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
An extensive optical study of V2491 Cyg (Nova Cyg 2008 N.2), from maximum brightness to return to quiescence
详细研究了He/N和非常快的天鹅座新星2008 N2（V2491 Cyg）的光度和光谱演化。2008年4月11.37（+/-0.1）UT，在V=7.45 +/-0.05处达到第一个极大值，随后以t2（V）=4.8天为特征平稳下降，然后在V=9.49 +/-0.03，14.5天后达到第二个极大值。这是继V2362 Cyg和V1493 Aql之后，第三颗出现次极大值的新星。详细研究了次极大的发展和能量学。随后的平稳下降被精确地监测到，直到+144天，新星比最大亮度暗8.6等，进入星云阶段，其线和连续辐射率下降为t-3。影响新星的红化是E（B-V）=0.23 +/-0.01，14 kpc的距离使新星位于银道面以上1.1 kpc的高度，比典型的He/N新星要大。大部分喷出物的膨胀速度为2000公里/秒，在光学厚相期间具有复杂的发射轮廓和弱的P-Cyg反射，在星云相期间具有鞍状轮廓。对发射线光谱的光电离分析表明，爆发喷出的质量为5.3 × 10（-6）Msun，质量分数为X=0.573，Y=0.287，Z=0.140，单个元素的质量分数为N=0.074，O=0.049，Ne=0.015。吸积物质的金属丰度为[Fe/H]=-0.25，与新星星系中心距离处的环境值一致。在+477天和+831天的光谱学和光度学观测显示，这颗新星恢复到了其前身的亮度水平，并重新开始了对白矮星的吸积。
2010-09-04 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
TESS detection of periodic brightness variations during the rise of classical nova PGIR22akgylf
University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；Texas Tech University（德克萨斯理工大学）；Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；NASA/GSFC（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Michigan State University（密歇根州立大学）；University of Maryland, Baltimore County（马里兰大学巴尔的摩县分校）
利用TESS测光数据在经典新星PGIR22akgylf上升期间发现0.1802天周期的亮度调制，归因于轨道运动扭曲新星包层，表明公共包层相互作用在慢速上升新星中起作用。
2026-06-12 astro-ph.SR
Photometric evolution of Nova Del 2013 (V339 Del) during the optically thick phase
我们提出并讨论了Nova Del 2013从发现时（发生在最大亮度前几天）到+77天（光学厚相结束时）的BVRI光度演化。
2013-11-12 astro-ph.SR
ST Chamaeleontis and BP Coronae Australis: Two Southern Dwarf Novae Confirmed as Z Cam Stars
鹿豹座Z星（Z Cam）是矮新星的一个子集，其特征是出现静止，相对恒定的亮度周期比最大亮度暗一到一个半星等。作为正在进行的观测活动Z Campaign的一部分，作者将注意力集中在南半球的几个Z Cam嫌疑人身上。在2013年发现了两颗恒星，BP Coronae Australis和ST Chamaeleontis表现出静止行为，从而确认它们是Z Cam型系统。这为19个确认的Z Cams增加了两个真正的成员，使总数达到21个。
2014-02-02 astro-ph.SR
Rapid optical variations in KT Eri
我们目前的光学光度监测KT Eri（新星波江座2009年），一个He/N非常快的新星，爆发于2009年11月。我们的观测包括BVRcIc的亮度估计以及在V波段的快速亮度变化的监测。这些快速变化的特征时间进行了研究，并与其他新星中观察到的。
2014-02-13 astro-ph.SR
Photometric variability of the nova-like object V380 Oph in 1976-2016
我们结合了对类新星变星V380 Oph的摄影、光电和CCD观测，得到了一个跨越40年时间范围的光变曲线。虽然V380 Oph的典型高态亮度为R~14.5，但在1979年（B_pg~17.5）和2015年（R~19）发现的两个低亮度事件证实了它被归类为VY Scl型“反矮星新星”。对2002年至2016年期间获得的光电和CCD V和B观测的傅立叶周期分析显示，存在两个周期0.148167 d和4.287 d，这可能与负超级峰和盘进动有关。我们还比较了在相同的板与虹膜显微光度计和平板扫描仪获得的测量结果，并发现在摄影测光的预期精度的协议。
2016-05-04 astro-ph.SR
Long-period SU UMa dwarf nova V1006 Cygni outburst activity and variability at different brightness states in 2015-2017
在2015-2017年期间，利用位于7个天文台的11台望远镜对矮新星V1006 Cyg进行了CCD光度观测。他们报道了2015年的超级爆发，其中包括再亮，五次持续时间约为4天的正常爆发和一次持续至少7天的大爆发。正常爆发之间的间隔为16至22天，超级爆发之间的间隔预计将超过124天。在2015年的超级爆发期间和在再亮和第一次正常爆发开始之间的短期平静期间，分别检测到平均周期为0^d.10544（10）和0^d.10406（17）的正超级驼峰。在2015年的一次大爆发中，发现了轨道周期为0^d.09832（15）的信号，其振幅在爆发下降时比其结束时大2.5倍。在2017年第一次和第二次正常爆发之间的平静阶段，我们可能检测到周期为0^d.09714（7）的负超级峰。在所有其他情况下的宁静，我们发现只有准周期性的亮度变化的时间尺度为20-30分钟，不同程度的连贯性和可变的振幅达到0.5马格在极端情况下。
2018-06-20 astro-ph.SR
Photometry of the progenitor of Nova Del 2013 (V339 Del) and calibration of a deep BVRI photometric
Asiago板块档案已经被搜索，以寻找覆盖新星Del 2013（V339 Del）的天空区域的旧板块。我们特意校准了一个深BVRI光度序列，测量了原始恒星的亮度。Asiago板上祖细胞的平均亮度为<B>=17.27和<V>=17.6，平均颜色（B-V）=-0.33。在B带的变化的总振幅为0.9马格。颜色和可变性是一致的祖先占主导地位的排放吸积盘。2012年4月，APASS全天巡天也勉强探测到了它的前身。我们将来自三次单独访问的CCD图像叠加，并在B=17.33+/-0.09和V=17.06+/-0.10 mag.
