Viability of novae as sources of Galactic lithium
在所有轻元素中，锂（Li）在银河系中的演化可能是最难解释的。锂很难合成，也很容易被破坏，这使得大多数恒星都不适合产生足够数量的锂来解释原太阳的丰度。几十年来，新星一直被认为是这个“银河系Li问题”的潜在解释，最近在多个新星爆发的喷出物中发现了7Be，为这个理论注入了新的活力。在这项工作中，我们评估的可行性新星的主要生产者在银河系中的锂。我们提出了最全面的治疗新星在银河系化学演化代码的日期，测试理论和观测派生的新星锂收益率整合金属性依赖的新星喷出物配置文件计算使用二进制人口合成代码二进制C与银河系化学演化代码欧米茄+。我们发现，我们的银河系化学演化模型，使用观测得到的锂产量占原太阳锂丰度非常好，而模型依赖于理论新星产量不能再现原太阳观测。物理不确定性，包括单星产量，我们的新星治疗，共同包络物理，和新星吸积效率的金属丰度分辨率的简要探索表明，这一结果是强大的物理假设。分散在新星中的观测导出的锂产量被确定为不确定性的主要来源，激发进一步观察7Be新星喷出物。
2022-06-28 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A 9-Month Hubble Space Telescope Near-UV Survey of M87. I. Light and Color Curves of 94 Novae, and a Re-determination of the Nova Rate
本研究利用哈勃望远镜对M87开展9个月近紫外观测，获取94颗新星的光变与色变曲线，验证再发新星爆发频率限制，重新测定M87新星发生率约为352次/年，证实地面观测存在显著遗漏。
2023-10-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
New Insights into Classical Novae
我们调查我们的理解经典新星：非终端，热核喷发的表面上的白矮星的二元系统。最近意外地发现来自银河系新星的GeV伽马射线，突出了新星的复杂性及其作为研究冲击和粒子加速实验室的价值。我们通过这个新的镜头回顾了半个世纪的新星文学，并得出结论：--超新星的热核失控理论的基础是由观测证实的。白矮星在逃逸后的一段时间内维持着表面的核燃烧，直到最近，人们普遍认为这种核燃烧的辐射完全决定了新星的热光度。新星从双星系统中喷射物质的过程仍然知之甚少。新星的质量损失是复杂的（有时在速率，速度和形态上波动），并且通常持续数周，数月或数年。--物质抛射的复杂性导致了新星抛射物内部产生伽马射线的冲击。当探测到伽马射线时（在光学最大值附近），冲击波深深地嵌入其中，周围的气体非常密集。--对相关光学和伽马射线光变曲线的观测证实，激波是辐射性的，对新星的热光度有很大贡献。因此，新星是最接近和最常见的“相互作用动力”瞬变。
2020-11-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Progenitors of Local Group Novae. II. The Red Giant Nova Rate of M31
在我们的前一篇论文中，利物浦望远镜的M31新星喷发数据被用来促进在哈勃空间望远镜（HST）的档案数据中搜索它们的祖先系统，目的是探测具有红巨星二次星系（RG新星）或发光吸积盘的系统。从一个输入目录的38个光谱证实新星与档案静态观测，可能的祖先被回收的11个系统。在这里，我们提出了原始调查的后续统计分析的结果，包括与调查和一般的M31新星人口相关的可能的偏见。作为分析的一部分，我们研究了M31新星的光衰时间（t（2））分布，可能的凸起和盘新星分布的比较，以及M31 t（2）分布与银河系的比较。利用详细的蒙特卡罗模拟，我们确定30%（+13/-10）的所有M31新星爆发可以归因于RG新星系统，在99%的置信水平，> 10%的所有M31新星是RG新星。这是第一次估计整个星系的RG新星率。我们的结果还表明，在M31的RG新星更可能与M31盘人口比隆起，事实上，结果是一致的，所有的RG新星居住在磁盘。如果这一结果在其他星系中得到证实，它表明任何起源于RG新星系统的Ia型超新星都更有可能与年轻的种群有关，并且在古老的恒星星族中可能很罕见，例如早期星系。
2015-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometric and Spectroscopic Properties of Novae in the Large Magellanic Cloud
本文总结和评述了43颗已知LMC新星候选者的光度和光谱性质。其中，光度数据足以建立下降率可用于29新星，而光谱数据足以建立光谱类可用于18个系统。18颗新星中有一半属于Fe II类，其余9颗属于He/N或Fe IIb类。在之前对M31和M33的研究中发现，He/N和Fe IIb型新星的光度发展平均比Fe II型新星快。总的来说，现有的测光证实了早期的研究，并最终表明，LMC新星有更快的下降速度比银河系和M31的新星。与M31相比，在大麦哲伦星系中观测到的更快的He/N和Fe IIb新星的比例增加，几乎可以肯定是两个星系之间潜在的恒星星族差异的结果。我们认为，与M31的隆起（大部分新星都在那里发现）相比，大麦哲伦星云中的年轻人口产生了平均质量更高的白矮星双星。与M31相比，较高的平均白矮星质量不仅产生了更大比例的快速He/N新星，而且还导致了相对较大的复发新星人口。
2013-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Swift X-Ray Observations of Classical Novae. II. The Super Soft Source sample
雨燕GRB卫星是研究新星的极好设备。它的快速反应时间和灵敏的X射线探测器为研究以前在X射线制度中采样不足的新星演化提供了无与伦比的机会。本文介绍了52个银河/麦哲伦星云新星的Swift观测结果。我们包括XRT（0.3-10 keV）X射线仪器计数率和UVOT（1700-8000埃）滤光光度法。分析中还包括对X射线档案中另外10颗新星的公开观测。这是迄今为止最大的银河系/麦哲伦星云新星X射线样本，由26颗具有超软X射线发射的新星组成，其中19颗来自雨燕观测。数据集显示，速度较快的新星有一个早期的硬X射线阶段，这在速度较慢的新星中通常是缺失的。超软X射线阶段发生得更早，并且与较慢的新星相比，在快速新星中持续的时间不长。所有观测充分的雨燕新星都表明，新星是高度可变的，具有快速的变化和不同的周期。在大多数情况下，核燃烧在爆发开始后不到3年就停止了。以前的关系，如核燃烧持续时间与t_2或膨胀速度的喷射和核燃烧持续时间与轨道周期，被证明是不好的相关性与完整的样本表明，额外的因素以外的白矮星质量和二进制分离发挥重要作用的新星爆发的演化。最后，我们确认了与强、软X射线发射相关的两种光学现象，这两种现象可用于进一步提高X射线活动的效率。
2011-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring the MMRD Relation for Novae in M31
基于M31新星二十年R波段测光数据，研究检验了MMRD关系和M_15标准烛光，发现二者弥散均较大、难以精确测距，并识别出约12颗疑似再发新星。
2024-04-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic Extinction: How Many Novae Does it Hide and How Does it Affect the Galactic Nova Rate?
