High Resolution Ultraviolet Quasar Absorption Line Spectroscopy of z~1 Galaxy Group
我们使用来自HST/STIS（R= 30，000）的紫外光谱，以及来自Keck/HIRES（R= 45，000）的光谱，研究了朝向类星体PG 1206+459的z=0.9254，0.9276和0.9342的三个MgII选择吸收系统。一个多相的气体结构，低电离成分产生的小凝结和高电离的扩散云，在所有三个系统中表示。每个系统都可能代表一个不同的星系，由于星际介质、日冕气体、晕气体和高速云的某种组合而产生吸收。即使HST/COS的灵敏度有所提高，我们也只能获得天空中最亮类星体的高分辨率紫外光谱。具有紫外覆盖范围的更大望远镜将能够对数百个星系进行类星体吸收线研究，包括各种各样的星系类型和低和中等红移的环境。
2002-07-18 astro-ph
Ultraviolet Spectroscopy of Comet 9P/Tempel 1 with Alice/Rosetta during the Deep Impact Encounter
我们报告的光谱观测周期彗星9 P/坦普尔1的爱丽丝紫外光谱仪上的罗塞塔航天器与美国宇航局的深度撞击任务。我们的目标是测量挖掘挥发性地下物质所产生的原子和分子排放量的增加。我们明确地检测到原子氧发射从静止的昏迷，但没有增强在10%（1西格玛）的水平后的影响。我们得出静态水的产生速率为每秒9 × 10^27个分子，估计不确定性为30%。我们对撞击产生的挥发物的上限与其他估计一致。
2006-08-31 astro-ph
What We Learn from Quantitative Ultraviolet Spectroscopy of Naked White D warfs in Cataclysmic Variables
使用霍普金斯紫外望远镜和哈勃太空望远镜，观测者现在已经获得了具有足够信噪比和分辨率的紫外光谱，可以对几个DNe中的WD进行定量光谱分析。在“最干净”的DNe中，如U Gem，观测允许建立WD的基本物理参数-温度，半径，重力，旋转速率和表面丰度。第二组件也存在于这些系统中，其可以是盘或者可以与WD本身相关。在这里，我总结了观测的现状和我们对数据的理解，强调了分析中的一些不确定性，以及通过未来的观测从根本上推进我们对DNe和WD的理解的前景。
1999-07-01 astro-ph
Multiwavelength study of the starburst galaxy NGC7714. I: Ultraviolet-Optical spectroscopy
我们研究了原型星暴星系NGC 7714中心300 pc的物理条件。我们的分析是基于紫外光谱与HST+GHRS和地面光学观测。数据解释使用的演化模型优化的年轻的星爆区域。利用连续谱、恒星紫外吸收谱线和星云发射谱线光谱，自洽地导出了大质量恒星星族。中央星暴的年龄约为450万年，几乎没有证据表明年龄的差异。沃尔夫-拉叶星在紫外线的特征表明，它的恒星星族为$\sim$ 2000颗沃尔夫-拉叶星。新形成的恒星的整体性质与导出的结果非常相似，例如，剑鱼座30号一个标准的Salpeter IMF与所有观测约束是一致的。我们在中央300 pc采样内找到了空间结构的证据。因此，NGC 7714的核心不太可能拥有一个超过其他已知星团性质的星团。与以前的建议相反，我们没有发现任何证据表明核超新星的速率会显着超过总的磁盘集成速率。据预测，每世纪大约会发生一次超新星事件。
1998-10-21 astro-ph
HST/STIS ultraviolet spectroscopy of the supersoft X-ray source RX J0439.8-6809
利用哈勃空间望远镜成像光谱仪对超软X射线源RXJ 0439.8 -6809进行了紫外观测。紫外光谱是一个非常蓝的连续光谱，上面覆盖着星际吸收线。观测到的宽莱曼α吸收线与中性氢的星际柱密度Nh=（4.0+-1.0 e20 cm-2）相一致。从时间标记数据集获得的光变曲线在10秒至35分钟的时间尺度上对RXJ0439.8-6809的紫外变化性设定了0.04 mag的3 sigma上限。从我们对RXJ 0439.8 -6809进行的三年ROSAT HRI监测中获得的长期X射线光变曲线表明，该源具有恒定的计数率，这意味着温度变化不超过1000 K。如果RXJ 0439.8 -6809是一颗在水平烧壳轨道上的巨大极热前白矮星，而不是一颗非常紧凑的双简并超软X射线双星，那么它的恒定温度和光度将是对恒星演化理论的挑战。有趣的是，RXJ 0439 -6809被发现接近理论上的碳燃烧主序列。
1999-10-18 astro-ph
The optical spectroscopy of extraterrestrial molecules
综述了利用可见光区电子光谱识别星际介质中分子的研究进展。分子吸收的识别中所描述的背景下，阐明的载体的身份不明的弥漫星际带，而分子发射进行了讨论，参考身份不明的红色矩形带。在进行研究的光谱学的外星分子的实验技术进行了描述和批评的背景下，其应用。
2005-01-11 astro-ph
X-ray Spectroscopy of QSOs with Broad Ultraviolet Absorption Lines
