Pre-outburst signal in the light curves of the recurrent novae RS Oph and T CrB
本文在复发新星 RS Oph 和 T CrB 的爆发前光变中检测到亮度下降，归因于白矮星周围厚密包层的形成，并估算了其大小、质量和密度。
2024-11-07 astro-ph.SR
Mass outflow from the symbiotic binary RS Oph during its 2021 outburst
RS Oph是一颗共生的复发新星，包含一颗在活动期间质量损失严重的大质量白矮星。2021年8月，它经历了自19世纪末以来的第七次光学喷发。这项工作的目标是分析从爆发对象流出的结构。根据观测到的11- 15天的$U$、$B$、$V$、$R_{\rm C}$、$I_{\rm C}$等宽谱测光和高分辨H-$α$波谱，我们得到了系统组分和流出量的一些参数及其在观测过程中的变化。在整个观测过程中，由喷射物质产生并遮蔽系统热成分的暖壳层（假光球层）的有效温度为$T_{eff}=15000\pm1000$ K，星云的电子温度为$T_{e}=17000\pm3000$ K。假光球的有效半径为$R_{ eff}=13.3\pm2.0$ R $_{\odot}$，星云$EM=(9.50\pm0.59) $ 10 $^{61}$ cm $^{-3}$的发射测量值为第11天，$R_{eff}=10.3\pm1.6$ R $_{\odot}$和$EM=(5.60\pm0.35)$ 10 $^{61}$ cm $^{-3}$的发射测量值为第15天。为了提供这种发射测量，爆发物体的辐射热光度必须超过其爱丁顿极限。爆发物体通过风的质量损失率比通过流的质量损失率大得多。总速率（来自风+流）小于$(4-5)$ 10 $^{-5}$（d/1.6kpc）$^{3/2}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$。这…
2023-01-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
The phases of X-ray emission of RS Oph
2006年2月12日，周期性共生新星RS Oph在21年后再次出现。与1985年的大爆发相比，这次的X射线观测覆盖率要高得多。Swift每天观察RS Oph几次，而Chandra和XMM-Newton在每个进化阶段观察两到四次。虽然Swift观测提供了高时间分辨率，但Chandra和XMM-Newton观测提供了高光谱分辨率。精细模型可以由光栅光谱约束，并且模型参数的插值可以由Swift观测的丰富性约束。我们比较了斯威夫特光变曲线与六个X射线观测与\exosat \在1985年爆发。我们发现，从超软X射线二元（SSS）相的衰变已被观察到。
2009-08-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectroscopic study of the Quiescent Stages in between the 2006 and 2021 outbursts of RS Ophiuchi
本研究针对再发新星蛇夫座RS 2006与2021年两次爆发间的宁静阶段，通过光谱分析结合光致电离模型，探究吸积盘特征及物理参数演化，发现爆发前吸积率显著上升，为理解再发新星爆发机制提供观测依据。
2025-01-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
7Be detection in the 2021 outburst of RS Oph
周期性新星RS Oph在2021年8月8日经历了一次新的爆发，达到了V = 4.8 mag. Observations的高分辨率UVES光谱仪在帕拉纳尔的ESO-VLT的Kueyen-UT 2望远镜上进行的2021年爆发的观测，使其能够检测到热核失控反应中可能存在的7 Be。7 Be的产额可以估算为N（Be）/N（H）= 5.7 x 10^（-6），这接近于迄今为止在经典新星中测量到的最低产额。7 Be的寿命很短，只能衰变为7 Li。通过在星云阶段拍摄的光谱，我们估计出喷射出的质量约为1.1 x 10^（-5）Msun，从而提供了在2021年事件中产生的约4.4 x 10^（-10）Msun的7 Li。与经典新星相比，复发性的RS Oph型新星在每次事件中合成的7 Li量可能略低，但发生的频率要高出10^3倍。周期性新星的比例在10-30%之间，它们可能有助于我们今天观察到的7 Li的形成。在RS Oph中发现7 Be进一步支持了最近的建议，即新星是银河系中7 Li最有效的来源。
