Recurrent Novae in M31
对截至2013年年底记录的964个M31疑似新星爆发的位置进行了比较，以确定复发新星候选者。要通过初始筛选并成为复发新星候选者，两次或两次以上的爆发必须在0.1 '内同时发生，尽管这一标准对于早期摄影巡天发现的新星放宽到0.15'。来自51个潜在复发新星系统的118次爆发符合筛选标准。为了确定这些新星的哪一部分确实是周期性的，我们仔细地比较了原始的底片和发表的有关爆发的图像。这一程序的结果是，51个候选祖先中的27个（61次爆发）不再被视为复发新星，另外8个系统（17次爆发）被认为不太可能复发。在剩下的16个系统中，12个候选系统（32次爆发）被认为是经常性新星，另外4个系统（8次爆发）可能是经常性的。据估计，在过去的一个世纪里，M31中约有4%的新星爆发与周期性新星有关。蒙特卡罗分析表明，复发新星的发现效率可能低至一般新星的10%，这表明在M31中观察到的三分之一的新星爆发来自复发时间<~100年的祖先系统。对于合理的系统参数，似乎不太可能经常性的新星可以提供一个重要的渠道，为生产Ia型超新星。
2014-12-29 astro-ph.SR
Population synthesis of accreting white dwarfs: Rates and evolutionary pathways of H and He novae
新星是一些最常见的检测到的光学瞬变，并有可能提供有价值的信息，对二进制的演变。二进制人口合成代码已成为最有效的工具，用于模拟人口的二进制系统，但这种代码传统上采用大大简化新星物理，排除详细的研究。在这项工作中，我们实现了一个模型治疗H和He新星作为单独的事件到二进制人口合成代码\binaryc。对新星的这种处理是对现代人口综合编码目前采用的“平均”处理的重大改进。我们讨论了导致这些现象的演化途径，并提出了新星事件的发生率和几个重要的物理参数的分布。大多数新星都是在大质量的白矮星上产生的，大约70%和55%的新星事件分别发生在O/Ne白矮星的H和He新星上。只有15%的H-nova系统经历了一个共同的包络阶段，但这些系统负责大多数的H-nova事件。所有吸积氦的氦新星系统都被认为是后共包络系统，几乎所有的氦新星系统都将在引力波驱动的螺旋中与它们的施主恒星合并。我们估计，目前在M31（仙女座）新星的年速率约$41 \pm 4$ H新星，低估了目前的观测估计的$65^{+15}_{-16}$，和$0.14\pm0.015$ He新星。当改变共同包络参数时，H新星发生率在每年20至80起事件之间变化。
2021-06-11 astro-ph.SR
Comprehensive Listing of 156 Reliable Orbital Periods for Novae, Including 49 New Periods
我报告了对大多数已知新星系统的轨道周期（P）的大规模搜索，通过在两个或多个独立的光变曲线中寻找显著的、相干的和稳定的光学光度调制，这些光变曲线主要来自TESS、开普勒、AAVSO、SMARTS、OGLE、ASAS和ZTF的大型调查。我发现了31个新的轨道周期。此外，我还根据它们的光谱能量分布，测量了18颗有演化伴星的新星的新周期，精确度达到30%。此外，我已经证实，改进，并拒绝了先前的索赔P在46新星。(As作为这一努力的一部分，我认识到5颗新星显示出1- 3个连贯的、显著的和短暂的周期0.12- 4.1天，这些都是神秘的，因为它们不是轨道、自旋或超级驼峰周期。总之，我已经编制了一份包含156个新星可靠P值的综合列表。新星周期的直方图显示最小P值为0.059小时（85分钟），周期间隔为0.071- 0.111天（1.70- 2.66小时）。周期间隔的上边缘在新星（0.111天）、类新星系统（0.131天）和矮新星（0.141天）之间有显著差异。直方图的另一个问题是，31%的新星系统有演化的伴星，对它们的当前状态或演化没有模型或理解。对于有红巨星伴星的新星，20颗中有15颗是在膨胀群中，尽管主序星和次巨星伴星的膨胀分数接近0.11- 0.32。
2022-07-06 astro-ph.SR
OGLE Atlas of Classical Novae I. Galactic Bulge Objects
经典新星的爆发是锂形成和伽马射线发射的可能来源。超新星遗迹也可以成为Ia型超新星（SNe Ia）。新星对这些现象的贡献取决于新星的速率，这对于银河系来说还没有很好的确定。在这里，我们直接测量银河系核球新星的速度为每年$13.8 \pm 2.6$。由于光学引力透镜实验（OGLE）调查对凸起进行了多年的监测，这次测量比以往任何一次测量都要精确得多。我们的样本包括39个新星喷发，其中$\sim$ 1/3是基于OGLE的发现。这种长期监测使我们不仅能够测量新星的速率，而且还可以详细研究39次爆发和80多个新星候选者的光变曲线。我们测量了9颗后新星和9颗新星的轨道周期，在14种情况下，我们获得了第一次估计。OGLE调查对频繁爆发的复发新星非常敏感。我们没有发现任何类似于M31 2008- 12 a的天体，它每年喷发一次。探测的缺乏表明，在银河系凸起中只有少量的它们。
2015-07-28 astro-ph.SR
Review of light curves of novae in the modified scales. II. Classical novae
新星的光变曲线在爆发期间以壳层半径的对数标度和爆发的振幅标度呈现，简化了对我们银河系和大小麦哲伦云中所有已知的约500颗经典新星的光变曲线的审查。结果表明，约250颗经典新星的光变曲线可分为7个典型的光变曲线群，并以原型光变曲线为亚群。最大的一组是DQ Her组，以V1280 Sco为主要原型和分组关键。这类新星有三到四种尘埃凝聚的变体。小GQ Mus组的新星可能是爆发期间的明亮X射线源。CP Pup、CP Lac、V1974 Cyg和V1493 Aql是4组的原型，光变曲线的初始亮度下降阶段倾斜很近。以RR Pic为原型的组，包括HR Del亚组，在最终下降阶段之前具有延长的最大亮度状态，存在几个亮度变化。新星群的关系，或光变曲线的形式，在拱星和拱双星系统环境中的过程进行了简短的讨论。在爆发过程中喷射出的物质形成了通常为椭圆形的膨胀壳。在Lac，Pup和Cyg组中，除了椭圆形外，壳没有显示出明显的规则结构。带有尘埃凝结的新星壳（DQ Her群）具有带赤道带的椭球形。CK Vul的独特外壳，Nova Vul 1670，给出了关于V1493 Sql组其他成员外壳可能形状的想法。在著名的“绝对最大星等，亮度衰减率”关系中，每一组都有自己的位置。
2020-07-21 astro-ph.SR
Infrared Observations of novae in the SOFIA era