对于具有宽紫外线吸收线的类星体，我们刚刚开始积累足够数量的X射线观测数据，以便在CCD分辨率下进行光谱分析。从八个类星体（包括四个宽吸收线类星体和三个小型宽吸收线类星体）的样本中，ASCA或钱德拉光谱的计数超过200，一般模式正在出现。它们的幂律X射线连续谱是伽马值约为2.0的正常类星体的典型特征，并且其特征是明显的内禀吸收气体柱密度[N_H~（0.1-4）x10^{23} cm^{-2}]。校正固有吸收的X射线光谱恢复正常的紫外线-X射线通量比，表明该人口的光谱能量分布不是固有的异常。此外，我们的大部分样品显示出吸收复杂性的重要证据。具有宽MgII吸收的BAL类星体的子集显然遭受康普顿厚吸收，完全遮蔽了2-10 keV X射线带中的直接连续谱，使其固有X射线光谱形状的任何测量变得复杂。
2001-10-26 astro-ph
Far-Ultraviolet & Halpha Spectroscopy of SNR0057-7226 in the SMC HII Region N66
N66/NGC 346是小麦哲伦星云中最大和最明亮的HII区域，包含至少一个已知的超新星遗迹SNR 0057 -7226。残骸的光辐射被星云明亮的光电离辐射所淹没，但残骸已经通过远紫外线吸收线被探测到。在这里，我们提供了来自远紫外光谱探测器（FUSE）卫星的数据，显示了来自SNR 0057 -7226边缘位置的强烈OVI和CIII发射。我们还提出了高分辨率，长缝Halpha光谱横跨N66显示高速和低速发射密切对应的超新星遗迹的X射线边界。我们使用这些FUV和光学数据，以确定与N66的冲击和相互作用的几何形状的物理参数。我们发现，来自附近许多大质量星团恒星的电离光子可能会影响激波后气体的电离平衡，阻碍低电离和中性物质的产生。我们讨论的重要性和内在的困难，寻找超新星遗迹或附近明亮的HII地区，并建议远紫外线提供了一个可行的手段来发现和研究这样的遗迹。
2002-12-16 astro-ph
Far-ultraviolet Spectroscopy of Venus and Mars at 4 A Resolution with the Hopkins Ultraviolet Telescope on Astro-2
1995年3月13日和12日，作为奋进号航天飞机上Astro-2号观测站一部分的霍普金斯紫外线望远镜分别获得了金星和火星在820-1840 A范围内、分辨率为4 A的远紫外线光谱。在1250 A的方向上，这两颗行星的光谱都是由CO第四正带系统和强OI和CI多重态的发射所主导的。此外，首次探测到1151 A处的B-X（0，0）和1088 A处的C-X（0，0）CO Hopfield-Birge带，在金星光谱中还存在1076 A处的E-X（0，0）带的弱指示。B-X波段与来自OI 1152的发射混合.模拟这些带的相对强度表明，CO的共振荧光是发射的主要来源，因为它是第四个正系统。除了莱曼-α，其他检测到的发射特征包括OII 834，OI lambda 989，HI莱曼-β和NI 1134和1200。对于金星，由OI、OII和HI特征导出的盘亮度大约是Hord等人（1991）从1990年2月的伽利略EUV测量中报告的亮度的一半。这一结果与预期的从太阳活动极大期到太阳活动极小期的变化是一致的。ArI 1048，1066的双重谱线只在火星的光谱中被探测到，并且得出的Ar的混合比是2%的数量级，与以前的测定结果一致。
2000-04-03 astro-ph
Far Ultraviolet Spectroscopy of a Nonradiative Shock in the Cygnus Loop: Implications for the Postshock Electron-Ion Equilibration
我们提出了一个快速（~ 300公里/秒）的天鹅座圈超新星遗迹的非辐射激波的远紫外光谱。我们的观测是用远紫外线光谱探测器（FUSE）卫星进行的，覆盖波长范围为905-1187埃。这些观测的目的是通过（1）检查O VI 1032、1038强度随激波后位置的变化，和（2）测量O VI线的宽度，来估计电子-离子平衡的程度。我们发现在O VI 1032线的中心附近有显著的吸收，在O VI 1038中有较少的吸收。的吸收等效宽度意味着O VI柱密度大大超过了星际O VI沿天鹅座环路的视线。我们认为，吸收可能是由于共振散射的冲击本身内的O VI离子。的O VI发射线的宽度意味着有效的离子-离子平衡，与预测从巴尔默占主导地位的光谱的冲击。
2000-12-14 astro-ph
High-Resolution Spectroscopy of G191-B2B in the Extreme Ultraviolet
本文报道了DA白矮星G191-B2 B在极紫外波段220-245 A的高分辨（R=3000-4000）光谱观测结果。低密度的电离He组分明显地沿视线存在，如果完全是星际的，则意味着He电离分数显著高于局部星际介质的典型值。然而，其中一些物质可能与星周气体有关，这已经通过分析HST STIS光谱中的C IV吸收线双峰检测到。恒星大气模型假设一个均匀的元素分布产生最佳拟合的数据，其中包括一个显着丰富的光球他。拟合参数的99%置信度等高线排除了光球He不存在的解决方案，但这一结果需要使用允许丰度梯度的模型进行测试。
