Light-curve analysis of the classical nova YZ Ret: revisit with fully self-consistent nova outburst models
The University of Tokyo（东京大学）；Keio University（庆应义塾大学）
本研究用完全自洽的新星爆发模型重新分析YZ Ret的多波段光变曲线，成功再现观测数据并解释GeV伽马射线发射的起源，揭示了激波形成机制。
2026-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Infrared studies of Nova Scorpii 2014: an outburst in a symbiotic system sans an accompanying blast wave
近红外光谱是为天蝎座新星2014提供的。它表明，爆发发生在一个共生的二元系统-一个非常罕见的配置，一个经典的新星爆发发生，但适当的喷发的经常性新星的T CrB类。我们估计次级的光谱类为M5 III $\pm$（两个子类）。最大震级与下降率（MMRD）的关系给出了一个不可接受的大值37.5千秒差距的距离。的光谱是典型的He/N类的新星与强大的HeI和H线。的配置文件是广泛的，平顶与全宽零强度（FWZI）接近9000-10000公里秒$^{-1}$，也有一个尖锐的狭窄的组件叠加，这是由于从巨人的风排放。伴随着X射线和$γ$射线的热冲击气体，预计将在新星的高速喷出物冲入周围的巨风时形成。尽管观察到X射线发射，但未报告$γ$射线发射。同样令人困惑的是，在近红外（NIR）中没有看到减速激波的特征，在类似的系统如RS Oph，V745 Sco和V407 Cyg中看到，因为线轮廓迅速变窄。小的爆发幅度和巨大的次级强烈表明Nova Sco 2014可能是一颗复发新星。
2015-07-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Dwarf Nova Outbursts of Nova Her 1960 (=V446 Her)
V446 Her是一颗古老新星的最好例子，它在新星后的状态下发展出矮新星爆发。我们报告的V446 Her的长期光变曲线的观测性能，使用测光超过19年。爆发的年平均值显示出约0.013等/年的下降，与其他没有矮新星爆发的后新星的下降一致。证实了以前的建议双峰分布的振幅和宽度的爆发。爆发发生的平均间隔为18天，但间隔的范围很大（13-30天）。根据矮新星爆发的模拟，预测V446 Her的爆发间隔将随着红矮星伴星的M点随新星缓慢下降而增加;然而，间隔中的大的内在散射掩盖了这种效应的任何证据。我们确实发现了爆发模式的系统性变化，其中更明亮，更广泛的爆发类型在2003年底后消失，这种现象被认为是由于新星之后的M点下降。
2011-02-18 astro-ph.SR
The spectral evolution and ejecta of recurrent nova U Sco in the 2010 outburst
介绍和分析了2010年U Sco爆发从最大光到平静的天气光谱观测以及同期的X射线观测。爆发后52天的X射线光谱表明有一个热源（kTbb ~ 70 eV）。.在氢和氦的光学复合谱线中观察到来自被辐照的伴大气的窄谱线分量。星云光谱的形成是第一次在这类经常性的新星，允许使用光电离模型的喷出物的详细研究。不寻常的[OIII]极光星云线的比例被发现和可能的情况下，他们的起源进行了讨论。发射线光谱的模拟表明，一个高度不均匀的喷出物质量约为或超过3 × 10-6 Msun
2010-09-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Timing and spectral analysis of GK Persei during the 2010 dwarf nova outburst
针对2010年矮新星爆发期间的GK Persei，通过时间与能谱分析确认其2–10 keV X射线自旋调制周期，并首次在0.3–2 keV波段观测到该调制，揭示其软X射线发射的多源起源。
2025-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modelling hystereses observed during dwarf-nova outbursts
上下文虽然盘不稳定性模型被广泛接受作为矮新星爆发的解释，它仍然是必要的，以面对它的预测观测，因为在吸积盘的角动量输运的限制是来自于该模型的应用到实际系统。目标。我们测试的预测模型的多色时间演化的爆发两个观察良好的系统，SS Cyg和大众Hyi。方法.我们用盘不稳定性模型计算了矮新星爆发的多色演化，并考虑了辐射次级、白矮星和热点的贡献。结果观测明确表明，在矮新星爆发演化过程中，光学色星等图中存在滞后现象。我们发现，盘不稳定性模型自然地解释了这种滞后的存在和方向。对于天鹅座SS和Hyi VW的特殊情况，系统演化过程中所涵盖的颜色和震级范围与观测结果相当一致。然而，观察到的颜色比在爆发的峰值附近观察到的颜色更蓝-就像在稳定的系统中一样，滞后周期的振幅比观察到的要小。预测的颜色显着依赖于假设的计算光盘光谱上升期间，并对二次辐射的大小为衰变的爆发的一部分。结论.如果人们希望解决在紫外系统的演变，光谱盘模型的改进是非常必要的。
