Science with an ngVLA: ngVLA Studies of Classical Novae
现代射电望远镜的观测表明，经典新星远非它们曾经被认为是简单的球对称事件。现在我们知道，新星提供了很好的实验室来研究一些天体物理性质，包括双星相互作用、恒星外流和冲击物理。ngVLA将为研究这些事件提供前所未有的机会。它将使我们能够观察到比今天更遥远、更微弱的新星。它将使我们能够同时解决喷出物中的热和非热成分。最后，用ngVLA监测新星将比用任何现有仪器更详细地揭示喷出物的演变。
2018-10-16 astro-ph.HE astro-ph.IM
Binary Interaction Dominates Mass Ejection in Classical Novae
最近的观测表明，我们对经典新星质量损失的理解是不完整的，这激发了对新星质量喷射物理过程的新理论研究。本文利用恒星演化程序MESA对经典新星外流进行了流体动力学模拟。我们发现，当双伴星被忽略，白矮星与质量>= 0.8 Msol成功地发射辐射压力驱动的光学厚风，带走了大部分的信封。然而，对于大部分的质量损失阶段，这些风的加速半径超过白矮星的罗氏半径假设一个典型的灾难性的变量捐助者。这意味着，在标准的光学厚风形成之前，质量损失将由二元相互作用引发和形成。只有当加速区域在白矮星的洛希半径内后退时，才能成功发射各向同性的光学厚风，这发生在大部分包层已经被喷射出来之后。这两种外流模式之间的相互作用-第一阶段的缓慢，二进制驱动，赤道上集中的质量损失，包括大部分的质量喷射和第二阶段组成的快速，各向同性，光学厚风-是一致的非球面喷出物和多个外流组件的签名的观察。我们还发现，孤立的低质量白矮星<= 0.8 Msol在任何阶段都不会发展出无束缚的光学厚风，这使得考虑双星伴星对由此产生的爆发的影响变得更加重要。
2022-09-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Shocks in nova outflows. II. Synchrotron radio emission
从经典新星中发现的GeV伽马射线表明，冲击和相对论粒子加速在这些事件中是能量关键。冲击的进一步证据来自热keV的X射线发射和射电光变曲线的早期峰值，其亮度温度太高，不可能是自由膨胀的光电离气体造成的。论文一发展了一个新星激波热辐射的一维模型。这项工作的结论是，冲击供电的无线电峰值不能热，如果线冷却工作在冲击后的气体在碰撞电离平衡所确定的速率。在这里，我们扩展这个计算，包括非热同步辐射。将我们的模型应用于三个经典新星，我们限制了磁场的放大$ε_B$和相对论电子加速的效率$ε_e$的特征洛伦兹因子$γ\sim 100$。如果激波是辐射性的（低速$v_{\rm sh} \lesssim 1000$ km s $^{-1}$），并且覆盖新星外流的大立体角，就像产生伽马射线的激波的特征一样，那么需要$ε_e \sim 0.01-0.1$的值来达到$ε_B = 10^{-2}$的峰值射电亮度。如此高的效率排除了作为放射性粒子源的π介子衰变的次级对，而是有利于电子在冲击波处的直接加速。如果无线电发射激波是绝热的（高速），就像热X射线的特征一样，那么更高的亮度温度是可能的，允许无线电发射激波覆盖更小的流出立体角。
2016-08-25 astro-ph.HE
Fermi LAT Gamma-ray Detections of Classical Novae V1369 Centauri 2013 and V5668 Sagittarii 2015
我们报告了费米大面积望远镜（LAT）对最近两颗光学明亮的经典新星V1369 Centauri 2013和V5668 Sagittari 2015的高能（>100 MeV）伽马射线发射的探测。在早期，费米机会目标观测由他们的光学发现所推动，提供了增强的LAT曝光，使得能够在第一个光学峰值后约2天开始检测伽马射线的爆发。在最初的LAT探测之后，发现了持续39-55天的显著的伽马射线发射，与以前的伽马射线探测到的经典新星相比，系统性地发射更微弱和更长的持续时间。这些新星的区别在于多个明亮的光学峰，包括所观察到的伽马射线的时间跨度。的伽马射线光变曲线和光谱的两个新星一起提出的代表强子和轻子模型，并与其他新星的LAT检测到的比较进行了讨论。
2016-05-13 astro-ph.HE
Early multiwavelength analysis of the recurrent nova V745 Sco
近年来，费米/LAT探测到了几次E>100 MeV的新星爆炸，主要是在爆炸后的早期和短时间内。新星中粒子加速的第一个证据是在2006年的RS Oph爆发中发现的，以解释爆炸波的减速比预期的要快。因此，预计高能伽马射线的发射主要来自中性π衰变和逆康普顿散射。我们的目标是了解早期的冲击演化，当粒子加速可以发生，在新星爆炸。为了实现这一目标，我们对2014年爆发的V745 Sco进行了多波长研究，这是一种类似于RS Oph的共生复发新星。早期斯威夫特/XRT观测的分析，同时尝试费米探测，结合钱德拉和NuStar的数据，得到一个全球性的图片的新星喷出物和红巨星风的演变。早期的无线电和红外数据也被汇编，提供了关于前向冲击波速度及其磁场的信息。与RS Oph等离子体性质的比较显示出惊人的相似性，例如超新星遗迹中发生的绝热阶段的跳跃，粒子加速的暗示。对V745 Sco的多波长研究为新星中热等离子体的演化及其与星周物质的相互作用提供了新的见解，这是了解共生复发新星高能伽马射线发射性质的有力工具。
