ASASSN-14ho: Longest-period Dwarf Nova with Multiple Rebrightenings
矮新星和X射线新星爆发后的再亮现象仍然是吸积盘理论中最具挑战性的课题之一。人们普遍认为爆发后的再亮是WZ Sge型矮新星的一个关键特征，它们主要具有短（$\lesssim$ 0.06 d）的轨道周期。我在ASASSN-14 ho的2014年爆发期间发现了四次爆发后的再亮，其轨道周期最近被测量为异常长[0.24315（10）d]。使用文献中径向速度研究的正式解决方案，我讨论的可能性，这个对象可以是一个SU UMA型矮新星附近的3：1共振的稳定边界，尽管其异常长的轨道周期。如果质量转移发生在次级恒星经历了重大的核演化之后，那么就可以认为这类天体是产生的，它们可能隐藏在大量爆发后多次重新变亮的矮新星之中。
2019-11-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
The ambiguous transient ASASSN-17hx. A possible nova-impostor
一些瞬变，虽然根据其最大和早期下降光谱被归类为新星，但对其真实性质以及是否可能存在新星冒充者产生了怀疑。我们通过光谱学（3000-10000 μ m，500<R<100000），辅以Swift UV和AAVSO光度测定法，监测到一颗候选新星，它在最大值和早期衰减时显示出明显不寻常的光变曲线。我们使用的谱线系列来表征喷出物的动力学，结构和质量。我们发现，喷出物是在自由弹道膨胀和典型的经典新星的结构。然而，它们的导出质量至少比经典新星的典型喷出物质量大一个数量级。具体来说，我们发现M $_{ej}\simeq$ 9 $\times$ 10 $^{-3}$ M $_\odot$独立于填充因子$\varepsilon$ =1的距离。通过将距离限制在0.08-0.10的范围内，我们推导出$\varepsilon$，得到质量为7 $\times$ 10 $^{-4}\lesssim$ M $_{ej}\lesssim$ 9 $\times$ 10 $^{-4}$ M $_\odot$。星云光谱的特征是异常强的日冕发射线，将电离源能量限制在20-250 eV的范围内，可能在75-100或75-150 eV的范围内达到峰值。我们将这个来源与其他表现出类似行为的慢新星联系起来，并建议它们可能形成一个独特的物理子群。它们可能是发生在质量非常低的白矮星上的经典新星爆炸的结果，也可能是一种完全不同类型的瞬…
2020-01-31 astro-ph.SR
ASASSN-18aan: An Eclipsing SU UMa-type Cataclysmic Variable with a 3.6-hour Orbital Period and a Late G-type Secondary Star
本文报道了食SU UMa型矮新星ASASSN-18 aan的光度和光谱观测结果。我们观测到2018年的超级爆发，亮度为2.3等，发现轨道周期（$P_{\rm orb}$）为0.149454（3）d，或3.59 hr。这是周期间隔的长度，确定ASASSN-18 aan是少数长$P_{\rm orb}$ SU UMa型矮新星之一。估算的质量比（$q=M_2/M_1 = 0.278(1)$）与3：1共振的潮汐不稳定上限几乎相同。从日食观测中我们发现，在超爆发开始时的吸积盘可能达到3：1的共振半径，说明ASASSN-18 aan的超爆发是由潮汐不稳定性引起的。考虑到长$P_{\rm orb}$ WZ Sge型矮新星的情况，我们认为在潮汐截断半径处的潮汐耗散足以在相对高的$q$系统（如SU UMa型矮新星）中诱导类SU UMa行为，但这在低$q$系统（如WZ Sge型矮新星）中不再有效。该系统的不寻常的性质延伸到第二颗恒星，我们发现它的光谱类型为G9，远早于轨道周期的典型值，第二颗恒星的质量$M_2$约为0.18 M $_{\odot}$，小于轨道周期和第二颗恒星光谱类型的预期值。我们还看到了在次级光谱中钠丰度增加的迹象。在少量其他CV和相关对象中可以看到异常热的二次曲线。这些系统显然经历了显着的核演化开始之前的质量转移。在ASASSN-18 aan的情况下，这显然导致了比通常在系统的$P_…
2021-02-09 astro-ph.SR
Galactic Extinction: How Many Novae Does it Hide and How Does it Affect the Galactic Nova Rate?
