A multiwavelength light curve analysis of the very fast nova V1723 Sco
The University of Tokyo（东京大学）；Keio University（庆应义塾大学）
研究极快新星V1723 Sco的多波长光变曲线，基于自洽模型结合白矮星吸积情况，用自由-自由发射模型和黑体近似模型重现光变曲线，通过伽马射线探测时间与模型V峰值一致，支持激波形成机制并得出激波壳层光学薄的结论。
2026-07-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Non-Thermal Radio Emission from Colliding Flows in Classical Nova V1723 Aql
费米发现了产生γ射线的新星，这突出了激波在新星爆炸中的重要性。对2010年新星V1723 Aql进行了三年多的多波段VLA无线电观测，结果表明，喷出物中的快流和慢流之间的冲击导致了粒子的加速和同步辐射的产生。喷发开始后不久，喷出物中的震动产生了意想不到的射电耀斑，导致了多峰的射电光曲线。发射最终变得与质量为$2 \times 10^{-4} M_\odot$、温度为$10^4$ K的膨胀热残余物一致。然而，在最初的两个月里，$\gtrsim 10^6$ K在低频的亮度温度太高，不可能是由于少量X射线产生的激波加热气体的热发射。无线电成像显示，在天空平面上，速度为400 km/s $^{-1}$（d/6 kpc）的结构垂直于更长的1500 km/s $^{-1}$（d/6 kpc）流。V1723 Aql喷出物的形态运动学结构似乎与V959 Mon新星相似，其中慢速环和快速流之间的碰撞使快速流准直，并产生产生γ射线的冲击。射电耀斑期间V1723 Aql的光谱学和X射线观测与这张照片相一致。我们的观察支持的想法，冲击新星发生时，一个快速的流动碰撞一个缓慢的准直环面。这种冲击可能是造成硬X射线发射、γ射线产生和一些经典新星的双峰射电光变曲线的原因。
2015-12-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
High-resolution optical spectroscopy of Nova V392 Per
在这里，我们分析了2018年爆发期间获得的Nova V392 Per的高分辨率光谱。H $α$和H $β$的发射线呈三峰结构，径向速度分别约为-2000 km/s、-250 km/s和1900 km/s。近红外光谱主要由氢的窄单峰帕邢线和OI $λ$ 8446和OI $λ$ 7773发射线组成。使用DIBs和KI线，我们估计星际超过V392每。利用AAVSO和ASAS-SN测光资料，计算出V392 Per的$_2$和$_3$下降时间分别为$\sim$ 3 d和$\sim$ 11 d，将V392 Per划分为一颗非常快的新星。我们还简要地讨论了V392 Per与其他非常快的新星的相似性，并根据冬眠模型讨论了该系统未来可能的演化。
2019-06-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Remarkable Spin-down and Ultra-fast Outflows of the Highly-Pulsed Supersoft Source of Nova Hercules 2021
新星Her 2021（V1674 Her）于2021年6月12日爆发，达到肉眼亮度，并已被无线电探测到$γ$射线。1.2天内2个星等的极快光衰和强Ne线暗示着一颗高质量的白矮星。爆发前光学探测到的501.42秒振荡表明是一颗磁性白矮星。这是第一次在爆发前的经典新星中检测到这种量级的振荡。我们报道了{ \it Swift}和{ \it Chandra}的X射线爆发观测结果，它们独特地表明：（1）超软X射线在与已报道的光学周期不同的周期上有很强的调制，（2）强的脉冲轮廓变化和可能存在的0.1-0.3s量级的周期变化;（3）丰富的光栅光谱随调制相位而变化，并显示出在$\sim 3000$和9000 km s $^{-1}$处具有两个主要蓝移吸收分量的P Cygni型发射线，表明膨胀速度高达11000 km s $^{-1}$。X射线振荡很可能是由与磁场有关的不均匀光球辐射引起的。爆发前和爆发后的光学观测报告之间的周期差异，如果不是由于其他的周期漂移机制，建议这样一个快速的新星，在$2\times 10^{-5}$ - $2\times 10^{-4} M_\odot$的范围内的大喷射质量。在{ \it钱德拉}数据中发现的周期和报告的同时期爆发后光学周期之间的差异，以及周期漂移的存在，可能是由于弱非刚性光球旋转。
