A Light Curve Analysis of Classical Novae: Free-free Emission vs. Photospheric Emission
我们分析了7个相对较慢的新星，PW Vul，V705 Cas，GQ Mus，RR Pic，V5558 Sgr，HR Del和V723 Cas的光变曲线，根据新星爆发的光学厚风理论。对于快速新星，自由-自由发射在光学波段占主导地位，而不是光球发射和新星的光学光变曲线遵循普遍的衰减规律。更快的新星吹出更强的风，质量损失率更大。由于自由-自由辐射的亮度直接取决于风的质量损失率，因此速度较快的新星会显示出更明亮的光学极大值。然而，在速度较慢的新星中，我们必须考虑到光球层的辐射，因为它们的风质量损失率较低。我们计算了三个模型光变曲线的自由-自由发射，光球发射，和他们的总和为不同的WD质量与不同的化学成分的信封，并拟合合理的光学，近红外（NIR）和紫外波段的观测数据。从光变曲线拟合的7颗新星，我们估计其绝对的星等，距离和WD质量。在PW Vul和V705 Cas中，自由-自由发射仍然在光学和NIR波段中占主导地位。在非常慢的新星RR Pic、V5558 Sgr、HR Del和V723 Cas中，光球发射占主导地位，而不是自由-自由发射，这偏离了普遍的衰减规律。我们已经证实，我们的模型光变曲线的绝对亮度与已知距离的四个经典新星（GK Per，V603 Aql，RR Pic和DQ Her）的距离模量是一致的。我们还讨论了为什么非常慢的新星比建议的最大星等与下降率的关系大约亮1等的原因。
2014-10-29 astro-ph.SR
Review of light curves of novae in the modified scales. II. Classical novae
新星的光变曲线在爆发期间以壳层半径的对数标度和爆发的振幅标度呈现，简化了对我们银河系和大小麦哲伦云中所有已知的约500颗经典新星的光变曲线的审查。结果表明，约250颗经典新星的光变曲线可分为7个典型的光变曲线群，并以原型光变曲线为亚群。最大的一组是DQ Her组，以V1280 Sco为主要原型和分组关键。这类新星有三到四种尘埃凝聚的变体。小GQ Mus组的新星可能是爆发期间的明亮X射线源。CP Pup、CP Lac、V1974 Cyg和V1493 Aql是4组的原型，光变曲线的初始亮度下降阶段倾斜很近。以RR Pic为原型的组，包括HR Del亚组，在最终下降阶段之前具有延长的最大亮度状态，存在几个亮度变化。新星群的关系，或光变曲线的形式，在拱星和拱双星系统环境中的过程进行了简短的讨论。在爆发过程中喷射出的物质形成了通常为椭圆形的膨胀壳。在Lac，Pup和Cyg组中，除了椭圆形外，壳没有显示出明显的规则结构。带有尘埃凝结的新星壳（DQ Her群）具有带赤道带的椭球形。CK Vul的独特外壳，Nova Vul 1670，给出了关于V1493 Sql组其他成员外壳可能形状的想法。在著名的“绝对最大星等，亮度衰减率”关系中，每一组都有自己的位置。
2020-07-21 astro-ph.SR
A Light Curve Analysis of 32 Recent Galactic Novae --- Distances and White Dwarf Masses
利用新星光变曲线的时间拉伸方法，我们获得了32颗最近星系新星的绝对星等、距离和白矮星质量。如果我们适当地挤压/拉伸它们的时间尺度，两颗经典新星的光/色曲线的很大一部分经常相互重叠。然后，一个目标新星亮度与另一个模板新星亮度通过$(M_V[t])_{\rm template} = (M_V[t/f_{\rm s}] - 2.5 \log f_{\rm s})_{\rm target}$相关，其中$t$是时间，$M_V[t]$是绝对$V$星等，而$f_{\rm s}$是它们的时标比例。此外，当这两个时间拉伸光变曲线$(t/f_{\rm s})$ - $(M_V-2.5 \log f_{\rm s})$彼此重叠时，$(t/f_{\rm s})$ - $(B-V)_0$也彼此重叠，其中$(B-V)_0$是固有的$B-V$颜色。因此，在$(B-V)_0$ - $(M_V-2.5 \log f_{\rm s})$图中，两个新星轨道相互重叠。利用这些特性，我们通过比较每个新星的光/色曲线与校准良好的模板新星，获得/确认的距离和红化。在时间拉伸的$(B-V)_0$ - $(M_V-2.5 \log f_{\rm s})$色星等图上，我们将32颗新星分为LV Vul型和V1500 Cyg型两类。WD质量通过直接比较模型$V$光变曲线与观测值获得。因此，我们得到了一个统一的32银河系经典新星，提供的距…
2019-05-25 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
The Detailed Light Curve Evolution of V1674 Her (Nova Her 2021)
我们报告高节奏测光的超快（$t_2\sim1.2$ d）新星V1674她在其上升到最大光（$V\sim6.3$）和随后的下降开始。这些来自Evryscope和拉古纳山天文台全天空照相机的观测结果显示，在$g\sim14$（比峰值低$\sim$ 8等）的极大前光变曲线中有一个平台，持续了至少三个小时。在一些接近最大亮度的新星中也观察到了类似的特征（所谓的最大前停顿），但据我们所知，在峰值以下$\sim$ 8等的光变曲线中检测到一个平台是前所未有的。
2021-07-12 astro-ph.SR
A Light-Curve Model of the Symbiotic Nova PU Vul (1979) -- A Very Quiet Explosion with Long-Lasted Flat Peak
我们提出了一个光曲线模型的共生新星PU Vul（新星Vulpeculae 1979年），显示了一个长期持续的平坦的峰值，没有光谱指示风质量损失之前下降。我们的准演化模型由一系列静态解组成，同时解释了光学平峰和紫外（UV）光曲线。白矮星的质量估计约为0.6 Mo。我们还提供了一个新的测定红，E（B-V）= 0.43 +/- 0.05，从紫外光谱分析。UV 1455 A的理论光曲线拟合提供d=3.8 +/- 0.7 kpc的距离。
