Possible spectral lines from the gaseous Beta Pictoris disk
我们提出了探索性的HST观测的结果，以检测离子的发射线在β Pic盘与光谱仪狭缝放置在恒星。在β Pic的0.5角秒处，在$\sim 10^{-14}$ erg cm-2 s-1处检测到了来自Fe II的可能发射谱线，这表明Fe II的总密度大于2。10 AU时的$10^{-2}$ cm-3。这一检测需要确认。如果这是真的，它需要大量的气体和尘埃，相当于每年10个半径为30公里的天体的总破坏率。
1999-08-24 astro-ph
Upper limit on the gas density in the Beta-Pictoris system: On the effect of gas drag on the dust dynamics
本文研究了气体阻力对Beta-Picture圆盘中尘埃粒子动力学的影响，以导出该系统中气体质量的上限。我们的研究的动机是目前在文献中发现的β-Picture光盘中的气体量的大的不确定性。根据Augereau等人的推测，尘埃粒子被认为是起源于一个距离中心恒星约100天文单位的小行星碰撞环。（2001年）的第10页。我们认为，已推断出从独立的观测技术的各种气体密度，我们讨论了它们对尘埃动力学的影响，并沿中面散射光的光盘轮廓。我们发现，如果在117 AU处的氢气数密度超过10** 4cm **-3，则不能正确地再现所观察到的盘的散射光轮廓。这相当于总气体质量的上限约为0.4 Mearth，假设Brandeker等人推断的气体密度分布。（2004），因此气体与灰尘的质量比小于1。因此，我们的方法提供了一个独立的诊断气体耗尽的β-Picture系统相对于尘埃盘。这种方法也可以用来限制最近发现的系统的气体含量，比如AUmic周围的边缘圆盘。
2005-02-22 astro-ph
A planet on an inclined orbit as an explanation of the warp in the Beta Pictoris disk
我们认为，最近已经观察到的变形，在内部的拱盘周围的β Picture与HST。我们最近的地面自适应光学日冕观测证实了内盘是弯曲的。我们调查的假设，一个尚未被发现的行星是负责观察到的翘曲，通过模拟的引力摄动的影响，由于磁盘上的一个大质量的同伴。在模拟中假设的物理过程进行了讨论：由于所观察到的粒子没有生存的碰撞，明显的磁盘形状是由底层的无碰撞的父人口。由此产生的可能的参数与所观察到的磁盘变形的行星进行审查。
1997-05-13 astro-ph
On the Stability of a Planetary System Embedded in the Beta Pictoris Debris Disk
最近有人指出，在恒星Beta Picardian周围观察到的翘曲结构可能是由于嵌入其碎片盘中的四颗行星（Wahhaj等人，2003年）。因此，重要的是要调查什么范围内的参数，以及多久这样的多体系统将是动态稳定的。我们提出的行星系统的数值积分的结果为不同的质量和半径的行星，它们的相对位置和速度的值。我们还提出了一个统计分析的结果，努力了解系统的参数空间的不同区域之间的关系和嵌入的行星的轨道稳定性的持续时间。
2004-03-09 astro-ph
BETA PICTORIS : Evidence of light variations
我们分析了1975年至1992年日内瓦天文台在拉西拉观测到的β-Picture的光度测量结果。这些数据显示了恒星亮度变化的证据，没有颜色依赖性。在这里，我们证明了光的变化是存在的长时间尺度上，以及在短时间尺度上。在一个长的时间尺度上，我们表明，从1979年到1982年，β Pic的视星等下降了0.011 +/- 0.004等。此外，当我们考虑所有测量时，完全没有变化的机会可以估计为小于10 E-4。在短时间尺度上，在大约30天内观察到一个奇特的特征;变化可能高达0.04级。尝试性地提出了光度数据的最大熵重建方法，并给出了一些物理解释。
1994-12-20 astro-ph
High latitude gas in the Beta Pictoris system. A possible origin related to Falling Evaporating Bodies
在Beta Picture盘中存在离面Ca II离子，以及未检测到离面Na I原子，可以解释为下落蒸发体（FEBs）蒸发过程的结果。在掠星状态下，FEB受到高达30 - 40度的倾斜振荡，导致大多数升华释放的金属物质离开平面。离子在距离恒星约100 AU处停止。我们表明，与中性介质的碰撞可以阻止离子。所需的H I柱密度降低到10^17 cm^-2，比目前的检测限低一个数量级。我们还研究了离子被磁减速的可能性。虽然1微高斯量级的磁场的单独作用是无效的，但是磁性和碰撞减速过程的组合效应导致所需的HI柱密度的额外降低。
2007-01-09 astro-ph
The 1.2 Millimeter Image of the beta Pictoris Disk
