不受nuclear fusion驱动的白矮星双星的超软X射线辐射

超软X射线瞬变ASASSN-16 OH作为无物质抛射的热核逃逸

The supersoft X-ray transient ASASSN-16oh as a thermonuclear runaway without mass ejection

Maccarone等人（2019年）将超软X射线和光学瞬态ASASSN-16 oh解释为由大质量白矮星上的吸积事件引起的，类似于矮新星超级爆发。这些作者认为，超软X射线光谱的起源与壳层核燃烧加热的大气不同，因为没有物质被喷射出来。相反，我们发现事件的时间尺度和其他特征是典型的非质量喷射热核逃逸，正如Shara等人（1977）和Yaron等人（2005）的新星模型的广泛网格所预测的那样。我们认为，低X射线和辐射热光度的核燃烧模型的预测相比，是由于光学厚的吸积盘，隐藏了大部分的白矮星表面。如果是这样的话，我们计算的光学瞬态可以解释为一个非喷射热核事件的WD $\simeq$ 1.1 M $_\odot$吸积率为$\simeq3.5{-}5{\times}10^{-7}$ M $_\odot$年$^{-1}$。我们的预测应该证明瞬态事件的性质是由于热核燃烧或吸积;观测证据应在未来几年内获得，因为一个新的爆发应该发生在事件的$\simeq$ 10-15年。

风驱动下白矮星双星向Ia型超新星的演化

Wind-Driven Evolution of White Dwarf Binaries to Type Ia Supernovae

在Ia型超新星（SNe Ia）祖先的单一简并假设中，一颗白矮星快速地从它的伴星吸积富含氢或氦的物质，并表现为一个超软X射线源。这一观点受到了具有非常低质量伴星的超软X射线源的性质以及对附近几个超新星Ia的观测的挑战。已有研究指出，吸积中的白矮星的X射线辐射或星风可以激发星风或剥离伴星的质量，从而显著影响质量传递过程。本文对白矮星双星的风驱动演化进行了详细的计算。我们提出了可能的SN Ia祖细胞的参数空间，并为生存的同伴后SNe。结果表明，与传统的单简并方案相比，Ia超新星的前伴星具有更符合观测的特征。

Millinovae：一类无经典新星爆发的新型瞬变超软X射线源

Millinovae: A New Class of Transient Supersoft X-ray Sources without a Classical Nova Eruption

本研究在麦哲伦云方向发现29颗长时标对称光学增亮的恒星，其中一颗增亮时发射瞬变超软X射线且无经典新星的物质抛射特征，由此提出一类名为millinovae的新型瞬变超软X射线源，其光学光度比普通经典新星暗约千倍。

用环双星物质遮蔽超软X射线源--一种隐藏Ia型超新星祖先的方法？

Obscuration of Supersoft X-ray Sources by Circumbinary Material - A Way to Hide Type Ia Supernova Progenitors?

Ia型超新星（SNe）的前身通常被认为是一颗由非简并伴星吸积的白矮星（SD通道）或两颗白矮星合并的结果（DD通道）。然而，目前还没有达成共识，哪一个祖细胞的情况是正确的，或是否观察到的SN Ia率是由两个通道的组合。与DD祖先不同的是，SD祖先预计会在很长一段时间内（约100万年）发射超软X射线，这是WD表面吸积物质燃烧的结果。反对SD通道作为Ia型超新星的重要生产者的论点是缺乏观测到的超软X射线源（SSS）和来自椭圆星系的低于预期的综合软X射线通量。我们希望确定在吸积单简并双星系统中是否有可能遮蔽核燃烧白矮星的超软X射线辐射。对于被遮蔽的系统，我们希望确定它们的一般观测特性。我们研究了一个被球对称物质包围的典型SSS系统的出射X射线发射，假设黑体谱T_BB=50 eV，L=10^38 erg/s。环双星的物质被认为是太阳的化学丰度，我们离开的机制，背后的质量损失到环双星区域未指定。如果稳定吸积，核燃烧的WD是典型的SSS，我们的分析表明，它们可以被相对温和的环双星质量损失率所掩盖。如果SD祖细胞场景对SN Ia发生率有显著影响，则这可以解释SSS与从观察结果推断的SN Ia发生率相比的差异。来自被遮蔽系统的反射辐射在X射线以外的其他波段也可以看到。这也可以解释在共生双星系统中观测到的SSS的缺乏。

SMC机翼上的一个Be ~+白矮星超软源：MAXI J0158-744

A Luminous Be+White Dwarf Supersoft Source in the Wing of the SMC: MAXI J0158-744

我们提出了一个非常快的X射线瞬态MAXI J 0158 -744，这是由MAXI/GSC在2011年11月11日检测到的多波长分析。随后的X射线通量指数下降与斯威夫特观测，所有这些都揭示了低温（~ 100 eV）的光谱，表明MAXI J 0158 -744是一个新的超软源（SSS）。快的X射线光谱接近最大值显示功能约0.8千电子伏，我们解释为可能的吸收OVIII，和O，Fe和Ne线的发射。在爆发初期和几周后，我们获得了对应物的SAAO和ESO光谱。早期光谱主要是强的Balmer和HeI发射，以及较弱的HeII发射。后一个光谱显示了B1/2 IIIe光谱类型的吸收特征，所有光谱特征的速度都与小麦哲伦云一致。在这个距离上，它是一个发光的SSS（>10^37 erg/s），但它在2-4 keV波段的短暂峰值亮度>10^39 erg/s，使它成为迄今为止在“硬”X射线上看到的最亮的SSS。我们认为MAXI J 0158 -744是一个Be-WD双星，也是第一个可能进入ULX领域的例子。短暂的硬X射线闪光可能是被喷射出的新星壳层与B星风相互作用的结果，其中嵌入了白矮星（WD）。这使得MAXI J 0158 -744成为麦哲伦星云中的第三个Be/WD系统，但它是迄今为止最明亮的。MAXI J 0158 -744的性质支持了先前的建议，即附近星系中的SSS与早期恒星系统有关。