在观测到的银河系经典新星率$\sim 10$ yr $^{-1}$和银河系模型预测的$\sim 30$-50 yr $^{-1}$之间存在着长期的差异。对这种差异的一种解释是，许多新星被星际灭绝所隐藏，但尘埃可以掩盖新星的程度受到很大限制。我们使用最新的全天空三维尘埃地图比较已知的新星的亮度和空间分布预测相对简单的模型，其中新星跟踪银河系恒星质量。我们发现，只有一半（$\sim 48$ \%）的新星预计是容易检测（$g \lesssim 15$）与目前的全天空光学调查，如全天空自动调查超新星（ASAS-SN）。这一比例比以前估计的要低得多，表明尘埃确实会在光学上影响新星的探测。通过比较ASAS-SN，OGLE-IV和Palomar Gattini IR调查的互补调查结果，在我们的建模的背景下，我们发现了一个暂定的银河系新星率$\sim 40$年$^{-1}$，虽然这可能会降低到低至$\sim 30$年$^{-1}$取决于假设的银河系内的新星分布。在今后的工作中，将通过对ASAS-SN和其他调查中的新星探测进行更复杂的建模来改进这些初步估计。
2021-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Can Isolated Single Black Holes Produce X-ray Novae?
我们银河系中几乎所有的黑洞（BH）和BH候选者都是以软X射线瞬变，即所谓的X射线新星的形式被发现的。X射线新星通常被认为是从双星系统中产生的。这里我们提出X射线新星也是由孤立的单个黑洞引起的。计算了星际物质对孤立黑洞的吸积率分布，发现分子云中的黑洞满足氢电离盘不稳定性条件，从而产生X射线新星。估计的事件发生率与观察到的事件发生率一致。可能的候选包括IGR J17454-2919、XTE J1908-094和SAX J1711.6-3808。近红外测光和光谱的后续工作可以排除我们银河系BH普查的伴星。
2018-05-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Recurrent Nova Population in M31
San Diego State University（圣地亚哥州立大学）；Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）
研究通过分析2025年前M31中1300多场新星爆发位置，确认20个已知重复型新星，发现其中4个未确认候选者，指出重复型新星在空间分布和光变特性上与普通新星无显著差异，但复发时间分布不同。
2026-04-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The time-dependent rebrightenings in classical novae outbursts: a late-time episodic fuel burning?
相当一部分新星在其光变曲线的下降分支上表现出一系列的再亮。我们使用视觉观测研究这一阶段在几个观察良好的新星。我们发现，这些rebrightenings是孤立的耀斑一样的事件，否则光滑的光变曲线，我们表明，在我们的样本中的大多数新星连续耀斑之间的时间间隔逐渐增加的几何级数; rebrightenings是等距对数时间。我们还发现，在这个意义上说，较慢的新星往往增加的时间间隔更快的速度类的新星之间的rebrightenings的时间增加率之间的相关性。我们把这些重新明亮的信封氢燃烧的不稳定性，我们提到其他情况下，这样的定时模式在天文学和自然科学的一般。
2009-08-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supersoft X-Ray Phases of Recurrent Novae as an Indicator of their White Dwarf Masses
我们研究了七颗观测良好的复发新星V745 Sco、M31 N 2008- 12 a、LMC N 1968、U Sco、RS Oph、LMC N 2009 a、T Pyx和一颗复发新星候选者LMC N 2012 a的光学/X射线光变曲线。八颗新星中的六颗显示出一个简单的关系，即超软X射线源（SSS）阶段的持续时间是爆发总持续时间（$=$ X射线关闭时间）的0.70倍，即，$t_{\rm SSS}=0.70 t_{\rm off}$，总持续时间为10天至260天。这6颗复发新星的X射线光变曲线呈宽矩形，前半周期的X射线计数率变化很大。SSS阶段也对应于一个光学平台阶段，表明一个大的吸积盘照射的氢燃烧WD。另外两颗复发新星T Pyx和V745 Sco的X射线光变曲线呈窄三角形，没有光学平台相。它们之间的关系$t_{\rm SSS}$和$t_{\rm off}$与上述六颗复发新星的关系有很大不同。我们还提出了理论SSS的周期性新星与各种WD质量和恒星金属丰度（$Z=$ 0.004，0.01，0.02和0.05）的持续时间，并与观察到的这些周期性新星的持续时间进行比较。我们发现，SSS的持续时间是一个很好的指标WD质量的复发新星与广泛的矩形X射线光曲线形状。
2020-07-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observations of Galactic and Extragalactic Novae
最近GAIA DR 2对星系新星距离的测量，使我们能够在新的和更坚实的经验基础上重新分析银河系和外部星系中新星种群的某些特性。在某些情况下，我们已经能够证实以前获得的结果，如新星人口的概念分为两类对象，即\emph{disk}和\emph{bulge}新星和他们的联系与托洛洛光谱分类在\emph{Fe II}和\emph{He/N}新星。OGLE团队提供的麦哲伦云星系中新星速率的最新和可靠估计证实了归一化新星速率的依赖性（即，主星系每单位光度的新星率）与母星系的颜色和/或光度类别之间的关系。从文献中收集了银河系和外星系的新星率，并进行了批判性的讨论。它们是评估新星对各自宿主星系核合成的贡献的必要成分，特别是解释在年轻恒星星族中观察到的锂过剩的起源。通过GAIA DR 2和最大幅度与\衰减率（MMRD）关系指出MMRD可以提供不确定度优于30%的距离。从射电到伽马射线的整个电磁波谱对新星进行多波长观测，发现新星经历了复杂的演化，其特征是新星喷出物具有几个发射阶段和非球形几何形状。
