Deficit of wide binaries in the eta Chamaeleontis young cluster
我们已经进行了一个敏感的高分辨率成像调查的恒星在年轻的（6-8百万年），附近（97 pc）紧凑的集群围绕eta Chamaeleontis寻找恒星和亚恒星的同伴。考虑到它的年轻和接近，任何亚恒星的同伴都应该是发光的，特别是在近红外线，因此更容易在它们的母星旁边被发现。在这里，我们提出了VLT/NACO自适应光学成像与同伴的检测极限为17 eta Cha集群成员，和后续的VLT/ISAAC近红外光谱的同伴候选人。探测到的最宽的双星是~0.2”，对应于预计的20 AU的分离，尽管我们的调查对0.3”以外的亚恒星伴星和0.5”以外的行星质量物体很敏感。这意味着0.3”以外的伴星概率和0.5”以外的棕矮星概率在95%的置信度下小于0.16。我们比较了eta Cha的宽二进制频率与年龄相似的TW Hydrae协会的宽二进制频率，并估计两组宽二进制概率相等的统计可能性<2 e-4。尽管eta Cha星团相对密集，但在其目前的配置下，恒星的相遇不能解释宽双星的相对不足。因此，我们得出结论，在这两个群体中的宽二进制概率的差异提供了强有力的证据的多重性依赖于环境。在两个附录中，我们推导出二进制的预计分离概率分布，用于约束物理分离从观察到的预计分离，并总结了统计工具的多样性研究有用。
2006-08-16 astro-ph
Population and dynamical state of the eta Chamaeleontis sparse young open cluster
我们报告的新结果，在我们的持续研究的独特的紧凑（1 PC的程度），附近（d = 97 PC），年轻（t = 9万年）星团为主的B 9明星eta Chamaeleontis。一个跨度为1.3 x 1.3 pc的光学光度测量将两颗M5-M5.5弱线金牛座T星（WTT）添加到星团清单中，这可能是质量> 0.15 M_sun的主要恒星的显着完整。该星团现在由17个主星系和大约9个位于主星系100 AU范围内的次星系组成。9：7：1的单：双：三系统的表观分布显示出比主序星高2-4倍的多重性，并且与其他主序前（PMS）星群相当。初始质量函数（IMF）与丰富的年轻星团和场星一致。通过将星团IMF扩展到较低质量，我们预测还有10-14颗0.08 < M < 0.15 M-sun的低质量恒星和10-15颗0.025 < M < 0.08 M-sun的褐矮星有待发现。eta Cha星团扩展了年轻疏散星团中恒星密度和丰度的关系。恒星的径向分布与等温球一致，但存在质量分离，超过50%的恒星质量位于内部6弧分（0.17 pc）。考虑到eta Cha星系团是稀疏的，分散的和年轻的，该星系团可能是一个理想的实验室，用于区分质量分离是原始的性质，或产生于动力学相互作用过程。
2003-09-08 astro-ph
Binarity as a key factor in protoplanetary disk evolution: Spitzer disk census of the eta Chamaeleontis cluster
行星的形成与它们诞生的星周盘的演化直接相关。因此，CS盘的耗散时间尺度在评估行星形成的可用时间方面具有直接的天体物理重要性。我们利用斯皮策太空望远镜的光谱完成了CS盘普查的晚型成员的~ 800万年前的eta Chamaeleontis星团。在15个K型和M型成员中，有8个表现出过量发射。我们发现，CS磁盘的存在是反相关的双星，与所有，但一个磁盘与单星。总共有9颗单星，大约80%保留了CS磁盘。在六颗已知或疑似的密近双星中，唯一的CS盘与RECX 9的主双星有关。未检测到环二进制磁盘。我们还发现，具有圆盘的恒星是慢旋转体，其表面比角动量j = 2-15 j_sun。所有j = 20-30 j_sun的高比角动量系统都局限于双星的主星。这为旋转盘锁定提供了新的经验证据，并再次证明了与单星系统相比，密近双星系统的盘寿命要短得多。我们估计的特征平均磁盘耗散时标为500万年和900万年的双星和单星系统，分别。
2006-10-28 astro-ph
The Eta Chamaeleontis Cluster: Origin in the Sco-Cen OB Association
