The binary fraction of the young cluster NGC 1818 in the Large Magellanic Cloud
我们使用高分辨率的{ \sl哈勃太空望远镜}成像观测的年轻（$\sim 15-25$ Myr-old）星团NGC 1818在大麦云的F星（$1.3 < M_\star/M_\odot < 1.6$）的二元分数的估计。这项研究提供了最强的限制，但在一个年轻的星团在低金属丰度环境（${[Fe/H]} \sim -0.4$ dex）的二进制部分。采用人工星测试，我们开发了一种简单的方法，可以有效地测量恒星混合和叠加的概率从观测到的恒星目录。我们创建了与NGC 1818的基本参数相匹配的合成色星等图，具有不同的二进制分数和质量比分布。我们发现，这种方法是敏感的二进制的质量比，$q \ga 0.4$。对于具有F星原色和质量比$q > 0.4$的双星，双星分数是$\sim 0.35$。这表明F星的总双星分数为0.55到1，这取决于对低$q$时质量比分布形式的假设。
2010-09-27 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
Disks around Young Binary Stars
在已知的恒星形成区域中，大多数恒星都位于双星系统中。虽然这些种群的分离分布因地区而异，但大多数种群的峰值在几个到几十个AU之间。由于最年轻的区域距离大于100天文单位，具有这种分离范围的双星也是研究最少的。一般来说，只有大约60对年轻的星对具有拱星盘和恒星性质的特征。我们讨论了最近的内部和外部磁盘属性的分析结果，总结了磁盘方向的观测状态，并强调了两种情况下的碎片盘在相对年轻的二进制文件。一个实质性的努力，利用现有的和未来的高角分辨率的设施，将需要进一步我们的知识，磁盘演变的双星跨越范围的分离影响到地球以及巨大的行星形成。
2007-05-22 astro-ph
Statistical properties of visual binaries as tracers of the formation of young stellar clusters
本文综述了各种年轻星团中可见双星的观测统计特性。考虑了双星频率、轨道周期分布和质量比分布对低质量恒星和高质量恒星的影响。这些属性，然后比较数值模型的动态演化的星团和预测的二进制形成机制。
2000-07-13 astro-ph
Stellar-Dynamics of Young Star Clusters
在最初的几个百万年里，束缚星团的恒星动力学演化主要是由双星和双星的相互作用，最大质量的恒星快速下沉到星团的中心，以及演化恒星的质量损失。通过跟踪包含多达10^4颗恒星的紧凑星系团模型库超过150 Myr的演化，研究了这些过程对星系团中的联星和恒星星族以及整个恒星团的影响。
2000-02-10 astro-ph
Timing and Precession of the Young, Relativistic Binary Pulsar PSR J1906+0746
我们提出了一个更新的时间解决方案和分析的配置文件的演变-包括岁差和光束形状-的年轻，相对论性的脉冲星J1906+0746。这颗144毫秒的脉冲星在3.98小时轨道上，偏心率为0.085（Lorimer等人，2006年），最初是在使用305米阿雷西博望远镜进行的ALFA（阿雷西博L波段馈源阵列）脉冲星巡天（Cordes等人，2006年）的早期阶段发现的，随后在帕克斯多波束巡天数据档案中发现。从那以后，我们一直使用阿雷西博和格林班克望远镜定期监测该系统，并包括来自Jodrell Bank，Parkes，Nancay和Westerbork望远镜的数据。双星伴星的性质也将根据从更新的时间解获得的总质量和伴星质量的改进估计进行讨论。
2007-11-16 astro-ph
Are Supernova Kicks Responsible for X-ray Binary Ejection from Young Clusters?
最近钱德拉观测相互作用和星暴星系，使我们调查的年轻星团和钱德拉点源的位置之间的明显的相关性。假设这些点源是X射线双星（XRB），它们似乎与大质量（~ 1 e5 Msun）、年轻（1- 5000万年）的星团不一致，而这些星团很容易形成能够发射这种射线的系统。我们使用一个复杂的二进制进化和人口合成代码（StarTrack）和一个简化的集群模型来跟踪作为时间的函数的XRB的X射线光度和位置。这些二进制出生的集群内的潜力与自洽的位置和速度，我们表明，大部分（~70%）可以从父母由于超新星爆炸和相关的系统速度喷出。对于较亮的光源和质量低于~ 1 e6 Msun的星系团，我们发现每个星系团明亮XRB的平均数量保持接近或低于1，这与当前的观测结果一致。
2005-02-25 astro-ph
The Wide Brown Dwarf Binary Oph 1622-2405 and Discovery of A Wide, Low Mass Binary in Ophiuchus (Oph 1623-2402): A New Class of Young Evaporating Wide Binaries?
