Life after eruption - V. Spectroscopy of eight candidate old novae with Gemini-South
我们提出了分析的光度和光谱数据的八个候选人的后新星系统。成功地回收了V528 Aql、HS Sge、BS Sgr、GR Sgr和V999 Sgr五颗后新星。我们还确定了V1301 Aql、V1151 Sgr和V3964 Sgr字段的可能候选者。简要讨论了已确认的后新星的光谱性质。我们发现，在我们的样本中，两个最古老的后新星，GR Sgr和V999 Sgr，包含一个光学厚吸积盘，因此可以怀疑有一个高的传质速率，相反，人们会期望从大多数模型。HS Sge和V528 Aql显示了（相对）高系统倾角的证据，这使得它们成为时间序列观测的有吸引力的目标。最后，特别强的He II发射的存在，以及一个小的喷发幅度表明，BS Sgr是一个很好的候选人中间极性。
2015-03-24 astro-ph.SR
Novae With Long-Lasting Supersoft Emission That Drive a High Accretion Rate
我们确定了一类新的新星，其特征在于喷发后的静态光变曲线比喷发前的光变曲线亮约10倍。其中8颗新星（V723 Cas、V1500 Cyg、V1974 Cyg、GQ Mus、CP Pup、T Pyx、V4633 Sgr和RW UMi）与其他新星明显不同。这群恒星具有一系列不寻常的特性，其特征是爆发后的亮度比爆发前要亮得多，轨道周期短，爆发后持续时间长的超软发射，高度磁化的白矮星，以及在爆发后的静止期长期下降。我们提出了一个基本的物理图像，显示了为什么所有五个不寻常的属性是因果关系连接。大多数新星没有足够的吸积来持续燃烧氢，但如果伴星在附近（轨道周期短），并且磁场将物质引导到白矮星上的一个小区域，从而产生局部高吸积率，则可以实现这一点。由此产生的超软通量照射伴星并驱动更高的吸积率（具有更明亮的爆发后阶段），这有助于保持氢燃烧和超软通量。反馈回路不能完全自我维持，因此超软通量将随着时间的推移而下降，迫使吸积速率和系统亮度下降。我们以原型命名这个新组，V1500 Cyg。天鹅座V1500恒星绝对不是Ia型超新星的祖先。天鹅座V1500恒星的物理机制和外观与冬眠模型预测的新星相似，但这组恒星只占新星的14%。
2010-02-06 astro-ph.SR
A unified theory of cataclysmic variables from self-consistent numerical simulations
富含氢的包层由白矮星从它们的红矮星同伴中吸积而成，导致热核失控，这是经典的新星爆发，峰值可达100万太阳光度。事实上，所有的新星祖先都是新星双星，在爆发之前和之后，都表现出向白矮星的高质量转移率。这是一个谜，双星无法区分从novalikes，但具有低得多的质量转移率，并导致矮新星爆发，共存于相同的轨道周期。围绕着几颗矮新星的新星壳表明，至少有一些新星在连续的新星爆发之间变成矮新星，尽管对质量转移速率变化的机制和时间尺度知之甚少。在这里，我们报告模拟的multiGyr演化的新星，自相一致的模型每一个爆发的热核失控，质量和角动量损失，反馈由于辐射和可变的质量转移，轨道大小和周期的变化。模拟再现了观测到的大范围的质量转移率在一个给定的轨道周期，与大的周期性变化的白矮星，红矮星双星出现在千年到百万年的时间尺度。他们还证明了深度冬眠，（长时间完全停止质量转移），只发生在短周期的双星;最初非常不同的双星收敛成为几乎相同的系统;虽然几乎所有的prenovae应该是novalike双星，矮新星也应该偶尔被观察到产生新星;而当它们的红矮星同伴被吞噬时，白矮星的质量只会略微减少。
2020-01-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Orbital Period Changes for Fourteen Novae and the Critical Failures of the Predictions of Standard Theories, the Hibernation Model, and the Magnetic Braking Model
通过测量14次新星爆发的周期突变和20个爆发间隔期的周期稳定变化，发现标准理论、休眠模型和磁制动模型的预测均严重失败，表明新星系统必然存在主导周期变化的未知物理机制。
2023-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Life after eruption VIII: The orbital periods of novae
新星爆发对激变变星（CV）长期演化的影响是该领域最不了解和深入讨论的话题之一。改善这一点的关键因素是建立一个具有已知性质的后新星的大样本，从最容易获得的轨道周期开始。本文报道了六颗暗新星的新轨道周期：X Cir（3.71 h），ILNor（1.62 h），DY Pup（3.35 h），V363 Sgr（3.03 h），V2572 Sgr（3.75 h）和CQ Vel（2.7 h）。我们还修改了旧新星OY Ara，RS Car，V365 Car，V849 Oph，V728 Sco，WY Sge，XX Tau和RW Umi的周期。利用这些新的数据和批判性审查的可信度报告的老新星的轨道周期在文献中，我们建立了一个更新的周期分布。我们采用二进制starevolution代码来计算理论周期分布，同时使用一个mathicaland相应的角动量损失的经典处方。通过与观测资料的比较，我们发现两个模型都不能再现3 - 4小时范围内的峰值，这表明在周期间隙以上的CV的角动量损失还没有完全被理解。
2020-11-05 astro-ph.SR
The orbital period changes for novae
针对激变变星轨道周期变化观测与标准演化理论冲突的问题，研究通过建模三种新星爆发物质损失机制，发现双星驱动物质损失可解释大部分普通激变变星的观测，长周期演化伴星系统可能需Frank喷流机制补充。
2025-07-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Inter-Eruption Timescale of Classical Novae from Expansion of the Z Camelopardalis Shell
