Do Herbig Ae/Be Stars have Discs?
对Herbig Ae/Be星的H_α分光偏振测量表明，中等质量（2 - 15 M_sun）前主序星的最内层区域是平坦的。这可能是迄今为止最好的证据，证明更高质量的赫比格Be恒星嵌入在拱星盘中。我们研究的第二个结果是，较低质量的Herbig Ae恒星的分光偏振特征不同于较高质量的Herbig Be恒星。在Herbig Be群中观察到H_alpha的去极化，而在我们的样本中Herbig Ae星中普遍存在线极化。这些线偏振效应可以理解为一个紧凑的H_α源，它是由一个旋转盘状配置偏振。我们在赫比格Be星和Ae星之间探测到的差异可能是第一个迹象，表明在赫兹-罗素图中存在从光谱类型A的磁吸积到光谱类型B的盘吸积的过渡。然而，也有可能，在Herbig Ae星中存在的紧凑偏振线分量，在Herbig Be星中被掩盖，由于它们的高水平的H_α发射。
2002-05-28 astro-ph
Probing the circumstellar structure of Herbig Ae/Be stars
我们提出了一个样本的23 Herbig Ae/Be星的Halpha分光偏振观测。在大部分的天体中检测到了线偏振的变化，这表明赫比格恒星周围的区域在小尺度上是扁平的（圆盘状）。我们的研究的第二个结果是，光谱偏振签名的Ae星不同的Herbig Be的明星，从去极化的特性变化在Herbig Be的明星，线偏振的Ae组。在赫比格Be星（7/12）中检测到的去极化频率特别有趣，因为通过类比经典Be星，它可能是迄今为止最好的证据，表明更高质量的赫比格星被扁平结构所包围。对于Herbig Ae恒星，11颗中有9颗显示出线偏振效应，这可以理解为一种紧凑的Halpha发射，这种发射本身被旋转的盘状星周介质极化。赫比格Be星和Ae星之间的分光偏振差异可能是第一个表明赫兹-罗素图中存在从光谱类型A的磁吸积到光谱类型B的盘吸积的过渡的迹象。或者，在Ae星中明显的内部偏振线发射可能在Herbig Be星中被掩盖，因为它们有更高水平的H α发射。
2002-08-06 astro-ph
High Resolution Spectropolarimetry of the H-alpha Line: Obscured Stars and Absorptive Polarization
被遮蔽的恒星周围的近恒星环境是非常动态的。许多种类的恒星都显示出风、盘、流入和流出的证据，许多现象同时发生。这些过程涉及到恒星演化、恒星和行星形成，并影响着恒星周围行星的形成和可居住性。即使对于最近的恒星，即使在下一代望远镜完成之后，也无法对该区域进行成像。必须发展其他测量星周物质物理性质的方法。穿过谱线的光的偏振是一个包含关于这些小空间尺度上的星周物质的信息的特征。我们使用HiVIS（R=13000至50000）和ESPaDOnS（R=68000）分光偏振仪，从2004年至2008年，在一百多个夜晚的观测中监测了几类恒星。在10/30的经典Be星，传统的广泛的去极化形态再现，但在这10颗星中的4个有一些额外的吸收效应。在Herbig Ae/Be星中，大约2/3的恒星（14/20）具有强吸收成分（中心或蓝移），显示出清晰的分光偏振特征，通常集中在谱线的吸收成分上。它们通常为0.3%至2%，其中一些签名随时间变化。后AGB和RV-Tau型演化星表现出非常强的吸收偏振效应（5/6 PAGB和4/4 RVTau），与Herbig Ae/Be星非常相似。这些观察结果与传统的散射模型不一致，并激发了对所观察到的偏振的新解释。这种新的模型，基于光泵，有可能提供直接测量的拱星气体的属性。
2008-09-19 astro-ph
On the difference between Herbig Ae and Herbig Be stars
我们提出了线性光谱偏振数据的八个赫比格是和四个赫比格Ae星在H α，H β和H γ。线偏振的变化被检测到跨越所有的巴耳末线的大部分观察到的对象，确认这些对象周围的小尺度区域是平坦的（即盘状）。此外，所有的物体与检测显示在三个谱线相似的特性，尽管从H α到H γ的跃迁概率和光学深度的差异。早期赫比格Be星（B 0-B3）中的一大部分观测到了线去极化效应。然而，早期的赫比格Ae星（A0-A2），观察比较，显示内在的线偏振的签名。我们的数据表明，T金牛座对象的流行的磁吸积的情况下，可能会扩展到Herbig Ae星，但它可能不会扩展到早期Herbig Be星，现有的数据是一致的磁盘吸积。
