主要gydF4y2Ba

x射线源(HP99) 159 (ref。gydF4y2Ba14gydF4y2Ba)已经用x射线天文台自1990年代初以来,xmm -牛顿(4 xmm j052015.1 - 654426),最近,eROSITA (eRASSU j052015.3 - 654429)光谱很软(有效的黑体温度gydF4y2BakTgydF4y2Ba= 45±3电动汽车或522±35乐;无花果。gydF4y2Ba1gydF4y2Ba)。使用1gydF4y2Ba”gydF4y2Ba准确的XMM x射线的位置,我们确定[HP99] 159年16-mag光学对象在赤经(RA) (2000.0) = 5 h 20分钟15.50 s,赤纬(12月)(2000.0)=−65°44 27.1′gydF4y2Ba”gydF4y2Ba。光学光谱用罗伯特Stobie摄谱仪(RSS)在南部非洲大型望远镜(盐)显示大量的发射谱线(无花果。gydF4y2Ba2gydF4y2Ba),所有转移的大麦哲伦星云(LMC)系统的速度gydF4y2Ba15gydF4y2Ba262.2±3.4公里gydF4y2Ba−1gydF4y2Ba,这表明源确实是位于LMC距离(50 kpc (ref。gydF4y2Ba16gydF4y2Ba))。因此,x射线导致高测辐射热的光度gydF4y2Ba\ (6。{8}_ {-3.5}^ {+ 7.0}\ * 1 {0}^ {36}\,rm {erg}} {\ \, {{\ rm{年代}}}^ {1}\)gydF4y2Ba。相应的黑体半径gydF4y2Ba\ (70 {0}_ {-1900}^ {+ 3900}\,rm{公里}}{\ \)gydF4y2Ba,符合一个白矮星。这分类[HP99] 159年真正的超软性x射线源gydF4y2Ba5gydF4y2Ba,gydF4y2Ba17gydF4y2Ba,gydF4y2Ba18gydF4y2Ba。gydF4y2Ba

图1:x射线温度和亮度约束[HP99] 159。gydF4y2Ba
图1gydF4y2Ba

一个gydF4y2Ba,3毫升的黑体模型xmm -牛顿吸收光谱与背景的同时配合参数(见有关gydF4y2Ba方法gydF4y2Ba)提供了一个合适的选择。紫色符号和线条显示源+背景数据和模型,只红源和绿色的总背景。个人背景组件扩展数据图所示。gydF4y2Ba4gydF4y2Ba。gydF4y2BabgydF4y2Ba,后验分布温度和氢密度谱面适合列gydF4y2Ba一个gydF4y2Ba。每个点代表一个模型实现。彩色编码代表未被吸收的测辐射热的光度假设50 kpc的距离。1gydF4y2BaσgydF4y2Ba,2gydF4y2BaσgydF4y2Ba和3gydF4y2BaσgydF4y2Ba信心轮廓overplotted绿色。垂直虚线标志着银河前景吸收和银河的总和和总LMC吸收。gydF4y2Ba

全尺寸图像gydF4y2Ba
图2:低分辨率光谱[HP99] 159。gydF4y2Ba
图2gydF4y2Ba

Flux-normalized光谱用盐/ RSS摄谱仪在2020年8月14日03:44 UT(1200年代mid-time暴露),与主发射谱线的标签(“bkg”标签的残差消除天空线)。三个吸收特性除了B-band也残差的结果出现的黑点。insets证明4860年和6560年行源于他不二世和氢。gydF4y2Ba

全尺寸图像gydF4y2Ba

光谱是独一无二的,它显示了主要他I和II发射谱线(图。gydF4y2Ba2gydF4y2Ba)。没有迹象表明巴尔末线(见insets在无花果。gydF4y2Ba2gydF4y2Ba),没有吸收线典型的主序星和适应症或C O见沃尔夫-拉叶星的恒星。我们唯一识别其他发射谱线(扩展数据图。gydF4y2Ba2gydF4y2Ba)是七行N二世(5001。5、5666。6,5679。6、6482 .0,6610。6)和Si II (6347。1, 6371。4)。尽管这样的线路通常出现在我Canum Venaticorum (CVn)明星,一些事实反驳这样的解释(见方法)。我们发现没有证据表明在光谱提取的2 d细长裂缝的扩展模糊的排放。强烈的连续发射反对的H II-like地区(有钱)行星状星云。gydF4y2Ba

高分辨率光学光谱在三个时期的高分辨率光谱仪(小时)盐表现出双峰(图概要文件的所有行。gydF4y2Ba3gydF4y2Ba),从而证明他们在吸积盘的起源。吸积盘理论最大强度的谱线轮廓的面积大约0.95最大的多普勒速度,假设开普勒旋转,我们推断预测速度的外部磁盘gydF4y2BavgydF4y2BaKgydF4y2Ba×sin (gydF4y2Ba我gydF4y2Ba)≈60公里gydF4y2Ba−1gydF4y2Ba。这表明磁盘在低倾角,接近正面。值得注意的是,他第二行有一个类似的概要文件。他我的全宽度为零强度线表明最大投影速度120±10公里gydF4y2Ba−1gydF4y2Ba第二,与他4686年线明显不同,大约200±20公里gydF4y2Ba−1gydF4y2Ba。gydF4y2Ba

