新星的轨道周期变化

最短轨道周期区的矮新星：I.一颗新的短周期矮新星OT J055717 +683226

Dwarf Novae in the Shortest Orbital Period Regime: I. A New Short Period Dwarf Nova, OT J055717+683226

我们报告了一个新的矮新星，OT J 055717 +683226，在其首次记录的超爆发在2006年12月的观察。我们的观测表明，该天体是一颗SU UMa型矮新星，具有非常短的超级峰周期，为76.67 ± 0.03 min（0.05324 ± 0.00002 d）。下一次超级爆发是在2008年3月。因此，超爆发（超循环）的重现时间估计为~480 d。该超周期比WZ Sge型矮新星的超周期短得多，WZ Sge型矮新星的超周期大于~ 10年，是最短轨道周期区（<~85 min）的主要矮新星种群。使用层次聚类分析，我们确定了七组矮新星在最短的轨道周期制度。我们确定了一小组的对象，有短的超周期，小爆发幅度，和大的超级驼峰周期过剩，相比，WZ Sge星。OT J 055717 +683226可能属于这一类。

ASASSN-14 ho：具有多次再亮的最长周期矮新星

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。

十四颗新星的轨道周期变化以及标准理论、休眠模型和磁制动模型预测的严重失败

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。

光学引力透镜实验。OGLE数据中的矮新星。I.三个新的矮新星：一个在周期间隙和两个更长的周期物体

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。

用SDSS颜色表征矮新星

Characterization of Dwarf Novae Using SDSS Colors

我们已经开发了一种方法来估计矮新星的轨道周期，从斯隆数字巡天（SDSS）的颜色在静止使用人工神经网络。对于典型的对象以下的周期差距与足够的光度精度，我们能够估计的轨道周期的精度为1西格玛误差为22%。对于轨道周期较长的系统，估计误差更大。我们还开发了一种基于神经网络的分类方法。这种方法已被证明是有效的分类对象分为三类（WZ Sge型，SU UMa型和SS Cyg/Z Cam型），并适用于非常微弱的对象的限制g=21。利用这种方法，我们已经调查了现代瞬态调查（卡塔利娜实时调查）的矮新星的轨道周期的分布。使用由Uemura等人开发的贝叶斯分析（2010，arXiv：1003.0945），我们发现当前样本倾向于给出朝向最短周期的更平坦的分布和周期最小值的更短估计，这可能是由神经网络分析中的不确定性和测光误差引起的。我们还提供了估计的轨道周期，估计分类和补充资料，已知的矮新星与静态SDSS测光。

TESS light curves of cataclysmic variables -- II: Superhumps in old novae and novalike variables

Superhumps are among the abundant variable phenomena observed in the light curves of cataclysmic variables (CVs). They come in two flavours as positive and negative superhumps, distinguished by periods slightly longer or shorter, respectively, than the orbital periods of these interacting binary systems. Positive superhumps are ubiquitous in superoutbursting short period dwarf novae of the SU~UMa type but are less common in longer period systems with accretion disks in a permanent bright state such as novalike variables and most old novae. Negative superhumps do not seem not to have a preferen…

致密双星白矮星中的潮汐新星

Tidal Novae in Compact Binary White Dwarfs

致密的双白矮星（WD）由于引力辐射而经历轨道衰变，在合并之前会经历显著的潮汐加热。在这些WDs中，占主导地位的潮汐效应涉及激发外向重力波在内部恒星信封和这些波的耗散在外部信封。随着双星轨道的衰减，WD从外到内同步（首先是包络同步，然后是核心同步）。我们研究潮汐热的沉积在信封的碳-氧WD和研究如何影响这种潮汐加热的结构和演化的WD。我们表明，显着的潮汐加热可以发生在恒星的退化氢层。这一层升温的速度比冷却的速度快，从而引发失控的核聚变。这种“潮汐新星”可能出现在所有包含CO WD的WD双星中，轨道周期在5分钟到20分钟之间，并且在最终合并之前10^5-10^6年。

寻找古老的新星

The hunt for old novae

我们告知我们正在进行的项目的进展情况，以确定和分类旧的经典新星，使用深UBVR测光和随后的光谱学进行适当的候选人确认，以及时间分辨观测，以找到轨道周期和其他物理特性的确定的老新星。这样，我们已经将确认的南部和赤道后新星的数量从33个增加到50个，并确定了8个物体的新轨道周期。作为一个例子，我们总结的结果V728斯科（新星斯科1862年），我们发现这是一个食系统与3.32小时的轨道周期，显示高和低的国家类似的矮新星爆发。对低态食的分析表明，在白矮星周围存在一个小的热的内盘。

