Ultraviolet HST Observations of the Jet in M87
我们提出了新的紫外测光的喷流在M87从HST WFPC 2成像。我们结合这些紫外线数据与以前发表的测光的无线电，光学和X射线的喷气机的结，并适合三个理论同步加速器模型的完整数据集。当拟合整个数据集时，同步加速器模型一致地高估了紫外线的通量。我们表明，如果适合是限制到无线电通过紫外线数据，同步加速器模型可以提供一个很好的匹配的数据。这些拟合的断裂频率远低于先前的估计。隐含的同步辐射寿命的大部分发射人口比早期的工作，但仍然远远短于估计的运动寿命的结。观测到的X射线通量不能成功地解释了简单的同步加速器模型，适合紫外和光学通量。我们讨论了这些结果的物理特性的M87喷气机的可能影响。我们还观察到HST-1结的通量增加，这与之前的扩口结果一致。这一观测填补了耀斑历史早期时间覆盖范围的一个显著空白，因此对耀斑的初始增亮设置了限制。
2005-02-04 astro-ph
A Composite Extreme Ultraviolet QSO Spectrum from FUSE
远紫外线光谱探测器（FUSE）对低红移宇宙（z < 1）中的活动星系核进行了大样本（> 100个）观测。它在短波长的响应使得直接测量z < 0.3的类星体和Seyfert 1星系的EUV光谱形状成为可能。使用档案FUSE光谱，我们形成了一个复合极紫外（EUV）光谱的类星体在z < 1，并比较它的紫外/光学复合光谱的类星体在更高的红移，特别是复合光谱档案哈勃太空望远镜光谱。
2004-03-29 astro-ph
HST and FUSE Spectroscopy of Hot Hydrogen-Rich Central Stars of Planetary Nebulae
HST和FUSE获得的高分辨率紫外光谱使我们能够详细分析热的富氢中心恒星。到目前为止，光学氢和氦线已被用来推导温度和表面重力。然而，这些线相当不敏感;特别是，中性氦线在最热的中心恒星中完全消失。因此，我们专注于金属的电离平衡，在紫外线下有丰富的线光谱，为我们的样品建立一个新的温标。此外，我们已经确定了轻金属的丰度，这是以前知之甚少。它们在不同的恒星之间表现出相当大的差异。我们目前的定量光谱分析与非LTE模型大气进行的结果。
2004-11-15 astro-ph
Objects in NGC 205 Resolved into Stellar Associations by HST Ultraviolet Imaging
利用HST+ WFPC 2获得了矮椭圆星系NGC 205中心区的高分辨率紫外图像。我们的图像显示，许多以前从地面探测和研究的热紫外星实际上是多系统，疏散星团和星协。我们已经进行了测光的两个这样的集群，我们发现我们的数据是一致的恒星年龄分别为50和100百万年。根据NGC 205中大质量恒星的数量，我们估计在过去的1亿年里，这个星系中的恒星形成事件已经将大约1,000 Msolar的气体变成了恒星。
1999-01-07 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
Elemental Abundances and Ionization States within the Local Interstellar Cloud Derived from HST and FUSE Observations of the Capella Line of Sight
我们利用哈勃太空望远镜（HST）和远紫外光谱探测器（FUSE）卫星的五车二紫外光谱研究了本地星际云（LIC）的星际吸收线。这些线的测量用于凭经验确定LIC中的碳、氮和硅的电离状态，用于与理论光电离模型的预测进行比较。我们发现，所观察到的电离状态与以前发表的光电离预测是一致的。确定了上述元素和其他元素的总丰度，以便与太阳丰度进行比较。镁、铝、硅和铁都被五车二消耗了至少10倍。碳、氮和氧的丰度基本上是太阳能的，尽管误差线足够大，也允许这些元素的损耗约为2倍。
2002-08-09 astro-ph
A Composite Extreme Ultraviolet QSO Spectrum from the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer
远紫外线光谱探测器（FUSE）对低红移宇宙（z < 1）中的活动星系核进行了大样本（> 100个）调查。它在短波段的响应使得直接测量z < 0.3的类星体和Seyfert 1星系的远紫外光谱特性成为可能。使用档案FUSE光谱，我们形成了z < 0.67的类星体的复合极紫外（EUV）光谱。在我们的分析中，在考虑了许多可能的系统误差来源之后，我们发现FUSE复合光谱的光谱斜率，对于F_ν \propto ν^α，α=-0.56 ^+0.38_-0.28，明显比EUV更难（λ \lesssim 1200 A）由哈勃太空望远镜的存档光谱形成的z > 0.33的类星体的合成光谱的一部分，α=-1.76 \pm 0.12。我们确定了几个突出的发射线的\fuse复合材料，并发现，高电离O VI和Ne VIII发射线增强相对于HST复合材料。幂律连续拟合到单个FUSE活动星系核光谱揭示了FUSE和FUSE + HST样品中EUV光谱斜率和活动星系核光度之间的相关性，在这个意义上，较低光度的活动星系核显示出较硬的光谱斜率。我们发现EUV光谱斜率的硬度和活动星系核黑洞质量之间的关系，使用文献中发现的这个数量的估计。我们解释这些结果的背景下，著名的活动星系核的光度和发射线强度，鲍德温效应之间的关系，鉴于FUSE活动星系核样本的中值光度是一个数量级低于HST样本。
2004-07-09 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 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
