Dwarf nova oscillations and quasi-periodic oscillations in cataclysmic variables - VII. OY Carinae and oscillations in dwarf novae in quiescence
我们在OY Car的爆发期间观察到矮新星振荡（DNOs），通过下降和超越;它的行为与我们之前在VW Hyi中看到的相似，使其成为第二个在爆发后期有DNOs的矮新星，持续到静止。偶尔也有DNO处于深度静止状态的例子，远离爆发-它们具有与爆发期间相似的特性，表明类似的物理原因和结构。我们讨论了发生在其他矮新星的DNOs，并得出结论，DNOs在静止期比通常认为的更常见，并表现出类似于爆发中看到的属性。
2009-09-04 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
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
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
Statistical analysis of properties of dwarf novae outbursts
我们提出了一个统计研究的所有可测量的光度特征的大样本矮新星在其爆发和超爆发。我们使用了所有对象的所有可用光度数据，以使研究尽可能完整和最新。我们的目标是检查这些光度特征之间的相关性，以约束试图解释矮新星爆发性质的理论模型。我们设法证实了一些已知的相关性，即Stolz和Schoembs关系，周期间隙以上长爆发的Bailey关系，周期和超周期长度之间的关系，正常和超爆发的振幅，超爆发的振幅和持续时间，爆发持续时间和轨道周期，爆发持续时间和短爆发和正常爆发的质量比，以及超级爆发的上升率和下降率之间的关系。然而，我们质疑库卡金-帕雷纳戈关系的存在，但我们发现了一个类似的关系，为超爆发。我们也没有找到一个假定的关系之间的爆发持续时间和质量比的超级爆发。这项研究应该有助于指导致力于矮新星的理论工作。
2016-05-10 astro-ph.SR
V476 Cyg (Nova Cyg 1920) is currently a dwarf nova -- first such an object in the period gap?
天鹅座V476（Nova Cyg 1920）是一颗明亮、快速的新星，其照相星等达到2.0等。使用Zwicky Transient Facility（ZTF）公共数据库，我发现这颗新星目前是一颗矮新星，周期长度为~24 d。与目前处于矮新星型状态的其他经典新星相比，天鹅座V476的爆发迅速上升，持续时间短，只有几天。根据AAVSO的观测，这颗新星可能在2016年已经处于矮新星型阶段，即新星爆发96年后。我发现一个可能的轨道周期为0.1018002（6）d使用ZTF数据，这将使该对象在周期间隙。这种假设的短轨道周期似乎可以解释观测到的矮新星爆发的特征和微弱的绝对星等。如果这一周期得到证实，天鹅座V476是一颗轨道周期最短的经典新星，有明显的矮新星爆发，并且在现代有新星爆发的记录。我还比较了V446 Her（Nova Her 1960）的爆发特性，它目前显示SS Cyg型爆发。天鹅座V476向矮新星相的转变发生的时间（约100年）比周期间隔以下的经典新星所假设的时间（约1000年）要早得多。天鹅座V476不仅将提供一个理想的实验室的行为，辐照吸积盘的潮汐不稳定性预计工作，但也是一个理想的实验室的影响，一个巨大的白矮星对矮新星爆发。
2022-03-12 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
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
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
Flickering around the outburst cycle in Kepler dwarf novae
利用几颗矮新星的高节奏Kepler光变曲线在数量和质量上的不平行性，研究了它们在爆发周期前后的闪烁强度和功率谱的高频谱指数随星等的变化。以前的工作表明，闪烁的强度（在一个幅度尺度上）几乎是恒定的，高于一个给定的亮度阈值，只有在微弱的幅度上升被确认为大多数的调查系统。作为一个新的功能，在闪烁强度的滞后被认为是在这个意义上，在相同的幅度水平闪烁是更强的下降期间从爆发期间比在上升。在光谱指数中也可以看到类似的滞后现象。在这两种情况下，它可以定性地解释在DIM模型的矮新星爆发的合理假设。