从自洽数值模拟得到的激变变星的统一理论

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。

超软新星和持久性SSS中的短周期X射线振荡

Short-period X-ray oscillations in super-soft novae and persistent SSS

在三颗新星的SSS相和一颗持续SSS相的X射线光变曲线中发现了<100 s的短周期振荡。我们追求的观测方法，以确定可能的驱动机制和关系的基本系统参数，如白矮星质量。我们进行了系统的搜索，在所有可用的XMM牛顿和钱德拉X射线光变曲线的持续SSS和新星在SSS阶段的短周期振荡。为了研究时间演化，我们将每个光变曲线分成短时间段并计算功率谱。然后，我们构建了动态功率谱，从中我们确定瞬态周期信号，即使只存在很短的时间。从每个系统的所有时间段，我们计算检测到周期性信号的时间分数。除了先前已知的具有短周期振荡的系统，RS Oph（35秒），KT Eri（35秒），V339 Del（54秒）和Cal 83（67秒）之外，我们还发现了一个额外的系统，LMC 2009 a（33秒），并从KT Eri的Chandra数据中确认了35秒周期。振荡的幅度是小于相应计数率的15%的量级，并且变化不明显依赖于X射线计数率。LMC 2009a、RS Oph、KT Eri、V339 Del和Cal 83在2 σ显著性（占空比）下检测到相应周期的时间分数分别为11.3%、38.8%、16.9%、49.2%和18.7%。在单个观察中发现的相应最高占空比为38.1%、74.5%、61.4%、67.8%和61.8%。

Transient behavior of three SU UMa-type dwarf novae; AR Pic, QW Ser and V521 Peg

Changes in the supercycle lengths of some SU UMa-type dwarf novae have been detected by other studies, and indicate that the mass transfer rates noticeably decrease over time. We investigated the supercycle lengths of three SU UMa-type dwarf novae: AR Pic, QW Ser and V521 Peg, to determine if they have detectable changes in their supercycles. We present the results of optical spectroscopic and photometric observations of these sources. Our observations were conducted in 2016 and 2017 at the Boyden Observatory and the Sutherland station of the South African Astronomical Observatory. The quiesce…

喷发后的生活- III。旧新星V365 Car、AR Cir、V972 Oph、HS Pup、V909 Sgr、V373 Sct和CN Vel的轨道周期

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。

A Triple Star Origin For T Pyx and Other Short-Period Recurrent Novae

Recurrent novae are star systems in which a massive white dwarf accretes material at such a high rate that it undergoes thermonuclear runaways every 1 - 100 years. They are the only class of novae in which the white dwarf can grow in mass, making some of these systems strong Type Ia supernova progenitor candidates. Almost all known recurrent novae are long-period (P_orb > 12 hrs) binary systems in which the requisite mass supply rate can be provided by an evolved (sub-)giant donor star. However, at least two recurrent novae are short-period (P_orb < 3 hrs) binaries in which mass transfer would…

金属丰度为$Z = 0.02$和$Z = 10^{-4}$的新星综合模型

Comprehensive models of novae at metallicity $Z = 0.02$ and $Z = 10^{-4}$

新星是热核逃逸在吸积白矮星表面的观测表现。虽然新星是一种普遍存在的现象，但它们在低金属丰度下的性质还没有得到很好的理解。使用公开的恒星演化代码模块恒星天体物理学实验（MESA），我们模型的吸积碳氧WD的演变，并考虑模型吸积物质的金属丰度Z=0.02或$10^{-4}$。我们认为这两个模型没有混合和富含CO元素的物质，假设混合发生在吸积过程中（混合分数为0.25）。我们目前和对比的点火质量，喷出的质量，复发期和新星的最大光度为不同的WD质量和吸积率为这些金属丰度和混合的情况下。我们发现Z = 0.02的模型的点火质量和重现周期比低Z的模型小，而喷出的质量和最大光度较大。新星爆发期间的保留效率随着金属丰度的增加而降低。在我们的实现中，包括混合在H/He接口减少吸积质量，喷射质量和复发周期相比，无混合的情况下，而最大光度变得更大。保留效率显著降低，在我们的大多数模型中变为负值。为了便于使用，我们提供了一个表格总结我们的结果。

复发新星中的X射线闪：M31N 2008- 12 a和快速未探测的含义

X-Ray Flashes in Recurrent Novae: M31N 2008-12a and the Implications of the Swift Non-detection

新星爆发的模型表明，X射线闪光应该发生在氢点燃之后。然而，这种X射线闪光从未被观测证实。本文给出了两颗质量分别为1.380和1.385 M_sun的特大质量白矮星的X射线闪光的四条理论光变曲线，重现周期分别为0.5年和1年。X射线闪光的持续时间对于更大质量的WD和更长的复发期是更短的。其中1.385M_sun的WD持续时间最短，为14小时（0.6天），复发期为1年。一般来说，新星爆发在很短的重现期内相对较弱，这导致向光学峰值的演化相当缓慢。这种缓慢的时间尺度和非常短的复发期新星的可预测性，使我们有机会观察复发新星的X射线闪光。在这种情况下，我们报告的第一次尝试，使用雨燕天文台，以检测一个X射线闪光的经常性新星M31 N 2008- 12 a（0.5或1年的复发周期），这导致在光学检测之前的8天期间的X射线发射的非检测。我们讨论了这些意见对新星爆发理论的影响。X射线闪光是新星研究的最后前沿之一，它的探测对于理解前光学最大相位至关重要。我们鼓励进一步的观察。

