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
Optical and Supersoft X-ray Light Curve Models of Classical Nova V2491 Cygni: A New Clue to the Secondary Maximum
天鹅座V2491（Nova Cygni 2008 No.2）在爆发后40天就被Swift XRT探测到是一个短暂的超软X射线源，这表明它是一颗非常巨大的白矮星（WD），接近于克拉塞卡极限。我们提出了一个统一的模型，近红外，光学和X射线光变曲线的V2491 Cyg，并估计，从我们的最佳拟合模型，WD质量为1.3 \pm 0.02 M_ \sun与假设的化学成分的信封，X=0.20，Y= 0.48，X_{CNO} =0.20，X_{Ne} =0.10，Z = 0.02质量重量。我们强烈建议对喷出物进行详细的成分分析，因为WD物质的一些富集表明WD质量不会像RS Oph那样增加，RS Oph是Ia型超新星祖先的候选者。V2491 Cyg和V1493 Aql、V2362 Cyg一样，在光学光变曲线上有一个特殊的次极大值。引入磁活动作为核燃烧的附加能量源，我们提出了次极大值的物理机制。
2009-02-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
V2467 Cygni as possible intermediate polar
我们给出了未经滤波和UBVR_cI_c波段CCD测光快新星V2467 Cyg的结果。我们的数据分析给出了两个不同的频率对应的周期为~ 3.8小时和~35分钟。观察到的光变曲线的V2467天鹅座是典型的中间极性。
2010-04-06 astro-ph.SR
The Morphology of the Expanding Ejecta of V2491 Cygni (2008 N.2)
确定新星喷出物形态的演变为新星爆发早期阶段的形成机制提供了有价值的信息。了解这种机制对研究形成的影响，例如在原行星状星云。在这里，我们使用光谱数据进行V2491天鹅座的形态运动学研究，以确定可能的喷出物的结构及其与中央系统和成形机制的关系。我们使用形状来模拟不同的形态和检索他们的光谱。这些合成光谱与观测到的光谱进行比较，以确定最有可能的形态引起他们，包括系统的倾角和膨胀速度的新星喷出物。我们发现最适合的残留形态是极斑点和赤道环的暗示倾角为80 $^{+3}_{-12}$度和3100 $^{+200}_{-100}$ km/s的极斑点的最大膨胀速度和2700 $^{+200}_{-100}$ km/s的赤道环。这种倾向表明我们应该观察日食，这将使我们能够更精确地确定中央双星的重要参数。我们还注意到，爆发的幅度更类似于经常性新星系统中发现的。
2010-11-09 astro-ph.SR
Long-period SU UMa dwarf nova V1006 Cygni outburst activity and variability at different brightness states in 2015-2017
在2015-2017年期间，利用位于7个天文台的11台望远镜对矮新星V1006 Cyg进行了CCD光度观测。他们报道了2015年的超级爆发，其中包括再亮，五次持续时间约为4天的正常爆发和一次持续至少7天的大爆发。正常爆发之间的间隔为16至22天，超级爆发之间的间隔预计将超过124天。在2015年的超级爆发期间和在再亮和第一次正常爆发开始之间的短期平静期间，分别检测到平均周期为0^d.10544（10）和0^d.10406（17）的正超级驼峰。在2015年的一次大爆发中，发现了轨道周期为0^d.09832（15）的信号，其振幅在爆发下降时比其结束时大2.5倍。在2017年第一次和第二次正常爆发之间的平静阶段，我们可能检测到周期为0^d.09714（7）的负超级峰。在所有其他情况下的宁静，我们发现只有准周期性的亮度变化的时间尺度为20-30分钟，不同程度的连贯性和可变的振幅达到0.5马格在极端情况下。
2018-06-20 astro-ph.SR
X-ray Study of Rekindled Accretion in the Classical Nova V2491 Cygni
我们进行了X射线光谱研究的经典新星V2491天鹅座使用我们的目标的机会观测数据与朱雀和XMM-牛顿卫星以及存档的数据与雨燕卫星。使用X射线CCD光谱仪在第9、29、40、50和60-150天的几个新星后时期获得了中等分辨率（R~10-50）光谱，此外还获得了第-322天和第-100天之间的新星前间隔，所有这些都是相对于经典新星被发现的时间。我们发现光谱的时间序列发生了显着变化：（a）在超新星爆发前阶段和第9天，明显检测到来自Fe XXV的6.7 keV发射线。(b)第29天，没有发现这样的发射线。（c）第40天，6.7keV发射线再次出现。(d)在第50和60-150天，分别在6.4，6.7和7.0 keV的准中性Fe，Fe XXV和Fe XXVI的三条发射线被发现。根据这些现象，我们得出结论：（1）新星后的演化可分为两个不同的阶段，（2）早期的X射线发射是由喷出物引起的，而晚期的则是由重新点燃的吸积引起的，（3）吸积过程最早在出现准中性Fe发射线的第50天就被重新建立起来了.这是一种常见的磁激变变星吸积的特征。
2011-02-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
V1006 Cygni: Dwarf Nova Showing Three Types of Outbursts and Simulating Some Features of the WZ Sge-Type Behavior
