Low-mass companions to Hyades stars
现在已经确定，大部分低质量恒星是双星或更高阶的倍数。类似地，相当大一部分拥有巨大的行星。相比之下，褐矮星的情况就复杂了：虽然封闭的系统似乎非常罕见，但宽系统可能更常见。在本文中，我们提出了新的结果调查的低质量的同伴在毕星团。在精确测量了98颗毕宿矮星的径向速度5年后，我们选择了所有表现出低振幅长周期趋势的恒星。通过对这14颗恒星的AO观测，我们发现了其中9颗恒星的伴星候选者，其中一颗恒星有两颗伴星。HIP 16548的两颗伴星的质量在0.07到0.08 Mo之间，因此它们要么是棕矮星，要么是质量非常低的恒星。在HAN 172的例子中，我们发现了一个质量在0.08到0.10 Mo之间的伴星，它也是在恒星和褐矮星之间。其他七颗恒星都有伴星。在另外两种情况下，RV变化可能是由恒星活动引起的，而在另一种情况下，伴星可能是一个短周期双星。剩下的两颗恒星的图像被稍微拉长，这可能意味着即使是它们也是双星。因为在14颗显示低振幅RV趋势的恒星中，至少有12颗恒星的伴星质量大于70 M木星，或者只是活跃的，我们最终估计在毕宿星团中8 AU内质量在10 M木星和70 M木星之间的伴星数量小于2%。
2005-08-19 astro-ph
Metal-rich T-dwarfs in the Hyades cluster
本文介绍了在6.25亿年历史的、富含金属（[Fe/H]=0.14）的毕宿星团中寻找褐矮星（BD）和极低质量（VLM）恒星的结果。我们进行了深（I=23，z=22.5）测光调查超过16度$^2$周围的集群中心。我们报告的发现的前2个BD毕宿星团，光谱类型T1和T2，分别。它们的光学和近红外测光，以及它们的自行，与它们是星团成员是一致的。根据模型，它们的质量约为50木星质量，年龄为6.25亿年。我们还报告了3个新的非常低质量恒星成员的发现，并确认了其他15个成员。
2008-10-15 astro-ph
The Detection of Low Mass Companions in Hyades Cluster Spectroscopic Binary Stars
我们观测了毕宿星团中大量的光谱双星样本，利用高分辨率红外光谱技术探测低质量伴星。我们结合我们的双线红外测量以及约束的轨道参数从可见光单线观测，以获得动态质量比。使用这些结果，连同光度测定和理论质光关系，我们估计在我们的双星的个别组件的质量。在本文中，我们提出了双线的解决方案，在我们的样本中的25个二进制，质量比从~0.1-0.8。这对应于小至~0.15 Msun的次级质量。我们在这里包括我们对vB 142的伴星的初步探测，质量比非常小，q=0.06+-0.04;这表明伴星可能是一颗棕矮星。本文是一个程序的第一步，以产生质量比和次级质量分布的毕星团双星与广泛的周期，以更好地了解双星的形成。因此，我们的重点是测量这些分布，而不是测量单个双星的精确轨道参数。
2008-08-25 astro-ph
A NICMOS Direct Imaging Search for Giant Planets around the Single White Dwarfs in the Hyades
我们报告的初步结果，我们的搜索大质量的巨行星（6-12木星质量）周围的已知的七个单一的白矮星在毕宿星团在亚弧秒的分离。在6.25亿年前，白矮星的质量约为3个太阳质量，而大质量的气态巨行星应该是在这些前赫比格A0恒星周围的巨大拱星盘中形成的，轨道间距可能与木星相似或略大。这样的行星可能在母星主序后的质量损失中幸存下来，并会向外迁移到大约25天文单位的距离。在毕宿星团的距离（45秒差距），这相当于0.5角秒的角距。这些巨星的J和H星等在20.5-23.3等之间，可以用NICMOS来分辨。得到的灵敏度和对比度与模拟结果吻合较好。对NICMOS数据集的初步评估没有发现任何证据表明，在七颗白矮星周围既没有质量低至10倍木星质量的行星质量伴星，也没有发现距离大于0.5角秒的棕矮星。
2005-01-10 astro-ph
Quiescent X-ray emission from an evolved brown dwarf ?
