Flickering around the outburst cycle in Kepler dwarf novae
利用几颗矮新星的高节奏Kepler光变曲线在数量和质量上的不平行性，研究了它们在爆发周期前后的闪烁强度和功率谱的高频谱指数随星等的变化。以前的工作表明，闪烁的强度（在一个幅度尺度上）几乎是恒定的，高于一个给定的亮度阈值，只有在微弱的幅度上升被确认为大多数的调查系统。作为一个新的功能，在闪烁强度的滞后被认为是在这个意义上，在相同的幅度水平闪烁是更强的下降期间从爆发期间比在上升。在光谱指数中也可以看到类似的滞后现象。在这两种情况下，它可以定性地解释在DIM模型的矮新星爆发的合理假设。
2021-12-10 astro-ph.SR
Flickering of the jet-ejecting symbiotic star MWC 560
分析了喷流共生星MWC 560中吸积白矮星的短期光变（闪烁）的光学光度数据。这些观测是在2011年11月至2019年10月期间的17个夜晚获得的。颜色星等图显示，系统的热分量变得更红，因为它变得更亮。对于闪烁源，我们发现它的颜色为0.14 < B-V < 0.40，温度范围为6300 < T_fl < 11000 K，半径为1.2 < R_fl < 18 Rsun。我们发现B波段幅度和闪烁源的平均半径之间存在很强的相关性（相关系数为0.76，显著性< 0.001）-随着系统亮度的增加，闪烁源的大小也会增加。估计的温度与激变变星亮点的温度相似。在2019年，闪烁消失，热分量的B-V颜色变得更蓝。
2020-03-31 astro-ph.SR
For optical flickering in symbiotic star MWC 560
这项研究是基于过去两个观测季节（2020/2021和2021/2022）的MWC 560观测结果。除了寻找闪烁，我们感兴趣的是在同一时期的亮度变化。寻找与其他类型恒星光谱的相似性也是我们非常感兴趣的，因为它可以帮助澄清这些物体的恒星配置。我们在MWC 560的最后两个观测季节的观测证实了闪烁的存在。从收集到的XX Oph和MWC 560的光谱的相似性，我们假设XX Oph的成分是一个红巨星和一个白矮星，它们也被一个共同的壳层所包围。
2022-12-11 astro-ph.SR
The hidden symbiotic star SU Lyn -- detection of flickering in U band
我们报告光度观测的隐藏的共生星SU林在光学波段。在五个夜晚，我们在U波段探测到幅度约为0.05等的弱闪烁。B、V、g'和r'带无夜间变异。这又一次表明次级成分是一颗以低吸积速率吸积的白矮星。我们还搜索了十几个相关对象（RR Boo，RT Boo，AM Cyg，AG Peg，BF Cyg，NQ Gem，StHa 190，V627 Cas，XX Oph，FS Cet和Y Gem）的夜间变化，其中没有检测到超过观测误差的变化。
2022-08-12 astro-ph.SR
Recurrent and symbiotic novae in the OGLE data
我们分析了两个银河系复发新星（V745 Sco和V3890 Sgr）和一个大麦云云对象（新星LMC 1990 b）观察了几年的光学引力透镜实验（OGLE）巡天的长期光学测光。我们没有发现与先前声称的V745 Sco的轨道周期的变化。这将使基于该值的先前发现无效（例如，距离确定）。这个物体的静止变化主要是由红巨星二级的半规则脉动（周期为136.5和77.4 d）。新星LMC 1990 b的光度测定揭示了2010年的一次未被注意的爆发和类似日食的平静期变化，周期为1.26432（8）d。光度学特性使该对象与U Sco非常相似。最后，我们描述了两个可能的共生新星，V5590 Sgr和OGLE-2011-BLG-1444的爆发。V5590 Sgr的伴星是一颗脉动周期为236 d的Mira星。
2014-07-18 astro-ph.SR
The symbiotic binary ZZ CMi: intranight variability and suggested outbursting nature
我们提出的光度和光谱观测的共生星ZZ CMi。我们检测夜间的变化-闪烁和U波段的平滑变化。在U波段，闪烁的幅度约为0.10-0.20等。在B波段的可变性较低，振幅小于0.03马格。我们还检测到的H-α和H-β发射线的可变性，并找到一个流出的速度约为120-150公里/秒的指示。结果表明，ZZ CMi是一个吸积动力的共生体，包含一个M4-M6 III冷组分和一个类似于复发新星和喷流喷射共生星的白矮星。[The数据可查阅www.astro.bas.bg/ZSRz/ZZCMi/ZZCMi.tar.gz]
2021-10-01 astro-ph.SR
Symbiotic novae
本文综述共生新星的多波段观测性质，基于RS Oph和V407 Cyg等爆发提出三维模型以定位各类辐射源区，并编制银河系共生新星修订星表，同时讨论T CrB即将再次爆发的前景。
