Evolutionary models for very-low-mass stars and brown dwarfs with dusty atmospheres
我们提出了基于合成光谱和非灰大气模型的极低质量恒星和棕矮星的演化计算，其中包括尘埃形成和不透明度，即具有$\te\simle 2800$ K的对象。大部分质量棕矮星的内部在$\sim 2$ Gyr之后会形成一个导电的核心，这会减缓它们的冷却。在光学和红外色星等图与最近晚M和L-矮星的观测进行了比较。这些天体的光学颜色饱和和非常红的近红外颜色很好地解释了大气中尘埃形成的开始。目前观测到的最微弱的L-矮星与这些尘埃演化模型的比较表明，动力学过程，如湍流扩散和引力沉降正在光球附近发生。当有效温度降至$\te\approx 1300-1400$ K以下时，这些物体的颜色会变成非常蓝色的近红外颜色，这是红外线中持续吸收甲烷的结果。我们提出在这个温度附近的$J,H,K$色星等图中可能缺少棕矮星。
2000-05-29 astro-ph
Probing the Atmospheres of Planets Orbiting Microlensed Stars via Polarization Variability
我们提出了一种新的方法来识别和探测行星的恒星在银河系膨胀和麦哲伦云使用引力微透镜的同伴。虽然对这些行星的光谱学研究远远超出了目前的观测技术，但监测双星微透镜事件引起的高放大率事件期间的偏振波动将探测行星大气的组成，这是目前即使对附近的行星系统也无法实现的观测。
2000-06-19 astro-ph
The cool atmospheres of the binary brown dwarf eps Indi B
我们已经拍摄了$ε$ Indi B，已知的最近的褐矮星双星，在VLT的三个窄带中红外带通位于8.6 $μ$ m，10.5 $μ$ m和11.3 $μ$ m。我们能够在空间上解决这两个组件，并确定准确的中红外测光两个组件独立。特别是，我们的VISIR观测探测NH $_3$功能在较冷和较热的棕矮星的大气。这是第一次，我们可以解开这两个组件的贡献，并发现我们的$ε$ IndiBb的光度测量与最近的"无云“大气模型具有良好的一致性$T_\mathrm{eff}=800$ K的有效温度。对于$ε$ Indi系统，假设年龄为1 Gyr，组分Ba与$T_\mathrm{eff} \approx 1100$ K而不是$T_\mathrm{eff}=1200$ K更一致，如由组合的$ε$ Indi B系统的SPITZER光谱观测所表明的（Roellig等人，2004年）。甚至更高的有效温度似乎与我们的绝对测光不一致，因为它们意味着棕矮星$ε$ IndiBa的非物理小尺寸。
2005-05-02 astro-ph
Rain and clouds in brown dwarf atmospheres: A coupled problem from small to large
褐矮星大气的大尺度结构是由对流、辐射、尘埃形成和重力沉降的相互作用决定的，这可能为观测到的变化提供了解释。结果是尘埃形成区域的元素贫化和尘埃蒸发部位的元素富集。尘埃云结构在亚恒星大气中的形成是基于一致的理论描述尘埃的形成和破坏，重力沉降，元素耗尽，包括对流过冲的影响。由于褐矮星大气中的粘性很小，对流产生了一个湍流环境，所有热力学状态变量在很宽的空间尺度上都有波动。因此，经典的湍流封闭问题需要解决与尘埃形成在亚恒星物体，因为一个完整的三维和时间依赖的模型方程的解决方案是根本不可能的。当涉及化学过程时，结构形成可以在最小尺度上播种。为了了解湍流和尘埃形成的相互作用，我们对1D和2D中的最小尺度区域进行了研究，以确定未解决的尺度区域的控制过程。
2004-11-10 astro-ph
Detectability of dirty dust grains in brown dwarf atmospheres
尘埃云影响棕矮星的大气结构，影响热传递，改变气相化学。然而，它们的形成和演变的物理学还没有得到很好的理解。在这封信中，我们预测尘埃签名，并提出了一个潜在的观测测试的尘埃形成的物理在棕矮星大气中的尘埃形成理论预测的不同固体成分的光谱特征的基础上。用动量法计算尘埃颗粒的形成过程（成核、生长、蒸发、漂移），并应用于静止的棕矮星大气结构，计算尘埃颗粒的性质，特别是非均匀颗粒组成和颗粒大小。利用有效介质和Mie理论计算了这些球形颗粒的消光系数。尘埃的形成导致颗粒的组成与平衡时形成的颗粒的组成不同。我们的动力学模型预测，固体无定形SiO2[s]（二氧化硅）是最丰富的固体组分之一，其次是无定形MgSiO 4 [s]和MgSiO 3 [s]，而SiO2[s]在平衡模型中不存在，因为它是一种亚稳固体。固体非晶SiO2[s]具有以8.7 μ m为中心的较强的宽吸收特性，而非晶Mg 2SiO 4 [s]/MgSiO 3 [s]在9.7 μ m处吸收，除了在较长波长处的其他吸收特性之外。如果颗粒在高层大气中很小（半径<0.2 μ m），则在λ <15 μ m处的这些特征可以在吸收中检测到，正如我们的模型所建议的那样。我们认为，在8.7微米的深红外光谱检测功能可以提供证据的非平衡尘埃形成，产生颗粒组成的亚稳固体在褐矮星大气中。如果硅酸盐（例如镁橄榄石）更丰富，则该特征将向10 μ m偏移并变宽。
