V2487 Ophiuchi: A strong candidate for a recurrent nova and a progenitor of Type Ia supernova
1998年蛇夫座V2487爆发的光变曲线显示出非常快速的衰减（t_3 ~ 9天）和在光学极大值后10 ~ 30天的中平台期，这是复发新星U Sco子类的共同特征。我们数值再现了1998年爆发的光变曲线的基础上的热核逃逸模型与光学厚风。结果表明，白矮星（WD）的质量为1.35 \pm 0.01 M_（\sun），在光学极大值处的包层质量约为6 × 10^{-6} M_（\sun），包层的氢含量低至X ~ 0.1（质量重量）。在平静期，质量转移速率约为1.5 × 10 - 7 M_（\sun）/年，因此新星爆发的周期约为40年。由于WD的质量现在可能以约2 x 10^{-8} M_ \sun yr^{-1}的速度增长，因此V2487 Oph是Ia型超新星前身的有力候选者。
2001-10-11 astro-ph
GMRT Observations of the 2006 outburst of the Nova RS Ophiuchi: First detection of emission at radio frequencies < 1.4 GHz
这封信介绍了对周期性新星蛇夫座RS爆发的第一次低射频（<1.4 GHz）探测。第20天在0.61 GHz处检测到无线电发射，通量密度为~48 mJy，第38天在0.325 GHz处检测到无线电发射，通量密度为~ 44 mJy。这与1985年的爆发形成对比，当时即使在第66天也没有在0.327 GHz处检测到它。在低射频的发射显然是非热的，并且可以很好地用指数α ~ -0.8（S propto nu^alpha）的同步加速器光谱来解释，该光谱由于预先存在的电离的、温暖的、聚集的巨风而遭受前景吸收。1985年没有低频射电辐射，而这次爆发中的射电通量较早开启，这是由于1985年的前景吸收比2006年高，表明2006年的上覆风密度仅为1985年的30%。
2007-08-09 astro-ph
Detection of orbital and superhump periods in Nova V2574 Ophiuchi (2004)
本文介绍了2004年和2005年期间对V2574 Oph（2004）进行的37个夜晚的CCD非滤光测光结果。在2005年的观测资料中发现了0.14164 d（~3.40 h）和0.14773 d（~3.55 h）两个周期。2004年的观测数据也显示了类似的时间尺度上的变化，但没有发现一致的周期性，我们认为较长的周期性是基础双星系统的轨道周期，较短的周期性代表负的超级峰。3.40 h周期比轨道周期短约4%，并服从超峰周期亏损与双星周期的关系。在光变曲线中检测到的超级峰是新星爆发后不久在这个双星系统中存在旋进吸积盘的证据。根据最大星等-衰减率关系，我们估计了衰减率t_2 = 17+/-4d，最大绝对视星等M_Vmax = -7.7+/-1.7ma。
2005-12-22 astro-ph
Historic mass loss from the RS Ophiuchi system
在蛇夫座RS中多次探测到尘埃。我模拟了历史上的中红外测光和最近的斯皮策太空望远镜光谱，这是在2006年火山爆发后半年拍摄的。火山爆发对尘埃的影响很小。我的证据表明，RS Oph的爆发和可能的红巨星风可能雕刻的星际介质，并显示类似的证据，经常性矮新星T Pyxenos。
2007-10-30 astro-ph
Long-term optical and X-ray observations of the old novae DI Lacertae and V841 Ophiuchi