天鹅座经典新星V2491的光学和超软X射线光变曲线模型：次极大的新线索

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。

M 31中稳定的超软X射线源CXO J004318 .8+412016

CXO J004318.8+412016, a steady supersoft X-ray source in M 31

我们获得了一颗恒星的光谱，我们认为它是M31钱德拉源CXO J004318.8+412016的光学对应物，因为它有显著的巴耳末系、中性氦和4686埃的氦II发射线。连续谱能量分布和光谱特征表明存在K或更早光谱型的红巨星，因此我们认为该双星可能是一个共生系统。自1979年以来，CXO J004318.8+412016作为发光超软源（SSS）在X射线中被观测到，有效温度超过40 eV，X射线亮度可变，在10（35）erg/s的几倍和10（37）erg/s的几倍之间振荡。光学物体的光学、红外和紫外颜色与围绕着一个紧凑的伴星的吸积盘一致，伴星可能是一个白矮星，也可能是一个黑洞，这取决于系统参数。如果发光的超软X射线的起源是一颗白矮星的大气层，它在壳层中燃烧氢，那么它就像热核后的闪光新星一样热和发光，然而还没有观察到重大的光学爆发，这表明这颗白矮星的质量非常大（m>1.2 M（sol）），并以Ia型超新星祖先所期望的高速率（mdot>10（-8）M（sol）/年）吸积和燃烧。在这种情况下，X射线的可变性可能是由于一个非常短的复发时间只有轻度简并热核闪光。

Discovery of a ~30-Year-Duration Post-Nova Pulsating Supersoft Source in the Large Magellanic Cloud

Supersoft X-ray sources (SSS) have been identified as white dwarfs accreting from binary companions and undergoing nuclear-burning of the accreted material on their surface. Although expected to be a relatively numerous population from both binary evolution models and their identification as Type Ia supernova progenitor candidates, given the very soft spectrum of SSSs relatively few are known. Here we report on the X-ray and optical properties of 1RXS J050526.3-684628, a previously unidentified accreting nuclear-burning white dwarf located in the Large Magellanic Cloud (LMC). XMM-Newton observ…

A robust model for the origin of optical quasi-periodic variability in supersoft X-ray sources

Supersoft X-ray sources (SSSs) are known as possible progenitors of Type Ia supernovae. The quasi-periodic variability has been detected in the optical light curves of SSSs. However, the exact origin of such quasi-periodic observable features remains a mystery. In this paper, we aim to reproduce the observed optical quasi-periodic variability of SSSs by proposing a white dwarf (WD) accretion model with a periodic mass transfer caused by the irradiation of supersoft X-ray onto the companion star. Methods. Assuming that a periodic mass transfer from the companion star to the WD can be caused whi…

ASASSN-16 oh：一个没有物质抛射的新星爆发--老星群中的一种新型超软X射线源

ASASSN-16oh: A nova outburst with no mass ejection -- A new type of supersoft X-ray source in old populations

ASASSN-16 oh是小麦哲伦云场中一个特殊的瞬态超软X射线源。Maccarone等人（2019）得出结论，ASASSN-16 oh是第一颗具有超软X射线的矮新星，起源于白矮星（WD）上的赤道吸积带。Hillman等人（2019）提出了一种热核失控模型，即X射线和$V$ / $I$光子都是从热WD中发射出来的。我们计算了与Hillman等人相同的参数模型。他们发现，他们操纵开/关的质量吸积，和他们的最佳拟合$V$光变曲线是6 mag昏暗，衰减约10倍慢，比ASASSN-16 oh。我们提出了一个由矮新星爆发期间高速率的质量吸积引起的新星模型，即，X射线源自氢燃烧WD的表面，而$V/I$光子来自被照射的磁盘。我们的模型解释了ASASSN-16 oh的主要观测性质。我们还获得了热核失控模型，没有质量喷射的WD质量和质量吸积率，包括自然和强迫新星在低金属环境中的$Z=0.001$和$Z=0.0001$的参数范围很广。它们是一种新型的周期性超软X射线源，没有质量喷射，如果它们有一个大的磁盘，也是一个明亮的瞬态$V$ / $I$带。我们认为这些天体是Ia型超新星祖先的候选者，因为它的质量以非常高的效率$(\sim 100 \%)$增加。

共生双星AG Draconis超软X射线-光学/紫外通量关系的起源

The origin of the supersoft X-ray--optical/UV flux anticorrelation in the symbiotic binary AG Draconis

AG Draconis产生强烈的超软X射线辐射，在整个活动期和静止期，X射线和光/紫外辐射通量之间存在严格的线性关系。这一贡献的目的是确定的X射线发射源，并揭示所观察到的磁通量的关系的性质。为此，我们模型的X射线和紫外线观测与XMM牛顿，远紫外光谱从FUSE，低和高分辨率IUE光谱和光学/近红外光谱和/或光度观测。我们的分析表明，超软X射线辐射是由白矮星光球层产生的。X射线和远紫外线通量使明确确定其温度成为可能。超软X射线-光学/紫外通量的关系是由来自热恒星的可变风引起的。增强的热星风通过将莱曼连续谱中的高能光子再加工成光学/紫外光而产生光学爆发。

辐射驱动形成经典新星后的超软X射线源

Irradiation-Driven Formation of Supersoft X-ray Sources Following Classical Novae

通过经典新星爆发后的辐射反馈机制，解释了短周期超软X射线源的形成及重复新星的起源。

CAL 83：I的光学和X射线性质准周期光学和超软光变

Optical and X-ray Properties of CAL 83: I. Quasi-periodic Optical and Supersoft Variability

本文利用美国国家天文台和OGLE项目的观测数据，研究了LMC超软X射线源（SSS）CAL 83的长期（~年）时间变化。CAL 83的光变曲线在约450天的时间尺度上表现出约1等的剧烈亮度变化，并且通常在光学低状态下花费约200天。结合档案XMM-牛顿X射线观察，这些代表了最广泛的X射线/光学研究，该系统的日期，并揭示了更详细的X射线光变曲线是反相关的光学行为。这与“瞬态”SSS RX J0513.9-6951的行为非常相似，其中SSS爆发在约168天的时间尺度上重现，并且还与光通量反相关。我们对高、低能态X射线谱进行了简单的黑体拟合，发现当光学对应物变亮时，黑体温度和亮度降低。我们用Hachisu & Kato（2003 a）的极限环模型解释了这些长期变化，该模型为这些包含大质量（~1.3 Msun）白矮星的系统提供了进一步的支持。此外，我们还将CAL 83和RX J0513.9-6951的轨道周期分别修正为1.047529（1）天和0.762956（5）天。

V407 Lupi（ASASSN-16 kt）--一颗在中极地爆发的非常快的新星的多波长观测

Multiwavelength observations of V407 Lupi (ASASSN-16kt) --- a very fast nova erupting in an intermediate polar

