Model Atmospheres for Irradiated Stars in pre-Cataclysmic Variables
模型大气已经计算了M矮星的强烈辐射附近的热同伴。各种主要和次要的光谱类型进行了探讨，除了特定于四个已知系统的模型：GD 245，NN Ser，AA Dor和UU Sge。这项工作表明，一个戏剧性的温度反演是可能的，至少有一个半球的照射M矮星和紧急频谱将显着不同于孤立的M矮星或黑体通量分布。首次提出了适合于与非质量传递后共包络双星中辐照M矮星的高分辨率观测直接比较的合成光谱。本文还讨论了偏离局部热力学平衡对巴耳末谱线轮廓的影响。
2004-06-26 astro-ph
X-ray observations of 4 Draconis: symbiotic binary or cataclysmic triple?
我们提出的第一个X射线观测的天龙座4系统，包括一个M3 III巨星与热紫外线同伴。有人声称这颗伴星本身就是一个AM Her-type双星系统，这对激变变星的演化有很强的限制。我们发现天龙座4的X射线性质与吸积白矮星的存在是一致的，但与AM Her系统的存在是不一致的。因此，我们的结论是，4 Dra最有可能是一个共生双星，包含一个白矮星吸积物质的红巨星的风。4 Dra的X射线光谱有时被部分电离的光电吸收所控制，这可能是由于红巨星的风。我们注意到，对这种系统的X射线监测将提供一个强大的探测器的风和质量损失率的巨人，并将允许风吸积模型的详细测试。
2003-09-15 astro-ph
The new pre-cataclysmic binary PG 2200+085
我们提出的光谱-和轨道-采样测光观测微弱的紫外线过量的对象PG 2200+085的结果。该物体的光学CCD测光观测是由（土耳其）TUBITAK国家天文台的俄罗斯-土耳其1.5米望远镜RTT 150进行的。在俄罗斯特殊天体物理观测站，用6米望远镜BTA进行了2.6 A分辨率的长缝光谱观测。两个夜晚的光度变化几乎是正弦的，振幅Δ mV = 0.04 m，周期P = 0.3186 d。这样的光变曲线是典型的具有照明效应的离轴近近距离双星，或者是次级恒星的椭球形变形。观测到的光谱清楚地显示了一个无特征的蓝色连续热组分和丰富的吸收线和分子带K-星光谱。具有强发射核的CaII谱线轮廓与V471 Tau的谱线轮廓非常相似。我们初步将PG 2200+085归类为V471 Tau型的前激变双星。
2006-06-10 astro-ph
SDSS 1507+02: A Halo Cataclysmic Variable?
本文报道了对激变变星SDSS 1507+52的光度和光谱研究。这颗恒星在67分钟的轨道周期上显示出非常深的日食，这些日食很容易分为白矮星和热点成分。这导致了对双星参数的严格约束：M_1=0.83（8）太阳质量，M_2=0.057（8）太阳质量，R_1=0.0097（9）太阳半径，R_2=0.097（4）太阳半径，q=0.069（2），i=83.18（13）度。这些数字表明可能属于WZ Sge星，一种常见的矮新星类型。光谱行为（强而宽的H发射，双峰，并在日食期间显示出典型的旋转扰动）也是典型的。但是这颗恒星的轨道周期令人震惊地低于大约77分钟的“周期最小值”，这是富氢CV的特征;产生这样一个奇怪的双星将需要对灾难性变量演化理论进行一些修补。自行也是非常高的恒星的距离，我们估计从测光和三角视差为230 +- 40 pc。这表明横向速度为164 +- 30 km/s --如果这颗恒星属于银河系盘族的话，这是令人不安的高。如果这颗恒星属于银河晕族，那么理解它的演化和空间速度的困难就可以解决。
2008-03-25 astro-ph
1E161348-5055 in the Supernova Remnant RCW 103: A Magnetar in a Young Low Mass Binary System?
我们认为，在超新星遗迹RCW 103中心的独特的X射线源1 E161348 -5055由一个中子星与一个低质量主序星组成。6.67小时的时间信号被解释为中子星的自转周期。这就要求中子星被赋予~ 10 ^15 G的高表面磁场。磁力或/和物质（推进器）的扭矩能够使年轻的中子星快速旋转到一个渐近的、平衡的旋转周期，与轨道周期密切同步，类似于极地激变变星中发生的情况。1 E161348 -5055可能是第一个在年轻的低质量双星系统中诞生的磁星。
2008-03-10 astro-ph
On the Nature of the Peculiar Hot Star in the Young LMC Cluster NGC1818
Elson等人（1998）在年轻的大麦哲伦星系团NGC 1818的视场中发现了一颗蓝色恒星，它的光度和半径都是错误的，应该是该星系团中的一颗“发光的白矮星“。此外，除非作者引用的有效温度被严重低估，否则它的光度太低，不可能成为后AGB阶段的星系团成员。其他的可能性，包括二进制的进化，简要讨论。然而，这个星团中的大质量主序星可以从单星演化中产生白矮星（而不是中子星）的暗示需要重新考虑。
1999-01-21 astro-ph
The hot stars in orbit around the M31 central supermassive black hole: are they young or old?
