A Far-Ultraviolet View of Starburst Galaxies
本文讨论了与1200埃以下波长区有关的星暴星系的最新观测和理论结果。这篇评论涵盖了恒星、尘埃以及热气体和冷气体。该波长区域遵循与在较长波长处看到的趋势类似的趋势，但有几个明显的例外。即使是最年轻的恒星星族也显示出光谱能量分布的翻转，谱线覆盖更为明显。此外，O-VI线允许人们在比可能的更长波长的线更高的温度下探测气体。分子氢线（如果检测到）提供了冷相的一瞥。我涵盖了912 A以下的关键波长制度和最近试图探测逃逸的电离辐射的影响。
2004-10-22 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
Re-examining the Lyman Continuum in Starburst Galaxies Observed with the Hopkins Ultraviolet Telescope
我们已经重新评估了莱曼连续辐射的约束条件，从四个星暴星系观察霍普金斯紫外望远镜（HUT）在Astro-2任务。应用我们银河系中星际气体吸收的详细模型，并使用最新的HUT数据产品，我们发现红移莱曼连续谱的上限比以前报道的限制性更小（Leitherer et al. 1995 ApJ，454，L19）。确定的天体物理和仪器效应允许2-sigma上限不紧于5.2%，11%，57%，和3.2%，分别设置在IRAS 08339+6517，Mrk 1267，Mrk 66和Mrk 496的莱曼连续谱光子的逃逸分数上。未被探测到的星际成分（包括H_2）的吸收或母星系中的气体或尘埃对出射光谱的调制可能会使真实的逃逸分数超过这些修正的上限。
1997-03-06 astro-ph
A Composite Extreme Ultraviolet QSO Spectrum from FUSE
远紫外线光谱探测器（FUSE）对低红移宇宙（z < 1）中的活动星系核进行了大样本（> 100个）观测。它在短波长的响应使得直接测量z < 0.3的类星体和Seyfert 1星系的EUV光谱形状成为可能。使用档案FUSE光谱，我们形成了一个复合极紫外（EUV）光谱的类星体在z < 1，并比较它的紫外/光学复合光谱的类星体在更高的红移，特别是复合光谱档案哈勃太空望远镜光谱。
2004-03-29 astro-ph
Surface Brightness of Starbursts at Low and High Redshifts
从不同的太空任务中观测到的静止帧紫外线被用来定义附近的星暴区域，这些区域在几百秒差距的尺度上具有最高的表面亮度。在静止坐标系波长为1830 A时，亮极限为6 × 10 ^-16尔格/cm ^2·s-A·arcsec ^2。最亮像素中的表面亮度是针对哈勃深空中z > 2.2的18个星系测量的。在修正宇宙学调光后，我们发现高红移恒星爆发具有内在的紫外表面亮度，通常是低红移恒星爆发亮度的四倍。目前还无法断定这种差异是由于高红移星暴区域的尘埃遮蔽减少，还是由于恒星形成的内在强度更大。星暴区的表面亮度增强可能是解释所观察到的由恒星形成引起的紫外光度随红移而增加的主要因素。
1998-06-30 astro-ph
Ultraviolet Dust Grain Properties in Starburst Galaxies: Evidence from Radiative Transfer Modeling and Local Group Extinction Curves
本文总结了星暴星系中尘埃粒子紫外特性的证据。对星暴星系的观测清楚地表明，2175 A特征很弱或不存在。这可能是由于辐射转移效应（混合尘埃和恒星）或由于尘埃颗粒不具有这种特征。球形DIRTY辐射转移模型暗示这不是辐射转移效应，但其他具有圆盘/凸起几何形状的辐射转移模型发现了可能是辐射转移效应的情况。最近对麦哲伦云和银河系的消光曲线的研究表明，传统的关于小麦哲伦云中没有2175 A特征的低金属丰度的解释可能是不正确的。SMC有一个具有2175 A特征的视线，而银河系的视线没有这个特征。此外，在麦哲伦星云和银河系中发现2175 A特征很弱或不存在的地方，有证据表明最近有恒星形成。综合星暴星系的辐射转移模型和本群消光曲线的行为，星暴星系中的尘埃颗粒可能本质上缺乏2175 A特征。
2005-01-25 astro-ph
Dust-Induced Systematic Errors in Ultraviolet-Derived Star Formation Rates
静止帧远紫外（FUV）光度构成了我们对所有宇宙时期恒星形成的理解的“支柱”。这些光度通常是通过假设星暴星系的紫外光谱斜率和FUV衰减之间的紧密关系适用于所有恒星形成星系来校正尘埃的。从七个独立的紫外线实验的数据表明，静止的，“正常”的恒星形成的星系偏离大幅度从星爆星系光谱斜率衰减的相关性，在这个意义上说，正常的星系比星爆红。空间分辨数据的大麦云云表明，尘埃的几何形状和属性，再加上一个小的贡献，从旧的恒星星族，导致偏离星爆星系光谱斜率衰减相关。将星暴和超亮红外星系的数据折叠起来，很明显，静止帧紫外光学颜色和UV/H-alpha都不能显著地帮助限制紫外衰减。这些结果认为，估计SF率从静止帧UV和光学数据单独受到大（至少几个）系统的不确定性，因为灰尘，这不能可靠地纠正只使用UV/光学诊断的因素。
2002-05-24 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 Observations of Outflowing OVI in the Dwarf Starburst Galaxy NGC1705
