BeppoSAX observation of Cen X-4 in quiescence
我们报告了一个61 ksBeppoSAX观测软X射线瞬态Cen X-4在安静期间，允许研究源X射线谱从~ 0.3 keV到~ 8 keV。需要一个双组分光谱模型，由温度为~ 0.1 keV的黑体和光子指数为~ 2的幂律组成。这些值与早期ASCA结果一致，表明Cen X-4可能在5年基线内稳定，在几个因素内。
2000-04-13 astro-ph
The outer atmosphere of the M-type supergiant alpha Orionis: KI 7699A emission
本文描述了以中性钾7699 π共振线为中心的光谱窗口的参宿四拱壳层的空间分辨高分辨率长缝光谱。由光球光子共振荧光散射产生的KI辐射被映射到距恒星50弧秒处，其亮度随r^{-2.36 \pm 0.03}而减小，其中$r$是距恒星的径向距离。我们的测量结果与Rodgers & Glassgold早期的理论解释一起表明，质量损失率约为2。10^{-6}太阳质量/年。K I发射是远不均匀的：强度不均匀性被认为是下降到约1角秒的视极限和约2公里/秒的速度分辨率。有明确的证据表明，有一个半径为50弧秒的薄壳。这与较弱的星周吸收成分S2相一致。估计K原子在这个壳层中的密度（约。六、10^{-5} cm^{-3}）。
2002-03-13 astro-ph
Time-Variable Emission from Transiently Accreting Neutron Stars In Quiescence due to Deep Crustal Heating
在静止期（Lx<10 ^34 erg/s）的瞬时吸积中子星，在几天到几年的时间尺度上，其强度变化很小。如果静止的光度是由一个热的NS核心提供动力，核心冷却的时间尺度比重现时间长得多，并且不能解释观察到的更快的变化。然而，爆发期间地壳中发生的非平衡反应将能量储存在等密度壳层中，从等密度壳层到光球层的热扩散时间尺度为几天到几年。预测的变化幅度太低，无法解释观察到的变化，除非-正如人们普遍认为的那样-超过中子滴密度的中子是超流体。即使这样，在具有标准核心中微子冷却过程的模型中，由于这种机制而产生的变异性也不到50%--仍然太低，无法解释所报告的变异性。然而，具有快速核心中微子冷却的模型可以在爆发后的几天到几年的时间尺度上产生高达20倍的变化。因此，只有在快速的核心冷却过程是活跃的情况下，才能用这种机制来解释从瞬时吸积的中子星中观察到的强度变化很小的因素。
2001-01-09 astro-ph
Line Structure in the Spectrum of FU Orionis
2003年至2006年期间，凯克一号望远镜的HIRES摄谱仪获得了FU Ori的新的高分辨率光谱，这使得有可能将光学线轮廓与自发光吸积盘模型预测的光学线轮廓进行比较。依赖于激发势和波长的线宽，预期的开普勒磁盘，是绝对不存在的光学区域，也不是由于速度分裂线的双重性。在FU Ori的光学区域中观察到的吸收线必须起源于中心物体或其附近，并且在这里它们的轮廓被示出为刚性旋转物体的预期轮廓。它们可以用一颗快速旋转（v sin i = 70 km/s）的高光度G-型恒星来拟合，该恒星有一个大的暗极斑，轴向朝向视线。这些年来，猎户座FU的径向速度一直保持在± 0.3 km/s以内，因此没有迹象表明它是一颗光谱联星。这些结果适用于光学区域（$λ< 8800$），更远，更冷的区域的磁盘在红外线的贡献。
2008-06-25 astro-ph
Monitoring Chandra observations of the quasi-persistent neutron-star X-ray transient MXB 1659-29 in quiescence: the cooling curve of the heated neutron-star crust
