Active Galactic Nuclei with Double-Peaked Balmer Lines: I. Black Hole Masses and the Eddington ratios
使用恒星的人口合成，我们模拟了恒星的贡献，从斯隆数字巡天（SDSS）的110个双峰宽线AGN的样本。对52个具有明显恒星吸收特征的双峰活动星系核（AGN）进行了恒星速度频散（$σ_*$）测量，其值从106到284 \kms不等。我们还使用多组分谱来拟合\OIII $λ\lambda4959,5007$和H $β$发射线。使用已建立的$M_{\rm bh}-σ_*$关系，计算出黑洞质量的范围为$1.0\times 10^{7}$至$5.5\times 10^{8}$ $\Msun$，爱丁顿比约为0.01至1。通过与已知的$R_{\rm BLR}-L$关系式的比较，得到了表征BLR几何、倾角和运动学的因子$f$。我们发现，$f$远远偏离0.75，这表明宽线区域的非维里动力学。峰分离与爱丁顿比和SMBH质量轻度相关，相关系数几乎相同。这意味着，很难检测到明显的双峰活动星系核具有较高的爱丁顿比。用5100 nm单色光度跟踪测热光度，发现吸积盘的外部照明是产生H $α$发射线观测强度的必要条件。
2007-06-17 astro-ph
SDSS J2125-0813: the evidence for the origination of optical FeII emission lines from accretion disk near central black hole
本文报道了射电宁静类星体SDSS J2125-0813，它发射出明显的光学FeII发射线和双峰宽巴耳末发射线。利用双峰值宽低电离发射线的吸积盘模型，我们再现了4100 $Å$和5600 $Å$之间的复合线光谱。宽Fe II发射线可以与宽H $β$和MgI线同时拟合，使得所有宽线具有相同盘参数的椭圆盘轮廓。这一结果表明，Fe Ⅱ的光学发射线来源于中心黑洞附近的吸积盘，吸积盘产生双峰宽的Balmer发射线。此外，我们还发现该天体具有远大于ADAF模吸积率的无量纲吸积率$\dot{m}\sim0.4-0.6$，并且吸积盘的能量收支足以为双峰宽Balmer发射线提供能量.
2006-07-25 astro-ph
Pictor A: A New Double-Peaked Emission Line Quasar
1993年12月，我们获得了射电星系Pictor~A的新光谱。与1983年和1987年获得的以前的数据比较表明，广泛的组成部分的巴耳末线的强度和复杂性大大增加。使用FWZI $\sim$ 24000 \kms时，Balmer线现在显示出四方形双峰轮廓。虽然1993年的H \a \剖面与Arp~ 102 B很相似，但吸积盘模型面临着直接的困难，因为（1）在剖面中红移的峰比蓝峰强得多，（2）红峰和蓝峰在不同的时期变化。后一个发现强烈支持径向运动的优势。我们认为，Pictor~A和具有类似的极宽发射线轮廓的罕见物体，如果气体主要沿着视线移动（即，几何极值）。
1994-10-10 astro-ph
Broad reprocessed Balmer emission from warped accretion discs
活动星系核中的双峰宽发射线通常被认为是在吸积盘中形成的。本文计算了相对论性扭曲吸积盘在黑洞周围的后处理发射谱线的轮廓，以探讨这种双峰发射谱线轮廓中某些不能用圆形开普勒盘解释的不对称性可能是由盘扭曲引起的。盘翘曲还提供了用于发射线区域中的能量预算的解决方案，因为它增加了外盘部分对着盘的内部部分的立体角。我们采用了一个参数化的光盘几何形状和一个中心点样的电离辐射源，以捕捉从这样的光盘的发射线轮廓的主要特征。我们发现，蓝色和红色的线轮廓的峰值之间的比例变得小于统一可以自然地预测由扭曲的翘曲盘，并在某些情况下可以产生第三个峰值。我们表明，光盘翘曲可以再现的主要特征的多峰线轮廓的四个活动星系核从斯隆数字巡天。
2008-07-11 astro-ph
The Ultraviolet Spectra of Active Galaxies With Double-Peaked Emission Lines