2011-01-13 astro-ph.SR
Classical Novae in Andromeda: Light Curves from the Palomar Transient Factory and GALEX
我们提出了在2009年和2010年观测季节的帕洛玛瞬态工厂（PTF）的29个新星在M31的光学光变曲线。PTF对M31的动态和快速监测，从一天到十分钟，提供了极好的新星光变曲线的时间覆盖范围，使我们能够以前所未有的细节记录M31新星的光度演化。我们还发现8个这些新星在近紫外（UV）波段的星系演化探测器（GALEX）卫星。新星M31 N2009 - 10 b和2010- 11 a在其光学极大值之前几天显示出显著的紫外辐射峰值，可能意味着非球面爆发。此外，我们最近爆发的PT And（M31 N2010 - 12 a）的蓝移光谱表明，它是M31中的一颗复发新星，而不是之前假设的银河系中的矮新星。最后，我们在所有已确认的M31球状星团中系统地寻找新星，只发现了与Bol 126相关的M31 N 2010- 10 f。因此，M31球状星团系统中的新星比率大约是每年一颗，相对于球状星团系统之外的比率并没有增加。
2012-01-11 astro-ph.SR
Comprehensive Catalogue of the Overall Best Distances and Properties of 402 Galactic Novae
我得出了所有402个已知星系新星的最佳距离，并收集了它们的许多特性。核心是来自新盖亚数据发布的74颗新星，它们具有精确的视差。对于所需的先验，我已经收集了171个基于旧方法的距离（包括扩张松弛和灭绝距离）。此外，我还收集了峰值的V星等和消光测量值，以便产生峰值的绝对星等，然后推导出一个粗略的距离作为先验。此外，我还认识到，41%的已知新星集中在凸出部，其中68%距离银河系中心<5.4度，因此165颗凸出部新星的距离必须为8000+-750秒差距。把所有这些加在一起，我得出了所有402颗新星的距离，其中220颗的距离精确度超过30%，我发现盘状新星的指数尺度高度为140 ± 10 pc。平均峰值绝对V星等为-7.45，均方根散射为1.33等。这些峰值亮度与衰减率（t_3，以天为单位）有显著的相关性：M_V，peak = -7.6 +1.5 * Log[t_3 / 30]。这种关系的巨大分散掩盖了许多较小数据集中的相关性，并使这种关系对物理模型毫无用处。除了有红巨星伴星的新星强烈倾向于居住在核球星群中之外，核球新星与盘新星在所有性质上都没有区别。
2022-10-06 astro-ph.GA 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
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
TESS light curves of cataclysmic variables -- III -- More superhump systems among old novae and novalike variables
本研究基于TESS光变曲线分析23个新星变变量和老新星，发现多数存在超驼峰，其中19个为首次探测，使已知此类系统数量增加超50%，并更新了超驼峰普查和Stolz-Schoembs关系，同时纠正了13颗恒星的轨道周期。
2023-08-30 astro-ph.SR
Exquisite Nova Light Curves from the Solar Mass Ejection Imager (SMEI)
我们目前的光变曲线的三个经典的新星（KT波江座，V598船尾座，V1280天蝎座）和一个经常性的新星（RS蛇夫座）来自太阳质量喷射成像仪（SMEI）在船上的科里奥利卫星获得的数据。SMEI以102分钟的节奏提供了几乎完整的天空图覆盖，并具有精确的可见光测光。从这些天空图中获得的光变曲线提供了前所未有的时间分辨率，特别是在最大亮度之前，这是一个通常不被地面观测所覆盖的新星爆发阶段。它们使我们能够探索单个物体的基本参数，包括最初爆炸的时代，任何最大限度前停止的现实和持续时间（在我们的样本中发现的所有三个快速新星），第二个极大值的存在，初始光变曲线的下降速度，加上尘埃形成开始的精确时间（在V1280 Sco中），从而估计出热光度、白矮星质量和物距。对于KT Eri，利物浦望远镜SkyCamT数据证实了SMEI光变曲线的重要特征，总体而言，我们的结果增加了该对象与经常性而不是经典新星的相似性。在RS Oph中，与2006年爆发的硬X射线数据的比较意味着爆发的开始与广泛的高速质量损失相吻合。值得注意的是，我们探测到的四颗新星中有两颗（V598 Pup和KT Eri）是在最大光之后几周或几个月才被地面观测者发现的，但这些新星的峰值分别为3.46和5.42。这强调了一个事实，即每年仍有许多明亮的新星被忽视，特别是那些速度非常快的新星。再加上它能够详细观察新星，即使在天空中相对接近太阳的时候，我们…
2010-11-04 astro-ph.SR
Novae in Globular Clusters
本文首次对M31球状星团中的星族II新星进行了光变曲线分析。我们的光变曲线模型，基于光学厚风理论，再现了X射线的开启和关闭时间与白矮星（WD）的质量约为1.2 Mo的M31 N 2007- 06 b在Bol 111和约1.37 Mo的M31 N 2010- 10 f在Bol 126。Bol 194中的瞬态超软X射线源CXO J 004345很可能是1.2 - 1.3 Mo WD的新星遗迹。这些WD质量与从X射线光谱推断的温度相当一致。我们还提出了新星的光变曲线的金属丰度的范围从[Fe/H]=0.4至-2.7的依赖。而强大的光学厚风加速在银河系盘新星由于一个大的Fe不透明度峰值，只有弱风发生在人口II新星与低Fe丰度。因此，新星的光变曲线在低铁环境中是系统性的慢。对于一个非常低的铁丰度正常的新星爆发可能不会发生，除非WD是非常巨大的。我们鼓励V或Y过滤器的观察，而不是R以及高节奏的X射线监测，以开放的河外新星的定量研究。