经典新星将化学富集的气体和尘埃注入当地的星际介质（ISM）。喷出物中的丰度可以从红外（IR）禁线发射推断。红外光谱可以确定新星喷出物中生长的颗粒的矿物学。我们预计，美国宇航局的新平流层红外天文台（SOFIA）将对未来的红外研究新星的影响。
2015-08-28 astro-ph.SR
The UBV Color Evolution of Classical Novae. II. Color-Magnitude Diagram
我们已经检查了40颗新星的爆发轨迹的颜色-星等图（固有的B-V颜色与绝对V星等）。在达到光学最大值后，每个新星通常从右上角到左下角向蓝色发展，然后转向右边。这40首曲目分为六个模板：非常快的新星V1500 Cyg;快速新星V1668 Cyg，V1974 Cyg和LV Vul;中等速度的新星FH Ser;和非常慢的新星PU Vul。这些模板按照从左（蓝色）到右（红色）的顺序排列，取决于包层质量和新星速度等级。一颗更蓝的新星有一个更小的质量和更快的速度。在具有多个峰值的新星中，第一次衰变的轨道比第二次（或第三次）衰变的轨道更红，因为在第一次峰值期间，大部分的包层物质已经被喷射出去。因此，我们新获得的色星等图中的轨道为理解经典新星的物理学提供了有用的信息。我们还发现，在星云相开始的绝对星等几乎是相似的各种新星。我们能够通过将目标新星的轨迹拟合到具有已知距离的新星的相同分类来确定绝对星等（或距离模数）。用这种方法计算了一些周期性新星的距离，并重新计算了它们的距离。
2016-03-21 astro-ph.SR
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
The $UBV$ Color Evolution of Classical Novae. IV. Time-Stretched $(U-B)_0$-$(M_B-2.5\log f_{\rm s})$ and $(V-I)_0$-$(M_I-2.5\log f_{\rm s})$ Color-Magnitude Diagrams of Novae in Outburst
利用$t'=t/f_{\rm s}$对两颗经典新星的光变曲线和颜色演化进行适当的压缩和拉伸，可以得到两颗经典新星的光变曲线和颜色演化曲线的重叠。然后目标新星的亮度与模板新星的亮度通过$(M[t])_{\rm template} = (M[t/f_{\rm s}] - 2.5 \log f_{\rm s})_{\rm target}$相关，其中$M[t]$是绝对星等和时间的函数$t$，$f_{\rm s}$是目标新星和模板新星之间的时间尺度之比。在本系列的前几篇论文中，我们证明了许多新星在时间拉伸的$(B-V)_0$ - $(M_V-2.5 \log f_{\rm s})$色星等图中广泛重叠。在本文中，我们提出了另外两个$(U-B)_0$ - $(M_B-2.5\log f_{\rm s})$和$(V-I)_0$ - $(M_I-2.5\log f_{\rm s})$图，并表明它们的轨道重叠的16新星和52新星，分别。在这里，$(U-B)_0$、$(B-V)_0$和$(V-I)_0$是固有的$U-B$、$B-V$和$V-I$颜色，并且不被时间拉伸改变，并且$M_B$、$M_V$和$M_I$是绝对的$B$、$V$和$I$量值。使用这些属性，我们大大改善了以前的估计，他们的距离和红化。所得距离与{ \it Gaia}数据Release 2星表的距离基本一致。
2021-03-22 astro-ph.SR
A Light Curve Analysis of Classical Novae: Free-free Emission vs. Photospheric Emission
我们分析了7个相对较慢的新星，PW Vul，V705 Cas，GQ Mus，RR Pic，V5558 Sgr，HR Del和V723 Cas的光变曲线，根据新星爆发的光学厚风理论。对于快速新星，自由-自由发射在光学波段占主导地位，而不是光球发射和新星的光学光变曲线遵循普遍的衰减规律。更快的新星吹出更强的风，质量损失率更大。由于自由-自由辐射的亮度直接取决于风的质量损失率，因此速度较快的新星会显示出更明亮的光学极大值。然而，在速度较慢的新星中，我们必须考虑到光球层的辐射，因为它们的风质量损失率较低。我们计算了三个模型光变曲线的自由-自由发射，光球发射，和他们的总和为不同的WD质量与不同的化学成分的信封，并拟合合理的光学，近红外（NIR）和紫外波段的观测数据。从光变曲线拟合的7颗新星，我们估计其绝对的星等，距离和WD质量。在PW Vul和V705 Cas中，自由-自由发射仍然在光学和NIR波段中占主导地位。在非常慢的新星RR Pic、V5558 Sgr、HR Del和V723 Cas中，光球发射占主导地位，而不是自由-自由发射，这偏离了普遍的衰减规律。我们已经证实，我们的模型光变曲线的绝对亮度与已知距离的四个经典新星（GK Per，V603 Aql，RR Pic和DQ Her）的距离模量是一致的。我们还讨论了为什么非常慢的新星比建议的最大星等与下降率的关系大约亮1等的原因。
2014-10-29 astro-ph.SR
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Dwarf Novae in the OGLE Data. I. Three New Dwarf Novae: One in the Period Gap and Two Longer Period Objects
我们报告了偶然发现的三个新的矮新星，在2010年的爆发观察到正在进行的微透镜调查OGLE-IV。这三个天体都位于银河系凸出区域，观测频率最高为20分钟。在OGLE-III和OGLE-IV的数据中，我们发现其中一颗恒星总共有23次爆发。这个天体最令人感兴趣的是它的超峰周期为2.61小时，将其置于轨道周期间隙中。在超爆发过程中，超峰的周期发生了变化，时间尺度很短。对于我们观测到爆发的另外两个物体，在静止期测得的轨道周期为5.4小时和9.5小时。
2011-07-12 astro-ph.SR
On the Progenitors of Galactic Novae
在银河系已知的大约400颗经典新星中，只有10颗，即周期性新星，被发现爆发不止一次。已知至少有八个这样的回归星拥有演化的次级恒星，而不是典型的经典新星中的次级主序星。在本文中，我们提出了一个新的新星分类系统，完全基于二级的演化状态，而不是（像目前的计划）基于爆发的属性。使用档案光学和近红外光度观测的样本38静止的银河新星，我们表明，在一个静止的系统中的次要恒星的演化状态可以预测和几个对象被确定为后续观测; CI Aql，V2487 Oph，DI Lac和欧盟Sct。
2011-12-12 astro-ph.SR
