Triggered star formation and Young Stellar Population in Bright-Rimmed Cloud SFO 38
我们利用斯皮策IRAC和MIPS观测（3.6 - 24微米）和地面光学光度和光谱观测，研究了SFO 38及其周围的年轻恒星星族，SFO 38是位于银河系HII区IC 1396北部的大质量球状体之一。基于IRAC和MIPS的颜色和H-α发射，我们确定了~45个年轻恒星天体（0/I/II类）和13个可能的主序前候选天体。我们推导出光谱类型（主要是K-和M-型星），有效温度和相对明亮的光学可见II类天体的个人消光。根据光学光度学和理论等时线，我们估计恒星年龄的分布在1- 800万年之间，中值年龄为300万年，质量分布在0.3- 2.2Msun之间，中值在0.5Msun左右。利用在10%峰值强度下测得的H-α发射线的宽度，我们推导出单个天体的质量吸积率在10^{-10}到10^{-8} Msun/yr之间。从连续减影的H-α线图像中，我们发现球状体的H-α发射相对于O型电离星HD 206267不是空间对称的。我们清楚地检测到一个增强的浓度YSO更接近南部边缘的SFO~38，并确定了一个进化序列的YSO从边缘到云的致密核心，与大多数的II类对象位于明亮的边缘。YSO似乎沿着两个不同的方向排列，分别朝向O6.5V型恒星HD 206267和B 0 V型恒星HD 206773。这与辐射驱动内爆（RDI）模型的触发恒星形成是一致的。（节录）
2010-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-IR Imaging Polarimetry toward a Bright-Rimmed Cloud: Magnetic Field in SFO 74
我们对亮边云（SFO 74）进行了近红外偏振成像测量。极化矢量图清楚地表明，亮环后面那层的磁场沿着亮环运动，与周围的磁场截然不同。尖端边缘后面的磁场的方向几乎垂直于入射紫外辐射的方向，并且磁场配置相对于云对称轴整体上是对称的。我们估计了两个区域（尖端边缘内部和内部远处）的柱密度和数密度，然后应用欧拉-费米方法推导出磁场强度。仅在头端边缘内部估计的磁场强度约为90 uG，比远在内部的磁场强度更强，约为30 uG。这表明UV辐射诱导冲击增强了尖端边缘内部的磁场强度。冲击增加了尖端周围顶层内的密度，从而增加了磁场的强度。磁压力似乎与尖端边缘内部的湍流压力相当，这意味着磁场对总内部压力的贡献很大。质量流量比估计接近临界值，就在尖端边缘内。我们推测SFO 74的平顶亮边可能是由磁场效应形成的。
2014-11-07 astro-ph.SR
Radiation-Driven Evolution and Gas Kinematics of the Bright-Rimmed Cloud SFO 25
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）；NSF’s NOIRLab（美国国家科学基金会NOIR天文台实验室）；Department of Physics and Astronomy, University College London（伦敦大学学院物理与天文系）
研究亮边云SFO 25，利用JCMT-HARP观测其分子气体跃迁，结合盖亚视差确定位置。发现气体有头尾速度梯度，不符合RDI预期，头部、尾部和致密团块引力未束缚，恒星形成不限于头部，揭示其演化历史比经典模型更复杂。
2026-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Triggered Star Formation and Evolution of T-Tauri stars in and around Bright-Rimmed Clouds
本文的目的是定量地验证亮边云及其周围的“{ \it小尺度序贯恒星形成}”假说。作为Ogura等人（2007年，论文I）最近尝试的延续，我们对另外四个BRC聚集体进行了$BVI_{c}$光度测定，并对先前观察到的两个BRC进行了更深入的重新观察。再次定量的年龄梯度中发现，几乎所有的BRCs研究在目前的工作。Spitzer/IRAC存档数据也支持这一结果。在这里研究的每个HII区域的近红外多余星的全球分布清楚地表明，一系列的辐射驱动的内爆（RDI）过程在过去进行从附近的中心O星（S）的HII区域的外围。我们发现，一般来说，弱线T-Tauri星（WTTSs）比经典T-Tauri星（CTTSs）要老一些。此外，与BRC相关联的T-Tauri星（TTS）中CTTS的比例也随着年龄的增长而减少。这些事实与Bertout等人（2007年）的最新结论一致，即CTTS演变为WTTTS。一般来说，与BRCs相关的TTS中H $α$发射的EW随年龄而降低。与形态类型“A”的BRC相关联的聚集体的质量函数（MF）似乎遵循在年轻的疏散星团中发现的，而“B/C”类型的BRC显示出显着陡峭的MF。
2009-03-12 astro-ph.SR
Star formation in bright-rimmed clouds and cluster associated with W5 E H{\sc ii} region
本文的目的是介绍W5 E区中心星团的光度调查结果，以及对亮边云（BRCs）及其周围触发恒星形成的后续研究。我们进行了W5 E H{ \sc ii}区的宽场$UBVI_c$和深场$VI_c$测光。中心星团的距离为$\sim$ 2.1千秒差距，平均年龄为$\sim$ 1.3百万年。根据近红外和中红外观测，识别了与该区域有关的年轻恒星天体。我们证实了我们早期的结果，即躺在边缘上/边缘内的YSO的平均年龄比躺在边缘外的YSO年轻。YSO的全球分布显示了从电离源到BRC的对齐分布。这些事实表明，一系列的辐射驱动的内爆过程进行了从附近的中央电离源的外围W5 E H{ \sc ii}区域。我们发现，一般来说，II类和III类源的年龄分布是相同的。这一结果显然与Bertout，Siess & Cabrit（2007）和Chauhan et al.（2009）的结论相矛盾，后者认为经典金牛座T星演化为弱线金牛座T星。在质量范围$0.4 \le M/M_\odot \le 30$内的中心团簇区域的初始质量函数可以由$Γ= -1.29 \pm 0.03$表示。累积质量函数表明，在质量范围$0.2 \le M/M_\odot \le 0.8$中，与BRC 13和14相比，星团区域和BRC NW具有更多的低质量YSO。
2011-03-17 astro-ph.SR
Star formation in the S233 region
本文的主要目的是研究由B星形成的HII区S233边界上触发星形成的可能性。利用高分辨光谱，我们确定了这颗电离星的光谱类为B0.5V，视向速度为-17.5（1.4）km/s。这个数值与S233区域的气体速度一致，表明电离星是由S233区域的母云形成的。通过研究S233区域分子云的空间运动学结构，我们探测到一个孤立的气体团产生CO排放相对于母云红移。在UKIDSS和WISE图像中，气体团与包含紧凑物体和明亮边缘结构的红外源相吻合。明亮的边缘结构垂直于电离星的方向。该致密源与IRAS源05351+3549的位置一致。所有这些特征都表明有可能在S233区域触发下一代恒星的形成。在理论一维模型的框架内，我们得出结论，“收集和崩溃”的过程是不可能发生在S233区。亮边结构和致密红外源的存在表明，“预先存在的团块的崩溃”过程正在发生。
2015-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
An HST View of the Interstellar Environments of Young Stellar Objects in the Large Magellanic Cloud
