On the Evolution of the Late-time {\it Hubble Space Telescope} Imaging of the Outburst of the Recurrent Nova RS Ophiuchi (2006)
我们用Ribeiro等人（2009）的模型模拟了RS Ophiuchi的晚期{ \it Hubble Space Telescope}成像，当时由于同步地基光谱学的未知可用性，对于从早期到晚期观测的膨胀星云的演变留下了一些悬而未决的问题。最初的发射谱线鉴定表明，光谱中不存在禁止谱线，WFPC 2 F502 N图像区域中出现的发射谱线是由于N{ \sc ii}和He{ \sc i} + Fe{ \sc ii}。最适合光谱的模型是外部快速移动的材料随时间线性膨胀，而内部过密度材料要么经历一些减速，要么物理尺寸没有变化。这种内在超密度的起源需要进一步探索。
2014-10-01 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
Optical spectroscopy of the recurrent nova RS Ophiuchi - from the outburst of 2006 to quiescence
这里展示了2006年蛇夫座RS爆发后一天开始到爆发后一年多的光谱。光谱的演变被发现是类似的，在以前的爆发。早期阶段的光谱主要由氢和氦（I和II）线。后期出现日冕和星云线。发射线的宽度随着时间的推移而变窄，这被解释为一个冲击波扩展到红巨星风。使用光电离代码云，光谱在9个时代跨越14个月后的爆发峰值，从而涵盖了广泛的电离和激发水平的喷出物，建模。最佳拟合的模型参数表明存在一个热的白矮星源，其光度大致恒定为1.26 x 10^{37} erg/s。在前三个月，发现的He，N，O，Ne，Ar，Fe，Ca，S和Ni的丰度（按数量计）高于太阳丰度，这些元素的丰度在后期下降。还提供了在静止期间获得的光谱。静态光谱的光电离模型表明存在低光度的吸积盘吸积盘。在静止期氦的丰度在太阳之下。
2017-11-21 astro-ph.SR
High-resolution optical spectroscopy of RS Ophiuchi during 2008 -- 2009
蛇夫座RS是一颗共生变星，也是一颗轮回新星。我们用北欧光学望远镜对它进行了监测，在静止期的一个轨道周期内获得了30个高分辨率（R= 46000）的光谱。据我们所知，这是RS Oph在一个轨道周期内的最佳采样高分辨率光谱数据集。我们没有检测到任何直接的签名，如双峰发射线的吸积盘，但许多线的轮廓是复杂的叠加发射和吸收组件组成。我们测量了红巨星的自旋，并得出结论，它是潮汐锁定的双星轨道。我们观察到钠I吸收功能，可能产生的环二进制介质，已形成了以前经常性的新星爆发。我们在光波长中没有检测到任何固有的偏振。
2016-10-04 astro-ph.SR
Abundance analysis of the recurrent nova RS Ophiuchi (2006 outburst)
我们提出了一个分析的元素丰度的喷出物的经常性新星RS Oph使用公布的光学和近红外光谱在2006年爆发。我们使用云光电离程序通过改变几个参数来产生合成光谱，然后将模型产生的光谱与在两个时期获得的观测发射线光谱进行匹配。我们通过$χ^{2}$最小化技术获得最佳拟合模型参数。我们的模型结果与观测到的光学和近红外光谱吻合得很好。最佳拟合的模型参数是兼容的热白矮星源的T $_{BB}$为5.5 - 5.8 $\times$ 10 $^{5}$ K和大致恒定的亮度为6 - 8 $\times$ 10 $^{36}$尔格s $^{-1}$。通过分析，我们发现以下丰度（按数量）与太阳有关的元素：He/H = 1.8 $\pm$ 0.1，N/H = 12.0 $\pm$ 1.0，O/H = 1.0 $\pm$ 0.4，Ne/H = 1.5 $\pm$ 0.1，Si/H = 0.4 $\pm$ 0.1，Fe/H = 3.2 $\pm$ 0.2，Ar/H = 5.1 $\pm$ 0.1，和Al/H = 1.0 $\pm$ 0.1，所有其他元素被设定为太阳丰度。这表明，相对于太阳，氦，氮，氖，铁和氩的喷出物显着增强。利用得到的参数值，我们估计出一个喷射的质量在3.4 - 4.9 $\times$ 10 $^{-6}$ M $_{\odot}$，这是与观测结果相一致的范围。
2015-02-28 astro-ph.SR
A 70 pc-Diameter Nova Super-remnant Surrounding the Recurrent Nova RS Ophiuchi
本文通过深窄带成像与光谱在 RS Ophiuchi 周围发现直径约 70 pc 的新星超遗迹，并估算其质量、膨胀速度与年龄，支持所有再发新星均具类似结构的预测。
2025-05-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of a Second Nova Eruption of V2487 Ophiuchi
在哈佛大学天文台和索恩伯格天文台的天文盘档案中进行了一次定向搜索，以寻找以前未被发现的新星爆发。我们发现V2487 Oph（Nova Oph 1998）的爆发发生在1900年6月20日。V2487 Oph以前被归类为经典新星，我们根据其大的膨胀速度和爆发光谱中存在的高激发线确定为可能的复发新星。该事件记录在哈佛板块AM 505上，震级为10.27 +/- 0.11，接近峰值。爆发只能在一个底片上看到，但图像具有典型的哑铃形状（由双重曝光引起），与底片上的其他恒星图像相同，因此不是底片缺陷。我们的结论是，这实际上是V2487 Oph的一个以前未被发现的新星爆发，证实了我们的预测，它是一个复发新星。我们还研究了系统爆发的发现效率，并得出结论，在过去的一个世纪中，一个随机定时的爆发平均有30%的机会被发现。利用这一点，我们推断出V2487 Oph的复发时间约为18年，这意味着下一次喷发预计在2016年左右。
2009-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Near-Infrared H and K band studies of the 2006 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi
