A study of the evolution of the accretion disk of V2051 Oph through two outburst cycles
我们跟踪了矮新星V2051 Oph的吸积盘在两次爆发中的结构变化，以探讨其周期性爆发的原因。我们应用日食映射技术，一组光变曲线覆盖正常（2000年7月）和低振幅（2002年8月）爆发，以获得地图的磁盘表面亮度分布在不同阶段沿爆发周期。2000年7月爆发的日食图序列显示，盘在爆发开始时收缩，而总光的13%的未食分量发展。导出的径向强度分布表明，存在一个向外移动的加热波在上升期间和一个向内移动的冷却波在下降期间。向外移动的加热波的推断速度约为1.6 km/s，而冷却波的速度只是其一小部分。连续几个晚上测量的冷却波速度的比较表明，冷却波加速，因为它向磁盘中心，在矛盾的磁盘不稳定性模型的预测。从推断的加热波的速度，我们推导出的粘度参数alpha_{hot} ~ 0.13，在静止时测得的粘度参数。2002年8月爆发的振幅较低（ΔB ~ 0.8mag），最大爆发时的盘小于2000年7月。对于一个假设的距离为92 pc，我们发现，沿两个爆发的磁盘亮度温度保持低于最低预期根据磁盘不稳定性模型。结果表明，V2051 Oph的爆发是由来自质量供体恒星的质量转移增加引起的。
2007-05-16 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
Swift observations of the 2006 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi: II. 1D hydrodynamical models of wind driven shocks
继2006年2月（论文I）的经常性新星RS Ophiuchi的最新爆发的早期斯威夫特X射线观测，我们提出了新的一维流体动力学模型的系统，考虑到所有三个阶段的残留物的演变。该模型提出了一种新的方法来模拟系统的突然增加，然后减少风的质量损失率和速度的爆发。这种风模型和以前的Primakoff型模拟之间的差异进行了说明。一个更复杂的结构，即使在一维，揭示了通过存在的向前和反向冲击，与分离接触不连续性。辐射冷却的影响进行了研究和关键的爆发参数，如质量损失率，喷出物的速度和质量的变化。作为时间函数的激波速度与文献I中导出的激波速度进行了比较。我们展示了物质被喷射的方式如何控制冲击波的演化，对于冷却良好的残骸，冲击波的减速率取决于辐射出去的能量。
2007-04-19 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
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
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
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
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
Resumption of mass accretion in RS Oph
周期性新星RS Oph的最近一次爆发发生在2006年2月。这里提供的光度数据显示了恢复光学闪烁的证据，表明在爆发的第241天重新建立了吸积。在600-7000 s的时间尺度上，V波段的震级变化高达0.32 mag，B波段的震级变化高达0.14 mag。在两周的观测期间，我们还探测到平均亮度下降了0.5等，从V~11.4下降到V~11.9，并记录到B~12.9等。计算出质量吸积速率的极限为~10^{-10}到10^{-9} Msun/yr，这跨越了直接风吸积和Roche瓣溢出机制模拟的吸积速率范围。目前的吸积率使得热核逃逸模型很难解释观测到的复发间隔，这意味着平均吸积率通常高于爆发后立即看到的。
2007-06-08 astro-ph
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
X-ray Spectroscopy of the 2006 Outburst of RS Oph
我们提出的X射线光栅光谱的经常性新星RS蛇夫座在其2006年爆发，获得的XMM-牛顿和钱德拉天文台。光学极大值后两周，X射线光谱变硬，主要由类氢离子和类氦离子的发射线组成。X射线的亮度在0.33-10 keV范围内为2.4 x 10^36 erg s^-1。光谱表明，碰撞占主导地位的等离子体具有广泛的温度范围。所有谱线都发生了蓝移，且随着电离态的降低和波长的延长，速度位移增大。两周后，光谱仍然以发射线为主，尽管存在的线比率表明冷却。在这次观测中，发生了一次软X射线耀斑，在光谱的软端出现了一个新的高速发射线系统。在第三个月的主要组成部分是超软连续与广泛的吸收功能的热白矮星大气。初步的模型拟合表明，白矮星的温度略高于800，000 K。X射线的亮度在0.2-1 keV范围内至少达到9 x 10^37 erg s^-1，而星云的固有吸收比第一次观测时减少了五倍。光谱拟合表明这是一颗质量至少为1.2 M_ \odot的大质量白矮星。因此，RS Oph可能是一个重要的Ia型超新星祖先。我们表明，数据是一致的质量损失结束前54天的爆发后，和核燃烧结束69天左右。第10周后，X射线光度迅速衰减。光学极大值后5、7、8个月的X射线光度下降了两个数量级以上。这些光谱似乎与吸积盘的辐射不一致。