我们报告的原型矮星暴星系NGC 1705的FUSE远紫外光谱。这些数据使我们能够第一次探测日冕相气体（T = 10 E5至10 E6 K），它可能主导超新星加热的ISM的辐射冷却，从而确定恒星爆发驱动的外流的动力学演化。我们检测到一个广泛的（100公里/秒）和蓝移（80公里/秒）的OVI吸收线在以前已知的星系外流。OVI吸收的性质与标准的超级气泡模型不一致，在该模型中，这种气体出现在外壳内的导电界面中。我们证明了NGC 1705中的超级气泡正在从ISM星系中吹出。在井喷期间，当热气体从冷气体的碎裂壳层中的裂缝中冲出时，可以通过流体动力学混合产生日冕相气体。当日冕气体辐射冷却时，它可以自然地产生观测到的OVI柱密度和流出速度。OVI数据显示日冕阶段气体的冷却速率小于超新星加热速率的10%。由于来自较热气体的X射线光度甚至更小，我们得出结论，辐射损失是微不足道的。外流应该能够将其金属和动能排出星系。这一过程对矮星系和IGM的演化具有潜在的重要意义。
2001-03-29 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
A Composite Extreme Ultraviolet QSO Spectrum from the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer
远紫外线光谱探测器（FUSE）对低红移宇宙（z < 1）中的活动星系核进行了大样本（> 100个）调查。它在短波段的响应使得直接测量z < 0.3的类星体和Seyfert 1星系的远紫外光谱特性成为可能。使用档案FUSE光谱，我们形成了z < 0.67的类星体的复合极紫外（EUV）光谱。在我们的分析中，在考虑了许多可能的系统误差来源之后，我们发现FUSE复合光谱的光谱斜率，对于F_ν \propto ν^α，α=-0.56 ^+0.38_-0.28，明显比EUV更难（λ \lesssim 1200 A）由哈勃太空望远镜的存档光谱形成的z > 0.33的类星体的合成光谱的一部分，α=-1.76 \pm 0.12。我们确定了几个突出的发射线的\fuse复合材料，并发现，高电离O VI和Ne VIII发射线增强相对于HST复合材料。幂律连续拟合到单个FUSE活动星系核光谱揭示了FUSE和FUSE + HST样品中EUV光谱斜率和活动星系核光度之间的相关性，在这个意义上，较低光度的活动星系核显示出较硬的光谱斜率。我们发现EUV光谱斜率的硬度和活动星系核黑洞质量之间的关系，使用文献中发现的这个数量的估计。我们解释这些结果的背景下，著名的活动星系核的光度和发射线强度，鲍德温效应之间的关系，鉴于FUSE活动星系核样本的中值光度是一个数量级低于HST样本。
2004-07-09 astro-ph
Ultraviolet-Optical observations of the Seyfert 2 Galaxies NGC 7130, NGC 5135 and IC 3639: Implications for the Starburst-AGN Connection
本文给出并讨论了三个Seyfert 2核（NGC 7130、NGC 5135和IC 3639）的HST（WFPC 2和FOC）图像和UV GHRS光谱以及地基近紫外到近红外光谱。这些星系，连同Mrk 477，是从一个更大的样本中选出的，其中包括20个最明亮的塞弗特2核，目的是研究塞弗特2核中紫外-光学-近红外无特征连续体的起源。这四个星系的辐射热光度，用IRAS的四个波段计算，为10^11 Lsol。它们足够接近，可以用核区域的HST来解决。这使得这些塞弗特2星系成为研究更遥远星系中星暴-活动星系核联系的基准。这些数据提供了直接的证据，证明存在一个中心核恒星爆发，它主导着紫外线，这似乎是所谓的无特征连续体的起源。这些星爆布满尘埃，结构紧凑。它们的大小（从不到100 pc到几百pc）比原型塞弗特2星系NGC 1068中看到的要小得多，也更接近核。这些恒星爆发的辐射热光度与它们被遮蔽的塞弗特1核的辐射热光度估计值相似，因此它们对这些星系的整体能量贡献相同。
1998-06-08 astro-ph
Far-Ultraviolet Spectra of AGN: First Results from FUSE
由中等红移（z~1）类星体的HST观测得到的合成谱表明，谱能量分布的峰值在~1000 A处，电离连续谱平稳地向短波长衰减，为$f_ν\sim ν^{-1.8}$。HUT和FUSE对附近AGN的观测（例如，3C 273）显示了类似的结果。FUSE光谱揭示了912-1200 A光谱范围内的丰富细节，包括O VI双峰和Lyb中的多组分本征吸收，以及O VI 1032，1038的令人惊讶的强窄线发射。对1200埃以下的活动星系核进行监测观测是可行的，这样的实验可以帮助解开活动星系核中本征吸收体的结构以及宽线区域的最高电离部分。
2000-08-30 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
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
Fluorescent Molecular Hydrogen Emission in IC 63: FUSE, HUT, and Rocket Observations
我们目前的远紫外观测IC 63，一个发射/反射星云照亮的B0.5IV恒星伽马仙后座，位于1.3 pc的星云。首先在IC 63中通过IUE检测到分子氢荧光，随后通过ORFEUS在较短波长处检测到分子氢荧光。在这里，我们提出了远紫外线光谱探测器（FUSE）对星云中三个位置的观测，并辅以霍普金斯紫外线望远镜（HUT）对星云中心位置的数据。此外，我们提出了一个探空火箭校准的FUSE光谱的伽马Cas。在所有三个FUSE点中检测到分子氢荧光。这种发射的强度以及来自其他物种的贡献被认为是随位置而变化的。探空火箭数据的绝对通量校准使我们能够可靠地预测入射到IC 63上的辐射场。我们使用这些数据来测试模型的荧光过程。我们的模型解决了现有的紫外观测之间的差异，并取得了令人满意的协议与FUSE观察到的H_2旋转结构。