目标：在M31中心黑洞周围的轨道上观测到的热恒星群被解释为2亿年前的星暴。在大质量黑洞附近形成一群年轻恒星对恒星形成理论提出了一个困难的挑战。指出在高恒星密度环境中，频繁的碰撞和合并改变了恒星演化的进程。方法：蓝离散星是球状星团合并的结果，在色星等图中与M31中观测到的热星占据相同的位置。为了证实，P3的积分光谱与蓝水平分支场星的光谱能量分布是一致的。研究结果：我们认为，根据现有的数据，不能排除演化的蓝色水平分支恒星和合并产物的旧恒星星族。建议的意见，将有助于区分“旧”和“旧”的恒星星族解释的意见。
2006-10-05 astro-ph
The Nonradially-Pulsating Primary of the Cataclysmic Variable GW Librae
矮新星GW Librae是第一个在白矮星不稳定带中发现的具有主要成分的激变变星，使其成为第一个已知的多模式，非径向脉动恒星吸积。镶嵌在炽热明亮的吸积盘中的CV的原色很难直接研究。因此，将星震学技术应用于天秤座GW可以让我们前所未有地看到一颗经历了约10^9年吸积的白矮星。然而，吸积白矮星的特性可能与单一脉动白矮星的特性有很大的不同，以至于白矮星脉动的标准模型对它的研究无效。本文介绍了在1997年，1998年和2001年进行的一系列观测活动的GW自由基的振幅谱。我们发现，占主导地位的脉动模式集群在650，370和230秒附近的周期，这也出现在线性组合彼此。GW Lib的脉动频谱在几个月的时间尺度上是非常不稳定的，并且在频率上显示出非常接近的信号群，间隔在几个微赫兹的数量级。
2004-01-22 astro-ph
Discovery of a cataclysmic variable with a sub-stellar companion
我们发现ROSAT源1 RXS J105010.3-140431是一个激变变星，轨道周期为88.6分钟，光谱与WZ Sge非常相似。特别是，发射线两侧的斯塔克加宽的吸收翼可能起源于光球的一个紧凑的对象。巴耳末吸收线可以用一颗具有13 000 $< T_{eff} <$ 24 000 K的DA白矮星的光谱来模拟。强吸收线使我们能够使用互相关技术获得白矮星的直接径向速度。我们发现了一个极低的白矮星径向速度半振幅，$K_{wd}$ = 4 $\pm$ 1 km s $^{-1}$ .这与从H $α$发射线机翼K < 20 km s $^{-1}$得到的上限是一致的。相应的质量函数与主序星次级不相容，但与轨道后周期最小的激变变星和类褐矮星次级相容。形式解给出了10-20个木星质量的次级质量。多普勒地图的发射线和假设的黑体发射表明一个稳定状态（T $\sim r^{-3/4}$）吸积盘主要发射H $α$和光学厚热点具有较强的贡献高阶巴耳末线和\ion{He}{I} 5875。与其他长周期矮新星一样，从发射线的分析中发现了内盘被移除的证据。
2001-07-11 astro-ph
K-band spectroscopy of pre-cataclysmic variables
我们已经采取了K-波段光谱的样本13前CV，以检查他们的异常化学丰度。特别是，我们研究的12 CO和13 CO吸收带，已被发现减少和增强，分别在类似的研究CV的强度。我们所有的系统都显示出CO丰度在单个恒星观察到的范围内。最弱的12 CO波段相对于光谱类型被发现在前CV BPM 71214，虽然在一个小得多的规模比观察到的CV。此外，没有证据表明13 CO增强。考虑到我们的样本受到目前观测偏差的影响，有利于发现年轻的前CV，其二级恒星的光谱类型较晚，我们可以得出以下结论：1）我们的研究提供了观测证据，证明在某些CV中发现的CO异常不是由于在共同包络阶段获得的任何物质，2）如果某些CV中的CO异常不是由于新星爆发期间处理过的物质的吸积，则这些CV的祖先与目前已知的前CV样品具有显著不同的类型。
2007-07-03 astro-ph
Synthetic Spectrum Constraints on a Model of the Cataclysmic Variable QU Carinae
在900 ~ 3000 nm范围内，标准模型和截断标准模型的标准模型都不能以可接受的精度拟合QU Carinae的光谱。非标准模型SED对观测集拟合较好.非标准吸积盘模型有一个从白矮星到$R=1.36R_{\rm wd}$的热区，一个狭窄的中温环带，和一个到潮汐截止边界的等温余区。模型包括介于$1.0{\times}10^{-7}M_{\odot} {\rm yr}^{-1}$和$1.0{\times}10^{-6}M_{\odot} {\rm yr}^{-1}$之间的$\dot{M}$值范围以及介于$0.6M_{\odot}$和$1.2M_{\odot}$之间的$M_{\rm wd}$限值。用$M_{\rm wd}=1.2M_{\odot}$得到的解与经验的质量-周期关系是一致的。这组模型在14，000 K和18，000 K之间的可能等温区域$T_{\rm eff}$值的有限范围内达成一致。模型间残差非常相似，因此无法选择最佳模型。依巴谷距离610 pc代表模型结果。轨道倾角介于$40\arcdeg$和$60\arcdeg$之间。
2008-01-04 astro-ph
The nature of GRB-selected submillimeter galaxies: hot and young
我们提出了详细的拟合的光谱能量分布（SED）的四个亚毫米（submm）星系的存在下选择的伽马射线暴（GRB）事件（GRBs 980703，000210，000418和010222）。这些微弱的~3 mJy submm发射体在红移~1的特点是不寻常的组合的长和短波长的属性，即增强submm和/或无线电发射结合光学模糊和蓝色。我们排除了作为长波发射源的活动星系核。根据SED拟合，我们得出结论，这四个星系都很年轻（年龄<2 Gyr），恒星形成率高（恒星形成率约为150 MSun/年），质量低（恒星质量约为10^10 MSun），尘埃（尘埃质量约为3x10^8 MSun）。它们的尘埃温度很高（Td>45 K），这表明伽玛射线暴的宿主星系比迄今为止探测到的亚毫米级星系更热、更年轻、质量更小。未来的设施，如赫歇尔，JCMT/SCUBA-2和ALMA将测试这一假设，使测量更暗的GRB选择星系的尘埃温度。
2007-08-29 astro-ph
Hot H2O Emission and Evidence for Turbulence in the Disk of a Young Star
