The nova V1369 Cen -- a short review
L. Izzo, M. Della Valle, F. Matteucci, D. Romano, L. Pasquini, L. Vanzi, A. Jordan, J. M. Fernandez, P. Bluhm, R. Brahm, N. Espinoza, R. Williams
我们简要介绍了经典新星V1369 Cen最近爆发的光谱演化，以及由于中性锂在6708 ° C的共振而确定的窄吸收线的存在。我们还讨论了锂在银河系中的化学演化的后果。
We briefly present the spectroscopic evolution of the recent outburst of the classical nova V1369 Cen, and the presence of a narrow absorption line identified as due to the resonance of neutral lithium at 6708 Å. We also discuss the consequences for the chemical evolution of lithium in the Galaxy.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
继续探索
Review of light curves of novae in the modified scales. III. V1047 Cen at 2019
Unique Nova Centauri 2005，V1047 Cen，通过改良光变曲线的形式被纳入CP幼仔组。这意味着2019年的再亮仍然发生在2005年爆发的最后阶段，并且可以与当前的超新星活动有关。V1047 Cen在2019年作为一个单独的事件的光变曲线与HR Del，Nova Del 1967的一些细节相似，并且与后新星系统中的矮新星爆发（GK Per等）有很大区别。提出了Nova Sgr 1970（V3645 Sgr）的可能正确识别，其被纳入RR Pic组。
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。
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。
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。
A nova origin of the gas cloud at the Galactic Center ?
吉勒森和他的合作者最近发现，一团气体云沿着一个高度偏心的轨道向银河系中心坠落，几乎直接潜入中心超大质量黑洞的近邻，这就提出了它的起源的重要问题。已经提出了几种模式。在这里，我们认为，最近的一次新星爆发喷出了一个环状的气体壳。在高倾角下观察，这可以解释质量，头部和尾部结构，以及以自然的方式观察到的云的异常高的离心率，即使新星在银河系中心附近的年轻恒星的轨道上移动也是非常正常的。我们通过计算抛射物的头部和尾部以及产生它的新星的轨道来说明这一点。我们简要地讨论了这个模型，如果是真的，提出了一些关于银河系中心附近恒星环境的问题。
Review Of The 2010 Eruption Of Recurrent Nova U Scorpii
2010年1月28日，周期性新星天蝎座U爆发了它长期预测的爆发;事先的准备使其成为有史以来观测到的最好的新星事件。覆盖范围包括X射线、紫外线、光学和红外线的每日和每小时光谱，以及X射线、紫外线、U、B、V、y、R、I、J、H、K和中红外线的每日和每小时光度测定，包括大约35，000个V波段震级（平均每三分钟一次）。这种前所未有的覆盖范围允许发现三种新现象：早期的快速光学耀斑（没有已知的解释），喷出物速度为10，000 km/s（以前只有在超新星中才能看到的速度），以及持续数小时的光学和X射线亮度的深瞬时下降（我指出X射线勺状体具有相同的原因）。
High speed photometry of faint cataclysmic variables - VI. Car2, V1040 Cen, Ha 075648, IL Nor (Nova Nor 1893), HS Pup (Nova Pup 1963), SDSS J2048-06, CSS 081419-005022 and CSS 112634-100210
