High-resolution imaging of the evolving bipolar outflows in symbiotic novae: The case of the RSOphiuchi 2021 nova outburst
针对2021年RS蛇夫座新星爆发事件，本研究通过VLBI射电观测揭示其双极外流演化形态与密度径向分布特征，明确红巨星质量损失去向，完善了该共生新星爆发后的源结构物理图景。
2024-12-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Photometric evolution and peculiar dust formation in the gamma-ray Nova Sco 2012 (V1324 Sco)
本文介绍了γ射线新星Nova Sco 2012（V1324 Sco）的光学测光（BVRI）和红外测光（JHK），并对光度曲线进行了重建和讨论。得到了星际红化E（B-V）=1.23。尘埃在新星早期就开始形成，只下降了一个星等，超过最大光学亮度20天，并在V波段造成了至少6个星等的消光，几个月后才清除。这种不寻常的早期尘埃形成妥协的应用程序的最大幅度与下降率（MMRD）的关系，估计到新星的距离。
2015-04-20 astro-ph.SR
Classical Nova Persei 2018 outburst from the dwarf nova V392 Per
2018年4月29日，发现了一颗明亮的经典新星（CN）Per 2018。它的前身是一颗著名的矮新星V392 Per。在这篇文章中，我们分析了CN V392 Per的$UBVR_{C}I_{C}$光度和光谱。根据$V$光变曲线（LC），我们得到了亮度衰减时间t $_{2,V}$ = 3 d，t $_{3,V}$ = 10 d，并利用新的$MV_{max}$ - t $_{3}$“普适”衰减定律和$MV_{15}$关系，采用CNe的Gaia数据，计算了新星最大亮度时的绝对星等$MV_{max}$ = -9.30 ${\pm}$ 0.57。我们确定了色过量$E_{B-V}$ = 0.90 $\pm$ 0.09和距离新星$d$ = 3.55 $\pm$ 0.6千秒差距。在亮度最大时得到的光谱类似于F2超巨星。用大气模型和黑体模型拟合连续谱计算出的辐射热光度与测光结果一致。我们估计V392 Per中的一颗白矮星的质量为$M_{wd}$ = 1.21 M $_{\odot}$。CN Per 2018可以被归类为一颗快速的超级爱丁顿新星，具有爆发的平台型LC。新星显示的He/N光谱分类，大的扩张速度，和三重峰的排放线配置文件在下降过程中，解释赤道环看到几乎面对和双极流对准几乎与视线。使用CN Per 2018的后极大光谱和可用的无线电数据来估计系统的倾角为$i\sim$ 9 $^{\circ}$…
2020-07-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Infrared spectroscopy of the remnant of Nova Sco 2014: a symbiotic star with too little circumstellar matter to decelerate the ejecta
爆发前的2 MASS和新星Sco 2014（V1534 Sco）的WISE测光表明，在天空中的新星位置存在一个冷巨星。然而，新星的光谱演化记录并不支持直接的伙伴关系，因为没有观察到闪光电离风和喷出物的减速，与其他在共生双星如V407 Cyg或RS Oph中爆发的新星所显示的行为相反。因此，我们获得了Nova Sco 2014残余物的0.8-2.5微米光谱，以确定是否确实存在冷巨星，以及它是否与新星有物理联系。光谱显示了一颗M6 III巨星的存在，变红的E（B-V）=1.20，显示了一颗共生星典型的窄发射线光谱，包括HeI 1.0830 $μ$ m和深P-Cyg轮廓。这使得Nova Sco 2014成为共生双星中爆发的新星俱乐部的新成员。Nova Sco 2014表明，与共生双星一起爆发的新星并不总是伴随着喷出物的减速，这与普遍的看法相反。许多其他类似的系统可能隐藏在过去的新星中，特别是那些在2 MASS全天空红外线调查发布之前爆发的新星，现在可以与它们进行有益的交叉匹配。
2017-12-07 astro-ph.SR
Near Infrared studies during maximum and early decline of Nova Cephei 2014 and Nova Scorpii 2015
我们介绍了2014年3月8.79 UT和2015年2月11.84 UT分别在爆发中发现的Nova Cephei 2014和Nova Scorpii 2015的多历元近红外光谱观测。Nova Cep 2014显示了Fe II类新星的传统近红外特征，其特征在于强CI，HI和OI线，而Nova Sco 2015显示属于He/N类，具有强He I，HI和OI发射线。结果的亮点在于证明Nova Sco 2015是一个包含巨大次级的共生系统。除了T CrB类的复发新星，所有这些都有巨大的捐助者，Nova Sco 2015被证明是第三个被发现的具有巨大次级的经典新星。共生性质的证据有三个方面：第一是伴随着新星喷出物通过巨星风通道的强烈减速激波的存在，第二是从系统中看到的H $α$过剩，第三是典型的冷晚型巨星在静止时次级的光谱能量分布。的发射线轮廓的强度和形状的演变表明，喷出物的速度随时间的幂律衰减（$t^{-1.13 \pm 0.17}$）。案例B的H I Brackett线的重组分析表明，这些线的光学深度效应的影响，这两个新星。使用这种分析，我们作出估计的新星的排放措施$n_e^2L$，电子密度$n_e$和喷出物的质量。
2015-09-09 astro-ph.SR
The first hours and days of the 2021 explosion of the recurrent symbiotic nova RS Ophiuchii
