The peculiar nova V1309 Sco/Nova Sco 2008: A candidate twin of V838 Mon
天蝎座新星2008是我们在VLT+UVES提出的目录自由支配时间建议的目标，目的是研究最近在80%的爆发中的经典新星中发现的重元素吸收系统的演化、起源和丰度。天蝎座新星2008的早期衰退是在5个不同的时期用高分辨率阶梯光谱学监测的。对吸收谱线和发射谱线的分析显示出许多不寻常的特征。天蝎座新星2008被证实不同于普通的经典新星和共生复发新星，它显示了所谓的红新星的共同特征。这颗新星的起源仍然不确定。
2010-04-21 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 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
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
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
On the Orbital Period Change in the Recurrent Nova U Scorpii
在1999年爆发期间，观测到周期性新星U Sco的轨道周期缩短。在爆发中，物质从白矮星表面喷射出来。双星系统的间隔变宽，轨道周期增加。我们发现，爆发之间的磁制动，质量转移到同伴，和摩擦角动量损失在爆发期间都太小，占这种意想不到的变化。然而，我们发现，如果次级有足够强的磁场，B = 8 × 10^3 G，那么喷射出的物质可以与次级耦合，并与系统共转。喷出的物质获得角动量，而双星系统失去角动量，周期减小。如果这样一个强大的磁场确实存在，那么我们预测，在目前的2010年爆发期间也应该观察到周期减少。然而，如果观测上可以排除这种场的存在，那么周期减小的原因（如果得到证实）仍然是未知的。
2010-03-22 astro-ph.SR
The Recurrent Nova U Scorpii from the 2010.1 to 2022.4 Eruptions; the Missed Eruption of 2016.78 +- 0.10 and the Critical Complex Period Changes
U Sco是一颗周期性新星，有11次观测到的爆发，最近一次是在2010.1和2022.4。我报告我的程序（自1989年以来运行）的测量日食时间和亮度的U斯科在平静，从2010年到2022年。在2010.1年的爆发中，轨道周期突然增加了+22.4 +-1.0百万分之一。这一周期变化大于1999.2年火山爆发期间的近零周期变化（+3.9 +-6.1 ppm）。这种周期变化不可能来自任何通常的机制，而剩下的一种可能性是，周期变化是由新星喷射不对称壳层的鲜为人知的机制所主导的。从2010年1月到2016年78月，O-C曲线显示出一个稳定的周期变化，变化幅度很大，P点等于（-21.0 +-3.2）× 10 ^-9。这大大高于前两次喷发间隔的稳定周期变化（-3.2 +-1.9和-1.1 +-1.1 X 10 ^-9）。这个巨大的、可变的、负的P点显然来自伴星旋转的磁制动。从2016.9 +-0.6开始，O-C曲线显示出强烈的扭结，这是新星事件中突然周期变化（+35.4 +-7.1 ppm）的独特特征。2010.4年之后的宁静亮度表明，白矮星为2017.1 +-0.6年的下一次新星事件吸积了触发质量。测光记录显示，火山爆发达到峰值的唯一可能时间（任何观测都无法检测到其60天的总持续时间）是在2016年太阳间隙内的75天间隔内，因此将错过的喷发限制在2016.78 +-0.10。
2022-06-28 astro-ph.SR
Eclipses During the 2010 Eruption of the Recurrent Nova U Scorpii
2010年1月28日，天蝎座U的爆发是有史以来观测到的最好的新星事件。我们在67天的喷发中报告了36，776级，平均每2.6分钟测量一次。这种独特的和前所未有的覆盖范围是第一次新星有任何实质性的快速测光。有了这个，两个新的现象被发现：在第9-15天看到的早期光变曲线中的快速耀斑（没有提出解释）和在第41-61天看到的日食中的光学凹陷（可能是由于吸积盘的凸起边缘掩盖了盘的明亮内部区域，如在特定的轨道相位上看到的）。膨胀的壳层和风在第12-15天变得足够清晰，因此内部的双星系统变得可见，导致日食的突然发生和超软X射线源的开启。在第15天，食外光线的强烈不对称性表明吸积流的存在。正常的光学闪烁在第24.5天重新开始。对于第15-26天，日食映射显示光源是球对称的，半径为4.1 R_sun。对于第26-41天，可见光来自半径为3.4 R_sun的边缘明亮盘。对于第41-67天，光源是半径为2.2 R_sun的中心明亮盘。在整个喷发过程中，颜色基本保持不变。我们在喷发期间提供了12次日食，加上喷发后的5次。