三颗复发新星的轨道周期

Orbital Periods for Three Recurrent Novae

我报告的发现轨道周期的三个经常性的新星在我们的银河系。根据2004-2008年的SMARTS测光，V745 Sco的轨道周期为510+-20天，具有椭球调制。V3890 Sgr的轨道周期为519.7+-0.3天，具有椭球调制和浅食，主要基于1995-2008年的SMARTS和AAVSO测光，但也可以追溯到1899年的档案板。此外，在红色区域还可以看到振幅为0.2等、周期为103.8 ± 0.4天的正弦调制，这是由巨大伴星的普通脉动引起的。V394 CrA的轨道周期等于其主测光周期的两倍（P_orb=1.515682+-0.000008天），基于1989-2008年的测光。我使用所有可用的信息（包括UBVRIJHK光谱能量分布）来获得与红巨星同伴的四个RNe的距离，T CrB为800+-140 pc，RS Oph为4300+-700 pc，V745 Sco为7300+-1200 pc，V3890 Sgr为6000+-1000 pc。此外，根据许多可靠的测量，RS Oph系统中的红巨星的质量损失率接近3.7 × 10 ^-8 M_sun/yr，这太弱了（100，000倍），无法以已知的3.9 × 10 ^-6 M_sun/yr的速度为白矮星提供质量。因此，让物质足够快地到达白矮星的唯一方法是通过洛希瓣溢出，这确信地表明，到RS Oph的距离>~3000 pc。

爆发后新星的非径向脉动

Non-Radial Pulsations in Post-Outburst Novae

在光学峰之后，经典或复发的新星会进入短暂的（几天到几年）准稳定热核燃烧时期，其紧凑配置接近于白矮星（WD）半径。在这段时间里，下面的WD变成了一个强的超软X射线发射体。在这一阶段的观测揭示了X射线发射的振荡，周期大约为几十秒。对这些振荡的来源提出的解释是由氢燃烧层底部的核反应激发的内部重力波。在这项工作中，我们提出了第一个模型表现出不稳定的表面$g$模式与周期类似的振荡周期发现在银河新星。然而，当比较我们的模型的模式周期观察到的几个新星的振荡，我们发现，被激发的模式的周期短于观察到的。

微弱激变变星的高速测光- VII。从斯隆数字巡天和卡特琳娜实时瞬态巡天中选出的目标

High speed photometry of faint Cataclysmic Variables - VII. Targets selected from the Sloan Digital Sky Survey and the Catalina Real-time Transient Survey

我们提出了20个微弱的激变变量的高速测光观测，从斯隆数字巡天和卡特琳娜目录。给出了15个新的直接测量的轨道周期，其中包括4个食矮新星（SDSS 0904 +03，CSS 0826 -00，CSS 1404 -10和CSS 1626 -12），2个新的极星（CSS 0810 +00和CSS 1503 -22）和2个静止时具有超峰的矮新星（CSS 0322 +02和CSS 0826 -00）。虽然大多数矮新星的周期都小于2小时，但SDSS 0805 +07和SSS 0617 -36的轨道周期相对较长，分别为5.489和3.440小时。在SSS 0221 -26、CSS 0345 -01、CSS 1300 +11和CSS 1443 -17中观测到的双峰轨道调制是低质量转移速率矮新星的典型特征。证实了SDSS 0919 +08的白矮星主星存在非径向振荡，而短周期矮新星CSS 1028 -08在爆发过程中存在准周期振荡。我们进一步报告了一个新的新星样变量（SDSS 1519 +06）的检测。卡塔利娜巡天中CV轨道周期的频率分布在约80分钟轨道周期附近有一个高峰值，独立证实了Gaensicke等人（2009年）从SDSS来源发现的结果。我们还观察到一个显着的相关性之间的中位数在轨道周期分布和爆发类，在这个意义上，矮新星与一个单一的观察到的爆发（超过5年的基线CRTS覆盖范围）主要发生在最短的轨…

经典新星的快速X射线观测。II。超级软源示例

Swift X-Ray Observations of Classical Novae. II. The Super Soft Source sample

雨燕GRB卫星是研究新星的极好设备。它的快速反应时间和灵敏的X射线探测器为研究以前在X射线制度中采样不足的新星演化提供了无与伦比的机会。本文介绍了52个银河/麦哲伦星云新星的Swift观测结果。我们包括XRT（0.3-10 keV）X射线仪器计数率和UVOT（1700-8000埃）滤光光度法。分析中还包括对X射线档案中另外10颗新星的公开观测。这是迄今为止最大的银河系/麦哲伦星云新星X射线样本，由26颗具有超软X射线发射的新星组成，其中19颗来自雨燕观测。数据集显示，速度较快的新星有一个早期的硬X射线阶段，这在速度较慢的新星中通常是缺失的。超软X射线阶段发生得更早，并且与较慢的新星相比，在快速新星中持续的时间不长。所有观测充分的雨燕新星都表明，新星是高度可变的，具有快速的变化和不同的周期。在大多数情况下，核燃烧在爆发开始后不到3年就停止了。以前的关系，如核燃烧持续时间与t_2或膨胀速度的喷射和核燃烧持续时间与轨道周期，被证明是不好的相关性与完整的样本表明，额外的因素以外的白矮星质量和二进制分离发挥重要作用的新星爆发的演化。最后，我们确认了与强、软X射线发射相关的两种光学现象，这两种现象可用于进一步提高X射线活动的效率。

