Photometric variability of young brown dwarfs in the sigma Orionis open cluster
我们已经进行了多历元，时间序列差分I-波段测光的大样本的对象在东南地区的年轻（~3百万年），附近（~350 pc）的猎户座疏散星团。在两年的时间里，在四个晚上对~1000弧分的磁场进行了监测。使用这个数据集，我们已经研究了28个褐矮星星团候选者的光度变化，其质量范围从恒星-亚恒星边界到行星质量域。我们已经发现，大约50%的样本显示光度变化的时间尺度从不到一个小时到几天和几年。I波段光变曲线的振幅范围从小于0.01到~0.4等。观测到K_s带的近红外过量、强的H α发射和大幅度的光度变化之间的相关性。我们简要地讨论了这些结果如何可能适合不同的情况下提出的解释冷和超冷矮星的变化（即磁点，由尘埃云，周围的吸积盘和双星）。此外，我们还测定了三个质量在60 M_Jup左右的天体的暂定自转周期为3 ~ 40 h，其中一个天体的自转速度为14+/-4 km/s。
2004-06-15 astro-ph
Correlated spectral variability in brown dwarfs
褐矮星大气的模型表明它们表现出复杂的物理行为。观测表明，它们确实是动态的，在数小时的时间尺度上显示出微小的光度变化。在这里，我报告的结果红外（0.95-1.64微米）分光光度监测四个领域的L和T矮星跨越时间尺度为0.1-5.5小时，目标是了解更多关于这种变化的物理性质。光谱分析的差异，同时观察到的参考源，以消除地球大气层的变化。检测到的变化幅度通常为2- 10%，取决于光源和波长。我分析了光谱指数之间相关变化的数据。这种方法比单频带或chisq分析更稳健，因为它不假设（通常不确定的）噪声电平的幅度（尽管显著性检验仍然假设噪声功率谱的形状）。四个目标中的三个显示出相关变异的显著证据。其中一些可能与特定的功能，包括铁，FeH，VO和KI，并有很好的证据，内在的变化，在水，也可能是甲烷。然而，其中一些变化涵盖了更广泛的光谱范围，这将是一致的尘埃不透明度的变化。潜在的共同原因是对流引起的局部温度或成分波动。通过观察高信噪比的叠加光谱，我们看到了许多以前确定的L和T矮星的光谱特征，如KI，NaI，FeH，水和甲烷。特别地，我们可能已经在L5矮SDSS 0539-0059中检测到1.3-1.4微米处的甲烷吸收。
2007-11-28 astro-ph
A multiwavelength radial velocity search for planets around the brown dwarf LP 944-20
我们已经分别使用VLT/UVES和Keck/NIRSPEC摄谱仪在光学和近红外波段监测了附近的褐矮星LP 944-20的径向速度变化。UVES径向速度数据超过14个晚上，跨越841天的基线显示出显着的变化幅度为3.5公里秒$^{-1}$。UVES数据的周期图分析表明，可能的周期在2.5小时和3.7小时之间，这可能是由于褐矮星的旋转。然而，NIRSPEC的数据超过6个晚上显示的均方根色散只有0.36公里秒$^{-1}$，不遵循周期性的趋势。这些结果表明，与UVES看到的变化可能是由于旋转调制不均匀的表面特征。我们认为，未来使用径向速度在非常低质量的恒星和褐矮星周围进行行星搜索将更好地在近红外线中进行。
2006-05-10 astro-ph
Whims of an Accreting Young Brown Dwarf: Exploring Emission Line Variability of 2MASSW J1207334-393254