我们已经使用档案HST H $α$图像来研究大质量和中等质量的年轻恒星对象（YSO）的候选人在大麦云（LMC）的直接环境。从Gruendl & Chu（2009）中选取的YSO候选样本是基于斯皮策IRAC和MIPS对整个LMC的观测以及补充的地面光学和近红外观测。我们在大麦哲伦星云中发现了99个YSO候选者的HST H $α$图像，其中82个似乎是真正的YSO。超过95%的YSO被发现与分子云有关。在H $α$图像中，YSO出现在三种不同的环境中：在乌云中，在明亮边缘的尘埃柱内部或尖端，以及在小的H II区域。在这三种不同的环境中的YSO的光谱能量分布的比较表明，YSO在暗云是最年轻的，YSO与小H II区域是最进化的，和YSO在明亮的边缘尘埃柱跨越一系列的中间进化阶段。这个粗略的演化序列证实了存在的硅酸盐吸收功能的斯皮策IRS光谱中的一些YSO在乌云和明亮的边缘尘埃柱，但不是那些YSO在小H II地区。我们提出了一个讨论触发恒星形成的YSO在明亮的边缘尘埃柱或在黑暗的云层邻近H II地区。在高分辨率HST图像中，多达50%的YSO被分解为多个源。这说明了使用高分辨率图像来探测大麦哲伦星云中YSO的真实性质和物理特性的重要性。
2009-10-30 astro-ph.SR
Diagnosing Triggered Star Formation in the Galactic H II region Sh 2-142
恒星是由引力坍缩自发形成的，或者在某些情况下，在附近大质量恒星的建设性影响下，从分子云核心中形成。在这里，我们提出了这样的触发形成过程中的显着的\ion{H}{2}区域Sh 1，2 -142，这是与年轻的星团NGC 1，7380，和一些明亮的边缘云作为分子云表面的光电离的路标的观测诊断。使用近（2 MASS）和中红外（WISE）的颜色，我们确定了候选年轻恒星在不同的演化阶段，包括嵌入式红外光源的光谱能量分布表明活跃的吸积。我们还使用了我们的光学观测数据用于SED，并从盖亚EDR 3研究年轻物体的运动学。利用这颗年轻的恒星样品，结合最新的CO谱线发射数据（光谱分辨率为$\sim 0.16$ ~km~s $^{-1}$，灵敏度为$\sim 0.5$ ~K），推断出了该恒星相对于邻近复杂云和亮边云的位置和年龄序列。恒星诞生的传播可能是几百万年前星团形成的部分原因，也是现在在云复合体中看到的持续活动的部分原因。
2022-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Galactic O-Star Spectroscopic Survey (GOSSS). II. Bright Southern Stars
我们提出了GOSSS的第二部分，银河系O星的大规模光谱调查，基于新的均匀，高信噪比，R ~ 2500数字观测从两个半球的银河系O星目录（GOSC）选择。在本文中，我们包括明亮的恒星和其他天体，主要是从GOSC的第一个版本中绘制的，所有这些都在δ = -20度以南，总共有258颗O星。我们还修改了北部样本的文件我提供完整的列表光谱分类银河系O星完成B = 8，使已公布的GOSSS星的总数为448。广泛的例外对象序列，包括早期的Of/WN，O Iafpe，Ofc，ON/OC，Onfp，Of？和Oe型，以及双/三线分光双星。本文还讨论了新的光谱亚型O9.2。分析了观测样本的震级和空间分布。我们还提出了新的结果，从OWN，多时代的高分辨率光谱调查协调与GOSSS，是组装有史以来最大的银河系光谱大规模双星的样本。OWN的数据与来自文献的光谱和视觉双星的额外信息相结合，表明只有非常小的一部分（如果有的话）质量超过15-20 M_Sol的恒星是作为单一系统诞生的。在未来，我们将公布GOSSS调查的其余部分，预计将包括1000多颗银河系O星。
2013-12-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
NIR spectroscopic survey of protostellar jets in the star forming region IC 1396N
节录。明亮的边缘云IC 1396 N拥有由毫米紧凑源提供动力的CO、H $_2$和Herbig-Haro外流。我们的目标是确定的运动学和物理条件的H $_2$发射功能遍布在IC 1396 N，这似乎作为链的结与射流状形态，跟踪不同的H $_2$流出，并获得进一步的信息（和识别）的驱动源。低分辨率，长缝近红外光谱，获得与NICS在TNG，使用grisms KB（R~1200），HK和JH（R~500）。在整个IC 1396 N中使用了几个狭缝点和PA，以对之前在深度H $_2$ 2.12 $μ$ m图像中检测到的大量H $_2$结进行采样。结表现出丰富的振转光谱的H $_2$，符合冲击激发，从中径向速度和相关的物理条件的IC 1396 NH $_2$流出。这些也允许估计灭绝范围对几个功能。[Fe II]发射仅在几个节点处被检测到，这些节点也显示出异常大的H $_2$ 1-0 S（3）/S（1）通量比。得到的径向速度证实，大多数的外流是接近天空的平面。在同一链附近的结往往显示不同的径向速度，蓝移和红移，我们解释为由于无处不在的喷流进动的驱动源或斜激波的发展。其中一个链（链A）出现作为一组功能尾随领先的弓激波结构与3-D磁流体动力学模型的结果一致。在前弓激波（A15）的两侧表现出不同的径向速度，其可能的解释进行了讨论的文件。我们的数据无法确认A股和B股是否都起源于中等质量的年轻恒星天体B…
2022-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing Triggered Star Formation in Six H II Regions
我们调查了六个H II区域的红外线，明亮的镶边气泡或彗星形态，在寻找定量的证据，触发恒星形成，收集和崩溃和辐射驱动的内爆。我们确定和分类458年轻恒星对象（YSO）和周围的H II区域。通过将一系列辐射转移模型光谱能量分布（SED）拟合到大样本点源的红外光度测定法来确定YSO。我们确定了在这些区域的明亮边缘存在相对未进化的YSO的增强种群的区域，这表明恒星的形成已经在那里被触发。我们进一步研究了该地区的物理性质，通过使用无线电连续辐射作为代理的电离通量供电的H II区域，和13 CO（1-0）的观测，以测量分子团的质量和引力稳定性。我们使用了收集和崩溃触发恒星形成的分析模型，以及模拟辐射驱动的内爆，因此，我们比较观察到的分子气体的性质与那些预测的触发方案。值得注意的是，在我们的样本中，那些显示出彗星状或“水泡”形态证据的区域更有可能显示出触发的证据。关键词：HII区-- ISM：气泡--恒星：形成--恒星：原恒星
2012-12-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic observations of the bright RV Tauri variable R Scuti
在2013年10月和11月期间，金牛座RV恒星R Scuti从最低点上升到最高点时拍摄的一系列光谱揭示了该恒星的光球层和外层大气发生的重大变化。这可能是第一个这样的光谱系列，并证明了业余光谱学研究这些复杂恒星的能力。
2014-09-30 astro-ph.SR
The Galactic O-Star Spectroscopic Survey. I. Classification System and Bright Northern Stars in the Blue-Violet at R~2500