2024-12-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamic Studies of the Evolution of Recurrent, Symbiotic, and Dwarf Novae: The White Dwarf Components are Growing in Mass
共生双星是包含白矮星和红巨星的系统。共生新星是那些在WD成分上发生热核爆发的系统。这些都是区别于事件驱动的吸积盘不稳定性类似的矮新星爆发的灾难性的变量爆发。另一类共生系统是WD非常明亮的系统，看起来很可能是静止的核燃烧正在增生的WD上进行。一个基本问题是WD的长期演变。在这些吸积系统中的重复爆发或静止燃烧是否会导致WD增加或减少质量？如果它的质量不断增加，它最终会达到克拉塞卡极限并成为超新星（如果它能隐藏系统中的氢和氦，那么它就是超新星Ia）吗？为了更好地理解这些系统，我们已经开始了一个新的研究热核失控（TNR）的演化在吸积信封的WD使用各种初始WD的质量，光度和质量吸积率。我们使用我们的1-D水力代码NOVA，其中包括Arnett、Meakin和Young的新对流算法、Hix和Thielemann核反应求解器、Iliadis反应速率库、Timmes状态方程和OPAL不透明度。我们假设太阳的组成（Lodders丰度分布），不允许任何混合的吸积材料与核心材料。这个假设对我们的结果有很大的影响。我们在这里报告：（1）WD在所有模拟中的质量都在增长，因此不会发生典型的“稳定燃烧”;（2）在某些（但不是所有）模拟中，只有一小部分吸积物质被喷射出来。我们还发现，吸积系统，热核失控之前，是太冷，在X射线搜索超新星Ia的祖先。
2012-11-26 astro-ph.SR
Infrared spectroscopy of the remnant of Nova Sco 2014: a symbiotic star with too little circumstellar matter to decelerate the ejecta
爆发前的2 MASS和新星Sco 2014（V1534 Sco）的WISE测光表明，在天空中的新星位置存在一个冷巨星。然而，新星的光谱演化记录并不支持直接的伙伴关系，因为没有观察到闪光电离风和喷出物的减速，与其他在共生双星如V407 Cyg或RS Oph中爆发的新星所显示的行为相反。因此，我们获得了Nova Sco 2014残余物的0.8-2.5微米光谱，以确定是否确实存在冷巨星，以及它是否与新星有物理联系。光谱显示了一颗M6 III巨星的存在，变红的E（B-V）=1.20，显示了一颗共生星典型的窄发射线光谱，包括HeI 1.0830 $μ$ m和深P-Cyg轮廓。这使得Nova Sco 2014成为共生双星中爆发的新星俱乐部的新成员。Nova Sco 2014表明，与共生双星一起爆发的新星并不总是伴随着喷出物的减速，这与普遍的看法相反。许多其他类似的系统可能隐藏在过去的新星中，特别是那些在2 MASS全天空红外线调查发布之前爆发的新星，现在可以与它们进行有益的交叉匹配。
2017-12-07 astro-ph.SR
Thermal radio emission from novae & symbiotics with the Square Kilometre Array
新星在爆发过程中的热射电辐射使我们能够推导出喷出物的质量、动能和密度分布等基本量。最近对VLA和e-MERLIN等新升级设施的观测才刚刚开始揭示新星中令人难以置信的复杂物质喷射过程（喷射似乎经常在多个阶段和长时间尺度上进行）。共生星也可以表现出爆发，有时伴随着喷流中物质的喷出。然而，与新星不同的是，共生体的长期热无线电辐射源自巨大的二级恒星的风，而二级恒星的风是由热的白矮星辐射的。白矮星对巨星风的影响是强烈的时变的，驱动这些变化的物理机制仍然是一个谜（可能包括吸积不稳定性和白矮星表面随时间变化的核燃烧）。SKA 1的灵敏度将使我们能够调查整个银河系的新星，揭示统计上完整的人口。有了SKA 2，就有可能在麦哲伦星云中进行类似的研究。这将使高质量的测试背后的理论吸积和质量损失的吸积白矮星，具有重大意义，以确定其可能的作用Ia型超新星的祖先。特别是SKA 1-MID的观测，在广泛的频率范围内，但重点是更高的频率，将提供一个无与伦比的物理过程驱动质量喷射和导致新星的多样性，同时也确定共生星的吸积过程和速率。
2015-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Photoionization modelling of quiescence phase spectra of novae & symbiotic star
