The spectroscopic evolution of the recurrent nova T Pyxidis during its 2011 outburst. II.The optically thin phase and the structure of the ejecta in recurrent novae
我们继续我们的物理性质的经常性新星T Pyx的研究，集中在2011年爆发期间的星云膨胀阶段的喷出物的结构。这颗新星是与北欧光学望远镜（NOT）同时观测到的，具有高分辨率光谱分辨率（R ~ 65000）2011年10月11日和2012年4月8日（没有绝对通量校准），并与哈勃太空望远镜上的太空望远镜成像光谱仪（STIS），2011年10月10日和2012年3月28日高分辨率（R ~ 30000）（绝对通量）。我们使用标准的等离子体诊断（例如，[O III]和[N II]线比和H $β$线通量）来约束电子密度和温度。使用Monte Carlo模拟的喷出物，我们推导出的结构和填充因子从比较的光学和紫外线的轮廓。喷出物可以使用轴对称的圆锥形-双极-几何形状建模，其轴线与视线的倾角较低，i=15+/-5度，与高角分辨率光学光谱干涉测量的已发表结果兼容。其结构类似于其他短轨道周期的复发新星在其星云阶段所观察到的结构。我们表明，电子密度的尺度为$t^{-3}$预期从弹道喷射的恒定质量壳，没有必要调用一个持续的质量外流后爆发。对于填充因子f ~ 3%，M_ej ~ 2 E-6$M_sun的喷出物，导出的质量与其它周期性新星喷出物的质量相似，但与以前报道的扩展光学厚度的爆发时期不一致。我们认为，该系统经历了一个共同的信封相爆炸后，产生的重组事件。经常性新星的动力学的影响进行了讨论。（截短）
2012-11-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Interaction between the ejecta, the accretion disk, and the secondary star in the recurrent nova system U Sco
Institut d'Estudis Espacials de Catalunya（加泰罗尼亚太空研究所）
研究U Sco系统中喷射物、吸积盘与次星的相互作用，通过三维模拟揭示不同参数对吸积盘破坏及次星污染的影响。
2026-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Study of three 2013 novae: V1830 Aql, V556 Ser and V809 Cep
BVRI测光和低，中，高分辨率Echelle通量光谱介绍和讨论了三个微弱的，严重变红的FII型新星，在2013年爆发。V1830 Aql在2013年10月30.3 UT达到峰值V=15.2等，并遭受了巨大的E（B-V）~2.6等红化。在快速下降后，当新星比最大值低1.7等时，它进入了一个平坦的平台，并在那里停留了一个月，直到太阳合相阻止了进一步的观测。V556 Ser也观察到类似的值，在2013年11月25日左右达到Rc=12.3附近的峰值，很快就消失在日落天空的眩光中。V809 Cep在2013年2月3.6日达到V=11.18的峰值。变红的E（B-V）~1.7，新星位于螺旋外臂内或紧接着螺旋外臂的后面，距离约6.5 kpc，受到星际原子线速度和从最大值下降的速度的限制。在t_3经过时，这颗新星开始形成一层厚厚的尘埃层，导致δ（V）>5等的峰值消光，并花了125天才完全溶解。尘埃消光在6000 Ang左右由中性变为选择性。监测的时间演变的综合通量的发射线允许限制在喷出物中的尘埃形成的区域以上的OI 7774 Ang的形成区域和以下的钙三重态。在从最大值下降到尘埃遮蔽之前，Nova Cep 2013的发射线轮廓发展出一个狭窄的分量（FWHM=210 km/sec），叠加在更大的正常轮廓上，使其成为迄今为止唯一但不断增长的新星俱乐部的成员。约束的基础上的光学厚度的喷出物的最里面的部分和…
2014-03-16 astro-ph.SR
The spectral evolution and ejecta of recurrent nova U Sco in the 2010 outburst
介绍和分析了2010年U Sco爆发从最大光到平静的天气光谱观测以及同期的X射线观测。爆发后52天的X射线光谱表明有一个热源（kTbb ~ 70 eV）。.在氢和氦的光学复合谱线中观察到来自被辐照的伴大气的窄谱线分量。星云光谱的形成是第一次在这类经常性的新星，允许使用光电离模型的喷出物的详细研究。不寻常的[OIII]极光星云线的比例被发现和可能的情况下，他们的起源进行了讨论。发射线光谱的模拟表明，一个高度不均匀的喷出物质量约为或超过3 × 10-6 Msun
2010-09-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-dimensional simulations of the interaction between the nova ejecta, the accretion disk, and the companion star
上下文经典新星是恒星双星系统中由吸积的白矮星主持的热核爆炸。物质在轻度简并的条件下堆积在白矮星的顶部，导致热核失控。在包层运行的一系列核过程（主要是质子捕获反应和β衰变）释放的能量将材料加热到100至400 MK的峰值温度。在这些事件中，大约10-3 - 10-7 Msun，富集CNO，有时，其他中等质量的元素（例如，Ne，Na，Mg，Al）被喷射到星际介质中。目的。到目前为止，在经典新星爆发的建模中所做的大部分努力都集中在爆炸和喷射的早期阶段，忽略了喷射物的相互作用，首先是与围绕白矮星运行的吸积盘的相互作用，最终是与次级恒星的相互作用。方法.为了填补这一空白，对新星喷出物、吸积盘和恒星伴星之间的相互作用进行了一套三维SPH模拟，旨在测试不同参数（即，喷出物的质量和速度、吸积盘的质量和几何形状）对系统的动力学和化学性质的影响。结果我们讨论了导致吸积盘破裂和质量损失的条件。此外，我们讨论了化学污染的可能性与新星喷出物的影响，其潜在的影响下一个新星周期的恒星次级。
2017-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Upper bound of ejecta mass in a nova outburst
The University of Tokyo（东京大学）；Keio University（庆应义塾大学）