在观测到的银河系经典新星率$\sim 10$ yr $^{-1}$和银河系模型预测的$\sim 30$-50 yr $^{-1}$之间存在着长期的差异。对这种差异的一种解释是，许多新星被星际灭绝所隐藏，但尘埃可以掩盖新星的程度受到很大限制。我们使用最新的全天空三维尘埃地图比较已知的新星的亮度和空间分布预测相对简单的模型，其中新星跟踪银河系恒星质量。我们发现，只有一半（$\sim 48$ \%）的新星预计是容易检测（$g \lesssim 15$）与目前的全天空光学调查，如全天空自动调查超新星（ASAS-SN）。这一比例比以前估计的要低得多，表明尘埃确实会在光学上影响新星的探测。通过比较ASAS-SN，OGLE-IV和Palomar Gattini IR调查的互补调查结果，在我们的建模的背景下，我们发现了一个暂定的银河系新星率$\sim 40$年$^{-1}$，虽然这可能会降低到低至$\sim 30$年$^{-1}$取决于假设的银河系内的新星分布。在今后的工作中，将通过对ASAS-SN和其他调查中的新星探测进行更复杂的建模来改进这些初步估计。
2021-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-speed photometry of faint cataclysmic variables - IX. Targets from multiple transient surveys
我们提出了高速测光观测的25个灾难性的变量检测的全天自动搜索超新星（ASAS-SN），移动天文系统的望远镜机器人（MASTER）和卡塔利娜实时瞬态调查（CRTS）。从这些观测中，我们确定了16个新的轨道周期和1个新的超峰周期。两个系统（ASASSN-14 ik和ASASSN-14 ka）的爆发周期约为1个月，第三个系统（ASASSN-14 hv）约每2个月爆发一次。样本中包括11个食系统，一个可能的中极星（ASASSN-15 fm），一个SW Sex型星（MLS 0720+17），一个WZ Sge型星（ASASSN-17 fz）和一个具有不同光度和光谱周期的食系统（ASASSN-15 kw）。
2019-03-27 astro-ph.SR
The Galactic Nova Rate: Estimates from the ASAS-SN and Gaia Surveys
我们提出的第一个估计的基础上，覆盖整个天空的光学瞬态调查的银河新星率。使用来自超新星全天空自动巡天（ASAS-SN）和\textit{Gaia}（仅有的两个全天空巡天报告经典新星候选者）的数据，我们发现了39个确认的银河新星和7个额外的未经确认的候选者，发现率为$\approx 14$年$^{-1}$。使用准确的银河系恒星质量模型，三维尘埃图，并结合现实的新星光变曲线，我们已经建立了一个复杂的银河系新星模型，允许在这段时间内从这些调查的银河系新星的恢复分数的估计。每次巡天的观测能力各不相同：ASAS-SN的高节奏使其对快速新星敏感，而\textit{Gaia}的宽观测滤波器和高空间分辨率使其对整个银河平面和凸起的高度红化新星更敏感。尽管存在这些差异，我们发现ASAS-SN和\textit{Gaia}给出了一致的银河系新星率，最终联合新星率为$26 \pm 5$年$^{-1}$。这一推断的新星率大大低于许多其他最近的研究发现。严格评估银河系新星率的系统不确定性，我们认为，微弱的快速衰落新星的作用可能被高估了，但在瞬态警报管道的操作中的微妙细节可以有很大的，有时不受重视的瞬态恢复效率的影响。我们预测的新星率可以直接测试即将在南半球的红色/近红外瞬态调查。
2022-06-28 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Search for 7Be in the outburst of four recent novae