2013-12-20 astro-ph.SR
Hot spot manifestation in eclipsing dwarf nova HT Cassiopeiae
我们报告了在2010年11月的超爆发期间，食矮新星HT Cassiopeiae的光变曲线中的热点的检测。对热点食的八条重建光变曲线的分析直接表明，在超级爆发期间，热点的亮度发生了显着变化。因此，在HT Cas中探测到的热点现象是矮新星EMT模型的最新观测证据。
2014-10-07 astro-ph.SR
The sustained post-outburst brightness of Nova Per 2018, the evolved companion, and the long orbital period
新星Per 2018（= V392 Per）在比静止亮2等时停止了从最大值的下降，自2019年以来一直稳定在这样的平台上。喷出物已经完全稀释到星际空间中。我们在平台阶段获得了V392 Per的BVRIGrizY光度学和光谱学，并将其与新星爆发前收集的等效数据进行了比较。我们发现伴星是G9 IV/III，轨道周期为3.4118天，使V392 Per成为已知周期最长的经典新星。Per V392在理论等时线上的位置介于经典新星和共生双星中爆发的新星之间，在某种意义上弥补了这一差距。红化的结果是E（B-V）=0.72，拟合等时线得到的结果是：系统的年龄为3.6 Gyr，伴星的年龄为1.35 Msun、5.3 Rsun和15 Lsun。喷出物中Ne的大量过剩和从新星最大值的快速下降都指向一个大质量的白矮星（M（WD）>= 1.1-1.2 Msun）。该系统被视为接近极上的条件和电流平台阶段是由仍然在表面燃烧的WD的CS的照射引起的。
2020-07-23 astro-ph.HE 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
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 Hubble Space Telescope survey for novae in M87. III. Are novae good standard candles 15 days after maximum brightness?
用哈勃太空望远镜（HST）对巨大的椭圆星系M87进行了为期十周的日常成像，获得了41条河外激变变星的质量前所未有的新星光变曲线。我们最近使用这些光变曲线来证明，在经典新星的所谓的最大震级下降率（MMRD）关系的观测散射是如此之大，使新星MMRD作为一个标准的蜡烛无用。在这里，我们证明了一个修正的Buscombe-de Vaucouleurs假设，即在一个巨大的椭圆星系中，衰减时间t2 > 10天的新星在最大光之后大约两周收敛到几乎相同的绝对星等，这一假设得到了我们的M87新星数据的支持。对于13颗新星的日采样光变曲线，在F606 W和F814 W滤光片中确定的最大光的时间，以及下降时间t2> 10天，我们发现M87新星显示M（606 W，15）= -6.37 +/- 0.46和M（814 W，15）= -6.11 +/- 0.43。如果不考虑衰减时间t2 < 10天的非常快的新星，那么在具有类似于M87的双星群的椭圆星系中，新星的距离应该可以通过上述校准以+/-20%的1 sigma精度确定。
2017-11-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Light Curve Analysis of 32 Recent Galactic Novae --- Distances and White Dwarf Masses
利用新星光变曲线的时间拉伸方法，我们获得了32颗最近星系新星的绝对星等、距离和白矮星质量。如果我们适当地挤压/拉伸它们的时间尺度，两颗经典新星的光/色曲线的很大一部分经常相互重叠。然后，一个目标新星亮度与另一个模板新星亮度通过$(M_V[t])_{\rm template} = (M_V[t/f_{\rm s}] - 2.5 \log f_{\rm s})_{\rm target}$相关，其中$t$是时间，$M_V[t]$是绝对$V$星等，而$f_{\rm s}$是它们的时标比例。此外，当这两个时间拉伸光变曲线$(t/f_{\rm s})$ - $(M_V-2.5 \log f_{\rm s})$彼此重叠时，$(t/f_{\rm s})$ - $(B-V)_0$也彼此重叠，其中$(B-V)_0$是固有的$B-V$颜色。因此，在$(B-V)_0$ - $(M_V-2.5 \log f_{\rm s})$图中，两个新星轨道相互重叠。利用这些特性，我们通过比较每个新星的光/色曲线与校准良好的模板新星，获得/确认的距离和红化。在时间拉伸的$(B-V)_0$ - $(M_V-2.5 \log f_{\rm s})$色星等图上，我们将32颗新星分为LV Vul型和V1500 Cyg型两类。WD质量通过直接比较模型$V$光变曲线与观测值获得。因此，我们得到了一个统一的32银河系经典新星，提供的距…
2019-05-25 astro-ph.SR
The Behavior of Novae Light Curves Before Eruption