本文基于核燃烧的能量平衡，研究了不同白矮星质量及吸积率下新星喷射物质质量的最大值及其与吸积质量的比值，发现核燃烧无法释放足够的能量来喷射如此大的物质质量。
2026-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dynamical Fragmentation of the T Pyxidis Nova Shell During Recurrent Eruptions
哈勃太空望远镜拍摄到的围绕新星T的喷射物图像将其分解为两千多个明亮的节点。我们模拟了在过去的150年中，使用自适应网格细化能力的气体动力学代码拉美西斯在其多次喷发的喷出物的动态演化。我们证明，所观察到的结是Richtmeyer-Meshkov气体动力学不稳定性（相当于在加速介质中的瑞利-泰勒不稳定性）的结果。这些不稳定性是由1866年经典新星的喷出物被随后六次复发性新星爆发的快速移动喷出物所淹没造成的。该模型正确地预测了所观察到的膨胀和变暗的T Pyx喷出物以及棘手的形态。该模型还预测，更深，高分辨率的图像将显示连接结的结构。我们展示了经过重新处理的哈勃太空望远镜图像，这些图像显示了这种结构的第一个迹象。
2013-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray Spectra and Light Curves of Cooling Novae and a Nova-Like
我们目前的X射线观测新星V2491 Cyg和KT Eri约9年爆发后，矮新星和后新星候选人EY Cyg，和VY Scl变量。前三个物体是用XMM-牛顿，KT Eri也用Chandra ACIS-S相机，V794 Aql用Chandra ACIS-S相机和高能透射光栅观测的。这两颗新星在爆发振幅和光变曲线上相似，但在平静时却有很大的不同。假设一半的引力能量是以X射线辐射的，天鹅座V2491的吸积点是$\dot{m}=1.4\times10^{-9}-10^{-8}M_\odot/yr$，而对埃里温KT来说，是$\dot{m}<2\times10^{-10}M_\odot/yr$。V2491 Cyg显示了磁化WD的特征，特别是中间极性。在爆发中检测到的~39分钟的周期性仍然被测量到，并且可能是由于WD旋转。天鹅座EY在$\dot{m}\sim1.8\times10^{-11}M_\odot/yr$吸积，比KT Eri低一个星等，与U Gem的爆发行为和静止的紫外线通量一致。尽管该系统的倾角很小，但X射线会随着轨道周期而被调制，这可能是由于次级的X射线通量。还检测到约81分钟的周期，表明它也可能是中间极性。V794 Aql在光学高态期间具有低的X射线光度，与最近的光学低态大致相同。因此，我们发现光学和X射线光度之间没有明确的相关性：吸积率似乎是不稳定和可变的。非常硬的X射线谱表明有一个巨…
2020-09-29 astro-ph.HE 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
Light-curve analysis of the classical nova YZ Ret: revisit with fully self-consistent nova outburst models
The University of Tokyo（东京大学）；Keio University（庆应义塾大学）
本研究用完全自洽的新星爆发模型重新分析YZ Ret的多波段光变曲线，成功再现观测数据并解释GeV伽马射线发射的起源，揭示了激波形成机制。
2026-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Shock shaping? Nebular Spectroscopy of Nova V906 Carinae
船底座V906是近年来观测到的最好的新星之一。它是一个多产的尘埃生产者，并在早期不断演变的喷出物流出中受到冲击。在这里，我们通过研究星云阶段的高分辨率UVES光谱来仔细研究这些早期相互作用的后果，并向后推断以研究最终结构可能是如何形成的。一个研究喷出物的几何形状和形成的历史的结构的外壳进行以下谱线SHAPE模型拟合。在新星喷出物的冲击光谱示踪剂的搜索进行和电离环境的分析。温度，密度和丰度分析的演变新星壳。
2023-03-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light Curve Model for Luminous Red Novae and Inferences about the Ejecta of Stellar Mergers
双星系统中不稳定的质量转移过程可能导致恒星的完全合并，也可能导致供体包层被成功移除，留下一个幸存的更紧凑的双星系统。“发光红新星”（LRN）是一类被认为伴随着这种合并/共同包络事件的光学瞬变。过去的工作通常使用超新星光变曲线的分析公式来建模LRNe，这些公式做出假设（例如，辐射为主的喷出物，忽视氢复合能），不合理的恒星合并，由于较低的速度和特定的热能的喷出物。我们提出了一个一维模型的LRN光变曲线，占这些影响。与观测结果相一致，我们发现LRNe通常具有两个光变曲线峰值，早期阶段由热的、最快的喷出物层的初始热能供电，后期峰值由来自大部分喷出物的氢重组供电。我们将我们的模型应用到LRNe的样本中，以推断它们的喷出物属性（质量，速度和发射半径），并将它们与前瞬态成像的祖供体恒星属性进行比较。我们定义了一个最大的亮度可实现的一个给定的捐助者恒星的限制，整个信封被弹出，发现几个LRNe违反这一限制。喷出物和前动力学质量损失之间的冲击相互作用可能提供额外的光度源来缓解这种紧张。我们的模型也可以应用于行星与恒星或恒星与致密物体的合并。
2022-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Non-Equipartition of Energy, Masses of Nova Ejecta, and Type Ia Supernovae
在经典新星爆发过程中喷射出的总质量需要回答两个具有广泛天体物理意义的问题：吸积的白矮星能否被推向克拉塞卡质量极限以产生Ia型超新星？超亮红色变星是一种新的天体物理现象，还是仅仅是极端的经典新星？我们回顾了用于确定新星喷出物质量的方法。除了BT Mon（1939年新星）的独特情况外，所有新星喷出物的质量测定都依赖于未经检验的假设和多参数模型。新星喷出物中动能和辐射能（分别为E_kin和E_rad）均分的非常简单的假设被用来解决M31中超亮红色变星的这个难题。推导出的质量远大于任何经典新星模型产生的质量。我们对新星喷发的模拟表明，新星喷发物中的辐射和动能远未达到能量均分，E_kin/E_rad比值的变化通常为四个数量级。均分假设不能用来推断新星喷出物的质量;任何这样的“测定”都可能被高估10，000倍。我们对一系列广泛的新星模拟进行数据挖掘，以寻找可能产生新星喷出物质量的相关性。值得注意的是，在新星爆发时喷射出的质量仅取决于（并与之成正比）E_rad。如果我们测量到爆发新星的距离和它的辐射热光变曲线，那么E_rad和喷出的质量就可以直接测量。