我们报告的第一个全面的研究，在吸积年轻的褐矮星发射线的变化。我们收集了2 MASSW J1207334-393254（M8）的14个高分辨率光谱，它可能是附近800万年前的TW Hydrae协会的成员。这些光谱显示了在经典金牛座T星中常见的各种发射线。特别是Halpha线在我们的数据集中显示了形状和强度的巨大变化，无论是在几周还是几小时的时间尺度上。在1月下旬的光谱中，这条线相对较弱，只有轻微的不对称。3月中下旬的光谱显示出强烈、广泛和不对称的Halpha发射，表明正在进行的盘吸积。我们估计，在这颗褐矮星中，吸积率在6周内可能会改变5-10倍。三月光谱还揭示了显着的“准周期性”的变化，在一个晚上的过程中，从明显的双峰几乎对称的。这些夜间轮廓的变化，大致与褐矮星的自转周期一致，可能是红移吸收特征进入和离开我们视线的结果;当轮廓是双峰时，我们可能会看到一个吸积柱，从内部磁盘边缘流向中心物体，表明吸积可能是沿着磁场线。我们的研究结果提供了强有力的支持磁层吸积的情况下，从而为大规模磁场的存在，在亚恒星制度（删节）。
2005-07-06 astro-ph
Mid-infrared imaging of brown dwarfs in binary systems
内容：棕矮星表现出复杂的大气特征，它们的性质敏感地依赖于有效温度、表面重力和金属丰度。在双星系统中，棕矮星的一些物理性质可以很好地从主星推断出来，因此可以更好地限制它们的大气。目的：利用窄带中红外测光技术，对双星系统中棕矮星的大气模型进行约束。方法：要求高的空间分辨率和灵敏度来分辨组分。因此，我们使用VLT上的VISIR在8.6、10.5和11.25微米的三个窄带滤光片中获得了四个带有棕矮星伴星的近距离双星系统的深中红外图像。结果：在8.6 μ m处检测到3颗褐矮星伴星（GJ 229 B、HD 130948 BC和HR 7329 B）。在10.5 μ m处也观察到HD 130948BC。最后，我们把其他窄带滤波器与零检测的通量上限。结论：我们的研究结果与以前的观察结果和对这些对象的模型预期基本一致。对于HD 130948BC，基于重复观察，我们得出光度变异性显著性水平为2.8 σ的结论。10.5微米左右的带通似乎特别适合变异性研究，我们推测，无论是在大气中的NH3分布的不均匀性，或硅酸盐吸收可能会导致其时间变异性。
2007-12-12 astro-ph
Rotation and variability of very low mass stars and brown dwarfs near Epsilon Ori
我们探讨的旋转和活动的非常低质量（VLM）的对象通过光度变化的研究。我们的目标在附近的猎户座属于OriOB 1b人口在猎户座恒星形成复合体。在这个区域，我们选择了143 VLM恒星和棕矮星（BD），其测光在RIJHK是一致的年轻人口的成员。这些对象的可变性进行了调查，使用密集采样的I波段时间序列，涵盖连续四个晚上，每个对象共129个数据点。我们的目标显示了三种类型的变化：30个对象，包括9个BD，显示出显着的光度周期，从4小时到100小时，我们解释为旋转周期。五个对象，包括两个BD，表现出可变性与高振幅高达1等，这至少是部分不规则的。这种行为很可能是由持续的吸积引起的，并证实了VLM物体经历了类似于太阳质量恒星的金牛座T阶段。最后，一颗VLM星显示出0.3等振幅的强烈耀斑事件。旋转周期显示依赖于质量，即平均周期随着物体质量的减小而减小，这与以前在年轻和年老的星团中发现的质量-周期关系一致。BD的周期分布向下延伸到破碎期，在那里离心力和重力是平衡的。结合我们的BD周期与文献数据，我们发现，较低的周期极限为2 h和4 h之间的亚恒星的对象，或多或少独立的年龄。与恒星相反，这些快速旋转的BD似乎在恒定的旋转周期从300万年到1Gyr的年龄，尽管收缩过程。因此，它们应该经历强烈的旋转制动。
2004-10-05 astro-ph
Rotation and variability of young very low mass objects