我们提出了一个基于地面的光学光度学和光谱学的分析，和罗西X射线定时探测器X射线的老新星DI Lacertae和V841蛇夫座的观测。我们的光学测光数据（用自动测光望远镜RoboScope获得）包括每颗恒星几乎长达十年的光变曲线，而同期的光谱学和X射线观测在长度为45-55 d的单独间隔内重复采样每颗新星。这两颗新星的长期光学光变曲线显示准周期变化的典型时间尺度为~30-50天，振幅dV ~ 0.4-0.8 MAG.V841 OPH也显示了一个长期的，正弦调制的光学光的时间尺度为3.5-5年。这些新星的光谱显示出彼此相当不同的特征，DI Lac显示出位于宽吸收槽中的窄巴尔末发射核心，而V841 Oph则显示出强烈的单峰巴尔末、He I和He II发射线。我们发现在不同的光学亮度状态下获得的光谱之间的变化不大。两个新星的X射线计数率都很低（< ~1.5 ct/s），X射线和光学亮度之间没有可靠的相关性。DI Lac的组合X射线谱最适合韧致辐射模型（kT ~ 4 keV，NH <1.8 × 10^22 cm^-3）; V841 Oph的X射线谱太弱，无法进行模型拟合。我们讨论了可能的起源，在这些老新星的磁场活动的次级恒星，矮新星型磁盘的不稳定性，和“冬眠”的情况下，灾难性的变星的变化。
2000-08-29 astro-ph
The orbital period of Nova V2540 Ophiuchi (2002)
本文介绍了2003年和2004年对V2540 Oph（2002）新星的26个夜晚的CCD测光结果。我们在数据中发现了0.284781 +/- 0.000006 d（6.8347 +/- 0.0001 h）的周期。由于这一周期出现在这两年的光变曲线中，其值或振幅没有明显变化，我们将其解释为新星双星系统的轨道周期。激变变星的质量-周期关系产生的次级质量约为0.75 +/- 0.04 Msun。根据最大星等-衰减率关系，我们估计最大绝对视星等M（V）=-6.2 +/-0.4 mag。这个值导致未校正的距离模数（m-M）= 14.7 +/-0.7。通过使用V2540 Oph位置的星际红化，我们发现距离为5.2 +/- 0.8 kpc的粗略估计。我们认为V2540 Oph是一个高倾角激变变星，表现出次级星的反射效应，或者在吸积盘中具有螺旋结构; 2）一个高倾角的中间极系统;
2005-09-19 astro-ph
Infrared observations of the 2006 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi: the early phase
我们目前的红外光谱的经常性新星RS蛇夫座，获得11.81，20.75和55.71天后，其2006年爆发。光谱主要由氢复合线以及HeI、OI和OII线组成;复合光谱所暗示的电子温度约为10^4 K，这表明我们主要看到的是红巨星的风，它是在RS Oph爆发时被紫外线闪光电离的。然而，在最后一个光谱中存在强的日冕发射线（即来自具有高电离势的离子中的精细结构跃迁的发射）。这意味着日冕气体的温度为930000 K;这与2006年爆发的X射线观测结果一致。发射线宽度随时间以与X射线发射的冲击模型一致的方式减小。
2006-09-14 astro-ph
Optical evolution of Nova Ophiuchi 2007 = V2615 Oph
2007年3月28日，中等速度的新星Oph 2007达到最大亮度，亮度为V=8.52，B-V=+1.12，V-Rc=+0.76，V-Ic=+1.59，Rc-Ic=+0.83，经过一个星期的快速上升和最大亮度前的停顿。下降时间分别为t（V，2）=26.5、t（B，2）=30、t（V，3）=48.5和t（B，3）=56.5天。到新星的距离为d=3.7 kpc，银道面上方的高度z=215 pc，红化E（B-V）=0.90，最大值的绝对星等M（V，max）=-7.2和M（B，max）=-7.0。最大值前四天的光谱类似于F6超巨星，与宽带颜色一致。它后来发展成为一个标准的“费尔”级新星。最大值过去9天，根据H $α$发射分量的宽度估计的膨胀速度为730 km/s，主增强吸收系统和扩散增强吸收系统的位移分别为650和1380 km/s。尘埃的形成和消失可能是在最大值过去的82到100天之间，导致（在尘埃浓度峰值时）Δ B=1.8等的灭绝和额外的Δ E（B-V）=0.44变红。
2008-03-18 astro-ph
Swift Observations of Shock Evolution in RS Ophiuchi
我们的\textit{Swift} RS Oph观测形成了一个前所未有的X射线数据集，用于调查中心源和爆发喷出物与星周环境的相互作用。在第一个月，XRT数据主要是由快速演变的冲击排放。我们讨论的差异，从那些发现\textit{RXTE}在早期的X射线发射的演变到更晚的时候派生的参数。很明显，在晚些时候，存在几种排放成分。在我们的数据中，我们没有发现强有力的证据来证明所提出的冲击爆发。
2008-09-26 astro-ph
