The bi-stability jump as the origin for multiple P-Cygni absorption components in Luminous Blue Variables
亮蓝变星（LBV）在其强的H α谱线中经常表现出双槽吸收，这一点至今还不清楚。有趣的是，在相互作用的超新星SN 2005 gj中也发现了这一特征，因为这个原因，它被认为有一个LBV的祖先。我们的目的是了解LBV的双槽吸收特征，并调查这种现象是否与风变率有关。为此，我们进行时间相关的辐射转移建模使用CMFGEN。我们发现，突然变化的风-终极速度-预期从双稳定性跳跃-需要解释的双槽吸收配置文件在LBV。这加强了讨论LBV和SNe之间的联系的方案，利用由双稳定跳跃产生的祖先的风变率。我们还讨论了为什么存在的双槽P-Cygni组件可能成为一个有效的工具来检测河外LBV和如何分析其质量损失的历史上，只有一个单一的时代的光谱观测的基础上。
2011-06-15 astro-ph.SR
A Five-year Spectroscopic and Photometric Campaign on the Prototypical alpha Cygni Variable and A-type Supergiant Star Deneb
天津四通常被认为是典型的A型超巨星，是银河系中视觉上最明亮的恒星之一。A型超巨星是潜在的河外距离指示器，但在这种技术被认为可靠之前，这些恒星的变化需要更好地表征。我们分析了在1997年至2001年的五年跨度中获得的天津四的339个高分辨率阶梯光谱，以及在同一时间范围内获得的370个Stromgren光度测量。我们的光谱分析包括动态光谱的H-α轮廓，H-α等效宽度，和径向速度从Si II 6347，6371测量。时间序列分析表明，没有明显的周期性行为，通过多个观测季节进行，虽然我们发现了一个可疑的40天的时间在两个，非连续的观测季节。光度和径向速度数据集之间的一些相关性，并建议径向脉动在两个时代。没有相关性之间的变化的H-α配置文件和径向速度或光度。Lucy（1976）发现天津四是一颗长周期单线光谱双星的证据，但我们的数据集没有证据表明双星伴星会导致径向速度变化。
2010-09-29 astro-ph.SR
A New Luminous Blue Variable in M31
我们报告了M31中第五个被确认的亮蓝变星/剑鱼座S变星。在2006年，J004526.62+415006.3的光谱是热铁II发射线星，在巴尔末线有很强的天鹅座P型轮廓。在2010年，它的吸收线光谱类似于早期的A型超巨星，具有H和Fe II的发射线，具有强的天鹅座P轮廓，在2013年，由于光学厚，冷风的形成，光谱已经完全过渡到F型超巨星，这是LBV在最大光下的特征。光度记录支持可变性的LBV/S Dor性质。它的热光度约为-9.65等，在HR图上靠近M33和S Dor中已知的LBV，AE和Var C。
2015-02-09 astro-ph.SR
A newly-identified emission-line region around P Cygni
我们提出了一个高分辨率（$R \simeq 20,000$）近红外（9，100 - 13，500 $Å$）长缝光谱的天鹅座P获得的新委托WINERED摄谱仪在日本。在所得到的光谱中，我们发现，[Fe II]发射线的速度分布被分解成两个峰值的速度$\simeq220$公里秒$^{-1}$与中间的一个中等倾角和额外的子峰在$\simeq\pm100$ ~km~s $^{-1}$。通过长缝阶梯光栅图证实了次峰值成分起源于半径为$\simeq10^{\prime\prime}$的已知壳层，该壳层最初由公元1600年的爆发产生。另一方面，$\simeq220$公里的$^{-1}$组件，占主导地位的[Fe II]流量从天鹅座P，被发现集中在靠近中央恒星的明显空间范围的$\simeq3^{\prime\prime}$。这个范围远大于氢、氦和金属允许线追踪的致密（$<0^{\prime\prime}.1$）区域。扩展发射线区域的速度、估计质量和动力学时间表明，该区域是恒星风区域的外部。我们认为，新确定的发射线区域可能跟踪由于恒星风超越爆发壳的反向冲击。
2018-08-14 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
Multiple Outflows in the Giant Eruption of a Massive Star
NGC 2748中的超新星冒充者PSN J 09132750 +7627410的最大光度约为-14等，但很快就意识到它不是真正的超新星，而是另一个非终结性巨喷发的例子。PSN J 09132750 +7627410的特点是在巴耳末辐射线上有多个天鹅座P的吸收极小值，对应的外流速度为-400、-1100和-1600 km/s。只有在少数其他物体中观察到多次外流。在本文中，我们描述了过去三个月的频谱和天鹅座P配置文件的演变最大，后最大形成的凉爽，密集的风，并确定一个可能的祖先。其中一个可能的祖先是红外线源。其爆发前的光谱能量分布表明其辐射光度为-8.3等，尘埃温度为780 K。如果它是祖先，它高于AGB限制，不像中间亮度红色瞬变。这三个天鹅座P的剖面可能是由于目前的喷发喷出物，风的祖先，或以前的质量损失事件。我们认为它们都是作为同一个高质量损失事件的一部分形成的，并且是由于以不同速度或能量喷射的物质。我们还认为，在巨大的喷发过程中，多次流出可能比报道的更常见。
2016-06-15 astro-ph.SR
Asteroseismic inference on rotation, gyrochronology and planetary system dynamics of 16 Cygni