2020-04-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray emission from optical novae in M 31
第一个超软源（SSS）的识别与光学新星在M 31是基于ROSAT观测。另外20个X射线对应物（大多数通过其硬度比确定为SSS）是使用2002年7月之前获得的ROSAT、XMM-牛顿和钱德拉观测档案探测到的。基于这些结果，光学新星似乎构成了M31中SSS的主要类别.对钱德拉HRC-I和ACIS-I在2004年7月至2005年2月间观测到的数据进行分析后发现，M 31新星的SSS状态持续了几个月至10年。几颗新星在光学爆发后50天内开始出现短暂的X射线爆发，持续时间只有两到三个月。在光学爆发后一年内，在软X射线中检测到的新星比例超过30%。进行中的光学新星监测方案、光学光谱后续行动和最新的新星目录对X射线工作至关重要。重新分析档案新星数据，以改善位置，并找到更多的新星候选人，迫切需要安全的复发新星识别。专门的XMM-牛顿/钱德拉监测计划的X射线发射的光学新星覆盖的中心区域的M 31继续提供有趣的新结果（例如，相干1105秒脉动的SSS对应的新星M31 N 2007- 12 b）。新星的SSS光变曲线使我们--连同光学信息--能够估计出白矮星的质量、喷出物的质量和爆发时燃烧的质量。M31中心区域的观测使我们--与银河系中的观测相反--能够同时监测许多新星，并被证明很容易发现许多有趣的SSS和新星类型。
2009-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrogen Burning on Accreting White Dwarfs: Stability, Recurrent Novae, and the Post-Novae Supersoft Source
利用恒星天体物理学实验模块（MESA），研究了白矮星（WD）在吸积率稳定燃烧区附近吸积富氢物质的性质。我们报告的稳定边界WD的质量之间的0.51太阳质量和1.34太阳质量通过随时间变化的计算发现。我们还研究经常性的新星，是吸积率接近，但低于稳定燃烧极限，并报告其复发时间和点火质量。我们在吸积率密集网格发现预期的最小可能复发时间作为WD质量的函数。这使得能够推断出可能达到特定复发时间的最小WD质量。我们比较我们的计算模型后爆发新星稳定燃烧的WD和明确计算的持续时间和有效温度（Teff）的后新星WD在超软阶段。我们同意Henze及其合作者在M31中测量的关闭时间- Teff关系，推断WD质量在1.0-1.3太阳质量范围内，并预测与观测一致的抛射质量。最后，我们评论稳定或不稳定的氢燃烧所产生的热氦层的重要性的短期和长期的演化吸积白矮星。
2013-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Century of Novae in the Large Magellanic Cloud
San Diego State University（圣地亚哥州立大学）
研究大麦哲伦星系新星，结合Yaron等人2005年的新星模型与光变曲线数据，发现LMC新星比M31和银河系中的新星更亮且演化更快，白矮星质量和膨胀速度更高，再发新星爆发百分比也更高，未来观测或革新相关理解。
2026-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Hubble Space Telescope Survey for Novae in the Globular Clusters of M87
巨大的椭圆星系M87在2001年连续拍摄了30天，在2005 - 2006年连续拍摄了60天，在2016 - 2017年的265天跨度中每5天拍摄一次，导致整个M87中检测到137颗经典新星。在这些图像中，我们已经确认了M87中的2134个球状星团（GC），并在这些星团中寻找在它们内部或附近爆发的经典新星。在2001年的数据中发现了一颗GC CN，而在2005 - 2006年的观测中发现了零颗新星。在2016 - 2017年的观测中，在可见光中（几乎）检测到了四颗候选GC新星，但在近紫外光中没有发现这四颗新星，导致我们拒绝了它们。结合这些结果与我们的一个M87 GC新星的检测出的137个检测CN，我们得出结论，这样的新星可能是过剩的相对于该领域，但少数统计占主导地位，这个（和所有其他）搜索。要确定气相色谱氯化萘丰度是否过剩，需要大量的样本，而LSST应在未来十年提供这些样本。
2018-10-30 astro-ph.GA 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
Review of light curves of novae in the modified scales. I. Recurrent novae
在“时间对数，爆发幅度”的修正标度下，对10颗已知复发新星的光变曲线进行了评述。建立了统一的规则来规范时间尺度。确认已知的结果：在一系列周期性爆发中，新星的光变曲线保持其形状，通过区分这10颗新星中的三组来实现。CI Aql（+V2487 Oph）和T Pyx（+ IM Nor）群包含一个额外的成员。V745 Sco组包括V394 CrA和V3890 Sgr。三种RN：T CrB、RS Oph和U Sco，各有其独特性。通过比较星系新星的光变曲线与大麦哲伦星云和小麦哲伦星云中的一些新星的光变曲线，我们在这些星系中除了3个已知的复发新星外，还选出了几个复发新星的候选者。假设该组中新星的物理特征一致，我们估计了银河系新星的绝对星等：CI Aql和V2847 Oph的绝对星等M_V=-7.5等，IM Nor和T Pyx-M_V=-7.2等，V3890 Sgr - M_V=-7.9等，U Sco-M_I=-9.0 mag.通过对回归新星的光变曲线与某些低振幅的经典新星的光变曲线的比较，我们得以区分出26个回归新星的候选者。其中三个是已知的其他作者的名单。一个有趣的例子是V1017 Sgr，它在1919年爆发为T Pyx类型的新星，也显示出不太明亮的爆发，被归类为矮新星爆发。
