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 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 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 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
The Dwarf Nova Outbursts of Nova Her 1960 (=V446 Her)
V446 Her是一颗古老新星的最好例子，它在新星后的状态下发展出矮新星爆发。我们报告的V446 Her的长期光变曲线的观测性能，使用测光超过19年。爆发的年平均值显示出约0.013等/年的下降，与其他没有矮新星爆发的后新星的下降一致。证实了以前的建议双峰分布的振幅和宽度的爆发。爆发发生的平均间隔为18天，但间隔的范围很大（13-30天）。根据矮新星爆发的模拟，预测V446 Her的爆发间隔将随着红矮星伴星的M点随新星缓慢下降而增加;然而，间隔中的大的内在散射掩盖了这种效应的任何证据。我们确实发现了爆发模式的系统性变化，其中更明亮，更广泛的爆发类型在2003年底后消失，这种现象被认为是由于新星之后的M点下降。
2011-02-18 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
Classical Novae Masquerading as Dwarf Novae? Outburst Properties of Cataclysmic Variables with ASAS-SN
超新星全天空自动巡天（ASAS-SN）前所未有的天空覆盖范围和观测节奏导致了对银河瞬变的大样本的发现和持续监测。其中绝大多数是在激变变星系统中由吸积驱动的矮新星爆发，但也有一小部分是由热核驱动的经典新星。尽管ASAS-SN和其他调查改进了对银河系新星的监测，但观测到的银河系新星率仍然低于预测。经典新星可能被忽略的一种方式是，如果它们与数量更多的矮新星相混淆。在这里，我们研究了1617矮新星爆发ASAS-SN检测到的属性，并将它们与经典新星进行比较。我们发现，平均经典新星增亮约11个星等，而平均矮新星增亮仅约5个星等，爆发振幅分布重叠约15%。首次，我们表明，爆发的幅度和时间从最大值下降了两个量级正相关的矮新星爆发。对于经典新星，我们发现，这些数量是负相关的，但只有弱，相比，这些数量的强反相关性在以前的一些工作中发现。我们表明，即使位于很大的距离，只有少数假定的矮新星可能被错误分类的经典新星，这表明这些人口之间的混淆是最小的。未来对这些候选者的光谱跟踪可以显示是否有任何确实是经典新星。
2021-01-28 astro-ph.SR
A light curve model of V2491 Cyg: Classical nova outburst on a cool and massive white dwarf
经典新星V2491 Cyg曾经被认为是一颗复发新星。我们用冷$1.36~M_\odot$白矮星（WD）上的新星爆发模型广泛地再现了V2491 Cyg的光变曲线，这强烈地表明V2491 Cyg是在冷的非常大质量的WD上爆发的经典新星，而不是像周期新星RS Oph那样在温暖的WD上爆发的周期新星。在激变双星的长期演化过程中，吸积的WD逐渐稳定到引力能释放和中微子损失平衡的热平衡状态。WD的中心温度由能量平衡唯一地确定。高（低）质量吸积率的WD是热（冷）的。我们目前的中心温度，点火质量，点火半径，和复发期的各种WD质量和质量吸积率。在经典新星中，对应于低质量吸积率，WD是冷的，强烈简并的，并且点火质量大，这导致强烈的新星爆发。在复发新星中，由于高质量吸积率，WD相对较暖，爆发相对较弱。在周期性新星爆发期间，引力能量的释放对光度有很大的贡献。我们比较了经典新星和复发新星的物理性质，讨论了它们之间的本质区别。
2021-06-23 astro-ph.SR
On Orbital Period Changes in Nova Outbursts
我们提出了一个新的机制，产生一个新星爆发期间的轨道周期变化。当喷射出的物质带走了白矮星的特定角动量时，轨道周期就会增加。次级恒星表面的磁场迫使一部分喷出的物质与恒星共转，从而形成双星系统。因此，喷出的物质从双星轨道获得角动量，轨道周期减小。我们表明，足够强的磁场的表面上的第二颗星，总的变化，轨道周期甚至可能是负的新星爆发期间，与以前的预期。准确测定复发新星系统爆发前后的轨道周期，除了对难以测量的物理量提供有意义的限制外，还可以检验新的机制。我们应用我们的机制爆发的经常性新星U斯科。
2011-04-05 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
Episodic mass transfer: A trigger for nova outbursts?