Anomalous ultraviolet line flux ratios in the cataclysmic variables 1RXSJ232953.9+062814, CE315, BZ UMa and EY Cyg observed with HST/STIS
激变变星1RXSJ232953.9+062814、CE 315、BZ UMa和EY Cyg的短暂HST/STIS光谱快照曝光揭示了非常大的NV/CIV线通量比，与AE Aqr中观察到的相似。到目前为止，这种异常的线通量比已经在10个系统中观察到，并且可能反映了与大多数激变变星相比，吸积物质的不同成分。Schenker等人（2002年）最近提出，当今激变变星中有很大一部分可能已经经历了热时间尺度质量转移的阶段，我们在此背景下讨论了这个小样本的性质。
2003-05-15 astro-ph
Mode identification of Pulsating White Dwarfs using the HST
我们利用哈勃空间望远镜暗天体摄谱仪获得了脉动DAV星G226-29和G185-32以及脉动DBV星PG 1351 +489的时间分辨紫外光谱，比较了紫外和光学脉动幅度，确定了脉动指数。我们发现，基本上所有观察到的脉动模式，振幅上升到紫外线的理论模型预测为l=1非径向g-模式。我们没有发现任何只在紫外线中可见的脉动模式，也没有发现任何相位翻转180度的模式;在紫外线中，如果高l脉动被激发，就会出现这种情况。我们发现G185-32的光变曲线在141 s处有一个周期性，这与g模脉动振幅随波长变化的理论模型不符。
2000-03-31 astro-ph
Ultraviolet HST Snapshot Survey of 3CR Radio Source Counterparts at Low Redshift
本文给出了27个红移z<0.1的3CR射电星系的紫外图像，这些星系是用哈勃空间望远镜（HST）上的空间望远镜成像光谱仪（STIS）拍摄的。观测采用NUV-MAMA和宽带滤波器，峰值灵敏度为2200 A。我们发现，紫外线的光度显示约10至100倍的色散比光学。我们比较了UV形态与光学V-和R-波段WFPC 2快照调查图像。我们已经发现，即使在零红移的射电星系中，也有剧烈的、复杂的和扩展的紫外辐射。我们发现了各种各样的紫外线形态，一些完全不同的视觉形态，这让人想起在静止帧紫外线看到的混乱的高Z射电星系结构。紫外线的形态显示区域的恒星形成，喷流，并可能分散AGN连续。UV发射通常不与无线电结构对准。我们还探测到宿主星系的漫射紫外辐射。我们认为，这些是相同的物理现象，观察到在高红移，但在一个较小的空间尺度。
2001-12-10 astro-ph
Far-Ultraviolet Spectra of AGN: First Results from FUSE
由中等红移（z~1）类星体的HST观测得到的合成谱表明，谱能量分布的峰值在~1000 A处，电离连续谱平稳地向短波长衰减，为$f_ν\sim ν^{-1.8}$。HUT和FUSE对附近AGN的观测（例如，3C 273）显示了类似的结果。FUSE光谱揭示了912-1200 A光谱范围内的丰富细节，包括O VI双峰和Lyb中的多组分本征吸收，以及O VI 1032，1038的令人惊讶的强窄线发射。对1200埃以下的活动星系核进行监测观测是可行的，这样的实验可以帮助解开活动星系核中本征吸收体的结构以及宽线区域的最高电离部分。
2000-08-30 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
Deuterium Abundance Toward WD2211-495: Results from the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) Mission
利用远紫外光谱探测器（FUSE）对白矮星WD 2211 -495的视线进行了氘丰度分析。在恒星光谱的连续谱上探测到许多星际谱线。通过同时拟合在不同狭缝的多个观测的四个FUSE通道中检测到的星际吸收线进行了彻底的分析。我们排除了所有饱和线，以减少柱密度测量中可能的系统误差。我们报告了在95%置信水平下沿这条视线测定的平均星际D/O和D/N比：D/O = 4.0 +/-1.2 *10^-2; D/N = 4.4 +/-1.3 *10^-1。结合FUSE对附近其他视线的观测，这项研究的结果将使人们能够更深入地了解当今当地星际介质中氘的丰度及其随时间的演变。
2001-12-07 astro-ph
Starbursts in the Far-Ultraviolet
星暴是当今宇宙的一个重要组成部分，并为研究调节星系和星系际介质形成和演化的过程提供了独特的实验室。大孔径尺寸，中到高光谱分辨率，并获得功能丰富的远紫外波段的组合使FUSE成为研究星爆的独特宝贵工具。在本文中，我总结了几个FUSE的“最伟大的打击”的星爆。
2004-10-15 astro-ph
Fluorescent Molecular Hydrogen Emission in IC 63: FUSE, HUT, and Rocket Observations
我们目前的远紫外观测IC 63，一个发射/反射星云照亮的B0.5IV恒星伽马仙后座，位于1.3 pc的星云。首先在IC 63中通过IUE检测到分子氢荧光，随后通过ORFEUS在较短波长处检测到分子氢荧光。在这里，我们提出了远紫外线光谱探测器（FUSE）对星云中三个位置的观测，并辅以霍普金斯紫外线望远镜（HUT）对星云中心位置的数据。此外，我们提出了一个探空火箭校准的FUSE光谱的伽马Cas。在所有三个FUSE点中检测到分子氢荧光。这种发射的强度以及来自其他物种的贡献被认为是随位置而变化的。探空火箭数据的绝对通量校准使我们能够可靠地预测入射到IC 63上的辐射场。我们使用这些数据来测试模型的荧光过程。我们的模型解决了现有的紫外观测之间的差异，并取得了令人满意的协议与FUSE观察到的H_2旋转结构。
