矮新星爆发中的再增亮、再耀发与回响建模

吸积盘不稳定模型（DIM）很好地解释了矮新星与软 X 射线暂现源的大部分观测性质，但 WZ Sge 型星或软 X 射线暂现源在爆发末期或稍后出现的再增亮、再耀发与回响尚未被任何模型令人信服地解释。我们确定了必须加入 DIM 以解释观测再增亮的额外要素。我们详细分析了一个近期发现的系统 TCP J21040470+4631129，其显示出非常特殊的再增亮，并使用我们的数值代码对其光变曲线建模，该代码包含来自次星的质量转移变化、内盘截断、热白矮星的盘照射，以及在某些情况下质量转移流的过（欠）流。我们表明，宁静态的光度由热白矮星主导，其在数月时间尺度上冷却。来自次星的质量转移率在初始超级爆发期间须增加数个数量级，原因仍不明，并缓慢回归其长期平均值，导致观测到的爆发序列伴随宁静持续时间增长，直至吸积盘可维持稳态、低温且中性；其内区被白矮星磁场或蒸发所截断。当质量转移流溢出吸积盘时，再现了再耀发之间极短的宁静相。利用对 DIM 的类似补充，我们还生成了接近两颗 WZ Sge 型星（原型星与 EG Cnc）观测值的光变曲线。我们的模型成功解释了 WZ Sge 系统中观测到的再耀发。然而，它要求矮新星的内盘截断并非（仅）由白矮星磁场引起，而是如同 X 射线双星中那样由内盘蒸发所致。类似模型亦可解释软 X 射线暂现源中观测到的再耀发。