2006-03-14 astro-ph
Modelling X-ray variability in the structured atmospheres of hot stars
我们描述了X射线生产在大气中的热，早期型恒星的框架“随机冲击模型”。假设恒星的扩展包层具有许多由激波产生的X射线发射"热区“，并嵌入处于动态平衡的周围”冷“介质中。它表明，明显缺乏X射线变异性短（小时的顺序）的时间尺度不矛盾的冲击模型X射线生产。发现X射线变化的特征取决于热区产生的频率、冷风对X射线的不透明度以及气流参数，如质量损失率和终端速度。
2001-04-25 astro-ph
A search for variability in brown dwarfs and L dwarfs
我们已经进行了微分光度I波段搜索的变化在三个昴星团棕矮星和三个非常低的质量场L矮星。对昂宿星棕矮星（Teide 1，Calar 3，Roque 11）的时间序列的分析没有证据表明这些天体在25分钟到27小时之间的时间尺度上的变异性（高于99%的置信度）大于0.05 mags。其中两颗L型矮星2MASSW J0913032+184150和2MASSW J1146345+223053的时间序列也没有内在的变化（这两颗天体分别在30分钟< t < 126小时内没有超过0.07 mags的显著变化，在30分钟< t < 75小时内没有超过0.025 mags的显著变化）。然而，L矮星2MASSW J1145572+231730显示了振幅0.04等的变化，暂定周期约为7小时。因此，有趣的是Kirkpatrick等人（1999）报告了这颗恒星的一条4.2AA等效宽度的H α发射线：如果我们的探测被证实是一个旋转周期，它将支持旋转和非常低质量恒星的H α发射之间的联系。
1999-06-28 astro-ph
New CrH Opacities for the Study of L and Brown Dwarf Atmospheres
本文计算了CrH分子A $^6Σ^{+}$-X $^6Σ^{+}$跃迁的12条谱带的谱线和不透明度。在新的L矮星光谱类（其中许多是棕矮星）和太阳黑子中发现的CrH分子在诊断低温大气中起着重要作用。作为这些不透明度的初步应用，我们采用我们的新的理论CrH数据在大气代码中获得一个CrH/H $_2$数比的皮肤的L5矮2MASSI J1507038 - 151648的$\sim 2-4\times 10^{-9}$，在粗略的协议与化学平衡的预期。由于在以前的汇编振荡器的强度超过一个数量级，这一协议代表了一个温和的进步。然而，为了确定在L矮大气中的CrH丰度，硅酸盐云需要纳入模型，云建模仍处于原始的发展阶段。然而，L矮星建模的一个重要步骤是可靠的CrH不透明度，这就是我们在这里试图提供的。
2002-06-11 astro-ph
Chemical Equilibrium Abundances in Brown Dwarf and Extrasolar Giant Planet Atmospheres
我们计算详细的化学丰度剖面的各种褐矮星和太阳系外的巨行星大气模型，特别是重点对Gliese 229B，并推导出系统的变化的主要元素的海拔和温度的优势水库。我们假设Anders和Grevesse（1989）的太阳组成为27种化学元素，并跟踪330种气相物质，包括元素的单原子形式，以及大约120种冷凝物。我们解决的问题的形成和组成的云在寒冷的大气中的亚恒星物体，并探讨雨出和消耗的耐火材料。我们的结论是，云的不透明性的低温（$\le$ 900 K），小半径的可凝聚物（特定的氯化物和硫化物），可能是负责陡峭的光谱Gliese 229 B观察到的近红外低于1 \mic。此外，我们组装了一个温度序列的亚恒星大气中的化学跃迁，可用于锚定和定义一个序列的光谱类型与T $_{eff}$ s从$\sim$ 2200 K到$\sim$ 100 K的亚恒星物体。
1998-07-06 astro-ph
Searching for Weather in Brown Dwarfs
