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
CC Sculptoris: A superhumping intermediate polar
我们目前的高速光学，光谱和快速X射线观测期间的矮新星超级爆发的CC Scl在2011年11月。测得的轨道周期为1.383小时，超峰周期为1.443小时，但主要的新发现是CC Scl是一个以前未被认识的中间极性，白矮星的自旋周期为389.49秒，这在光学和Swift X射线光变曲线上都只在爆发期间看到。在这一点上，它非常类似于旧的新星GK Per，但与后者不同的是，它的轨道周期是中间极星中最短的。
2012-08-29 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
X-ray Spectra and Light Curves of Cooling Novae and a Nova-Like
我们目前的X射线观测新星V2491 Cyg和KT Eri约9年爆发后，矮新星和后新星候选人EY Cyg，和VY Scl变量。前三个物体是用XMM-牛顿，KT Eri也用Chandra ACIS-S相机，V794 Aql用Chandra ACIS-S相机和高能透射光栅观测的。这两颗新星在爆发振幅和光变曲线上相似，但在平静时却有很大的不同。假设一半的引力能量是以X射线辐射的，天鹅座V2491的吸积点是$\dot{m}=1.4\times10^{-9}-10^{-8}M_\odot/yr$，而对埃里温KT来说，是$\dot{m}<2\times10^{-10}M_\odot/yr$。V2491 Cyg显示了磁化WD的特征，特别是中间极性。在爆发中检测到的~39分钟的周期性仍然被测量到，并且可能是由于WD旋转。天鹅座EY在$\dot{m}\sim1.8\times10^{-11}M_\odot/yr$吸积，比KT Eri低一个星等，与U Gem的爆发行为和静止的紫外线通量一致。尽管该系统的倾角很小，但X射线会随着轨道周期而被调制，这可能是由于次级的X射线通量。还检测到约81分钟的周期，表明它也可能是中间极性。V794 Aql在光学高态期间具有低的X射线光度，与最近的光学低态大致相同。因此，我们发现光学和X射线光度之间没有明确的相关性：吸积率似乎是不稳定和可变的。非常硬的X射线谱表明有一个巨…
2020-09-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Low state transitions in the nova-like cataclysmic variable HS 0506+7725
给出了类新星激变变星HS 0506+7725在2006年4月至2018年11月期间的12年光变曲线。这表明这颗恒星大部分时间处于正常状态，视星等约为14.7，但多次偏移到16.0至17.0等的较暗状态。这些高达2.3个幅度的正常状态/低状态转换是CV的VY Scl子类的典型。第二次衰退是最好的表征，因为它也观察到了恢复正常亮度。整个过渡期持续了大约43天。鼓励业余天文学家进一步监测这个系统，以识别和预测未来的低态。
2019-02-12 astro-ph.SR
Photometric variability of the nova-like object V380 Oph in 1976-2016
我们结合了对类新星变星V380 Oph的摄影、光电和CCD观测，得到了一个跨越40年时间范围的光变曲线。虽然V380 Oph的典型高态亮度为R~14.5，但在1979年（B_pg~17.5）和2015年（R~19）发现的两个低亮度事件证实了它被归类为VY Scl型“反矮星新星”。对2002年至2016年期间获得的光电和CCD V和B观测的傅立叶周期分析显示，存在两个周期0.148167 d和4.287 d，这可能与负超级峰和盘进动有关。我们还比较了在相同的板与虹膜显微光度计和平板扫描仪获得的测量结果，并发现在摄影测光的预期精度的协议。
2016-05-04 astro-ph.SR
Fundamental effective temperature measurements for eclipsing binary stars - IX. Characterisation of 5 solar-type sclipsing binaries with M-dwarf companions
Keele University（基尔大学）；Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
本研究以5颗带M型矮星伴星的类太阳食双星为对象，利用TESS光变曲线及NIRPS、HARPS光谱获取精确恒星参数，提供新恒星基准并深化对M型矮星的认知。
2026-09-02 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
CSS100603:112253-111037: A helium-rich dwarf nova with a 65 minute orbital period
我们提出的时间分辨光谱的矮新星CSS 100603：112253-111037。它的光谱富含氦，在吸积盘中产生宽的双峰发射线。我们测量到HeI 5876/H_α = 1.49 +/- 0.04的线通量比，这比通常在矮新星中观察到的要高得多。根据线翼的径向速度得出的轨道周期为65.233 +/- 0.015分钟。结合先前测量的超级峰周期，这意味着M_2/M_1 = 0.017 +/- 0.004的极端质量比。H_alpha和HeI 6678的发射线还有一个狭窄的中心尖峰，这在AM CVn型恒星的光谱中很常见。比较其性质CV，AM CVn系统和氢双星低于CV周期最小值，我们认为，CSS 100603：112253-111037是第一个引人注目的例子，AM CVn系统形成通过进化的CV通道。随着这个系统的加入，演化的激变变星（CV）现在占所有已知的Porb < 76 min的半分离白矮星双星的7%。虽然这个样本的选择偏差还没有很好地定义，这些系统支持进化的CV模型作为一个可能的形成通道ultracompact吸积双星。这三颗超紧吸氢双星的轨道周期与长周期的AM CVn星重叠，但目前还没有已知的周期在67 - 76分钟的系统。