爆发后的新星的高分辨率光谱显示，喷出的气体是运动学上不同的多个组件。我们解释的意见，在情节的增强质量转移起源于第二颗星，导致在形成离散组件的环双星气体和吸积到WD触发新星爆发。在这张照片中，大多数新星的吸收线速度和发射线宽度之间的一致性是由于膨胀的新星喷出物与周围更大质量的环双星气体碰撞的结果。这个模型的一个含义是，大部分的增生气体仍然对WD，导致长期增加WD质量超过每个突出事件。解释新星光谱演化的替代方案是可能的，不调用环双星气体和不同的模型提出了一个可能的测试。
2011-08-24 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
Classical and Recurrent Nova Outbursts
在过去的40年里，多频观测加上理论建模的进步，使人们对新星现象有了更全面的了解。在这里，我简要回顾了经典新星和复发新星的知识现状，包括它们的中心系统;它们爆发的原因和后果;子类型，以及与Ia型超新星的可能关系。特别注意的是经常性新星RS蛇夫座，因为它显示了丰富的现象与其2006年爆发。最后，总结了一些开放的问题和未来工作的途径。
2011-11-21 astro-ph.SR
The Outbursts of Classical and Recurrent Novae
在这篇评论中，我提出了我们目前的知识状态，关于经典新星和复发新星系统。两个特定的对象（V1974天鹅座和RS Oph）被选中来说明可能与其爆发有关的现象范围。新星研究的更广泛的重要性是强调和一些最紧迫的未解决的问题进行了总结。
2011-11-22 astro-ph.SR
Hot spot in eclipsing dwarf nova IY Ursae Majoris during quiescence and normal outburst
我们分析了食矮新星大熊座IY在2013年3月正常爆发期间以及2012年4月和2015年10月平静期间的光变曲线中的热点亮度。对四个重建的热点食光变曲线的检查直接表明，热点的亮度只有在爆发期间才发生显着变化。在爆发之前和之后，热点的亮度处于同一水平。因此，根据热点的行为，IY Uma在其正常爆发期间遵循盘不稳定模型。
2016-01-11 astro-ph.SR
V476 Cyg (Nova Cyg 1920) is currently a dwarf nova -- first such an object in the period gap?
天鹅座V476（Nova Cyg 1920）是一颗明亮、快速的新星，其照相星等达到2.0等。使用Zwicky Transient Facility（ZTF）公共数据库，我发现这颗新星目前是一颗矮新星，周期长度为~24 d。与目前处于矮新星型状态的其他经典新星相比，天鹅座V476的爆发迅速上升，持续时间短，只有几天。根据AAVSO的观测，这颗新星可能在2016年已经处于矮新星型阶段，即新星爆发96年后。我发现一个可能的轨道周期为0.1018002（6）d使用ZTF数据，这将使该对象在周期间隙。这种假设的短轨道周期似乎可以解释观测到的矮新星爆发的特征和微弱的绝对星等。如果这一周期得到证实，天鹅座V476是一颗轨道周期最短的经典新星，有明显的矮新星爆发，并且在现代有新星爆发的记录。我还比较了V446 Her（Nova Her 1960）的爆发特性，它目前显示SS Cyg型爆发。天鹅座V476向矮新星相的转变发生的时间（约100年）比周期间隔以下的经典新星所假设的时间（约1000年）要早得多。天鹅座V476不仅将提供一个理想的实验室的行为，辐照吸积盘的潮汐不稳定性预计工作，但也是一个理想的实验室的影响，一个巨大的白矮星对矮新星爆发。
2022-03-12 astro-ph.SR
Photometric Observations of the 2017 Outburst of Recurrent Nova M31N 2007-10b
M31是观测和研究复发新星的理想实验室。迄今为止，在M31中已经发现了18颗复发新星，其中6颗复发周期小于9年。M31 N 2017- 12 a（AT 2017 jdm）是一个在M31中心附近报告的瞬变现象，根据先前数据的限制，爆发时间估计为2017年12月24.141 +/- 0.42。在这里，我们提出了M31 N 2017- 12 a的光度观测，我们确认它是M31 N 2007- 10 b的重现。
2018-10-23 astro-ph.SR
BVRcIc photometric evolution and flickering during the 2010 outburst of the recurrent nova U Scorpii
