The Mass and Age of Very Low Mass Members of the Open Cluster Alpha Persei
我们对Prosser（1994）发现的年轻疏散星团Alpha Persei的12个微弱候选成员进行了光谱光学和光度红外观测。凯克HIRES阶梯光谱提供径向和旋转速度测量的五个对象，其中两个显然是非成员的径向速度的基础上。这些运动学上的非成员也不适合在V-I与I-J集群序列。另外一个微弱的物体可能是基于低分辨率光谱的非成员。利用HIRES，我们已经搜索了Li I共振线。结合锂的存在/不存在和微弱的阿尔法英仙座目标的光度测定与确认的成员资格限制了它们的年龄和质量。AP J 0323 +4853缺乏锂意味着它的年龄大于6500万年，这比星团经典的上主序熄灭年龄5000万年还要老。在昂宿星团中也发现了类似的年龄差异。我们在最暗的计划恒星AP 270中检测到锂，这意味着它的质量刚好在亚恒星质量极限，考虑到我们采用的年龄和光度。AP 281的成员资格是有问题的，因为它的径向速度比集群的平均值高。另一方面，AP 281位于光度星团序列上，有非常高的自转速度和H-α发射，表明年轻。如果是一个成员，它缺乏锂元素，那么星团的最小年龄将达到7500万年，这与最近的主序上部的测定结果一致。在这种情况下，AP 270不会是褐矮星。
1998-07-14 astro-ph
Pulsating B-type stars in the young open cluster h Persei (NGC 869)
我们宣布在年轻的疏散星团h英仙座（NGC 869）中发现了六颗造父β星和许多其他变星。这个星团似乎有非常丰富的B型变星，类似于它的孪生兄弟英仙座迟星（NGC 884）。
2007-11-10 astro-ph
Eclipsing binaries in open clusters. III. V621 Per in chi Persei
英仙座V621是位于英仙座疏散星团chi中的一颗分离食双星，由一颗早期B型巨星和一颗主序星组成。根据高分辨率光谱观测和文献中的径向速度，我们确定轨道周期为25.5天，主速度半振幅为K = 64.5 +/- 0.4 km/s。在光谱中没有发现第二颗恒星的踪迹。我们解出了这对全蚀双星的发现光变曲线，得到了它的表面引力log（g_B）= 4.244 +/- 0.054（cm/s）。我们比较绝对质量和半径的两颗恒星的质量-半径图，不同的可能值的主要表面重力，恒星模型的预测。我们发现log（g_A）约为3.55，与用合成曲线拟合Balmer线发现的值一致。这两颗恒星的预期质量分别为12 Msun和6 Msun，预期半径分别为10 Rsun和3 Rsun。在其演化过程中，主成分处于蓝环阶段附近。
2004-09-13 astro-ph
Keck Spectra of Brown Dwarf Candidates and a Precise Determination of the Lithium Depletion Boundary in the Alpha Persei Open Cluster
我们已经确定了27个候选人非常低质量的成员相对年轻的阿尔法英仙座疏散星团从一个6平方度的CCD成像调查。根据它们的I星等和名义年龄以及到星团的距离，如果它们是星团成员，这些天体的质量应该小于0.1 Msunil。我们随后获得了中间分辨率光谱的17个这些对象使用凯克II望远镜和LRIS摄谱仪。我们还获得了许多恒星的近红外测光。我们的主要目标是确定“锂耗尽边界”的位置，从而得出星团的精确年龄。我们在五个程序对象中检测到等效宽度大于或等于0.4 μ m的锂。我们已经为英仙座阿尔法星主序星的暗端绘制了一张颜色-星等图。这些数据使我们能够准确地确定英仙座α星的锂耗尽边界，其位置为M（I $_C$）= 11.47，M（Bol）= 11.42，（R-I）$_{C0}$ = 2.12，光谱类型为M6.0。通过参考理论进化模型，这相当直接地转换成英仙座阿尔法星系团的年龄为90 $\pm$ 10百万年。在这个年龄，我们光谱确认的两个最微弱的成员应该是亚恒星（即，根据理论模型。