2007-09-28 astro-ph
VLTI/AMBER interferometric observations of the recurrent Nova RS Oph 5.5 days after outburst
我们报告的干涉琥珀色/VLTI观测的经常性新星RS Oph五天后，其爆发于2006年2月12日。使用三个基线从44到86米，和光谱分辨率为1500，我们测量了在K波段连续和BrG和HeI2.06微米线的发射的扩展。通过拟合由均匀椭圆、高斯椭圆、圆环和二元模型组成的简单几何模型，解释了连续谱的振动。在BrG线的振动和微分相位进行解释，使用斜环模型，旨在执行有限的参数重建的线形成区域的扩展和运动学。有限的紫外线覆盖范围无法区分填充模型和环。二元模型被丢弃，因为在连续体中测量的闭合相接近于零。线中的维生素是在一个较低的水平相比，其附近的连续，与一个更广泛的线形成区域的HeI2.06比BrG一致。用于连续体和用于线的椭圆模型是高度平坦的并且共享相同的位置角。在BrG线上存在两个径向速度场：一个是“慢”扩展的环状结构（v~ 1800 km/s），另一个是“快”扩展的东西向结构（v~2500- 3000 km/s）。这些结果证实了基本的火球模型，与Monnier等人（2006年）进行的其他干涉观测的结论相反。
2006-11-19 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
Supersoft X-ray Light Curve of RS Oph -- The White Dwarf Mass is Now Increasing
蛇夫座RS是Ia型超新星的候选者之一，在2006年2月经历了第六次爆发。本文报道了首次获得的完整的超软X射线光变曲线。提供了X射线数据的数值表。超软X射线通量出现在光学峰值后约30天，并持续到约85天，此时光学通量显示出最终的下降。如此长时间的超软X射线阶段可以通过我们的模型自然地理解，在我们的模型中，在爆发期间，大量的氦层堆积在氢燃烧区下面，这表明白矮星的质量正在有效地增长。我们估计了RS Oph中的白矮星质量为1.35 \pm 0.01 M_ \sun，其平均增长率约为（0.5-1）\times 10^{-7} M_ \sun yr^{-1}。
2008-07-08 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
Post-Outburst Observations of V1647 Ori: Detection of a Brief Warm, Molecular Outflow
我们提出了新的观测基本振转CO光谱的V1647猎户座，年轻的恒星，其最近爆发照亮麦克尼尔星云。以前的光谱，在2004年2月和7月的爆发期间获得的，显示了CO的发射线是广泛的和中央峰值类似的一个典型的经典金牛座T星的CO光谱。在本文中，我们提出了CO光谱后不久获得的亮度源恢复到其爆发前的水平（2006年2月），大约一年后（2006年12月和2007年2月）。2006年2月拍摄的光谱显示，蓝移的CO吸收线叠加在先前观察到的CO发射线上。该流出气体的预计速度、柱密度和温度分别为30 km/s、3^{+2}_{-1} E_（18）cm^{-2 $}和700^{+300}_{-100} K。在2006年12月和2007年2月的数据中没有观察到吸收线，因此它们的强度在此期间一定下降了9倍或更多。我们讨论三种机制，可能会导致这种不寻常的外流。
2007-10-02 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
The early stages of NOVA Oph 2003 (V2573 Oph)
本文介绍了2003年7月19日至23日观测到的新星Oph 2003（V2573 Oph）的中分辨光谱。在物体的早期阶段的光度测定进行了简短的讨论。我们还在这片拥挤的区域中获得了非常精确的天体测量结果。这是为了在未来几年内能够对超新星进行进一步的观测。巡天板的检查给出了一个可能的祖先候选人，并允许导出一个下限约10.0马格的爆发震级。频谱显示出2200公里/秒的整体扩张，并有明显复杂的流出子结构。光谱学鉴定该天体为经典新星，“Fe II”子类。
2003-09-23 astro-ph
The Evolution and Simulation of the Outburst from XZ Tauri - A Possible EXor?