2020-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dwarf nova outbursts in intermediate polars
盘不稳定性模型（DIM）在解释激变变星中观测到的矮新星爆发方面非常成功。当吸积中的白矮星被磁化时，圆盘在磁层半径处被截断，但对于对应于热粘性不稳定性的质量转移速率，这样的系统仍然会出现矮新星爆发。然而，大多数中间极的磁场不足以完全破坏吸积盘，似乎是稳定的，和罕见的观察到的爆发，特别是在系统的轨道周期长，比正常的矮新星爆发短得多。我们调查的中间极盘不稳定性模型的预测，以确定这些系统的观察到的属性可以解释的DIM。我们使用我们的数值代码的吸积盘的时间演化，修改，包括磁场的影响，从二级恒星恒定或可变的质量转移。我们发现，中间极性有足够低的质量传递和足够大的磁场保持吸积盘稳定的冷平衡分支。我们表明，在长周期系统中观察到的罕见和短暂的爆发，例如，TV Col，不能归因于吸积盘的热粘性不稳定性，而是必须由来自次级的增强的质量转移触发，或者更可能的是，由白矮星磁场与吸积盘中的磁旋转不稳定性产生的不稳定性耦合而触发。更长的爆发（几天）可能是由于盘的不稳定性。
2017-03-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Near-IR studies of recurrent nova V745 Scorpii during its 2014 outburst
周期新星（RN）V745天蝎座在2014年2月6日经历了第三次爆发。从发现后1.3天开始，几乎每天都对喷发进行红外线监测，结果显示，超过4000公里的高速新星喷出物$^{-1}$冲入周围环境，产生了强大的冲击波。冲击气体的温度在爆发开始后立即升高到超过10 $^{8}$ K的高值。爆发的能量明显超过了类似的共生系统，如RS Oph和V407 Cyg，它们具有巨大的秒数。激波没有表现出自由膨胀阶段，而是从一开始就表现出减速的Sedov-Taylor阶段。这种强烈的激波阵面是产生$γ$射线的场所。V745 Sco是除了其他五颗已知的新星之外，最新发现发射$γ$射线的新星。这可能是一个重要的试验台，以解决关键问题，是否所有的新星都是一般的$γ$射线发射器凭借有一个环联储库的材料，是由喷出物，而不是$γ$射线的产生被限制在只有共生系统与冲击红巨星（RG）风。缺乏自由膨胀阶段有利于V745 Sco在白矮星（WD）周围有一个密度增强，高于RG风的贡献。我们的分析还表明，V745 Sco中的WD非常巨大，是未来SN Ia爆炸的潜在祖先。
2014-03-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Prediction of Supersoft X-Ray Phase of Classical Nova V5583 Sagittarii
我们观测到人马座V5583的B、V、y、R_C和I_C五个带，发现这些多带光变曲线与V382 Vel 1999的光变曲线几乎一致，直到爆发后至少100天。爆发后约6个月，BeppoSAX探测到V382 Vel的超软X射线相。V5583 Sgr几天前爆发，发现于2009年8月6.5 UT附近的光学峰值。从这两颗新星的光变曲线完全相似的角度来看，我们预计在爆发后6个月，V5583 Sgr将出现超软X射线阶段。超软X射线开启/关闭日期的检测强烈地限制了新星的演化，因此，WD的质量范围。为了及时观测到V5583 Sgr的超软X射线相，我们基于光学厚风理论计算了新星爆发演化，预测了超软X射线相：它很可能在爆发后的100 - 140天之间开始，并持续到200-240天。我们强烈建议在2009年12月和2010年1月，2月和3月期间进行多次观测，以检测V5583 Sgr的超软X射线相的开启和关闭时间。
2009-12-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-mission observations of the old nova GK Per during the 2015 outburst
在2015年3月至4月的矮新星（DN）爆发期间，Swift，Chandra HETG和NuSTAR观察到了显着的老新星和中间极（IP）- GK Per。监测爆发，我们注意到几个过程发生在不同的时间尺度上，如：非常软的X射线发射（低于0.6千电子伏）的前两个星期的爆发和非常快的饱和度的X射线通量超过1千电子伏的缓慢演变。Swift UVOT光曲线也显示出不同的行为，这取决于过滤器。宽带X射线光谱显示至少存在三种不同的发射源。白矮星（WD）的自旋被观察到，即使在非常硬的X射线范围的NuSTAR，这表明调制不是由于吸收，在一个典型的IP。它也支持的相似性的脉冲和关闭脉冲的X射线光谱。我们认为，当内部吸积盘被吸积的增加推向WD时，WD的低极点被遮蔽的情况也适用于GK Per。
