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
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Dwarf Novae in the OGLE Data. I. Three New Dwarf Novae: One in the Period Gap and Two Longer Period Objects
我们报告了偶然发现的三个新的矮新星，在2010年的爆发观察到正在进行的微透镜调查OGLE-IV。这三个天体都位于银河系凸出区域，观测频率最高为20分钟。在OGLE-III和OGLE-IV的数据中，我们发现其中一颗恒星总共有23次爆发。这个天体最令人感兴趣的是它的超峰周期为2.61小时，将其置于轨道周期间隙中。在超爆发过程中，超峰的周期发生了变化，时间尺度很短。对于我们观测到爆发的另外两个物体，在静止期测得的轨道周期为5.4小时和9.5小时。
2011-07-12 astro-ph.SR
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。
2014-02-11 astro-ph.HE 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
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。
2015-01-15 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
Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. III: The Third Year (2010--2011)
继续Kato等人（2009，PASJ 61，S395，arXiv：0905.1757）描述的项目，我们收集了主要在2010-2011年季节观察到的51个SU UMa型矮新星的超级峰最大值的时间。虽然短超级峰周期系统的大多数新数据基本上证实了Kato et al.（2009）和Kato et al.（2010，PASJ 62，1525，arXiv：1009.5444）的发现，但长周期系统GX Cas显示出异常大的正周期导数。对V344 Lyr和V1504 Cyg的公开开普勒数据的分析得出了不太引人注目的阶段转变。在V344 Lyr中，在超级爆发的后期阶段有显著的次级成分增长，并且该成分至少持续了两个以上的连续正常爆发周期。我们还研究了两个明显的食天体的超爆发：HT Cas和WZ Sge型天体SDSS J080434.20+510349.2。在这两个天体中都检测到了强烈的拍频现象，在后一个天体的后期超峰在反复的再亮过程中具有几乎恒定的光度。WZ Sge型天体SDSS J133941.11+484727.5在超级爆发的快速衰落周围显示出相位反转。即使在超级爆发结束后，该物体也表现出明显的拍频现象。对超峰振幅的初步研究表明，超峰振幅与轨道周期有很强的相关性，在倾角小于80 °的系统中，对倾角的依赖性很弱。
2012-01-17 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
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
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
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。
2023-08-08 astro-ph.SR
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。
2017-06-26 astro-ph.SR
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。
2016-09-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Investigation of the Progenitors of Nova Explosions
复发新星（RNe）是Ia型超新星（SNe）的主要起源系统之一，在宇宙学中被用作距离指示器。因此，研究它们的中心双星系统的性质，以确定中心系统参数与爆发类型之间的关系，并最终确定可能产生Ia型超新星祖先的新星种群是很重要的。初步调查的细节，寻找可能区分经常性和经典新星（CNE）系统，初始目标的选择进行详细的研究，并初步结果。我们确定了10个可疑的RNe银河系CNe的调查与利物浦望远镜人口和我们最初的光度观测他们的静态系统表明，2可能属于RS Oph型和2的U Sco型RNe。光谱学的后续工作正在进行中。
2012-02-21 astro-ph.SR
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。
2018-07-18 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
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
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）
