Deep MIPS Observations of the IC 348 Nebula: Constraints on the Evolutionary State of Anemic Circumstellar Disks and the Primordial-to-Debris Disk Transition
我们描述了新的，深MIPS测光和新的高信噪比光谱的250万年前的IC 348星云。为了探索IC 348盘人口的属性，我们将这些数据与以前的光学/红外光度学和光谱学相结合，以识别气体吸积的恒星，检查它们的中红外颜色，并模拟它们的光谱能量分布。IC 348包含许多不同演化状态的源，包括原恒星和被原始盘包围的恒星，两种过渡盘和碎片盘。大多数围绕早期/中等光谱型恒星（大于1.4 Msun，2.5 Myr）的盘是碎片盘;大多数围绕太阳和亚太阳质量恒星的盘是原始盘。在1- 2 sigma水平，质量较大的恒星也比质量较低的恒星具有较小的气体吸积频率和较小的中红外光度。这些趋势暗示了一个恒星质量相关的磁盘演化，其中大多数磁盘周围的高/中等质量的恒星脱落的快速，250万年的时间尺度上的原始磁盘。对于质量大于0.5 Msun的恒星，MIPS探测到的过渡盘的频率约为15- 35%。与100万年前的金牛座和500万年前的NGC 2362相比，IC 348中过渡盘的相对频率与过渡时间尺度是一致的，过渡时间尺度是原始盘总寿命的一个重要部分。
2009-06-16 astro-ph
Accretion Disks around Young Stars: Lifetimes, Disk Locking and Variability
我们报告了对最近的四个年龄跨度为600 - 3000万年的年轻恒星协会中的盘吸积和相关现象进行全面研究的结果，这一时期可能与行星形成的后期阶段相吻合。我们已经获得了100颗低质量恒星的650个多历元高分辨率光谱，这些恒星可能是eta Chamaeleontis（~ 600万年），TW Hydrae（~ 800万年），beta Picture（~ 1200万年）和Tucanae-Horologium（~ 3000万年）群的成员。我们的数据收集了12个晚上之间的2004年12月至2005年7月的麦哲伦粘土6.5米望远镜。基于H $α$线的配置文件，以及各种其他的发射线，我们发现明确的证据，正在进行的吸积在三个11 eta茶星和两个32 TW长蛇座成员。57个贝塔皮克或塔克-霍尔成员中没有一个显示出可测量的吸积迹象。总之，这些结果意味着显着的磁盘吸积过程中的第一个几个百万年的低质量恒星的生命的演变。虽然一些磁盘可以继续吸积高达~10万年，我们的研究结果表明，磁盘吸积超过这个时间尺度是相当罕见的。这一结果提供了一个间接的约束的时间尺度内磁盘的气体耗散，反过来，对气体巨星行星形成。我们样本中的所有吸积体都是慢旋转体，而非吸积体的旋转速度范围很大。这可能暗示了在大约800万年前由盘引起的旋转制动。我们的多历元光谱证实，发射线的变化是常见的，即使在有点老的金牛座T星，其中吸积物往往表现出特别强烈…
2006-05-23 astro-ph
Constraining the Lifetime of Circumstellar Disks in the Terrestrial Planet Zone: A Mid-IR Survey of the 30-Myr-old Tucana-Horologium Association
我们已经进行了一个N波段调查的14个年轻的恒星在~30万年的杜鹃座钟表协会寻找证据的温暖，拱星尘埃盘。使用麦哲伦一号（巴德）6.5米望远镜上的MIRAC-BLINC相机，我们发现，没有一颗恒星有统计学上显着的N-波段过剩相比，预测的恒星光球通量。使用三组不同的假设，这个零结果排除了这些后T金牛星周围存在以下物质：（a）光学厚的盘，内孔半径约<0.1 AU，（b）光学薄的盘，质量>10^{-6} M_Earth（在~1微米大小的颗粒）在这些恒星的~<10天文单位，（c）太阳系黄道尘云的放大类似物，发射面积> 4000倍。我们的观测对log（L_{dust} / L_{star}）~ 10^{-2.9}的类地行星区尘埃盘很敏感，但没有发现，结合以往的观测结果，这些数据表明，在~ 2000万年前，星周尘埃盘变得非常薄，以至于在N波段无法探测到。我们还介绍了其他年轻协会的几个成员的N波段测光和斯皮策太空望远镜将观察到的行星系统的形成和演化（FEPS）遗产科学计划的目标的子样本。最后，我们给出了在Cohen-Walker-Witteborn系统上对四个滤波器（L，N，11.6和Q_s）的MIRAC-BLINC的绝对校准。
2004-05-14 astro-ph
Dust disks around old Pre Main-Sequence stars: HST/NICMOS2 scattered light images and modeling
我们提出了最近的近红外探测拱盘周围的两个老PMS赫比格星HD 141569和HD 100546获得的HST/NICMOS 2相机。它们揭示了半径大于350-400 AU的延伸结构。虽然HD 100546的星盘看起来是一个连续的星盘，但它的星盘长度可达40天文单位，而HD 141569的环境似乎更为复杂，至少分裂成两个尘埃群。作为一个令人信服的例子，围绕HR 4796（另一颗古老的PMS恒星）的圆盘的完整建模是详细的，并与最近的观测结果相矛盾。
