Binary Interaction Dominates Mass Ejection in Classical Novae
最近的观测表明，我们对经典新星质量损失的理解是不完整的，这激发了对新星质量喷射物理过程的新理论研究。本文利用恒星演化程序MESA对经典新星外流进行了流体动力学模拟。我们发现，当双伴星被忽略，白矮星与质量>= 0.8 Msol成功地发射辐射压力驱动的光学厚风，带走了大部分的信封。然而，对于大部分的质量损失阶段，这些风的加速半径超过白矮星的罗氏半径假设一个典型的灾难性的变量捐助者。这意味着，在标准的光学厚风形成之前，质量损失将由二元相互作用引发和形成。只有当加速区域在白矮星的洛希半径内后退时，才能成功发射各向同性的光学厚风，这发生在大部分包层已经被喷射出来之后。这两种外流模式之间的相互作用-第一阶段的缓慢，二进制驱动，赤道上集中的质量损失，包括大部分的质量喷射和第二阶段组成的快速，各向同性，光学厚风-是一致的非球面喷出物和多个外流组件的签名的观察。我们还发现，孤立的低质量白矮星<= 0.8 Msol在任何阶段都不会发展出无束缚的光学厚风，这使得考虑双星伴星对由此产生的爆发的影响变得更加重要。
2022-09-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multiple flares caused by mass ejection episodes during the advanced nebular phase of Nova Scuti 2019
我们的光度和光谱监测显示，从2020年6月4日开始，从光学最大值开始的第+217天，并进入其高级星云阶段，Nova Sct 2019开始显示一系列9个大振幅耀斑（高达Delta（m）~1.7等），其特征是快速上升到峰值（=<10小时）和快速指数下降（e折叠时间=<50小时）。耀斑之间的时间间隔Δ（t）遵循一个有序的序列，从8.43天下降到4.90天，这安全地允许排除任何其他耀斑发生而没有被观测记录。当耀斑序列在2020年7月28日（+271天）结束时，Nova Sct 2019将其整体下降速度从Delta（m）=0.0067 mag/天减缓到0.0027 mag/天。耀斑是由仍在燃烧的WD以高速（~1000 km/s）喷出的物质引起的。在每次耀斑中形成的较冷的伪光球层，导致复合波在原始的新星喷出物中传播（距离WD约170 AU），淬灭[FeX]和[FeVII]的发射，并增强低电离物质的发射。在每次耀斑之后，一旦少量喷出的物质在光学上变薄，原始的新星喷出物就会恢复显示[FeX]和[FeVII]发射线，这一事实清楚地证明了燃烧的WD对喷出物施加的直接光电离作用。虽然其他已知的耀斑新星（V458 Vul，V4745 Sgr和V5588 Sgr）呈现出接近最大亮度的耀斑，并且Delta（t）不断增加，但Nova Sct 2019在高级星云阶段显示它们并且Delta（t）不断减少方面是独一无…
2022-08-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Swift observations of the 2006 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi: III. X-ray spectral modelling
继Swift X射线观测2006年爆发的复发性新星RS蛇夫座，我们开发了流体动力学模型的质量喷射，其中前向冲击速度被用来估计喷出物的质量和速度。为了进一步约束我们的模型参数，在这里，我们提出了合成X射线光谱从我们的流体动力学计算，我们比较斯威夫特的数据。进行了一系列广泛的模拟，以找到一个最适合爆发后100天的光谱的模型。我们在高能量下找到了一个很好的拟合，但需要额外的吸收来匹配低能量发射。我们估计喷出物质量在（2-5）x 10^{-7}太阳质量范围内，喷出速度大于6000 km/s（可能更接近10，000 km/s）。我们还发现，通过标准模型拟合的X射线光谱从气体温度得到的激波速度的估计值远低于真实的激波速度。
2011-06-14 astro-ph.HE
Fermi Establishes Classical Novae as a Distinct Class of Gamma-Ray Sources
一颗经典的新星是由白矮星表面失控的热核爆炸产生的，白矮星从低质量的主序星伴星吸积物质。在2012年和2013年，在伽马射线中探测到三颗新星，与第一颗伽马射线探测到的新星V407 Cygni 2010形成对比，后者属于罕见的共生双星系统。尽管它们的白矮星祖先的成分和质量可能存在差异，但这三颗经典新星的特征相似，都是在2-3周的时间内探测到的软谱瞬变伽马射线源。伽马射线探测指出了意想不到的高能粒子加速过程，该过程与一种意想不到的银河系伽马射线源中热核爆炸的质量喷射有关。
2014-08-04 astro-ph.HE
Thermal radio emission from novae & symbiotics with the Square Kilometre Array
新星在爆发过程中的热射电辐射使我们能够推导出喷出物的质量、动能和密度分布等基本量。最近对VLA和e-MERLIN等新升级设施的观测才刚刚开始揭示新星中令人难以置信的复杂物质喷射过程（喷射似乎经常在多个阶段和长时间尺度上进行）。共生星也可以表现出爆发，有时伴随着喷流中物质的喷出。然而，与新星不同的是，共生体的长期热无线电辐射源自巨大的二级恒星的风，而二级恒星的风是由热的白矮星辐射的。白矮星对巨星风的影响是强烈的时变的，驱动这些变化的物理机制仍然是一个谜（可能包括吸积不稳定性和白矮星表面随时间变化的核燃烧）。SKA 1的灵敏度将使我们能够调查整个银河系的新星，揭示统计上完整的人口。有了SKA 2，就有可能在麦哲伦星云中进行类似的研究。这将使高质量的测试背后的理论吸积和质量损失的吸积白矮星，具有重大意义，以确定其可能的作用Ia型超新星的祖先。特别是SKA 1-MID的观测，在广泛的频率范围内，但重点是更高的频率，将提供一个无与伦比的物理过程驱动质量喷射和导致新星的多样性，同时也确定共生星的吸积过程和速率。
2015-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nova explosions -- The fascinating gamma-ray emitting recurrent nova RS Ophiuchi
经典的和周期性的新星爆发发生在白矮星的顶部，白矮星从伴星或红巨星中吸积富氢物质，在一个紧密的双星系统中。近年来，自2008年美国宇航局发射费米伽马射线卫星以来，费米/LAT（LAT：大面积望远镜）在高能伽马射线中探测到了几颗新星，能量大于100 MeV。已知这种辐射与热核新星爆炸后早期发生的内部和/或外部冲击中的粒子加速有关。然而，由于新星爆炸而产生的能量大于100 GeV的甚高能（VHE）伽马射线直到最近才在2021年8月爆发的复发新星RS Oph中被发现。这需要质子的加速，而不仅仅是电子的加速;这实际上是在理论上预测的-基于其他波长的观测-在2006年的RS Oph爆发中，但直到现在还没有被观测证实。我们回顾了不同类型的伽玛射线发射在新星的起源和突出的相关性，最近VHE伽玛射线发射发现的新星理论，主要是在该领域的质量喷射和相关的粒子（电子和质子）加速过程。
2023-02-02 astro-ph.HE
TESS photometry of the nova eruption in V606 Vul: asymmetric photosphere and multiple ejections?
