On the Evolution of the Late-time {\it Hubble Space Telescope} Imaging of the Outburst of the Recurrent Nova RS Ophiuchi (2006)
我们用Ribeiro等人（2009）的模型模拟了RS Ophiuchi的晚期{ \it Hubble Space Telescope}成像，当时由于同步地基光谱学的未知可用性，对于从早期到晚期观测的膨胀星云的演变留下了一些悬而未决的问题。最初的发射谱线鉴定表明，光谱中不存在禁止谱线，WFPC 2 F502 N图像区域中出现的发射谱线是由于N{ \sc ii}和He{ \sc i} + Fe{ \sc ii}。最适合光谱的模型是外部快速移动的材料随时间线性膨胀，而内部过密度材料要么经历一些减速，要么物理尺寸没有变化。这种内在超密度的起源需要进一步探索。
2014-10-01 astro-ph.SR
Optical spectroscopy of the recurrent nova RS Ophiuchi - from the outburst of 2006 to quiescence
这里展示了2006年蛇夫座RS爆发后一天开始到爆发后一年多的光谱。光谱的演变被发现是类似的，在以前的爆发。早期阶段的光谱主要由氢和氦（I和II）线。后期出现日冕和星云线。发射线的宽度随着时间的推移而变窄，这被解释为一个冲击波扩展到红巨星风。使用光电离代码云，光谱在9个时代跨越14个月后的爆发峰值，从而涵盖了广泛的电离和激发水平的喷出物，建模。最佳拟合的模型参数表明存在一个热的白矮星源，其光度大致恒定为1.26 x 10^{37} erg/s。在前三个月，发现的He，N，O，Ne，Ar，Fe，Ca，S和Ni的丰度（按数量计）高于太阳丰度，这些元素的丰度在后期下降。还提供了在静止期间获得的光谱。静态光谱的光电离模型表明存在低光度的吸积盘吸积盘。在静止期氦的丰度在太阳之下。
2017-11-21 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
High-resolution optical spectroscopy of RS Ophiuchi during 2008 -- 2009
蛇夫座RS是一颗共生变星，也是一颗轮回新星。我们用北欧光学望远镜对它进行了监测，在静止期的一个轨道周期内获得了30个高分辨率（R= 46000）的光谱。据我们所知，这是RS Oph在一个轨道周期内的最佳采样高分辨率光谱数据集。我们没有检测到任何直接的签名，如双峰发射线的吸积盘，但许多线的轮廓是复杂的叠加发射和吸收组件组成。我们测量了红巨星的自旋，并得出结论，它是潮汐锁定的双星轨道。我们观察到钠I吸收功能，可能产生的环二进制介质，已形成了以前经常性的新星爆发。我们在光波长中没有检测到任何固有的偏振。
2016-10-04 astro-ph.SR
A 70 pc-Diameter Nova Super-remnant Surrounding the Recurrent Nova RS Ophiuchi
本文通过深窄带成像与光谱在 RS Ophiuchi 周围发现直径约 70 pc 的新星超遗迹，并估算其质量、膨胀速度与年龄，支持所有再发新星均具类似结构的预测。
2025-05-14 astro-ph.GA 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
Discovery of a Second Nova Eruption of V2487 Ophiuchi
在哈佛大学天文台和索恩伯格天文台的天文盘档案中进行了一次定向搜索，以寻找以前未被发现的新星爆发。我们发现V2487 Oph（Nova Oph 1998）的爆发发生在1900年6月20日。V2487 Oph以前被归类为经典新星，我们根据其大的膨胀速度和爆发光谱中存在的高激发线确定为可能的复发新星。该事件记录在哈佛板块AM 505上，震级为10.27 +/- 0.11，接近峰值。爆发只能在一个底片上看到，但图像具有典型的哑铃形状（由双重曝光引起），与底片上的其他恒星图像相同，因此不是底片缺陷。我们的结论是，这实际上是V2487 Oph的一个以前未被发现的新星爆发，证实了我们的预测，它是一个复发新星。我们还研究了系统爆发的发现效率，并得出结论，在过去的一个世纪中，一个随机定时的爆发平均有30%的机会被发现。利用这一点，我们推断出V2487 Oph的复发时间约为18年，这意味着下一次喷发预计在2016年左右。
2009-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Near-Infrared H and K band studies of the 2006 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi
我们目前的近红外光谱在H和K波段的爆发的经常性新星RS蛇夫座（RS Oph）。这些观测涵盖了喷发后1至94天的时间。近红外光曲线和一个广泛的光谱，线确定和光谱的一般特性进行了讨论。HI线剖面的分析表明，在一个强大的中央组件的两侧存在宽翼，表明在喷出物中存在双极速度流。这种流动在运动学上与物体在高分辨率空间图像中显示的双极结构一致。我们讨论的Fe II线在1.6872和1.7414微米的行为和起源，并表明莱曼α和莱曼连续荧光是可行的机制来激发这些线。我们借鉴的结果，碰撞激发也可以有助于激发和显着提高这些Fe II线的强度，提出这些线起源于高粒子密度的网站。这样一个可能的位置可能是高密度，低温接触面，应该存在于冲击波前的冲击喷出物和红巨星风之间。HI线的分解分析表明，在我们观测的大部分时间内，情况B的条件偏离了光学深度效应。看来，激波阵面的爆发直到我们的观测结束时才发生。分析了[Si VI] 1.9641微米冕线和[Mn XIV] 2.0894微米冕线的时间演化。假设碰撞效应在热日冕气体中占主导地位，估计气体中的离子温度。
2009-06-19 astro-ph.SR
The first hours and days of the 2021 explosion of the recurrent symbiotic nova RS Ophiuchii
Astronomical Institute, Slovak Academy of Sciences（斯洛伐克科学院天文研究所）；Private observatory Liptovská Štiavnica（利普托夫斯卡什佳夫尼察私人天文台）；ARAS Eruptive Stars Group（ARAS爆发恒星小组）；Fujii Kurosaki Observatory（藤井黑崎天文台）；Astronomical Institute, Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；Astronomical Institute of Charles University（查理大学天文研究所）
通过光谱能量分布建模，研究2021年RS Oph爆发早期演化，揭示喷流双极结构形成机制，并证实内部激射光度对白矮星光度的贡献。
2026-06-12 astro-ph.SR
Multiwavelength modelling the SED of supersoft X-ray sources. II. RS Ophiuchi: From the explosion to the SSS phase
RS Oph是一颗周期性的共生新星，在20年的时间尺度上经历了类似新星的爆发。它的最后两次喷发（1985年和2006年）是从X射线到无线电的密集多波长观测活动的主题。这一贡献的目的是确定物理参数和电离结构的新星从爆炸到第一次出现的超软X射线（第26天）通过使用的方法多波长建模的SED。从爆发的一开始，SED模型就揭示了光谱中存在强烈的恒星和星云辐射成分。在最初的4天里，这颗新星显示出一个双锥电离结构。$\sim 8200$ K温暖和160 - 200 R $_{\odot}$扩展的伪光球围绕白矮星（WD）的赤道到纬度$>40^{\circ}$。WD两极周围的剩余空间被电离，通过WD的快风产生了一个发射测量值为$EM \sim 2.3 \times 10^{62}$ cm $^{-3}$的强星云连续体。燃烧WD的光度是高度超爱丁顿的整个调查期间。风的质量损失率为$10^{-4} - 10^{-5}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$和喷流的存在表明整个盘以高速率吸积，这有助于维持吸积体的超爱丁顿光度很长一段时间。
2014-02-25 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
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
The Expanding Nebular Remnant of the Recurrent Nova RS Ophiuchi (2006): II. Modeling of Combined Hubble Space Telescope Imaging and Ground-based Spectroscopy
我们报告哈勃太空望远镜成像，获得155和449天后，2006年爆发的经常性新星RS蛇夫座，连同地面光谱观测，获得了从天文台国家天文台圣佩德罗Mártir，下加利福尼亚州，墨西哥和天文台Astrofísico吉列尔莫哈罗，在卡纳内亚，索诺拉州，墨西哥。在第一个时代的观测被用来作为输入模型的几何形状和运动学结构的不断发展的RS Oph星云遗迹。我们发现，建模的残余物包括两个不同的共同对齐的双极组件;低速，高密度的最里面（沙漏）的区域和一个更广泛的，高速（哑铃）的结构。这一整体结构与早期射电观测和光学干涉测量推断的结构一致。我们发现，在西瓣观察到的不对称性是由HST滤波器的轮廓所引起的仪器效应，因此表明该瓣正在接近观察者。然后，我们得出结论，该系统具有39 $^{+1}_{-10}$度的视线倾斜。这是在协议的倾斜度的双轨道和贷款支持的建议，这种形态是由于相互作用的爆发喷出物与吸积盘周围的中央白矮星和/或预先存在的红巨星风，是显着密集的赤道地区的双比在两极。还对第二个时期的HST观测进行了建模。然而，由于在这个时期没有光谱，因此更难以约束任何模型。尽管如此，我们证明了两个HST时期之间的外部哑铃结构似乎线性扩展。