2022-09-27 astro-ph.SR
A pre-outburst signal in the long term optical lightcurve of the recurrent nova RS Ophiuchi
循环新星是一种双星，其中一颗白矮星从一颗演化程度较低的伴星（红巨星或主序星）吸积物质。它们在不到一天的时间里就有大约5-6等V的引人注目的光学亮度，一个世纪就有好几次。这些变化以可变和不可预测的间隔发生，随后是几周的光学衰退，以及从X射线到无线电的活动。周期性新星和相关恒星类型的不可预测性可能会阻碍对其爆发的系统研究。在这里，我们分析了长期的光变曲线RS蛇夫座，一个经常性的新星与六个确认爆发，最近在2006年2月。我们证实了先前怀疑的1945年爆发，主要是在一个季节性的差距模糊。我们还发现，通过小波分析，可以用来预测的初期爆发几百天前手的信号。这在以前是不可能的。此外，这可能表明，首选的爆发热核失控机制将不得不修改，因为在这种情况下，预计没有爆发前的信号。如果我们的结果确实指出了我们对爆发是如何驱动的理解的差距，我们将需要仔细研究这些物体，以确定白矮星的质量是否在增长，这是这些系统成为Ia型超新星的一个重要因素。确定经常性新星是一个重要的源人口的可能性将对恒星和星系的演化产生影响。
2011-02-18 astro-ph.SR
Optical spectroscopy of the recurrent nova RS Ophiuchi - from the outburst of 2006 to quiescence
这里展示了2006年蛇夫座RS爆发后一天开始到爆发后一年多的光谱。光谱的演变被发现是类似的，在以前的爆发。早期阶段的光谱主要由氢和氦（I和II）线。后期出现日冕和星云线。发射线的宽度随着时间的推移而变窄，这被解释为一个冲击波扩展到红巨星风。使用光电离代码云，光谱在9个时代跨越14个月后的爆发峰值，从而涵盖了广泛的电离和激发水平的喷出物，建模。最佳拟合的模型参数表明存在一个热的白矮星源，其光度大致恒定为1.26 x 10^{37} erg/s。在前三个月，发现的He，N，O，Ne，Ar，Fe，Ca，S和Ni的丰度（按数量计）高于太阳丰度，这些元素的丰度在后期下降。还提供了在静止期间获得的光谱。静态光谱的光电离模型表明存在低光度的吸积盘吸积盘。在静止期氦的丰度在太阳之下。
2017-11-21 astro-ph.SR
The RS Oph outburst of 2021 monitored in X-rays with NICER
本研究利用NICER在0.2-12 keV能段监测2021年RS Oph新星爆发，揭示了X射线流量演化、辐射机制、中心白矮星特征及热核燃烧停止时间，为新星物理学研究提供了关键观测数据。
2023-07-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Evolution of the Late-time {\it Hubble Space Telescope} Imaging of the Outburst of the Recurrent Nova RS Ophiuchi (2006)
我们用Ribeiro等人（2009）的模型模拟了RS Ophiuchi的晚期{ \it Hubble Space Telescope}成像，当时由于同步地基光谱学的未知可用性，对于从早期到晚期观测的膨胀星云的演变留下了一些悬而未决的问题。最初的发射谱线鉴定表明，光谱中不存在禁止谱线，WFPC 2 F502 N图像区域中出现的发射谱线是由于N{ \sc ii}和He{ \sc i} + Fe{ \sc ii}。最适合光谱的模型是外部快速移动的材料随时间线性膨胀，而内部过密度材料要么经历一些减速，要么物理尺寸没有变化。这种内在超密度的起源需要进一步探索。
2014-10-01 astro-ph.SR
