Disklike Structure in the Semiregular Pulsating Star X Her
本文介绍了Berkeley-Illinois-Maryland（BIMA）阵列对具有合成CO谱线轮廓的半规则脉动星X Her和EP Aqr的CO J=1-0谱线的干涉观测结果，并报道了X Her中盘状结构的发现。如先前的单碟观测所报告的，可以看到包括窄分量和宽分量的复合分布。XHer宽区的空间结构呈双极型，窄区的空间结构呈椭圆/球形。蓝移和红移部分的X赫狭窄的组成部分显示了系统的速度积分强度图的差异。的空间动力学性质的X她狭窄的组成部分是让人想起一个开普勒旋转盘的中心质量为0.9 Msun。EP Aqr的窄分量和宽分量的空间分布似乎大致呈圆形，具有相同的峰位置;没有观察到明显的速度梯度。EP Aqr的空间动力学性质使人想起多壳结构模型，而不是双极流和盘模型。
2006-05-04 astro-ph
Centimeter-wave continuum radiation from the rho Ophiuchi molecular cloud
rho Oph分子云正在经历中等质量恒星的形成。来自最热的年轻恒星的紫外线辐射加热并分解暴露的层，但不会分解氢。只有微弱的辐射从瑞利-金斯尾巴的~10- 100 K的尘埃预计在波长longwards的3毫米。然而，宇宙背景成像仪（CBI）的观测结果显示，rho Oph W光解离区（PDR）在厘米波长处令人惊讶地明亮。我们寻找与WMAP无线电频谱，新的ISO-LWS并行模式图像和斯皮策档案数据一致的解释。Draine和Lazarian提出的1厘米处与灰尘有关的排放机制是一种可能性。但是，在1厘米处的颗粒不透明度的磁增强与尘埃柱图Nd的形态和检测到的偏振的缺乏不一致。自旋尘埃，或自旋极小颗粒（VSG）的电偶极辐射，可以很好地解释射电频谱，尽管不能解释B型星S1和SR~3周围红外拱星星云在CBI数据中的明显缺失。允许VSG耗尽可以勉强使旋转灰尘与数据相一致。作为另一种解释，我们考虑从剩余电荷的连续ρ Oph W，其中大部分的碳应该是光电离的密切的二进制HD 147889（B2 IV，B3 IV）。要将ρ Oph W解释为HD 147889的CII斯特龙格伦球，需要约100 cm^{-3}的电子密度，或H核密度n_H > 1 E6 cm^{-3}。然而，观测到的陡峭和正的低频光谱指数则需要来自迄今未观测到的致密团块或片层的光学厚发射，其填充因子约为1 E-4，n_H约为1 E7 cm^{-…
2008-09-23 astro-ph
Four-colour photometry of eclipsing binaries. XLI uvby light curves for AD Bootis, HW Canis Majoris, SW Canis Majoris, V636 Centauri, VZ Hydrae, and WZ Ophiuchi
背景：双星的精确质量、半径和丰度的测定为恒星演化提供了重要信息，这是现代天体物理学和宇宙学中心领域的基础。目标：在长期的哥本哈根双星计划中，我们的目标是获得高质量的光变曲线和标准测光，用于确定精确的绝对尺寸和丰度，并与最近的恒星演化模型的结果进行详细比较。方法：在1985年3月至2007年7月期间，我们在位于拉西拉的ESO的Str "omgren自动望远镜上对AD Boo、HW CMA、SW CMa、V636 Cen、VZ Hya和WZ Oph进行了测光观测。研究结果：我们获得了所有6个系统的完整uvby光变曲线、星历表和标准uvby β指数。对于V636 Cen和HW CMa，我们提出了第一个现代光变曲线，而对于AD Boo、SW CMa、VZ Hya和WZ Oph，它们都比早期数据更准确和更完整。由于高的轨道偏心率（e = 0.50），加上低的轨道倾角（i = 84.7），只有一个日食，接近近星点，发生在HW CMa。对于另外两个偏心系统，V636 Cen（e = 0.134）和SW CMa（e = 0.316），已检测到拱点运动，周期分别为5270 +/-335和14900 +/-3600年。
