NuSTAR observations of the Dwarf Nova GK Persei in 2015: comparison between outburst and quiescent phases
我们报告NuSTAR观测的中间极GK英仙座也表现为矮新星。它在2015年3月至4月期间展示了矮新星爆发。该天体在3-79 keV X射线中被NuSTAR观测到，一次是在爆发高峰，另一次是在2015年9月的平静期。爆发期间的5-50 keV通量是平静期间的26倍。利用多温度辐射模型和反射模型，我们得到爆发时的激波后温度为19.2 ± 0.7keV，平静时为38.5 ± 4.1/-3.6keV。这种温度差异被认为反映了半径的变化，在该半径处，形成吸积盘的吸积物质被白矮星（WD）的磁层捕获。假设这个半径是质量吸积率的-2/7次方，并利用两个温度测量值，以及WD的标准质量-半径关系，我们确定英仙座GK的WD质量为0.90 +/- 0.06太阳质量。估计磁场为4*10^5 G。
2016-10-20 astro-ph.HE
Suzaku X-Ray Observation of the Dwarf Nova Z Camelopardalis at the Onset of an Optical Outburst
我们提出的结果朱雀X射线光谱观测的矮新星Z Camelopardalis，这是偶然进行的光学爆发的开始。我们使用X射线成像光谱仪（38 ks曝光）和硬X射线探测器（34 ks）同时获得0.35-40 keV的光谱。光谱特征表明，该源是在X射线静止状态，尽管在上升阶段的爆发在光学波段。光谱显示出明显的星周吸收超过星际吸收的特征，以及Fe荧光和康普顿散射的再处理发射特征。额外的吸收被解释为由于中性或电离物质的部分覆盖。在观测过程中，我们发现了一个光谱变化，这只归因于星周吸收的变化。这种X射线光谱变化是首次在矮新星中报道。我们推测，在拱星吸收的变化被解释为一个随时间变化的磁盘风或几何耀斑盘周围的白矮星在传播的热浪沿吸积盘在爆发的开始，其中光学爆发和X射线静态共存。
2012-02-28 astro-ph.HE
The Fall and the Rise of X-rays from Dwarf Novae in Outburst: RXTE Observations of VW Hydri and WW Ceti
在矮新星中，白矮星周围的吸积盘是紫外线、可见光和红外线光子的来源，但从来没有热到足以发射X射线。而观测到的X射线则来自于圆盘和白矮星之间的边界层。当盘在静止和爆发状态之间切换时，2-10 keV的X射线通量通常被认为与光学亮度是反相关的。在这里，我们提出了RXTE监测观测两个矮新星，VW Hyi和WW Cet，确认在这两个系统中的光学/X射线反相关。然而，我们没有检测到任何硬X射线通量增加的事件，从爆发上升（两个可能的机会WW Cet）或下降（两个WW Cet和一个VW Hyi），这些属性在SS Cyg中明确确立。将这些数据添加到现有的文献中，确立了一个事实，即SS Cyg的行为是例外，而不是通常假设的原型。我们推测矮新星所表现出的行为的多样性的起源，集中在所发挥的作用的白矮星质量。
2011-07-15 astro-ph.HE
The outburst of the X-ray nova GRS 1739-278 in September, 2016
在2016年8月至9月对银河系中心区域进行扫描观测期间，我们探测到了历史上X射线新星GRS 1739-278的新爆发，即黑洞候选者LMXB系统。在这封信中，我们介绍了在爆发期间进行的INTEGRAL和Swift-XRT观测结果。在硬X射线波段（20-60 keV），在9月3日至14日期间，来自源的通量从$\sim$ 11上升到$\sim$ 30 mCrab。近8天来，在这个通量水平上观察到该源，然后褪色到$\sim$ 15 mCrab。在爆发过程中获得的宽带准同时光谱很好地描述了吸收幂律与光子指数$Γ=1.86\pm0.07$在宽能量范围0.5-150千电子伏，与吸收相应的${N_{H}}=2.3\times10^{22}$厘米$^{-2}$假设太阳丰度。基于此，我们可以得出结论，源处于低/硬状态。从光变曲线和光谱，我们提出，这种爆发是“失败的”，即吸积物质的量是不足以实现高/软光谱状态与占主导地位的软黑体组件中看到的正常爆发的黑洞候选人。
2016-10-25 astro-ph.HE