2007-03-09 astro-ph
Ubiquitous H-alpha polarized line profiles: absorptive spectropolarimetric effects and temporal variability in Post-AGB, Herbig Ae/Be and other stellar types
我们在这里表明，吸收H-α偏振线轮廓以前看到许多赫比格Ae/Be（HAeBe）的明星是一个几乎无处不在的功能，其他类型的嵌入式或遮蔽的恒星。这种特征性的1%线性偏振变化跨越了H-α线的吸收部分，在后AGB恒星以及RV-Tau，Delta-Scuti和其他类型的恒星中都可以看到。这些恒星中的每一个都显示出被星际氢气遮蔽的证据，并且偏振效应是在吸收分量中，与光学泵浦模型一致。我们提出了ESPaDOnS光谱偏振观测9后AGB和RV-Tau类型，除了许多多时代的HiVIS观测这些目标。我们发现在8/9颗恒星的H-α线上有显着的偏振变化，偏振幅度为0.5%至3%以上（5/6 Post-AGB和3/3 RV-Tau）。在所有这些，但其中之一，偏振变化是由线轮廓的吸收分量占主导地位。没有证据表明显示恒星脉动的暗星的子类（后AGB星的RV-Tau和赫比格Ae/Be星的Delta-Scuti）与主类有显着的分光偏振差异。从HiVIS和ESPaDOnS的数据中可以明显看出，这里介绍的几颗恒星：89 Her，AC Her，SS Lep，MWC 120，AB Aurigae和HD 144668。的形态和时间的变化是可比的赫比格Ae/Be和Be型恒星现有的大样本。由于后AGB恒星的星周气体是非常不同的Be星，我们讨论这些意见的背景下，他们不同的环境。
2008-12-14 astro-ph
New Herbig-Haro Objects and Giant Outflows in Orion
我们提出了在猎户座L1630和L1641巨型分子云的赫比格-哈罗（HH）对象的摄影和CCD成像调查的结果。新的HH流最初是从最近委托的AAO/UKST南部天空H-α调查的深H-α电影中确定的。我们扫描的H-alpha和宽带R图像突出了H-alpha测量的分辨率提高和H-alpha通量相对于宽带R的出色对比度。比较IVN巡天图像使我们能够区分发射和反射星云。我们的CCD H-alpha，[SII]，连续和I波段图像证实了与Ori I-2彗星球状体相关的秒差距尺度HH流和以L1641-N红外星团为中心的几个秒差距尺度HH发射串的存在。几个较小的流出显示单侧射流。我们的研究结果表明，在L1641的-6度以南的赤纬，秒差距尺度的流动似乎是光学尘埃和分子气体的大规模运动的主要力量。
1999-07-27 astro-ph
Near-infrared line spectropolarimetry of hot massive stars
为了研究光学暗淡，红外明亮的物体周围的拱星物质的内部部分，我们提出了第一个中分辨率的光谱偏振数据在近红外。在本文中，我们讨论的Pa β线数据GL 490，一个著名的嵌入式大质量的年轻恒星的对象，和MWC 349 A和MWC 342，两个光学昏暗的恒星，提出了在主序前阶段的演变。作为对该方法的检查，也观察到了经典的Be星zeta Tau，已知其在光学波长处显示线偏振变化。我们的三个目标在Pa β上显示出“线效应”。对于zeta Tau和MWC 349 A，这种线效应是由于环星电子散射盘的去极化。在这两种情况下，偏振的位置角与在其他波长下成像的较大尺度圆盘的位置角一致，验证了红外分光偏振法作为检测小尺度平坦化的手段。在包埋的大质量年轻恒星GL 490中，偏振位置角在Pa β处的旋转被初步探测到，这表明存在一个带有内孔的小尺度旋转吸积盘--类似于最近在赫比格Ae和金牛T星的光学波长处发现的情况。
2005-09-22 astro-ph
Probing the circumstellar structures of T Tauri stars and their relationship to those of Herbig stars
