On the Galactic Nova Progenitor Population
在350个或更多已知的银河系经典新星中，只有少数几个，即复发新星，被观察到爆发不止一次。至少有八个这样的回归星是已知的，而不是典型的经典新星中的主序星。在这里，我们提出了一个选择的工作和理由，导致了一个新的新星分类方案的建议，而不是基于爆发的属性，但对性质的静止系统。还概述了一个样本的静止的银河新星的光度测量的结果，显示次级的演化状态可以很容易地确定，并导致一些预测。我们讨论了这些结果的影响，包括它们的相关性，河外的工作和建议的链接到Ia型超新星。我们还提出了一个总结的工作，使用SMEI仪器产生精致的新星光变曲线和确认的前最大停止。
2013-03-11 astro-ph.SR
A Luminous Red Nova in M31 and its Progenitor System
我们目前对M31 LRN 2015（MASTER OT J004207.99+405501.1）的观测，它于2015年1月在M31中发现，并被确定为一颗罕见而神秘的发光红新星（LRN）。利物浦望远镜获得的分光光度观测结果显示，LRN从M（V）= -9.4 +/- 0.2的峰值褪色时变得非常红。早期的光谱显示出强烈的H α发射，随着时间的推移，随着一些吸收特征的出现而减弱，包括Na I D和Ba II。在以后的时间强TiO吸收带也被看到。对哈勃太空望远镜档案数据的搜索显示，一个明亮的红色源可能是祖先系统，在地面数据中也检测到爆发前的Halpha发射。M31 LRN 2015的爆发在光谱学和光度学上都与研究得最好的LRN V838 Mon有许多相似之处。我们最后讨论可能的祖先场景。
2015-05-11 astro-ph.SR
On the Progenitor System of Nova V2491 Cygni
Nova V2491 Cyg是仅有的两个在X射线中检测到的预爆发之一。这颗新星的光变曲线表现出罕见的“再增亮”，一些人认为这是一个极地系统，而另一些人则认为磁性WD不太可能。由于X射线和光谱观测的性质，该系统被认为是一颗复发新星，但采用0.1天的轨道周期通常被认为与这样的系统不相容。在本研究报告中，我们讨论了祖细胞系统的性质和0.1天周期的来源。通过结合利物浦望远镜的观测数据和2 MASS的存档数据，我们发现，天鹅座V2491，在10.5 - 14千秒差距的距离，很可能是一个经常性的新星的U斯科类;包含一个次巨星二级和一个吸积盘，而不是吸积直接到两极。我们发现，有很少的证据，在平静，支持~ 0.1天的周期性，在这个阶段看到的变化很可能是由闪烁的重新建立的吸积盘。我们建议，周期性看到后不久爆发更有可能与爆发，而不是-然后模糊-二进制系统。最后，我们解决的系统的距离，并表明，一个显着较低的距离（~ 2千秒差距）将导致严重的亮度不足的爆发，因此有利于较大的距离和经常性的新星的情况。
2011-04-18 astro-ph.SR
KIC 9272276: An Extreme Low Mass Ratio Red Nova Progenitor
研究通过 Wilson-Devenney 程序分析 KIC 9272276 的 V 波段测光，发现其质量比 0.081 低于理论不稳定阈值，是极端低质量比的潜在红色新星前身星。
2025-09-27 astro-ph.SR
Optical and X-ray Observations of M31N 2007-12b: An Extragalactic Recurrent Nova with a Detected Progenitor?
我们报告了新星M31 N 2007 - 12 b的光学和X射线观测结果。2007年12月爆发后5天获得的光谱显示出非常高的喷射速度（半高宽H $α\simeq 4500$ km s $^{-1}$）的证据。此外，雨燕X射线数据显示，M31 N 2007 - 12 b与一个超软源（SSS）有关，该超软源出现在爆发后21至35天之间，并在爆发后169天关闭。我们的分析表明，在这个系统中，$M_{\rm WD} \ga 1.3 $ M $_{\odot}$。光学光变曲线、光谱和X射线行为与周期性新星一致。哈勃太空望远镜对M31N 2007 - 12 b爆发前位置的观测揭示了一个与银河系周期新星RS蛇夫座在静止时的大小和颜色非常相似的恒星源的存在，其中红巨星次级辐射占主导地位。我们相信这是第一次在M31中发现新星祖先系统。然而，爆发光谱和SSS行为的最大相似之处是与假定的银河系复发新星V2491天鹅座。先前暗示M31N 2007 - 12 b与新星M31N 1969 - 08 a的关联被证明是错误的，这对未来在河外星系中寻找经常性新星有重要的启示。总体而言，我们表明，适当的补充X射线和光学观测不仅可以用来确定复发新星候选人在M31，但也确定亚型和重要的物理参数，这些系统。因此，将对复发新星的研究扩展到本星系群的前景是良好的，有可能更详细地探索这些重要的主题，如它们与Ia型超新星的联系。
2009-09-21 astro-ph.SR
Novae and accreting white dwarfs as progenitors of Type Ia supernovae
