Brown Dwarfs in the Pleiades, a deep IJK survey
一个足够大的区域（180平方弧分），以限制在昴星团中可能存在的低质量棕矮星种群，已经被测量到I，J和K的非常微弱的星等。完整性极限I=21.6，对应于星团年龄为7000万年时的质量为0.01 Msun，年龄为12000万年时的质量为0.035 Msun。这一结果与之前的研究一致，在更高的质量下，褐矮星的初始质量函数是1/m，甚至不太陡峭的幂律。因此，低质量的褐矮星对昂宿星的质量没有显著的贡献。一个新的可能的昴星团成员被发现，质量约为0.08 Msun。
1997-01-27 astro-ph
Proper motion of very low mass stars and brown dwarfs in the Pleiades cluster
我们报告了Bouvier等人（1998）以前确定的25颗昴星团中的极低质量（VLM）恒星和棕矮星（BD）候选者的自行测量结果。自行测量的精度为9质量/年，相比之下，预计切向运动约50质量/年的昴星团成员。在25个候选者中，15个的成员概率为95%或更高，7个被拒绝为场矮星。剩下的3个候选者表现出独立的成员资格证据（锂吸收或长期自行）。通过对VLM和BD成员的确认，在0.04 ~ 0.3 M太阳质量范围内，修正了该星团的亚星质量函数为dN/dM \propto M^{-0.5}。
2000-12-05 astro-ph
The rotational velocity of low-mass stars in the Pleiades
我们提出了新的vsini测量的235个低质量恒星在昴宿星。在我们的样本中，所有的恒星的微分旋转加宽已经解决。这些结果，结合以前发表的测量，提供了一个完整的和公正的旋转数据集的质量范围从0.6至1.2 Msol的恒星。应用数值反演技术的vsini分布，我们推导出低质量的昴星团成员的速度分布。比较IC 2602/2391和昂星团中低质量成员的旋转分布，我们发现G矮星在这段时间内的行为类似于固体，并遵循斯库曼尼奇定律。然而，昴星团和更老的星团（M34和毕星团）之间的比较表明，在早期的主序上，慢旋转星的制动比渐近斯库曼尼奇定律预测的要弱。这有力地支持了这样一种观点，即角动量在零年龄主序（ZAMS）上的慢旋子辐射核心中重新出现在昴星团和毕星团年龄之间的对流包络中。对于G-矮星，我们导出了核与包层之间的特征耦合时标约为1亿-2亿年。昴星团自转和日冕活动之间的关系与以前在其他星团和场星中的观测结果是一致的。我们表明，Rossby图提供了一个很好的描述的X射线活动的质量域研究的所有恒星。昴宿星的数据为缓慢和中等的旋转填补了X射线旋转之间的差距，发现缓慢的旋转和X射线的“饱和高原”观察年轻的快速旋转。
1998-03-11 astro-ph
Brown Dwarfs in the Pleiades II. A deep optical and near-infrared survey
在850弧分2深的RIJK巡天中，对昴星团中的褐矮星进行了探测。在76%的地区完成了I=21.4的调查，在其余24%的地区完成了I=20.2的调查。32个先前已知成员的光度测量结果与8个新候选成员一起呈现，其中4个低于棕矮星极限。最暗的一颗是迄今为止在昴星团中发现的质量最低的褐矮星候选者（I=20.55，0.04 Msun）。派生的昴星团光度函数相比，最新的理论质量-光度关系，是符合幂律指数的质量函数在0和1之间的限制，这一调查。
1998-02-23 astro-ph
Membership and Multiplicity among Very Low-Mass Stars and Brown Dwarfs in the Pleiades Cluster
我们提出了近红外测光和光谱学的非常低质量的恒星和褐矮星候选人在昂疏散星团。评估这些对象的成员状态。45个物体中有8个似乎是非成员。在哈勃太空望远镜和加拿大-法国-夏威夷望远镜的自适应光学系统获得的高空间分辨率图像中，在34个非常低质量的昴星团成员（M $\le$ 0.09 M $_\odot$）中寻找伴星，没有产生分离大于0.2弧秒（a ~ 27 AU; P ~ 444年）的可分辨双星。然而，我们在色星等图中发现了双星序列的证据，这与Steele & Jameson（1995）关于更高质量恒星的结果一致。我们比较了在太阳附近的G型和K型主序星（Duquennoy & Mayor 1991），昴星团的非常低质量的恒星和褐矮星的多重性统计。我们发现，有一些证据表明，在昴星团中，质量非常低的成员缺乏宽双星系统（分离>27 AU）。我们简要地讨论了这一结果如何与目前的褐矮星形成的情况。我们纠正了在这项工作中发现的集群非成员的污染的昴宿星亚恒星质量函数。我们发现在Bouvier等人（1998）确定的褐矮星候选者中，污染水平为33%。假设亚恒星边界上的IMF为幂律分布，我们发现斜率为dN/dM ~ M^{-0.53}，这意味着在棕矮星区，每个质量仓的天体数量仍在增加，但对星团总质量的贡献在下降。
2000-04-12 astro-ph
Rotational velocities of low-mass stars in the Pleiades and Hyades
我们已经获得了高分辨率的光谱的89 M矮成员的昴星团和毕星团，并推导出径向速度，H-α等效宽度，和光谱旋转速度为这些恒星。新观测到的昴星团和毕星团恒星的典型质量分别为~ 0.4 M_{\sun}和~ 0.2 M_{\sun}。结合我们的新观测和以前发表的数据，我们探讨了M < 0.4 M_ \sun的年轻恒星的自转演化。毕宿星团（600百万年）的平均自转速率大约是昂宿星团（110百万年）的0.4倍，而H-α的平均等效宽度也较低。正如以前的研究所发现的，旋转和色球活动之间的相关性在两个星团中是相同的，这意味着毕宿星团中较低的活动是较低旋转速率的结果。我们表明，一个简单的缩放的\leq 0.4 M_{\sun}的昴星团旋转分布，结构演化的影响进行了校正，匹配的毕宿星，如果从昴星团的毕宿星年龄的平均角动量损失是\approx 6的因素。这表明，在两个星团中，最低质量恒星的初始角动量和盘锁定寿命的分布是相似的。我们认为，这一结果提供了进一步的证据饱和的角动量损失率在高转速。
1999-11-30 astro-ph
An Optical and Near Infrared Search for Brown Dwarfs in the Pleiades Cluster
我们在昴星团疏散星团中心附近的14'× 23'区域内进行了一次棕矮星搜索，在光学和近红外五个波段（i '，Z，J，H，Ks）上进行了10 σ探测，探测限分别为i' = 22.0，J = 20.0和Ks = 18.5等。我们从色-色（J-K，i '-J）图和色-星等（J，i'-K）图中探测到了四颗新的棕矮星候选者。我们估计它们的质量为0.046 Msun到0.028 Msun。质量最小的一颗估计质量小于Roque 25或int-pl-IZ-69，可能是迄今为止在昴星团中发现的质量最小的天体。
2003-05-10 astro-ph
Rotation periods for very low mass stars in the Pleiades