矮新星Z Camelopardalis被已知最大的经典新星壳所包围。这个壳层表明，至少有一些矮新星在过去一定经历过经典新星爆发，并且至少有一些经典新星在其新星热核爆发很久之后成为矮新星。目前的壳层大小，已知的距离，以及观测到的最大新星喷射速度，都将Z Cam上次爆发的时间设定为220年的下限。Z Cam外壳半径的最亮部分目前为p ~ 1690像素。喷出物最亮部分的半径没有扩大，上限为pdot < 1像素/3年。这表明最后一次Z Cam喷发发生在5,000年前。然而，包括减速的重要影响，因为喷出物在雪犁阶段扫过星际物质，将下限降低到1300年。这是对经典新星爆发间隔时间大于1000年的新星热核逃逸理论预言的首次有力检验。中国古代占星家在公元前77年10月至11月记录的一个有趣的建议，即Z Cam是一颗明亮的新星，与我们的测量结果一致。如果Z Cam确实是公元前77年的新星，我们预测它的喷出物目前正在以85 km/s或0.11 arcsec/yr的速度膨胀。检测和测量这种扩张率在短短几年内就可以实现。
2012-05-16 astro-ph.SR
Accrete, Accrete, Accrete... Bang! (and repeat): The Remarkable Recurrent Novae
所有的新星都会复发，但只有少数几颗被观察到喷发不止一次。这些系统，复发新星（RNe），是新星的最极端的例子。RNe长期以来一直被认为是潜在的Ia型超新星祖先，最近他们对这一“荣誉”的要求得到了加强。在这篇简短的评论中，RNe将在最大震级下降率（MMRD）相空间的框架内提出。最近的工作整合到新星模型，以及随后的白矮星的增长，将被探讨。本文还介绍了RNe在银河系和河外的星群，包括新发现的“快速复发新星”子集（复发周期在10年或更短），以及迄今为止发现的最令人兴奋的新星系统-M31 N 2008- 12 a，它的年度爆发和巨大的超新星遗迹。在整个过程中，有关RNe的开放问题，以及一些预期的挑战和机遇，不久的将来将带来的解决。
2020-03-13 astro-ph.HE 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
The Change of the Orbital Periods Across Eruptions and the Ejected Mass For Recurrent Novae CI Aquilae and U Scorpii
我报告的累积结果，从24年前开始的一个计划，旨在测量的轨道周期变化的复发新星（RNe）整个喷发。目标是利用轨道周期的变化来测量每次爆发时喷出的质量，这是试图测量RNe白矮星在整个爆发周期中是否增加或减少质量的关键部分，因此它们是否可以成为Ia型超新星的祖先。这个程序现在已经完成了两个日食RNe; CI Aquilae（CI Aql）在2000年爆发和U Scorpii（U Sco）在1999年爆发。对于CI Aql，我提出了1991-2009年的78次日食时间（包括2000年爆发尾部的4次）以及1926年和1935年的两次日食。对于U Sco，我提出了67次日食时间，包括1989-2009年平静期间的46次，加上1945年，1999年和2010年爆发的尾部的21次日食时间。在爆发的尾巴期间的日食时间相对于静止期的日食的星历表有系统地和实质性地偏移，这是由爆发期间光中心的偏移引起的。这些日食时间被绘制在O-C图上，并拟合到喷发之间的稳定周期变化（Pdot）（例如，由保守的质量转移引起）加上喷发时的突然周期变化（DeltaP）的模型。对于CI Aql，最佳拟合为Δ P =-3.7 ^{+9.2}_{-7.3} X 10^{-7}。对于U Sco，最佳拟合为DeltaP=（+43+-69）X 10^{-7}天。这些周期变化可以直接给出每次喷发期间喷出的质量（M_ejecta）的动力学测量…
2011-08-04 astro-ph.SR
The Effect of Enriched Accreted Matter on the Development of Novae
众所周知，新星爆发的发展取决于白矮星（WD）的质量和它从施主那里吸积质量的速度。这一领域的进展之一是认识到新星爆发的发生取决于包层中重元素的存在，而这些元素的浓度高度依赖于分配给吸积的时间。这导致许多喷发特征与喷出物质中重元素的质量分数相关，然而，吸积物质总是被认为是太阳金属丰度。在这里，我们探讨了整个范围内的吸积率到一个1.25 $M_\odot$ WD的两种情况下，高度富集的吸积材料，并发现富集有一定的功能，高吸积率的影响，而富集低吸积率的影响可以忽略不计。我们进一步发现，热核失控的点火，这是已知的依赖于临界质量的积累，实际上是依赖于积累的临界量的重元素。
2022-02-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Novae heat their food: mass transfer by irradiation
新星爆发会辐射并加热灾变变星中的施主星，使其达到高温$T_{\rm irr}$，导致其外层膨胀并溢出洛希叶。我们计算捐助者的加热和膨胀的解析和数值，假设球对称，并发现，辐射驱动增强的质量转移从捐助者的速率$\dot{m}\propto T_{\rm irr}^{5/3}$，达到$\dot{m}\sim 10^{-6}\textrm{ M}_\odot\textrm{ yr}^{-1}$在喷发的高峰期-约一千倍，比在静止期。随着新星的消退和白矮星的冷却，$\dot{m}$下降到较低的值。我们发现，在某些情况下，下降停止和质量转移持续在$\dot{m}\sim 10^{-7}\textrm{ M}_\odot\textrm{ yr}^{-1}$的自我维持率高达$\sim 10^3$年后爆发。在这个速率下，白矮星吸积光度的辐射足以自行驱动质量转移。自持率接近白矮星的稳定燃烧极限，因此这种自举机制可以同时解释两类令人困惑的双星系统：轨道周期为$\approx 2$ h的复发新星（T Pyxlane和IM Normae）和周期为$\approx 4$ h的长寿命超软X射线源（RX J0537.7-7034和1 E 0035.4-7230）。一个系统是否达到自我维持的状态对施主的色球结构很敏感，也对新星爆发时的轨道周期变化很敏感。
2021-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Identifying and Quantifying Recurrent Novae Masquerading as Classical Novae
