FUSE Measurements of Interstellar Fluorine
氟的来源并不清楚，虽然核心坍缩超新星、沃尔夫-拉叶星和渐近巨星分支星已经被提出。寻找证据的nu过程在II型超新星。在远紫外光谱探测器获得的HD 208440和HD 209339 A的光谱中可以看到星际F I的吸收。为了从954 A处的线提取F1的柱密度，必须对来自H2的吸收进行建模，然后去除。我们的分析表明，当H2柱密度小于约3 × 10^20 cm^-2时，FI的量可以由λ 954确定。对于这两条视线，没有明确的迹象表明，在过去的超新星形成的区域中，由于nu过程而导致的F丰度增强。
2004-10-14 astro-ph
The Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer: Mission Overview and Prospects for Studies of the Interstellar Medium and High Velocity Clouds
远紫外线光谱探测器（FUSE）是美国宇航局的一项天文学任务，将以高光谱分辨率探索905-1187 A波长区域。由美国宇航局的探索者计划资助，这一起源任务计划于1999年发射，并至少运行三年。FUSE的开发由约翰·霍普金斯大学领导，科罗拉多大学、加利福尼亚大学伯克利分校、加拿大和法国的航天局以及企业合作伙伴为该计划做出了重大贡献。FUSE的灵敏度将是其开创性的前身哥白尼的大约10，000倍，哥白尼在20世纪70年代运行。FUSE科学小组的大部分观测时间将用于研究银河系和麦哲伦云的星际介质。对高速云的观测在FUSE计划中发挥着重要作用。在本文中，我概述了一些FUSE科学队计划观察HVC。简单的吸收线模型也提供了研究人员寻求确定在这个波长区域的原子和分子物种。
1998-11-19 astro-ph
Intermediate scale structure of the interstellar medium towards NGC 6231 in Sco OB1 with FUSE
对NGC 6231中7个目标的FUSE远紫外星际光谱表明，H_2、HD和CO分子以及各种原子种类分布在几个云中。在视线上发现的主要吸收成分位于距离约150 pc的狼疮云区，还有一个较弱的第二个吸收成分，可能在NGC 6231周围的Sco OB 1壳层（d~1.8 kpc）。H_2激发模型用于约束辐射场和气体密度，HD用于估算H+丰度。目标恒星的小角度分离允许在视场内探测柱密度变化，在狼疮云距离的情况下，尺度为0.05 pc。H_2和H_1的转化率分别为40%和60%。分子云内部相当强的辐射场表明，沿着视线方向，气体也被分离成较小的云团。
2003-12-02 astro-ph
Abundances in the Neutral Interstellar Medium of I Zw 18 from FUSE Observations
我们报告最贫金属的蓝色致密矮星系I Zw 18的新FUSE远紫外光谱。新的数据代表了一个改进，比以前的FUSE光谱的一个因素的1.7的信号噪声。再加上更大的光谱覆盖范围（917-1188埃），这使我们能够以前所未有的精度表征星际介质中的吸收线。在大的采样区域上平均的运动学没有显示出明显的气体流入或流出的证据。H I吸收是星际的，柱密度为2.2（+0.6，-0.5} * 10^21 cm^（-2）。导出了扩散H_2柱密度的保守3 σ上限为5.25 * 10^（14）cm^（-2）。通过对星际介质中金属吸收线的同时拟合，我们推断出以下丰度：[Fe/H] = -1.76 +/- 0.12，[O/H] = -2.06 +/- 0.28，[Si/H] = -2.09 +/- 0.12，[Ar/H] = -2.27 +/- 0.13，和[N/H] = -2.88 +/- 0.11。这通常比H II区域低几倍。唯一的例外是铁，其丰度是相同的。星际介质的丰度模式表明，古老的恒星形成活动的年龄至少是一个Gyr，丰富的H I阶段。大约需要470个SNe Ia来产生铁含量。一个更近的插曲，开始10到几个亿前负责额外的富集α元素和氮在H II区。
2003-06-13 astro-ph
Recent FUSE Observations of Diffuse O VI Emission from the Interstellar Medium
我们提出了新的结果，从我们的调查弥漫OVI发射气体的星际介质与远紫外光谱探测器（FUSE）。自2005年以来获得的背景观测产生了11个新的O VI检测3西格玛的意义，和档案检索发现了两个以上。额外的15条视线产生了有趣的上限。结合以前的观测结果，这些观测揭示了以麦哲伦云为中心的天空象限中含O VI气体的大尺度结构。最显著的特征是一层低速的O VI发射，从银河平面延伸超过70度。在低纬度地区（|b| < 30度），辐射来自局部ISM中狭窄的高密度导电界面。在高纬度地区，发射来自星系晕中扩展的低密度区域。我们还检测到O VI发射的麦哲伦系统，最近确定的结构从H I观测的界面区域。这是第一次探测到麦哲伦星系中的高电离物质在云本身之外的发射。
2008-07-08 astro-ph
Deuterium Abundance Toward WD2211-495: Results from the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) Mission
利用远紫外光谱探测器（FUSE）对白矮星WD 2211 -495的视线进行了氘丰度分析。在恒星光谱的连续谱上探测到许多星际谱线。通过同时拟合在不同狭缝的多个观测的四个FUSE通道中检测到的星际吸收线进行了彻底的分析。我们排除了所有饱和线，以减少柱密度测量中可能的系统误差。我们报告了在95%置信水平下沿这条视线测定的平均星际D/O和D/N比：D/O = 4.0 +/-1.2 *10^-2; D/N = 4.4 +/-1.3 *10^-1。结合FUSE对附近其他视线的观测，这项研究的结果将使人们能够更深入地了解当今当地星际介质中氘的丰度及其随时间的演变。
2001-12-07 astro-ph
An Extended FUSE Survey of Diffuse O VI Emission in the Interstellar Medium
本文介绍了用远紫外光谱探测器（FUSE）观测到的星际介质中的OVI弥散辐射。跨越5.5年的FUSE观测，从发射到2004年12月，我们的数据集包括2925曝光沿183视线，包括所有那些与以前公布的O VI检测。使用CalFUSE v3.1的实施修改，以优化的信噪比和速度尺度的频谱从孔径填充源的数据进行处理。在我们的183条视线中，73条显示O VI 1032发射，29条> 3 σ显著性。6个3-sigma特征的速度|v_LSR| > 120 km/s，而其他特征的速度|v_LSR| < 50 km/s。测量的强度范围从1800到9100 LU，中值为3300 LU。将我们的结果与已发表的OVI吸收数据相结合，我们发现，在局部ISM中的OVI承载界面产生的电子密度n_e = 0.2- 0.3 cm^-3^，路径长度为0.1 pc，而与星系晕中的高速云相关的OVI发射区的密度低一个数量级，路径长度长两个数量级。虽然沿这些视线的O VI强度相似，但发射是由具有非常不同性质的气体产生的。
2006-04-19 astro-ph
The Ionization of the Local Interstellar Medium, as Revealed by FUSE Observations of N, O and Ar toward White Dwarf Stars
白矮星G191-B2 B、GD 394、WD 2211-495和WD 2331-475的FUSE光谱覆盖了N I、N II、N III、O I和Ar I基态在远紫外区的吸收特征，为研究局域星际介质（LISM）的部分电离起源提供了新的认识。环绕太阳系的星际云。对于这些目标，Ar I的星际丰度，有时是N I，明显低于它们相对于H I的宇宙丰度。在弥漫的星际介质中，这些元素不太可能耗尽到尘埃颗粒上。通常，我们预期Ar应该比H（以及O和N，其电离通过电荷交换反应耦合到H的电离）更强地电离，因为Ar I的光电离的截面非常高。我们发现Ar I/H I很低，这可能有助于解释其他研究者在LISM中发现的令人惊讶的高电离化He。我们的结果有利于解释，当地介质的电离是由附近的恒星和热气体的强EUV通量维持的，而不是从过去的不完全恢复，更高的电离条件。