2021-10-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining the role of novae as progenitors of Type Ia Supernovae
白矮星（WD）表面发生不稳定的核燃烧，导致新星现象，被认为是SNeIa的潜在候选者之一。我们建议，在附近的星系新星的统计数据可能是一个强大的工具来衡量这样的系统在生产SNeIa的作用。使用多超新星演化模型，我们计算的数量和时间分布的新星，将产生一个典型的（不稳定燃烧）SNIa祖之前，达到Mrachasekhar质量极限（M_ch）和爆炸。结合观测到的新星速率，这可以用来限制新星通道对附近星系SNIa速率的最大贡献。POINT-AGAPE测量的M31新星速率为65/年。假设所有这些新星都将达到M_ch，我们得到新星可能产生的最大SNIa速率为（1-5）× 10 ^-4/年。这将nova通道对M31中SNIa速率的总体贡献限制在<2- 7%。此外，约80%的新星产生的一个成功的SNIa祖先有短的衰变时间（t2<10天），并产生时WD质量接近M_ch。我们指出，这样的快速新星的统计数据可以提供一个敏感的诊断的贡献的新星通道的质量积累的最后阶段的单简并（SD）SNIa祖先。为了探索它们的使用前景，我们研究了在PTF类的M31新星调查中检测快速新星的效率。我们发现，在SD方案中，至少每隔两个夜晚观测一次m_R~22星等的巡天，就能捕获到90%的快新星。这样的巡天观测应该能够以每年大于10^3xf的速度探测到M31中的快速新星，其中f是SNIa在不稳定的核燃烧状态中吸积的部分，同时在SNIa爆…
2015-09-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Multiwavelength observations of V407 Lupi (ASASSN-16kt) --- a very fast nova erupting in an intermediate polar
我们详细研究了2016年爆发的新星V407 Lupi（ASASSN-16 kt），包括来自SALT，SMARTS，SOAR，Chandra，Swift和XMM-Newton的光学，近红外，X射线和紫外数据。多波长光变曲线的时间分析表明，从喷发后168天和X射线超软源阶段的持续时间，在565秒和3.57小时检测到两个周期。我们认为，这是旋转周期的白矮星和轨道周期的双星，分别，该系统很可能是一个中间极性。光变曲线的衰减非常快（$t_2 \leq$ 2.9 d），这表明白矮星可能是大质量的（$\gtrsim 1.25$ M $_{\odot}$）。在X射线超软源阶段获得的光谱表现出狭窄的，复杂的，和移动的发射线的He II，也磁激变变量的特性。光学和X射线数据显示，当X射线超软源仍然开启时，吸积恢复的证据可能会延长其持续时间。
2018-07-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Shocks in nova outflows. I. Thermal emission
新星外流中激波的证据包括：（1）光谱中的多个速度分量;（2）爆发后数周至数月的keV X射线辐射;（3）数月时间尺度上的早期射电耀斑，超过了自由膨胀的光电离气体的预测;（4）~ GeV的伽马射线。我们提出了一个1D模型的快速新星外流和致密的外壳（DES）及其相关的热X射线，光学和无线电发射之间的冲击相互作用。前向激波最初是辐射的，当激波气体的密度最高时，此时无线电发射来自激波下游的致密冷却层。射电光变曲线的特点是在逐渐降低的频率下，峰值时间逐渐变短，峰值亮度温度几乎与频率无关。我们把我们的模型应用到最近的γ射线经典新星V1324 Sco中，在对快速新星外流的合理假设下，得到了与早期射电极大值的适当拟合，并假定DES具有~ 1 e-3 km/s的速度和~ 2 e-4M_sun的质量;前者与先前在Nova光谱中观察到的窄线吸收系统的速度一致，而DES和快速外流的总喷出物质量与通过模拟晚期射电峰值独立推断的结果一致。早期射电光变曲线的快速演化要求DES具有陡峭的外密度轮廓，这可能表明白矮星的质量损失开始迅速，提供了DES被热核逃逸事件驱逐的间接证据。再处理的X射线从冲击吸收的DES在早期可能会显着的光学/紫外线发射，我们推测是负责以前无法解释的“高原”和第二个最大的新星光学光变曲线。
