The H-alpha Variations of the Luminous Blue Variable P Cygni: Discrete Absorption Components and the Short S Doradus Phase
天鹅座P是亮蓝变星（或剑鱼座S变星）的原型，其光度和发射线的变化以年为单位（称为“短剑鱼座S相位”变化）。在这里，我们提出了新的高分辨率H-α光谱的P Cyg，我们结合早期的光谱和并发V-波段光度记录的排放和连续通量的变化超过24年的时间跨度。我们发现，发射和连续通量在1.6年及更长的时间尺度上一致变化，但在较短的时间尺度上不同。的H-α轮廓形状也不同的光度时标，我们描述了所观察到的发射峰和吸收谷属性的共同变化。我们认为，情节的光度和排放增亮是由增加的排放区域的大小，风的质量损失率和外流速度的变化有关。我们发现了向蓝加速的证据，离散吸收成分（DAC）在H-α分布的吸收槽中，这些特征比在其他线中观察到的加速慢，持续时间长。DAC的强度也出现不同的光度时标，我们建议的DAC相关的风结构的传播是密切相关的整体风质量损失率和速度的变化。
2011-01-25 astro-ph.SR
Profiles of spectral lines from failed and decelerated winds from neutron stars and black holes
我们计算了从致密天体（黑洞或中子星）流出的谱线的轮廓。我们假设，在短的加速阶段的流量的体积速度增加，然后迅速减少，形成一个失败的风。我们还研究了只减速的风。我们表明，根据相对强度的引力红移线轮廓从这样的风可能有几种类型：扭曲的P-天鹅座（发射和蓝移吸收）; W形（吸收-发射-吸收）和倒置的P-天鹅座（发射-红移吸收）。后一种情况是预期从吸积流的速度是向内的，但是，我们表明，倒P-天鹅座配置文件可以产生失败的风，只要线是在几十个史瓦西半径从紧凑的对象。
2011-02-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling the Asymmetric Wind of Massive LBV Binary MWC 314
在过去的两年里，水星-HERMES的光谱监测显示MWC 314是一个大质量的双星系统，由一颗早期B型主LBV星和一颗亮度较低的超巨星伴星组成。我们确定的轨道周期Porb为60.85 d从光学的S II和Ne I的吸收线观察到在这个单线光谱二进制。我们发现轨道偏心率为e=0.26，径向速度曲线的振幅为80.6 km/s。在我们的光谱监测过程中，ASAS V光曲线显示了两个亮度最小值（ΔV~0.1 mag.）在轨道周期内，由于轨道倾角约为70度的日偏食。我们发现一个明确的轨道相位之间的相关性和详细的形状的光学和近红外P Cygni型线配置文件的He I，Si II，和双峰或三峰固定核心突出的Fe II发射线。初步的3-D辐射转移模式计算与Wind 3D表明，周期性的天鹅座P线廓线变化的结果从一个不对称的共同包络风增强密度（或线不透明度）在附近的LBV主要。由于轨道运动，LBV内部风区的方向变化，在轨道相位θ = 0.65至0.85之间产生了变化的天鹅座P线剖面（风速约为200公里/秒），而在θ = 0.15至0.35之间的半个轨道周期后，观察到了弱的天鹅座P线剖面。我们没有观察到光学或近红外He II，C III和Si III线，这表明LBV的光谱类型晚于B 0。对大质量双星MWC 314的不对称风特性的详细建模提供了关于最明亮的热（双星）恒星（如Eta Carinae）的重要新物理信…
2011-12-27 astro-ph.SR
Regulation of black-hole accretion by a disk wind during a violent outburst of V404 Cygni