2000-04-28 astro-ph
Probing The Multiphase Interstellar Medium Of The Dwarf Starburst Galaxy NGC 625 With FUSE Spectroscopy
我们提出了新的FUSE光谱的矮星暴星系NGC 625。这些观测探测了星际介质的多个相态，包括日冕、电离、中性和分子气体。这个附近的（D = 3.9 +/- 0.2 Mpc）系统显示出OVI 1032埃吸收追踪的流出日冕气体的清晰探测。OVI轮廓的质心相对于星系系统速度蓝移了约30公里/秒，表明存在低速外流。隐含的OVI速度范围被认为是100 +/- 20公里/秒，这是完全一致的无线电合成观测中发现的检测HI流出速度。我们从NGC 625的ISM中探测到多条弥漫的H2吸收线;这是仅有的几个在莱曼和维尔纳波段探测到H2线的银河系外系统之一。我们发现一个潜在的丰富的中性和星云气体之间的偏移，超过了所得出的列密度的错误。由于这样的偏移已被发现在多个矮星系，我们讨论了低金属晕周围的矮星系的中心恒星形成区域的影响。表观偏移可能是由于观测到的OI线饱和，需要更高的S/N观测值来解决这个问题。
2004-09-14 astro-ph
FUSE observations of the HI interstellar gas of IZw18
分析了贫金属矮星系IZw 18的FUSE观测结果。我们测量了HI、NI、OI、ArI、SiII和FeII的柱密度。OI/HI比值（log（OI/HI）=-4.7 ^{+0.8}_{-0.6}）与HII区观察到的O/H比值一致（所有不确定性均为2-sigma）。如果与HII区相比，HI区中的氧被耗尽，则耗尽为至多0.5dex。这也与FUSE在其他蓝矮星系HI区测得的log（O/H）比~-5相一致。当log（NI/OI）=-2.4 ^{+0.6}_{-0.8}时，测得的NI/OI比低于初级氮的预期值。需要测定NII柱密度以区分NI的大电离或可能的氮缺乏。中性氩也明显不足，表明电离成ArII可能很重要。其他α链元素SiII和ArI的柱密度有利于OI柱密度允许范围的下限，log（N（OI））~16.3。
2003-09-29 astro-ph
FUSE Survey of the Local Interstellar Medium within 200 Parsec
本文介绍了对30颗白矮星和1颗亚矮星的星际气体的FUSE观测。这些视线探测了本地气泡（LB）和LB附近的本地星际介质（LISM）。我们的观测只在六条视线上探测到弥漫的H_2分子云。没有证据表明H_2存在于LB的周边。H_2的运动学温度低于在星际云中观测到的通常温度，这意味着在LISM中存在不同的气相。Si II、P II和Fe II的相对丰度比提供了有关尘埃含量的信息。这些比率各不相同，但类似于银河系中更远视线中温暖和晕扩散云中观察到的耗尽模式。LB内的N I/O I和Ar I/O I比值明显低于太阳。在LB之外，观察到从太阳下到太阳的较大散射。由于Ar和N只会微弱地耗尽到尘埃颗粒中，因此它们的中性形式的缺陷可能是由于光电离。N II的探测和测量加强了N（以及Ar）的显著电离的证据，N II是该元素朝向许多视线的主要离子。这些观测结果表明，光电离是LISM中的主要电离机制，并不支持过去存在高度电离的条件。鉴于在不同的原子和离子的比例观察到的变化，光电离条件在LB和LISM显着变化。（节录）
2003-06-13 astro-ph
FUSE Observations of Diffuse Interstellar Molecular Hydrogen
我们描述了一个中等分辨率的FUSE小型调查的H2在银河系和麦哲伦云，使用四个热星和四个活动星系核作为背景源。几乎每一个恒星和河外源的FUSE光谱都显示出在912和1120 A之间的H2莱曼和维尔纳带的大量吸收线。银河系外的一条视线PKS 2155-304，在低氮（HI）的情况下，没有可探测到的H2，可能是分子气体的“洛克曼洞”，对类星体吸收线研究很重要。我们测量H2柱密度在低旋转状态（J = 0和1），以获得旋转和/或动力学温度的扩散星际气体。较高的J丰度可以限制UV辐射场和气体密度的模型。在三个朝向河外源的光学厚云中，我们发现n（H）~ 30-50 cm（-3），云厚为2-3 pc。H2在银河系高纬度的旋转温度，<T_01>= 107 +/- 17 K（7个视线）和120 +/- 13 K（3个光学厚云），高于哥白尼样本中主要由圆盘中的目标组成的旋转温度。我们发现没有证据表明在银河系和那些在SMC和LMC的视线之间的H2的丰度或状态的激发有很大的差异。在未来，我们将探讨在磁盘和晕和低金属丰度的LMC和SMC周围的扩散分子气体的分布和物理参数。
2000-04-30 astro-ph
FUSE Observations of Molecular Hydrogen in Translucent Interstellar Clouds: The Line of Sight Toward HD 73882
我们报告了半透明云中分子氢（H2）的初始FUSE观测结果。这些云具有更大的光学深度比任何以前观察到的扩散云的远紫外H2吸收，并提供了新的见解，这些地区的物理和化学。我们的初步结果涉及对HD 73882的观测，HD 73882是一颗被充分研究的南半球恒星，位于大量星际物质的后面（E（B-V）= 0.72; A_V = 2.44）。我们发现了一个总的H2柱密度，N（H2）= 1.2 x 10^{21} cm^{-2}，大约是以前在远紫外线中测量的漫射云的值的三倍。用N（J=1）/N（J=0）表示的气体动力学温度为58 ± 10 K。借助地面数据计算出适当的多组分增长曲线，我们确定了J = 7以下所有旋转水平的柱密度。J >= 2态的转动激发温度为307 ± 23 K。动力学和旋转温度都与以前对扩散云的研究中发现的相似。碳分子与氢分子的比例也与弥漫云中的比例相似，这表明这条视线具有类似的化学性质。
2000-05-04 astro-ph
Deuterium and Oxygen Toward Feige 110: Results from the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) Mission
本文介绍了用远紫外光谱探测器（FUSE）和国际紫外探测器（IUE）对sdOB星Feige 110进行的星际DI和OI柱密度测量[（l，b）=（74.09，-59.07）; d = 179 +265 -67 pc; z = -154 +57 -227 pc]。我们的DI柱密度的测定使用生长曲线拟合和轮廓拟合分析，而我们的OI柱密度的测定仅使用生长曲线技术。通过拟合星际Ly α剖面的阻尼翼估计HI柱密度。我们发现log N（DI）= 15.47 +/- 0.06，log N（OI）= 16.73 +/- 0.10，log N（HI）= 20.14 + 0.13 - 0.20（所有误差均为2 sigma）。这意味着D/H =（2.14 +/- 0.82）x 10^-5，D/O =（5.50 +/-1.64-1.33）x 10^-2，O/H =（3.89 +/- 1.67）x 10^-4。与姊妹论文（Moos等，2001）中报告的FUSE结果和先前对局部星际介质的测量结果相结合，这表明视线超过~100 pc时D/H的空间变化的可能性。这一结果可能会限制模型的混合时间和长度尺度的材料在本地星际介质的特点。
2001-11-20 astro-ph
900-1200A interstellar extinction in the Galaxy, LMC, and SMC