图3:双峰光发射谱线的形状。gydF4y2Ba
图3gydF4y2Ba

Flux-normalized光学光谱不同的他行(在每个面板的右上角贴上标签)用盐/小时摄谱仪在三个不同的时期:2020年9月15日(虚线),2020年10月5日(虚线)和2020年10月6日(实线)。所有主要的峰分离线是相似的,包括他二世。垂直虚线显示峰分离±60公里gydF4y2Ba−1gydF4y2Ba。蓝色/红色山峰的相对变化通常解释为轨道热点由吸积流的影响在吸积盘的外缘。gydF4y2Ba

全尺寸图像gydF4y2Ba

吸积盘不仅的起源ultraviolet-optical-near红外线的发射谱线,还连续发射,表明其光度和光谱斜率;合生白矮星和捐赠者都是隐藏在这个磁盘通量。光光度法显示周期性变化的1.3倍,几乎没有颜色变化(见扩展数据图。gydF4y2Ba3gydF4y2Ba)。一个Lomb-Scargle周期图显示了最大力量在一段时间的1.1635天,第二个低峰值为2.327天(图4)。这个长期的折叠光变曲线方差较低和明显的奇偶不对称(图4 d)。Phase-resolved光谱学肯定是需要哪一个是真正的轨道周期奠定坚实基础。gydF4y2Ba

helium-dominated吸积盘有两个后果。首先,供体星必须在一个进化阶段所有的氢。氦明星捐赠一个有趣的选项,与氮线为CNO-processed物质从捐赠者提供证据。第二,我们高x光光度解释为他燃烧稳定的结果在一个shell白矮星(出现)表面。类似于正则稳定H-shell燃烧超软性x射线源gydF4y2Ba19gydF4y2Ba,gydF4y2Ba20.gydF4y2Ba,合生白矮星模型预测窄范围的吸积率,规范价值约10gydF4y2Ba−6gydF4y2Ba米gydF4y2Ba⊙gydF4y2Ba一年gydF4y2Ba−1gydF4y2Ba,He-shell燃烧稳定gydF4y2Ba7gydF4y2Ba,gydF4y2Ba8gydF4y2Ba,gydF4y2Ba11gydF4y2Ba,gydF4y2Ba12gydF4y2Ba,gydF4y2Ba21gydF4y2Ba,gydF4y2Ba22gydF4y2Ba,gydF4y2Ba23gydF4y2Ba。如果吸积率较高,附材料泡芙白矮星周围形成一个信封,这可能成为类似于红巨星,导致普通信封进化。如果吸积率较低,燃烧在累积层是不稳定的,也就是说,首先开始摆动,然后导致He-shell闪烁光度暂时增加10个或更多的因素,取决于各种参数的时间尺度gydF4y2Ba24gydF4y2Ba,gydF4y2Ba25gydF4y2Ba。更低的吸积率导致爆炸性氦燃烧。gydF4y2Ba

x射线测量温度是在预期范围稳定He-shell燃烧,我们的光度测量是十倍的吸积小于预期规范率。同时,x光的历史曲线,从爱因斯坦(1979)和EXOSAT限制(1984 - 1986)1992年x射线天文台探测,和xmm -牛顿eROSITA检测自2019年以来,表明159年[HP99]光度是稳定在5倍(相对于xmm -牛顿价值)近50年(扩展数据图。gydF4y2Ba5gydF4y2Ba)。这表明,氦吸积速率远低于规范(大约10gydF4y2Ba−6gydF4y2Ba米gydF4y2Ba⊙gydF4y2Ba一年gydF4y2Ba−1gydF4y2Ba)仍然可以导致氦燃烧稳定。gydF4y2Ba

稳定燃烧低吸积率已经建议的合生白矮星正在迅速旋转gydF4y2Ba24gydF4y2Ba,gydF4y2Ba26gydF4y2Ba。在相应的模型中,稳定燃烧gydF4y2Ba21gydF4y2Ba5×10gydF4y2Ba−7gydF4y2Ba米gydF4y2Ba⊙gydF4y2Ba一年gydF4y2Ba−1gydF4y2Ba,甚至3×10gydF4y2Ba−7gydF4y2Ba米gydF4y2Ba⊙gydF4y2Ba一年gydF4y2Ba−1gydF4y2Ba当允许波动的燃烧率三个因素造成的。在后一种情况下,x光光度在任何给定的时间可能是一个因素的三个小,或更大,比从一个给定的值推导出吸积率,假设严格固定燃烧。如果[HP99] 159年附近光度目前最低,比它更有可能接近最大值,氦吸积率的确可能高达3×10gydF4y2Ba−7gydF4y2Ba米gydF4y2Ba⊙gydF4y2Ba一年gydF4y2Ba−1gydF4y2Ba。尽管我们无法排除的燃烧率[HP99] 159年振荡幅度越来越大,导致不稳定,预计短时间尺度演化呈现这种不太可能的。gydF4y2Ba