我们提出了一个非常低质量（VLM）成员的昴宿星光度监测活动的结果。定期光度变化检测到9 VLM恒星与质量之间的0.08和0.25 MS。这些变化是最有可能造成的共同旋转，磁感应斑点。与太阳质量的恒星相比，光度振幅非常低（<0.04等），这意味着斑点覆盖面积的比例，斑点分布的不对称性，或斑点与光球环境之间的对比度随质量而降低。从我们的光变曲线来看，有证据表明，在大约两周的时间尺度上，这些斑点的图案会发生时间上的演变。自转周期在2.9 ~ 40 h之间，随质量的增加而线性增加。与更大质量的恒星相比，我们清楚地看到VLM天体中缺乏慢旋转体。VLM恒星的旋转演化是通过将以前发表的非常年轻的天体的周期（Scholz & Scholloeffel 2004）在时间上向前发展，并将它们与在昴星团中观察到的周期进行比较来研究的。我们发现，结合自旋的前主序星收缩和指数角动量损失通过恒星风是能够重现所观察到的周期分布在昴宿星。这一结果可以解释为对流，小尺度磁场的结果。
2004-05-03 astro-ph
Brown dwarfs and low-mass stars in the Pleiades and Praesepe:- Membership and binarity
我们提出了近红外J-，H-和K-波段光度学和光谱学的低质量恒星和棕矮星（BD）候选人在昴星团和Praesepe疏散星团。我们发现K=10.5- 13的昴星团恒星比NextGen等时线红得多。我们还确定了这种影响之间的alphaPer来源的文献，但没有发现证据表明，它从文献领域的明星。年轻恒星的I-K色可能受到磁场活动的影响。在双色图中，我们没有发现“M矮星间隙”的颜色变化（这将表明尘埃形成）。当Teff=2800- 3150 K时，Praesepe和Pleiades源的颜色不同，这可能是由于重力敏感的分子不透明度造成的。冷于2500 K的Praesepe源与尘埃模型一致，但Pleiades源与下一代模型一致，降至2000 K。尘埃的形成可能要等到低表面重力的源中的Teff较低时才开始。我们还确定了未解决的双星在这两个集群，并估计质量比（q）的昴星团BD。其中大多数的q>0.7，然而，3/18似乎具有较低的q值。我们确定的二元分数（BF）在每个集群中的许多质量范围，并发现它一般是上升到较低的质量。我们发现BD BF为50（+11/-10）%。我们还发现一些证据表明，BF-q分布是平坦的0.5- 0.35 Mo，在太阳型星相比。
2003-04-29 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
Brown dwarfs in the Pleiades cluster : clues to the substellar mass function
我们提出了一个6.4平方度的成像调查的昴星团的I和Z波段的结果。调查从星团中心延伸到3度，并完成90%的I~22。它的质量范围从0.03 Msun到0.48 Msun，产生了40颗褐矮星候选者（BDC），其中29颗是新的。BDCs的空间分布拟合的国王轮廓，以估计集群的亚恒星核心半径。然后，通过恒星-亚恒星边界推导出了昴星团的质量函数，我们发现，在0.03 Msun和0.48 Msun之间，它可以很好地用单一的幂律dN/dM \propto M^{-alpha}表示，指数alpha=0.60 +/- 0.11。然而，在更大的质量域上，从0.03 Msun到10 Msun，质量函数更好地拟合对数正态函数。我们估计棕矮星占星团总人口的25%，但占星团质量的不到1.5%。早期的动力学演化的集群似乎没有影响其目前的质量分布在120万年的年龄。昴星团质量函数和银河场质量函数之间的比较表明，明显的差异可能主要是由于未解决的双星系统。
2002-12-30 astro-ph
Near and Mid-IR Photometry of the Pleiades, and a New List of Substellar Candidate Members
我们利用新的近红外和中红外测光的昴星团，以帮助确定拟议的集群成员。我们还使用新的测光与以前公布的测光定义的单星主序星轨迹的年龄在各种颜色的星等平面的昴宿星。新的近红外和中红外测光比2 MASS全天点源目录有效地扩展了两个星等，因此使我们能够选择一组新的候选非常低质量和亚恒星质量的昴星团成员。我们识别出42个新的候选成员，其亮度弱于KS =14（对应于0.1 Mo）。这些候选成员最终应该允许更好地估计星团质量函数，使其下降到0.04太阳质量。我们还使用新的IRAC数据，特别是在8微米获得的图像，为了简要地评论和附近的昴星团星际尘埃。我们确认，正如预期的那样，-有一个例外-一个样本的低质量的恒星最近被确定为具有24 μ m的过剩，由于碎片盘没有显着的过剩在IRAC波长。然而，也有证据表明，几个昴星团高质量的恒星被发现与当地的分子云，是通过在当前的时代通过昴星团的凝聚的影响。
2007-04-13 astro-ph
Pleiades low-mass brown dwarfs: the cluster L dwarf sequence
我们提出了一个在昴星团疏散星团中寻找低质量棕矮星的计划。确认的昴星团成员比目前已知的更暗和更冷，使我们能够限制L矮星的演化模型，并将星团质量函数的研究扩展到较低的质量。我们在3.5米的卡拉阿尔托望远镜上进行了一次1.8度^2的近红外J波段巡天，完整度J~19.0。检测到的源与以前可用的光学I波段图像（完整性I~22）。使用J与I-J的颜色-星等图，我们确定了18个微弱的红色L型候选者，星等17.4<J <19.7 and colours I-J>3.2。如果是昴宿星的成员，它们的质量将跨越~0.040-0.020 M_Sol。我们进行了后续的HKS波段成像，以进一步确认他们的集群成员测光和自行。在11个IJ的自行测量候选人，我们发现六个集群成员，两个非成员和三个成员是不确定的，取决于昴星团棕矮星的内在速度色散。这种色散（>4 mas yr^-1）至少是质量>1 M Sol的星团恒星色散的4倍。其他七个IJ候选者中有五个被丢弃，因为他们的J-K颜色比确认的成员更蓝。在J>18时，L型候选者的J与I-J序列并不像理论模型预测的那样红，而是遵循转换为星团距离的场L矮星序列。这个序列重叠，也在J对J-H和J-K图中观察到，表明昴星团和场L矮星可能有相似的光谱能量分布和光度，因此可能有相似的半径。此外，我们发现α =0.5+-0.2的幂律近似dN/dM propor。…
2006-08-12 astro-ph
Eclipsing binaries as standard candles: HD 23642 and the distance to the Pleiades
我们重新分析了一颗位于昴星团疏散星团中的分离食双星HD 23642的光变曲线，并着重进行了详细的误差分析。我们比较了两颗恒星的质量和半径的恒星演化模型的预测，并发现，金属和氦丰度的昴星团近似太阳。我们提出了一种新的方法来寻找距离的食双星，光谱类型A到M，使用经验校准的有效温度与表面亮度由Kervella等人（2004）。我们使用K滤波器表面亮度的校准来确定HD 23642和昴星团的距离为139.1 +/- 3.5 pc。这个距离是在很好的协议，从使用的理论和经验测热校正距离。我们表明，距离的确定，无论是从使用表面亮度关系和使用测热校正，是更准确和精确的红外波长比在光学波长。HD 23642的距离与测光方法和哈勃太空望远镜的视差测量结果一致，但与HD 23642和其他昴星团恒星的依巴谷视差测量结果不一致。