我们观察到2015年7月至8月的V1006 Cyg长爆发，并确定该物体是周期间隙中的SU UMa型矮新星。我们的观测证实，天鹅座V1006是继TU Men之后第二个显示三种类型爆发（正常，长正常和超级爆发）的天体。我们成功地记录到了超峰的生长阶段（A阶段超峰），得到了质量比为0.26-0.33，接近潮汐不稳定的稳定极限。A阶段超级驼峰的这种识别表明，超级驼峰确实在接近稳定极限的系统中缓慢生长，这一想法首先由Kato等人2014，arXiv：1406.6428引入。超级爆发显示了一个暂时的下降，然后是重新明亮。下沉的时刻与超峰的阶段转换相吻合，我们认为C阶段的超峰与吸积盘中冷却波的开始有关。我们认为，当冷却波开始时，潮汐不稳定性不足以维持盘的热态。我们提出，在质量比的极端（WZ Sge型天体和长周期系统）中常见的性质可以理解为弱潮汐效应的结果。
2015-12-17 astro-ph.SR
Fourier time lags in the dwarf nova SS Cygni
为了理解吸积盘的物理过程，我们可以研究活动星系核（AGN），X射线双星系统（XRB）和激变变星（CV）。它已经表明，XRB和CV显示出类似的观测特性，如经常爆发和非周期性的变化。后者已被广泛研究的XRB，但直到最近才有直接的现象学类比被发现XRB和CV之间，包括发现的均方根通量关系和光学检测傅立叶依赖的时间滞后。我们提出了一个傅立叶分析的基础上收集的数据在4.2米威廉赫歇尔望远镜使用ULTRACAM著名的CV SS天鹅座在静止。SDSS滤光片$u'$、$g'$和$r'$中的光变曲线以亚秒节奏同时拍摄。相机的高节奏和灵敏度使我们能够研究时间范围为$\sim 10000 - 0.5$ s（$10^{-4}-2$ Hz）的源的宽带噪声分量。在~ 250 s的时间尺度下观察到幅度为~ 5 s的软/负滞后，表明较红波段的发射滞后于较蓝波段的发射。这种效应可以解释为热再加工硬光子在最里面的区域的吸积盘，假设一个高粘度参数$α> 0.3$，和高辐射的光盘。或者，它可能与吸积盘上层的复合时标有关。
2018-08-28 astro-ph.SR
A phenomenological study of the evolution of shock-induced O I emission lines in the spectrum of nova V2891 Cygni
本研究利用CLOUDY代码分析天鹅座V2891新星的氧发射线演化，发现抛射物存在高氧丰度分层，O I 1.3164 μm线可作为激波诱发尘埃形成的示踪剂。
2024-07-12 astro-ph.SR
Photometry of the progenitor of Nova Del 2013 (V339 Del) and calibration of a deep BVRI photometric
Asiago板块档案已经被搜索，以寻找覆盖新星Del 2013（V339 Del）的天空区域的旧板块。我们特意校准了一个深BVRI光度序列，测量了原始恒星的亮度。Asiago板上祖细胞的平均亮度为<B>=17.27和<V>=17.6，平均颜色（B-V）=-0.33。在B带的变化的总振幅为0.9马格。颜色和可变性是一致的祖先占主导地位的排放吸积盘。2012年4月，APASS全天巡天也勉强探测到了它的前身。我们将来自三次单独访问的CCD图像叠加，并在B=17.33+/-0.09和V=17.06+/-0.10 mag.
2013-12-20 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
Recurrent novae as progenitors of Type Ia supernovae
复发新星是一种双星，里面有一颗质量很大的白矮星，质量和克拉塞卡质量一样大，因为它们的复发周期很短，只有10-100年。因此，复发新星被认为是Ia型超新星（SNe Ia）的候选祖先。事实上，超新星Ia PTF 11 kx的证据表明，它的祖先是一颗共生的复发新星。我们已经很好地确定了复发新星的双星参数，特别是对于那些经常爆发的新星，U Sco和RS Oph，这为双星演化到SNe Ia的基本过程提供了有用的信息。因此，我们使用它们作为二元演化模型的测试平台。例如，原来的双简并（DD）方案不能再现RS Oph型复发新星，而Hachisu等人（1999）提出的新的单简并（SD）方案自然可以。我们回顾SD和DD方案之间的主要区别，特别是他们的基本过程的二进制演变。我们还讨论了每个物理过程的观测支持。原始的DD方案是基于20世纪80年代的物理学，而SD方案是基于更近期的物理学，包括新的不透明度，WD的质量增长效率，以及在新星爆发中发展的光学厚风。
2012-12-11 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
Low-Resolution Spectroscopy of the Recurrent Nova T Pyxidis at its Early Stage of 2011 Outburst
我们提出了我们的观测结果的周期性新星T Pyxanthus在其2011年爆发的早期阶段，使用低分辨率摄谱仪（$R\approx400$）连接到一个28厘米的望远镜。我们总共观测了11个夜晚，其中9个夜晚是在极大前阶段。结果，我们得到了这颗周期新星在达到最大亮度过程中的详细演化特征。首先，在最早的三个夜晚（最大值前的$-25 \sim -21$天），谱线上出现了宽而突出的发射线，如巴耳末系、He I、He II、N II、N III和O I以及天鹅座P型轮廓。H $α$的蓝移吸收极小值产生约2200 km s $^{-1}$的最大膨胀速度，并且速度逐渐减小。然后，氦和氮线日益减弱。之后（最大光照前18天），Fe II（多重态）谱线出现在光谱上。然后这些线每天都在加强，天鹅座P的轮廓也变得更加突出。相应地，膨胀速度逐渐增大。此外，在极大期前阶段，T Pyx的新星光谱类型由He/N型向Fe II型演化。
2012-10-17 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
Simplified Method for the Identification of Low Mass Ratio Contact Binary Systems that are Potential Red Nova Progenitors
