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
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
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
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
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
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
Orbital Periods for Three Recurrent Novae
我报告的发现轨道周期的三个经常性的新星在我们的银河系。根据2004-2008年的SMARTS测光，V745 Sco的轨道周期为510+-20天，具有椭球调制。V3890 Sgr的轨道周期为519.7+-0.3天，具有椭球调制和浅食，主要基于1995-2008年的SMARTS和AAVSO测光，但也可以追溯到1899年的档案板。此外，在红色区域还可以看到振幅为0.2等、周期为103.8 ± 0.4天的正弦调制，这是由巨大伴星的普通脉动引起的。V394 CrA的轨道周期等于其主测光周期的两倍（P_orb=1.515682+-0.000008天），基于1989-2008年的测光。我使用所有可用的信息（包括UBVRIJHK光谱能量分布）来获得与红巨星同伴的四个RNe的距离，T CrB为800+-140 pc，RS Oph为4300+-700 pc，V745 Sco为7300+-1200 pc，V3890 Sgr为6000+-1000 pc。此外，根据许多可靠的测量，RS Oph系统中的红巨星的质量损失率接近3.7 × 10 ^-8 M_sun/yr，这太弱了（100，000倍），无法以已知的3.9 × 10 ^-6 M_sun/yr的速度为白矮星提供质量。因此，让物质足够快地到达白矮星的唯一方法是通过洛希瓣溢出，这确信地表明，到RS Oph的距离>~3000 pc。
2009-03-07 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 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
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
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
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
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
A Hubble Space Telescope Survey for Novae in M87. II. Snuffing out the Maximum Magnitude - Rate of Decline Relation for Novae as a Non-Standard Candle, and a Prediction of the Existence of Ultrafast Novae
Yaron等人的新星爆发数值模拟的扩展网格。（2005）首先预测，一些经典新星可能会严重偏离最大震级-衰减率（MMRD）关系，该关系声称超新星是标准烛光。Kasliwal等人（2011年）宣布在仙女座星系中观测到一类明显新的微弱，快速的经典新星。这些天体严重偏离MMRD关系，正如Yaron等人（2005）所预测的那样。Shara等人（2016）最近报告了在M87中首次探测到微弱，快速的新星。这些以前被忽略的天体在巨大的椭圆星系M87和巨大的螺旋星系M31中一样普遍;它们占所有经典新星爆发的40%，大大增加了MMRD关系中的观测散射。我们使用Yaron等人（2005）的新星模拟的广泛网格来识别微弱快速新星存在的根本原因。这些系统在大质量的白矮星上吸积，因此只能喷射出质量很低的包层，数量级为10^-7 - 10^-8 M太阳。这类双星包括但不限于复发新星。同样的模型预测了超快新星的存在，其下降时间t2短至5小时。我们概述了他们未来的检测策略。
2017-02-19 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
OGLE Atlas of Classical Novae I. Galactic Bulge Objects
