A Light Curve Analysis of Recurrent and Very Fast Novae in our Galaxy, Magellanic Clouds, and M31
我们分析了我们银河系、麦哲伦星云和M31中14颗周期性和非常快的新星的光学、紫外和X射线光变曲线，并获得了它们的距离和白矮星（WD）质量。在这14颗新星中，我们发现8颗新星拥有超大质量（$\gtrsim 1.35 M_\odot$）WDs，并且是Ia型超新星（SN Ia）祖先的候选者。我们证实，同样的时标律和时间拉伸方法，在银河系新星可以适用于河外快新星。我们将V745 Sco、T CrB、V838 Her和V1534 Sco这四颗新星归类为V745 Sco型（快速衰退），将RS Oph和V407 Cyg这两颗新星归类为RS Oph型（星周物质（CSM）-激波），将U Sco和CI Aql这两颗新星归类为U Sco型（正常衰退）。这些新星的$V$光变曲线在同一组中几乎相互重叠，如果我们在时间方向上适当拉伸（时标定律）。我们将我们的分类方法应用于LMC，SMC和M31新星。YY Dor、LMC N 2009 a和SMC N 2016属于正常下降型，LMC N 2013属于CSM冲击型，LMC N 2012 a和M31 N 2008- 12 a属于快速下降型。我们得到SMC N 2016的距离为$d=20\pm2$ kpc，这表明SMC N 2016是我们星系的一员。快速衰退型新星具有非常大的$M_{\rm WD}=1.37-1.385 M_\odot$ WDs，并且是SN Ia祖细胞…
2018-05-24 astro-ph.SR
Exploring the Morphology of the Expanding Remnants of Classical and Recurrent Novae
我们报告几个新星的研究是已知的或怀疑是经常性的。我们讨论了我们的形态运动学模型的光学光谱的演变后，爆发的两个最近的新星。在已知的RN RS Oph的情况下，这也与\it HST成像相结合。结果支持了新星爆发早期遗迹形成的假设，并给出了遗迹的结构（包括倾角）和速度场。总的来说，这些结果强调了协调成像和光谱测定的必要性，尽管并不总是可能的，如果我们要真正了解这些系统中的残骸成形，以及对行星状星云成形机制研究的更广泛影响。
2011-03-04 astro-ph.SR
The Outbursts of Classical and Recurrent Novae
在这篇评论中，我提出了我们目前的知识状态，关于经典新星和复发新星系统。两个特定的对象（V1974天鹅座和RS Oph）被选中来说明可能与其爆发有关的现象范围。新星研究的更广泛的重要性是强调和一些最紧迫的未解决的问题进行了总结。
2011-11-22 astro-ph.SR
The slow decline of the Galactic recurrent novae T Pyxidis, IM Normae, and CI Aquilae
银河系中已知的三颗轨道周期最短的复发新星T Pyx、IM Nor和CI Aql的一个显著特征是，它们的光衰时间尺度明显长于其他复发系统。另一方面，一些估计的喷出物的质量，喷出物的速度，和这些系统的软X射线发射的持续时间的顺序的其他经常性的系统和快速的经典新星。我们对这一现象提出了初步的解释。我们认为，在这些系统中，在喷发的最初几天从伴星转移的部分物质保留在白矮星的洛希瓣内，防止辐射电离系统的喷出物，并增加光学下降的时间尺度。我们解释了为什么这种现象更可能在具有高质量传递速率和短轨道周期的系统中。最后，我们提出了一个示意性的模型，表明从伴星转移的物质足以吸收这些系统中的白矮星的辐射，最终支持这种情况下定量现实。
2015-02-24 astro-ph.SR
Identifying and Quantifying Recurrent Novae Masquerading as Classical Novae
复发新星（Recurrent novae，RNe）是一个世纪内发生两次或两次以上新星爆发的激变变星。经典新星（CNe）是类似的系统，只有一个这样的爆发。许多所谓的“CNe”实际上是RNe，只发现了一次喷发。由于RNe是候选的Ia型超新星祖先，因此重要的是要知道我们的银河系中是否有足够的RNe来提供超新星速率，因此要知道有多少RNe伪装成CNe。为了量化这一点，我们收集了银河系237 CNe和10个已知RNe的限时样本的光变曲线和光谱的所有可用信息，以及详尽的发现效率记录。我们认为RNe具有（a）爆发振幅小于14.5 - 4.5 * log（t_3），（b）轨道周期>0.6天，（c）红外色J-H > 0.7 mag和H-K > 0.1 mag，（d）H-α的半高宽> 2000 km/s，（e）高激发线，如Fe X或He II在峰值附近，（f）具有平台的喷发光变曲线，（g）质量大于1.2M_solar的白矮星。使用这些标准，我们将V1721 Aql、DE Cir、CP Cru、KT Eri、V838 Her、V2672 Oph、V4160 Sgr、V4643 Sgr、V4739 Sgr和V477 Sct鉴定为强RN候选者。我们使用三种方法评估已知CNe中的RN分数，得到24% +/-4%，12% +/-3%和35% +/-3%。在已知的394颗银河新星中，大约有四分之一实际上是RNe，…
2014-05-01 astro-ph.SR
Recurrent and symbiotic novae in the OGLE data
我们分析了两个银河系复发新星（V745 Sco和V3890 Sgr）和一个大麦云云对象（新星LMC 1990 b）观察了几年的光学引力透镜实验（OGLE）巡天的长期光学测光。我们没有发现与先前声称的V745 Sco的轨道周期的变化。这将使基于该值的先前发现无效（例如，距离确定）。这个物体的静止变化主要是由红巨星二级的半规则脉动（周期为136.5和77.4 d）。新星LMC 1990 b的光度测定揭示了2010年的一次未被注意的爆发和类似日食的平静期变化，周期为1.26432（8）d。光度学特性使该对象与U Sco非常相似。最后，我们描述了两个可能的共生新星，V5590 Sgr和OGLE-2011-BLG-1444的爆发。V5590 Sgr的伴星是一颗脉动周期为236 d的Mira星。
2014-07-18 astro-ph.SR
Supersoft X-Ray Phases of Recurrent Novae as an Indicator of their White Dwarf Masses
