我们使用了来自NICER（X射线），XMM-Newton（X射线），Swift（X射线和UV），Zwicky瞬态设施（ZTF； Optical）31和Sloan Digital Sky Survey（SDSS; Optical）的数据。在以下各节中，我们描述了这些数据及其还原程序。在整个过程中，我们采用H0 = 67.4 km s -1 mpc -1，ωm= 0.315和ωλ= 1 -ωm= 0.685（参考文献32）的标准λCDM宇宙学。使用参考文献的宇宙学计算器。33，AT2020OCN的0.0705的红移对应于330 MPC的光度距离。
Nicer于2020年7月11日开始监视AT2020OCN，大约在2020年4月29日发现它（MJD 58968.305）之后大约10周（参考文献5）。在本文撰写本文时，Nieer继续通过每日节奏监视AT2020OCN。但是，对于这项工作，我们仅考虑最初130天左右收到的数据，也就是说，直到2020年11月17日，X射线耀斑很突出。
我们通过从Heasarc档案（https://heasarc.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/w3browse/w3browse.pl下载原始的1级公开数据开始分析，并使用NICERL2工具降低了默认筛选档案指南，并将其降低（https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/nicer/analisy_threads/nicerl2/）。所得的良好时间间隔（GTI），即不间断的数据段，范围从250 s到约2,600 s。
良好由52个共对准检测器（焦平面模块（FPM））组成。在任何给定的GTI中，某些探测器可能很热，也就是说，光载荷会使它们异常行为。我们通过标记FPM的fpm，其0-0.2 KEV计数率高于该GTI期间所有FPM的Sigma覆盖的中位数高于3σ（有关更多详细信息，请参见参考文献34,35）。
使用3C50背景模型36，我们首先通过排除适当的热FPM来以每GTI的基础提取源和背景光谱。然后，我们计算了背景提取的计数率（计数s-1 fpm-1）。因为根据参考，源是微弱的。36，我们还应用了所谓的3级过滤，如参考文献中所述。36。源通常高于0.3-1.0 keV频段中的估计背景。因此，在本文中，我们对大多数分析都采用了这种能量。但是，由于源和背景都是可变的，因此在某些GTI中，背景超过了源的计数至0.6 keV。对于这些光谱，建模仅限于低于1 keV的适当值。
所有光谱均使用Ref的最佳封装方案进行了归纳。37每个光谱箱至少有25个计数。这是使用heasoft（https://heasarc.gsfc.nasa.gov/lheasoft/help/ftgroupphha.html）的FTGROUPPHA任务完成的。我们使用χ2统计量在Xspec38和Xspec PyxSpec的Python版本中进行了光谱建模。
XMM-Newton观察到了四次AT2020OCN，两次在Nicer开始监视源（2020年7月18日和21日）之后大约一周，而另外两个则在1 - 2年后拍摄。在这里，我们仅使用来自前两个数据集的EPIC-PN检测器的数据，其中具有观察ID 0863650101（XMM＃1）和0863650201（XMM＃2）。我们使用最新的校准文件的XMM软件XMMSAS v.19.1.0的标准EPPROC工具减少了公开可用的原始数据。从这些清洁的事件文件中，我们从整个视野中从视觉上检查了10-12 KEV计数率，以识别背景爆炸的时代。选择GTIS排除这些耀斑的窗户。仅使用GTIS期间发生的事件，我们分别将Annuli与XMM＃1和XMM＃2的内部半径和10英寸的内部半径一起提取源光谱（校正为堆积）。Annuli以光学坐标为中心：（13：53：53.803，+53：59：49.57）J2000.0，外半径为20英寸。使用来自附近两个50英寸的圆形区域的事件提取背景光谱。最后，使用XMMSAS工具表格将光谱分组为每个光谱箱的最低计数。