我们目前的近红外光谱在H和K波段的爆发的经常性新星RS蛇夫座（RS Oph）。这些观测涵盖了喷发后1至94天的时间。近红外光曲线和一个广泛的光谱，线确定和光谱的一般特性进行了讨论。HI线剖面的分析表明，在一个强大的中央组件的两侧存在宽翼，表明在喷出物中存在双极速度流。这种流动在运动学上与物体在高分辨率空间图像中显示的双极结构一致。我们讨论的Fe II线在1.6872和1.7414微米的行为和起源，并表明莱曼α和莱曼连续荧光是可行的机制来激发这些线。我们借鉴的结果，碰撞激发也可以有助于激发和显着提高这些Fe II线的强度，提出这些线起源于高粒子密度的网站。这样一个可能的位置可能是高密度，低温接触面，应该存在于冲击波前的冲击喷出物和红巨星风之间。HI线的分解分析表明，在我们观测的大部分时间内，情况B的条件偏离了光学深度效应。看来，激波阵面的爆发直到我们的观测结束时才发生。分析了[Si VI] 1.9641微米冕线和[Mn XIV] 2.0894微米冕线的时间演化。假设碰撞效应在热日冕气体中占主导地位，估计气体中的离子温度。
2009-06-19 astro-ph.SR
The first hours and days of the 2021 explosion of the recurrent symbiotic nova RS Ophiuchii
Astronomical Institute, Slovak Academy of Sciences（斯洛伐克科学院天文研究所）；Private observatory Liptovská Štiavnica（利普托夫斯卡什佳夫尼察私人天文台）；ARAS Eruptive Stars Group（ARAS爆发恒星小组）；Fujii Kurosaki Observatory（藤井黑崎天文台）；Astronomical Institute, Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；Astronomical Institute of Charles University（查理大学天文研究所）
通过光谱能量分布建模，研究2021年RS Oph爆发早期演化，揭示喷流双极结构形成机制，并证实内部激射光度对白矮星光度的贡献。
2026-06-12 astro-ph.SR
Multiwavelength modelling the SED of supersoft X-ray sources. II. RS Ophiuchi: From the explosion to the SSS phase
RS Oph是一颗周期性的共生新星，在20年的时间尺度上经历了类似新星的爆发。它的最后两次喷发（1985年和2006年）是从X射线到无线电的密集多波长观测活动的主题。这一贡献的目的是确定物理参数和电离结构的新星从爆炸到第一次出现的超软X射线（第26天）通过使用的方法多波长建模的SED。从爆发的一开始，SED模型就揭示了光谱中存在强烈的恒星和星云辐射成分。在最初的4天里，这颗新星显示出一个双锥电离结构。$\sim 8200$ K温暖和160 - 200 R $_{\odot}$扩展的伪光球围绕白矮星（WD）的赤道到纬度$>40^{\circ}$。WD两极周围的剩余空间被电离，通过WD的快风产生了一个发射测量值为$EM \sim 2.3 \times 10^{62}$ cm $^{-3}$的强星云连续体。燃烧WD的光度是高度超爱丁顿的整个调查期间。风的质量损失率为$10^{-4} - 10^{-5}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$和喷流的存在表明整个盘以高速率吸积，这有助于维持吸积体的超爱丁顿光度很长一段时间。
2014-02-25 astro-ph.SR
V1369 Cen high resolution panchromatic late nebular spectra in the context of a unified picture for nova ejecta
Nova Cen 2013（V1369 Cen）是通过高分辨率UV+光学多历元光谱学进行全色观测的第四颗明亮新星。它也是光谱最丰富的新星（无论是在数据质量和历元数量方面），这要归功于它的异常亮度。在这里，我们使用爆发后的第250天和第837天之间拍摄的晚期星云光谱来推导新星的物理，几何和运动学性质。我们将结果与本系列中其他全色研究的结果进行了比较：T Pyx，V339 Del（Nova Del 2013）和V959 Mon（Nova Mon 2012）。由此我们得出结论，在所有这些新星的喷出物的几何形状和现象，可以一贯地解释在一个单一的，简短的喷射插曲和弹道膨胀，而不是由风的clueros气体排出。对于V1369 Cen，其喷出物质量（约1 E-4太阳质量）和填充因子（0.1<=f<=0.2）与经典新星一致，但比T Pyx和复发新星大（至少一个数量级）。V1369 Cen相对于太阳的N/C比率非常高，超出了目前对CO新星的预测范围，并且Ne发射线强度与典型的ONe或CO白矮星不同。
2018-07-18 astro-ph.SR
The Massive CO White Dwarf in the Symbiotic Recurrent Nova RS Ophiuchi
如果在双星系统中吸积的白矮星（WD）要产生Ia型超新星（SNIa），它们必须成长到接近克拉塞卡质量并点燃碳燃烧。最终证明WD自诞生以来已经大幅增长是一项具有挑战性的任务。氢的缓慢吸积不可避免地导致了侵蚀，而不是WDs的生长。快速吸积氢导致的氦层的增长，由于既减少简并和抑制混合的吸积氢与下面的WD。然而，直到最近，对氦吸积的WD的模拟都声称，一旦超过$\sim 10^{-1}\, \rm M_{\odot}$，氦包层就会爆炸性地喷射出来。因为CO WD不可能在出生时质量超过$\sim 1.1\, \rm M_{\odot}$，任何超过$\sim 1.2\, \rm M_{\odot}$的物体都必须有相当大的增长。我们证明了共生新星RS Oph中的WD的质量范围为1.2 - 1.4 μ M $_{\odot}$。我们比较了紫外光谱的RS Oph与那些与ONe WD的新星，并与新星爆发CO WD。RS Oph WD显然是由CO制成的，这表明它自出生以来已经大幅增长。它是最终产生SNIa的主要候选者。
2017-08-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Changes in the red giant and dusty environment of the recurrent nova RS Ophiuchi following the 2006 eruption
我们目前的近红外光谱的经常性新星RS Oph在2006年2月最近一次爆发后，多次获得。1 - 5微锥光谱主要由红巨星，但H I，He I和日冕线在爆发期间出现在我们所有的观测中。由计算的红外光谱能量分布与观测的通量的拟合，我们发现红巨星的T_eff = 4200 +/-200，K。在红巨星大气中形成的2.3微米的第一泛音CO带是可变的。光谱清楚地表现出红外过量，由于尘埃排放longward的5微米，我们估计的有效温度为500 K的发射尘埃壳，并发现，尘埃排放也是可变的，在2007年超出了检测极限。最有可能的是，RS Oph中的第二颗星是内在可变的。
