爆发后新星的光谱显示无论是他+N或Fe II线作为最突出的非巴耳末线在最大光。光谱诊断表明物理条件的“He/N”光谱是一致的，其起源在白矮星（WD）喷出物，而“Fe II”光谱点，他们的形成在一个大的circumbinary信封的气体，其起源是第二颗星。两种类型的光谱中哪一种占主导地位的决定性参数可以是二元质量比Msec/MWD。新星被观察到的“混合”的对象，这两类光谱顺序出现的比例增加，解释了在爆发后下降的两个发射区域中的参数变化。我们认为，大多数新星可能是混合动力车，显示两种类型的光谱在下降。发射线强度比O I λ8446/λ7773被认为是一个很好的密度诊断的喷出物，并提出了一个发现的清单，在最近的光谱调查的新星发射线确定为未来的线识别工作的援助。
英文摘要：
The spectra of postoutburst novae display either He+N or Fe II lines as the most prominent non-Balmer lines at maximum light. Spectral diagnostics indicate physical conditions for 'He/N' spectra that are consistent with their origin in the white dwarf (WD) ejecta, whereas 'Fe II' spectra point to their formation in a large circumbinary envelope of gas whose origin is the secondary star. A determining parameter for which of the two types of spectra predominates may be the binary mass ratio Msec/MWD. The increasing fraction of novae that are observed to be 'hybrid' objects, where both classes of spectra appear sequentially, is explained by changing parameters in the two emitting regions during the postoutburst decline. We argue that most novae may be hybrids that show both types of spectra during decline. The emission line intensity ratio O I λ8446/λ7773 is suggested as a good density diagnostic for the ejecta, and a finding list of emission lines identified in recent spectroscopic surveys of novae is presented as an aid to future line identification work.
A Quantitative Method to Investigate the Spectral Class Time Evolution of Novae
Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚太空研究学院）；Instituto de Astrofísica de Andalucía–CSIC（安达卢西亚天体物理研究所）；Instituto de Radioastronomía y Astrofísica (IRyA), Universidad Nacional Autónoma de México (UNAM)（墨西哥国立自治大学无线电天文学与天体物理研究所）
The spectroscopic evolution of the recurrent nova T Pyxidis during its 2011 outburst I. The optically thick phase and the origin of moving lines in novae
新星T Pyx是在发现爆发后的第一天开始用高分辨率光谱仪（R ~ 65000）观测到的，一直持续到2011年5月底最后一次看到这颗恒星。Na I、Ca II、CH、CH $^+$的星际吸收线和H I 21 cm发射线的观测档案已被用来确定运动学距离。星际漫吸收功能已被用来确定独立的消光以前的假设。样品铁峰线轮廓显示的光学深度和径向速度的离散组件的演变。我们建议到T Pyx $\geq$的距离为4.5kpc，严格的下限为3.5 kpc（以前接受的距离）。我们得出一个消光，E（B-V）$\approx0.5\pm$ 0.1，这是高于以前的估计。4月15日的第一次观测显示了He I、He II、C III和N III发射谱线，以及巴尔末和He I谱线的P Cyg剖面上的最大速度为$\approx$ 2500 km s $^{-1}$，这是火球阶段的特征。在4月23日的第二个光谱中，这些离子是检测不到的，我们使用复合时间来估计喷出物的质量，$10^{-5}f$ M $_\odot$为填充因子$f$。许多吸收线系统上检测到的巴耳末，铁峰，钙II，钠I线，反映在更广泛的发射线组件，这表明了一个“加速”位移速度。我们还表明，这些反射的时间序列，这是共同的所有线路，只出现在喷出物，可以描述的重组前向外移动的膨胀气体没有恒星风或拱碰撞。
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。
