Difference between the optical flickering colours of cataclysmic variables and symbiotic recurrent novae
我们进行了同时观察3个波段（UBV）的闪烁变化的经常性新星RS Oph和T CrB在静止。使用新的和已发表的数据，我们比较的颜色闪烁的灾难性的变量和共生经常新星。我们发现在这两种类型的吸积白矮星的闪烁源的颜色之间的差异。对于（U-B）与（B-V）图上的$(U-B)_0$颜色和$p \approx 3 \times 10^{-5}$分布，检测到的差异与$ p-value \approx 2 \times 10^{-6}$具有高度显著性。并简要讨论了可能的物理原因。这些数据可应作者的要求提供。
2015-02-10 astro-ph.SR
Simulations of Multiple Nova Eruptions Induced by Wind Accretion in Symbiotic Systems
我们使用一个组合的二进制演化代码，包括动力学的影响，研究新星爆发的共生系统。在$\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
Symbiotic star T CrB as an extreme SU UMa type dwarf nova
本文通过统计 T CrB 活跃相并比对可见光与 X 射线演化，认为其属于具有极长轨道周期的 SU UMa 型矮新星，并提示下一次经典新星爆发或即将发生。
2023-07-25 astro-ph.SR
Recurrent and symbiotic novae in the OGLE data
我们分析了两个银河系复发新星（V745 Sco和V3890 Sgr）和一个大麦云云对象（新星LMC 1990 b）观察了几年的光学引力透镜实验（OGLE）巡天的长期光学测光。我们没有发现与先前声称的V745 Sco的轨道周期的变化。这将使基于该值的先前发现无效（例如，距离确定）。这个物体的静止变化主要是由红巨星二级的半规则脉动（周期为136.5和77.4 d）。新星LMC 1990 b的光度测定揭示了2010年的一次未被注意的爆发和类似日食的平静期变化，周期为1.26432（8）d。光度学特性使该对象与U Sco非常相似。最后，我们描述了两个可能的共生新星，V5590 Sgr和OGLE-2011-BLG-1444的爆发。V5590 Sgr的伴星是一颗脉动周期为236 d的Mira星。
2014-07-18 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
NSV 11749: Symbiotic Nova, Not a Born-Again Red Giant
NSV 11749是一颗研究较少的变星，由W. J. Luyten，在1903年前后有一次长时间的爆发，最高达到12.5等的蓝色。在爆发之后，它显然在过去的一个世纪中一直处于蓝色17等的平静状态。最近有人提出，NSV 11749可能是一颗低质量或中等质量的恒星，经历了最后一次氦壳闪光，使它暂时成为一颗“再次闪烁”的红巨星。如果是这样的话，它将是这个类别的第四个已知成员，以及V605 Aql，FG Sge和V4334 Sgr。然而，我们新获得的物体的光学和近红外光谱表明，它是一个共生的双星，具有强烈的巴耳末和He I-II发射线，与光谱类型为M1-2 III的冷红巨星伴星相结合。1903年的爆发很可能是一个共生新星事件，目前已知的只有不到12个。
2012-10-23 astro-ph.SR
Active phases and flickering of a symbiotic recurrent nova T CrB
T CrB是一颗共生的复发新星，已知表现出活跃的阶段，其特征是热成分温度的明显增加和闪烁的出现，即在分钟的时间尺度上观察到的通量的变化。历史上的紫外线观测已经排除了轨道可变性作为闪烁的解释，而是建议闪烁是由可变的质量转移引起的。我们已经分析了光学和X射线观测调查的闪烁的性质，以及在T CrB的活动阶段。分光光度观测证实，活动期有~ 1000 d和~ 5000 d两个周期。X射线中的闪烁被检测到，并且遵循与光学中观察到的类似的振幅-通量关系。闪烁在较硬的X射线能量下最为突出，这表明它起源于吸积盘和白矮星之间的边界层。来自边界层的X射线辐射然后被厚的吸积盘或星云再处理成紫外线辐射。更详细的了解闪烁将受益于长期同步X射线和光学监测的现象，在共生复发新星和相关的系统，如Z和型共生星。
2016-07-22 astro-ph.SR
A remarkable sample of new symbiotic stars towards the Galactic Bulge
共生星是轨道周期最长的相互作用双星，其中新星样的爆发是由高质量损失率的红巨星风吸积到白矮星伴星上产生的。长期光度监测调查，如OGLE和OOO是理想的平台，以确定在共生星新星样事件，但只有少数已知的系统在这些调查的小足迹。我们介绍了一个系统的H α发射线天体巡天，它结合了深2dF/AAOmega光谱学、OGLE和BAOO测光，对银河系隆起方向35 ° ^2范围内的新共生星进行了巡天。这个强大的组合已经发现了近24颗新的共生星，十几颗可能的共生星，以及其他几颗不寻常的阿尔法发射线星。虽然我们没有发现任何类似新星的活动，但光变曲线确实表现出半规则和Mira脉动，轨道变化和由于尘埃造成的缓慢变化。在这里，我们介绍几种新的共生体，包括H1-45，这是已知的第四种碳共生体Mira。根据其周期光度关系距离为6.2+-1.4 kpc，这一引人注目的发现可能是属于银河系隆起的第一颗发光碳星，可能为隆起中令人困惑的发光碳星缺乏提供新的线索。我们还提出了两个老新星在星云阶段捕获，补充其他调查，以更好地了解老新星人口。
2013-05-21 astro-ph.SR
The Curious Case of ASAS J174600-2321.3: an Eclipsing Symbiotic Nova in Outburst?
