Spectroscopic Signature of a Re-established Accretion Disk in Symbiotic-like Recurrent Nova RS Ophiuchi
本文提出了一种新的方法，它可以确定吸积盘在经历新星破裂后重新建立的时间。该方法是基于再电离的喷出物的光电离从释放的辐射在边界层从吸积。
2023-03-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Swift observations of the 2006 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi: III. X-ray spectral modelling
继Swift X射线观测2006年爆发的复发性新星RS蛇夫座，我们开发了流体动力学模型的质量喷射，其中前向冲击速度被用来估计喷出物的质量和速度。为了进一步约束我们的模型参数，在这里，我们提出了合成X射线光谱从我们的流体动力学计算，我们比较斯威夫特的数据。进行了一系列广泛的模拟，以找到一个最适合爆发后100天的光谱的模型。我们在高能量下找到了一个很好的拟合，但需要额外的吸收来匹配低能量发射。我们估计喷出物质量在（2-5）x 10^{-7}太阳质量范围内，喷出速度大于6000 km/s（可能更接近10，000 km/s）。我们还发现，通过标准模型拟合的X射线光谱从气体温度得到的激波速度的估计值远低于真实的激波速度。
2011-06-14 astro-ph.HE
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
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
X-ray and UV emission from the recurrent nova RS Ophiuchi in quiescence: Signatures of accretion and shocked gas
蛇夫座RS是一个周期性的新星系统，每20年经历一次爆发，这意味着在一个巨大的白矮星上以高速率吸积。然而，以前的X射线观测系统在静止只检测到微弱的发射，这是很难调和的高吸积率预测的新星理论，为这样频繁的爆发。在这里，我们使用新的钱德拉和XMM-牛顿观测获得537和744天后，2006年爆发的约束吸积率到白矮星和新星喷出物的属性在这些时候。我们在第744天用XMM-牛顿光学监测器探测到低水平的紫外线变化，这与吸积盘闪烁一致，并利用这一点来确定吸积速率的下限。两次观测中的X射线谱都用双组分热等离子体模型很好地描述。第一个成分来自新星壳，它可以在爆发后发射X射线长达十年。另一个分量可能出现在吸积盘边界层中，并且可以用单温等离子体或冷却流模型同样很好地拟合。虽然单温度模型的通量意味着吸积速率比RS Oph的理论预测低40倍，但最佳拟合的冷却流模型意味着Mdot在爆发后537天< 1.2x10^-8 M_sol/yr，这是每20年爆发一次所需理论吸积速率的2倍。此外，我们对通过边界层光学厚度区域的吸积速率设定了上限，即2.0 × 10 ^-8 M_sol/yr。因此，静止时的X射线发射与新星理论的吸积率预期是一致的。最后，我们讨论了可能的起源与吸积组件，这是一个因素的10低于T CrB，否则类似的经常性新星的低温。
2011-05-12 astro-ph.HE
Evidence for multiple shocks from the $γ$-ray emission of RS Ophiuchi
针对RS Ophiuchi 2021年爆发的GeV和TeV γ射线，本文通过多区域自洽建模证明单一激波无法解释观测，提出多重激波模型，并得到光学光谱多速度分量的支持。
2023-05-09 astro-ph.HE
Lepto-hadronic interpretation of 2021 RS Ophiuchi nova outburst
本文提出含时轻子-强子模型解释2021年RS Oph新星爆发的多波段辐射，成功拟合HE-VHE伽马射线与早期低频射电数据，并计算了预期中微子通量。
2023-05-18 astro-ph.HE
The 2021 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi observed in X-rays by the Neil Gehrels Swift Observatory: a comparative study
