Shock Breakout Emission from a Type Ib/c Supernova: XRT 080109/SN 2008D
与SN 2008 D相关的X射线闪光080109可以归因于一颗正常Ib/c型超新星的冲击爆发。如果观察到的发射被解释为黑体发射，温度和辐射能量接近预期，考虑到散射占主导地位的吸收过程，使光谱形成发生在光球深处。在约10天观测到的X射线辐射是由于光球光子与相对论电子的逆康普顿散射，这些电子是在超新星与前身风的相互作用中产生的。本文提出了一个简单的激波爆发光/紫外辐射模型，并应用于SN 1987 A、SN 1999 ex、SN 2008 D和SN 2006 aj，它们都在t1天观测到了光辐射。前三者的发射可以合理地归因于冲击爆发发射。光球温度对恒星核心的半径最为敏感，在这些情况下，半径与恒星演化的预期一致。SN 2006 aj的早期光学/紫外观测结果不能直接用激波爆发模型来解释。
2010-01-29 astro-ph
The properties of the "standard" type Ic supernova 1994I from spectral models
本文重新研究了Ic型超新星SN 1994 I的性质。这个天体通常被称为“标准SN Ic”，尽管它表现出极快的光变曲线和异常的蓝色早期光谱。此外，观测结果还受到显著的尘埃消光的影响。基于爆炸模型CO21（Iwamoto et al.1994），使用Monte Carlo输运谱合成代码计算了一系列谱模型。总的来说，爆炸模型的密度结构和丰度能够很好地再现光球光谱。红化估计为E（B-V）=0.30 mag，低于先前提出的值。SN 1994 I的星云光谱模型指向比CO21稍大的喷出物质量。光球光谱显示在早期有大量的铁族元素，这表明喷出物内部的混合一定很重要。我们提出了一个改进的光变曲线模型，它也需要存在的56镍在外层的喷出物。
2006-04-13 astro-ph
On the Spectrum and Nature of the Peculiar Type Ia Supernova 1991T
一个参数化的超新星合成光谱代码被用来研究线识别的光球相谱的奇特的Ia型SN 1991 T，并提取一些约束的组成结构的喷射物质。推断的成分结构不像任何流体动力学模型的Ia型超新星。提出了SN 1991 T为SN Ia过亮的证据，并认为这一特殊事件可能是由两颗白矮星合并而产生的一次实质上的超超新星爆炸。
1998-07-02 astro-ph
Gamma-Ray Burst Spectral Correlations: Photospheric and Injection Effects
我们提出了一个物理框架，可以解释大多数观测到的光谱特性的提示伽马射线暴发射。这包括各种各样的光谱形状，形状演变，和光谱之间的相关性通量和光谱峰值，内爆发所描述的Borgonovo和Ryde，和爆发之间所描述的Amati/Ghirlanda。在我们提出的模型中，光谱峰值由视界长度远小于径向宽度的相对论外流的光球辐射给出。观察到的热闪光持续时间将由径向光交叉时间给出。这就给出了典型的发射位置在距离中心约10 e11 cm处，洛伦兹因子约为300。这种发射伴随着光球层外耗散位置的非热发射。这两个分量的相对强度取决于中央发动机的喷射效应，从而导致饱和度和光球半径的相对位置发生变化。然后，总的发射可以再现所观察到的变化。通过假设能量耗散量非线性地依赖于平均粒子密度，发现了谱相关性。除了光谱相关性之外，这也给出了热分量的相对强度如何随突发内的温度而变化的描述。
2006-08-22 astro-ph
Analysis of the Flux and Polarization Spectra of the Type Ia Supernova SN 2001el: Exploring the Geometry of the High-velocity Ejecta