该研究提出了一种简化的方法来识别潜在的明亮的红色新星祖先的光变曲线和红外（J-H）颜色的接触双星系统的振幅的基础上。我们采用已发表的接触双星轨道不稳定性的判据来证明，对于一个给定的低质量（< 1.4Msun）的接触系统，光变曲线的振幅必须小于一个指定的值，才可能是潜在的不稳定。利用这一点，我们搜索的光度数据的一个大型调查，以确定约50个潜在的明亮的红色新星的祖先。我们分析每个的调查测光，以确定质量比，并从估计的质量的主要其他物理参数的系统。我们发现，每个系统的物理特性表明潜在的轨道不稳定性。利用我们样本中的绝对参数，我们模拟了低质量接触双星系统预期的不稳定分离和周期
2022-08-01 astro-ph.SR
On the M31 Nova Progenitor Population
本文介绍了静止期M31新星的概况。这是第一个静止的河外星系目录，包含2006年至2013年期间37颗光谱确认的新星。我们使用利物浦望远镜和福克斯望远镜在爆发期间拍摄的北图像来确定每个系统的准确位置。然后将这些位置转换为存档的哈勃太空望远镜（HST）图像，我们对任何与转换位置一致的可分辨源进行测光。由于M31中的红巨星在HST图像中是可以分辨的，我们可以检测到红巨星秒的系统。在我们的银河系中，只有少数几个这样的系统被证实（例如RS Oph和T CrB）。然而，我们发现在M31中有更高比例的新星可能包含红巨星二等星。对于一些新星，当新星还在褪色时，就已经拍摄了符合的HST图像，这使我们能够产生比大多数河外星系可能达到的更暗的光变曲线。最后，我们比较了M31和银河系的静止新星种群。
2013-03-08 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
A phenomenological model for the X-ray spectrum of Nova V2491 Cygni
Nova V2491 Cyg的X射线通量在光学极大值后约40天达到最大值。当时的X射线光谱，用XMM-牛顿的RGS获得，显示出深，蓝移吸收的离子的电离范围很广。我们表明，深吸收线的X射线光谱在最大值，9天后，很好地描述了以下的唯象模型与发射从中央黑体和碰撞电离等离子体（CIE）。黑体光谱（BB）被三个主要的高度电离的膨胀壳层吸收; CIE和BB被包括尘埃在内的冷的星周和星际物质吸收。出流密度并不随距离单调减小。这些壳的丰度表明它们是从一颗O-Ne白矮星中喷射出来的。我们表明，在X射线光谱的时间尺度上的变化是由中央源的变化和电离壳层的柱密度的组合。我们的唯象模型给出了最好的描述，到目前为止的超软X射线光谱的新星V2491天鹅座，但低估了，由一个很大的因素，光学和紫外线通量。光谱中的X射线部分必须来自膨胀包层中的一个非常不同的层，大概比负责光学/紫外光谱的层更接近白矮星。这一点通过X射线和UV/光学观测通量之间不存在任何相关性得到证实。
2012-06-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Luminous Red Nova in M31 and its Progenitor System
我们目前对M31 LRN 2015（MASTER OT J004207.99+405501.1）的观测，它于2015年1月在M31中发现，并被确定为一颗罕见而神秘的发光红新星（LRN）。利物浦望远镜获得的分光光度观测结果显示，LRN从M（V）= -9.4 +/- 0.2的峰值褪色时变得非常红。早期的光谱显示出强烈的H α发射，随着时间的推移，随着一些吸收特征的出现而减弱，包括Na I D和Ba II。在以后的时间强TiO吸收带也被看到。对哈勃太空望远镜档案数据的搜索显示，一个明亮的红色源可能是祖先系统，在地面数据中也检测到爆发前的Halpha发射。M31 LRN 2015的爆发在光谱学和光度学上都与研究得最好的LRN V838 Mon有许多相似之处。我们最后讨论可能的祖先场景。
2015-05-11 astro-ph.SR
KVN Monitoring Obsevations toward the Recent Outburst Symbiotic Star V407 Cygni
利用韩国VLBI网络单碟射电望远镜对D型共生双星V407 Cyg进行了H $_{2}$ O和SiO脉泽谱线的同步时间监测观测。这些监测观测是从2010年3月2日（光学相位$ϕ$ = 0.0），即2010年3月10日新星爆发前8天到2014年6月5日（$ϕ$ = 2.13）进行的。在爆发前8天，我们探测到SiO $v$ = 1，2，$J$ = 1- 0脉泽谱线，其值为0.51 K（$\sim$ 6.70 Jy）和0.71 K（$\sim$ 9.30 Jy），而在爆发后，我们无法在4月2日检测到它们（$ϕ$ = 0.04），5月5日（$ϕ$ = 0.09），5月8日（$ϕ$ = 0.09），或2010年6月5日（$ϕ$ = 0.13）在我们的KVN观测上限内。在重新开始我们的监测观测后，我们从2011年1--0月20日开始探测到SiO $v$ = 2，$J$ = 1- 0脉泽（$ϕ$ = 0.83），并从2011年12月22日开始探测到SiO $v$ = 1，$J$ = 1- 0脉泽（$ϕ$ = 0.92）。这些结果提供了清晰的证据，从新星爆发的冲击和SiO脉泽区的米拉信封之间的相互作用。除SiO $v$ = 1的峰值出现在一个历元外，SiO $v$ = 1，2，$J$ = 1- 0的峰值都出现在相对于恒星速度的蓝移速度上.这些现象可能与爆发后SiO脉泽区的重新分布有关。与恒星脉动相位…
2015-11-10 astro-ph.SR
The bi-stability jump as the origin for multiple P-Cygni absorption components in Luminous Blue Variables