2013-10-24 astro-ph.SR
Photometric light curves analysis of SU UMa-type dwarf novae: the case of RZ LMi and KV Dra
Sternberg Astronomical Institute, Moscow State University（莫斯科国立大学斯腾伯格天文研究所）；Institute of Astronomy of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天体物理研究所）
对两颗SU UMa型矮新星进行新测光观测，检测到超爆期间的超驼峰并确定其周期和振幅，明确了RZ LMi为ER UMa亚型、KV Dra为WZ Sge亚型，并测定了KV Dra的轨道周期。
2026-06-07 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
Rebrightening Phenomenon in Classical Novae
已知两颗经典新星V1493 Aql和V2362 Cyg在其演化的后期阶段表现出前所未有的大幅度再亮。我们分析了这两种光变曲线的共同性质。我们发现，这些不寻常的光变曲线是非常好的幂律下降，无所不在的快速新星，和指数增亮的组合表示。我们提出了一个共同的属性，这些rebrightenings的示意性解释可能是一个冲击的后果，从二次喷射和它的爆发在光学厚新星风。这种解释在解释重新变亮之后的快速褪色和随后的光变曲线演变方面具有优势。指数上升可能反映了从激波前沿出现的光，类似于超新星激波爆发中的辐射前兆。新星风中这种冲击的结果可能解释了新星中的许多不寻常现象，包括早期变化和潜在的尘埃形成。
2009-04-15 astro-ph.SR
Hot spot manifestation in eclipsing dwarf nova HT Cassiopeiae
我们报告了在2010年11月的超爆发期间，食矮新星HT Cassiopeiae的光变曲线中的热点的检测。对热点食的八条重建光变曲线的分析直接表明，在超级爆发期间，热点的亮度发生了显着变化。因此，在HT Cas中探测到的热点现象是矮新星EMT模型的最新观测证据。
2014-10-07 astro-ph.SR
Quiet Novae with Flat Maximum -- No Optically Thick Winds
我将解释为什么大多数新星在光变曲线中显示出尖锐的光学峰，而少数新星，如PU Vul，显示出持续时间长的平坦光学最大值。对光学厚风发生条件的重新考察表明，在低质量（小于0.7 Mo）白矮星（WD）的新星爆发过程中，光学厚风被抑制，实现了流体静力学演化。在这种情况下，新星爆发由于没有强烈的物质抛射，演化非常缓慢，并且长时间处于低温阶段，导致长时间的平坦光学峰。这解释了共生新星PU Vul的爆发性质，它显示了平坦的光学最大值持续了8年之久，没有风质量损失的光谱指示。另一方面，在普通的新星爆发中，强烈的光学厚风不可避免地会发生，它们会很快带走大部分的包层物质。因此，光变曲线在光学峰之后立即衰减，这导致光学光变曲线的尖峰。
2011-01-13 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
A Universal Decline Law of Classical Novae. IV. V838 Her (1991): A Very Massive White Dwarf
我们提出了一个统一的模型的光学和紫外（UV）光变曲线的最快的经典新星之一，V838武仙座（新星武仙座1991年），并估计其白矮星（WD）的质量。基于新星爆发的光学厚风理论，我们模拟了自由-自由辐射的光学光变曲线和黑体辐射的UV 1455 λ光变曲线。我们的1.35 \pm 0.02 M_（\sun WD）模型同时再现了光学和紫外1455 λ观测。由风引起的质量损失为Δ M_{wind} \sim 2 \times 10^{-6} M_ \sun。我们提供了红化的新测定，E（B-V）= 0.53 \pm 0.05，距离为2.7 \pm 0.5 kpc。
2009-09-08 astro-ph.SR
Nova Aquilae 1918 (V603 Aql) Faded by 0.44 mag/century from 1938-2013
我们展示了1898-1918年和1934-2013年的老新星V603 Aql（Nova Aql 1918）的光变曲线，使用了22，721个档案星等。我们所有的星等都在或准确地转换成约翰逊$B$和$V$星等系统。这是至关重要的，因为旧序列中的偏移量和视觉到$V$的转换如果不进行校正，会产生0.1-1.0等的误差。我们的V603 Aql光变曲线是第一次对任何新星进行这样的测量。我们的目标是看到质量吸积率在世纪时间尺度上的演变，并测试休眠模型的长期预测，即老新星在爆发后的一个世纪内应该会显着褪色。1918年的新星爆发在1938年完全结束，当时新星衰退停止，恒星已经褪色到比其前新星亮度$B=11.43 \pm 0.03$ mag.更暗。我们发现1938-2013年的新星光显着褪色，这在三个独立的数据集中一致地看到（$B$中的Sonneberg板、AAVSO $V$光变曲线和非AAVSO $V$光变曲线）。我们发现V603 Aql的亮度自1938年以来以每世纪$0.44 \pm 0.04$等的平均速率下降。这项工作为冬眠模型的一个重要预测提供了显著的证实。
2013-11-15 astro-ph.SR
Direct Evidence for Modulated Irradiation of Secondary Components in Dwarf Novae during Superoutbursts
在超爆发期间观察到的五个矮新星的光变曲线中检测到来自辐照的次级成分的贡献。它们的超峰光变曲线表明辐照受超峰相位的调制。这加强了对超级峰的新解释（Smak 2009），即由于辐照控制的传质速率导致流的动能的调制耗散。
2011-03-02 astro-ph.SR