2021-12-10 astro-ph.SR
The Shape of Long Outbursts in U Gem Type Dwarf Novae from AAVSO Data
我们搜索美国变星观测者协会（AAVSO）的两个最好的研究矮新星的档案，试图找到长时间爆发的光变曲线，是非常好的特点。系统是U Gem和SS Cyg。我们的目标是寻找嵌入的前体，如最近在高保真开普勒数据中发现的超爆发的SU UMa类矮新星的一些成员。对于绝大多数AAVSO数据，低数据节奏和与个体测量相关的大误差相结合，使人们无法对长爆发的形状做出任何强有力的陈述。然而，对于少数爆发，广泛的长期监测与数字测光产生高保真度的光变曲线。我们报告发现嵌入的前体在两个三个候选人长爆发。这是第一次在周期间隔以上的矮新星中发现这种嵌入的前兆，并加强了范帕拉迪斯的发现，即周期间隔以上的矮新星中的长爆发和周期间隔以下的系统中的超级爆发构成了一个统一的类别。热潮汐不稳定性占超爆发的SU UMa星预测嵌入的前体只有短轨道周期的矮新星，因此，嵌入的前体存在于长轨道周期的系统- U宝石和SS天鹅座-认为一个更一般的机制来解释长的爆发。
2012-08-27 astro-ph.SR
Nova Framework: A New Tool For Modeling of Nova Outbursts and Nucleosynthesis
经典新星是白矮星从其低质量主序星或红巨星双星伴星吸积的富氢物质表面热核爆炸的结果。其喷出物的化学成分分析表明，新星爆发发生在碳-氧（CO）和氧-氖（ONe）WD，并有吸积信封和底层WD之间的跨界混合。我们结合了恒星演化代码MESA和后处理核合成工具的NuGrid到一个框架，允许产生最新的模型的新星爆发和计算详细的核合成发生在CO和ONe WD的新星。在我们的一维数值模拟中的对流边界混合（CBM）是使用一个扩散系数，是指数递减的距离下的对流信封的底部。该MESA CBM处方基于3D流体动力学模拟中的发现，即速度场以及用扩散系数表示的混合在对流边界附近的稳定层中呈指数衰减。该框架还可以使用通常采用的一维新星模型，其中煤层气是通过假设增生信封已预先富集WD的材料来模拟的。在这份初步报告中，我们提出了最有趣的新的结果与CO和ONe新星爆发，已获得与新星框架。
2012-10-29 astro-ph.SR
The $UBV$ Color Evolution of Classical Novae. III. Time-Stretched Color-Magnitude Diagram of Novae in Outburst
我们提出了一个改进的色星等图，$(B-V)_0$与$(M_V-2.5 \log f_{\rm s})$，其中$f_{\rm s}$是（目标）nova相对于比较（模板）nova的时间标度因子，$(B-V)_0$是固有$B-V$颜色，$M_V$是绝对$V$幅度。我们称之为时间拉伸色星等图。我们仔细地重新分析了20新星的基础上的时间拉伸方法，并修改了他们的解释$E(B-V)$，在$V$带$(m-M)_V$的距离模量，距离$d$，和时标因子$f_{\rm s}$对模板新星LV Vul。我们发现，这20颗新星的爆发轨迹大致遵循两个模板轨迹之一，LV Vul/V1668 Cyg或V1500 Cyg/V1974 Cyg组，在时间拉伸的颜色-星等图。此外，我们估计白矮星的质量和$(m-M)_V$的新星直接拟合的绝对$V$模型光变曲线（$M_V$）与观测的表观$V$星等（$m_V$）。$(m-M)_V$的两个估计值的良好一致性证实了时间拉伸色星等图的一致性。我们的距离估计与盖亚数据发布2的结果非常一致。
2019-02-28 astro-ph.SR
CS Indi: SU UMa-Type Dwarf Nova with Long Precursor Outburst
我们观测了2018年11月的CS Ind爆发，并证实这是一次真正的超级爆发，具有非常长的[平均0.12471（1）d]超级峰周期。超爆发之前有一个长的前兆，这是第一次在SU UMa型矮新星中记录。我们的解释是，在盘中的足够量的质量的组合点火前的爆发和潮汐不稳定性的3：1共振的边界线附近的缓慢发展引起的冷却前开始潮汐不稳定性的充分发展。这一发现提供了另一个支持最近解释的潮汐不稳定性的缓慢发展，导致各种现象类似于WZ Sge型矮新星在SU UMa型矮新星具有很长的轨道周期。
2019-09-03 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
The 2010 nova outburst of the symbiotic Mira V407 Cyg