2011-08-04 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
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
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
Infrared studies of Nova Scorpii 2014: an outburst in a symbiotic system sans an accompanying blast wave
近红外光谱是为天蝎座新星2014提供的。它表明，爆发发生在一个共生的二元系统-一个非常罕见的配置，一个经典的新星爆发发生，但适当的喷发的经常性新星的T CrB类。我们估计次级的光谱类为M5 III $\pm$（两个子类）。最大震级与下降率（MMRD）的关系给出了一个不可接受的大值37.5千秒差距的距离。的光谱是典型的He/N类的新星与强大的HeI和H线。的配置文件是广泛的，平顶与全宽零强度（FWZI）接近9000-10000公里秒$^{-1}$，也有一个尖锐的狭窄的组件叠加，这是由于从巨人的风排放。伴随着X射线和$γ$射线的热冲击气体，预计将在新星的高速喷出物冲入周围的巨风时形成。尽管观察到X射线发射，但未报告$γ$射线发射。同样令人困惑的是，在近红外（NIR）中没有看到减速激波的特征，在类似的系统如RS Oph，V745 Sco和V407 Cyg中看到，因为线轮廓迅速变窄。小的爆发幅度和巨大的次级强烈表明Nova Sco 2014可能是一颗复发新星。
2015-07-09 astro-ph.HE 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
The Behavior of Novae Light Curves Before Eruption
1975年，E. R.罗宾逊对爆发前经典新星光变曲线的行为进行了标志性的研究，这项工作现在已经成为新星标准知识的一部分。他提出了三点：11颗新星中有5颗在爆发前几年表现出爆发前的上升，一颗新星（V446 Her）在爆发过程中表现出剧烈的变化，除了一颗新星（除了BT Mon）之外，所有新星在爆发前后都有相同的静止星等。这项工作自问世以来尚未经过测试。我们现在已经测试了这些结果，通过回到原始的档案照相底片，并使用现代星等标度上的比较星测量了许多新星爆发前的大量星等。我们特别发现，五分之四声称的喷发前上升是由于旧文献中的简单错误，V446 Her在1960年爆发时具有相同的变化幅度，而BT Mon在1939年爆发时的亮度基本不变。在22个新星爆发，我们发现两个确认的情况下，显着的喷发前上升（V533 Her和V1500 Cyg），而T CrB有一个深的喷发前下降。这些事件是对理论家的挑战。我们发现，在27颗新星爆发中，由于远离爆发的新星通常会出现波动，因此没有出现超出预期的变化。对于30颗经典新星和6颗复发新星的19次爆发，我们发现从爆发前到爆发后很长一段时间内的平均震级变化为0.0 mag.然而，我们确实发现了5颗新星（V723 Cas、V1500 Cyg、V1974 Cyg、V4633 Sgr和RW UMi），因为喷发后的静止亮度水平比喷发前的水平亮十倍以上。
2009-09-23 astro-ph.SR
Thomson Scattering and Collisional Ionization in the X-rays Grating Spectra of the Recurrent Nova U Scorpii
我们提出了一个钱德拉观察经常性的新星天蝎座U，在2010年观察到的视觉最大值后的第18天用HRC-S探测器和LETG光栅完成，并将其与XMM-牛顿观测在最大值后的第23天和第35天进行比较。总吸收通量在2.2-2.6 x 10^（-11）erg cm^（-2）s^（-1）范围内，对应于未吸收光度7-8.5 x 10^（36）x（d/12 kpc）^2，N（H）=2- 2.7 x 10 ^（21）cm^（-2）。在第18天，70%的软X托盘通量是在一个典型的非常热的白矮星（WD）大气，这占了约80%的通量在第23和35天的连续。此外，所有的光谱显示非常宽的发射线，由于较高的电离阶段在稍后的时间。与钱德拉，我们观察到明显的P天鹅座配置文件。我们发现，这些奇特的配置文件是不是由于蓝移吸收和红移发射光电离喷出物，像光学P Cyg的新星，但他们是一个叠加的WD大气吸收功能所反映的已经发现的汤姆逊散射日冕，和发射线由于碰撞电离凝聚在喷出物。在第23天和第35天，吸收组分不再可测量，已经失去了最初的大的蓝移，该蓝移使它们从宽发射线的核心移位。我们将其解释为表明质量损失在第18天和第23天之间停止。在第35天，发射线光谱变得非常复杂，具有几个不同的组分。模型大气表明，WD大气温度在第18天约为730，000 K，在第35天达到900，000 K-一百万K。该峰值温度与至少1.3 M（溶胶）的WD质…
