Abstract During our spectroscopic survey of central stars of faint planetary nebulae (PNe), we found that the nucleus of Abell 57 exhibits strong nebular emission lines. Using synthetic narrowband images, we show that the emission arises from an unresolved compact emission knot (CEK) coinciding with the hot (90,000 K) central star. Thus Abell 57 belongs to the rare class of “EGB 6-type” PNe, characterized by dense emission cores. Photometric data show that the nucleus exhibits a near-infrared excess, due to a dusty companion body with the luminosity of an M0 dwarf but a temperature of ∼1800 K. Emission-line analysis reveals that the CEK is remarkably dense (electron density ∼ 1.6 × 10 7 cm −3 ), and has a radius of only ∼4.5 au. The CEK suffers considerably more reddening than the central star, which itself is more reddened than the surrounding PN. These puzzles may suggest an interaction between the knot and central star; however, Hubble Space Telescope imaging of EGB 6 itself shows that its CEK lies more than ∼125 au from the PN nucleus. We discuss a scenario in which a portion of the asymptotic giant branch wind that created the PN was captured into a dust cloud around a distant stellar companion; this cloud has survived to the present epoch, and has an atmosphere photoionized by radiation from the hot central star. However, in this picture EGB 6-type nuclei should be relatively common, yet they are actually extremely rare; thus they may arise from a different transitory phenomenon. We suggest future observations of Abell 57 that may help unravel its mysteries.

Classical novae are known to demonstrate a supersoft X-ray source (SSS) state following outbursts. This state is associated with residual thermonuclear burning on the white dwarf (WD) surface. During its all-sky survey (eRASS1), the eROSITA telescope on board the Spectrum-Roentgen-Gamma observatory discovered a bright new SSS, whose position is consistent with the known classical nova AT 2018bej in the Large Magellanic Cloud. There were two eROSITA spectra obtained during the eRASS1 and eRASS2 monitoring epochs and one XMM-Newton grating spectrum close to the eRASS1 epoch. We aim to describe the eROSITA and follow-up XMM-Newton spectra of AT 2018bej with our local thermodynamic equilibrium (LTE) atmosphere models. We focussed on the evolution of the hot WD properties between the eRASS1 and eRASS2 epochs, especially with respect to the change in carbon abundance. A grid of LTE model atmosphere spectra was calculated for different values of the effective temperature (from $ = 525$ to $700\ kK$ in steps of $25\ kK$), surface gravity (six values), and chemical composition, assuming approximately equal hydrogen and helium number fractions, and five different values of carbon and nitrogen abundances. Both eRASS1 and XMM\, $0.3-0.6$ keV spectral analyses yield a temperature of the WD of $ sim kK$ and a WD radius of $8000-8700\ km$. A simultaneous fitting of the eROSITA spectra for two epochs (eRASS1 and eRASS2) with a common WD mass parameter demonstrates a decrease in Teff accompanied by an increase in the WD radius and a decrease in the carbon abundance. However, these changes are marginal and remain within the errors. The derived WD mass is estimated to be $1.05-1.15\, M_ sun$. We traced a minor evolution of the source on a half-year timescale accompanied by a decrease in the carbon abundance and concluded that LTE model atmospheres can be used to analyse the available X-ray spectra of classical novae during their SSS state.

Supersoft X-ray sources (SSSs) are accreting white dwarfs (WDs) with stable or recurrent thermonuclear burning on their surfaces. High-resolution X-ray spectra of such objects are rather complex, often consist of several components, and are difficult to interpret accurately. The main emission source is the hot surface of the WD and the emergent radiation can potentially be described by hot WD model atmospheres. We present a new set of such model atmosphere spectra computed in the effective temperature range from 100 kK to 1000 kK, for eight values of surface gravity and three different chemical compositions. These compositions correspond to the solar one as well as to the Large and Small Magellanic Clouds, with decreased heavy element abundances, at one-half and one-tenth of the solar value. The presented model grid covers a broad range of physical parameters and, thus, it can be applied to a wide range of objects. It is also publicly available in XSPEC format. As an illustration, we applied it here for the interpretation of Chandra and XMM grating spectra of two classical SSSs, namely, CAL 83 (RX J0543.5–6823) and RX J0513.9–6951. The obtained effective temperatures and surface gravities of T eff ≈ 560 kK, log g ≈ 8.6–8.7, and T eff ≈ 630 kK, log g ≈ 8.5–8.6, respectively, are in a good agreement with previous estimations for both sources. The derived WD mass estimations are within 1.1–1.4 M ⊙ for CAL 83 and 1.15–1.4 M ⊙ for RX J0513.9–6951. The mass of the WD in CAL 83 is consistent with the mass predicted from the respective model of recurrent thermonuclear burning.