本文给出了具有双峰巴耳末发射线的活动星系核的紫外光谱研究结果。在2/3的天体中，远紫外共振线很强，单峰轮廓类似于塞弗特星系。Mg II线是唯一具有双峰轮廓的紫外线。在其余的物体中，远紫外共振线相对较弱，但仍然是单峰。后一组也显示出突出的紫外线吸收线，表明低电离吸收剂。我们解释的差异造成的两个不同的地区：一个密集的，低电离吸积盘（主要来源的巴耳末和镁II线），和一个较低的密度，高电离风（主要来源的远紫外线共振线）的轮廓的发射线。这些结果暗示了一种将双峰发射体与更大活动星系核数量联系起来的方法：在双峰发射体中，黑洞的吸积率很低，使得风很弱，允许来自底层盘的线穿过。这种情况也意味着，在大多数活动星系核，风是广泛的发射线的来源。
2004-04-26 astro-ph
Long-Term Profile Variability of Double-Peaked Emmission Lines in AGNs
越来越多的活动星系核表现出宽的双峰巴耳末辐射线，这些辐射线来自活动星系核的吸积盘的外部区域。线路剖面在5 - 10年的时间尺度上变化。在过去的8年里，我们的小组已经监测了一组20个双峰发射器（对一些物体来说更长）。在这里，我们描述了一个项目，以表征的双峰H α线轮廓的变异模式，并与两个简单的模型：一个圆盘的螺旋臂和椭圆形的磁盘进行比较。
2004-04-16 astro-ph
Completion of a Survey and Detailed Study of Double-Peaked Emission Lines in Radio-Loud AGNs
我们报告完成的无线电响亮AGN的调查开始在早期的文件，旨在寻找和研究广泛的，双峰巴耳末线。我们提出了13个宽线对象（3个双峰哈配置文件）的哈光谱。最终的样本包括106个射电活动星系核。20%的天体具有双峰或双肩的Ha线，其中60%可以很好地与将发射归因于圆形相对论圆盘的模型拟合。我们还比较了Hb和Mg II的4个对象的光电离吸积盘模型的配置文件，并发现它们是在合理的协议。双峰发射体的突出表现是基于以下特性：（1）星光对Ha周围光学连续谱的贡献异常大，（2）低电离线（[OI]和[SII]）的等效宽度异常大，（3）异常大的[OI]/[OIII]比，（4）巴耳末线的平均宽度是其他射电活动星系核的两倍。我们评估模型的起源线，我们发现吸积盘发射是最成功的一个，因为它可以解释双峰线的轮廓，它也提供了一个解释这些对象的光谱特性。其他建议（二元宽线区，双极外流，各向异性照明的球形宽线区）是不令人满意的，因为（a）他们没有直接的观测测试，（b）他们不能解释双峰发射体的不寻常属性自洽，或（c）他们的物理基础似乎是不健全的。我们认为，在双峰发射器和吸积动力LINER的吸积率大大低于爱丁顿率的结果，内吸积盘采取的形式的离子环面和风，通常包围盘本身是缺席的。
2003-09-17 astro-ph
Long Term Profile Variability of Double-Peaked Emission Lines in AGNs
越来越多的活动星系核表现出宽的双峰巴耳末辐射线，这些辐射线被认为来自活动星系核的吸积盘的外部区域。观察到的线条轮廓变化的特征时间尺度为5-10年。可变性不是混响效应;它是圆盘中物理变化的表现。在过去的8年里，我们的小组已经监测了一组20个双峰发射器（对一些物体来说更长）。在这里，我们的特点的双峰H α线轮廓的变化，从我们的样本中的五个对象。通过对简单模型的实验，我们发现具有单个旋进旋臂的盘能够再现数据中所见的许多变化趋势。
2003-09-23 astro-ph
Rejection of the Binary Broad-Line Region Interpretation of Double-Peaked Emission Lines in Three Active Galactic Nuclei
