On the M31 Nova Progenitor Population
本文介绍了静止期M31新星的概况。这是第一个静止的河外星系目录，包含2006年至2013年期间37颗光谱确认的新星。我们使用利物浦望远镜和福克斯望远镜在爆发期间拍摄的北图像来确定每个系统的准确位置。然后将这些位置转换为存档的哈勃太空望远镜（HST）图像，我们对任何与转换位置一致的可分辨源进行测光。由于M31中的红巨星在HST图像中是可以分辨的，我们可以检测到红巨星秒的系统。在我们的银河系中，只有少数几个这样的系统被证实（例如RS Oph和T CrB）。然而，我们发现在M31中有更高比例的新星可能包含红巨星二等星。对于一些新星，当新星还在褪色时，就已经拍摄了符合的HST图像，这使我们能够产生比大多数河外星系可能达到的更暗的光变曲线。最后，我们比较了M31和银河系的静止新星种群。
2013-03-08 astro-ph.SR
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
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 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
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
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
CI Aql: a Type Ia supernova progenitor?
如果复发新星是Ia型超新星的祖先，那么它们的白矮星的质量一定接近于克拉塞卡极限。确定周期性新星中白矮星质量的最可靠方法是动态的，通过对伴星的径向速度和旋转增宽的测量。这样的测量要求系统既要有食光，又要显示出从次级恒星吸收的特征。在此之前，唯一对复发新星的动力学质量估计是U Sco，它的白矮星质量为1.55 +/- 0.24 M太阳能（Thoroughgood et al. 2001）。我们提出了新的时间分辨，中等分辨率光谱的食经常性新星CI天鹰座（CI Aql）在平静。我们发现这颗白矮星的质量是1.00 +/- 0.14 Msolar，第二颗恒星的质量是2.32 +/- 0.19 Msolar。我们估计它的半径为2.07 +/- 0.06 Rsolar，这意味着它是一颗轻微演化的早期A型恒星。高质量比q = 2.35 +/- 0.24和高次级恒星质量意味着质量转移发生在热时间尺度上。我们认为CI Aql正在迅速演变为超软X射线源，并最终可能在1000万年内爆炸为Ia型超新星。
2013-05-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
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
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
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
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
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
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
Comparative Study of Two Luminous Red Novae I. Progenitor Modeling and Dust Formation
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）；Department of Astrophysics/IMAPP, Radboud University（拉德堡德大学天体物理学/IMAPP系）
通过双星演化模型和红外观测，约束了AT2021biy和AT2021blu的前身星质量、抛射物质量及尘埃形成，发现仅少量气体凝结为尘埃。
2026-06-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Long term UBV RI photometric and spectral monitoring of nova KT Eri during 2009-2023
该研究对2009年爆发的新星KT Eri开展2009-2023年长期UBV RI测光监测，揭示其宁静态高激发条件、复杂多周期与混沌混合的1星等幅度变异性，且爆发前后宁静态平均色亮水平一致。
2024-11-28 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
Atlas of photometric and spectroscopic daily monitoring of the very slow Nova Cas 2021 (=V1405 Cas) during the first 660 days of its outburst
新星卡斯2021于2021年3月18日爆发，在53天后通过光度最大值时达到肉眼亮度。我们描述了我们的~日常监测其演变，涵盖了发现以来的第一个660天。在所有我们获得了574高精度光度运行同时在BVRI波段，和110 Echelle高分辨率光谱。详细绘制了Cas新星2021的多波段光度演化图，并讨论了其与原型甚慢新星HR Del和V723 Cas的严格相似性。所有三颗新星都显示出多次和短暂的最大值，而几个月来徘徊在明亮的高原上，最终进入最后的衰退和星云阶段。所有新星的下降速度相同：通量（V）=（t-to）** α，α =-2.3在主要最大值之前，Nova Cas 2021的发射线以纤细的Voigt轮廓为特征，在它之后，所有线变得更宽，并以叠加在更宽基座上的宽中心分量为特征。这一转变发生在伽马射线发射被探测到的同一时间。沿着7个月的高原，线轮廓显示了鲁莽的变化，在所有的速度尺度，以响应不断变化的亮度的新星在第二个极大值。在+230天离开平台后，星云线出现，电离度迅速增加，从FeII/Balmer/HeI通过HeII/Bowen，然后到[CaV]/[NeV]/[FeVII]。大约在+550天之后，配置文件停止了进化，冻结了它们的外观。在后来的时期，所有发射线的轮廓变得密集的城堡状，在过去的四个月里，所有凹痕的径向速度稳定在1公里/秒。
2023-02-09 astro-ph.SR
The luminous red nova variety: AT 2020hat and AT 2020kog
我们介绍了对NGC 5068中的发光红新星（LRNe）AT 2020 hat和NGC 6106中的AT 2020 kog的监测结果。这两个物体在被发现之前通过常规调查行动进行了成像（和探测）。它们显示出光度缓慢上升的一般趋势，至少持续几个月。随后的主要LRN爆发在光度学和光谱学中得到了广泛的关注。光变曲线呈现出一个初始的短暂峰值，随后是一个较红的平台期。AT 2020 kog是一个中等亮度的事件，峰值约为7 x 10^40 erg/s，而AT 2020 hat比AT 2020 kog暗近一个数量级，尽管它仍然比V838 Mon更明亮。与其他LRNe类似，AT 2020 kog的光谱随时间发生显著变化。它们在早期阶段类似于IIn型超新星，然后在平台期变得类似于K型星，在非常晚的阶段变得类似于M型星。相比之下，AT 2020在早期已经显示出更红的连续谱，它的光谱显示出分子带的晚期出现。AT 2020在最大值后+37天拍摄的中等分辨率光谱显示了一片狭窄的天鹅座P金属线森林，速度为180 km/s，以及半最大速度为250 km/s的H α发射。对于AT 2020 hat，哈勃太空望远镜的档案图像提供了对其静止祖先的强大约束。它的前身星被清楚地探测到是一颗中K型恒星，绝对星等为MF 606 W = -3.33+-0.09等，颜色为F606 W-F814 W = 1.14+-0.05等，这与一…
2021-01-14 astro-ph.SR
Was there a (super)nova in 1408?