我报告了Gl 569 Bab的X射线检测。在钱德拉天文台25千秒的观测中，这颗褐矮星首次在X射线中与耀斑主星G1569 A空间分离。与G1569 A相伴，这对褐矮星的年龄被限制在300-800百万年。这里呈现的观测结果只是对一颗进化中的褐矮星的第二次X射线探测。大约一半的观测时间是由G1569 Bab上的大耀斑主导的，其余的时间是以微弱和不变的发射为特征的，略高于检测限。这种发射--如果与耀斑的余辉无关--代表了第一次探测到棕矮星上的静止日冕，代表了亚恒星区域发电机之谜的重要组成部分。
2004-09-27 astro-ph
Tracing mixing in stars: new beryllium observations of the open clusters NGC 2516, Hyades, and M67
恒星中铍和锂丰度的测定为研究恒星内部迄今为止知之甚少的额外混合过程提供了一个关键工具。我们测量了三个疏散星团中的Be，补充现有的Be调查，并旨在收集一个更完整的经验方案的演化作为恒星年龄和温度的函数。具体来说，我们分析了NGC 2516，毕宿星团和M 67的成员的VLT/UVES光谱，以确定其Be和Li丰度。在前两个星团中，我们关注的是温度低于5400 K的恒星，而M 67的样本包括温度高于6150 K的恒星，以及两颗亚巨星和两颗蓝离散星。我们还计算了标准的演化模型的基础上的0.9 Mo星的Be的演化。我们发现不同温度区间和年龄的恒星有不同的经验行为。温度高于6150 K的恒星表现出Be贫化，并遵循Be与Li的相关性，而在~6150-5600 K范围内的恒星中Be是未贫化的。温度低于5400 K的NGC 2516成员没有耗尽任何Be，但类似温度的老毕星团确实显示出一些耗尽。Be在次巨星和蓝离散星中严重耗尽。温暖恒星的结果与以前的研究一致，支持了在这种温度下混合是由旋转驱动的假设。这同样适用于从“李间隙”演化而来的两个次巨星。这种机制并不是太阳型恒星的主要机制。我们发现，冷毕宿星的亏损不能简单地解释的对流区的深度增加的效果。最后，两个蓝色离散星的不同Be含量表明它们是由两个不同的过程形成的（即，冲突与二进制合并）。
2007-05-16 astro-ph
Ca II activity and rotation in F-K evolved stars
本文给出了在外场和5个疏散星团中60颗演化恒星的Ca II H和K高分辨率观测结果。从这些光谱色球通量的推导，并建立了一个均匀的样本，超过100个巨星添加数据从文献中。此外，对于大多数恒星，自转速度是从CORAVEL观测中得出的。通过对星团中色球辐射的比较，我们证实了在中等质量恒星（M~4 Msun）中，色球活动与T_eff和质量有关。毕宿星团和普雷塞普星团巨星表现出相同的活动水平，正如预期的那样，具有相似的质量和T_effs的恒星。记录到毕宿二巨星之间色球通量的差异高达0.4德克斯，这为演化巨星中恒星活动的内在传播设定了一个明确的限制。在场星中，没有一颗（V-R）<0.4的巨星和Ia超巨星显示出Ca II活动的特征。我们发现色球活动与恒星自转速度和恒星有效温度的高次幂成线性关系：F '_k propto T_eff^7.7 Vsini^0.9。这一结果可以解释为两种不同性质的色球成分的影响：一种是机械的，一种是磁性的。对于每一个质量范围，活动可以简单地表示为一个参数的函数：T_eff或角旋转Ω。对于太阳质量为1.6-3的恒星，数据符合I Ω =const，而质量较低和较高的恒星遵循类似于I Ω ^2 = const的规律。我们发现有趣的是，Vsini在1 Msun恒星的演化过程中几乎保持不变;如果Pop II恒星也有类似的行为，这就可以解释在Pop II巨星中观察到的相对较高的活…
2000-08-07 astro-ph
IZ Photometry of L dwarfs and the implications for brown dwarf surevys
I-Z色最近被证明是M矮星的一个很好的温度指示器。本文首次报道了光谱类型从L0.5V到L6.0V的小样本L型矮星的IZ测光。我们发现I-Z颜色对于L1 V和L5 V之间的物体来说不是一个很好的温度指示器，这些物体的颜色与中M矮星重叠。我们把这归因于TiO和VO带的强度在L型矮星，这是占主导地位的不透明源，在我带晚M型矮星的减少。除了L5 V，I-Z似乎是一个合理的指标。这对规划星团和该领域中冷天体的光学巡天具有重要意义。例如，I-Z将不再是一个很好的方法来区分0.04兆太阳能以下的昂宿星团中的褐矮星，以及在毕宿星团和Praesepe中的0.075兆太阳能左右。
