The Recurrent Nova U Scorpii - A Type Ia Supernova Progenitor
我们从主星和次星的径向速度半振幅导出食周期新星U Sco中白矮星的质量。我们的结果给出了一个高质量的白矮星M_1 = 1.55 \pm 0.24 M_ \odot，符合周期性新星爆发的热核逃逸模型。我们确认U Sco是已知最好的Ia型超新星祖先，并预测爆炸时间在70万年内。
2001-09-28 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
The 1999 outburst of the eclipsing and recurrent nova U Scorpii
本文介绍了1999年食周期新星U Sco爆发的光谱和光度演化。光度演化与之前的事件非常吻合。最大发射谱线的FWZI= 10，000 km/sec在第23天下降到4，000 km/sec，谱线轮廓发生了连续和剧烈的变化。在亮度下降的过程中，没有星云线变得可见，电离度增加。在我们的光谱中，前两周后发射谱线分裂成三个分量，这是以前没有报道过的，也是相当令人困惑的。辐射光度被发现是一个微小的部分，经典新星的任何合理的距离，以U斯科。
1999-06-15 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
Multi-wavelength interferometry of evolved stars using VLTI and VLBA
我们报告我们的协调VLTI/VLBA观测的大气和拱星环境的演化恒星的项目。我们说明了一般的干涉测量的潜力，研究恒星的大气和信封，并特别展示了协调的多波长方法，包括近/中红外以及无线电干涉测量的优点。到目前为止，我们已经利用VLTI观测的近红外和中红外恒星的大小和同时VLBA观测的SiO脉泽发射。迄今为止，该项目包括对Mira星S Ori和RR Aql以及超巨星AH Sco的研究。这些源在它们的中红外光谱中都显示出强的硅酸盐发射特征。此外，它们都有较强的SiO脉泽发射。我们的第一个时代的S Ori测量的结果最近已经出版，主要结果在这里进行审查。发现S Ori脉泽环的平均距离约为2个恒星半径，这一结果实际上是没有通常的内在不确定性比较变星的时间和恒星相位广泛分离的观测。我们讨论了我们最近的S Ori，RR Aql和AH Sco观测的状态，并对我们的项目的继续提出了展望。
2005-05-12 astro-ph
The recurrent nova U Scorpii - an evolutionary considerations
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。双星的演化可以分为几个可观测的阶段：经典新星阶段，超软X射线源与稳定的氢壳燃烧阶段，或强风阶段。它最终形成了一颗质量接近克拉塞卡质量极限的大质量白矮星。我们遵循的化学演化的次级以及从系统中丢失的物质，我们表明，观察到的$^{12}$ C/ $^{13}$ C和N/C的比例可能会给一些信息的性质的二进制。
2005-11-30 astro-ph
The outburst radial velocity curve of X-Ray Nova Scorpii 1994 (=GRO J1655--40)
本文对1994年天蝎座X射线新星爆发径向速度数据进行了再分析。使用一个模型的基础上X射线加热的二级恒星，我们建议一个更现实的处理径向速度数据。在（K_2，q）平面上得到的解，与已公布的双星质量比和倾角值相结合，将黑洞的质量限制在4.1<M_1<6.6 Msun的范围内（90%置信度），这大大低于Orosz和Bailyn（1997）得到的值。这个黑洞质量的降低的下限和系统的高空间速度与它是由中子星的超新星后坍缩形成的想法一致。
1998-11-30 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 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
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
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
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
Pre-main sequence spectroscopic binaries suitable for VLTI observations
恒星形成研究中的一个严重问题是，年轻恒星的质量几乎总是只能从演化轨迹中估计出来。由于不同团体公布的轨道不同，因此通常只能粗略估计年轻恒星的质量。因此，测试和校准轨道至关重要。到目前为止，只能对轨道进行几次测试。然而，通过VLTI，现在可以通过精确地确定许多年轻双星的质量来设置轨道上的约束。为了有效地使用VLTI，第一步是找到合适的目标，这是这项工作的目的。考虑到附近恒星形成区的距离，合适的VLTI目标是轨道周期至少在50天到几年之间的双星。虽然已经进行了一些测量来探测光谱双星，但迄今为止发现的大多数双星的周期太短。因此，我们调查了Chamaeleon，南冕，狼疮，天蝎座，rho蛇夫座恒星形成区，以寻找光谱双星的周期超过50天，这是适合VLTI观测。经过8年的观测，我们发现了8颗轨道周期超过50天的双星。在新发现的长周期双星中，CS Cha是为数不多的具有环双星盘的经典金牛座T星之一。调查限于质量高于0.1至0.2莫多的物体，为期1至8年。我们发现轨道周期小于3000天的双星的频率为20+/-5%。长周期和短周期主序前光谱双星的频率与太阳附近的恒星相同。目前已知的适合VLTI质量测定的年轻双星共有14颗。
2007-02-09 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
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
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
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
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
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
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
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
Detection of an Eclipse during the 1987 Outburst of U Sco
U Sco是一颗周期性的新星，在1863年、1906年、1936年、1979年、1987年和最近的1999年都有爆发记录。该天体的食光性质是在1987年爆发后发现的。我们检查了我们在1987年5月20日获得的时间序列摄影观测，它偶然地覆盖了原始极小值（深度0.8等）。在爆发期间对日食的积极探测使得在1987-1999年爆发间隔期间对U Sco日食的第一个历元观测。
2001-12-13 astro-ph
On the morphology of the compact dust shell in the symbiotic system HM Sagittae
人马座HM的共生系统由一颗Mira星和一颗次级白矮星组成。该系统的尘埃含量受到1975年新星爆发的严重影响，该爆发仍在进行中。在中红外操作的光学干涉测量的能力，使我们能够调查目前的几何形状的尘埃信封。我们测试我们以前的光谱干涉研究这个系统与新的干涉配置，增加了紫外线的覆盖范围，使我们能够确定8和13微米之间的源的外观。我们使用VLTI的射电望远镜和单位望远镜（UT）及辅助望远镜（AT），提供PA= 42度至127度的基线。用椭圆高斯模型和球面辐射转移程序DUSTY对数据进行了解释。我们证明，数据可以很好地再现光学厚的尘埃壳的无定形硅酸盐，典型的那些遇到周围的Mira星，其测量的尺寸从8微米增加到13微米。我们确认，包络线是在垂直于二进制轴的方向上更广泛。与我们在以前的研究中所声称的相反，伸长的水平随着波长而增加。更宽的紫外线覆盖范围使我们能够加深我们以前对这个物体的近距离拱星结构的研究。
2008-12-10 astro-ph
Constraints on mass ejection in black hole formation, derived from black hole X-ray binaries
最近观测到的Cyg X-1（~50 km/s）和X射线Nova Sco 1994（> ~100 km/s）的高逃逸速度以及具有低质量施主星的黑洞X射线双星相对较低的径向速度都可以用形成这些系统中黑洞的超新星（SNe）的对称质量喷射来解释。假设在黑洞形成过程中物质的喷射是对称的，我们估计了在恒星核坍缩过程中必须喷射的物质的数量，以解释上述X射线双星的速度。我们发现在天鹅座X-1和新星Sco的形成过程中，至少分别有2.6M_sun和4.1M_sun被喷射出来。一个类似的质量损失分数（f = 0.35）的黑洞双星与低质量的捐助者，给出了低速度，与观察一致。我们的结论是，X射线双星中的黑洞都是在一个成功的SN中形成的，在SN中质量被喷射。黑洞形成的可能性并不需要解释它们的空间速度。
1999-11-04 astro-ph