2004-09-21 astro-ph
Investigation of the Pleiades cluster. IV. The radial structure
利用现有的最佳成员列表和双星信息，研究了270颗早于K0的恒星和多系统的径向分布。从CORAVEL的观测中，我们发现了五颗新的长周期光谱双星。我们发现联星和单星之间存在明显的质量分离，这可以通过多个系统的更大平均质量来解释。单个恒星和主星的质量函数似乎有很大的不同。虽然星团的中心部分是球形的，但外围部分明显是椭圆形的，椭圆率为0.17。描述昴星团的各种参数是（对于125 pc的距离）：核心半径r_{c} =0.6度（1.4 pc），潮汐半径r_{t} =7.4度（16 pc），半质量半径r_{m/2} =0.88度（1.9 pc），谐波半径r=1.82度（4 pc）。低质量的恒星（晚于K0）可能会延伸得更远，在更大的区域和更暗的星等上进行新的自行和径向速度测量对于改善星团结构和完整质量函数的描述非常重要。
1997-08-15 astro-ph
The Mass and Structure of the Pleiades Star Cluster from 2MASS
我们提出了一个大规模的搜索新成员的昂宿星团使用2 MASS近红外测光和自行来自POSS板数字化的USNO PMM程序的结果。搜索范围扩大到星团周围10度半径，远远超出了假定的潮汐半径，达到R ~ 20的极限星等，相当于在昴星团的距离和年龄上的~ 0.07 M_sun。528个候选者的多目标光谱验证了该搜索在使用H_alpha发射强度分布作为场星样本污染的估计来检测1 - 0.1 M太阳质量范围内的星系团恒星方面非常有效。当与以前确定的，更高质量的恒星相结合，这种搜索提供了一个敏感的测量恒星质量函数和动力学结构的昴宿星。晕的潮汐伸长程度与目前N体模拟结果吻合较好。潮汐截断影响质量低于~ 1 M_sun。该星团包含一个总质量约为800 M的太阳。核中质量函数比晕中更平坦的证据表明，相对于质量为1 - 0.5 M_sun的恒星，核中质量小于0.5 M_sun的恒星消耗殆尽，并意味着非常低质量的物体优先填充晕或逃逸。整体质量函数最适合对数正态形式，在~ 0.1 M_sun处变平。是否已经发生足够的动力蒸发，通过极低质量恒星和褐矮星的优先逃逸，使初始质量函数可检测地变平，这还不确定，有待于更好的大径向距离恒星的成员信息。
2001-01-09 astro-ph
Brown Dwarfs in the Pleiades Cluster Confirmed by the Lithium Test
我们目前的10米凯克光谱的两个昂宿星棕矮星泰德1和卡拉尔3显示出清晰的检测670.8 nm的锂共振线。在第一阶段，我们还获得了在812.6 nm处存在次级谱线的证据。从观察到的谱线推断出Li丰度很高（log N（Li）>= 2.5），与几乎没有的损耗（如果有的话）一致。由于昂宿星棕矮星无法燃烧锂，这种脆弱元素的重要保存证实了我们这两个物体的亚恒星性质。不管它们的年龄如何，它们的低光度和锂含量使泰德1号和卡拉尔3号舒适地处于真正的褐矮星领域。考虑到昴星团的可能年龄，它们的质量估计为55 +-15木星质量。
1996-07-01 astro-ph
An HST/WFPC2 Survey for Brown Dwarf Binaries in the alpha Per and the Pleiades Open Clusters
本文报道了两个疏散星团中棕矮星双星的高分辨率成像巡天结果。观测是用HST上的WFPC 2进行的。我们的样本包括8个BD候选人在阿尔法每集群和25个BD候选人在昴宿星。我们已经分辨出了4个昴星团双星，它们的距离在0”.094- 0“.058之间，对应于11.7~AU和7.2~AU之间的预测距离。在alpha Per目标中未找到二进制文件。其中三个双星的自行与昴星团中的星团成员身份一致，我们报告了其中一个双星在Keck~II/ESI光谱中检测到H α的发射和LiI的吸收。其中一个双星没有与昴星团成员一致的自行。我们估计，宽于12~AU的BD双星在α Per和Pleiades星团中的频率低于9%。这是一致的扩展到亚恒星质量的趋势观察之间的恒星双星：最大的半长轴的二元系统减少与减少初级质量。我们发现了一个双星频率的2个双星超过13个BD，确认自行成员在昴星团，对应的二进制分数为15%（1西格玛误差酒吧+15%/-5%）。这些双星的质量比大于0.7，它们的距离仅限于7-12~AU.相对较高的二进制频率（>10%），偏差小于约15 AU的分离和高质量比（q>0.7）的趋势是BD的基本特性。目前理论的BD形成似乎没有提供一个很好的描述所有这些属性。
2003-05-17 astro-ph
A Hubble Space Telescope ACS Search for Brown Dwarf Binaries in the Pleiades Open Cluster
本文介绍了对昴星团疏散星团中的褐矮星双星进行高分辨率成像巡天的结果。这些观测是用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机进行的。我们的样本由15颗真正的褐矮星组成。我们确认了2个双星，并探测了它们的轨道运动，但在5.4AU ~ 1700 AU的距离和0.035--0.065~Msun的质量范围内没有发现新的候选双星。结合我们先前研究的结果（Martin等人，2003），我们可以推导出一个可视的二元频率为13.3 $^{+13.7}_{-4.3}$ \%的分离大于7~AU的质量之间的0.055 - 0.065 ~M $_{\sun}$和质量比之间的0.45- 0.9 $<q<$ 1.0。其他观测到的昴宿星棕矮星双星的性质（分离和质量比的分布）似乎与它们在该领域的老同行相似。
2005-09-27 astro-ph
Constraining the properties of spots on Pleiades very low mass stars
我们目前的结果，一个多过滤器的监测活动的非常低的质量（VLM）的恒星在昴宿星。同时，我们的I波段的时间序列（Scholz & Scholloeffel 2004），提供了9个VLM恒星的光度周期，我们得到了在J和H波段的光变曲线。一颗M~0.15 Ms的VLM星（BPL 129）在三个波段都有周期。在I，J和H的振幅分别为0.035，0.035和0.032马格。这些值进行了比较，模拟，其中我们计算的光度振幅作为一个函数的斑点温度和填充因子。观测和模型之间的最佳协议被发现的冷点的温度对比度为18-31%和一个非常低的表面填充因子为4- 5%。我们认为，与更大质量的恒星相比，VLM对象可能有很少的斑点或相当对称的斑点分布。这种差异可以用VLM机制中从shell到分布式发电机的变化来解释。
2005-05-27 astro-ph
A Search for Photometric Rotation Periods in Low-Mass Stars and Brown Dwarfs in the Pleiades
