A Far Ultraviolet Archival Study of Cataclysmic Variables: I. FUSE and HST/STIS Spectra of the Exposed White Dwarf in Dwarf Nova Systems
本文综合分析了静止期期间5颗矮新星的远紫外光谱探测器（FUSE）和哈勃空间望远镜/空间望远镜成像光谱仪（HST/STIS）光谱。我们使用我们的合成光谱代码，包括选项的氢准分子卫星线（低温恒星大气），NLTE近似（高温恒星大气）的治疗，并为一个系统（RU Peg），我们模型的星际介质（ISM）的分子和原子氢线。在这里介绍的所有系统中，FUV通量连续体是由于WD。这些光谱还表现出一些宽的发射线。在这项工作中，我们确认了一些以前的FUV分析结果，但我们也提出了新的结果。对于4个系统，我们结合了FUSE和STIS光谱，以覆盖更大的波长范围并改善光谱拟合。这项工作是我们更广泛的HST档案研究计划的一部分，在该计划中，我们的目标是通过结合FUSE和HST FUV光谱，为周期间隙以上和以下的灾难变量提供准确的系统参数。
2008-02-14 astro-ph
HST/STIS Spectroscopy of the Intermediate Polar EX Hydrae
我们提出了我们的分析结果的六个轨道的HST/STIS时间标记光谱的中间极性，前长蛇座。HST/STIS光谱的高时间和波长分辨率为研究EX Hya的紫外特性提供了极好的机会。连续谱和发射线通量的测量证实了早期的研究表明，发射线通量调制更强烈的连续谱通量，并起源于吸积幕，而连续谱通量起源于白矮星光球。利用测量的窄发射线径向速度曲线的K振幅计算了一个质量为0.91+/-0.05 M_sun的白矮星。合成白矮星光球和吸积盘光谱模型被用来进一步精化白矮星和吸积盘的性质。利用光谱模型，确定EX Hya有一颗质量为0.9 M_sun的白矮星，T=23000 K，一个截断在2.5 R_WD的吸积盘，距离60 pc。
2003-01-29 astro-ph
Multi-Cycle HST Treasury Program for STIS: Mapping the Galactic Environment of the Sun
星际云形成了太阳运动的宇宙“生态系统”。了解附近的星际物质的物理特性，在足够的细节，以评估在太阳银河系环境的历史变化，需要一个调查的紫外线星际吸收线的恒星在20 pc的STIS光谱仪。一个完整的调查将产生电离，温度，密度和速度附近的星际云，并将需要大量的哈勃太空望远镜轨道间隔几个周期。这份说明作为“白皮书”提交给空间望远镜科学研究所，以支持多周期财政方案。
2008-01-16 astro-ph
HST/STIS Spectroscopy of 3C 273
我们目前的初步结果的基础上的低红移莱曼α森林STIS光谱的3C 273。总共探测到121个星系际莱曼α吸收系统，其中60个高于3.5 σ完整性极限，log N（HI）~12.3。中位多普勒参数b=27 km/s，与高红移时的相似。然而，HI柱密度的分布（dN/dN（HI）propto N（HI）^-beta）比在高红移时的斜率更陡，beta = 2.02 +- 0.21。总的来说，所观察到的N（HI）-b分布与来自Lambda CDM流体动力学模拟的分布一致。
2001-09-06 astro-ph
Brief HST/STIS spectroscopic snapshot exposures of the cataclysmic variables 1RXSJ232953.9+062814, CE315, BZ UMa and EY Cyg reveal very large NV/CIV line flux ratios, similar to those observed in AE Aqr. Such anomalous line flux ratios have so far been observed in 10 systems, and presumably reflect a different composition of the accreted material compared to the majority of cataclysmic variables. We discuss the properties of this small sample in the context of the recent proposal by Schenker et al. (2002) that a significant fraction of the present-day population of cataclysmic variables may ha…
2003-05-15 astro-ph
An Analysis of STIS HST UV Spectra of M33 early B Supergiants
我们目前的终极速度的M33 B超巨星，从STIS HST光谱作为我们的计划的一部分，调查风动量-亮度关系（WLR）的本地集团。终极速度是从它们的UV光谱中的NV、CIV和SiIV共振线导出的。与银河系B超巨星的IUE光谱比较，我们发现了我们的三个对象的低金属丰度的证据。除了B-133外，我们发现终极速度与银河系恒星的%%值是一致的。为此，除了B-133外，终极速度与银河系恒星的相应值一致。对于这颗恒星，我们发现一个非常大的vterm和一个红色的SiIV分量比蓝色的更深，这可能是双星的一个迹象。终端风速和湍流风速之间的平均比值为0.25，远高于银河系恒星的数值。
2002-03-20 astro-ph
Upper limits on the mass of supermassive black holes from HST/STIS archival data
超大质量黑洞的生长似乎与球状体的形成密切相关。有一个迫切需要获得更好的统计SBH质量，因为现有的样本优先向早型星系非常大质量SBH加权。有了这个动机，我们开始了一个项目，旨在测量所有附近星系（D<100 Mpc）中心SBH的质量上限，这些星系的STIS/G750 M光谱在HST档案中可用。这些上限将通过对在孔径约为0.1“的Halpha区域中观察到的中心发射线宽进行建模而得出。在这里，我们提出了我们的结果为20个S 0-Sb星系在20百万秒差距内的子样本。
2006-10-20 astro-ph
OVI Asymmetry and an Accelerated Outflow in an Obscured Seyfert: FUSE and HST STIS Spectroscopy of Markarian533
本文给出了用FUSE观测到的Seyfert2星系Mrk533的远紫外光谱。这些光谱显示出窄的不对称OVI 1032，1038发射线，具有较强的翼短于峰值波长，但这些翼在速度上的不对称程度远低于低电离线的翼。在组合OVI剖面中，流出中存在局部阻塞的边缘指示。CIII 977线被微弱地看到，具有类似的轮廓，但具有非常低的信噪比。这些FUV光谱是第一个2型塞弗特的光谱，即，一个据称是模糊的塞弗特Mrk533的HST STIS光谱图像可以描绘出外流的各种成分，我们推断外流是加速的。我们讨论的结果在核几何和运动学。
2006-03-31 astro-ph
The Metallicity of the Local IGM from the HST/STIS Spectrum of 3C273
本文对3C 273的HST/STIS光谱中低红移莱曼α吸收体的金属丰度进行了初步研究。使用像素为基础的移位和coadd技术，我们比较观察精心构造的模拟类星体光谱从宇宙流体动力学模拟。我们使用<-1.5 at >两个N_HI>10^14 cm^-2的Ly-alpha吸收体，将[C/H]的置信度上限定为90%，因为我们在预期的CIV位置附近几乎没有看到吸收，而人工光谱预测有明显的吸收。我们假设一个Haardt & Madau（类星体为基础）电离背景光谱，但较软的光谱的结果在一个较强的约束的金属丰度。由于只有两个吸收体和各种模型的不确定性，现在就确定弥散IGM金属丰度还为时过早，但即将进行的观测应该会改善限制。