2000-02-11 astro-ph
The age-mass relation for chromospherically active binaries: III. Lithium depletion in giant components
我们提出了一个样本的演化组件的色球活动的二元系统的锂丰度的研究。我们表明，它们中的很大一部分都存在锂过量，与它们的质量和进化阶段无关。因此，可以得出结论，锂丰度不依赖于年龄的巨型组件的CABS。这些过剩似乎与恒星自转密切相关，我们将其解释为恒星在主序星和主序星外演化时，角动量从轨道转移到自转的结果，类似于发生在同一系统的矮组分和属于毕宿星团和M67的潮汐锁定双星中的情况。
1999-05-19 astro-ph
Open clusters or their remnants: B and V photometry of NGC 1901 and NGC 1252
本文介绍了南星群NGC 1901和NGC 1252在B和V波段的测光结果。NGC 1901通常被描述为一个疏散星团，而NGC 1252则由大约20颗恒星组成，中心位于新星表原始坐标以北20'处，并且位于文献中以前分配给该天体的大区域的西南边缘。NGC 1901有一个清晰的主序，与毕宿星团有相似之处。我们得出红化值E（B-V）= 0.04，距太阳的距离d = 0.45 kpc（Z = -0.23 kpc），年龄0.6 +/- 0.1 Gyr。NGC 1901无疑是一个物理系统，在动力学上与毕宿星团相当，或者比毕宿星团更进化。NGC 1252的色星等图显示了一个断层和主层序，总共有12个可能成员。我们在同一方向模拟了银河场色星等图，发现它与NGC 1252的匹配很差，这表明NGC 1252不是一个场涨落。对可能成员的等时线拟合符合E（B-V）= 0.02，距离太阳d = 0.64 kpc（Z = -0.46 kpc），年龄为3 +/- 1 Gyr。根据现有的数据，NGC 1252不能被排除为一个物理群。如果是这样的话，就有证据表明它不是一个经典的疏散星团，而是一个疏散星团的遗迹。
2001-06-01 astro-ph
The Effects of Planets and Brown Dwarfs on Stellar Rotation and Mass-Loss
我们研究了巨恒星吞噬行星对晚型恒星演化的影响。我们发现，当被吞没的行星的轨道角动量超过恒星离开主序星时的角动量的十倍时，发电机产生的磁能被释放的速率超过风动能的10%。在这种情况下，由于冷磁点的形成，可以预期质量损失率的显著增强。我们利用现有的太阳系外行星样本估计，至少有3.5%的太阳型恒星将受到行星伴星存在的显著影响。
2002-04-26 astro-ph
Spitzer IRAC Observations of White Dwarfs. II. Massive Planetary and Cold Brown Dwarf Companions to Young and Old Degenerates
本文介绍了一个灵敏和全面的IRAC 3-8 $μ$ m光度测量的白矮星的同伴在行星质量制度的温度低于已知的T矮星。搜索的重点是中等质量恒星的后代与$M\ga3$ $M_{\odot}$，其内部，几百个AU区域无法有效地探测大质量行星和棕矮星的任何替代现有的方法。此外，对中红外线过量的检查探索了广泛的轨道半长轴范围，包括在主序星或演化恒星上其他技术覆盖不好和不完全可及的5-50 AU中间范围。选择了三个代表相对年轻和较老恒星群体的白矮星样本：9个疏散星团白矮星，22个高质量场白矮星和17个富金属场白矮星。特别是，这些目标包括：7个Hyads和4个年龄相近的场白矮星; 1个Pleiad和19个年龄相近的场白矮星; van Maanen 2和16个年龄在1到7 Gyr之间的类似富含金属的白矮星。在任何恒星上都没有发现亚恒星伴星候选者。通过要求在4.5 $μ$ m处有15%的最小光度过量来指示伴星的探测，在行星质量状态的上限被建立在34个样本白矮星上，其中20个样本的极限低于10 $M_{\rm J}$。具体来说，所有的昴宿星和毕宿星白矮星，以及同样年轻的场白矮星，都建立了低于氘燃烧最小质量的限制，其中六颗的限制是5 $M_{\rm J}$或更低。vMa 2时的两个IRAC历元排除了1200 AU内的$T\ga200$ K自行伴星。