一个低于规范燃速与我们的光学光谱一致。如果[HP99] 159年的吸积率更高,风从白矮星gydF4y2Ba27gydF4y2Ba。这将体现在发射谱线,扩大风速(数千公里的年代gydF4y2Ba−1gydF4y2Ba)。这种扩大线没有检测到。gydF4y2Ba

我们有以下限制他的质量明星:首次他出名的质量高于约1gydF4y2Ba米gydF4y2Ba⊙gydF4y2Ba,长期稳定进化被发现gydF4y2Ba9gydF4y2Ba。最大可能的初始质量取决于假设有关。目前的质量可能会小于。粗略的上限目前质量可以使用约束,其衍生光度显然是小于的吸积盘。他出名光度低于约1000gydF4y2BalgydF4y2Ba⊙gydF4y2Ba意味着gydF4y2Ba28gydF4y2Ba当前氦恒星的质量小于2gydF4y2Ba米gydF4y2Ba⊙gydF4y2Ba。gydF4y2Ba

(1.16天)的轨道周期2.32天表明他星充满罗氏叶半径约为(3)4gydF4y2BaRgydF4y2Ba⊙gydF4y2Ba,大约10倍比他主序。在这幅图中,只要他出名捐赠者的质量大于污染已经变成白矮星的出现,传质进行热时间尺度(大约10gydF4y2Ba5gydF4y2Ba-10年gydF4y2Ba6gydF4y2Ba年),减少了分离的星星。事实上,因为他0.8 - -2.0的星星gydF4y2Ba米gydF4y2Ba⊙gydF4y2Ba范围(对应于初始质量的主序4 - 8gydF4y2Ba米gydF4y2Ba⊙gydF4y2Ba),该thermal-timescale传质gydF4y2Ba29日gydF4y2Ba(在subgiant或巨大的阶段)预计到达率的10gydF4y2Ba−7gydF4y2Ba-10年gydF4y2Ba−5gydF4y2Ba米gydF4y2Ba⊙gydF4y2Ba一年gydF4y2Ba−1gydF4y2Ba,允许他燃烧稳定。质量比反转后,传质速率降低和二进制扩大。这可能会导致弱者He-shell flash政权,符合[HP99] 159。gydF4y2Ba

各种场景的白矮星吸积物质已经提出一个氦星伴侣导致Ia型超新星。吸积率最低,氦白矮星堆积,可能导致sub-Chandrasekhar-mass爆炸后质量的关键量积累。(HP99)然而,在159年,累积的x射线辐射意味着连续燃烧物质,污染已经变成白矮星的质量。因此,一个持续的增长对于这种情况,有人建议,白矮星经历Ia型超新星爆炸一旦达到钱德拉塞卡质量。一个标准的Ia型爆炸可能带2 - 5%的氦的质量明星gydF4y2Ba30.gydF4y2Ba,到目前为止没有观察到的签名。然而,有人建议塞卡质量白矮星可能接受sub-energetic爆燃gydF4y2Ba31日gydF4y2Ba所谓,导致sub-luminous类型Iax超新星,它预计将剥少大约十倍质量的氦捐助者gydF4y2Ba32gydF4y2Ba。弱氦行已观察到两种类型的光谱Iax超新星gydF4y2Ba13gydF4y2Ba和氦供体星提出了类型的Iax SN 2012 z基于深pre-explosion成像gydF4y2Ba33gydF4y2Ba。最近发现氦在明亮的Ia型超新星SN 2020 eyj (ref。gydF4y2Ba34gydF4y2Ba)表明,氦捐助者可能有时也会触发能量污染已经变成白矮星爆炸。gydF4y2Ba

图4:可见光变异。gydF4y2Ba
图4gydF4y2Ba

一个gydF4y2Ba,gydF4y2BabgydF4y2Ba,Lomb-Scargle周期图来源于媚眼i带数据(gydF4y2Ba一个gydF4y2Ba苔丝)和数据(gydF4y2BabgydF4y2Ba)。解释的媚眼山峰,看到扩展数据表gydF4y2Ba1gydF4y2Ba。gydF4y2BacgydF4y2Ba,gydF4y2BadgydF4y2Ba,苔丝的数据与一段时间的折叠gydF4y2BaPgydF4y2Ba= 1.1635天(gydF4y2BacgydF4y2Ba),gydF4y2BaPgydF4y2Ba= 2.327天(gydF4y2BadgydF4y2Ba),对应于一个星历2459036 .2885297858 (14)+ 1.1635 * 2459036 (N或.288557 (8)+ 2.327 * N(重心朱利安日期),分别。误差对于一个给定的点代表个人的均方根误差10分钟数据点,走进一个垃圾箱。虽然Lomb-Scargle周期图显示的最高权力gydF4y2BaPgydF4y2Ba= 1.1635天,长时间的折叠光变曲线(gydF4y2BadgydF4y2Ba)有一个降低方差和明显的奇偶不对称。缺乏phase-resolved光谱学的一个明确的证据,我们初步确定gydF4y2BaPgydF4y2Ba= 2.327天的轨道周期(HP99) 159。gydF4y2Ba

