Elemental Abundances in the Ejecta of Old Classical Novae from Late-Epoch Spitzer Spectra
我们目前斯皮策太空望远镜中红外IRS光谱，补充地面光学观测，经典新星V1974 Cyg，V382 Vel，和V1494 Aql超过11，8，和4年后爆发分别。这些光谱主要由氖和氧的禁戒发射所控制，尽管在某些情况下，镁、硫和氩的特征也很弱。我们调查的几何形状和分布的晚时间喷出物的发射线轮廓检查。使用星云分析在低密度制度，我们估计在这些新星的丰度下限。在V1974 Cyg和V382 Vel中，我们的观测证实了其他作者提出的丰度估计，并支持这些爆发发生在一颗白矮星上的说法。我们报告的第一次检测到氖发射的V1494 Aql和表明，该系统最有可能包含一个CO白矮星。
2012-06-18 astro-ph.SR
7Be detection in the 2021 outburst of RS Oph
周期性新星RS Oph在2021年8月8日经历了一次新的爆发，达到了V = 4.8 mag. Observations的高分辨率UVES光谱仪在帕拉纳尔的ESO-VLT的Kueyen-UT 2望远镜上进行的2021年爆发的观测，使其能够检测到热核失控反应中可能存在的7 Be。7 Be的产额可以估算为N（Be）/N（H）= 5.7 x 10^（-6），这接近于迄今为止在经典新星中测量到的最低产额。7 Be的寿命很短，只能衰变为7 Li。通过在星云阶段拍摄的光谱，我们估计出喷射出的质量约为1.1 x 10^（-5）Msun，从而提供了在2021年事件中产生的约4.4 x 10^（-10）Msun的7 Li。与经典新星相比，复发性的RS Oph型新星在每次事件中合成的7 Li量可能略低，但发生的频率要高出10^3倍。周期性新星的比例在10-30%之间，它们可能有助于我们今天观察到的7 Li的形成。在RS Oph中发现7 Be进一步支持了最近的建议，即新星是银河系中7 Li最有效的来源。
2022-09-27 astro-ph.SR
Life after eruption - III. Orbital periods of the old novae V365 Car, AR Cir, V972 Oph, HS Pup, V909 Sgr, V373 Sct and CN Vel
我们提出了时间序列的光度和光谱数据的七个老新星。它们被用来推导V365 Car（5.35小时）、AR Cir（5.14小时）、V972 Oph（6.75小时）、HS Pup（6.41小时）、V373 Sct（3.69小时）、V909 Sgr（3.43小时）和CN Vel（5.29小时）的轨道周期。它们的加入使新星的轨道周期数增加了约10%。V909 Sgr的食性质得到了证实，在另外三个例子（V365 Car，Ar Cir和V373 Sct）中，我们检测到了显著的光度轨道变化，其振幅在R中>=0.2等。由此产生的周期分布进行了简要讨论。此外，我们提供了新的测量先前模糊的坐标为AR Cir和CN Vel和一个新的可能W UMA变量在该领域的V909 Sgr的识别。V972 Oph的光谱呈现出一个向红的H α发射特征，我们暂时将其与CII 6578/6583双重峰识别。它表明，这条线起源于二进制，而不是在一个壳，据我们所知，这是第一次，它已被检测到在这样的质量在一个激变变量（CV）。我们认为，这条线在CV中可能更常见，但它可以很容易地被这些系统典型的宽Halpha发射所掩盖。仔细检查其他新星的线条轮廓确实可以发现V365 Car，CN Vel和AR Cir中的扩展红色机翼。在后一个系统中，另外还检测到了一个吸收对应物，因此在这种情况下，双极流出似乎是一个更可能的情况，而不是CII发射。
2013-10-01 astro-ph.SR
Far Ultraviolet Spectroscopy of Old Novae I. V603 Aquila
我们提出了一个综合的光谱分析的结果，远紫外档案IUE，HST和FUSE观测的快速老新星V603 Aql，获得约90年后，其1918年的新星爆发。我们的分析利用了新的哈勃FGS视差距离为这个几乎面对面的老新星，高白矮星质量和低红化。我们的分析包括非截断光学厚吸积盘，因为V603 Aql既不是一个极性，也不是一个中间极性。我们的合成光谱建模的FUSE和HST光谱分别分析表明，质量转移率为1.5-2.2xe-9太阳质量每年的FUSE和HST光谱分别，假设WD质量为1.2Msun。质量吸积率也取决于假设的WD质量，并增加了一个因素的两个WD质量为0.8Msun。将FUSE和HST光谱组合在一起导致相同的结果。潜在的影响进行了讨论。