2012-07-16 astro-ph.SR
Analysis of the IW And star ASAS J071404+7004.3
我们在2020年对明亮的激变变星ASAS J 071404 +7004.3进行了时间分辨测光活动。Inight等人（2022，arXiv/2109.14514）最近发表了时间分辨光谱学、X射线观测以及长期和短期光学变化。虽然他们的结果在许多方面都是正确的，但他们将ASAS J 071404 +7004.3归类为VY Scl型新星。通过对该天体的ASAS-SN数据与IW和型天体HO Pup的对比分析，发现它们的类型划分是错误的。ASAS J 071404 +7004.3显示出从静止状态爆发，然后是浅倾角，这是IW和恒星的定义特征。这个天体主要表现出低振幅矮新星型振荡的状态，其中一些可以被识别为“心跳”型状态，作为IW和型现象的一种。Inight等人（2022）描述的低态并不是VY Scl星真正的低态，而是爆发幅度增加的矮新星型状态。地基（我们的活动）和TESS观测都检测到轨道变化，其周期[地基活动为0.136589（5）d，TESS数据为0.1366476（3）d]与Inight等人（2022）通过径向速度研究获得的结果非常一致。2019-2020年ASAS J 071404 +7004.3的静止状态并不比它的矮新星型状态更亮。这个物体最亮的时刻发生在矮新星型变化的幅度很大的时候，这挑战了广泛接受的解释，即当质量传递速率很高时，Z Cam恒星会发生静止。
2022-02-23 astro-ph.SR
Multiwavelength spectroscopic study of shock driven phenomena in explosive outbursts in symbiotic-like recurrent novae with emphasis on RS Ophiuchi
本研究利用多波长存档光谱数据，结合已有工具与新编写流程，分析类共生再发新星（重点为蛇夫座RS）的爆发与宁静期演化，发现同一天体不同爆发及同类不同系统的激波相关演化存在普遍相似性。
2023-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
The rms-flux relation in accreting white dwarfs: another nova-like variable and the first dwarf nova
本文报道了在两个吸积的白矮星双星系统：V1504 Cyg和KIC 8751494中探测到的均方根通量线性关系。均方根-通量关系将光变曲线的绝对均方根（rms）变化与其平均通量联系起来。分析的光变曲线是用开普勒卫星在58.8秒的节奏下获得的。均方根通量关系以前只在另一个激变变量MV Lyr中检测到。这一结果加强了普遍存在的线性均方根通量关系作为吸积引起的变化的一个特征属性，因为它已被观察到在几个黑洞双星，中子星双星和活动星系核。此外，它在V1504天鹅座的检测是第一次均方根流量的关系已被检测到在一个矮新星型CV在平静。这一结果，加上以前的研究，因此指向一个共同的物理起源的吸积引起的变化，独立的大小，质量或类型的中央吸积致密物体。
2015-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low Mass Contact Binaries: Orbital Stability at Extreme Low Mass Ratios
本研究全面分析相接双星轨道稳定性，发现金属丰度与年龄独立影响稳定性，二者联合效应显著，目前无法确认任何不稳定系统及并合候选体。
2024-11-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Every interacting double white dwarf binary may merge
相互作用的双白矮星双星可以产生各种各样的天体物理结果，从微弱的热核和Ia型超新星到中子星的形成和稳定吸积的AM Canum Venaticorum系统。影响最终结果的一个关键因素是质量传递是否保持动态稳定或相反发散，导致供体的潮汐破坏和合并的二进制。通常认为，对于供体质量与吸积体质量的低比率，质量传递保持稳定，特别是如果通过盘发生吸积。在这封信中，我们研究了低质量比的双白矮星双星，发现富氢质量转移的初始阶段导致了经典的新星样爆发的吸积体。膨胀的新星壳层内的动力学摩擦使轨道收缩，并导致质量转移速率急剧增加，超过了吸积体的爱丁顿极限，可能导致双星合并。如果这对双星在第一次富氢新星爆发中幸存下来，那么随后的氦动力新星壳层内的动力学摩擦将更强烈地推动系统合并。虽然还需要进一步的计算来证实这一结果，对于以前被认为是动力学稳定的整个双星系统来说，似乎大多数（如果不是全部的话）相互作用的双白矮星双星系统将在它们的进化过程中合并。
2015-04-30 astro-ph.SR
Optical observations of "hot" novae returning to quiescence
我们已经监测到以前观察到的爆发超软X射线源的新星恢复到静止状态，中间极性（IP）V4743 Sgr和候选IP V2491 Cyg的光学测光，以及这两个和其他七个系统的光学光谱。我们的样本包括经典和复发新星，短周期（几个小时），中间周期（1-2天）和长周期（共生）双星。V4743 Sgr和V2491 Cyg的光变曲线呈现明显的周期性调制。对于V4743 Sgr，调制随着旋转和轨道周期的拍频而发生。如果天鹅座V2491的周期也是这两个周期的节拍，那么轨道周期应该是17小时。周期性新星T Pyx在爆发后不到3年就已经显示出星云壳的碎裂。虽然这颗新星在爆发后的时期仍然有很强的[OIII]，但这些线条在所有其他的3到7年后已经消失了。我们没有发现任何差异的高电离/激发线的等效宽度的比率，在短和长的轨道周期的新星的Hbeta线，表明辐照不会触发高质量传递速率从秒与小轨道分离。RS Oph和V3890 Sgr的光谱与许多共生持续超软源的光谱之间的一个重要区别是没有禁止的日冕线。随着X射线的关闭，我们将其解释为共生体中的质量转移是间歇性的。
