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
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
V618 Sgr: Galactic eclipsing symbiotic nova detected in repeated outbursts
本研究通过分析文献、测光及35条新光学光谱，发现V618 Sgr是一颗正处于爆发状态的食共生新星，且是首个被观测到重复爆发的银河系共生新星，可能拥有较大质量的白矮星。
2023-05-05 astro-ph.SR
On Orbital Period Changes in Nova Outbursts
我们提出了一个新的机制，产生一个新星爆发期间的轨道周期变化。当喷射出的物质带走了白矮星的特定角动量时，轨道周期就会增加。次级恒星表面的磁场迫使一部分喷出的物质与恒星共转，从而形成双星系统。因此，喷出的物质从双星轨道获得角动量，轨道周期减小。我们表明，足够强的磁场的表面上的第二颗星，总的变化，轨道周期甚至可能是负的新星爆发期间，与以前的预期。准确测定复发新星系统爆发前后的轨道周期，除了对难以测量的物理量提供有意义的限制外，还可以检验新的机制。我们应用我们的机制爆发的经常性新星U斯科。
2011-04-05 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
Episodic mass transfer: A trigger for nova outbursts?
爆发后的新星的高分辨率光谱显示，喷出的气体是运动学上不同的多个组件。我们解释的意见，在情节的增强质量转移起源于第二颗星，导致在形成离散组件的环双星气体和吸积到WD触发新星爆发。在这张照片中，大多数新星的吸收线速度和发射线宽度之间的一致性是由于膨胀的新星喷出物与周围更大质量的环双星气体碰撞的结果。这个模型的一个含义是，大部分的增生气体仍然对WD，导致长期增加WD质量超过每个突出事件。解释新星光谱演化的替代方案是可能的，不调用环双星气体和不同的模型提出了一个可能的测试。
2011-08-24 astro-ph.SR
Dwarf nova oscillations and quasi-periodic oscillations in cataclysmic variables - VII. OY Carinae and oscillations in dwarf novae in quiescence
我们在OY Car的爆发期间观察到矮新星振荡（DNOs），通过下降和超越;它的行为与我们之前在VW Hyi中看到的相似，使其成为第二个在爆发后期有DNOs的矮新星，持续到静止。偶尔也有DNO处于深度静止状态的例子，远离爆发-它们具有与爆发期间相似的特性，表明类似的物理原因和结构。我们讨论了发生在其他矮新星的DNOs，并得出结论，DNOs在静止期比通常认为的更常见，并表现出类似于爆发中看到的属性。
2009-09-04 astro-ph.SR
Classical and Recurrent Nova Outbursts
在过去的40年里，多频观测加上理论建模的进步，使人们对新星现象有了更全面的了解。在这里，我简要回顾了经典新星和复发新星的知识现状，包括它们的中心系统;它们爆发的原因和后果;子类型，以及与Ia型超新星的可能关系。特别注意的是经常性新星RS蛇夫座，因为它显示了丰富的现象与其2006年爆发。最后，总结了一些开放的问题和未来工作的途径。
2011-11-21 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 Outbursts of Classical and Recurrent Novae
在这篇评论中，我提出了我们目前的知识状态，关于经典新星和复发新星系统。两个特定的对象（V1974天鹅座和RS Oph）被选中来说明可能与其爆发有关的现象范围。新星研究的更广泛的重要性是强调和一些最紧迫的未解决的问题进行了总结。
2011-11-22 astro-ph.SR
Hot spot in eclipsing dwarf nova IY Ursae Majoris during quiescence and normal outburst
我们分析了食矮新星大熊座IY在2013年3月正常爆发期间以及2012年4月和2015年10月平静期间的光变曲线中的热点亮度。对四个重建的热点食光变曲线的检查直接表明，热点的亮度只有在爆发期间才发生显着变化。在爆发之前和之后，热点的亮度处于同一水平。因此，根据热点的行为，IY Uma在其正常爆发期间遵循盘不稳定模型。
2016-01-11 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
V476 Cyg (Nova Cyg 1920) is currently a dwarf nova -- first such an object in the period gap?