2021年8月8日，周期性新星蛇夫座RS在间隔15.5年后再次爆发。尼尔·盖尔斯·斯威夫特天文台于8月9.9日（光学峰值后0.37天）立即开始定期监测，并持续到11月初，即86天后，该源通过太阳后面。观测在第197天重新开始，因为RS Oph脱离了太阳的束缚。这使得RS Oph成为第一颗在两次爆发中被斯威夫特监测到的银河系复发新星。在这里，我们调查了2006年和2021年的大量X射线数据集，以及EXOSAT在1985年收集的更有限的数据。由新星喷出物和红巨星风之间的激波相互作用产生的硬X射线在最近两次爆发之后是相似的。相比之下，2021年的早期超软源（SSS）比2006年的变化更小，也更暗。然而，0.3-1 keV光变曲线从2021年揭示了35秒准周期振荡的频率与2006年的数据一致。2021年的雨燕X射线光谱没有什么特征，软发射通常被简单的黑体很好地参数化，而2006年的光谱显示出叠加电离吸收边的更强证据。考虑到每次爆发后60天的数据，在超软阶段，2021年的光谱更热，有效半径更小，风吸收更低，导致热光度明显降低。我们探讨了可能的解释之间的2006年和2021年爆发观察到的SSS行为的总差异。
2022-05-06 astro-ph.HE
The Super-Soft X-ray Phase of Nova RS Ophiuchi 2006
快速X射线观测到的周期性新星蛇夫座RS 2006的~60天的超软相位显示了白矮星上核燃烧的精致细节。第一次看到光学爆发后26天，这一阶段开始与极端的变化可能是由于可变吸收，虽然内在的白矮星的变化不排除。大约32天后，计数率开始稳步下降。NLTE模式在超软阶段的大气光谱拟合显示，白矮星的有效温度在极端变率阶段从~65 eV增加到~90 eV，在大约60天后缓慢下降，在80天后更快。从第45天到第60天，测辐射热光度几乎是恒定的，接近爱丁顿，随后的下降可能标志着广泛的核燃烧的结束。在下降之前，软X射线的多重周期性的~35 s调制存在，并且可能是核聚变驱动的不稳定性的特征。我们的测量是一致的白矮星质量附近的Krasekhar极限，结合推导的积累质量转移从它的二进制同伴，这使我们建议RS Oph是一个强有力的候选人，为未来的超新星爆炸。现在主要的不确定性是WD是否是Ia型超新星所必需的CO类型。这可以通过对爆发的光谱数据进行详细的丰度分析来证实。
2010-11-24 astro-ph.HE
A 70 pc-Diameter Nova Super-remnant Surrounding the Recurrent Nova RS Ophiuchi
本文通过深窄带成像与光谱在 RS Ophiuchi 周围发现直径约 70 pc 的新星超遗迹，并估算其质量、膨胀速度与年龄，支持所有再发新星均具类似结构的预测。
2025-05-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Search for GeV-PeV neutrinos from nova T Coronae Borealis with IceCube
针对即将爆发的复发新星北冕座T，利用IceCube实时搜索GeV-PeV中微子，其预期信号强于蛇夫座RS且灵敏度更优。
2025-09-24 astro-ph.HE
Discovery of a Second Nova Eruption of V2487 Ophiuchi
在哈佛大学天文台和索恩伯格天文台的天文盘档案中进行了一次定向搜索，以寻找以前未被发现的新星爆发。我们发现V2487 Oph（Nova Oph 1998）的爆发发生在1900年6月20日。V2487 Oph以前被归类为经典新星，我们根据其大的膨胀速度和爆发光谱中存在的高激发线确定为可能的复发新星。该事件记录在哈佛板块AM 505上，震级为10.27 +/- 0.11，接近峰值。爆发只能在一个底片上看到，但图像具有典型的哑铃形状（由双重曝光引起），与底片上的其他恒星图像相同，因此不是底片缺陷。我们的结论是，这实际上是V2487 Oph的一个以前未被发现的新星爆发，证实了我们的预测，它是一个复发新星。我们还研究了系统爆发的发现效率，并得出结论，在过去的一个世纪中，一个随机定时的爆发平均有30%的机会被发现。利用这一点，我们推断出V2487 Oph的复发时间约为18年，这意味着下一次喷发预计在2016年左右。