Astronomical Institute, Slovak Academy of Sciences（斯洛伐克科学院天文研究所）；Private observatory Liptovská Štiavnica（利普托夫斯卡什佳夫尼察私人天文台）；ARAS Eruptive Stars Group（ARAS爆发恒星小组）；Fujii Kurosaki Observatory（藤井黑崎天文台）；Astronomical Institute, Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；Astronomical Institute of Charles University（查理大学天文研究所）
通过光谱能量分布建模，研究2021年RS Oph爆发早期演化，揭示喷流双极结构形成机制，并证实内部激射光度对白矮星光度的贡献。
2026-06-12 astro-ph.SR
The Expanding Fireball of Nova Delphini 2013
当物质聚集在近距离双星系统中的白矮星表面时，就会发生经典的新星爆发。在喷出物的后期阶段观察到的复杂结构可能是由于在共同的信封阶段与同伴的相互作用。或者，爆炸可能是本质上双极的，这是由于白矮星表面的局部点火或旋转扭曲的结果。研究新星在最早阶段的结构是具有挑战性的，因为测量它们的小尺寸需要高空间分辨率。在这里，我们报告了近红外干涉测量的角度大小的新星Delphini 2013，从爆炸后的一天开始，并继续与广泛的时间覆盖在前43天。表观膨胀率的变化可以用一个爆炸模型来解释，该模型由一个光学厚核和一个扩散的包层组成。喷射物质的光学深度随着其膨胀而变化。我们检测到的光分布的椭圆率，这表明一个扁长或双极结构，开发早在第二天。结合角膨胀率与径向速度测量，我们得出一个几何距离的新星4.54 +/- 0.59千秒差距从太阳。
2015-05-19 astro-ph.SR
Extended X-ray emission from the classic nova DQ Her -- On the possible presence of a magnetized jet
我们提出了一个分析档案钱德拉和XMM-牛顿观测的磁活性激变变量DQ她和壳周围弹出的新星事件在1934年。对钱德拉观测的仔细修订证实了先前关于DQ Her周围存在扩展X射线发射的说法，并揭示它实际上对应于一个双极喷流状结构，沿着从NE到SW的方向延伸$\simeq$ 32 $''$。因此，这种X射线发射延伸到光学新星壳层之外，并垂直于其主轴。XMM-牛顿观测证实了钱德拉探测到的扩展X射线发射的存在，这表明另外存在一个弥漫的X射线发射，来自一个充满新星壳的热气泡。这个热气泡很可能是由光学图像中发现的星云外壳爆炸产生的。双极特征可以通过具有温度$T\approx2\times10^{6}$ K的光学薄等离子体发射组件和具有光子指数$Γ=1.1\pm0.9$的幂律组件的组合来建模。它在0.3 - 5 keV能量范围内的X射线光度为$L_\mathrm{X}=(2.1\pm1.3)\times10^{29}$ erg s $^{-1}$，电子密度为$n_\mathrm{e}\approx2$ cm $^{-3}$，质量为$m_\mathrm{X}\approx 3\times10^{-6}$ M $_{\odot}$。我们认为DQ Her中的X射线双极结构是一个喷流，并将其非热X射线发射解释为磁化喷流。
2020-05-27 astro-ph.HE 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
Distance and Reddening of the Enigmatic Gamma-ray-Detected Nova V1324 Sco
最近发现，即使不是全部，也有一些经典新星在爆发时会发出GeV的伽马射线。尽管使用了一种不可靠的方法来确定它的距离，但以前的工作表明，新星V1324 Sco是所有伽马射线探测到的新星中伽马射线最明亮的。我们在这里提出了一个不同的，更强大的，方法来确定红化和距离V1324斯科使用高分辨率光谱。使用两种独立的方法，我们得出了E（B-V）= 1.16 +/- 0.12和距离rD > 6.5 kpc的红化。这个距离比先前估计的大40%以上，意味着V1324 Sco的伽马射线光度比先前计算的还要高。我们还使用周期性调制的亮度，解释为轨道周期，结合爆发前的光度限制，显示主序星的伴侣是非常有利的。
2015-06-16 astro-ph.SR
Modelling the recurrent nova U Scorpii in quiescence
在2010年爆发后的$\sim$ 18和$\sim$ 30个月获得了U Sco的VLT和SALT光谱。从这些光谱的吸积盘显示，至少需要18个月才能成为完全改革。当伴星的辐照面可见时，伴星的光谱类别被限制为F8 $^{+5}_{-6}$ \，IV-V，置信度为95%。
2013-05-15 astro-ph.SR
Observational study of the extremely slow nova V1280 Scorpii
我们提供了2007年至2012年期间获得的V1280 Scorpii的多色光变曲线和光谱。结果表明，V1280 Sco是一颗极慢的新星，白矮星的质量为$\sim$ 0.6 M $\odot$或更低。在高分辨率光谱上检测到Na { \sc i} D、Ca { \sc ii} HK和He { \sc i*}的蓝移多重吸收线。我们还讨论了亚稳态氦吸收线的方法是有用的调查新星壳层的结构。
2013-06-16 astro-ph.SR
A bipolar structure and shocks surrounding the stellar-merger remnant V1309 Scorpii
该研究通过亚毫米和光学谱线观测及激波模型，发现红新星 V1309 Sco 存在不对称双极结构和活跃激波，并测得新距离5.6 kpc，表明双极结构在红新星中可能普遍存在。
2023-08-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectroscopic observations of novae V1065 CEN and V1280 SCO using 45 cm cassegrain telescope at Arthur C Clarke Institute
本文利用45厘米卡塞格林望远镜对V1065 CEN和V1280 SCO进行高分辨率Hα光谱观测，通过谱线分类、膨胀速度测量和光度分析，确定了两颗新星的光谱类型、速度参数、绝对星等及距离。
