Observations of Galactic and Extragalactic Novae
最近GAIA DR 2对星系新星距离的测量，使我们能够在新的和更坚实的经验基础上重新分析银河系和外部星系中新星种群的某些特性。在某些情况下，我们已经能够证实以前获得的结果，如新星人口的概念分为两类对象，即\emph{disk}和\emph{bulge}新星和他们的联系与托洛洛光谱分类在\emph{Fe II}和\emph{He/N}新星。OGLE团队提供的麦哲伦云星系中新星速率的最新和可靠估计证实了归一化新星速率的依赖性（即，主星系每单位光度的新星率）与母星系的颜色和/或光度类别之间的关系。从文献中收集了银河系和外星系的新星率，并进行了批判性的讨论。它们是评估新星对各自宿主星系核合成的贡献的必要成分，特别是解释在年轻恒星星族中观察到的锂过剩的起源。通过GAIA DR 2和最大幅度与\衰减率（MMRD）关系指出MMRD可以提供不确定度优于30%的距离。从射电到伽马射线的整个电磁波谱对新星进行多波长观测，发现新星经历了复杂的演化，其特征是新星喷出物具有几个发射阶段和非球形几何形状。
2020-04-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray emission from optical novae in M 31
第一个超软源（SSS）的识别与光学新星在M 31是基于ROSAT观测。另外20个X射线对应物（大多数通过其硬度比确定为SSS）是使用2002年7月之前获得的ROSAT、XMM-牛顿和钱德拉观测档案探测到的。基于这些结果，光学新星似乎构成了M31中SSS的主要类别.对钱德拉HRC-I和ACIS-I在2004年7月至2005年2月间观测到的数据进行分析后发现，M 31新星的SSS状态持续了几个月至10年。几颗新星在光学爆发后50天内开始出现短暂的X射线爆发，持续时间只有两到三个月。在光学爆发后一年内，在软X射线中检测到的新星比例超过30%。进行中的光学新星监测方案、光学光谱后续行动和最新的新星目录对X射线工作至关重要。重新分析档案新星数据，以改善位置，并找到更多的新星候选人，迫切需要安全的复发新星识别。专门的XMM-牛顿/钱德拉监测计划的X射线发射的光学新星覆盖的中心区域的M 31继续提供有趣的新结果（例如，相干1105秒脉动的SSS对应的新星M31 N 2007- 12 b）。新星的SSS光变曲线使我们--连同光学信息--能够估计出白矮星的质量、喷出物的质量和爆发时燃烧的质量。M31中心区域的观测使我们--与银河系中的观测相反--能够同时监测许多新星，并被证明很容易发现许多有趣的SSS和新星类型。
2009-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Novae in gamma-rays
经典新星产生放射性核，是MeV范围内的伽马射线发射器。一些例子是478和1275 keV的谱线（来自7 Be和22 Na）和正电子-电子湮灭发射（511 keV谱线和低于该能量的连续谱，截止在20-30 keV）。伽马射线光谱和光变曲线的分析是一种潜在的独特而强大的工具，既可以追踪相应的同位素，也可以深入了解决定其透明度的膨胀包络的性质。伽马射线的另一个可能来源是粒子加速到非常高的能量，因此中性π介子或逆康普顿过程产生能量大于100 MeV的伽马射线。虽然在过去的几十年中已经进行了几次尝试，但新星爆炸期间的MeV光子尚未被检测到;另一方面，在共生双星中的一些特定新星中，已经检测到了来自新星的GeV光子，其中伴星是一颗有风的红巨星，而不是像经典新星中的激变变星那样的主序星。这两种机制的伽玛射线产生的新星进行了审查，更强调的是一个有关的放射性。
2013-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Hubble Space Telescope Survey for Novae in M87. I. Light and Color Curves, Spatial Distributions and the Nova Rate
哈勃太空望远镜在10周的时间里拍摄了M87的中心部分，发现了32颗经典新星和9颗较暗的新星，可能是非常缓慢和/或共生的新星。在这一系列论文的第一篇中，我们将展示M87新星发现者图表，以及新星的光和颜色曲线。我们证明，上升和下降的时间，和颜色的M87新星是不相关的彼此和在星系中的位置。M87新星的空间分布遵循银河系的光线，这表明M87在食人事件中吸积的新星是混合的。保守地只使用32颗最亮的经典新星，我们得出M87的新星率：$363_{-45}^{+33}$新星/年。我们还推导出该星系的光度特定的经典新星率，这是$7.88_{-2.6}^{+2.3} /yr/ 10^{10}L_\odot,_{K}$。这两个比率都比过去报道的M87高出3-4倍，并且同样高于所有其他星系的报告。我们认为，大多数以前的地面调查的新星在外部星系，包括M87，错过了大多数微弱，快速新星，几乎所有的慢新星的中心附近的星系。
2016-09-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Mixing fraction in classical novae