恒星ASAS J174600-2321.3被发现表现出特殊的光度变化（明显的亮度约为4等（V），光度快速下降，内在脉动）。它被拒绝作为RCB候选人在最近的调查光谱的理由。我们已经收集并提出了所有可用的数据，从公共天空调查，测光目录，和文献。通过对这些数据的分析，我们确定ASAS J174600-2321.3是一个长周期食双星（Porb = 1011.5天）。主星可能是一颗白矮星，目前正处于爆发状态，其光谱特征是一颗变红的早期F型超巨星;而副星则是一颗光谱型为晚期M的巨星。我们讨论了所观察到的增亮，这是有关的主要成分的可能来源。ASAS J174600-2321.3是一颗食共生双星，可能是一颗NC型的共生新星，目前正在爆发中。然而，需要进一步的光度和光谱数据来证实这一点。
2015-01-21 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
Identification of a superbright nova in our Galaxy: revisiting the light curve analyses of the candidate novae CP Lac, CP Pup, V838 Her, V597 Pup, V5583 Sgr, and V5589 Sgr
The University of Tokyo（东京大学）；Keio University（庆应义塾大学）
本研究通过对比模型光变曲线分析6颗候选新星，证认V838 Her为超亮新星，其余5颗为普通新星，明确了超亮新星的判定依据。
2026-08-07 astro-ph.SR
Spectroscopic and photometric observations of Symbiotic Nova PU Vul during 2009-2016
一组新的低分辨率光谱和UBVJHKL光度观测的共生新星PU Vul。这对双星在1977年共生新星爆发后仍在进化，现在它处于星云阶段。发现1977年以后的第三个轨道周期的光变曲线变化较大。现在，PU Vul的光变曲线呈正弦波（U波段振幅约为0.7等），这是典型的共生星静止状态。由于冷组分脉动而引起的亮度变化现在在VRI光变曲线中清晰可见。脉动幅度从V波段的0.5等增加到I波段的0.8等。这两种类型的可变性，以及一个非常缓慢的变化，由于1979年爆发后的演变热组分的物理参数，影响系统的光谱能量分布。发射谱线的变化是非常复杂的。只有氢线通量随轨道相位变化。第三个轨道周期的一个重要特征是OVI，6828 A拉曼散射线的首次出现。我们用Zanstra方法测定了He Ⅱ 4686谱线的热组分温度。我们的估计是大约150000 K的光谱在2014年获得的轨道最大值附近。在脉动极小值附近导出的VO光谱指数对应于PU Vul冷分量的M6光谱类。
2018-03-15 astro-ph.SR
Optical Time-Series Photometry of the Symbiotic Nova V1835 Aquilae
我们目前的时间序列CCD测光的$BVRI$通带的最近确定的共生新星V1835天鹰座（NSV 11749）的间隔为5.1年，7-14天的节奏，在其静止期观察。我们发现$V$的慢光变化范围为$\sim$ 0.9等，$I$的慢光变化范围为$\sim$ 0.3等。对这些数据的分析表明，在$419 \pm 10$天，我们解释为系统的轨道周期强的周期性。正弦相位光变曲线的下降表明，由于巨星的潮汐扭曲，V1835 Aql的椭球效应很弱，这反过来又打开了一种可能性，即V1835 Aql通过洛希瓣溢出而不是通过恒星风将其部分质量转移到热分量。我们还发现证据表明V1835 Aql是一颗S型共生星，相对没有星周尘埃，并将其列入共生体的核燃烧组。最后，我们提供测光，周期和光变曲线分类的22个变星在周围的V1835 Aql领域，其中约一半是新发现的。
2022-09-22 astro-ph.SR
FBS 0107-082: A Symbiotic Binary in a Rare Prolonged Outburst?