我们目前在1200微米连续的磁盘周围的β Picture毫米成像观测。在25弧秒的光束下，β Pic盘在垂直于盘平面的方向上是无法分辨的（< 10弧秒），但在东北-西南方向上可以稍微分辨（26弧秒）。在恒星位置观察到峰值发射。第二个最大值出现在西南面的盘面上1000天文单位处，这与先前报道的850微米处的类似特征在位置上不一致。参数，可以看出，在支持这些功能的现实。观测到的submm/mm发射与尘埃颗粒的热发射一致，尘埃颗粒明显大于通常在星际介质中发现的颗粒，包括mm大小的颗粒，因此更容易让人联想到在原恒星盘中观察到的尘埃。对可见光中观察到的散射光和submm/mm中的发射进行建模，为可见光/NIR中的散射占主导地位的颗粒和主要负责属于不同群体的较长波长下的热发射的颗粒提供了证据。
2003-02-24 astro-ph
STIS Coronagraphic Observations of Beta Pictoris
我们提出了新的日冕图像的β Picture获得的空间望远镜成像光谱仪（STIS）在1997年9月。高分辨率图像（0.1”）清晰地探测到了距离恒星0.75”的拱星盘，对应的投影半径为15 AU。这些图像比以前的观测更精确地定义了圆盘的翘曲，并且半径更接近Beta Pic。他们表明，翘曲可以通过两个部分的投影来模拟：主盘和一个较暗的部分，它与主盘倾斜4-5度，距离恒星只有~4”。我们解释的主要组成部分，主要出现在外盘和倾斜的组成部分，定义的磁盘的内部区域。观察到的弯曲内盘的性质与恒星辐射的驱动力不一致。然而，由一个或多个行星的引力势引起的翘曲与数据一致。利用Larwood和Papaloizou（1997）建立的行星翘曲盘模型，我们推导出扰动天体的可能质量。
1999-11-18 astro-ph
High Resolution HST-STIS Spectra of CI and CO in the Beta Pictoris Circumstellar Disk
1997年12月6日和19日，利用空间望远镜成像光谱仪（STIS）获得了高分辨率的FUV阶梯光栅光谱，显示了Beta Picture拱星（CS）盘中Cl和CO气体的吸收特征。在1613.376 A处发现了一条以前在毕赤星光谱中没有发现的不饱和自旋禁戒线，这使得在相对于恒星的零速度（稳定分量）下，对CI柱密度的测定得到了改进，N =（2-4）x 10^{16} cm^{-2}。在CI 1561 A和1657 A多重峰中观察到具有多个速度的可变分量，这是Beta Picture CS盘中下落体的特征。还首次观察到两条来自亚稳单重态D能级的谱线，分别位于1931 A和1463 A。给出了CO A-X（0-0），（1-0）和（2-0）谱带的分析结果，包括来自{13}^CO的谱带，其精度比以前可能的要高得多。这是由于STIS中阶梯光栅提供了非常高的分辨率。仅观察到稳定的CO气体，柱密度N（CO）=（6.3 +/- 0.3）x 10^{14} cm{-2}。发现{12}^CO与{13}^CO的柱密度之比（R = 15 +/- 2）是不寻常的。CI和CO的柱密度之间的巨大差异表明，CO的光解不是盘中CI气体的主要来源，与先前的建议相反。
2000-03-30 astro-ph
Dust Production from collisions in extrasolar planetary systems The inner Beta-Pictoris disc
在太阳系外行星盘中观察到的尘埃颗粒来自于无法探测到的公里大小的天体，但是如果颗粒和微行星之间的理论联系没有得到正确的认识，那么这些有价值的信息仍然没有意义。在本文中，我们概述了我们开发的数值方法，以解决这个问题的情况下，尘埃产生碰撞级联。该模型是基于一个粒子在一个盒子的方法。我们遵循粒子的大小分布超过8个数量级的半径，考虑到破碎和根据不同的处方成坑。一个非常特别的注意是支付给最小的粒子，接近辐射压力引起的截止尺寸$R_{pr}$，这是放置在高度偏心轨道的恒星辐射压力。（摘要续上传论文）
2003-07-09 astro-ph
The Spatial Structure of the beta Pictoris Gas Disk
我们已经使用VLT/UVES空间分辨的气体盘的β Picture。共观察到88条发射谱线，其中Fe I、Na I和Ca II的发射谱线最强。气体盘的范围比以前预期的要大得多;我们径向追踪Na I从13 AU到323 AU，Ca II到盘平面以上77 AU的高度，都是我们观测的极限。对于气体盘来说，燃烧的程度明显大于尘埃盘。观测到一个强烈的东北/西南亮度不对称性，西南辐射在150-200 AU处被突然截断。内部气体盘相对于外部盘倾斜约5度，类似于尘埃散射光中的盘外观。我们表明，大多数，也许是所有的，在“稳定”的吸收组件中看到的Na I柱密度，来自扩展磁盘。最后，我们讨论了辐射压力在扩展的气体盘的影响，并表明，氢的假设，无论以何种形式，作为制动剂是不一致的观察。
2003-10-06 astro-ph
Stellar Encounters with the Beta Pictoris Planetesimal System
我们使用依巴谷星表和Barbier-Brossat & Figon（2000）星表中的恒星径向速度数据来检验Beta Pic小行星盘被近距离恒星相遇破坏的假设。我们追踪了21，497颗恒星的空间运动，发现了18颗在过去的100万年中在Beta Pic的5 pc范围内通过的恒星。Beta Pic最近的遭遇是与K2 III恒星HIP 27628（0.6 pc），但动态上最重要的遭遇是与F7 V恒星HIP 23693（0.9 pc）。我们计算的速度和偏心率的变化引起的18个扰动，并得出结论，他们是动态显着的，如果星子存在于Beta Pic奥尔特云。我们提供了一个一阶估计的Beta Pic奥尔特云的演化状态，并得出结论，这些恒星扰动的主要作用是帮助建立一个彗星云，而不是破坏一个预先存在的结构。恒星样本完成了20%，并激励未来的工作，以确定不太常见的密切相互作用，将显着修改观察到的拱星盘。对于未来的径向速度研究，我们确定了六颗恒星的依巴谷目录，可能已经接近β Pic在0.1 pc，因此仍然作为候选磁盘扰动。
