The nearby AGB star L2 Puppis: the birth of a planetary nebula ?
自适应光学在红外（VLT/NACO，Kervella et al. 2014）和可见光（VLT/SPHERE，Kervella et al. 2015）领域的观测显示，附近的AGB恒星L2 Pup（d=64 pc）被一个尘埃盘所包围，几乎是从侧面看到的。我们还检测到一个二级源在分离的32质量，其性质是不确定的。L2 Pup目前是一颗相对“年轻”的AGB恒星，因此我们可能会见证行星状星云的形成。打破质量损失的球形对称性的机制目前还不确定，但我们认为尘埃盘和伴星是形成双极结构的关键因素。L2 Pup是检验这一假设的一个重要系统。
2015-12-10 astro-ph.SR
The evolutionary state of the red giant star L$_2$ Puppis
通过光谱分析锝元素及光度、脉动比较，发现L$_2$ Pup贫锝且亮度低于RGB顶端，判定其更可能处于红巨星分支而非渐近巨星分支阶段。
2024-11-20 astro-ph.SR
HO Puppis: Not a Be Star but a Newly Confirmed IW And-Type Star
船尾座HO（HO Pup）根据其γ-仙后座型光变曲线被认为是Be星的候选者，但缺乏光谱确认。利用Gaia数据Release 2测量的距离和光谱能量分布（SED）对宽带测光的拟合，排除了HO Pup的Be星性质。此外，基于从各种时域调查和专门的密集监测观测中收集的28，700个光度数据点，HO Pup的光变曲线非常类似于IW And型恒星（如Kimura et al. 2020 a所指出的），表现出准静止相，增亮和倾斜等特征。HO Pup的光变曲线显示了不同的变化时间尺度，包括23 - 61天的增亮周期，准静止阶段的变化周期在3.9天到50分钟之间，倾斜事件的变化周期为半规则的14天。我们还收集了时间序列光谱（具有不同的光谱分辨率），其中检测到巴耳末发射线和其他预期的IW And型恒星的谱线（即使其中一些谱线也预期存在于Be星）。我们在增亮相附近探测到Bowen荧光，这可以用来区分IW型和Be型星。最后，尽管只观测了四个晚上，但探测到了偏振变化，表明HO Pup具有显著的内在偏振。
2021-02-19 astro-ph.SR
Radio light curves and imaging of the helium nova V445 Puppis reveal seven years of synchrotron emission
船尾座V445是迄今为止观测到的唯一一颗氦新星;它在2000年末的爆发显示出高达8500 km/s的高速和被赤道尘埃盘束缚的显著的双极形态。在这里，我们提出了V445小狗的多频无线电观测获得的甚大阵列（VLA）跨越1.5至43.3 GHz，和2001年1月和2008年3月（天89至2700喷发后）。射电光变曲线在这七年中主要由同步辐射控制，并显示出四个不同的射电耀斑。在VLA A配置中获得的解析射电图像显示，同步辐射拥抱赤道盘，与新星的近红外图像的比较清楚地表明，V445 Pup中同步辐射的位置是致密的喷出物，而不是最快的喷出物。这些数据与一个模型相一致，该模型中同步辐射是由白矮星的风撞击致密的赤道盘产生的，导致冲击和粒子加速。个别同步加速器耀斑可能与赤道盘的密度增强和/或来自白矮星的风的速度变化有关。这一总体情况类似于富氢经典新星产生冲击波的常见情况，但V445 Pup的显著之处在于这些冲击波持续了近十年，远远长于经典新星中通常观察到的几周或几个月的冲击波。
2020-11-25 astro-ph.SR
Time-series photometry of the O4 I(n)fp star zeta Puppis
我们报告的O 4 I（n）fp星zeta Pup的时间序列分析，根据光学光度测定与科里奥利卫星上的SMEI仪器，2003- 2006年。发现了一个单一的天体物理信号，P =（1.780938 \pm 0.000093）d，平均半振幅为（6.9 \pm 0.3）mmag。没有证据表明持续的相干信号的半振幅超过约。2~mmag的任何时间尺度上以前在文献中报道。特别是，没有证据表明拟议的轮换期，约签名。5.1~天;因此zeta Pup可能不是斜磁转子。1.8天信号的振幅变化系数为ca。2的时间尺度为10- 100天（可能更多的时间尺度上），并表现出适度的偏移相，但没有证据表明，在我们的观察跨度超过1000天的周期系统的变化。旋转调制和星风的变化似乎是不太可能的候选人的基本机制，我们认为，信号的物理起源可能是脉动与低l振荡对流模式。
2014-09-18 astro-ph.SR
The orbital period analyses for two cataclysmic variables: UZ Fornacis and V348 Puppis inside Period Gap
获得了极区UZ天炉座白矮星的4个最新CCD食时和类SW性新星V348船尾座的6个更新CCD中食时。对周期间隙内的两个CV进行了详细的O-C分析。在新的O-C图中发现，天炉座UZ和船尾座V348的轨道周期分别以$2.63(\pm0.58)\times10^{-11} s\;s^{-1}$和$5.8(\pm1.9)\times10^{-12} s\;s^{-1}$的速率增加。然而，从二级到大质量白矮星的保守质量转移不能解释观测到的两个CV的轨道周期增加，这被认为是较长周期调制的一部分。此外，天炉座UZ的O-C图显示了一个可能的周期性变化，周期为$\sim23.4(\pm5.1)yr$。为解释所观察到的天炉座UZ周期性变化，晚型次级磁场活动周期机制和光走时效应被认为是两个可能的原因。不仅调制周期23.4 yr符合\cite{lan99}的经验关系，而且估计的部分周期变化$ΔP/P\sim7.3\times10^{-7}$也表现出类似于周期间隙以下的CV的行为。另一方面，光走时效应的计算表明，当第三天体的轨道倾角大于$16^{\circ}$时，UZ天炉座的第三天体可能是一颗高置信度的褐矮星。
