Active phases and flickering of a symbiotic recurrent nova T CrB
T CrB是一颗共生的复发新星，已知表现出活跃的阶段，其特征是热成分温度的明显增加和闪烁的出现，即在分钟的时间尺度上观察到的通量的变化。历史上的紫外线观测已经排除了轨道可变性作为闪烁的解释，而是建议闪烁是由可变的质量转移引起的。我们已经分析了光学和X射线观测调查的闪烁的性质，以及在T CrB的活动阶段。分光光度观测证实，活动期有~ 1000 d和~ 5000 d两个周期。X射线中的闪烁被检测到，并且遵循与光学中观察到的类似的振幅-通量关系。闪烁在较硬的X射线能量下最为突出，这表明它起源于吸积盘和白矮星之间的边界层。来自边界层的X射线辐射然后被厚的吸积盘或星云再处理成紫外线辐射。更详细的了解闪烁将受益于长期同步X射线和光学监测的现象，在共生复发新星和相关的系统，如Z和型共生星。
2016-07-22 astro-ph.SR
The First Multi-Messenger Nova: External Shocks, TeV Photons, and Neutrinos in the Next Eruption of T CrB
Texas Tech University（德克萨斯理工大学）；Michigan State University（密歇根州立大学）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）；INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顶山研究所）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；NASA/GSFC（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；University of Maryland, Baltimore County（马里兰大学巴尔的摩县分校）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）
该研究预测北冕座T新星爆发时，外部激波将产生TeV光子和中微子，使其成为首个多信使新星的最佳候选体。
2026-10-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-outburst signal in the light curves of the recurrent novae RS Oph and T CrB
本文在复发新星 RS Oph 和 T CrB 的爆发前光变中检测到亮度下降，归因于白矮星周围厚密包层的形成，并估算了其大小、质量和密度。
2024-11-07 astro-ph.SR
Nova Eruptions with Infrared Interferometric Observations
红外干涉观测有很大的潜力来揭示新星爆发的性质。我们建议，技术，已经到位，推导出在光学波长的喷射细节与红外干涉观测得出的参数，如喷出的质量在一个新星爆发。当红外线由自由-自由热过程主导时，这是可以实现的。
2015-12-21 astro-ph.SR
Recurrent Novae in M31
对截至2013年年底记录的964个M31疑似新星爆发的位置进行了比较，以确定复发新星候选者。要通过初始筛选并成为复发新星候选者，两次或两次以上的爆发必须在0.1 '内同时发生，尽管这一标准对于早期摄影巡天发现的新星放宽到0.15'。来自51个潜在复发新星系统的118次爆发符合筛选标准。为了确定这些新星的哪一部分确实是周期性的，我们仔细地比较了原始的底片和发表的有关爆发的图像。这一程序的结果是，51个候选祖先中的27个（61次爆发）不再被视为复发新星，另外8个系统（17次爆发）被认为不太可能复发。在剩下的16个系统中，12个候选系统（32次爆发）被认为是经常性新星，另外4个系统（8次爆发）可能是经常性的。据估计，在过去的一个世纪里，M31中约有4%的新星爆发与周期性新星有关。蒙特卡罗分析表明，复发新星的发现效率可能低至一般新星的10%，这表明在M31中观察到的三分之一的新星爆发来自复发时间<~100年的祖先系统。对于合理的系统参数，似乎不太可能经常性的新星可以提供一个重要的渠道，为生产Ia型超新星。
2014-12-29 astro-ph.SR
Getting to know the cataclysmic variable beneath the nova eruption
（经典）新星的爆发被广泛认为是激变双星一生中经常发生的事件。因此，在两次爆发之间，该系统应该表现为一个“正常”的激变变星（CV），即根据其特征性质，如质量转移速率或白矮星的磁场强度。这些特征对于新星爆发本身有多重要，即哪种类型的系统更适合经历新星爆发？这个问题原则上可以通过比较后新星系统与一般CV群体来解决。然而，关于后新星的信息很少，甚至在大多数情况下，对后新星的识别也很模糊。在本文中，我们通报了一个项目的进展情况，该项目已进行，以显着提高确认后新星的数量，从而最终提供了更好地了解这些对象的手段。
2012-11-07 astro-ph.SR
Precise Measures of Orbital Period, Before and After Nova Eruption for QZ Aurigae
对于普通的经典新星御夫座QZ（1964年爆发），我们报告了1912- 2016年的1317个星等，包括在爆发前很久在档案摄影板上检测到的四次日食。我们对喷发前和喷发后的轨道周期都有准确和可靠的测量，我们发现轨道周期减少了，在整个喷发过程中的分数变化为-290.71+-0.28ppm，轨道必然会变小。此外，我们还发现，从1912- 1981年，在日食和喷发之外的光变曲线在B=17.14附近是平坦的，此后，平均光变曲线开始衰减到B=17.49，变化很大。QZ Aur是一个强有力的反例，反对冬眠模型的灾变变量的演变，该模型要求所有新星的周期在爆发期间增加。在喷发过程中，由于喷出物的质量不平衡，很容易导致周期的大幅度下降，这在不对称的新星壳层中很常见。
