Optical spectroscopic and polarization properties of 2011 outburst of the recurrent nova T Pyxidis
我们研究了2011年爆发期间T Pyx的光谱和电离结构演化，并研究了其早期阶段偏振度的变化。研究中使用了该系统发现以来1.28- 2415.62天的光学光谱资料和爆发早期1.36- 29.33天的光学宽带成像偏振观测资料。新星喷出物的电离结构的物理条件和几何形状已经模拟了几个时代使用光电离代码，云在1D和pyCloudy在3D。新星喷出物在2011年爆发期间的光谱演化与以前的爆发相似。由于在此期间的良好覆盖，在早期阶段可以非常清楚地看到线条轮廓的变化。线轮廓从天鹅座P-Cygni（更窄，更深，更尖锐）到更宽，更有结构的发射轮廓，后来在后期爆发阶段变得更窄，更尖锐。平均喷射质量估计为$7.03\, \times\, 10^{-6}\, M_{\odot}$。喷出物的电离结构被发现是一个双极圆锥结构与赤道环，与一个低的倾角$14.75^\circ\, \pm\, 0.65^\circ$。
2019-01-02 astro-ph.SR
X-Ray Grating Observations of Recurrent Nova T Pyxidis During The 2011 Outburst
在发现2011年4月14日爆发后的210天和235天，钱德拉和XMM-牛顿的X射线光栅分别观察到了复发新星T Pyx。X射线谱显示出C、N和O的突出发射线，其加宽对应于约2000-3000 km/s的半峰全宽，并且线比率与碰撞电离平衡中的高密度等离子体一致。在第210天，我们还测量了软X射线连续辐射，这似乎与温度约为420，000 K的白矮星（WD）大气一致，部分被各向异性的光学厚喷出物所掩盖。X射线的连续发射与在静止时观察到的光度和光谱周期调制。在第235天的连续表明WD大气在一致的有效温度的25天前，但具有较低的通量。有效温度表明质量约为1个太阳质量。部分WD遮蔽的结论得到了非球对称喷出物的复杂几何形状的支持，这些喷出物在2012年11月和12月由南部非洲大望远镜（SALT）获得的最新光谱中得到了证实。这些光谱表现出突出的[O III]星云线与典型的双极喷出物的速度结构。
2013-11-12 astro-ph.SR
HST Images Flash Ionization of Old Ejecta by the 2011 Eruption of Recurrent Nova T Pyxidis
T Pyxenomas是唯一一颗被以前爆发中喷出的物质结所包围的复发新星。在2011年4月14.29日开始的喷发之后，我们获得了7个时期（从喷发后的4天到383天）的哈勃太空望远镜窄带Ha图像。新星事件产生的辐射闪光直到爆发开始后至少55天才对喷出物产生影响。在爆发开始后的132天，在中心恒星的北部和南部发现了氢的光电离。在接下来的51天里，氢原子重新结合，使我们能够确定氢原子的密度至少为7 e5 cm^-3 --至少比之前探测到的围绕着T Pyx的未分辨的[NII]结密度高出一个数量级。西北和东南的物质在喷发开始后的132至183天之间被光电离。99天后，氢气重新组合。当时（爆发后282天）和101天后，我们几乎没有检测到T Pyx周围的氢排放痕迹。有一个大水库以前看不见的，冷扩散氢重叠以前检测到的，[NII]发射结的T Pyx喷出物。这个新探测到的氢的质量可能比[NII]结大一个数量级。我们还确定，从先前检测到的喷出物的外边界到大约两倍的距离，接近天空平面，没有未检测到的喷出物的重要水库。缺乏遥远的喷出物与Schaefer等人（2010）对T Pyx的假设一致，其中该恒星在经历了数千年的平静之后，在1866年的五年内经历了第一次爆发，随后是自1890年以来观察到的六次周期性新星爆发。这种缺乏遥远喷出物的情况与T Pyx作为一颗周期性新星连续爆发了数百年或数千年的情况不一致。
2015-03-30 astro-ph.SR
The secrets of T Pyxidis II. A recurrent nova that will not become a SN Ia
通过各种方法，我们获得了L $_{disk}$ $\sim$ 70 L $_{\odot}$和$\dot{M}$ $\sim$ 1.1 $\times$ 10 $^{-8}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$。这些值大约是1966年爆发前的两倍。这使得第一次直接估计的总质量增生前爆发，M $_{accr}$ = $\dot{M}_{pre-OB}$ $\cdot Δ$ t，并与临界点火质量M $_{ign}$。我们发现M $_{accr}$和M $_{ign}$完全一致（数值接近5 $\times$ 10 $^{-7}$ M $_{\odot}$），M $_1$ $\sim$ 1.37 M $_{\odot}$，这证实了热核逃逸理论。观测到的喷发阶段的参数与Yaron及其合作者在模型网格中的相应值进行了比较，对于接近1.35 M $_{\odot}$的M $_1$值和-8.0和-7.0之间的log $\dot{M}$值，提供了令人满意的一致性，但观测到的衰减时间t $_3$值高于预期。长时间的光学厚阶段在记录爆发的T Pyx，典型的经典新星的光谱行为，和持久性的P Cyg配置文件，约束喷射的质量M $_{ign}$在10 $^{-5}$ - 10 $^{-4}$ M $_{\odot}$。因此，Pyx T喷出的物质远比它吸积的物质多，白矮星的质量不会像通常认为的那样增…
2009-04-07 astro-ph.SR
The 2011 Eruption of the Recurrent Nova T Pyxidis; the Discovery, the Pre-eruption Rise, the Pre-eruption Orbital Period, and the Reason for the Long Delay
