X-ray Observations of the Bright Old Nova V603 Aquilae
我们报告我们的钱德拉和RXTE观测的明亮的老新星，V603 Aql，在2001年4月进行的，补充我们的档案X射线数据分析这个对象。我们发现RXTE数据受到银河脊X射线辐射的污染。考虑到这种影响后，我们发现RXTE数据中存在高水平的非周期性变化，与未受污染的Chandra数据一致。钱德拉HETG光谱清楚地起源于多温度等离子体。我们通过全局和局部拟合的组合来约束等离子体的可能的发射测量分布。V603 Aql的X射线光度和光谱形状类似于天鹅座SS的平静和爆发之间的过渡。X射线通量的变化与能量的关系很弱，这一事实可以通过假设这种变化是由于等离子体最高温度的变化而得到解释。等离子体密度可能高，并且发射区域可能紧凑。最后，Ne的明显过剩与V603 Aql是一个年轻的系统是一致的。
2004-12-20 astro-ph
CI Aquilae: a recurrent nova with an unusually long plateau phase
本文给出了2000年爆发后期周期性新星CI Aql的光学光度测量结果。我们的观测表明，该天体在2001年12月至2002年4月之间达到了静止水平，因此CI Aql是一颗独特的复发新星，其特征是极长的（1.4- 1.7年）高原阶段。在爆发中获得的光变曲线表明，该天体是经典新星和复发新星之间的第一个中间体。与已发表的理论计算中给出的估计相比，平台阶段的长持续时间支持白矮星包层中较高的氢含量，而如此丰富的氢需要稍后停止风，这与2000年11月下旬观察到的突然衰落不一致。在爆发后期获得的光变曲线表明，该物体比预测的更暗，逐渐下降的速度更陡。观测结果与理论预测之间的这些差异需要对CI Aql的现有模型进行大幅修改。
2002-11-12 astro-ph
An Ultraviolet Study of the Short-Period Binary OO Aquilae
OO Aql是一颗罕见的W UMa型食双星，其中两颗太阳型恒星可能只是最近才演化成接触。这颗双星有着异常高的质量比（0.84）和相对较长的轨道周期（0.506 d）。1988年用IUE卫星获得了OO Aql的12个紫外光谱，包括一系列连续观测，几乎覆盖了一个完整的轨道周期。本文用Mg Ⅱ在2800 A的h+k发射研究色球活动。Mg II发射被发现变化，即使当发射被归一化到相邻的连续通量。这种变化可能与1988年观测中的轨道相位有关。它也出现了规范化的镁II发射随时间而变化，如在1988年在两个不同的时期获得的光谱，并与几年前获得的两个光谱相比。OO Aql的色球活动水平低于其他类似颜色的W UMa型双星，但这是由于它处于接触双星演化的早期阶段。紫外光变曲线由光谱中紫外连续区的测量组成。将这些与OO Aql的可见光曲线一起分析以确定系统参数。光变曲线中的大波长范围使得能够很好地约束系统中的冷点的拟合。
2000-11-02 astro-ph
The 2000 outburst of the recurrent nova CI Aquilae: optical spectroscopy
我们目前的低，中分辨率光谱的经常性新星CI天鹰座采取了14个时代在2000年5月和6月。总体外观与其他U Sco型复发新星（U Sco，V394 CrA）相似。中等分辨率（R=7000-10000）的氢和铁剖面表明早期膨胀速度为2000-2500 km/s。从Dt = -0.6 d到+53 d，Hα从近似高斯型到双峰型，再到强的P-Cyg型。钠D线的星际分量和两个弥漫的星际带对星际红化施加了限制，估计为E（B-V）=0.85 \pm 0.3。可用的目视和CCD-V观测值用于确定t0、t2和t3。得到的参数为：t0=2451669.5 \pm 0.1，t2=30 \pm 1 d，t3=36 \pm 1 d。最近的光变曲线被发现与1917年观测到的光变曲线大致相似，在某些阶段偏离高达1-2等。这种行为对于U Sco子类也是典型的。
2000-11-14 astro-ph
Pulsations in the atmosphere of the rapidly oscillating Ap star 10 Aquilae