介绍了2010年周期性新星U Scorpii爆发的CCD BVRcIc光度观测结果。光变曲线发展平稳，t2（V）=1.8，t3（V）=4.1天，接近1999年大爆发的t2（V）=2.2，t3（V）=4.3天。2010年的平台期比1999年的爆发更亮，持续时间更短，开始时间更早。闪烁，$I_{\rm C}$的振幅是$B$带的两倍，在第+4.8天和+15.7天不存在，在第+11.8天存在，时间尺度约为半小时。
2010-03-15 astro-ph.SR
Nova Framework: A New Tool For Modeling of Nova Outbursts and Nucleosynthesis
经典新星是白矮星从其低质量主序星或红巨星双星伴星吸积的富氢物质表面热核爆炸的结果。其喷出物的化学成分分析表明，新星爆发发生在碳-氧（CO）和氧-氖（ONe）WD，并有吸积信封和底层WD之间的跨界混合。我们结合了恒星演化代码MESA和后处理核合成工具的NuGrid到一个框架，允许产生最新的模型的新星爆发和计算详细的核合成发生在CO和ONe WD的新星。在我们的一维数值模拟中的对流边界混合（CBM）是使用一个扩散系数，是指数递减的距离下的对流信封的底部。该MESA CBM处方基于3D流体动力学模拟中的发现，即速度场以及用扩散系数表示的混合在对流边界附近的稳定层中呈指数衰减。该框架还可以使用通常采用的一维新星模型，其中煤层气是通过假设增生信封已预先富集WD的材料来模拟的。在这份初步报告中，我们提出了最有趣的新的结果与CO和ONe新星爆发，已获得与新星框架。
2012-10-29 astro-ph.SR
The $UBV$ Color Evolution of Classical Novae. III. Time-Stretched Color-Magnitude Diagram of Novae in Outburst
我们提出了一个改进的色星等图，$(B-V)_0$与$(M_V-2.5 \log f_{\rm s})$，其中$f_{\rm s}$是（目标）nova相对于比较（模板）nova的时间标度因子，$(B-V)_0$是固有$B-V$颜色，$M_V$是绝对$V$幅度。我们称之为时间拉伸色星等图。我们仔细地重新分析了20新星的基础上的时间拉伸方法，并修改了他们的解释$E(B-V)$，在$V$带$(m-M)_V$的距离模量，距离$d$，和时标因子$f_{\rm s}$对模板新星LV Vul。我们发现，这20颗新星的爆发轨迹大致遵循两个模板轨迹之一，LV Vul/V1668 Cyg或V1500 Cyg/V1974 Cyg组，在时间拉伸的颜色-星等图。此外，我们估计白矮星的质量和$(m-M)_V$的新星直接拟合的绝对$V$模型光变曲线（$M_V$）与观测的表观$V$星等（$m_V$）。$(m-M)_V$的两个估计值的良好一致性证实了时间拉伸色星等图的一致性。我们的距离估计与盖亚数据发布2的结果非常一致。
2019-02-28 astro-ph.SR
CS Indi: SU UMa-Type Dwarf Nova with Long Precursor Outburst
我们观测了2018年11月的CS Ind爆发，并证实这是一次真正的超级爆发，具有非常长的[平均0.12471（1）d]超级峰周期。超爆发之前有一个长的前兆，这是第一次在SU UMa型矮新星中记录。我们的解释是，在盘中的足够量的质量的组合点火前的爆发和潮汐不稳定性的3：1共振的边界线附近的缓慢发展引起的冷却前开始潮汐不稳定性的充分发展。这一发现提供了另一个支持最近解释的潮汐不稳定性的缓慢发展，导致各种现象类似于WZ Sge型矮新星在SU UMa型矮新星具有很长的轨道周期。
2019-09-03 astro-ph.SR
The 2010 early outburst spectrum of the recurrent nova U Scorpii
目标。我们目前的光谱的快速复发新星U斯科在其最近的爆发，在24小时内获得的最大光。方法.我们使用中分辨率（R~4000）光谱与MagE摄谱仪上的麦哲伦（粘土）6.5米望远镜的Las Campanas天文台。结果该光谱是值得注意的是，它缺乏一个低电离瞬态重元素吸收系统，这是可见的绝大多数新星接近最大的光。我们认为，这可能是由于内拉格朗日L1质量传递的优势和缺乏一个环双星气藏在这个对象
2010-12-03 astro-ph.SR
The 2010 nova outburst of the symbiotic Mira V407 Cyg