2009-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fermi-LAT Gamma-ray Detection of the Recurrent Nova RS Ophiuchi during its 2021 Outburst
我们报告了2021年共生复发新星RS蛇夫座爆发的费米-LAT伽马射线探测。在这个系统中，与激变双星的经典新星不同，来自白矮星的喷出物在与红巨星伴星密集的星周风环境相互作用时会形成激波。我们发现从50 MeV到~20-23 GeV的LAT光谱，在某些子区间检测到的最高能量光子，与Tatischeff & Hernanz（2007）在2006年爆发时提出的喷出物中激波的$π^{\rm 0}$衰变发射一致。LAT光变曲线显示，在2021年8月50日的光学约束喷发期之后的0.745天，从0.745天开始，它快速上升到$\simeq$ 6 x 10 ^-6 ph cm^-2 s^-1的峰值（>0.1 GeV）。峰值持续约1天，并表现出幂律下降，直至第45天的最终LAT检测。我们分析了早期较短时间尺度的数据，发现在2.2天的约200分钟内排放量增加了一倍，这可能表明发生了局部冲击加速事件。通过比较AAVSO收集的数据，我们测量到伽马射线光度与光学光度之间的恒定比值约为2.8 × 10 ^-3，除了在喷发的第一天内，伽马射线光度与光学光度之间的比值小了约5倍，这可能表明在冲击波发展的最早阶段，伽马射线被喷出物物质衰减，高能质子通量较低。由Swift-XRT 2-10 keV光变曲线追踪的来自激波加热气体的韧致辐射的硬X射线发射在第6天达到峰值，晚于GeV和光能。用X射线导出的温度来约束速度分布，…
2022-07-06 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
The Massive CO White Dwarf in the Symbiotic Recurrent Nova RS Ophiuchi
如果在双星系统中吸积的白矮星（WD）要产生Ia型超新星（SNIa），它们必须成长到接近克拉塞卡质量并点燃碳燃烧。最终证明WD自诞生以来已经大幅增长是一项具有挑战性的任务。氢的缓慢吸积不可避免地导致了侵蚀，而不是WDs的生长。快速吸积氢导致的氦层的增长，由于既减少简并和抑制混合的吸积氢与下面的WD。然而，直到最近，对氦吸积的WD的模拟都声称，一旦超过$\sim 10^{-1}\, \rm M_{\odot}$，氦包层就会爆炸性地喷射出来。因为CO WD不可能在出生时质量超过$\sim 1.1\, \rm M_{\odot}$，任何超过$\sim 1.2\, \rm M_{\odot}$的物体都必须有相当大的增长。我们证明了共生新星RS Oph中的WD的质量范围为1.2 - 1.4 μ M $_{\odot}$。我们比较了紫外光谱的RS Oph与那些与ONe WD的新星，并与新星爆发CO WD。RS Oph WD显然是由CO制成的，这表明它自出生以来已经大幅增长。它是最终产生SNIa的主要候选者。
2017-08-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Changes in the red giant and dusty environment of the recurrent nova RS Ophiuchi following the 2006 eruption
我们目前的近红外光谱的经常性新星RS Oph在2006年2月最近一次爆发后，多次获得。1 - 5微锥光谱主要由红巨星，但H I，He I和日冕线在爆发期间出现在我们所有的观测中。由计算的红外光谱能量分布与观测的通量的拟合，我们发现红巨星的T_eff = 4200 +/-200，K。在红巨星大气中形成的2.3微米的第一泛音CO带是可变的。光谱清楚地表现出红外过量，由于尘埃排放longward的5微米，我们估计的有效温度为500 K的发射尘埃壳，并发现，尘埃排放也是可变的，在2007年超出了检测极限。最有可能的是，RS Oph中的第二颗星是内在可变的。
2009-09-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
For how long are particles accelerated in shells of recurrent Novae ?
