Origin of Structures in Wolf-Rayet Winds: FUSE Observations of WR 135
我们报告说，在可能是单个沃尔夫-拉叶星WR 135的几乎所有主要天鹅座P轮廓的吸收槽中，FUSE检测到了强烈的、高度蓝移的吸收特征。这些特征也出现在对冲击波敏感的OVI 1032/38双合线中，在时间和速度空间上与其他低电离物质一致。在两种不同的解释之间进行选择：大规模的、连贯的结构与局部的、随机的冲击，我们倾向于后者。速度的绝对值，以及在冲击区的速度分散，冲击气体的密度，以及观测到的变化的时间尺度，使我们能够将观测到的冲击与一个热的大质量恒星风中的许多过密团块（斑点）的发生率联系起来。
2006-02-07 astro-ph
Properties of Hot, Massive Stars: The Impact of FUSE
综述了FUSE对OB星和Wolf-Rayet星基本参数的影响。远紫外线中的恒星风特征为我们提供了重要的有效温度的额外诊断。与改进的非LTE恒星大气模型一起，考虑到线覆盖和恒星风，这导致了O型星的光谱类型温度校准相对于Vacca等人（1996）的向下修订。此外，O型矮星的Lyman连续电离通量与Panagia（1973）和Vacca等人以前的校准进行了比较。我们还讨论了OB星的质量损失率，因此，最近的理论预测（Vink et al. 2000，2001）和O型超巨星的观测之间的一致性是可能的，只有当风聚集在远紫外线和H-α线形成区域时，FUSE数据集中的PV 1118-28（早期到中期O）或SIV 1062-1073（晚期O到早期B）的线轮廓比较才有利于这种情况。相比之下，B超巨星的风强度预计要比观测结果高得多，特别是如果它们的风也是聚集的话。最后，NII 1085共振线观测表明，非常晚WN星的风速显着向上修订，加上OB和WR星的元素丰度进行了简要讨论。
2004-10-01 astro-ph
FUSE Snap-Shot Survey of O VI Variability in the Winds of 66 OB-Type Stars
我们已经使用远紫外光谱探测器（FUSE）进行快照调查的OVI的变化在银河系和麦哲伦云的66 OB-type恒星的风。这些时间序列由两个或三个观测组成，间隔从几天到几个月不等。虽然这些时间序列提供了最低限度的检测变化所需的信息，本次调查表明，在OB型恒星的风中的O VI双线在不同尺度上的时间和速度是可变的。对于从O3到B1的光谱类型，64%随时间变化。在B1以后的谱型上，没有观测到风的变化。这部分代表了一个下限的真实发生率的变化，在O VI风线，这是非常常见的，可能无处不在。观测到的变化延伸到几百公里/秒的风廓线，可能很强。风OVI廓线变化的宽度与终极速度（\vinf）仅弱相关，但在变化的最大速度与\vinf之间导出了显著的相关性（接近1：1的关系）。高速度O VI风吸收功能（可能与其他风线中看到的离散吸收组件）也观察到在46%的情况下，从O3到B0.5的光谱类型。这些特征是可变的，但其传播的性质不能从这次调查中确定。如果X射线能通过俄歇电离产生足够的OVI，并且X射线来源于风中的强地震，则本研究表明，更强的地震在\vinf附近发生得更频繁，从而导致\vinf附近OVI的增强。
2003-02-02 astro-ph
FUSE Observations of the Stellar Winds of Two O7 Supergiants in the Magellanic Clouds
比较了大麦哲伦星云O 7 Ib（f）星Sk-67 111和小麦哲伦星云O 7 Iaf+星Sk 80的远紫外光谱特征。最显著的区别是Sk 80具有显著更低的终极速度、更弱的O VI吸收和更强的S IV发射。我们已经使用线覆盖，流体动力学，非LTE大气模型来探索这些差异的起源。远紫外光谱需要系统较低的恒星温度比以前的测定O 7超巨星来自平面平行，流体静力学模型的光球线轮廓。在这些温度下，SK -67 111中的O VI主要是由于风中的冲击。
2000-05-02 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
Constraints on the Ionization Balance of Hot-Star Winds from FUSE Observations of O Stars in the Large Magellanic Cloud
我们使用Sobolev精确积分模型分析了25颗LMC O星的风线。这些数据包括FUSE配置文件的C III，N III，S IV，P V，S VI，和O VI和IUE或HST数据的Si IV，C IV，和N V的几个FUSE线是不饱和的，所以有意义的光学深度（相当于，质量损失率倍电离分数），作为风速的函数，可以确定。这些量的比率给出了相对电离作为速度的函数，并表明，除了O VI在所有的恒星和S VI在后来的恒星，风电离向低阶段在较高的速度。由于O VI和S VI的行为与其他离子不同，它们必须通过不同的机制产生。使用质量损失率确定从温克等人。关系，我们得出平均电离分数。因为这些都小于1，所以导出的质量损失率不能太小。然而，P V的离子分数（预计在某些风中占主导地位），从来没有超过0.20。这意味着，无论是计算的质量损失率或假设的P丰度太大，或风强烈聚集。我们研究的平均离子分数和恒星参数之间的相关性，并找到两个显着的关系。首先，正如预期的那样，较低离子的平均电离分数随着温度的升高而降低。第二，在最晚的恒星和O VI的平均电离分数的增加与终极速度，再次肯定Cassinelli和奥尔森的猜想，O VI是产生非辐射。最后，我们讨论了三颗恒星，BI 272，BI 208和Sk-67 166的特殊方面。
2002-12-23 astro-ph
The Detection of Wind Variability in Magellanic Cloud O Stars
