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
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
On the Evolution of the Late-time {\it Hubble Space Telescope} Imaging of the Outburst of the Recurrent Nova RS Ophiuchi (2006)
我们用Ribeiro等人（2009）的模型模拟了RS Ophiuchi的晚期{ \it Hubble Space Telescope}成像，当时由于同步地基光谱学的未知可用性，对于从早期到晚期观测的膨胀星云的演变留下了一些悬而未决的问题。最初的发射谱线鉴定表明，光谱中不存在禁止谱线，WFPC 2 F502 N图像区域中出现的发射谱线是由于N{ \sc ii}和He{ \sc i} + Fe{ \sc ii}。最适合光谱的模型是外部快速移动的材料随时间线性膨胀，而内部过密度材料要么经历一些减速，要么物理尺寸没有变化。这种内在超密度的起源需要进一步探索。
2014-10-01 astro-ph.SR
Infrared photometry of the dwarf nova V2051 Ophiuchi: I - The mass donor star and the distance
本文报道了矮新星V2051 Oph静止期红外$JHK_s$测光的时间序列分析。我们模拟了由扭曲的质量施主星引起的椭球变化，以推断其$JHK_s$通量。从它的红外颜色，我们估计的光谱类型的$M(8.0\pm 1.5)$和等效黑体温度的$T_\mathrm{BB}=(2700\pm270)\,K$。我们利用Barnes & Evans关系来推断$d_\mathrm{BE}=(102\pm16)$ pc到双星的光度视差距离。在如此短的距离，爆发时相应的吸积盘温度太低，无法用矮新星爆发的盘不稳定性模型来解释，强调了之前的建议，即这种双星的爆发是由质量传递爆发提供动力的。
2018-01-19 astro-ph.SR
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
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
Abundance analysis of the recurrent nova RS Ophiuchi (2006 outburst)
我们提出了一个分析的元素丰度的喷出物的经常性新星RS Oph使用公布的光学和近红外光谱在2006年爆发。我们使用云光电离程序通过改变几个参数来产生合成光谱，然后将模型产生的光谱与在两个时期获得的观测发射线光谱进行匹配。我们通过$χ^{2}$最小化技术获得最佳拟合模型参数。我们的模型结果与观测到的光学和近红外光谱吻合得很好。最佳拟合的模型参数是兼容的热白矮星源的T $_{BB}$为5.5 - 5.8 $\times$ 10 $^{5}$ K和大致恒定的亮度为6 - 8 $\times$ 10 $^{36}$尔格s $^{-1}$。通过分析，我们发现以下丰度（按数量）与太阳有关的元素：He/H = 1.8 $\pm$ 0.1，N/H = 12.0 $\pm$ 1.0，O/H = 1.0 $\pm$ 0.4，Ne/H = 1.5 $\pm$ 0.1，Si/H = 0.4 $\pm$ 0.1，Fe/H = 3.2 $\pm$ 0.2，Ar/H = 5.1 $\pm$ 0.1，和Al/H = 1.0 $\pm$ 0.1，所有其他元素被设定为太阳丰度。这表明，相对于太阳，氦，氮，氖，铁和氩的喷出物显着增强。利用得到的参数值，我们估计出一个喷射的质量在3.4 - 4.9 $\times$ 10 $^{-6}$ M $_{\odot}$，这是与观测结果相一致的范围。
2015-02-28 astro-ph.SR
Near-Infrared H and K band studies of the 2006 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi
我们目前的近红外光谱在H和K波段的爆发的经常性新星RS蛇夫座（RS Oph）。这些观测涵盖了喷发后1至94天的时间。近红外光曲线和一个广泛的光谱，线确定和光谱的一般特性进行了讨论。HI线剖面的分析表明，在一个强大的中央组件的两侧存在宽翼，表明在喷出物中存在双极速度流。这种流动在运动学上与物体在高分辨率空间图像中显示的双极结构一致。我们讨论的Fe II线在1.6872和1.7414微米的行为和起源，并表明莱曼α和莱曼连续荧光是可行的机制来激发这些线。我们借鉴的结果，碰撞激发也可以有助于激发和显着提高这些Fe II线的强度，提出这些线起源于高粒子密度的网站。这样一个可能的位置可能是高密度，低温接触面，应该存在于冲击波前的冲击喷出物和红巨星风之间。HI线的分解分析表明，在我们观测的大部分时间内，情况B的条件偏离了光学深度效应。看来，激波阵面的爆发直到我们的观测结束时才发生。分析了[Si VI] 1.9641微米冕线和[Mn XIV] 2.0894微米冕线的时间演化。假设碰撞效应在热日冕气体中占主导地位，估计气体中的离子温度。
2009-06-19 astro-ph.SR
Rise and fall of silicate dust in RS Ophiuchi following the 2006 eruption
我们提出了一个分析档案斯皮策红外光谱仪（IRS）观测的经常性新星RS蛇夫座在几个场合，开始约7个月后，在2006年爆发。这些数据显示了光球层SiO的原子发射谱线、吸收谱带以及$9.7\,μ$ m和$18\,μ$ m处的硅酸盐尘埃特征。尘埃排放，在二级恒星的风中产生的，是拟合的尘埃模型的质量损失率范围$1.0-1.7\times10^{-7}$ M $_{\odot}$年$^{-1}$。硅酸盐的特征与孤立的晚型恒星和一些尘埃共生双星的拱星环境中所见的特征相似，尽管较长的波长特征峰值在$17\,μ$ m，而不是通常的$18\,μ$ m，表明特殊的颗粒性质。沙尘特征是可变的，在2006-2007年爆发期间比2008-2009年系统处于静止状态时更强。这种变化归因于紫外线输出的变化和吸积盘的重新形成，尽管红巨星二级恒星质量损失率的下降也可能发挥作用。在2021年火山爆发后，进一步的观察可以提供一个明确的结论。
2022-09-26 astro-ph.SR
A MeerKAT survey of nearby dwarf novae: I. New detections
Radboud University（拉德堡德大学）；University of Cape Town（开普敦大学）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学物理与天文学学院乔德雷尔银行天体物理学中心）；University of Oxford（牛津大学）；Rhodes University（罗德岛大学）；South African Radio Astronomy Observatory（南非射电天文台）；University of Warwick（华威大学）；University of Southampton（南安普顿大学）
利用MeerKAT射电望远镜对邻近矮矮新星进行搜索，发现三个新的射电发射体，并发现矮矮新星的射电亮度与光学亮度相关，其峰值亮度与新型爆发星相似。
2025-03-31 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
High-resolution optical spectroscopy of RS Ophiuchi during 2008 -- 2009
蛇夫座RS是一颗共生变星，也是一颗轮回新星。我们用北欧光学望远镜对它进行了监测，在静止期的一个轨道周期内获得了30个高分辨率（R= 46000）的光谱。据我们所知，这是RS Oph在一个轨道周期内的最佳采样高分辨率光谱数据集。我们没有检测到任何直接的签名，如双峰发射线的吸积盘，但许多线的轮廓是复杂的叠加发射和吸收组件组成。我们测量了红巨星的自旋，并得出结论，它是潮汐锁定的双星轨道。我们观察到钠I吸收功能，可能产生的环二进制介质，已形成了以前经常性的新星爆发。我们在光波长中没有检测到任何固有的偏振。
2016-10-04 astro-ph.SR
Detection and evolution of the CO (v = 2) emission in nova V2615 Ophiuchi (2007)