2005-04-06 astro-ph
On-Orbit Performance of the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) Satellite
在发射远紫外线分光探测器之后，作为卫星正常运行准备工作的一部分，进行了长时间的校准和定性工作。在此期间进行的主要任务包括四个仪器通道的初步对准、聚焦和定性，以及仪器分辨率和吞吐量性能的初步测量。我们描述了从这个测试程序的结果，并提出初步估计的FUSE卫星的在轨性能的基础上结合这些数据和发射前的实验室测量。
2000-05-25 astro-ph
Near Ultraviolet sources in the Great Observatories Origins Deep Survey Fields
我们提出了一个紫外线（UV）选定的样本268个对象在两个领域的大天文台起源深调查（GOODS）。我们使用WFPC 2在U波段（F300 W）进行的平行观测，覆盖了88%的GOODS字段，以确定源，并仅选择与GOODS/ACS对应的对象。光谱红移的95这些来源是可用的，我们已经使用了多波长的GOODS数据来估计光度红移的其他人。大多数对象的值在0.2<z<0.8之间。我们用光度红移拟合得到的光谱类型来识别星暴星系。我们还目视检查了所有物体，并寻找潮汐效应和附近的同伴。我们发现，（i）45%的紫外选择星系是星爆，（ii）近75%的星爆有潮汐尾或显示出一些特殊的典型的相互作用或合并，（iii）~50%的同伴在5x 5弧秒的区域内。UV选择的样品具有平均静止帧M_B=-19.9 +-0.1。样本中最蓝的天体（U-B < 0.2和B-V < 0.1）位于1.1<z<1.9，具有特殊的形态，类似于蝌蚪，链或双团星系。z=0.8-1.3的蝌蚪状或团块状星爆的大小与LBG和紧凑的紫外线发光星系（UVLG）相当。
2006-07-17 astro-ph
Dust Absorption And The Ultraviolet Luminosity Density At z \approx 3 As Calibrated By Local Starburst Galaxies
本文改进了一种仅用静止系紫外光量测量星暴星系吸收校正紫外光光度的方法，并将其应用于哈勃深场观测中发现的z ~ 3处的U-dropout。该方法基于观测到的远红外（FIR）与紫外线通量之比与光谱斜率β（紫外线颜色）之间的相关性。一个简单的拟合这个关系允许被灰尘吸收的紫外线通量被计算，从而确定无尘紫外线光度。利用IUE谱和IRAS通量，对1600埃吸收A_{1600}和宽带色向β的转换进行了定标。我们发现，最近在射电和亚毫米级中HDF U-脱落的边缘和未检测到与我们计算的A_{1600}一致。这也是真实的光学发射线通量紫外线通量密度在最亮的U-辍学的比率的意见。后一个比率被证明不是灰尘消失的良好指标。在U-dropouts中，绝对星等与β相关：较亮的星系更红，就像在局部星暴星系中观察到的那样。这表明在z ~ 3时存在质量-金属丰度关系。U-dropouts的紫外光度函数可达M_{1600,0} ~ -24 ABmag，对应的恒星形成速率约为200 \Msun /yr（H_0 = 50 km/s/Mpc，q_0 = 0.5）。在z ~ 3处，经吸收校正的紫外光光度密度为ρ_{1600，0} => 1.4 × 10 ^{27} erg/s/Hz/Mpc ^3;这仍然是一个下限，因为还没有进行完全性校正，而且只有A_{1600} < ~3.6等的星系才足够蓝，可以被选为U-退落星系。在160…
1999-03-03 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
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
Molecular Hydrogen Emission Lines in Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Observations of Mira B
我们提出了新的远紫外光谱探测器（FUSE）的米拉A的风吸积伴星，米拉B的观测。我们发现，在FUSE光谱中最强的线是H2线荧光H I莱曼-α。先前分析的哈勃太空望远镜（HST）光谱也显示了许多莱曼α荧光H2线。HST的谱线都是莱曼谱线，而FUSE H2的谱线大多是维尔纳谱线，其中许多是以前从未在天体物理光谱中发现过的。我们结合FUSE和HST的数据，以完善的排放H2气体的物理性质的估计。我们发现，发射可以再现的H2层的温度和柱密度T=3900 K和log N（H2）=17.1，分别。HST和FUSE数据之间的另一个相似之处，除了H2发射的普遍性之外，是连续谱和高温发射线的惊人弱点，这表明Mira B上的吸积已经大大减弱。1999年8月2日HST观测到的紫外线通量比1979- 1995年HST和国际紫外线探测器（IUE）观测到的低一个数量级以上。对FUSE数据的分析显示，Mira B在2001年11月22日仍然处于类似的低状态。
2003-10-03 astro-ph
Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Spectroscopy of the Nova-like BB Doradus
