Uncovering the Outflow Driven by the Brown Dwarf LS-RCr A1: H-alpha as a Tracer of Outflow Activity in Brown Dwarfs
现在很明显，经典的金牛座T型外流通常伴随着年轻棕矮星的形成。到目前为止，已经发现了两个光学流出，本文提出的结果增加到三个。利用光谱天体测量法证实了蓝移外流中LS-RCrA 1禁戒发射线的起源。在禁戒线中未检测到流出物的红移成分，以及低速和高速流出物成分之间存在一些分离的证据，都不支持LS-RCrA 1具有边缘吸积盘的假设。这一分析的关键结果是发现了H-α线的外流成分。H-α线轮廓在机翼上有蓝移和红移的特征，光谱天体测量显示这也起源于外流。发现的H-α发射的BD可以有一个显着的贡献，从外流表明使用的H-α线宽作为代理的质量吸积在BD是不明确的。该方法假设可能的外流对H-α线通量的任何贡献都可以忽略不计。最后，事实上，H-α线跟踪两个叶的流出，而只有蓝移叶被视为在禁止发射点的存在下，尘埃孔的吸积盘的LS-RCrA 1。这在CTTS中很常见，被认为是行星形成的信号。
2009-01-05 astro-ph.SR
The complex environment of the bright carbon star TX Psc as probed by spectro-astrometry
背景：渐近巨星分支（AGB）上的恒星显示出不均匀大气和星周包络的广泛证据。这些已经通过各种方法在各种角度尺度上进行了研究。本文用光谱天体测量技术研究了碳星TX Psc的包层。目的：我们探索这种方法的潜力，用于检测AGB星周围的不对称性。方法：我们在2010年和2013年获得了4.6 $μ$ m附近的几条CO $Δ$ v=1线和3 $μ$ m附近的HCN线的CRIRES观测结果。然后在这些天体上寻找光谱-天体测量特征。为了解释结果，我们使用了简单的模拟观测。结果：有几条线显示出明显的光心移位，并明显依赖于位置角。在所有情况下，波浪形签名被发现，其中正和负的位移（在PA 0度）与蓝色和较弱的红色成分的线。这种位移可以用恒星以南70质量到210质量的明亮斑点来模拟，其通量为光球通量的几个百分比。我们估计的滴温度的下限为1000 K。这个斑点可能与AGB星或红超巨星的质量喷射有关。我们还考虑了一个同伴对象的情况。结论：虽然有明确的光谱天文学证据表明TX Psc附近有一个相当突出的结构，但它似乎与其他不对称的证据无关，因此无法给出明确的解释。因此，我们的数据强调了这颗恒星环境的非常复杂的结构，但需要进一步的观测，将角标度采样到几百毫角秒，才能获得更清晰的图像。
2015-10-09 astro-ph.SR
New opportunities with spectro-interferometry and spectro-astrometry
最新一代光谱干涉仪将毫角秒角分辨率与光谱能力结合起来，极大地增加了信息量。在这里，我提出的方法的工作和结果，说明了从根本上新的科学见解提供了非常高的光谱色散或多线过渡（Brackett和Pfund线）的光谱干涉。此外，我还讨论了光谱干涉数据的解释中的一些陷阱。结合我们最近对经典Be星β CMi和β Tau的研究，给出了第一个用光学干涉测量法获得的位置-速度图，并对几颗经典Be星同时观测到的相位反转提供了物理解释。在我们对Herbig B[e]星V921 Sco的研究过程中，我们首次将光谱干涉测量和光谱天体测量结合起来，提供了一种强大而资源有效的方法来限制星周气体的空间分布和运动学，其速度分辨率高达R = λ/Δλ = 100，000。最后，我讨论了我们的相位符号校准程序，这使我们能够校准琥珀差分相位和关闭相位的所有光谱模式，并从获得的经验中得出科学驱动的要求，为未来的仪器项目。
2013-12-15 astro-ph.IM astro-ph.SR
Emission-line stars in the LMC: the Armagh survey, and a metacatalogue
[目的]需要精确的天体测量，以可靠地交叉匹配20世纪的照片目录与21世纪的数字调查。目前的工作提供了801个发射线天体的现代识别和天体测量“恒星外观”在阿玛调查（最大的性质，迄今为止）。[方法]使用Armagh Atlas在数字图像中单独识别目标，并且在大多数情况下，与UCAC天体测量目录中的条目明确匹配。【结果】目前，大麦哲伦星云的主要分光照相巡天观测都能实现亚弧秒精度的天体测量。结果被用来编译一个注释的元星表的1675个人，光谱识别的候选人H-α发射恒星，包括详细的交叉匹配之间的目录，并解决许多（虽然不是全部）识别模糊的个人主要来源。
2013-06-07 astro-ph.SR
Forbidden calcium lines as disc tracers