我们研究了七颗观测良好的复发新星V745 Sco、M31 N 2008- 12 a、LMC N 1968、U Sco、RS Oph、LMC N 2009 a、T Pyx和一颗复发新星候选者LMC N 2012 a的光学/X射线光变曲线。八颗新星中的六颗显示出一个简单的关系，即超软X射线源（SSS）阶段的持续时间是爆发总持续时间（$=$ X射线关闭时间）的0.70倍，即，$t_{\rm SSS}=0.70 t_{\rm off}$，总持续时间为10天至260天。这6颗复发新星的X射线光变曲线呈宽矩形，前半周期的X射线计数率变化很大。SSS阶段也对应于一个光学平台阶段，表明一个大的吸积盘照射的氢燃烧WD。另外两颗复发新星T Pyx和V745 Sco的X射线光变曲线呈窄三角形，没有光学平台相。它们之间的关系$t_{\rm SSS}$和$t_{\rm off}$与上述六颗复发新星的关系有很大不同。我们还提出了理论SSS的周期性新星与各种WD质量和恒星金属丰度（$Z=$ 0.004，0.01，0.02和0.05）的持续时间，并与观察到的这些周期性新星的持续时间进行比较。我们发现，SSS的持续时间是一个很好的指标WD质量的复发新星与广泛的矩形X射线光曲线形状。
2020-07-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Recurrent novae and long-term evolution of mass-accreting white dwarfs -- toward the accurate mass retention efficiency
质量吸积型白矮星的质量增长率是决定双星演化为Ia型超新星的关键因素。许多作者报道了非常不同的WD质量增加率。在这篇评论中，我们澄清了这种分歧的原因，其中一些来自缺乏数值技术，使用旧的不透明，不同的假设，二元配置，不适当的初始条件，和不切实际的质量损失机制。我们强调，这些假设应仔细选择在计算的长期演变的吸积WD。重要的是，质量损失机制是决定质量保持效率的关键过程：最好的方法是正确地结合光学厚风，因为它是由新星的多波长光变曲线支持的。
2017-12-24 astro-ph.SR
The Recurrent Nova Population in M31
San Diego State University（圣地亚哥州立大学）；Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）
研究通过分析2025年前M31中1300多场新星爆发位置，确认20个已知重复型新星，发现其中4个未确认候选者，指出重复型新星在空间分布和光变特性上与普通新星无显著差异，但复发时间分布不同。
2026-04-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Orbital Periods and Waveforms of Dwarf Novae Observed by Kepler
利用开普勒高步频数据测量了5颗矮新星的轨道周期和轨道波形。V1504 Cyg周期的一个显着的改善是实现的，而对于其他系统的周期推导出与以前的决定是兼容的。短周期系统V1504 Cyg，V344 Lyr和V516 Lyr的轨道波形非常接近正弦曲线，而长周期矮新星V447 Lyr似乎几乎是U Gem的孪生。不寻常的系统KIC 9202990在其爆发周期中表现出明显的波形变化作为亮度的函数。
2021-08-12 astro-ph.SR
On a century of extragalactic novae and the rise of the rapid recurrent novae
新星是在密近双星系统中，吸积的白矮星表面上的一个瞬态热核逃逸的可观测结果。它们的高峰值亮度使它们在室女星系团以外的星系中可见。在过去的一个世纪里，对河外新星的调查，特别是在附近的仙女座星系内，已经产生了关于其人口和子人口属性的实质性见解。近十年来，首次对个别河外新星进行了详细的全色研究，并发现了两个可能相关的子群：“微弱快速”和“快速复发”新星。在这篇评论中，我们总结了过去100年的河外努力，介绍了快速复发子群，并详细介绍了显着的微弱快速，快速复发，新星M31 N 2008- 12 a。最后，我们简要展望未来，不是未来100年，而是未来几十年，以及在即将到来的宽视场和多信使时域调查时代对新星的研究。
2019-09-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Progenitors of Galactic Novae
在银河系已知的大约400颗经典新星中，只有10颗，即周期性新星，被发现爆发不止一次。已知至少有八个这样的回归星拥有演化的次级恒星，而不是典型的经典新星中的次级主序星。在本文中，我们提出了一个新的新星分类系统，完全基于二级的演化状态，而不是（像目前的计划）基于爆发的属性。使用档案光学和近红外光度观测的样本38静止的银河新星，我们表明，在一个静止的系统中的次要恒星的演化状态可以预测和几个对象被确定为后续观测; CI Aql，V2487 Oph，DI Lac和欧盟Sct。
2011-12-12 astro-ph.SR
Comprehensive Listing of 156 Reliable Orbital Periods for Novae, Including 49 New Periods
我报告了对大多数已知新星系统的轨道周期（P）的大规模搜索，通过在两个或多个独立的光变曲线中寻找显著的、相干的和稳定的光学光度调制，这些光变曲线主要来自TESS、开普勒、AAVSO、SMARTS、OGLE、ASAS和ZTF的大型调查。我发现了31个新的轨道周期。此外，我还根据它们的光谱能量分布，测量了18颗有演化伴星的新星的新周期，精确度达到30%。此外，我已经证实，改进，并拒绝了先前的索赔P在46新星。(As作为这一努力的一部分，我认识到5颗新星显示出1- 3个连贯的、显著的和短暂的周期0.12- 4.1天，这些都是神秘的，因为它们不是轨道、自旋或超级驼峰周期。总之，我已经编制了一份包含156个新星可靠P值的综合列表。新星周期的直方图显示最小P值为0.059小时（85分钟），周期间隔为0.071- 0.111天（1.70- 2.66小时）。周期间隔的上边缘在新星（0.111天）、类新星系统（0.131天）和矮新星（0.141天）之间有显著差异。直方图的另一个问题是，31%的新星系统有演化的伴星，对它们的当前状态或演化没有模型或理解。对于有红巨星伴星的新星，20颗中有15颗是在膨胀群中，尽管主序星和次巨星伴星的膨胀分数接近0.11- 0.32。
2022-07-06 astro-ph.SR
Connecting Recurrent Novae to [some] Type Ia Supernovae
在这篇评论中，我总结了迄今为止所做的观测尝试，以揭示Ia型超新星的祖系统/S的性质。特别是，我专注于最新的事态发展，随后声称检测到的拱星材料周围的一些事件，并在链接，这可能建立与经常性新星。在这个框架中，我然后讨论RS Oph的情况，我们所知道的它的拱星环境，以及这告诉我们它与Ia型超新星爆炸的联系。
2011-09-27 astro-ph.CO astro-ph.SR
Recurrent Novae - A Review
近年来，经常可以在从无线电到光学到X射线的广泛波长范围内非常强烈地观察到周期性的新星爆发。在这里，我从最近的多波长观测中选出一些亮点。T Pyx之谜是本文的核心。虽然我们目前对CV和共生恒星演化的理解可以解释为什么某些经常性新星的子集具有高吸积率，但与演化平均值相比，T Pyx的吸积率必须大大提高。与此同时，我们有大量的数据来估计新星包层是如何在T Pyx中喷出的，这是一个相当复杂的故事。人们怀疑，在通常的周期性和经典新星中，包络抛射比教科书上的描述要复杂得多。在评论的最后，我会推测这两个可能是有联系的。