我们提出了一个远紫外光谱探测器（{ \it{FUSE} }）光谱的鲜为人知的南部新星一样BB剑鱼座的分析。这张光谱是我们在第8周期{ \it FUSE}中对类似高十亿新星的恒星进行巡天时获得的。BB Dor的FUSE光谱，在高状态下观察到的，是用一个非常低倾角（可能低于10度）的吸积盘模拟的。假设WD的平均质量为0.8太阳质量，则质量吸积速率为1.E-9太阳质量/年，距离约为650 pc，与其方向上极低的银河系红化一致。光谱呈现出一些宽而深的硅和硫吸收线，表明这些元素分别是太阳的3倍和20倍。
2008-05-27 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
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
FUSE Measurements of Far Ultraviolet Extinction. I. Galactic Sight Lines
我们目前的消光曲线，包括数据下降到远紫外波长（FUV; 1050 - 1200 A）的9个银河视线。使用来自远紫外光谱探测器的数据测量FUV消光。选择这些视线是因为它们在红外线到紫外线之间具有不寻常的消光特性;它们探测的尘埃环境范围很广，这一点可以从它们测量的总消光与选择消光的比值R_V = 2.43 - 3.81中得到证明。我们发现，外推的菲茨帕特里克和马萨关系从紫外线似乎是一个很好的预测FUV消光行为。我们发现，基于Cardelli，Clayton & Mathis（CCM）对R_V的依赖性对FUV灭绝的预测给出了混合的结果。对于CCM在红外到紫外中很好地表示的七条消光曲线，FUV消光在三条视线中被很好地预测，在两条视线中被过度预测，在两条视线中被低估。最大熵法分析使用一个简单的三个组件的粮食模型表明，在研究中的九个视线中的七个需要更大比例的粮食材料在灰尘中时，FUV消光包括在模型中。大多数添加的颗粒材料是小（半径< 200 A）颗粒的形式。
2005-02-24 astro-ph
FUSE and HST/STIS far-ultraviolet observations of AM Herculis in an extended low state
我们已经获得了FUSE和HST/STIS时间分辨光谱的极性AM武仙座在深低状态。光谱完全由白矮星的辐射所支配。远紫外线（FUV）通量以及光谱形状在轨道周期内变化很大，最大通量发生在与高态相同的相位。这些变化是由于白矮星上存在一个热点，我们对此进行了定量建模。白矮星的参数可以从光谱拟合到微弱的相位数据，当热点是self-eclipse。采用Thorstensen确定的79+8-6pc距离，我们得到有效温度为19800 ± 700 K，质量为Mwd=0.78+0.12-0.17Msun。热点的温度比高态时低，约34000- 40000 K，但覆盖面积相似，约占白矮星表面的10%。在2002/3年的四个不同时期拍摄的低态FUSE和STIS光谱显示FUV通量水平或光谱形状没有变化，这意味着白矮星温度和热点温度，大小和位置不依赖于系统在低态中度过的时间。可能的解释是在低水平上持续的吸积，或深层加热，这两种选择都有我们讨论的一些弱点。在FUSE和STIS光谱中没有检测到光球金属吸收线，表明白矮星大气中的平均金属丰度低于1 e-3倍太阳值。
2005-11-03 astro-ph
Deuterium Toward WD1634-573: Results from the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) Mission
利用远紫外分光探测器（FUSE）观测数据研究了白矮星WD 1634 -573（d=37.1+/-2.6 pc）沿视线方向的星际吸收。结合我们对D I的测量和来自极紫外探测器数据的H I测量，我们发现WD 1634 -573的D/H比为D/H=（1.6+/-0.5）e-5。相比之下，将我们的测量值D I/O I=0.035+/-0.006和D I/N I=0.27+/-0.05乘以公布的银河ISM气相O/H和N/H的平均比率，分别得到D/H（O）=（1.2+/-0.2）e-5和D/H（N）=（2.0+/-0.4）e-5。请注意，上面引用的所有不确定性均为2 sigma。D/H（O）和D/H（N）之间的不一致性表明，WD 1634 -573的O I/H I和/或N I/H I比值必须不同于先前测量的平均ISM O/H和N/H值。从D I/N I计算D/H（N）更值得怀疑，因为相对的N和H电离态可以在LISM内变化，而O和H电离态将通过电荷交换更紧密地耦合。
2001-12-12 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
Ultraviolet Signposts of Resonant Dynamics in the Starburst-Ringed Sab Galaxy, M94 (NGC 4736)
M94（NGC 4736）的研究使用了来自紫外成像望远镜（FUV波段）、哈勃太空望远镜（NUV波段）、基特峰0.9米望远镜（H-α、R和I波段）和帕洛玛5米望远镜（B波段）的图像，以及来自国际紫外探测器和利克1米望远镜的光谱。宽视场UIT图像显示FUV发射来自（a）细长的核，（b）扩散的内盘，其中在吸收中观察到H-α，（c）在内盘周边的H II区域的明亮内环（R = 48 arcsec）。= 1.1千秒差距），以及（d）两个500秒差距大小的热恒星结外的环直径相对两侧的核心（R= 130弧秒。= 2.9千磅/秒）。HST/FOC图像将来自核区域的NUV辐射分解为明亮的核心和微弱的20角秒。在30度的位置角处的长"迷你杆“。光学和IUE光谱的核心和弥漫的内盘表明，大约10^7或10^8岁的恒星星族从低水平的恒星诞生活动混合一些LINER活动。对H-alpha、FUV、NUV、B、R和I波段辐射以及其他观测到的恒星和气体示踪物的分析表明，M94中大部分恒星的形成都是通过环棒动力学进行的，包括核迷你棒、内环、椭圆盘和外环。特别是内部星暴环和中间半径的双对称结，认为棒介导的共振是M94目前演化的主要驱动力。类似的过程可能也控制着在高红移观测到的“核心主导”星系的演化。红移约为1.5的引力透镜“椒盐星系”（0024+1654）在这方面提供了一个重要的先例。