2020-07-20 astro-ph.SR
Novae in gamma-rays
经典新星产生放射性核，是MeV范围内的伽马射线发射器。一些例子是478和1275 keV的谱线（来自7 Be和22 Na）和正电子-电子湮灭发射（511 keV谱线和低于该能量的连续谱，截止在20-30 keV）。伽马射线光谱和光变曲线的分析是一种潜在的独特而强大的工具，既可以追踪相应的同位素，也可以深入了解决定其透明度的膨胀包络的性质。伽马射线的另一个可能来源是粒子加速到非常高的能量，因此中性π介子或逆康普顿过程产生能量大于100 MeV的伽马射线。虽然在过去的几十年中已经进行了几次尝试，但新星爆炸期间的MeV光子尚未被检测到;另一方面，在共生双星中的一些特定新星中，已经检测到了来自新星的GeV光子，其中伴星是一颗有风的红巨星，而不是像经典新星中的激变变星那样的主序星。这两种机制的伽玛射线产生的新星进行了审查，更强调的是一个有关的放射性。
2013-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
A near-infrared catalogue of the Galactic novae in the VVV survey area
经典新星的近红外数据包含了关于喷出的气体质量和喷发期间形成的尘埃的热辐射的有用信息，并提供了根据其祖先的颜色以及喷发后看到的褪色速度和特征对物体进行分类的独立方法。Via Lactea调查（VVV）中的VISTA变量是近红外ESO公共调查，绘制了MW凸起和南部平面。2010-2011年期间采集的数据涵盖了JHK波段的整个区域以及正在进行的VVV变异性活动的KS波段的一些时期。我们使用VSX/AAVSO星表提供的新星列表来搜索VVV区域内的所有天体。我们使用的VVV数据创建一个近红外目录的已知的银河系新星在562平方度。VVV覆盖的区域。VVV近红外新星目录包含JHK截至2012年12月完成的93个天体的测光。我们还检查了正在进行的VVV变化运动，以获得过去几年爆发的新星的光变曲线。VVV图像也可以用来发现和研究新星通过寻找扩大壳。由于天体是在不同的距离和变红程度上被观测到的，所以颜色-星等图和颜色-颜色图显示了新星在星等和颜色上的分布。去红颜色和无红指数的使用是谨慎的，不可能在所有情况下都是一个好办法，因为距离和光谱特征妨碍了对一些极端天体得出更确定的结果。给出了一些最近新星的光变曲线。由于其在近红外的高空间分辨率和大的KS范围，VVV调查可以成为银河系最拥挤和高消光区域新星搜索和研究的主要贡献者。VVV调查区包含银河系中所有已知新星中的约35颗。
2013-04-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the light-curves of disk and bulge novae
该研究分析新星光变曲线并分为单峰和多峰形态，结合Gaia精确距离计算银道面高度Z，发现单峰新星集中于银道面附近、多峰新星分布更均匀且高度达1000 pc，KS检验以4.2σ显著性拒绝两者同群体假设。
2025-02-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mixing fraction in classical novae
上下文经典新星是由吸积的白矮星（WD）表面发生的热核失控提供动力的。在观测中，已经检测到新星喷出物中重元素的富集，表明在新星爆发之前，吸积物质与来自下伏WD外层的物质之间存在混合过程。然而，在经典新星的混合分数仍然是不确定的。目标。本文的目的是调查一些元素的丰度比在新星爆发，可用于估计WD混合分数在经典新星。方法.利用恒星演化程序MESA（Modules for Experiments in Stellar Astrophysics），考虑不同的WD混合分数，模拟了一系列的新星爆发过程，初始CO WD质量范围为$0.7-1.0\,M_\odot$.结果我们确定了四种元素丰度比（即$\rm (H+He)/\sum CNO$、$\rm (H+He)/Ne$、$\rm \sum CNO/Mg,$和$\rm \sum CNO/Si$）满足确定WD混合分数的条件，其中$\rm (H+He)/\sum CNO$是最合适的混合计。我们还估计了一些典型的经典新星的WD混合分数。此外，我们发现，更高的金属丰度（即更高的WD混合分数）优先伴随着较长的$t_{\rm 2}$（下降的时间从峰值光度的两个幅度）在新星爆发。我们的结果可以用来约束经典新星的混合过程。
2022-02-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Novae: An Important Source of Lithium in the Galaxy
本研究利用MESA纳入元素扩散并增加3^He来模拟新星演化，显著提高7^Be丰度以解释观测，并通过星族合成证明新星贡献了银河系主要的锂来源。
2024-06-20 astro-ph.GA 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
Accrete, Accrete, Accrete... Bang! (and repeat): The Remarkable Recurrent Novae
所有的新星都会复发，但只有少数几颗被观察到喷发不止一次。这些系统，复发新星（RNe），是新星的最极端的例子。RNe长期以来一直被认为是潜在的Ia型超新星祖先，最近他们对这一“荣誉”的要求得到了加强。在这篇简短的评论中，RNe将在最大震级下降率（MMRD）相空间的框架内提出。最近的工作整合到新星模型，以及随后的白矮星的增长，将被探讨。本文还介绍了RNe在银河系和河外的星群，包括新发现的“快速复发新星”子集（复发周期在10年或更短），以及迄今为止发现的最令人兴奋的新星系统-M31 N 2008- 12 a，它的年度爆发和巨大的超新星遗迹。在整个过程中，有关RNe的开放问题，以及一些预期的挑战和机遇，不久的将来将带来的解决。
2020-03-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
A search for cool molecular gas in GK Persei and other classical novae