我们提出了一个样本的10个明亮的金牛座T星，补充了新的赫比格Ae/Be星数据的Halpha分光偏振观测。在大多数的金牛座T（9/10）和赫比格Ae（9/11）对象，我们解释在一个紧凑的线光子源，是从旋转的吸积盘散射的线性偏振的变化。我们发现的位置角（PA）的偏振和成像盘PA从红外和毫米成像和干涉研究，探测更大的尺度之间的一致性。对于Herbig Ae星AB Aur，MWC 480和CQ Tau，我们发现偏振PA垂直于成像盘，这是预期的单散射。另一方面，金牛座T星DR Tau和SU Aur和FU Ori的偏振PA与外盘PA对齐，符合多重散射的情况。如果Herbig Ae恒星的内盘在光学上很薄，而我们的T Tauri恒星和FU Ori周围的内盘在光学上很厚，那么这种差异可以解释。此外，我们开发了一种新的技术，结合已知的倾角和我们最近的蒙特卡罗模型来约束SU Aur，GW Ori，AB Aur和CQ Tau的内缘尺寸。最后，我们考虑的内部磁盘结构与磁场的方向在前景星际介质的连接：FU猎户座和DR头，我们推断恒星轴和较大的磁场方向的对齐。
2005-02-25 astro-ph
Spectropolarimetry and the Geometry of Type 1 Seyfert Nuclei
我们描述了一个详细的研究结果的偏振特性的宽H-α发射线在1型塞弗特核。我们对这些数据的分析指出了一个模型，在这个模型中，宽巴耳末线是由旋转的圆盘发射的，并且分散在两个主要区域-一个与圆盘共面并且在环核环面内，另一个是极散射区域，在环面外但是与其轴对齐。两个偏振光源的相对重要性主要由系统轴相对于视线的倾斜度决定。
2002-11-11 astro-ph
Spectropolarimetric Observations of Herbig Ae/Be Stars. II. Comparison of Spectropolarimetric Surveys: HAeBe, Be and Other Emission-Line Stars
光在各个谱线上的偏振包含了非常小的空间尺度上的星周环境信息。我们在3.67米AEOS望远镜上用R=13000的HiVIS分光偏振计进行了117个夜晚的观测，获得了大量的Herbig Ae/Be、经典Be等发射线星的高精度、高分辨率分光偏振观测。我们也有许多观察从ESPaDONS分光偏振仪在R=68000的分辨率上的3.6米CFH望远镜。在大约2/3所谓的“风”或“盘”赫比格Ae/Be星中，检测到的H-α线性偏振从我们典型的检测阈值0.1%到2%以上不等。在所有的，但一个HAe/Be星检测到的偏振效应是不符合的H-α发射峰，但检测到的线轮廓的明显的吸收部分和周围。在此吸收区域中，qu环由偏振主导。在几颗恒星中，偏振随时间的变化主要是在吸收分量中，而不一定与相应的强度变化有关。这是在较低分辨率下未观察到的新结果。在Be和发射线恒星中，30个样本中有10个显示出典型的广泛去极化效应，但其中4个显示出仅在高分辨率下可见的较弱效应。30个中的另外5个显示出更小的振幅，更复杂的特征。交替分类的六颗星显示出大幅度（1-3%）的吸收偏振效应。这些检测在很大程度上与传统的磁盘散射和去极化模型不一致。
2009-01-04 astro-ph
New Perspectives on the X-ray Emission of HD 104237 and Other Nearby Herbig Ae/Be Stars from XMM-Newton and Chandra
我们提出了新的X射线观测附近的Herbig Ae星HD 104237（= DX Cha）与XMM-牛顿，其目的是澄清的起源的排放。几个X射线发射线在CCD光谱中清晰可见，包括高温Fe K-α复合物。发射可以精确地建模为具有冷（kT < 1 keV）和热（kT > 3 keV）分量的多温度热等离子体。热成分的存在是令人信服的证据，表明X射线起源于磁约束等离子体，无论是在赫比格恒星本身还是在一个尚未看到的晚期伴星的日冕中。X射线温度和光度（log Lx = 30.5尔格/秒）都在金牛座T伴星的预期范围内，但高分辨率的钱德拉和哈勃望远镜图像限制了一个假定伴星的距离小于1角秒。我们把这些新的结果到更广泛的背景下，通过比较的X射线和辐射热光度的样本附近赫比格星与金牛座T星和经典的主序星。我们还测试了一个模型的预测属性的X射线发射赫比格恒星的磁场活动，是由剪切动力发电机持续。
2004-05-23 astro-ph