2019-05-02 astro-ph.SR
Accurate Pre-Eruption and Post-Eruption Orbital Periods for the Dwarf/Classical Nova V1017 Sgr
V1017 Sgr是一颗典型的新星（1919年），它有一次较早的矮新星爆发（1901年），以及两次矮新星事件（1973年和1991年）。以前对这个明亮的静止系统（V=13.5）的研究只有几个孤立的星等，几个光谱，以及基于9个径向速度的5.714天的轨道周期的模糊说法。为了测试这一时期，我们收集了1897年至2016年UBVRIJHKL波段的2896个星等（加上文献中的53个），基本上完成了这个独特的激变变星的光度历史。我们发现，在所有波段的光变曲线是由一个G巨星伴星的椭球调制，与喷发后（1919年新星事件后）的轨道周期为5.786290 +- 0.000032天。这是任何经典新星的最长周期，吸积必须由伴星的核演化提供动力，矮新星事件的发生只是因为大圆盘的外部足够冷而不稳定。此外，我们测量了爆发前的轨道周期（从1907年至1916年），有一个小的稳定的周期变化的平静。在1919年的喷发中，轨道周期减少了273 +- 61 ppm，周期变化的显著性在5.7-sigma置信水平。这对新星理论来说是令人吃惊和困惑的，因为三个已知的周期变化效应不能解释V1017 Sgr的周期减少，更不用说这么大的尺寸了。
2016-12-01 astro-ph.SR
Accretion in the recurrent nova T CrB: Linking the superactive state to the predicted outburst
本研究通过 T CrB 的 $UBV$ 测光分析其超活跃状态及之后的颜色、光度和吸积质量，结果支持大吸积盘储库驱动白矮星临近热核失控爆发的模型。
2023-12-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Unusual Eruption of the Extragalactic Classical Nova M31N 2017-09a
M31 N 2017- 09 a是一颗经典的新星，在其首次爆发后被观察了大约160天，在此期间它经历了一些明亮的二次爆发。光变曲线的特点是在每天的时间尺度上至少有0.5个星等的连续变化。火山爆发的下包络线表明，一个单一的幂律可以描述的下降率。出疹时间相对较长，有$t_2 = 111$和$t_3 = 153$天。
2020-06-17 astro-ph.SR
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
Life after eruption - II. The eclipsing old nova V728 Scorpii
最近通过光度学和光谱学观测发现了老新星V728 Sco，这是在新星爆发150年后。的光谱特性指向一个高倾角的系统与一个相对较低的传质速率。本文证明该天体是一个轨道周期为3.32小时的食系统。它增强了长期的变异性，可以解释为“发育不良”的矮新星型爆发。利用食入和食出的时间，我们可以计算出中心天体的半径。后者比白矮星要大得多，我们认为它有一个热的内盘。模型的行为后新星的影响进行了讨论。
2013-02-22 astro-ph.SR
The Recurrent Nova TCrB: A Method for Predicting the Next Eruptive Event in Nova Cycles
Enel Research（恩力研究）
基于对共生再发新星TCrB的研究，利用前人确定的关键物理参数，提出新的半经验方法推导新星重现时间变化，预测其下次爆发时间为2027年2月26日。
2026-07-13 astro-ph.SR physics.data-an
Multi-wavelength study of the pre-eruption dip in the recurrent nova T Coronae Borealis preceding imminent nova eruption
Liupanshui Normal University（六盘水师范学院）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学李政道研究所）；Qiannan Normal University for Nationalities（黔南民族师范学院）
多波段观测揭示了T CrB在即将爆发前的下降阶段中，X射线和紫外波段与光学亮度的反相关关系，以及吸积变化机制可能预示新星爆发。
2025-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Recurrent Nova U Scorpii from the 2010.1 to 2022.4 Eruptions; the Missed Eruption of 2016.78 +- 0.10 and the Critical Complex Period Changes