禁止发射线是特别有价值的光盘示踪剂，因为它们的配置文件反映了其形成区域内的运动学。在这里，我们提出了一个简短的摘录，从光谱调查的结果，演化的大质量恒星所包围的高密度光盘。
2015-07-31 astro-ph.SR
PENELLOPE\,VI. -- Searching the PENELLOPE/UVES sample with spectro-astrometry: Two new microjets of Sz 103 and XX Cha
本研究利用UVES光谱仪的三位置观测，通过光谱天体测量法从PENELLOPE巡天的34颗T Tauri星中发现Sz 103和XX Cha的两个新微喷流，还确认或推测了多颗恒星的双星属性，微喷流低速成分起源待解。
2024-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radial Velocity Monitoring and Analysis of Gaia Astrometry of Selected Intermediate Mass Stars to Constrain Their Multiplicity Status
Friedrich-Schiller-University Jena（耶拿弗里德里希·席勒大学）
本文利用 FLECHAS 光谱仪对13颗中等质量恒星进行视向速度监测，发现5颗恒星存在显著变异性并拟合了其开普勒轨道要素，同时结合 Gaia DR3 数据搜寻宽距伴星以确定其多重性状态。
2025-10-10 astro-ph.SR
UVES Spectroscopy of T Chamaeleontis: Line Variability, Mass Accretion Rate and Spectro-astrometric Analysis
虽然系外行星探测技术的进步已经看到了发现的增加，但在形成的最早阶段观察行星仍然是一项艰巨的任务。这里四个时期的光谱过渡盘对象T查分析，以确定是否可以使用光谱天文测量检测信号，从其拟议的原行星，T查b。T Cha的独特性质也进一步受到限制。Hα和[O I]λ 6300是最突出的谱线，使用光谱天体测量法进行了分析。Hα是直接吸积的示踪剂，[O I]λ 6300是间接吸积的示踪剂。λ 6300被归类为宽低速分量（BC LVC）。利用新的[O I]λ 6300 LVC关系和Hα线光度，导出了所有历元的质量吸积率。结果表明，风是[O I]λ 6300线的可能来源，在这种情况下，[O I]λ 6300线比Hα更能作为吸积示踪剂。通过对M acc（[OI]）和M acc（Hα）的比较，得出结论：T Cha不是一个本征弱吸积体，而是Hα辐射示踪吸积的一个重要部分被遮蔽了.在光谱天体测量分析中未检测到T Cha b，但推导出0.5质量的检测限。在这种情况下，分析受到光谱天文测量人工制品和T Cha独特性质的阻碍。虽然光谱天体测量作为探测TDs中系外行星的一种手段似乎具有挑战性，但它可以用来限制吸积行星同伴的Hα发射强度，因此可以对高角分辨率观测的规划产生重要影响。
2019-02-04 astro-ph.SR
Forbidden Emission Line spectro-imaging of the RU Lupi jet and Low Velocity Component
本研究通过自适应光学辅助的禁线光谱成像，首次对 RU Lupi 的喷流和低速成分进行成像，验证了窄成分的 MHD 盘风起源，并首次估计了风发射区高度和风质量损失率，发现风效率不足以显著移除角动量。
2025-01-21 astro-ph.SR
Forbidden and intercombination lines of RR Telescopii: wavelength measurements and energy levels
望远镜座RR共生新星的紫外和可见光谱被用来导出元素C、N、O、Ne、Na、Mg、Al、Si、P、S、Cl、Ar、K和Ca的+1至+6离子的禁戒和互组合跃迁的参考波长。然后使用波长来确定离子的基态构型或第一激发构型内的能级的新能量值。光谱分别由哈勃太空望远镜的空间望远镜成像摄谱仪和欧洲南方天文台的紫外中阶梯摄谱仪于2000年和1999年测量，覆盖1140 ~ 6915 A特别注意评估两种仪器之间波长标度的准确度。对发射线轮廓的研究表明，星云至少由两种不同速度的等离子体成分组成。这些谱线的成分具有不同的密度，一个简单的谱线发射模型表明，大多数谱线主要来自高密度成分。只有这些谱线用于波长研究。
2011-02-15 astro-ph.SR
A celestial matryoshka: Dynamical and spectroscopic analysis of the Albireo system
