAT全天巡天源RBS 1955的光学对应物。该系统被怀疑属于一个基本上未被发现的冬眠CV种群。尽管进行了密集的光学随访，但其亚类仍未确定。我们想进一步对V405 Peg进行分类，并通过它的长期行为，光谱特性，能量分布和吸积光度来了解它在CV动物园中的作用。我们执行的\textit{XMM-Newton} X射线和紫外线数据的光谱和时序分析。档案WISE，HST，和斯威夫特观测被用来确定光谱能量分布和长期的变化特征。X射线光谱的特征在于来自多温度等离子体的发射。没有发现发光的软X射线成分的证据。由$\sim50\%$产生的轨道相位相关的X射线光度变化没有明显的光谱变化。在我们的X射线数据中没有进一步的周期性。XMM-牛顿观测期间的平均X射线光度为L_X，bol simeq 5e 30 erg/s，但基于Swift观测，相应的光度在5e 29 erg/s和2 e31 erg/s年时间尺度之间变化。这个对象的CV子类仍然难以捉摸。频谱和定时属性显示了磁性和非磁性CV的共性。吸积光度远低于在给定轨道周期的标准吸积CV的预期。像V405 Peg这样的天体可能代表冰山一角，因此可能是银河山脊X射线发射的重要贡献者。如果是这样，它们将在未来的X射线调查中被发现，例如使用eROSITA。
2013-12-02 astro-ph.SR
Notices to investigation of symbiotic binaries V. Physical parameters derived from UBV magnitudes
在光学上，共生双星的光谱由冷巨星、共生星云和热恒星的贡献组成。强发射线叠加在连续谱上。在本文中，我们介绍了一种简单的方法来提取各个分量的辐射光度UBV的大小。我们将该方法应用于经典的共生星AX Per，AG Dra，AG Peg和Z And，共生新星RR Tel和V1016 Cyg以及经典新星V1974 Cyg在其星云阶段。我们估算了这些系统中星云的电子温度和辐射量，以及共生天体中巨星的V星等。我们的结果是在一个很好的协议与那些独立获得的宝贵的模拟紫外-红外SED。
2010-09-21 astro-ph.SR
XMM-Newton observations of the dwarf nova RU Peg in quiescence: Probe of the boundary layer
我们提出了一个分析的X射线和紫外线数据获得的XMM-牛顿天文台的长周期矮新星RU Peg。RU Peg包含一颗巨大的白矮星，可能是矮新星中最热的白矮星，它有一个低倾角，因此最佳地暴露了它的X射线发射边界层，并有一个很好的三角视差距离。我们使用XSPEC假设从MEKAL代码构建的多温度等离子体发射模型建模的X射线数据。我们得到的最高温度为31.7千电子伏，根据EPIC MOS 1，2和pn数据，表明RU Peg有一个X射线光谱硬比大多数矮新星，除了U宝石。这一结果与RU Peg中白矮星的大质量一致，并间接证实了这一点。我们计算的X射线光度对应于质量吸积率为2.E-11 Msun/yr（假设Mwd= 1.3 Msun）的边界层光度，与预期的静态吸积率一致。RGS观测到的19 A处的O VIII发射线的模型表明，预计恒星的旋转速度为695 km/s，也就是说，这条线是由旋转速度约为936-1245 km/s（i约为34- 48度）或开普勒速度的1/6的物质发射的;这个速度比从FUSE光谱推断的白矮星的旋转速度大得多。互相关分析产生了一个未延迟的分量和一个116 +/-17秒的延迟分量，其中X射线变化/波动滞后于UV变化。这表明内盘中的UV波动在大约116秒内传播到X射线发射区域。非延迟分量可能与辐照效应有关。
2011-08-12 astro-ph.SR
Recent photometry of symbiotic stars - XIII
我们提出了新的多色（UBVRcIc）光度观测的经典共生星，EG和，Z和，BF Cyg，CH Cyg，CI Cyg，V1329 Cyg，TX CVn，AG Dra，Draco C1，AG Peg和AX Per，在2007.1和2011.9之间进行。本文的目的是提出新的数据，我们的监测计划，描述其光变曲线的主要特点，并指出问题，为他们今后的调查。采用经典的光电测光法和CCD测光法获得数据。
2012-03-22 astro-ph.SR
51 Pegasi - a planet-bearing Maunder minimum candidate
我们观察了51 Peg，第一个检测到的行星轴承恒星，在55 ks XMM-牛顿指向和5 ks指向每个钱德拉HRC-I和ACIS-S。这颗恒星在XMM观测中的计数率非常低，但由于探测器在低X射线能量下的灵敏度不同，因此在钱德拉图像中清晰可见。这使得51 Peg日冕的温度估计为T<1 MK;检测到的ACIS-S光子可以通过200 eV附近非常冷的等离子体的发射线来解释。持续低的X射线表面通量和在光学CaII数据中看到的平坦活动轮廓表明，Peg 51是蒙德最小的恒星;最近的研究提出的热木星引起的活动增强似乎并不存在。该恒星的X射线通量在不同仪器中是一致的，除了HRC成像仪，它可能有一个更大的有效面积低于200 eV的校准。