2001-11-05 astro-ph
A Wind analysis of an evolved Giant - FUSE and HST/STIS observations of an eclipsing Symbiotic Binary
恒星天体物理学中一个主要的突出问题在于理解演化的巨星失去质量的风产生机制。食共生双星系统的相位分辨观测，包含一个质量损失的巨人和一个热的白矮星，是理想的研究在演化的恒星风产生机制。对于这样的系统，我们利用矮星穿过巨星风的轨道运动来提供穿过星周气体的彗星光束视图。FUV观测可以探测吸收中的风的不同层，从而可以导出速度分布图，并提供有价值的、空间分辨的冷风诊断。我们提出了一系列的FUSE和HST/STIS观察两个这样的系统，并讨论我们的研究结果。速度分布，并暗示，这些巨人的风力发电机制被发现不同于常用的参数化预测。我们观测的阶段使我们能够检查风加速区域的密度，温度和速度结构，以及流出物质的组成。
2004-09-16 astro-ph
HST/STIS UV Spectroscopy of Two Quiescent X-ray Novae: A0620-00 and Centaurus X-4
1998年我们对两颗X射线新星（也称为软X射线瞬变）A0620 - 00和Cen X-4进行了紫外光谱观测。这些双星系统在所有方面都是相似的，除了前者包含一个黑洞，后者包含一个中子星。一个UV光谱（1700 - 3100 A）的背景下，先前公布的UV/光学和X射线数据的每个系统的静态。黑洞A0620 - 00的非恒星连续光谱在3500 A附近有一个显著的紫外/光学峰。相比之下，中子星Cen X-4的光谱没有峰值，并且在整个紫外/光学波段上随频率稳步上升。在光学上，这两个系统是互补发光的。然而，黑洞A0620 - 00在1700 A处的亮度大约低6倍，在X射线波段的亮度大约低40倍。根据平流主导的吸积流模型讨论了A0620 - 00的宽带谱。
1999-11-08 astro-ph
Hubble Space Telescope Evidence for an Intermediate-Mass Black Hole in the Globular Cluster M15: I. STIS Spectroscopy and WFPC2 Photometry
在这一系列的两篇论文中，我们描述了一个项目与STIS的HST测量的视线速度的恒星在中央的几个角秒的密集球状星团M15。这第一篇论文的重点是观察和减少的数据。我们通过在18个相邻位置连续放置一个0.1弧秒的狭缝，用光谱法“扫描”了M15的中心区域。需要对数据进行仔细和复杂的简化和分析。光谱像素大小超过了M15的速度分散，这使得该项目处于STIS可行的极限。我们对以下影响进行了校正：在HST轨道期间STIS波长尺度的漂移; HST沿星团视线的轨道速度分量及其在HST轨道期间的变化;以及对于不在狭缝中心的恒星所感知的明显波长偏移。为了进行这些修正，我们提出了一个详细的研究HST/STIS点扩散函数和线扩散函数。我们还提出了一个目录的位置和U，B和V等的31,983颗恒星在M15中，从现有的HST/WFPC 2数据创建。我们从STIS数据中提取了19，200个一维光谱，每个光谱都对应于M15中的不同位置，每个光谱的速度标度都精确到优于2.5 km/s。我们开发了一种算法，共同增加了光谱的各个孔径，并用它来提取光谱的单个恒星最小的混合和最大的S/N。在论文II中，我们使用这些光谱来提取单个恒星的视线速度。这些速度制约了星系团的中心结构、动力学和质量分布，并为星系团中心存在中等质量黑洞提供了证据。[删节]
2002-09-16 astro-ph
An HST STIS Observation of VW Hydri at the Exact FUV Onset of an Outburst
我们提出了一个分析的HST STIS数据的大众Hyi收购超爆发后14天。在观测时，系统似乎进入爆发，最长波长的通量增加了5倍，而最短波长的通量仅增加了2倍。在距离为65秒差距、系统倾角为60度、白矮星质量为0.86太阳质量的条件下，我们进行了白矮星自身、光学厚的吸积盘自身、光学厚的吸积盘和白矮星的复合模型、温度较低的光球层和温度较高的光球层的双温白矮星模型的模型拟合快速旋转的吸积带和一个由一颗白矮星和一个快速旋转的较冷的盘环组成的复合模型。这部分温度在整个HST观测中保持相当恒定，而盘环的面积增加了12倍。我们看到的证据表明，在紫外线辐射的延迟与爆发开始以外的磁盘截断半径。
2004-09-03 astro-ph
Super massive black holes in spiral galaxies: HST/STIS observations for 3 new objects
利用长缝HST/STIS方法对NGC 2179、NGC 4343、NGC 4435三个盘状星系核内电离气体的运动学进行了测量。样本星系的选择是基于它们的地基光谱，因为它们的电离气体显示出很强的中心速度梯度，这与围绕超大质量黑洞（SMBH）旋转的环核开普勒盘（CNKD，Bertola et al. 1998; Funes et al. 2002）的存在是一致的。对于每个目标星系，我们获得了H_alpha和[NII] 6583 AA沿主轴和两个0 "25平行偏移位置的运动学。在三个天体中，只有NGC 4435被证明有一个有规律运动的电离气体盘和规则的尘埃带形态。初步的模型表明SMBH的质量比星系的M-σ关系所预期的质量低一个数量级（Ferrarese & Merritt 2000; Gebhardt et al. 2000）。
2004-04-29 astro-ph
HST/STIS observations of sdBV stars: testing diffusion and pulsation theory
本文给出了5颗热亚矮星B（sdB）中阶梯紫外光谱丰度分析的初步结果。这些恒星已被确认为水平分支极端的核心氦燃烧物体。约5%的sdB显示短周期声学模式振荡。模型预测，这些振荡是由于铁族元素的电离引起的不透明度凸起。必须通过重力沉降和辐射悬浮之间的扩散平衡来维持必要的金属丰度。然而，高分辨率的光谱分析表明，我们不能区分脉动和非脉动的sdBs的基础上的表面铁丰度。因此，我们获得了HST/STIS观测的3个闪烁体和2个非闪烁体在近紫外和远紫外测量的表面丰度的元素，是无法从地面上观察到的。我们研究的总体目标是通过寻找这些表面丰度之间的显着差异来测试扩散和脉动计算。
2003-09-02 astro-ph
Deep HST+STIS Color-Magnitude Diagrams of the Dwarf Irregular Galaxy WLM: Detection of the Horizontal Branch
我们利用哈勃空间望远镜在平行模式下拍摄的深STIS CL和LP波段图像，获得了矮不规则星系WLM视场中1886颗恒星的V和I波段测光结果，其中I=27和V=28。用测光法研究了WLM中识别出的水平分支。水平分支从红巨星丛向蓝色延伸，是一个古老种群的明确标志。我们证明，它是可能的，以达到一个老人口的水平分支的距离为1百万秒差距使用STIS，相对较短的曝光时间。从VI色星等图中，利用水平支的V星等，采用E（V-I）=0.03，得到WLM的精确距离模（m-M）_0 = 24.95 \pm 0.13。其影响是：1）WLM在高红移下形成恒星，2）WLM的旧族群可以代表原星系碎片，与那些吸积形成银河系晕的碎片有关。
2000-04-17 astro-ph
HST/STIS low dispersion spectroscopy of three Compact Steep Spectrum sources Evidence for jet-cloud interaction