2013-01-03 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
Nova Eruptions with Infrared Interferometric Observations
红外干涉观测有很大的潜力来揭示新星爆发的性质。我们建议，技术，已经到位，推导出在光学波长的喷射细节与红外干涉观测得出的参数，如喷出的质量在一个新星爆发。当红外线由自由-自由热过程主导时，这是可以实现的。
2015-12-21 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
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
Accurate Pre-Eruption and Post-Eruption Orbital Periods for the Dwarf/Classical Nova V1017 Sgr
V1017 Sgr是一颗典型的新星（1919年），它有一次较早的矮新星爆发（1901年），以及两次矮新星事件（1973年和1991年）。以前对这个明亮的静止系统（V=13.5）的研究只有几个孤立的星等，几个光谱，以及基于9个径向速度的5.714天的轨道周期的模糊说法。为了测试这一时期，我们收集了1897年至2016年UBVRIJHKL波段的2896个星等（加上文献中的53个），基本上完成了这个独特的激变变星的光度历史。我们发现，在所有波段的光变曲线是由一个G巨星伴星的椭球调制，与喷发后（1919年新星事件后）的轨道周期为5.786290 +- 0.000032天。这是任何经典新星的最长周期，吸积必须由伴星的核演化提供动力，矮新星事件的发生只是因为大圆盘的外部足够冷而不稳定。此外，我们测量了爆发前的轨道周期（从1907年至1916年），有一个小的稳定的周期变化的平静。在1919年的喷发中，轨道周期减少了273 +- 61 ppm，周期变化的显著性在5.7-sigma置信水平。这对新星理论来说是令人吃惊和困惑的，因为三个已知的周期变化效应不能解释V1017 Sgr的周期减少，更不用说这么大的尺寸了。
2016-12-01 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
The Unusual Eruption of the Extragalactic Classical Nova M31N 2017-09a
M31 N 2017- 09 a是一颗经典的新星，在其首次爆发后被观察了大约160天，在此期间它经历了一些明亮的二次爆发。光变曲线的特点是在每天的时间尺度上至少有0.5个星等的连续变化。火山爆发的下包络线表明，一个单一的幂律可以描述的下降率。出疹时间相对较长，有$t_2 = 111$和$t_3 = 153$天。
2020-06-17 astro-ph.SR
V1309 Scorpii: merger of a contact binary
在恒星系统的演化过程中，恒星的合并可能会在许多情况下发生。特别是，它们被认为是V838 Mon型恒星爆发的可能起源。V1309 Sco是我们银河系中最近的一次此类喷发。该天体于2008年9月被发现。我们的目的是调查V1309 Sco的性质。自2001年8月以来，OGLE项目一直在对V1309 Sco进行光度测量。我们以不同的方式分析这些观察结果。特别地，进行周期图分析以研究所观察到的祖细胞的短期变异性的性质。我们发现V1309 Sco的前身是一个轨道周期约为1.4天的接触双星。这一时期随着时间的推移而减少。类似地，双星的光变曲线也在演化，这表明该系统正朝着合并的方向演化。合并的剧烈阶段，以物体的系统变亮为标志，始于2008年3月，即爆发发现前半年。我们还调查了V1309 Sco在爆发和下降期间的观测结果，并表明它们可以在合并假设中得到充分解释。对于第一次在文献中，我们表明，从直接观察，接触双星确实最终合并成一个单一的对象，因为它是在这些系统的许多理论研究建议。我们的研究还表明，恒星合并确实会导致V838 Mon类型的爆发。
2011-02-10 astro-ph.SR
Spectral evolution of the narrow emission line components in optical during the 2022 nova eruption of U Scorpii
本研究分析2022年天蝎座U新星爆发后22天光学窄发射线光谱演化，发现Hα和He II窄成分源于新星风，驱动吸积盘膨胀至光学平台阶段结束，并展示爆发后794天静止光谱。
2025-03-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Inter-Eruption Timescale of Classical Novae from Expansion of the Z Camelopardalis Shell
