NLTE model atmospheres for the hottest white dwarfs: Spectral analysis of the compact component in nova V4743 Sgr
在2002年9月爆发半年后，新星V4743 Sgr演变成天空中最明亮的超软X射线源，通量最大值约为30 A。我们计算了基于NLTE模型大气的合成能量分布网格（SED），用于分析最热的白矮星，并给出了V4743 Sgr的Chandra和XMM-牛顿光栅X射线谱的拟合结果。这颗新星在2003年4月左右达到最高有效温度（Teff = 740 +/-70 kK），并一直保持到2003年9月。我们的结论是，白矮星是巨大的，约1.1 - 1.2 Msun。爆发后的核燃烧阶段持续了2到2.5年，可能是经典新星的平均持续时间。V4743 Sgr的光球层严重缺碳（约太阳的5倍），富含氮和氧（> 5倍太阳）。特别是非常低的C/N比表明白矮星表面的物质经历了热核燃烧。因此，这颗新星保留了一些吸积的物质，并没有在爆发时将其全部喷出。从2003年3月到9月，氮的丰度急剧下降，可能在这个阶段已经有新的物质被吸积。
2010-06-15 astro-ph.SR
Accurate Pre-Eruption and Post-Eruption Orbital Periods for the Dwarf/Classical Nova V1017 Sgr
V1017 Sgr是一颗典型的新星（1919年），它有一次较早的矮新星爆发（1901年），以及两次矮新星事件（1973年和1991年）。以前对这个明亮的静止系统（V=13.5）的研究只有几个孤立的星等，几个光谱，以及基于9个径向速度的5.714天的轨道周期的模糊说法。为了测试这一时期，我们收集了1897年至2016年UBVRIJHKL波段的2896个星等（加上文献中的53个），基本上完成了这个独特的激变变星的光度历史。我们发现，在所有波段的光变曲线是由一个G巨星伴星的椭球调制，与喷发后（1919年新星事件后）的轨道周期为5.786290 +- 0.000032天。这是任何经典新星的最长周期，吸积必须由伴星的核演化提供动力，矮新星事件的发生只是因为大圆盘的外部足够冷而不稳定。此外，我们测量了爆发前的轨道周期（从1907年至1916年），有一个小的稳定的周期变化的平静。在1919年的喷发中，轨道周期减少了273 +- 61 ppm，周期变化的显著性在5.7-sigma置信水平。这对新星理论来说是令人吃惊和困惑的，因为三个已知的周期变化效应不能解释V1017 Sgr的周期减少，更不用说这么大的尺寸了。
2016-12-01 astro-ph.SR
The hybrid, coronal lines nova V5588 Sgr (2011 N.2) and its six repeating secondary maxima
新星Sgr 2011 N.2（=V5588 Sgr）的爆发之后，光学和近红外光度和光谱观测了3.5年，在最大值之前不久开始。V5588 Sgr位于银河系中心附近，遭受E（B-V）=1.56（+/-0.1）的灭绝。在UT 2011年4月2.5日（+/-0.2），在V=12.37时达到主要最大值，并且基本平滑下降是中等快速的，t（2，V）=38和t（3，V）=77天。在一个正常的下降，6个自相似的，快速发展和明亮的第二个极大值（SdM）连续出现。只有极少数其他新星具有如此清晰的次级极大值。无论是主要的最大值和所有的SdM发生在以后的时间与增加波长，由数额与预期的火球膨胀。SdM期间释放的辐射能量呈指数模式下降，而个别SdM的宽度和它们之间的时间间隔扩大。在整个新星演化过程中，发射谱线都保持尖锐（FWHM~1000 km/s），除了一个宽的梯形底座（顶部延伸3600 km/s，底部延伸4500 km/s），这只在SdM极大值的高级下降过程中看到，而在SdM之间则没有。V5588 Sgr在最大光下显示出典型的FII类光谱，没有演化成星云阶段。在从主极大值下降约10天后，一个典型的高电离He/N类光谱出现，并与FII类光谱同时可见，使V5588 Sgr成为一颗罕见的“混合”新星。当FeII类光谱逐渐消失时，He/N类光谱发展出强烈的[FeX]日冕线。
2014-11-23 astro-ph.SR
Near Infrared studies of the carbon-monoxide and dust forming nova V5668 Sgr
我们提出了新星V5668 Sgr的近红外（NIR）观测，发现于2015年3月15.634 UT爆发，爆发后2天至107天。近红外光谱特征被用来将其归类为FeII类新星。的光谱遵循的谱线从天鹅座P阶段的纯发射阶段的形状的配置文件表明存在的双极流的演变。一个显着的特点是存在一氧化碳的第一泛音带，这是看到的排放。模拟CO排放以估计质量、温度和柱密度分别为（0.5--2.0）$\times$ 10 $^{-8}$ M $_\odot$、4000 $\pm$ 300 K和（0.36--1.94）$\times$ 10 $^{19}$ cm $^{-2}$。估计$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值为$\sim$ 1.5。V5668 Sgr是一个强尘埃产生者，在尘埃形成过程中，其光学光变曲线表现出经典的深度下降。分析的尘埃SED产生的尘埃质量为2.7 $\times$ 10 ${^{\rm -7}}$ $M_\odot $，一个42质量的尘埃壳的黑体角直径和距离估计的新星的1.54千秒差距，同意从MMRD关系的估计。
2015-10-16 astro-ph.SR
Detection of $^7$Be II in the Classical Nova V5669 Sgr (Nova Sagittarii 2015 No.3)
我们报告了在V5669 Sgr的早期下降阶段（$+24$和$+28$ d）的紫外光谱中新检测到的$^7$ Be II。我们确定了三个蓝移吸收系统在我们的光谱。前两个，被称为低和高速度的组件，显着确定之间的H I巴耳末，钠I D，和Fe II，其较低的能量的瞬态是低的（$<4$电子伏特）。第三种吸收成分是在N Ⅱ、He Ⅰ和C Ⅱ谱线中发现的，它们的低能级相对较高（9- 21 eV）。在我们的观测中，$^7$ Be II在$3130.583$和$3132.228$的吸收线被确定为第一和第二组分。没有证据表明在任何速度分量中存在6708 ° C的Li I。利用$^7$ Be和Ca II K，$N({\rm ^{7}Li})/N({\rm H})_{\rm final}$的等效宽度，由该对象最终产生的锂相对于氢的估计数密度比为$4.0\pm0.7\times10^{-6}$。这个值比经典新星的平均观测值低一个数量级，其中$^7$ Be已经被检测到，并且与理论预测的最乐观值相当。
