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。
2024-12-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supersoft X-Ray Phases of Recurrent Novae as an Indicator of their White Dwarf Masses
我们研究了七颗观测良好的复发新星V745 Sco、M31 N 2008- 12 a、LMC N 1968、U Sco、RS Oph、LMC N 2009 a、T Pyx和一颗复发新星候选者LMC N 2012 a的光学/X射线光变曲线。八颗新星中的六颗显示出一个简单的关系，即超软X射线源（SSS）阶段的持续时间是爆发总持续时间（$=$ X射线关闭时间）的0.70倍，即，$t_{\rm SSS}=0.70 t_{\rm off}$，总持续时间为10天至260天。这6颗复发新星的X射线光变曲线呈宽矩形，前半周期的X射线计数率变化很大。SSS阶段也对应于一个光学平台阶段，表明一个大的吸积盘照射的氢燃烧WD。另外两颗复发新星T Pyx和V745 Sco的X射线光变曲线呈窄三角形，没有光学平台相。它们之间的关系$t_{\rm SSS}$和$t_{\rm off}$与上述六颗复发新星的关系有很大不同。我们还提出了理论SSS的周期性新星与各种WD质量和恒星金属丰度（$Z=$ 0.004，0.01，0.02和0.05）的持续时间，并与观察到的这些周期性新星的持续时间进行比较。我们发现，SSS的持续时间是一个很好的指标WD质量的复发新星与广泛的矩形X射线光曲线形状。
2020-07-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
NICER monitoring of supersoft X-ray sources
我们用NICER监测了四个超软源-两个持久源，CAL 83和MR Vel，以及最近的新星YZ Ret（Nova Ret 2020）和V1674 Her（Nova Her 2021）。在最后一次观察后13年和20年，分别观察到两个持续性SSS，其X射线通量水平和光谱不变。超软X射线源（SSS）的短周期调制出现在中心光源光谱完全可见的地方（在CAL 83和V 1674 Her），而在YZ Ret和MR Vel中没有，其中通量起源于光电离或冲击等离子体，而白矮星（WD）则观察不到。因此，我们认为，脉动发生在，或非常接近，WD表面。CAL 83的脉动在15年后几乎没有变化，包括$\simeq$ 67 s周期的不规则漂移2.1 s。模拟，包括以前的XMM-牛顿数据，表明在几个小时内周期长度的实际变化，而不是脉动的可变振幅的伪影。只要SSS可观察到，V1674 Her中总是检测到周期为501.53 $\pm$ 0.30 s的大振幅脉动。这个周期似乎是由于旋转的高磁化WD。我们不能确认的最高有效温度（$\simeq$ 145，000 K）以前推断的这颗新星，并讨论在解释其光谱的困难。WD似乎存在两个表面区域，其中一个不发射SSS通量。
2022-04-04 astro-ph.HE
XMM-Newton X-ray and UV observations of the fast nova V2491 Cyg during the supersoft source phase
在发现后的第39.93天和第49.62天，在超软源（SSS）阶段对快速经典新星V2491 Cyg进行了两次XMM观测，同时产生了X射线和紫外光变曲线以及高分辨率的X射线光谱。第一个X射线光变曲线在持续约3小时的3倍延长下降后具有周期性振荡（37.2 min）。目前无法解释倾斜的原因，可能与V4743 Sgr和RSOph中的类似事件具有相同的起源，因为它发生在相同的时间尺度上。37分钟的时间段在下降期间不存在，在第二次观察中也不存在。UV光变曲线是可变的，但不包含下降和周期。给出了4个不同强度区间的高分辨X射线谱。所有光谱都是大气连续谱，具有吸收线和吸收边。OI和NI的星际谱线在其静止波长处可见，在蓝移处发现大量的高电离吸收谱线，表明膨胀速度为3000-3400 km/s，在观测期间没有明显变化。与较慢的新星V4743 Sgr和共生的经常性新星RSOph的比较。V4743 Sgr的SSS光谱更柔和，光球吸收线更宽、更复杂。同时，RSOph中的吸收线与V2491 Cyg中的吸收线一样窄，但它们的蓝移较小。发现V2491 Cyg和RSOph的连续谱有着显著的相似性，唯一的区别是RSOph的谱线位移较小，并且有额外的发射谱线，这与来自演化伴星的致密星风有关。三颗新星的X射线光谱中都有三条未被确认的吸收线，其馀波长分别为26.05 AA、29.45 AA和30.0 AA。对于爆发过程中新星的…
2011-03-23 astro-ph.HE
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。
2020-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Population of post-nova supersoft X-ray sources
