A near-infrared shock wave in the 2006 outburst of recurrent nova RS Ophiuchi
近红外光谱的最近2006年爆发的经常性新星RS Ophiuchi（RS Oph）。我们报告的红外冲击波的罕见检测作为新的喷出物犁到预先存在的风的次级RS Oph系统组成的白矮星（WD）的主要和红巨星次级。激波的演化是通过一个自由膨胀阶段的减速阶段跟踪。的行为的冲击速度随时间的推移被认为是广泛的一致与当前的冲击模型。目前的观测结果还表明，RS Oph系统中的WD具有很高的质量，这表明它可能是潜在的SNIa候选者。我们还讨论了最近的一项研究表明，近红外连续最近RS Oph喷发的结果并不源于一个不断扩大的火球。然而，目前的工作表明，红外线发射确实有一个起源于一个扩大的冲击波。
2006-11-08 astro-ph
Hubble Space Telescope Imaging of the Expanding Nebular Remnant of the 2006 Outburst of RS Ophiuchi
我们报告{ \it哈勃太空望远镜}在2006年蛇夫座RS爆发后155天和449天获得的图像。这两个时期都显示出扩展发射的证据，与早期射电观测中看到的一致，以及$3200\pm300$ km s $^{-1}$的最大扩展速率（在天空平面上）。延伸的结构与具有双极形态的残余物一致，其倾斜度与二元体的倾斜度相似。
2009-04-24 astro-ph
Recovery of the old nova V840 Ophiuchi: A carbon rich system
本文介绍了老新星V840 Oph的光谱学和多色光度学。我们根据它在色图中的位置重新发现了新星。它是一个非常蓝色的物体，带有额外的红色成分。我们提出了这个候选人的第一个光谱，并确认其新星的字符。此外，V8401.Oph已被发现为在λ = 580/1 nm处显示CIV发射的极少数激变变量之一。从碳谱线的分析来看，V840 Oph很可能包含一颗富碳的二级恒星。到目前为止，只有像新星一样的QU Car被认为有这样的伴侣。我们还发现光谱证据表明，V840 Oph有一个热的，密集的吸积盘或流，可能是一个磁系统。
2003-09-17 astro-ph
Observations of 51 Ophiuchi with MIDI at the VLTI
我们提出的干涉观测的Be星51蛇夫座。这些观测结果是在甚大望远镜干涉仪（VLTI）上的射电望远镜仪器的科学演示阶段获得的。利用工作在N波段（8至13微米）的迈克尔逊2型光束组合器，我们首次在中红外波段以高角分辨率观测到了51 Oph。目前已知的是，这个物体呈现出一个拱星尘埃和气体盘，显示出与其他赫比格Ae盘非常不同的成分。51 Oph系统的性质仍然是一个有待解决的谜。它有同伴吗？它是一个原行星系统吗？我们还不知道。在VLTI上的观测使我们能够达到高角分辨率（20 mas）。我们有几个紫外点，使我们能够约束磁盘模型。我们已经建立了51 Oph的vitamins模型，并能够约束51 Oph拱星盘的大小和几何形状。
2005-08-01 astro-ph
An asymmetric shock wave in the 2006 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi
新星爆发发生在由一颗白矮星和一颗低质量的类太阳恒星组成的双星系统中，或者像周期性新星蛇夫座RS那样，是一颗红巨星。虽然已知这些爆发的原因是从伴星转移到白矮星表面的物质的热核爆炸，但之前（1985年）蛇夫座RS爆发的模型未能充分拟合X射线演化，并且对单历元高分辨率无线电图像存在争议，这表明残留物是双极而不是模拟的球形。在这里，我们报告的RS蛇夫座的空间分辨结构的检测从两个星期后，2006年2月12日爆发。我们跟踪了一个膨胀的冲击波，当它扫过红巨星风时，产生了一个类似于II型超新星的遗迹，但演变了几个月而不是几千年。与超新星遗迹一样，射电辐射是非热辐射（同步辐射），但不对称性和多重辐射成分清楚地表明，与1985年爆炸模型中的球形对称假设相反，喷射是类似喷流的，由中央双星准直，其在天空中的方向可以从这些观测中确定。
2006-06-09 astro-ph
X-Ray Emitting Blast Wave from the Recurrent Nova RS Ophiuchi