On the Rebrightenings of Classical Novae during the Early Phase
本文报道了6颗经典新星V1186 Sco、V2540 Oph、V4745 Sgr、V5113 Sgr、V458 Vul和V378 Ser的光谱演化。在光变曲线中，这6颗新星在早期阶段表现出几次再亮，在快新星中持续约10天，在慢新星中持续约100天。所有这些新星的早期光谱在最大亮度时都有P-Cygni轮廓的发射线。天鹅座P-Cygni剖面的吸收成分在最大值之后消失，并在新星亮到下一个最大值时重新出现。我们认为，吸收分量在再增亮时的再现是由于光球层在内部充分移动后的再膨胀。从光变曲线中发现，这6颗新星的再亮时间间隔具有相似的系统性趋势，适用于所有类型的新星：快型和慢型，Fe Ⅱ型和混合型。此外，我们还注意到V2362 Cyg在早期阶段再亮和再亮时的光谱以及V1494 Aql在过渡阶段振荡时的光谱之间的差异，这意味着早期阶段再亮和后期振荡的物理机制不同。
2010-10-27 astro-ph.SR
Infrared emission from novae
本文综述了经典新星和周期新星在波长> 30微米的红外观测，包括宽带观测和光谱观测。近年来，红外光谱学通过揭示新星尘埃的精细结构和日冕线以及矿物学，特别是彻底改变了我们对新星现象的理解。在未来10 - 20年内，正在或将要使用的红外光谱设施有可能对新星谱线发射和尘埃矿物学进行全面研究，并对河外新星种群进行无偏见的评估。
2012-09-14 astro-ph.SR
Near-infrared properties of classical novae: a perspective gained from Mount Abu Infrared Observatory
我们回顾了经典新星在J，H和K波段在1.08至2.4微米波长的近红外特性。新星爆发后早期的光谱存在一个分类系统的基础上的非氢发射线组的强度。一个类似的计划，为近红外区，这是目前不可用的，在这里。在光学系统中，有两个主要的类别，即“Fe II”和“He/N”，即具有突出的Fe II线或突出的“He/N”线的新星。也有一个小的子集的混合铁IIb型。从光谱观测，我们显示了这些类的新星在近红外的差异和相似之处。两个主要类别的公共谱线来自H、He、N和O。然而，区分这两类新星的近红外特征是数量众多且通常很强的碳线，这些碳线只在Fe II类新星的光谱中可见。本文根据宽带观测结果讨论了新星中尘埃的形成过程。分析新星中的第一泛音一氧化碳（CO）检测，以了解新星喷出物中该分子的形成和演化，并讨论所观察到的12 C/13 C比。
2013-06-03 astro-ph.SR
Classical Novae in Andromeda: Light Curves from the Palomar Transient Factory and GALEX
我们提出了在2009年和2010年观测季节的帕洛玛瞬态工厂（PTF）的29个新星在M31的光学光变曲线。PTF对M31的动态和快速监测，从一天到十分钟，提供了极好的新星光变曲线的时间覆盖范围，使我们能够以前所未有的细节记录M31新星的光度演化。我们还发现8个这些新星在近紫外（UV）波段的星系演化探测器（GALEX）卫星。新星M31 N2009 - 10 b和2010- 11 a在其光学极大值之前几天显示出显著的紫外辐射峰值，可能意味着非球面爆发。此外，我们最近爆发的PT And（M31 N2010 - 12 a）的蓝移光谱表明，它是M31中的一颗复发新星，而不是之前假设的银河系中的矮新星。最后，我们在所有已确认的M31球状星团中系统地寻找新星，只发现了与Bol 126相关的M31 N 2010- 10 f。因此，M31球状星团系统中的新星比率大约是每年一颗，相对于球状星团系统之外的比率并没有增加。
2012-01-11 astro-ph.SR
The Behavior of Novae Light Curves Before Eruption
1975年，E. R.罗宾逊对爆发前经典新星光变曲线的行为进行了标志性的研究，这项工作现在已经成为新星标准知识的一部分。他提出了三点：11颗新星中有5颗在爆发前几年表现出爆发前的上升，一颗新星（V446 Her）在爆发过程中表现出剧烈的变化，除了一颗新星（除了BT Mon）之外，所有新星在爆发前后都有相同的静止星等。这项工作自问世以来尚未经过测试。我们现在已经测试了这些结果，通过回到原始的档案照相底片，并使用现代星等标度上的比较星测量了许多新星爆发前的大量星等。我们特别发现，五分之四声称的喷发前上升是由于旧文献中的简单错误，V446 Her在1960年爆发时具有相同的变化幅度，而BT Mon在1939年爆发时的亮度基本不变。在22个新星爆发，我们发现两个确认的情况下，显着的喷发前上升（V533 Her和V1500 Cyg），而T CrB有一个深的喷发前下降。这些事件是对理论家的挑战。我们发现，在27颗新星爆发中，由于远离爆发的新星通常会出现波动，因此没有出现超出预期的变化。对于30颗经典新星和6颗复发新星的19次爆发，我们发现从爆发前到爆发后很长一段时间内的平均震级变化为0.0 mag.然而，我们确实发现了5颗新星（V723 Cas、V1500 Cyg、V1974 Cyg、V4633 Sgr和RW UMi），因为喷发后的静止亮度水平比喷发前的水平亮十倍以上。
2009-09-23 astro-ph.SR
A Light Curve Analysis of 32 Recent Galactic Novae --- Distances and White Dwarf Masses
利用新星光变曲线的时间拉伸方法，我们获得了32颗最近星系新星的绝对星等、距离和白矮星质量。如果我们适当地挤压/拉伸它们的时间尺度，两颗经典新星的光/色曲线的很大一部分经常相互重叠。然后，一个目标新星亮度与另一个模板新星亮度通过$(M_V[t])_{\rm template} = (M_V[t/f_{\rm s}] - 2.5 \log f_{\rm s})_{\rm target}$相关，其中$t$是时间，$M_V[t]$是绝对$V$星等，而$f_{\rm s}$是它们的时标比例。此外，当这两个时间拉伸光变曲线$(t/f_{\rm s})$ - $(M_V-2.5 \log f_{\rm s})$彼此重叠时，$(t/f_{\rm s})$ - $(B-V)_0$也彼此重叠，其中$(B-V)_0$是固有的$B-V$颜色。因此，在$(B-V)_0$ - $(M_V-2.5 \log f_{\rm s})$图中，两个新星轨道相互重叠。利用这些特性，我们通过比较每个新星的光/色曲线与校准良好的模板新星，获得/确认的距离和红化。在时间拉伸的$(B-V)_0$ - $(M_V-2.5 \log f_{\rm s})$色星等图上，我们将32颗新星分为LV Vul型和V1500 Cyg型两类。WD质量通过直接比较模型$V$光变曲线与观测值获得。因此，我们得到了一个统一的32银河系经典新星，提供的距…
