Precision radial velocities of double-lined spectroscopic binaries with an iodine absorption cell
利用碘吸收池（I_2）将参考光谱叠加到恒星光谱上的光谱技术是目前获得太阳型恒星精确径向速度的最广泛采用的方法。它已经被用来探测130颗已知的太阳系外行星中的80颗。然而，在它的原始版本中，它只允许我们测量单个恒星的精确径向速度。本文提出了一种利用I_2吸收池精确测定双线双星两个分量径向速度的新方法。根据Keck I望远镜和HIRES摄谱仪的观测数据，我们的初步结果表明，对于“早期”型双星（F3-F8），径向速度精度一般可以达到20-30 m/s。对于较晚类型的双星，精度达到~10 m/s。我们讨论了应用该技术的恒星天文学和搜索太阳系外行星的双星系统。特别是，我们结合了我们的初步精度速度的光谱双线二进制HD 4676的帕洛玛试验台干涉仪收集的干涉数据，以证明这样的组合，人们可以定期获得质量的二进制组件准确至少在1.0%的水平。
2005-02-25 astro-ph
Precise radial velocities of giant stars: I. Stable stars
未来的天体测量任务，如SIM PlanetQuest，需要非常稳定的参考星。K巨星有很大的光度，这使得它们距离很远，因此它们的光心被伴星的抖动相对较小。因此，K巨星最适合作为参考。为了从观测上证实这一点，我们进行了径向速度测量，以量化K巨星的内在变异水平。目的：从这个径向速度调查中，我们提出了34 K巨星，观测到的径向速度标准差小于20 m/s。这些恒星被认为是“稳定的”，可以用作径向速度标准。方法：视向速度测量包含179颗K巨星。所有K巨星的赤纬都在-30度到+65度之间，视星等为3-6等。UCO/Lick天文台的Coude Auxiliary Telescope（CAT）被用来获得径向速度，精度为5-8米/秒。34颗稳定恒星的历元数从11到28不等，观测的总时间跨度在1800到2200多天之间。结果如下：给出了34颗“稳定”星的观测结果，讨论了它们在M_{V} vs. B-V图中的位置，并得出了K巨星径向速度变率的一些结论。这些结果与理论预测一致。在M_{V} vs. B-V图的一定范围内的K巨星是合适的参考星。
2006-04-25 astro-ph
Astrometric radial velocities. I. Non-spectroscopic methods for measuring stellar radial velocity
高精度天体测量不仅可以确定恒星的切向运动，而且可以确定沿视线的分量。这样的非光谱（即天体测量）径向速度是独立的恒星大气动力学，光谱的复杂性和可变性，以及引力红移。分析了三种方法：（1）改变年视差，（2）改变自行，（3）改变运动星群的角幅。这三个项目在计划中的天体测量项目中都有很大的潜力。目前的精度仍然不够的第一种方法，而第二种方法是勉强可行的，并在这里适用于16颗恒星。第三种方法在现有数据的情况下已经达到了很高的精度（<1 km/s），尽管对于某些星团来说，由于星团扩展速率的不确定性，精度受到限制。
1999-07-14 astro-ph
High velocity spectroscopic binary orbits from photoelectric radial velocities: BD +30 2129 A
本文利用22个CORAVEL型视向速度测量结果，确定了高自行视双星系统BD +30 2129 A分量的分光轨道。周期为P = 32.79天，中等偏心率e = 0.29。视觉系统AB具有约580 AU的投影空间分离。该系统的质心速度V0 =-35.95km/s，横向速度Vt = 132.2km/s。银河系的空间速度分量U = +76.7 km/s，V = 110.4 km/s，W = -26.6 km/s，以及一个大的紫外线过剩，证明该恒星属于银河系的厚盘族。
2007-01-30 astro-ph
High Velocity Spectroscopic Binary Orbits from Photoelectric Radial Velocities: BD +82 565A
利用57个CORAVEL径向速度测量数据，确定了一颗绕极高自行视双星BD +82565 A的分光轨道。得到短周期P = 12.69 d和中等偏心率e = 0.30。视觉系统AB具有约830 AU的投影空间分离。该星系的质心速度V0 = -86.7 km/s，横向速度Vt = 118.7 km/s，银河系空间速度分量U = -62.6 km/s，V = -84.1 km/s，W = -84.2 km/s，表明该星系属于厚盘星系。
2006-01-10 astro-ph
Calcium II Triplet Spectroscopy of LMC Red Giants. I. Abundances and Velocities for a Sample of Populous Clusters
摘要：利用VLT上的FORS 2仪器，我们获得了28个人口稠密的LMC星团中200多颗恒星的近红外光谱。这个星团样本的年龄范围很大（~ 1-13 Gyr），金属丰度范围很大（-0.3 > [Fe/H] > -2.0），对大麦哲伦星云盘有很好的覆盖。钙II三重态的强吸收线被用来推导集群的径向速度和丰度。我们确定平均集群速度通常为1.6公里/秒，平均金属丰度为0.04德克斯（随机误差）。对于其中的八个星团，我们报告了基于单个星团恒星的第一个光谱测定的金属丰度，而这八个星团中有六个没有公布的径向速度测量结果。（续文）
2006-07-04 astro-ph
A photometric and spectroscopic study of dwarf and giant galaxies in the Coma cluster - V. Dependence of the spectroscopic properties on location in the cluster
我们调查的径向依赖的光谱特性，特别是镁，<Fe>和H β光谱指数，在样本的星系跨越范围广泛的绝对光度后发座星系团。允许这些指数的幅度依赖性后，我们发现一个显着的梯度Mg 2，在这个意义上说，星系团的核心有较强的Mg 2。我们发现只有弱梯度<Fe>和H β。使用本系列早期论文中提出的模型网格，我们将Mg 2梯度归因于金属丰度的变化。一个可能的机制，以创造这种丰度梯度是压力约束的物质从超新星驱动的风在星系的历史早期的集群内介质。
2001-11-09 astro-ph
Rotational velocities of the giants in symbiotic stars: II. Are S-type symbiotics synchronized?