我们目前的近红外（1 - 2.5微米）光谱和光度测量结果的新星V2615蛇夫座，这是在爆发中发现的2007年3月。我们的观测从2007年3月28日开始，持续了大约80天，当时新星处于最大亮度。的光谱的演变示出从初始的P-Cygni阶段的发射线阶段，最后到尘埃形成阶段。JHK光谱的特征与发生在碳氧白矮星上的新星爆发非常相似。我们分析了在2.088微米处观察到的线，并认为这可能是由于莱曼α荧光激发的FeII。观测的亮点是在2.29 - 2.40微米区域检测到一氧化碳（CO）的第一泛音带。CO带被建模以估计排放的CO气体的温度和质量，并且还对12 C/13 C比率进行限制。CO波段记录了几个时期，从而允许一个难得的机会，研究其从一个阶段的恒定强度通过一个阶段时，CO被破坏得相当迅速的演变。我们比较了所观察到的时间尺度参与的CO排放的演变，并发现一个很好的协议与模型预测，调查化学在新星流出的早期阶段。
2009-05-28 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
The Expanding Nebular Remnant of the Recurrent Nova RS Ophiuchi (2006): II. Modeling of Combined Hubble Space Telescope Imaging and Ground-based Spectroscopy
我们报告哈勃太空望远镜成像，获得155和449天后，2006年爆发的经常性新星RS蛇夫座，连同地面光谱观测，获得了从天文台国家天文台圣佩德罗Mártir，下加利福尼亚州，墨西哥和天文台Astrofísico吉列尔莫哈罗，在卡纳内亚，索诺拉州，墨西哥。在第一个时代的观测被用来作为输入模型的几何形状和运动学结构的不断发展的RS Oph星云遗迹。我们发现，建模的残余物包括两个不同的共同对齐的双极组件;低速，高密度的最里面（沙漏）的区域和一个更广泛的，高速（哑铃）的结构。这一整体结构与早期射电观测和光学干涉测量推断的结构一致。我们发现，在西瓣观察到的不对称性是由HST滤波器的轮廓所引起的仪器效应，因此表明该瓣正在接近观察者。然后，我们得出结论，该系统具有39 $^{+1}_{-10}$度的视线倾斜。这是在协议的倾斜度的双轨道和贷款支持的建议，这种形态是由于相互作用的爆发喷出物与吸积盘周围的中央白矮星和/或预先存在的红巨星风，是显着密集的赤道地区的双比在两极。还对第二个时期的HST观测进行了建模。然而，由于在这个时期没有光谱，因此更难以约束任何模型。尽管如此，我们证明了两个HST时期之间的外部哑铃结构似乎线性扩展。
2009-08-24 astro-ph.SR
Multiwavelength modelling the SED of supersoft X-ray sources III. RS Ophiuchi: The supersoft X-ray phase and beyond
我模拟了14 $μ$- 37 m SED的周期性共生新星RS Oph在其超软源（SSS）阶段和以下的静止阶段。在SSS阶段，模型SED揭示了光谱中存在强烈的恒星和星云辐射成分。前者是由燃烧的WD以高度超爱丁顿速率发射的，而后者代表了热星云再处理的辐射的一小部分。在过渡阶段，这两个分量都在减少，在静止期间，SED满足由大的光学厚盘（R（盘）> 10 R（太阳））产生的辐射。发射材料的质量为（1.6 +/-0.5）x1 E-4（d/1.6kpc）**（5/2）M（太阳）。在整个燃烧过程中，沉积在WD表面的氦灰约为8 × 1 E-6（d/1.6kpc）**2 M（Sun），由此得出WD质量的平均增长率为dM（WD）/dt ~ 4 × 1 E-7（d/1.6kpc）**2 M（Sun）/yr。爆发之间WD吸积的质量m（acc）~ 1.26 x 1 E-5 M（Sun），限制了平均吸积速率dM（acc）/dt ~ 6.3 x 1 E-7 M（Sun）/yr。如果来自巨行星的风不足以以所需的速率供给WD，则可以从WD周围的盘状物质库中实现吸积。在这种情况下，爆发之间的时间将延长，下一次爆发将超过2027年。在相反的情况下，来自巨行星的风必须集中在轨道平面上，以维持高吸积率（1 E-7 M（太阳）/年）。那么下一次爆炸甚至可能在2027年之前发生。
2014-08-08 astro-ph.SR
Time-resolved optical/near-IR polarimetry of V404 Cyg during its 2015 outburst
