Optical spectroscopic and polarization properties of 2011 outburst of the recurrent nova T Pyxidis
我们研究了2011年爆发期间T Pyx的光谱和电离结构演化，并研究了其早期阶段偏振度的变化。研究中使用了该系统发现以来1.28- 2415.62天的光学光谱资料和爆发早期1.36- 29.33天的光学宽带成像偏振观测资料。新星喷出物的电离结构的物理条件和几何形状已经模拟了几个时代使用光电离代码，云在1D和pyCloudy在3D。新星喷出物在2011年爆发期间的光谱演化与以前的爆发相似。由于在此期间的良好覆盖，在早期阶段可以非常清楚地看到线条轮廓的变化。线轮廓从天鹅座P-Cygni（更窄，更深，更尖锐）到更宽，更有结构的发射轮廓，后来在后期爆发阶段变得更窄，更尖锐。平均喷射质量估计为$7.03\, \times\, 10^{-6}\, M_{\odot}$。喷出物的电离结构被发现是一个双极圆锥结构与赤道环，与一个低的倾角$14.75^\circ\, \pm\, 0.65^\circ$。
2019-01-02 astro-ph.SR
X-Ray Grating Observations of Recurrent Nova T Pyxidis During The 2011 Outburst
在发现2011年4月14日爆发后的210天和235天，钱德拉和XMM-牛顿的X射线光栅分别观察到了复发新星T Pyx。X射线谱显示出C、N和O的突出发射线，其加宽对应于约2000-3000 km/s的半峰全宽，并且线比率与碰撞电离平衡中的高密度等离子体一致。在第210天，我们还测量了软X射线连续辐射，这似乎与温度约为420，000 K的白矮星（WD）大气一致，部分被各向异性的光学厚喷出物所掩盖。X射线的连续发射与在静止时观察到的光度和光谱周期调制。在第235天的连续表明WD大气在一致的有效温度的25天前，但具有较低的通量。有效温度表明质量约为1个太阳质量。部分WD遮蔽的结论得到了非球对称喷出物的复杂几何形状的支持，这些喷出物在2012年11月和12月由南部非洲大望远镜（SALT）获得的最新光谱中得到了证实。这些光谱表现出突出的[O III]星云线与典型的双极喷出物的速度结构。
2013-11-12 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
The secrets of T Pyxidis II. A recurrent nova that will not become a SN Ia
通过各种方法，我们获得了L $_{disk}$ $\sim$ 70 L $_{\odot}$和$\dot{M}$ $\sim$ 1.1 $\times$ 10 $^{-8}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$。这些值大约是1966年爆发前的两倍。这使得第一次直接估计的总质量增生前爆发，M $_{accr}$ = $\dot{M}_{pre-OB}$ $\cdot Δ$ t，并与临界点火质量M $_{ign}$。我们发现M $_{accr}$和M $_{ign}$完全一致（数值接近5 $\times$ 10 $^{-7}$ M $_{\odot}$），M $_1$ $\sim$ 1.37 M $_{\odot}$，这证实了热核逃逸理论。观测到的喷发阶段的参数与Yaron及其合作者在模型网格中的相应值进行了比较，对于接近1.35 M $_{\odot}$的M $_1$值和-8.0和-7.0之间的log $\dot{M}$值，提供了令人满意的一致性，但观测到的衰减时间t $_3$值高于预期。长时间的光学厚阶段在记录爆发的T Pyx，典型的经典新星的光谱行为，和持久性的P Cyg配置文件，约束喷射的质量M $_{ign}$在10 $^{-5}$ - 10 $^{-4}$ M $_{\odot}$。因此，Pyx T喷出的物质远比它吸积的物质多，白矮星的质量不会像通常认为的那样增…
2009-04-07 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
T Pyxidis: Death by a Thousand Novae
我们报告了一个为期20年的运动，跟踪1.8小时的光度波在经常性的新星T Pyxtons，使用全球望远镜网络的后院天体物理中心。1996年至2011年间，该波的振幅和波形高度稳定，类似于超软双星中常见的轨道波。然而，这一周期在时间尺度P/P-dot=3x10^5年上增加。这表明静止期的质量转移速率约为10^-7 M_sol/yr，与基于恒星光度的吸积速率基本一致。这比该轨道周期的激变变星的典型值大约2000倍。在爆发后的平静期（2012-2016年），这颗恒星继续以其快乐但神秘的方式-类似的光度，类似的P/P点（2.4x10^5年）。在2011年爆发的最大亮度附近，轨道信号变得非常微弱（<0.003等）。到了爆发的第170天，在V=11附近，轨道信号再次出现，振幅为0.005等，然后逐渐增强到正常的0.08等，而恒星则下降到15.7等。在约1年的隐身和低振幅期间，轨道信号在周期上增加了0.0054（7）%。这可能是测量新星爆发中喷射出的质量的方法。对于一个合理的二元参数选择，该质量至少为3 × 10 ^-5 M_sol，甚至可能更高。这代表着在爆发前的速率下有超过300年的吸积，但爆发之间的时间只有45年。因此，爆发的白矮星似乎喷射出的质量至少是它吸积的6倍。如果这次爆发是典型的，那么白矮星的质量一定是在侵蚀，而不是在增长。除非目前的一系列喷发是一个短暂的插曲，否则双星动力学似乎是侵…
2016-03-01 astro-ph.SR
Spectroscopic and Photometric Development of T Pyxidis (2011) from 0.8 to 250 Days After Discovery
