Life after eruption VIII: The orbital periods of novae
新星爆发对激变变星（CV）长期演化的影响是该领域最不了解和深入讨论的话题之一。改善这一点的关键因素是建立一个具有已知性质的后新星的大样本，从最容易获得的轨道周期开始。本文报道了六颗暗新星的新轨道周期：X Cir（3.71 h），ILNor（1.62 h），DY Pup（3.35 h），V363 Sgr（3.03 h），V2572 Sgr（3.75 h）和CQ Vel（2.7 h）。我们还修改了旧新星OY Ara，RS Car，V365 Car，V849 Oph，V728 Sco，WY Sge，XX Tau和RW Umi的周期。利用这些新的数据和批判性审查的可信度报告的老新星的轨道周期在文献中，我们建立了一个更新的周期分布。我们采用二进制starevolution代码来计算理论周期分布，同时使用一个mathicaland相应的角动量损失的经典处方。通过与观测资料的比较，我们发现两个模型都不能再现3 - 4小时范围内的峰值，这表明在周期间隙以上的CV的角动量损失还没有完全被理解。
2020-11-05 astro-ph.SR
Life after eruption - I. Spectroscopic observations of ten nova candidates
我们已经开始了一个项目，调查后新星与灾难性变量的人口的联系。我们在这方面的第一步是改进已知的后新星样本及其性质。在这里，我们提出了恢复和/或确认旧新星MT Cen，V812 Cen，V655 CrA，IL Nor，V2109 Oph，V909 Sgr，V2572 Sgr和V728 Sco。这些系统的主要光度和光谱性质进行了讨论。我们发现V909 Sgr是一个可能的磁CV，而V728 Sco是一个高倾角系统。我们进一步认为，两个候选新星V734 Sco和V1310 Sgr被错误分类，而是Mira变量。
2012-04-06 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
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
Life after eruption - IV. Spectroscopy of 13 old novae
我们提供了13个后新星系统的数据。这包括通过UBVR测光法恢复五颗新星X Cir，V2104 Oph，V363 Sgr，V928 Sgr和V1274 Sgr及其光谱确认。我们为这些物体提供精确的坐标和查找图表。额外的第一次或改进的光谱数据V356 Aql，V500 Aql，V604 Aql，V1370 Aql，MT岑，V693铬A，V697斯科和MU Ser。调查的行为，一些容易获得的参数产量（有限）的吸积状态和系统倾斜度的信息。我们预测，X Cir和V697 Sco很可能通过时间序列测光揭示它们的轨道周期，并且对V356 Aql，V500 Aql，V1370 Aql和X Cir的长期测光监测有很好的机会发现这些系统中的爆发行为。
2014-05-27 astro-ph.SR
Comprehensive Photometric Histories of All Known Galactic Recurrent Novae
我收集了几乎所有已知的银河系复发新星（RNe）和他们的37个已知的爆发测光。这包括我对几乎所有档案印版的现代测量（提供了37次已知喷发中一半的唯一数据），我自己从1987年到现在的10，000个CCD星等（提供了7个RNe的几乎所有静止星等），业余天文学家记录了超过140，000个视星等估计值（他发现了一半已知的火山爆发），以及所有文献中的小规模分散。由此，我生产各种统一的产品;（1）BVRIJHK比较星等和BV比较星序，以涵盖整个喷发范围，（2）所有喷发的完整光变曲线，（3）最佳拟合B和V光变曲线模板，（4）除一个RN外的所有RN的轨道周期，（5）对所有错过的喷发的详尽搜索，（6）自1890年以来测量的发现效率，（7）真实重现时间尺度，（8）预测的下一次喷发日期，（9）分钟、小时、天、月、年、十年和世纪时间尺度的变化，（10）到所有RNe的均匀距离和距离，（11）峰值BV颜色和最小值UBVRIJHK颜色，所有消光校正，以及（12）UBVRIJHK上的光谱能量分布。这项工作的亮点包括发现一个新的RN，六个以前未发现的爆发，以及发现一半RNe的轨道周期。这项工作的目标是提供统一的人口统计数据，以回答诸如“我们银河系中RNe的死亡率是多少？”“和”白矮星在每个喷发周期中质量是增加还是减少？'.这项工作的一个重要用途是研究RNe是否可以成为Ia型超新星的祖先。
2009-12-22 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
BC Cassiopeiae: First Detection of IW And-Type Phenomenon Among Post-Eruption Novae
IW型矮新星是近年来发现的一类激变变星，其特征是从一个类似静止的阶段开始一系列的增亮，并伴随着阻尼振荡和深凹。我们发现，1929年爆发的所谓的经典新星BC Cas在2018年经历了IW和型矮新星的状态，爆发后89年。这一发现表明，新星爆发后的高质量转移率与IW和型现象。由新星的衰变率推断出的白矮星质量远高于激变变星中白矮星的平均质量，大质量的白矮星可能是IW And-type现象出现的原因。
2020-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Masses and Accretion Rates of White Dwarfs in Classical and Recurrent Novae
