Spectroscopy of the sdB pulsator HS2201+2610
R. Kruspe, S. Schuh, R. Silvotti, I. Traulsen
我们目前的时间分辨阶梯光谱的行星托管的亚矮星B超星系HS 2201 + 2610和报告我们的努力，从这些数据中提取脉动径向速度测量。
We present time resolved echelle spectra of the planet-hosting subdwarf B pulsator HS 2201 + 2610 and report on our efforts to extract pulsational radial velocity measurements from this data.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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PG 1613+426: a new sdB pulsator
我们报告的检测短周期振荡的热亚矮星B（sdB）PG 1613+426从时间序列测光进行了91厘米卡塞格伦望远镜的卡塔尼亚天体物理观测。这颗恒星比目前已知的sdB增亮星的平均亮度更高，B = 14.14等，有$T_{\rm eff}=34 400 {\rm K}$和$\log g = 5.97$，它的位置靠近sdB不稳定带的热端，它是一颗增亮星，在$144.18\pm 0.06 \rm s$处的功率谱中有一个很好的观测峰值。这颗恒星似乎非常适合高精度测量，可以检测到可能的多模脉动行为
Light curve analysis of the hybrid sdB pulsators HS0702+6043 and HS2201+2610
我们提出了检测低振幅，长周期的g-模式在两个单独的sdBV星，这是已知的p-模式的调制器。只有少数这些混合对象，显示p-和g-模式，是今天已知的。我们解决了HS 0702 +6043中的g模式域，并将HS 2201 +2610添加到混合调制器列表中。为了发现低幅g模态，应用基于小波变换的滤波算法对观测数据进行去噪处理。
Discovery of A New Class of Pulsating Stars: Gravity-mode Pulsators among Subdwarf B Stars
在一个正在进行的CCD监测计划，以调查在亚矮星B（sdB）的低级别的光变化的过程中，我们偶然发现了一类新的低振幅，多模sdB振荡器的周期为一个小时的顺序。这些周期比先前已知的多模sdB振荡器（EC 14026星）的周期长十倍以上，这意味着它们是由于重力模式而不是压力模式。较长周期的变星只在较冷的sdB恒星中发现，在那里它们是惊人的普遍。铁不透明度的不稳定性，驱动短周期EC 14026星是有效的，只有在热sdB的，留下更深的重力模式在冷sdB的驱动机制目前未知。我们提出了我们新发现的sdB变量的第一个观测结果，并讨论了可能的影响。
Exciting new features in the frequency spectrum of the EC14026 star HS0702+6043 - Simultaneous g-modes and p-modes in a sdB pulsator
在先前已知的短周期p模式sdB振荡器HS 0702 +6043中发现的长周期g模式振荡使这颗恒星成为一个非凡的天体，作为sdB振荡器家族的一员是独一无二的，也是少数几颗已知的脉动恒星之一，它们沿着非径向脉动谱的声学和重力分支都表现出激发模式。由于p模和g模探测脉动恒星的不同区域，HS 0702 +6043具有巨大的星震学研究潜力。我们目前的初步结果，从第一次延长运动对这个对象。
Asteroseismology of sdB stars with FUSE
热亚矮星B（sdB）形成一个均匀的群，占据（$T_{\rm eff}$ -$\log g$）图中水平分支（HB）的延伸，温度高达40，000 K。最近的发现，其中许多是多模式的反射器，引发了大量的观测和理论研究。我们讨论的可能性，执行空间为基础的asteroseismology与{ \em FUSE}，我们证明，周期性的光度变化已经检测到档案TTAG数据的sdB星。特别是，我们报告的{ \em FUSE}观测的振荡器PF 1219+534，它显示存在的周期性变化在6.9兆赫和7.8兆赫，与地面观测报告的一致。