Interferometric Observations of RS Ophiuchi and the Origin of the Near-IR Emission
我们报告的意见，经常性的新星RS Oph使用长基线近红外干涉测量。在2006年2月爆发后的几个星期里，我们能够分辨出新星的发射。近红外源最初扩展到大约5毫角秒的大小。然而，从第10天左右开始，红外线源似乎开始缩小，到第100天达到约2毫角秒。我们结合我们测得的角直径与以前可用的干涉和测光数据，以获得一个排放措施的来源，因此能够确定的质量损失率的新星在爆发后的几天。
2006-12-04 astro-ph
Liverpool Telescope Optical Photometry Following the 2006 Outburst of RS Ophiuchi
我们提出了一个初步报告的宽带光学测光的2006年爆发的经常性新星RS蛇夫座。这些数据是使用机器人2米利物浦望远镜获得的，涵盖了从第27天到第548天的爆发。
2008-09-26 astro-ph
Hubble Space Telescope Imaging of the Expanding Nebular Remnant of the Recurrent Nova RS Ophiuchi (2006)
我们报告哈勃太空望远镜在2006年蛇夫座RS爆发后155天获得的图像。我们在[O III]和[Ne V]线上都检测到了扩展发射。在这两条线中，残余物具有双环结构。这些结构的东西向和总长度（在d=1.6kpc时为580+-50 AU）与预期的一致，这是由于在射电波长的爆发中早期成像的发射区的扩展。高速膨胀在东西方向上似乎是大致恒定的（在天空平面上，v_{exp} = 3200+-300 km/s），有初步证据表明N-S减速。我们提出了一个双极模型的残余，其倾向是一致的中央双星。极分量的真实膨胀速度则为v = 5600+-1100 km/s。我们认为，双极形态的残留物的爆发喷出物的相互作用的结果与拱星介质，这是显着密集的赤道地区的二进制比在两极。这也与X射线中的激波演化和红外线中可能存在尘埃的观测结果一致。此外，它符合具有近距离双星中心系统的行星状星云的形成模型，也符合最近对Ia型超新星祖先的观测，其中复发新星是一个建议的候选者。我们的观察还揭示了更多的扩展结构的S和E的残留物，其可能的起源进行了简要讨论。
2007-06-19 astro-ph
Emission line oscillations in the dwarf nova V2051 Ophiuchi
我们已经检测到相干振荡，在多个频率，线和连续发射的食矮新星V2051蛇夫座使用10米凯克II望远镜。我们自己的新颖的数据采集系统使我们能够获得非常快的光谱使用连续读出的CCD上的LRIS摄谱仪。这是第一次在发射线中探测到并分辨矮新星振荡。吸积盘是高度不对称的，在我们的观测过程中，来自盘的蓝移侧的贡献更大。圆盘从靠近白矮星的地方延伸到主洛希瓣的外部区域。56.12 s的连续振荡和28.06 s的一次谐波最有可能起源于自旋白矮星的表面，其基本周期对应于自旋周期。巴耳末谱线和氦谱线的振荡周期为29.77s，平均振幅为1.9%。线运动学以及日食的约束表明，在吸积盘的半径为12 Rwd的起源。谱线振荡的振幅以488 s的周期调制（0-4%），对应于R=12 Rwd的开普勒周期。这种调制是由于白矮星的旋转和圆盘中的轨道运动之间的跳动。观测到的发射线振荡不能用中间极的截断圆盘来解释。观测结果表明，需要在圆盘上有一个非轴对称的凸起，以12R_wd的轨道运行。振荡的位置和系统的圆化半径之间的密切对应关系表明，流溢出效应可能是相关的
2000-11-27 astro-ph
No Expanding Fireball: Resolving the Recurrent Nova RS Ophiuchi with Infrared Interferometry