本文利用光学区的观测光谱和已发表的光谱，对处于静止期的几颗新星（T CrB，GK Per，RS Oph，V3890 Sgr和V745 Sco）和一颗共生星（BX Mon）进行了研究。观测是使用2米喜马拉雅钱德拉望远镜（HCT）的设施进行的。一般来说，光谱显示出突出的氢，氦，铁和氧的低电离发射功能和TiO吸收功能，由于冷的第二组分; T CrB和GK Per显示较高的电离线。我们使用光电离代码CLOUDY来模拟这些光谱。根据最佳拟合模型，我们估计了物理参数，例如，温度、光度和氢密度;估计的元素丰度和与系统有关的其他参数。通过将各种巨星的光谱与吸收特征相匹配，并从最佳拟合出发，我们确定了秒级的类型以及它们对光谱的贡献。
2020-07-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
A new way to find symbiotic stars: accretion disc detection with continuum survey photometry
提出利用SkyMapper测光数据探测吸积盘闪烁寻找共生星的新方法，发现12颗新共生星，证明至少20%共生星具可探测光学闪烁。
2025-08-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of a probable very fast extragalactic nova in a symbiotic binary
非常快的新星是演化非常快的新星（只有几天的时间尺度）。由于它们的快速演化，非常快的新星是具有挑战性的检测和研究，特别是在早期。在这里，我们报告的发现，这是我们的瞬态紫外线天体项目的一部分，在附近的螺旋星系NGC 300可能非常快的新星。我们在近紫外线（NUV）中检测到了上升到峰值（这对于非常快的新星来说是很少观察到的），第一次检测是在喷发开始后大约2小时。在紫外和可见光波段也观察到了衰减的峰值和早期阶段。该源在3.5天内迅速衰变2个NUV星等，使其成为已知最快的新星之一。此外，在档案近红外斯皮策和VIRCAM图像中发现了一个可能的静止对应物，但在任何深光学和紫外观测中都没有发现，这表明在静止时有一个非常红色的光谱形状。爆发和平静的性质表明该系统可能是一个共生双星。我们讨论了这种新的瞬态的背景下，非常快的新星一般，特别是作为一个有前途的超新星Ia型祖先的候选人，由于其非常高的推断WD质量（~1.35 Ms，确定通过比较这个源其他非常快的新星）。
2022-10-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing Physical Conditions in Classical and Symbiotic Novae with the Square Kilometre Array Observatory
Radboud University（拉博德大学）；Joint Institute for VLBI ERIC（甚长基线干涉测量欧洲研究联盟联合研究所）；ASTRON（荷兰射电天文研究所）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；The University of Sydney（悉尼大学）；ARC Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery (OzGrav)（引力波发现卓越研究中心）；Texas Tech University（德克萨斯理工大学）
本文探讨SKAO如何通过多频、多历元干涉观测，揭示经典新星和共生新星在热核爆炸后的电离和非热辐射过程，并定期监测银河系新星。
2026-06-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical Flickering of the recurrent nova RS Ophiuchi: amplitude - flux relation
我们报告了共生周期新星RS~Oph在五个波段（$UBVRI$）静止时的闪烁变化的观测结果。我们发现的峰-峰闪烁幅度（$ΔF$）和热分量（$F_{\rm av}$）的平均通量之间的相关性的证据。相关性非常显著，相关系数为0.85，$p$值为~ $\sim 10^{-20}$。结合所有波段的数据，我们发现RS~Oph的$UBVRI$闪烁与$ΔF \propto F^k_{\rm av}$类型的关系，其指数为$k = 1.02 \pm 0.04$。因此，变化幅度和热分量的平均通量之间的关系符合线性。闪烁的均方根幅度平均为$F_{\rm av}$的8%（$\pm2$百分比）。探测到的相关性类似于在吸积黑洞/中子星和激变变星中发现的相关性。并对可能的原因进行了简要的讨论。这些数据可应作者的要求提供。
2015-05-21 astro-ph.SR
Circumstellar Shell Formation in Symbiotic Recurrent Novae