2021-06-25 astro-ph.SR
The symbiotic recurrent nova V3890 Sgr: binary parameters and pre-outburst activity
本文介绍和分析了共生型复发新星V3890 Sgr在静止期的光学光度学和高分辨率SALT光谱。轨道周期，P=747.6天已从光度和光谱数据推导出来。我们的双线光谱轨道表明，质量比q=M_g/M_WD=0.78 ± 0.05，组分质量为M_WD=1.35 ± 0.13 Msun，M_g=1.05 ± 0.11 Msun。轨道倾角约为67-69度。红巨星正在填满（或几乎填满）它的洛希瓣，而由它的洛希瓣半径d=9 kpc所确定的距离，与巨脉动周期所产生的结果一致。V3890 Sgr的爆发强度与大麦云云中RNe的爆发强度非常相似。V3890 Sgr显示出显着的光度和光谱活动之间的新星爆发的时间尺度类似于那些观察到的共生周期新星T CrB和RS Oph和Z和型共生系统。活动源有一个双温结构，我们已经与存在的吸积盘。这种活动是由吸积速率的变化引起的。我们还提供的证据表明，V3890 Sgr包含一个CO WD吸积在一个高的，几个1 e-8 - 1 e-7 Msun/年，率。WD的质量正在增长，并且应该在大约1，000，000年内产生Ia型超新星-红巨星的预期寿命。
2021-04-13 astro-ph.SR
A Hubble Space Telescope Survey for Novae in M87. II. Snuffing out the Maximum Magnitude - Rate of Decline Relation for Novae as a Non-Standard Candle, and a Prediction of the Existence of Ultrafast Novae
Yaron等人的新星爆发数值模拟的扩展网格。（2005）首先预测，一些经典新星可能会严重偏离最大震级-衰减率（MMRD）关系，该关系声称超新星是标准烛光。Kasliwal等人（2011年）宣布在仙女座星系中观测到一类明显新的微弱，快速的经典新星。这些天体严重偏离MMRD关系，正如Yaron等人（2005）所预测的那样。Shara等人（2016）最近报告了在M87中首次探测到微弱，快速的新星。这些以前被忽略的天体在巨大的椭圆星系M87和巨大的螺旋星系M31中一样普遍;它们占所有经典新星爆发的40%，大大增加了MMRD关系中的观测散射。我们使用Yaron等人（2005）的新星模拟的广泛网格来识别微弱快速新星存在的根本原因。这些系统在大质量的白矮星上吸积，因此只能喷射出质量很低的包层，数量级为10^-7 - 10^-8 M太阳。这类双星包括但不限于复发新星。同样的模型预测了超快新星的存在，其下降时间t2短至5小时。我们概述了他们未来的检测策略。
2017-02-19 astro-ph.SR
Nova Sagittarii 1943 (V1148 Sgr): A Luminous Red Nova?
人马座新星1943（V1148 Sgr）是一个8等的光学瞬变，在爆发期间具有晚型光谱是不寻常的，与经典新星的正常高激发光谱形成鲜明对比。不幸的是，在发现公告中只给出了一个近似的位置，阻碍了后续观测其残骸的尝试。我们已经在哈佛档案馆的两张照相底片上识别出了这颗新星，使我们能够确定精确的天体测量位置。除了1943年和1944年获得的这两张底片，哈佛大学收藏的1897年至1950年的照片中没有一张显示V1148 Sgr的亮度达到g ~ 18.3。现代的深空影像显示，在i ~ 19.2处有一个候选的遗迹，距离新星的位置只有0”.26。V1148 Sgr可能是一颗明亮的红色新星（LRN），是银河系中已知的第六颗。然而，它缺乏近红外和中红外的过度，以及毫米波发射，在其他LRNe中看到，使其性质不确定。我们强烈要求对候选残骸进行光谱分析。
2022-05-26 astro-ph.HE 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
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
V5852 Sgr: An Unusual Nova Possibly Associated with the Sagittarius Stream
我们报告了奇特新星V5852~Sgr（发现为OGLE-2015-NOVA-01）的光谱和光度跟踪，它表现出不同新星类别的特征组合。光度测定显示出一个平顶的光变曲线与准周期振荡，然后是一个平稳的下降，其次是两个微弱的亮度恢复。南部非洲大型望远镜的光谱学首先显示了一颗典型的Fe II或Fe IIb光谱类型的新星。在后一个光谱中，氦、氮和氧的广泛发射是突出的，铁已经褪色，这可能是星云阶段开始的迹象。线宽表明在$1000\,{\rm km\,s^{-1}}$周围的射血速度。这颗新星位于银河系凸起的方向，并且被严重地变红了，其程度不确定。在最大值出现16天后的$V$星等可以估计出它的距离，这表明这颗新星可能位于人马座矮球状星系的尾流中。如果是这样的话，它将是第一个从该星系或任何矮球状星系中探测到的新星。考虑到方法的不确定性和不寻常的光变曲线，我们不能排除它在凸起中甚至在凸起后面的银河系盘中的可能性。
2016-06-08 astro-ph.SR
Near-infrared studies of V5558 Sgr: an unusually slow nova with multiple outbursts
我们提供了异常缓慢的新星V5558 Sgr（2007）的近红外（1-2.5微米）JHK光谱结果。V5558 Sgr缓慢爬升到最大值，持续了约60天，然后经历了至少5次强烈的次级爆发。我们分析了光学光变曲线，得出了分别为281 +/- 3和473 +/- 3天的大t2和t3值。由于传统的MMRD关系可能不适用于慢新星，因此采用另一种方法得出1.55 +/- 0.25 kpc的距离估计。在最大值前阶段，光谱显示出窄的（FWHM ~ 400 - 550 km/s）和强的Paschen和布拉开系发射线，其中P-Cygni成分突出。在后期阶段，光谱显示出显着的变化与HI，HeI，OI和NI的强和宽的~ 1000 km/s的发射线和一些不常见的Fe II发射线的发展。没有发现粉尘形成的迹象。V5558 Sgr是一颗罕见的杂合新星，从光谱上看，它是由He/N型向Fe II型转变的。然而，近红外数据没有显示这样的转变，我们讨论了这种异常行为。通过对Brackett线的复合分析，我们可以限制早期光学厚度阶段的电子密度和发射测量，并根据后来的观测结果估计出喷出物的质量为（6.0 +/- 1.5）x 10^（-4）Msun，假设填充因子为1。
2014-11-26 astro-ph.SR