继最近在经典新星的爆发光谱中探测到7 Be之后，我们报告了通过高分辨率UVES观测在最近四颗明亮新星的爆发中寻找这种同位素。在新星Mus 2018和ASASSN-18fv爆发期间的高速分量中检测到7 BeII 313.0583，313.1228 nm的双重共振线。另一方面，7 BeII在ASASSN-17 hx和Nova Cir 2018中都没有被探测到，因此表明7 BeII并不总是在热核逃逸中被喷射出来。考虑到7 Be衰变，我们在Nova Mus 2018和ASASSN-18fv中发现X（7 Be）/X（H）分别约为1.5 x 10 ^{-5}和2.2 x 10 ^{-5}。在7次测量中，有5次测得的7 Be/H值约为2 × 10 ^{-5}，这可能是新星的典型7 Be产额。然而，这一数值几乎比当前理论模型预测的大一个数量级。我们认为，各种高7 Be/H丰度可能起源于一个高于太阳的3 He含量的施主星。未检测到7 Be的情况可能与WD的小质量或与WD的核心材料的相对较少的混合有关。7 Be/H或7 Li/H的丰度约为陨石的4倍，从而证实了新星是银河系中7 Li的主要来源。
2019-12-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
ASASSN-19ax: SU UMa-type dwarf nova with a long superhump period and post-superoutburst rebrightenings
我们在2021年9月至10月的长爆发期间观察到ASASSN-19 ax。该天体已被证实是一颗SU UMa型矮新星，其超级峰周期为0.1000-0.1001 d。这个天体在2019年和2021年的超级爆发中都显示了两次超级爆发后的再亮。这些观测结果表明，ASASSN-19 ax属于一组长周期SU UMa型矮新星，显示出多次再亮。这种现象可能是由于超爆发的过早猝灭，由于弱的3：1共振的稳定边界附近的共振，在超爆发后，导致了相当数量的磁盘质量。我们注意到，ASASSN-19 ax与QZ Ser非常相似，QZ Ser是一颗轨道周期为0.08316 d的SU UMa型矮新星，是一颗异常热而明亮的二级恒星，因为这两颗天体都至少有一次表现出多次超爆发后的再亮，并且它们在静止时是明亮的。我们预计ASASSN-19 ax的次级核心可能会像QZ系列一样进化。
2021-11-02 astro-ph.SR
Two Long-Period Cataclysmic Variable Stars: ASASSN-14ho and V1062 Cyg
本文报道了激变变星ASASSN-14 ho和V1062 Cyg的光谱学和光度学。两者都是矮新星，光谱主要由它们的次级恒星组成，我们将其分别归类为近似K4和M0.5。它们的轨道周期，主要是由次级恒星的径向速度带确定的，被证明是几乎相同的，分别为350.14 ± 0.15和348.25 ± 0.60分。天鹅座V1062的H-α发射线显示了一个相对尖锐的发射分量，它跟踪次级恒星的运动，这可能出现在次级恒星的辐照面上; TIHS并不常见，可能表明电离辐射通量异常强。这两个系统都表现出双峰轨道调制一致的椭圆形变化，从不断变化的方面的中学。我们对这些变化进行建模，以约束轨道倾角i，并估计基于oni和次级速度幅度K2的近似分量质量。
2019-09-28 astro-ph.SR
Third Nearest WZ Sge-Type Dwarf Nova candidate ASASSN-14dx Classified on the Basis of Gaia Data Release 2
ASASSN-14 dx观测到一次异常大爆发，其特点是爆发幅度小（~ 2.3等），持续时间长（> 4年）。因为我们发现了一个很长的观测间隙的123天前的爆发检测，我们建议，主要的爆发平台错过了，这次爆发只是一个“衰落的尾巴”后，经常看到的WZ Sge型超爆发。为了区分WZ Sge和SU UMa型矮新星（DNe），我们对Gaia DR 2进行了统计研究。我们应用逻辑回归模型，并成功地分类使用绝对盖亚幅度$M_{G}$和盖亚颜色$G_{\rm BP}-G_{\rm RP}$。我们的新分类器还表明ASASSN-14 dx是WZ Sge型DN的最佳候选者。我们使用盖亚DR 2视差估计了已知的WZ Sge星到地球的距离。结果表明，ASASSN-14 dx是第三近的WZ Sge星（仅次于WZ Sge和V455 And），因此该天体可以显示第三亮的WZ Sge型超爆发，其最大值为$V$ = 8-9等。
2019-01-24 astro-ph.SR
Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. IX: The Ninth Year (2016-2017)