The Herbig Ae star HD 163296 in X-rays
本文报道了在100天文单位角分辨率下对邻近的Herbig Ae星HD 163296的Chandra X射线成像光谱。在该恒星的位置探测到一个点状的软（kT~0.5 keV）发射线源，X射线光度为4.0e29 erg/s。此外，沿着先前探测到的Ly-alpha发射喷流和Herbig-Haro外流方向的微弱发射可能存在。HD 163296相对较低的光度，缺乏硬光谱成分，以及缺乏强的X射线变化，可以解释为源于光学薄的冲击加热气体沿着磁场线吸积到恒星表面。这需要HD 163296表面的（偶极）磁场强度至少为~100 G，可能高达几kG。HD 163296与金牛座T型恒星TW Hya一起，成为迄今为止已知的唯一一颗主序前恒星，其静态X射线发射似乎完全由吸积控制。
2005-03-03 astro-ph
The origin of hydrogen line emission for five Herbig Ae/Be stars spatially resolved by VLTI/AMBER spectro-interferometry
为了追踪YSO周围的吸积和外流过程，诊断谱线，如BrG 2.166微米线被广泛使用，但由于缺乏空间分辨率，线发射的起源仍然不清楚。采用AU尺度的空间分辨率，可以实现与红外线长基线干涉，我们的目标是区分理论模型相关联的BrG线发射与质量流入或质量流出过程。利用VLTI/AMBER仪器，我们在空间和光谱（R=1500）上分辨了5颗Herbig Ae/Be星（HD 163296，HD 104237，HD 98922，MWC 297，V921 Sco）在BrG发射线和邻近连续谱中的内部环境。所有的对象（除了MWC 297）显示出增加的可见度内的BrG发射线，这表明在这些对象中的BrG发射区域比尘埃升华半径更紧凑。对于HD 98922，我们的定量分析表明，线发射区是紧凑的，足以符合磁层吸积的情况。对于HD 163296，HD 104237，MWC 297和V921 Sco，我们确定恒星风或盘风作为最有可能的线发射机制。我们寻找一般的趋势，并发现BrG发射区的大小似乎并不取决于基本的恒星参数，但与H-α线轮廓形状。我们发现至少有两种不同的BrG线形成机制的证据。具有P-Cygni H-α线轮廓和高质量吸积率的恒星似乎显示出特别紧凑的BrG发射区（R_BrG/R_∞ <0.2），而具有双峰或单峰H-α线轮廓的恒星显示出明显更扩展的BrG发射区（0.6<R_BrG/R_∞ <1.4），可能追踪恒星…
2008-07-07 astro-ph
Radio galaxies at z~2.5: results from Keck spectropolarimetry
在对强大的河外射电源系综进行分类时，已经积累了大量的证据，表明射电星系和类星体是同一母体的依赖于方向的表现：大质量球状星系包含相应的大质量黑洞。[...]在这项研究中，我们利用机会，以消除类星体眩光进行灵敏的分光偏振与凯克II望远镜的样本的射电星系的红移约2.5。[...]我们发现，尘埃反射类星体的光一般占主导地位的restframe紫外线连续这些来源和一个高度聚集的散射介质的结果几乎是灰色的散射的活动星系核光子。然而，观测结果并不排除在一个Gyr演化周期内平均的大量恒星形成率。来自散射尘埃的亚毫米再辐射可能只占总远红外光度的一小部分（~10%）。对硬类星体辐射场在宿主星系的星际介质中激发的发射谱线的分析揭示了在这一时期球状体内部发生戏剧性化学演化的证据。中等质量恒星的二次氮产生在NV/CIV和NV/HeII线比率中产生了一个特征性的签名，这在以前类似红移的类星体的宽线区域中已经看到。我们发现有趣的相关性之间的强度的Ly α和NV发射线和紫外线连续偏振的程度，这可能代表分散的尘埃与化学富集的球体。
2000-10-31 astro-ph
Polarized Broad H-alpha Emission from the LINER Nucleus of NGC 1052
在凯克天文台获得的LINER NGC 1052的原子核的光学分光偏振测量显示，H-α线轮廓的机翼中的偏振增加。H-α的偏振矢量与秒差距尺度的射电轴偏移67度，与千差距尺度的射电轴偏移83度，大致符合对模糊环面的开口圆锥内散射的预期。H-α的宽分量在总通量中具有~ 2100 km/s的FWHM，在偏振光中具有~ 5000 km/s的FWHM。电子散射是导致这种展宽的最可能机制，我们发现散射介质的T_e约为10^5 K，与在塞弗特2核中观察到的值相似。这是第一次探测到LINER中的偏振宽发射线，表明活动星系核的统一模型至少适用于某些LINER。