共生双星Mira V407 Cyg在2010年经历的新星爆发已经在光学和红外波段进行了广泛的研究，包括光度和光谱观测。这一爆发，让人想起RS Oph所显示的类似事件，可以被描述为一个非常快速的He/N新星爆发，同时深深嵌入其凉爽的巨大同伴的稠密风中。最初的热核闪光产生的硬辐射电离并激发了很远距离的米拉风（在4天的时间尺度上观察到复合）。新星喷出物被发现随着时间的推移逐渐减速，因为它扩展到米拉风。这是从线宽从+2.3天的2760 km/s到+196天的200 km/s的变化推导出来的。米拉的风是巨大的，并且足够扩展到一个外部中性和未受干扰的区域，以在所有爆发阶段生存下来。
2010-11-03 astro-ph.SR
Unusual stunted outbursts in the nova-like variable HS 0229+8016
我们展示了HS 0229 + 8016在2006年至2019年之间的光变曲线，显示该恒星的亮度在13.4等至15.1等之间变化。有持续数百天的事件，在此期间，明显的0.6等周期性变化，每次持续约。9.5天从观测上看，这些都非常类似于在几个类似新星的激变变星中不时看到的发育不良的爆发，比如UU Aqr。有两个间隔长达166天，当这些发育不良的爆发似乎减少，甚至停止。这些都与系统达到ca相吻合。0.7比平时更暗。以前的工作者认为HS 0229 + 8016可能是Z Cam矮新星家族的一员，但我们没有发现中等亮度的特征性矮新星爆发和静止的证据。应继续监测HS 0229 + 8016，以了解更多关于该系统的长期行为。
2019-12-18 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
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
The AH Pictoris syndrome: Continuous trains of stunted outbursts in novalike variables
本文识别并刻画一类具有连续、稳定低幅爆发特征的 AH Pictoris 类新星变星，总结其振幅、间隔、波形及绝对星等规律，并探讨其与 Z Cam 星的关系。
2024-10-28 astro-ph.SR
V606 Aql (Nova Aquilae 1899) is now a dwarf nova
我们发现，1899年新星V606 Aql目前显示矮新星爆发，典型的周期长度为270天，振幅约为1.5等，使用公开数据发布的Zwicky瞬态设施观测。已经提出静止时的低质量传递速率来解释大的喷发幅度（Tappert等人，2016年），目前对矮新星爆发的探测支持了这一解释。在新星爆发后100多年转变为矮新星状态，这证明了冬眠的说法。从矮新星爆发估计的绝对星等表明，V606 Aql应该是一颗快速新星，而在静止时存在高激发线可以用大质量白矮星的存在来解释。
2021-07-15 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
V618 Sgr: Galactic eclipsing symbiotic nova detected in repeated outbursts
本研究通过分析文献、测光及35条新光学光谱，发现V618 Sgr是一颗正处于爆发状态的食共生新星，且是首个被观测到重复爆发的银河系共生新星，可能拥有较大质量的白矮星。
2023-05-05 astro-ph.SR
Flickering returns as RS Oph reestablishes quiescent conditions following its 2021 nova outburst
RS Oph在远离其重复的新星爆发时持续显示出可见光波长的闪烁。在2006年的喷发中，闪烁消失了，这在最近的2021年事件中重复。我们一直在监测RS Oph，寻找2021年爆发后B波段闪烁的重现。在+210天（从新星光学最大值开始计算），闪烁仍然没有（西格玛（B）<0.002等），在+224天出现在西格玛（B）=0.008等，并在+250天上升到西格玛（B）=0.029等。在随后的日期，振幅仍然很大，但波动。RS Oph的B波段平静亮度的恢复大约在+225天开始，并在+260天完成。系统亮度的上升和闪烁的再现所遵循的平行模式证实了在RS Oph中所发挥的中心作用，即吸积盘恢复到爆发前的状态，以及RG风对直接的星周空间的重新填充。
2022-05-28 astro-ph.SR
LS And: WZ Sge-type outburst first time since the 1971 discovery