我们报告的检测和分析的热振转H2O发射SVS-13，一个年轻的恒星对象以前已知有很强的CO泛音带头发射。高分辨率的红外光谱的建模表明，H2O的发射的特点是温度~ 1500 K，显着低于表征CO带头发射的温度。H2O谱线的宽度也小于CO谱线的宽度。我们构建了一个磁盘模型再现CO和H2O光谱的排放。在这个模型中，H2O谱线起源于比CO泛音谱线（<= 0.1 AU）稍大的盘半径（<= 0.3 AU）。我们发现，H2O丰度是约10倍低于计算的化学平衡丰度。大的，近似跨音速，局部线加宽是必需的，以适应CO带头的轮廓。如果这种速度色散与湍流相一致，那么它对于圆盘中角动量的输运具有重要意义。大的局部加宽也需要在模拟CO泛音发射从其他年轻的恒星物体，这表明大湍流速度可能是年轻恒星的内部磁盘的上层大气的特征。
2003-12-04 astro-ph
General relativistic effects on neutrino-driven wind from young, hot neutron star and the r-process nucleosynthesis
超新星爆发形成的年轻热中子星的中子驱动风是最有希望的r过程核合成候选场所。我们研究了广义相对论的影响，这种风在史瓦西几何，以寻找合适的条件，一个成功的r-过程核合成。定量地讨论了广义相对论效应对中微子驱动风的熵增加和动力学时间尺度减小的重要作用。探索广泛的参数区域，决定风的膨胀动力学，我们发现有趣的物理条件，导致成功的r-过程核合成。我们发现的条件实现在中微子驱动的风非常短的动态时间尺度$τ_{\rm dyn} \sim 6$ ms和相对低的熵$S \sim 140$。我们利用我们的包含3000多种同位素的单网络程序对这些条件进行了$α$过程和r过程核合成计算，定量地证实了第二和第三个r过程丰度峰是在中微子驱动风中产生的。
1999-11-11 astro-ph
Recovery of 29-s Oscillations in HST/FOS Eclipse Observations of the Cataclysmic Variable UX Ursae Majoris
在类新星激变变星UX UMa的HST/FOS日食观测中，发现了低振幅（~=0.5%）的29秒振荡。这些是1972年华纳和内瑟在这个系统中最初发现的相同的矮新星型振荡。在观测误差很小的情况下，振荡是正弦的，在日食期间会发生大约-360度的相移。它们的振幅在食前的轨道阶段最高，并呈现出相当渐进的食，其形状大致类似于UX~UMa的整体光变曲线。从日食前的数据片段得到的振荡光谱是非常蓝色的，而日食中期的振荡光谱则要红得多。我们认为，振荡的最终来源是一个热的，紧凑的区域附近的磁盘中心，但观察到的，调制的流量的一个显着的部分是由于再加工的光在吸积盘大气中由这个源发出。紧凑的源在接近日食中期的轨道相位被掩盖，只留下部分更扩展的后处理区域来产生微弱的振荡，即使在会合时也会持续存在。高度正弦振荡脉冲形状不允许识别的紧凑的组件在这个模型中的排放产生的旋转扰动的内盘或赤道边界层，和一个标准的中间极模型也可以排除。一个模型调用磁控吸积到差分旋转WD表面层可能是可行的，但需要更多的理论工作。
1998-01-21 astro-ph
Discovery of a bright eclipsing cataclysmic variable
本文报道了J 0644 +3344的发现，这是一颗明亮的深食激变变星（CV）。在可见光波段可以看到双星和吸积盘的光谱特征。光谱显示了宽的H I、He I和He II吸积盘发射线，以及来自H I、He I、Mg II和Ca II的深窄吸收分量。在整个轨道周期都可以看到吸收线，只有在主食时才消失。这些吸收线要么是光学厚度的内吸积盘的结果，要么是来自主星的光球层。径向速度测量结果表明，H I、He I和Mg II吸收线与主星位相一致，而与主星位相一致的吸收线则较弱。径向速度解给出主星的半振幅为150+/-4 km/s，主星的半振幅为192.8+/-5.6 km/s。主恒星的质量为0.63-0.69 Mdot，副恒星的质量为0.49-0.54 Mdot。这颗双星明亮的食光性质有助于为这两个分量提供质量，而CV的精度很少达到。这种二进制最接近于新星状UX UMa或SW Sex类型的CV。然而，J 0644 +3344的轨道周期比大多数UX Uma或SW性星都要长。因此，假设J 0644 +3344的轨道周期会变短，它很可能是一颗年轻的交互作用双星。第二颗恒星的大小和光谱类型与K8恒星一致，但质量为M0。
2007-08-06 astro-ph
Mass Loss and Magnetospheres: X-rays from Hot Stars and Young Stellar Objects
在钱德拉任务的第一年获得的高质量恒星和低质量T-Tauri恒星的高分辨率X射线光谱提供了关于在非常年轻的恒星上产生X射线的机制的重要线索。对于船尾座ζ（O 4 If）和猎户座ζ（O9.5 I），广泛的，蓝移的线剖面，线比，和派生的温度分布表明，X射线产生的整个风通过不稳定性驱动的风冲击。对于一些亮度较低的OB星，如猎户座θ ^1 C（O 7 V）和天蝎座τ（B 0 V），其谱线轮廓是对称的，并且较窄。在θ ^1猎户座C和天蝎座τ中出现的时变辐射和极高温度谱线表明，可能是磁约束的风激波在起作用。经典的金牛座T星TW Hya的光栅光谱是值得注意的，因为类氦Ne IX和O VII的禁止线发射非常弱，这意味着X射线发射区非常密集，n = 6 E +12 cgs，或者X射线是在非常接近吸积漏斗底部的紫外热点处产生的。ACIS的光变曲线和光谱的耀斑和低质量和高质量的年轻恒星物体在猎户座和rho蛇夫座进一步表明，极端的磁活动是一个普遍的性质，许多非常年轻的恒星。
2001-09-17 astro-ph
Spatially resolving the hot CO around the young Be star 51 Ophiuchi
猎户座51是为数不多的年轻Be星之一，除了在这类恒星中通常观察到的近红外过量外，它还显示出2.3微米的强烈CO泛音发射。在本文中，我们首先定位CO带头发射区。然后，我们比较它的位置相对于发射近红外连续谱的区域。我们已经观察到51 Oph与琥珀在低光谱分辨率（R=35），并在中等光谱分辨率（R=1500）的CO带头为中心。中等分辨率的AMBER观测清楚地分辨了CO带头。CO带头和连续辐射都可以通过干涉仪在空间上分辨。用简单的分析环模型来解释测量的vibrium，我们发现CO bandheads发射区是紧凑的，位于$0.15_{-0.04}^{0.07}$ AU从恒星，和相邻的连续来自一个区域更远的$0.25_{-0.03}^{0.06}$ AU。这些结果证实了通常调用的情况下，CO带头起源于一个无尘热气体盘。此外，连续发射区更接近恒星比尘埃升华半径（至少是一个因素2），我们建议，热气体内的尘埃升华半径显着有助于观察到的2 $μ$ m连续发射。
