奇特的红新星V838 Mon：伴星爆炸后在宽双星系统中的吸积和相互作用

爆炸性变星的干涉测量观测：V838 Mon、Nova Aql 2005和RS Oph

Interferometric Observations of Explosive Variables: V838 Mon, Nova Aql 2005, and RS Oph

在过去的两年中，我们使用Palomar试验台干涉仪观测了几颗爆炸性变星，包括麒麟座V838、天鹰座V1663和最近的蛇夫座RS。我们观察了V838 Monocerotis大约34个月后爆发，并能够解决喷出物。V1663 Aql的观测是在亮度达到峰值后的第9天开始的，并持续了10天。我们能够分辨毫弧秒尺度的辐射，并跟踪新星光球的膨胀。当结合径向速度信息时，这些观测结果可以用来推断到新星的距离。最后，我们已经解决了经常性的新星RS Oph，并可以得出一些初步的结论，关于发射形态。

鲸鱼座矮新星WW中热白矮星的远紫外研究

A Far Ultraviolet Study of the Hot White Dwarf in the Dwarf Nova WW Ceti

我们提出了一个综合的光谱分析IUE档案和FUSE FUV光谱的奇特矮新星WW鲸鱼座。在鲸鱼座WW的静止期，一个Twd=26，000 K的白矮星可以解释FUV通量，并给出适当的距离。然而，与观测结果最吻合的是一个双温白矮星模型，其中一个较冷的白矮星在Twd=25，000 K时提供了75%的FUV通量，而一个较热的区域（吸积带或光学厚盘环）在T=40，000 K时提供了25%的通量。我们从FUSE光谱中发现，白矮星以投影旋转速度Vsin {i} = 600 km/s旋转。我们的温度结果提供了一个额外的数据点，在分布的Twd与轨道周期以上的CV周期的差距，很少Twds可用。

特殊变量V838 Mon

The peculiar variable V838 Mon

V838 Mon在1月经历了第一次类似新星的爆发和通常的下降后，一个月后又经历了第二次爆发，一个月后又经历了第三次微弱的爆发。此外，4月初温度的小幅上升给我们一个关于一个月的物理过程的暗示。我们得到了一个BVRIC时间序列和模拟的光度行为的对象。这使我们得出结论，星际前景消光必须是0.6 < E（B-V）< 0.8，并且准光球层对于类新星系统具有持续异常低的温度。测光是用来跟踪膨胀的戏剧性变化。虽然出现的10微米的过量可以很好地描述为在这一事件期间喷射的材料的加热，但在祖先位置附近的红外天文卫星发射最有可能来自尘埃，这些尘埃是在该物体以前的演化过程中形成的。假设光回波来自星周物质，则距离为640到680 pc -小于Munari等人（2002）给出的790 pc。我们认为V838 Mon和V4332 Sgr是一类新的爆发变星的表现。我们不把M31 RV算到这个级别。

新星V4745 Sgr中过渡相的光谱监测

Spectroscopic monitoring of the transition phase in nova V4745 Sgr

我们提出了一个光谱监测的瞬变新星V4745人马座（新星Sgr 2003 #1），包括十个月后发现。在此期间，光变曲线表现出良好的表达瞬态阶段的形式，六rebrightenings，和所提出的数据集是一个最好的光谱覆盖的经典新星在过渡阶段。低分辨率和中分辨率光谱显示，大多数谱线切换回强P-Cyg配置文件在小型爆发，类似的光谱后，大爆发。我们解释所观察到的现象的证据“回声爆发”的情节造成的二次质量喷射，并提出在经典新星的过渡阶段是由重复的不稳定性的氢壳燃烧的表面上的白矮星。根据现有的光变曲线数据，我们估计该系统的绝对星等约为-8.3 +/- 0.5等。所有的分光光度证据都指向一个非常低的（E（B-V）< 0.1）星际红化，导致粗略的距离估计为V4745 Sgr（9 kpc < d < 19 kpc）。

老新星BT中白矮星的质量是Mon

The mass of the white dwarf in the old nova BT Mon

本文介绍了食老新星BT Mon（Nova Mon 1939）的分光光度法。通过对该恒星弱吸收特征的探测，得到其径向速度半振幅为K_R = 205+/-5km/s，自转速度vsin_i = 138+/-5km/s。我们还测得主星的径向速度半振幅为K_R = 170 ± 10 km/s。根据这些参数，我们得到白矮星主星的质量为1.04+/-0.06 M_sun，G8 V副星的质量为0.87+/-0.06 M_sun。系统的倾角为82.2+/-3.2度，我们估计系统位于1700+/-300pc的距离。白矮星的高质量和我们关于BT Mon可能是一颗快速新星的发现一起构成了支持经典新星爆发的热核失控模型的新证据。整个轨道周期的发射线是单峰的，显示在相位0.5附近的吸收，高速S波分量和大的相位偏移在其径向速度曲线。在所有这些方面，BT Mon都与SW Sex明星相似。我们还发现准周期耀斑的拖尾光谱，这使得BT Mon的候选中间极性。