Towards asteroseismology of the non-radial pulsating sdB star PG 1605+072
最近发现的一类新的sdB衰减器（sdBV）提供了一个强大的可能性，调查他们的内部，从而他们的进化历史。应用星震学工具的第一步是识别脉动模式。本文报道了PG 1605+072的同步光谱和多波段光度时间序列观测，分析了它的视向速度和光变曲线。
Heavy metals and lead isotopes in sdB stars
我们提出了一个详细的丰度分析的高分辨率紫外阶梯光谱的5个亚矮星B星获得的HST-STIS我们的观测的目标是测试的假设，在sdBs的脉动相关的表面丰度的铁族元素。我们研究了两种重金属和三种非重金属，并使用LTE光谱合成技术确定了25种元素的丰度，包括铁族和更重的元素，如锡和铅。我们发现，相对于太阳，这可能是由原子扩散过程引起的重元素的强烈富集高达2.9dex。脉动和金属丰度之间没有明显的相关性。铅同位素的丰度来自于使用三重电离铅的紫外线的非常高分辨率的光谱。由于铅终止的s-过程序列铅同位素丰度比产生重要的约束。在热恒星中测量它们是非常困难的。我们第一次能够在两颗亚发光B星中测量它们，并得出207 Pb/208 Pb是太阳的结论。
Resolving the pulsations of subdwarf B stars: HS 0039+4302, HS 0444+0458, and an examination of the group properties of resolved pulsators
我们继续我们的脉动亚矮星B（sdB）星的单站观测计划，并提出了广泛的时间序列测光HS 0039+4302和HS 0444+0458的结果。这两个都是在2005年秋天在MDM天文台观测到的。我们将HS 0039+4302的已知频率从4个扩展到14个，并发现HS 0444+0458的一个额外频率，使总数达到3个。我们执行标准测试来搜索多重态结构，测量振幅变化，并检查频率密度以约束模式度$\ell$。包括本文中的两颗星在内，23颗脉动sdB星已经接受了旨在破译其脉动谱的后续观测。值得对所发现的情况进行检查。我们比较和对比的频率内容的丰富性和范围和振幅方面的变异性和多样性。我们使用这些信息来检查所提出的$κ$脉动机制以及替代理论的观测相关性。
Identifying modes in a pulsating sdB (EC14026) star
我们提出了一个初步的分析时间序列测光的脉动亚矮星B星PG 1336 -018收购的一部分，两个全球望远镜运行。PG 1336 -018是一种多模式振荡器，至少有15个周期，以175秒为中心。它也是一颗周期为2.4小时的HW~Vir-type食双星。虽然已经发现了20多颗脉动亚矮星B，但只有少数能分辨出时间光谱，更少的能识别出脉动模式。我们分析了独特的食双星系统的PG 1336 -018作为识别脉动模式的一种手段。
Discovery of a Long-Period Photometric Variation in the V361 Hya Star HS 0702+6043
我们报告发现的长周期g模式振荡在以前已知的短周期p模式sdB振荡器HS 0702+6043。这使得这颗恒星成为一个非凡的天体，是sdB脉动星家族中独一无二的成员，也是少数几颗已知的脉动星之一，它沿着非径向脉动光谱的声学和重力分支都表现出激发模式。由于p模和g模探测脉动恒星的不同区域，HS 0702+6043在未来详细的星震学研究中具有巨大的潜力。
Time-resolved spectroscopy and spectrophotometry of the pulsating sdB star PG 1605+072
本文介绍了PG 1605+072的时间分辨光谱分析的最新结果，PG 1605+072是一颗高振幅脉动sdB星。这颗恒星被认为是从极端水平分支演化出来的，目前还不确定它是以p模式还是g模式脉动。先前对PG 1605+072的研究发现了振幅变化和/或非常接近的频率。我们将我们的速度测量与新的同步分光光度测量进行比较，并分析速度中发现的8个频率的相位差。讨论了速度、分光光度和等效宽度之间的相位差。
Time-series Spectroscopy of Pulsating sdB stars III: Line Indices of PG1605+072
我们提出的检测和分析线指数的变化在脉动sdB星PG 1605+072。我们已经发现了一个强烈的依赖性的线指数振幅的巴耳末线顺序，与高阶巴耳末线振幅高达10倍以上的H-β。使用一个简单的模型，我们发现线指数可能不仅取决于温度（正如通常对振荡星所假设的那样），而且还取决于表面重力。该信息将提供可用于sdB的模式识别的另一组可观察量。