2001-01-22 astro-ph
The Inner Rings of Beta Pictoris
我们目前的凯克图像的尘埃盘周围的β Piccarto在17.9微米，揭示了新的结构，其形态。在距离恒星1”（19天文单位）的范围内，尘埃的长轴相对于整个圆盘旋转了10度以上。该角度偏移比HST在3.5”处检测到的翘曲更明显，并且方向相反。相比之下，距离恒星约1.5”的发射轮廓的长轴与HST翘曲对齐。在距离恒星1.5”到4”之间的发射峰暗示了环的存在，类似于HST/STIS在大约25”的外盘中观察到的环。去卷积图像强烈表明，新检测到的功能来自四个非共面环的系统。基于主图像的贝叶斯估计导致环半径为14+/-1 AU，28+/-3 AU，52+/-2 AU和82+/-2 AU，轨道倾角相对于整个盘在方向上交替变化，并且随着半径的增加而减小。我们相信这些新结果为Beta Pic周围存在新生行星系统提供了强有力的证据。
2002-12-03 astro-ph
The Carbon-Rich Gas in the Beta Pictoris Circumstellar Disk
环绕在附近的年轻恒星Beta Picture周围的边缘盘是“碎片盘”的原型，它由星子碰撞和蒸发产生的尘埃和气体组成，类似于太阳系彗星和小行星。这些圆盘为研究类地行星的形成和早期演化提供了一个窗口。先前对β Pic的观测得出结论，盘状气体的元素丰度大致与太阳相同[1]，但这带来了一个问题，因为这些气体应该迅速被吹离恒星，这与开普勒旋转中稳定气体盘的观测相反[1，2]。在这里，我们报告的检测单，双离子化碳（CII，CIII）和中性原子氧（OI）气体在Beta Pic磁盘;这些丰富的挥发性物质的测量允许更完整的气体库存。相对于其他所有测量元素，碳是极其过剩的。这似乎解决了稳定气体盘的问题，因为碳的过量应该使气体盘保持开普勒旋转[3]。然而，新的问题出现了，因为过多的气体可能表明气体是由比预期的太阳系类似物更富含碳的物质产生的。
2006-04-20 astro-ph
A probable giant planet imaged in the Beta Pictoris disk
自从1984年发现它的尘埃盘以来，美如画β已经成为年轻的早期型行星系统的原型，现在有各种迹象表明，一颗巨大的木星行星在大约10天文单位的轨道上绕着它运行。然而，到目前为止，还没有发现这颗恒星周围的行星。我们的目标是调查Beta Pic的近距离环境，寻找行星伴侣。Beta Pic的深度自适应光学L '波段图像是使用甚大望远镜的NaCo仪器记录的。一个微弱的点状信号在距离恒星约8天文单位的投影距离处被探测到，位于尘埃盘的东北侧。进行了各种测试，以排除具有良好置信度的可能的仪器或大气伪影。前景或背景污染物的可能性非常低，另外基于对哈勃太空望远镜先前深空图像的分析。L'=11.2视星等的天体，其典型温度约为1500 K，质量约为8个木星质量。如果得到证实，它可以解释Beta Pic系统的主要形态和动力学特性。目前的探测是A星中唯一的，因为被解析的行星靠近它的母星。它在Beta Pic盘内的位置和距离表明它是由核心吸积或盘的不稳定性形成的，而不是类似双星的形成过程。
2008-11-21 astro-ph
Nearby young stars selected by proper motion. I. Four new members of the Beta Pictoris moving group from the Tycho-2 catalog
我们描述了一个程序，以确定从附近的移动集团和协会的大自行的恒星目录的恒星。我们发现，从一个已知的或可疑的移动组的平均运动矢量，可以识别其他成员的组的基础上自行数据和测光的光学和红外，与最小的污染背景场的恒星。我们证明了这种技术进行搜索的低质量成员的Beta Picture移动组中的第谷-2目录。移动群的所有已知成员都很容易恢复，并生成了51个可能候选人的列表。移动组成员的基础上，从ROSAT，Halpha线发射的X射线通量，并从高分辨率的红外光谱在红外望远镜设施的径向速度测量的33个候选人进行评估。我们确认了其中三个候选者是该组的新成员：TYC 1186-706-1，TYC 7443-1102-1和TYC 2211-1309-1，它们是晚K和早M矮星，距离太阳45- 60 pc。我们还确定了一个共同的自行伴星，它与已知的β Picture移动群成员TYC 7443-1102-1相距26”.3;新的伴星与X射线源1 RXS J195602.8-320720有关。我们认为，目前的技术可以应用到其他大型自行目录，以确定大多数的难以捉摸的，低质量的已知附近的移动团体和协会的成员。
2009-02-26 astro-ph
An infrared imaging search for low-mass companions to members of the young nearby beta Pic and Tucana/Horologium associations