利用高分辨率光谱观测和交叉关联函数（CCF）方法，测量了29颗S型共生星的质量施主的投影自转速度（vsin i）。CCF的结果已经用合成光谱控制。在S型共生体中，K巨星和M巨星的典型自转速度似乎是4.5 < vsini < 11.7 km/s。在一个子样本的16个S-型共生星（已知的轨道周期和良好的测量vsini）15有偏差同步小于3西格玛水平。这意味着我们没有发现这15个天体中任何一个的同步性在统计上有显著偏差的证据。仅复发性新星RS Oph的同步偏差具有统计学显著性（置信水平>99%）。对于22个S型共生体，我们给出了它们的轨道周期的线索。
2007-06-29 astro-ph
Ca II Triplet Spectroscopy of Giants in SMC Star Clusters: Abundances, Velocities and the Age-Metallicity Relation
我们获得了7个SMC星团中红巨星Ca II三重态的光谱，它们的年龄范围从4到12 Gyr。光谱已被用来确定平均丰度为6个星团的一个典型的精度为0.12德克斯。当与其他对象的现有数据相结合，由此产生的SMC年龄-金属丰度关系一般是一致的，一个简单的模型的化学演化，缩放到今天的SMC平均丰度和气体质量分数。然而，其中两个星团（Lindsay 113和NGC 339）的丰度比平均年龄-金属丰度关系的预期值低约0.5 dex。这表明，这些集群的形成，其年龄为~5 Gyr，可能涉及的uneriched气体，也许从麦哲伦流的下降。光谱也产生径向速度的七个集群。由此产生的速度色散为16 +/- 4 km/sec，与SMC行星状星云和碳恒星群的速度色散一致。
1998-02-02 astro-ph
The PSU/TCfA Search for Planets Around Evolved Stars: Vsin(i) Measurements for Slow Rotating F-K Giants
我们目前的结果，我们的投影旋转速度（Vsin（i））测量的F，G和K巨星获得的交叉关联函数（CCF）构造从高信号噪声光谱。我们还介绍了HET/HRS交叉关联函数的标定，以确定慢转F-K巨星的精确投影旋转速度Vsin（i）。
2007-12-14 astro-ph
Radial velocities of giant stars: an investigation of line profile variations
自1999年以来，利克天文台以一个月的周期对179颗红巨星进行径向速度测量。目前，每颗恒星已收集了约20-100次测量，精度为5至8米/秒。在观测到的恒星中，有145颗（80%）的视向速度（RV）变化大于20 m/s，其中43颗表现出明显的周期性。在这里，我们调查的机制，造成所观察到的径向速度变化。首先，我们搜索径向速度振幅和恒星的内在参数之间的相关性，在这种情况下，表面重力（log g）。其次，我们调查线轮廓的变化，并比较这些与理论预测。
2007-10-22 astro-ph
A near-infrared spectroscopic screening of the red giant populations in omega Centauri
近红外光谱的21个巨人在半人马座欧米茄，跨越整个范围内观察到的金属在这个集群，提出。这项工作是在光学和红外线方面协调的光度和光谱活动的一部分，旨在研究半人马座ω的复杂恒星星族并了解其形成和化学演化。通过对所选巨星光谱中的几个CO和OH分子谱带和原子谱线的分析，得到了它们的金属丰度和丰度比。在[Fe/H]=-1.6、-1.2和[Fe/H]<-0.5三个主要的金属丰度区存在。在我们的样本中，最富金属的恒星与更贫金属的成分相比，显示出较低的α增强（如果有的话），这表明它们应该是在被Ia型超新星喷出物严重污染的介质中形成的。同位素碳丰度也被推断出来，平均13 C/12 C =4，这清楚地表明在红巨星分支上升期间，恒星内部发生了额外的混合过程。
2003-03-27 astro-ph
Radial Velocities of Globular Clusters in the Giant Elliptical Galaxy NGC 1399
本文报道了在天炉座星系团的主要星系--巨椭圆星系NGC 1399的视场中对18个球状星团和一个dE星系的径向速度测量结果。我们也给出了一些年轻的和超金属丰富的球状星团的候选者的径向速度测量结果，这些候选者是前景或背景物体，即28颗恒星和7个星系。根据它们的大小和颜色，选出的真正的球状星团富含金属。对于这个星团样本，我们测量到平均径向速度为v_{rad} = 1353 +/- 79 km/s，速度色散为338 +/- 56 km/s。使用几种不同的质量估计值，这意味着在28千秒差距半径内M/L值在50-130的范围内，与M/L随半径增加一致。我们的速度色散估计值之间的计算值从集成恒星光在较小的半径，并计算在大半径从最近的X射线观测。
1997-10-09 astro-ph
LSS 1135: an O-Type Spectroscopic Binary in the galactic OB association Bochum 7
根据在智利CTIO和阿根廷CASLEO进行的光谱观测，我们发现LSS 1135是一个轨道周期为2.7532天的单线O型双星系统。我们提出了一个分析的基础上的径向速度的He吸收线的轨道要素的系统。我们将LSS 1135的光谱归类为06.5V（（f））。我们还提出了光谱分类和径向速度的波鸿7，OB协会LSS 1135属于该地区的其他7个OB星。我们的数据表明这个星团的距离为5.0千秒差距。