在2006年2月12日复发新星RS Oph最近爆发之后，我们使用IOTA，Keck和PTI干涉仪在多个时期测量了它的近红外尺寸。在爆发的前60天，约3毫角秒的特征尺寸几乎没有变化，排除了目前流行的模型，即近红外辐射来自膨胀激波中的热气体。还发现发射是显著不对称的，IOTA检测到的非零闭合相位证明了这一点。这些数据的物理解释在很大程度上取决于所采用的RS Oph的距离。我们的数据可以被解释为第一次直接检测到潜在的RS Oph二进制，为最近的“重生的红色巨人”模型Hachisu和Kato提供支持。然而，这一结果取决于RS Oph距离~< 540 pc，与广泛采用的距离~1.6 kpc强烈不一致。在更远的距离，我们的观察意味着，而不是一个非膨胀的，致密的和电离的circumbinary气体盘或水库负责大部分的近红外辐射的存在。较长基线的红外干涉测量法是唯一适合区分这些模型，并最终确定距离，双星轨道，和组件质量的RS Oph，一个最近的已知（候选）SNIa祖系统。
2006-07-17 astro-ph
Milliarcsecond N-Band Observations of the Nova RS Ophiuchi: First Science with the Keck Interferometer Nuller
我们报告观测的新星RS Ophiuchi（RS Oph）使用凯克干涉仪零（KIN），约3.8天后，最近的爆发发生在2006年2月12日。这些观测结果代表了KIN的第一个科学结果，KIN在零模式下在8至12.5微米的N波段工作。通过拟合独特的KIN数据，我们已经获得了6.2，4.0，或5.4质量的磁盘配置文件，高斯配置文件（FWHM），和壳配置文件的中红外连续的角尺寸分别。数据显示，增强中性原子氢发射和原子金属，包括硅位于内部的空间制度附近的白矮星（WD）相对于外部制度的证据。在外层空间区域也有星云发射线和热硅酸盐尘埃的证据，中心在！17 AU从WD，这是没有发现的内部制度。我们的证据表明，这些功能已被激发的新星闪光在外部空间制度之前，冲击波到达这些地区。这些鉴定支持一个模型，其中的灰尘似乎是存在于爆发之间，而不是在爆发事件中创建的。我们进一步讨论了目前的结果在一个统一的模型的系统，其中包括增加密度的平面上的两颗恒星的轨道所产生的螺旋冲击波所造成的运动的恒星通过冷的红巨星风。这些数据显示了零化技术的威力和潜力，该技术是为类地行星探测任务和达尔文任务探测附近恒星周围的类地行星而开发的。
2008-01-27 astro-ph
Eclipse mapping of the flickering sources in the dwarf nova V2051 Ophiuchi
我们报告的日食映射分析的一个合奏的光变曲线的矮新星V2051 Oph的目的是研究其稳定的光和闪烁的源的空间分布。数据相结合，以获得稳定的光和闪烁的组件在两个不同的亮度水平，命名为“暗”和“亮”状态的轨道依赖性。亮度上的差异是由次级恒星质量转移速率的长期变化引起的。稳定光的日食图显示了沿弹道流轨迹的增强发射，这是气流溢出的明显证据。我们确定了两个不同的和独立的闪烁源V2051 Oph。低频闪烁出现在溢流气流中，并与传质过程相关。它的最大发射发生在气体流最接近白矮星的位置，其空间分布的变化响应于质量传递速率的变化。高频闪烁起源于吸积盘，其径向分布与稳恒光图相似，没有来自热点、气流或白矮星的辐射迹象。这个磁盘闪烁组件有一个相对振幅约百分之三的稳定磁盘光，独立的磁盘半径和亮度状态。如果圆盘闪烁是由MHD湍流引起的能量耗散率的波动引起的，则其相对振幅导致静止圆盘在所有半径处的粘性参数α = 0.1-0.2。这个数值似乎高得令人不安，不能用磁盘不稳定性模型来容纳。
2004-04-14 astro-ph
Recurrent novae as a progenitor system of Type Ia supernovae. I. RS Ophiuchi subclass --- Systems with a red giant companion
Theoretical light curves of four recurrent novae in outburst are modeled to obtain various physical parameters. They are those with a red giant companion, T CrB, RS Oph, V745 Sco, and V3890 Sgr. Our model includes irradiations of the companion star and the accretion disk together with a shadowing effect on the companion by the accretion disk . The early visual light curves are well reproduced with a thermonuclear runaway model on a very massive white dwarf of 1.37 Mo for T CrB, 1.37 Mo for RS Oph with low metallicity (Z=0.004), 1.35 Mo for V745 Sco, and 1.35 Mo for V3890 Sgr. Each envelope mas…