银河新星是目前公认的一类伽马射线源。我们想知道电子加速的机制在新星壳层中运行了多久。为了把电子加速的时间尺度上的限制，我们考虑一个特定的模型内的经常性新星RS蛇夫座壳的电子注入和传播。我们计算的平衡光谱的新星壳层内的电子和伽马射线通量产生的这些电子在comptonization的软辐射从红巨星在新星双星系统和辐射从新星光球。我们研究了两个组件，时间相关的模型中，一个球状喷出的新星壳自由传播的新星双星系统的极地地区。但是，在双星系统的稠密赤道区，壳层明显减速。我们讨论的条件下，电子可以产生伽马射线，这可能是可检测的，目前和/或未来的伽马射线天文台。它的结论是，自由膨胀壳的新星在最佳情况下（强磁化壳和效率的10%的顺序的电子加速）可以产生TeV的伽马射线的切伦科夫望远镜阵列的灵敏度内，只有在1-2年后爆炸。另一方面，减速壳的新星有机会被发现在整个复发期间的RS蛇夫座，即~15年。
2022-07-04 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
Detection of the 2021 Outburst of RS Ophiuchi with the LST-1
本文报告了LST-1对2021年蛇夫座RS再发新星爆发的甚高能伽马射线观测，首次探测到新星的VHE辐射，结果支持强子起源，并与H.E.S.S.和MAGIC一致。
2023-10-14 astro-ph.HE
Low-frequency radio observations of recurrent nova RS Ophiuchi with MeerKAT and LOFAR
本研究利用MeerKAT和LOFAR对2021年再发新星RS Ophiuchi爆发开展低频射电观测，通过光变曲线建模验证非热辐射机制，约束红巨星质量损失率，并提出后续观测策略。
2023-11-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Infrared photometry of the dwarf nova V2051 Ophiuchi: II -- The quiescent accretion disc and its spiral arms
本文报道了用蚀图技术分析矮新星V2051 Oph静止期红外$JHK_s$测光时间序列，以研究其吸积盘的结构和光谱。光变曲线后删除的椭球体的变化所造成的质量施主星显示双波调制信号的存在下，两个不对称的光源在吸积盘。日食图显示出盘发射顶部的两个旋臂，一个在$R_1= 0.28\pm 0.02 \,R_\mathrm{L1}$，另一个在$R_2= 0.42\pm 0.02 \,R_\mathrm{L1}$（其中$R_\mathrm{L1}$是从盘中心到内拉格朗日点的距离），这是在与双波调制最大值一致的二元相位上看到的。螺旋臂（$θ_s= 21^o \pm 4^o$）的大张开角表明V2051 Oph的静态吸积盘具有高粘度。吸积盘在其内部区域（$T_\mathrm{gas}\sim 10-12 \times 10^3\,K$和表面密度$\sim 10^{-3}-10^{-2}\,g\,cm^{-2}$）是热的和光学薄的，并且在其外部区域变得冷和不透明。
2019-12-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Study of 2021 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi: Photoionization and morpho-kinematic modelling
我们提出了2021年爆发的RS Ophiuchi（RS Oph）的光学光谱的演变超过爆发后约一个月。光谱演化与以前的爆发相似。早期的光谱显示出突出的P天鹅座的氢巴耳末，\ion{Fe}{ii}，和\ion{He}{i}线。在最初的几天里，发射线非常宽，后来随着新星的发展变得越来越窄和尖锐。这被解释为膨胀的冲击物质进入红巨星伴星的风中。我们发现新星喷出物在$\sim 4$天内自由膨胀，之后激波速度随时间单调下降，为$v\propto t^{-0.6}$。使用光电离代码\textsc{cloudy}导出与系统相关的物理和化学参数。最佳拟合的\textsc{cloudy}模型显示存在一个热的中心白矮星源，其光度大致恒定为$\sim$ 1.00 $\times$ 10 $^{37}$ erg s $^{-1}$。最佳拟合的光电离模型产生绝对丰度值的数量，相对于太阳的He/H $\sim 1.4 - 1.9$，N/H = $70 - 95$，O/H = $0.60 - 2.60$，和Fe/H $\sim 1.0 - 1.9$的喷出物在爆发后的第一个月。在喷出物中发现了大量的氮。系统的氢壳层质量估计在$3.54 - 3.83 \times 10^{-6} M_{\odot}$范围内。的三维形态运动学建模显示了一个双极形态和$i=30^{\circ}$的倾斜角为RS Oph双星系统。