本文报道了麦哲伦星云O型星（Sk-80，Sk-67 - 05和Sk-67 - 111）的远紫外探测器（FUSE）光谱。这些数据表明，FUSE有能力对河外恒星进行时间分辨光谱分析。FUSE的波长覆盖范围提供了进入共振线的途径，这是由于不太丰富的物种，如硫，这是不饱和的O超巨星。这使我们能够检查风的变化，在所有的速度在共振线的恒星具有更高的质量损失率比可以在更长的波长（λ> 1150 A）的研究。FUSE的波长范围还包括离子的共振线，这些离子包含了预期的风的主要电离阶段。我们的观测时间跨度为1-4个月，有几个密集的采样间隔为10小时或更长。这些观测结果揭示了所有计划恒星的风变率以及电离结构和变率时间尺度的显著差异。Sk-67 111在小于10小时的时间尺度上表现出显著的风变，最冷的O星（Sk-67 05）表现出最大的OVI变化。
2000-05-22 astro-ph
FUSE and the Astrophysics of AGN and QSOs
FUSE的高光谱分辨率和灵敏度使活动星系核和类星体的远紫外研究成为可能，这是对HST、钱德拉和XMM-牛顿观测的自然补充。通过协同使用附近活动星系核的大样本作为星系晕和ISM中气体的背景探测器，FUSE PI团队已经观测到大量（接近100个）最近和最亮的活动星系核。除了从O VI的排放，我们确定的排放线，由于C III，N III，S IV，和He II在许多1型活动星系核。超过一半的1型天体也显示出O VI双重线的固有吸收以及C IV吸收和软X射线暖吸收体的证据。客座研究人员成功地协调了FUSE对明亮AGN的观测，同时进行了HST和X射线观测。这些结果极大地促进了我们对活动星系核中紫外和X射线吸收气体的理解，它们要么是来自吸积盘的风，要么是来自遮蔽环的热驱动风。
2004-11-14 astro-ph
FUSE Observations of Active Binaries
FUSE观测有助于推进我们对活跃双星系统的物理性质和行为的理解，包括激变变星（CV）和X射线双星（XRB）。FUSE数据使观测者能够研究：吸积盘、磁通道吸积流和白矮星吸积体，以及它们如何对吸积波动和盘爆发作出反应;双星演化在确定系统性质方面的作用;盘和盘风中的垂直和方位结构;以及活跃双星性质的变化揭示了致密系统中吸积物理学的什么。FUSE观测活动双星的结果在这里进行审查。
2004-10-07 astro-ph
Revised Stellar Temperatures for Magellanic Cloud O Supergiants from FUSE and VLT-UVES Spectroscopy
我们用远紫外FUSE、紫外IUE/HST和光学VLT UVES对四颗LMC和SMC O 4 - 9.7极超巨星进行了定量分析。扩展的，非LTE模式的大气，允许一致的治疗线覆盖被用来分析风和光球光谱功能同时进行。用H α来约束dM/dt，HeI-II光球谱线揭示了T_eff的系统性（5-7.5kK）和显著性（15-20%）低于以前从未覆盖的、平面平行的、非LTE光球研究中得出的值。我们对这些修订有信心，因为推导出的T_eff通常在整个912- 7000 Ang观察到的光谱范围内产生一致的拟合。特别是，我们能够解决以前的紫外光T_eff的差异。“Of”分类标准与（强）氮富集（通过NIII 4097）和（弱）碳消耗（通过CIII 4647-51）直接相关，为恒星表面未加工和CNO加工材料的混合提供了证据。氧丰度更难以限制，除了通过O9.7超巨星的OII线，它也被发现有些耗尽。风聚集的影响也进行了研究，其中PV 1118-28可能提供了一个有用的诊断O星风。修订后的恒星性质影响现有的校准（一）莱曼连续光子-一个因素的两个低的O 4超巨星;和（二）动能释放到ISM的O超巨星。我们的结果也有重要的校准的风动量光度关系的OB星。
2002-06-15 astro-ph
FUSE Observations of the Post-AGB Star ZNG 1 in the Globular Cluster M5 (NGC 5904)
我们用远紫外光谱探测器（FUSE）观测了球状星团M5中的热后AGB星ZNG 1。从得到的光谱，我们得到一个有效的温度T_eff ~ 45，000 K，旋转速度v_rot ~ 100 km/s，碳和氮的丰度约为太阳的10倍，风的终极速度接近1000 km/s，以及恒星周围物质壳膨胀的证据。碳和氮的增加表明AGB上的核处理材料被挖掘出来。高自转速度可能反映了先前与伴星的合并。
2002-09-17 astro-ph
Mira B Rejuvenated
哈勃空间望远镜和远紫外线光谱探测器卫星最近的紫外线光谱表明，在1999-2001年被哈勃空间望远镜和远紫外线光谱探测器发现处于非常低的状态之后，从米拉B观测到的紫外线和连续通量正在增加，恢复到国际紫外线探测器在1979-1980年和1990-1995年观测到的水平。紫外线辐射与米拉A的大量风在米拉B上的物质吸积有关，因此这种变化可能是由于吸积速率的变化。根据风的吸收特征，我们估计Mira B的质量损失率为2.5e-12 Msun/yr，表明Mira B的风强度随着吸积率的增加而增加。紫外线的变化可能与以前报道的14年周期米拉B的光发射。
2006-06-19 astro-ph
White Dwarfs and Hot Subdwarfs as Seen from FUSE
我们提出了一个小的收集FUSE光谱代表的主要光谱类发现在白矮星。此外，我们还讨论了另一类热演化恒星，即热次矮星。这两个家族都属于化学性质特殊的恒星，人们认为，引力沉降、普通扩散、辐射悬浮、微弱的恒星风和吸积等相互竞争的过程的复杂相互作用是这些天体中观测到的大气成分丰富多样的原因。FUSE在目前寻求建立这些恒星光谱演变的连贯理论方面发挥着关键作用，因为它能够以比以前根据光学或紫外线观测所能达到的高得多的准确度确定重元素丰度的模式。我们还简要介绍了一些迷人的FUV光变曲线的少数脉动亚矮星B星，从而说明了独特的潜力，FUSE的星震学研究，尚未被利用的潜力。
2004-11-03 astro-ph
FUSE Observations of Nebular O VI Emission from NGC 6543