2001-12-11 astro-ph
Time-Resolved Ultraviolet Spectroscopy of the SW Sex Star DW UMa: Confirmation of a Hidden White Dwarf and the UV Counterpart to Phase 0.5 Absorption Events
我们目前的时间分辨，紫外（UV）光谱的SW性星DW UMa在高状态。我们确认，在短于1500 μ m的情况下，高态紫外连续谱能级低于白矮星（WD）主导的低态能级。我们也没有看到WD接触阶段的高状态食光曲线。这些结果证实了我们先前的发现，即在这个系统中的WD是隐藏在高状态的视图。在此基础上，我们警告说，日食映射的高倾角西南性星在高状态可能会产生不正确的或误导的结果。在DW UMa的背景下，我们明确表明，最近的日食映射研究所获得的距离估计不能与WD主导的低状态谱相协调。我们还表明，在高状态下的紫外发射线的通量下降轨道相位0.5附近。这是第一次检测到的紫外线对应的类定义阶段0.5吸收看到的光发射线的SW性星。
2004-10-12 astro-ph
FUSE Spectroscopy of the DAO-type Central Star LS V+4621: Looking for the Photosphere in the Sea of Interstellar Absorption
DAO白矮星LS V+4621是可能的行星状星云Sh 2-216中的一颗令人兴奋的恒星，它的远紫外光谱被来自星际介质（ISM）的吸收特征严重污染。对于一个正在进行的光谱分析，我们的目标是提取纯光球光谱，以确定和模型的金属线的物种是无法检测到的近紫外波长范围。我们精确地模拟了星际吸收，并将其用于FUSE（远紫外光谱探测器）观测的模拟。一个国家的最先进的NLTE模式大气光谱，其中包括16个元素与ISM吸收相结合，然后与FUSE光谱进行比较。
2006-10-01 astro-ph
HST Ultraviolet Spectroscopy of NGC 1741- a Nearby Template for Distant Energetic Starbursts
我们已经获得了哈勃太空望远镜的沃尔夫-拉叶星系NGC 1741附近的紫外图像和光谱。暗天体照相机图像的空间形态主要由两个主要的星暴中心控制，每个中心的亮度大约是剑鱼座30的100倍。这两个星暴中心都是由几个最近恒星形成的密集节点组成的。戈达德高分辨率摄谱仪拍摄的南部星暴中心部分的光谱与遵循Salpeter IMF的年轻恒星群相一致，这些恒星的质量在15 Msun以上（也可能存在较低质量的恒星），并延伸到100 Msun左右;从紫外光度推断出大约10^4颗O型恒星。探测到许多强的星际线。虽然没有解决，但它们的强度表明它们是在单个气泡和外壳中形成的，速度高达几百公里。莱曼-α吸收剖面的红翼表明存在几个中性氢成分，一个在我们自己的银河系中，另一个在NGC 1741的距离或附近。总的来说，NGC 1741的恒星和星际线光谱，以及连续体的形状，非常类似于最近在高红移发现的恒星形成星系。
1996-02-16 astro-ph
Optical and Ultraviolet Spectroscopy of SN 1995N: Evidence for Strong Circumstellar Interaction
对IIn型超新星1995 N在爆发后321至1799天的光学和紫外观测显示出三种不同的速度分量。窄线来自星周气体，显示出低电离和高电离。该成分具有低填充因子，并且被来自冲击的X射线光电离。中间组分主要是新加工的氧，起源于速度为2500-5000 km/s的壳层，很可能来自喷出物。氢和氦占主导地位的气体具有低电离，高密度和延伸到~ 10，000 km/s的速度。在近红外和紫外线中可以看到Fe II的Ly-alpha泵浦荧光线的强烈特征。He/H比约为0.3，以及氮的过剩为CNO燃烧产物提供了强有力的证据。宽的氢和氦谱线的通量比氧谱线的通量下降得快得多。H-alpha谱线显示出强烈的演化，红色机翼比蓝色机翼下降得更快。可能的情况下，无论是cluerous拱星介质，或周围气体的非球面分布，讨论的基础上的线的轮廓和物理条件。最后，我们提出IIn型超新星起源于超风阶段的红超巨星。
2001-08-08 astro-ph
Hubble Space Telescope Far Ultraviolet Spectroscopy of the Dwarf Nova VW Hyi in Superoutburst
我们获得了三个连续的HST光谱观测的一个单一的超爆发的矮新星VW Hydri。光谱覆盖了超级爆发的开始、中间和结束。所有光谱都由CIII（1175 nm）、Lyman alpha（1216 nm）、NIV（1238 nm，1242 nm）、SII（1260-65 nm）、SIII（1300 nm）、CII（1335 nm）、SIV（1394 nm，1402 nm）和CIV（1548 nm，1550 nm）的强吸收线主导。我们讨论了超爆发过程中远紫外能量分布和谱线结构的演化。我们注意到，在STIS光谱中没有任何天鹅座P线结构。使用最先进的吸积盘模型的韦德和Hubeny，我们已经确定了所有三个光谱的吸积率，两个白矮星的质量，0.55 M $_{\sun}$和0.8 M $-{\sun}$。对于这两个白矮星群众的吸积率在超爆发减少了两个因素，从早期到后期的超爆发。根据白矮星的质量，超级爆发期间的平均吸积速率为$3 - 6 \times 10^{-9}$ M $_{\sun}$ /yr。