我们提出了一个光谱特性和一个新的轨道解的二元系统β Cyg Aa/Ac（MCA 55），著名的宽双星Albireo的主要组成部分（β Cyg A）。通过匹配的演化轨道的所有三个Albireo恒星（β天鹅座Aa，Ac和B）的物理参数，从光谱分析TIGRE和IUE光谱，我们确认，他们很可能是同时代的。我们最终的轨道解决方案是基于径向速度测量超过$120$年的基线，结合相对天体测量从散斑干涉观测和绝对天体测量从依巴谷和盖亚任务。我们最终的轨道解的周期为$121.65^{+3.34}_{-2.90}$年，偏心率为$0.20^{+0.01}_{-0.02}$。由于包含了绝对天体测量，我们发现质量比为$q = 1.25^{+0.19}_{-0.17}$，总质量为$9.47_{-3.24}^{+5.88}$ M $_\odot$，这表明次级星系（Ac）的质量更大。这些结果强烈地暗示了Albireo系统中第四个看不见的成员的存在。根据目前的光度数据，天鹅座β A本身很可能是一个层次结构的三元组。我们还推导出系统的自行，视线速度，和轨道视差的β天鹅座A系统，使我们能够定量评估的假设，Albireo A和B形成一个物理约束和家谱连接的系统。最后，我们发现了与Albireo共同的自行群的四个潜在成员，尽管没有任何地方像Albireo分量A到B那样接近。
2020-12-30 astro-ph.SR
Jets from the Upper Scorpius Variable Young Star System 2MASS J16075796-2040087 Via KECK/HIRES Spectro-astrometry
本研究利用KECK/HIRES光谱天体测量分析上天蝎座年轻恒星2MASS J16075796-2040087的喷流，发现近距伴星引发的吸积爆发维持了喷流活动，且原认为的盘风低速成分更可能是慢速喷流与MHD风的混合。
2024-08-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing local density inhomogeneities in the circumstellar disk of a Be star using the new spectro-astrometry mode at the Keck interferometer
本文报道了Keck干涉仪新观测模式的科学验证阶段的成功情况。该模式在K ′波段的谱线扩展函数宽度和采样速率为150 km/s，限流星等为K ′ ~ 7 mag，空间分辨率为lam/2B ~ 2.7 mas，测得的微分相稳定性精度空前（在K= 5等时为3毫拉德，这表示在天空中为3uas或质心精度为10^-3）。这种模式的科学潜力证明了所提出的观测的拱盘的演化Be星48 Lib。除了间接的方法，如多波长光谱和偏振，这里描述的光谱干涉天体测量提供了一个新的工具，直接约束的径向密度结构的磁盘。我们解决了第一次几个Pfund发射线，除了BrGam，在一个单一的干涉光谱，并具有足够的空间和光谱分辨率和精度来分析径向盘结构在48 Lib。这些数据表明，连续和PF发射起源于显着更紧凑的区域内的BrGam发射区。因此，光谱干涉天体测量打开了机会，直接连接不同的观测线配置文件的BrGam和Pfund的总流量和相关的不同磁盘半径。旋转扁平Be星的引力势预计会在星周盘中引起单臂密度扰动。这样一个缓慢旋转的盘振荡已被用来解释众所周知的周期性V/R光谱轮廓的变化，在这些恒星，以及观察到的V/R周期之间的相移不同盘发射线。微分线的性质和线性约束设置我们的数据借给支持存在一个半径依赖磁盘密度扰动。
2010-08-10 astro-ph.IM astro-ph.SR
Detailed optical spectroscopy of the B[e] star MWC 17
利用6米望远镜BTA和NES摄谱仪的多次高分辨率R= 60000观测数据，研究了具有B[e]现象的MWC 17恒星的光谱特征。在波长间隔4050-6750 A，我们确定了许多允许和禁止的排放，星际碘化钠线，和弥漫的星际带（DIB）。径向速度是根据不同起源的线估计的。作为系统速度Vsys，可以接受来自禁止发射的速度：Vr=-47 km/s（相对于当地标准Vlsr=-42 km/s）。将获得的数据与早期的测量结果进行比较，我们可以得出结论，光谱细节没有相当大的变化。
2015-11-24 astro-ph.SR
Spectroscopic Coronal Observations during the Total Solar Eclipse of 11 July 2010