2005-04-06 astro-ph
On-Orbit Performance of the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) Satellite
在发射远紫外线分光探测器之后，作为卫星正常运行准备工作的一部分，进行了长时间的校准和定性工作。在此期间进行的主要任务包括四个仪器通道的初步对准、聚焦和定性，以及仪器分辨率和吞吐量性能的初步测量。我们描述了从这个测试程序的结果，并提出初步估计的FUSE卫星的在轨性能的基础上结合这些数据和发射前的实验室测量。
2000-05-25 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
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 Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer: Mission Overview and Prospects for Studies of the Interstellar Medium and High Velocity Clouds
远紫外线光谱探测器（FUSE）是美国宇航局的一项天文学任务，将以高光谱分辨率探索905-1187 A波长区域。由美国宇航局的探索者计划资助，这一起源任务计划于1999年发射，并至少运行三年。FUSE的开发由约翰·霍普金斯大学领导，科罗拉多大学、加利福尼亚大学伯克利分校、加拿大和法国的航天局以及企业合作伙伴为该计划做出了重大贡献。FUSE的灵敏度将是其开创性的前身哥白尼的大约10，000倍，哥白尼在20世纪70年代运行。FUSE科学小组的大部分观测时间将用于研究银河系和麦哲伦云的星际介质。对高速云的观测在FUSE计划中发挥着重要作用。在本文中，我概述了一些FUSE科学队计划观察HVC。简单的吸收线模型也提供了研究人员寻求确定在这个波长区域的原子和分子物种。
1998-11-19 astro-ph
FUSE Spectroscopy of the DAO-type Central Star LS V+4621: Looking for the Photosphere in the Sea of Interstellar Absorption
DAO白矮星LS V+4621是可能的行星状星云Sh 2-216中的一颗令人兴奋的恒星，它的远紫外光谱被来自星际介质（ISM）的吸收特征严重污染。对于一个正在进行的光谱分析，我们的目标是提取纯光球光谱，以确定和模型的金属线的物种是无法检测到的近紫外波长范围。我们精确地模拟了星际吸收，并将其用于FUSE（远紫外光谱探测器）观测的模拟。一个国家的最先进的NLTE模式大气光谱，其中包括16个元素与ISM吸收相结合，然后与FUSE光谱进行比较。
2006-10-01 astro-ph
HST/FOS Eclipse mapping of IP Pegasi in outburst
我们报告的时间分辨日食映射的矮新星IP飞马座在其1993年5月爆发的HST/FOS快速光谱覆盖3日食在紫外光谱范围内的下降的结果。
2004-02-03 astro-ph
HST ultraviolet spectral energy distributions for three ultraluminous infrared galaxies
本文给出了从IRAS修订的亮星系样本中选出的三个超亮红外星系（ULIG：Lir> 10^12Lsun）的HST暗天体照相机紫外（230 nm和140 nm）图像。其目的是估计光谱能量分布（SED），以促进深光学，红外和亚毫米巡天在高红移的类似对象的识别。所有三个星系（VII Zw 031 = IRAS F12112+0305和IRAS F22491-1808）都在230 nm处被很好地探测到。在140 nm处仅检出其中两种。通量，连同地基光学和红外测光，被用来计算在一个很宽的波长范围内的SED。测得的SED从光学到紫外线下降，但下降幅度范围从IRAS F22491-1808中的约3倍到VIIZw 031中的约100倍。这很可能是由于不同的内部解释。这种解释也建议外推到紫外波长的光学内消光测量VIIZw 031。计算K-修正，以确定在高红移所看到的样本星系的颜色。像VIIZw 031这样的星系观测到的静止坐标系紫外线通量非常低，这意味着这样的星系在高红移时会非常红，甚至在光学巡天中消失。另一方面，像IRAS F12112+0305和IRAS F22491-1808这样的星系，如果在高红移下被观测到，它们的蓝色会足够大，以至于它们很难与正常场星系区分开来，因此，它们被识别为ULIGs。这意味着亚毫米波测量可能是正确识别大多数高红移ULIGs的唯一方法。
1999-01-28 astro-ph
HST Ultraviolet Spectroscopy of NGC 1741- a Nearby Template for Distant Energetic Starbursts
我们已经获得了哈勃太空望远镜的沃尔夫-拉叶星系NGC 1741附近的紫外图像和光谱。暗天体照相机图像的空间形态主要由两个主要的星暴中心控制，每个中心的亮度大约是剑鱼座30的100倍。这两个星暴中心都是由几个最近恒星形成的密集节点组成的。戈达德高分辨率摄谱仪拍摄的南部星暴中心部分的光谱与遵循Salpeter IMF的年轻恒星群相一致，这些恒星的质量在15 Msun以上（也可能存在较低质量的恒星），并延伸到100 Msun左右;从紫外光度推断出大约10^4颗O型恒星。探测到许多强的星际线。虽然没有解决，但它们的强度表明它们是在单个气泡和外壳中形成的，速度高达几百公里。莱曼-α吸收剖面的红翼表明存在几个中性氢成分，一个在我们自己的银河系中，另一个在NGC 1741的距离或附近。总的来说，NGC 1741的恒星和星际线光谱，以及连续体的形状，非常类似于最近在高红移发现的恒星形成星系。
