M32中紫外亮星的深度：对恒星演化理论的启示

从LSE巡天中选出的亮贫金属巨星的金属丰度和动能：对弱金属厚盘的意义

Metal Abundances and Kinematics of Bright Metal-Poor Giants Selected from the LSE Survey: Implications for the Metal-Weak Thick Disk

我们报告中分辨率（1-2 A）光谱和宽带（UBV）测光的样本39亮星（其中大多数可能是巨星）的金属缺乏的候选人从物镜棱镜调查集中在银河系的纬度低于|b| = 30度，伦敦证交所调查的钻井和Bergeron。虽然LSE巡天的主要目的是选择OB星（因此集中在低纬度），但在这次巡天中注意到的少数明亮的缺金属巨星候选者提供了关于金属弱厚盘（MWTD）人口的有趣信息。LSE巨星的运动学表明，即使在相当低的金属丰度下，也存在快速旋转的人口。我们考虑LSE巨星的轨道偏心率分布作为[Fe/H]的函数，并得出结论，与MWTD相关的贫金属恒星（距离太阳1千秒差距以内）在[Fe/H] =-1.0以下的丰度约为30%-40%。与最近对以前（大得多）非运动学选择的贫金属星样本的分析相反，我们发现，与MWTD相关的局部贫金属星的相对较高比例可能会延伸到[Fe/H] =-1.6以下的金属丰度，远低于以前的考虑。我们确定了一个子样本的11个LSE恒星，很可能是成员的MWTD，基于他们推导的运动学，这些恒星中最低的金属丰度是[Fe/H] =-2.35。这些结果的起源的MWTD和银河系的形成的影响被认为是。（节略）

FR I射电星系中的喷流谱：粒子加速的意义

Jet spectra in FR I radio galaxies: implications for particle acceleration

本文描述了三个FR I射电星系内喷流的射电光谱指数的精确成像。在喷流首先变亮的地方，有一个非常小的色散，光谱指数为0.62。这也是检测到明亮X射线发射的区域。在离原子核更远的地方，光谱指数会略微下降到0.50 - 0.55，而X射线辐射虽然仍然可以探测到，但相对于射电辐射来说要微弱一些。因此，喷流最明亮的X射线发射与最平坦的射电光谱无关，而是与某些特征能量指数为2.24的粒子加速过程有关。光谱指数的变化大致发生在我们的相对论性喷流模型需要快速减速的地方。平坦的频谱边缘可以看到，从周围的显着的弥漫性排放的射流是孤立的，我们认为，这些都与剪切。

X射线亮星系核的射电/X射线光度关系：对超大质量黑洞的意义

Radio/X-Ray Luminosity Relation for X-Ray Bright Galactic Nuclei: Implications on Weighing Supermassive Black Hole

光学薄和几何厚的吸积流是已知的负责观测到的无线电/X射线光度关系的X射线明亮的星系核。也有人建议，超大质量黑洞质量可以通过测量的核心射电光度和X射线光度使用对流主导吸积流（ADAF）模型估计。在这项研究中，我们增加了可用的数据的数量，通过编译的无线电/X射线通量和质量在已发表的文献中，并比较观测到的光度与预测从各种模型的光学薄吸积流的比率。半解析推导的光度关系的情况下，标准的ADAF模型和修改的ADAF模型，其中包括截断的内部部分的流和风造成的下降的物质。我们发现，所观察到的关系确实可以用来估计超大质量黑洞的质量，提供这种吸积流的属性是已知的。在研究了该方法对"标准" ADAF模型修改的敏感性后，我们发现，"标准" ADAF、截断ADAF和"多风" ADAF模型预测的总体趋势有些难以区分。然而，我们也发现，风模型的极端情况下，是不符合目前可用的观测数据，除非微物理参数要大大改变。然而，需要高分辨率的射电观测，以避免污染的非盘组件，如喷流组件，否则，在高估SMBH质量的结果。