SN 2001 el是第一颗正常的Ia型超新星，显示出强烈的内在偏振信号。此外，在最大的光之前的时期，CaII IR三重态吸收被认为是明显的，分别在正常的光球速度和非常高的速度。高速三重态吸收是高度偏振的，具有与光谱的其余部分不同的偏振角。独特的观测使我们能够构建一个相对详细的超新星喷出物的分层几何结构的图片：在我们的解释中，光球附近的喷出物层（v \approx 10，000 km/s）服从近轴对称，而分离的高速结构（v \approx 18，000 - 25，000 km/s）具有高Ca II线不透明度偏离光球轴对称。通过部分地遮蔽下面的光球，高速结构导致光球光的偏振的更不完全的抵消，并且因此引起高速IR三元组特征的偏振峰值和旋转偏振角。在努力约束喷出物的几何形状，我们开发了一种技术，用于计算3-D合成偏振光谱，并用它来生成几个参数化配置的偏振配置文件。特别是，我们研究的情况下，内部喷出物层是椭圆形和外部，高速结构是四种可能性之一：一个球壳，一个椭球壳，一个丛生壳，或一个环形。合成光谱排除了球壳模型，不赞成一个环形，并找到一个最佳的适合与丛生壳。我们进一步表明，不同的几何形状，可以更清楚地区分，如果观察到从几个不同的视线。
2003-01-16 astro-ph
The carbon-rich type Ic SN 2007gr: the photospheric phase
本文介绍了对附近的Ic型SN 2007gr进行光谱和光度监测的头两个月的情况。非常早的发现（爆炸后不到5天）和宿主星系相对较短的距离激发了广泛的观测活动。SN 2007 gr显示出平均峰值亮度，但异常狭窄的谱线和几乎平坦的光球速度剖面。在光谱中的突出的碳功能的检测显示，并建议在剥离信封超新星的碳丰度范围很广。SN 2007gr可能是CC SNe多样性的重要组成部分。
2007-12-12 astro-ph
Photospheric signatures imprinted on the gamma-ray burst spectra
本文给出了一个准热重子光球中高能伽马射线暴光子能谱的解。该解决方案是有效的，在稳态极限假设所考虑的区域是光学厚的连续注入的光子。结果表明，对于一个高光度的光球，非热电子产生的γ射线康普顿冷却失去了他们的能量，通过上散射的软热化辐射。由此产生的光谱修改提供了诊断的可能性，不仅爆发共动光度，但也喷出物的重子负荷。这个模型导致一个简单的物理解释的X射线丰富的爆发和异常的低能量斜坡。
2005-09-08 astro-ph
Hydrogen and helium traces in type Ib-c supernovae
本文研究了核心坍缩超新星（CCSNe）光球光谱的光谱特性，特别注意早期阶段氢的痕迹。生成的光谱被发现与观察到的相当好地匹配，包括仅23个候选离子的列表。在SN Ib 1990 I的指引下，在几乎所有的Ib型事件中，在6300光年附近观测到的波谷被认为是H $α$，尽管在某些天体中它变得太弱而无法辨别，特别是在后期阶段。讨论了替代线路标识。突出了氢在CCSNe中存在的方式的差异。在Ib型SNe中，H $α$衬度速度（即线速度减去光球速度）似乎在早期随时间增加，在最大值之后的15-20天左右达到高达8000 km s $^{-1}$的值，然后几乎保持不变。得到的光球速度表明，与SN Ic 1994 I和SN IIb 1993 J相比，II型SNe 1987 A和1999 em的速度较低，而Ib型事件显示出更大的变化。在第20天左右，测量的散射为$\sim$ 5000 km s $^{-1}$。根据两种简单的方法，给出了喷出物和氢质量的粗略估计。SN 1990 I得到的氢质量约为0.02 $M_\odot$，而SN 1983 N和2000 H分别喷出$\sim$ 0.008 $M_\odot$和$\sim$ 0.08 $M_\odot$的氢。SN 1993 J有更高的氢质量，$\sim 0.7$ $M_\odot$有很大的不确定性。因此，在氦壳层上方有一个质量低、喷射速度非常高的薄氢层，…
2006-04-04 astro-ph