NGC 6543是为数不多的行星状星云（PNe），其X射线辐射被证明是扩展的，并起源于热的内部气体。利用FUSE观测，我们现在已经探测到了NGC 6543的星云O VI发射。其中心恒星的有效温度约为50，000 K，温度太低而无法产生O V，因此O VI离子一定是由内部高温气体与星云壳层之间的热碰撞产生的。我们模拟的O VI排放纳入热传导，但发现，简单的假设AGB和快速风的质量损失率过度产生X射线发射和O VI排放。因此，我们采用的压力的内部热气体的界面层，并发现预期的O VI排放量是可比的观测。
2004-11-15 astro-ph
Phase-dependent changes in the wind lines in the HMXRB's SMC X-1 and 4U1700-37
利用FUSE观测了大质量X射线双星SMC X-1和4U 1700 -37，研究了X射线源对主星风的影响。在这两个系统中的风线的相位依赖的变化已经被观察到，表明在恒星风中的X射线电离区的创建。SMC X-1的高X射线亮度使大部分风电离，并留下斯特龙格伦区。这破坏了部分轨道中风的共振线加速度，使风停止并破坏质量流。在4U 1700 -37中首次发现了类似但不太引人注目的效果。这种所谓的Hatchett-McCray（HM）效应已经被预测为4U 1700 -37，但以前没有检测到。
2004-10-22 astro-ph
Far-Ultraviolet Observations of Starburst Galaxies with FUSE: Galactic Feedback in the Local Universe
我们分析了16个本地恒星爆发的样本的FUSE远紫外光谱。这些星系的恒星形成率几乎跨越三个数量级，恒星质量超过两个数量级。我们发现，最强的星际吸收线通常是蓝移相对于星系系统速度约50至300公里/秒，这意味着存在恒星爆发驱动的星系外流。外流速度平均随恒星形成率和单位质量恒星形成率的增大而增大。我们发现流出的日冕阶段（T ~几十万K）的气体检测通过OVI 1032吸收线在几乎每个星系。这种流出气体的运动学不同于低电离物质，并且与辐射冷却气体的预测一致（最有可能在X射线追踪的热流出气体和冷环境物质之间的界面处产生）。日冕气体的辐射通常不会被探测到，这意味着这个阶段的辐射冷却不会影响风的动力学/能量学。我们发现，较弱的星际吸收线位于接近系统的速度，这意味着流出的气体有一个较低的柱密度比静止的气体在星爆。从莱曼边缘以下的直接观察和CII 1036线核心处的小剩余强度，我们得出结论，电离辐射的绝对逃逸分数很小（通常小于百分之几）。这个样本提供了一个独特的窗口，对本地星暴星系的全球性质和理解高红移星系光谱有用的比较样本。
2008-11-21 astro-ph
Far Ultraviolet observations of the High Mass X-ray Binary 4U1700-37/HD153919
利用FUSE观测了高质量X射线双星4U 1700 -37/HD 153919，研究了X射线源对主星风的影响。已经观察到风线的相位依赖性变化，表明在恒星风中产生了X射线电离区。4U 1700 -37的X射线亮度电离了大部分风，并留下了斯特龙格伦区。这破坏了轨道部分风的共振线加速度，使风熄灭并破坏质量流。这种效应在4U 1700 -37中首次被发现。这种所谓的Hatchett-McCray（HM）效应已经被预测为4U 1700 -37，但以前没有检测到。
2004-12-07 astro-ph
Molecular Hydrogen Emission Lines in Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Observations of Mira B
我们提出了新的远紫外光谱探测器（FUSE）的米拉A的风吸积伴星，米拉B的观测。我们发现，在FUSE光谱中最强的线是H2线荧光H I莱曼-α。先前分析的哈勃太空望远镜（HST）光谱也显示了许多莱曼α荧光H2线。HST的谱线都是莱曼谱线，而FUSE H2的谱线大多是维尔纳谱线，其中许多是以前从未在天体物理光谱中发现过的。我们结合FUSE和HST的数据，以完善的排放H2气体的物理性质的估计。我们发现，发射可以再现的H2层的温度和柱密度T=3900 K和log N（H2）=17.1，分别。HST和FUSE数据之间的另一个相似之处，除了H2发射的普遍性之外，是连续谱和高温发射线的惊人弱点，这表明Mira B上的吸积已经大大减弱。1999年8月2日HST观测到的紫外线通量比1979- 1995年HST和国际紫外线探测器（IUE）观测到的低一个数量级以上。对FUSE数据的分析显示，Mira B在2001年11月22日仍然处于类似的低状态。
2003-10-03 astro-ph
A Hot Wind from the Classical T Tauri Stars: TW Hydrae and T Tauri
用KECK/NIRSPEC和IRTF/CSHELL对He I（10830 A）红外线的光谱分析以及用FUSE对C III（977 A）和O VI（1032 A）紫外线的光谱分析表明，经典的金牛座T星TW Hydrae具有天鹅座P型轮廓、线不对称性和吸收，表明它具有连续、快速的辐射。（~400 km/s），热（~ 300，000 K）加速流出，质量损失率为每年10^-11 - 10^-12太阳质量，或更大。金牛座T N的光谱似乎与这样的风相一致。辐射和外流的来源似乎仅限于恒星本身。虽然质量吸积率是一个数量级少TW Hya比T头，流出达到更高的速度在TW Hya的色球温度。来自年轻恒星物体的风可能比以前认为的更热，更快。
2005-05-02 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
Central Stars of Planetary Nebulae in the Magellanic Clouds: A Detailed Spectroscopic Analysis