继续Kato等人（2009，arXiv：0905.1757）描述的项目，我们收集了主要在2016- 2017季节观察到的127个SU UMa型矮新星的超级峰极大值的时间，并对这些物体进行了表征。我们提供了WZ Sge型天体的轨道周期与超峰变化的关系、周期变化与再亮类型的关系的最新统计数据。我们得到了0.05290（2）d的周期极小值，并证实了在轨道周期~0.09d以上存在周期隙。我们注意到有四个天体（NY Her，1 RXS J161659.5+620014，CRTS J033349.8-282244和SDSS J153015.04+094946.3）的超周期短于100 d，但正常爆发并不频繁。我们认为这些天体类似于天鹅座V503，其正常爆发可能被盘倾斜所抑制。这四个天体是寻找负超峰的绝佳候选者。DDE 48可能是ER UMa型矮新星的一员。我们发现了一个新的日食SU UMa型物体MASTER OT J220559.40-341434.9。在此期间，我们观测到了21颗WZ Sge型矮新星，本文报道了其中的18颗。其中，ASASSN-16 js是一个很好的候选人时期保镖。ASASSN-16 ia在WZ Sge型超爆发中首次显示了前兆爆发。ASASSN-16 kg、CRTS J000130.5+050624和SDSS J113551.09+532246.2位于周期间隙中。我们新获得了1…
2017-06-30 astro-ph.SR
Spectroscopic and Photometric Observations of Dwarf Nova Superoutbursts by the 3.8 m Telescope Seimei and the Variable Star Network
我们目前的光谱和光度观测的17个矮新星超爆发获得的KOOLS-IFU安装在3.8米望远镜在冈山天文台的京都大学Seimei和通过VSNET合作。我们对六个爆发的光谱观测都是在离它们的光学峰1 d内进行的。11个对象（TCP J 00590972 +3438357. ASASSN-19 ado、TCP J 06073081 -0101501、ZTF 20 aavnpug、ASASSN-19 ady、MASTER OT J061642.05+435617.9、TCP J20034647+1335125、ASASSN-20 kw、ASASSN-20 kw、MASTER OT J213908.79+161240.2和ASASSN-20 mf）是以前未知的系统，并且我们的观察使得能够快速分类它们的瞬时类型。这些结果表明，晴明望远镜有能力对未知瞬变进行快速跟踪观测。我们的测光观测结果表明，11个对象是WZ Sge型矮新星及其候选者，其他6个对象是SU UMa型矮新星及其候选者。在ASASSN-19 ado、TCP J 06073081 -0101501和MASTER OT J213908.79+161240.2中检测到He Ⅱ 4686 π ~发射线，其与吸积盘中的旋臂结构有关。我们的结果表明，一个更高的倾角系统显示出更强的发射线的He II 4686 <$A，以及更大幅度的早期超峰。
2021-04-11 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
Transient behavior of three SU UMa-type dwarf novae; AR Pic, QW Ser and V521 Peg
一些SU UMa型矮新星的超循环长度的变化已经被其他研究所发现，并表明质量传递速率随着时间的推移显着降低。我们研究了三个SU UMa型矮新星：AR Pic，QW Ser和V521 Peg的超循环长度，以确定它们的超循环是否有可检测的变化。我们提出的光谱和光度观测这些来源的结果。我们的观测于2016年和2017年在Boyden天文台和南非天文台的Sutherland站进行。静态结果表明，这三个源都是典型的SU UMa型矮新星。我们还介绍了AR Pic和QW Ser的爆发和V521 Peg的前兆爆发和超爆发期间的结果。光变曲线得到了卡特琳娜实时瞬态调查、ASAS-3和ASAS-SN档案以及AAVSO国际数据库的补充，以调查这些源的长期行为。我们的研究结果结合所有短周期矮新星的编目属性，显示了SU UMa系统的超周期时间和它们的轨道周期之间可能的关系，这被解释为随着系统朝着和远离“周期最小值”发展，质量传递速率下降。在最短的轨道周期，SU UMa系统几乎无法与WZ Sge系统区分。然而，我们认为次级光球层和L1之间的尺度高度可能是区分SU UMa子类的一个因素。