2008-06-20 astro-ph
High speed photometry of faint Cataclysmic Variables: III. V842 Cen, BY Cir, DD Cir, TV Crv, V655 CrA, CP Cru, V794 Oph, V992 Sco, EU Sct and V373 Sct
我们提出了进一步的结果，从一个高速测光调查的微弱激变变量。我们发现V842 Cen（Nova Cen 1986 No.2）是一个非常活跃的天体，但没有明显的轨道调制。BY Cir（Nova Cir 1995）是一个食系统，轨道周期P（orb）为6.76小时。TV Crv是一颗SU UMa型矮新星，在静止时测光发现其P（orb）= 1.509 h. DD Cir（Nova Cir 1999）是一个食系统，P（orb）= 2.339 h，可能是一次二次食，光度调制约为670 s。V655 CrA是高活性的，但没有显示轨道调制。V794 Oph的鉴定可能是不正确的，因为我们没有发现光度变化。CP Cru（Nova Cru 1996）是一个P（orb）= 22.7 h的食系统。V992 Sco的周期调制P（orb）= 3.686 h。假定的EU Sct标识可能不正确。最后，在一次运行中，V373 Sct（Nova Sct 1975）具有258.3 s的相干周期，使其成为候选的武仙座DQ星。
2003-01-14 astro-ph
On the Distance to the Ophiuchus Star-Forming Region
蛇夫座分子云复合体在林德1688年产生了已知最丰富的嵌入式星团，距离太阳约300 pc。不幸的是，到Oph复合体的距离估计值相差近~40%（~120-165 pc）。在这里，我计算了一个新的独立的距离估计135 +- 8 pc的基准恒星形成区域的基础上依巴谷三角函数的恒星照明反射星云在靠近林德1688。将该值与最近来自变红研究的距离估计值相结合，表明一致的距离为139 +- 6 pc（4%误差），位于Sco OB 2的约500万年前的上Sco OB亚组（145 pc）的质心的约11 pc范围内。Oph和Upper Sco的速度矢量在每个矢量分量中在~1 km/s内统计上无法区分。Oph和Upper Sco在银河系垂直方向上的运动相对于当地静止标准可以忽略不计（<1 km/s），这与通过高速云撞击形成的年轻恒星群不一致。
2007-12-20 astro-ph
Cyclical period changes in the dwarf novae V2051 Oph and V4140 Sgr
我们报告的食矮新星V2051蛇夫座和V4140射手座的轨道周期的周期性变化的识别。我们使用了一组白矮星的月食中期时间来构建覆盖25年和16年观测数据的预测减去计算图。V2051 Oph数据呈现周期性变化，可通过线性加正弦函数拟合，周期为22 +/- 2年，振幅为17 +/- 3 s。通过F检验，这一时期的统计显著性大于99.9%。V4140 Sgr数据呈现出类似幅度的周期性变化，周期为6.9 +/- 0.3年，在99.7%的水平上具有统计显著性。我们推导出长期周期变化的上限|DP/DT| <3x 10 ^{-12}且|DP/DT| V2051 Oph和V4140 Sgr分别< 1.8x10^{-11}。我们结合我们的结果与文献中的那些构建一个图表的振幅与调制周期的样本的11个日食激变变量（CV）。如果周期性的变化是次级恒星中太阳型磁活动周期的结果，那么磁活动是CV中普遍存在的现象，在长周期和短周期系统中同样常见。这提供了独立的证据，证明CV的二级恒星的磁场（和活动）在完全对流时不会消失。我们还发现，短周期的CV的分数周期周期的变化系统小于长周期的CV。
2003-07-29 astro-ph