我们通过编制SMEI和AAVSO观测数据库，研究了2011年爆发期间T Pyx的光学光变曲线。SMEI光变曲线提供了发现后t=1.5-49天内前所未有的高节奏数据细节，根据理想的新星光学光变曲线分为四个阶段：初始上升，最大前停止（或“平台”），最终上升和早期下降。SMEI光变曲线的变化揭示了在视觉最大值之前0.04天的1.44 \pm的强烈检测期。在t=0.8-80.7和155.1-249.9天期间对LT和SMARTS望远镜的光谱进行了研究。这颗新星在其上升的早期就被观测到了，并且有一个明显的高速喷射阶段。导出的射血速度出现明显下降，然后逐渐增加。在这里，我们提出了两个不同阶段的质量损失，一个短暂的阶段发生后立即爆发，随后是一个更稳定的发展和更高的质量损失阶段。整体光谱的发展如下典型的经典新星和比较的光度行为揭示了与简单的演变伪光球模型的新星爆发。光谱也比较X射线和无线电光变曲线。弱[Fe X] 6375 A发射在X射线发射上升之前被边缘检测到。在X射线光变曲线的平台的中间是一致的，在光谱中检测到的高电离物种的出现和高频无线电通量的峰值。
2013-03-28 astro-ph.SR
The Long-Term Secular Mass Accretion Rate of the Recurrent Nova T Pyxidis
我们目前的哈勃太空望远镜紫外光谱的经常性新星T Pyxeurs获得超过5年后，其2011年爆发表明，该系统可能尚未达到其深静止状态。紫外数据表现出20%的连续通量下降，从爆发前的深静止状态到爆发后的近静止状态。我们认为，在每一个重复爆发的新星下降可能有助于解释自1866年以来提出的2等稳定下降的系统。使用我们的吸积盘模型的改进版本以及国际紫外探测器的紫外和光学数据，和4.8千秒差距的距离，我们证实了我们以前的研究结果，在T Pyx的静态质量吸积率是1 e-6太阳质量每年的顺序。如此大的质量吸积率意味着白矮星的质量随着时间的推移而增加。然而，根据刚刚发布的盖亚DR 2的距离为3.3 kpc（在提交第一版手稿之后），我们发现每年1 e-7太阳质量的质量吸积。我们的研究结果预测了强大的软X射线或极紫外线辐射的高吸积率盘的热内部区域。利用X射线观测的约束条件，并假设吸积盘与标准模型没有太大的偏差，我们只剩下两种可能的情况。该盘要么主要发射极紫外线辐射，在几kpc的距离上，被星际介质完全吸收，要么热的内部盘，发射软X射线，被在更高的倾角上看到的隆起的盘所掩盖。
2018-06-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
The spectroscopic evolution of the recurrent nova T Pyxidis during its 2011 outburst I. The optically thick phase and the origin of moving lines in novae
新星T Pyx是在发现爆发后的第一天开始用高分辨率光谱仪（R ~ 65000）观测到的，一直持续到2011年5月底最后一次看到这颗恒星。Na I、Ca II、CH、CH $^+$的星际吸收线和H I 21 cm发射线的观测档案已被用来确定运动学距离。星际漫吸收功能已被用来确定独立的消光以前的假设。样品铁峰线轮廓显示的光学深度和径向速度的离散组件的演变。我们建议到T Pyx $\geq$的距离为4.5kpc，严格的下限为3.5 kpc（以前接受的距离）。我们得出一个消光，E（B-V）$\approx0.5\pm$ 0.1，这是高于以前的估计。4月15日的第一次观测显示了He I、He II、C III和N III发射谱线，以及巴尔末和He I谱线的P Cyg剖面上的最大速度为$\approx$ 2500 km s $^{-1}$，这是火球阶段的特征。在4月23日的第二个光谱中，这些离子是检测不到的，我们使用复合时间来估计喷出物的质量，$10^{-5}f$ M $_\odot$为填充因子$f$。许多吸收线系统上检测到的巴耳末，铁峰，钙II，钠I线，反映在更广泛的发射线组件，这表明了一个“加速”位移速度。我们还表明，这些反射的时间序列，这是共同的所有线路，只出现在喷出物，可以描述的重组前向外移动的膨胀气体没有恒星风或拱碰撞。
2011-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Detailed Photometric and Spectroscopic Study of the 2011 Outburst of the Recurrent Nova T Pyxidis from 0.8 to 250 Days after Discovery
我们通过编制SMEI和AAVSO观测数据库，研究了2011年爆发期间T Pyx的光学光变曲线。SMEI光变曲线提供了发现后1.5- 49天的前所未有的细节，根据理想化的CN光变曲线分为四个阶段：初始上升（1.5- 3.3天），最大前停止（3.3- 13.3天），最终上升（14.7- 27.9天）和早期下降（27.9天）。SMEI光变曲线在极大前阶段包含一个1.44+/-0.05d的强检测周期。这些振荡类似于在TNR模型中发现的那些由膨胀包络中的不稳定性引起的振荡。在最大光（27.9d）之前的22- 24 d出现一个明显的下降，这可能与SMEI在新星中观察到的现象相同。利物浦望远镜和SMARTS1.5米望远镜的光谱从0.8-80.7和155.1- 249.9天获得，涵盖了主要的发展阶段。一个明显的高速喷射阶段是明显的早期上升（V~4000公里/秒）。在第5.7天出现明显下降，然后逐渐增加，在最大值前停止时稳定在约1500 km/s。在这里，我们提出了两个阶段的质量损失，一个短暂的阶段发生后立即爆发，持续约6天，其次是一个稳定的发展和更高的质量损失阶段。总体光谱发展如下，典型的CN和比较与光度的行为揭示了不断变化的伪光球模型的CN爆发。将光谱与X射线和射电光变曲线进行比较，在X射线上升之前，微弱的[Fe X] 6375埃发射被检测到，并且在X射线发射的最亮阶段清楚地存在。如果X射线相的…
2014-02-05 astro-ph.SR
The Death Spiral of T Pyxidis