最近在eta Cha（B8 V）附近发现了一个年轻的，附近致密的X射线发射前主序星聚集体。在本文中，我们进一步研究这个集群：它的成员，它的环境和起源。ROSAT HRI对该星团金牛座T星的X射线数据显示出高水平的磁活动和变化。与其他年轻的星团相比，这个星团有一个异常的X射线光度函数，缺乏X射线光度低但可探测的恒星。这表明，许多低质量的成员已经逃离了调查的核心区域。USNO-A2.0星表的照相测光表明，在星系团的核心区域还存在着另外的X射线宁静成员。食二进制RS车，以前在文献中建模为后MS与不一致的年龄的组件，被证明是一致的同时代前MS星。我们从依巴谷的数据计算星系团的运动，并将其与银河系第四象限的其他年轻恒星和协会进行比较。运动学研究表明，eta Cha星团、TW Hya星协和一个靠近Ekcha的新星团，可能起源于巨大的分子云复合体附近，该复合体形成了大约1000 - 1500万年前的Sco-Cen OB星协的两个最古老的子群。它们的分散与在巨大分子云中看到的速度分散是一致的。位于eta Cha附近的一个大的H I灯丝和尘埃带已经被确定为由Sco-Cen OB风和超新星遗迹形成的超级气泡的一部分。超级气泡的通过可能终止了eta Cha星系团中的恒星形成，并分散了它的原生分子气体。
2000-05-30 astro-ph
Spectrophotometric properties of pre-main sequence stars: the Epsilon Chamaeleontis cluster
本文对500万年前的Eps-Chamaeleontis（Eps Cha）前主序星（PMS）星团中8个系统的10颗恒星进行了通量标定的低分辨率光谱研究。使用合成的宽带颜色，窄带连续光谱，原子和分子线来自光谱，我们比较Eps Cha恒星的一个稍微老一点的PMS集群，约8百万岁的Eta Cha集群，和主序星矮星。使用合成的VRI颜色和其他指数，我们发现，宽带颜色和光谱温度指标之间的关系Eps Cha集群成员是无法区分的Gyr-old矮星。这一结果与早期在Eta Cha发现的结果相同。重力敏感线指数将星团置于巨星序列和矮星序列之间，并且有明确的证据表明Eps Cha恒星的表面重力低于Eta Cha恒星。这一结果与Eps Cha是稍微年轻的PMS协会相一致，根据这两个集群的Hertzsprung-Russell（HR）图位置以及与PMS进化网格的比较，年轻了几百万年。与标准矮星的观测结果相比，晚M型Eps Cha星团成员的B波段通量超过了约0.2等，这可能与增强的磁场活动有关。类似水平的过量B波段发射似乎是年龄小于几百万年的年轻恒星星族的低质量成员的普遍特征，这与相对X射线光度升高的PMS阶段非常相似。
2008-07-07 astro-ph
The epsilon Chamaeleontis young stellar group and the characterization of sparse stellar clusters
我们提出的钱德拉X射线天文台快照研究的五个附近的赫比格Ae/Be（HAeBe）的明星，这是运动学与Oph-Sco-Cen协会（OSCA）的结果。对HD 104237视野进行了光学光度和光谱跟踪。主要结果是发现了一组紧凑的主序前恒星（PMS），与HD 104237和它的同距离、同向的B 9邻居Chamaeleontis AB有关。我们以最大的成员来命名。该星系群有五个已确认的恒星系统，光谱类型从B 9到M5不等，其中包括HD 104237本身的高度多重性。HD 104237系统至少是一个五重奏，有四个低质量的PMS伴星在非等级轨道上，预计与HAeBe的距离为1500 AU。其中两个低质量的成员正在积极地吸积经典的金牛T星。钱德拉的观测也增加了其他四颗HAeBe恒星中的两颗（HD 141569和HD 150193）的伴星数量，并确定了OSCA的几个新成员。我们讨论了这项工作的几个理论问题：X射线的起源HAeBe恒星的高多重HD 104237系统的平静的动力学历史，和起源的OSCA集团和其他OSCA外围集团的背景下，动荡的巨型分子云。与类似的eta Cha星团一起，我们描绘了一幅稀疏的星团的肖像，这些星团在形成后由5-10百万年的中等质量恒星主导。
2003-09-02 astro-ph
Spitzer-MIPS Observations of the eta Cha Young Association
利用斯皮策空间望远镜上的斯皮策多波段成像光度计（MIPS）在远红外波段上绘制了η-Chamaeleontis年轻星协。图谱区域内的所有16个成员都在24 μ m处被检测到，还有5个成员在70 μ m处被检测到，2个成员在160 μ m处被检测到。10颗恒星显示出远红外过量辐射，表明存在星周盘;其中6颗的中央有空地，这一点可以从超过5微米的过量辐射开始得到证明。在113颗24 μ m测光的2 MASS场星中没有发现新的红外多余源，但没有被视为X射线源，这表明来自X射线巡天的成员名单相当完整。eta Cha星协的星周盘的红外光度范围从1 e-1到1 e-4，中值Ldust /Lstar为0.04。光学厚，光学薄，和中间光学深度磁盘在同一恒星群内，结合大部分磁盘与内孔，表明车协会代表了一个关键阶段的拱盘演化。
2008-04-18 astro-ph
eta Chameleontis: abnormal initial mass function or dynamical evolution?
