Detecting a rotation in the epsilon Eridani debris disc
的旋转的波江座碎片盘的证据进行检查。850微米波长的数据以前是在1997-1998年和2000-2002年期间使用亚毫米普通用户测辐射热仪阵列获得的。通过移位和旋转操作后的卡方拟合，比较这两个时期的图像，以恢复椎间盘的自行运动和轨道运动。然后在模拟图像上执行相同的程序以估计结果的准确性。卡方图中的最小值表明，在恒星自行的方向上，盘的运动大约为每年0.6“。这低估了每年1“的真实值，意味着盘区的一些结构与波江座无关，而是来自背景星系。从卡方拟合轨道运动，逆时针旋转率约为每年2.75度。与圆盘不旋转的模拟数据的比较表明，噪音和背景星系导致近似高斯波动，标准偏差为每年+/-1.5度。因此，在4年的时间差之后，在大约2西格玛的水平上支持盘特征的逆时针旋转。这个速率比开普勒速率快0.65度/年，这表明它们的运动正在跟踪尘埃环内的行星。未来用SCUBA-2进行的观测可以排除波江座尘埃团没有旋转的可能性，置信度为~4-sigma。假设每年约2.75度的速率，在3-sigma水平下，10年后的特征旋转可以显示为每年>1度。
2006-06-23 astro-ph
Detection of magnetic dipole lines of Fe XII in the ultraviolet spectrum of the dwarf star Epsilon Eri
本文报道了利用哈勃空间望远镜（HST）上的空间望远镜成像光谱仪（STIS）对矮恒星Epsodium Eri（K2 V）的观测结果。STIS仪器的高灵敏度使我们能够首次在太阳以外的恒星中探测到Fe XII在1242.00A和1349.38A的磁偶极跃迁。在1242.00A处的较强谱线的宽度也被测量出来;对于Fe XII在极紫外线下的允许谱线，这样的测量是不可能的。在测量精度范围内，NV和Fe XII线出现在它们的静止波长处。电子密度和线宽已从其他过渡区线测量。总之，这些可以用来调查的非热能通量在下部和上部的过渡区，这是有用的，在约束可能的加热过程。Fe XII线也出现在其他G/K型矮星的STIS光谱中。
2001-01-17 astro-ph
A study of velocity fields in the transition region of Epsilon Eri (K2 V)
本文分析了活动矮星Eppi（K2V）紫外光谱中光学薄发射线的宽度和位移。这些光谱是使用哈勃太空望远镜和远紫外光谱探测器上的太空望远镜成像光谱仪获得的。谱线宽度被用来计算从色球层到上过渡区的非热能密度及其随温度的变化。研究了阿尔芬波和声波可能携带的能量通量，以测试它们在日冕加热中可能的作用。声波似乎不是一种可行的日冕加热方法。原则上阿尔芬波有足够的通量，但在得出关于其可行性的明确结论之前，需要详细计算波的传播。上述仪器的高灵敏度和光谱分辨率允许对较强的过渡区线的轮廓进行双分量高斯拟合。结果的宽和窄分量与在太阳中观察到的有一些相似之处，但在Epperian Eri中，宽分量相对于窄分量红移，对总线通量的贡献更大。讨论了这两个分量的可能来源和所隐含的能量通量。总的来说，我们的结果支持Wood，Linsky和Ayres的结论，即窄分量与到达日冕的阿尔芬波有关，但宽分量的起源尚不清楚。
2003-01-20 astro-ph
Evidence for a Long-period Planet Orbiting Epsilon Eridani
本文给出了1980.8- 2000.0年K2 V星（3.22秒差距）$ε$ Eri的高精度径向速度（RV）测量结果。这些数据代表了用四台不同望远镜获得的六个独立数据集的组合，显示出令人信服的变化，周期为$\approx$ 7年。使用鲁棒估计的最小二乘轨道解得出周期为$P$ = 6.9年的轨道参数，速度$K$ -振幅$=$ 19 { \ms }，偏心率$e$ $=$ 0.6，投影伴星质量$M$ sin $i$ = 0.86 $M_{Jupiter}$，半长轴$a_2$ $=$ 3.3 AU。Ca II H&K S-指数测量跨越相同的时间间隔显示出显着的变化与3年和20年的期间，但没有在RV期间。如果磁活动是负责RV的变化，那么它产生了一个显着不同的时期比在钙II数据中看到的。由于缺乏与RV测量中发现的相同周期的Ca II变化，这些变化的长期和连贯性，以及隐含轨道的高偏心率，开普勒运动由于行星伴星似乎是最可能的解释。这颗行星与恒星的角距很大（约1角秒），轨道周期也很长，这使得它成为直接成像和天基天体测量的主要候选者。
