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
Multiwavelength spectroscopic study of shock driven phenomena in explosive outbursts in symbiotic-like recurrent novae with emphasis on RS Ophiuchi
本研究利用多波长存档光谱数据，结合已有工具与新编写流程，分析类共生再发新星（重点为蛇夫座RS）的爆发与宁静期演化，发现同一天体不同爆发及同类不同系统的激波相关演化存在普遍相似性。
2023-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Inner Disk Structure of Dwarf Novae in the Light of X-ray Observations
矮新星X射线观测的多样性仍然没有完全理解。我回顾了矮新星的X射线光谱特征的平静期间一般解释的冷却流模型和爆发光谱，显示硬X射线发射占主导地位，与几个源，揭示软X射线/EUV黑体发射。矮新星亮度的非周期性时变的性质表现为带限噪声，可以用传播涨落模型来描述。破裂的频率（1-6 mHz）表示具有半径范围（3.0-10.0）$\times$ 10 $^{9}$ cm的光学厚盘的内盘截断。天鹅座SS的RXTE和光学（RTT 150）数据表明，天鹅座SS的内盘半径在爆发和平静过程中向白矮星移动，在爆发到平静过程中又向后退。对SU UMa的初步分析表明了类似的行为。此外，还发现WZ Sge的爆发谱显示出仅为硬X射线发射的两个分量谱，其中一个分量谱符合幂律，表明该系统发生了热康普顿化。五颗DNe在静止状态下的同时紫外和X射线光变曲线（XMM-牛顿）之间的交叉相关性显示，X射线的时间滞后为96-181秒，这与物质从截断的内盘到白矮星表面的旅行时间一致。所有这些都表明矮新星和其他可能的超新星系统具有截短的吸积盘，表明吸积盘可能部分蒸发，吸积可能通过盘中的热（日冕）流发生。
2014-03-18 astro-ph.HE
Novae Ejecta as Colliding Shells
继我们最初的吸收线分析15新星光谱，我们提出了额外的证据，新星喷出物具有不同的起源两个不同的组成部分的存在。正如论文I中所论证的，其中一个成分是由爆发从白矮星外层喷射出的快速膨胀的气体。第二种成分是预先存在的外部，更缓慢地膨胀的环联星气体，代表从二级恒星或吸积盘喷出的物质。我们目前的测量的发射线的宽度，显示它们是显着窄于广泛的天鹅座P配置文件，立即在他们之前。在星云阶段，新星的发射轮廓是明显的矩形，即，强烈地暗示着从一个相对薄的，大致球形的壳中发射。因此，我们解释新星的光谱演化的喷出物的两个组成部分之间的碰撞，它转换成早期的吸收光谱的发射线光谱数周内的爆发。狭窄的发射宽度要求外环双星的气体比白矮星喷出物的质量大得多，从而减缓了后者在碰撞时的膨胀。在爆发时存在一个大型的环双星气体储层，这表明新星爆发有时可能是由气体坍塌到白矮星上引发的，就像矮新星一样，而不是通过内部拉格朗日点进行稳定的质量转移。
2010-02-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Old Galactic novae in the eROSITA All Sky Survey
Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究所）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Potsdam University（波茨坦大学）
通过eROSITA巡天研究银河中年老新星的X射线特性，发现静默状态下18%的新星被检测到，证实磁性系统在爆发后吸积增强。
2025-09-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
ASASSN-14ho: Longest-period Dwarf Nova with Multiple Rebrightenings
矮新星和X射线新星爆发后的再亮现象仍然是吸积盘理论中最具挑战性的课题之一。人们普遍认为爆发后的再亮是WZ Sge型矮新星的一个关键特征，它们主要具有短（$\lesssim$ 0.06 d）的轨道周期。我在ASASSN-14 ho的2014年爆发期间发现了四次爆发后的再亮，其轨道周期最近被测量为异常长[0.24315（10）d]。使用文献中径向速度研究的正式解决方案，我讨论的可能性，这个对象可以是一个SU UMA型矮新星附近的3：1共振的稳定边界，尽管其异常长的轨道周期。如果质量转移发生在次级恒星经历了重大的核演化之后，那么就可以认为这类天体是产生的，它们可能隐藏在大量爆发后多次重新变亮的矮新星之中。