有人提出，某些宽线射电星系的特殊双峰巴耳末线来自与超大质量双星的黑洞有关的个别宽线区域。我们继续寻找证据的径向速度的变化特点的双线光谱的二进制，需要在这样一个模型。经过光谱监测的三个合适的候选人（Arp 102 B，3C 390.3和3C 332）跨越二十年，我们发现没有这样的长期系统的径向速度的变化。加斯克尔在1988年之前在3C 390.3的巴耳末线峰值中注意到的趋势在那一年之后没有继续，使他推断的轨道周期和质量无效。相反，我们找到了合理轨道周期的下限，这就要求所有三个天体中假定的超大质量双星的总质量都超过10^10太阳质量。在3C 390.3的情况下，双星的总质量必须超过10^11太阳质量，才能满足倾角的额外观测约束。如此大的双黑洞质量很难与其他观测和理论相一致。此外，这些天体的线剖面和通量比具有普通宽线区域云模型无法解释的特殊性质。因此，我们怀疑这三个物体的双峰线轮廓出现在一对宽线区域。相反，它们更有可能与单个黑洞密切相关。
1997-06-21 astro-ph
NGC 3065: A Certified LINER With Broad, Variable Balmer Lines
受星系NGC 3065的X射线性质的启发，我们获得了新的光谱，显示它具有低电离核发射线区（LINER）以及宽的巴耳末发射线，确定它是一个活动星系核。我们还研究了来自CfA红移巡天的一个较老的光谱，它缺乏宽的巴耳末线，表明它们出现在1980年之后的某个时间。因此，NGC 3065加入了具有宽的、可变的巴耳末线的LINER系列，其中包括著名的星系NGC 1097和M81。受其他LINER中巴尔末线的双峰轮廓的启发，我们推测NGC 3065的宽巴尔末线也来自于一个吸积盘。我们说明了这一假设的合理性，通过拟合磁盘模型所观察到的H $α$配置文件。我们还根据宿主星系的性质估计了中心黑洞的质量为（9+/-4）10^7 M_sol，由此得出吸积率仅为爱丁顿值的2 10^{-4}倍的结论，这一性质似乎在LINER中很常见。在如此低的相对吸积速率下，内部的吸积盘可以变成垂直延伸的离子环，其可以照亮外部的薄盘并为宽线发射提供动力。宽巴耳末线突然出现的原因是一个悬而未决的问题，尽管我们提出了两种可能的解释：恒星的潮汐破裂或吸积盘结构的突然转变。
2001-01-04 astro-ph
Two extreme double-peaked line emitters in the Sloan Digital Sky Survey
在大约150个活动星系核中观测到双峰巴耳末线，并将其解释为相对论性吸积盘的辐射。本文报道了在SDSS J 0942 +0900和SDSS J1417+6141中发现的极端双峰谱线。第一个物体中的Halalpha线的FWHM约为40，600 km/s，几乎是以前已知的最宽线的两倍。通过与吸积盘模型的比较，我们发现在SDSS J 0942 +0900中，大部分的线通量是从100 Rg附近的一个窄环中发射出来的，而在SDSS J 1417 +6141中，大部分的线通量是从半径在100 - 400 Rg之间的一个吸积盘中发射出来的.这是第一次通过光发射谱线直接探测半径小于100 Rg的吸积盘。这两个物体都需要在圆盘中有一定的不对称性。在这两个天体中还探测到另一个弱得多的宽H α分量（EW~ 20 A，FWHM 4000 km/s）。这两个天体都显示出微弱的射电辐射和强烈的高电离窄线。
2005-04-14 astro-ph
Broad-line Balmer Decrements in Blue Active Galactic Nuclei
我们已经调查了宽线巴耳末递减（H α/H β）的一个大的，均匀的样本塞弗特1星系和类星体使用光谱数据获得的斯隆数字巡天。从第四次数据发布中提取的样本包括446个低红移（z < 0.35）活动星系核（AGN），它们具有蓝色光学连续统，如光谱斜率所示，以尽量减少尘埃消光的影响。我们发现：（1）活动星系核内禀宽线H α/H β比值的分布可以用对数高斯分布来描述，在H α/H β =3.06处有一个峰值，标准偏差仅为0.03 dex，（2）Balmer衰减与活动星系核的光度、吸积率、连续斜率等性质无关; (iii)平均而言，与样本的其余部分相比，在无线电强源（3.37）和具有双峰发射线轮廓的源（3.27）中，发现巴耳末衰减仅略大。因此，我们建议，宽线的H α/H β比可以作为一个很好的指标，尘埃灭绝的AGN宽线区域，这是特别真实的射电宁静AGN与定期发射线配置文件，构成了绝大多数的AGN人口。