我们提出的模型球对称经常性新星壳相互作用的拱星物质的共生系统组成的红巨星驱逐风，和一个白矮星吸积从这种材料。周期性爆发的新星会周期性地以高速（$\gtrsim 10^3$ km/s）将物质喷射到红巨星风剖面中，当星周物质被卷起时，会产生减速冲击波。高的星周物质密度导致冲击风和喷出物的冷却时间非常短，只有几天到几周。因此，壳层的后期演化由动量守恒而不是能量守恒决定。我们计算和显示的演变轨迹壳减速，以及冲击后的结构。在扫过所有红巨星风后，壳以$\sim 100$ km/s的速度滑行，这取决于系统参数。这些速度类似于共生新星RS Oph的蓝移星周物质，以及一些显示星周物质证据的Ia型超新星，如2006 X，2007 le和PTF 11 kx。在这样的系统中发生的超新星可能不会显示出星周物质的相互作用，直到内部的新星壳被超新星喷出物击中，爆炸后几天到几个月。
2012-10-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
A comparative study of the strength of flickering in cataclysmic variables
闪烁是吸积天文系统中的一种普遍现象，至今仍无法获得详细的物理理解。这一点在激变变星（CV）中尤为明显。尝试定义模型的边界条件，闪烁的强度是在100多个CV的数千条光曲线中测量的。闪烁幅度由高斯拟合的FWHM参数化到光曲线中的数据点的幅度分布。在不同来源之间进行比较之前，需要对这一数量进行几次校正。虽然没有相关性的闪烁强度与简单的参数，如组件的质量，轨道倾角或周期被检测到，依赖的绝对大小的主要组成部分和CV亚型被发现。特别是，闪烁在VY Scl tpye novalike变量系统强于UX UMa型novalike。闪烁光源的宽带光谱可以通过简单的模型来拟合，但是在$U$频带中显示出过量。当观测数据允许的情况下，我们发现了闪烁强度与轨道相位的关系，但对于不同的系统，这种关系是不同的。令人惊讶的是，也有迹象表明，闪烁强度的变化与超峰阶段的novalike变量与永久的超峰。在矮新星中，闪烁的幅度在平静期间很高，当系统进入爆发（或从爆发返回）时，闪烁的幅度迅速下降到中等幅度，并且平均而言，在给定的亮度阈值以上保持恒定。
2021-03-26 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
Eruptive novae in symbiotic systems
本研究通过模拟宽距共生系统中的新星喷发，发现白矮星质量和间距影响吸积率与轨道演化，并识别出可增质的弱喷发新星，可能作为Ia型超新星前身。
2023-11-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Theoretical light curve models of the symbiotic nova CN Cha -- Optical flat peak for three years
本研究针对慢速共生新星CN Cha的三年光学平坦峰特征，基于流体静力学近似建立理论光变曲线模型，估算其白矮星质量约0.6倍太阳质量，解释了平坦峰新星与多峰新星的差异成因。
2023-06-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of fast, large-amplitude optical variability of V648 Car (=SS73-17)
我们报告发现的大幅度闪烁V648车（= SS 73 - 17），一个研究不足的对象中列出的极少数硬X射线发射共生星。我们在智利的Las Campanas天文台使用Swope望远镜进行了毫米级精密光学测光，发现V648 Car在几分钟的时间尺度上显示出很大的U波段变化。据我们所知，这是有史以来报道的最大的共生星闪烁。我们的发现支持了共生WD产生硬X射线主要由吸积提供动力的假设，而不是准稳定的核燃烧，并且具有接近于Ekrasekhar极限的质量。从闪烁的光曲线中没有明显的周期性。ASAS的长期V光变曲线表明，存在一个潮汐扭曲的巨人通过罗氏瓣溢出吸积，和一个约520天的双星周期。基于V648 Car出色的物理特性，如其快速和长期的光学可变性以及其作为硬X射线发射体的性质所暗示的，因此我们呼吁在不同波段同时进行后续观测，最好与时间分辨光谱学相结合。
2012-07-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Macro-flickering of AQ Mensae on the daily time-scales: Parameters and quasi-period modes
本研究分析AQ Men的TESS测光数据，识别出3种宏观闪烁准周期模式，结合文献共7种模式符合幂律分布，还预测了另外5种模式，并对比了共生双星的闪烁幂律特征。
2023-12-14 astro-ph.SR
Mass accretion rate in the jet-driving symbiotic binary MWC 560
基于 MWC 560 在1990—2023年的 B、V 波段测光，本文估算热组分光度与质量吸积率，发现光学闪烁在约1×10^-6 M⊙ yr^-1时消失，并给出短期变化上限。
2023-12-07 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