2022-07-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Chandra detection of extended X-ray emission from the recurrent nova RS Ophiuchi
对2006年共生的周期性新星蛇夫座RS（RS Oph）爆发的射电、红外和光学观测表明，爆炸产生了非球形的喷出物。其中一些喷出的物质以两极喷流的形式出现在中央源的东部和西部。在这里，我们描述的X射线观测与钱德拉X射线天文台一年半后，爆发的开始，揭示了狭窄的，扩展的结构与位置角约300度（北偏东）。尽管X射线图像中延伸特征的方向与CCD探测器的读出方向一致，但广泛的测试表明该特征不是伪影。假设这不是仪器效应，扩展的X射线结构显示热等离子体从中心双星延伸超过1，900 AU（距离为1.6 kpc）。X射线发射在西北方向被拉长-与已发布的无线电图像中的扩展红外发射和一些次要特征一致。它与射电喷流的方向和主要的双极光学结构不太一致。扩展X射线结构中的大多数光子具有小于0.8 keV的能量。如果扩展的X射线特征是在新星爆发时产生的，那么它在2007年8月的1”.2长度意味着它以超过2质量/天的平均速率扩展，这相当于天空平面中的流速超过6，000 km/s（d/1.6 kpc）。这个膨胀率与最早测量到的射电喷流的膨胀率相似。
2009-10-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Time-resolved hadronic particle acceleration in the recurrent Nova RS Ophiuchi
周期性新星是在白矮星外层重复的热核爆炸，这是由于来自双星伴星的新鲜物质的吸积。喷射出的物质撞击伴星的风所产生的冲击，将粒子加速到非常高的能量。我们使用高能立体系统报告了蛇夫座复发新星RS\在2021年爆发后一个月的甚高能（VHE，$\gtrsim100$ \，GeV）伽马射线。VHE发射具有类似的时间分布，以较低的能量GeV的排放，表明一个共同的起源，与两天的峰值流量延迟。这些观测结果限制了随时间变化的粒子散射模型，有利于强子发射的轻子替代方案。这证实了密集风中的冲击为有效的宇宙射线加速到非常高的能量提供了有利的环境。
2022-03-28 astro-ph.HE
X-rays from RS Ophiuchi's 2021 eruption: shocks in and out of ionization equilibrium
利用NICER X射线监测，研究发现RS Oph 2021年爆发中的激波可用非平衡电离碰撞等离子体加部分覆盖吸收建模，温度第5天达峰值约24 keV，吸收覆盖比例降至约0.4，揭示抛射物先与致密赤道壳层、后与双极区稀疏物质相互作用的几何演化。
2023-11-28 astro-ph.HE
Modelling the circumstellar medium in RS Ophiuchi and its link to Type Ia supernovae
最近对在一些Ia型超新星中检测到的窄的、可变的吸收线的解释表明，它们的祖先被致密的星周物质包围。在共生的复发新星系统RS Oph中检测到类似的变化，该系统每20年经历一次热核爆发，使其成为研究这些线起源的理想候选者。为此，我们提出了多个质量转移新星周期在RS Oph的模拟。我们发现，静态传质产生了密集的，赤道流出，即，向双星轨道平面集中，在白矮星周围形成吸积盘。球状新星爆发与这些非球状星周结构的相互作用产生了双极外流，类似于2006年HST爆发的图像。为了产生与观测一致的电离结构，红巨星的质量损失率必须达到$5 \times 10^{-7}\,\mathrm{M}_{\odot}\,\mathrm{yr}^{-1}$。模拟还产生了极吸积流，这可能解释了静态H α线和硬X射线的宽翼。通过比较模拟的吸收线剖面观测2006年爆发，我们能够确定哪些组件出现在风中，哪些是由于新星。我们探讨可能的行为的吸收线轮廓，因为他们可能会出现超新星发生在一个系统，如RS Oph。我们的模型显示出与SN 2006 X等超新星的相似性，但需要高质量损失率（$\dot{M} \sim 10^{-6}$到$10^{-5}\,\mathrm{M_\odot}\,\mathrm{yr}^{-1}$）来解释SN 2006 X的变化。
2016-01-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nova Neutrinos in the Multi-Messenger Era