复发新星（Recurrent novae，RNe）是一个世纪内发生两次或两次以上新星爆发的激变变星。经典新星（CNe）是类似的系统，只有一个这样的爆发。许多所谓的“CNe”实际上是RNe，只发现了一次喷发。由于RNe是候选的Ia型超新星祖先，因此重要的是要知道我们的银河系中是否有足够的RNe来提供超新星速率，因此要知道有多少RNe伪装成CNe。为了量化这一点，我们收集了银河系237 CNe和10个已知RNe的限时样本的光变曲线和光谱的所有可用信息，以及详尽的发现效率记录。我们认为RNe具有（a）爆发振幅小于14.5 - 4.5 * log（t_3），（b）轨道周期>0.6天，（c）红外色J-H > 0.7 mag和H-K > 0.1 mag，（d）H-α的半高宽> 2000 km/s，（e）高激发线，如Fe X或He II在峰值附近，（f）具有平台的喷发光变曲线，（g）质量大于1.2M_solar的白矮星。使用这些标准，我们将V1721 Aql、DE Cir、CP Cru、KT Eri、V838 Her、V2672 Oph、V4160 Sgr、V4643 Sgr、V4739 Sgr和V477 Sct鉴定为强RN候选者。我们使用三种方法评估已知CNe中的RN分数，得到24% +/-4%，12% +/-3%和35% +/-3%。在已知的394颗银河新星中，大约有四分之一实际上是RNe，…
2014-05-01 astro-ph.SR
Life after eruption - IV. Spectroscopy of 13 old novae
我们提供了13个后新星系统的数据。这包括通过UBVR测光法恢复五颗新星X Cir，V2104 Oph，V363 Sgr，V928 Sgr和V1274 Sgr及其光谱确认。我们为这些物体提供精确的坐标和查找图表。额外的第一次或改进的光谱数据V356 Aql，V500 Aql，V604 Aql，V1370 Aql，MT岑，V693铬A，V697斯科和MU Ser。调查的行为，一些容易获得的参数产量（有限）的吸积状态和系统倾斜度的信息。我们预测，X Cir和V697 Sco很可能通过时间序列测光揭示它们的轨道周期，并且对V356 Aql，V500 Aql，V1370 Aql和X Cir的长期测光监测有很好的机会发现这些系统中的爆发行为。
2014-05-27 astro-ph.SR
Explaining Prolonged Fluctuations in Light Curves of Classical Novae via Modeling
在几次新星爆发中观测到了长时间极大值期间的波动，尽管不清楚，也不能直接从观测中推断出，这种现象是否是对源自爆发的白矮星的某种机制的实际物理反应，是否发生在膨胀的喷射壳层中，或者是否是与红矮星伴星相互作用的一种形式。在这项工作中，研究了一些爆发的新星模型，以评估这种特征作为爆发本身实际部分的可能性。结果表明，对流锋从地面反复逼近和后退是产生这种波动的机制。这种机制的效率，取决于WD信封的质量和新星周期的时间尺度，有利于低质量WD和长吸积阶段。
2022-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Comprehensive Photometric Histories of All Known Galactic Recurrent Novae
我收集了几乎所有已知的银河系复发新星（RNe）和他们的37个已知的爆发测光。这包括我对几乎所有档案印版的现代测量（提供了37次已知喷发中一半的唯一数据），我自己从1987年到现在的10，000个CCD星等（提供了7个RNe的几乎所有静止星等），业余天文学家记录了超过140，000个视星等估计值（他发现了一半已知的火山爆发），以及所有文献中的小规模分散。由此，我生产各种统一的产品;（1）BVRIJHK比较星等和BV比较星序，以涵盖整个喷发范围，（2）所有喷发的完整光变曲线，（3）最佳拟合B和V光变曲线模板，（4）除一个RN外的所有RN的轨道周期，（5）对所有错过的喷发的详尽搜索，（6）自1890年以来测量的发现效率，（7）真实重现时间尺度，（8）预测的下一次喷发日期，（9）分钟、小时、天、月、年、十年和世纪时间尺度的变化，（10）到所有RNe的均匀距离和距离，（11）峰值BV颜色和最小值UBVRIJHK颜色，所有消光校正，以及（12）UBVRIJHK上的光谱能量分布。这项工作的亮点包括发现一个新的RN，六个以前未发现的爆发，以及发现一半RNe的轨道周期。这项工作的目标是提供统一的人口统计数据，以回答诸如“我们银河系中RNe的死亡率是多少？”“和”白矮星在每个喷发周期中质量是增加还是减少？'.这项工作的一个重要用途是研究RNe是否可以成为Ia型超新星的祖先。
2009-12-22 astro-ph.SR
Multifrequency Behaviour of Galactic and Extragalactic Novae
新星的爆发是宇宙中最强烈的爆炸之一。火山爆发涉及的物理过程跨越整个电磁波谱，需要多频观测。光学领域的光度和光谱观测与无线电，红外线，X射线和伽马射线观测相结合，可以发现新的现象，如GeV伽马射线发射。
2018-03-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
OGLE Atlas of Classical Novae I. Galactic Bulge Objects
经典新星的爆发是锂形成和伽马射线发射的可能来源。超新星遗迹也可以成为Ia型超新星（SNe Ia）。新星对这些现象的贡献取决于新星的速率，这对于银河系来说还没有很好的确定。在这里，我们直接测量银河系核球新星的速度为每年$13.8 \pm 2.6$。由于光学引力透镜实验（OGLE）调查对凸起进行了多年的监测，这次测量比以往任何一次测量都要精确得多。我们的样本包括39个新星喷发，其中$\sim$ 1/3是基于OGLE的发现。这种长期监测使我们不仅能够测量新星的速率，而且还可以详细研究39次爆发和80多个新星候选者的光变曲线。我们测量了9颗后新星和9颗新星的轨道周期，在14种情况下，我们获得了第一次估计。OGLE调查对频繁爆发的复发新星非常敏感。我们没有发现任何类似于M31 2008- 12 a的天体，它每年喷发一次。探测的缺乏表明，在银河系凸起中只有少量的它们。
2015-07-28 astro-ph.SR