2000-10-11 astro-ph
Spitzer observations of the Hyades: Circumstellar debris disks at 625 Myr of age
我们使用斯皮策太空望远镜在24，70和160微米处搜索红外过量，这是由于毕宿星团45个FGK型成员样本周围的碎片盘。我们补充我们的观察与档案24和70微米斯皮策数据的额外22 FGK型和11 A型毕宿星成员，以提供强大的统计数据的发生率碎片盘在625万年的年龄，对应的时代在太阳系后期重轰炸。我们发现，在我们的样本中，67颗FGK型恒星中没有一颗显示出碎片盘的证据，而11颗A型恒星中有2颗这样做。碎片盘探测率的这种差异可能是由于有利于早期类型恒星的灵敏度偏差。这两颗A型星周围的星盘光度比值L_dust/L* 为~4.0E-5，低于我们对FGK型星观测的灵敏度。然而，我们对FGK型恒星的灵敏度极限能够排除，在2-sigma水平上，频率高于12%和5%的磁盘，分别为L_dust/L* > 1.0E-4和L_dust/L* > 5.0E-4。我们还使用我们的灵敏度限制和碎片盘模型来限制尘埃的最大质量，作为与恒星距离的函数，这些尘埃可能在我们的目标周围未被发现。
2008-01-30 astro-ph
An L'-band survey for circumstellar disks around low-mass stars in the young sigma Orionis cluster
我们提出了新的K-和L '-波段成像的代表性样本的年轻的3-5万年的老猎户座σ星系团的成员。我们通过分析颜色图并将观测结果与经验主序列颜色进行比较，确定了具有（K-L '）过剩的对象。导出的圆盘频率取决于所使用的方法：如果直接从JHKL的颜色-颜色图测量，则为（54 +/- 15）%;或者如果相对于预测的光球颜色计算过量（根据物体的光谱类型，2-sigma过量检测），则为（46 +/-14）%。我们比较（K-L '）过剩与其他指标，并表明这是一个强大的和可靠的磁盘指标。我们还比较了衍生磁盘频率与类似的年龄集群，并讨论了磁盘寿命可能的影响。σ Ori星团的年龄计算非常重要：300万年的星团年龄将支持文献中提出的600万年的总磁盘寿命，而年龄> 400万年将表明磁盘破坏速率较慢。
2003-10-09 astro-ph
The state of protoplanetary material 10 Myr after stellar formation: circumstellar disks in the TW Hydrae association
我们使用斯皮策红外光谱仪观测了TW Hya星协的七个成员，TW Hya星协是最近的恒星星协，其年龄（$\sim$ 1000万年）与适用于行星形成和盘消散的时间尺度相似。七个目标中只有两个显示红外过量发射，表明大量的尘埃仍然存在于比碎片盘特征更接近恒星的地方;然而，在这两个物体中，我们确认了过量的短波长边缘，正如在中心区域被清除的磁盘中所看到的那样。Hen 3-600和TW Hya光谱中的中红外过量包括结晶硅酸盐发射特征，表明晶粒经历了显著的热处理。我们提供了一个详细的TW Hya和母鸡3-600的光谱之间的比较，和一个模型，证实了光谱的形状和我们以前的理解，这些原行星盘的径向结构。
2004-06-07 astro-ph
Evolution of Dusty Disks in Nearby Young Stellar Groups
由于它们的接近和年龄差异，附近的年轻恒星群是研究盘演化和多样性的宝贵实验室。像长蛇座TW星协这样的星群的估计年龄为1000万年，这对星盘演化的时间尺度提供了一个强有力的限制，并填补了分子云中100万年前的金牛座T星和附近5000万年前的疏散星团之间的年龄序列中的一个重要空白。我回顾了最近和正在进行的研究结果，尘埃盘在附近的三个群体-TW Hya，$η$ Cha和MBM 12-这表明内部磁盘的快速演变。但是，对于原行星盘来说，不太可能存在一个普遍的演化时间尺度，特别是当考虑到伴星的影响时。
2001-06-15 astro-ph
New debris disk candidates: 24 micron stellar excesses at 100 Myr
用斯皮策望远镜在24微米处探测到63个1亿年前的疏散星团M47（NGC 2422）成员。Be星V 378 Pup在近红外和24微米（K-[24] = 2.4等）都显示出过量，可能是由于气体包层的自由-自由发射。其他7颗早期型恒星的过剩值较小，K-[24] = 0.6-0.9。在晚型恒星中，有两颗表现出很大的过剩：P922 -一颗K-[24] = 1.08 pm 0.11的K1 V恒星和P1121 -一颗K-[24] = 3.72 pm 0.02的F9 V恒星。P1121是第一颗已知的主序星，它显示出与β Pic相当的过剩，这可能表明存在一个异常巨大的碎片盘。在这个系统中可能发生了一次重大的小行星碰撞，这与太阳系被清除的几百万年时间尺度相一致。
2004-06-01 astro-ph