2003-05-13 astro-ph
Spectroscopic rotational velocities of brown dwarfs
利用NIRSPEC和凯克II望远镜获得的高分辨率近红外光谱，我们获得了19个光谱类型在M6.5-T8区间的超冷矮星样本的投影旋转速度（vsini）。在我们的目标中，有两颗年轻的棕矮星，两颗可能的场星，以及15颗可能的棕矮星（30-72 Mjup）。我们的结果表明，T型矮星是快速旋转的M型星形成鲜明对比。我们已经推导出它们的vsini速度在<15和40 km/s之间，并且没有发现明显的证据表明T矮星的旋转速度比L矮星快。然而，有一个提示，从中M移动到L光谱类型的vsini光谱类型图，以前在文献中报道的一个越来越低的信封;我们的vsini结果扩展到更冷的类型。假设场棕矮星的大小为0.08-0.1 Rsol，我们可以将T型棕矮星的赤道自转周期上限定为12.5 h。此外，我们比较了我们的vsini测量光谱旋转速度的非常年轻的棕矮星类似的质量在文献中。这个比较虽然与模型有关，但表明褐矮星在收缩期间会失去一些角动量;然而，它们的自旋时间似乎比太阳型到早期M型的恒星要长得多。
2006-05-03 astro-ph
A photometric and spectroscopic study of dwarf and giant galaxies in the Coma cluster - II. Spectroscopic observations
这是研究后发座星系团中不同光度星系的光度和光谱特性的系列论文中的第二篇。文中给出了样品选择、光谱观测和完备性函数。为了研究星系的光谱特性作为其局部环境的函数，选择了两个领域进行光谱观测，以覆盖核心（Coma 1）和外围（即。核心的西南部，以星系团的NGC 4839）-（Coma 3）为中心。使用威廉·赫歇尔望远镜上的WYFFOS多光纤摄谱仪，对两个视场中的490个星系（后发座1中302个，后发座3中188个）进行了中等分辨率（6-9 μ m）的光谱分析。这些星系覆盖的范围为$12 < R < 20$，相当于-23 < M_R < -15（H 0 =65 km/sec/Mpc）。红移的测量精度为100公里/秒。Poggianti等人（2001-论文III）也测量了相同星系的谱线强度和等效宽度并进行了分析。总共有189个（后发座1）和90个（后发座3）星系被确定为后发座星系团的成员。对颜色的分析表明，在我们的样本中，只有两个后发座星系团的成员具有B-R > 2。给出了光谱样品的完备性函数。
2001-07-19 astro-ph
The spectroscopic orbit and other parameters of AE Arae
我们提出了一个分析的光学和近红外光谱的共生系统AE阿拉，由一个M5.5 III巨人类似的银河系膨胀M巨人和一个热发光的同伴。特别是，我们已经确定了第一次光谱轨道的基础上的径向速度曲线的红色和热的组件从M-巨星吸收线和翅膀的He II 4686发射剖面，分别。我们还研究了光谱变化和光度变化的轨道相位和活动的功能。由此产生的二元组分的物理参数和热组分活动的性质进行了简要讨论。
2002-10-22 astro-ph
A CORAVEL radial-velocity monitoring of giant Ba and S stars: spectroscopic orbits and intrinsic variations
本文提供了由CORAVEL观测得到的38颗钡星和10颗外生S星的轨道参数。轨道周期的下限（一般超过10 y）已获得10个以上的系统。Mira S，SC和（TC-穷人）C星也被监测，并显示由于大气现象的内在径向速度变化。对速度和光度周期不同的3颗恒星（SUMa，X Cnc，BD-08：1900）提出了初步的轨道解。三颗恒星（RZ Peg，SS Vir和R CMi）表现出与光变化同步的径向速度变化。这些恒星的伪轨道解已经被推导出来。在RZ Peg的情况下，在最大光附近观察到线加倍现象，并且可能反映了通过光球传播的冲击波。
1998-01-28 astro-ph
DDO spectroscopic survey of MOST variable stars
介绍了对MOST卫星观测到的103个天体的光谱支持巡天;其中96个是变星，其中83个是新的MOST变星探测或具有根据MOST数据核实和/或修改的变率类型的恒星。分析241中分辨率光谱使用加宽功能形式主义产生径向速度，预计旋转速度（为31个目标，这是可能的）和光谱类型的估计。发现了七颗新的光谱联星，并给出了其中两颗（HD 73709和GSC 0814-0323）的轨道解。目视双星HD 46180是由两颗近距离双星（食双星和不食双星）组成的，很可能形成一个物理上的四双星系统。
2008-10-17 astro-ph
Radial velocities and membership of stars in the old, distant open cluster Berkeley 29
伽利略国家望远镜的多缝光谱学被用来测量20颗恒星的径向速度，这些恒星位于旧的疏散星团伯克利29的方向上，伯克利29是我们银河系中已知的最远的星团。成员信息来自沿着所有红巨星分支的恒星，特别是靠近其尖端和红团。在与已知距离的疏散星团中的红团进行经验比较的基础上，用真正的星团成员样本将星团距离修正为约15 kpc。金属丰度[Fe/H] = -0.74 +/- 0.18也是使用光谱确认的红巨星的颜色来估算的。