2000-11-13 astro-ph
Spectral Energy Distributions of starburst galaxies in the 900-1200 A range
本文给出了用FUSE远紫外光谱探测仪观测到的12个星暴星系的970-1175 A光谱能量分布。我们利用FUSE的高光谱分辨率来估计尽可能不受星际线影响的连续谱。连续谱是相当平坦的，在少数情况下，在λ <~1050 A处减少，其幅度与尘埃消光的各种指标相关。远紫外SED与合成人口模型进行了比较。几乎没有灭绝的星系有一个SED，这与一些百万年前正在进行的恒星形成相一致。通过比较遮蔽星系的SED和经验的无尘SED，我们得到了在965-1140 A波长范围内的平均尘埃衰减规律。消光系数在1040埃波长范围内几乎是恒定的，但在较短的波长范围内会上升.我们比较我们的结果与其他研究的灭绝星系和恒星在这个波长范围内。
2002-06-10 astro-ph
FUSE Observations of Galactic and Intrinsic Absorption in the Spectrum of the Seyfert 1 Galaxy 2MASX J21362313-6224008
本文介绍了用远紫外光谱探测器（FUSE）获得的塞弗特1星系2 MASX J21362313-6224008的远紫外光谱。光谱的特点吸收银河OVI在两个速度和红移HI莱曼β和γ，CII，CIII和O VI。红移的吸收特征代表了一个相对于活动星系核蓝移了~310 km/s的运动学分量。我们使用光致电离模型来推导吸收气体的物理参数的约束。另一种解释的吸收线也提出了，即吸收气体与干预星系团。
2003-12-29 astro-ph
Young and Intermediate Stellar population in Seyfert 2 galaxies
我们提出并讨论了近紫外和光学地基光谱的20个最明亮的塞弗特2核，和HST紫外图像和紫外光谱的其中一些。目标是研究星暴-活动星系核的联系和无特征连续体的起源。结果表明，样本中一半的细胞核含有年轻和/或中年人口。这些恒星形成于短时间的强有力的尘埃星暴中，其辐射热光度与其被遮蔽的塞弗特1核的估计辐射热光度相似。
2000-01-07 astro-ph
Far Ultraviolet Observations of the Dwarf Novae SS Aur and RU Peg in Quiescence
我们分析了两颗U型矮星新星SS Aur和RU Peg的远紫外分光探测器（FUSE）光谱，这两颗新星分别在它们最后一次爆发后28天和60天观测到。在这两个系统的FUSE光谱（905 - 1182）揭示了证据的基础吸积白矮星暴露在远紫外线。我们的理论模型网格产生了与FUSE光谱最佳拟合的光球，SS Aur的Teff=31，000 K，RU Peg的Teff=49，000 K。这项工作提供了两个以上的矮新星系统与已知的白矮星温度以上的周期差距，很少有人知道。在SS Aur中没有CIII（1175 A）吸收和高于太阳的N的高度表明SS Aur可能是一个额外的吸积白矮星，其表面C/N比来自CNO处理。对于RU Peg，建模的不确定性阻止了关于表面丰度和旋转速度的任何可靠结论。
2004-06-18 astro-ph
Ultraviolet Galaxy Counts from STIS Observations of the Hubble Deep Fields
我们目前的星系计数在近紫外线（NUV; 2365 nm）和远紫外线（FUV; 1595 nm）从空间望远镜成像光谱仪（STIS）的观测部分的哈勃深场北（HDFN），哈勃深场南（HDFS），和一个平行的领域附近的HDFN。所有三个领域都有深（AB $>$ 29）的光学成像，我们确定的幅度采取的限制光学等照度线内检测到的紫外线通量。对检测到的物体的UV光学颜色的分析，结合UV图像的视觉检查，表明在UV图像中没有在光学中未检测到的可检测物体。我们确定我们的检测区域和完整性作为一个函数的大小与模拟的星系分布的基础上HDFN宽视场行星相机2（WFPC 2）V+I图像。星系计数达到$NUV_{AB}=29$和$FUV_{AB}=30$，比HDFN WFPC 2/F300 W计数暗1等，比气球计数暗7等。我们整合我们的测量，提出河外背景辐射来自解决对象。NUV星系计数显示，在大约$NUV_{AB}=26.0$时开始变平或翻转，这既不是基于局部光度函数的无演化模型预测的，也不是由半解析模型预测的，在该模型中，恒星爆发是由主要合并引起的。FUV计数也显示出平坦的斜率。我们认为，平坦的斜坡可能是由于恒星形成的占空比短，小合并引发的额外的星爆，以及星爆事件之间的延长静止期。
2000-08-16 astro-ph
UV dust attenuation in normal star forming galaxies: I. Estimating the L_TIR/L_FUV ratio