全尺寸图像gydF4y2Ba

虽然我们不知道(HP99) 159年将演变成Ia型超新星,其属性提供证据的途径向塞卡质量爆炸基于氦吸积比之前认为的更广泛。其x射线亮度约1800gydF4y2BalgydF4y2Ba⊙gydF4y2Ba对应于一个固定的氦吸积率1.5×10gydF4y2Ba−7gydF4y2Ba米gydF4y2Ba⊙gydF4y2Ba一年gydF4y2Ba−1gydF4y2Ba目前,许多模型预测不稳定燃烧gydF4y2Ba26gydF4y2Ba。然而,[HP99] 159年似乎在过去50年内相对稳定。低吸积率稳定燃烧,也许通过快速旋转gydF4y2Ba21gydF4y2Ba,允许质量捐助者将他们的同伴白矮星钱德拉塞卡质量。这可能让我们恢复SN Iax人口在这个场景中,占大约30%的Ia型超新星gydF4y2Ba13gydF4y2Ba。折叠我们的约束在白矮星的半径在159年[HP99]与白矮星mass-radius关系gydF4y2Ba35gydF4y2Ba,我们发现当前白矮星的质量gydF4y2Ba1.2 \ ({0}_ {-0.40}^ {+ 0.18}\,{M} _ {\ odot} \)gydF4y2Ba,这意味着[HP99] 159年可能经历一种Iax超新星爆炸。gydF4y2Ba

当我们认为银河系中大约10%的Ia型超新星(约10gydF4y2Ba−3gydF4y2Ba每年(ref。gydF4y2Ba9gydF4y2Ba)遵循氦吸积导致的道路类型Iax爆炸,并采用3×10的一生gydF4y2Ba5gydF4y2Ba0.3年(假设gydF4y2Ba米gydF4y2Ba⊙gydF4y2Ba需要转移到10点gydF4y2Ba−6gydF4y2Ba米gydF4y2Ba⊙gydF4y2Ba一年gydF4y2Ba−1gydF4y2Ba),我们预测大约30 helium-accreting超软性x射线源在银河系。扩展与恒星形成率将产生LMC少数系统。的检测和研究更多的来源可能会允许我们收紧限制single-degenerate Ia型超新星的祖渠道。gydF4y2Ba

方法gydF4y2Ba

光光度法gydF4y2Ba

SkyMapper。gydF4y2Ba光的亮度,SkyMapper衡量gydF4y2Ba36gydF4y2Ba(不同时)gydF4y2BaggydF4y2Ba′= 15.82±0.02杂志,gydF4y2BargydF4y2Ba′= 16.04±0.02杂志,gydF4y2Ba我gydF4y2Ba′= 16.41±0.01杂志,gydF4y2BazgydF4y2Ba′= 16.59±0.04杂志,纠正的银河和LMC红gydF4y2BaEgydF4y2BaB−VgydF4y2Ba= 0.105杂志(见下文),结果在一个绝对v频带的大小gydF4y2Ba米gydF4y2BaVgydF4y2Ba=−2.8杂志(假设LMC距离gydF4y2Ba16gydF4y2Ba50 kpc)。这是关于5镁(或2.5倍gydF4y2Ba5gydF4y2Ba= 100)比典型磁盘high-accretion-rate类新星灾难性的变量gydF4y2Ba37gydF4y2Ba并为正面磁盘仍然亮15 - 40倍。gydF4y2Ba

眉目传情。gydF4y2Ba该地区的x射线源在V和定期监控我的乐队光学引力透镜实验(媚眼)gydF4y2Ba38gydF4y2Ba,gydF4y2Ba39gydF4y2Ba在1 - 3天的节奏。光度校准是通过零点的方法测量光度晚上和色彩上已经使用了两个过滤器当转换标准vi系统。长期的光变曲线在2010 - 2020年期间显示了1.3倍和小变化颜色变化(见扩展数据图。gydF4y2Ba3gydF4y2Ba)。一个Lomb-Scargle周期图标识的时期gydF4y2BaPgydF4y2Ba最大的电力(图= 1.1635天。gydF4y2Ba4 a、bgydF4y2Ba),同意gydF4y2BaPgydF4y2Ba= 1.163471天EROS-2目录所列LMC周期性变量(EROS-ID lm0454n2690)gydF4y2Ba40gydF4y2Ba。另外两个强大的山峰在更长别名(见扩展数据表gydF4y2Ba1gydF4y2Ba)。更小的峰值在2.327天(见下面的段落在苔丝)。gydF4y2Ba

男子气概。gydF4y2Ba源也被男子气概的项目gydF4y2Ba41gydF4y2Ba,监控6000万颗恒星的亮度大、小麦哲伦星云和星系凸起在1992和1999之间。视觉(4500 - 6300)和一个红色过滤器(6300 - 7600)使用,大小的改变了标准Kron-Cousins V和R系统,分别利用以前确定颜色gydF4y2Ba42gydF4y2Ba。gydF4y2Ba