TESS light curves of cataclysmic variables -- II: Superhumps in old novae and novalike variables
超级峰是激变变星光变曲线中观测到的丰富的变星现象之一。它们有正负两种形式，分别是周期比这些相互作用的双星系统的轨道周期稍长或稍短。正的超驼峰在SU~UMa型短周期矮新星的超爆发中普遍存在，但在长周期的吸积盘处于永久亮态的系统（如新星变星和大多数老新星）中不太常见。负超峰似乎并不对特定类型的CV没有偏好。在这里，我利用TESS为大量恒星提供的长的高节奏光变曲线，选择所有旧的新星和新星变星，这些变星具有过去报道的超级驼峰，TESS光变曲线可用，并且在以前的出版物中尚未进行分析，以研究它们的超级驼峰行为。结合从文献中获得的信息，这些结果使我们能够编制迄今为止这些恒星中最完整的超级驼峰普查。作为一个推论，在本样本的对象日食系统日食历元来自TESS光变曲线，并在某些情况下从档案光变曲线列出，并用于更新轨道星历和讨论周期的变化。
2022-12-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Near-infrared spectroscopic and photometric evolution of Nova V476 Scuti -- a nova that formed optically thin dust
我们介绍了在2005年9月爆发中发现的盾牌座新星V476（V476 Sct）的近红外（近红外）$JHK$（1.07 - 2.5 $μ$ m）光谱和光度观测结果。该新星的近红外观测呈现了极大后光谱和近红外光曲线的演变。在9个不同时期观测到的V476 Sct的光谱显示出由于HI、OI、CI和NI引起的突出线。根据红外光谱特征，我们独立地确定它为Fe II型新星，与从光谱中获得的相同分类一致。给出了观测到的谱线的详细识别。近红外$JHK$的光变曲线在爆发后约59天的时间内清楚地显示了光学薄尘壳的形成，这种现象在新星中并不常见。用黑体曲线拟合谱能量分布（SED），估算了不同时期尘埃壳层的温度。尘埃形成的V476 Sct是一致的存在的元素线与低电离电位像钠和镁在早期的光谱，我们已经提出了在一个新星的发展后期阶段的尘埃形成的潜在指标。
2013-10-15 astro-ph.SR
Considerations on the light curve of Nova Delphini 2013
根据Asiago天文台Leonida Rosino对M31新星的观测结果，有可能通过提交给AAVSO的目视观测来评估2013年Nova Delphini的绝对星等。一个朴素的解释模型的光变曲线的基础上，指数递减律，以开放给业余天文学家一瞥这些现象的复杂的理论框架。
2013-10-10 astro-ph.IM astro-ph.SR
Nova shells in 3D: I. A catalog of integral field spectroscopic observations
Instituto de Astrofísica de Andalucía, IAA-CSIC（安达卢西亚天体物理研究所）；Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）；Universidad de Guadalajara（瓜达拉哈拉大学）
该研究基于MUSE、MEGARA、WEAVE等设备的积分场光谱观测，构建首个新星壳三维星表，揭示新星壳多样三维结构及线相关形态差异，发现双极或环状壳层占比高于成像研究结果。
2026-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Phase-Resolved Infrared Spectroscopy and Photometry of V1500 Cygni, and a Search for Similar Old Classical Novae
我们提出的相位分辨近红外光度和光谱的经典新星V1500 Cyg探索回旋辐射是否存在于这个系统。虽然光谱学没有表明离散回旋谐波发射的存在，但光变曲线表明其近红外通量的相当大一部分是由于这一成分。天鹅座V1500的光变曲线似乎仍然由该系统中第二颗恒星的加热面的辐射所主导。我们已经使用红外光谱和光度学在古老的经典新星中寻找其他潜在的磁性系统。我们发现V1974 Cyg的红外线曲线表面上与V1500 Cyg相似，这表明它是一颗高辐射的伴星。古老的新星V446 Her和QV Vul的光变曲线具有像极星那样的大幅度变化，这表明它们可能具有磁性原色。我们从2MASS点源目录中提取了79颗老新星的测光，并使用这些数据来获得静止新星的平均未变红的红外颜色。我们还提取了这些物体的WISE数据，发现其中45个被检测到。令人惊讶的是，在WISE 22 μ m波段检测到了许多这些系统。其中两个物体（V705 Cas和V445 Pup）产生了大量的尘埃壳，而其他物体则没有。看来，线发射从他们的电离弹射壳是最有可能的解释，这些检测。
2013-06-06 astro-ph.SR
Eclipse observations of V838 Her (Nova Her 1991) during nova eruption
本文首次报道nova爆发期间V838 Her的月食光变曲线，发现主食和副食，支持吸积盘重建及加热伴星模型，并关联到V1674 Her的瞬态发光供体星解释。
2023-05-16 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
Historical light curve and search for previous outbursts of Nova KT Eridani (2009)
