First spectra of the W UMa system V524 Monocerotis
我们提出的第一个高分辨率光谱的W UMa接触二进制V524 Mon。这两种成分的光谱非常相似，类似于G5和K 0。我们发现径向速度和旋转速度与共转一致。我们估计了半径和质量，并导出质量比M_2/M_1 = 2.1。我们确认V524 Mon是一个W型接触系统，很可能像Samec & Loflin（2003）所发现的那样，封闭在一个共同的对流包层中。我们没有发现色球Ca Ⅱ H和K线的预期发射水平的证据，也没有H_α，表明磁活动比预期的要弱得多，或者其他过程阻碍了色球发射。
2004-09-09 astro-ph
Kinematics of Stars in Kapteyn Selected Area 71: Sampling the Monoceros and Sagittarius Tidal Streams
我们提出了位于Kapteyn选定区域71（l = 167.1，b = -34.7）的恒星的三维运动学分析，以前在那里发现了恒星过剩（Dinescu et al. 2002，Newberg et al. 2002）。先前的研究结果表明，恒星过剩具有从自行推断的冷运动学特征，并且最初与人马座矮星系（Sgr）的碎片有关-即南部拖尾。我们已经获得了径向速度使用水螅多目标光谱仪的WIYN 3.5米望远镜。对183颗自行选择的恒星的研究结果表明，在这个恒星过剩中占主导地位的人口不是Sgr的碎片，而是一个运动学上属于环状流的人口，现在被称为麒麟座流。为这一种群确定的轨道与Penarrubia等人（2005年）对独角兽流的预测非常吻合。这个星群的径向速度色散在20到30公里/秒之间，低于银河系的速度色散。此外，径向速度分布的形状在一侧显示出尖锐的截止，这更符合卫星破裂的模型预测，而不是银河场的分布。尽管我们现在相信恒星过剩区的大多数恒星都是麒麟座的一部分，但在这个恒星过剩区中，大约有10颗恒星具有非常负的径向速度，这清楚地表明它们属于Sgr尾随潮汐尾。
2008-03-20 astro-ph
A Deep Proper-Motion Survey in Kapteyn Selected Areas: I. Survey Description and First Results for Stars in the Tidal Tail of Sagittarius and in the Monoceros Ring
我们描述了一个高精度，深（V ~ 19-21）绝对自行调查，采样约50条视线在Kapteyn选定的地区沿decentralzones-15，0和15度。在许多领域，天体测量的基线达到近一个世纪。我们证明，这些数据提供典型的每星精度之间的1和3质量/年以上的星等限制，与绝对参考系建立了许多河外源在每个调查领域。结合这些领域现有的和正在进行的光度和径向速度调查，这些天体测量数据将能够，除其他外，准确，详细的卫星与我们的银河系相互作用的动力学建模。在这篇文章中，我们描述了我们的调查的天体测量部分，并显示了沿着人马座矮星系的拖尾尾巴的初步结果，并在麒麟座环区域。
2006-08-04 astro-ph
A new radial system of dark globules in Monoceros
目标。我们分析了LBN 978 HII区域，以研究HII/分子云相互作用。方法.我们使用IAC-80望远镜对该区域进行成像，并使用窄带滤波器和甚大天线阵获得3.6厘米的射电连续谱图。我们还使用了DSS 2红色图像和NRAO VLA巡天20厘米。结果我们在LBN 978 HII区发现了一个新的暗球径向系统，其中包含一组至少8个具有相同形态类型的彗星状亮边球。最亮的源也在无线电连续谱中被探测到。光学和无线电辐射的分析表明，这个天体是被LBN 978 HII区域的中心恒星HD 47432光电离的。
2005-11-24 astro-ph
A Young Stellar Cluster Surrounding the Peculiar Eruptive Variable V838 Monocerotis