2004-09-02 astro-ph
Precise radial velocities of giant stars. IV. A correlation between surface gravity and radial velocity variation and a statistical investigation of companion properties
自1999年以来，我们一直在UCO/Lick天文台使用CAT对179 K巨星进行径向速度测量。目前，每颗恒星已收集了约20-100次测量，精度为5至8米/秒。在观测到的恒星中，有145颗（80%）的视向速度（RV）变化大于20 m/s，其中43颗表现出明显的周期性。我们的目的是研究导致这些观察到的RV变化的可能机制。我们打算测试这些变化是否是内在的性质，或可能引起的同伴，或两者兼而有之。此外，我们的目标是确定这些同伴的参数。的日志g和RV变化的幅度之间的关系进行了调查的样本中的所有恒星。此外，假设所有的周期性RV变化是由同伴的调查，通过比较其推断的轨道统计与主序星周围的同伴的统计。正如Hatzes & Cochran（1998）早先提出的那样，在K巨星中发现RV变化的幅度与log g之间存在很强的关系。然而，大多数表现出周期变化的恒星都位于这个关系之上。这些RV变化可以分为与log g不相关的周期性分量和与log g相关的随机残差部分。与主序星相比，K巨星经常表现出周期性的RV变化。将这些RV变化解释为由伴星引起的，轨道参数与围绕矮星运行的伴星不同。内在机制在K巨星中产生RV变化方面发挥着重要作用，正如它们对log g的依赖性所表明的那样。然而，似乎周期性的RV变化是这些内在变化的补充，与它们是由同伴引起的一致。
2008-01-04 astro-ph
Line Broadening in Field Metal-poor Red Giant and Red Horizontal Branch Stars
我们报道了45颗贫金属场红巨星和红水平支星的349个视向速度。我们已经确认了一个新的光谱双星HD 4306和一个可能的光谱双星HD 184711。我们还报告了Carney等人（2003）以前报告的91颗恒星中的11颗的57个径向速度。正如在以前的研究中发现的那样，径向速度“抖动”存在于许多最明亮的恒星中。排除光谱双星轨道运动的恒星，所有7颗M（V）<= -2.0的红巨星都显示出抖动，以及14颗M（V）<=-1.4的红巨星中的3颗。我们还测量了所有新光谱的线宽，使用合成光谱作为模板。最明亮的红巨星显示出显着的谱线增宽，许多红色水平分支恒星也是如此，我们简要地讨论了可能的原因。
2007-10-01 astro-ph
Spectroscopic Survey of Red Giants in the SMC. I: Kinematics
我们提出了一个光谱调查的2046红巨星，分布在中央4x 2千秒差距的小麦哲伦云（SMC）。在拟合并去除了SMC上的一个小的速度梯度（7.9 km/s/deg，在10 ° E的N方向上）之后，我们测量了27.5 ± 0.5 km/s的均方根速度散射。视线的速度分布是很好的特点是由高斯和速度色散轮廓是几乎恒定的半径的函数。我们没有发现潮汐扰动的运动学证据。如果没有对SMC自行的高精度测量，就不可能从我们测量的径向速度梯度中约束SMC的真实旋转速度。然而，即使在保守的假设下，我们发现v < sigma，因此SMC主要由其速度色散支持。我们发现，SMC的形状，作为测量的红巨星的空间分布的分析，是一致的旋转平坦的程度预期的范围内允许的v/sigma值。因此，SMC的性质与类似的低光度球状系统一致。我们的结论是，SMC主要是一个低光度的球体，其不规则的视觉外观是由最近的恒星形成。利用测得的运动学进行简单的维里分析表明，1.6 kpc内的封闭质量在1.4和1.9x10^9 Mo之间，3 kpc内的约束质量在2.7和5.1x10^9 Mo之间。
2006-01-02 astro-ph
A New Method for Isolating M31 Red Giant Stars: The Discovery of Stars out to a Radial Distance of 165 Kiloparsecs
我们提出了一种方法，用于分离一个干净的样本红巨星在仙女座螺旋星系（M31）的outerregions正在进行的光谱调查使用的DEIMOS仪器的凯克10米望远镜。这次巡天的目的是研究M31晕的运动学、整体结构、亚结构和金属丰度。虽然我们的大多数光谱目标进行了光度筛选，以拒绝前景银河系矮星污染物，后一类对象仍然构成了稀疏的外晕中观察到的光谱的很大一部分。我们基于可能性的方法分离M31红巨星使用五个标准：（1）径向速度，（2）在中等宽度的DDO 51带中测量MgH/Mgb吸收特征的强度的测光，（3）Na I 8190 A吸收线双峰的强度，（4）在（I，V-I）色星等图中的位置，（5）光度（CMD为基础）与光谱（Ca II 8500 A三重态为基础）金属丰度估计值的比较。我们还讨论了KI和TiO诊断巨/矮分离，可能是有用的，在未来的分析。训练集组成的明确的M31红巨星和银河系矮星被用来获得经验probabilitydistribution函数为每个诊断。这些函数被用来计算一颗恒星是M31中的红巨星还是银河系中的矮星的可能性。通过将这种诊断方法应用于我们的光谱数据集，我们分离出40颗M31红巨星，这些红巨星距离星系中心的投影距离超过R = 60 kpc，其中三颗在R ~ 165 kpc。识别单个M31红巨星的能力使我们在研究星系外晕的特性时具有前所未有的灵敏度。