2007-10-08 astro-ph
The properties of optical FeII emission lines of AGN with double-peaked broad emission lines
利用SDSS（DR 4）中的27个dbp发射体样品研究了双峰宽低电离发射线AGN（dbp发射体）的Fe Ⅱ性质，平均值为$σ_{Hα_{B}}\sim3002\pm139{\rm km\cdot s^{-1}}$。我们的第一个结果是，假设H $β$、Fe Ⅱ、H $γ$和He Ⅱ $\lambda4686Å$的双峰谱线轮廓与所有27 dbp发射体的双峰宽H $α$的双峰谱线轮廓相同，则波长范围从4100 $Å$到5800 $Å$的线光谱可以用椭圆吸积盘模型进行最佳拟合，除了我们在前面的论文中讨论过的对象SDSS J2125 - 0813之外。最佳拟合的结果表明，光学FeII发射线的DBP发射器起源于相同的区域中的吸积盘双峰的巴耳末发射线的起源。铁II发射线和其他广泛的正常活动星系核的发射线之间的一些相关性，可以确认DBP发射。然而，这些结果应采取谨慎，由于对象的数量少，在选择强FeII发射体的偏见。我们发现，对于DBP发射体，BH群众似乎有更多的影响Fe II属性比无量纲吸积率。我们还发现，除了一个DBP辐射源具有Ivezi $\rm{\acute{c}}$等人（2002）定义的$R_r> 1$和6个FIRST未发现的天体外，其余的DBP辐射源都是射电宁静类星体。
2006-10-13 astro-ph
SW Sextantis in an excited, low state
我们提出了低分辨率分光光度光学观测的蚀新星一样的激变变量SW性，SW性星的原型。我们在系统处于不寻常的低态时进行了观测。该光谱的特点是存在强的He II和C IV发射线，以及正常的单峰巴耳末发射线。盘的径向温度分布只在外围部分符合预期的T ~R^3/4，而在0.5倍的白矮星洛希瓣半径内偏离。单峰发射线起源于盘平面上方的区域，在热点的位置。
2000-12-21 astro-ph
Double-Peaked Low-Ionization Emission Lines in Active Galactic Nuclei
我们从斯隆数字巡天中选取了116个双峰巴耳末线活动星系核（AGN）。双峰发射线被认为起源于活动星系核的吸积盘，距离超大质量黑洞几百个引力半径（Rg）。我们调查的候选人盘发射器相对于完整的样本AGN在相同的红移的属性，专注于光学，无线电和X射线通量，宽线的形状和窄线的等效宽度和线通量比。我们发现盘状发射体具有中等的光度（~10^44erg/s）和平均6倍于母样品中活动星系核的半高宽。双峰活动星系核是射电源的可能性高出1.6倍，并且主要（76%）是射电宁静的，其中约12%的天体被归类为LINER。统计比较所观察到的双峰线轮廓与轴对称和非轴对称吸积盘模型产生的，使我们能够施加约束吸积盘参数。观测到的H α谱线轮廓与吸积盘一致，其倾角小于50 °，表面发射率斜率为1.0-2.5，外半径大于~2000 Rg，内半径在200- 800 Rg之间，局部湍流展宽为780-1800 km/s。比较表明，60%的吸积盘需要某种形式的不对称（例如，椭圆盘、翘曲、螺旋激波或热点）。
2003-07-19 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
Evidence For A Precessing Accretion Disk in the Nucleus of NGC 1097