光变研究是研究恒星和棕矮星重要性质的重要工具。通过光度监测，我们能够获得关于旋转和磁活动的信息，预计这些信息在0.3太阳质量以下的质量范围内会发生变化，因为这些完全对流的物体不能容纳太阳型发电机。另一方面，光谱变异性信息可用于获得非常年轻的物体吸积过程的详细视图。在本文中，我们报告了我们的观测工作，以分析的变化和旋转演化的年轻棕矮星和极低质量的恒星。
2005-08-31 astro-ph
Variable accretion and outflow in young brown dwarfs
我们报告的第一个专门监测运动的光谱变化在年轻的褐矮星。在2005年1月至3月的11个夜晚，麦哲伦6.5米望远镜获得了附近恒星形成区6个目标的高分辨率光谱。我们发现显着的变化，在阿尔法和其他一些发射线相关的吸积和外流过程的各种时间尺度，从几个小时到几个星期到几年。最显著的变化见于2 M1207、2 M1101和ChaI-ISO 217。我们观察到可能的吸积率变化约一个数量级，在这些对象中的两个，在几周（2 M1207）或几小时（2 M1101）的时间尺度。在2 M1101中看到的吸积“爆发”可能是由于“团块”流动。我们还看到至少三个物体的流出率发生变化的迹象。在一种情况下（ISO 217），外流和吸积变化之间似乎有一个约1小时的时间滞后，这与风起源于内盘边缘的情况一致。我们的变异性研究支持了褐矮星LS-RCrA 1的接近边缘倾斜。事实上，在我们的样本中的所有目标吸积和/或流出指标的变化表明，年轻的褐矮星性能的研究应该是基于大样本或时间序列。作为一个例子，我们证明了最近发现的吸积率与质量关系的大分散主要可以用变异性来解释。观测到的轮廓变化意味着不对称的吸积流在棕矮星，这反过来又是大尺度磁场的证据。我们发现吸积的亚恒星天体可能具有~kG强度的磁场。
2005-10-20 astro-ph
Near-Infrared Spectroscopy of the Cool Brown Dwarf, SDSS 1624+00
使用斯巴鲁望远镜，我们获得了冷棕矮星SDSS 1624+00的多个近红外光谱，以寻找80分钟时间跨度内的光谱变化。我们已经发现了整个观测过程中水汽吸收的可疑变化，这需要通过更长的时间基线来确认。将谱线叠加后，得到了覆盖1.05 ~ 1.8 μ m的高质量谱线。水汽带、甲烷带和J带KI线三种光谱指标表明，SDSS 1624+00比G1 229 B更温暖和多尘。
1999-12-28 astro-ph
Emission Line Variability of the Accreting Young Brown Dwarf 2MASSW J1207334-393254: From Hours to Years
我们利用ESO甚大望远镜的UVES摄谱仪和麦哲伦粘土望远镜的MIKE摄谱仪，在连续两个观测夜（时间分辨率约为12 min）获得了棕矮星2 MASSW J1207334-393254（2 M1207）的一系列高分辨率光谱。结合先前发表的结果，这些数据使我们能够研究2 M1207发射光谱在几小时到几年的时间尺度上的变化。大多数2 M1207的发射线轮廓都很宽，特别是H α，这表明主要的发射部分必须归因于盘吸积而不是磁活动。从H α的10%宽度，我们推导出一个相对稳定的吸积率在10^（-10.1... 9.8)Msun/yr，连续观测两晚。因此，无论是吸积流是近均匀的（子）恒星经度或系统被视为face-on.小，但显着的变化是显而易见的，在整个我们的近连续观测，他们达到最大后约8小时，大致的时间尺度上，最大的变化预计在整个旋转周期。结合过去的测量结果，我们确认2 M1207的吸积速率在几个月到几年的时间尺度上变化超过一个数量级。这种可变质量的吸积产生了一个合理的解释，在吸积率与质量图中观察到的蔓延。驱动漏斗流所需的磁场大约为几百G。尽管明显存在磁场，但2 M1207未报告无线电或X射线发射。可能是强烈的吸积抑制了棕矮星的磁活动，类似于更高质量的金牛T星的发现。
2007-07-12 astro-ph