矮新星Z Camelopardalis被已知最大的经典新星壳所包围。这个壳层表明，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很久之后成为矮新星。目前的壳层大小，已知的距离，以及观测到的最大新星喷射速度，都将Z Cam上次爆发的时间设定为220年的下限。Z Cam外壳半径的最亮部分目前为p ~ 1690像素。喷出物最亮部分的半径没有扩大，上限为pdot < 1像素/3年。这表明最后一次Z Cam喷发发生在5,000年前。然而，包括减速的重要影响，因为喷出物在雪犁阶段扫过星际物质，将下限降低到1300年。这是对经典新星爆发间隔时间大于1000年的新星热核逃逸理论预言的首次有力检验。中国古代占星家在公元前77年10月至11月记录的一个有趣的建议，即Z Cam是一颗明亮的新星，与我们的测量结果一致。如果Z Cam确实是公元前77年的新星，我们预测它的喷出物目前正在以85 km/s或0.11 arcsec/yr的速度膨胀。检测和测量这种扩张率在短短几年内就可以实现。
2012-05-16 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
Photoionization modeling of the dusty nova V1280 Scorpii
我们执行的尘埃新星V1280天蝎座（V1280 Sco）的光电离模拟的目的是研究的物理和化学参数的变化。我们模型前和后灰尘阶段，光学和近红外（NIR），光谱使用光电离代码\textsc{cloudy}，第17.02版，考虑到两个组件（低密度和高密度区域）模型。根据最佳拟合模型，我们发现在前尘埃阶段中心电离源的温度和光度分别在1.32 - 1.50 $\times 10^4$ K和2.95 - 3.16 $\times 10^{36}$ erg $^{-1}$之间，分别增加到1.58 - 1.62 $\times 10^4$ K和3.23 - 3.31 $\times 10^{36}$ erg $^{-1}$，在尘埃后的阶段。结果发现，一个非常高的氢密度（$\sim 10^{13} - 10^{14}$ cm $^{-3}$）是需要适当的光谱产生。尘埃冷凝条件下实现高喷出物密度（$\sim 3.16 \times 10^{8}$ cm $^{-3}$）和低温（$\sim$ 2000 K）的喷出物的外部区域。结果表明，在后尘埃阶段的喷出物中存在着由0.005 - 0.25 $μ$ m的无定形碳尘埃颗粒和0.03 - 3.0 $μ$ m的天体物理硅酸盐尘埃颗粒组成的混合物。我们的模型产生了非常高的元素丰度值为C/H = 13.5 - 20，N/H = 250，O/H = 27 - 35，…
2021-11-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Life after eruption - V. Spectroscopy of eight candidate old novae with Gemini-South
我们提出了分析的光度和光谱数据的八个候选人的后新星系统。成功地回收了V528 Aql、HS Sge、BS Sgr、GR Sgr和V999 Sgr五颗后新星。我们还确定了V1301 Aql、V1151 Sgr和V3964 Sgr字段的可能候选者。简要讨论了已确认的后新星的光谱性质。我们发现，在我们的样本中，两个最古老的后新星，GR Sgr和V999 Sgr，包含一个光学厚吸积盘，因此可以怀疑有一个高的传质速率，相反，人们会期望从大多数模型。HS Sge和V528 Aql显示了（相对）高系统倾角的证据，这使得它们成为时间序列观测的有吸引力的目标。最后，特别强的He II发射的存在，以及一个小的喷发幅度表明，BS Sgr是一个很好的候选人中间极性。
2015-03-24 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
Eclipse observations of V838 Her (Nova Her 1991) during nova eruption
本文首次报道nova爆发期间V838 Her的月食光变曲线，发现主食和副食，支持吸积盘重建及加热伴星模型，并关联到V1674 Her的瞬态发光供体星解释。
2023-05-16 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
Life after eruption - VI. Recovery of the old novae EL Aql, V606 Aql, V908 Oph, V1149 Sgr, V1583 Sgr and V3964 Sgr
我们报告恢复的六个老新星EL Aql，V606 Aql，V908 Oph，V1149 Sgr，V1583 Sgr和V3964 Sgr，使用光度和光谱数据。分析几个性质，我们发现EL Aql是一个很好的候选人的中间极性。此外，EL Aql，V606 Aql，V1583 Sgr和V3964 Sgr的系统倾角似乎足够高，表明它们是时间序列观测的良好目标。我们还排除了一些以前建议的候选后新星V1301 Aql和V1151 Sgr。