最近发现的周期新星蛇夫座RS的费米-LAT高能辐射（$>$ 100 MeV），H.E.S.S.和MAGIC（$>$ 100 GeV），暗示了这种辐射成分可能的强子起源。从观测到的高能光子通量，我们得出预期的中微子事件，可以检测到目前和未来的中微子望远镜在不同的能量范围。我们发现，强子和轻子过程仍然是有效的解释这$ \ gamma $发射。初步估计表明，利用“下一代”仪器IceCube-Gen 2，从银河系新星中探测到的中微子数量预计为每十年一次$\sim $。鉴于目前新星爆发发生频率的不确定性，探测率可能会增加到每$\sim $三年一次。
2023-02-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cosmic Ray bubbles from nova super remnants and their contribution to local cosmic ray spectra
本研究利用宇宙线传播代码和Fermi-LAT观测，计算了新星对周围星际介质的影响及其对宇宙线通量的贡献，发现新星虽不主导全局宇宙线传输，但能在秒差距尺度上显著改变周围介质的密度。
2025-03-10 astro-ph.HE
Shock-driven synchrotron radio emission from the 2021 outburst of RS Ophiuchi
本文利用 uGMRT 低频射电观测研究 RS Ophiuchi 2021 年爆发，确认射电发射为激波驱动的同步辐射机制，并估算了红巨星伴星的质量损失率，发现本次爆发比 2006 年更亮且粒子数密度更高。
2024-01-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploration of faint X-ray and radio sources in the massive globular cluster M14: A UV-bright counterpart to Nova Ophiuchus 1938
利用Chandra和HST等数据，在球状星团M14中探测到7个暗弱X射线源并交叉匹配对应体，确认了1938年蛇夫座新星的紫外亮对应体，使其成为银河系球状星团中发现的第二颗经典新星。
2024-01-05 astro-ph.HE
Simulations of the symbiotic recurrent nova V407 Cyg. I. Accretion and shock evolutions
通过三维流体力学模拟研究了共生双星系统中红巨星喷出物与风的激波相互作用及其演化。我们特别模拟了2010年3月共生周期新星V407~Cygni从静止阶段到爆发阶段的爆发。详细研究了风-白矮星相互作用引起的星周密度增强。发现密度增强效率取决于轨道速度与红巨星风速的比值。与另一颗周期性新星RS~Ophiuchi不同，我们没有观察到强烈的盘状密度增强，而是观察到非球面密度分布，赤道面的$\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
Spectroscopic study of the Quiescent Stages in between the 2006 and 2021 outbursts of RS Ophiuchi
本研究针对再发新星蛇夫座RS 2006与2021年两次爆发间的宁静阶段，通过光谱分析结合光致电离模型，探究吸积盘特征及物理参数演化，发现爆发前吸积率显著上升，为理解再发新星爆发机制提供观测依据。
2025-01-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Double radio peak and non-thermal collimated ejecta in RS Ophiuchi following the 2006 outburst
我们报告MERLIN，VLA，OCRA-p，VLBA，Effelsberg和GMRT观测开始4.5天后发现RS蛇夫座经历其2006年经常性新星爆发。包括前9周的观测，使我们能够在残骸发展的三个阶段跟踪光谱发展。我们在6 GHz的第4天到第7天看到了戏剧性的增亮，并且伴随着其他波段的增加，特别是1.46 GHz，这与从最初的“自由膨胀”阶段到绝热膨胀阶段的过渡一致。这在第13天完成，当时5 GHz的通量密度显然从意外的早期最大值下降（与1985年爆发观测的预期相比）。通量密度在大约第40天恢复到第二个峰值，与1985年观察到的行为一致。在任何时候，光谱指数都与非热发射和热发射的混合一致。光谱指数与所有日期的低频非热分量一致，光谱指数变化表明这两个分量明显可变。第59天22 GHz处的估计发射范围与1.7 GHz处看到的东向和西向扩展特征一致，第63天VLBA完全是非热的。我们建议一个两个组件的模型，包括减速壳混合热和非热发射加上更快的双极喷出物产生的非热发射，如在同期VLBA观测。我们估计的喷出物质量为4+/-2x10 ^{-7} M_ \odot与WD质量1.4 M_ \odot一致。这可能是喷出物的质量估计是一个下限，在这种情况下，较低的WD质量将与数据一致。
