Modeling the 2010 blast wave of the symbiotic-like nova V407 Cygni
2010年3月，在爆发中观测到了类似共生的双星Mira和新星V407 Cyg，并在几个波段进行了监测。在这里，我们报告了描述2010年天鹅座V407爆发的多维流体动力学模拟，探索了前60天的演变。该模型考虑了热传导和辐射冷却;爆炸前的系统条件包括伴星和环双星密度增强。模拟结果表明，爆炸和喷出物的分布都是非球面的，由于不均匀的拱星介质中，他们扩大，特别是他们显着准直极方向（产生双极冲击形态），如果拱星信封的特点是赤道密度增强。爆炸部分被Mira伴星遮蔽，在伴星的背面产生了一个密集而炽热的激波后等离子体尾流;爆炸演化过程中产生的大部分X射线辐射都来自于这种等离子体结构。观测到的X射线光变曲线可以重现，假设值的爆发能量和喷射质量类似的RS Oph和U斯科，如果一个环双星气体密度增强包括在模型中。在这种情况下，2010年的爆炸通过一个半径为40 AU、气体密度为\approx 10 ^6 cm^{-3}的环双星气体密度增强体传播，爆发中的喷出物质量为M_{ej} \approx 2 \times 10^{-7} M_{\odot}，爆炸能量为E_{0} \approx 2 \times 10^{44} erg。或者，只有当爆发能量和喷出质量与经典新星的射程上限相似时，即M_{ej} \approx 5 \times 10^{-5} M_{\odot}和E_{0} \approx 5 \ti…
2011-09-23 astro-ph.HE
Hubble Space Telescope STIS Spectroscopy of Three Peculiar Nova-Like Variables: BK Lyn, V751 Cygni and V380 Oph
我们获得了三个类新星变星的哈勃STIS光谱：V751 Cygni，V380 Oph，以及-唯一被证实的类新星变星已知低于周期间隙- BK Lyn。在所有三个系统中，光谱都是在高光学亮度状态下拍摄的，并且发光的吸积盘主导了它们的远紫外（FUV）光。我们通过应用\citet{Knigge2006}的红外光度法评估了距离的下限。在所施加的限制，由鲜为人知的系统参数（如倾角，白矮星的质量，和稳态吸积盘的适用性），我们得到了满意的适合BK林恩使用光学厚吸积盘模型与吸积率$\dot{M} = 1\times10^{-9} M_{\odot}$年$^{-1}$的$M_{wd} = 1.2 M_{\odot}$和$\dot{M} = 1 \times 10^{-8} M_{\odot}$年$^{-1}$为$M_{wd} = 0.4 M_{\odot}$的白矮星质量。然而，对于VY Scl型新星类变量V751天鹅座和SW性星V380 Oph，我们无法获得令人满意的合成光谱拟合的高状态FUV光谱使用光学厚稳态吸积盘模型。FUV光谱信息的缺乏到莱曼极限阻碍了在这些类新星系统的高状态期间关于吸积白矮星的信息的提取。
2009-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulations of the symbiotic recurrent nova V407 Cyg. I. Accretion and shock evolutions
通过三维流体力学模拟研究了共生双星系统中红巨星喷出物与风的激波相互作用及其演化。我们特别模拟了2010年3月共生周期新星V407~Cygni从静止阶段到爆发阶段的爆发。详细研究了风-白矮星相互作用引起的星周密度增强。发现密度增强效率取决于轨道速度与红巨星风速的比值。与另一颗周期性新星RS~Ophiuchi不同，我们没有观察到强烈的盘状密度增强，而是观察到非球面密度分布，赤道面的$\sim 20\%$密度高于两极。为了模拟2010年的爆发，我们考虑了几个物理参数，包括红巨星质量损失率，新星爆发能量和喷出物质量。对激波相互作用和演化的详细研究表明，激波与红巨星风的相互作用产生了强烈的瑞利-泰勒不稳定性。此外，伴星的存在和星周密度的增强极大地改变了新星阶段的激波演化。在清除了大部分的星周介质后，喷出物的速度减小到$\sim 100-300$ km-s $^{-1}$，这与2011年4月观测到的[N~II]谱线的扩展向红发射一致。