LS And是1971年在M31区域发现的一颗瞬变新星，人们一直在争论它是星系间新星还是矮新星。使用Zwicky Transient Facility（ZTF）的数据，我发现该物体在2022年4月经历了第二次已知的爆发。这是一颗WZ Sge型矮新星的行为，它有一个长长的衰落尾巴，1971年和2022年爆发的光变曲线非常匹配。光变曲线表明，LS And是一个典型的WZ Sge型矮新星，接近（但在达到）激变变星的周期最小值。1971年爆发的真实观测峰值可能是12.2磁。爆发参数与其他WZ Sge型矮新星相似。衰落的尾巴持续了一年多，物体目前仍然在这条尾巴上。在褪色的尾巴上有一个0.5等的暂时变亮的暗示，并且该物体在爆发后似乎仍然活跃。
2023-01-10 astro-ph.SR
Statistical properties of dwarf novae-type cataclysmic variables: The Outburst Catalogue
爆发目录包含了722个矮新星型（DN）激变变星（CV）和309个来自卡塔利娜实时瞬态巡天的其他类型的CV的各种各样的观测特性。特别是，它包括明显的爆发和静态V-波段的幅度，占空比，对重现时间的限制，上下限的距离和绝对静态幅度，颜色信息，轨道参数，和X射线对应。这些属性是通过本文提出的分类脚本来确定的。星表中的DN显示了爆发占空比与轨道周期（和爆发重现时间）之间的相关性，以及静止绝对星等与轨道周期（和占空比）之间的相关性。这是迄今为止收集到的最大的矮新星样本。除了作为个别系统的有用参考和选择目标研究对象的手段外，它将证明对旨在揭示灾难变量的形成和演变的统计研究很有价值。
2015-12-11 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
The Thermonuclear Runaway and the Classical Nova Outburst
新星爆炸发生在激变变星双星系统的白矮星部分，它正在吸积它的伴星丢失的物质。当白矮星吸积了足够的物质时，就会发生热核失控，并在经典新星爆炸中观察到物质。我们描述了最近的进展，在我们的理解的进展的爆发，并概述了一些仍然悬而未决的难题。我们报告的影响，提高核反应率库，包括一个现代核反应网络在我们的一维，全隐式，流体动力学的计算机代码。此外，Ia超新星的观测研究也取得了一些进展，我们在这篇综述中讨论了这一点。
2016-05-13 astro-ph.SR
V1047 Cen: The first Z And-type outburst observed in the classical nova binary
本研究证实经典新星V1047 Cen 2019年的异常爆发为仅在共生双星中观测到的Z And型，通过光谱能量分布拟合验证参数匹配，揭示该类爆发也可发生在短周期激变变星中，对理解Ia型超新星起源有重要意义。
2025-03-19 astro-ph.SR
The unusual 2006 dwarf nova outburst of GK Perseii
2006年英仙座GK的爆发在光学和紫外波长上与该天体的典型爆发有很大不同。我们提出了多波长（X射线，紫外线和光学）斯威夫特和AAVSO数据，提供前所未有的宽带覆盖的爆发，使我们能够遵循这些波长的演变比正常的2006年爆发。在光学和紫外线中，我们看到一个三峰形态，最大亮度比往年低约1.5个星等。相比之下，硬X射线通量峰值与之前的爆发相同。我们解决这个二分法证明，硬X射线通量仅占吸积过程中释放的总能量的一小部分，并解释的光学/紫外线爆发轮廓所产生的一系列加热和冷却波穿越光盘，其可变的密度分布造成的。
2009-07-09 astro-ph.SR
The Heating and Pulsations of V386 Serpentis after its 2019 Dwarf Nova Outburst
以下的脉动光谱的白矮星通过加热和冷却参与矮新星爆发周期提供了一个独特的看法，对流驱动的变化发生在几个月的时间尺度与千年的非吸积白矮星。2019年1月，矮新星V386 Ser（少数包含吸积、脉动白矮星的矮新星之一）经历了一次大幅度的爆发。哈勃太空望远镜的紫外光谱是在爆发后7个月和13个月获得的，在此期间，地面光学测光和高速测光分别在爆发后5.5个月和17个月获得。由此产生的光谱和脉动分析显示，在两次紫外观测之间，白矮星从21，020 K冷却到18，750 K（重力对数（g）= 8.1），同时在爆发后比静止时短得多的时间内，在紫外和光学上都存在明显的强烈脉动。脉动周期在爆发后的一年中持续延长，与脉动理论一致。然而，它仍然有待观察，如果行为在较长的时间过去的爆发将模仿不寻常的非单调冷却和长时间在类似的系统GW Lib明显。