2009-02-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
The First Multi-Messenger Nova: External Shocks, TeV Photons, and Neutrinos in the Next Eruption of T CrB
Texas Tech University（德克萨斯理工大学）；Michigan State University（密歇根州立大学）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）；INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顶山研究所）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；NASA/GSFC（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；University of Maryland, Baltimore County（马里兰大学巴尔的摩县分校）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）
该研究预测北冕座T新星爆发时，外部激波将产生TeV光子和中微子，使其成为首个多信使新星的最佳候选体。
2026-10-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
The powerful shocks in RS Oph: NuSTAR X-ray data and a complete review
University of Wisconsin（威斯康星大学）；INAF-Padova（意大利天体物理研究所帕多瓦分部）；Universidad Nacional de Hurlingham (UNAHUR)（乌尔蒂汉国立大学）；Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET)（阿根廷国家科学研究委员会）
本文通过NuSTAR观测和2021年X射线监测数据，研究了RS Oph双星系统中爆发期间冲击现象的特征，并探讨了冲击在不同新型星爆发中的物理意义。
2026-05-21 astro-ph.HE
Recurrent Nova V2487 Oph Had Superflares in 1941 and 1942 With Radiant Energies 10$^{42.5\pm1.6}$ Ergs
本文在哈佛历史底片中发现蛇夫座V2487于1941和1942年的两次超级耀斑，并结合ZTF数据证明该再发新星从1941年至2023年持续发生超级耀斑，其磁重联机制与吸积盘足点相关，单次耀斑能量高达10^{42.5}尔格。
2024-05-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Proton acceleration in thermonuclear nova explosions revealed by gamma rays
经典新星是一种激变的双星系统，其中伴星的物质被吸积在白矮星（WD）上。氢在层中的积累最终会导致WD表面的热核爆炸，使WD亮度达到太阳光度的10^5倍，并引发积累物质的喷射，它们提供了将粒子（电子或质子）加速到高能量所需的极端条件。在这里，我们介绍了MAGIC望远镜对2021年RS Ophiuchi（RS Oph）爆发的伽马射线的探测，RS Ophiuchi是一颗具有红巨星（RG）伴星的经常性新星，这使我们能够第一次准确地描述60 GeV至250 GeV能量范围内新星的发射。结合费米-LAT和MAGIC数据的理论解释表明，质子在新星激波中被加速到数百GeV。这样的质子应该会从周期性的新星中产生宇宙射线密度增强的气泡，大约为10 pc。
2022-11-10 astro-ph.HE
Recent results from MAGIC
本文回顾了MAGIC望远镜系统20多年来的精选科学成果，涵盖多信使天文学、宇宙射线谱测量、恒星大小估算、引力透镜及暗物质搜寻，并展望了与CTA联合观测的未来。
2024-05-27 astro-ph.HE