本文结合明代新史料与现代星表重新考证1408年“客星”，推断其更可能为慢新星或超新星，并提出CK Vul或存在1408年前驱爆发。
2025-05-15 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
An extensive optical study of V2491 Cyg (Nova Cyg 2008 N.2), from maximum brightness to return to quiescence
详细研究了He/N和非常快的天鹅座新星2008 N2（V2491 Cyg）的光度和光谱演化。2008年4月11.37（+/-0.1）UT，在V=7.45 +/-0.05处达到第一个极大值，随后以t2（V）=4.8天为特征平稳下降，然后在V=9.49 +/-0.03，14.5天后达到第二个极大值。这是继V2362 Cyg和V1493 Aql之后，第三颗出现次极大值的新星。详细研究了次极大的发展和能量学。随后的平稳下降被精确地监测到，直到+144天，新星比最大亮度暗8.6等，进入星云阶段，其线和连续辐射率下降为t-3。影响新星的红化是E（B-V）=0.23 +/-0.01，14 kpc的距离使新星位于银道面以上1.1 kpc的高度，比典型的He/N新星要大。大部分喷出物的膨胀速度为2000公里/秒，在光学厚相期间具有复杂的发射轮廓和弱的P-Cyg反射，在星云相期间具有鞍状轮廓。对发射线光谱的光电离分析表明，爆发喷出的质量为5.3 × 10（-6）Msun，质量分数为X=0.573，Y=0.287，Z=0.140，单个元素的质量分数为N=0.074，O=0.049，Ne=0.015。吸积物质的金属丰度为[Fe/H]=-0.25，与新星星系中心距离处的环境值一致。在+477天和+831天的光谱学和光度学观测显示，这颗新星恢复到了其前身的亮度水平，并重新开始了对白矮星的吸积。
2010-09-04 astro-ph.SR
Pan-Chromatic observations of the Recurrent Nova LMC 2009a (LMC 1971b)
新星LMC 2009a与新星LMC 1971b位置重合，被确认为复发新星（RN）。观测数据集是任何银河系或河外RN最全面的数据集之一：从爆发到超过6年后的光学和近红外测光;前6个月的光谱，以及Swift卫星从爆发后9天到近1年的紫外线和X射线观测。我们发现$M_V = -8.4\pm0.8_{\mathrm{r}}\pm0.7_{\mathrm{s}}$和膨胀速度之间的1000和4000公里秒$^{-1}$。第9天之前的日冕线发射表明喷出物中存在激波。He II $λ$ 4686的强化先于$\sim63-70$天X射线中出现的超软源（SSS），而SSS最初是非常可变的。周期性的调制，$P=1.2$天，最有可能的轨道性质，是明显的紫外线和光学从第43天。随后，SSS示出具有相同周期但具有0.28P延迟的振荡。它的前身系统已经被确认，而第二个则很可能是一个次巨星，它正在吞噬一个发光的吸积盘。SSS的性质推断白矮星（WD）质量为$1.1 \mathrm{M}_\odot \lesssim M_{\rm WD} \lesssim 1.3 \mathrm{M}_\odot$。如果吸积发生在恒定的速度，$\dot{\it{M}}_{\rm acc} \simeq 3.6^{+4.7}_{-2.5} \times 10^{-7} \mathrm{M}_\odot$年$^{-1}$是必要的，符合新…
2016-01-04 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
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
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
Hydrodynamic Simulations of Oxygen-Neon Classical Novae as Galactic $^7$Li Producers and Potential Accretion Induced Collapse Progenitors
本研究使用NOVA代码模拟氧氖白矮星上的经典新星热核失控过程，发现抛射物中7Be大量富集，表明经典新星是银河系7Li的重要来源，且白矮星质量因抛射少于吸积而增长，可能成为吸积诱导坍缩事件的重要通道。
2024-01-04 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Challenging Classical Paradigms: Recurrent Nova M31N 2017-01e, a BeWD system in M31?