2018-07-26 astro-ph.HE 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
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
The orbital period changes for novae
针对激变变星轨道周期变化观测与标准演化理论冲突的问题，研究通过建模三种新星爆发物质损失机制，发现双星驱动物质损失可解释大部分普通激变变星的观测，长周期演化伴星系统可能需Frank喷流机制补充。
2025-07-30 astro-ph.HE 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
Extremely fast orbital decay of the black hole X-ray binary Nova Muscae 1991
本文介绍了用8. 2 m-VLT望远镜上的X-射手摄谱仪对黑洞X射线双星Nova Muscae 1991进行的新的中等分辨率光谱观测。这些观测使我们能够测量次级恒星与该系统中的黑洞的下合时间，与以前的测量结果一起，产生$\dot P=-20.7\pm12.7$ ms yr $^{-1}$的轨道周期衰减（$-24.5\pm15.1$ $μ$ s per orbital cycle）。这比以前在其他黑洞X射线双星A0620-00和XTE J1118+480中测量到的速度要快得多。没有标准的黑洞X射线双星演化模型能够解释这种极快的轨道衰变。按照这个速度，第二颗恒星将在大约270万年后到达事件视界（由史瓦西半径约32公里给出）。这一结果对黑洞X射线双星的演化和寿命具有重要意义。
2016-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple outflows and delayed ejections revealed by early imaging of novae
Texas Tech University（德克萨斯理工大学）；Michigan State University（密歇根州立大学）；University of Michigan（密歇根大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Georgia State University（佐治亚州立大学）；National Cheng Kung University（国立成功大学）；University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；University of Hawai’i（夏威夷大学）；Kookoosint Scientific（库库辛科学公司）；University of Leicester（莱斯特大学）；University College London（伦敦大学学院）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；University of Cape Town（开普敦大学）；INAF（意大利国家天体物理研究所）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）
通过早期成像揭示新星中多重喷流和延迟喷射机制，挑战了传统对质量喷射的理解。
2025-12-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
NSV 1907 - A new eclipsing, nova-like cataclysmic variable
NSV 1907，以前在变星表中被列为不规则变星，在卡特琳娜巡天周期变星表中被归类为大陵型食双星。我们已经确定了NSV 1907作为一个紫外线（UV）明亮的来源，使用GALEX空间望远镜的测量，并检测到明显的日食外的变化，从卡特琳娜巡天的档案测光数据，这激发了更密切的检查对象。获得了光谱和广泛的多色光度观测，从中我们推断NSV 1907是一颗深度食、类似新星的激变变星。除了轨道变化（周期为P ~ 6.63小时的深食）外，还观察到平均亮度的变化和不规则的短期变化（闪烁）。在相位φ ~ 0.5处存在一个次极小值，这表明伴星对系统的光通量有重要贡献。我们发现可能的证据正弦变化的周期为P ~ 4.2 d，我们解释为节的吸积盘的岁差周期。CSS或我们的光度监测期间均未检测到爆发或VY Scl样亮度下降。由于它的光谱特征和观测到的变化模式，我们建议NSV 1907作为一个新的中等明亮的长周期SW Sextantis星。鼓励进一步的光度和光谱观测。
2016-08-26 astro-ph.SR
A photometric study of the nova-like variable TT Arietis with the MOST satellite
在秒和几十年之间的所有时间尺度上的变异性是激变变星（CV）的典型特征。TT Ari是最亮和研究最多的CV之一，它是一个类似新星的变星，属于VY Scl子类，其特征是光变曲线中偶尔出现低态。它也被称为高态的永久超峰，表现出“正”（P_S > P_0）和“负”（P_S < P_0）的超峰，其中P_S是超峰的周期，P_0是轨道周期。2007年，加拿大空间望远镜MOST几乎连续观测了TT Ari约230小时，时间分辨率为48秒。在这里，我们分析这些数据，获得一个占主导地位的“负”超级驼峰信号的周期P_S = 0.1331天，平均振幅为0.09兆。强烈的闪烁振幅高达0.2兆和峰到峰的时间尺度为15-20分钟的周期变化叠加。我们没有发现其他作者报道的周期在15分钟左右的显著准周期振荡的迹象。我们讨论了已知的超级驼峰行为的TT阿里在过去的五十年中，并得出结论，我们的周期值是在上限的所有迄今为止确定的“负”超级驼峰期间的TT阿里，之前和之后的MOST运行。
2013-07-11 astro-ph.SR
Masses of optical components and black holes in x-ray novae: the effects of components proximity