亮蓝变星（LBV）在其强的H α谱线中经常表现出双槽吸收，这一点至今还不清楚。有趣的是，在相互作用的超新星SN 2005 gj中也发现了这一特征，因为这个原因，它被认为有一个LBV的祖先。我们的目的是了解LBV的双槽吸收特征，并调查这种现象是否与风变率有关。为此，我们进行时间相关的辐射转移建模使用CMFGEN。我们发现，突然变化的风-终极速度-预期从双稳定性跳跃-需要解释的双槽吸收配置文件在LBV。这加强了讨论LBV和SNe之间的联系的方案，利用由双稳定跳跃产生的祖先的风变率。我们还讨论了为什么存在的双槽P-Cygni组件可能成为一个有效的工具来检测河外LBV和如何分析其质量损失的历史上，只有一个单一的时代的光谱观测的基础上。
2011-06-15 astro-ph.SR
KIC 9272276: An Extreme Low Mass Ratio Red Nova Progenitor
研究通过 Wilson-Devenney 程序分析 KIC 9272276 的 V 波段测光，发现其质量比 0.081 低于理论不稳定阈值，是极端低质量比的潜在红色新星前身星。
2025-09-27 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
On the Progenitors of Local Group Novae. II. The Red Giant Nova Rate of M31
在我们的前一篇论文中，利物浦望远镜的M31新星喷发数据被用来促进在哈勃空间望远镜（HST）的档案数据中搜索它们的祖先系统，目的是探测具有红巨星二次星系（RG新星）或发光吸积盘的系统。从一个输入目录的38个光谱证实新星与档案静态观测，可能的祖先被回收的11个系统。在这里，我们提出了原始调查的后续统计分析的结果，包括与调查和一般的M31新星人口相关的可能的偏见。作为分析的一部分，我们研究了M31新星的光衰时间（t（2））分布，可能的凸起和盘新星分布的比较，以及M31 t（2）分布与银河系的比较。利用详细的蒙特卡罗模拟，我们确定30%（+13/-10）的所有M31新星爆发可以归因于RG新星系统，在99%的置信水平，> 10%的所有M31新星是RG新星。这是第一次估计整个星系的RG新星率。我们的结果还表明，在M31的RG新星更可能与M31盘人口比隆起，事实上，结果是一致的，所有的RG新星居住在磁盘。如果这一结果在其他星系中得到证实，它表明任何起源于RG新星系统的Ia型超新星都更有可能与年轻的种群有关，并且在古老的恒星星族中可能很罕见，例如早期星系。
2015-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
ZZ Piscis Austrinus (ZZ PsA): A bright red nova progenitor and the instability mass ratio of contact binary stars
ZZ PsA是一个被忽略的亮南接触双星系统，最大V星等为9.26等。我们提出了第一个多波段光度分析，并发现该系统是在深度接触（>95%），具有极低的质量比0.078。主要有一个质量为1.213 M？与其报道的光谱类别F6保持一致。为了确定如果ZZ PsA是合并的候选人，我们概述了目前的状态，关于不稳定的质量比，并开发新的关系连接的质量的主要不稳定的质量比的系统和程度的接触。我们发现，ZZ PsA以及其他两个例子，从文献中合并的候选人，而另外三个需要进一步的观察，以确认为潜在的合并候选人。
2020-11-18 astro-ph.SR
Multiple Outflows in the Giant Eruption of a Massive Star
NGC 2748中的超新星冒充者PSN J 09132750 +7627410的最大光度约为-14等，但很快就意识到它不是真正的超新星，而是另一个非终结性巨喷发的例子。PSN J 09132750 +7627410的特点是在巴耳末辐射线上有多个天鹅座P的吸收极小值，对应的外流速度为-400、-1100和-1600 km/s。只有在少数其他物体中观察到多次外流。在本文中，我们描述了过去三个月的频谱和天鹅座P配置文件的演变最大，后最大形成的凉爽，密集的风，并确定一个可能的祖先。其中一个可能的祖先是红外线源。其爆发前的光谱能量分布表明其辐射光度为-8.3等，尘埃温度为780 K。如果它是祖先，它高于AGB限制，不像中间亮度红色瞬变。这三个天鹅座P的剖面可能是由于目前的喷发喷出物，风的祖先，或以前的质量损失事件。我们认为它们都是作为同一个高质量损失事件的一部分形成的，并且是由于以不同速度或能量喷射的物质。我们还认为，在巨大的喷发过程中，多次流出可能比报道的更常见。
2016-06-15 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
Photometric Analysis of Three Potential Red Nova Progenitors
本文介绍了三个亮红新星祖先接触双星系统：ASAS J 082151 -0612.6，TYC 7281-269-1和TYC 7275-1968-1的光度分析。这三个系统的主要组成部分都是太阳型的低质量恒星，其半径比零龄主序星的半径稍大。与大多数接触双星系统一样，第二颗双星的半径和光度都远高于主序星。所有三个都具有极低的质量比，范围从0.075到0.097，两个具有高接触度，超过75%。三者的质量比和间距均低于轨道稳定性的理论值。色球活动，磁活动和磁制动的标志，被认为是重要的介导角动量损失，也进行了探讨。所有三个系统都展示了O 'Connell效应，并且所有系统都需要引入星点以获得更好的光变曲线解决方案。此外，我们还发现ASAS J 082151 -0612.6和TYC 7281-269-1在表明高色球活动的范围内具有紫外颜色过量。另一个衡量潜在重要磁活动的指标是X射线光度; TYC 7275-1968-1，可能还有TYC 7281-269-1，其X射线光度远高于其他接触双星系统。我们的结论是，这三个很可能是不稳定的，因此是潜在的合并候选人。
2022-07-31 astro-ph.SR
The progenitor and remnant of the helium nova V445 Puppis