2008-06-30 astro-ph
1RXSJ173021.5-055933: a cataclysmic variable with a fast-spinning magnetic white dwarf
我们提出了第一个X射线观测与最近发现的激变变量1RXSJ173021.5-055933的XMM-牛顿和INTEGRAL卫星，连同同时紫外和协调光学光度学，旨在表征其宽带的时间和光谱特性，并将该系统归类为一个磁性的。我们发现，X射线光变曲线是由吸积白矮星的128秒的自旋周期，而远紫外范围，这原来是在3西格玛水平上的调制占主导地位。而近紫外和光脉冲则以两倍的自旋频率被检测到。我们确定的贡献，从两个吸积极，这意味着一个适度倾斜的偶极场允许，一个极占主导地位的能量至少高达10千电子伏，而不是一个次要的是可以忽略不计的5 keV以上。X射线光谱分析揭示了多个发射组件的存在，包括光学薄等离子体的温度范围从0.17keV到60 keV和热黑体在~ 90 eV。光谱还受到由两个高密度（~ 3x 10 ^（21）cm^（-2）和~ 2x 10 ^（23）cm^（-2））中间柱和一个热吸收体组成的特殊吸收成分的强烈影响。最后一个是从0.74keV的OVII吸收边检测到的，这表明在这个系统中也发生了冲击前物质的光电离。观测到的性质表明，1RXSJ173021.5-055933中的吸积体是一个可能具有弱磁场的白矮星，从而证实了这个激变变星是一个具有最极端自旋轨道周期比的中间极星（IP）。该系统还加入了显示软X射线再处理成分的IP小组，表明该特征在这些系统中并不罕见。
2008-01-23 astro-ph
Faint Cataclysmic Variables in Quiescence: Globular Cluster and Field Surveys
目前的演化模型表明，大多数激变变星（CV）的P_orb<2小时，是矮新星（DN）系统，大部分时间处于静止状态。对附近静止的DN的观测发现，紫外光谱主要由热的白矮星（WD）控制，这表明除了静止的圆盘和主序星伴星之外，它还提供了相当大一部分的可见光。因此，确定一个微弱的，静态CV在任何领域或球状星团（GC）从宽带颜色取决于我们的能力，预测WD的贡献在静止。我们正在进行WD的压缩加热的理论研究，延伸到非常低的时间平均吸积率，<Mdot>~10^{-11}M_sun/yr，这使我们能够自洽地找到WD的T_eff}。我们在这里证明，大部分的压缩加热发生在新鲜吸积信封和WD核心温度达到一个固定值的时间尺度小于典型的进化时间。由于核燃烧在这些温度下是不稳定<Mdot>的，为了找到T_eff关系，我们把WD核在整个经典新星极限环中的周期性加热和冷却结合<Mdot>起来。通过与DN场观测值的比较，证实<Mdot>了中断磁制动的-P_orb关系.我们还预测宽带颜色的一个静态CV作为一个函数<Mdot>和同伴的质量，并表明，这导致识别什么可能是许多CV在深HST图像的GC。
2001-12-12 astro-ph
Cataclysmic Variables and a Candidate Helium White Dwarf in the Globular Cluster NGC 6397
我们利用HST/FOS研究了附近球状星团NGC 6397核心的暗紫外星。我们确认了NGC 6397（CV 4）中存在第4个激变变星（CV），并利用Cool等（1998）的测光方法证明CV 1- 4都有暗淡的盘和可能较低的吸积率。结合CV 1的新紫外光谱和Grindlay等（1995）发表的光谱，我们提出了CV 1- 3可能是DQ Her系统的新证据，并指出CV 4可能是矮新星或另一个磁系统。另一种可能性是，CV可能是在新星爆发之间冬眠的老新星。我们还介绍了NGC 6397中一类新的紫外亮星的成员的第一个光谱。与CV不同的是，这些暗淡、炽热的恒星没有变化，因此被称为“非闪烁星”（NF）。与CV一样，它们的空间集中度强烈地集中在聚类中心。利用恒星大气模型，我们确定了该NF的log g = 6.25，T_eff = 17，500 K。使用这些线参数和NF的光度，我们表明，NF光谱是一致的氦WD具有~0.25太阳质量的质量和年龄之间的0.1和0.5 Gyr（取决于所使用的模型）。NF光谱似乎与预期的波长有明显的多普勒位移，这表明存在一个黑暗的大质量伴星，可能是碳氧WD。
1998-11-09 astro-ph
Evidence for the Absence of a Stream-Disk Shock Interaction (Hot Spot) in Semi-Detached Binary Systems. Comparison of Numerical Simulation Results and Observations
本文给出了非磁性半分离双星系统中物质流动的三维数值模拟结果。自洽的解决方案表明，从内拉格朗日点和吸积盘（一个“热点”）流动的物质流之间的冲击相互作用的情况下。同时，流与系统的公共包络之间的相互作用沿着流的边缘形成扩展的激波，其观测性质大致相当于盘中的热点。合成和观察到的光变曲线的比较证实了所提出的模型的适当性，没有形成一个热点的物质流动。该模型使人们有可能第一次再现的各种观测到的光变曲线的灾难性的变量在一个单一的模型的框架，而无需调用额外的假设。
1998-02-11 astro-ph
From Young and Hot to Old and Cold: Comparing White Dwarf Cooling Theory to Main Sequence Stellar Evolution in Open Clusters
我探讨了目前的能力，白矮星冷却理论和恒星演化理论，以准确地确定恒星星族年龄比较使用这两种技术的疏散星团的年龄范围从0.1至4 Gyr。我发现白矮星和主序星演化年龄在整个年龄范围内，目前可供研究的协议。我还发现，直接比较主序关闭年龄的白矮星年龄是只有弱敏感的实际水平的错误，在集群的距离，金属丰度，和红化。白矮星和主序星年龄之间的额外详细比较有巨大的潜力来完善和校准这两个重要的时钟，我提出了新的模拟有前途的疏散星团目标。对这些白矮星研究最苛刻的要求是非常深（V > 25-28）的星团观测，这是最古老的白矮星的昏暗所必需的。
2005-02-14 astro-ph
Spitzer Space Telescope detection of the young supernova remnant 1E 0102.2-7219
我们目前的年轻，富氧超新星遗迹1 E 0102.2-7219（E0102）在小麦哲伦星云，获得与斯皮策太空望远镜的红外观测。残留物在24 μ m处检测到，但在8或70 μ m处未检测到，并且具有填充的形态，具有两个突出的细丝。我们发现了与该残骸有关的高达8 × 10 ^-4兆太阳能的热尘埃（T~120 K）存在的证据。大部分热尘埃位于E0102的中心区域，相对于X射线发射，E0102的红外和射电连续辐射明显增强。即使所有的热尘埃都是在E0102的爆炸中形成的，估计的尘埃质量至少比最近一些理论模型预测的低100倍。