我们用凯克激光导星AO系统拍摄了蛇夫座恒星形成云附近的五个物体。我们将Allers等人（2006）的#11（Oph 16222-2405）和#16（Oph 16233-2402）解析为二元系统。11号天体被解析为一颗243天文单位的双星，这是已知最广泛的甚低质量（VLM）双星。#11的二元性质首先由Allers（2005）发现，在此期间，我们获得了第一个空间分辨的R~2000近红外（J & K）光谱，中红外测光和轨道运动估计。我们估计了11 A和11B的重力（log（g）>3.75）、年龄（5+/-200万年）、光度（log（L/Lsun）=-2.77+/-0.10和-2.96+/-0.10）和温度（Teff=2375+/-175和2175+/-175 K）。我们发现自洽DUSTY演化模型（Chabrier et al. 2000）的质量为17+4-5 MJup和14+6-5 MJup，分别为11 A和11 B。我们的质量高于Jayawardhana和Ivanov（2006 b）先前报道的质量（13-15 MJup和7-8 MJup）。因此，我们发现该系统不太可能是“行星质量双星”（与Luhman et al. 2007一致），但它具有任何已知双星中第二低的质量和最低的结合能。Oph #11和Oph #16属于新发现的宽（>100 AU）、年轻（<1000万年）、质量大致相等的VL…
2007-02-08 astro-ph
A Survey for Young Spectroscopic Binary K7-M4 Stars in Ophiuchus
本文介绍了一个高分辨率，红外光谱调查的年轻，低质量的恒星，旨在识别和表征前主序光谱双星。这是迄今为止对非常年轻的恒星进行的第一次大规模红外径向速度调查。最近的低质量双星的频率和质量比分布直接影响恒星、棕矮星和行星质量伴星的形成模型。此外，光谱双星可以提供质量比和最终的质量，独立于假设，需要校准年轻恒星演化的模型。我提出的初步结果，从一个统一的样本33金牛座M星的蛇夫座分子云的观测。这个样本的平均质量比其他类似范围的年轻恒星径向速度测量的平均质量小约2倍。几乎每一颗恒星都用10米凯克II望远镜和设施红外光谱仪NIRSPEC在3年内观测了3-4个历元。用标准互相关校准技术获得了0.43 km/s的内部精度。其中四个目标是新发现的光谱双星，其中一个位于亚弧秒，分级四重系统。另外三个亚弧秒的视觉双星也是在目标获取过程中偶然发现的。样品的光谱多重性与早期类型的主序前天体相当。因此，至少在蛇夫座区域，并不缺乏年轻的低质量光谱联星。
2006-11-20 astro-ph
Component Masses of the Young Spectroscopic Binary UZ Tau E
我们报告估计的质量的组成部分的恒星在前主序光谱二进制UZ头E。这些结果来自于我们对质量比的测量，M2/M1=0.28 +/-0.01，使用高分辨率H带光谱学获得，与系统的总质量，（1.31 +/-0.08）（D/140 pc）Msun，来自于对环双星盘的毫米观测（Simon et al. 2000）。主星和次星的质量分别为（1.016 +/-0.065）（D/140 pc）Msun和（0.294 +/-0.027）（D/140 pc）Msun。利用我们六个观测时期确定的轨道参数，我们发现双星轨道的倾角为59.8 +/-4.4度，与从毫米观测中确定的环双星盘一致，表明盘和双星轨道可能是共面的。
2002-10-04 astro-ph
Mid-infrared imaging of the young binary star Hen 3-600: Evidence for a dust disk around the primary
我们提出了高分辨率的中红外观测附近的晚型年轻的双星系统Hen 3-600。这颗双星距离地球$\sim$ 50 pc，可能是长蛇座TW星协的成员，这是已知的最近的年轻恒星群，年龄为几百万年。我们的图像使我们有可能第一次确定这对相隔1.4“的恒星中的哪一颗拥有IRAS检测到的中红外过量。在近红外线中，辐射主要是光球层，Hen 3- 600 A（M3）和Hen 3- 600 B（M3.5）的通量比为1.6。在4.8 $μ$ m、10.8 $μ$ m和18.2 $μ$ m处，原生尘埃逐渐超过次生尘埃，这表明系统中的大部分星周尘埃都位于亨3- 600 A附近。比较Hen 3- 600 A的光谱能量分布（SED）与经典金牛座T星的平均SED表明，它的盘可能被次级截断，并提供了盘中心洞的初步证据。Hen 3-600系统中尘埃的分布可能为密近双星中原行星盘的形成和演化提供重要线索。
1999-05-14 astro-ph
Formation of the binary pulsars PSR B2303+46 and PSR J1141-6545 - young neutron stars with old white dwarf companions
利用蒙特卡罗模拟研究了射电双星PSR B2303+46和PSR J1141-6545的形成过程。PSR B2303+46最近被证明是第一个被观测到的中子星-白矮星双星系统（van Kerkwijk & Kulkarni 1999），其中中子星是在白矮星形成之后诞生的。我们讨论了这样一个系统的形成过程，并能够把初始ZAMS二进制的参数的约束。我们提出的统计证据有利于一个白矮星伴星的二进制脉冲星PSR J1141-6545，最近发现的帕克斯多波束调查。如果这一点被观测所证实，这个系统将是第二个已知的中子星在它的白矮星伴星之后诞生的系统。我们还预测PSR J1141-6545的最小空间速度为150 km/s，并表明它必须经历一个不对称的SN，以解释其低偏心率。最后，我们估计了这些系统相对于其他脉冲双星系统的诞生率，并给出了它们的轨道周期、偏心率和速度的预期分布。
2000-01-11 astro-ph
Hydrodynamic Processes in Young Binary Systems as a Source of Cyclic Variations of Circumstellar Extinction