我们用Chandra三次观测了准持久中子星X射线瞬变食双星MXB 1659-29的静止。我们观测的目的是监测在2001年9月结束的最后一次长时间（~2.5年）爆发后源的静态行为。源的X射线光谱与来自中子星表面的热辐射一致。我们发现，辐射源的辐射热通量减少了7-9倍，在我们的第一次和最后一次钱德拉观测之间的1.5年的时间跨度。有效温度也降低了1.6-1.7倍。辐射热通量和有效温度随时间的减少可用指数衰减函数来描述，e折叠时间分别为0.7年和3年。我们的结果是一致的假设，我们观察到一个冷却的中子星地壳，这是加热相当长的吸积过程中，仍然是热平衡的中子星核心。由于中子星核心的热状态，我们只能确定任何光度贡献的上限。中子星壳的快速冷却意味着它具有很大的热导率。我们的研究结果还表明，增强冷却过程中存在的中子星核心。
2004-03-19 astro-ph
Identification of A Transient Neutron Star in Quiescence in the Globular Cluster NGC 5139
利用Chandra/ACIS-I探测器，我们在球状星团NGC 5139中发现了一个X射线源（CX132619.7 -472910.8），它的热谱与静止时瞬时吸积的中子星的热谱一致。在短至4秒（< 25%均方根变化）和长至5年（<50%变化）的时间尺度上没有强度变化，这支持了对该源作为中子星的识别，它很可能通过来自双星伴星的瞬态吸积而保持在高有效温度（约1 e6 K）。在球状星团（距离和星际柱密度已知）中光谱识别静止中子星的能力为精确测量中子星半径开辟了新的机会。
2001-05-23 astro-ph
The quasi-persistent neutron star soft X-ray transient 1M 1716-315 in quiescence
本文报道了对准持久中子星软X射线瞬变（SXT）1 M1716 -315在静止期的20 ksec钱德拉X射线观测结果的分析。在HEAO-I错误区域中仅检测到一个源。它的光度为1.6E32-1.3E33 erg s-1。在这种情况下，范围由源距离的不确定性决定。源光谱由吸收的软光谱很好地描述，例如中子星大气或黑体模型。在X射线源的位置没有光学或近红外对应物，直到I> 23.5和K_s> 19.5的星等极限。位置的证据，软X射线光谱与光学和近红外未检测提供了强有力的证据，这个源是静态的中子星SXT。该源在X射线中的亮度是恒星日冕X射线发射的10-100倍。结合在爆发中测得的星际消光和对源距离的估计，所报道的光学和近红外极限给出了对应物绝对星等的上限：I>8.6，K_s>5.1。这意味着该系统要么是一个P_orb<1 hr的超紧凑X射线双星，要么伴星是一颗M矮星。我们重建了源的长期X射线光变曲线。1 M1716 -315在恢复平静之前已经活跃了超过12年，Chandra的观测报告是在爆发结束后的16.9+-4.1年开始的。
2007-03-01 astro-ph
HR Lyrae (Nova Lyr 1919): from outburst to active quiescence
天琴座新星于1919年12月6日在哈佛大学天文台被发现，震级为6.5等。我们提出了一个光变曲线的基础上发表和档案观测这颗新星。这是一颗典型的快速新星，可能属于B型。下降时间为t2 = 31或47天，取决于所使用的方法，t3 = 97天。振幅至少为9.5级。根据我们的t2值，我们估计最大绝对星等为-6.9或-7.2（+或-1.1），最小为+2.3或+2.6（+或-1.1）。这颗恒星在不同的时间尺度上表现出亮度变化的活跃宁静。十年的视觉观测也揭示了恒星在15.4v左右的长周期，以及接近15.7v的其他周期。最后，我们指出，恒星的一些特点是类似的复发新星，并建议进一步监测未来的活动。
2007-01-25 astro-ph
New insights on the AU-scale circumstellar structure of FU Orionis
我们报告了新的近红外，长基线干涉观测在AU尺度的前主序星FU Orionis与PTI，IOTA和VLTI干涉仪。从1998年到2003年的6年里，人们在42个夜晚观测到了这个年轻的恒星。我们在H和K波段，用6条不同的基线，从20米到110米，获得了287个独立的条纹能见度测量结果。我们广泛的（u，v）平面覆盖，加上公布的光谱能量分布数据，使我们能够测试的吸积盘的情况。我们发现，这些意见的最可能的解释是，FU Ori主机一个活跃的吸积盘的温度规律是符合标准模型。我们能够约束圆盘的几何形状，包括55度的倾角和47度的位置角。此外，在最长基线的数据中检测到10%的峰-峰振荡（在2 σ水平），我们将其解释为可能的磁盘热点或同伴。然而，在我们最好的数据集中的振荡是最好的解释与一个未解决的点位于投影距离为10天文单位，在130度的位置角，与一个星等差Δ K = 3.9和Δ H = 3.6等移动远离中心的速度为1.2天文单位/年。我们建议解释这个点作为一个非常偏心的轨道上的中央FU Ori系统的同伴的签名。我们推测，这个假定的伴星和中心恒星的近距离相遇可能是这个物体亮度最初光度上升的解释。