1999-02-12 astro-ph
Is it Round? Spectropolarimetry of the Type II-P Supernova 1999em
我们提出了第一个多历元光谱偏振的II型高原超新星（SN II-P），与SN 1999 em的光学观测7天，40天，49天，159天，和163天后发现。这些数据被用来探测电子散射大气层的几何形状之前，期间和之后的平台阶段，这结束了大约90天后发现。在所有时期都检测到偏振角不变（θ ~ 160度）的弱连续偏振，第7天p ~ 0.2%，第40天和第49天p ~ 0.3%，最终观测值p ~ 0.5%。在第40、49、159和163天，强线特征上存在明显的偏振调制。在未校正星际偏振（据信是相当小的）的情况下，偏振峰与强的天鹅座P吸收谷相关，并且在H-α发射剖面上看到几乎完全的去偏振。连续极化的时间演化和线间的急剧变化表明SN 1999 em的极化是固有的。当建模的扁圆形，电子散射大气的Hoeflich，所观察到的偏振意味着在研究期间至少7%的非球面。时间偏振的增加可能表明更大的非球面更深入到喷出物。我们讨论了使用II-P型超新星作为主要的河外距离指标，通过扩大光球法（ESTA）的非球面的影响。如果非球面性产生的方向依赖的流量和奇特的星系运动的特点是sigma_v_rec = 300公里/秒，它表明，以前的SNE II和距离之间的协议测量的主机星系预测的线性哈勃定律限制平均SN II的非球面性值小于30%（3-sigma）在光球阶段。
2001-05-17 astro-ph
Resolved polarization changes across Halpha in the classical T Tauri star RY Tau
我们提出了线性H α光谱偏振的经典金牛座T星RY头。检测到偏振百分比和穿过Halpha的位置角的变化，这表明线光子在旋转圆盘中散射。我们从（Q，U）图中的环的斜率导出位置角，发现它是146 +/- 3度。这是垂直于光盘的位置角48 +/- 5度，从亚毫米成像推导出的Koerner和Sargent（1995）。这一发现是一致的，因为从成像的毫米盘散射预计将产生在从该盘旋转90度的方向上的偏振特征。观测到的RY Tau的分光偏振行为让人想起在一大群Herbig Ae恒星中看到的行为，表明偏振光子的共同拱星起源。
2003-06-04 astro-ph
A Multi-Epoch HST Study of the Herbig-Haro Flow from XZ Tauri
我们提出了九个时期的哈勃太空望远镜光学成像的双极流出的前主序二进制XZ金牛座。我们的数据监测系统从1995年至2005年，包括发射线图像的流量。北叶似乎是一连串的气泡，最外面的气泡从1995年到1999年以弹道方式扩张，但在2000年开始变形并沿着其前缘减速。它在2005年达到了二进制的6”。在2004年的ACS深空影像中，首次发现了一个更大、更暗的南方反气泡。在双星以南20英寸处可以看到冲击辐射的痕迹。气泡发射星云有一个低的激发整体，跟踪的[S II]/H-α线比，需要一个几乎共动的周围介质，已被以前的喷射或恒星风加速。在宽气泡内有紧凑的发射结，其排列和自行表明，准直喷流从每个二元组分中喷出。来自南部分量XZ Tau A的喷流与气泡的流出轴对齐，并且具有70-200 km/s的切向结速度。当北部气流中的纽结接近最外层气泡的前缘时，它们会变慢变亮。来自另一颗恒星XZ Tau B的喷流中的结具有约100 km/s的较低速度。
2008-09-18 astro-ph
A New Mechanism for Polarizing Light from Obscured Stars
最近对赫比格AeBe恒星系统的分光偏振观测表明，在它们被遮蔽的H-α发射附近，波长和历元具有线性偏振变化。令人惊讶的是，这种偏振与H-α发射峰不一致，但在谱线轮廓的吸收部分附近是可变的。通过一个新的和新颖的模型，我们在这里表明，这是光泵浦的证据-入射辐射的各向异性，导致线性偏振相关的光学深度内的干预氢风或磁盘云。在这些系统中，这种效应可以产生比散射偏振更大的偏振信号。