2015-03-20 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 nova-like nebular optical spectrum of V404 Cygni at the beginning of the 2015 outburst decay
我们报告了黑洞X射线双星V404 Cygni的FORS 2光谱学，在其2015年爆发衰变的最开始进行，辅以准同步$Swift$ X射线和紫外线以及REM近红外观测。其独特的光谱是由丰富的HI，HeI和更高的电离物种，特别是Fe II的发射信号占主导地位。光谱特征分为广泛的红移和狭窄的固定品种，后者被发射在外部区域。在短时间尺度的连续性和线的变化是高的，我们发现鲍德温效应的半最大值的全宽度和等效宽度的宽线与其本地连续性之间的反相关性。在$4.61\pm0.62$，巴耳末衰减Hα/Hβ也异常大。我们认为，这些属性暗示在宽线光学厚，并产生在一个circumbinary组件中，更快的光学厚和更慢的光学薄的区域之间的冲击可能会发生。我们将它与一个类似新星的星云联系起来，这个星云是由强吸积盘风的冷却残余物形成的，当最后一次大耀斑之后质量吸积率下降时，吸积盘风关闭了。FeII线可能产生于这个星云和伴星风之间的重叠区域，而我们赞成星云内的激波通过自吸收光学薄韧致辐射来负责光学连续谱。近红外过量的存在也指向一个强可变的紧凑型射流或多尘成分的贡献。
2016-11-07 astro-ph.HE
Disk instability model incorporating a variable inner disk radius in SS Cyg and U Gem
Advanced Research Center for Space Science and Technology, College of Science and Engineering, Kanazawa University（金泽大学理工学研究科宇宙科学先进技术研究中心）；Department of Astronomy, School of Science, University of Tokyo（东京大学理学部天文学系）
研究通过纳入可变内盘半径的数值模型，探讨SS Cyg和U Gem中盘不稳定性，发现蒸发抑制内向外爆发，且在标准蒸发模型中，截断内盘可解释紫外延迟与光学爆发时间差。
2026-04-13 astro-ph.HE
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
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
A Search For Pulsations in the Optical Light Curve of the Nova ASASSN-17hx
我们提出了高速光学观测的新星ASASSN-17 hx，立即采取后，它的发现和接近其亮度的第一个峰值，搜索秒-分钟的脉动与对流涡周转时间尺度内的新星信封。我们没有检测到任何大于$3σ$显著性的周期性信号。通过注入和恢复，我们排除了时间尺度为2秒的分数幅度$>7.08\times10^{-4}$和时间尺度为10分钟的分数幅度$>1.06\times10^{-3}$的周期性信号。计划对新星进行更多的观测，以进一步限制正在进行的新星风发射和传播模拟。
2018-10-18 astro-ph.HE
Searching for nova shells around cataclysmic variables
我们提出了一个搜索新星壳周围101激变变量（CV）的结果，使用Halpha图像与4.2米威廉赫歇尔望远镜（WHT）和2.5米艾萨克牛顿望远镜光度Halpha调查的北银河系平面（IPHAS）。这两台望远镜都位于La Palma。我们将WHT搜索集中在新星类变量上，而我们的IPHAS搜索覆盖了IPHAS足迹中的所有CV。我们在24个类新星变星中发现了一个外壳。新发现的壳层位于V1315 Aql周围，半径约为2.5弧分，表明大约120年前的新星爆发。这一结果是一致的想法，表现出的高质量传递速率的新星样变量是由于增强辐射的次级热白矮星后，最近的新星爆发。我们的意见的寿命的新星一样的变量相位的影响进行了讨论。我们还检查了4个非同步极星，但在它们周围没有发现新的壳层，因此我们无法确认最近的新星爆发是白矮星旋转的不稳定性的原因。我们在矮新星V1363 Cyg周围发现了一个暗淡壳层的初步证据。此外，我们发现周围的新星V2275天鹅座，在2001年爆发，表明较早的新星爆发光回波的证据。300年前，使V2275天鹅座可能复发新星。