Spectroscopic diagnostics of dust formation and evolution in classical nova ejecta
一小部分经典新星在爆发的早期阶段形成尘埃。经典的CO nova V5668 Sgr（Nova Sgr. 2015年b）在爆发后约100天经历了一个深光度最小值，覆盖了整个光谱。在较早的CO新星V705 Cas（Nova Cas 1993）中观察到了类似的事件，在较近的CO新星V339 Del（Nova Del 2013）中观察到了光学意义较小的事件。这项研究提供了一个“比较和对比”这些事件，以更好地了解非常动态的尘埃形成事件。我们显示了尘埃形成的影响，多波长高分辨率线轮廓的间隔1200 nm-9200 nm使用的双锥弹道结构，已被应用在我们以前的研究喷出物。我们发现，V5668 Sgr和V339 Del都可以用灰色不透明度的尘埃来模拟，这表明尘埃颗粒相当大（至少0.1微米），并且在晚时间光谱中，对于V5668 Sgr，直到事件发生后650天，对于V339 Del，直到事件发生后866天，谱线轮廓的持续不对称性表明尘埃很好地进入透明，喷出物演化的星云阶段。这是一种评估尘埃形成新星的特性的一般方法，在喷出物中红外线完全透明之后。
2018-07-18 astro-ph.SR
Submillimeter-wave emission of three Galactic red novae: cool molecular outflows produced by stellar mergers
红新星是光学瞬变爆发的光度通常高于经典新星。它们的爆发被认为是由恒星合并引起的。我们目前的毫米/亚毫米波观测与ALMA和SMA的三个最著名的银河系红新星，V4332 Sgr，V1309 Sco，和V838 Mon。这些观测是在它们各自爆发后22年、8年和14年进行的，并揭示了在35-200 K的激发温度下分子气体的存在。该气体在旋转跃迁中显示分子发射，具有非常宽的谱线（全宽$\sim$ 400 km \s）。我们发现了CO、SiO、SO、SO $_2$（在所有三颗红新星中）、H $_2$ S（仅在V838 Mon中）和AlO（存在于V4332 Sgr和V1309 Sco中）的发射。没有发现异常的同位素组成的分子物质和化学（分子）组成的三个红新星出现类似的富氧信封的经典演化恒星（RSG，AGB，后AGB）。最有可能分散在红新星爆发中的分子物质的最小质量分别为V838 Mon、V4332 Sgr和V1309 Sco的0.1、0.01和10 $^{-4}$ M $_{\odot}$。V4332 Sgr和V1309 Sco中的分子流出是空间分辨的，并且呈现双极性。到V1309 Sco和V4332 Sgr的运动学距离分别为2.1和4.2 kpc。储存在喷出物中的两个老的红新星残留的V838 Mon和V4332 Sgr的顺序为$10^{46}$尔格，类似的值为一些后AGB（前PN）对象的双极喷…
2018-05-23 astro-ph.SR
Temporal resolution of a pre-maximum halt in a Classical Nova: V5589 Sgr observed with STEREO HI-1B
经典新星在几个小时内显示出光学亮度的快速上升。直到最近，还零星地观察到上升阶段，特别是最高峰前停止的现象。观测日冕物质抛射的太阳观测卫星使我们能够以前所未有的时间分辨率观测极大期前的阶段。我们目前的观察V5589 Sgr与立体声HI-1B在40分钟的节奏，迄今为止最高的。我们第一次在时间上解决了极大前的停顿，两个例子每个上升超过40分钟，然后在80分钟内下降。与爆发模型网格的比较表明，这个双峰，以及整体上升时间尺度，与白矮星质量，中心温度和吸积率分别接近1.0太阳质量，5 × 10^7 K和10^-10太阳质量每年。建模正式预测质量损失开始于JD 2456038.2391+/-0.0139，光学最大值前12小时。该模型假设主序列供体。观测证据是一个亚巨星伴星;这意味着吸积率被低估了。在极大期后，我们看到了通常与速度慢得多的新星有关的不稳定变化。很难估计下降速度，但我们认为下降两个星等的时间为2.1 < t_2（天）< 3.9，使V5589 Sgr成为一颗“非常快”的新星。最亮的点将“第0天”定义为JD 2456038.8224+/-0.0139，尽管在这种高节奏下，观察到的最大值的含义变得难以定义。我们认为，这种不稳定的变化通常会在更快的新星由于典型的观测低节奏未被发现，这意味着不稳定的行为不一定与下降率。
2017-03-15 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 recurrent nova V3890~Sgr: a near-infrared and optical study of the red giant component and its environment
我们利用2019年爆发前后获得的数据，对周期性新星V3890 Sgr的红巨星成分进行了分析。对于$\log{g}=0.7$，其有效温度为$T_{\rm eff}=3050\pm$ 200 K，尽管$T_{\rm eff}$有适度的变化。相对于它们的太阳值，碳（$0.20\pm0.05$ ~dex）和钠（$1.0\pm0.3$ ~dex）都是过剩的，这可能是1990年新星喷发的喷出物被夹带到红巨星光球中的结果。我们发现$^{12}$ C/ $^{13}$ C $=25\pm2$，一个类似于其他复发新星中红巨星的值。对5- 38 $\,mu$ m区域的静态光谱的解释需要红巨星环境中光球SiO吸收和冷（$\sim400$ ~K）尘埃的存在。Na{ \sc i} D谱线区域的光谱很复杂，包括至少六个星际成分，以及2019年喷发的喷出物与双星平面中积累的物质之间相互作用的可能证据。三颗具有巨大二次爆发的周期性新星的环境尘埃含量不同，但光球的$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值相似。SiO的基本波段最有可能在所有三颗恒星的光球起源。
2022-07-29 astro-ph.SR
Optical and NIR data and modelling of nova V5668 Sgr
我们展示了2016年至2019年期间nova V5668 Sgr的HST光学图像，BNOK-OSIRIS NIR IFS数据立方体和BNOK-NIRC 2 NIR图像。观测结果表明，在极帽和赤道环面的低电离线，增强的高电离发射线，只有在极帽。径向速度与v=590 km s $^{-1}$的均匀膨胀速度和24 $^o$的系统倾角是相容的。这些值用于估计1200 $\pm$ 400 pc的扩展视差距离。NIRC 2数据显示，2016年和2017年存在粉尘，但2019年没有检测到粉尘排放。观测数据被用于组装喷出物的三维光电离模型。模型结果表明，在2017年8月（喷发后2.4年），中心源的温度为$1.88\times10^{5}$ K，光度为$1.6\times10^{35}$ erg s $^{-1}$，外壳的质量为$6.3\times10^{-5}$ M $_{\odot}$。该模型还表明，各向异性的电离通量，可能是从发光吸积盘的贡献。