2014-05-20 astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the $γ$-ray emitting classical nova Nova Mon 2012. I. Implications for the ONe subclass of classical novae
Nova Mon 2012是第一颗在光学发现之前被费米-LAT探测到的高能$γ$射线瞬变的经典新星。我们研究了高分辨率光学阶梯光谱（北欧光学望远镜）和同期的NOT，STIS UV和CHIRON阶梯光谱（11月20日/21日/22日）的时间序列。我们使用[O III]和H $β$线通量来约束喷出物的性质。我们从光学和紫外线轮廓的结构，并比较我们测量的线通量与预测使用多云与丰度从其他ONe新星。2012年1月被确认为一颗新星。我们发现E（B-V）=0.85 $\pm$ 0.05和氢柱密度$\approx 5\times 10^{21}$ cm $^{-2}$。校正后的连续光度在整个观测能量范围内与V1974 Cyg，V382 Mon和Nova LMC 2000在爆发后的同一时期几乎相同。它的距离约为3.6 kpc，与天鹅座V1974非常相似。线轮廓可以使用轴对称双极几何形状来建模，用于具有轴与视线的各种倾斜度的喷出物，60 \le i \le 80度，\approx $70 deg, inner radius $的开度角ΔR/R（t）\approx 0.4 $ for permitted lines and less filled for forbidden lines. The filling factor $ f \approx 0.1-0.3 $ implying M(eject…
2013-03-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Absorption and emission features of $^7$Be{\sc II} in the outburst spectra of V838 Her (Nova Her 1991)
V838 Her在爆发早期的高、低分辨$IUE$谱显示出$λ$ 3130的强吸收特征。我们讨论了这种光谱特征的性质，并提供了令人信服的证据，它对应于蓝移共振双峰的单电离$^7$是，最近发现在其他新星。在爆发的演化过程中，靠近$λ$ 3130的一个发射特征也被识别为$^7$ Be II $λ$ 3132，因为通常识别为O III $λ$ 3133.7 Bowen荧光线与新星喷出物中已知的氧丰度不足和星云中由于高流出速度而导致的低光学深度很难兼容。通过四种不同的方法，即$^7$ Be II / Mg II吸收比、$^7$ Be II/Mg II、$^7$ Be II / He II $_{1640}$和$^7$ Be II / H $β$发射比，估计的相对于氢的平均$^7$ Be丰度为N（Be）/N（H）$\approx$ 2.5 $\times 10^{-5}$（按数量计），即按质量计$\approx$ 1.7 $\times 10^{-4}$。这对应于一个生产过剩的$^7$是由约1德克斯相比，大规模CO和ONe新星的理论模型。由于$^7$ Be全部转化为$^7$ Li，因此$^7$ Be/H丰度意味着$^7$ Li/H丰度超过$^7$ /H陨石值约4 dex，并表明$^7$ Li的总喷射质量为$\approx$ 9.5 $\times$ 10 $^{-10}$ $M_{\odot}…
2018-09-11 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
The spectroscopic evolution of the recurrent nova T Pyxidis during its 2011 outburst I. The optically thick phase and the origin of moving lines in novae
新星T Pyx是在发现爆发后的第一天开始用高分辨率光谱仪（R ~ 65000）观测到的，一直持续到2011年5月底最后一次看到这颗恒星。Na I、Ca II、CH、CH $^+$的星际吸收线和H I 21 cm发射线的观测档案已被用来确定运动学距离。星际漫吸收功能已被用来确定独立的消光以前的假设。样品铁峰线轮廓显示的光学深度和径向速度的离散组件的演变。我们建议到T Pyx $\geq$的距离为4.5kpc，严格的下限为3.5 kpc（以前接受的距离）。我们得出一个消光，E（B-V）$\approx0.5\pm$ 0.1，这是高于以前的估计。4月15日的第一次观测显示了He I、He II、C III和N III发射谱线，以及巴尔末和He I谱线的P Cyg剖面上的最大速度为$\approx$ 2500 km s $^{-1}$，这是火球阶段的特征。在4月23日的第二个光谱中，这些离子是检测不到的，我们使用复合时间来估计喷出物的质量，$10^{-5}f$ M $_\odot$为填充因子$f$。许多吸收线系统上检测到的巴耳末，铁峰，钙II，钠I线，反映在更广泛的发射线组件，这表明了一个“加速”位移速度。我们还表明，这些反射的时间序列，这是共同的所有线路，只出现在喷出物，可以描述的重组前向外移动的膨胀气体没有恒星风或拱碰撞。