Eta Chamaeleontis是一个独特的年轻（约900万年前）的组合，有18个系统集中在半径约35弧分，即1pc的集群距离为97pc。在距离星团中心1.5度的范围内没有发现其他成员。星团的质量函数与其他在较高质量范围内的年轻疏散星团的IMF一致，但明显缺乏低质量恒星和棕矮星，没有低于0.1 Msun的天体。本文的目的是测试这种特殊的质量函数是否可能导致动力学演化，尽管年轻的集群。我们进行了N体数值计算开始与对数正态IMF和不同的初始条件下，使用代码NBODY3的系统和集群半径的数量。我们模拟了超过1000万年的星系团动力学演化，并将结果与观测结果进行了比较。我们发现，当从一个非常紧凑的构型（Ninit=40，R0=0.005pc）开始时，有可能重现eta Cha，这表明该协会的IMF可能不是异常的。高的初始密度也可以解释在星团中观测到的宽双星的不足。
2007-07-15 astro-ph
Lithium Depletion of Nearby Young Stellar Associations
我们估计集群年龄从锂耗尽在五个前主序组发现在100 pc的太阳：TW长蛇座协会，埃塔Chamaeleontis集群，β Pictures-Moving Group，杜鹃座钟表协会和AB Doradus移动集团。我们确定表面重力，有效温度和锂丰度超过900光谱通过最小二乘拟合模型大气光谱。对于每一组，我们比较了锂丰度对温度的依赖与等时线从前主序演化轨迹，以获得模型依赖的年龄。我们发现，Eta Chamaelontis星团和TW Hydrae协会是最年轻的，年龄分别为12+/-600万年和12+/-800万年，其次是Beta Picture移动集团，年龄为21+/-900万年，杜鹃座-钟表协会，年龄为27+/-1100万年，剑鱼座AB移动群的年龄至少为4500万年（我们只能设定一个下限，因为模型-不像真正的恒星-没有显示出超过这个年龄的锂耗尽）。在这里，排序是稳健的，但精确的年龄取决于我们对大气和进化模型的选择。因此，虽然我们的年龄与基于Hertzsprung-Russell等时线拟合和动力学展开的估计一致，但它们还没有更精确。我们的观测确实表明，改进模型后，更强的约束应该是可行的：从同一颗恒星不同光谱的测量值之间的散射测量的内在不确定性非常低：有效温度约为10 K，表面重力为0.05 dex，锂丰度为0.03 dex。
2008-08-26 astro-ph
X-ray spectroscopy of Eta Carinae with XMM-Newton
本文介绍了XMM-牛顿观测船底座伊塔星的结果，包括用反射光栅光谱仪获得的周围星云的高分辨率软X射线谱。Eta Car周围区域的EPIC图像显示了许多早期类型的恒星和来自热冲击气体的漫射辐射。该恒星的EPIC光谱与以前的X射线观测结果相似，需要两个温度分量。周围星云的RGS光谱显示K壳层发射线来自氢和氦类的氮和氖，L壳层发射线来自铁，但很少或没有来自氧的发射。观测到的发射谱线与单一温度并不一致，但观测到的温度范围并不大，跨度约为0.15-0.6 keV。我们得到了氧谱线发射的上限，并推导出N/O > 9的下限。这与先前对埃塔车喷出物的丰度测定是一致的，也与大质量旋转恒星演化的理论模型一致。
2002-11-26 astro-ph
Molecular hydrogen, deuterium and metal abundances in the damped Ly-alpha system at z = 3.025 toward QSO 0347-3819