我们报告的多时代HST/WFPC 2图像的XZ金牛座的二进制，其流出，涵盖期间从1995年至2001年。1995年至1998年的数据已在文献中发表。1999年、2000年和2001年的其他图像在这里展示。这些不仅揭示了XZ金牛座外流的进一步动力学和形态学演化，而且还揭示了疑似外流源XZ金牛座北以EXOR型方式爆发。特别是我们的自行研究表明，最近发现的泡沫状激波，由XZ金牛座外流驱动，正在减速（其切向速度从146公里/秒下降到117公里/秒）。我们还提出了模拟流出本身，与合理的环境和流出参数，似乎再现不仅是流动的动态演化，而且其形状和发射线光度。
2004-02-26 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
Infrared Spectroscopy of GX 1+4/V2116 Oph: Evidence for a Fast Red Giant Wind?
介绍了低质量X射线双星GX 1+4/V2116 Oph的红外光谱。这颗共生双星由一颗2分钟的吸积动力脉冲星和一颗M5 III红巨星组成。一个强的He I 1.083微米的发射线与一个明显的P天鹅座的配置文件进行了观察。从这个特征的蓝色边缘，我们推断出外流速度为250（50）km/s。这比典型的红巨星风快一个数量级，我们认为来自吸积盘或中子星的辐射可能有助于加速外流。我们推断风的质量损失率约为10^-6 Msun/yr。如此强烈的恒星风的吸积提供了一个合理的替代洛希瓣溢出的吸积盘，为X射线源提供动力。H I Paschen β和He I 1.083微米谱线没有显示出先前在某些光学谱线中报道的剧烈变化的证据，也没有在2分钟脉冲星周期内脉动的证据。
1998-02-11 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
Study of Fe K-alpha lines in Non-magnetic Cataclysmic Variables using Chandra HEG data
利用钱德拉高能透射光栅（HETG）的高分辨率X射线数据对6个非磁性激变变星（CV）样品的Fe K α发射线进行了研究。其中两个源，SS Cyg和U Gem在静止和爆发状态下都被观测到，而V603 Aql，V426 Oph，WX Hyi和SU Uma只在静止状态下被观测到。Fe荧光线在V603 Aql，V426 Oph和SS Cyg中在静止期间是突出的，表明在这些源中存在显著的反射分量。观察到的Fe荧光线的等效宽度与X射线源处对向2 π立体角的白矮星表面的反射一致。在天鹅座SS爆发期间，荧光线红移约2300 km/s。在6.7 keV的Fe XXV三重态被认为是占主导地位的所有来源。从Fe XXV三重态得到的G比的值表明等离子体在静止状态期间处于碰撞电离平衡。与静止期相比，在爆发期间U Gem和SS Cyg中的Fe XXV线显着加宽，表明在爆发期间白矮星附近存在高速物质。Fe XXVI/XXV的比值表明，U Gem和SS Cyg在静止期的电离温度高于爆发期。
2005-12-11 astro-ph
Bipolar ejection by the symbiotic binary system Z And during its 2006 outburst
高分辨率的数据在该地区的线H阿尔法已获得在光的最大值的时间和之后，它的2006年光学爆发的共生二进制Z和。在此期间，观测到蓝移的吸收成分，表明流出速度约为1400 km/s，以及位于该线主峰两侧的具有类似速度的额外发射成分。这些都是双极外流的光谱特征，在该双星的光谱中尚属首次。对星云部分的辐射量和质量作了近似估计。
2006-12-18 astro-ph
Optical light curves of RS Oph (2006) and hydrogen burning turnoff
我们报告了RS Oph 2006爆发的协调多波段测光，并强调了无发射线的y波段测光，该测光显示了发现后第40天至第75天在y ~ 10.2 mag处的中平台阶段，随后是最终下降的急剧下降。在另外两颗周期性新星U Sco和CI Aql中观察到了这样的中平台阶段，并将其解释为白矮星照射的明亮圆盘。我们已经计算了光变曲线的光学厚风理论的基础上，并再现了早期的下降，中期高原阶段，和最终的下降。最后的下降被确定为稳定的氢壳燃烧的结束，这在大约第80天出现。这个关闭日期与Swift观察到的超软X射线阶段的结束一致。我们的模型表明白矮星的质量为1.35 \pm 0.01 M_ \sun，这表明RS Oph是Ia型超新星的祖先。我们强烈建议对新星进行y-滤光片观测，以检测盘的存在和氢燃烧的关闭。这里提供了y星等的观测数据以及其他多波长光变曲线数据。