本文利用TESS空间测光首次研究慢新星V606 Vul的复杂光变，发现周期性变化和随机微型耀发，并将两个主峰与不同质量抛射事件关联，揭示光球非对称性。
2025-04-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Upper bound of ejecta mass in a nova outburst
The University of Tokyo（东京大学）；Keio University（庆应义塾大学）
本文基于核燃烧的能量平衡，研究了不同白矮星质量及吸积率下新星喷射物质质量的最大值及其与吸积质量的比值，发现核燃烧无法释放足够的能量来喷射如此大的物质质量。
2026-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Interaction between the ejecta, the accretion disk, and the secondary star in the recurrent nova system U Sco
Institut d'Estudis Espacials de Catalunya（加泰罗尼亚太空研究所）
研究U Sco系统中喷射物、吸积盘与次星的相互作用，通过三维模拟揭示不同参数对吸积盘破坏及次星污染的影响。
2026-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Non-Steady State Accretion Disks in X-Ray Novae: Outburst Models for Nova Monocerotis 1975 and Nova Muscae 1991
我们用随时间变化的吸积盘模型拟合了两颗X射线新星（Nova Monocerotis 1975 = A0620 - 00和Nova Muscae GS 1991 = 1124 - 683）的爆发。该模型是基于一个新的解决方案的扩散型方程的非稳态吸积，并描述了一个粘性的α-磁盘在一个二进制系统的爆发后的峰值，当在磁盘中的物质完全电离的演变。吸积率在磁盘上按照幂律下降。我们推导出吸积率和有效温度的磁盘公式。该模型有三个自由输入参数：中心物体M的质量、湍流参数α和归一化参数Δ t。模拟结果与观测到的X射线和光学B和V光变曲线进行了比较。由此得出的湍流参数$α$的估计值是相似的：A 0620 - 00为0.2 - 0.4，GS 1124 - 683为0.45 - 0.65，这表明这些源中致密天体周围的吸积盘中的粘性具有相似的性质。我们还推导出这些系统的距离作为其紧凑的对象的质量的函数。
2009-05-15 astro-ph.HE
Gamma-ray emission from internal shocks in novae
使用费米-LAT已经从9颗新星中探测到能量大于100 MeV的伽马射线发射，并且可以用这些系统中冲击时的粒子加速来解释。这九个天体中有八个是经典新星，其中喷出物与稀薄的环双星物质相互作用预计不会产生可检测到的伽马射线辐射。我们研究内部冲击的粒子加速是否可以解释这些新星的伽马射线发射。这些激波是由白矮星上的核燃烧辐射驱动的快速风与新星爆发初始失控阶段喷出的物质相互作用的结果。我们提出了一个一维模型的动力学的前向和反向冲击系统的新星喷出物，并为相关的时间依赖的粒子加速和高能γ射线发射。非热质子和电子光谱的计算通过求解粒子注入，加速，损失和逃逸的冲击区的时间依赖性的传输方程。将预测的发射与V407 Cyg，V1324 Sco，V959 Mon，V339 Del，V1369 Cen和V5668 Sgr的LAT观测进行比较。100 MeV的伽马射线辐射主要来自于在反向激波中加速到~ 100 GeV的粒子，并在激波下游的致密冷却层中经历强子相互作用。内激波模型可以解释费米-LAT探测到的新星的伽马射线发射，包括最近观测到的伽马射线新星ASASSN-16 ma的主要特征。伽马射线观测具有探测新星质量喷射机制的潜力，但应与较低能量下的热发射诊断相结合，以更具约束力。（节略本）
2017-10-16 astro-ph.HE
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。
2014-07-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Millinovae: A New Class of Transient Supersoft X-ray Sources without a Classical Nova Eruption
本研究在麦哲伦云方向发现29颗长时标对称光学增亮的恒星，其中一颗增亮时发射瞬变超软X射线且无经典新星的物质抛射特征，由此提出一类名为millinovae的新型瞬变超软X射线源，其光学光度比普通经典新星暗约千倍。
2024-12-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Flaring, Dust Formation, And Shocks In The Very Slow Nova ASASSN-17pf (LMCN 2017-11a)
我们详细研究了2017年位于大麦云的经典新星ASASSN-17 pf（LMCN 2017- 11 a）的喷发，包括来自AAVSO，ASAS-SN，SALT，SMARTS，SOAR和Neil Gehrels \textit{Swift}天文台的数据。光学光变曲线的特征在于在缓慢演变的光变曲线（具有下降时间，$t_2>$ 100 d）之上的多个最大值（耀斑）。最大值与光谱中新的吸收线系统的出现相关，其特征在于径向速度增加。我们认为，这是随着膨胀速度的增加，质量喷射的多个事件的证据。光谱中的谱线轮廓显示出非常低的膨胀速度（半高宽$\sim$ 190 km s $^{-1}$），使这颗新星成为有史以来观测到的膨胀最慢的新星之一，与缓慢演变的光变曲线一致。颜色和光谱能量分布的演变表明，在每个最大值期间，伪光球的温度降低，有效半径增加。光学和红外线曲线与发现后125天的尘埃形成一致。我们推测，新星显示几个光学最大值有多个质量喷射事件，导致冲击，可能会驱动$γ$射线发射和尘埃形成。
2019-03-21 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
From Light to Sound: Spectroscopic Evolution & Sonification of the flaring Nova V612 Scuti