U Sco是一颗周期性新星，有11次观测到的爆发，最近一次是在2010.1和2022.4。我报告我的程序（自1989年以来运行）的测量日食时间和亮度的U斯科在平静，从2010年到2022年。在2010.1年的爆发中，轨道周期突然增加了+22.4 +-1.0百万分之一。这一周期变化大于1999.2年火山爆发期间的近零周期变化（+3.9 +-6.1 ppm）。这种周期变化不可能来自任何通常的机制，而剩下的一种可能性是，周期变化是由新星喷射不对称壳层的鲜为人知的机制所主导的。从2010年1月到2016年78月，O-C曲线显示出一个稳定的周期变化，变化幅度很大，P点等于（-21.0 +-3.2）× 10 ^-9。这大大高于前两次喷发间隔的稳定周期变化（-3.2 +-1.9和-1.1 +-1.1 X 10 ^-9）。这个巨大的、可变的、负的P点显然来自伴星旋转的磁制动。从2016.9 +-0.6开始，O-C曲线显示出强烈的扭结，这是新星事件中突然周期变化（+35.4 +-7.1 ppm）的独特特征。2010.4年之后的宁静亮度表明，白矮星为2017.1 +-0.6年的下一次新星事件吸积了触发质量。测光记录显示，火山爆发达到峰值的唯一可能时间（任何观测都无法检测到其60天的总持续时间）是在2016年太阳间隙内的75天间隔内，因此将错过的喷发限制在2016.78 +-0.10。
2022-06-28 astro-ph.SR
The pre-eruption state of T CrB as observed with ALMA in 2024
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学）；Institut d'Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究所）；Universidad de Santiago de Chile（智利圣地亚哥大学）；Center for Interdisciplinary Research in Astrophysics and Space Exploration (CIRAS), USACH（美国智利圣地亚哥大学天体物理与太空探索跨学科研究中心）；Max-Planck Institut für extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理学研究所）
通过ALMA在2024年的多频段观测，研究了再发新星T CrB爆发前的环境状态，发现其毫米波辐射远弱于2016年高态且光谱更软，表明其恒星风远未完全电离。
2025-09-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of the 2010 Eruption and the Pre-Eruption Light Curve for Recurrent Nova U Scorpii
我们报道了B. G. Harris和S.德沃夏克在JD 2455224.9385（2010年1月28.4385 UT）预测的复发新星U Scorpii（U Sco）的爆发。我们还报告了2000.4至2010年1月喷发高峰前9小时UBVRI和Sloan r'和i'波段的喷发前光变曲线上的815个星等（和16个有用的极限）。我们没有发现显着的长期变化，但我们确实发现频繁的快速变化（闪烁）的振幅高达0.4马格。我们表明，U斯科没有任何上升或下降的振幅大于0.2马格的时间尺度从一天到一年前爆发。我们发现，这次喷发的峰值发生在JD 2455224.69+-0.07，上升的开始是在JD 2455224.32+-0.12。从我们的平均爆发之间的B-波段通量的分析，我们发现，总质量之间的爆发是一致的，是一个常数，与一个强有力的预测新星触发理论。下一次爆发的日期可以通过接下来的10年的平均B波段震级预测，精确度为+-5个月，尽管此时我们只能预测下一次爆发将在2020+-2年。
2010-04-16 astro-ph.SR
The 2015 super-active state of recurrent nova T CrB and the long term evolution after the 1946 outburst
周期性新星T CrB在2015年进入了前所未有的高活动阶段。要追溯类似的事件，就必须追溯到1938年，也就是1946年最后一次新星爆发之前。2015年的超活跃状态的特征是：平均亮度大幅增加（相对于最低的长期趋势，Δ B =0.72等），B波段光变曲线的轨道调制消失，以及在星云连续谱的顶部出现强而高的电离发射线，该星云连续谱在可见光波长处吸收了M巨星的吸收光谱。在发射线中，HeII 4686获得超过Hgamma的通量，Bowen荧光机制中涉及的全套OIII和NIII线很强，并且与HeII 4686同相变化强度，并且存在OIV和[NeV]。来自热源的辐射输出的大幅度增加是M巨风电离部分大幅度膨胀的原因。风在朝向观测者的方向上被完全电离。一个高的电子密度是由禁戒线的弱点，并通过大幅度和短的时间尺度的再处理的星云材料的高度可变的光电离输入从热源的支持。在超活动状态下，星云在电离约束和密度约束条件之间变化，冷巨星的增强辐射使其面向热源的一侧的光谱类型从M3 III变为M2 III，即有效温度增加约80 K。
2016-02-24 astro-ph.SR
The Inter-Eruption Timescale of Classical Novae from Expansion of the Z Camelopardalis Shell
矮新星Z Camelopardalis被已知最大的经典新星壳所包围。这个壳层表明，至少有一些矮新星在过去一定经历过经典新星爆发，并且至少有一些经典新星在其新星热核爆发很久之后成为矮新星。目前的壳层大小，已知的距离，以及观测到的最大新星喷射速度，都将Z Cam上次爆发的时间设定为220年的下限。Z Cam外壳半径的最亮部分目前为p ~ 1690像素。喷出物最亮部分的半径没有扩大，上限为pdot < 1像素/3年。这表明最后一次Z Cam喷发发生在5,000年前。然而，包括减速的重要影响，因为喷出物在雪犁阶段扫过星际物质，将下限降低到1300年。这是对经典新星爆发间隔时间大于1000年的新星热核逃逸理论预言的首次有力检验。中国古代占星家在公元前77年10月至11月记录的一个有趣的建议，即Z Cam是一颗明亮的新星，与我们的测量结果一致。如果Z Cam确实是公元前77年的新星，我们预测它的喷出物目前正在以85 km/s或0.11 arcsec/yr的速度膨胀。检测和测量这种扩张率在短短几年内就可以实现。