2006-08-24 astro-ph
Fourier method in the determination of rotational velocities in OB stars
我们提出了一个全面的研究，应用傅立叶变换的样本O和早期B型星（无论是矮星、巨星还是超巨星），以确定它们的投影旋转速度，与以前用其他方法获得的值进行比较，并寻找谱线额外加宽的证据傅立叶技术，广泛用于较冷恒星的研究，对于早型恒星的情况，它仍然只是勉强适用。通过\ft和\fwhm方法得到的\vsini值的比较表明，在分析OB巨星和超巨星时，以及在应用于\ion{He}{i}线时，必须小心使用\fwhm技术。首先，\ft方法似乎是一个强大的工具，以获得可靠的投影旋转速度，并从这些恒星中存在的其他增宽机制中分离旋转的影响。对OB星样本的分析表明，虽然矮星和巨星的投影旋转速度范围很广，从小于30到450 \kms，但超巨星的数值通常接近或低于100 \kms。分析还明确表明，虽然额外增宽的影响在OB矮星中可以忽略不计，但它显然存在于超巨星中。当检查的行为与恒星的参数和整个HR图的投影旋转速度，我们的结论是，在协议与以前的研究人员，旋转速度应该降低时，恒星的演变。相反，宏观湍流可能是恒定的，因此在恒星演化时，与自转相比，它的重要性越来越大。
2007-03-09 astro-ph
The Open Cluster NGC 7789: I. Radial Velocities for Giant Stars
自1979年以来，利用自治领天体物理观测站的视向速度谱仪对年龄约为1.6 Gyr的疏散星团NGC 7789中的112颗恒星进行了597次观测。从McNamara和Solomon（1981）的径向速度研究和自行研究中选出的50颗恒速恒星中，星团的平均径向速度为-54.9 +/- 0.12 km/s，色散为0.86 km/s。78颗成员中有25颗（32%）可能是径向速度变星，但由于采样稀疏，无法确定轨道。17颗恒星是径向速度非成员，而6颗恒星的成员估计是不确定的。有一个暗示，观察到的速度分散在大半径下降。这可能是因为长周期双星优先出现在星团的中心区域。已知的径向速度变量似乎也比具有恒定速度的成员更集中于中心。虽然这仅在85%的水平上是显著的，但当与Raboud和Mermilliod（1994）对其他三个集群的类似结果相结合时，数据强烈支持检测到质量分离的结论。
1998-07-06 astro-ph
Spectroscopic Observations of the Intermediate Polar EX Hydrae in Quiescence
本文介绍了1991年至2001年期间对中间极区EX Hya静止期的光谱观测结果。首次在IP中检测到与外盘原点一致的自旋调制径向速度。自旋脉动以约500-600 km/s的速度调制。这些速度与吸积盘外缘的物质循环是一致的，这表明在罗氏瓣半径附近的吸积幕与物质的共转。此外，自旋多普勒断层图像显示了吸积幕发射从~500 km/s延伸到~1000 km/s的证据。这些发现证实了King & Wynn（1999）、Belle et al.（2002）和Norton et al.（2004）对EX Hya的理论模型预测，它们预测在这个系统中，大的吸积幕延伸到接近罗氏瓣半径的距离。观测到落在磁层上的物质溢出流的证据，证实了Belle等人（2005年）的结果，即EX Hya的盘溢出在静止和爆发期间都存在。看来，hbeta和hgamma自旋径向速度起源于漏斗在外盘边缘的旋转，而halpha是由于沿远离白矮星（窄分量）和靠近白矮星（宽分量）的场线的物质流动而产生的，与吸积幕模型一致。
2007-03-31 astro-ph
Mass Outflow and Chromospheric Activity of Red Giant Stars in Globular Clusters I: M15
2005年5月、2006年5月和2006年10月，利用MMT望远镜的Hectochelle对球状星团M15（NGC 7078）中的110颗红巨星进行了高分辨率光谱观测。中阶梯订单包含Halpha和钙H & K被用来确定发射和线的不对称性特征的运动在扩展的大气。在这个非常缺乏金属的星系团中，检测到的H α发射的光度为log（L/L_sun）=2.36，与其他研究相当，这表明发射翼的出现与恒星的金属丰度无关。显示出H α辐射的最暗恒星似乎位于M15的渐近巨星分支（AGB）上。对H α的线平分线技术揭示了所有亮于log（L/L_sun）=2.5的恒星的外流速度，并且这种外流速度随着恒星光度的增加而增加，表明质量外流随着光度的增加而平滑地增加。与类似视星等的红巨星分支（RGB）恒星相比，许多位于AGB低层的恒星表现出异常高的外流速度（高达10-15 km s ^{-1}）和更大的速度变率（高达6-8 km s^{-1}）。M15中的高速度可能与低金属丰度有关。由斯皮策太空望远镜红外测光确定为AGB星的尘埃星被径向速度测量证实为星团成员，但它们的Halpha轮廓与没有尘埃的RGB星相似。如果大量的质量损失产生了负责红外辐射的拱星壳，那么这种质量损失一定是偶发的。
2008-01-03 astro-ph
Population Synthesis in the Blue II. The Spectroscopic Age of 47 Tucanae