2007-03-02 astro-ph
The fall and rise of V854 Centauri: long-term ultraviolet spectroscopy of a highly-active R Coronae Borealis star
我们研究长期的低色散IUE，SWP和LWP光谱的R Coronae Borealis（RCB）明星V854岑，在深1991年，1992年至1993年和1994年的下降。我们还报道了该恒星在1987-1998年期间的光学光变曲线，包括在1989-1998年期间获得的多色测光。紫外线发射线光谱的分析表明，大多数线衰减过程中的深下降的特征时间尺度相媲美的光学功能报告。Fe、Mg和中性C线在典型的50-100天的时间尺度上衰减。其他谱线，特别是电离C谱线，在更长的时间尺度上（> 200天）衰减，或者似乎不受衰减的影响。下降过程中的紫外线发射线和其他紫外线功能的一般性质是一致的E1/E2/BL线区域模型，从下降过程中的光谱特征的行为。然而，详细的线行为表明下降事件之间的大的内在变异性与简单的E1/E2/BL模型不一致。有限的时间覆盖范围阻止了对发射线区域或模糊灰尘的几何形状的详细检查。我们还报告的过渡区线C IV 1550的光谱中的RCB星的第一次检测。
1999-05-18 astro-ph
Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Spectroscopy of Absorption and Emission Lines from the Narrow-Line Seyfert 1 Galaxy NGC 4051
本文介绍了窄线塞弗特1星系NGC 4051的三个远紫外光谱探测器（FUSE）观测。在远紫外（FUV）光谱中最突出的特征是OVI发射和吸收线和HI莱曼系吸收线，其被检测到莱曼边缘。我们还确定从NIII，CIII和HeII弱发射。CIII线显示吸收，而在NIII和HeII线中未检测到吸收。在HI和CIII中，我们探测到流出速度为-50+/-30和-240+/-40 km/s的两个主要吸收系统，以及可能的第三个在~ -450 km/s。这些系统与先前在CIV、NV和SiIV中发现的10个吸收系统在速度上是一致的，尽管各个系统在FUV光谱中混合在一起。我们估计的两个主要的吸收系统的柱密度，并发现HI柱密度是较低的系统具有较大的流出速度。我们没有检测到通量或光谱变化的NGC 4051在FUV波长在三个时期跨越一年。这与三个时期之间没有变化的光学光变曲线是一致的。它也与X射线光变曲线一致，后者显示了在FUSE观测的三个时期的一致通量水平，尽管X射线光变曲线在更短的时间尺度上显示出强烈的变化。
2004-02-13 astro-ph
Science with the World Space Observatory - Ultraviolet
世界空间观测站-紫外线（WSO-UV）将在下一个十年提供进入紫外线范围的机会。机载仪器将允许进行高分辨率成像、高灵敏度成像、高分辨率（R~55000）光谱学和低分辨率（R~2500）长缝光谱学。在这篇文章中，我们简要概述了WSO-UV在其生命周期中将解决的一些关键科学问题。其中，特别感兴趣的是：星系形成和星系际介质的研究，天文引擎，银河系的形成和演化，太阳系的形成和太阳系外行星的大气。
2008-11-03 astro-ph
Simultaneous X-ray and Ultraviolet spectroscopy of the Seyfert galaxy NGC 5548. III. X-ray time variability
钱德拉使用HETGS和LETGS光谱仪对塞弗特1星系NGC 5548进行了为期一周的观测。本文研究了连续谱辐射的时变特性。在我们的观测过程中，该光源的通量在四天内逐渐增加，随后迅速下降，光变曲线变平。叠加在这些相对缓慢的变化几个短持续时间的爆发或准周期振荡发生了一个典型的持续时间为几个小时和0.6-0.9天之间的间隔。爆发显示硬X射线相对于软X射线延迟了几个小时。我们将这些爆发解释为由于大约10个引力半径处的旋转、波动热点造成的;爆发产生的硬X射线的时间延迟与软吸积盘光子在热介质上的逆康普顿散射的典型图像一致，该热介质相对靠近中心黑洞。
2004-04-23 astro-ph
ORFEUS-SPAS II EUV Spectroscopy of epsilon Canis Majoris (B2 II)
我们报告的极紫外（EUV）光谱观测的B明亮的巨星大犬座期间ORFEUS-SPAS II任务。我们评估了仪器在EUV中的性能，发现有效面积大约是极紫外探测器（EUVE）长波长光谱仪的3倍，光谱分辨率为λ/Δ（λ）= 1250。我们确定的大部分功能，定性比较不同的模型，并检查风加宽的O V和Si IV线，显示蓝色边缘速度高达800公里/秒。
1998-05-20 astro-ph