2022-04-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. VII: The Seventh Year (2014-2015)
继续Kato等人（2009，arXiv：0905.1757）描述的项目，我们收集了主要在2014-2015季节观察到的102个SU UMa型矮新星的超级峰极大值的时间，并描述了这些物体的特征。我们的项目大大改善了轨道周期分布的统计，这是一个很好的近似的灾难性变量的分布在终端演化阶段，并确认存在一个周期最小值在0.053 d的周期和周期尖峰正好在此期间。数量密度单调下降，对较长的周期，并没有强烈的迹象表明，一个周期的差距。我们在Z Cha中检测到了可能的负超峰。在这个系统中，正常的爆发也可能被盘倾斜的存在所抑制。在超级爆发之前没有增强的轨道隆起的迹象，这一结果有利于热潮汐盘不稳定性作为超级爆发的起源。我们发现在三个AM CVn型矮新星的超级驼峰。我们的观测和最近的其他探测表明，8%的矮新星型爆发的对象是AM CVn型对象。AM CVn型目标和EI Psc型目标可能比先前认识到的更丰富。OT J213806是一个WZ Sge型天体，在2010年和2014年的超级爆发之间表现出明显不同的特征。虽然2014年的超级爆发比2010年的要暗得多，但平台期比2010年的短，重新增亮阶段的过程是相似的。这表明，至少在WZ Sge型天体中，超峰的O-C图确实是可变的。发现了4颗深食SU UMa型矮新星（ASASSN-13 cx，ASASSN-14 ag，ASASSN-15 bu，NSV 4618）。…
2015-07-20 astro-ph.SR
TESS and ground-based observations of WZ Sge-type dwarf novae in outburst
本文利用TESS和地面观测研究九颗WZ Sge型矮新星的超爆发，确认多颗天体的早期超驼峰，发现爆发光变曲线的折断幂律上升，并通过轨道驼峰未探测结果限制物质转移率上限。
2025-11-06 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
Spectroscopic and geometrical evolution of the ejecta of the classical nova ASASSN-18fv
介绍了2018年3月24日至2019年1月26日观测到的ASASSN-18fv的光谱观测结果。光谱来自Mirranook、Vainu Bappu和南非天文台。光谱主要由氢巴耳末，铁II和O I线与P-Cygni配置文件在早期阶段，典型的铁II类新星。光谱显示，随着H I和O I的发射线在下降阶段放置在混合类新星新星的新星。光谱显示在这一阶段的高电离线的快速发展。光变曲线的分析表明，t $_2$和t $_3$值分别约为50和70天，将新星置于中等快速新星的类别中。喷出物的几何形状，倾角和位置角估计使用形态运动学分析。喷出物的几何形状被发现是一个不对称的双极结构，倾斜角约为53 $^{\circ}$。使用光电离分析发现喷射质量为6.07 $\times$ 10 $^{-4}$ M $_{\odot}$。
2020-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
ASASSN-24hd; a dwarf nova bridging WZ Sge-type and SU UMa-type superoutbursts
本文报告了首例被 TESS 完整覆盖的 WZ Sge 型矮新星 ASASSN-24hd 的超爆观测，发现其超驼峰演化与 SU UMa 型高度相似，揭示了两者间的边界及低静态粘度等潜在差异机制。
2025-04-29 astro-ph.SR