精确计算了含黑洞的低质量X射线双星系统（BH LMXB）光学星光谱中的CaI $λ6439.075$ A吸收剖面。我们发现，一个真正的罗氏瓣填充星的近似盘均匀的本地线轮廓和线性临边昏暗的法律导致高估的投影赤道旋转速度$V_{rot} \sin i$，相应地，低估的质量比$q=M_x/M_v$。$q$的精确值不影响黑洞的质量，但光学星的质量会缩小$\sim 1.5$倍。本文给出了含黑洞的低质量X射线双星的精细组分质量。BH LMXB中的伴随质量在0.1 - 1.6 $M_{\odot}$的质量范围内，峰值在$M_v \simeq 0.35 M_{\odot}$。这一发现提出了额外的问题，BH LMXB形成与一个共同的信封相（CE）的标准进化方案。我们还讨论了这些质量的影响到演化历史的二进制。
2017-02-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Characterising high and low accretion states in VY Scl CVs using ZTF and TESS data
本文利用 ZTF 和 TESS 数据分析了 VY Scl 激变变星的高低吸积态转换，发现系统状态分布差异，并探讨了颜色变化、周期性及现有理论模型。
2024-11-12 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
The Masses and Accretion Rates of White Dwarfs in Classical and Recurrent Novae
长期以来，模型预测银河系经典新星中白矮星的频率平均质量是场白矮星的两倍。只有少数动力学上确定的新星白矮星质量被公布，使得理论预测没有得到很好的检验。新星的重现时间分布和质量吸积率分布更是知之甚少。为了解决这些缺陷，我们将我们对新星爆发的广泛模拟与Strope等人（2010）和Schaefer等人（2010）关于银河系经典和复发新星爆发特征的数据库相结合，以确定新星中92颗白矮星的质量。我们发现82颗经典新星的平均质量（频率平均的平均质量）为1.06（1.13）Msun，而10颗复发新星的平均质量为1.31 Msun。这些质量，以及观测到的新星爆发幅度和下降时间分布使我们能够确定经典新星的长期质量吸积率分布。值得注意的是，这个数值只有1.3 x 10^{-10} Msun/yr，比经典新星爆发前后几十年的激变双星的数值小一个数量级。这预示着老新星成为低质量传输速率系统，因此矮新星，在新星爆发之间的大部分时间。我们确定了10个已知银河RN的质量吸积率，发现它们的范围是10^{-7} - 10^{-8} $ Msun/年。我们能够预测的复发时间分布的新星，并比较它与人口合成模型的预测。
2018-04-23 astro-ph.SR
On the Raman O VI and related lines in classical novae
我们严格审查最近声称的检测拉曼散射的O VI在6830nm左右的铁幕阶段光谱的经典CO新星V339德尔。所观察到的线的变化是兼容的轮廓和发射线强度与中性碳的激发态过渡的时间。经典新星喷出物中的谱线形成在物理上与共生双星中的谱线形成非常不同，共生双星中的O VI发射谱线是在红巨星伴星的风中以低差速形成的。喷出物的速度和密度结构阻止了散射产生类似的特征。然而，在膨胀的某个阶段，可能存在拉曼过程的宽带分光偏振特征，也可能存在瑞利散射。我们表明，中性碳光谱，迄今未开发的新星，是特别有用的探针的结构，喷出物在早期，光学厚阶段的膨胀
2014-09-10 astro-ph.SR
The disappearance and reformation of the accretion disc during a low state of FO Aquarii
宝瓶座FO是一个异步的磁性激变变星（中间极性），在2016年进入低状态，然后缓慢而稳定地恢复，没有出现矮新星爆发。这需要解释，因为在一个低的状态，质量转移率是在原则上太低，光盘被完全电离和光盘应受到标准的热和粘性不稳定性观察矮新星。我们研究了在中等极性的吸积盘在光学波段出现2个量级的光度下降而不出现爆发的条件。我们使用我们的数字代码的吸积盘的时间演化，包括其他光源的系统（初级，次级，热点）。我们表明，虽然它是勉强可能的吸积盘在低状态下，以保持在热稳定的分支，所需的质量转移率在正常状态下，则必须是非常高的顺序为10 $^{19}$ GS $^{-1}$，甚至更大。这将使系统本身如此明亮，以至于它的距离应该远远大于所有估计所允许的距离。我们发现，FO Aqr的观测结果很好地解释了相同的机制，我们已经建议解释没有爆发在低状态的VY Scl星：在衰变过程中，磁层半径超过圆化半径，使光盘消失之前，它进入矮新星爆发的不稳定带。我们的结果是不受影响的，甚至加强，如果吸积收益都通过吸积盘，并直接通过流在一些中间阶段，通过该盘消失的详细过程仍然需要调查。
2017-07-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Low-metallicity nova explosions: a site for weak rp-process nucleosynthesis
本研究通过四种金属丰度新星模型和蒙特卡洛敏感性分析，揭示低金属丰度新星爆炸中弱rp过程可延伸至铜-锌区域，并识别出影响中等质量核素产生的关键核反应。
2025-08-04 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Compact white-dwarf binaries in the combined SRG/eROSITA/SDSS eFEDS survey
本文基于SRG/eROSITA/SDSS eFEDS巡天的光谱数据，识别出26个吸积致密白矮星双星，包含14个新发现，并量化了X射线与光学/紫外选择的有效性。
2024-01-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Identification of 5 Interacting Binaries in the Galactic Bulge Survey