2010-02-11 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
MUSE observations of V1425 Aql reveal an arc-shaped nova shell
研究利用 MUSE 观测分析 V1425 Aql 新星壳的空间分布与运动学，发现外壳为部分环绕球形内壳的弧形结构，并揭示二者光谱差异。
2025-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Far Ultraviolet Spectroscopy of Old Novae I. V603 Aquila
我们提出了一个综合的光谱分析的结果，远紫外档案IUE，HST和FUSE观测的快速老新星V603 Aql，获得约90年后，其1918年的新星爆发。我们的分析利用了新的哈勃FGS视差距离为这个几乎面对面的老新星，高白矮星质量和低红化。我们的分析包括非截断光学厚吸积盘，因为V603 Aql既不是一个极性，也不是一个中间极性。我们的合成光谱建模的FUSE和HST光谱分别分析表明，质量转移率为1.5-2.2xe-9太阳质量每年的FUSE和HST光谱分别，假设WD质量为1.2Msun。质量吸积率也取决于假设的WD质量，并增加了一个因素的两个WD质量为0.8Msun。将FUSE和HST光谱组合在一起导致相同的结果。潜在的影响进行了讨论。
2015-06-04 astro-ph.SR
A Radio Emission Analysis of Classical Nova V351 Pup (1991)
在此之前，船尾座新星1991（V351 Pup）被测量为文献中声称的最大规模的喷射之一。在20世纪90年代发表了这颗新星的一个时代的多频无线电探测，然而，甚大阵列（VLA）收集的其余数据仍未发表。在本文中，我们分析了V351 Pup在4.9、8.4、14.9和22.5 GHz频率下剩余的未发表数据集。我们将由此产生的光变曲线拟合到膨胀热喷出物的模型中，假设无线电发射主要由自由-自由辐射和喷出物中高水平的聚集占主导地位。V351 Pup在射电（来自VLA）和H $α$ +[N II]（来自HST）中的图像都没有显示出非球面结构，这加强了我们的球对称假设。根据膨胀视差方法，我们估计到V351 Pup的距离为$5.0 \pm 1.5$ kpc。我们的光变曲线拟合得出的喷出物质量值为$log_{10}(M_{ej})={-5.2} \pm {0.7}$ M $_{\odot}$，这意味着V351 Pup处于经典新星喷出物质量预期的低端。我们推导出的喷出物质量和理论模型之间的比较给出了一个非常大的（1.25 M $_{\odot}$）白矮星，这是与氧氖白矮星的光谱证据相一致的证据。
2017-05-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Contribution of Chemical Abundances in Nova Ejecta to the Interstellar Medium
根据\citet{Yaron2005}和\citet{Jose1998}的新星模型，采用Monte Carlo模拟方法，研究了新星喷出物中化学丰度对银河系星际介质的贡献。我们发现经典新星（CNe）喷出的质量约为$2.7\times10^{-3}$ $ \rm M_\odot\ {\rm yr^{-1}}$。在新星喷出物中，C、N和O的同位素比值，即$^{13}$ C/ $^{12}$ C、$^{15}$ N/ $^{14}$ N和$^{17}$ O/ $^{16}$ O，比红巨星中的高出约一个数量级。我们估计银河ISM中的$^{13}$ C、$^{15}$ N和$^{17}$ O分别约有10、5和20个$\%$来自新星喷出物。然而，我们的模型计算的C，N和O的化学丰度不能覆盖所有的观测值。这意味着要理解新星还有很长的路要走。
2016-05-31 astro-ph.SR
Elemental Abundances in the Ejecta of Old Classical Novae from Late-Epoch Spitzer Spectra
我们目前斯皮策太空望远镜中红外IRS光谱，补充地面光学观测，经典新星V1974 Cyg，V382 Vel，和V1494 Aql超过11，8，和4年后爆发分别。这些光谱主要由氖和氧的禁戒发射所控制，尽管在某些情况下，镁、硫和氩的特征也很弱。我们调查的几何形状和分布的晚时间喷出物的发射线轮廓检查。使用星云分析在低密度制度，我们估计在这些新星的丰度下限。在V1974 Cyg和V382 Vel中，我们的观测证实了其他作者提出的丰度估计，并支持这些爆发发生在一颗白矮星上的说法。我们报告的第一次检测到氖发射的V1494 Aql和表明，该系统最有可能包含一个CO白矮星。
2012-06-18 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
Multi-Epoch Radio Imaging of gamma-ray Nova V959 Mon
V959 Mon（Nova Mon 2012）于2012年6月首次被费米大面积望远镜发现，是一个瞬变伽马射线源。随后的光学观测表明，这种伽马射线发射是由于经典的新星爆炸。在2012年6月至9月期间，V959 Mon与VLA的多频率观测显示了戏剧性的增亮，以及随着频率增加而变陡的光谱。这里提供了使用e-MERLIN的V959 Mon的高分辨率射电图像，在2012年9月至2014年2月之间的六个时期，显示了源的形态演变。虽然V959 Mon的早期e-MERLIN观测显示喷出物形态呈东西向伸长，但随后的观测表明喷出物在南北方向上变长。我们对V959 Mon结构的这种令人惊讶的演变的高分辨率观测可以帮助我们进一步了解新星喷出物的行为和形态。
2017-10-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical Time-Series Photometry of the Symbiotic Nova V1835 Aquilae