FBS 0107 -082是一颗发射线天体，之前被归类为类新星激变变星。新的光谱显示了非常强的氢巴耳末线，以及星云的禁戒线光谱和早期F光球的吸收特征。当结合其他红外和光学数据从文献中，这些数据点的对象是一个共生新星看到一个长时间的爆发。分、日、年时间尺度上的光度测量只显示出非常微弱的变化。
2010-05-04 astro-ph.SR
Spectroscopic Signature of a Re-established Accretion Disk in Symbiotic-like Recurrent Nova RS Ophiuchi
本文提出了一种新的方法，它可以确定吸积盘在经历新星破裂后重新建立的时间。该方法是基于再电离的喷出物的光电离从释放的辐射在边界层从吸积。
2023-03-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
New Photometric Observations and the 2015 Eclipse of the Symbiotic Nova Candidate ASAS J174600-2321.3
食双星系统ASAS J174600-2321.3，过去曾显示出约4等（V）的显著增亮，最近被确定为共生新星候选者。2014年7月启动了一项长期光度监测计划。在目前的活跃阶段，该系统显示出大约每33个月发生一次振幅约为3.5等（V）的深食。为了监测2015年的日食，AAVSO发布了510警报通知。在随后的活动中，航空航天志愿服务组织的观察员在约翰逊B号上进行了338次测量，在约翰逊V号上进行了393次测量，在约翰逊I号上进行了369次测量，并进行了27次目视观测。本文介绍并分析了来自AAVSO国际数据库的这些数据，以及上述光度监测计划的观测结果。根据这些数据，我们能够将轨道周期精确到Porb = 1012.4天。此外，这些数据暗示平均亮度略有下降，如果被证明是真的，可能表明爆发的下降。
2015-12-04 astro-ph.SR
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
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
DASCH Discovery of A Possible Nova-like Outburst in A Peculiar Symbiotic Binary
我们目前的光度和光谱观测的一个特殊的变量（指定DASCH J075731.1 + 201735或J0757）发现从我们的DASCH项目使用数字化的哈佛大学天文台档案摄影板。从1942年开始的一年内，它在B区的亮度增加了约1.5等，然后从1943年到20世纪50年代，它逐渐变暗，恢复到爆发前的亮度。平均亮度水平在爆发前后是稳定的，并且可以看到周期为$P=119.18\pm0.07$天的椭球变化，这表明恒星是潮汐扭曲的。径向速度测量表明，轨道是近圆形的（$e=0.02\pm0.01$），光谱周期与光度周期相同。该双星由一颗$1.1\pm0.3 M_\odot$ M0 III恒星和一颗$0.6\pm0.2 M_\odot$伴星组成，伴星很可能是一颗白矮星（WD）。与其他共生双星不同，在光谱中没有发射线或恒星风的迹象。J0757的爆发时间尺度约为10年，B带峰值亮度M_B约为0.7，它不同于其它已知的经典或共生新星。最可能的解释是WD上的氢壳燃烧，尽管不能排除吸积动力耀斑。
2012-03-23 astro-ph.SR
Near-infrared studies of nova V5584 Sgr in the pre-maximum and early decline phase
我们目前的近红外光谱和光度观测的新星V5584 Sgr采取在第一个12天后，发现于2009年10月26.439 UT。的光谱的演变示出从初始的P天鹅座阶段的发射线阶段。在JHK光谱中看到的突出的碳线与在FeII类新星爆发中观察到的碳线非常匹配。光谱显示在2.29-2.40微米之间的发射中的第一泛音CO带。通过检查WISE和其他公开的数据，我们表明，新星在2010年2月至4月期间经历了一个明显的尘埃形成阶段。
2014-12-24 astro-ph.SR
Notices to investigation of symbiotic binaries V. Physical parameters derived from UBV magnitudes
在光学上，共生双星的光谱由冷巨星、共生星云和热恒星的贡献组成。强发射线叠加在连续谱上。在本文中，我们介绍了一种简单的方法来提取各个分量的辐射光度UBV的大小。我们将该方法应用于经典的共生星AX Per，AG Dra，AG Peg和Z And，共生新星RR Tel和V1016 Cyg以及经典新星V1974 Cyg在其星云阶段。我们估算了这些系统中星云的电子温度和辐射量，以及共生天体中巨星的V星等。我们的结果是在一个很好的协议与那些独立获得的宝贵的模拟紫外-红外SED。
2010-09-21 astro-ph.SR
Swift observations of the 2015 outburst of AG Peg -- from slow nova to classical symbiotic outburst
共生星通常包含表面有准稳定壳燃烧的白矮星。然而，在大多数共生体中，这种燃烧的起源尚不清楚。然而，在共生的慢新星中，它与过去的热核失控有关。2015年6月，共生的慢新星AG Peg被发现，这是自1850年以来的第二次光学爆发。这次爆发的持续时间和幅度都比以前的爆发要短得多，而且它包含了多个峰值--就像经典共生星如Z和Z中的爆发一样。我们报告了2015年6月至2016年1月期间对AG Peg进行的Swift X射线和紫外线观测。X射线通量在几天的时间尺度上变化很大，特别是在接近光学极大值的四天内，当X射线变得明亮而柔和时。这种强烈的X射线变化又持续了一个月，之后X射线随着光通量的下降而变硬。整个爆发过程中紫外线通量都很高，这与白矮星上的准稳定壳燃烧相一致。由于白矮星周围的吸积盘通常不会产生可探测的X射线（由于边界层的康普顿冷却），X射线可能来自喷出物中的激波。由于X射线的光电吸收变化不明显，因此X射线的变化可能与受冲击材料的性质直接相关。AG Peg从一颗缓慢的共生新星（推动了1850年的爆发）转变为一颗经典的共生星，这表明至少有一些共生星的外壳燃烧是之前新星的残余燃烧。