2000-09-26 astro-ph
Photospheric and chromospheric activity in four young solar-type stars
本文对HD 166、K1 Eri、chi 1 Ori和kappa 1 Cet四颗G-K矮星进行了光度和光谱研究。在三种情况下，我们发现一个明确的光球和色球活动区之间的空间关联。对于chi 1猎户座，我们没有发现光球温度和色球H α发射的明显变化。我们采用了点/斑模型观测到的旋转调制的温度和流量，推导出点/斑参数，并重建一个粗略的三维地图的外层大气的kappa 1 Cet，HD 166和EklEri。
2006-09-19 astro-ph
Doppler maps and surface differential rotation of EI Eri from the MUSICOS 1998 observations
我们提出的时间序列多普勒图像的快速旋转的活跃的双星EI Eri从光谱观测收集在MUSICOS多站点活动在1998年，因为1.947天的关键旋转周期使得它不可能从一个单一的网站获得时间分辨的图像。从表面重建弱太阳型的差异旋转，以及微小的极向纬向流的测量。
2008-11-03 astro-ph
Tentative Detection of the Rotation of Eris
我们使用{ \it Swift}卫星对矮行星厄里斯进行了一系列连续多周的B波段光度测量。在低地球轨道上使用观测台比地面望远镜提供更好的时间取样。我们没有发现令人信服的证据，一个异常缓慢的旋转周期的几天，因为已经建议以前。在中等水平的统计置信度（$\sim$ 97%）下，略微检测到$\sim$ 1.08天的旋转周期。对$Swift$数据与\citet{2007AJ....133...26R}的地面B波段测量结果进行组合分析，得出相同的时间段（$\sim$ 1.08天），统计置信度略高（$\sim$ 99%）。
2008-08-29 astro-ph
Magnetic field measurements in white dwarfs. Magnetic field, rotation and spectrum of 40 Eri B
本文介绍了几年来用6米望远镜对白矮星进行的磁场测量结果。在简并星WD 1953-011中发现了一个约为Be ~ 28 kG的磁场。发现WD 0009+501的自转周期为1.83小时，平均磁场=<Be>-42.3 +/-5.4 kG，自转变率的半振幅为32.0 +/-6.8 kG。明亮的正常（非磁性）简并恒星波江座40 B的可变磁场在1999年1月被塞曼时间分辨光谱学证实。H α线和H β线的结果基本相同，我们选择了磁场变化的两个最佳周期：2 h 25 m和5 h 17 m。旋转变化的半振幅B_ max ~ 4000-5000 G，平均场约为零+/-500 G。如果波江座40 B的磁场是中心偶极，则旋转轴相对于视线的倾角为i ~ 90 °，磁轴相对于旋转轴的倾角大致相同，β ~ 90 °。首次获得了白矮星的超高信噪比谱（S/N > 1000）。我们在这颗富氢的DA白矮星40波江座B（16500 K）中发现，氦丰度较低（N（He）/N（H）< 10^{-7}），但光谱中富含低电离态金属的超弱吸收线。有人提出，这些谱线是在星周和星际气体中产生的。
2000-06-04 astro-ph
Asteroseismology of the Beta Cephei star Nu Eridani: Interpretation and applications of the oscillation spectrum
Nu Eri的振荡光谱是任何已知的Beta Cephei类型的变量中最丰富的。我们解释频谱的正常模式激发和构造地震模型的明星。频率数据与平均颜色数据相结合，确定了对流核心超调程度的上限。我们利用两个偶极（l=1）模（g_1和p_1）的转动分裂数据来推断内转动速率的性质。采用一个合理的假设，几乎均匀旋转的信封和增加旋转速率的μ梯度区，我们发现，在这个区域的平均旋转速率是约三倍快于信封。在我们的标准模型中，只有振荡谱中间部分的模是不稳定的。为了解释在nu = 0.43 c/d处可能的高阶g模以及在nu > 6 c/d处的p模的激发，我们必须在驱动区中调用过量的Fe。