我们分析的尘埃衰减特性的体积有限，光学选择的样本正常恒星形成星系在附近的星系团观测GALEX。使用三个独立的指标来估计内部衰减，即：总红外线与远紫外线发射的比率、紫外线光谱斜率β和巴耳末衰减。我们证实，正常星系遵循L_TIR/L_FUV-β关系从一个观察到的星暴星系偏移。这种偏移被发现与出生率参数，从而与星系恒星形成的历史弱相关。我们研究了尘埃衰减与其他全球性质，如金属丰度，动力学质量，电离气体衰减，H α发射和质量表面密度的相关性。正如预期的那样，富含金属的大质量星系在紫外线下比小系统更严重地熄灭。对于相同的气体金属丰度，正常星系的L_TIR/L_FUV比比星暴星系的低，这与在L_TIR/L_FUV-β关系中观察到的差异相一致。然而，出乎意料的是，我们发现，正常的恒星形成星系遵循完全相同的金属丰度和紫外光谱斜率β之间的关系，确定为星爆，复杂化我们的理解的尘埃属性。这一结果可能表明正常星系和星爆之间存在不同的尘埃几何形状，但也可能是由于IUE星爆数据集中最终存在的孔径效应。目前的多波长研究使我们能够提供一些经验关系，从总红外远紫外比（L_TIR/L_FUV）可以估计时，远红外数据缺失。
2005-10-06 astro-ph
The Starburst-AGN connection: Implications for the Unification of Seyferts
在紫外线、光学和近红外波长的观测显示，在塞弗特2（Sy 2）星系的核区域存在最近的恒星形成，这表明星暴和塞弗特现象之间存在联系。根据活动星系核环核星暴的标准统一模型，Sy 1和Sy 2星系中也必须存在（并且数量相同）。这篇评论讨论的证据，有利于星暴活动星系核的连接，以及可能的差异，在恒星形成活动之间的Sy 1和Sy 2，这表明另一种解释的塞弗特分类标准统一模型提出的。
2001-09-27 astro-ph
Hiden Star Formation: The Ultraviolet Perspective
许多最近估计的恒星形成率密度在高红移依赖于静止帧紫外（UV）数据。它们对灰尘的吸收非常敏感。应用远红外（FIR）与紫外线的流量比和紫外线的颜色之间的相关性发现在一个本地的星爆星系样本到z ~ 3，可以解释大部分的FIR背景。然而，这种相关性是基于一个不包括最极端的星爆的样本，即超亮红外星系（ULIGs）。我们新的紫外线图像的ULIGs显示，他们的FIR通量是低估了这种相关性的因素，从7到70。我们将讨论ULIGs如何与各种类型的高Z星系进行比较：亚毫米源，莱曼破碎星系和极端红色物体。
2000-11-10 astro-ph
The Stellar Content of Nearby Star-Forming Galaxies. III. Unravelling the Nature of the Diffuse Ultraviolet Light
我们调查的性质，在12个本地星暴星系的扩散内集群紫外光，使用长缝紫外光谱获得的空间望远镜成像光谱仪（STIS）搭载哈勃太空望远镜（HST）。我们把这个微弱的星团内光作为每个星系的场，并将其光谱特征与STARBURST 99进化合成模型和邻近的星团进行比较。我们的主要结果是，在12个星爆中，有11个星爆中的漫射紫外光缺乏强烈的O星风特征，而这些特征在同一星系中的发光星团的光谱中清晰可见。主导星团和场光谱的恒星特征的差异表明，场光主要来自不同的恒星星族，而不是来自大质量星团泄漏的紫外光子的散射。我们考虑几个方案，以了解缺乏观察到的O型星在该领域，其影响的起源领域的恒星星族。如果场的恒星星族是在原地形成的，那么场的IMF必须比Salpeter（3.0-3.5）更陡，或者Salpeter斜率的上限是30-50太阳质量。如果恒星的形成主要发生在星团中，那么这个区域可能是由较老的、褪色的星团和/或与发光星团同时代但质量较低的星团组成。如果磁场是由更老的、正在溶解的星团组成的，我们估计星团（无论质量如何）需要在7-10百万年的时间尺度上溶解才能产生磁场（删节）。
2005-05-02 astro-ph
The stellar population and the evolutionary state of HII regions and starburst galaxies
RHII和星暴都是由大质量恒星提供动力的。它们是通过辐射能和机械能加热ISM的主要贡献者。本文综述了利用紫外光和光学积分光反演RHII和星暴的恒星成分和演化状态的技术。更详细地讨论了RHII原型（NGC 604）和核星暴（NGC 7714）。结果表明，这些对象的多波长分析，以估计其恒星的内容和它们的演化状态在一个一致的方式的必要性。
1999-12-28 astro-ph
Deuterium abundance toward G191-B2B: Results from the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) Mission
用远紫外光谱探测器（FUSE）获得了热白矮星G191-B2 B的高分辨率光谱，覆盖波长范围905- 1187 A。这些数据与现有的高分辨率哈勃空间望远镜STIS观测结合使用，以评估沿视线的HI、DI、OI和NI柱的总密度。由于DI莱曼α线的饱和强度，以前根据GHRS和STIS观测确定的N（DI）是有争议的。在本分析中，DI的柱密度仅使用FUSE观察到的不饱和莱曼-β和莱曼-γ线测量。仔细检查可能的系统的不确定性联系到恒星连续体的建模或在FUSE仪器特性的不确定性已经进行。推导出的柱密度为：log N（DI）= 13.40 +/-0.07，log N（OI）= 14.86 +/-0.07，log N（NI）= 13.87 +/-0.07，引用2 σ不确定度。用莱曼-α线的轮廓拟合来测量HI柱密度是不可靠的。如果在沿视线方向的三个被探测云中加入额外的弱热星际成分，即使莱曼α的信噪比和光谱分辨率都很好，HI柱密度也会相当显著地降低。对G191-B2B的N（HI）的新估计为：log N（HI）= 18.18 +/-0.18（2-sigma不确定性），因此视线上的平均（D/H）比为：（D/H）= 1.66（+0.9/-0.6）*10^-5（2-sigma不确定性）。