苔丝。gydF4y2Ba调查的系外行星凌日的卫星gydF4y2Ba43gydF4y2Ba(苔丝)是一个全天经纬仪测量来探测地球般大小的行星附近的米小矮人。它不断地观察一个给定地区的天空至少27天。为来源的白光震级约16 mag,苔丝达到大约1%测光精度单10分钟曝光。然而,它的大板(21gydF4y2Ba”gydF4y2Ba像素gydF4y2Ba−1gydF4y2Ba)意味着必须注意对混合来源。gydF4y2Ba

[HP99] 159年期间观察到所有的苔丝行业27-39(33部门除外),也就是说,从2020年7月到2021年6月。159年[HP99]分析13-mag明星是复杂的12gydF4y2Ba”gydF4y2Ba距离。然而,媚眼数据中的1.16天的变化周期(解决了这两个明星)是清晰可见Lomb-Scargle苔丝数据的周期图(图gydF4y2Ba4gydF4y2Ba)作为迄今为止最强的峰。有一个信号在2.3268天,媚眼时期的两倍,在3的重要性gydF4y2BaσgydF4y2Ba。虽然这是边际,折叠(rebinned)光变曲线显示了一个明确的奇偶效应较小的方差,使我们相信这是真实的时期,和强大的峰值1.16天可能是这一时期的第一谐波。小振幅不同,在0.2%的水平,就能解释这只是略微的苔丝周期图。这段时间也在注视周期图,证明它是一个真正的功能。不对称的最大值和最小值的现象,在一些分离的二进制文件gydF4y2Ba44gydF4y2Ba,独特的二进制文件和交互尤其令人费解鉴于我们推断near-face-on几何学。gydF4y2Ba

苔丝光变曲线gydF4y2Ba45gydF4y2Ba外,我们还进行了一个独立、更敏感的搜索更短时间无法到达的媚眼。苔丝光曲线pre-whitened 1.16天的变化周期和25的谐波,和“清洁”的傅里叶变换数据计算。没有迹象表明短时间内下降到3 h(无花果。gydF4y2Ba4gydF4y2Ba)。也没有信号在0.538天。这是基本周期1.16天的时间如果还别名与1 - 3天观察节奏的媚眼。另一方面,两个周期的研究发现,gydF4y2BaPgydF4y2Ba1gydF4y2Ba= 2.635 h和gydF4y2BaPgydF4y2Ba2gydF4y2Ba4 = 1.32 h,意义gydF4y2BaσgydF4y2Ba水平(我们假定噪声是高斯和计算标准偏差在1500 -本窗口(±0.1每天循环的频率)在任何识别山峰。)。鉴于non-Poissonian pre-whitening后光变曲线的性质,我们不认为这两个时期,不相关的谐波,足够进行进一步调查。gydF4y2Ba

斯威夫特/ UVOT。gydF4y2Ba1061年代迅速观察了2022年8月9日开始在二三15 UT。尽管没有发现x射线(如预期的那样,扩展数据图。gydF4y2Ba5gydF4y2Ba),我们发现(HP99) 159年在所有过滤器的紫外线和光学望远镜(UVOT),在AB级如下:UVW2 = 15.29±0.04杂志,UVW1 = 15.33±0.04杂志,U = 15.44±0.04杂志,B = 15.73±0.04杂志和V = 15.93±0.05杂志,错误的统计和系统误差的平方和。当添加到(异时)——乐队(扩展数据图上测量。gydF4y2Ba1gydF4y2Ba),所述的光谱能量分布仍远直幂律,从0.2到8.0μm,没有任何迹象表明他捐赠。gydF4y2Ba

光谱能量分布建模和灭绝的修正。gydF4y2Ba最近红地图gydF4y2Ba46gydF4y2BaLMC返回的一个小得多的红比先前的估计。此外,它提供了一个结合红银河前景和中位数的值LMC-intrinsic价值,加上由于变异LMC中传播。而不是任意灭绝修正,我们反而向前折叠一个幂律模型从斯威夫特/ UVOT所有测光,SkyMapper 2质量和斯皮策。我们适合的幂律斜率扑灭银河系和LMC灰尘。幂律模型符合很好,不需要一个更复杂的光谱模型(扩展数据图。gydF4y2Ba1gydF4y2Ba)。最佳值是一个幂律的斜率gydF4y2BaνgydF4y2Ba1.48±0.02gydF4y2Ba和gydF4y2BaEgydF4y2BaB−VgydF4y2Ba值为0.01±0.01 mag银河系和0.14±0.01杂志LMC灰尘。后者大于gydF4y2BaEgydF4y2BaB−VgydF4y2Ba= 0.11提供的杂志LMC红地图gydF4y2Ba46gydF4y2Ba(由gydF4y2BaEgydF4y2Ba我−VgydF4y2Ba= 0.08 mag LMC和进一步的中心gydF4y2BaEgydF4y2Ba我−VgydF4y2Ba= 0.06杂志向LMC)的远端。更重要的是,光谱能量分布的斜率不同于标准的吸积盘gydF4y2BaFgydF4y2BaνgydF4y2Ba∝gydF4y2BaνgydF4y2Ba1/3gydF4y2Ba(扩展数据图。gydF4y2Ba1gydF4y2Ba)。这非常类似于其他超软性的光谱能量分布的x射线源,如83大卡(ref。gydF4y2Ba47gydF4y2Ba)。平坡被解释为结果的后处理high-luminosity软x射线,使排放约100 - 1000倍的吸积光度gydF4y2Ba48gydF4y2Ba。gydF4y2Ba