快速振荡的Ap（roAp）星10 Aql显示出最低的光度脉动幅度之一，其特征是与其他roAp星相比具有不寻常的光谱脉动行为。在21天的时间跨度内，在7个晚上使用8米ESO VLT和3.6米TNG望远镜的高分辨率摄谱仪拍摄了1000多个光谱，可以获得来自不同化学物质的约150条线的径向速度变化。在不同的大气高度形成的线的脉动签名的比较，使我们能够解决在10 Aql的个人脉动模式的垂直结构，这是第一次为多周期roAp星。10 Aql中脉动波的推断传播在性质上与其他roAp星相似：脉动幅度在Y和Eu集中的层中变得可测量，在Halpha核心形成的层中增加，在Ce，Sm，Dy线探测的层中达到200-300 m/s的最大值，然后在NdIII和PrIII线形成的层中降低到20-50 m/s。10 Aql的一个独特的脉动特征是由TbIII线表示的第二个脉动最大值，该线形成于最上层大气层中，并以高达350 m/s的振幅振荡。强烈的PrIII和NdIII线探测到的大气层中脉动的急剧下降解释了10 Aql与其他roAp星相比的明显特点。Nd III 5102 A线的相位-振幅图和平分线测量揭示了所有三种主要脉动模式的相位和振幅随高度的快速变化，表明恒星大气中存在脉动节点。（节略）
2008-06-17 astro-ph
Revised analysis of the supersoft X-ray phase, helium enrichment, and turn-off time in the 2000 outburst of the recurrent nova CI Aquilae
周期性新星天鹰座CI在2001年5月之前进入最后的衰退阶段，显示出周期性新星中演化最慢的。基于热核逃逸模型的光学厚风质量损失理论，我们估算了CI Aql 2000爆发在2000年12月至2001年5月的超软X射线源（SSS）阶段持续150天后，于2001年3月关闭的时间。将我们的理论光变曲线与1917年和2000年的爆发进行拟合，我们还获得了WD质量为：M_{WD} = 1.2 \pm 0.05 M_ \sun，喷出物的氦富集，He/H ~ 0.5（按数量计算），WD上富氢包层的质量为ΔM ~ 6 x 10^{-6} M_ \sun在光学最大值，这表明在1917年至2000年爆发之间的平静阶段，\dot M_{acc}的平均质量吸积速率约为0.8 × 10^{-7} M_（\sun）yr^{-1}。
2001-10-11 astro-ph
Nova V1425 Aquilae 1995 - The Early Appearance of Accretion Processes in An Intermediate Polar Candidate
连续CCD测光的新星天鹰座1995年进行了通过标准的B，V，R和I过滤器在1995年的三个晚上，在1996年的18个晚上与I过滤器。1996年数据的功率谱揭示了光变曲线中的三个周期：0.2558 d、0.06005 d和0.079 d，峰间振幅分别约为0.012、0.014和0.007 mag.。这两个较短的周期在1995年的光变曲线的功率谱中是不存在的，而较长的周期可能已经出现在那一年的光变曲线中。我们建议将V1425 Aql归类为中间极性CV。因此，这三个周期被解释为潜在的双星系统的轨道周期，磁白矮星的自旋周期和它们之间的拍频周期。我们的研究结果表明，不迟于15个月后爆发的新星，吸积过程发生在这个恒星系统。物质从冷的部分转移，最有可能通过吸积盘和吸积柱转移到热的部分的磁极上。
1997-08-21 astro-ph
A new clue to the transition mechanism between optical high and low states of the supersoft X-ray source RX J0513.9-6951, implied from the recurrent nova CI Aquilae 2000 outburst model
我们发现了LMC超软X射线源RX J0513.9-6951的光学高/X射线截止态和光学低/X射线导通态之间跃迁机制的新线索。CI Aql 2000爆发通常会出现约1等的急剧下降。这些水滴自然地归因于白矮星上光学厚风的停止。对CI Aql的详细光变曲线分析表明，当风停止时，盘的大小急剧缩小。这导致光学光变曲线中的~1-2等下降。在RX J0513.9-6951中，相同的机制再现了从光学高到低状态的约1 mag的急剧下降。我们预测这种机制也适用于从低到高状态的转变。恒星风和伴星之间的相互作用减弱了质量传递，并驱动了低态和高态的完整循环。