2015-05-22 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
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 long-term spectroscopic misadventures of AG Dra with a nod toward V407 Cyg: Degenerates behaving badly
我们提出了一些正在进行的研究的长期光谱变化的AG Dra，一个典型的喷发共生系统的结果。我们讨论了环境和轨道调制在这个系统中的影响和一些物理过程揭示了与共生的经常性新星V407天鹅座2010年的新星爆发的比较。
2011-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Second Timescale Photometry of the Very Fast Nova V1674 Her with Palomar Gattini-IR
利用 Palomar Gattini-IR 对 V1674 Her 开展秒级红外测光，以约0.84秒分辨率未检测到周期信号，表明其早期周期性变化较此前结果至少减弱约1.65倍。
2021-10-25 astro-ph.HE
Gamma-ray observations of the microquasars Cygnus X-1, Cygnus X-3, GRS 1915+105, and GX 339-4 with the Fermi Large Area Telescope
探测微类星体中的伽马射线对于理解粒子加速、喷流机制和限制轻子/强子发射模型是一项具有挑战性但值得努力的工作。我们提出的结果从1天和10天的时间尺度的伽马射线观测值（0.1-10 GeV）的Cyg X-1，Cyg X-3，GRS 1915+105，GX 339-4费米LAT的4年的可能性分析。我们的分析重现了费米或AGILE报告的Cyg X-3之前的所有伽马射线爆发，除了一个，加上5个新的日子，Cyg X-3在文献中没有报道的~5 σ的意义上被检测到。此外，天鹅座X-3在已知的伽马射线耀斑时期之外的10-d时间尺度上被显着检测到，这表明天鹅座X-3的持续伽马射线发射首次被检测到。对于天鹅座X-1，我们发现三个低显着性过剩（~3-4-西格玛）的日常时间尺度，是同期的伽马射线耀斑报告（也在低显着性）AGILE。另外两个微类星体，GRS 1915+105和GX 339-4，没有被检测到，我们推导出3-sigma上限分别为2.3e-8 ph/cm 2/s和1.6e-8 ph/cm 2/s，在0.1-10 GeV范围内的持续通量。这些结果使我们能够定义一个列表的一般条件是必要的微类星体的伽马射线的检测。
2013-07-25 astro-ph.HE
A broadband X-ray study of the dwarf nova SS Cyg during quiescence and outburst
本研究利用 XMM-Newton 和 NuSTAR 对矮新星 SS Cyg 进行宽带 X 射线观测，发现其静息态光谱更硬而爆发态吸积率更高，确认了反射隆起与中性 Fe Kα 谱线的存在，并揭示了爆发期的部分内禀吸收体。
2023-09-08 astro-ph.HE
Millisecond X-Ray Pulses from Cygnus X-1
在RXTE（Rossi X射线定时探测器）对天鹅座X-1的观测中，发现了具有毫秒级半高宽的X射线脉冲。它们作为源的X射线亮度的短时间尺度变化而不是X射线通量的随机变化的身份是由它们在两个独立能带通中的同时发生和相似的脉冲结构建立的。对应于它们半高宽时间尺度的光时距离表明，它们起源于系统黑洞组件周围的吸积盘的内部区域。脉冲中的注量可以等于或超过在1和73 keV之间的几个不同带通中的脉冲的FWHM的持续时间内的系统的平均连续通量的注量。毫秒脉冲在天鹅座X-1的高亮度和低亮度状态以及亮度状态之间的转换期间都被检测到。