我们目前的时间序列CCD测光的$BVRI$通带的最近确定的共生新星V1835天鹰座（NSV 11749）的间隔为5.1年，7-14天的节奏，在其静止期观察。我们发现$V$的慢光变化范围为$\sim$ 0.9等，$I$的慢光变化范围为$\sim$ 0.3等。对这些数据的分析表明，在$419 \pm 10$天，我们解释为系统的轨道周期强的周期性。正弦相位光变曲线的下降表明，由于巨星的潮汐扭曲，V1835 Aql的椭球效应很弱，这反过来又打开了一种可能性，即V1835 Aql通过洛希瓣溢出而不是通过恒星风将其部分质量转移到热分量。我们还发现证据表明V1835 Aql是一颗S型共生星，相对没有星周尘埃，并将其列入共生体的核燃烧组。最后，我们提供测光，周期和光变曲线分类的22个变星在周围的V1835 Aql领域，其中约一半是新发现的。
2022-09-22 astro-ph.SR
A Detailed Observational Analysis of V1324 Sco, the Most Gamma-Ray Luminous Classical Nova to Date
最近发现，即使不是全部，也有一些经典新星在爆发时会发出GeV的伽马射线，但伽马射线产生的机制仍然没有得到很好的理解。我们在这里提出了一个全面的多波长数据集-从无线电到X射线-为迄今为止最伽马射线发光的经典新星，V1324 Sco。使用这个数据集，我们表明，V1324斯科是一个典型的尘埃Fe-II型新星，最大喷出物速度为2600公里秒$^{-1}$和喷出物质量的几个$\times 10^{-5}$ M $_{\odot}$。也有证据表明复杂的冲击相互作用，包括双峰射电光曲线，显示早期的高亮度温度。为了探索为什么V1324~Sco是如此的伽马射线发光，我们提出了一个具有强烈内部冲击的新星喷出物模型，并发现较高的伽马射线亮度来自较高的喷出物速度和/或质量损失率。V1324~Sco与其他γ射线探测到的新星的比较没有显示出任何一个明确的特征，我们得出结论，需要更大的样本，类似的良好观察的新星，以了解在新星的γ射线的起源和变化。
2017-11-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
A MeerKAT Survey of Nearby Novalike Cataclysmic Variables
我们提出了11个附近的novalike激变变量的MeerKAT射电观测结果。我们已经探测到来自IM Eri、RW Sex、V3885 Sgr和V603 Aql的射电发射。虽然之前已经检测到RW Sex，V3885 Sgr和V603 Aql，但这是首次报道的IM Eri的无线电检测。我们的观测使具有敏感无线电数据的非磁性CV的样本增加了一倍。我们观察到，在我们的无线电检测极限，一个特定的光学光度$\gtrsim 2.2\times 10^{18}$ erg/s/Hz（对应于$M_V \lesssim 6.0$）是需要产生一个无线电检测。我们还观察到，我们检测到的新星的X射线和射电光度的$L_{X} \propto L_{R}^{\sim 0.7}$幂律最初提出的非脉动中子星低质量X射线双星的扩展。我们没有发现其他相关性的无线电发射和发射在其他波段或任何其他系统参数的现有样本的无线电检测的非磁性CV。我们测量带内（0.9 - 1.7 GHz）的无线电频谱指数，与早期工作的报告是一致的。最后，我们根据已发布的多波长数据构建了样本的宽光谱能量分布，并使用它们来限制这些系统的传质速率。
2020-06-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Formation of Bimodal Dust Species in Nova Ejecta
新星喷发中双峰尘埃（即硅酸盐和无定形碳尘埃颗粒共存）的形成是一个悬而未决的问题。根据恒星天体物理学实验模块模拟的新星模型，假设新星喷出物为球形几何，分别采用膨胀模型和辐射激波模型计算了纯新星喷出物中碳（C）和镁橄榄石（Mg 2SiO 4）尘埃颗粒的形成和生长。在这些模型中，预先存在的星周介质的化学性质没有考虑在内。在自由膨胀模型中，新星喷出物不是尘埃成核的理想环境。然而，在辐射激波模型中，它可以有效地产生尘埃。我们估计每颗新星都能产生平均质量约为$10^{-9}$和$10^{-8}$ ${\rm M_\odot}$的C颗粒，以及平均质量约为$10^{-8}$和$10^{-7}$ ${\rm M_\odot}$的Mg $_2$ SiO $_4$颗粒。以喷出的气体质量计，粉尘与气体的比例约为1%. C颗粒首先在新星爆发后几天或几十天形成。之后，Mg $_2$ SiO $_4$颗粒在数十天内开始生长，这与观察结果一致。
2019-10-30 astro-ph.SR
The 2011 Outburst of Recurrent Nova T Pyx: Radio Observations Reveal the Ejecta Mass and Hint at Complex Mass Loss
尽管是这类新星的原型，T Pyx可以说是最不寻常和最不了解的复发新星。在这里，我们使用卡尔G. Jansky甚大阵列追踪2011年T Pyx爆发过程中喷出物的演变。射电辐射与新星喷出物的热辐射大致一致。然而，令人惊讶的是，射电流量在爆发的后期开始上升，这表明在爆发的前50天内，大部分的射电辐射物质要么非常冷，要么膨胀非常缓慢。考虑到一个合理的范围内的体积填充因子和几何形状的喷出物，我们发现，高峰值流量密度的无线电发射需要一个大规模的喷射1-30 x 10^{-5}太阳质量。这个喷出物的质量比通常与周期性新星相关的值要高得多，并且与远低于克拉塞卡极限的白矮星上的新星更一致。
2014-03-03 astro-ph.SR
Spectroscopic diagnostics of dust formation and evolution in classical nova ejecta
一小部分经典新星在爆发的早期阶段形成尘埃。经典的CO nova V5668 Sgr（Nova Sgr. 2015年b）在爆发后约100天经历了一个深光度最小值，覆盖了整个光谱。在较早的CO新星V705 Cas（Nova Cas 1993）中观察到了类似的事件，在较近的CO新星V339 Del（Nova Del 2013）中观察到了光学意义较小的事件。这项研究提供了一个“比较和对比”这些事件，以更好地了解非常动态的尘埃形成事件。我们显示了尘埃形成的影响，多波长高分辨率线轮廓的间隔1200 nm-9200 nm使用的双锥弹道结构，已被应用在我们以前的研究喷出物。我们发现，V5668 Sgr和V339 Del都可以用灰色不透明度的尘埃来模拟，这表明尘埃颗粒相当大（至少0.1微米），并且在晚时间光谱中，对于V5668 Sgr，直到事件发生后650天，对于V339 Del，直到事件发生后866天，谱线轮廓的持续不对称性表明尘埃很好地进入透明，喷出物演化的星云阶段。这是一种评估尘埃形成新星的特性的一般方法，在喷出物中红外线完全透明之后。