斯威夫特（Swift）于2020年6月25日开始监视AT2020OCN的节奏比更好的节奏要低得多，大约每隔几天一次访问。还有14个档案观察结果，爆发前的总暴露量为12.3 K，也就是说，在MJD 57255.452（2015年8月14日）和MJD 58268.978（2018年5月30日）之间。使用标准XRTPIPELINE工具，我们减少了2020年11月17日之前进行的所有X射线望远镜（XRT）观测值。从47.1英寸的圆形孔径中提取源事件，并从具有70英寸和210英寸的内部和外部半径的圆环中选择了背景事件。根据数据分析指南的建议，我们仅使用具有0 - 12年级的事件。Swift数据的使用是出于三个原因：（1）在爆发前估计X射线通量的上限；（2）填补更好的数据空白；（3）确认在AT2020OCN的视野中没有污染的来源（扩展数据图2）。
ZTF发现并报告了AT2020OCN，并在瞬态名称Server39中作为瞬态候选ZTF18AAKELIN发布。我们使用G-和R波段中的ZTF强制指定测量服务40在所有公开可用的ZTF数据上执行了点扩展功能光度法。我们报告了我们的光度法，校正了AV = 0.0153 mag的银河灭绝（参考文献41）。
我们在heasoft Package v.6.29中使用源位置上的5英寸光圈在aT2020OCN的Swift/uvot42观测值上执行光度法。附近的另一个没有任何点源的40英寸的区域用于估计背景排放。使用建模的光谱能分布减去宿主贡献。与ZTF数据相似，校正了银河灭绝的紫外光度法。
SDSS于2008年2月12日观察到AT2020OCN的宿主星系，即在火炬发生前约12年。在光谱中没有可见狭窄的发射线，表明宿主是静止的星系。我们将通量校准的光谱除以中位通量值将频谱范围归一化。然后，我们使用惩罚的像素拟合例程43与英里单恒星种群模板库44相结合来测量恒星吸收线（σ*）的速度分散。在此过程中，我们保守地掩盖了突出的排放线的位置（尽管没有明显）。以下参考。45，我们在误差中重新置换频谱，并重复拟合过程1,000次，并将平均值和标准偏差作为速度分散σ*及其不确定性作为均值和标准偏差。我们发现σ* = 82±4 km s -1，它使用参考文献的M –σ*相关，转化为log10（m/m）= 6.4±0.6的黑洞质量。46。在这里，我们添加了正交中的测量不确定性，并具有M –σ*关系中的系统不确定性。
我们使用以下程序来估计图1A中X射线光曲线中15天的准周期性的全局统计意义。主要步骤如下：
我们在下面详细描述了这些步骤。
对X射线光曲线的快速视觉检查（图1A）表明，相距大约15天有七到八种突出的耀斑（请参见图1A中的垂直虚线，以指导眼睛）。第二个峰似乎与第三个峰混合在一起。这些常规耀斑最终终止了MJD 59171以外的MJD 59171，最终形成了这些观察结果，并在另一篇论文中讨论了这些观察结果。我们通过使用所有数据计算观察到的背景缩减的0.3-1.0 KEV X射线光曲线的LSP开始我们的时序分析，直到MJD 59171。7，并像参考文献一样归一化。8。正如预期的那样，LSP大约15天有一个较大的峰值。LSP在整数谐波时也有宽峰，即2×15天，4×15天，较小的峰附近和（图2）。为了评估噪声的性质，即LSP中功率值的分布，我们使用了Kolmogorov – Smirnov和Anderson -darling测试的白噪声。为了评估大约15天附近LSP的性质，我们使用了与超过3天的时间尺度相对应的功率值，并将垃圾箱排除在15天，2×15天和4×15天附近。遵循参考文献第2.2.2节中概述的程序。35，Kolmogorov – Smirnov和Anderson -darling测试都表明，即使在90％的置信度下，这些LSP功率（按平均值归一化）也无法拒绝（扩展数据图3）。
与3天相对应的时间尺度相对应的功率值的平均值（不包括接近15天，2×15天和4×15天的平均值）与较短的平均值相比升高。这可能是由于两个原因：（1）15天时宽峰的翅膀及其谐波的贡献；或（2）真正的红噪声。因此，我们针对这两种情况分别计算FAP。