2023-08-08 astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the $γ$-ray emitting classical nova Nova Mon 2012. I. Implications for the ONe subclass of classical novae
Nova Mon 2012是第一颗在光学发现之前被费米-LAT探测到的高能$γ$射线瞬变的经典新星。我们研究了高分辨率光学阶梯光谱（北欧光学望远镜）和同期的NOT，STIS UV和CHIRON阶梯光谱（11月20日/21日/22日）的时间序列。我们使用[O III]和H $β$线通量来约束喷出物的性质。我们从光学和紫外线轮廓的结构，并比较我们测量的线通量与预测使用多云与丰度从其他ONe新星。2012年1月被确认为一颗新星。我们发现E（B-V）=0.85 $\pm$ 0.05和氢柱密度$\approx 5\times 10^{21}$ cm $^{-2}$。校正后的连续光度在整个观测能量范围内与V1974 Cyg，V382 Mon和Nova LMC 2000在爆发后的同一时期几乎相同。它的距离约为3.6 kpc，与天鹅座V1974非常相似。线轮廓可以使用轴对称双极几何形状来建模，用于具有轴与视线的各种倾斜度的喷出物，60 \le i \le 80度，\approx $70 deg, inner radius $的开度角ΔR/R（t）\approx 0.4 $ for permitted lines and less filled for forbidden lines. The filling factor $ f \approx 0.1-0.3 $ implying M(eject…
2013-03-02 astro-ph.HE 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
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
Nuclear ashes and outflow in the eruptive star Nova Vul 1670
狐狸座CK在1670年至16721年的爆发中被观测到，但直到1982年才在其位置发现了一个双极星云。在历史上，CK Vul被认为是一颗新星（Nova Vul 1670），但与“红色瞬变”的相似性，比经典新星更明亮，被认为是恒星碰撞的结果，重新打开了CK Vul地位的问题。红色瞬变冷却后类似于M型恒星，周围环绕着富含分子和尘埃的星周物质。在CK Vul中没有发现恒星源，但在星云的膨胀中心发现了一个射电连续源。在这里，我们报告CK Vul被具有特殊同位素比例的化学丰富的分子气体以及尘埃所包围。其化学成分无法与新星或任何其他已知的爆炸相一致。此外，周围气体的质量对于新星来说太高了，尽管从CO的观测到总质量的转换是不确定的。我们的结论是，CK Vul最好解释为两颗恒星合并的残余物。
2015-03-23 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
Properties, evolution and morpho-kinematical modelling of the very fast nova V2672 Oph (Nova Oph 2009), a clone of U Sco
V2672在2009年8月16.5日达到最大亮度V=11.35。它是已知最快的新星之一，在经典新星中只有V1500 Cyg（1975）和V838 Her（1991）可与之匹敌，在周期性新星中只有U Sco可与之匹敌。新星的视线经过银河系中心的几度之内。V2672 Oph的红化是E（B-V）=1.6 +/-0.1，它的距离约为19 kpc，位于银河系中心的另一边，距离银河系中心的距离大于太阳。由于缺乏红外对应物，这颗供体星无法成为像RS Oph或T CrB那样的冷巨星。V2672 Oph与U Sco非常相似，在高级下降期间显示出光度平台阶段，He/N光谱分类，极端膨胀速度和三峰发射线轮廓。零强度时的全宽最大为12，000 km/s，并随时间线性下降，斜率与U Sco观测到的非常相似。我们推断WD的质量接近于Sirasekhar极限，并可能最终成为SNIa。形态运动学模拟的演变的Halpha配置文件表明，喷出物的整体结构是一个扁长系统与极地斑点和赤道环。在扁长系统的密度下降速度似乎比在其他组件。V2672 Oph被认为是极上的，倾角为0+/-6度，极斑点的膨胀速度为4800 + 900/-800 km/s。基于它与U Sco的显著相似性，我们怀疑这颗新星可能是一颗复发新星。考虑到它的南半球，最大的微弱度，极其迅速的下降和它与南极洲的接近，很可能V2672 Oph以前的爆发已经被错过了。
2010-09-02 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
Evolution of the stellar-merger red nova V1309 Scorpii: SED analysis
对于了解红新星的性质来说，一个非常重要的物体是V1309 Sco。其爆发前的观测显示，在2008年的红新星爆发之前，它是一个接触双星，迅速演变为合并的组件。因此，它为我们提供了一个直接的证据，证明红新星是恒星合并的结果。我们分析了光谱能量分布（SED）的对象及其随时间的演变。通过OGLE、HST、VVV、Gemini South、WISE、Spitzer和Herschel进行的各种光学和红外调查和观测计划，我们在2010年和2012年构建了观测到的SED。2007年的一些有限的数据也可用于红新星祖先。我们分析的数据与我们的模型的尘埃信封周围的中央恒星。在V1309 Sco的爆发前状态存在灰尘。它的高温（900-1000 K）表明，这是一个新形成的尘埃，可能是螺旋双星的质量损失。在2008年爆发后不久，V1309~Sco几乎完全嵌入尘埃中。2010年和2012年尘埃包层的参数（温度，尺寸）证明我们在2008年爆发期间观察到物体丢失的物质。其质量至少为$10^{-3}\,M_\odot$。该天体仍然相当明亮，尽管自2008年9月达到最大亮度以来，它的光度已经衰减了约50倍（2012年）。来自赫歇尔的远红外数据显示，在距离该天体几千天文单位的地方存在一个冷的（~30 K）尘埃。这一结论可以通过亚毫米波干涉观测得到验证。