Far-Ultraviolet Spectroscopy of Star-Forming Regions in Nearby Galaxies: Stellar Populations and Abundance Indicators
我们目前的FUSE光谱和支持数据的恒星形成区域附近的星系，检查他们的恒星含量和探索使用的丰度和人口指标在此光谱范围内的高红移星系。新的远紫外光谱显示了M33中四个明亮的H II区（NGC 588、592、595和604），M101中的H II区NGC 5461，以及NGC 7714的星暴核心，以及补充了极低金属量星系I Zw 18。在每种情况下，我们都看到了来自H2的强烈的银河系吸收系统，但每个星系内的内在吸收很弱或无法检测到，这可能是因为“紫外线偏差”，其中位于分子丰富区域后面的红色恒星也严重变红。我们看到惊人的变化，从这些人口的恒星风线与金属，这表明，C II，C III，C IV，N II，N III和P V线是潜在的示踪剂的恒星金属在恒星形成的星系。在O/H=0.05- 0.8太阳能范围内，NIV、CIII和PV 3个关系式几乎是线性的。这些系统在连续谱形状上的主要区别是巨大的H II复合体NGC 604比这个样本中的任何其他物体都有更强的连续谱短轴950 A。小数量的统计数据可能会走向另一个方向;我们认为这是大约300万年前一个离散的恒星形成事件的结果，正如以前对其恒星星族的研究所表明的那样。（由NASA资助NAG 5 -8959）
2004-03-20 astro-ph
STIS ultraviolet/optical spectroscopy of `warm' ultraluminous infrared galaxies
我们提出了高空间分辨率的紫外和光学光谱，获得了使用空间望远镜成像光谱仪上的哈勃太空望远镜，原子核结构内的四个“温暖”超铝红外星系（ULIRGs）。我们发现至少有三个活动星系核，可能是我们所有的四个样本，托管在一个紧凑的，光学发光的“结”。在三种情况下，这些结以前被确定为一个假定的活动星系核的多波段光学成像。其中三个样本还在一个或多个结中隐藏了星暴，这表明在当地ULIRGs中看到的光学发光结是尘埃笼罩的星暴和活动星系核活动的最可能场所，这些活动星系核活动为红外辐射提供动力。这四个活动星系核具有不同的性质;两个是经典的窄线活动星系核，一个显示宽线和窄线，并有证据表明视线从窄线区域到宽线区域，一个可能是FeLoBAL活动星系核。在类星体中非常罕见的一个FeLoBAL活动星系核可能存在于一个天体中，这支持了LoBAL活动星系核可能是被气体和尘埃笼罩的年轻系统的观点，而不是沿着某条视线观察的活动星系核。三个可能有详细限制的恒星爆发显示出较小的性质范围;所有三个爆发都是年轻的，其中两个的年龄约为400万年，第三个的年龄为2000万年，这表明ULIRG在其一生中经历了几次恒星形成的爆发。没有一个星爆显示出初始质量函数斜率大于3.3的证据。可以推导出金属丰度的节点的金属丰度都至少是太阳值的1.5倍。另一个星暴结的性质与它是椭圆星系的形成核心相一致。
2004-12-07 astro-ph
High-resolution ultraviolet spectroscopy of PG1159-035 with HST and FUSE
PG 1159 - 035是PG 1159光谱类别的原型，由极热的缺氢（前）白矮星组成。它也是GW Vir变量的原型，GW Vir变量是非径向g模式振荡器。对PG 1159星的研究揭示了AGB和后AGB阶段的恒星演化和核合成。我们对PG 1159 - 035进行了定量光谱分析，重点是微量元素的丰度测定。我们用哈勃太空望远镜和远紫外光谱探测器拍摄了PG 1159 - 035的高分辨率紫外光谱。他们分析与非LTE线覆盖模型大气。我们以高精度确认了高有效温度（Teff = 140，000 +/-5000 K）和logg = 7的表面重力。我们首次评估了硅、磷、硫和铁的丰度。硅是关于太阳能的。对于磷，我们发现了太阳丰度的上限。发现了令人惊讶的硫的强烈消耗（2%太阳能）。铁没有被检测到，这表明上限为30%的太阳能。这与在其他PG 1159恒星中发现的Fe缺乏相吻合。我们重新测定了氮的丰度，发现它比以前的分析低一个指数。硫耗尽与目前AGB星壳层间核合成的模型相矛盾。铁的缺乏证实了其他PG 1159恒星的类似结果，并解释了铁转换成重元素的n-捕获在S-加工环境的前体AGB星。然而，铁消耗的程度比进化模型预测的要强。相对较低的氮丰度相比，其他脉动PG 1159星削弱了氮的作用，作为一个显着的特点，在GW的Vir不稳定带的增辐和非增辐。
2006-10-20 astro-ph
Hubble Space Telescope ultraviolet spectroscopy of blazars: emission lines properties and black hole masses