2022-01-11 astro-ph.SR
STEREO/HI and Optical Observations of the Classical Nova V5583 Sagittarii
经典新星V5583 Sgr（人马座新星2009年第3号）在上升阶段和之后不久被美国宇航局的STEREO/HI仪器观测到，后来的光谱是由智利CTIO的R-C摄谱仪获得的。由于STEREO/HI获得的高节奏数据，STEREO通带中的峰值时间被限制在4小时内。光谱显示新星从允许阶段发展到星云阶段。喷出物中的氖丰度[Ne/O] > +1：0，这表明V5583 Sgr很可能是一颗氖新星。
2013-12-18 astro-ph.SR
Persistent nuclear burning in Nova Sgr 2016 N.4 (= V5856 Sgr = ASASSN-16ma) six years past its outburst
我们报告了快速的新星Sgr 2016 N.4令人惊讶地被困在一个持久而明亮的高原（Delta I >= 10等以上的平静）六年后的新星爆发。很少有其他新星经历类似的情况。我们进行了密集的观测活动，收集每日BVRI测光和每月高分辨率光谱，并在紫外线和X射线与雨燕卫星在五个不同的时代观察新星。在平台期间辐射的辐射热光度为~4200 Lsun（按银河隆起的距离缩放），对应于0.6 Msun白矮星上稳定的核燃烧。稳定的风在FWZI~1600 km/s时被吹走，伴随着更快的FWZI~3400 km/s质量损失的偶发加强，可能沿着极地方向定向。这些风的碰撞可以为X射线中检测到的辐射提供动力。燃烧壳的外半径约为25 Rsun，有效温度约为7600 K，与F0 II/Ib亮巨星相似。在高原期间显示的Delta m < 1等变化最好用混沌来描述，具有准周期振荡的不规则外观，周期为15-17天。在外流风中，有限数量的尘埃（~ 3 × 10 ^（-11）Msun）在T（尘埃）~1200 K时不断凝结，辐射L（尘埃）~52 Lsun。
2022-08-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Catalog of 93 Nova Light Curves: Classification and Properties
我们提出了一个目录的93个非常好的观察新星光变曲线。光变曲线是根据229，796个单独测量的星等构建的，中位数覆盖范围延伸到峰值以下8.0等，并且26%的光变曲线在喷发后一直到平静。我们的时间分箱光变曲线以图形和完整的表格形式呈现。我们还计算和制表的许多属性的光变曲线，包括峰值的震级和日期，时间下降2，3，6，和9个从最大的震级，直到亮度恢复到平静的时间，平静的震级，幂律指数的下降率在整个爆发，在这个下降的休息时间，加上更多的具体到每个新星类的属性。我们提出了一个分类系统的新星光变曲线的形状和时间的基础上下降了3个数量级的峰值（t3）。S代表平滑的光变曲线（38%的新星），P代表高原（21%），D代表尘埃下沉（18%），C代表尖形的次级极大值（1%），O代表叠加在平滑下降上的准正弦振荡（4%），F代表平顶光变曲线（2%），J代表叠加在下降上的抖动或耀斑（16%）。我们的分类由这个字母和括号中的t3值组成;例如V1500 Cyg是S（4），GK Per是O（13），DQ Her是D（100），U Sco是P（3）。
2010-04-20 astro-ph.SR
Near Infrared studies during maximum and early decline of Nova Cephei 2014 and Nova Scorpii 2015
我们介绍了2014年3月8.79 UT和2015年2月11.84 UT分别在爆发中发现的Nova Cephei 2014和Nova Scorpii 2015的多历元近红外光谱观测。Nova Cep 2014显示了Fe II类新星的传统近红外特征，其特征在于强CI，HI和OI线，而Nova Sco 2015显示属于He/N类，具有强He I，HI和OI发射线。结果的亮点在于证明Nova Sco 2015是一个包含巨大次级的共生系统。除了T CrB类的复发新星，所有这些都有巨大的捐助者，Nova Sco 2015被证明是第三个被发现的具有巨大次级的经典新星。共生性质的证据有三个方面：第一是伴随着新星喷出物通过巨星风通道的强烈减速激波的存在，第二是从系统中看到的H $α$过剩，第三是典型的冷晚型巨星在静止时次级的光谱能量分布。的发射线轮廓的强度和形状的演变表明，喷出物的速度随时间的幂律衰减（$t^{-1.13 \pm 0.17}$）。案例B的H I Brackett线的重组分析表明，这些线的光学深度效应的影响，这两个新星。使用这种分析，我们作出估计的新星的排放措施$n_e^2L$，电子密度$n_e$和喷出物的质量。
2015-09-09 astro-ph.SR
Shock-powered radio emission from V5589 Sagittarii (Nova Sgr 2012 1)
自从费米发现来自新星的$γ$射线以来，该领域最大的问题之一就是新星如何产生如此高能量的辐射。冲击必须是一个基本要素。VLA对2012年新星V5589 Sgr进行了6个月的射电观测，Swift/XRT对它进行了15周的X射线观测，结果表明射电辐射由以下两部分组成：1）一个由激波驱动的非热耀斑; 2）来自$10^{-5}$ M $_\odot$的微弱热辐射，它是自由膨胀的光电离喷出物。光谱中的吸收特征和峰值光学亮度表明，V5589 Sgr位于4 kpc（3.2 - 4.6 kpc）之外。在第100天之前，激波驱动的耀斑在低频率下占据了射电光变曲线的主导地位。射电耀斑的光谱演化、其高射电亮度温度、异常坚硬（$kT_x > 33$ keV）的X射线的存在，以及射电与X射线通量的比率接近射电极大值，都支持耀斑是由激波驱动的非热的结论。与大多数其他具有强烈冲击动力无线电发射的新星不同，V5589 Sgr没有嵌入红巨星伴星的风中。基于V5589 Sgr和V959 Mon相似的倾角和光学线轮廓，我们认为V5589 Sgr中的激波是由具有赤道密度增强的慢流与随后的较快流之间的碰撞形成的。我们推测，相对较高的速度和低质量的喷出物导致了V5589 Sgr的不寻常的无线电发射，也许也是没有检测到$γ$射线。
2016-05-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
V4743 Sgr, a magnetic nova?
