The contribution of UVES@VLT to the new era of QSO absorption line studies
Valentina D'Odorico, Miroslava Dessauges-Zavadsky
本文简要介绍了利用ESO甚大望远镜Kueyen单元上的UVES高分辨率摄谱仪在类星体吸收线研究领域中所获得的主要结果。
We briefly review the main results obtained in the field of QSO absorption line studies with the UVES high resolution spectrograph mounted on the Kueyen unit of the ESO Very Large Telescope (Paranal, Chile).
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
继续探索
Coincidences of high density peaks in UVES spectra of QSO pairs
本文给出了用Lyman极限和阻尼Ly-alpha系统追踪的近距离类星体对和群光谱中红移~2和~3之间的高物质密度峰的成团性质的初步研究结果。
VLT/Uves Observations of the Dla at Z=3.39 towards QSO 0000-2621
在z=3.39的DLA的ESO/VLT上对类星体0000-2621的UVES观测提供了Fe、Si、N、Ni的精细丰度和O、Ar、P、Zn、Cr、H2的新丰度。这些测定证实，该系统具有显著的性质，具有最低的金属丰度，非常低的H2分子分数，并且没有可检测到的灰尘存在。[α/Fe峰]比约为0.1，挑战了目前的化学演变模型。O/Ar和O/S比与BCG中观察到的相同，表明存在普遍的IMF。
UVES-VLT Observations of the OIII Bowen Lines in RR Tel
UVES的特殊分辨率允许检测弱光谱特征和分离混合线中的组分。O1，O3和其他通道，包括5592埃的电荷交换线，产生的所有OIII荧光线的强度已被测量和它们的比例与模型进行比较。
Revisiting VLT/UVES constraints on a varying fine-structure constant
目前对VLT/UVES类星体光谱的分析不同意凯克/HIRES关于精细结构常数α变化的证据。为了研究这一点，我们介绍了一个简单的方法来计算最小可能的不确定性的Delta（alpha）/alpha为一个给定的类星体吸收。对于Chand等人（2004年）中的许多吸收体和Levshakov等人（2006年）中的单吸收体约束，引用的不确定性小于UVES数据允许的最小值。这个基本一致性测试的失败阻止了UVES和HIRES结果的可靠比较。
Search for alpha variation in UVES spectra: Analysis of C IV and Si IV doublets towards QSO 1101-264
受先前对类星体光谱研究的启发，报告了精细结构常数α的变化，在科学验证期间通过VLT-UVES获得的类星体1101-264的吸收光谱中进行了C IV和Si IV双重峰的搜索。确定了7个C IV和2个Si IV系统，并对红移范围1.1862 < z < 1.8377的波长进行了精确测量。在仔细选择线对之后，应用具有用于误差分析的推导的分析表达式的“碱双重”方法来计算α变化。根据先前双峰测量的量值顺序，结果对应于一个Si IV系统：Δ α/α =（-3.09 +/-8.46）x 10^（-5）。
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。
Exploring the Lyman Forest with VLT/UVES
用VLT/UVES观测了8个1.7 < z_em < 3.7的类星体，典型分辨率为45000，信噪比为40-50。由于光谱仪的双臂设计，在400 nm以下和800 nm以上实现了显着的效率，这立即转化为获得新结果的可能性，特别是在z<2.5时。我们在这里报告的Ly-a线的数密度的演变，其柱密度分布，电离紫外背景和宇宙重子密度的新的见解。
UVES/VLT High Resolution Spectroscopy of Gamma Ray Burst 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 050730，050922 C和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。
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。
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。
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。
UVES observations of QSO 0000-2620: Molecular hydrogen abundance in the damped Ly-alpha system at z_abs = 3.3901
