The Asymmetric Thermal Emission of Protoplanetary Disk Surrounding HD 142527 Seen by Subaru/COMICS
赫比格Ae星HD 142527的中红外（MIR）图像是用Subaru/COMICS在18.8和24.5微米处获得的。在两幅图像中，在r=0.85”处识别出明亮的扩展弧形发射（外盘）以及强中心源（内盘）和r=0.6”附近的间隙。在MIR中，东侧的热辐射比西侧的热辐射亮得多。我们估计尘埃的大小为几微米，从观察到的颜色扩展发射和距离恒星。尘埃温度T和MIR发射尘埃的光学深度τ也是从这两幅图像中得出的，东侧为T=82+/-1K，τ =0.052+/-0.001，西侧为T=85+/-3K，τ =0.018+/-0.001。观察到的亮度不对称性可归因于发射和平号红外线的尘埃的光学深度的差异。为了解释目前的观测结果，我们提出了一个倾斜盘模型，其中外盘沿东西方向倾斜，东侧位于远侧，东侧外盘的内缘直接暴露于我们。所提出的模型可以成功地解释MIR观测以及散射光的近红外（NIR）图像，其中在相反的意义上看到不对称性，并且前向散射光（近侧-西侧）更亮。
2007-01-29 astro-ph
Simulation of the Continuous Spectrum of Substars with Protoplanetary Discs
计算了周围有原行星盘的子星的连续光谱。结果表明，原行星盘的平均温度下降到3 K，在500万年期间的质量为0.01 M_{Sun}的子星和在160万年期间的质量为0.08 M_{Sun}的子星。根据100万年时的子星质量，原行星盘的最大通量估计为：4.6 kJy（0.01 M_{Sun}）和3.4 MJy（0.08 M_{Sun}）。在达到宇宙微波背景温度之前，原行星盘辐射的最大值在以下范围内变化：从0.07毫米到0.58毫米（对于质量为0.01 M_{Sun}的子星）和从0.02毫米到0.29毫米（对于质量为0.08 M_{Sun}的子星）。
2007-12-10 astro-ph
Resolving the bow-shock nebula around the old pulsar PSR B1929+10 with multi-epoch Chandra observations
利用Chandra X射线天文台的亚角秒角分辨率，对附近的老脉冲星PSR B 1929 +10及其周围的星际介质进行了研究。钱德拉数据被发现是完全一致的结果从深XMM-牛顿观测脉冲星而言。我们确认了脉冲星X射线辐射的非热辐射性质。除了在ROSAT和XMM-牛顿X射线天文台之前的观测中已经看到的X射线轨迹之外，我们还发现了一个围绕脉冲星的弧形星云。我们解释的功能作为一个弓激波星云，并讨论其能量的背景下，标准激波理论。
2008-05-29 astro-ph
The tidal interaction between planets and the protoplanetary disk
现在发现了大约20颗太阳系外行星，它们围绕太阳系恒星运行，性质与我们太阳系中的恒星截然不同，这引发了许多关于行星形成和演化的问题。行星和周围圆盘之间的潮汐相互作用决定了行星的轨道特性和质量。我们对嵌入原行星盘中的行星进行了数值计算，发现对于典型的粘性值，行星可以很容易地增长到10个木星质量。介绍了行星质量演化和迁移的新结果。
1999-09-23 astro-ph
Resolving the inner dust disks surrounding LkCa 15 and MWC 480 at mm wavelengths
我们进行了亚弧秒高灵敏度干涉观测的热尘埃排放在1.4毫米和2.8毫米的磁盘周围LkCa 15和MWC 480，与新的750米基线的IRAM PdBI阵列。这在金牛座距离处提供了约60 AU的线性分辨率。我们报告存在一个空腔的半径约50 AU的内盘LkCa 15。而LkCa 15的发射是光学薄的，MWC 480的光学厚的核心被解析为1.4 mm，半径约为35 AU，限制了尘埃温度。在MWC 480中，灰尘排放来自比CO排放更冷的层，最有可能是圆盘中平面。这些观测结果提供了LkCa 15周围存在内腔的直接证据。这样的空洞很可能是由一颗低质量的伴星或距离恒星约30天文单位的大行星所造成的潮汐扰动造成的。这些结果表明，行星系统的形成已经在LkCa 15中发挥作用。他们还指出，经典的稳态粘性盘模型是一个过于简单的描述内50 AU的“原行星”盘，和磁盘的演变耦合到行星形成过程。MWC 480的结果表明，一个适当的估计尘埃的温度和光学厚芯的大小是必不可少的，以确定尘埃发射率指数。
2006-12-11 astro-ph
Protoplanetary Disk Turbulence Driven by the Streaming Instability: Linear Evolution and Numerical Methods