共生双星Mira V407 Cyg在2010年经历的新星爆发已经在光学和红外波段进行了广泛的研究，包括光度和光谱观测。这一爆发，让人想起RS Oph所显示的类似事件，可以被描述为一个非常快速的He/N新星爆发，同时深深嵌入其凉爽的巨大同伴的稠密风中。最初的热核闪光产生的硬辐射电离并激发了很远距离的米拉风（在4天的时间尺度上观察到复合）。新星喷出物被发现随着时间的推移逐渐减速，因为它扩展到米拉风。这是从线宽从+2.3天的2760 km/s到+196天的200 km/s的变化推导出来的。米拉的风是巨大的，并且足够扩展到一个外部中性和未受干扰的区域，以在所有爆发阶段生存下来。
2010-11-03 astro-ph.SR
Unusual stunted outbursts in the nova-like variable HS 0229+8016
我们展示了HS 0229 + 8016在2006年至2019年之间的光变曲线，显示该恒星的亮度在13.4等至15.1等之间变化。有持续数百天的事件，在此期间，明显的0.6等周期性变化，每次持续约。9.5天从观测上看，这些都非常类似于在几个类似新星的激变变星中不时看到的发育不良的爆发，比如UU Aqr。有两个间隔长达166天，当这些发育不良的爆发似乎减少，甚至停止。这些都与系统达到ca相吻合。0.7比平时更暗。以前的工作者认为HS 0229 + 8016可能是Z Cam矮新星家族的一员，但我们没有发现中等亮度的特征性矮新星爆发和静止的证据。应继续监测HS 0229 + 8016，以了解更多关于该系统的长期行为。
2019-12-18 astro-ph.SR
A pre-outburst signal in the long term optical lightcurve of the recurrent nova RS Ophiuchi
循环新星是一种双星，其中一颗白矮星从一颗演化程度较低的伴星（红巨星或主序星）吸积物质。它们在不到一天的时间里就有大约5-6等V的引人注目的光学亮度，一个世纪就有好几次。这些变化以可变和不可预测的间隔发生，随后是几周的光学衰退，以及从X射线到无线电的活动。周期性新星和相关恒星类型的不可预测性可能会阻碍对其爆发的系统研究。在这里，我们分析了长期的光变曲线RS蛇夫座，一个经常性的新星与六个确认爆发，最近在2006年2月。我们证实了先前怀疑的1945年爆发，主要是在一个季节性的差距模糊。我们还发现，通过小波分析，可以用来预测的初期爆发几百天前手的信号。这在以前是不可能的。此外，这可能表明，首选的爆发热核失控机制将不得不修改，因为在这种情况下，预计没有爆发前的信号。如果我们的结果确实指出了我们对爆发是如何驱动的理解的差距，我们将需要仔细研究这些物体，以确定白矮星的质量是否在增长，这是这些系统成为Ia型超新星的一个重要因素。确定经常性新星是一个重要的源人口的可能性将对恒星和星系的演化产生影响。
2011-02-18 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
V606 Aql (Nova Aquilae 1899) is now a dwarf nova
我们发现，1899年新星V606 Aql目前显示矮新星爆发，典型的周期长度为270天，振幅约为1.5等，使用公开数据发布的Zwicky瞬态设施观测。已经提出静止时的低质量传递速率来解释大的喷发幅度（Tappert等人，2016年），目前对矮新星爆发的探测支持了这一解释。在新星爆发后100多年转变为矮新星状态，这证明了冬眠的说法。从矮新星爆发估计的绝对星等表明，V606 Aql应该是一颗快速新星，而在静止时存在高激发线可以用大质量白矮星的存在来解释。
2021-07-15 astro-ph.SR
H-alpha spectroscopy of the recurrent nova RS Oph during the 2021 outburst
我们报告了2021年8月12日至23日在最近爆发期间获得的复发新星RS~Oph的$Hα$发射线的光谱观测。根据P~Cyg的高强度剖面和H-α的强发射，我们估计了环绕在Oph周围的物质的流出速度在32 km/s < V_{out} < 68 km/s之间。新的GAIA距离表明红巨星可能属于II和III光度级之间。光谱可根据作者和Zenodo的要求提供。
2021-09-23 astro-ph.SR
V618 Sgr: Galactic eclipsing symbiotic nova detected in repeated outbursts