我们提出了银河系O星的大规模光谱调查的第一部分，基于新的，高信噪比，R~2500数字观测从两个半球的银河系O星目录中选择的Maíz Apellániz等（2004）和Sota等（2008）。光谱分类系统进行了重新讨论，并提出了一个新的图集，取代以前的版本。给出了异常对象的广泛序列，包括Ofc、ON/OC、Onfp、Of？p，Oe和双线分光双星。剩余的正常光谱使第一个样本达到184颗恒星，接近B=8和delta = -20以北，包括Maíz Apellániz et al.（2004）中仍然被归类为O星的所有北方天体。由于数据和分析程序的质量、数量和同质性，这些分类的系统和随机准确性大大高于以前可达到的准确性。这些结果将促进银河系天文学和恒星天体物理学的后续研究。在未来，我们将发表调查的其余部分，从Maíz Apellániz et al.（2004）的第二篇论文开始，该论文将包括大多数南方恒星。
2011-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometric and spectroscopic study of the burst-like brightening of two Gaia-alerted young stellar objects
年轻的恒星在从几小时到几十年的不同时间尺度上表现出变化，幅度也有一定范围。我们研究了两颗年轻的恒星，这两颗恒星在一年的时间尺度上因增亮而触发了盖亚科学警报系统。Gaia20bwa的亮度约为半等，而Gaia20fgx的亮度约为2.5等。我们分析了盖亚的光变曲线，额外的测光，以及伽利略国家望远镜和加那利大望远镜拍摄的光谱。在Gaia20 bwa方向检测到几条发射谱线，包括从H $α$到H $δ$、Pa $β$、Br $γ$的氢谱线，以及Ca II、O I和Na I的谱线。H $α$和Br $γ$线被检测到朝向Gaia20 fgx在其明亮的状态下发射，与额外的CO线的吸收，和Pa $β$线与其衰落过程中的反向P天鹅座轮廓。根据Br的$γ$谱线，计算出Gaia 20 bwa的吸积速率为$(2.4-3.1)\times10^{-8}$ $M_\odot$ yr $^{-1}$，Gaia 20 fgx的吸积速率为$(4.5-6.6)\times10^{-8}$ $M_\odot$ yr $^{-1}$. Gaia20fgx的吸积速率在半年的时间尺度上下降了近10倍。这两颗恒星的吸积参数被发现是类似于经典的金牛T星，低于年轻的爆发恒星。然而，这些增亮的幅度和时间尺度将这些恒星置于参数空间的一个区域，该区域很少有年轻恒星。这表明了一类新的年轻恒星，它们产生的爆发时间尺度类似于年轻的爆发恒星，但幅度…
2022-07-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The star formation environment of the FU Ori type star V582 Aur
研究了FU Ori型星V582 Aur的环境。我们的目标是探索与这颗年轻爆发恒星有关的恒星形成区域。利用无狭缝光谱学，我们在以V582 Aur为中心的11.5弧分\times 11.5弧分范围内寻找H α发射星。根据UKIDSS和斯皮策太空望远镜的数据，我们进一步选择了红外过量的年轻恒星候选者。总之，我们确定了68个候选的低质量年轻恒星，其中16个在无狭缝光谱图像中显示出H α发射。根据IPHAS的数据，这些天体的颜色星等图显示它们是与Aur OB 1星协有关的低质量主序前恒星，距离太阳1.3千秒差距。V582 Aur局地环境中的亮边球状体可能属于暗云LDN~1516。我们的研究结果表明，这些球状体中的恒星形成可能是由Aur OB 1的一些热成员的辐射场触发的。V582 Aur的辐射热光度，根据档案测光数据和采用的距离，是150-320 Lsun。
2017-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of the spectroscopic binary nature of three bright southern Cepheids
我们提出了一个分析的光谱径向速度和光度数据的三个明亮的银河系造父变星：LR三角南（LR TrA），RZ Velorum（RZ Vel），和BG Velorum（BG Vel）。根据新的径向速度数据，这些造父变星被发现是光谱双星系统的成员。峰-峰径向速度振幅与光度振幅的比值表明LR TrA和BG Vel存在伴星。IUE谱表明RZ Vel和BG Vel的伴星不可能是热星。对所有测光数据的分析表明，RZ Vel和BG Vel的脉动周期单调变化，这是由于恒星演化。此外，最长的周期造父变星在这个样本中，RZ Vel，显示周期波动叠加在单调的周期增加。光时间效应的解释所观察到的图案需要长期的光度监测这造父变星。LR TrA的脉动周期自发现亮度变化以来一直保持恒定。利用统计数据，它还表明，大量的光谱双星仍然有待发现明亮的经典造父变星。
2013-08-08 astro-ph.SR
Pristine IX: CFHT ESPaDOnS Spectroscopic Analysis of 115 Bright Metal-Poor Candidate Stars
利用CFHT高分辨率ESPaDoNS光谱仪对窄带Pristine测光巡天中的115颗贫金属候选星进行了化学动力学分析。我们发现了28颗[Fe/H]<-2.5的V < 15的新亮星和5颗[Fe/H]<-3.0的V < 15的新亮星，成功率分别为40%（28/70）和19%（5/27）。对28颗新发现的贫金属星进行了详细的大气模型分析。恒星参数是根据SDSS光度颜色、盖亚DR 2视差、MESA/MIST恒星等时线和最初的原始调查金属丰度，按照贝叶斯推断方法确定的。测定了10种元素（Na、Mg、Ca、Sc、Ti、Cr、Fe、Ni、Y、Ba）的化学丰度。大多数恒星表现出与星系晕中正常贫金属恒星相似的化学丰度模式;然而，我们还报告了一颗新的富r过程恒星、一颗[Y/Ba]>0的新CEMP-s候选恒星和一颗[Y/Ba]> 0的贫金属恒星的发现。[Mg/Fe]很低。所有极有可能贫金属候选者的运动学和轨道都是通过将我们的精确径向速度与盖亚DR 2自行相结合来确定的。有些恒星的化学性质表现出不寻常的运动学，包括平面轨道、无束缚轨道和深深陷入银河系凸起的高椭圆轨道（Rnc < 0.5 kpc）;此外，有八颗恒星的轨道能量和行为与盖亚-土卫二吸积事件一致。本文有助于我们理解贫金属星系复杂的化学动力学，并增加了已知的明亮贫金属恒星的数量，可用于详细的核合成研究。
2019-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic Confirmation of Two Luminous Post-AGB Stars in the Globular Cluster M19
球状星团（GC）中视觉上最亮的恒星是那些从渐近巨星分支（AGB）演化出来并穿过光谱类型F和A的恒星--"黄色"后AGB（yPAGB）恒星。yPAGB星是测量河外星系距离的潜在优秀的“星族II”标准烛光。最近一次对银河系GC系统的巡天，使用uBVI测光来识别具有大的巴耳末不连续性的低表面重力恒星，在GC M19（NGC 6273）中发现了一颗候选的明亮yPAGB恒星，命名为ZNG 4。同一次调查还发现了一颗明亮、较热的蓝色PAGB候选星ZNG 2，位于白矮星冷却序列的顶部附近。在最近的盖亚早期数据发布3中，两个PAGB候选者都有自行和松弛，与星系团成员一致，但它们仍然缺乏光谱验证。在这里，我们呈现了这两颗恒星的中等分辨率光谱，确认它们是极有可能是星团成员的低重力物体。通过与合成光谱库的比较，我们对恒星的大气参数进行了近似估计。我们发现yPAGB星ZNG 4的有效温度Teff~6500 K，表面重力log g~1，金属丰度[Fe/H]~-1.5，与主星团相似。蓝色PAGB星ZNG 2的Teff约为18000 K，log g~3，金属丰度明显较低，在[Fe/H]~-2.0~-2.5之间。这两颗恒星都很明亮（V分别为12.5和13.3）。我们敦促高色散光谱后续行动，以确定详细的大气参数和化学成分，并监测径向速度。