2019-10-20 astro-ph.HE
Hydrogen burning of $^{29}$Si and its impact on presolar stardust grains from classical novae
在原始陨石中发现的前太阳星尘颗粒被认为保留了颗粒凝结时恒星流出的同位素组成。因此，实验室测量其同位素比值是研究恒星演化、恒星爆炸、核合成、混合机制、尘埃形成和星系化学演化等相关问题的敏感探针。对于一些选定的前太阳颗粒，经典新星已被讨论作为一个潜在的来源。对于SiC、硅酸盐和石墨的太阳前颗粒，这种关联是基于观测到的小的$N(^{12}$ C）/$N(^{13}$ C）和$N(^{14}$ N）/ $N(^{15}$ N）数量丰度比与太阳值的比较，以及$^{30}$ Si相对于$^{29}$ Si的丰度过剩，正如先前经典新星模型所预测的那样。我们报告的直接测量的$^{29}$ Si（p，$γ$）$^{30}$ P反应，强烈影响模拟$δ^{29}$硅值从经典新星。我们的新实验$^{29}$ Si（p，$γ$）$^{30}$ P热核反应速率与以前的结果在经典新星温度范围内（$T$ $=$ $100$ $-$ $400$ ~MK）的差异高达50%，而速率的不确定性降低了高达$3$的一个因素。使用我们的新的反应速率在Monte Carlo反应网络和流体动力学模拟的经典新星，我们估计$δ^{29}$ Si值大大减少的不确定性。我们的研究结果建立了$δ^{29}$ Si值测量的前太阳粒作为一个敏感的探针，用于评估其经典的新星亲子关系。我们还表明，$δ^{30}$ Si值从新星模拟目前不是一个有用的…
2022-02-23 astro-ph.HE
Early X-ray emission from Type Ia supernovae originating from symbiotic progenitors or recurrent novae
确定Ia型超新星祖先性质的关键观测值之一是由其直接星周介质提供的，根据几种模型，该介质应该由祖先二元系统形成。到目前为止，X射线和无线电观测表明，周围环境非常稀薄，对祖先风的质量损失产生了严格的上限。在这项研究中，我们进行数值流体动力学模拟的相互作用的SN喷出物与拱星结构所形成的可能的质量流出的祖系统，我们估计预计数值X射线光度。我们考虑了两种星周结构：a）在共生双星系统中，由供体星的恒星风形成的星周介质; b）在共生循环新星祖星系统中，由供体星的慢风与连续新星爆发相互作用形成的星周介质。对于流体模拟，我们使用了著名的Ia型超新星爆炸模型，以及基于幂律模型的外部喷出物的密度结构的近似。我们确认严格的上限恒星风质量损失，提供了简化的解释X射线上限的Ia型超新星。然而，我们表明，超新星爆炸在重复的新星爆炸所产生的空腔中，提供了一个可能的解释，缺乏X射线发射的超新星起源于共生双星。此外，由一系列新星爆炸形成的星周介质的速度结构与几颗Ia型超新星吸收中所见的Na吸收特征相匹配。
2014-01-28 astro-ph.HE
Discovering novae in early-type galaxies with MUSE: A chance find in NGC 1404, and twelve more candidates from an archival search
我报告在巨大椭圆星系NGC 1404的外围发现了一个瞬态宽H $α$点源，这是在用MUSE积分场摄谱仪进行的档案观测中发现的。H $α$线宽为1950 km s $^{-1}$ FWHM，光度为（4.1 $\pm$ 0.1）$\times$ 10 $^{36}$ erg s $^{-1}$，与爆发新星一致，并且在9个月后获得的MUSE数据中看不到源。在H $α$瞬变前14年，在相同位置（$<$ 1 arcsec内）检测到瞬变软X射线源。如果X射线和H $α$的辐射来自同一个天体，那么这个辐射源可能是一个短时间尺度的复发新星，并带有一个大质量的白矮星吸积体，因此可能是Ia型超新星的祖先。我在MUSE档案观测中选择了一组邻近早型星系的宽H $α$点源，发现了12个与NGC 1404源具有相似性质的新星候选者，其中包括NGC 1380中的5个和NGC 4365中的4个。这12个源中有4个源的多历元数据是可用的;所有4个源在$\sim$ 1年时间尺度上都被证实是瞬变的，支持它们被鉴定为新星。
2020-01-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of a probable very fast extragalactic nova in a symbiotic binary