在2010年7月11日智利复活节岛的日全食之前、之后和期间，使用无狭缝摄谱仪测量了太阳色球层和日冕的闪光光谱。这次日食发生在第24个太阳活动周期的开始，在太阳活动延长的最小值之后。在日食期间拍摄的光谱显示，与2008年8月1日日全食期间拍摄的光谱相比，红色和绿色日冕线的强度比不同，这发生在太阳活动周期23结束时。在太阳东、西翼相对于太阳自转轴相对对称的四个区域观测到了Fe XIV（5303 <$m）的特征日冕禁戒发射线。减去连续闪光光谱背景，识别出几条极弱的发射线，包括禁用的Ca XV（5694 nm），通常仅在非常高的激发区域检测到，例如，在耀斑期间或在大的太阳黑子之上。色球层的高度是利用轻元素的谱线通过衍射法测量的，并与利用重元素的谱线测量的较低色球层的等效高度进行比较。
2012-02-07 astro-ph.SR
Spectro-astrometry of the pre-transitional star LkCa 15 does not reveal an accreting planet but extended H$α$ emission
在年轻恒星周围的圆盘中发现行星仍然难以捉摸，最先进的观测技术提供了一些模糊的结果。据报道，过渡前的金牛座T型恒星LkCa 15可能拥有三颗行星;候选行星b正在形成过程中，这是从它的H $α$发射推断的。然而，最近的一项工作对以前探测到的行星性质提出了质疑。我们已经观察到ISIS/WHT的LkCa 15。光谱仪的狭缝朝向LkCa 15 b的最后报告的位置（平行方向）并且与该位置成90度（垂直）。测量了拟合H $α$和邻近连续统空间分布的高斯光心和半高全宽（FWHM）。一个著名的二进制（GU CMa）被用作校准测试ISIS/WHT的光谱天文性能，恢复一致的光心和FWHM信号。然而，没有检测到LkCa 15 b预测的光心位移，但H $α$中的FWHM比两个狭缝位置的连续谱中的FWHM宽。我们的模拟表明，光心和半高宽的观测不能同时解释吸积行星。反过来，这两个光谱天体测量观测自然地从一个大致对称的H α发射区域中复制出来，该区域以恒星为中心，范围相当于最初归因于行星的轨道。LkCa 15周围的扩展H $α$发射可能与可变盘风有关，但需要额外的多历元数据和详细的建模来了解其物理性质。H $α$中的光谱天体测量能够测试吸积行星的存在，并可用作勘测星周盘中行星形成的补充技术。
2018-10-09 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Spectroscopic Diagnostics of Solar Magnetic Flux Ropes Using Iron Forbidden Line
在这封信中，我们介绍了界面区域成像光谱仪Fe XXI 1354.08 A两个磁通量绳（MFR）的禁止线发射，导致两次快速日冕物质抛射，速度分别为$\ge$ 1000 km s $^{-1}$和2014年9月10日和2015年6月22日的强烈耀斑（X1.6和M6.5）。由太阳动力学观测站上的大气成像组件提供的131 A和94 A通带的EUV图像显示，这两个MFR最初看起来都是悬浮的热通道状结构。有趣的是，即使在喷发之前，部分MFR也可以在Fe XXI 1354.08禁线中看到，例如，关于SOL 2014 -09-10事件。然而，线发射非常弱，仅出现在MFR的少数位置，而不是整个结构。这意味着MFR可以由具有不同温度和密度的不同线组成，基于Fe XXI禁戒线的形成需要临界温度（$\sim$ 11.5 MK）和密度的事实。此外，线显示出非热加宽和蓝移的早期阶段。这表明当时的磁重联已经开始，它不仅加热了MFR，同时产生了Fe XXI线的非热加宽，而且还产生了极向通量，导致MFR上升。
2016-05-01 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
First detection of sign-reversed linear polarization from the forbidden [O I] 630.03 nm line
我们报道了对[O i] 630.03 nm禁戒谱线的线偏振探测。这些观测是在确定太阳氧丰度的更广泛背景下进行的，这是天体物理学中仍然没有解决的一个重要问题。利用日之出卫星的太阳光学望远镜获得了630.03 nm的[O i]禁戒线和附近其它允许线的分光偏振数据。使用了一种新的平均技术，产生了超过$10^5$的非常高的信噪比。我们确认，线极化是符号反转相比，允许线作为一个磁偶极跃迁占主导地位的线的结果。我们的观测结果为太阳氧丰度研究打开了一个新的窗口，提供了一种替代方法，可以将Ni i混合物与630.03 nm处的[O i]线分离，该方法具有简单的LTE形成物理学的优点。
2017-01-30 astro-ph.SR
Spectropolarimetric synthesis of forbidden lines in MHD models of coronal bright points