1975年，E. R.罗宾逊对爆发前经典新星光变曲线的行为进行了标志性的研究，这项工作现在已经成为新星标准知识的一部分。他提出了三点：11颗新星中有5颗在爆发前几年表现出爆发前的上升，一颗新星（V446 Her）在爆发过程中表现出剧烈的变化，除了一颗新星（除了BT Mon）之外，所有新星在爆发前后都有相同的静止星等。这项工作自问世以来尚未经过测试。我们现在已经测试了这些结果，通过回到原始的档案照相底片，并使用现代星等标度上的比较星测量了许多新星爆发前的大量星等。我们特别发现，五分之四声称的喷发前上升是由于旧文献中的简单错误，V446 Her在1960年爆发时具有相同的变化幅度，而BT Mon在1939年爆发时的亮度基本不变。在22个新星爆发，我们发现两个确认的情况下，显着的喷发前上升（V533 Her和V1500 Cyg），而T CrB有一个深的喷发前下降。这些事件是对理论家的挑战。我们发现，在27颗新星爆发中，由于远离爆发的新星通常会出现波动，因此没有出现超出预期的变化。对于30颗经典新星和6颗复发新星的19次爆发，我们发现从爆发前到爆发后很长一段时间内的平均震级变化为0.0 mag.然而，我们确实发现了5颗新星（V723 Cas、V1500 Cyg、V1974 Cyg、V4633 Sgr和RW UMi），因为喷发后的静止亮度水平比喷发前的水平亮十倍以上。
2009-09-23 astro-ph.SR
Orbital Periods and Waveforms of Dwarf Novae Observed by Kepler
利用开普勒高步频数据测量了5颗矮新星的轨道周期和轨道波形。V1504 Cyg周期的一个显着的改善是实现的，而对于其他系统的周期推导出与以前的决定是兼容的。短周期系统V1504 Cyg，V344 Lyr和V516 Lyr的轨道波形非常接近正弦曲线，而长周期矮新星V447 Lyr似乎几乎是U Gem的孪生。不寻常的系统KIC 9202990在其爆发周期中表现出明显的波形变化作为亮度的函数。
2021-08-12 astro-ph.SR
BVRI photometric evolution of the very fast Nova Ophiuchi 2010 N.1 = V2673 Oph
速度非常快的FII级蛇夫座新星2010 N.1迅速上升到最大亮度（V波段的最后2.2等在3.4天内被覆盖），在2010年1月18日达到最大亮度，V=8.5，B-V=+0.95，V-Rc=+0.75，V-Ic=+1.50。以t2（V）=10.0和t3（V）=23.5天为特征的快速平稳下降。影响新星的红化是E（B-V）=0.7，距离d=7.4 kpc，在银道面以上的高度为z=0.6 kpc。
2010-03-28 astro-ph.SR
The recurrent nova RS Oph - simultaneous B and V band observations of the flickering variability
我们进行了48.6小时（在28个晚上）的同时B和V波段观测的闪烁变化的经常性新星RS Oph在平静。在我们观察期间，系统的亮度在13.2 > B > 11.1之间变化，颜色在0.86 < B-V < 1.33范围内变化。我们发现，RS~Oph变得更蓝，因为它变得更亮，然而，热分量变得更红，因为它变得更亮（假设红巨星是不变的）。在所有的运行过程中，RS Oph在B波段表现出幅度为0.16 - 0.59 mag的闪烁。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7200 < T_fl < 18900，平均半径为1.1 < R_fl < 6.7 R_sun。我们没有发现闪烁的温度和亮度之间的相关性。然而，我们确实发现了B波段幅度和闪烁源的平均半径之间的强相关性（相关系数0.81，显著性1.1x10^{-7}）-随着系统亮度的增加，闪烁源的大小也增加。估计的温度与激变变星亮点的温度相似。闪烁的持续存在表明白矮星正在为下一次爆发积极地吸积物质。
2018-07-04 astro-ph.SR
The dwarf nova EX Draconis: a short review
Universidade Federal de Santa Catarina（圣卡塔琳娜联邦大学）；Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais（国家空间研究所）
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。
2026-04-03 astro-ph.SR
Atlas of photometric and spectroscopic daily monitoring of the very slow Nova Cas 2021 (=V1405 Cas) during the first 660 days of its outburst
新星卡斯2021于2021年3月18日爆发，在53天后通过光度最大值时达到肉眼亮度。我们描述了我们的~日常监测其演变，涵盖了发现以来的第一个660天。在所有我们获得了574高精度光度运行同时在BVRI波段，和110 Echelle高分辨率光谱。详细绘制了Cas新星2021的多波段光度演化图，并讨论了其与原型甚慢新星HR Del和V723 Cas的严格相似性。所有三颗新星都显示出多次和短暂的最大值，而几个月来徘徊在明亮的高原上，最终进入最后的衰退和星云阶段。所有新星的下降速度相同：通量（V）=（t-to）** α，α =-2.3在主要最大值之前，Nova Cas 2021的发射线以纤细的Voigt轮廓为特征，在它之后，所有线变得更宽，并以叠加在更宽基座上的宽中心分量为特征。这一转变发生在伽马射线发射被探测到的同一时间。沿着7个月的高原，线轮廓显示了鲁莽的变化，在所有的速度尺度，以响应不断变化的亮度的新星在第二个极大值。在+230天离开平台后，星云线出现，电离度迅速增加，从FeII/Balmer/HeI通过HeII/Bowen，然后到[CaV]/[NeV]/[FeVII]。大约在+550天之后，配置文件停止了进化，冻结了它们的外观。在后来的时期，所有发射线的轮廓变得密集的城堡状，在过去的四个月里，所有凹痕的径向速度稳定在1公里/秒。
