Detection of elements beyond the Ba-peak in VLT+UVES spectra of post-AGB stars
在这封信中，我们报告了我们成功的系统搜索线的元素超出Ba峰的光谱的s-过程丰富后AGB星。利用VALD数据库和D. R. E. A.M.项目新发布的原子数据，我们可以在高质量VLT+UVES光谱的基础上，推导出三个天体中比铕重的几种元素的丰度。这些元素的丰度是特别感兴趣的，因为它们原来是强大的限制化学进化AGB模型。他们的高丰度表明，也只有适度的金属缺乏AGB星，铅的生产预计是显着的。
2003-08-04 astro-ph
Revealing deuterium Balmer lines in HII regions with VLT-UVES
本文报道了用VLT-UVES在银河系HII区和麦哲伦云中寻找氘巴耳末谱线的结果。DI线在HI巴耳末线的蓝翼中表现为微弱、狭窄的发射特征，可以与高速HI发射区分开来。重新肯定了氘的以前的鉴定。在Orion中检测到D-α和D-β（Hebrard等人，2000年）已得到证实，目前至少检测到D-eta的氘线。UVES观测首次在4个新的HII区（SMC的M8、M16、M20和DEM S103）探测到Balmer DI线，表明这些线是普遍存在的。
2000-08-28 astro-ph
VLT/UVES shows no cosmological variability of alpha
宇宙学的变异性的α探测从个人的意见对FeII线。该过程允许更好地控制系统学，并且避免由于吸收体中的电离不均匀性和/或不同曝光之间的非零偏移而引起的光谱偏移的影响。应用于Q1101--264中zabs = 1.839和HE 0515--4414中zabs = 1.15处的金属吸收体系的Fe Ⅱ谱线，通过在ESO-VLT处的UVES观察，得到da/a = 0.4（+/-1.5 stat）× 10 ^{-6}。在高置信水平（95%）下，结果相对于Keck/HIRES平均值da/a = -5.7（+/- 1.1 stat}）x10^{-6}（Murphy et al. 2004）发生偏移。Levshakov等人（2005年）给出了这项工作的全部细节。
2005-05-05 astro-ph
VLT-FLAMES observations of young stellar clusters in the Magellanic Clouds
我们介绍了我们的VLT-火焰调查的大质量恒星在银河系和麦哲伦云，详细介绍了我们的年轻领域的观测在LMC和SMC。特别是，我们强调了一个新的O2.5型恒星发现的N11，和Be型恒星在NGC 346与允许的Fe II发射线在其光谱。我们给出了在这些领域的光谱类型的分布的概述，并总结了所观察到的二进制分数。
2005-09-14 astro-ph
Integral field spectroscopy of protoplanetary disks in Orion with VLT FLAMES
我们讨论了积分场光谱的probrids在M42使用火焰阿格斯单位和报告的第一次检测的复合线的C II和O II的原型Laques-Vidal-2对象。这些线可以提供重要的新的诊断的物理条件下，在products。我们还提请注意MUSE光谱仪在类似研究中的未来能力。
2008-04-07 astro-ph
A VLT-UVES spectrscopic analysis of C-rich Fe-poor stars
近年来，对贫金属恒星的大规模调查显示，这些天体中有很大一部分富含碳，类似于更富含金属的CH-星。CH-星的丰度特性通常被解释为来自更进化的伴星的质量转移。为了更好地理解贫铁富碳恒星的起源和星系演化的重要性，我们提出了由ESO/VLT上的UVES仪器获得的高分辨率和高信噪比光谱确定的丰度。我们对碳增强天体的分析包括CH星和更多的贫金属天体，我们探索了这两类天体之间的联系。我们还提出了我们正在进行的径向速度监测的初步结果。
2006-01-11 astro-ph
Probing the variability of the fine-structure constant with the VLT/UVES
我们评估的精细结构常数的宇宙学变异性的Fe II吸收线的红移z=1.15的类星体HE 0515-4414的系综分析的标准的多多重（MM）技术和其修订的基础上线性回归（RMM）。这是首次将MM技术应用于ESO甚大望远镜（VLT）的紫外-可见中阶梯摄谱仪（UVES）记录的异常高分辨率和高信噪比的类星体光谱。我们的分析结果在最严格的界限迄今推断类星体吸收线。我们的研究结果支持零假设的一个不变的精细结构常数在91%的显着性水平，而支持的结果在以前的MM研究表明，在精细结构常数的变化是12%。
2004-01-08 astro-ph
VLT/UVES constraints on the carbon isotope ratio 12C/13C at z=1.15 toward the quasar HE 0515-4414
我们分析了与HE 0515-4414光谱中zabs = 1.15处观察到的阻尼Ly-alpha系统相关的CI线，以推导出12 C/13 C比值。该光谱是通过ESO甚大望远镜（VLT）的紫外-可见中阶梯摄谱仪（UVES）获得的。得到的下限12 C/13 C> 80（2 σ C.L.）第一次表明，在河外干预云的13 C丰度非常低。这就排除了中等质量恒星对这条视线所取样物质的化学演化的重大贡献。13 C的估计量很低，这与在阻尼Ly-alpha系统中观察到的氮的低丰度是一致的，Ly-alpha系统是在与13 C相同的核循环中产生的元素。
2006-02-14 astro-ph
VLT/UVES constraints on the cosmological variability of the fine-structure constant
我们提出了一种新的方法来探测宇宙学的变化，从对FeII线（SIDAM，单离子差分α测量）在个人曝光从高分辨率摄谱仪观察到的α。通过这种方式，我们避免了由于（i）吸收体中的电离不均匀性和（ii）不同曝光之间的非零偏移引起的光谱偏移的影响。用欧洲南方天文台甚大望远镜（VLT）的紫外-可见中阶梯摄谱仪（UVES）获得的Q1101-264光谱中zabs = 1.839处金属吸收线系的Fe Ⅱ谱线，得到了da/a =（2.4+/-3.8）10^{-6}。通过该方法重新分析了朝向HE 0515 -4414的zabs = 1.15 Fe II系统，从而获得合并样品的da/a =（0.4+/-1.5）10^{-6}。这些值相对于Keck/HIRES平均值da/a =（-5.7+/-1.1）10^{-6}（Murphy et al. 2004）在非常高的置信水平（95%）下发生了偏移。讨论了VLT/UVES在da/a测量中的基本光子噪声限制，展望了未来的观测前景。建议用10倍UVES色散的摄谱仪与100米级望远镜耦合，通过对da/a的差分测量，沿宇宙学距离可以获得当前的Oklo能级（da/a >= 4.5 × 10^{-8}）。
2005-01-21 astro-ph
High-Resolution Spectroscopy from 3050 to 10000 A of the HDF-S QSO J2233-606 with UVES at the ESO VLT