1996-02-16 astro-ph
Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Spectroscopy of the Nova-like BB Doradus
我们提出了一个远紫外光谱探测器（{ \it{FUSE} }）光谱的鲜为人知的南部新星一样BB剑鱼座的分析。这张光谱是我们在第8周期{ \it FUSE}中对类似高十亿新星的恒星进行巡天时获得的。BB Dor的FUSE光谱，在高状态下观察到的，是用一个非常低倾角（可能低于10度）的吸积盘模拟的。假设WD的平均质量为0.8太阳质量，则质量吸积速率为1.E-9太阳质量/年，距离约为650 pc，与其方向上极低的银河系红化一致。光谱呈现出一些宽而深的硅和硫吸收线，表明这些元素分别是太阳的3倍和20倍。
2008-05-27 astro-ph
A Survey of FUSE and HST Sightlines through High-Velocity Cloud Complex C
利用档案远紫外线光谱探测器（FUSE）和哈勃太空望远镜（HST）的数据，我们已经收集了八个视线通过高速云复合体C的调查。所观察到的离子种类的丰度在这些视线中变化显著，表明复合物C的特征不在于单一的金属丰度。基于[OI/HI]的可靠金属丰度范围为0.1-0.25太阳能。基于[SII/HI]的金属丰度范围为0.1-0.6太阳能，但随着HI柱密度的降低丰度的趋势表明，光电离校正可能会影响到[S/H]的转换。我们提出的模型的电离校正HI柱密度的依赖性，这些电离校正是显着的离子丰度转换时，元素丰度的S，Si和Fe。这次调查中测量的丰度表明，部分云的金属丰度比以前认为的要高，复合体C可能代表了“银河喷泉”气体与下落的低金属气体的混合物。我们发现[S/O]和[Si/O]有一个太阳比，这表明尘埃几乎没有耗尽。此外，所测量的丰度表明相对于N和Fe，O、S和Si的丰度过高。这些α元素的增强表明，复合体C中的大部分金属是由II型超新星产生的，然后可能通过超新星驱动的风或潮汐剥离从恒星形成区域移除，然后ISM可以被N和Fe富集。
2002-11-04 astro-ph
HST polarization map of the ultraviolet emission from the outer jet in M87 and a comparison with the 2cm radio emission
我们给出了M87外部喷流紫外发射的第一张高分辨率偏振图。这些数据是由哈勃太空望远镜上的微弱物体相机（FOC）获得的。偏振图的分辨率为0.2角秒，并使用来自三个线性偏振图像的数据与最佳可用的校准数据相结合。紫外辐射是高度偏振的（~40\%），磁矢量大致与喷流轴对齐，除了在最亮的结（结A）区域，位置角突然改变，磁矢量变得垂直于喷流轴。在2cm VLA无线电极化图中可以看到类似的行为。通过对FOC和VLA数据的比对，我们给出了紫外-2cm光谱指数、去偏振和旋转测量图。我们发现结A附近有一个高去极化区域。这是第一个直接的观测证据，表明存在一个云或细丝的致密热材料，这是混合的同步加速器发射等离子体的射流。喷流与这片云的相互作用很可能是由于诱导激波而导致结A处喷流亮度突然增加的原因。我们认为，在结点A和结点C之间的2cm射电数据中看到的暗线可能是急流中去极化云的阴影或磁尾。
1995-05-26 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 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
Composite Accretion Disk and White Dwarf Photosphere Analyses of the FUSE and HST Observations of EY Cygni
利用\emph{combined}高重力光球和吸积盘模型以及模型吸积带，探讨了矮新星EY Cyg静止期FUSE和HST STIS远紫外光谱的起源。最适合天鹅座EY的FUSE加HST STIS光谱的单温白矮星模型具有T $_{eff} = 24,000$ K，log $g = 9.0$，Si丰度为0.1 x太阳，C丰度为0.2 x太阳，但距离只有301 pc。最佳拟合的复合模型包括白矮星与T $_{eff} = 22,000$ K，日志$g = 9$，加上一个吸积带与T $_{belt} = 36,000$ K覆盖27%的白矮星表面与V $_{belt} sin i = 2000$ km/s。吸积带贡献了63%的FUV光，较冷的白矮星纬度贡献了37%。该拟合产生351 pc的距离，其在我们采用的450 pc的距离的100 pc内。天鹅座EY有非常弱的C {PDMATHAMT iv}发射和非常强的N {PDMATHAMT v}发射，这是大多数静止矮新星的典型特征。我们还进行了EY天鹅座的周围环境的形态学研究，使用直接成像在狭窄的星云过滤器从地面望远镜。我们报告可能探测到与天鹅座EY有关的星云物质^M。显然是大的N {\scv}/C {\sc IV}发射比的可能起源进行了讨论的背景下，新星爆炸，污染的第二颗星和吸积的新星丰度丰富的物质通过吸积盘回到白矮星或作为一个后代的前体二进制幸存下来…
2004-07-26 astro-ph
Deuterium and Oxygen Toward Feige 110: Results from the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) Mission