本研究通过分析文献、测光及35条新光学光谱，发现V618 Sgr是一颗正处于爆发状态的食共生新星，且是首个被观测到重复爆发的银河系共生新星，可能拥有较大质量的白矮星。
2023-05-05 astro-ph.SR
Flickering returns as RS Oph reestablishes quiescent conditions following its 2021 nova outburst
RS Oph在远离其重复的新星爆发时持续显示出可见光波长的闪烁。在2006年的喷发中，闪烁消失了，这在最近的2021年事件中重复。我们一直在监测RS Oph，寻找2021年爆发后B波段闪烁的重现。在+210天（从新星光学最大值开始计算），闪烁仍然没有（西格玛（B）<0.002等），在+224天出现在西格玛（B）=0.008等，并在+250天上升到西格玛（B）=0.029等。在随后的日期，振幅仍然很大，但波动。RS Oph的B波段平静亮度的恢复大约在+225天开始，并在+260天完成。系统亮度的上升和闪烁的再现所遵循的平行模式证实了在RS Oph中所发挥的中心作用，即吸积盘恢复到爆发前的状态，以及RG风对直接的星周空间的重新填充。
2022-05-28 astro-ph.SR
LS And: WZ Sge-type outburst first time since the 1971 discovery
LS And是1971年在M31区域发现的一颗瞬变新星，人们一直在争论它是星系间新星还是矮新星。使用Zwicky Transient Facility（ZTF）的数据，我发现该物体在2022年4月经历了第二次已知的爆发。这是一颗WZ Sge型矮新星的行为，它有一个长长的衰落尾巴，1971年和2022年爆发的光变曲线非常匹配。光变曲线表明，LS And是一个典型的WZ Sge型矮新星，接近（但在达到）激变变星的周期最小值。1971年爆发的真实观测峰值可能是12.2磁。爆发参数与其他WZ Sge型矮新星相似。衰落的尾巴持续了一年多，物体目前仍然在这条尾巴上。在褪色的尾巴上有一个0.5等的暂时变亮的暗示，并且该物体在爆发后似乎仍然活跃。
2023-01-10 astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the symbiotic-like recurrent nova V407 Cygni during its 2010 outburst. II. The circumstellar environment and the aftermath
天鹅座V407在2010年3月10日的新星爆发是这颗恒星的第一次观测，但它与著名的共生型复发新星RS Oph的相似之处表明它也是这种罕见类型的银河系新星的成员。这颗新星是第一个在$γ$射线能量下被探测到的新星，也是该系统中第一个已知的新星爆炸。这种爆发的广泛的多波长覆盖范围使其成为与类似系统已知的少数其他爆发的理想比较。我们扩展我们以前的分析，从爆炸的米拉和扩大冲击详细的时间发展的光电离的米拉风，拱星介质，和冲击拱星环境，推导出它们的物理参数，以及它们如何与环境的大尺度结构，扩展以前的覆盖面超过500天后爆发。在Mira风中形成的Fe峰离子的吸收线在第69天之前的低速下可见为P Cyg轮廓，大约在X射线峰的时间，我们确定了许多吸收跃迁，而没有伴随金属线的发射。在2010年观察期间，H Balmer线显示出较强的P Cyg吸收谷，该吸收谷在第128天减弱。我们区分的冲击，光电离环境，色球层和内米拉风爆发后超过一年采取的光谱的组件。多壳层和辐射激发现象与最近引用的GRB和SNIa（严重截断）相似。
2011-12-10 astro-ph.SR
The Thermonuclear Runaway and the Classical Nova Outburst
新星爆炸发生在激变变星双星系统的白矮星部分，它正在吸积它的伴星丢失的物质。当白矮星吸积了足够的物质时，就会发生热核失控，并在经典新星爆炸中观察到物质。我们描述了最近的进展，在我们的理解的进展的爆发，并概述了一些仍然悬而未决的难题。我们报告的影响，提高核反应率库，包括一个现代核反应网络在我们的一维，全隐式，流体动力学的计算机代码。此外，Ia超新星的观测研究也取得了一些进展，我们在这篇综述中讨论了这一点。
2016-05-13 astro-ph.SR
V1047 Cen: The first Z And-type outburst observed in the classical nova binary
本研究证实经典新星V1047 Cen 2019年的异常爆发为仅在共生双星中观测到的Z And型，通过光谱能量分布拟合验证参数匹配，揭示该类爆发也可发生在短周期激变变星中，对理解Ia型超新星起源有重要意义。