经典新星的爆发是锂形成和伽马射线发射的可能来源。超新星遗迹也可以成为Ia型超新星（SNe Ia）。新星对这些现象的贡献取决于新星的速率，这对于银河系来说还没有很好的确定。在这里，我们直接测量银河系核球新星的速度为每年$13.8 \pm 2.6$。由于光学引力透镜实验（OGLE）调查对凸起进行了多年的监测，这次测量比以往任何一次测量都要精确得多。我们的样本包括39个新星喷发，其中$\sim$ 1/3是基于OGLE的发现。这种长期监测使我们不仅能够测量新星的速率，而且还可以详细研究39次爆发和80多个新星候选者的光变曲线。我们测量了9颗后新星和9颗新星的轨道周期，在14种情况下，我们获得了第一次估计。OGLE调查对频繁爆发的复发新星非常敏感。我们没有发现任何类似于M31 2008- 12 a的天体，它每年喷发一次。探测的缺乏表明，在银河系凸起中只有少量的它们。
2015-07-28 astro-ph.SR
Classical novae vs cataclysmic variables
我们提出了一个初步的比较后新星人口与一般的激变变量（CV）。我们特别关注的质量转移率和它的潜在关系的新星爆发。我们发现，已知的后新星样本完全由高质量传递CV，但这更可能是由于这些系统的复发时间较短，而不是质量传递速率受到喷发的影响。然而，我们发现这样的效果为特定的后新星的证据，它是潜在的二元分离和存在或不存在的吸积盘。
2017-02-08 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
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
A Century of Novae in the Large Magellanic Cloud
San Diego State University（圣地亚哥州立大学）
研究大麦哲伦星系新星，结合Yaron等人2005年的新星模型与光变曲线数据，发现LMC新星比M31和银河系中的新星更亮且演化更快，白矮星质量和膨胀速度更高，再发新星爆发百分比也更高，未来观测或革新相关理解。
2026-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The UBV Color Evolution of Classical Novae. II. Color-Magnitude Diagram
我们已经检查了40颗新星的爆发轨迹的颜色-星等图（固有的B-V颜色与绝对V星等）。在达到光学最大值后，每个新星通常从右上角到左下角向蓝色发展，然后转向右边。这40首曲目分为六个模板：非常快的新星V1500 Cyg;快速新星V1668 Cyg，V1974 Cyg和LV Vul;中等速度的新星FH Ser;和非常慢的新星PU Vul。这些模板按照从左（蓝色）到右（红色）的顺序排列，取决于包层质量和新星速度等级。一颗更蓝的新星有一个更小的质量和更快的速度。在具有多个峰值的新星中，第一次衰变的轨道比第二次（或第三次）衰变的轨道更红，因为在第一次峰值期间，大部分的包层物质已经被喷射出去。因此，我们新获得的色星等图中的轨道为理解经典新星的物理学提供了有用的信息。我们还发现，在星云相开始的绝对星等几乎是相似的各种新星。我们能够通过将目标新星的轨迹拟合到具有已知距离的新星的相同分类来确定绝对星等（或距离模数）。用这种方法计算了一些周期性新星的距离，并重新计算了它们的距离。
2016-03-21 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
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
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
The Behavior of Novae Light Curves Before Eruption
1975年，E. R.罗宾逊对爆发前经典新星光变曲线的行为进行了标志性的研究，这项工作现在已经成为新星标准知识的一部分。他提出了三点：11颗新星中有5颗在爆发前几年表现出爆发前的上升，一颗新星（V446 Her）在爆发过程中表现出剧烈的变化，除了一颗新星（除了BT Mon）之外，所有新星在爆发前后都有相同的静止星等。这项工作自问世以来尚未经过测试。我们现在已经测试了这些结果，通过回到原始的档案照相底片，并使用现代星等标度上的比较星测量了许多新星爆发前的大量星等。我们特别发现，五分之四声称的喷发前上升是由于旧文献中的简单错误，V446 Her在1960年爆发时具有相同的变化幅度，而BT Mon在1939年爆发时的亮度基本不变。在22个新星爆发，我们发现两个确认的情况下，显着的喷发前上升（V533 Her和V1500 Cyg），而T CrB有一个深的喷发前下降。这些事件是对理论家的挑战。我们发现，在27颗新星爆发中，由于远离爆发的新星通常会出现波动，因此没有出现超出预期的变化。对于30颗经典新星和6颗复发新星的19次爆发，我们发现从爆发前到爆发后很长一段时间内的平均震级变化为0.0 mag.然而，我们确实发现了5颗新星（V723 Cas、V1500 Cyg、V1974 Cyg、V4633 Sgr和RW UMi），因为喷发后的静止亮度水平比喷发前的水平亮十倍以上。