2009-08-24 astro-ph.SR
Changes in the red giant and dusty environment of the recurrent nova RS Ophiuchi following the 2006 eruption
我们目前的近红外光谱的经常性新星RS Oph在2006年2月最近一次爆发后，多次获得。1 - 5微锥光谱主要由红巨星，但H I，He I和日冕线在爆发期间出现在我们所有的观测中。由计算的红外光谱能量分布与观测的通量的拟合，我们发现红巨星的T_eff = 4200 +/-200，K。在红巨星大气中形成的2.3微米的第一泛音CO带是可变的。光谱清楚地表现出红外过量，由于尘埃排放longward的5微米，我们估计的有效温度为500 K的发射尘埃壳，并发现，尘埃排放也是可变的，在2007年超出了检测极限。最有可能的是，RS Oph中的第二颗星是内在可变的。
2009-09-07 astro-ph.HE 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
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
Shock-driven synchrotron radio emission from the 2021 outburst of RS Ophiuchi
本文利用 uGMRT 低频射电观测研究 RS Ophiuchi 2021 年爆发，确认射电发射为激波驱动的同步辐射机制，并估算了红巨星伴星的质量损失率，发现本次爆发比 2006 年更亮且粒子数密度更高。
2024-01-11 astro-ph.HE 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
Low-frequency radio observations of recurrent nova RS Ophiuchi with MeerKAT and LOFAR
本研究利用MeerKAT和LOFAR对2021年再发新星RS Ophiuchi爆发开展低频射电观测，通过光变曲线建模验证非热辐射机制，约束红巨星质量损失率，并提出后续观测策略。
2023-11-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Infrared photometry of the dwarf nova V2051 Ophiuchi: II -- The quiescent accretion disc and its spiral arms
本文报道了用蚀图技术分析矮新星V2051 Oph静止期红外$JHK_s$测光时间序列，以研究其吸积盘的结构和光谱。光变曲线后删除的椭球体的变化所造成的质量施主星显示双波调制信号的存在下，两个不对称的光源在吸积盘。日食图显示出盘发射顶部的两个旋臂，一个在$R_1= 0.28\pm 0.02 \,R_\mathrm{L1}$，另一个在$R_2= 0.42\pm 0.02 \,R_\mathrm{L1}$（其中$R_\mathrm{L1}$是从盘中心到内拉格朗日点的距离），这是在与双波调制最大值一致的二元相位上看到的。螺旋臂（$θ_s= 21^o \pm 4^o$）的大张开角表明V2051 Oph的静态吸积盘具有高粘度。吸积盘在其内部区域（$T_\mathrm{gas}\sim 10-12 \times 10^3\,K$和表面密度$\sim 10^{-3}-10^{-2}\,g\,cm^{-2}$）是热的和光学薄的，并且在其外部区域变得冷和不透明。
2019-12-12 astro-ph.HE 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
On the 2011 outburst of the Recurrent Nova T Pyxidis
我们讨论了星云相位发射在2011年爆发的经常性新星T Pyxeurs和目前的初步结果分析的线配置文件。我们还对双星系统的结构和X射线辐射进行了讨论，指出白矮星的质量应该大于0.8 M $\odot$。
2014-07-26 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
Study of 2021 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi: Photoionization and morpho-kinematic modelling