2016-03-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Physics of nova outbursts: Theoretical models of classical nova outbursts with optically thick winds on $1.2~M_\odot$ and $1.3~M_\odot$ white dwarfs
本研究构建了不同质量白矮星带光学厚风的时间相关新星爆发模型，明确了X射线闪出现时间、风质量损失率等特征，发现快新星光学极大时间与膨胀时标的经验关系，可快速预测光学极大时间。
2024-04-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Old Galactic novae in the eROSITA All Sky Survey
Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究所）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Potsdam University（波茨坦大学）
通过eROSITA巡天研究银河中年老新星的X射线特性，发现静默状态下18%的新星被检测到，证实磁性系统在爆发后吸积增强。
2025-09-10 astro-ph.HE 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
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
The activity of the dwarf nova RU Pegasi with rapidly changing outburst types
RU Peg是一颗U Gem类型的矮新星（DN）。我们对其长期光学活性的分析使用了AAVSO数据库中的数据。它集中于调查的个人爆发和这些事件的集合的时间演化的属性。没有明显的辐射光盘的白矮星检测。在解释中，一个变量陡度的上升分支的个人爆发表明，开始爆发的RU Peg可以发生在不同的距离从光盘中心没有显着的变化的爆发复发时间$T_{\rm C}$。入流物质流的圆盘溢出随时间变化，可导致加热锋起始位置的变化，从而导致爆发类型的变化。$T_{\rm C}$的典型长度为90天。$T_{\rm C}$的相对稳定长度的片段伴随着主要的小变量和小的注量值（在单个爆发中在光学波段辐射的能量）。$T_{\rm C}$的跳跃，伴随着注量的大分散，有时会取代它们。在解释中，组合的变化$T_{\rm C}$与不稳定的属性的爆发，包括不稳定的组件之间的传质速率，显示了几种机制的影响，在不同的时间段的光盘的状态。
2021-12-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
A remarkable recurrent nova in M 31: The predicted 2014 outburst in X-rays with Swift
最近发现的M31新星M31 N 2008- 12 a是一颗复发新星（RN），复发时间约为1年。这是迄今为止已知RNe中最快的递归时间尺度。我们的光学监测计划在10月初检测到了预测的2014年M31 N 2008- 12 a爆发。我们立即启动了X射线/紫外线监测活动与斯威夫特研究的多波长演变的爆发。我们在发现M31 N 2008- 12 a后的20天内每天都用Swift观测，覆盖了整个超软X射线源（SSS）阶段。我们在爆发后第六天左右检测到SSS发射。SSS状态持续约两周，直至约第19天。M31 N 2008- 12 a是一个具有高黑体温度的明亮X射线源。这次爆发的X射线特性与2013年的爆发非常相似。结合X射线光谱表明，快速上升和下降的有效黑体温度。短期X射线光曲线显示出强烈的非周期性变化，在约14天后显著降低。总的来说，M31 N 2008- 12 a的X射线特性与M31新星的平均人口特性一致。它的光学和X射线光变曲线可以统一地缩放，以显示与银河系RNe U Sco或RS Oph相似的时间尺度。SSS演化的时间尺度和有效温度与高质量WD一致。我们预测M31 N 2008- 12 a的下一次爆发将发生在2015年秋季。
2015-04-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
V729 Sgr: A long period dwarf nova showing negative superhumps during quiescence