2019-11-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Novae II. Model, multi-band outburst, bipolar ejecta, accretion disk, relativistic electrons, etc
新星的研究是继续和一个自洽的更新的物理模型，经典/复发新星来自多波长的观测。特别是，对新星的观测支持了爆发喷出物中光学连续发射的起源，喷出物中基于质量的分离和团块形成，猎户座的起源，团块中的弥散增强线和尘埃，在扫掠物质中迅速形成Fe II线，爆炸将电子激发到相对论速度，并在吸积的白矮星周围存在一个大的冷包层，安静热核能量的快速转移应该是绝热的，它使覆盖层中的所有粒子都能激发和蒸发。我们的研究得到了以下与新星和其他天体物理系统有关的结论：（1）电子在爆炸中与较重的原子和离子一起被瞬间激发到相对论速度。不需要调用弹射后冲击加速。(2)不可压缩球形吸积物体的旋转导致了一个与纬度相关的势，使得吸积速率在两极最大，在赤道最小。这将形成一个扁长形的信封。该包层的高能排出将导致双极喷出物/流出物。这样的外流不能从非旋转的球形物体中喷出。(3)旋转吸积物体的吸积率随纬度而变化，这也将导致物体外部的非极区的下落物质积累，从而形成一个吸积盘。入射物质的角动量在吸积盘的形成过程中不起作用。吸积盘不能在非旋转物体周围形成。
2017-09-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mixing fraction in classical novae
上下文经典新星是由吸积的白矮星（WD）表面发生的热核失控提供动力的。在观测中，已经检测到新星喷出物中重元素的富集，表明在新星爆发之前，吸积物质与来自下伏WD外层的物质之间存在混合过程。然而，在经典新星的混合分数仍然是不确定的。目标。本文的目的是调查一些元素的丰度比在新星爆发，可用于估计WD混合分数在经典新星。方法.利用恒星演化程序MESA（Modules for Experiments in Stellar Astrophysics），考虑不同的WD混合分数，模拟了一系列的新星爆发过程，初始CO WD质量范围为$0.7-1.0\,M_\odot$.结果我们确定了四种元素丰度比（即$\rm (H+He)/\sum CNO$、$\rm (H+He)/Ne$、$\rm \sum CNO/Mg,$和$\rm \sum CNO/Si$）满足确定WD混合分数的条件，其中$\rm (H+He)/\sum CNO$是最合适的混合计。我们还估计了一些典型的经典新星的WD混合分数。此外，我们发现，更高的金属丰度（即更高的WD混合分数）优先伴随着较长的$t_{\rm 2}$（下降的时间从峰值光度的两个幅度）在新星爆发。我们的结果可以用来约束经典新星的混合过程。
2022-02-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Insights into the evolution of symbiotic recurrent novae from radio synchrotron emission: V745 Scorpii and RS Ophiuchi
我们目前的观测在610 MHz和235 MHz使用巨型米波射电望远镜（GMRT）的经常性新星V745天蝎座记录其最后一次爆发于2014年2月6日。这是第二颗共生的复发新星，其低频光变曲线已被详细跟踪，第一颗是2006年的蛇夫座RS。我们拟合的610兆赫的光变曲线的同步辐射模型从一个膨胀的壳被修改的辐射转移效应，由于本地吸收气体组成的均匀分布和clusional组件。使用我们的模型参数，我们发现，在235 MHz的发射峰值约35天，这是与我们的GMRT观测一致。我们的研究主要有两个结果：（1）在天蝎座V745和蛇夫座RS的连续爆发中，在爆发后不久就可以看到给定频率的射电辐射。较早探测到的无线电发射被解释为是由前景密度降低引起的。(2)如果存在的话，这些星团物质靠近白矮星，可以解释为来自热的吸积盘的物质。均匀密度的气体分布广泛，这是由白矮星吹来的风造成的。我们提出的影响，这些结果的演化这两个新星。这种研究与理论上的理解有可能解决几个悬而未决的问题，如为什么所有的复发新星都不能在同步辐射中检测到，复发新星是否是1a型超新星的祖先系统。
2015-11-26 astro-ph.HE
X-ray observations of classical novae. Theoretical implications