非常快的新星是演化非常快的新星（只有几天的时间尺度）。由于它们的快速演化，非常快的新星是具有挑战性的检测和研究，特别是在早期。在这里，我们报告的发现，这是我们的瞬态紫外线天体项目的一部分，在附近的螺旋星系NGC 300可能非常快的新星。我们在近紫外线（NUV）中检测到了上升到峰值（这对于非常快的新星来说是很少观察到的），第一次检测是在喷发开始后大约2小时。在紫外和可见光波段也观察到了衰减的峰值和早期阶段。该源在3.5天内迅速衰变2个NUV星等，使其成为已知最快的新星之一。此外，在档案近红外斯皮策和VIRCAM图像中发现了一个可能的静止对应物，但在任何深光学和紫外观测中都没有发现，这表明在静止时有一个非常红色的光谱形状。爆发和平静的性质表明该系统可能是一个共生双星。我们讨论了这种新的瞬态的背景下，非常快的新星一般，特别是作为一个有前途的超新星Ia型祖先的候选人，由于其非常高的推断WD质量（~1.35 Ms，确定通过比较这个源其他非常快的新星）。
2022-10-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gamma-Ray Light Curves and Spectra of Classical Novae
经典新星的核合成，特别是放射性同位素的核合成，可以通过其$γ$射线特征直接测量。尽管几十年的观测，MeV $γ$ -来自新星的射线从未被检测到-无论是在爆炸时，还是作为放射性衰变的结果，也不是来自新星群体的弥漫性银河系辐射。由于最近的发展，如INTEGRAL/SPI和费米/GBM的MeV望远镜的仪器背景建模，最终检测到这些难以捉摸的瞬变的前景大大增强。这就需要更新和改进经典新星的$γ$射线光谱和光变曲线模型。在这项工作中，我们开发的数值模型的新星爆炸，使用子和近的ARASEKHARCO白矮星的祖先。我们研究了爆炸的参数依赖性，它们的热力学和能量学，以及它们的化学丰度模式。我们使用Monte-Carlo辐射转移程序计算了$γ$ -射线光变曲线和光谱，重点是早期的时间演化。我们比较我们的结果与以前的研究，发现预期的511千电子伏线闪光在爆炸时被严重抑制，表现出只有$10^{-9}\,{\rm ph}\,$厘米$^{-2}\,$ s $^{-1}$的最大通量，从而使它至少一百万倍比以前估计的微弱。这一发现将使目前的MeV仪器不可能在爆发后的第一天内检测到新星。然而，我们的时间分辨光谱可用于档案数据的回顾性分析，从而提高仪器的灵敏度。
2021-12-13 astro-ph.HE
Time-dependent multi-energy neutrino emission from symbiotic recurrent novae: the role of accretion disks
School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理与天文学院）；Centre for Astro-Particle Physics, University of Johannesburg（约翰内斯堡大学天体粒子物理中心）
本研究构建时变多能框架，以 RS Oph 为基准揭示共生 recurrent novae 的中微子发射特征，发现吸积盘可增强早期 GeV 中微子发射，其 GeV 信号或可被下一代探测器探测，凸显星周结构的关键作用。
2026-08-17 astro-ph.HE
High-resolution imaging of the evolving bipolar outflows in symbiotic novae: The case of the RSOphiuchi 2021 nova outburst
针对2021年RS蛇夫座新星爆发事件，本研究通过VLBI射电观测揭示其双极外流演化形态与密度径向分布特征，明确红巨星质量损失去向，完善了该共生新星爆发后的源结构物理图景。
2024-12-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Revisiting the classics: On the evolutionary origin of the "Fe II" and "He/N" spectral classes of novae
本文利用现代数据重访新星经典光谱分类，证明“Fe II”和“He/N”并非独立类别，而是由抛射物不透明度、电离度和密度变化驱动的普遍光谱演化阶段，且阶段时长与新星速度类别相关。
2023-10-27 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
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
Common Envelopes, Gamma Rays, and Sudden Spectral Changes of Novae
本文提出新星爆发后早期光谱源于共同包层，并用时间分辨光谱中与伽马射线相关的突变解释包层状态变化、质量损失及吸收系统形成。