Time-series Spectroscopy of Pulsating sdB Stars: PG1605+072
我们报告的脉动sdB星，PG 1605+072的速度变化的检测。在测光发现的相同频率下检测到振荡，H $β$的振幅高达14 km/s。在以前的光度观测中发现的最强振荡在我们的光谱学或光度学中并不明显，并且可能由于紧密间隔的模式的跳动而不存在。光谱学和B星等光度学之间的相位差意味着最大亮度出现在最大半径之后不久。我们还发现了五条巴耳末谱线的观测振幅变化的证据，其中最强模式从H $β$向蓝方向的振幅减小。预计不会产生这种影响，需要更长的时间序列来澄清这一点。
Abundance studies of sdB stars using UV echelle HST/STIS spectroscopy
目的：检验sdB星的脉动与表面铁族元素丰度相关的假设。任何相关性都可以解释为什么当两颗光谱相似的恒星时，一颗会脉动而另一颗不会。研究方法：利用哈勃空间望远镜上的空间望远镜成像光谱仪获得了两颗脉动和三颗非脉动sdB星的高分辨率紫外光谱。我们使用LTE生长曲线和光谱合成技术确定了25种元素的丰度，包括铁族和更重的元素，如锡和铅。结果如下：我们发现脉动和金属丰度之间没有明确的相关性，我们评论由此产生的影响，包括是否有可能确定一个脉动和非脉动sdB光谱之间的差异。除了我们观测的主要目标之外，我们还研究了超太阳金属丰度对基本参数确定的影响，铁丰度的可能趋势，以及弱风可能选择性地从恒星包层中移除元素的假设。这些效应对sdB星的大气模型和扩散模型提出了挑战。
Time-series Spectroscopy of Pulsating sdB Stars II: Velocity Analysis of PG1605+072
我们提出的时间分辨光谱的脉动sdB星PG 1605 +072的分析。从我们的主要观测运行的16个夜晚，我们已经检测到速度变化在5个频率，对应于那些在测光。根据这些数据，在大约一年的时间里，主要模态的振幅似乎发生了变化。然而，当我们包括额外的观察来提高频率分辨率时，我们发现一些频率被分成两个或三个。模拟表明，表观振幅的变化，至少可以部分地解释了一系列非常紧密的间隔频率周围的两个最强的模式。通过结合超过300天的观测，我们得出结论，一些密集的模式是由一个模式引起的，其振幅是变化的，但是这个频率仍然在1微赫兹的明显稳定的频率。由于这种复杂性和不确定性，我们建议在试图识别这颗恒星的振荡模式时要谨慎。
Time-series Spectroscopy of EC14026 Stars: Preliminary Results
我们已经获得了脉动热次矮星（sdB）PG 1605 +072的时间序列谱。先前的时间序列测光显示这颗恒星的最大振幅变化约为0.1等，至少有50个周期。在迄今为止发现的所有脉动sdBs（或EC 14026恒星）中，该脉动星具有最大的振幅和最长的周期，并且似乎在同类中不寻常。这里给出了速度变化搜索的初步结果。通过这些变化，以及等效宽度测量，振荡模式识别应该是可能的。
Simultaneous time-series spectroscopy and multi-band photometry of the sdBV PG 1605+072
我们目前的时间序列光谱学和多波段测光的sdBV PG 1605+072同时进行的卡拉阿尔托2.2米和3.5米望远镜。径向速度曲线的周期图分析揭示了三个频率，在2.078，2.756，和1.985毫赫兹的H β和2.076，2.753，和1.978毫赫兹的H γ。相应的径向速度振幅分别为12.7，8.0和7.9公里/秒的Hbeta和14.3，6.5和7.2公里/秒的Hgamma。此外，我们发现BUSCA光度计的所有波段都存在五个频率。通过光度测量恢复了径向速度曲线中检测到的频率。此外，在周期图中存在其他频率，这些频率不能同时在所有四个频带中识别。本文所给出的振幅与以前PG 1605+072的径向速度和光度观测结果的比较表明，在短时间尺度内，模式的功率发生了显着变化，甚至切换。e.一年左右。在我们的多波段测光中，没有记录频率的变化，并且模式的相位没有显示波长依赖性。
Line-profile variations in pulsating subdwarf-B stars as a pulsation mode diagnostic