Semi-analytic Continuum Spectra of Type II Supernovae and the Expanding Photosphere Method of Distance Determination
我们将Hershkowitz、Linder和Wagoner（1986）的近似辐射传输分析推广到更一般的超新星模型大气中，使用对线产生的有效连续不透明度的简单拟合（Wagoner、Perez和Vasu 1991）。在考虑的低密度下，氢的激发态的布居主要由光致电离和复合决定，并且散射主导吸收不透明度。我们匹配的光谱能量密度$\Jnu$的渐近表达式在光球，其位置在每个频率是由一阶计算的偏差$\Jnu$从普朗克函数$\Bnu$。出射光谱光度的形式为$ L_ν= 4π^2 \r*^2 ζ^2 \Bnu(T_p) $，其中$T_p(ν)$是光球温度，$ζ$是稀释因子，$\r*$是基准半径[最终取光球半径$r_p (ν)$ ]。大气的特征是有效温度$T_e$（$\propto L^{1/4} r_*^{-1/2}$）和氢密度$n_H=n_* (r_*/r)^α$ ;重元素丰度和速度梯度的影响较小。我们的主要结果是$ζ$的频率$ν$和参数$T_p$，$r_p$，和$α$的依赖性。
1994-08-17 astro-ph
The solar photospheric abundance of europium. Results from CO5BOLD 3-D hydrodynamical model atmospheres
上下文铕是一种几乎纯的r过程元素，在核宇宙年代学中可能有参考价值。目标。利用CO 5 BOLD三维流体动力学模式大气确定光球太阳丰度。方法.圆盘中心和积分通量观测太阳光谱。铕的丰度是从等效宽度测量得出的。此外，还使用了1D模型大气作为参考。结果铕的光球太阳丰度为0.52 ± 0.02，与以前的测定结果一致。根据强度谱和通量谱，我们还确定了Eu（151）的光球同位素分数分别为49% ± 2.3%和50% ± 2.3。这与陨石同位素分数47.8%相比很好。我们还探讨了在~5000 K至~6500 K温度范围内的矮星和亚巨星以及太阳和1/10-太阳金属丰度的3D修正，发现它们对于所有研究的模型都可以忽略不计。结论.我们的光球铕丰度是在良好的协议与以前的确定基于一维模型。这与我们的结论一致，即在太阳的情况下，该元素的3D效应可以忽略不计。
2008-03-06 astro-ph
Ion Signatures in Supernova Spectra
对可能导致超新星光谱特征的离子进行了系统的调查。六种不同的成分，可能会遇到超新星被认为是。对于每种组合物，将每种离子的最强光学线之一的LTE光学深度相对于温度作图。对于每一个离子，可以现实地被认为是一个候选人，以产生可识别的功能，在超新星光谱，样品合成光谱显示。光学深度图和合成光谱可为各类超新星光球相光谱谱线识别研究提供指导。
1998-09-18 astro-ph
Photospheric phosphorus in the FUSE spectra of GD71 and two similar DA white dwarfs
我们报告的检测，从FUSE数据，在大气中的GD 71和两个类似的DA白矮星的磷。这是首次在分光光度标准星GD 71的光球层中检测到痕量金属。总的来说，这些天体代表了最冷的DA白矮星，其中光球磷被观察到。我们使用均匀的非LTE合成光谱网格来测量GD 71、RE J1918+595和RE J 0605 -482中的[P/H]=-8.57 +0.09-0.13、-8.70 +0.23 -0.37和-8.36 +0.14 -0.19的丰度。在观测水平上，我们发现磷对GD 71的总体能量分布没有显著影响。我们探索可能的机制，负责在这些恒星中存在这种元素，得出的结论是，最有可能是辐射悬浮和引力沉降之间的相互作用，但可能修改弱质量损失。
2005-07-27 astro-ph
Circumstellar Na I and Ca II lines in type IIP supernovae and SN 1998S