本研究通过将P-CORONA合成代码应用于Bifrost模型，分析四条禁线的强度和偏振以获取日冕亮点磁场信息，发现弱场近似的可靠性及特定谱线对高温区磁场诊断的价值，为未来日冕仪观测提供参考。
2025-06-30 astro-ph.SR
The FERRUM project: Transition probabilities for forbidden lines in [FeII] and experimental metastable lifetimes
准确的禁戒线跃迁几率是低密度天体物理等离子体的重要诊断参数。在本文中，我们提出了实验原子数据禁[Fe II]过渡，观察到的天体物理光谱的强大功能。目的：测量Fe Ⅱ中3d^6（^3G）4s a ^4 G_{11/2}和3d^6（^3D）4s b ^4 D_{1/2}亚稳态能级的寿命，以及禁戒跃迁3d^7 a ^4 F_{7/2,9/2} - 3d^6（^3G）4s a ^4 G_{11/2}的实验跃迁概率。方法：在离子储存环设施BURCHRING使用激光探测技术测量寿命。天体物理分支分数是从船底座η的光谱中获得的，这些光谱是由哈勃太空望远镜上的太空望远镜成像光谱仪获得的。结合寿命和分支分数，得到绝对跃迁概率。结果如下：已经测量了a^4 G_{11/2}和b^4 D_{1/2}能级的寿命，其值分别为0.75（10）s和0.54（3）s。此外，我们还确定了a^4 F_{7/2,9/2} -a^4 G_{11/2}在4243.97和4346.85 A处的两个禁戒跃迁的跃迁几率。的寿命和跃迁概率进行比较，在文献中的计算值。
2009-10-05 astro-ph.SR
Spectroscopic survey of emission-line stars. I. B[e] stars
发射线恒星通常被致密的星周物质所包围，通常以环或盘状结构的形式存在。线发射禁戒跃迁跟踪密度和温度制度的多样性。特别令人感兴趣的是[O I] λλ6300，6364和[Ca II] λλ7291，7324的禁戒线。它们出现在互补的高密度环境中，例如B[e]超巨星周围的内盘区域。为了研究这些线所描绘的物理条件，并调查它们的普遍程度，我们开始了对发射线恒星的调查。在这里，我们专注于一个样本的9个B[e]星在不同的演化阶段。[O I]线的发射是B[e]星的特征之一。我们发现其中四个天体显示出[Ca II]线发射：B[e]超巨星V1478 Cyg和3 Pup的[O I]和[Ca II]线轮廓的运动学符合开普勒旋转盘的假设，致密行星状星云OY Gem的禁戒线没有显示出超过光谱分辨率的运动学增宽; LBV候选者V1429 Aql没有显示[O I]线，但其[Ca II]线的轮廓表明发射起源于其热的电离环双星盘。由于没有低质量的B[e]星显示[Ca II]线发射，我们得出结论，这些线更有可能在具有致密盘的大质量恒星中观察到，支持并加强了它们的外观需要高密度环境的建议。
2015-11-23 astro-ph.SR
Radio Astrometry Of The Triple Systems Algol And UX Arietis
我们已经使用了多历元长基线射电干涉测量，以确定自行和轨道要素的大陵五和UX白羊座，两个无线电明亮，密切的二元恒星系统与遥远的第三组件。对于大陵五，我们改进了自行和外轨道的解，证实了Zavala等人（2010）最近的结果，即内轨道是逆行的。无线电质心密切跟踪KIV次级的运动。此外，射电形态从低通量水平的双叶到活跃期的新月形变化。这些结果很容易被解释为同步辐射从一个大的，共同旋转的纬向环中心的K星。如果这是正确的，则其提供具有不确定性{ \pm }0.5 mas的无线电-光学帧连结候选。对于UX白羊座，我们找到了一个外轨道的解决方案，占以前的VLBI观测的加速度项的自行适合。外轨道的解决方案也是与以前公布的径向速度曲线和斑点观测的第三个机构。推导出的第三质量，0.75太阳质量，与光谱检测到的K1主序星一致。内轨道解只支持来自K 0 IV主辐射源的射电辐射。的无线电形态，由一个单一的，部分解决的发射区，可能与使用多普勒成像观察到的持久性极斑。
2011-04-26 astro-ph.SR
Using multi-line spectropolarimetric observations of forbidden emission lines to measure single-point coronal magnetic fields