2008-07-08 astro-ph
Recurrent Novae, Classical Novae, Symbiotic Novae, and Population II Novae
概述了新星爆发衰变相的光变曲线分析。新星的持续时间由强风质量损失决定，而强风质量损失只取决于白矮星的质量。快新星对应的是质量非常大的白矮星，而非常慢的新星对应的几乎是质量下限的白矮星。这种关系在经典新星和回归新星中都有体现。利用由白矮星、辐照过的吸积盘和被吸积盘遮蔽的部分辐照伴星组成的双星模型，从理论上再现了周期新星U Sco、V394 CrA、CI Aql、V2487 Oph、RS Oph、T CrB、V745 Sco和V3890 Sgr的光变曲线。根据光变曲线拟合，我们认为这些天体中的大多数都含有一颗质量接近于克拉塞卡质量极限的特大白矮星（U Sco，V394 CrA T CrB和RS Oph的质量为1.37 M_ \sun，V2487 Oph，V3890 Sgr和V745 Sco的质量为1.35 M_ \sun）。它们是Ia型SN祖细胞的强有力候选者。与盘状新星相比，星族II新星具有演化缓慢、膨胀速度小的趋势。
2001-10-13 astro-ph
Transient Emission From Dissipative Fronts in Magnetized, Relativistic Outflows. II. Synchrotron Flares
在辐射波前模型的框架内，考虑了相对论喷流的同步辐射随时间的变化以及同步辐射与ERC辐射之间的关系。光学薄发射的时间尺度和轮廓被示出，在这个模型中，由激波形成半径，排出的流体板的厚度和由于其横向膨胀的前的参数的变化来确定。在一系列合理的条件下，可以产生各种各样的耀斑形状，从大致对称的指数上升和衰减，如耀变体中经常看到的，到高度不对称的快速上升和慢得多的幂律衰减，如GRB余辉。低频（低于初始转换频率）和硬伽马射线（高于初始伽马球能量）爆发的发生、持续时间和注量受到不透明度效应的限制;在这些能量下的发射通常会延迟，并且在爆发长度足够短的情况下，会严重衰减。观测结果进行了讨论。这个模型的一个独特预测是，在一个单一的、强大的源中，伽马射线光谱的上限应该与爆发的时间尺度和长波长（通常是无线电到毫米）的变化幅度相关。
1999-04-15 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 ^<$11} cm^{-3}量级。
2007-05-18 astro-ph
Radiation pressure instability driven variability in the accreting black holes
计算了黑洞周围吸积盘随时间的演化。采用经典的$α$ -粘性描述，因此演化是由吸积盘最里面的辐射压主导部分的不稳定性驱动的。我们假设光学厚盘总是向下延伸到边缘稳定的轨道，所以它永远不会完全排空。我们考虑了平流、日冕耗散和垂直外流的影响。我们表明，日冕和/或外流的存在下，降低了爆发的幅度。如果只有大约一半的能量耗散在圆盘中（另一半耗散在日冕中并被外流带走），则爆发的振幅和持续时间与微类星体GRS 1915+105的观测结果一致。粘性演化以一种自然的方式解释了在该源的色-色图中从状态C到状态B的直接转变的缺乏。在光学厚盘中耗散的能量的分数的进一步减少关闭了爆发，这可以解释为什么它们在所有处于非常高状态的高吸积率源中看不到。
2002-05-15 astro-ph
Rapid Spectral Variability during the 2003 Outburst of V4641 Sgr (= SAX J1819.3-2525)
黑洞候选者V4641 Sgr（= SAX J1819.3-2525）在2003年8月1日至8月8日期间经历了一次短暂的爆发。在爆发期间，光学，无线电和X射线都注意到了活动。在这里，我们提出了一个指向罗西X射线定时探测器（RXTE）观测的爆发过程中的源的光谱和时间分析的结果。在此指向期间，我们观察到耀斑活动与相关的X射线光度变化超过5倍或更多的时间尺度的几十秒。观测到的耀斑在光谱和时间特性上有本质的不同。我们在其中一次耀斑中看到了变化的柱密度的证据。光谱和时间分析的数据表明偶尔流出/质量喷射。
2005-10-10 astro-ph