Systematic Study of Nuclear Gamma-Ray Spectra of One Hundred Super Novae Expected by Future Nuclear Gamma-Ray Imaging Spectroscopic Observations
超新星（SNe）是天文学中最吸引人的天体，人们对其进行了深入的研究。然而，许多谜团，如核合成和Ia超新星的起源仍然没有解决。虽然单简并白矮星的热核爆炸被认为是Ia超新星的起源，但两颗白矮星的合并（双简并方案）经常被认为比单简并白矮星更有希望。最近的重要性，观察兆电子伏的伽马射线带，以最终确定的起源已被注意到。MeV伽马射线是从爆炸或合并区域直接发射的独特探针。显然，统计分析的基础上成像光谱观测的~100超新星Ia与MeV的伽马射线是必要的，以获得一个明确的答案。为了实现这一目标，需要一台灵敏度是COMPTEL的100倍的望远镜。适当的成像光谱学的MeV伽马射线波段已经建立了一个电子跟踪康普顿相机，因此，一个具体的设计MeV伽马射线望远镜已经提出了在我们以前的工作。我们已经研究了SNe Ia的光谱特征的细节的基础上提出的望远镜的性能，发现统计分析可以大大抑制SNe的个人属性的波动，并揭示其内在的差异SNe的平均光变曲线高达60 Mpc。我们对Ia型超新星起源的回答扩展到单简并和双简并共存的情况。
2018-05-21 astro-ph.HE astro-ph.IM
Results from the long-term Fermi-LAT observations of the white dwarf binary pulsar AR Scorpii
白矮星天蝎座AR（ARSco）双星系统的发现及其迷人的非热主导的多频辐射，重新激发了人们对白矮星双星潜在的高能γ射线辐射的兴趣。光谱能量分布（SED）显示了非热同步辐射的证据，在白矮星自旋周期（$P_{*} = 117 \, \mbox{s}$）以及拍频周期（$P_{\rm b} = 118.1 \, \mbox{s}$）和双星周期的光学和X射线波段的脉冲发射。从能量的角度来看，高磁旋转的白矮星可以将粒子加速到TeV能量。在这项研究中，通过使用新的Fermi 1.0.1 Science Tools分析新获得的Fermi-LAT Pass 8数据，在100 MeV - 500 GeV之间进行了高能伽马射线发射的搜索。采用幂律、破幂律和对数抛物线模型进行分组似然分析。从以AR Sco的位置为中心的所选感兴趣区域（ROI），我们使用破幂律模型计算了在0.486 $\pm$ 0.261 x 10 $^{-8}$光子cm $^{-2}$ s $^{-1}$的光子通量水平下，100 MeV - 500 GeV之间的积分伽马射线活动的显著性为$\sqrt{TS}\leq$ 3.87 $σ$。这导致从AR Sco的位置检测到3个$σ$上限。AR Sco在蛇夫座ρ（Rho Oph）分子云复合体内的位置，加上费米-LAT的空间分辨率差，使得在与AR Sco位置一致的位置处对低水平伽马射线活动的任何积极…
2019-08-01 astro-ph.HE
Performance of a Small Array of Imaging Air Cherenkov Telescopes sited in Australia
随着TeV伽马射线天文学进入切伦科夫望远镜阵列（CTA）时代，人们希望有能力即时跟踪瞬态现象，并连续监测能量高于$10^{12}$ eV的伽马射线通量。为此，需要一个全球性的成像空气切伦科夫望远镜网络，为CTA观测和补充性连续监测提供触发。位于澳大利亚的IACT阵列将对南半球天空的覆盖做出重大贡献。在这里，我们调查了一个小的IACT阵列的适用性，以及不同的设计因素如何影响其性能。蒙特卡罗模拟是根据CTA的小型望远镜（SST）和中型望远镜（MST）设计制作的。望远镜之间的基线距离越大，角分辨率越高，最高可达277米，1000米高度的能量阈值低于0米高度。MSTs的$\sim$ 300 GeV能量阈值比SST的$\sim$ 1.2 TeV阈值更适合于观测瞬态。在1000米处的4个MST的阵列估计从4小时的观测中得到5.7 $σ$探测到RS蛇夫座样新星爆发。我们的结论是，在澳大利亚的一个网站的四个MST级IACT阵列将理想地补充CTA的能力。
2022-06-16 astro-ph.HE astro-ph.IM
Detection of RS Oph with LST-1 and modelling of its HE/VHE gamma-ray emission
本文分析LST-1对2021年RS Oph爆发的甚高能伽马射线观测，结合Fermi-LAT、MAGIC和H.E.S.S.数据进行强子与轻子建模，发现6.6σ探测且强子模型更优，并评估LST阵列新星探测前景。
2025-03-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