本文<z>分析了哈勃空间望远镜暗天体摄谱仪档案中的16个耀变体（~1）的紫外光谱，以便系统地研究它们的宽紫外发射线的性质。我们发现，最突出和最强烈的线，Ly_alpha和C IV的亮度，1549，是类似于正常的射电响亮类星体在可比的红移。然而，耀变体线的等效宽度明显小于射电噪类星体。因此，虽然耀变体的本征宽线区光度似乎与射电噪类星体的亮度无法区分，但它们的连续光谱必须相对较高，这很可能是由于相对论性光束。我们结合了紫外光光度的去束连续与发射气体的速度，以获得估计的质量的中心超大质量黑洞。宽线区域的大小通过两种方式计算：1）通过紫外连续光谱亮度和宽线区域大小之间的经验关系，以及2）通过耀变体模型所需的外部光子密度来再现在伽马射线处观察到的逆康普顿分量。第二种方法产生的结果与第一种方法有很大不同，这表明它只提供了一个非常粗略的估计或宽线区域大小的下限。我们发现耀变体中心黑洞的平均质量为~2.8e8 Msun，具有较大的色散，与其他射电大声活动星系核的计算结果相当。
2005-08-01 astro-ph
Ultraviolet spectroscopy of narrow coronal mass ejections
本文介绍了Gilbert等人（2001）最初选择的15个窄日冕物质抛射（CME）中的5个窄CME的紫外日冕光谱仪（UNOPS）观测结果。两个事件（1999年3月27日，4月15日）是“结构化的”，即在白光数据中，它们表现出明确的内部特征，三个事件（1999年5月9日，5月21日，6月3日）是“非结构化的”，即看起来没有特征。在UNOPS数据中，这些事件被视为最强日冕线HI Ly-alpha和OVI（1032，1037 A）的4-13度宽增强。我们从大角度光谱日冕仪（LASCO）C2白光观测中获得了几个事件的电子密度。它们的密度与其他日冕物质抛射的密度相当或更小。我们模拟了结构化（1999年4月15日）和非结构化（1999年5月9日）狭窄的日冕物质抛射在不同高度之间的日冕1.5和2 R（太阳）的例子可观察到的属性。导出的电子温度，密度和流出速度是相似的这两种类型的喷射。它们与极冕喷流和其他CME的特性进行了比较。我们讨论了不同的情况下，狭窄的日冕物质抛射的形成，无论是作为一个射流形成的开放领域线或日冕物质抛射的封闭领域结构的扩张重新连接。总体而言，我们的结论是，现有的观测并没有明确地将狭窄的CME放入射流或CME图片中，但1999年4月15日事件的加速类似于许多CME中看到的加速，而不是在射流中观察到的恒定速度或减速。
2003-01-31 astro-ph
Far Ultraviolet Spectroscopy of (Non-magnetic) Cataclysmic Variables
HST和FUSE提供了各种激变变量的高信噪比、高分辨率光谱，并允许对高态和低态的FUV发射源进行详细表征。在这里，我描述了这是如何推进我们对非磁性CV的理解，以及观测仍然带来的重大解释挑战。在高状态下，FUV光谱主要由盘发射，该盘发射通过位于盘光球上方的高速和低速材料中的散射而被修改。利用速度场的运动学处方和新的电离和辐射转移代码，在再现高态光谱方面正在取得进展。结合外流的流体动力学模拟，很可能即将对质量损失率作出准确估计，并确定发射机制。在静止期，FUV光谱揭示了WD和磁盘的贡献。定量分析导致固体测量的温度和丰度的一些WD的CV，并确定的WD的响应爆发。然而，在理解静止期发射的其他成分方面存在基本挑战，需要这些来更好地理解盘的结构和导致静止期持续吸积的物理机制。
2005-06-21 astro-ph
Far-ultraviolet Spectroscopy of Magnetic Cataclysmic Variables
我们已经获得了HST/STIS数据，共11个极性的一部分，旨在编译一个高品质的远紫外（FUV）光谱的大量的激变变量（CV）的均匀数据库的计划。在这11个极星中，有8个处于低吸积活动状态（V347 Pav、VVPup、V834 Cen、BLHyi、MRSer、STLMi、RXJ1554.2+2721和V895 Cen），3个处于高吸积活动状态（CDInd、ANUMa和UWPic）。低态极星的STIS光谱清楚地揭示了它们的白矮星（WD）原色的光球辐射。为了测量WD的有效温度，我们使用纯氢WD模型来拟合低态系统（除了RX J1554.2+2721，这是一个高场极性）的FUV光谱。在所有情况下，可以通过添加第二分量来改善拟合，这可能是由于WD的磁极上的残余吸积。WD温度范围从10800 K至14200 K的log g = 8.0。通过比较极星和非磁CV的WD温度，我们发现在任何给定的轨道周期，极星的WD温度都比非磁CV的WD温度低。周期间隙以下的极星温度与引力辐射作为唯一的主动角动量损失机制是一致的。WD的有效温度之间的差异极和非磁性CV的周期间隙以上显着较大，这表明磁制动极可能会减少由强磁场的主要。
2004-12-08 astro-ph
Time-resolved photometry and spectroscopy of the new deeply-eclipsing SW Sextantis star HS 0728+6738
我们目前的时间分辨光谱学和光度学，以及HS 0728+6738，在汉堡类星体巡天发现的激变变量的远紫外光谱。我们表明，该系统是一个新的日食成员的SW性别类的CV的轨道周期为3.21小时。我们从平均的食廓线推导出轨道倾角约为85 +- 4度，使HS 0728+6738成为已知倾角最高的SW性星。光学和远紫外线发射线在日食期间没有或只有微弱的遮蔽，表明线发射点的存在要么远离主星的洛希瓣，要么更可能在双星的轨道平面上方。光度光变曲线的周期为7 min，可能与白矮星的自转有关.