我们介绍了钱德拉银河系膨胀巡天[CXOGBS J174009.1-284725（CX 5），CXOGBS J173935.7-272935（CX 18），CXOGBS J173946.9-271809（CX 28），CXOGBS J173729.1-292804（CX 37），CXOGBS J174607.6-261547（CX561）]。这些物体是根据明亮的光学对应物选择的，这些光学对应物很快就被发现在其光谱中有发射线。本文介绍了GBS光学跟踪，瞄准发射线对象的说明。在这五个天体中，有四个在斯隆r'波段表现出光度变化。CX 5显示了2.1小时的暂定时间，显然是一个中间极性（IP）。CX 28和CX 37都表现出无清除周期的闪烁。建议两者也是IP。CX 18被观测到经历了两次矮新星爆发。最后，CX 561没有表现出可探测的变化，尽管它的特征与静止的低质量X射线双星或激变变星一致。
2013-04-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modelling rebrightenings, reflares, and echoes in dwarf nova outbursts
盘不稳定性模型很好地解释了观测到的矮新星和软X射线瞬变的大部分性质，但是在爆发结束时或之后不久在WZ Sge星或软X射线瞬变中发生的再亮、再闪耀和回波还没有被任何模型令人信服地解释。我们确定了必须添加到DIM中的附加成分，以解释观察到的再亮。我们详细分析了最近发现的一个系统，TCP J21040470+4631129，它表现出非常奇特的rebrightenings，模型的光变曲线使用我们的数值代码，包括质量传递的变化，从二次，内部光盘截断，光盘照射热白矮星，在某些情况下，质量传递流（下）流。我们表明，在宁静的光度是由一个热的白矮星，冷却下来的时间尺度上的月。在最初的超级爆发期间，次级星系的质量转移速率必须增加几个数量级，原因仍然难以捉摸，慢慢地回到长期平均值，导致观察到的爆发序列，静止持续时间增加，直到圆盘稳定，冷，中性;其内部部分被白矮星磁场或蒸发截断。当质量传递流溢出圆盘时，再现了重燃之间的非常短的静止阶段。使用类似的添加到DIM，我们也产生了光变曲线接近观察到的两个WZ Sge恒星，原型和EG Cnc。我们的模型成功地解释了在WZ Sge系统中观察到的反射。然而，它要求矮新星的内盘截短不仅是由于白矮星的磁场，而且像X射线双星一样，是由于内盘的蒸发。类似的模型也可以解释在软X射线瞬态中观察到的反射。
2021-04-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Increasing activity in T CrB suggests nova eruption is impending
共生复发新星（RNe）的吸积率的估计往往达不到理论预期的数量级。如果白矮星（WD）的质量积累是高度分散的，并且大多数观测都是在低状态下进行的，那么这种明显的差异就可以解决。在这里，我们使用的档案数据的重新分析，从数字访问天空世纪@哈佛大学（DASCH）调查认为，最近的新星喷发共生RN T CrB，在1946年，发生在-因此触发-一个短暂的吸积高状态。基于相似的光学光变曲线在1946年左右的前一次喷发的时间，在1866年，我们认为WD在T CrB积累的大部分燃料需要点燃热核失控（TNR）在吸积高状态。这种状态的一个自然起源是类似于矮新星的吸积盘不稳定性，这是在共生双星中可能存在的大圆盘中预期的。因此，共生RNe中TNR的时间可以由它们的吸积盘的稳定性来决定。T CrB正处于吸积的高状态，就像我们在过去两次新星爆发中看到的那样。结合TNR发生时间的临近，基于前两颗新星（$2026 \pm$ 3）之间80年的间隔，目前的吸积高状态增加了未来几年TNR发生在T CrB的可能性。
2020-09-24 astro-ph.SR
Which information can we derive from historical Far Eastern guest stars for modern research on novae and cataclysmic variables?
最近，已经有几个关于二元系统演化的研究，使用历史数据作为论证链中的事实。在本文中，我们讨论了六个现代矮新星的案例研究，建议从历史的角度来看，历史的对应物，以及由此产生的后果的物理学的密切的双系统（矮新星Z凸轮和AT Cnc，星云在M22，和可能的新星101，新星483，和新星1437）。我们考虑了历史上的远东报告，在仔细重读文本之后，我们将给定的信息映射到天空上。在某些情况下，现代经典新星-客星对列表中给出的位置被证明是错误的，或者它们必须被认为是高度近似的：在大多数情况下，历史位置应该被转换成天球上的区域，而不是点坐标。基于正确的信息，我们考虑的后果有关的密切的双系统的演变。然而，结果是，没有一个灾难性的变量的情况下，建议有一个历史的对应物可以（完全）支持。由于将历史观测记录与当今已知的CV进行识别总是不确定的，因此可能无法仅依赖潜在的历史观测来得出有关双星演化的结论。演变情景只能从天体物理观测和建模中得出。
2019-10-12 astro-ph.IM astro-ph.SR
Superoutbursts and Positive Superhumps Occurred During the Standstill of a Z Cam-type Dwarf Nova
本文首次在质量比大于0.33的Z Cam型矮新星AT Cnc静止期期间观测到超级爆发和正超级驼峰，揭示了偏心进动吸积盘先形成、随后盘半径扩大触发超级爆发的机制，挑战了传统矮新星爆发模型。
2025-02-24 astro-ph.SR
Novae and accreting white dwarfs as progenitors of Type Ia supernovae