2022-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic confirmation of UV-bright white dwarfs from the Sandage Two-Color Survey of the Galactic Plane
我们目前的光谱观测证实了热白矮星的紫外线明亮的来源，从桑达奇双色调查的银河系平面和列在兰宁（兰）目录中的来源。一个子样本的213紫外亮蓝源已被确定为候选白矮星的基础上检测到一个显着的自行。用KPNO 2.1米望远镜对46颗候选恒星进行光谱观测，确认其中30颗来源是氢白矮星，其子类型在DA 1-DA 6范围内，其中一颗恒星（Lan 161）有一颗尚未解析的M矮星作为伴星。另外五个来源被证实是氦白矮星，亚型从DB 3到DB 6。其中一个来源（Lan 364）被确认为DZ 3白矮星，有很强的钙谱线.另外三颗恒星被发现有无特征的光谱（在探测极限内），因此被归类为DC白矮星。此外，还发现了三个热次矮星：Lan 20和Lan 480被归类为sdOB，Lan 432被归类为sdB。剩下的四个物体被发现是F场的恒星闯入者。通过模型拟合得到了DA和DB白矮星的物理参数。
2011-02-03 astro-ph.SR
Bright Metal-Poor Star Survey - I. Tomo-e Gozen narrow-band photometric survey and medium-resolution spectroscopic follow-up
National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Nishi-Harima Astronomical Observatory, Center for Astronomy, University of Hyogo（兵库县立大学天文学中心西はりま天文台）；Department of Physics, Faculty of Science and Engineering, Konan University（神户学院大学理工学部物理学科）；Astronomical Science Program, Graduate Institute for Advanced Studies, SOKENDAI（综合研究大学院大学天文学研究科）
本研究利用Tomo-e Gozen窄带测光与MALLS中分辨率光谱后续观测，高效选取明亮贫金属恒星，估算约170万颗恒星金属丰度，识别约1.6万颗极贫金属候选星，其中24颗经光谱证认。
2026-08-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Pristine survey II: a sample of bright stars observed with FEROS
极贫金属（EMP）恒星是在宇宙的第一个Gyr中形成的古老物体。它们是罕见的，为了选择它们，最成功的策略是建立在大型和低分辨率光谱调查的基础上。窄波段和宽波段测光的结合为选择贫金属恒星提供了一种强大而廉价的选择。正在进行的原始调查正在采用这一战略，使用CFHT MegaCam宽视场成像仪和一个中心位于395.2 nm的窄带滤光片在CaII-H和-K线上进行测光。在本文中，我们介绍了在MPG/ESO 2.2米望远镜上使用FEROS对巡天星等范围亮端（g<=15）的26颗恒星样本进行光谱跟踪的结果。从我们对样品的化学研究中，我们得出结论，这个星等范围太亮，不能使用SDSS gri带，因为它通常是饱和的。相反，原始测光可以有效地与APASS gri测光相结合，以提供可靠的金属丰度估计。
2017-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
AKARI Near- to Mid-Infrared Imaging and Spectroscopic Observations of the Small Magellanic Cloud. I. Bright Point Source List
我们利用AKARI上的红外照相机对小麦哲伦云的斑片状区域进行了近中红外成像和光谱观测。在3.2、4.1、7、11、15和24 μ m处对两个100弧分2的区域进行成像，并且还在2.5至13.4 μ m的波长范围内连续地进行光谱观察。在3.5、6.6和10.6 μ m处的光谱分辨能力（λ/Δ λ）分别约为20、50和50。除了两个100 arcmin 2区域外，还对一些斑片状区域进行成像和/或光谱观察。在本文中，我们概述了观测结果，并列出了近中红外测光结果，其中列出了在观测区域检测到的约12，000个近红外和约1，800个中红外亮点源。在3.2、4.1、7、11、15和24 μ m波段的Vega星等中，10 σ极限分别为16.50、16.12、13.28、11.26、9.62和8.76。
2010-01-12 astro-ph.SR
A high-resolution spectroscopic study of two new Na- and Al-rich field giants -- likely globular cluster escapees in the Galactic halo
恒星SDSS J064655.6+411620.5和SDSS J193712.01+502455.5是相对明亮的恒星，最初是作为SDSS/MARVELS预巡天的一部分被观测到的。根据它们的CH $G$ -带弱，它们与其他总共60个在晕球状星团金属丰度范围内的带一起被选中，作为HESP-GOMPA巡天（Hanle Echelle Spectrograph-银河系贫金属星巡天）的一部分，进行高分辨率光谱跟踪。这些恒星表现出典型的核合成特征，这些特征被认为是球状星团中所谓的第二代恒星的特征。轻元素反相关的Mg-Al的检测，随着Na的丰度升高。发现碳被耗尽，这与预期相符。在SDSS J064655.6+411620.5和SDSS J193712.01+502455.5中也发现了锂元素，其丰度与正常的晕巨星相似。这些明亮的逃逸者提供了一个独特的机会，可以详细研究球状星团的核合成事件，并揭示它们的化学富集历史。
2020-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the changes in the physical properties of the ionized region around the Weigelt structures in Eta Carinae over the 5.54-yr spectroscopic cycle
我们提出了HST/STIS观测和分析两个突出的星云结构周围的中央源的Eta船底座，结C和D。对于中高电离势离子的发射谱线，前者比后者更亮。中高电离势离子谱线的亮度在近星点附近显著降低。我们没有看到来自低电离势（<13.6eV）的谱线的亮度的明显变化，即朝向Weigelt结构的总消光为AsubV =2/0。对Weigelt结构的总消光为AV = 2.0。Weigelt C和D的特征在于电子密度，使得朝向Weigelt结构的总消光为AV = 2.0。重量C和D的特征是电子密度为10exp6.9 cm-3，在整个轨道周期中不会发生显著变化。电子温度从5500 K（近星点附近）到7200 K（远日点附近）不等。He I谱线亮度的相对变化仅用电子温度的变化就能很好地再现。我们发现，在近星点附近的相位，Weigelt C的电子温度似乎比D的电子温度高。Weigelt结构位于接近Homunculus赤道面，距离中央源约1240 AU。从自行和年龄的分析，Weigelt复合体可以与环绕中央双星系统的赤道结构蝴蝶星云联系在一起。