2008-05-13 astro-ph
Kinematics of stars and brown dwarfs at birth
我们使用数值N体模拟，以测试是否在出生时的恒星和褐矮星的运动学依赖于质量。特别是，我们研究如何在速度色散的初始变化会影响星团中的恒星和亚恒星物体的空间分布。我们使用的是一个类似昴星团的N体模型，其中棕矮星有自己的速度色散σ_（V_BD），它比恒星的速度色散大k倍。我们发现，为了匹配广泛的协议之间的褐矮星分数在外地和在昴星团，速度分散的褐矮星在出生时必须小于两倍的恒星速度分散，即不能超过几公里/秒的昴星团。为了辨别褐矮星和恒星在出生时的运动学之间更微妙的差异，我们的模拟表明，我们需要看看比昂宿星团动态演化少得多的星团。人们可能会特别通过检查恒星的空间分布来寻找高速棕矮星在出生时的证据，并且棕矮星在星团中的年龄大约是一个交叉的时间尺度。
2004-10-01 astro-ph
The Spitzer c2d Survey of Nearby Dense Cores: II: Discovery of a Low Luminosity Object in the "Evolved Starless Core" L1521F
我们介绍斯皮策太空望远镜对“演化的无星核心”L1521 F的观测，它揭示了一个非常低光度的物体（L < 0.07 Lsun）的存在。L1521 F-IRS的天体在中红外波长（>5微米）下被直接探测到，但只能在较短红外波长的散射光下被探测到，显示出一个东西向的双极星云，可能正在追踪一个外流腔。这个星云强烈地暗示L1521 F-IRS嵌入在L1521 F核心中。因此，L1521 F-IRS与最近发现的L1014-IRS和先前已知的IRAM 04191在亚恒星光度和致密核心环境方面相似。然而，这些天体在核心密度、核心化学和外流性质上有很大的不同，有些可能注定是棕矮星而不是恒星。
2006-08-07 astro-ph
GD 552: a cataclysmic variable with a brown dwarf companion?
GD 552是一颗高自行恒星，具有矮新星类激变变星特有的强双峰发射线，但在过去12年的监测中没有发现爆发。我们提出了光谱学，其目的是检测在这个系统中的质量供体的发射。我们无法在一个允许我们排除近主序星供体存在的水平上这样做。鉴于GD 552的轨道周期为103分钟，这表明它要么是一个经过了80分钟的激变变星轨道周期最小值的系统，现在有一个褐矮星的质量供体，要么是一开始就有一个褐矮星的供体。这个模型解释了观测到的白矮星的低轨道速度和GD 552的低光度。这也与系统没有爆发一致。
2008-06-30 astro-ph
Brown Dwarfs in the Pleiades Cluster. II. J, H and K photometry
我们已经获得了近红外观测的一些最微弱的对象，迄今已知的对昴星团，调查的序列，连接集群非常低质量（VLM）恒星与亚恒星物体的目的。我们发现，结合光学星等的红外数据是一个有用的工具来区分集群成员的前景/背景晚型场星污染光学调查。昂宿星团序列的底部由微弱的HHJ天体（接近亚恒星极限（SL）的VLM恒星），过渡天体PPl 15（几乎不会点燃其H含量）和两颗褐矮星（BD）Calar 3和Teide 1明确定义。星系团成员之间的二元性可以解释在红外色星等图的暗端观察到的大分散。我们样本中的两个天体，即HHJ 6和PPl 15，与其他成员相比过于明亮，这表明可能是双星。我们结合星团VLM星和BD的星等，并利用最新的理论演化轨迹，重现了它们的光度测量结果。HHJ 6的组分可能质量略高于SL，而PP 115的组分可能质量为0.080和0.045 ± 0.010 Msun。这些质量是一致的限制所施加的李观察这些昴。我们发现一个单一的对象红外序列在连接VLM恒星和BDs的昴宿星。我们认为，在昴星团（~ 1.2亿年）的SL（~0.075 Msun）发生在绝对星等M（I，J，H，K）=12.4，10.1，9.4，9.0（~M7）。星系团成员在I中暗0.2mag，在K中暗0.1mag，应该是合适的BD。毕宿星团的恒星-BD边界位于M（I，J，H，K）=15.0，11.6，10.8，10.4（~M9）。对于大于…
1997-01-08 astro-ph
High-Resolution Spectroscopy of the Planetary Host HD 13189: Highly-Evolved and Metal-Poor