2016-07-06 astro-ph.SR
Near-Infrared H and K band studies of the 2006 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi
我们目前的近红外光谱在H和K波段的爆发的经常性新星RS蛇夫座（RS Oph）。这些观测涵盖了喷发后1至94天的时间。近红外光曲线和一个广泛的光谱，线确定和光谱的一般特性进行了讨论。HI线剖面的分析表明，在一个强大的中央组件的两侧存在宽翼，表明在喷出物中存在双极速度流。这种流动在运动学上与物体在高分辨率空间图像中显示的双极结构一致。我们讨论的Fe II线在1.6872和1.7414微米的行为和起源，并表明莱曼α和莱曼连续荧光是可行的机制来激发这些线。我们借鉴的结果，碰撞激发也可以有助于激发和显着提高这些Fe II线的强度，提出这些线起源于高粒子密度的网站。这样一个可能的位置可能是高密度，低温接触面，应该存在于冲击波前的冲击喷出物和红巨星风之间。HI线的分解分析表明，在我们观测的大部分时间内，情况B的条件偏离了光学深度效应。看来，激波阵面的爆发直到我们的观测结束时才发生。分析了[Si VI] 1.9641微米冕线和[Mn XIV] 2.0894微米冕线的时间演化。假设碰撞效应在热日冕气体中占主导地位，估计气体中的离子温度。
2009-06-19 astro-ph.SR
Discovery of Multiple High-Velocity Narrow Circumstellar Na I D Lines in Nova V1280 Sco
我们在2009年5月9日（UT）观测到的V1280 Sco的高色散谱上发现了多个高速（范围从-900到-650 km/s）和窄（FWHM = 15 km/s）吸收分量，对应于Na I的D2和D1线，这是V带极大值之后814 d。随后在2009年6月和7月进行的观测证实，两个系统中至少有11个不同的吸收成分。在这两个月的时间里，一些成分加深了，而它们的高宽和波长几乎保持不变。我们认为，这些高速组件起源于冷cluerous气体云移动的视线，产生于预先存在的冷拱星气体和高速气体之间的相互作用喷射在新星爆炸。2009年V1280 Sco的光学区光谱主要是连续辐射，没有表现出典型新星星云相位的禁戒线。允许的Fe II线显示双峰发射轮廓，并且一些强的Fe II线伴随有蓝移（约-255km/s）吸收分量。然而，没有高速和窄的组件，相应的钠I可以检测到Fe II线，也不是在巴耳末线。255 km/s的低速吸收分量最有可能来自新星的风。
2009-11-27 astro-ph.SR
Near Infrared studies of the carbon-monoxide and dust forming nova V5668 Sgr
我们提出了新星V5668 Sgr的近红外（NIR）观测，发现于2015年3月15.634 UT爆发，爆发后2天至107天。近红外光谱特征被用来将其归类为FeII类新星。的光谱遵循的谱线从天鹅座P阶段的纯发射阶段的形状的配置文件表明存在的双极流的演变。一个显着的特点是存在一氧化碳的第一泛音带，这是看到的排放。模拟CO排放以估计质量、温度和柱密度分别为（0.5--2.0）$\times$ 10 $^{-8}$ M $_\odot$、4000 $\pm$ 300 K和（0.36--1.94）$\times$ 10 $^{19}$ cm $^{-2}$。估计$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值为$\sim$ 1.5。V5668 Sgr是一个强尘埃产生者，在尘埃形成过程中，其光学光变曲线表现出经典的深度下降。分析的尘埃SED产生的尘埃质量为2.7 $\times$ 10 ${^{\rm -7}}$ $M_\odot $，一个42质量的尘埃壳的黑体角直径和距离估计的新星的1.54千秒差距，同意从MMRD关系的估计。
2015-10-16 astro-ph.SR
Detection of a molecular hydrogen envelope around nova GK Persei
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Keele University（基尔大学）；University of Tartu（塔尔图大学）；University of Minnesota（明尼苏达大学）；Gemini Observatory/NSF’s NOIRLab（Gemini 天文台 / NSF NOIRLab）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）
研究通过SPHEREx数据发现GK Persei新星存在双极分子氢壳层，该壳层与Hα星云共存，提出氢分子发射源于正反激波之间的中性区，表明该星云可能并非传统行星状星云。
2026-03-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Infrared Observations of Southern Classical Novae 1991 to 1992
我们报告的程序，以监测经典新星（CNe），以确定他们是否产生的尘埃，在喷出物所产生的爆发。在我们跟踪的十个系统中，有五个产生了灰尘。我们还提出了有限的红外和光学光谱这些对象。我们提出了一个完整的$JHKLM$频谱的V992斯科。V992 Sco是有史以来红外线中最亮的CNe之一，我们对该天体的$M$波段光谱显示了来自CO基元的强烈发射。我们相信这是第一个，也是唯一的，光谱观察到这一特点的CNe。
2018-03-29 astro-ph.SR
The hunt for old novae
我们告知我们正在进行的项目的进展情况，以确定和分类旧的经典新星，使用深UBVR测光和随后的光谱学进行适当的候选人确认，以及时间分辨观测，以找到轨道周期和其他物理特性的确定的老新星。这样，我们已经将确认的南部和赤道后新星的数量从33个增加到50个，并确定了8个物体的新轨道周期。作为一个例子，我们总结的结果V728斯科（新星斯科1862年），我们发现这是一个食系统与3.32小时的轨道周期，显示高和低的国家类似的矮新星爆发。对低态食的分析表明，在白矮星周围存在一个小的热的内盘。