2020-05-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Short and long term near-infrared spectroscopic variability of eruptive protostars from VVV
最近，在Via Lactea（VVV）巡天中，近红外Vista变星探测到了许多喷发变星年轻恒星天体（YSO），其中大部分是I类系统。我们提出了一个探索性的近红外光谱变化的研究14个喷发的YSO。在1天和1至2年的时间间隔内对变化进行采样，并结合VVV光变曲线进行分析。在3个具有类FUor光谱的天体上观察到CO的泛音吸收特征：它们都表现出较强的吸收。这意味着当吸积率较高时，来自具有陡峭垂直温度梯度的星周盘的辐射较强。这证实了快速VVV FUor样事件的性质，与经典FUor的公认图片一致。Br $γ$发射的情况下，在一个FUor类对象下降到爆发前的亮度表明，恒星磁场的重建是一个缓慢的过程。在1天的时间尺度内，60%的H $_2$发射YSO显示出显著但适度的变化，2/6的源在Br $γ$中具有较大的变化。在长达一年的时间尺度上，尽管$K_s$的变化高达1.8等，但H $_2$通量的变化仍然不大。这表明，从分子外流的排放通常产生进一步从原恒星，是不受相对较大的变化，在吸积率在长达一年的时间尺度。两个物体显示出由Br $γ$发射追踪的开/关磁层吸积迹象。此外，在一个YSO中检测到H $_2$流出物的60%夜间增亮。
2019-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bright Spectroscopic Binaries: II. A study of five systems with orbital periods of P < 500 days
本文详细分析了5个明亮的光谱双星系统（HD 18665，HD 27131，HD 171852，HD 215550，HD 217427），它们的轨道周期P < 500天。我们通过分析观测到的径向速度曲线，使用工具包RadVel确定了完整的轨道参数。为了研究这五个系统的性质，我们还分析了TIGRE望远镜观测到的中等分辨率光谱（R = 20，000），并使用工具包iSpec确定了主星的恒星参数。通过盖亚早期数据发布3的修正，使用3D尘埃图对星际灭绝进行修正，以及热辐射修正，我们将恒星放置在赫兹斯普朗-罗素图中，并将位置与用Eggleton代码计算的恒星演化轨道进行比较，以确定主要恒星的质量和年龄。它们都进化到了巨大的阶段。最后，我们能够确定二级恒星的质量，并估计双星系统的轨道倾角i。
2022-01-11 astro-ph.SR
Spectroscopic and photometric time series of the bright RRc star T Sex
我们目前的光谱时间序列观测最明亮的北方RRc星，T性别。此外，我们还分析了扩展的光度数据集，特别是TESS太空望远镜的最新观测结果。我们的主要研究结果如下：T性别，不像所有的RRc星的空间光度分析，显示只有$0.5f_x$频率作为一个额外的脉动频率。因此，T Sex可能是第一个从空间测光中发现的罕见RRc星的代表。光谱数据显示H $α$线随脉动相位的周期性畸变。这种现象在任何天琴座RR型恒星中都没有被报道过。特征线畸变可能是由湍流对流引起的，这导致T Sex比典型RRab星具有更高的宏观湍流速度。在0.37和0.80脉动相位之间观察到Na-D线的线加倍。对这种现象的解释是这两种吸收成分来自不同的来源。较红的成分来自恒星脉动的大气，而较蓝的成分来自星际空间。在相位0.438处，我们检测到Na D线上的发射，这可能表明弱冲击波。
2020-11-03 astro-ph.SR
Eruptions from coronal bright points: A spectroscopic view by IRIS of a mini-filament eruption, QSL reconnection, and reconnection-driven outflows
本研究探讨了一个与抵消磁通量相关的迷你灯丝喷发。喷发起源于一个小规模的环复合体，通常被称为日冕亮点（CBP）。这一事件是唯一记录在成像和光谱数据与IRIS。我们分析IRIS光谱和狭缝颚成像观测以及在AIA的极紫外通道拍摄的图像，以及SDO机载HMI的视线磁场数据。我们还采用了NLFFF松弛方法的基础上的HMI磁图时间序列。我们确定了一个强大的小规模增亮的微耀斑在CBP。小型喷发表现为热（CBP环）和冷（迷你灯丝）等离子体的喷射记录在成像和光谱数据。微耀斑之前，在IRIS狭缝颚1400 A图像中出现了一个细长的明亮特征，位于极性反转线上方。微耀斑以IRIS像素大小变亮开始，并沿着细长特征双向传播。我们检测的光谱和成像IRIS数据和AIA数据，强大的流动，并在边缘的细长功能，我们认为代表重连流出。围绕喷发的MF的边缘缠绕的细长特征的两个边缘演变成J型形状，从而产生S形外观。通过计算NLFFF模型不同水平面的挤压因子Q，在极性反转线附近识别出准分界线层（QSL）。QSL重联站点具有相同的光谱外观作为所谓的爆炸事件确定的强烈的蓝移和红移的发射，从而回答了一个长期悬而未决的问题，这种光谱现象的真实性质。
2022-02-01 astro-ph.SR
A Spectroscopic Survey & Analysis of Bright, Hydrogen-Rich White Dwarfs
我们对1300多颗明亮（V < 17.5）、富氢的白矮星进行了光谱测量，主要是基于最新出版的McCook & Sion星表。完整的结果，从我们的调查，包括光谱分析超过1100 DA白矮星，提出。高信噪比光谱获得每个明星，并随后使用我们的标准光谱技术进行分析，其中所观察到的巴耳末线轮廓进行比较，从最新一代的模型大气适合这些恒星计算合成光谱。首先，我们提出了我们的样品，其中包括许多错误的分类，以及几个DAB，DAZ，和磁性白矮星的光谱内容。接下来，我们看看如何新的斯塔克加宽轮廓影响大气参数的测定。必要时，使用特定的模型和分析技术来得出尽可能准确的大气参数。特别是，我们采用M矮模板，以获得更好的估计大气参数的那些白矮星，在DA+dM双星系统。某些独特的白矮星和双简并双星系统也进行了更详细的分析。然后，我们检查我们的样品的整体性能，包括质量分布和它们的分布作为温度的函数。然后，我们继续测试我们的方法的准确性和鲁棒性，通过比较我们的结果与其他调查，如SPY和SDSS。最后，我们重新访问的ZZCeti不稳定带，并研究如何确定其经验边界的影响，最新的线轮廓计算。
2011-10-04 astro-ph.SR
gr8stars I: A homogeneous spectroscopic study of bright FGKM dwarfs and a public library of their high-resolution spectra
gr8stars合作组首项研究发布了5645颗亮FGKM矮星的全天星等限制样本，利用PAWS流水线均匀推导了1716颗北半球可见目标的光谱参数，同时提供测光参数与运动学分类结果，相关数据已通过在线数据库公开，为恒星与系外行星研究提供了均匀精确的参数来源。
2025-05-19 astro-ph.SR
FUSE, STIS, and Keck spectroscopic analysis of the UV-bright star vZ 1128 in M3 (NGC 5272)
