The Early Spectrophotometric Evolution of V1186 Scorpii (Nova Scorpii 2004 #1)
本文报道了经典新星V1186 Sco的光学光度学和光学中红外光谱。这个缓慢发展的新星有一个复杂的光变曲线，有多个二级峰，类似于PW Vul中看到的。下降2个量级的时间tPDMATHABMM是20天，但是光变曲线的不稳定性质使得基于下降时间确定固有性质（例如，光度）存在问题，并且经常引用的Della Valle和Livio（1995）的MMRD关系未能产生合理的距离。光谱覆盖0.35至35 $μ$米，在两个独立的时代，在第一年的爆发。第一组光谱是在可见光最大值之后约2个月拍摄的，是典型的CO型新星，具有\ion{H}{1}、\ion{Fe}{2}、\ion{O}{1}和\ion{He}{1}的窄线发射。最大值后260到380天之间获得的数据揭示了一个新的星云光谱。\textit{Spitzer}谱显示出随着[ \ion{Ne}{2} ]（12.81 $μ$ m）作为最强谱线的出现而减弱的氢复合发射。还检测到来自[ \ion{Ne}{3} ]（15.56 $μ$ m）的强发射。光电离模型与低有效温度源和只有边际氖增强（Ne $\sim$ 1.3 Ne $_{\odot}$）是一致的，这些红外精细结构的氖线表明，V1186斯科没有发生在ONeMg白矮星。相反，缓慢和不稳定的光变曲线的演变，光谱的发展，和光电离分析的喷出物意味着爆发发生在一个低质量的CO白矮星。我们注意到，这是第一次强[ …
2007-05-04 astro-ph
Near-Infrared Studies of V1280 Sco (Nova Scorpii 2007)
本文介绍了2007年2月初在爆发中发现的新星V1280 Sco的光谱和光度测量结果。从该天体获得的大量光谱导致了对经典新星最广泛的近红外光谱研究之一。光谱从P-Cygni阶段演变为发射线阶段，在稍后的阶段，主要是由在这颗新星中形成的尘埃发射。详细的模型计算识别和研究的谱线的特性。从模型中得出的推论解决了一个令人烦恼的问题，即哪些新星有能力形成尘埃。它被证明，并惊人地证实与观察，存在的线在早期光谱的低电离物种，如钠和镁-指示低温条件-似乎是可靠的指标，尘埃将形成在喷出物。理论上，新星爆发期间的质量损失是一个持续的过程。光谱证据，这样一个持续的质量损失，通过跟踪的P-Cygni功能在Brackett伽马线的演变，在这里提出允许的下限为25-27天的质量损失的持续时间。测光数据记录了新星在发现后12天内攀升到峰值亮度，用于建立早期火球膨胀，并显示喷射在最大亮度之前就开始了。JHK的光变曲线显示，这颗新星在第一次爆发后约100天左右有一次相当强烈的第二次爆发。
2008-09-26 astro-ph
Luminous supersoft X-ray emission from the recurrent nova U Scorpii
BeppoSAX探测器在1999年2月光学爆发高峰后19-20天从复发新星U Sco ~中探测到发光的0.2-2.0 keV超软X射线发射。U Sco是第一颗在明亮的超软X射线阶段被观测到的复发新星。非LTE白矮星大气光谱模型（连同~0.5 keV光学薄热分量）与BeppoSAX光谱相吻合。我们发现，假设富集He和增强的N/C比，拟合是可以接受的。这意味着CNO循环在爆发期间是活跃的，与热核失控的情况一致。最佳拟合温度为~9 × 10^5 K，测热光度为在接近于克拉塞卡质量的WD上稳定核燃烧时预测的光度。U~Sco作为超软X射线源被探测到的事实与爆发后至少持续一个月的稳定核燃烧相一致。这意味着只有一小部分先前吸积的H和He在爆发期间被喷射出来，WD的质量可以增长，最终达到阿布拉塞卡极限。这使得U~Sco成为Ia型超新星的候选祖先。
1999-06-15 astro-ph
The quiescence optical light curve of Nova Scorpii 1994 (=GRO J1655-40)
