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
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
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
A theoretical light-curve model for the 1985 outburst of RS Ophiuchi
基于热核逃逸（TNR）模型，给出了1985年蛇夫座RS爆发的理论光变曲线模型。该系统由一颗质量很大的白矮星（WD）和一个吸积盘（ACDK）以及一颗红巨星（RG）组成。在1.35 +/-0.01 M_sun的WD上，V光变曲线的早期相位仅由TNR模型膨胀的WD光球层很好地再现，而后期相位则由辐照的ACDK和未填满内临界Roche瓣的辐照RG主导。紫外光曲线也很好地再现了同一模式与0.6 kpc的距离RS Oph。光学峰处的包层质量估计为2 × 10^{-6} M_sun，表明在1967年至1985年爆发之间有相当高的质量吸积速率，为1.2 × 10^{-7} M_sun·yr^{-1}。大约90%的包层质量被爆发风吹走，而剩余的10%（2 × 10^{-7} M_sun）被留下并加入WD的氦层。WD质量的净增长率为1.2 × 10^{-8} M_sun_yr^{-1}。因此，RS Oph无疑是Ia型超新星祖先的有力候选者。
2000-05-04 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
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
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
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
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
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
RS Ophiuchi in Quiescence: Why is it X-ray Faint?
RS Oph连续爆发之间的短时间间隔强烈表明它有一个高质量的白矮星以高速率吸积。这反过来又表明，在静止状态下，RS Oph可能会发射出显著的X射线。然而，RS Oph的静态X射线观测档案显示，它是一个适度的软X射线源，但不是一个强大的2-10 keV X射线源。在这方面，RS Oph明显不同于T CrB。我们推测可能的机制，可以显着抑制2-10 keV的X射线发射在RS Oph。
2008-03-19 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 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
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
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
The Hydrogen Burning Turn-off of RS Ophiuchi 2006
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。根据光学厚风理论，我们计算了理论光变曲线，并再现了观测到的光变曲线，包括中平台阶段和最后的急剧下降。这一最后的下降被认为是稳定的氢壳燃烧的结束，结果是~80天。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。
2006-09-22 astro-ph
Rapidly Evolving Circularly Polarized Emission during the 1994 Outburst of GRO J1665-40
我们报告了1994年银河系微类星体GRO J1655-40爆发期间的圆偏振探测。在1.4和2.4GHz处可以清楚地检测到圆极化，但在4.8和8.4GHz处没有检测到，其幅度从未超过5 mJy。在爆发过程中，圆偏振的符号和幅度都发生了变化。偏振发射的时间依赖性和幅度可以定性地解释由一个模型的基础上从爆发的同步辐射，但最一致的圆偏振所产生的传播效应，通过周围的相对论等离子体的对象。
2002-10-01 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
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
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
XTE J1550-564: A superluminal ejection during the September 1998 outburst
1998年9月，X射线瞬变XTE J1550-564经历了一次软X射线和硬X射线的大爆发，随后是一次射电耀斑。澳大利亚长基线阵列在射电耀斑峰值后不久获得的图像显示了不断变化的结构。观察到的组分具有>2c的表观分离速度。
2000-11-02 astro-ph
On the X-Ray Light Curve, Pulsed-Radio Emission, and Spin Frequency Evolution of the Transient Anomalous X-Ray Pulsar Xte J1810--197 During its X-Ray Outburst
我们证明：（i）瞬时AXP XTE J 1810 -197的长期X射线爆发光曲线可以用一个回退盘来解释，该回退盘在被软伽马射线暴加热后通过盘不稳定性向静止演变，（ii）该源在同一时期的自旋频率演变也可以用作用在中子星磁层上的盘扭矩来解释，（iii）最重要的是，最近观测到的来自该源的脉冲射电发射与X射线亮度最低的时期相吻合。这在回退盘模型中是很自然的，因为吸积功率变得如此之低，以至于不足以抑制XTE J1810-197的射束辐射。
2007-10-05 astro-ph
The Evolving Accretion Disc in the Black Hole X-ray Transient XTE J1859+226
我们目前的HST，RXTE，和UKIRT观测的黑洞X射线瞬态XTE J1859+226从1999年至2000年的爆发下降期间的宽带光谱。我们的紫外光谱很好地定义了2175 A的星际吸收特征，根据它的强度，我们估计E（B-V）=0.58+/-0.12。因此，我们减少了我们的光谱，并遵循从爆发下降的光谱能量分布的演变。我们发现，紫外线和光学数据，和X射线的热分量时，可检测到的，可以适合一个简单的黑体模型的吸积盘加热的内部粘度和X射线照射，并延伸到接近最后的稳定轨道周围的黑洞，虽然实际的内径不能很好地约束。在下降过程中，我们看到光盘显然从一个模型的边缘占主导地位的辐射加热到一个粘滞加热是占主导地位的地方。外盘半径也出现下降过程中，我们解释这作为证据的冷却波向内移动，并讨论其影响的磁盘不稳定模型。基于我们的光谱拟合的归一化，我们估计可能的距离范围为4.6-8.0kpc，尽管不能安全地排除这个范围之外的值。
2001-11-16 astro-ph
