A kinematic study of the Taurus-Auriga T association
目的：这是一系列致力于研究年轻恒星天体附近协会的运动学特性的论文中的第一篇。在这里，我们研究金牛座-御夫座协会，推导出这个低质量恒星形成区的个别成员的运动学的主要目标。研究方法：我们利用了最近发表的前主序星自行目录，我们补充了来自CDS数据库中各种来源的径向速度。我们用一种改进的收敛点方法寻找金牛座-御夫座区域中具有相同空间速度的恒星，我们用广泛的蒙特卡罗模拟进行了测试。结果如下：在217金牛座-御夫座已知自行的恒星样本中，我们确定了94个前主序星，它们可能是同一运动群的成员，还有几个额外的候选者，它们的前主序星演化状态需要确认。我们推导出67个已知径向速度的移动群成员的个体松弛，并根据群的平均空间速度给出其他成员的试探性松弛。运动群成员的赫兹-罗素图以及它们的质量和年龄的讨论在另一篇论文中给出。
2006-10-17 astro-ph
X-ray flares on zero-age- and pre-main sequence stars in Taurus-Auriga-Perseus
我们提出了一个系统的搜索结果的X射线耀斑的年轻恒星观测期间ROSAT PSPC观测金牛座御夫座英仙座地区。为了研究日冕活动的演变，分析了ROSAT公共数据档案中目前可用的所有已知金牛座T星、昴宿星或Hyads星的PSPC观测数据。38个大耀斑可归因于晚型星。利用耀斑持续时间和观测时间，导出了不同恒星样本的耀斑速率。我们研究了恒星的年龄、自转和多重数等参数对单个耀斑参数和耀斑频率的影响。
2000-02-17 astro-ph
Photometric monitoring of the ROSAT selected weak-line T Tauri stars in the Taurus-Auriga field
我们观测了金牛座-御夫座云X射线源中发现的22颗金牛座弱线T星的光变。确认了这些WTTS样品中12个的光度变化。它们都是周期变化的。利用相位色散最小化（PDM）和傅里叶分析方法，确定了这些恒星的自转周期。他们中的大多数被发现是短于一天。这为主序星前角动量演化模型所预言的太阳型恒星上旋提供了进一步的证据。
2006-05-08 astro-ph
New proper motions of pre-main sequence stars in Taurus-Auriga
我们目前的自行72 T金牛座恒星位于金牛座御夫座的中心区域。这些自行取自一个新的自行目录称为STARNET。我们的样本包括17个经典的金牛座T星和55个弱线金牛座T星，后者大多数是由ROSAT发现的。53颗恒星以前没有自行测量。在运动学上，这些恒星中有62颗是该协会的成员。速度频散小于2-3公里/秒的发现，这是由自行的错误占主导地位。这种速度分散与距离的扩展相关。此外，我们给出了位于金牛座分子云正南方的58颗恒星的自行，并将样本中最年轻恒星（小于3.5 × 10 ^7岁）的运动学与金牛座-御夫座星协中前主序星的运动学进行了比较。从空间速度的比较中，我们发现在陶-奥尔中心区域的恒星与南部的恒星在运动学上是不同的。在远离金牛座平均运动的大自行恒星中，我们发现了2颗昴宿星候选星和7颗可能的昴宿星逃逸星。
1997-04-29 astro-ph
Optical Spectroscopy of Embedded Young Stars in the Taurus-Auriga Molecular Cloud
本文介绍了金牛座-御夫座暗云中I类源（也称为嵌入源和原恒星）的第一次光学光谱调查。我们在5500-9000 A的云中探测到了24个已知的I类源中的10个。所有检测到的I类源都有很强的H-α发射;大多数也有很强的[O I]和[S II]发射。这些数据--连同金牛座-御夫座星云中金牛座T星的高质量光谱--证明了禁射谱线在I类源中比在金牛座T星中更强和更常见。我们的结果也提供了一个明确的判别之间的禁戒线发射的频率弱发射和经典金牛座T星。除了强发射线，三个I类源具有突出的TiO吸收带。在HR图中，这些源的M型中心星与可见的金牛T型星混合在一起，并位于球形吸积的出生线和吸积盘的氘燃烧序列之下。
1998-04-18 astro-ph
An assessment of Li abundances in weak-lined and classical T Tauri stars of the Taurus-Auriga association
对年轻低质量恒星锂丰度的精确测量提供了独立和可靠的年龄诊断。以前对附近恒星形成区的研究已经确定了大量的锂耗尽恒星，通常与其光度所指示的年龄不一致。我们的目标是一个新的和准确的分析在金牛座-御夫座约100个前主序星的样本中的Li丰度使用一个均匀的和更新的恒星参数和模型大气适合的光谱类型的样本星。我们计算Li丰度使用公开的值的等效宽度的Li 6708 A的双峰从中/高分辨率光谱。我们发现，在金牛座-御夫座显着的锂耗尽的恒星的数量大大减少，相对于早期的结果。只有13颗恒星的丰度比星际值低5倍或更高。它们都是由X射线观测得到的弱线金牛座T星;除了位于L1551和L1489暗云附近的四颗恒星外，所有的贫锂恒星都属于分散的低质量恒星，分布在当前恒星形成的主要地点周围。如果位于金牛座-御夫座的距离，推导出的锂丰度暗示的恒星年龄在3-30百万年的范围内，大于大部分的富锂人口与该地区的恒星形成历史的影响。为了得到关于金牛座-御夫座中锂耗尽恒星比例的确切结论，应该获得该星协剩余成员的锂测量值，特别是落在HR图中锂燃烧区域的恒星群。
2008-07-02 astro-ph
Search for young low-mass stars in a ROSAT selected sample south of the Taurus-Auriga molecular clouds
我们目前的131光学对应的115 ROSAT全天巡天X射线源的金牛座御夫座暗云复杂的南部的中间分辨率光谱的结果。这些天体是从大约300平方度区域内的总共1084个ROSAT源中选出的候选年轻恒星。我们确定了30个对象的低质量PMS星的基础上，在他们的光谱中的Li 6708双峰，他们的年轻年龄的签名。所有这些恒星的光谱类型都晚于F7，并显示出典型的弱线和后T金牛星的光谱特征。年轻物体的存在几个秒差距远离正在进行的恒星形成的地区进行了讨论，在目前的模型的金牛座T分散。
1996-12-19 astro-ph
The X-ray activity-rotation relation of T Tauri stars in Taurus-Auriga