研究了在光球期IIP型超新星光谱中探测到Na I D $_{1,2}$和Ca II H，K的星周吸收线的可能性。模拟表明，在中等风密度的IIP型超新星中不会看到Na I双重态的星周线，例如，SN 1999em的特征，而具有天鹅座P分布的相当明显的Ca II线应该是可检测的。一个类似的模型被用来描述在SN 1998S中看到的Na I和Ca II拱星线，类型IIL，风很密。我们表明，在这颗超新星的线强度再现，如果一个假设的紫外线过剩，这主要是由于在冲击波中的超新星辐射的康普顿化。
2008-05-21 astro-ph
Optical Spectra of the Type Ia Supernova 1998aq
我们给出了正常Ia型SN 1998 aq的29个光谱，从最大亮度出现前的9天到最大亮度出现后的241天。这个光谱数据集，加上其他地方的光度数据，使SN 1998 aq成为在可见光波段观测到的最好的Ia型超新星之一。我们使用参数化的超新星合成光谱程序SYNOW研究早期光球相谱中的谱线识别。结果包括单离子化碳线的证据，喷射速度低至11，000公里/秒。爆炸模型的影响进行了讨论。
2003-05-18 astro-ph
Optical Signatures of Circumstellar Interaction in Type IIP Supernovae
我们提出了新的诊断在IIP型超新星的拱星相互作用的检测高速（HV）的吸收功能，在Ha和He I 10830 A线在光球阶段。为了证明该方法，我们计算的电离和激发的H和他在超新星喷出物考虑到随时间变化的影响和X射线照射。我们发现，与一个典型的红超巨星风的相互作用应该会导致未受冲击的喷出物外层的激发增强和相应的HV吸收的出现，即在H α的蓝色吸收翼中的低压和He I 10830 A的明显吸收，径向速度约为-10，000 km/s。我们确定HV吸收在Ha和He I 10830 A线的SN 1999 em和在Ha的SN 2004 dj是由于这种效果。假设风速为10 km/s，两颗超新星的质量损失率接近10^{-6} Msun/yr。我们认为，除了在未受冲击的喷出物中形成的HV吸收外，SN 2004 dj和SN 1999 em的光谱显示了由瑞利-泰勒不稳定性修改的冷致密壳层（CDS）中形成的HV缺口特征。CDS的结果从冲击爆发和辐射冷却的气体已经通过反向冲击波。在光球相晚期（~60 d），凹口在HV吸收中占主导地位.从CDS的速度推导出的风密度是一致的风密度发现从未受冲击的喷出物产生的HV吸收。
2007-03-17 astro-ph
'Ultimate' Information Content in Solar and Stellar Spectra: Photospheric line asymmetries and wavelength shifts
光谱线不对称和波长偏移是太阳和恒星大气中流体动力学的特征。理论可以精确地预测理想化的谱线，但观测到的光谱受到混合物、太少合适的谱线、不精确的实验室波长和仪器缺陷的限制。目标：二等分线和位移提取，直到最高质量的太阳和恒星光谱的“最终”精度限制，以了解恒星物理，观测技术和实验室数据的限制。方法：对太阳和明亮的太阳型恒星的光谱图集进行了检查，以获得具有最准确的实验室波长的数千条“未混合”线，产生平分线和偏移，作为类似线组的平均值，从而最大限度地减少光度噪声和随机混合的影响。研究结果：对于太阳光谱，平分线的形状和位移提取以前很少研究的物种（铁II，钛I，钛II，铬II，钙I，C I），使用最近确定的非常准确的实验室波长。在南河三和其他F型恒星中，光谱连续区附近的平分线向蓝弯曲，揭示了向上移动的光球颗粒中的线饱和和阻尼翼。由“天体物理学”噪声、有限的仪器分辨率、叠加的大地吸收和不准确的波长所设定的精确度限制，共同将绝对线移研究限制在大约50-100 m/s。结论：分辨率R = 300，000的光谱学将使许多恒星的平分线研究成为可能。规避线混合和旋转涂抹配置文件中的天体物理噪声的剩余限制，最终可能需要跨空间分辨恒星盘光谱。