Radio interferometric imaging of RS Oph bipolar ejecta for the 2021 nova outburst
周期性新星和共生双星RS Oph于2021年8月再次爆发，这是其第八次已知的爆发。作为多历元和频率活动的一部分，我们观察到RS Oph 34天后，在5 GHz的欧洲VLBI网络（EVN）的爆发。射电图像在东西方向上被拉长，总延伸约90 mas（或在盖亚DR 3距离d=2.68 [-0.15/+0.17] kpc时约240 AU），并显示了一个明亮而紧凑的中心分量，与盖亚天体测量位置一致，以及它的东西两个瓣，垂直于轨道平面扩展。通过比较发射线轮廓在光谱上的演化，我们发现瓣的前缘以7550 km/s的速度膨胀，i=54 deg为双星的轨道倾角。2021年的射电结构与2006年火山爆发后观察到的非常相似。轨道平面（DEOP）上的密度增强的模糊作用进行了讨论，在与时间相关的可见度的背景中的退波瓣的DEOP，和起源的三峰配置文件追溯到环结构形成的新星喷出物影响的DEOP。
2022-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance analysis of the recurrent nova RS Ophiuchi (2006 outburst)
我们提出了一个分析的元素丰度的喷出物的经常性新星RS Oph使用公布的光学和近红外光谱在2006年爆发。我们使用云光电离程序通过改变几个参数来产生合成光谱，然后将模型产生的光谱与在两个时期获得的观测发射线光谱进行匹配。我们通过$χ^{2}$最小化技术获得最佳拟合模型参数。我们的模型结果与观测到的光学和近红外光谱吻合得很好。最佳拟合的模型参数是兼容的热白矮星源的T $_{BB}$为5.5 - 5.8 $\times$ 10 $^{5}$ K和大致恒定的亮度为6 - 8 $\times$ 10 $^{36}$尔格s $^{-1}$。通过分析，我们发现以下丰度（按数量）与太阳有关的元素：He/H = 1.8 $\pm$ 0.1，N/H = 12.0 $\pm$ 1.0，O/H = 1.0 $\pm$ 0.4，Ne/H = 1.5 $\pm$ 0.1，Si/H = 0.4 $\pm$ 0.1，Fe/H = 3.2 $\pm$ 0.2，Ar/H = 5.1 $\pm$ 0.1，和Al/H = 1.0 $\pm$ 0.1，所有其他元素被设定为太阳丰度。这表明，相对于太阳，氦，氮，氖，铁和氩的喷出物显着增强。利用得到的参数值，我们估计出一个喷射的质量在3.4 - 4.9 $\times$ 10 $^{-6}$ M $_{\odot}$，这是与观测结果相一致的范围。
2015-02-28 astro-ph.SR
Near-Infrared H and K band studies of the 2006 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi
我们目前的近红外光谱在H和K波段的爆发的经常性新星RS蛇夫座（RS Oph）。这些观测涵盖了喷发后1至94天的时间。近红外光曲线和一个广泛的光谱，线确定和光谱的一般特性进行了讨论。HI线剖面的分析表明，在一个强大的中央组件的两侧存在宽翼，表明在喷出物中存在双极速度流。这种流动在运动学上与物体在高分辨率空间图像中显示的双极结构一致。我们讨论的Fe II线在1.6872和1.7414微米的行为和起源，并表明莱曼α和莱曼连续荧光是可行的机制来激发这些线。我们借鉴的结果，碰撞激发也可以有助于激发和显着提高这些Fe II线的强度，提出这些线起源于高粒子密度的网站。这样一个可能的位置可能是高密度，低温接触面，应该存在于冲击波前的冲击喷出物和红巨星风之间。HI线的分解分析表明，在我们观测的大部分时间内，情况B的条件偏离了光学深度效应。看来，激波阵面的爆发直到我们的观测结束时才发生。分析了[Si VI] 1.9641微米冕线和[Mn XIV] 2.0894微米冕线的时间演化。假设碰撞效应在热日冕气体中占主导地位，估计气体中的离子温度。
2009-06-19 astro-ph.SR
Early Planet Formation in Embedded Disks (eDisk) X: Compact Disks, Extended Infall, and a Fossil Outburst in the Class I Oph IRS43 Binary