我们已经用光度计监测了八颗低质量恒星和棕矮星，它们可能是昂宿星团的成员。我们推导出其中两颗恒星HHJ 409和CFHT-PL 8的自转周期分别为0.258 d和0.401 d。这两颗恒星的质量分别接近0.4和0.08 Msun;后者是第二个在氢燃烧边界附近的天体，其自转周期已被测量。我们还观察到了HHJ 409在V中;两个波段的相对振幅表明，该恒星中的斑点比恒星有效温度3560 K低约200 K，填充因子约为13%。除了一个可能的例外，样本中剩余的恒星没有显示出大于测量平均误差的光度变化。我们还检查了M9.5V盘星2 MASSJ 0149，它以前曾表现出强烈的耀斑事件，但没有检测到任何光度变化。
1999-06-08 astro-ph
A study of convection with delta Scuti stars in open clusters: Pleiades
在这项工作中，我们提出了一个初步的地震调查$δ$盾牌星在昴星团，重点是对流和核心过冲的潜在诊断。考虑到快速旋转的影响，在建模中，我们比较了观测到的4个$δ$盾牌星的径向线性不稳定性预测的频率。一个令人满意的协议之间的预测范围的不稳定模式和来自“低质量”的恒星（$\sim 1.55 M_{\odot}$）的观测。然而，对于"大质量“恒星（$\sim 1.77 M_{\odot}$），无论混合长度$(α)$值如何，都存在强烈的分歧。这些结果与以前的Praesepe。
2002-04-05 astro-ph
The Formation of a Bound Star Cluster: From the Orion Nebula Cluster to the Pleiades
（缩短）直接N体计算的银河系星系团的形成使用GasEx，这是一个变种的代码Nbody 6。计算的重点是猎户座星云团（ONC）的可能演化，假设嵌入的OB恒星在大约0.4百万年前以气体的形式爆炸性地驱逐了其质量的2/3。一个束缚星系团很容易形成，并存活了1.5亿年，尽管大量的大质量恒星和银河系潮汐场造成了额外的质量损失。这是第一次在如此现实的条件下获得团簇形成。这个星团包含了最初10^4颗恒星的1/3，并且在很大程度上与昂宿星团相似，这意味着一个类似于ONC的星团可能是昂宿星团的前身。这个方案预测了ONC目前的膨胀速度，这将是即将到来的天体测量空间任务（DIVA和GAIA）测量。这些任务也应该探测到作为一个相关的正在扩展的年轻银河能量场子种群的昴宿星的原始成员。这里的结果表明，星系团的形式作为扩大OB协会的核心。
2001-02-13 astro-ph
Proper motion Pleiades candidate L-type brown dwarfs
我们给出了在昴星团疏散星团中进行的光学和近红外（IR）1.8 deg^2巡天的结果，以寻找亚恒星天体。从CFHT的光学I波段图像和3.5米CAHA望远镜的J波段图像中，我们识别出18颗微弱的和非常红的L棕矮星候选者，I> 20.9，I-J> 3.2。在H-和KS-波段的9个天体的后续观测证实，其中8个属于星团的IR序列，7个候选天体的自行测量证实它们是昴星团成员。以幂律M^-α的形式对亚恒星质量谱dN/dM进行初步估计，得到α =0.57+-0.14。我们外推这个函数来估计非常低质量的褐矮星和行星质量的物体的数量，可能存在于集群中，下降到1兆焦耳。结合远红外和近红外观测的敏感搜索可能会在不久的将来揭示这些物体。
2005-11-09 astro-ph
Proper motion surveys of the young open clusters Alpha Persei and the Pleiades
在本文中，我们提出了调查的两个疏散星团测光和精密天体测量的SuperCOSMOS显微密度计。这些观测使用了帕洛玛·奥斯钦·施密特望远镜拍摄的底片，提供了一个宽视场（两种情况下都是从星团中心拍摄的$5^{\circ}$）、精确的位置和长时间的自行基线。分布函数拟合到适当的运动矢量点图产生正式的隶属概率。亮度和质量函数，然后产生随着目录的高概率成员。背景恒星污染限制了对Alpha Per的研究深度，R=18。因此，这个星系团的质量函数只能用$α=0.86^{+0.14}_{-0.19}$的幂律（$ξ(m) = m^{-α}$）来拟合。然而，随着更好地分离的昴星团自行从外地人口的结果得到了下降到R=21。当这个星系团的质量函数延伸到较低的质量时，可以看到梯度变得越来越浅。该质量函数很好地拟合对数正态分布。
2003-11-25 astro-ph
Identification of a complete sample of northern ROSAT All-Sky Survey X-ray sources. VIII. The late-type stellar component
我们提出的X射线的属性，年龄分布和运动学特征的高银河纬度的晚型场星的ROSAT全天巡天（RASS）的样本的调查结果。样本包括254个RASS源，其光谱类型F至M的光学对应物分布在位于|b| >= 20度和DEC >= -9度的六个研究区域上。对~200颗G、K和M星的子样本进行了详细的研究。测定了179颗G-M星的锂丰度。测量了样本中141颗G型和K型恒星的径向速度。结合自行数据，研究了样本的年龄分布和运动学特性。根据锂的丰度，发现有一半的G-K恒星比毕宿星团年轻（6.6亿年）。大约25%的恒星的年龄与昂宿星（1亿年）相当。一个10颗恒星的小样本比昂宿星团年轻。因此它们很可能是前主序星。在运动学上，PMS和昴星团型恒星似乎形成了一个空间速度接近于双子座移动星群的星群，但与本协明显不同。
2004-12-08 astro-ph
Lithium in Blanco1: Implications for Stellar Mixing
我们获得了布兰科1，一个疏散星团的年龄类似于，或略年轻于，昴星团的G和K星的锂丰度。我们严格审查以前的光谱丰度分析的布兰科1，并得出结论，虽然有缺陷，在早期的工作，它很可能是布兰科1接近整体金属丰度的老毕宿星团和更多的金属比昂宿星团。然而，我们发现布兰科1具有类似于昴星团的Li丰度和旋转速率，与标准恒星演化模型的预测相矛盾，在该模型中，对流前主序星（PMS）Li耗尽应随着金属丰度迅速增加。如果随后证实了Blanco 1的高金属丰度，我们的观察意味着（1）目前未知的机制严重抑制了PMS Li的耗尽，（2）额外的非标准混合模式，例如由旋转和角动量损失驱动的模式，然后负责Blanco 1和毕星团年龄之间的主序列Li耗尽，以及（3）在比毕星团年轻的星团中，金属丰度在确定G星和K星之间的Li耗尽量方面仅起次要作用。这些结论表明，即使在金属丰度未知的情况下，锂丰度仍然是年轻恒星（小于7亿年）的有用年龄指标。如果非标准混合在星族I恒星中有效，那么由于先前的Li耗尽，原始Li丰度可能比现在的星族II Li丰度大得多。
1998-09-11 astro-ph
Correlated errors in Hipparcos parallaxes towards the Pleiades and the Hyades