我们报告广泛的V，R，和i带测光的黑洞候选人新星斯科1994年（GRO J1655-40）在1996年3月，当源接近其静态爆发前的光学亮度（V=17.3）。根据我们的观测和文献中的数据，我们得到了一个精确的次合星历表：HJD 2449838.4198（52）+2.62168（14）× N。我们已经模拟了V，R，和i波段光变曲线的罗氏瓣填充次级和吸积盘周围的紧凑的明星，后者被描述为一个扁平的圆柱体的径向温度分布。根据光变曲线的形状，我们将双星的倾角和质量分别限制在63.7-70.7度和1.60-3.10太阳质量的范围内。这将黑洞的质量限制在6.29-7.60太阳质量。我们得到的次级恒星的质量范围得到了恒星演化计算结果的支持。
1997-09-16 astro-ph
The Black Hole Binary Nova Scorpii 1994 (GRO J1655-40): An improved chemical analysis
低质量X射线双星的次级星的化学分析提供了一个机会来研究致密天体的形成过程，无论是黑洞还是中子星。在发现1994年天蝎座新星的二级恒星的HIRES/Keck光谱中存在过量的$α$ -元素后，我们获得了UVES/VLT高分辨率光谱，目的是对这颗二级恒星进行详细的丰度分析。利用$\chi2$最小化方法和合成光谱网格，利用新的UVES光谱和HIRES光谱，我们计算了O，Mg，Al，Ca，Ti，Fe和Ni的恒星参数和大气丰度，Al，Ca，Ti，Fe和Ni的丰度与太阳值一致，而Na，特别是O，Mg，Si和S与这些元素的银河趋势相比显着增强。与球形和非球形对称超新星爆炸模型的比较，可以提供严格的约束模型参数的质量切割和爆炸能量，特别是从相对丰度的Si，S，Ca，Ti，Fe和Ni。这个系统中的黑洞很可能是由一颗质量在2- 3.5 \Msun之间的\Msun 30- 35的母星的超新星爆炸形成的。然而，这些模型产生的Al和Na的丰度几乎比观测值高出10倍。
2009-03-10 astro-ph
The mass of X-Ray Nova Scorpii 1994 (=GRO J1655--40)]
我们在1998年5月/6月获得了黑洞候选者Nova Sco 1994的高、中分辨率光谱，当时源处于完全（X射线）静止状态。我们测量了这颗恒星的径向速度曲线，得到了K_2=215.5+/-2.4 km/s的半振幅，比以前唯一确定的值低6%。因此，K_2的这个新值将二元质量函数降低到f（M）= 2.73+/-0.09 Mo。仅使用高分辨率光谱，我们约束的旋转增宽的第二颗星，vsini，躺在82.9-94.9公里/秒（95%的置信度），从而约束的二进制质量比躺在0.337--0.436（95%的置信度）的范围内。我们还可以结合我们的结果与公布的限制的二进制倾斜约束的紧凑对象和二级恒星的质量范围5.5 - 7.9和1.7 - 3.3钼分别（95%的信心）。最后，我们报告了在6707.8 A处检测到锂谐振线，等效宽度为55+/-8 mA。
1999-01-24 astro-ph
The mass of the white dwarf in the recurrent nova U Scorpii
我们目前的光谱食复发新星U斯科。由HeII \lambda 4686发射线的星翼运动，得到主星的径向速度半振幅为K_W = 93 \pm 10 km ^{-1}。通过对该恒星的弱吸收特征的探测，得到其径向速度半振幅为K_R = 170 \pm 10 km ^{-1}。由这些参数，我们得到白矮星主星的质量为M_1 = 1.55 \pm 0.24 M_ \odot，而副星的质量为M_2 = 0.88 \pm 0.17 M_ \odot。次级的半径计算为R_2 = 2.1 \pm 0.2 R_ \odot，证实它是进化的。系统的倾角计算为i = 82.7^ \circ \pm 2.9^ \circ，与光变曲线中看到的深食一致。氦的发射线是双峰的，蓝移的区域在红移区域之前被遮蔽，清楚地表明吸积盘的存在。白矮星的高质量与周期性新星爆发的热核失控模型一致，并证实U Sco是目前已知的最好的Ia型超新星祖先。我们预测U Sco很可能在\sim 70万年内爆炸。
2001-07-25 astro-ph
Formation of the Black Hole in Nova Scorpii