我们介绍了V404 Cyg在2015年爆发和静止期间的光学和近红外线性偏振测量。我们得到了时间分辨的r '波段偏振时，源是在爆发，近红外偏振时，源是近平静和多波段光学偏振后，在平静。光学到近红外线偏振光谱可以用星际尘埃和内禀变量分量来描述。内在的光学偏振，在爆发的最明亮的耀斑之一的上升过程中检测到的，是可变的，峰值在4.5%和衰减到3.5%.We提出了几个参数，有利于同步加速器喷射起源到这个可变的偏振，与光发射起源接近的喷气基地。偏振耀斑发生在一个主要的射电耀斑事件，峰值后，最初的上升，是一致的，从一个喷射事件的经典演变的同步加速器耀斑。我们的结论是，光学偏振耀斑代表一个喷气发射事件，一个主要的喷射的诞生。对于这一事件，我们测量到一个相当稳定的极化位置角为-9度E/N，这意味着喷流底部附近的磁场近似垂直于喷流轴。这可能是由于加速等离子体中冲击波中的磁场线压缩，导致现在在2015年爆发期间看到的部分有序的横向场。我们还发现，这种喷射发生在耀斑重复周期的类似阶段。
2016-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Broad-band spectral energy distribution of the X-ray transient Swift J1745-26 from outburst to quiescence
我们研究了X射线瞬变斯威夫特J1745-26，使用从2012年9月爆发到2013年3月衰变到静止的观测结果。我们利用ESO/VLT的FORS 2和ISAAC仪器进行了光学和红外观测，并利用VLT/VIRCAM的光学、射电和X射线（Swift）观测资料，建立了Swift J1745-26的光变曲线和宽波段光谱能量分布（SED）。我们表明，在其爆发过程中，也在其衰减走向平静，斯威夫特J1745-26 SED可以调整，从红外线到X射线，由两个粘性照射多色黑体发射的吸积盘，和同步加速器幂律在高能量的总和。在射电域中，SED来自喷流的同步辐射。虽然我们的SED拟合证实了源在爆发期间保持在低/硬状态，但我们确定了频率为3.1 < nu_break < 3.4 x 10^14 Hz的X射线光谱中断和10^12 Hz < nu_break < 10^13 Hz的射电光谱中断。该系统的吸收Av约为7.69等，距离间隔为D~[2.6-4.8] kpc，轨道周期上限为P_orb = 11.3小时，伴星是光谱型在K_0-M_0 V范围内的晚型星，证实了该系统是一个低质量X射线双星。最后我们在光学-红外-X射线光度图上绘制了雨燕J1745-26的位置：它在这个图上的位置与爆发和衰变阶段处于低硬度状态的源相一致。
2020-04-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Infrared study of H1743-322 in outburst: a radio-quiet and NIR-dim microquasar
X射线双星、黑洞候选者和微类星体H1743-322在2003年至2008年期间展示了一系列X射线爆发。我们在其中3次爆发（2003年，2004年和2008年）期间使用ESO/NTT望远镜进行了光学/红外（OIR）观测，以研究其光谱能量分布（SED）。我们在高时间分辨率的红外光变曲线中探测到持续时间约为5 mn的快速耀斑。我们确定了H和He的红外光谱发射线，来自吸积盘。IR SED表现出的光谱指数通常与我们在2003年和2004年爆发期间进行的观测中的X射线高，软状态相关，而该指数在2008年爆发期间变为典型的X射线低，硬状态。在这最后一次爆发，我们检测到的J和Ks波段之间的近红外光谱的斜率的变化，其中JH部分是一个光学厚盘发射的特点，而HKs部分是典型的光学薄同步辐射。此外，我们的红外数据与无线电和X射线数据的比较表明，H1743-322在无线电和近红外域都表现出微弱的喷流。最后，我们认为伴星是一颗位于银河系核球中的晚型主序星。微类星体H1743-322的这些OIR光度和光谱观测，这是第一个在广泛的多波长范围内发表的源，使我们能够明确地识别OIR域中不同起源的两个光谱，从光学厚的热发射到光学薄的同步辐射，朝向更长的波长。将这些OIR观测结果与其他黑洞候选者进行比较表明，H1743-322在低硬状态下表现得像一个无线电安静和近红外昏暗的黑洞。当定量比较致密喷流和吸积流在微类星体能量收…
2015-04-06 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
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
Expanding hot flow in the black hole binary SWIFT J1753.5-0127: evidence from optical timing