我们发现，依巴谷星团对昴星团和毕星团疏散星团的误差在空间上相关的角度尺度为2至3度，振幅高达2 mas。根据依巴谷星表的分析，这种相关性比预期的要强。我们预测的单个集群成员，pi_pm，从他们的依巴谷自行车，假设所有的集群成员有相同的空间速度。我们比较了pi_pm和它们的依巴谷松弛度pi_Hip，发现pi_Hip具有显著的空间相关性。我们推导出一个5.58 +- 0.18等的径向速度梯度法的距离模量的昴星团。这个值与使用主序拟合技术确定的距离模数5.60 ± 0.04等非常吻合，而根据昴星团成员依巴谷星群的平均值推断的距离模数为5.33 ± 0.06等。我们发现，主序拟合距离和依巴谷视差距离之间的差异，可以产生从空间相关的误差，在依巴谷视差的单个昴星团成员。虽然依巴谷星对毕宿星团的视差在空间上的相关性与昂宿星团相似，但毕宿星团的中心位于这个空间结构的节点上。因此，当估计平均距离时，视差误差抵消，导致与依巴谷前值一致的平均毕宿二距离模量。我们推测，这些空间的相关性也是负责的不一致的距离，推断使用的平均依巴谷天体到一些疏散星团。最后，我们注意到，我们的结论是基于一个纯粹的几何方法，不依赖于任何模型的恒星等时线。
1999-04-08 astro-ph
Oxygen abundance of open cluster dwarfs
我们提出了氧丰度的年轻疏散星团IC 4665中的矮星推导出的OI $λ$ 7774三线和疏散星团的矮星从[OI] $λ$ 6300禁戒线。恒星参数和氧丰度是使用光谱合成工具SME（光谱学变得容易）得出的。我们发现IC 4665矮星的OI三重态丰度的上边界随着温度的降低而急剧增加，这与Schmidt等人在疏散星团Pleiades和M 34中发现的趋势一致，在毕宿星团（Schmidt et al. 2006 a）和Uma（King & Schmidt 2005）的冷矮星中也是如此。相比之下，从[OI] $λ$ 6300禁止线中导出的昴星团和毕星团中恒星的氧丰度（Schleman等人，2006 b）在误差范围内是恒定的。研究了导致氧三线态丰度变化的可能机制，包括恒星参数测定中的系统误差、NLTE效应、表面活动和颗粒化。我们的分析表明，恒星表面活动（特别是色球活动）的年龄相关效应是导致氧三线态丰度大幅度扩散的原因。
2007-03-30 astro-ph
We present intermediate and low resolution optical spectroscopy (650-915 nm) of seven faint, very red objects (20 > I >= 17.8, I-Z >= 0.5) discovered in a CCD-based IZ survey covering an area of 1 sq. deg in the central region of the Pleiades open cluster. The observed spectra show that these objects are very cool dwarfs, having spectral types in the range M6-M9. Five out of the seven objects can be considered as Pleiades members on the basis of their radial velocities, Halpha emission and other gravity sensitive atomic features like the NaI doublet at 818.3 and 819.5 nm. According to current …
1997-10-27 astro-ph
A wide deep infrared look at the Pleiades with UKIDSS: new constraints on the substellar binary fraction and the low mass IMF
我们提出了一个深宽场近红外调查的结果，12平方度的昂宿星进行的一部分，UKIDSS深红外巡天（UKIDSS）星系团调查（GCS）。我们已经提取了340多个高概率自行成员下降到0.03太阳质量的UKIDSS测光和自行测量的相互关联的GCS从两微米全天巡天（2 MASS），艾萨克牛顿（INT）和加拿大，法国，夏威夷（CFHT）望远镜的数据获得的组合。此外，我们已经发掘了73个新的候选褐矮星成员的基础上，五波段UKIDSS测光单独。从（Y-K，Y）和（J-K，J）色星等图中，我们从63颗候选褐矮星中识别出23颗亚星多系统候选者，在0.075-0.030 Msun质量范围内，双星频率为28-44%。我们的估计是三倍以上的高分辨率成像调查领域的超冷矮星和昂宿星棕矮星的二进制分数报告。然而，它与Pinfield等人（2003年）提出的50+/-10%的早期“特殊”光度二元分数略有一致，与Maxted & Jeffries（2005）最近的蒙特卡罗模拟得出的32-45%二进制分数非常一致，与Basri & Reiners（2006年）。光测法对质量比的初步估计似乎支持这样一个假设，即褐矮星往往存在于质量比接近相等的系统中。（节略）
2007-06-15 astro-ph
Observations of the core of the Pleiades with the Chandra X-ray Observatory
本文介绍了钱德拉X射线天文台利用ACIS-I对昂星团疏散星团核心进行36千秒观测的结果。我们已经检测到57个源，其中大多数没有以前已知的光学对应物。后续的光度测量显示，根据河外源计数，许多探测到的可能是活动星系核，但有些源可能是以前未发现的昂星团的低质量成员。我们讨论了我们的数据集和我们的发现有关X射线发射的早型恒星以及非常晚型恒星。特别是，大的X射线通量，缺乏变异性，和硬度比的四个昴星团B6 IV-F4 V星建议一个初步的结论，即在这个光谱类型范围内的昴星团恒星是内在的X射线源，而不是以前未知的双星系统中的X射线发射是从一个晚型的同伴。钱德拉的灵敏度也使我们能够探测到晚M星的非耀斑X射线发射。
2000-09-13 astro-ph
Accurate fundamental parameters of eclipsing binary stars
对分离食双星的研究是研究单个恒星和恒星系统性质的最有力的方法之一。本文给出了御夫座WW型食双星的初步质量、半径和有效温度。我们还重新分析了HD 23642的数据，它是一个有金属衬线的A型昴星团疏散星团的食双星成员，并确定它的距离为139 +/- 4 pc。这与传统的昂宿星团距离一致，但与从依巴谷三角函数推导出的到昂宿星团和HD 23642本身的距离不一致。
2004-08-12 astro-ph
Proper motion L and T dwarf candidate members of the Pleiades
我们提出了一个深光学近红外多历元调查的结果，覆盖2.5平方度的昴星团疏散星团寻找新的非常低质量的褐矮星成员。光学（CFH 12 k I-，Z-波段）和近红外（UKIRT WFCAM J-波段）观测之间存在显著（~ 5年）历元差异。我们构建了I，I-Z和Z，Z-J色星等图来选择候选的簇成员。计算所有候选成员的适当运动，并与背景场对象进行比较，以进一步细化样本。我们恢复所有已知的集群成员在我们的调查范围内。此外，我们还发现了9个新的候选棕矮星星团成员。7个最暗的候选者具有红色的Z-J颜色，并显示蓝色的近红外颜色。这与L型和T型的昴宿星是一致的。理论模型预测它们的质量约为11个木星质量。本文有1处勘误