我们观测到8颗暗弱激变变星。新星样的Car2被广泛采样，但几乎没有变化。V1040 Cen是在一次矮新星爆发的末期被观测到的，具有矮新星和准周期振荡。HA075648在3.49h有强烈的大振幅闪烁和可能的轨道调制。这颗新星的残骸IL Nor（Nova Nor 1893）已经被确认。HS Pup（Nova Pup 1963）的轨道周期可能是3.244小时。SDSS J2048 - 06是一颗低质量传递的矮新星，在静止时在7.67 h时显示出缓慢的变化矮新星CSS 081419 - 005022的轨道周期为1.796小时，食矮新星CSS 112634 - 005022的轨道周期为1.796小时。100210的轨道周期为1.8581 h。
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。
V1369 Cen high resolution panchromatic late nebular spectra in the context of a unified picture for nova ejecta
Nova Cen 2013（V1369 Cen）是通过高分辨率UV+光学多历元光谱学进行全色观测的第四颗明亮新星。它也是光谱最丰富的新星（无论是在数据质量和历元数量方面），这要归功于它的异常亮度。在这里，我们使用爆发后的第250天和第837天之间拍摄的晚期星云光谱来推导新星的物理，几何和运动学性质。我们将结果与本系列中其他全色研究的结果进行了比较：T Pyx，V339 Del（Nova Del 2013）和V959 Mon（Nova Mon 2012）。由此我们得出结论，在所有这些新星的喷出物的几何形状和现象，可以一贯地解释在一个单一的，简短的喷射插曲和弹道膨胀，而不是由风的clueros气体排出。对于V1369 Cen，其喷出物质量（约1 E-4太阳质量）和填充因子（0.1<=f<=0.2）与经典新星一致，但比T Pyx和复发新星大（至少一个数量级）。V1369 Cen相对于太阳的N/C比率非常高，超出了目前对CO新星的预测范围，并且Ne发射线强度与典型的ONe或CO白矮星不同。
The dwarf nova EX Draconis: a short review
EX Draconis是一种长周期矮矮新星，其爆发持续约7天，每20-30天复发一次。其深度食允许研究吸积盘表面亮度和半径的变化，验证热粘性盘不稳定性（DI）和质量转移爆发（MTO）模型。结果与DI矛盾，与MTO一致。
Infrared emission from novae
本文综述了经典新星和周期新星在波长> 30微米的红外观测，包括宽带观测和光谱观测。近年来，红外光谱学通过揭示新星尘埃的精细结构和日冕线以及矿物学，特别是彻底改变了我们对新星现象的理解。在未来10 - 20年内，正在或将要使用的红外光谱设施有可能对新星谱线发射和尘埃矿物学进行全面研究，并对河外新星种群进行无偏见的评估。
Early optical spectra of nova V1369 Cen show presence of Lithium
我们提出了早期的高分辨率光谱观测的新星V1369岑。我们在6695.6欧姆处探测到一个吸收特征，我们将其确定为蓝移的$^7$ Li I $λ$ 6708欧姆。在不同时期获得的新星的五个高分辨率光谱中观察到了以-550公里/秒移动的吸收线。根据这条吸收线的强度，我们推断，一个单一的新星爆发可以注入银河系$M_{Li} =$ 0.3 - 4.8 $\times 10^{-10}$ M $_{\odot}$。鉴于目前对银河系新星率的估计，这个数量足以解释在年轻恒星群中观察到的锂过剩的令人费解的起源。
Spectroscopy of Novae -- A User's Manual
经典新星的光谱发展被描述为爆发的各个阶段的叙述。该评论突出了多波长方面的现象和最近的事态发展有关的结构，不均匀性和喷出物的动力学。特别强调的是放在不同的行为的共生一样经常性新星。
The aftermath of nova Cen 2013 (V1369 Cen)
内容：经典的新星祖先是激变变星，非常古老的新星被观察到与高质量转移率和（相对）长轨道周期系统相匹配。然而，经典新星的后果从未被详细研究过。目的：探索激变变星中经典新星爆炸的后果，并观察双星系统弛豫到静止。研究方法：我们使用多波长时间分辨光学和近红外光谱的明亮，研究经典新星爆发五年后。我们能够解开喷出物的贡献，在这个晚时代使用其以前的特性，分离喷出物排放的二元系统。结果如下：我们确定了双星的轨道周期（P=3.76小时），系统分离和质量比（假设白矮星质量为1.2太阳质量，q>=0.17）。我们发现了一颗被辐射的二级恒星的证据，但没有明确的吸积盘的特征，尽管我们确定了第二个发射线源与白矮星的撞击点有关。这些数据与膨胀的白矮星外壳和白矮星洛希瓣内存在不稳定气体的情况一致。结论：在爆发5年多后，这颗经典新星似乎还没有放松。
The multifrequency behaviour of the recurrent nova RS Ophiuchi
这篇评论集中在RS Ophiuchi的多频行为，特别是在其最近的爆发。确认1945年爆发，双极流出和其可能的命运作为Ia型超新星进行了讨论。