2009-09-23 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
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
Photometric and Spectroscopic Properties of Novae in the Large Magellanic Cloud
本文总结和评述了43颗已知LMC新星候选者的光度和光谱性质。其中，光度数据足以建立下降率可用于29新星，而光谱数据足以建立光谱类可用于18个系统。18颗新星中有一半属于Fe II类，其余9颗属于He/N或Fe IIb类。在之前对M31和M33的研究中发现，He/N和Fe IIb型新星的光度发展平均比Fe II型新星快。总的来说，现有的测光证实了早期的研究，并最终表明，LMC新星有更快的下降速度比银河系和M31的新星。与M31相比，在大麦哲伦星系中观测到的更快的He/N和Fe IIb新星的比例增加，几乎可以肯定是两个星系之间潜在的恒星星族差异的结果。我们认为，与M31的隆起（大部分新星都在那里发现）相比，大麦哲伦星云中的年轻人口产生了平均质量更高的白矮星双星。与M31相比，较高的平均白矮星质量不仅产生了更大比例的快速He/N新星，而且还导致了相对较大的复发新星人口。
2013-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometric Investigation of Novae T Pyx, BT Mon and V574 Pup at Quiescence by using the 2.4 m Thai National Telescope
再发新星（Recurrent novae，RNe）是由热核失控提供动力的多次爆发的新星。爆发发生在白矮星的表面，伴随着晚型主序星或巨次级星将物质转移到白矮星主星上。它们类似于经典新星（CNe）爆发，但只有RNe有一个以上的记录爆发。RNe是Ia型超新星的前身系统之一，在宇宙学中被用作主要的距离指示器。因此，必须研究CNe和RNe的爆发类型，并最终确定最终可能成为Ia型SNe爆炸候选者的天体数量。采用了在突出幅度-速度等级图中RNe与CNe分开的建议。由于低振幅是由静态系统中存在的演化的次级和/或高传质速率引起的，因此RNe候选物应相应地具有低振幅。我们选择了3个初步目标，包括T Pyx，BT Mon和V574 Pup。它们的振幅并不低，但却是泰国国家望远镜（TNT）所能观测到的最低振幅。我们获得了他们的幅度在静止使用ULTRASPEC相机上的2.4米TNT。三个目标在光学和近红外色星等图上的位置表明，这三个目标都应该有主序星。这对于T Pyx来说是正确的，它的第二颗恒星已经被证实是主序星，但BT Mon和V574 Pup还没有被证实。
2018-12-28 astro-ph.SR
Novae: I. The maximum magnitude relation with decline time (MMRD) and distance
新星最大绝对星等与下降时间的关系（MMRD）的起源和校准，首先由Zwicky（1936）推导，并由McLaughlin（1940）进行经验验证，广泛用于估计到经典新星的距离和新星绝对星等的近似恒定性，在光学极大值之后15天，Buscombe和de Vaucouleurs（1955）提出的一种新的线性化方法，并证明是有效的。本文的主要结果是：（1）基于能量瞬时注入到新星系统的MMRD的物理推导。(2)一个明显更好的约束MMRD：M_{V,0} = 2.16（+-0.16）log_{10} t_2 - 10.804（+-0.117），使用两步校准程序。(3)它表明，MMRD是最好的距离估计新星提供给我们的距离和精度主要是有限的低估的峰值视亮度。(4)结果表明，同样的MMRD校准适用于所有速度级的新星和银河系和河外新星。(5)结果表明：2.4 < t_2 <86 $d的新星在光学极大值后第12天的绝对星等离散度（M_{V,12} = -6.616 +-0.043）比第15天的小。我们重申，需要在光学波段的经典和复发新星爆发，有效地利用MMRD和M_{V,12}在确定其光度和距离的潜力的均匀高保真分光光度数据。
2017-03-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