2024-09-15 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 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
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
Discovery of a Fast Iron Low-ionization Outflow in the Early Evolution of the Nearby Tidal Disruption Event AT2019qiz
本文报道了AT 2019 qiz潮汐扰动事件的紫外、光学光度和光谱分析结果。我们的后续观测在光源开始在光学上变亮后10天开始$<$，持续了6个月。我们的后期主机为主的光谱表明，主机星系可能拥有一个弱的活动星系核。AT 2019 qiz的初始{ \it Hubble Space Telescope（HST）}光谱显示了铁和低电离宽吸收线（FeLoBAL）系统，这是TDE中首次看到的。这个光谱也与超亮超新星Gaia 16 apd的光谱有着惊人的相似之处。我们的观察提供了对TDEs外流特性的深入了解，并显示了TDEs与早期发动机驱动的超新星之间存在联系的证据，正如Metzger & Stone（2016）最初提出的那样。在50天的时间范围内，AT 2019 qiz的UV光谱开始类似于仅具有高电离BAL的先前TDE。紫外光谱特征的变化是伴随着流出速度的减少，开始在$15,000$公里秒$^{-1}$和减速到$\sim10,000$公里秒$^{-1}$。H $α$发射谱线宽度的类似演变进一步支持宽巴耳末发射谱线形成于TDE流出中的推测。此外，我们在AT 2019 qiz的早期HST UV光谱中检测到FeLoBAL特征顶部的窄吸收特征。测得的HI柱密度对应于莱曼极限系统，而金属吸收线，如NV，CIV，Fe II和Mg II，可能是探测环核气体和宿主星系中的星际介质。
2021-04-13 astro-ph.HE
Classical Novae at Radio Wavelengths
我们目前的无线电观测（1- 40 GHz）的36个经典新星，代表了从文献，望远镜档案，和我们自己的程序编译超过五十年的数据。我们的目标在其光学参数方面显示出惊人的多样性（例如，跨越光衰落时间尺度，t_2 = 1- 263天），并且我们在无线电光变曲线中发现类似的多样性。利用亮度温度分析，我们发现，从新星的无线电发射是一个混合物的热辐射和同步辐射，与非热辐射观测在较早的时间。我们发现至少有9颗新星（25%）的高亮度温度辐射（T_B > 5x10^4 K）是同步辐射的指示。我们发现一类同步加速器占主导地位的新星与轻度进化的同伴，以V5589 Sgr和V392 Per为例，这似乎是一个经典的新星与矮同伴和共生双星与巨人的同伴之间的桥梁。在我们的样本中，有四颗新星有两个不同的射电最大值（第一个由同步辐射主导，第二个由热辐射主导），在四种情况下，早期的同步辐射峰值在时间上与光学光变曲线的急剧下降相一致，暗示着粒子加速和尘埃形成的共同点。我们以表格的形式发布光变曲线，并鼓励更广泛的社区在多波长研究和建模工作中使用这些数据。
2021-07-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Role of cosmic rays in the early stages of galactic outflows
利用一个理想化的装置，我们研究了宇宙射线（CR）在晕质量为$10^{8}$，$10^{11}$和$10^{12}$ $M_\odot$的星系外流早期阶段的动力学作用。外流是从银河系盘的中心区域发射的，在那里我们考虑了三种不同的恒星形成率（$0.1$，$1$和$10$ $M_{\odot}$ yr $^{-1}$）在$50$ Myr的动力学时标。我们确定了气体的温度分布，发现压缩比可以降低冲击气体的温度，这与以前的结果是一致的。然而，我们表明，CR没有任何显着的影响上的流出的质量负荷。我们发现，CRs可以减少流出的大小，这与以前声称的有效的动力学影响的CRs相矛盾，但是，它是与早期的宇宙射线驱动的爆炸波以及恒星风的理论模型是一致的。我们讨论了我们的结果对CR注射处方的依赖性，并将其与早期研究进行了比较。我们的结论是，在银河系外流的早期阶段，CR的动力学作用是不重要的。
2020-08-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Simulations of interaction between outflow and surrounding broken power-law circumnuclear medium: implications for different radio light curves of TDEs
Huazhong University of Science and Technology（华中科技大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）
