Dynamical parallax of sigma Ori AB: mass, distance and age
大质量的OB型双星Sigma Ori AB位于非常年轻的Sigma Orionis星团的中心。我已经计算了最可能的距离和质量的二进制几个年龄使用动力学类的方法。它结合了两个分量的BVRIH波段视星等、精确的轨道参数、星际消光和文献中广泛使用的恒星模型网格、开普勒第三定律和卡方最小化。对于3 ± 2 Ma的年龄，得到的距离为334^（+25）_（-22）pc;更大的年龄和距离是不可能的。初级和次级的质量分别位于大约16-20和10-12 Msol的区间。我还讨论了σ Ori AB在~385 pc是一个三重系统的可能性。这些结果将有助于约束猎户座σ星系团中年轻恒星和亚恒星天体的性质。
2007-10-18 astro-ph
Orbital Parameters for the Soft X-ray Transient 4U 1543-47: Evidence for a Black Hole
软X射线瞬变4U 1543-47的光谱观测揭示了一条径向速度曲线，其周期为P=1.123 +/- 0.008天，半振幅为K_2 = 124 +/- 4 km/sec。质量函数为f（M）= 0.22 +/- 0.02太阳质量。如果次级层序位于主层序上，我们推导出d = 9.1 +/-1.1 kpc的距离。V和I光变曲线每个轨道周期有两个波，振幅约为0.08 mag.我们将光变曲线模拟为次级恒星的椭球变化，并推导出质量比Q = M_1/M_2 > 1时的极端倾角极限为20 <= i <= 40度，正式的3 σ极限为24 <= i <= 36度。然而，数据中存在模型未考虑的系统性影响，因此应谨慎对待上述约束。我们认为，二级恒星仍然是主序星，如果二级恒星有一个质量附近的主序星早期A-星的值（2.3 <= M_2 <= 2.6太阳质量），那么最适合3 σ倾角范围的（24 <= i <= 36 deg）和3 σ质量函数范围（0.16 <= f（M）<= 0.28太阳质量）意味着一个原始质量在2.7 <= M_1 <= 7.5太阳质量范围内。因此，4U 1543-47中致密物体的质量可能超过大约3个太阳质量，我们得出结论，4U 1543-47很可能包含一个黑洞。
1997-12-01 astro-ph
A 2MASS All-Sky View of the Sagittarius Dwarf Galaxy: III. Constraints on the Flattening of the Galactic Halo
从2微米全天巡天（2 MASS）中选出的M巨星被用来追踪潮汐碎片流，这些碎片流显然与完全环绕银河系的人马座矮球状星系（Sgr）有关。虽然Sgr M巨星通常与天空中的一个大圆圈对齐，但我们测量到最适合Sgr前后碎片的大圆圈的平均轨道极之间的差异为10.4 +-2.6度，这可以归因于Sgr轨道在数据集探索的相位范围内的岁差。模拟Sgr在包含凸起、盘和晕分量的电势中的破坏，如果晕的电势轮廓仅稍微平坦，则最好地再现沿着相同轨道相位范围的这种水平的进动，垂直于圆盘的轴长与圆盘内的轴长之比在q = 0.90-0.95的范围内（对应于q_ρ~ 0.83 - 0.92的等密度线）。扁圆晕比长扁（q_ρ> 1）晕更受青睐，在3 σ水平上排除了q <= 0.85（q_ρ<= 0.75）和q >= 1.05（q_ρ>= 1.1）势的双态性。分别在7-sigma和5-sigma水平上排除了q <= 0.80（q_p <= 0.6）和q >= 1.25（q_p>= 1.6）的更极端值。随着轨道阶段分离较大的碎片的发现，这些限制因素将会得到改善。
2004-10-10 astro-ph
The orbit of the brown dwarf binary Gl 569B
我们目前的光度，天体测量和光谱观测附近（9.8 pc）低质量的二进制Gl 569 Bab（反过来是一个同伴的早期M星Gl 569 A），与凯克自适应光学设施。自从1999年8月开始观测Gl 569 Bab以来，我们能够看到轨道运动并确定这对天体的轨道参数。我们发现它的轨道周期是892 +/- 25天，半长轴是0.90 +/- 0.02天文单位，离心率是0.32 +/- 0.02，系统的倾角是34+/- 3度（1-sigma）。总质量为0.123（-0.022/+0.027）Msun（3-sigma）。此外，我们还获得了低分辨率（R=1500-1700）的近红外光谱的J-和K-波段的每个组件。我们确定的光谱类型的对象是M8.5V（G1569 Ba）和M9 V（G1569 Bb）与半个子类的不确定性。我们还提出了新的J-和K-波段测光，使我们能够准确地放置在HR图中的对象。这个双星系统很可能是由两颗质量比为0.89的褐矮星组成，年龄约为3亿年。