Oph 1622-2405: Not a Planetary-Mass Binary
我们对年轻的低质量双星Oph 1622-2405的质量和年龄进行了分析。使用二进制的分辨光谱，我们测量光谱类型M7.25+/-0.25和M8.75+/-0.25的A和B的分量，分别。我们发现我们的光谱与Jayawardhana和Ivanov的M9和M9.5-L0以及Close和同事的M9+/-0.5和M9.5+/-0.5的光谱类型不一致。基于我们的光谱类型和Chabrier和Baraffe的理论演化模型，我们估计Oph 1622- 2405 A和B的质量为0.055和0.019 Msun，这明显高于Jayawardhana和Ivanov得出的0.013和0.007 Msun的值，也高于太阳系外行星的质量范围（M<=0.015 Msun）。类似行星的质量估计进一步与我们的证明相矛盾，即Oph 1622- 2405 A只比年轻的食双星褐矮星2 M 0535-0546的合成物稍晚（0.5子类），其组件的动力学质量为0.034和0.054 Msun。为了限制Oph 1622-2405的年龄，我们比较了原始光谱和近红外光谱中引力敏感吸收线的强度，以及场矮星（>1 Gyr）和金牛座（~1 Myr）和上天蝎座（~5 Myr）的成员。Oph 1622- 2405 A的品系强度与蛇夫座的成员资格（<1百万年）不一致，而是表明与上斯科的年龄相似，这与Close及其同事进行的类似分析一致。我们的结论是，…
2007-01-09 astro-ph
Roche tomography of cataclysmic variables - IV. Starspots and slingshot prominences on BV Cen
我们目前的罗氏层析成像的G5-G8 IV/V二级恒星在长周期激变变量BV岑重建从MIKE阶梯数据上麦哲伦粘土6.5米望远镜。这些断层图像首次显示了BV Cen上存在许多大而冷的星点。特别是，我们发现了一个大的高纬度的斑点，这是从旋转轴在相同的方向上看到的K3-K5 IV/V二级星的激变变量AE Aqr偏转。与AE Aqr相比，BV Cen在40-50度之间的纬度上也显示出类似的相对较少的斑点。此外，我们发现的证据，增加了点覆盖率周围的彗星面临的白矮星，支持模型调用恒星黑子在L1点，以解释低状态观察到的一些灾难性的变量。总的来说，我们估计BV Cen的北半球约有25%被发现。我们还发现了一个微弱的，狭窄的，瞬态的发射线的特征让人想起在一些爆发的矮新星中观察到的奇特的低速发射功能的证据。我们将这一特征解释为来自第二颗恒星的弹弓日珥，并推导出日珥的最大源尺寸为75，000 km，最小高度为轨道平面以上160，000 km。应用熵景观技术确定了BV Cen的系统参数。在最佳系统速度γ=-22.3km·s-1时，M_1 = 1.18（+0.28-0.16）Msolar，M_2 = 1.05（+0.23 -0.14）Msolar，轨道倾角i = 53 ° ± 4 °。最后，我们还报告了以前未知的双星G5 IV星HD 220492。
2007-07-05 astro-ph
Molecular Clouds Around a Run-away O Star, zeta Oph
用NANTEN望远镜观测了逃逸O星Oph周围的分子云，并观测到了由Oph引起的分子云的流运动。z Oph是天蝎座OB 2星协最早的成员，是一颗以HII区域S27快速移动的逃逸恒星。我们探测到两个主要的对流云复合体，其中一个（L156复合体）位于S27的中心附近，另一个（L204复合体）位于S27的东部边缘附近。用~（12）CO示踪它们的总质量分别为520 Mo和1110 Mo。在C18 O中检测到的密度较高的云核局部分布在L204复合体到z Oph的近侧，并且由12 CO追踪的密度较低的气体向相反侧扩散。这两种复合物都具有与气体密度相关的径向速度位移。这些空间和速度结构可以解释如下：（1）L156复合体被粘在膨胀的Stromgrem球上并被加速，（2）L204复合体中的气体被压缩并被向外加速z Oph，导致扩散的低密度气体相对于嵌入云中的致密核心的径向速度移动。这些密度和速度结构表明HII区和分子云之间的动力学相互作用。根据云的强度分布，将云群分为7个云。为了研究加速机制，我们计算了每个云的动量和动能。它们的范围分别为60 ~ 800 Mo km/s和0.9 ~ 21乘以10^45 erg。我们利用星环紫外光场考察了星风和光蒸发的影响，发现在星环运动的交叉时刻，星风几乎不能输入动量。紫外线辐射似乎是一个更可能的起源的流动气体运动。