Supersoft X-ray sources (SSSs) are thought to be accreting white dwarfs (WDs) in close binary systems, with thermonuclear burning on their surfaces. The SSS RX J$0513.9-6951$ in the Large Magellanic Cloud (LMC) exhibits cyclic variations between optical low and high states, which are anti-correlated with its X-ray flux. This behaviour is believed to be the result of the periodic expansion and contraction of the WD due to variations in the accretion rate in the system. We analyse the eight high-resolution XMM and six grating Chandra spectra of RX J$0513.9-6951$ with our grid of model atmosphere spectra of hot WDs computed under the assumption of local thermodynamic equilibrium. Our aim is to test a contraction model of the source variability by tracking the evolution of the WD properties. We use a recently computed grid of hot WD model atmospheres, spanning a wide range of effective temperatures (Teff=100-1000 kK in steps of $25 kK$) and eight values of surface gravity. The LMC chemical composition of the atmospheres was assumed. The obtained fitting parameters (effective temperature Teff, surface gravity log and bolometric luminosity L) evolve on the Teff - and Teff - L planes. This evolution follows the model tracks of WDs with masses of 1.05-1.15,M_ and thermonuclear burning on the surface. We show that, when the source has a relatively small photospheric radius and is optically bright, it lies below the stable-burning strip with a relatively low bolometric luminosity. Conversely, the fainter optical states correspond to higher bolometric luminosity and larger photospheric radii of the hot WD. RXJ0513 lies within the stable-burning strip during this state. This means that the optical brightness of the system is lower when the WD is larger, more luminous, and illuminates the accretion disc more effectively. These results contradict the contraction model, which predicts the opposite behaviour of the source. We use a model that assumes that the far UV/soft X-ray flux is reprocessed into the optical band due to multiple scattering in the cloud system above the accretion disc. More significant illumination can lead to rarefying of the cloud slab, thereby reducing the reprocessing efficiency and making the source fainter in the optical band.

ABSTRACT eROSITA is the soft X‐ray instrument aboard the Spectrum Roentgen Gamma (SRG) satellite that is most sensitive in the energy range between 0.2 and 2.3 keV. Between December 2019 and December 2021, eROSITA completed four all‐sky surveys, producing all‐sky X‐ray source lists and sky maps of unprecedented depth. In the energy range between 0.2 keV and 1 keV, we detected about 38,000 sources with a hardness ratio below −0.94, covering a small sample of known white dwarfs found with eROSITA in the dataset to which the German eROSITA consortium has rights (half sky). Two hundred and sixty four of these soft sources have a probability of more than 90% to be a white dwarf. This is more than the 175 white dwarfs ROSAT found in the whole sky. Here we present the results of a pilot study to increase the sensitivity of eROSITA for soft sources by extending the detection threshold down to 0.1 keV. First tests with dedicated sky regions are promising.

We have detected three new hydrogen-deficient (H < 0.001 mass fraction) pre-white dwarfs (WDs) with helium-dominated atmospheres. The first object is a relatively cool PG1159 star (effective temperature T eff = 72 000 K) that has the lowest surface gravity of any PG1159 star known (log g = 4.8). It is a PG1159 star in the earliest pre-WD phase. The second object is a hot subdwarf O (sdO) star ( T eff = 50 000 K, log g = 5.3) with high carbon and oxygen abundances. It is only the third known member of the recently established CO-sdO spectral class, which comprises stars that are thought to be formed by a merger of a disrupted low-mass CO WD with a higher-mass He WD. The third object is one of the rare stars of spectral type O(He) ( T eff = 90 000 K, log g = 5.5).