我们已经使用了一种创新的可调滤波器技术进行了一个搜索的气象过程中的大气中的两个附近的棕矮星的变化签名。我们发现，在L型褐矮星DENIS-PJ 1228 -1547中，在大约半个旋转周期（3小时）的观测中没有变化的证据，而在M型褐矮星LP 944-20中，在大约三分之一旋转周期（1.5小时）的多个观测中有变化的证据。
1998-11-17 astro-ph
Periodic photometric variability of the brown dwarf Kelu-1
我们在对褐矮星Kelu-1的光度观测中发现了1.80+/-0.05小时的强周期性。在中心波长为857 nm的41 nm宽的滤光片中，变化的峰-峰幅度约为1.1%（11.9+/-0.8 mmag），包括灰尘/温度敏感的TiO和CrH波段。我们已经确定了两个可能的原因的变化：表面功能旋转进和出的观点，因此调制的光变曲线在旋转周期;或，椭圆形的变化所造成的轨道伴侣。在第一种情况下，我们结合观测到的Kelu-1的vsin（i）和标准模型半径来确定旋转轴与视线成65+/-12度角。
2002-01-10 astro-ph
Atmospheric Chemistry in Giant Planets, Brown Dwarfs, and Low-Mass Dwarf Stars II. Sulfur and Phosphorus
热化学平衡和动力学计算用于模拟巨行星、棕矮星和太阳系外巨行星（EGPs）中的硫和磷化学。单个含硫和含磷气体和凝析油的化学行为被确定为压力、温度和金属丰度的函数。结果是独立的特定模型的气氛，原则上，沿着任何对象的压力-温度分布的平衡组成可以确定。硫化氢（H2S）是整个亚恒星大气中主要的含硫气体，近似代表了大气中的硫存量。硫化硅（SiS）是一种潜在的星下大气天气示踪剂。大约代表大气磷总量的磷化氢（PH 3）的不平衡丰度预计将向上混合到巨行星和T矮星的可观测大气中。在较热的物体中，几种含磷气体（例如，P2、PH 3、PH 2、PH、HCP）在高温下变得越来越重要。
2006-06-06 astro-ph
Modeling the Formation of Clouds in Brown Dwarf Atmospheres
由于亚恒星质量天体（SMO）大气中云的不透明度取决于云内颗粒大小的组成和分布，因此可靠的云模型对于准确模拟SMO光谱和颜色至关重要。我们提出了一个一维模式的云粒子的形成和随后的增长的基础上考虑的基本云微物理。我们将这个微物理云模型应用于一组人造棕矮星大气，这些大气覆盖了广泛的表面重力和有效温度范围（g_surf = 1.78 * 10^3 - 3 * 10^5 cm/s^2，T_eff = 600 - 1600 K），以获得几种丰富物种（Fe、Mg 2SiO 4和Ca 2Al 2SiO 7）的合理颗粒尺寸。在云的底部，颗粒最大，因此计算出的颗粒大小在所考虑的整个大气条件范围内的半径范围从~5微米到300微米以上。我们发现，平均粒子尺寸显着降低，增加棕矮星表面重力。我们还发现，具有较高的有效温度的棕矮星的特征较大的云粒子比那些具有较低的有效温度。因此，我们得出结论，这是不现实的建模时，SMO光谱适用于一个单一的颗粒大小分布的整个类的对象。
2002-12-04 astro-ph
The Limiting Effects of Dust in Brown Dwarf Model Atmospheres
本文给出了棕矮星和极低质量恒星在尘埃颗粒形成的两种极限情况下的不透明度采样模型大气、合成光谱和颜色：1）无效引力沉降，即尘埃颗粒按照化学平衡预测分布; 2）有效引力沉降，即尘埃颗粒形成并耗尽气体中的难熔元素，但它们的不透明度不影响热结构。这些模型包括超过600种气相物质、1000种液体和晶体的形成，以及30种不同类型的颗粒的不透明度，包括镁铝尖晶石（Al $_2$ O $_3$）、镁铝尖晶石MgAl $_2$ O $_4$、铁、顽火辉石（MgSiO $_3$）、镁橄榄石（Mg $_2$ SiO $_4$）、无定形碳、SiC和许多硅酸钙。这些模型从颗粒形成机制的开始延伸到水冰凝结机制（$\teff= 3000 - 100$ K），并涵盖了太阳金属丰度下的$\log g= 2.5 - 6.0$范围。我们发现，在光谱类型晚于M8的红矮星和棕矮星的大气外层，硅酸盐尘埃颗粒可以大量形成。尘埃不透明度的温室效应为最新M矮星和年轻棕矮星的特殊红色光谱分布提供了一个自然的解释。另一方面，无颗粒（Cond）模型与甲烷棕矮星（如格利泽229 B）密切相关。我们还发现，$λ$ 5891，5897 Na I D和$λ$ 7687，7701 K I共振双峰在T矮星中起着关键作用，它们的红翼定义了从$I$到$Z$带通的伪连续谱.