2016-08-01 astro-ph.SR
The 2011 Eruption of the Recurrent Nova T Pyxidis; the Discovery, the Pre-eruption Rise, the Pre-eruption Orbital Period, and the Reason for the Long Delay
我们报道了M. Linnolt在JD 2455665.7931（UT 2011年4月14.29日）上发现了周期性新星T Pyxtek的第六次喷发。这一发现是在最初的快速上升开始的时候做出的，所以随着全球观测者的快速通知和响应，整个最初的上升都被覆盖了（这是任何新星的第一次），并且在三个过滤器中具有高时间分辨率。上升的速度在9等/天达到峰值，而光变曲线仅在前两天与均匀膨胀的球体模型很好地拟合。我们还报道了R.在喷发前18天，爆发前的残馀光开始上升，峰值比长期平均值亮1.1等，然后在喷发前4天逐渐恢复平静。这种独特而神秘的行为只是已知的第四次在新星爆发前紧密间隔的预期上升。从1986年到2011年2月，我们给出了19个光度极小值的时间，其中轨道周期快速增加，P/dot{P}= 313，000 yrs. From 2008-2011，T Pyx在这个增长率上有一个小的变化，所以在爆发时的轨道周期是0.07622950+-0.00000008天。轨道周期的这种强烈而稳定的增加只能来自质量转移，我们计算出质量转移的速率为1.7-3.5x10^-7 Mo/yr。我们在1890年至2011年期间报告了6116个星等，1967-2011年的平均B=15.59+-0.01，如果蓝色通量几乎与吸积率成正比，那么2011年就可以爆发。紫外-光学-红外光谱能量分布符合幂律，通量与nu^1.0成正比，尽管窄…
2013-03-12 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
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
Spectroscopy and Multi-color Photometry of U Scorpii at the Earliest Stage of 2010 Outburst
我们在2010年爆发的最早阶段对经常性新星U Scorpii进行了光谱和多色光度观测。0.37在发现爆发后的10天内，我们可以在光谱上看到宽而突出的巴耳末系、He I、N II、N III、O I和Mg II的发射线。H $α$谱线的半高宽（FWHM）给出了约6200 km/s的膨胀速度。这条线也伴随着蓝移吸收线（所谓的天鹅座P剖面）。1.37在发现后10天，H $α$线显示出与前一天相反的几乎平顶的轮廓。从我们的多色测光，我们可以看到它的快速下降（每天一个星等）的亮度在每个颜色带。
2012-01-07 astro-ph.SR
Non-Detection of Nova Shells Around Asynchronous Polars
异步极星（AP）是吸积白矮星（WD），具有不同的WD和轨道角速度，不像其余的已知极星，它们同步旋转（即，它们的WD和轨道角速度相同）。过去的新星爆发是预测的双辉性的原因，部分原因是其中一个AP，V1500 Cyg，在1975年被观察到经历了一次新星爆发。我们使用了南部非洲大型望远镜10米级望远镜和MDM 2.4米Hiltner望远镜来搜索剩下的四个AP中的三个AP（V1432 Aql，BY Cam和CD Ind）以及一个具有高折射率的中间极地（EX Hya）周围的新星壳。我们在任何图像中都没有发现新星壳的证据。因此，我们不能说除了天鹅座V1500之外的任何一个系统都有新星爆发，但是因为不是所有的后新星系统都有可探测到的壳层，我们也不能排除这些系统中任何一个发生新星爆发并使旋转不同步的可能性。
2016-03-30 astro-ph.SR
Collimation and asymmetry of the hot blast wave from the recurrent nova V745 Scorpii
周期性共生新星V745 Sco于2014年2月6日爆炸，并于2月22日和23日由钱德拉X射线天文台透射光栅光谱仪观测到。到那时，超软源阶段已经结束，钱德拉光谱与温度超过10^7 K的高温激波加热的星周介质的辐射一致。X射线谱线轮廓比球对称冲击波的预期峰值更尖锐，零强度时的全宽约为2400 km/s，半峰全宽为1200 +/- 30 km/s，平均净蓝移为165 +/- 10 km/s。红色的线条翅膀越来越多地被残骸中的物质吸收到更长的波长。我们的结论是，冲击波是由一个非球面的拱星介质中，赤道密度增强发挥了作用，在早期的共生新星爆炸雕刻。主要的X射线发射物质的膨胀靠近天平面，与近距离观测到的轨道最一致，将爆炸波分析模型与X射线光谱、雨燕观测和近红外线宽度进行比较，表明爆炸能量约为10 ^43 erg，并确认喷射出的质量约为10^-7 Msun。损失的总质量比引发爆炸所需的吸积质量低一个数量级，表明白矮星正在获得质量，是超新星1a型的祖先候选者。