2019-05-25 astro-ph.SR
The $^{7}$Be II Resonance Lines in Two Classical Novae V5668 Sgr and V2944 Oph
我们报告了在两颗经典新星-V5668 Sgr（Nova Sagittarii 2015 No.2）和V2944 Oph（Nova Ophiuchi 2015）爆发后光谱中发现的蓝移吸收线系统中单电离$^{7}$ Be的共振线的光谱观测。不稳定同位素$^{7}$ Be应该是在这些新星和衰变的热核失控（TNR）过程中产生的，并在短时间内形成$^{7}$ Li（半衰期为53.22天）。$^{7}$ Be的发现是Tajitsu等人（2015）在V339 Del中发现的第一例病例之后的第二例和第三例。两颗新星的蓝移吸收线系统都明显地分为两个速度分量，这两个分量都含有$^{7}$ Be。这意味着在两个速度分量中的吸收气体由TNR的产物组成。我们估计的数额$^{7}$被生产的爆发过程中的两个新星，并得出结论，显着的$^{7}$李应该已经创建。这些发现有力地表明，通过反应$^{3}$ He（$α$，$γ$）$^{7}$ Be爆炸性地产生$^{7}$ Li，随后衰变为$^{7}$ Li的过程经常发生在经典新星中，并有助于银河系Li富集的过程。
2016-01-20 astro-ph.SR
Identifying and Quantifying Recurrent Novae Masquerading as Classical Novae
复发新星（Recurrent novae，RNe）是一个世纪内发生两次或两次以上新星爆发的激变变星。经典新星（CNe）是类似的系统，只有一个这样的爆发。许多所谓的“CNe”实际上是RNe，只发现了一次喷发。由于RNe是候选的Ia型超新星祖先，因此重要的是要知道我们的银河系中是否有足够的RNe来提供超新星速率，因此要知道有多少RNe伪装成CNe。为了量化这一点，我们收集了银河系237 CNe和10个已知RNe的限时样本的光变曲线和光谱的所有可用信息，以及详尽的发现效率记录。我们认为RNe具有（a）爆发振幅小于14.5 - 4.5 * log（t_3），（b）轨道周期>0.6天，（c）红外色J-H > 0.7 mag和H-K > 0.1 mag，（d）H-α的半高宽> 2000 km/s，（e）高激发线，如Fe X或He II在峰值附近，（f）具有平台的喷发光变曲线，（g）质量大于1.2M_solar的白矮星。使用这些标准，我们将V1721 Aql、DE Cir、CP Cru、KT Eri、V838 Her、V2672 Oph、V4160 Sgr、V4643 Sgr、V4739 Sgr和V477 Sct鉴定为强RN候选者。我们使用三种方法评估已知CNe中的RN分数，得到24% +/-4%，12% +/-3%和35% +/-3%。在已知的394颗银河新星中，大约有四分之一实际上是RNe，…
2014-05-01 astro-ph.SR
Novae in Globular Clusters
本文首次对M31球状星团中的星族II新星进行了光变曲线分析。我们的光变曲线模型，基于光学厚风理论，再现了X射线的开启和关闭时间与白矮星（WD）的质量约为1.2 Mo的M31 N 2007- 06 b在Bol 111和约1.37 Mo的M31 N 2010- 10 f在Bol 126。Bol 194中的瞬态超软X射线源CXO J 004345很可能是1.2 - 1.3 Mo WD的新星遗迹。这些WD质量与从X射线光谱推断的温度相当一致。我们还提出了新星的光变曲线的金属丰度的范围从[Fe/H]=0.4至-2.7的依赖。而强大的光学厚风加速在银河系盘新星由于一个大的Fe不透明度峰值，只有弱风发生在人口II新星与低Fe丰度。因此，新星的光变曲线在低铁环境中是系统性的慢。对于一个非常低的铁丰度正常的新星爆发可能不会发生，除非WD是非常巨大的。我们鼓励V或Y过滤器的观察，而不是R以及高节奏的X射线监测，以开放的河外新星的定量研究。
2013-10-24 astro-ph.SR
The hunt for old novae
我们告知我们正在进行的项目的进展情况，以确定和分类旧的经典新星，使用深UBVR测光和随后的光谱学进行适当的候选人确认，以及时间分辨观测，以找到轨道周期和其他物理特性的确定的老新星。这样，我们已经将确认的南部和赤道后新星的数量从33个增加到50个，并确定了8个物体的新轨道周期。作为一个例子，我们总结的结果V728斯科（新星斯科1862年），我们发现这是一个食系统与3.32小时的轨道周期，显示高和低的国家类似的矮新星爆发。对低态食的分析表明，在白矮星周围存在一个小的热的内盘。
2013-03-07 astro-ph.SR
Concerning the Verity of the MMRD Relation for Novae
本文质疑新星MMRD关系的真实性，通过分析M31再发新星的光变曲线参数，提出该关系可能源于观测选择效应与标准模型预期的结合。
2023-09-01 astro-ph.SR
Rebrightening Phenomenon in Classical Novae
已知两颗经典新星V1493 Aql和V2362 Cyg在其演化的后期阶段表现出前所未有的大幅度再亮。我们分析了这两种光变曲线的共同性质。我们发现，这些不寻常的光变曲线是非常好的幂律下降，无所不在的快速新星，和指数增亮的组合表示。我们提出了一个共同的属性，这些rebrightenings的示意性解释可能是一个冲击的后果，从二次喷射和它的爆发在光学厚新星风。这种解释在解释重新变亮之后的快速褪色和随后的光变曲线演变方面具有优势。指数上升可能反映了从激波前沿出现的光，类似于超新星激波爆发中的辐射前兆。新星风中这种冲击的结果可能解释了新星中的许多不寻常现象，包括早期变化和潜在的尘埃形成。
2009-04-15 astro-ph.SR
Recurrent novae as progenitors of Type Ia supernovae
复发新星是一种双星，里面有一颗质量很大的白矮星，质量和克拉塞卡质量一样大，因为它们的复发周期很短，只有10-100年。因此，复发新星被认为是Ia型超新星（SNe Ia）的候选祖先。事实上，超新星Ia PTF 11 kx的证据表明，它的祖先是一颗共生的复发新星。我们已经很好地确定了复发新星的双星参数，特别是对于那些经常爆发的新星，U Sco和RS Oph，这为双星演化到SNe Ia的基本过程提供了有用的信息。因此，我们使用它们作为二元演化模型的测试平台。例如，原来的双简并（DD）方案不能再现RS Oph型复发新星，而Hachisu等人（1999）提出的新的单简并（SD）方案自然可以。我们回顾SD和DD方案之间的主要区别，特别是他们的基本过程的二进制演变。我们还讨论了每个物理过程的观测支持。原始的DD方案是基于20世纪80年代的物理学，而SD方案是基于更近期的物理学，包括新的不透明度，WD的质量增长效率，以及在新星爆发中发展的光学厚风。