光学光谱gydF4y2Ba

光学光谱的来源进行盐。2020年8月14日,1200年代使用RSS细长裂缝暴露了gydF4y2Ba49gydF4y2Ba在4070 - 7100范围(图。gydF4y2Ba2gydF4y2Ba)。三个进一步曝光(2020年9月16日,6 2020年10月到2020年10月7日),使用小时gydF4y2Ba50gydF4y2Ba,覆盖了3700 - 5500和5500 - 8900一个波长范围。主要减少,包括校正过扫描,偏见减法和增益修正,进行了科学管道与盐gydF4y2Ba51gydF4y2Ba。gydF4y2Ba

x射线分析gydF4y2Ba

xmm -牛顿。gydF4y2Ba4 xmm j052015.1 - 654426是偶然出现在29-ks xmm -牛顿观察(ObsId 0841320101,首席研究员皮埃尔美极)于2019年9月16/17。史诗仪器在帧模式操作,用薄的pn和介质过滤器,金属氧化物半导体探测器,分别。我们使用了xmm -牛顿数据分析软件SAS版本20.0.0来处理这些数据。确定好时间间隔下面描述的方法gydF4y2Bahttps://www.cosmos.esa.int/web/xmm-newton/sas-thread-epic-filterbackgroundgydF4y2Ba。整个视场单像素事件与10000年<光曲线gydF4y2BaPgydF4y2Ba我gydF4y2Ba< 12000年创建和视觉检查扩口的时期。静率小于0.46的年代gydF4y2Ba−1gydF4y2Ba确定和GTI文件创建满足这个条件,用于过滤观察。后过滤和考虑到离轴位置(8.7弧分)159年[HP99],其结果vignetted曝光约11.5公里。用于光谱分析的事件与以下表达式过滤使用SAS任务evselect:′(模式= = 0)& &(150:15000)(π)& &(标志= = 0)′。SAS任务especget被用来提取(源和背景)事件从一个圆形区域半径为60gydF4y2Ba”gydF4y2Ba集中在RA的位置(2000.0)= 5 h 20分钟15.4秒,65年12月(2000.0)=−32°44′gydF4y2Ba”gydF4y2Ba以及计算响应矩阵文件(RMF)和辅助响应文件(ARF)这些事件。相同的是一个圆形区域半径为110gydF4y2Ba”gydF4y2Ba集中在RA的位置(2000.0)= 5 h 20米15.5秒,65年12月(2000.0)=−41°′11gydF4y2Ba”gydF4y2Ba后,只作为背景,删除两个点光源。估计的谱参数来源,贝叶斯方法是使用3毫升(参实现。gydF4y2Ba52gydF4y2Ba,gydF4y2Ba53gydF4y2Ba)。分析仅限于0.2 - -2.3 kev能量乐队。背景和来源贡献发现光子被模仿,通过适当的折叠反应计算后验分布的光谱参数。源被建模为一个黑体吸收,使用3毫升模型TbAbs *黑体(没有单独的丰度用于前景星系和LMC-intrinsic吸收)。背景建模是仪器背景的组合(即噪声和荧光线)和天体物理学背景(无花果。gydF4y2Ba4gydF4y2Ba)如下:(1)高斯归一化,线能量和宽度自由占低能读出电子引入的噪声,(2)一个高斯线与线能量和宽度固定代表Al-K荧光线附近1.5 keV,兴奋的粒子可以在机身,(3)一个未被吸收的亚太经合组织模型与温度自由改变约0.11 keV,占当地泡沫的热气体,(4)亚太经合组织模型与温度允许不同约0.22 keV平均银河吸收氢源列的方向,描述来自银河晕的贡献,和(5)固定斜率的幂律−1.41,星系的合并后的氢吸收列LMC源的方向,因未解决的活动星系核。粒子的贡献背景光谱范围是可以忽略的。光子源提取地区模仿通过添加源谱和背景光谱,缩放的比例提取领域。在参数的数据,描述了背景模型联系在一起。我们得到以下最佳值(1错误gydF4y2BaσgydF4y2Ba水平):gydF4y2BakgydF4y2BaTgydF4y2Ba= 45±3电动汽车,gydF4y2BaNgydF4y2BaHgydF4y2Ba= (2.7±0.4)×10gydF4y2Ba21gydF4y2Ba厘米gydF4y2Ba−2gydF4y2Ba和一个未被吸收的测辐射热的光度gydF4y2Ba\ (6。{8}_ {-3.5}^ {+ 7.0}\ * 1 {0}^ {36}\,rm {erg}} {\ \, {{\ rm{年代}}}^ {1}\)gydF4y2Ba;见图。gydF4y2Ba1gydF4y2Ba。这意味着一个发射半径gydF4y2Ba\ (70 {0}_ {-1900}^ {+ 3900}\,rm{公里}}{\ \)gydF4y2Ba公里,与白矮星半径一致。gydF4y2Ba