我们报告了对食激变变星V729 Sgr的K2观测，历时近80天。我们发现了五个短爆发和两个长爆发，其中一个显示了一个明确的平台阶段，在上升到最大亮度。两次连续短爆发之间的平均时间约为10 d，而两次长爆发之间的平均时间约为38 d。这些爆发的频率是前所未有的CV以上的轨道周期差距。我们发现的证据表明，日食的中点发生系统的爆发早于平静。在六个静止时期中的五个时期，我们发现了第二个光度周期的证据，它比我们归因于负超峰的4.16小时轨道周期短大约5%。因此，V729 Sgr是在静止期间显示负超级峰的最长周期CV之一。
2017-04-04 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
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
On Orbital Period Changes in Nova Outbursts
我们提出了一个新的机制，产生一个新星爆发期间的轨道周期变化。当喷射出的物质带走了白矮星的特定角动量时，轨道周期就会增加。次级恒星表面的磁场迫使一部分喷出的物质与恒星共转，从而形成双星系统。因此，喷出的物质从双星轨道获得角动量，轨道周期减小。我们表明，足够强的磁场的表面上的第二颗星，总的变化，轨道周期甚至可能是负的新星爆发期间，与以前的预期。准确测定复发新星系统爆发前后的轨道周期，除了对难以测量的物理量提供有意义的限制外，还可以检验新的机制。我们应用我们的机制爆发的经常性新星U斯科。
2011-04-05 astro-ph.SR
Helium enrichment during classical nova outbursts
新星爆发在星系的化学演化中起着重要的作用，尤其是新星爆发是合成$^{13}\rm C$、$^{15}\rm N$、$^{17}\rm O$以及$^{22}\rm Na$、$^{26}\rm Al$等放射性同位素的主要来源。新星喷出物中He的富集表明吸积物质可能与He壳层混合（He混合）。本工作的目的是系统地研究氦混合对新星爆发的影响。我们发展了一系列的吸积WD模型，发现新星喷出物中的H和He的质量分数会受到不同He混合分数的显著影响。我们还发现，无论是新星周期持续时间和喷射质量的增加与He混合分数。同时，在新星爆发过程中，$p$ - $p$链的核能产生随着He混合分数的增加而减少，而Hoc循环则增加.本文的工作可以再现一些新星（如GQ Mus、ASASSN-18fv、HR Del、T Aur和V443 Sct）喷出物的化学丰度。这意味着在研究新星爆发时不能忽略He混合过程。本研究还开发了一个He混合计（即$\rm He/H$），可用于估计经典新星系统中的He混合分数。
2021-05-23 astro-ph.SR
Episodic mass transfer: A trigger for nova outbursts?
爆发后的新星的高分辨率光谱显示，喷出的气体是运动学上不同的多个组件。我们解释的意见，在情节的增强质量转移起源于第二颗星，导致在形成离散组件的环双星气体和吸积到WD触发新星爆发。在这张照片中，大多数新星的吸收线速度和发射线宽度之间的一致性是由于膨胀的新星喷出物与周围更大质量的环双星气体碰撞的结果。这个模型的一个含义是，大部分的增生气体仍然对WD，导致长期增加WD质量超过每个突出事件。解释新星光谱演化的替代方案是可能的，不调用环双星气体和不同的模型提出了一个可能的测试。
2011-08-24 astro-ph.SR
Dwarf nova oscillations and quasi-periodic oscillations in cataclysmic variables - VII. OY Carinae and oscillations in dwarf novae in quiescence
我们在OY Car的爆发期间观察到矮新星振荡（DNOs），通过下降和超越;它的行为与我们之前在VW Hyi中看到的相似，使其成为第二个在爆发后期有DNOs的矮新星，持续到静止。偶尔也有DNO处于深度静止状态的例子，远离爆发-它们具有与爆发期间相似的特性，表明类似的物理原因和结构。我们讨论了发生在其他矮新星的DNOs，并得出结论，DNOs在静止期比通常认为的更常见，并表现出类似于爆发中看到的属性。
2009-09-04 astro-ph.SR
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。
2009-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
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。
2011-11-21 astro-ph.SR
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。
2011-11-22 astro-ph.SR
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
V476 Cyg (Nova Cyg 1920) is currently a dwarf nova -- first such an object in the period gap?