2007-08-04 astro-ph
Evolution of emission line activity in intermediate mass young stars
本文给出了45颗中等质量Herbig Ae/Be星的光谱。结合这些恒星大样本的多历元分光光度数据和用主序前演化轨迹估算的单个恒星年龄，我们研究了它们的发射线活动演化。我们发现，平均而言，在HAeBe星中，H_α发射线强度随恒星年龄的增加而减小，表明在PMS阶段吸积活动逐渐减弱。这暗示了一个相对长久的（几百万年）过程是赫比格Ae/Be星吸积停止的原因。我们还发现这些恒星的吸积活动大幅下降了~ 3 Myr。这与大多数中等质量恒星被认为失去内部盘的时间尺度相当，这表明中等质量恒星的内部盘在吸积活动下降到一定水平以下后迅速消散。我们，进一步发现一个相对紧密的相关性之间的强度的发射线和近红外线过量，由于内部磁盘在HAeBe星，这表明赫比格Ae/Be星周围的磁盘不能完全被动。我们认为，这种相关性可以理解的框架内的膨胀的内缘盘模型，如果吸积激波的辐射也是负责磁盘加热。
2006-08-25 astro-ph
High-Resolution NIR Observations of the Circumstellar Disk System in the Bok Globule CB 26
我们报告的结果，近红外和光学观测的毫米盘嵌入博克球CB 26（Launhardt & Sargent 2001）。近红外图像显示了一个双极反射星云，其中心消光带与毫米盘重合。这个对象的成像偏振测量产生了一个偏振模式，这是典型的年轻恒星的对象所包围的一个大的拱星盘和信封，看到几乎edgeon. The强线性偏振在双极叶是由单散射尘埃颗粒，并允许定位照明源，这与毫米盘的中心重合。嵌入CB 26中的YSO的光谱能量分布类似于光度为0.5L太阳的I类源，利用主序前演化轨迹和由盘自转曲线推断的恒星质量，我们得到系统的年龄小于10^6年。H_alpha和[SII]窄带成像以及光谱学显示，CB 26 YSO 1西北方向6.15弧分的赫比格-哈罗天体与双极星云的对称轴完美对齐。这个赫比格-哈罗天体（HH 494）显示了CB 26 YSO 1中正在进行的吸积和外流活动。其激发特征表明，赫比格-哈罗流传播到一个低密度的环境。我们认为CB 26 YSO 1代表了在未受干扰的环境中金牛座T星周围嵌入的原恒星吸积盘和更演化的原行星盘之间的过渡阶段。
2004-08-25 astro-ph
NGC 7419: A young open cluster with a number of very young intermediate mass pre-MS stars
我们提出了一个年轻的疏散星团NGC 7419，这是已知的主机大量的经典Be星的原因还不清楚的光度和光谱研究。根据327颗恒星在UBV通带的CCD测光观测，估算出星团的参数为：红化E（B-V）= 1.65 +/- 0.15等，距离= 2900 +/- 400秒差距。使用等时线拟合估计该集群的关闭年龄为25 +/-500万年。恒星的UBV数据与2 MASS的JHK数据相结合，并用于创建近红外（NIR）（J-H）与（H-K）的颜色-颜色图。大部分恒星（42%）被发现有近红外过量，它们在图中的位置被用来识别它们是中等质量的前MS恒星。在光学色星等图中，等时线拟合到前MS星，表明该星团的开启年龄为0.3 - 300万年。这表明在星团附近最近有一个恒星形成的插曲。无狭缝光谱被用来识别27颗在星团视场中显示H-α发射的恒星，其中6颗是新的识别。所有这些恒星都显示出NIR过剩，并且在（J-H）vs（H-K）图中更靠近Herbig Ae/Be星的区域。在3700 A-9000 A区域获得了25颗恒星的狭缝谱。光谱特征被发现是非常相似的Herbig Be星。这些恒星被发现比主序星平均红0.4等。因此，在这个星团中发现的发射线星更类似于赫比格Be型星，其星周物质是吸积盘的残余物。
2006-05-02 astro-ph
Velocity Structure in the Orion Nebula. II. Emission Line Atlas of Partially Ionized to Fully Ionized Gas
