Skymapper。通过skymapper36（不是同时）测量的光学亮度为g'= 15.82±0.02 mag，r'= 16.04±0.02 mag ，i'= 16.41±0.01 mag
，z'= 16.59±0.04 mag，以及在校正后 ，eb -condece of eb -condect of eb n. 0.10 condece n. 0.10 condece n. 0.10 condect ofe and -eb in ofec nmc rexect ofe nmc rexect;MV = -2.8 mag的V波段幅度（假设LMC距离为50 kpc） 。这比高速速率NOVA样灾难性变量的典型磁盘比典型磁盘高约5个MAG（或一个元素2.55 = 100），而面对面的磁盘则更明亮15-40倍
。 　　眄。我们的X射线源的区域在V中定期监测V
，并在1-3天的节奏下使用光学引力透镜实验（OGLE）38,39进行监测 。光度校准是通过在变为标准V – I系统中的两个过滤器中使用零点测量来完成的。2010 - 2020年期间的长期光曲线显示出1.3倍的变化，颜色变化很小（参见扩展数据图3）
。lomb – scargle期间图以最大的功率识别P = 1.1635天的周期（图4A ，B）
，与LMC周期变量的EROS-2目录中列出的P = 1.163471天（EROS-ID LM0454N2690）40。较长时期的另外两个强峰是别名（请参见扩展数据表1） 。在2.327天时看到了一个较小的峰值（请参阅下面的苔丝段落）
。 　　男子气概。The source was also covered by the MACHO project41, which monitored the brightnesses of 60 million stars in the Large and Small Magellanic Clouds and the Galactic bulge between 1992 and 1999. A visual (4,500–6,300 Å) and a red filter (6,300–7,600 Å) were used, the magnitudes of which were transformed to the standard Kron–Cousins V and R system, respectively, using previously determined colour条款42 。 　　苔丝
。过境系外行星调查卫星43（TESS）是一项全天候的过境调查，可检测附近M矮人的地球大小的行星。它不断观察到至少27天的天空区域 。对于大约16个MAG的白光幅度的来源 ，苔丝在单个10分钟的暴露中达到了约1％的光度学精度
。但是
，其大板尺（21英寸像素-1）意味着必须对混合源进行注意。 　　[HP99]在所有苔丝行业27-39（第33区除外）中都观察到159，也就是说 ，从2020年7月到2021年6月 。[HP99] 159的分析在12英寸距离处的13毫克恒星变得复杂
。然而
，在OGLE数据中发现的1.16天（可以解决这两颗恒星）在苔丝数据的Lomb-Scargle周期图中清晰可见（图4）是迄今为止最强的峰。有一个2.3268天的信号，正好是OGLE周期的两倍 ，其显着性为3σ 。尽管这是边缘的
，但​​折叠（和重新固定的）光曲线显示出明显的奇数 - 甚至较小的方差，这使我们相信这是真实的时期 ，而在1.16天达到的强峰可能是这一时期的第一个谐波。在0.2％水平下的小幅度差异可以解释这仅在苔丝周期图中略有显示
。在OGLE期刊图中也可以看到此期间，证明这是一个真正的特征。在某些分离的二进制文件中已知的不对称最大值和极田的现象44在相互作用的二进制中是独一无二的
，并且鉴于我们推断出的近乎面对面的几何形状，尤其令人困惑 。 　　借助Tess Light Curve45 ，我们还在较短的时期进行了独立
，更敏感的搜索，而Ogle无法访问
。苔丝光曲线是在1.16天的周期和25个谐波中预先旋转的 ，并且计算了“清洁 ”数据的傅立叶变换。较短的时间较短
，至3小时（图4）没有迹象 。0.538天时也没有信号
。如果1.16天仍然是一个别名，那么观察Ogle节奏的1-3天仍然是一个别名 ，这将是基本期。另一方面