用远紫外光谱探测器（FUSE）观测了大麦云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）中的行星状星云（CSPN）的5颗中心星，它们的亮度范围在905-1187 Ang之间。我们进行了基于模型的分析，这些光谱与哈勃太空望远镜（HST）光谱在紫外线和光学范围内，以确定恒星和星云的参数。在大多数天体的FUSE谱中发现了热（T >~ 2000 K）星周分子氢的特征。我们还在LMC-SMP 76的风中发现了X射线的证据。
2006-12-12 astro-ph
A Search for O VI in the Winds of B-Type Stars
我们对235颗银河系B型星的FUSE谱进行了测量，以确定在H-R图中产生超离子OVI的边界。通过比较的位置和形态，否则身份不明的吸收功能在附近的O VI共振双峰与真正的风档案中看到的IUE光谱的N V，Si IV和C IV的共振线，我们能够检测蓝移的O VI线的光谱中的巨星和超巨星的温度类迟至B1。在晚于B 0的矮星或晚于B1的任何光度等级的恒星中，都没有检测到O VI的特征，尽管我们识别这些恒星中弱吸收特征的能力受到与光球和星际特征混合的严重限制。我们讨论的证据表明，O VI和N V的离子分数的比例是大大不同的风的早期B型恒星比O型恒星。
2003-05-06 astro-ph
UV and X-ray Observations of Mass Outflows in AGN
一半以上的低红移活动星系核对紫外和X射线有高度电离的吸收。观测到的UV和X射线吸收线在几百km/s的速度下几乎总是蓝移，这表明吸收气体是从活动核流出的。在某些情况下，推断的质量流量竞争对手的爱丁顿限制的中央黑洞，这表明这些流出是密切相关的质量吸积和能量产生机制的活动星系核。喷出的物质也会对宿主星系的星际介质和周围的星系际物质产生影响。在过去的几年中，协调的紫外和X射线观测几个明亮的活动星系核在高光谱分辨率使用HST，FUSE，钱德拉，和XMM牛顿大大有助于我们了解这些外流。我将对这些最近的观测作一概述，总结我们的{ \it FUSE}对低红移活动星系核的观测，并在来自吸积盘的风和来自遮蔽环的热驱动风模型的背景下解释这些结果。
2004-03-30 astro-ph
The Low Velocity Wind from the Circumstellar Matter Around the B9V Star sigma Herculis
我们已经获得了FUSE光谱的西格玛她，附近的二元系统，与主序列的主要，有一个像织女星红外过剩。我们观察到吸收的激发精细结构线C II* 在1037 A，N II* 在1085 A，和N II** 在1086 A的蓝移高达~30公里/秒的恒星。由于这些特征比恒星线窄得多，比星际特征宽得多，因此C II和N II是拱星的。我们认为，有一个辐射驱动的风，所产生的拱星物质，而不是吸积发生在β Pic，因为西格玛她的高光度。假设气体是在20天文单位（黑体颗粒与恒星处于辐射平衡的近似距离，也就是三体轨道变得不稳定的距离）处由母体之间的碰撞释放出来的，我们推断出dM/dt ~ 6 * 10^-12 M_{sun} /yr。这种风在小于系统估计年龄的时间内耗尽了母体的最小质量。
2002-09-04 astro-ph
WZ Sge: FUSE Spectroscopy of the 2001 Outburst
短周期激变变星WZ Sge在2001年7月经历了23年来的第一次矮新星爆发。这里我们描述905-1187 Ang。远紫外光谱探测器（FUSE）在爆发期间和爆发后的头几个月内获得的光谱。第一个光谱，获得约7天后爆发开始和6.4天过去的光学最大值，是占主导地位的广泛（50-60昂。EW）的功能，由于O VI和其特点是从一个高度倾斜的磁盘调制的影响，高度电离风的排放。WZ Sge在后来的观测中变得更暗（从光学极大值后约45天开始），在远紫外线下变得越来越“红”。光谱的形状越来越类似于富含金属的白矮星光球的预期，尽管似乎至少在第二次FUSE观测中，当可见光曲线显示系统正在经历再亮事件时，一些盘的贡献仍然存在。在9月29日和11月初观测到的吸收线是窄的，宽度（FWHM）为0.7-1.3 Ang，当时可见光曲线相当稳定地向静止方向下降。（200-400 km/s）。对这些光谱最自然的解释是，连续谱来自于一个相对巨大、缓慢旋转的白矮星，而这些谱线是由大气中的金属和沿着视线到白矮星的吸收物质的组合产生的。如果白矮星的log{g}= 8.5，那么白矮星的温度从9月29日的25，000 K降到11月初的23，000 K。
2003-03-24 astro-ph
FUSE observations of the Blue Compact Dwarf Galaxy Mrk 59
本文讨论了蓝致密矮星系Markarian（Mrk）59的近金属缺陷（Zsun/8）彗星远紫外光谱。这些数据被用来研究其星际介质中的元素丰度。H I吸收线的特点是窄的核心，这是星际起源和广泛的翅膀，这是恒星起源。Mrk 59的平均星际氢柱密度约为7 × 10 E20 cm-2。没有看到H2线，并且在10 σ水平下N（H2）<10 E15 cm-2。扩散H2的缺乏是由于破坏H2分子的强UV辐射场和导致H2形成所需的尘埃颗粒稀缺的低金属性的组合效应。观测到S VI 933.4、944.5 A和O VI 1031.9、1037.6 A的P-Cygni剖面，表明存在非常热的O型星，恒星风终极速度约为1000 km/s。通过拟合的线轮廓与多个组件，每个组件的速度色散b = 7公里/秒，并跨越径向速度范围为100公里/秒，其中一些可以饱和，我们得出重元素丰度的中性气体。我们发现中性气体的log N（O I）/N（H I）= -5.0+/-0.3或[O I/H I] = -1.5，比超巨星H II区的氧丰度低10倍左右，这意味着后者的自富集。
2001-09-27 astro-ph
Semi-empiric Radiative Transfer Modeling of FUSE Stellar Spectra