我们已经推导出远紫外消光曲线的恒星在银河系，大麦哲伦星云，SMC，从光谱的FUSE卫星观测到的恒星对，匹配的光谱类型和不同数量的红化。这些恒星被其他FUSE计划观测，没有被选为大的红化。因此，在导出的消光曲线的不确定性取决于光度数据。对于银河系中的强变红恒星，在最短波长处的强H2吸收是一个额外的复杂因素。这些初步结果表明，有一个家庭的消光曲线，强烈上升到莱曼极限，并延长相关的消光曲线从较长的波长。
2001-07-11 astro-ph
FUSE Observations of Interstellar Gas Towards the LMC Star Sk -67 05
本文报道了位于大麦云（LMC）西缘弥漫H II区的B 0 Ia型恒星Sk-67 05沿视线方向的OVI、H2、P II、Si II、Ar I和Fe II吸收的测量结果。我们发现log N（O VI）= 14.40 +/- 0.04在银河系（MW）的组成部分，并使用C IV柱密度从以前的IUE观测，N（C IV）/ N（O VI）= 1.00 +/- 0.16，一个值类似于其他晕测量与FUSE。在LMC组分中，log N（OVI）= 13.89 +/-0.05，N（OIV）/ N（OVI）< 0.4（3 σ），因为仅可获得N（OIV）的上限。沿着这条视线，LMC富含分子氢，log N（H2）= 19.50 +/- 0.08;在MW中，log N（H2）= 14.95 +/- 0.08。对LMC中分子气体的激发温度进行双分量拟合，得到T_0,1 = 59 +/- 5 K（J= 0，1）和T_ex = 800 +/- 330 K（J= 3，4，5）。对于MW，T_01 = 99（+30/-20）K;对于更高的转动状态，不能确定激发温度。MW和LMC气相[Fe/P]丰度分别比太阳系丰度低~0.6和~0.7 dex。这些值与SN 1987 A MW和LMC的[Fe/Zn]测量值相似。
2000-05-23 astro-ph
FUSE Observations of Interstellar Gas toward the SMC Star Sk 108
我们讨论了位于小麦哲伦云主“棒”东北部的沃尔夫-拉叶双星Sk 108的FUSE光谱中发现的星际吸收线。光谱覆盖波长范围988 - 1187埃，分辨率约为12，000，信噪比为20 - 40。我们使用更高分辨率的近紫外光谱和光谱的详细成分信息来模拟类似分布的物种的远紫外线。朝向Sk 108的银河系和SMC气体似乎主要是中性的，尽管SMC气体的很大一部分是电离的。在银河系和SMC气体中，P II、S II和Ar I的柱密度基本上与太阳相对于N（Zn II）的比率一致; N I的柱密度仍然有些不确定。分子氢存在于银河系气体中，其性质类似于低平均密度银河系视线中以及朝向其他几颗LMC和SMC恒星的银河系气体中发现的性质。我们报告了一个尝试性的检测的H_2在SMC气体J = 1和3，与旋转水平的人口一致的激发温度为1000 K的顺序-类似的H_2在弥漫的银河系气体中发现zeta Pup。来自N III、S III和Fe III的强吸收揭示了一个重要的电离成分，特别是在SMC中; O VI存在，但相对较弱，特别是在银河系气体中。的N（C IV）/N（O VI）的比例有所不同的SMC-这表明，几个过程可能有助于观察到的高离子丰度。
2001-02-15 astro-ph
Far Ultraviolet Observations of Molecular Hydrogen in the Diffuse Interstellar Medium of Starburst Galaxies
我们利用远紫外光谱探测器（FUSE）研究了NGC 1705、NGC 3310、NGC 4214、M83（NGC 5236）和NGC 5253五个星暴星系的H_2吸收。我们在M83和NGC5253中探测到H_2的弱吸收，并对其它星系的H_2柱密度设定了上限。用FUSE探测到的分子气体质量的保守上限比由CO排放推断的H_2质量低许多数量级。这表明，几乎所有的H_2都是以云的形式存在的，其N（H_2）大于10^20 cm ^-2，远紫外光无法透过这些云，因此远紫外吸收测量无法探测到这些云。FUSE光谱中可见的远紫外连续光谱在覆盖系数<1的稠密云层之间通过。复杂的观测偏差与FUSE孔径中扩展的紫外辐射的消光变化有关，这妨碍了对这些星爆中弥漫的H_2的明确表征。然而，这些证据表明，与银河系中类似的红色视线相比，在稠密云层之间的弥漫星际介质中的H_2较少。这一点与恒星暴增中破坏性的紫外线辐射场更强的预期一致。然而，以前对这些恒星爆发的紫外线观测表明，弥漫的星际介质导致了红化。这表明，虽然弥漫的H_2可能在星暴中被破坏，但尘埃仍然存在。
2004-06-16 astro-ph
FUSE determination of a low deuterium abundance along an extended sight line in the Galactic disk
本文用FUSE方法研究了HD 90087的扩展视线（2.7kpc）上的氘丰度。在距离和柱密度方面，HD 90087在银河系圆盘中具有最长和最密集的视线，其中氘丰度已从紫外线吸收线测量。因为许多星际云都是沿着这条视线探测的，所以应该把单个云的性质可能发生的变化平均起来。这将产生氘丰度，这是星际介质在比本地气泡更大的尺度上的特征。我们报告D/O=（1.7+/-0.7）e-2和D/H=（9.8+/-3.8）e-6（2 sigma）。我们的新结果证实，在遥远的星际介质中的气相氘丰度明显低于在本地气泡内测量的丰度。我们补充我们的研究与修订的氧丰度对适度遥远的恒星Feige 110（~200 pc）。从FUSE光谱的拟合中排除饱和线是至关重要的;这使我们得出的OI柱密度比之前报道的Feige 110的OI柱密度大两倍。在该视线上的相应更新的D/O比为D/O=（2.6+/-1.0）e-2（2 sigma），其低于在局部气泡内测量的D/O比。现在在局部气泡之外可用的数据集显示了D/O的恒定性和D/H的可变性之间的对比。由于氧被认为是星际介质中氢的良好替代物，这种差异令人困惑。（摘要删节）
2005-08-29 astro-ph
A FUSE Survey of Interstellar Molecular Hydrogen toward High-Latitude AGN
我们报告了在银河系高纬度（|b| > 20度）沿活动星系核45条视线进行的星际分子氢（H2）FUSE调查的结果。大多数（45条中的39条）观测线显示，在1000 ~ 1126 A之间的莱曼和维尔纳带中，可以检测到银河系的H2吸收，柱密度范围为N（H2）= 10^（14.17-19.82）cm^-2。在银河系北半球，我们发现了许多低柱区域，N（H2）< 10^15 cm^-2，位于经度l = 60-180度之间，b > 54度。这些“H2洞”为河外紫外光谱学提供了有价值的、未受污染的视线，其中一些可能与“北方烟囱”（低Na I吸收）和低N（HI）的“洛克曼洞”有关。高纬度的H2与139 OB-star视线在银河系盘调查的比较表明，高纬度和盘H2云可能有不同的加热，冷却和紫外线激发率。对于转动态J = 0和1，高纬度的平均激发温度<T_01（高）> = 124 +/- 8 K，略高于银盘的平均激发温度<T_01（盘）> = 86 +/- 20 K。当J = 2-4时，λ <T_exc>= 498 +/- 28 K，柱密度比N（3）/N（1）、N（4）/N（0）和N（4）/N（2）表明，当N（H2）> 10 ^[18]时，圆盘中的紫外线激发程度相当，视线中的晕也较低。在高纬度的分子组分的分布表明，在较低的总氢柱密度，log N_H = 20.38 +/- 0.13，比在银河系盘，l…
2005-07-25 astro-ph
A FUSE Survey of Interstellar O VI Absorption in the Small Magellanic Cloud