我们在第四类星体阻尼Ly-alpha系统（以下简称DLA）中发现了分子氢。8.2米的ESO Kueyen望远镜上的UVES光谱仪已经可以探测到低金属丰度气体中的H2，Z/Z_solar ~= 10^{-2}，高中性氢柱密度N（HI）~= 2.6*10^{21} cm^{-2}，红移z_abs = 3.3901，朝向类星体0000-2620。测得的氢丰度分数f（H2）~= 4*10^{-8}比具有高N（HI）柱密度的银河系星际云的典型值低（2-3）* 10 ^6倍。由于H2分子在尘埃颗粒上有效地形成，这意味着在该DLA中的尘埃冷凝可以忽略不计，因此由金属吸收线导出的丰度是实际的丰度。由f（H2）值得到的粉尘数密度估计值为< n_d >_DLA ~= 10^{-3}*< n_d >_ISM，这与由[Cr/Zn]和[Fe/Zn]比值独立得出的尘气比k ≤ 1.6 10^{-3}是一致的。
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。
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%。
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。
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}）。
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。
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。
The power spectrum of the flux distribution in the Lyman-alpha forest of a Large sample of UVES QSO Absorption Spectra (LUQAS)
本文给出了用VLT上的高分辨率阶梯光栅摄谱仪UVES拍摄的27个类星体样品的莱曼α森林的通量功率谱。我们发现在k ~ 0.03（km/sec）^（-1）处的“3D”通量功率谱峰值处的波动幅度与Croft等人（2002）的研究相似，在相同的红移范围内。通量功率谱的振幅随着红移的减小而增加，如果对平均通量水平的增加进行校正，则通量功率谱的演变对物质密度波动的引力增长敏感。这与McDonald et al.（2000）在较大红移下的发现一致。在大尺度k < 0.03（km/sec）^（-1）时，“3D”通量功率谱P_F（k）的对数斜率为1.4 ± 0.3，比Croft等人（2002）的结果浅0.3，但在误差范围内保持一致。
High matter density peaks from UVES observations of QSO pairs: correlation properties and chemical abundances
我们研究了高柱密度吸收系统追踪的高物质密度峰的横向成团性质（莱曼极限系统的特征是N（HI）> 2 x 10^{17} cm^{-2}或CIV系统的特征是W_{r} > 0.5 A），红移在2和3之间，具有两个类星体对的UVES光谱（UM 680/UM 681，角距56角秒，Q2344+1228/Q2343+1232，角距5角分）和类星体三重态（Q2139 -4433/Q2139 - 4434/Q2138-4427，角距1、7和8角分）。我们发现了3个阻尼Ly-alpha系统（N（HI）> 2 x 10^{20} cm^{-2}）：2个在附近的视线中与强金属系统重合，1个与成对的类星体的发射红移相匹配;加上7个Lyman极限系统：4个形成两个匹配的对，3个在耦合视线中~3000 km/s内没有相应的金属系统。总之，我们在1000 km/s内探测到了十分之五的匹配系统，这表明在1 ~ 8 h^{-1} Mpc的分离长度上，强吸收系统的密度非常高。观测到的巧合可能出现在气体中，这是由于与类星体或星系相关的恒星爆发驱动的超级风，或者属于大尺度结构的气体，如细丝或薄片。我们还确定了三个阻尼Ly-alpha系统的化学丰度比。特别地，对于Q2344+1228谱中z ~ 2.53788处的阻尼系统，得到了O/Fe，C/Fe比值的新估计：[C/Fe]<0.06，[O/Fe]<0.2.它们表明O和C在…
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。
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。
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。
VLT adaptive optics imaging of QSO host galaxies and close environment at z ~2.5: results from a pilot program