本文报道了用甚大望远镜紫外-可见中阶梯摄谱仪（UVES）对哈勃深空南类星体J2233-606进行的高分辨率观测（$\Re \simeq 45000$）。我们目前的光谱数据的波长区域$3050 < λ< 10000$。最终光谱的$S/N$比在4000埃时每个分辨率元素约为50，在5000埃时为90，在6000埃时为80，在8000埃时为40。用Voigt轮廓拟合确定了吸收特征的红移、列密度和多普勒宽度。共测量了621条线路。特别是270 Ly-alpha线，41 Ly-beta和24系统含有金属线已被确定。与文献中的其他数据一起，本光谱证实了具有$\log N($ \huno $) > 14$的Ly-alpha谱线的数密度的演变在$z \sim 1.4-1.6$处有上升。
2000-06-21 astro-ph
Na-O Anticorrelation And HB. III. The abundances of NGC 6441 from FLAMES-UVES spectra
本工作的目的是精确测定核球球状星团NGC 6441中一组红巨星分支星的金属丰度。这是一个大型项目产生的系列论文的第三篇，该项目旨在确定球状星团恒星之间Na-O关系的程度，并探索其与HB形态的关系。我们提出了一个LTE丰度分析这些对象，收集的数据的基础上与火焰纤维设施和UVES光谱仪在VLT 2。观测到的13颗恒星中有5颗是星团的成员。这五颗恒星的平均Fe丰度为[Fe/H]= $-0.39\pm 0.04\pm 0.05$ ~dex，其中第一个误差条包括与恒星间随机误差有关的不确定性，第二个误差条包括与分析中所作的各种假设有关的系统效应。总体丰度模式是相当典型的球状星团，$α-$元素和Eu过量。有证据表明，NGC 6441的恒星富含Na和Al，而由于高温下的氢燃烧，它们已经耗尽了O和Mg，这与对其他球状星团的广泛观测类似：特别是，一颗恒星明显富含Na和Al，而O和Mg贫乏。我们也获得了相当高的V丰度，但这可能是分析的人为因素，因为场星也得到了类似的大V丰度。最后这些都比NGC 6441更富含金属，可能属于凸出的人口。
2006-03-31 astro-ph
The beryllium abundance in the very metal-poor halo star G 64-12 from VLT/UVES observations
我们报告了一个新的光谱分析的非常缺乏金属的恒星G 64-12（[Fe/H]=-3.3），旨在确定，第一次，它的Be含量。在UVES的科学验证期间观察到光谱，ESO VLT紫外和可见中阶梯光谱仪。在BeII共振双峰波长处实现的高分辨率（~ 48，000）和高S/N（~130每像素）允许精确测定其丰度：log N（Be/H）= -13.10 +/- 0.15 dex。Be丰度明显高于之前在类似金属量的恒星中测量的Be丰度（3D和NLTE校正作用使其值略高于LTE分析）。当与铁相比，高[Be/Fe]比，从而发现可能表明在铍的演变趋势在最低的金属丰度端或分散的存在下，在早期时代的星系演化平坦。
2000-09-29 astro-ph
VLT-UVES abundance analysis of four giants in NGC 6553
富含金属的球状星团显示出凸起的形成。富金属球状星团（如NGC 6553）中的像差比可以限制银河系隆起的形成时间。本研究的目的是确定富金属球球状星团NGC 6553中单个恒星的金属丰度和元素比。利用ESO VLT-UT 2 Kueyen望远镜的UVES高分辨阶梯光栅光谱，对NGC 6553中的四颗巨星进行了详细的丰度分析。金属度[Fe/H]= -0.20 dex，连同Mg和Si（[Mg/Fe]=+0.28，[Si/Fe]=+0.21）、太阳能Ca和Ti（[Ca/Fe]=+0.05，[Ti/Fe]=-0.01）的$α$ -元素增强，以及r-过程元素Eu（[Eu/Fe] =+0.10）的温和增强。测得的平均日心径向速度为-1.86 km s $^{-1}$。我们比较我们的结果与以前的调查集群。
2006-09-09 astro-ph
The lithium isotope ratio in the metal-poor halo star G271-162 from VLT/UVES observations
在VLT/Kueyen紫外可见光谱仪的调试中，获得了贫金属关闭星G271-162的高分辨率（R = 110.000）、甚高信噪比（>600）的光谱。使用1D流体静力学和3D流体动力学模型大气，锂同位素比已估计从LiI 670.8 nm线通过光谱合成。从未混合的KI、CaI和FeI谱线确定了必要的恒星谱线展宽（1D：宏观湍流+旋转，3D：旋转）。3D线轮廓与观察到的轮廓非常吻合，包括特征线不对称性。1D和3D分析都揭示了在G271-162中可能检测到6Li，6Li/7 Li = 0.02 +-0.01（一个西格玛）。讨论了G271-162中的6Li含量比类似晕星HD 84937中的6Li含量少是否可能是由于恒星质量和/或金属丰度的差异，或者它是否反映了ISM中Li同位素比在给定金属丰度下的内在散射。
2000-04-18 astro-ph
Exploring the intergalactic medium with VLT/UVES
VLT的UVES摄谱仪的显着效率使得有可能将Ly-a森林的高分辨率，高S/N地面观测降低到z~1.5，从而获得对星系际介质的物理条件及其在90%以上的宇宙时间内的演化的新见解。宇宙膨胀、紫外电离背景和结构的引力凝聚是形成吸收体数密度和柱密度分布的驱动因素。一个（有限的）贡献的紫外光子产生的星系被发现是重要的复制观察到的演化模式在非常高和低的红移。莱曼森林包含了大部分的重子，至少在z>1.5的时候，它是星系形成的储存库。在一个固定的柱密度的典型的多普勒参数测量略有增加，减少红移，但推断的温度在平均密度是增加的红移。在莱曼森林中可能探测到HeII再电离和星系结构形成的反馈信号。
2001-12-12 astro-ph
Unravelling the chemical inhomogeneity of PNe with VLT FLAMES integral-field unit spectroscopy
最近的弱发射线长缝调查和PNe的建模研究令人信服地认为，行星状星云等离子体中存在一种未知成分，由冷的缺氢气体组成，作为长期存在的复合线与禁止线温度和丰度差异问题的解释。在这里，我们描述的基本原理和初步结果，从一个详细的光谱研究的三个银河系PNE进行的VLT火焰积分场单位摄谱仪，这推进了我们的知识，小尺度的物理性质，化学丰度和速度结构，这些对象在一个二维的视野，并为探索PNE和光电离星云的研究和建模开辟了一个未知的领域。
2006-05-07 astro-ph
A flash in the dark: UVES/VLT high resolution spectroscopy of GRB afterglows
本文首次报道了伽马射线暴光学余辉的高分辨率（R=20000- 45000，相当于4200埃时的14 km/s到9000埃时的6.6 km/s）观测。分别在触发后22.19小时和13.52小时通过UVES@VLT观察到GRB 020813和GRB 021004。这些光谱表明，伽玛射线暴宿主星系的星际物质是复杂的，有许多组件有助于每个主要的吸收系统，并跨越了高达约3000公里/秒的总速度范围。几个狭窄的组件被分解到几十公里/秒的宽度。在GRB 021004的情况下，我们检测到低和高电离线。结合云的光电离结果，各种系统的电离参数是一致的一个非常窄的范围内，没有明确的趋势与系统速度。这可以解释为在规则的R^-2风密度廓线之上的密度波动。
2005-02-14 astro-ph
The VLT-FLAMES Survey of Massive Stars