恒星爆炸，如新星和超新星，产生了宇宙中大部分的重元素。虽然在双星系统中，从白矮星表面失控的热核聚变反应中产生新星的现象已经被理解[1]，但喷出物的结构、动力学和质量还不为人所知。在极少数情况下，白矮星会嵌入红巨星伴星的风星云中;爆炸产物会犁过星云并产生X射线辐射。今年年初，蛇夫座RS的一次爆发[2，3]首次提供了对这一事件进行全面X射线观测并诊断喷出物内状况的机会。在这里，我们表明，从RS蛇夫座在喷发早期的硬X射线发射来自后面的冲击波，或向外移动的冲击波，自由扩大了不到2天，然后减速，由于与星云的相互作用。X射线迅速减弱，表明冲击波偏离了标准的球壳结构[4-6]。减速的早期开始表明，喷出的壳层质量较低，而白矮星质量较高[7]，蛇夫座RS是研究宇宙膨胀不可或缺的超新星类型的先驱。
2006-05-30 astro-ph
A Doppler Map and Mass-ratio Constraint for the Black-Hole X-ray Nova Ophiuchi 1977
我们重新分析了Keck对1977年Oph新星的观测，推广了Filippenko等人（1997）的工作，后者最近确定了致密天体的质量函数f（M_x）= 4.86 +/- 0.13 M_o。我们在90%的置信水平下限制旋转加宽，v sin i < 79 km/s，这给出了质量比q < 0.053。K-型伴星的K-型伴星贡献了28-37%的红光。与其他四颗X射线双星相比，伴星的LiI 6708吸收线异常（EW < 0.12 A）。该系统的一张Halpha多普勒图像显示，除了吸积盘外，还有来自伴星的辐射。
1997-07-22 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
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
Evidence for nonlinear diffusive shock acceleration of cosmic-rays in the 2006 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi
2006年蛇夫座RS爆发的红外和X射线光谱观测表明，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。在这里，我们表明，所观察到的演变的新星遗迹可以解释的扩散冲击波加速粒子的冲击波和随后逃逸的最高能量的离子从冲击区。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。被加速的电子和质子在爆发后几天内可以达到的最大能量被发现高达几TeV。利用Berezhko和Ellison提出的非线性扩散激波加速的半解析模型，我们证明了用RXTE/PCA和Swift/XRT测量的激波后气体温度意味着相对中等的加速效率。
2007-05-30 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
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
The accretion flow in the discless intermediate polar V2400 Ophiuchi
RXTE观测证实，V2400 Oph的X射线光变曲线在拍频周期上呈脉冲状，正如在无盘中间极地中所预期的那样。在轨道或自旋周期中没有X射线调制，但光学线轮廓随所有三个周期而变化。我们构建了一个模型的线轮廓的变化，在一个discless吸积，吸积流翻转的想法的基础上，从一个磁极到其他的，并表明，这占所观察到的行为的自旋和拍周期。在轨道周期上的最小变化意味着：1）V2400 Oph的倾角仅为~10度; 2）大部分吸积流不是相干流，而是围绕着白矮星，可能是一个密度更大的反磁性斑点环。我们讨论了光，这在中间极盘形成的棚。
2002-01-29 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
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
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
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
V2540 Oph (Nova Oph 2002): Large-Amplitude Slow Nova with Strong Post-Outburst Oscillations
V2540 Oph（Nova Oph 2002）是一颗经典新星，由Katsumi Haseda和Yuji Nakamura于2002年1月24日发现。这颗新星的光变曲线显示出强烈的爆发后振荡，就像在V1178 Sco和V4361 Sgr中观察到的那样。对这颗新星的精确天体测量得出这颗新星前身的上限为21等。结合观测到的衰减率，我们认为该新星要么具有短的轨道周期，要么具有高的轨道倾角。我们认为，V2540 Oph可能类似于V2214 Oph，一个假定的周期间隙内的磁新星。