近紫外亮星暴星系团的全色研究：大质量恒星形成和高红移星系团的意义

Panchromatic Study of Nearby UV-Bright Starburst Galaxies: Implications for Massive Star Formation and High Redshift Galaxies

我们提出了一个全色研究附近的星爆星系从紫外线到可见光，包括窄带H（α）使用WIYN和HST数据，以确定如何恒星形成过程影响附近的星爆的形态和综合通量。我们发现的UV/H（阿尔法）形态的星爆往往不同，虽然不是在一个标准的或可预测的方式。从我们的六个附近的星爆样本，三个系统显示出良好的相关性之间的UV和H（α）通量，但我们发现其他三个之间的UV和H（α）形态的差异。偶尔我们会发现系统具有定义良好的H II区域，但在UV中没有相应的亮度，反之亦然。我们讨论了这些差异背后的可能机制，其中包括：星爆年龄，尘埃吸收，恒星能量喷出物通过SNe和风，以及紫外光子从星团泄漏。我们的结论是，在星爆的大规模形态特征主要是由于年龄和吸收从“尖桩栅栏”灰尘分布。我们进一步证明了这些附近的恒星爆发和高红移恒星形成星系之间的相似性和差异。我们的星爆样本的整体形态在紫外线和可见光波长之间变化不大。如果高红移星系类似于这些恒星爆发，它们的形态应该在静止坐标系UV和光学之间变化不大。我们还表明，FIR和UV光谱的能量分布和斜率可以用来确定大规模的形态特征，极端的星爆，最陡峭的FIR斜率与最受干扰的星系。

布里渊星系团星系团的光度、大小和速度色散：对形成历史的启示

The luminosities, sizes and velocity dispersions of Brightest Cluster Galaxies: Implications for formation history

早型布里渊星系团星系团（BCGs）的大小-光度关系R_e ~ L ^0.88，比早型星系团大部分的大小-光度关系R_e ~ L ^0.68陡。此外，虽然BCG几乎没有偏离由早期类型人口的大部分定义的基本面，但它们显示出相当小的分散性。BCGs的尺寸比预期的要大，并且均匀性增加，这与试图通过调用干无耗散合并来解释最大质量星系的颜色的模型在定性上是一致的，因为耗散倾向于减小星系的尺寸，而导致恒星形成的湿合并倾向于增加在固定尺寸和速度色散下的光度散射。此外，BCGs定义了相同的g-r颜色-星等关系的早期型人口的大部分。如果BCG是由干合并形成的，那么BCG的祖先一定是红色的，这表明它们拥有比典型光度更古老的恒星星族。我们的发现还有另外两个结果。首先，研究了早型星系总体的R_e-L关系（即，正常加BCG）表现出一定的曲率。这种弯曲一定是因为越来越多的最明亮的星系是BCGs。第二个结论是由这样一个事实提出的，即尽管遵循一个更陡峭的尺寸-光度关系，但BCGs倾向于在动力学质量R_e σ ^2/G和光度之间定义一个紧密的关系。因此，我们发现BCGs定义了一个浅的sigma-L关系比大部分的早期型星系人口。

在哈勃超深场中寻找低表面亮度星系团：对z ~ 3中性气体中恒星形成效率的启示

Searching for Low Surface-brightness Galaxies in the Hubble Ultra Deep Field: Implications for the Star Formation Efficiency in Neutral Gas at z ~ 3