2001-06-14 astro-ph
Orbital Parameters for the X-ray Pulsar IGR J16393-4643
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对严重遮蔽的X射线脉冲星IGR J 16393 -4643进行了X射线测量，并对其轨道参数进行了脉冲定时分析。假设一个圆形轨道，我们相连接的数据跨越1.5年。最有可能的轨道解的投影半长轴为43 +- 2 lt-s，轨道周期为3.6875 +- 0.0006天。这意味着质量函数为6.5 ± 1.1 M_sun，并证实该积分源是一个高质量X射线双星（HMXB）系统。通过在轨道模型中包括离心率，我们发现在2 sigma水平上e < 0.25。3.7天的轨道周期和先前已知的~910 s的脉冲周期使该系统位于Corbet图中由超巨星风吸积物填充的区域，并且低偏心率也与这种类型的系统相一致。最后，应该指出的是，虽然3.7天的解是最有可能的解，但我们不能完全排除轨道周期为50.2天和8.1天的另外两个解。
2006-05-25 astro-ph
Simulations of minor mergers. I. General properties of thick disks
我们提出了模拟厚盘的形成，通过吸积的两个组件的卫星到一个预先存在的薄盘。我们的目标是建立以这种方式获得的厚盘的详细特征，以及它们对吸积物体的初始轨道和内部性质的依赖性。我们发现，合并与主机的质量的10-20%的质量导致厚盘的形成，其特征是相似的，无论是在形态学和运动学，观察到的。尽管质量比相对较大，但主盘并没有被坠落的卫星完全摧毁：可以识别出一个剩余的运动学上冷而薄的成分，包含约15-25%的质量，它嵌入在一个更热更厚的盘中。例如，这可以解释银河系中存在一个非常古老的薄盘星。盘的最终标度高度取决于合并的初始倾角和性质，但在~4标度高度处的卫星恒星粒子的分数直接测量卫星星系和宿主星系之间的质量比。我们的厚盘通常在非常低的表面亮度水平（比峰值低6个星等）下显示方形等照度线。在运动学上，模拟厚盘的速度椭球与太阳半径处的银河系厚盘的速度椭球相似。σ_Z/σ_R随半径的变化趋势可以很好地判别吸积卫星的初始倾角。在银河系中，厚盘的旋转速度可能存在垂直梯度，以及在太阳附近观测到的sigma_Z/sigma_R值，似乎有利于厚盘通过低或中等轨道倾角的合并形成。
2008-09-19 astro-ph
How do binaries affect the derived dynamical mass of a star cluster?
星团的动力学质量可以从维里定理中推导出来，使用测量的星团的半质量半径和视线速度色散。然而，如果不考虑双星轨道运动的贡献，这个动力学质量可能是对星团质量的一个显著高估。在这些会议记录中，我们描述了作为集群属性和二进制人口属性的函数的质量高估，并简要地触及选择效应的问题。我们发现，对于星系团的测量速度分散σ> 10公里/秒的双星的存在并不影响动力学质量显着。对于sigma < 1 km/s的集群（即，低密度星系团），双星对西格玛的贡献是显着的，并可能导致一个主要的动力学质量高估。二进制的存在可能会在log（L/Mdyn）与年龄图中引入Delta log（L/Mdyn）= 0.05-0.4的下移。
2008-01-25 astro-ph
Star Captures by Quasar Accretion Disks: A Possible Explanation of the M-sigma Relation