新星残余DM、PDKEEPAA-AB-Lac、PDKEEPAA-AC-Mon、V400-Per、CT-Ser和XX-Tau的时间分辨测光

Time-resolved photometry of the nova remnants DM Gem, CP Lac, GI Mon, V400 Per, CT Ser and XX Tau

我们提出的第一个结果的光度调查研究不足的新星遗迹在北半球。主要结果如下：DM宝石显示调制在0.123 d（可能与轨道）和快速变化在~22分钟。一个中等分辨率的光谱时采取的光度观测显示强烈的HeII 4686和Bowen发射，特征的中间极性或SW性星。在0.127 d处的光变和强烈的闪烁（或准周期振荡）是CP Lac光变曲线的主要特征。在GI Mon观测到持续约45分钟的0.1等倾角，这可能是一次日食。在V400 Per的B波段光变曲线中，观察到了0.179 d或0.152 d的明显调制（可能与轨道运动有关）。CT Ser的结果表明轨道周期接近0.16 d。强烈的闪烁也是这颗老新星的特征。最后，XX Tau在0.14 d附近显示出可能的周期信号，并在~24 min时显示出快速变化。我们将这种长周期性的偏心/倾斜吸积盘在二进制的运动。

新星爆发后不久存在吸积盘

The Presence of Accretion Disks in Novae Shortly After their Outbursts

在几乎没有理论依据的情况下，人们相信吸积盘（AD）在新星爆发中被摧毁，并且仅在几十年后恢复。在我的论文中，我试图找到年轻新星中AD存在的观测特征。我将讨论两种情况：1。1992年天鹅座新星V1974-我们在新星爆发后大约2.5年发现了永久性的超级驼峰。这是一个非常强有力的证据，根据磁盘不稳定性模型的存在。2. Nova V1425 Aql 1995年-在发现后约15个月发现了中间极系统的光度特征。最有可能的是，通过AD来维持吸积。

Velorum新星V382的X射线辐射：I.使用BeppoSAX观察到的硬组分

The X-ray emission from Nova V382 Velorum: I. The hard component observed with BeppoSAX

我们目前的BeppoSAX观测新星Velorum 1999年（V382 Vel），在一个广泛的X射线波段覆盖0.1-300千电子伏的发现后仅15天，并再次在6个月后。该新星是在第15天用BeppoSAX仪器在1.8-10千电子伏的能量范围内探测到的，我们将其发射归因于喷出物中的冲击。等离子体温度为kT~6 keV，未吸收通量为F（x）~4.3 × 10（-11）erg/cm**2/s。星云物质受到喷出物的高本征吸收的影响。爆发后6个月，内在吸收不再起作用，新星变成了明亮的超软源，先前探测到的热星云成分已经冷却到等离子体温度kT<=1 keV。在20千电子伏以上的任何一个观测中都没有检测到发射。

CK Vul as a Candidate Eruptive Stellar Merging Event

CK Vul (Nova Vul 1670) is one of the most mysterious objects among erupting stellar objects. Past studies have suggested that CK Vul is a final helium-flash object resembling V605 Aql and V4334 Sgr (Sakurai's object). The peculiar outburst light curve of CK Vul, however, had no similar counterpart among the known eruptive objects. Furthermore, the presence of hydrogen in the proposed remnant seems to contradict with the final helium-flash scenario. We propose that the peculiarities of CK Vul can be naturally understood if we consider a merging of main-sequence stars, following a new interpreta…

CG天龙星，一颗特别活跃的矮新星

CG Draconis, a particularly active dwarf nova

矮新星CG Dra在2005年期间作为变星区经常性天体方案的一部分受到了密集的监测，并探测到了七次爆发。这些观测结果与BAA和AAVSO数据库中的其他观测结果相结合，证实了该恒星频繁爆发，周期约为11天。已发现两种类型的爆发。短爆发持续约4天，长爆发持续约8天。