Texas Tech University（德克萨斯理工大学）；Michigan State University（密歇根州立大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；NASA/GSFC（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；University of Maryland, Baltimore County（马里兰大学巴尔的摩县分校）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；The University of Western Australia（西澳大学）
研究2017年银河系新星V612 Sct的测光与光谱观测，发现其耀发伴随高速吸收系统出现，建立测光耀发与光谱转变的关联，通过声化处理呈现演化，支持反复抛射与激波驱动极大值的结论。
2026-08-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fermi Discovers a New Population of Gamma-ray Novae
在费米大天区望远镜（LAT）发射之前，新星并没有被广泛认为是高能（>100 MeV）伽马射线源。2010年3月，LAT首次探测到天鹅座V407中的一颗新星。LAT观测独特地探测了由一颗白矮星及其红巨星伴星组成的V407 Cyg双星系统周围的高能粒子加速机制。随后在2012年6月，LAT探测到另外两颗新星，Nova Sco 2012和Nova Mon 2012，从而预示着新星是一种新的伽马射线源类别。对于Nova Mon 2012，首先发现了伽马射线瞬变源，然后对新星进行了光学确认，展示了如何独立于传统的光学搜索，使用LAT发现新星。我们讨论了LAT检测到的伽马射线新星与其他光学新星的费米任务的前四年的观测限制，并重新考虑可能的高能伽马射线的生产机制，在新星的光的新的检测。
2014-05-01 astro-ph.HE
VLBI detection of internal shocks in nova V959 Mon
V959 Mon是一颗在2012年6月19日被发现的经典新星。虽然经典新星现在经常在伽马射线中被探测到，但产生相对论粒子的冲击波的起源仍然未知。我们在2012年9月18日进行了欧洲VLBI网络（e-EVN）的电子观测，揭示了V959 Mon的一对紧凑的同步辐射特征。由于同步辐射需要强烈的冲击，以及，我们确定这些功能的伽马射线产生的位置。在后续的EVN观测中，我们也发现了扩展的喷出物。它们在东西方向上的扩展速度比上述e-EVN测量中检测到的紧凑结快得多。通过将VLBI结果与使用e-MERLIN和VLA获得的低分辨率图像进行比较-如Chomiuk等人（2014）所报告的那样-似乎1）受双星轨道的影响，新星喷出物高度不对称，在赤道平面上有密集和缓慢的流出物，沿着两极有低密度和更快的喷出物; 2）VLBI结与这些外流相互作用区形成的激波有关。
2015-04-09 astro-ph.HE
The 7.1 hour X-ray-UV-NIR period of the gamma-ray classical Nova Monocerotis 2012
新星Mon 2012是第三个被确认为白矮星热核失控的伽马射线瞬变，也就是新星事件。Swift监测揭示了硬X射线和超软X射线光谱成分的明显演变，而Swift-UV和V和I波段光度学显示出逐渐下降，斜率发生了微妙的变化。在超软发射阶段，在软X射线，UV，光学和近红外数据中发现了7.1小时的相干调制，在所有波段的相位变化。假设这个周期是轨道周期，这个系统有一个近主序星，几乎没有明显的恒星风。这将它与第一颗GeV新星V407 Cyg区分开来，V407 Cyg的伽马射线被认为是在喷出物与红巨星风相互作用时通过冲击加速粒子形成的。我们倾向于这样一种模型，即伽马射线来自于轨道平面上靠近白矮星的物质的喷出物的冲击。这表明经典新星通常可能是GeV源。我们将轨道调制归因于吸积盘的凸起部分穿过视线，周期性地阻挡和反射大部分发射。因此，在爆发后的第150天，圆盘必须重新形成。
2013-04-10 astro-ph.HE
Hydrogen Burning on Accreting White Dwarfs: Stability, Recurrent Novae, and the Post-Novae Supersoft Source
利用恒星天体物理学实验模块（MESA），研究了白矮星（WD）在吸积率稳定燃烧区附近吸积富氢物质的性质。我们报告的稳定边界WD的质量之间的0.51太阳质量和1.34太阳质量通过随时间变化的计算发现。我们还研究经常性的新星，是吸积率接近，但低于稳定燃烧极限，并报告其复发时间和点火质量。我们在吸积率密集网格发现预期的最小可能复发时间作为WD质量的函数。这使得能够推断出可能达到特定复发时间的最小WD质量。我们比较我们的计算模型后爆发新星稳定燃烧的WD和明确计算的持续时间和有效温度（Teff）的后新星WD在超软阶段。我们同意Henze及其合作者在M31中测量的关闭时间- Teff关系，推断WD质量在1.0-1.3太阳质量范围内，并预测与观测一致的抛射质量。最后，我们评论稳定或不稳定的氢燃烧所产生的热氦层的重要性的短期和长期的演化吸积白矮星。
2013-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Two-Dimensional Radiation-Hydrodynamic Simulations of Luminous Red Novae
Institute of Theoretical Physics, Faculty of Mathematics and Physics, Charles University（查尔斯大学数学物理学院理论物理研究所）；Department of Physics and Astronomy, Purdue University（普渡大学物理与天文系）
通过双维度辐射-流体动力学模拟，研究了明亮红色新星的光变曲线特征及其在二元演化中的作用。
2025-11-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray monitoring of classical novae in the central region of M 31. I. June 2006 - March 2007