2009-11-25 astro-ph.SR
Spectroscopic and photometric analysis of symbiotic candidates -- I. Ten candidates on classical symbiotic stars
共生星属于一组相互作用的双星，它们显示出各种各样的现象，包括与质量转移有关的突出爆发，以及恒星风，喷流，日食或组件的内在变化。近年来，数十颗新的共生星和候选者被发现。然而，有许多对象仍然研究得很差。在文献中怀疑的一些共生体候选人从未进行过光谱研究。在这方面的贡献，我们目前正在进行的运动集中在共生体候选人的第一个结果。在该系列的第一篇论文中，我们研究了十个候选的经典共生星的性质，这些恒星根据它们的光度行为，颜色或丰度模式而被怀疑。为了确认或拒绝所研究的候选者的共生性质，我们获得了新的光谱，并详细分析了它们，以及对这些物体的多频光度和光谱观测。Hen 3-860和V2204 Oph是真正的共生系统，显示了过去100年来燃烧共生星和爆发的典型光谱特征。第一个物体属于不常见的食共生星群。V1988 Sgr不能被归类为一颗真正的燃烧共生星，但不能排除它是一个只吸收共生系统的可能性。Hen 4-204可能是一颗真正的共生星，因为它与已知的共生双星BD Cam相似。其他六个共生候选者（V562 Lyr，IRAS 19050+0001，EC 19249-7343，V1017 Cyg，PN K1-6，V379 Peg）是单一的矮星或巨星或非共生双星。
2021-07-13 astro-ph.SR
Structure and variability in the corona of the ultrafast rotator LO Peg
低质量超快旋转体显示出典型的磁活动特征，并且已知会产生耀斑，这可能是磁重联的结果。因此，这些恒星的日冕表现出非常大的X射线光度和高等离子体温度，以及明显的逆FIP效应。为了探讨日冕性质与一种谱型为P < 1d的超快旋光体的关系，我们分析了XMM-牛顿观测到的K3快旋光体LO Peg，并将其与其它谱型为G9-M1的低质量快旋光体进行了比较。我们调查的日冕性质的时间演化，如温度，排放措施，丰度，密度和所涉及的日冕结构的形态。我们发现两个可区分的活动水平，在XMM-牛顿观测LO~Peg，这表明显着的X射线的相位和振幅的变化，这意味着存在一个不断变化的表面上的活动区域。X射线通量变化28%，可能是由于旋转调制。在我们的观测过程中，观测到一个X射线峰值亮度为2 E30 erg/s，能量为7.3E33 erg的大耀斑。在耀斑爆发时，我们获得了清晰的特征，表明发生了纽珀特效应。耀斑等离子体也显示出一个增强的铁的2倍，在耀斑的上升和峰值阶段。我们的模拟分析表明，耀斑X射线等离子体的尺度小于0.5 R星。此外，火炬回路长度似乎小于火炬等离子体的压力标度高度。我们的研究表明，LO~Peg的X射线性质与其他低质量超快旋转体的X射线性质非常相似，即，X射线亮度非常接近饱和，其日冕丰度随第一电离势的增加而增加，即所谓的逆FIP效应。
2017-02-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
The hidden symbiotic star SU Lyn -- detection of flickering in U band
我们报告光度观测的隐藏的共生星SU林在光学波段。在五个夜晚，我们在U波段探测到幅度约为0.05等的弱闪烁。B、V、g'和r'带无夜间变异。这又一次表明次级成分是一颗以低吸积速率吸积的白矮星。我们还搜索了十几个相关对象（RR Boo，RT Boo，AM Cyg，AG Peg，BF Cyg，NQ Gem，StHa 190，V627 Cas，XX Oph，FS Cet和Y Gem）的夜间变化，其中没有检测到超过观测误差的变化。
2022-08-12 astro-ph.SR
X-ray Variability in the Symbiotic Binary RT Cru: Principal Component Analysis
本文利用主成分分析（PCA）研究了共生双星 RT Cru 的多任务 X 射线数据，发现其光谱硬度转变主要由吸收物质和连续谱变化导致，而热等离子体发射变化引发了闪烁型变率。
2024-12-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Photometry of Symbiotic Stars - XIV