V445 Pup是一颗在爆发期间没有氢谱线的奇特新星。该光谱包含碳、氧、钙、钠和铁的强发射线。我们使用天文底片档案对V445幼仔祖先的摄影图像进行了数字处理。这颗恒星在B波段的亮度为14.3等，是一颗周期性的变星，其最可能的周期为0.650654+/-0.000011天。光变曲线的形状表明，这颗恒星的前身是一颗共包络双星，表面有一个光点，表面亮度可变。在0.44和2.2微米之间的光谱能量分布与A0 V型恒星相似。2001年爆发后，喷出物中形成了尘埃，这颗恒星成为了一个强红外源。这导致恒星在V波段的亮度下降到20等以下。2003年至2009年期间获得的CCD BVR观测结果表明，尘埃吸收最小完成于2004年，残留物重新出现在18.5 mag V的水平。尘埃分散，但在K波段与VLT自适应光学拍摄的帧中没有星状物体。直到2007年3月，在这些画面中只能看到爆炸的喷出物。光谱能量分布中没有出现变红的A0 V型恒星。2000年V445 Pup的爆炸是CO型白矮星表面的氦闪光。结合现代动力学计算的结果，讨论了氦闪触发白矮星核爆轰的可能性及其观测证据，并讨论了系统的公共包层在爆轰中丢失的问题。系统的破坏及其组件的质量损失排除了V445 Pup未来的SN Ia情景。
2010-11-28 astro-ph.SR
Constraining the role of novae as progenitors of Type Ia Supernovae
白矮星（WD）表面发生不稳定的核燃烧，导致新星现象，被认为是SNeIa的潜在候选者之一。我们建议，在附近的星系新星的统计数据可能是一个强大的工具来衡量这样的系统在生产SNeIa的作用。使用多超新星演化模型，我们计算的数量和时间分布的新星，将产生一个典型的（不稳定燃烧）SNIa祖之前，达到Mrachasekhar质量极限（M_ch）和爆炸。结合观测到的新星速率，这可以用来限制新星通道对附近星系SNIa速率的最大贡献。POINT-AGAPE测量的M31新星速率为65/年。假设所有这些新星都将达到M_ch，我们得到新星可能产生的最大SNIa速率为（1-5）× 10 ^-4/年。这将nova通道对M31中SNIa速率的总体贡献限制在<2- 7%。此外，约80%的新星产生的一个成功的SNIa祖先有短的衰变时间（t2<10天），并产生时WD质量接近M_ch。我们指出，这样的快速新星的统计数据可以提供一个敏感的诊断的贡献的新星通道的质量积累的最后阶段的单简并（SD）SNIa祖先。为了探索它们的使用前景，我们研究了在PTF类的M31新星调查中检测快速新星的效率。我们发现，在SD方案中，至少每隔两个夜晚观测一次m_R~22星等的巡天，就能捕获到90%的快新星。这样的巡天观测应该能够以每年大于10^3xf的速度探测到M31中的快速新星，其中f是SNIa在不稳定的核燃烧状态中吸积的部分，同时在SNIa爆…
2015-09-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Photometric evolution, orbital modulation and progenitor of Nova Mon 2012
我们提出并讨论了准确和密集映射的BVRI光变曲线的氖新星Mon 2012年，补充的演变Stromgren b和y波段和相关的发射线的综合通量。我们的监测从新星的光学发现开始，一直延伸到+270天，远远超过了X射线超软阶段的结束。这颗新星显示出非常平滑的光变曲线。在SSS阶段开始时，y光变曲线和V光变曲线之间出现分叉，在SSS阶段结束时出现拐点。在未观测到的光学最大值时，新星的视星等被限制在+2.8=<V=<4.2。在新星演化过程中，伴随着光学亮度0.29585（+/-0.00002）天的轨道调制的出现、振幅增长和消亡。所观察到的调制具有近正弦的形状和弱的次最小值在相位0.5。我们赞成的解释，在叠加的椭圆形变形的洛希瓣填充同伴和照射的一面面临的WD。类似的光变曲线是典型的共生星，其中一个充满罗氏瓣的巨星被一个非常热的WD照射。由于高轨道倾角，施主星和吸积盘之间的相互掩星可能有助于观察到的调制。新星Mon 2012在爆发前的平静期的光学+红外光谱能量分布很好地拟合了一颗早期K型主序星（~ K3 V），距离为1.5 kpc，红化E（B-V）=0.38，有一颗WD伴星和一个吸积盘，有助于观察到蓝色过量和中等的H α发射。一颗典型的早期K型主序星，质量约为0.75 Msun，半径约为0.8 Rsun，其洛希叶的轨道周期为P=0.29585天，并有一颗质量更大的WD伴星。
2013-06-06 astro-ph.SR
On the nature of the anomalous event in 2021 in the dwarf nova SS Cygni and its multi-wavelength transition
天鹅座SS长期以来一直被认为是一组只显示爆发的矮新星的原型。然而，这个物体在2021年进入了一个非常异常的事件，起初似乎是静止的，即，一种几乎恒定的光度状态，在Z凸轮型矮新星中观察到。这一意外事件给了我们一个很好的机会来重新考虑灾变变量中静止的性质。我们已经通过许多光学望远镜和X射线望远镜NICER和NuSTAR观察到了这个异常事件及其前兆，即在静止期间光学和X射线通量的逐渐和同时增加。我们没有发现任何放大的轨道驼峰在平静期间的异常事件之前，这表明，质量传递速率没有显着波动的平均。估计的X射线通量不足以解释在静止期间通过X射线照射盘和次级星而增加的光通量。这将是自然的考虑，在静止的磁盘粘度增强异常事件之前，这增加了磁盘中的质量吸积率，不仅提高了光通量，而且还提高了X射线通量。我们认为，粘度的增加也引发了SS天鹅座，这被认为是一系列的小爆发的停滞状现象。在这种现象中，盘的内部将始终处于爆发状态，只有其外部将对热粘性不稳定性不稳定，这与观察到的光学颜色变化一致。这种情况是符合我们的X射线光谱分析，这意味着X射线发射的内部吸积流变得比平常更热，垂直扩展，它变得更密集，并在静止状态开始后冷却下来。
2021-06-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the symbiotic-like recurrent nova V407 Cygni during its 2010 outburst. I. The shock and its evolution