上下文经典新星是由吸积的白矮星（WD）表面发生的热核失控提供动力的。在观测中，已经检测到新星喷出物中重元素的富集，表明在新星爆发之前，吸积物质与来自下伏WD外层的物质之间存在混合过程。然而，在经典新星的混合分数仍然是不确定的。目标。本文的目的是调查一些元素的丰度比在新星爆发，可用于估计WD混合分数在经典新星。方法.利用恒星演化程序MESA（Modules for Experiments in Stellar Astrophysics），考虑不同的WD混合分数，模拟了一系列的新星爆发过程，初始CO WD质量范围为$0.7-1.0\,M_\odot$.结果我们确定了四种元素丰度比（即$\rm (H+He)/\sum CNO$、$\rm (H+He)/Ne$、$\rm \sum CNO/Mg,$和$\rm \sum CNO/Si$）满足确定WD混合分数的条件，其中$\rm (H+He)/\sum CNO$是最合适的混合计。我们还估计了一些典型的经典新星的WD混合分数。此外，我们发现，更高的金属丰度（即更高的WD混合分数）优先伴随着较长的$t_{\rm 2}$（下降的时间从峰值光度的两个幅度）在新星爆发。我们的结果可以用来约束经典新星的混合过程。
2022-02-16 astro-ph.HE 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
Modelling nova populations in galaxies
经典新星和周期新星演化的理论模拟在双星演化、核合成和吸积物理的研究中起着重要的作用。然而，从理论的角度来看，观测到的新星的统计特性仍然知之甚少。在本文中，我们已经产生了不同的恒星形成历史（SFHS）的混合二进制人口合成方法的模型人口的新星：星爆的情况下（椭圆形星系），恒星形成率恒定的情况下（螺旋状星系）和复合的情况下（在推断SFH M31）。我们发现，在10 Gyr处，椭圆状星系的新星速率比相同质量的螺旋状星系小$\sim 10-20$倍.目前椭圆星系中的新星大多数具有低质量白矮星、长衰变时间、相对微弱的绝对星等和长重现周期等特征。相比之下，在10 Gyr的螺旋状星系中的大多数新星具有大质量的WD，短的衰变时间，相对明亮，并且具有短的重现周期。在我们的M31类星系中的新星的质量损失时间分布与仙女座的观测数据一致。然而，我们可能低估了模型中明亮新星的数量。这可能部分是由于目前对新星进行适当的热辐射校正存在不确定性。
2016-02-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Symbiotic novae
本文综述共生新星的多波段观测性质，基于RS Oph和V407 Cyg等爆发提出三维模型以定位各类辐射源区，并编制银河系共生新星修订星表，同时讨论T CrB即将再次爆发的前景。
2024-12-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Identification of recurrent novae from parametric modeling of the optical light curve
本研究针对再发新星观测识别难题，通过对P级光变曲线参数化建模，利用AAVSO数据构建参数空间，成功区分经典与再发新星，验证了KT Eri的再发属性并预测V2860 Ori可能复发。
2025-09-05 astro-ph.HE 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
Binary orbits as the driver of gamma-ray emission and mass ejection in classical novae
经典新星是最常见的天体物理热核爆炸，发生在白矮星的表面，从双星系统的伴星吸积气体。新星通常以超过每秒1,000公里的速度喷出约10^（-4）太阳质量的物质。然而，对新星中物质抛射的机制知之甚少，可能是由热核能量的脉冲闪光、长时间的光学厚风或与新星外壳的双星相互作用所主导。经典新星现在经常在千兆电子伏的伽马射线波长下被探测到，这表明相对论粒子被喷出物中的强烈冲击加速。在这里，我们报告高分辨率的伽玛射线发射新星V959 Mon的无线电成像。我们发现，它的喷出物是由双星系统的运动形成的：一些气体沿着两极迅速喷出，就像白矮星的风一样，而密度更大的物质则在轨道运动的推动下沿着赤道平面漂移出来。在赤道和极地地区之间的接口，我们观察到的冲击和相对论粒子加速的同步辐射指示，从而精确定位的伽马射线生产的位置。新星喷出物和相关内部冲击的二进制成形预计将在新星中广泛存在，这解释了为什么许多新星是伽马射线发射体。
2014-10-13 astro-ph.HE 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
A Hubble Space Telescope survey for novae in M87. III. Are novae good standard candles 15 days after maximum brightness?