我们开发了一套新的模型，在蓝色/光学区域的中间金属丰度单恒星星族，并使用这些模型来确定光谱年龄的47 Tuc。该模型是基于一个中等高分辨率（1.8 A FWHM）的经验光谱库，国家的最先进的理论等时线M。Salaris和帕多瓦组最近的一组，以及基本恒星参数和观测值之间的新的半经验校准。我们强调了在巨分支水平上正确地模拟星团的光度函数（LF）的重要性，以实现综合光谱的良好再现;光谱年龄和基于星系团色星等图（CMD）的年龄之间的一致性只有在使用观测的LF而不是理论的LF时才能实现，这要么不包括AGB星（Salaris），要么低估了星团中亮巨星的总数（Padova）。经校正后，CMD与光谱年龄（H γ和H β）基本一致：Salaris等时线年龄为11--12 Gyr，Padova约为13 Gyr。模型年龄之间的差异是由于在Salaris模型中包含原子扩散。以前较旧的光谱年龄是由于低估了红巨星的数量和/或使用忽视He扩散和α增强效应的等时线。如果亮巨星LF存在于当前的超太阳金属丰度模型中，那么类似的低估将导致从这些模型推断的椭圆星系的光谱年龄过高约30%。
2002-07-30 astro-ph
Spectroscopic Study of IRAS 19285+0517(PDS 100): A Rapidly Rotating Li-Rich K Giant
我们报告的测光和高分辨率光谱IRAS 19285+0517。基于可见光和近红外测光和远红外通量的光谱能量分布表明，该恒星被尘埃包围，温度为$T_{\rm {d}}$ $\sim$ 250 K。谱线分析表明，该恒星是一颗K巨星，投影自转速度为$v sin i$ = 9 $\pm$ 2 km s $^{-1}$。测定了大气参数：$T_{\rm {eff}}$ = 4500 K，logPDMATHABMS = 2.5，$ξ_{t}$ = 1.5 km s $^{-1}$，[Fe/H] = 0.14 dex。LTE丰度分析显示，这颗恒星富含锂（log $ε$（Li）= 2.5 $\pm$ 0.15），但C、N、O和金属丰度基本正常。分子CN线的光谱合成产生碳同位素比率$^{12}$ C/ $^{13}$ C = 9 $\pm$ 3，这是主序后演化和RGB上的疏浚的标志。对不同比例$^{6}$ Li/ $^{7}$ Li在6707 Ω处的Li共振线的分析表明，Li分布可以与纯$^{7}$ Li的预测分布最佳拟合。远红外线过剩，大量的锂元素，以及快速的自转表明一颗行星已经被吞噬，或者，也许是RGB外层的不稳定性引发了锂元素的突然富集并导致了质量损失。
2001-12-11 astro-ph
Spectroscopic Binary Orbits from Photoelectric Radial Velocities -- Paper 171: HD 152028 and Hde 284195 (GK Draconis and V1094 Tauri)
这两颗构成本文主题的恒星都是短周期双线食双星，尽管它们的周期很短，但轨道都是非圆的。虽然HD 152028的HD类型是G 0，但它的综合光谱类型实际上要早得多：B-V色指数只有0.37等，视差显示综合绝对星等为+1.4等。这个周期在径向速度中并不存在，但是我们已经在主星径向速度的初始过量残差（2 km/s量级的σ）中确定了一个可比较的周期性：有一个半振幅约为3 km/s的非对称脉动速度曲线，周期为0.1178天。依巴谷没有观测到HDE 284195，但它的HDE类型G 0与它的颜色和径向速度轨迹的性质相当一致。两颗恒星的自转似乎与轨道伪同步。轨道倾角没有正式确定，但它们必须非常高，然而，有具体的证据表明HD 152028的倾角非常接近90度，因此可以假设质量几乎不超过最小值，在HD 152028的情况下是1.78和1.42太阳质量，在HDE 284195的情况下是1.10和1.01太阳质量，不确定度低于1%。（简略）
2003-06-05 astro-ph
Hypervelocity Stars. I. The Spectroscopic Survey
我们讨论我们有针对性地寻找超高速恒星（HVS），恒星的速度如此之快，以至于从大质量黑洞的动态喷射是它们唯一的起源。我们的调查，现在已经完成了一半，已经成功地确定了总共四个可能的HVS加上一些其他不寻常的物体。在这里，我们报告了最近发现的两个HVS：SDSS J110557.45+093439.5和可能的SDSS J113312.12+010824，其银河系静止坐标系速度分别为+508+-12和+418+-10 km/s。我们观测到的其他晚期B型天体与星系晕中的后主序星或蓝离散星群一致，平均金属丰度[Fe/H]=-1.3，速度色散为108+-5 km/s。有趣的是，速度分布显示了一个具有大的正速度的物体的尾巴，可能是低速HVS和高速逃逸恒星的混合。我们的调查还包括一些DA白矮星与不寻常的红色，可能是极低质量的对象。我们的两个对象是B超巨星在狮子座A矮星，提供了第一个光谱证据，恒星形成在这个矮星系在过去的~30万年。
2006-04-13 astro-ph
Spectroscopic analysis of a super-hot giant flare observed on Algol by BeppoSAX on 30 August 1997