我回顾了与质量吸积白矮星（WD）的Ia型超新星（SNe Ia）的祖先有关的各种现象。根据光学厚风理论，可以从多波长波段的光变曲线分析中估计WD质量。在Ia型超新星的单简并情况下，已知有两个主要通道，即，WD +主层序（MS）通道和WD +红巨星（RG）通道。在每个通道中，典型双星在爆炸前经历了三个演化阶段，风阶段，超软X射线源（SSS）阶段，和经常性新星阶段的时间顺序，因为吸积率随时间而减少的伴星质量减少。我们可以指定一些增生的WD作为相应的进化阶段。RX J0513.9-6951和V Sge等间歇性超软X射线源对应于风相天体。对于SSS阶段，Cal 87型对象对应于WD+MS通道。对于WD + RG通道，早型星系的软X射线观测给出了SSS相双星的统计证据。U Sco型和RS Oph型复发新星分别对应于WD + MS通道和WD + RG通道。大多数复发新星都具有非常大的WD（~> 1.35 Mo），并且在光学光变曲线上经常显示出与持续时间长的超软X射线相对应的平台相：这些性质表明WD质量增加。
2011-10-01 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
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
ZZ Piscis Austrinus (ZZ PsA): A bright red nova progenitor and the instability mass ratio of contact binary stars
ZZ PsA是一个被忽略的亮南接触双星系统，最大V星等为9.26等。我们提出了第一个多波段光度分析，并发现该系统是在深度接触（>95%），具有极低的质量比0.078。主要有一个质量为1.213 M？与其报道的光谱类别F6保持一致。为了确定如果ZZ PsA是合并的候选人，我们概述了目前的状态，关于不稳定的质量比，并开发新的关系连接的质量的主要不稳定的质量比的系统和程度的接触。我们发现，ZZ PsA以及其他两个例子，从文献中合并的候选人，而另外三个需要进一步的观察，以确认为潜在的合并候选人。
2020-11-18 astro-ph.SR
Historical light curve and search for previous outbursts of Nova KT Eridani (2009)
上下文波江座新星（Nova Eridani，2009年）引起了新星界的注意，因为它从最大值迅速下降，最初被错过了，以及它随后在无线电和X射线波长上的发展。这个系统也表现出类似于那些小得多的周期性新星的性质;它们本身是Ia型超新星的潜在祖先。目标。我们的目的是确定KT Eri祖系统的性质和物理参数。方法.我们搜索了哈佛大学天文台的档案板KT Eri的祖先，以确定系统的性质，特别是次级的演化阶段。我们使用获得的数据来搜索任何周期性信号和导出的光度来估计复发时间尺度。此外，通过比较色星等图上静止系统的颜色，我们可以推断出二级恒星的性质。结果我们确定了KT Eri的祖系统，并测量了< B >= 14.7 \pm 0.4的静态幅度。没有发现以前的爆发。然而，我们认为，如果新星是周期性的，它应该是在一个世纪的时间尺度。我们发现一个周期性的737天，可能会出现在中央双星的反射效应和/或日食的平静。该系统的周期性和静止星等表明，次级恒星是演化的，可能在红巨星分支中，或上升。第二个周期在376天是明显的，其具有正弦曲线状的光变曲线。此外，爆发的幅度约9等与快速经典新星（约17等）的预期不一致，这可能进一步支持演化的次级。（节录）
2011-10-20 astro-ph.SR
Photometric Analysis of Three Potential Red Nova Progenitors
本文介绍了三个亮红新星祖先接触双星系统：ASAS J 082151 -0612.6，TYC 7281-269-1和TYC 7275-1968-1的光度分析。这三个系统的主要组成部分都是太阳型的低质量恒星，其半径比零龄主序星的半径稍大。与大多数接触双星系统一样，第二颗双星的半径和光度都远高于主序星。所有三个都具有极低的质量比，范围从0.075到0.097，两个具有高接触度，超过75%。三者的质量比和间距均低于轨道稳定性的理论值。色球活动，磁活动和磁制动的标志，被认为是重要的介导角动量损失，也进行了探讨。所有三个系统都展示了O 'Connell效应，并且所有系统都需要引入星点以获得更好的光变曲线解决方案。此外，我们还发现ASAS J 082151 -0612.6和TYC 7281-269-1在表明高色球活动的范围内具有紫外颜色过量。另一个衡量潜在重要磁活动的指标是X射线光度; TYC 7275-1968-1，可能还有TYC 7281-269-1，其X射线光度远高于其他接触双星系统。我们的结论是，这三个很可能是不稳定的，因此是潜在的合并候选人。
2022-07-31 astro-ph.SR
The progenitor and remnant of the helium nova V445 Puppis
V445 Pup是一颗在爆发期间没有氢谱线的奇特新星。该光谱包含碳、氧、钙、钠和铁的强发射线。我们使用天文底片档案对V445幼仔祖先的摄影图像进行了数字处理。这颗恒星在B波段的亮度为14.3等，是一颗周期性的变星，其最可能的周期为0.650654+/-0.000011天。光变曲线的形状表明，这颗恒星的前身是一颗共包络双星，表面有一个光点，表面亮度可变。在0.44和2.2微米之间的光谱能量分布与A0 V型恒星相似。2001年爆发后，喷出物中形成了尘埃，这颗恒星成为了一个强红外源。这导致恒星在V波段的亮度下降到20等以下。2003年至2009年期间获得的CCD BVR观测结果表明，尘埃吸收最小完成于2004年，残留物重新出现在18.5 mag V的水平。尘埃分散，但在K波段与VLT自适应光学拍摄的帧中没有星状物体。直到2007年3月，在这些画面中只能看到爆炸的喷出物。光谱能量分布中没有出现变红的A0 V型恒星。2000年V445 Pup的爆炸是CO型白矮星表面的氦闪光。结合现代动力学计算的结果，讨论了氦闪触发白矮星核爆轰的可能性及其观测证据，并讨论了系统的公共包层在爆轰中丢失的问题。系统的破坏及其组件的质量损失排除了V445 Pup未来的SN Ia情景。