我们详细研究了2016年爆发的新星V407 Lupi（ASASSN-16 kt），包括来自SALT，SMARTS，SOAR，Chandra，Swift和XMM-Newton的光学，近红外，X射线和紫外数据。多波长光变曲线的时间分析表明，从喷发后168天和X射线超软源阶段的持续时间，在565秒和3.57小时检测到两个周期。我们认为，这是旋转周期的白矮星和轨道周期的双星，分别，该系统很可能是一个中间极性。光变曲线的衰减非常快（$t_2 \leq$ 2.9 d），这表明白矮星可能是大质量的（$\gtrsim 1.25$ M $_{\odot}$）。在X射线超软源阶段获得的光谱表现出狭窄的，复杂的，和移动的发射线的He II，也磁激变变量的特性。光学和X射线数据显示，当X射线超软源仍然开启时，吸积恢复的证据可能会延长其持续时间。

经典新星超软X射线位相的一个预测公式

A Prediction Formula of Supersoft X-ray Phase of Classical Novae

根据新近发展的经典新星的普适衰减定律，我们提出了超软X射线开、关时间的预测公式，即：t_{X-on} =（10 \pm 1.8）t_3天和t_{X-off} =（5.3 \pm 1.4）（t_3）^{1.5}天，持续8 < t_3 < 80天。我们已经确定了我们的自由-自由发射模型光变曲线的绝对星等，并导出了最大星等与下降率（MMRD）的关系。我们的理论MMRD关系是由两个参数，一个是白矮星（WD）的质量，另一个是在新星爆发的初始包层质量;这第二个参数解释了单个新星的MMRD点的分散。我们的理论MMRD关系也是在良好的协议与著名的经验公式。我们还根据模型光变曲线的绝对值给出了另一个经验关系式M_V（15）~ -5.7 \pm 0.3，即，光学极大值后15天的绝对星等在各种新星中几乎是常见的。我们分析了10颗新星的光变曲线，其中检测到超软X射线相，并估计了它们的WD质量。同时再现光学和超软X射线观测结果的最佳模型是具有1.28 \pm 0.04 M_ \sun的ONeMg WD（V598幼仔），1.23 \pm 0.05 M_ \sun（V382 Vel），1.15 \pm 0.06 M_ \sun（V4743 Sgr），1.13 \pm 0.06 M_ \sun（V1281 Sco），1.2 \pm 0.05 M_ \sun（V597幼仔），1.06 \pm 0.07 M_ \su…

The Remarkable Spin-down and Ultra-fast Outflows of the Highly-Pulsed Supersoft Source of Nova Hercules 2021

Nova Her 2021 (V1674 Her), which erupted on 2021 June 12, reached naked-eye brightness and has been detected from radio to $γ$-rays. An extremely fast optical decline of 2 magnitudes in 1.2 days and strong Ne lines imply a high-mass white dwarf. The optical pre-outburst detection of a 501.42s oscillation suggests a magnetic white dwarf. This is the first time that an oscillation of this magnitude has been detected in a classical nova prior to outburst. We report X-ray outburst observations from {\it Swift} and {\it Chandra} which uniquely show: (1) a very strong modulation of super-soft X-rays…

Multiwavelength modeling the SED of Luminous Supersoft X-ray Sources in Large Magellanic Cloud and Small Magellanic Cloud

Classical supersoft X-ray sources (SSSs) are understood as close binary systems in which a massive white dwarf (WD) accretes from its companion at rates sustaining steady hydrogen burning on its surface generating bolometric luminosities of $10^{36}-2\times10^{38}$ erg/s. Here, we perform for the first time the global supersoft X-rays to near-infrared (NIR) spectral energy distribution (SED) for the brightest SSSs in LMC and SMC. We test a model in which the ultraviolet--NIR is dominated by the emission from a compact (unresolved) circumstellar nebula represented by the ionized gas out-flowing…

大麦哲伦星云中的一颗氦新星——暗弱超软X射线源[HP99]159

A helium nova in the Large Magellanic Cloud -- the faint supersoft X-ray source [HP99]159

本研究针对大麦哲伦云暗弱超软X射线源[HP99]159提出氦新星模型，指出其处于氦新星衰减阶段，符合1.2倍太阳质量白矮星模型，或为LMC首例被确认的氦新星，并探讨了其伴星与Ia型超新星前身星的关联。

周期调制的NGC 300中发光超软源SSS1的新爆发

New outburst from the luminous supersoft source SSS1 in NGC 300 with periodic modulation

附近的星系NGC 300拥有两个发光的瞬态超软X射线源，其辐射光度超过3x10^38 erg/s，假设温度约为60-70 eV的简单黑体光谱。对于其中之一，SSS 1，在2001年1月1日的XMM-牛顿观测中观察到了5.4小时的周期调制，持续47 ks，但在6天前当光度较高时不可见。我们在这里报告检测到来自该源的新爆发，该爆发发生在2016年12月17日至20日进行的两次最近的XMM-牛顿观测期间，持续时间为310 ks。其光度与2000年12月相似，0.2-2.0 keV的光变曲线再次显示出周期性的调制，周期为4.68 ± 0.26 h，仅在两次观测中的第一次有意义。考虑到很大的不确定性（2001年的周期被重新估计为5.7+-1.1小时），这两个值可能是勉强兼容的，并可能与轨道周期有关，尽管信号强度变化很大。由于新的长时间曝光，现在在光谱中可以看到一个额外的吸收特征，我们用吸收边建模。这一成分使辐射热光度降低到3 × 10^38 erg/s以下，因此允许质量接近于克拉塞卡极限的白矮星存在。该系统在1992年、2000年、2008年和2016年的爆发中被发现，表明可能的复发周期约为8年。我们讨论可行的模型，涉及白矮星，中子星或黑洞。

经典新星和复发新星的X射线光栅观测

Observations of Classical and Recurrent Novae with X-ray Gratings

X射线光栅光谱为研究新星物理打开了一扇新的窗口。在过去的13年里，用钱德拉和XMM-牛顿光栅获得了12颗新星爆发后的高信噪比光谱。它们提供了探测氢燃烧的白矮星在熄灭前的温度、有效重力和化学成分的唯一方法。这些光谱也允许对喷出物进行分析，喷出物可以被热白矮星光致电离，但更经常地似乎经历碰撞电离。光栅所需的长时间观测揭示了X射线通量和光谱的半规则和不规则变化。在喷出物对中心超软X射线源变得透明后的最初几周内，大的短期变化尤其明显。多亏了钱德拉和XMM-牛顿，我们发现了喷出物、离散壳层喷出和云团发射区的剧烈现象。正如预期的那样，我们还揭示了白矮星的特征。在我们的样本目标中，白矮星的峰值有效温度在~ 400，000 K和超过100万K之间变化，大多数情况下接近上限，尽管对于两颗新星，仅获得了200，000 K左右的上限。不同X射线卫星和仪器（包括Swift和ROSAT）的综合结果表明，超软X射线相越短，白矮星的峰值有效温度越低，与理论预测一致。峰值温度也与t（2）光学上2 mag衰减的时间成反比。我强烈主张使用白矮星大气模型来获得氢燃烧过程和周围喷出物的连贯物理图像。

所有被超软X射线源电离的星云在哪里？

Where are all of the nebulae ionized by supersoft X-ray sources?