我们提出了一个概述的辐射转移建模的努力，解释光谱的各种恒星物体观察FUSE。详细的辐射转移模型的高离子发射线轮廓的C III和O VI观察到的远紫外光谱提供了一个强有力的手段来探测高温等离子体在恒星大气中的热和动力学性质。我们模型的C III lam 977的光谱中观察到的发光冷星，如阿尔法Aqr的不对称发射线，推断风和微湍流的速度结构的上色球层。半经验的辐射转移模型，包括过渡区的温度条件，进一步发展的基础上详细的适合O VI共振发射线的超巨星阿尔法Aqr，经典造父变星β Dor，和自吸收的O VI发射线的激变变量SW UMa。我们观察到阿尔法Aqr的C III共振线轮廓呈现出显着的不对称形状，让人想起在热发光超巨星中观察到的天鹅座P型轮廓。模型计算表明，在65 kK和更高的动力学温度下，流出速度超过~140 km/s。基于详细的模型适合于窄的红移和自吸收的O VI发射线的SW UMa，我们计算的气体和电子密度超过约三个数量级的太阳过渡区的上部的密度条件。我们讨论了如何详细的半经验适合发射线观察到的高光谱分辨率的FUSE可以提供可靠的约束在这些对象的质量损失或质量吸积率。
2005-04-24 astro-ph
Modeling the Spectral Signatures of Accretion Disk Winds: A New Monte Carlo Approach
两极外流存在于许多吸积盘的天体物理系统中。在吸积盘激变变星（CV）中，这些外流是这些系统紫外光谱中大多数强特征的原因。然而，很少有人尝试对这些特征进行定量建模。在这里，我们描述了一个新的，混合Monte Carlo/Sobolev代码，它使我们能够合成一个磁盘为主的，质量损失CV的完整频谱。我们计算C IV的线轮廓类似于以前的工人计算时，假设一个相同的几何形状。然而，我们的合成光谱表现出不仅是众所周知的共振线的O VI，N V，Si IV和C IV，但是，适当选择的质量损失率和风的几何形状，也有许多线来自激发较低的状态。其中许多谱线已经在用HUT、FUSE和HST获得的CV的远紫外光谱中看到。为了说明在何种程度上，我们目前能够重现观测到的光谱，我们最后提出了一个初步的适合霍普金斯紫外望远镜光谱的矮新星Z凸轮爆发。
2002-07-31 astro-ph
Hot Gas in Planetary Nebulae
在少数行星状星云（PNe）中探测到了弥散X射线辐射，这表明存在激波快速恒星风，并为PNe的相互作用恒星风形成假设提供了支持。然而，观测到的X射线光度远低于预期，类似于大质量恒星吹出的气泡或超级气泡中的情况。为了调和观测结果与理论预期之间的差异，人们做了一些特别的假设。我们已经启动了FUSE计划，观察OVI吸收和发射从PNe，我们的初步结果表明，OVI发射提供了一个有效的诊断PN内部的热气。
2003-10-10 astro-ph
Modelling the Spectral Signatures of Accretion Disk Winds in Cataclysmic Variables
在许多吸积盘的天体物理系统中，都存在双极外流。在盘主导的激变变星中，这些外流是紫外和FUV光谱中大部分特征的原因。然而，很少有人试图模拟的功能，出现在磁盘吸积激变变量的光谱定量。已经尝试的模型几乎完全集中在解释C IV的形状上。在这里，我们描述了一个新的混合Monte Carlo/Sobolev代码，允许一个完整的紫外光谱的磁盘为主的激变变量的合成。可以模拟大范围的方位角对称风的几何形状。食系统中的线形状的变化也可以被研究。合成光谱中的特征不仅包括O VI，NV，Si IV和C IV的众所周知的共振线，而且通过适当选择质量损失率和风的几何形状，许多来自HUT，FUSE和ORFEUS光谱中观察到的激发较低状态的线。线轮廓的C IV类似于以前的工人计算，当一个相同的几何形状是假设。我们将合成的光谱与Z Cam的HUT光谱进行比较，表明在这种情况下可以获得与光谱相当好的“拟合”。
2001-10-10 astro-ph
Accretion and Outflow in Interacting Binary Systems: FUSE Observations of the Novalike Cataclysmic Variable, UX Ursae Majoris
我们目前的远紫外（905 - 1182 A），时间序列光谱的日食，novalike激变变量，UX UMa，获得与FUSE。时间平均谱是复杂的，并且由重叠的谱特征主导。最突出的特征是CIII、NIII、NIV和OVI的发射线。它们是宽的（FWHM >= 1800 km/s）和双峰的，在零速度下具有中心吸收。在日食期间，光谱更简单：发射线仍然明亮，但线的吸收成分和发射线之间较弱的特征完全消失，留下平坦的连续谱。这种行为在我们从HST档案中检索到的GHRS（1149 - 1660 A）光谱中也很明显。FUV光谱在几分钟的时间尺度上显示闪烁。闪烁主要出现在连续谱和/或较弱的谱线中，而不是突出的发射谱线中。轨道光变曲线在轨道相位0.45 - 0.65之间的FUV通量有一个下降，类似于在HST观测中检测到的食前下降。线吸收特征的EW在下降期间减小。我们已经探测到轨道周期上光谱特征的系统波长偏移，但相位滞后约20度，这是在光学波长上报告的现象。我们讨论的背景下，一个吸积盘与色球之间的磁盘和扩展风的模型，我们的结果的影响。最后，我们注意到，观测到的FUV通量太低，与Baptista等人（1995）推导的WD的温度和半径不一致，这表明他们剩余的二元参数，包括质量比为1，应该持怀疑态度。
2002-10-17 astro-ph
Structure and clumping in the fast wind of NGC6543