2014-07-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-outburst signal in the light curves of the recurrent novae RS Oph and T CrB
本文在复发新星 RS Oph 和 T CrB 的爆发前光变中检测到亮度下降，归因于白矮星周围厚密包层的形成，并估算了其大小、质量和密度。
2024-11-07 astro-ph.SR
Dwarf Novae in the Shortest Orbital Period Regime: II. WZ Sge Stars as the Missing Population near the Period Minimum
WZ Sge型矮新星的特点是爆发的重现时间长（~10年）和轨道周期短（<~ 85分钟）。WZ Sge星的很大一部分可能因为低爆发活动而未被发现。最近，观测到的激变变星（CV）的轨道周期分布发生了变化，部分原因是新的WZ Sge星的爆发已经被发现。因此，估算WZ Sge星的内禀星族对于研究CV的星族和演化具有重要意义。在本文中，我们提出了一个贝叶斯方法来估计的内禀周期分布的矮新星从观测样本。在这个贝叶斯模型中，我们假设了一个简单的回归时间和轨道周期之间的关系，这是一致的观测WZ Sge星和其他矮新星。因此，最小轨道周期估计为70分钟。人口的WZ Sge星表现出尖峰状的功能，在最短的周期制度的轨道周期分布。这些特征与以前通过人口合成研究预测的轨道周期分布是一致的。我们建议，WZ Sge星和CV具有低的质量转移率是很好的候选人的进化理论预测的CV失踪人口。
2010-03-09 astro-ph.SR
Accrete, Accrete, Accrete... Bang! (and repeat): The Remarkable Recurrent Novae
所有的新星都会复发，但只有少数几颗被观察到喷发不止一次。这些系统，复发新星（RNe），是新星的最极端的例子。RNe长期以来一直被认为是潜在的Ia型超新星祖先，最近他们对这一“荣誉”的要求得到了加强。在这篇简短的评论中，RNe将在最大震级下降率（MMRD）相空间的框架内提出。最近的工作整合到新星模型，以及随后的白矮星的增长，将被探讨。本文还介绍了RNe在银河系和河外的星群，包括新发现的“快速复发新星”子集（复发周期在10年或更短），以及迄今为止发现的最令人兴奋的新星系统-M31 N 2008- 12 a，它的年度爆发和巨大的超新星遗迹。在整个过程中，有关RNe的开放问题，以及一些预期的挑战和机遇，不久的将来将带来的解决。
2020-03-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Life after eruption VIII: The orbital periods of novae
新星爆发对激变变星（CV）长期演化的影响是该领域最不了解和深入讨论的话题之一。改善这一点的关键因素是建立一个具有已知性质的后新星的大样本，从最容易获得的轨道周期开始。本文报道了六颗暗新星的新轨道周期：X Cir（3.71 h），ILNor（1.62 h），DY Pup（3.35 h），V363 Sgr（3.03 h），V2572 Sgr（3.75 h）和CQ Vel（2.7 h）。我们还修改了旧新星OY Ara，RS Car，V365 Car，V849 Oph，V728 Sco，WY Sge，XX Tau和RW Umi的周期。利用这些新的数据和批判性审查的可信度报告的老新星的轨道周期在文献中，我们建立了一个更新的周期分布。我们采用二进制starevolution代码来计算理论周期分布，同时使用一个mathicaland相应的角动量损失的经典处方。通过与观测资料的比较，我们发现两个模型都不能再现3 - 4小时范围内的峰值，这表明在周期间隙以上的CV的角动量损失还没有完全被理解。
2020-11-05 astro-ph.SR
A WISE view of novae
我们提出的结果拖网通过WISE档案的经典和经常性新星的数据。数据显示了各种光谱能量分布，包括恒星光球，尘埃和可能的线发射。在任务期间，WISE还探测到了一些在调查之后爆发的新星，提供了有关祖系统的信息。
2013-02-18 astro-ph.SR
Hydrogen Burning on Accreting White Dwarfs: Stability, Recurrent Novae, and the Post-Novae Supersoft Source
利用恒星天体物理学实验模块（MESA），研究了白矮星（WD）在吸积率稳定燃烧区附近吸积富氢物质的性质。我们报告的稳定边界WD的质量之间的0.51太阳质量和1.34太阳质量通过随时间变化的计算发现。我们还研究经常性的新星，是吸积率接近，但低于稳定燃烧极限，并报告其复发时间和点火质量。我们在吸积率密集网格发现预期的最小可能复发时间作为WD质量的函数。这使得能够推断出可能达到特定复发时间的最小WD质量。我们比较我们的计算模型后爆发新星稳定燃烧的WD和明确计算的持续时间和有效温度（Teff）的后新星WD在超软阶段。我们同意Henze及其合作者在M31中测量的关闭时间- Teff关系，推断WD质量在1.0-1.3太阳质量范围内，并预测与观测一致的抛射质量。最后，我们评论稳定或不稳定的氢燃烧所产生的热氦层的重要性的短期和长期的演化吸积白矮星。
2013-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Search for recurrent novae among Far Eastern guest stars
根据最近的理论研究，经典新星的爆发周期约为~ $10^5$年，而现代复发新星（N_r）的复发周期约为10 ~100年。为了弥合我们知识中的这一巨大差距（时间尺度上的三个数量级），考虑历史数据似乎很有吸引力：在远东的来源中，我们寻找了不同时代但位置相似的增亮事件，这些事件可能涉及周期性的新星爆发。通过对公元前500年至公元1700年的185个亚洲观测数据的分析，我们提出了一种系统地过滤可能事件的方法。结果是一些搜索字段具有2到5次爆发和$10^2$到$10^3$年之间的典型节奏。对于我们的大多数复发候选人，我们发现可能的对应物在相应的搜索区域中已知的灾难性变量。这项工作是基于一个跨学科的方法，结合数字人文和计算天体物理学的方法时，应用我们以前开发的方法在远东客星中寻找经典新星。第一次和初步比较（可能的）历史和（众所周知的）现代复发新星揭示了第一个试探性的暗示，他们的一些属性，刺激进一步研究在这个方向。
2021-11-14 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Identification of recurrent novae from parametric modeling of the optical light curve