Dwarf Nova V1040 Centauri and Variable Stars in its Vicinity
本文介绍了矮新星V1040 Cen的光度测量结果。光变曲线显示了两次正常的爆发，重现时间约为40天，振幅约为2.5兆。平静数据显示了周期在0.1天（2.4小时）至0.5天（12小时）范围内的振荡，原因不明。我们测得V1040 Cen的轨道周期为P_orb = 0.060458（80）天（1.451 +-0.002 h）。根据M_v-P_orb关系，我们求得V_（1040）Cen的距离为137 ± 31 pc。本文还报道了在监测到的矮新星场中发现的11颗新的变星。
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。
Nova Scorpius 1437 A.D. is now a dwarf nova, age-dated by its proper motion
在这里，我们报告的恢复的经典新星的3月11日公元1437年，其年龄是独立确认的适当的运动测年，并表明，在20世纪，它表现出矮新星爆发。发现的四颗最古老的经典新星现在都是矮新星。综合起来，它们强烈地表明，在经典新星事件发生后的几个世纪里，质量转移速率降低了一个数量级或更多，大大减缓了演化，并延长了这些爆炸性双星的寿命。
A Hubble Space Telescope Survey for Novae in M87. I. Light and Color Curves, Spatial Distributions and the Nova Rate
哈勃太空望远镜在10周的时间里拍摄了M87的中心部分，发现了32颗经典新星和9颗较暗的新星，可能是非常缓慢和/或共生的新星。在这一系列论文的第一篇中，我们将展示M87新星发现者图表，以及新星的光和颜色曲线。我们证明，上升和下降的时间，和颜色的M87新星是不相关的彼此和在星系中的位置。M87新星的空间分布遵循银河系的光线，这表明M87在食人事件中吸积的新星是混合的。保守地只使用32颗最亮的经典新星，我们得出M87的新星率：$363_{-45}^{+33}$新星/年。我们还推导出该星系的光度特定的经典新星率，这是$7.88_{-2.6}^{+2.3} /yr/ 10^{10}L_\odot,_{K}$。这两个比率都比过去报道的M87高出3-4倍，并且同样高于所有其他星系的报告。我们认为，大多数以前的地面调查的新星在外部星系，包括M87，错过了大多数微弱，快速新星，几乎所有的慢新星的中心附近的星系。
Spectroscopic observations of novae V1065 CEN and V1280 SCO using 45 cm cassegrain telescope at Arthur C Clarke Institute
本文利用45厘米卡塞格林望远镜对V1065 CEN和V1280 SCO进行高分辨率Hα光谱观测，通过谱线分类、膨胀速度测量和光度分析，确定了两颗新星的光谱类型、速度参数、绝对星等及距离。
X-ray observations of classical novae. Theoretical implications
对爆发和爆发后的经典新星的X射线探测提供了关于爆炸机制的独特和关键的信息。软X射线揭示了热的白矮星光球，只要氢（H）核燃烧仍然存在，膨胀的外壳足够透明，而硬X射线则提供了关于再生的激变变星中的喷出物和/或吸积流的信息。超软X射线发射阶段的持续时间与经典新星的关闭有关，即，在白矮星核心上的氢燃烧。本文综述了X射线观测结果，特别强调了对爆发后稳定氢燃烧持续时间的影响及其理论解释。经常性新星（包括“标准”对象和最近发现的）的特殊情况下，还审查了短复发周期的理论可行性，以及关于Ia型超新星的情况下的影响。
Hydrodynamic Evolution and Detectability of Nova Remnants in the Galactic Center
本研究通过水动力学模拟，评估银河系中心新星残骸在X射线、射电和Paschen-α波段的可探测性，发现X射线波段最有可能探测到残骸。
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。
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。
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。
The 2019 outburst of the 2005 classical nova V1047 Cen: a record breaking dwarf nova outburst or a new phenomenon?