2023-02-09 astro-ph.SR
Roche tomography of cataclysmic variables - VIII: The irradiated and spotted dwarf nova, SS Cygni
我们提出的结果，我们的光谱研究的矮新星SS天鹅座，使用罗氏层析成像映射的恒星表面，并推导出系统参数。考虑到这种技术考虑到不均匀的亮度分布的表面上的二级恒星，我们推导出的参数（原则上）是最强大的，但发现这个系统。此外，我们的表面地图显示，二级恒星是高度斑点，与强烈的不对称辐射的内半球。此外，通过构建多个巴耳末发射线的多普勒断层图像，我们发现强烈的非对称辐射的次级恒星，和一个不对称的吸积盘，具有螺旋结构。
2017-09-05 astro-ph.SR
Low state transitions in the nova-like cataclysmic variable HS 0506+7725
给出了类新星激变变星HS 0506+7725在2006年4月至2018年11月期间的12年光变曲线。这表明这颗恒星大部分时间处于正常状态，视星等约为14.7，但多次偏移到16.0至17.0等的较暗状态。这些高达2.3个幅度的正常状态/低状态转换是CV的VY Scl子类的典型。第二次衰退是最好的表征，因为它也观察到了恢复正常亮度。整个过渡期持续了大约43天。鼓励业余天文学家进一步监测这个系统，以识别和预测未来的低态。
2019-02-12 astro-ph.SR
The Recurrent Nova U Scorpii from the 2010.1 to 2022.4 Eruptions; the Missed Eruption of 2016.78 +- 0.10 and the Critical Complex Period Changes
U Sco是一颗周期性新星，有11次观测到的爆发，最近一次是在2010.1和2022.4。我报告我的程序（自1989年以来运行）的测量日食时间和亮度的U斯科在平静，从2010年到2022年。在2010.1年的爆发中，轨道周期突然增加了+22.4 +-1.0百万分之一。这一周期变化大于1999.2年火山爆发期间的近零周期变化（+3.9 +-6.1 ppm）。这种周期变化不可能来自任何通常的机制，而剩下的一种可能性是，周期变化是由新星喷射不对称壳层的鲜为人知的机制所主导的。从2010年1月到2016年78月，O-C曲线显示出一个稳定的周期变化，变化幅度很大，P点等于（-21.0 +-3.2）× 10 ^-9。这大大高于前两次喷发间隔的稳定周期变化（-3.2 +-1.9和-1.1 +-1.1 X 10 ^-9）。这个巨大的、可变的、负的P点显然来自伴星旋转的磁制动。从2016.9 +-0.6开始，O-C曲线显示出强烈的扭结，这是新星事件中突然周期变化（+35.4 +-7.1 ppm）的独特特征。2010.4年之后的宁静亮度表明，白矮星为2017.1 +-0.6年的下一次新星事件吸积了触发质量。测光记录显示，火山爆发达到峰值的唯一可能时间（任何观测都无法检测到其60天的总持续时间）是在2016年太阳间隙内的75天间隔内，因此将错过的喷发限制在2016.78 +-0.10。
2022-06-28 astro-ph.SR
DASCH Discovery of A Possible Nova-like Outburst in A Peculiar Symbiotic Binary
我们目前的光度和光谱观测的一个特殊的变量（指定DASCH J075731.1 + 201735或J0757）发现从我们的DASCH项目使用数字化的哈佛大学天文台档案摄影板。从1942年开始的一年内，它在B区的亮度增加了约1.5等，然后从1943年到20世纪50年代，它逐渐变暗，恢复到爆发前的亮度。平均亮度水平在爆发前后是稳定的，并且可以看到周期为$P=119.18\pm0.07$天的椭球变化，这表明恒星是潮汐扭曲的。径向速度测量表明，轨道是近圆形的（$e=0.02\pm0.01$），光谱周期与光度周期相同。该双星由一颗$1.1\pm0.3 M_\odot$ M0 III恒星和一颗$0.6\pm0.2 M_\odot$伴星组成，伴星很可能是一颗白矮星（WD）。与其他共生双星不同，在光谱中没有发射线或恒星风的迹象。J0757的爆发时间尺度约为10年，B带峰值亮度M_B约为0.7，它不同于其它已知的经典或共生新星。最可能的解释是WD上的氢壳燃烧，尽管不能排除吸积动力耀斑。
2012-03-23 astro-ph.SR
Long-term photometry of the eclipsing dwarf nova V893 Scorpii: Orbital period, oscillations, and a possible giant planet
激变变星V893 Sco是一颗食矮星新星，除了爆发相对较低的振幅外，在静止期（从天到秒的时间尺度）表现出特别强的变率。本研究旨在更新以前发表的过时的轨道星历，调查与线性星历的偏差，并描述在一定时间尺度范围内的非随机亮度变化。在39个夜晚观测到了V893 Sco的光变曲线，总时间跨度约为14年。它们包含114个日食，用于显着提高轨道周期的精度和研究旋转时间的长期变化。振荡和类似的亮度变化进行了研究与傅立叶技术在个人的光变曲线。轨道周期显示出长期变化，周期为10.2年。它们可以被解释为一颗质量约为9.5木星质量的巨行星在4.5天文单位的轨道上围绕V893 Sco运行所引起的光旅行时间效应。在某些夜晚，可以看到几分钟时间尺度上的瞬态半周期变化，这可以被识别为准周期振荡。然而，很难区分它们是由真实的物理机制引起的，还是不相关的闪烁耀斑的偶然叠加的结果。模拟调查这个问题。