2016-06-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamic Studies of the Evolution of Recurrent, Symbiotic, and Dwarf Novae: The White Dwarf Components are Growing in Mass
共生双星是包含白矮星和红巨星的系统。共生新星是那些在WD成分上发生热核爆发的系统。这些都是区别于事件驱动的吸积盘不稳定性类似的矮新星爆发的灾难性的变量爆发。另一类共生系统是WD非常明亮的系统，看起来很可能是静止的核燃烧正在增生的WD上进行。一个基本问题是WD的长期演变。在这些吸积系统中的重复爆发或静止燃烧是否会导致WD增加或减少质量？如果它的质量不断增加，它最终会达到克拉塞卡极限并成为超新星（如果它能隐藏系统中的氢和氦，那么它就是超新星Ia）吗？为了更好地理解这些系统，我们已经开始了一个新的研究热核失控（TNR）的演化在吸积信封的WD使用各种初始WD的质量，光度和质量吸积率。我们使用我们的1-D水力代码NOVA，其中包括Arnett、Meakin和Young的新对流算法、Hix和Thielemann核反应求解器、Iliadis反应速率库、Timmes状态方程和OPAL不透明度。我们假设太阳的组成（Lodders丰度分布），不允许任何混合的吸积材料与核心材料。这个假设对我们的结果有很大的影响。我们在这里报告：（1）WD在所有模拟中的质量都在增长，因此不会发生典型的“稳定燃烧”;（2）在某些（但不是所有）模拟中，只有一小部分吸积物质被喷射出来。我们还发现，吸积系统，热核失控之前，是太冷，在X射线搜索超新星Ia的祖先。
2012-11-26 astro-ph.SR
Spectral Evolution of the Unusual Slow Nova V5558 Sgr
我们报告的光谱演化的神秘，非常慢的新星V5558 Sgr，基于低分辨率的光谱在藤井-Bisei天文台和Bisei天文台，日本在2007年4月6日至2008年5月3日期间获得。V5558 Sgr显示了一个极大前的停顿，然后出现了几次类似耀斑的再亮，这与另一颗非常慢的新星V723 Cas相似。在我们的观测中，V5558 Sgr的光谱类型在极大前停止期间从He/N型向Fe II型演变，然后再次向He/N型演变。这种光谱跃迁过程是在新星研究的漫长历史中首次观察到的。在初始亮度最大值后的再亮阶段，我们可以识别出许多发射线，伴随着更强的吸收分量的P-Cygni轮廓在亮度最大值。我们发现，从发射峰测量的P-Cygni吸收分量的速度在亮度最大值处减小。此外，我们还比较了V5558 Sgr与V723 Cas以及其他在早期阶段表现出多次再亮的新星的光谱。
2011-05-09 astro-ph.SR
The Role of Binary Configuration in Shaping Nova Evolution via Wind Accretion in Symbiotic Systems
Ariel University（阿里埃勒大学）；Azrieli College of Engineering Jerusalem（耶路撒冷阿兹里埃利工程学院）
本文通过调控共生双星的三个关键参数模拟BHL风吸积过程，发现该机制下轨道长期扩张、白矮星质量持续降低，这类系统无法成为Ia型超新星前身。
2025-11-18 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
Resolving the mass transfer in the symbiotic recurrent nova T Coronae Borealis
本文利用相位分辨高分辨率光谱和多普勒层析成像，解析了共生再发新星北冕座T在超活跃阶段的质量转移机制，发现洛希瓣溢流增强、吸积盘充分演化，并识别出亮斑、辐照、盘风及双极喷流等多种相互作用位点，表明其质量转移机制与激变变星相似。
2025-01-06 astro-ph.SR
Evolution of the Symbiotic Nova PU Vul -- Outbursting White Dwarf, Nebulae, and Pulsating Red Giant Companion
我们提出了一个复合光曲线模型的共生新星PU Vul（新星Vulpeculae 1979年），显示了一个长期持续的平坦的光学峰，然后缓慢下降。我们的模型光变曲线由三个发射分量组成，即，一颗爆发的白矮星（WD）、它的M巨星伴星和星云。当WD的光球温度上升到logT（K）>~ 4.5时，WD分量在平峰中占主导地位，而星云则占主导地位，说明WD的起源。我们分析了1980年和1994年的日食是由脉动的M-巨星伴星遮蔽的WD的全食，有两个星云发射源;一个是M-巨星的冷风起源的未遮蔽星云，另一个是与WD相关的部分遮蔽星云。我们证实了我们的理论爆发模型的PU Vul新的观测估计，跨越32年，温度和半径。此外，我们的日食分析证实，WD光球减少了两个数量级之间的1980年和1994年的日食。我们得到红化E（B-V）~ 0.3和到PU Vul d ~ 4.7kpc的距离。我们解释了最近的亮度恢复在WD周围的热星云的日食方面，这表明氢燃烧仍在继续。为了检测超软X射线，我们建议在2014年6月前后进行X射线观测，此时中性氢的吸收最小。
2012-02-28 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
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