新星V4743 Sgr（Nova Sgr 2002）在爆炸后2年和3.5年恢复平静后不久进行了两次XMM牛顿观测。X射线光变曲线显示频率约为0.75 mHz的调制，表明V4743 Sgr很可能是中间极性（IP）。X射线光谱具有与已知IP共同的特性，具有仅假设部分覆盖吸收体才能拟合的硬热等离子体分量。在2004年，X射线光谱中也有一个超软的类黑体成分，其温度接近于爆发后超软X射线阶段的白矮星（WD），但通量至少低两个数量级。在静止的IP中，软X射线通量分量有时起源于由吸积柱照射的极区，但V4743 Sgr的超软分量在2006年消失，表明可能的起源不同于吸积。我们认为，这可能是由于大气温度梯度的WD表面上，或继续本地化的热核燃烧在底部的信封，完全关闭之前。在爆发后11.5年用SALT获得的光谱显示出一条突出的He II 4686 A线和鲍文混合线，这揭示了一个非常热的区域，但峰值温度转移到紫外线（UV）范围。V4743 Sgr是第三颗爆发后的新星和IP候选者，在爆发几年后的X射线通量中显示出低光度的超软成分。
2016-06-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
The luminosity evolution of nova shells -- I. A new analysis of old data
我们提出了一个重新分析的H $α$和[OIII]流量数据从唯一的全面研究的光度演化的新星壳，进行了近二十年前。我们使用新的可用距离和消光值，并包括额外的光度数据的“古老的”新星壳。我们比较了新星速度类和光变曲线类型的长期行为。我们发现，在一般情况下，作为时间的函数的光度可以被描述为包括一个初始的浅对数下降或恒定的行为，其次是一个对数的主要下降阶段，在很晚的阶段可能返回到一个浅下降或恒定。在前两个阶段的光度演化很可能是由壳的膨胀和相应的体积和密度的变化，而对于较老的新星壳，与星际介质的相互作用开始发挥作用。对于给定的发射谱线，几乎所有基团的主下降斜率都非常相似，但与H $α$相比，[OIII]的主下降斜率明显更陡，我们将其归因于禁谱线提供的更有效的冷却。周期性的新星是值得注意的例外，还有高原光变曲线型新星和新星V838 Her。我们推测这是由于存在更致密的物质，可能是以前新星爆发的残余物，或者行星状星云的形式，作为我们研究的副产品，我们用盖亚数据第二版目录中的源修改了我们调查中所有新星的识别。
2020-07-21 astro-ph.SR
V5116 Sgr: a disc-eclipsed SSS post-outburst nova?
新星V5116 Sgr 2005 No.2，发现于2005年7月4日，于2007年3月，光学爆发后20个月被XMM-牛顿观测到。X射线光谱显示，这颗新星已经演化成一个纯粹的超软X射线源，表明白矮星顶部残留的氢燃烧。X射线光变曲线显示出通量的突然减少和增加，周期为2.97小时，与系统可能的轨道周期一致。EPIC谱与一个ONe白矮星大气模型拟合良好，在低通量期和高通量期温度相同。这就排除了X射线源的内在变化，因为通量的原点发生了变化，并指出可能的偏食是可变光变曲线的原点。RGS高分辨率光谱支持这种情况，显示了低通量状态下的许多发射特征，这些特征在高通量状态下消失或变为吸收特征。2009年3月的一次新的XMM-牛顿观测表明SSS已经关闭，V5116 Sgr已经演变成一个较弱和较硬的X射线源。
2009-10-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-wavelength Observations of the 2015 Nova in the Local Group Irregular Dwarf Galaxy IC 1613
本星系群不规则矮星系IC 1613中的一颗新星于2015年9月10日被发现，是该星系中第一颗被光谱证实的新星。我们用利物浦望远镜、赛丁泉天文台的LCO 2米望远镜和斯威夫特对这次喷发进行了详细的多波长观测，我们在这里展示了观测结果。新星在$M_V=-7.93\pm0.08$达到峰值，并快速衰减，衰减时间为$t_{2(V)}=13\pm2$和$t_{3(V)}=26\pm2$天。整体的光变曲线下降相对平稳，就像在快速衰落的新星中经常看到的那样。在发现后的40天至332天内进行了快速观测，但没有发现X射线源。光谱显示新星是混合光谱类的成员，同时显示Fe II和N II线的强度相似，在早期下降阶段。光谱涵盖了从早期光学厚阶段，通过早期下降到星云阶段的喷发。从光学厚光谱的H $γ$吸收最小值表明膨胀速度为$1200\pm200$ km s $^{-1}$。发现后10.54和57.51天之间的H $α$发射线的半高宽显示没有显着的演变，并保持在$\sim1750$ km s $^{-1}$，虽然这条线的形态确实显示了一些演变。在档案成像中，这颗新星似乎靠近一个微弱的恒星源，但我们发现最可能的解释只是一个偶然的对齐。
2017-07-13 astro-ph.SR
Properties, evolution and morpho-kinematical modelling of the very fast nova V2672 Oph (Nova Oph 2009), a clone of U Sco
V2672在2009年8月16.5日达到最大亮度V=11.35。它是已知最快的新星之一，在经典新星中只有V1500 Cyg（1975）和V838 Her（1991）可与之匹敌，在周期性新星中只有U Sco可与之匹敌。新星的视线经过银河系中心的几度之内。V2672 Oph的红化是E（B-V）=1.6 +/-0.1，它的距离约为19 kpc，位于银河系中心的另一边，距离银河系中心的距离大于太阳。由于缺乏红外对应物，这颗供体星无法成为像RS Oph或T CrB那样的冷巨星。V2672 Oph与U Sco非常相似，在高级下降期间显示出光度平台阶段，He/N光谱分类，极端膨胀速度和三峰发射线轮廓。零强度时的全宽最大为12，000 km/s，并随时间线性下降，斜率与U Sco观测到的非常相似。我们推断WD的质量接近于Sirasekhar极限，并可能最终成为SNIa。形态运动学模拟的演变的Halpha配置文件表明，喷出物的整体结构是一个扁长系统与极地斑点和赤道环。在扁长系统的密度下降速度似乎比在其他组件。V2672 Oph被认为是极上的，倾角为0+/-6度，极斑点的膨胀速度为4800 + 900/-800 km/s。基于它与U Sco的显著相似性，我们怀疑这颗新星可能是一颗复发新星。考虑到它的南半球，最大的微弱度，极其迅速的下降和它与南极洲的接近，很可能V2672 Oph以前的爆发已经被错过了。
2010-09-02 astro-ph.SR
V729 Sgr: A long period dwarf nova showing negative superhumps during quiescence
我们报告了对食激变变星V729 Sgr的K2观测，历时近80天。我们发现了五个短爆发和两个长爆发，其中一个显示了一个明确的平台阶段，在上升到最大亮度。两次连续短爆发之间的平均时间约为10 d，而两次长爆发之间的平均时间约为38 d。这些爆发的频率是前所未有的CV以上的轨道周期差距。我们发现的证据表明，日食的中点发生系统的爆发早于平静。在六个静止时期中的五个时期，我们发现了第二个光度周期的证据，它比我们归因于负超峰的4.16小时轨道周期短大约5%。因此，V729 Sgr是在静止期间显示负超级峰的最长周期CV之一。
2017-04-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Estimating the key parameters of Nova V5668 SGR using the Uniform Slab Model
本研究利用均匀平板模型和统计方法，基于甚大阵列等多源数据，估算了新星V5668 Sgr的抛射壳层质量和亮温度，绘制了光变曲线，增进了对新星形成与爆发的理解。
2023-12-28 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Multifrequency nature of the 0.75 mHz feature in the X-ray light curves of the nova V4743 Sgr