通过三维流体动力学模拟，研究外流与具有Bondi半径附近过渡的破碎幂律密度轮廓的核周介质相互作用，解释潮汐瓦解事件中不同射电光变曲线的起源。
2026-06-04 astro-ph.HE
X-ray evolution of the nova V959 Mon suggests a delayed ejection and a non-radiative shock
对新星中的冲击气体进行X射线观测，可以为研究喷出物的动力学提供有用的探测手段。在这里，我们报告的X射线观测的新星V959 Mon，这也是在GeV的伽马射线与费米卫星检测。我们发现，X射线光谱与非太阳丰度的双温等离子体模型一致。我们解释的X射线是由于冲击之间的相互作用的慢赤道环面和快速的极地流出，推断从射电观测V959星期一。我们进一步提出，较热的分量，负责大部分的流量，是从反向冲击驱动到快速流出。我们发现在第60天和第140天之间吸收剂的柱密度系统性下降，与对这种情况的预期一致。我们提出了有趣的证据，延迟约40天的喷出物从中央二进制。此外，我们推断出一个相对较小的（几倍10 $^{-6}$ Msun）喷出物质量的冲击，大大低于质量的10 $^4$ K气体从无线电观测推断。最后，我们推断，在我们观测的时候，主要的X射线冲击可能不是辐射性的，而且冲击功率比观测到的X射线亮度高得多。目前还不清楚为什么高X射线亮度，更接近推断的冲击功率，从来没有看到在新星在早期，当冲击预计有足够高的密度是辐射。
2020-10-26 astro-ph.HE
The precessing jets of classical nova YZ Reticuli
经典新星YZ Reticuli于2020年7月被发现。在此之后不久，我们开始了持续的，高度时间采样覆盖其随后的快速演变与时间分辨光谱从全球喷气机观察天文台。在接下来的几周和几个月里，它的H-α复合物表现出了质的不同的光谱特征。我们发现，这些H-α复合物是很好地描述了相同的五个高斯发射分量在整个六个月后爆发。这五个组成部分似乎构成了两对线，从喷流和吸积盘，加上一个额外的中央组件。这些喷流/吸积盘对所呈现的相关对称模式表明，可能是由于新星爆发所引起的大扰动而产生的岁差。喷流和吸积盘的特征在增亮后的前十天一直存在--这证明吸积盘在破坏中幸存了下来。我们还比较了另一颗在2020年7月爆发的经典新星（V6568 Sgr），其H-α复合体可以类似地描述，但具有更快的视线喷流速度超过4000 km/s。我们认为，具有更高质量白矮星的经典新星是周期性新星和经典新星（如YZ Reticuli）之间的桥梁。
2021-02-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Early afterglows from radially structured outflows and the application to X-ray shallow decays
在火球模型中，伽马射线暴（GRB）喷出物具有一定范围的体洛伦兹因子（假设$M\propto Γ^{-s}$）在物理上更真实。当喷出物的高洛伦兹因子部分被周围介质减速到可比较的洛伦兹因子时，喷出物的低洛伦兹因子部分将赶上高洛仑兹因子部分。这一过程将发展出一个持续时间较长的弱反向冲击，直到整个喷出物都受到冲击。同时，前向冲击材料逐渐被供应来自追赶的喷出物的能量，因此前向冲击发射的时间衰减将比没有能量供应的时间衰减慢。然而，反向冲击可能会很强烈。在这里，我们将标准的反向-正向激波模型扩展到径向不均匀喷出物的情况。我们表明，这个过程可以分为两种情况：厚壳的情况下，薄壳的情况下。在薄壳情况下，逆激波较弱，余辉的时间标度律与Sari & Mesz（2000）的结果相同。然而，在厚壳的情况下，反向冲击是强大的，因此它的发射占主导地位的余辉在高能带。我们的研究结果还表明，由于低洛伦兹因子材料的能量供应，余辉的衰减行为较慢，这可能有助于理解在早期的光学和X射线余辉中观察到的平台。
2009-08-31 astro-ph.HE
GRB 110731A: Early afterglow in stellar wind powered by a magnetized outflow
GRB 110731 A是观测到的能量最高的伽马射线暴之一，能量范围从光学到GeV。先前对瞬发相的分析揭示了与费米观察到的大面积望远镜（LAT）爆发的相似之处：i）高能发射（$> 100$ MeV）的延迟开始，ii）稍后时间的短暂明亮峰值和iii）从这个阶段持续数百秒的时间延长组件。除了瞬发阶段，在不同时期的多波长观测表明，光谱能量分布更好地拟合风余辉模型。我们提出了一个轻子模型的基础上早期的余辉，在恒星风的祖先。我们应用这个模型来解释的时间延长LAT发射和最明亮的LAT峰所表现出的即时相的GRB 110731 A。此外，使用相同的一组参数，我们描述了多波长余辉观测。通过前向激波的同步辐射解释了时间上扩展的LAT、X射线和光通量的起源，并描述了引起反向激波的同步辐射自康普顿发射的最亮LAT峰。该模型中所需的体洛伦兹因子（$Γ\simeq520$）位于大多数LAT探测到的伽马射线暴所需的数值范围内。我们表明，在反向冲击区的磁场强度是$\sim$ 50倍强于在前向冲击区。这一结果表明，对于GRB 110731 A，中央发动机可能夹带着强磁场。