2014-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
The first orbital period of a very bright and fast Nova in M31: M31N 2013-01b
我们首次对M31，M31 N 2013- 01 b盘中一颗非常明亮和快速的新星进行了X射线和紫外/光学观测。这颗新星的最高星等为$R\sim$ 15等，仅在3天内就衰减了2等，使其成为仙女座有史以来探测到的最明亮和最快的新星之一。从存档的多波段数据中，我们已经能够在不到两周的时间内追踪其快速演化到$U>21$ mag，并首次发现超软X射线阶段，其开始发生在光学最大值的10-30天内。X射线光谱与温度为50 eV的$\sim$黑体一致，发射半径为4 $\times 10^{9}$ cm，大于白矮星半径，表明区域扩大。它的X射线光度峰值为3.5 $\times 10^{37}$ erg s $^{-1}$，是M31中最明亮的新星之一。我们还明确地检测到一个短的1.28 $\pm$ 0.02小时的X射线周期，我们归因于双轨道周期，可能是由于日偏食。这使得M31 N 2013- 01 b成为M31中第一颗确定轨道周期的新星。短周期也使这颗新星成为少数几颗轨道周期间隔低于2-3小时的新星之一。所有观测到的特征都强烈地表明M31 N 2013- 01 b拥有一颗大质量的白矮星和一颗质量非常低的伴星，这与属于仙女座星系盘群的新星相一致。
2018-08-21 astro-ph.HE
The orbital period changes for novae
针对激变变星轨道周期变化观测与标准演化理论冲突的问题，研究通过建模三种新星爆发物质损失机制，发现双星驱动物质损失可解释大部分普通激变变星的观测，长周期演化伴星系统可能需Frank喷流机制补充。
2025-07-30 astro-ph.HE 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
Optical detection of the X-ray flash in the very fast nova V1674 Her: Optical contribution of the irradiated accretion disk
本研究通过复合光变曲线模型，首次在光学波段探测到极快新星V1674 Her的X射线闪阶段，并解释其早期光学辐射来自被辐照的吸积盘和伴星，自由-自由辐射主导后期光变。
2025-07-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Second Timescale Photometry of the Very Fast Nova V1674 Her with Palomar Gattini-IR
利用 Palomar Gattini-IR 对 V1674 Her 开展秒级红外测光，以约0.84秒分辨率未检测到周期信号，表明其早期周期性变化较此前结果至少减弱约1.65倍。
2021-10-25 astro-ph.HE
Rms-flux relation and fast optical variability simulations of the nova-like system MV Lyr
类新星系统（激变变星的子类）MV Lyr的随机变化（闪烁）产生了一个复杂的功率密度谱，有四个中断频率。Scaringi等人（2012年）分析了MV Lyr的高节奏开普勒数据，这些数据几乎连续600多天，为研究宽频率范围内的多组分功率密度谱（PDS）提供了独特的机会。我们模拟了这种变化与我们的统计模型的基础上，通过离散的湍流体与指数分布的尺寸尺度的圆盘角动量输运。使用了两种不同的模型，一个完整的圆盘（从白矮星发展到外径约10^10 cm）和一个径向薄的圆盘（距离白矮星约10^10 cm的环），模仿了圆盘的外缘。我们成功地解释了两个最低的观察到的断裂频率假设为0.5和0.9倍的主罗氏瓣和α参数为0.1-0.4的光盘半径的典型值。观测到的最高断裂频率也被建模，但具有相当小的吸积盘，半径为主罗氏瓣的0.3倍，α值为0.9，与Scaringi（2014）之前的发现一致。光变曲线呈现出典型的均方根-通量比例线性关系和对数正态分布。由于湍流过程产生的波动，通过光盘传播的质量吸积，这证实了一般的知识，典型的均方根通量关系主要是由这些波动产生。一般来说，较大的叠加耀斑产生较高的均方根值，这与较大的流量所表示的较高的质量吸积率是一致的。