我们详细研究了2019年激变变星V1047~Cen的爆发，该变星在2005年发生了一次经典新星爆发。这一奇特的爆发发生在经典新星事件之后的14年，持续了400多天，在光学上达到了大约6等的振幅。早期的光谱追踪揭示了可能是矮新星（吸积盘不稳定性）的爆发。然而，爆发的持续时间，高速度（$>$ 2000\，km\，s $^{-1}$）的光学线轮廓的功能，发光的光发射，并存在突出的持久的无线电发射一起提出了一个比矮新星爆发更奇异和充满活力的现象。爆发的幅度，辐射能量和光谱演化也不符合经典的新星爆发。V1047~Cen的2019年爆发与经典共生星的爆发有相似之处，但2005年之前的图像表明V1047~Cen可能拥有一个矮伴星，这意味着一个典型的激变变星系统。基于我们的多波长观测，我们认为爆发可能是由于增强的质量传递或盘的不稳定性而使盘变亮，可能导致白矮星上的核壳燃烧增强，而白矮星已经经历了某种程度的准稳定壳燃烧。这最终导致产生风和/或双极准直流出。V1047~Cen在2019年的爆发似乎是独一无二的，之前在典型的灾变变星系统中没有观察到类似的情况，这暗示了一种潜在的新天体物理现象。
The awakening of a classical nova from hibernation
激变变星（CV）是由一颗白矮星（主星）和一颗低质量伴星（副星）组成的近距离双星系统。这样的系统不时地经历大幅度的增亮。最壮观的爆发，亮度超过$10^4$倍，发生在经典新星中，由白矮星表面的热核失控引起。这种喷发被认为是在$10^4-10^6$的时间尺度上重复发生的。在这两者之间，系统的性质主要取决于质量转移速率：如果它低于$10^{-9} M_{\odot}$ /年，吸积变得不稳定，物质在准周期性的矮新星爆发期间被倾倒到白矮星上。冬眠假说预测，新星爆发会强烈影响质量转移率，使其在事件发生后的几个世纪内保持高水平。随后，质量传递速率将显著降低$10^3-10^6$年，开始休眠阶段。之后，新星再次醒来-吸积回到爆发前的水平，并导致新的新星爆炸。冬眠模型通过高质量传递和低质量传递阶段预测CV的周期性演变。这一理论从矮新星Z Cam和AT Cnc周围的古新星壳的发现中得到了一些支持，但迄今为止还没有发现新星爆发之前、期间和之后大量质量转移变化的直接证据。在爆炸前的六年内，该系统揭示了矮新星爆发，表明质量转移率很低。在最低亮度下，后新星比前新星亮两个数量级，没有矮新星行为的痕迹，这意味着质量传递速率由于新星爆炸而大大增加。
X-ray monitoring of classical novae in the central region of M31. III. Autumn and winter 2009/10, 2010/11 and 2011/12
经典新星（CNe）代表了我们邻近星系M31中心区域的主要超软X射线源（SSS）。我们在2009/10年、2010/11年和2011/12年的11月和3月之间对M31中心区域进行了专门的监测，旨在检测CNe的SSS对应物。我们总共在X射线中探测到24颗新星。其中7个来源是已知的，从以前的观测，包括最长的SSS阶段，M31 N ~1996- 08 b，这是发现褪色低于我们的X射线检测极限爆发后13.8年的M31新星。在这些新发现的新星中，有几颗新星在其短期X射线光变曲线上表现出显著的变化，其中一颗新星的短周期被怀疑约为1.3小时。我们研究了SSS状态的最近爆发的经常性新星，以前曾观察到两次爆发之间的最短时间（约5年）。带有X射线对应物的M31新星总数增加到79个，我们对这一扩展目录进行了详细的统计研究。四个先前指出的光学和X射线参数之间的相关性可以得到确认和改进。我们发现的迹象表明，新星属性的多维参数空间可能是由一个单一的物理参数。我们讨论的证据不同的X射线行为的新星在M31的凸起和磁盘。光学和X射线测量的多波长参数空间的探索被证明是一个强大的工具，检查河外新星人口的属性。虽然有迹象表明，M31的不同恒星星族（凸起与盘）产生了不同的新星爆发，但也有越来越多的证据表明，一颗普通新星的整体行为可能会以令人惊讶的简单术语来理解。
57 second oscillations in Nova Centauri 1986 (V842 Cen)