本研究针对再发新星观测识别难题，通过对P级光变曲线参数化建模，利用AAVSO数据构建参数空间，成功区分经典与再发新星，验证了KT Eri的再发属性并预测V2860 Ori可能复发。
2025-09-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dwarf Novae in the Shortest Orbital Period Regime: I. A New Short Period Dwarf Nova, OT J055717+683226
我们报告了一个新的矮新星，OT J 055717 +683226，在其首次记录的超爆发在2006年12月的观察。我们的观测表明，该天体是一颗SU UMa型矮新星，具有非常短的超级峰周期，为76.67 ± 0.03 min（0.05324 ± 0.00002 d）。下一次超级爆发是在2008年3月。因此，超爆发（超循环）的重现时间估计为~480 d。该超周期比WZ Sge型矮新星的超周期短得多，WZ Sge型矮新星的超周期大于~ 10年，是最短轨道周期区（<~85 min）的主要矮新星种群。使用层次聚类分析，我们确定了七组矮新星在最短的轨道周期制度。我们确定了一小组的对象，有短的超周期，小爆发幅度，和大的超级驼峰周期过剩，相比，WZ Sge星。OT J 055717 +683226可能属于这一类。
2009-12-22 astro-ph.SR
A Triple Star Origin For T Pyx and Other Short-Period Recurrent Novae
周期性新星是一种恒星系统，其中一颗巨大的白矮星以如此高的速度吸积物质，以至于每1 - 100年经历一次热核逃逸。它们是唯一一种白矮星可以在质量上增长的新星，使得其中一些系统成为Ia型超新星祖先的候选者。几乎所有已知的周期新星都是长周期（P_orb > 12小时）双星系统，其中所需的质量供应率可以由演化的（亚）巨施主星提供。然而，至少有两颗复发新星是短周期（P_orb < 3小时）双星，其中质量转移通常由引力辐射驱动，其速率比所需的小3-4个数量级。在这里，我们表明，这个类的原型- T Pyxeurs-有一个遥远的自行同伴，因此可能是从一个分层的三星系统演变而来。三重演化可以自然地产生奇异的紧凑的二进制作为三体动力学的结果，无论是通过Kozai-Lidov偏心周期的动态稳定系统或通过质量损失引起的动力学不稳定性。通过数值进化的三重祖物理合理的参数向前的时间，我们明确地表明，内部的二进制可以变得如此偏心，质量转移被触发在近星点，驱动次级的热平衡。我们认为，短周期的经常性新星可能通过这种极端的状态，解释他们偏离标准的二进制演化轨道。
2022-04-29 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Characterization of Dwarf Novae Using SDSS Colors
我们已经开发了一种方法来估计矮新星的轨道周期，从斯隆数字巡天（SDSS）的颜色在静止使用人工神经网络。对于典型的对象以下的周期差距与足够的光度精度，我们能够估计的轨道周期的精度为1西格玛误差为22%。对于轨道周期较长的系统，估计误差更大。我们还开发了一种基于神经网络的分类方法。这种方法已被证明是有效的分类对象分为三类（WZ Sge型，SU UMa型和SS Cyg/Z Cam型），并适用于非常微弱的对象的限制g=21。利用这种方法，我们已经调查了现代瞬态调查（卡塔利娜实时调查）的矮新星的轨道周期的分布。使用由Uemura等人开发的贝叶斯分析（2010，arXiv：1003.0945），我们发现当前样本倾向于给出朝向最短周期的更平坦的分布和周期最小值的更短估计，这可能是由神经网络分析中的不确定性和测光误差引起的。我们还提供了估计的轨道周期，估计分类和补充资料，已知的矮新星与静态SDSS测光。
2012-05-14 astro-ph.SR
A unified model for the spectrophotometric development of classical and recurrent novae: the role of asphericity of the ejecta
越来越多的证据表明，新星喷出物的几何形状，而不仅仅是填充因子，在解释其光谱和光度发展方面很重要。光谱和光变曲线的集合提供了一般的排版。这封信提出了如何将这些统一起来的建议。在最大震级-下降率（MMRD）关系中观察到的扩散被认为是由喷出物的张开角和倾角的范围造成的，而不仅仅是它们的质量和速度。光谱分类可以用类似的方法解释，并与光变曲线的行为联系起来。在一些尘埃形成的新星中观察到的次极大值是非球面性的自然结果。既不需要二次喷射也不需要风来解释这种现象。经典新星的分光光度发展可以理解在一个单一的唯象模型与双极，虽然不是喷气式，质量喷出物。高分辨率分光偏振法将是一种必不可少的分析工具。
2013-09-27 astro-ph.CO astro-ph.SR
The hunt for old novae
我们告知我们正在进行的项目的进展情况，以确定和分类旧的经典新星，使用深UBVR测光和随后的光谱学进行适当的候选人确认，以及时间分辨观测，以找到轨道周期和其他物理特性的确定的老新星。这样，我们已经将确认的南部和赤道后新星的数量从33个增加到50个，并确定了8个物体的新轨道周期。作为一个例子，我们总结的结果V728斯科（新星斯科1862年），我们发现这是一个食系统与3.32小时的轨道周期，显示高和低的国家类似的矮新星爆发。对低态食的分析表明，在白矮星周围存在一个小的热的内盘。
2013-03-07 astro-ph.SR
Symbiotic Novae
共生新星是共生双星系统中的热核新星-与演化的红巨星供体相互作用的双星，轨道周期最长。本文旨在介绍这些天体的物理特征，并讨论它们在整个共生星家族中的地位。
2011-03-31 astro-ph.SR
Comprehensive Photometric Histories of All Known Galactic Recurrent Novae
我收集了几乎所有已知的银河系复发新星（RNe）和他们的37个已知的爆发测光。这包括我对几乎所有档案印版的现代测量（提供了37次已知喷发中一半的唯一数据），我自己从1987年到现在的10，000个CCD星等（提供了7个RNe的几乎所有静止星等），业余天文学家记录了超过140，000个视星等估计值（他发现了一半已知的火山爆发），以及所有文献中的小规模分散。由此，我生产各种统一的产品;（1）BVRIJHK比较星等和BV比较星序，以涵盖整个喷发范围，（2）所有喷发的完整光变曲线，（3）最佳拟合B和V光变曲线模板，（4）除一个RN外的所有RN的轨道周期，（5）对所有错过的喷发的详尽搜索，（6）自1890年以来测量的发现效率，（7）真实重现时间尺度，（8）预测的下一次喷发日期，（9）分钟、小时、天、月、年、十年和世纪时间尺度的变化，（10）到所有RNe的均匀距离和距离，（11）峰值BV颜色和最小值UBVRIJHK颜色，所有消光校正，以及（12）UBVRIJHK上的光谱能量分布。这项工作的亮点包括发现一个新的RN，六个以前未发现的爆发，以及发现一半RNe的轨道周期。这项工作的目标是提供统一的人口统计数据，以回答诸如“我们银河系中RNe的死亡率是多少？”“和”白矮星在每个喷发周期中质量是增加还是减少？'.这项工作的一个重要用途是研究RNe是否可以成为Ia型超新星的祖先。