我们提出了深高动态范围红外图像的年轻附近的恒星在杜鹃/时钟和β Pic协会，所有~ 10至35万年年轻，在~10至60秒差距的距离。这样年轻的邻近恒星非常适合直接成像搜索棕矮星甚至行星伴侣，因为年轻的亚恒星物体由于收缩和吸积仍然是自发光的。我们在ESO 3.5m NTT上用普通红外成像探测器SofI和MPE散斑相机Sharp-I进行了观测。在时钟座GSC 8047-0232以北3角秒处，探测到一颗有希望的褐矮星伴星，需要通过自行和/或光谱学来确认。其他几个微弱的伴星候选者已经被第二纪元成像拒绝了。在图卡纳/时钟座观测到的21颗恒星中，在75天文单位（50秒差距时为1.5”）以外只有不超过1到5颗褐矮星伴星;可以肯定的是，只有<5%的图卡纳/霍拉星在75天文单位以外有褐矮星伴星（13到78倍木星质量）。这是我们第一次使用有意义的均匀样本报告大质量行星（~ 10 M_jup）在宽距离（~ 100 AU）的频率上限：在β Pic（1200万年）足够深的地方观察到的11颗恒星中，不超过一颗在~ 100 AU之外有大质量行星，即大距离的大质量行星是罕见的（<9%）。
2003-07-28 astro-ph
First Two-Micron Imaging Polarimetry of Beta Pictoris
使用斯巴鲁8.2米望远镜，用自适应光学和日冕仪对β Pic尘埃盘进行了高分辨率K波段成像偏振测量。在r ~ 120天文单位的范围内探测到了~ 10%的偏振，并在中心恒星周围有一个中心对称的矢量图案，证实了这个圆盘被视为一个红外反射星云。我们已经模拟了我们的近红外和以前的光学偏振结果在磁盘中的尘埃散射，并发现，偏振度和径向强度分布都很好地再现。我们认为，所观察到的磁盘灰尘的特性是一致的存在下，由亚微米颗粒的β Pic系统的冰填充蓬松的聚集体。在强度和偏振剖面上都有一个100 AU左右的间隙，这表明该区域的星子很少。径向强度剖面也显示出类似波纹的结构，这表明存在多个星子带，就像M型织女星AU Mic一样。
2006-03-14 astro-ph
Circumstellar disc of beta Pictoris: constraints on grain properties from polarization
我们模拟了由Gledhill等人（1991）和Wolstencroft等人（1995）观测到的β-Picture星周盘中光学偏振（BVRI带）的位置依赖性。这些粒子是球形的，其尺寸分布为n（a）\sim a^{-q}，其数量密度随着与恒星的距离r^{-s}而减小。我们考虑致密和多孔颗粒。通过改变颗粒材料m的折射率和密度分布的颗粒尺寸和指数s，我们发现，当颗粒大于星际颗粒（最小颗粒尺寸amin =0.15 mkm）时，圆盘中的偏振、颜色和亮度分布的测量结果可以得到最好的再现。最大尺寸的值是不准确的，因为它的影响很小，并被认为是a_max=100 mkm。幂律的最佳拟合指数为q=3.2和s=3。这些晶粒在R波段的折射率m_R=1.152-0.005i。这样的值大致适合于多孔颗粒，其中一半体积是冰，另一半是真空，或者其中24%的体积由硅酸盐组成，剩余的76%是真空。
1999-09-16 astro-ph
Dynamical modeling of large scale asymmetries in the beta Pictoris dust disk
我们报告了一个新的和完整的模型的β Picture磁盘，它成功地占两个表面亮度分布，翘曲特性，外部的“蝴蝶”的不对称性观察到的HST/STIS在散射光，以及红外发射。我们的模型包括一个扩展到120-150天文单位的微行星盘的存在，它受到倾斜轨道上的巨行星的引力扰动，遵循Mouillet等人（1997 b）的方法。在任何时候，星子盘被假定为是通过碰撞演化产生的颗粒分布的来源，具有相同的初始轨道参数分布。稳态空间颗粒分布被发现纳入辐射压力的影响，这可能会导致最小的颗粒的分布变得非常膨胀。通过对颗粒化学性质的现实假设，建模证实了先前明显需要靠近恒星的额外热颗粒群，以解释距离恒星较短距离处的12微米通量。这也表明，当重力和辐射压的影响决定了12微米外通量分布时，这个布居数不能解释该分布。非常小的颗粒，由聚集体之间的碰撞产生的，暂时提出占这12微米的外部排放。
2001-02-05 astro-ph
Widespread atomic gas emission reveals the rotation of the beta Pictoris disk
我们提出了高分辨率的钠I D光谱的β Pic盘，和共振散射钠发射可以追溯到从不到30 AU至少140 AU从中央恒星。这种原子气体与尘埃粒子共存，暗示着共同的起源或来源。这个圆盘在西南方向朝我们旋转，在东北方向远离我们。气体的速度模式最终提供了直接证据，证明恒星图像中看到的微弱线性特征是开普勒旋转的拱星盘。从模拟的空间分布的Na I线的轮廓，我们确定的有效动力学质量为1.40 +/- 0.05 M_太阳，这是小于恒星质量，1.75 M_太阳。我们把这种差异归因于Na I线中重力与辐射压的相对作用。我们认为，这与Na在整个磁盘中几乎完全电离的事实是一致的（Na I/Na < 10^-4）。钠气体的总柱密度为N（Na）= 10^15 cm^-2。
2001-11-10 astro-ph
Braking the Gas in the beta Pictoris Disk