金牛座-御夫座恒星形成复合体是唯一一个观测到X射线活动与自转周期呈负相关关系的金牛座T星。我们使用XMM-牛顿的欧洲光子成像照相机对金牛座-御夫座的年轻恒星的X射线发射（0.3-10 keV）进行了迄今为止最灵敏的调查，并调查了X射线活动措施--X射线光度Lx、它与恒星光度的比值Lx/Lstar和表面平均X射线通量Fxs --对旋转周期的依赖性。我们测试的差异，Lx/Lstar的分布的快速和慢速旋转，吸积和非吸积，并比较的依赖Lx/Lstar的旋转周期和对流周转时间尺度的比值，Rossby数，与晚型主序星。我们发现Lx和Fxs与旋转周期的显著相关性，但这些可以用金牛座-御夫座中快速旋转体的通常较高的恒星光度和有效温度以及Lx对Lstar的近线性依赖性来解释。我们发现没有证据的Lx/Lstar的旋转周期的依赖性，但吸积物有较低的Lx/Lstar比非吸积物在所有的旋转周期。发现吸积体和非吸积体的Rossby数与晚型主序星的相同，表现出饱和的X射线发射。我们的结论是，非吸积金牛座T星显示X射线活动完全符合饱和活动的晚型主序星。吸积的金牛座T星显示出较低的X射线活动，这不能归因于它们较慢的旋转。
2007-01-15 astro-ph
The lithium-rotation correlation for WTTS in Taurus-Auriga
表面锂丰度和自转速度可以作为恒星内部结构的有力和互补的诊断。到目前为止，对前主序演化过程中锂元素贫化的过程仍知之甚少。研究了弱线金牛座T型星的等效Li宽度（EW（Li））与自转周期（P $_{rot}$）之间是否存在相关性.我们发现，在金牛座-御夫座0.9 M $_\odot$ ~ 1.4 M $_\odot$ WTTS之间，快速旋转的恒星具有较低的EW（Li），Li的快速燃烧开始于恒星P $_{rot}$向3天演化的阶段。我们的研究结果支持Piau & Turch-Chiéze关于恒星年龄与锂耗尽模型的结论，以及Bouvier等人关于旋转演化的结论。EW（Li）与P $_{rot}$的相关曲线转折于零时代主层序（ZAMS）阶段。EW（Li）在到达ZAMS之前随P $_{rot}$减小而减小，而对于年轻的低质量主序星，EW（Li）随P $_{rot}$（自转速度减小）增大而减小。这一结果可以解释为Li耗尽的年龄效应，快速自转并不能抑制低质量PMS星中Li的破坏。
2006-10-30 astro-ph
On the alignment of classical T Tauri stars with the magnetic field in the Taurus-Auriga molecular cloud
本文重新讨论了金牛座-御夫座分子云中经典金牛座T星与磁场的排列问题。以前的研究已经声称，活跃的年轻恒星物体的喷流轴，投影在天空的平面上，优先沿本地磁场的投影方向排列。我们重新审视这个问题，鉴于众多的高角分辨率图像的拱盘和微喷流现在可用。图像显示金牛座T星作为一个群体相对于当地磁场随机取向，与先前的说法相反。这表明，磁场在单个星前核坍缩的最后阶段所起的作用可能比以前设想的要小。目前的数据库还表明，一个子样本的CTTS与解决磁盘，但没有观察到明亮的和扩展的流出有一种倾向，以垂直于磁场。我们讨论的可能性，这可能会跟踪一个不太有利的拓扑结构，例如，四极，对于内部磁盘中的磁场，导致较弱的准直流出。
2004-07-05 astro-ph
Star Formation in Space and Time: Taurus-Auriga
要了解恒星群的形成，首先必须仔细记录真实星团和星协中的诞生模式。在金牛座御夫座的这项研究中，我们结合了我们自己的演化轨迹与恒星位置的观测调查前主序星年龄。借助分子云上大量的毫米级数据，我们描绘了该地区的历史。恒星形成开始于一个相对较低的水平，以空间分散的方式，至少在过去的1000万年。在过去的几百万年里，新的恒星以加速的速度产生，几乎完全在一组有限的条纹云丝中。灯丝内部和周围的气体似乎处于力平衡状态。因此，暗条的出现是由于母云物质的全球性、准静态收缩。引力驱动着这种收缩，激波耗散起着中介作用，但气体的内部运动似乎并不是湍流。最近恒星形成的加速性质意味着云核的凝结是一个阈值现象，需要最小的背景密度。其他附近的云区，包括狼疮和变色龙，包含一些已经达到这种密度的地方，还有一些没有。在后者中，我们发现了广泛的，有时是大质量的分子气体，仍然缺乏年轻的恒星。
2002-08-30 astro-ph
Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs in Taurus-Auriga
我们提出了高分辨率的光学光谱获得的HIRES摄谱仪的凯克我望远镜的低质量T金牛星和褐矮星（LMTTs）在金牛座御夫座。特别令人感兴趣的是先前分类的“连续统金牛座T星”GM Tau，它的光谱类型为M6.5，质量刚好低于恒星/亚恒星边界。金牛座的LMTT都不是快速旋转的（vsini < 30 km/s），不像猎户座的低质量物体。许多缓慢旋转的非吸积恒星和褐矮星都有显著的H-α辐射（EWs为3 - 36 A），这表明色球层是活跃的。我们的经验表明，在10%的H-α发射轮廓峰值的全宽度是一个更实际的，可能是一个更准确的吸积指标比H-α或光学面纱的等效宽度：10%-宽度> 270公里/秒是经典的金牛座T星（即吸积），独立于恒星光谱类型。虽然LMTT的吸积速率可以与更典型的高质量金牛座T星（例如K7-M0）相媲美，但平均质量吸积速率似乎随着质量的减少而减少。LMT的吸积盘的频率降低，加上它们的平均质量吸积率较低，意味着它们形成时的吸积盘质量比质量较高的金牛T星要小。径向速度、星周性质和已知的双星并不支持金牛座的许多最低质量成员是从星云内的高恒星密度区域喷射出来的说法。相反，LMTT似乎已经形成并以与更高质量的金牛T星相同的方式演化，但具有更小的磁盘和更短的磁盘寿命。
2002-09-09 astro-ph
Circumstellar Dust Disks in Taurus-Auriga: The Submillimeter Perspective
我们提出了一个敏感的，多波长的亚毫米波连续测量金牛座御夫座恒星形成区域的153个年轻恒星。亚毫米探测率为61%，在850微米处的完整性极限为~10 mJy（3-sigma）。星周盘的质量呈对数正态分布，平均质量约为0.005太阳质量，色散较大（0.5 dex）。大约三分之一的亚毫米波源的盘质量大于形成太阳系的最小星云。星盘与恒星质量比的中位数为0.5%。在350微米和1.3 mm之间，亚毫米连续谱的经验行为最好描述为F_nu~nu ^（2.0 +/-0.5），我们认为这是由于与ISM相比，光学厚发射的分数和不透明度的平坦频率行为的组合效应。后一种效应可能是由于大量的大尘埃颗粒，这可能是通过碰撞凝聚增长。在这个样本中，唯一与外盘相关的恒星属性是伴星的存在。我们发现的证据显着减少亚毫米波通量密度，磁盘质量，亚毫米波连续斜率沿典型的红外光谱能量分布演化序列的年轻恒星物体。在亚毫米级探测到的物体比例与过量近红外辐射的比例基本相同，这表明内外盘中的尘埃几乎同时被清除。
2005-06-08 astro-ph
On the Evolutionary Status of Class I Stars and Herbig-Haro Energy Sources in Taurus-Auriga