2012-05-16 astro-ph.SR
Life after eruption - I. Spectroscopic observations of ten nova candidates
我们已经开始了一个项目，调查后新星与灾难性变量的人口的联系。我们在这方面的第一步是改进已知的后新星样本及其性质。在这里，我们提出了恢复和/或确认旧新星MT Cen，V812 Cen，V655 CrA，IL Nor，V2109 Oph，V909 Sgr，V2572 Sgr和V728 Sco。这些系统的主要光度和光谱性质进行了讨论。我们发现V909 Sgr是一个可能的磁CV，而V728 Sco是一个高倾角系统。我们进一步认为，两个候选新星V734 Sco和V1310 Sgr被错误分类，而是Mira变量。
2012-04-06 astro-ph.SR
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 The 2010 Eruption Of Recurrent Nova U Scorpii
2010年1月28日，周期性新星天蝎座U爆发了它长期预测的爆发;事先的准备使其成为有史以来观测到的最好的新星事件。覆盖范围包括X射线、紫外线、光学和红外线的每日和每小时光谱，以及X射线、紫外线、U、B、V、y、R、I、J、H、K和中红外线的每日和每小时光度测定，包括大约35，000个V波段震级（平均每三分钟一次）。这种前所未有的覆盖范围允许发现三种新现象：早期的快速光学耀斑（没有已知的解释），喷出物速度为10，000 km/s（以前只有在超新星中才能看到的速度），以及持续数小时的光学和X射线亮度的深瞬时下降（我指出X射线勺状体具有相同的原因）。
2010-09-16 astro-ph.SR
M31N 2017-01e: Discovery of a Previous Eruption in this Enigmatic Recurrent Nova
我们报告了2012年1月11日发生的一次以前未知的复发新星M31 N 2017- 01 e的爆发。Pan-STARRS探测到了较早的喷发，发生在2017年1月31日喷发前1847天（5.06年）（M31 N 2017- 01 e）。这颗新星现在已经被发现总共有四次记录的爆发（M31 N 2012- 01 c，2017- 01 e，2019- 09 d和2022- 03 d），爆发之间的平均时间仅为$929.5\pm6.8$天（$2.545\pm0.019$ yr），是已知的第二短复发时间的任何新星。我们还表明，有一个蓝色的可变源（$\langle V \rangle = 20.56\pm0.17$，$B-V\simeq0.045$），显然与新星的位置一致，表现出14.3 d的周期。提出了可能的系统模型，但没有一个是完全令人满意的。
2022-11-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of a Second Nova Eruption of V2487 Ophiuchi
在哈佛大学天文台和索恩伯格天文台的天文盘档案中进行了一次定向搜索，以寻找以前未被发现的新星爆发。我们发现V2487 Oph（Nova Oph 1998）的爆发发生在1900年6月20日。V2487 Oph以前被归类为经典新星，我们根据其大的膨胀速度和爆发光谱中存在的高激发线确定为可能的复发新星。该事件记录在哈佛板块AM 505上，震级为10.27 +/- 0.11，接近峰值。爆发只能在一个底片上看到，但图像具有典型的哑铃形状（由双重曝光引起），与底片上的其他恒星图像相同，因此不是底片缺陷。我们的结论是，这实际上是V2487 Oph的一个以前未被发现的新星爆发，证实了我们的预测，它是一个复发新星。我们还研究了系统爆发的发现效率，并得出结论，在过去的一个世纪中，一个随机定时的爆发平均有30%的机会被发现。利用这一点，我们推断出V2487 Oph的复发时间约为18年，这意味着下一次喷发预计在2016年左右。
2009-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Is the Symbiotic Recurrent Nova T CrB Late? Recent Photometric Evolution and Comparison with Past Pre-Outburst Behaviour
本文比较 T CrB 近期测光演化与 1946 年爆发前历史数据，发现 2023 年亮度下降并非可靠的爆发前兆，并指出系统正回到高吸积状态，爆发可能即将发生。
2025-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
A remarkable recurrent nova in M31: Discovery and optical/UV observations of the predicted 2014 eruption
仙女座星系周期性新星M31 N 2008- 12 a已经爆发了八次。M31 N 2008- 12 a的爆发间隔期约为1年，使其成为已知最快速重现的系统，也是一个强大的单一退化Ia型超新星祖先候选者。在2013年火山爆发之后，启动了一项活动，以探测预测的2014年火山爆发，然后利用地面望远镜进行高频率光学光度和光谱监测，同时利用雨燕卫星进行快速紫外线和X射线跟踪。在这里，我们报告的结果，高节奏的多色光学监测活动，光谱的演变，和紫外光度法。我们还讨论了一个潜在的相关的，广泛的，星云状的诱人的证据。2014年10月2日，在光学极大值之前发现了2014年的喷发。我们发现M31 N 2008- 12 a的光学性质比所有已知的银河系复发新星演化得更快，并且它的所有爆发在光度和光谱上都显示出显着的相似性。最早在最大爆发后0.26天就获得了光谱，再次证实了爆发的新星性质。一个显着的减速推断的喷出物膨胀速度的观察，这可能是由于喷出物与周围的物质，可能是红巨星风的相互作用。我们发现一个低的喷射质量和低的喷射速度，这是符合高质量吸积率，高质量的白矮星，和短复发时间的新星模型。我们鼓励更多的观测，特别是在预测的下一次喷发时间，即2015年底。