2003-01-24 astro-ph
Early spectroscopic observations of Nova (V1494) Aquilae 1999 No.2
本文给出了1999年第2号快新星Nova（V1494）Aql在最大亮度后约6、7、19和28天获得的低、中分辨率光谱，并进行了讨论。在第6天覆盖整个光学范围的光谱示出了主光谱加上漫射增强光谱。具有P-Cyg轮廓的强Fe II多重峰的存在表明V1494 Aql属于Williams（1992）定义的“Fe II”类。中等分辨率的配置文件（λ/Δ λ \approx 7000）的H伽马和H δ线显示出明确的尖锐的吸收功能，具有相同的径向速度，而H α分裂成两个不同的发射峰在最后两个光谱（Δ t=19和28天）。观察到的行为表明，一个扩大的赤道环可能在新星壳小规模的块状。利用视光变曲线，根据最大震级与衰减率的关系，推求出M_V。得到的参数是：t_2=6.6 ± 0.5天，t_3=16 ± 0.5天，M_V=-8.8 ± 0.2mag.采用此值，确定距离d=3.6 ± 0.3kpc.
2000-01-30 astro-ph
Photometry of Nova V 1493 Aql
我们报告的光度观测V 1493 Aql在早期下降，并强调一些不寻常的方面的光变曲线。V 1493 Aql在最亮时的温度比随后的阶段更高，其特征是存在一个持续时间较长的次极大值，与其他新星不同，它的颜色相当红色。三个距离估计值的平均值产生d ~ 18.8 +/- 3.6 Kpc。如此大的距离将使V 1493 Aql位于我们银河系的最外围，甚至位于本星系群的外部。
2000-03-11 astro-ph
Prediction of supersoft X-ray phase, helium enrichment, and turn-off time in recurrent nova CI Aquilae 2000 outburst
周期新星CI天鹰座在光学极大值后300天仍然明亮，显示出周期新星中演化最慢的。我们预测CI Aql 2000爆发的关闭时间将在2001年8月，在一个超软X射线源（SSS）阶段持续250天之后。我们还预测了喷出物的氦富集，He/H = 0.25的数量。迫切需要观察确认。基于热核逃逸模型的光学厚风质量损失理论，我们还通过将我们的理论光变曲线与1917年和2000年爆发拟合，估计WD质量为1.2 +- 0.05 Msun。WD上富氢包层的质量在光学极大值时估计为6 x 10^{-6} Msun，表明在1917年至2000年爆发之间的静止阶段，平均质量吸积速率为0.7 x 10^{-7} Msun/年。使用这些获得的值，我们一直再现光曲线在平静以及两个爆发阶段。因此，我们预测2000年爆发的关闭时间为2001年8月。我们强烈建议在2001年8月之前进行软X射线观测以探测SSS，因为大规模风阶段已经在2000年12月结束，随后的SSS阶段很可能持续到2001年8月。
2001-04-28 astro-ph
A Spectroscopic Study of the Algol-type Binaries S Equulei and KO Aquilae: Absolute Parameters and Mass Transfer
我们提出并分析了大陵五双星S Equ和KO Aql的高分辨率光谱。新的准确的径向速度的较热的主要成分得到。由于互相关程序，我们能够测量，第一次我们的知识，径向速度也为冷的二次组件的S Equ和KO Aql。将径向速度曲线的解和光变曲线的解相结合，得到了系统可靠的绝对参数。测量了S Equ和KO Aql较热分量的旋转速度，发现两个系统的增益器比同步旋转快约30%。这可能是由于从较冷部件到较热部件的拉格朗日L1点的质量传递。与相同质量的正常主序星相比，这些系统中质量增加部分的光度较低，这也可能是质量转移的影响。的H-α档案揭示了明确的证据，质量转移和吸积结构。在这两个系统中，我们清楚地观察到额外的吸收线。从这些特征的积分吸收和径向速度变化，我们发现，质量吸积是非常密集的碰撞区域周围的较热的组件。在日食之外，可以看到S Equ光谱中的双峰发射。这些峰中的一个可能起源于质心和较冷部件之间的区域，该区域被流动物质占据。此外，S Equ和KO Aql的H-α差谱也显示出发射特征，这应该是由较冷组分的磁活动引起的。