（节略）主序星β-如画星拥有迄今为止研究得最好的拱星盘。尽管如此，自从在圆盘中检测到金属气体以来，一个长期存在的难题一直存在：来自恒星的辐射压力应该将气体吹走，但观察到的运动与开普勒旋转一致。在这项工作中，我们寻找制动机制，可以解决这种差异。我们发现，所有受辐射力影响的物种都被严重电离，并通过库仑碰撞动态耦合到一个单一的流体中，减少了对物种的辐射力，感受到最强的加速度。对于太阳组成的气体，产生的总辐射力仍然超过重力，而碳丰度增加的气体可以自我制动。我们还探讨了其他两种制动剂：与尘埃颗粒和中性气体的碰撞。β Pic周围的颗粒被光电充电到正静电势。如果颗粒中有很大一部分是含碳的（中平面中为10%，海拔较高时更大），离子可以被减慢以满足观察到的速度限制。对于中性气体制动耦合离子流体，我们发现所需的最小质量为$\approx$ 0.03 $M_\earth$，与所观察到的氢柱密度的上限一致，并且相对于先前的估计大幅降低。我们的研究结果有利于一种情况下，金属气体产生的磁盘中的晶粒蒸发，也许在晶粒碰撞。我们排除了这种气体的原始起源，但不能排除它是由靠近恒星的蒸发体下落而产生的可能性。我们讨论的影响，这项工作的气体在其他碎片磁盘的观测。
2006-01-11 astro-ph
Close stellar encounters with planetesimal discs: The dynamics of asymmetry in the Beta Pictoris system
我们数值研究的动力学如何密切恒星飞行遇到一个对称的拱星星子盘可以引起多种不对称性和子结构归因于边缘尘埃盘的β Pic。此外，我们提出了新的光学coronagraphic观测的外部部分β Pic的光盘，并报告说，径向范围是显着大于在以前的测量中发现的。圆盘中面向东北方向的延伸距离恒星1835天文单位，向西南方向的延伸距离恒星1450天文单位。因此，我们使用模拟测试粒子的分布中诱导的长度不对称作为主要的诊断功能时，模拟光盘的响应，以约束飞参数。特别是，我们赞成低倾角近抛物轨道摄动的质量约0.5太阳质量。这些初始条件表明，扰动者可能在遭遇之前就与β Pic有物理联系。因此，我们还考虑了扰动可能会绑定到Beta Pic的可能性：在已知双星系统中存在尘埃盘的情况下，这也是一个普遍感兴趣的考虑因素。在我们的一些模型中，我们可以将受扰粒子的分组与β Pic盘的大尺度结构联系起来。这些分组对应于：高偏心率和倾角粒子在西南方达到远心点和最大高度，中等偏心率和低倾角粒子在东北方达到远心点，相对未受扰动的粒子在大约200 AU半径内。
2000-11-14 astro-ph
Spitzer/MIPS Observations of Stars in the Beta Pictoris Moving Group
我们提出了斯皮策多波段成像光度计（MIPS）的观测在24和70微米的30颗恒星，并在160微米的12颗恒星的子集，在附近（约30 pc），年轻（约12万年）的Beta Picture Moving Group（BPMG）。在某些情况下，新的MIPS测量解决了该样本IRAS数据中的源混淆和背景污染问题。我们发现，7名成员有24微米的过剩，这意味着碎片盘分数为23%，至少有11个有70微米的过剩（磁盘分数>=37%）。在160微米处检测到五个圆盘（观察到的12颗恒星的偏差样本），范围为160/70通量比。在24和70微米的磁盘分数，以及在每个波长测量的过量的大小，都与“由内而外”的红外过量随时间的推移而减少一致，其中较短波长的过量消失之前，较长波长的过量，并与整体减少红外过量频率与恒星年龄一致，如斯皮策研究其他年轻恒星群。假设红外过度完全是由于拱星盘，我们使用简单的模型和分数红外光度的磁盘特性。在年轻的TW Hya和eta Cha协会中看到的光学厚盘在BPMG中完全不存在。在24和70微米的额外的通量密度测量报告九杜鹃座钟表协会成员星。由于这是<20%的协会成员，对该协会的完整磁盘部分进行有限的分析是可能的。
2008-03-11 astro-ph
ROSAT X-ray Spectral Properties of Nearby Young Associations: TW Hydrae, Tucana-Horologium, and the beta Pic Moving Group
我们目前的档案ROSAT数据为三个最近确定的，附近（D<70 pc），年轻（~10-40百万年）恒星协会：TW长蛇座协会，杜鹃座钟表协会，和β Pic移动集团。ROSAT X射线硬度比（HR 1，HR 2）的分布，这三个群体，其成员是占主导地位的低质量，弱线金牛座T星，是紧密的集群和彼此非常相似。TW Hya本身的HR 1值-在任何附近的群体中唯一真正的经典金牛座T星-在这些附近的年轻恒星中明显异常。我们比较了附近三个群中恒星的硬度比分布，并与场中的金牛座T星、毕星团和主序星矮星的硬度比分布进行了比较。这一比较表明，F星到M星的X射线光谱随着年龄的增长而软化，F星和G星的X射线光谱硬度比K星和M星演化得更快。目前还不清楚这种趋势是否可以归因于F型和更晚的恒星的固有X射线光谱的年龄依赖性变化，以及星周气体柱密度的降低（例如，在残留的原行星盘），或减少贡献的恒星盘相互作用的X射线发射。无论如何，这些结果表明，档案ROSAT X射线光谱数据的分析，可以帮助确定附近，年轻的协会，并确定X射线发射特性的已知协会的成员。
2002-11-15 astro-ph
Dust distribution in disks supplied by small bodies: Is the Beta Pictoris disk a gigantic multi-cometary tail?