2009-11-13 astro-ph
Brown Dwarfs in the Pleiades Cluster. III. A deep IZ survey
我们提出了一个深CCD为基础的IZ测光调查的结果~1平方米。在昂宿星团疏散星团的中心区域。我们调查的星等覆盖范围（从I~17.5到22）使我们能够检测质量在0.075和0.03 Msol之间的亚恒星候选者。详细的光度减少和选择标准。提供了根据I波段图像编制的海图。
1998-10-03 astro-ph
Spitzer Observations of G Dwarfs in the Pleiades: Circumstellar Debris Disks at 100 Myr Age
从斯皮策太空望远镜的波长范围从3.6到70微米的通量和上限提供了20个太阳质量的昴星团成员。其中一颗恒星可能有中红外线过剩，另外两颗可能有过剩，可能是由于星周碎片盘。对于在MIPS波长处具有最大、最安全的过量通量的恒星HII 1101，我们导出Log（L[尘埃]/L[太阳]）~ -3.8，碎片盘质量估计为4.2 x 10^-5 M（地球），假设尘埃颗粒大小均匀，为10微米。大型碰撞事件产生了短暂的过量的小尘埃颗粒，对于我们的大约1亿年前的昴星团G矮星样本来说，这种盘状瞬态的频率大约是10%。对于没有检测到24-70微米超差的恒星，其通量的上限对应于其盘质量的约3 sigma上限，使用MIPS 24微米上限为6 x 10^-6 M（地球），或使用MIPS 70微米上限为2 x 10^-4 M（地球）。这些上限盘质量（分别为“暖”和“冷”尘埃）大致一致，但略低于启发式模型的预测，该模型基于从太阳柯伊伯带的当前属性向后推断的“平均”太阳质量恒星碎片盘的演化。
2005-06-29 astro-ph
Stellar Models with Microscopic Diffusion and Rotational Mixing II: Application to Open Clusters
恒星模型的质量范围从0.5到$1.3~M_\odot$，以比较年轻的集群观测的锂和旋转速度。在冷星的Li耗尽量是敏感的表面对流区的底部的过冲量，和模型的确切金属丰度。即使考虑到这种不确定性，Li观测值对模型也是一个严格的约束，排除了标准模型和纯扩散模型。恒星模型，其中包括扩散和旋转混合的辐射区的恒星能够同时匹配的Li丰度观测到的昴宿星，UMaG，毕宿星，Praesepe，NGC 752和M67。它们也与毕宿星团中观测到的自转周期相匹配。然而，这些模型无法同时解释在昴星团中快速旋转的晚G星和K星的存在，以及快速旋转的晚F星和早G星的缺失。
1994-08-17 astro-ph
On the common origin of the AB Dor moving group and the Pleiades cluster
AB Dor是最近的已识别移动群。与其他这类群体一样，年龄对于理解几个关键问题很重要。例如，它在建立这个群的起源以及行星系统性质的比较研究中是很重要的，最终围绕着AB Dor群的一些成员，与存在于其他群中的行星系统进行比较。对于AB Dor，有两个相当不同的年龄估计：第一个是由Zuckerman和同事根据与杜鹃座/时钟座移动群的比较，估计为5000万年;第二个是由Luhman和同事根据色星等图（CMD）估计为100- 12500万年。利用这最后一个值，以及AB Dor和昴星团在速度空间上的接近性，Luhman和他的同事们提出了这些系统的共演化性。因为严格地说，这样的接近仍然不能保证coevality，在这里，我们通过计算和比较AB Dor，Pleiades，Alpha Persei和IC 2602的完整3D轨道来解决这个问题。后两个疏散星团的年龄估计为8500万~ 9000万年和5000万年。由此得出的年龄为1.19亿$\pm$ 2千万年，与AB Dor和昴宿星是同时代的一致。我们的解决方案和疏散星团形成的Kroupa和合作者提出的方案表明，AB Dor移动集团可能会被确定为扩大子人口（组I）在这种情况下。我们还讨论了其他相关方面的铁和锂的丰度，最终恒星的质量分离过程中的系统和可能的碎片盘在AB Dor组的分数。
2007-02-12 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
On the lithium abundance dispersion in late-type Pleiades stars
我提出的一个方案，以监测的强度李我6708 A，K我7699 A和色球层Halalpha线在一组凉爽的昂宿星的结果。一致的仪器和分析技术被用来表明，有没有Li I的变化的时间尺度上的1年，可能占在有效温度为4800- 5200 K之间的昴星团恒星中看到的Li丰度的明显蔓延。与公布的数据比较，初步证据表明，在10年的时间尺度上的变异，但在一个非常低的水平。然而，色球活动的变异性不超过20%至30%，这使得很难排除均匀分布的磁活动区域，从而导致Li I线强度在给定丰度下分散。在这些和公布的数据中，类似的星到星的K I线强度分散强化了这样的结论，即在给定的质量下，将Li I线强度分散归因于Li耗尽的大变化仍然是不安全的。
1999-06-10 astro-ph
Spitzer 24 micron Survey of Debris Disks in the Pleiades
我们使用斯皮策望远镜上的MIPS仪器对昴星团进行了24微米2度X1度的观测。光谱类型从B8到K6的54个成员显示出与裸露光球一致的24微米通量。所有的Be星都表现出过度的自由-自由辐射。五颗早期型恒星和四颗太阳型恒星显示出过多的碎片盘。我们发现碎片盘分数为25%的B-A成员和10%的F-K3的。这些分数出现在年轻星团和老恒星之间。它们表明行星带内尘埃产生事件的频率随着年龄的衰减，太阳质量恒星的时间尺度与以前发现的A星相似。
2006-06-02 astro-ph
A purely geometric distance to the binary star Atlas, a member of the Pleiades
我们提出的径向速度和新的干涉测量的双星图集，允许，除了公布的干涉测量数据，精确地推导出的轨道参数的二元系统和组件的质量。与测得的角度大小相比，导出的半长轴允许以纯粹的几何方式确定到Atlas的132+-4 pc的距离。在假设Atlas的位置代表了星团的平均距离的情况下，我们确认了通常通过主序拟合获得的距离值，这与早期依巴谷的结果（118.3 ± 3.5 pc）相矛盾。
2004-08-24 astro-ph
Hipparcos open clusters and stellar evolution
通过依靠最近改进的依巴谷星团的毕宿星团，昴星团和大熊座星团，我们发现，恒星模型与更新的物理输入很好地再现了不同金属丰度的主序星的颜色星等图中的位置。在氦燃烧阶段的恒星也进行了讨论，表明在毕宿星团，Praesepe和大熊座星团的巨星的光度似乎是在合理的协议与理论预测。关于目前的演变情景的简短讨论结束了本文。
2002-03-20 astro-ph
Chandra Observations of the Pleiades Open Cluster: X-ray Emission from Late-B to Early-F Type Binaries