不寻常的变星V838 Monocerotis在2002年经历了一次爆发。它继续照亮一系列壮观的光回波，因为爆发的光从星周尘埃散射。V838 Mon有一颗未解析的伴星B3 V。我们偶然发现邻近的一颗16等恒星也属于B型。然后，我们对附近的其他恒星进行了调查，在V838 Mon的45”范围内发现了另外两颗B型恒星。我们已经确定了这个稀疏的，年轻的集群的距离，光谱分类和光度主序星的三个B拟合的基础上。星团距离为6.2 ± 1.2kpc，与哈勃空间望远镜光回波偏振测量得到的V838 Mon的几何距离5.9kpc非常吻合。使用我们的距离测定，我们表明，B3 V伴星的V838 Mon是足以占整个光度的恒星测量的调查照片爆发前。然而，B3恒星目前比爆发前暗了约1等，这表明它现在正在遭受由于V838 Mon喷出的尘埃而导致的灭绝。考虑到爆发前的光度和星团年龄，似乎离开恒星碰撞或合并的情况之一，剩下的可行的解释V838 Mon的爆发。
2006-10-26 astro-ph
Chandra Observations of High Mass Young Stellar Objects in the Monoceros R2 molecular cloud
我们用钱德拉X射线天文台上的ACIS-I阵列观测了麒麟座R2分子云。在中心3.2' x 3.2'的区域，我们探测到154个高于探测极限的源，探测极限约为5 × 10 ^-16尔格·s^-1·cm^-2，曝光量为100 kS。大约85%的X射线源与红外对应物相对应，包括四颗处于零龄主序星（ZAMS）和/或前主序星（PMS）阶段的大质量恒星。高质量ZAMS和PMS星的X射线谱用温度高于2keV的薄热等离子体模型表示。X射线是随时间变化的，并且呈现出快速的耀斑。这些高温等离子体和耀斑活动类似于低质量PMS星，而与高质量主序星中观察到的行为相反。X射线亮度随K带内禀通量的增加而增加。然而，X射线的光度在~10^31尔格·秒^-1的水平上达到饱和。我们的结论是，高质量的ZAMS和PMS发射X射线，可能是由于磁活动像那些低质量的恒星。
2001-10-20 astro-ph
High Spatial Resolution Mid-IR Imaging of V838 Monocerotis: Evidence of New Circumstellar Dust Creation
我们报告的高空间分辨率11.2和18.1微米的图像V838麒麟座获得双子座天文台的米歇尔仪器在2007年3月。在我们的双子座图像中，从V838 Mon的未解析恒星核心观察到强烈的发射，并在2007年4月获得的Spitzer MIPS 24微米图像中得到证实。2007年未解析的中红外发射分量的通量密度比2004年观测到的亮2倍。在2004年和2007年的斯皮策图像之间，观察到24微米扩展发射的净数量没有明显的变化。我们将这些数据解释为V838 Mon经历了新的星周尘埃产生事件的证据。我们认为，这个新产生的尘埃已经从V838 Mon 2002年爆发事件产生的膨胀喷出物中凝聚出来，并且最有可能是cloudite。我们推测其中一个（或多个）团块可能在2006年末通过了视线，产生了Bond（2006）和Munari等人（2007）报道的短暂多波长光度事件。我们没有检测到超过1毫焦在11.2微米和7毫焦在18.1微米以上的径向距离为1860 - 93000 AU（0.3-15.0弧秒）从中央源的扩展发射的证据。使用一个简单的假设，即喷出物物质以300-500 km/s的恒定速度膨胀，这种热辐射的差距表明，在过去的900-1500年中没有发生过重大的星周尘埃产生事件。
2008-07-11 astro-ph
V838 Monocerotis: A Geometric Distance from Hubble Space Telescope Polarimetric Imaging of its Light Echo
在2002年不寻常的变星V838麒麟座爆发之后，出现了壮观的光回波。光回波提供了直接确定几何距离的可能性，因为它应该包含在ct的线性半径处的高度线性偏振光的环，其中t是自爆发以来的时间。我们提出了成像偏振的V838 Mon光回波，在2002年和2005年获得的高级相机的调查船上的哈勃太空望远镜，这证实了高度偏振环的存在。基于详细的建模，考虑到爆发光曲线，抛物面回波几何形状，以及尘埃散射和偏振的物理学，我们发现距离为6.1+-0.6千秒差距。误差主要由最大线偏振散射角的系统不确定性决定，取为theta_{max} = 90 ° +-5 °。偏振距离与用完全独立的方法对V838 Mon相关的稀疏星团进行主序星拟合得到的6.2 ± 1.5kpc的距离非常吻合。在这个距离上，V838 Mon在最大亮度时的M_V \simeq为-9.8，使它暂时成为本星系群中最明亮的恒星之一。我们的偏振方法的验证提供了使用超新星光回波测量河外距离的承诺。