2005-03-29 astro-ph
A Spectroscopic Study of HL Canis Majoris
我们目前的光谱学的矮新星HL大犬座在四年的跨度。观察是在静止、爆发和静止时进行的。我们确定的轨道周期为0.2167867 +/- 0.0000017天，根据径向速度确定从H-α，H-β，和He I 5876发射。我们还提出了在爆发和平静的光谱特征的等效宽度。
2005-06-02 astro-ph
Chandra and Swift observations of the quasi-persistent neutron star transient EXO 0748-676 back to quiescence
准持久性中子星X射线瞬变和食双星EXO 0748-676最近开始过渡到平静后，吸积爆发，持续了24年以上。我们报告的两个钱德拉和12斯威夫特的意见，在五个月内进行的爆发结束后。钱德拉光谱是由一个软的，热的组成部分，适合中子星大气模型与kT^inf~0.12 keV，加入了硬幂律尾，贡献了~20%的总0.5-10 keV的未吸收通量。钱德拉/雨燕组合数据集揭示了一个相对热而明亮的静止系统，其温度为kT^inf~0.11-0.13 keV，热辐射光度为~8.1E33-1.6E34（d/7.4 kpc）^2 erg/s。我们讨论我们的结果的背景下冷却中子星模型。
2009-03-12 astro-ph
A Chandra observation of the long-duration X-ray transient KS 1731-260 in quiescence: too cold a neutron star?
经过十多年以爱丁顿临界质量吸积率的十分之一积极吸积，中子星X射线瞬变KS 1731-260在2001年初恢复平静。我们提出了一个钱德拉/ACIS-S观察几个月后，这种过渡。我们探测到的源的未吸收通量约为2 x 10^{-13} erg/cm^2/s（0.5-10 keV）。对于7 kpc的距离，这导致0.5-10 keV的光度为~1 x 10^{33} erg/s，而热光度大约是其两倍。这种静止的光度与其他静止的中子星系统非常相似。然而，如果这种亮度是由于中子星的冷却，那么这种低亮度可能表明，在爆发之间，源至少要花费数百年的时间来冷却中子星。如果属实，那么它可能是第一个被发现的此类X射线瞬变现象，银河系中可能存在数百个类似的系统。或者，在中子星的核心可能会发生中微子冷却的增强，这将更快地冷却恒星。然而，在这种情况下，KS 1731-260中的中子星将比原型中子星瞬变中的中子星质量更大（例如，Aql X-1或4U 1608-52）。
2001-09-14 astro-ph
The neutron star soft X-ray transient 1H1905+000 in quiescence
在本文中，我们报告我们的分析~25千秒。静止期中子星软X射线瞬变（SXT）1H 1905 +000的钱德拉X射线观测。此外，我们讨论了我们的研究结果的分析，我们得到了使用麦哲伦望远镜和光度和光谱观测，我们得到了使用甚大望远镜在帕拉纳尔。在我们的钱德拉数据中没有检测到1H 1905 +000的X射线对应物，源计数率的95%置信限为1.2 × 10 ^-4计数s^-1。对于不同的光谱模型，这就产生了1.8 × 10^31尔格·秒^-1的光度上限（距离上限为10千秒差距）。这个亮度极限使1 H1905 +000成为迄今为止观测到的静止期最暗的中子星SXT。中子星的光度是如此之低，它类似于静止时黑洞SXT的最低光度。中子星SXT的低光度改变了文献中提出的假设，即由于黑洞事件视界的存在，黑洞SXT在静止时的光度比中子星SXT低。此外，在爆发停止后不到20年内获得的中子星光度的极限限制了中子星地壳的热导率。最后，中子星的核心必须非常冷，除非时间平均的质量吸积速率低于2 × 10 ^-12 M_sun·yr^-1，否则核心冷却必须通过增强的中微子发射过程进行。假设源在10千秒差距处，我们导出了M_I>7.8的静态对应物的I波段绝对幅度的极限。这与1H 1905 +000是一颗超紧凑的X射线双星是一致的，这是根据低爆发V波段绝对星等提出的。