新星在光学爆发后会经历一个持续时间不等的超软X射线阶段。这种瞬变的超新星后超软X射线源（SSS）是M31中观测到的SSS的大多数。在本文中，我们使用Wolf等人的后新星演化模型来计算M31中的后新星SSS的预期人口。我们预测，根据关于新星WD质量分布的假设，在任何时刻，M31中都有大约250-600个（未吸收）0.2-1.0 keV光度L_x>10^36 erg/s的新星后SSS。它们的总未吸收光度约为10^39 erg/s。它们的光度分布在log（L_x）~37.7-38附近明显变陡，在L_x~2x10^38 erg/s处变为零，这是新星演化轨迹中达到的最大值。它们的有效温度分布大致呈幂律形状，微分斜率约为4-6，最高温度T_eff约为1.5 × 10^6 K。我们将我们的预测与2006年至2009年期间XMM-牛顿监测M31中心场的结果进行了比较。预测的超新星后SSSs的数量超过了观测到的数量的2-5倍，这取决于假设的WD质量分布在新星。这是很好的协议，考虑到数量和规模的不确定性所涉及的计算的后新星演化模型和它们的X射线输出。此外，只有在氢柱密度约为10^21 cm^-2的情况下，适度的星周吸收才能消除这种差异。
2015-10-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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…
2009-12-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
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。
2023-07-11 astro-ph.GA 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
Irradiation-Driven Formation of Supersoft X-ray Sources Following Classical Novae
Henan Normal University（河南师范大学）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天体结构与演化重点实验室）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory（云南省超新星国际研究中心）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Nanjing University（南京大学）
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。
2025-12-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supersoft sources in M 31: Comparing the XMM-Newton Deep Survey, ROSAT and Chandra catalogues
为了研究M31中超软源的瞬态性质，我们比较了XMM-Newton深度巡天、ROSAT PSPC巡天和Chandra星表在同一区域的超软源候选。我们在XMM-牛顿观测中发现了40个SSS。虽然有12个XMM-牛顿源比ROSAT PSPC调查的极限通量亮，但只有两个是ROSAT在大约10年前探测到的。其中5颗与最近的光学新星有关，这就解释了ROSAT没有探测到它们的原因。其余28个XMM-牛顿型SSS的通量低于ROSAT探测阈值。然而，我们发现一个相关的ROSAT源，它有显着更大的通量比在XMM牛顿观测。其中10个XMM-Newton SSSs被Chandra探测到，观测间隔<1-~6年。其中五个也被钱德拉归类为SSS。在30个ROSAT SSSs中，有3个用XMM-Newton进行了确认，而对11个源提出了其他分类。在剩下的16个源中，有一个与光学新星相关。在42个钱德拉甚软源中，有5个被归类为XMM-牛顿SSS，而对于22个，我们建议其他分类。在剩下的15个源中，有9个被钱德拉归类为瞬变源，其中一个与光学新星相关。这些发现强调了这类源的高度可变性以及SSSS和光学新星之间的联系。只有三个来源，被所有三个特派团发现为SSS。因此，尽管它们的变化性，但它们在十多年内都是可见的。
2009-12-03 astro-ph.HE
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。
2016-06-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray Development of the Classical Nova V2672 Ophiuchi with Suzaku
我们报告了朱雀探测到一个快速的耀斑一样的X射线通量放大早期的经典新星V2672蛇夫座的发展。在爆发后12天和22天进行了两次机会靶~25 ks X射线观测。在第12天的后半段发现了通量放大。时间切片光谱的特点是不断增长的超软过剩与边缘状结构和相对稳定的光学薄的热分量与Ka发射线从高度电离的Si。观测到的光谱演化与具有星周吸收时间发展的模型一致，我们在第12天的0.2 d时间尺度上获得了~10 - 40%的下降率。在第12天，这种吸收的快速下降和短期通量变化表明，在视线中存在不均匀的喷射物，具有密集的斑点/孔。然后在第22天，超软和薄热等离子体成分的通量变得明显减弱。基于偶然的结果，我们讨论了短期和长期X射线行为的背景下，这个源的性质。