2004-06-17 astro-ph
Ultraviolet Imaging and Spectroscopy of LINERs
本文主要根据Maoz等人（1995）最近对邻近星系的{ \it HST}紫外成像观测，对LINER（低电离核发射线区）的紫外特性进行了综述。在北部子样本中有25个星系拥有LINER核。其中6个在{ \it HST}图像中显示了显著的致密（$<$ few pc）核UV（$\sim 2300$）源。其余19个LINER是"紫外-暗“的，没有可检测到的致密核源。在这6个紫外亮天体中，紫外通量与H $α$通量相关。当外推超过莱曼极限时，UV光度足以通过光电离产生观察到的H $α$光度。因此，一些LINER具有与微类星体假设的预期一致的紫外连续源。这19个紫外暗天体在H $α$通量和光度方面与紫外亮天体相当，它们的黑暗度不是一个探测极限问题。宿主星系盘或其他前景尘埃的灭绝不能解释整个效应。我考虑几个假设来解释为什么只有$\sim 25\%$的LINER显示一个中央的紫外线源：NLR尘埃或分子环面的紫外线源的遮蔽;紫外线源是“关闭”的大部分时间;光电离的扩展人口的老恒星;或者，大多数LINER不是光电离的对象。我将讨论很快就能区分这些可能性的观测测试。
1995-12-12 astro-ph
Time Resolved Ultraviolet Spectroscopy of DQ Herculis: Eclipses and Pulsations
哈勃太空望远镜（HST）上的微弱天体摄谱仪在连续四个卫星轨道上观测到了磁暴变星DQ Herculis，其中包括在日食极小期对DQ Her的紫外线首次观测。观察到N V、C IV、Si IV和He II的强发射和O I、S III、Ni II、N IV、Si III和C III的弱发射。用G160 L光栅在3个轨道上获得了时间分辨光谱。在日食极小期，紫外线连续光谱在小于5%的轨道周期内被完全遮蔽。这意味着紫外连续发射区非常紧凑。相比之下，没有一条发射线被完全遮蔽，最明显的是C IV，其仅下降了~ 75%。由于吸积白矮星的旋转，DQ Her已知在71秒的周期内在光学和紫外线上有间歇性的脉动。正如我们以前的观测一样，紫外连续谱和C IV发射显示出零星的71秒脉动。确定脉动幅度的机制显然是复杂的。在第一和第三个HST轨道期间，强发射线和连续谱是自相关的，并且都显示出~160 s的变化时间尺度。这些谱线的强度也与连续谱互相关，并且显示出与连续谱的强相关性，时滞< 4 s。在第四次HST轨道期间的数据是用G190 H光栅（1600-2350埃，1.5埃光谱分辨率）以标准光谱学模式（240秒时间分辨率）收集的。这些观测将He II 1640分解为一条宽的（1，400 km/s）不对称线。
1996-08-09 astro-ph
High-resolution FUSE and HST ultraviolet spectroscopy of the white dwarf central star of Sh 2-216
LS V +4621是行星状星云Sh 2-216的DAO型中央恒星。我们执行一个全面的光谱分析的高分辨率，高S/N紫外线观测获得的FUSE和STIS船上的HST，以及光谱的LS V +4621通过国家的最先进的NLTE模式大气技术，以比较其光球性质的理论预测从恒星演化理论，以及从扩散计算。根据N Ⅳ- NV、O Ⅳ- O Ⅵ、Si Ⅳ- Si Ⅴ和Fe Ⅴ- Fe Ⅶ电离平衡，我们高精度地确定了有效温度为95 ± 2 kK。表面重力为log g = 6.9 +/- 0.2。光谱距离d = 224 + 46/-58 pc和LS V +4621的视差距离d = 129 + 6/-5 pc之间出现了一个无法解释的差异。我们首次在富氢中心恒星的光谱中发现了Mg IV和Ar VI吸收线，并确定了Mg和Ar的丰度以及铁族元素（Cr，Mn，Fe，Co和Ni）的丰度。在模型大气计算中，随着对金属不透明的现实处理，直到铁族，所谓的巴耳末线问题（在忽略金属线覆盖的模型中发现的）消失了。通过NLTE模型大气的光谱分析目前已经达到了高度的复杂性，这在很大程度上是由于缺乏可靠的原子数据和准确的谱线展宽表。应该作出巨大努力来改善这种情况。
2007-06-15 astro-ph
Spatially Resolved Far-Ultraviolet Spectroscopy of the Nuclear Region of NGC 1068
我们对NGC 1068的核区域进行了高分辨率的FUSE光谱学研究。第一组光谱是用一个30”的正方形孔径获得的，该孔径收集来自窄线区域的所有发射。数据揭示了FWHM ~3500 kms-1的强宽OVI分量和~350 kms-1的两个窄OVI 1031/1037分量。在该光谱中的CIII 977和NIII 991发射线可以与FWHM ~1000 kms-1的窄分量和~2500 kms-1的宽分量拟合。使用1.25”X 20”的长狭缝，沿着发射线锥的轴以约1”的步长制备另一组七个空间分辨光谱。结果表明：（1）FUSE波长范围内的主要发射谱线由宽谱线和窄谱线组成;（2）窄谱线的速度场从核西南2”到东北4”有一个梯度，约为200 km ~（-1）。宽OVI分量也观察到类似的模式，梯度约为3000 kms-1。这与HST/STIS的结果一致，并建议一个双锥结构，其中的速度场主要是径向流出;（3）的一个主要部分的CIII和NIII线通量产生在致密的核心。因此，它们不是有效的圆锥区域的温度诊断;和（4）最佳拟合的紫外线连续表明几乎没有变红，和HeII 1085/1640的比例表明一个持续低消光系数在整个圆锥。
2008-06-28 astro-ph
Associated Absorption Lines in the Radio-Loud Quasar 3C 351: Far-Ultraviolet Echelle Spectroscopy from the Hubble Space Telescope