2015-06-13 astro-ph.SR
Eclipse observations of V838 Her (Nova Her 1991) during nova eruption
本文首次报道nova爆发期间V838 Her的月食光变曲线，发现主食和副食，支持吸积盘重建及加热伴星模型，并关联到V1674 Her的瞬态发光供体星解释。
2023-05-16 astro-ph.SR
Modeling the high-brightness state of the recurrent nova T CrB as an enhanced mass-transfer event
该研究通过模拟吸积盘对增强质量转移事件的响应，首次成功再现了再发新星T CrB的高亮度状态及爆发前下降，并解释了其颜色变化。
2025-06-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulations of Multiple Nova Eruptions Induced by Wind Accretion in Symbiotic Systems
我们使用一个组合的二进制演化代码，包括动力学的影响，研究新星爆发的共生系统。在$\sim10^5$年的演化过程中，在一个$1.25M_\odot$白矮星（WD）吸积体的表面上，我们提出了两种类型的系统的模拟之间的比较。第一种是常见的，众所周知的激变变星（CV）系统，其中主序星的施主星通过罗氏瓣溢出将质量转移到它的WD伴星。第二个是一个分离的，广泛分离的共生系统，其中一个渐近的巨大分支供体星通过强风将质量转移到它的WD伴星。对于后者，我们使用邦迪-霍伊尔-利特尔顿处方连同轨道动力学计算吸积率。我们使用合并的恒星演化代码来跟踪这两个模拟的新星爆发，包括质量，吸积率和轨道特征的变化。我们发现，虽然CV的平均吸积率保持相当恒定，共生系统经历了不同的时代的高和低吸积率。对两种模拟的吸积率相似的时期的检查表明，进化行为是相同的。我们得到，对于一个给定的WD质量，质量吸积的速度最终决定的发展，和恒星类的施主是没有意义的新星的发展。我们讨论了几个观测到的系统，发现我们的结果是一致的广泛分离的共生系统中的新星的参数估计。
2020-11-13 astro-ph.SR
Size of the accretion disc in the recurrent nova T CrB
本研究通过Rozhen天文台2.0米RCC望远镜的高分辨率光谱观测，分析再发新星T CrB超活跃态后H-α谱线的双峰发射，测得吸积盘平均半径约89±19太阳半径，接近白矮星洛希瓣大小，验证了潮汐力矩的作用及吸积盘的延伸范围。
2024-05-19 astro-ph.SR
The awakening of a classical nova from hibernation
激变变星（CV）是由一颗白矮星（主星）和一颗低质量伴星（副星）组成的近距离双星系统。这样的系统不时地经历大幅度的增亮。最壮观的爆发，亮度超过$10^4$倍，发生在经典新星中，由白矮星表面的热核失控引起。这种喷发被认为是在$10^4-10^6$的时间尺度上重复发生的。在这两者之间，系统的性质主要取决于质量转移速率：如果它低于$10^{-9} M_{\odot}$ /年，吸积变得不稳定，物质在准周期性的矮新星爆发期间被倾倒到白矮星上。冬眠假说预测，新星爆发会强烈影响质量转移率，使其在事件发生后的几个世纪内保持高水平。随后，质量传递速率将显著降低$10^3-10^6$年，开始休眠阶段。之后，新星再次醒来-吸积回到爆发前的水平，并导致新的新星爆炸。冬眠模型通过高质量传递和低质量传递阶段预测CV的周期性演变。这一理论从矮新星Z Cam和AT Cnc周围的古新星壳的发现中得到了一些支持，但迄今为止还没有发现新星爆发之前、期间和之后大量质量转移变化的直接证据。在爆炸前的六年内，该系统揭示了矮新星爆发，表明质量转移率很低。在最低亮度下，后新星比前新星亮两个数量级，没有矮新星行为的痕迹，这意味着质量传递速率由于新星爆炸而大大增加。
2016-08-16 astro-ph.SR
Gas phase SiO in the circumstellar environment of the recurrent nova T Coronae Borealis
我们报告发现的双原子分子SiO的气相环境中的复发新星T北冕座。虽然一部分SiO是光球层的，但相当大的一部分肯定是来自T CrB的红巨星成分。假设局部热力学平衡，对SiO特征的简单拟合表明SiO柱密度为2.8x10^17 /cm 2，温度约为1000 K; SiO柱密度与场红巨星风中的SiO柱密度相似。鼓励在下一次预期喷发之前和之后寻找SiO脉泽发射。我们发现红巨星中的12 C/13 C比值<9，最佳拟合值约为5，比太阳值89低18倍。我们没有找到令人信服的证据，灰尘的存在下，在环境中的T CrB，我们归因于硬X射线发射的成核位点的破坏性影响。当T CrB的下一次爆发发生时，喷出的物质将冲击风，产生X射线和日冕线发射，就像周期性新星RS Oph的情况一样。T CrB也是一个很好的候选者非常高能量的伽马射线发射，在2010年天鹅座V407爆发期间首次观察到。我们在文件中包括各种各样的红外光谱和光度数据。
2019-04-09 astro-ph.SR
The Newly Discovered Nova Super-Remnant Surrounding Recurrent Nova T Coronae Borealis: Will it Light Up During the Coming Eruption?