Disc instabilities and nova eruptions in symbiotic systems: RS Ophiuchi and Z Andromedae
利用矮新星和软X射线瞬变的盘不稳定性模型，研究了长周期双星系统中吸积盘的稳定性。我们模拟爆发，由于这种热粘性不稳定性的两个共生系统，RS~蛇夫座和Z~仙女座。从我们的模拟推断的爆发性质表明，虽然在RS~Oph中观察到的周期性新星事件是由于在白矮星表面的热核失控，这些失控是由吸积盘不稳定性触发。在静止状态下，圆盘会积累质量，只有在圆盘不稳定性爆发期间，质量才会以与质量转移速率相当或更大的速率被吸积到白矮星上。对于质量转移率在$10^{-8}$到$10^{-7}~{\rm M}_{\odot}$ yr $^{-1}$的范围内，吸积率和吸积的质量足以在一系列少数矮新星爆发期间导致热核失控，在光学上几乎不可见，但在X射线中很容易检测到。在Z~And的情况下，非常热的白矮星表面对盘的持续照射强烈地改变了矮新星爆发的性质，使得它们只对非常高的质量传递速率有意义，其量级为$10^{-6}~{\rm M}_{\odot}$/年$^{-1}$，远高于该系统中预期的长期平均值。因此，2000年至2002年观测到的所谓“组合新星”爆发很可能不是由矮新星不稳定性触发的，而是由巨伴星的质量转移增强触发的，导致吸积白矮星表面的核燃烧增加。
2018-10-21 astro-ph.HE
Gamma-ray emission from nova outbursts
经典新星产生放射性核，是MeV范围内的伽马射线发射器。一些例子是在478和1275 keV的线（来自7 Be和22 Na）和正电子-电子湮灭发射，511 keV线和连续谱。伽马射线光谱和光变曲线是追踪相应同位素的潜在独特工具，并提供有关膨胀包络特性的见解。伽马射线的另一个可能来源是粒子加速到非常高的能量，因此中性π介子或逆康普顿过程产生能量大于100 MeV的伽马射线。虽然在过去的几十年中已经进行了几次尝试，但尚未探测到新星爆炸时的MeV光子;另一方面，费米卫星在天鹅座V407中探测到了来自新星的GeV光子，天鹅座V407是一颗共生双星中的新星，其中的伴星是一颗有风的红巨星，而不是经典新星所在的激变变星中的主序星。费米最近（2012年夏天）又发现了两颗新星，显然是在非共生双星中，从而挑战了我们对发射机制的理解。这两种方案（放射性和加速）的伽玛射线生产新星进行了讨论。
2013-05-03 astro-ph.HE
X-ray and UV observations of nova V598 Puppis between 147 and 255 days after outburst
目标：雨燕的发射使更多的新星能够在X射线波段上定期观测。这种对新星的X射线观测可以揭示出喷出物冲击和核燃烧的白矮星，从而可以估计出喷出物的速度。方法：我们分析了XMM-牛顿和斯威夫特X射线和紫外观测的新星V598 Pup，这是最初发现的XMM-牛顿旋转巡天。这些数据是在新星爆发后的147至255天之间获得的，并与早期更明亮的转换探测进行了比较。结果如下：X射线谱包括一个超软源，在爆发后约147天至约172天之间，软辐射变得更热、更弱，以及一个衰减更慢的光学薄分量，由kT约200-800 eV（对应速度为400-800 km/s^-1）的冲击形成。主要的超软阶段持续时间不到130天。反射光栅光谱仪的数据显示，发射谱线与kT ~100 eV的光学薄发射相一致，并在90%水平下对周围介质的密度进行了限制，即log（n_e/cm^-3）< 10.4。紫外线辐射在短时间尺度内是可变的，并且在第169天和第255天之间衰减至少一个量级（λ ~ 2246-2600埃）。
2009-09-09 astro-ph.HE
Probing the nova shock physics with future gamma-ray observations of the upcoming outburst from T Coronae Borealis
本文理论预测北冕座T即将爆发的GeV至TeV伽马射线观测可捕捉激波绝热至辐射阶段转变，并约束质子加速能谱与效率。
2024-07-15 astro-ph.HE
Is the Peculiar Galactic Center Transient Swift J174610.4-290018 A Nova Outburst?