2018-07-18 astro-ph.SR
Infrared spectroscopy of the remnant of Nova Sco 2014: a symbiotic star with too little circumstellar matter to decelerate the ejecta
爆发前的2 MASS和新星Sco 2014（V1534 Sco）的WISE测光表明，在天空中的新星位置存在一个冷巨星。然而，新星的光谱演化记录并不支持直接的伙伴关系，因为没有观察到闪光电离风和喷出物的减速，与其他在共生双星如V407 Cyg或RS Oph中爆发的新星所显示的行为相反。因此，我们获得了Nova Sco 2014残余物的0.8-2.5微米光谱，以确定是否确实存在冷巨星，以及它是否与新星有物理联系。光谱显示了一颗M6 III巨星的存在，变红的E（B-V）=1.20，显示了一颗共生星典型的窄发射线光谱，包括HeI 1.0830 $μ$ m和深P-Cyg轮廓。这使得Nova Sco 2014成为共生双星中爆发的新星俱乐部的新成员。Nova Sco 2014表明，与共生双星一起爆发的新星并不总是伴随着喷出物的减速，这与普遍的看法相反。许多其他类似的系统可能隐藏在过去的新星中，特别是那些在2 MASS全天空红外线调查发布之前爆发的新星，现在可以与它们进行有益的交叉匹配。
2017-12-07 astro-ph.SR
V1369 Cen high resolution panchromatic late nebular spectra in the context of a unified picture for nova ejecta
Nova Cen 2013（V1369 Cen）是通过高分辨率UV+光学多历元光谱学进行全色观测的第四颗明亮新星。它也是光谱最丰富的新星（无论是在数据质量和历元数量方面），这要归功于它的异常亮度。在这里，我们使用爆发后的第250天和第837天之间拍摄的晚期星云光谱来推导新星的物理，几何和运动学性质。我们将结果与本系列中其他全色研究的结果进行了比较：T Pyx，V339 Del（Nova Del 2013）和V959 Mon（Nova Mon 2012）。由此我们得出结论，在所有这些新星的喷出物的几何形状和现象，可以一贯地解释在一个单一的，简短的喷射插曲和弹道膨胀，而不是由风的clueros气体排出。对于V1369 Cen，其喷出物质量（约1 E-4太阳质量）和填充因子（0.1<=f<=0.2）与经典新星一致，但比T Pyx和复发新星大（至少一个数量级）。V1369 Cen相对于太阳的N/C比率非常高，超出了目前对CO新星的预测范围，并且Ne发射线强度与典型的ONe或CO白矮星不同。
2018-07-18 astro-ph.SR
Bright "merger-nova" from the remnant of a neutron star binary merger: A signature of a newly born, massive, millisecond magnetar
一个巨大的毫秒磁星可能在一个中子星（NS）双星合并后幸存下来，这将持续为合并喷出物提供动力。我们开发了一个通用的动力学模型的合并喷出物的能量注入从中央磁星。喷出物发射（“合并新星”）由磁星在紫外波段的峰值和光曲线的峰值提供动力，随着频率的增加逐渐转移到更早的时代。一颗磁星驱动的合并新星可能具有与超新星相当的光学峰值亮度，比放射性驱动的合并新星（所谓的宏新星或千新星）亮几十倍或几百倍。另一方面，这样的合并新星会比超新星更早达到峰值，持续时间也短得多。磁星的早期坍缩可能会抑制光发射的亮度并缩短其持续时间。这种毫秒磁星驱动的合并新星可能在没有观测到短伽马射线暴的NS-NS合并事件中被探测到，并且可能是NS-NS合并引起的引力波爆发的明亮电磁对应物。如果检测到，它表明合并后留下了一个巨大的NS，这对核物质的状态方程有重要的影响。
2013-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Bridging the gap between luminous red novae and common envelope evolution: the role of recombination energy and radiation force
本文提出一种结合氢氦完整复合物理的辐射流体动力学模型，模拟公共包层演化中抛射物的光曲线，并成功拟合AT2019zhd，发现复合能与辐射力对光曲线影响显著。
2024-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulations of the symbiotic recurrent nova V407 Cyg. I. Accretion and shock evolutions
通过三维流体力学模拟研究了共生双星系统中红巨星喷出物与风的激波相互作用及其演化。我们特别模拟了2010年3月共生周期新星V407~Cygni从静止阶段到爆发阶段的爆发。详细研究了风-白矮星相互作用引起的星周密度增强。发现密度增强效率取决于轨道速度与红巨星风速的比值。与另一颗周期性新星RS~Ophiuchi不同，我们没有观察到强烈的盘状密度增强，而是观察到非球面密度分布，赤道面的$\sim 20\%$密度高于两极。为了模拟2010年的爆发，我们考虑了几个物理参数，包括红巨星质量损失率，新星爆发能量和喷出物质量。对激波相互作用和演化的详细研究表明，激波与红巨星风的相互作用产生了强烈的瑞利-泰勒不稳定性。此外，伴星的存在和星周密度的增强极大地改变了新星阶段的激波演化。在清除了大部分的星周介质后，喷出物的速度减小到$\sim 100-300$ km-s $^{-1}$，这与2011年4月观测到的[N~II]谱线的扩展向红发射一致。
2015-03-20 astro-ph.HE 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
GK Per (Nova Persei 1901): HST Imagery and Spectroscopy of the Ejecta, and First Spectrum of the Jet-Like Feature
