MN Draconis - peculiar, active dwarf nova in the period gap
背景：我们提出了一个广泛的世界范围内的MN天龙观测活动的结果。目标：天龙座MN是一颗在周期间隙中鲜为人知的活动矮新星，也是仅有的两个已知的周期间隙SU UMa天体之一，显示出负的超级驼峰。MN Draconis的光度行为对现有的超级驼峰和超级爆发机制模型提出了挑战。因此，彻底调查特殊系统，如MN Draconis，对我们了解近距离双星的演化至关重要。方法：为了测量系统的基本参数，我们收集了2009年10月，2013年6月至9月和2015年6月至12月的光度数据。进行了光变曲线、$O-C$图和功率谱分析。结果：在我们的三个观测季节，我们发现了四个超级爆发和几个正常的爆发。根据2015年连续观测到的两次超爆发，超周期长度为P_sc = 74 +/- 0.5 d，在过去12年中，超周期长度以P_dot = 3.3 x 10^（-3）的速率增长。根据正负超峰，计算出轨道周期过剩率为5.6% +/-0.1%，周期亏损率为2.5% +/-0.6%，轨道周期Porb = 0.0994（1）天（143.126 +/-0.144 min）。更新了天龙座MN的基本光变曲线参数。结论：MN Draconis是第一个发现的超循环长度增加的周期隙中的SU UMa系统。
2017-03-20 astro-ph.SR
Pre-maximum and maximum of Novae: The spectroscopic observations of Nova ASASSN-17hx
新星极大前阶段的覆盖范围很小，只有少数几颗慢新星例外，它们极大前的持续时间大约为几周。本文讨论了新星在极大前和极大阶段的主要特征，并报道了对ASASSN-17 hx的初步研究结果。
2018-07-20 astro-ph.SR
Hubble Space Telescope STIS Spectroscopy of Three Peculiar Nova-Like Variables: BK Lyn, V751 Cygni and V380 Oph
我们获得了三个类新星变星的哈勃STIS光谱：V751 Cygni，V380 Oph，以及-唯一被证实的类新星变星已知低于周期间隙- BK Lyn。在所有三个系统中，光谱都是在高光学亮度状态下拍摄的，并且发光的吸积盘主导了它们的远紫外（FUV）光。我们通过应用\citet{Knigge2006}的红外光度法评估了距离的下限。在所施加的限制，由鲜为人知的系统参数（如倾角，白矮星的质量，和稳态吸积盘的适用性），我们得到了满意的适合BK林恩使用光学厚吸积盘模型与吸积率$\dot{M} = 1\times10^{-9} M_{\odot}$年$^{-1}$的$M_{wd} = 1.2 M_{\odot}$和$\dot{M} = 1 \times 10^{-8} M_{\odot}$年$^{-1}$为$M_{wd} = 0.4 M_{\odot}$的白矮星质量。然而，对于VY Scl型新星类变量V751天鹅座和SW性星V380 Oph，我们无法获得令人满意的合成光谱拟合的高状态FUV光谱使用光学厚稳态吸积盘模型。FUV光谱信息的缺乏到莱曼极限阻碍了在这些类新星系统的高状态期间关于吸积白矮星的信息的提取。
2009-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of an eclipsing dwarf nova in the ancient nova shell Te 11
我们报告在奇特的双叶星云Te 11内发现了一颗食矮新星（DN）。模拟日食的高速测光发现，吸积白矮星的质量为1.18 M $_\odot$，温度为13 kK。M2.5的施主光谱类型导致了330 pc的距离，与猎户座-波江座超级气泡边缘的巴纳德环共位。这个缓慢膨胀的星云令人困惑的形态和观测到的弓形激波可以用与该区域致密星际介质的强相互作用来解释。我们将DN与公元483年猎户座的历史性新星相匹配，并假设该星云是这次爆发的残留物。这种联系支持了从高到低的质量转移速率的后新星转变的千年时间尺度。Te 11是CV和新星研究的重要基准系统，是仅有的三颗具有新星壳层的DNe中唯一的食双星。
2015-11-13 astro-ph.SR
V5852 Sgr: An Unusual Nova Possibly Associated with the Sagittarius Stream