天鹅座V476（Nova Cyg 1920）是一颗明亮、快速的新星，其照相星等达到2.0等。使用Zwicky Transient Facility（ZTF）公共数据库，我发现这颗新星目前是一颗矮新星，周期长度为~24 d。与目前处于矮新星型状态的其他经典新星相比，天鹅座V476的爆发迅速上升，持续时间短，只有几天。根据AAVSO的观测，这颗新星可能在2016年已经处于矮新星型阶段，即新星爆发96年后。我发现一个可能的轨道周期为0.1018002（6）d使用ZTF数据，这将使该对象在周期间隙。这种假设的短轨道周期似乎可以解释观测到的矮新星爆发的特征和微弱的绝对星等。如果这一周期得到证实，天鹅座V476是一颗轨道周期最短的经典新星，有明显的矮新星爆发，并且在现代有新星爆发的记录。我还比较了V446 Her（Nova Her 1960）的爆发特性，它目前显示SS Cyg型爆发。天鹅座V476向矮新星相的转变发生的时间（约100年）比周期间隔以下的经典新星所假设的时间（约1000年）要早得多。天鹅座V476不仅将提供一个理想的实验室的行为，辐照吸积盘的潮汐不稳定性预计工作，但也是一个理想的实验室的影响，一个巨大的白矮星对矮新星爆发。
2022-03-12 astro-ph.SR
Photometric Observations of the 2017 Outburst of Recurrent Nova M31N 2007-10b
M31是观测和研究复发新星的理想实验室。迄今为止，在M31中已经发现了18颗复发新星，其中6颗复发周期小于9年。M31 N 2017- 12 a（AT 2017 jdm）是一个在M31中心附近报告的瞬变现象，根据先前数据的限制，爆发时间估计为2017年12月24.141 +/- 0.42。在这里，我们提出了M31 N 2017- 12 a的光度观测，我们确认它是M31 N 2007- 10 b的重现。
2018-10-23 astro-ph.SR
On the 2011 outburst of the Recurrent Nova T Pyxidis
我们讨论了星云相位发射在2011年爆发的经常性新星T Pyxeurs和目前的初步结果分析的线配置文件。我们还对双星系统的结构和X射线辐射进行了讨论，指出白矮星的质量应该大于0.8 M $\odot$。
2014-07-26 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
BVRcIc photometric evolution and flickering during the 2010 outburst of the recurrent nova U Scorpii
介绍了2010年周期性新星U Scorpii爆发的CCD BVRcIc光度观测结果。光变曲线发展平稳，t2（V）=1.8，t3（V）=4.1天，接近1999年大爆发的t2（V）=2.2，t3（V）=4.3天。2010年的平台期比1999年的爆发更亮，持续时间更短，开始时间更早。闪烁，$I_{\rm C}$的振幅是$B$带的两倍，在第+4.8天和+15.7天不存在，在第+11.8天存在，时间尺度约为半小时。
2010-03-15 astro-ph.SR
Nova Framework: A New Tool For Modeling of Nova Outbursts and Nucleosynthesis
经典新星是白矮星从其低质量主序星或红巨星双星伴星吸积的富氢物质表面热核爆炸的结果。其喷出物的化学成分分析表明，新星爆发发生在碳-氧（CO）和氧-氖（ONe）WD，并有吸积信封和底层WD之间的跨界混合。我们结合了恒星演化代码MESA和后处理核合成工具的NuGrid到一个框架，允许产生最新的模型的新星爆发和计算详细的核合成发生在CO和ONe WD的新星。在我们的一维数值模拟中的对流边界混合（CBM）是使用一个扩散系数，是指数递减的距离下的对流信封的底部。该MESA CBM处方基于3D流体动力学模拟中的发现，即速度场以及用扩散系数表示的混合在对流边界附近的稳定层中呈指数衰减。该框架还可以使用通常采用的一维新星模型，其中煤层气是通过假设增生信封已预先富集WD的材料来模拟的。在这份初步报告中，我们提出了最有趣的新的结果与CO和ONe新星爆发，已获得与新星框架。