[摘要]我们提供了金牛座-御夫座恒星的高分辨率光谱，其星周环境表明它们的演化程度低于光学显示的金牛座T星。许多星星只能通过散射光看到。这些光谱被用来寻找赫比格-哈罗流的动力恒星和没有的恒星之间的差异，并重新评估所谓的原恒星（I类恒星）相对于光学显示的金牛T星（II类恒星）的演化状态。I类星的质量分布与II类星相似，包括3颗I类棕矮星。金牛座的I类恒星正在缓慢旋转;年轻恒星的角动量似乎在光学显示的金牛座T阶段之前消散。令人惊讶的是，I类恒星的质量吸积率与II类恒星的质量吸积率几乎没有区别;它们的光度不受吸积的影响。我们证实了以前的结果，发现更大的禁线发射与I类恒星比II类恒星。我们认为，这是由一个方向的偏见，允许更直接的看法有点延长禁止发射线区域比模糊的恒星光球，而不是因为更大的质量流出率。总的来说，I类和II类恒星相似的质量、光度、自转速率、质量吸积速率、质量流出速率和毫米通量密度最好的解释是大多数I类恒星不再处于主吸积阶段，并且比传统假设的要老。类似地，虽然驱动赫比格-哈罗流的恒星似乎有更大的质量流出率，但它们的恒星和拱星性质通常与不驱动这些流的恒星没有区别。
2004-08-12 astro-ph
Polarimetric variations of binary stars. IV. Pre-main-sequence spectroscopic binaries located in Taurus, Auriga, and Orion
我们目前的偏振观测位于金牛座，御夫座和猎户座恒星形成区域的14个前主序星（PMS）双星。大多数观察到的平均偏振低于0.5%，没有一个高于0.9%。除去星际极化的估计值后，大约一半的双星有超过0.5%的内禀极化，尽管它们中的大多数没有其他证据证明存在星周尘埃。各种测试表明，77%的PMS双星具有或可能具有可变偏振。LkCa 3、Par 1540和Par 2494呈现可检测的周期性和锁相变化。周期性的偏振变化比其他类型的双星，如热星，噪音更大，振幅更小（~0.1%）。这可能是由于随机事件产生的偏差，平均偏振，一个不利的几何形状（环二进制信封），或散射体的性质（尘埃颗粒是效率较低的极化比电子）。Par 1540是一颗弱线TTauri星，但它的环境中有足够的尘埃产生可检测的偏振和变化。第四个有趣的例子是W134，它显示了偏振的快速变化，这可能是由于日食。我们比较的观察与我们的一些数值模拟，还表明，分析的周期性极化变化与布朗，麦克莱恩，和埃姆斯利（BME）形式主义，以找到轨道倾角是为时尚早：非周期性事件引入随机噪声，部分掩盖了周期性低振幅的变化，并防止BME形式主义找到一个合理的估计轨道倾角。
2002-06-04 astro-ph
A Spectroscopic Survey of Subarcsecond Binaries in the Taurus-Auriga Dark Cloud with the Hubble Space Telescope
我们报告的光谱调查的20个密切的金牛座T双星的金牛座，御夫座暗云之间的分离的原色和它们的secondaries小于典型的大小围绕一个年轻的恒星拱盘的结果。低分辨率和中等分辨率的STIS光谱分析产生的恒星光度，红化，年龄，质量，质量吸积率，红外过剩，和发射线光度为每对恒星。我们研究的能力，红外颜色过剩，H-α等效宽度，[O I]发射，和面纱区分弱发射和经典的金牛T星。四对具有一个cTT和一个wTT; cTT是其中三个系统中的主要。这种频率的混合对之间的密切T金牛座二进制是类似的频率混合对更广泛的年轻的二进制。双星系统内的绝灭通常是相似的;然而，在某些系统中，次级恒星比主恒星更红，在那里可以通过主恒星的圆盘看到。质量吸积率的小学和中学是强烈相关的，和H-α光度，红外过剩，年龄也相关的对。根据三套不同的现代前主序星演化轨迹，原生星往往比次生星有更大的吸积速率，并且通常比次生星稍老。XZ Tau和FS Tau的年龄差异是惊人的，它们是嵌入在反射星云中的系统;每对中的次级星云质量较小，但比初级星云更明亮。从旋转分子盘测量的UY Aur和GG Tau双星的恒星质量比从光谱和演化轨迹推断的质量大30%左右。
2002-09-30 astro-ph
A shallow though extensive H2 2.12 micron imaging survey of Taurus-Auriga-Perseus: I. NGC1333, L1455, L1448 and B1
讨论了英仙座NGC1333、L1448、L1455和B1恒星形成区的宽视场近红外成像。这些观测是从金牛座-御夫座-英仙座复合体的更大窄带成像调查中提取的。这些H2 2.12微米的观测是由宽带K成像，中红外成像和测光从斯皮策太空望远镜，并发表了亚毫米CO J = 3 - 2的高速分子流出的地图。我们检测和标记85 H2功能，并将这些与26分子流出。三个是秒差距尺度的流量，平均流量叶长超过11.5弧分。37个（44%）的H2特征与已知的赫比格-哈罗天体有关，而72个（46%）的HH天体在H2发射中被检测到。嵌入式斯皮策源被确定为所有，但两个的26个分子流出。这些候选外流源都具有高的近中红外光谱指数（α平均值约为1.4）以及红色IRAC 3.6 - 4.5微米和IRAC/MIPS 4.5 - 24.0微米颜色：80%的[3.6]-[4.5]> 1.0和[4.5]-[24]> 1.5。这些标准-高α和红色[4.5]-[24]和[3.6]-[4.5]颜色-在寻找分子流出源时是强有力的判别。然而，我们发现α和流动长度或开口角度之间没有相关性，并且流出在每个区域中出现随机取向。更大质量的云与更多数量的外流有关，这表明每个区域的恒星形成效率大致相同。
2008-03-20 astro-ph
X-ray Emission near the Substellar Limit: The sigma Orionis and Taurus Star Forming Regions
我们已经进行了广泛的搜索X射线发射从年轻的，非常低的质量物体附近和超出亚恒星的限制，利用存档的ROSAT PSPC和HRI的观测指向在年轻的猎户座σ和金牛座御夫座协会的褐矮星和褐矮星候选人。在猎户座西格玛中，我们确定了三个具有X射线源的褐矮星候选者;在金牛座-御夫座中，我们在早先公布的列表中增加了一个进一步的X射线探测。我们结合这些数据与所有以前的X射线检测到的棕矮星和棕矮星候选人在年轻的恒星协会和恒星形成区域进行恒星活动参数的研究，迄今为止最大的样本的年轻，质量很低的对象。金牛座T星的X射线和热光度以及H-α辐射之间的关系，与金牛座T星的相似，似乎也适用于年轻的天体，直到亚恒星的极限。在向亚恒星质量过渡的过程中，没有发现X射线活动发生变化的迹象。
2002-06-19 astro-ph
Dust Processing and Grain Growth in Protoplanetary Disks in the Taurus-Auriga Star-Forming Region