本文报告了 ALMA eDisk 项目对 Class I 双星 Oph IRS43 的观测，发现其原行星盘尺寸极小但周围包层存在大尺度旋转下落及近期爆发遗迹，揭示了该区域动力学高度活跃。
2023-10-24 astro-ph.EP 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
Changes in the red giant and dusty environment of the recurrent nova RS Ophiuchi following the 2006 eruption
我们目前的近红外光谱的经常性新星RS Oph在2006年2月最近一次爆发后，多次获得。1 - 5微锥光谱主要由红巨星，但H I，He I和日冕线在爆发期间出现在我们所有的观测中。由计算的红外光谱能量分布与观测的通量的拟合，我们发现红巨星的T_eff = 4200 +/-200，K。在红巨星大气中形成的2.3微米的第一泛音CO带是可变的。光谱清楚地表现出红外过量，由于尘埃排放longward的5微米，我们估计的有效温度为500 K的发射尘埃壳，并发现，尘埃排放也是可变的，在2007年超出了检测极限。最有可能的是，RS Oph中的第二颗星是内在可变的。
2009-09-07 astro-ph.HE 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
Optical and Near-IR study of nova V2676 Oph 2012
我们提出了从2012年3月29日到2015年5月8日期间新星V2676 Oph的光学分光光度和近红外（NIR）光度观测。新星的光谱和光度测定是从SMARTS和Asiago获得的;近红外光度测定是从SMARTS和Mt.阿布在最初的日子里，光谱主要是来自巴耳末系的强H I线，Fe II，N I和[O I]线，这是典型的Fe II型新星。测量的H-β和H-α谱线的半高宽为800-1200 km/s。爆发后90天开始有明显的尘埃形成。J-K色是最近形成的尘埃新星中最大的。
2016-12-23 astro-ph.SR
Detection and evolution of the CO (v = 2) emission in nova V2615 Ophiuchi (2007)
我们目前的近红外（1 - 2.5微米）光谱和光度测量结果的新星V2615蛇夫座，这是在爆发中发现的2007年3月。我们的观测从2007年3月28日开始，持续了大约80天，当时新星处于最大亮度。的光谱的演变示出从初始的P-Cygni阶段的发射线阶段，最后到尘埃形成阶段。JHK光谱的特征与发生在碳氧白矮星上的新星爆发非常相似。我们分析了在2.088微米处观察到的线，并认为这可能是由于莱曼α荧光激发的FeII。观测的亮点是在2.29 - 2.40微米区域检测到一氧化碳（CO）的第一泛音带。CO带被建模以估计排放的CO气体的温度和质量，并且还对12 C/13 C比率进行限制。CO波段记录了几个时期，从而允许一个难得的机会，研究其从一个阶段的恒定强度通过一个阶段时，CO被破坏得相当迅速的演变。我们比较了所观察到的时间尺度参与的CO排放的演变，并发现一个很好的协议与模型预测，调查化学在新星流出的早期阶段。
2009-05-28 astro-ph.SR
Recurrent novae as progenitors of Type Ia supernovae
复发新星是一种双星，里面有一颗质量很大的白矮星，质量和克拉塞卡质量一样大，因为它们的复发周期很短，只有10-100年。因此，复发新星被认为是Ia型超新星（SNe Ia）的候选祖先。事实上，超新星Ia PTF 11 kx的证据表明，它的祖先是一颗共生的复发新星。我们已经很好地确定了复发新星的双星参数，特别是对于那些经常爆发的新星，U Sco和RS Oph，这为双星演化到SNe Ia的基本过程提供了有用的信息。因此，我们使用它们作为二元演化模型的测试平台。例如，原来的双简并（DD）方案不能再现RS Oph型复发新星，而Hachisu等人（1999）提出的新的单简并（SD）方案自然可以。我们回顾SD和DD方案之间的主要区别，特别是他们的基本过程的二进制演变。我们还讨论了每个物理过程的观测支持。原始的DD方案是基于20世纪80年代的物理学，而SD方案是基于更近期的物理学，包括新的不透明度，WD的质量增长效率，以及在新星爆发中发展的光学厚风。