我们提出了新的光谱观测的LINER（现在塞弗特1）的NGC 1097核，并讨论了其广泛的，双峰巴耳末线的演变。在1991年首次发现时，双峰H-α谱线的红峰比蓝峰强，而到1994年，H-α谱线几乎变得对称，积分谱线通量减少到原来的一半。我们在1996年拍摄的新光谱表明，宽的双峰谱线几乎恢复到了原来的强度，H-β和H-α的分布在误差范围内是相同的，宽谱线发射区域没有变红。然而，巴耳末线的轮廓现在是这样的，蓝色峰值比红色强，与1991年观察到的不对称相反。各种模型被认为是所观察到的行为，所有的假设发射线起源于一个吸积盘。我们提出了一个改进版本的进动，平面，椭圆吸积环模型提出的Storchi-Bergmann等人。和Eracleous等人。这个模型提供了一个可以接受的线轮廓。我们还考虑了线轮廓演化的可能性，从旋进翘曲的磁盘中，从中心的照射引起的，并表明，在这个模型中预期的半径和旋进时间尺度的范围是一致的观察。NGC 1097中突然出现的“盘状”宽线轮廓可能是由于形成了一个新的吸积盘，例如，恒星的潮汐破裂，或者盘中心的瞬时电离源照射了一个预先存在的盘。
1997-05-21 astro-ph
Formation of optical lines in black-hole binaries
黑洞双星的HI Balmer发射谱线在高软态和静止态都呈现双峰型。在高软状态下，轮廓是不对称的，具有较强的红色峰，但在静止状态下轮廓是对称的。我们认为，在高软态的发射线起源于温度反演层所造成的辐射加热的光学厚的吸积盘。辐射加热也会导致盘风的形成，它会温和地吸收谱线的蓝色峰值。在静止状态下看到的双峰线来自光学薄盘。在没有盘风的情况下，谱线不被吸收，因此谱线轮廓的对称性得以保持。
2001-01-22 astro-ph
Double-Peaked Broad Emission Lines in NGC 4450 and Other LINERs
用HST拍摄的光谱显示NGC 4450发射出具有位移双峰和极高速翼的巴耳末发射线。这种特征线轮廓，以前看到的几个附近的LINER和一小部分宽线射电星系，可以解释为相对论性吸积盘的运动学签名。我们可以使用径向范围为1000-2000个重力半径且沿视线倾斜27度的圆盘模型来重现观察到的轮廓。小孔径HST数据还使我们首次在NGC 4450中探测到光学波长上的无特征连续谱;非恒星核本质上非常微弱，当D = 16.8 Mpc时，M_B = -11.2 mag。我们研究了NGC 4450的多波长特性与其他低光度活动核，具有双峰宽线，并找到了一些共同的特点。这些天体在光谱学上都被归类为“1型”LINER或密切相关的天体。无论是绝对值还是相对于爱丁顿速率，核光度都很低。它们都有致密的射电核心，其相对于光学核发射的强度使它们处于射电响亮的活跃核联盟。这些来源的宽带光谱能量分布是最显着的赤字的紫外线发射相比，在发光的Seyfert 1核和类星体中观察到的。双峰宽线射电星系Arp 102 B和绘架座A有着非常相似的属性。我们将讨论如何在对流主导的大质量黑洞吸积的背景下理解这些特征。
2000-04-28 astro-ph
Evidence for a Black Hole and Accretion Disk in the LINER NGC 4203
我们目前的光谱观测从哈勃太空望远镜，揭示了第一次在LINER星系NGC 4203的广泛基座的巴耳末线发射的存在。发射线的轮廓是一个相对论性的吸积盘的暗示，并让人想起双峰瞬态巴耳末发射中观察到的少数其他LINER。因此，非常宽的谱线辐射构成了黑洞的明确定性证据，而NGC 4203的空间分辨窄谱线辐射可以用来限制其质量，在99.7%的置信度下，M_BH小于6 x 10^6太阳质量。这个值意味着NGC 4203的黑洞质量与核球质量之比小于约7 x 10^-4，比其他星系的平均值小约3 - 9倍。对中心黑洞质量的独立约束使得NGC 4203成为探测弱活动星系核物理的重要实验平台。假设M_BH接近探测极限，观测光度与爱丁顿光度的比值约为10^-4。这个值是一致的对流为主的吸积，因此与离子环照射外吸积盘，产生所观察到的双峰线发射的情况。后续观测将有可能改进黑洞质量估计和研究核发射的可变性。
2000-04-04 astro-ph
The End of the Lines for OX 169: No Binary Broad-Line Region