我们已经评估了尘埃的空间分布在磁盘提供的碰撞或蒸发机构散布在一个小带。由辐射压排出的尘埃分布的梯度通常比在\bp周围观察到的更陡。因此，为了以这种方式生成\bp \盘分布，应该在生产过程中提取相对更多的小颗粒：由于辐射力，这些较小的颗粒具有较大的偏心率，因此可以在距离其注入位置很远的地方看到。缓慢向内移动的彗星状天体的蒸发过程可能产生必要的粒度分布。值得注意的是，这种动力学描述能够解释\bp \盘的主要观测性质，例如斜率可能变化的幂律分布、大距离处的不对称性和总质量，所有这些至今仍无法解释。如果得到证实，这种情况可能表明\bp \盘可以被看作是一个巨大的多彗星尾巴，其天然成分是：气体和尘埃。
1995-08-08 astro-ph
Planetary migration and sources of dust in the Beta Pic disk
围绕着如画β的尘埃盘一定是由碰撞或柯伊伯带状物体的蒸发产生的。在这里，我们扩展了已经提出的轨道蒸发体（OEB）的情况下，磁盘是一个巨大的多彗星尾巴提供缓慢蒸发的机构，如凯龙星。我们表明，这些OEB的数量必须是数千万，这是一致的，需要解释的气体盘中的CO和CI的存在的机构的数量。我们探索一些可能的起源所需的扰动的OEB。如果尘埃是由蒸发产生的，那么具有偏心轨道的行星就可以解释观察到的盘的不对称性，因为母体的近星点分布预计将是非轴对称的。继Malhotra（1995）之后，我们研究了Fernandez（Fernandez 1982）方案中的海王星等外行星的形成和迁移对柯伊伯带类天体的影响。我们发现，被困在与迁移行星共振的物体可以显著蒸发，产生一个类似Pictoris的盘，具有类似的特征，如张角和不对称性。因此，我们表明，Beta Picture磁盘可以是一个瞬态现象。主序星周围的星周盘可能是目前外行星形成和迁移的标志。
1998-06-22 astro-ph
Lithium Depletion of Nearby Young Stellar Associations
我们估计集群年龄从锂耗尽在五个前主序组发现在100 pc的太阳：TW长蛇座协会，埃塔Chamaeleontis集群，β Pictures-Moving Group，杜鹃座钟表协会和AB Doradus移动集团。我们确定表面重力，有效温度和锂丰度超过900光谱通过最小二乘拟合模型大气光谱。对于每一组，我们比较了锂丰度对温度的依赖与等时线从前主序演化轨迹，以获得模型依赖的年龄。我们发现，Eta Chamaelontis星团和TW Hydrae协会是最年轻的，年龄分别为12+/-600万年和12+/-800万年，其次是Beta Picture移动集团，年龄为21+/-900万年，杜鹃座-钟表协会，年龄为27+/-1100万年，剑鱼座AB移动群的年龄至少为4500万年（我们只能设定一个下限，因为模型-不像真正的恒星-没有显示出超过这个年龄的锂耗尽）。在这里，排序是稳健的，但精确的年龄取决于我们对大气和进化模型的选择。因此，虽然我们的年龄与基于Hertzsprung-Russell等时线拟合和动力学展开的估计一致，但它们还没有更精确。我们的观测确实表明，改进模型后，更强的约束应该是可行的：从同一颗恒星不同光谱的测量值之间的散射测量的内在不确定性非常低：有效温度约为10 K，表面重力为0.05 dex，锂丰度为0.03 dex。
2008-08-26 astro-ph
Identification of Main Sequence Stars with Mid-Infrared Excesses Using GLIMPSE: Beta-Pictoris Analogs?
斯皮策IRAC 3.6-8微米测光作为GLIMPSE调查的一部分，揭示了在1.2平方米的空间中33颗已知光谱类型的恒星的中红外过量。以银河系南部HII区域RCW 49为中心的30度场。这些恒星包括184颗已知光谱分类的恒星，其中大部分被预先选择为具有异常的红色红外颜色。我们认为，中红外线的过度是由拱星尘埃盘，无论是非常晚的恒星形成的残余物或碎片盘产生的行星形成。在这33颗恒星中，有29颗是主序星。在29颗主序星中，有5颗是O型或B型星，其过剩可以用热韧致辐射来解释，还有4颗是后主序星。这颗O型恒星是O 4V（（f）），光度距离为3233+ 540- 535 pc，可能是Westerlund 2星团最早的成员。在剩下的24颗主序星中，有18颗的SED与热尘埃碎片盘一致，这可能是行星形成的标志。将过剩部分模拟为黑体表明，黑体部分的辐射热盘与恒星的光度比LIR/L* 在10^-3 ~ 10^-2之间，温度在220 ~ 820 K之间。推断的温度与小行星带更一致，而不是柯伊伯带预期的较低温度。中红外线过量被发现在所有的光谱类型从晚B到早K。
2005-04-20 astro-ph
HST/ACS Multiband Coronagraphic Imaging of the Debris Disk around Beta Pictoris