2012-12-11 astro-ph.SR
Early Emergence of SSS emission in RS Oph
University of Leicester（莱斯特大学）；University of Wisconsin（威斯康星大学）；INAF-Osservatorio di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）；Technion（以色列理工学院）；European Space Agency (ESA)（欧洲空间局）；European Space Astronomy Centre (ESAC)（欧洲空间天文中心）
本研究通过对比 RS Oph 2006 与 2021 年爆发的 XMM-Newton 光谱，发现其软 X 射线成分快速变化且含未识别发射线，提出其构成介于 SSe 与 SSa 之间的中间类 SSS 光谱，并暗示隐藏光电离源的存在。
2026-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Properties, evolution and morpho-kinematical modelling of the very fast nova V2672 Oph (Nova Oph 2009), a clone of U Sco
V2672在2009年8月16.5日达到最大亮度V=11.35。它是已知最快的新星之一，在经典新星中只有V1500 Cyg（1975）和V838 Her（1991）可与之匹敌，在周期性新星中只有U Sco可与之匹敌。新星的视线经过银河系中心的几度之内。V2672 Oph的红化是E（B-V）=1.6 +/-0.1，它的距离约为19 kpc，位于银河系中心的另一边，距离银河系中心的距离大于太阳。由于缺乏红外对应物，这颗供体星无法成为像RS Oph或T CrB那样的冷巨星。V2672 Oph与U Sco非常相似，在高级下降期间显示出光度平台阶段，He/N光谱分类，极端膨胀速度和三峰发射线轮廓。零强度时的全宽最大为12，000 km/s，并随时间线性下降，斜率与U Sco观测到的非常相似。我们推断WD的质量接近于Sirasekhar极限，并可能最终成为SNIa。形态运动学模拟的演变的Halpha配置文件表明，喷出物的整体结构是一个扁长系统与极地斑点和赤道环。在扁长系统的密度下降速度似乎比在其他组件。V2672 Oph被认为是极上的，倾角为0+/-6度，极斑点的膨胀速度为4800 + 900/-800 km/s。基于它与U Sco的显著相似性，我们怀疑这颗新星可能是一颗复发新星。考虑到它的南半球，最大的微弱度，极其迅速的下降和它与南极洲的接近，很可能V2672 Oph以前的爆发已经被错过了。
2010-09-02 astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the symbiotic-like recurrent nova V407 Cygni during its 2010 outburst. II. The circumstellar environment and the aftermath
天鹅座V407在2010年3月10日的新星爆发是这颗恒星的第一次观测，但它与著名的共生型复发新星RS Oph的相似之处表明它也是这种罕见类型的银河系新星的成员。这颗新星是第一个在$γ$射线能量下被探测到的新星，也是该系统中第一个已知的新星爆炸。这种爆发的广泛的多波长覆盖范围使其成为与类似系统已知的少数其他爆发的理想比较。我们扩展我们以前的分析，从爆炸的米拉和扩大冲击详细的时间发展的光电离的米拉风，拱星介质，和冲击拱星环境，推导出它们的物理参数，以及它们如何与环境的大尺度结构，扩展以前的覆盖面超过500天后爆发。在Mira风中形成的Fe峰离子的吸收线在第69天之前的低速下可见为P Cyg轮廓，大约在X射线峰的时间，我们确定了许多吸收跃迁，而没有伴随金属线的发射。在2010年观察期间，H Balmer线显示出较强的P Cyg吸收谷，该吸收谷在第128天减弱。我们区分的冲击，光电离环境，色球层和内米拉风爆发后超过一年采取的光谱的组件。多壳层和辐射激发现象与最近引用的GRB和SNIa（严重截断）相似。