本文介绍了用远紫外光谱探测器（FUSE）和国际紫外探测器（IUE）对sdOB星Feige 110进行的星际DI和OI柱密度测量[（l，b）=（74.09，-59.07）; d = 179 +265 -67 pc; z = -154 +57 -227 pc]。我们的DI柱密度的测定使用生长曲线拟合和轮廓拟合分析，而我们的OI柱密度的测定仅使用生长曲线技术。通过拟合星际Ly α剖面的阻尼翼估计HI柱密度。我们发现log N（DI）= 15.47 +/- 0.06，log N（OI）= 16.73 +/- 0.10，log N（HI）= 20.14 + 0.13 - 0.20（所有误差均为2 sigma）。这意味着D/H =（2.14 +/- 0.82）x 10^-5，D/O =（5.50 +/-1.64-1.33）x 10^-2，O/H =（3.89 +/- 1.67）x 10^-4。与姊妹论文（Moos等，2001）中报告的FUSE结果和先前对局部星际介质的测量结果相结合，这表明视线超过~100 pc时D/H的空间变化的可能性。这一结果可能会限制模型的混合时间和长度尺度的材料在本地星际介质的特点。
2001-11-20 astro-ph
FUSE Measurements of Far Ultraviolet Extinction. I. Galactic Sight Lines
我们目前的消光曲线，包括数据下降到远紫外波长（FUV; 1050 - 1200 A）的9个银河视线。使用来自远紫外光谱探测器的数据测量FUV消光。选择这些视线是因为它们在红外线到紫外线之间具有不寻常的消光特性;它们探测的尘埃环境范围很广，这一点可以从它们测量的总消光与选择消光的比值R_V = 2.43 - 3.81中得到证明。我们发现，外推的菲茨帕特里克和马萨关系从紫外线似乎是一个很好的预测FUV消光行为。我们发现，基于Cardelli，Clayton & Mathis（CCM）对R_V的依赖性对FUV灭绝的预测给出了混合的结果。对于CCM在红外到紫外中很好地表示的七条消光曲线，FUV消光在三条视线中被很好地预测，在两条视线中被过度预测，在两条视线中被低估。最大熵法分析使用一个简单的三个组件的粮食模型表明，在研究中的九个视线中的七个需要更大比例的粮食材料在灰尘中时，FUV消光包括在模型中。大多数添加的颗粒材料是小（半径< 200 A）颗粒的形式。
2005-02-24 astro-ph
Deuterium Toward WD1634-573: Results from the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) Mission
利用远紫外分光探测器（FUSE）观测数据研究了白矮星WD 1634 -573（d=37.1+/-2.6 pc）沿视线方向的星际吸收。结合我们对D I的测量和来自极紫外探测器数据的H I测量，我们发现WD 1634 -573的D/H比为D/H=（1.6+/-0.5）e-5。相比之下，将我们的测量值D I/O I=0.035+/-0.006和D I/N I=0.27+/-0.05乘以公布的银河ISM气相O/H和N/H的平均比率，分别得到D/H（O）=（1.2+/-0.2）e-5和D/H（N）=（2.0+/-0.4）e-5。请注意，上面引用的所有不确定性均为2 sigma。D/H（O）和D/H（N）之间的不一致性表明，WD 1634 -573的O I/H I和/或N I/H I比值必须不同于先前测量的平均ISM O/H和N/H值。从D I/N I计算D/H（N）更值得怀疑，因为相对的N和H电离态可以在LISM内变化，而O和H电离态将通过电荷交换更紧密地耦合。
2001-12-12 astro-ph
Simultaneous ASCA and HST/GHRS observations of Cygnus X-2/V1341 Cygni
我们目前的结果，从紫外和X射线观测的低质量的X射线双星天鹅座X-2。同时HST/GHRS和ASCA的意见发生在低状态的82天周期。我们比较我们的观察以及档案IUE和RXTE数据与模型，预测紫外线和光学连续辐射的X射线加热盘和Roche瓣填充星。该模型的预测与观测到的光学，紫外线和X射线的变化在轨道和长期期间是一致的。的X射线光谱状态，光度暗示的适合的X射线数据，紫外线连续谱和线通量，并从适合的紫外线连续谱获得的质量吸积率是一致的位置上的Z形X射线的正常和水平分支的颜色-颜色图的观察。质量吸积率的变化和翘曲盘的阻碍相结合，可以被援引为色-色平面中“Z”运动的可能解释。GHRS/G160 M的测量主要集中在NV和HeII上。低分辨率（GHRS/G140 L）观测捕获了SiIV，NIV和CIV。虽然相对线通量是一致的从X射线加热吸积盘日冕的发射，从简单的磁盘线发射模型的预测不符合观测到的发射线profiles.The径向速度（80-130公里秒$^{-1}$）是一致的发射从光学星在轨道相位（0.70-0.74），我们的观测。
2003-05-23 astro-ph
Deuterium toward the WD0621-376 sight line: Results from the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) Mission
本文介绍了WD 0621 -376的远紫外光谱探测器观测结果，WD 0621 -376是一颗位于本地星际介质（LISM）中的DA白矮星，距离约78 pc。这些数据的信噪比约为每20公里/秒分辨率元素20-40，覆盖波长范围为905-1187 nm。在D I、C II、C II*、C III、N I、N II、N III、O I、Ar I和Fe II的谱线中检测到LISM吸收。该瞄准线部分电离，电离氮分数> 0.23。我们确定比率$D/O = (3.9 \pm ^{1.3}_{1.0})\times 10^{-2}$（2 $σ$）。假设标准的星际氧丰度，我们推导出${\rm D/H} \approx 1. 3 \times 10^{-5}$。使用从EUVE数据导出的N（H I）的值给出类似的D/H比。D I/N I比值为$(3.3 \pm ^{1.0}_{0.8})\times 10^{-1}$（2 $σ$）。