针对T CrB即将于2024–2026年发生的再发新星爆发，研究通过深场成像发现约30秒差距超遗迹，并预言荧光光回声不可探测，建议开展HST与JWST后续观测。
2024-12-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Novae With Long-Lasting Supersoft Emission That Drive a High Accretion Rate
我们确定了一类新的新星，其特征在于喷发后的静态光变曲线比喷发前的光变曲线亮约10倍。其中8颗新星（V723 Cas、V1500 Cyg、V1974 Cyg、GQ Mus、CP Pup、T Pyx、V4633 Sgr和RW UMi）与其他新星明显不同。这群恒星具有一系列不寻常的特性，其特征是爆发后的亮度比爆发前要亮得多，轨道周期短，爆发后持续时间长的超软发射，高度磁化的白矮星，以及在爆发后的静止期长期下降。我们提出了一个基本的物理图像，显示了为什么所有五个不寻常的属性是因果关系连接。大多数新星没有足够的吸积来持续燃烧氢，但如果伴星在附近（轨道周期短），并且磁场将物质引导到白矮星上的一个小区域，从而产生局部高吸积率，则可以实现这一点。由此产生的超软通量照射伴星并驱动更高的吸积率（具有更明亮的爆发后阶段），这有助于保持氢燃烧和超软通量。反馈回路不能完全自我维持，因此超软通量将随着时间的推移而下降，迫使吸积速率和系统亮度下降。我们以原型命名这个新组，V1500 Cyg。天鹅座V1500恒星绝对不是Ia型超新星的祖先。天鹅座V1500恒星的物理机制和外观与冬眠模型预测的新星相似，但这组恒星只占新星的14%。
2010-02-06 astro-ph.SR
The 2011 Eruption of the Recurrent Nova T Pyxidis; the Discovery, the Pre-eruption Rise, the Pre-eruption Orbital Period, and the Reason for the Long Delay
我们报道了M. Linnolt在JD 2455665.7931（UT 2011年4月14.29日）上发现了周期性新星T Pyxtek的第六次喷发。这一发现是在最初的快速上升开始的时候做出的，所以随着全球观测者的快速通知和响应，整个最初的上升都被覆盖了（这是任何新星的第一次），并且在三个过滤器中具有高时间分辨率。上升的速度在9等/天达到峰值，而光变曲线仅在前两天与均匀膨胀的球体模型很好地拟合。我们还报道了R.在喷发前18天，爆发前的残馀光开始上升，峰值比长期平均值亮1.1等，然后在喷发前4天逐渐恢复平静。这种独特而神秘的行为只是已知的第四次在新星爆发前紧密间隔的预期上升。从1986年到2011年2月，我们给出了19个光度极小值的时间，其中轨道周期快速增加，P/dot{P}= 313，000 yrs. From 2008-2011，T Pyx在这个增长率上有一个小的变化，所以在爆发时的轨道周期是0.07622950+-0.00000008天。轨道周期的这种强烈而稳定的增加只能来自质量转移，我们计算出质量转移的速率为1.7-3.5x10^-7 Mo/yr。我们在1890年至2011年期间报告了6116个星等，1967-2011年的平均B=15.59+-0.01，如果蓝色通量几乎与吸积率成正比，那么2011年就可以爆发。紫外-光学-红外光谱能量分布符合幂律，通量与nu^1.0成正比，尽管窄…
2013-03-12 astro-ph.SR
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
Non-Detection of Nova Shells Around Asynchronous Polars
异步极星（AP）是吸积白矮星（WD），具有不同的WD和轨道角速度，不像其余的已知极星，它们同步旋转（即，它们的WD和轨道角速度相同）。过去的新星爆发是预测的双辉性的原因，部分原因是其中一个AP，V1500 Cyg，在1975年被观察到经历了一次新星爆发。我们使用了南部非洲大型望远镜10米级望远镜和MDM 2.4米Hiltner望远镜来搜索剩下的四个AP中的三个AP（V1432 Aql，BY Cam和CD Ind）以及一个具有高折射率的中间极地（EX Hya）周围的新星壳。我们在任何图像中都没有发现新星壳的证据。因此，我们不能说除了天鹅座V1500之外的任何一个系统都有新星爆发，但是因为不是所有的后新星系统都有可探测到的壳层，我们也不能排除这些系统中任何一个发生新星爆发并使旋转不同步的可能性。
2016-03-30 astro-ph.SR
Red giant component of the recurrent nova T Coronae Borealis
本文通过V波段测光与光谱观测估算了再发新星北冕座T红巨星的视星等和绝对星等，发现其绝对V波段星等比典型M4/5III巨星略暗。
2025-04-08 astro-ph.SR
Life after eruption VIII: The orbital periods of novae