ASASSN-16oh: A nova outburst with no mass ejection -- A new type of supersoft X-ray source in old populations
ASASSN-16 oh是小麦哲伦云场中一个特殊的瞬态超软X射线源。Maccarone等人（2019）得出结论，ASASSN-16 oh是第一颗具有超软X射线的矮新星，起源于白矮星（WD）上的赤道吸积带。Hillman等人（2019）提出了一种热核失控模型，即X射线和$V$ / $I$光子都是从热WD中发射出来的。我们计算了与Hillman等人相同的参数模型。他们发现，他们操纵开/关的质量吸积，和他们的最佳拟合$V$光变曲线是6 mag昏暗，衰减约10倍慢，比ASASSN-16 oh。我们提出了一个由矮新星爆发期间高速率的质量吸积引起的新星模型，即，X射线源自氢燃烧WD的表面，而$V/I$光子来自被照射的磁盘。我们的模型解释了ASASSN-16 oh的主要观测性质。我们还获得了热核失控模型，没有质量喷射的WD质量和质量吸积率，包括自然和强迫新星在低金属环境中的$Z=0.001$和$Z=0.0001$的参数范围很广。它们是一种新型的周期性超软X射线源，没有质量喷射，如果它们有一个大的磁盘，也是一个明亮的瞬态$V$ / $I$带。我们认为这些天体是Ia型超新星祖先的候选者，因为它的质量以非常高的效率$(\sim 100 \%)$增加。
2020-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Activity of five WZ Sge-type systems in a few years after their outbursts
本文报道了对五颗WZ型矮新星SDSS J080434.20+510349.2、SDSS J102146.44+234926.3、V1108 Her、ASAS J 0025和WZ Sge爆发后3 - 7年的观测和分析结果。我们发现：1）SDSS J080434.20+510349.2 [1]中白矮星非径向脉动的出现在2006年爆发后的第3年不再是有规律的观测证据; 2）V1108 Her的轨道周期真值（0.05672 d）和质量比（0.09）ASAS J 0025静态光变曲线的主要特征是高振幅的准周期光变，可能起源于吸积盘;（4）在SDSS J102146.44+234926.3中，某些时刻的亮度调制周期为0.01367天或其倍数，J080434.20+510349.2、V1108 Her和WZ Sge的亮度调制主要是轨道调制，并呈双峰状。
2011-03-14 astro-ph.SR
Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. VI: The Sixth Year (2013-2014)
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2013-2014季节观察到的56个SU UMa型矮新星的超级峰极大值的时间，并描述了这些物体的特征。我们在VW Hyi中检测到负超峰，并指出在某些超周期中正常爆发的数量很少可以解释为盘倾斜的结果。这一发现，结合开普勒对V1504 Cyg和V344 Lyr的观测，表明盘倾斜是调制SU UMa型矮新星爆发模式的原因。我们还研究了深食WZ Sge型矮新星MASTER OT J005740.99+443101.5，发现了早期超级峰阶段的锐食证据。该轮廓可以通过轴对称盘的食和早期超级驼峰的未食光源的组合来再现。这一发现证实了在WZ Sge型突出的早期阶段没有明显增强的热点的迹象。我们检测到的增长（阶段A）在MN Dra的超级驼峰，并给出一个建议，一些SU UMA型矮新星位于附近的潮汐不稳定的临界条件可能会显示持久的阶段A超级驼峰。此类系统中报告的大负周期导数可以理解为A阶段和B阶段超级峰组合的结果。WZ Sge型矮新星AL Com和ASASSN-13 ck表现出持久的（高原型）再亮。在再亮的早期阶段，两个天体都显示出类似于彗星的爆发，这表明长期的再亮是由前兆爆发触发的。
2014-06-25 astro-ph.SR
Persistent nuclear burning in Nova Sgr 2016 N.4 (= V5856 Sgr = ASASSN-16ma) six years past its outburst