对爆发和爆发后的经典新星的X射线探测提供了关于爆炸机制的独特和关键的信息。软X射线揭示了热的白矮星光球，只要氢（H）核燃烧仍然存在，膨胀的外壳足够透明，而硬X射线则提供了关于再生的激变变星中的喷出物和/或吸积流的信息。超软X射线发射阶段的持续时间与经典新星的关闭有关，即，在白矮星核心上的氢燃烧。本文综述了X射线观测结果，特别强调了对爆发后稳定氢燃烧持续时间的影响及其理论解释。经常性新星（包括“标准”对象和最近发现的）的特殊情况下，还审查了短复发周期的理论可行性，以及关于Ia型超新星的情况下的影响。
2009-10-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray emission from optical novae in M 31
第一个超软源（SSS）的识别与光学新星在M 31是基于ROSAT观测。另外20个X射线对应物（大多数通过其硬度比确定为SSS）是使用2002年7月之前获得的ROSAT、XMM-牛顿和钱德拉观测档案探测到的。基于这些结果，光学新星似乎构成了M31中SSS的主要类别.对钱德拉HRC-I和ACIS-I在2004年7月至2005年2月间观测到的数据进行分析后发现，M 31新星的SSS状态持续了几个月至10年。几颗新星在光学爆发后50天内开始出现短暂的X射线爆发，持续时间只有两到三个月。在光学爆发后一年内，在软X射线中检测到的新星比例超过30%。进行中的光学新星监测方案、光学光谱后续行动和最新的新星目录对X射线工作至关重要。重新分析档案新星数据，以改善位置，并找到更多的新星候选人，迫切需要安全的复发新星识别。专门的XMM-牛顿/钱德拉监测计划的X射线发射的光学新星覆盖的中心区域的M 31继续提供有趣的新结果（例如，相干1105秒脉动的SSS对应的新星M31 N 2007- 12 b）。新星的SSS光变曲线使我们--连同光学信息--能够估计出白矮星的质量、喷出物的质量和爆发时燃烧的质量。M31中心区域的观测使我们--与银河系中的观测相反--能够同时监测许多新星，并被证明很容易发现许多有趣的SSS和新星类型。
2009-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
A MeerKAT survey of nearby dwarf novae: I. New detections
Radboud University（拉德堡德大学）；University of Cape Town（开普敦大学）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学物理与天文学学院乔德雷尔银行天体物理学中心）；University of Oxford（牛津大学）；Rhodes University（罗德岛大学）；South African Radio Astronomy Observatory（南非射电天文台）；University of Warwick（华威大学）；University of Southampton（南安普顿大学）
利用MeerKAT射电望远镜对邻近矮矮新星进行搜索，发现三个新的射电发射体，并发现矮矮新星的射电亮度与光学亮度相关，其峰值亮度与新型爆发星相似。
2025-03-31 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
Modelling the synchrotron light curves in recurrent novae V745 Scorpii and RS Ophiuchi
在本文中，我们提出了在610 MHz的同步光曲线，从经常性的新星V745 Sco爆发后，2014年2月6日。自2014年2月9日以来，该系统已被巨型米波射电望远镜（GMRT）探测和定期监测，作为银河新星与GMRT（GNovaG）项目的一部分。光变曲线很好地拟合的同步辐射发射区的前景热气体，最终成为光学薄的低GMRT频率的模糊的模型。我们提出了模型拟合V745 Sco的2014年数据，并讨论了它与模型拟合1.4 GHz数据的复发新星RS蛇夫座在1985年爆发后。
2015-10-05 astro-ph.HE
Very high energy gamma-ray follow-up observations of novae and dwarf novae with the MAGIC telescopes
在过去的几年里，费米-LAT仪器已经从一些新星中探测到了GeV的伽马射线发射。这样的GeV辐射可以用电子在冲击波中加速的逆康普顿过程来解释。预计强子可以在相同的条件下加速，但达到更高的能量。它们可以在TeV能量的伽马射线谱中产生第二个成分。我们对选定的新星和矮新星进行了后续观测，以寻找伽马射线谱中的第二个组成部分。这对研究新星爆炸中轻子和强子的加速过程有重要意义。我们用MAGIC望远镜观测了3个源，一个共生新星YY Her，一个矮新星ASASSN-13 ax和一个经典新星V339 Del爆发后不久。