极化磁偶极（M1）发射线为主导日冕演化的磁场提供了重要的诊断。本文提出了一种多线技术，使用特定的M1线的组合来推断全矢量磁场的光学薄发射，可以定位在一个给定的视线区域。我们的分析形式主义是一个推广的“单点反演”的方法介绍了普洛曼。我们发现，M1过渡的组合，其中每个是一个$J=1\rightarrow0$过渡或具有相等的Landé g因子的上，下水平包含退化的光谱偏振信息，禁止应用的单点反演技术。这可能包括Plowman讨论的一对红外Fe XIII线。我们将Fe XIII 1074.7 nm和Si X 1430.1 nm线确定为实施该技术的一种替代组合。我们的灵敏度分析，基于日冕环的性质，表明，对于光子噪声水平周围的$10^{-4}$的线强度，这将是可以实现的国家科学基金会的丹尼尔K。在Inouye太阳望远镜中，用这种方法可以恢复足够强度（${\sim}10$ G）且不严重倾斜于视线（$\lesssim 35^{\circ}$）的磁场。退化的解决方案是存在的;但是，我们讨论如何添加约束可能有助于解决它们或减少它们的数量。
2020-01-21 astro-ph.SR physics.app-ph
Late-time Spectroscopy of Type Iax Supernovae
我们研究了Iax型超新星（SNe Iax）的后期（峰值亮度后t > 200天）光谱，这是一种低光度、低能量的热核恒星爆炸，在观测上与Ia型超新星相似，但又不同。我们提出了SN 2014 dt的新光谱，从而产生了SN Iax最完整的晚期光谱序列。在晚期，SNe Iax具有大致相似的光谱，都具有相似的连续形状和强禁止线发射。然而，也有显着的多样性，其中一些晚时间SN Iax光谱显示窄P-Cygni功能和连续指示光球除了强窄禁线，而其他人没有明显的P-Cygni功能，强宽禁线，弱窄禁线。最后，一些SNe Iax的光谱介于这两个品种之间，具有弱的P-Cygni特征和类似强度的宽/窄禁止线。我们发现，SNe Iax与强大的广泛的禁止线也往往是更明亮，并有更高的速度喷出物在峰值亮度。我们估计黑体和运动学半径的后期光球，发现后者的数量级大于前者。我们提出了一个两个组件的模型，解决了这种差异，并解释了多样性的晚时间光谱的SNe Iax。在这个模型中，宽的禁止线来自SN喷出物，而光球，P-Cygni线和窄的禁止线则来自从祖先白矮星的残骸发射的风，并由残留在残骸中的新合成物质的放射性衰变驱动。这两个分量的相对强度解释了晚时间SN Iax谱的多样性。这个模型也解决了光球寿命长和SNe Iax后期缓慢下降的难题。（节录）
2016-01-22 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
X-Shooter spectroscopy of young stellar objects: V - Slow winds in T Tauri stars
金牛座T星周围的恒星被认为会失去质量，最好的证明是低电离物质的禁止发射线的轮廓。至少有两个独立的运动学组件已被确定，一个的特点是几十到几百公里/秒（HVC）的速度变化和一个低得多的速度几公里/秒（LVC）。HVC令人信服地与喷流的排放有关，但LVC的起源仍然未知。本文分析了用X-Shooter ESO光谱仪观测到的44颗大部分是狼疮和$σ$-Ori中低质量年轻恒星的禁戒线光谱。我们探测到[OI]、[OII]、[SII]、[NI]和[NII]的禁戒线发射，并将其谱线轮廓表征为LVC、蓝移HVC和红移HVC。我们的研究集中在LVC上。我们发现，有一个很好的相关性线光度和两个L $_{star}$和吸积光度（或质量吸积率）在一个大的区间值（L $_{star}$ $\sim 10^{-2} - 1$ L $_\odot$ ; L $_{acc}$ $\sim 10^{-5} - 10^{-1}$ L $_\odot$ ; $\dot M_{acc}$ $\sim 10^{-11} - 10^{-7}$ M $_\odot$ /yr）。这些线显示存在慢风（$V_{peak}<20$ km/s）、密风（$n_H>10^8$ cm $^{-3}$）、暖风（T $\sim 5000-10000$ K），大部分为中性风。我们估计了排放气体的质量，并提供了它所占据的最大体积的值。这两个量都随着恒星质…
2014-06-21 astro-ph.SR
Variability of the DG Tau Forbidden Emission Line Low Velocity Component
Maynooth University（梅努斯大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Academia Sinica（中央研究院）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Texas State University（德克萨斯州立大学）
研究DG Tau喷流和低速分量变化，探讨其起源是磁流体动力学风还是光蒸发风，并通过光谱和空间变化分析揭示其复杂结构。
2025-09-23 astro-ph.SR