Kennicutt-Schmidt定律将单位面积的正面恒星形成率（SFR）与邻近星系的正面气体柱密度联系起来。将这一关系应用于中性氢柱密度N > 1.6 × 10^21 cm^-2的阻尼Lya吸收系统（DLAs），可以得出这样的估计：如果红移z=[2.5，3.5]的DLAs经历了原位恒星形成，那么3%的天空应该被亮度超过μ V~28.4 mag arcsec^-2的扩展源所覆盖。我们通过搜索哈勃超深空（UDF）F606 W图像来测试这一假设，以寻找角度大小在theta_dla=0.25”和4.0”之间的低表面亮度特征。我们的搜索结果的上限的同动SFR密度之间的因素的30和100低于预测，表明减少了10倍以上的恒星形成效率在z~3。我们考虑几种机制，可以降低恒星形成效率在高红移。我们发现，宇宙学的增加与红移的临界面密度的Toomre不稳定性可能足以抑制恒星形成的UDF观测所暗示的水平。然而，不确定性是这样的，Toomre不稳定性可能仍然存在。在这种情况下，在柱密度小于10^22 cm^-2时，DLA气体的低分子含量可能会抑制恒星的形成。原位恒星形成的上限使z~3处的预测金属丰度明显低于观测值，并使气体中的热输入大大低于推断的冷却速率。相比之下，从紧凑的莱曼Break Galerkin（LBG）与R<27的辐射输出是足够的，以平衡共动冷却速率。

SN 2005 hj：两类正常亮Ia超新星的证据及其宇宙学意义

SN 2005hj: Evidence for Two Classes of Normal-Bright SNe Ia and Implications for Cosmology

本文给出了Ia型超新星SN 2005 hj的HET光谱，包括从最大光之前约6天到最大光之后约5周的演化，以及ROTSE-IIIb未过滤的光变曲线。宿主星系在z=0.0574的红移处显示出HII区域线，这使得峰值未过滤的绝对星等有点过亮-19.6。光谱显示出微弱而狭窄的SiII线，在最大光照开始的至少10天内，这些剖面的宽度或深度没有变化，它们表明恒定的膨胀速度约为10，600 km/s。我们分析了观测的基础上详细的辐射动力学模型在文献中。虽然延迟爆轰和爆燃模型已被用来解释大部分的超新星Ia，他们没有预测一个长的速度平台在SIII的最低与不变的线轮廓。脉动延迟爆轰和合并的情况下形成壳状密度结构的属性主要与质量的壳，M壳，我们讨论如何这些模型可以解释所观察到的硅线演变，但是，这些模型是基于球形计算和其他可能性可能存在。SN 2005 hj在稳定期的开始、持续时间和速度、峰值亮度以及在不确定性范围内与M_shell=0.2 M_sun模型的固有颜色是一致的。我们的分析表明，一个独特的类的事件隐藏在分支正常SNe Ia。如果观测量之间的预测关系得到证实，它们可能提供一种方法来区分这两组。我们讨论了两个不同的祖先类的宇宙学研究采用超新星Ia，包括可能的差异，在峰值光度的光变曲线宽度的关系。

千赫兹QPO的起源及其对中子星的意义

The Origin of Kilohertz QPOs and Implications for Neutron Stars

罗西X射线计时探测器最引人注目的发现之一是，许多低质量双星系统中的吸积中子星产生强烈的、显著相干的高频X射线亮度振荡。在吸积动力发射中观察到的325-1200 Hz准周期振荡（QPO）被认为是由非常接近中子星的气体轨道产生的，而热核X射线爆发中观察到的360-600 Hz亮度振荡是由一个或两个热点与恒星一起旋转产生的，其频率等于恒星的自旋频率或其第一泛音。振荡限制了这些中子星的质量和半径，它们被认为是毫秒中子星的祖先。模型表明，恒星的自旋频率为250-350 Hz，磁场为1 e7 - 5e 9 G。

Cloning Dropouts: Implications for Galaxy Evolution at High Redshift

The evolution of high redshift galaxies in the two Hubble Deep Fields, HDF-N and HDF-S, is investigated using a cloning technique that replicates z~ 2-3 U dropouts to higher redshifts, allowing a comparison with the observed B and V dropouts at higher redshifts (z ~ 4-5). We treat each galaxy selected for replication as a set of pixels that are k-corrected to higher redshift, accounting for resampling, shot-noise, surface-brightness dimming, and the cosmological model. We find evidence for size evolution (a 1.7x increase) from z ~ 5 to z ~ 2.7 for flat geometries (Omega_M+Omega_LAMBDA=1.0). Si…