2001-11-16 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
Far-Ultraviolet Imaging of the Field Star Population in the Large Magellanic Cloud with HST
我们提出了一个分析的最深的纯紫外观测与最高的角分辨率进行过，一组12曝光与HST WFPC 2和F160 BW过滤器在平行观测模式下获得，其中包括$\sim$ 12平方角分在LMC，北酒吧和在"一般领域“制度的LMC。对198个天体的341次独立测量代表了$\geq 2 10^4$秒的累积曝光量，并揭示了像m $_{UV}\simeq$ 22等一样微弱的恒星。观测表明，大麦哲伦星云的紫外辐射中的$\sim 2/3$是由我们的哈勃望远镜探测到的紫外星发射的，即，不成簇或成团。我们在ROE/NRL测光表中为这些天体的$\sim 1/3$确定了光学对应物。结果被用来讨论这些紫外源的性质，估计从LMC作为矮星系的原型扩散的紫外辐射，并评估在LMC的球状和疏散星团的紫外观测的场星的污染。我们发现，紫外星的投影密度在一般领域的LMC是几倍高于银河系盘靠近太阳。结合我们的数据与UIT的观测，我们可以定义恒星的紫外光度函数从$m_{UV}=8$到18等，并确认在LMC领域的地区已形成恒星在一个稳定的速度在过去的1 Gyr，与IMF接近萨尔彼得定律。
1998-09-24 astro-ph
FUSE Observations of Galactic and Intrinsic Absorption in the Spectrum of the Seyfert 1 Galaxy 2MASX J21362313-6224008
本文介绍了用远紫外光谱探测器（FUSE）获得的塞弗特1星系2 MASX J21362313-6224008的远紫外光谱。光谱的特点吸收银河OVI在两个速度和红移HI莱曼β和γ，CII，CIII和O VI。红移的吸收特征代表了一个相对于活动星系核蓝移了~310 km/s的运动学分量。我们使用光致电离模型来推导吸收气体的物理参数的约束。另一种解释的吸收线也提出了，即吸收气体与干预星系团。
2003-12-29 astro-ph
HST Spectroscopy of the Hottest White Dwarfs
光谱分析需要观察连续电离阶段的谱线，以评估（特定物种的）电离平衡，这是有效温度的敏感指标。由于有效温度高达100000 K的恒星在极紫外（EUV）波长范围内具有最大通量，并且由于高度电离，大多数金属线都在紫外（UV）范围内发现。因此，高信噪比和高分辨率紫外光谱是精确分析的先决条件。因此，我们使用了哈勃太空望远镜（HST）上的暗天体光谱仪（FOS），戈达德高分辨率光谱仪（GHRS）和太空望远镜成像光谱仪（STIS），以获得合适的数据。我们提出了国家的最先进的分析最热的（前）白矮星的NLTE模型的气氛，其中包括金属线覆盖的所有元素，从氢到镍。
2007-06-15 astro-ph
Ultraviolet observations of Sirius A and Sirius B with HST-GHRS; An interstellar cloud with a possible low deuterium abundance
我们提出了新的观测的二进制天狼星A /天狼星B执行HST-GHRS。在这条视线上探测到两个星际云，其中一个被确定为本地星际云（LIC）。这条视线的星际结构受到物种OI、NI、SiII、CII、Fe II和Mg II的高光谱分辨率数据的限制。莱曼α星际线也被观测到朝向这两颗恒星。但是，在LIC中很好地检测到氘莱曼α线，其丰度与Linsky等人（1993 & 1995）获得的一致，而在另一个云中没有检测到明显的DI线。然而，朝向天狼星A和天狼星B的莱曼α谱线并不是微不足道的。在天狼星A莱曼α线的蓝翼中可以看到过量的吸收，并解释为来自天狼星A的风。在它的白矮星伴星中，红翼被发现有过量的吸收，并被解释为天狼星B光球层莱曼α线的核心。尽管如此，还是可以构建一个复合莱曼α分布图，并允许测量第二个云团中的氘丰度0 < D/H_ISM < 1.6 10^-5，这与林斯基等人（1993 & 1995）的值略有一致。因此，该视线似乎是低D/H_ISM的良好候选。
1999-09-03 astro-ph
Far Ultraviolet Observations of the Dwarf Novae SS Aur and RU Peg in Quiescence
我们分析了两颗U型矮星新星SS Aur和RU Peg的远紫外分光探测器（FUSE）光谱，这两颗新星分别在它们最后一次爆发后28天和60天观测到。在这两个系统的FUSE光谱（905 - 1182）揭示了证据的基础吸积白矮星暴露在远紫外线。我们的理论模型网格产生了与FUSE光谱最佳拟合的光球，SS Aur的Teff=31，000 K，RU Peg的Teff=49，000 K。这项工作提供了两个以上的矮新星系统与已知的白矮星温度以上的周期差距，很少有人知道。在SS Aur中没有CIII（1175 A）吸收和高于太阳的N的高度表明SS Aur可能是一个额外的吸积白矮星，其表面C/N比来自CNO处理。对于RU Peg，建模的不确定性阻止了关于表面丰度和旋转速度的任何可靠结论。
2004-06-18 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
High Resolution Ultraviolet Quasar Absorption Line Spectroscopy of z~1 Galaxy Group