我们报告了一个射电强（PKS 0113-283）和两个射电静（Q 0045-3337和Q 0101-337）类星体在z > 2时的ESO-VLT近红外自适应光学成像。在第一种情况下，我们能够分辨出类星体，并发现它是由绝对星等M（K）=-27.6的椭圆主持的。对于其他两个物体，没有明确探测到扩展发射。这一结果，虽然仅限于一个单一的对象，延伸到z ~2.5的发现，宇宙演化的射电响亮类星体主机遵循预期的趋势，发光和大规模的球状体进行被动的演变。对于Q 0045-3337，我们的高分辨率图像显示，它位于距离K = 17.5的前景盘星系1.2角秒处，这可能是一个引力透镜，因为类星体最有可能位于星系爱因斯坦半径内。
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。
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。
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。
UVES observations of QSO 0000-2620: oxygen and zinc abundances in the Damped Ly-alpha galaxy at z_abs=3.3901
本文利用8.2米ESO KUEYEN望远镜的UVES光谱仪对类星体0000-2620进行观测，分析了阻尼Ly-alpha系统在z_{abs} =3.3901处的丰度。在Ly_alpha森林中识别出几条氧谱线，并通过不饱和OI 925 A和OI 950 A谱线在[O/H]=-1.85 +/-0.1处获得氧丰度的测量值。这是迄今为止在阻尼Ly_alpha星系中最精确的O测量。我们还检测到ZnII 2026 A和CrII 2056，2062 A在约8900 A处红移，并发现丰度[Zn/H] = -2.07 +/-0.1和[Cr/H]=-1.99 +/-0.1。此外，Fe、Si、Ni和N的先前测量值已被细化，得到[Fe/H]=-2.04 +/-0.1，[Si/H]=-1.90 +/-0.1，[Ni/H]=-2.27 +/-0.1，[N/H]=-2.68 +/-0.1。非难熔元素锌的丰度是阻尼Ly-alpha系统中最低的，这表明相关的介入星系确实处于其化学演化的早期阶段。Zn的丰度与难熔元素Fe和Cr的丰度相同，这一事实表明尘埃颗粒尚未形成。在这个阻尼Ly-alpha系统中，观测到的[O，S，Si/Zn，Fe，Cr]比值，无论采用何种组合，都接近于太阳（即0.1-0.2 dex），没有显示出在具有可比金属丰度的银河系恒星中观测到的[alpha-元素/Fe]增强。观察到的行为支持一个星系演化模…
Understanding the relations between QSOs and their host galaxies from combined HST imaging and VLT spectroscopy
利用高分辨率的HST光学图像和空间分辨的VLT狭缝谱研究了六个邻近类星体的宿主星系。气体电离和速度被映射为到中心类星体的距离的函数。在大多数情况下，类星体对整个宿主星系的气体电离有显著的贡献，有时甚至在外部。反射或散射的类星体\ha线从遥远的地区的星系检测在几个实例。线位移表明，在所有情况下，负责光反射的物质远离类星体，可能是由于其辐射压力而加速。这两个最微弱的类星体呈螺旋状，有一些过去引力摄动的迹象。其中一个中等光度的类星体存在于一个巨大的椭圆形物体中，里面的气体被类星体辐射电离（并可能被推开）。另一个中等倍率的天体是在一个螺旋星系中发现的，该星系显示出复杂的速度结构，中央类星体相对于凸起部分移动，这可能是星系碰撞的结果。两个最强大的物体都参与了剧烈的引力相互作用，其中一个没有检测到宿主。这些结果表明：（1）大尺度现象，如星系碰撞，与类星体的触发和馈送密切相关;（2）类星体一旦被点燃，对其大尺度邻域（通常是整个宿主，有时更远）有显著的影响。
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。
The bispectrum of the Lyman-alpha forest at z~2-2.4 from a Large sample of UVES QSO Absorption Spectra (LUQAS)
本文利用LUQAS观测到的类星体吸收光谱，确定了Lyman-alpha森林中通量的双谱。LUQAS吸收光谱是由高分辨率Echelle摄谱仪UVES观测到的光谱组成的。从折刀估计器获得的观察到的双谱的典型误差为~ 50%。对于波数在0.03 s/km <k < 0.1 s/km的范围内，观测到的双谱在误差范围内与LCDM模型数值模拟得到的合成吸收谱一致，有或没有恒星形成的反馈。包括星系反馈改变了双谱不到10%。在较小的波数，相关的金属吸收线贡献约50%的双谱和观察到的双谱超过了模拟。在波数k< 0.03（s/km）时，应用于通量谱的二阶微扰理论给出了对观测和模拟吸收谱的双谱的合理近似（误差小于30%）。所观察到的吸收光谱的双谱也同意，在误差范围内，与一组随机的吸收光谱，其中波长的随机位移已被添加到与VPFIT确定的吸收线。这表明，对于本文所示大小的样本，双谱上的误差太大，无法区分具有非常不同的莱曼α吸收3D分布的模型。如果有可能在较大的吸收光谱样本中大幅减少这些误差，双谱可能成为探测宇宙中红移z>2时引力结构增长的重要统计工具。
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.