2014-12-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dynamical Fragmentation of the T Pyxidis Nova Shell During Recurrent Eruptions
哈勃太空望远镜拍摄到的围绕新星T的喷射物图像将其分解为两千多个明亮的节点。我们模拟了在过去的150年中，使用自适应网格细化能力的气体动力学代码拉美西斯在其多次喷发的喷出物的动态演化。我们证明，所观察到的结是Richtmeyer-Meshkov气体动力学不稳定性（相当于在加速介质中的瑞利-泰勒不稳定性）的结果。这些不稳定性是由1866年经典新星的喷出物被随后六次复发性新星爆发的快速移动喷出物所淹没造成的。该模型正确地预测了所观察到的膨胀和变暗的T Pyx喷出物以及棘手的形态。该模型还预测，更深，高分辨率的图像将显示连接结的结构。我们展示了经过重新处理的哈勃太空望远镜图像，这些图像显示了这种结构的第一个迹象。
2013-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Dusty Aftermath of a Rapid Nova: V5579 Sgr
本文通过2008至2015年的光谱观测和光变曲线分析，研究了快速新星V5579 Sgr的尘埃形成过程、抛射物丰度增强及中心热白矮星性质，确认其属于Fe II类快速新星。
2024-08-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Prediction of Supersoft X-Ray Phase of Classical Nova V5583 Sagittarii
我们观测到人马座V5583的B、V、y、R_C和I_C五个带，发现这些多带光变曲线与V382 Vel 1999的光变曲线几乎一致，直到爆发后至少100天。爆发后约6个月，BeppoSAX探测到V382 Vel的超软X射线相。V5583 Sgr几天前爆发，发现于2009年8月6.5 UT附近的光学峰值。从这两颗新星的光变曲线完全相似的角度来看，我们预计在爆发后6个月，V5583 Sgr将出现超软X射线阶段。超软X射线开启/关闭日期的检测强烈地限制了新星的演化，因此，WD的质量范围。为了及时观测到V5583 Sgr的超软X射线相，我们基于光学厚风理论计算了新星爆发演化，预测了超软X射线相：它很可能在爆发后的100 - 140天之间开始，并持续到200-240天。我们强烈建议在2009年12月和2010年1月，2月和3月期间进行多次观测，以检测V5583 Sgr的超软X射线相的开启和关闭时间。
2009-12-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
The multi-wavelength view of shocks in the fastest nova V1674 Her
经典新星是由吸积中的白矮星上的热核失控引发的冲击动力多波长瞬变。V1674 Her是有记录以来速度最快的新星（下降两个星等的时间为t_2=1.1 d），它挑战了我们对新星中激波形成的理解。我们调查背后的物理机制，从GeV的伽玛射线新星发射厘米波段无线电使用协调费米-LAT，NuSTAR，雨燕和VLA观测支持的光学测光。费米-LAT探测到V1674 Her在爆发开始后6小时出现的短寿命（18小时）0.1 ~ 100 GeV辐射，辐射强度为（1.6 +/- 0.4）x10^-6光子cm^-2 s^-1。11天后，同时进行的NuSTAR和Swift X射线观测发现了光学上薄的热等离子体冲击加热到kT_shock = 4 keV。缺乏可探测到的6.7keV Fe K_α发射表明超太阳CNO丰度。V1674 Her的射电辐射与早期的热辐射和晚期的同步辐射一致。射电频谱随频率急剧上升，可能是新星壳未受冲击的外部区域对同步辐射和热辐射的自由-自由吸收的结果，也可能是拉辛-齐托维奇效应在稠密等离子体中衰减同步辐射的结果。喷出物内部的激波发展不受这颗新星异常快速的演化和中间极地宿主的影响。
2023-03-21 astro-ph.HE
A multiwavelength light curve analysis of the classical nova V392 Per: Optical contribution from an irradiated accretion disk during the nova wind phase