2012-10-29 astro-ph.SR
The $UBV$ Color Evolution of Classical Novae. III. Time-Stretched Color-Magnitude Diagram of Novae in Outburst
我们提出了一个改进的色星等图，$(B-V)_0$与$(M_V-2.5 \log f_{\rm s})$，其中$f_{\rm s}$是（目标）nova相对于比较（模板）nova的时间标度因子，$(B-V)_0$是固有$B-V$颜色，$M_V$是绝对$V$幅度。我们称之为时间拉伸色星等图。我们仔细地重新分析了20新星的基础上的时间拉伸方法，并修改了他们的解释$E(B-V)$，在$V$带$(m-M)_V$的距离模量，距离$d$，和时标因子$f_{\rm s}$对模板新星LV Vul。我们发现，这20颗新星的爆发轨迹大致遵循两个模板轨迹之一，LV Vul/V1668 Cyg或V1500 Cyg/V1974 Cyg组，在时间拉伸的颜色-星等图。此外，我们估计白矮星的质量和$(m-M)_V$的新星直接拟合的绝对$V$模型光变曲线（$M_V$）与观测的表观$V$星等（$m_V$）。$(m-M)_V$的两个估计值的良好一致性证实了时间拉伸色星等图的一致性。我们的距离估计与盖亚数据发布2的结果非常一致。
2019-02-28 astro-ph.SR
CS Indi: SU UMa-Type Dwarf Nova with Long Precursor Outburst
我们观测了2018年11月的CS Ind爆发，并证实这是一次真正的超级爆发，具有非常长的[平均0.12471（1）d]超级峰周期。超爆发之前有一个长的前兆，这是第一次在SU UMa型矮新星中记录。我们的解释是，在盘中的足够量的质量的组合点火前的爆发和潮汐不稳定性的3：1共振的边界线附近的缓慢发展引起的冷却前开始潮汐不稳定性的充分发展。这一发现提供了另一个支持最近解释的潮汐不稳定性的缓慢发展，导致各种现象类似于WZ Sge型矮新星在SU UMa型矮新星具有很长的轨道周期。
2019-09-03 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
The 2010 early outburst spectrum of the recurrent nova U Scorpii
目标。我们目前的光谱的快速复发新星U斯科在其最近的爆发，在24小时内获得的最大光。方法.我们使用中分辨率（R~4000）光谱与MagE摄谱仪上的麦哲伦（粘土）6.5米望远镜的Las Campanas天文台。结果该光谱是值得注意的是，它缺乏一个低电离瞬态重元素吸收系统，这是可见的绝大多数新星接近最大的光。我们认为，这可能是由于内拉格朗日L1质量传递的优势和缺乏一个环双星气藏在这个对象
2010-12-03 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
Unusual stunted outbursts in the nova-like variable HS 0229+8016
我们展示了HS 0229 + 8016在2006年至2019年之间的光变曲线，显示该恒星的亮度在13.4等至15.1等之间变化。有持续数百天的事件，在此期间，明显的0.6等周期性变化，每次持续约。9.5天从观测上看，这些都非常类似于在几个类似新星的激变变星中不时看到的发育不良的爆发，比如UU Aqr。有两个间隔长达166天，当这些发育不良的爆发似乎减少，甚至停止。这些都与系统达到ca相吻合。0.7比平时更暗。以前的工作者认为HS 0229 + 8016可能是Z Cam矮新星家族的一员，但我们没有发现中等亮度的特征性矮新星爆发和静止的证据。应继续监测HS 0229 + 8016，以了解更多关于该系统的长期行为。