2015-02-20 astro-ph.HE
Neil Gehrels Swift Observatory studies of supersoft novae
Neil Gehrels Swift天文台的快速反应能力，加上其观测日程的日常规划，使其成为跟踪X射线和紫外波段新星的理想任务，特别是在其快速演化的早期阶段和整个超软源间隔期间。许多新星，无论是经典的还是周期性的，在它们的超软阶段和后来的衰退中都受到了斯威夫特的广泛监测。我们在这里收集了2006年初至2017年底发生的爆发新星的观测结果。
2019-08-06 astro-ph.HE
A Nova Outburst Powered by Shocks
经典新星是在近距离双星系统中吸积的白矮星表面发生的失控热核燃烧事件，有时会在夜空中以肉眼可见的新光源出现。新星的标准模型预测，它们的光学光度来自热白矮星附近释放的能量，这些能量通过喷出的物质进行再加工。最近使用费米大面积望远镜进行的研究表明，许多经典新星都伴随着千兆电子伏的伽马射线辐射。这种发射可能来自强烈的冲击，为新星外流的性质提供了新的见解，并使它们能够用作实验室来研究冲击中粒子加速的未知效率。在这里，我们报告银河系新星ASASSN-16 ma的伽马射线和光学观测，这是有史以来在伽马射线中探测到的最明亮的新星之一。伽马射线和可见光的光变曲线显示出显著的相关性，这意味着大部分可见光来自激波的再加工发射，而不是来自白矮星。ASASSN-16 ma中伽马射线与光通量的比值直接将非热粒子的加速效率限制在~0.005，有利于伽马射线发射的强子模型。需要将粒子加速到能量超过100千兆电子伏特，这为激波中的磁场放大提供了令人信服的证据。
2017-09-03 astro-ph.HE
Modeling the EUV spectra of optically thick boundary layers of dwarf novae in outburst
在这里，我们计算详细的模型光谱最近公布的光学厚一维径向层（BL）模型中的激变变量，并将它们与观测到的软X射线/极紫外（EUV）光谱的矮新星爆发。每个BL模型被划分成若干环，并为每个环，沿垂直方向的结构模型，使用恒星大气方法计算。然后将环光谱组合成考虑多普勒展宽和临边暗化的BL光谱。计算了两组模型BL谱，第一组由具有固定白矮星质量（1 M_sun）和各种相对白矮星角速度（0.2，0.4，0.6和0.8分裂速度）的BL模型组成，而另一组由具有固定相对白矮星角速度（0.8分裂速度）和各种白矮星质量（0.8，1和1.2 M_sun）的BL模型组成。由于大量吸收线的混合，模型光谱显示出宽的吸收特征，并且在只有少数强吸收线的光谱区域显示出类似发射的特征。模型谱与观测到的SS Cyg和U Gem爆发的软X射线/EUV谱非常相似。观测到的SS Cyg谱可用WD质量为0.8 - 1 M_sun、相对角速度为0.6 - 0.8破碎速度的BL模型谱拟合。这些BL模型也再现了观测到的BL光度和盘光度的比值。观察到的和BL模型的光谱之间的差异是类似的热光学薄等离子体光谱，并可能与流出的等离子体的光谱与BL质量吸积率兼容的质量损失率。建议的方法计算BL光谱似乎是非常有前途的，并可以应用到其他BL模型进行比较的EUV光谱的矮新星爆发。
2014-08-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray variations in the inner accretion flow of Dwarf Novae
我们证明了SS Cyg，VW Hyi，RU Peg，WW Cet和T Leo五个DN系统的时变光变曲线的UV和X射线功率谱在静止时是相似的。所有这些都显示出在其功率谱的中断，这在传播波动模型的框架内表明内盘截断。我们推导出这些系统的内盘半径在（10-3）$\times10^{9}$ cm范围内。我们分析了天鹅座SS爆发的RXTE数据，并将其与平静期间获得的功率谱进行了比较。我们表明，在爆发的磁盘向白矮星和后退的爆发下降。我们计算的同时紫外和X射线光变曲线的五个DN在这项工作中研究，使用的XMM-牛顿数据获得的平静和发现X射线的时间滞后为96-181秒。这可以用物质从被截断的内盘到白矮星表面的旅行时间来解释。我们认为，在一般情况下，DN可能有截断吸积盘在静止，这也可以解释紫外线和X射线延迟在爆发阶段，吸积可能发生通过日冕流在磁盘（例如，旋转的吸积盘日冕）。在传播涨落模型的框架内，我们观察到的X射线/UV时间滞后的DN系统的情况下，与那些，检测到的磁性中间极性的比较，使我们能够粗略估计的粘度参数$α\sim0.25$在DN系统的吸积流的最里面的部分。
2012-08-29 astro-ph.HE