太阳类似物16 Cyg A和16 Cyg B是\Kepler视野中的优秀星震目标，与红矮星和木星一起形成一个有趣的系统。对于这些更演化的类太阳恒星，我们无法用现有的\Kepler数据检测到表面旋转，而是使用星震学技术来确定天鹅座16 A和B的旋转特性。我们发现A和B的自转周期分别为$23.8^{+1.5}_{-1.8} \rm \, days$和$23.2^{+11.5}_{-3.2} \rm \, days$，倾角分别为$56^{+6}_{-5} \, ^{\circ}$和$36^{+17}_{-7} \, ^{\circ}$。连同这些结果，我们使用公布的质量和年龄的建议，假设太阳一样的旋转配置文件，16天鹅座A可以用来校准gyrochronology关系。此外，我们还讨论了已知的16 Cyg B星-行星偏心率和测量的低行星度，这与Kozai循环和潮汐理论是一致的。
2014-11-05 astro-ph.SR
Optical and near-infrared spectroscopy of Nova V2891 Cygni: evidence for shock-induced dust formation
我们提出了多历元光学和近红外观测的高度红化，\pion{Fe}{ii}类慢新星V2891天鹅座。观测时间跨度为发现以来的15个月。从静止开始的初始快速变亮，以及存在长达$\sim$ 35天的最大值前停止，都有充分的记录。V2891 Cyg目前的爆发经历了几次不同的物质抛射事件的证据是通过O\，{ \sc i} 7773\，$Å$线的随时间变化的P Cygni轮廓看到的。一个亮点是围绕$\sim$ +273 d的尘埃形成事件的发生，这与日冕线发射的阶段相吻合。发现粉尘质量为$\sim0.83-1.25 \times 10^{-10} M_{\odot}$。有强有力的证据表明日冕线是由冲击加热而不是光电离产生的。尘埃和日冕线（速度变化）的同时出现支持了尘埃形成是由激波引起的可能性。这种尘埃形成的途径以前从未在新星中发现过，尽管在一些核心坍缩的超新星中已经提出了尘埃形成的机制。日冕线的分析表明，气体质量和温度分别为8.35- 8.42 $\times10^{-7}$ M $_\odot$和$\sim(4.8-9.1)\times10^{5}$ ~K，并有过量的铝和硅。氢线的案例B分析得出电离气体质量为（$8.60\pm1.73)\times10^{-5}$ M $_{\odot}$ .红化和到新星的距离分别估计为$E(B-V)$ = 2.21、$\pm$ 0.15和$d$ = 5.50千…
2021-12-26 astro-ph.SR
A FUSE View of the Stellar Winds of Planetary Nebula Central Stars
由于IUE卫星收集了大量行星状星云中心恒星（CSPNe）的高分辨率紫外光谱，因此没有对这些恒星的恒星风进行任何进一步的系统研究。高光谱分辨率，灵敏度和大量的档案观测的FUSE档案允许在远紫外域的CSPNe的恒星风的研究，在那里可以观察到跨越广泛的激发范围的物种线。我们在这里提出了一个初步分析的P-Cygni配置文件的60 CSPNe样品观察FUSE。在40 CSPNe中发现了天鹅座P型剖面，证明速度在200和4，300 km/s之间的快速恒星风。在许多情况下，这是第一次报道这些PNe的快速恒星风。目前正在对这些远紫外光谱进行详细研究。
2009-12-01 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
A Catalog of 45,206 Hα Emission-line Stars from LAMOST MRS DR7
Yunnan Observatories, CAS（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Hunan Engineering University（湖南工程学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Hebei University（河北大学）
基于LAMOST MRS DR7数据，利用导数光谱学方法编制了45,206颗具有显著Hα发射线的恒星目录，并对Hα发射线形态进行了分类。
2026-01-09 astro-ph.SR
Chemical evolution of high-mass stars in close binaries. II. The evolved component of the eclipsing binary V380 Cygni
食双线分光双星V380 Cyg是研究恒星演化的重要探测器，其主要成分是一颗即将脱离主序星的大质量恒星，而次要成分则是处于主序星寿命早期的恒星。我们提出了广泛的高分辨率中阶梯光栅和光栅光谱从Ondrejov，卡拉尔阿尔托，维多利亚和拉帕尔马。我们应用光谱解纠缠来揭示这两颗恒星的光谱，并获得新的光谱元素。第二颗恒星只贡献了总光的6%，这仍然是测量系统特性的主要限制。我们确定了改进的物理性质，发现质量13.1 +/- 0.3和7.8 +/- 0.1 M_sun，半径16.2 +/- 0.3和4.06 +/- 0.08 R_sun，有效温度21750 +/- 280和21600 +/- 550 K，分别为初级和次级组件。我们进行了详细的丰度分析，通过拟合非LTE理论线轮廓的演化的主星的解纠缠光谱，并揭示了元素丰度模式，让人想起一个典型的附近的B星。与最近的旋转混合理论演化模型的预测相反，没有检测到由于CNO循环的丰度修改的痕迹。在这些模型的预测和主星的性质之间找不到匹配：存在1.5 M_sun的质量差异，并且仍然无法解释。
2009-08-03 astro-ph.SR
Short-term variability and mass loss in Be stars III. BRITE and SMEI satellite photometry of 28 Cygni