长期以来，模型预测银河系经典新星中白矮星的频率平均质量是场白矮星的两倍。只有少数动力学上确定的新星白矮星质量被公布，使得理论预测没有得到很好的检验。新星的重现时间分布和质量吸积率分布更是知之甚少。为了解决这些缺陷，我们将我们对新星爆发的广泛模拟与Strope等人（2010）和Schaefer等人（2010）关于银河系经典和复发新星爆发特征的数据库相结合，以确定新星中92颗白矮星的质量。我们发现82颗经典新星的平均质量（频率平均的平均质量）为1.06（1.13）Msun，而10颗复发新星的平均质量为1.31 Msun。这些质量，以及观测到的新星爆发幅度和下降时间分布使我们能够确定经典新星的长期质量吸积率分布。值得注意的是，这个数值只有1.3 x 10^{-10} Msun/yr，比经典新星爆发前后几十年的激变双星的数值小一个数量级。这预示着老新星成为低质量传输速率系统，因此矮新星，在新星爆发之间的大部分时间。我们确定了10个已知银河RN的质量吸积率，发现它们的范围是10^{-7} - 10^{-8} $ Msun/年。我们能够预测的复发时间分布的新星，并比较它与人口合成模型的预测。
2018-04-23 astro-ph.SR
Introducing the Condor Array Telescope: III. The expansion and age of the shell of the dwarf nova Z Camelopardalis, and detection of a second, larger shell
本研究利用Condor阵列望远镜对矮新星Z Cam的抛射物进行深场窄带成像，探测到更大的第二同心壳层，测得内壳层膨胀速率与年龄，为大质量白矮星频繁爆新星的同心壳层预测提供首个观测支持。
2023-09-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Radio Frequency Models of Novae in eruption. I. The Free-Free Process in Bipolar Morphologies
在射频上对新星的观测为我们提供了测量新星喷发的总喷射质量、密度分布和动能的方法。无线电发射通常由自由-自由发射过程很好地表征。迄今为止，大多数模型都假设喷发是球形对称的，尽管只要有对这些系统的射电观测，就已经知道球形喷发是简单的几何形状。在本文中，我们建立了双极模型的新星喷发，假设的自由-自由的过程，并显示不同的参数上的无线电光变曲线的影响。所考虑的参数包括短轴与长轴之比、倾角和壳体厚度（附录中提供了进一步的参数）。我们还展示了拟合球形模型合成光变曲线到双极模型合成光变曲线时引入的不确定性。我们发现，光学厚相上升与相同的幂律（$S_ν \propto t^2$）的球形和双极模型。在双极情况下，在最终下降之前有一个“平台”阶段-取决于壳的厚度以及短轴与长轴的比率，其遵循与球形情况相同的幂律（$S_ν \propto t^{-3}$）。最后，在最坏的情况下，将球形模型拟合到双极模型合成光变曲线需要将喷射质量加倍，将电子温度减半并将壳层厚度减少近10倍。这意味着，在某些系统中，我们对喷射物的质量预测过高，而对喷射物的电子温度预测过低。
2014-07-10 astro-ph.SR
Precursor outbursts and superoutbursts in the SU UMa-type dwarf nova NN Camelopardalis
我们在2007年，2008年和2009年的NN凸轮三次爆发测光报告。2007年的事件开始于一次正常的爆发，持续了大约4天，这是一次持续至少13天的超级爆发的前兆。前兆和超级爆发的振幅都比平均静止期高出4.9等。在平均超峰周期Psh = 0.07385（56）d的超爆发期间，观测到最大峰间振幅为0.22 mag的超峰。Psh持续下降，dPsh /dt = -1.72（23）x 10-3。我们使用我们的测量来证实另一位研究人员报告的两个可能的Porb值中较短的一个是正确的，Porb = 0.0717 d。2008年的爆发观测得相当差，尽管我们提出的证据表明这也可能是一次超级爆发。2009年的事件也是一次超级爆发，Psh = 0.07414（44）d，但我们没有找到前兆的证据。根据2007年和2009年的数据，我们报告了一个周期为0.030（8）到0.034（6）的超级峰，这是具有类似轨道周期的SU UMa矮新星的典型特征，并估计了双星质量比q = Mwd/Msec $\simeq$ 0.11到0.17
2010-09-09 astro-ph.SR
Life after eruption - III. Orbital periods of the old novae V365 Car, AR Cir, V972 Oph, HS Pup, V909 Sgr, V373 Sct and CN Vel
我们提出了时间序列的光度和光谱数据的七个老新星。它们被用来推导V365 Car（5.35小时）、AR Cir（5.14小时）、V972 Oph（6.75小时）、HS Pup（6.41小时）、V373 Sct（3.69小时）、V909 Sgr（3.43小时）和CN Vel（5.29小时）的轨道周期。它们的加入使新星的轨道周期数增加了约10%。V909 Sgr的食性质得到了证实，在另外三个例子（V365 Car，Ar Cir和V373 Sct）中，我们检测到了显著的光度轨道变化，其振幅在R中>=0.2等。由此产生的周期分布进行了简要讨论。此外，我们提供了新的测量先前模糊的坐标为AR Cir和CN Vel和一个新的可能W UMA变量在该领域的V909 Sgr的识别。V972 Oph的光谱呈现出一个向红的H α发射特征，我们暂时将其与CII 6578/6583双重峰识别。它表明，这条线起源于二进制，而不是在一个壳，据我们所知，这是第一次，它已被检测到在这样的质量在一个激变变量（CV）。我们认为，这条线在CV中可能更常见，但它可以很容易地被这些系统典型的宽Halpha发射所掩盖。仔细检查其他新星的线条轮廓确实可以发现V365 Car，CN Vel和AR Cir中的扩展红色机翼。在后一个系统中，另外还检测到了一个吸收对应物，因此在这种情况下，双极流出似乎是一个更可能的情况，而不是CII发射。