Resolving the mass transfer in the symbiotic recurrent nova T Coronae Borealis
本文利用相位分辨高分辨率光谱和多普勒层析成像，解析了共生再发新星北冕座T在超活跃阶段的质量转移机制，发现洛希瓣溢流增强、吸积盘充分演化，并识别出亮斑、辐照、盘风及双极喷流等多种相互作用位点，表明其质量转移机制与激变变星相似。
2025-01-06 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
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
New Online Database of Symbiotic Variables: Catalog and Statistical Overview of Symbiotic Binaries
Charles University（查理大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；P. J. Šafárik University（帕维尔·约瑟夫·沙法里克大学）
构建了银河系及近邻星系中已知和候选共生星的新在线数据库（NODSV），包含近1400个天体，并基于收集的数据对确认的共生双星进行了统计概览。
2026-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Massive CO White Dwarf in the Symbiotic Recurrent Nova RS Ophiuchi
如果在双星系统中吸积的白矮星（WD）要产生Ia型超新星（SNIa），它们必须成长到接近克拉塞卡质量并点燃碳燃烧。最终证明WD自诞生以来已经大幅增长是一项具有挑战性的任务。氢的缓慢吸积不可避免地导致了侵蚀，而不是WDs的生长。快速吸积氢导致的氦层的增长，由于既减少简并和抑制混合的吸积氢与下面的WD。然而，直到最近，对氦吸积的WD的模拟都声称，一旦超过$\sim 10^{-1}\, \rm M_{\odot}$，氦包层就会爆炸性地喷射出来。因为CO WD不可能在出生时质量超过$\sim 1.1\, \rm M_{\odot}$，任何超过$\sim 1.2\, \rm M_{\odot}$的物体都必须有相当大的增长。我们证明了共生新星RS Oph中的WD的质量范围为1.2 - 1.4 μ M $_{\odot}$。我们比较了紫外光谱的RS Oph与那些与ONe WD的新星，并与新星爆发CO WD。RS Oph WD显然是由CO制成的，这表明它自出生以来已经大幅增长。它是最终产生SNIa的主要候选者。
2017-08-15 astro-ph.HE 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
Recurrent Novae - A Review
近年来，经常可以在从无线电到光学到X射线的广泛波长范围内非常强烈地观察到周期性的新星爆发。在这里，我从最近的多波长观测中选出一些亮点。T Pyx之谜是本文的核心。虽然我们目前对CV和共生恒星演化的理解可以解释为什么某些经常性新星的子集具有高吸积率，但与演化平均值相比，T Pyx的吸积率必须大大提高。与此同时，我们有大量的数据来估计新星包层是如何在T Pyx中喷出的，这是一个相当复杂的故事。人们怀疑，在通常的周期性和经典新星中，包络抛射比教科书上的描述要复杂得多。在评论的最后，我会推测这两个可能是有联系的。
2014-07-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
V4141 Sgr: Outflows and repeated outbursts
本文分析共生星V4141 Sgr的长期增亮与重复爆发，结合新光谱与多波段测光及历史数据，发现其爆发含慢新星特征，并伴有光学厚物质抛射和可能双极喷流，值得持续监测。
2025-04-23 astro-ph.SR
High-resolution imaging of the evolving bipolar outflows in symbiotic novae: The case of the RSOphiuchi 2021 nova outburst
针对2021年RS蛇夫座新星爆发事件，本研究通过VLBI射电观测揭示其双极外流演化形态与密度径向分布特征，明确红巨星质量损失去向，完善了该共生新星爆发后的源结构物理图景。
2024-12-03 astro-ph.GA astro-ph.HE 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
A Mystery in Chamaeleon: Serendipitous Discovery of a Galactic Symbiotic Nova