2012-12-11 astro-ph.SR
Dwarf nova oscillations and quasi-periodic oscillations in cataclysmic variables - VII. OY Carinae and oscillations in dwarf novae in quiescence
我们在OY Car的爆发期间观察到矮新星振荡（DNOs），通过下降和超越;它的行为与我们之前在VW Hyi中看到的相似，使其成为第二个在爆发后期有DNOs的矮新星，持续到静止。偶尔也有DNO处于深度静止状态的例子，远离爆发-它们具有与爆发期间相似的特性，表明类似的物理原因和结构。我们讨论了发生在其他矮新星的DNOs，并得出结论，DNOs在静止期比通常认为的更常见，并表现出类似于爆发中看到的属性。
2009-09-04 astro-ph.SR
A search and modeling of peculiar narrow transient line components in novae spectra
本文讨论了在几颗新星光谱中观测到的特殊窄发射线分量的形成。我们的目标是确定负责瞬态窄分量，目前轨道径向速度调制，首先观察到的爆发后重组线的新星U斯科2010年的物理源。搜索候选新星显示类似的狭窄的组件。光电离模拟表明，形成区域不限于主罗氏瓣，但可以位于周围的外拉格朗日点L3。进一步的分析不赞成起源于吸积盘和伴星。此外，我们分析了可能的相关性之间的存在的狭窄的组件，基本的新星参数和光谱分类在初始允许的阶段。
2014-03-19 astro-ph.SR
Identification of a superbright nova in our Galaxy: revisiting the light curve analyses of the candidate novae CP Lac, CP Pup, V838 Her, V597 Pup, V5583 Sgr, and V5589 Sgr
The University of Tokyo（东京大学）；Keio University（庆应义塾大学）
本研究通过对比模型光变曲线分析6颗候选新星，证认V838 Her为超亮新星，其余5颗为普通新星，明确了超亮新星的判定依据。
2026-08-07 astro-ph.SR
SW Sex stars, old novae, and the evolution of cataclysmic variables
轨道周期正好在周期间隙上方的激变变星的数量主要是由具有极高质量转移率的系统所控制，即所谓的SW六分仪星。另一方面，在这个时期范围内的一些老新星，预计将显示高质量转移率，而不是显示光度和/或光谱相似的低质量转移系统，如矮新星。我们讨论他们的候选人所谓的冬眠系统，CV，改变了他们的传质行为，由于以前经历过的新星爆发。本文件旨在为进一步的研究和讨论提供投入，因为这些结果仍然非常初步。
2014-08-22 astro-ph.SR
AT Cnc: A Second Dwarf Nova with a Classical Nova Shell
我们正在系统地调查所有已知的和怀疑的Z凸轮型矮新星的经典新星壳。这次调查的动机是发现了已知最大的经典新星壳，它围绕着原型矮新星Z Camelopardalis。Z Cam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后很久才成为矮新星，这与激变双星的冬眠情景一致。在这里，我们报告检测到一个破碎的“壳”，3弧分直径，周围的矮新星在巨蟹座。这第二个发现表明，围绕Z Cam型矮新星的新星壳不可能非常罕见。壳的几何形状是暗示的双极，锥形喷射看到近pole-on.A光谱的最明亮的AT Cnc壳结是类似的喷出物的经典新星GK Per，和Z凸轮，占主导地位的[NII]发射。Galex FUV图像显示了一个类似大小的FUV发射壳。我们确定了一颗距离AT Cnc 460 pc的新星，其喷出物质量的上限约为5 x 10^{-5} Msun，这是典型的经典新星。
2012-08-06 astro-ph.SR
Dwarf Novae in the Shortest Orbital Period Regime: I. A New Short Period Dwarf Nova, OT J055717+683226
我们报告了一个新的矮新星，OT J 055717 +683226，在其首次记录的超爆发在2006年12月的观察。我们的观测表明，该天体是一颗SU UMa型矮新星，具有非常短的超级峰周期，为76.67 ± 0.03 min（0.05324 ± 0.00002 d）。下一次超级爆发是在2008年3月。因此，超爆发（超循环）的重现时间估计为~480 d。该超周期比WZ Sge型矮新星的超周期短得多，WZ Sge型矮新星的超周期大于~ 10年，是最短轨道周期区（<~85 min）的主要矮新星种群。使用层次聚类分析，我们确定了七组矮新星在最短的轨道周期制度。我们确定了一小组的对象，有短的超周期，小爆发幅度，和大的超级驼峰周期过剩，相比，WZ Sge星。OT J 055717 +683226可能属于这一类。
2009-12-22 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
On the progenitors of Local Group Novae - I. The M31 Catalog
本文报道了对静止期M31新星的观测结果。这是第一个即将出版的静止河外星系目录，包含了2006年至2012年38颗经光谱确认的新星的数据。我们使用利物浦望远镜（LT）在爆发期间每个新星的图像来定义每个系统的准确位置。然后将这些位置与哈勃太空望远镜（HST）的存档图像进行匹配，并对任何与喷发位置一致的物体进行测光。这次巡天的目的是探测红巨星秒级的静止系统，因为只有这些系统以及少数明亮的次巨星秒级系统才能在HST图像中分辨出来。在我们的银河系中，只有少数几个被证实的红巨星新星，其中大多数是周期性新星。然而，我们发现相对较高比例的M31新星爆发可能发生在包含红巨星次级星系的系统中。在这个目录中的38个系统中，有11个系统的祖先候选者是巧合对齐的概率小于5%。我们表明，在3西格玛的限制，只有两个这11个系统可能是由于机会对齐，导致估计的M31新星人口与进化的秒数高达24%，相比之下，看到银河系的~3%。这样一个比例升高的新星系统与发展的secondaries可能意味着存在一个更大的人口比以前认为的经常性新星。这将产生相当大的影响，特别是考虑到它们作为Ia型超新星祖先的潜力。