2006-02-28 astro-ph
A Chandra observation of the globular cluster Terzan 1: the neutron-star X-ray transient X 1732-304 in quiescence
我们提出了一个简短的（~3.6 ks）钱德拉/HRC-I观测的球状星团泰山1。已知这个星团包含明亮的中子星低质量X射线双星X 1732-304，它在20世纪80年代和90年代的大部分时间都很活跃。但1999年进行的BeppoSAX号卫星观测只显示了一个非常微弱的源，表明该源已经静止。在我们的钱德拉观测期间，我们探测到一个0.5-10 keV光度约为1 - 2 x 10^{33} erg/s的源（假设距离为5.2 kpc）。然而，它的位置与X 1732-304的位置并不一致。我们没有最终探测到0.5-10 keV光度上限为0.5 - 1 x 10^{33} erg/s的X 1732-304。这个极限与我们银河系中几个中子星X射线瞬变静止时观测到的光度一致，强烈表明X 1732-304在我们的钱德拉观测期间仍然处于静止状态。如果中子星X射线瞬态的静态发射是由于来自中子星的热发射，那么可以预期的静态光度取决于源的时间平均吸积率。然而，X 1732-304的静态光度上限，加上它在当前的静态事件之前非常长的吸积事件，表明源的静态事件必须超过200年。这将是继KS 1731-260之后，第二个被推断出静止期超过数百年的系统。我们讨论这种可能性和替代静态模型来解释我们的结果。
2002-02-21 astro-ph
A Chandra observation of the neutron star X-ray transient and eclipsing binary MXB 1659-29 in quiescence
经过近2.5年的活跃吸积，中子星X射线瞬变和食双星MXB 1659-29于2001年9月恢复平静。我们报告钱德拉观察这个来源采取了一个多月后，这一过渡。在0.5-10 keV的未吸收能量下，该源被探测到的通量仅为（2.7 - 3.6）x 10^{-13}尔格/秒/厘米/厘米，这意味着0.5-10 keV的X射线光度约为（3.2 - 4.3）x 10^{33}（d/10 kpc）^2尔格/秒，其中d是到源的距离，单位为kpc。它的光谱有一个热的形状，可以很好地拟合的黑体与温度kT为0.3 keV或中子星大气模型与kT为~0.1 keV。MXB 1659-29的光度和光谱形状与其他中子星在静止状态下观测到的X射线瞬态非常相似。在我们的观测过程中，源是可变的，表现出伴星对系统内部的完全遮蔽。在日食之前观测到了倾斜行为，可能是由于残留吸积盘外部的扩展特征造成的遮蔽。我们讨论我们的观察背景下的冷却中子星模型提出来解释中子星X射线瞬态的静态特性。
2003-07-08 astro-ph
Optical Observations of GRO J1655-40 in Quiescence I: A Precise Mass for the Black Hole Primary
本文报道了在完全静止状态下对黑洞双星GRO J1655-40的光度和光谱观测。与1995年的测光结果相反，1996年的光变曲线几乎完全由次级恒星的椭球调制所控制。考虑到吸积盘的温度分布和日食效应，模型拟合的光变曲线产生的倾角为i=69.50 +/- 0.08度，质量比Q=2.99 +/- 0.08。我们对i和Q的测量精度使我们能够确定黑洞质量的精度约为4%（7.02 +/- 0.22太阳质量）。它的质量是2.34 +/- 0.12太阳质量。在赫兹-罗素图上，次级恒星的位置与一颗2.3太阳质量的恒星一致，这颗恒星已经从主序星演化出来，并且在巨星分支开始的中途。使用新的光谱，我们提出了一个改进的值的光谱周期（2.62157 +/- 0.00015天），径向速度半振幅（228.2 +/- 2.2公里/秒），和质量函数（3.24 +/- 0.09太阳质量）。演化模型表明，这样一个系统的平均质量转移速率为每年3.4E-9太阳质量（每秒2.16E+17克），这比其他六个瞬态黑洞系统的平均质量转移速率要大得多，但仍然略低于稳定所需的临界质量转移速率。