2001-05-23 astro-ph
Time resolved spectroscopy of the variable brown dwarf Kelu-1
我们报告的观测结果，旨在调查的光谱特征的尘埃云的L2棕矮星Kelu-1。时间分辨中分辨率光谱显示，在1- 24小时的时间范围内，灰尘敏感的TiO、CrH和FeH带头没有明显的变化证据。然而，我们确实报告了H-α的伪等效宽度的周期性变化，这与之前报告的该物体的1.8小时旋转周期一致。近同期的I波段测光显示了2%水平的非周期性变化的证据。
2003-01-09 astro-ph
Photometric variability of a young, low-mass brown dwarf
我们报告的差分I-波段和J-波段测光的S猎户座45，一个冷（M8.5），年轻（1- 800万年）的棕矮星的猎户座σ星系团的质量估计约为20倍的木星质量。我们检测到的变化（振幅范围从34至81毫微克），并观察到在2.5-3.6小时的光学和近红外线曲线的调制。然而，最新的光学数据集在46.4+/-1.5分钟的非常短的周期内呈现调制，这仍然是一个谜。2.5-3.6 h调制的起源是分析在各种情况下：不均匀的功能（尘埃云或磁致暗点）与物体的表面共同旋转，以及存在一个看不见的非常低质量的同伴，是稳步转移质量的主要。由于非常年轻的年龄的对象和它的持续强烈的H α发射，吸积盘的可能存在进行了讨论。如果几个小时的周期与旋转有关，我们的结果表明，sigma Orionis低质量棕矮星的旋转速度比更大质量的星团棕矮星快，其速度与理论推断的质量和半径一致，这意味着所有这些物体都经历了类似的角动量演化。
2003-06-19 astro-ph
Photometric variability of young brown dwarfs in the sigma Orionis open cluster
我们已经进行了多历元，时间序列差分I-波段测光的大样本的对象在东南地区的年轻（~3百万年），附近（~350 pc）的猎户座疏散星团。在两年的时间里，在四个晚上对~1000弧分的磁场进行了监测。使用这个数据集，我们已经研究了28个褐矮星星团候选者的光度变化，其质量范围从恒星-亚恒星边界到行星质量域。我们已经发现，大约50%的样本显示光度变化的时间尺度从不到一个小时到几天和几年。I波段光变曲线的振幅范围从小于0.01到~0.4等。观测到K_s带的近红外过量、强的H α发射和大幅度的光度变化之间的相关性。我们简要地讨论了这些结果如何可能适合不同的情况下提出的解释冷和超冷矮星的变化（即磁点，由尘埃云，周围的吸积盘和双星）。此外，我们还测定了三个质量在60 M_Jup左右的天体的暂定自转周期为3 ~ 40 h，其中一个天体的自转速度为14+/-4 km/s。
2004-06-15 astro-ph
Line Formation in the Atmosphere of Brown Dwarf Gliese 229B: $CH_4$ at 2.3 micron
我们研究了Gliese 229 B中2.3 ${\rm μm}$处甲烷谱线的形成。采用两组模型参数（a）$T_{\rm eff}=940 $ K和$\log (g) =5.0$，（b）$T_{\rm eff}=1030 $ K和$ \log(g)=5.5$，这两组参数都能很好地拟合宽波长范围内观测到的通量的合成连续谱。在没有个别分子线的观测数据的情况下，我们设置了所需的额外参数，以便通过将计算的通量与连续区的观测通量拟合来模拟个别线。一个显着的差异，在核心的线的磁通量被发现与两个不同的模型，虽然在ontinuum的磁通量保持不变。因此，我们表明，如果光谱观测$2.3{\rm μm}$分辨率高达$R \simeq 200,000$是可能的，那么一个更好的约束表面重力和金属的对象可以通过拟合的理论模型与观测数据的个别分子线。
2000-06-21 astro-ph
Calculations of the Far-Wing Line Profiles of Sodium and Potassium in the Atmospheres of Substellar-Mass Objects