我们使用来自HST/STIS（R= 30，000）的紫外光谱，以及来自Keck/HIRES（R= 45，000）的光谱，研究了朝向类星体PG 1206+459的z=0.9254，0.9276和0.9342的三个MgII选择吸收系统。一个多相的气体结构，低电离成分产生的小凝结和高电离的扩散云，在所有三个系统中表示。每个系统都可能代表一个不同的星系，由于星际介质、日冕气体、晕气体和高速云的某种组合而产生吸收。即使HST/COS的灵敏度有所提高，我们也只能获得天空中最亮类星体的高分辨率紫外光谱。具有紫外覆盖范围的更大望远镜将能够对数百个星系进行类星体吸收线研究，包括各种各样的星系类型和低和中等红移的环境。
2002-07-18 astro-ph
High-resolution ultraviolet spectroscopy of PG1159-035 with HST and FUSE
PG 1159 - 035是PG 1159光谱类别的原型，由极热的缺氢（前）白矮星组成。它也是GW Vir变量的原型，GW Vir变量是非径向g模式振荡器。对PG 1159星的研究揭示了AGB和后AGB阶段的恒星演化和核合成。我们对PG 1159 - 035进行了定量光谱分析，重点是微量元素的丰度测定。我们用哈勃太空望远镜和远紫外光谱探测器拍摄了PG 1159 - 035的高分辨率紫外光谱。他们分析与非LTE线覆盖模型大气。我们以高精度确认了高有效温度（Teff = 140，000 +/-5000 K）和logg = 7的表面重力。我们首次评估了硅、磷、硫和铁的丰度。硅是关于太阳能的。对于磷，我们发现了太阳丰度的上限。发现了令人惊讶的硫的强烈消耗（2%太阳能）。铁没有被检测到，这表明上限为30%的太阳能。这与在其他PG 1159恒星中发现的Fe缺乏相吻合。我们重新测定了氮的丰度，发现它比以前的分析低一个指数。硫耗尽与目前AGB星壳层间核合成的模型相矛盾。铁的缺乏证实了其他PG 1159恒星的类似结果，并解释了铁转换成重元素的n-捕获在S-加工环境的前体AGB星。然而，铁消耗的程度比进化模型预测的要强。相对较低的氮丰度相比，其他脉动PG 1159星削弱了氮的作用，作为一个显着的特点，在GW的Vir不稳定带的增辐和非增辐。
2006-10-20 astro-ph
Deuterium abundance toward G191-B2B: Results from the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) Mission
用远紫外光谱探测器（FUSE）获得了热白矮星G191-B2 B的高分辨率光谱，覆盖波长范围905- 1187 A。这些数据与现有的高分辨率哈勃空间望远镜STIS观测结合使用，以评估沿视线的HI、DI、OI和NI柱的总密度。由于DI莱曼α线的饱和强度，以前根据GHRS和STIS观测确定的N（DI）是有争议的。在本分析中，DI的柱密度仅使用FUSE观察到的不饱和莱曼-β和莱曼-γ线测量。仔细检查可能的系统的不确定性联系到恒星连续体的建模或在FUSE仪器特性的不确定性已经进行。推导出的柱密度为：log N（DI）= 13.40 +/-0.07，log N（OI）= 14.86 +/-0.07，log N（NI）= 13.87 +/-0.07，引用2 σ不确定度。用莱曼-α线的轮廓拟合来测量HI柱密度是不可靠的。如果在沿视线方向的三个被探测云中加入额外的弱热星际成分，即使莱曼α的信噪比和光谱分辨率都很好，HI柱密度也会相当显著地降低。对G191-B2B的N（HI）的新估计为：log N（HI）= 18.18 +/-0.18（2-sigma不确定性），因此视线上的平均（D/H）比为：（D/H）= 1.66（+0.9/-0.6）*10^-5（2-sigma不确定性）。
2001-12-07 astro-ph
A Revised Ephemeris and FUSE Observations of the Supersoft X-ray Source CAL 83
本文用超软X射线双星CAL 83测定了新的星历表。由于轨道周期改进为1.047568天，现在有可能将过去二十年获得的光度和光谱数据与FUSE拍摄的新的远紫外光谱相结合。讨论了CAL 83的轨道光变曲线和长期光变曲线的性质以及颜色。在远紫外线中，唯一被探测到的恒星特征是来自O VI共振双重态的辐射。这种发射的径向速度似乎不同于HeII在光学区域，虽然我们只有部分的O VI线的相位覆盖。FUSE连续谱的变化在相位和振幅上与光学光变曲线相似。
2003-11-17 astro-ph
Further Indications of Jet Rotation in New Ultraviolet and Optical HST/STIS Spectra
我们目前的调查结果表明，旋转签名的T-金牛座喷气机的基础。用哈勃空间望远镜成像光谱仪在光学和近紫外波长进行了观测。结果提出了从DG头，CW头，HH 30和双极射流从TH 28的接近射流。在距离恒星100天文单位内的喷流中，探测到了多普勒频移的系统不对称性。在光学波长上，径向速度差通常为10至25（+/-5）km/s，而NUV范围内的差异始终较低，通常为10（+/-5）km/s。结果被解释为可能的旋转签名。重要的是，DG Tau的光学和NUV结果之间存在一致性。在稳定的磁离心加速度的假设下，调查结果导致对喷流足迹点到恒星的距离的估计，并给出与早期研究一致的值。例如，在DG Tau的情况下，我们看到较高速度的分量似乎是从沿着盘平面距离恒星0.2到0.5 AU的地方发射的，而较低速度的分量似乎是从1.9 AU的地方发射的喷流的较宽部分。其他目标的结果类似。因此，如果确实检测到的多普勒梯度跟踪射流内的旋转，那么，在稳定的MHD喷射的假设下，导出的足点半径支持磁化盘风的存在。然而，由于我们没有解决流的最内层，我们不能排除也存在X风或恒星风分量的可能性。