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（南京大学现代天文与天体物理教育部重点实验室）；Institute of Science and Technology for Deep Space Exploration, Suzhou Campus, Nanjing University（南京大学苏州校区深空探测科学与技术研究院）
研究通过分析多波段观测数据，探讨Swift J174610.4-290018的X射线能谱和时间行为，发现其长期特性更支持新星模型而非吸积盘火球模型，可能揭示银河系中心附近大质量白矮星和宽双星的分布。
2026-05-02 astro-ph.HE
Transient gamma rays from the 2021 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi: the effect of gamma-ray absorption
本文研究了蛇夫座RS新星TeV伽马射线信号延迟峰值的原因，通过建立粒子加速模型并结合辐射传输方程，发现伽马射线吸收效应能自然解释该延迟，强调了多波段观测对理解新星粒子加速物理的重要性。
2025-04-02 astro-ph.HE
The 2019 outburst of the 2005 classical nova V1047 Cen: a record breaking dwarf nova outburst or a new phenomenon?
我们详细研究了2019年激变变星V1047~Cen的爆发，该变星在2005年发生了一次经典新星爆发。这一奇特的爆发发生在经典新星事件之后的14年，持续了400多天，在光学上达到了大约6等的振幅。早期的光谱追踪揭示了可能是矮新星（吸积盘不稳定性）的爆发。然而，爆发的持续时间，高速度（$>$ 2000\，km\，s $^{-1}$）的光学线轮廓的功能，发光的光发射，并存在突出的持久的无线电发射一起提出了一个比矮新星爆发更奇异和充满活力的现象。爆发的幅度，辐射能量和光谱演化也不符合经典的新星爆发。V1047~Cen的2019年爆发与经典共生星的爆发有相似之处，但2005年之前的图像表明V1047~Cen可能拥有一个矮伴星，这意味着一个典型的激变变星系统。基于我们的多波长观测，我们认为爆发可能是由于增强的质量传递或盘的不稳定性而使盘变亮，可能导致白矮星上的核壳燃烧增强，而白矮星已经经历了某种程度的准稳定壳燃烧。这最终导致产生风和/或双极准直流出。V1047~Cen在2019年的爆发似乎是独一无二的，之前在典型的灾变变星系统中没有观察到类似的情况，这暗示了一种潜在的新天体物理现象。
2022-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-outburst observations of Nova Del 2013 from Pan-STARRS 1
Nova Delphini 2013于2013年8月14日被发现，并最终成为一个肉眼可见的物体。我们试图研究该天体在爆发前的行为，并将其与其他新星爆发前的光度特征进行比较。我们搜索了Pan-STARRS 1卫星，以确定Nova Del 2013爆发前的测光，并确定了爆发前1.2年的24次观测。海豚座新星的祖先显示出十分之几等的变化，但与档案板测光相比并没有显着变亮。我们还发现，在Pan-STARRS 1观测对之间的大约半小时时间尺度上，该对象没有显着变化。
2014-02-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Physics of nova outbursts: A theoretical model of classical nova outbursts with self-consistent wind mass loss