大质量恒星甚大望远镜火焰巡天是欧洲南方天文台的一个大型方案，目的是了解不同金属丰度环境中的旋转混合和恒星质量损失，以便更好地限制大质量恒星的演化。我们收集了银河系和麦哲伦星云中800多颗恒星的高质量光谱。这种大小的样本是前所未有的，这是由第一台8米望远镜上的高分辨率，宽视场，多目标光谱仪实现的。我们开发了光谱分析技术，结合非LTE，线覆盖的模型大气，用于定量分析每颗恒星。大样本，结合理论的发展，产生了令人兴奋的新的见解，最大质量的恒星的演化。
2008-03-19 astro-ph
Analysis and calibration of CaII triplet spectroscopy of Red Giant Branch stars from VLT/FLAMES observations
我们证明了两个附近矮球状星系（dSphs）中单个红巨星分支（RGB）恒星的整体金属丰度（[Fe/H]）的低分辨率CaII三重态（CaT）光谱估计值与相同恒星在-2.5 < [Fe/H] <-0.5范围内的详细高分辨率光谱测定值一致，为+-0.1-0.2 dex。在这项研究中，我们使用了129颗恒星的样本，在低分辨率和高分辨率模式下观察到的VLT/FLAMES在雕塑家和天炉座dSphs。我们还介绍了我们在低分辨率分析中使用的数据简化步骤，并表明我们的速度和CaT [Fe/H]测量的典型精度分别为~2 km/s和0.1 dex。我们的结论是，在球状星团上标定的CaT-[Fe/H]关系可以很有信心地应用于复合恒星星族中的RGB星，范围为-2.5 < [Fe/H] <-0.5。
2007-10-03 astro-ph
HE 1327-2326, an unevolved star with [Fe/H]<-5.0. II. New 3D-1D corrected abundances from a VLT/UVES spectrum
我们提出了一个新的丰度分析HE 1327-2326，目前最贫铁的恒星，VLT/UVES获得的观测数据的基础上。我们纠正了三维效果的1D LTE丰度，以提供一个丰度模式，取代以前的作品，并应用于观测测试当前模型的化学产量的第一代SNe。除了确认在考虑3D效应之前在先前的研究中发现的1D LTE丰度之外，我们还使用了一种新的技术来应用CNO的3D-1D校正，CNO是包括可观察到的CH，NH和OH特征的分子线的激发势和线强度的函数。我们发现，由于应用了3D-1D校正，在3360 A处的NH带的拟合得到了极大的改善。这可能表明在这颗恒星中实际上可以观察到3D效果。我们还报告了第一次检测到几个弱镍线。在宇宙学上重要的元素Li仍然没有被探测到;新的Li上限非常低，A（Li）<0.62，与WMAP和其他贫金属恒星的结果形成鲜明对比。我们还讨论了新的校正丰度模式的HE 1327-2326是如何被复制的SNe的个人和综合产量。
2008-05-21 astro-ph
A study of the s-process in the carbon-rich post-AGB stars IRAS06530-0213 and IRAS08143-4406 on the basis of VLT-UVES spectra
为了扩大s过程富集后AGB星的仍然有限的样本，分析了红外源IRAS 06530 -0213和IRAS 08143 -4406的光学对应物的高分辨率、高信噪比VLT+UVES光谱。目标是中度金属缺乏，[Fe/H]分别为-0.5和-0.4，富碳，最重要的是，严重的s-过程增强，[ls/Fe]分别为1.8和1.5。特别是IRAS 06530 -0213的光谱主要由s-过程物质的跃迁所控制，因此类似于IRAS 05341 +0852的光谱，IRAS 05341 +0852是迄今为止已知的s-过程最丰富的天体。这两个物体在化学上与Van Winckel和Reyniers（2000）中讨论的21微米物体非常相似。与这些物体的结果进行均匀比较表明，21微米物体的第三次疏浚效率与中子核合成效率之间的关系得到进一步加强。另一方面，与最新AGB模型预测的详细比较表明，观察到的核合成效率的扩散肯定是内在的，并证明了具有可比质量和金属丰度的恒星需要不同的C-13口袋来解释它们的丰度。
2003-12-19 astro-ph
VLT + UVES Spectroscopy of the Low-Ionization Intrinsic Absorber in SDSS J001130.56+005550.7
我们分析了在BAL类星体SDSS J001130.56+005550.7中观测到的低电离本征吸收体的高分辨率VLT+UVES光谱。探测到速度为-600 km/s和-22000 km/s的两个窄吸收系统。低速系统是宽吸收线（BAL）的一部分，而高速系统则是很好的分离。虽然大多数窄吸收分量仅在高电离物质中检测到，但在高电离物质和低电离物质中都检测到最低速度分量，包括在激发的SiII* 和CII* 线中。从双线的分析，我们发现，窄吸收线在低速端的BAL槽是完全饱和的，但没有达到零通量，其配置文件是由一个速度依赖的覆盖因子占主导地位。MgII的覆盖因子显著小于SiIV和NV，这表明吸收体的固有性质。通过分析最低速度分量中的激发Si II * 和CII* 线，我们发现电子密度约为1000 cm^{-3}。假设光电离平衡，我们推导出低电离区和类星体核心之间的距离约为20千秒差距。高电离和低电离特征速度的对应关系表明，所有这些物质必须紧密相关，因此形成于相同的距离~ 20 kpc，远高于通常假设的BAL吸收体的距离。
2003-11-03 astro-ph
The VLT-FLAMES Survey of Massive Stars: Observations in the Galactic Clusters NGC 3293, NGC 4755 and NGC 6611
我们介绍了一个新的调查，在银河系和麦哲伦云使用光纤大阵列多元素光谱仪（火焰）仪器在甚大望远镜（VLT）。在这里，我们提出了269银河系恒星的观测与火焰长颈鹿摄谱仪（R ~ 25,000），在领域的疏散星团NGC 3293，NGC 4755和NGC 6611为中心。这些数据得到了用光纤馈入增程光学摄谱仪（FEROS，R = 48，000）观测到的另外50个目标的补充。在描述了我们的科学动机和目标选择标准之后，描述了数据简化方法;至关重要的是，发现FLAMES简化管道产生的光谱与自动化程度较低的方法非常一致。光谱分类和径向速度测量每个明星，特别注意形态特点和证据的二元性。这些观测结果代表了NGC 3293和NGC 4755已知光谱含量的显著增加，并将作为我们随后在麦哲伦云中进行火焰观测的标准。
2005-04-26 astro-ph
First results of UVES at VLT: revisiting RR Tel
我们在这里提出的第一个结果UVES观测RR Tel。该仪器的卓越性能使其能够探测到新的光谱特征，并改进了对几条发射线的识别。与IUE在3045-3300 A范围内的观测结果进行直接比较，发现出现了许多弱而浅的线，其中大多数缺乏令人信服的识别。巴耳末线在H38以下都可以看到，并伴随着皮克林系列的He II线。此外，Pfund系列的所有He II发射，从5858 A到6408 A都已被检测到。我们在4955 A（α R_2 1-0）、5167 A（α R_2 0-0）、5445 A（α R_2 0-1）、5598 A（β R_1 0-0）、5847 A（γ 'R_1 1-0）和6148 A（γ' {^S} R_21 0-0）处确定了其他TiO带。Halalpha线有非常宽的翅膀，延伸到至少5000 km/s，这与行星状星云IC 4997的类似，归因于Ly β光子的拉曼散射。提出了一种通过HeII 237 A发射的选择性泵浦机制来解释O IV mut的高位线的强度。1和2.