BRITE纳米卫星星座在2014-2016年的11个月里获得了28 Cygni的mmag测光。增加了2003-2010年太阳质量抛射成像仪的观测数据和118 H $α$谱线剖面。几十年来，天鹅座28已经显示出四个大振幅的频率：两个间隔很近的频率是光谱学证实的$g$模式，接近1.5 c/d，一个稍低的外光球（Stefl）频率，以及0.05 c/d的两个g模式之间的差频。这个顶层框架与eta Cen（论文I）没有区别，后者在光谱类型、旋转速率和视角方面也非常相似。Stefl频率是唯一不受差频影响的频率。后者的振幅经历了很大的变化;在最大值附近，近拱星物质的量增加，Stefl频率的振幅增长了一些因素。在这样的增亮过程中，几十个瞬态尖峰出现在频谱中，集中在三组中。只有11个频率是共同的所有年份的BRITE观测。Be恒星似乎是由几个耦合的时钟控制的，其中大多数在几周到几个月的时间尺度上不是很有规律，但却可以运行几十年。g模式与低差频的组合和/或大气对它的响应表现出显著的非线性。与eta Cen一样，差频变率似乎是28 Cyg星盘质量传递调制的主要原因。不同频率的分层集合可以达到Be现象已知的最长时间尺度。
2017-08-24 astro-ph.SR
The Puzzling Spectrum of HD 94509
HD 94509的光谱特征非常不寻常，为Be和壳星的动物园增添了一个极端。壳层在光谱中占主导地位，显示出中A到早期F光谱类型的典型谱线，而光球氢线翼和氦线则表明存在晚期/中期B型中心恒星。许多金属吸收线具有宽的翼，但逐渐变窄的芯。它们不能被Voigt轮廓拟合。我们的目标是描述和说明这颗恒星不寻常的光谱特征，并进行粗略的计算，以估计壳层的物理条件和丰度。此外，中央星的特点。我们假设壳的平均条件。电子密度的估计是由英格利斯-泰勒公式。激发温度和列密度的Fe I和Fe II来自生长曲线。中性H柱密度由高Paschen成员估算。的柱密度进行了比较与光电离代码多云的计算。采用非LTE频谱合成来约束中心星的大气参数。总体化学丰度接近太阳能。几种元素的主导离子的柱密度，以及激发温度和平均电子密度很好地占了一个简单的模型。包括电离度在内的几个特征还没有得到很好的描述。HD 94509是一颗Be星，有稳定的壳层，接近末龄主序星。壳的动态状态和形状不寻常但对称的线轮廓需要单独研究。
2015-03-28 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
Hydrogen Emission from Accretion and Outflow in T Tauri Stars
辐射转移建模为理解金牛座T星神秘的氢发射线提供了一个强大的工具。这项工作比较了29 T金牛星的光学和近红外光谱与我们的网格合成线配置文件。档案光谱，获得VLT的X-射手，提供了许多光学和红外氢线的同时覆盖。观察显示出类似的形态线剖面中看到的其他研究。我们使用辐射传输代码TORUS创建合成H $α$，Pa $β$，Pa $γ$和Br $γ$发射线的基准金牛座T模型，包括轴对称磁层吸积和极星风。合成的H $α$谱线的Reipurth型和谱线宽度的分布与观测结果相似。然而，模型化的红外线比$\approx 80{~\rm kms}^{-1}$的观测窄，我们的模型预测了一个显着更高的比例（$\approx 90$ %）的逆P-Cygni配置文件。此外，我们的辐射传输模型表明，P-Cygni配置文件的频率取决于质量损失的质量吸积率和蓝移的亚连续吸收的质量损失率低至$10^{-12}~M_{\odot}{\rm~ yr}^{-1}$的预测。我们探讨了旋转，湍流的影响，并从红移吸收的贡献，试图解释宽度的差异。我们的研究结果表明，奇怪的是，这些影响都不足以解释观察到的差异。然而，旋转，湍流和非轴对称吸积的组合可能会提高模型的拟合观测数据。
2022-05-17 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
The spectacular evolution of Supernova 1996al over 15 years: a low energy explosion of a stripped massive star in a highly structured environment
本文介绍了15年来对SN 1996 al进行的分光光度测定。SN 1996 al的早期测光结果表明，SN 1996 al是一颗线性II型超新星，绝对峰值为Mv ~ -18.2 mag，早期光谱表现为宽的、不对称的Balmer辐射，叠加有P-Cygni轮廓的窄线，He I特征表现为不对称的、宽的辐射分量。谱线分析表明，H和He宽谱成分形成于喷出物的同一区域。到了第142天，H α分布发生了巨大变化：狭窄的天鹅座P分布消失了，H α由三个发射分量组成，这将在SN监测活动的剩余15年中被检测到。相反，He I发射变得越来越窄和对称。在300 - 600天之间，观测到所有He I谱线的通量突然增加。模型表明，超新星的光度是由低质量（~1.15 Msun）的喷出物与高度不对称的星周介质的相互作用维持的，这些喷出物是在低动能（~ 1.6 x 10^50 erg）爆炸中喷出的。在爆炸前的存档图像中检测到的H α辐射表明，它的祖先很可能是一颗大质量恒星（~25 Msun ZAMS），在爆炸前失去了大部分的氢包层，因此嵌入了一个富含H的茧中。低质量的喷出物和适度的动能的爆炸被解释为大量的回落到紧凑的残余物，7-8 Msun的黑洞的材料。
2015-12-03 astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the symbiotic-like recurrent nova V407 Cygni during its 2010 outburst. I. The shock and its evolution
2010年3月10日，V407 Cyg在爆发中被发现，最终达到V< 8并被费米探测到。使用中等和高分辨率的地基光谱，视觉和快速紫外光度法，和快速X射线分光光度法，我们描述了这个新星的高速剖面演化的行为，在其头三个月。X射线发射的峰值出现在约第40天，具有广泛的最大值，并在第50天后下降。光谱的主要变化大约在那个时候开始。He II 4686 A系首次出现在第7天和第14天之间，最初显示出广泛的对称轮廓，这是所有物种在第60天之前的特征。低激发谱线仍然相对较窄，v（rad，max）为200-400 km/s。它们比[Ca V]，[Fe VII]，[Fe X]和He II等线更对称，所有这些线都显示出从对称到蓝翼的一系列轮廓变化，类似于低电离物质，但红翼延伸到高达600 km/s。Na I D双重态发展了一个宽的组件，具有类似的速度宽度的其他低电离物种。未检测到O VI拉曼特征。我们将这些变化解释为米拉风中喷出物的非球面膨胀。蓝色的一面是从冲击波穿透到风中，而红色的翅膀是从低密度的边缘。最大径向速度服从幂律，v（rad，max）t^{-n}，其中n对红翼约为1/3，对蓝翼约为0.8。（截短）
