我所知道的关于红外氦线的一切

过去论文的总结

Posted by mingjie on September 16, 2019

直接上表格。

论文 内容 结论 要点 我可以做的
Zirin 1982
底片
0.8A
有表
1. 用底片测量了455颗恒星(包括月亮)的氦线等值宽度(EW)以及半高全宽
2. 有很多星有不止一次测量
3. 给出了表格
1. EW与软X射线辐射有正相关
2. 周期短的双星EW稍微大一点
3. O-A星EW很小
1. 选源可能会偏向活跃的星
2. 小于100mA的测量可能不准
不要了
Smith 1983
用Zirin 1982的数据
无表
比较了EW和X射线光度的相关性 1. 矮星没有相关性,但是巨星有
2. 巨星中的谱线形成EUV光子主导,矮星和碰撞激发评分秋色
1. 形成机制:1)PR、2)CE、3)激发态He原子的向下扩散
2. 耀斑和纤维状结构中一般为发射线
3. 简介中提及了He线的形成位置
4. Zirin 1982中的EW-X射线光度关系不好可能是因为将dwarf和giant混在一起了
dwarf的EW整体比giant大吗?这个问题可以确定形成机制
O’Brian+1986
R=27000-54000
有表
1. 测量了60颗F-K巨星的氦线
2. 有很多星有不止一次测量
3. 给出了表格
1. EW结果和Zirin 1982的相似
2. supergiant的谱线有时序变化
3. CDL和两个线左右的恒星氢线表现不同
1. 紫外发射线可以确定色球层模型
2. 是在早上观测的(?)
3. 列出了氦线附近的其他谱线特征,特别提到了10829.27的CaI线和10831.3的未知谱线
4. K巨星的吸收很弱,Zirin 1982观测不到;有一部分的谱线形状改变很小(bet Gem type,短周期内),另一部分有很快的变化
5. Zirin 1982小于100mA的不可用
6. spg的EW变化应该是由物质抛射引起的
1. 我们观测到了氦线左边和右边的线,要确定左边的是不是氦线,右边的究竟是什么;计算EW的时候要考虑它们
2. 这里面有bet Dra的光谱!和我们观测的一致但是没有解释
3. 可以做He线的时序观测(已有光谱)
4. 他们认为bet Gem type只在early K,这和我们的观测符合吗?
5. 在我们的HR图上画coronal dividing line和另外的两条线(都有引用的)
6. 回答P15、P16的两个问题
Zarro+1986
R=10000
有表
EW与X射线光度的关系 1. dwarf温度大于6000K的没有关系(可能是CE机制主导),小于的有关系(PR机制)
2. giant和spg与Smith 1983一致,认为是PR主导
3. PR机制导致线性关系,但是找到的是指数关系
1. dwarf 6000K对应着对流区由浅(高温)到深(低温)
2. 线性和指数的关系可能是因为局部大气活动(可能可以用来做活动区大小的指示)
我们也做个这个吧
Lambart 1987
和O’Brian+1986设置一样
有表
19个F-M星的氦线观测 1. 和O’Brian+1986关于CDL的结论一致 1. 模型EW太大的问题可以通过减少色球层高温部分来解决
2. giant的变化应为活动区域的变化,spg的是物质抛射
3. 对bet Dra有更多的描述,但是还是没有原因
 