新星爆发对激变变星（CV）长期演化的影响是该领域最不了解和深入讨论的话题之一。改善这一点的关键因素是建立一个具有已知性质的后新星的大样本，从最容易获得的轨道周期开始。本文报道了六颗暗新星的新轨道周期：X Cir（3.71 h），ILNor（1.62 h），DY Pup（3.35 h），V363 Sgr（3.03 h），V2572 Sgr（3.75 h）和CQ Vel（2.7 h）。我们还修改了旧新星OY Ara，RS Car，V365 Car，V849 Oph，V728 Sco，WY Sge，XX Tau和RW Umi的周期。利用这些新的数据和批判性审查的可信度报告的老新星的轨道周期在文献中，我们建立了一个更新的周期分布。我们采用二进制starevolution代码来计算理论周期分布，同时使用一个mathicaland相应的角动量损失的经典处方。通过与观测资料的比较，我们发现两个模型都不能再现3 - 4小时范围内的峰值，这表明在周期间隙以上的CV的角动量损失还没有完全被理解。
2020-11-05 astro-ph.SR
The 2010 Eruption of the Recurrent Nova U Scorpii: The Multi-Wavelength Light Curve
周期性新星U Scorpii最近一次爆发是在2010年。我们的合作观测到了从Swift XRT和UVOT w2（193 nm）到K波段（2200 nm）的波段喷发，还有一些偶然的观测延伸到了WISE W2（4600 nm）。考虑到时间和波长的覆盖范围，这是迄今为止观测到的最全面的新星爆发。我们在这里提出了由此产生的多波长光曲线，涵盖了两个月的爆发以及几个月的平静。这是第一次，U Sco爆发一直被跟踪到平静，导致发现了光变曲线的新特征，包括第二个尚未解释的光学和近红外高原。使用这个光变曲线，我们表明U Sco几乎符合Hachisu和Kato预测的破幂律下降，下降指数为-1.71 +/- 0.02和-3.36 +/- 0.14。通过我们前所未有的多波长覆盖，我们构建了每日光谱能量分布，然后计算了喷发的总辐射能量，E_rad=6.99（+0.83）（-0.57）* 10^44 erg。由此，我们估算出喷发所喷射出的总质量为m_ej=2.10（+0.24）（-0.17）* 10^-6 M_solar。我们比较了U Sco在爆发前吸积的质量总量，以确定白矮星是否经历了净质量损失或增益，但发现吸积的质量量的值不够精确，无法进行有用的比较。
2015-09-17 astro-ph.SR
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
V392 Persei: a γ-ray bright nova eruption from a known dwarf nova
英仙座V392是一颗已知的矮新星（DN），在2018年经历了一次经典新星爆发。在这里，我们报告了近三年的喷发后的地面光学，快速紫外线和X射线，费米-LAT γ射线观测。V392 Per是迄今为止观测到的演化最快的新星之一，其$t_2$衰退时间为2天。早期的光谱提供了多次相互作用的质量喷射的证据，相关的冲击驱动了γ射线和早期的光学亮度。V392 Per在喷发的几天内进入阳光限制。在退出时，新星已经发展到星云阶段，我们看到了超软X射线阶段的尾巴。随后的光学发射捕捉到了衰落的喷出物，并从吸积盘发出持续的窄线发射光谱。正在进行的硬X射线发射是一个中间极地的常设吸积激波的特征。光学数据的分析显示轨道周期为3.230 \pm 0.003天，但我们没有看到白矮星（WD）旋转周期的证据。光学和X射线数据表明一个高质量的WD，前新星的光谱能量分布（SED）表明一个进化的施主，和后新星SED点高质量吸积率。爆发后，系统一直保持在新星般的高质量传递状态，而不是返回到前新星DN低质量传递配置。我们认为，这种高的状态是由辐射驱动的捐助者的新星爆发。在许多方面，V392 Per显示出与研究充分的新星和英仙座DN GK相似。
2022-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Infrared observations of the recurrent nova T Pyxidis: ancient dust basks in the warm glow of the 2011 outburst
我们目前的斯皮策太空望远镜和赫歇尔空间天文台红外观测的经常性新星T Pyx在其2011年爆发，辅以地面光学红外测光。我们发现，喷发已加热尘埃在预先存在的星云与T Pyx。这很可能是由T Pyx席卷的星际尘埃-无论是在以前的爆发或风-而不是在爆发期间产生的尘埃积累。
2012-05-20 astro-ph.SR
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
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
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
M31N 2013-10c: A Newly Identified Recurrent Nova in M31
本文证认M31N 2013-10c为M31中第21个再发新星系统，通过对比其2013年与2023年两次爆发的R波段光变曲线，测得峰值绝对星等M_R=-8.8±0.2，确认其为M31中已知最亮的再发新星。
2024-01-10 astro-ph.SR
The Formation of Bimodal Dust Species in Nova Ejecta I: Chemical Conditions