我们提出了哈勃空间望远镜成像光谱仪的发射线星云在紧凑的陡谱射电源3C 67，3C 277.1和3C 303.1的长缝光谱。我们推导出BPT（Baldwin-Philips-Terlevich; Baldwin et al. 1981）星云的诊断发射线比率，这与扩展气体中的冲击激发和光电离的混合一致。此外，线比指示较低的电离气体被发现与较高的气体速度。这些结果与星系尺度的射电源与宿主星系的星际介质中的致密云相互作用的图片是一致的，从而使云电离并加速它们。
2005-04-14 astro-ph
HST/STIS Ultraviolet Imaging of Polar Aurora on Ganymede
本文报道了1998年10月30日在哈勃望远镜上用空间望远镜成象摄谱仪（STIS）在1160 - 1720埃光谱范围内对木卫三光谱的新观测。这些观测是为了定位1304和1356 A处的原子氧发射区，这是以前在HST上用GHRS观测到的，Hall等人（1998年）声称这表明木卫三上存在极地极光。使用2”宽的STIS狭缝，比木卫三的圆盘直径稍宽，产生了两个氧发射的图像清晰分离的客观光谱。OI的排放出现在两个半球，在40度以上的纬度，根据最近的伽利略磁力计的数据，表明存在一个内在的磁场，使木星磁场线连接到木卫三的表面只有在高纬度。在四个连续轨道（5.5小时）的观测中，发射的亮度和相对南北强度变化很大，可能是由于木卫三的木星等离子体环境不断变化。然而，在高纬度地区，特别是在南半球，观测到的辐射亮度的纵向不均匀性，以及在两极附近缺乏明显的临边增亮，这些都很难用目前的模式来理解。除了观测到从圆盘反射的太阳HI莱曼α辐射外，还探测到从氢散逸层共振散射的扩展莱曼α辐射，距离边缘超过两个木卫三半径，其亮度与Barth等人（1997年）的伽利略紫外线光谱测量结果一致。
2000-03-31 astro-ph
HST-STIS Observations of the Cygnus Loop: Spatial Structure of a Non-radiative Shock
我们提出了一个空间分辨的紫外光谱的非辐射冲击波前的天鹅座圈，获得与空间望远镜成像光谱仪（STIS）上的哈勃太空望远镜（HST）。光谱覆盖波长范围1118 - 1716埃，有效光谱分辨率约为12埃。这些数据的0.1”空间分辨率比早期的紫外光谱有了巨大的改进，使我们能够研究冲击波前正后方的高电离线发射的空间分布。通过将STIS光谱与该地区的WFPC 2 H-alpha图像进行比较，我们能够在光谱中分离出单个冲击特征。分离出最亮的激波切线，我们识别出NV、CIV、HeII、OV、OIV]和SiIV以及NIV]的谱线以及氢双光子连续谱。NV线峰值在CIV和HeII发射之后约0.3”，并且在空间上更宽。此外，所观察到的线比的CIV和HeII NV是更高的，在我们的明亮的冲击光谱比在以前的观察相同的灯丝通过更大的光圈，表明必须有一个更广泛的分布组件的NV排放。我们计算的冲击模型，并表明，所观察到的CIV和NV发射区之间的分离和所观察到的线强度约束的冲击速度和预冲击密度的组合是允许的。
2000-06-13 astro-ph
HST STIS Observations of PG 0946+301: the Highest Quality UV Spectrum of a BALQSO
我们描述了BALQSO PG 0946+301的深层（40个轨道）HST/STIS观测，并将其提供给社区。这些观测是对该天体进行的多波长活动的主要部分，目的是确定宽吸收线类星体的电离平衡和丰度。我们提出了简单的模板适合于整个数据集，这产生了坚定的鉴定超过二十打BALs从18个离子，并给出了离子柱密度的下限。我们发现流出物的金属性与太阳相一致，而磷与其他金属的丰度比至少是太阳的十倍。这些发现是基于对BALs中的饱和和部分覆盖效应不敏感的诊断，这大大削弱了先前关于金属性增强的说法。在光谱中可以看到这些效应的充分证据。我们还讨论了几种选择，以提取更严格的IEA的限制，在未来的分析，并提出了显着的时间变化，这些光谱之间检测到的HST/FOS在1992年。
2001-07-20 astro-ph
FUSE and HST/STIS far-ultraviolet observations of AM Herculis in an extended low state
我们已经获得了FUSE和HST/STIS时间分辨光谱的极性AM武仙座在深低状态。光谱完全由白矮星的辐射所支配。远紫外线（FUV）通量以及光谱形状在轨道周期内变化很大，最大通量发生在与高态相同的相位。这些变化是由于白矮星上存在一个热点，我们对此进行了定量建模。白矮星的参数可以从光谱拟合到微弱的相位数据，当热点是self-eclipse。采用Thorstensen确定的79+8-6pc距离，我们得到有效温度为19800 ± 700 K，质量为Mwd=0.78+0.12-0.17Msun。热点的温度比高态时低，约34000- 40000 K，但覆盖面积相似，约占白矮星表面的10%。在2002/3年的四个不同时期拍摄的低态FUSE和STIS光谱显示FUV通量水平或光谱形状没有变化，这意味着白矮星温度和热点温度，大小和位置不依赖于系统在低态中度过的时间。可能的解释是在低水平上持续的吸积，或深层加热，这两种选择都有我们讨论的一些弱点。在FUSE和STIS光谱中没有检测到光球金属吸收线，表明白矮星大气中的平均金属丰度低于1 e-3倍太阳值。
2005-11-03 astro-ph
HST Color-Magnitude Data for Globular Clusters: I. Transformations Between STIS LP Magnitudes and WFPC2 F606W and F814W Magnitudes
利用空间望远镜成像光谱仪（STIS）的长通（LP）滤光片和宽视场行星照相机2（WFPC 2）F606 W和F814 W滤光片，对银河系两个球状星团47 Tuc和M15进行了深空光学成像观测。这些球状星团具有非常不同的金属丰度（47 Tuc的[Fe/H] = -0.7 dex，M15的[Fe/H] = -2.2 dex），基本上跨越了整个银河系球状星团系统的金属丰度分布，并被选择来研究非标准STIS LP系统中的星等与更好表征的WFPC 2星等之间的关系。我们通过将新的STIS数据与WFPC 2档案数据相结合来确定这种关系，并注意提供一个强大而可靠的转换。分别检查47 Tuc和M15数据，没有证据表明转换关系中存在金属丰度依赖性。这使我们能够结合两个星团的数据，还包括小麦哲伦星云中位于47张Tuc图像视野内的恒星，以确定最终的转换，这些转换适用于颜色范围为0.3 < V606-I814 < 1.8的主序星。这些最终的关系预测STIS的星等在0.05等（1西格玛）内的测量恒星在两个集群。在附录中，我们讨论了我们的经验转换关系和合成测光预测之间的差异。
2000-10-18 astro-ph
HST STIS Ultraviolet Spectral Evidence for Outflow in Extreme Narrow-line Seyfert 1 Galaxies: I. Data and Analysis
我们提出了两个极端的NLS 1，IRAS 13224-3809和1H 0707-495的HST STIS观测。光谱的特征在于非常蓝色的连续谱、宽的、强烈蓝移的高电离线（包括\ion{C}{4}和\ion{N}{5}），以及窄的、对称的中间-（包括\ion{C}{3} ]、\ion{Si}{3} ]、\ion{Al}{3}）和低电离（例如，\ion{Mg}{2}）线以其静止波长为中心。发射线的轮廓表明，高电离线产生的风，和中，低电离线产生的低速气体与吸积盘或风的基础。在本文中，我们提出了这两个对象的光谱分析，在同伴的文件中，我们提出了光电离分析和玩具风动力学模型。\ion{C}{4}的高度不对称的配置文件表明，它是由风的排放为主，所以我们开发了一个模板的风从\ion{C}{4}线。我们使用此模板和以静止波长为中心的窄对称线的组合来模拟光谱中的明亮发射线。我们还分析了一个比较样本的HST光谱从14个额外的NLS 1，并构建了相关矩阵的发射线和连续属性。观察到许多强相关性，包括涉及\ion{C}{4}线的不对称性的一些相关性。