我们报告了一个长期的运动，以跟踪1.8小时光度波在经常性的新星T Pyxlane，使用全球望远镜网络的后院天体物理中心。在1996年至2011年期间，该波在振幅和波形上都非常稳定，类似于超软双星中常见的轨道波。然而，我们发现这个周期在P/P-dot=3x10^5年的时间尺度上增加。这表明静止期的传质速率约为10^-7 M_sol/yr。在2011年爆发的最大亮度附近，轨道信号变得非常微弱（<0.003等）。当它回到V=11附近的能见度时，轨道周期增加了0.0054（6）%。这是测量新星爆发时喷射出的质量的方法。对于一个合理的二元参数选择，该质量至少为3 × 10 ^-5 M_sol，甚至可能更高。这表示在爆发前的速率大于300年的吸积，但爆发之间的时间只有45年。因此，爆发的白矮星似乎喷射出的质量至少是它吸积的6倍。如果这次爆发是典型的，那么这颗白矮星的质量肯定是在侵蚀，而不是在增长--这让这颗恒星通过超新星爆炸而出名的希望破灭了。相反，双星动力学似乎基本上是侵蚀中的白矮星和低质量的次级恒星之间的自杀协议，可能是由白矮星的EUV辐射激发并迅速减少。
2013-03-04 astro-ph.SR
The Accelerating Decline of the Mass Transfer Rate in the Recurrent Nova T Pyxidis
本文利用哈勃空间望远镜光谱分析再发新星罗盘座T在2011年爆发后的物质转移率变化，发现其吸积率已降至爆发前水平以下约40%，且下降速率比历史观测快29倍，表明反馈回路关闭正在加速，证实该星处于异常短暂的演化阶段。
2024-09-03 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
The Amazing Old Nova Q Cygni: A Far Ultraviolet Synthetic Spectral Analysis
天鹅座Q（Nova Cygni 1876）是第三古老的新星（在WY Sge和V841 Oph之后），具有10.08小时的长轨道周期和光学光谱特性，包括HeI和H alpha beta中的天鹅座P光学剖面显示的可变风外流（Kafka et al. 2003）。我们已经进行了合成光谱分析的远紫外IUE档案光谱的天鹅座Q使用我们的光学厚，稳态，吸积盘模型和模型白矮星光球。我们发现，发光吸积盘的吸积光支配热分量的FUV通量，吸积速率为2-3 1.E-9 Msun/yr。我们发现天鹅座Q位于距离741 \pm 110 pc处。我们的研究结果的影响，老新星的理论预测。
2011-06-08 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
Far Ultraviolet Spectroscopy of Three Long Period Nova-Like Variables
我们选择了三个类新星的轨道周期长周期极端的类新星变量：V363 Aur，RZ Gru和AC Cnc，所有与IUE档案远紫外光谱。它们都是UX UMa类型的nova类变量，并且都有$P_{orb} > 7$ h。V363 Aur是一个真正的SW Sex星，AC Cnc是一个可能的，而RZ Gru还没有被证明是SW Sex子类的成员。我们利用最先进的吸积盘和白矮星光球模型对这三个系统的远紫外光谱进行了首次合成光谱分析。我们发现V363 Aur和RZ Gru的FUV光谱能量分布与光学厚稳态吸积盘模型一致，其中发光盘占FUV光的100%。我们目前的吸积率和模型推导的距离V363 Aur和RZ格鲁。对于AC Cnc，我们发现，一个热吸积白矮星占$\sim$ 60%的FUV光与吸积盘提供其余的。我们比较我们的吸积率和模型推导的距离与文献中的估计。
2011-12-16 astro-ph.SR
The Recurrent Nova T Pyx: Distance and Remnant Geometry from Light Echoes
周期性新星T Pyx（T Pyx）以其小的双星分离，在平静时异常高的光度以及哈勃太空望远镜（HST）对其周围残骸的壮观图像而闻名。2011年4月，T Pyx自1966年以来首次爆发。在这里，我们描述了在2011年晚些时候HST观测到的爆发中的白矮星（WD）周围的瞬态反射星云。我们在先前存在的遗迹中对这种光回波的观测表明，它由一个半径约为5”的cloudingring主导，倾角为30至40度，东部边缘向观察者倾斜。从中心源发出的直接可见光，到与中心源具有相同前景距离的几个尘埃团的散射光之间的延迟时间，给出了到T Pyx的距离为4.8 +- 0.5 kpc。根据过去的二维光谱证据，残骸中含有一个类似壳的成分，它实际上必须由一个嵌入准球形壳中的环组成。4.8 kpc的大距离支持了这样的论点，即T Pyx在静止时具有非常高的质量转移率，因此新星爆炸本身可以增加供体星的质量损失，并减少近距离双星爆发之间的时间。
2013-05-22 astro-ph.SR
Far Ultraviolet Spectroscopy of Seven Nova-Like Variables
我们提出的档案远紫外光谱的几个关键的新星样变量，包括成员的SW性别，RW三，UX UMa和VY Scl子类：KR Aur，RW三，V825她，V795她，BP林恩，V425 Cas和HL Aqr的多组分合成光谱分析的结果。吸积率以及可能的流量贡献的吸积白矮星包括在我们的分析。除了具有可靠的三角视差的RW Tri外，我们使用Alfregge（2006）的方法计算了到新星系统的距离。我们分析的7个档案IUE光谱的RW三在其视差距离为341 pc一致表明，低质量（0.4 Msun）白矮星和平均吸积率，6.3 E-9 Msun/年。对于KR Aur，我们估计白矮星的Teff=29，000 K，log g = 8.4，贡献了18%的FUV通量，而一个吸积速率为3 E-10 Msun/yr，倾角为41 °的吸积盘贡献了剩余的FUV通量。我们发现，一个吸积盘占主导地位的V425 Cas的远紫外光谱，但一个白矮星的贡献不可忽略的约18%的FUV流量。对于两个高态类新星HL Aqr和V825 Her，它们的吸积盘占绝对优势，吸积盘的吸积速率分别为1 E-9 Msun/yr和3 E-9 Msun/yr。对于BP Lyn，我们发现1 E-8 Msun/yr的吸积速率，而对于V795 Her，我们发现1 E-10 Msun/yr的吸积速率。我们讨论了我们的研究结果的演化状态的新星样变量的影响。
2010-07-20 astro-ph.SR
Far-Ultraviolet Spectroscopy of the Nova-Like Variable KQ Monocerotis: A New SW Sextantis Star?