2015-06-04 astro-ph.SR
The Change of the Orbital Periods Across Eruptions and the Ejected Mass For Recurrent Novae CI Aquilae and U Scorpii
我报告的累积结果，从24年前开始的一个计划，旨在测量的轨道周期变化的复发新星（RNe）整个喷发。目标是利用轨道周期的变化来测量每次爆发时喷出的质量，这是试图测量RNe白矮星在整个爆发周期中是否增加或减少质量的关键部分，因此它们是否可以成为Ia型超新星的祖先。这个程序现在已经完成了两个日食RNe; CI Aquilae（CI Aql）在2000年爆发和U Scorpii（U Sco）在1999年爆发。对于CI Aql，我提出了1991-2009年的78次日食时间（包括2000年爆发尾部的4次）以及1926年和1935年的两次日食。对于U Sco，我提出了67次日食时间，包括1989-2009年平静期间的46次，加上1945年，1999年和2010年爆发的尾部的21次日食时间。在爆发的尾巴期间的日食时间相对于静止期的日食的星历表有系统地和实质性地偏移，这是由爆发期间光中心的偏移引起的。这些日食时间被绘制在O-C图上，并拟合到喷发之间的稳定周期变化（Pdot）（例如，由保守的质量转移引起）加上喷发时的突然周期变化（DeltaP）的模型。对于CI Aql，最佳拟合为Δ P =-3.7 ^{+9.2}_{-7.3} X 10^{-7}。对于U Sco，最佳拟合为DeltaP=（+43+-69）X 10^{-7}天。这些周期变化可以直接给出每次喷发期间喷出的质量（M_ejecta）的动力学测量…
2011-08-04 astro-ph.SR
Photometric evolution of seven recent novae and the double component characterizing the lightcurve of those emitting in gamma rays
最近七颗新星的BVI光变曲线已经通过阿塔卡马（智利）的每日机器人观测得到了广泛的映射。它们是V1534 Sco、V1535 Sco、V2949 Oph、V3661 Oph、MASTER OT J010603.18-744715.8、TCP J1734475-240942和ASASSN-16 ma。其中五个属于凸起，一个属于SMC，另一个是银河系盘状物体。费米-LAT在伽马射线中探测到的两颗程序新星（TCP J1734475-240942和ASASSN-16 ma）是有未演化伴星的凸出天体。它们在显示双分量光学光变曲线方面与众不同。第一个形成的成分是自由膨胀的、弹道发射的喷出物形成的火球，其通过最大值的时间与波长密切相关（B和I波段之间的延迟约为1天）。第二个分量，与伽玛射线中的新星探测同时出现，以较慢的速度演化，其光学亮度与伽玛射线通量成正比，并且其通过最大值不依赖于波长。伽玛射线的峰值通量水平与在隆起距离的新星相差4倍，这一事实似乎表明伽玛射线发射不是正常新星的普遍属性。我们讨论了仅用一台望远镜收集的高质量光度观测所提供的优势（与许多不同仪器提供的数据相反），并观察了以下影响：火球膨胀的波长依赖性、闪光风中的重组巨大伴星、打嗝的微妙存在、超软X射线发射时断时续。其中四颗新星（V2949 Oph、V3661 Oph、TCP J18102829-2729590和ASASSN-16 m…
2017-03-27 astro-ph.SR
Photometry of some 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），在过去的光变曲线中很少受到关注的四个已确认的系统（CZ Aql，BO Cet，V380 Oph和EF Tuc）和一个候选人（Lib3）进行了分析。这些恒星的时间分辨测光以前都没有发表过。虽然在Lib 3的情况下没有发现变化，因此不能确认为CV，但所有其他目标的光变曲线都由强烈的闪烁主导。每小时时间尺度上的调制叠加在闪烁上可能与BO Cet和V380 Oph的轨道变化有关，但与CZ Aql和EF Tuc无关。在CZ Aql的10分钟时间尺度上的变化，虽然还没有构成令人信服的证据，加上以前怀疑的磁通道吸积流可能指向这颗恒星的中间极性性质。闪烁的一些属性进行量化，努力扩大数据库，为未来的比较闪烁的研究，在CV和细化的目标恒星的分类。
2016-11-01 astro-ph.SR
Do novae have optically thick winds during outburst with large deviations from spherical symmetry?