2000-07-11 astro-ph
VLT-detection of two edge-on Circumstellar Disks in the rho Oph dark cloud
用VLT ANTU和ISAAC在0.35”视宁度条件下对蛇夫座rho恒星形成区的观测揭示了两个被中心尘埃带包围的双极反射星云。这些源（OphE-MM 3和CRBR 2422.8-3423）可以被识别为空间分辨的拱星盘，靠近边缘观察，类似于以前在金牛座和猎户座恒星形成区发现的边缘盘源。毫米连续通量产生的盘质量为0.01 Mo的数量级，即大约是最小太阳星云所需的质量。SUBARU和CISCO的后续光谱观测表明，这两个盘源在K波段都表现出无特征的连续谱。没有检测到吸积或流出特征。与HH 30相比，CRBR 2422.8-3423周围的盘的边缘方向略少，导致在ISOCAM 4.5 μ至12 μ带中观察到的通量的显著差异。观测结果证实了理论预测的影响盘的几何形状和倾斜角的光谱能量分布的年轻恒星物体与拱星盘。
2000-09-09 astro-ph
A Technique for Narrowband Time Series Photometry: the X-ray Star V2116 Oph
我们已经使用了创新功能的金牛座可调滤波器仪器上的3.9米英澳望远镜，以获得接近连续的，高通量的，线性测光V2116 Oph在7埃带通的中心O I 8446发射线。这种仪器技术显示出应用程序需要精确，快速，窄带测光微弱的对象的前景。与GX 1+4（= X 1728 -247）对应的V2116 Oph的光谱是奇异的，即使在紧凑的银河系X射线源的其他光学对应物的不寻常光谱中也是如此。第二强的发射线是一条不寻常的线，即非常突出的O I 8446，这可能是由强Ly β辐射场泵浦产生的。由于来自GX 1+4的X辐射是稳定的脉冲，典型的脉冲分数为0.4，因此V2116 Oph中的O I 8446发射也可能会受到当前127 s周期的X射线源的强烈调制。如果是这样的话，这将使我们能够获得高信噪比的径向速度测量值，从而确定系统参数。然而，没有这样的脉动被检测到，我们设置了一个上限的X射线频率的周期性8446振荡的~1%（全振幅）。这个值与其他工作人员在某些夜晚观察到的连续振荡的振幅相当。因此，我们排除了O I发射的脉动幅度的增强，至少在我们的观测时是这样。
1998-05-27 astro-ph
Accretion in the Rho-Oph pre-main sequence stars
本文的目的是提供一个测量的质量吸积率在一个大的，完整的样本中的对象的核心的恒星形成区域Rho-Oph。该样本包括大多数天体（111个中的104个），这些天体都有中红外测光的环星盘证据;它涵盖了大约0.03至3 Msun的恒星质量范围，并完成了~0.05 Msun的极限质量。我们使用J和K带光谱从氢复合线Pab或Brg的强度导出每个物体的质量吸积率。为了比较，我们还获得了35个无盘天体的类似光谱。结果表明，这些谱线中的发射仅在具有盘的恒星中看到，并且可以用作吸积的指示。然而，相反的情况并不成立，因为大约50%的盘状天体没有可检测到的线发射。测得的吸积率与中心天体的质量（Macc ~ Mstar ^[1.8 +-0.2]）有很强的相关性，并且在Mstar的任何区间上都有一个至少两个数量级的大的扩散。与金牛座现有数据的比较表明，这两个区域的物体有类似的行为，至少对于质量超过~ 0.1 Msun的物体来说。这些结果的影响进行了简要讨论。