，在p1 = 2.635 h和p2 = 1.32 h时发现了两个周期性，在4σ水平上具有显着性（我们假设噪声是高斯 ，并计算出任何已识别峰的1,500箱窗口中的标准偏差（频率为±0.1循环） 。）
。鉴于预先介绍后光曲线的非繁殖性质
，我们认为这两个时期与和谐相关，足以进行进一步研究。 　　Swift/uvot 。2022年8月9日从UT开始获得1,061-S迅速的观察
。尽管未在X射线中检测到（如预期的 ，图5的扩展数据），但我们在所有紫外线和光学望远镜（UVOT）中检测[HP99] 159
，AB幅度如下：UVW2 = 15.29±0.04 mag，uvw1 = 15.33 = 15.33±0.0.33±0.0.044 mag ，u = 15.44 44.44 44.444.444.44 44.44±u = 15.44±= 15.44±= 15.44±= 15.44±= 15.44±= 15.44±= 15.44±= 15.44±= 15.44±= 15.44±= 15.44±= 15.44±u = 15.44 @b = 15.73±0.04 mag和v = 15.93±0.05 mag
，其中误差是统计和系统误差的二次总和。当将较长波长带（扩展数据）上添加到（非同性）测量中时，直势定律仍然很好地描述了光谱能量分布 ，从0.2到8.0μm
，没有任何供体的迹象 。 　　光谱能量分布建模和灭绝校正。LMC的最新红色MAP46返回的红色比以前的估计值小得多
。此外，它为银河前景和中位LMC内膜值提供了一个组合的红色值 ，以及由于LMC内的变化而扩散。我们没有尝试任意灭绝校正
，而是将幂律模型向前折叠到来自Swift/Uvot，Skymapper ，2 Mass和Spitzer的所有光度法 。我们适合通过银河系和LMC粉尘的组合熄灭的势力斜率
。幂律模型拟合非常好
，不需要更复杂的光谱模型（扩展数据图1）。最佳拟合值是银河系的幂律斜率为ν1.48±0.02，EB-V值为0.01±0.01 mag ，而LMC尘埃的幂律值为0.01±0.01 mag，0.14±0.01 mag 。后者大于LMC红色MAP46提供的EB -V = 0.11 MAG（由LMC中心的EI -V = 0.08 MAG组成
，而在LMC的远端又有一个EI -V = 0.06 mag）
。更重要的是，光谱能量分布的斜率与标准积聚磁盘Fνν1/3的预期不同（扩展数据图1）。这与其他超级X射线源的光谱能量分布非常相似 ，例如Cal 83（参考文献47） 。平坦的斜率已被解释为由高光度软X射线的重新加工而产生的
，这使发射比吸积发光大约100–1,000倍
。48。 　　我们来源的光谱是在盐上进行的 。2020年8月14日，使用4,070–7,100-Å范围内的RSS49获得了1,200-S长缝的暴露（图2）
。使用HRS50的另外三场暴露（2020年9月16日 ，2020年10月6日和2020年10月7日）覆盖了3,700–5,500-Å和5,500–8,900-ÅBeavavelengthRanges。盐科学管道51进行了主要还原
，包括过扫描校正，偏置减法和增益校正 。 　　XMM-Newton。4xMM J052015.1-654426于2019年9月16日在29 ks XMM-Newton观察中偶然覆盖（XMM-Newton观察（Opsid 0841320101 ，首席研究员Pierre Maggi）
。我们使用XMM-Newton数据分析软件SAS版本20.0.0来处理这些数据。按照https://www.cosmos.esa.int/web/xmm-newton/sas-thread-epic-filterbackground上描述的方法确定了好的时间间隔 。创建了一个单像素事件的整个视野​​光曲线
，创建了10,000 <pi <12,000的曲线，并在视觉上检查了燃烧时期
。确定静态率小于0.46计数S -1 ，并创建满足此条件的GTI文件
，并用于过滤观察结果。在此过滤并给定[HP99] 159的离轴位置（8.7 arcmin）之后，其产生的渐晕曝光约为11.5 ks 。使用SAS任务EVSELECT：'（pattern == 0）&&（[150：15000]中的pi）使用以下表达式对光谱分析使用的事件进行过滤