2009-09-07 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
Low-frequency radio observations of recurrent nova RS Ophiuchi with MeerKAT and LOFAR
本研究利用MeerKAT和LOFAR对2021年再发新星RS Ophiuchi爆发开展低频射电观测，通过光变曲线建模验证非热辐射机制，约束红巨星质量损失率，并提出后续观测策略。
2023-11-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Infrared photometry of the dwarf nova V2051 Ophiuchi: II -- The quiescent accretion disc and its spiral arms
本文报道了用蚀图技术分析矮新星V2051 Oph静止期红外$JHK_s$测光时间序列，以研究其吸积盘的结构和光谱。光变曲线后删除的椭球体的变化所造成的质量施主星显示双波调制信号的存在下，两个不对称的光源在吸积盘。日食图显示出盘发射顶部的两个旋臂，一个在$R_1= 0.28\pm 0.02 \,R_\mathrm{L1}$，另一个在$R_2= 0.42\pm 0.02 \,R_\mathrm{L1}$（其中$R_\mathrm{L1}$是从盘中心到内拉格朗日点的距离），这是在与双波调制最大值一致的二元相位上看到的。螺旋臂（$θ_s= 21^o \pm 4^o$）的大张开角表明V2051 Oph的静态吸积盘具有高粘度。吸积盘在其内部区域（$T_\mathrm{gas}\sim 10-12 \times 10^3\,K$和表面密度$\sim 10^{-3}-10^{-2}\,g\,cm^{-2}$）是热的和光学薄的，并且在其外部区域变得冷和不透明。
2019-12-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Study of 2021 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi: Photoionization and morpho-kinematic modelling
我们提出了2021年爆发的RS Ophiuchi（RS Oph）的光学光谱的演变超过爆发后约一个月。光谱演化与以前的爆发相似。早期的光谱显示出突出的P天鹅座的氢巴耳末，\ion{Fe}{ii}，和\ion{He}{i}线。在最初的几天里，发射线非常宽，后来随着新星的发展变得越来越窄和尖锐。这被解释为膨胀的冲击物质进入红巨星伴星的风中。我们发现新星喷出物在$\sim 4$天内自由膨胀，之后激波速度随时间单调下降，为$v\propto t^{-0.6}$。使用光电离代码\textsc{cloudy}导出与系统相关的物理和化学参数。最佳拟合的\textsc{cloudy}模型显示存在一个热的中心白矮星源，其光度大致恒定为$\sim$ 1.00 $\times$ 10 $^{37}$ erg s $^{-1}$。最佳拟合的光电离模型产生绝对丰度值的数量，相对于太阳的He/H $\sim 1.4 - 1.9$，N/H = $70 - 95$，O/H = $0.60 - 2.60$，和Fe/H $\sim 1.0 - 1.9$的喷出物在爆发后的第一个月。在喷出物中发现了大量的氮。系统的氢壳层质量估计在$3.54 - 3.83 \times 10^{-6} M_{\odot}$范围内。的三维形态运动学建模显示了一个双极形态和$i=30^{\circ}$的倾斜角为RS Oph双星系统。
2022-07-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Chandra detection of extended X-ray emission from the recurrent nova RS Ophiuchi
对2006年共生的周期性新星蛇夫座RS（RS Oph）爆发的射电、红外和光学观测表明，爆炸产生了非球形的喷出物。其中一些喷出的物质以两极喷流的形式出现在中央源的东部和西部。在这里，我们描述的X射线观测与钱德拉X射线天文台一年半后，爆发的开始，揭示了狭窄的，扩展的结构与位置角约300度（北偏东）。尽管X射线图像中延伸特征的方向与CCD探测器的读出方向一致，但广泛的测试表明该特征不是伪影。假设这不是仪器效应，扩展的X射线结构显示热等离子体从中心双星延伸超过1，900 AU（距离为1.6 kpc）。X射线发射在西北方向被拉长-与已发布的无线电图像中的扩展红外发射和一些次要特征一致。它与射电喷流的方向和主要的双极光学结构不太一致。扩展X射线结构中的大多数光子具有小于0.8 keV的能量。如果扩展的X射线特征是在新星爆发时产生的，那么它在2007年8月的1”.2长度意味着它以超过2质量/天的平均速率扩展，这相当于天空平面中的流速超过6，000 km/s（d/1.6 kpc）。这个膨胀率与最早测量到的射电喷流的膨胀率相似。
2009-10-28 astro-ph.HE 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
Shock shaping? Nebular Spectroscopy of Nova V906 Carinae
船底座V906是近年来观测到的最好的新星之一。它是一个多产的尘埃生产者，并在早期不断演变的喷出物流出中受到冲击。在这里，我们通过研究星云阶段的高分辨率UVES光谱来仔细研究这些早期相互作用的后果，并向后推断以研究最终结构可能是如何形成的。一个研究喷出物的几何形状和形成的历史的结构的外壳进行以下谱线SHAPE模型拟合。在新星喷出物的冲击光谱示踪剂的搜索进行和电离环境的分析。温度，密度和丰度分析的演变新星壳。
2023-03-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
CK Vul: a smorgasbord of hydrocarbons rules out a 1670 nova (and much else besides)
我们目前的观测CK Vul获得斯皮策太空望远镜。红外光谱揭示了一个温暖的尘埃连续体，星云，分子氢和HCN线叠加，以及“未识别的红外”（UIR）特征。星云谱线与低密度气体的辐射一致。我们的结论是，斯皮策的数据，结合其他信息，是不兼容的CK Vul是一个经典的新星遗迹在“冬眠”的事件后，1670年，一个“非常晚的热脉冲”，一个“发光的红色变量”，如V838 Mon，或“扩散引起的新星”。CK Vul的真实性质仍然是一个谜。
2015-12-07 astro-ph.SR
Lesson learned from (some) recurrent novae