本文介绍了小麦哲伦星云（SMC）中18颗OB星的OVI 1031.93埃和1037.62埃吸收的FUSE测量结果。我们在每一条视线上都能探测到O VI。SMC中OVI柱密度的平均值为log <N（OVI）>=14.53。这个值比FUSE发现的银河系晕（垂直于银河系平面）log N_perp（O VI）=14.29的平均值高1.7倍，尽管SMC的金属丰度比银河系低得多。在靠近恒星形成区的视线范围内，特别是在SMC北部的NGC 346，SMC中的柱密度更高。在NGC 346之外的视线柱密度的标准偏差为+/-27%，比在银河系晕中看到的偏差略低。最低的O VI柱密度，log N（O VI）~14.3，发生在星系的中心区域和东南“翼”。即使这些低柱密度也与银河系的平均密度一样高，这表明SMC中存在大量的日冕气体。OVI吸收总是移动到比低电离气体的主要成分更高的速度。的O-VI线宽度比预期的纯热加宽。我们讨论了几种机制，可能能够解释所观察到的性质的热气体，包括超壳层，银河系喷泉，和以前剥离的SMC与银河系和大麦云云潮汐相互作用的气体的下落。如果喷泉产生热气体，每单位表面积的质量通量约为0.02 M_sun/yr/kpc 2。
2002-01-21 astro-ph
FUSE Observations of Interstellar and Intergalactic Absorption Toward the X-ray Bright BL Lac Object Mrk 421
本文介绍了对明亮的BL Lac天体Mrk 421的X射线的高质量远紫外光谱探测器（FUSE）在910 - 1187 A的星际和星系间吸收的20 km /s分辨率的观测结果。在这项研究中，我们考虑的O VI吸收之间的-140至165公里/秒和它的关系，较低的电离吸收和强烈的吸收产生的O VII和O VIII在X射线波长。O-VI吸收范围从-140到60 km /s，与强烈的低电离气体吸收有关，起源于银河系厚盘/晕。这个O VI似乎是由多种过程的组合产生的，包括温暖和高温气体之间的导电界面，以及可能冷却的银河喷泉气体和热晕气泡。从60到165 km /s的O VI吸收具有不寻常的电离特性，因为除了C III之外，几乎没有相关的低电离吸收。这种吸收在两颗前景晕星上没有观察到，这意味着它发生在距离银河系盘3.5 kpc更远的气体中。在60至165公里/秒的速度范围内，O VI和C III吸收具有相同的运动学行为。N（O VI）/N（C III）= 10+/-3，速度范围为60至120 km/s。考虑到O VI与C III的关联，高速O VI不太可能与导致O VII和O VIII吸收的较热气体共存。O VI正速度吸收翼可能正在追踪热银河喷泉流出物中夹带的较冷气体。钱德拉和XMM-牛顿观测到的O VII和O VIII吸收可能是在高度延伸（~100 kpc）的银河日冕中的热气或本星系群中的热气。
2004-12-15 astro-ph
FUSE observations of molecular hydrogen on the line of sight towards HD141569A
我们提出了一个分析的远紫外光谱探测器（FUSE）光谱的HD141569A，一个过渡的对象，已知拥有拱星盘。我们沿着视线观察到两种温度相差很大的气体成分。我们检测到冷H2，它热化到J=2，动力学温度为51K。这种低温是弥漫性星际介质的典型特征。由于HD141569A的视线没有穿过它的圆盘，因此我们似乎正在与银河系高纬度暗云复合体L134N相关的低消光包络中观察冷H2，该复合体与HD141569A处于相同的方向和几乎相同的距离。较高J能级的H2的柱密度表明沿着视线存在温暖的气体。激发条件似乎与一般在弥漫星际云中观察到的情况不一致。观测到的气体径向速度意味着我们观测到的紫外线谱线很可能是星际起源的，而不是拱星，尽管我们的吸收线研究并没有明确排除温暖气体靠近恒星的可能性。沿着视线发现这种温暖的气体可能为暗云L134N中的湍流现象提供证据。
2005-06-13 astro-ph
An Atlas of FUSE Sight Lines Toward the Magellanic Clouds
我们提出了一个图集的57大麦云（LMC）和37小麦哲伦云（SMC）的观测获得的远紫外光谱探测器（FUSE）卫星。该图集以约15 km/s的分辨率突出显示了12条星际吸收线跃迁。这些转变涵盖了广泛的温度，电离状态和丰度。包括OVI，探测热（T~3x10^5 K）电离气体; CIII和FeIII，探测热（T~10^4 K）电离气体; SiII、PII、CII、FeII和OI，热中性气体;以及六种不同的分子氢跃迁，跟踪冷（T<=500 K）气体。我们包括施密特Halpha CCD图像的区域周围的每个视线显示附近的温暖的电离气体的形态，随着连续图像附近的每个FUSE光圈位置。最后，我们提出了几个初步的科学结果来自这个数据集的星际介质的麦哲伦云和星系晕。
2001-10-23 astro-ph
Potential Variations in the Interstellar N I Abundance
我们介绍了远紫外光谱探测器（FUSE）和空间望远镜成像光谱仪在1160埃处对17条高密度视线[N（Htot）>=10^21 cm^-2]的弱星际N I双重态的观测结果。当与已发表的数据相结合，我们的研究结果揭示了分数N-I丰度的变化，在大N（Htot）显示出系统的不足。在FUSE分辨率（~20 km s^-1）下，尽管1356 Angsons处的氧碘几乎没有显示出饱和的迹象，但不能完全排除未解决的饱和效应。我们研究了N_1的变化是由于在我们的大部分密集区形成N_2的可能性。在我们的FUSE数据中，N_2在958埃处的c '_4 ^1 Sigma ^+_u - X ^1 Sigma ^+_g跃迁的0-0带应该很容易检测到;对于10个密度更大的视线，在灵敏度为10^14 cm^-2的几倍时，N_2没有被观测到。所观察到的N I的变化是暗示氮化学的不完全理解。根据NASA-CNES-CSA远紫外光谱探测器（由约翰·霍普金斯大学根据NASA合同NAS 5-32985为NASA运营）和NASA/ESA哈勃太空望远镜（从多任务档案馆获得）进行的观测，该望远镜由美国大学天文学研究协会运营，Inc.根据NASA合同NAS 5-26555
2003-10-14 astro-ph
A far UV study of interstellar gas towards HD34078: high excitation H2 and small scale structure - Based on observations performed by the FUSE mission and at the CFHT telescope
为了研究H2分子空间分布中小尺度结构的存在，我们对逃逸的O9.5V恒星HD 34078进行了重复的FUSE UV观测。在本文中，我们提出了2000年1月和2002年10月之间获得的光谱。这些观测结果揭示了出乎意料的大量高激发H2。从（v = 0，J = 0）到（v = 0，J = 11）和几个v = 1和v = 2水平的H2水平的柱密度被确定。这些结果被解释在一个基本上涉及两个组成部分的模型框架：i）一个前景云（不受HD 34078影响）负责H2（J = 0，1），CI，CH，CH+和CO吸收; ii）一个致密的气体层（n = 10 E4 cm-3）靠近O星，并强烈照射其紫外线通量，这说明存在高度激发的H2。我们的模型成功地再现了H2激发，CI精细结构能级的人口以及CH，CH+和CO柱密度。我们还研究了跟踪这两个组件的H2吸收线的时间变化。从J = 0，1和2阻尼H2配置文件的稳定性，我们推断3西格玛上限的柱密度变化δ（N（H2））/N（H2）的5%，范围从5到50 AU的尺度。这一结果清楚地排除了任何明显的普遍存在的小尺度“密度”结构，这种结构显然在HI中看到。来自高激发气体的谱线也相当稳定（相当于Delta（N）/N <= 30%），表明i）HD 34078移动通过的环境气体相对均匀，和ii）沿着冲击层的气流不受显著不稳定性的影响
2004-08-03 astro-ph
FUSE observations of the Blue Compact Dwarf Galaxy Mrk 59