。SAS任务ESPECGET用于从半径为60英寸的圆形区域提取（源和背景）事件。（2000.0）= −65°44'32'' ，以及计算这些事件的响应矩阵文件（RMF）和辅助响应文件（ARF） 。在圆形区域中，在RA（2000.0）= 05 h 20 m 15.5 s
，12月，半径为110英寸
。（2000.0）= −65°41'11'' ，仅在该区域中切除两个点源后才能用作背景。为了估计源的光谱参数
，使用3ML实施了贝叶斯方法（参考文献52,53） 。该分析仅限于0.2-2.3-KEV能量带
。对检测到的光子的背景和源贡献通过适当的响应进行建模并折叠，以计算光谱参数的后验分布。使用3ML模型tbabs*黑体将源建模为吸收的黑体（未用于前景银河系和LMC内膜吸收） 。The background was modelled as a combination of instrumental background (read noise and fluorescence lines) and astrophysical background (Fig. 4) as follows: (1) a Gaussian line with normalization, line energy and width left free to account for the low-energy noise introduced by the readout electronics, (2) a Gaussian line with line energy and width fixed representing the Al-K fluorescent line near 1.5 keV, which is excited by particles in the camera身体 ，（3）一个未吸收的APEC模型
，温度剩余的0.11 keV左右，占当地气泡的热气体 ，（4）允许温度变化的APEC模型在0.22 keV左右的变化约0.22 keV
，由平均的银河氢柱吸收在源方向上的平均银河氢柱吸收，并描述了由固定律法的固定量和（5）slope s sl 4的源 ，以及（5）slope s a power law and（5）slope s a power law and（5）slope。由于未解决的活性银河核引起的星系氢柱和LMC的源源
。在我们的光谱范围内
，粒子背景的贡献可以忽略不计。源提取区域中的光子是通过添加源谱和背景光谱来建模的，并根据提取区域的比例缩放 。在数据拟合期间 ，链接了描述背景模型的参数
。我们获得以下最佳拟合值（在1σ级别的误差）：kt = 45±3 eV，nh =（2.7±0.4）×1021 cm-2和未吸收的冲积光度为；参见图1。这意味着与白色矮人半径一致的发射半径 。 　　除了由于积聚率略低于燃烧速率而导致的通量振荡的可能性外
，其他两个因素可能导致测得的X射线光度与预期的X射线发光度的差异
。首先，由于纯氦的积聚 ，燃烧通过Triple-α工艺进行54
，在燃烧深度下logt（k）≈8.4和ρ≈1,000g cm-3，导致碳和氧气量更高。对流的包络混合和随后的富含富集物质的风弹性可能会导致发射体积中明显的局部X射线吸收 。其次 ，非LTE模型大气（在Nova后经常用于超托阶段）通常比黑体模型（在相同温度下）具有更高的峰值强度55
。这两种效果在将来使用改进的数据中考虑到
，可能会导致X射线光度（和白色矮人半径）高于上面估计的。 　　爱奥西塔 。[HP99] 159 = Erassu J052015.3-654429在每项调查扫描中都被Erosita56检测到
。直到2021年底，如扩展数据2所述 ，Erosita在五个时期内扫描了源。（2000.0）= -65°44'28.9“
，1σ统计不确定性为0.6
” 。位置误差通常由系统的不确定性57主导，目前 ，该误差为5英寸
，扫描观察值1英寸。 　　由于前所未有的能量分辨率（在0.28 KEV时约为56 eV），Erosita数据对源的温度变化特别敏感
。因此 ，尽管计数数量很少，我们还是决定执行光谱拟合。使用带有片上铝制过滤器（望远镜模块1、2 、3
、4和6）的五个检测器进行光谱分析