上下文波江座新星（Nova Eridani，2009年）引起了新星界的注意，因为它从最大值迅速下降，最初被错过了，以及它随后在无线电和X射线波长上的发展。这个系统也表现出类似于那些小得多的周期性新星的性质;它们本身是Ia型超新星的潜在祖先。目标。我们的目的是确定KT Eri祖系统的性质和物理参数。方法.我们搜索了哈佛大学天文台的档案板KT Eri的祖先，以确定系统的性质，特别是次级的演化阶段。我们使用获得的数据来搜索任何周期性信号和导出的光度来估计复发时间尺度。此外，通过比较色星等图上静止系统的颜色，我们可以推断出二级恒星的性质。结果我们确定了KT Eri的祖系统，并测量了< B >= 14.7 \pm 0.4的静态幅度。没有发现以前的爆发。然而，我们认为，如果新星是周期性的，它应该是在一个世纪的时间尺度。我们发现一个周期性的737天，可能会出现在中央双星的反射效应和/或日食的平静。该系统的周期性和静止星等表明，次级恒星是演化的，可能在红巨星分支中，或上升。第二个周期在376天是明显的，其具有正弦曲线状的光变曲线。此外，爆发的幅度约9等与快速经典新星（约17等）的预期不一致，这可能进一步支持演化的次级。（节录）
2011-10-20 astro-ph.SR
A comprehensive light curve model of the very fast nova V1674 Herculis
本文构建了极快新星V1674 Her的完整理论光变曲线模型，用1.35 M⊙白矮星和低吸积率解释了其快速上升与衰减、伴星被吞没及X射线闪光，并测得距离约8.9 kpc。
2025-06-05 astro-ph.SR
Light-curve analysis of the classical nova YZ Ret: revisit with fully self-consistent nova outburst models
The University of Tokyo（东京大学）；Keio University（庆应义塾大学）
本研究用完全自洽的新星爆发模型重新分析YZ Ret的多波段光变曲线，成功再现观测数据并解释GeV伽马射线发射的起源，揭示了激波形成机制。
2026-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light Curve Analysis of Neon Novae
分析了QU Vul、V351 Pup、V382 Vel、V693 CrA和V1974 Cyg等5颗氖新星的光变曲线，并根据自由-自由和光球辐射组成的理论光变曲线确定了它们的白矮星质量和距离模量。对于QU Vul，我们得到了d~ 2.4kpc，E（B-V）~0.55的红化，和M_WD=0.82-0.96 M_sun的WD质量。这表明氧氖WD自诞生以来损失了超过~0.1 M_sun的质量。对于V351 Pup，我们得到d~ 5.5kpc，E（B-V）~0.45，M_WD=0.98- 1.1M_sun。对V382 Vel，我们得到d~ 1.6kpc，E（B-V）~0.15，M_WD=1.13- 1.28M_sun。对V_（693）CrA，d~ 7.1kpc，E（B-V）~0.05，M_（WD）=1.15-1.25 M_（sun）。对V1974 Cyg，我们得到d~ 1.8kpc，E（B-V）~0.30，M_WD=0.95- 1.1M_sun。为了比较，我们将碳氧新星V1668 Cyg加入到我们的分析中，得到d~5.4 kpc，E（B-V）~0.30，M_WD=0.98-1.1 M_sun。在QU Vul中，光球层的辐射对光学光变曲线的贡献最多为0.4-0.8等，而自由-自由辐射仅为0.8等。在V351 Pup和V1974 Cyg中，光球辐射对光学光变曲线的贡献很小（最多0.2-0.4等）…
2015-11-21 astro-ph.SR
On the light-curves of disk and bulge novae
该研究分析新星光变曲线并分为单峰和多峰形态，结合Gaia精确距离计算银道面高度Z，发现单峰新星集中于银道面附近、多峰新星分布更均匀且高度达1000 pc，KS检验以4.2σ显著性拒绝两者同群体假设。
2025-02-12 astro-ph.GA 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
Hot spot in eclipsing dwarf nova IY Ursae Majoris during quiescence and normal outburst
我们分析了食矮新星大熊座IY在2013年3月正常爆发期间以及2012年4月和2015年10月平静期间的光变曲线中的热点亮度。对四个重建的热点食光变曲线的检查直接表明，热点的亮度只有在爆发期间才发生显着变化。在爆发之前和之后，热点的亮度处于同一水平。因此，根据热点的行为，IY Uma在其正常爆发期间遵循盘不稳定模型。
2016-01-11 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
The intermediate polar cataclysmic variable GK Persei 120 years after the nova explosion: a first dynamical mass study
我们提出了一个完整的动力学研究的中间极性和矮新星激变变量GK Per（新星英仙座1901年）的基础上的多站点光学光谱和$R$波段测光活动。演化施主星的径向速度曲线具有半振幅$K_2=126.4 \pm 0.9 \, \mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$和轨道周期$P=1.996872 \pm 0.000009 \, \mathrm{d}$。我们将施主星的投影旋转速度改进为$v_\mathrm{rot} \sin i = 52 \pm 2 \, \mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$，它与$K_2$一起提供施主星与白矮星的质量比$q=M_2/M_1=0.38 \pm 0.03$。我们还确定了系统的轨道倾角，通过模拟的相位折叠椭球光变曲线，并获得$i=67^{\circ} \pm 5^{\circ}$。在$68$ %置信水平下，得到的动力学质量为$M_{1}=1.03^{+0.16}_{-0.11} \, \mathrm{M}_{\odot}$和$M_2 = 0.39^{+0.07}_{-0.06} \, \mathrm{M}_{\odot}$。白矮星的动力学质量进行比较，通过建模的下降光曲线的$1901$新星事件和X射线光谱学的估计。最匹配的质量估计来自新星光变曲线模型和X射线数据分析，该分析使用了静止时和矮新星爆发时阿尔芬半径之间的比值。