对FUSE卫星的远紫外光谱进行了分析，以独特地探测富氢行星状星云NGC 6543（HD 164963）中央恒星快风的空间结构和聚集。非饱和PV 1118、1128共振线P天鹅座廓线的时间序列数据提供了外流中可变风条件的非常灵敏的诊断。我们报告发现的幕式和经常性的光深度增强的PV吸收槽，与0.17天的调制时间尺度的一些证据。SEI线合成模型用于推导物理特性，包括单个“事件”的光学深度演变。这些特征的特性基本上与大质量OB星紫外线谱线中常见的“离散吸收成分"相同。我们还采用了统一的大气模型代码CMFGEN探索光谱特征的结块，特别是报告的PV线的清晰的灵敏度的团块体积填充因子。这里提出的结果有影响的PN中心星的质量损失率的向下修正。我们的结论是，时间结构中看到的PV线的NGC 6543可能有一个物理起源，这是类似于在大质量的，发光的恒星，并可能与近表面的恒星脉动和/或磁场引起的扰动。
2007-08-17 astro-ph
The Influence of Stellar Wind Variability on Measurements of Interstellar O VI Along Sightlines to Early-Type Stars
FUSE任务的一个主要目标是了解银河系和麦哲伦云的星际介质中O VI离子的起源。沿着OB型恒星的视线，这些星际成分通常与O VI型恒星风剖面混合，其形状经常变化。为了评估这种随时间变化的混合对星际O VI线测量的影响，我们对银河系和大麦云星云中的OB型恒星进行了一次小型的重复观测调查。这些稀疏的时间序列由2-3个观测数据组成，间隔从几天到几个月不等，表明风的变化通常发生在O VI（50颗恒星样本的60%），就像它确实在其他共振线中一样。然而，在星际O VI $λ$ 1032区域，O VI $λ$ 1038风只在$\sim$ 30%的情况下变化。通过研究表现出大幅度变化的情况下，我们得出结论，星风的变化{ \em一般}介绍了沿银河系视线的单个星际O VI组件可以忽略不计的不确定性，但可能导致在更广泛的组件或混合组件的测量，如那些通常观察到的朝向恒星在大麦云的巨大误差。由于恒星O VI线中的离散吸收成分可能会造成污染，因此应小心处理终极速度大于或等于双重分离（1654 km/s）的恒星。
2001-06-29 astro-ph
Low mass loss rates in O-type stars: Spectral signatures of dense clumps in the wind of two Galactic O4 stars
利用FUSE和IUE的数据，我们分析了银河系中两颗O 4星的远紫外光谱：O 4 If+超巨星HD 190429 A和O 4V（（f））矮星HD 96715。我们进行了定量分析的基础上的两个NLTE模式的大气和风的代码，TLUSTY和CMFGEN。我们导出了这两颗恒星的星风参数和表面成分。HD 190429 A的表面具有典型的演化O超巨星（富N，C和O-穷人）的组成，而HD 96715表现出表面N增强类似于SMC O矮星中发现的富集，并归因于旋转诱导的混合。我们发现，均匀风模型不能匹配观测到的轮廓O V1371，并需要非常低的磷丰度，以适应P V1118-1128共振线。然而，我们能够匹配的O V和P V线使用聚集风模型。我们发现，NIV 1718也是敏感的风丛生。对于这两颗恒星，我们已经计算出了聚集风模型，这些模型与来自不同物种的所有这些线条都很好地匹配，并且与Halalpha数据保持一致。因此，这些拟合提供了一个连贯的，因此更强有力的证据，风聚集在O型星比以前的索赔。我们发现这两颗恒星的风是高度聚集的，表现为非常小的体积填充因子，即HD 190429 A的f=0.04，HD 96715的f=0.02。与我们对SMC恒星的分析一致，聚集开始于风的深处，就在音速点上方。我们分析的最重要的结果是，O型星的质量损失率需要大幅向下修正，修正系数为3或更多。在确定O型星的风特性时，考虑风聚集…
2005-04-25 astro-ph
Orbital Parameters and Chemical Composition of Four White Dwarfs in Post-Common Envelope Binaries
我们介绍了后共包络双星Feige 24，EUVE J 0720 -317，BPM 6502和EUVE J2013+400中热白矮星的FUSE观测。光谱显示了许多光球层的吸收线，这些吸收线跟踪了白矮星的轨道运动。我们报告了Feige 24、EUVE J 0720 -317和EUVE J2013+400光谱中C III、O VI、P V和Si IV的检测，以及BPM 6502光谱中C III、N II、Si III、Si IV和Fe III的检测。天文测量支持这样一种可能性，即后共包络双星中的白矮星从次级星风中吸积了物质。BPM 6502和EUVE J2013+400的FUSE观测覆盖了一个完整的双星轨道。我们使用FUSE光谱测量了四个双星中白矮星的径向速度，其中零点速度是用恒星系统视线中的ISM速度固定的。对于BPM 6502，我们确定了一个白矮星的速度半振幅K_WD = 18.6+/-0.5km/s，而红矮星伴星的速度半振幅K_RD = 75.2+/-3.1 km/s，我们估计质量比为q = 0.25+/-0.01。通过对白矮星的光谱质量测定，我们推断出它的次级质量为MRD = 0.14+/-0.01Msolar。对于EUVE J2013+400，我们确定了一个白矮星的速度半振幅K_WD = 36.7+/-0.7 km/s。EUVE J 0720 -317的FUSE观测覆盖了大约3…
2007-11-09 astro-ph
The Evolution of Disks and Winds in Dwarf Novae Outbursts
远紫外观测是研究激变变星中的内吸积盘、吸积盘外流和质量积累的白矮星的极好探测器。本文利用U Gem和SS Cyg的FUSE FUV（904 - 1187 A）谱研究了两颗典型矮新星在爆发时的对比行为。在一次爆发中，我们对每个系统观察了四次。天鹅座SS的爆发峰和早期下降谱与稳态吸积盘和双锥风模型拟合得很好。一个广泛的，蓝移的OVI风形成的吸收线是唯一强的光谱特征。在后期爆发衰退，OVI和CIII线被视为广泛的发射功能和连续变平。在U Gem中，光爆发平台谱的连续谱可以用吸积盘模型谱拟合。光谱还显示出许多狭窄的，低速吸收线，不起源于内部吸积盘。我们讨论的背景下，部分吸收的FUV连续低速，垂直延伸的材料位于大磁盘半径的线光谱。U Gem的爆发晚期衰退谱主要由白矮星组成。WD模型拟合证实了早期研究中发现的太阳下C和太阳上N丰度。