2005-09-26 astro-ph
Detection of steam in the circumstellar disk around a massive Young Stellar Object
我们报告的观测热水蒸气（蒸汽）在内部AU的一个年轻的大质量恒星位于恒星形成区域IRAS 08576-4334。安装在VLT-ANTU上的红外光谱仪ISAAC拍摄的中等分辨率（R= 10，000）K波段光谱中检测到水线。水蒸气的平均温度为1565+/-510 K，比在同一物体中发现的热CO更冷，热CO的平均温度为1660 K，柱密度为N（H2O）=（2.5 +/-0.4）x1 E18 cm-2。H2O和CO线的轮廓最好由开普勒圆盘的发射再现。为了解释这些数据，我们还研究了形成的分子，特别是CO和水蒸气的内部热，致密的部分磁盘周围的年轻的大质量恒星使用伪时间依赖的气相化学模型。分子被迅速光解，但这种破坏是由一个有效的形成，由于快速中性-中性反应补偿。CO分子的自我屏蔽能力显著提高了其丰度。水分子足够丰富，可以被检测到。在1600 K和增强的紫外光场的作用下，在气体密度比I_UV/nH= 1 E（-4）-1E（-6）范围内，用气体再现了观测到的H_2O/CO比。模拟支持的存在下，CO和H2O分子的内盘周围的年轻的大质量恒星，尽管强烈的紫外线辐射，并表明OH自由基在热气体化学中起着至关重要的作用。
2005-03-24 astro-ph
Hot Organic Molecules Toward a Young Low-Mass Star: A Look at Inner Disk Chemistry
斯皮策太空望远镜对蛇夫座低质量年轻恒星（YSO）IRS 46（L_bol ~ 0.6 L_sun）的光谱显示了气体C2 H2、HCN和CO2的强振动-旋转吸收带。这是在大约100个YSO样本中唯一显示这些特征的源，也是第一次在太阳质量的YSO光谱中看到它们。对斯皮策数据结合凯克L-和M-波段光谱的分析得出，激发温度> 350 K，H2丰度为10（-6）-10（-5），比冷云中的高几个数量级。尽管有如此高的丰度，但詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜几乎没有探测到HCN J=4-3的谱线，这表明源的直径小于13天文单位。在近红外图像中，（亚）毫米连续辐射和散射光的缺乏将任何残余坍缩包层的质量和温度分别限制为小于0.01 M_sun和100 K。这排除了在大质量YSO中发现的热核型区域。这种富含有机分子的高温气体最可能的来源是IRS 46周围的内部（半径小于6 AU）区域，要么是盘本身，要么是盘风。一个近边缘的2-D磁盘模型适合的光谱能量分布（SED），并给出了一列稠密的温暖的气体沿视线，这是与吸收数据一致。这些数据说明了高分辨率红外光谱在探测年轻恒星附近行星形成区的有机化学、气体温度和运动学方面的独特潜力。
2005-11-29 astro-ph
Resonant inverse Compton scattering above polar caps: Gap acceleration efficiency for young pulsars
结果表明，对于中等热的极帽（有效温度为$\sim 10^6$ K），极隙加速的效率是较低的情况下，其中的极帽是相对凉爽和逆康普顿散射起不到控制的差距的作用。对于具有超强磁场（$\geq10^9 T$）和热极帽（温度为$\ge 5\times10^6 K$）的年轻恒星，由于极帽附近的共振逆康普顿散射导致电子或正电子的能量损失，在离极帽更远的距离处发生成对级联，在这种情况下，我们具有相对较高的加速效率，离子携带大部分粒子亮度。
1998-02-05 astro-ph
IR Dust Bubbles: Probing the Detailed Structure and Young Massive Stellar Populations of Galactic HII Regions
我们提出了一个分析风吹，秒差距大小，中红外气泡和相关的恒星形成使用GLIMPSE/IRAC，MIPSGAL/MIPS和MAGPIS/VLA调查。从Churchwell等人（2006）的目录中选择了三个气泡。比较了电离气体（基于20 cm发射）、PAH发射（基于8 um、5.8 um和缺少4.5 um发射）和热尘埃（24 um发射）的相对分布。在每个气泡的中心有一个区域，包含电离气体和热尘埃，周围是多环芳烃。我们确定了可能的来源（S）的恒星风和电离通量产生每个泡沫的基础上SED拟合数值热恒星光球模型。候选YSO也确定使用SED拟合，包括几个可能触发恒星形成的网站。
2008-06-03 astro-ph
The Post-Common Envelope and Pre-Cataclysmic Binary PG 1224+309
我们对PG 1224+309进行了广泛的光谱和光度观测，PG 1224+309是一个包含DA白矮星主星和M4+主星的近距离双星。由于M星受到热白矮星的照射，H α线处于发射状态，并且可以看到围绕轨道变化。由H α线的径向速度，我们得到周期P = 0.258689 +/- 0.000004天，半振幅K_H α = 160 +/- 8 km/s。我们估计修正量Delta_K = 21 +/- 2 km/s，其中K_M = K_H α + Delta_K。白矮星的径向速度变化显示出K_WD = 112 +/- 14 km/s的半振幅。白矮星的蓝色光谱与T_eff = 29，300 K和log（g）= 7.38的合成光谱非常吻合。白矮星贡献了4500埃的97%的光，几乎所有的3800埃的蓝光。没有观察到日食。白矮星的质量取决于薄的剩余氢包层的假设质量：0 < M_H <4.0 E-4太阳质量的氢包层质量为0.40 < M_WD < 0.45太阳质量。我们认为，白矮星的质量更接近0.45太阳质量，因此，它似乎是白矮星有一个相对较大的残余氢信封。M星的质量是M_M = 0.28 +/- 0.05太阳质量，倾角是i = 77 +/- 7度。我们简要地讨论了PG 1224+309如何可能被用来约束密近双星演化的理论，以及PG 1224+309本身的过去和未来的历史。这颗恒星既是一颗“后共轨”恒星，…
1998-11-24 astro-ph
The Fate of Young Radio Galaxies: Decelerations Inside Host Galaxies?