The hydrogen Balmer lines and jump in absorption in accretion disc modeling -- an ultraviolet-optical spectral analysis of the dwarf novae UZ Serpentis and CY Lyrae
盘占主导地位的激变变量（CV）的光谱往往偏离吸积盘模型的光谱，特别是，巴耳末跳跃和吸收线被发现是浅的观测比模型。我们进行了联合紫外光谱分析的两个矮新星：UZ Ser的爆发，下降，和平静，和CY Lyr的上升到爆发和爆发。我们通过调整吸积率、倾角和圆盘外半径来拟合巴尔末跳跃和吸收线、连续通量水平和斜率。对于这两个系统，我们发现一个吸积率$\dot{M} \approx 8 \times 10^{-9}M_\odot$ /年的爆发，和$\dot{M} \approx 2-3 \times 10^{-9}M_\odot$ /年的上升和下降阶段。我们得出的外盘半径比预期的小（$R_{\rm disc} \approx 0.2a$，其中$a$是二进制分离），除了在后期上升期间（对于CY Lyr），其中$R_{\rm disc}=0.3a$。UZ Ser还揭示了一颗60，000 ~K的白矮星。这些结果表明，在一个矮新星周期的盘的半径是最大的爆发前的峰值，在定性协议与矮新星爆发盘不稳定性模型。我们怀疑，一个额外的发射组件（如盘风）也在工作，以减少连续的斜率和大小的巴耳末跳跃和吸收线。我们强调，外盘半径和盘风都需要考虑到更现实的CV盘建模。
2020-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
On the morphology of outbursts of accreting millisecond X-ray pulsar Aquila X-1
我们使用$2-20$ keV波段的全天X射线图像（MAXI）观测监视器，展示了著名吸积毫秒X射线脉冲星（AMXP）天鹰座X-1最近两次爆发（2014年和2016年）的X射线光变曲线。在将（MAXI）计数率校准到全天空监测器（ASM）水平后，我们报告说，2016年的爆发是Aql X-1有史以来从该来源观察到的最具活力的事件。根据Güngör等人提出的分类，我们发现2016年的爆发属于长-高级别，具有$\sim68$ cnt/s最大通量和$\sim60$天持续时间，而2014年的前一次爆发属于短-低级别，具有$\sim 25$ cnt/s最大通量和$\sim 30$天持续时间。为了了解爆发之间的差异，我们调查可能的依赖性的峰值强度的静止持续时间导致爆发，并发现爆发后较长的静止发作往往达到更高的峰值能量。
2017-04-09 astro-ph.HE
The Relationship Between X-ray Luminosity and Duty Cycle for Dwarf Novae and their Specific Frequency in the Inner Galaxy
我们测量的占空比为现有的样本观测良好，附近的矮新星使用AAVSO的数据，并提出了一个定量的经验关系的矮新星爆发的占空比和X射线光度的系统在静止。我们发现，$\log DC=0.63(\pm0.21)\times(\log L_{X}({\rm erg\,s^{-1}})-31.3)-0.95(\pm0.1)$，其中DC代表占空比。我们注意到，在这种关系中存在内在的分散性，大于纯统计误差的预期。使用矮新星X射线光度函数从\citet{Pretorius12}和\citet{Byckling10}，我们比较了这种关系的数量矮新星在银河隆起调查，确定通过光学爆发在8天的监测活动。我们发现了一个特定频率的X射线亮（$L_{X}>10^{31}\,{\rm erg\,s^{-1}}$）激变变星在$6.6\pm4.7\times10^{-5}\,M_{\odot}^{-1}$的银河系隆起的方向上经历矮新星爆发。这样一个特定的频率将给出一个长周期CV的太阳邻域空间密度为$ρ=5.6\pm3.9\times10^{-6}\,$ pc $^{-3}$。我们提倡在未来的工作中使用特定的频率，因为LSST等项目将在$ρ\approx{\textrm const}$的距离范围之外检测DNe。
2015-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical observations of "hot" novae returning to quiescence