本文讨论了SMARTS 1.5米望远镜观测到的类新星变星KQ Mon的新光谱和IUE档案远紫外光谱。的光学光谱揭示巴耳末线的吸收，以及他我吸收叠加在一个蓝色的连续。2011年的光谱与我们33年前获得的KPNO 2.1 m IIDS光谱相似，只是2011年的Balmer和He I吸收更强。远紫外IUE光谱揭示深吸收线，由于C II，硅III，硅IV，C IV，和他II，但没有P天鹅座的配置文件表明风流出。我们提出的第一个合成光谱分析的结果的IUE档案光谱的KQ Mon与现实的光学厚，稳态，粘性吸积盘模型与垂直结构和高重力光球模型。我们发现白矮星（WD）的光球层对光谱的贡献很小，并且被稳定盘的吸积光所淹没。对应于WD质量约为0.6 Msun，吸积速率约为10^{-9} Msun/yr，盘倾角在60 °和75 °之间的盘模型，产生的距离在144到165 pc的范围内。KQ Mon相对于其他新星样变量进行了讨论。它的光谱与三颗确定的SW性星的FUV光谱相似，这表明它可能是SW性星的成员，并支持WD是磁性的可能性。
2013-03-17 astro-ph.SR
Far Ultraviolet Spectroscopy of Old Novae II: RR Pic, V533 Her and DI Lac
旧的新星V533 Her（Nova Her 1963）、DI Lac（Nova Lac 1910）和RR Pic（Nova Pic 1891）在爆发后处于（或接近）静止阶段，并在爆发后继续以高速率吸积。它们表现出陡峭上升到FUV的连续谱以及来源不明的吸收线和发射线。这三个都有FUSE光谱，不仅提供更高的光谱分辨率，而且波长覆盖范围延伸到莱曼极限。对于DI Lac，我们将这些FUSE光谱与现有存档IUE光谱覆盖范围相匹配，以扩大FUV波长覆盖范围。我们采用了Selvelli和Gilmozzi（2013）新确定的星际红化修正。去红的FUV光谱已经用我们的光学厚的吸积盘和热的NLTE白矮星光球的网格建模。模拟分析结果表明，RR Pic和V533 Her的热组分可能是质量吸积分别为$10^{-8}M_{\odot}$ /yr和$10^{-9}M_{\odot}$ /yr的吸积盘。然而，圆盘不能产生观察到的吸收线。要使WD成为这两个系统中吸收线的来源，它必须非常热，半径是预期大小的几倍（因为这些系统中的WD质量很大，所以它的半径较小）。对于DI Lac，我们发现最适合的是具有30，000 K WD的$\dot{M}=10^{-10}M_{\odot}$ /年的磁盘。
2017-01-18 astro-ph.SR
Linear Spectropolarimetry of the 2011 Eruption of the Recurrent Nova T Pyx
Universidad Internacional de Valencia (VIU)（瓦伦西亚国际大学）；Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA), Unidad Asociada al CSIC（阿拉贡宇宙物理研究中心（CEFCA），CSIC联合单位）
通过分析再发新星T Pyx 2011年喷发的九个历元VLT/FORS2分光偏振数据，发现连续谱偏振通常低于1%且取向约95度，吸收线偏振可达2%，并识别出两个速度相关的偏振分量，从而约束了喷出物的几何与运动学结构。
2026-09-22 astro-ph.SR
HST FUV spectroscopy of the short orbital period recurrent nova CI Aql: Implications for white dwarf mass evolution
HST COS的远紫外光谱（1170 A至1800 A）是由短轨道周期的复发新星（T Pyxtaxi子类），天鹰座CI获得的。CI Aql是已知的唯一一个在每个轨道周期有两次可感深度食的经典CV，并且在爆发前和爆发后都有足够稳定的光变曲线，可以估计质量和轨道周期的变化。我们的FUV光谱分析模型吸积盘和NLTE高重力光球，加上盖亚视差，揭示CI Aql的FUV光占主导地位的光学厚吸积盘的吸积率的顺序为$4\times 10^{-8}$ $M_{\odot}/yr$。它的光变曲线、径向速度曲线和日食时间数据库是任何CV中最好的。通过同时分析这三种数据类型，重新推导了它的轨道周期（$P$）、$dP/dt$和参考时间，给出了无量纲的爆发后$dP/dt$为$-2.49\pm 0.95\times 10^{-10}$。由于缺乏轨道角动量到转动角动量的损失信息，导致$dP/dt$到白矮星质量变化率$dM_1/dt$的转换存在一定的不确定性，但在$+4.8\times 10^{-8}$到$+7.8\times 10^{-8}$ $M_{\odot} /yr$的适度范围内。根据CI Aql爆发前后轨道周期的简单差分，估计的CI Aql爆发引起的白矮星质量变化与先前公布的$+5.3 \times 10^{-6} M_{\odot}$没有变化。按照WD估计的质量增长率，它将在1000万年内终止为Ia型超…
2018-12-24 astro-ph.SR
Fuse and IUE Spectroscopy of the Prototype Dwarf Nova ER Ursa Majoris During Quiescence
大熊座ER是SU UMa型矮新星的一个子集的原型，其特征是爆发之间的周期短，爆发频率高，和“负”超级驼峰。它每43天发生一次超级爆发，持续20天，每4天发生一次正常爆发，爆发幅度为3级。用吸积盘模型和高重力光球模型拟合远紫外光谱探测器（FUSE）和国际紫外探测器（IUE）的光谱，对静止状态下的ERUma进行了远紫外光谱分析。利用Gaia视差距离和$50^{\circ}$的轨道倾角，我们发现在4天的短暂静止期内，吸积速率为$7.3 \times 10^{-11}M_{\odot}$ /yr，其中ERUMa白矮星贡献了FUV通量的55%，而吸积盘贡献了剩余的45%. ER UMa中的白矮星明显比CV周期间隙以下的矮新星中的其他白矮星更热（32，000 K），后者的典型温度为$\sim$ 15，000 K。对于60到75度的更高倾角，我们得出的吸积速率大约比$1 - 3 \times 10^{-10}M_{\odot}$ /年高一个数量级。
2019-07-15 astro-ph.SR
A Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Survey of High Declination Dwarf Novae