我们提出了食双星大陵五的X射线观测，获得了与BeppoSAX天文台。在观测期间，观测到了一个巨大的耀斑，在持续时间以及峰值等离子体温度和总能量释放方面都是异常的。BeppoSAX号卫星不同仪器的宽光谱响应，加上耀斑的长衰变时间尺度，使我们能够对耀斑进行详细的时间分辨X射线光谱分析。我们推导出的物理参数的发射区连同等离子体密度应用不同的方法观察到的耀斑衰减。耀斑的X射线辐射在二次日食期间被完全遮蔽，因此发射区域的大小受到纯粹几何参数的强烈约束（如配套论文所述）。由此得出的耀斑的大小是远小于从分析的光谱参数的演变，使用准静态冷却形式主义，表明耀斑的时间演变基本上是从加热的时间分布确定的大小，与本征衰减的耀斑环路几乎没有相关性。个别光谱的非常高的信噪比强烈地约束了一些导出的物理参数。特别是，非常重要的证据表明，在耀斑演化的初始阶段，日冕丰度增加了三倍，吸收柱密度大幅增加。
1999-09-02 astro-ph
A Photometric and Spectroscopic Study of Dwarf and Giant Galaxies in the Coma Cluster - IV. The Luminosity Function
对后发座星系团中的星系进行了一次大型光谱巡天。该调查涵盖了广泛的地区（1度$^2$）深等（R ~ 19.5），包括核心（高密度）和外围（中到低密度）的集群。光谱样本由1191个星系组成，其中760个星系被确认为后发座星系团的成员。一种统计技术的发展，以纠正光谱样品的不完整性。然后用校正后的样本构造了R波段亮度函数（LF），其范围为7个星等（-23 < M_R < -16），包括星团的核心和外围。探讨了昏迷状态下LF对局部环境的依赖性。的LF被发现是相同的，在误差范围内，内部和外部区域之间，并接近那些从最近的测量场星系。还测量了后发座星系团的总B带LF，拟合成Schecter形式，并在M（B）= -18 mag.处显示出下降，与以前的研究一致。这一功能的影响进行了讨论。在B-R色间隔中研究了LF，并显示出红色（B-R > 1.35）星系的陡峭的暗端斜率，无论是在星系团的核心还是外围。这群低光度的红色星系比蓝色（B-R < 1.35）的恒星形成星系有更高的表面密度，主导着后发座星系团LF的暗端。结果表明，高表面亮度星系的相对数量在星系团的核心较多，这意味着低表面亮度星系在致密的核心环境中的毁灭。
2003-01-03 astro-ph
Prospects for Spectroscopic Reflected-light Planet Searches
对太阳系外巨行星反射的星光进行高分辨率光谱搜索，有能力确定这些物体的光学散射光谱和散射特性。当与径向速度测量相结合时，它们也产生了行星的真实质量。到目前为止，只有两颗这样的行星被反射光信号瞄准，从而产生了行星光学反射的上限。在这里，我们研究的前景，未来的搜索这种。我们目前的Monte Carlo估计先验概率分布的轨道速度振幅和行星/恒星通量比已知的6颗明亮的恒星港口巨行星的轨道周期小于5天。使用这些估计，我们评估这些目标的可行性，为未来的反射光搜索使用4米和8米级望远镜。
2003-08-23 astro-ph
Spectroscopic Constraints on the Stellar Population of Elliptical Galaxies in the Coma Cluster
获得了后发座星系团中31个椭圆星系的近红外光谱。星系被选择为椭圆星系（没有望远镜），具有大的空间分布，覆盖了星系团的核心和外围（即。对应于具有大密度对比度的区域）。光谱CO（2.3微米）的吸收指数，测量贡献的中间年龄红巨星和超巨星的近红外光的椭圆，然后估计。发现椭圆星系CO光谱特征的强度从后发座星系团的核心（r < 0.2度）到外围（r > 0.2度）逐渐增强。使用Mg 2的强度，它表明，所观察到的效果是不是由于金属丰度，主要是由一个年轻的人口（巨星和超巨星）的存在下，在椭圆星系的郊区（低密度区域）的集群。利用CO的光谱特征，研究了椭圆星系近红外基面散射的起源。修正了红巨星和超巨星的贡献后，均方根散射从0.077dex减少到0.073dex。虽然可以测量，但这些中等年龄的恒星对椭圆星系近红外基本面散射的贡献是微不足道的。发现椭圆星系的CO色和V-K色之间存在一个斜率为0.036 +/- 0.016的关系。这是研究使用恒星合成模型。
2000-02-26 astro-ph
Vertical distribution of Galactic disk stars IV - AMR and AVR from clump giants
我们提供了891颗恒星的参数，主要是团巨星，包括大气参数，距离，绝对星等，空间速度，星系轨道和年龄。这个样本的一部分由本地巨人，在100 pc，与大气参数估计从我们的光谱观测在高分辨率和高信噪比，或检索从文献。样本的另一部分包括523颗遥远的恒星，我们从高分辨率但低信噪比的Echelle光谱中估计了大气参数。这个新的样本是运动学上无偏的，在幅度和颜色上有明确的边界。我们重新审视星系薄盘的基本性质，跟踪丛巨星。我们发现，金属丰度分布是不同的矮星，少金属丰富的恒星。我们发现证据的垂直金属丰度梯度为-0.31德克斯/千秒差距和过渡在4-5 Gyr的金属丰度和速度。年龄-金属丰度关系（AMR）表现出非常低的色散，从10 Gyr到4 Gyr平稳地增加，年轻恒星的增加幅度更大。年龄-速度关系（AVR）的特征是在5 Gyr时V和W频散饱和，在U时持续加热。
2007-12-09 astro-ph
K Giants in Baade's Window. I. Velocity and Line-strength Measurements