物质在黑洞上的吸积普遍与强烈的辐射反馈和强大的外流有关。特别是，黑洞瞬变显示出其属性强烈耦合到吸积流的流出。这包括电离物质的X射线风，从环绕黑洞的吸积盘中喷出，以及准直的射电喷流。最近，一个独特的光学变化模式已被报道在瞬态黑洞瞬态V404天鹅座，并解释为中断的质量流到其大吸积盘的内部区域。在这里，我们报告的V404天鹅座，这是不像以前看到的持续外吸积盘风的发现。我们发现，外流风是中性的，有一个大的覆盖因子，以1%的光速膨胀，一旦吸积急剧下降，喷出物变得光学薄，就会触发星云相。喷出的巨大质量（> 10^-8兆太阳）表明，当风耗尽了外盘的相当大一部分，使内部区域与盘的其余部分分离时，爆发过早结束。发光，但短暂的，吸积阶段所示的瞬态与大吸积盘意味着这种外流是最有可能的一个新的基本成分调节质量吸积到黑洞。
2016-05-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the symbiotic-like recurrent nova V407 Cygni during its 2010 outburst. II. The circumstellar environment and the aftermath
天鹅座V407在2010年3月10日的新星爆发是这颗恒星的第一次观测，但它与著名的共生型复发新星RS Oph的相似之处表明它也是这种罕见类型的银河系新星的成员。这颗新星是第一个在$γ$射线能量下被探测到的新星，也是该系统中第一个已知的新星爆炸。这种爆发的广泛的多波长覆盖范围使其成为与类似系统已知的少数其他爆发的理想比较。我们扩展我们以前的分析，从爆炸的米拉和扩大冲击详细的时间发展的光电离的米拉风，拱星介质，和冲击拱星环境，推导出它们的物理参数，以及它们如何与环境的大尺度结构，扩展以前的覆盖面超过500天后爆发。在Mira风中形成的Fe峰离子的吸收线在第69天之前的低速下可见为P Cyg轮廓，大约在X射线峰的时间，我们确定了许多吸收跃迁，而没有伴随金属线的发射。在2010年观察期间，H Balmer线显示出较强的P Cyg吸收谷，该吸收谷在第128天减弱。我们区分的冲击，光电离环境，色球层和内米拉风爆发后超过一年采取的光谱的组件。多壳层和辐射激发现象与最近引用的GRB和SNIa（严重截断）相似。
2011-12-10 astro-ph.SR
Resolving the H-alpha-emitting Region in the Wind of Eta Carinae
巨大的演化恒星船底座伊塔星是银河系中最明亮的恒星，并且在任何已知的恒星中具有最高的稳定风质量损失率。Hillier等人的光谱辐射转移模型预测，H-α主要是在距离恒星6到60天文单位的风区域发射的（2.35千秒差距时为2.5到25质量）。我们目前的衍射极限图像（FWHM ~25 mas）与麦哲伦自适应光学在两个时代，显示出海山二始终出现~2.5至3 mas更广泛的H-α发射相比，相邻的643 nm连续。这意味着H-α谱线形成区的特征发射半径可能为12质量或约30天文单位，与希利尔星风模型非常吻合。这直接证实了该模型的物理风参数大致正确，包括10^-3 M_sun/yr的质量损失率，加上聚集因子和终极速度。H-alpha图像（椭圆率和PA）与连续图像的比较揭示了在H-alpha处没有显著的不对称性。因此，任何由伴星或主星自转引起的不对称性都不会强烈影响到外层风中的H-α辐射。
2017-05-18 astro-ph.SR
Discovery of water vapour in the carbon star V Cygni from observations with Herschel/HIFI
我们报告发现了朝向碳星天鹅座V的水蒸气。我们用Herschel的HIFI仪器，在双波束切换模式下，观测了波段4 b接收机上边带1113.3430GHz处的1（11）- 0（00）对水跃迁。所观察到的谱线轮廓是近抛物线，但与蓝移吸收的轻微的不对称性，和集成的天线温度为1.69 \pm 0.17 K km/s。这一探测是对富碳恒星中水的小型调查的一部分，是对富碳AGB恒星的第二次探测，第一次是由IRC+10216的亚毫米波天文卫星获得的。假设水的正对比为3，观测到的线强度意味着水的流出速率为~（3 - 6）E-5地球质量/年，水相对于H2的丰度为~（2-5）E-6。这个数值比预期的富碳环境中的光球丰度至少大1 E +4倍，并且-正如IRC+10216 -提出了一个有趣的可能性，即观测到的水是由轨道彗星或矮行星的蒸发产生的。然而，迄今为止观察到的单线观测不允许我们对所观察到的水的空间分布或起源施加强有力的约束，但未来对其他过渡的观测将使我们能够确定H2O发射区的内半径和H2O邻对比，从而对所观察到的水发射的起源施加重要的约束。