2014-04-10 astro-ph.SR
OAO/MITSuME Photometry of Dwarf Novae. III. CSS130418:174033+414756
我们报告了短周期矮新星CSS130418：174033+414756在2013年超级爆发期间的多色测光。该系统在A阶段有一个异常短的超峰周期，为0.046346（67）d，是矮新星中最短的周期之一。我们发现，在$g' - I_{\rm c}$颜色变化的最蓝的峰值往往符合亮度最小值的超级驼峰调制。我们还研究了$g'$、$R_{\rm c}$和$I_{\rm c}$波段的夜间平均超峰振幅，发现它们对波长的依赖性较小。这些特性很可能与矮新星的超级驼峰相同。我们成功地获得了$g' - R_{\rm c}$和$R_{\rm c} - I_{\rm c}$颜色在时间下降。与WZ Sge型矮新星的其他倾角相比，颜色指数显着更蓝。利用超峰的生长周期，我们估计了质量比为$q$ = 0.077（5），这比以前的研究大得多。
2018-05-24 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
CSS090530:144011+494734: a new SU UMa-type dwarf nova in Bootes
我们报告测光和分析的一个以前未知的SU UMa型矮新星在牧夫座探测到爆发的卡塔利娜实时瞬态调查2009年5月30日与发现标识符CSS 090530：144011+494734。这个明显的恒星天体之前被斯隆数字巡天编目为SDSS J144011.01+494733.4。我们测量了它在探测后的前3天内的平均超级峰周期为0.06500（4）d，此时它变为0.06438（3）d。我们探测到一个可能的轨道周期为0.06322（8）d，意味着一个平均超峰周期超过0.020（2）。在探测之后，这颗矮新星在开始褪色之前保持了5天的稳定亮度。爆发幅度比其静止水平高5.5个量级。
2009-12-24 astro-ph.SR
NSV 1907 - A new eclipsing, nova-like cataclysmic variable
NSV 1907，以前在变星表中被列为不规则变星，在卡特琳娜巡天周期变星表中被归类为大陵型食双星。我们已经确定了NSV 1907作为一个紫外线（UV）明亮的来源，使用GALEX空间望远镜的测量，并检测到明显的日食外的变化，从卡特琳娜巡天的档案测光数据，这激发了更密切的检查对象。获得了光谱和广泛的多色光度观测，从中我们推断NSV 1907是一颗深度食、类似新星的激变变星。除了轨道变化（周期为P ~ 6.63小时的深食）外，还观察到平均亮度的变化和不规则的短期变化（闪烁）。在相位φ ~ 0.5处存在一个次极小值，这表明伴星对系统的光通量有重要贡献。我们发现可能的证据正弦变化的周期为P ~ 4.2 d，我们解释为节的吸积盘的岁差周期。CSS或我们的光度监测期间均未检测到爆发或VY Scl样亮度下降。由于它的光谱特征和观测到的变化模式，我们建议NSV 1907作为一个新的中等明亮的长周期SW Sextantis星。鼓励进一步的光度和光谱观测。
2016-08-26 astro-ph.SR
Optical Dual-Band Photometry and Spectroscopy of the WZ Sge-Type Dwarf Nova EZ Lyn during the 2010 Superoutburst
我们进行了光学同步双波段（SDSS $g'$ -和$i'$ -波段）测光和低分辨率光谱的WZ Sge型矮新星EZ Lyn在其2010年的超级爆发。双波段测光显示，在主要的超级爆发和随后的再增亮阶段，$g'-i'$的颜色变红，亮度下降，而在缓慢的最后下降阶段，颜色变得更蓝，亮度进一步下降。通过黑体函数拟合我们的光度测量结果，我们估计了盘半径比（盘半径与双星分离的比率），并将其与V455 And进行了比较，V455 And是WZ Sge型天体，在2007年的超级爆发中没有显示任何再亮。对比显示：（1）EZ Lyn的盘半径比V455 And减小得慢，（2）EZ Lyn的盘半径比在主超爆发结束时大于V455 And。这些结果支持质量库模型的再亮机制。在超爆发平台期和随后的再增亮阶段，检测到H $α$和H $β$线。H $α$线显示双峰轮廓，由此我们估计了盘半径比。与光度测量结果的比较表明，H $α$盘比光度测量的大，这表明光学薄的气体比光学厚的气体盘更向外扩展，这可能是导致再亮现象的原因。主超爆发期间的时间序列双波段测光显示，早期超峰期间的颜色变化表现出与V455 And大致相同的行为，而普通超峰期间的颜色变化与亮度呈现出明显的负相关关系，与V455 And中所见的相反。
2014-10-21 astro-ph.SR
The accretion-driven eruption of the recurrent nova T Corona Borealis
Universidade Federal de Santa Catarina（圣卡塔琳娜联邦大学）；Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais - INPE（国家空间研究所）；Universidade Estadual de Maringá - UEM（马林加州立大学）；Universidad Nacional de Hurlingham (UNAHUR)（乌尔希纳姆国立大学）；Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET)（国家科学研究委员会）