2010-11-28 astro-ph.SR
Photometric evolution, orbital modulation and progenitor of Nova Mon 2012
我们提出并讨论了准确和密集映射的BVRI光变曲线的氖新星Mon 2012年，补充的演变Stromgren b和y波段和相关的发射线的综合通量。我们的监测从新星的光学发现开始，一直延伸到+270天，远远超过了X射线超软阶段的结束。这颗新星显示出非常平滑的光变曲线。在SSS阶段开始时，y光变曲线和V光变曲线之间出现分叉，在SSS阶段结束时出现拐点。在未观测到的光学最大值时，新星的视星等被限制在+2.8=<V=<4.2。在新星演化过程中，伴随着光学亮度0.29585（+/-0.00002）天的轨道调制的出现、振幅增长和消亡。所观察到的调制具有近正弦的形状和弱的次最小值在相位0.5。我们赞成的解释，在叠加的椭圆形变形的洛希瓣填充同伴和照射的一面面临的WD。类似的光变曲线是典型的共生星，其中一个充满罗氏瓣的巨星被一个非常热的WD照射。由于高轨道倾角，施主星和吸积盘之间的相互掩星可能有助于观察到的调制。新星Mon 2012在爆发前的平静期的光学+红外光谱能量分布很好地拟合了一颗早期K型主序星（~ K3 V），距离为1.5 kpc，红化E（B-V）=0.38，有一颗WD伴星和一个吸积盘，有助于观察到蓝色过量和中等的H α发射。一颗典型的早期K型主序星，质量约为0.75 Msun，半径约为0.8 Rsun，其洛希叶的轨道周期为P=0.29585天，并有一颗质量更大的WD伴星。
2013-06-06 astro-ph.SR
The Progenitor Systems of Classical Novae in M31
本研究首次利用PHAT巡天获得的M31盘面恒星年龄分布与大样本新星星表，构建新星延迟时间分布，发现两个显著前身群体，并揭示其产生效率可能恒定或随时间递减。
2025-03-26 astro-ph.GA 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
A remarkable recurrent nova in M31 - The optical observations
2013年11月下旬，M31经常性新星M31 N 2008- 12 a在五年内第五次爆发。目的：在这封信中，我们解决的光学光变曲线和祖系统的M31 N 2008- 12 a。研究方法：2013年的光学成像数据从利物浦望远镜，拉帕尔马，丹麦1.54米望远镜，拉西拉，和档案哈勃太空望远镜近红外，光学和近紫外数据的爆发进行天体测量和光度分析。结果如下：2013年爆发的光度测量，结合之前的三次爆发，使一个非常快的新星，t2（V）~4天的模板光变曲线的建设成为可能。档案数据允许恢复的祖先系统的光学和近紫外数据，表明一个红巨星二次与明亮的吸积盘，或者是一个系统与亚巨星二次，但占主导地位的磁盘。结论：M31 N 2008- 12 a的爆发和一些历史性的X射线探测表明，这是一个独特的系统，重现时间约为1年。这意味着一个非常高质量的白矮星和高吸积率的存在。我们鼓励更多的观测，特别是在2014年底。
2014-02-10 astro-ph.SR
The post-nova population
我们在这里介绍我们正在进行的项目，通过重新发现在最初的爆发后丢失的旧新星，揭开后新星的人口，其中的二进制本身是未观察到的。我们采取UBVR测光的候选人的选择，长缝光谱，以确认这些候选人，和时间分辨光谱测量的轨道周期的新确认的后新星。一些初步的结果作为例子。
2011-10-10 astro-ph.SR
A Light Curve Analysis of Recurrent and Very Fast Novae in our Galaxy, Magellanic Clouds, and M31
我们分析了我们银河系、麦哲伦星云和M31中14颗周期性和非常快的新星的光学、紫外和X射线光变曲线，并获得了它们的距离和白矮星（WD）质量。在这14颗新星中，我们发现8颗新星拥有超大质量（$\gtrsim 1.35 M_\odot$）WDs，并且是Ia型超新星（SN Ia）祖先的候选者。我们证实，同样的时标律和时间拉伸方法，在银河系新星可以适用于河外快新星。我们将V745 Sco、T CrB、V838 Her和V1534 Sco这四颗新星归类为V745 Sco型（快速衰退），将RS Oph和V407 Cyg这两颗新星归类为RS Oph型（星周物质（CSM）-激波），将U Sco和CI Aql这两颗新星归类为U Sco型（正常衰退）。这些新星的$V$光变曲线在同一组中几乎相互重叠，如果我们在时间方向上适当拉伸（时标定律）。我们将我们的分类方法应用于LMC，SMC和M31新星。YY Dor、LMC N 2009 a和SMC N 2016属于正常下降型，LMC N 2013属于CSM冲击型，LMC N 2012 a和M31 N 2008- 12 a属于快速下降型。我们得到SMC N 2016的距离为$d=20\pm2$ kpc，这表明SMC N 2016是我们星系的一员。快速衰退型新星具有非常大的$M_{\rm WD}=1.37-1.385 M_\odot$ WDs，并且是SN Ia祖细胞…