2010-07-23 astro-ph.SR
The first spectropolarimetric monitoring of the peculiar O4Ief supergiant zeta Puppis
大质量O型恒星中磁场的起源仍在争论中。为了模拟O型星产生磁场的物理过程，重要的是要了解是否存在的磁场和恒星的演化状态，旋转速度，运动学状态和表面成分之间的相关性可以确定。O4Ief超巨星zeta Pup是一颗快速旋转恒星和逃逸恒星，可能是过去双星相互作用的产物，可能在大约200万年前与Trumper 10相遇。目前可用的观测材料表明，在这颗恒星中观察到的某些现象可能与磁场的存在有关。我们收购zeta小狗与FORS 2安装在8米Antu望远镜的VLT调查，如果一个磁场确实存在于这颗星的分光偏振观测。我们发现，许多谱线是高度可变的，可能与最近检测到的周期1.78天。在zeta Pup中未检测到磁场，因为没有磁场测量值的显著性水平高于2.4 sigma。尽管如此，我们还是研究了单个正弦曲线解释纵向磁场测量值变化的概率。
2016-04-04 astro-ph.SR
A Search for OB Associations Near Southern Long-Period Cepheids. V. AQ Puppis and V620 Puppis
根据对14颗恒星的光电测量和对596颗恒星的视场照相底片的校准虹膜光度测量，对造父变星AQ船尾座周围区域的610颗恒星进行了光度UBV巡天。对程序星的红化和距离的分析表明，这个方向的主要尘埃复合体距离约为1.8 kpc，产生的差异消光比为R = Av/E（B-V）= 3.10 +-0.20。对主群B型恒星沿视线的零年龄主序拟合得出的距离为3.21 ± 0.19 kpc（Vo-Mv = 12.53 ± 0.13 s.e.）。29.97 d的造父变星AQ Pup，视场红化E（B-V）= 0.47 +-0.07（E（B-V）（B0）= 0.51 +-0.07），似乎与位于它5 '以内的B型星以及一个稀疏的恒星群有关，编号为Turner 14，中心位于它的南面，位置为J2000.0 = 07：58：37，-29：25：00，平均红化E（B-V）= 0.81 +-0.01。AQ Pup作为星团成员的光度推断为=-5.40 +-0.25，演化年龄为3x10^7年。<Mv>它的观测周期增长率为300.1 ± 1.2 s/yr，比在第三次穿越不稳定带时观测到的类似周期的造父变星大一个数量级，这可能表明质量损失率很高，或者是假定的第五次穿越。另一个稀疏星团，命名为特纳13，围绕着新识别的2.59 d造父变星V620 Pup，空间红化E（B-V）= 0.64 +-0.02（E（B-V）（B0）= 0.…
2012-10-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spatially extended emission around the Cepheid RS Puppis in near-infrared hydrogen lines. Adaptive optics imaging with VLT/NACO
最近发现造父变星具有星周包层（CSE）。RS Pup是造父变星，呈现出已知的最突出的拱星包络，其起源尚不清楚。我们的目的是在一个角秒尺度（~2000 AU）估计RS Pup周围CSE的通量贡献，并研究其几何形状，特别是关于不对称性，以限制其物理性质。我们在两个中心波长为λ= 1.644和2.180 μm的窄带滤光片中获得了近红外图像（分别为NB 1.64和IB 2.18），这两个窄带滤光片分别包含氢的两条复合线：12-4和7-4（Brackett γ）跃迁。我们使用NACO的立方体模式的观察，以提高角分辨率的移位和添加技术，并定性研究的对称性的空间扩展发射的CSE与散斑噪声的统计研究。我们可能在2σ水平上探测到一个相对通量为38 $\pm$ 17%的扩展发射（与同一滤光片中的恒星相比），在NB 1.64滤光片中为24 $\pm$ 11%，在IB 2.18滤光片中为24。这种发射集中在RS Pup上，不存在任何可检测的不对称性。我们将探测到的辐射归因于恒星周围可能存在的氢包层。
2011-01-04 astro-ph.SR
The long-period Galactic Cepheid RS Puppis - III. A geometric distance from HST polarimetric imaging of its light echoes