Israelian等人（1999）指出，黑洞双星Nova Sco的伴星被伴随着黑洞主星形成的超新星喷射出的物质所污染。在这里，我们系统地研究了这些观测结果对黑洞形成过程的影响。使用各种超新星模型，包括标准以及超新星模型（不同的氦星质量，爆炸能量和爆炸几何形状）和一个简单的模型的演变的二进制和污染的二次，我们表明，大多数观测到的丰度异常可以解释为一个大范围的模型参数（除了丰富的Ti）。最好的模型，获得他的恒星质量为10至16 Msun，球形超新星模型一般赞成标准超新星的。非球面超新星模型也产生可接受的拟合，只要有广泛的横向混合。所有模型都需要大量的回退，回退的物质要么到达次级轨道，要么与逃逸的物质有效混合。因此，黑洞的形成过程分为两个步骤，在最初的坍缩之后，坍缩残余物的初始质量因物质的回落而大幅增加。这可能有助于解释新星Sco的高观测空间速度，因为中微子诱导的反冲（如果中子星首先形成）或不对称超新星爆炸中的不对称质量喷射。
2001-09-16 astro-ph
A Model for the Quiescent Phase of the Recurrent Nova U Scorpii
一个理论的光变曲线构造的静止相的经常性新星U天蝎座，以解决现有的距离差异之间的爆发（6千秒差距）和静止（14千秒差距）。我们的U Sco模型由一颗质量非常大的白矮星（WD）、一个边缘突然燃烧的吸积盘（ACDK）和一颗叶瓣填充的、稍微演化的主序星（MS）组成。该模型适当地考虑了WD的吸积光度、ACDK的粘性光度、MS的反射效应以及WD光球对ACDK的辐射。用1.37 M_sun WD + 1.5 M_sun MS（0.8- 2.0 M_sun MS是可以接受的）的模型，在倾斜角i~80 °的条件下，可以很好地再现B光变曲线。对于2.5 x 10^{-7} M_sun_yr^{-1}的质量吸积速率，计算出的颜色是相当蓝的（B-V~0.0），因此表明在静止时观测颜色为B-V=0.56时，有一个很大的颜色过量E（B-V）~ 0.56。这样大的色余对应于A_V~1.8和A_B~2.3的吸收，其将距离减小到6-8 kpc。这与最近一次爆发的4-6千秒差距的距离估计是一致的。如此大的内禀吸收与最近探测到的U Sco的周期变化非常一致，这表明在静止时通过外部拉格朗日点的质量流出量约为3 x 10^{-7} M_sun yr^{-1}。
2000-03-22 astro-ph
The Recurrent Nova U Scorpii in the 1999 Outburst: the First Detection of a Significant Orbital-Period Change
在本文中，我们提出并讨论我们的时间分辨测光的食经常性新星，U Sco，在爆发期间，在1999年，这是进行后立即光学最大的最后衰落走向平静。在第一次完整的光变曲线中，发现了双星系统的几次主食和次食，并确定了极小值的时间。我们发现在爆发期间，日食没有出现全食。主食的深度为0.4-0.8等，比平静时浅得多。在平台阶段，在轨道光变曲线中观察到非常少的辐射（< 0.1等），这意味着在爆发期间存在吸积盘和一个大的耀斑边缘。在预测的星历表中，在较早的轨道相位上检测到了日食的极小值。因此，我们从O-C得到了双星系统的轨道周期变化为\dot{P} /P = -1.7（+/-0.7）× 10^{-6} yr^{-1}。假设这种周期变化是组成恒星之间的保守质量转移的结果，对于一颗1.37 M太阳质量的白矮星和一颗2.0 M太阳质量供体伴星，其质量转移速率达到\dot{M} = 2.4（+/- 1.0）x 10^{-6} M太阳年^{-1}，即使在大质量的白矮星上，这个速率也太高，不会引起壳闪光。因此，这种大的周期变化率强烈地表明二元系统中的非保守质量传递。
2003-01-10 astro-ph
An evolutionary scenario for the U Scorpii
我们进行演化计算的双星系统的参数类似于经常性的新星U斯科找到祖先。我们表明，一个U Sco型系统可能会形成一个初始的二元系统，其中有一个低质量的碳-氧白矮星作为吸积物。由于次生烃的演化阶段还不清楚，我们计算了富氢和富氦次生烃的层序。双星的演化可分为几个可观测的阶段：经典新星阶段、氢稳定燃烧的超软X射线源阶段和强风阶段，最后形成一颗质量接近克拉塞卡质量极限的大质量白矮星。我们跟踪了二次星系以及从系统中丢失的物质的化学演化，我们发现，观测到的^{12}C/^{13}C和N/C比值可能会给出一些关于二次星系性质的信息。