我们提出了8个X射线光曲线和一个光学/紫外光曲线的新星V4743 Sgr（2002年）的CHANNEL和XMM采取爆发后的天：50（早期硬发射阶段），180，196，302，371，526（超软源，SSS，阶段），742和1286（静态发射阶段）的时间分析。我们研究了多频性质和时间演化的主峰在~0.75兆赫使用标准的Lomb-Scargle方法和2-D正弦拟合方法。在第180天和第196天，我们发现了一个双重结构的峰值和它的泛音。在第196天，两个频率更接近，表明两个峰值之间的差异逐渐减小。对于后面的观测，只能检测到单个频率，这可能是由于曝光时间短于两个峰值之间的拍频周期，特别是如果它们移动得更近。在第742天和第1286天的观测时间足够长，可以检测到两个频率，而在第196天发现了差异，但我们确信只发现了一个频率。我们发现振荡频率和振幅的显着变化。我们推导出黑体温度从SSS光谱，和频率和黑体温度的变化的演变表明，0.75兆赫的峰值调制脉动。后来，在核燃烧停止后，信号稳定在一个单一的频率，尽管X射线频率与从XMM机载OM和地面观测获得的光学/紫外频率不同。我们认为，晚的频率是白矮星的旋转和自旋/轨道周期的比例强有力地支持该系统是一个中间极性。
2010-03-11 astro-ph.SR
Third Parameter Classification of Transients and Novae Ejecta as Ballistically Ejected Globules
第三个参数，除了亮度和亮度下降率，来自瞬态光谱的建议作为一种手段，更准确地分类对象的爆发。主成分分析的瞬态谱的建议作为最好的方式来确定第三个参数。一个模型建议新星喷出物的基础上，是一个整体的球状体的弹道喷射。云的大小分布应该决定喷出物的基本特征，包括新星亮度下降的短期波动和尘埃形成的位置。
2016-02-03 astro-ph.SR
Lesson learned from (some) recurrent novae
在这次演讲中，我们提出了早期衰退和星云光谱的经常性新星YY多尔和新星LMC 2009年。这些和其他一些相同类型的周期性新星，具有相似的光谱特征和演化。我们将批判性地讨论这些共同的特点，表明相同的白矮星的祖先和后爆发阶段的所有这些。
2013-03-12 astro-ph.SR
A Prediction of Supersoft X-Ray Phase of Classical Nova V5583 Sagittarii
我们观测到人马座V5583的B、V、y、R_C和I_C五个带，发现这些多带光变曲线与V382 Vel 1999的光变曲线几乎一致，直到爆发后至少100天。爆发后约6个月，BeppoSAX探测到V382 Vel的超软X射线相。V5583 Sgr几天前爆发，发现于2009年8月6.5 UT附近的光学峰值。从这两颗新星的光变曲线完全相似的角度来看，我们预计在爆发后6个月，V5583 Sgr将出现超软X射线阶段。超软X射线开启/关闭日期的检测强烈地限制了新星的演化，因此，WD的质量范围。为了及时观测到V5583 Sgr的超软X射线相，我们基于光学厚风理论计算了新星爆发演化，预测了超软X射线相：它很可能在爆发后的100 - 140天之间开始，并持续到200-240天。我们强烈建议在2009年12月和2010年1月，2月和3月期间进行多次观测，以检测V5583 Sgr的超软X射线相的开启和关闭时间。
2009-12-27 astro-ph.HE 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
Modern Rate-of-Decline Relations for Novae
San Diego State University（圣地亚哥州立大学）
该研究通过分析新星的t₂和t₃时间，建立了新型减退率关系，并发现t₂与t₃之间存在近似比例关系。
2026-03-10 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
IR study of nova V2468 Cyg from early decline to the coronal phase
我们目前的红外光谱和光度观测的新星V2468天鹅座涵盖期间从2008年3月13日至2008年11月11日。该物体的JHK光谱是使用近红外成像仪/分光仪从阿布山红外观测站拍摄的。光谱从0.8-5.2微米也提出了使用美国宇航局红外望远镜设施和DAC仪器获得。光谱主要由来自Brackett和帕邢系的强H I线，Fe II，OI和CI线在最初的日子，典型的Fe II型新星。在爆发后的一段时间内，测得的Pa-β和Br-γ线的半高宽为1800-2300 km/s。这些值缩小到1500-1600公里/秒的12天爆发。光谱显示突出的He I线在1.0830和2.0581微米连同H I和O I的排放功能后36天的爆发。我们的红外观测显示了相对较宽的发射线，光谱快速发展到更高的电离，日冕线的早期出现，以及没有尘埃发射，所有这些特征都表明了新星的混合性质。这可能是在红外波段观测到的最广泛的Fe IIb型新星。我们还注意到在2008年4月9日至2008年5月9日之间存在的Fe II在2.0888微米处的短寿命发射线。从新星喷出物中没有看到尘埃排放。我们还估算出天鹅座V2468的喷出物质量范围为3 x 10^{-6} - 10^{-5} Msun。
2015-02-17 astro-ph.SR
Highly Enriched 7Be in the ejecta of Nova Sagittarii 2015 No. 2 (V5668 Sgr) and the Galactic Lithium origin
我们报告了人马座新星2015年2号（V5668 Sgr）的高分辨率UVES光谱中7 BeII单电离同位素的高度蓝移共振线的证据。在爆发演化过程中，在几个不饱和和部分分辨的高速分量中清楚地检测到λ 313.0583，313.1228 nm处的共振双线7 BeII。铍的总吸收具有比所有其他元素大得多的等效宽度，并且与氢相当。我们估计原子分数N（7 Be）/N（Ca）~ 53-69不饱和和解决吸收成分。在几个高速成分中检测到的7 Be表明，它是在新星爆炸期间通过反应3 He}（α，γ）7 Be在热核失控中新产生的，正如Arnould和Norgaard（1975）所假设的那样，但数量比当前模型预测的要大得多。7 Be衰变为7 Li的半衰期为53.22天，与观测所涵盖的时间跨度相当。没有检测到LiI需要LiII在我们的观测中保持电离状态。大量的7 Be喷出物导致7 Li的产生，比陨石丰度高出约4.7-4.9 dex。如果这种高产量是常见的，即使在一小部分（~5%）的新星，他们可以使所有的“恒星”7 Li的银河系。
2016-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
A multiwavelength light curve analysis of the classical nova YZ Ret: An extension of the universal decline law to the nebular phase
本文通过构建综合模型分析经典新星YZ Ret的多波段光变曲线，确定其白矮星质量约为1.33倍太阳质量，并揭示星云阶段壳层发射衰减遵循普遍衰减定律，将定律适用范围延伸至星云阶段。
2023-06-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Temporal Development of Dust Formation and Destruction in Nova Sagittarii 2015#2 (V5668 Sgr): A Panchromatic Study
我们提出了5-28微米SOFIA预报光谱补充全色X射线通过红外观测的CO新星V5668 Sgr记录的形成和破坏的尘埃在500天后爆发。在1090 K的温度下，爆发后82天，尘埃开始凝结。冷凝温度表明冷凝物是无定形碳。有一个逐渐减少的粒度和粉尘质量在恢复阶段。这里给出的绝对参数值是针对1.2 kpc的假定距离。我们的结论是，如果尘埃是无定形碳，产生的尘埃的最大质量是1.2 x 10-7太阳质量。平均晶粒半径增长到最大值为2.9微米，在720 K的温度下约113天时，壳的视觉光学深度为Tau = 5.4。最大晶粒生长之后，随后是一段时间的晶粒破坏。从第95天到第500天以后，用Swift检测X射线。由热白矮星产生的雨燕X射线计数率在第220天左右达到峰值，当时它的光谱是kT = 35 eV的黑体。温度，加上超软X射线的开启和关闭时间，表明WD的质量为1.1太阳质量。我们表明，X射线通量足以摧毁尘埃。我们的数据表明，尘埃事件后的X射线增亮不是由于尘埃破坏，这肯定会发生，因为尘埃对X射线来说是光学薄的。