我们报告了奇特新星V5852~Sgr（发现为OGLE-2015-NOVA-01）的光谱和光度跟踪，它表现出不同新星类别的特征组合。光度测定显示出一个平顶的光变曲线与准周期振荡，然后是一个平稳的下降，其次是两个微弱的亮度恢复。南部非洲大型望远镜的光谱学首先显示了一颗典型的Fe II或Fe IIb光谱类型的新星。在后一个光谱中，氦、氮和氧的广泛发射是突出的，铁已经褪色，这可能是星云阶段开始的迹象。线宽表明在$1000\,{\rm km\,s^{-1}}$周围的射血速度。这颗新星位于银河系凸起的方向，并且被严重地变红了，其程度不确定。在最大值出现16天后的$V$星等可以估计出它的距离，这表明这颗新星可能位于人马座矮球状星系的尾流中。如果是这样的话，它将是第一个从该星系或任何矮球状星系中探测到的新星。考虑到方法的不确定性和不寻常的光变曲线，我们不能排除它在凸起中甚至在凸起后面的银河系盘中的可能性。
2016-06-08 astro-ph.SR
Optical and Near-Infrared Photometry of Nova V2362 Cyg : Rebrightening Event and Dust Formation
我们提出了一个经典的新星，V2362天鹅座（=天鹅座新星2006年）的光学和近红外（NIR）测光。天鹅座V2362在其最大值之后经历了一次持续时间长达100 ~ 240 d的特殊再亮。我们的观测结果表明，出现了一个伪光球的有效温度为9000 K的再亮最大值。在再增亮最大值之后，物体在所有使用的波段中均匀地显示出缓慢的褪色持续一周。这意味着在再亮最大值（小于或等于1周）之后的衰落是由缓慢收缩的假光球引起的。然后，近红外通量急剧增加，而光通量急剧下降。光学和近红外通量是一致的黑体辐射的温度为1500 K在此近红外上升阶段。这些事实很可能可以用新星喷出物中的尘埃形成来解释。在光学薄的情况下，我们估计尘埃质量为10^（-8）- 10^（-10）M_（太阳），这比典型的尘埃形成新星的质量要小。这些结果支持了这样的推论，即第二次长时间的外流，导致了再亮，与最初的外流的一部分相互作用，形成了尘埃颗粒。
2010-08-03 astro-ph.SR
Near-infrared and optical studies of the highly obscured nova V1831 Aquilae (Nova Aquilae 2015)
介绍了天鹰座V1831新星的近红外（NIR）和光学光度测量及光谱学，涵盖了发现后第一个$\sim$ 90天的早期衰退和尘埃形成阶段。这颗新星由于星际灭绝而高度变红。仅根据近红外光谱的性质，我们能够将新星归类为Fe II类。该新星的距离和消光系数分别为6.1 $\pm$ 0.5 kpc和$A_{\rm v}$ $\sim$ 9.02。的电子密度，排放量和电离喷出物质量的下限是从案例B分析的近红外Brackett线，而中性气体质量估计从光学[OI]线。我们讨论了He I 1.0830 $μ$ m谱线在早期快速增强的原因。V1831 Aql在相当早的时间（发现后$\sim$ 19.2天）就形成了少量的尘埃，尘埃壳在光学上并不厚。对尘埃温度、尘埃质量和粒度进行了估计。尘埃形成开始约19.2天在1461 $\pm$ 15 K的冷凝温度，表明碳的组成，随后的温度被视为逐渐降低到950 K。尘埃质量显示了一个快速的初始增加，我们解释为是由于在颗粒的数量增加，随后的一段时间的恒定性表明在这后一段时间内没有颗粒破坏过程。讨论了这些参数的演变，包括在晶粒半径演变中看到的某些特性。
2017-09-19 astro-ph.SR
Breaking the habit - the peculiar 2016 eruption of the unique recurrent nova M31N 2008-12a
自2008年被发现以来，仙女座星系新星M31 N 2008- 12 a每年都被观测到喷发。这种前所未有的频率表明一个极端的物体，具有大质量的白矮星和高吸积率，这是迄今为止已知的Ia型超新星的单一简并祖先的最有希望的候选者。M31 N 2008- 12 a的前三次爆发显示出非常均匀的多波长特性：（i）从一个微弱的峰值开始，光学光变曲线在不到两天的时间内迅速下降了两个数量级;（ii）早期光谱显示出最初的高速度，在几天内显着放缓，并显示出清晰的He/N线。（iii）新星的超软X射线源阶段（SSS）开始得很早，在爆发后六天，只持续了大约两周。相比之下，2016年奇特的火山爆发显然不同。在这里，我们报告（i）在2016年喷发日期的相当大的延迟，（ii）显着较短的SSS阶段，（iii）更明亮的光学峰值幅度（迄今未观察到的尖点形状）。早期的理论模型表明，这三种不同的效应可以一致地理解为由较低的静止质量吸积率引起的。相应的较高点火质量导致自由-自由排放模型中的较亮峰。质量较小的吸积盘经历了更大的破坏，因此延迟了有效吸积的重建。由于没有提前加油，SSS阶段缩短了。观察接下来的几次爆发将确定2016年爆发的性质是否使其成为M31 N 2008- 12 a演化中的真正异常值。