我们已经监测到以前观察到的爆发超软X射线源的新星恢复到静止状态，中间极性（IP）V4743 Sgr和候选IP V2491 Cyg的光学测光，以及这两个和其他七个系统的光学光谱。我们的样本包括经典和复发新星，短周期（几个小时），中间周期（1-2天）和长周期（共生）双星。V4743 Sgr和V2491 Cyg的光变曲线呈现明显的周期性调制。对于V4743 Sgr，调制随着旋转和轨道周期的拍频而发生。如果天鹅座V2491的周期也是这两个周期的节拍，那么轨道周期应该是17小时。周期性新星T Pyx在爆发后不到3年就已经显示出星云壳的碎裂。虽然这颗新星在爆发后的时期仍然有很强的[OIII]，但这些线条在所有其他的3到7年后已经消失了。我们没有发现任何差异的高电离/激发线的等效宽度的比率，在短和长的轨道周期的新星的Hbeta线，表明辐照不会触发高质量传递速率从秒与小轨道分离。RS Oph和V3890 Sgr的光谱与许多共生持续超软源的光谱之间的一个重要区别是没有禁止的日冕线。随着X射线的关闭，我们将其解释为共生体中的质量转移是间歇性的。
2018-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray Spectra and Light Curves of Cooling Novae and a Nova-Like
我们目前的X射线观测新星V2491 Cyg和KT Eri约9年爆发后，矮新星和后新星候选人EY Cyg，和VY Scl变量。前三个物体是用XMM-牛顿，KT Eri也用Chandra ACIS-S相机，V794 Aql用Chandra ACIS-S相机和高能透射光栅观测的。这两颗新星在爆发振幅和光变曲线上相似，但在平静时却有很大的不同。假设一半的引力能量是以X射线辐射的，天鹅座V2491的吸积点是$\dot{m}=1.4\times10^{-9}-10^{-8}M_\odot/yr$，而对埃里温KT来说，是$\dot{m}<2\times10^{-10}M_\odot/yr$。V2491 Cyg显示了磁化WD的特征，特别是中间极性。在爆发中检测到的~39分钟的周期性仍然被测量到，并且可能是由于WD旋转。天鹅座EY在$\dot{m}\sim1.8\times10^{-11}M_\odot/yr$吸积，比KT Eri低一个星等，与U Gem的爆发行为和静止的紫外线通量一致。尽管该系统的倾角很小，但X射线会随着轨道周期而被调制，这可能是由于次级的X射线通量。还检测到约81分钟的周期，表明它也可能是中间极性。V794 Aql在光学高态期间具有低的X射线光度，与最近的光学低态大致相同。因此，我们发现光学和X射线光度之间没有明确的相关性：吸积率似乎是不稳定和可变的。非常硬的X射线谱表明有一个巨…
2020-09-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the recurrent nova T Pyxidis during its 2011 outburst. II.The optically thin phase and the structure of the ejecta in recurrent novae
我们继续我们的物理性质的经常性新星T Pyx的研究，集中在2011年爆发期间的星云膨胀阶段的喷出物的结构。这颗新星是与北欧光学望远镜（NOT）同时观测到的，具有高分辨率光谱分辨率（R ~ 65000）2011年10月11日和2012年4月8日（没有绝对通量校准），并与哈勃太空望远镜上的太空望远镜成像光谱仪（STIS），2011年10月10日和2012年3月28日高分辨率（R ~ 30000）（绝对通量）。我们使用标准的等离子体诊断（例如，[O III]和[N II]线比和H $β$线通量）来约束电子密度和温度。使用Monte Carlo模拟的喷出物，我们推导出的结构和填充因子从比较的光学和紫外线的轮廓。喷出物可以使用轴对称的圆锥形-双极-几何形状建模，其轴线与视线的倾角较低，i=15+/-5度，与高角分辨率光学光谱干涉测量的已发表结果兼容。其结构类似于其他短轨道周期的复发新星在其星云阶段所观察到的结构。我们表明，电子密度的尺度为$t^{-3}$预期从弹道喷射的恒定质量壳，没有必要调用一个持续的质量外流后爆发。对于填充因子f ~ 3%，M_ej ~ 2 E-6$M_sun的喷出物，导出的质量与其它周期性新星喷出物的质量相似，但与以前报道的扩展光学厚度的爆发时期不一致。我们认为，该系统经历了一个共同的信封相爆炸后，产生的重组事件。经常性新星的动力学的影响进行了讨论。（截短）
2012-11-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring the archives: A search for novae in UVIT snapshots of M31
本研究利用 AstroSat UVIT 存档图像和两种图像相减方法，在 M31 中识别出 42 颗紫外新星，并分析其宁静态吸积盘、爆发伪光球及喷发前光变特征。