2019-12-18 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
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
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
The 2011 Outburst of Recurrent Nova T Pyx: Radio Observations Reveal the Ejecta Mass and Hint at Complex Mass Loss
尽管是这类新星的原型，T Pyx可以说是最不寻常和最不了解的复发新星。在这里，我们使用卡尔G. Jansky甚大阵列追踪2011年T Pyx爆发过程中喷出物的演变。射电辐射与新星喷出物的热辐射大致一致。然而，令人惊讶的是，射电流量在爆发的后期开始上升，这表明在爆发的前50天内，大部分的射电辐射物质要么非常冷，要么膨胀非常缓慢。考虑到一个合理的范围内的体积填充因子和几何形状的喷出物，我们发现，高峰值流量密度的无线电发射需要一个大规模的喷射1-30 x 10^{-5}太阳质量。这个喷出物的质量比通常与周期性新星相关的值要高得多，并且与远低于克拉塞卡极限的白矮星上的新星更一致。
2014-03-03 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
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
V606 Aql (Nova Aquilae 1899) is now a dwarf nova
我们发现，1899年新星V606 Aql目前显示矮新星爆发，典型的周期长度为270天，振幅约为1.5等，使用公开数据发布的Zwicky瞬态设施观测。已经提出静止时的低质量传递速率来解释大的喷发幅度（Tappert等人，2016年），目前对矮新星爆发的探测支持了这一解释。在新星爆发后100多年转变为矮新星状态，这证明了冬眠的说法。从矮新星爆发估计的绝对星等表明，V606 Aql应该是一颗快速新星，而在静止时存在高激发线可以用大质量白矮星的存在来解释。
2021-07-15 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
H-alpha spectroscopy of the recurrent nova RS Oph during the 2021 outburst
我们报告了2021年8月12日至23日在最近爆发期间获得的复发新星RS~Oph的$Hα$发射线的光谱观测。根据P~Cyg的高强度剖面和H-α的强发射，我们估计了环绕在Oph周围的物质的流出速度在32 km/s < V_{out} < 68 km/s之间。新的GAIA距离表明红巨星可能属于II和III光度级之间。光谱可根据作者和Zenodo的要求提供。
2021-09-23 astro-ph.SR
Flickering returns as RS Oph reestablishes quiescent conditions following its 2021 nova outburst
RS Oph在远离其重复的新星爆发时持续显示出可见光波长的闪烁。在2006年的喷发中，闪烁消失了，这在最近的2021年事件中重复。我们一直在监测RS Oph，寻找2021年爆发后B波段闪烁的重现。在+210天（从新星光学最大值开始计算），闪烁仍然没有（西格玛（B）<0.002等），在+224天出现在西格玛（B）=0.008等，并在+250天上升到西格玛（B）=0.029等。在随后的日期，振幅仍然很大，但波动。RS Oph的B波段平静亮度的恢复大约在+225天开始，并在+260天完成。系统亮度的上升和闪烁的再现所遵循的平行模式证实了在RS Oph中所发挥的中心作用，即吸积盘恢复到爆发前的状态，以及RG风对直接的星周空间的重新填充。
2022-05-28 astro-ph.SR
Nova Sagittarii 1943 (V1148 Sgr): A Luminous Red Nova?