，以避免其他两个检测器中的光泄漏56 。ESASS57用户版本211214用于处理数据
。使用ESASS任务evtool，仅选择了没有任何拒绝或信息标志集的单像素事件。与ESASS任务SRCTOOL一起 ，一个半径为100英寸的圆形源区域
，以RA（2000.0）为中心（2000.0）= 05 H 20 min 16.6 S，12月 。（2000.0）= -65°44′27'定义以选择源事件
。以RA为中心的相同大小和形状的背景区域（2000.0）= 05 H 21分钟9.4 s ，12月。（2000.0）= -65°46'0''定义
，以使其位于与源区域相同的黄道经度，因此位于Erosita的扫描方向上 。相应的ARF和RMF文件是由相同的ESAS任务创建的
。光谱是通过组合五个观察时代中每个区域内的所有事件来构建的。使用3ML将吸收的黑体安装在每个光谱上 。自由参数的先验是根据XMM-Newton拟合结果选择的
。对于吸收柱 ，使用以μ= 2.7×1021 cm -2的高斯且宽度为σ= 0.4×1021 cm -2。Kt上的先验是μ= 45 eV和σ= 4 eV的高斯人
，在零时截断，归一化的先验是一个具有μ= log（400）和σ= 1的对数正态分布 ，对于erosita数据 。相反
，将数据归纳为每个垃圾箱中至少具有一个背景光子，并且使用了剖面泊松的可能性。对于五个时期 ，我们获得了最佳的温度， kt4 = 42±2 eV
，kt5 = 43±2 eV
。相应的通量在扩展数据表2中列出，并在图5中显示 ，以及其他X射线任务的通量（或限制）。 　　罗斯特 。[HP99] 159最初在1992年4月的8.3 ks Rosat/pspc尖尖（ID 500053p）中鉴定出14
。我们已经重新研究了这一观察结果
，并找到了带有渐晕校正的计数速率0.005±0.001 pspc计数s-1（40±8源计数）。带有游离参数的黑体导致KT = 38±15 eV，并且没有吸收的侧劳仪的光度 。固定的XMM衍生温度为45 eV的拟合在统计学上是无法区分的（由于计数数量很少和低能分辨率） ，并导致在自由拟合误差中保持吸收校正校正后的强态光度
。具有固定
，XMM衍生温度和NH的拟合度较差。 　　[HP99]在Rosat All-Sky调查中未检测到159，PSPC计数速率上限为<0.012 s-1 。使用上述罗斯特指向观察的最佳拟合光谱模型导致亮度极限<2.5×1036 erg s-1 ，而使用XMM衍生的光谱参数则导致<3.2×1037 ERG S-1
。为了与爱因斯坦和Exosat上限一致
，我们选择在图5中绘制后一个值。 　　以He为主的积聚磁盘以及N II和SI II线（扩展数据图2）允许[HP99] 159的AM CVN性质 。但是，许多原因反对这种解释
。（1）AM CVN对象的发光度为58在1030–1032 ERG S -1范围内。为此 ，要适用于[HP99] 159
，它需要在100次订单的距离处 。（2）这与Gaia数据不兼容，这表明最小距离为8-12 kpc。（3）同样 ，由于其附近，所有AM CVN恒星的适当运动58均为0.5''年
。这是一个比[HP99] 159的因子100。（4）最后
，最令人信服的是，所有强线的速度转移显然表明LMC成员资格 。在该距离处 ，AM CVN系统与我们观察到的参数不相容
。 　　据我们所知
，唯一的此类“已知”系统是He Nova V445 Pup59的祖先。log（l/l）= 4.34±0.36的前爆发发光度与壳中的1.2-1.3 m恒星燃烧氦气兼容 。祖先不存在光谱；后爆光谱是H缺陷，最强的线是C II和Fe II（参考文献61）
。根据爆发前拍摄的摄影板 ，发现光学调制为1.25倍
，并且发现了0.650654（10）天的时间，并将其解释为公共 - eNVELOPE二进制二进制文件的轨道变化。X射线非检测有三种可能性：（1）燃烧过程中的通量振荡25阶段25 ，（2）在X射线频谱的情况下
，大量的银河前景吸收与[hp99] 159] 159或（3）与[hp99]相比略低[HP9999999]，以下是eard n em n of [hp99] 159或（3） ，x 159的温度略有下降 。因此
，He Nova V445 PUP的祖先可能是类似于[HP99] 159的对象
。