2015-03-25 astro-ph.HE
AT 2016dah and AT 2017fyp: the first classical novae discovered within a tidal stream
AT 2016 dah和AT 2017 fyp是相当典型的仙女座星系（M31）经典新星。AT 2016 dah几乎是一个教科书上的例子，它是一颗“非常快速”衰退但不常见的Fe II 'b'（宽线）新星，在光学光度上升到峰值期间被发现，并以平滑的破幂律光变曲线衰变。AT 2017 fyp被归类为“快速”新星，与M31不同，它的早期衰退光谱同时显示出Fe II和He/N光谱类型的特性-一种“混合”。类似地，AT 2017 fyp的光变曲线具有打破幂律的下降，但表现出扩展的平顶最大值。两颗新星都被尼尔·盖瑞尔斯·斯威夫特天文台用紫外线和X射线跟踪，但没有发现任何X射线源。这一对被跟踪光度和光谱进入他们的星云阶段。在光学数据档案中看不到祖先系统，这意味着质量供体是主序星。AT 2016 dah和AT 2017 fyp特别有趣的是它们相对于M31的位置。这对双星在天空中很近，但距离M31的中心很远，几乎沿着其主机的半短轴。对M31新星群的径向速度测量和模拟得出的结论是，这两颗新星都是仙女座巨星流（GSS）的成员。我们发现至少有两颗M31新星偶然出现在GSS上的概率约为1%。因此，我们认为这些新星来自GSS的前身，而不是M31 --第一个在潮汐流中发现的确认的新星。
2020-04-20 astro-ph.GA 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
Radio Monitoring of Classical Novae using the ASKAP Variable and Slow Transients Survey
University of Wisconsin-Milwaukee（密尔沃基威斯康星大学）；The University of Sydney（悉尼大学）
该研究利用ASKAP的VAST巡天数据，对43颗经典新星的射电辐射进行搜寻，发现3颗存在显著射电辐射，通过单频射电光变曲线结合物理模型，证实其以非热同步辐射为主，为激波驱动粒子加速提供证据。
2026-08-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hadronic Interactions of Energetic Charged Particles in Protogalactic Outflow Environments and Implications for the Early Evolution of Galaxies
我们研究了高能强子粒子与恒星形成原星系流出介质的相互作用。这些粒子经历产生π介子的相互作用，可以驱动外流中的加热效应，而那些被外流平流的粒子也将能量传输到星系之外，加热环星系介质。我们调查这个过程是如何演变的长度流出，并计算相应的加热率在对流为主和扩散为主的宇宙射线传输制度。在一个纯粹的扩散运输的情况下，我们发现的峰值加热率达到$10^{-26}\;\! {\rm erg~cm}^{-3}\;\! {\rm s}^{-1}$在流出的风是由核心坍缩超新星在事件率为0.1 $\text{yr}^{-1}$的基地，但不超过2千秒差距。在平流极限下，加热率峰值降低到$10^{-28}\;\! {\rm erg~cm}^{-3}\;\! {\rm s}^{-1}$，但其幅度可达几十kpc。大约10%的注入系统的宇宙射线可以通过外流风的平流逃逸，而其余的宇宙射线则产生重要的星际加热效应。我们应用我们的宇宙射线加热模型最近观察到的高红移星系MACS 1149-JD 1，并表明它可以解释淬火的光谱观测推断以前的星暴。后来恒星形成的重新点燃可能是由于在宇宙射线加热消退后恢复的间接环星系流入。
2019-02-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
AGN radiative feedback in the early growth of massive black holes
越来越多的观测证据证实了大质量黑洞（$M_{BH} \sim 10^9 M_{\odot}$）的存在，在早期宇宙中以接近爱丁顿极限的速率吸积，具有非常高的红移（$z \gtrsim 6-7$）。最近的观测表明，第一类类星体的宿主星系是化学演化的系统，含有大量的尘埃。这种高亮度和大量尘埃含量的组合应该形成辐射尘埃反馈的有利物理条件。我们探讨了由尘埃辐射压力驱动的活动星系核（AGN）反馈对大质量黑洞早期生长的影响。假设Eddington限制指数黑洞增长，我们发现，动力学和能量的辐射压力驱动的外流也遵循指数趋势在后期。我们得到适度的流出能量（动量通量$\dot{p} \lesssim L/c$和动能功率$\dot{E}_{k} \lesssim 10^{-3} L$），与现有的观测类星体驱动的流出在非常高的红移，但显着低于通常观察到的本地类星体和预测的风能驱动的模型。活动星系核的辐射尘埃反馈因此可能在早期宇宙中第一类类星体的星系外流中发挥重要作用。