针对 V392 Per 多波段光变曲线近同衰减的异常，研究构建综合新星爆发模型，证明光学光主要来自受白矮星辐照的吸积盘，并约束白矮星质量与距离。
2025-03-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
A NuSTAR observation of the fast symbiotic nova V745 Sco in outburst
在光学发现10天后，NuSTAR在3-79 keV X射线波段观测到快速复发新星V745 Sco。测得的X射线发射是一致的碰撞电离的光学薄等离子体的温度约为2.7千电子伏。在6.7千电子伏观察到一个突出的铁线不需要增强铁的喷出物。我们将X射线通量归因于受到冲击的星周物质。在能量高于20 keV时未观察到X射线发射，在3-20 keV范围内的通量约为1.6 $\times$ × 10 $^{-11}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。发射测量指示10 $^7$ cm $^{-3}$量级的平均电子密度。与Swift几乎同时测量的0.3-10 keV波段的X射线通量大约大40倍，主要是由于发光的中央超软源以低于1 keV的能量发射。NuSTAR光谱不能用幂律拟合，而且没有硬X射线发射，这一事实使我们能够排除康普顿化伽马射线，并将爆发第十天新星伽马射线通量的上限定为10 $^{-11}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。
2014-12-09 astro-ph.HE
Early spectral evolution of classical novae: consistent evidence for multiple distinct outflows
在新星爆发期间驱动物质喷射的物理机制仍然知之甚少。可能包括在单一弹道事件中的弹射，共同的包络相互作用，连续的风，或这些过程的某种组合。在这里，我们提出了一个研究12银河新星，我们有前最大的高分辨率光谱。所有12颗新星都显示出相同的光谱演化。在光学峰前，它们表现出慢的天鹅座P分量。在峰值之后，快速组分迅速出现，而缓慢吸收仍然叠加在其上，这意味着至少存在两种物理上不同的流动。对于高步频监测的新星，还观察到第三个中速分量。这些观测结果与一种情况相一致，即慢分量与吸积物质的初始喷射有关，快分量与来自白矮星的辐射驱动风有关。当这些流相互作用时，慢速流被快速流扫过，产生中间组分。这些碰撞流可能产生在某些新星中观察到的伽马射线辐射。我们的光谱还表明，在一些新星中看到的瞬态重元素吸收线具有相同的速度结构和演变的频谱中的其他线路，这意味着与新星喷出物，而不是预先存在的气体或材料从二次烧蚀的环双星水库协会。虽然这一基本设想似乎在质量上再现了经典新星的多波长观测，但仍需要大量的理论和观测工作来解开新星性质的丰富多样性。
2020-10-15 astro-ph.HE
V392 Persei: a γ-ray bright nova eruption from a known dwarf nova
英仙座V392是一颗已知的矮新星（DN），在2018年经历了一次经典新星爆发。在这里，我们报告了近三年的喷发后的地面光学，快速紫外线和X射线，费米-LAT γ射线观测。V392 Per是迄今为止观测到的演化最快的新星之一，其$t_2$衰退时间为2天。早期的光谱提供了多次相互作用的质量喷射的证据，相关的冲击驱动了γ射线和早期的光学亮度。V392 Per在喷发的几天内进入阳光限制。在退出时，新星已经发展到星云阶段，我们看到了超软X射线阶段的尾巴。随后的光学发射捕捉到了衰落的喷出物，并从吸积盘发出持续的窄线发射光谱。正在进行的硬X射线发射是一个中间极地的常设吸积激波的特征。光学数据的分析显示轨道周期为3.230 \pm 0.003天，但我们没有看到白矮星（WD）旋转周期的证据。光学和X射线数据表明一个高质量的WD，前新星的光谱能量分布（SED）表明一个进化的施主，和后新星SED点高质量吸积率。爆发后，系统一直保持在新星般的高质量传递状态，而不是返回到前新星DN低质量传递配置。我们认为，这种高的状态是由辐射驱动的捐助者的新星爆发。在许多方面，V392 Per显示出与研究充分的新星和英仙座DN GK相似。
2022-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