2000-10-13 astro-ph
The Sun-like activity of the solar twin 18 Scorpii
我们提出了10年的补充光谱和光度观测的太阳双星18天蝎座的结果。我们发现，在其7年的色球活动周期的过程中，18 Sco的亮度变化的方式与太阳的，可能的亮度变化为0.09%，类似于0.1%的十年变化的太阳总辐照度。
2007-03-16 astro-ph
The Orbit of the Binary Star Delta Scorpii
虽然天蝎座δ是一颗明亮且被充分研究的恒星，但其多重性的细节仍然不清楚。在这里，我们提出了第一个衍射极限图像的0.12角秒的双星，使用光学干涉测量，并解决了混乱，存在于文献中的多样性。检查公布的散斑测量，连同目前的结果，揭示了10.5年的周期性，并允许计算的轨道参数。该轨道具有高偏心率（e=0.82）和大倾角（i=70度），使其成为下一次近星点期间（2000年）进行径向速度测量的有利目标。
1993-05-22 astro-ph
Infrared Excess in the Be Star Delta Scorpii
我们提出了在2006年获得的Be双星系统δ Scorpii的红外测光观测。与10个月前的观测相比，J、H和K等在误差范围内是相同的。我们从观测中得出红外线过剩，并将其与主恒星及其拱星盘的辐射平衡模型预测的颜色过剩进行比较。我们使用一个非LTE的计算代码来模拟气体信封集中在恒星的赤道面，并计算预期的光谱能量分布和Halpha发射轮廓的恒星与其拱盘。使用所观察到的红外过量的δ Sco，以及在时间上包围红外观测的Halpha光谱，我们将约束的径向密度分布在拱星盘。由于盘在其密度分布中表现出可变性，这项工作将有助于理解其动力学。
2008-05-07 astro-ph
Spectroscopic Observations of the Delta Scorpii Binary during Its Recent Periastron Passage
明亮的恒星delta Sco多年来一直被认为是典型的B 0型天体。在1990年之前发表的恒星光谱没有显示出辐射的证据，但只有短期的线轮廓变化归因于非径向脉动。散斑干涉观测表明，δ Sco是一个具有高偏心率轨道的双星系统，周期为10.6年。在1990年的一次近星点穿越中，首次在其光谱中检测到H-α线的微弱发射。在2000年夏天的下一次近星点通过前不久，双星进入了一个强烈的H-α发射和增强的质量损失阶段。我们监测了2000年7月至2001年3月的Be爆发的光谱发展。在本文中，我们提出的结果，从我们的光谱学，细化元素的双轨道，并讨论可能的机制的质量损失。
2001-06-27 astro-ph
A new determination of the orbit and masses of the Be binary system delta Scorpii
双星δ Sco（HD 143275）在2000年经历了可见光的显著增亮，并且仍然是不规则变化的。该系统在1999年、2000年、2001年、2006年和2007年被悉尼大学恒星干涉仪（SUSI）观测到。1999年的观测结果与根据以前公布的轨道要素所作的预测相一致。随后的观测结果只能通过假设在2000年在主星周围形成了一个角尺寸大于2 +/- 1质量的光学明亮发射区来解释。到2006/2007年，这一地区的面积估计增长到4个多月。我们已经确定了一个一致的轨道要素，同时拟合所有公布的干涉和光谱数据，以及SUSI数据在这里报道。在2000年爆发之前测量的系统的产生的元素和亮度比已被用来估计组件的质量。我们发现Ma = 15 +/- 7 Msun和Mb = 8.0 +/- 3.6 Msun。动态视差估计为7.03 +/- 0.15 mas，这与修正的依巴谷视差很好地一致。
2008-11-25 astro-ph
VLBI Observations of SiO Masers around AH Scorpii