Multiple outflows and delayed ejections revealed by early imaging of novae
Texas Tech University（德克萨斯理工大学）；Michigan State University（密歇根州立大学）；University of Michigan（密歇根大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Georgia State University（佐治亚州立大学）；National Cheng Kung University（国立成功大学）；University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；University of Hawai’i（夏威夷大学）；Kookoosint Scientific（库库辛科学公司）；University of Leicester（莱斯特大学）；University College London（伦敦大学学院）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；University of Cape Town（开普敦大学）；INAF（意大利国家天体物理研究所）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）
通过早期成像揭示新星中多重喷流和延迟喷射机制，挑战了传统对质量喷射的理解。
2025-12-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Masses and Accretion Rates of White Dwarfs in Classical and Recurrent Novae
长期以来，模型预测银河系经典新星中白矮星的频率平均质量是场白矮星的两倍。只有少数动力学上确定的新星白矮星质量被公布，使得理论预测没有得到很好的检验。新星的重现时间分布和质量吸积率分布更是知之甚少。为了解决这些缺陷，我们将我们对新星爆发的广泛模拟与Strope等人（2010）和Schaefer等人（2010）关于银河系经典和复发新星爆发特征的数据库相结合，以确定新星中92颗白矮星的质量。我们发现82颗经典新星的平均质量（频率平均的平均质量）为1.06（1.13）Msun，而10颗复发新星的平均质量为1.31 Msun。这些质量，以及观测到的新星爆发幅度和下降时间分布使我们能够确定经典新星的长期质量吸积率分布。值得注意的是，这个数值只有1.3 x 10^{-10} Msun/yr，比经典新星爆发前后几十年的激变双星的数值小一个数量级。这预示着老新星成为低质量传输速率系统，因此矮新星，在新星爆发之间的大部分时间。我们确定了10个已知银河RN的质量吸积率，发现它们的范围是10^{-7} - 10^{-8} $ Msun/年。我们能够预测的复发时间分布的新星，并比较它与人口合成模型的预测。
2018-04-23 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
Radio Frequency Models of Novae in eruption. I. The Free-Free Process in Bipolar Morphologies
在射频上对新星的观测为我们提供了测量新星喷发的总喷射质量、密度分布和动能的方法。无线电发射通常由自由-自由发射过程很好地表征。迄今为止，大多数模型都假设喷发是球形对称的，尽管只要有对这些系统的射电观测，就已经知道球形喷发是简单的几何形状。在本文中，我们建立了双极模型的新星喷发，假设的自由-自由的过程，并显示不同的参数上的无线电光变曲线的影响。所考虑的参数包括短轴与长轴之比、倾角和壳体厚度（附录中提供了进一步的参数）。我们还展示了拟合球形模型合成光变曲线到双极模型合成光变曲线时引入的不确定性。我们发现，光学厚相上升与相同的幂律（$S_ν \propto t^2$）的球形和双极模型。在双极情况下，在最终下降之前有一个“平台”阶段-取决于壳的厚度以及短轴与长轴的比率，其遵循与球形情况相同的幂律（$S_ν \propto t^{-3}$）。最后，在最坏的情况下，将球形模型拟合到双极模型合成光变曲线需要将喷射质量加倍，将电子温度减半并将壳层厚度减少近10倍。这意味着，在某些系统中，我们对喷射物的质量预测过高，而对喷射物的电子温度预测过低。
2014-07-10 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
Life after eruption - III. Orbital periods of the old novae V365 Car, AR Cir, V972 Oph, HS Pup, V909 Sgr, V373 Sct and CN Vel
我们提出了时间序列的光度和光谱数据的七个老新星。它们被用来推导V365 Car（5.35小时）、AR Cir（5.14小时）、V972 Oph（6.75小时）、HS Pup（6.41小时）、V373 Sct（3.69小时）、V909 Sgr（3.43小时）和CN Vel（5.29小时）的轨道周期。它们的加入使新星的轨道周期数增加了约10%。V909 Sgr的食性质得到了证实，在另外三个例子（V365 Car，Ar Cir和V373 Sct）中，我们检测到了显著的光度轨道变化，其振幅在R中>=0.2等。由此产生的周期分布进行了简要讨论。此外，我们提供了新的测量先前模糊的坐标为AR Cir和CN Vel和一个新的可能W UMA变量在该领域的V909 Sgr的识别。V972 Oph的光谱呈现出一个向红的H α发射特征，我们暂时将其与CII 6578/6583双重峰识别。它表明，这条线起源于二进制，而不是在一个壳，据我们所知，这是第一次，它已被检测到在这样的质量在一个激变变量（CV）。我们认为，这条线在CV中可能更常见，但它可以很容易地被这些系统典型的宽Halpha发射所掩盖。仔细检查其他新星的线条轮廓确实可以发现V365 Car，CN Vel和AR Cir中的扩展红色机翼。在后一个系统中，另外还检测到了一个吸收对应物，因此在这种情况下，双极流出似乎是一个更可能的情况，而不是CII发射。
2013-10-01 astro-ph.SR
On the progenitors of Local Group Novae - I. The M31 Catalog