2010-12-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
A catalogue of early-type emission-line stars and Hα line profiles from LAMOST DR2
本文给出了一个包含10,436颗早型发射线恒星的11,204条光谱的星表，其中9,752条是新发现的。对于这些早型发射线星，我们从它们的低分辨率光谱讨论了它们的形态和物理性质。在该光谱样品中，H $α$发射曲线显示出各种各样的形状。根据H $α$谱线的特征，将这些光谱分为5类：单峰发射、吸收中的单峰发射、双峰发射、吸收中的双峰发射和P-Cygni谱线。为了更好地理解H $α$谱线轮廓的成因，我们从物理分类的角度将这些天体分为四类：经典Be星、Herbig Ae/Be星、密近双星和被HII区污染的光谱。大多数Herbig Ae/Be星和经典Be星都是使用（H-K，K-W1）色-色图识别和分离的。我们还讨论了SIMBAD在线星表中列出的31个双星系统，并通过与Dubout-Crillon星表中位置的交叉匹配，识别出3，600个被HII区污染的光谱。然后进行线轮廓与分类的统计分析，以了解我们的样品中每种类型的H $α$轮廓的分布。最后，我们还提供了一个表的172个光谱与铁II发射线和粗略计算恒星风速度与P-Cygni配置文件的7个光谱。
2016-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Catalogue of H$α$ emission stars
我们讨论了H $α$发射星的性质，从盖亚-ESO调查内部数据发布的22035光谱样本，观察与GIRAFFE仪器，主要属于年轻的疏散星团的恒星。自动拟合使用两个独立的高斯配置文件和第三个组件，占星云发射，使我们能够辨别不同的形态类型的H $α$线配置文件的引入一个简化的分类方案。总而言之，我们发现了3765颗具有本征发射的恒星，并将它们的光谱分为八种不同的形态类别：单成分发射、发射混合、尖锐发射峰、双发射、P-Cygni、倒置P-Cygni、自吸收和吸收发射。在我们的样本中，我们有1430颗恒星的不止一次观测，从而可以对H $α$发射剖面的变化程度进行定量讨论，这是年轻的活跃天体所期望的。我们提出了一个目录的恒星与他们的H $α$发射线轮廓，形态分类，分析随时间的变化和补充信息的SIMPAD，VizieR，和ADS数据库的属性。SIMBAD中的记录表明，大约25%的星表中的恒星存在H $α$发射，而根据ADS中的参考文献，其中至少有305颗已经被更彻底地研究过。在我们的光谱样本中，最常见的形态类别是发射混合（23%），吸收发射（22%）和自吸收（16%）。重复观测的对象表明，我们对离散类别的分类在时间上通常是稳定的，但P-Cygni和自吸收类别似乎不太稳定，这是离散分类规则的结果，也是轮廓形状发生根本变化的结果。
2015-07-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Optical Spectroscopic Monitoring Observations of a T Tauri Star V409 Tau
本文报道了金牛座T星V409的光谱监测观测结果。先前的光度学研究表明，这颗恒星经历了变暗事件，这是由于中央恒星的光线被扭曲的星周盘遮蔽。我们用西播磨天文台的2米Nayuta望远镜进行了中等分辨率（R ~ 10，000）的光谱观测。光谱是在2015年11月至2016年3月的18个晚上获得的。几个吸收线，如钙I和锂，和H α发射线被证实在光谱中。在观测期间，V409 Tau的Ic波段星等变化了约1等。五个吸收线的等效宽度是大致恒定的，尽管在IC带的幅度的变化。我们的结论是，恒星的光的变化是由光从中央恒星与扭曲的拱星盘的遮蔽，基于吸收线的等效宽度和Ic带的幅度之间的关系。的H α发射线的蓝色成分是占主导地位的观测时期，和逆P天鹅座的配置文件中观察到的光谱。时变逆P天鹅座的H α发射线的配置文件表明不稳定的质量吸积从拱星盘的中心恒星。
2019-09-20 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
Towards pulsation mode identification in 3-D: theoretical simulations of line profile variations in roAp stars
快速振荡的Ap（roAp）恒星的时间分辨光谱观测显示了一个复杂的图片传播磁声脉动波，振幅和相位强烈变化的大气高度的函数。我们最近进行了数值，非线性MHD模拟，以深入了解复杂的大气动力学的磁致伸缩器。在这里，我们使用由此产生的随时间变化的大气结构和速度场来预测线轮廓变化的roAp星。这些计算使用现实的大气结构，占垂直化学分层和治疗线形成脉动恒星大气中，而不依赖于简单的单层近似普遍采用的非径向蒸发器。新的理论计算提供了一个必要的工具来解释令人困惑的复杂性的光谱脉动的roAp星。
2010-04-01 astro-ph.SR
Optical Mass Flow Diagnostics in Herbig Ae/Be Stars