2019-09-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-Ray Flashes on Helium Novae
本文计算不同质量白矮星氦新星的X射线闪光理论光变曲线，指出其长持续时间和高光度可被探测，并发现一个与1.35倍太阳质量模型相符的河外候选体。
2024-09-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
An optical--mid-infrared color evolution tool for nova identification using WISE data
Ariel University（阿里埃勒大学）；Azrieli College of Engineering（阿兹里埃利工程学院）；Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）；INAF-Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）
本文利用WISE红外数据建立了一套新星识别流程，通过光学V波段与WISE W1波段的颜色差异模型成功识别41颗新星，并据此推断银河系新星率约为每年40至50颗，为大规模新星候选体研究奠定了基础。
2025-11-14 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
A light-curve analysis of the X-ray flash first observed in classical novae
一个X射线闪光，预计在一个新星爆发的非常早期的阶段，最后在经典新星YZ Reticuli 2020中用{\it SRG}/eROSITA探测到。观测到的闪光时间尺度，光度和黑体温度基本上限制了新星模型。我们提出了不同质量和质量吸积率的白矮星（WD）的X射线闪光的光变曲线模型。我们发现YZ Ret中的WD质量与$M_{\rm WD}\sim 1.3 ~M_\odot$一样大，质量吸积率为$\dot M_{\rm acc}\sim 5 \times 10^{-10}- 5\times 10^{-9} ~M_\odot$ yr $^{-1}$，包括质量吸积率在它们之间变化的情况，与{\it SRG}/eROSITA观测一致。X射线观测证实在X射线闪光时亮度接近爱丁顿极限。光球半径超过$\sim 0.1~R_\odot$的光学厚风的出现，通过强吸收终止了YZ Ret的X射线闪光。这对风质量损失的开始时间设置了约束。堆芯物质进入富氢包层的轻微污染似乎更适合解释X射线闪光持续时间非常短的现象。
2022-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of an AGN-Driven Molecular Outflow in the Local Early-Type Galaxy NGC 1266
我们报告的发现，一个强大的分子风的核附近的非相互作用的S 0场星系NGC 1266。单碟CO分布图显示出+/- 400 km/s的排放，需要嵌套高斯拟合才能正确描述。干涉仪观测显示，有一个质量为1.1x10^9 Msun的巨大的、集中的分子组分，以及一个分子质量为2.4x10^7 Msun的分子流出物。接近系统速度的分子气体由一个旋转的致密核组成，其质量约为4.1x108 Msuns，半径约为60 pc。这个致密的分子核的表面密度为\approx 2.7 \times 10^4 Msun/pc ^2，比银河系盘中的巨分子云的表面密度大两个数量级以上，尽管它具有极端的运动学和能量活动，但它似乎符合肯尼库特-施密特关系。我们把这个原子核解释为一个限制外流风的圆盘。13 Msun/yr的质量流出率导致大约8500万年的耗尽时间尺度。NGC 1266中的恒星形成不足以驱动外流，因此它很可能是由活动星系核（AGN）驱动的。大部分分子气体集中在中央100 pc需要一个非常大的角动量损失，但没有明显的伴星或相互作用的星系存在，使转移。NGC 1266是第一个已知的流出分子系统，没有显示任何最近相互作用的证据。
2011-04-12 astro-ph.CO astro-ph.HE
Shocks in nova outflows. I. Thermal emission