2001-12-07 astro-ph
A Revised Ephemeris and FUSE Observations of the Supersoft X-ray Source CAL 83
本文用超软X射线双星CAL 83测定了新的星历表。由于轨道周期改进为1.047568天，现在有可能将过去二十年获得的光度和光谱数据与FUSE拍摄的新的远紫外光谱相结合。讨论了CAL 83的轨道光变曲线和长期光变曲线的性质以及颜色。在远紫外线中，唯一被探测到的恒星特征是来自O VI共振双重态的辐射。这种发射的径向速度似乎不同于HeII在光学区域，虽然我们只有部分的O VI线的相位覆盖。FUSE连续谱的变化在相位和振幅上与光学光变曲线相似。
2003-11-17 astro-ph
Quantifying dust and the ultraviolet radiation-density in the local universe
一个有远红外线和紫外线通量的局部星系样本被用来估计星系中的特征尘埃消光，并测试标准尘埃特性是否合理。假设星系可以用一个单一的尘埃光学厚度来表征（当然对于具有主要星暴成分的星系是无效的），本地星系的红外过量和紫外颜色被发现与正常的银河系尘埃一致，E（B-V）的平均值为0.16。很大一部分的尘埃加热是由于较老，较低质量的恒星，这一比例增加到早期星系类型。用一个简单的屏尘模型对星暴星系的F_fir/F_uv与uv的色图进行分析，并不支持Calzetti（1999）而不是银河系的消光定律，尽管在几个具有IUE光谱的星系中没有预期的强2200 A特征确实表明需要更详细的辐射转移模型，可能是非球形几何。一个简单的处理，其中的100/60亩的通量比是用来减去光学厚的星爆贡献的远红外辐射的结果在较低的消光估计的光学薄卷云组件，平均E（B-V）为0.10的紫外线光度密度，尘埃消光校正，推导出和本地的平均恒星形成率推断值。这与以前从紫外线调查和H-α调查中得出的估计一致。
2003-05-02 astro-ph
A multi-wavelength study of the starburst galaxy NGC 7673
HST/WFPC 2的图像将NGC 7673分解成大量的星团。其中，31个落在IUE大光圈内，用于获取星系的综合紫外光谱。我们已经安装Starburst 99进化合成模型，观察到的颜色，这些集群和派生的年龄，reddenings，和群众的集群。然后，一个简单的总和的集群合成的紫外光谱已被比较，观察到的IUE光谱，以研究恒星的形成历史的NGC 7673。
2004-11-16 astro-ph
Proto-Galactic Starbursts at High Redshift
我们已经计算了演化的紫外-毫米光谱能量分布（SED）产生的原银河系恒星爆发在高红移，纳入化学演化的星际介质在一个一致的方式。尘埃消光是以一种新颖的方式计算的，它不是基于消光曲线的经验校准，而是基于分子云的寿命，这种分子云延迟了每一代紫外波长恒星的出现，通常为1500万年。预测的静止帧远红外到毫米波发射包括分子发射线光度（$^{12}$ CO和O $_{2}$等分子）的计算与不断变化的化学丰度一致。在这里，我们提出了这个新模型的细节，以及它的预测与几个高红移观测，即：莱曼极限星系的紫外SED，高红移射电星系4C41.17和8 C1435，哈勃深场（HDF）的SCUBA亚毫米巡天，和中等红移椭圆星系的SED比较的结果。通过我们新的红化方法，我们能够拟合莱曼极限星系1512-cB 58的光谱，并且我们发现在1600 nm处的消光约为1.9等。该模型还预测，大多数莱曼极限星系应该有一个$α$值在这个范围内，因为它是观察。一个典型的莱曼极限星系的850 $μ$ m通量密度预计只有$\simeq 0.5$ mJy，因此HDF（或任何其他目前可行的亚毫米巡天）中最明亮的亚毫米光源的光学对应物不太可能是莱曼破裂星系。
1999-10-15 astro-ph
GALEX Observations of the Ultraviolet Halos of NGC 253 and M82
我们目前的星系演化探测器（GALEX）的原型边缘星暴星系M82和NGC 253的图像。我们最初的分析仅限于复杂的紫外线（UV）灯丝在恒星爆发驱动的流出星系晕。晕中的紫外光亮度太高，除了M82中最亮的灯丝外，不可能由激波加热或光电离的气体提供，这表明大部分紫外光是星爆的恒星连续体，被外流中的尘埃散射到我们的视线中。这一解释与以前的结果从光学成像偏振在M82。在这两个星系的紫外线灯丝的形态显示出高度的空间相关性与H-α和X射线发射。这表明这些外流包含冷气体和尘埃，其中一些可能会排入星系际介质（IGM）。在M82以北11千秒差距的“H-α帽”中可以看到紫外线。如果这个气冠是风的流体进入一个预先存在的气体云的结果，那么这个气体云就含有尘埃，并且在本质上不是原始的，而是可能从M82或M81剥离出来的。如果星暴风有效地将尘埃驱逐到IGM中，这可能对宇宙学上遥远物体的观测产生重大影响。
2004-11-11 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
An Ultraviolet through Infrared Look at Star Formation and Super Star Clusters in Two Circumnuclear Starburst Rings