我们提出了一个三维（位置-位置-速度）光谱的猎户座星云的光学发射线从各种不同的电离阶段的图集：[O I] 6300，[S II] 6716，6731，[N II] 6584，[S III] 6312，H α 6563，和[O III] 5007。这些跃迁提供了关于星云物理结构和运动学的点对点信息，有效分辨率为3“x 2”x 10 km/s，清楚地显示了电离气体的大尺度行为和局部现象的存在，如赫比格-哈罗外流。作为图集的一个应用实例，我们对H α、[O III]和[N II]谱线的宽度进行了统计分析，从而确定了星云中的平均电子温度为（9200 +/- 400）K。我们还发现，与以前的说法相矛盾的是，非热谱线展宽是没有显着不同的复合线和碰撞线。
2008-02-04 astro-ph
Fine structure of the chromospheric activity in Solar-type stars - The Halpha Line
本文提出了一种既可作为色球诊断指标又可作为年龄指标的H-α定标方法，补充了以前在这方面所做的工作（Herbig 1985，Pasquini & Pallavicini 1991）。色球诊断是用统计学上显著的样本建立的，涵盖了9年的观测，包括175颗太阳邻居星。关于年龄指标，恒星的存在，非常准确的年龄确定，如那些属于集群和运动群，借给信心，我们的分析。我们还调查了同一年龄的恒星可能经历了不同的色球衰变轨道的可能性，确定-在同一年龄范围内-金属丰度和质量的影响。然而，这些参数，以及年龄，似乎只对矮星有意义，当我们分析亚巨星分支的恒星时，它们就失去了意义。这一结果表明，在这些演化的恒星中，发射机制本质上不可能是磁流体动力学的，这与最近的模型一致（Fawzy等人，2002年c，以及其中的参考文献）。太阳的年龄、质量和金属丰度在其H-α色球层通量中被认为是一颗典型的恒星。作为这项工作的副产品，我们开发了一种自动方法来确定H-α机翼的温度，这意味着抑制了文献中使用的视觉程序所固有的误差。
2009-10-21 astro-ph
A Spectropolarimetric Atlas of Seyfert 1 Galaxies
我们提出了光学分光偏振的36个塞弗特1星系，从1996年到1999年获得的威廉赫歇尔和英澳望远镜的核。在其中的20个中，来自活动核的光发射是固有偏振的。我们已经在另外7个物体中测量到了显著的偏振水平，但这些物体可能受到银河系星际偏振的严重污染。固有极化的Seyfert 1s表现出各种各样的特征，平均极化范围从<0.5%到5%，许多显示出在宽H α发射线上极化的程度和位置角的变化。我们确定了一个小组的塞弗特1s表现出偏振特性类似的塞弗特2星系，其中偏振宽线已被发现。这些天体代表了直接的观测证据，证明在塞弗特1s中也存在类似塞弗特2的远场极散射区。其他几个物体的特征可以用旋转圆盘的赤道线散射来解释。我们建议，塞弗特星系的偏振特性的多样性可以理解的模型，涉及赤道和极地散射，相对重要性的两个几何形状的偏振光的来源主要是由系统轴的倾斜线的视线。
2002-05-14 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
Testing the Seyfert Unification Theory: Chandra HETGS Observations of NGC 1068
我们提出了空间分辨钱德拉HETGS观测的塞弗特2星系NGC 1068。X射线成像和高分辨率光谱被用来测试塞弗特统一理论。Fe K-α发射集中在核区域，中性和电离连续反射也是如此。这与通过遮蔽分子环面和X射线窄线区（NLR）对来自发光的隐藏X射线源的发射进行再处理是一致的。我们检测到扩展的硬X射线发射周围的X射线峰的核区域，这可能来自外部的环面。X射线NLR光谱的详细建模证实，它是由隐藏的X射线源的光电离和光激发激发。K-壳层发射线从一个大范围的电离状态的类H和类He的N，O，Ne，Mg，Al，Si，S，和Fe XVII-XXIV L-壳层发射线建模。发射测量分布表明在log xi = 1 - 3范围内所有观测到的电离水平下质量大致相等。我们分别分析了非核云的光谱。我们发现，它有一个较低的柱密度比核区域，也是光电离。核X射线NLR柱密度，光学深度，外流速度，和电子温度都是一致的预测值由光学分光偏振的区域，它提供了一个隐藏的塞弗特1核的散射视图。