用SPH方法计算了一个年轻双星系统吸积原恒星云残余物质的流体动力学模型。它示出的列密度的周期性变化的投影到主要组件发生在低倾角的二进制平面的视线。它们可以导致周期性的灭绝变化。在一般情况下，可以存在三个周期分量。第一个分量的周期与轨道周期相等，是由于物质流进入双星内部区域。第二个分量的周期是轨道周期的5-8倍，与环双星（CB）盘中产生的密度波有关。第三，最长的周期是由于岁差的内部不对称区域的CB盘。这些周期的振幅之间的关系取决于模型参数以及双星在空间中的倾角和方向。我们表明，在尘埃与气体的比例为1：100和质量消光系数为250厘米$^2$ g $^{-1}$，在V-波段的主要成分的亮度变化的幅度可以达到$1^m$在质量吸积率到二进制组件的$10^{-8} M_{\odot}$年$^{-1}$和$10^{\rm o}$倾斜的二进制平面的视线。我们讨论了可能的应用模型前主序星。
2008-09-25 astro-ph
Young Binary Stars and Associated Disks
恒星形成过程的典型产物是双星。双星提供了第一个动力学措施的质量前主序星（PMS），提供支持PMS演化轨道的校准。令人惊讶的是，在某些恒星形成区域，PMS双星的频率比主序星的太阳型恒星要高。PMS和主序星双星频率的差异显然不是进化的结果;最近的注意力集中在双星频率和恒星密度或云温度之间的相关性上。吸积盘在年轻的双星中很常见。距离在1天文单位和100天文单位之间的双星，其亚毫米波辐射比距离更近或更宽的双星少得多，这表明它们的圆盘被截断了。动力学清除的证据已经在几个双星中看到。值得注意的是，所有分离的PMS双星都显示出星周盘和持续吸积的证据。这表明，拱星盘是由拱双星盘或包层补充的。盘的频繁出现表明，行星形成可以发生在双星环境中，而行星在宽双星中的形成已经被他们的发现所证实。围绕着短周期双星的环双星盘质量足以形成像我们这样的行星系统。在最常见的双星系统中，距离在10天文单位到100天文单位之间的行星系统的性质不太清楚，因为观测到的盘质量减少，尽管它们的盘质量可能足以形成类地行星。
1999-09-24 astro-ph
Young and Massive Binary Progenitors of Type Ia Supernovae and Their Circumstellar Matter
我们提出了新的Ia型超新星（SN Ia）祖先的演化模型，引入质量剥离效应的主序星（MS）或轻微演变的伴星风的质量吸积白矮星（WD）。质量汽提减弱了从同伴到WD的传质速率。因此，相当大的MS伴星可以避免形成共同的包层，并增加WD质量直到SN Ia爆炸。在考虑质量剥离效应的情况下，我们跟踪了各种WD + MS系统的双星演化，得到了Ia型超新星在初始施主质量-轨道周期平面上的参数区域。新获得的SN Ia区扩展到6-7 M_（\sun）的施主质量，尽管它的扩展依赖于质量剥离效应的效率。剥离的物质主要分布在轨道平面上，并在超新星Ia的祖星周围形成非常大质量的星周物质（CSM）。它可以解释SNe Ia/IIn（IIa）2002 ic和2005 gj周围的大规模CSM以及正常SNe Ia 2006 X周围的稀薄CSM。我们的新模型表明存在非常年轻（\lesssim 10^8岁）的Ia型SNe人群，这与最近观察到的年轻人群Ia型SNe的迹象一致。
2008-01-27 astro-ph
Binary stars in young clusters: models versus observations of the Trapezium Cluster
低质量前主序星双星系统在梯形星团中的出现频率明显低于金牛座-御夫座。我们调查，如果这种差异可以解释通过恒星在密集的集群遭遇。为了达到这个效果，一系列可能的模型，以及观察到的梯形星团计算使用Aarseth的直接N体代码，它对待二进制准确。结果面临着观测的限制。模型的范围包括团簇的维里平衡，扩大团簇的瞬时质量损失的结果，以及崩溃的集群。在所有情况下，原始双星的比例都大于50%，其初始周期分布与金牛座-御夫座和银河系的观测结果相同。它被发现的扩展模型，与银河系领域的初始二进制人口，是最符合观测约束。这提出了一种可能性，即原始的OB星群可能在大约5万年前就已经排出了星团气体。因此，星系团的体积膨胀率是一个需要确定的关键观测指标。其他模型表明，迅速减少的二进制比例，其径向依赖性和形式的周期分布，与结构和运动学数据一起，是非常有用的诊断的现在和过去的动力学状态的一个年轻的集群。特别是，运动学冷却从宽双星的中断被认为是第一次。
1999-06-28 astro-ph
The massive star binary fraction in young open clusters I. NGC 6231 revisited
我们提出了一个长期的高分辨率光谱活动的结果，在NGC 6231的O型星。我们修改这些对象的光谱分类和多重性，我们约束的O-星人口的基本属性。星团中几乎四分之三的O型星是双星系统的成员。最小的双星分数是0.63，其中一半的O型双星的轨道周期为几天。所有短周期双星的偏心率都向下修正，并符合正常的周期偏心率分布。质量比的分布显示出O+OB双星的大偏好，排除了NGC 6231中O型星的伴星是从标准IMF随机抽取的可能性。从一个完整的和均匀的人口的O型星，我们的结论提供了有趣的观测约束，以面对O型星的形成和早期演化理论。
2008-01-31 astro-ph
The nearby young visual binary HIP 115147 and its common proper motion companion LSPM J2322+7847
我们报告了一个晚M型，共同的自行同伴附近的年轻的视觉二进制HIP 115147（V368 Cep），由963角秒的主要K 0矮星分开。这颗光学昏暗的恒星在2005年被L{é}pine确认为一颗候选的高自行恒星，位于矮LSPM J2322+7847附近。宽伴星是最新发现的后T金牛座低质量恒星之一，在20 pc范围内。我们得到一个三角视差$51.6\pm0.8$ mas，在良好的协议与依巴谷视差的主星（$50.7\pm0.6$ mas）。我们的$BVRI$测光数据和2 MASS的近红外数据一致，LSPM J2322+7847在$K_s$比$V-K_s=6.66$的M场矮星亮1等，这表明它的前主序状态。我们的结论是，最有可能的年龄的主要HIP 115147和它的11角秒的同伴HIP 115147 B是20-50万年。主要的似乎比其接近的类似PZ Tel（年龄1200万至2000万）和TWA协会的成员（700万）更古老。
2007-09-06 astro-ph