研究T Corona Borealis的爆发机制，发现其高亮度状态由高粘性吸积盘响应导致，爆发由吸积事件引发，且爆发前亮度下降可能由吸积层热核反应引起。
2026-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
UBVRI observations of the flickering of the dwarf nova RX And
我们报告的闪烁变化的矮新星RX和五个波段（UBVRI）的两个晚上的观测。在2019年10月25日，恒星的亮度为$B\approx 13.9$等，闪烁的幅度为0.47等，我们估计闪烁源温度$T_{fl} = 10700 \pm 400$ K和半径$R_{fl} =0.046 \pm 0.004$ $R_\odot$。在2020年1月2日，这颗恒星的亮度约为3等（$B \approx 10.7$），闪烁的幅度明显较低（0.07等），我们推导出闪烁源$T_{fl} = 9600 \pm 700$ K和半径$R_{fl} = 0.098 \pm 0.009$ $R_\odot$。结果表明，恒星的3个星等增亮使闪烁源的半径增加了一倍。这些数据可应作者的要求提供。
2021-04-26 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
Modeling the high-brightness state of the recurrent nova T CrB as an enhanced mass-transfer event
该研究通过模拟吸积盘对增强质量转移事件的响应，首次成功再现了再发新星T CrB的高亮度状态及爆发前下降，并解释了其颜色变化。
2025-06-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectroscopic Study of the Envelope of the Hybrid Nova V458 Vul and Surrounding Nebula
光谱观测的混合V458 Vul之间获得的亮度最大值后的第9和778天进行了分析。在星云阶段检测到禁止[FeVII]铁线的短周期，每日轮廓变化，以及与光度和X射线周期相关的长周期（约60天）周期变化。氦、氖和铁在新星包层中的丰度已经被估计出来。氦、氖和铁的丰度分别超过太阳值的4.4、4.8和3.7倍。包膜质量为1.4 $\times$ 10 $^{-5}$ M $_{\odot}$。计算了行星状星云西北结和东南结的电子温度和数密度。西北结的温度为Te = 10 000 K，东南结的电子数密度为n $_{e}$ = 600 cm $^{-3}$，Te = 13 000 K，n $_{e}$ = 750 cm $^{-3}$。
2015-08-17 astro-ph.SR
Cyclic variations with twice the accretion disk precession period in the old nova V603 Aquilae
一系列密集的长时间和高时间分辨率的光变曲线的老新星V603 Aql，覆盖22个夜晚（其中19个是连续的），进行了分析，以确定和表征的时间尺度上的变化小时和天。众所周知的3.5小时调制，在过去观察过多次，被认为是由于一个长期持续的，尽管不完全稳定的超级驼峰，在0.1453天的周期和0.062马格的振幅恢复。最有趣的是，然而，是以0.050 mag的幅度和5.85天的周期检测高度显著的亮度变化，其具有非常高的精度，等于在轨道周期和超级峰周期。后者一般解释为偏心吸积盘的进动周期。这些长期变化的起源仍然未知。
2018-02-22 astro-ph.SR
V5852 Sgr: An Unusual Nova Possibly Associated with the Sagittarius Stream
我们报告了奇特新星V5852~Sgr（发现为OGLE-2015-NOVA-01）的光谱和光度跟踪，它表现出不同新星类别的特征组合。光度测定显示出一个平顶的光变曲线与准周期振荡，然后是一个平稳的下降，其次是两个微弱的亮度恢复。南部非洲大型望远镜的光谱学首先显示了一颗典型的Fe II或Fe IIb光谱类型的新星。在后一个光谱中，氦、氮和氧的广泛发射是突出的，铁已经褪色，这可能是星云阶段开始的迹象。线宽表明在$1000\,{\rm km\,s^{-1}}$周围的射血速度。这颗新星位于银河系凸起的方向，并且被严重地变红了，其程度不确定。在最大值出现16天后的$V$星等可以估计出它的距离，这表明这颗新星可能位于人马座矮球状星系的尾流中。如果是这样的话，它将是第一个从该星系或任何矮球状星系中探测到的新星。考虑到方法的不确定性和不寻常的光变曲线，我们不能排除它在凸起中甚至在凸起后面的银河系盘中的可能性。
2016-06-08 astro-ph.SR
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。
2016-08-16 astro-ph.SR
The eclipsing Intermediate Polar V597 Pup (Nova Puppis 2007)