2010-07-07 astro-ph.SR
Imaging the Cool Hypergiant NML Cygni's Dusty Circumstellar Envelope with Adaptive Optics
我们目前的亚弧秒角分辨率，高斯特列尔比中红外自适应光学图像的强大的OH/IR源和冷超巨星NML天鹅在8.8，9.8和11.7微米。这些图像再次揭示了这颗恒星周围尘埃封套的复杂性。我们在空间上解决了物理结构（半径~0.14”，~240 AU，采用1.74 kpc的距离）负责NML天鹅座的深10微米的硅酸盐尘埃吸收功能。我们还发现了一个不对称的过剩，在距离约0.3”至0.5”（约520至870 AU），从恒星西北。这种多余的颜色与热的、光学上薄的尘埃的热发射相一致。这种过剩是在天鹅座OB 2星协的方向，很可能是由于NML天鹅座的尘埃风与近紫外辐射通量从天鹅座OB 2内的大质量热恒星的中断。这种相互作用在我们之前的论文（Schuster et al. 2006）中进行了预测，以解释在光学波长下观察到的反向光解离区域的几何形状。
2009-04-29 astro-ph.SR
The X-ray Evolution of the Symbiotic Star V407 Cygni during its 2010 Outburst
我们总结了Swift和Suzaku对2010年共生星天鹅座V407新星爆发的X射线观测。在第30天获得的朱雀光谱表明存在来自白矮星表面的超软成分，以及来自新星喷出物和米拉风之间的激波的光学薄成分。Swift的观测结果使我们能够跟踪这两种成分从第4天到第150天的演变。最值得注意的是在第20天左右光学薄组分的突然变亮。我们确定这是冲击波到达米拉光球层附近的时间。我们建立了一个简单的爆炸波-风相互作用模型，该模型可以再现天鹅座V407的X射线演化的总体特征，并探索了抛射质量、双星分离和Mira质量损失率的参数空间。如果这个模型是正确的，那么双星的分离度可能比之前提出的要大，而米拉的质量损失率可能相对较低。
2012-01-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
AMBER/VLTI high spectral resolution observations of the Br$γ$ emitting region in HD 98922. A compact disc wind launched from the inner disc region
分析了Herbig Be星HD 98922的主要物理参数和星周环境。我们目前的AMBER/VLTI高光谱分辨率（R =12000）的干涉观测的Br $γ$线，伴随着UVES高分辨率光谱和SINFONI-AO辅助近红外积分场光谱数据。为了解释我们的观测结果，我们发展了一个磁离心驱动的盘风模型。我们对UVES光谱的分析表明，HD 98922是一颗年轻的Herbig Be星（SpT= B 9 V），距离440（+60-50）pc，质量吸积率为~9+/-3x10 ^（-7）M_sun yr^（-1）。SINFONI K波段AO辅助成像显示了一个空间分辨的星周盘状区域（直径约140 AU），亮度分布不对称。我们的AMBER/VLTI UT观测表明Br $γ$发射区（半径~0.31+/-0.04 AU）小于连续发射区（内部尘埃半径~0.7+/-0.2 AU），显示出显著的非零V形微分相位（即非S形，如旋转圆盘所预期的那样）。在最长基线（89 m）处，连续校正纯Br $γ$谱线的可见度值约为0.8+/-0.1，即Br $γ$发射区被部分分辨。模拟结果表明，观测到的Br $γ$谱线发射区主要来源于半张角为30度的盘风，其质量损失率约为2 × 10（-7）M_sun·yr^（-1）。通过将一个简单的非对称连续介质圆盘模型与我们的Br $γ$圆盘风模型相结合，可靠地再现了所观察到的V形微分相位。HD …