2011-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
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。
2017-03-31 astro-ph.SR
Observational Accuracy of Variable Stars, Novae and Supernovae from Naked Eye to General Relativistic Standard: a Balance over Thousand SGQ Observations Sent to AAVSO
广义相对论处理的是非常精确的测量，只有在接近光速的速度下，这些测量才显示出与牛顿预言的显著差异。一个基于裸眼测光的教育目的的介绍，涉及到坍缩的恒星外壳附近的辐射，如新星和超新星。准确性的主题是从入门级的观察到专业数据的准确性，通常是网络上的公共领域。利用1998-2015年的SGQ程序，对1a型SN 2014 J、Nova Del 2013和Nova Cen 2013等变星的1000个观测数据进行了分析，以提高2015国际光年的测光精度。
2015-06-11 astro-ph.IM 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
OAO/MITSuME Photometry of Dwarf Novae: I SU Ursae Majoris
我们报告了2011年12月至2012年2月期间使用OAO/MITSuME对大熊座SU进行的同步$g'$、$R_{\rm c}$和$I_{\rm c}$测光。我们的测光结果显示，静止可分为三种类型的基础上的大小和颜色。静态光变曲线显示出具有不同振幅和时间尺度的复杂轮廓。虽然在我们的运行期间没有观察到超级爆发，但发生了5次正常爆发，间隔为11 - 21 d。正常突出的形态具有由外向内型的特征。在正常爆发的上升段，光变曲线呈现周期性调制，其周期为${\sim}$ 0.048111（354）d，但这种周期的起源尚不清楚。我们检查了每日平均色-色图，发现存在两个周期。这意味着SU UMa的热极限环是复杂的。我们新发现，$g'-R_{\rm c}$在爆发前约3天变红。虽然这种红化的工作机制还不清楚，但我们提出了两种可能性：一种是吸积盘的内部被物质填充，遮蔽了中心白矮星，另一种是停滞效应在吸积盘的外部区域起作用。
2013-07-04 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 panchromatic spectroscopic evolution of the classical CO nova V339 Del (Nova Del 2013) until X-ray turnoff
经典新星是发生在吸积白矮星上的热核失控引发爆炸的产物。V339 Del（Nova Delphinus 2013）是过去一百年来最明亮的经典新星之一。光谱学和光度学可以从$γ$ -射线到红外线，在这些阶段经常不能很好地观察到。完整的数据集的目的是提供一个基准比较与建模和了解更稀疏的监测历史的经典和经常性的新星。本文是关于新星发展的系列报告中的第一篇。我们在这里报告的早期阶段的爆发，通过X射线活跃阶段。在爆发的早期阶段，北欧光学望远镜（NOT）使用FIES同时或同时与哈勃太空望远镜上的太空望远镜成像光谱仪（STIS）获得了光学通量校准的高分辨率光谱的时间序列。这些都补充了MERCATOR/HERMES光谱。在铁幕阶段拍摄的OS和1986的高分辨率IUE紫外光谱用作距离测定的模板。我们使用标准等离子体诊断（例如，[O III]和[N II]线比率，以及H $β$线通量），以约束喷出物的电子密度和温度。使用Monte Carlo模拟的喷出物，我们推导出的结构，填充因子，和质量的光学和紫外线轮廓的比较。
2016-06-06 astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the recurrent nova T Pyxidis during its 2011 outburst. II.The optically thin phase and the structure of the ejecta in recurrent novae
我们继续我们的物理性质的经常性新星T Pyx的研究，集中在2011年爆发期间的星云膨胀阶段的喷出物的结构。这颗新星是与北欧光学望远镜（NOT）同时观测到的，具有高分辨率光谱分辨率（R ~ 65000）2011年10月11日和2012年4月8日（没有绝对通量校准），并与哈勃太空望远镜上的太空望远镜成像光谱仪（STIS），2011年10月10日和2012年3月28日高分辨率（R ~ 30000）（绝对通量）。我们使用标准的等离子体诊断（例如，[O III]和[N II]线比和H $β$线通量）来约束电子密度和温度。使用Monte Carlo模拟的喷出物，我们推导出的结构和填充因子从比较的光学和紫外线的轮廓。喷出物可以使用轴对称的圆锥形-双极-几何形状建模，其轴线与视线的倾角较低，i=15+/-5度，与高角分辨率光学光谱干涉测量的已发表结果兼容。其结构类似于其他短轨道周期的复发新星在其星云阶段所观察到的结构。我们表明，电子密度的尺度为$t^{-3}$预期从弹道喷射的恒定质量壳，没有必要调用一个持续的质量外流后爆发。对于填充因子f ~ 3%，M_ej ~ 2 E-6$M_sun的喷出物，导出的质量与其它周期性新星喷出物的质量相似，但与以前报道的扩展光学厚度的爆发时期不一致。我们认为，该系统经历了一个共同的信封相爆炸后，产生的重组事件。经常性新星的动力学的影响进行了讨论。（截短）