2012-03-20 astro-ph.HE
Timescale Resolved Spectroscopy of Cyg X-1
我们提出了时间尺度分辨光谱（TRS）作为一种结合计时和光谱研究的新方法。TRS基于时域功率谱，反映了不同时间尺度上频谱分量的变化幅度。我们用RXTE主成分分析数据对天鹅座X-1进行了TRS，并研究了光谱参数（幂律光子指数和铁荧光线的等效宽度）随时间的变化。TRS和频率分辨光谱（FRS）的结果进行了比较，并已发现的相似之处，为两种方法具有相同的动机。我们还发现了光子指数随时间尺度的演化与等效宽度随时间尺度的演化之间的对应关系。根据对应关系，观测值可分为三类，不同的对应关系对应不同的谱态。
2009-03-24 astro-ph.HE astro-ph.IM
A Unified Model for Shock Interaction and $γ$-Ray Emission in Classical Novae
School of Natural Sciences, Institute for Advanced Study（高等研究院自然科学学院）；Department of Physics and Columbia Astrophysics Laboratory, Columbia University（哥伦比亚大学物理系与哥伦比亚天体物理学实验室）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理学中心）
本文提出一个参数化模型，研究经典新星中冲击相互作用和γ射线发射机制，通过分析等离子体加速和辐射过程，预测γ射线能量范围及观测策略。
2026-04-07 astro-ph.HE
Interpreting a Dwarf Nova Eruption as Magnetic Flare Activity
我们认为，矮新星天鹅座SS在爆发期间的无线电发射来自形成日冕（类似于磁活跃恒星中发现的日冕）的磁活动，而不是来自喷流。Laor和Behar最近的研究结果表明，当射电宁静类星体中吸积盘的射电和X射线通量之比与活动星相同时，Lr/Lx=10^{-5}，则大部分射电辐射来自日冕。利用文献中的观测资料，我们发现，对于天鹅座SS，在爆发期间Lr/Lx<10^{-5}。这并不意味着在爆发期间不会发射喷气式飞机。相反，如果喷发吸积盘中的磁活动与恒星中的磁活动相似，那么质量喷射，例如，就像日冕物质抛射一样。因此，类似于活跃恒星的磁耀斑可能是各种系统（从年轻恒星到大质量黑洞）中发射喷流的主要机制。
2009-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the symbiotic-like recurrent nova V407 Cygni during its 2010 outburst. I. The shock and its evolution
2010年3月10日，V407 Cyg在爆发中被发现，最终达到V< 8并被费米探测到。使用中等和高分辨率的地基光谱，视觉和快速紫外光度法，和快速X射线分光光度法，我们描述了这个新星的高速剖面演化的行为，在其头三个月。X射线发射的峰值出现在约第40天，具有广泛的最大值，并在第50天后下降。光谱的主要变化大约在那个时候开始。He II 4686 A系首次出现在第7天和第14天之间，最初显示出广泛的对称轮廓，这是所有物种在第60天之前的特征。低激发谱线仍然相对较窄，v（rad，max）为200-400 km/s。它们比[Ca V]，[Fe VII]，[Fe X]和He II等线更对称，所有这些线都显示出从对称到蓝翼的一系列轮廓变化，类似于低电离物质，但红翼延伸到高达600 km/s。Na I D双重态发展了一个宽的组件，具有类似的速度宽度的其他低电离物种。未检测到O VI拉曼特征。我们将这些变化解释为米拉风中喷出物的非球面膨胀。蓝色的一面是从冲击波穿透到风中，而红色的翅膀是从低密度的边缘。最大径向速度服从幂律，v（rad，max）t^{-n}，其中n对红翼约为1/3，对蓝翼约为0.8。（截短）