2000-08-03 astro-ph
A study of the B and Be star population in the field of the LMC open cluster NGC2004 with VLT-FLAMES
利用VLT-GIRAFFE装置在MEDUSA模式下对年轻星团LMC-NGC 2004及其周围区域的热星进行了观测。发现了25颗Be星;在LMC和银河场中，Be星与B型星的比例是相同的。23颗热星被发现为光谱联星（SB 1和SB 2），其中5颗是食系统，周期为几天。在我们的样品中，大约75%的光谱被氢（Halpha和Hgamma），[SII]和[NII]星云线污染。这些线是典型的HII区。它们可能与径向速度呈双峰分布的斑片状星云有关，在HI 21 cm处观测到的已知气泡LMC 4的南部，更高的值（+335 kms^{-1}）优先出现。
2005-09-13 astro-ph
First Stellar Abundances in NGC 6822 from VLT-UVES and Keck-HIRES Spectroscopy
我们首次获得了矮不规则星系NGC 6822中单个恒星的高分辨光谱。这两颗A型超巨星的光谱是分别在VLT和凯克天文台使用UVES和HIRES获得的。详细的模型大气分析已被用来确定其大气参数和元素丰度。这两颗恒星的平均铁丰度为$<$ [Fe/H] $>=-$ 0.49 $\pm$ 0.22（{ \it $\pm$ 0.21}），而Cr的丰度也同样不足，$<$ [Cr/H] $>=-$ 0.50 $\pm$ 0.20（{ \it $\pm$ 0.16}）。这证实了NGC 6822的金属丰度略高于SMC，也是首次测定NGC 6822中现今的铁族丰度。恒星氧的平均丰度为12+log（O/H）=8.36 $\pm$ 0.19（{ \it $\pm$ 0.21}），与星云氧的结果符合得很好。氧的丰度与铁相同，$<$ [O/Fe] $>$ =+0.02 $\pm$ 0.20（{ \it $\pm$ 0.21}）。这个O/Fe比与麦哲伦星云中的非常相似，这支持了在这些质量较低的星系中化学演化发生得更慢的观点，尽管O/Fe比也与在银河系盘中相对贫金属的恒星中观察到的一致。结合所有可用的NGC 6822丰度观测结果显示，丰度与银河系中心距离没有趋势。然而，最高质量数据的一个子集与径向丰度梯度一致。
2000-09-13 astro-ph
VLT/UVES Observations of Interstellar Molecules and Diffuse Bands in the Magellanic Clouds
利用VLT/UVES获得的7颗SMC星和13颗LMC星的光谱，讨论了麦哲伦星云（MC）中CH、CH+和CN的丰度。在3颗SMC星和9颗LMC星上检测到CH和/或CH+;在2颗星上检测到CN。在MC中，CH/H2比在某些视线上与弥漫的银河系分子云相当，但在其他视线上要低10-15倍。因此，MC中CH的丰度似乎取决于当地的物理条件，而不仅仅是金属丰度。观测到的MC中CH柱密度与CN、CH+、Na I和K I柱密度之间的关系与我们银河系中观测到的趋势基本一致。使用现有的数据旋转人口的H2，我们估计温度，辐射场强度，和本地氢密度的扩散分子气体。假设CH是通过稳态气相反应产生的，从N（CH）估计的密度要高得多;假设CH是通过（尚未确定的）过程（ES）负责观察到的CH+，发现更好的一致性。UVES光谱还揭示了来自MC中5780、5797和6284 A处的弥漫星际带的吸收。平均而言，与在具有相似N（H I）的银河视线中观察到的DIB相比，这三个DIB弱7-9倍（LMC）和约20倍（SMC），并且相对于E（B-V），弱2-6倍N（Na I）和N（K I）。然而，对几个"C2 DIB“的探测，其强度与银河系的视线相似，表明没有单一的、统一的比例因子（例如，一个与金属性有关）适用于MC中的所有DIB（或所有视线）。（摘要删节）
2006-03-14 astro-ph
The AGN Outflow in the HDFS Target QSO J2233-606 from a High-Resolution VLT/UVES Spectrum
本文基于VLT/UVES获得的高分辨率、高信噪比（~25 - 50）的光谱，对中心HDFS目标类星体J2233-606的固有紫外吸收进行了详细分析。该光谱对活动星系核中的主要远紫外诊断线--类锂CNO双峰和H I莱曼系中以径向速度v ~ -5000 - -3800 km/s流出的内禀吸收系统簇进行了采样。我们拟合的吸收槽使用的所有检测到的线的全球模型来解决独立的速度依赖的覆盖因子的连续和发射线源和离子柱密度。这揭示了具有更大流出速度的组件中的覆盖因子增加。在光学深度剖面中显示出窄的亚结构，这表明相对较宽的吸收由一系列多个分量组成。我们进行速度依赖的光电离建模，它允许一个完整的解决方案的C，N和O丰度，以及速度分辨电离参数和总柱密度。发现吸收体具有超太阳丰度，[C/H]和[O/H] ~0.5 - 0.9，[N/H] ~ 1.1 - 1.3，与次级核合成过程预期的氮产生增强一致。对每个运动学分量的独立拟合给出了丰度的一致结果。每个强吸收体中的最低电离材料用类似的电离参数建模。高电离的成分（由相对于C IV和N V的更强的O VI表示）存在于每个低电离吸收体的正向红的速度处。我们探讨这些结果的流出的动力学几何电离结构的影响。
2006-04-17 astro-ph
VLT/UVES Abundances in Four Nearby Dwarf Spheroidal Galaxies: I. Nucleosynthesis and Abundance Ratios
我们利用VLT-UT 2上的UVES拍摄了玉夫座、天炉座、船底座和狮子座I矮球状星系中的15颗红巨星的光谱。我们测量了α，铁峰，s和r-过程元素的丰度。在我们的样本中，没有dSph巨星显示出几乎所有球状星团中都存在的深度混合丰度模式。在一个给定的金属丰度，dSph巨星表现出较低的[el/Fe]丰度比的α元素比恒星的星系晕。这可能是由于缓慢的恒星形成速率和Ia型SN的贡献，和/或小的恒星形成事件（低总质量）和质量依赖的II型SN产量。这些星系之间的偶数Z [EL/Fe]比的差异，以及S& R过程元素的演化差异被解释为它们的恒星形成历史。dSPh丰度与星系晕的丰度比较，揭示了一些差异。特别是，我们发现的恒星模仿了Nissen & Shuster（1997）发现的富含金属、高R_max、高z_max晕星的丰度模式，支持了他们的观点，即破坏的dSph可以解释高达50%的富含金属的晕。与贫金属的星系晕的比较显示，大多数贫金属的星系晕不可能是由类似于这些dSph的物体形成的。最后，我们使用dSPH丰度的核合成的起源，包括铜和锰，这是更一致的金属丰度依赖SN产量比更常见的假设SN Ia生产新的限制。
2002-11-08 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
First results of UVES at VLT: abundancesin the Sgr dSph
在ESO 8.2米Kueyen望远镜的UVES光谱仪调试期间，观测到人马座矮椭球的两颗巨星。Sgr 139的[Fe/H]=-0.28，Sgr 143的[Fe/H]=-0.21，这些值大大高于Sgr主要群体的金属丰度的光度估计值。我们推导出的O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Sc，Ti，V，Cr，Mn，Co，Ni，Cu，Y，Ba，La，Ce，Nd和Eu的丰度比发现基本上是太阳能与少数例外：Na显示出强烈的过度缺乏，重元素Ba到Eu，是过剩的，而Y是underbundat。高金属丰度意味着Sgr星系经历了高水平的化学加工。这两颗恒星被选为人马座两个主要恒星星族的代表，然而，与测光的预期相反，这两颗恒星显示出非常相似的化学成分。我们认为，最有可能的解释是两颗恒星的测光差异是不同的距离，Sgr 143比Sgr 139近约2Kpc。这一结果表明，解释的颜色-星等图的Sgr比以前认为的更复杂，视线深度的影响不应被忽视。它还表明，光谱丰度需要正确的解释Sgr人口。