经典新星（CNe）最近被报道代表了我们的邻居星系M 31中心区域的超软X射线源（SSS）的主要类别。我们进行了专门的监测M31中心区域与XMM-牛顿和钱德拉，以找到SSS对应的CNe，确定其SSS阶段的持续时间，并获得物理爆发参数。我们系统地搜索了CNe的X射线对应物的数据，并确定了它们的X射线光变曲线和光谱性质。此外，我们确定了光度上限的所有新星从以前的研究中没有检测到了，在我们的视野与光学爆发2005年5月至2007年3月之间的所有CNe。我们在M31中检测到8个CN的X射线对应物，其中4个以前未知。七个源可以被分类为SSS，一个是候选SSS。两颗SSS在新星爆发后的9年多仍然可见，而另外两颗新星对应的SSS阶段不到150天。在后者中，M31 N 2006- 04 a表现出短时可变X射线光变曲线，表观周期为（1.6+-0.3）h。该周期性可以指示系统的二进制周期。从以前的研究中已知的14个SSS新星对应物中，有10个不再被检测到。此外，我们在我们的XMM-牛顿数据中发现了四个SSS，而没有新星对应物，其中一个是新的来源。在我们的监测中检测到的11个SSS中，有7个是CNe的对应物。因此，我们证实了早先的发现，CNe是主要的SSSs类在中央区域的M 31。我们使用测量的SSS打开和关闭时间来估计在新星爆发和质量燃烧的白矮星上喷出的质量。具有短SSS阶段的经典新星似乎是总人口的重要…
2010-09-08 astro-ph.HE
The supersoft X-ray transient ASASSN-16oh as a thermonuclear runaway without mass ejection
Maccarone等人（2019年）将超软X射线和光学瞬态ASASSN-16 oh解释为由大质量白矮星上的吸积事件引起的，类似于矮新星超级爆发。这些作者认为，超软X射线光谱的起源与壳层核燃烧加热的大气不同，因为没有物质被喷射出来。相反，我们发现事件的时间尺度和其他特征是典型的非质量喷射热核逃逸，正如Shara等人（1977）和Yaron等人（2005）的新星模型的广泛网格所预测的那样。我们认为，低X射线和辐射热光度的核燃烧模型的预测相比，是由于光学厚的吸积盘，隐藏了大部分的白矮星表面。如果是这样的话，我们计算的光学瞬态可以解释为一个非喷射热核事件的WD $\simeq$ 1.1 M $_\odot$吸积率为$\simeq3.5{-}5{\times}10^{-7}$ M $_\odot$年$^{-1}$。我们的预测应该证明瞬态事件的性质是由于热核燃烧或吸积;观测证据应在未来几年内获得，因为一个新的爆发应该发生在事件的$\simeq$ 10-15年。
2019-06-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supersoft X-rays reveal a classical nova in the M 31 globular cluster Bol 126
经典新星（CNe）代表了我们邻近星系M 31中心区域的主要超软X射线源（SSS）。到目前为止，在任何星系的球状星团中只发现了3颗被证实的新星和3颗SSS，其中在M 31球状星团中发现了1颗新星和2颗SSS（包括新星）。为了研究CNe的SSS状态，我们用XMM-牛顿和钱德拉对M31中心区域进行了高频率的X射线监测。我们分析了M 31 GC Bol 126中一个新的瞬态X射线源的X射线和光学数据，该源是在Swift观测中偶然发现的。我们的光学数据集是基于来自五个不同小型望远镜的常规M 31监测计划。此外，我们还利用了在PAndromeda调查期间获得的Pan-STARRS 1数据。我们的观测结果表明，Bol 126中的X射线源是M 31 GC中的第三个SSS，可以确认为M 31 GC中的第二个CN。这颗新星被命名为M31 N 2010- 10 f。它的X射线和光学性质与双星系统中的大质量白矮星（M_WD >~ 1.3 M_sun）一致。我们利用我们的高步频X射线监测观测数据，对以前在M 31 GC中发现的（疑似）新星数据进行了分析，估计出M 31 GC系统中的暂定新星率为0.05 /yr/GC。根据最近的10.5年WeCAPP调查，光学估计给出了较低的新星率，这与95%置信水平上的X射线率是一致的。越来越多的证据表明，GC中的新星率高于原始双星形成和野外条件下的预期。动态的双星形成和/…
2012-11-20 astro-ph.HE
A Millennium-Long Evolution of One-Year-Recurrence-Period Nova -- Search for Any Indication of the Forthcoming He Flash
我们给出了1.38 M太阳白矮星（WD）上1500个氢壳层闪烁周期，质量吸积率为1.6 × 10^{-7} M太阳年^{-1}，其质量喷射与光学厚风一致.这个模型模拟了一年重复周期的新星M31 N 2008- 12 a。通过这些氢闪光，氦灰层的质量不断增加，最终引发氦新星爆发。每一次氢闪几乎是相同的，并且在爆发或静止中没有即将到来的He闪的前兆，直到下一次He闪突然发生。因此，M31 N 2008- 12 a是一个有希望的He新星候选者，在一千年内的任何时候爆发。氦新星的瞬发X射线闪光持续时间短至15分钟，X射线光度约为爱丁顿光度的一半，给观测带来困难。在氦闪光的早期阶段，最上层的富氢层对流混合到内部深处，大部分氢被核燃烧消耗。与M31 N 2008- 12 a的氢壳闪光相比，我们预计即将到来的He新星具有非常短的瞬发X射线闪光（15分钟），非常明亮的光学/近红外峰值（比M31 N 2008- 12 a亮约3.5等），更长的新星持续时间（>2年）和更长的超软X射线源相位（40-50天或更长）。
2017-06-27 astro-ph.HE 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
X-ray detection of a nova in the fireball phase
新星是由吸积中的白矮星的富氢包层中失控的热核燃烧引起的，这导致包层迅速膨胀并喷射出大部分质量。30多年来，新星理论一直预测在失控聚变之后会直接出现“火球”阶段，在新星在光学上可见之前，这应该是一个短暂、明亮、柔和的X射线闪光。在这里，我们提出了一个非常明亮和非常软的X射线闪光的经典银河新星YZ网丘利明确检测11小时前，其9等光学增亮。事件前后4小时未检测到X射线源，将闪光持续时间限制在8小时以内。与理论预测一致，该源的光谱形状与$3.27^{+0.11}_{-0.33}\times 10^5$ K（$28.2^{+0.9}_{-2.8}$ eV）的黑体或白矮星大气一致，辐射在爱丁顿光度下，光球仅略大于典型的白矮星。这一探测到的膨胀白矮星光球在弹出的信封提供了最后一个环节的预测光球光变曲线的演变，并打开了一个新的窗口来衡量总新星能量。
2022-09-12 astro-ph.HE hep-ex
A Radio Emission Analysis of Classical Nova V351 Pup (1991)