2010年3月10日，V407 Cyg在爆发中被发现，最终达到V< 8并被费米探测到。使用中等和高分辨率的地基光谱，视觉和快速紫外光度法，和快速X射线分光光度法，我们描述了这个新星的高速剖面演化的行为，在其头三个月。X射线发射的峰值出现在约第40天，具有广泛的最大值，并在第50天后下降。光谱的主要变化大约在那个时候开始。He II 4686 A系首次出现在第7天和第14天之间，最初显示出广泛的对称轮廓，这是所有物种在第60天之前的特征。低激发谱线仍然相对较窄，v（rad，max）为200-400 km/s。它们比[Ca V]，[Fe VII]，[Fe X]和He II等线更对称，所有这些线都显示出从对称到蓝翼的一系列轮廓变化，类似于低电离物质，但红翼延伸到高达600 km/s。Na I D双重态发展了一个宽的组件，具有类似的速度宽度的其他低电离物种。未检测到O VI拉曼特征。我们将这些变化解释为米拉风中喷出物的非球面膨胀。蓝色的一面是从冲击波穿透到风中，而红色的翅膀是从低密度的边缘。最大径向速度服从幂律，v（rad，max）t^{-n}，其中n对红翼约为1/3，对蓝翼约为0.8。（截短）
2010-12-29 astro-ph.HE 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
Recurrent Novae in M31
对截至2013年年底记录的964个M31疑似新星爆发的位置进行了比较，以确定复发新星候选者。要通过初始筛选并成为复发新星候选者，两次或两次以上的爆发必须在0.1 '内同时发生，尽管这一标准对于早期摄影巡天发现的新星放宽到0.15'。来自51个潜在复发新星系统的118次爆发符合筛选标准。为了确定这些新星的哪一部分确实是周期性的，我们仔细地比较了原始的底片和发表的有关爆发的图像。这一程序的结果是，51个候选祖先中的27个（61次爆发）不再被视为复发新星，另外8个系统（17次爆发）被认为不太可能复发。在剩下的16个系统中，12个候选系统（32次爆发）被认为是经常性新星，另外4个系统（8次爆发）可能是经常性的。据估计，在过去的一个世纪里，M31中约有4%的新星爆发与周期性新星有关。蒙特卡罗分析表明，复发新星的发现效率可能低至一般新星的10%，这表明在M31中观察到的三分之一的新星爆发来自复发时间<~100年的祖先系统。对于合理的系统参数，似乎不太可能经常性的新星可以提供一个重要的渠道，为生产Ia型超新星。
2014-12-29 astro-ph.SR
A remarkable recurrent nova in M31 - The optical observations
2013年11月下旬，M31经常性新星M31 N 2008- 12 a在五年内第五次爆发。目的：在这封信中，我们解决的光学光变曲线和祖系统的M31 N 2008- 12 a。研究方法：2013年的光学成像数据从利物浦望远镜，拉帕尔马，丹麦1.54米望远镜，拉西拉，和档案哈勃太空望远镜近红外，光学和近紫外数据的爆发进行天体测量和光度分析。结果如下：2013年爆发的光度测量，结合之前的三次爆发，使一个非常快的新星，t2（V）~4天的模板光变曲线的建设成为可能。档案数据允许恢复的祖先系统的光学和近紫外数据，表明一个红巨星二次与明亮的吸积盘，或者是一个系统与亚巨星二次，但占主导地位的磁盘。结论：M31 N 2008- 12 a的爆发和一些历史性的X射线探测表明，这是一个独特的系统，重现时间约为1年。这意味着一个非常高质量的白矮星和高吸积率的存在。我们鼓励更多的观测，特别是在2014年底。
2014-02-10 astro-ph.SR
The X-ray Evolution of the Symbiotic Star V407 Cygni during its 2010 Outburst
我们总结了Swift和Suzaku对2010年共生星天鹅座V407新星爆发的X射线观测。在第30天获得的朱雀光谱表明存在来自白矮星表面的超软成分，以及来自新星喷出物和米拉风之间的激波的光学薄成分。Swift的观测结果使我们能够跟踪这两种成分从第4天到第150天的演变。最值得注意的是在第20天左右光学薄组分的突然变亮。我们确定这是冲击波到达米拉光球层附近的时间。我们建立了一个简单的爆炸波-风相互作用模型，该模型可以再现天鹅座V407的X射线演化的总体特征，并探索了抛射质量、双星分离和Mira质量损失率的参数空间。如果这个模型是正确的，那么双星的分离度可能比之前提出的要大，而米拉的质量损失率可能相对较低。
2012-01-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
The luminous red nova AT 2018bwo in NGC 45 and its binary yellow supergiant progenitor
发光红新星（LRNe）是与双星系统合并前不久的共同包层（CE）部分喷射有关的天体物理瞬变。在这里，我们提出了我们的光度和光谱后续活动的AT 2018 bwo（DLT 18x），在NGC 45中发现的LRN的结果，并使用二进制恒星演化模型研究其祖先系统。瞬变达到了$M_r=-10.97\pm0.11$的峰值幅度，并在其$t_p = 41\pm5$天的光学平台期间保持这种亮度。在这一阶段，它的光球温度相当稳定，约为3300 K，光度约为$10^{40}$ erg/s。AT 2018 bwo的光球层在早期看起来比其他类似的LRNe更大更冷，可能是由于合并前的质量损失事件延长。接近平台的末端，光学光谱显示出具有强分子吸收带的红色连续谱。在爆发后约1.5年，在中红外波段也检测到了冷却尘埃的再处理排放。斯皮策和哈勃太空望远镜在瞬变事件发生前10-14年的档案数据显示，这颗恒星的前身是$T_{prog}\sim 6500$ K、$R_{prog}\sim 100R_{\odot}$和$L_{prog}\sim 2\times10^4L_{\odot}$，光学上薄的温暖尘埃（1000 K）的质量上限是$M_d<10^{-6}M_{\odot}$。利用恒星双星演化模型，我们确定了与祖先参数空间一致的双星系统的性质。对于AT 2018 bwo，我们推断其原始质量为12-16 $M_{\odot}$，比…