2007-06-26 astro-ph
Revised analysis of the supersoft X-ray phase, helium enrichment, and turn-off time in the 2000 outburst of recurrent nova CI Aquilae
在2001年5月之前，天鹰座CI新星已经进入了最后的衰退阶段，大约在光学极大值之后的300天，显示出在周期性新星中演化最慢的。根据热核逃逸模型的光学厚风质量损失理论，我们估算了CI Aql 2000爆发的关闭时间。2000年11月至2001年3月，在一次持续150天的发光超软X射线源阶段之后，于2001年3月下旬完成。用1917年和2000年的爆发拟合理论光变曲线，得到白矮星的质量为M_{WD} = 1.2 \pm 0.05 M_（\sun），包层的氦丰度为He/H = 0.5，在光学最大值时WD上富氢包层的质量为Δ M_{max} = 8.0 × 10^{-6} M_ \sun，在1917 - 2000年爆发之间的平静期，平均质量吸积速率为\dot M_{acc} = 1.0 × 10^{-7} M_ \sun /yr。利用这些得到的值，我们一致地再现了平静期以及两次爆发的光变曲线。我们还讨论了CI Aql在未来是否会爆炸为Ia型超新星的可能性。
2002-10-28 astro-ph
The light curve of V605 Aql
1919年发现的“天鹰座新星4号”，后来改名为V605 Aql，直到20世纪80年代才被认为是最后一个氦闪光天体。Clayton和De Marco（1997）详细描述了可用的光谱和光度材料。在这里，我们试图重新分析光度记录。照相材料仍然可用，并已用于构建修订的光变曲线。只发表了部分视觉观察结果，其余部分似乎已经丢失。
2001-02-20 astro-ph
The Chemical Compositions of the SRd Variable Stars. III. KK Aquilae, AG Aurigae, Z Aurigae, W Leo Minoris, and WW Tauri
化学成分来自高分辨率光谱的五个领域SRd变量。这些以前没有分析过的超巨星被证明是贫金属的：KK Aql [Fe/H] =-1.2，AG Aur [Fe/H] =-1.8，Z Aur [Fe/H] =-1.4，W LMi [Fe/H] =-1.1，WW Tau [Fe/H] =-1.1。除了两个异常外，它们的成分与次矮星、次巨星和演化程度较低的巨星的成分相同[Fe/H]。一个异常是s-过程富集KK Aql，第一个这样的富集报告的SRd变量。第二个和更显着的异常是一个强大的锂富集的W LMi，也是第一场SRDs。Li I 6707 A的剖面不仅是一条光球线，而且还包括来自红移气体的强吸收，这表明富锂气体的吸积可能导致锂的富集。这种潜在的线索，锂富集的讨论中提出的各种建议，在进化的恒星锂合成。
2000-08-28 astro-ph
The Extraordinary X-ray Light Curve of the Classical Nova V1494 Aquilae (1999 #2) in Outburst: The Discovery of Pulsations and a "Burst"
V1494 Aql（Nova Aql 1999 No. 2）于1999年12月2日发现。我们在2000年4月15日和6月7日获得了钱德拉ACIS-I光谱，这些光谱似乎只显示出发射线。我们在8月6日进行的第三次观测表明，它的光谱已经演变成超软X射线源的特征。然后，我们在9月28日（8 ksec）和10月1日（17 ksec）获得了Chandra LETG+HRC-S光谱。我们分析了光栅观测的X射线光变曲线，发现了短时间尺度的“爆发”和振荡。这两种现象以前都没有在爆发的新星的光变曲线中看到过。"爆发“是在第二次观察的中间附近X射线计数增加10倍，持续约1000秒;除了其他结构外，它至少显示出两个峰。我们对组合的25 ksec观测的时间序列分析表明，在2500 s处有一个峰值，该峰值出现在零级图像和色散光谱的独立分析中，而在HZ 43和天狼星B的光栅数据的类似分析中没有出现。对V1494 Aql数据的进一步分析发现，存在其他周期，这意味着我们正在从脉动的重新点燃的白矮星观察非径向g+模式。