2018-05-24 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
The luminous red nova AT 2018bwo in NGC 45 and its binary yellow supergiant progenitor
发光红新星（LRNe）是与双星系统合并前不久的共同包层（CE）部分喷射有关的天体物理瞬变。在这里，我们提出了我们的光度和光谱后续活动的AT 2018 bwo（DLT 18x），在NGC 45中发现的LRN的结果，并使用二进制恒星演化模型研究其祖先系统。瞬变达到了$M_r=-10.97\pm0.11$的峰值幅度，并在其$t_p = 41\pm5$天的光学平台期间保持这种亮度。在这一阶段，它的光球温度相当稳定，约为3300 K，光度约为$10^{40}$ erg/s。AT 2018 bwo的光球层在早期看起来比其他类似的LRNe更大更冷，可能是由于合并前的质量损失事件延长。接近平台的末端，光学光谱显示出具有强分子吸收带的红色连续谱。在爆发后约1.5年，在中红外波段也检测到了冷却尘埃的再处理排放。斯皮策和哈勃太空望远镜在瞬变事件发生前10-14年的档案数据显示，这颗恒星的前身是$T_{prog}\sim 6500$ K、$R_{prog}\sim 100R_{\odot}$和$L_{prog}\sim 2\times10^4L_{\odot}$，光学上薄的温暖尘埃（1000 K）的质量上限是$M_d<10^{-6}M_{\odot}$。利用恒星双星演化模型，我们确定了与祖先参数空间一致的双星系统的性质。对于AT 2018 bwo，我们推断其原始质量为12-16 $M_{\odot}$，比…
2022-01-27 astro-ph.SR
Red novae, their progenitors, and remnants
Nicolaus Copernicus Astronomical Center（尼古拉·哥白尼天文学中心）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Departament de Física Quàntica i Astrofísica (FQA), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学量子物理与天体物理学系）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究研究所）
本文综述了红新星的观测知识，探讨了其爆发特性、人口特征和长期残骸，分析了红新星前身的多样性以及预测爆发和建立稳健事件率的挑战，强调了红新星在双星演化和恒星人口研究中的重要性。
2026-05-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Red novae, stellar mergers in binary and triple systems, and bipolar nebulae
本文探讨了红新星作为非致密恒星碰撞驱动的暂现源，其遗迹的双极结构与post-AGB或pre-PN系统相似，并提出部分被误分类为pre-PNe的主序后天体可能是恒星并合遗迹的假说。
2024-01-08 astro-ph.SR
Observational Signatures of SNIa Progenitors, as Predicted by Models
确定Ia型超新星（SNIa）的祖先几十年来一直是一个难题。单简并方案$-$是一个白矮星（WD）在一个半分离的双星系统吸积质量从它的次级$-$是一个合理的路径，但是，没有模拟日期已经表明，这样的结果是可能的。在这项研究中，我们允许一个WD与附近的拉塞卡质量的$1.4M_\odot$演变超过数万个新星周期，积累质量世俗，而经历周期性的新星爆发。我们提出的质量吸积的限制内，SNIa可能发生。结果表明，对于允许范围内的每个参数组合，有数万个几乎相同的新星周期，其中吸积质量超过喷出质量，即WD的质量缓慢但稳定地增长。最后，WD变得不稳定，最高温度上升了近两个数量级，重元素的产生增加了几个数量级，核和中微子的光度变得巨大。我们还发现，这一机制导致WD崩溃是强大的，与WD的范围$1.0 - 1.38M_\odot$，和吸积率$5*10^{-7}M_\odot/yr$，都稳步增长的质量。这些模拟SNIa事件的发生，使观测可检验的预测前SN恒星的光变曲线，并对SNIa喷出物的化学。
2014-11-03 astro-ph.SR
On the progenitor system of V392 Persei
使用2MASS和WISE的档案数据讨论英仙座V392新星和矮新星系统的祖先系统。我们发现该系统不太可能包含发光的红巨星施主（即共生系统），但不能排除存在较低亮度的红巨星或亚巨星施主。注意到静止的V392 Per的SED与GK英仙座的SED相似。
2018-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Luminous Red Nova 2015 in the Galaxy M101