在冷的褐矮星和热的巨行星大气中达到的低温下，不那么难熔的中性碱金属在光谱形成中扮演了一个不同寻常的重要角色。特别是，Na-D（5890）和KI（7700）共振线的两翼定义了连续谱，并在0.4到1.0 \mic的T矮星光谱中占主导地位。在标准的恒星大气中，原子谱线的强度和形状很少需要超过25 μ m的线中心，而在褐矮星中，Na和K共振线的远翼达到1000 μ m的失谐是重要的。利用标准量子化学程序和准静态极限下谱线轮廓的统一Franck-Condon模型，我们计算了H $_2$和氦富集大气中Na和K主共振谱线的相互作用势和翼线形状.我们的理论有自然的吸收剖面截止，没有自由参数，并很容易适应恒星，棕矮星，和行星的有效温度低于2000开尔文的光谱合成计算。
2002-10-03 astro-ph
Correlated spectral variability in brown dwarfs
褐矮星大气的模型表明它们表现出复杂的物理行为。观测表明，它们确实是动态的，在数小时的时间尺度上显示出微小的光度变化。在这里，我报告的结果红外（0.95-1.64微米）分光光度监测四个领域的L和T矮星跨越时间尺度为0.1-5.5小时，目标是了解更多关于这种变化的物理性质。光谱分析的差异，同时观察到的参考源，以消除地球大气层的变化。检测到的变化幅度通常为2- 10%，取决于光源和波长。我分析了光谱指数之间相关变化的数据。这种方法比单频带或chisq分析更稳健，因为它不假设（通常不确定的）噪声电平的幅度（尽管显著性检验仍然假设噪声功率谱的形状）。四个目标中的三个显示出相关变异的显著证据。其中一些可能与特定的功能，包括铁，FeH，VO和KI，并有很好的证据，内在的变化，在水，也可能是甲烷。然而，其中一些变化涵盖了更广泛的光谱范围，这将是一致的尘埃不透明度的变化。潜在的共同原因是对流引起的局部温度或成分波动。通过观察高信噪比的叠加光谱，我们看到了许多以前确定的L和T矮星的光谱特征，如KI，NaI，FeH，水和甲烷。特别地，我们可能已经在L5矮SDSS 0539-0059中检测到1.3-1.4微米处的甲烷吸收。
2007-11-28 astro-ph
Methane Opacities in T Dwarf Atmospheres
我们目前的状态凤凰模型大气的光谱类型T的矮星，典型的老领域的棕矮星和低质量的棕矮星。这些结果是基于用STDS软件包理论计算的CH_4谱线不透明度的新预测，外推到从转动能级到J=40的跃迁。虽然个别线的位置和强度再现中等至公平的准确性，在该地区的红外甲烷带的累积带强度建模更好地感谢包括大量的微弱线在高温下相关。
2002-09-09 astro-ph
Hot Jupiter Variability in Eclipse Depth
潮汐锁定，缓慢旋转的热彗星的大气中的物理条件对应于动态循环制度与莱茵尺度和罗斯比变形半径的行星半径。因此，移动大气结构的大空间尺度可产生显著的光球变化。在这里，我们估计的水平，预计在连续的二次日食深度的热红外变化，根据热木星湍流“浅层”模型。在足够强的风的模型中，变化率在百分之几或更高的水平上，在斯皮策测量的范围内。因此，日食深度的变化是一个有价值的工具，以限制循环制度和全球风速在炎热的木星大气。
2007-05-03 astro-ph
A multiwavelength radial velocity search for planets around the brown dwarf LP 944-20
我们已经分别使用VLT/UVES和Keck/NIRSPEC摄谱仪在光学和近红外波段监测了附近的褐矮星LP 944-20的径向速度变化。UVES径向速度数据超过14个晚上，跨越841天的基线显示出显着的变化幅度为3.5公里秒$^{-1}$。UVES数据的周期图分析表明，可能的周期在2.5小时和3.7小时之间，这可能是由于褐矮星的旋转。然而，NIRSPEC的数据超过6个晚上显示的均方根色散只有0.36公里秒$^{-1}$，不遵循周期性的趋势。这些结果表明，与UVES看到的变化可能是由于旋转调制不均匀的表面特征。我们认为，未来使用径向速度在非常低质量的恒星和褐矮星周围进行行星搜索将更好地在近红外线中进行。
2006-05-10 astro-ph
Whims of an Accreting Young Brown Dwarf: Exploring Emission Line Variability of 2MASSW J1207334-393254