2008年的高速测光结果表明，V842 Cen的光变曲线在56.825 s处具有相干调制，边带在56.598 s和57.054 s处。自从2000年和2002年观测到这颗新星残骸以来，这些都出现了。我们推断，主信号是白矮星主星的自转周期，而边带是由轨道周期为3.94 h的表面再加工产生的。因此，V842 Cen是武仙座DQ的一颗中间极星（IP），是IP中旋转最快的白矮星，也是已知的激变变星中第三快的。在其他IP中，我们没有看到矮新星振荡，但在350 - 1500 s范围内经常有准周期振荡。有一个强烈的亮度调制，周期为3.78小时，我们归因于负的超级驼峰，还有一个更强的信号，在2.886小时，这是未知的来源，但可能是在GW Lib和其他一些系统中看到的另一个例子。我们使用雨燕卫星在紫外线和X射线中观测V842 Cen，尽管在短期观测中没有检测到周期性调制。这个天体的X射线光度似乎比吸积区直接可见的其他IP低得多。
Infrared spectroscopy of the recent outburst in V1047 Cen (Nova Centauri 2005)
在作为经典新星（CN）爆发14年后，V1047 Cen（Nova Cen 2005）于2019年4月开始了不寻常的重新明亮。增亮的幅度表明这是CN系统中的矮新星（DN）爆发。在CN主要爆发后的几十年内，很少有CNe发生DN喷发。V1047 Cen的CN和DN爆发之间的14年间隔是迄今为止记录的所有实例中最短的。在DN爆发的标准理论框架内，解释V1047 Cen中CN和DN爆发的快速连续性可能具有挑战性。CN爆发后，质量吸积率被认为保持高$(\dot{M}\sim10^{-8}$ M $_\odot$ yr $^{-1})$几个世纪，这是由于次级恒星被白矮星仍然炽热的表面照射。因此，DN爆发预计不会发生在这个高质量的吸积阶段的DN爆发，这是由于在吸积盘的热不稳定性，并出现在一个政权的低质量吸积率$(\dot{M}\sim10^{-10}$ M $_\odot$年$^{-1})$。在这里，我们目前的近红外光谱表明，目前的爆发是最有可能的DN喷发，并讨论其早期发生的可能原因。即使目前的重新增亮后来被证明是由于其他原因而不是DN爆发，目前的研究提供了宝贵的文件，这一不寻常的事件。
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。
Multiwavelength Photometry and Hubble Space Telescope Spectroscopy of the Old Nova V842 Centaurus
我们目前的老新星V842岑（新星岑1986年）的地面光学和近红外测光观测和哈勃空间望远镜COS光谱观测。对光学光变曲线的分析揭示了在56.5 +/-0.3 s处的峰值，振幅为8.9 +/- 4.2 mma，这与Woudt等人早些时候探测到的V842 Cen中磁性白矮星的旋转一致，然而，我们从COS时间标签光谱创建的UV光曲线并没有显示出这种周期性。我们对HST COS光谱的合成光谱分析排除了热白矮星光球作为FUV通量的来源。COS光谱的最佳拟合模型是一个完整的光学厚吸积盘，没有磁性截断，低磁盘倾角，低吸积率和距离小于一半的公布的距离，确定的基础上，星际钠D线strengths.Truncated截断半径为3Rwd和5 Rwd截断吸积盘与COS数据产生不满意的协议。对于一颗爆炸后仅24年的经典新星来说，吸积率出乎意料地低，当时的吸积率预计很高，白矮星应该仍然很热，特别是如果发生辐射的施主恒星。我们的低吸积率是一致的低吸积率来自X射线和地面光学数据。
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。
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。
Non-Equipartition of Energy, Masses of Nova Ejecta, and Type Ia Supernovae
在经典新星爆发过程中喷射出的总质量需要回答两个具有广泛天体物理意义的问题：吸积的白矮星能否被推向克拉塞卡质量极限以产生Ia型超新星？超亮红色变星是一种新的天体物理现象，还是仅仅是极端的经典新星？我们回顾了用于确定新星喷出物质量的方法。除了BT Mon（1939年新星）的独特情况外，所有新星喷出物的质量测定都依赖于未经检验的假设和多参数模型。新星喷出物中动能和辐射能（分别为E_kin和E_rad）均分的非常简单的假设被用来解决M31中超亮红色变星的这个难题。推导出的质量远大于任何经典新星模型产生的质量。我们对新星喷发的模拟表明，新星喷发物中的辐射和动能远未达到能量均分，E_kin/E_rad比值的变化通常为四个数量级。均分假设不能用来推断新星喷出物的质量;任何这样的“测定”都可能被高估10，000倍。我们对一系列广泛的新星模拟进行数据挖掘，以寻找可能产生新星喷出物质量的相关性。值得注意的是，在新星爆发时喷射出的质量仅取决于（并与之成正比）E_rad。如果我们测量到爆发新星的距离和它的辐射热光变曲线，那么E_rad和喷出的质量就可以直接测量。