我们提出的红新星PSN J14021678+5426205的研究结果的基础上进行的观测与俄罗斯6米望远镜（BTA）以及其他望远镜的SAO RAS和SAI MSU。为了调查新星的祖先，我们使用了数字天空调查的数据和互联网上的业余照片。在1993年4月至2014年7月期间，母星的亮度在V波段逐渐增加了2.2等。在2014年11月中旬第一次爆发的高峰期，这颗恒星的绝对视星等达到了-12.75等，但后来在2015年2月，在一次绝对视星等为-11.65等的重复爆发中被发现。在光谱中观察到H α发射线和表面温度逐渐降低的冷超巨星的连续谱。这种过程是红新星的典型特征，尽管所研究的物体显示了极端的参数：最大光度、最长爆发持续时间、最小爆发幅度、光变曲线的不寻常形状。这一事件被解释为一个巨大的OB星系统的组成部分合并伴随着一个共同的信封的形成，然后膨胀，这个信封的能量损失最小。
2016-11-15 astro-ph.SR
TY Pup: a low-mass-ratio and deep contact binary as a progenitor candidate of luminous red novae
TY Pup是南半球著名的亮食双星，轨道周期为0.8192天。2015年1月至2月和2017年3月至4月，智利CTIO的0.61米反射镜机器人望远镜（PROMPT-8）获得了$B, V, (RI)_C$波段的新光变曲线。用W-D方法分析了它们的光度数据，发现TY Pup是一颗低质量比（$q \sim$ 0.184）、深接触、高填充因子（$84.3\,\%$）的双星。对云南天文台60厘米和1.0米望远镜观测到的所有可见光最小时（包括三个新的可见光最小时）的研究表明，TY Pup的周期变化很复杂。检测到$O-C$图中的向上抛物线变化叠加在周期振荡上。向上的抛物线变化揭示了轨道周期以$\mathrm{d}P/\mathrm{d}t = 5.57(\pm 0.08)\times10^{-8}$ d $\textrm{yr}^{-1}$的速率长期持续增加。周期的增加可以用质量较小的组分（$M_2 \sim 0.3 M_{\odot}$）向质量较大的组分（$M_1 \sim 1.65 M_{\odot}$）的质量转移来解释，二元体系的质量比将变得更小。以这种方式，当它满足轨道角动量小于总自旋角动量的3倍的标准时，即，$J_{orb} < 3J_{rot}$。这表明该系统最终将合并成一颗快速旋转的单星，并可能产生一颗明亮的红色新星。在$O-C$图中的周期振荡可以通过光旅行时间效应（LITE）通过…
2018-12-26 astro-ph.SR
Dwarf Novae in the Shortest Orbital Period Regime: II. WZ Sge Stars as the Missing Population near the Period Minimum
WZ Sge型矮新星的特点是爆发的重现时间长（~10年）和轨道周期短（<~ 85分钟）。WZ Sge星的很大一部分可能因为低爆发活动而未被发现。最近，观测到的激变变星（CV）的轨道周期分布发生了变化，部分原因是新的WZ Sge星的爆发已经被发现。因此，估算WZ Sge星的内禀星族对于研究CV的星族和演化具有重要意义。在本文中，我们提出了一个贝叶斯方法来估计的内禀周期分布的矮新星从观测样本。在这个贝叶斯模型中，我们假设了一个简单的回归时间和轨道周期之间的关系，这是一致的观测WZ Sge星和其他矮新星。因此，最小轨道周期估计为70分钟。人口的WZ Sge星表现出尖峰状的功能，在最短的周期制度的轨道周期分布。这些特征与以前通过人口合成研究预测的轨道周期分布是一致的。我们建议，WZ Sge星和CV具有低的质量转移率是很好的候选人的进化理论预测的CV失踪人口。
2010-03-09 astro-ph.SR
Classical Nova V1405 Cas Had $M_{\rm ejecta}$$>$$M_{\rm accreted}$ and so is Unlikely to be a Type Ia Supernova Progenitor
Louisiana State University（路易斯安那州立大学）
通过测量V1405 Cas的轨道周期变化和抛射/吸积质量，证明其质量减小且非Ia型超新星前身星，并反驳了五项传统CV演化主张。
2026-09-11 astro-ph.SR
Searching for the Next Galactic Luminous Red Nova
发光红新星（英语：Luminous red novae，LRNe）是一种天体物理学上的瞬变现象，被认为是由双星的共同包层（英语：common envelope，CE）的部分抛射和其组成部分的合并引起的。CE的形成很可能发生在不稳定的质量转移过程中，由一颗正在脱离主序星（赫兹弹簧间隙星）和一颗质量较低的伴星引发。与观测结果一致，理论研究表明，前CE阶段的流出物在喷射事件发生前几年产生了可检测到的祖系统增亮。基于这些假设，我们提出了一种方法来识别银河系LRNe的前体，由此产生的前体候选人，我们的后续分析，以揭示其性质。我们首先构建一个样本的祖系统，即赫兹差距星，通过统计建模的密度的颜色星等图形成的“行为良好”的盖亚DR 2源。他们的时域演变从Zwicky瞬变设施（ZTF）的调查是用来寻找缓慢增亮的事件，作为前CE的前兆候选人。使用档案数据和我们自己的光谱跟踪进一步研究所产生的候选人的性质。总之，我们构建了$\sim5.4\times{10^4}$祖源的样品，其中21个被鉴定为候选LRNe前体。进一步的分析显示，我们的候选者中有16个是H $α$发射体，它们的光谱通常表明它们是较热的（尽管是中等偏热的）A型或B型恒星。由于他们的长期变化，在光学和中红外波长，我们建议，我们的许多候选人是质量转移的双星与紧凑的同伴周围的尘埃拱盘或磁活跃的恒星合并残余物。