人马座新星1943（V1148 Sgr）是一个8等的光学瞬变，在爆发期间具有晚型光谱是不寻常的，与经典新星的正常高激发光谱形成鲜明对比。不幸的是，在发现公告中只给出了一个近似的位置，阻碍了后续观测其残骸的尝试。我们已经在哈佛档案馆的两张照相底片上识别出了这颗新星，使我们能够确定精确的天体测量位置。除了1943年和1944年获得的这两张底片，哈佛大学收藏的1897年至1950年的照片中没有一张显示V1148 Sgr的亮度达到g ~ 18.3。现代的深空影像显示，在i ~ 19.2处有一个候选的遗迹，距离新星的位置只有0”.26。V1148 Sgr可能是一颗明亮的红色新星（LRN），是银河系中已知的第六颗。然而，它缺乏近红外和中红外的过度，以及毫米波发射，在其他LRNe中看到，使其性质不确定。我们强烈要求对候选残骸进行光谱分析。
2022-05-26 astro-ph.HE 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
LS And: WZ Sge-type outburst first time since the 1971 discovery
LS And是1971年在M31区域发现的一颗瞬变新星，人们一直在争论它是星系间新星还是矮新星。使用Zwicky Transient Facility（ZTF）的数据，我发现该物体在2022年4月经历了第二次已知的爆发。这是一颗WZ Sge型矮新星的行为，它有一个长长的衰落尾巴，1971年和2022年爆发的光变曲线非常匹配。光变曲线表明，LS And是一个典型的WZ Sge型矮新星，接近（但在达到）激变变星的周期最小值。1971年爆发的真实观测峰值可能是12.2磁。爆发参数与其他WZ Sge型矮新星相似。衰落的尾巴持续了一年多，物体目前仍然在这条尾巴上。在褪色的尾巴上有一个0.5等的暂时变亮的暗示，并且该物体在爆发后似乎仍然活跃。
2023-01-10 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
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 Thermonuclear Runaway and the Classical Nova Outburst
新星爆炸发生在激变变星双星系统的白矮星部分，它正在吸积它的伴星丢失的物质。当白矮星吸积了足够的物质时，就会发生热核失控，并在经典新星爆炸中观察到物质。我们描述了最近的进展，在我们的理解的进展的爆发，并概述了一些仍然悬而未决的难题。我们报告的影响，提高核反应率库，包括一个现代核反应网络在我们的一维，全隐式，流体动力学的计算机代码。此外，Ia超新星的观测研究也取得了一些进展，我们在这篇综述中讨论了这一点。
2016-05-13 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
The unusual 2006 dwarf nova outburst of GK Perseii
2006年英仙座GK的爆发在光学和紫外波长上与该天体的典型爆发有很大不同。我们提出了多波长（X射线，紫外线和光学）斯威夫特和AAVSO数据，提供前所未有的宽带覆盖的爆发，使我们能够遵循这些波长的演变比正常的2006年爆发。在光学和紫外线中，我们看到一个三峰形态，最大亮度比往年低约1.5个星等。相比之下，硬X射线通量峰值与之前的爆发相同。我们解决这个二分法证明，硬X射线通量仅占吸积过程中释放的总能量的一小部分，并解释的光学/紫外线爆发轮廓所产生的一系列加热和冷却波穿越光盘，其可变的密度分布造成的。
2009-07-09 astro-ph.SR
Near-infrared studies of V5558 Sgr: an unusually slow nova with multiple outbursts
