2006年蛇夫座RS爆发非对称冲击波的三维模拟：早期X射线发射

2006年蛇夫座RS爆发超软X射线位相预测

Prediction of Supersoft X-ray Phase during the 2006 Outburst of RS Ophiuchi

蛇夫座RS是一颗被观察到的复发新星，也是Ia型超新星的候选祖先。2006年2月12日发现了第六次有记录的爆发。超软X射线相的探测将提供一个坚定的确认氢壳燃烧的白矮星和它的开启/关闭日期强烈约束的质量范围的白矮星，澄清是否RS Oph成为Ia型超新星。为了及时探测其超软X射线位相，我们基于光学厚风理论计算了RS Oph的爆发演化，并预测了2006年爆发的超软X射线位相：它最可能开始于光学极大值之后的第80-90天，持续到第110-120天。它的持续时间很短，只有一个月左右。我们强烈建议在2006年4月、5月和6月期间进行多次观测，以检测超软X射线相的开启和关闭时间。

在2006年周期性新星RS蛇夫座爆发中宇宙射线非线性扩散激波加速的证据

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。

GMRT对2006年蛇夫座RS新星爆发的观测：首次探测到射频< 1.4 GHz的发射

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%。

2006年蛇夫座周期性新星RS爆发的快速观测：II。风激冲击的一维流体动力学模型

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。

2006年蛇夫座周期性新星RS爆发中的近红外shock wave

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。

1985年蛇夫座RS爆发的理论光变曲线模型

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。

2006年周期性新星RS蛇夫座爆发的快速观测：I。来自冲击喷出物和红巨星风的早期X射线发射

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年蛇夫座RS爆发中演化激波的高分辨率X射线光谱学

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。

2006年蛇夫座周期新星RS爆发的红外观测：早期阶段

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。

RS蛇夫座的膨胀壳和同步加速器喷流

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。

V2487蛇夫座：一个强有力的复发新星候选者和Ia型超新星的祖先

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。

RS蛇夫座的超软X射线光变曲线（2006）

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。

蛇夫座RS的干涉观测和近红外辐射的起源

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年蛇夫座RS喷发后环境中的硅酸盐尘埃

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。

RS平静中的蛇夫座：为什么它的X射线很微弱？

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。

哈勃太空望远镜对蛇夫座再发新星RS的膨胀星云残骸的成像（2006年）

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。

RS蛇夫座激波演化的快速观测

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。

蛇夫座RS新星的毫角秒N波段观测：用凯克干涉仪零器的第一次科学

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。

没有膨胀的火球：用红外干涉法解析蛇夫座再发新星RS

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。

爆发后11年对SN 1987 A的红外辐射：用ISOCAM测量

Infrared emission towards SN 1987A 11 years after outburst: Measurements with ISOCAM

我们目前的测量中红外（MIR）发射SN 1987A，使用红外空间天文台（ISO）11年后爆发。他们是唯一的晚时代检测这个源在热红外制度。这个辐射源的位置是由一颗红外辐射恒星的偏移量确定的，这表明该辐射与SN 1987 A或其延伸的超新星遗迹（SNR）有关。然而，红外辐射区域的大小和方向表明它主要是星周起源，这与哈勃太空望远镜（HST）看到的内环的延伸相当。这种辐射最有可能来自于爆炸波下游的激波气体中嵌入的碰撞加热的星周颗粒。MIR的范围是一致的假设，爆炸波传播到中等密度的材料内部的厚内环在时代的ISOCAM的意见。

The SSS phase of RS Ophiuchi observed with Chandra and XMM-Newton I.: Data and preliminary Modeling

The phase of Super-Soft-Source (SSS) emission of the sixth recorded outburst of the recurrent nova RS Oph was observed twice with Chandra and once with XMM-Newton. The observations were taken on days 39.7, 54.0, and 66.9 after outburst. We confirm a 35-sec period on day 54.0 and found that it originates from the SSS emission and not from the shock. We discus the bound-free absorption by neutral elements in the line of sight, resonance absorption lines plus self-absorbed emission line components, collisionally excited emission lines from the shock, He-like intersystem lines, and spectral change…

RS Oph的超软X射线光变曲线--白矮星质量正在增加

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}。

2006年RS Oph大爆发的X射线能谱研究

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。

SNR1987A爆发后18年的反向冲击

The reverse shock of SNR1987A at 18 years after outburst

我们使用低色散光谱在麦哲伦天文台获得的研究广泛的H-α发射的反向冲击的婴儿超新星遗迹SNR 1987 A。这些光谱表明，反向冲击波的空间运动学结构，可以区分的拱星环和热点，即使在地面的空间分辨率。在爆发后18.00年的一个时期，我们测量了1.99（pm0.22）e-13 ergs/s/cm ~ 2的总去红H-α通量。在50 kpc时，H-α的总反激波光度大约为15 Lsun，这意味着中性氢原子穿过反激波的总通量为8.9 e46/s，或大约2.3 e-3 Msun/yr。这表明自1997年以来增加了约4倍。由前向冲击波冲击的气体产生的莱曼连续辐射可以在超新星碎片中的中性氢原子到达反向冲击波之前将其破坏。如果电离光子的向内通量超过接近反向激波的氢原子的通量，这种预电离将关闭宽的Ly-alpha和H-alpha发射。观测到的SNR 1987 A的X射线发射意味着，目前通过反向激波的电离通量与氢原子通量的比值至少为0.04。X射线辐射的增长速度比原子通量快得多，如果这些趋势继续下去，我们估计宽Ly-alpha和H-alpha辐射将在大约7年内消失。