2013-10-01 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
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
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
Getting to know the cataclysmic variable beneath the nova eruption
（经典）新星的爆发被广泛认为是激变双星一生中经常发生的事件。因此，在两次爆发之间，该系统应该表现为一个“正常”的激变变星（CV），即根据其特征性质，如质量转移速率或白矮星的磁场强度。这些特征对于新星爆发本身有多重要，即哪种类型的系统更适合经历新星爆发？这个问题原则上可以通过比较后新星系统与一般CV群体来解决。然而，关于后新星的信息很少，甚至在大多数情况下，对后新星的识别也很模糊。在本文中，我们通报了一个项目的进展情况，该项目已进行，以显着提高确认后新星的数量，从而最终提供了更好地了解这些对象的手段。
2012-11-07 astro-ph.SR
AT Cnc: A Second Dwarf Nova with a Classical Nova Shell
我们正在系统地调查所有已知的和怀疑的Z凸轮型矮新星的经典新星壳。这次调查的动机是发现了已知最大的经典新星壳，它围绕着原型矮新星Z Camelopardalis。Z Cam壳层表明，至少有一些矮新星在过去一定经历过经典新星爆发，并且至少有一些经典新星在其新星热核爆发后很久才成为矮新星，这与激变双星的冬眠情景一致。在这里，我们报告检测到一个破碎的“壳”，3弧分直径，周围的矮新星在巨蟹座。这第二个发现表明，围绕Z Cam型矮新星的新星壳不可能非常罕见。壳的几何形状是暗示的双极，锥形喷射看到近pole-on.A光谱的最明亮的AT Cnc壳结是类似的喷出物的经典新星GK Per，和Z凸轮，占主导地位的[NII]发射。Galex FUV图像显示了一个类似大小的FUV发射壳。我们确定了一颗距离AT Cnc 460 pc的新星，其喷出物质量的上限约为5 x 10^{-5} Msun，这是典型的经典新星。
2012-08-06 astro-ph.SR
OGLE Atlas of Classical Novae. II. Magellanic Clouds
由于缺乏系统的研究，人们对麦哲伦星云中的经典新星数量知之甚少。有人认为麦哲伦星云中每单位质量的新星发生率比其他任何星系都要高。在这里，我们提出了一个分析的OGLE调查收集了16年的数据，目的是在云中的新星人口的特征。我们发现了20次新星喷发，其中一半是新发现的。我们测量了$2.4 \pm 0.8$ yr $^{-1}$（LMC）和$0.9 \pm 0.4$ yr $^{-1}$（SMC）的新星率，证实了这两个星云的K波段光度特异的新星率比其它星系高2-3倍。这可以用麦哲伦星云的恒星形成历史来解释，特别是几个Gyr前恒星形成率的重新点燃。我们还提出了有趣的系统OGLE-MBR 133.25.1160的发现，它模仿了周期性的新星爆发。
2016-01-07 astro-ph.SR
The orbital and superhump periods of the dwarf nova HS 0417+7445 in Camelopardalis
我们提出了2005-2010年的爆发历史的SUUMa型矮星HS 0417+7445，以及详细分析了广泛的时间序列测光在2008年3月获得的第二次记录的超级爆发的系统。平均爆发间隔时间为197 \pm 59 d，中位数为193 d。2008年3月的超级爆发是由一个前兆爆发所预示的，振幅为4.2级，整个事件持续了大约16天。在前体爆发的下降过程中没有检测到超级驼峰，我们的数据表明，相反，在那个阶段存在轨道驼峰。在上升到超级爆发最大值期间检测到的早期超级驼峰表现出异常大的分数周期超出，Psh = 0.137（Psh = 0.0856（88）d）。在最大值之后，亮度线性下降，持续至少6天。在这一下降过程中，测量到一个稳定的超峰期Psh = 0.07824（2）d。叠加在超级驼峰上的是轨道驼峰，这使我们能够精确地测量HS 0417+7445的轨道周期，Porb = 0.07531（8）d，这在以前只是很差的估计。在爆发的主相位期间，部分超峰周期超额为λ = 0.037，这是具有类似轨道周期的SU UMa矮新星的典型特征。我们的观测结果与热潮汐不稳定性模型对超爆发发生的预测是一致的，但是需要在爆发的早期阶段大量的超爆发和广泛的时间序列测光，才能对超爆发的原因得出明确的结论。
2010-11-06 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
Multiwavelength observations of nova SMCN 2016-10a --- one of the brightest novae ever observed
我们报告了新星SMCN 2016-10a的多波长观测。目前的观测设备是对小麦哲伦星云中的任何新星最全面的观测设备之一，包括：SALT、FLOYDS和SOAR的低、中、高分辨率光谱学和分光偏振测量;可追溯到喷发前六年的长期OGLE $V$和$I$波段光度测量;从喷发后$\sim$ 11天到280多天的SMARTS光学和近红外光度测量; $Swift$卫星从喷发后$\sim$ 6天到319天的X射线和紫外线观测。该系统包含一个明亮的圆盘和一个主序星或一个次巨星。nova非常快，在$V$ -带中具有$t_2 \simeq$ 4.0 $\pm$ 1.0 d和$t_3 \simeq$ 7.8 $\pm$ 2.0 d。如果新星位于SMC中，距离$\sim$ 61 $\pm$ 10 kpc，我们得出$M_{V,\mathrm{max}} \simeq - 10.5$ $\pm$ 0.5，使其成为SMC中发现的最亮的新星，也是有记录以来最亮的新星之一。在喷发后第5天，谱线显示出He/N光谱类和$\sim$ 3500 km $^{-1}$的半高宽，表明中等高的喷射速度。这颗新星在爆发后20天进入星云阶段$\sim$，预测即将在X射线中打开超软源，这在爆发后28天开始$\sim$。超软源特性表明白矮星质量在1.2 M $_{\odot}$和1.3 M $_{\odot}$之间，与光学结论非常一致。