我们报道了M. Linnolt在JD 2455665.7931（UT 2011年4月14.29日）上发现了周期性新星T Pyxtek的第六次喷发。这一发现是在最初的快速上升开始的时候做出的，所以随着全球观测者的快速通知和响应，整个最初的上升都被覆盖了（这是任何新星的第一次），并且在三个过滤器中具有高时间分辨率。上升的速度在9等/天达到峰值，而光变曲线仅在前两天与均匀膨胀的球体模型很好地拟合。我们还报道了R.在喷发前18天，爆发前的残馀光开始上升，峰值比长期平均值亮1.1等，然后在喷发前4天逐渐恢复平静。这种独特而神秘的行为只是已知的第四次在新星爆发前紧密间隔的预期上升。从1986年到2011年2月，我们给出了19个光度极小值的时间，其中轨道周期快速增加，P/dot{P}= 313，000 yrs. From 2008-2011，T Pyx在这个增长率上有一个小的变化，所以在爆发时的轨道周期是0.07622950+-0.00000008天。轨道周期的这种强烈而稳定的增加只能来自质量转移，我们计算出质量转移的速率为1.7-3.5x10^-7 Mo/yr。我们在1890年至2011年期间报告了6116个星等，1967-2011年的平均B=15.59+-0.01，如果蓝色通量几乎与吸积率成正比，那么2011年就可以爆发。紫外-光学-红外光谱能量分布符合幂律，通量与nu^1.0成正比，尽管窄…
2013-03-12 astro-ph.SR
T Pyxidis: Death by a Thousand Novae
我们报告了一个为期20年的运动，跟踪1.8小时的光度波在经常性的新星T Pyxtons，使用全球望远镜网络的后院天体物理中心。1996年至2011年间，该波的振幅和波形高度稳定，类似于超软双星中常见的轨道波。然而，这一周期在时间尺度P/P-dot=3x10^5年上增加。这表明静止期的质量转移速率约为10^-7 M_sol/yr，与基于恒星光度的吸积速率基本一致。这比该轨道周期的激变变星的典型值大约2000倍。在爆发后的平静期（2012-2016年），这颗恒星继续以其快乐但神秘的方式-类似的光度，类似的P/P点（2.4x10^5年）。在2011年爆发的最大亮度附近，轨道信号变得非常微弱（<0.003等）。到了爆发的第170天，在V=11附近，轨道信号再次出现，振幅为0.005等，然后逐渐增强到正常的0.08等，而恒星则下降到15.7等。在约1年的隐身和低振幅期间，轨道信号在周期上增加了0.0054（7）%。这可能是测量新星爆发中喷射出的质量的方法。对于一个合理的二元参数选择，该质量至少为3 × 10 ^-5 M_sol，甚至可能更高。这代表着在爆发前的速率下有超过300年的吸积，但爆发之间的时间只有45年。因此，爆发的白矮星似乎喷射出的质量至少是它吸积的6倍。如果这次爆发是典型的，那么白矮星的质量一定是在侵蚀，而不是在增长。除非目前的一系列喷发是一个短暂的插曲，否则双星动力学似乎是侵…
2016-03-01 astro-ph.SR
Spectroscopic and Photometric Development of T Pyxidis (2011) from 0.8 to 250 Days After Discovery
我们通过编制SMEI和AAVSO观测数据库，研究了2011年爆发期间T Pyx的光学光变曲线。SMEI光变曲线提供了发现后t=1.5-49天内前所未有的高节奏数据细节，根据理想的新星光学光变曲线分为四个阶段：初始上升，最大前停止（或“平台”），最终上升和早期下降。SMEI光变曲线的变化揭示了在视觉最大值之前0.04天的1.44 \pm的强烈检测期。在t=0.8-80.7和155.1-249.9天期间对LT和SMARTS望远镜的光谱进行了研究。这颗新星在其上升的早期就被观测到了，并且有一个明显的高速喷射阶段。导出的射血速度出现明显下降，然后逐渐增加。在这里，我们提出了两个不同阶段的质量损失，一个短暂的阶段发生后立即爆发，随后是一个更稳定的发展和更高的质量损失阶段。整体光谱的发展如下典型的经典新星和比较的光度行为揭示了与简单的演变伪光球模型的新星爆发。光谱也比较X射线和无线电光变曲线。弱[Fe X] 6375 A发射在X射线发射上升之前被边缘检测到。在X射线光变曲线的平台的中间是一致的，在光谱中检测到的高电离物种的出现和高频无线电通量的峰值。
2013-03-28 astro-ph.SR
The Long-Term Secular Mass Accretion Rate of the Recurrent Nova T Pyxidis
我们目前的哈勃太空望远镜紫外光谱的经常性新星T Pyxeurs获得超过5年后，其2011年爆发表明，该系统可能尚未达到其深静止状态。紫外数据表现出20%的连续通量下降，从爆发前的深静止状态到爆发后的近静止状态。我们认为，在每一个重复爆发的新星下降可能有助于解释自1866年以来提出的2等稳定下降的系统。使用我们的吸积盘模型的改进版本以及国际紫外探测器的紫外和光学数据，和4.8千秒差距的距离，我们证实了我们以前的研究结果，在T Pyx的静态质量吸积率是1 e-6太阳质量每年的顺序。如此大的质量吸积率意味着白矮星的质量随着时间的推移而增加。然而，根据刚刚发布的盖亚DR 2的距离为3.3 kpc（在提交第一版手稿之后），我们发现每年1 e-7太阳质量的质量吸积。我们的研究结果预测了强大的软X射线或极紫外线辐射的高吸积率盘的热内部区域。利用X射线观测的约束条件，并假设吸积盘与标准模型没有太大的偏差，我们只剩下两种可能的情况。该盘要么主要发射极紫外线辐射，在几kpc的距离上，被星际介质完全吸收，要么热的内部盘，发射软X射线，被在更高的倾角上看到的隆起的盘所掩盖。
2018-06-15 astro-ph.HE 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
The spectroscopic evolution of the recurrent nova T Pyxidis during its 2011 outburst I. The optically thick phase and the origin of moving lines in novae