我们对英仙座GK（Nova Persei 1901 A.D.）哈勃太空望远镜（HST），揭示了数百个彗星状结构。结构的一端或两端相对于结构的中间部分经常显示出亮度增强，但它们的形态没有简单的规律性（与Havana星云形成对比）。一些结构的形态表明存在缓慢移动或静止的物质与喷出物碰撞，而另一些则表明来自GK Per本身的风。通过比较连续几年拍摄的HST图像，创建了新星喷出物的详细膨胀图。WFPC2窄带图像和STIS光谱表明，喷出物中的物理条件变化强烈的空间尺度上比喷出物小得多。直接测量精确的密度和成分，以及这种和其他新星壳层的质量，将需要至少像这里所介绍的那样具有空间分辨率的数据。喷出物的填充因子<1%，新星喷出物的质量必须小于$10^{-4} \Msun$。一些星云的亮度在一年的时间尺度上变化高达两倍。最后，我们提出了最深的图像尚未获得的喷流状功能的主体以外的GK每星云，和第一个光谱的功能。由[NII]、[OII]、[OIII]和[SII]的强而窄的发射谱线所主导，这个特征可能是由于喷射物质进入静止的ISM，从以前的新星事件缓慢移动的喷射物，或1901年之前存在的环双星物质造成的冲击。射流质量的上限是$10^{-6} \Msun$的几倍。喷流可能是双星系统中一个重要的，甚至是占主导地位的质量汇。喷流的微弱表明，类似的特征在其他灾难性的双星中很容易被忽略。
2012-04-13 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
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
Photoionization Heating of Nova Ejecta by the Post-Outburst Supersoft Source
经典新星的膨胀喷出物仍然足够热（$\sim10^{4}\, {\rm K}$），可以在下面的白矮星（WD）上的热核不稳定性引发的质量损失停止后的数年内在热射电辐射中检测到。新星遗迹的星云光谱证实了射电观测中观察到的高温。在同一时期，不稳定的热核燃烧过渡到剩余富氢包层的长期稳定燃烧，导致WD暂时成为超软X射线源。我们表明，光电离加热的膨胀喷出物的热WD保持观察到的几乎恒定的温度$(1-4)\times10^4\mathrm{~K}$长达一年之前，温度最终下降，由于无论是停止超软相或发病的主要绝热膨胀。我们模拟膨胀喷出物使用一个区域模型，以及多云的光谱合成代码，都纳入了随时间变化的WD有效温度范围内的质量从$0.60\ M_{\odot}$到$1.10\ M_{\odot}$。我们发现，近等温阶段的持续时间最强烈地依赖于喷出物的速度和质量，喷出物的温度取决于WD的有效温度，因此它的质量。
2015-01-23 astro-ph.SR
Morpho-kinematic Modeling of Nova Ejecta
形态运动学建模允许我们理清物体的形态和运动学。该技术已被应用到一些新星的解决成像，或缺乏，光谱线轮廓拟合，显示我们如何可以检索系统的重要参数，如最大膨胀速度，倾角和形态的弹射壳。此外，这种技术可以用来作为一个预测搜索的日食，然后将为我们提供进一步的信息，系统参数，如轨道周期和白矮星的质量。
2014-10-01 astro-ph.SR
A unified model for the spectrophotometric development of classical and recurrent novae: the role of asphericity of the ejecta
越来越多的证据表明，新星喷出物的几何形状，而不仅仅是填充因子，在解释其光谱和光度发展方面很重要。光谱和光变曲线的集合提供了一般的排版。这封信提出了如何将这些统一起来的建议。在最大震级-下降率（MMRD）关系中观察到的扩散被认为是由喷出物的张开角和倾角的范围造成的，而不仅仅是它们的质量和速度。光谱分类可以用类似的方法解释，并与光变曲线的行为联系起来。在一些尘埃形成的新星中观察到的次极大值是非球面性的自然结果。既不需要二次喷射也不需要风来解释这种现象。经典新星的分光光度发展可以理解在一个单一的唯象模型与双极，虽然不是喷气式，质量喷出物。高分辨率分光偏振法将是一种必不可少的分析工具。
2013-09-27 astro-ph.CO astro-ph.SR
Evolution of the 1919 Ejecta of V605 Aquilae
V605 Aql的新图像是在2009年由HST/WFPC 2获得的，它在1919年有过一次类似新星的爆发，位于行星状星云（PN）Abell 58的中心。这一事件一直被认为是最后一次氦壳闪光，但最近有人认为它可能是一颗ONe新星。新的图像为1919年事件的喷出物扩张提供了18年的基线。此外，自1923年以来，中央恒星首次在可见光中被直接探测到，当时它由于尘埃的遮挡而从视线中消失。喷出物的膨胀速度约为200 km/s，角膨胀率约为10 mas/yr，与1919年的喷出一致。这意味着V605 Aql的几何距离为4.6 kpc，与先前的估计一致。此前估计，喷出物中心结中的气体质量为5 x 10^-5 M（太阳）。据估计，与这种气体有关的暖尘埃的质量约为10^-5 M（太阳）。也有证据表明存在大量的冷尘埃（75 K），其含量为10^-3 M（太阳），这可能与其PN有关。1919年射出的结是不对称的，并且与周围PN的不对称性大致对齐。获得偏振成像是为了调查2001年V605 Aql的光谱是否主要是在中心结的尘埃散射光中获得的，但数据中的信噪比不足以测量偏振水平。
2013-05-28 astro-ph.SR
Multiple flares caused by mass ejection episodes during the advanced nebular phase of Nova Scuti 2019
我们的光度和光谱监测显示，从2020年6月4日开始，从光学最大值开始的第+217天，并进入其高级星云阶段，Nova Sct 2019开始显示一系列9个大振幅耀斑（高达Delta（m）~1.7等），其特征是快速上升到峰值（=<10小时）和快速指数下降（e折叠时间=<50小时）。耀斑之间的时间间隔Δ（t）遵循一个有序的序列，从8.43天下降到4.90天，这安全地允许排除任何其他耀斑发生而没有被观测记录。当耀斑序列在2020年7月28日（+271天）结束时，Nova Sct 2019将其整体下降速度从Delta（m）=0.0067 mag/天减缓到0.0027 mag/天。耀斑是由仍在燃烧的WD以高速（~1000 km/s）喷出的物质引起的。在每次耀斑中形成的较冷的伪光球层，导致复合波在原始的新星喷出物中传播（距离WD约170 AU），淬灭[FeX]和[FeVII]的发射，并增强低电离物质的发射。在每次耀斑之后，一旦少量喷出的物质在光学上变薄，原始的新星喷出物就会恢复显示[FeX]和[FeVII]发射线，这一事实清楚地证明了燃烧的WD对喷出物施加的直接光电离作用。虽然其他已知的耀斑新星（V458 Vul，V4745 Sgr和V5588 Sgr）呈现出接近最大亮度的耀斑，并且Delta（t）不断增加，但Nova Sct 2019在高级星云阶段显示它们并且Delta（t）不断减少方面是独一无…