本文讨论了蓝致密矮星系Markarian（Mrk）59的近金属缺陷（Zsun/8）彗星远紫外光谱。这些数据被用来研究其星际介质中的元素丰度。H I吸收线的特点是窄的核心，这是星际起源和广泛的翅膀，这是恒星起源。Mrk 59的平均星际氢柱密度约为7 × 10 E20 cm-2。没有看到H2线，并且在10 σ水平下N（H2）<10 E15 cm-2。扩散H2的缺乏是由于破坏H2分子的强UV辐射场和导致H2形成所需的尘埃颗粒稀缺的低金属性的组合效应。观测到S VI 933.4、944.5 A和O VI 1031.9、1037.6 A的P-Cygni剖面，表明存在非常热的O型星，恒星风终极速度约为1000 km/s。通过拟合的线轮廓与多个组件，每个组件的速度色散b = 7公里/秒，并跨越径向速度范围为100公里/秒，其中一些可以饱和，我们得出重元素丰度的中性气体。我们发现中性气体的log N（O I）/N（H I）= -5.0+/-0.3或[O I/H I] = -1.5，比超巨星H II区的氧丰度低10倍左右，这意味着后者的自富集。
2001-09-27 astro-ph
New Insights on Interstellar Gas-Phase Iron
在本文中，我们报告的气相丰度的单离子化铁（Fe II）的51条视线，使用的数据从远紫外光谱探测器（FUSE）。Fe II柱密度是通过测量几个紫外线吸收线的等效宽度，随后拟合的生长曲线。我们对Fe II柱密度和丰度的推导，在FUSE探索的中度至高度红色的视线中，创造了最大的铁丰度样本，这些视线平均比以前哥白尼研究中的视线更红。我们提出了三个主要结果。首先，我们观察了铁消耗<n_H>与其他视线参数（例如f（H_2）、E_（B-V）和A_V）之间已建立的相关性，并发现铁消耗与其他视线参数（例如f（H_2）、E_（B-V）和A_V）之间的趋势，并检查这些趋势的意义。值得注意的是，我们的一些视线探测比以前探索的更大的密度，我们没有看到显着增强的耗尽效应。其次，我们提出了两个检测的一个非常弱的Fe II线在1901.773 A的档案STIS光谱的两条视线（HD 24534和HD 93222）。我们比较这些检测到的列密度通过FUSE光谱和评论线的F-值和实用程序为未来的研究Fe II。最后，我们提出了强有力的轶事证据表明，经验得出的Fe II的f值通过FUSE数据比以前的值，理论上计算的更准确，与可能的例外f_1112。
2007-10-04 astro-ph
Phosphorus in the Diffuse Interstellar Medium
我们目前的FUSE和HST/STIS测量的PII柱密度朝向银河系恒星。我们通过对不饱和$λ$ 1125和$λ$ 1533谱线的轮廓拟合分析了PII，并得出了沿视线以及单个分辨组分积分的柱密度。我们发现，磷并没有耗尽沿这些视线采样弥漫的中性气体。我们还研究了PII和OI柱密度之间存在的相关性，发现这两种物质之间没有差异耗尽。此外，N（PII）/N（OI）的比值与太阳的P/O值一致，这意味着PII和OI共存于同一气相中，并且自它们在恒星中产生以来可能平行演化。我们认为，磷，跟踪PII，是一个很好的中性氧示踪剂在各种物理环境中，除了电离校正是一个重要的问题。因此，PII线（用FUSE、HST/STIS或VLT/UVES观测类星体视线）显示，当OI线饱和或混合时，作为OI线的代理特别有用。
2005-07-18 astro-ph
A FUSE Survey of Interstellar Molecular Hydrogen in Translucent Clouds
我们报告的第一个合奏结果，从FUSE调查的分子氢的视线与A_V $\gtrsim$ 1马格。我们已经开发出的技术拟合计算的配置文件的低J线的H2，从而确定列密度为J = 0和J = 1，其中包含$\gtrsim$ 99%的总H2。从这些柱密度和辅助数据，我们已经得出了总的H2柱密度，氢分子分数，和动力学温度为23视线。这是第一个通过紫外吸收带测得氢分子柱密度为10^21 cm^-2的重要样本。我们还为这些视线编制了一组灭绝数据，这些数据对各种环境进行了采样。我们已经搜索了我们的H2相关的数量与以前发表的其他分子的柱密度和消光参数的相关性。我们发现H2和分子，如CH，CN和CO之间的强相关性，与化学模型的预测大体一致。我们还发现氢分子分数和各种密度指标，如动力学温度，CN丰度，远紫外消光上升的陡峭度，和2175 A凸点的宽度之间的预期相关性。尽管相对较大的分子分数，我们没有看到大于0.8的半透明云的预期值。除了几条视线之外，我们几乎看不到样本中存在单个半透明云的证据。我们的结论是，大部分的视线实际上是由两个或更多的漫射云组成的，类似于那些朝向像zeta Oph这样的目标的云。我们建议修改术语，以区分“半透明视线”和“半透明云”。"
2002-05-23 astro-ph
FUSE Observations of Molecular Hydrogen in Translucent Interstellar Clouds: II. The Line of Sight Toward HD 110432
我们报告了FUSE对半透明云中分子氢的调查的第二项研究，视线朝向HD 110432。这颗恒星位于煤袋暗星云之外，在E（B-V）= 0.40，A_V = 1.32的情况下，这条视线连接了A_V \sim 1（如Zeta Oph）的不太熄灭的弥散云视线和A_V \gtrsim 2（如HD 73882）的半透明云之间的差距。通过轮廓拟合和生长曲线分析，我们导出了J = 0- 7时H2的转动布居。视线上的氢分子柱总密度为log N（H2）= 20.68 \pm 0.05 cm^{-2}，与朝向天卫Zeta的氢分子柱密度几乎相同，但比HD 73882小3倍。N（J=1）与N（J=0）的比率产生动力学温度T_{kin} = 63 \pm 7 K，类似于具有A_V \gtrsim 1的其他视线。高J谱线在此温度以上显示出相当大的激发。高J激发类似于Zeta Oph，但远小于HD 73882。化学模拟表明，云中的物理条件与Zeta Oph的云中的物理条件非常相似。对莱曼α谱线的IUE谱进行分析，得到log N（H I）= 20.85 \pm 0.15 cm^{-2}。结合N（H2），我们得出一个氢分子分数，f_{H2} = 0.58 pm 0.12，统计学上相同的视线对Zeta Oph和HD 73882。我们还报告了HD和CO分子的柱密度。从氢和含碳分子的综合测量结果来看，HD 110432的视线…
2001-03-08 astro-ph
Abundances of Deuterium, Nitrogen, and Oxygen toward HZ 43A: Results from the FUSE Mission
本文分析了邻近的白矮星HZ 43 A沿视线方向的星际吸收。到这颗恒星的距离是68+/-13 pc，视线延伸到银河系北极。OI、NI和NII的柱密度来自远紫外光谱探测器（FUSE）获得的光谱，DI的柱密度来自我们的FUSE光谱和存档HST GHRS光谱的组合，HI的柱密度来自GHRS光谱和从文献中获得的EUVE数据获得的值的组合。我们发现了以下丰度比（2 σ不确定性）：DI/HI =（1.66 +/- 0.28）x 10^-5，OI/HI =（3.63 +/- 0.84）x 10^-4，NI/HI =（3.80 +/- 0.74）x 10^-5。NII柱密度略大于NI，表明在推导氮丰度时，电离校正是重要的。沿视线方向探测到的其他星际物质有CII、CIII、OVI、SiII、ArI、MgII和FeII; NIII的上限被确定。在恒星光球层中没有检测到HI以外的元素。
2002-01-18 astro-ph
Deuterium toward the WD0621-376 sight line: Results from the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) Mission