新星T Pyx是在发现爆发后的第一天开始用高分辨率光谱仪（R ~ 65000）观测到的，一直持续到2011年5月底最后一次看到这颗恒星。Na I、Ca II、CH、CH $^+$的星际吸收线和H I 21 cm发射线的观测档案已被用来确定运动学距离。星际漫吸收功能已被用来确定独立的消光以前的假设。样品铁峰线轮廓显示的光学深度和径向速度的离散组件的演变。我们建议到T Pyx $\geq$的距离为4.5kpc，严格的下限为3.5 kpc（以前接受的距离）。我们得出一个消光，E（B-V）$\approx0.5\pm$ 0.1，这是高于以前的估计。4月15日的第一次观测显示了He I、He II、C III和N III发射谱线，以及巴尔末和He I谱线的P Cyg剖面上的最大速度为$\approx$ 2500 km s $^{-1}$，这是火球阶段的特征。在4月23日的第二个光谱中，这些离子是检测不到的，我们使用复合时间来估计喷出物的质量，$10^{-5}f$ M $_\odot$为填充因子$f$。许多吸收线系统上检测到的巴耳末，铁峰，钙II，钠I线，反映在更广泛的发射线组件，这表明了一个“加速”位移速度。我们还表明，这些反射的时间序列，这是共同的所有线路，只出现在喷出物，可以描述的重组前向外移动的膨胀气体没有恒星风或拱碰撞。
2011-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Detailed Photometric and Spectroscopic Study of the 2011 Outburst of the Recurrent Nova T Pyxidis from 0.8 to 250 Days after Discovery
我们通过编制SMEI和AAVSO观测数据库，研究了2011年爆发期间T Pyx的光学光变曲线。SMEI光变曲线提供了发现后1.5- 49天的前所未有的细节，根据理想化的CN光变曲线分为四个阶段：初始上升（1.5- 3.3天），最大前停止（3.3- 13.3天），最终上升（14.7- 27.9天）和早期下降（27.9天）。SMEI光变曲线在极大前阶段包含一个1.44+/-0.05d的强检测周期。这些振荡类似于在TNR模型中发现的那些由膨胀包络中的不稳定性引起的振荡。在最大光（27.9d）之前的22- 24 d出现一个明显的下降，这可能与SMEI在新星中观察到的现象相同。利物浦望远镜和SMARTS1.5米望远镜的光谱从0.8-80.7和155.1- 249.9天获得，涵盖了主要的发展阶段。一个明显的高速喷射阶段是明显的早期上升（V~4000公里/秒）。在第5.7天出现明显下降，然后逐渐增加，在最大值前停止时稳定在约1500 km/s。在这里，我们提出了两个阶段的质量损失，一个短暂的阶段发生后立即爆发，持续约6天，其次是一个稳定的发展和更高的质量损失阶段。总体光谱发展如下，典型的CN和比较与光度的行为揭示了不断变化的伪光球模型的CN爆发。将光谱与X射线和射电光变曲线进行比较，在X射线上升之前，微弱的[Fe X] 6375埃发射被检测到，并且在X射线发射的最亮阶段清楚地存在。如果X射线相的…
2014-02-05 astro-ph.SR
The Death Spiral of T Pyxidis
我们报告了一个长期的运动，以跟踪1.8小时光度波在经常性的新星T Pyxlane，使用全球望远镜网络的后院天体物理中心。在1996年至2011年期间，该波在振幅和波形上都非常稳定，类似于超软双星中常见的轨道波。然而，我们发现这个周期在P/P-dot=3x10^5年的时间尺度上增加。这表明静止期的传质速率约为10^-7 M_sol/yr。在2011年爆发的最大亮度附近，轨道信号变得非常微弱（<0.003等）。当它回到V=11附近的能见度时，轨道周期增加了0.0054（6）%。这是测量新星爆发时喷射出的质量的方法。对于一个合理的二元参数选择，该质量至少为3 × 10 ^-5 M_sol，甚至可能更高。这表示在爆发前的速率大于300年的吸积，但爆发之间的时间只有45年。因此，爆发的白矮星似乎喷射出的质量至少是它吸积的6倍。如果这次爆发是典型的，那么这颗白矮星的质量肯定是在侵蚀，而不是在增长--这让这颗恒星通过超新星爆炸而出名的希望破灭了。相反，双星动力学似乎基本上是侵蚀中的白矮星和低质量的次级恒星之间的自杀协议，可能是由白矮星的EUV辐射激发并迅速减少。
2013-03-04 astro-ph.SR
The Accelerating Decline of the Mass Transfer Rate in the Recurrent Nova T Pyxidis
本文利用哈勃空间望远镜光谱分析再发新星罗盘座T在2011年爆发后的物质转移率变化，发现其吸积率已降至爆发前水平以下约40%，且下降速率比历史观测快29倍，表明反馈回路关闭正在加速，证实该星处于异常短暂的演化阶段。
2024-09-03 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
Recurrent Novae in M31
对截至2013年年底记录的964个M31疑似新星爆发的位置进行了比较，以确定复发新星候选者。要通过初始筛选并成为复发新星候选者，两次或两次以上的爆发必须在0.1 '内同时发生，尽管这一标准对于早期摄影巡天发现的新星放宽到0.15'。来自51个潜在复发新星系统的118次爆发符合筛选标准。为了确定这些新星的哪一部分确实是周期性的，我们仔细地比较了原始的底片和发表的有关爆发的图像。这一程序的结果是，51个候选祖先中的27个（61次爆发）不再被视为复发新星，另外8个系统（17次爆发）被认为不太可能复发。在剩下的16个系统中，12个候选系统（32次爆发）被认为是经常性新星，另外4个系统（8次爆发）可能是经常性的。据估计，在过去的一个世纪里，M31中约有4%的新星爆发与周期性新星有关。蒙特卡罗分析表明，复发新星的发现效率可能低至一般新星的10%，这表明在M31中观察到的三分之一的新星爆发来自复发时间<~100年的祖先系统。对于合理的系统参数，似乎不太可能经常性的新星可以提供一个重要的渠道，为生产Ia型超新星。
2014-12-29 astro-ph.SR