2015-08-04 astro-ph.SR
Resolving the clumpy circumstellar environment of the B[e] supergiant LHA 120-S 35
B[e]超巨星（SG）是大质量的后主序星，被复杂的星周（CS）环境所包围。这项工作的目的是研究B[e] SG LHA 120-S 35的CS盘的结构和运动学。我们使用不同年份获得的高分辨率光谱来模拟禁戒发射线，并确定其线形成区域的运动学性质，假设开普勒旋转。我们还使用低分辨率近红外（IR）光谱来探索分子发射的可变性。LHA 120-S 35在光学和红外区域都显示出光谱可变性。的P-天鹅座线配置文件的H I，以及那些Fe II和O I，建议存在一个强大的双极聚集风。我们区分密度增强的P-Cygni吸收组件的第一巴耳末线，这表明在速度和强度的变化。P-Cygni轮廓发射分量是双峰的，表明存在旋转CS盘。我们还观察到的允许和禁止功能的Fe II和O I线轮廓的变化。在IR中，我们检测到H I发射线的强度以及CO带头的发射的变化。此外，我们发现，每个[Ca II]和[O I]发射线的配置文件包含从空间上不同的（完整或部分）环的贡献。在全球范围内，我们发现了分离的多环结构的证据，揭示了沿光盘的密度变化。我们认为LHA 120-S 35已经通过了红超巨星（RSG）阶段，并在赫罗图中向蓝方向演化。复杂CS结构的形成可能是RSG后风与先前从RSG喷出的物质的风-风相互作用的结果。然而，不能排除存在一个二进制的伴侣。最后，我们发现LHA 120-S 35属于一个年轻的星团.
2017-12-28 astro-ph.SR
The long-term spectral changes of eta Carinae: are they caused by a dissipating occulter as indicated by CMFGEN models?
本文通过增加轨道周期和原子跃迁的CMFGEN建模，论证船底座η星的光谱长期变化更可能由视线方向消散的星周掩蔽体而非主星质量损失率降低引起，并将大爆发恢复时标缩短至少于一个世纪。
2023-07-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Intensity interferometry of P Cygni in the H$α$ emission line: towards distance calibration of LBV supergiant stars
我们目前的强度干涉测量的发光的蓝色变量P Cyg在其H $α$发射光进行1\，m级望远镜。我们比较测得的可见度点合成干涉测量数据的基础上CMFGEN物理建模的高分辨率光谱的P Cyg记录几乎同时与我们的干涉测量数据。通过调节天鹅座P的恒星参数和H的$α$线直径，我们估计天鹅座P的距离为$1.56\pm0.25$~kpc，这与最近公布的Gaia DR2星表中的$1.36\pm0.24$~kpc在$1σ$中是一致的。这两个值都明显小于文献中通常采用的规范值$1.80\pm0.10$~kpc。我们用来校准P Cyg距离的方法可以适用于我们星系和邻近星系中非常大质量和明亮的恒星，并且可以改善所谓的风动量光度关系，该关系可能适用于校准本地宇宙中的宇宙学蜡烛。
2020-03-02 astro-ph.IM astro-ph.SR
Probing the accretion-ejection connection with VLTI/AMBER: High spectral resolution observations of the Herbig Ae star HD163296