2022-01-27 astro-ph.SR
Detection and evolution of the CO (v = 2) emission in nova V2615 Ophiuchi (2007)
我们目前的近红外（1 - 2.5微米）光谱和光度测量结果的新星V2615蛇夫座，这是在爆发中发现的2007年3月。我们的观测从2007年3月28日开始，持续了大约80天，当时新星处于最大亮度。的光谱的演变示出从初始的P-Cygni阶段的发射线阶段，最后到尘埃形成阶段。JHK光谱的特征与发生在碳氧白矮星上的新星爆发非常相似。我们分析了在2.088微米处观察到的线，并认为这可能是由于莱曼α荧光激发的FeII。观测的亮点是在2.29 - 2.40微米区域检测到一氧化碳（CO）的第一泛音带。CO带被建模以估计排放的CO气体的温度和质量，并且还对12 C/13 C比率进行限制。CO波段记录了几个时期，从而允许一个难得的机会，研究其从一个阶段的恒定强度通过一个阶段时，CO被破坏得相当迅速的演变。我们比较了所观察到的时间尺度参与的CO排放的演变，并发现一个很好的协议与模型预测，调查化学在新星流出的早期阶段。
2009-05-28 astro-ph.SR
Observational Signatures of SNIa Progenitors, as Predicted by Models
确定Ia型超新星（SNIa）的祖先几十年来一直是一个难题。单简并方案$-$是一个白矮星（WD）在一个半分离的双星系统吸积质量从它的次级$-$是一个合理的路径，但是，没有模拟日期已经表明，这样的结果是可能的。在这项研究中，我们允许一个WD与附近的拉塞卡质量的$1.4M_\odot$演变超过数万个新星周期，积累质量世俗，而经历周期性的新星爆发。我们提出的质量吸积的限制内，SNIa可能发生。结果表明，对于允许范围内的每个参数组合，有数万个几乎相同的新星周期，其中吸积质量超过喷出质量，即WD的质量缓慢但稳定地增长。最后，WD变得不稳定，最高温度上升了近两个数量级，重元素的产生增加了几个数量级，核和中微子的光度变得巨大。我们还发现，这一机制导致WD崩溃是强大的，与WD的范围$1.0 - 1.38M_\odot$，和吸积率$5*10^{-7}M_\odot/yr$，都稳步增长的质量。这些模拟SNIa事件的发生，使观测可检验的预测前SN恒星的光变曲线，并对SNIa喷出物的化学。
2014-11-03 astro-ph.SR
Luminous Red Nova 2015 in the Galaxy M101
我们提出的红新星PSN J14021678+5426205的研究结果的基础上进行的观测与俄罗斯6米望远镜（BTA）以及其他望远镜的SAO RAS和SAI MSU。为了调查新星的祖先，我们使用了数字天空调查的数据和互联网上的业余照片。在1993年4月至2014年7月期间，母星的亮度在V波段逐渐增加了2.2等。在2014年11月中旬第一次爆发的高峰期，这颗恒星的绝对视星等达到了-12.75等，但后来在2015年2月，在一次绝对视星等为-11.65等的重复爆发中被发现。在光谱中观察到H α发射线和表面温度逐渐降低的冷超巨星的连续谱。这种过程是红新星的典型特征，尽管所研究的物体显示了极端的参数：最大光度、最长爆发持续时间、最小爆发幅度、光变曲线的不寻常形状。这一事件被解释为一个巨大的OB星系统的组成部分合并伴随着一个共同的信封的形成，然后膨胀，这个信封的能量损失最小。
2016-11-15 astro-ph.SR
A 682-second X-ray Periodicity in CH Cygni: Evidence for a Magnetic White Dwarf
Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）；Fisk University（菲斯克大学）；Vanderbilt University（范德堡大学）；Texas Tech University（得克萨斯理工大学）；University of Texas Rio Grande Valley（德克萨斯里奥格兰德河谷大学）
CH Cygni中发现682秒X射线周期性，证实其为磁白矮星，支持磁自转模型解释喷流活动。
2026-02-11 astro-ph.HE 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
On the progenitor system of V392 Persei
使用2MASS和WISE的档案数据讨论英仙座V392新星和矮新星系统的祖先系统。我们发现该系统不太可能包含发光的红巨星施主（即共生系统），但不能排除存在较低亮度的红巨星或亚巨星施主。注意到静止的V392 Per的SED与GK英仙座的SED相似。
2018-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Classical Nova V1405 Cas Had $M_{\rm ejecta}$$>$$M_{\rm accreted}$ and so is Unlikely to be a Type Ia Supernova Progenitor
Louisiana State University（路易斯安那州立大学）
通过测量V1405 Cas的轨道周期变化和抛射/吸积质量，证明其质量减小且非Ia型超新星前身星，并反驳了五项传统CV演化主张。
2026-09-11 astro-ph.SR
Searching for the Next Galactic Luminous Red Nova