A Comprehensive Study of Young Black Hole Populations
我们提出的理论模型的黑洞（BH）人口在年轻的恒星环境，如星爆和年轻的星团。使用人口合成的方法，我们计算的形成率和特性的单一和二元BH的各种代表性的年龄和参数的选择。我们发现，大多数黑洞（通常80%的初始50%的二进制部分）是单一的，但与许多起源于原始的二进制（合并成一个单一的大质量恒星或被破坏后超新星爆炸）。一个较小的，但显着的分数（通常为20%）的BH仍然在二元系统。主序星是最常见的BH伴星，但大质量的BH-BH双星是下一个数量最多的群体。在我们的模拟中发现的最大质量的黑洞达到80 Msun，并通过合并形成的大规模的二进制组件。如果在一个密集的星团中形成，这样一个大质量的恒星BH可能成为成长为更大质量（“中等质量”）BH的种子。虽然我们不包括动力学相互作用，但我们的结果为密集星团的N体模拟提供了现实的初始条件（例如，球状星团），包括原始黑洞。
2004-04-03 astro-ph
A survey for low mass spectroscopic binary stars in the young clusters around sigma Orionis and lambda Orionis
我们已经获得了多时代，高分辨率光谱的218个候选低质量恒星和棕矮星的年轻星团周围的σ猎户座和λ猎户座。我们发现，196个目标是集群成员的基础上，他们的径向速度，他们的NaI 8200线的等效宽度和光谱类型，从他们的TiO带强度。我们已经确定了11个新的双星星团成员的基础上，他们的可变径向速度和额外的二进制从它的线宽和形状的变化。样本涵盖的星等范围为Ic=14-18.9（质量=~ 0.55-0.03 Msun），但所有双星的亮度都超过Ic=16.6（质量=~ 0.12 Msun），10颗亮度超过Ic=15.5（质量=~ 0.23 Msun）。有一个显着缺乏光谱双星在我们的样本在微弱的幅度，即使当我们考虑到灵敏度随着幅度的增加而下降。我们可以拒绝的假设，光谱双星的分数是一个统一的函数的Ic的幅度超过99%的信心。质量大于0.1Msun（Ic < 16.9）的恒星的光谱双星分数为f_bright=0.095（+0.012）（-0.028）。对于极低质量星（质量< 0.1Msun）和褐矮星（BD），光谱双星分数的90%置信上限为ffaint <7.5%。f_bright和f_faint相等的假设可以90%置信度拒绝。我们的结论是，我们已经发现了强有力的证据，在年轻的VLM恒星和褐矮星之间的光谱双星的比例变化相比，更大质量的恒星在同一恒星形成区域。这意味着VLM星和BD星之间的总双星比例与更…
2008-01-23 astro-ph
Discovery of an M4 Spectroscopic Binary in Upper Scorpius: A Calibration Point for Young Low-Mass Evolutionary Models
我们报告了在上天蝎座恒星形成区发现的一个新的低质量光谱（SB 2）恒星双星系统。这颗天体被称为USCOCTIO 5，是由Ardila（2000）发现的，他将它的光谱分类定为M4。一个IKI HIRES光谱显示它是双线的，然后我们在几个天文台执行了一个程序来确定它的轨道。轨道周期为34天，离心率接近0.3。这一发现的重要性在于，它可以用来帮助校准低质量和年轻时代的进化模型。这是低质量下形成机制和初始质量函数研究中的突出问题之一。轨道允许我们将0.64 +- 0.02 M_sol的下限放在总系统质量上。各部件的质量几乎相等。我们能够表明，这个质量是显着高于预测的进化模型的对象，这种光度和年龄，在协议与其他最近的结果。更精确地确定各组成部分的温度和表面重力将有助于进一步巩固这一结论。
2005-06-21 astro-ph
Protoplanetary Disk Mass Distribution in Young Binaries
我们目前的毫米波连续图像的四个宽（分离210-800 AU）年轻的恒星双星系统在金牛座御夫座恒星形成区域。对于所有四个源，我们的观测分辨率足以确定每个组件的毫米发射。在所有四个系统中，主星的盘比次级有更强的毫米辐射，在四个系统中的三个中，次级没有被探测到;这与最近通过碎裂形成双星的模型的预测一致。从这些观测结果推断出的主星的星周盘质量与年轻的单星相当，这证实了一个宽的双星伴星的存在并不会阻止原行星盘的形成。一些次级星系显示出吸积的特征（H-α发射和K-L过量），但它们的毫米通量表明存在非常小的盘质量。
2002-11-07 astro-ph
A young binary Brown Dwarf in the R-CrA star formation region
我们目前的成像和光谱观测与HST（WFPC 2，ACS/HRC和STIS），VLT（FORS 2）和凯克（HIRES）的dM 8超冷矮星DENIS-P J185950.9-370632，位于R-CrA区域。在670.8 nm处的锂吸收和强烈的H α发射表明它的年龄很小，质量低于恒星。我们的衍射极限图像在HST/ACS的分离极限（~0.06”）下分辨出伴星。红外空间天文台LW 2滤光片（5.0-8.5微米）中的2.1 mJy通量（见1999年A & A. 350.. 883)可能对应于红外线过量，表明存在拱星物质。自行和光度测量，以及阿尔法活动，确认成员在R-CrA恒星形成区。如果进一步的观测得到证实，DENIS-P J185950.9-370632将是迄今为止第一个被观测到的吸积亚恒星多重系统。
2004-04-29 astro-ph
Preliminary Orbit of the Young Binary Haro 1-14c
利用凯克干涉仪，我们空间解决了前主序星双星，哈罗1- 14 c的轨道，为第一次。我们提出了这些干涉观测以及额外的光谱径向速度测量的组件。我们对Haro 1- 14 c的干涉仪视速度和径向速度进行了同步轨道拟合。根据对符合数据的可能轨道解的统计分析，我们确定了主星和副星的质量分别为M_1 = 0.96（+0.27/-0.08）Msun和M_2 = 0.33（+0.09/-0.02）Msun，到系统的距离为111（+19/-18）pc。距离测量与蛇夫座分子云的近距离估计是一致的。将我们的结果与进化轨迹进行比较，表明Haro 1- 14 c的年龄为3-4百万年。通过额外的干涉测量来改善质量和距离的不确定性，我们期望低质量次级恒星为校准前主序星的理论演化轨道提供重要的经验数据。