2013-11-23 astro-ph.HE
X-ray observations of historical classical nova counterparts with eROSITA telescope aboard SRG orbital observatory during the all-sky survey
研究了银河系中经典新星（CNe）的X射线辐射。为此，我们使用的数据从三个SRG/eROSITA天空调查在半球分析RU eROSITA财团。在309个历史CNe中，从52个源探测到X射线发射，其亮度在$\rm L_X\approx 10^{30}\sim 10^{34}$ erg/s范围内，为0.3-2.3 keV。其中，两个源具有超软谱，并与新星后超软X射线发射有关。剩余的一些源的X射线光谱的硬度初步表明，磁化的白矮星（WD）可能占X射线中检测到的CN对应物的一部分。这一假设将在随后的SRG/eROSITA巡天过程中得到进一步检验。CN对应物代表了一个真正的样品吸积WD与不稳定的氢燃烧在其表面上，而他们的X射线光度在静止是一个合理的代理在二元系统中的吸积率。利用这一事实，我们构造了具有不稳定氢燃烧的WD的吸积率分布，并将其与我们银河系和邻近外星系中已知的稳定超软X射线源的吸积率分布进行了比较。有一个明显的二分法，这两个分布与CN同行和稳定的超软源占据不同的域沿质量吸积速率轴，根据WD表面上的氢燃烧理论的预测。
2021-12-02 astro-ph.HE 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
X-ray Eclipse Diagnosis of the Evolving Mass Loss in the Recurrent Nova U Scorpii 2010
我们报告朱雀探测到最早的X射线日食看到的经常性新星U天蝎座2010年。爆发15天后的一次机会目标观测发现，在预测的日食中心，0.2-1.0 keV能量带的亮度下降了27+/-5%。与XMM-牛顿观测到的X射线食深度相比，在爆发后的第15天到第35天，源区域缩小了约10-20%。X射线食似乎比同时代的光学食更深或相似，这表明X射线和光源区域的范围在第15天是可比的。我们提出的可能性的能量依赖性的光子逃逸区域，这将是一个结果的超软X射线不透明度高于汤姆逊散射光学不透明度在光球由于大量的金属，没有完全电离的束缚-自由过渡。假设球对称爆炸模型，我们约束的质量损失率作为时间的函数。当超软X射线的实际不透明度与汤姆逊不透明度之比为10-100时，我们发现喷出物的总质量约为10^{-7}-10 ^{-6} M_{\odot}。
2013-03-22 astro-ph.HE
The supersoft X-ray source in V5116 Sgr I. The high resolution spectra
经典新星发生在双星系统中吸积的白矮星表面。在一小部分包层被喷射出来之后，当膨胀的壳层变得对X射线来说很薄时，一个明亮的超软X射线源就会出现，由白矮星表面燃烧的残余氢提供能量。虽然新星事件的总体情况已经确定，但经典新星中吸积和喷射过程的细节和平衡仍然充满未知数。吸积物质的长期平衡对大质量吸积的白矮星特别有意义，白矮星可能是有希望的Ia超新星祖先候选者。V5116 Sgr在爆发后610~ d被XMM-Newton观测到是一个明亮的可变超软X射线源。光变曲线的周期性与轨道周期一致。在三分之一的轨道期间，光度比其他三分之二的轨道期间亮7倍。在目前的工作中，我们的目标是解开的X射线光谱成分的V5116 Sgr和他们的变化。我们目前的高分辨率光谱与XMM-牛顿RGS和钱德拉LETGS/HRC-S在2007年3月和8月获得。高通量期间的光栅光谱显示了典型的热白矮星大气，主要由NVI和NVII吸收线组成。在低通量期间，光谱主要由大气层控制，大气层的温度与高通量期间相同，但有几个排放特征叠加。一些发射线很好地模拟了光学薄等离子体在碰撞平衡，丰富的C和N，这也解释了一些过剩的高通量期间的光谱。在吸收线中没有观察到速度变化，光谱分辨率的上限为500公里/秒，这与在新星后演化如此之晚的非膨胀大气层的预期一致。
2017-03-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light-curve analysis of the classical nova YZ Ret: revisit with fully self-consistent nova outburst models
The University of Tokyo（东京大学）；Keio University（庆应义塾大学）
本研究用完全自洽的新星爆发模型重新分析YZ Ret的多波段光变曲线，成功再现观测数据并解释GeV伽马射线发射的起源，揭示了激波形成机制。
2026-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
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。