利用M32研究恒星演化的快速相

Using M32 to Study Rapid Phases of Stellar Evolution

紧凑的椭圆星系M32为恒星演化理论提供了一个独特的试验场。由于它的接近性，日盲紫外线观测可以分辨出它中心的热演化恒星。这些晚期演化阶段中的一些太快，以至于无法在球状星团中进行充分的研究，而在银河场中对它们的研究往往由于距离和红化的不确定性而变得复杂。利用空间望远镜成像光谱仪上的紫外照相机，我们获得了M32中心的深色星等图（CMD）。虽然热的水平分支被很好地检测到，我们的CMD显示了一个惊人的稀缺性，更明亮的后渐近巨星分支（PAGB）和后早期AGB恒星预期人口的这种规模。这种缺乏表明，演化到白矮星阶段可能比低质量恒星的典型演化轨迹预测的要快得多。

仙后座A：关于硬X射线连续谱的起源和观测到的O VIII Ly-alpha/Ly-beta分布的含义

Cassiopeia A: on the origin of the hard X-ray continuum and the implication of the observed O VIII Ly-alpha/Ly-beta distribution

我们目前的硬X射线连续图像（高达15千电子伏）的超新星遗迹Cas A测量与EPIC相机板载XMM-牛顿的第一个结果。数据表明，以前观察到的硬X射线尾部，延伸到100 keV以上的能量，并不起源于局部区域，如明亮的X射线结和细丝或初级爆炸波，但在整个残骸上分布，8-10和10-15 keV能带的硬度比相当平坦。这一结果不支持硬X射线辐射是在主激波中产生的同步辐射的解释，在这种情况下，预计在主激波阵面附近会有硬X射线辐射的临边增亮壳层。事实上，在最硬的X射线图像中，在主激波阵面附近有一个微弱的辐射边缘，但它只包含硬X射线发射率的百分之几。Fe-K线混合的等效宽度在残骸上的变化超过一个数量级，考虑到残骸的温度和年龄，很难将其解释为反向冲击加热喷出物的Fe发射。独特的高波长色散RGS光谱仪首次允许在几种高度电离的元素物种中以高光谱分辨率提取单色图像。我们在这里提出了一个初步的测量结果的O VIII的Ly-alpha和Ly-beta亮度分布和亮度比。观测到的Ly-alpha/Ly-beta比值从N到SE的大幅下降可以用残留物上N_H柱的小尺度（10弧秒）变化和临边增亮壳层中O VIII Ly-alpha光子共振散射的潜在存在来解释。

明亮的类星体3C 273

The Bright Quasar 3C 273

本文综述了亮类星体3C~273的观测性质，并讨论了这些观测对发射过程的意义，以期对该天体有更全面的了解。讨论了连续谱和线发射。评述了射电域到γ射线的辐射。重点是整个光谱的变异性研究，作为一种手段，以获得一些了解的排放成分之间的关系。3C~273具有小尺度射流和大尺度射流。这些射流的属性进行了描述。还试图将小尺度喷流的活动与射电和红外连续谱中观测到的活动联系起来。

UV的好转：从M32到遥远的集群

The UV Upturn: From M32 to Distant Clusters

我审查的观测约束的恒星负责向上翻转的紫外光谱的椭圆，范围从星系在本地宇宙遥远的集群。在附近的星系中，这种紫外线的上升是由极水平分支（EHB）恒星的少数人口产生的，观察到的紫外线与光通量比的巨大变化是由EHB恒星数量的变化驱动的，而不是紫外线明亮恒星的类型。最近的椭圆星系M32的深紫外图像显示，它有一个人口稠密的EHB，即使它有任何已知的椭圆星系中最弱的紫外线上升。然而，M32遭受了一个惊人的缺乏热后HB恒星预期从典型的进化理论。正如恒星和星系演化理论所预测的那样，当我们在更遥远的星系团中观察到更长的回望时间时，紫外线的上升会逐渐消失，但这是逐渐发生的。由于EHB恒星不会突然出现在宇宙中，它们的存在可能是由控制HB形态的参数的大分散所驱动的。