2004-04-11 astro-ph
HST/STIS spectroscopy of the exposed white dwarf in the short-period dwarf nova EK TrA
我们提出了高分辨率的哈勃空间望远镜紫外光谱的矮新星EK TrA深静止。太空望远镜成像摄谱仪的数据显示了宽的Ly-alpha吸收轮廓，这是一个中等冷的白矮星的典型特征，被许多He，C，N和Si的宽发射线和一些窄吸收线覆盖，主要是CI和Si II。假设一颗白矮星的质量在0.3-1.4Msun范围内，我们得出EK-TrA中的主星Teff=17500- 23400 K;当正则质量为0.6Msun时，Teff= 18800 K。从窄的光球吸收谱线，我们测量了白矮星的自转速度，v*sin i=200 ± 100 km。尽管光球层白矮星的吸收光谱被发射线严重污染，无法对大气层的化学丰度进行详细的定量分析，但现有数据表明，丰度略低于太阳。STIS数据的高时间分辨率使我们能够将观测到的紫外线闪烁与发射线联系起来，这可能源于冷吸积盘上方的热光学薄日冕。
2001-06-01 astro-ph
HST/STIS Observations of the Bipolar Jet from RW Aurigae: Tracing Outflow Asymmetries Close to the Source
我们在HST上用STIS观测了来自RW Aur A的双极喷流。连续减法后，这种外流的形态和运动学特性可以追溯到0。“1从源头上禁止发射线。喷流看起来准直得很好，在前2”中典型的半高宽为20至30 AU，令人惊讶的是，与早期的观测相比，它没有显示出单独的低速分量。蓝移瓣的系统径向流出速度通常比红移瓣大50%，速度差约为65 km/s。虽然这种不对称性以前曾在更大的尺度上看到过，但我们的高空间分辨率观测表明，它们是“中央引擎”所固有的，而不是恒星直接环境的影响。双极射流的流出速度的时间变化似乎发生在几年的时间尺度上。在过去的十年里，它们结合起来使两个波瓣之间的速度不对称性增加了55%。在红色波瓣中，估计的质量通量和动量通量值分别约为蓝色波瓣的一半和三分之一。质量流出与质量吸积的比率为0.05，前者是在距离0.”35从源头。
2002-07-15 astro-ph
HST/STIS Spectroscopy and Modeling of the Long Term Cooling of WZ Sagittae following the July 2001 Outburst
我们提出了最后的HST/STIS E140 M FUV光谱（1150- 1725 A）的矮新星（DN）WZ Sge，在2004年7月，3年后的早期超爆发的2001年7月。单个白矮星（WD）的合成光谱拟合（log{g}=8.5）的数据表明，WD有一个温度T~ 15,000 K，约1500 K以上的静止温度，它仍然显示出爆发的影响。考虑到温度估计的早期阶段的冷却，我们模型的WZ SGE的冷却曲线，在3年的时间内，使用恒星演化代码，包括吸积和压缩加热的影响。假设压缩加热是冷却阶段释放能量的唯一来源，我们发现：（1）白矮星的质量一定很大（~1.0 Msun）;（2）质量吸积率的时间平均值（超过52天的爆发）必须达到1.E-8 Msun/yr或更大。来自这些压缩加热模型的爆发质量吸积率大于从光学观测和FUV光谱拟合估计的速率高达一个数量级。这意味着在冷却阶段，WD释放的能量不仅仅是由于压缩加热。
2006-02-07 astro-ph
FUSE and HST STIS Observations of Hot and Cold Gas in the AB Aurigae System
我们提出的第一个观测的Herbig Ae星与拱星盘的远紫外光谱探测器（FUSE），以及与哈勃太空望远镜空间望远镜成像光谱仪（STIS）获得的恒星的同时观测。御夫座AB的光谱显示了来自气体的发射和吸收特征，这些气体具有很宽的温度范围，从热的OVI发射到冷的分子氢和CO吸收。从高度电离的物种OVI和CIII目前在FUSE光谱的排放红移，而吸收功能所产生的低电离物种，如OI，NI，和SiII的蓝移，并显示特征恒星风线剖面。我们从FUSE光谱中找到了AB Aur方向的氢分子的总柱密度，N（H_2）=（6.8 +/- 0.5）x 10^19 cm^-2。由N（J=1）/N（J=0）的比值导出的分子氢的气体动力学温度为65 +/-4K。在STIS光谱中观察到的CO柱密度为N（CO）=（7.1 +/- 0.5）x 10^13 cm^-2，由此得出CO/H_2的比值为（1.04 +/- 0.11）x 10^-6。我们还利用STIS谱求出了HI的柱密度，从而可以计算出氢原子的总柱密度、H_2的丰度和气尘比。
2001-03-06 astro-ph
HST/STIS High Resolution Echelle Spectra of alpha Centauri A (G2 V)
我们描述和分析HST/STIS观测的G2 V恒星半人马座α A（α Cen A，HD 128620），一颗类似于太阳的恒星。使用E140 H和E230 H光栅获得的高分辨率中阶梯光栅光谱覆盖了1133-3150埃的完整光谱范围，分辨率为2.6 km/s，绝对通量校准精度为+/-5%，绝对波长精度为0.6-1.3 km/s。本文研究了E_（140）H谱，它包括代表37种不同离子和CO、H_2分子的671条发射线，光谱范围为1140-1670埃。对于α Cen A和安静且活跃的太阳，我们相互比较了红移、非热谱线宽度和过渡区线的两种高斯表示的参数（例如，Si IV，C IV），从O IV系间谱线推断电子密度，并比较它们的微分发射测度分布。这项研究的目的之一是比较α Cen A和太阳的紫外光谱，以确定α Cen A的大气和加热过程与太阳的差异，这是由于两颗恒星在重力，年龄和化学成分方面的微小差异。第二个目的是提供一个类太阳恒星的高分辨率紫外光谱，在比较其他恒星和太阳时，它可以作为太阳的替代物。
2003-10-31 astro-ph
HST/STIS observations of the HeII Gunn-Peterson effect towards HE 2347-4342
我们提出了一个HST STIS谱的HeII冈恩彼得森效应对HE 2347 -4342。与Reimers等人（1997）获得的HST GHRS数据相比，STIS谱的分辨率有了很大的提高。2-D探测器还使我们能够更好地描述天空和黑暗背景。我们确认存在两个光谱范围大大降低不透明度，不透明度差距，并提供改进的下限HeII G-P不透明度在高不透明度区域。我们使用的STIS光谱连同一个Keck-HIRES光谱覆盖相应的HI Lya森林计算1-D地图的电离辐射的柔软度S沿视线对HE 2347-4342，其中S是HI到HeII光电离率的比率。我们发现，S一般是大的，但提出了重要的变化，从S ~ 30的不透明度差距的1西格玛下限2300在z~2.86，在一个区域，显示出一个非常低的HI不透明度超过6.5 A的范围。我们注意到，一个大的S自然占大多数的大SiIV CIV比在其他类星体的吸收线光谱。我们提出了一个简单的模型，再现的不透明度差距的形状在没有大的个人吸收线。我们扩展了Heap等人（2000）中描述的模型，以解释靠近背景类星体视线的源的存在。作为Reimers等人（1997）提出的延迟再电离模型的替代方案，我们提出在z~2.86处观察到的大的软度是由于在视线附近存在明亮的软源，即到达IGM的HI与HeII电离光子的数量之间的比率很大。我们讨论这两种模式，并建议如何区分它们。
2001-09-18 astro-ph
EG And: FUSE and HST/STIS Monitoring of an Eclipsing Symbiotic Binary