2008年，在爆发后4个月，对V597 Pup进行了光度观测，比最大值低9.1等，没有显示出一定的轨道调制，但显示出以261.9 s为中心的五重振荡，并以约2.68 h^{-1}的频率均匀分裂。一年后，该系统的亮度又下降了2.5等，出现了周期为2.6687小时的深食，261.9秒的调制幅度也降低了。524 s处的“次谐波”附近经常有功率，这表明观察到的较短周期实际上是一次谐波。因此，V597 Pup是一个中间极性，处于“轨道周期间隔”。此外，它是第一个显示出明显的二次日食，这是由于光学厚盘在二次恒星的辐射侧前面通过而造成的。
2009-05-04 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
Pre-outburst signal in the light curves of the recurrent novae RS Oph and T CrB
本文在复发新星 RS Oph 和 T CrB 的爆发前光变中检测到亮度下降，归因于白矮星周围厚密包层的形成，并估算了其大小、质量和密度。
2024-11-07 astro-ph.SR
A multiwavelength light curve analysis of the classical nova KT Eri: Optical contribution from a large irradiated accretion disk
针对经典新星KT Eri，通过多波段光变曲线分析，假设爆发期间存在大辐照吸积盘，重现其光学及超软X射线光变曲线，推导得出其白矮星质量、距离等参数，表明它不是复发新星。
2024-11-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Classical Nova Persei 2018 outburst from the dwarf nova V392 Per
2018年4月29日，发现了一颗明亮的经典新星（CN）Per 2018。它的前身是一颗著名的矮新星V392 Per。在这篇文章中，我们分析了CN V392 Per的$UBVR_{C}I_{C}$光度和光谱。根据$V$光变曲线（LC），我们得到了亮度衰减时间t $_{2,V}$ = 3 d，t $_{3,V}$ = 10 d，并利用新的$MV_{max}$ - t $_{3}$“普适”衰减定律和$MV_{15}$关系，采用CNe的Gaia数据，计算了新星最大亮度时的绝对星等$MV_{max}$ = -9.30 ${\pm}$ 0.57。我们确定了色过量$E_{B-V}$ = 0.90 $\pm$ 0.09和距离新星$d$ = 3.55 $\pm$ 0.6千秒差距。在亮度最大时得到的光谱类似于F2超巨星。用大气模型和黑体模型拟合连续谱计算出的辐射热光度与测光结果一致。我们估计V392 Per中的一颗白矮星的质量为$M_{wd}$ = 1.21 M $_{\odot}$。CN Per 2018可以被归类为一颗快速的超级爱丁顿新星，具有爆发的平台型LC。新星显示的He/N光谱分类，大的扩张速度，和三重峰的排放线配置文件在下降过程中，解释赤道环看到几乎面对和双极流对准几乎与视线。使用CN Per 2018的后极大光谱和可用的无线电数据来估计系统的倾角为$i\sim$ 9 $^{\circ}$…
2020-07-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Catalog of 93 Nova Light Curves: Classification and Properties
我们提出了一个目录的93个非常好的观察新星光变曲线。光变曲线是根据229，796个单独测量的星等构建的，中位数覆盖范围延伸到峰值以下8.0等，并且26%的光变曲线在喷发后一直到平静。我们的时间分箱光变曲线以图形和完整的表格形式呈现。我们还计算和制表的许多属性的光变曲线，包括峰值的震级和日期，时间下降2，3，6，和9个从最大的震级，直到亮度恢复到平静的时间，平静的震级，幂律指数的下降率在整个爆发，在这个下降的休息时间，加上更多的具体到每个新星类的属性。我们提出了一个分类系统的新星光变曲线的形状和时间的基础上下降了3个数量级的峰值（t3）。S代表平滑的光变曲线（38%的新星），P代表高原（21%），D代表尘埃下沉（18%），C代表尖形的次级极大值（1%），O代表叠加在平滑下降上的准正弦振荡（4%），F代表平顶光变曲线（2%），J代表叠加在下降上的抖动或耀斑（16%）。我们的分类由这个字母和括号中的t3值组成;例如V1500 Cyg是S（4），GK Per是O（13），DQ Her是D（100），U Sco是P（3）。
2010-04-20 astro-ph.SR
UU Aqr - No superhumps but variations on the time scale of days
最近，Bruch & Cook（2018）在古老的新星和永久性超级驼峰系统V603 Aql中观测到了两倍于吸积盘进动周期的亮度变化。为了试图在其他被报道含有永久性超级驼峰的激变变星中检测到类似的效应，在2018年9月的11个夜晚观测到了诺瓦利克变星UU Aqr。虽然在数据中没有看到超级驼峰的痕迹，使得对与磁盘岁差周期相关的变化的探索变得过时，但该系统表现出约4天的周期的规则变化。
2019-03-27 astro-ph.SR
ASASSN-18fk: A new WZ Sge-type dwarf nova with multiple rebrightenings and a new candidate for a superhumping intermediate polar