2014-05-19 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
Review of light curves of novae in the modified scales. III. V1047 Cen at 2019
Unique Nova Centauri 2005，V1047 Cen，通过改良光变曲线的形式被纳入CP幼仔组。这意味着2019年的再亮仍然发生在2005年爆发的最后阶段，并且可以与当前的超新星活动有关。V1047 Cen在2019年作为一个单独的事件的光变曲线与HR Del，Nova Del 1967的一些细节相似，并且与后新星系统中的矮新星爆发（GK Per等）有很大区别。提出了Nova Sgr 1970（V3645 Sgr）的可能正确识别，其被纳入RR Pic组。
2020-07-21 astro-ph.SR
Quiet Novae with Flat Maximum -- No Optically Thick Winds
我将解释为什么大多数新星在光变曲线中显示出尖锐的光学峰，而少数新星，如PU Vul，显示出持续时间长的平坦光学最大值。对光学厚风发生条件的重新考察表明，在低质量（小于0.7 Mo）白矮星（WD）的新星爆发过程中，光学厚风被抑制，实现了流体静力学演化。在这种情况下，新星爆发由于没有强烈的物质抛射，演化非常缓慢，并且长时间处于低温阶段，导致长时间的平坦光学峰。这解释了共生新星PU Vul的爆发性质，它显示了平坦的光学最大值持续了8年之久，没有风质量损失的光谱指示。另一方面，在普通的新星爆发中，强烈的光学厚风不可避免地会发生，它们会很快带走大部分的包层物质。因此，光变曲线在光学峰之后立即衰减，这导致光学光变曲线的尖峰。
2011-01-13 astro-ph.SR
OAO/MITSuME Photometry of Dwarf Novae. III. CSS130418:174033+414756
我们报告了短周期矮新星CSS130418：174033+414756在2013年超级爆发期间的多色测光。该系统在A阶段有一个异常短的超峰周期，为0.046346（67）d，是矮新星中最短的周期之一。我们发现，在$g' - I_{\rm c}$颜色变化的最蓝的峰值往往符合亮度最小值的超级驼峰调制。我们还研究了$g'$、$R_{\rm c}$和$I_{\rm c}$波段的夜间平均超峰振幅，发现它们对波长的依赖性较小。这些特性很可能与矮新星的超级驼峰相同。我们成功地获得了$g' - R_{\rm c}$和$R_{\rm c} - I_{\rm c}$颜色在时间下降。与WZ Sge型矮新星的其他倾角相比，颜色指数显着更蓝。利用超峰的生长周期，我们估计了质量比为$q$ = 0.077（5），这比以前的研究大得多。
2018-05-24 astro-ph.SR
New Insights into Classical Novae
我们调查我们的理解经典新星：非终端，热核喷发的表面上的白矮星的二元系统。最近意外地发现来自银河系新星的GeV伽马射线，突出了新星的复杂性及其作为研究冲击和粒子加速实验室的价值。我们通过这个新的镜头回顾了半个世纪的新星文学，并得出结论：--超新星的热核失控理论的基础是由观测证实的。白矮星在逃逸后的一段时间内维持着表面的核燃烧，直到最近，人们普遍认为这种核燃烧的辐射完全决定了新星的热光度。新星从双星系统中喷射物质的过程仍然知之甚少。新星的质量损失是复杂的（有时在速率，速度和形态上波动），并且通常持续数周，数月或数年。--物质抛射的复杂性导致了新星抛射物内部产生伽马射线的冲击。当探测到伽马射线时（在光学最大值附近），冲击波深深地嵌入其中，周围的气体非常密集。--对相关光学和伽马射线光变曲线的观测证实，激波是辐射性的，对新星的热光度有很大贡献。因此，新星是最接近和最常见的“相互作用动力”瞬变。
2020-11-17 astro-ph.HE 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
Spectroscopy of Novae -- A User's Manual
经典新星的光谱发展被描述为爆发的各个阶段的叙述。该评论突出了多波长方面的现象和最近的事态发展有关的结构，不均匀性和喷出物的动力学。特别强调的是放在不同的行为的共生一样经常性新星。
2012-11-14 astro-ph.IM astro-ph.SR
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
A Hubble Space Telescope Survey for Novae in M87. I. Light and Color Curves, Spatial Distributions and the Nova Rate
哈勃太空望远镜在10周的时间里拍摄了M87的中心部分，发现了32颗经典新星和9颗较暗的新星，可能是非常缓慢和/或共生的新星。在这一系列论文的第一篇中，我们将展示M87新星发现者图表，以及新星的光和颜色曲线。我们证明，上升和下降的时间，和颜色的M87新星是不相关的彼此和在星系中的位置。M87新星的空间分布遵循银河系的光线，这表明M87在食人事件中吸积的新星是混合的。保守地只使用32颗最亮的经典新星，我们得出M87的新星率：$363_{-45}^{+33}$新星/年。我们还推导出该星系的光度特定的经典新星率，这是$7.88_{-2.6}^{+2.3} /yr/ 10^{10}L_\odot,_{K}$。这两个比率都比过去报道的M87高出3-4倍，并且同样高于所有其他星系的报告。我们认为，大多数以前的地面调查的新星在外部星系，包括M87，错过了大多数微弱，快速新星，几乎所有的慢新星的中心附近的星系。
2016-09-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Swift X-Ray Observations of Classical Novae. II. The Super Soft Source sample