1996-10-25 astro-ph
Long-term evolution of FU Ori-type stars at infrared wavelengths
FU猎户座型恒星形成了一小类可变的年轻恒星天体，其定义为5-6等的光学爆发，然后在数十年的时间尺度上逐渐衰落。由于这一现象与星周介质有关，预计红外发射光谱在爆发后也会发生变化。爆发后的衰落阶段在光学/近红外波段有很好的记录，但在远红外波段没有记录。我们研究了7 FU猎户座系统在1-200 μm波长范围内的亮度演化。我们使用红外空间天文台、2 MASS和MSX的数据（这些观测是在1995-1998年左右进行的）编制了光谱能量分布（SEDS）。这些SED进行了比较，与早期的基础上IRAS测光和地面观测进行了约1983年。在这15年期间，一些物体保持不变，而另一些物体变得更暗，但仅在光谱的近红外和中红外部分。由于衰落的波长依赖性提供了关于该现象的物理学的关键信息，因此我们详细研究了V1057 Cyg的情况。
2004-02-12 astro-ph
Pulse Period History and Phase Resolved Spectra of 1A 0535+262
Be/X射线双星1A 0535+262是在1975年的一次大爆发中发现的。之后，它表现出平静期（流量低于10 mCrab），正常爆发（10 mCrab-1 Crab）和偶尔的巨大爆发（几个Crab）。结束了11年的平静，最后一次巨大的爆发发生在2005年5月/6月，但来源太靠近太阳，大多数卫星都无法观测到。随后在2005年8月发生了一次正常的爆发，这是由INTEGRAL和RXTE TOO观测到的。基于INTEGRAL数据，我们给出了源的长期脉冲周期历史，其能量依赖的脉冲轮廓和相位分辨谱的结果。
2008-01-25 astro-ph
The Active Quiescence of HR Del (Nova Del 1967)
这项对HR Del超新星的紫外线研究是基于IUE卫星获得的所有数据，包括1988年和1992年拍摄的重要光谱系列，这些光谱迄今尚未被分析。经红化修正（EB-V =0.16），取距离d =850秒差距，我们得到了一个接近于Luv ~ 56 Lsun的平均紫外光度值，这是经典新星在“宁静”时的最高值。此外，“平均”光学绝对星等Mv=+2.30表示明亮的物体。如果假设这颗老新星的光度是由一个未受辐射的吸积盘产生的，那么紫外连续光度、HeII 1640 A发射线光度和光学绝对星等都给出了一个非常接近1.4*10**（-7）Msun/yr的质量吸积率Mdot。连续分布与33，900 K的黑体或幂律F（lambda）~ lambda**（-2.20）很好地拟合。我们证明了mv ~ 12处的“静态”光学星等来自热分量，而不是来自伴星。由于大多数IUE观测对应于mv ~ 12的“静止”星等，与爆发前阶段相同，因此我们推断，爆发前至少70年的前新星也非常明亮，Luv，Mv，Mdot和T值与本研究中的前新星相同。CIV 1550 A和NV 1240 A共振线的天鹅座P廓线中的风分量很强，且在短时间尺度上变化很大，风矢可达-5000 km/s，这是一个非常高的值。风的短时变化的现象表明存在不均匀的外流。我们讨论了强紫外线连续和风特征的性质，以及在爆发之前和之后很长一段时间内存在“明亮”状态对我们目前对新…
2003-01-29 astro-ph
X-ray and UV observations of the dwarf nova VW Hyi in quiescence