用哈勃太空望远镜（HST）对巨大的椭圆星系M87进行了为期十周的日常成像，获得了41条河外激变变星的质量前所未有的新星光变曲线。我们最近使用这些光变曲线来证明，在经典新星的所谓的最大震级下降率（MMRD）关系的观测散射是如此之大，使新星MMRD作为一个标准的蜡烛无用。在这里，我们证明了一个修正的Buscombe-de Vaucouleurs假设，即在一个巨大的椭圆星系中，衰减时间t2 > 10天的新星在最大光之后大约两周收敛到几乎相同的绝对星等，这一假设得到了我们的M87新星数据的支持。对于13颗新星的日采样光变曲线，在F606 W和F814 W滤光片中确定的最大光的时间，以及下降时间t2> 10天，我们发现M87新星显示M（606 W，15）= -6.37 +/- 0.46和M（814 W，15）= -6.11 +/- 0.43。如果不考虑衰减时间t2 < 10天的非常快的新星，那么在具有类似于M87的双星群的椭圆星系中，新星的距离应该可以通过上述校准以+/-20%的1 sigma精度确定。
2017-11-15 astro-ph.GA astro-ph.HE 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
Discovery of a probable very fast extragalactic nova in a symbiotic binary
非常快的新星是演化非常快的新星（只有几天的时间尺度）。由于它们的快速演化，非常快的新星是具有挑战性的检测和研究，特别是在早期。在这里，我们报告的发现，这是我们的瞬态紫外线天体项目的一部分，在附近的螺旋星系NGC 300可能非常快的新星。我们在近紫外线（NUV）中检测到了上升到峰值（这对于非常快的新星来说是很少观察到的），第一次检测是在喷发开始后大约2小时。在紫外和可见光波段也观察到了衰减的峰值和早期阶段。该源在3.5天内迅速衰变2个NUV星等，使其成为已知最快的新星之一。此外，在档案近红外斯皮策和VIRCAM图像中发现了一个可能的静止对应物，但在任何深光学和紫外观测中都没有发现，这表明在静止时有一个非常红色的光谱形状。爆发和平静的性质表明该系统可能是一个共生双星。我们讨论了这种新的瞬态的背景下，非常快的新星一般，特别是作为一个有前途的超新星Ia型祖先的候选人，由于其非常高的推断WD质量（~1.35 Ms，确定通过比较这个源其他非常快的新星）。
2022-10-12 astro-ph.HE 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 Masquerading as Dwarf Novae? Outburst Properties of Cataclysmic Variables with ASAS-SN
超新星全天空自动巡天（ASAS-SN）前所未有的天空覆盖范围和观测节奏导致了对银河瞬变的大样本的发现和持续监测。其中绝大多数是在激变变星系统中由吸积驱动的矮新星爆发，但也有一小部分是由热核驱动的经典新星。尽管ASAS-SN和其他调查改进了对银河系新星的监测，但观测到的银河系新星率仍然低于预测。经典新星可能被忽略的一种方式是，如果它们与数量更多的矮新星相混淆。在这里，我们研究了1617矮新星爆发ASAS-SN检测到的属性，并将它们与经典新星进行比较。我们发现，平均经典新星增亮约11个星等，而平均矮新星增亮仅约5个星等，爆发振幅分布重叠约15%。首次，我们表明，爆发的幅度和时间从最大值下降了两个量级正相关的矮新星爆发。对于经典新星，我们发现，这些数量是负相关的，但只有弱，相比，这些数量的强反相关性在以前的一些工作中发现。我们表明，即使位于很大的距离，只有少数假定的矮新星可能被错误分类的经典新星，这表明这些人口之间的混淆是最小的。未来对这些候选者的光谱跟踪可以显示是否有任何确实是经典新星。
2021-01-28 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
Discovery of a new photometric sub-class of faint and fast classical novae
我们目前的光度和光谱的后续行动的一个样本的河外新星发现的帕洛玛60英寸望远镜在搜索“快速瞬变在最近的星系”（P60-Fasting）。设计为快节奏（1天）和深度（g < 21 mag）调查，P60-Fasting对短暂和微弱的光学瞬变特别敏感。P60-Fasting nova样本包括M31中的10个新星、M81中的6个新星、M82中的3个新星、NGC 2403中的1个新星和NGC 891中的1个新星。这大大扩展了已知的河外新星样本，超出了本星系群，包括在星暴环境中的首次发现。令人惊讶的是，我们的测光表明，这个样本是非常不一致的经典新星的典型的最大震级下降率（MMRD）的关系。此外，P60-FasTING样本的光谱与经典新星无法区分。我们认为，我们已经发现了一个子类的微弱和快速的经典新星在一个新的相空间中的光度时间尺度的光学瞬变。因此，新星在光度和时间上跨越两个数量级。也许，MMRD的特点是只有白矮星的质量，是一个过于简单化。新星物理学的特点是在白矮星的质量、温度、成分和吸积率方面具有相当丰富的四维参数空间。
2010-03-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-maximum and maximum of Novae: The spectroscopic observations of Nova ASASSN-17hx
新星极大前阶段的覆盖范围很小，只有少数几颗慢新星例外，它们极大前的持续时间大约为几周。本文讨论了新星在极大前和极大阶段的主要特征，并报道了对ASASSN-17 hx的初步研究结果。