Nova V5579 Sgr 2008: near-infrared studies during maximum and the early decline phase
我们目前的近红外光谱和光度观测的新星V5579 Sgr在最大和早期下降阶段。光谱如下的新星从峰值亮度的演变时，线有很强的天鹅座P轮廓的一个阶段占主导地位的突出的发射线。在发射阶段的光谱由来自Brackett和帕邢系的强H I线、O I和C I线支配。在我们观测的最后阶段，光谱显示出一个向更长波长方向上升的连续谱，这表明尘埃的形成。V5579 Sgr中的尘埃形成与早期光谱中存在的低电离势元素（如Na和Mg）一致。早期出现的这些谱线曾被我们认为是新星发展后期尘埃形成的潜在指标。我们还讨论了使用天鹅座P剖面探测早期爆发期间爆发的白矮星的性质的可能性。
2011-06-05 astro-ph.SR
The formation of the magnetic symbiotic star FN Sgr
本文通过 MESA 双星演化与白矮星结晶发电机情景，提出 FN Sgr 经公共包层演化形成磁白矮星并最终成为磁共生星的通道。
2024-04-19 astro-ph.SR
Circumstellar Shell Formation in Symbiotic Recurrent Novae
我们提出的模型球对称经常性新星壳相互作用的拱星物质的共生系统组成的红巨星驱逐风，和一个白矮星吸积从这种材料。周期性爆发的新星会周期性地以高速（$\gtrsim 10^3$ km/s）将物质喷射到红巨星风剖面中，当星周物质被卷起时，会产生减速冲击波。高的星周物质密度导致冲击风和喷出物的冷却时间非常短，只有几天到几周。因此，壳层的后期演化由动量守恒而不是能量守恒决定。我们计算和显示的演变轨迹壳减速，以及冲击后的结构。在扫过所有红巨星风后，壳以$\sim 100$ km/s的速度滑行，这取决于系统参数。这些速度类似于共生新星RS Oph的蓝移星周物质，以及一些显示星周物质证据的Ia型超新星，如2006 X，2007 le和PTF 11 kx。在这样的系统中发生的超新星可能不会显示出星周物质的相互作用，直到内部的新星壳被超新星喷出物击中，爆炸后几天到几个月。
2012-10-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
FUSE Spectroscopic Analysis of the Slowest Symbiotic Nova AG Peg During Quiescence
我们提出了一个远紫外光谱分析已知最慢的共生新星AG Peg（M3/4 III巨星+热白矮星; P = 818.4天），经历了一个新星爆炸在1850年，随后是一个非常缓慢的下降，直到1996年才结束，标志着开始的平静。这19年的静止期在2015年6月结束，当时AG Peg展示了一个光学振幅为1.5等的Z And型爆发。我们已经进行了吸积盘和WD光球合成光谱建模的远紫外光谱探测器（FUSE）光谱在2003年6月5.618日获得的平静间隔12年前的2015年爆发。光谱受ISM吸收和强发射线的影响很大。假设E（B-V）= 0.10，这是AG Peg方向上银河系红化的最大值。我们讨论我们采用前盖亚距离超过盖亚视差。对于一系列的白矮星表面重力和表面温度，我们发现最适合的光球是温度T = 150，000 K，低重力log（g）~6.0-6.5的热WD。对于800 pc的距离，比例WD半径约为0.06 Rsun，对于0.65 Msun WD质量，log（g）= 6.67。我们从这个模型中得到的亮度是1729 Lsun。热光球模型提供了更好的拟合比吸积盘模型，FUV通量赤字对较短的波长的FUSE，下降到莱曼极限。考虑到真正的共生吸积盘的性质的不确定性，并且，虽然一个非常热的低重力简并恒星主导FUV通量，但不能简单地排除稳态（标准）吸积盘的存在。
2019-02-26 astro-ph.SR
A Mystery in Chamaeleon: Serendipitous Discovery of a Galactic Symbiotic Nova
我们提出了一个低光度新星发生在银河系中的共生双星系统的偶然发现。我们列出了大量的档案数据，以及与Chamaeleon星座中的恒星对象V $^*$ CN Cha相关的新的后续观测。该天体在其最近的过去具有长周期（$\sim\! 250\,$天）、高振幅（$\sim\! 3\,$等）的光学变率，在此之前光学亮度增加了$\sim\! 8\,$等，并在此光度下持续了约3年，随后是一段$\sim\! 1.4\,{\rm mag}\,{\rm yr}^{-1}$变暗的时期。该天体目前的光学光度似乎是由H $α$发射所主导，它也表现出蓝移吸收（一个类似天鹅座的P型轮廓）。在考虑了许多理论来解释这些无数的观测结果，我们确定V $^*$ CN Cha最有可能是一个共生（一个演化的恒星-白矮星双星）系统，它经历了一个长时间，低光度，新星。按照这种解释，V $^*$ CN Cha的爆发是有史以来观测到的光度最低的新星之一。
2020-02-18 astro-ph.GA 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
V4141 Sgr: Outflows and repeated outbursts
本文分析共生星V4141 Sgr的长期增亮与重复爆发，结合新光谱与多波段测光及历史数据，发现其爆发含慢新星特征，并伴有光学厚物质抛射和可能双极喷流，值得持续监测。
2025-04-23 astro-ph.SR
The $^{7}$Be II Resonance Lines in Two Classical Novae V5668 Sgr and V2944 Oph