我们提出了一个分析的FUSE光谱的八个高deceival矮新星从第7周期FUSE调查。这些DN系统以前没有研究过的紫外线和很少有人知道他们的白矮星（WD）或吸积盘。我们使用代码TLUSTY和SYNSPEC生成的合成光谱对FUSE数据进行光谱分析。对于两个微弱的物体（AQ Men，V433 Ara），我们只能评估WD温度或质量吸积率的下限。NSV 10934处于静止状态，其光谱与低质量吸积速率盘一致。对于5个对象（HP Nor，DT Aps，AM Cas，FO Per和ES Dra），我们得到WD温度在34，000 K和40，000 K之间和/或质量吸积率与中间到爆发状态一致。这些温度反映了由于持续的吸积而对WD的加热，并且与在上升到爆发和从爆发下降时观察到的其他DN的温度相似。因此，我们获得的WD温度应该被认为是上限，在静止期间，AM Cas，FO Per和ES Dra可能接近于周期间隙（30，000 K）以上的催化变量的平均WD Teff，类似于U Gem，SS Aur和RX And。
2009-06-15 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
Hubble Space Telescope Cosmic Origins Spectrograph Spectroscopy of the Southern Nova-like BB Doradus in an Intermediate State
我们提出了一个光谱分析的哈勃太空望远镜宇宙起源摄谱仪光谱的南部VY Scl新星类变量BB剑鱼座，作为一个周期20 { \it HST/COS}调查的吸积白矮星在激变变量的一部分。BB Dor是用{ \it COS}在低质量吸积率的中间状态下观测到的，从而可以估计白矮星的温度。我们的光谱分析结果表明，白矮星是一个重要的远紫外成分，温度为$\sim$ 35，000- $\sim$ 50，000 $~$ K，假设$0.80~M_{\odot}$ WD质量（$\log(g)=8.4$）。质量吸积速率为$\approx 10^{-10}~M_{\odot}~$ yr $^{-1}$的盘贡献了约1/5 ~ 1/2的远紫外辐射通量。
2017-01-18 astro-ph.SR
The panchromatic spectroscopic evolution of the classical CO nova V339 Del (Nova Del 2013) until X-ray turnoff
经典新星是发生在吸积白矮星上的热核失控引发爆炸的产物。V339 Del（Nova Delphinus 2013）是过去一百年来最明亮的经典新星之一。光谱学和光度学可以从$γ$ -射线到红外线，在这些阶段经常不能很好地观察到。完整的数据集的目的是提供一个基准比较与建模和了解更稀疏的监测历史的经典和经常性的新星。本文是关于新星发展的系列报告中的第一篇。我们在这里报告的早期阶段的爆发，通过X射线活跃阶段。在爆发的早期阶段，北欧光学望远镜（NOT）使用FIES同时或同时与哈勃太空望远镜上的太空望远镜成像光谱仪（STIS）获得了光学通量校准的高分辨率光谱的时间序列。这些都补充了MERCATOR/HERMES光谱。在铁幕阶段拍摄的OS和1986的高分辨率IUE紫外光谱用作距离测定的模板。我们使用标准等离子体诊断（例如，[O III]和[N II]线比率，以及H $β$线通量），以约束喷出物的电子密度和温度。使用Monte Carlo模拟的喷出物，我们推导出的结构，填充因子，和质量的光学和紫外线轮廓的比较。
2016-06-06 astro-ph.SR
A Triple Star Origin For T Pyx and Other Short-Period Recurrent Novae
周期性新星是一种恒星系统，其中一颗巨大的白矮星以如此高的速度吸积物质，以至于每1 - 100年经历一次热核逃逸。它们是唯一一种白矮星可以在质量上增长的新星，使得其中一些系统成为Ia型超新星祖先的候选者。几乎所有已知的周期新星都是长周期（P_orb > 12小时）双星系统，其中所需的质量供应率可以由演化的（亚）巨施主星提供。然而，至少有两颗复发新星是短周期（P_orb < 3小时）双星，其中质量转移通常由引力辐射驱动，其速率比所需的小3-4个数量级。在这里，我们表明，这个类的原型- T Pyxeurs-有一个遥远的自行同伴，因此可能是从一个分层的三星系统演变而来。三重演化可以自然地产生奇异的紧凑的二进制作为三体动力学的结果，无论是通过Kozai-Lidov偏心周期的动态稳定系统或通过质量损失引起的动力学不稳定性。通过数值进化的三重祖物理合理的参数向前的时间，我们明确地表明，内部的二进制可以变得如此偏心，质量转移被触发在近星点，驱动次级的热平衡。我们认为，短周期的经常性新星可能通过这种极端的状态，解释他们偏离标准的二进制演化轨道。
2022-04-29 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Novae heat their food: mass transfer by irradiation
新星爆发会辐射并加热灾变变星中的施主星，使其达到高温$T_{\rm irr}$，导致其外层膨胀并溢出洛希叶。我们计算捐助者的加热和膨胀的解析和数值，假设球对称，并发现，辐射驱动增强的质量转移从捐助者的速率$\dot{m}\propto T_{\rm irr}^{5/3}$，达到$\dot{m}\sim 10^{-6}\textrm{ M}_\odot\textrm{ yr}^{-1}$在喷发的高峰期-约一千倍，比在静止期。随着新星的消退和白矮星的冷却，$\dot{m}$下降到较低的值。我们发现，在某些情况下，下降停止和质量转移持续在$\dot{m}\sim 10^{-7}\textrm{ M}_\odot\textrm{ yr}^{-1}$的自我维持率高达$\sim 10^3$年后爆发。在这个速率下，白矮星吸积光度的辐射足以自行驱动质量转移。自持率接近白矮星的稳定燃烧极限，因此这种自举机制可以同时解释两类令人困惑的双星系统：轨道周期为$\approx 2$ h的复发新星（T Pyxlane和IM Normae）和周期为$\approx 4$ h的长寿命超软X射线源（RX J0537.7-7034和1 E 0035.4-7230）。一个系统是否达到自我维持的状态对施主的色球结构很敏感，也对新星爆发时的轨道周期变化很敏感。
2021-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
The instantaneous mass accretion rate of novae in quiescence: - an archival ultraviolet optical spectral analysis
Villanova University（维拉诺瓦大学）；University of Exeter（埃克塞特大学）；California State University, Fresno（弗雷斯诺州立大学）
本研究利用tlusty合成光谱等数据，分析9颗新星的宁静态瞬时吸积率，发现多数系统吸积率高于光度积分结果，提出外盘加热机制以解释部分系统的光谱特征。
2026-08-19 astro-ph.SR
IM Normae: The Death Spiral of a Cataclysmic Variable?