Novae -The study of the reactive flow
天体物理学界有一个广泛的共识，即观察到的经典新星爆发的机制是表面热核失控。我们开始这个简短的审查与主要的观测事实，导致热核失控的理论模型，发生在吸积富氢的信封放在一个冷的退化核心的白矮星。根据该理论，在逃逸前几天到几周，吸积的包层变得不稳定。在失控本身的极端阶段，当燃烧效率最高时，包层完全对流。因此，在这种极端条件下处理的元素被提升到恒星的最外层区域。在爆发期间，包层的相当一部分被喷射出来。流体动力学不稳定性和爆炸性氢燃烧的复杂组合，靠近恒星表面，为我们提供了一个独特的机会来研究这种复杂的反应流。核心质量、核心温度和吸积速率的范围导致了燃烧温度和密度的整个范围。以下的“标准”的情况下，我们的描述，然后集中在罕见的，但仍然有可能，部分相关的参数空间，在传统的CNO循环的“突破”可能会发生，并导致重元素富集模式所造成的突破燃烧。我们结束我们的审查与新星理论家今天面临的主要挑战，特别强调与核合成问题有关的问题。
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。
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。
Unveiling the nature of red novae cool explosions using archive plate photometry
基于档案摄影测光和最近的CCD测光数据的红新星V4332 Sgr和V838 Mon，我们建立了他们的恒星组成，爆炸组件，和爆炸的性质。爆发最大值中的低温是由于大质量恒星包层在爆发前的中心能量激增后的准绝热膨胀。
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。
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。
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。
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。
XMM-Newton EPIC and OM observation of Nova Centauri 1986 (V842 Cen)
我们报告的结果，从时间和光谱分析的XMM-牛顿观测半人马座新星1986年（V842岑）。我们在EPIC数据中检测到3.51 $\pm$ 0.4 h的周期，在OM数据中检测到4.0 $\pm$ 0.8 h的周期。的X射线光谱是一致的发射从一个吸收薄的热等离子体的温度分布由等压冷却流。冷却流模型的最高温度为$kT_{max}=43_{-12}^{+23}$ keV。这样高的温度可以达到一个冲击区，并考虑到检测到的周期性，最有可能出现在一个磁通道吸积流的中间极性的特点。脉冲部分的3.51小时调制减少与能量的X-射线光变曲线中观察到的磁性CV，可能是由于吸积柱掩星的白矮星机构或相位依赖于吸收。我们没有发现Woudt等人（2009）报告的57 s白矮星自旋周期，脉冲幅度为4 mmag，无论是在光学监测器（OM）数据中，对脉冲幅度$\gtrsim$ 0.03量级敏感，还是在EPIC数据中，对脉冲分数$p \gtrsim$ 14 $\pm$ 2%敏感。
AT 2016dah and AT 2017fyp: the first classical novae discovered within a tidal stream
AT 2016 dah和AT 2017 fyp是相当典型的仙女座星系（M31）经典新星。AT 2016 dah几乎是一个教科书上的例子，它是一颗“非常快速”衰退但不常见的Fe II 'b'（宽线）新星，在光学光度上升到峰值期间被发现，并以平滑的破幂律光变曲线衰变。AT 2017 fyp被归类为“快速”新星，与M31不同，它的早期衰退光谱同时显示出Fe II和He/N光谱类型的特性-一种“混合”。类似地，AT 2017 fyp的光变曲线具有打破幂律的下降，但表现出扩展的平顶最大值。两颗新星都被尼尔·盖瑞尔斯·斯威夫特天文台用紫外线和X射线跟踪，但没有发现任何X射线源。这一对被跟踪光度和光谱进入他们的星云阶段。在光学数据档案中看不到祖先系统，这意味着质量供体是主序星。AT 2016 dah和AT 2017 fyp特别有趣的是它们相对于M31的位置。这对双星在天空中很近，但距离M31的中心很远，几乎沿着其主机的半短轴。对M31新星群的径向速度测量和模拟得出的结论是，这两颗新星都是仙女座巨星流（GSS）的成员。我们发现至少有两颗M31新星偶然出现在GSS上的概率约为1%。因此，我们认为这些新星来自GSS的前身，而不是M31 --第一个在潮汐流中发现的确认的新星。