2002-10-02 astro-ph
A possible orbital period for the dwarf nova V1101 Aql
本文对Z凸轮型矮新星V1101 Aql的136个CCD B、V和R帧进行了离散傅里叶变换。我们的分析表明，可能的轨道周期P_orb =3.46小时，但我们不能排除4.00小时的别名。我们估计到系统的距离约为300 pc。我们可能在该物体周围发现了一个明亮的弓形星云。
1997-11-11 astro-ph
Spectropolarimetry of the nova-like variable V1315 Aql
我们目前的食新星变量V1315 Aql的分光偏振观测，获得的目的是确定是否在这个和相关的新星观察到的单峰uneclipsed线是由风散射到视线的光盘发射的结果。数据显示线性偏振，平均值为0.11 ± 0.02%。在连续偏振和线偏振之间没有显著差异，并且没有随波长或二元相位的显著变化。我们认为，测量的偏振可能是由于散射的星际介质，因此得出结论，没有证据表明偏振固有的V1315 Aql。我们讨论替代模型，承诺解决围绕这些对象的争议。
1995-06-21 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
V1494 Aql: Eclipsing Fast Nova with an Unusual Orbital Light Curve
介绍了2001年11月至2003年6月期间V1494 Aql（Nova Aql 1999 No.2：http：//www.kusastro.kyoto-u.ac.jp/vsnet/Novae/v1494aql.html）的时间分辨测光结果。该天体被证实是一颗周期为0.1346138（2）d的食新星。日食出现在所有观测到的时期。轨道光变曲线显示了一个相当不寻常的轮廓，包括在相位0.6-0.7的凸点状特征和在相位0.2-0.4的倾斜状特征。这些特征可能在2001年至2003年期间的所有现有观测中一直存在。在日食之外的周期分析证实，这些变化与轨道周期有共同的周期，不太可能被解释为超级驼峰。我们怀疑，结构（可能在吸积盘）固定在二元旋转框架是某种程度上负责这一功能。
2003-10-18 astro-ph
A Far Ultraviolet Study of the Nova-like V794 Aquilae
我们提出了一个光谱分析的去红FUSE和HST/STIS光谱分别和合并在一起，假设E（B-V）=0.1和0.2。总的来说，我们发现，当E（B-V）很大时，模型拟合与去红光谱的一致性要好得多，因为在较长波长处的过量发射使得所观察到的光谱的斜率几乎不可能拟合，除非E（B-V）=0.2。当E（B-V）=0.2时，得到了最佳的吸积盘模型。单一白矮星模型会导致相当高的温度（30，000 K < Twd < 55，000 K，视假设而定），但无法提供像吸积盘模型那样好的拟合。一个白矮星加上一个圆盘的组合并不会导致更好的拟合。当单独拟合FUSE和HST/STIS光谱时以及当组合在一起时，一致地获得相同的最佳拟合圆盘模型，这意味着圆盘模型不仅在最小卡方意义上是最佳拟合，而且在大波长跨度的观测中也是一致的解决方案。这与单个白矮星模型拟合的情况不同，该模型拟合导致每个不同光谱的FUSE、STIS和FUSE+STIS的温度不同（因此不一致）。
2007-03-05 astro-ph
Chandra observations of the recurrent nova CI Aql after its April 2000 outburst