红噪声是一种常见的可变性噪声类型，它是从一般相对论磁流失动力学模拟（例如，参见参考文献47）和X射线观察结果中预测的，通常是通过功率法或弯曲功率Law 48在分析上描述的。我们将LSP重新融合了10倍，并将其拟合了幂律+常数和弯曲幂律+常数模型。前者和后者的χ2/d分别为26/48和24/46。对于幂律模型，最佳拟合指数，归一化和恒定值分别为1.0±0.3和0.2±0.1。对于弯曲幂律模型，最佳拟合归一化，低频幂律指数，弯曲频率，高频指数和恒定值分别为0.7±5.0，0.1±0.5，（2.5±0.3）×10-6 Hz，15±13和0.38±13和0.38±0.03。下面，我们描述了对幂律+常数模型的分析，但是我们重复了弯曲幂律案例的相同过程。
众所周知，如果时间序列是不均匀的49，则通过建模LSP推断出的最佳拟合幂律指数值可能会偏差。为了测试当前的采样是否可能偏向我们对指数的估计，我们进行了以下测试。
首先，使用参考算法。50，我们模拟了10,000个时间序列，其功率谱是由最佳拟合幂律+真实数据的常数模型定义的，即统一索引和1.2×10-6的归一化。这个时间序列的分辨率为100 s。为了说明红色漏气49，我们确保了这些时间序列的每个时间序列比观察到的基线长10倍。然后，我们完全按照观察到的光曲线对这10,000个时间序列进行了采样，并计算了其LSP。然后，我们将它们重新固定在10倍上，这与观察到的LSP相似，并使用幂律+恒定模型拟合。最佳拟合幂律指数值的中位数和标准偏差分别为0.93和0.07（扩展数据图4），即与图2所示的最佳拟合值一致。这表明，对于当前的不均匀采样，对于当前的不均匀采样，通过对LSP进行建模的推断式功率索引代表了下层功率谱的真实形状。
根据上面部分的分析，我们得出结论，可以将基础连续体描述为白色，幂律或弯曲的幂律红噪声。本节中的目标是回答以下问题，即我们多久看到多久看到像QPO一样强大的特征，就像这些基础噪声连续模型中观察到的LSP中所看到的那样强。为了解决这个问题，我们对六个连续模型使用以下方法：（1）白噪声；（2）与（索引，归一化）相对应的最佳拟合幂律红噪声模型=（1.0，1.2×10-6）;（3）对应于（索引，归一化）=（最佳拟合索引+1σ误差，相应归一化）=（1.3，1.0×10-7）的红色噪声模型;（4）具有（相应索引，最佳拟合归一化+1σ不确定性）的红色噪声模型=（0.9，5.6×10-6）;（5）与最佳拟合参数相对应的弯曲级红色噪声模型；（6）对应于最佳拟合归一化+1σ不确定性的弯曲级噪声。
基于此分析，我们得出结论，QPO特征接近15天在统计上是可以接受的（扩展数据图5）。
我们从XMM＃2开始了光谱建模，在0.3-1.2 KEV频段中有3,214个计数。由于频谱很柔软，因此我们首先将其与单个热组件拟合，tbabs*ztbabs*zashift*xspec中的diskbb，除了除了tbabs参数以外，所有除diskbb都可以自由变化。使用NASA的Heasarc工具（https://heasarc.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/cgi-bin/tool/w3nh/w3nh.pl，https://heasarc.gsfc.gsfc.gsfc.gsfc.gsfc.gsfc.gsfc.gsfc.gsfc.gsfc.nasa.gsfc.gsfc.gsfc.gsfc.gsfc.gsfc.gsfc.gsfc.gsfc.gsfc.gsfc.gsfc.gsfc.gsfc.gsfc.gsfc.gsfc.gsfc.gsfc.gsfc.gsfc.gsfc.gsfc.gsfc一下一下，固定为1.3×1020 cm-2。这使得与44.0/19的C统计/自由度（DOF）的差异很差。高于0.6 KEV的强系统残留物很明显。接下来，我们添加了一个幂律组件，该组件产生了更好的C-Stat/DoF为25.8/17。但是，最佳拟合幂律指数是极端的。为了进行比较，持续积聚SMBH的典型索引值，即AGN低于2，值接近3的值被认为是极端的51。索引值大约为6是非物理的，因为当外推到较低的能量时，它们暗示了不切实际的固有亮度。这些陡峭的指数值可以通过以下事实来解释：在0.3-1.2 keV的窄带通道中，我们拟合了热量组件的WIEN部分，这在以功率定律建模时自然会导致陡峭的索引。因此，我们接下来尝试将两个热组件拟合，即tbabs*ztbabs*zashift（diskbb+diskbb）在xspec中。这导致C统计/DOF为22.9/17。这两个温度是和（扩展数据图6）。我们还尝试了TBABS*ZTBABS*ZASHIFT（DISKBB+BLACKBODY）模型，这导致了类似的C统计/DOF值22.8/17。在所有这些情况下，拟合需要宿主的中性柱密度，即ZTBABS，为0。我们从图1A中的耀斑附近重复了一些更好的光谱分析，并得出结论，两个热组成部分描述了比单个热分更好的数据。热成分的确切选择，即磁盘与黑体，对总体结论无关紧要。