我们提出了一个光谱分析的紫外线明亮的恒星VZ 1128在M3的基础上与远紫外线光谱探测器（FUSE），空间望远镜成像光谱仪（STIS），和凯克HIRES阶梯光栅光谱仪的观测。通过用非LTE H-He模型拟合凯克谱中的H I、He I和He II线，我们得到Teff = 36，600 K，log g = 3.95，log N（He）/N（H）=-0.84。恒星的FUSE和STIS光谱显示光球层吸收了C、N、O、Al、Si、P、S、Fe和Ni。没有观察到来自铁峰以外的元素的恒星特征。N V 1240双重谱线的两个分量都具有P~天鹅座轮廓，表明存在弱的星风，但没有看到其它的星风特征。这颗恒星的光球丰度似乎自它离开红巨星分支（RGB）以来变化不大。它的C、N、O、Al、Si、Fe和Ni的丰度与M3中红巨星的公布值一致，C、N和O的相对丰度遵循在星团RGB上看到的趋势。特别是，它的低碳丰度表明，该恒星在第三次挖掘开始之前离开了渐近巨星分支。
2015-06-30 astro-ph.SR
Bright Spectroscopic Binaries: I. Orbital parameters of five systems with periods of P < 365 days
利用TIGRE望远镜对Gaia~ DR 2星的径向速度数据进行了有针对性的搜索，发现了19颗明亮的（$m_V<7.66$ ~mag）光谱双星。给出了其中5颗恒星（HD~20656，HD~27259，HD~98812，HD~150600，HD~193082）的径向速度曲线，周期为$P<365$ ~天。我们使用工具包RadVel确定了它们的轨道参数。利用观测到的中分辨率光谱（$R\approx20,000$）和iSpec以及HRD中位置与恒星演化轨迹的比较，确定了一整套基本恒星参数（有效温度、表面重力、金属丰度、质量和年龄）。所有五颗主星都已经演化到巨星阶段，并拥有低质量的次级恒星，这对光谱没有明显的影响。最后，我们确定了双星系统的最小质量，并给出了有关双星系统性质的一些结论。
2020-07-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Spectroscopic Catalog of the Brightest (J<9) M Dwarfs in the Northern Sky
我们提出了一个光谱目录的1,564个最明亮的（J<9）M矮星候选人在北天空中，作为选择的SUPERBLINK自行目录。观测结果证实，其中1，408颗候选者是晚K和M矮星，光谱亚型为K7-M6。从低μ>40质量/年的自行极限和SUPERBLINK星表在该星等范围内的高水平完整性，我们估计我们的光谱普查很可能包括>90%的所有现存的北天M矮星，视星等J<9。在我们的样本中，只有682颗恒星被列入第三个邻近恒星目录（CNS 3）;其他大多数都是相对未知的，并且首次在这里提供光谱数据。根据CaH和TiO分子带的光谱指数测量，对光谱亚型进行了归属。然而，从不同天文台获得的相同恒星的光谱的比较表明，光谱带指数测量取决于光谱分辨率，分光光度计校准，和其他仪器因素。经过系统校正和重新校准的子类型索引关系，我们发现，我们可以一致和可靠地分类我们所有的恒星，以半子类型的精度。使用校正的光谱指数进一步要求我们重新校准M2参数，从中我们估计M2亚型和更早亚型的矮型金属丰度的+/-0.5dex精度，以及更晚（M3-M5）亚型的+/-0.2dex精度。现有的几何视差测量是从文献中提取的624颗恒星，并用于确定所有其他恒星的光谱和光度距离。我们的目录将是最有用的，以指导选择最好的M矮目标的系外行星搜索，特别是那些使用高精度径向速度测量。
2013-02-12 astro-ph.SR
Homogeneous spectroscopic parameters for bright planet host stars from the northern hemisphere
目的。在这项工作中，我们得到了新的精确和均匀的参数为37颗恒星的行星。为此，我们分析了高分辨率光谱的NARVAL摄谱仪的样本组成的明亮的行星在北半球的恒星。新参数包含在SWEET-Cat在线目录中。方法.为了确保目录是均匀的，我们使用我们的标准光谱分析程序，ARES+MOOG，以获得有效的温度，表面重力和金属丰度。这些光谱恒星参数然后被用作计算恒星质量和半径的输入，这是推导行星质量和半径的基础。结果我们表明，光谱参数、质量和半径通常与系外行星在线数据库中的可用值非常一致。但也有例外，特别是对于那些进化中的恒星。这些详细分析，重点是恒星质量的影响，推导出的行星质量。结论.我们的结论是，当使用巨恒星的恒星质量估计来计算行星质量时，应该非常谨慎地管理。我们报告的例子在这个样本中，行星质量的差异可以高达100%，在最极端的情况下。
2015-03-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Accurate fundamental parameters for 23 bright solar-type stars
我们结合干涉测量，asteroseismology和光谱学的结果，以确定准确的基本参数的23个明亮的太阳型恒星，从光谱类型F5到K2和光度类III到V，对于一些恒星，我们可以使用直接的技术来确定质量，半径，光度和有效温度，我们比较间接的方法，依赖于光度校准或光谱分析。我们使用文献中的星震信息来推断间接质量，精确度为4- 15%。从间接的方法，我们确定光度和半径的百分之三。对于Teff，我们发现光谱方法和直接方法之间有-40+-20 K的轻微偏移，这意味着光谱温度太高。通过光谱分析，我们确定了Li、C和O等13种元素的详细化学组成。我们发现光谱表面重力和结合星震学与半径估计的值之间没有显着的偏移。从光谱，我们还确定vsini，我们提出了一个新的校准的宏观和微观湍流。从直接和光谱方法的结果之间的比较，我们声称，我们可以确定Teff，log g，和[Fe/H]的绝对精度为80 K，0.08 dex，和0.07 dex。当干涉测量法不能使用时，间接方法对于获得相对暗淡恒星基本参数的可靠估计是重要的。我们的研究是第一个比较直接和间接方法的大样本的恒星，我们的结论是，间接方法是有效的，虽然可能需要轻微的修正。
2010-02-23 astro-ph.SR
Spectroscopic study of five Mira stars
本文通过光谱观测研究五颗Mira星，探讨其生命周期、碳氧平衡对光谱分类的影响以及大气脉动引发的发射线发展。
2026-02-25 astro-ph.SR
Photometric and spectroscopic study of 5 pre-main sequence stars in the vicinity of NGC 7129
本文介绍了对位于明亮星云NGC 7129附近的5颗前主序星的长期光学光度和光谱观测结果。我们在明亮星云NGC 7129的西北部，以V391 Cep为中心的区域获得了UBVRI测光观测。我们的ECOCCD观测时间跨度为1998年2月至2016年11月。在我们进行光度监测时，总共获得了13个恒星的中等分辨率光谱。我们的测光研究结果表明，所有的恒星在所有的光学通带表现出强烈的变化。这五颗恒星的长期光变曲线显示出典型的经典金牛座T星亮度变化幅度很大。我们没有发现所有五颗恒星的亮度变化都有任何可靠的周期性。光谱观测结果表明，所有被研究的恒星都是典型的金牛座T型星，发射谱线很宽，发射谱线的轮廓和强度变化很大。
2019-11-15 astro-ph.SR
Spectroscopic and photometric study of the Mira stars SU Camelopardalis and RY Cephei