2018-07-20 astro-ph.SR
Revisiting the Classics: On the Statistics of Dust Formation in Novae
基于40颗新星的高质量光学/红外光变曲线开展统计分析，提出用峰值后红向颜色变化识别尘埃形成，发现50%–70%的新星形成尘埃，并揭示其与γ射线激波及演化速度的关系。
2025-01-07 astro-ph.GA 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
A WISE view of novae. I. The data
我们提出了数据挖掘的结果，宽视场红外巡天探测器（WISE）的数据存档的经典和经常性的新星。我们发现，检测是一致的尘埃发射，线发射，恒星光球发射，或这些的组合。在一个或多个WISE波段中检测到的36颗新星中，有16颗在所有四个波段中都被检测到; 31颗已知的新星没有被WISE检测到。我们还搜索了WISE后新星的WISE数据，以获得有关新星祖先的信息。在第一篇论文中，我们只考虑WISE数据。在未来的论文中，我们将提供更详细的WISE数据建模，并讨论WISE后新星的WISE数据-包括其可变性-并将用其他IR调查的数据补充WISE数据。
2014-07-21 astro-ph.SR
A WISE view of novae
我们提出的结果拖网通过WISE档案的经典和经常性新星的数据。数据显示了各种光谱能量分布，包括恒星光球，尘埃和可能的线发射。在任务期间，WISE还探测到了一些在调查之后爆发的新星，提供了有关祖系统的信息。
2013-02-18 astro-ph.SR
The $UBV$ Color Evolution of Classical Novae. III. Time-Stretched Color-Magnitude Diagram of Novae in Outburst
我们提出了一个改进的色星等图，$(B-V)_0$与$(M_V-2.5 \log f_{\rm s})$，其中$f_{\rm s}$是（目标）nova相对于比较（模板）nova的时间标度因子，$(B-V)_0$是固有$B-V$颜色，$M_V$是绝对$V$幅度。我们称之为时间拉伸色星等图。我们仔细地重新分析了20新星的基础上的时间拉伸方法，并修改了他们的解释$E(B-V)$，在$V$带$(m-M)_V$的距离模量，距离$d$，和时标因子$f_{\rm s}$对模板新星LV Vul。我们发现，这20颗新星的爆发轨迹大致遵循两个模板轨迹之一，LV Vul/V1668 Cyg或V1500 Cyg/V1974 Cyg组，在时间拉伸的颜色-星等图。此外，我们估计白矮星的质量和$(m-M)_V$的新星直接拟合的绝对$V$模型光变曲线（$M_V$）与观测的表观$V$星等（$m_V$）。$(m-M)_V$的两个估计值的良好一致性证实了时间拉伸色星等图的一致性。我们的距离估计与盖亚数据发布2的结果非常一致。
2019-02-28 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
Population synthesis of accreting white dwarfs: Rates and evolutionary pathways of H and He novae
新星是一些最常见的检测到的光学瞬变，并有可能提供有价值的信息，对二进制的演变。二进制人口合成代码已成为最有效的工具，用于模拟人口的二进制系统，但这种代码传统上采用大大简化新星物理，排除详细的研究。在这项工作中，我们实现了一个模型治疗H和He新星作为单独的事件到二进制人口合成代码\binaryc。对新星的这种处理是对现代人口综合编码目前采用的“平均”处理的重大改进。我们讨论了导致这些现象的演化途径，并提出了新星事件的发生率和几个重要的物理参数的分布。大多数新星都是在大质量的白矮星上产生的，大约70%和55%的新星事件分别发生在O/Ne白矮星的H和He新星上。只有15%的H-nova系统经历了一个共同的包络阶段，但这些系统负责大多数的H-nova事件。所有吸积氦的氦新星系统都被认为是后共包络系统，几乎所有的氦新星系统都将在引力波驱动的螺旋中与它们的施主恒星合并。我们估计，目前在M31（仙女座）新星的年速率约$41 \pm 4$ H新星，低估了目前的观测估计的$65^{+15}_{-16}$，和$0.14\pm0.015$ He新星。当改变共同包络参数时，H新星发生率在每年20至80起事件之间变化。
2021-06-11 astro-ph.SR
Comprehensive Listing of 156 Reliable Orbital Periods for Novae, Including 49 New Periods
我报告了对大多数已知新星系统的轨道周期（P）的大规模搜索，通过在两个或多个独立的光变曲线中寻找显著的、相干的和稳定的光学光度调制，这些光变曲线主要来自TESS、开普勒、AAVSO、SMARTS、OGLE、ASAS和ZTF的大型调查。我发现了31个新的轨道周期。此外，我还根据它们的光谱能量分布，测量了18颗有演化伴星的新星的新周期，精确度达到30%。此外，我已经证实，改进，并拒绝了先前的索赔P在46新星。(As作为这一努力的一部分，我认识到5颗新星显示出1- 3个连贯的、显著的和短暂的周期0.12- 4.1天，这些都是神秘的，因为它们不是轨道、自旋或超级驼峰周期。总之，我已经编制了一份包含156个新星可靠P值的综合列表。新星周期的直方图显示最小P值为0.059小时（85分钟），周期间隔为0.071- 0.111天（1.70- 2.66小时）。周期间隔的上边缘在新星（0.111天）、类新星系统（0.131天）和矮新星（0.141天）之间有显著差异。直方图的另一个问题是，31%的新星系统有演化的伴星，对它们的当前状态或演化没有模型或理解。对于有红巨星伴星的新星，20颗中有15颗是在膨胀群中，尽管主序星和次巨星伴星的膨胀分数接近0.11- 0.32。