本文报道了对静止期M31新星的观测结果。这是第一个即将出版的静止河外星系目录，包含了2006年至2012年38颗经光谱确认的新星的数据。我们使用利物浦望远镜（LT）在爆发期间每个新星的图像来定义每个系统的准确位置。然后将这些位置与哈勃太空望远镜（HST）的存档图像进行匹配，并对任何与喷发位置一致的物体进行测光。这次巡天的目的是探测红巨星秒级的静止系统，因为只有这些系统以及少数明亮的次巨星秒级系统才能在HST图像中分辨出来。在我们的银河系中，只有少数几个被证实的红巨星新星，其中大多数是周期性新星。然而，我们发现相对较高比例的M31新星爆发可能发生在包含红巨星次级星系的系统中。在这个目录中的38个系统中，有11个系统的祖先候选者是巧合对齐的概率小于5%。我们表明，在3西格玛的限制，只有两个这11个系统可能是由于机会对齐，导致估计的M31新星人口与进化的秒数高达24%，相比之下，看到银河系的~3%。这样一个比例升高的新星系统与发展的secondaries可能意味着存在一个更大的人口比以前认为的经常性新星。这将产生相当大的影响，特别是考虑到它们作为Ia型超新星祖先的潜力。
2014-05-19 astro-ph.SR
Nova LMC 2009a as observed with XMM-Newton, compared with other novae
我们研究四个高分辨率反射光栅光谱仪（RGS）光谱的2009年2月爆发的发光复发新星LMC 2009 a。它们非常复杂，具有丰富的吸收和发射特性。该连续体与源自燃烧外壳的白矮星（WD）大气的主要成分一致，白矮星的峰值有效温度在810，000 K和100万K之间，质量在1.2-1.4 M $_\odot$范围内。一个温和的蓝移的吸收功能的几百公里秒$^{-1}$可以解释与残余新星风消耗WD表面的速度约为10 $^{-8}$ M $_\odot$年$^{-1}$。发射光谱似乎是由于在喷出物的光电离和冲击电离。超软X射线通量在小时的时间尺度上是不规则变化的，变化幅度逐渐减小。我们发现，无论是周期和振幅的另一个，已经知道的33.3秒调制，变化的时间尺度内的小时。我们比较了N LMC 2009 a与其他麦哲伦星云新星，包括4个偶然发现的超软X射线源（SSS）中的13个观测到的爆发后16年内。新探测到的目标比预期的要暗得多：我们认为它们被吸积盘部分遮蔽了。缺乏SSS检测麦哲伦星云新星超过5.5年后，爆发限制了核燃烧阶段的平均持续时间。
2021-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Hubble Space Telescope Survey for Novae in M87. II. Snuffing out the Maximum Magnitude - Rate of Decline Relation for Novae as a Non-Standard Candle, and a Prediction of the Existence of Ultrafast Novae
Yaron等人的新星爆发数值模拟的扩展网格。（2005）首先预测，一些经典新星可能会严重偏离最大震级-衰减率（MMRD）关系，该关系声称超新星是标准烛光。Kasliwal等人（2011年）宣布在仙女座星系中观测到一类明显新的微弱，快速的经典新星。这些天体严重偏离MMRD关系，正如Yaron等人（2005）所预测的那样。Shara等人（2016）最近报告了在M87中首次探测到微弱，快速的新星。这些以前被忽略的天体在巨大的椭圆星系M87和巨大的螺旋星系M31中一样普遍;它们占所有经典新星爆发的40%，大大增加了MMRD关系中的观测散射。我们使用Yaron等人（2005）的新星模拟的广泛网格来识别微弱快速新星存在的根本原因。这些系统在大质量的白矮星上吸积，因此只能喷射出质量很低的包层，数量级为10^-7 - 10^-8 M太阳。这类双星包括但不限于复发新星。同样的模型预测了超快新星的存在，其下降时间t2短至5小时。我们概述了他们未来的检测策略。
2017-02-19 astro-ph.SR
Classical novae vs cataclysmic variables
我们提出了一个初步的比较后新星人口与一般的激变变量（CV）。我们特别关注的质量转移率和它的潜在关系的新星爆发。我们发现，已知的后新星样本完全由高质量传递CV，但这更可能是由于这些系统的复发时间较短，而不是质量传递速率受到喷发的影响。然而，我们发现这样的效果为特定的后新星的证据，它是潜在的二元分离和存在或不存在的吸积盘。
2017-02-08 astro-ph.SR
Symbiotic novae
本文综述共生新星的多波段观测性质，基于RS Oph和V407 Cyg等爆发提出三维模型以定位各类辐射源区，并编制银河系共生新星修订星表，同时讨论T CrB即将再次爆发的前景。
2024-12-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Getting to know the cataclysmic variable beneath the nova eruption
（经典）新星的爆发被广泛认为是激变双星一生中经常发生的事件。因此，在两次爆发之间，该系统应该表现为一个“正常”的激变变星（CV），即根据其特征性质，如质量转移速率或白矮星的磁场强度。这些特征对于新星爆发本身有多重要，即哪种类型的系统更适合经历新星爆发？这个问题原则上可以通过比较后新星系统与一般CV群体来解决。然而，关于后新星的信息很少，甚至在大多数情况下，对后新星的识别也很模糊。在本文中，我们通报了一个项目的进展情况，该项目已进行，以显着提高确认后新星的数量，从而最终提供了更好地了解这些对象的手段。
2012-11-07 astro-ph.SR
Eruptive novae in symbiotic systems
本研究通过模拟宽距共生系统中的新星喷发，发现白矮星质量和间距影响吸积率与轨道演化，并识别出可增质的弱喷发新星，可能作为Ia型超新星前身。
2023-11-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
OGLE Atlas of Classical Novae. II. Magellanic Clouds