我们发现，不寻常的巴尔默发射线轮廓的类星体OX 169，经常被描述为自吸收或双峰，实际上都不是。这种效果是由两个巧合造成的幻觉。第一，禁线是相当强大和广泛的。因此，[N II]6583线和H-α的相关窄线分量呈现出双H-α峰的外观。其次，0.2110的红移使H-β与Na I D在零红移处重合，并且Na I D中的ISM吸收将H-β发射线分开。在过去的十年中获得的光谱，我们看到没有实质性的变化，在字符的线配置文件，并没有迹象表明内在的双峰结构。H-γ、Mg II和Ly-alpha发射线都是单峰的，一旦它们被正确地归因于它们的允许线和禁止线识别，所有的发射线红移都是一致的。在宽线和窄线之间可以看到高达700 km/s的系统性位移，但这种差异是常见的，可能是由于低倾角盘中的引力和横向红移。Stockton & Farnham（1991）曾引起人们对OX 169主星系中明显的潮汐尾的注意，并推测最近的一次合并为星系核提供了一对合并的黑洞，这对黑洞现在以两个物理上不同的宽线区域的形式揭示了它的存在。虽然不再有任何证据表明OX 169中有两个宽的发射线区域，但双星黑洞应该经常在星系合并中形成，而且仍然值得监测发射线的径向速度，这可以提供它们在某些物体中存在的证据。
1999-10-06 astro-ph
Observational Signature of Tidal Disruption of a Star by a Massive Black Hole
我们已经模拟了从非轴对称磁盘和碎片尾巴的太阳型恒星的潮汐破坏的百万太阳质量的黑洞的巴尔末α发射的时变配置文件。利用三维相对论光滑粒子流体动力学程序模拟了两次潮汐破裂事件，描述了前50-90天碎片的早期演化。我们用光电离程序CLOUDY计算了碎片中的物理条件和辐射过程。我们模型的发射线配置文件后立即到黑洞的吸积率变得显着的时期。我们发现，在这些非常早期的postdisruption碎片的演变阶段的线轮廓不像双峰轮廓预期从一个旋转的磁盘，因为碎片还没有解决到这样一个稳定的结构。由于碎片分布不均匀和存在"潮汐尾“（返回的碎片流），线的轮廓很大程度上取决于尾相对于视线的方向。此外，预测的线轮廓在相当短的时间尺度上（小时到天的数量级）变化。考虑到黑洞的吸积率，我们还从碎片中模拟了巴尔末α光变曲线。
2005-05-13 astro-ph
Time-resolved observations of the short period CV SDSS J123813.73-033933.0
我们观察到一个新的和研究不足的激变变量（CV）SDSS J123813.73 - 033933.0，以确定其分类和二进制参数。同时进行了时间分辨的光度和光谱观测，以进行周期分析和多普勒层析成像。根据Ha线的径向速度测量，我们确定它的轨道周期为0.05592 +/-0.00035 $天（80.53分）。这一周期比Szkody等人（2003）首次估计的76分钟要长，但仍然处于富氢CV的周期极限的边缘。光谱显示出双峰的巴耳末辐射线，两侧是强烈的宽巴耳末吸收，表明白矮星主星的主要贡献，并且与短周期低质量传递的WZ Sge类系统的光谱相似。光度学光变曲线显示复杂的可变性。该系统经历了高达0.4 mags的周期性增亮，这是半周期性的，周期为8 - 12小时。我们还检测到一个40.25分钟的变化~0.15马格对应的轨道周期的一半。后者的振幅随着系统的周期性增亮而增大。我们讨论了可变的吸积率及其对热点的影响作为最可能的原因，这两个观察到的过程。SDSS J123813.73 - 033933.0被初步分类为WZ类Sge短周期系统，吸积速率低且不稳定。
2005-12-06 astro-ph
Optical Spectroscopic Observations of CI Camelopardalis
本文介绍了CI Cam的光谱观测结果。在2001年9月的一次观测运行中，首次在氢Balmer、He { \small I} $λ$ 6678和Fe { \small II}线中同时观测到双峰分布。B[e]星周围星周盘的中间视角与我们的数据一致。在我们2004年9月的观测中，H $α$和He { \small I}线的强度显著下降，这可能是2004年底线爆发的前兆。2005年各谱线强度的显著增强和可见光亮度的下降可能是由于爆发时喷出的新物质填充了环境。CI Cam的环境受到B[e]星的质量损失及其致密伴星爆发的影响。
2008-06-26 astro-ph
Arp102B: An ADAF and a Torus ?