我们报告的两个钱德拉观测结果的经常性新星CI Aql在14和16个月后爆发于2000年4月，分别。在这两种情况下，X射线发射都很微弱，光谱或强度没有任何明显的变化。虽然发射非常柔和，但由于后期的H燃烧，它不够明亮。这意味着发光超软阶段甚至在最新计算预测的时间之前就结束了。X射线光谱的细节，以及观测到的X射线强度比爆发前（1992/1993年）更亮的事实表明，观测到的X射线发射要么是由于星周物质的电离，要么是由于风和/或周围介质的冲击。
2002-10-01 astro-ph
FUSE Observations of the Dwarf Novae UU Aql, BV Cen, and CH UMa in Quiescence
我们报告的FUSE光谱的三个U宝石型，长周期，矮新星，UU Aql，BV Cen和CH UMa在其平静的时间间隔。我们讨论了它们光谱中的谱线识别，并试图描述它们FUV通量分布的来源。CH UMa和BV Cen在静止时的存档IUE光谱被识别为具有与FUSE光谱匹配的通量水平，并且这些与每个FUSE光谱组合以扩大波长覆盖范围并进一步约束模型拟合。从我们的模型网格，包括单温白矮星，双温白矮星，吸积盘和白矮星加吸积盘的多组分合成光谱拟合，被施加到单独的FUSE光谱和组合FUSE + IUE光谱。我们提出了我们的模型分析的结果及其影响。
2007-04-09 astro-ph
Modelling the Recurrent Nova CI Aql in Quiescence
我们提出了详细的光度调查的经常性新星CI Aql。2000年爆发后获得的新数据用于推导系统的三维几何模型。由此产生的光变曲线清楚地表明，在吸积盘周围存在不对称的喷雾，如在过去所声称的，例如在大麦哲伦星云中的超软X射线源CAL 87。模拟的光变曲线给出了从1991-1996年的约2.5 x 10^{-8} M_ \odot / yr到2001/2002年的5.5 x 10^{-8} < \dot M < 1.5 x 10^{-7}M_ \odot / yr的传质速率变化。由该模型得到的距离和星际前景消光系数分别为1.55kpc和E（B-V）= 0.98。在2002年的快速测光序列中，观测到了质量损失的短时间尺度变化（t ~ 13分钟），并且观测到了系统轨道周期的变化，导致新星爆发期间的质量损失为2.2 × 10^{-6} < ΔM < 5.7 × 10^{-6} M_ \odot。
2002-09-27 astro-ph
On the close optical companion of V1494 Aql: problems with light curve modelling
对食新星V1494 Aql的新观测进行了分析，以估计位于西南1.4角秒的光学伴星的影响。R和I波段的影像（恒星半高宽约1.2-1.4角秒）被用来确定新星和伴星之间的相对星等差，发现R的差约为0.20等，I的差约为0.52等（从新星减去伴星的意义上来说）。在对R波段的时间序列观测进行了二次光校正后，发现日食的深度几乎是原来的两倍。在对文献中可获得的任何晚期食光曲线进行建模之前，必须根据伴星的光线对数据进行校正。
2003-12-16 astro-ph
High speed photometry of faint Cataclysmic Variables: IV. V356 Aql, Aqr1, FIRST J1023+0038, Ha 0242-2802, GI Mon, AO Oct, V972 Oph, SDSS 0155+00, SDSS 0233+00, SDSS 1240-01, SDSS 1556-00, SDSS 2050-05, FH Ser
本文介绍了另外十三颗暗弱激变变星的高速测光结果。V356 Aql（Nova Aql 1936）显示类似耀斑的爆发，重现时间尺度约为3000 s，但没有相干周期。Aqr 1是一个中等极性的天体，自旋周期为6.7284 min，由轨道边带推导出的可能轨道周期P（orb）= 3.226 h。它的轨道边带频率显示出非常可变的振幅。已发表的光谱周期为2.0小时，表明Aqr 1与GW Lib和FS Aur相似，具有未知来源的额外周期性。FIRST J1023+0038的P（orb）= 4.7548 h，轨道调制范围为0.45等，可能是由一颗热白矮星的反射效应造成的;因此它可能是过去几十年的某个时候的新星。Ha 0242是一个深食甚低质量转移速率系统，可能是一颗爆发间隔很长的矮新星，P（orb）= 1.792 h。GI Mon是一颗古老的新星，在4.325 h和48.6 min处有光学调制，因此是一个候选的中间极星。AO Oct是一颗SU UMa型矮新星，在静止时显示出轨道调制，P（orb）= 94.097 min。V972 Oph（Nova Ophiuchi 1957）在一组观测中没有显示出闪烁活动，但在后来的时间里这样做了，证实了这个物体的识别的正确性，但它没有显示出轨道调制。SDSS 0155是一个深食极星，轨道周期为87.13分钟。SDSS 0233显示出耀斑活动，但没有明显的周期性。在…