由于缺乏系统的研究，人们对麦哲伦星云中的经典新星数量知之甚少。有人认为麦哲伦星云中每单位质量的新星发生率比其他任何星系都要高。在这里，我们提出了一个分析的OGLE调查收集了16年的数据，目的是在云中的新星人口的特征。我们发现了20次新星喷发，其中一半是新发现的。我们测量了$2.4 \pm 0.8$ yr $^{-1}$（LMC）和$0.9 \pm 0.4$ yr $^{-1}$（SMC）的新星率，证实了这两个星云的K波段光度特异的新星率比其它星系高2-3倍。这可以用麦哲伦星云的恒星形成历史来解释，特别是几个Gyr前恒星形成率的重新点燃。我们还提出了有趣的系统OGLE-MBR 133.25.1160的发现，它模仿了周期性的新星爆发。
2016-01-07 astro-ph.SR
The Recurrent Nova Population in M31
San Diego State University（圣地亚哥州立大学）；Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）
研究通过分析2025年前M31中1300多场新星爆发位置，确认20个已知重复型新星，发现其中4个未确认候选者，指出重复型新星在空间分布和光变特性上与普通新星无显著差异，但复发时间分布不同。
2026-04-19 astro-ph.GA 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
Multiwavelength observations of nova SMCN 2016-10a --- one of the brightest novae ever observed
我们报告了新星SMCN 2016-10a的多波长观测。目前的观测设备是对小麦哲伦星云中的任何新星最全面的观测设备之一，包括：SALT、FLOYDS和SOAR的低、中、高分辨率光谱学和分光偏振测量;可追溯到喷发前六年的长期OGLE $V$和$I$波段光度测量;从喷发后$\sim$ 11天到280多天的SMARTS光学和近红外光度测量; $Swift$卫星从喷发后$\sim$ 6天到319天的X射线和紫外线观测。该系统包含一个明亮的圆盘和一个主序星或一个次巨星。nova非常快，在$V$ -带中具有$t_2 \simeq$ 4.0 $\pm$ 1.0 d和$t_3 \simeq$ 7.8 $\pm$ 2.0 d。如果新星位于SMC中，距离$\sim$ 61 $\pm$ 10 kpc，我们得出$M_{V,\mathrm{max}} \simeq - 10.5$ $\pm$ 0.5，使其成为SMC中发现的最亮的新星，也是有记录以来最亮的新星之一。在喷发后第5天，谱线显示出He/N光谱类和$\sim$ 3500 km $^{-1}$的半高宽，表明中等高的喷射速度。这颗新星在爆发后20天进入星云阶段$\sim$，预测即将在X射线中打开超软源，这在爆发后28天开始$\sim$。超软源特性表明白矮星质量在1.2 M $_{\odot}$和1.3 M $_{\odot}$之间，与光学结论非常一致。
2017-10-10 astro-ph.SR
The first nova eruption in a novalike variable: YZ Ret as seen in X-rays and gamma-rays
YZ Ret在2020年7月11日达到3.7等的峰值，是十年来第二明亮的新星。这颗新星的中等距离（距离盖亚2.7千秒差距）提供了一个非常详细地探索其多波长特性的机会。在这里，我们报告YZ Ret作为一个长期项目的一部分，以确定负责高能量发射的经典新星的物理机制。我们同时使用费米/LAT和NuSTAR观测辅以XMM-牛顿X射线光栅光谱探测的物理参数的冲击喷出物和新星托管白矮星。XMM-牛顿观测揭示了一个超软X射线发射，主要是CV，CVI，NVI，NVII和OVIII的发射线，而不是一个类似黑体的连续体，这表明白矮星在一个高倾角双星系统中的CO组成。费米/LAT探测了YZ Ret 15天，伽马射线谱最好用幂律描述，指数截止值为1.9 +/-0.6 GeV。与理论预测形成鲜明对比，并与以前的费米探测到的经典新星（V5855 Sgr和V906 Car）的NuSTAR观测保持一致，发现3.5-78 keV的X射线发射比GeV发射弱两个数量级。NuSTAR观测到的X射线发射与单温热等离子体一致。我们没有检测到非热尾的GeV排放预计将延伸到NuSTAR波段。NuSTAR观测继续挑战新星冲击高能发射的理论。
2022-05-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Luminous Red Novae: Stellar Mergers or Giant Eruptions?
我们提出了广泛的数据集的一类中间光度光学瞬变称为“发光红新星”（LRNe）。它们的光变曲线呈双峰状，初始亮度快速上升到蓝色峰值（-13至-15等），随后是持续时间较长的红色峰值，有时会衰减，类似于平台。其中三颗恒星（NGC 4490 - 2011 OT 1、M101- 2015 OT 1和SNhunt 248）的前身，可能是相对大质量的蓝色到黄色恒星，也在爆发前的阶段被观测到，当时它们的光度正在缓慢增加。早期的光谱在第一个峰值期间获得的蓝色连续叠加突出的窄巴耳末线，与P天鹅座配置文件。Fe II的谱线也被清楚地观察到，主要是发射。在第二个峰期间，光谱连续变得更红，几乎检测不到H α，并且在吸收中观察到狭窄的金属线森林。非常晚的时间光谱（蓝色峰值后约6个月）显示出一个非常红的光谱连续体，在红外（IR）域达到峰值。在这种后期阶段，在纯发射中检测到Halpha，以及由于分子泛音（如TiO，VO）而产生的宽吸收带。我们讨论了LRNe的几种替代方案。虽然单颗大质量恒星的主要不稳定性不能被明确排除，但我们倾向于在一个近距离双星系统中有一个共同的包络弹射，可能是两颗恒星的最后合并。文中还讨论了LRNe与SN 2011 ht爆发前几个月观测到的爆发的相似性。
2019-09-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A TESS View of Post-Eruption Variability in the Novae V1405 Cas,V1716 Sco, and V1674 Her