The origin of short-lived radionuclides and the astrophysical environment of solar system formation
根据早期太阳系中短寿命放射性核素（SR）的丰度，如$^{26}$ Al（T $_{1/2} = 0.74$ Myr）和$^{60}$ Fe（T $_{1/2} = 1.5$ Myr），人们经常断言太阳诞生于一个大星团中，其中一颗大质量恒星在超新星爆炸中用新合成的同位素污染了原行星盘。为了解释推测的太阳系初期短寿命放射性核素的丰度，这颗超新星必须接近年轻的（$\leqslant$ 1百万年）原行星盘（$\sim$ 0.3 pc）。在这里，我们表明，大质量恒星演化的时间尺度太长，相比嵌入式集群中恒星形成的典型时间尺度，它们在附近磁盘的寿命内爆炸为超新星。这在猎户座星云团（ONC）类型的背景下尤其如此，在那里，最大质量的恒星将在恒星形成开始后的$\sim$ 500万年爆炸为超新星，而附近的圆盘已经遭受了大量的光蒸发和/或形成了大的星子。我们量化的概率{ \it任何}原行星盘接收SR从附近的超新星在早期太阳系中观察到的水平。我们估计的关键限制是：（1）SR必须注入到一个新形成的（$\leqslant$ 100万年）磁盘，（2）磁盘必须生存紫外光蒸发，（3）原行星盘必须位于富集区，允许SR注入在太阳系水平没有磁盘中断。在最有利的情况下，超新星喷出物污染原行星盘的概率为3 $\times$ 10 $^{-3}$。
2008-05-05 astro-ph
25 Orionis: A Kinematically Distinct 10 Myr Old Group in Orion OB1a
我们在这里报告的光度和运动学性质的一个定义良好的近200个低质量的前主序星，集中在约1度的早期B星25猎户座，在猎户座OB 1a子协会。我们把这个恒星集合体称为猎户座25星群。该星群还拥有赫比格Ae/Be星V346猎户座和十几颗其他早期类型的恒星，它们具有测光，反射，以及一些具有红外过量发射，与星群成员一致。高质量和低质量恒星的数量与标准初始质量函数的预期一致。猎户座25年轻恒星的速度分布显示出一个狭窄的峰值，中心为19.7 km/s，非常接近猎户座25的速度。我们的研究结果提供了新的和令人信服的证据，25 Ori组是一个独特的运动学实体，相当大的空间和速度结构是目前在Ori OB 1a子协会。低质量的成员遵循颜色星等图中定义明确的条带，与7-10百万年的等时年龄一致，这取决于假设的演化模型。最高密度的成员位于恒星25 Ori附近，但我们目前的数据无法很好地限制星团的实际范围。在一个简单的运动学演化场景中，猎户座25星群可能代表了像猎户座西格玛星群这样的年轻聚集体的演化对应物。猎户座25恒星集合体是迄今已知的500 pc以内的最多的~ 1000万年样本，使其成为研究类太阳恒星和原行星盘演化的绝佳实验室。
2007-01-24 astro-ph
Evidence for a developing gap in a 10 Myr old protoplanetary disk
我们开发了附近1000万年前的恒星TW Hya周围的盘的自洽模型，该模型与观测到的光谱能量分布和盘的7 mm图像相匹配。该模型需要一个显着的尘埃大小的演变和部分抽空的内部磁盘区域，作为预测的行星形成的理论。外盘的半径至少为140天文单位，在红外波段的光学厚度非常大，对于这颗金牛座T星相对较老的年龄来说，质量相当大，约为0.06 Msun。这意味着很长的粘性和尘埃演化时间尺度，虽然尘埃必须增长到约1厘米的大小来解释亚毫米和毫米光谱斜率。相比之下，这个系统的近红外过量辐射可以忽略不计，这要求圆盘的光学厚度在~4 AU以内。这个内部区域不能完全抽空;我们需要~0.5月球质量的~1微米粒子来产生观测到的10微米硅酸盐辐射。我们的模型需要一个独特的过渡盘属性在~4 AU，分离的内部和外部磁盘。光学厚度的外盘的内边缘必须被恒星正面加热，以解释中红外波长的过量通量。我们推测，外盘的这种截断可能是由于原行星生长的影响而形成的间隙的标志;间隙仍然可能在演变，因为物质仍然存在于其中，如硅酸盐发射，分子氢发射和中央恒星的持续吸积所示（尽管比典型的年轻金牛T星的吸积速率低得多）。因此，TW Hya可能成为我们理解原行星盘演化和消散的罗塞塔石碑。
2002-01-25 astro-ph
51 Eri and GJ 3305: A 10-15 Myr old binary star system at 30 parsecs
根据Zuckerman et al.（2001，ApJ，562，L 87）的建议，我们认为有证据表明，51 Eri（光谱型F0）和GJ 3305（M0），历史上被分类为太阳附近不相关的主序星，而是一个广泛的物理双星系统和年轻的β Pic移动群（BPMG）的成员。BPMG是几个年龄在1000万年左右的年轻恒星群中最接近的（d < 50 pc），它们在运动学上与最近的OB星协Oph-Sco-Cen星协（OSCA）会聚。结合SAAO光学光度学，Hobby-Eberly望远镜高分辨率光谱学，Chandra X射线数据和UCAC 2目录运动学，我们非常有信心地确认该系统确实非常年轻。GJ 3305本身表现出非常强的磁性活动，但其大部分锂已迅速耗尽。51 Eri/GJ 3305系统是OSCA中已知的最西边的成员，距离主要的子群有110 pc。该系统类似于BPMG宽双星HD 172555/CD-64 d 1208和HD 104237五重奏，这表明动态脆弱的多系统可以在其出生的巨大分子云复合体的湍流环境中生存下来，同时仍然被赋予高的色散速度。附近的年轻系统，如这些是演化的拱星盘和行星研究的极好目标，具有恒星年龄可比的行星形成的后期阶段。