我们报告的第一个全面的研究，在吸积年轻的褐矮星发射线的变化。我们收集了2 MASSW J1207334-393254（M8）的14个高分辨率光谱，它可能是附近800万年前的TW Hydrae协会的成员。这些光谱显示了在经典金牛座T星中常见的各种发射线。特别是Halpha线在我们的数据集中显示了形状和强度的巨大变化，无论是在几周还是几小时的时间尺度上。在1月下旬的光谱中，这条线相对较弱，只有轻微的不对称。3月中下旬的光谱显示出强烈、广泛和不对称的Halpha发射，表明正在进行的盘吸积。我们估计，在这颗褐矮星中，吸积率在6周内可能会改变5-10倍。三月光谱还揭示了显着的“准周期性”的变化，在一个晚上的过程中，从明显的双峰几乎对称的。这些夜间轮廓的变化，大致与褐矮星的自转周期一致，可能是红移吸收特征进入和离开我们视线的结果;当轮廓是双峰时，我们可能会看到一个吸积柱，从内部磁盘边缘流向中心物体，表明吸积可能是沿着磁场线。我们的研究结果提供了强有力的支持磁层吸积的情况下，从而为大规模磁场的存在，在亚恒星制度（删节）。
2005-07-06 astro-ph
The physics of brown dwarfs
我们简要地概述了物理基础的机械和热性能的棕矮星，其特点是他们的内部和他们的大气。我们提到了褐矮星理论的最新进展，以及与实验和观测测试的联系。
1999-02-01 astro-ph
Mid-infrared imaging of brown dwarfs in binary systems
内容：棕矮星表现出复杂的大气特征，它们的性质敏感地依赖于有效温度、表面重力和金属丰度。在双星系统中，棕矮星的一些物理性质可以很好地从主星推断出来，因此可以更好地限制它们的大气。目的：利用窄带中红外测光技术，对双星系统中棕矮星的大气模型进行约束。方法：要求高的空间分辨率和灵敏度来分辨组分。因此，我们使用VLT上的VISIR在8.6、10.5和11.25微米的三个窄带滤光片中获得了四个带有棕矮星伴星的近距离双星系统的深中红外图像。结果：在8.6 μ m处检测到3颗褐矮星伴星（GJ 229 B、HD 130948 BC和HR 7329 B）。在10.5 μ m处也观察到HD 130948BC。最后，我们把其他窄带滤波器与零检测的通量上限。结论：我们的研究结果与以前的观察结果和对这些对象的模型预期基本一致。对于HD 130948BC，基于重复观察，我们得出光度变异性显著性水平为2.8 σ的结论。10.5微米左右的带通似乎特别适合变异性研究，我们推测，无论是在大气中的NH3分布的不均匀性，或硅酸盐吸收可能会导致其时间变异性。
2007-12-12 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
Rotation and variability of young very low mass objects
光变研究是研究恒星和棕矮星重要性质的重要工具。通过光度监测，我们能够获得关于旋转和磁活动的信息，预计这些信息在0.3太阳质量以下的质量范围内会发生变化，因为这些完全对流的物体不能容纳太阳型发电机。另一方面，光谱变异性信息可用于获得非常年轻的物体吸积过程的详细视图。在本文中，我们报告了我们的观测工作，以分析的变化和旋转演化的年轻棕矮星和极低质量的恒星。
2005-08-31 astro-ph
Hydrodynamical simulations of convection-related stellar micro-variability. I. Statistical relations for photometric and photocentric variability
局域箱流体动力学模型大气提供了空间依赖性的统计信息，以及恒星的出射辐射场的时间演化。在这里，我们认为晚型恒星大气的辐射输出的时间变化主要与对流（颗粒）表面流。我们推导出的关系，用于评估颗粒化引起的，磁盘集成，从而可观察到的恒星亮度和位置的光心从辐射强度从本地模型的波动。除了它们在流体动力学恒星大气中的应用，这些公式提供了一些更广泛的洞察所考虑的波动的性质。亮度波动的比例成反比的对流细胞（统计独立辐射表面元素）的数量的平方根存在于恒星表面和增加更明显的边缘变暗。恒星的光心位置的波动不依赖于细胞的数量，在很大程度上是不敏感的边缘暗化的程度。它们的大小只是典型晶胞的一小部分，在极端巨星的情况下，可能成为高精度天体测量的限制因素。时间亮度和位置波动在统计上是不相关的，但在幅度上密切相关。