我回顾了与质量吸积白矮星（WD）的Ia型超新星（SNe Ia）的祖先有关的各种现象。根据光学厚风理论，可以从多波长波段的光变曲线分析中估计WD质量。在Ia型超新星的单简并情况下，已知有两个主要通道，即，WD +主层序（MS）通道和WD +红巨星（RG）通道。在每个通道中，典型双星在爆炸前经历了三个演化阶段，风阶段，超软X射线源（SSS）阶段，和经常性新星阶段的时间顺序，因为吸积率随时间而减少的伴星质量减少。我们可以指定一些增生的WD作为相应的进化阶段。RX J0513.9-6951和V Sge等间歇性超软X射线源对应于风相天体。对于SSS阶段，Cal 87型对象对应于WD+MS通道。对于WD + RG通道，早型星系的软X射线观测给出了SSS相双星的统计证据。U Sco型和RS Oph型复发新星分别对应于WD + MS通道和WD + RG通道。大多数复发新星都具有非常大的WD（~> 1.35 Mo），并且在光学光变曲线上经常显示出与持续时间长的超软X射线相对应的平台相：这些性质表明WD质量增加。
2011-10-01 astro-ph.SR
WZ Sge-type dwarf novae: an extreme laboratory in cataclysmic variables
University of Cape Town（开普敦大学）
研究WZ Sge型矮新星的爆发机制及二体演化，揭示其多样性与潜在的天文意义。
2025-12-15 astro-ph.SR
Revisiting the accretion disc spectra of Dwarf Novae and Novalike variables: implications for the standard disc model
本文重新分析矮新星与类新星变星高态吸积盘的紫外光谱，发现二者光谱能量分布差异仍显著存在，对标准吸积盘模型提出挑战，并探讨了对X射线双星、活动星系核及原行星盘等系统的启示。
2024-06-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
A Far-UV Survey of M 80: X-ray Source Counterparts, Strange Blue Stragglers and the Recovery of Nova T Sco
利用HST上的ACS，我们调查了M80核心区的FUV和NUV种群。CMD揭示了大量的蓝色和极端水平分支恒星和蓝色离散星，以及大约。60个物体位于CMD区域，预计会有吸积和分离的白矮星双星。总体而言，蓝离散星是最集中的星群，其径向分布表明典型的蓝离散星质量约为1.2 Msun。然而，与直觉相反的是，微弱的蓝色离散星比明亮的离散星更集中，柯尔莫哥洛夫-斯米尔诺夫检验表明微弱和明亮的蓝色离散星来自同一分布的概率只有3.5%。这可能意味着（一些）蓝掉队者在他们的编队过程中得到了一个踢。我们也已经能够识别大多数已知的X射线源的核心与FUV明亮的恒星。这些FUV源之一可能是一颗矮新星，在FUV观测时正在喷发。这个天体位于与公元1860年新星或天蝎座T一致的位置。根据它的位置、X射线和紫外线特征，这个系统几乎可以肯定是新星爆炸的来源。在我们的样本中，X射线源和激变变星候选者的径向分布表明质量大于1 Msun。
2010-01-07 astro-ph.SR
Very low state in PY Per in 2022
利用VSNET、VSOLJ、ASAS-SN和ATLAS的观测，我发现Z Cam星PY Per至少在2022年6月至11月之间度过了一个长而微弱的低态，达到19.1等。在此期间没有记录到矮新星爆发。TESS数据在这一低状态显示两个最大值在一个轨道周期，可以解释为一个椭球调制所产生的次级。这些观测结果表明，质量转移几乎停止在这个低的状态，并加强识别的PY Per作为一个VY Scl星。Py Per在不到半年前就显示了一次类似于SU UMa型超级爆发的不寻常爆发（Kato 2022，arXiv：2204.12056），这些现象可能与物理相关。
2023-01-03 astro-ph.SR
The viscosity parameter alpha and the properties of accretion disc outbursts in close binaries
驱动吸积盘中角动量输运的物理机制仍然是未知的。虽然人们普遍认为，在热盘中，由磁旋转不稳定性引发的湍流是开普勒盘吸积过程的起源，但人们发现，从对爆发盘的观察中推导出的应力压力比（α“粘度”参数）的值比数值模拟中获得的值高出一个数量级。我们使用一组新的数据来检验关于观测推导的α值的结论，并将结果与模型爆发进行比较。我们分析了一组观测到的矮新星和AMCVn恒星爆发，并从测量的衰变时间确定的热盘粘度参数α_h。我们确定这种方法是否以及如何依赖于模型。从矮新星盘不稳定性模型中，我们确定了振幅与重现时间的关系，并将其与相同但观察到的量之间的经验库卡金-帕雷纳戈关系进行比较。我们发现，我们尝试的所有方法，包括基于振幅与重现时间关系的方法，都意味着α_h ~ 0.1 - 0.2，并且排除了低一个数量级的值。因此，吸积盘粘性参数α的观测值和MRI计算值之间的严重差异是真实的，因为从盘爆发的观测中推导出的值的有效性是毫无疑问的。
2012-08-31 astro-ph.SR
An Optical Study of Two VY Sculptoris-Type Cataclysmic Binary Stars: V704 And and RX J2338+431
本文报道了对已知激变变星（CV）V704 And的观测，并证实了ROSAT银道巡天源RX J2338 + 431的光学对应物是一颗迄今为止被忽略的CV。MDM天文台的测光和光谱观测表明，这两个系统都是新星变星，亮度与平均亮度相差4-5等，属于VY~Scl亚类。根据高态发射线径向速度，我们确定V704 And的轨道周期为0.151424（3）d（3.63 hr），RX J2338 + 431的轨道周期为0.130400（1）d（3.13 hr）。在V704 And中，我们发现H-α发射线测量在等效宽度与半峰全宽的图上聚集成不同的区域，这显然对应于高，中，低光度状态。这使我们能够分配光谱的光度状态时，同期光度法是不可用的，显然是一种新颖的方法，可能是有用的其他novalikes的研究。我们的RX J2338 + 431的低态光谱显示了M型二级星的特征，我们估计距离为890 +-200 pc，与盖亚DR2视差非常一致。