2005-11-21 astro-ph
Disk Frequencies and Lifetimes in Young Clusters
我们报告了对中间年龄（2.5 - 30 Myr）星系团NGC 2264、NGC 2362和NGC 1960的首次敏感L波段（3.5微米）调查的结果。我们使用JHKL的颜色，以获得在每个集群的拱星盘分数普查。我们发现三个集群的磁盘分数分别为52% +/-10%，12% +/- 4%和3% +/- 3%。连同我们先前发表的JHKL对年轻的NGC 2024，Trapezium和IC 348星团的调查，我们已经完成了对年轻星团样本中的拱星盘的首次系统和均匀调查，这些星团的年龄范围很大（0.3 - 30百万年），并且包含统计上显著数量的恒星，其质量几乎跨越整个恒星质量谱。综合观测的分析显示，星团的星盘比例最初非常高（> 80%），并随着星团年龄的增加而迅速下降，因此星团中有一半的恒星在<300万年时失去了它们的星盘。此外，这些意见产生的整体磁盘寿命约6百万年的调查集群样本。这是一个星团中所有恒星都失去它们的圆盘的时间尺度。这应该为行星在星团中的形成时间设定一个有意义的限制。简要讨论了这些结果对当前行星形成理论的影响。
2001-04-20 astro-ph
Gravitational Stirring in Planetary Debris Disks
我们使用一个新的多环星子演化代码描述行星碎片盘的引力搅拌模型。目前的代码包括引力搅拌和动力学摩擦;未来的研究将包括凝聚，碎裂，坡印廷-罗伯逊阻力，和其他物理过程。我们使用我们的计算结果来调查所需的物理条件，在一个小行星盘的小天体达到粉碎速度，并开始碰撞级联。我们的研究结果表明，主要由具有单一尺寸的机构组成的磁盘将不会经历碰撞级联产生小尘埃颗粒在30-150 AU的时间尺度为1 Gyr或更小。如果圆盘的质量至少与最小质量的太阳星云一样大，并且圆盘中包含半径为500 km或更大的天体，那么具有大小分布的天体达到1000万年至1 Gyr的碰撞级联所需的条件。这些盘的估计生存时间为5亿年，接近于附近有尘埃盘的恒星的平均年龄约4亿年。
2000-09-12 astro-ph
A Spitzer Study of Debris Disks In The Young Nearby Cluster NGC 2232: Icy Planets Are Common Around ~ 1.5--3 Solar-Mass Stars
我们描述了斯皮策IRAC和MIPS观测附近的2500万年前的疏散星团NGC 2232。结合这些数据与ROSAT全天巡天观测，自行和光学光度学/光谱学，我们构建了一个列表的高度可能的集群成员。我们确定了1个A型恒星，HD 45435，在4.5- 24微米处有明确的过量发射，表明陆地行星形成的碎片。我们还发现了2- 4颗晚型星，可能有8微米的超差，8颗早型星，确定有24微米的超差。对尘埃光度和温度的限制表明，探测到的过量是由碎片盘产生的。从我们的B星和A星样本来看，恒星自转似乎与24微米的过剩有关，如果大质量的原始盘演变成大质量的碎片盘，这是一个预期的结果。为了探索A型恒星周围碎片的频率和大小的演变，我们将我们的结果与其他年轻星团的数据相结合。A型恒星周围碎片盘的出现频率似乎从500万年前的25%增加到2000 - 2500万年前的50%-60%。较老的A型恒星有较小的碎片盘频率：在50- 100百万年时约为20%。对于这些年龄，碎片排放的典型水平从5- 20百万年上升，然后下降。由于24微米的尘埃辐射探测了A型恒星周围的冰状行星形成，我们的结果表明冰状行星形成的频率是eta（i）> 0.5--0.6。因此，大多数A型恒星（近似。1.5--3 Msun）产生冰冷的行星。
2008-07-13 astro-ph
Formation and Evolution of Planetary Systems (FEPS): Primordial Warm Dust Evolution From 3-30 Myr around Sun-like Stars
本文介绍了斯皮策太空望远镜（Spitzer）上的红外线阵列相机（IRAC）获得的74颗年轻（t <3000万年）类太阳恒星（0.7 < M（恒星）/M（太阳）< 1.5）样本的数据。这些是斯皮策遗产科学计划的一个子集，名为行星系统的形成和演化（FEPS）。使用IRAC，我们研究的部分年轻的恒星，表现出3.6-8.0微米的红外辐射超过预期的恒星光球，作为年龄的函数从3-30百万年。对这种过量辐射的最直接的解释是，在星周盘的内部区域（< 3天文单位）存在热（300- 1000 K）尘埃。74颗年轻恒星中有5颗显示出强烈的红外线过剩，其中4颗估计年龄在3-10百万年之间。虽然我们从5个光学厚盘中检测到过量，并且从我们样品的其余部分中检测到光球发射，但我们在这些波长处没有从光学薄盘中检测到任何过量发射。我们比较我们的结果与吸积盘分数在以前的研究中检测到的，并使用合奏的结果放置额外的约束光学厚，原始磁盘的耗散时间尺度。