Pulsating young brown dwarfs
我们提出了一个非绝热的，线性的稳定性分析模型的甚低质量恒星（VLMS）和棕矮星（BD）在中心的氘燃烧阶段的结果。我们发现不稳定的基本模式的周期变化之间的~5小时为0.1 Msun星和~1小时为0.02 Msun BD。不稳定性的增长时间随着质量的减少而减少，并且在所考虑的质量范围（0.1- 0.02 Msun）内保持远低于氘燃烧时间尺度。这些结果对进化模型中相关输入物理的变化是鲁棒的。我们确定可能的候选人之间的脉动变化已知的VLMS和BD在附近的恒星形成区域的HR图中的位置落在或接近边界的不稳定带。最后，我们讨论的可能性，观察到的变化在几个对象的周期~1小时可以解释的脉动。
2005-02-02 astro-ph
Formation and Evolution of Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs
棕矮星的形成和演化是目前冷星研究的“热点”。最新的观测和模拟工作的磁盘，吸积，外流，空间分布，和二元性的背景下形成的喷射模型和替代方案，提出并积极讨论在这个分裂会议。第二个主要议题是旋转和这些对象的活动。这一部分包括对自转周期和振幅、变化和X射线活动的观测，以及它们对磁场和冷大气产生的影响。
2004-10-02 astro-ph
Limits on the infrared photometric monitoring of brown dwarfs
最近的超冷场M和L矮星（低质量恒星或棕矮星）的监测计划已经发现低振幅光度I波段的变化，这可能与光球凝聚物的不均匀分布。进一步的证据表明，这种分布可能会在很短的时间尺度上演变，特别是为了一个旋转周期或less.In试图更详细地研究这种行为，我们已经进行了一个试点计划，以监测三个L矮星在近红外这些对象是显着明亮比在较短的波长。提出了一种稳健的数据分析方法，以提高红外光度法的精度和可靠性。在峰间振幅为0.04 mag（2M1112为0.08 mag）以上的2M1439和SDSS 1203中，在J或Km带中均未检测到显著变异性。由于目标星和参考星的颜色差别很大，达到较低探测极限的主要限制因素被怀疑是地球大气层中的二级消光效应。提出了克服这些影响的建议，以提高红外变化搜索的灵敏度和可靠性。
2002-10-18 astro-ph
A U-band survey of brown dwarfs in the Taurus Molecular Cloud with the XMM-Newton Optical/UV Monitor
我们的目标是描述金牛座分子云中年轻棕矮星的U波段变化，并讨论其起源。我们使用了XMM-牛顿金牛座分子云扩展巡天，其中11颗年轻的真正的棕矮星（光谱类型晚于M6）的样本同时在X射线中使用XMM-牛顿和在U波段中使用XMM-牛顿光学/紫外监测器（OM）进行观察。我们获得了10颗褐矮星的U波段发射上限（U>19.6-20.6等），而2 MASSJ 04141188 +2811535在U波段被检测到。值得注意的是，这颗褐矮星的星等从观测开始时的U~19.5等开始有规律地增加，6小时后在U~18.4等达到峰值，然后在接下来的2小时内下降到U~18.65等。由于地面跟踪观测，第一次OM U波段测量结果与大约一年后观测到的静止水平一致。这颗褐矮星在OM观测期间没有被XMM-牛顿在X射线中探测到。我们讨论了这个年轻的褐矮星，即磁耀斑，非稳态吸积到亚恒星表面，旋转调制的热点的U-波段的变化的可能来源。我们的结论是，这一事件是有关的吸积从一个拱substellar盘，其中的质量吸积率约为3倍，高于在静止水平。
2006-09-01 astro-ph
A Search for Variability in the Active T dwarf 2MASS 1237+6526