探测经典新星遗迹的分子线发射有可能揭示喷出物成分的信息，特别是它可以提供热核失控处理的物质中的准确同位素比率。我们对100多个经典新星进行了搜索，使用单碟望远镜和毫米和亚毫米波长的干涉阵列，在CO或HCN分子的发射线。调查表明，经典新星，年轻或年老，都不是亚毫米和毫米波长分子发射的强源。此外，我们绘制了新星英仙座1901（GK Per）周围的CO排放，早些时候声称是拱星起源。我们的测量表明，所观察到的发射是从星际介质。虽然在经典新星中没有发现毫米和亚毫米波长的分子发射，但仍然有可能用ALMA等高灵敏度干涉仪检测到一些。
2022-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling nova populations in galaxies
经典新星和周期新星演化的理论模拟在双星演化、核合成和吸积物理的研究中起着重要的作用。然而，从理论的角度来看，观测到的新星的统计特性仍然知之甚少。在本文中，我们已经产生了不同的恒星形成历史（SFHS）的混合二进制人口合成方法的模型人口的新星：星爆的情况下（椭圆形星系），恒星形成率恒定的情况下（螺旋状星系）和复合的情况下（在推断SFH M31）。我们发现，在10 Gyr处，椭圆状星系的新星速率比相同质量的螺旋状星系小$\sim 10-20$倍.目前椭圆星系中的新星大多数具有低质量白矮星、长衰变时间、相对微弱的绝对星等和长重现周期等特征。相比之下，在10 Gyr的螺旋状星系中的大多数新星具有大质量的WD，短的衰变时间，相对明亮，并且具有短的重现周期。在我们的M31类星系中的新星的质量损失时间分布与仙女座的观测数据一致。然而，我们可能低估了模型中明亮新星的数量。这可能部分是由于目前对新星进行适当的热辐射校正存在不确定性。
2016-02-25 astro-ph.HE 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
TESS light curves of cataclysmic variables -- II: Superhumps in old novae and novalike variables
超级峰是激变变星光变曲线中观测到的丰富的变星现象之一。它们有正负两种形式，分别是周期比这些相互作用的双星系统的轨道周期稍长或稍短。正的超驼峰在SU~UMa型短周期矮新星的超爆发中普遍存在，但在长周期的吸积盘处于永久亮态的系统（如新星变星和大多数老新星）中不太常见。负超峰似乎并不对特定类型的CV没有偏好。在这里，我利用TESS为大量恒星提供的长的高节奏光变曲线，选择所有旧的新星和新星变星，这些变星具有过去报道的超级驼峰，TESS光变曲线可用，并且在以前的出版物中尚未进行分析，以研究它们的超级驼峰行为。结合从文献中获得的信息，这些结果使我们能够编制迄今为止这些恒星中最完整的超级驼峰普查。作为一个推论，在本样本的对象日食系统日食历元来自TESS光变曲线，并在某些情况下从档案光变曲线列出，并用于更新轨道星历和讨论周期的变化。
2022-12-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Identification of recurrent novae from parametric modeling of the optical light curve
本研究针对再发新星观测识别难题，通过对P级光变曲线参数化建模，利用AAVSO数据构建参数空间，成功区分经典与再发新星，验证了KT Eri的再发属性并预测V2860 Ori可能复发。
2025-09-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
The onset of jets in classical novae
我们提出了两个进一步的经典新星，V906汽车和V5668 Sgr，显示在其H-α复合物的喷流和吸积盘的光谱特征，在其爆发后的头1000天。从广泛的密集时间采样光谱，我们测量的外观的第一个高速吸收组件在V906汽车，和持续时间的开始的主要H-α排放。我们使用[N II] 6584 π来限制V5668 Sgr过渡到星云相所需的时间。我们发现这些时间是一致的喷气和吸积盘模型解释光学谱线轮廓的变化，在经典新星，并讨论了该模型的影响，富集的星际介质。
2021-06-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Binary orbits as the driver of gamma-ray emission and mass ejection in classical novae
经典新星是最常见的天体物理热核爆炸，发生在白矮星的表面，从双星系统的伴星吸积气体。新星通常以超过每秒1,000公里的速度喷出约10^（-4）太阳质量的物质。然而，对新星中物质抛射的机制知之甚少，可能是由热核能量的脉冲闪光、长时间的光学厚风或与新星外壳的双星相互作用所主导。经典新星现在经常在千兆电子伏的伽马射线波长下被探测到，这表明相对论粒子被喷出物中的强烈冲击加速。在这里，我们报告高分辨率的伽玛射线发射新星V959 Mon的无线电成像。我们发现，它的喷出物是由双星系统的运动形成的：一些气体沿着两极迅速喷出，就像白矮星的风一样，而密度更大的物质则在轨道运动的推动下沿着赤道平面漂移出来。在赤道和极地地区之间的接口，我们观察到的冲击和相对论粒子加速的同步辐射指示，从而精确定位的伽马射线生产的位置。新星喷出物和相关内部冲击的二进制成形预计将在新星中广泛存在，这解释了为什么许多新星是伽马射线发射体。
2014-10-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-maximum and maximum of Novae: The spectroscopic observations of Nova ASASSN-17hx
新星极大前阶段的覆盖范围很小，只有少数几颗慢新星例外，它们极大前的持续时间大约为几周。本文讨论了新星在极大前和极大阶段的主要特征，并报道了对ASASSN-17 hx的初步研究结果。
2018-07-20 astro-ph.SR
A MeerKAT survey of nearby dwarf novae: I. New detections