我们报告了行星宿主HD 13189中13种元素的丰度，HD 13189是一颗大质量巨星。HD 13189的丰度低于太阳，[Fe/H] = -0.58 +/- 0.04$; HD 13189是迄今为止发现的最贫金属的行星宿主之一。相对于Fe的像差比对于随机场星没有特殊性。对目前已知的七颗行星的金属丰度进行普查，结果发现它们的分布比主序（MS）行星宿主的富金属分布更贫金属。这一发现进行了讨论吸积的H-贫化材料，负责高金属丰度分布的MS恒星与行星的可能机制之一。我们估计HD 13189祖星的质量为3.5 M_sun，但不能将该值限制为优于2-6 M_sun。恒星质量为3.5 M_sun意味着行星质量为m sin i = 14.0 +/- 0.8 M_J，将伴星置于行星/棕矮星的边界。鉴于其物理特性，HD 13189系统在行星系统中可能是独一无二的，对它的持续调查将为太阳系外行星研究提供宝贵的数据。
2005-09-10 astro-ph
The CFHT Open Star Cluster Survey II -- Deep CCD Photometry of the Old Open Star Cluster NGC 6819
我们提出的深CCD测光分析非常丰富，老疏散星团NGC 6819。这些CFH 12 K数据结果代表了CFHT疏散星团巡天中19个疏散星团中的第一个。我们发现一个紧密的，非常丰富的，主序星和关闭组成的V，B-V色星等图（CMD）中的2900多个星团的恒星。未演化的星团恒星与毕宿星团的主序星拟合得出的距离模数为（m-M）v = 12.30 +/- 0.12，红化E（B-V）= 0.10。这些值与新计算的2.5 Gyrs年龄的理论恒星等时线一致，我们认为这是星团的年龄。详细的恒星计数显示了一个更大的星团范围（R = 9.5' +/-1.0'），比以前的一些估计高出约2倍。不完全性检验证实了一个略微负斜率的光度函数延伸到微弱的（V ~ 23）星等，这是一个动态演化的集群的指示。进一步的光度函数和质量分离测试表明，低质量天体（M < 0.65Mo）在星团的外部区域占主导地位，3.5 < R < 9.5。对NGC 6819中白矮星的估计值与观测值符合得很好。对于那些通过统计和图像分类测试的白矮星候选者，我们比较了白矮星等时线和冷却模型，这表明需要光谱学来确认白矮星的性质，更明亮的物体。
2001-07-19 astro-ph
SDSS J150722.30+523039.8: a CV formed directly from a detached white dwarf/brown dwarf binary?
本文介绍了食激变变星SDSS J150722.30+523039.8（以下简称SDSS J1507）的高速三色测光。该系统的轨道周期为66.61分钟，低于观测到的激变变星的“周期最小值”。我们通过一个参数化的日食模型来确定系统参数，该模型通过卡方最小化来拟合观测到的光变曲线。我们得到质量比q = 0.0623 +/- 0.0007和轨道倾角i = 83.63 +/- 0.05度。主质量为M_w = 0.90 +/- 0.01 M_sun。次级质量和半径分别为M_r =0.056 +/- 0.001 M_sun和R_r = 0.096 +/- 0.001 R_sun。我们发现到系统的距离为160 +/- 10 pc。SDSS J1507中的第二颗恒星的质量远低于氢燃烧极限，使其成为第二个被证实的亚恒星供体。SDSS J1507的轨道周期很短，如果它的第二颗恒星是由核演化而来，或者SDSS J1507是由分离的白矮星/棕矮星双星直接形成的，这就很容易解释了。由于没有任何可见的贡献，从次要恒星，非常低的次要质量和低的HeI（6678 AA）/H α发射线比，我们认为SDSS J1507可能直接形成于分离的白矮星/棕矮星双星。如果得到确认，SDSS J1507将是第一个被确认的此类系统。讨论了双星演化、棕矮星沙漠和共同包络相的意义。
2007-08-01 astro-ph
The impact of unresolved binaries on searches for white dwarfs in open clusters