Discovery of a new classical nova shell around a nova-like cataclysmic variable
IPHASXJ 210205 +471015是一个可能的行星状星云，其形态和光谱与围绕矮新星的经典新星壳ATCnc惊人地相似。为了研究它的真实性质，我们获得了高分辨率的窄带[O III]和[N II]图像和深GTC OSIRIS光谱。该星云显示出一个明显富含氮的[N II]-明亮结弧，而[O III]-明亮的弓形激波正在整个ISM中发展。诊断线比表明，冲击与弧和弓激波。这个星云的中心恒星已经通过其光度变化被识别出来。这个源的时间分辨光度和光谱数据揭示了一个4.26小时的周期，这是由于一个双星系统。它的光谱与RWSex非常相似，后者是一颗类似UXUMa新星（NL）的激变变星（CV）。基于这些结果，我们认为IPHASX J210205+471015是在平静态CV-NL系统周围观察到的经典新星壳层。
Historical light curve and search for previous outbursts of Nova KT Eridani (2009)
上下文波江座新星（Nova Eridani，2009年）引起了新星界的注意，因为它从最大值迅速下降，最初被错过了，以及它随后在无线电和X射线波长上的发展。这个系统也表现出类似于那些小得多的周期性新星的性质;它们本身是Ia型超新星的潜在祖先。目标。我们的目的是确定KT Eri祖系统的性质和物理参数。方法.我们搜索了哈佛大学天文台的档案板KT Eri的祖先，以确定系统的性质，特别是次级的演化阶段。我们使用获得的数据来搜索任何周期性信号和导出的光度来估计复发时间尺度。此外，通过比较色星等图上静止系统的颜色，我们可以推断出二级恒星的性质。结果我们确定了KT Eri的祖系统，并测量了< B >= 14.7 \pm 0.4的静态幅度。没有发现以前的爆发。然而，我们认为，如果新星是周期性的，它应该是在一个世纪的时间尺度。我们发现一个周期性的737天，可能会出现在中央双星的反射效应和/或日食的平静。该系统的周期性和静止星等表明，次级恒星是演化的，可能在红巨星分支中，或上升。第二个周期在376天是明显的，其具有正弦曲线状的光变曲线。此外，爆发的幅度约9等与快速经典新星（约17等）的预期不一致，这可能进一步支持演化的次级。（节录）
BK Lyncis: The Oldest Old Nova?... And a Bellwether for Cataclysmic-Variable Evolution
我们总结了20年来研究BK Lyncis光变曲线的结果，BK Lyncis是一颗类似新星的恒星，奇怪地位于激变变星家族中2-3小时轨道周期间隙以下。两个明显的“超级驼峰”主导着夜间光变曲线，其周期比P_orb长4.6%，短3.0%。第一个似乎与恒星的较亮状态（V~14）有关，而第二个似乎贯穿始终，并在低状态（V~15.7）中占主导地位。从2005年开始，这颗恒星的光变曲线变得与矮新星无法区分，特别是ER Uma子类。回顾这颗恒星的所有奇特之处，我们推测：（a）BK Lyn是101年12月30日可能的新星的遗迹，（b）它从那时起就一直在衰落，但需要大约2000年的时间才能使吸积率下降到足以允许矮新星爆发。如果这种行为是普遍的，它可以解释CV进化的其他难题。一：为什么ER Uma类甚至存在（因为所有成员都可以是最近新星的残余）。第二：为什么ER Uma星和短周期新星是罕见的（因为它们的寿命，本质上是冷却时间，很短）。三：为什么短周期新星的光度都下降到远高于它们真正的静止状态（因为它们才刚刚开始在新星后冷却）。四：为什么短周期CV的轨道周期、吸积率和白矮星温度都太大，而不是纯粹由引力辐射的影响引起的（因为出乎意料的长时间间隔的增强的超新星亮度提高了平均质量转移率）。这些都是对一个假设的投资的实质性回报：CV演化的第二个参数，除了P_orb，是距离上一次经典新星爆发的时间。