2018-04-24 astro-ph.SR
Origin of the `He/N' and `Fe II' Spectral Classes of Novae
爆发后新星的光谱显示无论是他+N或Fe II线作为最突出的非巴耳末线在最大光。光谱诊断表明物理条件的“He/N”光谱是一致的，其起源在白矮星（WD）喷出物，而“Fe II”光谱点，他们的形成在一个大的circumbinary信封的气体，其起源是第二颗星。两种类型的光谱中哪一种占主导地位的决定性参数可以是二元质量比Msec/MWD。新星被观察到的“混合”的对象，这两类光谱顺序出现的比例增加，解释了在爆发后下降的两个发射区域中的参数变化。我们认为，大多数新星可能是混合动力车，显示两种类型的光谱在下降。发射线强度比O I λ8446/λ7773被认为是一个很好的密度诊断的喷出物，并提出了一个发现的清单，在最近的光谱调查的新星发射线确定为未来的线识别工作的援助。
2012-08-02 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
SN2010U -- a Luminous Nova in NGC 4214
亮度、光变曲线、后最大光谱以及深爆发前图像上缺乏祖星表明SN 2010 U是一颗明亮、快速的新星。它的爆发震级是一致的，为快速新星使用经典新星的最大震级下降率关系。
2010-05-24 astro-ph.SR
AstroSat Soft X-ray observations of the symbiotic recurrent nova V3890 Sgr during its 2019 outburst
两个长的AstroSat软X射线望远镜的观测记录的共生复发新星，V3890 Sgr的第三次爆发。第一次观测运行，爆发后8.1-9.9天，最初显示了一个稳定的强度水平与硬X射线光谱，我们归因于新星喷出物和预先存在的恒星伴星之间的冲击。在第8.57天，第一个微弱的迹象出现了由白矮星表面残余燃烧提供动力的超软源（SSS）发射。观察到SSS发射在小时的时间尺度上变化很大。在第8.9天之后，SSS分量更稳定且更亮。在第二次观测中，在爆发后的第15.9-19.6天，SSS分量甚至更亮，但仍然高度可变。观察到SSS发射在第16.8-17.8天期间显著减弱，随后重新变亮。同时，冲击分量稳定，导致硬度比在衰退期间增加。AstroSat和XMM-牛顿观测已被用于研究V3890 Sgr的光谱特性，以得出定量结论，即使它们的缺点是依赖于模型。我们使用xspec来拟合等离子体发射的光谱模型，并且最佳拟合与第二次观测运行期间的元素丰度低于第一次观测运行期间的元素丰度一致，光谱>1 keV。SSS辐射与用于白矮星的非局域热平衡模型大气有很好的拟合。然而，由此产生的光谱参数，受到系统的不确定性，如原子数据的完整性。
2020-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
The orbital and superhump periods of the SU UMa-type dwarf nova V1212 Tauri
我们报告的超爆发的矮新星V1212头在2011年1月和2月期间获得的CCD测光。这次地震的爆发幅度至少为6级，持续时间至少为12天。观察到三个不同的超级驼峰制度。最初的低振幅超级驼峰（0.03至0.05级峰峰值）与Psh = 0.0782（52）d。超峰在平台期开始时达到最大振幅0.31等，Psh = 0.07031（96）d。随后，这颗星开始慢慢消失。在下降的第一部分，周期随着dPsh/dt = +1.62（9）× 10-3而增加，并且超级峰的振幅也下降。在缓慢下降的中途，超峰部分重新生长，这一点与新的超峰状态的变化相吻合，在此期间，dPsh/dt = -1.50（39）x 10-3。我们确定了它的轨道周期为Porb = 0.06818（64）d，超峰周期余值为θ = 0.034（15）d
2011-09-20 astro-ph.SR
Evidence for the merger hypothesis in V4332 Sgr: a low $^{12}$C/$^{13}$C ratio and multiple outbursts
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Keele University（基尔大学）；UKIRT Observatory, Institute for Astronomy（英国红外望远镜观测站，天文研究所）
V4332 Sgr的低12C/13C比值和多次爆发提供了恒星合并的证据。
2026-02-16 astro-ph.SR
V496 Scuti: An Fe II nova with dust shell accompanied by CO emission
我们目前的近红外和光学观测的新星V496 Scuti 2009涵盖了不同的阶段-前极大，早期衰退和星云-在其发现的前10个月，其次是有限的观测在2011年4月的早期。光谱遵循演化的新星时，线有很强的P天鹅座配置文件的一个阶段占主导地位的突出的发射线。在下降初期的近红外光谱的显着特点是一氧化碳的第一泛音带的发射中的罕见的存在。在亮度达到峰值后约150天，红外光谱显示在膨胀的喷出物中有清晰的尘埃形成。在V496 Sct的尘埃形成是一致的存在的低电离势的元素，如钠和镁在早期的光谱和CO带的检测发射。光变曲线显示缓慢上升到最大值和缓慢下降，表明质量损失延长。这是证实了加强的天鹅座P剖面在第一个30天。在接近光学最大亮度的光谱中，发现时看到的宽而单一的吸收成分被两个更尖锐的成分所取代。在早期的下降阶段，两个急剧下降，表明增加流出速度被认为是在天鹅座P的Fe II和H I线的吸收组件。2010年3月的光谱显示星云相的开始。几条发射线显示鞍状轮廓在星云阶段。在星云阶段，观测到的[O III]和H-β线的流量被用来估计电子数密度和喷出物的质量。光谱分析表明，该新星是按P_feA_o光谱序列演化的。对喷出物的物理条件进行了估计。其绝对星等为M_V = -7.0 +/-0.2，d = 2.9 +/-0.3kpc。
2012-07-20 astro-ph.SR
A Theory for the Maximum Magnitude versus Rate of Decline (MMRD) Relation of Classical Novae
我们提出了一个理论的MMRD关系的新星，使用自由自由发射模型光变曲线建立在光学厚风理论。我们计算了不同系列的$(\dot M_{\rm acc}, M_{\rm WD})$的$(t_3,M_{V,\rm max})$，其中$M_{V,\rm max}$是峰值绝对$V$星等，$t_3$是从峰值开始的3等衰变时间，$\dot M_{\rm acc}$是质量$M_{\rm WD}$的白矮星（WD）的质量吸积率。模型光变曲线的唯一特征是$x\equiv M_{\rm env}/M_{\rm sc}$，其中$M_{\rm env}$是富氢包层质量，$M_{\rm sc}$是风具有一定风质量损失率的标度质量。对于给定的点火质量$M_{\rm ig}$，我们可以指定模型光变曲线上的第一个点$x_0= M_{\rm ig}/M_{\rm sc}$，并从该第一个点计算相应的峰值亮度和$t_3$时间。我们的$(t_3, M_{V,\rm max})$点很好地涵盖了现有新星的分布。质量吸积率越低，峰值越亮。最大的亮度被限制在$M_{V,\rm max} \gtrsim -10.4$由$\dot M_{\rm acc} \gtrsim1 \times 10^{-11}~M_\odot$ yr $^{-1}$的最低质量吸积率。观测MMRD趋势的一个重要部分对应于不同WD质量的$\dot M_{\rm acc…
2020-09-07 astro-ph.SR
The Dusty Aftermath of a Rapid Nova: V5579 Sgr
本文通过2008至2015年的光谱观测和光变曲线分析，研究了快速新星V5579 Sgr的尘埃形成过程、抛射物丰度增强及中心热白矮星性质，确认其属于Fe II类快速新星。
2024-08-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Hubble Space Telescope survey for novae in M87. III. Are novae good standard candles 15 days after maximum brightness?