在新星喷出物中形成双峰尘埃物种（即在新星喷发中观察到硅酸盐和无定形碳尘埃颗粒）仍然存在争议。利用恒星天体物理学实验程序模块，考虑到WD的质量、质量吸积率以及由混合深度这一新参数描述的WD化学剖面对新星喷出物化学丰度的影响，我们研究了新星喷发产生双峰尘埃物质的可能性。我们发现新星喷出物的$C/O$（碳数密度与氧数密度的比值）受混合深度的影响。对于混合深度较小的模型，新星喷出物的$C/O$在整个喷发过程中可以从大于1.0演化到小于1.0，这为双峰尘埃物质的形成提供了化学条件。
2019-06-11 astro-ph.SR
When does an old nova become a dwarf nova? Kinematics and age of the nova shell of the dwarf nova AT Cnc
的Z凸轮型矮新星AT Cnc显示一个经典的新星（CN）壳，表明在激变双星CN爆发后的质量转移大幅下降。灾变双星的冬眠场景预测了这样的减少，在几个世纪的时间尺度上。为了测量自AT Cnc最后一次CN喷发以来的时间，我们用CFHT最近委托的成像傅里叶变换光谱仪SITELLE测量了其喷出物中100个团块的径向速度。其范围为-455至+490 km/s。再加上已知的距离460 pc（沙拉2012年），AT Cnc的外壳的大小，和一个简单的模型，新星喷出物减速，我们确定该系统的最后CN爆发发生在$330_{-90}^{+135}$年前。这是迄今为止观测到的从高质量转移速率的新星变星到低质量转移速率的矮新星的最快转变，并且与激变双星的冬眠相一致。最后，我们注意到的相似性推断爆发日期（公元1686年的一个世纪内）的AT Cnc与“客星”在星座巨蟹座韩国观察员在1645年报告。
2016-09-21 astro-ph.SR
A remarkable recurrent nova in M 31: The 2010 eruption recovered and evidence of a six-month period
仙女座星系周期性新星M31 N 2008- 12 a已经爆发了9次。在2008年至2014年的七年中，观测到的六次爆发表明其占空比约为1年，这使其成为已知最快速重现的系统，也是最主要的单次简并Ia型超新星祖先候选者;但到目前为止还没有发现2010年的爆发。在这里，我们提出的证据支持恢复2010年喷发，根据档案图像拍摄的时间和周围。我们在2010年11月20.52 UT的一对图像中检测到2010年的喷发，震级为m_R = 17.84 +/- 0.19。连续七次喷发的情况明显表明，工作周期略短于一年，这使得连续的喷发在一年中逐渐提前。我们将三个存档的X射线检测与2014年喷发的多波长光曲线进行了比较，以准确地限制其光学峰值的时间。结果表明，M31 N 2008- 12 a实际上可能有大约6个月（175 +/- 11天）的复发期，使其更加特殊。如果是这样的话，那么我们预测很快每年将有两次喷发。此外，我们预测下一次喷发将发生在2015年9月下旬左右。我们鼓励更多的观察。
2015-08-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
The accretion-driven eruption of the recurrent nova T Corona Borealis
Universidade Federal de Santa Catarina（圣卡塔琳娜联邦大学）；Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais - INPE（国家空间研究所）；Universidade Estadual de Maringá - UEM（马林加州立大学）；Universidad Nacional de Hurlingham (UNAHUR)（乌尔希纳姆国立大学）；Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET)（国家科学研究委员会）
研究T Corona Borealis的爆发机制，发现其高亮度状态由高粘性吸积盘响应导致，爆发由吸积事件引发，且爆发前亮度下降可能由吸积层热核反应引起。
2026-04-03 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
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
Nuclear ashes and outflow in the eruptive star Nova Vul 1670
狐狸座CK在1670年至16721年的爆发中被观测到，但直到1982年才在其位置发现了一个双极星云。在历史上，CK Vul被认为是一颗新星（Nova Vul 1670），但与“红色瞬变”的相似性，比经典新星更明亮，被认为是恒星碰撞的结果，重新打开了CK Vul地位的问题。红色瞬变冷却后类似于M型恒星，周围环绕着富含分子和尘埃的星周物质。在CK Vul中没有发现恒星源，但在星云的膨胀中心发现了一个射电连续源。在这里，我们报告CK Vul被具有特殊同位素比例的化学丰富的分子气体以及尘埃所包围。其化学成分无法与新星或任何其他已知的爆炸相一致。此外，周围气体的质量对于新星来说太高了，尽管从CO的观测到总质量的转换是不确定的。我们的结论是，CK Vul最好解释为两颗恒星合并的残余物。
2015-03-23 astro-ph.SR