2021-04-30 astro-ph.SR
Discovery and outburst characteristics of the dwarf nova ASAS J224349+0809.5
我们报告了一个新的矮新星的发现和我们的观察，它的第一个确认的超级爆发在2009年10月。爆发幅度为6级。主爆发持续了17天，4天后又发生了一次显著的再亮。在主爆发期间出现了超级驼峰，这证实了它属于SU UMa家族。最初的平均超峰周期为Psh = 0.06965（17）d，但O-C残差的分析表明，Psh在爆发期间发生了戏剧性的演变。在平台期的前三分之二，dPsh/dt = +1.24（5）× 10-3。然后有一个突然的变化，随后周期以dPsh/dt = -1.01（9）× 10-3减小。超峰的振幅也各不相同，最大振幅接近爆发的开始，第二个最大值对应于Psh的不连续性。对档案数据的分析显示，2005年10月、2006年6月和2007年6月也发生了爆发。假设超级爆发是周期性的，我们估计爆发周期约为450天。
2010-05-18 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
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
SiO Maser Spectra of V407 Cyg after the 2010 March Nova Outburst
我们报告了2010年3月10日经典新星爆发后共生恒星系统V407 Cyg的SiO脉泽辐射的时间变化。虽然SiO $J=1$ -0 $v=1$和43.122和42.821 GHz的2条谱线以前都在双星系统中的mira的包络中被发现，但在新星爆发后，只有$J=1$ -0 $v=2$谱线的微弱发射一直是可检测的。线轮廓表现出显着的变化后几个星期的爆发;组件上的高速侧的系统速度消失后两个星期的爆发，和一个新的持续组件出现在低速侧后。这些观测结果表明，SiO发射区在两周的时间尺度内被新星激波消灭，但一部分微波激射区很快被米拉脉动排出的冷分子气体补充。
2010-12-03 astro-ph.SR
Effects of a Companion Star on Slow Nova Outbursts -- Transition from Static to Wind Evolutions
在~0.5-0.7 M_sun的低质量白矮星中，可以实现两种类型的新星演化，即，一种是像通常的经典新星那样，有光学厚风的演化，或者是另一种没有光学厚风的演化，比如共生新星PU Vul。后者的特点是光谱没有强风的迹象，以及在其光变曲线的一个长期平坦的光学峰。我们提出了一个过渡，从没有光学厚风的演变，通常的演变与光学厚风作为一个新的爆发模型的慢新星，表现出一个相对较长的持续时间的多峰阶段，然后风阶段一样，在慢新星V723 Cas，HR Del，和V5558 Sgr。我们用一维近似的伴星效应计算了新星包层，发现当伴星深深嵌入扩展的新星包层中时，静态包层的结构接近光学厚风解的结构。因此，从静态到风的解决方案的过渡是由同伴的影响。这种转变发生在像V723 Cas这样的近距离双星新星中，但不会在像PU Vul这样的长周期双星中触发。我们再次证实了我们以前的结果，摩擦能量沉积是可以忽略不计的小，几乎所有的氢/氦新星，因为在轨道上的低包络密度。
2011-09-30 astro-ph.SR
7Be in the outburst of the ONe nova V6595 Sgr
我们报告了通过2021年4月在ESO VLT进行的高分辨率UVES观测在经典新星V6595 Sgr爆发中寻找7 Be同位素，发现后约两周，由于大流行的困难情况。在7 BeII 313.0583、313.1228 nm双重共振线的爆发谱中观察到速度约为-2620和-2820 km/s的窄吸收分量，叠加在较宽和较浅的吸收上，在其他几种元素如CaII、FeI、MgI、NaI、HI中也观察到。以Ca Ⅱ K线为参考元素，我们推知N（~ 7 Be）/N（H）~ 7.4 × 10 ~（-6），如果考虑~ 7 Be衰变，则~ 9.8 × 10 ~（-6）。7 Be的丰度大约是新星中最常测量值的一半。还讨论了在探测到7 Be的层中可能存在的过电离。在发现后91天，位于拉帕尔马的国家伽利略望远镜（TNG）进行了观测，显示出明显的氧和氖发射线，可以将新星归类为ONe型。因此，尽管7 Be在CO新星中的含量预计会更高，但在两种新星类型中的含量相当。
2021-11-02 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