2000-05-12 astro-ph
The VLT-UVES survey for molecular hydrogen in high-redshift damped Lyman-alpha systems
我们已经在VLT下使用UVES在z>1.8的阻尼莱曼α（DLA）和亚DLA系统中搜索了分子氢。在我们的样品中的33个系统中，8个具有相关H2吸收线的确定性检测，2个具有相关H2吸收线的暂定检测。考虑到从过去的搜索中已经知道了3个检测，在新调查的系统中有13%到20%检测到了H2。我们报告了在z=2.087和2.595处分别对Q 1444+014和Q 0405-443的分子氢的新检测，并在z=3.025处对Q 0347-383的系统进行了重新分析。我们发现，在我们的样品和全球人口的DLA系统（共60个系统）的金属丰度和损耗因子之间存在相关性。检测到H2的DLA和亚DLA系统通常是具有最高金属丰度和最大贫化因子的系统。此外，检测到H2的单个组件的消耗因子系统地大于配置文件中的其他组件。在两个不同的系统中，H2检测到的组分之一甚至具有[Zn/Fe]>=1.4。这些是DLA系统中有史以来最大的消耗因素。所有这些都清楚地表明，在大部分DLA系统中存在灰尘。在DLA系统中，平均H2分子分数通常很小，与麦哲伦云中观察到的相似。从58%到75%的DLA系统具有log f<-6。这可以解释为，如果在这些系统中，尘埃颗粒上的H2形成速率降低，可能是因为气体是温暖的（T>1000 K）和/或电离通量相对于我们银河系中观察到的增强。
2003-11-27 astro-ph
We present high-resolution spectroscopic observations of GRB060418, obtained with VLT/UVES. These observations were triggered using the VLT Rapid Response Mode (RRM), which allows for automated observations of transient phenomena, without any human intervention. This resulted in the first UVES exposure of GRB060418 to be started only 10 minutes after the initial Swift satellite trigger. A sequence of spectra covering 330-670 nm were acquired at 11, 16, 25, 41 and 71 minutes (mid-exposure) after the trigger, with a resolving power of 7 km/s, and a signal-to-noise ratio of 10-15. This time-serie…
2011-08-09 astro-ph
Probing the absorbing haloes around two high-redshift radio galaxies with VLT-UVES
本文报道了两个高红移射电星系0200+015（z=2.23）和0943-242（z=2.92）的空间扩展莱曼α辐射中HI和CIV吸收的VLT-UVES阶梯光谱。与之前的低分辨率光谱相比，0943-242中的吸收体几乎没有表现出额外的结构，主要吸收体仍然与HI柱密度一致，约为10^19 cm^-2。这与吸收气体具有低密度和低金属性并且分布在位于发射线气体之外的光滑吸收壳中的图片是一致的。然而，0200+015中的主要吸收体非常不同。先前的HI柱密度为10^19 cm^-2的单个吸收体拟合，现在分裂成两个约4 x 10^14 cm^-2的吸收体，它们延伸超过15 kpc，以掩盖在这些高分辨率观测中与射电瓣重合的附加Ly-alpha发射。尽管与吸收系统的壳状分布一致，但0200+015需要比0943-242高得多的金属富集。根据CIV吸收推断，0943-242中的金属丰度远低于0200+015。我们解释了这些差异的基础上的大小的无线电源的进化方案。在这两个来源的HI吸收气体来源于一个丰富的气体合并或原始的集群气体冷却和坍缩的中心的暗物质晕。较大的射电源（0200+015）中较高的金属丰度可能是由星暴驱动的超级风（与射电源发射的触发同时发生）吞没了这个较老源的外晕。
2002-09-10 astro-ph
UVES Abundances of Stars in Nearby Galaxies: How Good are Theoretical Isochrones?
在这里，我们报告的一些结果，从欧洲南方天文台-甚大望远镜计划，观察个别恒星在附近的矮星系在高分辨率的UVES摄谱仪（托尔斯泰，维恩，Shetrone，Primas，希尔，Kaufer & Szeifert 2002年，提交给AJ）。我们主要集中在说明的问题和不确定性，围绕我们的努力，以确定年龄的恒星，我们已经准确地测量[Fe/H]和[阿尔法/Fe]。
2002-09-11 astro-ph
VLT/UVES Abundances in Four Nearby Dwarf Spheroidal Galaxies: II. Implications for Understanding Galaxy Evolution
我们利用VLT-UT 2上的紫外光吸收光谱仪，拍摄了附近四个矮球状星系（玉夫座、天炉座、船底座和狮子座I）中心的15颗红巨星的光谱。我们测量了这些低质量恒星中许多元素的丰度变化，年龄范围为1- 15 Gyr。这意味着我们可以有效地测量这些星系随时间的化学演化。我们的研究结果表明，随着年龄的增长，金属丰度有显著的分布，但总体趋势与过去10- 15 Gyr封闭（或泄漏）盒化学演化情景的预期一致。我们注意到，这些星系中的每一个都显示出所有测量元素的大致相似的丰度模式。这表明，尽管恒星形成的历史范围很大，但化学演化随时间的进展相当一致。这些星系似乎有相似的初始条件，并以相似的方式演化，即使在不同的时间，恒星形成的速率也是一致的。通过我们精确的测量，我们发现了与恒星形成历史变化相关的丰度变化的证据。α元素表明dSph的化学演化没有受到非常高质量恒星（>15-20 Msun）的影响。我们在矮球状星系中测量的恒星丰度模式与我们银河系的圆盘、凸起和内晕中通常观察到的恒星丰度模式有很大不同。这表明，不可能从这些矮球状星系中形成的恒星中构建我们银河系的重要部分，这些矮球状星系随后合并到我们自己的星系中。任何涉及dSph的合并场景都必须发生在非常早期的宇宙中，而它们仍然富含气体，因此大部分质量转移是气体，很少有恒星。
2002-11-08 astro-ph
Molecular hydrogen in high-redshift Damped Lyman-alpha systems: The VLT/UVES database