提出了一种新的类星体理论，其中围绕黑洞的薄吸积盘的物质由穿过吸积盘的恒星提供。在主星系中心的恒星被随机扰动到高度径向的轨道上，当它们反复穿过圆盘时，它们会因阻力而失去轨道能量，最终合并到圆盘中。要求恒星质量捕获率等于黑洞质量吸积率，则黑洞质量与恒星速度色散之间的关系被预测为M_{BH} \propto sigma_*^{30/7}的形式。标准化依赖于各种不确定的参数，如磁盘的粘度，但与观测的合理假设是一致的。我们表明，在一个新形成的恒星系统中，种子中心黑洞可以通过吸积盘捕获恒星，以爱丁顿速率增长到这个预测的质量。一旦达到这个质量，恒星捕获不足以维持爱丁顿吸积率，当吸积切换到低效率平流模式时，类星体可能会自然关闭。该模型提供了一种向小半径吸积盘输送质量的机制，可能解决大半径吸积盘中恒星形成的引力不稳定性问题。我们注意到，被纳入磁盘的恒星的物质具有平均特定的角动量，是非常小的或相反的磁盘，并讨论如何旋转的磁盘可以保持，因为它捕获这个问题，如果一小部分的吸积质量来自恒星风，形成一个磁盘延伸到更大的半径。我们提出了几个观测测试和这个理论的后果。
2004-09-01 astro-ph
A Theoretical Interpretation of the Black Hole Fundamental Plane
我们研究的起源和演化之间的相关性的超大质量黑洞（BH）和它们的宿主星系使用模拟的主要星系合并，包括气体耗散，冷却，恒星形成，BH吸积和反馈的影响。我们证明了模拟预测BH“基本面”（BHFP）的存在，其形式为M_BH sigma^（3.0+-0.3）*R_e^（0.43+-0.19）或M_BH M_bulge^（0.54+-0.17）*sigma^（2.2+-0.5），类似于观测发现的关系。模拟表明，BHFP可以大致理解为BH质量和球体结合能之间的倾斜的内在相关性，或反馈耦合的条件，以动力压力驱动的流出。虽然晕圈圆速度、合并轨道参数、祖盘红移和气体分数、ISM气体加压和其他参数的变化可以驱动例如固定M_bulge处的sigma的变化，并且因此驱动M_BH-sigma或M_BH-M_bulge关系的变化，但是BHFP是鲁棒的。在高红移下，对于给定的M_bulge，R_e有减小的经验趋势，BHFP预言，在固定的M_bulge下，黑洞的质量会更大，这与最近的观测结果很好地吻合。在给定的M_bulge下，合并残余物的结构性质演变为较小的R_e和较大的sigma（因此较大的M_BH，保存BHFP），这是由这样一个事实驱动的，即在高红移下，凸起的祖先具有特征性的较大气体分数。采用观测到的盘气体组分随红移的演化，我们的模拟预测了观测到的Re（M_bulge）和M_BH（M_bulge）的变化趋势。
2007-07-26 astro-ph
A Redshift Survey of Nearby Galaxy Groups: the Shape of the Mass Density Profile
我们约束附近星系群和星系团的质量分布和轨道结构。我们的方法产生的联合概率分布的密度斜率n，速度各向异性β，和这些系统的周转半径r 0。测量技术不使用N体模拟的结果作为先验。我们将2419个新的红移在41个系统的星系与z < 0.04的领域。新的组具有中值速度色散σ =360 km/s。我们还使用了851个已存档的红移在8个z < 0.1的近弛豫星系团的领域。在R < 2 r200范围内，数据符合单一幂律物质密度分布，对于sigma < 470 km/s的系统，斜率n = 1.8-2.2，对于sigma > 470 km/s的系统，斜率n = 1.6-2.0（95%置信度）。我们证明，只要物质密度有一个尖点，一个简单的无标度相空间分布函数f（E，L^2）~（-E）^（alpha-1/2）L^（-2 β）就与数据一致。使用该DF，排除了具有恒定密度核心（n=0）的物质密度分布，置信度优于99.7%。
2004-02-06 astro-ph
The SAURON project - IV. The mass-to-light ratio, the virial mass estimator and the fundamental plane of elliptical and lenticular galaxies
我们调查与前所未有的准确性之间的相关性的动态质光比M/L和其他全球观测的E和S 0星系。我们构建了两个整体的Jeans和三个整体的史瓦西动力学模型的样本25个E/S 0星系与SAURON积分场恒星运动学。我们发现动态M/L（I波段）与Re内视线速度分布的亮度加权二阶矩（sigma）之间存在形式为（M/L）=（3.80+/-0.14）*（sigma/200 km/s）^（0.84+/-0.07）的紧密相关性。对于我们的样品，观察到的M/L均方根散射为18%，而推断的固有散射为~ 13%。（M/L）-sigma关系可以被包含在sigma与其他星系全局观测量之间的一系列显著的紧密相关中。观察到的相关性与预测的基本平面（FP），并与简单的维里估计的比较，表明早期型星系的FP的“倾斜”，是由于一个真正的M/L的变化，而结构和轨道的非同源性有一个可以忽略不计的影响。维里质量是星系中心区域质量的可靠估计。最佳拟合维里关系式为（M/L）_vir=（5.0+/-0.1）*Re*sigma^2/（L*G）。通过对恒星星族的动力学M/L和（M/L）_pop的比较，发现早型星系中的暗物质比例约为Re内部总质量的30%。（节录）