吸积和抛射是紧密相连的，代表了调节恒星形成的基本机制。然而，所涉及的确切物理过程尚未完全理解。我们提出了高角度和光谱分辨率的观测Br伽马发射区域的Herbig Ae星HD 163296（MWC 275），以探测这条线的起源和约束的物理过程发生在亚AU尺度的拱星区域。利用高光谱分辨率（R~12000）的VLTI-AMBER观测，研究了HD 163296 Br γ线的干涉光谱、波长微分相位和闭合相位。为了限制Herbig Ae星Br γ线的物理起源，将所有的干涉观测值与线辐射转移盘风模型的预测值进行了比较。在Br γ谱线内测得的能级明显增加，表明Br γ发射区比连续区更紧凑。通过将几何高斯模型拟合到连续校正的Br Gamma能级，我们推导出Br Gamma发射区的紧凑半径为~0.07+/-0.02AU（高斯半峰半宽;或环拟合半径为~0.08+/-0.02AU）。为了解释观测结果，我们发展了一个磁离心驱动的圆盘风模型。我们最好的盘风模型是能够再现，在误差范围内，所有的干涉观测，它预测的发射区的外半径为~0.04AU。然而，整个盘风发射区的强度分布延伸到~0.16AU。我们的观察，随着详细的建模的Br伽马发射区域，表明大部分的Br伽马发射在HD 163296源自盘风发射区，是五倍以上的连续尘埃边缘半径比以前的估计更紧凑。
2015-02-10 astro-ph.SR
VLTI/AMBER spectro-interferometry of the Herbig Be star MWC 297 with spectral resolution 12 000
星周盘和外流在恒星形成中起着重要作用。红外光谱干涉法可以解决内部吸积-喷射区域。我们测量的干涉vibrations，波长差分相位，并关闭阶段的MWC 297与光谱分辨率为12000。为了解释我们的MWC 297观测，我们采用了盘风模型。测量的连续谱可见度证实了之前的结果，即MWC 297的连续发射区域非常紧凑。我们推导出一个连续环拟合半径为~2.2 mas（~0.56 AU，在250 pc的距离），这是~5.4倍小于3 AU灰尘升华半径预期的硅酸盐颗粒（在没有辐射屏蔽材料）。强烈的波长依赖性和不对称的Br γ发射区域比连续发射区域更扩展（~2.7倍）。在Br伽马线的中心，我们推导出高斯拟合半径为~6.3 mas HWHM（~1.6 AU）。为了解释观测结果，我们采用了磁离心驱动的盘风模型，包括一个吸积盘，它发出观察到的连续辐射，和盘风，它发出的Br伽马线。将计算的波长相关模型强度分布和Br伽马线轮廓与观测结果进行比较（即，K-波段光谱、振动频率、微分相位和闭合相位）。最接近的拟合模型预测了一个内半径为~0.3 AU的连续发射盘和一个内半径为~0.5 AU（~17.5恒星半径）的盘风喷射区。我们得到了一个约80度的盘风半开角（旋转轴和盘风最里面的流线之间的角度），这比T Tau模型中的大，和一个约20度的盘倾角（即，几乎极点上）。
2011-01-19 astro-ph.SR
PN fast winds: Temporal structure and stellar rotation
为了诊断行星状星云中心恒星快风的时变结构，我们分析了FUSE卫星远紫外光谱数据中的天鹅座P线轮廓。检索存档光谱以形成富氢CSPN NGC 6826、IC 418、IC 2149、IC 4593和NGC 6543的时间序列数据集。尽管由于时间序列的碎片化采样的限制，我们证明，在所有5 CSPN的UV共振线是可变的，主要是由于蓝移离散吸收组件（DAC）的发生。经验（SEI）线合成建模用于确定径向光学深度的波动范围，这是分配给大尺度风结构的时间变化。我们认为，DAC是常见的CSPN风，和他们的经验性质是类似的大规模OB星的吸收槽中看到的类似结构。PN中心恒星自转速度的约束来自我们的目标恒星的光球线的快速傅立叶变换分析。有利于因果作用的共同旋转的相互作用区域，我们探讨之间的连接归一化DAC加速度和旋转速率的PN中心星和O星。比较性质表明，相同的物理机制是在两个不同的设置中的线驱动风中产生大尺度结构。
2012-02-29 astro-ph.SR
The wind and the magnetospheric accretion onto the T Tauri star S Coronae Australis at sub-au resolution