2018-07-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
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。
2019-06-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nova LMC 2009a as observed with XMM-Newton, compared with other novae
我们研究四个高分辨率反射光栅光谱仪（RGS）光谱的2009年2月爆发的发光复发新星LMC 2009 a。它们非常复杂，具有丰富的吸收和发射特性。该连续体与源自燃烧外壳的白矮星（WD）大气的主要成分一致，白矮星的峰值有效温度在810，000 K和100万K之间，质量在1.2-1.4 M $_\odot$范围内。一个温和的蓝移的吸收功能的几百公里秒$^{-1}$可以解释与残余新星风消耗WD表面的速度约为10 $^{-8}$ M $_\odot$年$^{-1}$。发射光谱似乎是由于在喷出物的光电离和冲击电离。超软X射线通量在小时的时间尺度上是不规则变化的，变化幅度逐渐减小。我们发现，无论是周期和振幅的另一个，已经知道的33.3秒调制，变化的时间尺度内的小时。我们比较了N LMC 2009 a与其他麦哲伦星云新星，包括4个偶然发现的超软X射线源（SSS）中的13个观测到的爆发后16年内。新探测到的目标比预期的要暗得多：我们认为它们被吸积盘部分遮蔽了。缺乏SSS检测麦哲伦星云新星超过5.5年后，爆发限制了核燃烧阶段的平均持续时间。
2021-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multiwavelength modeling the SED of Luminous Supersoft X-ray Sources in Large Magellanic Cloud and Small Magellanic Cloud
经典的超软X射线源（SSS）被认为是一个紧密的双星系统，其中一个大质量的白矮星（WD）以维持其表面稳定的氢燃烧的速率从它的伴星吸积，产生$10^{36}-2\times10^{38}$ erg/s的热光度。在这里，我们第一次执行全球超软X射线近红外（NIR）光谱能量分布（SED）在LMC和SMC中最亮的SSS。我们测试一个模型，其中紫外-近红外是占主导地位的发射从一个紧凑的（未解决的）拱星星云所代表的电离气体流出的SSS。SED模型对应的SSS光度几倍$10^{38}-10^{39}$ erg/s，辐射在黑体温度$\approx 3\times 10^{5}$ K，并表示星云连续，其发射测量$\gtrsim 2\times10^{60}$厘米$^{-3}$对应的风质量损失率$\gtrsim 2\times 10^{-6}$ $M_{\odot}\,{\rm yr}^{-1}$。这种极端的参数表明，最明亮的SSS可能是身份不明的光学新星，在一个后新星SSS状态维持在一个高的持久的光度恢复吸积，可能在超爱丁顿率。新的观测和理论的多波长建模的全球SED的SSSs需要可靠地确定其参数，从而了解其在恒星演化的适当阶段。
2022-09-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
What we learn from the X-ray grating spectra of Nova SMC 2016
Nova SMC 2016是麦哲伦星云方向已知最明亮的新星。在光学极大值之后的第16天到第28天之间，它变成了一个非常明亮的超软X射线源。我们在2016年11月和2017年1月（光学最大值后的第39天和第88天）使用Chandra，HRC-S相机和低能透射光栅（LETG）观察到它，并在2016年12月（第75天）使用XMM-牛顿。我们检测到紧凑的白矮星（WD）光谱作为一个发光的超软X射线连续与深吸收功能的碳，氮，镁，钙，可能氩和硫的第39天，氧，氮和碳的第75和88天。归因于WD大气的光谱特征都是蓝移的，在第39天约为1800 km/s，在接下来的观测中高达2100 km/s。还观察到了归因于星际介质中低电离势跃迁的谱线。假设小麦哲伦云的距离，热光度超过爱丁顿水平至少三个月。大气模型的初步分析表明，第39天的有效温度约为700，000 K，随后在850，000 - 900，000 K范围内达到峰值，正如1.25 m（溶胶）WD所预期的那样。我们建议一个可能的分类为氧氖WD，但需要更精确的建模，以准确地确定丰度。的X射线光变曲线显示大，非周期性的ux的变化，不与光谱的变化。我们检测到红噪声，但没有发现周期性或准周期性调制。
2018-06-21 astro-ph.HE
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。
2018-04-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
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。
2009-12-07 astro-ph.HE
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。