2004-03-18 astro-ph
New Insights Into the Nature of the Eclipsing System V609 Aquilae
对近接触双星（NCB）系统V609 Aql的测光研究显示，它是近距离双星中最西边的一颗恒星，其亮度变化和隐含参数比早期摄影研究中得出的更极端，在早期摄影研究中，变星和伴星的图像几乎可以肯定是混合的。该系统的亮度变化表现出深的主食（$δ$ V = 1.04）和次食（$δ$ V = 0.44）与模型拟合，导出的轨道倾角为i = 84.8 $\pm$ 0.2度，估计的光谱类型为F8-F9和K2-K3。在最佳的日食解中，主波过度填充其罗氏波瓣，这与NCB的定义不一致。周期变化的系统进行了研究，从23个公布的时间的光最小值和21个新建立的值：18从档案哈佛板检查，3从ASAS数据和新的CCD观测。从1891年到2007年，O-C的变化呈现出一种长期的抛物线趋势，表明了一种周期性的减少，dP/dt = -（7.75 $\pm$ 1.39）x 10^-8 d/yr，相当于向次级大气的质量转移为（6.5 $pm$ 1.2）x 10^-8 SM/yr。叠加的变化可以指示质量流量的波动。该系统估计为~513 pc距离。
2007-11-26 astro-ph
Constraining jet theories using nova outbursts
人们普遍认为，迄今为止，在CV中还没有观察到射流。最近的解释是，与具有射流的物体相比，它们的传质速率较低。提出了CV中喷流的质量吸积极限约为1 e-7- 1 e-6 Mo/yr。然而，有一份关于V1494 Aql=Nova Aql 1999/2中喷流证据的报告。我们估计了该系统的质量传递速率的报告事件，并表明它是一致的射流的理论极限。我们进一步提出，在这个物体中观察到的X射线耀斑也可能与喷流有关。喷流在新星中的出现实际上是预料之中的，因为在爆发的早期下降过程中，一些类似于超软X射线源，其中发现了喷流。在新星中探测到喷流也符合这样的建议，即除了存在吸积盘外，喷流的形成还需要一个热的中心源。在V1494 Aql的过渡阶段观测到的喷流可以被认为是该系统早期存在吸积盘的证据。这一结论支持了我们以前的建议之间的联系，在新星的过渡阶段和重建的吸积盘。我们进一步推测，喷流可能仅限于短暂的新星。如果我们的想法得到证实，喷流应该在瞬变新星中很常见，并且可能在过渡阶段形成多次，甚至可能在过渡阶段结束后很长时间内形成。在经典的新星喷流可以发射和实时观察。作为二进制系统，这些对象很容易研究。因此，新星可能是理解喷流形成和演化的关键系统，也是检验和约束喷流理论的理想目标。
2004-08-30 astro-ph
V4334 Sgr (Sakurai's Nova): The Distance Problem
行星状星云PN G010.4+04.4的中心恒星V4334 Sgr（樱井新星）在1995-1996年经历了一次非常晚的氦闪光。它代表了现代天文学时代两个这样的事件之一（第二个事件是V605 Aql = Nova Aql 1919）。所有其他这类突出的物体都起源于几千年前发生的事件（例如A30，A78）。因此，恒星演化理论对模拟过去四年中获得的详细观测结果特别感兴趣。这些模型基本上依赖于基本的恒星参数，如有效温度，表面重力和恒星半径。它们中的大多数强烈地依赖于到物体的假定距离。一些模型可能会对这个参数给出一些约束，但大多数模型都依赖于假设作为输入参数。因此，确定一个可靠的距离是相当重要的，这应该通过模型，给我们的下限和上限，或通过独立于模型的手段来获得。利用目前所能得到的各种测定方法，详细评述了银河系前景消光系数E（B-V）= 0.75+/-0.05，距离D =2.0（-0.6;+1.0）kpc。