The Recurrent Nova Candidate M31N 1966-08a = 1968-10c is a Galactic Flare Star
在霍比-埃伯利望远镜上用LRS 2观测到的回归新星候选者M31 N 1966- 08 a（= M31 N 1968- 10 c）的静态对应物的光谱显示，该天体是一颗前景银河系dMe耀斑星，而不是M31中的新星。
2017-12-13 astro-ph.SR
Recurrent novae as progenitors of Type Ia supernovae
复发新星是一种双星，里面有一颗质量很大的白矮星，质量和克拉塞卡质量一样大，因为它们的复发周期很短，只有10-100年。因此，复发新星被认为是Ia型超新星（SNe Ia）的候选祖先。事实上，超新星Ia PTF 11 kx的证据表明，它的祖先是一颗共生的复发新星。我们已经很好地确定了复发新星的双星参数，特别是对于那些经常爆发的新星，U Sco和RS Oph，这为双星演化到SNe Ia的基本过程提供了有用的信息。因此，我们使用它们作为二元演化模型的测试平台。例如，原来的双简并（DD）方案不能再现RS Oph型复发新星，而Hachisu等人（1999）提出的新的单简并（SD）方案自然可以。我们回顾SD和DD方案之间的主要区别，特别是他们的基本过程的二进制演变。我们还讨论了每个物理过程的观测支持。原始的DD方案是基于20世纪80年代的物理学，而SD方案是基于更近期的物理学，包括新的不透明度，WD的质量增长效率，以及在新星爆发中发展的光学厚风。
2012-12-11 astro-ph.SR
V2491 Cyg - a possible recurrent nova ?
天鹅座新星V2491于2008年4月10日被发现。在这里，我们提出了分光光度的前提下，V2491 Cyg可以是一个很好的候选人复发新星（RNe）。它的性质与五个众所周知的具有红矮星次级的RNe（U Sco，V394 Cra，T Pyx，CI Aql，IM Nor）进行了比较，最近被证实为复发新星V2487 Oph（Pagnotta等人，2008年）。2008年4月14日至5月20日，托伦天文台（波兰）对天鹅座V2491进行了测光$U, B, V, R_C, I_C$和中分辨率（R $\sim 1500$）光谱观测。
2010-04-03 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
Photometric Observations of the 2017 Outburst of Recurrent Nova M31N 2007-10b
M31是观测和研究复发新星的理想实验室。迄今为止，在M31中已经发现了18颗复发新星，其中6颗复发周期小于9年。M31 N 2017- 12 a（AT 2017 jdm）是一个在M31中心附近报告的瞬变现象，根据先前数据的限制，爆发时间估计为2017年12月24.141 +/- 0.42。在这里，我们提出了M31 N 2017- 12 a的光度观测，我们确认它是M31 N 2007- 10 b的重现。
2018-10-23 astro-ph.SR
Classical and Recurrent Nova Outbursts
在过去的40年里，多频观测加上理论建模的进步，使人们对新星现象有了更全面的了解。在这里，我简要回顾了经典新星和复发新星的知识现状，包括它们的中心系统;它们爆发的原因和后果;子类型，以及与Ia型超新星的可能关系。特别注意的是经常性新星RS蛇夫座，因为它显示了丰富的现象与其2006年爆发。最后，总结了一些开放的问题和未来工作的途径。
2011-11-21 astro-ph.SR
A light curve model of V2491 Cyg: Classical nova outburst on a cool and massive white dwarf
经典新星V2491 Cyg曾经被认为是一颗复发新星。我们用冷$1.36~M_\odot$白矮星（WD）上的新星爆发模型广泛地再现了V2491 Cyg的光变曲线，这强烈地表明V2491 Cyg是在冷的非常大质量的WD上爆发的经典新星，而不是像周期新星RS Oph那样在温暖的WD上爆发的周期新星。在激变双星的长期演化过程中，吸积的WD逐渐稳定到引力能释放和中微子损失平衡的热平衡状态。WD的中心温度由能量平衡唯一地确定。高（低）质量吸积率的WD是热（冷）的。我们目前的中心温度，点火质量，点火半径，和复发期的各种WD质量和质量吸积率。在经典新星中，对应于低质量吸积率，WD是冷的，强烈简并的，并且点火质量大，这导致强烈的新星爆发。在复发新星中，由于高质量吸积率，WD相对较暖，爆发相对较弱。在周期性新星爆发期间，引力能量的释放对光度有很大的贡献。我们比较了经典新星和复发新星的物理性质，讨论了它们之间的本质区别。
2021-06-23 astro-ph.SR
The multifrequency behaviour of the recurrent nova RS Ophiuchi
这篇评论集中在RS Ophiuchi的多频行为，特别是在其最近的爆发。确认1945年爆发，双极流出和其可能的命运作为Ia型超新星进行了讨论。
2011-10-28 astro-ph.SR
The Masses and Accretion Rates of White Dwarfs in Classical and Recurrent Novae
长期以来，模型预测银河系经典新星中白矮星的频率平均质量是场白矮星的两倍。只有少数动力学上确定的新星白矮星质量被公布，使得理论预测没有得到很好的检验。新星的重现时间分布和质量吸积率分布更是知之甚少。为了解决这些缺陷，我们将我们对新星爆发的广泛模拟与Strope等人（2010）和Schaefer等人（2010）关于银河系经典和复发新星爆发特征的数据库相结合，以确定新星中92颗白矮星的质量。我们发现82颗经典新星的平均质量（频率平均的平均质量）为1.06（1.13）Msun，而10颗复发新星的平均质量为1.31 Msun。这些质量，以及观测到的新星爆发幅度和下降时间分布使我们能够确定经典新星的长期质量吸积率分布。值得注意的是，这个数值只有1.3 x 10^{-10} Msun/yr，比经典新星爆发前后几十年的激变双星的数值小一个数量级。这预示着老新星成为低质量传输速率系统，因此矮新星，在新星爆发之间的大部分时间。我们确定了10个已知银河RN的质量吸积率，发现它们的范围是10^{-7} - 10^{-8} $ Msun/年。我们能够预测的复发时间分布的新星，并比较它与人口合成模型的预测。