天鹅座V476（Nova Cyg 1920）是一颗明亮、快速的新星，其照相星等达到2.0等。使用Zwicky Transient Facility（ZTF）公共数据库，我发现这颗新星目前是一颗矮新星，周期长度为~24 d。与目前处于矮新星型状态的其他经典新星相比，天鹅座V476的爆发迅速上升，持续时间短，只有几天。根据AAVSO的观测，这颗新星可能在2016年已经处于矮新星型阶段，即新星爆发96年后。我发现一个可能的轨道周期为0.1018002（6）d使用ZTF数据，这将使该对象在周期间隙。这种假设的短轨道周期似乎可以解释观测到的矮新星爆发的特征和微弱的绝对星等。如果这一周期得到证实，天鹅座V476是一颗轨道周期最短的经典新星，有明显的矮新星爆发，并且在现代有新星爆发的记录。我还比较了V446 Her（Nova Her 1960）的爆发特性，它目前显示SS Cyg型爆发。天鹅座V476向矮新星相的转变发生的时间（约100年）比周期间隔以下的经典新星所假设的时间（约1000年）要早得多。天鹅座V476不仅将提供一个理想的实验室的行为，辐照吸积盘的潮汐不稳定性预计工作，但也是一个理想的实验室的影响，一个巨大的白矮星对矮新星爆发。
2022-03-12 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
On the 2011 outburst of the Recurrent Nova T Pyxidis
我们讨论了星云相位发射在2011年爆发的经常性新星T Pyxeurs和目前的初步结果分析的线配置文件。我们还对双星系统的结构和X射线辐射进行了讨论，指出白矮星的质量应该大于0.8 M $\odot$。
2014-07-26 astro-ph.SR
BVRcIc photometric evolution and flickering during the 2010 outburst of the recurrent nova U Scorpii
介绍了2010年周期性新星U Scorpii爆发的CCD BVRcIc光度观测结果。光变曲线发展平稳，t2（V）=1.8，t3（V）=4.1天，接近1999年大爆发的t2（V）=2.2，t3（V）=4.3天。2010年的平台期比1999年的爆发更亮，持续时间更短，开始时间更早。闪烁，$I_{\rm C}$的振幅是$B$带的两倍，在第+4.8天和+15.7天不存在，在第+11.8天存在，时间尺度约为半小时。
2010-03-15 astro-ph.SR
The Shape of Long Outbursts in U Gem Type Dwarf Novae from AAVSO Data
我们搜索美国变星观测者协会（AAVSO）的两个最好的研究矮新星的档案，试图找到长时间爆发的光变曲线，是非常好的特点。系统是U Gem和SS Cyg。我们的目标是寻找嵌入的前体，如最近在高保真开普勒数据中发现的超爆发的SU UMa类矮新星的一些成员。对于绝大多数AAVSO数据，低数据节奏和与个体测量相关的大误差相结合，使人们无法对长爆发的形状做出任何强有力的陈述。然而，对于少数爆发，广泛的长期监测与数字测光产生高保真度的光变曲线。我们报告发现嵌入的前体在两个三个候选人长爆发。这是第一次在周期间隔以上的矮新星中发现这种嵌入的前兆，并加强了范帕拉迪斯的发现，即周期间隔以上的矮新星中的长爆发和周期间隔以下的系统中的超级爆发构成了一个统一的类别。热潮汐不稳定性占超爆发的SU UMa星预测嵌入的前体只有短轨道周期的矮新星，因此，嵌入的前体存在于长轨道周期的系统- U宝石和SS天鹅座-认为一个更一般的机制来解释长的爆发。
2012-08-27 astro-ph.SR
Nova Framework: A New Tool For Modeling of Nova Outbursts and Nucleosynthesis
经典新星是白矮星从其低质量主序星或红巨星双星伴星吸积的富氢物质表面热核爆炸的结果。其喷出物的化学成分分析表明，新星爆发发生在碳-氧（CO）和氧-氖（ONe）WD，并有吸积信封和底层WD之间的跨界混合。我们结合了恒星演化代码MESA和后处理核合成工具的NuGrid到一个框架，允许产生最新的模型的新星爆发和计算详细的核合成发生在CO和ONe WD的新星。在我们的一维数值模拟中的对流边界混合（CBM）是使用一个扩散系数，是指数递减的距离下的对流信封的底部。该MESA CBM处方基于3D流体动力学模拟中的发现，即速度场以及用扩散系数表示的混合在对流边界附近的稳定层中呈指数衰减。该框架还可以使用通常采用的一维新星模型，其中煤层气是通过假设增生信封已预先富集WD的材料来模拟的。在这份初步报告中，我们提出了最有趣的新的结果与CO和ONe新星爆发，已获得与新星框架。