2024-06-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Getting to know Classical Novae with Swift
新星被报道为瞬变已有两千多年的历史。它们明亮的光学爆发是双星伴星吸积到白矮星上的气体爆炸性核燃烧的结果。包含一颗接近克拉塞卡质量极限的白矮星并以高速率吸积的新星可能是用于测量宇宙加速度的Ia型超新星的未知祖先。快速的X射线观测通过在整个爆发过程中提供密集的监测，从根本上改变了我们对新星的看法，揭示了来自仍然燃烧的白矮星的超软X射线的新现象，例如早期的极端变化和半分钟到一分钟的时间尺度准周期振荡。由于喷出物冲击，这种发射从较硬的X射线发射的独特演变已经被清楚地描绘出来。软X射线观测允许估计白矮星的质量，燃烧的质量和喷射的质量。结合其他波长的观测，包括大型X射线观测站的高光谱分辨率观测、高分辨率光学和无线电成像、无线电监测、光学光谱学以及对最近新星的GeV伽马射线发射的探测，对爆炸模型进行了测试和开发。我回顾九新星斯威夫特作出了重大影响，这些都显示了签名的组件在相互作用的双星系统中，除了白矮星：重新形成的吸积盘，伴星和它的恒星风。
2015-09-28 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
Multifrequency Behaviour of Galactic and Extragalactic Novae
新星的爆发是宇宙中最强烈的爆炸之一。火山爆发涉及的物理过程跨越整个电磁波谱，需要多频观测。光学领域的光度和光谱观测与无线电，红外线，X射线和伽马射线观测相结合，可以发现新的现象，如GeV伽马射线发射。
2018-03-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Swift X-Ray Observations of Classical Novae. II. The Super Soft Source sample
雨燕GRB卫星是研究新星的极好设备。它的快速反应时间和灵敏的X射线探测器为研究以前在X射线制度中采样不足的新星演化提供了无与伦比的机会。本文介绍了52个银河/麦哲伦星云新星的Swift观测结果。我们包括XRT（0.3-10 keV）X射线仪器计数率和UVOT（1700-8000埃）滤光光度法。分析中还包括对X射线档案中另外10颗新星的公开观测。这是迄今为止最大的银河系/麦哲伦星云新星X射线样本，由26颗具有超软X射线发射的新星组成，其中19颗来自雨燕观测。数据集显示，速度较快的新星有一个早期的硬X射线阶段，这在速度较慢的新星中通常是缺失的。超软X射线阶段发生得更早，并且与较慢的新星相比，在快速新星中持续的时间不长。所有观测充分的雨燕新星都表明，新星是高度可变的，具有快速的变化和不同的周期。在大多数情况下，核燃烧在爆发开始后不到3年就停止了。以前的关系，如核燃烧持续时间与t_2或膨胀速度的喷射和核燃烧持续时间与轨道周期，被证明是不好的相关性与完整的样本表明，额外的因素以外的白矮星质量和二进制分离发挥重要作用的新星爆发的演化。最后，我们确认了与强、软X射线发射相关的两种光学现象，这两种现象可用于进一步提高X射线活动的效率。
2011-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
White Dwarf Mass Growth in Cataclysmic Variables: Roles of Dwarf Novae
利用MESA模拟矮新星占空比对碳氧白矮星吸积增长的影响，发现有效增长需特定占空比，但均无法达到Ia型超新星爆炸质量。
2023-08-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the recurrent nova T Pyxidis during its 2011 outburst I. The optically thick phase and the origin of moving lines in novae