强迫新星的最短重现期

Shortest Recurrence Periods of Forced Novae

我们重新审视了白矮星（WD）上的氢壳燃烧，其质量吸积速率高于稳定性极限\dot M_stable，高于该极限氢燃烧是稳定的。新星的质量增长率低于极限。当吸积率> \dot M_stable时，首先出现氢壳闪光，然后是稳定的核燃烧，因此只要WD继续吸积物质，壳燃烧就不会熄灭。在此基础上，一些持久的超软X射线源可以用高吸积率的双星模型来解释。然而，在最近的一些研究中，有人声称，即使吸积率> \dot M_{\rm stable}，也不存在稳定的氢壳燃烧。我们证明，在这种情况下，重复的闪光发生，因为质量吸积是人为控制的。如果我们在爆发期间停止质量吸积，就不会有新的核燃料供应，因此外壳燃烧最终会停止。如果我们在一段时间后恢复质量吸积，下一次爆发最终会发生。这样，我们就可以在控制质量吸积的情况下设计爆发持续时间和脉冲间隔时间。我们称这种受控新星为“强迫新星。这些强迫新星，如果它们存在的话，可能比“自然新星”有更短的复发周期。“我们已经获得了各种WD质量的强迫新星的最短复发期。在此基础上，我们重新审视了包括T Pyx在内的一些复发新星的WD质量。

激变变星盘不稳定性模型的检验

Testing the disk instability model of cataclysmic variables

盘不稳定性模型将矮新星的爆发归因于其吸积盘的热粘性不稳定性，而类新星恒星则不会受到这种不稳定性的影响。我们的目标是测试的磁盘不稳定性模型的基本预测：分离的激变变量（CV）到新星和矮新星取决于轨道周期和质量转移率的同伴。我们分析了光变曲线从一个样本的~130 CV视差距离的盖亚DR 2目录，以获得他们的平均质量传递速率。利用矮新星的理论光变曲线验证了将光学星等转换为质量吸积率的方法。矮新星（分别为类新星）始终处于不稳定状态（分别为稳定）区域的轨道周期-传质速率平面预测的磁盘不稳定性模型。分析的系统中没有一个对模型提出挑战。这些结果对我们调查的可能的误差和偏差来源是稳健的。来自开普勒的光变曲线，或者将来的LSST或柏拉图巡天，可以减轻不确定性的主要来源，光变曲线的不规则采样率，假设可以对它们碰巧瞄准的CV的轨道参数设置良好的约束。盘不稳定性模型仍然是理解激变变星吸积过程的坚实基础。

矮新星的OAO/MITSuME测光。III。CSS130418：174033+414756

OAO/MITSuME Photometry of Dwarf Novae. III. CSS130418:174033+414756

我们报告了短周期矮新星CSS130418：174033+414756在2013年超级爆发期间的多色测光。该系统在A阶段有一个异常短的超峰周期，为0.046346（67）d，是矮新星中最短的周期之一。我们发现，在$g' - I_{\rm c}$颜色变化的最蓝的峰值往往符合亮度最小值的超级驼峰调制。我们还研究了$g'$、$R_{\rm c}$和$I_{\rm c}$波段的夜间平均超峰振幅，发现它们对波长的依赖性较小。这些特性很可能与矮新星的超级驼峰相同。我们成功地获得了$g' - R_{\rm c}$和$R_{\rm c} - I_{\rm c}$颜色在时间下降。与WZ Sge型矮新星的其他倾角相比，颜色指数显着更蓝。利用超峰的生长周期，我们估计了质量比为$q$ = 0.077（5），这比以前的研究大得多。

模拟星系中的新星种群

Modelling nova populations in galaxies

经典新星和周期新星演化的理论模拟在双星演化、核合成和吸积物理的研究中起着重要的作用。然而，从理论的角度来看，观测到的新星的统计特性仍然知之甚少。在本文中，我们已经产生了不同的恒星形成历史（SFHS）的混合二进制人口合成方法的模型人口的新星：星爆的情况下（椭圆形星系），恒星形成率恒定的情况下（螺旋状星系）和复合的情况下（在推断SFH M31）。我们发现，在10 Gyr处，椭圆状星系的新星速率比相同质量的螺旋状星系小$\sim 10-20$倍.目前椭圆星系中的新星大多数具有低质量白矮星、长衰变时间、相对微弱的绝对星等和长重现周期等特征。相比之下，在10 Gyr的螺旋状星系中的大多数新星具有大质量的WD，短的衰变时间，相对明亮，并且具有短的重现周期。在我们的M31类星系中的新星的质量损失时间分布与仙女座的观测数据一致。然而，我们可能低估了模型中明亮新星的数量。这可能部分是由于目前对新星进行适当的热辐射校正存在不确定性。