用哈勃太空望远镜（HST）对巨大的椭圆星系M87进行了为期十周的日常成像，获得了41条河外激变变星的质量前所未有的新星光变曲线。我们最近使用这些光变曲线来证明，在经典新星的所谓的最大震级下降率（MMRD）关系的观测散射是如此之大，使新星MMRD作为一个标准的蜡烛无用。在这里，我们证明了一个修正的Buscombe-de Vaucouleurs假设，即在一个巨大的椭圆星系中，衰减时间t2 > 10天的新星在最大光之后大约两周收敛到几乎相同的绝对星等，这一假设得到了我们的M87新星数据的支持。对于13颗新星的日采样光变曲线，在F606 W和F814 W滤光片中确定的最大光的时间，以及下降时间t2> 10天，我们发现M87新星显示M（606 W，15）= -6.37 +/- 0.46和M（814 W，15）= -6.11 +/- 0.43。如果不考虑衰减时间t2 < 10天的非常快的新星，那么在具有类似于M87的双星群的椭圆星系中，新星的距离应该可以通过上述校准以+/-20%的1 sigma精度确定。
2017-11-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Observational Report on the Classical Nova KT Eridani
介绍了高银纬经典新星波江座KT的分光和多色光度观测报告（波江座新星2009）。在最大光照12.2天后，在光谱上可以看到巴耳末系、He I、He II、N II、N III和O I的宽而突出的发射线。H的$α$线的半高宽产生大约3400 km s $^{-1}$的膨胀速度。在距离最大光照279.4天后，我们可以在光谱上看到He II和[O III]的突出发射线。其中，[O Ⅲ]（4959，5007）谱线呈现多峰。根据获得的光变曲线，KT Eri被归类为一颗非常快的新星，其衰减率为2个$6.2 \pm 0.3$天和3个$14.3 \pm 0.7$天。我们尝试使用最大震级与下降率的关系和KT Eri的距离来估计绝对震级（$M_V$）。计算的$M_V$约为-9。因此，距离和银河系的高度分别约为7千秒差距和4千秒差距。因此，KT Eri被认为位于银盘之外。
2013-02-06 astro-ph.SR
Searching for the 1 mHz variability in the flickering of V4743 Sgr: a Cataclysmic Variable accreting at a high rate
目标：一些研究得很好的激变变星（CV）显示出快速变化的离散特征频率;最突出的是log（f/Hz）$\simeq$-3附近。因为我们仍然只有少量的统计数据，我们得到了一个新的观察，以测试这是否是CV的一般特征，特别是如果质量转移发生在一个典型的矮新星爆发的高速率，在所谓的“高状态”。方法：我们分析了静止新星和中间极V4743 Sgr的光学开普勒数据。这个系统中有一颗白矮星通过处于高态的圆盘吸积。我们计算了功率密度谱，并寻找断裂或特征频率。我们的目标是评估闪烁的mHz频率是否是一般特征。结果：V4743 Sgr在log（f/Hz）$\simeq$-3处具有明显的断裂频率。这种检测将mHz特征频率是高状态CV的一般特征的概率从69%增加到91%。此外，我们提出的可能性，变异是由类似的机制，在新星样系统MV Lyr，这将使V4743 Sgr独特。
2021-02-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
V496 Scuti: Detection of CO emission and dust shell in a moderately fast Fe II nova
我们目前的近红外和光学观测中快速的FII级新星Scuti 2009（V496 Sct），涵盖各个阶段，前极大，早期下降和星云，在其发现后的前10个月，随后有限的观测到2011年4月。在初始阶段，新星光谱显示出突出的天鹅座P型轮廓，后来所有的线都在发射中看到。下降早期近红外光谱的显著特征是一氧化碳（CO）的第一泛音带的罕见出现。红外光谱表明，在峰值亮度后150天左右的后期阶段，膨胀喷出物中有明显的尘埃形成。在早期的红外光谱中存在低电离势的元素，如钠和镁，并在V496 Sct的发射和尘埃形成中检测到CO带，代表了新星喷出物中尘埃形成的完整预期序列。光变曲线显示缓慢上升到最大值和缓慢下降，表明质量损失延长。这是证实了加强的天鹅座P剖面在第一个30天。在发现时在光谱中的许多线中看到的宽的和单一的吸收分量被光谱中接近光学最大亮度的两个更尖锐的分量所取代。这些急剧下降看到在天鹅座P的Fe II和H I线的吸收组件在早期下降阶段显示出增加流出速度。星云相的开始在2010年3月的光谱中是明显的。在星云阶段，几条发射线显示鞍状轮廓。在星云阶段，观测到的[O III]和H线通量被用来估计电子数密度和喷出物的质量。光谱分析表明，该新星是按P_feA_o光谱序列演化的。
2013-03-11 astro-ph.SR