除了流量振荡的可能性由于吸积率略低于燃烧率,另外两个因素可能导致x光光度测量与预期的差异。首先,由于纯氦的吸积,通过三重——燃烧的收益gydF4y2BaαgydF4y2Ba过程gydF4y2Ba54gydF4y2Ba,日志gydF4y2BaTgydF4y2Ba(gydF4y2BaKgydF4y2Ba)≈8.4和gydF4y2BaρgydF4y2Ba≈1000 g厘米gydF4y2Ba−3gydF4y2Ba在燃烧的深度,导致大量的碳和氧。混合对流信封和随后的风弹射CO-rich物质可能导致明显的地方发射的x射线吸收体积。其次,non-LTE模型大气(常用超软性阶段post-nova)通常给更高的峰值强度gydF4y2Ba55gydF4y2Ba比黑体模型(在同一温度)。两种效果,如果将来考虑使用改进的数据,可能会导致更高的x光光度(白矮星半径)比估计之上。gydF4y2Ba

eROSITA。gydF4y2Ba[HP99] 159 = eRASSU j052015.3 - 654429被eROSITA检测gydF4y2Ba56gydF4y2Ba在每一个调查扫描。直到2021年底,eROSITA扫描源在五世扩展数据表中总结gydF4y2Ba2gydF4y2Ba。结合四个时代的x射线位置确定调查RA (2000.0) = 5 h 20分钟15.52秒,65年12月(2000.0)=−28.9°44′gydF4y2Ba”gydF4y2Ba用1gydF4y2BaσgydF4y2Ba0.6统计的不确定性gydF4y2Ba”gydF4y2Ba。位置误差通常是由系统的不确定性gydF4y2Ba57gydF4y2Ba,5gydF4y2Ba”gydF4y2Ba在指出和1gydF4y2Ba”gydF4y2Ba目前在扫描观察。gydF4y2Ba

由于前所未有的能量分辨率在0.28 keV(约56 eV), eROSITA数据特别敏感源的温度变化。因此,我们决定执行光谱拟合尽管低数量的计数。进行了光谱分析用五个探测器芯片上的铝过滤器(望远镜模块1、2、3、4和6),避免在其他两个光泄漏探测器gydF4y2Ba56gydF4y2Ba。esa的gydF4y2Ba57gydF4y2Ba用户版本211214被用来处理数据。单像素设置事件没有任何排斥或信息标志只有被选中时,使用evtool esa的任务。srctool esa的任务,一个圆形的源区半径为100gydF4y2Ba”gydF4y2Ba集中在RA的坐标(2000.0)= 5 h 20分钟16.6秒,65年12月(2000.0)=−°44′27gydF4y2Ba”gydF4y2Ba定义选择源事件。相同的大小和形状的背景区域集中在RA (2000.0) = 5 h 21分钟9.4秒,65年12月(2000.0)=−°46′0gydF4y2Ba”gydF4y2Ba被定义,躺在同一黄道经度的源区,因此扫描eROSITA方向。相应的ARF并说明文件是由相同的esa的任务。光谱是由结合各自区域内的所有事件的五个时期的观察。光谱的吸收黑体是安装在每个使用3毫升。先验的自由参数选择的基础上xmm -牛顿配合的结果。吸收塔,一个高斯分布集中gydF4y2BaμgydF4y2Ba= 2.7×10gydF4y2Ba21gydF4y2Ba厘米gydF4y2Ba−2gydF4y2Ba和的宽度gydF4y2BaσgydF4y2Ba= 0.4×10gydF4y2Ba21gydF4y2Ba厘米gydF4y2Ba−2gydF4y2Ba是使用。之前在gydF4y2BakgydF4y2BaTgydF4y2Ba是一个高斯分布gydF4y2BaμgydF4y2Ba= 45电动车,gydF4y2BaσgydF4y2Ba= 4 eV、截断在零和正常化之前是一个对数正态分布分布gydF4y2BaμgydF4y2Ba日志(400)和=gydF4y2BaσgydF4y2Ba= 1。eROSITA数据,背景不是模仿,因为数量少;相反,他们用数据来至少有一个背景光子在每一本和一个概要文件使用泊松可能性。五个时期,我们获得的最佳温度gydF4y2Ba\ (k {T} _ {1} \ = 4 {2} _ {2} ^ {+ 3} \, rm{电动车}}{\ \)gydF4y2Ba,gydF4y2Ba\ (k {T} _ {2} \ = 4 {4} _ {2} ^ {+ 3} \, rm{电动车}}{\ \)gydF4y2Ba,gydF4y2Ba\ (k {T} _ {3} \ = 4 {2} _ {2} ^ {+ 3} \, rm{电动车}}{\ \)gydF4y2Ba,gydF4y2BakgydF4y2BaTgydF4y2Ba4gydF4y2Ba= 42±2电动汽车gydF4y2BakgydF4y2BaTgydF4y2Ba5gydF4y2Ba= 43±2电动汽车。扩展数据表中列出了相应的通量gydF4y2Ba2gydF4y2Ba和扩展数据图所示。gydF4y2Ba5gydF4y2Ba,连同其他x射线通量(或限制)的任务。gydF4y2Ba