2005-11-09 astro-ph
Spitzer Observations of G Dwarfs in the Pleiades: Circumstellar Debris Disks at 100 Myr Age
从斯皮策太空望远镜的波长范围从3.6到70微米的通量和上限提供了20个太阳质量的昴星团成员。其中一颗恒星可能有中红外线过剩，另外两颗可能有过剩，可能是由于星周碎片盘。对于在MIPS波长处具有最大、最安全的过量通量的恒星HII 1101，我们导出Log（L[尘埃]/L[太阳]）~ -3.8，碎片盘质量估计为4.2 x 10^-5 M（地球），假设尘埃颗粒大小均匀，为10微米。大型碰撞事件产生了短暂的过量的小尘埃颗粒，对于我们的大约1亿年前的昴星团G矮星样本来说，这种盘状瞬态的频率大约是10%。对于没有检测到24-70微米超差的恒星，其通量的上限对应于其盘质量的约3 sigma上限，使用MIPS 24微米上限为6 x 10^-6 M（地球），或使用MIPS 70微米上限为2 x 10^-4 M（地球）。这些上限盘质量（分别为“暖”和“冷”尘埃）大致一致，但略低于启发式模型的预测，该模型基于从太阳柯伊伯带的当前属性向后推断的“平均”太阳质量恒星碎片盘的演化。
2005-06-29 astro-ph
Molecular Hydrogen emission from disks in the eta Chamaeleontis cluster
在600万年前的星团eta Chamaeleontis中，寻找来自热H2的发射。在M3恒星ECHAJ 0843.3 -7905周围，我们探测到大约2 AU的星周气体。如果气体是紫外光激发的，振转谱线的轨迹是由质量约为0.03M太阳能的盘支撑的热气层，类似于最小质量的太阳星云。这样一个600万年的天然气藏将促进气体巨行星的形成和向内迁移。
2007-05-31 astro-ph
Photometry of a Galactic field at l = 232, b = -6. The old open cluster Auner 1, the Norma-Cygnus spiral arm and the signature of the warped Galactic Thick Disk
本文对银河场中的大犬星座（CMa）l = 232，b = -6的恒星星族进行了详细的测光研究。我们首次对老的疏散星团Auner 1进行了U、B、V、I测光，确定它的年龄为3.25 Gyr，距离太阳8.9 kpc。在星团的背景中，在超过9 kpc的位置，我们发现了一个年轻的种群，它很可能与天鹅座旋臂有关。此外，我们还发现了一个老年种群的特征，并确定了它的关闭和红巨星分支。这个人口被发现有7年的平均年龄和平均金属丰度Z = 0.006。我们重建的几何形状的恒星分布，并认为，这个老的人口-通常与大犬座{ \it星系}-实际上属于扭曲的老薄/厚盘组件沿这条视线。
2006-10-20 astro-ph
Spectrophotometric properties of pre-main sequence stars: the Epsilon Chamaeleontis cluster
本文对500万年前的Eps-Chamaeleontis（Eps Cha）前主序星（PMS）星团中8个系统的10颗恒星进行了通量标定的低分辨率光谱研究。使用合成的宽带颜色，窄带连续光谱，原子和分子线来自光谱，我们比较Eps Cha恒星的一个稍微老一点的PMS集群，约8百万岁的Eta Cha集群，和主序星矮星。使用合成的VRI颜色和其他指数，我们发现，宽带颜色和光谱温度指标之间的关系Eps Cha集群成员是无法区分的Gyr-old矮星。这一结果与早期在Eta Cha发现的结果相同。重力敏感线指数将星团置于巨星序列和矮星序列之间，并且有明确的证据表明Eps Cha恒星的表面重力低于Eta Cha恒星。这一结果与Eps Cha是稍微年轻的PMS协会相一致，根据这两个集群的Hertzsprung-Russell（HR）图位置以及与PMS进化网格的比较，年轻了几百万年。与标准矮星的观测结果相比，晚M型Eps Cha星团成员的B波段通量超过了约0.2等，这可能与增强的磁场活动有关。类似水平的过量B波段发射似乎是年龄小于几百万年的年轻恒星星族的低质量成员的普遍特征，这与相对X射线光度升高的PMS阶段非常相似。
2008-07-07 astro-ph
Binarity as a key factor in protoplanetary disk evolution: Spitzer disk census of the eta Chamaeleontis cluster