我们研究了各种大小的射电星系的演化[即，致密对称天体（CSO）、中等大小对称天体（MSO）、Fanaroff-Riley II型射电星系（FRII）]，通过比较热点大小与投影线性大小之间的关系，采用热点与茧的共同演化模型。我们考虑了茧头生长的减速效应。我们发现，热点和波瓣的推进速度不可避免地表现出减速阶段（CSO-MSO阶段）和加速阶段（MSO-FRII阶段）。这归因于MSO阶段（$\sim $ 1 kpc）环境密度分布的幂律指数的变化。还发现，茧的形状变得接近球形或中断的MSO，而细长的形态预测CSO和FRII。这似乎是符合较高的比例扭曲形态的MSO比民间社会组织和FRI。最后，我们预测，只有初始前进速度高于约0.1c的CSO可以演变成FRII，比较热点速度与周围介质的声速。
2008-07-14 astro-ph
Hot Interstellar Gas and Stellar Energy Feedback in the Antennae Galaxies
我们分析了钱德拉对银河系的档案观测，以研究其热星际气体的分布和物理性质。十一个不同的扩散X射线发射区是根据其潜在的星际结构和恒星形成活动。这些区域的X射线光谱用于确定它们的热能含量和冷却时间尺度。在这些地区的年轻星团也确定和他们的光度测量比较进化的恒星星族合成模型，以评估其质量和年龄。然后，集群的属性被用来确定注入ISM的恒星风和超新星能量。热ISM中的热能和预期的恒星能量输入之间的比较表明，年轻的星团足以为某些（但不是所有）活跃的恒星形成区域中的X射线发射气体提供动力。质量大于等于1x10^5 M_sol的超级星团会加热ISM，但热星际气体的产生量与星团质量并不成正比。最后，存在着弥漫的X射线辐射区域，这些区域没有活跃的恒星形成或大质量的年轻星团。这些区域可能由近1亿年来形成的场星或低质量星团提供动力。
2004-01-21 astro-ph
Between Cool Stars and Hot Planets: Origins of Brown Dwarfs
褐矮星，跨越恒星和行星之间的质量范围，似乎在太阳附近和恒星形成区域都很常见。它们的普遍存在使得它们的起源问题对于我们理解褐矮星本身以及恒星和行星形成理论都很重要。对年轻的亚恒星物体的研究可以提供对其形成和早期演变的宝贵见解。在这里，我报告的最新结果，从我们的观测计划在凯克，VLT和麦哲伦的磁盘和吸积性质的年轻棕矮星。我们发现令人信服的证据表明，他们经历了类似于他们的恒星同行的金牛座T阶段。
2003-10-28 astro-ph
A Young Open Cluster Surrounding V838 Monocerotis
在对V838 Mon进行光谱监测的过程中，我们偶然发现了一颗邻近的16等恒星是B型恒星。然后，我们对附近的其他恒星进行了光谱测量，发现了另外两颗B型恒星，它们都在V838 Mon的45”范围内。我们已经确定了这个稀疏的，年轻的集群的距离，光谱分类和光度主序星的三个B拟合的基础上。该距离为6.2 ± 1.2kpc，与哈勃太空望远镜光回波偏振测量获得的V838 Mon的几何距离5.9kpc非常一致。星团的年龄小于2500万年。根据我们的距离测量，V838 Mon在爆发期间的绝对光度与M31 RV非常相似，M31 RV是M31凸起的一个天体，在1988年爆发期间也是一个冷的超巨星。然而，在M31 RV现场没有年轻人群。在年轻的V838 Mon星系团内似乎不可能形成一个类似新星的激变双星系统，而M31 RV周围缺乏年轻的星群表明爆发机制并不需要一个大规模的祖先。这些考虑似乎留下恒星碰撞或合并的场景作为V838 Mon和M31 RV爆发的剩余可行解释之一。
2006-08-10 astro-ph
The Anisotropic Transfer of Resonance Photons in Hot Plasmas on Magnetized White Dwarfs
为了证实Terada等人（2001）提出的磁激变变星中热吸积柱中共振光子对白矮星的各向异性效应，用ASCA方法对7个极和12个中间极进行了系统的研究.类He Fe K $_α$线的等效极线宽度在其自旋周期上被系统地调制，在极接通阶段，其宽度增加。这意味着各向异性机制通常在极性之间起作用。另一方面，中间极性的那些在统计上与未调制一致，上限为1.5倍调制。这可能是由于不同的吸积方式，如极光幕（Rosen et al 1988），使等离子体沿水平轴变得光学薄，也为共振线，或因为较大的康普顿散射的光学深度，如果发射区具有相同的硬币状形状的极性。
2004-03-24 astro-ph
High speed photometry of faint Cataclysmic Variables: IV. V356 Aql, Aqr1, FIRST J1023+0038, Ha 0242-2802, GI Mon, AO Oct, V972 Oph, SDSS 0155+00, SDSS 0233+00, SDSS 1240-01, SDSS 1556-00, SDSS 2050-05, FH Ser