2017-05-30 astro-ph.HE
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。
2024-02-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
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。
2010-10-28 astro-ph.HE
Supersoft X-ray emission from a white dwarf binary not powered by nuclear fusion
超软X射线源是恒星物体，其发射的X射线温度约为100万开尔文，亮度远远超过恒星日冕所能产生的X射线。一般认为这类天体是双星系统，其中质量转移导致白矮星表面的核聚变。经典新星是白矮星表面的失控核聚变事件，通常具有超软相，通常认为从高速吸积的白矮星中看到的明亮稳定的超软X射线源正在进行稳定的核聚变。在这封信中，我们报告了在小麦哲伦星云中发现的瞬态超软源，没有任何核聚变的迹象。这一发现表明，X射线发射可能来自"扩散层"--靠近吸积盘内缘的白矮星表面的一条带，其中发射了总吸积能量的很大一部分--而且（尽管更试探性地）吸积的白矮星质量相对较大。因此，我们确定，超软源的存在并不总是被用作核聚变的示踪剂，这与几十年来关于超软发射性质的共识相矛盾。
2019-07-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
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。
2012-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
A NuSTAR observation of the fast symbiotic nova V745 Sco in outburst
在光学发现10天后，NuSTAR在3-79 keV X射线波段观测到快速复发新星V745 Sco。测得的X射线发射是一致的碰撞电离的光学薄等离子体的温度约为2.7千电子伏。在6.7千电子伏观察到一个突出的铁线不需要增强铁的喷出物。我们将X射线通量归因于受到冲击的星周物质。在能量高于20 keV时未观察到X射线发射，在3-20 keV范围内的通量约为1.6 $\times$ × 10 $^{-11}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。发射测量指示10 $^7$ cm $^{-3}$量级的平均电子密度。与Swift几乎同时测量的0.3-10 keV波段的X射线通量大约大40倍，主要是由于发光的中央超软源以低于1 keV的能量发射。NuSTAR光谱不能用幂律拟合，而且没有硬X射线发射，这一事实使我们能够排除康普顿化伽马射线，并将爆发第十天新星伽马射线通量的上限定为10 $^{-11}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。
2014-12-09 astro-ph.HE
Chandra observations of nova KT Eridani in outburst
我们在这里分析了2010年用钱德拉高分辨率相机光谱仪（HRC-S）和低能透射光栅（LETG）对新星KT Eri（Nova Eri 2009）的四次观测，从光学极大值后的第71天到第159天，在发光的超软X射线阶段。光谱呈现出许多吸收特征，速度范围很大，在同一观测中从几百km s $^{-1}$到3100 km s $^{-1}$，还有一些突出的发射特征，通常红移超过2000 km s $^{-1}$。虽然距离和WD光度的不确定性，从近似拟合不允许我们排除一个更大的绝对光度比我们的最佳估计的$\simeq 5 \times 10^{37}$ erg的$^{-1}$，它很可能是我们只观察到高达$\simeq$ 40%的表面的白矮星，这可能是部分隐藏的clusianesejects。我们与大气模型的拟合表明，在1.15-1.25 M $_\odot$范围内有一颗巨大的白矮星。喷出物产生的热光谱似乎叠加在白矮星的光谱上。它是复杂的，有一个以上的组成部分，并可能是由于混合物的光电离和冲击电离流出的材料。我们确认，$\simeq$ 35秒振荡，这是早些时候报道，在最后一次观察中检测到的，在第159天的爆发。
2021-08-08 astro-ph.HE
Multi-wavelength Light Curve Model of the One-year Recurrence Period Nova M31N 2008-12a
我们提出了一个理论的光变曲线模型的复发新星M31 N 2008- 12 a，目前的记录保持者最短的复发周期（1年）。我们结合内部结构计算使用Henyey型的进化代码与光学厚风解决方案的富氢信封，这给适当的质量损失率，光球温度和光度。计算了1.38 M_sun白矮星（WD）的光变曲线模型，吸积率为1.6 \times 10^{-7} M_sun yr^{-1}。该模式显示出即使在光球最大膨胀时也有很高的有效温度（log T_ph（K）\geq 4.97）和很小的风质量损失率（\dot M_wind \leq 9.3 \times 10^{-6} M_sun yr^{-1}）。这些性质与M31 N 2008- 12 a的微弱光学峰一致，因为自由-自由发射的亮度与质量损失率的平方成比例。该模型较好地再现了爆发后6天的超软X射线开启时间和18天的关闭时间。计算出该模型的喷出物质量为6.3 \times 10^{-8} M_sun，相当于吸积质量的37%。WD的增长率是质量吸积率的0.63倍，使其成为Ia型超新星的前身。我们的光变曲线模型预测了一个明亮的超软X射线相的光学峰值前一两天。我们鼓励在未来的爆发中检测这种X射线闪光。