Dupree+1992
R=18500
无表
在球状星团中通过氦线发现了一个星风速度很快的星 氦线延展到了Si线处,意味着和物质的逃逸速度差不多 给出了一些色球层线的形成区域 这个结论可以仅仅通过He线的最短波长来确定么?
Avrett+1994 色球层模型的事情,略      
Sasselov+1994
R=28000
有表
造父变星中的He线 1. He线基本上是蓝移
2. 速度移动比光球层星慢(phase lag),幅度比光球层线大
造父变星一直都有光球层  
Sasselov+1994 造父变星中He线的形成   1. 造父变星有一些好处:phase lag提供了谱线形成的位置;可以看看温度变化给He线造成的影响 比较Fig. 2和我们的PANDORA结果;模型部分值得细看
Rueddi+1995 磁场的,略      
Andretta+1997 太阳光球层模型和He线 证明了主要是CE机制    
Smith+2004
R=23600
无表
10个贫金属星的He导出的星风速度 有两个星风速度大于星团逃逸速度 T>4600, Mv>-1.5才有He线的吸收 1. 我们可以证明或证伪这个要点
2. 我们可以找他要这个表吗?
Sanz-Forcada+2008
R=170000
有表
He线和短波辐射的关系 RSCVn没有关系,giants有关系 短波数据来自Extreme Ultraviolet Explorer (MAST Archive),X射线数据来自ROSAT all sky survey 从里面找短波数据;和Einstein data bank比哪个好?
Dupree+2009
R=23600
有表
EW和各种恒星参数的关系(41颗贫金属场星giant) 很多星有快速的outflow T>4500, Mv>-1.5才有He线的吸收 可以把这个数据库和我们的合在一起
Dupree+2011
R=50000
有表
12颗Omega Cen里面类似的恒星的EW和恒星参数的关系 1. profile算是bet Gem profile
2. 它们分成了两拨,暗示可能是He enhance造成的
3. 作者认为H alpha和Ca线弱所以vairation小
将它们和CDL作对比看看是不是稳定的  
Pasquini+2011
无表
对NGC2808两颗giant的详细模型模拟 其他色球层线很相似并且稳定,但是He线很不同 1. 这俩星在CDL之下
2. 这俩星的有效温度远低于4500K
3. 作者认为它们的He线是PR主导的
4. T>9000K的区域对He线的轮廓没有影响
要点4存疑,要看citation
Takeda+2011
R=20000
有表
33颗贫金属矮星的EW 绝大多数都有吸收,和金属丰度无关 1. 有短波辐射的来源(应该也是ROSAT)
2. 因为是贫金属星所以自转不快,自转带来的活动性不强
看看EW和自转的关系是什么样子的
Smith+2012
R=25000
有表
23颗贫金属矮星的EW 绝大多数都有吸收,都不强    
Dupree+2013
来自Dupree+2011
两颗有具体Y值的Omega Cen giants   重要但是很熟悉了  
Smith+2013
R=23600
有表
M13中7颗巨星的EW等 没有发现和Na丰度的关系   要细读,但是可能是因为有效温度太低了
Navarrete+2015
R=65000
有表
Kapteyn Group中14颗恒星的EW EW分布和Omega Cen不一样    
Strader+2015
R=50000
有表
M4中的16颗giant 没有找到和Na丰度有好的关系 T>4450才有He线的吸收 还没细看
Smith 2016 基于以前的EW数据和活动性指标做对比   1. Zarro+1986的误差在30mA
2. 有很多的高能数据来源
3. 对关系有比较详细的解读,有结果之后可以再来看
延长图2的观测到更高的Lx处,以及看看高温恒星的scatter

古代数据库

Zirin 1982

现代数据库

名称 恒星类型 EW测量方法 数据表格 备注
O’Brian+1986 F-K giant 没讲,数据质量flag中有blend,猜测是直接积分 已入总表  
Zarro+1986 dwarf, giant by planimetry,猜测为积分 已入总表 dwarf部分归于Smith 2016
Lambart 1987 giant 没讲 已入总表  
Sasselov+1994 Cepheid 猜测为直接积分,作者认为telluric弱所以不用减去telluric  
Sanz-Forcada+2008 RSCVn, giant 直接积分然后减去blend的gaussian拟合 有,已入总表 dwarf部分归于Smith 2016
Dupree+2009 giant IRAF splot然后测量;如果blend了就去除 有,已入总表  
Dupree+2011 giant 没说,猜测同上 已入总表  
Takeda+2011 dwarf 用Gaussian去拟合He线 已入总表 归于Smith 2016
Smith+2012 dwarf 无blend则直接积分,有blend则分开所有成分 已入总表 归于Smith 2016
Smith+2013 giant 同 上,并且都给了表 已入总表  
Navarrete+2015 dwarf, giant splot以及deblend 已入总表  
Strader+2015 giant splot 已入总表  
Smith 2016 dwarf - 数据来自Zarro+1986, Sanz-Forcada+2008, Takeda+2011, Smith+2012  
KOV sample dwarf, giant, spg      
APO sample dwarf, giant      

它们测量EW的方法可以直接比较吗?

Large To Do points

再后面的也没细看

O’Brian+1986的分析很详细,而且有模型的构建过程,需要另开位置仔细阅读。

星震学和He线的相关性

这些恒星和Gaia的交叉