2012-10-29 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
CS Indi: SU UMa-Type Dwarf Nova with Long Precursor Outburst
我们观测了2018年11月的CS Ind爆发，并证实这是一次真正的超级爆发，具有非常长的[平均0.12471（1）d]超级峰周期。超爆发之前有一个长的前兆，这是第一次在SU UMa型矮新星中记录。我们的解释是，在盘中的足够量的质量的组合点火前的爆发和潮汐不稳定性的3：1共振的边界线附近的缓慢发展引起的冷却前开始潮汐不稳定性的充分发展。这一发现提供了另一个支持最近解释的潮汐不稳定性的缓慢发展，导致各种现象类似于WZ Sge型矮新星在SU UMa型矮新星具有很长的轨道周期。
2019-09-03 astro-ph.SR
The 2010 early outburst spectrum of the recurrent nova U Scorpii
目标。我们目前的光谱的快速复发新星U斯科在其最近的爆发，在24小时内获得的最大光。方法.我们使用中分辨率（R~4000）光谱与MagE摄谱仪上的麦哲伦（粘土）6.5米望远镜的Las Campanas天文台。结果该光谱是值得注意的是，它缺乏一个低电离瞬态重元素吸收系统，这是可见的绝大多数新星接近最大的光。我们认为，这可能是由于内拉格朗日L1质量传递的优势和缺乏一个环双星气藏在这个对象
2010-12-03 astro-ph.SR
The 2010 nova outburst of the symbiotic Mira V407 Cyg
共生双星Mira V407 Cyg在2010年经历的新星爆发已经在光学和红外波段进行了广泛的研究，包括光度和光谱观测。这一爆发，让人想起RS Oph所显示的类似事件，可以被描述为一个非常快速的He/N新星爆发，同时深深嵌入其凉爽的巨大同伴的稠密风中。最初的热核闪光产生的硬辐射电离并激发了很远距离的米拉风（在4天的时间尺度上观察到复合）。新星喷出物被发现随着时间的推移逐渐减速，因为它扩展到米拉风。这是从线宽从+2.3天的2760 km/s到+196天的200 km/s的变化推导出来的。米拉的风是巨大的，并且足够扩展到一个外部中性和未受干扰的区域，以在所有爆发阶段生存下来。
2010-11-03 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
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
The 2011 Outburst of Recurrent Nova T Pyx: Radio Observations Reveal the Ejecta Mass and Hint at Complex Mass Loss
尽管是这类新星的原型，T Pyx可以说是最不寻常和最不了解的复发新星。在这里，我们使用卡尔G. Jansky甚大阵列追踪2011年T Pyx爆发过程中喷出物的演变。射电辐射与新星喷出物的热辐射大致一致。然而，令人惊讶的是，射电流量在爆发的后期开始上升，这表明在爆发的前50天内，大部分的射电辐射物质要么非常冷，要么膨胀非常缓慢。考虑到一个合理的范围内的体积填充因子和几何形状的喷出物，我们发现，高峰值流量密度的无线电发射需要一个大规模的喷射1-30 x 10^{-5}太阳质量。这个喷出物的质量比通常与周期性新星相关的值要高得多，并且与远低于克拉塞卡极限的白矮星上的新星更一致。
2014-03-03 astro-ph.SR
V606 Aql (Nova Aquilae 1899) is now a dwarf nova
我们发现，1899年新星V606 Aql目前显示矮新星爆发，典型的周期长度为270天，振幅约为1.5等，使用公开数据发布的Zwicky瞬态设施观测。已经提出静止时的低质量传递速率来解释大的喷发幅度（Tappert等人，2016年），目前对矮新星爆发的探测支持了这一解释。在新星爆发后100多年转变为矮新星状态，这证明了冬眠的说法。从矮新星爆发估计的绝对星等表明，V606 Aql应该是一颗快速新星，而在静止时存在高激发线可以用大质量白矮星的存在来解释。
2021-07-15 astro-ph.SR
H-alpha spectroscopy of the recurrent nova RS Oph during the 2021 outburst
我们报告了2021年8月12日至23日在最近爆发期间获得的复发新星RS~Oph的$Hα$发射线的光谱观测。根据P~Cyg的高强度剖面和H-α的强发射，我们估计了环绕在Oph周围的物质的流出速度在32 km/s < V_{out} < 68 km/s之间。新的GAIA距离表明红巨星可能属于II和III光度级之间。光谱可根据作者和Zenodo的要求提供。