UVES observations of QSO 0000-2620: Argon and Phosphorus abundances in the dust-free damped Ly-alpha system at zabs = 3.3901
利用8.2米ESO KUEYEN望远镜的紫外光谱仪，观测到中性氩ArI 1066 A和单电离磷PII 963 A在zabs = 3.3901的阻尼Ly_alpha系统（DLA）中向类星体0000 - 2620的紫外共振跃迁。到目前为止，这是在阻尼星系和高红移天体中进行的第一次ArI测量和第二次PII测量。该DLA是已知的具有最低的金属丰度和尘埃含量，和最低的分子氢H_2丰度的一个。测得的Ar丰度为[Ar/H] =-1.91（+/-0.09），其等于其它α链元素（O、S和Si）的丰度。Ar丰度与其他α链元素的相似性意味着在整个阻尼Ly_alpha系统中沿视线方向没有显著的紫外背景或恒星源光电离。log（Ar/O）和log（Ar/S）比值都接近于河外HII区域和蓝色致密星系中测得的比值，其中O的丰度至少高出一个数量级。这加强了Ar/O和Ar/S比率的普遍性，并支持存在一个普遍的货币基金组织。非难熔元素磷的丰度[P/H] =-2.31（+/-0.10）证实了DLA中的低量化学演变。这是对大多数贫金属物质中的P的测量，并显示太阳下[P/Fe] =-0.27。测得的比值[P/Si] =-0.40（+/-0.13）和[P/S] =-0.33（+/-0.13）提供了轻度奇偶效应的证据。最后，导出了OI的基态中3P_1能级布居的严格上限，从而为zabs = 3.3901系统提供了L > 7 pc的…
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。
A possible new interpretation of the results of $Δα/α$ from QSO absorption lines
本文比较了Quast等，Levshakov等在两个不同红移下对Fe_II类星体吸收线的$Δα/α$的测量结果和Chand等在VLT/UVES上获得的23个数据点的测量结果，表明前者的精度比后者高得多，而后者的精度比前者高得多。
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）
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。
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。
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。
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。
Rapid-Response Mode VLT/UVES spectroscopy of GRB060418: Conclusive evidence for UV pumping from the time evolution of FeII and NiII excited- and metastable-level populations
我们目前的高分辨率光谱观测GRB 060418，获得VLT/UVES。这些观察是使用VLT快速响应模式（RRM）触发的，该模式允许自动观察瞬态现象，无需任何人为干预。这导致GRB 060418的第一次UVES暴露仅在初始Swift卫星触发后10分钟开始。在触发后11、16、25、41和71分钟（曝光中）获得覆盖330-670 nm的光谱序列，分辨率为7 km/s，信噪比为10-15。这个时间序列清楚地表明，允许的过渡涉及Fe II精细结构水平的时间变化的证据，和亚稳态水平的Fe II和Ni II，在宿主星系红移z=1.490。这是第一次报告的吸收线所产生的亚稳态水平的Fe II和Ni II沿任何伽玛射线暴视线。我们模拟观察到的演化水平人口与三种不同的激发机制：碰撞，激发红外光子，荧光激发紫外光子。我们的数据使我们能够拒绝碰撞和红外激发的情况下，具有很高的信心。紫外泵浦模型，其中伽玛射线暴余辉紫外光子激发具有柱密度N、距离d和多普勒展宽参数b的原子云，提供了极好的拟合，具有最佳拟合值：log N（Fe Ⅱ）=14.75+0.06-0.04，log N（Ni Ⅱ）=13.84+/-0.02，d=1.7+/-0.2 kpc（但见附录A），b=25+/-3 km/s。我们的紫外泵浦模型的成功意味着在小于~1.7 kpc的距离上没有大量的Fe II或Ni II（但参见附录A中的勘误表），很可…
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。
$Δα/α$ from QSO absorption lines driven by an oscillating scalar field
基于对宇宙学加速负有责任的标量场的振荡行为，将VLT-UVES样品中类星体吸收线的新结果与Keck/HIRES观测中精细结构“常数”的时变性进行了比较。
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]。