发光红新星（英语：Luminous red novae，LRNe）是一种天体物理学上的瞬变现象，被认为是由双星的共同包层（英语：common envelope，CE）的部分抛射和其组成部分的合并引起的。CE的形成很可能发生在不稳定的质量转移过程中，由一颗正在脱离主序星（赫兹弹簧间隙星）和一颗质量较低的伴星引发。与观测结果一致，理论研究表明，前CE阶段的流出物在喷射事件发生前几年产生了可检测到的祖系统增亮。基于这些假设，我们提出了一种方法来识别银河系LRNe的前体，由此产生的前体候选人，我们的后续分析，以揭示其性质。我们首先构建一个样本的祖系统，即赫兹差距星，通过统计建模的密度的颜色星等图形成的“行为良好”的盖亚DR 2源。他们的时域演变从Zwicky瞬变设施（ZTF）的调查是用来寻找缓慢增亮的事件，作为前CE的前兆候选人。使用档案数据和我们自己的光谱跟踪进一步研究所产生的候选人的性质。总之，我们构建了$\sim5.4\times{10^4}$祖源的样品，其中21个被鉴定为候选LRNe前体。进一步的分析显示，我们的候选者中有16个是H $α$发射体，它们的光谱通常表明它们是较热的（尽管是中等偏热的）A型或B型恒星。由于他们的长期变化，在光学和中红外波长，我们建议，我们的许多候选人是质量转移的双星与紧凑的同伴周围的尘埃拱盘或磁活跃的恒星合并残余物。
2022-09-26 astro-ph.SR
Near-infrared studies of V5558 Sgr: an unusually slow nova with multiple outbursts
我们提供了异常缓慢的新星V5558 Sgr（2007）的近红外（1-2.5微米）JHK光谱结果。V5558 Sgr缓慢爬升到最大值，持续了约60天，然后经历了至少5次强烈的次级爆发。我们分析了光学光变曲线，得出了分别为281 +/- 3和473 +/- 3天的大t2和t3值。由于传统的MMRD关系可能不适用于慢新星，因此采用另一种方法得出1.55 +/- 0.25 kpc的距离估计。在最大值前阶段，光谱显示出窄的（FWHM ~ 400 - 550 km/s）和强的Paschen和布拉开系发射线，其中P-Cygni成分突出。在后期阶段，光谱显示出显着的变化与HI，HeI，OI和NI的强和宽的~ 1000 km/s的发射线和一些不常见的Fe II发射线的发展。没有发现粉尘形成的迹象。V5558 Sgr是一颗罕见的杂合新星，从光谱上看，它是由He/N型向Fe II型转变的。然而，近红外数据没有显示这样的转变，我们讨论了这种异常行为。通过对Brackett线的复合分析，我们可以限制早期光学厚度阶段的电子密度和发射测量，并根据后来的观测结果估计出喷出物的质量为（6.0 +/- 1.5）x 10^（-4）Msun，假设填充因子为1。
2014-11-26 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
CI Aql: a Type Ia supernova progenitor?
如果复发新星是Ia型超新星的祖先，那么它们的白矮星的质量一定接近于克拉塞卡极限。确定周期性新星中白矮星质量的最可靠方法是动态的，通过对伴星的径向速度和旋转增宽的测量。这样的测量要求系统既要有食光，又要显示出从次级恒星吸收的特征。在此之前，唯一对复发新星的动力学质量估计是U Sco，它的白矮星质量为1.55 +/- 0.24 M太阳能（Thoroughgood et al. 2001）。我们提出了新的时间分辨，中等分辨率光谱的食经常性新星CI天鹰座（CI Aql）在平静。我们发现这颗白矮星的质量是1.00 +/- 0.14 Msolar，第二颗恒星的质量是2.32 +/- 0.19 Msolar。我们估计它的半径为2.07 +/- 0.06 Rsolar，这意味着它是一颗轻微演化的早期A型恒星。高质量比q = 2.35 +/- 0.24和高次级恒星质量意味着质量转移发生在热时间尺度上。我们认为CI Aql正在迅速演变为超软X射线源，并最终可能在1000万年内爆炸为Ia型超新星。
2013-05-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
V5856 Sagittarii/2016: Broad Multi-Epoch Spectral Coverage of a Sustained High Luminosity Nova
人马座新星V5856是独一无二的，因为它的亮度比爆发前高出9个星等超过6年。从爆发到现在的广泛的可见光和红外光谱揭示了具有不同光谱特征的独立发射区。允许发射线具有宽和窄的分量，而禁止线轮廓几乎完全宽。允许的线组件经常显示P天鹅座的配置文件表明高的光学深度，而广泛的组件不显示可检测的吸收。从光谱中推导出的密度和速度，包括O I 7773和8446线的差异，与正在进行的风不一致。相反，长时间的高光度和光谱特征表明，爆发后的共同包络包围着双星，并且可能是可见光和红外辐射的主要来源。
2022-11-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Orbital Period Changes of Recurrent Nova T Pyxidis Demonstrate that M_ejecta >> 11.3xM_accreted and Is Not a Type Ia Supernova Progenitor
Louisiana State University（路易斯安那州立大学）
T Pyx的轨道周期变化表明其喷射质量远大于吸积质量，且不可能成为Ia型超新星前身。
2026-02-10 astro-ph.HE 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
Carbon-Oxygen Classical Novae are Galactic $^7$Li Producers as well as Potential Supernova Ia Progenitors
本研究通过一维流体动力学模拟发现，碳氧白矮星上的经典新星爆炸不仅为银河系贡献了大量$^7$Li，且白矮星质量在吸积-爆发循环中不断增长，是超新星Ia的重要前身星通道。
2019-10-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