2018-04-23 astro-ph.SR
The 2010 early outburst spectrum of the recurrent nova U Scorpii
目标。我们目前的光谱的快速复发新星U斯科在其最近的爆发，在24小时内获得的最大光。方法.我们使用中分辨率（R~4000）光谱与MagE摄谱仪上的麦哲伦（粘土）6.5米望远镜的Las Campanas天文台。结果该光谱是值得注意的是，它缺乏一个低电离瞬态重元素吸收系统，这是可见的绝大多数新星接近最大的光。我们认为，这可能是由于内拉格朗日L1质量传递的优势和缺乏一个环双星气藏在这个对象
2010-12-03 astro-ph.SR
Introducing the Condor Array Telescope: IV. A possible nova super-remnant surrounding the putative recurrent nova KT Eridani
本研究利用Condor阵列望远镜在疑似再发新星KT Eri周围发现直径约50秒差距的Hα亮超遗迹，验证了再发新星周围存在广阔壳层的模拟预测，支持KT Eri为第11颗银河系再发新星，是已知第二颗拥有超遗迹的新星。
2023-10-25 astro-ph.SR
Optical and X-ray Observations of M31N 2007-12b: An Extragalactic Recurrent Nova with a Detected Progenitor?
我们报告了新星M31 N 2007 - 12 b的光学和X射线观测结果。2007年12月爆发后5天获得的光谱显示出非常高的喷射速度（半高宽H $α\simeq 4500$ km s $^{-1}$）的证据。此外，雨燕X射线数据显示，M31 N 2007 - 12 b与一个超软源（SSS）有关，该超软源出现在爆发后21至35天之间，并在爆发后169天关闭。我们的分析表明，在这个系统中，$M_{\rm WD} \ga 1.3 $ M $_{\odot}$。光学光变曲线、光谱和X射线行为与周期性新星一致。哈勃太空望远镜对M31N 2007 - 12 b爆发前位置的观测揭示了一个与银河系周期新星RS蛇夫座在静止时的大小和颜色非常相似的恒星源的存在，其中红巨星次级辐射占主导地位。我们相信这是第一次在M31中发现新星祖先系统。然而，爆发光谱和SSS行为的最大相似之处是与假定的银河系复发新星V2491天鹅座。先前暗示M31N 2007 - 12 b与新星M31N 1969 - 08 a的关联被证明是错误的，这对未来在河外星系中寻找经常性新星有重要的启示。总体而言，我们表明，适当的补充X射线和光学观测不仅可以用来确定复发新星候选人在M31，但也确定亚型和重要的物理参数，这些系统。因此，将对复发新星的研究扩展到本星系群的前景是良好的，有可能更详细地探索这些重要的主题，如它们与Ia型超新星的联系。
2009-09-21 astro-ph.SR
Modelling the recurrent nova U Scorpii in quiescence
在2010年爆发后的$\sim$ 18和$\sim$ 30个月获得了U Sco的VLT和SALT光谱。从这些光谱的吸积盘显示，至少需要18个月才能成为完全改革。当伴星的辐照面可见时，伴星的光谱类别被限制为F8 $^{+5}_{-6}$ \，IV-V，置信度为95%。
2013-05-15 astro-ph.SR
H-alpha spectroscopy of the recurrent nova RS Oph during the 2021 outburst
我们报告了2021年8月12日至23日在最近爆发期间获得的复发新星RS~Oph的$Hα$发射线的光谱观测。根据P~Cyg的高强度剖面和H-α的强发射，我们估计了环绕在Oph周围的物质的流出速度在32 km/s < V_{out} < 68 km/s之间。新的GAIA距离表明红巨星可能属于II和III光度级之间。光谱可根据作者和Zenodo的要求提供。
2021-09-23 astro-ph.SR
BVRcIc photometric evolution and flickering during the 2010 outburst of the recurrent nova U Scorpii
介绍了2010年周期性新星U Scorpii爆发的CCD BVRcIc光度观测结果。光变曲线发展平稳，t2（V）=1.8，t3（V）=4.1天，接近1999年大爆发的t2（V）=2.2，t3（V）=4.3天。2010年的平台期比1999年的爆发更亮，持续时间更短，开始时间更早。闪烁，$I_{\rm C}$的振幅是$B$带的两倍，在第+4.8天和+15.7天不存在，在第+11.8天存在，时间尺度约为半小时。
2010-03-15 astro-ph.SR
The Recurrent Nova T Pyx: Distance and Remnant Geometry from Light Echoes
周期性新星T Pyx（T Pyx）以其小的双星分离，在平静时异常高的光度以及哈勃太空望远镜（HST）对其周围残骸的壮观图像而闻名。2011年4月，T Pyx自1966年以来首次爆发。在这里，我们描述了在2011年晚些时候HST观测到的爆发中的白矮星（WD）周围的瞬态反射星云。我们在先前存在的遗迹中对这种光回波的观测表明，它由一个半径约为5”的cloudingring主导，倾角为30至40度，东部边缘向观察者倾斜。从中心源发出的直接可见光，到与中心源具有相同前景距离的几个尘埃团的散射光之间的延迟时间，给出了到T Pyx的距离为4.8 +- 0.5 kpc。根据过去的二维光谱证据，残骸中含有一个类似壳的成分，它实际上必须由一个嵌入准球形壳中的环组成。4.8 kpc的大距离支持了这样的论点，即T Pyx在静止时具有非常高的质量转移率，因此新星爆炸本身可以增加供体星的质量损失，并减少近距离双星爆发之间的时间。