2021-09-16 astro-ph.SR
SN2010U -- a Luminous Nova in NGC 4214
亮度、光变曲线、后最大光谱以及深爆发前图像上缺乏祖星表明SN 2010 U是一颗明亮、快速的新星。它的爆发震级是一致的，为快速新星使用经典新星的最大震级下降率关系。
2010-05-24 astro-ph.SR
Theoretical light curve models of the symbiotic nova CN Cha -- Optical flat peak for three years
本研究针对慢速共生新星CN Cha的三年光学平坦峰特征，基于流体静力学近似建立理论光变曲线模型，估算其白矮星质量约0.6倍太阳质量，解释了平坦峰新星与多峰新星的差异成因。
2023-06-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Hubble Space Telescope Survey for Novae in M87. I. Light and Color Curves, Spatial Distributions and the Nova Rate
哈勃太空望远镜在10周的时间里拍摄了M87的中心部分，发现了32颗经典新星和9颗较暗的新星，可能是非常缓慢和/或共生的新星。在这一系列论文的第一篇中，我们将展示M87新星发现者图表，以及新星的光和颜色曲线。我们证明，上升和下降的时间，和颜色的M87新星是不相关的彼此和在星系中的位置。M87新星的空间分布遵循银河系的光线，这表明M87在食人事件中吸积的新星是混合的。保守地只使用32颗最亮的经典新星，我们得出M87的新星率：$363_{-45}^{+33}$新星/年。我们还推导出该星系的光度特定的经典新星率，这是$7.88_{-2.6}^{+2.3} /yr/ 10^{10}L_\odot,_{K}$。这两个比率都比过去报道的M87高出3-4倍，并且同样高于所有其他星系的报告。我们认为，大多数以前的地面调查的新星在外部星系，包括M87，错过了大多数微弱，快速新星，几乎所有的慢新星的中心附近的星系。
2016-09-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The 2010 Eruption of the Recurrent Nova U Scorpii: The Multi-Wavelength Light Curve
周期性新星U Scorpii最近一次爆发是在2010年。我们的合作观测到了从Swift XRT和UVOT w2（193 nm）到K波段（2200 nm）的波段喷发，还有一些偶然的观测延伸到了WISE W2（4600 nm）。考虑到时间和波长的覆盖范围，这是迄今为止观测到的最全面的新星爆发。我们在这里提出了由此产生的多波长光曲线，涵盖了两个月的爆发以及几个月的平静。这是第一次，U Sco爆发一直被跟踪到平静，导致发现了光变曲线的新特征，包括第二个尚未解释的光学和近红外高原。使用这个光变曲线，我们表明U Sco几乎符合Hachisu和Kato预测的破幂律下降，下降指数为-1.71 +/- 0.02和-3.36 +/- 0.14。通过我们前所未有的多波长覆盖，我们构建了每日光谱能量分布，然后计算了喷发的总辐射能量，E_rad=6.99（+0.83）（-0.57）* 10^44 erg。由此，我们估算出喷发所喷射出的总质量为m_ej=2.10（+0.24）（-0.17）* 10^-6 M_solar。我们比较了U Sco在爆发前吸积的质量总量，以确定白矮星是否经历了净质量损失或增益，但发现吸积的质量量的值不够精确，无法进行有用的比较。
2015-09-17 astro-ph.SR
The Radio Light Curve of the Gamma-Ray Nova in V407 Cyg: Thermal Emission from the Ionized Symbiotic Envelope, Devoured from Within by the Nova Blast
我们提出了多频无线电观测的2010年新星事件的共生二进制V407天鹅座，获得与卡尔G。Jansky超大型阵列，覆盖1-45 GHz，发现后17-770天。这颗新星-第一次在伽马射线中被探测到-显示了一条由米拉巨伴的风主导的射电光变曲线，而不是新星喷出物本身。当风被新星爆发电离时，射电光度增加，当风被新星激波从内部猛烈加热时，射电光度减弱。这项研究标志着这种物理机制首次被证明主导了天体物理瞬变的射电光变曲线。我们没有观察到新星喷出物的热信号或激波的同步辐射，因为这些成分隐藏在米拉风的吸收屏后面。我们估计Mira风的质量损失率为Mdot_w ~ 10^-6 M_sun/yr。我们还介绍了在2010年新星之前唯一对天鹅座V407的无线电探测，这是从未发表的1993年VLA档案数据中收集的，它表明即使在平静期，米拉风的无线电光度也会变化>~20倍。虽然天鹅座V407可能拥有一颗巨大的吸积白矮星，使其成为Ia型超新星的候选祖先系统，但围绕着天鹅座V407的致密且径向连续的环双星物质与大多数Ia型超新星的观测环境不一致。
2012-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
An optical--mid-infrared color evolution tool for nova identification using WISE data
Ariel University（阿里埃勒大学）；Azrieli College of Engineering（阿兹里埃利工程学院）；Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）；INAF-Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）