吸积、稳定核燃烧的白矮星与所谓的近双星超软X射线源（SSS）有关，观测到的温度为几个$\times 10^{5}$ K，光度为$10^{38}$ erg/s。这些和其他类型的SSS被认为能够电离周围的星周介质，然而，到目前为止，在大麦云云（6个已知的近双星SSS）中只发现了一个这样的星云，围绕着吸积的核燃烧的WD CAL 83。这就导致了这样的结论：大多数SSS在过去的大部分吸积历史中不可能既亮（$\gtrsim 10^{37}$ erg/s）又热（$\gtrsim$几$\times 10^{4}$ K），除非大多数源周围的ISM密度远小于CAL 83星云（4- 10 $\rm{cm}^{-3}$）的密度。在这里，我们证明，大多数SSS必须位于比CAL 83低得多的密度介质中。过去探测此类星云的努力并没有考虑到恒星形成星系中ISM的结构，特别是大部分体积被低密度温热ISM占据的事实。CAL 83似乎位于ISM的一个区域，该区域至少是$\sim 40$倍过密的。我们计算出这样一个事件的概率是$\approx 18\%$，在良好的协议与观察到的统计。我们提供了一个修改后的模型的“典型”SSS星云，并概述了调查的麦哲伦星云，可以检测到大多数这样的对象的要求。然后，我们简要地讨论了一些可能的影响，如果有证明是一个大的人口以前未发现的电离源。

Gamma-ray新星V959的光变曲线分析--距离和白矮星质量

A Light Curve Analysis of Gamma-ray Nova V959 Mon -- Distance and White Dwarf Mass

V959 Mon是被发现的伽玛射线新星之一。它是在伽马射线探测后约50天因接近太阳而被光学发现的。新星的速度等级是未知的，因为缺乏最早的一半光学光变曲线和短的超软X射线相位，由于日食的盘边缘。利用普适衰减律和时间拉伸方法，对V959 Mon的数据进行了分析，得到了新星参数。通过与类似类型的新星LV Vul、V1668 Cyg、IV Cep和V1065 Cen的直接比较，我们估算了E（B-V）=0.38 \pm 0.01的红化在V带的距离模为（m-M）_V=13.15 \pm 0.3。到V959 Mon的距离为2.5 \pm 0.5 kpc。如果我们假设V959 Mon的早期光变曲线与LV Vul的时间拉伸光变曲线相同，我们的模型光变曲线拟合表明，白矮星（WD）的质量为0.9-1.15 M_sun，与氖新星的鉴定相一致。在γ射线探测时，新星包层的光球扩展到5-8 R_sun（约为双星间距的2 - 3倍），风的质量损失率为（3-4）\times 10^{-5} M_sun·yr^{-1}。硬X射线发射的周期与新星包层中伴星出现的时间一致。短的超软X射线关闭时间与WD光球收缩到提升盘边缘后面的时代一致，这发生在核燃烧关闭前500天。

超铝超软X射线源的相对论性重子喷流

Relativistic baryonic jets from an ultraluminous supersoft X-ray source

吸积致密天体形成相对论喷流是天体物理学的基本奥秘之一。虽然这个理论还不太清楚，但对来自微类星体系统的相对论性喷流的观测已经导致了一个完善的现象学。相对论射流预计不会从源与软或超软X射线光谱，虽然两个这样的系统是已知的，以产生相对低速的双极流出。本文报道了邻近星系M81（M81 ULS-1）中一个超亮超软X射线源（ULS）的光谱，它显示出蓝移的宽Hα发射线，这是具有相对论速度的重子喷流的特征。时变喷流的投射速度约为光速的17%，似乎与微类星体SS 433的原型相似。这样的相对论性喷流预计不会从白矮星发射，但M81 ULS-1中的黑洞或中子星的起源很难与其恒定的软X射线相一致。相对论性喷流在ULS中的完全出乎意料的存在挑战了喷流形成的规范理论，但可能是由长期推测的具有光学厚流出物的超临界吸积黑洞来解释的

V4743 Sgr，一颗磁新星？

V4743 Sgr, a magnetic nova?

新星V4743 Sgr（Nova Sgr 2002）在爆炸后2年和3.5年恢复平静后不久进行了两次XMM牛顿观测。X射线光变曲线显示频率约为0.75 mHz的调制，表明V4743 Sgr很可能是中间极性（IP）。X射线光谱具有与已知IP共同的特性，具有仅假设部分覆盖吸收体才能拟合的硬热等离子体分量。在2004年，X射线光谱中也有一个超软的类黑体成分，其温度接近于爆发后超软X射线阶段的白矮星（WD），但通量至少低两个数量级。在静止的IP中，软X射线通量分量有时起源于由吸积柱照射的极区，但V4743 Sgr的超软分量在2006年消失，表明可能的起源不同于吸积。我们认为，这可能是由于大气温度梯度的WD表面上，或继续本地化的热核燃烧在底部的信封，完全关闭之前。在爆发后11.5年用SALT获得的光谱显示出一条突出的He II 4686 A线和鲍文混合线，这揭示了一个非常热的区域，但峰值温度转移到紫外线（UV）范围。V4743 Sgr是第三颗爆发后的新星和IP候选者，在爆发几年后的X射线通量中显示出低光度的超软成分。

X-ray observations of historical classical nova counterparts with eROSITA telescope aboard SRG orbital observatory during the all-sky survey