本文介绍了WD 0621 -376的远紫外光谱探测器观测结果，WD 0621 -376是一颗位于本地星际介质（LISM）中的DA白矮星，距离约78 pc。这些数据的信噪比约为每20公里/秒分辨率元素20-40，覆盖波长范围为905-1187 nm。在D I、C II、C II*、C III、N I、N II、N III、O I、Ar I和Fe II的谱线中检测到LISM吸收。该瞄准线部分电离，电离氮分数> 0.23。我们确定比率$D/O = (3.9 \pm ^{1.3}_{1.0})\times 10^{-2}$（2 $σ$）。假设标准的星际氧丰度，我们推导出${\rm D/H} \approx 1. 3 \times 10^{-5}$。使用从EUVE数据导出的N（H I）的值给出类似的D/H比。D I/N I比值为$(3.3 \pm ^{1.0}_{0.8})\times 10^{-1}$（2 $σ$）。
2001-11-16 astro-ph
A FUSE Survey of Interstellar Molecular Hydrogen in the Small and Large Magellanic Clouds
我们描述了一个中等分辨率的FUSE调查H2沿70视线的小和大麦云云，使用热恒星作为背景源。67%观测到的麦哲伦云源（52%的LMC和92%的SMC）的FUSE光谱显示出来自912和1120 A之间的H2莱曼和维尔纳带的吸收线。我们的测量对N（H2）>= 10^14 cm^-2很敏感;最高的柱密度在大麦哲伦星云中为log N（H2）= 19.9，在小麦哲伦星云中为20.6。我们发现麦哲伦云相对于银河系的H2丰度减少，SMC的平均分子分数<f_H2>= 0.010（+0.005，-0.002）<f_H2>，LMC的平均分子分数= 0.012（+0.006，-0.003），而<f_H2>银河系盘在类似的变红范围内的平均分子分数= 0.095。主要的不确定性，在这个测量结果从系统之间的差异21厘米无线电发射和Lya的双光束视线的措施N（HI）。这些结果意味着，大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的扩散氢质量分别为8 × 10^6 Msun和2 × 10^6 Msun，分别为21 cm发射测量值得出的氢质量的2%和0.5%。大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的丰度分布可以在模型云的总体中再现，模型云的氢生成速率系数R约为3 x 10^-18 cm ^3 s^-1，入射辐射场的范围为银河系平均值的10 ~ 100倍。我们发现，这些高辐射、低形成率的模型也可以解释云中N（4）/N（2）和N（5）/N（3）转动激发…
2001-10-10 astro-ph
The FUSE Survey of OVI Absorption in the Galactic Disk
我们概述了从FUSE团队计划的结果，旨在表征OVI吸收在银河系的磁盘。我们发现，OVI吸收发生在整个银河系平面的大部分，至少从几个千秒差距的太阳，它的分布足够平滑的柱密度下降与高度以上的磁盘和距离在平面上。然而，OVI吸收的气体是cloudical，并以相对于银河系旋转的预期速度的特殊速度移动。我们的结论是，所观察到的吸收很可能是一个直接的指标时，形成的结构暴力，动力学过程加热ISM，如井喷从多个超新星事件。
2004-10-01 astro-ph
Interstellar Deuterium, Nitrogen, and Oxygen Abundances Toward BD +28 4211: Results from the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer
用远紫外光谱探测器（FUSE）获得了O型亚矮星BD +28 4211的高分辨率远紫外光谱，以测量该方向的星际氘、氮和氧丰度。分析了星际D-I跃迁的强度，其强度可达920.7A.这颗恒星在光谱色散方向上的不同目标偏移处被观察了几次。配向和共加光谱具有高的信噪比（S/N =50-100）。用生长曲线和轮廓拟合技术分析了D I、N I和O I转变。星际分子氢在视线上的模型来自FUSE光谱中的H2线，并用于帮助分析与H2混合的一些特征。从莱曼α的高分辨率HST/STIS光谱确定的HI柱密度为log（NHI）= 19.846+/-0.035（2 σ），其高于针对D/H研究的局部ISM中视线的典型值。我们发现D/H =（1.39+/-0.21）E-5（2 sigma）和O/H =（2.37+/-0.55）E-4（2 sigma）。朝向BD +28 4211的O/H似乎明显低于ISM和局部气泡的平均O/H比。
2002-01-11 astro-ph
The Abundance of Interstellar Fluorine and Its Implications
我们报告的结果从调查中性氟（F I）在星际介质。来自远紫外线光谱探测器（FUSE）的数据被用来分析位于银盘和晕中的26条视线，包括沃尔夫-拉叶星和已知超新星遗迹的视线。测量951.871 A和954.827 A处的氟共振线的等效宽度或指定上限，并与氮生长曲线结合以获得FI柱密度。然后用这些柱密度计算氟消耗。与Federman等人（2005年）先前对F I的研究进行了比较，并讨论了F I形成和耗尽的影响。
2006-11-02 astro-ph
Southern Galactic Plane Survey Measurements of the Spatial Power Spectrum of Interstellar H I in the Inner Galaxy
利用南银道面巡天的数据，我们测量了银河系第四象限星际中性氢原子的空间功率谱。这个函数显示了与在银河系第二象限和麦哲伦云中发现的H I相同的幂律行为，具有相同的斜率。当我们平均速度间隔比典型的小规模速度分散，我们发现，斜率变陡，从约。对于温暖的气体，如星际湍流理论所预测的，如果柱密度波动由小空间尺度上的气体密度变化主导，则为-3至-4。冷气体显示出不同的斜率增加，这表明它处于由速度场中的波动主导的湍流状态。总之，这些结果证实了中性原子介质中的小尺度结构和运动可以很好地用湍流级联的动能来描述。
2001-07-31 astro-ph
D/H Measurements
对氘丰度的原始评估应该是对大爆炸核合成模型的最佳检验之一。然而，空间和地面观测似乎产生不同的值。这就要求在不同的天体物理站点进行更多的观测，以便将当今的星际介质D/H评估与原始的D/H评估联系起来。利用FUSE（1999年6月发射的远紫外光谱探测器）进行的新的研究，在白矮星G191-B2 B视线的情况下，D/H估计值为1.16（+/-0.24）x 10^-5（2 sigma）。这似乎表明，D/H的变化可能存在于附近的星际介质。FUSE的观测应有助于我们在不久的将来对这一关键要素的演变有一个更好的全球看法。
2001-03-12 astro-ph
Inferring physical conditions in interstellar clouds of H_2
我们已经开发了一个程序，模拟的形成，破坏，辐射转移，和振动/转动激发的H_2在一个详细的方式。我们讨论了如何使用此类代码以及漫射和半透明视线中H_2的FUSE观测来推断各种物理参数。我们说明的主要物理参数（紫外辐射场，气体密度，金属性）的变化的影响，我们指出在何种程度上，一个参数的变化可能会反映在另一个。给出了分子分数f_H_2与云柱密度、辐射场和H_2粒子形成速率的函数关系式。一些漫射和半透明的视线可能是一起观看的多个不同云的串联。这种情况可能会产生与数据一致的观测值，使用视线唯一识别一组物理参数的问题复杂化。最后，我们举例说明了我们的程序在一个数据集合中的应用，例如在大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC/SMC）中的H_2的FUSE调查，以限制在这些低金属丰度环境中升高的UV辐射场强度和降低的H_2颗粒形成速率。
2002-09-19 astro-ph
86 GHz SiO maser survey of late-type stars in the Inner Galaxy III. Interstellar extinction and colours of the SiO targets