2006-02-28 astro-ph
HST/NICMOS Imaging Survey of the Ophiuchus (Lynds 1688) Cluster
我们提出了一个与蛇夫座分子云相关的年轻恒星的近红外测光表，基于哈勃空间望远镜NICMOS-3相机在1.1 $μ$ m和1.6 $μ$ m的观测。我们的调查覆盖了以林德1688的致密分子核心为中心的0.02平方度。我们检测到165个源在1.6 $μ$ m和65个源在1.1 $μ$ m，在我们估计的完整性限制为21.0等和21.5等，分别。根据现有的分子谱线图对云的消光进行的分析表明，位于云的40个$\rm{A_V}$消光等值线内的大部分源可能是云成员。这些来源中约有一半（58/108）以前未发表。这些观测揭示的暗嵌入源在空间上集中在三个高恒星空间密度的区域（N $> 10^4$星pc $^{-3}$）。虽然这些源的空间分布反映了蛇夫座中更明亮、众所周知的年轻恒星的分布，但它与亚毫米波中看到的冷浓度分布明显不同。七个新的褐矮星候选人被确定，根据他们的红外颜色和他们的投影位置上的高柱密度区域的分子云。报道了8个新的候选二元系和5个新的候选三元系，其分离度在0 \farcs 2至10 \arcsec（29至1450 AU）之间。这些观测的空间分辨率和灵敏度揭示了通过散射光看到的五个明显的盘/信封系统，以及四个具有复杂形态的星云状物体。
2001-10-03 astro-ph
Hard X-ray Observations of Magnetic Cataclysmic Variables
本文介绍了利用Rossi X射线定时探测卫星观测的五个AM-Her型系统- V2301 Oph、V1432 Aql、EP Draconis、GG Leonis、V834 Cen和一个中间极星- TV Col的X射线数据分析的硬X射线光变曲线和光谱参数。一个新的改进的星历表已被用于V2301 Oph使用月食中期的时间。在V2301 Oph中，在几天到几个月的时间尺度上观察到平均强度变化，而没有任何光变曲线形状或硬度比的变化。V1432 Aql在一天的时间尺度上表现出不稳定的变化，在轨道相位0.35和0.5附近至少有两次急剧下降，以及一次日全食。硬X射线食也在EP Dra和GG Leo中报道。V834 Cen在年时间尺度上有强度变化，2002年处于低强度状态。在TV Col中，除了1910年代的自旋周期外，还首次报道了5.5h的双星轨道调制。极地的最高光谱温度已经被确定，并被用来估计白矮星的质量。
2003-02-05 astro-ph
Coronal structure of the cTTS V2129 Oph
金牛座T星与其盘之间的磁耦合性质不仅决定了质量吸积过程，而且可能决定了中心恒星的自旋演化。我们已经采取了最近发表的表面磁图的一个中度吸积金牛座T星（V2129 Oph），并用它来推断其大尺度场的几何形状。我们确定的结构的开放（风轴承）场线，封闭（X射线亮）场线和那些潜在的吸积场线，通过赤道平面内的开普勒共同旋转半径。我们考虑了一系列的模型，其中恒星磁场是开放的向外压力的热日冕气体在一定范围内的半径。随着这个半径的增加，吸积沿着更简单的场结构发生，并在恒星表面的更少的地点发生影响。这是一致的，在钙II IRT和氦线，这表明吸积在可见的半球被限制在一个单一的高纬度点观察到的变化。通过确定吸积流的密度和速度，我们发现，为了使大部分的总质量吸积率影响到一个单一的高纬度地区，我们需要磁盘材料吸积约7R*，接近开普勒的共同旋转半径在6.8R*。我们还计算了日冕密度和X射线辐射量。我们发现，无论是幅度和旋转调制的排放措施增加源表面的增加。对于V2129 Oph的场结构，它主要是八极的，发射形成一个明亮的高纬度环，当恒星旋转时总是可见的。由于吸积漏斗的密度不足以引起日冕X射线光子的显著散射，它们只能提供最多约10%的低旋转调制。
2008-02-15 astro-ph