Universidad Nacional de Hurlingham (UNAHUR)（乌尔希林国立大学）；Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET)（国家科学研究委员会）；Advanced Technologies Research Institute, Faculty of Materials Science and Technology in Trnava, Slovak University of Technology in Bratislava（布拉迪斯拉发斯洛伐克技术大学特伦材料科学与技术学院先进技术研究所）；INAF-Osservatorio Astronomico di Padova（帕多瓦天文台）；Department of Astronomy, University of Wisconsin（威斯康星大学天文学系）
研究利用开普勒数据分析三颗新星爆发后的轨道和白矮星自转周期变化，发现V1405 Cas的自转周期及快速自转减缓率，揭示磁力驱动的X射线发光机制，挑战传统双星演化模型。
2026-03-17 astro-ph.SR
Discovery of a probable very fast extragalactic nova in a symbiotic binary
非常快的新星是演化非常快的新星（只有几天的时间尺度）。由于它们的快速演化，非常快的新星是具有挑战性的检测和研究，特别是在早期。在这里，我们报告的发现，这是我们的瞬态紫外线天体项目的一部分，在附近的螺旋星系NGC 300可能非常快的新星。我们在近紫外线（NUV）中检测到了上升到峰值（这对于非常快的新星来说是很少观察到的），第一次检测是在喷发开始后大约2小时。在紫外和可见光波段也观察到了衰减的峰值和早期阶段。该源在3.5天内迅速衰变2个NUV星等，使其成为已知最快的新星之一。此外，在档案近红外斯皮策和VIRCAM图像中发现了一个可能的静止对应物，但在任何深光学和紫外观测中都没有发现，这表明在静止时有一个非常红色的光谱形状。爆发和平静的性质表明该系统可能是一个共生双星。我们讨论了这种新的瞬态的背景下，非常快的新星一般，特别是作为一个有前途的超新星Ia型祖先的候选人，由于其非常高的推断WD质量（~1.35 Ms，确定通过比较这个源其他非常快的新星）。
2022-10-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring stellar evolution with Luminous Red Novae and Interacting Gap Transients
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院）
该研究综述相互作用间隙瞬变源的相关内容，指出其对恒星演化研究的重要性，并说明未来宽场时域巡天任务将推动该领域发展。
2026-09-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Progenitors of Local Group Novae. II. The Red Giant Nova Rate of M31
在我们的前一篇论文中，利物浦望远镜的M31新星喷发数据被用来促进在哈勃空间望远镜（HST）的档案数据中搜索它们的祖先系统，目的是探测具有红巨星二次星系（RG新星）或发光吸积盘的系统。从一个输入目录的38个光谱证实新星与档案静态观测，可能的祖先被回收的11个系统。在这里，我们提出了原始调查的后续统计分析的结果，包括与调查和一般的M31新星人口相关的可能的偏见。作为分析的一部分，我们研究了M31新星的光衰时间（t（2））分布，可能的凸起和盘新星分布的比较，以及M31 t（2）分布与银河系的比较。利用详细的蒙特卡罗模拟，我们确定30%（+13/-10）的所有M31新星爆发可以归因于RG新星系统，在99%的置信水平，> 10%的所有M31新星是RG新星。这是第一次估计整个星系的RG新星率。我们的结果还表明，在M31的RG新星更可能与M31盘人口比隆起，事实上，结果是一致的，所有的RG新星居住在磁盘。如果这一结果在其他星系中得到证实，它表明任何起源于RG新星系统的Ia型超新星都更有可能与年轻的种群有关，并且在古老的恒星星族中可能很罕见，例如早期星系。
2015-12-13 astro-ph.GA 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
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
Simulations of Multiple Nova Eruptions Induced by Wind Accretion in Symbiotic Systems
我们使用一个组合的二进制演化代码，包括动力学的影响，研究新星爆发的共生系统。在$\sim10^5$年的演化过程中，在一个$1.25M_\odot$白矮星（WD）吸积体的表面上，我们提出了两种类型的系统的模拟之间的比较。第一种是常见的，众所周知的激变变星（CV）系统，其中主序星的施主星通过罗氏瓣溢出将质量转移到它的WD伴星。第二个是一个分离的，广泛分离的共生系统，其中一个渐近的巨大分支供体星通过强风将质量转移到它的WD伴星。对于后者，我们使用邦迪-霍伊尔-利特尔顿处方连同轨道动力学计算吸积率。我们使用合并的恒星演化代码来跟踪这两个模拟的新星爆发，包括质量，吸积率和轨道特征的变化。我们发现，虽然CV的平均吸积率保持相当恒定，共生系统经历了不同的时代的高和低吸积率。对两种模拟的吸积率相似的时期的检查表明，进化行为是相同的。我们得到，对于一个给定的WD质量，质量吸积的速度最终决定的发展，和恒星类的施主是没有意义的新星的发展。我们讨论了几个观测到的系统，发现我们的结果是一致的广泛分离的共生系统中的新星的参数估计。
2020-11-13 astro-ph.SR
Increasing activity in T CrB suggests nova eruption is impending
共生复发新星（RNe）的吸积率的估计往往达不到理论预期的数量级。如果白矮星（WD）的质量积累是高度分散的，并且大多数观测都是在低状态下进行的，那么这种明显的差异就可以解决。在这里，我们使用的档案数据的重新分析，从数字访问天空世纪@哈佛大学（DASCH）调查认为，最近的新星喷发共生RN T CrB，在1946年，发生在-因此触发-一个短暂的吸积高状态。基于相似的光学光变曲线在1946年左右的前一次喷发的时间，在1866年，我们认为WD在T CrB积累的大部分燃料需要点燃热核失控（TNR）在吸积高状态。这种状态的一个自然起源是类似于矮新星的吸积盘不稳定性，这是在共生双星中可能存在的大圆盘中预期的。因此，共生RNe中TNR的时间可以由它们的吸积盘的稳定性来决定。T CrB正处于吸积的高状态，就像我们在过去两次新星爆发中看到的那样。结合TNR发生时间的临近，基于前两颗新星（$2026 \pm$ 3）之间80年的间隔，目前的吸积高状态增加了未来几年TNR发生在T CrB的可能性。