2001-04-03 astro-ph
Swift X-ray Observations of Classical Novae
新的伽马射线暴飞行任务Swift获得了几个爆发中的经典新星的有针对性的观测。我们分析了2006年6月30日之前从Swift存档中对经典新星的所有观测。我们分析了12颗经典新星的可用观测数据，发现了4个未探测到的新星，3个弱源和5个强源。这包括探测到2颗新星，其光谱类似于超软X射线双星源光谱（SSS），意味着白矮星表面正在进行核燃烧。有了这些新的雨燕数据，我们增加了经典新星的X射线持续时间和特征的统计数据。
2007-04-25 astro-ph
Swift observations of the 2006 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi: I. Early X-ray emission from the shocked ejecta and red giant wind
蛇夫座RS最近一次爆发是在2006年2月12日。先前的爆发表明，高速喷出物与预先存在的红巨星风相互作用，建立了类似于超新星遗迹的冲击系统。然而，在1985年的前一次爆发中，X射线观测直到第一次爆发后55天才开始。在这里，我们报告的雨燕观测涵盖了2006年爆发的第一个月与突发警报（BAT）和X射线望远镜（XRT）仪器。从t=0到$t\sim6$天，在BAT 14-25 keV波段中清楚地检测到RS Oph。XRT观测范围为0.3-10 keV，观测时间为爆发后3.17天。快速发展的XRT光谱清楚地表明存在线和连续发射，这可以通过热气体的热发射来拟合，热气体的特征温度、上覆的吸收柱$[N_H]_W$和产生的未吸收的总通量在最初几天后单调下降。导出的激波速度与其他波长的观测结果吻合得很好。同样地，$[N_H]_W$也与前向激波前红巨星风的预期一致。我们确认了1985年爆发的基本模型，并得出结论，标准的第一阶段残余演化终止的$t\sim10$天和残余，然后迅速演变到显示的行为特征的第三阶段。然而，在t=26天左右，一个新的、明亮的、高度可变的软X射线源开始出现，其起源将在随后的论文中进行探讨。
2006-07-18 astro-ph
Three-dimensional modeling of the asymmetric blast wave from the 2006 outburst of RS Ophiuchi: Early X-ray emission
钱德拉/HETG在其2006年爆发的第13.9天对经常性新星RS Ophiuchi的观测揭示了一个覆盖等离子体温度大范围的光谱，其特征是不对称和蓝移的发射线。我们调查的起源，这些不对称性和扩大的发射线。我们进行3-D流体动力学模拟的冲击波从2006年爆发，通过非均匀CSM传播。该模型考虑了热传导（包括热流饱和的影响）和辐射冷却。从模拟中，我们合成了X射线发射，并推导出光谱，因为它们将与钱德拉/HETG观察。我们的模型再现所观察到的X射线发射在一个自然的方式，如果CSM的爆发发生的特点是赤道密度增强。我们的"最佳拟合“模型预测，大多数早期X射线发射起源于一个小区域，该区域在垂直于视线的方向上传播，并位于爆炸波和赤道密度增强之间的相互作用前沿后面。该模型预测的不对称和蓝移线轮廓非常相似的观察。这些不对称是由于喷出物材料对红移发射的大量X射线吸收。Chandra/HETG的高质量数据与详细的流体动力学模型的比较，使我们能够揭开，第一次，在X射线波段的结构发射的细节，在爆发演化的早期阶段，有助于更好地了解物理之间的相互作用的新星爆炸和CSM经常性新星。这可能对RS Ophiuchi是否是Ia型SN祖系统有影响。
2008-11-24 astro-ph
Evidence for Nonlinear Diffusive Shock Acceleration of Cosmic Rays in the 2006 Outburst of RS Ophiuchi