行星的形成与它们诞生的星周盘的演化直接相关。因此，CS盘的耗散时间尺度在评估行星形成的可用时间方面具有直接的天体物理重要性。我们利用斯皮策太空望远镜的光谱完成了CS盘普查的晚型成员的~ 800万年前的eta Chamaeleontis星团。在15个K型和M型成员中，有8个表现出过量发射。我们发现，CS磁盘的存在是反相关的双星，与所有，但一个磁盘与单星。总共有9颗单星，大约80%保留了CS磁盘。在六颗已知或疑似的密近双星中，唯一的CS盘与RECX 9的主双星有关。未检测到环二进制磁盘。我们还发现，具有圆盘的恒星是慢旋转体，其表面比角动量j = 2-15 j_sun。所有j = 20-30 j_sun的高比角动量系统都局限于双星的主星。这为旋转盘锁定提供了新的经验证据，并再次证明了与单星系统相比，密近双星系统的盘寿命要短得多。我们估计的特征平均磁盘耗散时标为500万年和900万年的双星和单星系统，分别。
2006-10-28 astro-ph
Dust and Recent Star Formation in the Core of NGC5253
（节略）用HST WFPC 2获得的NGC 5253的紫外和光学窄带和宽带图像被用来推导这个贫金属矮星系的尘埃分布和最近的恒星形成历史的属性。在NGC 5253的中心，对尘埃影响的修正是很重要的：尘埃变红在星系中心20”的区域是明显不均匀的。其中一个最模糊的区域与银河系中恒星形成活动最高的区域相吻合：在V处光学厚度超过9个星等的云覆盖着该区域中的一个年轻（2.5~Myr）的星团。恒星的形成至少在过去的1亿年里一直活跃在星系的核心，这可以从蓝色弥散恒星星族和明亮的星团的年龄分布中看出。恒星形成目前集中在一个6”的区域，大约有500万年的历史，恒星形成的强度比中心20”的平均水平高10-100倍。这个年龄为250万年的星团正好是恒星形成的高峰期;它的质量可能高达10^6个太阳质量，使它成为超级星团的候选者。
1997-08-06 astro-ph
Debris Disks in NGC 2547
我们已经调查了3000万年前的星系团NGC 2547行星碎片盘使用斯皮策。在4.5-8微米，我们是敏感的光球水平下降到中M星（0.2 Msol）和24微米的早期G星（1.2 Msol）。我们发现只有两到四颗恒星在~400-500个星团成员中有8微米的过量，导致在这个波长下的过量分数<~ 1%。相比之下，24 μ m处的过量部分约为40%（对于B-F型）。出四晚型恒星过剩8微米两个边缘的小行星状碎片磁盘是一致的。在具有强8 μ m超差的恒星中，一个可能来自过渡盘，而另一个可能是灾难性碰撞的结果。我们的调查表明，太阳型恒星周围的盘的内部0.1-1 AU部分在3000万年前非常彻底地清除。与24和70微米处的慢得多的过剩衰变相比，盘从内到外都是清晰的，在8微米处探测的内部区域的数量级为1000万年，而在两个较长波长处探测的内部区域的数量级为100万年或更多。
2007-07-23 astro-ph
Where Are The M Dwarf Disks Older Than 10 Million Years?
我们目前的11.7微米观测九晚型矮星在凯克一10米望远镜在2002年12月和2003年4月。我们的目标是选择他们的年轻或明显的红外线12微米的过剩。对于所有九个来源，没有检测到过量的红外发射。我们发现，恒星风阻力可以占主导地位的拱星颗粒去除和合理地解释缺乏M矮星系统的年龄超过10万年与目前检测到的红外过剩。我们预测M矮星具有分数红外过剩的数量级为L_{IR} / L_{*} \sim 10^{-6}，这可能是未来的努力检测。
2005-06-07 astro-ph
Is the galactic disk older than the halo?
本研究的目的是通过古老的疏散星团的年龄来推断银盘的年龄，并对最近一些关于银盘可能比日晕更老的说法进行评论。为此，我们分析了NGC 188、NGC 6791、Collinder 261、Melotte 66、Berkeley 39和Berkeley 17等六个非常古老的星团的色星等图，并确定了它们的年龄。对于每个集群，我们使用最新的光度和光谱数据和金属丰度估计。年龄是从等时线拟合方法使用帕多瓦图书馆的恒星模型（Bertelli et al . 1994，Girardi等人，1999）。我们发现这些星团的年龄在4 - 9-10 Gyr之间：Melotte 66是最年轻的，而NGC 6791和Berkeley 17的年龄约为9-10 Gyr。先前对Berkeley 17的估计表明其年龄为12 Gyr，几乎属于经典球状星团的范围。在我们的分析中，这个集群总是非常古老，但可能比以前的研究更年轻。然而，我们提请注意的事实是，上述年龄将被视为临时估计，因为许多不确定性仍然影响恒星模型在质量范围1.0至1.5 Mo。尽管现存的恒星结构理论有这个缺陷，如果NGC 6791和伯克利17为银盘的年龄设定了极限，那么银河系的这个组成部分可能有9-10 Gyr的年龄，但肯定比星系晕年轻，至少从最近对球状星团年龄的测定中推断出来。最后，值得回顾的是，疏散星团只能提供银河系圆盘年龄的下限，而其他指标--如白矮星…
1999-05-27 astro-ph
Red Supergiants in the Disk of M81: Tracing the Spatial Distribution of Star Formation 25 Million Years in the Past