由上述光谱建模和最近检测到两个温度X射线光谱52,53的动机，我们采用了一个带有两个热成分的模型。为了在大约在最初的4个月中跟踪两个组件，我们通过将相邻的GTI结合到0.3-1.0 keV频段中的每个光谱中至少有1,000个计数来提取复合较好的光谱，在0.3-1.0 keV频段中，在0.75–1.0 keV频段中提取了50个计数。这导致了MJDS 59041和59171之间的165个光谱，中位数（标准偏差）为3,700（2,400）。这些与单个磁盘黑体tbabs*zashift*（diskbb）分别拟合，在Xspec和两个磁盘黑体TBABS*ZASHIFT（diskbb+diskbb）中。在所有情况下，拟合到0。对于每个频谱，我们根据两个磁盘模型的AKAIKE信息标准计算了证据比。如果证据比小于10，我们将冷磁盘固定在0.062 keV的值中，并估计凉爽磁盘的发光度。相比之下，如果证据比大于10，则允许冷却热成分的温度游离（图3）。
为了测试观察到的X射线变化是否由柱密度变化驱动，我们从早期耀斑的峰附近提取了更高的计数，并通过让中性柱密度为自由参数，将它们与耀斑之间的光谱进行了比较。在所有这些情况下，主机的最佳拟合柱密度再次接近0。用TBABS*ZTBABS*ZASHIFT*（diskbb+diskBb）对此频谱进行建模，产生了ZTBABS组件的最佳拟合列，接近0。对于比较，在此期间的0.3-1.0 KEV磁通量在此期间大约是3×10-12 erg s-1 cm-2，与6和6相比，它是一个; nigh and Ampers and Ampl and and and and and and and and and and 2 emm and and and and and and and Ammmimm。另一个示例是使用MJDS 59087.085和59087.877之间的数据获得的频谱，该数据的计数约为21,650。该时期期间的源通量为3.5×10-12 ERG S-1 cm-2，而最佳拟合的Ztbabs色谱柱再次接近0。根据这些测试，我们得出结论，X射线通量中观察到的变化不是通过更改TDE附近的中性柱来驱动的。
如果刚体磁盘进动驱动了这15天的调制，我们可以使用观察到的时期来限制SMBH1旋转的破坏。我们计算了参考后的进动期。1，以表面密度曲线的功率定律为s = -3/2，对应于标准磁盘模型的辐射压力为主导的内部区域54,55。在这种情况下，时间尺度主要是在外磁盘区域确定的，我们发现tp =（π/a）（π/a）（out/rg）3（gm/c3）×ξ（rin/rin）（rin/out），其中a是无量纲的黑洞旋转，rg = gm/c2是黑洞的重力（rin/rut），是黑洞的引力（rin和dout）是差异的（rin）的功能，是距离（rin）的功能。外磁盘半径（对于RIN/ROUT→0，我们有ξ→1/4）。G和C分别是重力常数和光的速度。使用此近似值，以弹射为碎片的圆形半径，并颠倒进动时间尺度的方程式，我们可以将黑洞旋转计算为
其中β= RT/RP 2是完全破坏太阳能STAR26，M和R所需的恒星轨道的冲击参数，是太阳能单元中星的质量和半径，而M7是SMBH质量缩放的SMBH质量为107m。
从这个方程式中，我们可以看到，要准确地使用该模型来限制自旋，我们需要对参数β，m ,, r和M进行准确的约束。但是，如果我们采用标准TDE参数（如上所述），而SMBH质量估计值为106.4m，那么我们发现需要生成15周期的A≈0.15。我们还探索了在-3/2至3/4范围内的表面密度谱的幂律指数S的变化，发现SMBH质量约为1.07亿，S的值对此估计值几乎没有差异，而在黑洞质量范围的下端，S的值可以与S = -3/2相大的差异，可提供最大的最大旋转估算。因此，考虑到一系列可能的模型，我们得出结论（图4）。AT2020OCN的多波长发射的未来建模，尤其是具有数值模拟的高积化X射线观测值，将为SMBH旋转提供更详细的理解，甚至更详细地理解积聚流程结构，甚至更严格的约束。