这是第一次在一系列的文件中，我们分析中等分辨率的光谱超过400 K和M巨星在巴德窗口。我们的样本选自Spaenhauer等人的自行研究[AJ，103，297（1992）]。我们测量了大多数样品的径向速度，以及Faber等人[ApJS，57，711（1985）]系统的线强度指数。我们分析了速度和谱线强度的随机误差和系统误差，并表明我们样本中的亮星（V < 16.0）主要是沿Baade窗视线的前景盘星。我们发现，大多数的凸K巨星有更强的镁吸收在一个给定的颜色比恒星在太阳附近。如果样品中的K巨星年龄适中，我们认为它们的平均[Mg/Fe]可能为+0.3，这与最近Baade窗高分辨光谱的结果一致。
1995-08-23 astro-ph
Report of IAU Commission 30 on Radial Velocities (2006-2009)
简要总结了以下主题：径向速度和系外行星（关于地球质量的行星;退役的A星及其行星;现状和前景）;提高径向速度精度;径向速度和星震学;银河和河外星团的径向速度;场巨星的径向速度;银河结构-大型巡天（日内瓦-哥本哈根巡天;斯隆数字巡天; RAVE）;工作组（径向速度标准工作组;恒星径向速度书目工作组;分光双星轨道要素目录工作组[SB 9]）。
2008-10-24 astro-ph
M Giant Kinematics in Off-Axis Fields Between 150 and 300 Parsecs from the Galactic Center
我们目前的径向速度约40颗恒星在每三个光学模糊，离轴，领域对银河系的隆起。结合Blum等人（1994）提供的数据，我们现在得到了朝向银河系核球的四个区域的平均径向速度和径向速度色散。这四个场几乎沿着一个轴，该轴与银河系主轴的位置角为55°。观察到的运动学一般都符合肯特（1992年）的轴对称和赵（1994年）禁止动力学模型的预测，但后者稍微更好地描述。我们最里面的磁场速度离散度很高，为153 $\pm$ 17 \kms。我们的数据，结合以前的研究在更大的半径，表明恒星的速度色散是平坦的或仍在上升，在投影半径R \aple 150 pc。
1995-03-15 astro-ph
Dynamics and Stellar Content of the Giant Southern Stream in M31. I. Keck Spectroscopy of Red Giant Stars
我们目前的结果，从一个大的光谱调查M31红巨星使用凯克望远镜/DEIMOS。基于以Mgb/MgH特征为中心的100 A宽DDO 51谱带的光度预筛选用于选择光谱靶。红巨星候选者被定位在M31巨大的南部潮汐流上的一个小区域，距离星系中心31 kpc。我们分离出一个干净的样本68巨人通过去除污染物（前景银河矮星和背景星系）使用光谱，成像和测光方法。大约65%的M31恒星被发现是星流的成员，而其余的似乎是一般晕族的成员。在我们的视野中，流的平均（日心）径向速度是-458 km/s，或相对于M31的系统速度为-158 km/s，与最近在其他流位置的测量结果非常一致。流的固有速度频散被约束为15 - 15 ^+8 km/s（90%置信限）。Font等人（2004年，astro-ph/0406146）的论文讨论了可能的轨道，气流寒冷的影响，以及祖先卫星的特性。我们的晕样品的运动学（也许[Fe/H]分布）表明，它是不同于其他M31晕样品，这可能是在晕的子结构的指示。流似乎具有比晕更高的平均[Fe/H]，-0.51 vs -0.74 dex，和更小的[Fe/H]分布。这条星系流的高金属丰度意味着它的前身一定是一个发光的矮星系。M31巨星的CaII三重态强度通常与其金属丰度的光度估计一致（通过在色星等图中拟合RGB基准点得出）。有间接的证据表明，中间年龄的恒星在流。
2004-06-07 astro-ph
A 2dF spectroscopic study of globular clusters in NGC 5128: Probing the formation history of the nearest giant Elliptical
我们利用英澳望远镜的2dF装置对巨大椭圆星系NGC 5128中的球状星团进行了光谱研究。我们获得了总共254个GC的积分光谱，其中79个是新确认的径向速度和光谱的基础上。此外，我们还获得了沿南长轴的星系星光积分谱。我们推导出一个经验的金属丰度分布函数的207 GC（~14的估计总GC系统）的基础上银河系GC。该峰在[Z/H]~-1.3和-0.5处具有高统计显著性的多峰。在20 kpc（~4 Reff）处，GC的丰度和恒星晕的丰度之间的比较揭示了在分布的富金属端处的紧密重合。然而，与GC相比，内部8 kpc的恒星星云显示出明显过量的富含金属的恒星。我们比较了一个更高的S/N子样本（147 GC）与两个恒星星族模型，其中包括非太阳丰度比校正。我们的绝大多数样本（约90%）看起来很老，年龄与银河系GC系统相似。有证据表明，存在一群中等年龄（~4-8 Gy）的GC（<15%的样本），平均而言，它们比旧GC更富含金属。我们还确定了至少一个年轻的集群（~1-2 Gy）在星系的中心区域。我们的观测结果与NGC 5128自z=1以来至少经历了两次合并和/或涉及恒星形成和有限GC形成的相互作用的图片是一致的，但是非正则热恒星星族对GC综合光谱的影响在我们的GC年龄估计中仍然是一个突出的不确定性。
2008-03-07 astro-ph