2009-12-22 astro-ph.SR
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Dwarf Novae in the OGLE Data. I. Three New Dwarf Novae: One in the Period Gap and Two Longer Period Objects
我们报告了偶然发现的三个新的矮新星，在2010年的爆发观察到正在进行的微透镜调查OGLE-IV。这三个天体都位于银河系凸出区域，观测频率最高为20分钟。在OGLE-III和OGLE-IV的数据中，我们发现其中一颗恒星总共有23次爆发。这个天体最令人感兴趣的是它的超峰周期为2.61小时，将其置于轨道周期间隙中。在超爆发过程中，超峰的周期发生了变化，时间尺度很短。对于我们观测到爆发的另外两个物体，在静止期测得的轨道周期为5.4小时和9.5小时。
2011-07-12 astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the recurrent nova T Pyxidis during its 2011 outburst. II.The optically thin phase and the structure of the ejecta in recurrent novae
我们继续我们的物理性质的经常性新星T Pyx的研究，集中在2011年爆发期间的星云膨胀阶段的喷出物的结构。这颗新星是与北欧光学望远镜（NOT）同时观测到的，具有高分辨率光谱分辨率（R ~ 65000）2011年10月11日和2012年4月8日（没有绝对通量校准），并与哈勃太空望远镜上的太空望远镜成像光谱仪（STIS），2011年10月10日和2012年3月28日高分辨率（R ~ 30000）（绝对通量）。我们使用标准的等离子体诊断（例如，[O III]和[N II]线比和H $β$线通量）来约束电子密度和温度。使用Monte Carlo模拟的喷出物，我们推导出的结构和填充因子从比较的光学和紫外线的轮廓。喷出物可以使用轴对称的圆锥形-双极-几何形状建模，其轴线与视线的倾角较低，i=15+/-5度，与高角分辨率光学光谱干涉测量的已发表结果兼容。其结构类似于其他短轨道周期的复发新星在其星云阶段所观察到的结构。我们表明，电子密度的尺度为$t^{-3}$预期从弹道喷射的恒定质量壳，没有必要调用一个持续的质量外流后爆发。对于填充因子f ~ 3%，M_ej ~ 2 E-6$M_sun的喷出物，导出的质量与其它周期性新星喷出物的质量相似，但与以前报道的扩展光学厚度的爆发时期不一致。我们认为，该系统经历了一个共同的信封相爆炸后，产生的重组事件。经常性新星的动力学的影响进行了讨论。（截短）
2012-11-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Life after eruption - III. Orbital periods of the old novae V365 Car, AR Cir, V972 Oph, HS Pup, V909 Sgr, V373 Sct and CN Vel
我们提出了时间序列的光度和光谱数据的七个老新星。它们被用来推导V365 Car（5.35小时）、AR Cir（5.14小时）、V972 Oph（6.75小时）、HS Pup（6.41小时）、V373 Sct（3.69小时）、V909 Sgr（3.43小时）和CN Vel（5.29小时）的轨道周期。它们的加入使新星的轨道周期数增加了约10%。V909 Sgr的食性质得到了证实，在另外三个例子（V365 Car，Ar Cir和V373 Sct）中，我们检测到了显著的光度轨道变化，其振幅在R中>=0.2等。由此产生的周期分布进行了简要讨论。此外，我们提供了新的测量先前模糊的坐标为AR Cir和CN Vel和一个新的可能W UMA变量在该领域的V909 Sgr的识别。V972 Oph的光谱呈现出一个向红的H α发射特征，我们暂时将其与CII 6578/6583双重峰识别。它表明，这条线起源于二进制，而不是在一个壳，据我们所知，这是第一次，它已被检测到在这样的质量在一个激变变量（CV）。我们认为，这条线在CV中可能更常见，但它可以很容易地被这些系统典型的宽Halpha发射所掩盖。仔细检查其他新星的线条轮廓确实可以发现V365 Car，CN Vel和AR Cir中的扩展红色机翼。在后一个系统中，另外还检测到了一个吸收对应物，因此在这种情况下，双极流出似乎是一个更可能的情况，而不是CII发射。
2013-10-01 astro-ph.SR
A pre-outburst signal in the long term optical lightcurve of the recurrent nova RS Ophiuchi
循环新星是一种双星，其中一颗白矮星从一颗演化程度较低的伴星（红巨星或主序星）吸积物质。它们在不到一天的时间里就有大约5-6等V的引人注目的光学亮度，一个世纪就有好几次。这些变化以可变和不可预测的间隔发生，随后是几周的光学衰退，以及从X射线到无线电的活动。周期性新星和相关恒星类型的不可预测性可能会阻碍对其爆发的系统研究。在这里，我们分析了长期的光变曲线RS蛇夫座，一个经常性的新星与六个确认爆发，最近在2006年2月。我们证实了先前怀疑的1945年爆发，主要是在一个季节性的差距模糊。我们还发现，通过小波分析，可以用来预测的初期爆发几百天前手的信号。这在以前是不可能的。此外，这可能表明，首选的爆发热核失控机制将不得不修改，因为在这种情况下，预计没有爆发前的信号。如果我们的结果确实指出了我们对爆发是如何驱动的理解的差距，我们将需要仔细研究这些物体，以确定白矮星的质量是否在增长，这是这些系统成为Ia型超新星的一个重要因素。确定经常性新星是一个重要的源人口的可能性将对恒星和星系的演化产生影响。
2011-02-18 astro-ph.SR
7Be detection in the 2021 outburst of RS Oph
周期性新星RS Oph在2021年8月8日经历了一次新的爆发，达到了V = 4.8 mag. Observations的高分辨率UVES光谱仪在帕拉纳尔的ESO-VLT的Kueyen-UT 2望远镜上进行的2021年爆发的观测，使其能够检测到热核失控反应中可能存在的7 Be。7 Be的产额可以估算为N（Be）/N（H）= 5.7 x 10^（-6），这接近于迄今为止在经典新星中测量到的最低产额。7 Be的寿命很短，只能衰变为7 Li。通过在星云阶段拍摄的光谱，我们估计出喷射出的质量约为1.1 x 10^（-5）Msun，从而提供了在2021年事件中产生的约4.4 x 10^（-10）Msun的7 Li。与经典新星相比，复发性的RS Oph型新星在每次事件中合成的7 Li量可能略低，但发生的频率要高出10^3倍。周期性新星的比例在10-30%之间，它们可能有助于我们今天观察到的7 Li的形成。在RS Oph中发现7 Be进一步支持了最近的建议，即新星是银河系中7 Li最有效的来源。