X-ray emission from counterparts of historical classical novae (CNe) in our Galaxy is studied. To this end, we use data from three SRG/eROSITA sky surveys in the hemisphere analyzed by the RU eROSITA consortium. Out of 309 historical CNe, X-ray emission has been detected from 52 sources with 0.3-2.3 keV luminosities in the $\rm L_X\approx 10^{30}\sim 10^{34}$ erg/s range. Among them, two sources have supersoft spectra and are associated with the post-nova supersoft X-ray emission. Hardness of X-ray spectra of some of the remaining sources tentatively suggests that magnetized white dwarfs (WDs)…

[HP99] 159 -- 与氦星供体相关的第一颗超软X射线源的性质

[HP99] 159 -- Properties of the first Supersoft X-ray Source with a Helium star donor

[HP99] 159 是首个与氦星供体相关的超软X射线源，通过长期光谱和光度学数据确定其轨道周期和低倾角系统特征，揭示其作为单个衰减Ia型超新星前身的独特性质。

超软X射线源WX Cen的快速轨道衰减：一个环绕双星盘

Rapid Orbital Decay of Supersoft X-Ray Source WX Cen: a Surrounding Circumbinary Disk

研究超软X射线源WX Cen快速轨道衰减问题，提出由双星与环绕双星盘共振相互作用产生的潮汐扭矩导致，通过恒星演化模型表明带特定质量环绕双星盘的WD双星可演化成类似WX Cen的系统并触发氢燃烧。

NICER monitoring of supersoft X-ray sources

We monitored four supersoft sources - two persistent ones, CAL 83 and MR Vel, and the recent novae YZ Ret (Nova Ret 2020) and V1674 Her (Nova Her 2021) - with NICER. The two persistent SSS were observed with unvaried X-ray flux level and spectrum, respectively, 13 and 20 years after the last observations. Short period modulations of the supersoft X-ray source (SSS) appear where the spectrum of the luminous central source was fully visibl (in CAL 83 and V1674 Her) and were absent in YZ Ret and MR Vel, in which the flux originated in photoionized or shocked plasma, while the white dwarf (WD) was…

球状星团M3中异常明亮的CV的瞬态极软X射线辐射：一个新的CV X射线亮度记录？

Transient Extremely Soft X-ray Emission from the Unusually Bright CV in the Globular Cluster M3: a New CV X-ray Luminosity Record?

利用Chandra ACIS-S探测器分别于2003年11月、2004年5月和2005年1月观测到了球状星团M3中的吸积白矮星1E1339.8+2837（1 E1339）。1992年观测到该源具有超软X射线源（SSS）的特征，其0.1-2.4 keV的光度高达2 × 10 ^{35} erg/s，此后该源的光度下降了大约两个数量级，采用了更典型的CV的硬X射线光谱。我们的观测证实了1 E1339的硬CV样光谱，光子指数Gamma=1.3+-0.2。我们发现1 E1339是高度可变的，0.5-10 keV的光度范围从1.4+-0.3x10 ^{34} erg/s到8.5+4.9-4.6x10^{32} erg/s，1 E1339的最大光度可能是迄今为止记录的发射到白矮星上的硬X射线的最高光度。2005年1月，1 E1339显示出低于0.3 keV的低能量发射。虽然目前的钱德拉响应不能正确地模拟这种发射，它的辐射热光度似乎相当于或大于硬光谱分量。这增加了1992年1 E1339的超软X射线发射可能已经转移到远紫外线的可能性。

经典新星 V339 Del 的多波段光变曲线模型：尘埃谷与超软 X 射线共存的机制

A multiwavelength light curve model of the classical nova V339 Del: A mechanism for the coexistence of dust dip and supersoft X-rays

本文针对经典新星 V339 Del 提出多波段光变曲线模型，通过激波壳层与尘埃壳层的形成机制，解释了 V 波段尘埃谷与软 X 射线共存现象，并测定了白矮星质量与距离。

NGC 4631中不同类型的超铝X射线源

Different types of ultraluminous X-ray sources in NGC 4631

利用XMM-Newton、Chandra和ROSAT观测资料，对NGC 4631星暴星系中最亮的X射线源进行了重新研究。最有趣的来源是一个高度可变的超软ULX。我们认为它的热光度在高/超软状态下约为几个10^{39} erg/s：这比以前的研究中估计的低一个数量级，因此减少了对极端或奇异场景的需求。此外，我们发现，该源是在一个非典型的低/软（kT ~ 0.1-0.3 keV）状态在钱德拉观测。通过比较高低态，我们认为，光谱特性可能不符合预期的吸积中等质量黑洞的行为。我们认为，周期性的超级爱丁顿爆发与光球膨胀从一个大质量的白矮星（M_{wd} >~ 1.3 M_{sun}），由非稳定的核燃烧提供动力，可能是一个可行的可能性，在替代以前提出的超爱丁顿流出的方案，从吸积恒星质量的黑洞。在这个来源中，核燃烧为白矮星爆发提供动力所需的长期平均吸积速率约为5-10 x 10^{-6} M_{sun} /年：这与用来解释最明亮的硬光谱ULX（由黑洞吸积提供动力）的热时间尺度质量转移速率相当。NGC 4631中其他四个最明亮的X射线源（其中三个可以归类为ULX）似乎是典型的吸积黑洞，在四种不同的光谱状态：高/软，凸谱，软过剩的幂律，和简单的幂律。它们都不需要质量>~ 50 M_{sun}。

M 31超软X射线源的新发现

Recent discoveries of supersoft X-ray sources in M 31

经典新星（CNe）最近被报道代表了我们的邻居星系M 31中心区域的主要类别的超软X射线源（SSS）。本文综述了最近用XMM-Newton和Chandra对M 31的X射线观测结果。我们在M31中心区域对CNe和SSSs进行了专门的光学和X射线监测计划。我们在M 31球状星团（GC）中发现了第一个SSS，并发现了它们与M 31 GC中第一个发现的CN的联系。这一结果可能会对GC中的CN比率产生影响。此外，在我们的光学和X射线监测数据中，我们发现了CN M31 N 2007- 11 a，它显示了29 - 52天的非常短的SSS阶段。CNe的短SSS状态（持续时间< 100天）表明大质量白矮星（WD）是Ia型超新星的候选祖先。在M31 N 2007- 11 a的情况下，光学和X射线光变曲线表明它是一个包含WD的双星，其M_WD > 1.0 M_sun。最后，我们提出了CN M31 N 2006- 04 a的SSS对应物的发现。M31 N 2006- 04 a的X射线光变曲线显示出短时间的变化，这可能表明其轨道周期约为2小时。