哈勃太空望远镜对古老新星壳层的成像和地基光谱学。FH Ser、V533 Her、BT Mon、DK Lac、V476 Cyg

Hubble Space Telescope imaging and ground-based spectroscopy of old nova shells - I. FH Ser, V533 Her, BT Mon, DK Lac, V476 Cyg

在本文中，我们报告的前五个在我们的哈勃太空望远镜（HST）的老新星壳成像计划的11个观测。我们展示了在F656 N（Halalpha +[NII]）滤波器中拍摄的FH Ser和V533 Her周围炮弹的新WFPC 2图像。我们还显示了长缝光谱采取使用威廉赫歇尔望远镜（WHT）在拉帕尔马的这些对象在相同的光谱范围。发现FH Ser周围的壳是一个椭圆率为1.3 +/- 0.1的长椭球体，与视线成62 +/- 4度倾斜。壳层有一个赤道环，这是由于两条[NII]线的发射增加而不是Halpha。膨胀速度、系统速度和距离分别为490 +/- 20 km/s、-45 km/s和950 +/- 50 pc。[NII]赤道环的起源进行了讨论的背景下的光电离功能导致从非球面照明的中心源，而不是一个简单的密度增强。然而，环也可能部分是由于氮丰度的极度局部增加。对新星V533 Her的类似成像和光谱分析显示，它的壳层半径为5 +/- 0.7弧秒，轴比为1.2 +/- 0.2，膨胀速度为850 +/- 150 km/s，距离为1250 +/- 300 pc。HST未检测到BT Mon、DK Lac和V476 Cyg周围的炮弹。

公元1073年和1074年的朝鲜新星记录：宝瓶座R

Korean Nova Records in A.D. 1073 and A.D. 1074: R Aquarii

众所周知，R Aqr是一个共生二元系统，与一个相关的扩展发射星云有关，可能是由一次历史性的爆发产生的。为了找到相关的历史记录，我们搜索并汇编了三本韩国“官方”历史书中所有的“客星”和“奇特之星”记录，这些历史书涵盖了近两千年的历史，即《三国史记》、《高丽史》和《朝鲜王朝》。除了Li（1985）先前提到的公元1073年的记录之外，我们在高丽发现了公元1074年的另一个候选记录，它具有与公元1073年相同的位置描述，但增加了亮度描述。我们对这两个记录的各个方面进行了研究，认为它们都可能是R Aqr爆发的记录。这意味着在公元1073年和公元1074年有两次连续的爆发，相隔大约一年。根据这些记录，我们估计，如果星云以恒定的速率膨胀，那么到R Aqr的距离为273 pc。1074年的亮度记录对应于该距离M_（爆发）= -6.2 ~ -5.2等的爆发绝对星等。与R Aqr有关的两个韩国记录可能为R Aqr的爆发模型及其星云形成过程提供天文学上有意义的约束。

一个百年问题的解答--经典新星的过渡相与中间极的联系

A solution to a 100-yr problem -- a connection between the transition phase in classical novae and intermediate polars

在GK Per爆发并检测到其光变曲线振荡100年后，仍然不清楚为什么某些新星在爆发后其光学光变曲线会平稳下降，而其他新星则在“过渡阶段”出现振荡/最小值。两年前，我们指出了经典新星中的过渡相和中间极（IP）之间的可能联系，并预测具有过渡相的新星应该是IP。钱德拉对最近两颗新星的观测支持了这一预测。新星V1494 Aql 99/2在过渡阶段有振荡，可以被归类为IP，而新星V382 Vel 1999的X射线观测，其爆发的光学衰减是平滑的，未能检测到任何短期周期性。大约10%的CV人口是IP。这个数字与新星中过渡阶段的罕见性是一致的。我们还提出了一个模型，这个想法：新星爆发破坏吸积盘只有在IP，因为他们的磁盘是不那么大规模比在非磁性系统和他们的内部被耗尽;恢复盘，几个星期，几个月后爆发，导致形成尘埃。

HR天琴座（Nova Lyr 1919）：从爆发到活跃的平静

HR Lyrae (Nova Lyr 1919): from outburst to active quiescence

天琴座新星于1919年12月6日在哈佛大学天文台被发现，震级为6.5等。我们提出了一个光变曲线的基础上发表和档案观测这颗新星。这是一颗典型的快速新星，可能属于B型。下降时间为t2 = 31或47天，取决于所使用的方法，t3 = 97天。振幅至少为9.5级。根据我们的t2值，我们估计最大绝对星等为-6.9或-7.2（+或-1.1），最小为+2.3或+2.6（+或-1.1）。这颗恒星在不同的时间尺度上表现出亮度变化的活跃宁静。十年的视觉观测也揭示了恒星在15.4v左右的长周期，以及接近15.7v的其他周期。最后，我们指出，恒星的一些特点是类似的复发新星，并建议进一步监测未来的活动。