2004-02-15 astro-ph
Asteroseismology of the Beta Cephei star Nu Eridani: photometric observations and pulsational frequency analysis
我们对造父β星波江座Nu进行了多点测光活动。在148个晴朗的夜晚，用11台望远镜获得了600多小时的差分光电紫外线光度测量。我们的测量的频率分析表明，Nu Eri的可变性可以分解为23个正弦分量，其中8个对应于5 - 8 c/d之间的独立脉动频率。其中一些被安排在多重，这表明旋转的m-模式分裂的非径向脉动模式的原因。如果是这样，恒星的自转周期必须在30 - 60 d之间。在Nu Eri的光变曲线中，有一个信号的频率非常低，为0.432 c/d。它可以是高阶组合频率，或者更可能是独立脉动模式。在后一种情况下，Nu Eri既是一颗造父β星，又是一颗缓慢脉动的B（SPB）星。在过去的40年里，Nu Eri各个脉动模式的光度振幅似乎增加了约20%。恒星的主要组合频率的振幅也是如此。在后者中，我们只能确定和频，而不是差频，这表明，无论是最简单形式的光变曲线畸变还是共振模耦合都不是它们的单一原因。我们的比较星之一，波江座μ，原来是一个可变的主导时间尺度为1.62 d。我们相信，它要么是一个SPB星刚刚离开它的不稳定带，要么它的变化是旋转的起源。
2005-01-13 astro-ph
The two hybrid B-type pulsators: Nu Eridani and 12 Lacertae
丰富的振荡光谱确定的两颗恒星，Nu波江座和12 Lacertae，提出了一个有趣的挑战恒星建模。这些恒星是混合体，在Beta Cep星的典型频率下显示出许多模式，但在SPB星的典型频率下也显示出一种模式。我们构建地震模型，这些恒星考虑不透明度和元素分布的不确定性。我们也提出了估计的内部旋转速率和解决问题的模式激发。我们同时使用OP和OPAL不透明度数据，发现结果存在显著差异。这些数据的不确定性仍然是物体精确建模，特别是估计超调距离的主要障碍。我们发现的证据显着的旋转速率增加之间的信封和核心在两颗星。在用OP数据建立的努额日地震模型中发现了低频g模的不稳定性，但频率高于在该星测得的频率。在12 Lac模型中没有发现这种不稳定性。我们还没有一个令人满意的解释低频模式。在驾驶区的不透明度需要一些增强，但我们认为，它不能实现的铁积累，因为它已经提出。
2008-01-16 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
Superhumps in Cataclysmic Binaries. XXV. q_crit, epsilon(q), and Mass-Radius
我们报告的成功和失败，在寻找积极的超级驼峰激变变量，并显示作为轨道周期的函数的超级驼峰分数。基本上，所有的短周期系统都是这样，所有的长周期系统都不是，并且在P_orb=3.1+-0.2hr时有50%的成功率，我们可以用这个来测量产生超级峰的临界质量比。在一个适合激变变星的质量-半径关系式下，假设白矮星的平均质量为0.75M_sol，我们得到质量比q_crit=0.35+-0.02。我们还报告了几个独立已知质量比的恒星的超峰研究：室女座XZ，波江座XZ，宝瓶座UU和Uma KV（= XTE J1118+480）。后两个是特别感兴趣的，因为它们代表了最极端的质量比，精确的超级驼峰测量已经完成。我们使用这些来改进ψ（q）校准，通过该校准，我们可以从易于测量的ψ（P_superhump相对于P_orb的分数周期超额）推断难以捉摸的q。这个关系允许在任何有超级驼峰的CV中估算二级恒星的质量和半径。由此产生的质量-半径定律表明，在0.2 M_sol附近半径明显不连续，正如2.1-2.7小时周期间隙的破坏磁制动模型所预测的那样。这实际上是CV次要的“经验主序列”。
2005-07-15 astro-ph
ROSAT Observations of the Flare Star CC Eri