2010-12-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Very Long Baseline Interferometry imaging of the advancing ejecta in the first gamma-ray nova V407 Cyg
在2010/2013年，费米望远镜上的大面积望远镜发现了一个瞬变伽马射线源，与共生双星V407 Cyg中的光学新星位置一致。这一事件标志着第一次从新星中发现伽马射线辐射。我们的目标是获得解决的放射性成像的新星事件中所涉及的材料，以确定喷出物的几何形状和前进速度直接在图像平面，以约束系统的物理条件。在光学发现后的20天到6个月之间，我们用EVN和VLBA观察了16个时期的源。该源最初非常暗淡，但后来显示出亮度的大幅增加，并在光学事件后40至90天出现了类似贝壳的结构。壳层有一个椭圆形的投影形状，在亮度和光谱指数上是不对称的，更明亮，其特征是在东南边缘的光谱上升。我们确定了初始阶段的预计速度约为3500 km/s，在第20天至第91天之间约为2100 km/s。我们还发现了一个大约350质量（940 AU）的发射特征，沿着双星的极轴以约700公里/秒的速度前进。在VLBI图像中的总通量密度显着低于以前报道的类似时期和更广泛的角尺度与VLA。光谱表明，在2010年，我们沿着赤道平面和从Mira后面观察到V407 Cyg。我们的无线电观测图像的双极流的喷出物垂直于轨道平面，其中减速是远远低于通过赤道平面探测的截断轮廓的光发射线。在350质量下分离的极结和双极血流与母鸡2-104中观察到的相似排列非常相似。观测到的~700公里/秒的膨胀限制了极结的发射日期在2004年左右。[摘要]
2020-05-13 astro-ph.GA 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
Rapid Radio Flaring during an Anomalous Outburst of SS Cyg
在吸积的白矮星双星系统，特别是矮新星中，吸积和喷流产生之间的联系还没有得到很好的理解。无线电波长为加速电子的机制提供了关键的见解，包括喷流和外流。在这里，我们呈现了2016年2月异常爆发期间矮新星SS Cyg的Arcminute MicroKelvin Imager Large Array获得的密集采样无线电覆盖范围。这次爆发在光学上的上升速度比典型的爆发慢（3天/等），持续时间超过3周。在整个爆发过程中，可以看到时间尺度小于1小时的快速射电耀斑。射电中最有趣的行为是在爆发接近尾声时，观察到一个快速、明亮（“巨大”）的耀斑，峰值约为20 mJy，持续15分钟。这是第一次在天鹅座SS中观察到这样的耀斑，覆盖范围不足可以解释它在以前的爆发中没有检测到。这些数据，加上过去的无线电观测，是一致的同步辐射等离子体喷射事件作为无线电耀斑的起源。然而，在吸积速率下降阶段的巨型耀斑的生产仍然无法解释的标准吸积喷流框架内，似乎是显着不同的X射线双星的行为模式类似。
2016-11-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Short Timescale Evolution of the Polarized Radio Jet during V404 Cygni's 2015 Outburst
我们提出了一个高时间分辨率，多频线性极化分析甚大阵（VLA）无线电观测期间的一些最明亮的无线电耀斑（~1 Jy）活动的2015年天鹅座V404爆发。VLA同时捕获了两个频段（每个频段有两个1 GHz基带）的无线电演变，记录在5/7 GHz和21/26 GHz，允许宽带极化分析。鉴于源的高通量密度，我们能够测量偏振的时间尺度为13分钟，构成了最高的时间分辨率无线电偏振研究的黑洞X射线双星（BHXB）爆发的日期。在所有基带中，我们检测到可变的弱线性偏振发射（<1%），在时间分辨偏振部分中具有单个明亮的峰值，与演变中的动态射流成分的起源一致。我们采用了两种独立的极化方法，从5和7 GHz的基带数据中提取的内在电矢量的位置角和旋转措施，并检测到一个可变的内在极化角，指示一个快速发展的本地环境或复杂的磁场几何形状。与15.6 GHz的甚长基线阵列同时进行的空间分辨观测相比，没有显示出射流喷射和偏振状态之间的显着联系。
2023-01-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