本文介绍了利用ESO甚大望远镜（VLT）紫外和可见中阶梯摄谱仪（UVES）观测的高红移（1.8 < zabs <= 4.2）阻尼莱曼α系统（DLAs）中氢分子的研究现状。我们确定了77个DLAs/强亚DLAs，log N（HI）>= 20和z_abs > 1.8，其中包括红移的H2莱曼和/或维尔纳带吸收线的数据。以均匀方式进行的HI、H2和金属线测量的这个样本是我们先前样本（Ledoux等人，2003）的两倍多，并且考虑到迄今为止可以完成H2搜索的每个系统，包括所有未检测到的系统。在其中13个体系中检测到了H2，其分子分数在f= 5 × 10 ^-7和f=0.1之间，其中f=2N（H2）/（2N（H2）+N（HI））。测量其余64个系统的上限，检测限通常为log N（H2）=14.3，对应于log f<-5。我们发现，大约35%的DLA的金属丰度相对于太阳[X/H]>=-1.3（即，1/20太阳能），其中X = Zn、S或Si，具有分子分数log f>-4.5，而在其中的50%中检测到H2--与分子分数无关。相比之下，仅约4%的[X/H]<-1.3 DLAs have log f>-4.5。我们表明，H2的存在并不强烈地依赖于总中性氢柱密度，虽然发现log f>-4.5的概率是更高的log N（HI）>=20.8比低于此限制（分别为19%和7%）。在对大N（HI）的轻微…
2008-02-18 astro-ph
VLT/UVES spectroscopy of Wray 977, the hypergiant companion to the X-ray pulsar GX301-2
模型大气与Wray 977高分辨率光谱的拟合证实了X射线脉冲星GX 301 -2的大质量伴星的B超巨星分类。模型给出的半径为62朗日，有效温度为18，100 K，光度为5 x 10^^5朗日。推导出星风的质量损失率和终极速度分别为10^^-5 Msun/yr和305 km/s。星际Na I D吸收表明，Wray 977位于人马座-船底座旋臂（1-2.5 kpc）的第一个交点之后，可能属于距离3-4 kpc的诺玛旋臂的恒星星族。在甚大望远镜（VLT）上用UVES获得的光谱覆盖了系统的整个轨道，包括近星点通过，从中我们得到了B超巨星的径向速度曲线。测得的径向速度振幅为10 +/-3 km/s，产生质量比q = 0.046 +/-0.014。由于没有X射线食，因此Wray 977的质量下限为39 Msun。采用最大中子星质量为2.5 Msun的假设，推导出Wray 977的质量上限为53 Msun。Wray 977的“光谱”质量为43 +/- 10 Msun，与从二元性约束中得出的质量范围一致。中子星的质量是1.85 +/- 0.6 Msun。在稠密的恒星风中形成的谱线的时间序列表明，在中子星的轨道上，有一股气体流尾随其后。H α等效宽度的长期行为表现出强烈的风强度变化;数据的采样不足以得出结论，风质量损失率和脉冲星自旋周期之间是否存在关系。
2006-07-27 astro-ph
Be stars and binaries in the field of the SMC open cluster NGC330 with VLT-FLAMES
利用VLT-GIRAFFE装置在MEDUSA模式下对年轻星团SMC-NGC 330及其周围区域的热星进行了观测。我们研究了B和Be星的性质和比例在这种环境中的低金属丰度。我们还搜索了快速变化的恒星光度数据库。通过光谱测量，我们描述了Be星的发射和性质。通过与光度数据库（如OOO和OGLE）的交叉相关，我们在我们的热星样本中搜索双星，以及Be星的短期变化。我们报告的全球性特征的Be星样本（131个对象）。我们发现，早期Be星的比例与一个大的等效宽度的H α发射线是在SMC高于在LMC和MW。我们发现的比例略有增加的Be星相比，B型恒星的金属丰度下降。我们还发现了光谱和光度双星，并为后者，我们给他们的轨道周期。我们确定了13颗短期变化的Be星。我们确定了它们的周期，发现9 Be星是多周期的。
2007-06-29 astro-ph
A new view of the dwarf spheroidal satellites of the Milky Way from VLT/FLAMES: Where are the very metal poor stars?
作为矮星系丰度和径向速度团队（DART）计划的一部分，我们测量了附近四个矮球状星系（dSph）中大样本恒星的金属丰度：Sculptor，Sextans，Fornax和Carina。这些星系中的低平均金属丰度和非常古老的恒星星族的存在支持了它们是早期宇宙化石的观点。然而，与天真的期望相反，我们发现在所有四个系统中，金属丰度低于[Fe/H] ~ -3 dex的恒星都非常缺乏。这表明，在这些系统中，组成恒星的气体在形成之前就已经均匀富集。此外，dSph金属丰度分布的贫金属尾部与星系晕的贫金属尾部明显不同。这些发现表明，即使在最早的时代，附近dSph的祖先似乎也与银河系的构建块有着根本的不同。
2006-11-14 astro-ph
Chemical abundances in Terzan 7 from UVES spectra
我们目前的化学丰度镁，硅，钙和铁的三个红巨星在稀疏的球状星团泰山7，物理关联的人马座矮椭球星系（Sgr dSph），这是目前被潮汐破坏的银河系。数据是用甚低频紫外可见光谱仪获得的，平均值[Fe/H]=-0.57，太阳α含量平均值[α/Fe]=-0.03。这使得Ter 7成为Sgr dSph系统的成员，显示出类似的丰度模式。
2003-09-03 astro-ph
Atomic diffusion and mixing in old stars II. Observations of stars in the globular cluster NGC 6397 with VLT/FLAMES-GIRAFFE
最近在球状星团NGC 6397（[Fe/H]=-2）中发现了表面重元素丰度的演化趋势，表明这些恒星中存在原子扩散作用。这种趋势构成了重要的限制，在何种程度上扩散修改的内部结构和表面的太阳型，贫金属恒星的丰度。我们执行一个独立的检查的现实和大小的丰度变化，在这个贫金属球状星团。观测数据覆盖一个大的恒星样本，位于集群的关闭点和红巨星分支的基础之间，均匀分析。光谱数据由VLT-UT 2上的中高分辨率光谱仪FLAMES/GIRAFFE获得。我们从巴耳末线的轮廓拟合和应用色温校准Strömgren紫外和宽带BVI光度法获得独立的有效温度尺度。一个自动化的光谱分析代码一起使用网格的MARCS模型大气，以获得恒星表面的镁，钙，钛和铁的丰度。我们系统地确定了更高的铁丰度的演化恒星。与我们样本中最冷、最进化的恒星相比，关闭点恒星表面铁的丰度低0.13dex。有一个强有力的迹象表明，在镁类似的趋势，而钙和钛的丰度更均匀。在合理的误差范围内，所获得的丰度趋势与恒星结构模型的预测，包括扩散过程（沉降，悬浮），如果额外的湍流混合下面的外对流区包括在内。
2008-09-01 astro-ph
VLT/UVES Spectroscopy of Individual Stars in Three Globular Clusters in the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了一个高分辨率（R ~ 43000）的丰度分析，共九颗恒星在三个与附近的天炉座矮球状星系有关的五个球状星团。这三个星团（1、2和3）追踪了天炉座中最古老、最贫金属的恒星星族。我们确定了O，Mg，Ca，Ti，Cr，Mn，Fe，Ni，Zn，Y，Ba，La，Nd和Eu在大多数恒星中的丰度，以及一些恒星的Mn和La。我们证明，经典的间接方法（等时线拟合和积分光谱）的金属丰度测定导致的值[Fe/H]这是0.3至0.5 dex太高，这主要是由于这些研究通常使用的基本参考校准。我们发现，星团1，[Fe /H] =-2.5，现在保持最低金属丰度球状星团的记录。我们还测量了一个过剩的铕在3号星团的恒星，以前只在M15的一个恒星群中检测到。我们发现，天炉座球状星团的性质是一个全球性的匹配，发现在银河系的同行，包括深混合丰度模式在两颗恒星。我们的结论是，在时代的形成球状星团的银河系和天炉座矮球状星系共享相同的初始条件，大概是由相同的过程，具有相同的核合成模式的预富集。
2006-03-13 astro-ph