有三个因素决定了检测TDES中磁盘进动的可能性：（1）恒星碎片在破坏后循环并形成磁盘的时间；（2）磁盘变得稀薄并与黑洞旋转对齐的时间（例如，参见参考文献1的图2）；（3）系统相对于我们的视线的几何方向，以使磁通密度变化最大化。循环时间尺度标志着磁盘进动的开始，而磁盘对齐时间标志着其终止。即使在上述两个时期之间进行了高振动观测，接近面对面的系统也不会显示任何可检测到的X射线调制。因此，在TDE中寻找晶状体 - 裂解进动的搜索最适合迅速形成积聚磁盘的边缘系统，即显示早期X射线排放的系统。在X射线中，只有少数TDE受到了高效率的监测，并且与几何约束结合使用可能会解释以前已知的TDE中缺乏此类特征。
在初始检测之前缺乏发射意味着，如果X射线调制是由重复的部分TDE产生的，则必须通过某种机制将恒星放置在15天的轨道上。仅潮汐相互作用就不能消散足够的能量来产生所需的Orbit10，对于AT2020OCN山捕获的黑洞质量，将需要大约1,000 s的原始二进制轨道和太阳能样（即太阳能质量）二进制组件的原始二进制和sup-Solar-Radius same10。此外，光学和紫外线曲面在大约30-50天的时间尺度上显示出进化，这意味着后备时间是该顺序的，这将比恒星的15天轨道更长（大概是调节X射线发射）。后备时间比恒星的轨道时间更长的时间似乎是不合理的，这使得这种情况极不可能。
我们可以预期，TDE积聚过程中的某些可变性来自返回碎片流的动力学。例如，原则上，复发性的X射线耀斑可能是由材料中的材料中的插入材料中引起的。特别是，最近的模拟12,56表明，从深tde的碎屑流进行的自身交流导致大规模半径上的几何膨胀，缓慢发展的准球体流动，可以延伸至数百万至数千个重力半径。但是，在小尺度和非常近的黑洞的地平线上，周围的keV发射将起源于122，我们发现流动和积聚是在与自我交流冲击的自由度相媲美的时间表上调制的，因为材料会消散能量，并在此时间表上定期掉落到黑洞。从几何学上讲，自我交流半径RSI（假设自我开关源于围脑的一般相对论的前进）与使用STAR RP的围环距离有关
其中m是黑洞的质量。如果我们将15天与自我交流冲击的自由度TFF相关联，那么，并让M = 106m，则方程（2）产生的围端距离为RP≈200GM/C2。该距离比106m黑洞的经典潮汐破坏半径大于几个因子，而自我交流半径为RSI≈4,400gm/c2，即与Tidal Radius处的几何薄盘相比，高度空间扩展。
在这种情况下，自我交流冲击的材料将落在黑洞中形成一个小型磁盘。该磁盘可能会产生较高的温度X射线发射（即，通过AT2020OCN的X射线分析显示的较热组件）。较高的磁盘温度，因此额外的压力支撑可能会使磁盘再次膨胀，以至于它再次掩盖了我们的视线，从而导致X射线发射的快速关闭。但是，要对上心距离进行上述估计，以产生与类似太阳能恒星的潮汐半径为15天的时间尺度所需的估计值，需要黑洞的质量约为105m，这比M-σ*缩放为AT202020OCN所暗示的小。
另一种可能性是流与积聚磁盘相撞引起的可变性。如果将磁盘错位到黑洞旋转和进攻的情况下，磁盘撞击的半径随时间而变化。反过来，随着流和磁盘角动量之间的角度变化，这会影响通过磁盘的积聚率。这既是通过将质量添加到磁盘中的半径以及通过添加具有大致恒定的角动量方向到具有时间变化的角动量方向的材料引起的角动量取消的量的半径。正如主要文本中指出的那样，这些并发症可以说明X射线灯曲线的行为比通过预击磁盘可以解释的更不稳定的行为，但是我们对未来的工作进行了详细的对这些功能的调查。