2008-02-12 astro-ph
Discovery of close companions to the nearby young stars HD 199143 and HD 358623
太阳附近的年轻恒星系统为详细研究恒星和行星形成提供了宝贵的实验室。明亮的F8 V恒星HD 199143和富锂的晚型发射线恒星HD 358623是迄今为止发现的最近的年轻恒星之一，可能是摩羯座年轻星协的成员。我们提出了高分辨率的近红外图像，这两个来源，获得使用自适应光学系统的3.6米望远镜在欧洲南方天文台在拉西拉，智利。我们的观测结果表明，两者实际上都是密近双星系统。新发现的伴星距离为$\sim$ 1“”，可能解释了HD 199143的不寻常特征-快速旋转，发射线，紫外线可变性和过量的红外发射-最近由van den Ancker和同事讨论。HD 199143可能是一个罕见的只有一个圆{ \it secondary}盘的密近双星。由于发现了一颗2“的$\sim$伴星，HD 358623可能是已知距离最近的金牛座T双星之一。这两个双星系统是后续光谱和天体测量观测的主要目标。
2001-09-17 astro-ph
Confirmation of the binary status of Cha Halpha 2 - a very young low-mass binary in Chamaeleon
Neuhaeuser和Comeron（1998年，1999年）提供了直接的成像证据，以及在Cha I暗云中的几个年轻恒星和亚恒星M6-M8型物体的第一光谱。其中一个天体是Cha Halalpha 2，在几篇出版物中被归类为棕矮星候选者，并在Neuhaeuser等人（2002）中被认为是可能的双星。我们用自适应光学成像技术在Cha Halalpha 2周围搜寻了近距离和微弱的伴星。2006年2月和2007年3月，利用甚大望远镜（VLT）自适应光学仪器NACO在KS波段拍摄了两个时期的直接成像数据。我们从欧洲南方天文台（ESO）科学档案设施检索了2005年的早期图像，增加了可用的时间覆盖范围。在确定了共同自行后，我们通过光谱学推导出物体的物理参数，如温度和质量。我们发现Cha Halalpha 2是一个非常接近的双星，距离约为0.16弧秒，通量比约为0.91，因此在误差范围内具有几乎相同的亮度和难以区分的光谱类型。我们发现，两个试探性的组件Cha Halalpha 2形成一个共同的自行对，并且没有一个组件是一个不移动的背景对象。我们甚至找到了轨道运动的证据。两颗恒星的光谱能量分布的光学和近红外部分的组合光谱产生3000+/-100 K的温度，对应于光谱类型M6+/-1和log g= 4.0 +0.75-0.5的表面重力，两者都来自与GAIA模型大气的比较。我们推导出Cha Halalp…
2008-03-19 astro-ph
Low-mass binaries in the young cluster IC 348: implications for binary formation and evolution
我们报告了一个近红外自适应光学调查的66个低质量成员的前主序星星团IC 348。在0.1-8.0角秒的距离范围内，我们发现了12个双星系统。在我们评估这个集群中的二进制频率之前，估计的数量微弱的未检测到的同伴。在轨道周期log P=5.0-7.9天的范围内，IC 348中的双星比例为19+/-5%，这与太阳附近的G-和M-矮星的数值相似。在我们调查的分离范围内，作为低质量恒星的伴星，亚恒星伴星被发现是罕见的，甚至是缺失的。此外，质量比分布在q=1处没有峰值。我们没有发现任何证据的演化的二进制频率与年龄内的年龄分布的集群约10万年。我们的结论是，有没有时间演化的二元分数之间的几个百万年的形成过程，零年龄的主序列和现场人口。相反，我们发现一个趋势的二进制分数与恒星密度呈负相关，只有松散的协会表现出过剩的二进制。要么所有恒星形成区域最初都有大量的双星，随后由于大量的引力相遇而只在小于100万年的时间尺度上在密集的星团中减少，要么母体分子云中的特定初始条件影响碎裂过程，导致本质上不同的双星部分。
1999-01-05 astro-ph
Quasi-binarity of massive stars in young dense clusters - the case of the ONC
观测表明，在年轻的星团中，大质量恒星的双星比例高于太阳质量恒星。在猎户座星云团（ONC）中，太阳质量恒星的双星频率约为50%，而大质量O型和B型恒星的双星频率为70-100%。我们探讨了这种差异的原因，并提出了两种可能的答案：a）一个原始的高质量恒星的双星可能是固有的恒星形成过程或b）原始的双星率可能是相同的太阳质量和大质量的恒星，但更高的捕获截面的大质量恒星可能会导致形成额外的大质量双星在早期集群的发展。在这里，我们调查的可能性，后者使用ONC作为一个例子。N体模拟被执行以跟踪在类ONC集群中的捕获事件。我们发现，虽然低质量恒星很少通过捕获形成束缚系统，但大质量恒星的动力学-特别是在前0.5百万年-主要是由快速连续的“瞬态二元或多系统”。在观测中，这些系统的瞬态性质不会很明显，因此它们将被评为二进制。在1- 200万年（ONC的假定年龄）时，“瞬变”大质量系统变得越来越稳定，平均持续10^6年。尽管ONC如此年轻，但观测到的大质量恒星的双星频率--与太阳质量恒星的双星频率不同--与原始双星频率不同，但通过动力学相互作用过程至少增加了10-15%。考虑到光盘效应，该值可能会增加到至少20-25%。对于大质量恒星和太阳质量恒星来说，原始双星频率很可能是相同的，因为观测到的差异可以单独用捕获过程来解释。
2007-09-26 astro-ph
The Connection between Submillimeter Continuum Flux and Binary Separation in Young Binaries: Evidence of Interaction between Stars and Disks