在这次演讲中，我们提出了早期衰退和星云光谱的经常性新星YY多尔和新星LMC 2009年。这些和其他一些相同类型的周期性新星，具有相似的光谱特征和演化。我们将批判性地讨论这些共同的特点，表明相同的白矮星的祖先和后爆发阶段的所有这些。
2013-03-12 astro-ph.SR
A multiwavelength light curve analysis of the classical nova YZ Ret: An extension of the universal decline law to the nebular phase
本文通过构建综合模型分析经典新星YZ Ret的多波段光变曲线，确定其白矮星质量约为1.33倍太阳质量，并揭示星云阶段壳层发射衰减遵循普遍衰减定律，将定律适用范围延伸至星云阶段。
2023-06-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
UBVRI observations of the flickering of RS Ophiuchi at Quiescence
我们报告的闪烁变化的经常性新星RS Oph在静止的基础上，同时在5个波段（UBVRI）的观测。RS Oph具有闪烁源，（U-B）_0=-0.62 \pm 0.07，（B-V）_0=0.15 \pm 0.10，（V-R）_0=0.25 \pm 0.05。我们发现闪烁源的温度T_fl = 9500 \pm 500 K，亮度L_fl = 50 - 150 L_sun（使用d=1.6kpc的距离）。我们还发现，在（U-B）vs（B-V）图上，共生星的闪烁不同于激变变星。讨论了闪烁的可能来源。这些数据可应作者的要求提供，并可在网站www.astro.bas.bg/~rz/RSOph.UBVRI.2010.MNRAS.tar.gz上获得。
2010-01-06 astro-ph.SR
Modelling the circumstellar medium in RS Ophiuchi and its link to Type Ia supernovae
最近对在一些Ia型超新星中检测到的窄的、可变的吸收线的解释表明，它们的祖先被致密的星周物质包围。在共生的复发新星系统RS Oph中检测到类似的变化，该系统每20年经历一次热核爆发，使其成为研究这些线起源的理想候选者。为此，我们提出了多个质量转移新星周期在RS Oph的模拟。我们发现，静态传质产生了密集的，赤道流出，即，向双星轨道平面集中，在白矮星周围形成吸积盘。球状新星爆发与这些非球状星周结构的相互作用产生了双极外流，类似于2006年HST爆发的图像。为了产生与观测一致的电离结构，红巨星的质量损失率必须达到$5 \times 10^{-7}\,\mathrm{M}_{\odot}\,\mathrm{yr}^{-1}$。模拟还产生了极吸积流，这可能解释了静态H α线和硬X射线的宽翼。通过比较模拟的吸收线剖面观测2006年爆发，我们能够确定哪些组件出现在风中，哪些是由于新星。我们探讨可能的行为的吸收线轮廓，因为他们可能会出现超新星发生在一个系统，如RS Oph。我们的模型显示出与SN 2006 X等超新星的相似性，但需要高质量损失率（$\dot{M} \sim 10^{-6}$到$10^{-5}\,\mathrm{M_\odot}\,\mathrm{yr}^{-1}$）来解释SN 2006 X的变化。
2016-01-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multiple flares caused by mass ejection episodes during the advanced nebular phase of Nova Scuti 2019
我们的光度和光谱监测显示，从2020年6月4日开始，从光学最大值开始的第+217天，并进入其高级星云阶段，Nova Sct 2019开始显示一系列9个大振幅耀斑（高达Delta（m）~1.7等），其特征是快速上升到峰值（=<10小时）和快速指数下降（e折叠时间=<50小时）。耀斑之间的时间间隔Δ（t）遵循一个有序的序列，从8.43天下降到4.90天，这安全地允许排除任何其他耀斑发生而没有被观测记录。当耀斑序列在2020年7月28日（+271天）结束时，Nova Sct 2019将其整体下降速度从Delta（m）=0.0067 mag/天减缓到0.0027 mag/天。耀斑是由仍在燃烧的WD以高速（~1000 km/s）喷出的物质引起的。在每次耀斑中形成的较冷的伪光球层，导致复合波在原始的新星喷出物中传播（距离WD约170 AU），淬灭[FeX]和[FeVII]的发射，并增强低电离物质的发射。在每次耀斑之后，一旦少量喷出的物质在光学上变薄，原始的新星喷出物就会恢复显示[FeX]和[FeVII]发射线，这一事实清楚地证明了燃烧的WD对喷出物施加的直接光电离作用。虽然其他已知的耀斑新星（V458 Vul，V4745 Sgr和V5588 Sgr）呈现出接近最大亮度的耀斑，并且Delta（t）不断增加，但Nova Sct 2019在高级星云阶段显示它们并且Delta（t）不断减少方面是独一无…
2022-08-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
V2676 Oph: Estimating physical parameters of a moderately fast nova
利用我们以前报道的观测结果，我们得到了中快新星V2676 Ophiuchi 2012 # 1的一些物理参数。2015年5月8日获得的星云光谱的最佳拟合云模型显示了一个Tbb = 1.0 x 10^{5} K的热白矮星源，光度为1.0 x 10^{38}尔格/秒。我们的丰度分析表明，喷出物显着增强相对于太阳，He/H = 2.14，O/H = 2.37，S/H = 6.62和Ar/H = 3.25。喷出物的质量估计为1.42 x 10^{-5} Msun。这颗新星在被发现后90天出现了明显的尘埃形成阶段。J-H和H-K的颜色与近年来其他形成分子和尘埃的新星相比非常大。根据红外光谱能量分布拟合，估算了两个时期的尘埃温度和质量。
2018-03-26 astro-ph.SR
V496 Scuti: An Fe II nova with dust shell accompanied by CO emission