利用Spitzer空间望远镜上的红外光谱仪（IRS）拍摄了65颗金牛座T星（TTS）的中红外光谱，并利用两种温度下的尘埃模拟，研究了原行星盘最上层尘埃成分的径向变化。大多数光谱表明结晶硅酸盐需要富含镁的矿物和二氧化硅，但也有少数表明并非如此。在较高温度下指示丰富顽火辉石的光谱也需要在低于显示其他结晶硅酸盐的高丰度的光谱所需的温度下的结晶硅酸盐。少数光谱显示10微米的复合物具有非常小的等效宽度。它们很适合使用丰富的结晶硅酸盐，但很少有大颗粒，与10微米复合物的低峰-连续比总是指示颗粒生长的预期不一致。在我们的样品中的大多数光谱拟合得很好，没有使用大的结晶硅酸盐颗粒的不透明度。如果大颗粒通过所有粉尘类型的亚微米颗粒的附聚而生长，则这些聚集体的无定形硅酸盐组分通常必须比结晶硅酸盐组分更丰富。结晶硅酸盐丰度与其他此类丰度呈正相关，这表明结晶硅酸盐是直接从无定形硅酸盐加工而成的，无论是镁橄榄石、顽火辉石还是二氧化硅，都不是生产其他两种矿物的中间步骤。具有更多灰尘沉降的矿物通常具有更大的结晶丰度。大颗粒的丰度在某种程度上与更大的沉降盘有关。强相关性的缺乏被解释为意味着大颗粒的沉降对单个盘的性质敏感。质量较低的恒星在其内部区域有较高的大颗粒丰度。
2008-11-21 astro-ph
High Resolution X-ray Spectroscopy of T Tauri Stars in the Taurus-Auriga Complex
在吸积星和非吸积星的X射线发射之间有不同的报道。一些观测表明，经典金牛T星（CTTS）的部分X射线发射可能是由吸积激波引起的。我们提出了高分辨率X射线光谱的9个前主序星，以测试吸积和非吸积前主序星之间的光谱差异。我们使用XMM-牛顿反射光栅光谱仪和EPIC仪器的X射线光谱。我们解释光谱使用光学薄的热模型与可变的丰度，连同吸收柱密度。对于BP头和AB Aur，我们从O VII三重态得到电子密度。使用O VII/O VIII计数比作为冷等离子体的诊断，我们发现CTTS显示软过剩（等效电子温度约2.5-3 MK）相比，WTTS或零年龄主序星。虽然在金牛座BP中O VII三重态的电子密度很高（3.4 x 10^11 cm^-3），但我们发现吸积的赫比格星AB Aur的密度很低（n_e < 10^10 cm^-3）。吸积星和非吸积星的元素丰度相似。在所有K型和M型恒星中，Ne丰度都很高（是Fe丰度的4-6倍）。相比之下，对于三个G型恒星（SU Aur，HD 283572和HP Tau/G2），我们发现与后一种类型的恒星相比，Fe丰度增加（0.4-0.8倍太阳光球值）。将我们的样本结果与金牛座T星以前的高分辨率研究结果相结合，我们发现所有吸积星都有软过剩，但没有一个非吸积星。另一方面，高电子密度和高Ne/Fe丰度比似乎并不存在于所有的吸积前主序星。
2006-11-01 astro-ph
High resolution spectroscopy of Brown Dwarfs in Taurus: Detection of accretion in KPNO Tau 3
我们目前的高分辨率光谱的金牛座，御夫座恒星形成区域的三个候选成员。根据光谱类型，H（α）线的强度，轮廓和宽度，在6708埃处检测到的锂，这些物体在H-R图中的位置以及与属于年轻恒星协会的类似物体的比较，我们确定它们是SFR的真正成员，大约300万年，质量等于或低于亚恒星极限，至少在一种情况下，存在来自环绕恒星盘的活跃的吸积。这一结果表明，高质量的棕矮星经历了经典的TTauri阶段，并像恒星一样形成，从分子云的崩溃和分裂中形成。
2004-03-12 astro-ph
A Long-Lived Accretion Disk Around a Lithium-Depleted Binary T Tauri Star
我们提出了一个高色散的光谱的St 34和确定系统作为一个光谱的二进制组件相似的光度和温度（都M3+/-0.5）。基于运动学，吸积的签名，并在H-R图上的位置，我们得出结论，圣34是一个经典的金牛座T星属于金牛座-御夫座T协会。然而，令人惊讶的是，双星的两个组成部分都没有显示出LiI 6708 A的吸收，这是确定恒星年轻的最普遍接受的标准。在这个独特的已知例子中，吸积盘似乎比锂耗尽的时间尺度更长。我们推测，长寿命的吸积盘是一个后果的子AU分离伴星潮汐抑制，但不能阻止，星周吸积。与主序前演化模型的比较表明，St 34的每个组分的质量为0.37+/-0.08 Msun，等时年龄为8+/-300万年，这比预测的锂耗尽时间尺度2500万年要年轻得多。虽然比金牛座-御夫座近38%的距离或更热的温度标度可以在2100万年至2500万年之间调和这种差异，但其他系统中的类似差异以及一个非常古老的金牛座-御夫座成员的吸积暗示了进化模型可能存在的问题。无论如何，圣34号的锂丰度耗尽所暗示的年龄更大，是该地区年龄分布明显的第一个令人信服的证据。此外，由于圣34的同时代的共同成员与早期M光谱类型同样会失败的锂测试的青年，目前的成员名单可能是不完整的。
2005-01-14 astro-ph
Massive Star Feedback on the IMF
我们获得了梯形星团恒星质量吸积率的第一个测量值。它们系统性地低于金牛座-御夫座星协中的类似恒星。结合猎户座前体的HST图像所戏剧性揭示的过早盘蒸发，这一结果表明，在一个丰富的星团中的低质量恒星可能会受到附近OB星的影响而“相形见绌”。这种反馈机制会影响IMF，产生过多的低质量恒星和褐矮星。猎户座与金牛座中低质量物体的观测频率似乎证实了这一说法。
2004-10-14 astro-ph
A Distributed Population of Low Mass Pre-Main Sequence Stars near the Taurus Molecular Clouds
我们提出了一个漂移扫描调查，覆盖了约5度的50度区域向南部的金牛座御夫座分子云。用Palomar 48英寸望远镜上的Quest-2相机在B，R，I滤光片中拍摄的数据与2 MASS近红外测光相结合，以选择候选的年轻恒星。对190颗候选星的后续光学光谱分析鉴定出42颗光谱类型为M4-M8的低质量主序前恒星，其中大约一半的恒星表面重力特征与已知的金牛座恒星相似，而另一半的恒星表面重力特征则与较老的上斯科、TW Hya和Beta Pic星协成员相似。前主序星分布在35度的范围内，许多位于以前探索过的区域之外。从空间和自行分布的评估，我们认为，新的前主序星确定远离云不能起源于附近的1-2万年老的子团，其中包含大部分的金牛座成员，而是代表一个新确定的地区最近的恒星形成附近的云。
2006-09-01 astro-ph
Spatial Distributions of Young Stars
我们从两点关联函数（即邻居的平均表面密度）的角度分析了金牛座-御夫座和上天座年轻恒星的空间分布。相应的幂律拟合使我们能够确定每个协会的空间分布的分形维数，测量恒星的速度色散，并区分绑定二进制人口和机会对齐的成员。我们发现金牛座的分维值为D~1.05，与其原始结构一致。上斯科的分形维数可能更浅（D~0.7），但由于有限的面积和可能的空间变化不完整性，这种拟合是不确定的。我们还发现，随机恒星运动已经抹去了金牛座<0.07度和上天蝎座<1.7度尺度上的所有原始结构;给定~ 100万年和~ 500万年的年龄，相应的内部速度色散分别为~0.2 km/s和~1.0 km/s。最后，我们发现金牛座的双星可以在间隔<120”（17000 AU）的情况下从偶然排列中区分出来，而上斯科星的双星可以在间隔75”（11000 AU）的情况下从偶然排列中区分出来。我们以前研究过的这些协会中的二元种群，跨越3-30”的分离，由二元系统主导。然而，少数质量最低的对（M_prim < 0.3 M_sun）可能是偶然对齐。