2018-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Peculiar Bursting Nature of CP Pup
本文利用 TESS 数据研究经典新星 CP Pup 的快速爆发，探讨其可能为局部热核爆炸产生的微新星，并指出其轨道周期不确定及长周期系统解释的可行性，认为该源值得密集监测。
2024-02-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Molecules in the peculiar age-defying source IRAS 19312+1950
上下文IRAS 19312 + 1950是一个孤立的红外源，在近红外和中红外图像中表现出特征性的准点对称形态，并且在分子射电谱线中也非常明亮。由于其独特的观测特征，人们对其进行了各种观测研究，并提出了一些关于其起源的假设，但其起源仍不清楚。到目前为止，人们认为它可能是一颗特殊的演化恒星，一颗年轻的恒星，甚至是一颗红色新星的残骸。无论它最终被归类为哪种类型的天体，IRAS 19312 + 1950在红外线和分子射电谱线上都异常明亮，因此无疑将是这类具有特殊性质或不寻常演化阶段的天体的原型。目标。本研究的目的是通过无偏的分子射电谱线测量揭示IRAS 19312 + 1950中心部分的分子组成，并从分子化学的角度讨论该天体的起源。方法.我们用IRAM 30 m望远镜对IRAS 19312 + 1950中心在3和1.3 mm窗口进行了谱线测量。结果总共检测到22种分子的28条跃迁线，这些同位素体朝向IRAS 19312 + 1950，其中一些表现出宽和窄的组分。新探测到17条热谱线和1条脉泽谱线。在该样品中首次检测到C $^{17}$ O、$^{30}$ SiO、HN $^{13}$ C、HC $^{18}$ O $^{+}$、H $_{2}$ CO和$c$-C $_{3}$ H $_{2}$的分子种类。结论.我们的结果与之前的研究相结合，支持IRAS 19312 + 1950可能是红新星…
2022-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Study of three 2013 novae: V1830 Aql, V556 Ser and V809 Cep
BVRI测光和低，中，高分辨率Echelle通量光谱介绍和讨论了三个微弱的，严重变红的FII型新星，在2013年爆发。V1830 Aql在2013年10月30.3 UT达到峰值V=15.2等，并遭受了巨大的E（B-V）~2.6等红化。在快速下降后，当新星比最大值低1.7等时，它进入了一个平坦的平台，并在那里停留了一个月，直到太阳合相阻止了进一步的观测。V556 Ser也观察到类似的值，在2013年11月25日左右达到Rc=12.3附近的峰值，很快就消失在日落天空的眩光中。V809 Cep在2013年2月3.6日达到V=11.18的峰值。变红的E（B-V）~1.7，新星位于螺旋外臂内或紧接着螺旋外臂的后面，距离约6.5 kpc，受到星际原子线速度和从最大值下降的速度的限制。在t_3经过时，这颗新星开始形成一层厚厚的尘埃层，导致δ（V）>5等的峰值消光，并花了125天才完全溶解。尘埃消光在6000 Ang左右由中性变为选择性。监测的时间演变的综合通量的发射线允许限制在喷出物中的尘埃形成的区域以上的OI 7774 Ang的形成区域和以下的钙三重态。在从最大值下降到尘埃遮蔽之前，Nova Cep 2013的发射线轮廓发展出一个狭窄的分量（FWHM=210 km/sec），叠加在更大的正常轮廓上，使其成为迄今为止唯一但不断增长的新星俱乐部的成员。约束的基础上的光学厚度的喷出物的最里面的部分和…
2014-03-16 astro-ph.SR
OGLE-BLG504.12.201843: A possible extreme dwarf nova
我们提出了现有的光学光度学和新的光谱学的候选激变变星OGLE-BLG 504.12.201843的分析。如前所述，该天体的轨道周期为0.523419天，爆发长达一年，平均周期为973天。使用数字化的照片档案，我们表明，最早的记录爆发发生在1910年。我们认为这个天体是一个具有极端性质的U Gem型矮新星。在爆发系统的轨道变化显示了吸积盘的明显迹象，爆发可能起源于吸积盘。在静止期，该天体在爆发前600多天缓慢增亮，增亮幅度高达PDMATHAMN波段的PDMATHAMM等，并在$I$波段出现振幅为$\lesssim 0.2$等的小耀斑。我们将逐渐变亮解释为吸积盘的光度和温度的增加，这在理论上是预测的，但在DNe中很少看到。小耀斑的起源仍然无法解释。光谱显示巴耳末吸收线在平静和爆发，这可能与明亮的二级恒星或冷吸积盘。在爆发期间，出现了半高宽约为450 km s $^{-1}$的发射线，但它们缺乏典型的双峰轮廓。我们认为，无论是这些线起源于盘风或轨道倾角低，后者是一致的约束从系统的轨道变化。由于其极端的性质和特点，OGLE-BLG 504.12.201843是进一步后续研究的极好对象。