我们提出了一个基于辐射压力梯度加速的自洽风质量损失的经典新星爆发周期模型，即，所谓的光学厚风。用Henyey程序计算了质量吸积率为$5 \times 10^{-9}~M_\odot$/年$^{-1}$的1.0 $M_\odot$白矮星的演化模型。当光学厚风发生时，富氢包层的最外部分连接到稳定移动的包层。我们证实，没有内部冲击波发生在热核逃逸。在光球最大膨胀时期，风质量损失率达到最大值，为$1.4 \times 10^{-4}~M_\odot$ yr $^{-1}$，此时光球温度降低到$\log T_{\rm ph}$（K）=3.90。几乎所有的吸积质量都消失在风中。氢燃烧产生的核能以光子发射（64%）、重力能（克服重力将风物质提升，35%）和风的动能（0.23%）的形式损失。一颗典型的新星在热核逃逸开始后的一天内（光学极大值前$\sim$ 25 d），在远紫外（100 - 300 nm）波段应该非常明亮。在新星爆发的衰变阶段，包络结构非常接近于稳态解。
2022-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
KSP-OT-201611a: A Distant Population II Dwarf Nova Candidate Discovered by the KMTNet Supernova Program
我们提出了一个多色，高节奏的测光研究遥远的矮新星KSP-OT-201611 a发现的韩国微透镜望远镜网络超新星计划。从2016年10月到2017年5月，在$BVI$波段探测到两次爆发，其中包括一次超长爆发和一次正常/短爆发，相隔$\sim$ 91天。爆发的形状和幅度揭示了KSP-OT-201611 a是SU Uma或U Gem型矮新星的性质。KSP-OT-201611 a在超长爆发中周期性峰的颜色变化可能表明它是一颗SU UMa型矮新星。超级爆发和正常爆发在爆发过程中表现出明显不同的颜色演化，很可能是由于冷却波在吸积盘中形成的时间不同。爆发峰值的星等和矮新星的轨道周期表明，它与银心的距离（$\sim$ 13.8 kpc）和高度（$\sim$ 1.7 kpc）都很大。因此，KSP-OT-201611 a可能为研究星族II矮新星的吸积盘过程提供了一个难得的机会。
2019-06-17 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
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
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
Infrared studies of Nova Scorpii 2014: an outburst in a symbiotic system sans an accompanying blast wave
近红外光谱是为天蝎座新星2014提供的。它表明，爆发发生在一个共生的二元系统-一个非常罕见的配置，一个经典的新星爆发发生，但适当的喷发的经常性新星的T CrB类。我们估计次级的光谱类为M5 III $\pm$（两个子类）。最大震级与下降率（MMRD）的关系给出了一个不可接受的大值37.5千秒差距的距离。的光谱是典型的He/N类的新星与强大的HeI和H线。的配置文件是广泛的，平顶与全宽零强度（FWZI）接近9000-10000公里秒$^{-1}$，也有一个尖锐的狭窄的组件叠加，这是由于从巨人的风排放。伴随着X射线和$γ$射线的热冲击气体，预计将在新星的高速喷出物冲入周围的巨风时形成。尽管观察到X射线发射，但未报告$γ$射线发射。同样令人困惑的是，在近红外（NIR）中没有看到减速激波的特征，在类似的系统如RS Oph，V745 Sco和V407 Cyg中看到，因为线轮廓迅速变窄。小的爆发幅度和巨大的次级强烈表明Nova Sco 2014可能是一颗复发新星。
2015-07-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Suppression of X-rays during an optical outburst of the helium dwarf nova KL Dra
KL Dra是一个吸积氦的AM CVn双星系统，轨道周期接近25分钟。大约每60天就会有一次4等的光学爆发，持续约10天。我们提出了最敏感的X射线观测的AM CVn系统在爆发周期。一系列的八个观测是使用XMM-牛顿开始后不久的光学爆发。我们发现，X射线被抑制在光学爆发。有一些证据表明，在爆发过程中，X射线光谱发生了光谱演化。在三个时期的紫外数据中可以看到周期性调制-这是双星轨道或超级驼峰周期的特征。与矮新星相比，X射线发射等离子体的温度较低，这可能表明风是X射线通量的重要部分。
2012-07-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