在此之前，船尾座新星1991（V351 Pup）被测量为文献中声称的最大规模的喷射之一。在20世纪90年代发表了这颗新星的一个时代的多频无线电探测，然而，甚大阵列（VLA）收集的其余数据仍未发表。在本文中，我们分析了V351 Pup在4.9、8.4、14.9和22.5 GHz频率下剩余的未发表数据集。我们将由此产生的光变曲线拟合到膨胀热喷出物的模型中，假设无线电发射主要由自由-自由辐射和喷出物中高水平的聚集占主导地位。V351 Pup在射电（来自VLA）和H $α$ +[N II]（来自HST）中的图像都没有显示出非球面结构，这加强了我们的球对称假设。根据膨胀视差方法，我们估计到V351 Pup的距离为$5.0 \pm 1.5$ kpc。我们的光变曲线拟合得出的喷出物质量值为$log_{10}(M_{ej})={-5.2} \pm {0.7}$ M $_{\odot}$，这意味着V351 Pup处于经典新星喷出物质量预期的低端。我们推导出的喷出物质量和理论模型之间的比较给出了一个非常大的（1.25 M $_{\odot}$）白矮星，这是与氧氖白矮星的光谱证据相一致的证据。
2017-05-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radio studies of novae: a current status report and highlights of new results
新星，是一种在吸积中的白矮星表面由失控的热核燃烧所引发的视觉上的突然变亮，是相当常见和明亮的事件。尽管它们作为研究核燃烧和吸积现象的附近实验室具有天文学意义，但这些常见恒星爆炸的许多方面在观测上没有很好的约束，并且仍然知之甚少。无线电观测、建模和解释可能在解决其中一些令人困惑的问题方面发挥关键作用。在这篇综述中，我们着重讨论了利用射电观测来检验和改进新星模型的可能性，并对观测前沿和理论发展的现状进行了报告。我们具体解决的问题，喷出物的质量，多相和复杂的喷射现象，以及周围的新星密集的环境的影响的准确估计。随着新的观测结果的亮点，我们说明了无线电观测如何揭示这些长期存在的难题。
2013-02-18 astro-ph.GA 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
Multi-Epoch Radio Imaging of gamma-ray Nova V959 Mon
V959 Mon（Nova Mon 2012）于2012年6月首次被费米大面积望远镜发现，是一个瞬变伽马射线源。随后的光学观测表明，这种伽马射线发射是由于经典的新星爆炸。在2012年6月至9月期间，V959 Mon与VLA的多频率观测显示了戏剧性的增亮，以及随着频率增加而变陡的光谱。这里提供了使用e-MERLIN的V959 Mon的高分辨率射电图像，在2012年9月至2014年2月之间的六个时期，显示了源的形态演变。虽然V959 Mon的早期e-MERLIN观测显示喷出物形态呈东西向伸长，但随后的观测表明喷出物在南北方向上变长。我们对V959 Mon结构的这种令人惊讶的演变的高分辨率观测可以帮助我们进一步了解新星喷出物的行为和形态。
2017-10-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Estimating the key parameters of Nova V5668 SGR using the Uniform Slab Model
本研究利用均匀平板模型和统计方法，基于甚大阵列等多源数据，估算了新星V5668 Sgr的抛射壳层质量和亮温度，绘制了光变曲线，增进了对新星形成与爆发的理解。
2023-12-28 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-dimensional simulations of the interaction between the nova ejecta, the accretion disk, and the companion star
上下文经典新星是恒星双星系统中由吸积的白矮星主持的热核爆炸。物质在轻度简并的条件下堆积在白矮星的顶部，导致热核失控。在包层运行的一系列核过程（主要是质子捕获反应和β衰变）释放的能量将材料加热到100至400 MK的峰值温度。在这些事件中，大约10-3 - 10-7 Msun，富集CNO，有时，其他中等质量的元素（例如，Ne，Na，Mg，Al）被喷射到星际介质中。目的。到目前为止，在经典新星爆发的建模中所做的大部分努力都集中在爆炸和喷射的早期阶段，忽略了喷射物的相互作用，首先是与围绕白矮星运行的吸积盘的相互作用，最终是与次级恒星的相互作用。方法.为了填补这一空白，对新星喷出物、吸积盘和恒星伴星之间的相互作用进行了一套三维SPH模拟，旨在测试不同参数（即，喷出物的质量和速度、吸积盘的质量和几何形状）对系统的动力学和化学性质的影响。结果我们讨论了导致吸积盘破裂和质量损失的条件。此外，我们讨论了化学污染的可能性与新星喷出物的影响，其潜在的影响下一个新星周期的恒星次级。
2017-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Monitoring of pulse period in Her X-1 with Swift/BAT: evidence of mass ejection
对吸积双星脉冲周期变化的监测是研究中子星磁层与吸积盘相互作用的重要手段。虽然最亮的X射线天体的X射线通量已经被成功地监测了多年（例如RXTE/ASM，CGRO/BATSE，Swift/BAT），但到目前为止，连续监测其脉冲定时特性的可能性非常有限。在我们的工作中，我们使用Swift/BAT观测来研究最神秘的X射线天体之一，武仙座X-1。首次实现了对Her X-1的脉冲周期和脉冲周期导数的长时间（> 4年）准连续监测。我们认为，与长期减少的轨道周期在赫X-1的测量脉冲周期的行为需要从内部的吸积盘沿开放的磁场线的质量喷射的存在。质量喷射事件可能发生在与低X射线光度相关的强自旋下降事件期间。
2010-01-29 astro-ph.HE
The discovery of a population of gamma-ray novae
长期以来，新星被认为是新星喷出物中放射性元素衰变产生的几MeV的发射源，然而，它们并不被认为是GeV能量域中的连续发射源。2010年3月，费米伽马射线太空望远镜（Fermi Gamma ray Space Telescope）上的大面积望远镜（LAT）首次发现了来自银河系V407 Cyg新星的100 MeV伽马射线辐射。高能光谱和光变曲线被解释为新星壳层与当地环境介质相互作用时激波加速的结果。虽然这是一个令人兴奋和重要的发现，但人们怀疑新星发射高能的必要条件是罕见的。2012年6月，LAT探测到两个新的瞬变源，它们与光学观测到的经典新星有关，分别是Nova Sco 2012和Nova Mon 2012。我们报告的观测特性的人口的伽玛射线新星，它们的相似性和差异，并在这些系统中产生的高能辐射的排放过程。
2013-08-28 astro-ph.HE
Novae II. Model, multi-band outburst, bipolar ejecta, accretion disk, relativistic electrons, etc