我们提出了一个分析的X射线和紫外线数据的矮新星VW Hyi的XMM-牛顿在静止状态下获得。X射线光谱表明，在边界层中存在一种光学上薄的等离子体，当它落在白矮星上时会冷却。等离子体具有连续的温度分布，其由幂律或冷却流模型很好地描述，最高温度为6-8 keV。我们从X射线谱估计出边界层的光度为8*10^30 erg/s，这仅仅是星盘光度的20%。白矮星的吸积速率为每年5*10^-12太阳质量，大约是盘面吸积速率的一半。从高分辨率的X射线光谱，我们估计，边界层的X射线发射部分是以540公里/秒的速度旋转，这是接近的旋转速度的白矮星，但明显小于开普勒速度。我们检测到一个60秒的准周期振荡的X射线通量，这可能是由于旋转的边界层。X射线和紫外线通量在~1500 s的时间尺度上表现出很强的可变性。我们发现，在这两个波段的变化是相关的，X射线波动延迟约100秒。的相关性表明，可变的紫外线通量附近的磁盘和边界层之间的过渡区和吸积率波动，在这个区域传播到X射线发射部分的边界层内~100 s。X射线通量的轨道调制表明，内吸积盘相对于轨道平面是倾斜的。边界层中的元素丰度接近其太阳值。
2003-09-16 astro-ph
The first three years of the outburst and light-echo evolution of V838 Mon and the nature of its progenitor
V838 Mon经历了有记录以来最神秘的恒星爆发之一，具有（a）大振幅（Delta B ~ 10等）和多极大测光模式，（b）在下降过程中，最大的冷光谱类型随着时间的推移变得越来越冷，直到它达到从未见过的L-型超巨星领域，从未通过光学薄或星云阶段，（c）在星周物质中发展出壮观的、单调膨胀的光回波，（d）发现了一颗巨大的、年轻的B3 V伴星，它没有受到爆发的影响。在这次演讲中，我们回顾了爆发前三年的光度和光谱演化，光回波的发展，并推断出祖先的性质，它比B3 V伴星更亮，更热，推测ZAMS质量约为65 Msun。
2005-01-25 astro-ph
Monitoring the Violent Activity from the Inner Accretion Disk of the Seyfert 1.9 Galaxy NGC 2992 with RXTE
本文介绍了用RXTE对Seyfert 1.9星系NGC 2992进行为期一年的观测的结果。从历史上看，源已被证明在2-10千电子伏的流量在几年的时间尺度上显着变化，并被认为是缓慢过渡的时期之间的静止和活跃的吸积。我们的研究结果表明，在一年的源连续通量几乎覆盖了整个历史范围，使得低光度状态不太可能对应于吸积机制关闭。在耀斑发作期间，我们发现一个高度红移的Fe K线出现，这意味着剧烈的活动发生在内部的吸积盘，在~100的中心黑洞的引力半径。我们还发现，X射线连续谱的光谱指数在大振幅变化期间保持近似恒定。这些观测结果使NGC 2992非常适合于未来的多波段监测，作为约束吸积模型的测试平台。
2007-05-22 astro-ph
X-ray emission from classical and recurrent-novae observed with ROSAT
我们分析了350点和偶然的观测108个不同的经典和经常性的新星爆发和静止，包含在ROSAT档案。其中一个目标是寻找超软X射线源，我们发现只有3个后新星。因此，超新星的超软X射线阶段是相对较短的（长达10年），只有高达20%的新星被观察到。大多数经典新星和周期性新星在爆发后的头几个月会发射硬X射线（在ROSAT波段），峰值X射线亮度是10（33）erg/s的几倍。我们认为是新星喷出物中的冲击造成的辐射至少持续2年，在特殊情况下甚至更长（如预先存在的拱星物质，或长时间的风相）。我们还研究了静止新星吸积引起的X射线发射。在81颗银河系经典新星和复发新星中，只有11颗被探测到。平均X射线光度不高于矮新星，有些新星的X射线在时间尺度上是可变的。
2001-04-12 astro-ph
Identification of the optical and quiescent counterparts to the bright X-ray transient in NGC 6440
经过3年的平静，球状星团NGC 6440在2001年8月出现了一个明亮的瞬变X射线源，正如RXTE全天监视器所记录的那样。我们进行了一个短期目标的机会观察与钱德拉X射线天文台，并能够关联的瞬态与最亮的24个X射线源在2000年7月与钱德拉静止期间检测到。此外，我们安全地确定了光学对应物，并确定1998年NGC 6440中的X射线爆发来自同一个物体。这是第一次，一个光学对应的瞬态在球状星团是安全地确定。由于瞬变是I型X射线爆发，它被确定为紧凑的吸积体是一个中子星。因此，这一瞬态提供了一个理想的情况下，研究静态发射的光学和X射线的瞬态吸积中子星，同时知道的距离和红化准确。一个适合静态光谱的模型是吸收幂律加中子星氢大气模型。我们发现中子星的内禀半径为17 - 12 ^{+31} km，中子星大气的未吸收辐射光度为（2.1+/-0.8 <$E33 erg/s），这与对冷却中子星的预言是一致的。