2008-10-14 astro-ph
Direct Analysis of Spectra of the Unusual Type Ib Supernova 2005bf
用参数化超新星合成光谱代码SYNOW生成的合成光谱与不寻常的Ib型超新星2005 bf的光谱进行了比较。我们证实了Folatelli等人（2006）的发现，即非常早期的光谱（大约在最大光照前30天）包含He I，Ca II和Fe II的光球速度（8000 km/s）特征，以及H-α，Ca II和Fe II的分离高速（14，000 km/s）特征。SN 2005 bf的早期光谱与SN 1999 ex的Ib型近最大光谱几乎完美匹配。虽然这两个光谱在最大亮度方面的时间非常不同（SN 2005 bf在最大亮度之前20天，SN 1999 ex在最大亮度之后5天），但它们在爆炸后的时间相似-SN 2005 bf约20天，SN 1999 ex约24天。这个几乎完美的匹配证实了先前提出的SN 1999 ex中的H-α的鉴定，并支持了许多（如果不是所有的话）Ib型超新星喷出少量氢的命题。SN 2005 bf最早的光谱类似于SN 1994 I的Ic型近最大光谱。这两个光谱在最大光照的时间也不同（SN 2005 bf在最大光照前32天，SN 1994 I在最大光照前4天），但在爆炸后的时间相似-SN 2005 bf约8天，SN 1994 I约10天。这种相似性促使我们考虑重新解释Ic型超新星的光谱，包括共存的光球速度和高速特征。我们的研究结果的SN 2005 BF喷出物，这已被建议是严重不对称的几何形状…
2007-01-08 astro-ph
A new faint Type Ia Supernova: SN 1997cn in NGC 5490
对椭圆星系NGC 5490中最近的SN 1991 bg的观测表明，这个天体在光度和光谱上都非常类似于暗淡的SNIa 1991 bg。这两个天体有着相似的光变曲线，在近红外波段没有像正常Ia型超新星那样出现次极大值。宿主星系NGC 5490位于哈勃流中。SN 1997 cn的红化E（B-V）=0时，绝对星等较暗：当Ho=65时，MV = -17.98;当Ho=85 km/（s Mpc）时，MV = -17.40。后一个值与SN 1991 bg在SBF-PNLF-TF距离标度上的绝对星等非常一致。这两个超新星的光球光谱具有相同的特点，在4000 ~ 4500 A之间有深的Ti Ⅱ槽，有强的Ca Ⅱ红外三重态，在5700 A附近有窄吸收，膨胀速度慢。与SN 1991 bg类似，SN 1997 cn的观测光谱已经成功地通过将W7模型缩小2倍来模拟，假设B最大值的上升时间为18天，光球速度和有效温度低于正常SNIa。最后讨论了距离尺度对最佳拟合模型输入参数的影响。这些数据表明，像SN 1991 bg这样的特殊SNIa不是一生中只有一次的事件，并且深SN搜索可能会被相当大体积的暗SNIa污染。
1998-08-03 astro-ph
Direct Analysis of Spectra of the Peculiar Type Ia Supernova 2000cx
Ia型SN 2000cx有多个特点，包括不平衡的B波段光变曲线峰值，这与目前使用光变曲线形状来标准化Ia型SN光度的方法不符。我们使用参数化的超新星合成光谱程序SYNOW研究SN 2000cx的光球相位谱中的谱线识别。先前的工作确定了Ca II红外三重态特征的存在，其形成速度约为20，000 km/s，远高于光球速度约10，000 km/s。我们发现钛II功能形成在相同的高速度。SN 2000 cx的光度特性部分是由于高速谱线的形成：例如，B波段的通量被Ti II吸收特性所阻挡，随着时间的推移而减少，这导致B光变曲线上升得更快，下降得更慢。SN 2000cx在4530 A附近包含一个吸收特征，可能是H-β，以相同的高速度形成。如果高速线的形成被限制在一个部分覆盖光球的团块中，并且H-α和P-α源函数相对于共振散射的源函数有所提高，那么缺乏明显的H-α和P-α特征并不一定使H-β的识别无效。H-β的鉴定是暂时的。如果它是正确的，那么高速物质一定来自非简并的伴星。