雨燕GRB卫星是研究新星的极好设备。它的快速反应时间和灵敏的X射线探测器为研究以前在X射线制度中采样不足的新星演化提供了无与伦比的机会。本文介绍了52个银河/麦哲伦星云新星的Swift观测结果。我们包括XRT（0.3-10 keV）X射线仪器计数率和UVOT（1700-8000埃）滤光光度法。分析中还包括对X射线档案中另外10颗新星的公开观测。这是迄今为止最大的银河系/麦哲伦星云新星X射线样本，由26颗具有超软X射线发射的新星组成，其中19颗来自雨燕观测。数据集显示，速度较快的新星有一个早期的硬X射线阶段，这在速度较慢的新星中通常是缺失的。超软X射线阶段发生得更早，并且与较慢的新星相比，在快速新星中持续的时间不长。所有观测充分的雨燕新星都表明，新星是高度可变的，具有快速的变化和不同的周期。在大多数情况下，核燃烧在爆发开始后不到3年就停止了。以前的关系，如核燃烧持续时间与t_2或膨胀速度的喷射和核燃烧持续时间与轨道周期，被证明是不好的相关性与完整的样本表明，额外的因素以外的白矮星质量和二进制分离发挥重要作用的新星爆发的演化。最后，我们确认了与强、软X射线发射相关的两种光学现象，这两种现象可用于进一步提高X射线活动的效率。
2011-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring the MMRD Relation for Novae in M31
基于M31新星二十年R波段测光数据，研究检验了MMRD关系和M_15标准烛光，发现二者弥散均较大、难以精确测距，并识别出约12颗疑似再发新星。
2024-04-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Novae: I. The maximum magnitude relation with decline time (MMRD) and distance
新星最大绝对星等与下降时间的关系（MMRD）的起源和校准，首先由Zwicky（1936）推导，并由McLaughlin（1940）进行经验验证，广泛用于估计到经典新星的距离和新星绝对星等的近似恒定性，在光学极大值之后15天，Buscombe和de Vaucouleurs（1955）提出的一种新的线性化方法，并证明是有效的。本文的主要结果是：（1）基于能量瞬时注入到新星系统的MMRD的物理推导。(2)一个明显更好的约束MMRD：M_{V,0} = 2.16（+-0.16）log_{10} t_2 - 10.804（+-0.117），使用两步校准程序。(3)它表明，MMRD是最好的距离估计新星提供给我们的距离和精度主要是有限的低估的峰值视亮度。(4)结果表明，同样的MMRD校准适用于所有速度级的新星和银河系和河外新星。(5)结果表明：2.4 < t_2 <86 $d的新星在光学极大值后第12天的绝对星等离散度（M_{V,12} = -6.616 +-0.043）比第15天的小。我们重申，需要在光学波段的经典和复发新星爆发，有效地利用MMRD和M_{V,12}在确定其光度和距离的潜力的均匀高保真分光光度数据。
2017-03-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Galactic Extinction: How Many Novae Does it Hide and How Does it Affect the Galactic Nova Rate?
在观测到的银河系经典新星率$\sim 10$ yr $^{-1}$和银河系模型预测的$\sim 30$-50 yr $^{-1}$之间存在着长期的差异。对这种差异的一种解释是，许多新星被星际灭绝所隐藏，但尘埃可以掩盖新星的程度受到很大限制。我们使用最新的全天空三维尘埃地图比较已知的新星的亮度和空间分布预测相对简单的模型，其中新星跟踪银河系恒星质量。我们发现，只有一半（$\sim 48$ \%）的新星预计是容易检测（$g \lesssim 15$）与目前的全天空光学调查，如全天空自动调查超新星（ASAS-SN）。这一比例比以前估计的要低得多，表明尘埃确实会在光学上影响新星的探测。通过比较ASAS-SN，OGLE-IV和Palomar Gattini IR调查的互补调查结果，在我们的建模的背景下，我们发现了一个暂定的银河系新星率$\sim 40$年$^{-1}$，虽然这可能会降低到低至$\sim 30$年$^{-1}$取决于假设的银河系内的新星分布。在今后的工作中，将通过对ASAS-SN和其他调查中的新星探测进行更复杂的建模来改进这些初步估计。
2021-05-28 astro-ph.GA 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
The time-dependent rebrightenings in classical novae outbursts: a late-time episodic fuel burning?
相当一部分新星在其光变曲线的下降分支上表现出一系列的再亮。我们使用视觉观测研究这一阶段在几个观察良好的新星。我们发现，这些rebrightenings是孤立的耀斑一样的事件，否则光滑的光变曲线，我们表明，在我们的样本中的大多数新星连续耀斑之间的时间间隔逐渐增加的几何级数; rebrightenings是等距对数时间。我们还发现，在这个意义上说，较慢的新星往往增加的时间间隔更快的速度类的新星之间的rebrightenings的时间增加率之间的相关性。我们把这些重新明亮的信封氢燃烧的不稳定性，我们提到其他情况下，这样的定时模式在天文学和自然科学的一般。
2009-08-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observations of Galactic and Extragalactic Novae
最近GAIA DR 2对星系新星距离的测量，使我们能够在新的和更坚实的经验基础上重新分析银河系和外部星系中新星种群的某些特性。在某些情况下，我们已经能够证实以前获得的结果，如新星人口的概念分为两类对象，即\emph{disk}和\emph{bulge}新星和他们的联系与托洛洛光谱分类在\emph{Fe II}和\emph{He/N}新星。OGLE团队提供的麦哲伦云星系中新星速率的最新和可靠估计证实了归一化新星速率的依赖性（即，主星系每单位光度的新星率）与母星系的颜色和/或光度类别之间的关系。从文献中收集了银河系和外星系的新星率，并进行了批判性的讨论。它们是评估新星对各自宿主星系核合成的贡献的必要成分，特别是解释在年轻恒星星族中观察到的锂过剩的起源。通过GAIA DR 2和最大幅度与\衰减率（MMRD）关系指出MMRD可以提供不确定度优于30%的距离。从射电到伽马射线的整个电磁波谱对新星进行多波长观测，发现新星经历了复杂的演化，其特征是新星喷出物具有几个发射阶段和非球形几何形状。
2020-04-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Hubble Space Telescope survey for novae in M87. III. Are novae good standard candles 15 days after maximum brightness?