我们目前的近红外和光学观测的新星V496 Scuti 2009涵盖了不同的阶段-前极大，早期衰退和星云-在其发现的前10个月，其次是有限的观测在2011年4月的早期。光谱遵循演化的新星时，线有很强的P天鹅座配置文件的一个阶段占主导地位的突出的发射线。在下降初期的近红外光谱的显着特点是一氧化碳的第一泛音带的发射中的罕见的存在。在亮度达到峰值后约150天，红外光谱显示在膨胀的喷出物中有清晰的尘埃形成。在V496 Sct的尘埃形成是一致的存在的低电离势的元素，如钠和镁在早期的光谱和CO带的检测发射。光变曲线显示缓慢上升到最大值和缓慢下降，表明质量损失延长。这是证实了加强的天鹅座P剖面在第一个30天。在接近光学最大亮度的光谱中，发现时看到的宽而单一的吸收成分被两个更尖锐的成分所取代。在早期的下降阶段，两个急剧下降，表明增加流出速度被认为是在天鹅座P的Fe II和H I线的吸收组件。2010年3月的光谱显示星云相的开始。几条发射线显示鞍状轮廓在星云阶段。在星云阶段，观测到的[O III]和H-β线的流量被用来估计电子数密度和喷出物的质量。光谱分析表明，该新星是按P_feA_o光谱序列演化的。对喷出物的物理条件进行了估计。其绝对星等为M_V = -7.0 +/-0.2，d = 2.9 +/-0.3kpc。
2012-07-20 astro-ph.SR
V496 Scuti: Detection of CO emission and dust shell in a moderately fast Fe II nova
我们目前的近红外和光学观测中快速的FII级新星Scuti 2009（V496 Sct），涵盖各个阶段，前极大，早期下降和星云，在其发现后的前10个月，随后有限的观测到2011年4月。在初始阶段，新星光谱显示出突出的天鹅座P型轮廓，后来所有的线都在发射中看到。下降早期近红外光谱的显著特征是一氧化碳（CO）的第一泛音带的罕见出现。红外光谱表明，在峰值亮度后150天左右的后期阶段，膨胀喷出物中有明显的尘埃形成。在早期的红外光谱中存在低电离势的元素，如钠和镁，并在V496 Sct的发射和尘埃形成中检测到CO带，代表了新星喷出物中尘埃形成的完整预期序列。光变曲线显示缓慢上升到最大值和缓慢下降，表明质量损失延长。这是证实了加强的天鹅座P剖面在第一个30天。在发现时在光谱中的许多线中看到的宽的和单一的吸收分量被光谱中接近光学最大亮度的两个更尖锐的分量所取代。这些急剧下降看到在天鹅座P的Fe II和H I线的吸收组件在早期下降阶段显示出增加流出速度。星云相的开始在2010年3月的光谱中是明显的。在星云阶段，几条发射线显示鞍状轮廓。在星云阶段，观测到的[O III]和H线通量被用来估计电子数密度和喷出物的质量。光谱分析表明，该新星是按P_feA_o光谱序列演化的。
2013-03-11 astro-ph.SR
Rise and fall of silicate dust in RS Ophiuchi following the 2006 eruption
我们提出了一个分析档案斯皮策红外光谱仪（IRS）观测的经常性新星RS蛇夫座在几个场合，开始约7个月后，在2006年爆发。这些数据显示了光球层SiO的原子发射谱线、吸收谱带以及$9.7\,μ$ m和$18\,μ$ m处的硅酸盐尘埃特征。尘埃排放，在二级恒星的风中产生的，是拟合的尘埃模型的质量损失率范围$1.0-1.7\times10^{-7}$ M $_{\odot}$年$^{-1}$。硅酸盐的特征与孤立的晚型恒星和一些尘埃共生双星的拱星环境中所见的特征相似，尽管较长的波长特征峰值在$17\,μ$ m，而不是通常的$18\,μ$ m，表明特殊的颗粒性质。沙尘特征是可变的，在2006-2007年爆发期间比2008-2009年系统处于静止状态时更强。这种变化归因于紫外线输出的变化和吸积盘的重新形成，尽管红巨星二级恒星质量损失率的下降也可能发挥作用。在2021年火山爆发后，进一步的观察可以提供一个明确的结论。
2022-09-26 astro-ph.SR
Near-infrared spectroscopy of RS Ophiuchi in 2021: the calm, the storm, and the abatement
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Main Astronomical Observatory, Academy of Sciences of the Ukraine（乌克兰科学院主要天文台）；School of Earth and Space Exploration, Arizona State University（亚利桑那州立大学地球与空间探索学院）；School of Physics and Astronomy, University of Leicester（莱斯特大学物理与天文学学院）；Department of Astronomy, The Ohio State University（俄亥俄州立大学天文学系）；Large Binocular Telescope Observatory（大双筒望远镜天文台）；Minnesota Institute for Astrophysics, University of Minnesota（明尼苏达大学明尼苏达天体物理研究所）；Astrophysics Research Centre, Lennard Jones Laboratory, Keele University（基尔大学伦纳德·琼斯实验室天体物理研究中心）
2021年RS天鸽星团爆发的近红外观测揭示了爆发前后的光谱变化及次星光谱类型的可能转变。
2026-03-04 astro-ph.SR
On the 2011 outburst of the Recurrent Nova T Pyxidis
我们讨论了星云相位发射在2011年爆发的经常性新星T Pyxeurs和目前的初步结果分析的线配置文件。我们还对双星系统的结构和X射线辐射进行了讨论，指出白矮星的质量应该大于0.8 M $\odot$。
2014-07-26 astro-ph.SR
Study of the fastest classical nova, V1674 Her: Photoionization and Morpho-kinemetic model analysis
本研究调查了最快经典新星V1674 Her，利用光致电离代码和形态-动力学建模分析了其爆发后的物理化学参数、罕见的Fe与He/N混合转变及双极结构。
2023-10-25 astro-ph.SR
Spiral structures and temperature distribution in the quiescent accretion disc of the cataclysmic binary V2051 Ophiuchi
我们提出了我们的新代码的能力，实现极大似然方法获得多普勒地图。作为测试数据，我们使用了矮新星V2051 Ophiuchi的观测数据。在下一次爆发开始前至少16天，该系统被观察到处于静止状态。使用多普勒地图获得的10个发射线覆盖三个轨道周期，我们检测到的螺旋结构的吸积盘的V2051 Oph。然而，这些结构可能会有偏差，因为我们的数据只在八个不同的轨道相位采样了双星的轨道周期。我们的多普勒图显示了从H $α$中的单臂波结构到其他谱线中的双臂波结构的演化。双臂结构的位置同意模拟显示潮汐驱动的螺旋波吸积盘。在连续循环期间，检测到的结构的定性特征保持相似，但中心吸收增加。首次利用多普勒层析成像方法获得了吸积盘的温度分布图。然而，考虑到使用我们的方法检索它们时所涉及的所有假设，应谨慎对待结果。我们的地图呈现出一个相对平坦的温度分布在光盘，显示没有温度增加的位置的螺旋臂。使用“环掩蔽”，我们已经发现了一个电离区域位于接近预期的流盘相互作用的位置。我们发现吸积盘的平均温度为5600 K，这是从盘不稳定性模型推导出的临界极限以下。