作为银河系中最明亮的造父变星之一，41.5天的RS Puppis是用于测量河外距离的长周期造父变星的模拟。因此，到这颗恒星的精确距离将有助于锚定周期光度关系明亮端的零点。但是，在大约2kpc的距离上，RS Pup太远了，无法用现有的仪器测量精度为百分之几的直接三角视差。RS Pup的独特之处在于被反射星云包围，其亮度随着造父变星向外传播的光脉冲而变化。我们提出了新的偏振成像的星云获得HST/ACS。导出的地图的线性偏振度PL使我们能够重建的三维结构的灰尘分布。为了从PL值中检索散射角，我们考虑两种不同的偏振模型，一种基于银河系尘埃混合物，另一种假设瑞利散射。考虑到派生的尘埃分布在星云中，我们调整了一个模型的光度变化的相位滞后超过选定的星云功能检索的距离RS Pup。我们获得的距离为1910 +/- 80 pc（4.2%），对应于视差为0.524 +/- 0.022 mas。我们考虑的两个极化模型之间的协议是好的，但最终的不确定性是由系统学在所采用的模型参数。我们获得的距离与文献中现有的测量结果一致，但光回波提供的距离估计不受与其他估计（例如Baade-Wesselink技术）相同的系统不确定性的影响。因此，RS Pup为长周期造父变星距离尺度的系统不确定性的校准提供了重要的基准。
2014-08-07 astro-ph.SR
ALMA observations of the nearby AGB star L2 Puppis - I. Mass of the central star and detection of a candidate planet
60亿年后，当太阳在渐近巨星分支（AGB）上演化时，它将从红巨星蜕变成一个美丽的行星状星云。这一壮观的演化将影响太阳系行星，但演化模型预测的观测证实仍然难以捉摸，因为尚未发现围绕AGB恒星运行的行星。附近的AGB红巨星船尾座L2（d = 64 pc）被一个几乎是边对边的拱星尘埃盘所包围。我们报告新的观测与ALMA在非常高的角分辨率（18 × 15质量）在频带7（f ~ 350 GHz），使我们能够解决的速度分布的分子盘。我们确定了尘埃盘中央空腔内的气体速度分布是开普勒型的，这使我们能够推导出中心恒星L2 Pup A的质量，mA = 0.659 +/- 0.011 +/- 0.041 Msun（+/- 6.6%）。从演化模型中，我们确定L2 Pup A具有接近太阳的主序星质量，因此是未来5至6 Gyr的太阳的密切类似物。连续谱图显示了一个半径为2天文单位的次级源（B）的存在，它贡献了AGB星的流量的fB/ fA = 1.3 +/- 0.1%。在CO发射谱线中也探测到了L2 Pup B，径向速度为vB = 12.2 +/- 1.0 km/s。气体盘的旋转中心与AGB星连续辐射的位置非常接近，这使得我们可以将伴星的质量限制在mB = 12 +/- 16 MJup。L2 Pup B很可能是一颗行星或低质量棕矮星，轨道周期约为5年。它的连续亮度和分子发射表明它可能被扩展的分子大气或吸积盘包围…
2016-11-18 astro-ph.SR
The distance of the long period Cepheid RS Puppis from its remarkable light echoes
银河系造父变星RS船尾座是莱维特定律（周期光度关系）的一个特别重要的校准器。它是一个罕见的长周期变星（P=41.5天），也是在遥远星系中观测到的造父变星的一个很好的类比。它是唯一已知的嵌入在大（约0.5 pc）尘埃星云中的造父变星，分散了脉动恒星的光线。由于光在尘埃上的散射引起的旅行时间延迟，造父变星的亮度和颜色变化在星云上留下了壮观的光回波。我在这里提出了一个简短的概述，这种现象的研究，特别是通过偏振成像获得的HST/ACS相机。这些观测使我们能够确定星云的几何形状和RS Pup的距离。这种距离的确定在Baade-Wesselink技术和Leavitt定律的校准中是重要的。
2020-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observational calibration of the projection factor of Cepheids - III. The long-period Galactic Cepheid RS Puppis
投影因子（p因子）是经典Baade-Wesselink（BW）技术的重要组成部分，通常用于确定脉动星的距离。它是一个乘法参数，用于将径向速度转换为脉动速度。由于BW距离与p因子成线性比例，因此它对造父变星的精确校准对于其距离尺度的可靠性至关重要。我们专注于长周期造父变星RS Pup（P = 41.5天）的p因子的观测测定。这颗恒星特别重要，因为它是银河系中最明亮的造父变星之一，也是用来确定河外距离的造父变星的类似物。最近，利用在其拱星星云中传播的光回波，确定了RS Pup的精确距离为1910 +/- 80 pc（+/- 4.2%）。我们结合这个距离与新的VLTI/PIONIER干涉角直径，测光和径向速度，推导出的P-因子的RS Pup使用代码分光光度干涉脉动星（SPIPS）。我们得到p = 1.250 +/- 0.064（+/-5.1%），定义为互相关径向速度。结合文献中的测量值，RS Pup的p因子证实了常数p = 1.293 +/- 0.039（+/-3.0%）模型与观察结果的良好一致性。我们的结论是，造父变星的p因子是恒定的或温和的变化范围很广的时期（3.7至41.5天）。
2017-01-18 astro-ph.SR
A detailed X-ray investigation of ζ Puppis III. A spectral analysis of the whole RGS spectrum