2002-03-21 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
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
Errata: The X-Ray Emission Measure (EM) of the Young Stellar Objects (YSOs) in the Rho Ophiuchi (Rho Oph) and Monoceros R2 Dark Clouds (Mon R2)
使用XSPEC中的最佳拟合归一化计算EM时出现错误。错误和更正列表如下。（1）ApJ，557，747和astro-ph/0104190中的表1，3和4（Rho Oph中的YSO）：这些表中的所有EM都应乘以pi;例如，表1中第一个原始数据的log（EM）是52.6（52.2- 53.2），而不是52.1（51.7- 52.7）。（2）ApJ，557，747和astro-ph/0104190中的图7和图9（Rho Oph中的YSO）：EM图应系统性上移pi因子。（3）ApJ，563，361和astro-ph/0108078中的表3（Rho Oph中的年轻棕矮星）：表中所有的EM都应该乘以π;例如，第一个原始数据中的log（EM）是52.1（52.0- 52.6），而不是51.6（51.5- 52.1）。（4）ApJ，567，423和astro-ph/0110462中的表1（Mon R2中的YSO）：该表中的所有EM均应除以10;例如，第一原始数据中的log（EM）为52.5（52.1--52.9），而不是53.5（53.1--53.9）。除EM外，所有光谱参数均保持不变。EM的这些错误并不影响相关论文的任何结论。此外，Gregorio-Hetem，J.，Montmerle，T.，卡萨诺瓦，S.，和Feigelson，E. D.1998，A&A，331，193应包括在ApJ，567，4…
2002-06-24 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
Abundance Analyses of Field RV Stars, V: DS Aquarii, UY Arae, TW Camelopardis, BT Librae, U Moncerotis, TT Ophiuchi, and RV Tauri
摘要分析，并讨论了八个RV金牛座变量。RV B星UY Ara显示了在其他RV B星中看到的丰度异常，即在高温下凝结成颗粒的元素丰度不足，但低凝结温度的元素丰度不足。这种模式归因于尘埃从气体中分离出来，气体而不是尘埃被大气吸积。两颗RV C星的丰度与其他RV C星的早期结果表明，这些本质上贫金属的恒星不显示尘埃气体分离的影响。对五颗RV A星的分析表明，这些较冷的恒星在很大程度上不受尘埃气体分离的影响。有人建议，较冷的恒星的对流信封稀释异常所造成的尘埃-气体分离-尘埃风关闭RV金牛座变量或尘埃circumbinary磁盘-进行审查和观测测试建议。
1999-09-03 astro-ph
Optical Spectroscopy of the Surface Population of the rho Ophiuchi Molecular Cloud: The First Wave of Star Formation
本文给出了用Hydra多目标摄谱仪对139颗恒星的光谱测量结果。这些物体在rho Oph复合体主云周围1.3平方度的区域内延伸。从窄带图像中选择具有H α发射的对象。利用强H α发射、锂吸收、赫兹-罗素图中的位置或先前报道的X射线发射，我们能够识别出88个与云相关的年轻恒星。在39个物体中确认了强H α发射，其线宽与磁层吸积柱中的起源一致。其中两个最强的发射线天体是年轻的X射线发射棕矮星候选者，光谱类型为M8。的辐射热光度和有效温度与理论模型的比较表明，这个人口的中位数为2.1百万年，这是显着的年龄比在云核中的对象派生。这些恒星似乎与上天蝎座亚群的低质量恒星同时形成，可能是由上半人马座亚群的大质量恒星引发的。
2005-06-10 astro-ph
Centimeter-wave continuum radiation from the rho Ophiuchi molecular cloud