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。
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…
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。
Physical Conditions in Quasar Outflows: VLT Observations of QSO 2359-1241
我们分析了在类星体2359-1241（NVSS J235953-124148），高分辨率光谱VLT观测的基础上流出的物理条件。这个物体以前使用Keck/HIRES数据进行了研究。HIRES结果的主要改进是我们能够准确地确定流出的数密度。对于主要的吸收成分，来自五个不同Fe II激发能级的能级布居产生n_H=10^4.4 cm^-3，散射小于20%。我们发现，Fe II吸收产生从一个区域大致恒定的条件和温度大于9000 K，在电离前的温度和电子密度下降。此外，我们模拟所观察到的光谱，并研究不同的气体金属性和入射电离辐射场的光谱能量分布的影响。精确测量的柱密度使我们能够确定电离参数log（U）= -2.4和流出物的总柱密度（log（N_H）= 20.6 cm^-2）。结合数密度的发现，这些都是垫脚石走向确定流出的质量通量和动力学光度，因此它的重要性活动星系核反馈过程。
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。
Atomic Diffusion and Mixing in Old Stars I. VLT/FLAMES-UVES Observations of Stars in NGC 6397
本文对贫金属球状星团NGC 6397（[Fe/H] = -2）的演化序列中的18颗恒星进行了均匀的光度和光谱分析。光谱恒星参数，特别是恒星群之间的恒星参数的差异，是在很好的协议与宽波段和Stroemgren测光校准的红外线通量的方法。光谱丰度分析首次揭示了铁丰度随演化阶段的系统变化趋势。铁在转折点恒星中的丰度比红巨星低31%。在转折点和温暖的亚巨星之间可以看到锂的丰度差异。潜在的系统误差对这些丰富的趋势（恒星参数，流体静力学和LTE的近似值）的影响进行定量评估，并没有改变我们的结论显着。各种元素（锂，镁，钙，钛和铁）的趋势进行了比较与恒星结构模型，包括原子扩散和辐射加速的影响。发现这样的模型来描述所观察到的元素的特定趋势，如果额外的（湍流）混合对流区下面的介绍。得出的结论是，原子扩散和湍流混合在很大程度上是负责的亚原始恒星锂丰度的暖晕星。在旧的贫金属恒星原子扩散的其他后果也进行了讨论。
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。
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…
Measuring Column Densities in Quasar Outflows: VLT Observations of QSO 2359-1241
我们目前的高分辨率光谱VLT观测的外流看到类星体2359-1241。这些数据包含从5个共振Fe II线的吸收槽的分辨率为~7 km/s和信噪比每分辨率元素的顺序为100。我们使用这一前所未有的高质量数据集来研究源前面的物质的物理分布，并由此确定吸收槽的柱密度。我们发现，表观光学深度模型给出了一个非常差的数据拟合，大大低估了柱密度测量。幂律分布和部分覆盖模型给出了比幂律模型更好的拟合，而这两种模型都产生了类似的列密度估计。幂律模型的更好拟合解决了部分覆盖模型在应用于大距离尺度外流时的一个长期存在的问题：如何获得距离比活动星系核发射源大数千倍的外流的速度相关覆盖因子。这个问题不影响幂律模型。因此，基于物理模型的较好拟合和可解释性，我们得出结论，在类星体2359-1241中，外流覆盖了整个发射源，但以非均匀的方式。
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。
On the variation of the fine-structure constant: Very high resolution spectrum of QSO HE 0515-4414
我们提出了一个非常高的分辨率（R \approx 112，000）光谱的类星体HE 0515-4414使用高精度径向速度行星搜索器（HARPS）安装在ESO的3.6米望远镜在La Silla天文台获得的详细分析。HARPS光谱，非常高的波长校准精度（优于1毫微微），用于搜索可能的系统误差的波长校准的紫外阶梯光谱仪（UVES）安装在ESO甚大望远镜（VLT）。我们对HARPS和UVES获得的Th-Ar灯光谱进行了互相关分析。两个光谱之间的位移在σ \simeq 1毫微电子的零附近具有色散。这完全在UVES的波长校准精度范围内（即σ \simeq 4毫微）。结果表明，波长标定的不确定性导致精细结构常数变化的测量误差约为Δα/α \le 10^{-6}。因此，文献中报道的基于UVES/VLT数据的非演化Δα/α的结果不应受到波长校准不确定性相关问题的严重影响。我们的z_{abs} =1.1508阻尼Lyman-α体系对HE 0515-4414的更高分辨率光谱显示了比UVES光谱更多的组分。使用同时拟合高分辨率HARPS数据和高信噪比UVES数据的Voigt剖面分解，我们得到，在z_{abs} =1.1508时，Δα/α=（0.05 \pm 0.24）x10^{-5}。这一结果与早期单独使用UVES光谱对该系统的测量一致。