2022-07-06 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
Review of light curves of novae in the modified scales. II. Classical novae
新星的光变曲线在爆发期间以壳层半径的对数标度和爆发的振幅标度呈现，简化了对我们银河系和大小麦哲伦云中所有已知的约500颗经典新星的光变曲线的审查。结果表明，约250颗经典新星的光变曲线可分为7个典型的光变曲线群，并以原型光变曲线为亚群。最大的一组是DQ Her组，以V1280 Sco为主要原型和分组关键。这类新星有三到四种尘埃凝聚的变体。小GQ Mus组的新星可能是爆发期间的明亮X射线源。CP Pup、CP Lac、V1974 Cyg和V1493 Aql是4组的原型，光变曲线的初始亮度下降阶段倾斜很近。以RR Pic为原型的组，包括HR Del亚组，在最终下降阶段之前具有延长的最大亮度状态，存在几个亮度变化。新星群的关系，或光变曲线的形式，在拱星和拱双星系统环境中的过程进行了简短的讨论。在爆发过程中喷射出的物质形成了通常为椭圆形的膨胀壳。在Lac，Pup和Cyg组中，除了椭圆形外，壳没有显示出明显的规则结构。带有尘埃凝结的新星壳（DQ Her群）具有带赤道带的椭球形。CK Vul的独特外壳，Nova Vul 1670，给出了关于V1493 Sql组其他成员外壳可能形状的想法。在著名的“绝对最大星等，亮度衰减率”关系中，每一组都有自己的位置。
2020-07-21 astro-ph.SR
Infrared Observations of novae in the SOFIA era
经典新星将化学富集的气体和尘埃注入当地的星际介质（ISM）。喷出物中的丰度可以从红外（IR）禁线发射推断。红外光谱可以确定新星喷出物中生长的颗粒的矿物学。我们预计，美国宇航局的新平流层红外天文台（SOFIA）将对未来的红外研究新星的影响。
2015-08-28 astro-ph.SR
The UBV Color Evolution of Classical Novae. II. Color-Magnitude Diagram
我们已经检查了40颗新星的爆发轨迹的颜色-星等图（固有的B-V颜色与绝对V星等）。在达到光学最大值后，每个新星通常从右上角到左下角向蓝色发展，然后转向右边。这40首曲目分为六个模板：非常快的新星V1500 Cyg;快速新星V1668 Cyg，V1974 Cyg和LV Vul;中等速度的新星FH Ser;和非常慢的新星PU Vul。这些模板按照从左（蓝色）到右（红色）的顺序排列，取决于包层质量和新星速度等级。一颗更蓝的新星有一个更小的质量和更快的速度。在具有多个峰值的新星中，第一次衰变的轨道比第二次（或第三次）衰变的轨道更红，因为在第一次峰值期间，大部分的包层物质已经被喷射出去。因此，我们新获得的色星等图中的轨道为理解经典新星的物理学提供了有用的信息。我们还发现，在星云相开始的绝对星等几乎是相似的各种新星。我们能够通过将目标新星的轨迹拟合到具有已知距离的新星的相同分类来确定绝对星等（或距离模数）。用这种方法计算了一些周期性新星的距离，并重新计算了它们的距离。
2016-03-21 astro-ph.SR
AT 2016dah and AT 2017fyp: the first classical novae discovered within a tidal stream
AT 2016 dah和AT 2017 fyp是相当典型的仙女座星系（M31）经典新星。AT 2016 dah几乎是一个教科书上的例子，它是一颗“非常快速”衰退但不常见的Fe II 'b'（宽线）新星，在光学光度上升到峰值期间被发现，并以平滑的破幂律光变曲线衰变。AT 2017 fyp被归类为“快速”新星，与M31不同，它的早期衰退光谱同时显示出Fe II和He/N光谱类型的特性-一种“混合”。类似地，AT 2017 fyp的光变曲线具有打破幂律的下降，但表现出扩展的平顶最大值。两颗新星都被尼尔·盖瑞尔斯·斯威夫特天文台用紫外线和X射线跟踪，但没有发现任何X射线源。这一对被跟踪光度和光谱进入他们的星云阶段。在光学数据档案中看不到祖先系统，这意味着质量供体是主序星。AT 2016 dah和AT 2017 fyp特别有趣的是它们相对于M31的位置。这对双星在天空中很近，但距离M31的中心很远，几乎沿着其主机的半短轴。对M31新星群的径向速度测量和模拟得出的结论是，这两颗新星都是仙女座巨星流（GSS）的成员。我们发现至少有两颗M31新星偶然出现在GSS上的概率约为1%。因此，我们认为这些新星来自GSS的前身，而不是M31 --第一个在潮汐流中发现的确认的新星。
2020-04-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The $UBV$ Color Evolution of Classical Novae. IV. Time-Stretched $(U-B)_0$-$(M_B-2.5\log f_{\rm s})$ and $(V-I)_0$-$(M_I-2.5\log f_{\rm s})$ Color-Magnitude Diagrams of Novae in Outburst