2013-05-22 astro-ph.SR
The 2011 Outburst of Recurrent Nova T Pyx: Radio Observations Reveal the Ejecta Mass and Hint at Complex Mass Loss
尽管是这类新星的原型，T Pyx可以说是最不寻常和最不了解的复发新星。在这里，我们使用卡尔G. Jansky甚大阵列追踪2011年T Pyx爆发过程中喷出物的演变。射电辐射与新星喷出物的热辐射大致一致。然而，令人惊讶的是，射电流量在爆发的后期开始上升，这表明在爆发的前50天内，大部分的射电辐射物质要么非常冷，要么膨胀非常缓慢。考虑到一个合理的范围内的体积填充因子和几何形状的喷出物，我们发现，高峰值流量密度的无线电发射需要一个大规模的喷射1-30 x 10^{-5}太阳质量。这个喷出物的质量比通常与周期性新星相关的值要高得多，并且与远低于克拉塞卡极限的白矮星上的新星更一致。
2014-03-03 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
Red giant component of the recurrent nova T Coronae Borealis
本文通过V波段测光与光谱观测估算了再发新星北冕座T红巨星的视星等和绝对星等，发现其绝对V波段星等比典型M4/5III巨星略暗。
2025-04-08 astro-ph.SR
M31N 2013-10c: A Newly Identified Recurrent Nova in M31
本文证认M31N 2013-10c为M31中第21个再发新星系统，通过对比其2013年与2023年两次爆发的R波段光变曲线，测得峰值绝对星等M_R=-8.8±0.2，确认其为M31中已知最亮的再发新星。
2024-01-10 astro-ph.SR
Review Of The 2010 Eruption Of Recurrent Nova U Scorpii
2010年1月28日，周期性新星天蝎座U爆发了它长期预测的爆发;事先的准备使其成为有史以来观测到的最好的新星事件。覆盖范围包括X射线、紫外线、光学和红外线的每日和每小时光谱，以及X射线、紫外线、U、B、V、y、R、I、J、H、K和中红外线的每日和每小时光度测定，包括大约35，000个V波段震级（平均每三分钟一次）。这种前所未有的覆盖范围允许发现三种新现象：早期的快速光学耀斑（没有已知的解释），喷出物速度为10，000 km/s（以前只有在超新星中才能看到的速度），以及持续数小时的光学和X射线亮度的深瞬时下降（我指出X射线勺状体具有相同的原因）。
2010-09-16 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
Photometric evolution of the 2016 outburst of recurrent Nova LMC 1968: the first three weeks
光学（BVRI）测光的前三个星期的爆发的经常性新星LMC 1968年提出和讨论。2016年的I波段光变曲线是2010年火山爆发的精确复制品，即使是最微小的细节。最大星等被推断发生在2016年1月21.2日，I=11.5等，对应的绝对星等M（I）=-7.15。一个~1天的高原是目前在所有波段约6天过去的光学最大值，同时出现的超软X射线发射在斯威夫特的观测，信号的广泛电离的喷出物。这颗新星进入了一个更长的平台期，大约比最大值晚了9天，由白矮星的亮度控制，现在可以直接看到它，并且它的表面仍然有核燃烧。爆发复发的平均周期约为955天（2.6年），这既符合OGLE季间间隙，也符合观测到的前一次爆发之间的间隔。
2016-03-08 astro-ph.SR
The recurrent nova V3890~Sgr: a near-infrared and optical study of the red giant component and its environment
我们利用2019年爆发前后获得的数据，对周期性新星V3890 Sgr的红巨星成分进行了分析。对于$\log{g}=0.7$，其有效温度为$T_{\rm eff}=3050\pm$ 200 K，尽管$T_{\rm eff}$有适度的变化。相对于它们的太阳值，碳（$0.20\pm0.05$ ~dex）和钠（$1.0\pm0.3$ ~dex）都是过剩的，这可能是1990年新星喷发的喷出物被夹带到红巨星光球中的结果。我们发现$^{12}$ C/ $^{13}$ C $=25\pm2$，一个类似于其他复发新星中红巨星的值。对5- 38 $\,mu$ m区域的静态光谱的解释需要红巨星环境中光球SiO吸收和冷（$\sim400$ ~K）尘埃的存在。Na{ \sc i} D谱线区域的光谱很复杂，包括至少六个星际成分，以及2019年喷发的喷出物与双星平面中积累的物质之间相互作用的可能证据。三颗具有巨大二次爆发的周期性新星的环境尘埃含量不同，但光球的$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值相似。SiO的基本波段最有可能在所有三颗恒星的光球起源。
2022-07-29 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
Active phases and flickering of a symbiotic recurrent nova T CrB