2016-10-03 astro-ph.SR
STEREO/HI and Optical Observations of the Classical Nova V5583 Sagittarii
经典新星V5583 Sgr（人马座新星2009年第3号）在上升阶段和之后不久被美国宇航局的STEREO/HI仪器观测到，后来的光谱是由智利CTIO的R-C摄谱仪获得的。由于STEREO/HI获得的高节奏数据，STEREO通带中的峰值时间被限制在4小时内。光谱显示新星从允许阶段发展到星云阶段。喷出物中的氖丰度[Ne/O] > +1：0，这表明V5583 Sgr很可能是一颗氖新星。
2013-12-18 astro-ph.SR
Atlas of photometric and spectroscopic daily monitoring of the very slow Nova Cas 2021 (=V1405 Cas) during the first 660 days of its outburst
新星卡斯2021于2021年3月18日爆发，在53天后通过光度最大值时达到肉眼亮度。我们描述了我们的~日常监测其演变，涵盖了发现以来的第一个660天。在所有我们获得了574高精度光度运行同时在BVRI波段，和110 Echelle高分辨率光谱。详细绘制了Cas新星2021的多波段光度演化图，并讨论了其与原型甚慢新星HR Del和V723 Cas的严格相似性。所有三颗新星都显示出多次和短暂的最大值，而几个月来徘徊在明亮的高原上，最终进入最后的衰退和星云阶段。所有新星的下降速度相同：通量（V）=（t-to）** α，α =-2.3在主要最大值之前，Nova Cas 2021的发射线以纤细的Voigt轮廓为特征，在它之后，所有线变得更宽，并以叠加在更宽基座上的宽中心分量为特征。这一转变发生在伽马射线发射被探测到的同一时间。沿着7个月的高原，线轮廓显示了鲁莽的变化，在所有的速度尺度，以响应不断变化的亮度的新星在第二个极大值。在+230天离开平台后，星云线出现，电离度迅速增加，从FeII/Balmer/HeI通过HeII/Bowen，然后到[CaV]/[NeV]/[FeVII]。大约在+550天之后，配置文件停止了进化，冻结了它们的外观。在后来的时期，所有发射线的轮廓变得密集的城堡状，在过去的四个月里，所有凹痕的径向速度稳定在1公里/秒。
2023-02-09 astro-ph.SR
The hybrid Nova Vul 2024 (=V615 Vul)
ANS Collaboration, c/o Astronomical Observatory（ANS合作组织，借址于天文台）；INAF National Institute of Astrophysics, Astronomical Observatory of Padova（意大利国家天体物理研究所，帕多瓦天文台）；Dept. of Physics and Astronomy, University of Padova, Asiago Astrophysical Observatory（帕多瓦大学物理与天文系，阿西亚天文台）
本研究通过光谱分析确认V615 Vul为罕见的混合型新星，揭示其在不同阶段的光谱特征及喷射物扩展特性。
2026-02-24 astro-ph.SR
The spectral evolution and ejecta of recurrent nova U Sco in the 2010 outburst
介绍和分析了2010年U Sco爆发从最大光到平静的天气光谱观测以及同期的X射线观测。爆发后52天的X射线光谱表明有一个热源（kTbb ~ 70 eV）。.在氢和氦的光学复合谱线中观察到来自被辐照的伴大气的窄谱线分量。星云光谱的形成是第一次在这类经常性的新星，允许使用光电离模型的喷出物的详细研究。不寻常的[OIII]极光星云线的比例被发现和可能的情况下，他们的起源进行了讨论。发射线光谱的模拟表明，一个高度不均匀的喷出物质量约为或超过3 × 10-6 Msun
2010-09-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
SALT observations of southern post-novae
我们报告最近的光学观测的恒星和星云残余的22个南部后新星。在这项研究中，对于我们的每一个目标，我们获得并分析了长缝光谱在光谱范围3500-6600 A和H $α$ +NII窄带图像。自爆发以来，发射线的等效宽度随时间的变化与其他作者的早期发表的结果一致。我们估计平均值$α$ =2.37的幂律指数拟合后新星连续。我们的观测清楚地显示了V842 Cen膨胀星云的双组分结构，这是由于喷射物质的速度不同。我们在V382 Vel周围发现了一个外直径约为12角秒的膨胀壳。
2015-02-11 astro-ph.SR
Five-Year Optical and Near Infrared Observations of the Extremely Slow Nova V1280 Scorpii
我们目前的光学（$B$，$V$，$R_{\rm c}$，$I_{\rm c}$和$y$）和近红外（$J$，$H$和$K_{\rm s}$）光度和光谱观测的经典新星V1280天蝎座五年，从2007年至2011年。我们的光度观测表明，在持续$\sim$ 250天的最大光之后不久，光学波段发生了一个下降事件。这一事件很可能是由尘埃形成引起的。该事件伴随着一个短暂的（$\sim$ 30天）再增亮事件（$V$中的$\sim$ 2.5等），这表明表面核燃烧的重新点燃。在2008年之后，$y$波段的观测显示，在$y$ = 10.5附近有一个非常长的平台，持续了1000多天，直到2011年4月（最大光照后的$\sim$ 1500天）。这颗新星花了很长时间（$\sim$ 50个月）才进入星云阶段（清晰地探测到[ \ion{O}{iii} ] 4959和5007），并且仍然在继续产生H燃烧引起的风。这一发现表明，V1280 Sco正在经历历史上最慢的进化。从最大亮度（2007年2月16日）到星云相开始的时间间隔比任何已知的慢新星都长：V723 Cas（18个月），RR Pic（10个月）或HR Del（8个月）。这表明V1280 Sco系统中白矮星的质量可能为0.6 $M_\mathrm{\sun}$或更小。根据我们对膨胀速度的测量以及直接测量的尘埃壳尺寸，该距离估计为1.1 $\pm$ 0.5 kp…
2012-03-30 astro-ph.SR