新星的研究是继续和一个自洽的更新的物理模型，经典/复发新星来自多波长的观测。特别是，对新星的观测支持了爆发喷出物中光学连续发射的起源，喷出物中基于质量的分离和团块形成，猎户座的起源，团块中的弥散增强线和尘埃，在扫掠物质中迅速形成Fe II线，爆炸将电子激发到相对论速度，并在吸积的白矮星周围存在一个大的冷包层，安静热核能量的快速转移应该是绝热的，它使覆盖层中的所有粒子都能激发和蒸发。我们的研究得到了以下与新星和其他天体物理系统有关的结论：（1）电子在爆炸中与较重的原子和离子一起被瞬间激发到相对论速度。不需要调用弹射后冲击加速。(2)不可压缩球形吸积物体的旋转导致了一个与纬度相关的势，使得吸积速率在两极最大，在赤道最小。这将形成一个扁长形的信封。该包层的高能排出将导致双极喷出物/流出物。这样的外流不能从非旋转的球形物体中喷出。(3)旋转吸积物体的吸积率随纬度而变化，这也将导致物体外部的非极区的下落物质积累，从而形成一个吸积盘。入射物质的角动量在吸积盘的形成过程中不起作用。吸积盘不能在非旋转物体周围形成。
2017-09-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Distance to Nova V959 Mon from VLA Imaging
确定经典新星的可靠距离是推导其喷射质量和爆炸能量的一个具有挑战性但关键的步骤。在这里，我们结合了卡尔G。Jansky甚大阵列，速度来自光谱，以估计新星V959 Mon的膨胀视差，这是通过其伽马射线发射发现的第一颗新星。我们在空间上解决了新星在4.5-36.5 GHz的频率在9个不同的成像时期。前五个时期涵盖了喷出物从2012年10月到2013年1月的扩张，而最后四个时期涵盖了2014年2月到2014年5月。这些观测对应于第一次探测到新星后的第126天至199天和第615天至703天。这些图像清楚地显示了非球形喷出物的几何形状。利用从光学光谱学的3D建模中得出的喷出物速度，射电扩展意味着距离在0.9 +/- 0.2和2.2 +/- 0.4 kpc之间，最可能的距离为1.4 +/- 0.4 kpc。这个距离意味着它的伽玛射线光度远低于原型的伽玛射线新星V407 Cyg，可能是因为V959 Mon系统中缺乏红巨星伴星。V959 Mon的伽马射线光度也比迄今为止在伽马射线中检测到的其他经典新星低得多，表明这些爆炸的伽马射线光度范围至少为10倍。
2015-03-12 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
A Light Curve Analysis of Gamma-ray Nova V959 Mon -- Distance and White Dwarf Mass
V959 Mon是被发现的伽玛射线新星之一。它是在伽马射线探测后约50天因接近太阳而被光学发现的。新星的速度等级是未知的，因为缺乏最早的一半光学光变曲线和短的超软X射线相位，由于日食的盘边缘。利用普适衰减律和时间拉伸方法，对V959 Mon的数据进行了分析，得到了新星参数。通过与类似类型的新星LV Vul、V1668 Cyg、IV Cep和V1065 Cen的直接比较，我们估算了E（B-V）=0.38 \pm 0.01的红化在V带的距离模为（m-M）_V=13.15 \pm 0.3。到V959 Mon的距离为2.5 \pm 0.5 kpc。如果我们假设V959 Mon的早期光变曲线与LV Vul的时间拉伸光变曲线相同，我们的模型光变曲线拟合表明，白矮星（WD）的质量为0.9-1.15 M_sun，与氖新星的鉴定相一致。在γ射线探测时，新星包层的光球扩展到5-8 R_sun（约为双星间距的2 - 3倍），风的质量损失率为（3-4）\times 10^{-5} M_sun·yr^{-1}。硬X射线发射的周期与新星包层中伴星出现的时间一致。短的超软X射线关闭时间与WD光球收缩到提升盘边缘后面的时代一致，这发生在核燃烧关闭前500天。
2018-04-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
V392 Persei: a γ-ray bright nova eruption from a known dwarf nova
英仙座V392是一颗已知的矮新星（DN），在2018年经历了一次经典新星爆发。在这里，我们报告了近三年的喷发后的地面光学，快速紫外线和X射线，费米-LAT γ射线观测。V392 Per是迄今为止观测到的演化最快的新星之一，其$t_2$衰退时间为2天。早期的光谱提供了多次相互作用的质量喷射的证据，相关的冲击驱动了γ射线和早期的光学亮度。V392 Per在喷发的几天内进入阳光限制。在退出时，新星已经发展到星云阶段，我们看到了超软X射线阶段的尾巴。随后的光学发射捕捉到了衰落的喷出物，并从吸积盘发出持续的窄线发射光谱。正在进行的硬X射线发射是一个中间极地的常设吸积激波的特征。光学数据的分析显示轨道周期为3.230 \pm 0.003天，但我们没有看到白矮星（WD）旋转周期的证据。光学和X射线数据表明一个高质量的WD，前新星的光谱能量分布（SED）表明一个进化的施主，和后新星SED点高质量吸积率。爆发后，系统一直保持在新星般的高质量传递状态，而不是返回到前新星DN低质量传递配置。我们认为，这种高的状态是由辐射驱动的捐助者的新星爆发。在许多方面，V392 Per显示出与研究充分的新星和英仙座DN GK相似。
2022-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Red novae, their progenitors, and remnants
Nicolaus Copernicus Astronomical Center（尼古拉·哥白尼天文学中心）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Departament de Física Quàntica i Astrofísica (FQA), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学量子物理与天体物理学系）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究研究所）
本文综述了红新星的观测知识，探讨了其爆发特性、人口特征和长期残骸，分析了红新星前身的多样性以及预测爆发和建立稳健事件率的挑战，强调了红新星在双星演化和恒星人口研究中的重要性。
2026-05-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
What do gravitational-wave observations tell us about Luminous Red Novae?
Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences (ARIES)（阿亚巴塔观测科学研究所）；Department of Applied Physics, Mahatma Jyotibha Phule Rohilkhand University（马哈特玛·乔蒂巴·普勒罗希尔坎德大学应用物理系）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文学与天体物理学中心）；Institute for Gravitational Wave Astronomy and School of Physics and Astronomy, University of Birmingham（伯明翰大学引力波天文台及物理与天文学学院）；Bareilly College, Mahatma Jyotibha Phule Rohilkhand University（马哈特玛·乔蒂巴·普勒罗希尔坎德大学巴雷利学院）；Chennai Mathematical Institute（金奈数学研究所）
探讨引力波观测对亮红新星的启示，利用ZTF的LRNe体积率和LVK的致密双星合并率，并结合相关模型计算合并率，得出仅约\(10^{-3}\)的LRNe对应引力波观测到的特定合并，多数LRNe不会导致致密天体合并。
2026-07-27 astro-ph.HE gr-qc
More luminous red novae that require jets
本文通过分析AT 2021biy和AT 2019zhd两颗明亮红新星，论证无喷流的公共包层演化模型无法解释其观测性质，支持喷流在中等光度光学暂现源中起关键作用的观点。
2024-04-30 astro-ph.HE 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
X-ray monitoring of classical novae in the central region of M 31. II. Autumn and winter 2007/2008 and 2008/2009
经典新星（CNe）代表了我们邻近星系M 31中心区域的主要超软X射线源（SSS）。我们分别于2007年11月至2008年2月和2008年11月至2009年2月用XMM-Newton和Chandra对M31中心区域进行了专门的监测，以寻找CNe的SSS对应物，确定其SSS相的持续时间并获得物理爆发参数。我们系统地搜索了CNe的X射线对应物的数据，并确定了它们的X射线光变曲线和光谱性质。我们在M 31中共检测到17个CN e的X射线对应物，其中只有4个是以前已知的。这些后者的来源仍然活跃12.5，11.0，7.4和4.8年后的光学爆发。在17例X射线中，13例被归类为SSS。4颗新星显示短SSS期（< 100 d）。根据这些结果和以前的研究，我们编制了一个目录的所有新星SSS对应物在M31已知的。我们使用这个目录来获得以下X射线和光学新星参数之间的相关性：开启时间，关闭时间，有效温度（X射线），t2衰减时间和膨胀速度的喷射信封（光学）。此外，我们发现了第一个提示之间的差异存在的SSS参数的新星与恒星星族的M 31凸起和磁盘。此外，我们进行了蒙特卡罗马尔可夫链模拟与SSS相的新星的内禀分数。这种模拟表明，相对较高的比例没有检测到SSS发射的新星可能是由于不可避免的不完整的覆盖范围与X射线观测相结合的大部分新星短SSS状态，预计从WD质量分布。为了用更多的样本来验证我们的结果，需要进一步的…
2010-10-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Observations of Classical and Recurrent Novae with X-ray Gratings
X射线光栅光谱为研究新星物理打开了一扇新的窗口。在过去的13年里，用钱德拉和XMM-牛顿光栅获得了12颗新星爆发后的高信噪比光谱。它们提供了探测氢燃烧的白矮星在熄灭前的温度、有效重力和化学成分的唯一方法。这些光谱也允许对喷出物进行分析，喷出物可以被热白矮星光致电离，但更经常地似乎经历碰撞电离。光栅所需的长时间观测揭示了X射线通量和光谱的半规则和不规则变化。在喷出物对中心超软X射线源变得透明后的最初几周内，大的短期变化尤其明显。多亏了钱德拉和XMM-牛顿，我们发现了喷出物、离散壳层喷出和云团发射区的剧烈现象。正如预期的那样，我们还揭示了白矮星的特征。在我们的样本目标中，白矮星的峰值有效温度在~ 400，000 K和超过100万K之间变化，大多数情况下接近上限，尽管对于两颗新星，仅获得了200，000 K左右的上限。不同X射线卫星和仪器（包括Swift和ROSAT）的综合结果表明，超软X射线相越短，白矮星的峰值有效温度越低，与理论预测一致。峰值温度也与t（2）光学上2 mag衰减的时间成反比。我强烈主张使用白矮星大气模型来获得氢燃烧过程和周围喷出物的连贯物理图像。
2012-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
A 9-Month Hubble Space Telescope Near-UV Survey of M87. II. A Strongly Enhanced Nova Rate near the Jet of M87
本研究通过哈勃望远镜观测发现M87中135颗经典新星沿喷流高度集中，偶然概率仅0.3%，排除了喷流辐照、双星物质转移及喷流诱星形成等现有解释，证实该现象成因成谜。
2024-08-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Shock-powered light curves of luminous red novae as signatures of pre-dynamical mass loss in stellar mergers
发光红新星（LRN）是一类光学瞬变现象，被认为起源于双星合并或“共同包络”事件。它们的光变曲线经常显示出次极大值，这在以前的热能扩散或氢复合模型中无法解释，而不需要调用多个独立的壳层喷射。我们建议，双峰光变曲线是一个自然的结果之间的碰撞动态弹出的快速壳和预先存在的赤道聚焦的材料，这是从二进制在许多轨道之前的动态事件。快壳层在极向上自由膨胀，通过冷却包层发射为初始光学峰提供动力。赤道面碰撞产生的辐射激波在较深层的辐射扩散时间尺度上为次级光变曲线峰值提供动力，类似于发光的IIn型超新星和一些经典新星。使用一个详细的1D分析模型，由互补的3D流体动力学模拟，我们表明，冲击供电的发射可以解释观测到的范围内的峰值时间尺度和亮度的LRN的二进制参数和分数的二进制质量弹出的现实变化的二级峰。赤道面辐射激波产生的致密壳层为尘埃核化提供了理想的位置，这与LRN中尘埃的非球面几何结构一致。对于巨星来说，当冲击动力的光度仍然很高时，喷出物形成尘埃，这可以解释斯皮策最近发现的红外瞬变。我们的研究结果表明，前动力学质量损失是常见的，如果不是无处不在的恒星合并，提供洞察负责驱动的二元合并的不稳定性。