复发新星全周期的自洽模型--风质量损失率和X射线亮度

A Self-Consistent Model for a Full Cycle of Recurrent Novae -- Wind Mass Loss Rate and X-Ray Luminosity

在重现期非常短的新星M31 N 2008- 12 a中，前光学最大阶段的演化速度出乎意料地缓慢。为了获得合理的新星光变曲线，我们改进了我们的计算方法，一贯结合光学厚风解决方案的富氢信封白矮星（WD）的结构计算的Henyey型演化代码。风的质量损失率是正确的，具有较高的精度。我们计算了1.2和1.38Msun的WDs的光变曲线模型，质量吸积率分别对应于10年和1年的重现周期。爆发持续时间为590/29天，其中光学极大前位相为82/16天，分别对应于1.2/1.38M_sun。光学厚风开始于X射线闪光的末尾，并在超软X射线阶段的开始时停止。我们还提出了超软X射线光变曲线，包括一个提示X射线闪光和后来的超软X射线阶段。

早型镓中单个简并Ia型超新星前身星的超软X射线位相

Supersoft X-ray Phase of Single Degenerate Type Ia Supernova Progenitors in Early Type Galaxies

在Ia型超新星（SN Ia）的单简并（SD）假设中，吸积白矮星（WD）将经历超软X射线源（SSS）阶段。最近，Gilfanov & Bogdan（2010，以下简称GB 10）声称观测到的早型星系的X射线通量太低，与基于相当简单假设的SD方案的预测不一致。我们提出了现实的SD系统的演化模型，并计算SSS阶段的持续时间。在大多数情况下，吸积WD花费了很大一部分时间在光学厚风阶段和经常性的新星阶段，而不是SSS阶段。因此，SSS阶段只持续了几十万年。这比GB 10所采用的时间短约10倍，其中假设SN~Ia祖WD的大部分寿命都是SSS。SSS的理论X射线光度有很大的不确定性，因为质量吸积WD的不确定的大气模型和软X射线的伴星的冷风物质的吸收。因此，我们采用了现有共生SSS的观测通量的平均值，即，对于0.3- 0.7 keV，约为0.4 x 10^{36} erg s^{-1}。利用这些SSS持续时间和软X射线光度，我们证明了GB 10观测到的X射线通量与我们基于SD方案估计的早型星系的通量是相当一致的。这有力地支持了SD假说是Ia超新星在早型星系中的主要贡献者。

超铝超软源中的光学厚外流

Optically thick outflows in ultraluminous supersoft sources

超铝超软源（ultraluminous supersoft sources，ULS）的定义是色温约为0.1 keV，辐射热光度约为10^39 erg/s，几乎没有超过1 keV的辐射。它们如何符合致密天体吸积的一般模式，这一点从来就不清楚。为了解决这个问题，我们研究了一个样本的七个ULS广泛的钱德拉和XMM-Newton覆盖。我们发现拟合的温度和热辐射体的半径之间有很好的相关性，而辐射光度与半径和温度之间没有相关性。我们比较的物理参数与经典的超软源，被认为是表面核燃烧的白矮星，和超明亮的X射线源（ULXs），被认为是超爱丁顿恒星质量的黑洞。我们认为，ULSs的子类ULXs看到通过dennial风，也许是一个延伸的软超铝制度。我们认为，在ULS中，大量的盘流出变得有效的光学厚度，并形成一个大的光球，从我们的观点包围内部区域。我们的模型预测，当光球层膨胀到> 10，000 km并且温度降低到约50 eV以下时，ULS在远紫外线中变得更亮，但在X射线中无法检测到。相反，我们发现，更硬的发射组件开始出现在ULS时，安装的热发射器的大小是最小的（解释为光球收缩）。所观察到的短期变化和吸收边缘也与cloudrofos外流一致。我们建议ULXs（具有较硬的尾部）和ULSs（仅具有软热分量）之间的过渡发生在约150 eV的黑体温度下。

流体静力学局部热力学平衡大气模型在超软X射线源光谱解释中的应用

Application of hydrostatic local thermodynamic equilibrium atmosphere models to interpretations of supersoft X-ray source spectra

本文提出了一组用于解释超软X射线源光谱的流体静力学局部热力学平衡白矮星大气模型，覆盖广泛物理参数并应用于CAL 83和RX J0513.9−6951的光谱解释，所得参数与先前估计吻合。

来自超软X射线源的连续引力波：为十赫兹探测器提供有希望的目标

Continuous Gravitational Waves from Supersoft X-ray Sources: Promising Targets for deci-Hz Detectors

研究通过建模超软X射线源中白矮星的演化，发现其在十赫兹频段内可产生连续引力波，为探测器提供新目标，同时揭示白矮星内部磁场和自转特性。

天鹅座Gamma-ray新星V407中非对称冲击波和大质量白矮星的X射线辐射

X-ray Emission from an Asymmetric Blast Wave and a Massive White Dwarf in the Gamma-ray Emitting Nova V407 Cyg

共生恒星中的经典新星事件虽然罕见，但提供了一个独特的机会来探测恒星爆炸中喷出物与致密环境之间的相互作用。在这项工作中，我们使用X射线数据获得的斯威夫特和朱雀在最近的经典新星爆发在天鹅座V407探索这样的相互作用。我们发现在峰值X射线亮度的时间的平衡和非平衡电离等离子体的证据，表明在发射区域的密度的强烈的不对称性。比较一个简单的模型的数据，我们发现，X射线的演变是大致一致的新星喷出物驱动的前向冲击到密风的米拉同伴。在爆发的前50天，我们在光谱中检测到一种高度吸收的软X射线成分，这与核燃烧白矮星的超软辐射一致。这种发射成分的高温和短暂的关闭时间，以及观察到的光学和紫外光变曲线的突变，表明双星系统中的白矮星质量极大。最后，我们探讨了X射线和GeV伽马射线演化之间的联系，并提出伽马射线的关闭是由于前向激波的停滞，因为喷出物到达红巨星表面。

吸积白矮星的下一代群体合成：I.使用BSE + MESA的混合计算

Next generation population synthesis of accreting white dwarfs: I. Hybrid calculations using BSE + MESA