利用$t'=t/f_{\rm s}$对两颗经典新星的光变曲线和颜色演化进行适当的压缩和拉伸，可以得到两颗经典新星的光变曲线和颜色演化曲线的重叠。然后目标新星的亮度与模板新星的亮度通过$(M[t])_{\rm template} = (M[t/f_{\rm s}] - 2.5 \log f_{\rm s})_{\rm target}$相关，其中$M[t]$是绝对星等和时间的函数$t$，$f_{\rm s}$是目标新星和模板新星之间的时间尺度之比。在本系列的前几篇论文中，我们证明了许多新星在时间拉伸的$(B-V)_0$ - $(M_V-2.5 \log f_{\rm s})$色星等图中广泛重叠。在本文中，我们提出了另外两个$(U-B)_0$ - $(M_B-2.5\log f_{\rm s})$和$(V-I)_0$ - $(M_I-2.5\log f_{\rm s})$图，并表明它们的轨道重叠的16新星和52新星，分别。在这里，$(U-B)_0$、$(B-V)_0$和$(V-I)_0$是固有的$U-B$、$B-V$和$V-I$颜色，并且不被时间拉伸改变，并且$M_B$、$M_V$和$M_I$是绝对的$B$、$V$和$I$量值。使用这些属性，我们大大改善了以前的估计，他们的距离和红化。所得距离与{ \it Gaia}数据Release 2星表的距离基本一致。
2021-03-22 astro-ph.SR
Viability of novae as sources of Galactic lithium
在所有轻元素中，锂（Li）在银河系中的演化可能是最难解释的。锂很难合成，也很容易被破坏，这使得大多数恒星都不适合产生足够数量的锂来解释原太阳的丰度。几十年来，新星一直被认为是这个“银河系Li问题”的潜在解释，最近在多个新星爆发的喷出物中发现了7Be，为这个理论注入了新的活力。在这项工作中，我们评估的可行性新星的主要生产者在银河系中的锂。我们提出了最全面的治疗新星在银河系化学演化代码的日期，测试理论和观测派生的新星锂收益率整合金属性依赖的新星喷出物配置文件计算使用二进制人口合成代码二进制C与银河系化学演化代码欧米茄+。我们发现，我们的银河系化学演化模型，使用观测得到的锂产量占原太阳锂丰度非常好，而模型依赖于理论新星产量不能再现原太阳观测。物理不确定性，包括单星产量，我们的新星治疗，共同包络物理，和新星吸积效率的金属丰度分辨率的简要探索表明，这一结果是强大的物理假设。分散在新星中的观测导出的锂产量被确定为不确定性的主要来源，激发进一步观察7Be新星喷出物。
2022-06-28 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Light Curve Analysis of Classical Novae: Free-free Emission vs. Photospheric Emission
我们分析了7个相对较慢的新星，PW Vul，V705 Cas，GQ Mus，RR Pic，V5558 Sgr，HR Del和V723 Cas的光变曲线，根据新星爆发的光学厚风理论。对于快速新星，自由-自由发射在光学波段占主导地位，而不是光球发射和新星的光学光变曲线遵循普遍的衰减规律。更快的新星吹出更强的风，质量损失率更大。由于自由-自由辐射的亮度直接取决于风的质量损失率，因此速度较快的新星会显示出更明亮的光学极大值。然而，在速度较慢的新星中，我们必须考虑到光球层的辐射，因为它们的风质量损失率较低。我们计算了三个模型光变曲线的自由-自由发射，光球发射，和他们的总和为不同的WD质量与不同的化学成分的信封，并拟合合理的光学，近红外（NIR）和紫外波段的观测数据。从光变曲线拟合的7颗新星，我们估计其绝对的星等，距离和WD质量。在PW Vul和V705 Cas中，自由-自由发射仍然在光学和NIR波段中占主导地位。在非常慢的新星RR Pic、V5558 Sgr、HR Del和V723 Cas中，光球发射占主导地位，而不是自由-自由发射，这偏离了普遍的衰减规律。我们已经证实，我们的模型光变曲线的绝对亮度与已知距离的四个经典新星（GK Per，V603 Aql，RR Pic和DQ Her）的距离模量是一致的。我们还讨论了为什么非常慢的新星比建议的最大星等与下降率的关系大约亮1等的原因。
2014-10-29 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
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
On the Rebrightenings of Classical Novae during the Early Phase
本文报道了6颗经典新星V1186 Sco、V2540 Oph、V4745 Sgr、V5113 Sgr、V458 Vul和V378 Ser的光谱演化。在光变曲线中，这6颗新星在早期阶段表现出几次再亮，在快新星中持续约10天，在慢新星中持续约100天。所有这些新星的早期光谱在最大亮度时都有P-Cygni轮廓的发射线。天鹅座P-Cygni剖面的吸收成分在最大值之后消失，并在新星亮到下一个最大值时重新出现。我们认为，吸收分量在再增亮时的再现是由于光球层在内部充分移动后的再膨胀。从光变曲线中发现，这6颗新星的再亮时间间隔具有相似的系统性趋势，适用于所有类型的新星：快型和慢型，Fe Ⅱ型和混合型。此外，我们还注意到V2362 Cyg在早期阶段再亮和再亮时的光谱以及V1494 Aql在过渡阶段振荡时的光谱之间的差异，这意味着早期阶段再亮和后期振荡的物理机制不同。
2010-10-27 astro-ph.SR
A Search for recurrent novae among Far Eastern guest stars