2021-09-23 astro-ph.SR
V618 Sgr: Galactic eclipsing symbiotic nova detected in repeated outbursts
本研究通过分析文献、测光及35条新光学光谱，发现V618 Sgr是一颗正处于爆发状态的食共生新星，且是首个被观测到重复爆发的银河系共生新星，可能拥有较大质量的白矮星。
2023-05-05 astro-ph.SR
Flickering returns as RS Oph reestablishes quiescent conditions following its 2021 nova outburst
RS Oph在远离其重复的新星爆发时持续显示出可见光波长的闪烁。在2006年的喷发中，闪烁消失了，这在最近的2021年事件中重复。我们一直在监测RS Oph，寻找2021年爆发后B波段闪烁的重现。在+210天（从新星光学最大值开始计算），闪烁仍然没有（西格玛（B）<0.002等），在+224天出现在西格玛（B）=0.008等，并在+250天上升到西格玛（B）=0.029等。在随后的日期，振幅仍然很大，但波动。RS Oph的B波段平静亮度的恢复大约在+225天开始，并在+260天完成。系统亮度的上升和闪烁的再现所遵循的平行模式证实了在RS Oph中所发挥的中心作用，即吸积盘恢复到爆发前的状态，以及RG风对直接的星周空间的重新填充。
2022-05-28 astro-ph.SR
LMC S154: the first Magellanic symbiotic recurrent nova
经典的新星爆发已经被认为存在于一些河外共生星中，但在任何一个系统中都没有被证实。在这项工作中，我们研究这些系统之一，LMC S154的性质。我们收集了档案测光观察，以确定在这个系统中的变化的时间尺度和性质。此外，我们进行了光度和光谱系统的监测，并拟合合成光谱的观察。红巨星光球中的碳丰度明显高于星云中的碳丰度，这证实了新星爆发喷出物对环双星物质的污染。光度和光谱数据显示，该系统在2009年达到了平静，这意味着第一次在河外共生星中观察到新星爆发的所有阶段。这些数据表明，在LMC S154中很可能观察到三次爆发，这将使该系统成为一类罕见的共生复发新星的成员。光谱中日冕线的发现支持了该系统的周期性，日冕线仅在与大质量白矮星共生的恒星中观察到，并且具有短周期爆发。收集的证据足以将LMC S154归类为第一颗真正的河外共生新星，这可能是一颗复发新星。它也是第一颗拥有富碳供体的新星。
2019-02-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
LS And: WZ Sge-type outburst first time since the 1971 discovery
LS And是1971年在M31区域发现的一颗瞬变新星，人们一直在争论它是星系间新星还是矮新星。使用Zwicky Transient Facility（ZTF）的数据，我发现该物体在2022年4月经历了第二次已知的爆发。这是一颗WZ Sge型矮新星的行为，它有一个长长的衰落尾巴，1971年和2022年爆发的光变曲线非常匹配。光变曲线表明，LS And是一个典型的WZ Sge型矮新星，接近（但在达到）激变变星的周期最小值。1971年爆发的真实观测峰值可能是12.2磁。爆发参数与其他WZ Sge型矮新星相似。衰落的尾巴持续了一年多，物体目前仍然在这条尾巴上。在褪色的尾巴上有一个0.5等的暂时变亮的暗示，并且该物体在爆发后似乎仍然活跃。
2023-01-10 astro-ph.SR
Statistical properties of dwarf novae-type cataclysmic variables: The Outburst Catalogue
爆发目录包含了722个矮新星型（DN）激变变星（CV）和309个来自卡塔利娜实时瞬态巡天的其他类型的CV的各种各样的观测特性。特别是，它包括明显的爆发和静态V-波段的幅度，占空比，对重现时间的限制，上下限的距离和绝对静态幅度，颜色信息，轨道参数，和X射线对应。这些属性是通过本文提出的分类脚本来确定的。星表中的DN显示了爆发占空比与轨道周期（和爆发重现时间）之间的相关性，以及静止绝对星等与轨道周期（和占空比）之间的相关性。这是迄今为止收集到的最大的矮新星样本。除了作为个别系统的有用参考和选择目标研究对象的手段外，它将证明对旨在揭示灾难变量的形成和演变的统计研究很有价值。