近红外图像被用来研究附近螺旋星系M81盘中最亮的红色恒星。红超巨星（RSG）在色星等图（CMD）上形成了一个清晰的序列，其峰值在M_K = -11.5附近;在所有研究的区域都可以看到具有这个峰值亮度的RSG，这表明在大约1000万年前，M81盘的大部分区域都有恒星形成。每单位集成K波段光的RSG数量在磁盘中的不同位置进行比较。我们的结论是，M81在过去的1千万年到2千5百万年中的恒星形成活动（1）比现在分布在更大的星盘上，（2）并不局限于一个给定的径向间隔，而是以一种紧密遵循恒星质量分布的方式分布。恒星计数表明，M81在过去1000万年到2500万年之间的平均SFR为每年约0.1太阳质量，这与现在根据Halpha和FUV辐射估计的SFR没有太大差异。
2006-10-20 astro-ph
A Sub-Millimeter Search of Nearby Young Stars for Cold Dust: Discovery of Debris Disks around Two Low-Mass Stars
（节略）我们目前的结果，从JCMT/SCUBA 850 μ m的搜索附近的年轻恒星属于β Pic（t~ 1200万年）和本地协会（t~ 5000万年）的移动群体周围的冷尘埃。与过去大多数亚毫米级的研究不同，我们的样本是根据恒星年龄选择的。我们的观察实现了一个数量级更大的灵敏度在尘埃质量相比，以前的工作在这个年龄范围内。我们在我们的样本中探测到了三颗M矮星中的两颗，GJ 182和GJ 803。GJ 182也可能拥有25微米的过剩，这表明在其盘的内部几个AU中有温暖的尘埃。对于GJ 803（AU Mic），亚毫米映射发现850 um发射未被解析。没有检测到CO 3-2线表明系统是气体贫乏的，SED表明存在一个大的内部盘孔（半径约17 AU = 1.7 arcsec）。这些可能表明，在1000万年内，大距离的行星可以在M矮星周围形成。在一篇配套论文（Kalas，Liu & Matthews 2004）中，我们使用光学日冕成像证实了GJ 803周围存在尘埃盘。鉴于它的年轻，接近和可探测性，GJ 803磁盘将是一个有价值的系统，用于研究磁盘，也许是行星，形成非常详细。总体而言，对碎片盘的亚毫米测量表明，在最初的~ 1000万年内，尘埃质量下降了约10^3倍，随后检测到的亚毫米碎片盘质量的下降与t^{-0.5}至t^{-1}一致。
2004-04-07 astro-ph
Survival of the mm-cm size grain population observed in protoplanetary disks
毫米波干涉测量提供了证据，证明在前主序星周围的圆盘外部存在毫米到厘米大小的“卵石”。观测结果表明，大颗粒在盘演化中相对较早（< 1百万年）产生，并在大半径处保持较长时间（5到1千万年）。然而，对固体粒子径向漂移时间的简单理论估计意味着它们将在小于0.1百万年的时间尺度上向内漂移。在本文中，我们使用更详细的理论模型，包括沉降，集体拖曳力和湍流粘度的影响，解决理论和观测之间的冲突。我们发现，虽然这些影响减缓了尘埃粒子的径向漂移，这种减少是不足以解释观测确定的长生存时间的mm/cm大小的颗粒在原行星盘。然而，如果由于某种原因，气尘盘中的气尘比从标准值100减少了至少20倍（例如通过气体的光蒸发），那么径向漂移时间尺度就会变得足够大，与观测结果一致。
2007-04-18 astro-ph
The Disk and Extraplanar Environment of NGC 247
研究了旋涡星系NGC 247的恒星含量。主序关闭（MSTO）在内部12千秒差距的磁盘对应的年龄为6百万年。在过去的1600万年里，平均恒星形成率（SFR）为每年0.1个太阳质量。红超巨星羽状物的颜色不随半径而改变，这表明年轻恒星的平均金属丰度变化不超过0.1 dex。每颗恒星的质量密度所对应的明亮主序星的数量，在12 kpc的距离上，会向更大的半径爬升;因此，表征年轻恒星和年老恒星在星盘中径向分布的尺度长度是不同的。明亮的主序星相对于投影HI质量的密度随着半径的增加而逐渐下降。非常年轻的恒星在外盘中消失;在银河系中心半径12 ~ 15 kpc的MSTO对应于1600万年，而在15 ~ 18 kpc的MSTO年龄大于4000万年。红巨星分支（RGB）恒星的投影短轴距离为12 kpc。在RGB恒星中，金属丰度分布很广，平均[M/H] =-1.2。RGB尖端出现在i' = 24.5 +/-0.1处，指示距离模量为27.9 +/-0.1。在这个区域也可以看到年龄为3 Gyr的明亮AGB星。
2006-03-14 astro-ph
Old and young bulges in late-type disk galaxies
摘要：我们使用HSTACS和NICMOS成像来研究九个晚型螺旋样本的结构和颜色。我们发现：（1）突起与花盘的鳞片长度相关，突起的颜色与内盘的颜色相关。我们的数据表明，一个趋势的凸起，以更丰富的金属比周围的磁盘，但没有简单的年龄金属丰度这些系统之间的连接;（2）一个大范围的凸起恒星星族的属性，特别是在恒星年龄。具体地说，在我们的样本中，大约一半的晚型凸起中，大部分恒星质量是最近产生的。因此，在相当一部分z=0的盘控星系中，星系球的形成是在盘的形成/吸积之后发生的;（3）在我们的样本中，大约一半的晚型星系球中，大部分恒星质量是在早期产生的;（4）即使是这些“老”的晚型星系球，也有相当一部分恒星质量是年轻的（er）c组分;（5）恒星年龄和恒星质量之间的膨胀相关性，在这个意义上，质量较大的晚型膨胀比质量较小的晚型膨胀更古老。由于星系的整体光度（质量）也与星系球的光度（质量）相关，看来星系质量不仅决定了星系球的组成部分，而且还决定了“何时”形成星系球。我们表明，动力学摩擦的气体丰富的磁盘中的大规模团块是一个合理的磁盘驱动模式形成的“老”晚型隆起。如果盘的演化过程是负责形成整个家庭的晚型凸起，CDM模拟需要产生类似数量的最初无凸起的磁盘，除了被观察到是无凸起的磁盘星系在z=0。