2015-06-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
[HP99] 159 -- Properties of the first Supersoft X-ray Source with a Helium star donor
University of the Free State（自由州大学）；University of Southampton（南安普顿大学）；University of Oxford（牛津大学）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；University of Cape Town（开普敦大学）；University of Warsaw（华沙大学）
[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。
2026-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
A demarcation criterion for hydrogen burning of millinovae
本研究通过分析经典新星KT Eri的光变曲线，提出千新星存在氢燃烧白矮星的判据I_q - I_max > 2.2，且该判据仅被两颗探测到软X射线的千新星满足。
2025-03-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fermi-LAT Observations of V549 Vel 2017: a Sub-Luminous Gamma-Ray Nova?
我们报告了费米-LAT检测（具有~5.7 sigma显著性）以及2017年新星爆发V549 Vel的多波长分析。与最近的冲击动力新星ASASSN-16 ma和V906 Car不同，V549 Vel的光学和伽马射线光变曲线没有显示出相关性，这可能意味着喷发中的冲击相对较弱。盖亚探测到了V549 Vel的候选祖先，并发现视差测量值为1.91+/-0.39 mas，相当于d=560 pc（90%可信区间为380-1050 pc）。2 MASS和WISE调查也观察到了祖细胞。当采用盖亚距离时，祖先星的光谱能量分布接近于G-型星。Swift/XRT从第236天开始探测到新星的超软X射线发射（kT=30-40 keV），推断的黑体大小与其他新星相当，假设d=560 pc（即，R_bb~5*10^8 cm）。然而，在盖亚数据中也发现了一个未知的3.2质量的天体测量过量噪声，推断的距离变得有争议。如果盖亚距离是准确的，V549 Vel的伽马射线光度将低至L_gamma~4*10^33 erg/s，使其成为迄今为止已知的最不明亮的伽马射线新星。这可能意味着V549 Vel中γ射线发射的激波性质与那些更明亮的事件不同。如果新星位于更远的地方，它可能是一个共生系统，有一个巨大的伴星作为观测到的祖先。
2020-10-21 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
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。
2012-12-02 astro-ph.HE
Survival of the accretion disk in LMC Recurrent Nova 1968-12a: UV--X-ray case study of the 2024 eruption
Indian Institute of Astrophysics（印度天文物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）；European Space Agency, European Space Astronomy Centre（欧洲空间局，欧洲空间天文中心）；Indian Institute of Science Education and Research Mohali（印度科学教育与研究学院穆哈利分校）
研究通过紫外-X射线观测揭示LMCN 1968-12a 2024次爆发中吸积盘的生存状态，发现其温度和持续性表明吸积盘在爆发后迅速恢复活动。
2025-10-13 astro-ph.HE
Temporal variability and obscuration effects in the X-ray emission of classical nova V339 Delphini (Nova Delphini 2013)
本文分析 V339 Delphini 爆发期 Chandra 与 XMM-Newton 软X射线数据，确认约54秒瞬态周期调制及其漂移，并用临时遮蔽解释振幅、脉冲轮廓变化。