我们报告了在两颗经典新星-V5668 Sgr（Nova Sagittarii 2015 No.2）和V2944 Oph（Nova Ophiuchi 2015）爆发后光谱中发现的蓝移吸收线系统中单电离$^{7}$ Be的共振线的光谱观测。不稳定同位素$^{7}$ Be应该是在这些新星和衰变的热核失控（TNR）过程中产生的，并在短时间内形成$^{7}$ Li（半衰期为53.22天）。$^{7}$ Be的发现是Tajitsu等人（2015）在V339 Del中发现的第一例病例之后的第二例和第三例。两颗新星的蓝移吸收线系统都明显地分为两个速度分量，这两个分量都含有$^{7}$ Be。这意味着在两个速度分量中的吸收气体由TNR的产物组成。我们估计的数额$^{7}$被生产的爆发过程中的两个新星，并得出结论，显着的$^{7}$李应该已经创建。这些发现有力地表明，通过反应$^{3}$ He（$α$，$γ$）$^{7}$ Be爆炸性地产生$^{7}$ Li，随后衰变为$^{7}$ Li的过程经常发生在经典新星中，并有助于银河系Li富集的过程。
2016-01-20 astro-ph.SR
Simulations of the symbiotic recurrent nova V407 Cyg. I. Accretion and shock evolutions
通过三维流体力学模拟研究了共生双星系统中红巨星喷出物与风的激波相互作用及其演化。我们特别模拟了2010年3月共生周期新星V407~Cygni从静止阶段到爆发阶段的爆发。详细研究了风-白矮星相互作用引起的星周密度增强。发现密度增强效率取决于轨道速度与红巨星风速的比值。与另一颗周期性新星RS~Ophiuchi不同，我们没有观察到强烈的盘状密度增强，而是观察到非球面密度分布，赤道面的$\sim 20\%$密度高于两极。为了模拟2010年的爆发，我们考虑了几个物理参数，包括红巨星质量损失率，新星爆发能量和喷出物质量。对激波相互作用和演化的详细研究表明，激波与红巨星风的相互作用产生了强烈的瑞利-泰勒不稳定性。此外，伴星的存在和星周密度的增强极大地改变了新星阶段的激波演化。在清除了大部分的星周介质后，喷出物的速度减小到$\sim 100-300$ km-s $^{-1}$，这与2011年4月观测到的[N~II]谱线的扩展向红发射一致。
2015-03-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Theoretical light curve models of the symbiotic nova CN Cha -- Optical flat peak for three years
本研究针对慢速共生新星CN Cha的三年光学平坦峰特征，基于流体静力学近似建立理论光变曲线模型，估算其白矮星质量约0.6倍太阳质量，解释了平坦峰新星与多峰新星的差异成因。
2023-06-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
NLTE model atmospheres for the hottest white dwarfs: Spectral analysis of the compact component in nova V4743 Sgr
在2002年9月爆发半年后，新星V4743 Sgr演变成天空中最明亮的超软X射线源，通量最大值约为30 A。我们计算了基于NLTE模型大气的合成能量分布网格（SED），用于分析最热的白矮星，并给出了V4743 Sgr的Chandra和XMM-牛顿光栅X射线谱的拟合结果。这颗新星在2003年4月左右达到最高有效温度（Teff = 740 +/-70 kK），并一直保持到2003年9月。我们的结论是，白矮星是巨大的，约1.1 - 1.2 Msun。爆发后的核燃烧阶段持续了2到2.5年，可能是经典新星的平均持续时间。V4743 Sgr的光球层严重缺碳（约太阳的5倍），富含氮和氧（> 5倍太阳）。特别是非常低的C/N比表明白矮星表面的物质经历了热核燃烧。因此，这颗新星保留了一些吸积的物质，并没有在爆发时将其全部喷出。从2003年3月到9月，氮的丰度急剧下降，可能在这个阶段已经有新的物质被吸积。
2010-06-15 astro-ph.SR
Accurate Pre-Eruption and Post-Eruption Orbital Periods for the Dwarf/Classical Nova V1017 Sgr
V1017 Sgr是一颗典型的新星（1919年），它有一次较早的矮新星爆发（1901年），以及两次矮新星事件（1973年和1991年）。以前对这个明亮的静止系统（V=13.5）的研究只有几个孤立的星等，几个光谱，以及基于9个径向速度的5.714天的轨道周期的模糊说法。为了测试这一时期，我们收集了1897年至2016年UBVRIJHKL波段的2896个星等（加上文献中的53个），基本上完成了这个独特的激变变星的光度历史。我们发现，在所有波段的光变曲线是由一个G巨星伴星的椭球调制，与喷发后（1919年新星事件后）的轨道周期为5.786290 +- 0.000032天。这是任何经典新星的最长周期，吸积必须由伴星的核演化提供动力，矮新星事件的发生只是因为大圆盘的外部足够冷而不稳定。此外，我们测量了爆发前的轨道周期（从1907年至1916年），有一个小的稳定的周期变化的平静。在1919年的喷发中，轨道周期减少了273 +- 61 ppm，周期变化的显著性在5.7-sigma置信水平。这对新星理论来说是令人吃惊和困惑的，因为三个已知的周期变化效应不能解释V1017 Sgr的周期减少，更不用说这么大的尺寸了。
2016-12-01 astro-ph.SR
The hybrid, coronal lines nova V5588 Sgr (2011 N.2) and its six repeating secondary maxima