2006年RS Oph爆发的红外（IR）和X射线波长的光谱观测表明，冲击波减速的速度比标准测试粒子绝热冲击波模型预测的要高。观察到的爆炸波的演变可以解释，但是，由扩散冲击加速的粒子在向前冲击和随后逃逸的最高能量的离子从加速区域。非线性粒子加速也可以解释由红外和X射线数据推导出的激波速度的差异。我们讨论了在爆炸波的有效粒子加速光的新星遗迹的演变。
2008-01-11 astro-ph
Supersoft X-ray Light Curve of RS Ophiuchi (2006)
作为Ia型超新星前身的候选者之一，蛇夫座RS在2006年2月经历了第六次有记录的爆发，并且第一次获得了超软X射线的完整光变曲线。它显示了超软X射线阶段比以前预期的更早出现和更长的持续时间。当大量的氦层在爆发期间堆积在氢燃烧区下方时，这些特征可以自然地理解，这表明白矮星（WD）正在有效地增长质量。我们估计RS Oph的WD质量为1.35 \pm 0.01 M_sun，WD质量的增长率约为1 \times 10^{-7} M_sun/年^{-1}。如果当前的吸积继续几到几倍于10^{5}年，白矮星将可能达到Ia型爆发的临界质量。
2007-03-08 astro-ph
Silicate dust in the environment of RS Ophiuchi following the 2006 eruption
我们提出了进一步的斯皮策太空望远镜观测的周期性新星RS蛇夫座，在2006年爆发后的208 - 430天内获得。后来斯皮策IRS的数据显示，早期报道的线发射和自由-自由连续发射正在下降，揭示了在9.7和18微米处存在硅酸盐发射特征的无可争议的证据。我们的结论是硅酸盐尘埃幸存的硬辐射脉冲和冲击波的爆发。现存尘埃的存在可能对理解通过红巨星风的冲击传播和可能的风的几何形状具有重要意义。
2007-10-29 astro-ph
Prediction of Supersoft X-ray Phase during the 2006 Outburst of RS Ophiuchi
蛇夫座RS是一颗被观察到的复发新星，也是Ia型超新星的候选祖先。2006年2月12日发现了第六次有记录的爆发。超软X射线相的探测将提供一个坚定的确认氢壳燃烧的白矮星和它的开启/关闭日期强烈约束的质量范围的白矮星，澄清是否RS Oph成为Ia型超新星。为了及时探测其超软X射线位相，我们基于光学厚风理论计算了RS Oph的爆发演化，并预测了2006年爆发的超软X射线位相：它最可能开始于光学极大值之后的第80-90天，持续到第110-120天。它的持续时间很短，只有一个月左右。我们强烈建议在2006年4月、5月和6月期间进行多次观测，以检测超软X射线相的开启和关闭时间。
2006-03-22 astro-ph
Interferometric Observations of Explosive Variables: V838 Mon, Nova Aql 2005, and RS Oph
在过去的两年中，我们使用Palomar试验台干涉仪观测了几颗爆炸性变星，包括麒麟座V838、天鹰座V1663和最近的蛇夫座RS。我们观察了V838 Monocerotis大约34个月后爆发，并能够解决喷出物。V1663 Aql的观测是在亮度达到峰值后的第9天开始的，并持续了10天。我们能够分辨毫弧秒尺度的辐射，并跟踪新星光球的膨胀。当结合径向速度信息时，这些观测结果可以用来推断到新星的距离。最后，我们已经解决了经常性的新星RS Oph，并可以得出一些初步的结论，关于发射形态。
2006-06-08 astro-ph
Spitzer and ground-based infrared observations of the 2006 eruption of RS Ophiuchi
我们提出了斯皮策太空望远镜和补充地面红外观测的周期性新星RS蛇夫座，在64-111天期间获得的2006年爆发后。斯皮策IRS的数据显示了一个丰富的发射线光谱叠加在一个自由的连续。精细结构和日冕红外线的存在导致我们推断，至少有两个温度（1.5e5K和9 e5 K）的喷出物/风环境，并在“冷却器”区域的电子密度为2.2e5厘米-3。元素丰度的测定并不简单，但假设Ne和O的精细结构线出现在相同体积的喷出物中，O/Ne比值按数量计>~0.6。
2007-05-16 astro-ph