我们目前的光谱和成像观测的活动T矮星2 MASS 1237+6526，旨在研究这个冷棕矮星的发射机制。1999年7月首次探测到的H $α$发射线似乎持续了1.6年，与$\log_{10}(L_{Hα}$ /L（$_{bol}$）= $-$ 4.3相比没有显著变化，排除了耀斑作为可能的来源。这个天体相对较高的发射水平似乎是观测到的晚L和T矮星中唯一的。我们的一个光谱显示了H $α$线的明显速度变化，这可能表明在褐矮星周围的轨道上有一个吸积热点;需要进一步确认这种变化。J波段监测观察未能检测到任何显著的变化（例如，食事件）在$\pm$ 0.025 mag水平上在长达2.5小时的时间段内，并且似乎没有长达14小时的时间段的可变性的统计证据。这些极限将假设的相互作用次级粒子的质量限制在M $_2$ $\lesssim$ 20 M $_{Jup}$，倾角为$i$ $\gtrsim$ 60 $\degr$。虽然我们的观察并没有明确排除这个物体的二元假设，但它确实表明其他机制，如年轻的吸积，可能是负责的。
2002-01-23 astro-ph
Photometric Variability at the L/T Dwarf Boundary
在一个月的时间里，我们用帕洛玛60英寸望远镜近红外照相机连续10个晚上监测了9颗L和T型棕矮星的光度变化。统计分析的结果表明，9个目标中至少有3个显示出明显的变异性，另外3个可能是可变的。与中位通量的分数偏差从5%到25%不等。两个可变目标，2 MASS 0030-14（L7）和SDSS 0151+12（T1），在其周期图中具有轻微显著的峰值。相控光变曲线显示出分别在1.5小时和3.0小时的时间尺度上的周期性行为的证据。虽然在L/T矮星边界附近的天体中存在明显的光变，但我们没有发现L/T边界附近的光变比早期L矮星更可能存在的证据。
2003-05-04 astro-ph
The InterHourly-Variability (IHV) Index of Geomagnetic Activity and its Use in Deriving the Long-term Variation of Solar Wind Speed
我们描述了地磁活动的时间变率（IHV）指数的推导。地磁要素的IHV指数是从每小时值中机械地导出的，每小时值是以当地午夜为中心的7小时间隔内相邻小时之间的无符号差异之和。该指数是分别得出的站在两个半球内的六个经度部门只使用当地夜间。它是一个长期的指标。现有的数据允许该指数的推导可以追溯到19世纪。在一个27天的Bartels旋转的时间尺度上，IHV平均校正地磁纬度小于55度的台站与中纬度范围指数密切相关。假设aa指数的恒定校准，我们发现，1957年之前观察到的aa的年度值是2.9 nT太小相比，从IHV使用基于1980年至2004年的回归常数计算的值。我们将这种差异解释为1957年之前aa指数的校准是错误的。ap索引没有这样的问题。IHV的旋转平均值与太阳风参数（BV ^2）也有很强的相关性。在一年的时间尺度上，结合IHV指数和最近开发的日间变率（IDV）指数（给出B），可以确定1890年至今的太阳风速度V。在120年的时间序列中，年平均太阳风速度从1902年的303 km/s的最低值到2003年的545 km/s的最高值。用B和V分别从IDV和IHV计算出的BV乘积的年值与从1926年以来极冠H分量日变化幅度和零星的BV乘积的年值在数量上一致（完全独立）。
2007-06-07 astro-ph
RV survey for planets of brown dwarfs and very low-mass stars in ChaI