新星Sgr 2011 N.2（=V5588 Sgr）的爆发之后，光学和近红外光度和光谱观测了3.5年，在最大值之前不久开始。V5588 Sgr位于银河系中心附近，遭受E（B-V）=1.56（+/-0.1）的灭绝。在UT 2011年4月2.5日（+/-0.2），在V=12.37时达到主要最大值，并且基本平滑下降是中等快速的，t（2，V）=38和t（3，V）=77天。在一个正常的下降，6个自相似的，快速发展和明亮的第二个极大值（SdM）连续出现。只有极少数其他新星具有如此清晰的次级极大值。无论是主要的最大值和所有的SdM发生在以后的时间与增加波长，由数额与预期的火球膨胀。SdM期间释放的辐射能量呈指数模式下降，而个别SdM的宽度和它们之间的时间间隔扩大。在整个新星演化过程中，发射谱线都保持尖锐（FWHM~1000 km/s），除了一个宽的梯形底座（顶部延伸3600 km/s，底部延伸4500 km/s），这只在SdM极大值的高级下降过程中看到，而在SdM之间则没有。V5588 Sgr在最大光下显示出典型的FII类光谱，没有演化成星云阶段。在从主极大值下降约10天后，一个典型的高电离He/N类光谱出现，并与FII类光谱同时可见，使V5588 Sgr成为一颗罕见的“混合”新星。当FeII类光谱逐渐消失时，He/N类光谱发展出强烈的[FeX]日冕线。
2014-11-23 astro-ph.SR
Near Infrared studies of the carbon-monoxide and dust forming nova V5668 Sgr
我们提出了新星V5668 Sgr的近红外（NIR）观测，发现于2015年3月15.634 UT爆发，爆发后2天至107天。近红外光谱特征被用来将其归类为FeII类新星。的光谱遵循的谱线从天鹅座P阶段的纯发射阶段的形状的配置文件表明存在的双极流的演变。一个显着的特点是存在一氧化碳的第一泛音带，这是看到的排放。模拟CO排放以估计质量、温度和柱密度分别为（0.5--2.0）$\times$ 10 $^{-8}$ M $_\odot$、4000 $\pm$ 300 K和（0.36--1.94）$\times$ 10 $^{19}$ cm $^{-2}$。估计$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值为$\sim$ 1.5。V5668 Sgr是一个强尘埃产生者，在尘埃形成过程中，其光学光变曲线表现出经典的深度下降。分析的尘埃SED产生的尘埃质量为2.7 $\times$ 10 ${^{\rm -7}}$ $M_\odot $，一个42质量的尘埃壳的黑体角直径和距离估计的新星的1.54千秒差距，同意从MMRD关系的估计。
2015-10-16 astro-ph.SR
AT 2019qyl in NGC 300: Internal Collisions in the Early Outflow from a Very Fast Nova in a Symbiotic Binary
新星爆发，即白矮星（WD）表面的热核爆炸，现在被认为是最常见的冲击动力天体物理瞬变现象之一。我们介绍了AT 2019 qyl的早期发现和快速的紫外（UV），光学和红外（IR）时间发展，AT 2019 qyl是附近的玉夫座星系NGC 300中的一颗新星。光变曲线显示出持续$\lesssim 1$天的快速上升，达到$M_V = -9.2$等的绝对峰值，以及非常快速的下降，在3.5天内衰减2等。光变曲线在71天后的急剧下降和快速下降的时间尺度表明，从一个大规模的WD与$M_{\rm WD} \gtrsim 1.2~M_{\odot}$低质量的喷射。我们提出了一个前所未有的看法，这样的事件的早期光谱演化。三个光谱前的峰值揭示了一个复杂的，多组分流出引起内部碰撞和冲击的喷出物的He/N-类新星。我们确定了一个一致的IR变量对应的广泛preeruption覆盖的瞬态位置，并推断存在一个共生的祖系统与O-丰富的渐近巨星分支捐助星，以及在2014年早期的紫外线明亮的爆发的证据。我们认为，AT 2019 qyl类似于银河系复发新星的子集，有红巨星伴星，如RS Oph和其他嵌入的新星系统，如V407 Cyg。我们的观察提供了新的证据，多个，不同的外流组件之间的内部冲击可能有助于从这样的系统产生的冲击动力发射。
2021-09-05 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
Detection of $^7$Be II in the Classical Nova V5669 Sgr (Nova Sagittarii 2015 No.3)
我们报告了在V5669 Sgr的早期下降阶段（$+24$和$+28$ d）的紫外光谱中新检测到的$^7$ Be II。我们确定了三个蓝移吸收系统在我们的光谱。前两个，被称为低和高速度的组件，显着确定之间的H I巴耳末，钠I D，和Fe II，其较低的能量的瞬态是低的（$<4$电子伏特）。第三种吸收成分是在N Ⅱ、He Ⅰ和C Ⅱ谱线中发现的，它们的低能级相对较高（9- 21 eV）。在我们的观测中，$^7$ Be II在$3130.583$和$3132.228$的吸收线被确定为第一和第二组分。没有证据表明在任何速度分量中存在6708 ° C的Li I。利用$^7$ Be和Ca II K，$N({\rm ^{7}Li})/N({\rm H})_{\rm final}$的等效宽度，由该对象最终产生的锂相对于氢的估计数密度比为$4.0\pm0.7\times10^{-6}$。这个值比经典新星的平均观测值低一个数量级，其中$^7$ Be已经被检测到，并且与理论预测的最乐观值相当。
2021-06-25 astro-ph.SR
Raman-scattered O VI features in the symbiotic nova RR Telescopii
RR Tel是一个相互作用的双星系统，其中一颗热白矮星（WD）通过引力捕获其恒星风从米拉型变星吸积物质。这颗共生新星在6825和7082的位置显示出强烈的拉曼散射O VI 1032和1038特征。我们展示了2016年和2017年在智利麦哲伦-克莱望远镜的麦哲伦稻盛京瓷埃切勒（MIKE）摄谱仪上拍摄的RR Tel的高分辨率光谱。我们的目的是研究恒星风吸积RR Tel的拉曼光谱特征的轮廓分析。利用非对称OVI盘模型，我们得到了典型的开普勒速度$> 35{\rm km~s^{-1}}$，相应的尺度< 0.8 au.最适合的拉曼配置文件是获得与米拉${\dot M}\sim2\times10^{-6}~{\rm M_{\odot}~yr^{-1}}$的质量损失率和风终极速度$v_{\infty}\sim 20~{\rm km~s^{-1}}$。我们比较了MIKE数据与2003年在MPG/ESO 2.2米望远镜上用光纤馈入的扩展范围光学光谱仪（FEROS）拍摄的档案光谱。它使我们能够突出的拉曼O VI功能的配置文件的变化，指示在过去的二十年中的O VI磁盘的密度分布的变化。我们还报告了在3811 nm和3834 nm处检测到O VI复合线，这些复合线与其他发射线混合。我们的剖面分解表明，O VII的重组发生在更接近WD比O VI 1032 <$N和1038 <$N的发射区。