为了研究原行星盘的内部区域，我们对经典的TTauri双星系统S CrA进行了近红外干涉观测。我们提出了第一个VLTI-重力高光谱分辨率（$R\sim$ 4000）的观测一个经典的TTauri二进制，S CrA（由S CrA N和S CrA S组成，由$\sim$ 1.4”），结合四个8米望远镜在双场模式。我们在近红外K波段的连续观测揭示了在每个双星的周围都有一个圆盘，在d $\sim$ 130 pc的倾角下，半通量半径约为0.1 au（$i=$ 28 $\pm$ 3 $^o$ 1和$i=$ 22 $\pm$ 6 $^o$），以及位置角（PA=0 $^o\pm$ 6 $^o$和PA=-2 $^o\pm$ 12 $^o$），表明它们是由一个共同的磁盘碎片形成的。S CrA N光谱显示出明亮的HeI和Br $γ$线发射，表现出反向P-Cygni分布，通常与下落气体有关。连续补偿的Br-$γ$谱线显示出一个紧凑的Br-$γ$发射区，其半径约为$\sim$ 0.06 au，是截断半径的2倍。这个组件主要是追踪风。此外，轻微的半径变化之间的蓝移和红移的Br $γ$线组件被边缘检测。在He I和Br $γ$谱线中存在着一个逆P-Cygni剖面，同时还试探性地探测到了一个稍大尺寸的蓝移Br $γ$谱线分量，这暗示了在S CrA N中同时存在着风和磁层吸积。
2017-09-05 astro-ph.SR
Millimetre observations of the S-type AGB star $χ$ Cygni: variability of the emission of the inner envelope
研究利用升级后的NOEMA观测S型Mira变星$χ$ Cygni内包层毫米波发射，发现H$^{12}$CN延展变化、异常同位素比值及近期抛射和偶发外流证据，并首次探测到SiO（$ν$=1，$J$=6-5）脉泽。
2024-10-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hubble imaging of V1331 Cygni: Proper motion study of its circumstellar structures
年轻的恒星V1331 Cyg之所以受到关注，是因为它被一个光学的弧形反射星云所包围。V1331 Cyg通常被认为是过去经历过FU-Ori（FUOR）爆发的对象的候选者。这反过来又可能导致随时间变化的尘埃弧的外观，可以通过多历元成像揭示。特别是，然后可以尝试对尘埃弧进行径向颜色分析，以检查径向粒度分布是否被先前的FUOR风修改。我们在2009年使用哈勃太空望远镜（HST）获得了V1331 Cyg的第二个历元图像。通过与2000年的档案HST数据进行比较，我们研究了星周星云的时间演化。在使用模型点扩散函数进行点扩散函数减法之后，我们使用定制的例程来执行自行分析。星云的膨胀首先是通过对两个历元的径向亮度剖面进行去卷积和相关得到的。来自其他设施TLS，UKIDSS，SPITZER和HERSCHEL的其他数据也被纳入，以提高我们对恒星环境，视角，双极流出长度和FUOR现象的理解。派生的径向颜色配置文件并不表明尘埃颗粒大小的空间分离。赫歇尔160微米的图像显示了当时可能存在于外弧中的尘埃的热辐射。通过观察V1331 Cyg几乎在极点上，双极流出的长度远远超过了先前的估计。外弧扩张的时间尺度与CO环的注入时间一致，这支持了几千年前发生爆发的假设。外弧的方位角颜色变化可能是由于散射角的变化，由尘埃配置的倾斜或螺旋几何形状施加。
2016-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Follow-up observations of X-ray emitting hot subdwarf star: the He-rich sdO BD +37° 1977