我们在VLT/Kueyen望远镜的UVES摄谱仪上获得的类星体Q 0347 - 3819的高分辨光谱中，在Z = 3.025的阻尼Ly-alpha系统的红移处，探测到Lyman和Werner H_2带的80多个吸收特征。z = 3.025的系统跨度超过80 km/s，并在金属线中表现出多分量速度结构。z = 3.024855处的主成分显示出总H2柱密度N（H2）=（4.10 \pm 0.21）*10^{14} cm^{-2}和分数分子丰度f（H2）=（1.94 \pm 0.10）*10^{-6}，其来源于基态电子振动态的J=0至5个转动能级的H2线。对于第一次，我们明确地揭示了一个明显的[α-元素/铁峰]增强[O，Si/Zn] = 0.6 \pm 0.1（6 σ c.l.）在高红移。金属和氢线的同时分析导致D/H =（3.75 \pm 0.25）*10^{-5}。如果重子-光子比eta在4.37*10^{-10} <= eta <= 5.32*10^{-10}的范围内，即0.016 <= Ω_b h^2_100 <= 0.020，那么这个值与标准的大爆炸核合成是一致的。
2001-10-03 astro-ph
Accretion Disks around Young Stars: Lifetimes, Disk Locking and Variability
我们报告了对最近的四个年龄跨度为600 - 3000万年的年轻恒星协会中的盘吸积和相关现象进行全面研究的结果，这一时期可能与行星形成的后期阶段相吻合。我们已经获得了100颗低质量恒星的650个多历元高分辨率光谱，这些恒星可能是eta Chamaeleontis（~ 600万年），TW Hydrae（~ 800万年），beta Picture（~ 1200万年）和Tucanae-Horologium（~ 3000万年）群的成员。我们的数据收集了12个晚上之间的2004年12月至2005年7月的麦哲伦粘土6.5米望远镜。基于H $α$线的配置文件，以及各种其他的发射线，我们发现明确的证据，正在进行的吸积在三个11 eta茶星和两个32 TW长蛇座成员。57个贝塔皮克或塔克-霍尔成员中没有一个显示出可测量的吸积迹象。总之，这些结果意味着显着的磁盘吸积过程中的第一个几个百万年的低质量恒星的生命的演变。虽然一些磁盘可以继续吸积高达~10万年，我们的研究结果表明，磁盘吸积超过这个时间尺度是相当罕见的。这一结果提供了一个间接的约束的时间尺度内磁盘的气体耗散，反过来，对气体巨星行星形成。我们样本中的所有吸积体都是慢旋转体，而非吸积体的旋转速度范围很大。这可能暗示了在大约800万年前由盘引起的旋转制动。我们的多历元光谱证实，发射线的变化是常见的，即使在有点老的金牛座T星，其中吸积物往往表现出特别强烈…
2006-05-23 astro-ph
The Mass-Function of Low Mass Halo Stars: Limits on Baryonic Halo Dark Matter
我们推导出晕红矮星（最微弱的氢燃烧恒星）的质量函数（MF），然后外推到晕棕矮星（质量不足以燃烧氢的恒星）的总质量上。质量函数是从USNO视差巡天（Dahn \etal 1995）中114颗本地晕星的光度函数中得到的。我们使用Alexander \etal（1996）的恒星模型，并对样本中的金属丰度和可能的未解析双星做出不同的假设。我们发现当接近氢燃烧极限时，晕红矮星的MF不能比$1/m^2$上升得更快。使用最近的结果从恒星形成理论，我们推断的MF到棕矮星制度。我们看到，可能的外推意味着晕中棕矮星的总质量小于晕局部质量密度的$\sim 3\%$（我们考虑的更现实的模型是$\sim 0.3\%$）。我们的限制适用于晕中的棕矮星，它们与红矮星来自相同的恒星星族。
1996-06-18 astro-ph
Dissecting the Homunculus nebula around Eta Carinae with spatially resolved near-infrared spectroscopy