上下文Zeta Pup是天空中最亮的O型星，它的X射线最强。为了校准的目的，XMM-牛顿号上的RGS仪器定期观察这个物体，从而产生了一组前所未有的高质量光谱。目标。我们之前已经减少和提取了这个数据集，并将其组合成迄今为止任何早期类型恒星的最详细的高分辨率X射线光谱。在这里，我们提出了这个频谱的分析占在恒星风的结构的存在。方法.为此，我们使用新的建模工具，该工具允许用多温度等离子体拟合整个光谱。我们说明了一个适当的治疗的径向依赖性的X射线不透明度的冷风上的最佳拟合径向分布的X射线等离子体的温度的影响。结果假设没有孔隙度，获得Zeta Pup的RGS光谱的最佳拟合。需要在0.10和0.69千电子伏之间的温度下的四个等离子体成分，以充分代表所观察到的光谱。虽然最硬的发射集中在~3和4 R* 之间，但较软的发射已经开始于1.5 R* 并延伸到风的外部区域。结论.等离子体温度的径向分布与理论预期相当吻合。我们的最佳拟合模型对应的质量损失速率和CNO丰度也与最近在紫外和光学域中Zeta Pup的研究结果相当一致。
2013-01-22 astro-ph.SR
High speed photometry of faint cataclysmic variables - VI. Car2, V1040 Cen, Ha 075648, IL Nor (Nova Nor 1893), HS Pup (Nova Pup 1963), SDSS J2048-06, CSS 081419-005022 and CSS 112634-100210
我们观测到8颗暗弱激变变星。新星样的Car2被广泛采样，但几乎没有变化。V1040 Cen是在一次矮新星爆发的末期被观测到的，具有矮新星和准周期振荡。HA075648在3.49h有强烈的大振幅闪烁和可能的轨道调制。这颗新星的残骸IL Nor（Nova Nor 1893）已经被确认。HS Pup（Nova Pup 1963）的轨道周期可能是3.244小时。SDSS J2048 - 06是一颗低质量传递的矮新星，在静止时在7.67 h时显示出缓慢的变化矮新星CSS 081419 - 005022的轨道周期为1.796小时，食矮新星CSS 112634 - 005022的轨道周期为1.796小时。100210的轨道周期为1.8581 h。
2009-12-23 astro-ph.SR
A mass-loss rate determination for zeta Puppis from the quantitative analysis of X-ray emission line profiles
我们适合zeta Pup的高分辨率钱德拉光栅光谱中的每一条发射线与经验线轮廓模型，占多普勒展宽和衰减的影响，由散装风。对于可以可靠测量的16条线或线复合体中的每一条，我们确定最佳拟合基准光学深度τ_* = kappa*Mdot/4{pi} R_{\ast} v_{\infty}，并对该参数设置置信限。这16条线包括7条以前在文献中没有报道过的线。这些线的扩展的波长范围允许我们第一次推断出τ_* 随线波长的明显增加，正如从束缚-自由吸收不透明度的波长增加所预期的那样。此外，τ_* 的小的总值，反映在谱线中相当适度的不对称性上，可以通过简单地假设3.5 \pm 0.3 \times 10^{-6} Msun/yr的中等质量损失率来同时拟合，而不需要在风中引起孔隙效应。引用的不确定性是统计的，但在推导出的质量损失率的不确定性的最大来源是由于zeta Pup的元素丰度的不确定性，这会影响风的连续不透明度，我们估计是一个因素的两倍。即便如此，我们发现的质量损失率明显低于最近对zeta Pup的平滑风H-alpha质量损失率的测定，但与解释小尺度风聚集的新测定一致。如果zeta Pup是其他大质量恒星的代表，这些结果将对恒星和星系演化有重要的意义。
2010-03-03 astro-ph.SR
Disc light variability in the FUor star V646 Puppis as observed by TESS and from the ground
我们研究了V646幼仔在不同时间尺度上发生的小尺度光变化，旨在研究这种变化是否与FU Ori中观察到的变化相似。我们在2013年至2018年期间使用Johnson和Sloan过滤器在SAAO和CTIO观察了V646幼仔，通常使用维持1-4周的一天节奏。我们还利用了2019年在24.1天内以30分钟的节奏获得的公共领域1512天的ASAS-SN光变曲线和TESS光度测定。新的SAAO低分辨率光谱有助于更新主要的光盘参数，而档案高分辨率凯克光谱用于搜索光盘旋转配置文件的时间变化。地面观测证实了V646 Pup的亮度以0.018等/年的速率不断下降。精确的TESS数据表明，施加在这一总趋势上的0.005-0.01等的轻微变化确实由几个明显具有时间相干性质的独立波列组成。假设这是典型的情况，基于对早期获得的颜色星等图的分析，我们能够初步推断，观察到的大部分光变化可能是由于圆盘光球不均匀性的旋转，从恒星产生10-12个太阳半径。我们不排除这些不均匀性也可以体现在光盘的旋转配置文件，从高分辨率光谱的可能性。假设这些不均匀性的开普勒旋转，我们给出了恒星质量在0.7-0.9太阳质量的初步测定。这些初步结果与FU Ori更好地建立的结果相似，这表明了共同的驱动机制。
2020-10-31 astro-ph.SR
The progenitor and remnant of the helium nova V445 Puppis