我们目前的亮点和概述20 FUSE和HST/STIS观测明亮的共生二EG和。这项工作背后的主要动机是获得演化巨星的空间分辨信息，以了解这些物体中的质量损失过程。该系统由一颗低光度的白矮星和一颗质量损失的无尘埃M2巨星组成。紫外线观测遵循白矮星连续体，通过风和色球层的巨大周期性逐渐掩星，提供了一个独特的诊断吸收的星周气体。Umensculted光谱显示高电离功能，如OVI共振双峰，这是目前作为一个变量（小时时间尺度），广泛的风廓线，诊断接近矮组件的热气。在部分掩星阶段观测到的光谱显示出许多低电离、窄吸收线，从较低的能级到地面以上约5 eV的跃迁。这种吸收是由于色球层/风的物质，大多数谱线是由于SiII、PII、NI、FeII和NiII的跃迁，以及严重阻尼的HI莱曼系特征。尽管FUSE对分子氢敏感，但在风加速区没有观察到分子特征。从紫外数据集的分析，以及光学数据，我们发现，矮辐射并不占主导地位的风加速区的巨人，和观察到的热和动态风的属性是最有可能代表孤立的红巨星。
2007-10-12 astro-ph
The STIS Parallel Survey: Introduction and First Results
在哈勃太空望远镜（HST）上安装的太空望远镜成像光谱仪（STIS）首次允许对来自太空的微弱物体进行二维光学和紫外无狭缝光谱分析。STIS平行巡天（SPS）与使用其他仪器进行的HST观测平行，定期获得随机场的宽带图像和无缝光谱。SPS的目的是研究各种各样的天体物理现象，包括通过探测发射线星系来研究中高红移星系中恒星的形成速率。我们提出的第一个结果的SPS，这表明STIS无缝光谱检测和识别高红移星系的能力。
1997-10-30 astro-ph
Abundance studies of sdB stars using UV echelle HST/STIS spectroscopy
目的：检验sdB星的脉动与表面铁族元素丰度相关的假设。任何相关性都可以解释为什么当两颗光谱相似的恒星时，一颗会脉动而另一颗不会。研究方法：利用哈勃空间望远镜上的空间望远镜成像光谱仪获得了两颗脉动和三颗非脉动sdB星的高分辨率紫外光谱。我们使用LTE生长曲线和光谱合成技术确定了25种元素的丰度，包括铁族和更重的元素，如锡和铅。结果如下：我们发现脉动和金属丰度之间没有明确的相关性，我们评论由此产生的影响，包括是否有可能确定一个脉动和非脉动sdB光谱之间的差异。除了我们观测的主要目标之外，我们还研究了超太阳金属丰度对基本参数确定的影响，铁丰度的可能趋势，以及弱风可能选择性地从恒星包层中移除元素的假设。这些效应对sdB星的大气模型和扩散模型提出了挑战。
2006-03-02 astro-ph
High Resolution STIS/HST and HIRES/Keck Spectra of Three Weak MgII Absorbers Toward PG 1634+706
高分辨率光学（HIRES/Keck）和紫外（STIS/HST）光谱，涵盖了大范围的化学跃迁，分析了三个单云弱MgII吸收系统沿视线向类星体PG 1634+706。类星体光谱中微弱的MgII吸收线追踪着富含金属的环境，这些环境很少与最明亮的星系（> 0.05 L ^*）密切相关。z=0.81和z=0.90的两个弱MgII系统被限制为具有>=太阳的金属丰度，而z=0.65系统的金属丰度没有那么好的限制，但与>1/10太阳一致。这些弱的MgII云很可能是低金属量环境中高金属量的局部口袋。所有这三种系统都具有两相气体，较高密度区域产生较窄的吸收线用于低电离跃迁，如MgII，而较低密度区域产生较宽的吸收线用于高电离跃迁，如CIV。一个系统（z=0.81）的CIV廓线可以用一个宽分量（b~10 km/s）拟合，而另外两个系统的CIV廓线则需要一个或两个附加的偏置高电离云。两种可能的物理图片相结构进行了讨论：一个低电离，密度较大的相嵌入在一个较低的密度周围的介质，和其他更密集的团块周围更高度电离的气体。
2003-02-19 astro-ph
HST STIS observations of four QSO pairs
我们给出了对四个类星体对的HST STIS观测结果，它们的红移为0.84<z_em<1.56，角距为2-3弧分，对应于z ~ 0.9处的横向固有距离~ 1-1.5 h^-1_50 Mpc。我们研究了在相邻类星体光谱中探测到的最近邻HI Lyman_alpha吸收线之间的速度差分布，以寻找由吸收线所追踪的结构在这样一个尺度上的范围或聚集性质所引起的可能的相关性。通过与随机分布的吸收线的光谱的蒙特卡罗模拟比较来确定相关信号的意义。我们发现，在99.97%的水平上，速度分离小于Delta（V）= 500 km/s的线过多。这清楚地表明，在z ~ 1处，莱曼α森林在大于1 h^-1_50 Mpc的尺度上是相关的。然而，在该速度区间内检测到的20个符合中，12个具有Delta（V）> 200 km/s。这可能反映了这样一个事实，即我们的观测所探测的尺度与单个吸收体的实际尺寸无关，而是与大尺度相关性有关。统计数据太小，无法得出任何关于由2或3弧分分开的对之间的差异的结论。在z_abs = 1.2412处检测到阻尼Lyman_alpha系统，朝向LBQS 0019 - 0145 A，log[N（HI）]约为20.5。由于没有ZnII吸收，我们得出相对于太阳的金属丰度[Zn/H]<-1.75。
2002-05-21 astro-ph
HST-STIS Spatially Resolved Spectroscopy and Coronagraphic Imaging of the TW Hydrae Circumstellar Disk
我们提出的第一个空间分辨光谱的散射光从TW长蛇座原行星盘。这个几乎面对面的圆盘在光学上很厚，围绕着一颗经典的金牛座T星，它位于附近的1000万年前的TW Hya协会中。用HST-STIS CCD获取光谱，在5250 - 10300 A的波长范围内提供分辨率R ~ 360。星周盘的空间分辨光谱是困难的，因为亮星和暗盘之间的对比度很高。我们的新观测提供了从40 AU和155 AU之间的恒星盘散射光的光谱。除了最里面的区域，散射光在所有半径处都具有与恒星相同的颜色（灰色散射）。这可能表明，散射的尘埃颗粒大于约1微米，一直到大半径。从光谱数据中，我们还获得了两个位置角度的积分盘亮度的径向分布，几乎与之前在HST-WFPC 2和NICMOS日冕图像中观察到的区域相同（距离恒星35 AU至173 AU）。这些剖面的形状与先前的剖面相同，但在圆盘中显示出先前未注意到的小的方位不对称性。我们的TW Hya的STIS宽带日冕图像证实了这种不对称性的现实，并表明，磁盘表面亮度内部140 AU有一个正弦依赖于方位角。最大亮度出现在北纬233.6 +/- 5.7度的位置角。这可能是由前向散射和盘内部区域倾角增加的组合引起的，这表明TW Hya盘有一个像在Beta Picture碎片盘中看到的翘曲。
2004-12-08 astro-ph
HST/STIS Observations of the Optical Counterpart to GRB 970228
本文报道了1997年9月4日利用哈勃空间望远镜STIS CCD对伽马射线暴GRB 970228的光学对应物的观测结果。在V=28 +/- 0.25处检测到未分辨的对应物，与指数为-1.14 +/- 0.05的持续幂律下降一致。没有检测到自行，这与先前的说法相矛盾。对应物位于一个直径约为0的微弱扩展源内，但靠近其边缘。“8和综合星等25.7 +/- 0.25。与WFPC 2的数据采取了一个月后的初始爆发和NTT的数据采取了3月13日的比较显示没有证据的衰落的扩展发射。在考虑到可能的星系消光后，我们发现观测到的星云与哈勃深空和其他深空HST图像中的星系大小一致，只有2%的天空被类似或更大表面亮度的星系所覆盖。因此，我们得出结论，在GRB 970228周围观测到的扩展源很可能是一个中等红移的星系，并且几乎可以肯定是伽马射线暴的宿主。
1998-01-20 astro-ph
The Ionized Gas and Nuclear Environment in NGC 3783 II. Averaged HST/STIS and FUSE Spectra