2022-08-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
The peculiar ejecta of the nova V1425 Aquilae
本文通过新星V1425 Aql爆发23年后的光谱与成像，发现其抛射物含同源的低速对称成分和高速偏位成分，并测得距离为3.3(3) kpc。
2023-11-03 astro-ph.SR
X-ray Emission from an Asymmetric Blast Wave and a Massive White Dwarf in the Gamma-ray Emitting Nova V407 Cyg
共生恒星中的经典新星事件虽然罕见，但提供了一个独特的机会来探测恒星爆炸中喷出物与致密环境之间的相互作用。在这项工作中，我们使用X射线数据获得的斯威夫特和朱雀在最近的经典新星爆发在天鹅座V407探索这样的相互作用。我们发现在峰值X射线亮度的时间的平衡和非平衡电离等离子体的证据，表明在发射区域的密度的强烈的不对称性。比较一个简单的模型的数据，我们发现，X射线的演变是大致一致的新星喷出物驱动的前向冲击到密风的米拉同伴。在爆发的前50天，我们在光谱中检测到一种高度吸收的软X射线成分，这与核燃烧白矮星的超软辐射一致。这种发射成分的高温和短暂的关闭时间，以及观察到的光学和紫外光变曲线的突变，表明双星系统中的白矮星质量极大。最后，我们探讨了X射线和GeV伽马射线演化之间的联系，并提出伽马射线的关闭是由于前向激波的停滞，因为喷出物到达红巨星表面。
2012-01-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observations of Classical and Recurrent Novae with X-ray Gratings
X射线光栅光谱为研究新星物理打开了一扇新的窗口。在过去的13年里，用钱德拉和XMM-牛顿光栅获得了12颗新星爆发后的高信噪比光谱。它们提供了探测氢燃烧的白矮星在熄灭前的温度、有效重力和化学成分的唯一方法。这些光谱也允许对喷出物进行分析，喷出物可以被热白矮星光致电离，但更经常地似乎经历碰撞电离。光栅所需的长时间观测揭示了X射线通量和光谱的半规则和不规则变化。在喷出物对中心超软X射线源变得透明后的最初几周内，大的短期变化尤其明显。多亏了钱德拉和XMM-牛顿，我们发现了喷出物、离散壳层喷出和云团发射区的剧烈现象。正如预期的那样，我们还揭示了白矮星的特征。在我们的样本目标中，白矮星的峰值有效温度在~ 400，000 K和超过100万K之间变化，大多数情况下接近上限，尽管对于两颗新星，仅获得了200，000 K左右的上限。不同X射线卫星和仪器（包括Swift和ROSAT）的综合结果表明，超软X射线相越短，白矮星的峰值有效温度越低，与理论预测一致。峰值温度也与t（2）光学上2 mag衰减的时间成反比。我强烈主张使用白矮星大气模型来获得氢燃烧过程和周围喷出物的连贯物理图像。
2012-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectroscopic and geometrical evolution of the ejecta of the classical nova ASASSN-18fv
介绍了2018年3月24日至2019年1月26日观测到的ASASSN-18fv的光谱观测结果。光谱来自Mirranook、Vainu Bappu和南非天文台。光谱主要由氢巴耳末，铁II和O I线与P-Cygni配置文件在早期阶段，典型的铁II类新星。光谱显示，随着H I和O I的发射线在下降阶段放置在混合类新星新星的新星。光谱显示在这一阶段的高电离线的快速发展。光变曲线的分析表明，t $_2$和t $_3$值分别约为50和70天，将新星置于中等快速新星的类别中。喷出物的几何形状，倾角和位置角估计使用形态运动学分析。喷出物的几何形状被发现是一个不对称的双极结构，倾斜角约为53 $^{\circ}$。使用光电离分析发现喷射质量为6.07 $\times$ 10 $^{-4}$ M $_{\odot}$。
2020-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Two New Nova Shells associated with V4362 Sagittarii and DO Aquilae
经典新星是吸积双星系统中白矮星表面的爆发。从白矮星表面喷出的物质一般形成一个轴对称壳。新星壳的形成机制是对行星状星云和超新星遗迹之间能量尺度上发生的过程的探索。我们报告了围绕着人马座V4362（1994）的新星系统的新星壳的发现，以及对天鹰座DO（1925）的更有限的观测。用膨胀视差法测得V4362 Sgr的距离为0.5p/m1.4kpc，DOAql的距离为6.7p/m3.5kpc-0.2。DO Aql的生长率为0.07``/年，V4362 Sgr的生长率为0.32``/年。本文对与V4362 Sgr有关的新星壳层的电离结构作了初步研究。观测到的新星壳层的电离结构强烈依赖于它们的形态和中心组件朝向观测者的方向。为了更好地了解这些有趣的物体，需要进行X射线、红外和紫外观测以及光学积分场单位光谱学。
2020-09-17 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Searching for nova shells around cataclysmic variables