2018-10-02 astro-ph.SR
High-Resolution Spectroscopy of Raman-scattered He II Lines in the Symbiotic Nova RR Telescopii
Sejong University（世宗大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；ESO（欧洲南方天文台）
通过高分辨率光谱观测共生新星 RR Tel 的拉曼散射 He II 线，揭示中性氢区的分布、运动学及长期演化，证明拉曼线可作为光谱层析工具。
2026-06-29 astro-ph.SR
Mass retention efficiencies of He accretion onto carbon-oxygen white dwarfs and type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）在研究宇宙学和星系化学演化中起着至关重要的作用。它们被认为是碳氧白矮星（CO WD）的热核爆炸，当它们的质量达到双星系统中的克拉塞卡质量极限时。以前的研究表明He novae可能是SNe Ia的祖先候选者。然而，氦新星爆发期间的质量保持效率仍然是不确定的。在这篇文章中，我们的目的是研究质量保留效率的He新星爆发，并调查是否可以通过He新星爆发产生Ia超新星。利用恒星演化程序Modules for Experiments in Stellar Astrophysics，模拟了一系列初始WD质量为0.7 ~ 1.35 Msun，吸积速率不同的多周期He层闪光。得到了不同初始WD质量下He新星爆发的质量保持效率，可用于双星总体合成研究。在我们的模拟中，He新星爆发可以增加WD的质量到Ekrasekar质量极限，并且可以在WD的中心触发爆炸性碳燃烧;这表明He新星爆发可以产生Ia超新星。同时，本工作中的质量保留效率低于以前的研究，这导致通过WD + He星通道的SNe Ia出生率较低。此外，我们还得到了爆炸碳燃烧瞬间的元素丰度分布，可以作为Ia超新星爆炸模型研究的初始输入参数。
2017-08-25 astro-ph.SR
GK Per (Nova Persei 1901): HST Imagery and Spectroscopy of the Ejecta, and First Spectrum of the Jet-Like Feature
我们对英仙座GK（Nova Persei 1901 A.D.）哈勃太空望远镜（HST），揭示了数百个彗星状结构。结构的一端或两端相对于结构的中间部分经常显示出亮度增强，但它们的形态没有简单的规律性（与Havana星云形成对比）。一些结构的形态表明存在缓慢移动或静止的物质与喷出物碰撞，而另一些则表明来自GK Per本身的风。通过比较连续几年拍摄的HST图像，创建了新星喷出物的详细膨胀图。WFPC2窄带图像和STIS光谱表明，喷出物中的物理条件变化强烈的空间尺度上比喷出物小得多。直接测量精确的密度和成分，以及这种和其他新星壳层的质量，将需要至少像这里所介绍的那样具有空间分辨率的数据。喷出物的填充因子<1%，新星喷出物的质量必须小于$10^{-4} \Msun$。一些星云的亮度在一年的时间尺度上变化高达两倍。最后，我们提出了最深的图像尚未获得的喷流状功能的主体以外的GK每星云，和第一个光谱的功能。由[NII]、[OII]、[OIII]和[SII]的强而窄的发射谱线所主导，这个特征可能是由于喷射物质进入静止的ISM，从以前的新星事件缓慢移动的喷射物，或1901年之前存在的环双星物质造成的冲击。射流质量的上限是$10^{-6} \Msun$的几倍。喷流可能是双星系统中一个重要的，甚至是占主导地位的质量汇。喷流的微弱表明，类似的特征在其他灾难性的双星中很容易被忽略。
2012-04-13 astro-ph.SR
DASCH Discovery of A Possible Nova-like Outburst in A Peculiar Symbiotic Binary
我们目前的光度和光谱观测的一个特殊的变量（指定DASCH J075731.1 + 201735或J0757）发现从我们的DASCH项目使用数字化的哈佛大学天文台档案摄影板。从1942年开始的一年内，它在B区的亮度增加了约1.5等，然后从1943年到20世纪50年代，它逐渐变暗，恢复到爆发前的亮度。平均亮度水平在爆发前后是稳定的，并且可以看到周期为$P=119.18\pm0.07$天的椭球变化，这表明恒星是潮汐扭曲的。径向速度测量表明，轨道是近圆形的（$e=0.02\pm0.01$），光谱周期与光度周期相同。该双星由一颗$1.1\pm0.3 M_\odot$ M0 III恒星和一颗$0.6\pm0.2 M_\odot$伴星组成，伴星很可能是一颗白矮星（WD）。与其他共生双星不同，在光谱中没有发射线或恒星风的迹象。J0757的爆发时间尺度约为10年，B带峰值亮度M_B约为0.7，它不同于其它已知的经典或共生新星。最可能的解释是WD上的氢壳燃烧，尽管不能排除吸积动力耀斑。
2012-03-23 astro-ph.SR
Binary Population Synthesis
双星的相互作用导致了有趣的天体的形成，如致密双星、超新星、伽马射线暴、X射线双星、双星、新星、激变变星、热亚矮星、钡星和蓝离散星。为了研究二元种群的演化和这些对象的形成，多年来已经开发了许多方法，其中一个强大的方法称为二元种群合成（BPS）值得特别注意。这种方法在天体物理学的许多领域都得到了广泛的应用，包括但不限于分析星系的恒星成分，研究星系的化学演化，以及研究恒星形成和宇宙再电离。在这篇综述中，我们讨论了BPS的作用，它的全貌，以及组成它的各个组成部分。我们特别注意的质量传递的稳定性标准在二进制，因为这种稳定性在很大程度上决定了二进制系统的命运。最后，我们对这一领域的未来展望。
2020-09-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A search for dormant binaries with degenerate components in omega Centauri and NGC 6397