2008-09-04 astro-ph
A Multiwavelength Study of Star Formation in the L1495E Cloud in Taurus
我们利用ROSAT PSPC对以著名的弱线金牛T星（WTTS）V410 Tau为中心的L1495云的东部进行了深（t= 30000 s）X射线搜索。这种深度曝光使得在这片云中搜索候选主序前（PMS）物体的灵敏度比爱因斯坦搜索的典型领域高出20倍。尽管声称金牛座-御夫座的PMS群几乎完全已知，但这次X射线巡天在直径50'的区域内发现了8个新的PMS天体，而以前已知的恒星星族有12个天体，包括深埋的IRAS源。光谱和光度观测使我们能够将这些物体放置在HR图中。新发现的天体主要是光谱类型为M0和更晚的恒星，根据其红外过量和H α发射判断，大部分（6/8）似乎被星周吸积盘包围。我们将这些X射线发现的物体的数据与该地区先前确定的PMS恒星的现存和新数据相结合，以研究恒星形成的历史和该云中恒星质量的频率分布。如果"后ROSAT“人口是完整的或有代表性的，我们得出结论：（1）L1495 East的恒星形成发生在1 x 10^6年前，年龄的分布很小;（2）质量的频率分布，
1993-09-26 astro-ph
Binary stars in young clusters: models versus observations of the Trapezium Cluster
低质量前主序星双星系统在梯形星团中的出现频率明显低于金牛座-御夫座。我们调查，如果这种差异可以解释通过恒星在密集的集群遭遇。为了达到这个效果，一系列可能的模型，以及观察到的梯形星团计算使用Aarseth的直接N体代码，它对待二进制准确。结果面临着观测的限制。模型的范围包括团簇的维里平衡，扩大团簇的瞬时质量损失的结果，以及崩溃的集群。在所有情况下，原始双星的比例都大于50%，其初始周期分布与金牛座-御夫座和银河系的观测结果相同。它被发现的扩展模型，与银河系领域的初始二进制人口，是最符合观测约束。这提出了一种可能性，即原始的OB星群可能在大约5万年前就已经排出了星团气体。因此，星系团的体积膨胀率是一个需要确定的关键观测指标。其他模型表明，迅速减少的二进制比例，其径向依赖性和形式的周期分布，与结构和运动学数据一起，是非常有用的诊断的现在和过去的动力学状态的一个年轻的集群。特别是，运动学冷却从宽双星的中断被认为是第一次。
1999-06-28 astro-ph
A Submillimeter View of Circumstellar Dust Disks in $ρ$ Ophiuchus
我们提出了新的多波长亚毫米连续测量的拱星尘埃周围的$ρ$蛇夫座暗云的48颗年轻恒星。补充以前的1.3毫米观测的额外99个对象从文献中，磁盘质量和亚毫米颜色的统计分布进行了计算和比较，在金牛座御夫座地区。这些基本的亚毫米波性质的年轻恒星物体在这两种环境中被证明是基本相同的。与金牛座的对应物一样，$ρ$ Oph拱星尘埃的性质被证明是沿着基于红外光谱能量分布的经验演化序列演化的。结合$ρ$ Oph和金牛座II类样本（173个源）用于设定基本外盘特征的基准值：M_disk ~ 0.005太阳质量，M_disk/M_star ~ 1%，$α$ ~ 2（其中$F_ν \propto ν^α$在350微米和1.3毫米之间）。这些数字的精确度是在行星形成过程的最早阶段大量固体颗粒生长的背景下解决的。有一些间接的证据表明，从亚毫米波辐射推断的盘质量可能被低估了一个数量级。
2007-08-30 astro-ph
VLBA determination of the distance to nearby star-forming regions II. Hubble 4 and HDE 283572 in Taurus
2004年9月至2005年12月期间，利用甚长基线阵列（VLBA）在6个历元上观测了金牛座T型裸星哈勃4号和金牛座HDE 283572的非热3.6厘米射电连续辐射，连续观测之间的典型间隔为3个月。由于VLBA提供了非常精确的天体测量，可以非常精确地追踪两颗恒星在天空平面上的轨迹，并将其建模为三角视差和均匀自行的叠加。哈勃4和HDE 283572的最佳拟合距离分别为132.8 +/- 0.5和128.5 +/- 0.6 pc。结合这些结果与其他两个现有的VLBI距离测定金牛座，我们估计的平均距离金牛座协会是137 pc的分散（最有可能反映复杂的深度）约20 pc。
2007-08-31 astro-ph
Interpreting the Mean Surface Density of Companions in Star-Forming Regions
本文研究了恒星形成区伴星平均表面密度随距离（或恒星两点关联函数）变化的解释。首先，我们考虑各种简单的恒星分布（双星，全球密度分布，集群和分形）的函数的形式和调查边界的影响。在此之后，我们研究的依赖关系的分离，在从二进制的过渡到大规模的集群制度发生。Larson（1995）发现，在两种状态下，伴星的平均表面密度遵循不同的幂律分离函数。他用分子云中典型的金斯长度确定了跃迁分离。然而，我们表明，这是有效的，只有在特殊情况下。一般来说，过渡区的距离取决于恒星的体积密度，恒星形成区的深度，恒星分布的体积填充性质，以及双星的参数。此外，过渡分离随时间演变。然后，我们将这些结果应用到金牛座，御夫座，蛇夫座和猎户座梯形恒星形成区。我们发现，虽然在金牛座-御夫座恒星形成区的过渡分离可能表明一个典型的金斯长度，这是不正确的猎户座梯形星团。我们还表明，没有证据表明，在猎户座梯形星团的恒星的子集群或分形结构。这与这样的事实是一致的，即如果这样的结构在恒星形成时就存在，那么由于恒星的速度色散，它将被星团的当前年龄所抹去。[摘要删节]
1998-04-16 astro-ph
A Candidate Protoplanet in the Taurus Star Forming Region
HST/NICMOS拍摄的I类原恒星TMR-1（IRAS 04361 +2547）的图像显示了一个暗淡的伴星，投影距离为10.0”= 1400 AU。中央的原恒星本身被分辨为一颗距离为0.31”= 42天文单位的近距离双星，周围环绕着星周反射星云。一条狭长的细丝似乎将原双星与微弱的伴星TMR-1C连接起来，这表明它们之间存在物理联系。如果这些源在物理上是相关的，那么我们假设TMR-1C已经被原双星喷出。如果TMR-1C的年龄和距离与原双星相同，那么目前的模型表明它的流量与几个木星质量的年轻巨行星一致。