我们目前的宽带（U，V，I，和H）和窄带（H-α +[N II]和Paschen α）的图像，在两个附近的螺旋星系，NGC 1512和NGC 5248，获得与WFPC 2和NICMOS的HST的环核星暴环。结合2300 Ang的HST图像，这些数据提供了一个特别宽的波长范围，可以用来研究环中恒星星族、气体和尘埃的性质。一些大的（50秒差距尺度）线发射区几乎没有相关的连续辐射，但一个Pa的等效宽度表明几万年前嵌入的恒星星族。Ha/Pa强度比表明气体与尘埃混合，使其有效地掩盖了一些年轻的星团。我们确定了大约1000个紧凑的连续源（超级星团和单个恒星），并分析了它们的光谱能量分布（SED）从0.2到1.6微米，通过拟合它们与一系列年龄和分辨率的光谱合成模型网格。大多数可见的星团只是轻微变红，A_V=0到1等，这表明清除恒星诞生云中的气体和尘埃的过程是有效和快速的。尘埃分布的不均匀性使得很难根据紫外线连续斜率或氢发射线比率来可靠地估计恒星形成率。群集SED与年龄范围一致，从1百万年到3亿年，但只有少数超过几十百万年。然而，在考虑了年龄偏差后，老星团的比例与过去约3亿年来环中连续的恒星形成是一致的。一些最明亮的年轻星团在红外线上有过量的辐射，可能是星周尘埃的辐射。星团的质量函数遵循m^-2的幂律分布，与老的球状星团不同。
2001-03-14 astro-ph
Star formation history and dust attenuation in galaxies drawn from ultraviolet surveys
我们编译了一个新的样本115附近，非塞弗特星系跨越广泛的恒星形成活动，从星爆到近休眠，紫外线（UV）观测与各种卫星。我们将这些观测与红外（IR）观测相结合，以研究总远红外与紫外光度之比与紫外光谱斜率之间的关系（“IRX-UV”关系）。我们发现，在固定的紫外光谱斜率，在我们的样本中，静止的恒星形成星系有系统的总远红外线比紫外线光度比星爆星系。对恒星形成历史敏感的光谱指数的强度，如4000 A break和EW（Ha），与IRX-UV图中星暴星系平均关系的距离相关性很好，而尘埃敏感的Ha/Hb比值与此距离之间几乎没有相关性。这是强有力的观测证据，表明恒星形成的历史与影响IRX-UV关系的“第二参数”有关。我们表明，这些结果可以理解的框架内的简单模型的Charlot &秋季2000年的传输星光通过ISM星系。我们确认，对于星暴星系，紧密的IRX-UV关系可以理解为最简单的整体尘埃含量的序列。此外，我们发现，扩大的关系，静止的恒星形成星系可以理解为最简单的序列中的比率，现在过去的平均恒星形成率。我们提供了简单的公式来估计紫外线衰减作为远红外与紫外线光度之比或紫外线光谱斜率的函数，并表明如果对现在与过去平均恒星形成率之比有一些限制，这些估计的准确性可以得到提高。
2004-02-19 astro-ph
A Far Ultraviolet Study of the Nova-like V794 Aquilae
我们提出了一个光谱分析的去红FUSE和HST/STIS光谱分别和合并在一起，假设E（B-V）=0.1和0.2。总的来说，我们发现，当E（B-V）很大时，模型拟合与去红光谱的一致性要好得多，因为在较长波长处的过量发射使得所观察到的光谱的斜率几乎不可能拟合，除非E（B-V）=0.2。当E（B-V）=0.2时，得到了最佳的吸积盘模型。单一白矮星模型会导致相当高的温度（30，000 K < Twd < 55，000 K，视假设而定），但无法提供像吸积盘模型那样好的拟合。一个白矮星加上一个圆盘的组合并不会导致更好的拟合。当单独拟合FUSE和HST/STIS光谱时以及当组合在一起时，一致地获得相同的最佳拟合圆盘模型，这意味着圆盘模型不仅在最小卡方意义上是最佳拟合，而且在大波长跨度的观测中也是一致的解决方案。这与单个白矮星模型拟合的情况不同，该模型拟合导致每个不同光谱的FUSE、STIS和FUSE+STIS的温度不同（因此不一致）。
2007-03-05 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
FUSE Observation of the Ultramassive White Dwarf PG1658+441
本文分析了超大质量（M = 1.31太阳质量）、磁性（B_s = 2.3 MG）的白矮星PG 1658+441的远紫外光谱.远紫外（FUV）光谱表现出非常宽的莱曼线和准分子莱曼β卫星，但也可能存在弱莱曼γ卫星。PG 1658+441是已知的显示这些卫星特征的最热的白矮星。我们拟合莱曼线与恒星模型，并获得大气参数与发表的分析的巴耳末线。通过对不同FUSE段获得的结果进行平均，我们确定Teff = 29，620 +/-500 K和log g = 9.31 +/- 0.07。这些模型在大部分光谱上与数据相匹配，但在卫星特征附近仍然存在差异。最后，在FUV光谱中没有发现痕量元素，我们提供了C、N、Si和P的丰度上限。
2003-09-23 astro-ph
CalFUSE v3: A Data-Reduction Pipeline for the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer
自1999年发射以来，远紫外线光谱探测器（FUSE）已经对大约2500个目标进行了4600多次观测。这些数据由约翰霍普金斯大学的首席研究员团队整理，并存档在太空望远镜多任务档案馆（MAST）。称为CalFUSE的数据处理软件包在飞行任务期间有了很大的发展。整个FUSE数据集最近已使用CalFUSE v3.2（该软件的最新版本）重新处理。本文介绍了CalFUSE v3.2，仪器校准，它是基于，以及由此产生的校准数据文件的格式。
2007-04-06 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