我们提供了异常缓慢的新星V5558 Sgr（2007）的近红外（1-2.5微米）JHK光谱结果。V5558 Sgr缓慢爬升到最大值，持续了约60天，然后经历了至少5次强烈的次级爆发。我们分析了光学光变曲线，得出了分别为281 +/- 3和473 +/- 3天的大t2和t3值。由于传统的MMRD关系可能不适用于慢新星，因此采用另一种方法得出1.55 +/- 0.25 kpc的距离估计。在最大值前阶段，光谱显示出窄的（FWHM ~ 400 - 550 km/s）和强的Paschen和布拉开系发射线，其中P-Cygni成分突出。在后期阶段，光谱显示出显着的变化与HI，HeI，OI和NI的强和宽的~ 1000 km/s的发射线和一些不常见的Fe II发射线的发展。没有发现粉尘形成的迹象。V5558 Sgr是一颗罕见的杂合新星，从光谱上看，它是由He/N型向Fe II型转变的。然而，近红外数据没有显示这样的转变，我们讨论了这种异常行为。通过对Brackett线的复合分析，我们可以限制早期光学厚度阶段的电子密度和发射测量，并根据后来的观测结果估计出喷出物的质量为（6.0 +/- 1.5）x 10^（-4）Msun，假设填充因子为1。
2014-11-26 astro-ph.SR
The Heating and Pulsations of V386 Serpentis after its 2019 Dwarf Nova Outburst
以下的脉动光谱的白矮星通过加热和冷却参与矮新星爆发周期提供了一个独特的看法，对流驱动的变化发生在几个月的时间尺度与千年的非吸积白矮星。2019年1月，矮新星V386 Ser（少数包含吸积、脉动白矮星的矮新星之一）经历了一次大幅度的爆发。哈勃太空望远镜的紫外光谱是在爆发后7个月和13个月获得的，在此期间，地面光学测光和高速测光分别在爆发后5.5个月和17个月获得。由此产生的光谱和脉动分析显示，在两次紫外观测之间，白矮星从21，020 K冷却到18，750 K（重力对数（g）= 8.1），同时在爆发后比静止时短得多的时间内，在紫外和光学上都存在明显的强烈脉动。脉动周期在爆发后的一年中持续延长，与脉动理论一致。然而，它仍然有待观察，如果行为在较长的时间过去的爆发将模仿不寻常的非单调冷却和长时间在类似的系统GW Lib明显。
2021-04-30 astro-ph.SR
Discovery and outburst characteristics of the dwarf nova ASAS J224349+0809.5
我们报告了一个新的矮新星的发现和我们的观察，它的第一个确认的超级爆发在2009年10月。爆发幅度为6级。主爆发持续了17天，4天后又发生了一次显著的再亮。在主爆发期间出现了超级驼峰，这证实了它属于SU UMa家族。最初的平均超峰周期为Psh = 0.06965（17）d，但O-C残差的分析表明，Psh在爆发期间发生了戏剧性的演变。在平台期的前三分之二，dPsh/dt = +1.24（5）× 10-3。然后有一个突然的变化，随后周期以dPsh/dt = -1.01（9）× 10-3减小。超峰的振幅也各不相同，最大振幅接近爆发的开始，第二个最大值对应于Psh的不连续性。对档案数据的分析显示，2005年10月、2006年6月和2007年6月也发生了爆发。假设超级爆发是周期性的，我们估计爆发周期约为450天。
2010-05-18 astro-ph.SR
Near-infrared studies of the 2010 outburst of the recurrent nova U Scorpii
我们提出了近红外观测的2010年爆发的U Sco。从爆发后0.59天开始，连续10天出现JHK测光。这样的光度学可以有益地集成到一个更大的数据库的其他多波长的数据，旨在全面研究的U Sco的演变。早期近红外光谱，从0.56天后爆发，并讨论了它们的一般特征。在爆发的早期，我们在几条谱线中看到了非常宽的翅膀，尾巴沿着视线延伸到~ 10000 km/s;这是出乎意料的，有一颗新星的喷射速度等于通常认为只有超新星才有的速度。根据重组分析，我们估计上限为10^-4.64[+0.92. - 0.74]Msun为喷射质量。
2010-08-24 astro-ph.SR
Photometric evolution of the 2016 outburst of recurrent Nova LMC 1968: the first three weeks