报道了2004年3月在M型半规则超巨星变星AH Sco的拱星包层中首次观测到的43 GHz v=1，J=1-0 SiO脉泽，观测时间间隔为12天。这些高分辨率VLBA图像显示，SiO脉泽的分布大致是在一个长轴和短轴分别为18.5和15.8质量的椭圆环上，位置角为150^{ \circ }。并且发现红移脉泽比蓝移脉泽更靠近中心恒星。SiO脉泽的视向速度结构表明，相对于-6.8km/s的系统速度，SiO脉泽的高速度特征更靠近恒星，这可以用SiO脉泽在AH Sco附近的简单流出或流入而无旋转运动学来解释。对两个历元之间59个匹配特征的自行研究清楚地表明，AH Sco周围的SiO脉泽壳层在距离AH Sco 2.26 kpc处以~13 km/s的速度向恒星进行全面收缩。我们的三维脉泽运动学模型进一步表明，这种向内运动很可能是由于中央恒星的引力。从三维运动学模型拟合得到的到AH Sco的距离为2.26 $\pm$ 0.19 kpc，与其运动学距离2.0 kpc一致。
2008-03-12 astro-ph
Properties of the $δ$ Scorpii Circumstellar Disk from Continuum Modeling
我们介绍了2000- 2005年获得的Be双星系统$δ$ Sco的光学$WBVR$和红外$JHKL$光度观测，2001年获得的中红外（10和$18 μ$ m）光度测量和光学（$λλ$ 3200- 10500 nm）分光偏振测量。我们的光学光度测定法证实了对$δ$ Sco进行更频繁的目视监测的结果。在2005年，我们探测到该天体的亮度显著下降，包括光学和近红外亮度，这与氢线强度的持续上升有关。我们讨论了这种现象的可能原因，这是很难解释的，鉴于目前的模型是星盘。2001年的光谱能量分布和极化成功地建模与三维非LTE蒙特卡罗代码产生一个自洽的确定的氢水平人口，电子温度和气体密度的热恒星盘。我们的圆盘模型在垂直方向上是流体静力学支撑的，而在径向上是由粘性控制的。这样的圆盘模型基本上只有两个自由参数，即，赤道质量损失率和圆盘外半径。我们发现，主要的同伴是由一个小（7 $R_\star$），几何薄盘，这是高度非等温和完全电离包围。我们的模型要求平均赤道质量损失率为$1.5\times 10^{-9} M_{\sun}$ yr $^{-1}$。
2006-03-18 astro-ph
Orbital elements, masses and distance of lambda Scorpii A and B determined with the Sydney University Stellar Interferometer and high resolution spectroscopy
用悉尼大学恒星干涉仪对三重系统HD 158926（λ Sco）进行了干涉观测，并确定了宽轨道的要素。这些元素比以前用光谱法发现的元素精确得多。宽轨道的倾角与先前发现的近伴星轨道的倾角一致。它的轨道很宽，离心率也很低，这表明这三颗恒星是同时形成的。在λ = 442 nm和700 nm处测量了两颗B星的亮度比。亮度比和颜色指数与之前的λ Sco A为B1.5和λ Sco B为B2的分类一致。演化模型表明这两颗恒星位于主序星上。由于它们具有相同的年龄和光度类别（IV），因此质量-光度关系可以用来确定两颗恒星的质量比：M_B/M_A = 0.76+/-0.04。光谱数据已被重新分析使用的干涉值为P，T，e和ω，导致修订值为a_1sin i和质量函数。根据质量比、质量函数、光谱合成和两个组分年龄必须相同的要求，可以得到单个质量：M_A = 10.4+/-1.3 Msun，M_B = 8.1+/-1.0 Msun。系统的质量、角半长轴和周期可以用来确定动力学视差。我们发现到λ Sco的距离是112+/-5 pc，这比HIPPARCOS的值216+/-42 pc近了大约两倍。
2006-05-12 astro-ph
Nova Sco 2001 (V1178 Sco)
本文介绍了2001年5月13日首次探测到的新星2001（V1178 Sco）的中分辨光谱和近红外光度学。我们还在这片拥挤的区域里对目标进行了非常精确的天体测量。这是需要能够在未来几年内对超新星进行后续观测。光谱显示出2100 km/s的整体扩张，并具有明显复杂的，最有可能是非对称的外流子结构。我们清楚地确定这个对象是经典新星，“Fe II”子类。
2001-09-05 astro-ph
Is Nova Sco 1994 (GRO 1655-40) a Relic of a GRB ?