2004-01-15 astro-ph
A Complete Analytic Inversion of Supernova Lines in the Sobolev Approximation
我们表明，光球相超新星的P-Cygni线轮廓的形状可以解析反演提取的光学深度和源函数的线-即所有的物理内容的情况下，索伯列夫近似是有效的模型。在各种简化的假设下，我们推导出公式，给出S（r）和τ（r）的线通量对波长的导数。线轮廓的最小值和最大值之间的过渡区域原来是给特别有趣的信息，在光球附近的光学深度。这些公式给出了线的形状和物理量之间的关系，可能是有用的解释观测光谱和详细的数值计算的见解。
2001-08-24 astro-ph
Spectroscopy of the type Ia supernova SN 2002er: days -11 to +215
我们提供了附近Ia型超新星SN 2002 er的一组广泛的光谱学，其中24个历元跨度为-11到+34天。它的光谱演化是相当典型的Ia型超新星，尽管它遭受了高度的消光。然而，有光谱演化的差异相比，其他正常的Ia型超新星具有可比的下降率参数的同时代光谱。使用大气中均匀丰度分布的光球相位谱模型提供了与观测结果的公平匹配，但只有通过将所采用的距离和上升时间推到接近观测极限。未来的改进将需要一个更现实的分层丰度分布的模型。从+215天的星云光谱的简单模型，我们推断56 Ni的质量为0.69 Msun，与光变曲线的结果一致。
2005-03-16 astro-ph
The Peculiar Type II Supernova 1997 D: A Case for a Very Low 56Ni Mass
SN 1997 D可能是迄今为止发现的最不明亮和能量最低的II型超新星。整个光变曲线是亚发光的，永远不会达到$M_V = -14.65$。放射性尾遵循56 Co衰变斜率。在几乎完全捕获$γ$ -射线的情况下，从尾亮度得到的56 Ni质量非常小，为$\sim 0.002$ \M。在发现时，光谱显示红色连续谱和1000 \kms量级的线速度。光度和光球膨胀速度表明，爆炸发生在发现前50天左右，之后可能会有一个平台期。26 \M \恒星爆炸的模型光变曲线和光谱成功地与观测结果相吻合。低质量模型与观测结果不一致。受发现前上限的约束，祖细胞的半径为\r 0 \ltsim 300 \R。然后在建模中需要$\sim 4 \times 10^{50}$尔格的低爆炸能量。光球光谱中的强\ion{Ba}{2}谱线在太阳丰度和低$T_{eff}$时重现。在SN 1997 D中观测到的低56 Ni质量是由于物质回落到一颗25- 40 \M星爆炸的坍缩残余物上，这种情况似乎比一颗8- 10 \M星爆炸的低56 Ni质量的情况更有利。
1998-03-18 astro-ph
Rotational modulation of the photospheric and chromospheric activity in the young, single K2-dwarf PW And
在1999 - 2002年的8次观测中，获得了PW和HD~（1405）的高分辨率阶梯光栅光谱。详细的光谱分析使我们能够确定它的光谱类型（K2 V）、平均日心径向速度（Vhel = -11.15 km/s）、自转速度（vsin{i} = 22.6 km/s）和锂线6707.8 AA的等效宽度（EW（LiI）= 273 mAA）。运动学（银河速度（U，V，W））证实了它是本协运动群的成员，与从彩色星等图和锂当量宽度推断的年龄（30至80百万年）一致。光球活动（冷点的存在，扰乱了光球线的轮廓）已被检测为交叉关联函数（CCF）的平分线的变化，导致的光谱互相关的PW和一个非活动的恒星的光谱相似的光谱类型。CCF平分线的这些变化与测量的径向速度的变化有关，并且用类似于恒星光度周期的周期进行调制。同时，利用谱减法技术和同时观测的H_α，H_β，NaID_1和D_2$，HeID_3，MgIb三重态，CaII H&K，CaII红外三重态谱线，分析了色球活动。在2001年的最后一次观测中观测到一次耀斑，显示观测到的色球线增强。2002年8月23日观测到一次较弱的耀斑。色球活动指标的变化似乎与光球活动有关。径向速度之间的相关性，在CCF平分线和不同的色球线的等效宽度的变化，观察到1999年，2001年和2002年的时代之间的不同行为。