2012-11-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Study of three 2013 novae: V1830 Aql, V556 Ser and V809 Cep
BVRI测光和低，中，高分辨率Echelle通量光谱介绍和讨论了三个微弱的，严重变红的FII型新星，在2013年爆发。V1830 Aql在2013年10月30.3 UT达到峰值V=15.2等，并遭受了巨大的E（B-V）~2.6等红化。在快速下降后，当新星比最大值低1.7等时，它进入了一个平坦的平台，并在那里停留了一个月，直到太阳合相阻止了进一步的观测。V556 Ser也观察到类似的值，在2013年11月25日左右达到Rc=12.3附近的峰值，很快就消失在日落天空的眩光中。V809 Cep在2013年2月3.6日达到V=11.18的峰值。变红的E（B-V）~1.7，新星位于螺旋外臂内或紧接着螺旋外臂的后面，距离约6.5 kpc，受到星际原子线速度和从最大值下降的速度的限制。在t_3经过时，这颗新星开始形成一层厚厚的尘埃层，导致δ（V）>5等的峰值消光，并花了125天才完全溶解。尘埃消光在6000 Ang左右由中性变为选择性。监测的时间演变的综合通量的发射线允许限制在喷出物中的尘埃形成的区域以上的OI 7774 Ang的形成区域和以下的钙三重态。在从最大值下降到尘埃遮蔽之前，Nova Cep 2013的发射线轮廓发展出一个狭窄的分量（FWHM=210 km/sec），叠加在更大的正常轮廓上，使其成为迄今为止唯一但不断增长的新星俱乐部的成员。约束的基础上的光学厚度的喷出物的最里面的部分和…
2014-03-16 astro-ph.SR
Introducing the Condor Array Telescope: III. The expansion and age of the shell of the dwarf nova Z Camelopardalis, and detection of a second, larger shell
本研究利用Condor阵列望远镜对矮新星Z Cam的抛射物进行深场窄带成像，探测到更大的第二同心壳层，测得内壳层膨胀速率与年龄，为大质量白矮星频繁爆新星的同心壳层预测提供首个观测支持。
2023-09-29 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
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。
2020-04-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Bridging the gap between luminous red novae and common envelope evolution: the role of recombination energy and radiation force
本文提出一种结合氢氦完整复合物理的辐射流体动力学模型，模拟公共包层演化中抛射物的光曲线，并成功拟合AT2019zhd，发现复合能与辐射力对光曲线影响显著。
2024-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Morpho-kinematic modeling of the expanding ejecta of the extremely slow nova V1280 Scorpii
新星喷出物的形态对于充分理解新星爆发的物理过程至关重要。我们研究了具有独特光变曲线的极慢新星V1280 Sco的膨胀喷出物的3D形态。合成线轮廓光谱进行了比较，观察到的[O III] 4959，5007和[N II] 5755发射线的轮廓，以找到最适合的形态，倾斜角，和最大膨胀速度的弹射壳。我们推导出最佳拟合膨胀速度、倾角和挤压，使用[O III]线剖面为$V_{\rm exp} = 2100^{+100}_{-100}$ \，km\，s $^{-1}$，$i = 80^{+1}_{-3}$ deg和$squ = 1.0^{+0.0}_{-0.1}$，使用[N II] 5755线剖面为$V_{\rm exp} = 1600^{+100}_{-100}$ \，km\，s $^{-1}$，$i = 81^{+2}_{-4}$ deg和$squ = 1.0^{+0.0}_{-0.1}$。一个高的倾角是一致的观测结果显示多个吸收线起源于clueroscopic气体产生的密集和缓慢的赤道集中流出。基于V1280 Sco上最大亮度附近的光学耀斑和尘埃形成等额外的观测特征，为在其他新星中检测到的$γ$射线发射提出的慢喷出物和快风之间的内部激波相互作用模型似乎适用于这个极其缓慢和奇特的新星。增加样本大小的新星，其形态研究将有助于解决长期存在的奥秘，新星，如占主导地位的能源，以权力的最大限度的光学光…
2022-05-04 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Binary Parameters for the Recurrent Nova T Coronae Borealis