根据最近的理论研究，经典新星的爆发周期约为~ $10^5$年，而现代复发新星（N_r）的复发周期约为10 ~100年。为了弥合我们知识中的这一巨大差距（时间尺度上的三个数量级），考虑历史数据似乎很有吸引力：在远东的来源中，我们寻找了不同时代但位置相似的增亮事件，这些事件可能涉及周期性的新星爆发。通过对公元前500年至公元1700年的185个亚洲观测数据的分析，我们提出了一种系统地过滤可能事件的方法。结果是一些搜索字段具有2到5次爆发和$10^2$到$10^3$年之间的典型节奏。对于我们的大多数复发候选人，我们发现可能的对应物在相应的搜索区域中已知的灾难性变量。这项工作是基于一个跨学科的方法，结合数字人文和计算天体物理学的方法时，应用我们以前开发的方法在远东客星中寻找经典新星。第一次和初步比较（可能的）历史和（众所周知的）现代复发新星揭示了第一个试探性的暗示，他们的一些属性，刺激进一步研究在这个方向。
2021-11-14 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Infrared emission from novae
本文综述了经典新星和周期新星在波长> 30微米的红外观测，包括宽带观测和光谱观测。近年来，红外光谱学通过揭示新星尘埃的精细结构和日冕线以及矿物学，特别是彻底改变了我们对新星现象的理解。在未来10 - 20年内，正在或将要使用的红外光谱设施有可能对新星谱线发射和尘埃矿物学进行全面研究，并对河外新星种群进行无偏见的评估。
2012-09-14 astro-ph.SR
Near-infrared properties of classical novae: a perspective gained from Mount Abu Infrared Observatory
我们回顾了经典新星在J，H和K波段在1.08至2.4微米波长的近红外特性。新星爆发后早期的光谱存在一个分类系统的基础上的非氢发射线组的强度。一个类似的计划，为近红外区，这是目前不可用的，在这里。在光学系统中，有两个主要的类别，即“Fe II”和“He/N”，即具有突出的Fe II线或突出的“He/N”线的新星。也有一个小的子集的混合铁IIb型。从光谱观测，我们显示了这些类的新星在近红外的差异和相似之处。两个主要类别的公共谱线来自H、He、N和O。然而，区分这两类新星的近红外特征是数量众多且通常很强的碳线，这些碳线只在Fe II类新星的光谱中可见。本文根据宽带观测结果讨论了新星中尘埃的形成过程。分析新星中的第一泛音一氧化碳（CO）检测，以了解新星喷出物中该分子的形成和演化，并讨论所观察到的12 C/13 C比。
2013-06-03 astro-ph.SR
A 9-Month Hubble Space Telescope Near-UV Survey of M87. I. Light and Color Curves of 94 Novae, and a Re-determination of the Nova Rate
本研究利用哈勃望远镜对M87开展9个月近紫外观测，获取94颗新星的光变与色变曲线，验证再发新星爆发频率限制，重新测定M87新星发生率约为352次/年，证实地面观测存在显著遗漏。
2023-10-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Classical Novae in Andromeda: Light Curves from the Palomar Transient Factory and GALEX
我们提出了在2009年和2010年观测季节的帕洛玛瞬态工厂（PTF）的29个新星在M31的光学光变曲线。PTF对M31的动态和快速监测，从一天到十分钟，提供了极好的新星光变曲线的时间覆盖范围，使我们能够以前所未有的细节记录M31新星的光度演化。我们还发现8个这些新星在近紫外（UV）波段的星系演化探测器（GALEX）卫星。新星M31 N2009 - 10 b和2010- 11 a在其光学极大值之前几天显示出显著的紫外辐射峰值，可能意味着非球面爆发。此外，我们最近爆发的PT And（M31 N2010 - 12 a）的蓝移光谱表明，它是M31中的一颗复发新星，而不是之前假设的银河系中的矮新星。最后，我们在所有已确认的M31球状星团中系统地寻找新星，只发现了与Bol 126相关的M31 N 2010- 10 f。因此，M31球状星团系统中的新星比率大约是每年一颗，相对于球状星团系统之外的比率并没有增加。
2012-01-11 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
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
A Light Curve Analysis of 32 Recent Galactic Novae --- Distances and White Dwarf Masses
利用新星光变曲线的时间拉伸方法，我们获得了32颗最近星系新星的绝对星等、距离和白矮星质量。如果我们适当地挤压/拉伸它们的时间尺度，两颗经典新星的光/色曲线的很大一部分经常相互重叠。然后，一个目标新星亮度与另一个模板新星亮度通过$(M_V[t])_{\rm template} = (M_V[t/f_{\rm s}] - 2.5 \log f_{\rm s})_{\rm target}$相关，其中$t$是时间，$M_V[t]$是绝对$V$星等，而$f_{\rm s}$是它们的时标比例。此外，当这两个时间拉伸光变曲线$(t/f_{\rm s})$ - $(M_V-2.5 \log f_{\rm s})$彼此重叠时，$(t/f_{\rm s})$ - $(B-V)_0$也彼此重叠，其中$(B-V)_0$是固有的$B-V$颜色。因此，在$(B-V)_0$ - $(M_V-2.5 \log f_{\rm s})$图中，两个新星轨道相互重叠。利用这些特性，我们通过比较每个新星的光/色曲线与校准良好的模板新星，获得/确认的距离和红化。在时间拉伸的$(B-V)_0$ - $(M_V-2.5 \log f_{\rm s})$色星等图上，我们将32颗新星分为LV Vul型和V1500 Cyg型两类。WD质量通过直接比较模型$V$光变曲线与观测值获得。因此，我们得到了一个统一的32银河系经典新星，提供的距…