2022-10-03 astro-ph.SR
Distance mapping applied to four well-known planetary nebulae and a nova shell
对行星状星云（PNe）、新星和超新星遗迹等天体的精确距离估计，使我们能够限制它们的物理特征，如大小、质量、光度和年龄。一种基于膨胀视差方法的创新技术，即所谓的距离映射技术（DMT），提供了膨胀星云的距离图以及对它们距离的估计。DMT结合从3D形态运动学模型获得的切向速度矢量和观察到的自行矢量来估计距离。我们将DMT应用于四个PNe（NGC 6702，NGC 6543，NGC 6302和BD+30 3639）和一个新星遗迹（GK英仙座），并得出了与以前的研究非常一致的新距离。NGC 6543、NGC 6302和NGC 6702的新的简单形态运动学形状模型被生成，而BD+30 3639和GK英仙座的模型则被使用。我们证明，DMT是一个有用的工具，以获得距离值的PNe，除了揭示星云内的运动学特有的区域。距离也是从三角函数的盖亚半径中推导出来的。在第二次盖亚数据发布中不可忽略的视差偏移的影响也进行了讨论。
2020-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
IX Draconis - a curious ER UMa-type dwarf nova
我们报告的结果，广泛的世界范围内的观测活动，致力于一个非常活跃的矮新星-九天龙。我们调查了光度的系统，以获得其基本的爆发性能和理解的特点IX Dra以及其他活动的激变变量，特别是矮新星的ER乌玛型。为了测量系统的基本参数，我们进行了光变曲线、O-C图和功率谱的分析。在两个多月的观测中，我们发现了两次超级爆发和几次正常爆发。该恒星的V星等变化范围为14.6 - 18.2等，超爆发有规律地发生，超周期长度为58.5+/-0.5 d。在分析过去20年的数据时，我们发现超循环长度以P_dot = 1.8 * 10^{-3}的速度增加。正常的爆发似乎是不规则的，典型的发生时间范围为3.1 - 4.1天。我们发现了一个双峰结构的超级驼峰在超级爆发，次极大值成为主导的超级爆发结束附近。在超级爆发期间观测到的平均超级峰周期为0.066982（36）d，在过去二十年的观测中保持不变。根据功率谱分析，对轨道周期的评估存在问题。我们发现了两个可能的值：第一个为0.06641（3）d，与前人的研究和我们的O-C分析（0.06646（2）d）一致;第二个为0.06482（3）d，可能性较小。对象的进化状态很大程度上取决于在这两个值之间的选择。需要用光谱测定轨道周期。我们更新了ER UMa型恒星的现有信息，并提出了一套新的基本统计数据。因此，我们提供的证据表明，这类恒星是不均匀的。
2012-11-19 astro-ph.SR
Mass retention efficiencies of He accretion onto carbon-oxygen white dwarfs and type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）在研究宇宙学和星系化学演化中起着至关重要的作用。它们被认为是碳氧白矮星（CO WD）的热核爆炸，当它们的质量达到双星系统中的克拉塞卡质量极限时。以前的研究表明He novae可能是SNe Ia的祖先候选者。然而，氦新星爆发期间的质量保持效率仍然是不确定的。在这篇文章中，我们的目的是研究质量保留效率的He新星爆发，并调查是否可以通过He新星爆发产生Ia超新星。利用恒星演化程序Modules for Experiments in Stellar Astrophysics，模拟了一系列初始WD质量为0.7 ~ 1.35 Msun，吸积速率不同的多周期He层闪光。得到了不同初始WD质量下He新星爆发的质量保持效率，可用于双星总体合成研究。在我们的模拟中，He新星爆发可以增加WD的质量到Ekrasekar质量极限，并且可以在WD的中心触发爆炸性碳燃烧;这表明He新星爆发可以产生Ia超新星。同时，本工作中的质量保留效率低于以前的研究，这导致通过WD + He星通道的SNe Ia出生率较低。此外，我们还得到了爆炸碳燃烧瞬间的元素丰度分布，可以作为Ia超新星爆炸模型研究的初始输入参数。
2017-08-25 astro-ph.SR
Counterparts of Far Eastern Guest Stars: Novae, supernovae, or something else?