V445 Pup是一颗在爆发期间没有氢谱线的奇特新星。该光谱包含碳、氧、钙、钠和铁的强发射线。我们使用天文底片档案对V445幼仔祖先的摄影图像进行了数字处理。这颗恒星在B波段的亮度为14.3等，是一颗周期性的变星，其最可能的周期为0.650654+/-0.000011天。光变曲线的形状表明，这颗恒星的前身是一颗共包络双星，表面有一个光点，表面亮度可变。在0.44和2.2微米之间的光谱能量分布与A0 V型恒星相似。2001年爆发后，喷出物中形成了尘埃，这颗恒星成为了一个强红外源。这导致恒星在V波段的亮度下降到20等以下。2003年至2009年期间获得的CCD BVR观测结果表明，尘埃吸收最小完成于2004年，残留物重新出现在18.5 mag V的水平。尘埃分散，但在K波段与VLT自适应光学拍摄的帧中没有星状物体。直到2007年3月，在这些画面中只能看到爆炸的喷出物。光谱能量分布中没有出现变红的A0 V型恒星。2000年V445 Pup的爆炸是CO型白矮星表面的氦闪光。结合现代动力学计算的结果，讨论了氦闪触发白矮星核爆轰的可能性及其观测证据，并讨论了系统的公共包层在爆轰中丢失的问题。系统的破坏及其组件的质量损失排除了V445 Pup未来的SN Ia情景。
2010-11-28 astro-ph.SR
Absolute Parameters of Young Stars: V Puppis
新的光谱数据的V Pup结合卫星测光（HIPPARCOS和最近的TESS），允许修订的绝对参数，提高精度。我们发现：$M_1$ = 14.0 $\pm$ 0.5，$M_2$ = 7.3 $\pm$ 0.3（M $_\odot$）; $R_{1}$ = 5.48 $\pm$ 0.18，$R_2$ = 4.59 $\pm$ 0.15（R $_\odot$）; $T_{1}$ 26000 $\pm 1000$，$T_2$ 24000 $\pm$ 1000（K），年龄5 $\pm$ 1（百万年），测光距离320 $\pm$ 10（pc）。TESS光度测定揭示了低振幅（$\sim$ 0.002 mag）的$β$ Cep类的变化，与推导的演化条件和光学原色的年龄一致。这一事实提供了独立的支持，我们的系统的理解，在一个过程中的情况下A型互动的演变，可以与$μ^1$斯科。由现在过于明亮的次级辐射所释放出的$\sim$ 10 M $_{\odot}$量的物质，大部分都是从系统中喷射出来的，而不是转移出去的，因此将角动量从轨道中带走，使这对天体保持相对接近。研究了V Pup最小值的新时间，并将结果与以前的分析进行了比较。隐含的周期变化与事例A的演化模型是一致的，尽管我们只提供了这个巨大系统的原始排列的一个尝试性的草图。我们无法证实先前报道的周期变化有5.47年的新数据，虽然直接比较HIPPARCOS和…
2021-01-31 astro-ph.SR
Dissecting the AGB star L2 Puppis: a torus in the making
对富氧半规则变星L2 Pup的星周环境进行了观测，以了解恒星演化后期质量损失的演化和喷出物的形成。利用NACO/VLT的近红外（1.64、2.30和3.74 $\rmμm$）孔径掩模，在成像和偏振模式下，从一台8米望远镜获得高角分辨率观测。L2 Pup在2.30 $\rmμm$处的孔径掩蔽图像显示了一个解析结构，该结构类似于长轴约为140毫弧秒（mas）且为东西方向的环形结构。在恒星的两侧可以看到两个团块，距离恒星约65质量，超出星周包层的边缘（估计直径约为27质量），而东北方向则出现一个微弱的钩状结构。这些图案在成像和偏振模式下都是可见的，尽管后者仅用于测量总强度（斯托克斯I）。在3.74 $\rmμm$伪连续体（尘埃排放）处，该结构的整体形状相似，其中团块似乎嵌入在黑暗的尘埃通道中。在这个波长上也可以看到微弱的钩状图案，向东北和西南方向延伸，中央的黑暗通道是明显的对称轴。我们解释的结构作为一个拱星环面的内半径为4.2 au。根据SiO脉泽剖面的建议，$^{-1}$的自转速度为10 km/s，我们估计恒星质量为0.7 M $_\odot$。
2015-03-17 astro-ph.SR
The dust disk and companion of the nearby AGB star L2 Puppis - SPHERE/ZIMPOL polarimetric imaging at visible wavelengths
明亮的南星L2 Pup是一颗特别突出的渐近巨星分支（AGB）星，因为它的距离为64 pc，是这类恒星中最近的。我们报告了用VLT的SPHERE/ZIMPOL仪器在可见光波长下对L2 Pup进行的新的自适应光学观测，证实了Kervella等人最近发现的高倾角拱星尘埃盘的存在。在线性偏振度pL的图中清楚地观察到盘的三维结构的特征。我们通过其偏振签名在半径为6 AU的AGB星的磁盘的内缘。在V和R波段的ZIMPOL强度图像还显示了一个接近的次级源，与初级源的投影距离为2 AU。这颗伴星的光谱类型还不确定，因为它的圆盘有强烈的红化，但它的光度学显示它是一颗晚K巨星，质量与AGB星相当。我们提出了精细的物理参数的尘埃盘使用RADMC-3D辐射转移代码。我们还解释了PL地图使用一个简单的偏振模型来推断的三维结构的信封。内部双星系统和盘之间的相互作用显然形成了螺旋结构，螺旋结构沿着与盘正交的轴传播，形成流光。两个尘埃羽流传播垂直磁盘也被检测到。它们起源于内恒星系统，可能与两颗恒星的风与盘中物质的相互作用有关。基于L2 Pup的包络形态，我们认为这颗恒星正处于双极行星状星云形成的早期阶段。
2015-11-13 astro-ph.SR
Identification of a superbright nova in our Galaxy: revisiting the light curve analyses of the candidate novae CP Lac, CP Pup, V838 Her, V597 Pup, V5583 Sgr, and V5589 Sgr