本研究通过2022-2024年光谱数据与文献径向速度结合，更新了再发新星T CrB的轨道，并利用最大似然建模推导出双星参数：白矮星质量1.37太阳质量，红巨星伴星质量0.69太阳质量，为即将到来的2025年爆发提供关键系统信息。
2025-02-28 astro-ph.SR
Association between Recurrent Novae and Nova Super-Remnants
本文为新星超遗迹（NSR）研究子领域的短篇综述，围绕再发新星与NSR的关联，介绍了NSR的形成机制、原型案例，以及相关建模工作、新发现的银河系NSR和首个专项巡天进展，为后续搜寻提供了方向。
2025-03-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A pre-outburst signal in the long term optical lightcurve of the recurrent nova RS Ophiuchi
循环新星是一种双星，其中一颗白矮星从一颗演化程度较低的伴星（红巨星或主序星）吸积物质。它们在不到一天的时间里就有大约5-6等V的引人注目的光学亮度，一个世纪就有好几次。这些变化以可变和不可预测的间隔发生，随后是几周的光学衰退，以及从X射线到无线电的活动。周期性新星和相关恒星类型的不可预测性可能会阻碍对其爆发的系统研究。在这里，我们分析了长期的光变曲线RS蛇夫座，一个经常性的新星与六个确认爆发，最近在2006年2月。我们证实了先前怀疑的1945年爆发，主要是在一个季节性的差距模糊。我们还发现，通过小波分析，可以用来预测的初期爆发几百天前手的信号。这在以前是不可能的。此外，这可能表明，首选的爆发热核失控机制将不得不修改，因为在这种情况下，预计没有爆发前的信号。如果我们的结果确实指出了我们对爆发是如何驱动的理解的差距，我们将需要仔细研究这些物体，以确定白矮星的质量是否在增长，这是这些系统成为Ia型超新星的一个重要因素。确定经常性新星是一个重要的源人口的可能性将对恒星和星系的演化产生影响。
2011-02-18 astro-ph.SR
An extremely fast fading population II dwarf nova candidate: caught spectroscopically on the rise
Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；ARC Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery (OzGrav)（引力波发现卓越研究中心）；Australian Research Council Centre of Excellence for All-sky Astrophysics in 3 Dimensions (ASTRO 3D)（全天空三维天体物理学卓越研究中心）；Joint Space-Science Institute, University of Maryland（马里兰大学联合空间科学研究所）；University of North Carolina at Chapel Hill（北卡罗来纳大学教堂山分校）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；The University of Melbourne（墨尔本大学）
AT2022kak是首个在上升阶段被光谱学捕捉的快速衰减矮矮新星候选体，其快速演变行为使其成为观测到最快的和最暗的矮矮新星之一，可能属于Population II系统。
2025-11-19 astro-ph.SR
The Cluster AgeS Experiment (CASE). Detecting Photometric Variability with the Friends of Friends Algorithm
我们适应的朋友的朋友算法的光变曲线的分析，并表明它可以成功地应用于搜索瞬态现象在大型光度数据库。作为一个测试案例，我们搜索OGLE-III光变曲线已知的矮新星。控制参数的单一组合允许将搜索范围缩小到1%的数据，同时达到$\sim$ 90%的检测效率。搜索涉及$\sim$ 2%的数据和三个控制参数的组合可以显着更有效-在我们的情况下，达到100%的效率。该方法还可以相当有效地检测半规则或严格的周期性变化。我们报告了在球状星团M22中发现的28个新的变星，这些变星在早些时候已经用相似性搜索算法进行了检验
2018-04-23 astro-ph.SR
A dusty rain falls on the nova V959 Monocerotis
本研究结合存档与地基红外观测分析V959 Mon，发现其晚期异常尘埃辐射，并解释为抛射物与环双星物质作用后含尘埃团块回落所致。
2024-05-08 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
Temporal resolution of a pre-maximum halt in a Classical Nova: V5589 Sgr observed with STEREO HI-1B