Miras是迷人的恒星。它们大气中的卡帕机制驱动着脉动，而脉动会改变它们的光度亮度、表观光谱类型和有效温度。这些脉动还驱动光谱中巴耳末发射线的形成。这种行为可以用小型望远镜观察和研究。我们报告了一个为期三年的项目相结合的光谱学和光度学分析的Mira恒星SU凸轮和RY Cep的行为，并描述了他们的亮度，颜色，光谱类型，有效温度和巴尔末发射变化超过四个脉动周期。
2021-07-27 astro-ph.SR
The R-Process Alliance: Spectroscopic Follow-up of Low-Metallicity Star Candidates from the Best & Brightest Survey
我们目前的观测活动，以确定低金属量的恒星在最佳和Brilliant调查的结果。从857个候选者的中等分辨率（R ~ 1，200 - 2，000）光谱，我们估计了恒星大气参数（Teff，log g和[Fe/H]），以及碳和α元素丰度。我们发现，69%的观测恒星的[Fe/H] <=-1.0，39%的[Fe/H] <=-2.0，2%的[Fe/H] <=-3.0。该样本中还有133颗碳增强贫金属（CEMP）星，其中97颗CEMP I族和36颗CEMP II族星在A（C）与[Fe/H]图中被识别。作为R过程联盟的一部分，对一部分已确认的低金属丰度恒星进行了高分辨率光谱学的跟踪，目的是识别新的高度和中度R过程增强的恒星。在这项工作中估计的恒星大气参数和高分辨率光谱之间的比较表现出良好的一致性，证实了我们的期望，即中等分辨率的观测活动是一种有效的方式选择感兴趣的恒星进一步，更有针对性的，努力。
2018-11-26 astro-ph.SR
The Central Star Candidate of the Planetary Nebula Sh2-71: Photometric and Spectroscopic Variability
我们提出了几个新获得的和存档的光度和光谱数据集的有趣的，但知之甚少的13.5等中心恒星候选人的双极行星状星云Sh 2 -71的分析。测光观测证实了先前确定的准正弦光变曲线，周期为68天，也表明周期性的急剧亮度下降，可能是日食，周期为17.2天。此外，U和V光变曲线之间的比较表明，68天的亮度变化伴随着一个可变的变红效应的$ΔE(U-V)=0.38$。光谱数据集表现出显着的变化，巴耳末，氦和单离子化金属线的光谱分布，并表示，这些变化发生在几天的时间尺度。迄今为止最精确的验证表明，光谱变化与68天的亮度变化无关。观测到的恒星的平均径向速度为$\sim$ 26 km/s，振幅为$\pm$ 40 km/s。通过与合成光谱和标准光谱的光谱比较，确定光谱类型为B8 V。新提出的中心恒星候选模型是一个不对准的进动盘的Be二进制。
2015-05-07 astro-ph.SR
Bright Spectroscopic Binaries: III. Binary systems with orbital periods of P > 500 days
本文利用 TIGRE 望远镜中等分辨率光谱和 RadVel 工具分析九个轨道周期大于 500 天的明亮分光双星，结合 iSpec 与 Eggleton 演化轨迹确定恒星参数、质量、年龄及轨道倾角。
2023-12-05 astro-ph.SR
V1647 Orionis: Optical Photometric and Spectroscopic Monitoring Through the 2003-2006 Outburst
我们目前的结果，从光学成像和光谱监测活动的年轻，低质量的喷发变星V1647猎户座。这颗恒星和相关的星云（麦克尼尔星云）在2004年2月至2006年2月期间被观测到，观测开始于原始爆发事件发生后的几个月。利用Gemini North望远镜，我们获得了V1647 Ori的多波段光学成像测光和中等分辨率长缝光谱，时间间隔约为一个月。在此期间，猎户座V1647保持或接近峰值亮度，然后褪色5个星等，接近爆发前的亮度。这意味着爆发时间约为27个月。在监测期间，在发射和吸收方面看到的光谱特征变化很大。例如，Halpha线在强度和轮廓上都发生了显著变化。我们提出并讨论了所观察到的光度和光谱的变化，并考虑如何将这一喷发事件与低质量恒星的早期形成阶段。
2009-07-25 astro-ph.SR
The bright blue side of the night sky: Spectroscopic survey of bright and hot (pre-) white dwarfs
本研究通过光谱巡天证认了68颗新的亮蓝（前）白矮星，推导其大气与物理参数，发现26%的目标为变星，并提出白矮星冷却阶段形成星斑的新机制。
2023-07-07 astro-ph.SR
Fundamental parameters of bright Ap stars from wide-range energy distributions and advanced atmospheric models
对于大多数正常主序星来说，大气和恒星参数的测定是一个行之有效的方法，但对于磁性化学特殊的恒星来说，这是一个具有挑战性的过程。化学元素的不均匀分布和强磁场使得大多数标准的光度和光谱校准不适用于这类恒星。在这项工作中，我们利用现有的观测到的能量分布校准到绝对单位，恒星的光，高分辨率的光谱观测，和先进的恒星大气模型，以获得三个明亮的Ap星的参数：33Lib，gammaEqu，和betaCrB。模式大气和通量计算与LLmodels代码。Synth3和Synthmag代码用于计算丰度分析中涉及的单个谱线的谱图。对于每一颗恒星，我们构建了一个自洽的大气模型，假设正常和耗尽氦成分，并得出经验分层配置文件的某些元素。有效的温度和表面重力，发现从同时适合光谱，光度，和分光光度观测校准到绝对单位。我们表明，使用先进的模型大气和准确的恒星半径可以得到恒星半径具有高精度，这些是一致的，从独立的，但更复杂的干涉观测。
2012-11-26 astro-ph.SR
Radiation driven implosion and triggered star formation
我们提出了模拟最初稳定的等温云暴露于电离辐射从离散的外部源，并确定的条件，导致辐射驱动的内爆和恒星形成。我们使用光滑粒子流体动力学代码SEREN和基于HEALPixTM的光电离算法来模拟电离辐射的传播和由此产生的云的动态演化。我们发现，入射电离通量，$Φ_{_{\rm LyC}}$，是决定云演化的关键参数。在中等流量下，大部分的云质量转化为恒星。随着流量的增加，转换成恒星的云质量的比例和单个恒星的平均质量都减少了。非常高的通量只是驱散云。新形成的恒星倾向于沿着云的中心轴（即指向入射通量方向的轴）聚集。对于给定的云参数，恒星形成开始的时间$t_{_\star}$与$Φ_{_{\rm LyC}}^{-1/3}$成正比。在模拟中发现的恒星形成模式与在亮边云中观察到的相似。
2011-05-18 astro-ph.SR
Analysis of the MOST light curve of the heavily spotted K2IV component of the single-line spectroscopic binary II Pegasi
分析了MOST卫星在2008年连续31天对单线K2 IV光谱联星II Peg可见光分量的连续光度观测。在斑点引起的亮度调制之上，检测到三种不同类型的11个耀斑，其特征在于不同的上升值，衰减值和持续时间。耀斑表现出的偏好发生在旋转阶段时，最斑点的半球是针对观察者，确认以前类似的报告。试图探测由在可见星前面过境的次级分量引起的掠食初级极小值，得到了否定的结果。在冷斑模型中解释了由斑点引起的亮度变化。一个假设的差异旋转的主要组成部分给出了一个更好的拟合的光变曲线比一个固体旋转模型。
2010-09-06 astro-ph.SR
Photometric and spectroscopic study of the new FUor star V2493 Cyg