The VLT-FLAMES survey of massive stars: Evolution of surface N abundances and effective temperature scales in the Galaxy and Magellanic Clouds
我们提出了一个高分辨率的VLT火焰光谱的61个B型恒星的光谱相对窄线位于4个领域集中在银河系星团：NGC 3293和NGC 4755和大，小麦哲伦星系团：NGC 2004和NGC 330。对每个物体都使用非LTE模式大气代码TLUSTY进行了定量分析，从而确定了其大气参数和主要金属种类（C、N、O、Mg、Si、Fe）的光球丰度。讨论的结果与我们以前的工作有关的3个年轻的星系团在这些星系中; NGC 6611，N11和NGC 346特别注意的氮丰度，这是一个重要的探针的作用，旋转的恒星的演化。这项工作与年轻的星团一起提供了三个星系中超过100颗B型恒星的丰度和大气参数的一致数据集。我们提供了有效的温度尺度的B型矮星在所有三个星系和巨人和超巨星的SMC和LMC。在每一个星系的依赖光度之间的三个类与未进化的矮天体具有显着更高的有效温度。SMC和银河系矮天体之间存在金属丰度依赖关系，虽然LMC恒星仅比SMC恒星稍冷，但它们比银河系的对应恒星热得多。
2007-06-12 astro-ph
VLT-UVES observations of the Balmer line variations of eta Carinae during the 2003 spectroscopic event
我们目前的高光谱分辨率阶梯观测的巴尔末线的变化在2003.5 "光谱事件“的船底座η。光谱已被记录的η船底座和侏儒在其东南叶的FOS 4位置。这个点显示了反射的恒星光谱，它比对中心物体本身的地面观测更少受到星云发射线的污染。我们的观察表明，光谱事件是不太明显，在这个位置比直接看到的eta车使用HST/STIS。假设反射光谱确实与纬度有关，这表明在极上（FOS 4）看到的事件期间的光谱变化与赤道附近（直接在恒星上）的光谱变化不同。与恒星的光谱相反，FOS 4的散射光谱总是显示出明显的天鹅座P吸收，在整个“光谱事件”中几乎没有变化。在该事件之后，出现额外的高速吸收分量。排放轮廓在FOS 4处达到更高的峰值，并由至少3个不同的分量组成，其中最红的分量在整个事件中显示出最强烈的变化。这些数据似乎与单颗恒星纬向风结构的变化是一致的，无论是否有二级恒星的帮助，或者在光谱事件中壳层弹射的发生。
2004-12-17 astro-ph
Radial velocity survey for planets and brown dwarf companions to very young brown dwarfs and very low-mass stars in ChaI with UVES at the VLT
我们目前的径向速度（RV）调查的行星和棕矮星（BD）的同伴非常年轻的BD和（非常）低质量恒星（VLMS）在Chai的结果。在2000年至2004年期间，使用UVES / VLT拍摄了ChaHa 1 -8和12（M6-M8）以及B34、CHXR 74、Sz 23（M2.5-M5）的高分辨率阶梯光栅光谱。达到的精度（40至670米/秒）足以探测到目标周围的木星质量行星。这是第一次RV调查非常年轻的BD探测器的多样性，这是一个关键的参数，形成在一个尚未探索的领域，在年龄，质量和轨道分离。我们发现，10个BD和VLMS（M<0.12 Msun，M5-M8）的子样本在<40天的时间尺度上具有恒定的RV。对他们来说，假设伴星的质量上限估计为0.1至1.5兆焦耳（假设为0.1天文单位）。这暗示了非常年轻的BD/VLMS在<0.1 AU时的多重性分数相当小。此外，不变量对象表明，由于恒星活动而缺乏任何显著的RV噪音，达到了探测巨行星所需的精度。因此，非常年轻的BD和VLMS是RV调查行星的合适目标。样品中的三个物体表现出显著的RV变化。对于Sz 23，它们可能归因于表面活动，而对于ChaHa 8（M6.5）和CHXR 74（M4.5），检测到的RV变化的时间尺度>150天，这不能用旋转调制来解释。另一种解释是至少有几个木星质量的巨行星/BD，其轨道周期为几个月或更长。因此，所提供的RV数据表明，非…
2005-10-05 astro-ph
The VLT-FLAMES Survey of Massive Stars: Stellar parameters and rotational velocities in NGC3293, NGC4755 and NGC6611
本文分析了三个星系团NGC 3293、NGC 4755和NGC 6611的VLT火焰光谱。非LTE模式大气计算已被用于估计有效温度（从氦光谱或硅电离平衡）和重力（从氢光谱）。投影旋转速度已经从氦光谱（对于快速和中等旋转体）或金属线光谱（对于慢速旋转体）推导出来。观测到的赫兹-罗素图与理论预测进行了比较，并讨论了一些差异，包括主序星光度的差异。星系团年龄已经被推断出来，所有三个星系团都有非同时代恒星形成的证据。在较老的星系团，NGC 3293和NGC 4755，预计旋转速度的目标，已被发现系统大于那些领域，确认最近的结果，在其他类似的年龄集群。投影旋转速度的分布与固有旋转速度的高斯分布一致。对于较老的星团NGC 3293和NGC 4755中相对未演化的目标，速度分布的峰值将为250 km/s，半高宽约为180 km/s。对于NGC 6611，样本量相对较小，但意味着平均旋转速度较低。这可能是由于角动量损失通过恒星风的自旋下降效应的证据，虽然我们的结果是一致的非常年轻的高质量恒星。对于这三个星团，我们推导出了伽马值在-1.5到-1.8范围内的现代质量函数，这与银河系中其他年轻的星团相似。
2006-06-16 astro-ph
Lithium abundances in the old open cluster NGC 3960 from VLT/FLAMES observations
老的疏散星团是研究主序期间锂（Li）耗尽机制的非常有用的目标。通过比较不同年龄星团中Li的丰度，我们可以了解Li破坏过程的效率。我们的目标是确定疏散星团NGC 3960（年龄~1 Gyr）候选成员样本中的成员和Li丰度，目的是填补0.6和2 Gyr之间的空白，在经验描述的平均Li丰度作为恒星年龄的函数的行为。我们使用VLT/FLAMES长颈鹿光谱来确定径向速度，从而113光度选择的候选集群成员的样本的成员资格。从Li线的分析，我们得到了集群成员和非成员的Li丰度。39颗恒星的径向速度与成员资格一致，预计约有20%的污染恒星。在29个RV成员中检测到Li;我们认为这些恒星是星团成员，而我们合理地假设剩下的10个RV成员没有Li，是污染恒星之一。温度高于6000 K的恒星的Li丰度与毕宿星团中的恒星相似，而温度较低的恒星的Li丰度则稍小。这证实了NGC 3960比毕宿星团更古老。温度低于6000 K的恒星的平均锂丰度表明，Li Pop. I平台可能已经开始于~1 Gyr，而不是文献中先前推导出的上限2 Gyr。我们还发现，具有高Li丰度（>1.5）的场星所占的比例约为整个样品的三分之一，这与以前的估计一致。污染场星的分数是一致的，我们以前从测光。
2007-09-10 astro-ph
The Ital-FLAMES survey of the Sagittarius dwarf Spheroidal galaxy. I. Chemical abundances of bright RGB stars
我们目前的铁和$α$元素（镁，钙，钛）的样本属于人马座矮椭球星系的主体红巨星分支星的丰度。丰度是从使用安装在VLT上的高分辨率光谱仪FLAMES-UVES收集的光谱中获得的。我们样本中的恒星的平均金属丰度为[Fe/H]=-0.41 $\pm$ 0.20，贫金属尾部延伸至[Fe/H]=-1.52。$α$元素丰度比略低于太阳，金属丰度高于[Fe/H] \gtsima-1，表明恒星形成速率缓慢。具有[Fe/H] $<$ -1的恒星的[ $α$ /Fe]与在具有可比金属丰度的银河系恒星中观察到的结果相容。