近红外线发射谱线提供了独特的几何诊断，结构，运动学和船底座η星的拱星喷出物的激发，并提供了其风的性质的线索。红外光谱是eta Car星云中位置的一个很强的函数，混合了固有和反射的辐射。氢分子在极叶中追踪着冷气体和尘埃，而[Fe II]则覆盖着它们的内表面。这些线条首次揭示了东南极瓣的后壁，并给出了迄今为止最清晰的三维几何图像。此外，碰撞激发[Fe II]揭示了最近发现的“小侏儒”在较大的侏儒内部扩展的运动学结构。另一方面，“风扇”中的赤道气体显示出表明复合和荧光泵浦的光谱。一些赤道喷出物在He I 10830线发光，显示了1890年eta Car爆发中喷出物质的证据。靠近恒星，紧凑的“Weigelt斑点”被边缘解析，使其红外光谱首次与恒星分离。在一般情况下，红外光谱揭示了一个连贯的，方向依赖的激发在侏儒：极性喷出物碰撞激发，而赤道喷出物主要由荧光和正常的光激发。这些都是了解中央恒星紫外线辐射场几何形状的重要线索。反射的近红外发射线也揭示了有趣的纬度依赖性的恒星风。
2002-11-27 astro-ph
A spectroscopic event of eta Car viewed from different directions: The data and first results
我们目前的光谱观测与高光谱分辨率的eta车所看到的东南叶的Homunculus星云在2003.5“光谱事件”。观测到的光谱代表了在恒星极点附近发射的恒星光谱，并且比直接观测中心物体受到星云发射线的污染要少得多。这个“事件”在性质上类似于在极点附近的恒星直接光谱中观察到的情况（在45度处更接近赤道），但显示出有趣的差异。观测结果表明，H α发射线和其他谱线的等效宽度变化在极点处比在视线处小。此外，吸收成分的变化也较小。一个显着的高速吸收是目前在事件附近的He I线，表明质量喷射事件。这种特征在氢线中也可以看到，但不太明显。HeII 4686发射在事件附近观察了一段短暂的时间，如果对光的传播时间进行校正，则在直视下出现类似的发射。我们的观测结果表明，这一事件可能不仅仅是电离和激发结构的变化或简单的类食事件。
2005-01-28 astro-ph
The Origin of Extreme Horizontal Branch Stars
红巨星分支（RGB）的强烈质量损失可能导致极端水平分支（EHB）恒星的形成。EHB星的氦核和壳燃烧阶段大部分时间处于高温状态，并产生大量的紫外光通量。它们有非常小的氢包层，质量范围很小。我们已经计算了演化RGB模型与质量损失的恒星的金属丰度范围在初始质量< 1.1 Msun对应的人口年龄在12.5和14.5 Gyr之间。我们使用Reimers公式来表征质量损失，但研究了比常见的更大范围的质量损失效率参数eta。为了理解EHB星的数量如何随恒星星族中金属丰度的变化而变化，我们考虑了零年龄水平分支（ZAHB）是如何分布的。产生EHB星的eta范围与产生“中HB”星的范围相当。有些令人惊讶的是，产生EHB的eta星的范围和星等都没有太大的金属丰度变化。相比之下，产生中等HB恒星的eta范围随着金属丰度的增加而减小。因此，HB的人口与太阳金属丰度和更高，如预期在椭圆星系和螺旋凸起，将双峰，如果分布覆盖足够大的范围内η。
1995-11-03 astro-ph
XMM-Newton Observations of the 2003 X-ray Minimum of Eta Carinae
XMM-牛顿X射线观测站参加了2003年在其最近的X射线最低点期间对大质量演化恒星船底座伊塔星的多波长观测活动。本文主要从光谱变化方面报道了这些观测结果。硬X射线发射的点源的海山二号探测器，即使在最低。在极小期，观测到的3 keV以上的通量为~3e-12 ergscm-2s-1，约为极小期前通量的1%。光谱形状的变化揭示了中心点源中的两个X射线发射分量。一种成分是不变的，具有kT~1 keV的相对较冷的等离子体和中等吸收，NH~ 5e 22 cm-2。等离子体可能位于远离恒星的地方，可能是由来自船底座伊塔的高速极地风产生的。另一个高温分量具有kT~5 keV并且是强可变的。这一部分的表观柱密度从5e 22 cm-2增加到2 e23 cm-2，可能起源于双星系统的中心附近。如果仅通过增加氢柱密度产生最小值，则NH的这些变化小于预期。X射线极小值似乎是由表观发射量的减少所主导的，这表明X射线发射区的最亮部分在极小值期间以日食的形式完全被遮蔽。"部分覆盖“模型可以解释最低限度期间看到的残留排放量。
2004-11-10 astro-ph