1990年7月9日至11日和1992年1月26日至27日，X射线卫星ROSAT上的位置敏感正比计数器（PSPC）观测到了耀斑/斑点分光双星CC Eri。在观测过程中，源在几分钟到几小时的时间尺度上是可变的，X射线（0.2-2 keV）的光度在$\sim 2.5-6.8\times 10^{29} erg s^{-1}$范围内。1990年7月10日16：14-21：34（UT），在CC Eri观测到一个特征上升时间为1小时，衰减时间为2小时的X射线耀斑事件。源的X射线谱可以用具有两个温度分量或具有连续温度分布的当前热等离子体代码来描述。光谱结果表明，在CC Eri的日冕中存在$Te\sim 10^{7}$ K的等离子体.采用磁重联模型，观测到的源通量和谱的变化可以由耀斑再现。与未加热模型的比较，在耀斑后期，表明耀斑的面积和体积大大大于太阳两个带状耀斑，而电子压力是相似的。非耀斑发射的发射量和温度，解释为平均日冕，导致类似于在一个发达的太阳活动区的电子压力。与光斑相关的有源区的旋转调制需要在集中区域中的非物理大的X射线通量。
1994-09-16 astro-ph
Asteroseismology of the Beta Cephei star Nu Eridani -- IV. The 2003-4 multisite photometric campaign and the combined 2002-4 data
第二次多地点测光活动专门为努埃里报告。对于Nu Eri，新数据的分析增加了四个独立的频率到之前从2002-3数据中得出的九个频率，三个在7.20到7.93 c/d的范围内，一个低的，等于0.614 c/d。结合新的和旧的数据，得到两个独立的频率，分别为6.7322和6.2236 c/d。总的来说，振荡谱是由12个高频和两个低频。后者的u振幅大约是v和y振幅的两倍，这是高径向阶g模式的特征。因此，根据第一次活动的数据提出的建议，即Nu Eri既是一颗仙王座β星，也是一颗SPB星，得到了证实。12个高频中的9个形成三个三联体，其中两个是新的。三重态代表旋转分裂的l=1模式，尽管在最小振幅的情况下，这可能会受到质疑。平均分离和不对称的三胞胎的准确性足以与模型进行有意义的比较。第一颗比较星Mu Eri是一颗SPB变星，它的振荡谱由六个频率组成，其中三个频率的周期是等距离的。这颗恒星也被发现是一颗食变星。这次日食是一次凌日，很可能是全食，二次日食比一次日食暗几个量级，而且系统距离很远。第二颗比较星，夕二日，被证实是一颗盾牌座δ变星。在第一次活动数据中已经看到的频率10.8742 c/d上，增加了另一个频率，等于17.2524 c/d。
2005-04-11 astro-ph
Differential rotation in early type stars
使用旋转恒星的2D模型，干涉测量的α Eri和它的基本参数校正重力暗化效应，我们推断，恒星可能有一个核心旋转速度比表面快2.7倍。我们探讨的后果上产生的谱线的表面差分旋转的影响相结合，由于一种内部的差分旋转的旋转能量高于允许刚性旋转的诱导几何变形，不区分强烈的刚性旋转所进行的。
2006-01-04 astro-ph
The Dynamical Distinction between Elliptical and Lenticular Galaxies in Distant Clusters: Further Evidence for the Recent Origin of S0 Galaxies
我们检查了用Keck II望远镜获得的两个富星系团Cl 0024 +16（z=0.40）和MS 0451 -03（z=0.54）场中44个球状星系的分辨光谱数据，并将其与红移范围内23个星系的类似数据进行了对比0.3<z<0.65在GOODS北场。对于每个星系，我们研究的情况下，系统性的旋转，获得中央恒星速度色散σ和光度椭圆率，π。使用形态分类通过哈勃太空望远镜成像的基础上，我们探索我们的运动学量在区分压力支持的椭圆和旋转支持的椭圆（S 0）的效用。我们证明了使用v/（1-Σ）vs Σ和v/Σ vs Σ分布作为判别器的可靠性，发现这两个标准分别正确识别了z~0.5处的63%+-3%和80%+-2%的S 0，以及76%+8-3%和79%+-2%的椭圆。我们测试这些诊断使用等效的本地数据在昏迷集群，并发现诊断同样准确，在z=0。我们测得的准确性是可比的形态视觉分类的准确性，但避免频带移位和表面亮度的影响，阻碍在高红移视觉分类。作为我们的运动学鉴别器的一个应用实例，我们然后分别在z~0.5处检查椭圆星系和S 0星系的形态-密度关系。我们确认，仅从运动学数据，最近的增长旋转支持椭球。我们讨论了将该方法推广到更全面地研究z~1的团星系和场星系的可行性，以详细验证最近S 0星系的密度依赖性生长。