我们认为Nova Sco 1994（GRO 1655-40）可能是伽马射线爆发（GRB）和Ib型超新星（SN）爆炸的遗迹，表明有证据表明黑洞是由吸积旋转而成的，并且有超新星爆炸。我们使用从黑洞的旋转能量传递的盘能量来为SN提供动力，并且给出了大致相等的能量进入GRB和进入吸积盘来为超新星提供动力的论点。
1999-11-24 astro-ph
Photometric study of southern SU UMa-type dwarf novae and candidates -- III: NSV 10934, MM Sco, AB Nor, CAL 86
我们用光度计观测了四颗爆发的南矮星新星（NSV 10934、MM Sco、AB Nor和CAL 86）。NSV 10934是一颗SU UMa型矮新星，其平均超峰周期为0.07478（1）d。这颗恒星在超峰的最后生长阶段也表现出准周期振荡（QPO）的短暂出现。结合最近的理论解释和正常爆发的相当不寻常的快速终端衰落，NSV 10934可能是一个候选的中间极性显示SU UMa型的属性。测得MM Sco和AB Nor的平均超峰周期分别为0.06136（4）d和0.08438（2）d。我们认为，AB也不属于一个相当罕见的类的长周期SU UMA型矮新星低传质速率。我们还观测到了疑似SU UMa型矮新星CAL 86的爆发。我们确定这次爆发为正常爆发，并确定平均下降率为1.1 mag/d。
2003-10-01 astro-ph
Determining the spectroscopic mass ratio in interacting binaries: Application to X-Ray Nova Sco 1994
我们提出了一个模型，用于确定相互作用的双星的质量比直接拟合观测光谱与合成光谱。我们直接使用NextGen模型大气强度，这是最全面和详细的模型，可用于冷恒星。我们充分考虑到不同的温度和重力在二级恒星的光球，通过将合成光谱到二级恒星的罗氏几何。其结果是，我们确定准确的旋转扩大的光谱的二级星，因此消除了需要的边缘暗化法，以及与之相关的不确定性。作为一个例子，我们确定的质量比研究软X射线瞬态新星斯科1994年。为了获得一个更准确的确定的质量比，这并不依赖于假设的旋转配置文件和边缘暗化系数，我们使用我们的模型来计算准确的旋转加宽的模型光谱，我们直接比较与观察到的中间分辨率光谱的新星斯科1994年。我们确定Nova Sco 1994的质量比为0.419 +/-0.028（90%置信度），这是对X射线双星中双星质量比的最准确测定。这个结果与二进制质量函数和倾斜角相结合，给出了一个精确的黑洞质量为5.99 + 0.42 Mo（90%的置信度）。我们还进行模拟表明，对于F-型二级星，标准的旋转配置文件与零和连续值的线边缘变暗系数给出了一个值为q括号中的值发现使用完整的几何处理。
2002-11-12 astro-ph
High speed photometry of faint Cataclysmic Variables: III. V842 Cen, BY Cir, DD Cir, TV Crv, V655 CrA, CP Cru, V794 Oph, V992 Sco, EU Sct and V373 Sct
我们提出了进一步的结果，从一个高速测光调查的微弱激变变量。我们发现V842 Cen（Nova Cen 1986 No.2）是一个非常活跃的天体，但没有明显的轨道调制。BY Cir（Nova Cir 1995）是一个食系统，轨道周期P（orb）为6.76小时。TV Crv是一颗SU UMa型矮新星，在静止时测光发现其P（orb）= 1.509 h. DD Cir（Nova Cir 1999）是一个食系统，P（orb）= 2.339 h，可能是一次二次食，光度调制约为670 s。V655 CrA是高活性的，但没有显示轨道调制。V794 Oph的鉴定可能是不正确的，因为我们没有发现光度变化。CP Cru（Nova Cru 1996）是一个P（orb）= 22.7 h的食系统。V992 Sco的周期调制P（orb）= 3.686 h。假定的EU Sct标识可能不正确。最后，在一次运行中，V373 Sct（Nova Sct 1975）具有258.3 s的相干周期，使其成为候选的武仙座DQ星。
2003-01-14 astro-ph