老新星和SW性现象

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。

用AAVSO资料研究U宝石型矮新星长爆发的形状

The Shape of Long Outbursts in U Gem Type Dwarf Novae from AAVSO Data

我们搜索美国变星观测者协会（AAVSO）的两个最好的研究矮新星的档案，试图找到长时间爆发的光变曲线，是非常好的特点。系统是U Gem和SS Cyg。我们的目标是寻找嵌入的前体，如最近在高保真开普勒数据中发现的超爆发的SU UMa类矮新星的一些成员。对于绝大多数AAVSO数据，低数据节奏和与个体测量相关的大误差相结合，使人们无法对长爆发的形状做出任何强有力的陈述。然而，对于少数爆发，广泛的长期监测与数字测光产生高保真度的光变曲线。我们报告发现嵌入的前体在两个三个候选人长爆发。这是第一次在周期间隔以上的矮新星中发现这种嵌入的前兆，并加强了范帕拉迪斯的发现，即周期间隔以上的矮新星中的长爆发和周期间隔以下的系统中的超级爆发构成了一个统一的类别。热潮汐不稳定性占超爆发的SU UMa星预测嵌入的前体只有短轨道周期的矮新星，因此，嵌入的前体存在于长轨道周期的系统- U宝石和SS天鹅座-认为一个更一般的机制来解释长的爆发。

SW性明星、老新星和激变变星的演化

SW Sex stars, old novae, and the evolution of cataclysmic variables

轨道周期正好在周期间隙上方的激变变星的数量主要是由具有极高质量转移率的系统所控制，即所谓的SW六分仪星。另一方面，在这个时期范围内的一些老新星，预计将显示高质量转移率，而不是显示光度和/或光谱相似的低质量转移系统，如矮新星。我们讨论他们的候选人所谓的冬眠系统，CV，改变了他们的传质行为，由于以前经历过的新星爆发。本文件旨在为进一步的研究和讨论提供投入，因为这些结果仍然非常初步。

WZ有多次再亮的Sge型矮新星：MASTER OT J211258 .65+242145.4和MASTER OT J203749 .39+552210.3

WZ Sge-type dwarf novae with multiple rebrightenings: MASTER OT J211258.65+242145.4 and MASTER OT J203749.39+552210.3

我们报告了2012年爆发的WZ Sge型矮新星MASTER OT J211258.65+242145.4和MASTER OT J203749.39+552210.3的光度观测结果。早期的超级驼峰在两个系统中都有记录。在超爆发平台期，观测到平均周期为0.060291（4）d（MASTER J211258）和0.061307（9）d（MASTER J203749）的普通超峰。MASTER J211258和MASTER J203749分别表现出8次和4次以上的超爆发后再亮。在超级爆发的最后一部分，在两个系统中都看到了超级峰周期的增加。我们对多次再亮的WZ型Sge型矮新星进行了观测，证实了多次再亮的WZ型Sge型矮新星的超峰周期比没有再亮的WZ型Sge型矮新星的长。虽然WZ Sge型矮新星与多重增亮已被认为是很好的候选人的周期反弹的基础上，他们的低质量比（q）从推断的充分增长（阶段B）的超级驼峰，我们的新方法使用的期间增长的超级驼峰（阶段A超级驼峰），然而，意味着更高的q比预期的阶段B超级驼峰。这些q值似乎与A级超爆发的持续时间一致，这可能反映了3：1共振的增长时间。我们提出了一个工作的假设，在这些系统中的B级超峰的小分数超峰过剩可能被解释为一个更高的气体压力效应在这些系统中比普通的SU UMA型矮新星。这一结果导致了一个新的图片，WZ Sge型矮新星的多次再亮和SU UMa型矮新星没有再…

辐射驱动形成经典新星后的超软X射线源

Irradiation-Driven Formation of Supersoft X-ray Sources Following Classical Novae

通过经典新星爆发后的辐射反馈机制，解释了短周期超软X射线源的形成及重复新星的起源。

共生系统中的喷发新星

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。

SU UMa型矮新星超峰周期变化的观测

Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae

根据新获得的资料和以往的研究成果，系统地研究了SU UMa型矮新星中超峰的周期变化。在许多系统中，超峰周期的演化可分为三个不同的阶段：演化早期的超峰周期较长，演化中期的超峰周期呈系统性变化，演化末期的超峰周期较短且稳定。在中期，许多超峰周期小于0.08 d的系统出现正的周期导数。与先前的说法相反，我们没有发现明确的证据表明同一物体的超级爆发之间的周期导数的变化。我们提出了一个解释，超峰周期的延长是一个结果的偏心波向外传播，并受到半径附近的潮汐截断。我们解释了当外盘中的超级峰被有效地淬灭时，晚期的超级峰是3：1共振的再生激发。许多WZ Sge型矮新星在超级爆发后阶段表现出持久的超级驼峰，其周期比主要超级爆发期间的周期更长。发现WZ Sge型矮新星的周期导数与分数超峰过剩或质量比密切相关。WZ Sge型矮新星具有长期的再亮或多次再亮，往往具有较小的周期导数，是激变变星演化周期最小值附近或之后的系统的优秀候选者。