2001-10-03 astro-ph
Mass Loss and Evolution of Stars and Star Clusters: a Personal Historical Perspective
从个人的历史观点出发，讨论了从1965年到现在，热星风和热星质量损失研究的发展和进展。目前状态的知识恒星风，在本次研讨会上提出的论文的基础上，进行了说明。大约10年前，恒星风的机制已相当清楚，质量损失率也已为人所知，而考虑质量损失的恒星演化理论的预测也与观测相符。然而，最近的研究，特别是那些基于FUSE观测，导致了显着减少的质量损失率，不同意从辐射驱动的风模型的预测。这种情况进行了讨论，并提出了未来的研究，可以澄清这种情况。我还讨论了已知的星团在不同环境中的溶解。溶解时间可以从簇样品的质量和年龄分布中得到。由此产生的溶解时间的集群在太阳附近（SN）和相互作用的星系短于预测的两体松弛的集群在潮汐场。与巨大分子云的相遇可以解释SN中星系团的命运，并且是相互作用星系中星系团寿命短的最可能原因。
2007-04-24 astro-ph
The Discordance of Mass-Loss Estimates for Galactic O-Type Stars
通过将星风廓线与FUSE、ORFEUS/BEFS和Copernicus观测到的P-V共振双峰进行拟合，我们确定了40颗银河系O型星的质量损失率与P^{4 +}离子分数乘积Mdot q（P^{4+}）的精确值。当P^{4+}是风中的主导离子时，Mdot q（P^{4+}）将质量损失率近似为2倍。理论预测P^{4+}是O 7-O9.7恒星风中的主要离子，尽管经验估计表明O 4-O 7的范围可能更合适。然而，我们发现，从P-V风廓线得到的质量损失率系统地小于从拟合到H α发射廓线或无线电自由-自由发射得到的质量损失率，中值因子约为130（如果P^{4+}在O 7和O9.7之间占主导地位）或约为20（如果P^{4+}在O 4和O 7之间占主导地位）。如果O型星在相关温度范围内的风在小的空间尺度上强烈聚集，这些不一致的测量结果就可以得到调和。我们使用一个简化的双组分模型来研究密度较大区域的体积填充因子。这种聚集意味着从“密度平方”诊断中确定的质量损失率被系统地高估了10倍或更多，至少对于O星的子集来说是这样。这种大小的质量损失率的减少对大质量恒星的演化和热星风提供给星际环境的反馈的定量估计具有重要意义。
2005-10-09 astro-ph
Highly ionised plasma in the Large Magellanic Cloud: Evidence for outflows and a possible galactic wind
通过对大麦云星云（LMC）中四颗热恒星的FUSE和HST/STIS E140 M光谱中观测到的星际高电离物质C IV、Si IV、N V和O VI的分析，我们发现了一个热的大麦哲伦星云晕的证据，该晕是由大麦哲伦星云盘的高能外流甚至可能是大麦哲伦星云的星系风所供给的.这种外流的特征是相对于在高离子和低离子吸收剖面中观察到的LMC盘的中高速分量（v_LSR>100 km/s）。恒星环境产生了与LMC盘相关的C IV和Si IV的强窄（T<20，000 K）成分;特别是它们可能是H II区和膨胀壳层的特征。在C IV、Si IV和O VI的分布图中观察到宽分量，其宽度意味着在100，000 K的几倍温度下的热的碰撞电离气体。在大麦哲伦星云和高速成分的O VI/C IV比值中有惊人的相似性，这表明在v_LSR>100 km/s时的大部分物质与大麦哲伦星云有关。高速分量的速度大到足以完全逃离大麦哲伦星系，污染大麦哲伦星系和银河系之间的星系际空间。所观察到的宽LMC和高速组件的高离子比与导电界面中产生的那些一致;这种模型也有利于高和弱电离物种之间的明显运动学耦合。
2007-02-16 astro-ph
Stellar and Wind Properties of LMC WC4 stars - A metallicity dependence for Wolf-Rayet mass-loss rates
我们利用紫外天基（FUSE，HST）和光学/红外地基（2.3 m MSSSO，NTT）光谱仪测定了大麦云云中六颗WC 4型沃尔夫-拉叶星的物理参数。相对于Grafener等人（1998年），恒星参数根据改进的观测和更复杂的模型大气代码进行了重大修订，这些代码解释了线覆盖和聚集。我们发现恒星的光度向上修正了0.4 dex，表面丰度跨越了0.1<C/He<0.35（20-45%碳质量）和O/He<0.06（<10%氧质量）的较低范围。相对于已知距离的银河系WC 5 -8恒星，以类似的方式分析，LMC WC 4恒星具有系统性的更高恒星光度，0.2dex低的风密度，但类似的表面化学物质范围。我们说明了如何分类CIII 5696线是非常敏感的风密度，这样，这是LMC和银河系早期型WC星的亚型分布之间的主要差异。温度差异确实起作用，但碳丰度不影响WC光谱类型。我们说明了不同的温度和质量损失率的WC光谱类型的HD 32257（WC 4，LMC）和HD 156385（WC 7，银河系）具有相似的丰度和光度的效果。使用最新的演化模型，LMC WC 4恒星的超新星前恒星质量预计在11-19 Mo之间，银河系已知距离的WC恒星的超新星前恒星质量为7-14 Mo。这些数值与明亮的Ic型超新星的前身一致，例如SN 1998 bw（别名GRB 980425），其C和O的最小总质量为14 Mo。
2002-06-14 astro-ph
Far-Ultraviolet & X-ray Observations of VV 114: Feedback in a Local Analog to Lyman Break Galaxies