2025-03-13 astro-ph.HE
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
Evolution of Cataclysmic Variables with Binary-Driven Mass-Loss during Nova Eruptions
本文研究新星爆发中双星驱动质量损失对激变变星演化的影响，发现该机制可提供额外角动量损失、避免失控物质转移并解释轨道周期变化及部分超软X射线源性质。
2024-10-20 astro-ph.HE
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
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。
2009-10-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Millennium-Long Evolution of One-Year-Recurrence-Period Nova -- Search for Any Indication of the Forthcoming He Flash
我们给出了1.38 M太阳白矮星（WD）上1500个氢壳层闪烁周期，质量吸积率为1.6 × 10^{-7} M太阳年^{-1}，其质量喷射与光学厚风一致.这个模型模拟了一年重复周期的新星M31 N 2008- 12 a。通过这些氢闪光，氦灰层的质量不断增加，最终引发氦新星爆发。每一次氢闪几乎是相同的，并且在爆发或静止中没有即将到来的He闪的前兆，直到下一次He闪突然发生。因此，M31 N 2008- 12 a是一个有希望的He新星候选者，在一千年内的任何时候爆发。氦新星的瞬发X射线闪光持续时间短至15分钟，X射线光度约为爱丁顿光度的一半，给观测带来困难。在氦闪光的早期阶段，最上层的富氢层对流混合到内部深处，大部分氢被核燃烧消耗。与M31 N 2008- 12 a的氢壳闪光相比，我们预计即将到来的He新星具有非常短的瞬发X射线闪光（15分钟），非常明亮的光学/近红外峰值（比M31 N 2008- 12 a亮约3.5等），更长的新星持续时间（>2年）和更长的超软X射线源相位（40-50天或更长）。
2017-06-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multiwavelength search for counterparts of supersoft X-ray sources in M31
我们在哈勃空间望远镜（HST）的“全色哈勃仙女座宝库”（PHAT）档案图像和测光目录中搜索了M31中7个超软X射线源（SSS）的光学/UV/IR对应物。三个SSS是瞬态的，其他四个是持久性的来源。PHAT提供了机会，以确定SSS托管非常大的白矮星，可能爆炸的Ia型超新星在单一的简并双星，与典型的共生星，高质量的近距离双星，或系统的光度发光吸积盘的星等和颜色指数。我们发现的证据表明，瞬态SSS是经典的或经常性的新星，我们确定的两个可能的对应物可能是共生双星进行质量转移在一个非常高的速度。在其中一个持久源r3-8的误差圈内有一颗候选的吸积白矮星双星。在M31，r2-12中研究最充分的SSS的空间误差圆中，没有红巨星或AGB恒星在光学和紫外波段足够明亮，成为共生系统，承载吸积和氢燃烧的白矮星。该SSS具有周期为217.7 s的X射线通量的已知调制，并且我们测量了其导数的上限，0.82 x 10（-11）。这个极限可以与轨道周期为几小时的双星中高速吸积的白矮星的自转周期相一致。然而，没有发光的对应物具有典型的吸积盘由热的中心源照射的颜色指数。采用半经验关系，盘光学光度的上限意味着白矮星双星的轨道周期的上限只有169分钟。
2014-06-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
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。
2012-01-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
A remarkable recurrent nova in M31 - The X-ray observations
2013年11月下旬宣布了另一次周期性M31新星M31 N 2008- 12 a的爆发。光学数据表明，一个前所未有的短复发时间约一年。在这封信中，我们解决了M31 N 2008- 12 a的X射线特性。在光学发现后不久，我们要求斯威夫特进行监测观测。我们估计源计数率和提取X射线光谱从所得的数据。还分析了相应的紫外（UV）数据。M31 N 2008- 12 a是在光学观测发现仅6天后就被清楚地探测到的明亮超软X射线源。它显示了一个短的SSS阶段的两个星期的持续时间和异常热的X射线光谱与有效黑体温度约97 eV。在SSS阶段期间，X射线光变曲线显示可能伴随有光谱变化的显著变化。非常早期的X射线的变化被认为是反相关的同时变化的紫外线通量。M31 N 2008- 12 a的X射线性质一致地指向新星系统中的一颗高质量白矮星。这个物体可能是一个有希望的Ia型超新星的祖先。我们重新发现了M31 N 2008- 12 a的额外X射线探测，这与我们的数据一致，并将已知的新星爆发数量增加到7个。这颗新星是一个特殊的物体，值得在未来进一步关注。