2017-10-10 astro-ph.SR
A TESS View of Post-Eruption Variability in the Novae V1405 Cas,V1716 Sco, and V1674 Her
Universidad Nacional de Hurlingham (UNAHUR)（乌尔希林国立大学）；Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET)（国家科学研究委员会）；Advanced Technologies Research Institute, Faculty of Materials Science and Technology in Trnava, Slovak University of Technology in Bratislava（布拉迪斯拉发斯洛伐克技术大学特伦材料科学与技术学院先进技术研究所）；INAF-Osservatorio Astronomico di Padova（帕多瓦天文台）；Department of Astronomy, University of Wisconsin（威斯康星大学天文学系）
研究利用开普勒数据分析三颗新星爆发后的轨道和白矮星自转周期变化，发现V1405 Cas的自转周期及快速自转减缓率，揭示磁力驱动的X射线发光机制，挑战传统双星演化模型。
2026-03-17 astro-ph.SR
A unified theory of cataclysmic variables from self-consistent numerical simulations
富含氢的包层由白矮星从它们的红矮星同伴中吸积而成，导致热核失控，这是经典的新星爆发，峰值可达100万太阳光度。事实上，所有的新星祖先都是新星双星，在爆发之前和之后，都表现出向白矮星的高质量转移率。这是一个谜，双星无法区分从novalikes，但具有低得多的质量转移率，并导致矮新星爆发，共存于相同的轨道周期。围绕着几颗矮新星的新星壳表明，至少有一些新星在连续的新星爆发之间变成矮新星，尽管对质量转移速率变化的机制和时间尺度知之甚少。在这里，我们报告模拟的multiGyr演化的新星，自相一致的模型每一个爆发的热核失控，质量和角动量损失，反馈由于辐射和可变的质量转移，轨道大小和周期的变化。模拟再现了观测到的大范围的质量转移率在一个给定的轨道周期，与大的周期性变化的白矮星，红矮星双星出现在千年到百万年的时间尺度。他们还证明了深度冬眠，（长时间完全停止质量转移），只发生在短周期的双星;最初非常不同的双星收敛成为几乎相同的系统;虽然几乎所有的prenovae应该是novalike双星，矮新星也应该偶尔被观察到产生新星;而当它们的红矮星同伴被吞噬时，白矮星的质量只会略微减少。
2020-01-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Orbital Period Changes for Fourteen Novae and the Critical Failures of the Predictions of Standard Theories, the Hibernation Model, and the Magnetic Braking Model
通过测量14次新星爆发的周期突变和20个爆发间隔期的周期稳定变化，发现标准理论、休眠模型和磁制动模型的预测均严重失败，表明新星系统必然存在主导周期变化的未知物理机制。
2023-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Dwarf Novae in the OGLE Data. I. Three New Dwarf Novae: One in the Period Gap and Two Longer Period Objects
我们报告了偶然发现的三个新的矮新星，在2010年的爆发观察到正在进行的微透镜调查OGLE-IV。这三个天体都位于银河系凸出区域，观测频率最高为20分钟。在OGLE-III和OGLE-IV的数据中，我们发现其中一颗恒星总共有23次爆发。这个天体最令人感兴趣的是它的超峰周期为2.61小时，将其置于轨道周期间隙中。在超爆发过程中，超峰的周期发生了变化，时间尺度很短。对于我们观测到爆发的另外两个物体，在静止期测得的轨道周期为5.4小时和9.5小时。
2011-07-12 astro-ph.SR
Simulations of Multiple Nova Eruptions Induced by Wind Accretion in Symbiotic Systems
我们使用一个组合的二进制演化代码，包括动力学的影响，研究新星爆发的共生系统。在$\sim10^5$年的演化过程中，在一个$1.25M_\odot$白矮星（WD）吸积体的表面上，我们提出了两种类型的系统的模拟之间的比较。第一种是常见的，众所周知的激变变星（CV）系统，其中主序星的施主星通过罗氏瓣溢出将质量转移到它的WD伴星。第二个是一个分离的，广泛分离的共生系统，其中一个渐近的巨大分支供体星通过强风将质量转移到它的WD伴星。对于后者，我们使用邦迪-霍伊尔-利特尔顿处方连同轨道动力学计算吸积率。我们使用合并的恒星演化代码来跟踪这两个模拟的新星爆发，包括质量，吸积率和轨道特征的变化。我们发现，虽然CV的平均吸积率保持相当恒定，共生系统经历了不同的时代的高和低吸积率。对两种模拟的吸积率相似的时期的检查表明，进化行为是相同的。我们得到，对于一个给定的WD质量，质量吸积的速度最终决定的发展，和恒星类的施主是没有意义的新星的发展。我们讨论了几个观测到的系统，发现我们的结果是一致的广泛分离的共生系统中的新星的参数估计。