2016-04-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
HST Images Flash Ionization of Old Ejecta by the 2011 Eruption of Recurrent Nova T Pyxidis
T Pyxenomas是唯一一颗被以前爆发中喷出的物质结所包围的复发新星。在2011年4月14.29日开始的喷发之后，我们获得了7个时期（从喷发后的4天到383天）的哈勃太空望远镜窄带Ha图像。新星事件产生的辐射闪光直到爆发开始后至少55天才对喷出物产生影响。在爆发开始后的132天，在中心恒星的北部和南部发现了氢的光电离。在接下来的51天里，氢原子重新结合，使我们能够确定氢原子的密度至少为7 e5 cm^-3 --至少比之前探测到的围绕着T Pyx的未分辨的[NII]结密度高出一个数量级。西北和东南的物质在喷发开始后的132至183天之间被光电离。99天后，氢气重新组合。当时（爆发后282天）和101天后，我们几乎没有检测到T Pyx周围的氢排放痕迹。有一个大水库以前看不见的，冷扩散氢重叠以前检测到的，[NII]发射结的T Pyx喷出物。这个新探测到的氢的质量可能比[NII]结大一个数量级。我们还确定，从先前检测到的喷出物的外边界到大约两倍的距离，接近天空平面，没有未检测到的喷出物的重要水库。缺乏遥远的喷出物与Schaefer等人（2010）对T Pyx的假设一致，其中该恒星在经历了数千年的平静之后，在1866年的五年内经历了第一次爆发，随后是自1890年以来观察到的六次周期性新星爆发。这种缺乏遥远喷出物的情况与T Pyx作为一颗周期性新星连续爆发了数百年或数千年的情况不一致。
2015-03-30 astro-ph.SR
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
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
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
M31N 2013-10c: A Newly Identified Recurrent Nova in M31
本文证认M31N 2013-10c为M31中第21个再发新星系统，通过对比其2013年与2023年两次爆发的R波段光变曲线，测得峰值绝对星等M_R=-8.8±0.2，确认其为M31中已知最亮的再发新星。
2024-01-10 astro-ph.SR
The Formation of Bimodal Dust Species in Nova Ejecta I: Chemical Conditions
在新星喷出物中形成双峰尘埃物种（即在新星喷发中观察到硅酸盐和无定形碳尘埃颗粒）仍然存在争议。利用恒星天体物理学实验程序模块，考虑到WD的质量、质量吸积率以及由混合深度这一新参数描述的WD化学剖面对新星喷出物化学丰度的影响，我们研究了新星喷发产生双峰尘埃物质的可能性。我们发现新星喷出物的$C/O$（碳数密度与氧数密度的比值）受混合深度的影响。对于混合深度较小的模型，新星喷出物的$C/O$在整个喷发过程中可以从大于1.0演化到小于1.0，这为双峰尘埃物质的形成提供了化学条件。
2019-06-11 astro-ph.SR
When does an old nova become a dwarf nova? Kinematics and age of the nova shell of the dwarf nova AT Cnc
的Z凸轮型矮新星AT Cnc显示一个经典的新星（CN）壳，表明在激变双星CN爆发后的质量转移大幅下降。灾变双星的冬眠场景预测了这样的减少，在几个世纪的时间尺度上。为了测量自AT Cnc最后一次CN喷发以来的时间，我们用CFHT最近委托的成像傅里叶变换光谱仪SITELLE测量了其喷出物中100个团块的径向速度。其范围为-455至+490 km/s。再加上已知的距离460 pc（沙拉2012年），AT Cnc的外壳的大小，和一个简单的模型，新星喷出物减速，我们确定该系统的最后CN爆发发生在$330_{-90}^{+135}$年前。这是迄今为止观测到的从高质量转移速率的新星变星到低质量转移速率的矮新星的最快转变，并且与激变双星的冬眠相一致。最后，我们注意到的相似性推断爆发日期（公元1686年的一个世纪内）的AT Cnc与“客星”在星座巨蟹座韩国观察员在1645年报告。
2016-09-21 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
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