本文介绍了另外十三颗暗弱激变变星的高速测光结果。V356 Aql（Nova Aql 1936）显示类似耀斑的爆发，重现时间尺度约为3000 s，但没有相干周期。Aqr 1是一个中等极性的天体，自旋周期为6.7284 min，由轨道边带推导出的可能轨道周期P（orb）= 3.226 h。它的轨道边带频率显示出非常可变的振幅。已发表的光谱周期为2.0小时，表明Aqr 1与GW Lib和FS Aur相似，具有未知来源的额外周期性。FIRST J1023+0038的P（orb）= 4.7548 h，轨道调制范围为0.45等，可能是由一颗热白矮星的反射效应造成的;因此它可能是过去几十年的某个时候的新星。Ha 0242是一个深食甚低质量转移速率系统，可能是一颗爆发间隔很长的矮新星，P（orb）= 1.792 h。GI Mon是一颗古老的新星，在4.325 h和48.6 min处有光学调制，因此是一个候选的中间极星。AO Oct是一颗SU UMa型矮新星，在静止时显示出轨道调制，P（orb）= 94.097 min。V972 Oph（Nova Ophiuchi 1957）在一组观测中没有显示出闪烁活动，但在后来的时间里这样做了，证实了这个物体的识别的正确性，但它没有显示出轨道调制。SDSS 0155是一个深食极星，轨道周期为87.13分钟。SDSS 0233显示出耀斑活动，但没有明显的周期性。在…
2004-03-18 astro-ph
Detection of a hot intergalactic medium in the spiral-only compact group SCG0018-4854
目标：致密星系群是研究星系相互作用及其对星系演化影响的绝佳实验室。特别是，动态年轻的系统，有很大一部分的相互作用，晚型星系，到目前为止，逃避适当的研究，在X射线波段和他们的热星系际介质的属性几乎是未知的。出于这种知识的缺乏，我们提出了一个详细的调查在这里这样一个动态的年轻系统的X射线特性。方法：我们在新的南方致密星表SCG 0018 -4854中获得了一个只有螺旋的系统的XMM-牛顿观测。我们在这里提出的数据分析的结果，并讨论它们与其他几个类似的系统也在X射线波段进行了研究。结果：SCG 0018 -4854的4个成员的发射水平与基于其光学性质的预期水平相当。我们探测到星系间的低水平漫射辐射，这很可能是由于星系际介质的存在。与其他螺旋星系相比，这可能是迄今为止探测到的最冷的系统，尽管测量结果有很大的不确定性。这些结果表明，需要高质量的深X射线观测，以允许适当的研究动态年轻系统的势阱的性质，才能得出更一般的结论，他们的平均特性。
2008-04-02 astro-ph
Hot Molecular Cores and the Formation of Massive Stars
有人提出，一些热分子核（HMC）中有一颗年轻的嵌入式大质量恒星，它加热了一个下落的包层，并以足够高的速度吸积了质量，从而“扼杀”了一个早期的HII区域。这类HMC将标志着已知的大质量恒星形成的最年轻阶段。为了检验这一假设，我们模拟这种类型的对象计算辐射转移通过一个球对称的尘埃信封落入到一个中央OB星，吸积率从0.0006到0.001太阳质量每年。从红外到无线电波长的尘埃热谱的推导，并与几个可能是内部加热的热芯的观测通量进行比较。我们发现，数据是最好的拟合使用信封的密度分布导致的一个奇异的logatropic球的崩溃，而不是一个奇异的等温球。我们的结论是，这些来源中的几个可能正在经历一个激烈的吸积阶段，并发现在所有的情况下，吸积光度超过恒星光度。我们讨论了这一阶段对大质量恒星形成的影响。
1999-09-28 astro-ph
Nuclear star formation in the hot-spot galaxy NGC2903
我们提出了高分辨率的近红外成像获得使用自适应光学和HST/NICMOS，和地基光谱的热点星系NGC 2903。我们的近红外分辨率成像使我们能够将红外热点分解为单个的年轻星团或这些星团的群体。星团的空间分布与HST/NICMOS Pa_alpha图像显示的明亮HII区的空间分布不一致。总体而言，NGC 2903的环核恒星结构呈现环状，直径约为625 pc。利用光度和光谱信息结合演化合成模型研究了星团和HII区的SF性质。这些明亮的星团的年龄范围很窄，在恒星形成高峰期之后4-7 × 10 ^6年，或者说绝对年龄为6.5-9.5 × 10 ^6年（假设是短持续时间的高斯爆发），光度与在相互作用的星系中发现的星团相似。这些年轻的星团约占NGC 2903中央625 pc恒星质量的7-12%。恒星形成环中的HII区的光度接近于超巨星HII区30 Doradus，它们比星团年轻，可能会演化成与今天观测到的类似的明亮红外星团。我们发现，NGC 2903中心区域的恒星形成效率高于正常星系，接近红外发光星系的低端。
2000-10-25 astro-ph
A search for hot massive extrasolar planets around nearby young stars with the adaptive optics system NACO
我们报告的调查，致力于寻找系外行星周围的年轻和附近的恒星进行了与NACO在VLT。最好的可用目标中的28个的检测极限与从恒星的角度分离。在我们的调查中没有发现任何行星质量的同伴，这是第一次用来推导出预计分离行星恒星的上限频率。特别是，我们发现，在50%的情况下，没有5兆焦耳的行星（或更大的质量）已被检测到在投影分离大于14 AU和没有10兆焦耳的行星（或更大的质量）已被检测到在投影分离大于8.5 AU。在100%的情况下，这些值分别增加到36 AU和65 AU。与以前的研究相比，我们的研究所达到的出色的灵敏度导致了投影行星-恒星分离的上限要低得多。例如，对于风景如画的Beta组（~ 1200万年），我们没有发现任何距离大于15 AU的10 MJ行星。先前的一项研究使用4米级望远镜进行，将10 MJ行星的上限设定在60 AU左右。对于我们最近的目标（V 2306 Oph - d = 4.3 pc），它表明，它将有可能检测到一个10 MJ的行星，与恒星的最小投影距离为1 AU，一个5 MJ的行星，最小投影距离为3.7 AU。我们的研究结果进行了讨论的机制解释行星形成和迁移，即将到来的观测战略和未来的行星发现者从地面观测。