2003-09-02 astro-ph
Compton backscattered and primary X-rays from solar flares: angle dependent Green's function correction for photospheric albedo
观测到的来自太阳耀斑的硬X射线（HXR）通量谱$I(ε)$是初级韧致辐射光子$I_P(ε)$与来自光球康普顿后向散射的向下初级辐射的光谱修正分量的组合。后者可能是重要的，扭曲或隐藏了主光谱的真实特征，这些特征是高能电子的加速和传播及其能量预算的关键诊断。在太阳物理学中，我们第一次使用格林函数方法来解决后向散射光谱反卷积问题，构建了一个包含光电吸收的格林矩阵。这种方法允许光谱独立提取的主要光谱的几个HXR耀斑观察到的{ \it拉马迪高能太阳光谱成像仪}（RHESSI）。我们发现，观测到的光谱和主光谱有很大的不同，硬光谱接近磁盘中心的耀斑。我们特别表明，能量依赖的光子光谱指数$γ(ε)=-d \log I/d \log ε$是非常不同的$I_P(ε)$和$I(ε)$和推断的平均源电子光谱${\bar F}(E)$差异很大。即使对于参数${\bar F}(E)$到数据的前向拟合，当拟合到$I_P(ε)$时，即当包括双稳态校正时，拟合$I(ε)$所需的清晰的低能量截止基本上消失。因此，背散射光子的自洽校正被证明是至关重要的，在确定耀斑加速电子的能谱，因此，他们的总数和能量。
2005-10-06 astro-ph
Direct Analysis of Spectra of Type Ic Supernovae
合成光谱产生的参数化超新星合成光谱代码SYNOW与观测到的光球相位光谱的正常Ic型SN 1994 I和奇特的Ic型SNe 1997 EF和1998 BW。观察到的光谱可以与基于球对称的合成光谱相当好地匹配，并且合成光谱包括预期在LTE计算的基础上出现的仅几个离子的线。通过光谱学估算，SN 1994 I的质量和动能与SN 1997 ef相比有很高的动能（$\sim 30 \times 10^{51}$ erg），SN 1998 bw的动能更高（$\sim 60 \times 10^{51}$ erg）。很可能即使SNe 1997ef和1998bw是非球形的，它们也是高能的。
1999-06-09 astro-ph
Spectropolarimetry of the Type II Supernovae 1997ds, 1998A, and 1999gi
我们提出了单历元光谱偏振的II型超新星（SNe II）1997 ds，1998 A，和1999 gi。SN 1997 ds和SN 1998 A都是在光球相早期观测到的，而SN 1999 gi的分光偏振测量是在接近星云相转变开始时获得的。在未进行星际极化（ISP）校正的情况下，SN 1997 ds的p_V = 0.85 +/-0.02%，SN 1998 A的p_V = 0.24 +/-0.05%，SN 1999 gi的p_V = 5.72 +/-0.01%。SN 1997 ds和SN 1998 A的低连续极化和强线特征上的极化调制幅度与SN 1987 A和II型平台SN 1999 em在类似时期测量的结果一致，并支持日益增长的共识，核心-在爆发时具有基本上完整的氢包层的坍缩事件在早期光球相期间不是显著的非球面。SN 1999 gi的高连续极化的光谱形状非常类似于“Serkowski”ISP曲线，并且与非球面SN大气中预期的电子散射的波长无关性质不一致。由于银河系的红化在这条视线上是最小的，所以SN 1999 gi中观测到的大部分偏振被认为是由于宿主星系的ISP，尽管不能排除显着的（高达p = 2%）内在偏振。本文描述了SN光谱偏振测量在研究外星系星际尘埃性质方面的潜在能力，并将其应用于SN 1999 gi数据，结果表明，如果偏振确实主要起源于星际，那么NGC 3184中沿这条视线的尘…