（节录）我们展示了F435 W（B），F606 W（Broad V）和F814 W（Broad I）的日冕照片，这些照片是用HST的高级巡天照相机获得的。我们证实，先前报道的翘曲在内盘是一个独特的次级盘倾斜约5度的主盘。主盘的东北向延伸在80 ~ 250 AU之间呈线性，而西南向延伸则呈明显的弓形，振幅约为1 AU。二级星盘的两个延伸都是线性的，但不是共线的，从80到150 AU。在距离恒星约120 AU的范围内，主盘比先前报道的薄约50%。沿着主盘脊的表面亮度分布在40和250 AU之间符合四个不同的径向幂律，而在80和150 AU之间的次级盘的表面亮度分布符合单幂律。这些差异表明，这两个磁盘有不同的颗粒组成或尺寸分布。F606 W/F435 W和F814 W/F435 W的通量比是不均匀的，并且关于盘的两个投影轴是不对称的。在~120 AU范围内，主盘脊上的m_F435 W-m_F606 W和m_F435 W-m_F814 W颜色分别比Beta Pic红10%和20%。这些颜色在120天文单位后逐渐变红，分别比250天文单位的恒星红25%和40%。我们比较了在~120 AU范围内观测到的红色与模拟的非冰颗粒的颜色，这些颗粒的径向数密度为~r^-3，并且具有不同的成分、孔隙度和最小颗粒尺寸。观察到的颜色与尺寸>0.15-0.20 μ m的致密或中等多孔的天文硅酸盐和/或石墨颗粒的…
2006-03-01 astro-ph
Line emission from circumstellar disks around A stars
在过去的十年里，围绕A星的纤细盘的性质在文献中引起了相当大的争议。围绕着毕赤星的圆盘是否含有气态分子氢的争论只是最近的例子。由于CO通常是这些低质量盘的气体含量的不良示踪剂，我们在这里讨论基于Kamp & van Zadelhoff（2001）最近的光学薄盘模型的替代示踪剂如C和C+的详细发射线计算。在[CII] 157.7妈妈线搜索对织女星和β Pictures-the最突出的A星与磁盘-使用ISO LWS数据，和一个试探性的检测报告对后一个对象。通过对两颗恒星的发射线观测和吸收线研究的比较，发现如画星的气尘比在0.5到9之间。对于织女星的[CII]观测表明，上限为0.2 M_地球的磁盘气体质量。预测线强度的C+和C的范围内的模型和出现有前途的物种，以跟踪气体含量在磁盘周围的A星与未来的仪器能力（SOFIA，赫歇尔，APEX和ALMA）。对CO排放的预测应集中在J=3-2线上。
2002-11-26 astro-ph
ADONIS observations of the HD 100546 circumstellar dust disk
我们在这里报告的第一个解决图像的拱尘埃盘周围的前主序星HD 100546。这些近红外图像是用欧洲南方天文台的自适应光学系统ADONIS在J和短K波段获得的。观测结果显示，一个明亮的圆盘距离恒星2弧秒（200 AU），相对于视线倾斜约50度。利用一个简化的光散射模型，我们发现尘埃盘密度在距离恒星40 AU处达到峰值，这个致密环的半高宽通常为20 AU。这种类型的圆盘被认为是像绘架座β一样的主序列圆盘的更致密的前体。磁盘的结构进行了比较，最有名的例子类的"碎片磁盘“，磁盘周围的β Piccadilly。
2000-08-09 astro-ph
Cometary Dust in the Debris Disks of HD 31648 and HD 163296: Two ``Baby'' beta Pics
围绕在前主序星HD 31648和HD 163296周围的碎片盘在3到14微米之间被光谱观测到。两者都具有10微米的硅酸盐发射特征，类似于恒星β Picture和太阳系彗星中观察到的特征。该带的结构与橄榄石和辉石材料的混合物以及未指明来源的潜在连续体一致。硅酸盐带在大小和结构上的相似性表明，这些系统中的材料在颗粒被合并到彗星之前的处理历史与我们自己的太阳系相似。
1998-07-22 astro-ph
Far-Infrared Constraints on Dust Shells Around Vega-like Stars
我们目前的观测结果在47和95微米从柯伊伯机载天文台的几个“织女星”的恒星。空间切割和光圈测光是针对如画座β、北落师门β和HD 135344、139614、142527和169142的，这四颗恒星被沃克和沃尔斯坦克罗夫特认为可能代表更遥远的织女星现象。我们已经模拟了β Pic和北落师门周围的尘埃与空间和光学薄盘，以确定我们的新观测的约束条件上的尘埃盘，需要解释这两颗恒星的红外和光学特性的属性。对于β Pic，我们发现与Backman，Gillett和Witteborn提出的模型类似的模型可以很好地拟合我们的数据。对于北落师门，我们发现需要非常不同的模型，它比β Pic有更浅的密度分布，表面密度与r^{-0.5}$成正比。我们对这四颗HD星的观测结果与它们在空间上无法分辨是一致的。由于它们的距离，这不允许我们对它们的拱星壳施加任何新的限制。
1996-06-24 astro-ph
Gas in Dusty Debris Disks
综述了主序星周围尘埃碎片盘中气体的存在。我们提出了新的观测结果的类，即最突出的代表。观测到的恒星周围圆盘原子线的空间和光谱分布可以通过开普勒旋转模型以高精度再现。由于共振线中的辐射压力，没有观察到预期的速度色散。模拟重力，辐射压力和气体摩擦的影响下，不同的原子种类的运动导致的结论是，一个潜在的减速组件必须存在于磁盘。这种制动剂很可能是氢，推断平均密度n（H）> 1 e6/立方厘米。这可以支持Thi等人（2001）的观测结果，该结果表明在β Pic周围存在可观数量的H2。
2003-07-29 astro-ph
Dust and Gas around lambda Bootis Stars
高分辨率光谱的λ牧夫座恒星揭示了拱星气体的存在，例如在钙K线。正常的A星β Picture的例子表明，在钙K的窄稳定吸收分量可以使用适当的磁盘模型和钙丰度不足的拱星气体的一个因素~30复制。对于缺乏金属的牧夫座λ星，也提出了类似的模型，但观测材料仍然非常贫乏。
1998-05-06 astro-ph