描述了黑洞X射线双星SWIFT J1753.5-0127在爆发衰退过程中光学和X射线时间特性的演化。光学/X射线交叉关联函数在突出峰处表现为单一正相关，在衰减阶段出现多个谷和峰，在突出尾部则被预知谷加峰结构所取代。功率谱密度和相位滞后显示了复杂的演变，揭示了内在连接的光学和X射线准周期振荡的存在。我们第一次定量地解释了在整个爆发过程中这些时间特性的演化，其本质是热吸积流向爆发尾部的膨胀。在热流中同步康普顿化产生的光谱的旋转是负责的外观与X射线的反相关和光学准周期振荡。我们的模型很好地再现了下降阶段的互相关和相位滞后谱，这是以前提出的任何模型都无法理解的。
2016-11-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dwarf nova-type cataclysmic variable stars are significant radio emitters
给出了5颗矮新星（DN）型激变变星（CV）在爆发（RX And，U Gem和Z Cam）或超爆发（SU UMa和YZ Cnc）时的8- 12，GHz射电光变曲线，使DN型激变变星的射电探测数量增加了一倍.观测到的射电辐射在几分钟到几天的时间尺度上是可变的，我们认为它很可能是同步辐射。这个样本显示射电光度和光学光度、轨道周期、CV类或爆发类型之间没有相关性;然而，需要更高节奏的观测来测试这一点，因为测量的光度取决于这些可变物体的观测时间。观测结果表明，先前探测到的天鹅座SS的射电辐射在类型、光度（在爆发的平台阶段）或变化时间尺度上并不独特。我们的研究结果证明，DN，作为一个类，是射电辐射爆发。
2016-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical and X-ray Observations of M31N 2007-12b: An Extragalactic Recurrent Nova with a Detected Progenitor?
我们报告了新星M31 N 2007 - 12 b的光学和X射线观测结果。2007年12月爆发后5天获得的光谱显示出非常高的喷射速度（半高宽H $α\simeq 4500$ km s $^{-1}$）的证据。此外，雨燕X射线数据显示，M31 N 2007 - 12 b与一个超软源（SSS）有关，该超软源出现在爆发后21至35天之间，并在爆发后169天关闭。我们的分析表明，在这个系统中，$M_{\rm WD} \ga 1.3 $ M $_{\odot}$。光学光变曲线、光谱和X射线行为与周期性新星一致。哈勃太空望远镜对M31N 2007 - 12 b爆发前位置的观测揭示了一个与银河系周期新星RS蛇夫座在静止时的大小和颜色非常相似的恒星源的存在，其中红巨星次级辐射占主导地位。我们相信这是第一次在M31中发现新星祖先系统。然而，爆发光谱和SSS行为的最大相似之处是与假定的银河系复发新星V2491天鹅座。先前暗示M31N 2007 - 12 b与新星M31N 1969 - 08 a的关联被证明是错误的，这对未来在河外星系中寻找经常性新星有重要的启示。总体而言，我们表明，适当的补充X射线和光学观测不仅可以用来确定复发新星候选人在M31，但也确定亚型和重要的物理参数，这些系统。因此，将对复发新星的研究扩展到本星系群的前景是良好的，有可能更详细地探索这些重要的主题，如它们与Ia型超新星的联系。
2009-09-21 astro-ph.SR
ALMA and VLA Observations of EX Lupi in its Quiescent State
年轻恒星的极端爆发可能是主序前恒星演化的一个常见阶段。这些爆发，由增强的吸积和伴随着增加的光度引起，也可以强烈影响星周环境的演变。我们目前的ALMA和VLA观测EX Lupi，一个典型的爆发系统，在100 GHz，45 GHz和15 GHz。我们使用这些数据，以及档案ALMA 232 GHz的数据，以适应辐射转移模型EX Lupi的拱星盘在其静止状态下，在2008年的极端爆发。最适合的模型显示一个光盘的特征尘埃半径为45 AU和0.01 M $_{\odot}$的总质量。我们的模型表明，颗粒生长的大小至少3毫米的磁盘，可能是由最近的爆发，和一条冰线，向内迁移到$0.2-0.3$ AU后爆发。在15 GHz，我们检测到显着的排放超过预期的热盘排放，我们主要归因于恒星（陀螺仪）同步加速器和自由自由盘排放。总之，这些结果突出了爆发对星周尘埃的共同影响。
2020-09-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