A remarkable recurrent nova in M31: Discovery and optical/UV observations of the predicted 2014 eruption
仙女座星系周期性新星M31 N 2008- 12 a已经爆发了八次。M31 N 2008- 12 a的爆发间隔期约为1年，使其成为已知最快速重现的系统，也是一个强大的单一退化Ia型超新星祖先候选者。在2013年火山爆发之后，启动了一项活动，以探测预测的2014年火山爆发，然后利用地面望远镜进行高频率光学光度和光谱监测，同时利用雨燕卫星进行快速紫外线和X射线跟踪。在这里，我们报告的结果，高节奏的多色光学监测活动，光谱的演变，和紫外光度法。我们还讨论了一个潜在的相关的，广泛的，星云状的诱人的证据。2014年10月2日，在光学极大值之前发现了2014年的喷发。我们发现M31 N 2008- 12 a的光学性质比所有已知的银河系复发新星演化得更快，并且它的所有爆发在光度和光谱上都显示出显着的相似性。最早在最大爆发后0.26天就获得了光谱，再次证实了爆发的新星性质。一个显着的减速推断的喷出物膨胀速度的观察，这可能是由于喷出物与周围的物质，可能是红巨星风的相互作用。我们发现一个低的喷射质量和低的喷射速度，这是符合高质量吸积率，高质量的白矮星，和短复发时间的新星模型。我们鼓励更多的观测，特别是在预测的下一次喷发时间，即2015年底。
2015-06-13 astro-ph.SR
Comprehensive Listing of 208 Nova White Dwarf Masses As the Primary Determinant of Spectral-Class and Light-Curve-Class
Louisiana State University（路易斯安那州立大学）
本文汇编了402颗银河系新星的白矮星质量与宁静期星等数据，揭示白矮星质量是决定新星光变曲线类型和光谱类型的首要因素，并给出速度等级、谱线速度及壳层可见性等定量关系。
2025-11-06 astro-ph.SR
On the Observability of Recurrent Nova Super-Remnants
围绕M31 N 2008- 12 a（12 a）的新星超遗迹（NSR），即每年喷发的周期性新星（RN），是这种现象的唯一已知例子。由于这种结构是由于12 a的频繁爆发而形成的，我们可能会在其他RNe周围看到NSR;这将证实RN-NSR的关联，并加强新星和Ia型超新星（SN Ia）之间的联系，因为以SN Ia为中心的NSR为该爆炸的单一退化祖先类型提供了持久，明确的路标。以前唯一的NSR模拟使用了静态白矮星（WD）的相同喷发。在本文中，我们模拟的NSRs的增长，随着中央WD的自然增长/侵蚀，在一系列的环境，吸积速率，WD温度，和初始WD质量。随后不断演变的喷发产生了半径为数十秒差距的动态NSR，包括一个低密度空腔，与热喷出物堆积区接壤，并被冷的高密度薄壳包围。较高密度的环境限制NSR的大小，因为这样做较高的吸积率，而WD温度和初始质量的影响较小。NSR形成于成长或侵蚀的WD周围，这表明NSR也存在于具有低质量WD的老新星周围。观测，如X射线和H $α$发射从模拟的NSR派生，以帮助搜索更多的例子，只有NSR周围的高吸积率新星目前将被观察到。观察到的12 a NSR的属性可以重现时，考虑到动态生长的NSR和光电离的新星系统。
2023-02-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Near-IR studies of recurrent nova V745 Scorpii during its 2014 outburst
周期新星（RN）V745天蝎座在2014年2月6日经历了第三次爆发。从发现后1.3天开始，几乎每天都对喷发进行红外线监测，结果显示，超过4000公里的高速新星喷出物$^{-1}$冲入周围环境，产生了强大的冲击波。冲击气体的温度在爆发开始后立即升高到超过10 $^{8}$ K的高值。爆发的能量明显超过了类似的共生系统，如RS Oph和V407 Cyg，它们具有巨大的秒数。激波没有表现出自由膨胀阶段，而是从一开始就表现出减速的Sedov-Taylor阶段。这种强烈的激波阵面是产生$γ$射线的场所。V745 Sco是除了其他五颗已知的新星之外，最新发现发射$γ$射线的新星。这可能是一个重要的试验台，以解决关键问题，是否所有的新星都是一般的$γ$射线发射器凭借有一个环联储库的材料，是由喷出物，而不是$γ$射线的产生被限制在只有共生系统与冲击红巨星（RG）风。缺乏自由膨胀阶段有利于V745 Sco在白矮星（WD）周围有一个密度增强，高于RG风的贡献。我们的分析还表明，V745 Sco中的WD非常巨大，是未来SN Ia爆炸的潜在祖先。
2014-03-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