我们提出了一个低光度新星发生在银河系中的共生双星系统的偶然发现。我们列出了大量的档案数据，以及与Chamaeleon星座中的恒星对象V $^*$ CN Cha相关的新的后续观测。该天体在其最近的过去具有长周期（$\sim\! 250\,$天）、高振幅（$\sim\! 3\,$等）的光学变率，在此之前光学亮度增加了$\sim\! 8\,$等，并在此光度下持续了约3年，随后是一段$\sim\! 1.4\,{\rm mag}\,{\rm yr}^{-1}$变暗的时期。该天体目前的光学光度似乎是由H $α$发射所主导，它也表现出蓝移吸收（一个类似天鹅座的P型轮廓）。在考虑了许多理论来解释这些无数的观测结果，我们确定V $^*$ CN Cha最有可能是一个共生（一个演化的恒星-白矮星双星）系统，它经历了一个长时间，低光度，新星。按照这种解释，V $^*$ CN Cha的爆发是有史以来观测到的光度最低的新星之一。
2020-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Taking a break: paused accretion in the symbiotic binary RT Cru
共生双星有时会在相当长的一段时间内隐藏它们的共生性质。越来越多的观测证据表明，在那些仅仅由红巨星的风物质吸积到白矮星上的共生体中，白矮星表面没有任何准稳定的壳燃烧，光谱中的特征发射线可以消失，留下一个孤立的红巨星光谱。在这里，我们提出了令人信服的证据，证明2019年RT Cru光谱中光学发射线的消失是由于吸积率的降低，我们通过对X射线光谱进行建模得出了这一结论。吸积速率的这种下降导致电离光子的较低通量，从而导致光谱中的微弱/不存在的光电离发射线。在过去的33年里，我们用XMM-牛顿和雨燕在X射线和紫外线中观察了白矮星共生RT Cru，并收集了地基光谱和光度学。这一长期覆盖表明，在2019年的大部分时间里，白矮星上的吸积率非常低，$\dot{M}= (3.2\pm 0.06)\, \times$ 10 $^{-11}$ $M_{\odot}$ yr $^{-1}$（d/2.52 kpc）$^2$，历史上检测到的硬X射线发射几乎消失，UV通量衰减大约5个量级，$U$、$B$和$V$闪烁幅度减小，从2019年1月到3月，巴尔默线几乎消失了。长期持续的低吸积事件，因为这里报道的可能会阻碍RT Cru经历新星型爆发的机会，尽管吸积白矮星的质量很高。
2022-11-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
The O I] 1641A line as a probe of symbiotic star winds
如果光学深度足够高，则中性氧共振1302 A线可以通过在1641 A处的相互组合跃迁去激发到亚稳态。这在以前的一些研究中已经注意到，但从未系统地研究过共生星和共生类复发新星中的中性红巨星风的诊断。我们使用档案$IUE$高分辨率，GHRS和STIS中，高分辨率，光谱研究共生星的样本。在可能的情况下，测量O I 1302 A和O I 1641 A线的积分通量。相互组合1641A线检测到大量的共生星的光学深度，使列密度与直接日食措施（EG和）和演变的经常性新星RS Oph 1985年爆发。在四个系统（EG And，Z And，V1016 Cyg和RR Tel）中，我们发现O I]的变化与光学光变曲线和爆发活动密切相关。这种过渡也可以是重要的研究各种各样的来源，其中一个电离边界H II区域是嵌入在广泛的中性介质，包括活动星系核，而不仅仅是评估灭绝。
2010-04-15 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Classical Novae at Radio Wavelengths
我们目前的无线电观测（1- 40 GHz）的36个经典新星，代表了从文献，望远镜档案，和我们自己的程序编译超过五十年的数据。我们的目标在其光学参数方面显示出惊人的多样性（例如，跨越光衰落时间尺度，t_2 = 1- 263天），并且我们在无线电光变曲线中发现类似的多样性。利用亮度温度分析，我们发现，从新星的无线电发射是一个混合物的热辐射和同步辐射，与非热辐射观测在较早的时间。我们发现至少有9颗新星（25%）的高亮度温度辐射（T_B > 5x10^4 K）是同步辐射的指示。我们发现一类同步加速器占主导地位的新星与轻度进化的同伴，以V5589 Sgr和V392 Per为例，这似乎是一个经典的新星与矮同伴和共生双星与巨人的同伴之间的桥梁。在我们的样本中，有四颗新星有两个不同的射电最大值（第一个由同步辐射主导，第二个由热辐射主导），在四种情况下，早期的同步辐射峰值在时间上与光学光变曲线的急剧下降相一致，暗示着粒子加速和尘埃形成的共同点。我们以表格的形式发布光变曲线，并鼓励更广泛的社区在多波长研究和建模工作中使用这些数据。
2021-07-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
LMC S154: the first Magellanic symbiotic recurrent nova