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。
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…
Spectroscopic rotation velocities of L dwarfs from VLT/UVES and their comparison with periods from photometric monitoring
超冷矮星（UCD）的变化和旋转提供了关于其大气和演化的重要信息。作为正在进行的调查计划的一部分，提出了16个现场UCD（M9 V-L7.5V）的预计转速vsini。这使得已经测量到vsini的L矮星的数量增加了一倍。所有目标的vsini都在10到40 km/s之间，证实了L矮星是快速旋转的。根据旋转轴i的随机分布，将单侧置信区间置于单个对象的旋转周期上。这些与公布的期间从光度监测获得的数据进行了比较。由此，可以排除Gelino等人（2002）发表的L0.5矮星2 M0746 +2000的31小时周期作为自转周期。Bailer-Jones & Mundt（2001）得到的L1.5矮星系2 M1145 +2317的自转周期为11.2 +/- 0.8小时。旋转轴的倾角为i = 62-90度，期望值为76度。或者，数据设定半径的下限为0.1 Rsol。类似地，2 M1334 +1940的2.7 +/- 0.1小时的周期是可能的旋转周期;倾角为i = 27-44度（平均i = 34度）。如果监测程序未检测到变异性或周期性，可能的原因是低对比度表面特征。然而，在三种情况下的变化，但没有检测到周期，尽管敏感性可能的旋转周期推断vsini。这加强了“掩蔽假说”，即光球特征的演变掩盖了光变曲线的规则调制。如前所述，这种特征的一个可能的候选者是不均匀的尘埃云。
UVES/VLT high resolution spectroscopy of GRB 050730 afterglow: probing the features of the GRB environment
我们分析了GRB 050730的光学余辉的高分辨率光谱观测，获得了与UVES@VLT约小时后的GRB触发。光谱显示，伽玛射线暴的宿主星系在z = 3.967的ISM是复杂的，至少有五个组件有助于主要的吸收系统。我们检测到与第二和第三组分相关的强CII*、SiII*、OI* 和FeII* 精细结构吸收线。对于前三个组件，我们得到的信息的相对距离的伽玛射线暴爆炸的网站。红移最高的组分1没有精细结构，也没有低电离线，它只显示出非常高的电离特征，如CIV和OVI，这表明该组分非常接近GRB位置。从低、高电离线和精细结构线的分析中，我们发现，组份2到GRB爆炸点的距离比组份3小10-100倍。我们对z=3.967系统的平均金属丰度进行了评估，得到的值约为太阳金属丰度的0.01或更小。然而，这不应被视为环暴介质的代表，因为对氢柱密度的主要贡献来自星系的外部区域，而其他元素的贡献可能来自更靠近GRB站点的ISM。此外，在评估粉尘消耗校正的困难可以修改这些值显着。平均[C/Fe]比与单恒星形成事件模型的预期一致。有趣的是，如果组分2比组分3更靠近GRB地点，则组分2的[C/Fe]小于组分3的[C/Fe]，这与GRB尘埃破坏情景一致。
Revision of VLT/UVES constraints on a varying fine-structure constant
我们批判性地回顾了目前关于VLT/UVES类星体吸收光谱中不同精细结构常数α的零结果，主要集中在23个吸收体的多重峰分析上，Chand等人（2004）报告了da/a=（-0.06+/-0.06）x 10^{-5}的加权平均相对变化。我们对相同的简化数据进行分析，使用相同的吸收曲线拟合，得出非常不同的个体da/a值，其不确定性通常大3倍。我们将差异归因于原始分析中有缺陷的参数估计技术，并证明原始da/a值强烈偏向于零。如果不存在这些缺陷，则输入数据和光谱应给出da/a=（-0.44+/-0.16）x 10^{-5}的加权平均值。虽然这个新值确实反映了输入光谱和拟合（与原始工作没有变化-只是我们的分析不同），但我们并不认为它支持先前Keck/HIRES关于变化α的证据：在单个da/a值中仍然存在显着的分散，这可能源于原始工作中过于简单的轮廓拟合。通过增加da/a的不确定性以匹配散点来允许这种额外的未知随机误差，提供了更保守的加权平均值，da/a=（-0.64+/-0.36）x 10^{-5}。我们强调类似的问题，在其他当前UVES约束不同的α，并认为与以前的凯克/HIRES结果比较是不成熟的。
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