2017-05-10 astro-ph.HE 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
The B & V Light Curves for Recurrent Nova T CrB From 1842--2022, the Unique Pre- and Post-Eruption High-States, the Complex Period Changes, and the Upcoming Eruption in 2025.5$\pm$1.3
T CrB是已知的最著名和最明亮的新星之一，是一颗周期性的新星，在1866年和1946年爆发过，峰值为$V$ =2.0。我已经用213，730星等构建了1842- 2022年的光变曲线，其中$B$和$V$星等完全校正到约翰逊系统。这些光变曲线首先揭示了一种独特的复杂的高态（与20 $\times$高吸积率比正常的低状态）从-10到+9年后爆发，穿插深喷发前倾角（显然是在缓慢的物质喷射中形成的尘埃）和一次独特的神秘的二次喷发（能量为初次喷发的10%），1866年和1946年的光变曲线相同。从2015年开始，T CrB进入高状态，就像1936年一样，因此人们普遍预计未来几年会发生第三次喷发。以1946年前的光变曲线为模板，我预测即将爆发的日期为2025.5 $\pm$ 1.3，主要的不确定性来自于爆发前高状态的可能延长。我用大振幅椭球调制跟踪了1867- 2022年双星的轨道相位。我测量到，在1946年爆发期间，轨道周期突然增加了0.185 $+$ 0.056天，1947- 2022年有一个稳定的周期减少，（$-$ 8.9 $\pm$ 1.6）$\times$ 10 $^{-6}$ days-per-day，1867- 1946年有一个稳定的周期变化，与零一致，（$+$ 1.75 $\pm$ 4.5）$\times$ 10 $^{-6}$ day-per-day。这些大的周期变化不能用…
2023-03-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
High-resolution spectroscopy and high-density monitoring in X-rays of Novae
21世纪的X射线天文台XMM-牛顿、钱德拉和斯威夫特为我们提供了对新星爆发X射线行为的全新见解。这些新一代X射线观测站在X射线和紫外/光学同时进行的监测活动中提供了特别高的光谱分辨率和高密度。几个新星爆发的整个演化过程已经被Swift XRT和UVOT仪器观测到，从而可以研究SED峰值从紫外线到X射线的逐渐转移，X射线最亮超软源（SSS）阶段的开始和持续时间的时间尺度，以及SSS前后的X射线发射。此外，XMM-牛顿和钱德拉观测可以有效地安排，允许更深入地研究战略选择的进化阶段。在2005年斯威夫特加入之前，钱德拉和XMM-牛顿在寻找SSS发射时的盲射必然导致在SSS阶段之前和/或之后进行的一些曝光不足的观测。更系统的雨燕研究减少了这个数字，同时增加了新星的数量。前和后SSS光谱在低和高光谱分辨率成功地模拟碰撞等离子体模型。前SSS发射出现在冲击和后SSS发射在辐射冷却薄喷出物。相比之下，在SSS阶段期间拍摄的光栅光谱比预期复杂得多，并且尚未成功建模。现有的热WD辐射传输模型只给出了近似再现的观测结果，并作出了一些关键的假设，只有在孤立的WD有效。更多的光栅光谱，这将是重要的，以寻找SSS光谱和系统参数之间的系统趋势。
2012-09-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radio Monitoring of Classical Novae using the ASKAP Variable and Slow Transients Survey
University of Wisconsin-Milwaukee（密尔沃基威斯康星大学）；The University of Sydney（悉尼大学）
该研究利用ASKAP的VAST巡天数据，对43颗经典新星的射电辐射进行搜寻，发现3颗存在显著射电辐射，通过单频射电光变曲线结合物理模型，证实其以非热同步辐射为主，为激波驱动粒子加速提供证据。
2026-08-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Chemical and physical parameters from X-ray high resolution spectra of the Galactic nova V959 Mon
在爆发后期（2012年9月和12月），使用钱德拉X射线光栅对V959 Mon进行了两次观测，为这颗银河系ONE新星的物理和化学提供了非凡的见解。两个时期的X射线通量分别为1.7 × 10（-11）erg/cm（2）/s和8.6 × 10（-12）erg/cm（2）/s。第一个结果，加上电子密度诊断，并与已发表的光学和紫外线观测结果进行比较，表明2012年9月的X射线很可能来自非常小的一部分喷出物，集中在非常密集的团块中。我们得到了一个相当好的拟合九月光谱与碰撞电离平衡（CIE）的等离子体模型有两个组件;一个在0.78千电子伏的温度，蓝移710-930公里/秒，其他在4.5千电子伏的温度，主要是贡献于高能量连续。然而，我们不能排除在这两个极端之间的等离子体温度范围。12月，中央的白矮星（WD）在X射线中变得可见。我们估计有效温度约为680，000 K，与WD质量约1.1 M（溶胶）一致。WD通量与轨道周期调制，表明高倾角，和两个准周期调制小时的时间尺度也被观察到。在12月没有观察到温度高于0.5keV的热等离子体成分，蓝移成分冷却到kT~ 0.45keV。此外，由于更冷的等离子体出现了新的发射线，这在两个月前没有观察到。我们估计的丰度和产量的元素在新星风中，不能在光谱测量，并确认高氖丰度以前得出的这颗新星。我们还发现了高丰度的Al，是太阳值的230倍，这与ONe新星至少贡献了银河系A…
2016-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