经典新星在几个小时内显示出光学亮度的快速上升。直到最近，还零星地观察到上升阶段，特别是最高峰前停止的现象。观测日冕物质抛射的太阳观测卫星使我们能够以前所未有的时间分辨率观测极大期前的阶段。我们目前的观察V5589 Sgr与立体声HI-1B在40分钟的节奏，迄今为止最高的。我们第一次在时间上解决了极大前的停顿，两个例子每个上升超过40分钟，然后在80分钟内下降。与爆发模型网格的比较表明，这个双峰，以及整体上升时间尺度，与白矮星质量，中心温度和吸积率分别接近1.0太阳质量，5 × 10^7 K和10^-10太阳质量每年。建模正式预测质量损失开始于JD 2456038.2391+/-0.0139，光学最大值前12小时。该模型假设主序列供体。观测证据是一个亚巨星伴星;这意味着吸积率被低估了。在极大期后，我们看到了通常与速度慢得多的新星有关的不稳定变化。很难估计下降速度，但我们认为下降两个星等的时间为2.1 < t_2（天）< 3.9，使V5589 Sgr成为一颗“非常快”的新星。最亮的点将“第0天”定义为JD 2456038.8224+/-0.0139，尽管在这种高节奏下，观察到的最大值的含义变得难以定义。我们认为，这种不稳定的变化通常会在更快的新星由于典型的观测低节奏未被发现，这意味着不稳定的行为不一定与下降率。
2017-03-15 astro-ph.SR
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。
2021-02-25 astro-ph.HE 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
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
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
On the Observability of Recurrent Nova Super-Remnants
围绕M31 N 2008- 12 a（12 a）的新星超遗迹（NSR），即每年喷发的周期性新星（RN），是这种现象的唯一已知例子。由于这种结构是由于12 a的频繁爆发而形成的，我们可能会在其他RNe周围看到NSR;这将证实RN-NSR的关联，并加强新星和Ia型超新星（SN Ia）之间的联系，因为以SN Ia为中心的NSR为该爆炸的单一退化祖先类型提供了持久，明确的路标。以前唯一的NSR模拟使用了静态白矮星（WD）的相同喷发。在本文中，我们模拟的NSRs的增长，随着中央WD的自然增长/侵蚀，在一系列的环境，吸积速率，WD温度，和初始WD质量。随后不断演变的喷发产生了半径为数十秒差距的动态NSR，包括一个低密度空腔，与热喷出物堆积区接壤，并被冷的高密度薄壳包围。较高密度的环境限制NSR的大小，因为这样做较高的吸积率，而WD温度和初始质量的影响较小。NSR形成于成长或侵蚀的WD周围，这表明NSR也存在于具有低质量WD的老新星周围。观测，如X射线和H $α$发射从模拟的NSR派生，以帮助搜索更多的例子，只有NSR周围的高吸积率新星目前将被观察到。观察到的12 a NSR的属性可以重现时，考虑到动态生长的NSR和光电离的新星系统。
2023-02-23 astro-ph.GA 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
Population of post-nova supersoft X-ray sources
新星在光学爆发后会经历一个持续时间不等的超软X射线阶段。这种瞬变的超新星后超软X射线源（SSS）是M31中观测到的SSS的大多数。在本文中，我们使用Wolf等人的后新星演化模型来计算M31中的后新星SSS的预期人口。我们预测，根据关于新星WD质量分布的假设，在任何时刻，M31中都有大约250-600个（未吸收）0.2-1.0 keV光度L_x>10^36 erg/s的新星后SSS。它们的总未吸收光度约为10^39 erg/s。它们的光度分布在log（L_x）~37.7-38附近明显变陡，在L_x~2x10^38 erg/s处变为零，这是新星演化轨迹中达到的最大值。它们的有效温度分布大致呈幂律形状，微分斜率约为4-6，最高温度T_eff约为1.5 × 10^6 K。我们将我们的预测与2006年至2009年期间XMM-牛顿监测M31中心场的结果进行了比较。预测的超新星后SSSs的数量超过了观测到的数量的2-5倍，这取决于假设的WD质量分布在新星。这是很好的协议，考虑到数量和规模的不确定性所涉及的计算的后新星演化模型和它们的X射线输出。此外，只有在氢柱密度约为10^21 cm^-2的情况下，适度的星周吸收才能消除这种差异。
2015-10-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Possible evidence for the 478 keV emission line from $^7$Be decay during the outburst phases of V1369 Cen
本文报告了利用 INTEGRAL 卫星可能首次探测到新星 V1369 Cen 爆发期间 $^7$Be 衰变产生的 478 keV 谱线，通过通量测量推算锂产额，验证了光学观测结果，展示了伽马射线数据测量锂丰度的潜力。
2025-04-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