2005-11-29 astro-ph
Fate of Supermassive Black Holes and Evolution of the M(BH)-sigma Relation in Merging Galaxies: The Effect of Gaseous Dissipation
利用高分辨率自洽气体动力学方法模拟了盘状星系的等质量和不等质量合并过程，分析了耗散对超大质量黑洞轨道演化的影响.星系模型是一致的LCDM范式的结构形成和模拟包括辐射冷却和恒星形成的影响。我们发现，等质量合并总是会导致在残余物中心形成一个紧密的SMBH对，其分离仅受到所采用的~100 pc的力分辨率的限制。相反，不等质量合并中的最终SMBH分离敏感地取决于合并星系的中心结构如何被耗散修改。在没有耗散的情况下，卫星星系可以在合并完成之前完全分裂，留下它的SMBH在距离残骸中心太远的地方徘徊，无法形成一个紧密的对。相比之下，我们表明，气体冷却促进配对过程中增加的弹性的同伴星系潮汐破坏。此外，我们证明了合并盘星系构造服从M（BH）-西格玛关系，移动相对于它取决于他们是否经历耗散或碰撞合并，无论合并系统的质量比。无碰撞模拟表明，残余物往往远离平均值的关系，突出的作用，气体贫乏的合并作为一个可能的来源的散射。在耗散合并中，与大质量核盘形成相关的强烈气体流入与恒星形成所消耗的气体之间的相互作用为SMBH提供了必要的燃料，并使合并残余物满足该关系。
2005-03-08 astro-ph
The Transit Light Curve Project. X. A Christmas Transit of HD 17156b
2007年12月25日，HD 17156 b凌日，它具有所有已知凌日系外行星中最长的轨道周期和最高的轨道偏心率。还介绍了恒星径向速度的新测量结果。所有的数据结合起来，并与恒星演化建模，以获得完善的系统参数。该行星的质量和半径分别为3.212 - 0.082 ^{+0.069}木星质量和1.023 - 0.055 ^{+0.070}木星半径。相应的恒星性质为1.263 - 0.047 ^{+0.035}太阳质量和1.446 - 0.067 ^{+0.099}太阳半径。这颗行星比具有相同质量和平衡温度的理论太阳组成气体巨星小1 σ，这可能是重元素富集的迹象。中星时的测量误差在1分钟以内，并且没有显示出与线性星历的偏差（因此没有证据表明其他行星的轨道扰动）。我们为未来的凌日和上合提供星历表。有18%的可能性，轨道平面的方向足够接近边缘，以便在上合点发生二次日食。对次日食的观测将揭示一颗行星的热发射光谱，这颗行星经历了异常大的潮汐加热和日照变化。
2008-10-26 astro-ph
A Dynamical Mass Constraint for Pre-Main-Sequence Evolutionary Tracks: The Binary NTT 045251+3016
我们提出了一个天体测量/光谱轨道解的前主序星二进制NTT 045251+3016。我们测量的一次和二次质量分别为1.45 +/- 0.19 M_sun和0.81 +/- 0.09 M_sun，系统距离为145 +/- 8 pc，与之前对金牛座-御夫座恒星形成区的估计一致。D 'Antona & Mazzitelli（1997）、Baraffe et al.（1998）和Palla & Stahler（1999）的演化轨迹与这些动态质量测量进行了对比。由于K5光谱类别内的固有颜色/T_eff变化，每个主序前模型提供了一个原色的质量范围。从Baraffe等人（1998年）使用混合长度参数α =1.0的轨道推导出的理论质量范围最接近我们测量的原始质量，偏差在1.3和1.6 σ之间。Baraffe等人（1998）使用α =1.9的轨迹集偏离我们测量的原始质量1.6和2.1 σ之间。Palla & Stahler（1999）轨道给出的主星质量范围在1.6和2.9 sigma之间。D 'Antona和Mazzitelli（1997）的轨道给出了一个质量范围，与我们导出的原始质量至少有3.0 σ的偏差，强烈表明这些轨道与我们的观察不一致。对次级恒星的观测比对主星的观测要少一些限制，但是次级恒星的动力学质量和从各种主序前轨道推断出的次级恒星质量之间的偏差反映了主星的偏差。所有主序前径迹与NTT 0…