Orbital variations and outbursts of the unusual variable star V1129 Centauri
变星V1129 Cen在GCVS中被归类为$β$天琴座型。对于这样的恒星来说不寻常的是，它大约每年爆发一次，持续$\sim$ 40天。由于这个原因，与矮新星的关系被怀疑。在这里，第一次详细分析了系统的光变曲线。根据在Observatório do Pico dos Dias获得的高时间分辨率观测和长期ASAS光变曲线，研究了该系统的轨道变化。它们主要由一颗可能稍微演化的F2星的椭球变化和日偏食所控制，这颗星是一颗轨道周期为$21^{\rm h}$ $26^{\rm m}$的双星。与矮新星特征的比较表明，V1129 Cen的观测性质可以解释，如果它只是另一颗矮新星，虽然有一个异常明亮和早期类型的质量供体，它的亮度超过了吸积盘和质量增益的程度，许多正常的光度和光谱特征的激变变量仍然没有检测到。
The narrow and moving HeII lines in nova KT Eri
我们提出了爆发和宁静光谱的经典新星KT Eri和讨论的外观尖锐的HeII 4686 Ang发射线，其起源是一个问题的讨论，这些新星，表现出类似的组件。我们认为，尖锐的HeII线，当它第一次出现在爆发光学厚相的末端时，来自哑铃结构的手腕，表征了Ribeiro等人（2013）模拟的喷出物。当喷出物变得光学薄，已经尖锐的HeII线变得窄了两倍，并从暴露的中央双星起源。在光学薄阶段，HeII线显示出径向速度的巨大变化，这在巴耳末线中没有对应物（无论是它们的窄核心还是宽边缘）。HeII线的径向速度变化很大，一直持续到静止期，它仍然是在整个光学范围内观察到的最强发射线。
The precessing jets of classical nova YZ Reticuli
经典新星YZ Reticuli于2020年7月被发现。在此之后不久，我们开始了持续的，高度时间采样覆盖其随后的快速演变与时间分辨光谱从全球喷气机观察天文台。在接下来的几周和几个月里，它的H-α复合物表现出了质的不同的光谱特征。我们发现，这些H-α复合物是很好地描述了相同的五个高斯发射分量在整个六个月后爆发。这五个组成部分似乎构成了两对线，从喷流和吸积盘，加上一个额外的中央组件。这些喷流/吸积盘对所呈现的相关对称模式表明，可能是由于新星爆发所引起的大扰动而产生的岁差。喷流和吸积盘的特征在增亮后的前十天一直存在--这证明吸积盘在破坏中幸存了下来。我们还比较了另一颗在2020年7月爆发的经典新星（V6568 Sgr），其H-α复合体可以类似地描述，但具有更快的视线喷流速度超过4000 km/s。我们认为，具有更高质量白矮星的经典新星是周期性新星和经典新星（如YZ Reticuli）之间的桥梁。
MESA and NuGrid simulations of classical novae: CO and ONe nova nucleosynthesis
经典新星是由CO或ONe白矮星吸积的氢的热核闪光的结果，最终导致表面层的动态喷射。这些都是观测已知的富含重元素，如C，O和Ne，必须起源于氢闪对流区以下的层。在我们以前的工作的基础上，我们现在提出恒星演化模拟的ONe新星，并提供了一个全面的比较，我们的模型与出版的。我们的一些模型包括指数对流边界混合，以解释所观察到的富集的新星喷出物，即使吸积的材料有太阳丰度分布。我们的模型产生的最大温度演化曲线和核合成产量与模型，产生丰富的喷出物，假设吸积材料是预混合的。我们证实了我们以前报道的结果，即一颗新星。我们发现，$^3$ He可以在冷的（$T_{\rm WD} < 10^7$ K）CO WDs以慢速率（$\dot{M} < 10^{-10}\,M_\odot/\mbox{yr}$）吸积的太阳成分包层中{ \it in situ}产生，在这种情况下，对流是由新星爆发前的$^3$ He燃烧触发的。此外，我们现在发现，太阳成分包层中$^3$ He的产生和破坏之间的相互作用以中等速率吸积，例如，$\dot{M} = 10^{-10}\,M_\odot/\mbox{yr}$，通过具有相对高的初始中心温度的$1.15\,M_\odot$ ONe WD，例如，$T_{\rm WD} = 15\times 10^6$ K，导致形成一个厚的辐射缓冲区，从WD表面分离的对流信封的底部。（节录）
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。
扫码添加微信好友，提出您的宝贵建议 👇
💡 备注请填写：网站反馈
发表机构由 AI 从论文文本抽取，如发现错误，欢迎反馈修正建议。