我们提出了一个研究的轨道光变曲线的经常性新星IM Normae自2002年爆发。广范围的“食”以2.46小时的周期重复，以1.28（16）x10^6年的时间尺度增加。在守恒质量转移的假设下，这表明其速率接近10^-7 M溶胶/年，这与我们根据光度估算得出的超新星吸积速率一致。IM Nor似乎与著名的周期性新星T Pyxtek非常接近。这两颗恒星似乎都有很高的吸积率，足以驱动复发新星事件。两者都有静止的光变曲线，这表明低质量的次级恒星有强烈的加热作用，以及非常宽的轨道极小值，这表明在初级恒星周围有一个大的“日冕”。而且两者都有非常快的轨道周期增加，正如预期的那样，从低质量的组分中转移了大量的物质。这两颗恒星可能代表了新星和激变变星演化的最后阶段，在这一阶段中，辐射驱动的风驱动了高速率的质量转移，从而在新星爆发的阵发中蒸发了供体恒星。
2021-03-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Light-Curve Model of the Symbiotic Nova PU Vul (1979) -- A Very Quiet Explosion with Long-Lasted Flat Peak
我们提出了一个光曲线模型的共生新星PU Vul（新星Vulpeculae 1979年），显示了一个长期持续的平坦的峰值，没有光谱指示风质量损失之前下降。我们的准演化模型由一系列静态解组成，同时解释了光学平峰和紫外（UV）光曲线。白矮星的质量估计约为0.6 Mo。我们还提供了一个新的测定红，E（B-V）= 0.43 +/- 0.05，从紫外光谱分析。UV 1455 A的理论光曲线拟合提供d=3.8 +/- 0.7 kpc的距离。
2011-01-13 astro-ph.SR
A Universal Decline Law of Classical Novae. IV. V838 Her (1991): A Very Massive White Dwarf
我们提出了一个统一的模型的光学和紫外（UV）光变曲线的最快的经典新星之一，V838武仙座（新星武仙座1991年），并估计其白矮星（WD）的质量。基于新星爆发的光学厚风理论，我们模拟了自由-自由辐射的光学光变曲线和黑体辐射的UV 1455 λ光变曲线。我们的1.35 \pm 0.02 M_（\sun WD）模型同时再现了光学和紫外1455 λ观测。由风引起的质量损失为Δ M_{wind} \sim 2 \times 10^{-6} M_ \sun。我们提供了红化的新测定，E（B-V）= 0.53 \pm 0.05，距离为2.7 \pm 0.5 kpc。
2009-09-08 astro-ph.SR
The peculiar dust shell of Nova DZ Cru (2003)
我们介绍了斯皮策太空望远镜对“奇特变星”DZ Cru的观测，DZ Cru被Rushton等人（2008，MNRAS，386，289）确定为经典新星。火山爆发后约4年，在5- 35微米的范围内，一个尘埃壳，上面叠加了许多特征，是突出的。我们认为DZ Cru的尘埃主要是氢化的无定形碳，其中脂肪族带目前占主导地位，并且可能会成为主要的芳香族尘埃是由来自恒星残骸的紫外线辐射进行光处理，或更有可能被完全摧毁。
2010-05-26 astro-ph.SR
A Far Ultraviolet Spectroscopic Analysis of BZ Ursae Majoris
我们提出了一个分析的哈勃空间望远镜/空间望远镜成像光谱仪（HST/STIS）的远紫外快照光谱的矮新星BZ UMa在平静期间采取。我们发现，当假设白矮星的重力为log（g）=7.5时，通量连续谱与温度为15,000 K、距离约为156 pc的白矮星大气的通量连续谱是一致的。我们还表明，氢准分子卫星线不透明度影响1300-1400 A附近的光谱，必须包括微调光谱建模，这是自洽的低恒星温度，我们发现。
2011-07-29 astro-ph.SR
Hubble Space Telescope STIS Spectroscopy of Nova T Aurigae 1891
御夫座T是一颗古老的新星，于1891年爆炸。在盖亚EDR 3的距离为815-871 pc，它是一颗相对较近的古老新星。通过紫外光谱模拟和新的精确Gaia距离，我们发现御夫座T的HST/STIS光谱与质量转移速率为$10^{-8}M_{\odot}$ /yr量级的吸积盘一致，其中白矮星质量为$M_{\rm wd} \approx 0.7 \pm 0.2 M_{\odot}$，倾角为$i \sim 60^{\circ}$，Gaia距离为$840_{-25}^{+31}$ ~pc.金属的尖锐吸收线不可能在盘中形成，而可能在盘上方的物质（例如由于流盘溢出）、环双星物质和/或与1891年新星爆炸喷出的壳有关的物质中形成。饱和氢Ly $α$吸收特征归因于一个大的星际介质氢柱密度的顺序$10^{21}$厘米$^{-2}$对T Aur，证实了其红化值$E(B-V)=0.42 \pm 0.08$。
2022-03-29 astro-ph.SR
Orbital and stochastic far-UV variability in the nova-like system V3885 Sgr
分析了FUSE卫星高时间分辨的时间标记光谱数据，建立了类新星激变变星双星V3885 Sgr的远紫外吸收线特征。我们确定的时间行为的低（Ly_beta，CIII，NIII）和高（SIV，PV，OVI）离子种类，并突出显示相应的轨道相位调制的变化，在这些线。平均而言，吸收槽是蓝移，由于低速盘风流出。吸收线中的非常快速（~ 5分钟）的波动是孤立的，这是随机密度变化的指示。计算了FUV谱线的多普勒层析图，为气流与吸积盘相互作用的结构提供了证据。我们的结论是，线的深度和速度的变化作为轨道相位的函数是一致的不对称性，其起源于一个线发射，本地化的磁盘流相互作用区域。
2011-10-12 astro-ph.SR
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 Heating and Pulsations of V386 Serpentis after its 2019 Dwarf Nova Outburst
以下的脉动光谱的白矮星通过加热和冷却参与矮新星爆发周期提供了一个独特的看法，对流驱动的变化发生在几个月的时间尺度与千年的非吸积白矮星。2019年1月，矮新星V386 Ser（少数包含吸积、脉动白矮星的矮新星之一）经历了一次大幅度的爆发。哈勃太空望远镜的紫外光谱是在爆发后7个月和13个月获得的，在此期间，地面光学测光和高速测光分别在爆发后5.5个月和17个月获得。由此产生的光谱和脉动分析显示，在两次紫外观测之间，白矮星从21，020 K冷却到18，750 K（重力对数（g）= 8.1），同时在爆发后比静止时短得多的时间内，在紫外和光学上都存在明显的强烈脉动。脉动周期在爆发后的一年中持续延长，与脉动理论一致。然而，它仍然有待观察，如果行为在较长的时间过去的爆发将模仿不寻常的非单调冷却和长时间在类似的系统GW Lib明显。
2021-04-30 astro-ph.SR
Confirmation of SRGt 062340.2-265751 as a nova-like cataclysmic variable with a possible magnetic nature
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam（波茨坦阿斯特罗物理莱布尼茨研究所）；Institut für Astronomie und Astrophysik Tübingen, Universität Tübingen（蒂宾根大学天文与天体物理研究所）；Potsdam University（波茨坦大学）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；University of Cape Town（开普敦大学）；University of the Free State（自由州大学）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Durham University（杜伦大学）