1999-09-15 astro-ph
The Complex Interstellar Na I Absorption toward h and Chi Persei
最近对弥漫星际介质（ISM）的高空间和光谱分辨率研究发现了星际气体在小于或等于1 pc尺度上存在小尺度变化的重要证据。为了更好地了解ISM中小尺度变化的性质，我们使用了KPNO WIYN Hydra多目标摄谱仪，它具有比使用高自行星和双星研究的单轴，单尺度限制更大的测绘优势，以获得中等分辨率（~12 km/s）的172颗恒星的星际Na I D吸收光谱，朝向双疏散星团h和英仙座。所有朝向150颗恒星的视线都显示出英仙座旋臂的吸收光谱，显示出英仙座旋臂气体中不同的星际Na I D吸收轮廓。此外，我们还利用KPNO Coude Feed摄谱仪获得了24颗较亮恒星朝向h和Chi Per的高分辨率（~3 km/s）星际Na I D吸收光谱。这些光谱揭示了一个更大的复杂性在英仙座臂气体的星际Na I D吸收，并显示个别组件的数量，速度和强度从视线到视线的变化。如果这些单独的速度分量中的每一个都代表一个孤立的云，那么英仙座臂气体的ISM似乎由许多小云组成。虽然吸收轮廓变化，即使在最小的尺度上探测这些高分辨率的数据（~30”;~0.35pc），我们的分析表明，一些星际Na I D吸收成分从视线到视线是相关的，这意味着ISM对h和Chi Per可能是由气体片，我们检测到的变化，由于当地的气体物理条件的差异。
2004-09-07 astro-ph
B Star Rotational Velocities in h and chi Persei: A Probe of Initial Conditions During the Star-Formation Process
测量了英仙座h和chi星团中216颗B 0-B 9星的投影旋转速度，并与具有可比年龄和质量的场星样本的旋转速度分布进行了比较。对于那些从零年主序星的初始位置演化相对较少的恒星（3-5个太阳质量），每个样本测量的h和chi的平均vsini比可比质量的场星测量的平均值略大2倍多，并且星团和场的vsini分布有很大的差异。对于质量在5-9太阳质量范围内的演化程度更高的恒星，h和chi Per的平均vsini是场的1.5倍; vsini分布也不同，但统计显著性程度较低。对于从ZAMS演化而来的恒星（质量在9-15太阳质量范围内），星团和场星的平均值和分布只有轻微的不同。我们认为，更高的旋转速率和模式的旋转速度作为质量的函数，区分主序B星在h和chi Per从他们的领域类似物可能是在恒星形成过程中的印记。我们推测，这些差异可能反映了较高的吸积率的影响，理论表明，这是产生致密星系团的区域的特征，即：（a）较高的初始旋转速度;（b）沿恒星出生线的较高的初始半径，导致出生线和ZAMS之间较大的自旋上升;以及（c）在出生线半径-质量关系中有一个更明显的最大值，这导致ZAMS上成为中B星到晚B星的恒星的自旋上升差异更大。
2004-10-13 astro-ph
Spitzer/IRAC and JHKs Observations of h & chi Persei: Constraints on Protoplanetary Disk and Massive Cluster Evolution at ~ 10^{7} yr