2015-12-11 astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the symbiotic-like recurrent nova V407 Cygni during its 2010 outburst. II. The circumstellar environment and the aftermath
天鹅座V407在2010年3月10日的新星爆发是这颗恒星的第一次观测，但它与著名的共生型复发新星RS Oph的相似之处表明它也是这种罕见类型的银河系新星的成员。这颗新星是第一个在$γ$射线能量下被探测到的新星，也是该系统中第一个已知的新星爆炸。这种爆发的广泛的多波长覆盖范围使其成为与类似系统已知的少数其他爆发的理想比较。我们扩展我们以前的分析，从爆炸的米拉和扩大冲击详细的时间发展的光电离的米拉风，拱星介质，和冲击拱星环境，推导出它们的物理参数，以及它们如何与环境的大尺度结构，扩展以前的覆盖面超过500天后爆发。在Mira风中形成的Fe峰离子的吸收线在第69天之前的低速下可见为P Cyg轮廓，大约在X射线峰的时间，我们确定了许多吸收跃迁，而没有伴随金属线的发射。在2010年观察期间，H Balmer线显示出较强的P Cyg吸收谷，该吸收谷在第128天减弱。我们区分的冲击，光电离环境，色球层和内米拉风爆发后超过一年采取的光谱的组件。多壳层和辐射激发现象与最近引用的GRB和SNIa（严重截断）相似。
2011-12-10 astro-ph.SR
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。
2016-05-13 astro-ph.SR
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。
2025-03-19 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
The Heating and Pulsations of V386 Serpentis after its 2019 Dwarf Nova Outburst
以下的脉动光谱的白矮星通过加热和冷却参与矮新星爆发周期提供了一个独特的看法，对流驱动的变化发生在几个月的时间尺度与千年的非吸积白矮星。2019年1月，矮新星V386 Ser（少数包含吸积、脉动白矮星的矮新星之一）经历了一次大幅度的爆发。哈勃太空望远镜的紫外光谱是在爆发后7个月和13个月获得的，在此期间，地面光学测光和高速测光分别在爆发后5.5个月和17个月获得。由此产生的光谱和脉动分析显示，在两次紫外观测之间，白矮星从21，020 K冷却到18，750 K（重力对数（g）= 8.1），同时在爆发后比静止时短得多的时间内，在紫外和光学上都存在明显的强烈脉动。脉动周期在爆发后的一年中持续延长，与脉动理论一致。然而，它仍然有待观察，如果行为在较长的时间过去的爆发将模仿不寻常的非单调冷却和长时间在类似的系统GW Lib明显。
2021-04-30 astro-ph.SR
Discovery and outburst characteristics of the dwarf nova ASAS J224349+0809.5
我们报告了一个新的矮新星的发现和我们的观察，它的第一个确认的超级爆发在2009年10月。爆发幅度为6级。主爆发持续了17天，4天后又发生了一次显著的再亮。在主爆发期间出现了超级驼峰，这证实了它属于SU UMa家族。最初的平均超峰周期为Psh = 0.06965（17）d，但O-C残差的分析表明，Psh在爆发期间发生了戏剧性的演变。在平台期的前三分之二，dPsh/dt = +1.24（5）× 10-3。然后有一个突然的变化，随后周期以dPsh/dt = -1.01（9）× 10-3减小。超峰的振幅也各不相同，最大振幅接近爆发的开始，第二个最大值对应于Psh的不连续性。对档案数据的分析显示，2005年10月、2006年6月和2007年6月也发生了爆发。假设超级爆发是周期性的，我们估计爆发周期约为450天。
2010-05-18 astro-ph.SR
Near-infrared studies of the 2010 outburst of the recurrent nova U Scorpii
我们提出了近红外观测的2010年爆发的U Sco。从爆发后0.59天开始，连续10天出现JHK测光。这样的光度学可以有益地集成到一个更大的数据库的其他多波长的数据，旨在全面研究的U Sco的演变。早期近红外光谱，从0.56天后爆发，并讨论了它们的一般特征。在爆发的早期，我们在几条谱线中看到了非常宽的翅膀，尾巴沿着视线延伸到~ 10000 km/s;这是出乎意料的，有一颗新星的喷射速度等于通常认为只有超新星才有的速度。根据重组分析，我们估计上限为10^-4.64[+0.92. - 0.74]Msun为喷射质量。
2010-08-24 astro-ph.SR