T CrB是一颗共生的复发新星，已知表现出活跃的阶段，其特征是热成分温度的明显增加和闪烁的出现，即在分钟的时间尺度上观察到的通量的变化。历史上的紫外线观测已经排除了轨道可变性作为闪烁的解释，而是建议闪烁是由可变的质量转移引起的。我们已经分析了光学和X射线观测调查的闪烁的性质，以及在T CrB的活动阶段。分光光度观测证实，活动期有~ 1000 d和~ 5000 d两个周期。X射线中的闪烁被检测到，并且遵循与光学中观察到的类似的振幅-通量关系。闪烁在较硬的X射线能量下最为突出，这表明它起源于吸积盘和白矮星之间的边界层。来自边界层的X射线辐射然后被厚的吸积盘或星云再处理成紫外线辐射。更详细的了解闪烁将受益于长期同步X射线和光学监测的现象，在共生复发新星和相关的系统，如Z和型共生星。
2016-07-22 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
Isotopic ratios in the red giant component of the recurrent nova T Coronae Borealis
本文报道用新的2.284- 2.402PDMATHABMM m和3.985- 4.155PDMATHABMM m光谱测定了北冕座T星红巨星部分光球中C、O和Si的丰度和同位素比值。光球中的丰度和同位素比率可能受到以下因素的影响：（i）红巨星内部的过程，这些过程在被挖掘出来的过程中被带到表面;（ii）红巨星的污染，无论是在双星演化的共同包络阶段，还是在经常性的新星爆发中合成的物质，或者两者的组合。我们发现，C，O和Si的丰度与第一次挖掘后的红巨星的预期成分相当一致，$^{16}$ O/ $^{17}$ O比值也是如此。发现$^{28}$ Si/ $^{29}$ Si比为$8.6\pm3.0$，$^{28}$ Si/ $^{30}$ Si比为$21.5\pm3.0$。$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值（$10\pm2$）略低于首次打捞的预期值。$^{16}$ O/ $^{18}$ O的比值（$41\pm3$）与红巨星演化（$\sim550$）或新星热核失控产物对红巨星的污染所预期的比值高度不一致。特别是碳和氧同位素的比例结合起来是一个谜。我们强烈要求用高分辨率的光谱学来证实我们的结果。我们还鼓励对具有异常丰度和同位素比的喷出物污染的经常性新星系统中的二级恒星的影响进行彻底的理论研究。
2020-08-27 astro-ph.SR
On the Orbital Period Change in the Recurrent Nova U Scorpii
在1999年爆发期间，观测到周期性新星U Sco的轨道周期缩短。在爆发中，物质从白矮星表面喷射出来。双星系统的间隔变宽，轨道周期增加。我们发现，爆发之间的磁制动，质量转移到同伴，和摩擦角动量损失在爆发期间都太小，占这种意想不到的变化。然而，我们发现，如果次级有足够强的磁场，B = 8 × 10^3 G，那么喷射出的物质可以与次级耦合，并与系统共转。喷出的物质获得角动量，而双星系统失去角动量，周期减小。如果这样一个强大的磁场确实存在，那么我们预测，在目前的2010年爆发期间也应该观察到周期减少。然而，如果观测上可以排除这种场的存在，那么周期减小的原因（如果得到证实）仍然是未知的。
2010-03-22 astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the symbiotic-like recurrent nova V407 Cygni during its 2010 outburst. II. The circumstellar environment and the aftermath
天鹅座V407在2010年3月10日的新星爆发是这颗恒星的第一次观测，但它与著名的共生型复发新星RS Oph的相似之处表明它也是这种罕见类型的银河系新星的成员。这颗新星是第一个在$γ$射线能量下被探测到的新星，也是该系统中第一个已知的新星爆炸。这种爆发的广泛的多波长覆盖范围使其成为与类似系统已知的少数其他爆发的理想比较。我们扩展我们以前的分析，从爆炸的米拉和扩大冲击详细的时间发展的光电离的米拉风，拱星介质，和冲击拱星环境，推导出它们的物理参数，以及它们如何与环境的大尺度结构，扩展以前的覆盖面超过500天后爆发。在Mira风中形成的Fe峰离子的吸收线在第69天之前的低速下可见为P Cyg轮廓，大约在X射线峰的时间，我们确定了许多吸收跃迁，而没有伴随金属线的发射。在2010年观察期间，H Balmer线显示出较强的P Cyg吸收谷，该吸收谷在第128天减弱。我们区分的冲击，光电离环境，色球层和内米拉风爆发后超过一年采取的光谱的组件。多壳层和辐射激发现象与最近引用的GRB和SNIa（严重截断）相似。
2011-12-10 astro-ph.SR
Near-infrared studies of the 2010 outburst of the recurrent nova U Scorpii
我们提出了近红外观测的2010年爆发的U Sco。从爆发后0.59天开始，连续10天出现JHK测光。这样的光度学可以有益地集成到一个更大的数据库的其他多波长的数据，旨在全面研究的U Sco的演变。早期近红外光谱，从0.56天后爆发，并讨论了它们的一般特征。在爆发的早期，我们在几条谱线中看到了非常宽的翅膀，尾巴沿着视线延伸到~ 10000 km/s;这是出乎意料的，有一颗新星的喷射速度等于通常认为只有超新星才有的速度。根据重组分析，我们估计上限为10^-4.64[+0.92. - 0.74]Msun为喷射质量。
2010-08-24 astro-ph.SR
The symbiotic recurrent nova V3890 Sgr: binary parameters and pre-outburst activity