光学（BVRI）测光的前三个星期的爆发的经常性新星LMC 1968年提出和讨论。2016年的I波段光变曲线是2010年火山爆发的精确复制品，即使是最微小的细节。最大星等被推断发生在2016年1月21.2日，I=11.5等，对应的绝对星等M（I）=-7.15。一个~1天的高原是目前在所有波段约6天过去的光学最大值，同时出现的超软X射线发射在斯威夫特的观测，信号的广泛电离的喷出物。这颗新星进入了一个更长的平台期，大约比最大值晚了9天，由白矮星的亮度控制，现在可以直接看到它，并且它的表面仍然有核燃烧。爆发复发的平均周期约为955天（2.6年），这既符合OGLE季间间隙，也符合观测到的前一次爆发之间的间隔。
2016-03-08 astro-ph.SR
SiO Maser Spectra of V407 Cyg after the 2010 March Nova Outburst
我们报告了2010年3月10日经典新星爆发后共生恒星系统V407 Cyg的SiO脉泽辐射的时间变化。虽然SiO $J=1$ -0 $v=1$和43.122和42.821 GHz的2条谱线以前都在双星系统中的mira的包络中被发现，但在新星爆发后，只有$J=1$ -0 $v=2$谱线的微弱发射一直是可检测的。线轮廓表现出显着的变化后几个星期的爆发;组件上的高速侧的系统速度消失后两个星期的爆发，和一个新的持续组件出现在低速侧后。这些观测结果表明，SiO发射区在两周的时间尺度内被新星激波消灭，但一部分微波激射区很快被米拉脉动排出的冷分子气体补充。
2010-12-03 astro-ph.SR
Effects of a Companion Star on Slow Nova Outbursts -- Transition from Static to Wind Evolutions
在~0.5-0.7 M_sun的低质量白矮星中，可以实现两种类型的新星演化，即，一种是像通常的经典新星那样，有光学厚风的演化，或者是另一种没有光学厚风的演化，比如共生新星PU Vul。后者的特点是光谱没有强风的迹象，以及在其光变曲线的一个长期平坦的光学峰。我们提出了一个过渡，从没有光学厚风的演变，通常的演变与光学厚风作为一个新的爆发模型的慢新星，表现出一个相对较长的持续时间的多峰阶段，然后风阶段一样，在慢新星V723 Cas，HR Del，和V5558 Sgr。我们用一维近似的伴星效应计算了新星包层，发现当伴星深深嵌入扩展的新星包层中时，静态包层的结构接近光学厚风解的结构。因此，从静态到风的解决方案的过渡是由同伴的影响。这种转变发生在像V723 Cas这样的近距离双星新星中，但不会在像PU Vul这样的长周期双星中触发。我们再次证实了我们以前的结果，摩擦能量沉积是可以忽略不计的小，几乎所有的氢/氦新星，因为在轨道上的低包络密度。
2011-09-30 astro-ph.SR
Spectroscopic diagnostics of dust formation and evolution in classical nova ejecta
一小部分经典新星在爆发的早期阶段形成尘埃。经典的CO nova V5668 Sgr（Nova Sgr. 2015年b）在爆发后约100天经历了一个深光度最小值，覆盖了整个光谱。在较早的CO新星V705 Cas（Nova Cas 1993）中观察到了类似的事件，在较近的CO新星V339 Del（Nova Del 2013）中观察到了光学意义较小的事件。这项研究提供了一个“比较和对比”这些事件，以更好地了解非常动态的尘埃形成事件。我们显示了尘埃形成的影响，多波长高分辨率线轮廓的间隔1200 nm-9200 nm使用的双锥弹道结构，已被应用在我们以前的研究喷出物。我们发现，V5668 Sgr和V339 Del都可以用灰色不透明度的尘埃来模拟，这表明尘埃颗粒相当大（至少0.1微米），并且在晚时间光谱中，对于V5668 Sgr，直到事件发生后650天，对于V339 Del，直到事件发生后866天，谱线轮廓的持续不对称性表明尘埃很好地进入透明，喷出物演化的星云阶段。这是一种评估尘埃形成新星的特性的一般方法，在喷出物中红外线完全透明之后。