本文利用WISE红外数据建立了一套新星识别流程，通过光学V波段与WISE W1波段的颜色差异模型成功识别41颗新星，并据此推断银河系新星率约为每年40至50颗，为大规模新星候选体研究奠定了基础。
2025-11-14 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
A Light Curve Analysis of Gamma-ray Nova V959 Mon -- Distance and White Dwarf Mass
V959 Mon是被发现的伽玛射线新星之一。它是在伽马射线探测后约50天因接近太阳而被光学发现的。新星的速度等级是未知的，因为缺乏最早的一半光学光变曲线和短的超软X射线相位，由于日食的盘边缘。利用普适衰减律和时间拉伸方法，对V959 Mon的数据进行了分析，得到了新星参数。通过与类似类型的新星LV Vul、V1668 Cyg、IV Cep和V1065 Cen的直接比较，我们估算了E（B-V）=0.38 \pm 0.01的红化在V带的距离模为（m-M）_V=13.15 \pm 0.3。到V959 Mon的距离为2.5 \pm 0.5 kpc。如果我们假设V959 Mon的早期光变曲线与LV Vul的时间拉伸光变曲线相同，我们的模型光变曲线拟合表明，白矮星（WD）的质量为0.9-1.15 M_sun，与氖新星的鉴定相一致。在γ射线探测时，新星包层的光球扩展到5-8 R_sun（约为双星间距的2 - 3倍），风的质量损失率为（3-4）\times 10^{-5} M_sun·yr^{-1}。硬X射线发射的周期与新星包层中伴星出现的时间一致。短的超软X射线关闭时间与WD光球收缩到提升盘边缘后面的时代一致，这发生在核燃烧关闭前500天。
2018-04-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ultraviolet and X-ray light-curves of novae observed by the Neil Gehrels Swift Observatory
凭借快速响应能力和每日观测计划，Neil Gehrels Swift天文台是监测瞬态和可变源的理想选择。在这里，我们提出了一个样本的12颗新星与最详细的紫外线（UV）后续斯威夫特-第一次统一分析这样的紫外光曲线。这些特定光变曲线的衰减可以模拟为幂律衰减（绘制幅度对对数时间），表明相同的物理过程在单个物体的延长时间间隔内主导紫外线发射。在核燃烧间隔结束后，X射线发射显著下降，衰减约10-100倍。然而，紫外线的变化幅度较小，在同一时间段内下降了1-2等。UV光变曲线通常在X射线光变曲线开始从最大值稳定下降时（约0.7-1.3 T_SSSend）显示出从平坦到陡峭的突变。考虑到经典和复发新星的种群，以及那些有主序星或巨星伴星的种群，我们没有发现任何强烈的紫外光变曲线或它们的演化差异，尽管长周期复发新星比大多数经典新星更明亮。
2022-12-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass-transfer Outburts reborn: Modeling the light curve of the dwarf nova EX Draconis
本研究在传质不稳定性模型（MTIM）框架下，通过吸积盘响应模拟与χ²拟合，首次成功用传质增强事件模型复现了矮新星EX Draconis的爆发光变与盘半径演化，为矮新星爆发的传质起源提供了定量支持。
2024-08-28 astro-ph.SR
A multiwavelength light curve analysis of the classical nova V392 Per: Optical contribution from an irradiated accretion disk during the nova wind phase
针对 V392 Per 多波段光变曲线近同衰减的异常，研究构建综合新星爆发模型，证明光学光主要来自受白矮星辐照的吸积盘，并约束白矮星质量与距离。
2025-03-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of the 2010 Eruption and the Pre-Eruption Light Curve for Recurrent Nova U Scorpii
我们报道了B. G. Harris和S.德沃夏克在JD 2455224.9385（2010年1月28.4385 UT）预测的复发新星U Scorpii（U Sco）的爆发。我们还报告了2000.4至2010年1月喷发高峰前9小时UBVRI和Sloan r'和i'波段的喷发前光变曲线上的815个星等（和16个有用的极限）。我们没有发现显着的长期变化，但我们确实发现频繁的快速变化（闪烁）的振幅高达0.4马格。我们表明，U斯科没有任何上升或下降的振幅大于0.2马格的时间尺度从一天到一年前爆发。我们发现，这次喷发的峰值发生在JD 2455224.69+-0.07，上升的开始是在JD 2455224.32+-0.12。从我们的平均爆发之间的B-波段通量的分析，我们发现，总质量之间的爆发是一致的，是一个常数，与一个强有力的预测新星触发理论。下一次爆发的日期可以通过接下来的10年的平均B波段震级预测，精确度为+-5个月，尽管此时我们只能预测下一次爆发将在2020+-2年。
2010-04-16 astro-ph.SR
Explaining Prolonged Fluctuations in Light Curves of Classical Novae via Modeling
在几次新星爆发中观测到了长时间极大值期间的波动，尽管不清楚，也不能直接从观测中推断出，这种现象是否是对源自爆发的白矮星的某种机制的实际物理反应，是否发生在膨胀的喷射壳层中，或者是否是与红矮星伴星相互作用的一种形式。在这项工作中，研究了一些爆发的新星模型，以评估这种特征作为爆发本身实际部分的可能性。结果表明，对流锋从地面反复逼近和后退是产生这种波动的机制。这种机制的效率，取决于WD信封的质量和新星周期的时间尺度，有利于低质量WD和长吸积阶段。