2022-09-27 astro-ph.SR
Hydrodynamic Studies of the Evolution of Recurrent, Symbiotic, and Dwarf Novae: The White Dwarf Components are Growing in Mass
共生双星是包含白矮星和红巨星的系统。共生新星是那些在WD成分上发生热核爆发的系统。这些都是区别于事件驱动的吸积盘不稳定性类似的矮新星爆发的灾难性的变量爆发。另一类共生系统是WD非常明亮的系统，看起来很可能是静止的核燃烧正在增生的WD上进行。一个基本问题是WD的长期演变。在这些吸积系统中的重复爆发或静止燃烧是否会导致WD增加或减少质量？如果它的质量不断增加，它最终会达到克拉塞卡极限并成为超新星（如果它能隐藏系统中的氢和氦，那么它就是超新星Ia）吗？为了更好地理解这些系统，我们已经开始了一个新的研究热核失控（TNR）的演化在吸积信封的WD使用各种初始WD的质量，光度和质量吸积率。我们使用我们的1-D水力代码NOVA，其中包括Arnett、Meakin和Young的新对流算法、Hix和Thielemann核反应求解器、Iliadis反应速率库、Timmes状态方程和OPAL不透明度。我们假设太阳的组成（Lodders丰度分布），不允许任何混合的吸积材料与核心材料。这个假设对我们的结果有很大的影响。我们在这里报告：（1）WD在所有模拟中的质量都在增长，因此不会发生典型的“稳定燃烧”;（2）在某些（但不是所有）模拟中，只有一小部分吸积物质被喷射出来。我们还发现，吸积系统，热核失控之前，是太冷，在X射线搜索超新星Ia的祖先。
2012-11-26 astro-ph.SR
Concerning the Verity of the MMRD Relation for Novae
本文质疑新星MMRD关系的真实性，通过分析M31再发新星的光变曲线参数，提出该关系可能源于观测选择效应与标准模型预期的结合。
2023-09-01 astro-ph.SR
The Change of the Orbital Periods Across Eruptions and the Ejected Mass For Recurrent Novae CI Aquilae and U Scorpii
我报告的累积结果，从24年前开始的一个计划，旨在测量的轨道周期变化的复发新星（RNe）整个喷发。目标是利用轨道周期的变化来测量每次爆发时喷出的质量，这是试图测量RNe白矮星在整个爆发周期中是否增加或减少质量的关键部分，因此它们是否可以成为Ia型超新星的祖先。这个程序现在已经完成了两个日食RNe; CI Aquilae（CI Aql）在2000年爆发和U Scorpii（U Sco）在1999年爆发。对于CI Aql，我提出了1991-2009年的78次日食时间（包括2000年爆发尾部的4次）以及1926年和1935年的两次日食。对于U Sco，我提出了67次日食时间，包括1989-2009年平静期间的46次，加上1945年，1999年和2010年爆发的尾部的21次日食时间。在爆发的尾巴期间的日食时间相对于静止期的日食的星历表有系统地和实质性地偏移，这是由爆发期间光中心的偏移引起的。这些日食时间被绘制在O-C图上，并拟合到喷发之间的稳定周期变化（Pdot）（例如，由保守的质量转移引起）加上喷发时的突然周期变化（DeltaP）的模型。对于CI Aql，最佳拟合为Δ P =-3.7 ^{+9.2}_{-7.3} X 10^{-7}。对于U Sco，最佳拟合为DeltaP=（+43+-69）X 10^{-7}天。这些周期变化可以直接给出每次喷发期间喷出的质量（M_ejecta）的动力学测量…
2011-08-04 astro-ph.SR
On the progenitors of Local Group Novae - I. The M31 Catalog
本文报道了对静止期M31新星的观测结果。这是第一个即将出版的静止河外星系目录，包含了2006年至2012年38颗经光谱确认的新星的数据。我们使用利物浦望远镜（LT）在爆发期间每个新星的图像来定义每个系统的准确位置。然后将这些位置与哈勃太空望远镜（HST）的存档图像进行匹配，并对任何与喷发位置一致的物体进行测光。这次巡天的目的是探测红巨星秒级的静止系统，因为只有这些系统以及少数明亮的次巨星秒级系统才能在HST图像中分辨出来。在我们的银河系中，只有少数几个被证实的红巨星新星，其中大多数是周期性新星。然而，我们发现相对较高比例的M31新星爆发可能发生在包含红巨星次级星系的系统中。在这个目录中的38个系统中，有11个系统的祖先候选者是巧合对齐的概率小于5%。我们表明，在3西格玛的限制，只有两个这11个系统可能是由于机会对齐，导致估计的M31新星人口与进化的秒数高达24%，相比之下，看到银河系的~3%。这样一个比例升高的新星系统与发展的secondaries可能意味着存在一个更大的人口比以前认为的经常性新星。这将产生相当大的影响，特别是考虑到它们作为Ia型超新星祖先的潜力。
2014-05-19 astro-ph.SR
High speed photometry of faint Cataclysmic Variables - VII. Targets selected from the Sloan Digital Sky Survey and the Catalina Real-time Transient Survey
我们提出了20个微弱的激变变量的高速测光观测，从斯隆数字巡天和卡特琳娜目录。给出了15个新的直接测量的轨道周期，其中包括4个食矮新星（SDSS 0904 +03，CSS 0826 -00，CSS 1404 -10和CSS 1626 -12），2个新的极星（CSS 0810 +00和CSS 1503 -22）和2个静止时具有超峰的矮新星（CSS 0322 +02和CSS 0826 -00）。虽然大多数矮新星的周期都小于2小时，但SDSS 0805 +07和SSS 0617 -36的轨道周期相对较长，分别为5.489和3.440小时。在SSS 0221 -26、CSS 0345 -01、CSS 1300 +11和CSS 1443 -17中观测到的双峰轨道调制是低质量转移速率矮新星的典型特征。证实了SDSS 0919 +08的白矮星主星存在非径向振荡，而短周期矮新星CSS 1028 -08在爆发过程中存在准周期振荡。我们进一步报告了一个新的新星样变量（SDSS 1519 +06）的检测。卡塔利娜巡天中CV轨道周期的频率分布在约80分钟轨道周期附近有一个高峰值，独立证实了Gaensicke等人（2009年）从SDSS来源发现的结果。我们还观察到一个显着的相关性之间的中位数在轨道周期分布和爆发类，在这个意义上，矮新星与一个单一的观察到的爆发（超过5年的基线CRTS覆盖范围）主要发生在最短的轨…