2007-03-12 astro-ph
Hubble and FUSE studies of Ly-alpha absorbers at low redshift
哈勃空间望远镜（HST）和远紫外光谱探测器（FUSE）上的紫外光谱仪已经证明了它们在低红移（z < 0.1）下作为低密度星系际介质（IGM）灵敏探测器的价值。最近对Ly-alpha、Ly-beta以及偶尔出现的更高的莱曼谱线的观测表明，低z IGM中温暖的光致电离气体可能包含20-25%的重子，其柱密度分布为N（HI）^-1.8。对Si III、C III、C IV和O VI的共振线的测量表明，这些吸收体的金属丰度范围从太阳丰度的1-10%到低于0.003 Z（太阳）的值。Ly-beta/Ly-alpha比值（FUSE和HST）的比较得出多普勒参数的分布，平均值b = 31.4 +/- 7.4 km/s，中值为28 km/s，与z = 2-3时的值相当。生长曲线（CoG）b值远小于从Ly-alpha轮廓拟合得到的宽度，平均b（CoG）/b（宽度）= 0.52，这表明低z吸收体包含相当大的非热运动或由宇宙膨胀和坍缩引起的速度分量。未来紫外光谱任务（HST/COS和SUVO）的一个挑战是获得欧米茄（IGM）和占主导地位的IGM重子含量的强Ly-alpha吸收剂的金属丰度的精确测量。该计划将需要精确测定：（1）使用较高的莱曼系线的生长曲线;（2）1-5 Ryd的电离辐射场;和（3）吸收体的特征尺寸和形状。
2001-07-25 astro-ph
HST Ultraviolet and Ground-based Optical Spectropolarimetry of IRAS QSOs: Dusty Scattering in Luminous AGN
我们提出了两个高度偏振的IRAS选择类星体，IRAS 13349+2438和BALQSO IRAS 14026+4341的紫外和光学光谱偏振。两个物体的偏振都迅速向蓝色方向上升，在静止帧中接近3000 A的峰值，并且在较短的波长下几乎保持不变。静止坐标系的偏振通量密度谱也向蓝色方向迅速增加，但在3000以下急剧下降。偏振通量的这种独特的波长依赖性表明偏振是由尘埃散射产生的。对于许多Seyfert、射电和超亮红外线星系（Highs），IRAS 13349+2438中弱[O III] 4959，5007线的低偏振表明散射颗粒位于窄线气体内部或与窄线气体混合。我们构建完整的辐射转移模型，这些系统包括一个尘埃球的适度的光学深度轴对称照明从内的幂律类星体光谱。我们表明，这个简单的模型成功地再现了定性的偏振特性的对象。尽管与其他IRAS选择的BALQSO相似，但我们对IRAS 13349+2438的FOS分光偏振法没有显示宽吸收线。IRAS 14026+4341在散射和总通量密度方面都具有Al III BAL。我们讨论这两个对象的定向和演化的统一计划，类星体，BALQSO和高。
2001-09-12 astro-ph
A Far Ultraviolet Study of the Nova-like V794 Aquilae
我们提出了一个光谱分析的去红FUSE和HST/STIS光谱分别和合并在一起，假设E（B-V）=0.1和0.2。总的来说，我们发现，当E（B-V）很大时，模型拟合与去红光谱的一致性要好得多，因为在较长波长处的过量发射使得所观察到的光谱的斜率几乎不可能拟合，除非E（B-V）=0.2。当E（B-V）=0.2时，得到了最佳的吸积盘模型。单一白矮星模型会导致相当高的温度（30，000 K < Twd < 55，000 K，视假设而定），但无法提供像吸积盘模型那样好的拟合。一个白矮星加上一个圆盘的组合并不会导致更好的拟合。当单独拟合FUSE和HST/STIS光谱时以及当组合在一起时，一致地获得相同的最佳拟合圆盘模型，这意味着圆盘模型不仅在最小卡方意义上是最佳拟合，而且在大波长跨度的观测中也是一致的解决方案。这与单个白矮星模型拟合的情况不同，该模型拟合导致每个不同光谱的FUSE、STIS和FUSE+STIS的温度不同（因此不一致）。
2007-03-05 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 900-1200A Spectroscopy of AM Her
利用远紫外光谱探测器（FUSE）在三个连续的航天器轨道上获得了磁白矮星双星AM Her的光谱。这些观测被分成19个光谱，持续时间约为5分钟（0.025P双星相位），部分覆盖双星轨道。我们报告的相位相关的变化，在远紫外连续光曲线和发射线，特别注意的行为O VI。我们讨论了窄和宽的OVI排放的通量和速度。我们发现FUV光变曲线在~ 1000 A处有最大振幅，尽管在较短波长处连续谱可能受到重叠莱曼线的强烈影响。存在弱而窄的莱曼吸收线。它们的速度在观测到的轨道相位上似乎没有变化，它们的平均值与系统速度一致。
2002-02-07 astro-ph
FUSE Observation of the Ultramassive White Dwarf PG1658+441
本文分析了超大质量（M = 1.31太阳质量）、磁性（B_s = 2.3 MG）的白矮星PG 1658+441的远紫外光谱.远紫外（FUV）光谱表现出非常宽的莱曼线和准分子莱曼β卫星，但也可能存在弱莱曼γ卫星。PG 1658+441是已知的显示这些卫星特征的最热的白矮星。我们拟合莱曼线与恒星模型，并获得大气参数与发表的分析的巴耳末线。通过对不同FUSE段获得的结果进行平均，我们确定Teff = 29，620 +/-500 K和log g = 9.31 +/- 0.07。这些模型在大部分光谱上与数据相匹配，但在卫星特征附近仍然存在差异。最后，在FUV光谱中没有发现痕量元素，我们提供了C、N、Si和P的丰度上限。
2003-09-23 astro-ph