rho Oph分子云正在经历中等质量恒星的形成。来自最热的年轻恒星的紫外线辐射加热并分解暴露的层，但不会分解氢。只有微弱的辐射从瑞利-金斯尾巴的~10- 100 K的尘埃预计在波长longwards的3毫米。然而，宇宙背景成像仪（CBI）的观测结果显示，rho Oph W光解离区（PDR）在厘米波长处令人惊讶地明亮。我们寻找与WMAP无线电频谱，新的ISO-LWS并行模式图像和斯皮策档案数据一致的解释。Draine和Lazarian提出的1厘米处与灰尘有关的排放机制是一种可能性。但是，在1厘米处的颗粒不透明度的磁增强与尘埃柱图Nd的形态和检测到的偏振的缺乏不一致。自旋尘埃，或自旋极小颗粒（VSG）的电偶极辐射，可以很好地解释射电频谱，尽管不能解释B型星S1和SR~3周围红外拱星星云在CBI数据中的明显缺失。允许VSG耗尽可以勉强使旋转灰尘与数据相一致。作为另一种解释，我们考虑从剩余电荷的连续ρ Oph W，其中大部分的碳应该是光电离的密切的二进制HD 147889（B2 IV，B3 IV）。要将ρ Oph W解释为HD 147889的CII斯特龙格伦球，需要约100 cm^{-3}的电子密度，或H核密度n_H > 1 E6 cm^{-3}。然而，观测到的陡峭和正的低频光谱指数则需要来自迄今未观测到的致密团块或片层的光学厚发射，其填充因子约为1 E-4，n_H约为1 E7 cm^{-…
2008-09-23 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
Discovery of optical pulsations in V2116 Ophiuchi/GX 1+4
我们报道了在低质量X射线双星GX 1+4的光学对应物V2116 Oph中探测到周期为$\sim 124$ s的脉动。脉动是正弦的调制幅度高达4%的蓝光，并在1996年4月至8月期间，在10个不同的观测会议上观察到的CCD光度计在1.6米和0.6米望远镜的国家天文学研究所，在巴西。还用$UBVRI$快速光度计观察了脉动。只有一个例外，观测到的光周期与康普顿伽马射线天文台上的BATSE仪器在同一历元观测到的光周期一致。脉动的可观测性和系统的光学亮度之间存在一定的相关性：当探测到脉动信号时，V2116~Oph的$R$星等在$15.3-15.5$范围内，而当没有脉动时，则在$R = 16.0-17.7$范围内。这一发现使GX 1+4成为$\sim 35$吸积动力X射线天体中第三个被确定为光学脉动源的天体。V2116 Oph中闪烁和脉动的存在为该系统中的吸积盘场景提供了强有力的证据。1996年5月27日的脉冲分量的绝对星等估计为$M_V \sim -1.5$。发射区的隐含维数分别为$1.1 R_{\sun}$、$3.2 R_{\sun}$和$7.0 R_{\sun}$，分别对应于具有$T = 10^5$ K、$2 \times 10^4$ K和$1 \times 10^4$ K的黑体光谱分布。
1997-04-08 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
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
Low-Mass Star Formation and the Initial Mass Function in the Rho Ophiuchi Cloud Core
我们已经获得了中等分辨率（R=800-1200）K波段光谱的100颗恒星内和周围的云核的rho Oph。我们已经测量了光谱类型和连续介质，并将这些信息与新的深层成像结果相结合。IMF在约0.4M_sun处达到峰值，并且以对数单位的~-0.5的斜率缓慢下降到氢燃烧极限（Salpeter为+1.35）。我们对亚恒星天体数量的下限表明，IMF可能不会比氢燃烧极限更陡地下降，至少下降到~0.02 M_sun。然后，我们在同一地区测量的恒星和前恒星团块（莫特，安德烈和内里）的质量函数的第一次比较。rho Oph中两个质量函数的相似行为支持了Motte等人和Testi & Sargent的观点，即年轻星团中的恒星质量函数是云碎裂过程的直接产物。在考虑了消光对样本SED分类的影响后，我们发现约17%的rho Oph星是I类，这意味着这一阶段的寿命约为0.1百万年。在光谱分离两年，我们观察到同时变化的Br γ发射和K-波段连续面纱的两颗恒星，其中氢的发射是更明亮的更沉重的面纱数据。这一行为表明，磁盘可能有助于显着的连续K波段发射，相反的建议，下降的信封总是占主导地位。我们在几颗II和III类星中探测到的2微米厚的面纱（r_K=1-4）进一步支持了这一论点。
1999-05-21 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
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