Dynamical and Atmospheric Characterization of the Substellar Companion HD 33632 Ab from Direct Imaging, Astrometry, and Radial-Velocity Data
结合直接成像、天体测量与视向速度数据，对褐矮星伴星 HD 33632 Ab 进行了更精确的光谱表征与动力学测量，为系外行星大气研究提供关键参考。
2025-04-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Precise dynamical masses of new directly imaged companions from combining relative astrometry, radial velocities, and Hipparcos-Gaia eDR3 accelerations
目的。CORALIE径向速度调查的观测时间跨度超过20年，能够检测与直接成像可获得的质量和分离的同伴相对应的数据的长期趋势。结合系外行星探测技术，如来自CORALIE调查的径向速度，来自依巴谷和盖亚eDR 3的天体测量加速度，以及来自直接成像的相对天体测量，消除了未知轨道参数的简并。这使得精确的模型独立的质量检测同伴被推导出来，这提供了一个强大的工具来测试模型的恒星和亚恒星的质量-光度关系。方法.用CORALIE摄谱仪进行的长期精确的多普勒测量揭示了长周期轨道上同伴的径向速度特征。径向速度数据的长基线使得可以用直接成像评估这些候选伴星的可探测性。我们结合长期的径向速度数据与来自依巴谷和盖亚eDR 3的绝对天体测量和来自VLT/SPHERE的新的直接成像探测的相对天体测量来拟合轨道参数，并推导出这些同伴的精确动力学质量。结果本文报道了HD~142234、HD~143616和HIP~22059的新伴星的发现，以及HD~92987~B的首次直接探测，并更新了先前直接成像的两个伴星HD~157338~B和HD~195010~B的动力学质量。伴星的周期为32 ~ 279年，都是质量很低的伴星，其质量范围为218 ~ 487~ $M_{\rm{Jup}}$。我们比较了极低质量恒星（<0.5~ $M_{\odot}$）的动力学质量与质光关系，并讨论了利用前兆径向速度和天体测量信息为未来系外行星和…
2022-11-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
High-Resolution Spectroscopy of Winds Associated with T Tauri Stars
我们使用斯巴鲁望远镜对金牛座T星进行了光学高分辨率光谱学研究。利用凯克望远镜和甚大望远镜的存档数据，我们在4069 A处检测到了[S II]的禁线，除了5577 A和6300 A处的[O I]禁线外，还有13颗金牛座T星。我们认为，这些禁止线的低速分量来自与金牛座T星相关的风。利用这三条谱线的两个通量比，我们同时测定了风的氢密度和温度。金牛座T型星的风的氢密度为$2.5 \times 10^{6}$ cm $^{-3}$ - $2.5 \times 10^{9}$ cm $^{-3}$，温度为10800 - 18000 K。风造成的质量损失率估计在$2.0 \times 10^{-10}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$至$1.4 \times 10^{-9}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$之间。发现质量损失率随质量吸积率的增加而增加。经典金牛T星的质量损失率与质量吸积率之比为0.001-0.1，过渡盘天体的质量损失率与质量吸积率之比为0.1-1。
2020-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining the properties of HD 206893 B. A combination of radial velocity, direct imaging, and astrometry data
高对比度成像能够从观测到的相对天体测量中确定亚恒星伴星（行星、褐矮星）的轨道参数，并从观测到的星等或光谱中估计模型和年龄相关的质量。结合天体测量位置与径向速度给出了对轨道和伴星动力学质量的直接约束。2017年，VLT/SPHERE仪器发现了一颗褐矮星，它的轨道在HD 206893周围的$\sim$ 11 au。它的质量估计在12和50之间$M_{Jup}$从进化模型和它的光度。然而，考虑到系统年龄的显著不确定性和伴星独特的分光光度特性，这个质量并没有得到很好的限制。我们的目标是约束HD 206893 B的轨道和动力学质量。我们结合径向速度数据获得的HARPS光谱和天体测量数据获得的高对比度成像VLT/SPHERE和VLT/NaCo仪器，时间基线不到三年。然后，我们将这些数据与依巴谷和盖亚获得的天体测量数据结合起来，时间基线为24年。我们使用MCMC方法从这些数据中估计了褐矮星的轨道参数和动力学质量。根据HD 206893 B的相对天体测量，我们推断其周期在21 °至33°之间，倾角在20 °至41°之间。RV的数据显示了显着的RV漂移超过1.6 yrs. We表明，HD 206893 B不能是这个观察到的RV漂移的来源，因为它会导致一个动态的质量不一致，其光度和光谱，依巴谷和盖亚数据。需要一个额外的内部（半长轴在1.4-2.6 au范围内）和大质量（$\sim$ 15 $M_{Ju…