许多疏散星团中观测到的白矮星（WD）与预测的恒星数量相比有所不足。我们评估了疏散星团中产生的WD的数量，以及使用光度选择技术可检测到的WD的数量。该计算包括改变初始质量函数（IMF），WD的最大祖质量和二进制分数的影响。在一个特定的集群中观察到的WD的计算数量和WD的实际数量之间的差异，然后表明WD的真实赤字，必须通过集群的动力学演化或近距离双星演化等效应来解释。观测的WD在三个疏散星团，毕宿星团，昴宿星，和Praesepe，在这些集群中计算出的可观察到的人口进行了比较。结果表明，白矮星赤字的很大一部分可以解释的WD在未解决的双星系统的存在。然而，计算的WD人口仍然过度预测的数量可观察到的WD在每个集群。虽然这些计算无法确定这种残留白矮星缺陷的原因，但可能的解释包括陡峭的高质量IMF，星团的动力学演化，或双星系统中等质量组件的可能性增加。在疏散星团中观测完整的WD样本，覆盖一系列的年龄和质量，可以帮助区分这些可能性。
2003-10-15 astro-ph
Using the Infrared Array Camera and the Multiband Imaging Photometer aboard the {\it Spitzer Space Telescope}, we have obtained images of the Lupus 3 star-forming cloud at 3.6, 4.5, 5.8, 8.0, and 24 \micron. We present photometry in these bands for the 41 previously known members that are within our images. In addition, we have identified 19 possible new members of the cloud based on red 3.6-8.0 \micron colors that are indicative of circumstellar disks. We have performed optical spectroscopy on 6 of these candidates, all of which are confirmed as young low-mass members of Lupus 3. The spectral…
2007-02-16 astro-ph
Planets around evolved intermediate-mass stars. I. Two substellar companions in the open clusters NGC 2423 and NGC 4349
上下文人们正在努力描述太阳系外行星系统的特征，并揭示行星形成的基本机制。这个问题的一个重要方面是要了解行星形成过程如何取决于母恒星的质量，这一点在很大程度上仍然未知。特别是，由于迄今为止发现的大多数行星都围绕太阳质量的恒星运行，因此对更大质量恒星周围的行星形成知之甚少。目标。为了研究这一点，我们提出了第一个结果，从径向速度行星搜索周围的红巨星在团块的中期年龄疏散星团。我们选择了质量在1.5和4 M_sun之间的红巨星所在的星系团，使用著名的星系团参数来精确地确定恒星质量。因此，我们正在探索一个鲜为人知的领域的主要质量，这将带来新的见解太阳系外行星系统的属性。方法.我们正在用Coralie和HARPS光谱仪跟踪大约115颗红巨星的样本，以获得高精度的径向速度（RV）测量结果，并检测这些恒星周围的巨行星。我们使用平分线和活动指数诊断来区分行星引起的RV变化和恒星光球抖动。结果在疏散星团NGC 2423和NGC 4349中发现了一颗巨行星和一颗褐矮星，它们分别围绕2.4 M太阳恒星NGC 2423 No3（TYC 5409-2156-1）和3.9 M太阳恒星NGC 4349 No127（TYC 8975-2606-1）运行。这些低质量伴星的轨道周期分别为714和678天，最小质量分别为10.6和19.8 M_jup。结合其他已知的行星系统，这些探测表明，大质量行星在中等质量恒星周围的频率…
2007-06-14 astro-ph
Influence of Planets on Parent Stars: Angular Momentum