本文描述了对大质量双星系团英仙座h & chi的3.6-8 μ m的IRAC观测和来自Mimir和2 MASS的近红外JHKs地面测光结果，观测范围为J=15.5（M ~ 1.3 Msun.在聚类中心的25'内，我们检测到约11，000个J < 15.5的源，约7，000个[4.5] < 15的源，约5000个[8] < 14.5的源。在这两个集群中，来自2 MASS数据的表面密度分布下降与集群中心的距离，如预期的绑定集群。在距离星团中心15'的范围内，约50%的恒星位于变红的1300万年等时线上;在距离星团中心15'-25 '的范围内，约40%的恒星位于这个等时线上。因此，光学/2 MASS色星等图表明，h和chi Per伴随着一个年龄和距离与两个密集星系团大致相同的晕人口。当J < 13.5（~ 2.7 Msun）时，双星系团缺乏任何清晰的红外多余源。因此，大质量恒星周围的气盘在~ 10^{7}年前就消散了。至少有2-3%的暗星团恒星在[5.8]和[8]处都有很强的IR过剩。大约4-8%的质量稍大于太阳（~ 1.4 Msun）的源在[8]时具有IR过量。结合缺乏可检测到的明亮恒星的过度，这一结果表明，低质量恒星周围的圆盘具有更长的寿命。在较长的IRAC谱带（[5.8]，[8]）处的IR过量粒子数似乎也比在较短的IRAC/2 MASS谱带（$K_{s}$，[4.5]）处的IR过量…
2007-04-09 astro-ph
Cometary molecular clouds around RNO6. On-going star formation near the double cluster h and chi Persei
我们提出了RNO 6周围的恒星形成云的分子线观测以及附近新发现的分子云，我们命名为RNO 6 NW。这两个云在彗星结构和整体运动学上显示出惊人的相似之处。通过使用13 CO线观测，我们估计这些云具有相似的大小（~4.5 pc）和质量（~200太阳质量）。分子云RNO 6和RNO 6 NW在恒星形成中都很活跃。从新的高分辨率近红外窄带图像，我们确认，RNO 6主机嵌入式红外集群，其中包括赫比格是明星。一个明显的H2细丝被发现描绘出球状体的致密彗星状头部。RNO 6 NW至少有两个红外辐射源和一个长度约为0.9秒差距、质量约为0.5太阳质量的双极分子外流。我们发现，这两个云的彗星状结构已被创建的紫外线辐射从众多的OB星位于~1.5度以北。这类OB星与英仙座h星团和英仙座chi星团有关，可能是PerOB 1星协的成员。因此，这些星云内的恒星形成很可能是由辐射驱动内爆（RDI）机制触发的。通过与RDI理论模型的比较，我们发现如果两个云都处于再膨胀阶段，那么它们相似的运动学和形态学就得到了很好的解释。触发的连续恒星形成也解释了观测到的RNO 6云内近红外星团成员的空间分布，以及H2灯丝的形态。我们的结论是，RNO 6和RNO 6 NW云是高质量的对应物的彗星球状体的较小的质量，已研究到现在为止。因此，我们的观测表明，RDI机制不仅可以产生小球状体中的低质量恒星，而且可以产生大质量云中的中等质…
2001-10-31 astro-ph
The Star Formation History and Mass Function of the Double Cluster h and Chi Persei
h和Chi Per“双星团”使用宽视场（0.98度x 0.98度）CCD UBV成像进行检查，并辅以数百颗最亮恒星的光谱。将我们的分析限制在星系团核心附近，我们发现两个星系团具有相同的红化（E（B-V）=0.56+/-0.01）、距离模量（11.85+/-0.05）和年龄（12.8+/-1.0 Myr）。此外，我们发现每个星团核的IMF斜率对于高质量恒星来说是非常正常的，Gamma=-1.3+/-0.2，与Salpeter值无法区分。对1 ~ 120 M_Sun的PDMF积分，得到了3700 M_Sun（h）和2800 M_Sun（Chi）的质量。有证据表明，在集群核心内有轻微的质量分离。我们的数据与恒星形成于一个历元的说法是一致的;相反的说法很可能是由于包含了位于英仙座旋臂相似距离处的大量早期型恒星，以及不同距离处的G和K巨星的污染。我们讨论的独特性的双集群，引用其他的例子，这种结构的文献中，但得出的结论是，几乎相同的性质的两个集群核心是不寻常的。我们未能解决长期存在的争议，是否双集群是每OB 1协会的核心，并认为这可能是无法回答与目前的技术。我们还强调，需要进一步的工作，这附近和非常有趣的地区的主序前人口。