本文介绍和分析了共生型复发新星V3890 Sgr在静止期的光学光度学和高分辨率SALT光谱。轨道周期，P=747.6天已从光度和光谱数据推导出来。我们的双线光谱轨道表明，质量比q=M_g/M_WD=0.78 ± 0.05，组分质量为M_WD=1.35 ± 0.13 Msun，M_g=1.05 ± 0.11 Msun。轨道倾角约为67-69度。红巨星正在填满（或几乎填满）它的洛希瓣，而由它的洛希瓣半径d=9 kpc所确定的距离，与巨脉动周期所产生的结果一致。V3890 Sgr的爆发强度与大麦云云中RNe的爆发强度非常相似。V3890 Sgr显示出显着的光度和光谱活动之间的新星爆发的时间尺度类似于那些观察到的共生周期新星T CrB和RS Oph和Z和型共生系统。活动源有一个双温结构，我们已经与存在的吸积盘。这种活动是由吸积速率的变化引起的。我们还提供的证据表明，V3890 Sgr包含一个CO WD吸积在一个高的，几个1 e-8 - 1 e-7 Msun/年，率。WD的质量正在增长，并且应该在大约1，000，000年内产生Ia型超新星-红巨星的预期寿命。
2021-04-13 astro-ph.SR
Optical Flickering of the recurrent nova RS Ophiuchi: amplitude - flux relation
我们报告了共生周期新星RS~Oph在五个波段（$UBVRI$）静止时的闪烁变化的观测结果。我们发现的峰-峰闪烁幅度（$ΔF$）和热分量（$F_{\rm av}$）的平均通量之间的相关性的证据。相关性非常显著，相关系数为0.85，$p$值为~ $\sim 10^{-20}$。结合所有波段的数据，我们发现RS~Oph的$UBVRI$闪烁与$ΔF \propto F^k_{\rm av}$类型的关系，其指数为$k = 1.02 \pm 0.04$。因此，变化幅度和热分量的平均通量之间的关系符合线性。闪烁的均方根幅度平均为$F_{\rm av}$的8%（$\pm2$百分比）。探测到的相关性类似于在吸积黑洞/中子星和激变变星中发现的相关性。并对可能的原因进行了简要的讨论。这些数据可应作者的要求提供。
2015-05-21 astro-ph.SR
Binary Parameters for the Recurrent Nova T Coronae Borealis
本研究通过2022-2024年光谱数据与文献径向速度结合，更新了再发新星T CrB的轨道，并利用最大似然建模推导出双星参数：白矮星质量1.37太阳质量，红巨星伴星质量0.69太阳质量，为即将到来的2025年爆发提供关键系统信息。
2025-02-28 astro-ph.SR
Linear Spectropolarimetry of the 2011 Eruption of the Recurrent Nova T Pyx
Universidad Internacional de Valencia (VIU)（瓦伦西亚国际大学）；Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA), Unidad Asociada al CSIC（阿拉贡宇宙物理研究中心（CEFCA），CSIC联合单位）
通过分析再发新星T Pyx 2011年喷发的九个历元VLT/FORS2分光偏振数据，发现连续谱偏振通常低于1%且取向约95度，吸收线偏振可达2%，并识别出两个速度相关的偏振分量，从而约束了喷出物的几何与运动学结构。
2026-09-22 astro-ph.SR
A remarkable recurrent nova in M31 - The optical observations
2013年11月下旬，M31经常性新星M31 N 2008- 12 a在五年内第五次爆发。目的：在这封信中，我们解决的光学光变曲线和祖系统的M31 N 2008- 12 a。研究方法：2013年的光学成像数据从利物浦望远镜，拉帕尔马，丹麦1.54米望远镜，拉西拉，和档案哈勃太空望远镜近红外，光学和近紫外数据的爆发进行天体测量和光度分析。结果如下：2013年爆发的光度测量，结合之前的三次爆发，使一个非常快的新星，t2（V）~4天的模板光变曲线的建设成为可能。档案数据允许恢复的祖先系统的光学和近紫外数据，表明一个红巨星二次与明亮的吸积盘，或者是一个系统与亚巨星二次，但占主导地位的磁盘。结论：M31 N 2008- 12 a的爆发和一些历史性的X射线探测表明，这是一个独特的系统，重现时间约为1年。这意味着一个非常高质量的白矮星和高吸积率的存在。我们鼓励更多的观测，特别是在2014年底。
2014-02-10 astro-ph.SR
Gas phase SiO in the circumstellar environment of the recurrent nova T Coronae Borealis
我们报告发现的双原子分子SiO的气相环境中的复发新星T北冕座。虽然一部分SiO是光球层的，但相当大的一部分肯定是来自T CrB的红巨星成分。假设局部热力学平衡，对SiO特征的简单拟合表明SiO柱密度为2.8x10^17 /cm 2，温度约为1000 K; SiO柱密度与场红巨星风中的SiO柱密度相似。鼓励在下一次预期喷发之前和之后寻找SiO脉泽发射。我们发现红巨星中的12 C/13 C比值<9，最佳拟合值约为5，比太阳值89低18倍。我们没有找到令人信服的证据，灰尘的存在下，在环境中的T CrB，我们归因于硬X射线发射的成核位点的破坏性影响。当T CrB的下一次爆发发生时，喷出的物质将冲击风，产生X射线和日冕线发射，就像周期性新星RS Oph的情况一样。T CrB也是一个很好的候选者非常高能量的伽马射线发射，在2010年天鹅座V407爆发期间首次观察到。我们在文件中包括各种各样的红外光谱和光度数据。
2019-04-09 astro-ph.SR
Snowflakes in a furnace: formation of CO and dust in a recurrent nova eruption
本文首次在再发新星V745 Sco爆发后的抛射物中探测到CO和尘埃，并推测它们形成于激波间低温致密团块区，该区可能还参与粒子加速和伽马射线产生。
2023-08-05 astro-ph.SR
Infrared spectroscopy of the 2022 eruption of the recurrent nova U Sco
本研究对2022年再发新星U Sco爆发开展密集近红外观测，发现早期冕线、特殊谱线变化及超高抛射速度，证实冲击电离为冕线主激发机制，凸显该天体的独特性。
2023-05-04 astro-ph.SR