2001-05-08 astro-ph
The hydrogen-deficient knot of the `born again' planetary nebula Abell 58 (V605 Aql)
我们分析了行星状星云Abell 58及其缺氢结的深可见光光谱，该星云围绕V605 Aql，在1919年经历了一次新星般的喷发。我们得出的电子温度的中心结变化很大，这取决于所使用的诊断。[O III]星云-极光跃迁比给出的温度为20800 K，而[N II]星云-极光跃迁比给出的温度为Te=15200 K。氦谱线比5876/4471和6678/4471分别表示温度为350 K和550 K。弱温度敏感的O II复合线的比率意味着同样低的电子温度。来自重组线的丰度大大高于碰撞激发线发现的丰度，O2+的丰度差异因子（adf）达到89 -第二高的已知值后，发现在Abell 30的氢缺乏结。观察到的温度诊断和丰度支持这样的想法，即像Abell 30一样，Abell 58的结包含一些非常冷的电离物质。虽然中心恒星富含碳（C/O>1），但发现结富含氧，这是单星“重生”理论所没有预测到的情况。我们认为，在A 30和A 58中观察到的喷出物中的丰度与氖新星比与樱井的物体有更多的共同点，樱井的物体被认为经历了最后的氦闪光。特别是，C/O比小于1和存在大量的氖在喷出物的阿贝尔30和阿贝尔58没有预测非常晚的热脉冲模型。
2007-11-07 astro-ph
Six months of mass outflow and inclined rings in the ejecta of V1494 Aql
V1494 Aql是一颗非常快的新星，在1999年12月3日达到最大视亮度4.0。我们报告的观测发现后4至284天，包括亚毫米和厘米波段通量，一个单一的MERLIN图像，并在410至700 nm范围内的光谱。无线电连续辐射的范围与最近较低的距离估计1.6千秒差距一致。我们的结论是，光学和无线电发射来自同一个扩展喷出物。我们发现，这些意见是不一致的简单的运动学球壳模型在过去用来解释在这些对象的无线电通量密度的上升和下降。解决残留物结构是一致的，在喷出物的密度增加的倾斜环。光谱学显示，可能持续了超过195天的物质喷射，在爆发后的195至285天之间的某个时候，物质在可见光中变得光学薄。
2005-01-17 astro-ph
Predicting the Future of Superhumps in Classical Nova Systems
1994年夏天以来在天鹅座新星V1974的光变曲线中观测到的振荡被解释为永久性的超级峰。根据Osaki的潮盘不稳定性模型的简单计算，并假设吸积盘是双星系统中的主要光源，我们预测新星将演变成为SU UMa系统，因为它的亮度从目前的光度下降了2-3个数量级。对它目前的衰落速率（以星等为单位）进行线性外推，将这一相变的时间定在未来2-4年内。或者，亮度下降将在新星达到该水平之前停止，系统将继续在其光变曲线中显示永久的超级驼峰。然后，它将类似于另外两颗古老的新星，V603 Aql和CP Pup，它们在爆发后分别显示了79年和55年的永久超级驼峰现象。我们认为，非磁性的短轨道周期的新星可能是永久的超级驼峰系统的祖先。
1998-03-08 astro-ph
Photometric study of selected cataclysmic variables II. Time-series photometry of nine systems
本文介绍了9个激变变星EI UMa、V844Her、V751 Cyg、V516 Cyg、GZ Cnc、TY Psc、V1315 Aql、ASAS J002511+1217.12、V1315 Aql和LN UMa的时间序列测光结果。这些观测是在各个观测站进行的，历时170小时，共有7，850个数据点。对于大多数的目标，我们确认以前报道的周期性，其中一些我们给，第一次，他们的光谱轨道周期。对于那些我们在平静和爆发期间观察到的矮新星系统，亮度增加之后闪烁量减少。准周期振荡要么被发现，要么被证实。对V1315Aql食系，我们观测了9次食，得到了一个精细的轨道星历。我们发现，在其长基线的观测，在这个系统的轨道周期没有发生变化。V1315 Aql也显示了不同深度的日食。
2008-06-08 astro-ph