XMMSL1 J060636.2-694933: An XMM-Newton Slew discovery and Swift/Magellan follow up of a new Classical Nova in the LMC
为了发现新的X射线瞬变，XMM-牛顿在目标之间转换时采集的数据正在被处理，并与其他X射线观测结果进行交叉相关。2006年7月18日，在一个以前没有发现过X射线源的位置发现了一个明亮的X射线源，XMMSL 1 J060636.2-694933。XMM-牛顿转换数据，加上后续专用的XMM-牛顿和雨燕观测，加上麦哲伦粘土望远镜获得的光学数据，以及档案全天自动巡天（ASAS）数据被用来对新物体进行分类，并调查其属性。没有探测到超过1 keV的XMM-牛顿转换X射线计数，并且可以看到该源比ROSAT全天巡天在该位置的上限亮500倍以上。麦哲伦望远镜获得的线丰富的光谱允许该物体被归类为Ao极光相新星，软X射线光谱表明该新星在后续X射线观测中看到的X射线衰减中处于超软源状态。ASAS的档案数据显示，这颗新星在2005年10月爆发时是一颗“非常快”的新星，其距离的估计与位于大麦哲伦星云内的新星是一致的。随着在LMC中发现一颗新的经典新星，很明显，XMM-牛顿转换数据将继续为寻找新的X射线瞬变天体提供强大的机会。
2009-08-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-mission observations of the old nova GK Per during the 2015 outburst
在2015年3月至4月的矮新星（DN）爆发期间，Swift，Chandra HETG和NuSTAR观察到了显着的老新星和中间极（IP）- GK Per。监测爆发，我们注意到几个过程发生在不同的时间尺度上，如：非常软的X射线发射（低于0.6千电子伏）的前两个星期的爆发和非常快的饱和度的X射线通量超过1千电子伏的缓慢演变。Swift UVOT光曲线也显示出不同的行为，这取决于过滤器。宽带X射线光谱显示至少存在三种不同的发射源。白矮星（WD）的自旋被观察到，即使在非常硬的X射线范围的NuSTAR，这表明调制不是由于吸收，在一个典型的IP。它也支持的相似性的脉冲和关闭脉冲的X射线光谱。我们认为，当内部吸积盘被吸积的增加推向WD时，WD的低极点被遮蔽的情况也适用于GK Per。
2016-03-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
XMM-Newton X-ray and UV observations of the fast nova V2491 Cyg during the supersoft source phase
在发现后的第39.93天和第49.62天，在超软源（SSS）阶段对快速经典新星V2491 Cyg进行了两次XMM观测，同时产生了X射线和紫外光变曲线以及高分辨率的X射线光谱。第一个X射线光变曲线在持续约3小时的3倍延长下降后具有周期性振荡（37.2 min）。目前无法解释倾斜的原因，可能与V4743 Sgr和RSOph中的类似事件具有相同的起源，因为它发生在相同的时间尺度上。37分钟的时间段在下降期间不存在，在第二次观察中也不存在。UV光变曲线是可变的，但不包含下降和周期。给出了4个不同强度区间的高分辨X射线谱。所有光谱都是大气连续谱，具有吸收线和吸收边。OI和NI的星际谱线在其静止波长处可见，在蓝移处发现大量的高电离吸收谱线，表明膨胀速度为3000-3400 km/s，在观测期间没有明显变化。与较慢的新星V4743 Sgr和共生的经常性新星RSOph的比较。V4743 Sgr的SSS光谱更柔和，光球吸收线更宽、更复杂。同时，RSOph中的吸收线与V2491 Cyg中的吸收线一样窄，但它们的蓝移较小。发现V2491 Cyg和RSOph的连续谱有着显著的相似性，唯一的区别是RSOph的谱线位移较小，并且有额外的发射谱线，这与来自演化伴星的致密星风有关。三颗新星的X射线光谱中都有三条未被确认的吸收线，其馀波长分别为26.05 AA、29.45 AA和30.0 AA。对于爆发过程中新星的…
2011-03-23 astro-ph.HE
A Hubble Space Telescope survey for novae in M87. III. Are novae good standard candles 15 days after maximum brightness?