我们报告了2014年4月进行的第一颗XMM-牛顿卫星对明亮和富含氦的O型亚矮星BD +37 ° 1977的观测结果。探测到的X射线辐射通量约为4*10^（-14）erg/cm ~ 2/s（0.2-1.5 keV），对应的f_X/f_bol比约为10^（-7）;源谱非常软，能很好地拟合不同温度下两个等离子体分量之和。这两个特征都与在主序星早期型恒星中观察到的一致，在主序星早期型恒星中观察到的X射线发射是由于恒星风中的湍流和冲击。在BD +37 ° 1977也观测到了一个较小但仍然重要的星风;因此，我们认为在这种情况下，探测到的X射线通量也有相同的起源。
2015-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
A changing wind collision
我们报告的第一次检测到的风-风碰撞的X射线发射特性的全球变化，由于XMM-牛顿观测的大规模SMC系统HD 5980。虽然它的光变曲线在2000年至2005年之间保持不变，但X射线通量现在增加了约2.5倍，并略有硬化。新的观测还将观测范围扩大到整个轨道，精确定位了光变曲线的形状。它没有变化很大，尽管大的整体增亮，并发现与轨道分离的通量紧密相关，没有任何滞后效应。此外，没有日食和与方向相关的吸收效应表明X射线发射区的尺寸很大。简单的风-风碰撞的分析模型，考虑到不同的风属性的爆发组件在HD 5980，能够重现最近的硬化和通量分离关系，至少在定性上，但他们预测的硬化在apastron和小的变化，平均通量，与观测相反。亮度的变化可能与最近理论上的一种现象有关，这种现象与冲击风区薄壳不稳定性的强度变化有关。
2017-12-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Tracing jet emission at the base of a high-mass YSO. First AMBER/VLTI observations of the Brγemission in IRAS 13481-6124
为了探测20 M太阳高质量年轻天体IRAS 13481-6124的星周环境，利用近红外干涉技术研究了其Brγ发射线的起源.我们首次对R~1500的HMYSO中Brγ发射区进行了AMBER/VLTI观测。我们的AMBER/VLTI观测揭示了一个空间和光谱分辨的Brγ发射线，具有强的天鹅座P剖面，表明流出物质的终极速度约为500 km/s。在我们的观测中，在谱线和相邻的连续谱中检测到了振动、微分相位和闭合相位。全谱线（连续谱线加线发射区）和纯谱线谱线都表明，Brγ发射区比连续发射区（~ 5.4mas或~17 au，在3.2kpc时直径为2-4 mas或~6-13 au）更致密。吸收特征在最长基线（81和85米）处也是空间分辨的，并且具有比连续发射区域略小的可见度。四个最长基线处的差分相位显示了跨线路的\u 2018 S \u 2019形状的结构，在蓝移和红移的高速分量中达到峰值。校准的光心偏移与已知的喷流轴对齐，即它们可能跟踪电离喷流。高速分量（v_r~100-500 km/s）远离源，而低速分量（0-100 km/s）则较近，表明内10 Au气流有较强的加速作用。最后，沿连续的非零封闭相检测。通过比较我们的观察与2.16 μ m附近的连续光谱的合成图像，我们确认，这一特征源于由于内盘的倾斜连续光谱的不对称亮度分布。
2016-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Very massive stars and Nitrogen-emitting galaxies
本文提出100–1000 Msun的极大质量恒星可解释高红移星系及球状星团中的氮增丰和He II辐射，并构建依赖Γ/L/M星风物理的新演化框架。
2024-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
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）
本研究偶然发现两颗新共生双星GR Cygni与[D75]141，通过光谱与图像观测揭示其星云形态、中心星性质及星云形成机制，表明存在大量未发现的共生星。
2026-09-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