2020-11-13 astro-ph.SR
Increasing activity in T CrB suggests nova eruption is impending
共生复发新星（RNe）的吸积率的估计往往达不到理论预期的数量级。如果白矮星（WD）的质量积累是高度分散的，并且大多数观测都是在低状态下进行的，那么这种明显的差异就可以解决。在这里，我们使用的档案数据的重新分析，从数字访问天空世纪@哈佛大学（DASCH）调查认为，最近的新星喷发共生RN T CrB，在1946年，发生在-因此触发-一个短暂的吸积高状态。基于相似的光学光变曲线在1946年左右的前一次喷发的时间，在1866年，我们认为WD在T CrB积累的大部分燃料需要点燃热核失控（TNR）在吸积高状态。这种状态的一个自然起源是类似于矮新星的吸积盘不稳定性，这是在共生双星中可能存在的大圆盘中预期的。因此，共生RNe中TNR的时间可以由它们的吸积盘的稳定性来决定。T CrB正处于吸积的高状态，就像我们在过去两次新星爆发中看到的那样。结合TNR发生时间的临近，基于前两颗新星（$2026 \pm$ 3）之间80年的间隔，目前的吸积高状态增加了未来几年TNR发生在T CrB的可能性。
2020-09-24 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
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
T Pyxidis: Death by a Thousand Novae
我们报告了一个为期20年的运动，跟踪1.8小时的光度波在经常性的新星T Pyxtons，使用全球望远镜网络的后院天体物理中心。1996年至2011年间，该波的振幅和波形高度稳定，类似于超软双星中常见的轨道波。然而，这一周期在时间尺度P/P-dot=3x10^5年上增加。这表明静止期的质量转移速率约为10^-7 M_sol/yr，与基于恒星光度的吸积速率基本一致。这比该轨道周期的激变变星的典型值大约2000倍。在爆发后的平静期（2012-2016年），这颗恒星继续以其快乐但神秘的方式-类似的光度，类似的P/P点（2.4x10^5年）。在2011年爆发的最大亮度附近，轨道信号变得非常微弱（<0.003等）。到了爆发的第170天，在V=11附近，轨道信号再次出现，振幅为0.005等，然后逐渐增强到正常的0.08等，而恒星则下降到15.7等。在约1年的隐身和低振幅期间，轨道信号在周期上增加了0.0054（7）%。这可能是测量新星爆发中喷射出的质量的方法。对于一个合理的二元参数选择，该质量至少为3 × 10 ^-5 M_sol，甚至可能更高。这代表着在爆发前的速率下有超过300年的吸积，但爆发之间的时间只有45年。因此，爆发的白矮星似乎喷射出的质量至少是它吸积的6倍。如果这次爆发是典型的，那么白矮星的质量一定是在侵蚀，而不是在增长。除非目前的一系列喷发是一个短暂的插曲，否则双星动力学似乎是侵…
2016-03-01 astro-ph.SR
An Extended Grid of Nova Models. III. Very Luminous, Red Novae
像M31中的RV这样极其明亮的红色爆发变星被认为是一类新的天体的典范。我们对新星的大量模拟表明，经典的新星模型可以产生非常红、发光的爆发。在三维新星参数空间的一个研究很少的角落（非常冷，低质量的白矮星，以非常低的速度吸积），我们发现了真正的经典新星，它们非常明亮和红色，因为它们喷射出非常缓慢移动的大质量包络。这些新星模型的一个关键预测--与合并恒星（“合并爆发”）模型的预测相反--是一个热的残余物，即下面的白矮星，将在大质量的喷射包层膨胀到足够薄的光学厚度后出现。这种蓝色的残余物必须在几十年的时间尺度上消失-比“合并爆发”要快得多，后者必须在数千年或更长的时间尺度上消失。此外，冷却的新星白矮星和它膨胀的喷出物在爆发后的几年里一定会变得更红，而收缩的合并暴一定会变得更热更蓝。我们预测，红新星在升到最大光度L ~10^6 - 10^7 Lsun之前，将一直亮到L ~1000 Lsun约1年。新星的最大光度可能是L~10^7 Lsun，相当于M-12。在随附的论文中，我们描述了一个褪色的，明亮的蓝色候选者的残余M31-RV;它被观察到与HST只与新星模型兼容。
2010-09-20 astro-ph.SR
The orbital period changes for novae
针对激变变星轨道周期变化观测与标准演化理论冲突的问题，研究通过建模三种新星爆发物质损失机制，发现双星驱动物质损失可解释大部分普通激变变星的观测，长周期演化伴星系统可能需Frank喷流机制补充。
2025-07-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
A dusty rain falls on the nova V959 Monocerotis
本研究结合存档与地基红外观测分析V959 Mon，发现其晚期异常尘埃辐射，并解释为抛射物与环双星物质作用后含尘埃团块回落所致。
2024-05-08 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
Discovery of Faint Nebulosity Around a Z Camelopardalis-type Cataclysmic Variable in Antlia: Nova Shell or Ancient Planetary Nebula?