2022-09-26 astro-ph.SR
Beryllium detection in the very fast nova ASASSN-16kt (V407 Lupi)
本文介绍了对快新星ASASSN-16 kt（V407 Lup）的高分辨率光谱观测。对早期获得的光谱进行仔细检查，发现存在低电离线，在其他谱线中，我们发现在相对不受可能的污染物影响的区域中存在电离的$^7$ Be双峰。在研究了它们的强度后，我们推测ASASSN-16 kt产生了$^7$ Be的（5.9 - 7.7）$ \times 10^{-9}$ M $_{\odot}$。明亮的氖线的鉴定可能表明新星的祖先是一个大质量（1.2 M $_{\odot}$）的氧氖白矮星。氧-氖新星的高爆发频率意味着它们可能产生类似于碳-氧新星的Be量，如果不是更大的话，然后证实经典新星是银河系中锂的主要工厂之一。
2018-02-16 astro-ph.SR
Hydrodynamic Simulations of Classical Novae; CO and ONe White Dwarfs are Supernova Ia Progenitors
激变变星（CV）和共生双星是接近（或不那么接近）的双星系统，其中包含一颗白矮星（WD）主星和一颗较大的较冷的次级星，通常充满其洛希叶。较冷的恒星通过双星的内拉格朗日点失去质量，其中一部分物质被WD吸积。在这里，我们报告我们的热核失控（TNR）的吸积材料，在一个经典的新星爆炸结束的流体动力学研究。我们跟踪了碳-氧（CO）和氧-氖（ONe）WD上TNR的演变。我们在本文中报告了3项研究。首先，我们使用NOVA（我们的1-D，完全隐式，Hydro代码）仅吸积太阳物质的模拟。其次，我们使用MESA进行类似的研究，其中我们只吸积太阳物质，并比较结果。第三，我们吸积太阳物质，直到TNR正在进行，然后将吸积层中的成分切换为混合成分：25% WD和75%太阳物质或50% WD和50%太阳物质。我们发现，吸积材料的量是成反比的初始12 C丰度（如预期）。因此，吸积太阳物质会导致更大量的吸积物质来为爆发提供燃料;比早期研究中从模拟开始就假设混合成分的情况要大得多。我们最重要的结果是，所有这些模拟喷射显着小于吸积的质量，因此，WD是越来越多的质量向Ehrasekhar极限。
2020-06-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hertzsprung gap stars in nearby galaxies and the Quest for Luminous Red Novae Progenitors
本研究利用HST测光数据在近邻星系中识别YSG候选体，结合时域巡天寻找LRN前身星，发现12个前兆候选体，并预测LSST将发现大量新候选体。
2024-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
A low-mass-ratio and deep contact binary as the progenitor of the merger V1309 Sco
新斯科2008（=V1309 Sco）是一个V838 Mon型爆发的例子，而不是一个典型的经典新星。这个神秘的天体最近被证明是由接触双星中的两颗恒星合并而成的。这是第一个被确定为经历共同包络瞬态的恒星合并。为了了解其前身星的性质，用W-D方法分析了其爆发前的光变曲线。2002年光变曲线的光度解表明它是一颗深接触双星（f = 89.5（+-40.5）%），质量比为0.094。光变曲线的不对称性可以用质量更大的组分上存在的黑点来解释。极高的填充因子表明，接触双星的合并是由外拉格朗日点的动力学质量损失驱动的。然而，对2004年光变曲线的分析表明，即使在q = 0.03的极低质量比下也没有得到溶液。这表明在2004年，双星系统的共同对流包层消失，次级分量螺旋进入主包层。最后，原子弹包层的抛射产生了爆发。
2016-11-15 astro-ph.SR
Extragalactic Nova Populations
现在已经测量了十几个星系的新星率，这些星系跨越了哈勃望远镜的各种类型。当标准化到星系的红外K波段光度时，特定光度的新星率通常落在每年每10^10个K太阳光度1-3颗新星的范围内，并且在哈勃序列中没有显著变化。本文给出了三个室女座椭圆星系（M49、M84和M87）的初步新星速率，它们具有不同的球状星团特定频率。没有依赖于特定的光度的新星率上的球状星团特定frequencywerebond. Photometric和光谱观测的新星在本星系群中的建议，占主导地位的星系的年轻恒星星族（M33和LMC）的特点是与一般更快的光度演化的新星，并由较高的比例的He/N新星相比，新星在M31。大麦哲伦星系中经常出现的新星数量似乎高于M31和银河系。
2013-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectra of V1405 Cas at the very beginning indicate a low-mass ONeMg white dwarf progenitor
通过分析新星 V1405 Cas 极早期光谱的快速演化，发现其前身星为低质量 ONeMg 白矮星，挑战了约 1.1 太阳质量的质量下限理论。
2023-10-12 astro-ph.SR
An extremely fast fading population II dwarf nova candidate: caught spectroscopically on the rise
Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；ARC Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery (OzGrav)（引力波发现卓越研究中心）；Australian Research Council Centre of Excellence for All-sky Astrophysics in 3 Dimensions (ASTRO 3D)（全天空三维天体物理学卓越研究中心）；Joint Space-Science Institute, University of Maryland（马里兰大学联合空间科学研究所）；University of North Carolina at Chapel Hill（北卡罗来纳大学教堂山分校）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；The University of Melbourne（墨尔本大学）
AT2022kak是首个在上升阶段被光谱学捕捉的快速衰减矮矮新星候选体，其快速演变行为使其成为观测到最快的和最暗的矮矮新星之一，可能属于Population II系统。
2025-11-19 astro-ph.SR
Orbital Period Changes of Recurrent Nova T Pyxidis Demonstrate that M_ejecta >> 11.3xM_accreted and Is Not a Type Ia Supernova Progenitor
Louisiana State University（路易斯安那州立大学）
T Pyx的轨道周期变化表明其喷射质量远大于吸积质量，且不可能成为Ia型超新星前身。
2026-02-10 astro-ph.HE 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
Carbon-Oxygen Classical Novae are Galactic $^7$Li Producers as well as Potential Supernova Ia Progenitors
本研究通过一维流体动力学模拟发现，碳氧白矮星上的经典新星爆炸不仅为银河系贡献了大量$^7$Li，且白矮星质量在吸积-爆发循环中不断增长，是超新星Ia的重要前身星通道。
2019-10-01 astro-ph.HE 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
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
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
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
On the nature of Nova 1670 (CK Vulpeculae): a merger of a red giant with a helium white dwarf
本研究针对1670年新星（CK Vul）的红新星并合起源假说，结合观测数据与模拟分析其前身系统构成，证实其为1-2倍太阳质量的首次上升红巨星与氦白矮星并合的产物，正演化为早期R型碳星。
2023-12-13 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
Spectroscopic Studies of 30 Short-period Cataclysmic Variable Stars, and Remarks on the Evolution and Population of Similar Objects
我们目前的光谱和轨道周期Porb的30个明显的非磁性激变双星周期低于约3小时，几乎所有的矮新星，主要是SU大熊座子类。然后，我们转向证据支持的预测，短周期矮新星演化到更长的周期后，通过一个最小的周期-"周期反弹"现象。从文献中绘制的数据表明，对于超峰周期超过$ε= (P_{\rm sh} - P_{\rm orb} )/P_{\rm orb}$低于约0.015，该周期似乎增加与减少的周期，同意至少定性与预测的行为。接下来，激发的WZ射手座子类的短周期矮新星的长（十年）爆发间隔，我们问是否可能有一个相当大的人口的“潜伏者”-系统，类似于矮新星在最低光，但不超过可访问的时间尺度（或在所有）爆发，因此不提请注意自己。通过研究斯隆数字巡天CV样本的爆发历史，这些CV是按颜色选择的，而不是按爆发选择的，我们发现，绝大多数颜色选择的矮新星类天体都被观察到爆发，并得出结论，“潜伏者”，如果存在的话，是CV人口中相对较小的一部分。
2020-05-05 astro-ph.SR
Synthesis of C-rich dust in CO nova ourbursts