新星外流中激波的证据包括：（1）光谱中的多个速度分量;（2）爆发后数周至数月的keV X射线辐射;（3）数月时间尺度上的早期射电耀斑，超过了自由膨胀的光电离气体的预测;（4）~ GeV的伽马射线。我们提出了一个1D模型的快速新星外流和致密的外壳（DES）及其相关的热X射线，光学和无线电发射之间的冲击相互作用。前向激波最初是辐射的，当激波气体的密度最高时，此时无线电发射来自激波下游的致密冷却层。射电光变曲线的特点是在逐渐降低的频率下，峰值时间逐渐变短，峰值亮度温度几乎与频率无关。我们把我们的模型应用到最近的γ射线经典新星V1324 Sco中，在对快速新星外流的合理假设下，得到了与早期射电极大值的适当拟合，并假定DES具有~ 1 e-3 km/s的速度和~ 2 e-4M_sun的质量;前者与先前在Nova光谱中观察到的窄线吸收系统的速度一致，而DES和快速外流的总喷出物质量与通过模拟晚期射电峰值独立推断的结果一致。早期射电光变曲线的快速演化要求DES具有陡峭的外密度轮廓，这可能表明白矮星的质量损失开始迅速，提供了DES被热核逃逸事件驱逐的间接证据。再处理的X射线从冲击吸收的DES在早期可能会显着的光学/紫外线发射，我们推测是负责以前无法解释的“高原”和第二个最大的新星光学光变曲线。
2014-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
First results from the JWST Early Release Science Program Q3D: The Warm Ionized Gas Outflow in z ~ 1.6 Quasar XID 2028 and its Impact on the Host Galaxy
本文利用JWST/NIRSpec积分场单元数据重新研究z=1.6类星体XID 2028，揭示外流气体羽流的新形态与运动学子结构，发现中心类星体光电离主导气体电离状态，并提出外流开辟通道使电离辐射逃逸、辐射反馈在外流辅助下解释宿主星系异常低的分子气体质量分数。
2023-06-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Broad absorption line symbiotic stars: highly ionized species in the fast outflow from MWC 560
在共生双星中，喷流和盘风可能是冷巨星吸积到白矮星的物理过程中不可或缺的一部分。共生星MWC 560（=V694 Mon）的持续外流被认为表现为宽吸收线（BALs），最突出的是在巴尔末转变。我们报告的检测高电离BALs从C IV，Si IV，NV，和He II在国际紫外线探测器光谱获得1990年4月29日至30日，当光学爆发暂时擦除模糊的“铁幕”的吸收槽从Fe II和类似的离子。C IV和Si IV BALs达到最大径向速度至少1000公里/秒，高于同期Mg II和He II BALs;同样的行为发生在类星体和激变变星的风中。铁幕升降机揭开高电离BALs在天鹅座P阶段观察到在一些新星，通过类比，建议临时开关MWC 560从持续流出离散质量喷射。至少有三颗共生星表现出宽吸收，蓝边速度超过1500 km/s; AS 304（=V4018 Sgr）中有高电离BALs的报道，而Z And和CH Cyg中有短暂的Balmer BALs的报道。这些BAL-producing快速流出可以有更广泛的开放角度比以前假设的。BAL共生体是它们的千兆级类似物宽吸收线类星体（BALQSO）的短时间尺度实验室，它们在风中显示出类似的广泛电离状态。
2018-04-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Catching a nova X-ray/UV flash in the visible? Early spectroscopy of the extremely slow Nova Velorum 2022 (Gaia22alz)
本研究观测了极慢新星Gaia22alz持续180天的早期光谱，发现其早期光谱可能源于白矮星包层或吸积盘对早期X射线/紫外闪的再处理，从而罕见地捕捉到了该阶段的光学特征。
2023-04-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
123-321 Models of Classical Novae
高解析度光谱显示，在新星爆发期间，壳层中有大量的CNO，有时还有其他中等质量的元素，这表明在热核失控期间，从次级恒星转移来的太阳成分物质与底层白矮星的最外层混合。多维模拟表明，开尔文-亥姆霍兹不稳定性提供了来自白矮星最外层的物质的吸积包层的自富集，其水平与观测结果一致。然而，迄今为止使用的大多数多维代码的欧拉和时间明确的性质以及压倒性的计算负荷限制了它们的适用性，并且没有对完整的新星周期进行多维模拟。本文探讨了一种新的方法，结合1-D和3-D模拟。爆炸的早期阶段（即，质量吸积和启动的失控）已计算与1-D流体动力学代码SHIVA。当对流扩展到整个包层时，每个模型的结构被映射到3-D笛卡尔网格中，随后使用多维代码FLASH。两个关键的物理量提取的3-D模拟和随后实施到SHIVA，这是用来完成模拟通过后期的膨胀和喷射阶段：随时间变化的量的质量疏浚从外部白矮星层，和随时间变化的对流速度分布在整个信封。发现了比以前的模型报告的更大质量的包层，这导致了更猛烈的爆发，其特征是更高的峰值温度和更大的喷射质量，金属丰度的增强与观测结果一致。
2019-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