2001-05-01 astro-ph
GQ Lup and its common proper motion companion
最近，Neuhaeuser等人（2005）提出了一个亚恒星，共同自行伴星的证据。根据两个理论质量估计，都低于氘燃烧的最小质量限制，伴星可能是一颗直接成像的行星。我们在这里提出了一个更详细的天体测量分析的GQ Lup系统，使用所有（不同的）自行公布的主要。在所有情况下，共同的自行都是重要的，即使考虑到视差或距离的误差（140 +- 50 pc）。当使用加权平均值时，GQ Lup和它的同伴共同自行的重要性是7 + 4 sigma（分离没有变化）加上8 sigma（位置角没有变化）。我们还讨论了这个问题，是否GQ Lup和它的共同自行同伴不受约束，但共享相同或相似的自行作为两个独立的成员的T型狼疮协会，这是一个移动的群体，其中大多数成员应该有相同的议案无论如何。根据我们的讨论，这个假设可以被几个sigma拒绝：在0.7325弧秒内偶然发现一颗比Ks = 14等暗的L矮星，并且（几乎）具有与GQ Lup相同的自行的概率只有< 3 10^{-10}。该系统的轨道运动尚未被探测到（1.4 +-2.2质量/年），但可能小于逃逸速度（5.3 +-2.1质量/年），因此该系统很可能是引力束缚的和稳定的。这与2 MASSWJ 1207334 -393254系统不同，正如我们所示。
2005-09-07 astro-ph
Adaptive Optics Observations of Vega: Eight Detected Sources and Upper Limits to Planetary-Mass Companions
从帕洛玛5米望远镜的自适应光学观测中，我们对距离织女星30-230 AU之间的任何行星伴星的质量设定了上限，我们的数据对H=12.5等至H=19.0等的深度敏感，比织女星本身更暗。我们的观测覆盖了一个加号形状的区域，有两个25“x57”的元素，不包括以恒星为中心的7“x7”。我们已经确定了2个双点源和4个单点源。这些被投射的伴星比织女星暗14.9-18.9等，如果与织女星有物理联系，它们的质量将在4 - 35兆焦耳之间，轨道半径为170-260天文单位。最近对织女星周围尘埃环的模拟预测存在质量<2-3 Mjup，轨道半径约40-100 AU的扰动体，但不能排除质量更大（约10 Mjup）的行星。探测到的物体都不是这颗预测的行星。基于色星等、光谱和自行分析，所有物体都符合背景源。考虑到织女星的眩光，在我们的数据中，在5-sigma水平上，一个接近预期轨道半径的2 Mjup天体是看不到的，尽管任何>10 Mjup的褐矮星在距离>80 AU时都可以看到。
2002-09-17 astro-ph
On the orbital and physical parameters of the HDE 226868/Cygnus X-1 binary system
利用准周期振荡（QPO）-光子指数相关标度方法，研究了最近测定的天鹅座X-1的质量m=（8.7 +/-0.8）MSun对双星系统HDE 226868/天鹅座X-1的轨道和物理性质的影响.利用这一结果和HDE 226868超巨星的最新分光光学数据，得到其质量M=（24 +/- 5）MSun。结果表明，如果系统的轨道平面相对于天空平面的倾角i落在41-56度的范围之外，则会发生偏离开普勒定律第三定律的显著性超过1-sigma水平的偏离：这种偏离不可能是由于对轨道周期的第一次后牛顿（1 PN）修正，因为它很小;在牛顿引力理论的框架中解释为由于恒星的四极质量矩Q，它们是非物理的，因为Q会取不合理的大值。通过保守地假设开普勒定律第三定律是轨道周期的适当模型，我们得到i=（48 +/- 7）deg，这产生相对半长轴a=（42 +/- 9）R_Sun。我们对HDE 226868的罗氏瓣的估计是r_M =（21 +/- 6）R_Sun。
2008-05-26 astro-ph gr-qc