2013-03-07 astro-ph.SR
Five-Year Optical and Near Infrared Observations of the Extremely Slow Nova V1280 Scorpii
我们目前的光学（$B$，$V$，$R_{\rm c}$，$I_{\rm c}$和$y$）和近红外（$J$，$H$和$K_{\rm s}$）光度和光谱观测的经典新星V1280天蝎座五年，从2007年至2011年。我们的光度观测表明，在持续$\sim$ 250天的最大光之后不久，光学波段发生了一个下降事件。这一事件很可能是由尘埃形成引起的。该事件伴随着一个短暂的（$\sim$ 30天）再增亮事件（$V$中的$\sim$ 2.5等），这表明表面核燃烧的重新点燃。在2008年之后，$y$波段的观测显示，在$y$ = 10.5附近有一个非常长的平台，持续了1000多天，直到2011年4月（最大光照后的$\sim$ 1500天）。这颗新星花了很长时间（$\sim$ 50个月）才进入星云阶段（清晰地探测到[ \ion{O}{iii} ] 4959和5007），并且仍然在继续产生H燃烧引起的风。这一发现表明，V1280 Sco正在经历历史上最慢的进化。从最大亮度（2007年2月16日）到星云相开始的时间间隔比任何已知的慢新星都长：V723 Cas（18个月），RR Pic（10个月）或HR Del（8个月）。这表明V1280 Sco系统中白矮星的质量可能为0.6 $M_\mathrm{\sun}$或更小。根据我们对膨胀速度的测量以及直接测量的尘埃壳尺寸，该距离估计为1.1 $\pm$ 0.5 kp…
2012-03-30 astro-ph.SR
A Far-UV Survey of M 80: X-ray Source Counterparts, Strange Blue Stragglers and the Recovery of Nova T Sco
利用HST上的ACS，我们调查了M80核心区的FUV和NUV种群。CMD揭示了大量的蓝色和极端水平分支恒星和蓝色离散星，以及大约。60个物体位于CMD区域，预计会有吸积和分离的白矮星双星。总体而言，蓝离散星是最集中的星群，其径向分布表明典型的蓝离散星质量约为1.2 Msun。然而，与直觉相反的是，微弱的蓝色离散星比明亮的离散星更集中，柯尔莫哥洛夫-斯米尔诺夫检验表明微弱和明亮的蓝色离散星来自同一分布的概率只有3.5%。这可能意味着（一些）蓝掉队者在他们的编队过程中得到了一个踢。我们也已经能够识别大多数已知的X射线源的核心与FUV明亮的恒星。这些FUV源之一可能是一颗矮新星，在FUV观测时正在喷发。这个天体位于与公元1860年新星或天蝎座T一致的位置。根据它的位置、X射线和紫外线特征，这个系统几乎可以肯定是新星爆炸的来源。在我们的样本中，X射线源和激变变星候选者的径向分布表明质量大于1 Msun。
2010-01-07 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
Infrared spectroscopy of the 2022 eruption of the recurrent nova U Sco
本研究对2022年再发新星U Sco爆发开展密集近红外观测，发现早期冕线、特殊谱线变化及超高抛射速度，证实冲击电离为冕线主激发机制，凸显该天体的独特性。
2023-05-04 astro-ph.SR
Long-term photometry of the eclipsing dwarf nova V893 Scorpii: Orbital period, oscillations, and a possible giant planet
激变变星V893 Sco是一颗食矮星新星，除了爆发相对较低的振幅外，在静止期（从天到秒的时间尺度）表现出特别强的变率。本研究旨在更新以前发表的过时的轨道星历，调查与线性星历的偏差，并描述在一定时间尺度范围内的非随机亮度变化。在39个夜晚观测到了V893 Sco的光变曲线，总时间跨度约为14年。它们包含114个日食，用于显着提高轨道周期的精度和研究旋转时间的长期变化。振荡和类似的亮度变化进行了研究与傅立叶技术在个人的光变曲线。轨道周期显示出长期变化，周期为10.2年。它们可以被解释为一颗质量约为9.5木星质量的巨行星在4.5天文单位的轨道上围绕V893 Sco运行所引起的光旅行时间效应。在某些夜晚，可以看到几分钟时间尺度上的瞬态半周期变化，这可以被识别为准周期振荡。然而，很难区分它们是由真实的物理机制引起的，还是不相关的闪烁耀斑的偶然叠加的结果。模拟调查这个问题。
2014-04-10 astro-ph.SR
A Photoionization model for the Infrared Coronal Line Emission in the Classical Nova V1716 Scorpii
本研究利用CLOUDY代码建模经典新星V1716 Scorpii的近红外光谱，测定元素丰度与抛射物质量，明确其双组分抛射结构与白矮星混合比例，并预测氢化氦可能在新星抛射物中形成。
2024-04-18 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
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
Spectroscopic and geometrical evolution of the ejecta of the classical nova ASASSN-18fv
介绍了2018年3月24日至2019年1月26日观测到的ASASSN-18fv的光谱观测结果。光谱来自Mirranook、Vainu Bappu和南非天文台。光谱主要由氢巴耳末，铁II和O I线与P-Cygni配置文件在早期阶段，典型的铁II类新星。光谱显示，随着H I和O I的发射线在下降阶段放置在混合类新星新星的新星。光谱显示在这一阶段的高电离线的快速发展。光变曲线的分析表明，t $_2$和t $_3$值分别约为50和70天，将新星置于中等快速新星的类别中。喷出物的几何形状，倾角和位置角估计使用形态运动学分析。喷出物的几何形状被发现是一个不对称的双极结构，倾斜角约为53 $^{\circ}$。使用光电离分析发现喷射质量为6.07 $\times$ 10 $^{-4}$ M $_{\odot}$。