2007-11-13 astro-ph
Star Formation in Massive Protoclusters in the Monoceros OB1 Dark Cloud
我们提出了远红外，亚毫米和毫米观测明亮的IRAS源和流出物，与大量的CS团块在麒麟OB 1暗云。在每个星团内都可以识别出单个的恒星形成核心。我们表明，结合亚毫米级的地图，获得SCUBA的JCMT，HIRES处理和建模的IRAS数据是一个强大的技术，可以用来放置更好的限制个别源的远红外线通量在集群区域的贡献。三个先前分类的“I类对象”是由多个来源在不同的进化阶段。在每种情况下，IRAS点源在12和25微米处占主导地位。在两种情况下，IRAS点源在亚毫米波长处不明显。亚毫米源对60微米和100微米通量的贡献很大，在100微米波段占主导地位。使用通量来自我们的技术，我们提出的光谱能量分布和物理参数的中等质量0类对象在一个区域。我们新的CO J=2-1流出地图的三个地区的研究表明，复杂的形态暗示多个驱动源。我们讨论了可能的影响，我们的研究结果公布的流出动量沉积率和“源”的光度之间的相关性，并使用这些派生的属性来估计原恒星的质量喷射率的质量吸积率的比率。
2003-07-07 astro-ph
X-Ray Observation on the Monoceros R2 Star-Forming Region with the Chandra ACIS-I Array
我们报告的结果钱德拉观测麒麟座R2云（Mon R2），一个高质量的恒星形成区（SFR）的中心区域。在100 ks的深度曝光下，我们检测到368个X射线源，其中80%与近红外对应物相鉴别。系统地分析了大多数X射线发射源的光谱和时间变化，首次提供了一个全面的X射线源目录。利用J-，H-和K-波段的近红外对应星等，我们估计的演化阶段（经典的金牛座T星和弱线金牛座T星）和质量的X射线发射源，并分析了X射线属性作为年龄和质量的函数。我们发现了一个边际暗示，经典的金牛座T星有一个略高的温度（2.4千电子伏）比弱线金牛座T星（2.0千电子伏）。一个显着的比例的高和中等质量的源具有时间的变化性和高等离子体温度（2.7千电子伏）。我们对其他SFR，猎户座星云星团和猎户座分子云-2/3进行了相同的分析，并获得了与Mon R2相似的结果。这支持了Kohno等人（2002，ApJ，567，423）和Preibisch等人（2002，A&A，392，945）的早期观测结果，即高质量和中等质量的年轻恒星天体通过磁活动发射X射线。我们还发现X射线和NIR源之间的空间分布有显着差异。
2003-05-19 astro-ph
The planets capture model of V838 Monocerotis: conclusions for the penetration depth of the planet/s
V838 Mon是一个新的对象类的原型。了解其多阶段爆发和类似系统的性质具有挑战性。到目前为止，已经有几种情况被用来解释这组恒星。在这项工作中，进一步研究了V838 Mon的行星吞噬模型，考虑到发现的结果，即祖先很可能是一个大质量的B型恒星。我们发现，爆发时的超爱丁顿光度可以解释光学光变曲线中三个峰的快速上升时间。我们使用了两种不同的方法来估计行星被消耗的位置。从峰的亮度和从它们的上升时间尺度获得的值之间有一个很好的协议。我们估计，行星停在一个典型的距离一个太阳半径从主机巨星的中心。行星吞噬模型似乎对V838 Mon光学光变曲线中三个峰的亮度和上升时间的差异给出了满意的解释。这些峰值可以用三颗行星的消耗来解释，或者用一颗行星最终下降过程中的三个步骤来解释。我们认为，只有双星合并和行星吞噬模型与V838 Mon定义的新型恒星的观测结果是一致的。
2006-05-22 astro-ph
A Young Open Cluster Surrounding V838 Monocerotis