我们提出了一个搜索新星壳周围101激变变量（CV）的结果，使用Halpha图像与4.2米威廉赫歇尔望远镜（WHT）和2.5米艾萨克牛顿望远镜光度Halpha调查的北银河系平面（IPHAS）。这两台望远镜都位于La Palma。我们将WHT搜索集中在新星类变量上，而我们的IPHAS搜索覆盖了IPHAS足迹中的所有CV。我们在24个类新星变星中发现了一个外壳。新发现的壳层位于V1315 Aql周围，半径约为2.5弧分，表明大约120年前的新星爆发。这一结果是一致的想法，表现出的高质量传递速率的新星样变量是由于增强辐射的次级热白矮星后，最近的新星爆发。我们的意见的寿命的新星一样的变量相位的影响进行了讨论。我们还检查了4个非同步极星，但在它们周围没有发现新的壳层，因此我们无法确认最近的新星爆发是白矮星旋转的不稳定性的原因。我们在矮新星V1363 Cyg周围发现了一个暗淡壳层的初步证据。此外，我们发现周围的新星V2275天鹅座，在2001年爆发，表明较早的新星爆发光回波的证据。300年前，使V2275天鹅座可能复发新星。
2015-05-22 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
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 sustained post-outburst brightness of Nova Per 2018, the evolved companion, and the long orbital period
新星Per 2018（= V392 Per）在比静止亮2等时停止了从最大值的下降，自2019年以来一直稳定在这样的平台上。喷出物已经完全稀释到星际空间中。我们在平台阶段获得了V392 Per的BVRIGrizY光度学和光谱学，并将其与新星爆发前收集的等效数据进行了比较。我们发现伴星是G9 IV/III，轨道周期为3.4118天，使V392 Per成为已知周期最长的经典新星。Per V392在理论等时线上的位置介于经典新星和共生双星中爆发的新星之间，在某种意义上弥补了这一差距。红化的结果是E（B-V）=0.72，拟合等时线得到的结果是：系统的年龄为3.6 Gyr，伴星的年龄为1.35 Msun、5.3 Rsun和15 Lsun。喷出物中Ne的大量过剩和从新星最大值的快速下降都指向一个大质量的白矮星（M（WD）>= 1.1-1.2 Msun）。该系统被视为接近极上的条件和电流平台阶段是由仍然在表面燃烧的WD的CS的照射引起的。
2020-07-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Circumstellar Shell Formation in Symbiotic Recurrent Novae
我们提出的模型球对称经常性新星壳相互作用的拱星物质的共生系统组成的红巨星驱逐风，和一个白矮星吸积从这种材料。周期性爆发的新星会周期性地以高速（$\gtrsim 10^3$ km/s）将物质喷射到红巨星风剖面中，当星周物质被卷起时，会产生减速冲击波。高的星周物质密度导致冲击风和喷出物的冷却时间非常短，只有几天到几周。因此，壳层的后期演化由动量守恒而不是能量守恒决定。我们计算和显示的演变轨迹壳减速，以及冲击后的结构。在扫过所有红巨星风后，壳以$\sim 100$ km/s的速度滑行，这取决于系统参数。这些速度类似于共生新星RS Oph的蓝移星周物质，以及一些显示星周物质证据的Ia型超新星，如2006 X，2007 le和PTF 11 kx。在这样的系统中发生的超新星可能不会显示出星周物质的相互作用，直到内部的新星壳被超新星喷出物击中，爆炸后几天到几个月。
2012-10-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Measuring the Expansion and Age of the Nova Shell IPHASXJ210204.7+471015
新星壳层的视差展开和运动学可以用来评估它的年龄和距离，以及研究喷出物与星周介质的相互作用。这些是理解新星喷出物在银河系中的膨胀和扩散的关键。利用新近发现的经典新星壳IPHASXJ210204.7+471015的多历元图象和高色散光谱观测，导出了其现今的膨胀速率为0.100角秒/年，膨胀速度为285 km/s。这些数据结合起来，得到600 pc到新星的距离。新星壳的长期膨胀将该事件定位在1850年至1890年之间的某个时间，但当时似乎错过了它。尽管它的年龄很小，只有130-170岁，但我们发现有迹象表明喷出物已经经历了明显的减速，这表明这个年轻的新星壳与周围介质的相互作用。
2018-11-09 astro-ph.SR
On Presolar Stardust Grains from CO Classical Novae
大约30%到40%的经典新星在爆发后20-100天产生尘埃，但还没有经典新星的前太阳星尘颗粒被明确确定。虽然有几项研究声称某些颗粒是新星的父亲，但测量和模拟的同位素比率只能假设这些颗粒是在新星喷出物与大量接近太阳的物质混合后凝结的。然而，这种潜在的爆炸后喷出物稀释的来源和机制仍然是一个谜。以前的研究的一个主要问题是少量的模拟和隐含的大新星参数空间探索差。我们报告的结果不同的策略，基于蒙特卡洛技术，涉及随机抽样的最重要的新星模型参数：白矮星组成;混合的外部白矮星层与吸积材料爆炸前;峰值温度和密度;爆炸的时间尺度;和可能的稀释后的喷出物爆发。我们讨论并考虑到系统的不确定性的前太阳颗粒测量和模拟结果。只有那些与给定颗粒的所有测量同位素比率一致的模拟才能被接受用于进一步分析。给出了模型参数的数值计算结果。我们确定了18个前太阳粒与测量的同位素签名一致的CO新星起源，而不假设任何稀释的喷出物。其中，G270 2、M11-334-2、G278、M11-347-4、M11-151-4和Ag 2 6具有最高的CO nova父系可能性。
2018-01-29 astro-ph.SR
Helium enrichment during classical nova outbursts
新星爆发在星系的化学演化中起着重要的作用，尤其是新星爆发是合成$^{13}\rm C$、$^{15}\rm N$、$^{17}\rm O$以及$^{22}\rm Na$、$^{26}\rm Al$等放射性同位素的主要来源。新星喷出物中He的富集表明吸积物质可能与He壳层混合（He混合）。本工作的目的是系统地研究氦混合对新星爆发的影响。我们发展了一系列的吸积WD模型，发现新星喷出物中的H和He的质量分数会受到不同He混合分数的显著影响。我们还发现，无论是新星周期持续时间和喷射质量的增加与He混合分数。同时，在新星爆发过程中，$p$ - $p$链的核能产生随着He混合分数的增加而减少，而Hoc循环则增加.本文的工作可以再现一些新星（如GQ Mus、ASASSN-18fv、HR Del、T Aur和V443 Sct）喷出物的化学丰度。这意味着在研究新星爆发时不能忽略He混合过程。本研究还开发了一个He混合计（即$\rm He/H$），可用于估计经典新星系统中的He混合分数。
2021-05-23 astro-ph.SR