x射线天文台。gydF4y2Ba[HP99] 159年最初识别gydF4y2Ba14gydF4y2Ba在8.3 - k x射线天文台/ PSPC指出观察(ID 500053 p) 1992年4月。我们已经重新分析这个观察和发现源vignetting-corrected计数率为0.005±0.001 PSPC计数gydF4y2Ba−1gydF4y2Ba(40±8源项)。黑体符合自由参数导致gydF4y2BakTgydF4y2Ba= 38±15电动汽车,gydF4y2Ba\ ({N} _ {{\ rm {H}}} = (0。{9} _ {-0.3} ^ {+ 3.2}) \ * 1 {0} ^ {21} \, {{\ rm{厘米}}}^ {2}\)gydF4y2Ba和一个未被吸收的测辐射热的光度gydF4y2Ba\ (1。{3}_ {-1.0}^ {+ 41.7}\ * 1 {0}^ {36}\,rm {erg}} {\ \, {{\ rm{年代}}}^ {1}\)gydF4y2Ba。符合固定,XMM-derived温度45 eV是几乎相同的(由于数量非常小的数和低能量分辨率)和结果在一个absorption-corrected测辐射热的光度gydF4y2Ba\ (1。{7}_ {-1.0}^ {+ 41}\ * 1 {0}^ {36}\,rm {erg}} {\ \, {{\ rm{年代}}}^ {1}\)gydF4y2Ba在自由配合的错误的、一致的。一个符合固定,XMM-derived温度和gydF4y2BaNgydF4y2BaHgydF4y2Ba大体上是更糟。gydF4y2Ba

[HP99] 159年没有发现x射线天文台全天调查期间,与PSPC计数率< 0.012计算年代的上限gydF4y2Ba−1gydF4y2Ba。使用上面的x射线天文台的最佳光谱模型指出观察导致亮度限制< 2.5×10gydF4y2Ba36gydF4y2Baerg年代gydF4y2Ba−1gydF4y2Ba,而使用XMM-derived光谱参数导致< 3.2×10gydF4y2Ba37gydF4y2Baerg年代gydF4y2Ba−1gydF4y2Ba。的一致性与爱因斯坦和EXOSAT上限,我们选择后者情节价值扩展数据图。gydF4y2Ba5gydF4y2Ba。gydF4y2Ba

反对AM CVn解释gydF4y2Ba

他主导吸积盘和N二世和Si二线(扩展数据图。gydF4y2Ba2gydF4y2Ba)允许的可能性自然是CVn 159 [HP99]。然而,一些反对这个解释的原因。(1)相当于CVn物体gydF4y2Ba58gydF4y2Ba在10gydF4y2Ba30.gydF4y2Ba-10年gydF4y2Ba32gydF4y2Baerg年代gydF4y2Ba−1gydF4y2Ba。(HP99)这是适用于159年,它将需要在远处订购100电脑。(2)这是与盖亚不兼容的数据,这表明8 - 12 kpc的最小距离。(3)同样的,所有我CVn星星有大量合适的运动gydF4y2Ba58gydF4y2Ba0.5的顺序gydF4y2Ba”gydF4y2Ba一年gydF4y2Ba−1gydF4y2Ba由于他们的附近。这是一个因素(HP99)的100比159。(4)最后,最有说服力的速度转变清晰有力的线条表示LMC会员。在这个距离,AM CVn系统不符合我们观察的参数。gydF4y2Ba

与已知的类似系统gydF4y2Ba

据我们所知,这种唯一的其他“已知”系统的祖他新星V445小狗gydF4y2Ba59gydF4y2Ba。pre-outburst光度日志(gydF4y2BalgydF4y2Ba/gydF4y2BalgydF4y2Ba⊙gydF4y2Ba)= 4.34±0.36兼容1.2 - -1.3gydF4y2Ba米gydF4y2Ba⊙gydF4y2Ba恒星燃烧氦壳gydF4y2Ba60gydF4y2Ba。不存在光谱祖;post-outburst光谱H-deficient,最强的线被C二世和菲二世(ref。gydF4y2Ba61年gydF4y2Ba)。摄影板块的基础上采取在爆发之前,一个光学调制1.25和一段时间的0.650654倍(10)天被发现和解释作为通用信封二进制轨道的变化gydF4y2Ba62年gydF4y2Ba。x射线非探测有三种可能性:(1)流量振荡燃烧期间低光度的阶段gydF4y2Ba25gydF4y2Ba,(2)实质性的银河前景吸收的情况一样类似的软x射线光谱[HP99] 159或(3)一个仅略低的气温比[HP99] 159年,这将改变下面的发射x射线检测窗口。因此,他的祖新星V445小狗可能是一个对象类似于[HP99] 159。gydF4y2Ba