2002-05-09 astro-ph
On the origin of the O and B-type stars with high velocities II Runaway stars and pulsars ejected from the nearby young stellar groups
我们使用毫弧秒精度天体测量（自行和自行）从依巴谷和无线电观测追溯56个失控的恒星和9个紧凑的物体的轨道，距离小于700 pc，以确定母恒星群。对于两种情况，可以几乎肯定地推断出具体的地层情况。(i)我们发现逃逸星蛇夫座ζ和脉冲星PSR J1932+1059起源于大约100万年前的一次超新星爆炸，发生在天蝎座OB 2星协上天蝎座子群的一个双星系统中。这颗脉冲星在这一事件中受到了大约350公里/秒的反冲速度，这使双星分离，并使zeta Oph具有很大的空间速度。(ii)Blaauw & Morgan和Gies & Bolton已经假设了逃逸双星AE Aur和mu Col的共同起源，可能涉及大质量高偏心双星iota Ori，基于它们的速度相等和相反。我们证明，这三个对象确实占据了一个非常小的体积\sim 250万年前，并表明，他们从新生的梯形星团弹出。我们确定了另外两颗恒星的母星群：它们都可能起源于5千万年前的Per OB 3星协，其中包含了疏散星团α-英仙座。在我们的样本中，56颗逃逸星中至少有21颗可以与附近的星协和年轻的疏散星团联系起来。其中包括经典的逃逸星白羊座53（猎户座OB 1）、英仙座xi（Persei OB 2）和造父座λ（Cep OB 3），以及15个新发现的恒星，其中一对恒星从猎户座λ星团所在的区域以相反的方向逃逸。其他目前附近的逃亡者和逃亡者起源于700 pc以上，…
2000-10-02 astro-ph
Light Element Depletion in Contracting Brown Dwarfs and Pre--Main-Sequence Stars
我们提出了一个分析计算的热核耗尽的轻元素锂，铍，硼在完全对流，低质量的恒星。在主序前恒星在收缩过程中总是完全混合的假设下，我们发现，即使当恒星退化时，这些稀有轻元素的燃烧也可以用解析法计算。使用有效温度作为一个自由参数，我们约束低质量恒星的观测数据的属性，独立的不确定性与建模他们的大气和对流。我们的解析解解释了恒星有效温度、核截面和化学成分对给定元素贫化水平下年龄的依赖性。最重要的是，我们的研究结果允许观测者将年轻星系团成员中的锂未检测到转化为该星系团的独立于模型的最小年龄。使用这个程序，我们已经找到了昴星团（1亿年）和英仙座阿尔法星团（6千万年）的年龄下限。最近关于^10 B（p，α）^7Be反应中低能共振的实验工作大大提高了对^10 B破坏速率的估计，使得M>0.1 M_sun的恒星在到达主序星之前可能耗尽^10 B和^11 B。此外，还有一个有趣的质量范围，0.085 M_sun < M < 0.13 M_sun，其中硼耗尽发生在不到哈勃时间的主序列上，为测定低质量恒星提供了一个潜在的"时钟“。
1997-11-10 astro-ph
A near-infrared survey for new low-mass members in Alpha Per