本文介绍了用STIS/HST和FUSE观测到的Seyfert 1星系NGC 3783的内禀吸收。我们将多个STIS和FUSE观测值相加，得到了一个高信噪比的谱，其范围为905-1730 A。平均光谱揭示了O VI，N V，C IV，N III，C III的吸收，以及在STIS光谱中先前检测到的三个蓝移运动学分量（径向速度为-1320，-724和-548 km/s）中的Lyman线到LyE。最高的速度分量表现出在Si IV中的吸收。我们还检测到亚稳态C III* 在这个组件中，表明在这个吸收剂的高密度。我们单独的覆盖因子的连续和发射线源作为速度的函数，在每个运动学组件使用LyA和LyB线。此外，我们发现，连续覆盖因子随速度变化的各个运动学组件内，顺利减少翼的吸收至少60%。发现Si IV的覆盖因子在高速分量中小于H I和N V的一半。此外，N III和Si IV的FWHM比该组分中的较高电离线窄。这些结果表明，该吸收器内部存在子结构。我们推导出该吸收体低电离子组元的总柱数下限（N_H>=10^{19}cm^{-2}）和电离参数下限（U>=0.005）。亚稳态C III柱与总C III柱的密度比意味着n_e约为10^9 cm^{-3}，并且吸收体与电离连续区的距离上限为R<= 8 × 10 ^{17} cm。
2002-09-23 astro-ph
HST/STIS Spectroscopy of the Lyman-Alpha Emission Line in the Central Dominant Galaxies in A426, A1795, and A2597: Constraints on Clouds in the Intracluster Medium
我们报告的HST/STIS光谱的莱曼α发射的中央优势星系在三个丰富的星系团。我们在NGC 1275的核内发现了10个Ly-alpha吸收系统，其吸收柱为N（HI）1 E12 - 1 E14 cm-2。探测到的吸收特征与相关的核吸收系统最为一致。在NGC 1275中，在系统速度下几乎没有核吸收。这意味着在朝向秒差距尺度射电源的21厘米线上检测到的大柱避开了到核的视线。这种气体可能位于一个环核盘或环面中。我们检测到至少一个和可能的两个吸收功能对A426中的扩展Ly-alpha。对于光学薄吸收体，我们在A1795和A2597中没有检测到对扩展Ly-alpha发射的吸收，其上限为N（HI）1 E13 cm-2。我们的数据限制了ICM中任何高柱密度气体的覆盖因子小于25%。我们的研究结果表明，缺乏观察到的中温气体是不能解释的遮蔽。此外，ICM中100 kpc尺度的低气柱表明：（1）在这些尺度上，ICM中冷气体积累的速率非常低，（2）中央10 kpc的致密星云一定是冷却或就地沉积的。
2005-06-13 astro-ph
HST/STIS Spectra of Nuclear Star Clusters in Spiral Galaxies: Dependence of Age and Mass On Hubble Type
我们利用哈勃望远镜上的STIS光谱研究了不同哈勃类型的旋涡星系中的核星团。我们观察了40个星系的核团，从两个以前的HST/WFPC 2成像调查。光谱提供了一个更好的分离集群光从底层星系光比可能与地面光谱。为了推断恒星的形成历史，金属丰度和尘埃消光，我们拟合加权叠加的单年龄恒星星族模板的光谱。亮度加权年龄范围从10百万年到10千年。NC的恒星星族通常最适合作为不同年龄的恒星族的混合。这表明NC不是在一次事件中形成的，而是在最古老的恒星形成后很久才形成的。平均而言，晚型螺旋中的样本集群比早型螺旋中的样本集群具有更年轻的亮度加权平均年龄（log（年龄/年）= 8.37+/-0.25 vs. 9.23+/-0.21）。晚型螺旋星系的平均星团质量小于早型螺旋星系（log（M/Msun）= 6.25+/-0.21 vs. 7.63+/-0.24），并且超过了典型的球状星团的质量。星系团的质量与宿主星系的哈勃类型和其凸起的光度密切相关。后一种相关性与众所周知的超大质量黑洞质量和球核光度之间的相关性具有相同的斜率。因此，核团和黑洞的性质都与宿主星系的性质密切相关。
2006-04-06 astro-ph
Kinematics of Interstellar Gas in Nearby UV-Selected Galaxies Measured with HST/STIS Spectroscopy
我们测量了邻近紫外选择星系中单个星团的HST/STIS光谱中星际吸收线的多普勒频移。系统速度的值，这是量化流出速度所需的，取自文献，并与恒星线验证。我们通过低电离线（例如，CII、SiII、AlII），其跟踪冷和/或暖气体。我们样本中的恒星爆发在光度（和质量）上与矮星系和亮红外星系（LIRGs）中等，我们确认它们的外流速度（范围从-100 km/s到近-520 km/s，精度约为80 km/s）与以前在矮恒星爆发和LIRGs中测量的速度中等。我们没有检测到高电离线（如CIV或SiIV）的流出，将需要更高质量的数据来经验地建立速度如何随流出的电离状态而变化。我们证实，低电离紫外线和光学碘化钠双峰大致一致的外流速度固化的星系风在低和高红移的研究之间的重要联系。为了获得更高的信噪比，我们创建了一个局部平均复合光谱，并将其与高z Lyman Break复合光谱进行比较。令人惊讶的是，低电离线在两个样品中显示出相似的流出速度。我们将此归因于在局部复合物中向更高光度加权的组合，以及两个样本平均比v-SFR关系中的“周转”光度更亮。
2006-05-09 astro-ph
HST/STIS Spectroscopy of the Optical Outflow from DG Tau: Indications for Rotation in the Initial Jet Channel
我们已经进行了运动学，高角分辨率（~ 0”.1）的喷流从DG Tau在0。“5从源头（或110 AU沿此流）。我们分析了从哈勃太空望远镜上的STIS拍摄的一组七个光谱中提取的线轮廓，狭缝平行于喷流轴，但横向位移为0”.07。对于中等速度（~ 70 km/s）的气流，我们发现在喷流轴两侧发射的线的径向速度存在系统差异。对由于狭缝的不均匀照明而产生的影响，对结果进行了校正。相对多普勒频移范围为5至20 km/s。如果这被解释为旋转，那么从喷流向源看，气流是顺时针旋转的，并且导出的环向速度在6 - 15 km/s的范围内。利用最近对质量损失率的估计，对于所考虑的速度状态，可以得到约3.8x10E-5 M_sun/yr AU km/s的角动量通量。我们的研究结果可能构成第一次检测旋转的初始通道的射流。推导出的值似乎是一致的流行的磁离心喷气发射模型的预测，虽然我们不能排除横向外流的旋转以外的不对称性。
2002-06-11 astro-ph
HST/STIS ultraviolet spectroscopy of the supersoft X-ray source RX J0439.8-6809
利用哈勃空间望远镜成像光谱仪对超软X射线源RXJ 0439.8 -6809进行了紫外观测。紫外光谱是一个非常蓝的连续光谱，上面覆盖着星际吸收线。观测到的宽莱曼α吸收线与中性氢的星际柱密度Nh=（4.0+-1.0 e20 cm-2）相一致。从时间标记数据集获得的光变曲线在10秒至35分钟的时间尺度上对RXJ0439.8-6809的紫外变化性设定了0.04 mag的3 sigma上限。从我们对RXJ 0439.8 -6809进行的三年ROSAT HRI监测中获得的长期X射线光变曲线表明，该源具有恒定的计数率，这意味着温度变化不超过1000 K。如果RXJ 0439.8 -6809是一颗在水平烧壳轨道上的巨大极热前白矮星，而不是一颗非常紧凑的双简并超软X射线双星，那么它的恒定温度和光度将是对恒星演化理论的挑战。有趣的是，RXJ 0439 -6809被发现接近理论上的碳燃烧主序列。
1999-10-18 astro-ph