吸积、核燃烧的白矮星被认为是Ia型超新星的候选祖先，并根据它们的吸积速率解释超软X射线源、新星等。我们已经进行了二进制人口合成研究，他们的人口使用两种算法。在第一，我们使用二进制人口合成代码\textsf{BSE}作为基线的“快速”的方法，通常用于此类研究。在第二个，我们采用了“混合”的方法，其中我们使用\textsf{BSE}产生人口的白矮星（WD）与非简并同伴的边缘填充他们的罗氏叶。然后，我们遵循他们的质量转移阶段使用详细的恒星演化代码\textsf{MESA}。研究了快速吸积白矮星（RAWD）和稳定核燃烧白矮星（SNBWD）的数量演化，估算了单简并系统（SD）产生Ia型超新星（SNe Ia）的速率.我们发现这两种算法在早期预测的SNBWD数量上存在显着差异，并且在SD SNe Ia的延迟时间分布（DTD）上也存在显着差异。在处理质量转移的这种差异可能部分地解释了不同群体发现的SNe Ia速率和DTD的差异。采用100%的氦燃烧效率，计算了银河系中SD通道产生的超新星Ia的速率为$2.0\times10^{-4}\rm{yr}^{-1}$，比观测推断值低一个数量级以上。与以前的研究一致，我们计算的SD DTD与观察结果不一致。

第谷超新星没有炽热发光的祖先

No hot and luminous progenitor for Tycho's supernova

Ia型超新星被证明对我们理解宇宙学至关重要，无论是作为标准烛光还是它们在银河系化学演化中的作用;然而，它们的起源仍然不确定。正则吸积模型暗示着一个炽热发光的原始体，它会在爆炸后的$\sim$ 10万年内将周围的气体吸到半径为$\sim$ 10- 100秒差距的范围内。在这里，我们报告严格的上限温度和光度的祖先第谷的超新星（SN 1572），确定使用残余本身作为探针的环境。因此，可以排除产生比在目前残骸半径（$\sim$ 3秒差距）处测量的更大氢电离分数的热的、发光的祖先。这最终排除了稳定的核燃烧白矮星（超软X射线源），以及从一颗质量为1000亿克拉的白矮星吸积$\gtrsim 10^{-8}M_{\odot}$ yr $^{-1}$（复发新星）的盘发射。缺乏一个环绕的斯特伦格伦球与双白矮星双星的合并是一致的，尽管其他更奇特的情况也是可能的。

基于辐射转移代码的超软X射线源CAL87的光谱建模

Spectral Modeling of the Supersoft X-ray Source CAL87 based on Radiative Transfer Codes

本研究利用xstar和MONACO辐射转移代码为超软X射线源CAL87的日冕构建模型，结合碰撞电离等离子体，成功解释了其发射主导光谱，为未来微量热计时代的光谱解释奠定基础。

Soft gamma-ray repeaters and anomalous X-ray pulsars as highly magnetized white dwarfs

We explore the possibility that soft gamma-ray repeaters (SGRs) and anomalous X-ray pulsars (AXPs) are powered by highly magnetized white dwarfs (B-WDs). We take a sample of SGRs and AXPs and provide the possible parameter space in mass, radius, and surface magnetic field based on their observed properties (period and its derivative) and the assumption that these sources obey the mass-radius relation derived for the B-WDs. The radius and magnetic field of B-WDs are adequate to explain energies in SGRs/AXPs as the rotationally powered energy. In addition, B-WDs also adequately explain the perpl…

CI Aql：Ia型超新星的祖先？

CI Aql: a Type Ia supernova progenitor?

如果复发新星是Ia型超新星的祖先，那么它们的白矮星的质量一定接近于克拉塞卡极限。确定周期性新星中白矮星质量的最可靠方法是动态的，通过对伴星的径向速度和旋转增宽的测量。这样的测量要求系统既要有食光，又要显示出从次级恒星吸收的特征。在此之前，唯一对复发新星的动力学质量估计是U Sco，它的白矮星质量为1.55 +/- 0.24 M太阳能（Thoroughgood et al. 2001）。我们提出了新的时间分辨，中等分辨率光谱的食经常性新星CI天鹰座（CI Aql）在平静。我们发现这颗白矮星的质量是1.00 +/- 0.14 Msolar，第二颗恒星的质量是2.32 +/- 0.19 Msolar。我们估计它的半径为2.07 +/- 0.06 Rsolar，这意味着它是一颗轻微演化的早期A型恒星。高质量比q = 2.35 +/- 0.24和高次级恒星质量意味着质量转移发生在热时间尺度上。我们认为CI Aql正在迅速演变为超软X射线源，并最终可能在1000万年内爆炸为Ia型超新星。

来自白矮星合并的磁力爆发

Magnetically powered outbursts from white dwarf mergers

一颗白矮星双星的合并产生了一个差异旋转的物体，预计会产生强大的磁场。储存在差速旋转的动能部分耗散在磁主导的日冕，形成一个热的可变流出与喷射速度相当于$10^9$厘米秒$^{-1}$。流出物应该会携带大量的质量和能量持续数小时到数天，形成一个具有以下特征的膨胀火球。(i)火球最初是不透明的，它的内能主要是由被捕获的热辐射。储存的热量部分地转换为流的动能（通过绝热冷却）并部分地辐射出去。(ii)内部冲击在火球中发展并增加其辐射输出。(iii)发射能量的很大一部分在光学波段。因此，从合并中可以预期亮度为$L\sim 10^{41}-10^{42}$ erg s $^{-1}$且特征峰持续时间相当于1天的明亮光学瞬变。与经典新星或超新星不同，瞬变不涉及核能。峰值后的衰减反映了合并残留物中的差异旋转的阻尼。这样的爆发可以在当前和即将到来的光学调查中在本地宇宙中检测到。

Evolution of the number of accreting white dwarfs with shell nuclear burning and of occurrence rate of SN Ia

We analyze temporal evolution of the number of accreting white dwarfs with shell hydrogen burning in semidetached and detached binaries. We consider a stellar system in which star formation lasts for 10 Gyr with a constant rate, as well as a system in which the same amount of stars is formed in a single burst lasting for 1 Gyr. Evolution of the number of white dwarfs is confronted to the evolution of occurrence rate of events that usually are identified with SN Ia or accretion-induced collapses, i.e. with accumulation of Chandrasekhar mass by a white dwarf or a merger of a pair of CO white dwa…