新星T Pyx是在发现爆发后的第一天开始用高分辨率光谱仪（R ~ 65000）观测到的，一直持续到2011年5月底最后一次看到这颗恒星。Na I、Ca II、CH、CH $^+$的星际吸收线和H I 21 cm发射线的观测档案已被用来确定运动学距离。星际漫吸收功能已被用来确定独立的消光以前的假设。样品铁峰线轮廓显示的光学深度和径向速度的离散组件的演变。我们建议到T Pyx $\geq$的距离为4.5kpc，严格的下限为3.5 kpc（以前接受的距离）。我们得出一个消光，E（B-V）$\approx0.5\pm$ 0.1，这是高于以前的估计。4月15日的第一次观测显示了He I、He II、C III和N III发射谱线，以及巴尔末和He I谱线的P Cyg剖面上的最大速度为$\approx$ 2500 km s $^{-1}$，这是火球阶段的特征。在4月23日的第二个光谱中，这些离子是检测不到的，我们使用复合时间来估计喷出物的质量，$10^{-5}f$ M $_\odot$为填充因子$f$。许多吸收线系统上检测到的巴耳末，铁峰，钙II，钠I线，反映在更广泛的发射线组件，这表明了一个“加速”位移速度。我们还表明，这些反射的时间序列，这是共同的所有线路，只出现在喷出物，可以描述的重组前向外移动的膨胀气体没有恒星风或拱碰撞。
2011-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Towards Non-spherical Radio Models
由于可以通过拟合射电光曲线来检索物理参数，因此对爆发新星的射电观测特别令人感兴趣。大多数拟合以前数据的模型都假设球对称，然而，越来越清楚的是，情况并非如此。我们探索形态运动学技术来恢复非球形模型的自由-自由射电光变曲线，并探索非球形爆发对物理参数的影响。特别是，我们发现，我们可能已经高估了喷出的质量在爆发的非球形新星。
2014-10-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Turbulent and wind-driven accretion in dwarf novae threaded by a large scale magnetic field
矮新星（DNe）是吸积白矮星，由于吸积盘中的热粘性不稳定性而爆发。爆发时间尺度限制了$α$，即粘性应力与热压力的比值，从而限制了角动量输运机制。爆发状态具有PDMATHAMN，而静止状态具有$α\approx0.03$。由于磁旋转不稳定性（MRI）引起的湍流输运通常被认为是DNe中角动量输运的来源。在这里，我们进行3D本地磁流体动力学（MHD）剪切盒模拟，包括垂直分层，辐射转移和净恒定的垂直磁通量，探讨如何运输之间的变化的爆发和静止状态的DNe。我们发现，一个恒定的$B_z$提供了一个更高的$α$在平静比爆发，在相反的预期。包括电阻率会在静止时淬灭MRI湍流，抑制传输，除非磁场足够高，这再次导致$α\approx0.1$。有净极向通量的模拟和没有净极向通量的模拟之间的一个主要区别是，在前者的角动量传输之间的湍流和风驱动的运输。我们发现，即使在低磁场$\sim 1$ G。这可能会对观测信号产生重大影响，因为风驱动的运输不会加热磁盘。此外，风输运不能简化为$α$处方。我们提供适合$α$和风扭矩与$β$，热磁压力比。我们的结论是，演化的热粘性不稳定性，其后果的爆发周期的CV，需要认真修改，考虑到大部分的吸积能量可能会被带走的风，而不是被本地消散。
2018-11-21 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
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
The fate of the progenitors of luminous red novae: Infrared detection of LRNe years after the outburst
INAF – Osservatorio Astronomico di Padova（意大利天体物理研究所帕多瓦天文台）；INAF – Osservatorio Astronomico di Brera（意大利天体物理研究所布雷拉天文台）
研究通过红外观测揭示亮红新星爆发后尘埃形成及残余物特性，发现其在中红外持续明亮并演化为红超巨星特征。
2025-12-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
High-energy Neutrino Predictions for T Coronae Borealis: Probing Particle Acceleration in Novae
Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所）；Indian Institute of Technology Guwahati（印度理工学院古瓦哈提分校）
通过比较新星爆发中不同粒子加速机制的次级中微子通量，研究T CrB的中微子探测可能性，揭示中微子与伽马射线的时间分离特征。
2026-04-10 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
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