2007-04-20 astro-ph
Asteroseismology with the WIRE satellite. I. Combining Ground- and Space-based Photometry of the Delta Scuti Star Epsilon Cephei
我们分析了来自WIRE卫星上的星跟踪器的天蝎座δ星的地面多色Stromgren测光和单滤光片测光。地面数据集由164天收集的16个夜晚的数据组成，而卫星数据在14天内几乎连续覆盖恒星。卫星数据的频谱窗口和噪声水平优于地面数据，该数据集用于定位频率。然而，我们可以使用地面数据来提高频率的准确性，因为时间基线要长得多。我们在WIRE数据集中检测到26个振荡频率，但在地面数据中只能清楚地看到其中的一些。我们已经使用了多色地面测光，以确定Stromgren的b-y颜色和y过滤器的振幅和相位差，试图确定的径向程度的振荡频率。我们的结论是，振幅和相位的精度是不足以约束的理论模型的仙王座。我们没有发现旋转分裂的证据，也没有发现在WIRE数据集中检测到的频率之间存在很大的分离。为了能够识别的方法，我们已经申请了三角盾星的振荡频率，这是至关重要的，以获得更完整的覆盖范围，从多个网站的活动，具有较长的时间基线和多个过滤器。这在为未来的卫星任务（如COROT和KEPLER）规划测光和分光地面支持时非常重要。
2006-10-18 astro-ph
Upper Limit Set by Causality on the Rotation and Mass of Uniformly Rotating Relativistic Stars
因果关系本身就足以为相对论性恒星的自转周期设定一个下限，作为它们最大观测质量的函数。也就是说，通过假设一个单参数状态方程满足v_sound < c，并且允许恒星的质量与观测到的最大中子星质量M_sph^max一样大，我们发现P[ms] > 0.282 + 0.196（M_sph^max/M_odot-1.442）。这个极限并没有假设物态方程与普通物质的已知低密度形式一致，但是如果加上这个假设，最小周期就会提高几个百分点。因此，根据因果关系，目前均匀自转恒星的最小周期为0.28毫秒（正常地壳的恒星为0.29毫秒）。最小化EOS产生具有由最大刚性核心支撑的最大软外部的模型。由因果关系对旋转中子星的最大质量设定的类似上限需要低密度匹配，并且该极限取决于匹配密度，即ε_m。我们重新计算它，得到一个稍微修正的值，M_rot^max \sim 6.1（2 * 10^14 g/cm^3 μ_m）^1/2 M_odot。
1996-08-27 astro-ph gr-qc
The Differential Rotation of Kappa1 Ceti as Observed by MOST
在论文I中，我们首次报道了鲸鱼座κ 1的差异旋转的证据。在本文中，我们证明了差异旋转模式密切配合，为太阳。这一结果是基于2004年和2005年的MOST（恒星的微变和振荡）观测结果，以补充论文I中讨论的2003年观测结果。使用StarSpotz，一个专门为分析MOST测光而开发的程序，我们已经解决了k，微分旋转系数，和P_{EQ}，赤道旋转周期使用所有三年的光变曲线。这些斑点的纬度范围从10度到75度，k = 0.090^{+0.006}_{-0.005} --小于太阳值，但与恒星的年轻年龄一致。k也很好地受到Vsini的独立光谱估计的约束。我们独立地证明了随纬度变化的差动自转模式实际上与太阳的一致。详细给出了用于寻找最稳健解的平行回火形式主义，该解给出P_{EQ} = 8.77^{+0.03}_{-0.04}天--比通常采用的小，意味着年龄< 750 My。我们的P_{EQ}和k值可以解释由其他人在不同纬度上的斑点或活动所确定的旋转周期范围。从历史上看，Ca II活动似乎一直发生在纬度50和60度之间，这可能表明永久磁性特征。K和P_{EQ}的知识是理解对流带发电机机制和旋转结构以及评估太阳型恒星年龄的关键。我们最近公布的K值和P_{EQ}的基础上MOST测光的Ekeri，并期望分析MOST光变曲线的几个更多的斑点，太阳型恒星。
2007-04-17 astro-ph