在对V838 Mon进行光谱监测的过程中，我们偶然发现了一颗邻近的16等恒星是B型恒星。然后，我们对附近的其他恒星进行了光谱测量，发现了另外两颗B型恒星，它们都在V838 Mon的45”范围内。我们已经确定了这个稀疏的，年轻的集群的距离，光谱分类和光度主序星的三个B拟合的基础上。该距离为6.2 ± 1.2kpc，与哈勃太空望远镜光回波偏振测量获得的V838 Mon的几何距离5.9kpc非常一致。星团的年龄小于2500万年。根据我们的距离测量，V838 Mon在爆发期间的绝对光度与M31 RV非常相似，M31 RV是M31凸起的一个天体，在1988年爆发期间也是一个冷的超巨星。然而，在M31 RV现场没有年轻人群。在年轻的V838 Mon星系团内似乎不可能形成一个类似新星的激变双星系统，而M31 RV周围缺乏年轻的星群表明爆发机制并不需要一个大规模的祖先。这些考虑似乎留下恒星碰撞或合并的场景作为V838 Mon和M31 RV爆发的剩余可行解释之一。
2006-08-10 astro-ph
Keck/HIRES spectroscopy of V838 Monocerotis in October 2005
V838 Mon在2002年初爆发，成为一颗非常明亮的恒星。在各种解释爆发性质的方案中，最有希望的是恒星合并事件。本文研究了恒星及其周围环境在爆发后阶段的观测特性。2005年10月，我们利用凯克一号望远镜获得了V838 Mon的高分辨率光谱，确定了光谱中存在的许多原子特征和分子谱带，并提供了这些特征的图谱。为了提高光谱解释，我们进行了简单的分子带建模。我们的分析表明，光谱主要是由分子吸收的特点，在光球区的温度为2400 K和较冷的外层，在那里的温度下降到500 K。观察到中性碱金属的一些共振线，显示P-Cyg轮廓。特别有趣的是许多突出的发射线[FeII]。所有这些都表现出几乎相同的轮廓，这可以很好地描述了一个洛伦兹轮廓。在光谱的蓝色部分，很容易看到B型伴星的光球特征。用合成谱拟合了观测谱，得到的参数与B_3V型一致。我们还估计了伴星的径向速度和自转速度。
2009-04-03 astro-ph
Wide Field Surveys of Herbig-Haro Objects
我们报告了我们在附近恒星形成区对赫比格-哈罗（HH）天体进行宽视场调查的新结果。调查覆盖了英仙座，金牛座，猎户座，麒麟座和其他地区的大约56度。使用改进的技术，我们总共发现了68个HH天体，其中32个在英仙座，4个在金牛座，13个在猎户座，18个在麒麟座，1个在S287区域。新发现的HH天体具有多种形态结构，包括5个喷流、7个弧、12个卷云或卷云群、13个斑块和许多结。这些对象提供了一个新的全面的数据库的HH对象在最近的恒星形成的区域的研究。
1997-11-02 astro-ph
Errata: The X-Ray Emission Measure (EM) of the Young Stellar Objects (YSOs) in the Rho Ophiuchi (Rho Oph) and Monoceros R2 Dark Clouds (Mon R2)
使用XSPEC中的最佳拟合归一化计算EM时出现错误。错误和更正列表如下。（1）ApJ，557，747和astro-ph/0104190中的表1，3和4（Rho Oph中的YSO）：这些表中的所有EM都应乘以pi;例如，表1中第一个原始数据的log（EM）是52.6（52.2- 53.2），而不是52.1（51.7- 52.7）。（2）ApJ，557，747和astro-ph/0104190中的图7和图9（Rho Oph中的YSO）：EM图应系统性上移pi因子。（3）ApJ，563，361和astro-ph/0108078中的表3（Rho Oph中的年轻棕矮星）：表中所有的EM都应该乘以π;例如，第一个原始数据中的log（EM）是52.1（52.0- 52.6），而不是51.6（51.5- 52.1）。（4）ApJ，567，423和astro-ph/0110462中的表1（Mon R2中的YSO）：该表中的所有EM均应除以10;例如，第一原始数据中的log（EM）为52.5（52.1--52.9），而不是53.5（53.1--53.9）。除EM外，所有光谱参数均保持不变。EM的这些错误并不影响相关论文的任何结论。此外，Gregorio-Hetem，J.，Montmerle，T.，卡萨诺瓦，S.，和Feigelson，E. D.1998，A&A，331，193应包括在ApJ，567，4…