经典新星在光学极大值后产生的光学厚风的证据在最近的论文中受到了挑战。此外，有时在新星爆发发展的早期就能看到轨道相位相关光度变化的迹象，在光学厚包层，特别是风的框架下很难解释。必须对在新星爆炸后的早期阶段存在喷射速度不断增加的光学厚风的信念进行一般性的讨论。这样做是为了澄清有关新星的想法，以及特别有助于理解新星V1500 Cyg和V1493 Aql的行为，这些新星在爆发后的早期下降过程中表现出与相位相关的变化。可能的方法克服明显的矛盾，相位相关的变化，通过生产的偏差，从球对称的风，期待和数量级估计的顺序，不同的理论方案，这可能会产生这样的偏差。结果发现，大爆炸后的早期阶段的光学厚风的球对称性的大偏差可以很容易地解释的变化的问题。特别是，磁场的存在可能对天鹅座V1500的风产生了不可忽视的影响，而目前还没有足够的关于V1493 Aql的信息。在新星的光学极大值之后的早期阶段，几乎可以肯定存在光学厚的风/包层，而很难使纯粹的哈勃流动模型适合这些阶段的观测。需要进行新的更详细的观测和理论工作，特别是包括磁场对风的影响。
2012-01-22 astro-ph.SR
Non-Thermal Radio Emission from Colliding Flows in Classical Nova V1723 Aql
费米发现了产生γ射线的新星，这突出了激波在新星爆炸中的重要性。对2010年新星V1723 Aql进行了三年多的多波段VLA无线电观测，结果表明，喷出物中的快流和慢流之间的冲击导致了粒子的加速和同步辐射的产生。喷发开始后不久，喷出物中的震动产生了意想不到的射电耀斑，导致了多峰的射电光曲线。发射最终变得与质量为$2 \times 10^{-4} M_\odot$、温度为$10^4$ K的膨胀热残余物一致。然而，在最初的两个月里，$\gtrsim 10^6$ K在低频的亮度温度太高，不可能是由于少量X射线产生的激波加热气体的热发射。无线电成像显示，在天空平面上，速度为400 km/s $^{-1}$（d/6 kpc）的结构垂直于更长的1500 km/s $^{-1}$（d/6 kpc）流。V1723 Aql喷出物的形态运动学结构似乎与V959 Mon新星相似，其中慢速环和快速流之间的碰撞使快速流准直，并产生产生γ射线的冲击。射电耀斑期间V1723 Aql的光谱学和X射线观测与这张照片相一致。我们的观察支持的想法，冲击新星发生时，一个快速的流动碰撞一个缓慢的准直环面。这种冲击可能是造成硬X射线发射、γ射线产生和一些经典新星的双峰射电光变曲线的原因。
2015-12-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
The mean light curves of the Mira-type stars in the H- and K-bands
计算了9颗Mira型星（o Cet，R Leo，S Car，U Her，X Oph，R Aql，RR Aql，S Ori，S Scl）和1颗半规则星（L2 Pup）的平均光变曲线。亮度的初始值（观测值）由统计最优阶的三角多项式拟合。傅立叶系数和附加参数（三角多项式的次数、亮度的幅度、上升和下降分支的最大斜率、每个谐波贡献的亮度最大值（最小幅度）的半幅度和初始时期等），在之前报告的表格中给出（Kudashkina，2015）。在这项研究中，我们已经收到了几个有趣的相关性，这些参数之间的频带H和K。它特别指出的异常位置上的数字明星X Oph。在近红外区（H和K），被研究恒星的平均光变曲线通常是对称的。
2016-10-05 astro-ph.SR
Nova Aquilae 1918 (V603 Aql) Faded by 0.44 mag/century from 1938-2013
我们展示了1898-1918年和1934-2013年的老新星V603 Aql（Nova Aql 1918）的光变曲线，使用了22，721个档案星等。我们所有的星等都在或准确地转换成约翰逊$B$和$V$星等系统。这是至关重要的，因为旧序列中的偏移量和视觉到$V$的转换如果不进行校正，会产生0.1-1.0等的误差。我们的V603 Aql光变曲线是第一次对任何新星进行这样的测量。我们的目标是看到质量吸积率在世纪时间尺度上的演变，并测试休眠模型的长期预测，即老新星在爆发后的一个世纪内应该会显着褪色。1918年的新星爆发在1938年完全结束，当时新星衰退停止，恒星已经褪色到比其前新星亮度$B=11.43 \pm 0.03$ mag.更暗。我们发现1938-2013年的新星光显着褪色，这在三个独立的数据集中一致地看到（$B$中的Sonneberg板、AAVSO $V$光变曲线和非AAVSO $V$光变曲线）。我们发现V603 Aql的亮度自1938年以来以每世纪$0.44 \pm 0.04$等的平均速率下降。这项工作为冬眠模型的一个重要预测提供了显著的证实。