2025-03-19 astro-ph.SR
The unusual 2006 dwarf nova outburst of GK Perseii
2006年英仙座GK的爆发在光学和紫外波长上与该天体的典型爆发有很大不同。我们提出了多波长（X射线，紫外线和光学）斯威夫特和AAVSO数据，提供前所未有的宽带覆盖的爆发，使我们能够遵循这些波长的演变比正常的2006年爆发。在光学和紫外线中，我们看到一个三峰形态，最大亮度比往年低约1.5个星等。相比之下，硬X射线通量峰值与之前的爆发相同。我们解决这个二分法证明，硬X射线通量仅占吸积过程中释放的总能量的一小部分，并解释的光学/紫外线爆发轮廓所产生的一系列加热和冷却波穿越光盘，其可变的密度分布造成的。
2009-07-09 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
Discovery and outburst characteristics of the dwarf nova ASAS J224349+0809.5
我们报告了一个新的矮新星的发现和我们的观察，它的第一个确认的超级爆发在2009年10月。爆发幅度为6级。主爆发持续了17天，4天后又发生了一次显著的再亮。在主爆发期间出现了超级驼峰，这证实了它属于SU UMa家族。最初的平均超峰周期为Psh = 0.06965（17）d，但O-C残差的分析表明，Psh在爆发期间发生了戏剧性的演变。在平台期的前三分之二，dPsh/dt = +1.24（5）× 10-3。然后有一个突然的变化，随后周期以dPsh/dt = -1.01（9）× 10-3减小。超峰的振幅也各不相同，最大振幅接近爆发的开始，第二个最大值对应于Psh的不连续性。对档案数据的分析显示，2005年10月、2006年6月和2007年6月也发生了爆发。假设超级爆发是周期性的，我们估计爆发周期约为450天。
2010-05-18 astro-ph.SR
Near-infrared studies of the 2010 outburst of the recurrent nova U Scorpii
我们提出了近红外观测的2010年爆发的U Sco。从爆发后0.59天开始，连续10天出现JHK测光。这样的光度学可以有益地集成到一个更大的数据库的其他多波长的数据，旨在全面研究的U Sco的演变。早期近红外光谱，从0.56天后爆发，并讨论了它们的一般特征。在爆发的早期，我们在几条谱线中看到了非常宽的翅膀，尾巴沿着视线延伸到~ 10000 km/s;这是出乎意料的，有一颗新星的喷射速度等于通常认为只有超新星才有的速度。根据重组分析，我们估计上限为10^-4.64[+0.92. - 0.74]Msun为喷射质量。
2010-08-24 astro-ph.SR
Photometric evolution of the 2016 outburst of recurrent Nova LMC 1968: the first three weeks
光学（BVRI）测光的前三个星期的爆发的经常性新星LMC 1968年提出和讨论。2016年的I波段光变曲线是2010年火山爆发的精确复制品，即使是最微小的细节。最大星等被推断发生在2016年1月21.2日，I=11.5等，对应的绝对星等M（I）=-7.15。一个~1天的高原是目前在所有波段约6天过去的光学最大值，同时出现的超软X射线发射在斯威夫特的观测，信号的广泛电离的喷出物。这颗新星进入了一个更长的平台期，大约比最大值晚了9天，由白矮星的亮度控制，现在可以直接看到它，并且它的表面仍然有核燃烧。爆发复发的平均周期约为955天（2.6年），这既符合OGLE季间间隙，也符合观测到的前一次爆发之间的间隔。
2016-03-08 astro-ph.SR
SiO Maser Spectra of V407 Cyg after the 2010 March Nova Outburst
我们报告了2010年3月10日经典新星爆发后共生恒星系统V407 Cyg的SiO脉泽辐射的时间变化。虽然SiO $J=1$ -0 $v=1$和43.122和42.821 GHz的2条谱线以前都在双星系统中的mira的包络中被发现，但在新星爆发后，只有$J=1$ -0 $v=2$谱线的微弱发射一直是可检测的。线轮廓表现出显着的变化后几个星期的爆发;组件上的高速侧的系统速度消失后两个星期的爆发，和一个新的持续组件出现在低速侧后。这些观测结果表明，SiO发射区在两周的时间尺度内被新星激波消灭，但一部分微波激射区很快被米拉脉动排出的冷分子气体补充。