2005-10-02 astro-ph
VLT+UVES Spectroscopy of the CaII LoBAL Quasar SDSS J030000.56+004828.0
我们研究了"低电离宽吸收线“类星体SDSS J030000.56+004828.0的高分辨率光谱。该对象中的CaII，MgII和MgI柱密度是迄今为止报道的任何BAL流出的最大密度。宽CaII吸收温和地混合，但混合可以被解开，以测量CaII柱密度，这是足够大的流出物必须包括一个强的氢电离前沿。外流开始于系统红移的约1650 km/s的蓝移。最低速度BAL区域产生强的CaII吸收，但不产生显著的激发FeII吸收，而较高速度的激发FeII吸收区域产生非常少的CaII吸收。我们发现只有圆盘风流出才能解释这种分离。无论流出是顺利的或cluberous，我们的结论是，CaII BAL区域的密度高到足以填充激发水平的FeII，但温度低到足以防止他们被显着填充。这一要求意味着CaII BAL区域的T<1000 K，甚至可能T<550 K。这个类星体也有一个相关的吸收线系统（AAL），表现出部分覆盖，因此很可能位于中央引擎附近。其与BAL流出的关联尚不清楚。AAL与BAL槽的混合表明，BAL流出所覆盖的空间区域可以在~1700 km/s的速度差上变化。
2003-07-09 astro-ph
The VLT-FLAMES Survey of Massive Stars: Observations centered on the Magellanic Cloud clusters NGC 330, NGC 346, NGC 2004, and the N11 region
我们提出了新的观测470颗恒星使用光纤大阵列多元素光谱仪（FLAMES）仪器的领域集中在集群NGC 330和NGC 346的小麦哲伦云（SMC），NGC 2004年和N11地区的大麦云（LMC）。在N11和NGC 330视场中，利用紫外线和可视中阶梯摄谱仪（UVES）观测了另外14颗恒星。光谱分类和恒星径向速度给出了每个目标，仔细注意检查二元性。特别是，我们研究了N11中心LH 9/LH 10复合体周围以前未探索的区域，从我们的光谱中发现了约25颗新的O型恒星。我们已经观察到了相对大量的Be型恒星，显示允许的Fe II发射线。它们主要不在星团核心，似乎与经典的Be型恒星有关，而不是前主序星。与H $α$的等效宽度相比，Fe II发射的存在并不明显依赖于金属丰度。我们还探索了在NGC 330和NGC 2004附近的场区域中Be-与正常B型恒星的相对比例，与银河系的结果相比，没有发现金属丰度趋势的强有力证据。服务观察的结果是，我们在三个FLAMES字段中有合理的时间采样。我们发现下限的O-和早期的B-型恒星的二进制分数为23至36%。我们的一个目标（NGC 346 -013）特别有趣，它有一个巨大的、明显更热、亮度更低的次级成分。
2007-01-05 astro-ph
UVES - VLT High Resolution Spectroscopy of GRB Afterglows
我们提出了早期的时间，高分辨率光谱的三个伽玛射线暴余辉：GRB 050730，GRB 050922 C和GRB 060418。这些数据为我们提供了宝贵的信息GRB宿主星系的星际物质的运动学，电离和金属丰度的红移z = 4，和干预吸收沿视线。吸收光谱表明，元素存在高和低电离态，甚至禁止，精细结构水平通常观察到。这些特征使我们能够评估吸收气体的物理参数。具体地说，气体区的密度在n = 10 - 10^6 cm-3的范围内，温度在T = 10^3 - 10^4 K的量级。利用氢的吸收特征计算了伽玛暴宿主星系的金属丰度。我们发现太阳下伽玛暴的丰度，即Z = 0.001 - 0.01。然而，未考虑耗竭。可以考虑使用Zn和Cr作为金属量指标，其倾向于保留在气相中。我们发现金属丰度高于以前的值，并与其他测量GRB宿主星系的协议。最后，观测到的GRB 050730（z = 3.967）的[C/Fe]比与预期值一致，该值适用于比Gyr年轻的星系，该星系正在经历恒星形成的爆发。此外，[C/Fe]比评估组件的组件，可以提供信息的相对距离的组件从伽玛射线暴爆炸现场，因为铁粉尘比石墨更有效地破坏。
2007-01-19 astro-ph
Integral field spectroscopy of planetary nebulae: mapping the line diagnostics and hydrogen-poor zones with VLT FLAMES
（摘要）提供了使用VLT FLAMES Argus IFU通过光学积分场光谱法对银河系PNe进行首次专门研究的结果。利用11.5“× 7.2”的Argus阵列对三个典型的星系盘PNe进行了成像：在亚弧秒分辨率下获得了NGC 5882、6153和7009的二维光谱图，每个目标有297个空间像元，在396.4-507.8 nm范围内获得了297个光谱。空间分辨的发射线和星云的物理性质的地图制作。氦、双电离碳和氧的丰度来自光学复合线（ORL），而O^2+的丰度也来自碰撞激发线（CEL）。丰度差异问题的研究是通过绘制PNe面上O^2+的ORL/CEL丰度比（丰度差异因子; ADF）来进行的。ADF在目标之间变化，并且在NGC 6153的情况下，目标内的位置也达到~40的值。ADF与几何距离的核，以及与[O III]电子温度，等离子体电离状态和其他物理性质的相关性建立。在所有的情况下，发现在天空的平面中的温度波动参数的非常小的值。有人认为，这些结果提供了进一步的证据，在典型的PNe的一个独特的星云组成部分组成的氢缺乏等离子体的存在。在C II和C II ORL丰度诊断中，包含这一假定成分的区域表现为约2个空间像素的起伏;任何相关结构的物理尺寸都应小于~1000天文单位。我们建议，拱星盘，阿贝尔30型结，或螺旋型彗星球状体可能参与。
2008-02-06 astro-ph
Determination of the mass of the neutron star in SMC X-1, LMC X-4 and Cen X-3 with VLT/UVES
我们目前的光谱监测活动的OB-star同伴的食X射线双星SMC X-1，LMC X-4和Cen X-3的结果。利用ESO甚大望远镜UVES获得的高分辨率光谱，高精度地确定了OB（超）巨星的径向速度轨道。光谱的优异质量提供了基于各条线测量径向速度曲线的机会，并研究由于例如X射线加热导致的线轮廓的可能失真对导出的径向速度幅度的影响。几条谱线显示出随轨道相位的内在变化。这些变化的幅度取决于线强度，因此提供了一个标准来选择不受失真影响的线。未失真的线显示出更大的径向速度振幅比失真的线，与模型预测一致。应用我们的选线标准，对于SMC X-1、LMC X-4和Cen X-3的OB伴星，平均径向速度振幅K（Opt）分别为20.2 +/- 1.1、35.1 +/- 1.5和27.5 +/- 2.3 km/s（1 sigma误差）。增加OB伴星的预计旋转速度的信息（从我们的光谱导出），X射线食的持续时间和X射线脉冲星的轨道参数（从文献中得到），我们得到SMC X-1的中子星质量分别为1.06^{+0.11}_{-0.10}、1.25^{+0.11}_{-0.10}和1.34^{+0.16}_{-0.14} M{sun}，LMC X-4和Cen X-3。SMC X-1的质量接近超新星产生的中子星的最小质量（~1 M{sun}）。我们讨论的影响，测量的质量分布的中子星的形成机制，在有关的大质量双星的演化…
2007-07-18 astro-ph