2001-11-12 astro-ph
Period change of Superhumps in the WZ Sge-Type Dwarf Nova, HV Virginis
经过10年的沉寂，HV Vir在2002年1月经历了一次超级爆发。我们报告的时间序列观测清楚地揭示了超级爆发期间普通超级峰的周期变化。我们得到了平均超峰周期为0.058260 d，正周期导数为$7 \times 10^{-5}$。这些结果与1992年超爆发的观测值吻合得很好。我们还探测到了早期的超级峰，这在过去的爆发中没有被清楚地识别出来，以及可能的再亮。这两个特征是WZ Sge型星的共同特征。
2003-03-11 astro-ph
Close Companions to Nearby Young Stars from Adaptive Optics Imaging on VLT and Keck
我们报告的结果VLT和凯克自适应光学调查的已知成员的Eta Chamaeleontis，MBM 12，和TW长蛇座（TWA）协会寻找密切的同伴。与其他集群和协会相比，Eta Cha，MBM 12和TWA的多重统计量相当高，尽管我们的误差很大，因为数字统计量很小。我们首次将MBM 12中的S18和Eta Cha中的RECX 9分解为三元组。TWA中的紧双星TWA 5Aab提供了在几年内测量两个组件的动力学质量以及到系统的独立距离的前景。先前通过径向速度和天体测量学观测推断出的猎户座Chi^1的近伴星AO探测结果，已经使得在没有任何天体物理学假设的情况下推导出该系统的动力学质量成为可能。
2003-11-13 astro-ph
Periodic Microvariation of B416, a New LBV in M33
我们报告了对M33恒星B416的光学光度和光谱观测，确定它是该星系中第五个被确认的LBV。该恒星的B星等变化周期为8.26天，振幅为0.03等。光谱的红端似乎没有参与这些振荡，我们将其确定为微变，已知在LBV恒星中持续存在。B416是第一个具有这种振荡的LBV，这种振荡是严格周期性的，并且至少在10年内是一致的。这颗恒星的亮度也在较长（年）的时间尺度上变化，主要是蓝光。该光谱具有LBV在静止时的大部分特征，显示Balmer，He I，Fe II和[Fe II]发射线。其中一些谱线的通量和轮廓是变化的，但观测的稀缺性使我们无法建立它们的特征时间尺度。B416位于H II区域的中心，这是该恒星系统相对年轻的另一个迹象。
1999-09-03 astro-ph
The giant X-ray outbursts in NGC 5905 and IC 3599: Follow-up observations and outburst scenarios
在过去的几年里，在一些星系中报道了巨大振幅的X射线爆发。作为解释这些观测结果的令人兴奋的可能性之一，超大质量黑洞对恒星的潮汐破坏已经被提出。本文详细讨论了NGC 5905的这种和其它可能的X射线爆发情况，并比较了NGC 5905和IC 3599在爆发和平静时的情况。为此，我们提出了（i）全面分析的所有ROSAT观测的NGC 5905，（ii）光学测光的NGC 5905准同步的X射线爆发，（iii）第一次爆发后的光学光谱的NGC 5905和高分辨率的爆发后光谱的IC 3599，和（iv）在IC 3599的光学爆发光谱中发现的高激发发射线的光电离模型。研究的爆发模型包括，除了潮汐破裂事件，在稠密介质中的超新星，吸积盘不稳定性，极端引力透镜事件，和X射线余辉的伽玛暴。这两个星系在静止的光谱仔细检查永久低级别的塞弗特活动的迹象。虽然IC 3599显示出一些活动迹象，但NGC 5905没有显示出任何迹象。目前，在X射线爆发中，这使得NGC 5905成为唯一安全的候选者，在一个不活跃的星系中发生潮汐破裂事件。我们简要地评论搜索的基础上，ROSAT观测进一步高度可变的对象。有几个因子为10-20。
1999-01-12 astro-ph