2020-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Detailed Observational Analysis of V1324 Sco, the Most Gamma-Ray Luminous Classical Nova to Date
最近发现，即使不是全部，也有一些经典新星在爆发时会发出GeV的伽马射线，但伽马射线产生的机制仍然没有得到很好的理解。我们在这里提出了一个全面的多波长数据集-从无线电到X射线-为迄今为止最伽马射线发光的经典新星，V1324 Sco。使用这个数据集，我们表明，V1324斯科是一个典型的尘埃Fe-II型新星，最大喷出物速度为2600公里秒$^{-1}$和喷出物质量的几个$\times 10^{-5}$ M $_{\odot}$。也有证据表明复杂的冲击相互作用，包括双峰射电光曲线，显示早期的高亮度温度。为了探索为什么V1324~Sco是如此的伽马射线发光，我们提出了一个具有强烈内部冲击的新星喷出物模型，并发现较高的伽马射线亮度来自较高的喷出物速度和/或质量损失率。V1324~Sco与其他γ射线探测到的新星的比较没有显示出任何一个明确的特征，我们得出结论，需要更大的样本，类似的良好观察的新星，以了解在新星的γ射线的起源和变化。
2017-11-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-Ray Grating Observations of Recurrent Nova T Pyxidis During The 2011 Outburst
在发现2011年4月14日爆发后的210天和235天，钱德拉和XMM-牛顿的X射线光栅分别观察到了复发新星T Pyx。X射线谱显示出C、N和O的突出发射线，其加宽对应于约2000-3000 km/s的半峰全宽，并且线比率与碰撞电离平衡中的高密度等离子体一致。在第210天，我们还测量了软X射线连续辐射，这似乎与温度约为420，000 K的白矮星（WD）大气一致，部分被各向异性的光学厚喷出物所掩盖。X射线的连续发射与在静止时观察到的光度和光谱周期调制。在第235天的连续表明WD大气在一致的有效温度的25天前，但具有较低的通量。有效温度表明质量约为1个太阳质量。部分WD遮蔽的结论得到了非球对称喷出物的复杂几何形状的支持，这些喷出物在2012年11月和12月由南部非洲大望远镜（SALT）获得的最新光谱中得到了证实。这些光谱表现出突出的[O III]星云线与典型的双极喷出物的速度结构。
2013-11-12 astro-ph.SR
The asymptotic evolution of the stellar merger V1309 Sco: a Blue Straggler in the making?
恒星合并估计是银河系中常见的事件。迄今为止研究得最好的恒星合并案例是V1309 Sco（= Nova Scorpii 2008），它最初被错误地归类为新星事件。后来被确认为一个过接触双星系统的合并，V1309 Sco在合并前的初始周期为P = 1.4天。爆发后的演化表明，V1309 Sco与典型的经典新星和共生复发新星不同，其周围有大量的尘埃产生，并预示着该系统可能很快成为后AGB（或前PN）系统。在这里，我们提出了一个研究V1309 Sco大约十年后爆发，根据近红外变化和颜色数据从欧洲南方天文台调查VISTA变量在维亚Láctea（VVV）和VVV扩展（VVVX）。我们发现，合理的平衡，在这个恒星合并正在达到和恒星已解决到一个几乎恒定的大小。它的近红外颜色从2010年的（J-Ks）= 1.40到2015年的（J-Ks）= 0.42的巨大变化，以及爆发后数据中可能的低振幅周期信号P = 0.49天，与“蓝掉队”星一致，预测是由恒星合并形成的。
2019-03-26 astro-ph.SR
Near-IR studies of recurrent nova V745 Scorpii during its 2014 outburst
周期新星（RN）V745天蝎座在2014年2月6日经历了第三次爆发。从发现后1.3天开始，几乎每天都对喷发进行红外线监测，结果显示，超过4000公里的高速新星喷出物$^{-1}$冲入周围环境，产生了强大的冲击波。冲击气体的温度在爆发开始后立即升高到超过10 $^{8}$ K的高值。爆发的能量明显超过了类似的共生系统，如RS Oph和V407 Cyg，它们具有巨大的秒数。激波没有表现出自由膨胀阶段，而是从一开始就表现出减速的Sedov-Taylor阶段。这种强烈的激波阵面是产生$γ$射线的场所。V745 Sco是除了其他五颗已知的新星之外，最新发现发射$γ$射线的新星。这可能是一个重要的试验台，以解决关键问题，是否所有的新星都是一般的$γ$射线发射器凭借有一个环联储库的材料，是由喷出物，而不是$γ$射线的产生被限制在只有共生系统与冲击红巨星（RG）风。缺乏自由膨胀阶段有利于V745 Sco在白矮星（WD）周围有一个密度增强，高于RG风的贡献。我们的分析还表明，V745 Sco中的WD非常巨大，是未来SN Ia爆炸的潜在祖先。
2014-03-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
The spectral evolution and ejecta of recurrent nova U Sco in the 2010 outburst
介绍和分析了2010年U Sco爆发从最大光到平静的天气光谱观测以及同期的X射线观测。爆发后52天的X射线光谱表明有一个热源（kTbb ~ 70 eV）。.在氢和氦的光学复合谱线中观察到来自被辐照的伴大气的窄谱线分量。星云光谱的形成是第一次在这类经常性的新星，允许使用光电离模型的喷出物的详细研究。不寻常的[OIII]极光星云线的比例被发现和可能的情况下，他们的起源进行了讨论。发射线光谱的模拟表明，一个高度不均匀的喷出物质量约为或超过3 × 10-6 Msun
2010-09-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
3D physical structure and angular expansion of the remnant of the recurrent nova T Pyx
本文利用 VLT MUSE 和多历元 HST 窄带观测数据，揭示了再发新星 T Pyx 残骸的双极三维物理结构，并确认其在 1994.2 至 2007.4 期间呈同调角膨胀，且此后内部结块膨胀率可能更高。