2002-11-18 astro-ph
The Dual-Axis Circumstellar Environment of the Type IIn Supernova 1997eg
我们提出了多历元光谱和光谱偏振观测的类型IIn超新星（SN）1997 eg，表明存在一个扁平的盘状浓度的拱星材料周围的非球形喷出物，与磁盘错位。当在斯托克斯q-u平面上观察时，SN 1997 eg的H α、H β和He I 5876宽谱线上的偏振形成闭合环。当谱线上的一个或两个斯托克斯参数的几何对称性被破坏时，这种环就会发生，在这种情况下，最有可能是赤道周物质浓度掩盖了喷出物。窄巴耳末线的偏振具有与拉长的喷出物相差12度的内轴，并且可能指示盘状星周物质的方向。SN 1997 eg中存在两个不同的对称轴，这表明无论是母星的旋转还是伴星的影响都不是超新星系统中产生优先轴的唯一机制。我们的模型支持新出现的假设，即一些IIn型超新星的祖先是明亮的蓝色变星，其超新星爆发前的质量形成拱壳的物理特征SN IIn子类。这些结论与星际偏振效应无关，仅用一个时期的分光偏振测量是无法观察到的。
2008-08-10 astro-ph
The Role of Evolutionary Age and Metallicity in the Formation of Classical Be Circumstellar Disks II. Assessing the Evolutionary Nature of Candidate Disk Systems
（删节版）我们提出了第一个详细的成像偏振观测的6个SMC和6个LMC集群，已知有大量的B型恒星，表现出过量的H-α发射，以约束这些恒星的演化状态，从而更好地建立在经典的Be恒星和集群年龄和/或金属丰度盘形成的发病之间的联系。我们的内在偏振数据的波长依赖性提供了一个诊断的主导和任何二级polarigenician目前，使我们能够区分纯气体盘系统，即经典的Be星，从复合气体加尘埃盘系统，即赫比格Ae/Be或B[e]星。我们的内禀偏振结果，以及可用的近红外颜色信息，强烈支持Wisniewski等人的建议，即经典Be星存在于年龄为5- 800万年的星团中，并反驳了Be现象只在B星主序星寿命的后半部分发展的说法，即不早于1000万年。比较我们的数据集的偏振性质的银河系经典的Be星的一个类似的调查，我们发现，偏振的巴尔末跳跃签名的患病率与金属丰度下降。我们推测，这些结果可能表明，要么是更难以形成大的磁盘系统在低金属丰度的环境中，或平均磁盘温度较高，在这些低金属丰度的环境。我们的特征的极化签名的所有候选人是在我们的数据样本，发现~25%是不可能产生真正的经典Be星盘系统。
2007-08-04 astro-ph
Pre-main-sequence stars in the young open cluster NGC 1893: II. Evidence for triggered massive star formation
疏散星团NGC 1893，照亮了HII区域IC 410，包含了中等数量的O型恒星，是在光学范围内可观测到的最年轻的星团之一。我们探测了NGC 1893的恒星星族，试图确定它的大小和范围。我们用新的中分辨率光谱对大样本的星系团成员进行了分类。我们使用H-α无缝光谱的领域，以寻找发射线对象，确定18个发射线PMS星。然后，我们将现有的光学光度学与2 MASS JHKs光度学相结合，以检测红外过量的恒星，发现近20个PMS候选者。虽然几乎所有早于B2的恒星都显示出标准红化，但所有晚于B2的星团成员都显示出强烈的偏离标准红化定律的现象，我们用红外过量发射来解释。发射线星和红外过剩天体显示出相同的空间分布，集中在两个局部区域，即靠近三角星云Sim 129和Sim 130的区域，以及靠近星团核心的区域，在那里与IC 410相关的分子云的边缘被附近的O型星照亮。在发射星云Sim 130及其周围，我们发现了三颗光谱类型在B1-4范围内的Herbig Be星和其他几颗较暗的发射线星。结合Stroemgren，Johnson和2 MASS测光，我们得到了一个完整的B型星的普查，并发现与大质量星相比，中等质量星的赤字。我们观察到一个相对较长的大质量恒星晕围绕在星团周围，没有伴随的中等质量恒星。NGC 1893恒星形成的整体图像表明了一个非常复杂的过程。
2007-03-28 astro-ph