瞬态的历史观测对于研究其长期演变至关重要。本文是一系列论文的一部分，我们在这些论文中开发了用于分析瞬态事件的古代数据及其在现代科学中的可用性的方法。其他作者在这方面的研究主要集中在寻找历史上的超新星，而我们早期的工作主要集中在作为经典新星的灾变双星上。在这项研究中，我们考虑行星状星云，共生星，超新星遗迹和恒星在我们的测试样本的搜索领域。我们提出的可能性，这些对象类型的视觉爆发，给他们的分布在全球范围内的概述，并讨论在我们的搜索领域的对象单独。为了总结我们的结果，我们提供了一个表格，在我们的测试样本中最有可能识别的历史目击事件，并概述了我们的方法，以便在未来的工作中将其应用于进一步的历史记录。我们的研究结果的亮点包括重新解释两个独立的目击事件作为一个超新星观测从公元667年5月到668年6月，其残余可能是SNR G160.9+02.6。我们还建议经常性的新星U Sco作为891年在天蝎座和蛇夫座之间观察到的外观的候选者，这可能指向喷发幅度的长期变化。此外，我们发现，1431年的“闪亮的明亮”观测可以与共生双星KT Eri联系起来，后者在2009年爆发为肉眼可见的经典新星。
2020-06-11 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.hist-ph
Challenging historical novae: AT Cnc (1645), Te-11 (483), and M22 (BC 48) revisited
Friedrich-Schiller-University Jena（耶拿弗里德里希·席勒大学）；Byurakan Astrophysical Observatory after V.A. Ambartsumian（V.A.阿姆巴尔楚米安布亚拉坎天体物理台）；Yerevan State University（埃里温国立大学）；Society for the Study of Early China（早期中国研究会）；INAF Napoli, Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所那不勒斯卡波迪蒙特天文台）
本文重新审视历史新星AT Cnc、Te-11和M22，结合天体物理学方法分析其与历史记录的联系，发现三个链接的可信度存在疑问，强调位置和对象类型的重要性。
2025-12-15 astro-ph.SR physics.hist-ph
V445 Puppis -- Dustier than a Thousand Novae
本研究分析了唯一已知银河系氦新星 V445 Puppis 2000年爆发的尘埃与抛射物质量，发现其抛射物质量极高，据此探讨了其未发生Ia型超新星爆轰的原因及作为超新星前身星的潜力。
2023-06-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
OGLE-2013-SN-079: a lonely supernova consistent with a helium shell detonation
我们目前的观测数据，一个奇特的超新星发现的OGLE-IV调查，其次是公共ESO瞬态天体光谱调查。$z=0.07$的红移意味着M $I$ -带的绝对星等，这使它的光度范围介于正常的Ia型超新星和新星之间。光学和近红外光谱主要揭示了Ti和Ca线，以及由在静止波长$<5000$ λ处的通量的强烈抑制引起的异常红色。迄今为止，这是唯一报道的SN显示Ti为主的光谱。这些数据与现有的低质量CO白矮星周围氦壳的纯爆轰模型和“双爆轰”模型（包括CO核在上覆氦壳中的主爆轰之后的二次爆轰）基本一致。
2014-12-17 astro-ph.SR
XMM-Newton Observations of the Peculiar Cataclysmic Variable Lanning 386: X-ray evidence for a Magnetic Primary
我们提出了第一个X射线观测的食激变变量Lanning 386和MASTER OTJ 192328.22 +612413.5，可能的SW Sextantis系统。朗宁386的X射线光变曲线显示了深食，与光学光变曲线中看到的食相似，证实了系统的高倾角。在Lanning 386的X射线和光学光变曲线中有17-22 min的周期性，这与准周期振荡有关。该系统还显示了硬X射线光谱，该光谱与部分覆盖的吸收的2温等离子体很好地拟合。冷等离子体温度（0.24 $^{+0.17}_{-0.08}$ keV）和热等离子体温度（9 $^{+4}_{-2}$ keV）不是已知中间极性系统的典型等离子体温度。基于这个模型，我们认为Lanning 386是一个具有高吸积速率的中间极星。炽热的电浆温度限制了白矮星的质量为$>$ 0.5 M $_{\odot}$。从大双筒望远镜获得的光谱中，我们发现该系统的次级与M5 V星一致，并将Lanning 386的距离修正为160 $\pm$ 50 pc。最后，我们利用光谱的高时间分辨率粗略地限制了Lanning 386中白矮星的磁矩。J1923在观测过程中没有被探测到，但通量的上限与J1923和Lanning 386相关。
2016-12-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