本文分析了38.4 ks和23.6 ks的昴星团疏散星团核心观测资料。钱德拉X射线天文台上的先进CCD成像光谱仪在17'X17'区域探测到99个X射线源，包括23个昴星团成员中的18个。五个候选的昴星团成员也被探测到，确认了它们的星团成员身份。57个源没有光学或近红外对应的极限星等V=22.5和J=14.5。未确认的X射线源可能是背景活动星系核，而不是恒星。钱德拉视场包含7个中等质量的星团成员。在本研究中检测到其中的五种，HII 980（B6 + G）、HII 956（A7 + F6）、HII 1284（A9 + K）、HII 1338（F3 + F6）和HII 1122（F4 + K）。除了HII 1284外，其他所有的都具有高的X射线亮度和软的X射线光谱。HII 1284具有与非耀斑K型恒星相当的X射线特性。由于这五颗恒星都是可见或光谱双星，其X射线性质与F-G星相似，因此晚型双星伴星可能产生观测到的日冕X射线发射。钱德拉没有探测到两颗A星，即HII 1362（A7，没有已知伴星）和HII 1375（A0 + A SB），其X射线亮度上限比HII 980和HII 956小27-54倍，这两颗A星是B6-A7恒星，伴星温度较低。尽管统计数字很低，钱德拉的数据似乎证实了晚B和A星不是强的内在X射线源的预期。ACIS光谱和硬度比表明日冕温度随着质量从F4到K的减小而逐渐升高。M星的日…
2002-06-13 astro-ph
Theoretical Examination of the Lithium Depletion Boundary
我们探讨了锂耗尽边界（LDB）技术获得的疏散星团年龄对恒星模型输入物理的敏感性。LDB年龄技术仅限于年龄在2千万年到2亿年之间的疏散星团。由于不确定的输入物理学，LDB技术中的有效1-sig误差在最大年龄时约为3%，在最小年龄时增加到8%。热辐射校正的不确定性增加了额外的10%至6%的误差，LDB年龄技术的老和年轻的集群，分别。旋转速率匹配观测到的最快的旋转昴宿星影响LDB年龄不到2%。在一个疏散星团中，旋转速率的范围预计只会使LDB的位置“模糊”0.02等，对于一个年龄为2000万年的星团来说，这一范围将增加到0.06等。因此，定位LDB的观测误差（~7-10%）和热辐射校正不确定性目前是LDB年龄误差的主要因素。对于我们的基本情况下，我们正式推导出的LDB年龄为1.48 +- 19亿年的昴星团，其中的误差包括8%，3%和9%的贡献，从观测，理论和测热校正源，分别。在I波段的辐射热校正中，最大可能的0.3星等移动是为了调和主序星等时线与低质量昴星团成员观测到的（V-I）颜色，这导致了1.26亿+-1100万年的年龄，其中的误差只包括观测和理论误差。LDB年龄技术排除了不包括昴星团对流核心过冲（~ 7500万年）的上主序拟合年龄。
2003-12-04 astro-ph
Substellar Mass Function of Young Open Clusters as Determined through a Statistical Approach Using 2MASS and GSC Data
本文利用2 μ m全天巡天（2 MASS）星表中极限星等K_s ~ 15的数据，计算了IC 348，$σ$ Orionis和Pleiades这三个年轻疏散星团在亚星区的质量函数。最新版本的导航星表（GSC）的极限星等为F ~ 21，其中F是POSS II IIIa-F通带。基于最近的低质量恒星演化模型，我们制定了质量小于0.5太阳质量的恒星的选择标准。使用统计方法来纠正背景污染，我们推导出的质量范围从0.5太阳质量到亚恒星域，远低于氢燃烧质量限制的对象的质量函数。在我们的分析中，IC 348、猎户座σ和昴星团的最低质量箱分别为0.025、0.045和0.055太阳质量。IC 348的质量函数的合成斜率为0.8 +/- 0.2，猎户座sigma为1.2 +/- 0.2，昴星团为0.5 +/- 0.2，这与以前的结果一致。质量小于0.5太阳的天体占星团总质量的40%，质量小于0.08太阳的天体占星团总质量的4%。
2002-06-19 astro-ph
Photometry and membership for low mass stars in the young open cluster NGC 2516
我们提出了一个0.86平方度的CCD测光调查的疏散星团NGC 2516，它的年龄约为1.5亿年，可能有一个低得多的金属比类似年龄的昴星团的结果。我们选择了1254个低质量（0.2和2.0 M_{sun}之间）集群候选者的初步目录，其中约70- 80%预计是真正的。质量函数依赖于金属丰度，但符合Salpeter定律（dN/dlog M ~ M^{-alpha}，对于太阳和半太阳金属丰度，alpha=+1.47+/-0.11或alpha=+1.67+/-0.11），介于0.7和3.0 M_{sun}之间。在较低的质量下（介于0.3和0.7 M_{sun}之间），质量函数急剧下降，α =-0.75+/-0.20（太阳金属丰度）或α =-0.49+/-0.13（半太阳金属丰度），这似乎与在昂星团和场群中看到的更平坦的质量函数不一致。我们通过证明NGC 2516中的质量分离来解释这一点-超过一半的星团低质量恒星预计将位于调查之外。在我们的调查中，质量大于0.3 M_{sun}的NGC 2516恒星的质量是950-1200 M_{sun}，这取决于金属丰度和对未解决的双星应用的校正。修正质量分离后，这个值增加到1240-1560 M_{sun}，大约是昴星团总质量的两倍。
2001-07-05 astro-ph
Membership, lithium, and metallicity in the young open clusters IC 2602 and IC 2391: enlarging the sample
我们给出了年龄在3 - 5千万年的疏散星团IC 2602和IC 2391的~50个X射线选择候选成员的锂丰度。这些数据扩大了Stauffer等人（1989）和Randich等人（1997）对这些星系团的Li测量，并延伸到较冷的温度。我们还首次给出了这两个星系团的金属丰度的估计，结果证明它们接近太阳。径向速度测量与Halpha色球发射和其他光谱特征的存在/不存在一起被用来确定尚未确认为星团成员的样本星的成员资格;旋转速度也被确定为所有样本星。两个星团中质量大于~1 Mo的恒星都没有明显的锂耗尽迹象，而质量较低的恒星都是锂耗尽的，随着温度的降低，锂耗尽的量会增加。我们确认，晚G和早期K星IC 2602目前的恒星到恒星的分散在锂丰度类似，但不一样大的一个在昴宿星。在晚K和M矮星中也可以看到散射。与昂宿星团和Alpha Per星团不同，IC 2602中早期K星之间的散射与旋转只有边缘相关。我们的数据表明，IC 2391中锂向较低质量的下降可能开始于比IC 2602更早的颜色，但需要更大的集群样本来证实这一结果。此外，虽然这两个星团中的G星和早期K星的平均锂含量比它们在昴星团中的对应恒星更高，但一小部分最冷的恒星，特别是IC 2391中的恒星，与相同质量的最低锂的昴星团恒星一样耗尽。如果它们在进入主序星的过程中继续消耗锂，那么在后一个星团的年龄，它们的锂消耗量预计会比昂宿星团更多。
2001-03-16 astro-ph
The Age of AB Dor