2002-06-24 astro-ph
2MASS Observations of the Perseus, Orion A, Orion B, and Monoceros R2 Molecular Clouds
我们使用2 MASS第二次增量释放点源目录调查英仙座，猎户座A，猎户座B和MonR 2分子云中年轻恒星的空间分布。从观测到的恒星数中减去半经验模型的场星污染后，恒星表面密度图被用来识别紧凑的星团和任何发现更均匀分布在分子云上的恒星星族。每个云包含2到7个集群，至少有一半的集群人口在一个单一的，丰富的集群。此外，在猎户座A和MonR 2分子云中，在场星扣除的不确定度范围内，推断出分布的恒星星族，表面密度在0.013 - 0.083 arcmin**-2之间。名义消光模型中星团中包含的总恒星星族的比例范围为50-100%（如果分布的恒星族相对年轻（<1000万年）），到25%-70%（如果相对古老（~ 10000万年））。无论分布的星团的年龄如何，星团中包含的恒星比例相对较高，再加上通常推断的嵌入附近分子云中的星团的年轻年龄，表明这些地区的总恒星星族中有相当一部分是在过去几百万年内形成的致密星团。这表明，如果假设这些云的年龄大于1000万年，那么这些云的恒星形成率最近已经达到峰值，或者如果假设恒星形成率在时间上近似恒定，那么分子云比通常认为的要年轻。
2000-09-07 astro-ph
Tombaugh 2: The First Open Cluster with a Significant Abundance Spread or Embedded in a Cold Stellar Stream?
我们提出了新的丰度和径向速度的恒星领域的疏散星团汤博2，这已被认为是与银河系的Anticenter恒星结构（也被称为麒麟座流）。使用VLT/FLAMES与UVES和GIRAFFE摄谱仪，我们发现一个径向速度（RV）< V_{r} >= 121 \pm 0.4 km/s使用18汤博2星团恒星。我们对RV选择成员的丰度分析发现，汤博2比以前的研究发现的更富含金属;此外，与以前的工作不同，我们更大的样本还揭示了具有星团速度的恒星在化学性质上表现出相对较大的分布（例如，δ [Fe/H] > 0.2）。这是第一次在疏散星团中观察到可能的丰度分布，尽管这是我们观察到的几种可能的解释之一。虽然[α/Fe]与[Fe/H]有明显的趋势，但这些“RV团簇成员”的丰度分布也可能暗示可能分为两个具有不同平均化学特征的主要团簇，即（<[Fe/H]>，<[Ti/Fe]>）~（-0.06，+0.02）和（-0.28，+0.36）。根据位置和运动学，汤博2可能是GASS/麒麟座星团的成员，这使得汤博2成为最初提出的GASS/麒麟座星团家族中的第二个星团。然而，我们探索了其他可能的解释，为观察到的丰度和两个可能的亚种群的传播，最可能的解释是，金属贫（[Fe/H] = -0.28），更集中的人口是真正的汤博2星团恒星和富金属（[Fe/H] = -0.06）星族是一个重叠的、运动学相关的、…
2008-09-15 astro-ph
Symbiotic Stars as Laboratories for the Study of Accretion and Jets: A Call for Optical Monitoring
共生双星通常由一颗白矮星（WD）组成，白矮星从伴星红巨星的风中吸积物质。这些双星的轨道周期是几年的数量级，它们相对较小的光学爆发往往每隔几年到几十年发生一次。在一些共生体中，从红巨星转移到WD的物质在WD周围形成了一个圆盘。因此，共生星有点像过度生长的激变变星（CV），但爆发不那么猛烈。共生星不像CV那样被很好地理解，部分原因是它们较长的变化时间尺度意味着需要多年的观测来覆盖不同的爆发状态和轨道相位。最近发现的准直流出（“喷流”）从一些共生体，提供了一个新的动机，这样的长期研究这些对象。几乎在每一种吸积动力系统中都可以观察到天体物理喷流，共生星可以帮助我们了解这些结构。在共生体中，大多数喷流似乎与光学爆发有关。业余爱好者的光学监测可以识别爆发中的系统，也有助于建立爆发和静止共生光变曲线的综合数据库。在发现新的爆发时，将通过X射线进行无线电观测，长期的光学光变曲线将与此同时，提高对共生爆发、喷流产生以及爆发、喷流和共生恒星中的吸积盘之间的联系的认识。
2004-02-27 astro-ph