The University of Tokyo（东京大学）；Keio University（庆应义塾大学）
本研究通过对比模型光变曲线分析6颗候选新星，证认V838 Her为超亮新星，其余5颗为普通新星，明确了超亮新星的判定依据。
2026-08-07 astro-ph.SR
Near-infrared Observations of Nova V574 Puppis (2004)
我们目前获得的结果从广泛的近红外光谱和光度观测新星V574 Pup在其2004年爆发。这些观测是从2004年11月25日（新星爆发后四天）到2005年3月20日的四个月内获得的。近红外JHK光变曲线的介绍-没有证据表明，从它的尘埃形成已经发生在我们的观察。在下降相早期，新星的JHK谱主要由氢Brackett和帕邢系、OI、Cl和HeI的发射线组成。我们还检测到相当罕见的Fe II线在1.6872微米在我们的观察的早期部分。在1.0830微米和2.0585微米的HeI线的强度被发现变得非常强，对年底的观察表明在新星喷出物的更高的激发条件的进展。在我们的观测过程中，发射线的宽度没有显示出任何显著的变化。连续谱的斜率在早期阶段具有λ ^{-2.75}依赖性，随着时间的推移逐渐变得平坦，并向后期阶段转变为自由-自由光谱依赖性。HI线的分解分析表明，在初始阶段偏离情况B的条件。然而，在我们的观测接近尾声时，谱线强度可以用电子密度n_e = 10^{9-10} cm^{-3}和温度等于10^4 K的情况B模型值很好地模拟出来。根据我们对新星5.5 kpc的距离估计和观测后期观测到的自由-自由连续辐射，我们估计喷出物的电离质量在10^{-5}和10^{-6}太阳质量之间。
2010-01-08 astro-ph.SR
An edge-on translucent dust disk around the nearest AGB star L2 Puppis - VLT/NACO spectro-imaging from 1.04 to 4.05 microns and VLTI interferometry
作为已知距离最近的AGB星（d= 64 pc）和最亮的（mK-2）之一，L2 Pup是一个特别有趣的基准天体，用于监测恒星演化的最后阶段。我们报告新的幸运的成像观测这颗星的VLT/NACO自适应光学系统在12个窄带滤波器，覆盖1.0-4.0微米的波长范围。这些衍射极限图像揭示了恒星前方延伸的星周尘埃带，在J波段表现出高不透明度，在H和K波段变得半透明。在L波段，探测到尘埃的扩展热辐射。我们重现这些意见，使用Monte-Carlo辐射转移模型的尘埃盘与RADMC-3D代码。我们还提出了新的干涉观测与VLTI/VINCI和VINCI仪器。我们在K波段测量的上限为θ_LD = 17.9 +/- 1.6 mas的边缘变暗的角直径，转换为R = 123 +/- 14 Rsun的最大线性半径。考虑到NACO图像中扩展K波段发射的几何形状，这个上限可能接近恒星的实际角直径。L2 Pup在赫茨宾格-罗素图中的位置表明，这颗恒星的质量约为2 Msun，可能正处于渐近巨星分支的早期阶段。在我们的自适应光学和干涉观测中，我们没有发现L2 Pup的任何恒星伴星，我们将依巴谷数据中明显的天体测量摆动归因于其周星材料上的可变照明效应。然而，我们并不排除存在一个双星伴星，因为在我们的L波段图像中，在盘面东北方向延伸到10多个天文单位的大环结构可能是L2 Pup的恒星风和一个隐藏的次级天体之间相互作用的结果。我们…
2014-04-11 astro-ph.SR
The Peculiar Bursting Nature of CP Pup
本文利用 TESS 数据研究经典新星 CP Pup 的快速爆发，探讨其可能为局部热核爆炸产生的微新星，并指出其轨道周期不确定及长周期系统解释的可行性，认为该源值得密集监测。
2024-02-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fully self-consistent nova explosion models reproducing light curves of KT Eri, V339 Del, V597 Pup, and SMC NOVA 2016-10a
本文通过完全自洽的新星爆发模型，重现了四个新星的光变曲线，证实了自由自由发射主导光变曲线，并验证了白矮星质量及距离模数。
2025-11-21 astro-ph.SR
V445 Puppis -- Dustier than a Thousand Novae
本研究分析了唯一已知银河系氦新星 V445 Puppis 2000年爆发的尘埃与抛射物质量，发现其抛射物质量极高，据此探讨了其未发生Ia型超新星爆轰的原因及作为超新星前身星的潜力。
2023-06-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of dark companions via the combination of eclipse timing variation, Hipparcos and/or Gaia astrometry: the cases of V Puppis and CY Ari