我们提出了一个近红外（K '波段）调查的0.7平方度区域的阿尔法英仙座疏散星团（年龄= 90百万年，距离= 182 pc）进行了与欧米茄总理相机的Calar Alto 3.5米望远镜。结合KPNO/MOSA探测器获得的光学数据（Rc和Ic）以及Stauffer等人（1999）提出的K'观测结果，从光红外色星等图中提取了一个新的候选成员样本。这些候选者在彩色图中的位置表明，其中三分之二实际上是红色的背景巨星。大约有20个新的候选成员，质量在0.3到0.04 Msun之间，被添加到400个已知的Alpha Per集群成员中。如果它们确实是阿尔法Per成员，那么新的候选者中有四个将是褐矮星。我们讨论的优点和缺点的近红外调查相比，光学选择方法。我们还描述了在Calar Alto 3.5-m望远镜上使用Twin摄谱仪获得的大约30个候选者的光谱学结果，包括Barrado y Navascues等人（2002）提出的光学样品中的选定成员和我们的联合光学/红外目录。这些结果支持光学选择方法用于这个特定的集群。
2005-02-22 astro-ph
Cluster formation versus star formation rates around six regions in the LMC
研究了大麦云（LMC）中六个区域的恒星星族和星团，以了解恒星形成和团簇形成速率之间的相关性。我们使用OGLE II LMC巡天的恒星数据库和星团目录。用色星等图（CMD）对观测到的恒星密度分布与恒星演化模型合成的密度分布进行了比较。通过最小化减少卡方值，恒星形成率（SFR）方面的区域的恒星形成历史。发现所有地区在5亿年至2亿年之间都显示出较大的SFR，年轻和老年的SFR值较低。在集群和SFR的相关峰值被发现年龄$sim$ 1 Gyr，年龄小于1亿年。六个区域中有五个在1亿~ 3亿年期间显示出显著的团簇形成，而SFR却很低。这表明恒星和团簇形成率之间的反相关性为1亿至3亿年的年龄范围。一个可能的原因可能是，恒星主要是在星团中形成的，无论是束缚的还是非束缚的，都是在上述年龄范围内恒星形成的结果。在100 - 300万年年龄范围内增强的团簇形成速率可能与大麦哲伦星云与小麦哲伦星云的相遇有关，而在$\sim$ 1 Gyr时增强的恒星和团簇形成不对应于任何相互作用。这可能表明，由相互作用引起的恒星形成偏向于恒星群或团簇形成。
2004-06-22 astro-ph
Calibrations of alpha Cen A & B
利用Pourbaix等人（1999年）最近确定的质量，已经完成了半人马座α双星的详细演化模型，包括主序前的演化。用CEFF状态方程、OPAL不透明度、NACRE热核反应速率和微观扩散建立了模型。进行卡方面积最小化以导出最可靠的建模参数集wp={t_alpha Cen，Yi，[Fe/H]i，alpha A，alpha B}，其中t_alpha Cen是系统的年龄，Yi是初始氦含量，[Fe/H]i是初始金属丰度，alpha A和alpha B是两个组分的对流参数。利用Bohm-Vitense（1958）的基本对流混合长度理论，我们导出了wp BV={27.1亿r，0.284，0.257，1.53，1.57}。我们得到的年龄明显小于先前估计的年龄，这与Pourbaix et al.（1999）一致，主要是因为质量较大。如果考虑对流核心过冲，我们得到wp ov={3530 Myr，0.279，0.264，1.64，1.66}。使用Canuto & Mazitelli（1991，1992）对流理论可得到wp CM={40.86百万年，0.271，0.264，0.964，0.986}。利用Guenther & Demarque（2000）采用的观测约束条件和基本的混合长度理论，我们得到了wp GD={5640 Myr，0.300，0.296，1.86，1.97}和接近观测值的表面锂贫化。我们的…
2000-10-10 astro-ph
Infrared Spectroscopy and Analysis of Brown Dwarf and Planetary Mass Objects in the Orion Nebula Cluster