The 2015 super-active state of recurrent nova T CrB and the long term evolution after the 1946 outburst
周期性新星T CrB在2015年进入了前所未有的高活动阶段。要追溯类似的事件，就必须追溯到1938年，也就是1946年最后一次新星爆发之前。2015年的超活跃状态的特征是：平均亮度大幅增加（相对于最低的长期趋势，Δ B =0.72等），B波段光变曲线的轨道调制消失，以及在星云连续谱的顶部出现强而高的电离发射线，该星云连续谱在可见光波长处吸收了M巨星的吸收光谱。在发射线中，HeII 4686获得超过Hgamma的通量，Bowen荧光机制中涉及的全套OIII和NIII线很强，并且与HeII 4686同相变化强度，并且存在OIV和[NeV]。来自热源的辐射输出的大幅度增加是M巨风电离部分大幅度膨胀的原因。风在朝向观测者的方向上被完全电离。一个高的电子密度是由禁戒线的弱点，并通过大幅度和短的时间尺度的再处理的星云材料的高度可变的光电离输入从热源的支持。在超活动状态下，星云在电离约束和密度约束条件之间变化，冷巨星的增强辐射使其面向热源的一侧的光谱类型从M3 III变为M2 III，即有效温度增加约80 K。
2016-02-24 astro-ph.SR
Intra-night flickering of RS Ophiuchi: III. Modes of quasi-periods in the minute scale and their evolution
我们利用5台望远镜拍摄的58条监测光变曲线（LC）研究了周期新星RS Oph的光度行为。所有LC都显示出重复的时间结构，在从分钟到小时的时间尺度上具有一些准周期（QP）。在我们之前的工作中，通过结构函数的局部极小值和自关联函数的局部极大值，在LC中检测到了97个QP。QP的分布显示了8、13、21、30、48和73 min的模式，其中8 min的模式显示不佳。这些模式遵循以$1.55\approx 3/2$为基础的幂函数，标准差为4.7%。该功能还预测5.3和3.5 min时的模式，这些模式在完整MLC中未检测到。在目前的工作中，我们分析了简单的小零件，从高分辨率液晶。我们确认的QP模式在8.0，5.3和3.5分钟。一般来说，我们发现8 QP模式与规则的对数分布在时间间隔3.5-73分钟。我们还显示了典型的夜间演变的QP模式在分钟尺度-从一个QP模式到其他的急剧或逐渐过渡。最后，我们发现在短时间尺度下，局部的LC实现了整体LC的性质。这导致了两个很好的发音之间的依赖关系的范围偏差和标准偏差的LC，以及准周期和相关水平的密度函数的LC。
2020-01-30 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
FBS 0107-082: A Symbiotic Binary in a Rare Prolonged Outburst?
FBS 0107 -082是一颗发射线天体，之前被归类为类新星激变变星。新的光谱显示了非常强的氢巴耳末线，以及星云的禁戒线光谱和早期F光球的吸收特征。当结合其他红外和光学数据从文献中，这些数据点的对象是一个共生新星看到一个长时间的爆发。分、日、年时间尺度上的光度测量只显示出非常微弱的变化。
2010-05-04 astro-ph.SR
Elemental Abundances in the Ejecta of Old Classical Novae from Late-Epoch Spitzer Spectra
我们目前斯皮策太空望远镜中红外IRS光谱，补充地面光学观测，经典新星V1974 Cyg，V382 Vel，和V1494 Aql超过11，8，和4年后爆发分别。这些光谱主要由氖和氧的禁戒发射所控制，尽管在某些情况下，镁、硫和氩的特征也很弱。我们调查的几何形状和分布的晚时间喷出物的发射线轮廓检查。使用星云分析在低密度制度，我们估计在这些新星的丰度下限。在V1974 Cyg和V382 Vel中，我们的观测证实了其他作者提出的丰度估计，并支持这些爆发发生在一颗白矮星上的说法。我们报告的第一次检测到氖发射的V1494 Aql和表明，该系统最有可能包含一个CO白矮星。
2012-06-18 astro-ph.SR
The Dusty Aftermath of a Rapid Nova: V5579 Sgr
本文通过2008至2015年的光谱观测和光变曲线分析，研究了快速新星V5579 Sgr的尘埃形成过程、抛射物丰度增强及中心热白矮星性质，确认其属于Fe II类快速新星。
2024-08-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Shock-driven synchrotron radio emission from the 2021 outburst of RS Ophiuchi
本文利用 uGMRT 低频射电观测研究 RS Ophiuchi 2021 年爆发，确认射电发射为激波驱动的同步辐射机制，并估算了红巨星伴星的质量损失率，发现本次爆发比 2006 年更亮且粒子数密度更高。
2024-01-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Intra-night flickering of RS Ophiuchi: I. Sizes and cumulative energies of time structures
我们分析了29对时间序列的B和V波段的复发新星RS Oph。观测时间为2008 - 2017年，持续时间为0.6 - 3.6小时，时间分辨率为0.5 - 3.3分钟。我们通过不同大小的Theta数据窗口对每个系列进行数字扫描，并为每个Theta导出两个最简单的分形参数-标准偏差D和结构偏差S。利用结构函数log S = f_S的局部极小值（log Theta）我们揭示了80个时间结构，42个在B波段，38个在V波段，约3/4的时间属于10 - 40分钟区间，约1/4的时间属于60 - 120分钟区间。15 c/d。在对数尺度上，时间大小的分布在约10，21，36和74分钟时显示最大值。在我们的系列中，10分钟的闪烁是很难检测到的，我们发现最广泛的时间结构（约1/5的情况下）的时间大小约为21分钟（约69 c/d）。利用偏差函数log D = f_D（log Theta），我们估计了与探测到的结构尺寸相关的相对累积能量（包括其中较短结构的能量），其相对通量在2 - 11%的范围内。在B带和V带，当斜率系数分别为0.04和0.03时，能量与结构尺寸的斜率呈弱相关，相关系数分别为0.60和0.57。能量分布呈双峰分布，最大值在B带约为4%和6%，在V带约为3%和5%。分布的左和右模式可以分别与结构尺寸10 - 21分钟和37 - 74分钟相关联。
2018-11-22 astro-ph.SR
Simulations of the symbiotic recurrent nova V407 Cyg. I. Accretion and shock evolutions