激变变星中的矮新星振荡和准周期振荡- VII。OY海脊和静止矮新星的振荡

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。

半人马座不寻常变星V1129的轨道变化和爆发

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。

新星的最短重现期

Shortest Recurrence Periods of Novae

受最近发现的周期为1年的新星M31 N 2008- 12 a的激励，我们研究了质量吸积白矮星（WD）上氢壳闪光的最短重现周期。我们讨论的机制，产生一个有限的最小复发期为一个给定的WD质量。计算了不同质量和质量吸积率的WD的不稳定闪光，确定了一个质量吸积率为3.6 × 10^{-7} M_sun_yr^{-1}的非旋转1.38 M_sun WD的最短重现周期约为两个月。对于质量很大（> 1.3 M_sun）、吸积率很高（> 1.5 x 10^{-7} M_sun_yr^{-1}）的WDs，可以实现1年的重现周期。我们修正了氢壳燃烧的稳定性极限，这将有助于计算Ia型超新星的双星演化。

矮新星的距离和绝对星等：周期反弹的杂音

Distances and Absolute Magnitudes of Dwarf Novae: Murmurs of Period Bounce

我们重新确定的绝对星等和矮新星的轨道周期之间的关系，基于46颗恒星良好的距离估计。这改进了华纳以前的关系，建立在今天的距离和双星倾角的改进估计，以及更大的波长覆盖范围。结合其他距离和动力学约束条件，将该定标应用于一组约300颗已知或可能的短轨道周期矮新星，研究了静止M_v、时间平均M_v、质量比q和白矮星温度T_WD对P_orb的依赖关系。这些分布表明，当恒星接近最小P_orb时，它们会变得更加暗淡，并且似乎显示出/进化轨迹/，因为次级恒星因质量损失而减弱。在较低的分支上的恒星具有“周期跳跃者”的预期特性--微弱的次级，微弱的吸积光，冷的白矮星，以及爆发之间的长重复时间。周期反弹似乎发生在0.058+-0.008 M_sol的质量。在较低分支的恒星也可能有较高的速度和银河平面以上的高度，与更大的年龄相一致。一些非常接近，尽管强烈的选择效应歧视这些微弱的双星的发现，以非常低的速度吸积。周期保镖似乎很常见，可能会主导一个完整的普查灾难性的变量。

基于TESS观测的SU UMa型矮新星超亮峰研究

Investigation of superhumps in SU UMa-type dwarf novae based on the observations of TESS

本研究利用TESS观测数据分析7颗未被研究的非食SU UMa型矮新星的超亮峰，确定其阶段特征、周期与质量比，发现它们均为反弹前系统，进动周期约2天。

银河系周期性新星T Pyxtae、IM Normae和CI Aquilae的缓慢衰退

The slow decline of the Galactic recurrent novae T Pyxidis, IM Normae, and CI Aquilae

银河系中已知的三颗轨道周期最短的复发新星T Pyx、IM Nor和CI Aql的一个显著特征是，它们的光衰时间尺度明显长于其他复发系统。另一方面，一些估计的喷出物的质量，喷出物的速度，和这些系统的软X射线发射的持续时间的顺序的其他经常性的系统和快速的经典新星。我们对这一现象提出了初步的解释。我们认为，在这些系统中，在喷发的最初几天从伴星转移的部分物质保留在白矮星的洛希瓣内，防止辐射电离系统的喷出物，并增加光学下降的时间尺度。我们解释了为什么这种现象更可能在具有高质量传递速率和短轨道周期的系统中。最后，我们提出了一个示意性的模型，表明从伴星转移的物质足以吸收这些系统中的白矮星的辐射，最终支持这种情况下定量现实。

OGLE数据中的复发和共生新星

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。

矮新星型激变变星的统计特性：爆发星表

Statistical properties of dwarf novae-type cataclysmic variables: The Outburst Catalogue

爆发目录包含了722个矮新星型（DN）激变变星（CV）和309个来自卡塔利娜实时瞬态巡天的其他类型的CV的各种各样的观测特性。特别是，它包括明显的爆发和静态V-波段的幅度，占空比，对重现时间的限制，上下限的距离和绝对静态幅度，颜色信息，轨道参数，和X射线对应。这些属性是通过本文提出的分类脚本来确定的。星表中的DN显示了爆发占空比与轨道周期（和爆发重现时间）之间的相关性，以及静止绝对星等与轨道周期（和占空比）之间的相关性。这是迄今为止收集到的最大的矮新星样本。除了作为个别系统的有用参考和选择目标研究对象的手段外，它将证明对旨在揭示灾难变量的形成和演变的统计研究很有价值。

Novae heat their food: mass transfer by irradiation

A nova eruption irradiates and heats the donor star in a cataclysmic variable to high temperatures $T_{\rm irr}$, causing its outer layers to expand and overflow the Roche lobe. We calculate the donor's heating and expansion both analytically and numerically, under the assumption of spherical symmetry, and find that irradiation drives enhanced mass transfer from the donor at a rate $\dot{m}\propto T_{\rm irr}^{5/3}$, which reaches $\dot{m}\sim 10^{-6}\textrm{ M}_\odot\textrm{ yr}^{-1}$ at the peak of the eruption - about a thousand times faster than during quiescence. As the nova subsides and …