Radboud University（拉德堡德大学）；University of Cape Town（开普敦大学）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学物理与天文学学院乔德雷尔银行天体物理学中心）；University of Oxford（牛津大学）；Rhodes University（罗德岛大学）；South African Radio Astronomy Observatory（南非射电天文台）；University of Warwick（华威大学）；University of Southampton（南安普顿大学）
利用MeerKAT射电望远镜对邻近矮矮新星进行搜索，发现三个新的射电发射体，并发现矮矮新星的射电亮度与光学亮度相关，其峰值亮度与新型爆发星相似。
2025-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
BC Cassiopeiae: First Detection of IW And-Type Phenomenon Among Post-Eruption Novae
IW型矮新星是近年来发现的一类激变变星，其特征是从一个类似静止的阶段开始一系列的增亮，并伴随着阻尼振荡和深凹。我们发现，1929年爆发的所谓的经典新星BC Cas在2018年经历了IW和型矮新星的状态，爆发后89年。这一发现表明，新星爆发后的高质量转移率与IW和型现象。由新星的衰变率推断出的白矮星质量远高于激变变星中白矮星的平均质量，大质量的白矮星可能是IW And-type现象出现的原因。
2020-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Rate and Spatial Distribution of Novae in M31 as Determined by a Twenty-Year Survey
作为基于研究的科学教育计划的一部分，对附近仙女座星系（M31）的新星进行了长期（1995-2016）调查。在调查过程中，在亚利桑那州的基特峰完成了180个夜晚的观察。共有262颗新星被发现或确认，其中40颗以前没有报道过。其中，203颗新星形成了一个空间完整的样本，由KPNO/WIYN 0.9米望远镜在以M31核为中心的$20'\times20'$视场内探测到。另外50颗新星是KPNO 4-m望远镜在更大的$36'\times36'$视场内探测到的空间完整样本的一部分。与以前的研究一致，发现在这两次调查中新星的空间分布遵循M31的隆起光比星系的整体背景光更接近。在对极限星等和巡天的时空覆盖范围进行校正后，发现M31的最终新星速率为$R=40^{+5}_{-4}$/年$^{-1}$，这比最近的估计值要低得多。当标准化到M31的$K$ -波段光度时，这个值产生了一个光度特定的新星速率，$ν_K = 3.3\pm0.4$ yr $^{-1} [10^{10} L_{\odot,K}]^{-1}$。利用M31和银河系的相对红外光度标度M31的新星速率，发现银河系的新星速率为$R_\mathrm{G}=28^{+5}_{-4}$。
2022-08-01 astro-ph.GA 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
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
A Light Curve Analysis of Recurrent and Very Fast Novae in our Galaxy, Magellanic Clouds, and M31
我们分析了我们银河系、麦哲伦星云和M31中14颗周期性和非常快的新星的光学、紫外和X射线光变曲线，并获得了它们的距离和白矮星（WD）质量。在这14颗新星中，我们发现8颗新星拥有超大质量（$\gtrsim 1.35 M_\odot$）WDs，并且是Ia型超新星（SN Ia）祖先的候选者。我们证实，同样的时标律和时间拉伸方法，在银河系新星可以适用于河外快新星。我们将V745 Sco、T CrB、V838 Her和V1534 Sco这四颗新星归类为V745 Sco型（快速衰退），将RS Oph和V407 Cyg这两颗新星归类为RS Oph型（星周物质（CSM）-激波），将U Sco和CI Aql这两颗新星归类为U Sco型（正常衰退）。这些新星的$V$光变曲线在同一组中几乎相互重叠，如果我们在时间方向上适当拉伸（时标定律）。我们将我们的分类方法应用于LMC，SMC和M31新星。YY Dor、LMC N 2009 a和SMC N 2016属于正常下降型，LMC N 2013属于CSM冲击型，LMC N 2012 a和M31 N 2008- 12 a属于快速下降型。我们得到SMC N 2016的距离为$d=20\pm2$ kpc，这表明SMC N 2016是我们星系的一员。快速衰退型新星具有非常大的$M_{\rm WD}=1.37-1.385 M_\odot$ WDs，并且是SN Ia祖细胞…
2018-05-24 astro-ph.SR
A WISE view of novae. I. The data
我们提出了数据挖掘的结果，宽视场红外巡天探测器（WISE）的数据存档的经典和经常性的新星。我们发现，检测是一致的尘埃发射，线发射，恒星光球发射，或这些的组合。在一个或多个WISE波段中检测到的36颗新星中，有16颗在所有四个波段中都被检测到; 31颗已知的新星没有被WISE检测到。我们还搜索了WISE后新星的WISE数据，以获得有关新星祖先的信息。在第一篇论文中，我们只考虑WISE数据。在未来的论文中，我们将提供更详细的WISE数据建模，并讨论WISE后新星的WISE数据-包括其可变性-并将用其他IR调查的数据补充WISE数据。
2014-07-21 astro-ph.SR
A WISE view of novae
我们提出的结果拖网通过WISE档案的经典和经常性新星的数据。数据显示了各种光谱能量分布，包括恒星光球，尘埃和可能的线发射。在任务期间，WISE还探测到了一些在调查之后爆发的新星，提供了有关祖系统的信息。
2013-02-18 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