2010-12-03 astro-ph.SR
Effects of a Companion Star on Slow Nova Outbursts -- Transition from Static to Wind Evolutions
在~0.5-0.7 M_sun的低质量白矮星中，可以实现两种类型的新星演化，即，一种是像通常的经典新星那样，有光学厚风的演化，或者是另一种没有光学厚风的演化，比如共生新星PU Vul。后者的特点是光谱没有强风的迹象，以及在其光变曲线的一个长期平坦的光学峰。我们提出了一个过渡，从没有光学厚风的演变，通常的演变与光学厚风作为一个新的爆发模型的慢新星，表现出一个相对较长的持续时间的多峰阶段，然后风阶段一样，在慢新星V723 Cas，HR Del，和V5558 Sgr。我们用一维近似的伴星效应计算了新星包层，发现当伴星深深嵌入扩展的新星包层中时，静态包层的结构接近光学厚风解的结构。因此，从静态到风的解决方案的过渡是由同伴的影响。这种转变发生在像V723 Cas这样的近距离双星新星中，但不会在像PU Vul这样的长周期双星中触发。我们再次证实了我们以前的结果，摩擦能量沉积是可以忽略不计的小，几乎所有的氢/氦新星，因为在轨道上的低包络密度。
2011-09-30 astro-ph.SR
7Be in the outburst of the ONe nova V6595 Sgr
我们报告了通过2021年4月在ESO VLT进行的高分辨率UVES观测在经典新星V6595 Sgr爆发中寻找7 Be同位素，发现后约两周，由于大流行的困难情况。在7 BeII 313.0583、313.1228 nm双重共振线的爆发谱中观察到速度约为-2620和-2820 km/s的窄吸收分量，叠加在较宽和较浅的吸收上，在其他几种元素如CaII、FeI、MgI、NaI、HI中也观察到。以Ca Ⅱ K线为参考元素，我们推知N（~ 7 Be）/N（H）~ 7.4 × 10 ~（-6），如果考虑~ 7 Be衰变，则~ 9.8 × 10 ~（-6）。7 Be的丰度大约是新星中最常测量值的一半。还讨论了在探测到7 Be的层中可能存在的过电离。在发现后91天，位于拉帕尔马的国家伽利略望远镜（TNG）进行了观测，显示出明显的氧和氖发射线，可以将新星归类为ONe型。因此，尽管7 Be在CO新星中的含量预计会更高，但在两种新星类型中的含量相当。
2021-11-02 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
MESA Models of Classical Nova Outbursts: The Multicycle Evolution and Effects of Convective Boundary Mixing
新星是一种激变变星，由白矮星（WD）的低质量主序星伴星吸积富氢物质而驱动。新的时域观测能力，如Palomar瞬变工厂和Pan-STARRS，揭示了它们的行为的多样性，应该在理论上加以解决。新星爆发敏感地依赖于核物理数据，需要更容易获得的新星模拟，以便有效地优先考虑核天体物理学的实验工作。本文利用MESA恒星演化程序，构造了COWD核的多颗超新星演化序列。我们探讨了一系列的WD群众和吸积率，以及不同的冷却时间开始吸积之前的效果。此外，我们还研究了吸积物质的元素丰度分布和对流边界混合对核壳界面的依赖性。具有这种对流边界混合的模型显示，与观测结果相当的底层白矮星中的C和O的吸积包层的富集。我们比较我们的结果与以前的工作，并探讨了一个新的方案与3 He触发对流的新星。
2012-10-18 astro-ph.SR
Convective overshoot mixing in Nova outbursts - The dependence on the composition of the underlying white dwarf
我们在这里提出，第一次，一个二维的研究过冲对流机制在新星爆发的吸积信封下的层的广泛的可能成分。以前的调查研究这种机制只为太阳组成物质的碳氧（C-O）白矮星的顶部吸积。由于在逃逸过程中，与碳的混合大大提高了氢的燃烧速率，人们应该质疑喷出物是否也有可能显著富集恒星演化模型预测的其他基本成分（He，O，Ne，Mg）。我们模拟了几种非碳的情况，并在喷射的氢层中发现了大量的这些底层材料。尽管有很大的差异率，时间尺度和能量的情况下，我们的研究结果表明，对流疏浚机制预测显着富集在我们所有的非碳的情况下，包括氦富集在经常性的新星。结果与观测结果一致。
2012-10-03 astro-ph.SR