我们报告了快速的新星Sgr 2016 N.4令人惊讶地被困在一个持久而明亮的高原（Delta I >= 10等以上的平静）六年后的新星爆发。很少有其他新星经历类似的情况。我们进行了密集的观测活动，收集每日BVRI测光和每月高分辨率光谱，并在紫外线和X射线与雨燕卫星在五个不同的时代观察新星。在平台期间辐射的辐射热光度为~4200 Lsun（按银河隆起的距离缩放），对应于0.6 Msun白矮星上稳定的核燃烧。稳定的风在FWZI~1600 km/s时被吹走，伴随着更快的FWZI~3400 km/s质量损失的偶发加强，可能沿着极地方向定向。这些风的碰撞可以为X射线中检测到的辐射提供动力。燃烧壳的外半径约为25 Rsun，有效温度约为7600 K，与F0 II/Ib亮巨星相似。在高原期间显示的Delta m < 1等变化最好用混沌来描述，具有准周期振荡的不规则外观，周期为15-17天。在外流风中，有限数量的尘埃（~ 3 × 10 ^（-11）Msun）在T（尘埃）~1200 K时不断凝结，辐射L（尘埃）~52 Lsun。
2022-08-20 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
Transients from the Cataclysmic Deaths of Cataclysmic Variables
我们探讨了低质量恒星与白矮星（WD）伴星合并的观测现象。Schreiber等人（2016）发现，如果大部分的CV二进制文件由于不稳定的质量转移而合并，则灾难变量（CV）的观测属性与标准演化模型之间的多重紧张关系将得到解决。潮汐破坏的次级形成一个几何厚盘周围的WD，随后在高度超爱丁顿率吸积。分析估计和数值流体动力学模拟表明，吸积流的流出物在合并后的几天内以~500-1000 km/s的速度释放了>~ 90%的次级粒子。膨胀的喷出物中的氢复合提供了持续约一个月的光学瞬态发射，光度> 1 e38 erg/s，类似于缓慢的经典新星和普通恒星合并产生的发光红新星。在较长的时间尺度上，WD吸积的物质经历了氢壳燃烧，使残余物膨胀成一个光度~300-5000 L_sun，有效温度T_eff ~ 3000 K，寿命~ 1 e4 - 1 e5 yr的巨星。我们预测，~ 1 e3 - 1 e4银河系巨星CV合并的产品，潜在的非典型表面丰度区分。我们探讨是否有任何银河系历史缓慢的经典新星伪装CV合并，确定四个这样的后新星系统与潜在的巨大的对应物，CV合并的起源不能排除。我们解决是否历史上短暂的CK Vul和它的气体/尘埃星云造成CV合并。
2021-11-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Rise of Nova V1674 Herculis
本文基于对快新星武仙座V1674从峰值前10等以上开始的密集观测，揭示其5小时内上升约8等的双阶段光变曲线，并据此约束白矮星光球尺度，质疑费米γ射线探测的星风-气体环相互作用解释。
2024-10-21 astro-ph.HE 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
A strong shock during a nova outburst: an origin of multiple velocity systems in optical spectra and of high-energy emissions
基于完全自洽的新星爆炸模型，提出了经典新星吸收/发射谱线系统的理论解释。我们发现在光球层（$\gtrsim 10^{13}$ cm）之外形成了一个反向激波，这是因为后来以更快的速度喷射出的物质与更早喷射出的物质碰撞。光学厚风在光学极大值附近以$\sim 10^{-4} ~M_\odot$/年$^{-1}$的速率连续吹来，但其速度在接近光学极大值时减小，之后增大，因此激波只在光学极大值之后出现。新星喷出物被激波分为三个部分，最外面的膨胀气体（最大之前的最早风），激波壳，和内部快风，分别有助于前极大，主，和扩散增强的吸收/发射线系统。大部分的新星喷出物最终被限制在受冲击的壳层中。主系统的出现与冲击的出现是一致的。这种冲击波足够强，可以解释热硬X射线发射。冲击层具有$k T_{\rm sh} \sim 1$ keV $\times ((v_{\rm wind} - v_{\rm shock})/{\rm 1000 ~km~s}^{-1})^2 ={\rm 1 ~keV}\times ((v_{\rm d} - v_{\rm p})/{\rm 1000 ~km~s}^{-1})^2$的高温，其中$v_{\rm d} - v_{\rm p}$是扩散增强（$v_{\rm d}$）和主（$v_{\rm p}$）系统之间的速度差。我们比较了1.3 $M_\odot$白矮星模型和GeV γ射线探测到…