本研究发现唧筒座中鹿豹Z型激变变星ASASSN-19ds周围存在双极暗弱星云，结合观测数据确认了该变星的分类，推测星云起源可能为古代新星抛射物或行星状星云，有待后续观测验证。
2025-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effect of Enriched Accreted Matter on the Development of Novae
众所周知，新星爆发的发展取决于白矮星（WD）的质量和它从施主那里吸积质量的速度。这一领域的进展之一是认识到新星爆发的发生取决于包层中重元素的存在，而这些元素的浓度高度依赖于分配给吸积的时间。这导致许多喷发特征与喷出物质中重元素的质量分数相关，然而，吸积物质总是被认为是太阳金属丰度。在这里，我们探讨了整个范围内的吸积率到一个1.25 $M_\odot$ WD的两种情况下，高度富集的吸积材料，并发现富集有一定的功能，高吸积率的影响，而富集低吸积率的影响可以忽略不计。我们进一步发现，热核失控的点火，这是已知的依赖于临界质量的积累，实际上是依赖于积累的临界量的重元素。
2022-02-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Novae heat their food: mass transfer by irradiation
新星爆发会辐射并加热灾变变星中的施主星，使其达到高温$T_{\rm irr}$，导致其外层膨胀并溢出洛希叶。我们计算捐助者的加热和膨胀的解析和数值，假设球对称，并发现，辐射驱动增强的质量转移从捐助者的速率$\dot{m}\propto T_{\rm irr}^{5/3}$，达到$\dot{m}\sim 10^{-6}\textrm{ M}_\odot\textrm{ yr}^{-1}$在喷发的高峰期-约一千倍，比在静止期。随着新星的消退和白矮星的冷却，$\dot{m}$下降到较低的值。我们发现，在某些情况下，下降停止和质量转移持续在$\dot{m}\sim 10^{-7}\textrm{ M}_\odot\textrm{ yr}^{-1}$的自我维持率高达$\sim 10^3$年后爆发。在这个速率下，白矮星吸积光度的辐射足以自行驱动质量转移。自持率接近白矮星的稳定燃烧极限，因此这种自举机制可以同时解释两类令人困惑的双星系统：轨道周期为$\approx 2$ h的复发新星（T Pyxlane和IM Normae）和周期为$\approx 4$ h的长寿命超软X射线源（RX J0537.7-7034和1 E 0035.4-7230）。一个系统是否达到自我维持的状态对施主的色球结构很敏感，也对新星爆发时的轨道周期变化很敏感。
2021-08-17 astro-ph.HE 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
Precise Measures of Orbital Period, Before and After Nova Eruption for QZ Aurigae
对于普通的经典新星御夫座QZ（1964年爆发），我们报告了1912- 2016年的1317个星等，包括在爆发前很久在档案摄影板上检测到的四次日食。我们对喷发前和喷发后的轨道周期都有准确和可靠的测量，我们发现轨道周期减少了，在整个喷发过程中的分数变化为-290.71+-0.28ppm，轨道必然会变小。此外，我们还发现，从1912- 1981年，在日食和喷发之外的光变曲线在B=17.14附近是平坦的，此后，平均光变曲线开始衰减到B=17.49，变化很大。QZ Aur是一个强有力的反例，反对冬眠模型的灾变变量的演变，该模型要求所有新星的周期在爆发期间增加。在喷发过程中，由于喷出物的质量不平衡，很容易导致周期的大幅度下降，这在不对称的新星壳层中很常见。
2019-05-02 astro-ph.SR
Life after eruption - II. The eclipsing old nova V728 Scorpii
最近通过光度学和光谱学观测发现了老新星V728 Sco，这是在新星爆发150年后。的光谱特性指向一个高倾角的系统与一个相对较低的传质速率。本文证明该天体是一个轨道周期为3.32小时的食系统。它增强了长期的变异性，可以解释为“发育不良”的矮新星型爆发。利用食入和食出的时间，我们可以计算出中心天体的半径。后者比白矮星要大得多，我们认为它有一个热的内盘。模型的行为后新星的影响进行了讨论。
2013-02-22 astro-ph.SR
Sudden and Steady Orbital Period Changes Across the Classical Nova Eruptions of DQ Her and BT Mon