Identification of Emission Lines in the Low-Ionization Strontium Filament Near Eta Carinae
我们已经获得了从1640年至10100年的深光谱与空间望远镜成像光谱仪（STIS）的锶丝，一个大部分中性发射星云靠近非常明亮的恒星Eta船底座，并显示出一个不寻常的光谱。已经确定了600多条允许和禁止的发射线。大多数来自中性或单离子化的铁族元素（Sc、Ti、V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni）。Sr是唯一检测到的中子俘获元素。值得注意的发现是Sr II、大量强Ti II和V II线以及Fe I在Fe II上的优势。虽然氢、氦和氮的发射谱线与小矮人内部其他速度下的其他空间结构相关，但这些元素的发射谱线都不对应于Sr细丝的空间结构或速度。此外，没有识别的Sr细丝发射线需要高于约8eV的电离或激发能。电离气体在空间上沿着孔延伸，沿着侏儒的极轴定向，并且以绕锶丝的速度延伸。我们认为，锶丝被屏蔽的紫外线能量超过8 eV，但强烈的辐射的中心恒星的波长longward的1500。
2004-02-20 astro-ph
Time evolution of X-ray coronal activity in PMS stars; a possible relation with the evolution of accretion disks
本文研究了从已知最年轻的恒星形成区（SFR）年龄<1 Myr到1亿年左右的X射线恒星活动的演化，即1 M太阳恒星的零年龄主序（ZAMS）。我们考虑五个不同年龄的SFR（蛇夫座ρ，猎户座星云星团，NGC 2264，Chamaeleon I和Eta Chamaeleontis）和两个年轻的星团（昴星团和NGC 2516）。这些区域的光学和X射线数据从档案观测和最近的文献中检索，并在这里以一致的方式重新分析，以尽量减少结果中的系统差异。研究了L_X和L_X/L_bol随恒星质量和星协年龄的变化趋势。对于低质量恒星（M < 1M_sun），我们观察到在前3- 400万年，L_X/L_bol增加，随后在饱和水平（L_X/L_bol ~ -3）趋于平稳。缓慢演化的极低质量恒星会保持饱和状态，直到这里考虑的最老年龄，而对于较高质量的恒星，在大约10^7年后的某个年龄开始下降。我们发现我们的数据与以下初步的图片一致：低质量PMS星没有拱吸积盘有饱和的活动，一致的活动Rossby数关系MS星。吸积和/或盘的存在以某种方式降低了观测到的活动水平;盘耗散和/或在PMS演化的最初几个百万年中质量吸积速率的降低因此是观测到的L_X/L_bol随时间增加的原因。
2003-02-17 astro-ph
The Structure of the Homunculus. II. Modeling the physical conditions in Eta Car's molecular shell
我们提出的模型，再现所观察到的双壳层结构的侏儒星云船底座η周围，包括分层的红外H2和[Fe II]发射的数据中看到的凤凰摄谱仪在双子座南，以及相应的分层晶粒温度中看到的热红外数据。调整模型，以匹配所观察到的壳厚度，使我们能够确定阈值密度，允许生存的H2。外层区域的平均氢密度n_H=（0.5-1）x10^7 cm-3是允许H2存在于星云所有纬度和Fe+重组所必需的。这就独立地证实了侏儒的巨大质量，表明其总质量大约为15--35兆太阳（尽管我们注意到了为什么倾向于这个范围的低端的原因）。在原子和分子区域之间的界面处，我们预测尘埃温度会急剧下降，这与在两个区域中观察到的双峰尘埃色温一致。在外层分子壳中，尘埃温度下降到接近黑体温度，并且由于在较短的UV波长下的自屏蔽和在较长波长下的加热增加而变得与颗粒大小无关。这放松了对近黑体色温所建议的大晶粒尺寸的限制。最后，从内壳层红外[Fe Ⅱ]发射的强度，我们发现气相Fe丰度大致是太阳的。在这样一个充满尘埃的物体中，这是令人惊讶的，人们通常认为气态铁会被消耗两个数量级。