用哈勃太空望远镜（HST）对巨大的椭圆星系M87进行了为期十周的日常成像，获得了41条河外激变变星的质量前所未有的新星光变曲线。我们最近使用这些光变曲线来证明，在经典新星的所谓的最大震级下降率（MMRD）关系的观测散射是如此之大，使新星MMRD作为一个标准的蜡烛无用。在这里，我们证明了一个修正的Buscombe-de Vaucouleurs假设，即在一个巨大的椭圆星系中，衰减时间t2 > 10天的新星在最大光之后大约两周收敛到几乎相同的绝对星等，这一假设得到了我们的M87新星数据的支持。对于13颗新星的日采样光变曲线，在F606 W和F814 W滤光片中确定的最大光的时间，以及下降时间t2> 10天，我们发现M87新星显示M（606 W，15）= -6.37 +/- 0.46和M（814 W，15）= -6.11 +/- 0.43。如果不考虑衰减时间t2 < 10天的非常快的新星，那么在具有类似于M87的双星群的椭圆星系中，新星的距离应该可以通过上述校准以+/-20%的1 sigma精度确定。
2017-11-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Quark Nova Model for Fast Radio Bursts
FRB是令人困惑的，毫秒级的，充满活力的无线电瞬变，没有可辨别的来源;观测显示在其他频段没有对应的。夸克星的诞生是从经历夸克新星的母中子星中产生的--以前认为在孤立的情况下诞生是无法探测到的--这为FRB的发射特征提供了一个自然的解释。夸克新星喷出物中不稳定的r过程元素的产生通过$β$衰变提供了毫秒级的电子指数注入到母中子星轻圆柱周围的强磁场中。这种无线电同步辐射的总持续时间为数百毫秒，与观测到的光谱相匹配，同时将推断的色散测量值减少了约200 cm $^{-3}$ pc。该模型允许间接测量中子星磁场和周期，除了提供天文测量的$β$衰变链的不稳定的富中子核。使用这个模型，我们可以计算预期的FRB平均能量（$\sim$ 10 $^{41}$尔格），光谱形状，并提供一个理论框架，确定距离。
2016-01-06 astro-ph.HE nucl-th
AT 2023prq: A Classical Nova in the Halo of the Andromeda Galaxy
报告了位于仙女座星系晕中距离 46 kpc 的经典新星 AT 2023prq 的光度与光谱观测，确认其为“暗而快”的 He/N 新星，并属于晕新星群体。
2023-11-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
A 9-Month Hubble Space Telescope Near-UV Survey of M87. I. Light and Color Curves of 94 Novae, and a Re-determination of the Nova Rate
本研究利用哈勃望远镜对M87开展9个月近紫外观测，获取94颗新星的光变与色变曲线，验证再发新星爆发频率限制，重新测定M87新星发生率约为352次/年，证实地面观测存在显著遗漏。
2023-10-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
EVLA Nova Project Observations of the Classical Nova V1723 Aquilae
本文介绍了用扩展甚大阵（EVLA）观测到的经典新星V1723 Aql的射电光变曲线和光谱。这是第一篇展示EVLA新星项目结果的论文，该项目由一组观察员和理论家组成，利用EVLA射电观测的极大增强的灵敏度和频率覆盖范围，以及其他波长的观测，以更深入地了解新星爆炸的能量学，形态学和时间特征。我们对V1723 Aql的观测频率跨度为1-37 GHz，我们报告了新星爆炸后14-175天的数据。广泛的频率覆盖和频繁的监测表明，V1723 Aql的无线电行为并不遵循经典的同源球形膨胀热喷出物的哈勃流模型。光谱总是至少部分光学薄，通量上升的时间尺度比线性膨胀可以再现的更快。因此，对潜在物理过程的任何描述都必须超越这一简单的图景。这种不寻常的光谱特性和光变曲线的演变可能是由多个发射区或受冲击的材料引起的。事实上，Swift的X射线观测显示，冲击可能存在。
2011-07-12 astro-ph.HE
Morpho-kinematic modeling of the expanding ejecta of the extremely slow nova V1280 Scorpii