GRB 080503：由扩展发射主导的裸短伽马射线暴的意义

GRB 080503: Implications of a Naked Short Gamma-Ray Burst Dominated by Extended Emission

我们报告GRB 080503的观测，一个短的伽马射线暴，具有非常明亮的扩展发射（约30倍的初始尖峰的伽玛射线注量），结合与其他短斯威夫特事件的全面比较。然而，尽管它的发射亮度很低，但光学对应物非常微弱，在BAT触发后约1小时开始的深度观测中从未超过25等。光学亮度在约1天达到峰值，然后急剧下降，其方式类似于Li & Paczynski（1998）对致密双星合并后类似超新星发射的预测。然而，一个浅的光谱指数和类似的演变，从钱德拉观测推断的X射线更符合余辉的解释。相对于明亮的伽玛射线辐射，这种可能的余辉非常微弱，这表明爆发周围有一个非常低密度的介质（一个“裸露的”伽玛暴），这与在深度HST成像中缺乏一个28.5等的重合宿主星系相一致。我们的观测结果加强了这样一种观点，即短伽玛暴通常发生在活跃的恒星形成区域之外，但表明在某些情况下，扩展的即时发射的光度可以大大超过短尖峰，这可能会限制这类事件的理论解释。由于大多数以前没有观测到扩展发射的BAT短爆发太微弱，即使它以典型水平存在，也无法检测到这种特征，因此仅根据现有Swift样本中观测到的扩展发射的存在或不存在得出结论是不成熟的。（节略）

在伽马射线暴中测量到的大偏振的意义

Implications of the Large Polarization Measured in Gamma Ray Bursts

在四个明亮的伽马射线暴（GRB）中测量了瞬发$γ$射线辐射的偏振。在所有情况下，它几乎都是最大的，正如在观测之前很久的伽马射线暴的炮弹（CB）模型所预测的那样。这些结果与伽玛暴的标准模型不一致，其中即时发射是由于同步辐射。CB模型预测了X射线闪光（XRFs）和极亮伽玛暴中的瞬发辐射的线偏振要小得多。这些测量将为CB模型及其GRB和XRF的统一提供另一个严格的测试。

BRIGHT灯光，BIG城市：巨大的星系，巨大的Ly-a星云和原始星团

BRIGHT lights, BIG city: Massive galaxies, giant Ly-a nebulae, and proto--clusters

高红移射电星系是宇宙学上用来精确定位早期宇宙中质量最大的天体的重要工具：大质量的形成中的星系、活跃的超大质量黑洞和原星系团。本文报道了几个z > 2射电星系场的深窄带成像和光谱观测，以研究以星系为中心的巨大Ly-alpha星云的性质，并寻找它们周围的过密区域。我们讨论的可能影响，我们理解的形成和大质量星系和星系团的演化。

千赫准周期亮度振荡模型

Models of Kilohertz Quasi-Periodic Brightness Oscillations

在16个中子星低质量X射线双星系统的吸积动力辐射中发现了千赫兹准周期亮度振荡（QPO），引起了对这些振荡起源的大量猜测和理论建模。这也导致了对这些QPO对中子星的性质和对它们的吸积流的影响的深入研究。在这篇评论中，我们描述的优势和劣势的模型，已提出的千赫兹QPO中观察到的吸积供电的排放。我们的结论是拍频模型，特别是声波点模型，是目前最有前途的。如果这些模型是正确的，那么千赫兹QPO提供了迄今为止对低质量X射线双星中中子星的质量和半径以及所有中子星中致密物质的状态方程的最强约束。

对明亮的高振幅三角洲盾牌座恒星的光度监测。I.蛇夫座V567的双模脉动

A photometric monitoring of bright high-amplitude delta Scuti stars. I. The double-mode pulsation of V567 Ophiuchi