MESA Models of Classical Nova Outbursts: The Multicycle Evolution and Effects of Convective Boundary Mixing
新星是一种激变变星，由白矮星（WD）的低质量主序星伴星吸积富氢物质而驱动。新的时域观测能力，如Palomar瞬变工厂和Pan-STARRS，揭示了它们的行为的多样性，应该在理论上加以解决。新星爆发敏感地依赖于核物理数据，需要更容易获得的新星模拟，以便有效地优先考虑核天体物理学的实验工作。本文利用MESA恒星演化程序，构造了COWD核的多颗超新星演化序列。我们探讨了一系列的WD群众和吸积率，以及不同的冷却时间开始吸积之前的效果。此外，我们还研究了吸积物质的元素丰度分布和对流边界混合对核壳界面的依赖性。具有这种对流边界混合的模型显示，与观测结果相当的底层白矮星中的C和O的吸积包层的富集。我们比较我们的结果与以前的工作，并探讨了一个新的方案与3 He触发对流的新星。
2012-10-18 astro-ph.SR
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
Convective overshoot mixing in Nova outbursts - The dependence on the composition of the underlying white dwarf
我们在这里提出，第一次，一个二维的研究过冲对流机制在新星爆发的吸积信封下的层的广泛的可能成分。以前的调查研究这种机制只为太阳组成物质的碳氧（C-O）白矮星的顶部吸积。由于在逃逸过程中，与碳的混合大大提高了氢的燃烧速率，人们应该质疑喷出物是否也有可能显著富集恒星演化模型预测的其他基本成分（He，O，Ne，Mg）。我们模拟了几种非碳的情况，并在喷射的氢层中发现了大量的这些底层材料。尽管有很大的差异率，时间尺度和能量的情况下，我们的研究结果表明，对流疏浚机制预测显着富集在我们所有的非碳的情况下，包括氦富集在经常性的新星。结果与观测结果一致。
2012-10-03 astro-ph.SR
Dwarf Nova Oscillations and Quasi-Periodic Oscillations in Cataclysmic Variables - VIII. VW Hyi in outburst observed with the Southern African Large Telescope
我们分析了四个光变曲线在高时间分辨率（~ 0.1秒）与11米的南部非洲大望远镜，在两个正常的爆发和一个超爆发的矮新星VW Hyi的结束。所有这些都包含至少一些矮新星振荡（DNOs），当它们处于最高振幅时，可以以前所未有的细节看到。除了周期> 20 s的预期DNO外，我们还发现了13.39 s处的先前未知调制，但在更短的周期内没有。各种DNO和它们与较长周期准周期振荡的相互作用，解释在本系列论文中提出的吸积盘磁控流模型。我们的观察包括罕见的DNO在爆发很晚;我们发现，基本周期不会增加超过90秒，这是相同的值，独立的“较长周期的DNO”收敛。
2009-09-04 astro-ph.SR
NY Serpentis: SU UMa-Type Nova in the Period Gap with Diversity of Normal Outbursts
我们目前的光度研究NY Ser，在间隙SU UMa型新星，在2002年和2013年。超爆发持续时间为18 d，平均超峰周期为0.10458 d。我们在2013年检测到，纽约Ser显示出两种被超级爆发分开的不同状态。一个状态，而不频繁的正常爆发持续至少44天前的超级爆发和频繁爆发的状态开始后立即超级爆发，并持续至少34天。与典型的爆发持续时间呈双峰分布的SU UMa星不同，NY Ser显示出正常爆发的多样性。在不频繁爆发的状态下，我们发现了一个宽~12 d的爆发，伴随着0.098 d的轨道调制，但没有建立在NY系列的超级驼峰，我们将其归类为“宽正常爆发”。轨道周期占主导地位，在平静和正常爆发期间，在这种状态。在最频繁的正常爆发状态下，0.10465 d的正超峰占主导地位，并与轨道调制共存。在2002年，我们发现了正常的爆发“中间”5-6天的持续时间，也伴随着轨道调制。
2014-08-19 astro-ph.SR
Outburst characteristics of the dwarf nova SDSS J073208.11+413008.7