The spectral evolution and ejecta of recurrent nova U Sco in the 2010 outburst
介绍和分析了2010年U Sco爆发从最大光到平静的天气光谱观测以及同期的X射线观测。爆发后52天的X射线光谱表明有一个热源（kTbb ~ 70 eV）。.在氢和氦的光学复合谱线中观察到来自被辐照的伴大气的窄谱线分量。星云光谱的形成是第一次在这类经常性的新星，允许使用光电离模型的喷出物的详细研究。不寻常的[OIII]极光星云线的比例被发现和可能的情况下，他们的起源进行了讨论。发射线光谱的模拟表明，一个高度不均匀的喷出物质量约为或超过3 × 10-6 Msun
2010-09-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Timing and spectral analysis of GK Persei during the 2010 dwarf nova outburst
针对2010年矮新星爆发期间的GK Persei，通过时间与能谱分析确认其2–10 keV X射线自旋调制周期，并首次在0.3–2 keV波段观测到该调制，揭示其软X射线发射的多源起源。
2025-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modelling hystereses observed during dwarf-nova outbursts
上下文虽然盘不稳定性模型被广泛接受作为矮新星爆发的解释，它仍然是必要的，以面对它的预测观测，因为在吸积盘的角动量输运的限制是来自于该模型的应用到实际系统。目标。我们测试的预测模型的多色时间演化的爆发两个观察良好的系统，SS Cyg和大众Hyi。方法.我们用盘不稳定性模型计算了矮新星爆发的多色演化，并考虑了辐射次级、白矮星和热点的贡献。结果观测明确表明，在矮新星爆发演化过程中，光学色星等图中存在滞后现象。我们发现，盘不稳定性模型自然地解释了这种滞后的存在和方向。对于天鹅座SS和Hyi VW的特殊情况，系统演化过程中所涵盖的颜色和震级范围与观测结果相当一致。然而，观察到的颜色比在爆发的峰值附近观察到的颜色更蓝-就像在稳定的系统中一样，滞后周期的振幅比观察到的要小。预测的颜色显着依赖于假设的计算光盘光谱上升期间，并对二次辐射的大小为衰变的爆发的一部分。结论.如果人们希望解决在紫外系统的演变，光谱盘模型的改进是非常必要的。
2020-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dwarf nova outbursts in intermediate polars
盘不稳定性模型（DIM）在解释激变变星中观测到的矮新星爆发方面非常成功。当吸积中的白矮星被磁化时，圆盘在磁层半径处被截断，但对于对应于热粘性不稳定性的质量转移速率，这样的系统仍然会出现矮新星爆发。然而，大多数中间极的磁场不足以完全破坏吸积盘，似乎是稳定的，和罕见的观察到的爆发，特别是在系统的轨道周期长，比正常的矮新星爆发短得多。我们调查的中间极盘不稳定性模型的预测，以确定这些系统的观察到的属性可以解释的DIM。我们使用我们的数值代码的吸积盘的时间演化，修改，包括磁场的影响，从二级恒星恒定或可变的质量转移。我们发现，中间极性有足够低的质量传递和足够大的磁场保持吸积盘稳定的冷平衡分支。我们表明，在长周期系统中观察到的罕见和短暂的爆发，例如，TV Col，不能归因于吸积盘的热粘性不稳定性，而是必须由来自次级的增强的质量转移触发，或者更可能的是，由白矮星磁场与吸积盘中的磁旋转不稳定性产生的不稳定性耦合而触发。更长的爆发（几天）可能是由于盘的不稳定性。
2017-03-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Near-IR studies of recurrent nova V745 Scorpii during its 2014 outburst