我们已经推导出了附近年轻恒星AB Dor的新年龄估计，并研究了由此产生的影响，以测试理论进化模型的低质量伴星AB Dor C的Close和同事报告的数据。使用色星等图，我们发现AB Dor移动群与昂宿星团（1亿~ 1亿2500万年）大致相同，并且明显比IC 2391（3500 ~ 5000万年）更古老。事实上，基于AB Dor和昂宿星团运动学的比较，我们认为Zuckerman和他的同事们确定的与AB Dor一起移动的恒星群是形成昂宿星团的大规模恒星形成事件的残余。使用Close所采用的50+50/-2000万年的年龄，Chabrier和Baraffe模型预测的AB Dor C的光度比Close报告的值大，但仍在引用的不确定度范围内。同时，采用我们对AB D或C的年龄估计，两者吻合较好。因此，我们在克洛斯为AB Dor C提供的数据中没有发现任何证据表明，以前使用Chabrier和Baraffe模型以及热光度作为质量指标的研究大大低估了年轻低质量恒星和褐矮星的质量。
2005-10-22 astro-ph
H_alpha emission fluxes and lithium abundances of low mass stars in the young open cluster IC 4665
作为对主序前Li燃烧的长期研究的一部分，我们获得了年轻疏散星团IC~4665中14颗晚型星（G 0-M1）的高分辨率光谱观测结果。大多数恒星都有\ha填充和\li吸收，正如他们年轻时所预期的那样。由谱减法技术得到的\ha发射过剩的等效宽度和\lii特征，我们导出了\ha发射通量和光球Li丰度。IC~4665太阳型恒星的平均Li丰度为log N（Li）=3.1，与其它年轻星团（$α$ ~Per，Pleiades）和金牛座T星的平均丰度相同。我们的研究结果支持的结论，从以前的工作，PMS锂耗尽是非常小的群众$\sim$ 1 \msun。在IC 4665晚G型和早K型恒星中，Li丰度的分布大约为一个数量级。贫Li IC~4665成员具有低\ha过量和vsin{ \it i} $\le$ 10。因此，在昴星团中已经明确建立的Li-活动-旋转的联系似乎也在IC 4665中成立。我们观测到的一颗M型IC~4665星没有显示Li，这意味着在相同光谱类型的$α$ ~Per星中观察到了非常有效的Li贫化。IC 4665低质量恒星的色球活动和Li贫化水平与昂星团相似。事实上，我们注意到几个年轻星团（$α$ ~Per，Pleiades，IC~2391，IC~4665）和后T金牛星中的Li丰度分布是惊人的相似。这一结果表明，\ha发射和锂丰度与年龄之间的低质量恒星的年龄20和100万年。我们认为，一个更好…
1996-05-08 astro-ph
Evolution of mass segregation in open clusters: some observational evidences
在最佳成员列表和双重信息的基础上，我们研究了Praesepe和非常年轻的疏散星团NGC 6231的径向结构。我们发现了星团成员之间以及双星和单星之间的质量分离，这是由多个系统的平均质量更大来解释的。然而，在1.5和2.3 M_sun之间的恒星的质量分离程度在Praesepe比在Pleiades中不太明显。此外，在非常年轻的疏散星团NGC 6231中已经存在质量分离，尽管这个星团可能仍然没有动力学弛豫。我们讨论了这些结果的影响，并提出了一个定性的情况下，在疏散星团的质量分离的演变。在Praesepe中，单颗恒星和主星的质量函数似乎是显著不同的，就像在昂宿星团中一样。我们观察到没有椭圆的外部Praesepe。
1998-03-06 astro-ph
XMM-Newton and the Pleiades -- I: Bright coronal sources and the X-ray emission from intermediate-type stars
我们进行X射线光谱和定时分析的太阳类（光谱类型F5-K8）和中间型（B4-F4）在40-ks XMM-牛顿EPIC曝光观测的昴宿星。所有8个类太阳成员都有“准稳定”的\lx $\ga 10^{29}$ erg/s，4个表现出耀斑。利用流体动力学模拟技术，我们推导出两个最强的耀斑，HII 1032和HII 1100的环路半长${\cal L} \la 0.5 R_{\star}$。HII 1100的光变曲线表明，耀斑环完全被掩盖了。在近轨道上被亚恒星伴星食是可能的，但似乎是一个非常偶然的事件;被快速移动的冷物质云吸收需要\nh至少比任何太阳或恒星日珥大两个数量级。一次掩星可能是由两个耀斑的同时发生所模拟的，尽管第一个耀斑的衰变时间比上升时间短，暗示着${\cal L} \sim 0.02 R_{\star}$，这是不寻常的。准稳定发射的光谱模型显示，从F星和缓慢旋转的G星到K星到快速旋转的G星，日冕温度呈上升趋势，并且倾向于低日冕金属丰度：与附近类太阳恒星的特征一致，虽然三颗星都没有显示“”在AB Dor和47 Cas的饱和日冕中，饱和发射在2keV处具有显著分量。在5颗中间型恒星中，2颗未被探测到（\lx $ < 4 \times 10^{27}$ erg/s），3颗显示出X射线发射，其光谱和\lx与来自活跃的类太阳伴星的起源一致。
2003-07-04 astro-ph
The empirical upper limit for mass loss of cool main sequence stars
冷矮星中由于热成风引起的质量损失率对于模拟主序星和双星的物理参数演化具有重要意义。到目前为止，这种质量损失率的测量很少，有时是相互矛盾的。我们提出了一种新的，独立的方法来测量恒星在过去的生命中失去的质量。它是基于一个疏散星团中太阳型恒星的当前质量分布与计算分布的比较，假设质量低于M（lim）的恒星已经失去了等于DeltaM的质量。DeltaM的实际值或其上限从最佳拟合中找到。分析四个集群：Pleiades，NGC 6996，Hyades和Praesepe在其中三个中给出了DeltaM的上限，而Pleiades的结果是不确定的。对Praesepe星系团得到的最严格的限制表明，该星系团中冷矮星的平均质量损失率低于6 × 10 ^{-11} M（太阳）/年。随着选定的疏散星团的太阳型成员，包括那些光谱类型为K的成员的更精确的质量测定，该方法将为冷矮星的质量损失提供更严格的限制。
2008-02-26 astro-ph
Discovery of a Very Low-Mass Binary with HST/NICMOS
本文介绍了哈勃空间望远镜NICMOS对昴星团疏散星团中六颗褐矮星候选者的观测结果。其中之一，即CFHT-P1 -18，被清楚地分辨为角间距为0”.33的双星。在我们的图像中，污染背景恒星的密度非常低，并且组件的测光支持这个系统是一个物理双星，而不是一个偶然的投影。所有可用的光度和光谱数据都表明CFHT-Pl-18系统很可能是昴星团的成员，但最终的确认必须等到锂被探测到。假设集群成员，我们比较我们的NICMOS测光与进化模型，并发现，包括尘埃颗粒的影响是必要的拟合数据。我们估计组分的质量约为0.045 Msol和0.035 Msol。该双星系统的投影距离为42天文单位（距离为125秒差距），这在恒星双星中很常见。
1998-10-23 astro-ph