本文介绍猎户座星云团中低质量褐矮星候选者的近红外长缝和多缝光谱。长缝数据是在Gemini North望远镜上使用NIRI在H-和K-波段观测到的。利用英澳望远镜的IRIS 2在H波段进行了多目标光谱观测。我们开发了一个光谱分型方案的基础上，光学校准，近红外光谱的年轻来源的金牛座和IC 348恒星形成区域的光谱类型M3.0到M9.5。我们将我们的光谱分型方案应用于52个来源，包括以前发表的UKIRT和GNIRS光谱。40个天体显示出强烈的水吸收，光谱类型为M3至>M9.5。最新的类型对象被暂时归类为早期L类型。我们将震源标绘在覆盖有理论主序前等时线的H-R图上。我们的大多数天体都接近或超过100万年的等时线，导致星系团的平均年龄小于100万年。我们发现38个来源位于或低于氢燃烧极限（0.075 Msun）。10个来源可能具有低于氘燃烧极限（0.012 Msun）的质量。我们使用蒙特卡罗方法来模拟观测到的光度函数与各种集群的年龄和质量分布。最低的chi ^2值是由以100万年为中心的年龄分布产生的，其质量函数在亚恒星质量处根据M^alpha幂律在α =0.3 ~ 0.6的范围内下降。我们发现，截断在0.012 Msun的质量函数产生的光度函数是饥饿的最微弱的幅度，即使使用双峰年龄人口包含10万年的老源。因此，这些蒙特卡罗模拟的结果支持在ONC中存在行星质量的人口。
2008-10-20 astro-ph
Effects of Type I Migration on Terrestrial Planet Formation
嵌入气体盘中的行星胚胎遭受半长轴衰减-I型迁移-由于身体引起的内部和外部尾流产生的不对称扭矩（Goldreich & Tremaine 1980; Ward 1986）。这对形成类地行星的标准寡头方法提出了挑战（Kokubo & Ida 1998），因为在1 AU附近生长的祖先天体的时间尺度比它们衰变到太阳的时间要长。在本文中，我们使用半解析方法（基于Thommes等人2003）和N体积分来研究寡头生长的中期和后期阶段，并在不同的原行星盘模型中改变气体性质，例如耗散时间尺度。我们的结论是，即使接近标称的迁移效率和气体耗散的时间尺度~ 100万年，它是可能的，以保持足够的质量在陆地区域形成地球和金星，如果光盘质量的最小质量模型的2-4倍增强。由此产生的结构在几个方面不同于以前模拟陆地吸积最后阶段的初始条件（例如Chambers 2001），主要是（1）更大的胚胎间距，（2）更大的胚胎质量，（3）当气体消失时，以微行星形式留下的物质高达约0.4个地球质量。我们产生的系统在大约1亿年的时间里是相当稳定的，因此需要一个外部来源来充分搅动胚胎，以产生类似于类地行星的最终系统。
2005-10-10 astro-ph
On the formation of star clusters in the merger NGC 6240
我们在合并和超亮红外星系NGC 6240的存档HST/WFPC 2图像中识别了星团，目的是调查星团的性质（光度，年龄和质量）在这样一个极端的环境中是否与亮度较低的星暴星系中的星团不同。在F450 W、F547 M和F814 W的所有曝光中，我们发现了54个星团，其中41个位于NGC 6240的主体，13个位于星系尾部。由于只有两种颜色可用于导出两个自变量（集群变红和年龄），我们采用了一个特设的程序，统计得出集群参数的假设下，集群金属丰度是LMC样的。每个聚类的颜色都与STARBURST 99固定质量和可变年龄和变红模型相匹配。所有簇红化和卡方< 1的年龄解被认为与数据一致。质量是通过用观测到的V光度对模型的光度进行缩放而得出的，其中最佳拟合的卡方< 1，并对红化和距离进行了校正。我们推断，观测到的星团的最可能年龄为（5 - 13）Myr，最可能质量约为（1 - 2）e05太阳质量。与星暴星系中的星团相比，似乎指向在更大质量的星系和富含气体的合并中形成更大质量的星团，而整体星团质量分布可能相对独立于相关星暴的细节，其中密集的大质量星团优先形成。
2003-06-23 astro-ph