上下文经典新星是发生在恒星双星系统中的吸积白矮星包层中的热核爆炸。转移到白矮星上的物质在简并条件下堆积起来，导致热核失控。在这些爆发中，大约有10-7 - 10-3 Msun，富含CNO，有时还有其他中等质量的元素（例如，Ne、Na、Mg或Al（对于一颗新星）被喷射到星际介质中。从光谱上推断出的新星喷出物中大量的金属物质表明，从次级恒星转移来的（类似太阳的）物质与下面的白矮星的最外层混合在一起。目标。到目前为止，大多数新星爆发的理论模型都产生了以O > C为特征的流出物，原则上只有氧化的冷凝物（例如富O颗粒）。方法.为了具体解决CO新星是否真的可以产生富碳尘埃，六种不同的流体动力学新星模型已经发展，从吸积到膨胀和喷射阶段，具有不同的选择与太阳一样的吸积材料混合的衬底的组成。更新的化学配置文件内的H-耗尽核心已被使用，恒星演化计算的基础上，通过H和He燃烧阶段的祖8 Msun。结果我们表明，这些配置文件导致富C喷出物后，新星爆发。这扩大了新星对陨石中发现的太阳前颗粒清单的可能贡献，特别是在一些碳质相（即，纳米金刚石、碳化硅和石墨）。
2016-06-17 astro-ph.SR
Orbital Period Changes in Recurrent Nova T Corona Borealis Prove That It Is Not a Type Ia Supernovae Progenitor
该研究通过分析再发新星T CrB的轨道周期变化、光变曲线等数据，计算得出其每次爆发的抛射物质量远大于吸积质量，白矮星质量持续下降，证明它并非Ia型超新星前身星。
2025-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring stellar evolution with Luminous Red Novae and Interacting Gap Transients
Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Departament de Física Quàntica i Astrofísica (FQA), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学量子物理与天体物理学系）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究院）
该研究综述相互作用间隙瞬变源的相关内容，指出其对恒星演化研究的重要性，并说明未来宽场时域巡天任务将推动该领域发展。
2026-09-02 astro-ph.HE 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
Common Envelope ejection for a Luminous Red Nova in M101
我们提出了M101 OT 2015 -1（PSN J14021678+5426205）的光学，近红外和中红外观测结果，这是风车星系（M101）中的一个明亮的红色瞬变，总共跨越了16年。光变曲线显示出两个明显的峰值，绝对星等分别为$M_r\leq-12.4$和$M_r \simeq-12$，分别出现在2014年11月11日和2015年2月17日。在第二个极大值期间的光谱能量分布表明，$\approx$ 3700 K的冷爆发温度和低膨胀速度（$\approx-$ 300 \kms）的H I，Ca II，Ba II和KI线。从爆发前15到8年的档案数据中，我们发现了一个与光学发现的瞬变一致的单一来源，我们认为它是祖先;它的性质与$L$ ~ $\sim$ ~8.7~ $\times\ 10^4$ \Lsun，$T_{\rm{eff}}\approx$ 7000~K和估计质量为$\rm{M1}= 18\pm 1$ \Msun的F型黄超巨星一致。这颗恒星可能刚刚完成了核心的H燃烧阶段，开始膨胀，现在正在穿越赫兹普龙间隙。基于所观察到的属性的组合，我们认为，祖是一个二元系统，与更先进的系统充满了洛希瓣。与双星演化模型的比较表明，爆发是一种极其罕见的现象，可能与共同包层的喷射有关。双星系统的初始质量填补了V838 Mon（5 $-$ 10 \Msun）和NGC~4490-OT~（30~ \Msun…
2016-10-28 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
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 impact of metallicity on nova populations
恒星的金属丰度以各种方式影响其演化，改变恒星半径、光度、寿命和残余物性质。在这项工作中，我们使用人口合成代码binary_c研究如何金属丰度影响新星的背景下，二进制恒星演化。我们计算一个16点网格的金属丰度范围从$Z=10^{-4}$到0.03，提出分布的新星白矮星的质量，吸积率，延迟时间，和初始系统的属性在我们的16点金属丰度网格的两个极端。我们发现金属丰度和产生的新星数量之间存在明显的反相关性，$Z=0.03$的新星数量大约是$Z=10^{-4}$的一半。白矮星的质量分布随金属丰度有很强的系统性变化，而吸积率分布的形状相对不敏感。我们计算出银河系目前的新星率约为每年33颗新星，这一结果与依赖于银河系外新星的观测估计一致，但相对于依赖于银河系新星的观测估计，这一结果预测不足。然而，我们预测的银河系白矮星质量分布的形状与现有的观测得出的分布有很大不同，这可能是由于我们的基本物理假设。在M31中，我们计算出目前每年约36颗新星的新星率，低于最近观测估计的$65^{+15}_{-16}$。最后，我们的结论是，在预测目前可观察到的新星率在螺旋星系，或恒星环境中的恒星形成已经停止在遥远的过去，金属丰度可能被认为是次要的相比，在二进制恒星演化的不确定性。
2021-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