确认SRGt 062340.2-265751为一种类似新星的cataclysmic变星，可能具有磁性性质。
2025-11-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Near-ultraviolet detections of four dwarf nova candidates in the globular cluster 47 Tucanae
我们研究了银河系球状星团（GC）47 Tuccino（47 Tuc）的近紫外（NUV）光变。这项工作是在瞬态紫外线物体项目的GC分项目范围内进行的，该项目旨在寻找和研究瞬态和强可变紫外线源。球状星团是理想的目标，因为他们的高恒星密度和大量的变量系统。使用所有的档案观测47图克获得的紫外线/光学望远镜（UVOT）搭载尼尔Gehrels斯威夫特天文台与uvm 2过滤器，我们寻找紫外线的变化使用一个专门的管道，利用差分图像分析。我们发现了四个明显的瞬变，以下SW 1 -4，与已知的激变变量（CV）或CV候选人的位置一致，以前确定使用哈勃太空望远镜观测。所有四个源都表现出显著的爆发。根据推断的爆发属性和与已知CV的关联，我们初步确定的UV瞬态CV矮新星（DNe）。之前在47 Tuc中观测到两个DNe：V2，其位置与SW 4一致;和AKO 9，在任何UVOT观测期间都没有爆发。因此，我们将47 Tuc中已知的DNe数量增加到5个，并将所有银河系GC中检测到的DNe总数从14个增加到17个。我们讨论了我们的研究结果的背景下，明显缺乏DNE在GC。我们认为，可能的原因是观测偏差，如有限的灵敏度，由于高背景的未解决的恒星在GC和有限的角分辨率的望远镜使用。我们还在47 Tuc中发现了一个强变源，它可以被识别为已知的RR Lyrics恒星HV 810。我们发现，其期间有显着增加，从1988年采取的数…
2020-01-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Hubble Space Telescope Survey for Novae in the Globular Clusters of M87
巨大的椭圆星系M87在2001年连续拍摄了30天，在2005 - 2006年连续拍摄了60天，在2016 - 2017年的265天跨度中每5天拍摄一次，导致整个M87中检测到137颗经典新星。在这些图像中，我们已经确认了M87中的2134个球状星团（GC），并在这些星团中寻找在它们内部或附近爆发的经典新星。在2001年的数据中发现了一颗GC CN，而在2005 - 2006年的观测中发现了零颗新星。在2016 - 2017年的观测中，在可见光中（几乎）检测到了四颗候选GC新星，但在近紫外光中没有发现这四颗新星，导致我们拒绝了它们。结合这些结果与我们的一个M87 GC新星的检测出的137个检测CN，我们得出结论，这样的新星可能是过剩的相对于该领域，但少数统计占主导地位，这个（和所有其他）搜索。要确定气相色谱氯化萘丰度是否过剩，需要大量的样本，而LSST应在未来十年提供这些样本。
2018-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
White Dwarf Photospheric Abundances in Cataclysmic Variables: I. SS Aurigae and TU Mensae
激变变星的化学丰度研究揭示了许多激变变星白矮星中的高氮碳比（基于紫外线发射和吸收线），以及许多秒星中可能的碳缺乏（基于红外CO吸收线的缺失）。这表明白矮星表面的吸积物质和施主本身可能被CNO处理过的物质污染。为了进一步了解这种丰度异常的起源，有必要进行进一步的化学丰度研究。在目前的工作中，我们进行了远紫外光谱分析的极端SU UMa矮新星TU男子和U宝石矮新星SS Aur使用档案光谱。我们得出的质量和温度的WD使用最近可用的DR 2盖亚星系。HST STIS光谱分析得出TU Men的WD质量为$M_{\rm wd}=0.77^{+0.16}_{-0.13}M_{\odot}$，温度为$27,750 \pm 1000$ ~K，SS Aur的WD质量为$M_{\rm wd} \sim 0.80 \pm 0.15$，温度为$\sim 30,000 \pm 1000$ ~K。然而，SS Aur的FUSE光谱的分析给出了更高的温度$\sim 33,375 \pm 1875 $ ~K，产生更高的WD质量$\sim 1 \pm 0.25 M_{\odot}$，这可能是由于在FUSE的短波长中存在的第二热发射组分的影响。最重要的是，基于白矮星的远紫外吸收线，我们发现这两个系统都有太阳下的碳和硅丰度。对于TU Men，我们还发现了太阳上的氮丰度，这是CNO加工的证据。
2021-01-10 astro-ph.SR
The first hours and days of the 2021 explosion of the recurrent symbiotic nova RS Ophiuchii
Astronomical Institute, Slovak Academy of Sciences（斯洛伐克科学院天文研究所）；Private observatory Liptovská Štiavnica（利普托夫斯卡什佳夫尼察私人天文台）；ARAS Eruptive Stars Group（ARAS爆发恒星小组）；Fujii Kurosaki Observatory（藤井黑崎天文台）；Astronomical Institute, Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；Astronomical Institute of Charles University（查理大学天文研究所）
通过光谱能量分布建模，研究2021年RS Oph爆发早期演化，揭示喷流双极结构形成机制，并证实内部激射光度对白矮星光度的贡献。
2026-06-12 astro-ph.SR
Hubble Space Telescope STIS Spectroscopy of Three Peculiar Nova-Like Variables: BK Lyn, V751 Cygni and V380 Oph
我们获得了三个类新星变星的哈勃STIS光谱：V751 Cygni，V380 Oph，以及-唯一被证实的类新星变星已知低于周期间隙- BK Lyn。在所有三个系统中，光谱都是在高光学亮度状态下拍摄的，并且发光的吸积盘主导了它们的远紫外（FUV）光。我们通过应用\citet{Knigge2006}的红外光度法评估了距离的下限。在所施加的限制，由鲜为人知的系统参数（如倾角，白矮星的质量，和稳态吸积盘的适用性），我们得到了满意的适合BK林恩使用光学厚吸积盘模型与吸积率$\dot{M} = 1\times10^{-9} M_{\odot}$年$^{-1}$的$M_{wd} = 1.2 M_{\odot}$和$\dot{M} = 1 \times 10^{-8} M_{\odot}$年$^{-1}$为$M_{wd} = 0.4 M_{\odot}$的白矮星质量。然而，对于VY Scl型新星类变量V751天鹅座和SW性星V380 Oph，我们无法获得令人满意的合成光谱拟合的高状态FUV光谱使用光学厚稳态吸积盘模型。FUV光谱信息的缺乏到莱曼极限阻碍了在这些类新星系统的高状态期间关于吸积白矮星的信息的提取。
2009-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
ASAS J071404+7004.3 -- a close, bright nova-like cataclysmic variable with gusty winds