2020-09-24 astro-ph.SR
Old novae and the SW Sex phenomenon
从一个大的观测活动，我们发现，几乎所有的非或弱磁性激变变量（CV）的轨道周期范围内2.8和4小时之间的SW性别类型，因此经验非常高的质量传递速率。例外的似乎是一些周期在3.5小时左右的老新星。它们的光谱没有显示出典型的SW性特征，而是类似于低质量传递速率的矮新星。在西南性星的这一时期范围内存在古老的新星，这些新星没有跟随趋势，而是表现出相当低的质量转移速率，这被解释为新星喷发对潜在CV的质量转移速率影响的证据，类似于冬眠场景。
2013-03-12 astro-ph.SR
A remarkable recurrent nova in M31: Discovery and optical/UV observations of the predicted 2014 eruption
仙女座星系周期性新星M31 N 2008- 12 a已经爆发了八次。M31 N 2008- 12 a的爆发间隔期约为1年，使其成为已知最快速重现的系统，也是一个强大的单一退化Ia型超新星祖先候选者。在2013年火山爆发之后，启动了一项活动，以探测预测的2014年火山爆发，然后利用地面望远镜进行高频率光学光度和光谱监测，同时利用雨燕卫星进行快速紫外线和X射线跟踪。在这里，我们报告的结果，高节奏的多色光学监测活动，光谱的演变，和紫外光度法。我们还讨论了一个潜在的相关的，广泛的，星云状的诱人的证据。2014年10月2日，在光学极大值之前发现了2014年的喷发。我们发现M31 N 2008- 12 a的光学性质比所有已知的银河系复发新星演化得更快，并且它的所有爆发在光度和光谱上都显示出显着的相似性。最早在最大爆发后0.26天就获得了光谱，再次证实了爆发的新星性质。一个显着的减速推断的喷出物膨胀速度的观察，这可能是由于喷出物与周围的物质，可能是红巨星风的相互作用。我们发现一个低的喷射质量和低的喷射速度，这是符合高质量吸积率，高质量的白矮星，和短复发时间的新星模型。我们鼓励更多的观测，特别是在预测的下一次喷发时间，即2015年底。
2015-06-13 astro-ph.SR
Novae: An Important Source of Lithium in the Galaxy
本研究利用MESA纳入元素扩散并增加3^He来模拟新星演化，显著提高7^Be丰度以解释观测，并通过星族合成证明新星贡献了银河系主要的锂来源。
2024-06-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Transient and asymmetric dust structures in the TeV-bright nova RS Oph revealed by spectropolarimetry
本文通过对2021年爆发的RS Oph进行光谱偏振监测，揭示尘埃在爆发后两天即不对称出现、随后被摧毁并在80多天后于轨道平面附近再生，从而支持新星中激波与尘埃形成之间的关联。
2023-09-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
T Pyxidis: Death by a Thousand Novae
我们报告了一个为期20年的运动，跟踪1.8小时的光度波在经常性的新星T Pyxtons，使用全球望远镜网络的后院天体物理中心。1996年至2011年间，该波的振幅和波形高度稳定，类似于超软双星中常见的轨道波。然而，这一周期在时间尺度P/P-dot=3x10^5年上增加。这表明静止期的质量转移速率约为10^-7 M_sol/yr，与基于恒星光度的吸积速率基本一致。这比该轨道周期的激变变星的典型值大约2000倍。在爆发后的平静期（2012-2016年），这颗恒星继续以其快乐但神秘的方式-类似的光度，类似的P/P点（2.4x10^5年）。在2011年爆发的最大亮度附近，轨道信号变得非常微弱（<0.003等）。到了爆发的第170天，在V=11附近，轨道信号再次出现，振幅为0.005等，然后逐渐增强到正常的0.08等，而恒星则下降到15.7等。在约1年的隐身和低振幅期间，轨道信号在周期上增加了0.0054（7）%。这可能是测量新星爆发中喷射出的质量的方法。对于一个合理的二元参数选择，该质量至少为3 × 10 ^-5 M_sol，甚至可能更高。这代表着在爆发前的速率下有超过300年的吸积，但爆发之间的时间只有45年。因此，爆发的白矮星似乎喷射出的质量至少是它吸积的6倍。如果这次爆发是典型的，那么白矮星的质量一定是在侵蚀，而不是在增长。除非目前的一系列喷发是一个短暂的插曲，否则双星动力学似乎是侵…
2016-03-01 astro-ph.SR
An Extended Grid of Nova Models. III. Very Luminous, Red Novae
像M31中的RV这样极其明亮的红色爆发变星被认为是一类新的天体的典范。我们对新星的大量模拟表明，经典的新星模型可以产生非常红、发光的爆发。在三维新星参数空间的一个研究很少的角落（非常冷，低质量的白矮星，以非常低的速度吸积），我们发现了真正的经典新星，它们非常明亮和红色，因为它们喷射出非常缓慢移动的大质量包络。这些新星模型的一个关键预测--与合并恒星（“合并爆发”）模型的预测相反--是一个热的残余物，即下面的白矮星，将在大质量的喷射包层膨胀到足够薄的光学厚度后出现。这种蓝色的残余物必须在几十年的时间尺度上消失-比“合并爆发”要快得多，后者必须在数千年或更长的时间尺度上消失。此外，冷却的新星白矮星和它膨胀的喷出物在爆发后的几年里一定会变得更红，而收缩的合并暴一定会变得更热更蓝。我们预测，红新星在升到最大光度L ~10^6 - 10^7 Lsun之前，将一直亮到L ~1000 Lsun约1年。新星的最大光度可能是L~10^7 Lsun，相当于M-12。在随附的论文中，我们描述了一个褪色的，明亮的蓝色候选者的残余M31-RV;它被观察到与HST只与新星模型兼容。
2010-09-20 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