本文对天蝎座-天卫座恒星形成区中投影距离a_p < 150天文单位的前主序星双星进行了800微米连续测光。将我们的观测结果与已发表的1300微米测光结果相结合，我们发现在天蝎座-猎户座中1 < a_p < 50- 100天文单位的双星比更宽的双星或单星具有更低的亚毫米波通量，正如以前在金牛座-御夫座双星中发现的那样。宽双星和单星具有难以区分的亚毫米波通量分布。因此，间距小于50- 100天文单位的二进制同伴显着影响相关磁盘的性质。我们已经探讨了这样一个假设，即亚毫米波通量的减少是同伴在圆盘中清除间隙的结果。间隙清除产生的亚毫米波通量的定性依赖二进制分离，和一个简单的模型表明，在磁盘的表面密度典型的宽二进制或单星磁盘的大间隙可以减少亚毫米波通量的水平与观察到的限制一致。这个模型表明，目前的亚毫米通量上限并不一定意味着磁盘表面密度的大幅减少。三分之二的年轻双星被IRAS探测到，表明大多数双星都有拱星盘。这些通量的下限为10^{-5} M_sun的星周盘质量。亚毫米波通量的上限为0.005M_sun的环双星盘质量。因此，巨大的环双星盘在距离在几个天文单位到100个天文单位之间的双星中是罕见的。环双星盘是在一些近距离双星周围发现的。
1995-08-22 astro-ph
A young and complex binary star - HD 144432
南发射线恒星HD 144432因其相对亮度（V ~ 8.17）、晚期光谱类型（晚期A型或早期F型）以及与真正的活跃恒星形成区相对隔离而受到相当大的关注。我们提出了新的成像和光谱数据，这颗星，在过去已被归类为两个演变（后AGB）对象和孤立的赫比格Ae/Be星。我们确认存在一个微弱的伴源位于1.4角秒以北，这似乎与HD 144432物理相关。新的红外光谱显示这颗伴星是一颗晚型（早中K）恒星，没有任何发射线。此外，我们确认了该天体的前主序性质，报告了对HD 144432系统的Li I 6707.8 AA吸收的检测，以及其与位于145 pc的Sco OB 2 -2的明显关联。
2003-12-04 astro-ph
Discovery of a Young Radio Pulsar in a Relativistic Binary Orbit
我们报告的发现PSR J1141-6545，一个无线电脉冲星在偏心，相对论5小时的双轨道。这颗脉冲星的脉冲周期P = 394 ms，特征年龄tau_c = 1.4 x 10^6 yr，推断的表面磁偶极场强度B = 1.3 x 10^12 G，因此没有证据表明它是再循环的。由质量函数和近星点推进速率的测量结果，我们确定了系统的总质量为（2.300 +/- 0.012）太阳质量，并假定近星点推进是纯相对论性的。在同样的假设下，我们将脉冲星的质量限定为M_p < 1.348太阳质量，伴星的质量限定为M_c > 0.968太阳质量（置信度均为99%）。考虑到系统的总质量和测量到的中子星质量的分布，伴星可能是一颗在脉冲星诞生之前形成的大质量白矮星。光学观测可以验证这一假设。
2000-05-11 astro-ph
Disk Evolution in Young Binaries: from Observations to Theory
双星系统的形成是恒星形成过程中最常见的结果。因此，研究和理解双星系统和相关盘的形成和演化是恒星形成科学的基石。此外，由于双星系统内的组件是同时代的，其磁盘的大小是固定的潮汐截断他们的同伴，双星系统提供了一个理想的“实验室”，在其中研究磁盘的演变在明确的边界条件。在本文中，我们回顾了几个内部磁盘诊断在多个系统，包括氢发射线（指示正在进行的吸积），$K-L$和$K-N$颜色过剩（温暖的内部磁盘的证据），和偏振（指示磁盘周围的每个组件的相对取向）的意见。我们研究到什么程度，这些属性是相关的二元系统内，以及如何这种程度的相关性取决于参数，如分离和二进制质量比。这些发现将被解释为两个方面的模型，每个磁盘作为一个孤立的水库和那些磁盘受到再供应从某种形式的环双星水库，观测证据，我们也将严格审查。从单星、主星双星和伴星双星的相对寿命角度讨论了多星系统的行星形成潜力。最后，我们总结了几个潜在的揭示观测问题和未来的项目，可以提供进一步了解磁盘演化在未来十年
2006-04-03 astro-ph
The young, highly relativistic binary pulsar J1906+0746
我们报告PSR J1906+0746的发现，一个年轻的144毫秒脉冲星在一个高度相对论性的3.98小时的轨道，偏心率为0.085和预期的引力波合并时间为3亿年。这颗新的脉冲星是在使用阿雷西博1.4 GHz馈电阵列系统进行前兆调查观测期间发现的，并在帕克斯多波束平面脉冲星调查数据中进行了回顾性检测。通过对Arecibo、Jodrell Bank、Green Bank和Parkes的射电跟踪观测，我们测量了脉冲星的自旋下降和双星参数，以及它的基本光谱和偏振特性。我们还提出了脉冲轮廓演化的证据，这可能是由于大地岁差，脉冲星自旋和总角动量矢量的错位所造成的相对论效应。我们的测量表明PSR J1906+0746是一个年轻的天体，特征年龄为112 kyr。根据测得的轨道近星点推进速率7.57+/-0.03度/年，我们推断系统总质量为2.61+/-0.02兆太阳。虽然这些参数表明PSR J1906+0746双星系统可能是双脉冲星系统的年轻版本，但迄今为止对伴星无线电脉冲的密集搜索尚未成功。因此不知道伴星是另一颗中子星还是一颗大质量的白矮星。不管伴星的性质如何，一个简单的计算表明，银河系中类似PSR J1906+0746的双星诞生率为60/Myr。这意味着PSR J1906+0746将对计算的致密双星系统的宇宙内旋率做出重要贡献。
2005-11-17 astro-ph
Binary frequency of very young brown dwarfs at separations smaller than 3 AU
对棕矮星伴星的直接成像探测主要是探测轨道间距> 3-10 AU。另一方面，以前的棕矮星径向速度测量主要对小于0.6 AU的分离敏感。据推测，棕矮星双星分离分布的峰值正好位于未探测到的范围内。这项工作首次将棕矮星的高精度径向速度测量扩展到3 AU。基于六年多的UVES/VLT光谱测量，确定了ChaI中褐矮星和（极）低质量恒星（M4.25-M8）的双星频率：整个样品为18%，十颗褐矮星和VLMS（M < 0.1 Msun）的子样品为10%。两个光谱联星被确认，褐矮星候选者ChaHa 8（之前由Joergens & Mueller发现）和低质量恒星CHXR 74。由于它们的轨道间隔似乎是1天文单位或更大，所以在< 1天文单位的双星频率可能小于10%。现在，对（年轻的）褐矮星的伴星搜索首次覆盖了整个轨道分离范围，并可推导出褐矮星形成模型的下列观测约束：（i）在3天文单位处褐矮星和极低质量恒星双星的频率< 3 AU does not significantly exceed that at >;即直接成像巡天不会遗漏相当大一部分褐矮星双星;（ii）褐矮星和极低质量恒星的总双星频率为10- 30%;（iii）褐矮星的分离分布向更小的分离下降似乎发生在1 - 3 AU之间;（iv）观测到的双星频率从恒星级到亚恒星级的连续下降在< 3天文单位得到证实，这进一步证明了从低质量恒星到棕矮星的连续…