我们报告了最近发现的矮新星SDSS J073208.11+413008.7的第一次确认的超爆发期间的未过滤测光，并得出结论，它是SU UMa家族的成员。最亮时，这颗恒星的亮度为15.7等。这次大爆发振幅近5级，持续时间约14天。我们根据前3个晚上的观测结果确定了平均超峰周期为Psh = 0.07979（19）d，然而O-C残差的分析表明，在爆发期间Psh发生了戏剧性的演变。在平台期的第一部分，周期增加，dPsh/dt = +2.81（9）× 10-3。超峰的振幅也发生变化，在爆发初期出现最大振幅，在平台期出现第二个最大振幅。对档案数据的分析表明，这颗恒星经历了频繁的爆发：我们在4.5年的时间间隔内确定了10次正常爆发和至少3次可能的超级爆发。我们估计超级爆发的周期约为215天。
2010-05-28 astro-ph.SR
Data Mining for Dwarf Novae in SDSS, GALEX and Astrometric Catalogues
通过对SDSS中的蓝色天体与GALEX和天体测量星表USNO-B1.0、GSC 2.3和CMC 14的交叉匹配，共识别出64个新的矮新星候选者，它们都具有一次或多次观测到的爆发。其中14个系统通过现有的和后续的光谱学被确认为激变变量。对这些新的矮新星和卡塔利娜实时瞬变巡天（CRTS）发现的矮新星的振幅分布和爆发频率的估计进行的研究表明，除了因距离较远而暗淡的系统外，还存在一群具有罕见爆发的内在暗淡的矮新星。
2009-10-19 astro-ph.SR
Infrared spectroscopy of the recent outburst in V1047 Cen (Nova Centauri 2005)
在作为经典新星（CN）爆发14年后，V1047 Cen（Nova Cen 2005）于2019年4月开始了不寻常的重新明亮。增亮的幅度表明这是CN系统中的矮新星（DN）爆发。在CN主要爆发后的几十年内，很少有CNe发生DN喷发。V1047 Cen的CN和DN爆发之间的14年间隔是迄今为止记录的所有实例中最短的。在DN爆发的标准理论框架内，解释V1047 Cen中CN和DN爆发的快速连续性可能具有挑战性。CN爆发后，质量吸积率被认为保持高$(\dot{M}\sim10^{-8}$ M $_\odot$ yr $^{-1})$几个世纪，这是由于次级恒星被白矮星仍然炽热的表面照射。因此，DN爆发预计不会发生在这个高质量的吸积阶段的DN爆发，这是由于在吸积盘的热不稳定性，并出现在一个政权的低质量吸积率$(\dot{M}\sim10^{-10}$ M $_\odot$年$^{-1})$。在这里，我们目前的近红外光谱表明，目前的爆发是最有可能的DN喷发，并讨论其早期发生的可能原因。即使目前的重新增亮后来被证明是由于其他原因而不是DN爆发，目前的研究提供了宝贵的文件，这一不寻常的事件。
2019-10-28 astro-ph.SR
Evolution of negative superhumps, quasi-periodic oscillations and outbursts in the Z Cam-type dwarf nova AH Her
基于TESS测光，研究首次发现AH Her中的负超驼峰及其随爆发的振幅、周期演化，并在长爆发顶部探测到约2800秒QPOs。
2023-09-12 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
Outburst Behaviour of the Dwarf Nova CG Draconis
本研究基于BAA 2022年观测数据，分析矮新星CG Draconis的爆发特征，发现两类准周期爆发且无超humps，推测其可能是两类矮新星的中间亚型或为相关超爆发模型提供支撑。
2023-01-14 astro-ph.SR
Infrared observations of the recurrent nova T Pyxidis: ancient dust basks in the warm glow of the 2011 outburst
我们目前的斯皮策太空望远镜和赫歇尔空间天文台红外观测的经常性新星T Pyx在其2011年爆发，辅以地面光学红外测光。我们发现，喷发已加热尘埃在预先存在的星云与T Pyx。这很可能是由T Pyx席卷的星际尘埃-无论是在以前的爆发或风-而不是在爆发期间产生的尘埃积累。
2012-05-20 astro-ph.SR
A probable inside-out dwarf nova outburst from the period bouncer candidate ASASSN-25dc