尽管明亮（$V=12$）和附近（$d=212$ pc），ASAS J 071404 +7004.3直到最近才被确认为一颗类似新星的激变变星。我们目前的时间分辨光谱获得的艾萨克牛顿望远镜连同$\textit{Swift}$ X射线和紫外观测。结合$\textit{TESS}$光度法，得到了周期为3.28 h，传质速率为$4-9 \times 10^{-9} M_{sun}/yr$。历史测光显示至少有一个低的状态建立系统作为一个VY Scl星。我们的高节奏光谱还揭示了从吸积盘发出的快速变化的风。我们使用Monte Carlo PYTHON代码对这些进行了建模，并表明所有的发射线都可能来自风-这可以解释此类系统中缺乏双峰线的原因。顺便讨论了变率对$\textit{Gaia}$ Hertzsprung-Russell图中激变变星位置的影响。
2021-12-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
A remarkable recurrent nova in M31 - The X-ray observations
2013年11月下旬宣布了另一次周期性M31新星M31 N 2008- 12 a的爆发。光学数据表明，一个前所未有的短复发时间约一年。在这封信中，我们解决了M31 N 2008- 12 a的X射线特性。在光学发现后不久，我们要求斯威夫特进行监测观测。我们估计源计数率和提取X射线光谱从所得的数据。还分析了相应的紫外（UV）数据。M31 N 2008- 12 a是在光学观测发现仅6天后就被清楚地探测到的明亮超软X射线源。它显示了一个短的SSS阶段的两个星期的持续时间和异常热的X射线光谱与有效黑体温度约97 eV。在SSS阶段期间，X射线光变曲线显示可能伴随有光谱变化的显著变化。非常早期的X射线的变化被认为是反相关的同时变化的紫外线通量。M31 N 2008- 12 a的X射线性质一致地指向新星系统中的一颗高质量白矮星。这个物体可能是一个有希望的Ia型超新星的祖先。我们重新发现了M31 N 2008- 12 a的额外X射线探测，这与我们的数据一致，并将已知的新星爆发数量增加到7个。这颗新星是一个特殊的物体，值得在未来进一步关注。
2014-02-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
The January 2016 eruption of recurrent nova LMC 1968
我们对大麦云星云中的食周期性新星LMC 1968的所有观测结果进行了全面的回顾，这些观测结果以前曾在1968年，1990年，2002年，2010年以及最近的2016年在喷发中观测到。我们得到了一个可能的复发时间为$6.2 \pm 1.2$年，并提供了星历的日食。在紫外-光学-红外测光中，光变曲线从喷发后两天左右的第一次观察起就显示出高度的可变性。因此，无法证实颜色变化。2016年和1990年的爆发光谱非常相似，主要是由H和He线向2000埃方向延伸。发现星际红化为E（B-V）= $0.07\pm0.01$。超软X射线光度低于爱丁顿光度，X射线光谱表明WD的质量大于1.3 M $_\odot$。光变曲线的弯曲表明该系统处于高轨道倾角。在喷发后的第四天，在Fe II紫外吸收线中观察到了复合波。在第6天之后看到了窄线成分，并解释为是由于前一次喷发的喷出物再电离。紫外光谱随轨道相位而变化，特别是He II 1640埃发射线的一个组成部分，这使我们提出，早期的内部WD罗氏瓣可能充满了约束不透明介质之前，重新形成的吸积盘。这种介质和喷出物都可以导致软X射线源出现的延迟。
2019-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray and ultraviolet observations of the eclipsing cataclysmic variables OV Bootis and SDSS J103533.02+055158.3 with degenerate donors
大多数激变变星被预测为后周期最小系统，具有退化的施主星，即周期保镖。然而，由于其内在的模糊性，迄今为止只有少数这些系统被安全地识别出来。我们想研究两个食周期弹跳者OV Bootis和SDSS J103533.02+055158.3的X射线特性，这两个弹跳者是因为离地球很近而被选中进行这项研究的。我们获得了这两个天体的XMM-牛顿相位分辨X射线和紫外观测，用于光谱和时间分析。由于最近的一次矮新星爆发，OV Boo在X射线和紫外线波长上比SDSS J103533.02+055158.3亮得多，因此可以对日食进行一些详细的研究。一个更新的日食星历表被推导出来。X射线被证明起源于白矮星附近，即边界层，其吸收影响其光谱。在SDSS J103533.02+055158.3中没有吸收，尽管在相同的倾角下观察到，表明椎间盘和椎间盘边缘的形状不同。这两个天体的白矮星温度都被重新测定：OV Boo中的白矮星在矮新星爆发后5个月仍然很热（23，000 K），SDSS J103533.02+055158.3中的白矮星比之前假设的更热（Teff = 11，500 K）。到目前为止，在X射线中研究的所有三个具有简并施主的激变变星，包括SDSS J121209.31+013627.7，都在X射线中被清楚地发现，并揭示了质量吸积率dot（M）>= 8 x 10^（-15）Msun/ yr。如果它们的X射线行为代表…
2021-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Forbidden and intercombination lines of RR Telescopii: wavelength measurements and energy levels
望远镜座RR共生新星的紫外和可见光谱被用来导出元素C、N、O、Ne、Na、Mg、Al、Si、P、S、Cl、Ar、K和Ca的+1至+6离子的禁戒和互组合跃迁的参考波长。然后使用波长来确定离子的基态构型或第一激发构型内的能级的新能量值。光谱分别由哈勃太空望远镜的空间望远镜成像摄谱仪和欧洲南方天文台的紫外中阶梯摄谱仪于2000年和1999年测量，覆盖1140 ~ 6915 A特别注意评估两种仪器之间波长标度的准确度。对发射线轮廓的研究表明，星云至少由两种不同速度的等离子体成分组成。这些谱线的成分具有不同的密度，一个简单的谱线发射模型表明，大多数谱线主要来自高密度成分。只有这些谱线用于波长研究。
2011-02-15 astro-ph.SR
No Neon, but Jets in the Remarkable Recurrent Nova M31N 2008-12a? - Hubble Space Telescope Spectroscopy of the 2015 Eruption
2008年发现的M31 N 2008- 12 a爆发开始了一段旅程，这颗显着的周期性新星的真实性质继续被揭示。M31 N 2008- 12 a包含一颗接近白矮星极限的白矮星，它以很高的速度从它的伴星吸积，并经历每年一次的热核爆发，甚至可能是两倍的频率。在本文中，我们报告了哈勃太空望远镜空间望远镜成像光谱仪紫外光谱在预测的2015年喷发的几天内拍摄的，再加上2013年喷发的凯克光谱。总之，该光谱允许红化被约束为E（B-V）= 0.10 +/- 0.03。紫外光谱揭示了早期高度电离、结构化和高速喷出物的证据。然而，在这些光谱中没有发现氖的证据，但可能是关于白矮星的组成（CO与ONe）的了解很少。
2017-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Catching a nova X-ray/UV flash in the visible? Early spectroscopy of the extremely slow Nova Velorum 2022 (Gaia22alz)
本研究观测了极慢新星Gaia22alz持续180天的早期光谱，发现其早期光谱可能源于白矮星包层或吸积盘对早期X射线/紫外闪的再处理，从而罕见地捕捉到了该阶段的光学特征。
2023-04-09 astro-ph.HE 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