新星喷出物的形态对于充分理解新星爆发的物理过程至关重要。我们研究了具有独特光变曲线的极慢新星V1280 Sco的膨胀喷出物的3D形态。合成线轮廓光谱进行了比较，观察到的[O III] 4959，5007和[N II] 5755发射线的轮廓，以找到最适合的形态，倾斜角，和最大膨胀速度的弹射壳。我们推导出最佳拟合膨胀速度、倾角和挤压，使用[O III]线剖面为$V_{\rm exp} = 2100^{+100}_{-100}$ \，km\，s $^{-1}$，$i = 80^{+1}_{-3}$ deg和$squ = 1.0^{+0.0}_{-0.1}$，使用[N II] 5755线剖面为$V_{\rm exp} = 1600^{+100}_{-100}$ \，km\，s $^{-1}$，$i = 81^{+2}_{-4}$ deg和$squ = 1.0^{+0.0}_{-0.1}$。一个高的倾角是一致的观测结果显示多个吸收线起源于clueroscopic气体产生的密集和缓慢的赤道集中流出。基于V1280 Sco上最大亮度附近的光学耀斑和尘埃形成等额外的观测特征，为在其他新星中检测到的$γ$射线发射提出的慢喷出物和快风之间的内部激波相互作用模型似乎适用于这个极其缓慢和奇特的新星。增加样本大小的新星，其形态研究将有助于解决长期存在的奥秘，新星，如占主导地位的能源，以权力的最大限度的光学光…
2022-05-04 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Quark-Nova in the wake of a core-collapse Supernova: a unifying model for long duration Gamma-Ray Bursts and Fast Radio Bursts
[摘要]通过利用大质量恒星的核塌缩超新星爆炸后的夸克新星（QN;中子星到夸克星的爆炸跃迁），我们建立了一个长持续时间伽马射线暴（LGRB）和快速射电暴（FRB）的统一模型。SN和QN之间的时间延迟（几年到几十年）以及相对论QN喷出物的碎片性质（即数百万块）是产生强大的LGRB引擎的关键。在我们的模型中，一个LGRB光变曲线表现出相互作用的碎片QN喷出物与湍流（即对流和磁饱和）SN喷出物是由其与底层脉冲星风星云（PWN）的相互作用形成的。余辉是由于QN块的相互作用，退出SN喷出物，与周围的介质。我们的模型可以同时拟合BAT/XRT的瞬发和余辉光变曲线及其光谱，从而得到LGRB的观测性质（如能带函数和X射线耀斑）。我们发现米德定律和阿玛提定律不是基本的，而是现象学的。FRB的结果从相干同步辐射时，QN块与非湍流弱磁化PWN-SN喷出物，其中的条件是易于韦伯不稳定性相互作用。由韦伯不稳定性引起的磁场放大设定了电子和电子对相干辐射的聚束长度。在我们的模型中得到的发射频率，光度，持续时间和色散措施是一致的FRB数据。我们发现了从FRB到LGRB的高能暴现象的自然统一，包括X射线闪光和富X射线GRB以及超亮SNe。我们发现了超高能宇宙射线和FRB之间的可能联系，并提出了一个QN后的二元中子星合并可以产生一个短的GRB（SGRB）与BAT/XRT光变曲线。
2019-11-21 astro-ph.HE
X-ray evolution of the nova V959 Mon suggests a delayed ejection and a non-radiative shock
对新星中的冲击气体进行X射线观测，可以为研究喷出物的动力学提供有用的探测手段。在这里，我们报告的X射线观测的新星V959 Mon，这也是在GeV的伽马射线与费米卫星检测。我们发现，X射线光谱与非太阳丰度的双温等离子体模型一致。我们解释的X射线是由于冲击之间的相互作用的慢赤道环面和快速的极地流出，推断从射电观测V959星期一。我们进一步提出，较热的分量，负责大部分的流量，是从反向冲击驱动到快速流出。我们发现在第60天和第140天之间吸收剂的柱密度系统性下降，与对这种情况的预期一致。我们提出了有趣的证据，延迟约40天的喷出物从中央二进制。此外，我们推断出一个相对较小的（几倍10 $^{-6}$ Msun）喷出物质量的冲击，大大低于质量的10 $^4$ K气体从无线电观测推断。最后，我们推断，在我们观测的时候，主要的X射线冲击可能不是辐射性的，而且冲击功率比观测到的X射线亮度高得多。目前还不清楚为什么高X射线亮度，更接近推断的冲击功率，从来没有看到在新星在早期，当冲击预计有足够高的密度是辐射。
2020-10-26 astro-ph.HE
Soft X-ray and FUV observations of Nova Her 2021 (V1674~Her) with AstroSat
本研究利用AstroSat对快速新星V1674 Her开展多时段观测，探测到501.4–501.5秒的软X射线周期，分析了光变曲线、吸收特征及远紫外发射线的演化规律。
2023-12-16 astro-ph.HE