Monitoring the Variable Interstellar Absorption toward HD 219188 with HST/STIS
我们讨论了在v = -38 km/s处对HD 219188的可变中速（IV）吸收的持续光谱监测结果。在2000年中期达到最大值后，到2006年底，IV组分中Na I和Ca II的柱密度下降了>= 2倍。2001年、2003年和2004年获得的HST/STIS阶梯光谱与1994- 1995年获得的HST/GHRS阶梯光谱的比较表明：（1）优势种S Ⅱ、O Ⅰ、Si Ⅱ、和Fe II在所有四组光谱中大致恒定-这表明总N（H）和（轻度）在近十年的时间里，消耗量没有显著变化。(2)微量物质C I的柱密度（基态和激发态精细结构态）和激发态C II* 的密度在1995年到2001年之间都增加了2- 5倍--这意味着氢密度n_H增加了（从大约20 cm^{-3}到大约45 cm^{-3}）和电子密度n_e（系数>= 3）。(3)C I和C II* 的柱密度--以及相应的推断的n_H和n_e --在2001年至2004年之间略有下降。(4)C I和C II* 的变化与Na I和Ca II的变化非常相似。相对较低的总N（H）和适中的n_H值表明，HD 219188的-38 km/s云不是一个非常致密的云结或云丝。氢的部分电离似乎是负责的Na I，C I，Ca II和C II* 的丰度增加。在这种情况下，这些物种的变化似乎反映了数十AU尺度上的密度和电离[而不是N（H）]的差异。
2007-07-02 astro-ph
High Resolution HST-STIS Spectra of CI and CO in the Beta Pictoris Circumstellar Disk
1997年12月6日和19日，利用空间望远镜成像光谱仪（STIS）获得了高分辨率的FUV阶梯光栅光谱，显示了Beta Picture拱星（CS）盘中Cl和CO气体的吸收特征。在1613.376 A处发现了一条以前在毕赤星光谱中没有发现的不饱和自旋禁戒线，这使得在相对于恒星的零速度（稳定分量）下，对CI柱密度的测定得到了改进，N =（2-4）x 10^{16} cm^{-2}。在CI 1561 A和1657 A多重峰中观察到具有多个速度的可变分量，这是Beta Picture CS盘中下落体的特征。还首次观察到两条来自亚稳单重态D能级的谱线，分别位于1931 A和1463 A。给出了CO A-X（0-0），（1-0）和（2-0）谱带的分析结果，包括来自{13}^CO的谱带，其精度比以前可能的要高得多。这是由于STIS中阶梯光栅提供了非常高的分辨率。仅观察到稳定的CO气体，柱密度N（CO）=（6.3 +/- 0.3）x 10^{14} cm{-2}。发现{12}^CO与{13}^CO的柱密度之比（R = 15 +/- 2）是不寻常的。CI和CO的柱密度之间的巨大差异表明，CO的光解不是盘中CI气体的主要来源，与先前的建议相反。
2000-03-30 astro-ph
Phase-resolved HST/STIS spectroscopy of the exposed white dwarf in the high-field polar AR UMa
相位分辨HST/STIS紫外光谱的高场极AR UMa证实，WD光球Ly α塞曼功能形成的磁场~200 MG。除了Ly α π和σ +成分，我们检测到禁止氢1 s 0-> 2s 0跃迁，这成为“启用”在强磁场和电场的存在下。我们试图拟合整体光学+UV低态光谱与单温磁WD模型仍然是相当不令人满意的，表明在目前的模型或一个新的物理过程中的AR UMa的缺点。因此，我们对WD温度的估计仍然有些不确定，Twd=20000+-5000K。我们探测到一个以~ 1445 A为中心的广泛的发射凸起，并存在于整个双星轨道上，第二个凸起在~ 1650 A附近，它只出现在二级恒星的下合点附近。这表明低能级（M-dot~ 1 e-13 Msun/yr）吸积在两个磁极上产生的低次谐波回旋辐射。然而，没有证据表明，在光的功率谱变化的吸积气体斑点。观测到的Ly α发射线显示出强烈的相位依赖性，最大通量和红移接近轨道相位φ ~0.3，强烈表明起源于次级恒星的后半球。另一个与Ly α发射相位相似的Ly α吸收特征，但蓝移速度约为700 km/s，可初步归因于中等风速下WD发射的吸收。我们导出了中性氢的柱密度NH=（1.1+-1.0 1 e ~（18）cm ~（**）-2，这是已知极性氢中最低的.
2001-03-08 astro-ph
HST Absolute Spectrophotometry of Vega from the Far-UV to the IR
太空望远镜成像摄谱仪测量了织女星的绝对通量，在HST白矮星通量尺度上为0.17-1.01微米。这些数据饱和的倍数高达80过曝光，但保持线性精度为0.2%，因为电荷沿列出血，并在CCD的读出过程中恢复。每个像素的S/N超过1000，分辨率R约为500。织女星的V星等为0.026 +/- 0.008;在5556 A时的绝对通量水平为3.46 x 10^{-9} erg cm^{-2} s^{-1}。在Balmer和Paschen线的区域，STIS等效宽度不同于Hayes在1985年的开创性工作，但与Kurucz模型大气的预测一致，因此STIS通量分布优于Hayes。在整个波长范围内，模型大气计算显示出良好的协议与STIS通量分布，并用于外推到IR区域的预测通量。然而，IR通量相对于Cohen的标准Vega模型低2%。IUE数据提供了从0.17微米到0.12微米的测量STIS通量分布的延伸。STIS相对通量校准是基于纯氢WD的模型大气计算，而Hayes通量校准是基于实验室灯和黑体炉的物理学。这两个独立的方法来确定相对恒星通量分布的1%的协议表明，这两种方法可能是正确的从0.5-0.8微米，并增加了信心，声称相对于5500 A的通量确定优于4%的纯氢WD模型从0.12至3微米。
2004-03-31 astro-ph
We present HST spectroscopy of the nucleus of M31 obtained with STIS. Spectra taken around the CaT lines at 8500 see only the red giants in the double bright- ness peaks P1 and P2. In contrast, spectra taken at 3600-5100 A are sensitive to the tiny blue nucleus embedded in P2, the lower surface brightness red nucleus. P2 has a K-type spectrum, but the embedded blue nucleus has an A-type spectrum with strong Balmer absorption lines. Given the small likelihood for stellar collisions, a 200 Myr old starburst appears to be the most plausible origin of the blue nucleus. In stellar population, size,…
2005-09-28 astro-ph
HST/STIS Optical Transit Transmission Spectra of the hot-Jupiter HD209458b