Recurrent Novae in M31
对截至2013年年底记录的964个M31疑似新星爆发的位置进行了比较，以确定复发新星候选者。要通过初始筛选并成为复发新星候选者，两次或两次以上的爆发必须在0.1 '内同时发生，尽管这一标准对于早期摄影巡天发现的新星放宽到0.15'。来自51个潜在复发新星系统的118次爆发符合筛选标准。为了确定这些新星的哪一部分确实是周期性的，我们仔细地比较了原始的底片和发表的有关爆发的图像。这一程序的结果是，51个候选祖先中的27个（61次爆发）不再被视为复发新星，另外8个系统（17次爆发）被认为不太可能复发。在剩下的16个系统中，12个候选系统（32次爆发）被认为是经常性新星，另外4个系统（8次爆发）可能是经常性的。据估计，在过去的一个世纪里，M31中约有4%的新星爆发与周期性新星有关。蒙特卡罗分析表明，复发新星的发现效率可能低至一般新星的10%，这表明在M31中观察到的三分之一的新星爆发来自复发时间<~100年的祖先系统。对于合理的系统参数，似乎不太可能经常性的新星可以提供一个重要的渠道，为生产Ia型超新星。
2014-12-29 astro-ph.SR
Population synthesis of accreting white dwarfs: Rates and evolutionary pathways of H and He novae
新星是一些最常见的检测到的光学瞬变，并有可能提供有价值的信息，对二进制的演变。二进制人口合成代码已成为最有效的工具，用于模拟人口的二进制系统，但这种代码传统上采用大大简化新星物理，排除详细的研究。在这项工作中，我们实现了一个模型治疗H和He新星作为单独的事件到二进制人口合成代码\binaryc。对新星的这种处理是对现代人口综合编码目前采用的“平均”处理的重大改进。我们讨论了导致这些现象的演化途径，并提出了新星事件的发生率和几个重要的物理参数的分布。大多数新星都是在大质量的白矮星上产生的，大约70%和55%的新星事件分别发生在O/Ne白矮星的H和He新星上。只有15%的H-nova系统经历了一个共同的包络阶段，但这些系统负责大多数的H-nova事件。所有吸积氦的氦新星系统都被认为是后共包络系统，几乎所有的氦新星系统都将在引力波驱动的螺旋中与它们的施主恒星合并。我们估计，目前在M31（仙女座）新星的年速率约$41 \pm 4$ H新星，低估了目前的观测估计的$65^{+15}_{-16}$，和$0.14\pm0.015$ He新星。当改变共同包络参数时，H新星发生率在每年20至80起事件之间变化。
2021-06-11 astro-ph.SR
Comprehensive Listing of 156 Reliable Orbital Periods for Novae, Including 49 New Periods
我报告了对大多数已知新星系统的轨道周期（P）的大规模搜索，通过在两个或多个独立的光变曲线中寻找显著的、相干的和稳定的光学光度调制，这些光变曲线主要来自TESS、开普勒、AAVSO、SMARTS、OGLE、ASAS和ZTF的大型调查。我发现了31个新的轨道周期。此外，我还根据它们的光谱能量分布，测量了18颗有演化伴星的新星的新周期，精确度达到30%。此外，我已经证实，改进，并拒绝了先前的索赔P在46新星。(As作为这一努力的一部分，我认识到5颗新星显示出1- 3个连贯的、显著的和短暂的周期0.12- 4.1天，这些都是神秘的，因为它们不是轨道、自旋或超级驼峰周期。总之，我已经编制了一份包含156个新星可靠P值的综合列表。新星周期的直方图显示最小P值为0.059小时（85分钟），周期间隔为0.071- 0.111天（1.70- 2.66小时）。周期间隔的上边缘在新星（0.111天）、类新星系统（0.131天）和矮新星（0.141天）之间有显著差异。直方图的另一个问题是，31%的新星系统有演化的伴星，对它们的当前状态或演化没有模型或理解。对于有红巨星伴星的新星，20颗中有15颗是在膨胀群中，尽管主序星和次巨星伴星的膨胀分数接近0.11- 0.32。
2022-07-06 astro-ph.SR
OGLE Atlas of Classical Novae I. Galactic Bulge Objects
经典新星的爆发是锂形成和伽马射线发射的可能来源。超新星遗迹也可以成为Ia型超新星（SNe Ia）。新星对这些现象的贡献取决于新星的速率，这对于银河系来说还没有很好的确定。在这里，我们直接测量银河系核球新星的速度为每年$13.8 \pm 2.6$。由于光学引力透镜实验（OGLE）调查对凸起进行了多年的监测，这次测量比以往任何一次测量都要精确得多。我们的样本包括39个新星喷发，其中$\sim$ 1/3是基于OGLE的发现。这种长期监测使我们不仅能够测量新星的速率，而且还可以详细研究39次爆发和80多个新星候选者的光变曲线。我们测量了9颗后新星和9颗新星的轨道周期，在14种情况下，我们获得了第一次估计。OGLE调查对频繁爆发的复发新星非常敏感。我们没有发现任何类似于M31 2008- 12 a的天体，它每年喷发一次。探测的缺乏表明，在银河系凸起中只有少量的它们。
2015-07-28 astro-ph.SR
Review of light curves of novae in the modified scales. II. Classical novae
新星的光变曲线在爆发期间以壳层半径的对数标度和爆发的振幅标度呈现，简化了对我们银河系和大小麦哲伦云中所有已知的约500颗经典新星的光变曲线的审查。结果表明，约250颗经典新星的光变曲线可分为7个典型的光变曲线群，并以原型光变曲线为亚群。最大的一组是DQ Her组，以V1280 Sco为主要原型和分组关键。这类新星有三到四种尘埃凝聚的变体。小GQ Mus组的新星可能是爆发期间的明亮X射线源。CP Pup、CP Lac、V1974 Cyg和V1493 Aql是4组的原型，光变曲线的初始亮度下降阶段倾斜很近。以RR Pic为原型的组，包括HR Del亚组，在最终下降阶段之前具有延长的最大亮度状态，存在几个亮度变化。新星群的关系，或光变曲线的形式，在拱星和拱双星系统环境中的过程进行了简短的讨论。在爆发过程中喷射出的物质形成了通常为椭圆形的膨胀壳。在Lac，Pup和Cyg组中，除了椭圆形外，壳没有显示出明显的规则结构。带有尘埃凝结的新星壳（DQ Her群）具有带赤道带的椭球形。CK Vul的独特外壳，Nova Vul 1670，给出了关于V1493 Sql组其他成员外壳可能形状的想法。在著名的“绝对最大星等，亮度衰减率”关系中，每一组都有自己的位置。