共生星天鹅座CH。II。用激波解释的Ly α宽发射线

The symbiotic star CH Cygni. II. The broad Ly alpha emission line explained by shocks

上下文在1985年，在活跃阶段（1977-1986）结束时，在共生系统天鹅座CH中出现了一条宽（4000 km/s）的Ly α线，这是以前从未观察到的。目标。在这项工作中，我们调查的起源，这异常广泛的Ly α线。方法.我们提出了一个新的解释的基础上的电荷转移反应的理论，周围的氢原子和冲击后的质子在一个强的冲击前的广泛的Ly α。结果我们已经发现，广泛的Ly α线起源于爆炸产生的冲击波，而当代的光学和紫外线产生的星云下游的碰撞风的情况下，扩大冲击波。

用Chandra观测Ic型超新星1994 I的X射线辐射

X-ray Emission from the Type Ic Supernova 1994I Observed with Chandra

本文介绍了对超新星1994 I的两次高分辨率Chandra X射线观测，首次表明Ic型超新星爆发的冲击波与其周围的星周物质（CSM）相互作用可以产生软X射线辐射。假设SN 1994 I爆发后6 ~ 7年内0.3 ~ 2 keV波段X射线的亮度为L_x ~ 1 × 10^{37}尔格/秒，并假设X射线发射来自激波加热的CSM，我们得到SN 1994 I爆发前的质量损失率为\dot{M} ~ 1 × 10^{-5} M_sun/yr（v_w/10 km/s）。结合早期ROSAT的观测结果，我们构造了SN 1994 I的X射线光变曲线。L_x \propto t^{-s}的最佳拟合X射线衰减率与指数s~1和CSM密度剖面rho_csm \propto r^{-1.9 \pm 0.1}的推断结果与SN祖先（rho_csm \propto r^{-2}）的恒定质量损失率和恒定风速剖面的预期结果一致。

模拟SN 1987 A星周环上1点的哈勃空间望远镜紫外和光学光谱

Modelling the Hubble Space Telescope Ultraviolet and Optical Spectrum of Spot 1 on the Circumstellar Ring of SN 1987A

本文报道并解释了1997年9月至1999年10月（爆发后第3869 - 4606天）对SN 1987 A赤道环上快速增亮的斑点1的光学和紫外（1150 - 10270埃）发射线光谱的HST/STIS长缝观测。这种辐射是由超新星爆炸波撞击赤道环向内突出的致密气体所产生的辐射冲击造成的。我们测量和制表线标识，通量，并在某些情况下，线宽和位移。我们计算通量校正因子来解释几条发射线的大量星际线吸收。星云分析表明，光发射谱线来自辐射激波后面的压缩光电离层中的冷（T_e ~ 10^4 K）和致密（n_e ~ 10^6 cm^-3）气体区域。观测到的谱线宽度表明，只有激波速度V_s < 250 km/s的激波才具有辐射性，而谱线比率表明，大部分辐射必定来自速度更慢（V_s < 135 k/ms）的激波。我们能够用一个由两个激波（V_s = 135和250 km/s）组成的理想辐射激波模型来拟合紫外辐射通量。所观察到的紫外线通量随时间的增加，可以解释为冲击波超过更多的突起的冲击表面积的增加。观测到的光的高度电离紫外线的流量比是由~ 2 - 3比辐射冲击模型的预测的一个因素，我们讨论了可能的原因。我们还提出了所观察到的H-α线宽和轮廓，这表明，在这些冲击的光电离区域存在混沌流的模型。我们讨论了可以学到的东西与未来的观察所有的斑点上的赤道环。

特殊Ib型超新星2006 jc致密壳层中的尘埃形成和He II 4686辐射

Dust Formation and He II 4686 emission in the Dense Shell of the Peculiar Type Ib Supernova 2006jc

我们提出的证据形成的尘埃颗粒在一个不寻常的Ib型SN的基础上晚时间光谱SN 2006 jc。祖遭受了LBV一样的爆发只有2年前，我们建议，尘埃的形成是一个后果的SN冲击波超越LBV一样的外壳。尘埃形成的关键证据是：（a）红色/近红外连续源的出现与1600 K的石墨颗粒相匹配，（b）He I发射线红移边的衰落，随着尘埃遮蔽后退的物质，产生越来越不对称的蓝移线。这为任何超新星Ib/c中尘埃的形成提供了最有力的证据。这两种发展都发生在峰值后的51至75天之间，而观察到的其他SNe在几百天后形成尘埃。几何学的考虑表明，尘埃形成于前向和反向冲击之间的致密后掠壳层中，而不是在自由膨胀的SN喷出物中。快速冷却导致粉尘的形成可能是由于极高的壳密度，如氦I线比所示。尘埃形成的短暂时期伴随着He II 4686发射和增强的X射线发射。这些线索表明，这个物体中不寻常的尘埃形成不是由于SN本身的性质，而是-像SN 2006 jc的大多数特性一样-是SN 2年前LBV样喷发所创造的密集环境的结果。