2013-11-15 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
Identifying and Quantifying Recurrent Novae Masquerading as Classical Novae
复发新星（Recurrent novae，RNe）是一个世纪内发生两次或两次以上新星爆发的激变变星。经典新星（CNe）是类似的系统，只有一个这样的爆发。许多所谓的“CNe”实际上是RNe，只发现了一次喷发。由于RNe是候选的Ia型超新星祖先，因此重要的是要知道我们的银河系中是否有足够的RNe来提供超新星速率，因此要知道有多少RNe伪装成CNe。为了量化这一点，我们收集了银河系237 CNe和10个已知RNe的限时样本的光变曲线和光谱的所有可用信息，以及详尽的发现效率记录。我们认为RNe具有（a）爆发振幅小于14.5 - 4.5 * log（t_3），（b）轨道周期>0.6天，（c）红外色J-H > 0.7 mag和H-K > 0.1 mag，（d）H-α的半高宽> 2000 km/s，（e）高激发线，如Fe X或He II在峰值附近，（f）具有平台的喷发光变曲线，（g）质量大于1.2M_solar的白矮星。使用这些标准，我们将V1721 Aql、DE Cir、CP Cru、KT Eri、V838 Her、V2672 Oph、V4160 Sgr、V4643 Sgr、V4739 Sgr和V477 Sct鉴定为强RN候选者。我们使用三种方法评估已知CNe中的RN分数，得到24% +/-4%，12% +/-3%和35% +/-3%。在已知的394颗银河新星中，大约有四分之一实际上是RNe，…
2014-05-01 astro-ph.SR
Life after eruption - I. Spectroscopic observations of ten nova candidates
我们已经开始了一个项目，调查后新星与灾难性变量的人口的联系。我们在这方面的第一步是改进已知的后新星样本及其性质。在这里，我们提出了恢复和/或确认旧新星MT Cen，V812 Cen，V655 CrA，IL Nor，V2109 Oph，V909 Sgr，V2572 Sgr和V728 Sco。这些系统的主要光度和光谱性质进行了讨论。我们发现V909 Sgr是一个可能的磁CV，而V728 Sco是一个高倾角系统。我们进一步认为，两个候选新星V734 Sco和V1310 Sgr被错误分类，而是Mira变量。
2012-04-06 astro-ph.SR
Life after eruption VIII: The orbital periods of novae
新星爆发对激变变星（CV）长期演化的影响是该领域最不了解和深入讨论的话题之一。改善这一点的关键因素是建立一个具有已知性质的后新星的大样本，从最容易获得的轨道周期开始。本文报道了六颗暗新星的新轨道周期：X Cir（3.71 h），ILNor（1.62 h），DY Pup（3.35 h），V363 Sgr（3.03 h），V2572 Sgr（3.75 h）和CQ Vel（2.7 h）。我们还修改了旧新星OY Ara，RS Car，V365 Car，V849 Oph，V728 Sco，WY Sge，XX Tau和RW Umi的周期。利用这些新的数据和批判性审查的可信度报告的老新星的轨道周期在文献中，我们建立了一个更新的周期分布。我们采用二进制starevolution代码来计算理论周期分布，同时使用一个mathicaland相应的角动量损失的经典处方。通过与观测资料的比较，我们发现两个模型都不能再现3 - 4小时范围内的峰值，这表明在周期间隙以上的CV的角动量损失还没有完全被理解。
2020-11-05 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
Followup Observations of SDSS and CRTS Candidate Cataclysmic Variables II
给出了38个候选或已知激变变星的光谱。大多数是候选的矮新星或可能含有高磁性白矮星的系统，而少数（KR Aur，LS Peg，V380 Oph和V694 Mon）是以前已知的处于不寻常状态的物体。个别光谱用于确认矮新星性质或其他分类，而15个系统的径向速度提供轨道周期和速度幅度，有助于确定物体的性质。我们的研究结果证实了四个对象的极性性质，发现一个日食西南性别明星低于周期差距，另一个可能的中间极地，以及两个矮新星的周期在中间的差距。
2017-12-08 astro-ph.SR
Transient and asymmetric dust structures in the TeV-bright nova RS Oph revealed by spectropolarimetry