HST and ground-based eclipse observations of V2051 Ophiuchi: Binary parameters
我们报告高速食光度的矮新星V2051 Oph，而它是在一个低亮度的状态，在B ~ 16.2马格。在平均IUE光谱相比，紫外连续谱和发射线出现减少的因素，分别为~4和~5。闪烁活动大部分受到抑制，光变曲线显示在盘中心有一颗致密的白矮星的食，它在3900- 4300 A贡献了总光的60%。我们使用的接触阶段的日食光变曲线的测量，推导出的二进制的几何形状，并估计群众和相关的尺寸。我们发现质量比为q= 0.19+/-0.03，倾角为i= 83+/-2度。组成星的质量分别为M_1 = 0.78+/-0.06 M_dot和M_2 = 0.15+/-0.03 M_dot。我们的测光模型预测K_1 = 83+/-12km/s和K_2= 435+/-11km/s。K_1的预测值与对圆盘中的不对称线发射进行校正后从发射线获得的速度幅度一致（Watts等，1986）。V2051 Oph的次级质量明显大于其他超短周期矮新星的次级质量。V2051 Oph可能是一个相对年轻的系统，其第二颗恒星没有足够的时间演化出热平衡。
1998-07-02 astro-ph
An Expanding Shell and Synchrotron Jet in RS Ophiuchi
我们报告的高分辨率无线电成像的复发新星RS蛇夫座（RS Oph）在2006年爆发的第一个月，使用甚长基线阵列（VLBA）。在爆发第20.8天和第26.8天进行的观测显示，同步加速器发射的部分壳层东部比西部亮得多。假设红外线的宽分量对应于VLBA看到的壳层的最外部分，那么到源的距离为$2.45\pm0.4 kpc$。圆形的形状和频谱指数的壳发射的挑战简单的模型的无线电结构后立即爆发。第二个时期还显示了一个额外的，解决，同步辐射组件以及东部的壳。它的推断速度与从大质量白矮星表面逃逸的速度相当。这个成分在第一个时期是看不到的。它的出现可能与红巨星风产生的到达星云边缘的外流有关，红巨星风一直在重新填充1985年最后一次爆发留下的空白。这个东部的成分可能与以前在这颗和其他共生星中看到的喷流有关，代表了对这种喷流的最早清晰探测，也是白矮星喷流同步辐射的最好情况。
2007-11-07 astro-ph
High-resolution X-ray spectroscopy of the evolving shock in the 2006 outburst of RS Ophiuchi
2006年蛇夫座经常性新星RS爆发的演化是通过钱德拉和XMM-牛顿的12个X射线光栅观测来跟踪的。我们提出了详细的光谱分析，使用两种独立的方法。从最好的数据集，在爆发后的第13.8天，我们重建的温度分布，并获得元素丰度。我们发现的证据，至少有两个不同的温度组件在第13.8天，并随着时间的推移温度降低。X射线通量呈幂律衰减，幂律指数在爆发后70天左右从-5/3变化到-8/3。这可以通过热分量和冷分量的不同衰变机制来解释。热成分的衰减和温度的降低与辐射冷却一致，而冷成分的衰减可以用喷出物的膨胀来解释。我们发现N和α元素的丰度过高，这可能代表提供吸积物质的次生物质的成分，也可能代表喷出物的成分。N的过量表示Hoc循环的物质。从文献中所采取的二次丰度的比较，我们得出结论，所观察到的氮的20-40%可能来自爆发。在RS-Oph系统中，α元素的过剩并不是光谱类型为次级的恒星的典型特征，白矮星的物质可能已经混入了喷出物中。然而，没有直接测量的α-元素的次级，和连续的吸积可能已经改变了可观察到的表面组成。
2008-10-11 astro-ph
Simultaneous multiwavelength observations of the Low/Hard State of the X-ray transient source SWIFT J1753.5-0127
报道了2005年8月10-12日利用INTEGRAL、RXTE、NTT、REM和VLA对X射线瞬变源SWIFT J1753.5-0127进行多波长同步观测的结果。该源自2005年5月30日以来经历了一次X射线爆发，是在致力于星系晕中新X射线新星的“机会综合目标”计划期间观测到的。结合光学、近红外和射电数据，分析了SWIFT J1753.5-0127的宽带光谱和快时变特性。我们发现，源显着检测到600千电子伏的康普顿化参数和典型的所谓的低/硬态的黑洞候选人的定时特性。我们建立了一个光谱能量分布，我们表明，SWIFT J1753.5-0127不遵循通常的无线电/X射线相关的X射线二进制在低/硬状态。我们给出距离和质量的估计。我们的结论是，SWIFT J1753.5-0127属于X射线新星类，它很可能是一个黑洞候选人的星系晕，保持在低/硬态在其主要爆发的瞬态源。我们讨论我们的结果的背景下，康普顿化和喷流模型。