Rapid Dissipation of Primordial Gas from the AU Microscopii Debris Disk
显微镜座AU是一颗在美如画β移动星群中的M1恒星，它周围的星盘非常适合与美如画β碎片盘（A5 V型）进行比较。我们使用AU Mic的远紫外吸收光谱来探测它的边缘盘上的少量分子氢，气体巨行星的主要成分。我们对视线H_2柱密度的保守上限为1.7 x 10^{19} cm^{-2}，这比未检测到亚毫米级CO排放所获得的极限低18.5倍（Liu et al. 2004）。此外，在柱密度比我们的上限低一个数量级或更多时，有H_2吸收的暗示。AU Mic盘中的H_2与尘埃之比< 6：1，与Beta Pic盘中的H_2与尘埃之比相似。这表明，尽管两个圆盘的恒星质量和光度非常不同，但它们的原始气体在不到1200万年的时间内就已经大量消散。在如此短的时间内，在AU Mic周围形成一颗巨大的行星是非常困难的。
2005-05-13 astro-ph
Discovery of a large dust disk around the nearby star AU Microscopium
我们提出了一个拱星尘埃盘周围的AU显微镜（AU Mic，GJ 803，HD 197481）的发现。这颗10秒差距的年轻M星与附近另一颗被尘埃盘包围的恒星--美如画β--有着相同的年龄和起源。在50 AU和210 AU半径之间检测到AU Mic盘，这是一个尘埃寿命超过目前恒星年龄的区域。因此，AU Mic是我们直接观察到行星形成所需固体物质的最近恒星。由于85%的恒星都是M型的，AU Mic盘为大多数行星系统的形成和演化提供了新的线索。
2004-03-05 astro-ph
Stellar Companions and the Age of HD 141569 and its Circumstellar Disk
利用光谱学和近红外成像技术研究了像座β星HD 141569的恒星环境。B9.5Ve主星，以及一颗M2和一颗M4型恒星，都位于距离不到9秒的投影中，具有相同的径向速度和自行，因此几乎可以肯定会形成一个三星系统。从它们的X射线通量、锂吸收和在主序前演化轨迹上的位置来看，这些伴星的年龄似乎有500万年。HD 141569 A现在是少数几颗拥有星周盘的恒星之一。星周盘由次级碎片材料组成（Fisher等人，2000年），因此对盘处理所需的时间设定了上限。这三颗恒星可能是年轻恒星组合的一部分。
2000-07-12 astro-ph
Radiation induced warping of protostellar accretion disks
我们研究的后果辐射驱动翘曲的吸积盘周围的前主序星。如果光度是由稳定的吸积流产生的，那么这些盘是稳定的，不会发生翘曲，但是当恒星的内禀光度超过盘提供的光度时，这些盘就不稳定了。对于光度在10倍太阳光度左右或更高的恒星来说，翘曲可以被激发，在更明亮的系统中，翘曲更大，更严重。扭曲的内盘可能导致经常通过其盘观察的恒星的高消光。在所有半径处的盘都变得光学薄之后，翘曲在局部粘性时间尺度上逐渐衰减，这可能是很长的。我们认为，辐射引起的翘曲可以解释在β Picture中看到的翘曲的尘埃盘的起源，如果恒星只有大约10-20百万年的年龄，并可能导致非共面行星系统周围的更高质量的恒星。
1997-08-15 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
Dust and Gas Debris Around Main Sequence Stars
碎片盘是围绕主序星的尘埃、气体贫乏的盘状物（Backman & Paresce 1993; Lagrange，Backman & Artymowicz 2000; Zuckerman 2001）。通过测量这些系统在红外线到毫米波长的热辐射，可以推断出这些系统中存在着100微米大小的尘埃颗粒。由于升华、辐射和微粒星风效应，星周尘埃颗粒的估计寿命通常明显小于恒星系统的估计年龄，这表明尘埃颗粒是从水库中补充的，例如彗星的升华或母体之间的碰撞。由于过量辐射的色温通常在Tgr ~ 110 - 120 K，与柯伊伯带中的小颗粒相似，这些物体被认为是由类似于我们太阳系中柯伊伯带物体的母体之间的碰撞产生的;然而，少数系统拥有温暖的尘埃，Tgr > 300 K，温度与类地行星相似。我们描述了碎片盘的物理特性，从磁盘中去除灰尘的过程，以及碎片盘中存在行星的证据。我们还总结了观测落彗星对β Picture和测量散装气体碎片磁盘。
2005-11-22 astro-ph
Debris Disks Around Nearby Stars with Circumstellar Gas
利用斯皮策空间望远镜上的斯皮策多波段成像光度计（MIPS）对附近16颗主序星的红外过量辐射进行了观测。壳星是早期类型的恒星，其光谱中的窄吸收线似乎来自星周气体。在我们的调查中，16颗恒星中有4颗显示出24微米和70微米的过量辐射，这是冷CS尘埃的特征，很可能是边缘碎片盘。包括先前已知的盘，看来在主序星壳层恒星中，原行星盘和碎片盘的比例至少为48% +/-14%。虽然对碎片盘中的尘埃进行了广泛的研究，但对其气体含量却知之甚少。在Beta Picture的情况下，对气态物质的广泛观测提供了对CS物质动力学的见解，并对来自年轻星子的CS气体的组成感到惊讶（例如Robbons等人，2006）。为了了解气体和尘埃在陆地行星形成阶段的共同演化，我们需要研究额外碎片盘中的气体。这次斯皮策巡天发现的新的碎片盘候选者使现在可以用灵敏的视线吸收光谱法观察到气体的系统数量增加了一倍。
2007-11-28 astro-ph