1998-08-26 astro-ph
Crystalline silicates and dust processing in the protoplanetary disks of the Taurus young cluster
利用斯皮策空间望远镜的中红外光谱，对金牛座-御夫座年轻星系团大样本原行星盘中小尘埃颗粒的结晶硅酸盐含量和空间分布进行了表征。反过来，我们使用的结果来分析这些1-2万年前的磁盘周围的太阳和后来的类型的年轻恒星的结构和成分的演变，并测试的标准模型的灰尘处理，导致原来的无定形尘埃转化为矿物。我们发现强有力的证据的尘埃结晶的质量分数的演化与磁盘的结构平行，在这个意义上说，增加结晶的质量分数是密切相关的尘埃沉降到磁盘中平面。我们还证实，结晶硅酸盐局限于小半径，r < 10 AU。然而，我们没有看到晶体质量分数与恒星质量或光度、恒星吸积速率、盘质量或盘/星质量比的显著相关性，这与基于靠近中心恒星的光蒸发和冷凝、r < 1 AU的吸积加热驱动退火或r < 10 AU的螺旋激波加热的尘埃处理标准模型中的预期不同，具有或不具有有效的径向混合机构。要么是另一种晶粒结晶机制主导了这些机制，要么是另一个过程必须在磁盘内工作，以消除它们产生的相关性。我们提出了每一种似乎值得进一步研究的，即X射线加热和退火的尘埃颗粒，巨行星的形成和迁移的磁盘结构的调制。
2008-08-20 astro-ph
Four Brown Dwarfs in the Taurus Star-Forming Region
我们已经在金牛座恒星形成区发现了四颗褐矮星。它们首先从加拿大-法国-夏威夷望远镜获得的2.29平方度的$R$和$I$ CCD测光中选出。随后，它们在2 MASS第二次增量数据发布点源目录中恢复。在威廉·赫歇尔望远镜获得的低分辨率光谱使我们能够推导出M7-M9范围内的光谱类型。其中一颗褐矮星有非常强的H $α$发射（EW=-340）。它还显示Br $γ$发射在红外光谱获得的斯巴鲁望远镜上，这表明它是吸积物质从磁盘。这些金牛座天体在818.3和819.5 nm处的\ion{K}{1}共振双峰和\ion{Na}{1}从属双峰比类似光谱类型的场矮星弱，与年轻棕矮星预期的低表面重力一致。其中两个物体比金牛座协会已知的质量最低的成员GG Tau Bb更冷，更暗。我们估计它们的质量只有0.03 M $_\odot$。金牛座中棕矮星的空间分布暗示了恒星密度和棕矮星密度之间可能存在着一种近似的关系。
2001-10-03 astro-ph
Magnetic Properties of Young Stars in the TW Hydrae Association
本文分析了长蛇座TW星协五颗恒星的红外阶梯光谱。我们在四个磁敏感的\ion{Ti}{1}线附近的$2.2 μ$ m模型的塞曼加宽和测量的光球磁场的平均值在每个恒星的表面。为了确保其他加宽机制得到适当的考虑，我们还检查了几个磁不敏感的CO线附近的$2.3 μ$米，并没有发现多余的扩大以上所产生的恒星旋转和仪器加宽，提供信心的宽度的磁性解释的\ion{Ti}{1}线。然后，我们利用我们的结果来测试恒星的磁通量和X射线特性之间的关系，并比较测量场与均分场值。最后，我们使用我们的结果和最近的结果在金牛座的大样本恒星讨论的潜在演化的磁场性质之间的年龄金牛座（$\sim$ 2百万年）和年龄的TWA（$\sim$ 10百万年）。我们发现，平均恒星磁场强度随年龄的增加，但是，总的无符号磁通量减少的恒星合同到主序星。
2008-09-19 astro-ph
Dynamical Masses of T Tauri Stars and Calibration of PMS Evolution
利用IRAM干涉仪的高灵敏度和高分辨率，获得了金牛座-御夫座星云中围绕金牛座T星的9个原行星盘（7个单星和2个双星）的亚弧秒~（12）CO2 -1图像。这些图像表明，这些圆盘围绕着它们的中心恒星进行开普勒旋转。使用Guilloteau和Dutrey（1998）中描述的最小二乘拟合方法，我们推导出盘的性质，特别是它的倾角和旋转速度，从而得到动力学质量。由于盘的质量通常很小，这是对恒星质量的直接测量。通常，我们在测定恒星质量时达到10%的内部精度。总体精度受到到特定恒星距离的不确定性的限制。在一个距离独立的方式，我们比较推导出的质量与理论轨道的主序前演化。结合到金牛座区域的平均距离（140 pc），对于质量接近1 Msun的恒星，我们的结果倾向于支持具有较冷光球的轨道（对于给定的光谱类型，质量较高）。我们发现，在UZ头E的磁盘和光谱双星轨道似乎有不同的倾角。
2000-08-23 astro-ph
A Catalogue of infrared star clusters and stellar groups
我们编制了银河系中红外星团的目录，其中大部分都是嵌入式的。它浓缩了日益增长的文献信息。我们还在样本中包括红外恒星群，它们的密度低于星团，如金牛座-御夫座和Chamaleon I中的暗云。我们提供银河系和赤道坐标，角度尺寸，不同的名称和相关的对象，如星云。共包含189个红外星团和87个嵌入恒星群。25%的嵌入式星团在成对或三重态系统中相互靠近，表明多重性在恒星团簇形成中起着重要作用。
2002-10-14 astro-ph
Binary Stars in Young Clusters - a Theoretical Perspective
双星系统在所有已知的恒星星族中占优势，这使它们成为研究恒星形成、星团动力学和年轻恒星和年老恒星内部等各种主题的令人兴奋的动力学因素。今天我们知道，银河场双星的星群可能是金牛座-御夫座前主序星星群的动态演化版本，而且双星轨道要素的初始分布可能是普适的。此外，N-体计算初步表明，OB星形成在集群核心附近的高能双星，而双星与“禁止”的轨道元素，在恒星遭遇，可能会成为非常有用的窗口恒星内部，可能允许测试前主序星演化理论以及模型的主序星。
2000-10-20 astro-ph
The formation and evolution of binary systems. III. Low-mass binaries in the Praesepe cluster
为了研究7亿年前的Praesepe星系团的双星总体，我们用自适应光学观测了149个G和K型星系团成员。我们探测到了26个双星系统，其角距范围从小于0.08到3.3弧秒（15-600 AU）。在校正检测偏差后，我们得到了logP（天）范围从4.4到6.9的二进制频率（BF）为25.3 +/-5.4%，这与野外G型矮星的频率（23.8%，Duquennoy & Mayor 1991）相似。这一结果，补充了类似的200万年前的恒星形成星团IC 348（论文II）和120万年前的昴星团疏散星团（论文I），表明长周期双星的比例没有显着演变的银河系疏散星团的一生。我们比较了星团双星的分布，以二进制人口的恒星形成区域，最显着的猎户座和金牛座，严格审查目前的想法，关于二进制的形成过程。我们的结论是，目前还不清楚是否较低的二进制部分观察到的年轻的集群相比，T协会是纯粹的结果，早期的动力学破坏的原始双星在密集的集群或它是否反映了本质上不同的恒星形成模式的集群和协会。我们还注意到，如果金牛座双星的小N原恒星聚集体的动力学衰变的结果，人们将预测存在一个尚未被发现的分散人口的金牛座云主要是单一的亚恒星物体。