我们提出了2021年爆发的RS Ophiuchi（RS Oph）的光学光谱的演变超过爆发后约一个月。光谱演化与以前的爆发相似。早期的光谱显示出突出的P天鹅座的氢巴耳末，\ion{Fe}{ii}，和\ion{He}{i}线。在最初的几天里，发射线非常宽，后来随着新星的发展变得越来越窄和尖锐。这被解释为膨胀的冲击物质进入红巨星伴星的风中。我们发现新星喷出物在$\sim 4$天内自由膨胀，之后激波速度随时间单调下降，为$v\propto t^{-0.6}$。使用光电离代码\textsc{cloudy}导出与系统相关的物理和化学参数。最佳拟合的\textsc{cloudy}模型显示存在一个热的中心白矮星源，其光度大致恒定为$\sim$ 1.00 $\times$ 10 $^{37}$ erg s $^{-1}$。最佳拟合的光电离模型产生绝对丰度值的数量，相对于太阳的He/H $\sim 1.4 - 1.9$，N/H = $70 - 95$，O/H = $0.60 - 2.60$，和Fe/H $\sim 1.0 - 1.9$的喷出物在爆发后的第一个月。在喷出物中发现了大量的氮。系统的氢壳层质量估计在$3.54 - 3.83 \times 10^{-6} M_{\odot}$范围内。的三维形态运动学建模显示了一个双极形态和$i=30^{\circ}$的倾斜角为RS Oph双星系统。
2022-07-21 astro-ph.HE 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
Chandra detection of extended X-ray emission from the recurrent nova RS Ophiuchi
对2006年共生的周期性新星蛇夫座RS（RS Oph）爆发的射电、红外和光学观测表明，爆炸产生了非球形的喷出物。其中一些喷出的物质以两极喷流的形式出现在中央源的东部和西部。在这里，我们描述的X射线观测与钱德拉X射线天文台一年半后，爆发的开始，揭示了狭窄的，扩展的结构与位置角约300度（北偏东）。尽管X射线图像中延伸特征的方向与CCD探测器的读出方向一致，但广泛的测试表明该特征不是伪影。假设这不是仪器效应，扩展的X射线结构显示热等离子体从中心双星延伸超过1，900 AU（距离为1.6 kpc）。X射线发射在西北方向被拉长-与已发布的无线电图像中的扩展红外发射和一些次要特征一致。它与射电喷流的方向和主要的双极光学结构不太一致。扩展X射线结构中的大多数光子具有小于0.8 keV的能量。如果扩展的X射线特征是在新星爆发时产生的，那么它在2007年8月的1”.2长度意味着它以超过2质量/天的平均速率扩展，这相当于天空平面中的流速超过6，000 km/s（d/1.6 kpc）。这个膨胀率与最早测量到的射电喷流的膨胀率相似。
2009-10-28 astro-ph.HE 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
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
Statistical properties of dwarf novae-type cataclysmic variables: The Outburst Catalogue
爆发目录包含了722个矮新星型（DN）激变变星（CV）和309个来自卡塔利娜实时瞬态巡天的其他类型的CV的各种各样的观测特性。特别是，它包括明显的爆发和静态V-波段的幅度，占空比，对重现时间的限制，上下限的距离和绝对静态幅度，颜色信息，轨道参数，和X射线对应。这些属性是通过本文提出的分类脚本来确定的。星表中的DN显示了爆发占空比与轨道周期（和爆发重现时间）之间的相关性，以及静止绝对星等与轨道周期（和占空比）之间的相关性。这是迄今为止收集到的最大的矮新星样本。除了作为个别系统的有用参考和选择目标研究对象的手段外，它将证明对旨在揭示灾难变量的形成和演变的统计研究很有价值。
2015-12-11 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
Rise and fall of silicate dust in RS Ophiuchi following the 2006 eruption
我们提出了一个分析档案斯皮策红外光谱仪（IRS）观测的经常性新星RS蛇夫座在几个场合，开始约7个月后，在2006年爆发。这些数据显示了光球层SiO的原子发射谱线、吸收谱带以及$9.7\,μ$ m和$18\,μ$ m处的硅酸盐尘埃特征。尘埃排放，在二级恒星的风中产生的，是拟合的尘埃模型的质量损失率范围$1.0-1.7\times10^{-7}$ M $_{\odot}$年$^{-1}$。硅酸盐的特征与孤立的晚型恒星和一些尘埃共生双星的拱星环境中所见的特征相似，尽管较长的波长特征峰值在$17\,μ$ m，而不是通常的$18\,μ$ m，表明特殊的颗粒性质。沙尘特征是可变的，在2006-2007年爆发期间比2008-2009年系统处于静止状态时更强。这种变化归因于紫外线输出的变化和吸积盘的重新形成，尽管红巨星二级恒星质量损失率的下降也可能发挥作用。在2021年火山爆发后，进一步的观察可以提供一个明确的结论。
2022-09-26 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