The Helium Abundance in the Ejecta of U Scorpii
天蝎座U是一颗周期性的新星，已经在10次爆发中被观察到，最近一次是在2010年。我们目前的近红外光谱和光学光谱的2010年爆发的U斯科。从同时进行的光学和近红外观测中，发现U Sco的红化为$E(B-V) = 0.14\pm0.12$，与以前的测定一致。光谱显示的线宽和配置文件的演变与以前的爆发是一致的。发现宽分量中的速度高达14000 kms $^{-1}$，窄线分量中的速度高达1800 kms $^{-1}$，由于光学深度的变化，窄线分量在第8天左右变得可见。从光谱中，我们从最可靠的谱线中得出了氦丰度$N$（He）/ $N$（H）$ = 0.073\pm0.031$;这低于大多数其他估计值，并表明次级并不像以前的研究所建议的那样富含氦。
2011-09-13 astro-ph.SR
Life after eruption - IV. Spectroscopy of 13 old novae
我们提供了13个后新星系统的数据。这包括通过UBVR测光法恢复五颗新星X Cir，V2104 Oph，V363 Sgr，V928 Sgr和V1274 Sgr及其光谱确认。我们为这些物体提供精确的坐标和查找图表。额外的第一次或改进的光谱数据V356 Aql，V500 Aql，V604 Aql，V1370 Aql，MT岑，V693铬A，V697斯科和MU Ser。调查的行为，一些容易获得的参数产量（有限）的吸积状态和系统倾斜度的信息。我们预测，X Cir和V697 Sco很可能通过时间序列测光揭示它们的轨道周期，并且对V356 Aql，V500 Aql，V1370 Aql和X Cir的长期测光监测有很好的机会发现这些系统中的爆发行为。
2014-05-27 astro-ph.SR
V606 Aql (Nova Aquilae 1899) is now a dwarf nova
我们发现，1899年新星V606 Aql目前显示矮新星爆发，典型的周期长度为270天，振幅约为1.5等，使用公开数据发布的Zwicky瞬态设施观测。已经提出静止时的低质量传递速率来解释大的喷发幅度（Tappert等人，2016年），目前对矮新星爆发的探测支持了这一解释。在新星爆发后100多年转变为矮新星状态，这证明了冬眠的说法。从矮新星爆发估计的绝对星等表明，V606 Aql应该是一颗快速新星，而在静止时存在高激发线可以用大质量白矮星的存在来解释。
2021-07-15 astro-ph.SR
BC Cassiopeiae: First Detection of IW And-Type Phenomenon Among Post-Eruption Novae
IW型矮新星是近年来发现的一类激变变星，其特征是从一个类似静止的阶段开始一系列的增亮，并伴随着阻尼振荡和深凹。我们发现，1929年爆发的所谓的经典新星BC Cas在2018年经历了IW和型矮新星的状态，爆发后89年。这一发现表明，新星爆发后的高质量转移率与IW和型现象。由新星的衰变率推断出的白矮星质量远高于激变变星中白矮星的平均质量，大质量的白矮星可能是IW And-type现象出现的原因。
2020-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-wavelength study of the pre-eruption dip in the recurrent nova T Coronae Borealis preceding imminent nova eruption
Liupanshui Normal University（六盘水师范学院）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学李政道研究所）；Qiannan Normal University for Nationalities（黔南民族师范学院）
多波段观测揭示了T CrB在即将爆发前的下降阶段中，X射线和紫外波段与光学亮度的反相关关系，以及吸积变化机制可能预示新星爆发。
2025-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Infrared spectroscopy of the recent outburst in V1047 Cen (Nova Centauri 2005)
在作为经典新星（CN）爆发14年后，V1047 Cen（Nova Cen 2005）于2019年4月开始了不寻常的重新明亮。增亮的幅度表明这是CN系统中的矮新星（DN）爆发。在CN主要爆发后的几十年内，很少有CNe发生DN喷发。V1047 Cen的CN和DN爆发之间的14年间隔是迄今为止记录的所有实例中最短的。在DN爆发的标准理论框架内，解释V1047 Cen中CN和DN爆发的快速连续性可能具有挑战性。CN爆发后，质量吸积率被认为保持高$(\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