通过三维流体力学模拟研究了共生双星系统中红巨星喷出物与风的激波相互作用及其演化。我们特别模拟了2010年3月共生周期新星V407~Cygni从静止阶段到爆发阶段的爆发。详细研究了风-白矮星相互作用引起的星周密度增强。发现密度增强效率取决于轨道速度与红巨星风速的比值。与另一颗周期性新星RS~Ophiuchi不同，我们没有观察到强烈的盘状密度增强，而是观察到非球面密度分布，赤道面的$\sim 20\%$密度高于两极。为了模拟2010年的爆发，我们考虑了几个物理参数，包括红巨星质量损失率，新星爆发能量和喷出物质量。对激波相互作用和演化的详细研究表明，激波与红巨星风的相互作用产生了强烈的瑞利-泰勒不稳定性。此外，伴星的存在和星周密度的增强极大地改变了新星阶段的激波演化。在清除了大部分的星周介质后，喷出物的速度减小到$\sim 100-300$ km-s $^{-1}$，这与2011年4月观测到的[N~II]谱线的扩展向红发射一致。
2015-03-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Unexplored Dusty Nova LMCN 2009-05a in the Large Magellanic Cloud
本文对大麦哲伦云新星 LMCN 2009-05a 进行分光光度研究，确认其为 D 类中等快速新星，并利用 CLOUDY 和 SED 拟合分析其物理化学性质及尘埃参数，同时验证了 LMC 新星尘埃凝聚时间与 t2 的相关性。
2025-08-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multi-wavelength Observations of the 2015 Nova in the Local Group Irregular Dwarf Galaxy IC 1613
本星系群不规则矮星系IC 1613中的一颗新星于2015年9月10日被发现，是该星系中第一颗被光谱证实的新星。我们用利物浦望远镜、赛丁泉天文台的LCO 2米望远镜和斯威夫特对这次喷发进行了详细的多波长观测，我们在这里展示了观测结果。新星在$M_V=-7.93\pm0.08$达到峰值，并快速衰减，衰减时间为$t_{2(V)}=13\pm2$和$t_{3(V)}=26\pm2$天。整体的光变曲线下降相对平稳，就像在快速衰落的新星中经常看到的那样。在发现后的40天至332天内进行了快速观测，但没有发现X射线源。光谱显示新星是混合光谱类的成员，同时显示Fe II和N II线的强度相似，在早期下降阶段。光谱涵盖了从早期光学厚阶段，通过早期下降到星云阶段的喷发。从光学厚光谱的H $γ$吸收最小值表明膨胀速度为$1200\pm200$ km s $^{-1}$。发现后10.54和57.51天之间的H $α$发射线的半高宽显示没有显着的演变，并保持在$\sim1750$ km s $^{-1}$，虽然这条线的形态确实显示了一些演变。在档案成像中，这颗新星似乎靠近一个微弱的恒星源，但我们发现最可能的解释只是一个偶然的对齐。
2017-07-13 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$M_sun的喷出物，导出的质量与其它周期性新星喷出物的质量相似，但与以前报道的扩展光学厚度的爆发时期不一致。我们认为，该系统经历了一个共同的信封相爆炸后，产生的重组事件。经常性新星的动力学的影响进行了讨论。（截短）
2012-11-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
New outburst of the symbiotic nova AG Peg after 165 years
AG Peg被称为最慢的共生新星，它在1850年左右经历了类似新星的爆发。在165年后的2015年6月，它再次爆发，表现出Z和型爆发的特征。主要目标是确定2015年AG Peg爆发的基本特征，性质和类型。我们通过使用低分辨率光谱学（330-750 nm）、中分辨率光谱学（420-720 nm; R=11000）和$UBVR_{\rm C}I_{\rm C}$光度学对2015年爆发的光谱能量分布进行建模来实现这一目标。光学观测与档案HST和FUSE光谱从前面的平静补充。在爆发期间，热分量的光度范围为2-11 $\times 10^{37}(d/0.8{\rm kpc})^2$ erg/s。为了产生最大的光度，白矮星（WD）必须在$\sim 3\times 10^{-7}$ M $_{\odot}yr^{-1}$处吸积，这超过了稳定燃烧的极限，从而导致从WD吹出光学厚风。我们确定了它的质量损失率为几个$\times 10^{-6}$ M $_{\odot}yr^{-1}$。在电离源$1.5-2.3\times 10^5$ K的高温下，风将WD的一部分光球辐射转化为星云辐射，占光学辐射的主导地位。一个数量级的增加排放措施，从几个$\times 10^{59}(d/0.8 {\rm kpc})^2$厘米$^{-3}$在平静期间，到几个$\times 10^{60}(d/0.8\,{\rm …
2017-04-28 astro-ph.SR
Multiwavelength observations of nova SMCN 2016-10a --- one of the brightest novae ever observed
我们报告了新星SMCN 2016-10a的多波长观测。目前的观测设备是对小麦哲伦星云中的任何新星最全面的观测设备之一，包括：SALT、FLOYDS和SOAR的低、中、高分辨率光谱学和分光偏振测量;可追溯到喷发前六年的长期OGLE $V$和$I$波段光度测量;从喷发后$\sim$ 11天到280多天的SMARTS光学和近红外光度测量; $Swift$卫星从喷发后$\sim$ 6天到319天的X射线和紫外线观测。该系统包含一个明亮的圆盘和一个主序星或一个次巨星。nova非常快，在$V$ -带中具有$t_2 \simeq$ 4.0 $\pm$ 1.0 d和$t_3 \simeq$ 7.8 $\pm$ 2.0 d。如果新星位于SMC中，距离$\sim$ 61 $\pm$ 10 kpc，我们得出$M_{V,\mathrm{max}} \simeq - 10.5$ $\pm$ 0.5，使其成为SMC中发现的最亮的新星，也是有记录以来最亮的新星之一。在喷发后第5天，谱线显示出He/N光谱类和$\sim$ 3500 km $^{-1}$的半高宽，表明中等高的喷射速度。这颗新星在爆发后20天进入星云阶段$\sim$，预测即将在X射线中打开超软源，这在爆发后28天开始$\sim$。超软源特性表明白矮星质量在1.2 M $_{\odot}$和1.3 M $_{\odot}$之间，与光学结论非常一致。
2017-10-10 astro-ph.SR