State Key Laboratory of Dark Matter Physics, Tsung-Dao Lee Institute & School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（暗物质物理国家重点实验室、李政道理论与计算科学研究所及物理与天文学院，上海交通大学）；Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（光学天文重点实验室，中国科学院国家天文台）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（前沿天体物理研究院，北京师范大学）；Shandong Key Laboratory of Space Environment and Exploration Technology, Institute of Space Sciences, School of Space Science and Technology, Shandong University（空间环境与探测技术山东省重点实验室、空间科学学院及空间科学与技术学院，山东大学）
通过结合凌日时间变化、HIPPARCOS和Gaia天文学，研究V Pup和CY Ari的暗伴星，发现新的周期和参数，支持黑洞和白矮星假说。
2025-12-23 astro-ph.SR
Absolute Parameters of Young Stars: NO Puppis
本文综合 TESS、地面测光、高分辨率光谱和天体测量数据，重新确定了年轻偏心食双星 NO Puppis 的高精度绝对参数，并发现其轨道偏心率的保留对现有演化解释构成挑战。
2025-08-07 astro-ph.SR
Hidden massive eclipsing binaries in red supergiant systems: The hierarchical triple system KQ Puppis and other candidates
Masaryk University（马萨里克大学）；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，匈牙利研究与创新科学院地球科学与天文学研究中心）；Eötvös Loránd University（罗兰大学）；Argelander-Institut für Astronomie（阿尔根德天体物理研究所）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）
研究通过TESS光度数据发现红超巨星系统中的隐藏双星系统，揭示了KQ Puppis的三合星结构及其双星系统的轨道参数和质量分布，表明许多红超巨星双星可能是层级三合星。
2026-07-28 astro-ph.SR
The Unique Helium Nova V445 Puppis Ejected $\gg$0.001 M$_{\odot}$ in the Year 2000 and Will Not Become a Type Ia Supernova
本文研究了唯一的氦新星 V445 Puppis，通过测定其爆发前后的轨道周期变化，发现其抛射质量远大于吸积质量，证明白矮星持续失重，结合 136 颗 SNIa 观测数据，独立证明氦新星不会成为 Ia 型超新星前身星。
2024-12-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
The long-period Galactic Cepheid RS Puppis - II. 3D structure and mass of the nebula from VLT/FORS polarimetry
长周期造父变星RS Pup被一个巨大的尘埃星云包围，反射来自中央恒星的光线。由于中央光源的亮度不断变化，光的回声传播到星云中。然而，星云的起源和物理性质是不确定的：它可能是通过恒星本身的质量损失产生的，或者它可能是先前存在的星际云的残余物。我们的目标是确定星云的3D结构，并估计其质量。知道星云的几何形状也将使我们能够使用其光回波模型以明确的方式检索RS Pup的距离（在即将进行的工作中）。造父变星光在星周星云中的散射角可以由其线偏振度恢复。我们利用VLT/FORS仪器的偏振成像模式对RS Pup周围的星云进行了观测，得到了线偏振度和位置角的图。从我们的FORS观测中，我们得到了尘埃分布的3D地图，其整体几何形状是一个不规则的薄层。星云并不呈现出明确的对称性。使用一个简单的模型，我们得出的总尘埃质量M（灰尘）= 2.9 +/- 0.9 Msun的尘埃在1.8弧分的造父变星。这转化为M（气体+尘埃）的总质量= 290 +/- 120 Msun，假设尘埃与气体的比例为1.0 +/-0.3%。尘埃星云的高质量排除了它是由恒星的质量损失产生的。然而，薄星云表明造父变星参与了它的形成，例如通过它的辐射压力或恒星风。因此，RS Pup看起来像是一个规则的长周期造父变星，位于异常密集的星际环境中。
2012-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ancient nova shells of RX Pup indicate evolution of mass transfer rate
本研究发现共生双星RX Pup拥有三层不同年代的新星壳，证实其新星复发周期发生变化，原因是质量供体星演化导致质量转移率在万年间提升3倍，为研究双星质量转移的千年演化提供了独特样本。
2024-08-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Radio Emission Analysis of Classical Nova V351 Pup (1991)