2019-07-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Detection and Astrometry of the Ba-Bb Subsystem in $α$ Piscium: First Dual-Field Interferometry at the CHARA Array
The CHARA Array of Georgia State University（佐治亚州立大学查拉阵列）；European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere (ESO)（欧洲南方天文台）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS（蔚蓝海岸大学蔚蓝海岸天文台法国国家科学研究中心）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；Center for High Angular Resolution Astronomy and Department of Physics and Astronomy, Georgia State University（佐治亚州立大学高分辨率天体测量中心及物理与天文学系）；Astrophysics Group, Department of Physics & Astronomy, University of Exeter（埃克塞特大学物理与天文学系天体物理学组）
通过CHARA阵列首次双场干涉测量，确定了α武仙座中Ba-Bb子系统的轨道参数和质量，展示了CHARA在亚秒级双星干涉测量中的新能力。
2026-03-10 astro-ph.IM astro-ph.SR
Component masses in stellar and substellar binaries from Gaia astrometry and photometry
Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）
利用Gaia的天体测量和光度数据，通过建立质量-流量关系，确定双星系统中恒星和亚恒星的个体质量，精度达10-20%。
2026-03-03 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Forbidden emission lines in protostellar outflows and jets with MUSE
原行星盘中的禁戒发射线是研究盘和宿主恒星演化的关键诊断。我们报告了空间分辨的发射线，[OI] 6300，6363，[NII] 6548，6583，H $α$，和[SII] 6716，6730埃，被认为是与喷流和磁驱动的风在内部磁盘。观测是在甚大望远镜上用多单元光谱探测器（MUSE）的光学积分场光谱仪进行的。在0.025 X 0.025 arcsec $^{2}$的分辨率下，我们的目标是导出与内盘连接的流出/喷流（PA $_{outflow/jet}$）的位置角。这里分析的禁发射线起源于原行星盘的内部。从DL Tau、CI Tau、DS Tau、IP Tau和IM Lup中沿流出/喷流的最大强度发射，我们能够可靠地测量大多数识别线的PA $_{outflow/jet}$。我们发现，我们的估计同意PA $_{dust}$的大多数磁盘。这些估计取决于信号噪声水平和外流（射流）的准直。CIDA 9、GO Tau和GW Lup中的流出/喷流过于紧凑，无法估计PA $_{outflow/jet}$。基于我们的运动学分析，我们确认，DL头和CI头主机的视线速度远大于100公里秒$^{-1}$的强烈外流/射流，而DS头，IP头，IM Lup速度较低，其结构包括低速组件与风。对于这里分析的盘状外流/喷流系统，我们对质量损失率$\dot{M}_{loss}$的估计范围在（1.1-6.5）× 10 $^…
2023-01-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