我们研究了广泛的质量流诊断在一个大样本的赫比格Ae/Be星（HAEBES）使用高分辨率的光谱。H-β和He I 5876埃谱线分别显示P-Cygni（30%）和逆P-Cygni（14%）形态的最高发生率。Fe II 4924埃的谱线也显示出大的P-Cygni分布（11%）。我们发现支持的许多结论，在一项研究的基础上分析的He I 10830埃线在一个大样本的HAEBES。也就是说，HAEBES表现出更小的部分蓝移吸收（即质量流出）和红移吸收（即质量下降或吸积）比它们的低质量表亲，经典的金牛T星（CTTS）。特别是，光学数据支持的结论，HAEBES显示红移吸收，一般来说，显示最大的红移吸收速度，其恒星的逃逸速度的小部分比CTTS。这表明HAEBE吸积流起源于其恒星的引力势比CTTS系统更深。此外，我们发现在蓝移吸收天体中缺乏内部盘风的签名，只有恒星风的签名被清楚地观察到。这些发现，以及缺乏检测到的磁场周围HAEBES，支持的想法，大磁层并不普遍周围HAEBES和吸积流，而不是介导的显着较小的磁层相对较小的截断半径（例如1-2恒星半径）。红移吸收在赫比格Ae星周围比在Be星周围更常见，这表明赫比格Be星可能通过边界层而不是沿着磁场线吸积。
2015-06-24 astro-ph.SR
Derivative Spectroscopy and its Application at Detecting the Weak Emission/Absorption Lines
本文提出基于导数光谱学的弱谱线检测方法，可识别比高斯拟合弱三倍的信号，并在LAMOST中分辨率光谱中系统分类Hα发射峰形态。
2024-04-05 astro-ph.IM astro-ph.SR
Spectroscopy and Interferometry of Luminous Blue Variables
我们报告的初步结果，为期三年的监测活动的银河系和麦哲伦LBV与中等和高分辨率光谱。我们已经收集了20颗恒星的500多个中等分辨率光谱，其中包括H $α$和He I 5876和6678 Angsons的风敏感跃迁。我们总结了我们15年的高分辨率H $α$光谱的原型明亮的蓝色变量，天鹅座P的详细研究。我们报告发现的离散的吸收组件在天鹅座P的H $α$配置文件，我们讨论了它们的关系，在风中的结构。这些结果相比，我们最近的高分辨率干涉成像的$H$带发射区周围的恒星。我们讨论了最近的观测$η$车，突出其不寻常的恢复从以前的近星点通过。我们对HDE 326823的研究结果表明，该恒星有一个短周期的双星轨道，Roche Lobe溢出到一个看不见的大质量伴星上。
2011-09-30 astro-ph.SR
A catalog of early-type Hα emission line stars and 58 newly confirmed Herbig Ae/Bes from LAMOST DR7
我们从LAMOST DR 7中导出了一个包含25，886颗恒星的30，048条光谱的早期型发射线星表，其中3，922颗有Simbad记录。使用K-最近邻和随机森林方法获得样品，并进行目视检查。根据H $α$的发射谱线特征，将其光谱分为3种形态类型（10个亚型）。一些被星云发射线污染的光谱，如来自HII区域的光谱，在星表中被标记出来。根据天鹅座P线或天鹅座P线的逆剖面，计算了101颗恒星的星风或吸积流速度，得到了一个包含101颗恒星的星风子表，其中74%的恒星的速度小于400 km/s。更重要的是，我们利用已知的Herbig Ae/Be星（HAeBes）和经典Ae/Be星（CAeBes）的两个色图（H-K，K-W 1）和（H-K，J-H），提出了一个更新的区分HAeBes和CAeBes的判据。根据该标准，我们从样本中选择了201名HAeBes候选人和5，547名CAeBes候选人。我们通过使用WISE图像和LAMOST光谱确认了201个HAeBes中的66个，并提出了一个特定的HAeBe子目录，其中58个是新发现的。此外，WISE颜色（W1-W2，W1- W3和W1-W 4）显示了我们确认的HAeBes与已知HAeBes之间的分布一致性。66个已确认的HAeBes在HR图上大多位于热端主序的下缘，约77%的距离超过1 Kpc，增加了远距离已知HAeBes的数量。
2021-07-01 astro-ph.SR
ALMA observations of the vibrationally-excited rotational CO transition $v=1, J=3-2$ towards five AGB stars
我们报告的偶然发现与ALMA的振动激发的纯转动CO跃迁$v=1, J=3-2$对五个渐近巨星分支（AGB）的恒星，$o$ Cet，R Aqr，R Scl，W Aql，和$π^1$ Gru。观测到的谱线形成于恒星表面和风开始的区域之间的一个人们知之甚少的区域，即所谓的暖分子层。我们成功地再现了所观察到的线轮廓使用一个简单的模型。我们约束生成线的区域的范围、密度和运动学。R Aqr和R Scl显示了相反的P-Cygni线轮廓，表明物质落入恒星。$o$ Cet和R Scl的谱线特征显示变异性。对这五个源的偶然探测表明，振动激发的旋转线可以观察到大量的附近的AGB星使用ALMA。这为研究AGB拱星包层的最内层区域提供了新的可能性。
2016-09-20 astro-ph.SR
Medium resolution near-infrared spectroscopy of Massive Young Stellar Objects
我们目前的中分辨率（R~7000）近红外阶梯光谱数据36 MYSO从红色MSX源（RMS）的调查。这是迄今为止在MYSO的这些波长下以该分辨率观测到的最大样本。光谱的特点主要是从氢复合线和吸积诊断线的发射。一颗MYSO显示出光球HI吸收，与光谱标准的比较表明，该恒星是一颗表面重力较低的A型恒星，这意味着MYSO可能是膨胀的，这也是进化计算的结果。对Br $γ$谱线轮廓的研究表明，大多数是纯发射，而13 $\pm$ 5%显示出P Cygni轮廓，指示流出，而少于8 $\pm$ 4%具有反P Cygni轮廓，指示流入。这些值与光学明亮的赫比格Be星的调查相当，但与赫比格Ae和金牛T星的调查不一致，这与质量较大的恒星以不同的方式进行吸积的概念相一致，而质量较低的物体正在经历磁层吸积。来自Br $γ$线光度的吸积光度和速率与低质量源的结果一致，为基于低质量场景缩放的大质量恒星形成理论提供了初步证据。我们提出了Br $γ$ /Br 12线轮廓比利用的事实，光学深度效应可以跟踪作为跨线的多普勒频移的函数。这些表明，在这个样本中，MYSO的风在恒定，加速和减速速度结构之间几乎相等。我们看到的特征类型与热光度或近红外颜色之间没有趋势。