在此之前，船尾座新星1991（V351 Pup）被测量为文献中声称的最大规模的喷射之一。在20世纪90年代发表了这颗新星的一个时代的多频无线电探测，然而，甚大阵列（VLA）收集的其余数据仍未发表。在本文中，我们分析了V351 Pup在4.9、8.4、14.9和22.5 GHz频率下剩余的未发表数据集。我们将由此产生的光变曲线拟合到膨胀热喷出物的模型中，假设无线电发射主要由自由-自由辐射和喷出物中高水平的聚集占主导地位。V351 Pup在射电（来自VLA）和H $α$ +[N II]（来自HST）中的图像都没有显示出非球面结构，这加强了我们的球对称假设。根据膨胀视差方法，我们估计到V351 Pup的距离为$5.0 \pm 1.5$ kpc。我们的光变曲线拟合得出的喷出物质量值为$log_{10}(M_{ej})={-5.2} \pm {0.7}$ M $_{\odot}$，这意味着V351 Pup处于经典新星喷出物质量预期的低端。我们推导出的喷出物质量和理论模型之间的比较给出了一个非常大的（1.25 M $_{\odot}$）白矮星，这是与氧氖白矮星的光谱证据相一致的证据。
2017-05-09 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
On the nature of CP Pup
我们提出了新的X射线和光学光谱的老新星CP Pup（新星Pup 1942年）获得钱德拉和CTIO 4米望远镜。的X射线光谱揭示了多温度光学薄等离子体达到36 $^{+19}_{-16}$ keV的最高温度被本地复杂的中性材料吸收。时间分辨光谱学证实了存在$\sim$ 1.47小时周期，具有周期到周期的振幅变化，以及额外的长期调制，其暗示了发射线区域中的较长周期或非开普勒速度。这些新的观测事实进一步支持CP Pup是一个磁激变变星（mCV）。我们比较了mCV和非mCV情景，虽然我们无法得出CP Pup是否是一个长周期系统的结论，但所有观测证据都指向中间极性（IP）型CV。
2013-08-23 astro-ph.SR
TY Pup: a low-mass-ratio and deep contact binary as a progenitor candidate of luminous red novae
TY Pup是南半球著名的亮食双星，轨道周期为0.8192天。2015年1月至2月和2017年3月至4月，智利CTIO的0.61米反射镜机器人望远镜（PROMPT-8）获得了$B, V, (RI)_C$波段的新光变曲线。用W-D方法分析了它们的光度数据，发现TY Pup是一颗低质量比（$q \sim$ 0.184）、深接触、高填充因子（$84.3\,\%$）的双星。对云南天文台60厘米和1.0米望远镜观测到的所有可见光最小时（包括三个新的可见光最小时）的研究表明，TY Pup的周期变化很复杂。检测到$O-C$图中的向上抛物线变化叠加在周期振荡上。向上的抛物线变化揭示了轨道周期以$\mathrm{d}P/\mathrm{d}t = 5.57(\pm 0.08)\times10^{-8}$ d $\textrm{yr}^{-1}$的速率长期持续增加。周期的增加可以用质量较小的组分（$M_2 \sim 0.3 M_{\odot}$）向质量较大的组分（$M_1 \sim 1.65 M_{\odot}$）的质量转移来解释，二元体系的质量比将变得更小。以这种方式，当它满足轨道角动量小于总自旋角动量的3倍的标准时，即，$J_{orb} < 3J_{rot}$。这表明该系统最终将合并成一颗快速旋转的单星，并可能产生一颗明亮的红色新星。在$O-C$图中的周期振荡可以通过光旅行时间效应（LITE）通过…
2018-12-26 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
Discovery of the spectroscopic binary nature of six southern Cepheids
我们提出了六个明亮的银河系造父变星的光度和光谱数据的分析：船底座GH，V419半人马座，V898半人马座，船尾座AD，人马座AY，和ST Velorum。根据新的径向速度数据（在某些情况下补充了文献中的早期数据），这些造父变星被发现是光谱双星系统的成员。V898 Cen是已知的造父变星双星中轨道径向速度振幅最大的一颗（> 40 km/s）。这些数据不足以确定这些新的光谱双星的轨道周期或其他轨道要素。这些发现证实了经典造父变星中双星出现频率很高的说法，这是在校准造父变星的周期光度关系时要考虑的一个事实。我们还收集了所有可用的测光数据，揭示了AD Pup的脉动周期，在这个样本中最长的造父变星，是不断增加的Δ P = 0.004567 d/世纪，可能是由恒星演化。叠加在AD Pup的抛物线O-C图上的波形图案很可能是由双星系统中的光时效应引起的。ST Vel也以持续增加的周期脉动。其他四颗造父变星的特征是在过去的半个世纪里具有稳定的脉动周期。
2013-01-31 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
Orbital Period Changes of Recurrent Nova T Pyxidis Demonstrate that M_ejecta >> 11.3xM_accreted and Is Not a Type Ia Supernova Progenitor
Louisiana State University（路易斯安那州立大学）
T Pyx的轨道周期变化表明其喷射质量远大于吸积质量，且不可能成为Ia型超新星前身。
2026-02-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