2008-11-13 astro-ph
Young Stellar Groups, Runaway Stars, and Pulsars
依巴谷和射电观测提供的毫角秒天体测量使得有可能以足够的精度追溯附近失控恒星和逃逸星的轨道，以确定它们的母星团或星协。在两种情况下，甚至可以推断出具体的地层情况。逃逸恒星zeta Oph和PSR J1932+1059是一颗超新星爆炸的结果，这颗超新星爆炸发生在100万年前的上天蝎座星协的一颗大质量双星中。在这次事件中，脉冲星的反冲速度约为350 km/s。逃逸恒星μ Col和AE Aur以及孤立的偏心大质量双星iota Ori来自一次双星-双星相遇，最有可能是在250万年前的梯形星团内。未来的天体测量任务，如DIVA，FAME，特别是GAIA，将允许将这些研究扩展到银河系盘的很大一部分，并将对大质量恒星的形成和演化提供新的限制。
2000-07-28 astro-ph
The contact binary GSC 04778-00152 with a visual companion
本文介绍了一颗未经研究的12等食双星GSC 04778-00152的光度和光谱观测结果。我们报告发现了一个大约1等暗2角秒的伴星。通过减去视伴星的光贡献，我们得到了单独双星系统的UBVRI光变曲线。光变曲线的形状表明GSC 04778-00152是A型W UMa接触双星。从光变曲线模型，我们推导出的二元系统的参数。
2008-09-11 astro-ph
Periodic accretion from a circumbinary disk in the young binary UZ Tau E
近距离的前主序星双星预计会清除其原行星盘中的中心空洞，但物质从环双星盘穿过间隙流到单个环星盘的程度尚不清楚。在具有偏心轨道的双星中，外盘的周期性扰动被预测会引起穿过间隙的质量流，导致随着双星周期而变化的吸积。这种吸积可以通过观测表现为光度的周期性变化。在这里，我们提出了一个搜索这样的周期性吸积在前主序光谱双星UZ Tau E。我们提出了跨越三年的BVRI测光;我们发现UZ Tau E的亮度明显具有周期性，最佳拟合周期为19.16 +/- 0.04天。这与光谱双星周期19.13天一致，在这里通过分析新的和现有的径向速度数据进行了改进。UZ Tau E的亮度显示出显著的随机变化，但整体的周期模式是亮度增强的宽峰，跨越了双星轨道周期的一半以上。H-α线的变化不是明显的周期性，但考虑到数据的稀疏性，不排除某些周期性成分。光度的变化是在良好的协议与预测模拟的双星与轨道参数类似的UZ头E，这表明周期性吸积确实发生从环双星盘，补充内盘，并可能延长的时间尺度，他们可能形成行星。
2007-05-03 astro-ph
The Smallest Mass Ratio Young Star Spectroscopic Binaries
使用高分辨率近红外光谱与凯克望远镜，我们已经检测到的径向速度签名的冷次要组件在四个光学识别的前主序，单线光谱双星。它们都是弱线形的金牛座T星，具有明确的质心速度。其中一颗年轻的双星NTTS 160905-1859的质量比为M2/M1 = 0.18+/-0.01，这是迄今为止动态测量到的最小的主序前光谱双星。这些新的结果证明了红外光谱的动力学识别冷秒的权力。迄今为止，可见光光谱学还没有发现任何质量小于0.5 M太阳的前主序星，而这里报道的两个年轻系统在这个范围内。我们比较我们的目标与汇编出版的年轻双线光谱双星，并讨论我们独特的贡献，这个样本。
2002-01-19 astro-ph
Simulating young star clusters with primordial binaries
我们模拟了一个集群的144179颗恒星，包括13107原始硬双星（10%的质量中心的单星和双星总数），使用直接集成的所有恒星和双星的运动方程，并将恒星和双星演化的影响。初始条件代表了本星系群中的年轻致密星团和其他附近的星系，如银河系和M82。我们发现，早期阶段的核心崩溃，推动质量偏析，是不是明显延迟了大量的硬二进制文件的存在。到模拟结束时，在1.15亿年的年龄，星团半径已经扩大了大约两倍。这可以解释为由损失（通过恒星演化）约40%的初始总质量驱动的绝热膨胀。双星动力学显然对早期星系团的膨胀没有什么影响。在演化过程中，总的二元分数以大约每百万年0.01%的恒定速率下降。然而，非常硬的双星的比例每百万年增加约0.025%。在模拟的最后，星系团包含了37个至少包含一个黑洞的双星，其中大约有一半（17个）包含两个黑洞。
2004-11-08 astro-ph
Keck Adaptive Optics Imaging of Nearby Young Stars: Detection of Close Multiple Systems
利用位于莫纳克亚山上的凯克II 10米望远镜上的自适应光学，我们已经调查了24颗已知的最近的年轻恒星，以寻找亲密的同伴。我们的样本包括MBM 12和TW Hydrae young协会的成员，以及金牛座恒星形成区的经典金牛座T双星UY Aurigae。本文介绍了10个近距离多重系统的相对测光和精密天体测量。与其他年轻区域相比，TW Hydrae和MBM 12组的多重性频率较高，但由于统计数量较少，因此该结果的意义较低。我们解决S 18成一个三重系统，包括一个紧密的63 MAS（预计分离17 AU的距离为275 pc）二进制的第一次，与层次结构让人想起大众Chamaeleontis和金牛座T。在我们的样本中的另一个紧二进制- TWA 5Aab（54质量或3 AU在55 pc）-提供了在几年内使用天体测量观测动态质量测量的前景，因此可能是重要的测试前主序列进化模型。我们的观测结果以9 σ的置信度证实了棕矮星TWA 5 B与TWA 5A的结合。我们发现，UY Aur的流量比发生了显着变化，超过一个量级的H-波段，可能是由于可变消光。在较小的通量比下，该系统可能再次成为可探测的光学双星，就像它在1944年被发现时一样。总之，我们的研究结果表明，大型望远镜上的自适应光学是一个强大的工具，用于检测紧密的同伴，从而探索频率和配置的密切多个系统。