吸积白矮星中的X射线发射机制

X-ray emission mechanisms in accreting white dwarfs

本章探讨激变变星中白矮星吸积过程产生X射线的机制，涵盖非磁性与磁性系统的激波和氢燃烧过程，并分析其光谱与时间变异性。

对天蝎座AR中白矮星脉冲星自旋下降的重新评估

A reevaluation of the proposed spin-down of the white dwarf pulsar in AR Scorpii

我们提出了高速光学光度观测，跨越2年，最近发现的白矮星脉冲星AR天蝎座。轨道、自旋和拍频调制的振幅在我们观测的时间跨度内似乎非常稳定和可重复。有人认为，天蝎座AR的偏振和非偏振发射是由白矮星的自旋下降提供动力的。然而，我们发现，我们的新数据是不一致的出版的自旋下降星历。虽然我们的数据是一致的，一个恒定的自旋周期，在一个延长的时间基础上进一步的观测，以确定真正的自旋演化的白矮星是必要的。

激变变星中的氦白矮星

Helium White Dwarfs in Cataclysmic Variables

双星演化预测了一群氦核（M < 0.5 Msol）白矮星（WD），它们正在缓慢地吸积来自低质量主序星或褐矮星施主的富氢物质，轨道周期小于4小时。目前已知银河系中有四个双星在几个Gyr内达到这样的质量转移状态。尽管这些预测和观测的祖双星，仍然没有安全的情况下，氦核心WD之间的质量转移激变变量（CV）。这使我们计算出一旦吸积开始以角动量损失设定的Mdot <1 e-10 Msol/yr的速率进行，He WDs的命运。我们指出，冷的He核温度（Tc <1 e7 K）和低的Mdot导致在热核逃逸开始时积累~ 1 e-3 Msol的富氢物质。Shara和他的合作者注意到，这些巨大的累积质量可能会导致异常长的经典新星（CN）事件。对于一个典型的0.2 Msol的供体星，这样的双星只能产生几百个CNe，使得这些事件在所有CNe中非常罕见。我们计算的再加热的吸积WD，允许在静止的矮新星的WD有效温度的测量值进行比较，并提高WD地震可能是最好的方式来确认存在的He WD的可能性。我们还发现CN爆发后出现了一个非常长（> 1000年）的稳定燃烧阶段，这可能解释了RX J 0537 -7034（P_orb = 3.5 hr）和1 E 0035.4-7230（P_orb = 4.1 hr）等神秘的短轨道周期超软源。

作为高磁化白矮星的软gamma-ray中继器和异常X射线散射

Soft gamma-ray repeaters and anomalous X-ray pulsars as highly magnetized white dwarfs

我们发现，软γ射线中继器（SGR）和异常X射线双星（AXP）可以解释为最近提出的高磁化白矮星（B-WD）。B-WD的半径和磁场完全足以将SGR/AXP中的能量解释为旋转供电能量。虽然高度磁化的中子星需要一个额外的，在观测上还没有很好地建立起来的能量来源，磁化的白矮星，但根据卡拉拉塞卡的理论（C-WD），表现出很大的紫外线光度，这是观测上严格的上限限制。

中子星-白矮星并合框架下，什么为GRB 230307A后的类千新星辐射提供能量？

What Powered the Kilonova-Like Emission After GRB 230307A in the Framework of a Neutron Star-White Dwarf Merger?

该研究提出GRB 230307A源于中子星-白矮星并合，其晚期类千新星辐射由磁星自转减慢和$^{56}$Ni衰变供能，而非r过程元素，拟合观测数据支持这一结论。

超软X射线揭示了M 31球状星团Bol 126中的一颗经典新星

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/…

中子星-白矮星双星中的夸克新星：发光（自旋下降动力）的亚克拉塞卡质量Ia型超新星的模型？

Quark-Novae in Neutron Star-White-Dwarf Binaries: A model for luminous (spin-down powered) sub-Chandrasekhar-mass Type Ia Supernovae ?

我们表明，呼吁夸克新星（QN）在一个紧密的双星系统包含一个大质量的中子星和CO白矮星（WD），Ia型爆炸可能发生。QN喷出物与WD碰撞，驱动冲击，触发简并条件下的碳燃烧（QN-Ia）。在我们的模型中，压缩的低质量WD（M_WD < 0.9M_sun）中的条件模拟了一个Ekrasekhar质量WD的条件。来自QN致密残骸（夸克星）的下旋光度提供了额外的能量，使得QN-Ia的光变曲线比具有类似56 Ni产额的标准SN-Ia更亮更宽。在QNe-Ia中，光度测量和光谱测量并不一定有联系，因为喷出物的动能有来自自旋下降功率和核衰变的贡献。虽然QNe-Ia可能不服从菲利普斯关系，但它们的亮度和相对“正常”的光变曲线意味着它们可以被包括在宇宙学样本中。光变曲线拟合者会被光谱学峰值和光度学之间的差异所迷惑，并通过有效地调亮或调暗QNe-Ia的视星等来校正它。因此，高估或低估了这些自旋下降供电的SNe-Ia的真实大小。如果QNe-Ia在高红移处的数量足够多，那么用于宇宙学分析的SNe-Ia样本中的QNe-Ia污染可能会系统地使宇宙学参数的测量产生偏差。下旋风引起的强烈混合，加上QNe-Ia的56 Ni产额较低，意味着它们在i波段缺乏次极大值，尽管它们具有发光的性质。我们讨论可能的QNe-Ia祖先。

V5116 Sgr：一颗盘状的SSS爆发后新星？

V5116 Sgr: a disc-eclipsed SSS post-outburst nova?

新星V5116 Sgr 2005 No.2，发现于2005年7月4日，于2007年3月，光学爆发后20个月被XMM-牛顿观测到。X射线光谱显示，这颗新星已经演化成一个纯粹的超软X射线源，表明白矮星顶部残留的氢燃烧。X射线光变曲线显示出通量的突然减少和增加，周期为2.97小时，与系统可能的轨道周期一致。EPIC谱与一个ONe白矮星大气模型拟合良好，在低通量期和高通量期温度相同。这就排除了X射线源的内在变化，因为通量的原点发生了变化，并指出可能的偏食是可变光变曲线的原点。RGS高分辨率光谱支持这种情况，显示了低通量状态下的许多发射特征，这些特征在高通量状态下消失或变为吸收特征。2009年3月的一次新的XMM-牛顿观测表明SSS已经关闭，V5116 Sgr已经演变成一个较弱和较硬的X射线源。

超软X射线源RX J0513.9-6951的演化研究

Examining the evolution of the Supersoft X-ray Source RX J0513.9-6951

本文通过分析超软X射线源RX J0513.9-6951的XMM和Chandra光谱，追踪白矮星有效温度、表面重力和光度的演化，发现其光学亮度变化与收缩模型预测相反，并提出吸积盘上方云层再处理效率变化的新解释。