高分辨率的观测在该地区的线Halpha，He II 4686和Hgamma的光谱的共生二进制Z和期间进行的小幅度增亮在2002年底。氢谱线呈双峰型。这些配置文件提供了一个理由，假设线可以发射主要是由光学薄吸积盘。由于Halpha线受到包络线辐射的强烈污染，因此考虑到吸积盘的性质，我们使用Hgamma线。Halalpha线有宽阔的翅膀，这应该主要是由辐射阻尼决定的，但来自系统中紧凑物体的高速恒星风也可能有助于它们的出现。Hgamma线有一个广泛的发射分量，这被认为是主要从吸积盘的内部发射。He II 4686线也有很宽的发射分量，但它应该出现在高速星风区域。吸积盘的外半径可以从峰之间的位移计算出来。假设轨道倾角在47 $^\circ$ ~ 76 $^\circ$之间，则外半径为20 ~ 50 R_sun。所观察到的线的行为可以被认为是在框架内的模型提出的解释在2000年至2002年的主要增亮的这一二进制的线光谱。
英文摘要：
High resolution observations in the region of the lines Halpha, He II 4686 and Hgamma of the spectrum of the symbiotic binary Z And were performed during its small-amplitude brightening at the end of 2002. The profiles of the hydrogen lines were double-peaked. These profiles give a reason to suppose that the lines can be emitted mainly by an optically thin accretion disc. The Halpha line is strongly contaminated by the emission of the envelope, therefore for consideration of accretion disc properties we use the Hgamma line. The Halpha line had broad wings which are supposed to be determined mostly from radiation damping but high velocity stellar wind from the compact object in the system can also contribute to their appearance. The Hgamma line had a broad emission component which is assumed to be emitted mainly from the inner part of the accretion disc. The line He II 4686 had a broad emission component too, but it is supposed to appear in a region of a high velocity stellar wind. The outer radius of the accretion disc can be calculated from the shift between the peaks. Assuming, that the orbit inclination can ranges from 47$^\circ$ to 76$^\circ$, we estimate the outer radius as 20 - 50 R_sun. The behaviour of the observed lines can be considered in the framework of the model proposed for interpretation of the line spectrum during the major 2000 - 2002 brightening of this binary.
The spectroscopic evolution of the symbiotic star AG Draconis. I.The O VI Raman, Balmer, and helium emission line variations during the outburst of 2006-2008
AG Dra是一小群低金属量的S-型共生双星之一，它们与K-型巨星共生，偶尔会发生不明原因的短期爆发。我们的目的是利用红巨星风中的光学拉曼谱线和其他辐射特征来研究白矮星在爆发过程中的行为。我们的目标是确定在一个重大的爆发事件，并研究在一个重大的爆发过程中的紫外线和光学之间的耦合在这个系统中的增益的包络线和风的变化。利用中、高分辨率的地基光谱，并与档案资料中的$FUSE$和$HST/STIS$光谱进行对比，研究了2006年9月以来爆发期间OVI特征和Balmer、He I、He II谱线的演化。到2007年5月，并包括最近的观测（2009年），以研究源的后续演变。的O VI拉曼功能完全消失在高峰期的主要爆发和随后的变化与前十年的报告有很大不同。He I和He II线以及巴耳末线的相位随拉曼特征而变化，但在2006-2008年期间，He I 6678，7065相对于O VI拉曼6825的变化存在双重值，这在以前没有报道过。通过爆发间隔的拉曼特征比的变化是一致的O VI FUV共振风线从白矮星和周围的O $^{+5}$电离区域内的红巨星风引起的膨胀和冷却的白矮星光球的消失。
Ionized Nebulae Around Two New Symbiotic Stars: GR Cygni and [D75] 141
Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Rocket Girls Ranch Observatory（火箭女孩牧场天文台）；Eklund Smurf Observatory（埃克伦德史密夫天文台）；Deep Space Imaging Network（深空成像网络）；INAF National Institute of Astrophysics, Astronomical Observatory of Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Stark Bayou Observatory（斯塔克湾天文台）；Hobby-Eberly Telescope, University of Texas at Austin（霍比-埃伯利望远镜，得克萨斯大学奥斯汀分校）