2001-06-27 astro-ph
Accretion Disc Evolution in Single and Binary T Tauri Stars
我们提出的理论模型的T金牛星环绕拱盘的演变。该模型包括前主序星和随时间变化的磁盘演化的影响，并纳入恒星磁场的影响，作用于内部磁盘。对于单颗恒星，与金牛座御夫座观测的一致性要求圆盘分散迅速发生，远小于圆盘的粘性时间尺度，大约在恒星辐射加热首先主导内部粘性耗散的时代。应用该模型，以密切的二进制文件，我们发现，由于初始条件的光盘在二进制文件是不确定的，极端的质量比系统的研究需要提供一个严格的测试理论光盘演化模型。我们还注意到，没有观察到金牛座T星的红外线颜色与它们的自转速率的相关性，这显然与简单的磁层吸积模型的预测相矛盾。
1998-10-30 astro-ph
Spitzer/IRAC Photometry of the Eta Chameleontis Association
我们提出了IRAC 3.6，4.5，5.8和8微米测光的17个A，K和M型成员的Eta变色龙协会。这些数据显示，15颗K和M恒星中有6颗的红外线过量，表明40%的恒星周围存在质量为0.1-1太阳质量的星周盘。两颗A星没有红外线过量。其中一颗恒星周围的过量辐射与金牛座星协中经典金牛座T星的过量辐射中值相当;其余五颗恒星的过量辐射相对较弱。考虑到已发表的Halpha光谱表明，六颗恒星中有五颗正在吸积，我们认为，具有弱中红外线过量的磁盘是磁盘，其中内部磁盘已基本上耗尽了小晶粒的晶粒生长，或者，在一种情况下，小晶粒已经解决了中平面。这表明，埃塔查有一个更高的比例的磁盘陷入过渡到光学薄磁盘的行为比年轻的集群和协会测量。
2005-11-10 astro-ph
Mass determination for T Tauri stars from JHK Photometry
我们提出了一种方法，使用磁盘模型来确定恒星质量的前主序星金牛座T星的JHK测光。我们发现，由磁盘产生的红外过剩的行为以类似的方式绘制的颜色-颜色和颜色-星等图时，消光矢量，但它是线性无关的。利用这些向量作为向量空间的基础，我们进行坐标变换，使我们能够找到给定年龄的中心恒星的质量。为了测试这个主矢量（PV）方法，我们比较了质量值（MPV）的金牛座-御夫座区域的14 T金牛座物体的质量值已知的动力学方法。此外，我们分析了具有多个组分的4个系统（GG Tau、FO Tau、FS Tau和V733 Tau），并确定了系统的每个组分的质量。我们分析了使用不同的进化模型和其他参数值的效果。
2006-11-22 astro-ph
Binary fraction in low-mass star forming regions: a reexamination of the possible excesses and implications
近年来，对恒星形成区的低质量双星进行了各种调查。他们得出了相反的结论，认为其中一些关联可能存在二元过度。我开发了一种一致的方法来重新分析所有这些研究，这样我就可以一致地比较所有数据，并理解以前的发现。我还向金牛座成员报告发现了五个新的同伴。看来，金牛座的二进制分数超过了主序列值的1.7倍，范围在4-2000 AU。在这个分离范围内的伴星分数与整个主序星分数相同。蛇夫座，变色龙，可能狼疮显示类似的过度，但较低的信心水平。蛇夫座的双星似乎比金牛座有更大的流量比（朝向暗淡的伴星）。所有非常年轻的恒星形成区都有多余的双星似乎是不太可能的。双星比例似乎是在$\sim$ 100万年后建立的，但不同区域之间差异的确切性质仍然不清楚（总体双星比例，轨道周期分布）。目前不可能对二元地层模型施加限制：需要更高的角分辨率和更大的样本量。
1998-10-30 astro-ph
Large dust particles in disks around T Tauri stars
我们提供了在金牛座-御夫座恒星形成区的14颗低质量主序前恒星的7毫米连续观测结果，这些观测是用甚大阵列获得的，分辨率约为1.5”，均方根灵敏度约为0.3 mJy。对于10个物体，拱星发射已空间解决。大外盘半径推导表明，在这个波长的发射主要是光学薄。毫米光谱能量分布的特征在于光谱指数α = 2.3至3.2。在考虑到自由-自由发射的贡献和光学深度的修正后，我们确定了尘埃不透明度指数β在0.5至1.6的范围内，这表明毫米级的尘埃聚集体存在于星周盘中。其中四个β> 1的来源可能与在星际介质中发现的亚微米级尘埃一致。我们的研究结果表明，尘埃颗粒生长到毫米级的颗粒是在不到1万年的大多数拱星盘完成。
2005-09-19 astro-ph
The XMM-Newton Extended Survey of the Taurus Molecular Cloud (XEST)
金牛座分子云的XMM-牛顿扩展巡天（XEST）调查了金牛座恒星形成区人口最多的~5平方度，使用XMM-牛顿X射线天文台研究热等离子体的热结构，可变性和长期演化，调查磁发电机，并寻找新的潜在成员。许多目标也研究了在光学，高分辨率的X射线光栅光谱已获得选定的亮源。用两种不同的热模型（2组分热模型和连续发射测量分布模型）对X射线光谱进行了相干分析。我们提出的基本恒星参数，来自以前的文献的整体相关性。钱德拉观测中的一些探测也被加入进来。本概览文件介绍了这一项目，并提供了对XEST勘测中探测到的所有源进行X射线分析的基本结果，综合表格概述了所有勘测目标的恒星特性。该调查比以前的金牛座X射线调查深入约一个数量级，并首次系统地访问非常微弱和强烈吸收的TMC物体。我们发现经典和弱线T Tau星的检测率分别为85%和98%（CTTS resp. WTTS），并确定约一半的调查原恒星和褐矮星。总体而言，在169个被调查的恒星系统中，有136个被发现。我们描述了X射线光度与质量的相关性，讨论了X射线辐射热光度比的分布，并显示出较低的X射线光度在CTTS相比，WTTS的证据。详细分析（例如，变化，旋转活动的关系，吸积对X射线的影响）将在一系列附带的论文中讨论。
2006-09-07 astro-ph
The Role of Mass and Environment in Multiple Star Formation: A 2MASS Survey of Wide Multiplicity in Three Young Associations