在以前的尝试进行脉动亚矮星B星的地震建模，各种模式识别技术与不确定的结果使用。我们研究了一种在sdB星上被忽视但在主序星上却非常成功的方法，即由恒星脉动引起的谱线轮廓变化进行模式识别。我们报告的时间分辨合成光谱的计算sdB星脉动与各种组合的脉动模式，这些计算进行了适当的有效温度，表面重力和氦丰度的范围内。初步测试使用这些合成的线轮廓的变化表明，它们的潜力模式识别与观察比较。
Close binary EHB stars from SPY
本文介绍了46颗亚矮星B（sdB）和23颗富氦亚矮星O（He-sdO）的视向速度（RV）测量结果。我们检测到18个（39%）新的sdB二元系统，但仅检测到一个（4%）He-sdO二元系统。九sdB和sdO二进制文件，来自后续的光谱，轨道参数。我们的研究结果与进化的情况和以前的观测调查。
MSST observations of the pulsating sdB star PG1605+072
本文介绍了多站光谱望远镜（MSST）对sdBV恒星PG 1605 +072的观测结果。脉动sdB星（也称为EC 14026星）提供了使用星震学工具对极端水平分支星的形成和演化获得新见解的机会。PG 1605 +072是同类天体中的佼佼者，具有最丰富的频谱、最长的周期和最大的变化。MSST活动于2002年5月/6月在全球望远镜Xcov 22运行之后立即进行，该望远镜将PG 1605 +072作为备用目标进行观测。我们将首先概述该项目及其可行性，然后介绍由399小时测光和151小时光谱组成的大量数据集。该项目的总体目标是检查光/速度振幅比和相位差，等效宽度/线指数的变化，以及光度振幅的波长依赖性，并使用这些属性进行模式识别。
The hot subdwarf B + white dwarf binary KPD 1930+2752 - a Supernova Type Ia progenitor candidate
Ia型超新星的祖先的性质仍然存在争议。KPD 1930+2752是目前已知的最好的超新星Ia祖先候选者之一。该天体是一个由一颗亚发光B星（sdB）和一颗大质量白矮星（WD）组成的双简并系统。Maxted等人（2000年）得出结论，系统质量超过了Erasekhar质量。然而，这一结论是基于sdB质量为0.5 Mo的假设。然而，最近的二进制人口合成计算表明，一个sdB星的质量可能从0.3钼到超过0.7钼。因此，必须同时测量sdB星和白矮星的质量。由于sdB星的旋转被潮汐锁定到轨道上，如果可以高精度地测量sdB半径和投影旋转速度，则可以限制系统的倾斜。光变曲线中的椭球变化的分析允许收紧来自光谱学的约束。我们从150个低分辨率光谱的定量光谱分析中推导出sdB星的质量-半径关系。投影的旋转速度是第一次确定从200高分辨率光谱。此外，还对已发表的光变曲线进行了重新分析。测量大气和轨道参数的精度是前所未有的。特别地，确定投影旋转速度。一个中子星伴星可以被排除，sdB的质量被限制在0.45 Mo和0.52 Mo之间。该系统的总质量范围从1.36 Mo到1.48 Mo，因此很可能超过了Meskrasekhar质量。因此KPD 1930+2752有资格作为一个优秀的双简并Ia超新星的祖先候选者。
Radial velocities of pulsating subdwarf B stars: KPD 2109+4401 and PB 8783
介绍了两颗脉动亚矮星KPD 2109+4401和PB 8783的高速光谱学。径向运动被检测到具有与测光观测报告相同的频率，并且在两个或更多个独立模式中具有约2公里/秒的振幅。这些代表了第一次直接观测表面运动由于多模非径向振荡在亚矮星B星。在sdB+F双星PB 8783的情况下，两个分量的速度都得到了解析;高频振荡只在sdB星而不是F星中发现。似乎也有证据表明，双组分的相互运动。如果得到证实，这意味着F型伴星的质量是sdB星的1.2倍，而F星加速超过4小时的幅度将限制轨道周期在0.5到3.2 d之间。
Time-series spectroscopy of the rapidly oscillating Ap star HR 3831
我们提出了快速振荡的Ap星HR 3831的时间序列光谱。这颗恒星的主脉动周期为11.7分钟，自转周期为2.85天。我们已经分析了1400中分辨率光谱的波长区域6100- 7100 AA超过一个星期，使用类似的技术，我们适用于另一个roAp星，阿尔法环。我们证实，H-α速度振幅的HR 3831调制旋转相位。这种调制是由斜向散射体模型预测的，并排除了斑点散射体模型。然而，对H-α和其他谱线的进一步分析揭示了旋转调制，这不能用斜向散射模型轻易解释。特别地，由H-α线的宽度测量的脉动的相位随着线中的高度而变化。H-alpha平分线的变化与在Alpha Cir中观察到的非常相似，我们先前将其归因于恒星大气中的径向节点。然而，这两颗恒星之间惊人的相似之处，尽管阿尔法环的周期要短得多（6.8分钟），但这一解释与此相反，除非两颗恒星的大气结构有所不同。可替代地，平分线变化是模式的次数l的特征，而不是泛音值n。需要对roAp星中的金属线进行高分辨率的研究，以充分了解大气中脉动的形式。