本研究通过多波长分析发现M31中快速再发的低振幅新星M31N 2017-01e的前身星可能是带星周盘的Be星，提出其为罕见Be-WD双星系统，挑战了再发新星的经典演化范式。
2025-08-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
OQ Carinae: A New Southern Z Cam Type Dwarf Nova
对矮新星OQ车进行了长期的光学监测，以研究这个恒星系统以前未知的行为。观测结果显示OQ Car有频繁的矮新星爆发，并揭示了这个恒星系统的第一次有记录的静止。在此基础上，我们认为OQ Car是Z Cam型矮新星的新成员。
2014-03-04 astro-ph.SR
WD+MS Systems as the Progenitors of Type Ia Supernovae with Different Metallicities
Ia型超新星（SNe Ia）前身星的单简并模型是两个最流行的模型之一，其中一颗碳氧白矮星（CO WD）吸积来自其伴星的富氢物质，使其质量增加到克拉塞卡质量极限，然后爆炸成为一颗Ia型超新星。将Hachisu等人（1999 a）关于吸积效率的公式推广到Eggleton的恒星演化程序中，并假设该公式对\emph{all}金属丰度也有效，我们对不同金属丰度的双星演化进行了详细的研究。我们显示的初始和最终的参数空间为超新星Ia（$\log P-M_{\rm 2}$）平面。我们的模型很好地解释了（$\log P-M_{\rm 2}$）平面上一些著名的复发新星以及超软X射线源（SSS）RX J0513.9-6951的位置，并且我们的模型还可以解释第谷G的空间速度和质量，第谷G现在被认为是第谷超新星的伴星。我们的研究表明，如果Han和Podsiadlowski（2006）的延迟动力学不稳定性模型是合适的，SSS，V Sge，是一个潜在的超新星的祖先，如SN 2002 ic。
2009-08-18 astro-ph.SR
Photometric Investigation of Novae T Pyx, BT Mon and V574 Pup at Quiescence by using the 2.4 m Thai National Telescope
再发新星（Recurrent novae，RNe）是由热核失控提供动力的多次爆发的新星。爆发发生在白矮星的表面，伴随着晚型主序星或巨次级星将物质转移到白矮星主星上。它们类似于经典新星（CNe）爆发，但只有RNe有一个以上的记录爆发。RNe是Ia型超新星的前身系统之一，在宇宙学中被用作主要的距离指示器。因此，必须研究CNe和RNe的爆发类型，并最终确定最终可能成为Ia型SNe爆炸候选者的天体数量。采用了在突出幅度-速度等级图中RNe与CNe分开的建议。由于低振幅是由静态系统中存在的演化的次级和/或高传质速率引起的，因此RNe候选物应相应地具有低振幅。我们选择了3个初步目标，包括T Pyx，BT Mon和V574 Pup。它们的振幅并不低，但却是泰国国家望远镜（TNT）所能观测到的最低振幅。我们获得了他们的幅度在静止使用ULTRASPEC相机上的2.4米TNT。三个目标在光学和近红外色星等图上的位置表明，这三个目标都应该有主序星。这对于T Pyx来说是正确的，它的第二颗恒星已经被证实是主序星，但BT Mon和V574 Pup还没有被证实。
2018-12-28 astro-ph.SR
The orbital period of V458 Vulpeculae, a post double common-envelope nova
我们目前的时间分辨光谱V458 Vulpeculae（新星Vul 2007年第1号）分布在15个月的时间从301天后发现。我们的数据揭示了HeII λ5412和HeII λ4686发射线的径向速度变化。对径向速度曲线的周期分析得出的周期为98.09647 \pm 0.00025 min（0.06812255 \pm 0.0000017 d），我们认为这与双星系统的轨道周期一致。因此V458 Vul是已知周期最短的行星状星云中央双星。我们探讨的可能性，该系统是由一个相对大质量的白矮星（M1 \gsim 1.0 Msun）吸积物质的后渐近巨型分支恒星产生的行星状星云观察。在这种情况下，中央双星系统因此经历了两个共同的包络事件。结合以前的光电离模拟的星云光谱，后渐近的巨大分支的演化轨道和轨道周期有利于质量M2 \sim 0.6 Msun的捐助者明星。因此，该系统的总质量可能会超过克拉塞卡质量，这使得V458 Vul成为Ia型超新星的候选祖先。
2010-06-05 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
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