2012-01-03 astro-ph.SR
Circumstellar Shell Formation in Symbiotic Recurrent Novae
我们提出的模型球对称经常性新星壳相互作用的拱星物质的共生系统组成的红巨星驱逐风，和一个白矮星吸积从这种材料。周期性爆发的新星会周期性地以高速（$\gtrsim 10^3$ km/s）将物质喷射到红巨星风剖面中，当星周物质被卷起时，会产生减速冲击波。高的星周物质密度导致冲击风和喷出物的冷却时间非常短，只有几天到几周。因此，壳层的后期演化由动量守恒而不是能量守恒决定。我们计算和显示的演变轨迹壳减速，以及冲击后的结构。在扫过所有红巨星风后，壳以$\sim 100$ km/s的速度滑行，这取决于系统参数。这些速度类似于共生新星RS Oph的蓝移星周物质，以及一些显示星周物质证据的Ia型超新星，如2006 X，2007 le和PTF 11 kx。在这样的系统中发生的超新星可能不会显示出星周物质的相互作用，直到内部的新星壳被超新星喷出物击中，爆炸后几天到几个月。
2012-10-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-Ray Flashes in Recurrent Novae: M31N 2008-12a and the Implications of the Swift Non-detection
新星爆发的模型表明，X射线闪光应该发生在氢点燃之后。然而，这种X射线闪光从未被观测证实。本文给出了两颗质量分别为1.380和1.385 M_sun的特大质量白矮星的X射线闪光的四条理论光变曲线，重现周期分别为0.5年和1年。X射线闪光的持续时间对于更大质量的WD和更长的复发期是更短的。其中1.385M_sun的WD持续时间最短，为14小时（0.6天），复发期为1年。一般来说，新星爆发在很短的重现期内相对较弱，这导致向光学峰值的演化相当缓慢。这种缓慢的时间尺度和非常短的复发期新星的可预测性，使我们有机会观察复发新星的X射线闪光。在这种情况下，我们报告的第一次尝试，使用雨燕天文台，以检测一个X射线闪光的经常性新星M31 N 2008- 12 a（0.5或1年的复发周期），这导致在光学检测之前的8天期间的X射线发射的非检测。我们讨论了这些意见对新星爆发理论的影响。X射线闪光是新星研究的最后前沿之一，它的探测对于理解前光学最大相位至关重要。我们鼓励进一步的观察。
2016-07-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multiwavelength spectroscopic study of shock driven phenomena in explosive outbursts in symbiotic-like recurrent novae with emphasis on RS Ophiuchi
本研究利用多波长存档光谱数据，结合已有工具与新编写流程，分析类共生再发新星（重点为蛇夫座RS）的爆发与宁静期演化，发现同一天体不同爆发及同类不同系统的激波相关演化存在普遍相似性。
2023-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Investigation of the Progenitors of Nova Explosions
复发新星（RNe）是Ia型超新星（SNe）的主要起源系统之一，在宇宙学中被用作距离指示器。因此，研究它们的中心双星系统的性质，以确定中心系统参数与爆发类型之间的关系，并最终确定可能产生Ia型超新星祖先的新星种群是很重要的。初步调查的细节，寻找可能区分经常性和经典新星（CNE）系统，初始目标的选择进行详细的研究，并初步结果。我们确定了10个可疑的RNe银河系CNe的调查与利物浦望远镜人口和我们最初的光度观测他们的静态系统表明，2可能属于RS Oph型和2的U Sco型RNe。光谱学的后续工作正在进行中。
2012-02-21 astro-ph.SR
Non-Radial Pulsations in Post-Outburst Novae
在光学峰之后，经典或复发的新星会进入短暂的（几天到几年）准稳定热核燃烧时期，其紧凑配置接近于白矮星（WD）半径。在这段时间里，下面的WD变成了一个强的超软X射线发射体。在这一阶段的观测揭示了X射线发射的振荡，周期大约为几十秒。对这些振荡的来源提出的解释是由氢燃烧层底部的核反应激发的内部重力波。在这项工作中，我们提出了第一个模型表现出不稳定的表面$g$模式与周期类似的振荡周期发现在银河新星。然而，当比较我们的模型的模式周期观察到的几个新星的振荡，我们发现，被激发的模式的周期短于观察到的。
2018-02-05 astro-ph.SR
Association between Recurrent Novae and Nova Super-Remnants
本文为新星超遗迹（NSR）研究子领域的短篇综述，围绕再发新星与NSR的关联，介绍了NSR的形成机制、原型案例，以及相关建模工作、新发现的银河系NSR和首个专项巡天进展，为后续搜寻提供了方向。
2025-03-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Galactic Nova Progenitor Population
在350个或更多已知的银河系经典新星中，只有少数几个，即复发新星，被观察到爆发不止一次。至少有八个这样的回归星是已知的，而不是典型的经典新星中的主序星。在这里，我们提出了一个选择的工作和理由，导致了一个新的新星分类方案的建议，而不是基于爆发的属性，但对性质的静止系统。还概述了一个样本的静止的银河新星的光度测量的结果，显示次级的演化状态可以很容易地确定，并导致一些预测。我们讨论了这些结果的影响，包括它们的相关性，河外的工作和建议的链接到Ia型超新星。我们还提出了一个总结的工作，使用SMEI仪器产生精致的新星光变曲线和确认的前最大停止。
2013-03-11 astro-ph.SR
The Shape of Long Outbursts in U Gem Type Dwarf Novae from AAVSO Data
我们搜索美国变星观测者协会（AAVSO）的两个最好的研究矮新星的档案，试图找到长时间爆发的光变曲线，是非常好的特点。系统是U Gem和SS Cyg。我们的目标是寻找嵌入的前体，如最近在高保真开普勒数据中发现的超爆发的SU UMa类矮新星的一些成员。对于绝大多数AAVSO数据，低数据节奏和与个体测量相关的大误差相结合，使人们无法对长爆发的形状做出任何强有力的陈述。然而，对于少数爆发，广泛的长期监测与数字测光产生高保真度的光变曲线。我们报告发现嵌入的前体在两个三个候选人长爆发。这是第一次在周期间隔以上的矮新星中发现这种嵌入的前兆，并加强了范帕拉迪斯的发现，即周期间隔以上的矮新星中的长爆发和周期间隔以下的系统中的超级爆发构成了一个统一的类别。热潮汐不稳定性占超爆发的SU UMa星预测嵌入的前体只有短轨道周期的矮新星，因此，嵌入的前体存在于长轨道周期的系统- U宝石和SS天鹅座-认为一个更一般的机制来解释长的爆发。