2018-07-18 astro-ph.SR
Quiet Novae with Flat Maximum -- No Optically Thick Winds
我将解释为什么大多数新星在光变曲线中显示出尖锐的光学峰，而少数新星，如PU Vul，显示出持续时间长的平坦光学最大值。对光学厚风发生条件的重新考察表明，在低质量（小于0.7 Mo）白矮星（WD）的新星爆发过程中，光学厚风被抑制，实现了流体静力学演化。在这种情况下，新星爆发由于没有强烈的物质抛射，演化非常缓慢，并且长时间处于低温阶段，导致长时间的平坦光学峰。这解释了共生新星PU Vul的爆发性质，它显示了平坦的光学最大值持续了8年之久，没有风质量损失的光谱指示。另一方面，在普通的新星爆发中，强烈的光学厚风不可避免地会发生，它们会很快带走大部分的包层物质。因此，光变曲线在光学峰之后立即衰减，这导致光学光变曲线的尖峰。
2011-01-13 astro-ph.SR
MESA Models of Classical Nova Outbursts: The Multicycle Evolution and Effects of Convective Boundary Mixing
新星是一种激变变星，由白矮星（WD）的低质量主序星伴星吸积富氢物质而驱动。新的时域观测能力，如Palomar瞬变工厂和Pan-STARRS，揭示了它们的行为的多样性，应该在理论上加以解决。新星爆发敏感地依赖于核物理数据，需要更容易获得的新星模拟，以便有效地优先考虑核天体物理学的实验工作。本文利用MESA恒星演化程序，构造了COWD核的多颗超新星演化序列。我们探讨了一系列的WD群众和吸积率，以及不同的冷却时间开始吸积之前的效果。此外，我们还研究了吸积物质的元素丰度分布和对流边界混合对核壳界面的依赖性。具有这种对流边界混合的模型显示，与观测结果相当的底层白矮星中的C和O的吸积包层的富集。我们比较我们的结果与以前的工作，并探讨了一个新的方案与3 He触发对流的新星。
2012-10-18 astro-ph.SR
Optical spectroscopic and polarization properties of 2011 outburst of the recurrent nova T Pyxidis
我们研究了2011年爆发期间T Pyx的光谱和电离结构演化，并研究了其早期阶段偏振度的变化。研究中使用了该系统发现以来1.28- 2415.62天的光学光谱资料和爆发早期1.36- 29.33天的光学宽带成像偏振观测资料。新星喷出物的电离结构的物理条件和几何形状已经模拟了几个时代使用光电离代码，云在1D和pyCloudy在3D。新星喷出物在2011年爆发期间的光谱演化与以前的爆发相似。由于在此期间的良好覆盖，在早期阶段可以非常清楚地看到线条轮廓的变化。线轮廓从天鹅座P-Cygni（更窄，更深，更尖锐）到更宽，更有结构的发射轮廓，后来在后期爆发阶段变得更窄，更尖锐。平均喷射质量估计为$7.03\, \times\, 10^{-6}\, M_{\odot}$。喷出物的电离结构被发现是一个双极圆锥结构与赤道环，与一个低的倾角$14.75^\circ\, \pm\, 0.65^\circ$。
2019-01-02 astro-ph.SR
Convective overshoot mixing in Nova outbursts - The dependence on the composition of the underlying white dwarf
我们在这里提出，第一次，一个二维的研究过冲对流机制在新星爆发的吸积信封下的层的广泛的可能成分。以前的调查研究这种机制只为太阳组成物质的碳氧（C-O）白矮星的顶部吸积。由于在逃逸过程中，与碳的混合大大提高了氢的燃烧速率，人们应该质疑喷出物是否也有可能显著富集恒星演化模型预测的其他基本成分（He，O，Ne，Mg）。我们模拟了几种非碳的情况，并在喷射的氢层中发现了大量的这些底层材料。尽管有很大的差异率，时间尺度和能量的情况下，我们的研究结果表明，对流疏浚机制预测显着富集在我们所有的非碳的情况下，包括氦富集在经常性的新星。结果与观测结果一致。
2012-10-03 astro-ph.SR