我们在2011.9至2018.75期间对共生星EG And，Z And，BF Cyg，CH Cyg，CI Cyg，V1016 Cyg，V1329 Cyg，AG Dra，RS Oph，AG Peg，AX Per和新发现的（2018年8月）共生星HBHA 1704-05进行了新的多色UBVRcIc光度观测。分别收集HBHA 1704-05、FG Ser和AE Ara、AR Pav的历史摄影和目视/V数据。本文的主要目的是介绍我们对共生星的原始观测，并描述它们的光变曲线的最有趣的特征。例如，周期变化，快速变化，极小值，日食，爆发，轨道周期的明显变化等。我们的测量是通过经典的光电测光（直到2016.1）和CCD测光获得的。总结了监测项目的主要结果，并指出了今后研究的一些具体特点。
2019-04-11 astro-ph.SR
Taking a break: paused accretion in the symbiotic binary RT Cru
共生双星有时会在相当长的一段时间内隐藏它们的共生性质。越来越多的观测证据表明，在那些仅仅由红巨星的风物质吸积到白矮星上的共生体中，白矮星表面没有任何准稳定的壳燃烧，光谱中的特征发射线可以消失，留下一个孤立的红巨星光谱。在这里，我们提出了令人信服的证据，证明2019年RT Cru光谱中光学发射线的消失是由于吸积率的降低，我们通过对X射线光谱进行建模得出了这一结论。吸积速率的这种下降导致电离光子的较低通量，从而导致光谱中的微弱/不存在的光电离发射线。在过去的33年里，我们用XMM-牛顿和雨燕在X射线和紫外线中观察了白矮星共生RT Cru，并收集了地基光谱和光度学。这一长期覆盖表明，在2019年的大部分时间里，白矮星上的吸积率非常低，$\dot{M}= (3.2\pm 0.06)\, \times$ 10 $^{-11}$ $M_{\odot}$ yr $^{-1}$（d/2.52 kpc）$^2$，历史上检测到的硬X射线发射几乎消失，UV通量衰减大约5个量级，$U$、$B$和$V$闪烁幅度减小，从2019年1月到3月，巴尔默线几乎消失了。长期持续的低吸积事件，因为这里报道的可能会阻碍RT Cru经历新星型爆发的机会，尽管吸积白矮星的质量很高。
2022-11-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
A 682-second X-ray Periodicity in CH Cygni: Evidence for a Magnetic White Dwarf
Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）；Fisk University（菲斯克大学）；Vanderbilt University（范德堡大学）；Texas Tech University（得克萨斯理工大学）；University of Texas Rio Grande Valley（德克萨斯里奥格兰德河谷大学）
CH Cygni中发现682秒X射线周期性，证实其为磁白矮星，支持磁自转模型解释喷流活动。
2026-02-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Revisiting symbiotic binaries with interferometry. I. The PIONIER archival collection
本文利用VLTI/PIONIER干涉测量数据和Gaia距离重新分析六颗共生星，发现其红巨星均位于洛希瓣内，支持恒星风主导质量转移，并推断这些巨星可能处于渐近巨星支。
2025-02-06 astro-ph.SR
Coronal modulation in the ultra-fast rotator LO Peg
本研究基于 XMM-Newton 的 X 射线观测分析 LO Peg，去除耀发后用最大似然模型建模旋转调制，揭示其日冕不均匀且活动区集中于两个经度。
2024-05-08 astro-ph.SR
Resolving different sources of fast X-ray variability of the dwarf nova RU Peg in quiescence
我们分析了由XMM-Newton拍摄的矮星新星RU Peg的X射线光变曲线，持续时间为46300 s。功率密度谱具有复杂的形状，包含两个红噪声和两个白噪声分量，表明存在两个湍流区。我们开发了一个统计的“玩具模型”来研究光变曲线的变化所产生的不稳定的湍流吸积流从内盘。我们的结果与圆盘截断半径最大为0.8 x 10^9 cm的结果一致。我们发现，任何在内部盘的粘性质量吸积的波动是可见的紫外和X射线的变化具有相同的中断频率的功率密度谱。这个过程会产生低频变异性。第二次破裂表明存在一个更快的X射线变化分量，它必须由另一个过程产生，可能位于内盘和白矮星之间。
2013-11-29 astro-ph.SR