2003-06-25 astro-ph
The gravitational wave signature of young and dense star clusters
年轻的星团通常具有如此高的恒星密度，以至于恒星碰撞在它们的进一步演化中起着重要作用。在这样的环境中，同一颗恒星可能会参与几十到几百次碰撞，最终导致恒星坍缩成中等质量的黑洞。稍后，黑洞可能通过潮汐俘获或动力学三体俘获获得伴星。当这颗伴星演化时，它将充满它的罗氏瓣，并将质量转移到伴随的黑洞。这导致了X射线发射的明亮相位，但这对双星也可能是LISA波段的引力波辐射源。如果被中等质量黑洞捕获的恒星质量相对较低（$\aplt 2$ \msun），双星在整个生命周期内都可以在引力波和X射线中看到明亮的光源。在年轻而致密的星团中，由原始双星形成的致密双星，大多数不会产生可探测的引力波源。
2004-10-29 astro-ph
Sub-arcsecond imaging at 267 GHz of a young binary system: Detection of a <70 AU radius dust disk around T Tau N
利用Owens Valley毫米波阵列在267 GHz连续谱和0.8“分辨率的HCO+ J=3-2发射，JCMT-CSO单基线干涉仪在357 GHz连续谱和W. M.凯克望远镜在4微米。267 GHz的辐射是无法解析的，通量为397 +/- 35 mJy，位于光学星T Tau N的位置附近。红外伴星T Tau S的上限为100 mJy。357 GHz的连续辐射是未分辨的，通量为1.35 +/- 0.68 Jy。从围绕T Tau N和S的2“直径核心中检测到HCO+ 3-2。这两颗恒星都被探测到4微米，但没有证据表明T Tau R的射电源。我们提出了一个模型，在该模型中，T Tau S本质上类似于T Tau N，但被T Tau N的盘的外部部分所掩盖。在此基础上，构建了21 cm和1.22 μ m之间的光谱能量分布（SED）的拟合。采用r^-1表面密度分布和指数截断边缘，可以推断T Tau N和S的星盘质量分别为0.04 +/- 0.01 Msol和6 e-5 - 3e-3 Msol。一个0.005-0.03 Msol环双星信封也需要适合毫米到中红外SED。
1997-09-29 astro-ph
The young, active binary star EK Draconis
EK Dra（HD 129333）是一颗年轻、活跃的恒星，被一颗低质量伴星环绕。通过结合新的斑点观测与旧的和新的径向速度测量，我们发现，轨道是高度偏心与e=0.82 \pm 0.03，我们得出的真实质量的两个组件。原发灶和继发灶的质量分别为$0.9\pm0.1 {\rm M}_\odot$和$0.5\pm0.1 {\rm M}_\odot$。从高分辨率光谱，我们得到一个新的$T_{\rm eff}$的$5700\pm70$ K，和一个$\log g$的$4.37\pm0.10$，这是不同的，以前的估计。然而，新的光谱距离相差只有5.8%的距离来自视差测量的依巴谷卫星，因此恒星参数大概是更现实的比旧的测定。我们推导出$[Fe/H]=-0.16\pm0.07$的金属丰度值略高。EK Dra是附近为数不多的年轻恒星之一，它的演化与太阳相似。在这个项目中进行的精确的径向速度测量也使我们能够更多地了解这颗恒星的活动。在2001年和2002年，我们发现一个周期信号的径向速度变化的周期$2.767\pm0.005$天，我们解释为旋转周期。这个信号在2003年消失了。然而，如果只使用光球谱线不对称的光谱，则可以恢复信号。另一方面，我们没有发现光球谱线的不对称性与径向速度有密切的关系。
2005-01-31 astro-ph
Early-type stars in the young open cluster IC1805. II. The probably single stars HD15570 and HD15629, and the massive binary/triple system HD15558
目的：本文讨论了年轻疏散星团IC 1805中三颗最亮的早型星HD 15570、HD 15629和HD 15558的多重性问题。方法：对这三颗恒星的视向速度进行了光域拟合。在大质量双星HD 15558的情况下，我们还使用了光谱解缠的方法来分离的主要和次要的光谱，以获得两个组件的径向速度。这些测量被用来计算HD 15558的轨道解。结果如下：对于HD 15570和HD 15629，径向速度在几天的时间尺度上没有呈现任何明显的趋势，也没有从一年到下一年的时间尺度上的双星运动。在HD 15558的情况下，我们得到了一个改进的SB 1轨道解的周期约为442天，我们报告的第一次检测到的光谱特征的第二颗恒星。我们推导出光谱类型O5.5III（f）和O 7V的主要和次要的HD 15558。我们尝试计算第一个SB 2轨道解，虽然从二级恒星的径向速度应谨慎考虑。质量比相当高，即约为3，并导致非常极端的最小质量，特别是对于主要物体。初级和次级的最小质量分别为150 \pm 50和50 \pm 15 M_ \odot。结论：我们认为HD 15558可能是一个三重系统。这一设想可能有助于使为主要物体推导出的非常大的最小质量与其光谱类型相一致。此外，考虑到新的和以前发表的结果，我们发现，IC 1805中的O星之间的二进制频率有一个下限为20%，以前发表的值（80%）可能被高估。
2006-06-15 astro-ph
Orbits Of Five Visual Binary Stars
本文给出了用扇形网格搜索法计算的五颗目视双星的轨道参数。获得了下列恒星的轨道参数：WDS 00152 + 2722 = ADS 195，WDS 02202 + 2949 = ADS 1780，WDS 11550 $-$ 5606 = HIP 58106，WDS 16256 $-$ 2327 = ADS 10049和WDS 16256 $-$ 2327 = ADS 10045。此外，还计算了它们的质量、动力学星历表和星历表。
2007-12-27 astro-ph