经典的新星爆发已经被认为存在于一些河外共生星中，但在任何一个系统中都没有被证实。在这项工作中，我们研究这些系统之一，LMC S154的性质。我们收集了档案测光观察，以确定在这个系统中的变化的时间尺度和性质。此外，我们进行了光度和光谱系统的监测，并拟合合成光谱的观察。红巨星光球中的碳丰度明显高于星云中的碳丰度，这证实了新星爆发喷出物对环双星物质的污染。光度和光谱数据显示，该系统在2009年达到了平静，这意味着第一次在河外共生星中观察到新星爆发的所有阶段。这些数据表明，在LMC S154中很可能观察到三次爆发，这将使该系统成为一类罕见的共生复发新星的成员。光谱中日冕线的发现支持了该系统的周期性，日冕线仅在与大质量白矮星共生的恒星中观察到，并且具有短周期爆发。收集的证据足以将LMC S154归类为第一颗真正的河外共生新星，这可能是一颗复发新星。它也是第一颗拥有富碳供体的新星。
2019-02-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Photometry of the long period dwarf nova MU Centauri
即使在较明亮的激变变星中，也有相当数量的天体存在，但我们对它们的了解并不多。其中一个，MU Cen，作为一个小项目的一部分被观察到，以更好地描述这些被忽视的系统。为了寻找系统结构及其在小时和更短时间尺度上的行为的线索，研究了宁静期间MU Cen亮度的时间变化。在白光中观察到的光曲线，在几秒钟的时间分辨率和持续时间为几个小时，在六个晚上，跨越总的时间基础为五个月，使用不同的时间序列分析工具，以及模型拟合进行了研究。天蝎座MU Cen的光变曲线主要由副星的椭球变化所控制。精确的轨道周期为P（orb）= 0.341883天。模型拟合允许将第二颗恒星的温度限制在~5000 K，轨道倾角限制在50 deg <= i \<= 65 deg。后者的结果允许估计的组件质量可能是有点小，在以前的出版物中得出的。还确定了第二个持续期P（2）= 0.178692天。其起源尚不清楚。然而，与所有激变变星一样，牟岑的闪烁水平也很低。它的频率行为对于静止的矮新星来说是正常的。有迹象表明，个别闪烁事件并不总是独立的，但可以导致效果让人联想到准周期振荡。
2016-01-21 astro-ph.SR
Dissecting a disk-instability outburst in a symbiotic star: $NuSTAR$, and $Swift$ observations of T Coronae Borealis during the rise to the "super-active" state
人们以前所未有的细节观察到了复发新星T CrB当前的$super-active$状态。先前发表的观测提供了强有力的证据，表明这种状态是由于通过吸积盘的物质流动的增强，这增加了其最内部区域（边界层）的光学深度。$NuSTAR$和$Swift$在2015年9月观测到T CrB，大约在上升到光学最大值的中途。在我们对这些数据的分析中，我们发现：$i$）2015年使用$Swift$ /UVOT观察到的紫外发射，在光学峰之后，已经与2017年一样明亮; $ii$）软X射线发射（E $\lesssim$ 0.6 keV）在2017年光学峰之后观测到，另一方面，在2015年的上升阶段期间尚未发展; $iii$）发射硬X射线的等离子体（E $\gtrsim$ 2 keV）具有与2006年静止期相同的温度和大约一半的通量。这种现象类似于在矮新星爆发期间观察到的现象，但光谱能量分布的变化发生在更长的时间尺度上。
2019-06-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Infrared studies of Nova Scorpii 2014: an outburst in a symbiotic system sans an accompanying blast wave
近红外光谱是为天蝎座新星2014提供的。它表明，爆发发生在一个共生的二元系统-一个非常罕见的配置，一个经典的新星爆发发生，但适当的喷发的经常性新星的T CrB类。我们估计次级的光谱类为M5 III $\pm$（两个子类）。最大震级与下降率（MMRD）的关系给出了一个不可接受的大值37.5千秒差距的距离。的光谱是典型的He/N类的新星与强大的HeI和H线。的配置文件是广泛的，平顶与全宽零强度（FWZI）接近9000-10000公里秒$^{-1}$，也有一个尖锐的狭窄的组件叠加，这是由于从巨人的风排放。伴随着X射线和$γ$射线的热冲击气体，预计将在新星的高速喷出物冲入周围的巨风时形成。尽管观察到X射线发射，但未报告$γ$射线发射。同样令人困惑的是，在近红外（NIR）中没有看到减速激波的特征，在类似的系统如RS Oph，V745 Sco和V407 Cyg中看到，因为线轮廓迅速变窄。小的爆发幅度和巨大的次级强烈表明Nova Sco 2014可能是一颗复发新星。