2017-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Changes of the optical spectrum of the hypergiant $ρ$ Cas due to a shell ejection in 2013
利用特殊天体物理观测台6米口径望远镜（光谱分辨率为R $\ge$ 60000）对黄色超巨星$ρ$ Cas进行光谱监测，发现了2013年物质抛射后其扩展大气运动状态的新特征。探测到H $α$谱线的轮廓发生了重大变化：该谱线在2014年的光谱中第一次有了加倍的核心，在2017年12月13日出现了逆天鹅座P的轮廓，并在2017年8月6日和2017年9月5日再次加倍，但其核心强烈地向更长的波长移动，表明物质的快速流入。2017年首次检测到将强低激发反射谱分为三个组分。H $α$谱线的演化与分裂峰之间没有相关性。振幅约为10 km/s的脉动状变化仅是对称的弱和中等强度吸收线的特征。在2013年获得的光谱的长波长部分可以识别铁族元素的壳发射，其强度下降，直到2017年完全消失。在CaII的H和K线的核心没有发射的情况下，在这些线的翅膀中可以看到壳金属的发射。
2018-08-01 astro-ph.SR
The He I $λ$10830 $Å$ line as a probe of winds and accretion in young stars in Lupus and Upper Scorpius
He I 1微米线是一条高激发线，它使我们能够探测原恒星盘的最内部区域，并追踪吸积和流出的物质。我们使用X-Shooter观测的样本107年轻的恒星在狼（1-3百万年）和上天蝎座（5-10百万年）恒星形成区域的线属性之间的相关性，以及磁盘的倾斜度和吸积光度搜索。我们在样本中确定了八种不同的轮廓类型。我们将高斯曲线拟合到线特征以测量在吸收中跟踪的最大速度、线特征的半高宽（FWHM）和特征的高斯面积。我们将样本中每种配置文件类型的比例与之前在金牛座的研究进行比较。我们发现金牛座和狼疮之间的P天鹅座和逆P天鹅座配置文件的比例显着变化，狼疮和上天蝎座之间的排放量的唯一和组合配置文件类型的数量。我们发现，蓝移的吸收功能出现较少的蓝移在磁盘倾角接近边缘上，但没有这样的趋势与倾角观察只有红移功能的来源。在具有强烈蓝移特征的源中观察到更高的吸积速率，随着在两个区域观察到的每种剖面类型比例的变化，表明较年轻的源可能驱动更强的喷流或风。总的来说，我们观察到的比例的变化，每一个配置文件类型和线的属性，这表明和演化的吸积和喷射签名随着时间的推移，并与源属性。这些结果证实了过去的工作和模型的He I线，但对于一个更大的样本和多个恒星形成区。这项工作突出了He I线作为圆盘最内部区域气体探测器的力量。
2022-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Eta Carinae: an evolving view of the central binary, its interacting winds and its foreground ejecta
Eta Car的FUV光谱，在二十年的时间里用HST/STIS记录，记录了我们视线中消散消光引起的共振线的多次变化。FUV通量增加了近十倍，这导致了侏儒体内多个壳层的电离增加和分子氢的光破坏。观测到的共振线剖面与CMFGEN模式剖面的比较，允许分离的风-风碰撞和壳approptions从主风，天鹅座P profiles.The消散的掩星优先掩盖中心双星和相互作用的风相对于非常广泛的主风。我们现在能够监测碰撞风与轨道相位的变化。在最近的近星点通道上发生了高速瞬态扰动，表明次级风加速了主风，导致了下游的高速弓形激波，这是每个轨道周期新产生的。没有证据表明双星风的性质发生了变化。
2022-05-30 astro-ph.SR
Supernova Resonance--scattering Line Profiles in the Absence of a Photosphere
在超新星光谱学中，相对较少的注意力被给予在光球衰退之后的时期中光学厚谱线的性质。对超新星光球层后光谱的大多数处理和分析都假定，如果不是全部的光谱特征，禁止线辐射也包括大部分。然而，有证据表明，有些光谱显示出的谱线轮廓是在超新星爆炸后的几个月或几年内通过光学厚共振散射形成的。为了探索这种可能性，我们提出了一种几何方法的超新星光谱形成的基础上的“基本超新星”模型，其中我们调查的共振散射的光学粗线的特性，同时取代光球与透明的中央核心发射非黑体连续辐射，类似于由衰变56钴爆炸过程中形成的光学连续。我们开发了必要的数学框架，解决这些条件下的辐射转移方程，并计算光谱的孤立和混合线。我们的比较与类似的结果从基本超新星代码SYNOW揭示了几个显着的差异线的形成。最值得注意的是，在这些条件下的共振线形成P Cygni样的配置文件，但发射峰和吸收谷分别向红和向蓝移动，从线的静止波长的一个显着的量，尽管在喷出物的线光学深度的球对称分布。我们在这项工作中发现的这些性质和其他性质可能会导致对超新星光谱中后光球时代的线形成材料的线的错误识别或属性的错误归属。
2012-09-16 astro-ph.SR
Inflows in massive star formation regions
高质量恒星是如何形成的目前还不清楚。计算表明，形成中的恒星的辐射压力可以阻止球状坍缩，当它达到10 M $_{\odot}$时，阻止它进一步生长。提出了恒星质量进一步增长的两个主要理论模型。一种模型认为是质量较小的恒星物体的合并，另一种仍然是通过吸积，但有圆盘的帮助。流入运动是形成恒星如何进一步获得质量以形成大质量恒星的关键证据。最近的技术发展促进了对流入运动的研究。通过单碟观测获得了大量的大质量坍缩候选体，大多数呈现蓝色轮廓。下落的签名似乎是更常见的区域与发达的辐射压力比在年轻的核心，这与理论预测，也是非常不同的低质量的恒星形成。干涉仪的研究证实了这种趋势与更明显的蓝色轮廓或反天鹅座P轮廓。结果似乎有利于吸积模型。然而，大质量恒星形成核的坍缩运动的演化趋势还有待进一步探讨。单一或竞争性崩溃过程的直接证据仍然缺乏。ALMA将使我们能够探测更多的重力过程的细节。