我们已经分析了FUSE，XMM和钱德拉观测VV 114，一个本地星系合并与典型的高红移莱曼Break Galerkin（LBG）的强烈相似性。Chandra和XMM已经观测到VV 114周围的扩散热X射线发射。这一区域的热（kT~0.59 keV）气体具有相对于太阳丰度的增强的α-铁元素比，并遵循与典型的星爆相同的关系，其性质（光度，大小和温度）和星爆星系（恒星形成率，尘埃温度，星系质量）之间的关系。这些结果与银河系超级风驱动的冲击产生的X射线气体是一致的。VV 114的FUSE观测显示出强而宽的星际吸收线，具有明显的蓝移成分（类似于在LBG中看到的）。这意味着相对于VV 114以300-400 km/s的速度移动的物质外流。强OVI吸收线的性质与在X射线中看到的热流出气体和在FUSE数据中的其他流出离子中看到的较冷材料之间的界面处的辐射冷却一致。我们发现，VV 114中的风并没有创造一个“隧道”，使VV 114中的电离光子中的一小部分（<百分之几）能够逃逸到IGM中。总之，这些数据提供了一个更完整的物理基础，了解外流，似乎是通用的LBG。这将有助于更好地了解这种外流在星系和星系间介质演化中所起的作用。
2006-05-09 astro-ph
X-ray and UV Views of Hot Gas in Planetary Nebulae
行星状星云（PN）的内部预计将充满来自中央恒星的冲击快风。这种热气体在PN的动力学演化中扮演着最重要的角色;然而，它的物理条件并不为人所知，因为直到钱德拉、XMM-牛顿和FUSE的出现，才有了有用的X射线和远紫外观测。本文综述了PN内部热气体的X射线观测和热气体与致密星云壳层界面的远紫外观测。
2002-02-27 astro-ph
Quantitative studies of the Far-UV, UV and optical spectra of late O and early B-type supergiants in the Magellanic Clouds
利用远紫外FUSE、紫外IUE/HST和光学VLT-UVES光谱对麦哲伦星云中的8颗晚O型和早B型超巨星进行了定量研究。温度、质量损失率和CNO丰度是使用Hillier & Miller（1998）的非LTE、球形、线覆盖模式大气代码获得的。我们支持最近的结果，OB型超巨星的温度较低的恒星风和覆盖的结果，这相当于~2000 K在B 0 Ia。在一般情况下，H $α$得出的质量损失率与紫外和远紫外光谱是一致的，虽然从考虑的SIV $λλ$ 1063-1073双峰，聚集风优于均匀的模型。AV 235（B 0 Iaw）是一个值得注意的例外，它具有异常强的H $α$轮廓，与其他Balmer线和UV风诊断不一致。我们还推导出我们的样品的CNO丰度，揭示了大量的氮富集，碳和氧耗尽。我们的研究结果得到了银河系超巨星HD 2905（BC0.7 Ia）的近太阳CNO丰度的比较支持。这支持了以前的建议，即“正常”的OB型超巨星表现出的大气成分表明粒子CNO处理。
2004-04-12 astro-ph
The UV Scattering Halo of the Central Source Associated with Eta Carinae
我们对Eta Carinae的紫外光谱进行了广泛的研究，发现我们不能直接在紫外线下观察到恒星及其风。由于尘埃沿着我们的视线，我们观察到的紫外光产生于大碰撞参量的束缚-束缚散射。通过仅使用源自0.033”之外的通量，我们获得了与UV光谱的合理拟合。这解释了为什么我们仍然可以在紫外线下观察到主星，尽管有很大的光学消光-这是由于Eta Carinae系统中存在固有的日冕物质，以及紫外线发射区域的扩展。这不仅仅是由于特殊的灰尘特性。我们已经计算了所谓的伴星的光谱，并表明，它只能直接检测到的紫外光谱优先在远紫外光谱探测器（FUSE）光谱区（912-1175安）。然而，我们没有发现伴星的直接证据，X射线研究和Weigelt斑点的研究表明，在紫外光谱的属性。这可能是由于主星的稠密恒星风对伴星的光进行了再处理。宽的FeII和[FeII]发射线，形成于恒星风中，在距离中心恒星0.2”的SE瓣的光谱中被检测到。风谱显示出与B & D Weigelt斑点谱的一些相似之处，但也显示出一些明显的差异，即没有看到高激发线和Ly-alpha泵浦的线。宽线的检测支持我们的解释的紫外光谱，我们的模式为海山二。
2006-01-30 astro-ph
Flash ionization of the partially ionized wind of the progenitor of SN 1987A
SN 1987 A的前身所产生的H II区域被超新星闪光进一步加热和电离。在闪光之前，气体的温度为4000 - 5000 K，氦是中性的，而闪光后的温度仅略低于10^5 K，气体被电离为C、N和O的类氦电离阶段。我们已经跟踪了缓慢的闪光后冷却和重组的气体，以及它的线发射，并发现最强的线是NV 1240和O VI 1034。这两条线都是探测气体密度的良好探针，探测这两条线的合适仪器分别是HST和FUSE上的STIS。其他可以检测到的谱线是[N IV] 1486和[O III] 5007，尽管它们预计要弱得多。氧线的相对强度被认为是一个很好的示踪剂的超新星闪光的色温。根据以前的观测，我们对H II区的氢密度n_H提出了限制。由IUE测量的早期N V 1240通量给出了一个上限，即n_H ~ 180 η^{-0.40} cm^{-3}，其中η是气体的填充因子。最近报道的[O III] 5007在2500天的发射要求n_H =（160 \pm 12）η^{-0.19} cm^{-3}，这是一个类似于Ensman和Burrows（1992）的500 full 1模型的超新星爆发。对于能量更高的500 full 2爆发，密度为n_H =（215 \pm 15）η^{-0.19} cm^{-3}。这些数值远高于超新星X射线辐射模型中的数值（n_H ~ 75 cm^{-3}），而且似乎有理由认为观…
1998-07-25 astro-ph