周期新星（RN）V745天蝎座在2014年2月6日经历了第三次爆发。从发现后1.3天开始，几乎每天都对喷发进行红外线监测，结果显示，超过4000公里的高速新星喷出物$^{-1}$冲入周围环境，产生了强大的冲击波。冲击气体的温度在爆发开始后立即升高到超过10 $^{8}$ K的高值。爆发的能量明显超过了类似的共生系统，如RS Oph和V407 Cyg，它们具有巨大的秒数。激波没有表现出自由膨胀阶段，而是从一开始就表现出减速的Sedov-Taylor阶段。这种强烈的激波阵面是产生$γ$射线的场所。V745 Sco是除了其他五颗已知的新星之外，最新发现发射$γ$射线的新星。这可能是一个重要的试验台，以解决关键问题，是否所有的新星都是一般的$γ$射线发射器凭借有一个环联储库的材料，是由喷出物，而不是$γ$射线的产生被限制在只有共生系统与冲击红巨星（RG）风。缺乏自由膨胀阶段有利于V745 Sco在白矮星（WD）周围有一个密度增强，高于RG风的贡献。我们的分析还表明，V745 Sco中的WD非常巨大，是未来SN Ia爆炸的潜在祖先。
2014-03-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Prediction of Supersoft X-Ray Phase of Classical Nova V5583 Sagittarii
我们观测到人马座V5583的B、V、y、R_C和I_C五个带，发现这些多带光变曲线与V382 Vel 1999的光变曲线几乎一致，直到爆发后至少100天。爆发后约6个月，BeppoSAX探测到V382 Vel的超软X射线相。V5583 Sgr几天前爆发，发现于2009年8月6.5 UT附近的光学峰值。从这两颗新星的光变曲线完全相似的角度来看，我们预计在爆发后6个月，V5583 Sgr将出现超软X射线阶段。超软X射线开启/关闭日期的检测强烈地限制了新星的演化，因此，WD的质量范围。为了及时观测到V5583 Sgr的超软X射线相，我们基于光学厚风理论计算了新星爆发演化，预测了超软X射线相：它很可能在爆发后的100 - 140天之间开始，并持续到200-240天。我们强烈建议在2009年12月和2010年1月，2月和3月期间进行多次观测，以检测V5583 Sgr的超软X射线相的开启和关闭时间。
2009-12-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-mission observations of the old nova GK Per during the 2015 outburst
在2015年3月至4月的矮新星（DN）爆发期间，Swift，Chandra HETG和NuSTAR观察到了显着的老新星和中间极（IP）- GK Per。监测爆发，我们注意到几个过程发生在不同的时间尺度上，如：非常软的X射线发射（低于0.6千电子伏）的前两个星期的爆发和非常快的饱和度的X射线通量超过1千电子伏的缓慢演变。Swift UVOT光曲线也显示出不同的行为，这取决于过滤器。宽带X射线光谱显示至少存在三种不同的发射源。白矮星（WD）的自旋被观察到，即使在非常硬的X射线范围的NuSTAR，这表明调制不是由于吸收，在一个典型的IP。它也支持的相似性的脉冲和关闭脉冲的X射线光谱。我们认为，当内部吸积盘被吸积的增加推向WD时，WD的低极点被遮蔽的情况也适用于GK Per。
2016-03-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Physics of nova outbursts: Theoretical models of classical nova outbursts with optically thick winds on $1.2~M_\odot$ and $1.3~M_\odot$ white dwarfs
本研究构建了不同质量白矮星带光学厚风的时间相关新星爆发模型，明确了X射线闪出现时间、风质量损失率等特征，发现快新星光学极大时间与膨胀时标的经验关系，可快速预测光学极大时间。
2024-04-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
The sustained post-outburst brightness of Nova Per 2018, the evolved companion, and the long orbital period