经典新星中作为gamma-ray发射和质量喷射驱动器的双星轨道

Binary orbits as the driver of gamma-ray emission and mass ejection in classical novae

经典新星是最常见的天体物理热核爆炸，发生在白矮星的表面，从双星系统的伴星吸积气体。新星通常以超过每秒1,000公里的速度喷出约10^（-4）太阳质量的物质。然而，对新星中物质抛射的机制知之甚少，可能是由热核能量的脉冲闪光、长时间的光学厚风或与新星外壳的双星相互作用所主导。经典新星现在经常在千兆电子伏的伽马射线波长下被探测到，这表明相对论粒子被喷出物中的强烈冲击加速。在这里，我们报告高分辨率的伽玛射线发射新星V959 Mon的无线电成像。我们发现，它的喷出物是由双星系统的运动形成的：一些气体沿着两极迅速喷出，就像白矮星的风一样，而密度更大的物质则在轨道运动的推动下沿着赤道平面漂移出来。在赤道和极地地区之间的接口，我们观察到的冲击和相对论粒子加速的同步辐射指示，从而精确定位的伽马射线生产的位置。新星喷出物和相关内部冲击的二进制成形预计将在新星中广泛存在，这解释了为什么许多新星是伽马射线发射体。

X-ray Spectra and Light Curves of Cooling Novae and a Nova-Like

We present X-ray observations of novae V2491 Cyg and KT Eri about 9 years post-outburst, of the dwarf nova and post-nova candidate EY Cyg, and of a VY Scl variable. The first three objects were observed with XMM-Newton, KT Eri also with the Chandra ACIS-S camera, V794 Aql with the Chandra ACIS-S camera and High Energy Transmission Gratings. The two recent novae, similar in outburst amplitude and light curve, appear very different at quiescence. Assuming half of the gravitational energy is irradiated in X-rays, V2491 Cyg is accreting at $\dot{m}=1.4\times10^{-9}-10^{-8}M_\odot/yr$, while for KT…

新星具有长时间的超软发射，驱动高吸积率

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%。

SU UMa型矮新星超峰周期变化的观测IV：第四年（2011-2012年）

Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. IV: The Fourth Year (2011-2012)

继续Kato等人（2009，arXiv：0905.1757）描述的项目，我们研究了86颗SU UMa型矮新星。确定了周期导数与轨道周期的关系等一般趋势。有一些系统尽管轨道周期很长，但仍显示出正的周期导数。我们观测了2011年WZ Sge型矮新星BW Scl的爆发，并记录了与先前已知的WZ Sge型矮新星类似的O-C图。WZ Sge型矮新星OT J184228.1+483742显示出一种不寻常的双爆发模式，由一个早期的超峰爆发和一个普通的超峰爆发组成。我们提出了一个解释，一个非常小的增长率的3：1共振由于一个非常低的质量比导致淬火的超爆发之前，普通的超级驼峰出现。我们研究了ER UMa型矮新星，发现V1159 Ori在20世纪90年代表现出类似于ER UMa的正超峰。最近发现的ER UMa型天体BK Lyn主要表现为负超峰，其行为与ER UMa的现今状态非常相似。AM CVn型天体的周期变化模式与短周期富氢SU UMa型矮新星非常相似，使它们成为富氢SU UMa型矮新星的氦类似物。SBS 1108+574是一颗低于最小周期的特殊富氢矮新星，其周期变化模式与短周期SU UMa型矮新星非常相似。从探测到的轨道周期得出的质量比表明，这颗次级恒星是一颗进化的恒星，其氢包层在质量交换过程中大部分被剥离。CC Scl、MASTER OT J072948.66+593824.4和OT J17351…

SU UMa型矮新星超峰周期变化的观测II：第二年（2009-2010年）

Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. II: The Second Year (2009-2010)

作为Kato等人（2009，arXiv：0905.1757）项目的延伸，我们收集了主要在2009-2010年季节观察到的61个SU UMa型矮新星的超级峰最大值的时间。新获得的数据证实了Kato等人（2009年）报告的基本发现：在超峰周期短于0.07 d的系统中，存在A-C阶段，以及B阶段期间正周期导数的优势。在本研究和Kato等人（2009）之间，对于超级驼峰周期长于0.075 d的系统，周期导数存在系统性差异。我们认为，这种差异可能是由于相对缺乏频繁爆发的SU UMa型矮新星在这个时期的制度在本研究中。我们在2009年Uma IY超级爆发期间记录了一个强拍现象。拍频周期与超峰周期的密切相关性表明，椭圆盘拱点运动的角速度变化是导致超峰周期变化的原因。我们还描述了三个新的WZ Sge型对象与建立早期的超级驼峰和一个可能的早期超级驼峰。我们还认为，VX For和EL Uma两个系统是具有多次再亮的WZ Sge型矮新星。OT J213806.6+261957中的O-C变化表明，在非常短的Porb天体中经常没有再亮可能是在通常的SU UMa型矮新星在再亮之前恢复到静止状态的时期持续超爆发平台的结果。我们还提出了一个配方的各种贝叶斯扩展到传统的时期分析。

矮新星能否产生Ia型超新星？

Can dwarf novae produce type Ia supernovae?