AstroSat Soft X-ray observations of the symbiotic recurrent nova V3890 Sgr during its 2019 outburst
两个长的AstroSat软X射线望远镜的观测记录的共生复发新星，V3890 Sgr的第三次爆发。第一次观测运行，爆发后8.1-9.9天，最初显示了一个稳定的强度水平与硬X射线光谱，我们归因于新星喷出物和预先存在的恒星伴星之间的冲击。在第8.57天，第一个微弱的迹象出现了由白矮星表面残余燃烧提供动力的超软源（SSS）发射。观察到SSS发射在小时的时间尺度上变化很大。在第8.9天之后，SSS分量更稳定且更亮。在第二次观测中，在爆发后的第15.9-19.6天，SSS分量甚至更亮，但仍然高度可变。观察到SSS发射在第16.8-17.8天期间显著减弱，随后重新变亮。同时，冲击分量稳定，导致硬度比在衰退期间增加。AstroSat和XMM-牛顿观测已被用于研究V3890 Sgr的光谱特性，以得出定量结论，即使它们的缺点是依赖于模型。我们使用xspec来拟合等离子体发射的光谱模型，并且最佳拟合与第二次观测运行期间的元素丰度低于第一次观测运行期间的元素丰度一致，光谱>1 keV。SSS辐射与用于白矮星的非局域热平衡模型大气有很好的拟合。然而，由此产生的光谱参数，受到系统的不确定性，如原子数据的完整性。
2020-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
The impact of periastron passage on the X-ray and optical properties of the Symbiotic System R Aquarii
本研究通过分析R Aqr的X射线和光学数据，发现近星点通过时边界层和反射成分通量增加，并估算了质量吸积率和风吸积效率，与修正的Bondi-Hoyle-Lyttleton吸积模型预测进行了比较。
2024-11-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
The phases of X-ray emission of RS Oph
2006年2月12日，周期性共生新星RS Oph在21年后再次出现。与1985年的大爆发相比，这次的X射线观测覆盖率要高得多。Swift每天观察RS Oph几次，而Chandra和XMM-Newton在每个进化阶段观察两到四次。虽然Swift观测提供了高时间分辨率，但Chandra和XMM-Newton观测提供了高光谱分辨率。精细模型可以由光栅光谱约束，并且模型参数的插值可以由Swift观测的丰富性约束。我们比较了斯威夫特光变曲线与六个X射线观测与\exosat \在1985年爆发。我们发现，从超软X射线二元（SSS）相的衰变已被观察到。
2009-08-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Implications of the non-detection of X-ray emission from HD 149427
HD 149427是一个非常神秘的天体。它被归类为行星状星云或D '型共生星。它的距离也很不确定。此外，HD 149427是一个潜在的喷流源。我们报告的X射线发射的HD 149427的非检测和探讨其性质的影响。我们用XMM-牛顿观测了该物体，有效曝光时间为33.5 ks。在软带（<2 keV）中，X射线发射通量的上限为10^-15 erg/s/cm ^2，而在硬带（>2 keV）中，其上限约为10^-14 erg/s/cm ^2。我们讨论了我们的结果的影响，根据可能的性质HD 149427 -是一个行星状星云或共生星，近或非常遥远。推导出的白矮星的质量吸积率上限对于共生星来说是不典型的，可能有利于HD 149427是一个年轻的PN。HD 149427可能是一颗处于冬眠状态的共生星--如果它真的是一颗共生星的话。我们估计了喷流可能的质量损失率和动力学光度，发现与我们的软X射线发射上限没有矛盾。因此，射流可能仍然存在，但它太微弱，无法通过软X射线发射检测到。
2011-11-14 astro-ph.SR
Detection of X-rays from the jet-driving Symbiotic Star MWC 560
我们报告的X射线辐射的检测从喷气驱动共生星MWC 560。我们用XMM-牛顿观测了MWC 560，观测时间为36 k。我们用XSPEC拟合了EPIC pn、MOS 1和MOS 2仪器的光谱，并用XRONOS软件包检查了光变曲线。该光谱可以与来自光学薄的热等离子体的高度吸收的硬X射线分量、能量为6.1 keV的高斯发射线和较少吸收的软热分量相拟合。最佳的拟合得到的模型中，热的组件是由光学薄的热发射产生的等压冷却流的最高温度为61千电子伏，这可能是创建一个光学薄的边界层内的表面上的吸积与矮星。在MWC 560中探测到的硬组分的导出参数与CH Cyg，SS 7317，RT Cru和T CrB等类似天体非常一致，它们都形成了发射硬X射线的共生星的新子类。我们先前对MWC 560中的射流进行的数值模拟表明，它应该产生可检测的软X射线发射。我们推断所观察到的软组分的温度为0.17千电子伏，即低于预期从我们的模型。总的软X射线通量（即< 3 keV）比其诞生后不久（<0.3年）传播的喷流的预测值小100倍以上，但与预期值一致，因为它随年龄而减少。ROSAT上限也与这种下降相一致。我们发现非周期性或准周期性变化的时间尺度上的分钟和小时，但没有周期性的快速变化。所有的结果都与吸积白矮星的X射线发射和周围光学薄边界层的存在是一致的。