2006-12-20 astro-ph
3D simulations of RS Oph: from accretion to nova blast
蛇夫座RS是一颗周期约为22年的复发新星，由一个风吸积双星系统和一颗非常接近白矮星极限的白矮星（WD）和一颗红巨星（RG）组成。该系统被认为是演变成SNIa的主要候选者。我们提出了一个三维流体动力学模拟的静态吸积和随后的爆炸阶段。计算出的静止阶段的星周质量分布是高度结构化的，与向极方向相比，轨道平面上的质量增强约为2倍。模拟的新星遗迹以非球面的方式演化，向两极传播得更快。从模拟中得到的激波速度与从观测中得到的激波速度一致。对于v_RG = 20 km/s和近等温流动，我们推导出的质量传递率的WD的RG的质量损失的10%。对于RG质量每年损失10^{-7}太阳质量，我们发现系统的轨道每百万年衰减3%。与推导出的传质速率，多周期新星模型提供了一个定性正确的复发时间，振幅和牢度的新星。我们的模拟提供了，随着观测和新星模型，第三个成分，更深入地了解经常性新星的RS OPH型。结合最近的多周期新星模型，我们的研究结果表明，WD在RS Oph的质量将增加。因此，一些推测性的结果似乎是合理的。WD可能会达到克拉塞卡极限，并爆炸为Ia型超新星。或者，RG的质量损失可能导致更小的罗氏体积、共同的包络相和窄的WD+WD系统。由于引力波发射造成的角动量损失可能会引发两个WD的合并，并且可能通过双简并场景引发一个SN Ia。
2008-04-16 astro-ph
The recurrent nova RS Oph: A possible scenario for type Ia supernovae
经常出现的新星RS Oph在2006年经历了一次爆发，正如预期的那样，在1985年爆发21年后。它几乎在所有波长都被观测到，有关其性质的重要信息仍在提取中。我们目前的理论模型爆炸的这个迷人的对象，这表明吸积的白矮星的质量应该是非常接近的Mrusrasekhar质量，允许这样一个短的复发期。此外，由于模型表明这颗新星喷射的质量小于其吸积的质量，因此它是大约$10^5-10^7$年后热核超新星爆炸的绝佳候选者。我们还分析了软伽马射线的发射RS Oph检测到的BAT仪器板载斯威夫特，并与PCA板载RXTE。我们排除了这种发射起源于膨胀的新星包层中的放射性衰变。
2008-07-21 astro-ph
The SSS phase of RS Ophiuchi observed with Chandra and XMM-Newton I.: Data and preliminary Modeling
超软源（SSS）发射的第六次记录爆发的经常性新星RS Oph的阶段被观察到两次与钱德拉和一次与XMM牛顿。在爆发后第39.7、54.0和66.9天进行观察。我们确认在第54.0天有一个35秒的周期，并发现它来自SSS发射，而不是来自冲击。我们讨论了中性元素在视线中的束缚-自由吸收，共振吸收线加上自吸收发射线成分，碰撞激发的发射线从冲击，He类系间线，和光谱变化期间的一个插曲的高振幅的变化。我们发现氧K壳层吸收边的降低可以用氧的光电离来解释。吸收分量在第39.7天的平均速度为-1286+-267 km/s，在第66.9天的平均速度为-771+-65 km/s。的发射线组件的波长是一致的，其休息波长证实了非自吸收氦类系间线的测量。我们有证据表明，这些线起源于冲击，而不是外层的流出，可能是光激发除了碰撞激发。我们发现碰撞激发的发射线，在波长小于15埃，起源于辐射冷却冲击衰落。在第39.5天，我们发现这些谱线的系统性蓝移为-526+-114 km/s。我们发现了异常的He样的f/i比，这表明要么高密度或显着的紫外辐射附近的等离子体的发射线形成。在强可变性阶段期间，当移动1000秒时，光谱硬度光变曲线覆盖总光变曲线。这可以用中性氧在视线中的光电离来解释，如果密度为10^{10}-10 ^<$11} cm^{-3}量级。
2007-05-18 astro-ph