新星Per 2018（= V392 Per）在比静止亮2等时停止了从最大值的下降，自2019年以来一直稳定在这样的平台上。喷出物已经完全稀释到星际空间中。我们在平台阶段获得了V392 Per的BVRIGrizY光度学和光谱学，并将其与新星爆发前收集的等效数据进行了比较。我们发现伴星是G9 IV/III，轨道周期为3.4118天，使V392 Per成为已知周期最长的经典新星。Per V392在理论等时线上的位置介于经典新星和共生双星中爆发的新星之间，在某种意义上弥补了这一差距。红化的结果是E（B-V）=0.72，拟合等时线得到的结果是：系统的年龄为3.6 Gyr，伴星的年龄为1.35 Msun、5.3 Rsun和15 Lsun。喷出物中Ne的大量过剩和从新星最大值的快速下降都指向一个大质量的白矮星（M（WD）>= 1.1-1.2 Msun）。该系统被视为接近极上的条件和电流平台阶段是由仍然在表面燃烧的WD的CS的照射引起的。
2020-07-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
The activity of the dwarf nova RU Pegasi with rapidly changing outburst types
RU Peg是一颗U Gem类型的矮新星（DN）。我们对其长期光学活性的分析使用了AAVSO数据库中的数据。它集中于调查的个人爆发和这些事件的集合的时间演化的属性。没有明显的辐射光盘的白矮星检测。在解释中，一个变量陡度的上升分支的个人爆发表明，开始爆发的RU Peg可以发生在不同的距离从光盘中心没有显着的变化的爆发复发时间$T_{\rm C}$。入流物质流的圆盘溢出随时间变化，可导致加热锋起始位置的变化，从而导致爆发类型的变化。$T_{\rm C}$的典型长度为90天。$T_{\rm C}$的相对稳定长度的片段伴随着主要的小变量和小的注量值（在单个爆发中在光学波段辐射的能量）。$T_{\rm C}$的跳跃，伴随着注量的大分散，有时会取代它们。在解释中，组合的变化$T_{\rm C}$与不稳定的属性的爆发，包括不稳定的组件之间的传质速率，显示了几种机制的影响，在不同的时间段的光盘的状态。
2021-12-07 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
V729 Sgr: A long period dwarf nova showing negative superhumps during quiescence
我们报告了对食激变变星V729 Sgr的K2观测，历时近80天。我们发现了五个短爆发和两个长爆发，其中一个显示了一个明确的平台阶段，在上升到最大亮度。两次连续短爆发之间的平均时间约为10 d，而两次长爆发之间的平均时间约为38 d。这些爆发的频率是前所未有的CV以上的轨道周期差距。我们发现的证据表明，日食的中点发生系统的爆发早于平静。在六个静止时期中的五个时期，我们发现了第二个光度周期的证据，它比我们归因于负超峰的4.16小时轨道周期短大约5%。因此，V729 Sgr是在静止期间显示负超级峰的最长周期CV之一。
2017-04-04 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
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
LMC S154: the first Magellanic symbiotic recurrent nova
经典的新星爆发已经被认为存在于一些河外共生星中，但在任何一个系统中都没有被证实。在这项工作中，我们研究这些系统之一，LMC S154的性质。我们收集了档案测光观察，以确定在这个系统中的变化的时间尺度和性质。此外，我们进行了光度和光谱系统的监测，并拟合合成光谱的观察。红巨星光球中的碳丰度明显高于星云中的碳丰度，这证实了新星爆发喷出物对环双星物质的污染。光度和光谱数据显示，该系统在2009年达到了平静，这意味着第一次在河外共生星中观察到新星爆发的所有阶段。这些数据表明，在LMC S154中很可能观察到三次爆发，这将使该系统成为一类罕见的共生复发新星的成员。光谱中日冕线的发现支持了该系统的周期性，日冕线仅在与大质量白矮星共生的恒星中观察到，并且具有短周期爆发。收集的证据足以将LMC S154归类为第一颗真正的河外共生新星，这可能是一颗复发新星。它也是第一颗拥有富碳供体的新星。
2019-02-07 astro-ph.GA 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