我们提出了一个广泛的二元系统的搜索结果783名成员附近的三个年轻的协会：金牛座，御夫座，Chamaeleon我，和两个小组的上天蝎座。分析2 MASS的近红外（JHK）图像，以寻找已知星协成员的宽（1-30”; ~150-4500 AU）伴星，使用色等切割排除可能的背景恒星。我们确定了总共131个候选二进制同伴的颜色与物理协会一致，其中39个还没有确定以前在文献中。我们的研究结果表明，广泛的二进制频率是一个函数的质量和环境，与高质量的恒星比低质量的恒星和T协会比在OB协会显着更高的频率。我们讨论了广泛的二元形成的影响，并得出结论，环境的依赖性不是恒星密度或总关联质量的直接结果，而是可能取决于另一个环境参数，如气体温度。我们还分析了作为质量的函数的质量比分布，发现它同意场星的分布范围内的统计不确定性。这些星协中的双星总体上遵循观测到的野外双星的经验质量-最大分离关系，但我们发现了一个候选的低质量系统（USco-160611.9-193532; Mtot~0.4 Msun），其预测分离（10.8”; 1550 AU）远大于其质量的建议限制。（节录）
2007-02-20 astro-ph
Multiplicity of X-Ray Selected T Tauri Stars in Chamaeleon
我们报告的多样性调查的样本X射线选择年轻的恒星在变色龙协会。我们使用散斑干涉测量法和直接成像法在0.13”至6”的分离范围内找到同伴。在对背景星的偶然排列进行校正后，我们发现双星的多重性（双星或双星的数目除以系统的数目）为（14.0 ± 4.3）%，伴星的频率（伴星的数目除以系统的数目）为（14.7 ± 5.1）%。与太阳型主序星相比，伴星的频率低0.61+-0.27倍。这与在金牛座-御夫座恒星形成区和在ROSAT之前已知的Chamaeleon中的金牛座T星的高多重性明显不同。我们发现只有几个双星的投影分离超过70 AU，也在对比ROSAT之前已知的恒星的结果。这表明，X射线选定的恒星属于与ROSAT之前已知的恒星不同的群体，这一假设得到了它们的依巴谷距离和自行的进一步支持。
2001-09-06 astro-ph
Upper limits on gravitational waves emission in association with the Dec 27 2004 giant flare of SGR1806-20
在SGR 1806 -20的巨大耀斑发生时，AURIGA“bar”gw探测器正在空中，其噪声性能接近于稳态高斯。这允许设置相关的上限，在900赫兹附近的一些频率，阻尼gw波列的振幅，这，根据目前的模型，可能已经发出，由于激发正常模式的恒星与X射线光度的峰值。
2005-06-07 astro-ph gr-qc
On the MBM12 Young Association
我提出了一个全面的研究MBM 12青年协会（MBM 12 A）。通过结合红外（IR）测光从两微米全天巡天（2 MASS）调查与新的光学成像和光谱学，我已经完成了一个人口普查的MBM 12 A的成员是0.03 Msun（H~15）的1.75度X 1.4度的领域包围MBM 12云。我发现五个新成员的质量为0.1-0.4 Msun和一些额外的候选人，还没有观察到光谱。通过对MBM 12方向恒星的光学和红外测光分析，我确定了在星云前景和背景中的M矮星。通过将这些恒星的星等与局部场矮星的星等进行比较，我得出了到MBM 12云的距离模数为7.2+/-0.5（275 pc）;它不是最近的分子云，也不是在热电离气体的局部气泡内，正如以前的距离估计为50-100 pc所暗示的那样。我还使用Li强度和H-R图来限制MBM 12 A和其他年轻人群的绝对和相对年龄;这些数据表明MBM 12 A的年龄为2 + 3/-100万年，TW Hya和Eta Cha协会的年龄为1000万年。MBM 12 A可能是金牛座暗云（约100万年）中年轻恒星聚集体的一个稍微演化的版本，其年龄接近IC 348星团（约200万年）。
2001-05-29 astro-ph
Mid-IR Observations of T Tauri stars: Probing the Star-Disk Connection in Rotational Evolution
我们提出了中红外N波段$(λ_{eff} = 10.2\micron)$测光的金牛座T星被认为是单一的金牛座，御夫座分子云精心挑选的样本。这些恒星的红外线过度通常归因于星周尘埃盘。结合2.16 $\micron$（K $_{s}$波段）和10.2 $\micron$（N波段）的观测，我们探测了从几个恒星半径穿过类地行星带（0.02-1.0AU）的星周尘埃盘区域。通过分析的$(K_{s}-N)$颜色指数的分布相对于以前测得的光度旋转周期，我们调查什么样的角色拱盘中发挥的旋转演化的中心恒星。这两个变量之间的正相关性与星盘相互作用促进金牛座T阶段角动量调节的概念一致。我们还证明，如何包括非单星在这样的分析将\textit{weaken}任何相关性之间的关系$(K_{s}-N)$颜色和周期。为了进一步了解磁盘属性，我们还提出了新的地面M-波段$(λ_{eff} = 4.8\micron)$和Q-波段$(λ_{eff} = 20\micron)$数据的几个对象的SED，并将它们与一个几何薄，光学厚磁盘模型进行比较。
2006-09-08 astro-ph
Infrared Signatures of Protoplanetary Disk Evolution
我们调查的观测签名的一个简单的进化方案原行星盘中，小（50微米）粒子的磁盘质量随时间减少同源，但磁盘结构和恒星参数不改变。我们的目标是确定磁盘存在的最佳红外光谱指标，它们的结构和质量演化，可能会与即将到来的SIRTF任务进行测试。我们提出了模拟的光谱能量分布和颜色在很宽的范围内的群众。SED对远红外和更长波长的盘质量最敏感，这已经从毫米波和射电观测中得知。当圆盘质量减少时，圆盘在恒星光球层上的过量辐射在最长波长处比在短波长处减少得更快。在近红外波长，磁盘仍然光学厚恒星辐射在广泛的磁盘质量，导致在这个光谱制度的SED下降较慢。因此，近红外过量（K-L）提供了一个强大的手段来检测星团中的磁盘到1 E-7太阳质量，而远红外过量探测磁盘质量。减少磁盘质量会在颜色-颜色图中产生清晰的进展，低质量磁盘显示最蓝的颜色。我们解释颜色的颜色图金牛座御夫座源的背景下，减少磁盘质量。
2001-11-14 astro-ph
Overview of the Orion Complex
猎户座恒星形成复合体是最近的正在进行的恒星形成区域，继续产生低质量和高质量的恒星。猎户座是在过去1亿年太阳附近恒星形成的大背景下讨论的。猎户座复合体位于古尔德带星云和年轻恒星系统的远端，我们的太阳系正在通过它漂流。综述了猎户座恒星形成复合体的整体结构和性质，这是研究得最好的OB协会。在过去的1200万年里，猎户座诞生了至少1万颗恒星，这些恒星分属于六个子群和短命的星团。猎户座OB星协是几颗大质量高速逃逸恒星的来源，包括μ-天鸽座和御夫座AE。猎户座的一些最大质量的成员死于超新星爆炸，产生了直径300 pc的猎户座/波江座超级气泡，其近壁可能接近180 pc。紫外线辐射、恒星风和超新星的综合效应影响了猎户座中幸存的分子云。巨大的猎户座A，IC 2118分子云和几十个散布在超级气泡内部的较小的云具有彗星形状，指向猎户座OB协会的中心。大多数是在面向气泡内部的压缩层中形成的恒星。
2008-11-29 astro-ph