2020-07-21 astro-ph.SR
Infrared Observations of novae in the SOFIA era
经典新星将化学富集的气体和尘埃注入当地的星际介质（ISM）。喷出物中的丰度可以从红外（IR）禁线发射推断。红外光谱可以确定新星喷出物中生长的颗粒的矿物学。我们预计，美国宇航局的新平流层红外天文台（SOFIA）将对未来的红外研究新星的影响。
2015-08-28 astro-ph.SR
The UBV Color Evolution of Classical Novae. II. Color-Magnitude Diagram
我们已经检查了40颗新星的爆发轨迹的颜色-星等图（固有的B-V颜色与绝对V星等）。在达到光学最大值后，每个新星通常从右上角到左下角向蓝色发展，然后转向右边。这40首曲目分为六个模板：非常快的新星V1500 Cyg;快速新星V1668 Cyg，V1974 Cyg和LV Vul;中等速度的新星FH Ser;和非常慢的新星PU Vul。这些模板按照从左（蓝色）到右（红色）的顺序排列，取决于包层质量和新星速度等级。一颗更蓝的新星有一个更小的质量和更快的速度。在具有多个峰值的新星中，第一次衰变的轨道比第二次（或第三次）衰变的轨道更红，因为在第一次峰值期间，大部分的包层物质已经被喷射出去。因此，我们新获得的色星等图中的轨道为理解经典新星的物理学提供了有用的信息。我们还发现，在星云相开始的绝对星等几乎是相似的各种新星。我们能够通过将目标新星的轨迹拟合到具有已知距离的新星的相同分类来确定绝对星等（或距离模数）。用这种方法计算了一些周期性新星的距离，并重新计算了它们的距离。
2016-03-21 astro-ph.SR
The $UBV$ Color Evolution of Classical Novae. IV. Time-Stretched $(U-B)_0$-$(M_B-2.5\log f_{\rm s})$ and $(V-I)_0$-$(M_I-2.5\log f_{\rm s})$ Color-Magnitude Diagrams of Novae in Outburst
利用$t'=t/f_{\rm s}$对两颗经典新星的光变曲线和颜色演化进行适当的压缩和拉伸，可以得到两颗经典新星的光变曲线和颜色演化曲线的重叠。然后目标新星的亮度与模板新星的亮度通过$(M[t])_{\rm template} = (M[t/f_{\rm s}] - 2.5 \log f_{\rm s})_{\rm target}$相关，其中$M[t]$是绝对星等和时间的函数$t$，$f_{\rm s}$是目标新星和模板新星之间的时间尺度之比。在本系列的前几篇论文中，我们证明了许多新星在时间拉伸的$(B-V)_0$ - $(M_V-2.5 \log f_{\rm s})$色星等图中广泛重叠。在本文中，我们提出了另外两个$(U-B)_0$ - $(M_B-2.5\log f_{\rm s})$和$(V-I)_0$ - $(M_I-2.5\log f_{\rm s})$图，并表明它们的轨道重叠的16新星和52新星，分别。在这里，$(U-B)_0$、$(B-V)_0$和$(V-I)_0$是固有的$U-B$、$B-V$和$V-I$颜色，并且不被时间拉伸改变，并且$M_B$、$M_V$和$M_I$是绝对的$B$、$V$和$I$量值。使用这些属性，我们大大改善了以前的估计，他们的距离和红化。所得距离与{ \it Gaia}数据Release 2星表的距离基本一致。
2021-03-22 astro-ph.SR
A Light Curve Analysis of Classical Novae: Free-free Emission vs. Photospheric Emission
我们分析了7个相对较慢的新星，PW Vul，V705 Cas，GQ Mus，RR Pic，V5558 Sgr，HR Del和V723 Cas的光变曲线，根据新星爆发的光学厚风理论。对于快速新星，自由-自由发射在光学波段占主导地位，而不是光球发射和新星的光学光变曲线遵循普遍的衰减规律。更快的新星吹出更强的风，质量损失率更大。由于自由-自由辐射的亮度直接取决于风的质量损失率，因此速度较快的新星会显示出更明亮的光学极大值。然而，在速度较慢的新星中，我们必须考虑到光球层的辐射，因为它们的风质量损失率较低。我们计算了三个模型光变曲线的自由-自由发射，光球发射，和他们的总和为不同的WD质量与不同的化学成分的信封，并拟合合理的光学，近红外（NIR）和紫外波段的观测数据。从光变曲线拟合的7颗新星，我们估计其绝对的星等，距离和WD质量。在PW Vul和V705 Cas中，自由-自由发射仍然在光学和NIR波段中占主导地位。在非常慢的新星RR Pic、V5558 Sgr、HR Del和V723 Cas中，光球发射占主导地位，而不是自由-自由发射，这偏离了普遍的衰减规律。我们已经证实，我们的模型光变曲线的绝对亮度与已知距离的四个经典新星（GK Per，V603 Aql，RR Pic和DQ Her）的距离模量是一致的。我们还讨论了为什么非常慢的新星比建议的最大星等与下降率的关系大约亮1等的原因。
2014-10-29 astro-ph.SR
On the Progenitors of Galactic Novae
在银河系已知的大约400颗经典新星中，只有10颗，即周期性新星，被发现爆发不止一次。已知至少有八个这样的回归星拥有演化的次级恒星，而不是典型的经典新星中的次级主序星。在本文中，我们提出了一个新的新星分类系统，完全基于二级的演化状态，而不是（像目前的计划）基于爆发的属性。使用档案光学和近红外光度观测的样本38静止的银河新星，我们表明，在一个静止的系统中的次要恒星的演化状态可以预测和几个对象被确定为后续观测; CI Aql，V2487 Oph，DI Lac和欧盟Sct。
2011-12-12 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