2024-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observations of dusty torii and compact disks around evolved stars: the high spatial resolution IR view
最近的高角分辨率观测表明，当恒星的外层不再与恒星的核心紧密结合时，全球对称巨星和被空间复杂环境包围的源之间的转变就发生得相对较早。在这篇评论中，重点将放在描绘之间的差异环面和磁盘分类通过介绍许多例子的近红外和中红外高角分辨率观测。这些例子包括在一些双极星云核心发现的盘，后AGB盘，围绕着再次爆发的恒星和最近的新星的尘埃环境，以及在更大质量的演化源周围遇到的盘。我们讨论了广泛的情况和时间尺度的双极星云与磁盘观察。
2010-10-06 astro-ph.SR
Swift detection of the super-swift switch-on of the super-soft phase in nova V745 Sco (2014)
V745 Sco是一颗周期性新星，最近一次爆发发生在2014年2月。V745 Sco在宣布光学发现后仅3.7小时就被Swift首次观测到，超软X射线发射在大约4天后被检测到，持续时间仅约2天，使其成为Swift最快的新星后续行动，也是迄今为止最早的超软发射。如此早的开启时间表明，一个非常高的速度和低喷射质量的组合，以及超软发射达到的高有效温度，一个高质量的白矮星（>1.3 M_太阳）。X射线光谱演化是从早期的冲击发射是明显的，通过整个超软相，显示不断变化的柱密度，发射线，吸收边和热连续温度。紫外光栅数据也得到了整个超软的时间间隔，光谱显示主要是从较低的电离跃迁和巴尔末连续发射线。V745 Sco与V2491 Cyg（另一颗具有非常短的超软相的新星）和M31 N 2008- 12 a（迄今发现的最快速重现的新星）进行了比较。与M31 N 2008- 12 a相比，其重现时间较长可能是由于其较低的质量吸积速率，尽管系统的倾斜也可能起作用。Nova V745 Sco（2014）揭示了迄今为止发现的发展最快的超软源阶段，为研究提供了详细和信息丰富的数据集。
2015-09-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Interaction between the ejecta, the accretion disk, and the secondary star in the recurrent nova system U Sco
Institut d'Estudis Espacials de Catalunya（加泰罗尼亚太空研究所）
研究U Sco系统中喷射物、吸积盘与次星的相互作用，通过三维模拟揭示不同参数对吸积盘破坏及次星污染的影响。
2026-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Morpho-kinematic modeling of the expanding ejecta of the extremely slow nova V1280 Scorpii
新星喷出物的形态对于充分理解新星爆发的物理过程至关重要。我们研究了具有独特光变曲线的极慢新星V1280 Sco的膨胀喷出物的3D形态。合成线轮廓光谱进行了比较，观察到的[O III] 4959，5007和[N II] 5755发射线的轮廓，以找到最适合的形态，倾斜角，和最大膨胀速度的弹射壳。我们推导出最佳拟合膨胀速度、倾角和挤压，使用[O III]线剖面为$V_{\rm exp} = 2100^{+100}_{-100}$ \，km\，s $^{-1}$，$i = 80^{+1}_{-3}$ deg和$squ = 1.0^{+0.0}_{-0.1}$，使用[N II] 5755线剖面为$V_{\rm exp} = 1600^{+100}_{-100}$ \，km\，s $^{-1}$，$i = 81^{+2}_{-4}$ deg和$squ = 1.0^{+0.0}_{-0.1}$。一个高的倾角是一致的观测结果显示多个吸收线起源于clueroscopic气体产生的密集和缓慢的赤道集中流出。基于V1280 Sco上最大亮度附近的光学耀斑和尘埃形成等额外的观测特征，为在其他新星中检测到的$γ$射线发射提出的慢喷出物和快风之间的内部激波相互作用模型似乎适用于这个极其缓慢和奇特的新星。增加样本大小的新星，其形态研究将有助于解决长期存在的奥秘，新星，如占主导地位的能源，以权力的最大限度的光学光…
2022-05-04 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Very Long Baseline Interferometry imaging of the advancing ejecta in the first gamma-ray nova V407 Cyg
在2010/2013年，费米望远镜上的大面积望远镜发现了一个瞬变伽马射线源，与共生双星V407 Cyg中的光学新星位置一致。这一事件标志着第一次从新星中发现伽马射线辐射。我们的目标是获得解决的放射性成像的新星事件中所涉及的材料，以确定喷出物的几何形状和前进速度直接在图像平面，以约束系统的物理条件。在光学发现后的20天到6个月之间，我们用EVN和VLBA观察了16个时期的源。该源最初非常暗淡，但后来显示出亮度的大幅增加，并在光学事件后40至90天出现了类似贝壳的结构。壳层有一个椭圆形的投影形状，在亮度和光谱指数上是不对称的，更明亮，其特征是在东南边缘的光谱上升。我们确定了初始阶段的预计速度约为3500 km/s，在第20天至第91天之间约为2100 km/s。我们还发现了一个大约350质量（940 AU）的发射特征，沿着双星的极轴以约700公里/秒的速度前进。在VLBI图像中的总通量密度显着低于以前报道的类似时期和更广泛的角尺度与VLA。光谱表明，在2010年，我们沿着赤道平面和从Mira后面观察到V407 Cyg。我们的无线电观测图像的双极流的喷出物垂直于轨道平面，其中减速是远远低于通过赤道平面探测的截断轮廓的光发射线。在350质量下分离的极结和双极血流与母鸡2-104中观察到的相似排列非常相似。观测到的~700公里/秒的膨胀限制了极结的发射日期在2004年左右。[摘要]