我回顾了一些可能的过程，行星和褐矮星可以影响其母恒星的演化。当类太阳恒星在红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）上演化时，它们将与它们的近距离行星（如果存在）相互作用。相互作用开始于潮汐相互作用：这将导致行星将大部分角动量沉积到巨星的包络中，然后螺旋进入包络。(Too许多论文讨论了围绕演化恒星的近距离行星[小于约3-6 AU]，忽略了潮汐相互作用，因此他们的结果是值得怀疑的。它们可以使母星的自转速度加快几个数量级。星下天体与演化恒星的相互作用可能会增加质量损失率，主要是在赤道面。可能的结果是：（i）行星系统与其母星AGB的相互作用可能导致中等椭圆行星状星云的形成。(ii)失去更多质量的RGB恒星变成更蓝的水平分支（HB）恒星。因此，行星可以解释蓝色HB恒星的形成。这可以解释在许多球状星团中存在许多蓝HB星（行星是第二个参数），以及在银河系中存在一些热HB星（sdB星）。(The使用哈勃太空望远镜在没有蓝色HB恒星的球状星团中寻找行星的8.3天是错误的。）(iii)大多数已知的有行星的恒星不会形成行星状星云，因为它们会失去RGB上的大部分包络。
2003-09-19 astro-ph
Rotation, Planets, and the "Second Parameter" of the Horizontal Branch
我们分析了从红巨星支（RGB）到水平支（HB）以及沿水平支的角动量演化。利用球状星团M1 -3中恒星的自转速度，我们发现快速自转恒星所需的角动量比太阳大1-3个数量级（取决于某些假设）。质量达到木星质量五倍，初始轨道间距约为2天文单位的行星足以使大多数快速旋转体的RGB祖先旋转起来。其他恒星是由褐矮星或低质量主序星旋转而成的。我们的研究结果表明，快速旋转的HB星必须已自旋的同伴，而他们的RGB上的演变。本文提出的角动量的考虑进一步支持了“行星第二参数”模型。在这个模型中，“第二参数”过程是与低质量伴星的相互作用，在大多数情况下是气体巨行星，在少数情况下是褐矮星或低质量主序星。
1999-11-02 astro-ph
Star cluster ecology IVa: Dissection of an open star cluster---photometry
利用N体模拟研究了星团的演化，其中考虑了单星和双星的演化。初始条件被选择来代表相对年轻的银河系疏散星团，如昂宿星团、天蝎座和毕宿星团。计算包括一个现实的质量函数，原始的双星和外部潜在的父星系。我们的模型集群一般显着平坦的银河系潮汐场，并溶解深核崩溃发生之前。由于软双星的破坏，双星的比例最初会减少，但后来会增加，因为质量较低的单星比质量较大的双星更容易逃逸。在晚期，星团核心有相当丰富的巨星和白矮星。没有证据表明老的白矮星会优先蒸发，相反，形成的白矮星很可能会留在星系团中。恒星倾向于通过第一和第二拉格朗日点逃离星系团，朝着银河系中心的方向逃离。在我们的模型中，质量分离在初始弛豫时间内表现得很好。正如预期的那样，巨星和白矮星比主序星更容易受到质量分离的影响。疏散星团在动力学上相当不活跃。然而，恒星质量损失和恒星从星团势蒸发的综合效应驱动其溶解的时间尺度比忽略这些效应要短得多。经常使用的论点是，星团的年龄几乎不超过它的弛豫时间，因此不能动态演化，这对大多数星团来说显然是错误的。
2000-05-11 astro-ph
On the evolutionary status of short period cataclysmic variables
本文介绍了斯隆数字巡天7个短周期（Porb <= 95分钟）食变CV的高速三色测光。我们确定的系统参数，通过参数化模型的日食拟合到所观察到的光曲线卡2最小化。七个系统中有三个拥有棕矮星供体星，并且被认为已经进化超过了轨道周期最小值。这与40%-70%的CV应该已经演化超过轨道周期最小值的预测是一致的。因此，我们研究的主要结果是，最终确定了后期最小CV的缺失人群。然而，施主恒星的质量和半径与模型预测不一致;施主恒星在这里研究的质量范围内比预期的大大约10%。对这种差异的一种解释是角动量损失的增加（例如来自环双星盘），然而从白矮星的有效温度推导出的质量传递速率与角动量损失的增加并不一致。我们表明，它是可以解释的大施主半径，而不调用增强角动量损失的几何变形和由于强旋转和预期的磁活动的星点的影响相结合。在这些不同的解决方案之间进行明确的选择将需要在短周期CV中独立估计传质速率。
2008-06-06 astro-ph
Space Velocities of L- and T-type Dwarfs