2001-05-17 astro-ph
Multi-periodic photospheric pulsations and connected wind structures in HD64760
我们报告了对早期B型超巨星HD 64760（B0.5Ib）进行的扩展光谱监测活动的结果，该活动旨在探测空间风结构的深层起源。这项新的研究是基于ESO La Silla的FEROS仪器获得的高分辨率阶梯光谱。在2003年连续10个晚上收集了279个光谱。从光球谱线轮廓变化的周期分析中，我们确定了三个间隔很近的周期，大约在4.810小时左右，分裂度为+/-3%。不同周期的线轮廓变化的速度-相位图揭示了对应于l和m在6-10范围内的脉动模式的高阶特征非径向脉动模式。这三种脉动模式的周期明显短于特征脉动时间尺度，并显示出小的水平速度场，因此被确定为p模式。这三种脉动模式的拍频导致了一个逆行拍频模式，在恒星表面有两个相对的相长干涉区，拍频周期为162.8小时（6.8天）。在光球谱线的光谱时间序列中可以直接观察到这种拍频模式。风敏感线显示增强发射的功能，这似乎遵循光球拍模式的最大值。
2005-10-18 astro-ph
The Detectability of Neon Fluorescence and Measurement of the Solar Photospheric Neon Abundance
本文用Monte Carlo方法计算了日冕X射线激发的Ne K $α$谱线在太阳大气温度最低区附近的辐射，研究了利用这一特征直接测量太阳光球Ne丰度的方法。虽然非常弱，与谱线数据库的比较表明，在等离子体温度典型的安静的太阳和冷的活动区（$\leq 2\times 10^6$ K）的线是孤立的和未混合的。当在日心角$\sim 0$观测时，典型的太阳化学成分产生的等效宽度为$\sim 6$毫微电子伏特（0.3 eV）。对于一个1弧分的视野，在地球上的光子通量的顺序为0.2 ph s $^{-1}$的安静的太阳，呈现的Ne K $α$荧光线确定太阳光球Ne含量的一个非常可行的手段。
2007-08-07 astro-ph
Astrobiology in the Environments of Main-Sequence Stars: Effects of Photospheric Radiation
我们探索在太阳以外的恒星环境中的碳基大分子（如DNA）是否能够在光球恒星辐射（如UV-C）的影响下生存下来。因此，我们主要关注光谱类型为F、G、K和M的主序星。重点是研究恒星宜居带的辐射环境。恒星宜居带与天体生物学有关，因为它们构成了星周区域，在这些区域中，适当大小的行星可以保持表面温度，使水以流体形式存在，从而增加了地球型生命的可能性。
2007-12-19 astro-ph
Spectroscopic analysis of sdB stars from the ESO Supernova Ia Progenitor Survey
我们报告的高分辨率光谱的分析77个亚矮星B（sdB）从ESO超新星Ia始祖巡天星。通过氢和氦谱线的谱线轮廓拟合，同时确定了有效温度、表面重力和光球氦丰度，并发现与以前对sdB星的研究一致。24个天体显示出冷伴星的光谱信号，要么是伴星的吸收线，要么是H α的通量贡献。五颗光度相对较高的恒星显示出特殊的H α轮廓，可能表明恒星风。我们的结果与最近Han等人（2003）的有效温度和表面重力分布的理论模拟进行了比较，发现与这些计算非常吻合。最后，我们提出了一个由两个富氦热亚矮星组成的双星系统。
2003-10-28 astro-ph