2014-11-03 astro-ph.SR
Conditions in the WR 140 wind-collision region revealed by the 1.083-micron He I line profile
我们介绍了在2008年观测到的WC 7 + O 5碰撞风双星WR 140（HD 193793）中1.083微米He I线的P~Cygni剖面的光谱学，在2009年的近星通过之前，以及在2016-17年，跨越随后的近星通过。吸收和发射分量都表现出强烈的变化。当O 5星被风碰撞区（WCR）遮蔽时，吸收分量的变化对它的几何形状产生了严格的约束。当O 5星的视线穿过WCR时，吸收分量的强度和宽度在天的时间尺度上变化很大。在我们的所有配置文件上观察到的发射子峰。它的径向速度随轨道相位的变化被证明与WCR在其轨道上围绕恒星旋转时的形成一致。对曲线进行建模给出了亚峰形成区域的范围的量度。在0.93-0.99的相位范围内，次峰处的通量稳定地增加，近似与恒星分离成反比，表明WCR中形成谱线的激波气体是绝热的。在近星点之后，次峰通量异常强烈且变化迅速，表明在WCR下游形成团块。在大部分时间里，它的通量超过了2-10 keV的X射线辐射，表明它是冲击风的重要冷却剂。
2021-02-18 astro-ph.SR
Spectroscopy of AT 2016blu's recurring supernova impostor outbursts
本研究分析AT 2016blu十年光谱，发现其由LBV主星的偏心双星近星点触发约113天准周期爆发，谱线特征与相位无关，揭示伴星与主星风相互作用，验证第21次爆发预测，为LBV爆发机制提供新线索。
2025-04-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Complex Variability of the H$α$ Emission Line Profile of the T Tauri Binary System KH 15D: The Influence of Orbital Phase, Occultation by the Circumbinary Disk, and Accretion Phenomenae
我们获得了主序前食双星KH~ 15 D（V582 Mon，P = 48.37 d，$e$ $\sim$ 0.6，M $_{A}$ = 0.6 M $_{\odot}$，M $_{B}$ = 0.7 M $_{\odot}$）的48条高分辨阶梯光谱。这些食是由一个几乎在边缘上看到的环双星盘引起的，在这些观测的时期，它完全掩盖了恒星B的轨道和恒星A的大部分轨道。光谱是在2001/2002年至2005/2006年的五个连续观测季节中获得的，当时A星完全可见，完全被掩盖，以及在几次入口和出口事件中。H $α$谱线曲线显示这些时间序列数据在从几天到几年的时间尺度上发生了巨大变化。一小部分的变化是由于“边缘效应”，只取决于恒星A在掩星盘锋利边缘之上或之下的高度。其他观察到的变化取决于轨道相位：H $α$发射线轮廓的变化，从一个逆P天鹅座型轮廓在入口到增强的双峰轮廓，与蓝色和红色的发射组件，在出口。这些解释的变化中的每一个都由于在这些剖面中还存在混乱的、不规则的分量而变得复杂。我们发现，复杂的数据集可以在很大程度上理解的背景下，吸积到恒星上从一个circumbinary磁盘与气体流量的预测由Artymowicz和Lubow，Günther和Kley，和de Val-Borro等人提出的偏心金牛座双星模型。特别是，我们的数据提供了强有力的支持脉冲吸积现象，在增强吸积发生在近日点通道期间和之后。
2012-04-05 astro-ph.SR
Atmospheric dynamics and the variable transit of KELT-9 b
我们提出了一个光谱和时间分辨检测光学镁我三重态在7.8 $σ$在超热木星KELT-9 b的扩展大气中，添加到目前已知的最热的气体巨人中检测到的金属物种的列表。约束放置在密度和径向范围的激发氢信封使用同时观测H $α$和H $β$的假设下的球对称大气。我们发现，行星旋转加宽的$v_\text{rot} = 8.2^{+0.6}_{-0.7}$公里的$^{-1}$是必要的再现巴耳末线传输轮廓形状，其中包括旋转的模型是强烈的首选使用贝叶斯信息准则比较的非旋转模型。金属线和氢吸收的时间序列都显示出明显的结构，表明在这次凌日期间观测到的大气是动态的而不是静态的。我们检测到一个相对的发射功能的结束附近的过境表现出一个P-天鹅座一样的形状，证据的材料移动在$\approx 50-100$公里的$^{-1}$远离行星。我们假设，在运输中的变化和随后的P-Cygni-like配置文件是由于耀斑事件，导致大气膨胀，导致未结合的材料被加速到高速恒星辐射压力。进一步的光谱凌日观测将有助于确定这种事件的频率。
2018-12-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Water in star-forming regions with Herschel (WISH): II. Evolution of 557 GHz 110-101 emission in low-mass protostars
水是低质量原恒星动力学和化学的关键示踪剂，但光谱分辨观测迄今为止在灵敏度和角分辨率方面受到限制。在这第一次系统调查光谱分辨水排放低质量原恒星物体，H2O被观察到在地面状态过渡在557 GHz的Herschel在29个嵌入式0和I类原恒星的HIFI。补充远红外和亚毫米连续数据（包括PACS数据从我们的计划）被用来约束每个源的光谱能量分布。H2O强度进行了比较，推断信封和流出的属性和CO 3-2排放。除一个物体外，所有物体都检测到H2O排放。线轮廓是复杂的，并且由几个运动分量组成。的配置文件通常是由一个广泛的高斯发射功能为主，表明大部分的水排放量出现在流出，而不是静止的信封。有几个源在发射或吸收中显示出多个冲击分量，从而限制了系统的内部几何形状。此外，这些分量包括7个源（6个0类，1个I类）中指示下降包络的逆P-Cygni轮廓，以及4个源（3个I类，1个0类）中指示扩展包络的规则P-Cygni轮廓。在4个0级源中发现了速度>50 km/s的“子弹”，其中3个是新发现的。在外流中，作为速度函数的H2O/CO丰度比对于所有源几乎是相同的，从<5 km/s时的10^-3增加到>10 km/s时的>10^-1。外膜中的H2O丰度很低，约为10^-10。不同的H2O剖面组件显示出一个明确的演变趋势：在0类源，排放量占主导地位的外流组件内的下降信封。在I类阶段，当入流减弱时，出流减弱，H2O排放消…