V893 Sco Is Not an ER UMa-Type Star
V893 Sco是一颗最近被重新发现的明亮食矮星新星，位于周期间隔之下。最近，Mason等人（2001）提出了V893 Sco是一颗ER UMa型矮新星的观点。通过对我们的CCD观测和VSNET报告的分析，我们发现V893 Sco与ER Uma星没有相似的特征。我们认为Mason等人（2001）的观点，包括从V893 Sco的观测中推断的ER Uma星的演化地位，需要重新考虑。
2002-01-22 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
Nova Sco and coalescing low mass black hole binaries as LIGO sources
双中子星双星，类似于著名的赫尔斯-泰勒脉冲星PSR 1913+16，是LIGO探测到的高频引力辐射源。这类系统的合并速率估计有相当大的不确定性，保守估计为每百万年1个星系，乐观的理论估计为一个或多个星等。低质量黑洞-中子星双星的形成速率可能高于NS-NS双星，并可能主导可探测的LIGO信号速率。我们估计BH-BH二进制由于弱的不对称踢形成过程中的低质量黑洞，如新星斯科增强的合并率，并发现他们可能会作出重大贡献的LIGO信号率，可能占主导地位的第一阶段可检测的信号，如果BH质量的范围内，有显着踢是足够广泛的。对于一个标准的Salpeter IMF，假设轻微的出生踢，我们预计BH-BH系统的R6合并率为~0.5，小于NS-NS系统。然而，这些系统的更高的啁啾质量产生的信号几乎是平均的四倍，搜索量也相应增加。BH-BH并合通道还预言，BH-BH系统中至少有一个自旋接近最大值（a/M ~ 1）的组分，并合产生的波形应该具有清晰的自旋特征，因此这一假设可以直接用LIGO进行验证。
2002-02-21 astro-ph
VLTI monitoring of the dust formation event of the Nova V1280 Sco
我们提出了第一个高空间分辨率的尘埃形成新星V1280斯科进行甚大望远镜干涉仪（VLTI）的监测。从尘埃形成的第23天开始到第145天，使用AMBER和EMBA仪器获得了光谱和光谱。这些干涉观测得到了来自1.2米Mt.阿布红外线天文台，印度。观测首先解释与简单的模型，但更复杂的模型，涉及第二壳，是必要的，以解释从t= 110天后，爆发获得的数据。这一行为与V1280 Sco的光变曲线一致，在t= 106 d附近出现第二个峰值，随后出现新的急剧下降，表明有新的尘埃形成事件。用DUSTY程序生成的球形尘埃壳模型也被用来研究主要尘埃壳的参数。使用均匀圆盘和高斯模型，这些观测使我们能够确定尘埃壳层的表观线性膨胀率为0.35 +/- 0.03质量/天，以及尘埃形成的物质喷射的近似时间为t_ejec=10.5+/-7d，即接近最大亮度。这一信息，结合500+/-100km/s的膨胀速度，意味着距离估计为1.6+/-0.4kpc。产生的尘埃质量通常为每天2-8 × 10^-9太阳质量。考虑到尘埃形成事件至少持续了200- 250天，喷出物质的质量很可能超过10^-4太阳质量。
2008-04-25 astro-ph
Photometric and Spectroscopic Observations of V1280 Sco
B，V，Rc，Ic，y，J和Ks波段的光度测量和低色散光谱观测的新星V1280 Sco，爆发后不久开始，报告。我们表明，V1280斯科是一个铁II新星，它正在经历历史上最慢的光谱演化。在早期阶段观察到的快速下降是由尘埃壳的形成引起的。我们利用光谱上的吸收线估算了CNO的丰度，发现[C/Fe] ~ 1.4，[N/Fe] > 2.0和[O/Fe] ~ 1.1的超丰度。
2008-12-22 astro-ph
Accurate Wavenumbers for Mid-Infrared Fine-Structure Lines
我们提出了一套准确的13个中红外精细结构线的新波数。波数是通过对行星状星云NGC 7027和红超巨星天蝎座阿尔法的观测确定的。大多数新的波数都在0.0025%或8 km/s以内。我们提供的测量细节，并提出了错误的分析。此外，我们提出了在[Na IV] 1106 cm-1线的超精细分裂的第一个观察。
1995-09-13 astro-ph