我们利用NIRSPEC和凯克II望远镜获得的高分辨率近红外光谱，获得了18颗超冷矮星（M6.5-T8）的径向速度。我们已经证实Gl 570 D的径向速度与K型主星Gl 570 A的径向速度一致，从而为它们真正的伴侣关系提供了额外的支持。使用NIRSPEC在4.37年期间获得的五个径向速度测量结果分析了2 MASS J 05591914 -1404488（T4.5V）周围行星质量伴星的存在。我们已经计算了UVW空间运动的总共21个L和T矮星在20 pc的太阳。这个人口显示UVW速度，很好地重叠在同一空间体积内的太阳M型恒星的典型运动学。然而，L和T矮星的平均银河速度（44.2 km/s）和切向速度（36.5 km/s）似乎比G到M恒星的速度要小。相当大一部分（约40%）的L型和T型矮星位于毕宿星团移动群（0.4-2 Gyr）附近，而早期恒星邻居的比例为10-12%。此外，所有三个UVW分量的分布（sigma_{UVW} = 30.2，16.5，15.8 km/s）和银河系总的分布（sigma_{v_tot} = 19.1 km/s）和切向（sigma_{v_t} = 17.6 km/s）的速度推导出的L和T矮星样本比那些测量附近的G，K和M型恒星，但类似于F星获得的分散体。这表明，在太阳附近，我们样本中的L型和T型超冷矮星（包括棕矮星）在运动学上比太阳型到早期M星年轻，年龄可能在0.…
2007-06-06 astro-ph
Spitzer Space Telescope study of disks in the young $σ$ Orionis cluster
我们报告新的斯皮策空间望远镜观测的IRAC和MIPS仪器的年轻（~ 3百万年）sigma猎户座星系团。我们确定了336颗恒星作为集群的成员，使用光学和近红外彩色星等图。使用光谱能量分布（SED）的斜率在IRAC光谱范围内，我们把对象分为几类：非过剩的恒星，恒星光学厚盘（如经典的金牛T星），I类（原恒星）候选人，和恒星与“进化盘”;最后表现出较小的IRAC过剩比光学厚盘系统。一般来说，这种分类与IRAC-MIPS彩色图中预期的这些对象的位置一致。我们发现，演化的磁盘系统主要是一个组合的对象与光学厚，但非耀斑磁盘，这表明晶粒生长和/或解决，和过渡磁盘，系统中的内盘是部分或完全清除的小灰尘。总之，我们确定了7个过渡盘候选者和3个可能的碎片盘系统。与其他年轻的恒星星族一样，盘的比例取决于恒星的质量，从赫比格Ae/Be质量范围（>2 msun）的10%到金牛座T质量范围（1-0.1 msun）的35%。我们发现，磁盘分数并没有减少显着的棕矮星候选人（<0.1 msun）。在星团中发现的IRAC红外线过量，以及有和没有中心大质量恒星的协会是相似的，这表明外部光蒸发在许多星团中不是很重要。最后，我们发现X射线光度和磁盘红外过剩之间没有相关性，这表明X射线没有强烈的影响磁盘吸积。
2007-01-16 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
Curious Variables Experiment (CURVE). IX Draconis - a Clue for Understanding Evolution of Cataclysmic Variable Stars
我们报告了频繁爆发的矮新星IX Draconis的广泛测光。在五个月的观测中，这颗恒星经历了三次超级爆发和七次普通爆发。这使我们能够确定其超级周期和周期长度分别等于54 +/- 1和3.1 +/- 0.1天。在2003年9月的超级爆发期间，具有最好的观测覆盖范围，IX Dra显示出清晰的超级驼峰，Psh=0.066968（17）天。在整个超级爆发期间，这一时期是恒定的。另一个周期，在超爆发时IX Dra的光变曲线中清晰可见，其值为0.06646（6）天，我们将其解释为双星的轨道周期。因此IX Dra是第一颗在整个超级爆发期间显示轨道调制的SU Uma星。这两个周期之间的节拍是超级驼峰不寻常的相位反转的主要原因-这是以前在ER Uma中观察到的现象。如果我们对第二个周期的解释是正确的，那么IX Dra的周期过剩$ε$非常低，仅为0.76% +/-0.03%。这意味着非常低的质量比q=0.035 +/- 0.003，这强烈表明该系统包含一个质量约为0.03 Mo的类棕矮星简并次级恒星，而IX Dra是已知最演化的矮新星。如此低的质量比导致吸积盘的外缘达到系统各组成部分之间距离的80%。这又使得盘粒子进入2：1共振，并导致整个超爆发的光变曲线中出现轨道周期。IX Dra的高水平活动和亮度表明，非常古老的激变变星经历了活动增加的事件，导致系统质量损失导致角动量损失。
2004-03-09 astro-ph