我们提出的第一个观测项目的结果，它解决了周期变化的行为的一个样本的高振幅三角洲盾牌星。本文讨论了V567 Ophiuchi的双模性质。它连续两年在15个晚上被观测，以解决与其第二周期有关的长期模糊性。对近5000个单滤波CCD V测量结果的频率分析得到两个独立的频率（f_1=6.6879 c/d和f_2=11.8266 c/d），f_1/f_2=0.565。从文献中提取的早期数据被用来完善主导期，重新分析支持的次级周期的存在。简要讨论了可能的星震学影响。

H-α观测对宇宙微波背景研究的意义

Implications of H-alpha Observations for Studies of the Cosmic Microwave Background

总结了自由-自由发射前景与银河系H-α发射的关系。描述了几乎覆盖整个天球的H-α观测。这些数据提供了一个模板，以隔离和/或删除银河系自由-自由发射的影响，从观测的宇宙微波背景。光谱学和成像提供了两种测量H-α发射的互补方法。光谱学因其速度分辨率而受到青睐，成像因其角分辨率而受到青睐。有了三个主要前景的模板，即同步加速器、热尘埃和自由-自由辐射，就有可能量化另一个前景的位置和亮度，比如旋转尘埃颗粒的位置和亮度。

在哈勃深场北的螺旋和不规则星系：与早期类型的比较和对全球SFR密度的影响

Spiral and irregular galaxies in the Hubble Deep Field North - Comparison with early types and implications for the global SFR density

我们分析了一个形态选择的完整样本的52晚型（螺旋形和不规则）星系在哈勃深场北总K-星等亮于K=20.47。该样本特别利用了HST在该领域实现的最终成像质量，使我们能够根据表面亮度分布的准确轮廓清楚地解开星系形态。我们的目的是研究这两类恒星之间的系统差异，如颜色、红移分布和主要恒星星族的年龄。这个样本似乎错过了z=1.4以上的星系（与我们以前研究的早期星系样本类似），这一事实可以解释为在这些高红移下星系的基本质量函数的全球下降。早期和晚期类型之间的差异是明显的-特别是在颜色分布和每单位体积的恒星形成（SF）率-虽然在富含气体的系统中由尘埃消光引入的分光光度建模的复杂性使我们无法在单一来源上得出结论性的结果。然而，我们发现，像同向恒星形成率密度（SFR（t））这样的积分量作为红移的函数，受这些不确定性的影响要小得多：通过将其与先前研究的早期类型星系样本相结合，我们发现SFR（t）对z的依赖性在z=0.2和z=1.5之间比Lilly等人（1995）发现的要浅。

一个z=10星系莱曼α发射线的意义

Implications of the Lyman alpha Emission Line from a Candidate z=10 Galaxy

最近发现的z=10星系（Pello et al 2004）有一条很强的莱曼α发射线，这与令人惊讶的对称性是一致的，即使它的光谱质量相对较差。起源于高红移的莱曼α线的蓝翼应该被沿着视线的共振氢吸收强烈地抑制，这一预期被观测到的现有莱曼α发射源样品在较低红移（3< z < 6.7）的不对称形状所证实。如果星系附近的星系际介质（IGM）是高度电离的，则可以减少Pello等人的线的蓝色一侧的吸收。但我们表明，这需要不切实际的高电离发射率。相反，我们认为莱曼α发射气体相对于周围气体以>= 35 km/s的速度后退，只有当星系是一个更大的系统（星系群）的一部分时，速度色散>= 35 km/s的大速度才是合理的。我们发现，在这种速度变化的情况下，观测到的线的强度和形状仍然与星系被嵌入在完全中性的IGM中的斯特罗姆格伦球所包围的情况相一致。更一般地说，我们预测，在任何给定的红移，明亮的莱曼α发射更广泛的线将表现出更强的不对称性比暗淡的。具有对称莱曼α线的明亮星系可能是星系群和星系团的路标，在这些星系群和星系团中，它们可以获得与它们的线宽相当或更大的随机速度。