2020-05-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A multiwavelength light curve analysis of the very fast nova V1723 Sco
The University of Tokyo（东京大学）；Keio University（庆应义塾大学）
研究极快新星V1723 Sco的多波长光变曲线，基于自洽模型结合白矮星吸积情况，用自由-自由发射模型和黑体近似模型重现光变曲线，通过伽马射线探测时间与模型V峰值一致，支持激波形成机制并得出激波壳层光学薄的结论。
2026-07-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the recurrent nova T Pyxidis during its 2011 outburst. II.The optically thin phase and the structure of the ejecta in recurrent novae
我们继续我们的物理性质的经常性新星T Pyx的研究，集中在2011年爆发期间的星云膨胀阶段的喷出物的结构。这颗新星是与北欧光学望远镜（NOT）同时观测到的，具有高分辨率光谱分辨率（R ~ 65000）2011年10月11日和2012年4月8日（没有绝对通量校准），并与哈勃太空望远镜上的太空望远镜成像光谱仪（STIS），2011年10月10日和2012年3月28日高分辨率（R ~ 30000）（绝对通量）。我们使用标准的等离子体诊断（例如，[O III]和[N II]线比和H $β$线通量）来约束电子密度和温度。使用Monte Carlo模拟的喷出物，我们推导出的结构和填充因子从比较的光学和紫外线的轮廓。喷出物可以使用轴对称的圆锥形-双极-几何形状建模，其轴线与视线的倾角较低，i=15+/-5度，与高角分辨率光学光谱干涉测量的已发表结果兼容。其结构类似于其他短轨道周期的复发新星在其星云阶段所观察到的结构。我们表明，电子密度的尺度为$t^{-3}$预期从弹道喷射的恒定质量壳，没有必要调用一个持续的质量外流后爆发。对于填充因子f ~ 3%，M_ej ~ 2 E-6$M_sun的喷出物，导出的质量与其它周期性新星喷出物的质量相似，但与以前报道的扩展光学厚度的爆发时期不一致。我们认为，该系统经历了一个共同的信封相爆炸后，产生的重组事件。经常性新星的动力学的影响进行了讨论。（截短）
2012-11-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical observations of the fast nova V1674 Herculis
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）；INAF–Osservatorio Astronomico di Cagliari（意大利国家天体物理研究所-卡利亚里天文台）；Department of Physical Sciences, Indian Institute of Science Education and Research Mohali（印度科学教育与研究学院穆扎法尔加尔物理科学系）
研究快速新星武仙座V1674爆发后150天内光学光谱和光变曲线演化，用AAVSO光曲线算轨道周期，分析光谱等，发现多现象及特征。
2026-07-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Confirmation of the planetary nebula nature of HaTr 5. Not the remnant of Nova Sco 1437
本研究通过光谱分析和3D模型确认HaTr 5是行星状星云，并非新星Sco 1437遗迹，否定其与激变变星J170228的关联，修正了休眠场景中过渡时间上限的错误依据。
2024-12-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the nature of the Herbig B[e] star binary system V921 Scorpii: Discovery of a close companion and relation to the large-scale bipolar nebula
天蝎座V921属于B[e]型恒星，伴随着强烈的过量红外线以及允许和禁止的发射线，表明存在低密度和高密度的星周气体和尘埃。V921 Sco和其他B[e]恒星的许多方面仍然是神秘的，包括它们的演化状态和导致类别定义特征的物理条件。在本文中，我们采用VLTI/AMBER光谱干涉术，以重建高分辨率（λ/2B=0.0013”）模型无关的干涉图像的三个波长波段约1.65，2.0，和2.3微米。在我们的图像中，我们发现了一个靠近V921 Sco的伴星（25.0+/-0.8毫角秒，相当于1.15 kpc时的29+/-0.9 AU）。在2008年和2009年的两个时期之间，我们测量到7度的轨道运动，这意味着轨道周期约为35年（对于圆形轨道）。围绕主星，我们检测到一个盘状结构的径向温度梯度的迹象。这个AU尺度的圆盘的极轴与V921 Sco嵌入其中的弧分尺度的双极星云对齐。使用麦哲伦/IMACS成像，我们检测到多层弧形子结构的星云，这表明从该系统的周期约为25年，大致匹配的估计轨道周期的同伴的情节外流活动。我们的研究支持了密近双星系统中B[e]现象与动力学相互作用有关的假设。
2012-01-11 astro-ph.IM astro-ph.SR
Orbital Period Changes of Recurrent Nova U Scorpii Demonstrate that M$_{\rm ejecta}$=26$\times$M$_{\rm accreted}$ and Is Not a Type Ia Supernova Progenitor
本研究通过分析U Sco数十年的食计时观测数据，结合新理论由轨道周期变化算出抛射质量是吸积质量的26倍，证明其白矮星质量持续减少，并非Ia型超新星前身星。
2025-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