我们已经确定了441晚型恒星的样本在银河系内部，我们以前搜索的SiO脉泽发射，使用2 MASS近红外测光周围的恒星的消光校正。由此，发现近红外消光定律近似于幂律A $_λ\propto λ^{-1.9\pm0.1}$。综述了已知Mira星的近红外和中红外色-色性质。从SiO靶星的去红红外色分布，我们推断出$10^{-7}$和$10^{-5}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$之间的质量损失率。
2005-03-08 astro-ph
Metals in the Neutral Interstellar Medium of Starburst Galaxies
由于它们的接近，局部恒星爆发非常适合高分辨率和灵敏度的多波长观测，旨在测试我们对恒星形成，大质量恒星的演化，星际介质（ISM）的物理和化学演化的想法。高分辨率紫外光谱与FUSE和STIS最近给出了可能性，非常详细地描述了中性ISM在当地的星爆由于存在于这个光谱范围内的许多吸收线从离子的最常见的重元素。在这里，我们提出了两个附近的星暴星系，I Zw 18和NGC 1705的结果，并显示这些结果与这些恒星系统的恒星形成历史和演化状态。
2004-11-22 astro-ph
The FUSE Spectrum of PG0804+761: A Study of Atomic and MolecularGas in the Lower Galactic Halo and Beyond
本文分析了低红移类星体PG 0804 +761（z=0.100）在中等分辨率（FWHM=25 km/s）下的FUSE谱中的星际和星系际吸收线，方向l=138.3，b=31.0。该光谱具有良好的信噪比，而且沿视线存在几种有趣的银河系和河外吸收成分，因此提供了一个很好的机会来证明聚变利用卫星进行星际和河外科学研究的能力。虽然PG 0804 +761的光谱主要是来自本地银河系气体的强吸收，我们集中我们的研究分子氢和中性中性和电离金属的吸收有关的中速云在较低的星系晕在-55公里/秒，和OVI扩展到负速度的吸收。在IVC中，在转动能级0和1的5条谱线上发现了弱的分子氢吸收，导致总的H_2柱密度为logN = 14.71（± 0.30）。我们推导出了1.03（+0.71-0.42）太阳的IVC的OI气相丰度。在-110 km/s的负速度下发现OVI的吸收，但在-180 km/s的速度下没有发现任何物质的吸收，预计附近的高速复合体A会吸收。最后，我们发现星系际吸收的干预HI Ly betax吸收剂在z=0.019和吸收HI，CIII和OVI在相关的系统在z=0.102。在PG 0804 +761的光谱中没有观察到插入的OVI吸收剂。
2000-10-17 astro-ph
Far-Ultraviolet Observations of Starburst Galaxies with FUSE: Galactic Feedback in the Local Universe
我们分析了16个本地恒星爆发的样本的FUSE远紫外光谱。这些星系的恒星形成率几乎跨越三个数量级，恒星质量超过两个数量级。我们发现，最强的星际吸收线通常是蓝移相对于星系系统速度约50至300公里/秒，这意味着存在恒星爆发驱动的星系外流。外流速度平均随恒星形成率和单位质量恒星形成率的增大而增大。我们发现流出的日冕阶段（T ~几十万K）的气体检测通过OVI 1032吸收线在几乎每个星系。这种流出气体的运动学不同于低电离物质，并且与辐射冷却气体的预测一致（最有可能在X射线追踪的热流出气体和冷环境物质之间的界面处产生）。日冕气体的辐射通常不会被探测到，这意味着这个阶段的辐射冷却不会影响风的动力学/能量学。我们发现，较弱的星际吸收线位于接近系统的速度，这意味着流出的气体有一个较低的柱密度比静止的气体在星爆。从莱曼边缘以下的直接观察和CII 1036线核心处的小剩余强度，我们得出结论，电离辐射的绝对逃逸分数很小（通常小于百分之几）。这个样本提供了一个独特的窗口，对本地星暴星系的全球性质和理解高红移星系光谱有用的比较样本。
2008-11-21 astro-ph
A Survey of FUSE and HST Sightlines through High-Velocity Cloud Complex C
利用档案远紫外线光谱探测器（FUSE）和哈勃太空望远镜（HST）的数据，我们已经收集了八个视线通过高速云复合体C的调查。所观察到的离子种类的丰度在这些视线中变化显著，表明复合物C的特征不在于单一的金属丰度。基于[OI/HI]的可靠金属丰度范围为0.1-0.25太阳能。基于[SII/HI]的金属丰度范围为0.1-0.6太阳能，但随着HI柱密度的降低丰度的趋势表明，光电离校正可能会影响到[S/H]的转换。我们提出的模型的电离校正HI柱密度的依赖性，这些电离校正是显着的离子丰度转换时，元素丰度的S，Si和Fe。这次调查中测量的丰度表明，部分云的金属丰度比以前认为的要高，复合体C可能代表了“银河喷泉”气体与下落的低金属气体的混合物。我们发现[S/O]和[Si/O]有一个太阳比，这表明尘埃几乎没有耗尽。此外，所测量的丰度表明相对于N和Fe，O、S和Si的丰度过高。这些α元素的增强表明，复合体C中的大部分金属是由II型超新星产生的，然后可能通过超新星驱动的风或潮汐剥离从恒星形成区域移除，然后ISM可以被N和Fe富集。
2002-11-04 astro-ph
Diffuse interstellar bands in RAVE Survey spectra
我们已经使用光谱的热恒星的RAVE调查，以调查的可见性和性质的五个弥漫的星际带以前在文献中报道。银河系结构和运动学的RAVE光谱巡天记录了覆盖8400-8800埃波长区域的CCD光谱，分辨率为7500。光谱是在AAO用UK Schmidt获得的，配备了6dF多光纤定位器。8620.4 Ang的DIB是目前为止在RAVE波长范围内发生的所有DIB中最强和最干净的，没有受到热恒星中潜在吸收恒星线的干扰。它与变红密切相关，因此它被证明是测量它的可靠工具，遵循关系E（B-V）= 2.72（+/- 0.03）x E.W. (Ang)，有效的整个一般星际介质我们的银河系。在8648 Ang处的DIB的存在被证实。它的强度似乎无关的变红，在协议的不足和初步的报告，在文献中，其可测量性是强烈的严重混合与潜在的恒星氦双在8649昂。在8531和8572 Ang的两个弱DIBS看起来并不真实，实际上应该是潜在恒星线的混合。在8439 Ang处非常弱的DIB不能在更强的氢Paschen 18恒星线的轮廓内分辨。
2008-08-11 astro-ph
A FUSE Survey of Molecular Hydrogen in Intermediate-Velocity Clouds in the Milky Way Halo
利用远紫外光谱探测器（FUSE）观测资料研究了银河系低晕中速云（IVC）中氢分子的含量。我们分析了对56个（大部分是河外）背景源的星际吸收，研究了61个IVC组分中H柱密度>10^19 cm^-2的莱曼和维尔纳带的H_2吸收。对于信噪比较好的数据（每个分辨率元素的信噪比约为9或更高），在14个病例中，在柱密度在约10^14 ~约10^17 cm^-2之间变化的情况下，令人信服地检测到IVC气体中的H_2。在低信噪比的FUSE谱中，我们发现了另外17种可能的IVC中H_2的检测。氢分子的分数f在10^-6和10^-3之间变化，这意味着一种致密的、大部分为中性的气相，可能与这些云中的冷中性介质（CNM）有关。如果H_2处于生成-解离平衡状态，则这些云中的CNM可以用体积密度为n_H~30 cm^-3的致密（D~0.1 pc）细丝来表征。IVC气体中H_2的较高检出率表明，这些云团中的CNM是普遍存在的。可能存在具有高得多的分子分数的更致密区域，但是由于它们的尺寸小，在吸收中难以检测到它们。
2002-11-15 astro-ph
Interstellar 12C/13C from CH+ absorption lines: Results from an extended survey