2011-12-10 astro-ph.SR
The symbiotic recurrent nova V3890 Sgr: binary parameters and pre-outburst activity
本文介绍和分析了共生型复发新星V3890 Sgr在静止期的光学光度学和高分辨率SALT光谱。轨道周期，P=747.6天已从光度和光谱数据推导出来。我们的双线光谱轨道表明，质量比q=M_g/M_WD=0.78 ± 0.05，组分质量为M_WD=1.35 ± 0.13 Msun，M_g=1.05 ± 0.11 Msun。轨道倾角约为67-69度。红巨星正在填满（或几乎填满）它的洛希瓣，而由它的洛希瓣半径d=9 kpc所确定的距离，与巨脉动周期所产生的结果一致。V3890 Sgr的爆发强度与大麦云云中RNe的爆发强度非常相似。V3890 Sgr显示出显着的光度和光谱活动之间的新星爆发的时间尺度类似于那些观察到的共生周期新星T CrB和RS Oph和Z和型共生系统。活动源有一个双温结构，我们已经与存在的吸积盘。这种活动是由吸积速率的变化引起的。我们还提供的证据表明，V3890 Sgr包含一个CO WD吸积在一个高的，几个1 e-8 - 1 e-7 Msun/年，率。WD的质量正在增长，并且应该在大约1，000，000年内产生Ia型超新星-红巨星的预期寿命。
2021-04-13 astro-ph.SR
Spectroscopic orbits and variations of RS Oph
我们研究的目的是改进巨星的轨道根数，并推导出白矮星伴星的分光轨道。还研究了与2006年爆发有关的光谱变化。通过测量冷组分吸收线和宽的H α发射翼的径向速度，得到了光谱轨道，这些吸收线和宽的H α发射翼似乎与热组分有关。还分析了一组CF型吸收线与热分量运动的可能联系。新的周期为453.6天，质量比q=M_g/M_h=0.59。假设一颗大质量白矮星为热分量，M_h= 1.2-1.4 M_{\odot}，红巨星质量为M_g= 0.68-0.80 M_{\odot}，轨道倾角为i = 49-52^{ \circ }。CF型线与任一二元组分都不相关，并且最有可能在朝向热组分流动的材料中形成。我们还证实了RS Oph中LiI双重态的存在，其径向速度与M-巨星径向速度曲线拟合得很好。不管锂的产生机制如何，它的来源很可能来自冷巨星内部，而不是新星爆炸时被巨星捕获的物质。在2006年4月，大部分的发射谱线呈现出一个宽的基座，其中一个强而窄的分量在大约-20 km/s，另外两个扩展的发射分量在-200和+150 km/s。这些成分可能起源于双极气体外流，支持双极激波加热壳层通过垂直于双星轨道平面的冷成分风膨胀的模型。
2009-02-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic and photometric analysis of symbiotic candidates -- I. Ten candidates on classical symbiotic stars
共生星属于一组相互作用的双星，它们显示出各种各样的现象，包括与质量转移有关的突出爆发，以及恒星风，喷流，日食或组件的内在变化。近年来，数十颗新的共生星和候选者被发现。然而，有许多对象仍然研究得很差。在文献中怀疑的一些共生体候选人从未进行过光谱研究。在这方面的贡献，我们目前正在进行的运动集中在共生体候选人的第一个结果。在该系列的第一篇论文中，我们研究了十个候选的经典共生星的性质，这些恒星根据它们的光度行为，颜色或丰度模式而被怀疑。为了确认或拒绝所研究的候选者的共生性质，我们获得了新的光谱，并详细分析了它们，以及对这些物体的多频光度和光谱观测。Hen 3-860和V2204 Oph是真正的共生系统，显示了过去100年来燃烧共生星和爆发的典型光谱特征。第一个物体属于不常见的食共生星群。V1988 Sgr不能被归类为一颗真正的燃烧共生星，但不能排除它是一个只吸收共生系统的可能性。Hen 4-204可能是一颗真正的共生星，因为它与已知的共生双星BD Cam相似。其他六个共生候选者（V562 Lyr，IRAS 19050+0001，EC 19249-7343，V1017 Cyg，PN K1-6，V379 Peg）是单一的矮星或巨星或非共生双星。
2021-07-13 astro-ph.SR