本文通过对2021年爆发的RS Oph进行光谱偏振监测，揭示尘埃在爆发后两天即不对称出现、随后被摧毁并在80多天后于轨道平面附近再生，从而支持新星中激波与尘埃形成之间的关联。
2023-09-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Amazing Old Nova Q Cygni: A Far Ultraviolet Synthetic Spectral Analysis
天鹅座Q（Nova Cygni 1876）是第三古老的新星（在WY Sge和V841 Oph之后），具有10.08小时的长轨道周期和光学光谱特性，包括HeI和H alpha beta中的天鹅座P光学剖面显示的可变风外流（Kafka et al. 2003）。我们已经进行了合成光谱分析的远紫外IUE档案光谱的天鹅座Q使用我们的光学厚，稳态，吸积盘模型和模型白矮星光球。我们发现，发光吸积盘的吸积光支配热分量的FUV通量，吸积速率为2-3 1.E-9 Msun/yr。我们发现天鹅座Q位于距离741 \pm 110 pc处。我们的研究结果的影响，老新星的理论预测。
2011-06-08 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
Discovery of 13 New Orbital Periods for Classical Novae
我报告新的轨道周期（P）的13个经典的新星，从TESS，AAVSO和其他公共档案的光变曲线的基础上。这些新的新星周期现在占所有已知新星周期的近七分之一。我的系统中有五个系统的P>1天，这使得必须演化出伴星的系统数量增加了一倍。(This仅仅是因为地面时间序列既没有发现这些小振幅长周期所需的覆盖范围，也没有稳定性。V1016 Sgr在周期间隔以下有一个罕见的P，突然间对目前关于新星演化的争论变得有用。其中5颗新星（FM Cir、V399 Del、V407 Lup、YZ Ret和V549 Vel）在过渡阶段后的爆发尾部具有轨道调制。在转变后不久，YZ Ret显示出一组独特的非周期性衰减振荡，加上YZ Ret显示出两个非常显著的瞬态周期，比轨道周期长1.1%和4.5%，非常像超级驼峰现象。我还报告了V407 Lup的光学周期为591.27465秒，这是相干的，必须与白矮星的自旋周期联系在一起。新的轨道周期为0.1883907 +- 0.0000048（V1405 Cas），3.4898 +- 0.0072（FM Cir），0.162941 +- 0.000060（V339 Del），3.513 +- 0.020（V407 Lup），1.32379 +- 0.00048（V2109 Oph），V392 Per为3.21997 +- 0.00039，V598 Pup为0.1628714 +-…
2021-06-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Expanding Bipolar X-ray Structure After the 2006 Eruption of RS Oph
我们报告的探测和分析的扩展X射线发射的{ \it钱德拉} X射线天文台源于2006年爆发的经常性新星RS Oph。在2006年爆发开始后的1254天和1927天检测到了延长的发射，并且与天空中东西方向的双极流一致，开口角约为$70^{\circ}$。两个叶的长度似乎从2009年的1.3弧秒扩大到2011年的2.0弧秒，这表明$1.1\pm0.1 {\rm ~mas~day}^{-1}$的预计膨胀率和天空平面上的$4600\ {\rm km~s}^{-1}\ (D/2.4\ {\rm kpc})$的膨胀速度。这一膨胀率与以前对类似方向的物质进行光学和射电观测的估计是一致的。X射线发射没有显示出2009年至2011年期间冷却的任何证据，与材料的自由膨胀一致。这一发现表明，某种机制使喷出物远离赤道平面，并且在这些物质穿过红巨星风之后，它自由膨胀到1985年爆发留下的空腔中。我们预计类似的结构将出现在最近的喷发中，并扩展到2006年喷发形成的洞穴中。
2021-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of RS Oph with LST-1 and modelling of its HE/VHE gamma-ray emission
本文分析LST-1对2021年RS Oph爆发的甚高能伽马射线观测，结合Fermi-LAT、MAGIC和H.E.S.S.数据进行强子与轻子建模，发现6.6σ探测且强子模型更优，并评估LST阵列新星探测前景。
2025-03-17 astro-ph.HE 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