2005-09-15 astro-ph
Sporadic Long-term Variability in Radio Activity from a Brown Dwarf
射电活动已经在大量的恒星物体中被观测到，包括在过去几年中，超冷矮星。为了探索超冷矮星长期无线电活动的程度，我们使用2006年9月从源2 MASS J 05233822 -1403022的超大型阵列中获得的9小时延长期的数据，加上2004年获得的数据。2006年9月进行的观测未能探测到8.46千兆赫的任何无线电活动。对早期数据的仔细检查显示，辐射源从2004年5月3日的零检测到2004年5月17日的$\approx$ 95 $μ$ Jy，到2004年6月18日的230 $μ$ Jy。2006年9月没有探测到，这表明在8.46 GHz处至少有10倍的通量变化。三次短的光度测定运行未显示任何光学可变性。除了观察到来自另一个超冷源的无线电通量的脉冲性质之外，目前的观测表明，超冷矮星可能不仅仅是脉冲，而且还可以在其静态无线电发射水平上显示长期的零星变化。缺乏光学光度变化表明，在最新的VLA观测时没有大规模的斑点，尽管小的非常高纬度的斑点与低倾角相结合可能会导致非常低的幅度旋转调制，这可能是无法测量的。我们在回旋同步辐射和电子回旋脉泽的背景下讨论了射电发射的这种巨大变化，支持后一种机制。
2007-07-04 astro-ph
Binaries among Ultra-cool Dwarfs and Brown Dwarfs
对褐矮星的观测为亚恒星天体的大气和内部结构理论提供了重要的反馈。此外，褐矮星双星系统提供了确定单个褐矮星质量的独特机会，这是基本的天体物理量之一。
2004-11-10 astro-ph
Cloud formation in substellar atmospheres
云似乎是一种日常体验。但是，我们知道褐矮星和太阳系外行星上的云是如何形成的吗？他们长什么样？我们能看看吗？它们是由什么组成的？云的形成是一个老式的，但仍然突出的问题，地球大气，它已经成为一个挑战，建模的褐矮星和外行星大气。云的形成对大气结构有很强的反馈作用，这不仅是由于云本身的不透明度，而且还由于气相的耗尽，可能留下一个动态的和仍然过饱和的大气。我总结了不同的方法来模拟云的形成在亚恒星大气和锻炼他们的差异。专注于云形成的相非平衡方法，我展示了我们从详细的微观物理模型中获得的内部，例如在褐矮星大气层云层内的材料成分和粒度分布。对棕矮星大气模拟中四种不同云方法的比较研究表明，观测数据的解释可能存在不确定性。
2008-09-26 astro-ph astro-ph.EP astro-ph.SR
Models of Planets and Brown Dwarfs in Mira Winds
我们提出了数值流体动力学模型的影响，行星或棕矮星的扩展大气和风形成区的米拉变量内的轨道。我们发现随时间变化的尾流动力学和情节吸积现象，这可能会引起可观察到的光学事件，并影响SiO脉泽发射。
2002-07-11 astro-ph
Dust clouds or magnetic spots? Exploring the atmospheres of L dwarfs with time-resolved spectrophotometry
我提出的一个程序的结果，以天文学监测L1.5矮星2 MASSW J1145572+231730，以确定在超冷矮星的光球变化的原因。可能的候选者是磁感应星斑和不均匀的光球尘埃云。基于Allard等人（2001）的大气模型和合成光谱，提出并讨论了这些现象在0.5-2.5 μ m波长范围内的预期特征。2 M1145的近红外光谱是在摄谱仪狭缝中同时观测到的附近的参考星。没有令人信服的变化超过54小时的时间间隔被发现在任何一个几个颜色指数的设计是最敏感的灰尘和斑点相关的变化。尽管如此，两个颜色指数的变化之间的显着相关性被发现。这是稍微更符合与灰尘有关的变化模型比冷点之一考虑。根据理论上预测的特征和颜色指数的中位误差（0.03-0.05星等），对可能的斑点和云的覆盖范围设定了上限。假设L型矮星是由1900 K的尘埃大气模拟的，相干的清晰云被限制在投影表面积的10-15%，200 K的较冷点被限制在20%的覆盖范围内。用这种方法不能排除许多小特征不相干变化的较大覆盖。较低的有效温度限制了相干的清晰云要小得多;较高的温度允许云和斑点都更大。这些上限与Bailer-Jones & Mundt（2001年）报告的I带中的两个独立变异性检测一致。