Arp 102 B是一个邻近的射电星系，它显示出双峰的巴耳末发射线。分角秒凯克中红外成像和斯皮策光谱揭示了一个空间紧凑的中红外源，显示初步的证据的变化。的F $_ν\proptoν^{-1.2}$光谱能量分布是一个平流为主的吸积流暗示。在5-40微米范围内没有尘埃特征，使得热尘埃辐射不太可能主导中红外光度。我们还检测到存在的分子氢的发射是不对称的红移~500-1000公里/秒的星系的系统速度。由于在这个星系中的禁，低电离线的系统速度，我们认为，分子氢的排放来自旋转的分子气体结构周围的核黑洞的距离约1 pc。
2006-12-27 astro-ph
V2051 Oph after superoutburst: out-of-plane material and the superhump light source
我们对矮新星V2051 Oph在1999年超级爆发结束时进行了详细的光谱分析。我们研究并解释了各种发射线的同时行为。我们在ESO的NTT用EMMI获得了高分辨率的阶梯光谱数据，覆盖了4000- 7500埃的光谱范围。使用标准IRAF工具进行分析。应用多普勒层析成像的间接成像技术，以便绘制吸积盘的地图并区分不同的发射源。光谱的特点是强烈的巴耳末发射，连同线的氦和铁三重态FeII 42。所有谱线都是双峰，但蓝-红峰强度和中心吸收深度各不相同。原子弹的速度为84.9公里/秒。发射线的光谱图揭示了圆盘状发射区域的旋转，对于Balmer和HeI线，在日食期间红翼的增强表明了亮点的起源。双峰分离的调制显示出具有不均匀发射率的高度不对称盘。这是由多普勒地图，除了光盘和亮点的发射也表明在第四象限（+Vx，-Vy），我们与超级驼峰光源增强发射的额外区域证实。考虑到铁三重态的行为及其与其他谱线的明显差异，我们将其存在归因于圆盘上方的扩展气体区域。它的起源可以通过荧光机制来解释。
2008-04-06 astro-ph
The Unique Type Ib Supernova 2005bf: A WN Star Explosion Model for Peculiar Light Curves and Spectra
本文报道了超新星2005 bf的光变曲线和光谱的观测和模拟。该SN显示出独特的特征：LC有两个最大值，并在第二个最大值后迅速下降，而光谱显示出增强的He线，其速度随时间增加。双峰LC可以由双峰$^{56}$ Ni分布再现，其中大部分$^{56}$ Ni在低速下，少量在高速下。极大值后的快速下降需要大部分$γ$ -射线从$^{56}$ Ni主导的区域逃逸，这可能是因为低密度的"空穴“。光谱中巴耳末线的存在表明祖细胞的He层基本上是完整的。由于从$^{56}$ Ni主导区域的增强的$γ$射线逃逸，增加了He层中的$γ$射线沉积，这可以解释He线的延迟强化和增加的速度。SN有大量的喷出物（$\sim6-7\Msun$），正常动能（$\sim 1.0-1.5\times 10^{51}$尔格），高峰值辐射热光度（$\sim 5\times 10^{42}$尔格s $^{-1}$）的一个历元晚至$\sim$ 40天，和一个大的$^{56}$镍质量（$\sim0.32\Msun$）。这些性质，以及少量H的存在，表明这颗恒星的前身星最初质量很大（M $\sim 25-30 \Msun$），并且已经失去了大部分的H包层，可能是一颗WN星。双峰$^{56}$ Ni分布表明，爆炸可能已经形成射流，没有达到He层。SN 2005 bf的性质类似于仙后座A的爆炸。
2005-10-28 astro-ph
Envelope tomography of long-period variable stars III. Line-doubling frequency among Mira stars
本文统计了81颗不同周期、光谱类型和亮度范围的长周期变星的谱线加倍现象。当与模仿K 0 III光谱的掩模相关时，54%的样本恒星在最大光附近清楚地显示出双峰互相关曲线，反映出双吸收线。几件的证据指向双吸收线所造成的冲击波通过光球的传播。在这些恒星的最大亮度附近出现的巴耳末线的观测证实了冲击波的存在。观测到的速度不连续性，范围在10和25公里/秒之间，与亮度范围无关。与质量中心（COM）的速度从submm CO线起源于拱星包络的比较表明，红色和蓝色的峰值之间的中值速度是蓝移相对于COM速度，如预期的，如果冲击向上移动。
2001-09-17 astro-ph
Between 1996 and 2002, we have carried out a spectral monitoring program for the Seyfert galaxy NGC 5548. High quality spectra (S/N>50), covering the spectral range (4000-7500)AA were obtained with the 6 m and 1 m telescopes of SAO (Russia) and with the 2.1 m telescope GHO (Mexico). We found that both the flux in the lines and the continuum gradually decreased, reaching minimum values during May-June 2002. The mean, rms, and the averaged over years, observed and difference line profiles of H-alpha and H-beta reveal the double peaked structure at the radial velocity ~+-1000km/s. The relative in…