本文介绍了最近对FUV星V2493 Cyg（HBC 722）的光度和光谱研究结果。天鹅座V2493的爆发是在2010年夏天登记的，在恒星亮度达到最大值之前。V2493 Cyg是第一个FUor天体，它的爆发从一开始就在所有光谱范围内被观测到。最近的光度数据显示，该恒星在2013年9月至2016年5月期间保持最大亮度，记录的爆发幅度为5.1 mag.（V）因此，天鹅座V2493的爆发持续了六年多。我们的光谱观测显示出很强的变化，特别是H α线的发射线的轮廓和强度。我们预计，在未来几年内，对这一天体的兴趣将增加，其结果将有助于探索年轻恒星的性质。
2016-10-28 astro-ph.SR
Imaging and spectroscopic observations of extreme-ultraviolet brightenings using EUI and SPICE on board Solar Orbiter
本研究利用太阳轨道飞行器上EUI成像与SPICE光谱数据，分析三个极紫外亮点（营火）的热特性，发现其温度多低于日冕温度，且探测依赖高分辨率成像辅助。
2023-03-28 astro-ph.SR
Spectroscopy of bright Algol-type semi-detached close binary system HU Tauri (HR 1471)
本文发表了我在博士论文（Parthasarathy 1979）中提出的金牛座HU的光谱结果。检测次级线圈的H-α线。根据麦克唐纳天文台2.1米望远镜获得的高分辨率Coude Reticon光谱，证实了次级H-α线的探测。
2017-07-20 astro-ph.SR
Photometric and spectroscopic variability of the FUor star V582 Aurigae
2009年8月至2013年2月，我们在V582 Aur野外进行了BVRI CCD测光观测。在此期间，我们获得了V582 Aur的高，中，低分辨率光谱。为了研究目标爆发前的变化并构建其历史光变曲线，我们在照相底片收藏中搜索了存档观测。CCD和摄影观测进行了分析，使用一个序列的14颗恒星的领域V582 Aur在BVRI校准。V582 Aur爆发前的摄影观测显示出金牛T星典型的低振幅光变化。档案摄影观测表明，这颗恒星的亮度在1984年底或1985年初开始增加，并在1986年1月达到最大亮度。V582 Aur的光谱类型可以定义为G 0 I，具有H α和Na I D线的强P Cyg轮廓，这是典型的FU Orionis天体。我们的BVRI光度观测表明，在3.5年的观测期间，大幅度变化V~2.8等。然而，大多数时候，恒星保持在接近最大亮度的状态。亮度下降最深的一次是在2012年春天，当时恒星的亮度下降到接近爆发前的水平。在最小亮度期间，太阳光度数据显示颜色反转，这是UX Ori变星的典型特征。相应的光谱观测表明，谱线（特别是H α）的轮廓和强度具有很强的可变性，这表明吸积速率发生了显着变化。在过去三年进行的光度监测的基础上，最大光的光谱特性和长期光变曲线的形状，我们确认了V582 Aur与FU Orionis天体组的联系。
2013-06-27 astro-ph.SR
Spectroscopic followup of three bright halo stars selected from SDSS and GALEX photometry
我们的目标是揭示斯隆数字巡天（SDSS）恒星的性质：SDSSJ 100921.40 +375233.9，SDSSJ 015717.04 +135535.9和SDSSJ 171422.43 +283657.2，它们的g-z颜色显示出明显的高NUV过量，正如对极低金属量恒星的预期。利用麦克唐纳天文台2.7米望远镜上的Tull阶梯光栅摄谱仪获得了具有宽波长覆盖范围的高分辨率（R= 60000）光谱，以确定它们的化学成分。我们导出了SDSSJ 100921.40 +375233.9的光谱参数Teff =5820 ± 125 K，log g =3.9 ± 0.2，vt =1.1 ± 0.5 km/s，SDSSJ 015717.04 +135535.9的Teff=6250 ± 125 K，log g =3.7 ± 0.2，vt =4.0 ± 0.5 km/s，SDSS J171422.43+283657.2的Teff=6320 ± 125 K，log g =4.1 ± 0.3，Vt =1.5 ± 0.5 km/s，首次计算了J100921和J171422的21个元素和J 015717的19个元素的丰度。我们发现SDSSJ100921.40+375233.9、J015717.04+135535.9和J171422.43+283657.2的金属丰度分别为[Fe/H]=-1.30、-0.94和-0.…
2013-03-20 astro-ph.SR
A long term spectroscopic and photometric study of the old nova HR Del
1967年发现的Nova HR Del在IUE卫星的整个寿命期间（1996年结束）在光学和紫外线方面都非常明亮，今天似乎仍然非常明亮。这种持续活动的原因尚不清楚;可能涉及持续的弱热核燃烧。因此，在几年内，在H $α$光谱区域的宽带光度法和光谱法中监测HR Del。H $α$线的轮廓显示了两个组成部分：一个狭窄的中央部分和较宽的翅膀。前者最容易理解为是由于一个吸积盘，其几何形状可能导致它部分地遮蔽自己。该分量显示出类似于具有轨道相位依赖性的S波，这表明它可能是由于H $α$中的亮点。宽的成分一定来自另一个区域，其中可能有1967年爆发期间喷出的物质的不可忽视的贡献。H $α$等效宽度的非轨道变化被发现在长和短的时间尺度。在光度学中也发现了类似的变化，显示出一个组分与轨道相位有明显的依赖性，但与H $α$变化没有明显的关系。光度变化的轨道部分可以用伴星的辐射来解释，而H $α$的性质可以用吸积盘和H $α$中的亮点来解释。
2010-07-06 astro-ph.SR
Seismic and spectroscopic analysis of 9 bright red giants observed by Kepler
本文结合Kepler星震、光谱与测光数据分析9颗邻近红巨星，测定参数并检验距离、半径及化学丰度，为红巨星阶段额外混合提供证据。
2023-12-18 astro-ph.SR
A Low-Resolution Spectroscopic Exploration of Puzzling OGLE Variable Stars
我们提出的结果，光谱的各种令人费解的变量对象中检测到的OGLE-III银河系盘和凸起领域的后续行动。样本主要包括短周期多模态脉动星，仅根据光度数据不能明确地分类为δ Sct或β Cep型星，还有模仿灾难变星的不规则波动的恒星和具有尘埃壳的恒星，以及在其光变曲线中显示持续超过一半周期的增亮的周期变星。低分辨光谱表明，所有观测到的短周期变星都是δ Sct型，有不规则起伏的是年轻的恒星，有规则增亮的是A型星或很可能是Ap型星，它们具有强磁场，表面磁极周围存在亮帽。我们还拍摄了命名为OGLE-GD-DSCT-0058和OGLE-GD-CEP-0013的天体的光谱。OGLE-GD-DSCT-0058中估计的有效温度为33，000 K，表明它不可能是δ Sct型变量。这个非常短周期（0.01962天）的高振幅（I波段0.24等）天体仍然是一个谜。它可能代表了一类新的变星。OGLE-GD-CEP-0013的光谱证实了这是一个经典的造父变星，尽管它的光变曲线形状奇特。所提出的结果将有助于在OGLE银河系变率调查中对变率天体进行正确的分类。
2015-04-29 astro-ph.SR