South African Astronomical Observatory（南非天文台）；University of Cape Town（开普敦大学）；Okayama Observatory, Kyoto University（京都大学冈山天文台）；Kyoto University（京都大学）；Kanazawa University（金泽大学）；The University of Tokyo（东京大学）；University of the Free State（自由州大学）
ASASSN-25dc可能是一颗质量比低于周期最小值且缺乏2:1潮汐共振的内向型矮矮新星爆发系统，挑战了现有模型。
2026-03-09 astro-ph.SR
Multi-Color Photometry of the Outburst of the New WZ Sge-type Dwarf Nova, OT J012059.6+325545
我们提出了我们的测光研究的新发现的光学瞬变，OT J012059.6+325545，经历了2010年11月和2011年1月之间的大爆发。爆发的振幅约为8 mag.We同时多色测光使用g '，Rc，和i'波段的过滤器从爆发的早期阶段。在早期阶段的时间分辨测光显示周期性变化的双峰配置文件，这被称为早期的超级驼峰，振幅约0.08马格。后迅速衰落的主要爆发，我们发现rebrightening现象，发生至少9次。爆发的大振幅、早期超峰和再亮现象是WZ型Sge型矮新星的典型特征。我们在早期的超级驼峰调制中检测到了颜色变化，这使得它成为继V445 And之后的第二个系统。我们对吸积盘进行了数值计算，以解释早期超峰的调制和颜色变化。这个模型的磁盘高度支持的想法，高度变化的外部磁盘可以产生早期的超级驼峰调制，虽然我们不能排除温度不对称也可能发挥作用。
2013-05-16 astro-ph.SR
MESA and NuGrid Simulations of Classical Nova Outbursts and Nucleosynthesis
经典新星是由低质量主序星或红巨星双星伴星的白矮星（WD）吸积的氢表面热核爆炸的结果。其喷出物的化学成分分析表明，新星爆发发生在碳氧（CO）和更大质量的氧氖（ONe）WD，并有吸积信封和底层WD之间的跨界混合。我们证明了最先进的恒星演化代码MESA和NuGrid的后处理核合成工具可以成功地用于模拟CO和ONe新星爆发和核合成。在我们的一维数值模拟中的对流边界混合（CBM）是使用一个扩散系数，是指数递减的距离下的对流信封的底部。我们表明，这个处方产生的最大温度演化曲线和核合成产量与使用通常采用的1D新星模型，其中CBM是模仿假设的吸积信封已预先混合WD的材料，得到了很好的一致性。在以前的文章中，我们发现冷（T_WD <1d ~ 7 K）CO WDs可以在以慢速率（dM/dt <1 e-10 M_sun/yr）吸积的太阳成分包层中原位产生~ 3 He，在这种情况下，~ 3 He燃烧在新星爆发前触发对流。在这里，我们证实了这一结果的一个新星。此外，我们还发现，在初始中心温度较高的1.15 M_sun ONe WD（T_WD = 15 e6 K）作用下，太阳包层中~ 3 He的产生和破坏之间的相互作用以中等速率（dM/dt = 1 e-10 M_sun/yr）吸积，导致形成一个厚的辐射缓冲区，将对流包络的底部与WD表面分开。
2013-04-01 astro-ph.SR
The 2019 outburst of the 2005 classical nova V1047 Cen: a record breaking dwarf nova outburst or a new phenomenon?
我们详细研究了2019年激变变星V1047~Cen的爆发，该变星在2005年发生了一次经典新星爆发。这一奇特的爆发发生在经典新星事件之后的14年，持续了400多天，在光学上达到了大约6等的振幅。早期的光谱追踪揭示了可能是矮新星（吸积盘不稳定性）的爆发。然而，爆发的持续时间，高速度（$>$ 2000\，km\，s $^{-1}$）的光学线轮廓的功能，发光的光发射，并存在突出的持久的无线电发射一起提出了一个比矮新星爆发更奇异和充满活力的现象。爆发的幅度，辐射能量和光谱演化也不符合经典的新星爆发。V1047~Cen的2019年爆发与经典共生星的爆发有相似之处，但2005年之前的图像表明V1047~Cen可能拥有一个矮伴星，这意味着一个典型的激变变星系统。基于我们的多波长观测，我们认为爆发可能是由于增强的质量传递或盘的不稳定性而使盘变亮，可能导致白矮星上的核壳燃烧增强，而白矮星已经经历了某种程度的准稳定壳燃烧。这最终导致产生风和/或双极准直流出。V1047~Cen在2019年的爆发似乎是独一无二的，之前在典型的灾变变星系统中没有观察到类似的情况，这暗示了一种潜在的新天体物理现象。
2022-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