星际介质（ISM）中的12 C/13 C同位素比值及其随时间的演化是恒星产额的重要示踪。该比率的空间变化可用于研究ISM中的混合。我们想确定这个比例和它的空间变化在本地ISM从CH+吸收线的光学朝早型星。目的是确定当地ISM的平均值，并研究可能的空间变化。我们观察了大量的早期型恒星与Feros的CH+同位素研究，以扩大合适的目标星的样本。最适合的目标是用具有更高信噪比和光谱分辨率的紫外线观测，以确定星际CH+线的同位素比。这项研究显著扩大了13 CH+检测的数量。我们发现平均比率<R>= 76.27 +- 1.94，或者当f = 1/R时，<f>=（120.46 +- 3.02）10^{-4}。f的离散度为6.3 sigma（<f>）。这一发现加强了当地ISM的化学不均匀性的情况下，在ISM的混合具有重要意义。考虑到大的散射，ISM中的当前值并不明显大于太阳值，这对应于4.5 Gyr前的本地值。
2007-11-15 astro-ph
FUSE Snap-Shot Survey of O VI Variability in the Winds of 66 OB-Type Stars
我们已经使用远紫外光谱探测器（FUSE）进行快照调查的OVI的变化在银河系和麦哲伦云的66 OB-type恒星的风。这些时间序列由两个或三个观测组成，间隔从几天到几个月不等。虽然这些时间序列提供了最低限度的检测变化所需的信息，本次调查表明，在OB型恒星的风中的O VI双线在不同尺度上的时间和速度是可变的。对于从O3到B1的光谱类型，64%随时间变化。在B1以后的谱型上，没有观测到风的变化。这部分代表了一个下限的真实发生率的变化，在O VI风线，这是非常常见的，可能无处不在。观测到的变化延伸到几百公里/秒的风廓线，可能很强。风OVI廓线变化的宽度与终极速度（\vinf）仅弱相关，但在变化的最大速度与\vinf之间导出了显著的相关性（接近1：1的关系）。高速度O VI风吸收功能（可能与其他风线中看到的离散吸收组件）也观察到在46%的情况下，从O3到B0.5的光谱类型。这些特征是可变的，但其传播的性质不能从这次调查中确定。如果X射线能通过俄歇电离产生足够的OVI，并且X射线来源于风中的强地震，则本研究表明，更强的地震在\vinf附近发生得更频繁，从而导致\vinf附近OVI的增强。
2003-02-02 astro-ph
Abundances and Physical Conditions in the Interstellar Gas toward HD 192 639
本文根据912 ~ 1361 A的FUSE和HST/STIS光谱，研究了HD 192639 [E_（B-V）= 0.64]附近星际气体的丰度和物理条件。这项工作构成了一个调查的分析，可以进行研究星际气体时，结合来自不同仪器的数据。低速（-18至-8 km/s）成分主要见于各种中性和单电离物质，如Cl、O I、S I、Mg II、Cl I、Cl II、Mn II、Fe II和Cu II。在FUSE谱中出现了大量的H2谱线，最低转动能级的动力学温度T_（01）=（90 +/- 10）K。对C I精细结构激发的分析表明，氢的平均局域密度为n_H =（16 +/- 3）cm^-3。在光电离平衡的假设下，由5个中性离子/第一离子对导出的平均电子密度为n_e =（0.11 +/- 0.02）cm^-3。在高分辨率的K I和Na I光谱中看到的相对复杂的成分结构，相对较低的平均密度，以及测量到的损耗都表明视线包含一些弥漫的云，而不是一个单一的密集，半透明的云。Cl I中Cl的分数和分子形式的氢的分数的比较表明，在存在H2的区域中，分子分数比考虑平均视线导出的分子分数更高。通常，这样的比较可以允许识别和表征这样的复杂视线的半透明部分。综合数据还显示，各种物质的高速分量接近-80 km/s，似乎主要是电离的，可能是由于辐射冲击。将给出该气体中的条件的简要概述。
2002-05-23 astro-ph
A Far Ultraviolet Archival Study of Cataclysmic Variables: I. FUSE and HST/STIS Spectra of the Exposed White Dwarf in Dwarf Nova Systems
本文综合分析了静止期期间5颗矮新星的远紫外光谱探测器（FUSE）和哈勃空间望远镜/空间望远镜成像光谱仪（HST/STIS）光谱。我们使用我们的合成光谱代码，包括选项的氢准分子卫星线（低温恒星大气），NLTE近似（高温恒星大气）的治疗，并为一个系统（RU Peg），我们模型的星际介质（ISM）的分子和原子氢线。在这里介绍的所有系统中，FUV通量连续体是由于WD。这些光谱还表现出一些宽的发射线。在这项工作中，我们确认了一些以前的FUV分析结果，但我们也提出了新的结果。对于4个系统，我们结合了FUSE和STIS光谱，以覆盖更大的波长范围并改善光谱拟合。这项工作是我们更广泛的HST档案研究计划的一部分，在该计划中，我们的目标是通过结合FUSE和HST FUV光谱，为周期间隙以上和以下的灾难变量提供准确的系统参数。
2008-02-14 astro-ph
Hydrogen column density evaluations toward Capella: consequences on the interstellar deuterium abundance
长期以来，五车二方向的氘丰度评估一直被用作我们银河系内局部星际介质（ISM）的参考。我们在这里表明，广泛和弱HI组件可能存在于卡佩拉视线，导致一个大的新的额外的系统的不确定性的N（HI）的评估。卡佩拉的D/H比等于1.67（+/-0.3 x10 ^-5，所有拟合的卡方几乎相同（这个范围只包括系统误差; 2 σ统计误差相比之下几乎可以忽略不计）。可以得出结论，在HI柱密度低于10^19 cm^-2（如果通过额外的观测得到证实，甚至可能低于10^20 cm^-2）的情况下，D/H估算可能会出现比以前预期的更大的不确定性。它是mentionned的D/O比可能是一个更好的示踪DI变化的ISM最近测量的远紫外光谱探测器（FUSE）。
2002-04-23 astro-ph
Extending the limits of globule detection -- ISOPHOT Serendipity Survey Observations of interstellar clouds
用ISOPHOT 170 $μ$ m偶然巡天（ISOSS）发现了一个微弱的$I_{\rm 170}=4$ MJysr $^{-1}$双极球。ISOSS J 20246+6541是一个冷（$T_{\rm d}\approx 14.5$ K）FIR源，没有IRAS点源对应物。在数字化巡天B波段中，它被视为3 \arcmin大小的双极星云，平均超额表面亮度为$\approx 26$ mag/ $\square $ \arcsec。用IRAM-30 m望远镜多同位素、多能级CO测量确定的CO柱密度分布与光学外观吻合得很好。从FIR和CO数据推导出平均氢柱密度为$\approx 10^{21}$ cm $^{-2}$。使用400 pc的运动学距离估计，CO、HCO $^+$和CS测量的NLTE建模给出了$\approx 10^4$ cm $^{-3}$的峰值密度。多波长的数据将ISOSS 20246+6541作为一类球状体的代表，由于它们的角尺寸小和100 $μ$ m的亮度低，到目前为止还没有发现。发现$X(^{13}CO) \ge 150\times X(C^{18}O)$的$^{13}$ CO显著过量。这可能是由于同位素选择性化学过程。
2002-02-28 astro-ph
Imprints of neutron stars in the interstellar medium
我们对超新星遗迹（SNRs）内的X射线中心致密天体（CCOs）进行了HI调查，结果表明，其中许多都位于当地HI极小值范围内。这些最小值的性质尚不清楚，但最可能的解释是CCO疏散了邻近的气体。这次调查还使我们能够在SNR Vela Jr内部探测到一个微弱的弥散射电星云，可能是由其相关CCO的风产生的。
2003-10-23 astro-ph