2022-11-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Variability of the Spin Period of the White Dwarf in the Magnetic Cataclysmic Binary System EX Hya
利用Tzec Maun天文台的RC-16和TOA-150望远镜对双周期磁激变系统EX Hya进行了观测。在2010-2011年获得了6个夜晚的观察结果（或者更换过滤器VR）。分析了WASP、ASAS和AAVSO的数据库。使用MCV程序进行时间序列处理。我们分析了白矮星自转周期的变化，并根据我们自己和以前发表的最大时刻。天文历是根据与磁白矮星自转相关的辐射通量最大值确定的：Tmax=2437699.89079（59）+0.0465464808（69）.E-6.3（2）*10^{-13 E ^2，这对应于自转加速的特征时间尺度4.67（14）* 10 ^6年。这与Yuasa等人（2010）基于X射线观测得出的白矮星质量为0.42 M_ \odot的估计值相矛盾，但与0.79 M_ \odot的估计值一致（白矮星）和0.108 M_ \odot（红矮星）先前发表的Beuermann和Reinsch（2008），以及白矮星的磁场对吸积等离子体的俘获是在洛希瓣边缘附近的假设。分析的矩不支持Mauche等人（2009）关于星历中统计上显著的立方项的假设。尽管EX Hya中存在爆发，但与DO Dra存在显著差异，这支持了对中间极的详细分类的介绍，即“爆发中间极”和“磁矮星新星”。"
2013-08-08 astro-ph.SR
GSC 08227-00723: An Unusually Large PSH Excess AH Pic Candidate
Beijing Planetarium, Beijing Academy of Science and Technology（北京天文馆，北京科学技术研究院）；National Astronomical Observatory of China, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
研究通过ASAS-SN和TESS数据分析GSC 08227-00723的光变曲线，发现其具有低振幅、周期性停滞爆发和显著的超突增现象，将其归类为新的AH Pic型Nova-like星。
2026-05-10 astro-ph.SR
Superoutbursts and Superhumps of Cataclysmic Variables observed with TESS
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Department of Astronomy, School of Physics and Astronomy, Yunnan University（云南大学物理与天文学院天文学系）
利用TESS高节奏测光对30颗SU UMa型矮新星进行系统分析，揭示超级驼峰A-B-C三阶段演化的普遍性，并发现两个异常系统及椭圆盘存活证据，验证了空间测光在激变变星研究中的优势。
2026-09-14 astro-ph.SR
A demarcation criterion for hydrogen burning of millinovae
本研究通过分析经典新星KT Eri的光变曲线，提出千新星存在氢燃烧白矮星的判据I_q - I_max > 2.2，且该判据仅被两颗探测到软X射线的千新星满足。
2025-03-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