2021-05-20 astro-ph.SR
7Be in the outburst of the ONe nova V6595 Sgr
我们报告了通过2021年4月在ESO VLT进行的高分辨率UVES观测在经典新星V6595 Sgr爆发中寻找7 Be同位素，发现后约两周，由于大流行的困难情况。在7 BeII 313.0583、313.1228 nm双重共振线的爆发谱中观察到速度约为-2620和-2820 km/s的窄吸收分量，叠加在较宽和较浅的吸收上，在其他几种元素如CaII、FeI、MgI、NaI、HI中也观察到。以Ca Ⅱ K线为参考元素，我们推知N（~ 7 Be）/N（H）~ 7.4 × 10 ~（-6），如果考虑~ 7 Be衰变，则~ 9.8 × 10 ~（-6）。7 Be的丰度大约是新星中最常测量值的一半。还讨论了在探测到7 Be的层中可能存在的过电离。在发现后91天，位于拉帕尔马的国家伽利略望远镜（TNG）进行了观测，显示出明显的氧和氖发射线，可以将新星归类为ONe型。因此，尽管7 Be在CO新星中的含量预计会更高，但在两种新星类型中的含量相当。
2021-11-02 astro-ph.SR
High-Resolution Spectroscopy of Raman-scattered He II Lines in the Symbiotic Nova RR Telescopii
Sejong University（世宗大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；ESO（欧洲南方天文台）
通过高分辨率光谱观测共生新星 RR Tel 的拉曼散射 He II 线，揭示中性氢区的分布、运动学及长期演化，证明拉曼线可作为光谱层析工具。
2026-06-29 astro-ph.SR
Orbital and stochastic far-UV variability in the nova-like system V3885 Sgr
分析了FUSE卫星高时间分辨的时间标记光谱数据，建立了类新星激变变星双星V3885 Sgr的远紫外吸收线特征。我们确定的时间行为的低（Ly_beta，CIII，NIII）和高（SIV，PV，OVI）离子种类，并突出显示相应的轨道相位调制的变化，在这些线。平均而言，吸收槽是蓝移，由于低速盘风流出。吸收线中的非常快速（~ 5分钟）的波动是孤立的，这是随机密度变化的指示。计算了FUV谱线的多普勒层析图，为气流与吸积盘相互作用的结构提供了证据。我们的结论是，线的深度和速度的变化作为轨道相位的函数是一致的不对称性，其起源于一个线发射，本地化的磁盘流相互作用区域。
2011-10-12 astro-ph.SR
V5852 Sgr: An Unusual Nova Possibly Associated with the Sagittarius Stream
我们报告了奇特新星V5852~Sgr（发现为OGLE-2015-NOVA-01）的光谱和光度跟踪，它表现出不同新星类别的特征组合。光度测定显示出一个平顶的光变曲线与准周期振荡，然后是一个平稳的下降，其次是两个微弱的亮度恢复。南部非洲大型望远镜的光谱学首先显示了一颗典型的Fe II或Fe IIb光谱类型的新星。在后一个光谱中，氦、氮和氧的广泛发射是突出的，铁已经褪色，这可能是星云阶段开始的迹象。线宽表明在$1000\,{\rm km\,s^{-1}}$周围的射血速度。这颗新星位于银河系凸起的方向，并且被严重地变红了，其程度不确定。在最大值出现16天后的$V$星等可以估计出它的距离，这表明这颗新星可能位于人马座矮球状星系的尾流中。如果是这样的话，它将是第一个从该星系或任何矮球状星系中探测到的新星。考虑到方法的不确定性和不寻常的光变曲线，我们不能排除它在凸起中甚至在凸起后面的银河系盘中的可能性。
2016-06-08 astro-ph.SR
The Radio Light Curve of the Gamma-Ray Nova in V407 Cyg: Thermal Emission from the Ionized Symbiotic Envelope, Devoured from Within by the Nova Blast
我们提出了多频无线电观测的2010年新星事件的共生二进制V407天鹅座，获得与卡尔G。Jansky超大型阵列，覆盖1-45 GHz，发现后17-770天。这颗新星-第一次在伽马射线中被探测到-显示了一条由米拉巨伴的风主导的射电光变曲线，而不是新星喷出物本身。当风被新星爆发电离时，射电光度增加，当风被新星激波从内部猛烈加热时，射电光度减弱。这项研究标志着这种物理机制首次被证明主导了天体物理瞬变的射电光变曲线。我们没有观察到新星喷出物的热信号或激波的同步辐射，因为这些成分隐藏在米拉风的吸收屏后面。我们估计Mira风的质量损失率为Mdot_w ~ 10^-6 M_sun/yr。我们还介绍了在2010年新星之前唯一对天鹅座V407的无线电探测，这是从未发表的1993年VLA档案数据中收集的，它表明即使在平静期，米拉风的无线电光度也会变化>~20倍。虽然天鹅座V407可能拥有一颗巨大的吸积白矮星，使其成为Ia型超新星的候选祖先系统，但围绕着天鹅座V407的致密且径向连续的环双星物质与大多数Ia型超新星的观测环境不一致。
2012-10-22 astro-ph.HE 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