2022-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
The $UBV$ Color Evolution of Classical Novae. IV. Time-Stretched $(U-B)_0$-$(M_B-2.5\log f_{\rm s})$ and $(V-I)_0$-$(M_I-2.5\log f_{\rm s})$ Color-Magnitude Diagrams of Novae in Outburst
利用$t'=t/f_{\rm s}$对两颗经典新星的光变曲线和颜色演化进行适当的压缩和拉伸，可以得到两颗经典新星的光变曲线和颜色演化曲线的重叠。然后目标新星的亮度与模板新星的亮度通过$(M[t])_{\rm template} = (M[t/f_{\rm s}] - 2.5 \log f_{\rm s})_{\rm target}$相关，其中$M[t]$是绝对星等和时间的函数$t$，$f_{\rm s}$是目标新星和模板新星之间的时间尺度之比。在本系列的前几篇论文中，我们证明了许多新星在时间拉伸的$(B-V)_0$ - $(M_V-2.5 \log f_{\rm s})$色星等图中广泛重叠。在本文中，我们提出了另外两个$(U-B)_0$ - $(M_B-2.5\log f_{\rm s})$和$(V-I)_0$ - $(M_I-2.5\log f_{\rm s})$图，并表明它们的轨道重叠的16新星和52新星，分别。在这里，$(U-B)_0$、$(B-V)_0$和$(V-I)_0$是固有的$U-B$、$B-V$和$V-I$颜色，并且不被时间拉伸改变，并且$M_B$、$M_V$和$M_I$是绝对的$B$、$V$和$I$量值。使用这些属性，我们大大改善了以前的估计，他们的距离和红化。所得距离与{ \it Gaia}数据Release 2星表的距离基本一致。
2021-03-22 astro-ph.SR
A Phenomenological Model for the Light Curve of three Quiescent Low-inclination Dwarf Novae and one Pre-Cataclysmic Variable
我们使用光变曲线程序XRBinary模拟了三个低倾角激变变星（CV）：1RXS\，J0632 +2536（J0632+2536），RZ\，Leo，TW\，Vir和CV前WD\，1144 +011的静态K2光变曲线。使用非线性拟合代码NMfit获得优化的光变曲线模型，并通过Phoebe 2.0进行可视化。J0632+2536的盘模型表明，盘边缘的一个热点足以描述其光变曲线，而另外两个矮新星（DN）：RZ\，Leo和TW\，Vir需要两个热点。WD 1144 +011的一个典型的前CV模型具有弱的辐照效应，可以解释它的单峰调制，新观察到的光谱证实了它以前的分类。对DN的综合分析清楚地表明，双峰调制的相位零点发生在次极小值附近，而主峰主要是由盘边缘的热点引起的。静态盘具有平坦的温度分布，功率指数为$\sim0.11$。RZ1，Leo的盘模型意味着一个截短的盘，支持其先前推测的中间极地（IP）分类。除RZ、Leo的IP模型缺少与推断的吸积幕相关的分量外，J0632+2536、TW、Vir和WD、1144 +011的模型与Gaia任务的结果一致。这三颗DN星的质量和半径与CV施主星的半经验关系式一致，但它们的有效温度高于预测值。辐射的捐助星的调查，以解释这种差异。
2018-08-19 astro-ph.SR
Analysis of a Kepler Light Curve of the Novalike Cataclysmic Variable KIC 8751494
我们分析了KIC 8751494的开普勒光变曲线，KIC 8751494是开普勒场中最近发现的一颗新星激变变星。我们探测到一个稳定的周期0.114379（1）d，我们确定这是双星的轨道周期。在0.12245 d附近的较强的光度周期，这已被检测到的地面观测，被发现是可变的，我们确定这一时期是正的超峰期。这个超级驼峰周期显示出短期（10-20天）和强烈的变化，最出乎意料的是，当物体进入一个稍微暗淡的状态。部分超峰过量变化高达~ 30%。周期的变化很好地跟踪了系统亮度的变化。超级峰周期变化的时间尺度太慢，不能解释为由于热盘不稳定性引起的盘半径变化所引起的变化。我们解释了周期的变化是由于压力变化对正超峰周期的影响。这一发现表明，至少在诺瓦利克系统中，压力效应在产生正超级峰的周期中起着非常重要的作用（进动率高达30%）。我们还描述了在Q14运行的开普勒数据的变化周期为0.1071-0.1081 d的负超峰的可能检测。我们还发现，在早期的研究中报告的发射线的速度变化的相位是兼容的SW性别型分类。在此基础上，提出了一种新的基于最小绝对收缩选择算子（Lasso）的二维周期分析方法，并展示了该方法的优越性。
2013-06-22 astro-ph.SR
The luminosity evolution of nova shells -- I. A new analysis of old data
我们提出了一个重新分析的H $α$和[OIII]流量数据从唯一的全面研究的光度演化的新星壳，进行了近二十年前。我们使用新的可用距离和消光值，并包括额外的光度数据的“古老的”新星壳。我们比较了新星速度类和光变曲线类型的长期行为。我们发现，在一般情况下，作为时间的函数的光度可以被描述为包括一个初始的浅对数下降或恒定的行为，其次是一个对数的主要下降阶段，在很晚的阶段可能返回到一个浅下降或恒定。在前两个阶段的光度演化很可能是由壳的膨胀和相应的体积和密度的变化，而对于较老的新星壳，与星际介质的相互作用开始发挥作用。对于给定的发射谱线，几乎所有基团的主下降斜率都非常相似，但与H $α$相比，[OIII]的主下降斜率明显更陡，我们将其归因于禁谱线提供的更有效的冷却。周期性的新星是值得注意的例外，还有高原光变曲线型新星和新星V838 Her。我们推测这是由于存在更致密的物质，可能是以前新星爆发的残余物，或者行星状星云的形式，作为我们研究的副产品，我们用盖亚数据第二版目录中的源修改了我们调查中所有新星的识别。
2020-07-21 astro-ph.SR