2012-08-27 astro-ph.SR
Orbital variations and outbursts of the unusual variable star V1129 Centauri
变星V1129 Cen在GCVS中被归类为$β$天琴座型。对于这样的恒星来说不寻常的是，它大约每年爆发一次，持续$\sim$ 40天。由于这个原因，与矮新星的关系被怀疑。在这里，第一次详细分析了系统的光变曲线。根据在Observatório do Pico dos Dias获得的高时间分辨率观测和长期ASAS光变曲线，研究了该系统的轨道变化。它们主要由一颗可能稍微演化的F2星的椭球变化和日偏食所控制，这颗星是一颗轨道周期为$21^{\rm h}$ $26^{\rm m}$的双星。与矮新星特征的比较表明，V1129 Cen的观测性质可以解释，如果它只是另一颗矮新星，虽然有一个异常明亮和早期类型的质量供体，它的亮度超过了吸积盘和质量增益的程度，许多正常的光度和光谱特征的激变变量仍然没有检测到。
2017-06-26 astro-ph.SR
Optical observations of "hot" novae returning to quiescence
我们已经监测到以前观察到的爆发超软X射线源的新星恢复到静止状态，中间极性（IP）V4743 Sgr和候选IP V2491 Cyg的光学测光，以及这两个和其他七个系统的光学光谱。我们的样本包括经典和复发新星，短周期（几个小时），中间周期（1-2天）和长周期（共生）双星。V4743 Sgr和V2491 Cyg的光变曲线呈现明显的周期性调制。对于V4743 Sgr，调制随着旋转和轨道周期的拍频而发生。如果天鹅座V2491的周期也是这两个周期的节拍，那么轨道周期应该是17小时。周期性新星T Pyx在爆发后不到3年就已经显示出星云壳的碎裂。虽然这颗新星在爆发后的时期仍然有很强的[OIII]，但这些线条在所有其他的3到7年后已经消失了。我们没有发现任何差异的高电离/激发线的等效宽度的比率，在短和长的轨道周期的新星的Hbeta线，表明辐照不会触发高质量传递速率从秒与小轨道分离。RS Oph和V3890 Sgr的光谱与许多共生持续超软源的光谱之间的一个重要区别是没有禁止的日冕线。随着X射线的关闭，我们将其解释为共生体中的质量转移是间歇性的。
2018-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Statistical properties of dwarf novae-type cataclysmic variables: The Outburst Catalogue
爆发目录包含了722个矮新星型（DN）激变变星（CV）和309个来自卡塔利娜实时瞬态巡天的其他类型的CV的各种各样的观测特性。特别是，它包括明显的爆发和静态V-波段的幅度，占空比，对重现时间的限制，上下限的距离和绝对静态幅度，颜色信息，轨道参数，和X射线对应。这些属性是通过本文提出的分类脚本来确定的。星表中的DN显示了爆发占空比与轨道周期（和爆发重现时间）之间的相关性，以及静止绝对星等与轨道周期（和占空比）之间的相关性。这是迄今为止收集到的最大的矮新星样本。除了作为个别系统的有用参考和选择目标研究对象的手段外，它将证明对旨在揭示灾难变量的形成和演变的统计研究很有价值。
2015-12-11 astro-ph.SR
Observations of Classical and Recurrent Novae with X-ray Gratings
X射线光栅光谱为研究新星物理打开了一扇新的窗口。在过去的13年里，用钱德拉和XMM-牛顿光栅获得了12颗新星爆发后的高信噪比光谱。它们提供了探测氢燃烧的白矮星在熄灭前的温度、有效重力和化学成分的唯一方法。这些光谱也允许对喷出物进行分析，喷出物可以被热白矮星光致电离，但更经常地似乎经历碰撞电离。光栅所需的长时间观测揭示了X射线通量和光谱的半规则和不规则变化。在喷出物对中心超软X射线源变得透明后的最初几周内，大的短期变化尤其明显。多亏了钱德拉和XMM-牛顿，我们发现了喷出物、离散壳层喷出和云团发射区的剧烈现象。正如预期的那样，我们还揭示了白矮星的特征。在我们的样本目标中，白矮星的峰值有效温度在~ 400，000 K和超过100万K之间变化，大多数情况下接近上限，尽管对于两颗新星，仅获得了200，000 K左右的上限。不同X射线卫星和仪器（包括Swift和ROSAT）的综合结果表明，超软X射线相越短，白矮星的峰值有效温度越低，与理论预测一致。峰值温度也与t（2）光学上2 mag衰减的时间成反比。我强烈主张使用白矮星大气模型来获得氢燃烧过程和周围喷出物的连贯物理图像。
2012-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
SW Sex stars, old novae, and the evolution of cataclysmic variables
轨道周期正好在周期间隙上方的激变变星的数量主要是由具有极高质量转移率的系统所控制，即所谓的SW六分仪星。另一方面，在这个时期范围内的一些老新星，预计将显示高质量转移率，而不是显示光度和/或光谱相似的低质量转移系统，如矮新星。我们讨论他们的候选人所谓的冬眠系统，CV，改变了他们的传质行为，由于以前经历过的新星爆发。本文件旨在为进一步的研究和讨论提供投入，因为这些结果仍然非常初步。
2014-08-22 astro-ph.SR
Discovery of 13 New Orbital Periods for Classical Novae
我报告新的轨道周期（P）的13个经典的新星，从TESS，AAVSO和其他公共档案的光变曲线的基础上。这些新的新星周期现在占所有已知新星周期的近七分之一。我的系统中有五个系统的P>1天，这使得必须演化出伴星的系统数量增加了一倍。(This仅仅是因为地面时间序列既没有发现这些小振幅长周期所需的覆盖范围，也没有稳定性。V1016 Sgr在周期间隔以下有一个罕见的P，突然间对目前关于新星演化的争论变得有用。其中5颗新星（FM Cir、V399 Del、V407 Lup、YZ Ret和V549 Vel）在过渡阶段后的爆发尾部具有轨道调制。在转变后不久，YZ Ret显示出一组独特的非周期性衰减振荡，加上YZ Ret显示出两个非常显著的瞬态周期，比轨道周期长1.1%和4.5%，非常像超级驼峰现象。我还报告了V407 Lup的光学周期为591.27465秒，这是相干的，必须与白矮星的自旋周期联系在一起。新的轨道周期为0.1883907 +- 0.0000048（V1405 Cas），3.4898 +- 0.0072（FM Cir），0.162941 +- 0.000060（V339 Del），3.513 +- 0.020（V407 Lup），1.32379 +- 0.00048（V2109 Oph），V392 Per为3.21997 +- 0.00039，V598 Pup为0.1628714 +-…
2021-06-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