2012-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The low-luminosity accretion disc wind of the black hole transient V4641 Sagittarii
我们提出了一个光学光谱研究的黑洞X射线瞬态V4641 Sgr（=SAX J1819.3-2525），涵盖1999年，2002年和2004年爆发。这些光谱是在低光度阶段的22个不同时期拍摄的，这些阶段是在系统显示出的尖锐而明亮的爆发峰之后。这些数据揭示了经常存在的风相关的功能，在H（巴耳末）和他我的发射线的形式的P-Cygni配置文件和强大的发射线与广泛的翅膀。在蓝移吸收（天鹅座P）分量中测得的风的终极速度在~ 900-1600 km/s的范围内，而宽发射线翼（所谓的星云相）意味着流出速度高达~3000 km/s。我们表明，至少在几个风的检测，无线电射流是活跃的，该系统可能处于硬状态。这与文献中先前报道的探测结果一起表明，V4641 Sgr是该级别的第二个来源，仅次于V404 Cyg，其中这些冷风外流的存在已经明确确定。我们讨论了在这两个系统中观察到的类似现象，以及流出的可能性质及其对吸积过程的影响。
2018-06-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
High-resolution spectroscopy of SN 2017hcc and its blueshifted line profiles from post-shock dust formation
SN 2017 hcc是一颗邻近的强极化超亮I In型超新星（SN）。我们获得了高分辨率的阶梯光谱，我们结合其他光谱，以调查其线轮廓的演变。所有历元都显示出激波前星周物质（CSM）的窄P~Cygni分量，表明从40-50 km/s的祖先轴对称流出。中等宽度和宽的组件表现出在发光SNe~IIn中看到的经典演化：对称洛伦兹轮廓从冲击前CSM线在早期被电子散射加宽，在后期过渡到多组分，来自SN喷出物和冲击后壳的不规则轮廓。在许多SNe~IIn中，剖面显示出逐渐增加的蓝移，在200天后，中间和宽速度分量的红翼中有明显的通量赤字。这种蓝移的发展后，连续光度褪色，并在中等宽度的组成部分，持续在晚些时候，即使在SN喷出物褪色。在SN 2017 hcc中，蓝移不能解释为SN光球的掩星、CSM的冲击前加速或不平衡爆炸或CSM。相反，蓝移产生于激波后壳层和SN喷出物中的尘埃形成。这种效应具有尘埃的波长依赖特性，表现出与大颗粒一致的消光定律。因此，SN 2017 hcc经历了冲击后尘埃形成，并具有轻度双极CSM壳，类似于SN 2010 jl。像其他超亮的超新星一样，在爆炸前的十年里，由于极端的喷发质量损失，它的前身损失了大约10兆太阳。
2020-09-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectroscopic and interferometric signatures of magnetospheric accretion in young stars
方法.我们用MCFOST程序求解了非轴对称吸积磁层中的非线性方程组线形成问题。我们计算了不同磁吸积柱模型的Brγ线轮廓。我们还得到了Brγ线发射区的单色合成图像。这条谱线是对年轻恒星磁层吸积的主要诊断，可以用安装在欧洲南方天文台甚大望远镜干涉仪上的长基线近红外干涉仪重力进行观测。结果我们推导出Brγ线轮廓作为旋转相位的函数，并从合成图像中计算出干涉观测量，vibration和相位。的线轮廓形状调制沿旋转周期，表现出逆P天鹅座轮廓的时候，吸积激波面临的观察者。线的发射区域的大小随着磁性的增加而减小，这反映在较低的线通量中。我们将干涉模型应用于合成的vibrium，以获得线发射区域的大小。我们发现，推导出的干涉尺寸比磁层的实际尺寸更紧凑，范围从截断半径的50%到90%。此外，我们还证明了非轴对称磁层的旋转可以从Brγ到连续谱光心位移的旋转调制中恢复出来，这是由干涉光谱的微分相位测量得到的。
2023-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
An episodically variable stellar wind in the planetary nebula IC\,4997
IC 1，4997是一个行星状星云，以其多变性而闻名。我们提出了在1993年，2019年和2020年获得的IC\，4997的高分辨率光谱，揭示了H $α$和[N\，{ \sc ii}]发射线轮廓的变化，这是该物体从未报道过的。1993年观测到的天鹅座H $α$ P\，在2019- 2020年的辐射轮廓变为单峰轮廓，表明星风已大大减弱。在1993年至2019- 2020年期间，非常宽的H $α$发射翼缩小了$\sim$ 2倍，表明瑞利-拉曼散射的效率明显降低。1993年发现的一个高速[N\，{ \sc ii}]星云成分在2019年和2020年消失了，可能是由于其电子密度下降。星风强度与[O\，{ \sc iii}] $λ$ 4363/H $γ$线强度比的幕式（$\sim$ 50- 60年）变化之间存在相关性，表明幕式平稳变化的星风是IC\，4997变率的主要原因.在未来几年中，对强度比和H $α$发射线剖面的监测以及新的多波长观测是揭示IC 1，4997中正在进行的过程和限制风变率起源的关键。
2021-12-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