2004-05-11 astro-ph
Detection of the white dwarf and the secondary star in the new SU UMa dwarf nova HS 2219+1824
我们报告发现了一个新的，非食SU UMa型矮新星，HS 2219 + 1824。静止时获得的光度测定（V~17.5）揭示了一个双峰光变曲线，由此我们得出轨道周期为~86.2min。在一次V~12.0的超爆发期间获得的附加测光清楚地显示了周期为~89.05min的超级峰。来自吸积盘的巴耳末峰和氦I发射线，以及来自白矮星主星的β、γ和δ的宽吸收槽。光谱模拟显示，这颗白矮星的温度为13000 K <~Twd <~17000 K，距离为180 pc <~d <~230 pc，并表明施主星的光谱类型晚于M5。在静止期获得的相位分辨光谱揭示了一个狭窄的Halpha发射线组件，它具有径向速度的幅度和相位一致的起源上的二级恒星，可能在照射半球面临的白矮星。这构成了第一次检测线发射从二级恒星在一个静态苏乌玛星。
2004-09-28 astro-ph
Drilled by the jet? XMM-Newton discovers a Compton-thick AGN in the GPS galaxy Mkn668
我们报告了XMM-牛顿在宽线射电星系中发现的第一个康普顿厚度的模糊活动星系核，千兆赫兹峰值频谱源Mkn 668（OQ+208）。非常平坦的2-10 keV X射线光谱（观察到的光子指数，r ~ 0.7），以及突出的铁K-α荧光发射线，是康普顿反射主导光谱的清晰特征。Mkn 688代表了X射线光谱特性和光学分类之间差异的一个显著例子，因为其光谱的特征在于宽而不对称的巴耳末线。遮蔽物质被限制在无线电热点内，而无线电热点之间的距离约为10 pc。如果喷流穿透了遍布核环境的康普顿厚度介质，人们可能会在很大程度上低估了从观察到的热点衰退速度确定的无线电活动动力学年龄。软X射线光谱主要是由一个陡峭得多的组成部分，这可能是由于核连续电子散射，或逆康普顿-非常大-远红外发射。软X射线被另一个康普顿薄（N_H ~ 10^21/cm/cm）吸收系统所抑制，我们认为它是负责射电瓣自由-自由吸收的物质。
2004-02-26 astro-ph
Optical Spectroscopy Of The X-Ray Transient XTE J1118+480 In Outburst
本文报道了2000年4月7日至7月4日期间对X射线瞬变XTE J1118+480的光谱观测。光谱的特征是在斜率为p ~ 1/3的蓝色连续谱上有弱的、宽的、双峰的巴耳末线和氦线，这与光学厚的吸积盘是一致的。在我们的光谱中看到的弱Bowen混合可能表明源的低固有金属丰度。HeII lambda-4686谱线中部分S波的存在似乎与XTE J1118+480的测光轨道周期Porb = 4.1小时相一致。通过使用多普勒映射和各种理论参数的组合，我们约束系统的合理轨道参数：质量比0.02 <~ q <~ 0.1，对于中子星主星，倾角i >~ 70度，或者对于质量在4和10 Msun之间的黑洞主星，倾角i <~ 50度。在非常高的分辨率下观测到的CaII吸收特征限制了星际氢吸收柱log[N_HI（cm^{-2}）] ~ 20.45 +/- 0.2，并且三个吸收云的识别表明到源的距离<~ 1 kpc，假设XTE J1118+480的视线具有平均高纬度特性。这些结果进行了讨论的背景下，以前的多波长观测这个不寻常的系统。
2001-01-04 astro-ph
SDSSJ104341.53+085558.2: A second white dwarf with a gaseous debris disc
白矮星SDSSJ 104341.53 +085558.2的中分辨率光谱包含CaII 8498、8542、8662的双峰发射线，并确定该物体是第二个被富含金属的气体盘包围的单个白矮星，类似于最近发现的SDSSJ 1228 +1040。根据观测到的MgII 4481吸收线，光球镁的丰度是太阳值的0.3倍，这意味着白矮星是从星周物质中吸积而来的。巴耳末发射线和光球层HeI 4471吸收的缺失表明，吸积物质的挥发性元素已经耗尽，与SDSS 1228 +1040类似，可能是小行星潮汐破裂的结果。DAZ白矮星WD 1337 +705和GD 362的额外光谱没有显示CaII发射线。GD 362是少数几个显示出强烈红外通量过剩的冷DAZ之一，被认为是起源于一个拱星尘埃盘，它的温度可能太低，无法升华足够数量的盘材料来产生可检测到的CaII发射。与SDSS 1228 +1040和SDSS 1043 +0855一样，WD 1337 +705的温度适中，但镁的丰度是这三颗恒星中最低的，这表明光球层镁的丰度和钙II发射三重态的等效宽度之间可能存在相关性。我们对来自SDSS DR 4的7360颗白矮星的检查未能揭示额外的强“金属气盘”候选者，这意味着这些物体相当罕见。
2007-06-01 astro-ph