我们已经进行了径向速度（RV）搜索的行星和棕矮星的同伴非常年轻（1- 1000万年）的棕矮星和非常低质量的恒星在Chai恒星形成区。这项调查是在VLT的高分辨率Echelle摄谱仪UVES上进行的。它对木星质量的行星很敏感。在12颗被监测的极低质量恒星和褐矮星中，有10颗在RV调查中具有恒定的RV。这暗示了一个小的多重性分数的研究人口的棕矮星和非常低质量的恒星在Chai在小的分离。可能的伴星的质量Msini的上限估计在0.1到1.5木星质量之间。然而，Chai中的两颗质量非常低的恒星显示出显着的RV变化。这些变化的性质尚不清楚。如果是由轨道物体引起的，记录的变化幅度将对应于几个木星质量的行星。此外，作为RV伴星巡天的一个副产品，我们还研究了Chai中棕矮星的运动学。年轻褐矮星的精确运动学研究在褐矮星是否是由最近提出的喷射情景形成的问题的背景下是有趣的。我们发现ChaI中棕矮星的RV色散只有2.2 km \s，给出了可能的抛射速度的第一个经验上限。
2003-06-23 astro-ph
Spectral Properties of Brown Dwarfs and Hot Jupiters
褐矮星是恒星和行星质量体系之间的桥梁。从非常类似于最低质量恒星的条件演变而来，较老的棕矮星的大气层与太阳系外巨行星中预期的大气层非常相似，并且随着更冷的BD仍在被发现，越来越多的接近气体巨星的性质。因此，解释BD的光谱是理解和预测EGPs的光谱和热性质的关键一步。亚恒星大气的基本性质是大量的分子线覆盖和物质的凝结，减少Teff，改变化学平衡组成，并引起尘埃颗粒的吸收。更复杂的细节涉及尘埃云在地表的分布，引起时间变化，以及可能偏离化学平衡条件。在双星系统中，近距离的EGPs和某些BD的情况下，来自原始辐射的效应显著影响光谱特性和热演化。
2004-05-21 astro-ph
Discovery of 18 Jupiter mass RV companion orbiting the brown dwarf candidate ChaHa8
我们报告发现一个16-20木星质量的径向速度同伴周围非常年轻（3百万年）的褐矮星候选人ChaHa 8。根据2000年至2007年期间在VLT使用UVES拍摄的ChaHa 8的高分辨率阶梯光谱，通过RV可变性以1.6 km/s的半振幅检测到伴星。开普勒拟合的数据得出伴星的轨道周期为1590天，离心率为e=0.49。一个同伴的最小质量M2 sin我之间的16和20木星质量时，使用模型相关的质量估计的主要推导出来。质量比M2/M1可能小至0.2，并且以87%的概率小于0.4。ChaHa 8肯定是迄今为止在褐矮星或极低质量恒星附近的近轨道（约1 AU）中发现的质量最低的伴星。从轨道解的不确定性来看，不能完全排除伴星有行星质量的可能性。无论如何，它的发现都是朝着探测BDs周围的RV行星迈出的重要一步。此外，ChaHa 8是第四个已知的光谱褐矮星或非常低质量的双星系统，具有RV轨道解，也是第二个已知的非常年轻的系统。
2007-10-12 astro-ph
16-20 Jupiter mass RV companion orbiting the brown dwarf candidate ChaHa8
我们报告了在非常年轻（~ 300万年）的褐矮星候选者ChaHa 8（M5.75-M6.5）周围发现了一个16-20木星质量的径向速度伴星。根据2000年至2007年期间在VLT使用UVES拍摄的ChaHa 8的高分辨率阶梯光谱，通过RV可变性以1.6 km/s的半振幅检测到伴星。开普勒拟合的数据得出伴星的轨道周期为1590天，离心率为e=0.49。一个同伴的最小质量M2 sini之间的16和20木星质量时，使用模型相关的质量估计的主要推导。质量比q= M2/M1可能小至0.2，并且以87%的概率小于0.4。ChaHa 8肯定是迄今为止在褐矮星或极低质量恒星附近的近轨道（约1 AU）中发现的质量最低的伴星。从轨道解的不确定性来看，不能完全排除伴星有行星质量的可能性。无论如何，它的发现都是朝着探测BDs周围的RV行星迈出的重要一步。此外，ChaHa 8是第四个已知的光谱褐矮星或非常低质量的双星系统，具有RV轨道解，也是第二个已知的非常年轻的系统。