2014-02-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray Observations of Nova Scorpii 2023 (V1716 Sco) in Outburst
本研究通过多台X射线设备观测爆发期的天蝎座2023新星，约束了其恒定热光度相时长，确定中心为1.2倍太阳质量白矮星，还发现77.9秒的稳定周期调制并认为其与白矮星自转相关。
2025-10-21 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
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
A remarkable recurrent nova in M 31: The predicted 2014 outburst in X-rays with Swift
最近发现的M31新星M31 N 2008- 12 a是一颗复发新星（RN），复发时间约为1年。这是迄今为止已知RNe中最快的递归时间尺度。我们的光学监测计划在10月初检测到了预测的2014年M31 N 2008- 12 a爆发。我们立即启动了X射线/紫外线监测活动与斯威夫特研究的多波长演变的爆发。我们在发现M31 N 2008- 12 a后的20天内每天都用Swift观测，覆盖了整个超软X射线源（SSS）阶段。我们在爆发后第六天左右检测到SSS发射。SSS状态持续约两周，直至约第19天。M31 N 2008- 12 a是一个具有高黑体温度的明亮X射线源。这次爆发的X射线特性与2013年的爆发非常相似。结合X射线光谱表明，快速上升和下降的有效黑体温度。短期X射线光曲线显示出强烈的非周期性变化，在约14天后显著降低。总的来说，M31 N 2008- 12 a的X射线特性与M31新星的平均人口特性一致。它的光学和X射线光变曲线可以统一地缩放，以显示与银河系RNe U Sco或RS Oph相似的时间尺度。SSS演化的时间尺度和有效温度与高质量WD一致。我们预测M31 N 2008- 12 a的下一次爆发将发生在2015年秋季。
2015-04-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Collimation and asymmetry of the hot blast wave from the recurrent nova V745 Scorpii
周期性共生新星V745 Sco于2014年2月6日爆炸，并于2月22日和23日由钱德拉X射线天文台透射光栅光谱仪观测到。到那时，超软源阶段已经结束，钱德拉光谱与温度超过10^7 K的高温激波加热的星周介质的辐射一致。X射线谱线轮廓比球对称冲击波的预期峰值更尖锐，零强度时的全宽约为2400 km/s，半峰全宽为1200 +/- 30 km/s，平均净蓝移为165 +/- 10 km/s。红色的线条翅膀越来越多地被残骸中的物质吸收到更长的波长。我们的结论是，冲击波是由一个非球面的拱星介质中，赤道密度增强发挥了作用，在早期的共生新星爆炸雕刻。主要的X射线发射物质的膨胀靠近天平面，与近距离观测到的轨道最一致，将爆炸波分析模型与X射线光谱、雨燕观测和近红外线宽度进行比较，表明爆炸能量约为10 ^43 erg，并确认喷射出的质量约为10^-7 Msun。损失的总质量比引发爆炸所需的吸积质量低一个数量级，表明白矮星正在获得质量，是超新星1a型的祖先候选者。
2016-04-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Swift X-ray and UV monitoring of the Classical Nova V458 Vul (Nova Vul 2007)
我们描述了V458 Vul（Nova Vul 2007）的高度可变的X射线和紫外线发射，在爆发后1到422天之间由Swift观测到。V458 Vul最初只在紫外线下明亮，但在第71-140天期间，由于kT=0.64 keV的光学薄热发射，X射线波段未吸收光度为2.3 x10 ^{34} erg s^{-1}，因此成为可变硬X射线源。此时的X射线光谱需要一个低的铁丰度（0.2^{+0.3}_{-0.1}太阳），与朱雀号在同一时间的测量结果一致。在第315天，我们发现了一个新的X射线谱分量，它可以用一个温度为kT=23^{+9}_{-5} eV的黑体来描述，而以前的硬X射线谱分量下降了3.8倍。这种软X射线成分的光谱类似于那些通常在超软源（SSS）中看到的，这表明新星喷出物开始清除和/或WD光球正在收缩到其热发射达到X射线波段的点。我们发现一个高度的变化，在软组件与耀斑上升的数量级计数率在0.2天。在第342.4-383.6天的以下观察中，未观察到柔软组分，仅在第397天再次出现。硬组分继续发展，我们发现硬X射线发射和紫外发射之间的关系，产生斯皮尔曼秩概率为97%。在第397天之后，硬组分仍然存在，是可变的，并且继续以极慢的速率褪色，但是由于来自亮SSS组分的污染物堆积而无法分析。
2009-02-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