2009-02-09 astro-ph.SR
Broad Observational Perspectives Achieved by the Accreting White Dwarf Sciences in the XMM-Newton and Chandra Eras
本文综述了Chandra和XMM-Newton时代吸积白矮星双星在观测上的广泛进展，涵盖其物理过程、演化联系及关键成就与未来挑战。
2025-03-26 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
New interpretation of the two hard X-ray sources IGR J17503-2636 and IGR J17507-2647
通过XMM-Newton、INTEGRAL和Swift观测，重新解释两个硬X射线源性质：IGR J17503-2636为共生X射线双星（流量变幅超2100倍，探测到候选周期），IGR J17507-2647为激变变星（首次发现铁线，发射稳定）。
2024-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Roche-lobe filling factor of mass-transferring red giants - the PIONIER view
使用PIONIER访客仪器，结合了ESO甚大望远镜干涉仪的四个辅助望远镜的光线，我们精确测量了几个共生和相关恒星的直径：HD 352，HD 190658，V1261 Ori，ER Del，FG Ser和AG Peg。这些直径-在0.6到2.3毫弧秒的范围内-被用来评估质量损失巨星的洛希瓣的填充因子，并提供正在进行的质量转移的性质的指示。我们还提供了第一个光谱轨道的ER德尔，根据CORAVEL和HERMES/墨卡托观测。发现该系统有一个周期为5.7年的偏心轨道。在共生星FG Ser的情况下，我们发现直径在41天的过程中变化了13%，而HD 352的观测结果表明它在伸长。这两颗恒星的罗氏填充因子都接近于1，HD 190658也很可能是这种情况，而其他三颗恒星的罗氏填充因子都低于0.5-0.6。我们的观测揭示了干涉测量在研究相互作用的双星中的作用--我们结论中的主要限制是对物体的距离知之甚少。
2014-02-08 astro-ph.IM astro-ph.SR
A Pilot Deep Survey for X-Ray Emission from fuvAGB Stars
本文报道了利用XMM-Newton和Chandra对新发现的一类具有远紫外超区的AGB星（fuvAGB星）的X射线发射进行的初步观测结果。我们检测到X射线发射在3 6 fuvAGB恒星观察-X射线通量被发现以随机或准周期性的方式变化，大约一小时长的时间尺度上，同时紫外线观测使用光学监视器对这些来源显示出类似的变化，在紫外线通量。这些数据，加上以前的研究，表明X射线发射只在fuvAGB星中发现。通过对光谱的模拟，我们发现观测到的X射线亮度为~（0.002-0.2）Lsun，发射X射线的等离子体温度为~（35-160）× 10^6 K。高的X射线温度反对恒星日冕中产生的辐射，或者直接在吸积激波中产生的辐射，除非它发生在WD伴星上。然而，没有一个被探测到的天体是已知的WD共生星，这表明如果存在WD伴星，它们的温度相对较低（<20，000 K）。此外，高X射线光度特别反对发射起源于主序星的日冕。我们讨论了几种模型的X射线发射及其变化，并发现最有可能的情况下的起源的X射线（和FUV）发射涉及吸积活动周围的伴星，与约束强磁场与同伴和/或周围的吸积盘。
2015-07-27 astro-ph.SR
Asymptotic giant branch stars in the eROSITA-DE eRASS1 catalog
本研究通过交叉关联eROSITA-DE eRASS1星表与AGB星位置，发现7个高置信度和7个可能的X-AGB，将已知样本从36个增至47个，验证了eROSITA的探测能力，并揭示X-AGB与X射线共生星的光度差异及起源机制。
2024-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