2007-07-25 astro-ph
Probing Disk Accretion in Young Brown Dwarfs
我们目前的高分辨率光谱的15个对象接近或低于亚恒星极限的上天蝎座和$ρ$蛇夫座恒星形成区域。这些光谱是用凯克一号望远镜上的HIRES仪器获得的，用于研究年轻的极低质量天体的盘吸积、旋转和活动。我们报告检测到一个广泛的，不对称的H $α$发射线的$ρ$ Oph源GY 5也被称为港中红外过量，一致的吸积盘的存在。上斯科天体的H $α$剖面表明很少或没有正在进行的吸积。我们的研究结果意味着，如果大多数棕矮星出生的磁盘，其吸积率迅速下降，在时间尺度可比或小于金牛座T磁盘。上斯科的棕矮星似乎比金牛座的年轻棕矮星旋转得更快，这与由于磁盘解锁后的收缩而导致的自旋上升一致。H $α$的活动是可比的饱和活动水平在现场M矮星具有类似的光谱类型和旋转速率。比较我们的数据与公布的（虽然分辨率较低）光谱的一些相同的对象从其他时代表明可能的变化吸积/活动指标。
2002-09-13 astro-ph
Rain and clouds in brown dwarf atmospheres: A coupled problem from small to large
褐矮星大气的大尺度结构是由对流、辐射、尘埃形成和重力沉降的相互作用决定的，这可能为观测到的变化提供了解释。结果是尘埃形成区域的元素贫化和尘埃蒸发部位的元素富集。尘埃云结构在亚恒星大气中的形成是基于一致的理论描述尘埃的形成和破坏，重力沉降，元素耗尽，包括对流过冲的影响。由于褐矮星大气中的粘性很小，对流产生了一个湍流环境，所有热力学状态变量在很宽的空间尺度上都有波动。因此，经典的湍流封闭问题需要解决与尘埃形成在亚恒星物体，因为一个完整的三维和时间依赖的模型方程的解决方案是根本不可能的。当涉及化学过程时，结构形成可以在最小尺度上播种。为了了解湍流和尘埃形成的相互作用，我们对1D和2D中的最小尺度区域进行了研究，以确定未解决的尺度区域的控制过程。
2004-11-10 astro-ph
Detection of a Variable Infrared Excess Around SDSS 121209.31+013627.7
我们提出了近红外$JHK_s$测光和光变曲线的候选人磁白矮星+棕矮星二进制SDSS J121209.31+013627.7和报告的探测近红外多余和变化的$K_s-$带。观测到的近红外过量可以用L7褐矮星和额外发射源的存在来解释。$J$和$H$的光变曲线看起来是平坦的，这排除了深于0.2等的食和白矮星上存在吸积热点的可能性。从可变的$K_s$光变曲线中，我们得到系统的精确周期为88 $\pm$ 1分钟。我们发现，观测到的变化$K_s-$带可以解释回旋辐射，这可以模拟的一个小斑点的表面上的白矮星。SDSS 1212与超短周期的极区EF波江座有相似之处，但缺乏罗什瓣溢出吸积的证据，这表明它可能是一个前极区。
2006-07-07 astro-ph
X-ray emission from young brown dwarfs in the Orion Nebula Cluster
利用钱德拉猎户座超深计划（COUP）提供的灵敏的X射线数据，研究了猎户座星云团核心34颗近红外光谱类型介于M6和M9之间的棕矮星的X射线性质。34个物体中有9个被清楚地探测到是X射线源。在许多情况下，明显的低探测率与这些褐矮星的大量灭绝有关;仅考虑具有$A_V \leq 5$等的BD，近一半的物体（16个中的7个）在X射线中被探测到。我们的10天长的X射线光变曲线的这些对象表现出很强的变化，包括许多耀斑。虽然其中一个物体只在一次短暂的耀斑期间被探测到，但对光变曲线的统计分析提供了证据，证明除了耀斑之外，所有其他物体都在连续（“静止”）发射。其中，$\sim$ M9褐矮星COUP 1255 = HC 212是已知最冷的天体之一，可以清楚地探测到静止的X射线发射。这些年轻棕矮星的X射线性质（光谱、部分X射线光度、耀斑速率）与ONC中的低质量恒星相似，因此没有证据表明恒星/亚恒星边界（ONC源位于$\sim$ M6）周围的磁活动发生了变化。由于年轻棕矮星的X射线性质也与M6-M9场星相似，因此在非常冷的天体中，磁活动的关键似乎是有效温度，它决定了大气中的电离程度。