本文报道了经典新星（CNe）DQ Her和BT Mon的轨道周期突变（$Δ$）和静止期稳定周期变化（$\dot{P}$）的两种新测量方法。DQ Her的百分比变化（$Δ$ P/P）（ppm）为$-$ 4.46 $\pm$ 0.03，BT Mon为+39.6 $\pm$ 0.5。对于BT Mon，$Δ$ P/P值不够大（即，$>$ 1580 ppm），以允许在该系统中休眠。DQ Her的{ \it负} $Δ$ P/P是激变变星演化的冬眠模型的一个可靠反例。此外，已发表的新星爆发周期变化模型不允许这样的负值，因此需要一些额外的机制，这可能是由于物质的不对称喷射。我的程序还测量了CNe的第一个长期$\dot{P}$，DQ Her为0.00 $\pm$ 0.02，BT Mon为$-$ 2.3 $\pm$ 0.1，单位均为$10^{-11}$天/周期。这些可以直接与磁制动模型的预测进行比较，其中长期平均值$\dot{P}$是$P$的单一通用函数。DQ Her的预测值为-0.027，BT Mon的预测值为-0.33。对于这两颗新星，测得的$\dot{P}$明显远离磁制动的预测。此外，当在喷发周期上取平均值时，观察到的BT Mon的$Δ$ P施加了+0.60 $\times$ 10 $^{-11}$天/周期的额外{ \it正}周期变化，因此该系统实际上在$P$中具有长期{ \it升高}。
2019-12-12 astro-ph.SR
Elemental Abundances in the Ejecta of Old Classical Novae from Late-Epoch Spitzer Spectra
我们目前斯皮策太空望远镜中红外IRS光谱，补充地面光学观测，经典新星V1974 Cyg，V382 Vel，和V1494 Aql超过11，8，和4年后爆发分别。这些光谱主要由氖和氧的禁戒发射所控制，尽管在某些情况下，镁、硫和氩的特征也很弱。我们调查的几何形状和分布的晚时间喷出物的发射线轮廓检查。使用星云分析在低密度制度，我们估计在这些新星的丰度下限。在V1974 Cyg和V382 Vel中，我们的观测证实了其他作者提出的丰度估计，并支持这些爆发发生在一颗白矮星上的说法。我们报告的第一次检测到氖发射的V1494 Aql和表明，该系统最有可能包含一个CO白矮星。
2012-06-18 astro-ph.SR
Multifrequency Behaviour of Galactic and Extragalactic Novae
新星的爆发是宇宙中最强烈的爆炸之一。火山爆发涉及的物理过程跨越整个电磁波谱，需要多频观测。光学领域的光度和光谱观测与无线电，红外线，X射线和伽马射线观测相结合，可以发现新的现象，如GeV伽马射线发射。
2018-03-30 astro-ph.HE 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
Symbiotic star T CrB as an extreme SU UMa type dwarf nova
本文通过统计 T CrB 活跃相并比对可见光与 X 射线演化，认为其属于具有极长轨道周期的 SU UMa 型矮新星，并提示下一次经典新星爆发或即将发生。
2023-07-25 astro-ph.SR
Multiple outflows and delayed ejections revealed by early imaging of novae
Texas Tech University（德克萨斯理工大学）；Michigan State University（密歇根州立大学）；University of Michigan（密歇根大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Georgia State University（佐治亚州立大学）；National Cheng Kung University（国立成功大学）；University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；University of Hawai’i（夏威夷大学）；Kookoosint Scientific（库库辛科学公司）；University of Leicester（莱斯特大学）；University College London（伦敦大学学院）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；University of Cape Town（开普敦大学）；INAF（意大利国家天体物理研究所）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）
通过早期成像揭示新星中多重喷流和延迟喷射机制，挑战了传统对质量喷射的理解。
2025-12-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Novae: An Important Source of Lithium in the Galaxy
本研究利用MESA纳入元素扩散并增加3^He来模拟新星演化，显著提高7^Be丰度以解释观测，并通过星族合成证明新星贡献了银河系主要的锂来源。
2024-06-20 astro-ph.GA 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 onset of jets in classical novae
我们提出了两个进一步的经典新星，V906汽车和V5668 Sgr，显示在其H-α复合物的喷流和吸积盘的光谱特征，在其爆发后的头1000天。从广泛的密集时间采样光谱，我们测量的外观的第一个高速吸收组件在V906汽车，和持续时间的开始的主要H-α排放。我们使用[N II] 6584 π来限制V5668 Sgr过渡到星云相所需的时间。我们发现这些时间是一致的喷气和吸积盘模型解释光学谱线轮廓的变化，在经典新星，并讨论了该模型的影响，富集的星际介质。