2015-07-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Regulation of accretion by its outflow in a symbiotic star: the 2016 outflow fast state of MWC 560
吸积盘是如何受到其外流的影响？为了解决从冷巨星吸积的白矮星的这个问题，我们在其2016年光学高态期间对流出驱动共生星MWC 560（=V694 Mon）进行了光学，无线电，X射线和紫外线观测。我们跟踪了多波长的变化，这些变化表明，在长达数月的外流快态开始时，外流功率突然增加，就像光通量达到峰值一样：（1）巴耳末吸收速度突然加倍;（2）射电通量出现$20$ $μ$ Jy/月的增加;（3）软X射线通量出现数量级的增加。并置到以前的X射线观测和他们的同时代的光谱，我们推断，高速和低速的光学外流组件必须同时存在，以产生一个大的软X射线通量，这可能源于这些快速和缓慢的吸收碰撞的冲击。我们的光学和紫外光谱表明，宽吸收线气体在整个2016年流出快速状态中是快速，稳定和致密的（$\gtrsim10^{6.5}$ cm $^{-3}$），稳定地供给低密度（$\lesssim10^{5.5}$ cm $^{-3}$）区域的放射性气体。持续的光学和紫外线闪烁表明吸积盘保持完整。这些性质在2016年的稳定性与MWC 560在1990年爆发时的不稳定性形成对比，尽管圆盘达到了类似的吸积率。我们认为，2016年稳定的快速外流的自我调节效应阻止了内盘的灾难性弹射。这种行为在一个共生的二类似盘/流出的关系，在X射线双星吸积状态的变化。
2019-12-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Symbiotic stars in X-rays IV: XMM-Newton, Swift and TESS observations
本文利用XMM-Newton、Swift和TESS观测四个共生星系统，通过X射线光谱拟合将其分类为β型或δ型，揭示其X射线辐射主要源于低吸积率驱动的吸积盘边界层或星风激波，并证实吸积盘的存在。
2024-05-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Synchrotron emission from double-peaked radio light curves of the symbiotic recurrent nova V3890 Sagitarii
本文通过 MeerKAT 和 VLA 对共生再发新星 V3890 Sgr 爆发后 1 至 540 天的射电观测，利用同步辐射光变曲线建模估算了红巨星质量损失率和白矮星抛射物质量，并排除其作为 SN 2011fe 前身天体的可能。
2023-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Photometry of some more neglected bright cataclysmic variables and candidates
作为努力的一部分，以更好地表征明亮的激变变量（CV）和相关的系统，在过去很少受到关注的四个系统（V504 Cen，KT Eri，Ret 1和CTCV 2056-3014）的光变曲线进行了分析。对于这些恒星中的一些没有时间分辨测光已公布。虽然在除Ret 1之外的所有系统中观察到闪烁，但在V504 Cen和CTCV 2056-3014中尤其强烈。在后者的恒星，以前观察到的15.4米的周期，导致其作为一个中间极性的初步分类，可能是虚假的。在经典新星KT Eri爆发前的光变曲线中观察到的百分之一天的时间尺度上的变化在爆发后继续，但似乎不是严格的周期性的。此外，长期爆发后的光变曲线表现出调制准周期的长度相当不同。因此，这些变化不可能是由于在一个类似于一些复发新星的巨型组成部分的系统中与相位相关的变化。相反，该系统可能表现出周期为0.1952 d的变化，这可能是轨道的。然而，任何这样的结论仍然需要确认。
2017-08-01 astro-ph.SR
The Recurrent Nova TCrB: A Method for Predicting the Next Eruptive Event in Nova Cycles
Enel Research（恩力研究）
基于对共生再发新星TCrB的研究，利用前人确定的关键物理参数，提出新的半经验方法推导新星重现时间变化，预测其下次爆发时间为2027年2月26日。
2026-07-13 astro-ph.SR physics.data-an
A first systematic characterization of cataclysmic variables in SRG/eROSITA surveys
本研究系统性表征了eROSITA巡天中激变变体的X射线与光学性质，揭示了各类CVs在诊断图中的平均属性，并发现探测率随数据叠加和距离限制显著提升。
2024-07-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