2005-02-18 astro-ph
Hot Massive Stars: The Impact of HST
本文综述了哈勃空间望远镜对热亮恒星研究的贡献。光学和红外成像允许对本星系群中年轻的大质量星系团进行空间分辨观测，如R136，NGC 3603和拱门，揭示了前所未有的超大质量O型星的集中。麦哲伦星云中OB星的紫外光谱为解释高红移的贫金属恒星形成星系提供了合适的模板。壮观的影像提供了个别恒星喷出物星云的详细结构，包括与船底座η星有关的侏儒星云和与沃尔夫-拉叶星有关的M1-67。HST已经允许在本星系群之外的巨大HII区域（如NGC 604）中空间分辨单个大质量恒星，以及在更大距离的星暴星系（如NGC 3125）中由大质量恒星的光主导的单个星团。在极贫金属的HII星系I Zw 18中，年轻的大质量星系团的紫外光谱包括大量沃尔夫-拉叶星的特征。
2007-06-30 astro-ph
Spectacular Spitzer images of the Trifid Nebula: Protostars in a young, massive-star-forming region
斯皮策IRAC和MIPS拍摄的三叉星云（M20）图像揭示了它在红外线下的壮观外观，突出了该星云特殊的演化阶段。这些图像的特点是最近形成的大质量原恒星和许多年轻的恒星物体，以及一颗O星，它照亮了周围的分子云，并揭示了大规模的，非物质的乌云。热尘埃颗粒在壳层、弧层、弓形激波和暗核中显示出对比鲜明的红外线颜色。在TC 3和TC 4的冷尘埃核心内，在红外线中检测到多颗原恒星，这些原恒星先前被定义为0级。TC 1和TC 2的冷尘埃连续体核心各仅包含一颗原恒星。斯皮策彩色图使我们能够识别约160个年轻的恒星物体，并将它们分为不同的演化阶段。该图还揭示了一组独特的YSO，它们在24微米处明亮，但光谱能量分布在5-8微米处达到峰值。尽管预期0级源将是“无星”的核心，斯皮策图像，以前所未有的灵敏度，揭示了这些0级原恒星的中红外辐射。对0级原恒星的中红外探测表明，这种辐射逃离了年轻原恒星的致密、寒冷的包层。原恒星的中红外辐射可以用150和400 K两个温度来拟合;在中红外区，热核区域可能是光学薄的，并且热核的尺寸远小于冷包层的尺寸。在0类天体的冷核中存在多颗原恒星意味着星团发生在恒星形成的早期阶段。TC 3星团显示，质量最大的恒星位于星团的中心和引力势阱的底部。
2006-01-27 astro-ph
Physics and chemistry of hot molecular cores
年轻的大质量恒星形成区域已知会产生具有丰富化学物质的热分子气体核心（HMC）。虽然这种化学本身很有趣，但它也允许研究重要的物理参数。我将介绍最近获得的高角分辨率干涉仪解开各种分子气体成分的小尺度结构和复杂性的结果。早期尝试发展一个化学进化序列进行了讨论。此外，我将概述的困难，以隔离正确的分子线能够明确地跟踪潜在的大规模吸积盘。
2006-10-13 astro-ph
The Transition between Star Clusters and Dwarf Galaxies -- On the existence of a mass-radius relation for star clusters of masses >10^7 Mo: are these objects formed in mergers of stellar systems?
球状星团的质量是多少？矮星系的质量是多少？这两类热恒星系统的区别是什么？我们研究了超大质量（>10^7 Mo）的年轻星团在多大程度上类似于它们的低质量对应物，以及它们在多大程度上类似于它们质量体系中的其他天体（矮-球状过渡天体（DGTO）、超紧凑矮星系（UCD）、星系核）。比较是通过将最近观测到的非常大质量的年轻星团置于已知的由球状星团（典型质量<10^6 Mo）和/或由大小达到巨星系的热恒星系统定义的标度关系上来进行的。非常巨大的（>10^{6.5-7} Mo）年轻星团似乎显示出与星系质量的热恒星系统定义的质量-半径关系相一致的质量-半径关系。这反过来又可以解释它们在所研究的其他标度关系中的位置。它与质量较小的年轻星团和球状星团的行为形成对比，后者不表现出任何质量-半径关系。然而，质量最大的星系团的行为与该质量区域（10^6-10^8 Mo）中的大多数其他天体的行为相似。我们表明，年轻的大质量集群的属性是兼容的其他对象在相同的质量制度，如DGTO/UCD。它们为这些天体的形成提供了一个可能的直接途径，而不需要对先前存在的恒星系统进行改造。模拟和观测结果支持这样一种可能性，即这种非常巨大的年轻星团是由较低质量的星团早期合并而成的，这可以解释质量-半径关系的出现。
2005-12-14 astro-ph
How to identify a Strange Star
与年轻的中子星相反，年轻的奇异星不受r模式不稳定性的影响，这种不稳定性会通过引力波发射使快速旋转的热中子星的旋转周期减慢到10毫秒左右。因此，年轻的毫秒双星很可能是奇异星，而不是中子星，或者至少在内部含有大量的夸克物质。
1998-06-02 astro-ph gr-qc hep-ph