3C 351是最明亮的射电类星体之一，具有内在的紫外线和X射线吸收，为研究这种电离吸收体的运动学和物理条件提供了实验室。我们提出了一个高分辨率（$\sim$ 7 km/s）的远紫外光谱的本征吸收线的分析，这是从观测获得的空间望远镜成像光谱仪（STIS）上的哈勃太空望远镜（HST）。光谱的波长范围从1150 nm到1710 nm，并显示出来自O VI和Ly $α$的强发射线。相关的吸收线出现在高电离发射双峰O VI $λλ$ 1032、1038和NV $λλ$ 1238、1242的蓝翼上，以及通过Ly $ε$的莱曼线上。这些内在的吸收功能被分解成几个不同的运动学组件，涵盖静止帧速度从-40到-2800公里/秒，相对于系统的红移$z_{em}=0.3721$。对于这些吸收线区域的大部分，强有力的证据部分覆盖的背景连续源和BELR的发现，这支持了内在的吸收起源和排除的可能性，吸收出现在一些关联的星系团。借助光电离模型研究了远紫外吸收剂和X射线“暖”吸收剂之间的关系。大多数与紫外线相关的吸收成分具有较低的电离参数和总氢柱密度值，这与先前声称的紫外线和X射线吸收出现在同一材料中不一致。这些组件的分析支持一个图片与范围广泛的电离参数，温度和柱密度活动星系核流出。
2002-04-18 astro-ph
FUSE 900-1200A Spectroscopy of AM Her
利用远紫外光谱探测器（FUSE）在三个连续的航天器轨道上获得了磁白矮星双星AM Her的光谱。这些观测被分成19个光谱，持续时间约为5分钟（0.025P双星相位），部分覆盖双星轨道。我们报告的相位相关的变化，在远紫外连续光曲线和发射线，特别注意的行为O VI。我们讨论了窄和宽的OVI排放的通量和速度。我们发现FUV光变曲线在~ 1000 A处有最大振幅，尽管在较短波长处连续谱可能受到重叠莱曼线的强烈影响。存在弱而窄的莱曼吸收线。它们的速度在观测到的轨道相位上似乎没有变化，它们的平均值与系统速度一致。
2002-02-07 astro-ph
Chemical and Photometric Evolution of Extended Ultraviolet Disks: Optical Spectroscopy of M83 (NGC5236) and NGC4625
本文报道了GALEX最近发现的M83（NGC 5236）和NGC 4625扩展紫外（XUV）盘中31个Halpha-selected区的光谱分析结果。这些光谱分别是使用拉斯坎帕纳斯天文台6.5米麦哲伦I望远镜的IMACS和帕洛玛200英寸望远镜的COSMIC获得的，分别是M83和NGC 4625。测得的线比表明星云的氧丰度（来自R23参数）的顺序Zsun/5-Zsun/10。对于大多数的发射线区域分析的线通量和比率测量最好的复制模型的光电离质量在20-40 Msun和氧丰度的范围内的单星与那些来自R23参数。我们在M83的XUV盘中发现了相对较高的N/O丰度比的迹象。虽然衍生的金属丰度意味着这些不是在XUV盘中形成的第一批恒星，但在这些第一批恒星形成后仅1 Gyr，就可以在年轻的螺旋盘中达到这样的富集水平。XUV盘中的气体量允许维持目前的恒星形成水平至少几个Gyr。
2007-02-12 astro-ph
HST Spectroscopy of the Hottest White Dwarfs
光谱分析需要观察连续电离阶段的谱线，以评估（特定物种的）电离平衡，这是有效温度的敏感指标。由于有效温度高达100000 K的恒星在极紫外（EUV）波长范围内具有最大通量，并且由于高度电离，大多数金属线都在紫外（UV）范围内发现。因此，高信噪比和高分辨率紫外光谱是精确分析的先决条件。因此，我们使用了哈勃太空望远镜（HST）上的暗天体光谱仪（FOS），戈达德高分辨率光谱仪（GHRS）和太空望远镜成像光谱仪（STIS），以获得合适的数据。我们提出了国家的最先进的分析最热的（前）白矮星的NLTE模型的气氛，其中包括金属线覆盖的所有元素，从氢到镍。
2007-06-15 astro-ph
The Spectroscopy of Plasma Evolution from Astrophysical Radiation Mission
搭载科学技术卫星1号飞行任务的天体物理辐射等离子体演变光谱学（或远紫外成像光谱仪）仪器首次提供了宇宙远紫外（FUV，λ 900-1750 Ang）背景的大面积光谱绘图。我们观测到了来自高温（10^4 ~ 10^6 K）和电离等离子体、分子氢和尘埃散射星光的漫射辐射。这些数据提供了前所未有的探测和发现光谱发射从各种星际环境，包括一般介质，分子云，超新星遗迹，和超级气泡。我们描述了任务和它的数据，提出了一个弥漫FUV天空的外观和光谱的概述，并介绍了本卷后面详细的科学发现。
2006-01-26 astro-ph
Far-UV FUSE spectroscopy of the OVI resonance doublet in Sand2 (WO)
我们提出了远紫外光谱探测器（FUSE）光谱的沙子2，LMC WO型沃尔夫-拉叶星，揭示了OVI共振天鹅座P在1032- 38 A的双重。这些数据与HST/FOS紫外和Mt Stromlo 2.3m光谱相结合，并使用球形，非LTE，线覆盖代码进行分析。我们的研究揭示了异常的恒星参数：T*=150，000 K，v_inf=4100 km/s，log（L/Lo）=5.3，如果我们采用10%的体积填充因子，Mdot=10^-5 Mo/yr。C/He=0.7+-0.2和O/He=0.15（-0.05+0.10）的元素丰度定性地支持了以前的复合线研究。我们证实，Sand 2比LMC WC星的碳化学含量更高，预计将在未来50，000年内经历超新星爆炸。
2000-05-03 astro-ph