Time-resolved FUSE Photometric and Spectroscopic Observations: PG1219+534, PG1605+072, and PG1613+426
我们报告的脉动的检测远紫外（以下简称FUV）光变曲线的PG 1219 +534，PG 1605 +072，和PG 1613 +426获得的远紫外光谱探测器（FUSE）在时间标记模式（TTAG）。几千秒量级的曝光足以观察到PG 1219 +534和PG 1605 +072的主要频率，并确认从地面报告的PG 1613 +426表面检测到脉动模式。本文首次导出了sdB振荡器（PG 1605 +072）的时间分辨FUSE光谱数据，并给出了谱线轮廓变化图（以下简称lpv图）。我们观察到的最大光度和最大半径之间的相移是一致的绝热蒸发器的模型。我们还提出的证据表明，以前报道的线加宽不是由旋转引起的，而是由于17 km.s-1振幅的线的快速多普勒频移引起的观测偏差。因此，我们的观测结果并不支持先前的说法，即PG 1605 +072是（或将演变成）一个异常快速旋转的简并矮星。这些结果表明，FUSE卫星具有星震学潜力，应将其视为与MOST和COROT飞行任务一起研究恒星脉动的另一种有力手段。
The subdwarf B + white dwarf binary KPD 1930+2752 - a Supernova Type Ia progenitor candidate
Ia型超新星的祖先的性质仍然存在争议。KPD 1930+2752是目前已知的最好的超新星Ia祖先候选者之一。该天体是一个双简并系统，由一颗亚发光B星和一颗大质量白矮星组成。Maxted等人（2000年）得出结论，系统质量超过了Erasekhar质量。然而，这一结论是基于sdB质量为0.5 Mo的假设。然而，最近的二进制人口合成计算表明，一个sdB星的质量可能从0.3钼到超过0.7钼。因此，必须同时测量sdB星和白矮星的质量。由于sdB星的旋转被潮汐锁定在轨道上，系统的倾角可以被限制。光变曲线中的椭球变化的分析允许收紧来自光谱学的约束。我们推导出的质量半径关系的sdB星从定量光谱分析。投影的旋转速度确定的第一次从高分辨率的光谱。此外，还对已发表的光变曲线进行了重新分析。测量大气和轨道参数的精度是前所未有的。特别地，确定了投影旋转速度vrotsini = 92.3 +/- 1.5 km/s。sdB的质量限制在0.45 Mo和0.52 Mo之间。该系统的总质量范围从1.36 Mo到1.48 Mo，因此很可能超过了Meskrasekhar质量。因此KPD 1930+2752有资格作为一个优秀的双简并Ia超新星的祖先候选者。
High resolution spectroscopy of bright subdwarf B stars - I. Radial velocity variables
利用高信噪比光学高分辨谱的高精度径向速度测量方法，测量了15个亮亚矮星B双星系统的径向速度曲线。此外，还发现了两颗明亮的sdB星，它们是径向速度可变的，但周期还不能确定。所有系统的同伴都是看不见的。周期从大约0.18天到超过10天不等。径向速度半振幅被发现位于15和130公里/秒之间。利用质量函数，我们将看不见的伴星的质量限制在0.03~0.55 M_sun的下限，以及0.03~0.81 M_sun的最可能值。我们节目中三颗恒星的隐形伴星无疑是白矮星。在其他情况下，它们可能是白矮星或主序星。对于两颗恒星来说，第二颗恒星可能是褐矮星。正如预期的那样，大多数系统的轨道都是圆形的。然而，对于三分之一的程序星，我们发现稍微偏心轨道的小偏心率为e~0.02 - 0.06。这是第一次在sdB双星中发现非圆轨道。与轨道周期没有相关性。
Time resolved spectroscopy of KPD1930+2752