2019-05-25 astro-ph.SR
The $^{7}$Be II Resonance Lines in Two Classical Novae V5668 Sgr and V2944 Oph
我们报告了在两颗经典新星-V5668 Sgr（Nova Sagittarii 2015 No.2）和V2944 Oph（Nova Ophiuchi 2015）爆发后光谱中发现的蓝移吸收线系统中单电离$^{7}$ Be的共振线的光谱观测。不稳定同位素$^{7}$ Be应该是在这些新星和衰变的热核失控（TNR）过程中产生的，并在短时间内形成$^{7}$ Li（半衰期为53.22天）。$^{7}$ Be的发现是Tajitsu等人（2015）在V339 Del中发现的第一例病例之后的第二例和第三例。两颗新星的蓝移吸收线系统都明显地分为两个速度分量，这两个分量都含有$^{7}$ Be。这意味着在两个速度分量中的吸收气体由TNR的产物组成。我们估计的数额$^{7}$被生产的爆发过程中的两个新星，并得出结论，显着的$^{7}$李应该已经创建。这些发现有力地表明，通过反应$^{3}$ He（$α$，$γ$）$^{7}$ Be爆炸性地产生$^{7}$ Li，随后衰变为$^{7}$ Li的过程经常发生在经典新星中，并有助于银河系Li富集的过程。
2016-01-20 astro-ph.SR
Spectroscopy of Novae -- A User's Manual
经典新星的光谱发展被描述为爆发的各个阶段的叙述。该评论突出了多波长方面的现象和最近的事态发展有关的结构，不均匀性和喷出物的动力学。特别强调的是放在不同的行为的共生一样经常性新星。
2012-11-14 astro-ph.IM 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
Photometric and Spectroscopic Properties of Novae in the Large Magellanic Cloud
本文总结和评述了43颗已知LMC新星候选者的光度和光谱性质。其中，光度数据足以建立下降率可用于29新星，而光谱数据足以建立光谱类可用于18个系统。18颗新星中有一半属于Fe II类，其余9颗属于He/N或Fe IIb类。在之前对M31和M33的研究中发现，He/N和Fe IIb型新星的光度发展平均比Fe II型新星快。总的来说，现有的测光证实了早期的研究，并最终表明，LMC新星有更快的下降速度比银河系和M31的新星。与M31相比，在大麦哲伦星系中观测到的更快的He/N和Fe IIb新星的比例增加，几乎可以肯定是两个星系之间潜在的恒星星族差异的结果。我们认为，与M31的隆起（大部分新星都在那里发现）相比，大麦哲伦星云中的年轻人口产生了平均质量更高的白矮星双星。与M31相比，较高的平均白矮星质量不仅产生了更大比例的快速He/N新星，而且还导致了相对较大的复发新星人口。
2013-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Novae in Globular Clusters
本文首次对M31球状星团中的星族II新星进行了光变曲线分析。我们的光变曲线模型，基于光学厚风理论，再现了X射线的开启和关闭时间与白矮星（WD）的质量约为1.2 Mo的M31 N 2007- 06 b在Bol 111和约1.37 Mo的M31 N 2010- 10 f在Bol 126。Bol 194中的瞬态超软X射线源CXO J 004345很可能是1.2 - 1.3 Mo WD的新星遗迹。这些WD质量与从X射线光谱推断的温度相当一致。我们还提出了新星的光变曲线的金属丰度的范围从[Fe/H]=0.4至-2.7的依赖。而强大的光学厚风加速在银河系盘新星由于一个大的Fe不透明度峰值，只有弱风发生在人口II新星与低Fe丰度。因此，新星的光变曲线在低铁环境中是系统性的慢。对于一个非常低的铁丰度正常的新星爆发可能不会发生，除非WD是非常巨大的。我们鼓励V或Y过滤器的观察，而不是R以及高节奏的X射线监测，以开放的河外新星的定量研究。
2013-10-24 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
Rebrightening Phenomenon in Classical Novae
已知两颗经典新星V1493 Aql和V2362 Cyg在其演化的后期阶段表现出前所未有的大幅度再亮。我们分析了这两种光变曲线的共同性质。我们发现，这些不寻常的光变曲线是非常好的幂律下降，无所不在的快速新星，和指数增亮的组合表示。我们提出了一个共同的属性，这些rebrightenings的示意性解释可能是一个冲击的后果，从二次喷射和它的爆发在光学厚新星风。这种解释在解释重新变亮之后的快速褪色和随后的光变曲线演变方面具有优势。指数上升可能反映了从激波前沿出现的光，类似于超新星激波爆发中的辐射前兆。新星风中这种冲击的结果可能解释了新星中的许多不寻常现象，包括早期变化和潜在的尘埃形成。
2009-04-15 astro-ph.SR