当辐射压力支配时，标准薄磁盘的内部不稳定。这最终可能导致振动率的准周期耀斑，从而解释了某些更换外观AGN的行为。参考文献中提出的模型。57由内部对流主导的热流，这是一种稳定的光学薄溶液，外部标准薄磁盘，其内部区域具有ΔR的宽度，辐射压为主导，并位于积聚速率 - s- s- s- s- s- s- s- syplace plane平面的不稳定分支上。The flares due to radiation-pressure instability recur on the timescale, τflare, shorter than the standard viscous timescale at the distance R, that is, τflare = τviscΔR/R, where τvisc is the viscous timescale that depends on the distance R, the viscosity α parameter, and the flow scale-height H. The unstable zone forms for a relative (Eddington) accretion rate larger比（参考文献57），可以在AT2020OCN中实现M 10670万。
如参考文献所示。58，使用全球时间依赖的计算，而无需假设热内部对流主导的吸积流，该模型可以进行精细调整，包括电晕和足够强的磁场，在时间尺度上，在时间尺度上的数量级变化大约10天（当磁盘与磁盘相似的时间很小时）或demply a g ap g gap gap gap gap。对于TDE的早期阶段，我们预计Eddington将获得超级 - 埃德丁顿的增生率，在这种情况下，预计积聚磁盘将是一个被对流稳定的几何较厚的细磁盘。辐射压力不稳定性模型仍然适用于标准磁盘，对流术语使用密度和温度的径向衍生物（与AT2020OCN的时间依赖性数值模拟”中的径向衍生物包括在计算中。对于AT2020OCN，如果其SMBH较重，例如，对于M≈107m，即，如果Eddington比率为M≈107m，则吸积盘可以是标准类型的。该模型也适用于更高的吸积率。但是，不稳定模型的挑战是，AT2020OCN的耀斑在几个月后减弱（图1A）。如果磁场变得足够强大，例如由于发电机效应趋向于稳定磁盘59，这可能会发生这种情况。在这种情况下，我们期望随着磁场的积累，幅度逐渐减小。
在主要文本中，我们讨论了TDE磁盘对透镜的响应 - 在磁盘足够热的情况下，以大约一半的声速传播的翘曲波能够有效地传达磁盘，以便对（WARPED）磁盘的刚性进步进行有效传播。如果磁盘足够薄，以使其发展出强大的经线，那么磁盘撕裂可能是不稳定的，其中磁盘将圆盘分解成离散的环，这些环在大约是局部透镜 - 曲折速率上的进度为23,60。从分析的角度61,62,63中可以理解磁盘的不稳定性，现在已经在包括Lagrangian和Eulerian代码在内的各种数值模拟中探索了相关的非线性行为。例如，参考。23,64，在高粘度和低粘度制度中65。最近，使用空间分辨的观测值，多策略系统中的原星盘被认为具有未对准气体和断裂气体的气体，并且这已归因于磁盘的过程66（该过程由驱动型驱动是由轨道星星的引力扭矩驱动的；参考文献67）。磁盘键入过程引起的可变性可能是由于几何效应（例如，通过视线对环的戒指进行预处理）或固有的磁盘变异性（例如，由于相互作用环的快速积聚而提高了中心积聚速率）。可变性的时间尺度是磁盘不稳定区域中局部晶状体 - 裂开的分动时间尺度的顺序。为了使时间尺度约为15.9天，这将表明在Radii的戒指上，其中m6 = m/106M。使用参考文献提供的简单估计。23我们预计磁盘会闯入离散环，我们的rbreak≈15rg（a/0.5）2/3（α/0.1）-2/3（H/R/R/0.1）-2/3，其中α≈0.1（参考文献21）是shakura – Sunyaev disk disk disk viscosity参数和h/r/h/r/r semimincick angimincick angimincick angimincick angimincick angimincick。因此，这是 可以找到与我们对AT2020OCN的了解相一致的合理参数，以使这些参数达成一致。例如，黑洞质量为106.4m，自旋为≈0.5，α= 0.1和h/r≈0.05（例如，与参考文献68的磁盘模型一致），我们可以期望磁盘撕裂发生在大约25rg的半径约为15天的时间内。因此，从AT2020OCN中观察到的可变性可能是由于圆盘的刚性预制和径向扩展部分的透明性进攻（如主文本中所讨论的），或者是磁盘不稳定区域的透镜 - 透镜 - 透明度的进取，它已破坏了离散的圆环。