经典新星中过渡相的一个解

A solution to the transition phase in classical novae

在发现新星GK Per 1901的光学光变曲线中的准周期振荡一个世纪之后，新星种群中某一部分的过渡阶段的原因仍然未知。三年前，我们提出了一个解决这个问题的方案，并提出了过渡阶段和中间极（IP）之间的可能联系。大约10%的激变变星被归类为IP，这与新星过渡阶段的罕见性（约15%）一致。最近对三颗新星的观测似乎支持了我们的预测。这种联系解释如下：新星爆发只在IP中破坏吸积盘。在爆发后的几个星期到几个月，圆盘的恢复引起强风，阻挡了来自白矮星的辐射，因此尘埃没有被破坏。如果风很强，就像DQ Her的情况一样（也许是因为它的旋转周期很短），这会导致尘埃最少。

微弱激变变星的高速测光：IV。V356 Aql，Aqr1，FIRST J1023 +0038，Ha 0242-2802，GI Mon，AO Oct，V972 Oph，SDSS 0155+00，SDSS 0233+00，SDSS 1240-01，SDSS 1556-00，SDSS 2050-05，FH Ser

High speed photometry of faint Cataclysmic Variables: IV. V356 Aql, Aqr1, FIRST J1023+0038, Ha 0242-2802, GI Mon, AO Oct, V972 Oph, SDSS 0155+00, SDSS 0233+00, SDSS 1240-01, SDSS 1556-00, SDSS 2050-05, FH Ser

本文介绍了另外十三颗暗弱激变变星的高速测光结果。V356 Aql（Nova Aql 1936）显示类似耀斑的爆发，重现时间尺度约为3000 s，但没有相干周期。Aqr 1是一个中等极性的天体，自旋周期为6.7284 min，由轨道边带推导出的可能轨道周期P（orb）= 3.226 h。它的轨道边带频率显示出非常可变的振幅。已发表的光谱周期为2.0小时，表明Aqr 1与GW Lib和FS Aur相似，具有未知来源的额外周期性。FIRST J1023+0038的P（orb）= 4.7548 h，轨道调制范围为0.45等，可能是由一颗热白矮星的反射效应造成的;因此它可能是过去几十年的某个时候的新星。Ha 0242是一个深食甚低质量转移速率系统，可能是一颗爆发间隔很长的矮新星，P（orb）= 1.792 h。GI Mon是一颗古老的新星，在4.325 h和48.6 min处有光学调制，因此是一个候选的中间极星。AO Oct是一颗SU UMa型矮新星，在静止时显示出轨道调制，P（orb）= 94.097 min。V972 Oph（Nova Ophiuchi 1957）在一组观测中没有显示出闪烁活动，但在后来的时间里这样做了，证实了这个物体的识别的正确性，但它没有显示出轨道调制。SDSS 0155是一个深食极星，轨道周期为87.13分钟。SDSS 0233显示出耀斑活动，但没有明显的周期性。在…

VLTI监测Nova V1280 Sco的尘埃形成事件

VLTI monitoring of the dust formation event of the Nova V1280 Sco

我们提出了第一个高空间分辨率的尘埃形成新星V1280斯科进行甚大望远镜干涉仪（VLTI）的监测。从尘埃形成的第23天开始到第145天，使用AMBER和EMBA仪器获得了光谱和光谱。这些干涉观测得到了来自1.2米Mt.阿布红外线天文台，印度。观测首先解释与简单的模型，但更复杂的模型，涉及第二壳，是必要的，以解释从t= 110天后，爆发获得的数据。这一行为与V1280 Sco的光变曲线一致，在t= 106 d附近出现第二个峰值，随后出现新的急剧下降，表明有新的尘埃形成事件。用DUSTY程序生成的球形尘埃壳模型也被用来研究主要尘埃壳的参数。使用均匀圆盘和高斯模型，这些观测使我们能够确定尘埃壳层的表观线性膨胀率为0.35 +/- 0.03质量/天，以及尘埃形成的物质喷射的近似时间为t_ejec=10.5+/-7d，即接近最大亮度。这一信息，结合500+/-100km/s的膨胀速度，意味着距离估计为1.6+/-0.4kpc。产生的尘埃质量通常为每天2-8 × 10^-9太阳质量。考虑到尘埃形成事件至少持续了200- 250天，喷出物质的质量很可能超过10^-4太阳质量。