2006-10-17 astro-ph
A Neutral Hydrogen Survey of Polar-Ring Galaxies: I. Green Bank Observations of the Northern Sample
本文介绍用格林班克140英尺射电望远镜对惠特莫尔\etal \（1990）的极环星系图集中的47个北方天体进行中性氢巡天的结果。我们检测到39个高于我们的检测限1.7 \hbox{Jy\CDOT\KMS} ; 21 Jy \CDOT \KMS \的平均测量通量对应于$\rm H_0 = 75$ \KMS \ Mpc $^{-1}$的哈勃常数的平均中性氢质量$\rm 5.3 \times 10^9$ \MSUN。对于我们的样本中的极环星系，也已经观察到无线电阵列，我们发现，21 \AMIN \（FWHM）绿岸光束往往包括更多的流量比单独的极环合成仪器所发现的;这些星系中的一些是已知的有丰富的气体同伴。我们比较了样品的中性氢含量的蓝色光度和IRAS通量。已确认的和可能的极环的\HI与蓝光的比率大约是太阳单位的1，这表明极环星系（或其环境）与典型的不规则星系一样富含气体。由于它们的蓝色发光，与样品的其他部分相比，已确认的极环在远红外线下发光不足。它们的质量也是\HI \，这表明环中的大部分气体可能处于稳定的轨道上，而不是向内流动以触发中央星系的恒星形成。更无序的“相关物体”类别，包括一些明显的合并，在远红外线中非常明亮。
1993-08-17 astro-ph
H2, D/H and the CMBR Temperature at z = 3.025 Toward QSO 0347-3819
利用VLT/Kueyen望远镜的UVES摄谱仪在类星体0347-3819的吸收线光谱中发现了一个新的氢分子云，其位置z = 3.025。在相同的红移下，检测到大量的金属线和DI Ly-5，Ly-8，Ly-10和Ly-12线。同时分析金属线和氢线得到D/H =（3.75 +/- 0.25）10^{-5}。如果重子-光子比η在4.4 10^{-10} <= η <= 5.3 10^{-10}的范围内，则该值与SBBN一致，这意味着Ω_bh^2_{100} = 0.018 +/- 0.002（1 σ c.l.）。人口的基态旋转水平的H2从J = 0至5揭示了银河系型的紫外辐射场的H2轴承云排除紫外泵作为一个重要的机制CII。考虑到其他两个重要的激发机制，如碰撞和远红外光子吸收，我们能够测量的宇宙背景辐射的温度在z > 3，T_{CMBR} = 12.1^{+1.7}_{-3.2} K，从CII精细结构线的分析。这一结果支持热大爆炸宇宙学在z = 3.025时预测的值T_{CMBR} = 10.968 +/- 0.004 K。
2002-01-04 astro-ph
NICMOS Observations of Shocked H_2 in Orion
HST NICMOS窄带图像的冲击OMC-1中的分子氢发射进行了分析，揭示了BN/KL外流的新信息。这一区域的突出形态特征是从IRc 2附近发出的分子氢“手指”阵列和几个赫比格-哈罗天体的存在。NICMOS的图像似乎可以分辨出单个的激波锋面。这项工作是一个更定量和详细的分析，我们的数据从以前的文件（舒尔茨等人。1999年）。在1.89微米处H_2 1- 0 S（4）加上2- 1 S（6）谱线的谱线强度是根据在1.90微米处用Paschen_alpha连续滤光片F190 N进行的测量以及在1.66和2.15微米处的连续测量来估计的。我们将观测到的1.89微米和2.12微米1- 0 S（1）线的H_2线强度和比率与分子云激波模型进行了比较。大部分数据不能用J型激波来拟合，但可以用C型激波来拟合，C型激波的激波速度在20--45 km/s之间，震前密度在10^{4}~ 10^{6} cm^{-3}之间，这与在对许多激波进行平均的大型波束研究中获得的数值相似。也有一些证据表明，具有较高密度的冲击具有较低的速度。
2007-09-19 astro-ph