本文分析了Keck和Calar Alto 2.2 m望远镜观测到的脉动次矮星近距离双星KPD 1930+2752的200个高分辨率和150个低分辨率光谱。利用富金属线覆盖的LTE模式大气，导出了大气参数T_{eff} = 35500 +/- 500 K，log g = 5.56 +/- 0.05和log n（He）/n（H）= -1.48 +/- 0.02。测量径向速度曲线，并与所有可用的已发表和未发表的径向速度数据相结合，以获得高精度的结果（K = 341 +/- 1 km/s，P = 0.0950933 +/- 0.0000015 d）。这是我们第一次测量投影旋转速度。初步结果是v_{rot} sin{i} = 97 +/- 9 km/s。由于sdB星的旋转很可能被潮汐锁定在轨道上，我们可以限制系统的倾角。假设伴星是白矮星，sdB的质量限制在0.44 M_{sun}到0.63 M_{sun}之间，系统的总质量范围是1.3 M_{sun}到2.0 M_{sun}。总质量很可能超过了克拉塞卡极限。因此KPD 1930+2752是Ia型超新星的候选祖先。根据推导出的倾角极限，日食很可能发生。
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。
On the Purity of the ZZ Ceti Instability Strip: Discovery of More Pulsating DA White Dwarfs on the Basis of Optical Spectroscopy
本文报道了两个新的ZZCeti天体LP 133-144和HE 1258+0123的发现。LP 133-144的大气参数Teff = 11，800 +/- 200 K和log g = 7.87 +/- 0.05，HE 1258+0123的大气参数Teff = 11，410 +/- 200 K和log g = 8.04 +/- 0.05，将它们置于鲸鱼座ZZ不稳定带的经验边界内。这使得已知的鲸鱼座ZZ恒星总数达到36颗，其中四分之一是使用光谱方法估计其大气参数而发现的。到目前为止，这种方法在预测鲸鱼座ZZ候选星的变化方面有100%的成功率。我们还分析了在鲸鱼座ZZ不稳定带附近已知不变的白矮星的额外光谱。我们的研究进一步强化了鲸鱼座ZZ星在log g-Teff平面上占据一个纯区域的观点，这个区域没有发现不变恒星，这一结果支持了鲸鱼座ZZ星代表了所有DA星必须演化的一个阶段的论点。
Spectroscopy of Stellar-Like Objects Contained in the Second Byurakan Survey. I
本文报道了第二次Byurakan巡天（SBS）363个类星体的光谱观测结果。这个SBS的子样本已被证明是新发现的类星体、Seyfert型星系、简并恒星和热次矮星的丰富来源。在所研究的子样本中，我们共发现了35个新的类星体，142个白矮星（WD），其中114个属于DA型，55个亚矮星（29颗sdB型星）、10颗HBB、16颗NHB、54颗G型和25颗F型星、2颗复合光谱天体、4颗激变变星（CV）、2颗特殊发射线星、17个连续光谱的天体，以及一个行星状星云。在这35个类星体中，我们发现了两个宽吸收线类星体，即SBS 1423+500和SBS 1435+ 500 A。给出了所有类星体的星等谱、红移谱、狭缝谱以及一些特殊恒星的典型谱。我们估计在红移0.3<z<2.2范围内亮类星体的最小面密度为0.05个/sq。°的对于B<17.0和0.10/sq.°的B<17.5。
High Resolution Spectroscopy of the Pulsating White Dwarf G29-38
本文对冷白矮星双星G29-38的时间分辨高分辨光谱进行了分析。通过测量H-α核心的多普勒频移，我们检测到高达16.5 km/s的速度变化，并得出结论，它们是由于与恒星上的g模式脉动相关的水平运动。我们检测七个脉动模式的速度时间序列，并确定相同的模式中的磁通变化。我们讨论了这些模式的属性，并利用脉动的速度和通量测量的优势来测试为DAV星提出的对流驱动理论。我们的数据显示有限的协议与预期的速度和通量模式的振幅和相位之间的关系。出乎意料的是，速度曲线显示出谐波失真的证据，其形式为傅里叶变换中的峰值，其频率是两个最大频率的精确和。组合频率是G29-38光变曲线的傅立叶变换的一个特征，但在此之前还没有在速度中检测到，也没有发表的理论预测它们应该存在。我们将我们的速度组合频率与G29-38光变曲线分析中发现的组合频率进行比较，并讨论如何解释速度组合与我们观察到的性质的存在。我们还使用我们的高分辨率光谱，以确定是否旋转或脉动可以解释所观察到的DAV恒星的线核心的截断形状。我们能够消除这两种机制：平均光谱不适合旋转加宽的模型和时间序列的光谱提供了证据，脉动不显着截断线。
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