用哈勃太空望远镜（HST）对巨大的椭圆星系M87进行了为期十周的日常成像，获得了41条河外激变变星的质量前所未有的新星光变曲线。我们最近使用这些光变曲线来证明，在经典新星的所谓的最大震级下降率（MMRD）关系的观测散射是如此之大，使新星MMRD作为一个标准的蜡烛无用。在这里，我们证明了一个修正的Buscombe-de Vaucouleurs假设，即在一个巨大的椭圆星系中，衰减时间t2 > 10天的新星在最大光之后大约两周收敛到几乎相同的绝对星等，这一假设得到了我们的M87新星数据的支持。对于13颗新星的日采样光变曲线，在F606 W和F814 W滤光片中确定的最大光的时间，以及下降时间t2> 10天，我们发现M87新星显示M（606 W，15）= -6.37 +/- 0.46和M（814 W，15）= -6.11 +/- 0.43。如果不考虑衰减时间t2 < 10天的非常快的新星，那么在具有类似于M87的双星群的椭圆星系中，新星的距离应该可以通过上述校准以+/-20%的1 sigma精度确定。
2017-11-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray emission from optical novae in M 31
第一个超软源（SSS）的识别与光学新星在M 31是基于ROSAT观测。另外20个X射线对应物（大多数通过其硬度比确定为SSS）是使用2002年7月之前获得的ROSAT、XMM-牛顿和钱德拉观测档案探测到的。基于这些结果，光学新星似乎构成了M31中SSS的主要类别.对钱德拉HRC-I和ACIS-I在2004年7月至2005年2月间观测到的数据进行分析后发现，M 31新星的SSS状态持续了几个月至10年。几颗新星在光学爆发后50天内开始出现短暂的X射线爆发，持续时间只有两到三个月。在光学爆发后一年内，在软X射线中检测到的新星比例超过30%。进行中的光学新星监测方案、光学光谱后续行动和最新的新星目录对X射线工作至关重要。重新分析档案新星数据，以改善位置，并找到更多的新星候选人，迫切需要安全的复发新星识别。专门的XMM-牛顿/钱德拉监测计划的X射线发射的光学新星覆盖的中心区域的M 31继续提供有趣的新结果（例如，相干1105秒脉动的SSS对应的新星M31 N 2007- 12 b）。新星的SSS光变曲线使我们--连同光学信息--能够估计出白矮星的质量、喷出物的质量和爆发时燃烧的质量。M31中心区域的观测使我们--与银河系中的观测相反--能够同时监测许多新星，并被证明很容易发现许多有趣的SSS和新星类型。
2009-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Century of Novae in the Large Magellanic Cloud
San Diego State University（圣地亚哥州立大学）
研究大麦哲伦星系新星，结合Yaron等人2005年的新星模型与光变曲线数据，发现LMC新星比M31和银河系中的新星更亮且演化更快，白矮星质量和膨胀速度更高，再发新星爆发百分比也更高，未来观测或革新相关理解。
2026-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Novae in gamma-rays
经典新星产生放射性核，是MeV范围内的伽马射线发射器。一些例子是478和1275 keV的谱线（来自7 Be和22 Na）和正电子-电子湮灭发射（511 keV谱线和低于该能量的连续谱，截止在20-30 keV）。伽马射线光谱和光变曲线的分析是一种潜在的独特而强大的工具，既可以追踪相应的同位素，也可以深入了解决定其透明度的膨胀包络的性质。伽马射线的另一个可能来源是粒子加速到非常高的能量，因此中性π介子或逆康普顿过程产生能量大于100 MeV的伽马射线。虽然在过去的几十年中已经进行了几次尝试，但新星爆炸期间的MeV光子尚未被检测到;另一方面，在共生双星中的一些特定新星中，已经检测到了来自新星的GeV光子，其中伴星是一颗有风的红巨星，而不是像经典新星中的激变变星那样的主序星。这两种机制的伽玛射线产生的新星进行了审查，更强调的是一个有关的放射性。
2013-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mixing fraction in classical novae
上下文经典新星是由吸积的白矮星（WD）表面发生的热核失控提供动力的。在观测中，已经检测到新星喷出物中重元素的富集，表明在新星爆发之前，吸积物质与来自下伏WD外层的物质之间存在混合过程。然而，在经典新星的混合分数仍然是不确定的。目标。本文的目的是调查一些元素的丰度比在新星爆发，可用于估计WD混合分数在经典新星。方法.利用恒星演化程序MESA（Modules for Experiments in Stellar Astrophysics），考虑不同的WD混合分数，模拟了一系列的新星爆发过程，初始CO WD质量范围为$0.7-1.0\,M_\odot$.结果我们确定了四种元素丰度比（即$\rm (H+He)/\sum CNO$、$\rm (H+He)/Ne$、$\rm \sum CNO/Mg,$和$\rm \sum CNO/Si$）满足确定WD混合分数的条件，其中$\rm (H+He)/\sum CNO$是最合适的混合计。我们还估计了一些典型的经典新星的WD混合分数。此外，我们发现，更高的金属丰度（即更高的WD混合分数）优先伴随着较长的$t_{\rm 2}$（下降的时间从峰值光度的两个幅度）在新星爆发。我们的结果可以用来约束经典新星的混合过程。
2022-02-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