我们首次报道了在球状星团中寻找静止简并双星的光谱研究。我们的调查是基于一个样本的短周期光学变量，这是可能的光学对应物的静态X射线源在欧米茄半人马座（NGC 5139）和NGC 6397。所有候选者的光变曲线都接近正弦曲线，在$V$中振幅为0.1- 0.35等，周期为0.1- 1.3天。这种类型的变化，最有可能源于椭球效应，已经在几个X射线新星中观察到，当它们在爆发后进入静止状态时。我们发现，两个被调查的系统含有质量超过一个太阳质量的暗淡组件，使它们成为未来调查的有吸引力的目标。我们还认为，有两个亚群的蓝色离散在半人马座欧米茄，不同的质量转移历史和/或氦含量。
2010-10-07 astro-ph.SR
A remarkable sample of new symbiotic stars towards the Galactic Bulge
共生星是轨道周期最长的相互作用双星，其中新星样的爆发是由高质量损失率的红巨星风吸积到白矮星伴星上产生的。长期光度监测调查，如OGLE和OOO是理想的平台，以确定在共生星新星样事件，但只有少数已知的系统在这些调查的小足迹。我们介绍了一个系统的H α发射线天体巡天，它结合了深2dF/AAOmega光谱学、OGLE和BAOO测光，对银河系隆起方向35 ° ^2范围内的新共生星进行了巡天。这个强大的组合已经发现了近24颗新的共生星，十几颗可能的共生星，以及其他几颗不寻常的阿尔法发射线星。虽然我们没有发现任何类似新星的活动，但光变曲线确实表现出半规则和Mira脉动，轨道变化和由于尘埃造成的缓慢变化。在这里，我们介绍几种新的共生体，包括H1-45，这是已知的第四种碳共生体Mira。根据其周期光度关系距离为6.2+-1.4 kpc，这一引人注目的发现可能是属于银河系隆起的第一颗发光碳星，可能为隆起中令人困惑的发光碳星缺乏提供新的线索。我们还提出了两个老新星在星云阶段捕获，补充其他调查，以更好地了解老新星人口。
2013-05-21 astro-ph.SR
Wavelets with Ridges: A High-Resolution Representation of Cataclysmic Variable Time-Series
准周期振荡和矮新星振荡发生在矮新星和类新星变星的爆发期间，偶尔在平静期间，并且在高质量X射线双星和黑洞候选者中具有类似物。准周期振荡和矮新星振荡的频繁低相干性可能使使用标准时间序列工具（如周期图）的检测成为问题。本文开发了分析准周期亮度振荡的工具。我们回顾了天文文献中时频表示的使用，并表明，最适合高信噪比数据的Choi-Williams分布和Zhao-Atlas-Marks表示等表示不能被假定为先验的最佳技术，因为我们的数据具有更高的噪声水平和更低的相干性。这导致我们的时间-频率分辨率和统计特性的六个时间-频率表示的详细分析。我们的结论是，小波尺度图，加上小波脊和极大值点，是最有效的时频表示分析准周期性在低信噪比数据，因为它具有高的时频分辨率，是一个最小方差估计。我们使用小波脊方法重新分析了大众Hyi的档案数据，发现了62个新的QPO和7个新的长周期DNO。相对于以前的分析，我们的方法大大提高了QPO的检测率。
2010-11-08 astro-ph.SR
FQ Circini: An Ordinary Nova with a High-mass B1 V(n)(e) Companion Whose Decretion Disk Transfers Mass to the White Dwarf via Roche-Lobe Overflow
Louisiana State University（路易斯安那州立大学）；American Association of Variable Star Observers（变星观测者协会）；Variable Stars South, Royal Astronomical Society of New Zealand（南半球变星，新西兰皇家天文学会）；Centre for Astrophysics, University of Southern Queensland（南昆士兰大学天体物理中心）；Department of Astrophysics, American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆天体物理学系）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；Southern African Large Telescope（南非大型望远镜）；University of Southern Queensland（南昆士兰大学）；Vatican Observatory Research Group, University of Arizona（亚利桑那大学梵蒂冈天文台研究组）
FQ Cir是一颗普通新星，其高质量B1 V(n)(e)伴星通过脱壳盘罗奇洛夫溢流向白矮星转移质量，发现了一种新的吸积模式，且其无法成为Ia型超新星。
2026-02-10 astro-ph.SR
First detection and characterization of symbiotic stars in M31
共生双星被认为是Ia型超新星的祖先。银河系共生双星的普查是如此不完整，以至于我们无法可靠地估计这些恒星的总人口，并用它来检查这个数字是否与螺旋星系中观察到的Ia型超新星比率一致。因此，我们开始对与我们银河系最近的对应物（即M31）进行调查，在那里可以实现对共生恒星的相对完整的普查。我们报告了M31中35颗共生双星的首次探测和光谱特征，并将这些恒星与银河系中的共生恒星进行了比较。这些新发现的M31共生双星与银河系的共生体非常相似，尽管我们显然只对M31中最明亮的共生体进行了采样（在这个可行性研究中）。我们还在M31中发现了一颗共生星（M31SyS J004233.17+412720.7），它是所有共生体中电离水平最高的。M31共生星M31SyS J004322.50+413940.9的一次光学爆发可能是一次类似新星的爆发，这是在银河系和麦哲伦云之外探测到的第一次共生爆发。
2014-07-22 astro-ph.SR