通过MESA模拟研究间歇性矮新星吸积对白矮星质量增长的影响，发现周期性能量吸积无法维持稳定氢燃烧，导致新星爆发和质量保留效率下降，因此矮新星不太可能是Ia型超新星的前身。

复发新星CI天鹰座和U天蝎座爆发前后的轨道周期变化和抛射质量

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…

吃屎吃屎吃屎嘭！(and英文名：The Remarkable Recurrent Novae

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。

经典新星的X射线观测。理论意义

X-ray observations of classical novae. Theoretical implications

对爆发和爆发后的经典新星的X射线探测提供了关于爆炸机制的独特和关键的信息。软X射线揭示了热的白矮星光球，只要氢（H）核燃烧仍然存在，膨胀的外壳足够透明，而硬X射线则提供了关于再生的激变变星中的喷出物和/或吸积流的信息。超软X射线发射阶段的持续时间与经典新星的关闭有关，即，在白矮星核心上的氢燃烧。本文综述了X射线观测结果，特别强调了对爆发后稳定氢燃烧持续时间的影响及其理论解释。经常性新星（包括“标准”对象和最近发现的）的特殊情况下，还审查了短复发周期的理论可行性，以及关于Ia型超新星的情况下的影响。

新星光谱中特殊窄瞬变谱线成分的寻找与模拟

A search and modeling of peculiar narrow transient line components in novae spectra

本文讨论了在几颗新星光谱中观测到的特殊窄发射线分量的形成。我们的目标是确定负责瞬态窄分量，目前轨道径向速度调制，首先观察到的爆发后重组线的新星U斯科2010年的物理源。搜索候选新星显示类似的狭窄的组件。光电离模拟表明，形成区域不限于主罗氏瓣，但可以位于周围的外拉格朗日点L3。进一步的分析不赞成起源于吸积盘和伴星。此外，我们分析了可能的相关性之间的存在的狭窄的组件，基本的新星参数和光谱分类在初始允许的阶段。

基于 Gaia Alerts 测光的高倾角矮新星的新轨道周期

New orbital periods of high-inclination dwarf novae based on Gaia Alerts photometry

利用 Gaia 测光数据，通过掩食和椭球变化方法确定了75颗高倾角矮新星的新轨道周期并改进了27颗的星历表，揭示了从短周期到长周期系统的光通量主导源转变及周期空隙边缘的异常现象。

SU UMa型矮新星光变曲线分析：RZ LMi和KV Dra的案例

Photometric light curves analysis of SU UMa-type dwarf novae: the case of RZ LMi and KV Dra

对两颗SU UMa型矮新星进行新测光观测，检测到超爆期间的超驼峰并确定其周期和振幅，明确了RZ LMi为ER UMa亚型、KV Dra为WZ Sge亚型，并测定了KV Dra的轨道周期。

食双星型激变变星周期分析

Period Analysis of Eclipsing Cataclysmic Variable Stars

本研究利用TESS数据对七个食激变变星系统进行轨道周期分析，通过O-C图限制周期变化，并开发适用于本科教学的时间序列分析技术。

使用Swift了解Classical Novae

Getting to know Classical Novae with Swift

新星被报道为瞬变已有两千多年的历史。它们明亮的光学爆发是双星伴星吸积到白矮星上的气体爆炸性核燃烧的结果。包含一颗接近克拉塞卡质量极限的白矮星并以高速率吸积的新星可能是用于测量宇宙加速度的Ia型超新星的未知祖先。快速的X射线观测通过在整个爆发过程中提供密集的监测，从根本上改变了我们对新星的看法，揭示了来自仍然燃烧的白矮星的超软X射线的新现象，例如早期的极端变化和半分钟到一分钟的时间尺度准周期振荡。由于喷出物冲击，这种发射从较硬的X射线发射的独特演变已经被清楚地描绘出来。软X射线观测允许估计白矮星的质量，燃烧的质量和喷射的质量。结合其他波长的观测，包括大型X射线观测站的高光谱分辨率观测、高分辨率光学和无线电成像、无线电监测、光学光谱学以及对最近新星的GeV伽马射线发射的探测，对爆炸模型进行了测试和开发。我回顾九新星斯威夫特作出了重大影响，这些都显示了签名的组件在相互作用的双星系统中，除了白矮星：重新形成的吸积盘，伴星和它的恒星风。

Population synthesis of AX J1745.6-2901 X-ray nova type binaries with rapidly decreasing orbital periods

The neutron star low mass X-ray binary (LMXB) AX J1745.6-2901 was detected an anomalously fast decrease of orbital period. The decreasing rate of orbital period exceeds the contribution of all processes extracting angular momentum from the binary star in standard model. Using SCENARIO MACHINE code we conducted a population synthesis study of X-ray novae with neutron stars to investigate a possible formation and evolution of such binaries. Such close LMXBs should experience a preceding common envelope stage, in which the magnetic fields of the low mass main-sequence donor stars can be dramatica…