2021-06-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Flows and Shocks: Some Recent Developments in Symbiotic Star and Nova Research
在过去的十年左右，基于多波长数据，我们对共生双星和新星爆发的理解有了一些令人惊讶的发展。例如，共生恒星的白矮星上没有燃烧的外壳，通过它们的X射线发射，紫外线过剩和紫外线变化已经被揭示出来。这些纯粹由吸积提供动力的共生星的光学发射线比那些燃烧外壳的恒星弱得多，因此更难发现。然而，它们可能像燃烧外壳的共生星一样多。有趣的是，这两种类型的共生恒星都能够驱动强烈的外流，导致碰撞风X射线发射和空间分辨喷流。对于新星爆发，最令人惊讶的发现是它们能够加速粒子，费米探测到的新星是短暂的GeV伽马射线源。对于激变变星中的新星爆发，这意味着内部冲击，在缓慢、密集的外流和快速的外流或风之间。冲击波的其他特征包括热X射线和非热无线电发射，在新星的早期阶段，很大一部分光发射可能是由冲击波驱动的。射电（V959 Mon）和HST（V959 Mon和T Pyx）在各自爆发的几年内拍摄到的新星壳的图像表明，新星的喷出物通常可能由赤道环和双极流出物组成。
2017-02-20 astro-ph.SR
The awakening of a classical nova from hibernation
激变变星（CV）是由一颗白矮星（主星）和一颗低质量伴星（副星）组成的近距离双星系统。这样的系统不时地经历大幅度的增亮。最壮观的爆发，亮度超过$10^4$倍，发生在经典新星中，由白矮星表面的热核失控引起。这种喷发被认为是在$10^4-10^6$的时间尺度上重复发生的。在这两者之间，系统的性质主要取决于质量转移速率：如果它低于$10^{-9} M_{\odot}$ /年，吸积变得不稳定，物质在准周期性的矮新星爆发期间被倾倒到白矮星上。冬眠假说预测，新星爆发会强烈影响质量转移率，使其在事件发生后的几个世纪内保持高水平。随后，质量传递速率将显著降低$10^3-10^6$年，开始休眠阶段。之后，新星再次醒来-吸积回到爆发前的水平，并导致新的新星爆炸。冬眠模型通过高质量传递和低质量传递阶段预测CV的周期性演变。这一理论从矮新星Z Cam和AT Cnc周围的古新星壳的发现中得到了一些支持，但迄今为止还没有发现新星爆发之前、期间和之后大量质量转移变化的直接证据。在爆炸前的六年内，该系统揭示了矮新星爆发，表明质量转移率很低。在最低亮度下，后新星比前新星亮两个数量级，没有矮新星行为的痕迹，这意味着质量传递速率由于新星爆炸而大大增加。
2016-08-16 astro-ph.SR
Sudden and Steady Orbital Period Changes Across Six Classical Nova Eruptions; The End of Hibernation and Two Serious Challenges for the Magnetic Braking Model of Cataclysmic Variable Evolution
我报告的两个新措施的轨道周期的突然变化（$P$）在整个新星爆发（$Δ$ P）和稳定的周期变化在宁静（$\dot{P}$）的经典新星（CNe）RR Pic和HR Del，带来了总共六个这样的措施CNe，所有在我的大型和长期的观测计划的最后报告。分数变化（$Δ$ P/P）为-290.71 $\pm$ 0.28（QZ Aur），-472.1 $\pm$ 4.8（HR Del），-4.46 $\pm$ 0.03（DQ Her），+39.6 $\pm$ 0.5（BT Mon），-2003.7 $\pm$ 0.9（RR Pic），和-273 $\pm$ 61（V1017 Sgr）。这些结果与激变变星（CV）演化的冬眠模型完全相反，冬眠模型要求$Δ$ P/P $>$ +1000 ppm以获得产生冬眠所需的吸积率下降。休眠模式无法以任何方式挽救。我的程序还测量了经典新星的第一个长期$\dot{P}$，以$10^{-11}$天/周期为单位，-2.84 $\pm$ 0.22（QZ Aur），+4.0 $\pm$ 0.9（HR Del），+0.00 $\pm$ 0.02（DQ Her），-2.3 $\pm$ 0.1（BT Mon）和+1.25 $\pm$ 0.01（RR Pic）。这些可以直接与磁制动模型的预测进行比较，其中长期平均值$\dot{P}$是$P$的单一通用函数。实测值分别是模型预测值的+5…
2019-12-12 astro-ph.SR
Millinovae: A New Class of Transient Supersoft X-ray Sources without a Classical Nova Eruption
本研究在麦哲伦云方向发现29颗长时标对称光学增亮的恒星，其中一颗增亮时发射瞬变超软X射线且无经典新星的物质抛射特征，由此提出一类名为millinovae的新型瞬变超软X射线源，其光学光度比普通经典新星暗约千倍。
2024-12-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