本文给出了用哈勃空间望远镜上的空间望远镜成像光谱仪拍摄的热木星HD209458 b的透射光谱。我们的分析结合了两种分辨率的数据，并应用了一个完整的逐像素的边缘暗化校正，以充分揭示大气吸收特征的谱线形状。基于地面的Na I和H I污染被确定，这掩盖了Na核心中强的系外行星吸收特征，我们发现在4.4 Ang波段中达到~0.11%的总吸收水平。Na谱线分布的特征在于在最低吸收深度处的宽吸收分布，以及在较高吸收值处向窄吸收分布的急剧过渡。透射光谱还显示在约6，250 Ang处存在额外的吸收体，在中等和低分辨率下观察到。我们进行了各种边缘变暗测试，包括使用高精度的太阳边缘变暗测量来表征Atlas模型的一般趋势，以略微高估所有波长的边缘变暗量，这可能是由于模型的一维性质的限制。我们的结论是，尽管有这些局限性，阿特拉斯模型仍然可以成功地模拟边缘变暗的高信号噪声过境的太阳型恒星，如HD209458，在整个光学制度（3000 - 10000安）在第二和第三次接触之间的过渡阶段的高精度水平。
2008-05-07 astro-ph
Follow-Up HST/STIS Spectroscopy of Three Candidate Tidal Disruption Events
ROSAT全天巡天在几个星系中探测到大振幅、高亮度的软X射线耀斑，但在其地面光学光谱中没有Seyfert活动的证据。这些耀斑具有中心超大质量黑洞引发的潮汐破裂事件所预测的性质：软X射线光谱、月时间尺度和大X射线光度（10^42 - 10^44尔格·秒^-1）。为了评估另一种假设，这些耀斑可能是某种形式的极端活动星系核的变化，我们获得了后续的光学光谱的三个耀斑星系十年后，与空间望远镜成像光谱仪（STIS）和一个狭窄的狭缝，以搜索或严格限制任何持续的塞弗特发射在其核中的存在。其中两个星系，RX J1624.9+7554和RX J1242.6-1119，在哈勃太空望远镜（HST）的核光谱中没有显示出发射线或非恒星连续谱的证据，这与它们作为不活跃星系的地面分类一致。它们仍然是最有说服力的潮汐破坏事件的宿主。NGC 5905，以前被称为星暴H II星系，因为它有很强的发射线，在它的内部有0。“1是一个发射线比很窄的核，需要塞弗特2分类。在NGC 5905中，这个微弱的塞弗特2核被许多周围的H II区域所掩盖，需要一个低水平的非恒星光电离，因此增加了一些关于其X射线耀斑性质的不确定性，这可能是也可能不是潮汐破裂事件。NGC 5905中既没有宽发射线，也没有核X射线吸收，这也表明它是一个“真正的”塞弗特2星系，但它的X射线变化超过100倍。
2003-04-02 astro-ph
The Chrysalis Opens? Photometry from the Eta Carinae HST Treasury Project, 2002-2006
在过去的十年中，埃塔汽车已经明显明亮，可能表明状态的变化。在这里，我们总结了由哈勃太空望远镜收集的测光作为HST财政部项目的一部分，对这个对象。我们的数据包括STIS/CCD采集图像，ACS/HRC图像中的四个过滤器，并在通量校准STIS光谱合成光度。HST的空间分辨率使我们能够从明亮的拱星喷出物中分离出来检查中央恒星。在2002- 2006年期间，它的视亮度继续快速增加，特别是在2003年中期的分光事件之后。如果这种趋势继续下去，中央恒星很快就会变得比它的喷出物更亮，与几年前的状态截然不同。1938- 1953年的迅速变化可能是一个先例。我们推测，在过去的一个世纪里，这颗恒星的质量损失率一直在下降。
2006-09-11 astro-ph
HST/STIS spectroscopy of the environment in the starburst core of M82
[摘要]我们提出了高分辨率的光学HST/STIS观测，其中两个狭缝穿过M82核附近的四个最明亮的星暴团块。这些提供H_α运动学，消光，电子密度和发射措施。从径向速度曲线我们确认了恒星棒的存在，并发现超级星团M82-A1的位置和径向速度与它处于由内部Lindblad共振形成的独特x2棒轨道之一的末端一致。我们推导出一个新的模型的方向的酒吧和光盘相对于主要的星爆团块，并提出团块A已形成的酒吧区域内的酒吧轨道之间的气体相互作用的结果，而区域C位于酒吧的边缘和区域D和E位于更远离核，但严重模糊。我们得到了极高的星际密度，对应于P/k ~ 0.5-1.0 x 10^7 cm^-3 K的ISM压力，并讨论了测量到的核星团周围气体性质对银河风产生和演化的影响。尽管不同的压力，电离参数是均匀的秒差距尺度，我们讨论为什么这可能是这样的。当我们的光谱的信噪比足够高时，我们识别出多个发射线分量。通过详细的高斯线拟合，我们确定了H_α亮线的一个普遍存在的宽（200-300 km/s）的基本成分，并讨论了产生这种宽度的物理机制。我们的结论是，蒸发和/或烧蚀的物质从星际气体云的高能光子和快速流动的集群风的影响所造成的产生的云的表面上的排放产生的高度湍流层。
2007-08-24 astro-ph
HST/STIS Spectroscopy of Five Super Star Clusters in the Starburst Galaxy M82
我们目前获得的光谱与空间望远镜成像光谱仪（STIS）的五个年轻的大质量星团的星暴星系M82。本文对一个星团M82-A1及其在星爆核的直接环境作了详细的分析。从HST存档图像中，我们发现它是椭圆形的，有效半径为3.0+/-0.5 pc，并被一个紧凑的（r=4.5+/-0.5 pc）H II区域包围。我们确定的年龄和红化的M82-A1使用合成光谱的人口合成模型拟合的连续能量分布和深度的巴耳末跳跃。我们发现它的年龄为6.4+/-0.5百万年，测光质量估计为M=7-13 x 10^5太阳质量。我们将其形成与4-6万年前最近的星爆事件联系起来。我们发现M82-A1周围的H Ⅱ区的氧丰度是太阳的或略高。H II区的高压P/k = 1-2 x 10^7 cm^-3 K。在A区的扩散气体有一个稍微低的压力，这与宽的H α发射线宽度一起，表明在M82星暴核心的热和湍流压力都异常高。我们讨论了这种环境如何影响M82-A1的团风的演变。我们发现，高压可能导致压力驱动的气泡失速。我们还获得了星团B1-2和B2-1在“化石”星暴区和中间年龄星团F和L的光谱年龄。这些都与早期的研究一致，并表明，恒星形成活动，足够强烈，以产生超级星团，一直在M82在过去的Gyr，也许在离散和本地化的插曲。
2006-05-03 astro-ph
Hubble Space Telescope STIS Spectroscopy of Long Period Dwarf Novae in Quiescence
我们提出的合成光谱分析的结果HST STIS光谱的五个长周期矮新星在他们的平静期间获得的，以确定其白矮星的性质是鲜为人知的CV周期间隙以上的系统。作为HST快照项目的一部分，对TU Men、BD Pav、SS Aur、TT Crt和V442 Cen这五个系统进行了观察。光谱的描述和拟合与白矮星光球和吸积盘的组合。我们提供的证据表明，所有五个系统中的白矮星至少部分暴露。我们讨论了我们的模型拟合结果的演化影响，并比较这些矮新星以前分析的FUV光谱的其他矮新星以上的周期差距。高于周期间隙的CV WD温度的分散性显著大于低于周期间隙的CV WD温度的分散性，在周期间隙下，在15，000K附近的温度存在令人惊讶的窄分散性。看起来在周期上方的矮新星表面温度的分布比在间隙下方的要大。
2008-01-30 astro-ph
Detection of H2 Emission from Mira B in UV Spectra from the Hubble Space Telescope
我们目前的紫外光谱的米拉的伴星从太空望远镜成像光谱仪（STIS）仪器上的哈勃太空望远镜（HST）。伴星通常被认为是一颗白矮星，周围环绕着一个由米拉风提供能量的吸积盘，而米拉风控制着系统的紫外线辐射。STIS的紫外光谱主要是由H I Ly-alpha发出荧光的许多窄的H2谱线，这些谱线在国际紫外线探测器（IUE）对Mira B的众多观测中都没有检测到。IUE检测到的高温线（例如，C IV 1550）仍然存在于STIS光谱中，但具有显著较低的通量。STIS光谱中的连续通量也低得多，比IUE观测到的低一个数量级以上，也比1995年HST暗物体相机物镜棱镜光谱中观测到的通量低一个数量级。因此，当STIS观测到这颗恒星时，Mira B上的吸积速率明显要低得多，这种变化改变了Mira B的紫外光谱特征。
2001-07-02 astro-ph