我们介绍了在2018年超级爆发期间对矮新星ASASSN-18fk进行光度研究的多经度活动的结果。它被15个地点的18台望远镜在三个月的时间间隔内观察了大约70个夜晚。观测包括主爆发，6次再亮和50天下降到近静止状态。我们确定ASASSN-18fk为WZ Sge型矮新星与多重增亮，并显示了0.06-d的超峰周期的超爆发的各个阶段的演变。一个强大的22分钟的亮度调制，叠加在超级驼峰被发现在rebrightenings和下降。这种调制的边带信号的形式的一些证据被检测在爆发的非常开始。我们解释了22分钟的调制作为一个自旋周期的白矮星，并建议ASASSN-18 fk是一个很好的候选人的超级驼峰中间极。
2019-07-01 astro-ph.SR
Photometry of the long period dwarf nova GY Hya
虽然相对较亮，但激变变星GY Hya在过去并没有引起太多的注意。作为一个项目的一部分，以更好地表征这样的系统光度，我们观察了白光的光变曲线，每一个跨越几个小时，在布朗伯格天文台，南非，在2004年和2005年，并在Observatório do Pico dos Dias，巴西，在2014年和2016年。这些数据允许研究轨道调制及其季节变化。轨道周期，已经从Peters & Thorstensen（2005）的光谱观测中得知，通过系统中质量施主星的强烈椭球变化和两个分量的食的存在得到证实。得到了0.34723972~（6）天的精化周期和订正星历。平均轨道光变曲线的季节性变化可以定性地用热点对系统光的贡献的变化以及盘半径的变化来解释。椭球变化的幅度和日食接触相位允许对质量比，轨道倾角和主要和次要组件的相对亮度施加一些限制。有一些迹象表明，在平静期间的磁盘半径，表示在组件分离的单位，是小于其他矮新星。
2017-03-14 astro-ph.SR
Challenging historical novae: AT Cnc (1645), Te-11 (483), and M22 (BC 48) revisited
Friedrich-Schiller-University Jena（耶拿弗里德里希·席勒大学）；Byurakan Astrophysical Observatory after V.A. Ambartsumian（V.A.阿姆巴尔楚米安布亚拉坎天体物理台）；Yerevan State University（埃里温国立大学）；Society for the Study of Early China（早期中国研究会）；INAF Napoli, Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所那不勒斯卡波迪蒙特天文台）
本文重新审视历史新星AT Cnc、Te-11和M22，结合天体物理学方法分析其与历史记录的联系，发现三个链接的可信度存在疑问，强调位置和对象类型的重要性。
2025-12-15 astro-ph.SR physics.hist-ph
On the orbital period of the dwarf nova CW Mon
CW Mon是一颗相对明亮的天鹅座SS型矮新星，经常被用于详细分析灾变变量和统计研究。利用凌日系外行星勘测卫星（TESS）的观测，我们发现轨道周期与所采用的不同。使用组合数据（TESS，Zwicky Transient Facility数据和VSNET活动），我们将周期更新为0.19346802（4）d。先前采用的0.1766 d的周期原来是它的2天别名，可能是由于椭球变化的两个最大值/最小值之间的混淆而引入的。我们证实，该物体在2016年和2002年爆发期间显示出掠食，并且在2016年爆发前后也处于静止状态。这些日食不一定总是存在的，在过去的一些爆发和TESS数据中并不显着。日食的有无可能与盘的半径或盘外部的亮度有关。在2002年爆发期间，报告了一个37分钟的准周期振荡（QPO）信号。结合最近的一份报告的检测QPO周围的长爆发的矮新星的峰值，我们怀疑，这样的QPO在长爆发期间可能已被激发时，吸积盘达到最大半径，潮汐截断半径作为一种可能性。
2023-02-20 astro-ph.SR
Thermal-viscous instability in tilted accretion disks: a possible application to IW And-type dwarf novae
IW和恒星是矮新星的一个子群，其特征是中等亮度状态的重复光变化，并伴随振荡，以增亮终止。这组矮新星在一个系统内的长期光变曲线也有很大的变化，包括通常的矮新星爆发，Z Cam型静止等等，除了上面提到的典型的IW和型变化。在最近的观测表明某些IW And星具有倾斜吸积盘之后，我们研究了矮新星中倾斜吸积盘的热粘性不稳定性，以及它是否能再现IW And星光变曲线的基本特征。通过采用各种简化假设的倾斜磁盘，我们已经进行了时间依赖的一维数值模拟的粘性磁盘，考虑到各种质量供应模式的磁盘，也就是说，气体流从第二个明星的流动不仅到磁盘的外缘，但也到磁盘的内部。我们发现，倾斜的磁盘可以实现一种新的吸积周期，其中内部磁盘几乎总是保持在热状态，而外部磁盘重复爆发，从而再现交替的中等亮度间隔，有时会出现下降和增亮，这让人想起IW和恒星最具特征的观测光变化。此外，我们发现，我们的模拟产生不同的光变化，这取决于不同的质量供应模式，即使没有时间变化的传质速率。这可以解释IW和恒星的长期光变曲线的广泛变化。
2019-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
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。
2010-09-02 astro-ph.SR
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。
2009-02-27 astro-ph.SR