2002-06-05 astro-ph
The Lorentz force in atmospheres of CP stars: $θ$ Aurigae
一些动力学过程可能会在磁化学特殊（CP）星的大气中感应出相当大的电流。磁场与感应电流相互作用产生的洛伦兹力改变了大气结构，并引起了氢原子巴耳末谱线的特征旋转变化。为了研究这一现象，我们已经开始了系统的光谱调查的巴耳末线变化的磁性CP星。在本文中，我们继续介绍该计划的结果，重点是高分辨率光谱观测的A0 p星\aur（HD 40312）。我们已经发现了一个显着的变化H $α$，H $β$，和H $γ$光谱线在完整的旋转周期的恒星。这种变异性解释的框架模型大气分析，占洛伦兹力的影响。在轴对称偶极或偶极+四极磁场位形的假设下，考虑了向内和向外的洛伦兹力。我们证明，只有在偶极+四极配置的外向洛伦兹力的模型是能够再现所观察到的氢线的变化。这些结果为早型磁星大气中存在非零全局电流提供了新的有力证据。
2006-12-12 astro-ph
Variable accretion and outflow in young brown dwarfs
我们报告的第一个专门监测运动的光谱变化在年轻的褐矮星。在2005年1月至3月的11个夜晚，麦哲伦6.5米望远镜获得了附近恒星形成区6个目标的高分辨率光谱。我们发现显着的变化，在阿尔法和其他一些发射线相关的吸积和外流过程的各种时间尺度，从几个小时到几个星期到几年。最显著的变化见于2 M1207、2 M1101和ChaI-ISO 217。我们观察到可能的吸积率变化约一个数量级，在这些对象中的两个，在几周（2 M1207）或几小时（2 M1101）的时间尺度。在2 M1101中看到的吸积“爆发”可能是由于“团块”流动。我们还看到至少三个物体的流出率发生变化的迹象。在一种情况下（ISO 217），外流和吸积变化之间似乎有一个约1小时的时间滞后，这与风起源于内盘边缘的情况一致。我们的变异性研究支持了褐矮星LS-RCrA 1的接近边缘倾斜。事实上，在我们的样本中的所有目标吸积和/或流出指标的变化表明，年轻的褐矮星性能的研究应该是基于大样本或时间序列。作为一个例子，我们证明了最近发现的吸积率与质量关系的大分散主要可以用变异性来解释。观测到的轮廓变化意味着不对称的吸积流在棕矮星，这反过来又是大尺度磁场的证据。我们发现吸积的亚恒星天体可能具有~kG强度的磁场。
2005-10-20 astro-ph
Spatial and Temporal Variability of the Gamma Radiation from Earth's Atmosphere during a Solar Cycle
太阳极大期任务卫星的伽马射线分光仪在1980-1989年期间的大部分时间里观测了地球大气层。它的28度轨道确保了一系列地磁纬度（地磁截止刚度）的采样。我们测量了1.6 MeV、2.3 MeV和4.4 MeV的γ射线谱线随时间和刚度的变化，这些谱线是银河宇宙辐射穿透截止线和大气中产生的次级中子的诊断。我们发现，伽马射线线强度与太阳活动和截止刚度成反比，正如预期的那样。谱线比（1.6 MeV + 2.3 MeV）/4.4 MeV在所有时间和刚度下都非常恒定（接近0.39）;前两条谱线是由5-10 MeV次级中子引起14 N的激发和去激发产生的，而后者是由能量更高（>20 MeV）的中子引起的。我们推断次级中子能谱的形状在任何地方和任何时候几乎都是恒定的。我们还测量了0.511 MeV电子正电子湮没线的强度。这条谱线也随太阳活动周期和截止刚度而变化，但它从低刚度到高刚度的衰减没有核谱线那么明显。这是由正电子产生和产生次级中子的强子过程的截面的能量依赖性引起的。
2003-08-21 astro-ph physics.geo-ph physics.space-ph