2005-06-02 astro-ph
Rotational periods of very young brown dwarfs and very low-mass stars in ChaI
我们研究了ChaI星形成区中非常年轻的棕矮星和非常低质量的恒星（质量远低于0.2M_sun）的光度变化。我们测定了三颗M6.5-M7型棕矮星候选者ChaHa 2、ChaHa 3和ChaHa 6在耿氏Ⅰ和R波段的光度周期为2.2 - 3.4天。这是迄今为止发现的褐矮星最长的光度周期。如果被解释为旋转诱导的，它们对应于适度快的旋转速度，这与它们的v sini值和它们相对大的半径完全一致。我们还测定了两颗M5-M5.5型极低质量恒星B34和CHXR 78 C的周期。除了Gunn i和R波段的数据外，我们还分析了几周前拍摄的JHK_s目标监测数据，证实了光学数据中发现的周期。周期测定误差的上限在2至9小时之间。观测到的周期性变化的褐矮星候选人，以及金牛座T星被解释为调制的磁通量在旋转周期的磁驱动的表面功能，与v sini值的一致性的基础上，以及（R-i）的颜色变化典型的斑点。此外，即使是样本中的棕矮星，温度也相对较高（> 2800 K），因为它们非常年轻。因此，一方面，大气气体应该被充分电离以形成斑点，另一方面，温度太高而不能产生显著的尘埃凝结，从而产生云引起的变化。
2003-05-21 astro-ph
Brown Dwarf Companions to G-type Stars. I: Gliese 417B and Gliese 584C
我们目前的天体测量和光谱观测证实，附近的两个G矮星系统（格利泽417 = BD +36 2162和格利泽584AB = eta CrB AB）有一个广泛分离，L矮星，亚恒星伴侣。使用年龄估计的G矮星原色，我们估计这些L矮星的质量从理论上的进化轨迹。对于L4.5矮星Gl 417 B，我们估计其年龄为0.08 - 0.3 Gyr，质量为0.035 +/-0.015 M_sun。对于L8矮星Gl 584C，我们估计其年龄为1.0 - 2.5 Gyr，质量为0.060 +/-0.015 M_sun。后一个物体也显示了光谱变化的证据，这可能是由于表面不均匀性旋转进入和离开视野。这些新的伴星也与之前发现的其他六个L型和T型矮星伴星进行了比较。对于L型矮伴星，锂的存在或不存在所暗示的年龄与仅从主恒星推断的年龄一致。
2001-03-14 astro-ph
Dust in Brown Dwarfs IV. Dust formation and driven turbulence on mesoscopic scales
利用一个介观尺度下的驱动湍流模型研究了棕矮星大气中尘埃的形成。我们应用伪谱方法，在有限的波数间隔内创建和叠加波。湍流动能分布遵循Kolmogoroff谱，该谱被假定为最可能的值。这种叠加的随机波可能发生在对流活跃的环境中。它们导致成核前沿和成核事件，从而启动粉尘形成过程，该过程持续到所有可冷凝材料被消耗。发现小扰动对粉尘形成系统有很大的影响。一个最初的灰尘敌对的区域，这可能是最初的光学薄，成为光学厚的补丁的方式显示相当大的变化，在形成过程中的灰尘属性。由于与波的相互作用，尘埃出现在车道和卷曲中，即湍流，随着时间的推移形成越来越大的结构。针对褐矮星的变化，在亚恒星大气中的结构形成的物理理解，我们制定了第一个必要的标准，小尺度闭合模型应用于尘埃形成的天体物理系统的宏观模拟。
2004-04-14 astro-ph physics.flu-dyn