2006-10-20 astro-ph
Morphologies of Two Massive Old Galaxies at z ~ 2.5
我们提出的NICMOS成像的两个大质量星系光度选择有老恒星星族在z ~ 2.5的结果。这两个星系都被古老恒星的视星盘所支配，尽管其中一个也有一个小的凸起，大约占静止框架4800 A处光线的1/3。在高红移时，老恒星的大质量盘的存在意味着早期宇宙中至少有一些大质量星系是直接由大量气体的耗散坍缩形成的。在这样的圆盘中形成的恒星可能对现时代大质量球状体的恒星星族做出了重大贡献。
2007-10-04 astro-ph
Spitzer 24 Micron Observations of Open Cluster IC 2391 and Debris Disk Evolution of FGK Stars
我们提出了24微米斯皮策/MIPS测光观测的~ 5千万年疏散星团IC 2391。在星系团的中心方度观测到34个光谱类型从B3-M5的星系团成员。在1颗A星、6颗FGK星和可能的1颗M矮星周围发现了过量的碎片盘。对于在光球极限下观测到的星团成员，我们发现B-A星的碎片盘频率为10（-3，+17）%，FGK星的碎片盘频率为31（-9，+13）%。相对于一个衰减的过剩频率的模型，A型恒星周围的碎片盘的频率似乎略低的集群的年龄，而FGK星似乎一致。可以定性地解释这一结果的情况进行了检查。我们的结论是，在FGK恒星的陆地区域的星子活动是常见的第一个~50万年和衰减的时间尺度上~100万年。尽管光度的差异，碎片盘的演变似乎并不强烈依赖于恒星质量。
2006-09-06 astro-ph
An Ultraviolet through Infrared Look at Star Formation and Super Star Clusters in Two Circumnuclear Starburst Rings
我们目前的宽带（U，V，I，和H）和窄带（H-α +[N II]和Paschen α）的图像，在两个附近的螺旋星系，NGC 1512和NGC 5248，获得与WFPC 2和NICMOS的HST的环核星暴环。结合2300 Ang的HST图像，这些数据提供了一个特别宽的波长范围，可以用来研究环中恒星星族、气体和尘埃的性质。一些大的（50秒差距尺度）线发射区几乎没有相关的连续辐射，但一个Pa的等效宽度表明几万年前嵌入的恒星星族。Ha/Pa强度比表明气体与尘埃混合，使其有效地掩盖了一些年轻的星团。我们确定了大约1000个紧凑的连续源（超级星团和单个恒星），并分析了它们的光谱能量分布（SED）从0.2到1.6微米，通过拟合它们与一系列年龄和分辨率的光谱合成模型网格。大多数可见的星团只是轻微变红，A_V=0到1等，这表明清除恒星诞生云中的气体和尘埃的过程是有效和快速的。尘埃分布的不均匀性使得很难根据紫外线连续斜率或氢发射线比率来可靠地估计恒星形成率。群集SED与年龄范围一致，从1百万年到3亿年，但只有少数超过几十百万年。然而，在考虑了年龄偏差后，老星团的比例与过去约3亿年来环中连续的恒星形成是一致的。一些最明亮的年轻星团在红外线上有过量的辐射，可能是星周尘埃的辐射。星团的质量函数遵循m^-2的幂律分布，与老的球状星团不同。
2001-03-14 astro-ph
Mass Outflows from Accretion Disks: Old and New Challenges
本文综述了活动星系核中吸积盘质量外流模型的最新进展。我们说明了如何在数值模拟中揭示的流体动力学和磁流体动力学风结构与观测。数值模拟的重要结果包括：不需要屏蔽X射线就可以从内盘辐射发射风;需要屏蔽来加速风到高速。以磁力发射的盘状风似乎太过密集，以致于无法用线驱动来加速。看来，我们对辐射驱动有一个全有或全无的情况：辐射驱动必须负责发射和加速风，或者由其他机制发射的风必须具有非常精细的密度，以便通过辐射驱动加速到与BAL类星体中测量的速度一样高的速度。
2003-11-10 astro-ph
WZ Sagittae - an old dwarf nova
我们模拟了WZ箭座星系长静止期吸积盘的演化。我们发现，大量的质量在磁盘中来自爆发光度是一个严格的约束，并要求$α_c$ $\approx$ 0.001的值在矛盾的一些最近的建议。我们包括在我们的计算中形成的内部磁盘孔和磁盘的增长，由于角动量的重新分配。我们发现了一种新的圆盘演化模式。圆盘是准静止的。只有大约一半的质量从伴星转移通过圆盘，另一半需要建立稳定增长的外盘。当达到3：1共振半径时，盘生长结束。从那时起，所有转移的物质都向内流动，表面密度增加，导致几年内的爆发。我们预测在最后一个阶段在低光度的超级驼峰。我们讨论X射线预期，白矮星的质量和距离WZ射手座。
1998-09-23 astro-ph