我们提出了本地模拟，验证线性流不稳定性，所产生的固体和气体之间的气动耦合在原行星盘。这种鲁棒的不稳定性产生颗粒密度的增强，以便利用由盘的径向压力梯度产生的固体和气体之间的相对漂移的自由能。我们证实了Youdin和Goodman（2005）使用网格流体力学模拟气体以及固体的颗粒和网格表示法发现的分析增长率。由于解析推导近似粒子作为流体，这项工作证实了流动的不稳定性时，固体被视为颗粒。理想化的物理条件--轴对称、均匀的颗粒尺寸以及忽略垂直分层和碰撞--为原行星盘中耦合的颗粒-气体动力学的任何数值算法提供了严格的、定义明确的测试。我们描述了一个数值粒子网格实施的阻力，这是至关重要的解决耦合振荡。最后，我们评论的能量和角动量的平衡，在两个组件的摩擦耦合盘。一个配套文件详细介绍了非线性演化的流不稳定性饱和湍流与密集的颗粒团块。
2007-02-23 astro-ph
Resolving the radio nebula around beta Lyrae
在本文中，我们提出了高空间分辨率的射电图像的令人费解的二进制系统β天琴座获得MERLIN在5 GHz。我们发现一个星云围绕着双星，亮度温度为11000+-700K，直径约40 AU。这明确地证实了射电辐射的热起源，这与B6- 8 II组分的风辐射一致（每年损失10^-7兆太阳的质量），被较热的伴星辐射场电离。这个包围着双星的星云，证明了β层是以一种非保守的方式进化的。e.并不是初级线圈损失的所有质量都被次级线圈吸收，目前的测量表明，自从罗氏波瓣溢出阶段开始以来，系统损失了几乎0.015兆太阳能。此外，该星云与最近的光学测量推断的喷流状结构对齐，表明它们之间可能存在联系。
2000-05-23 astro-ph
Stellar Collisions and Pulsar Planets
我描述了恒星合并和碰撞的残余周围的行星系统的形成模型。我主要集中在模型的粘性演化盘适合形成的行星周围的脉冲星B1257+12。我表明，传统的原行星盘调用静态或“死”区的适应模型是相当成功的，在生产磁盘适合形成的脉冲星行星。我还简要地描述了一些更奇特的可能性，可能会出现从紧凑的对象合并。
2000-08-16 astro-ph
A deeply embedded young protoplanetary disk around L1489 IRS observed by the submillimeter array
星周盘预计在导致年轻恒星形成的过程早期形成，在致密分子云核心坍塌期间。目前还不清楚盘是在坍缩的哪个阶段形成的，或者它随后如何演变。我们的目标是确定是否嵌入开普勒原行星盘驻留在L1489 IRS系统。考虑到仍然存在的包层物质的数量，这样的盘将代表一个非常年轻的原行星盘的例子。使用亚毫米阵列（SMA），我们观察到HCO $^+$ $J=$ 3- 2线，分辨率约为1 $''$。在这个分辨率下，如果存在的话，半径为几百天文单位的原行星盘应该是可以探测到的。辐射转移工具用于模拟来自连续和线数据的发射。我们发现，这些数据是一致的坍缩信封和开普勒星周盘的理论模型。再现SED和干涉连续观测的模型表明，磁盘倾斜40 $^\circ$，这是显着不同的周围的信封（74 $^\circ$）。这种角动量轴的错位可能是由母云中的角动量梯度引起的，或者L1489 IRS是一个双星系统而不仅仅是一颗恒星。在后一种情况下，未来的观测在亚弧秒尺度上寻找变化可能能够直接限制这些动态变化。然而，如果恒星是从湍流核心形成的，吸积的物质将不会有一个恒定的角动量轴（尽管平均值是很好定义和守恒的），在这种情况下，它更有可能有一个不对准的角动量轴的磁盘和信封。
2007-09-20 astro-ph
Chemistry in disks I - Deep search for N$_2$H$^+$ in the protoplanetary disks around LkCa 15, MWC 480, and DM Tau
目的：为了限制原行星盘的电离分数，我们提出了新的高灵敏度的干涉观测N $_2$ H $^+$在三个磁盘周围的DM Tau，LkCa 15，和MWC 480。研究方法：我们使用IRAM PdBI阵列来观察N $_2$ H $^+$ J=1-0线，并应用$χ^2$最小化技术来估计相应的列密度。这些值进行了比较，连同HCO $^+$柱密度，一个稳定状态的磁盘模型与垂直温度梯度耦合到气体颗粒化学的结果。结果：我们报告了两个\ndhp检测LkCa 15和DM Tau在$5 σ$水平和上限MWC 480。从LkCa 15的数据得出的柱密度比以前报道的低得多。[N $_2$ H $^+$ /HCO $^+$ ]的比例为0.02- 0.03的数量级。到目前为止，HCO $^+$仍然是圆盘中最丰富的分子离子。结论：所有的观测值一般都同意在几百万年的进化阶段（在不确定性范围内）的磁盘的建模列密度，但分子的径向分布是不能很好地再现。低推断浓度的N $_2$ H $^+$在三个磁盘周围的低质量和中等质量的年轻恒星意味着，这种离子是不是一个敏感的示踪剂的整体磁盘电离分数。
2006-12-19 astro-ph
Formation of Cosmic Dust Bunnies
行星的形成是一个有效的过程，现在被认为发生在相对较短的天文时间尺度上。最近的观测表明，随着原行星盘的演化，原恒星周围的尘埃在较长的波长下更有效地发射，这表明尘埃颗粒被包裹成蓬松的聚集体，“就像尘埃兔子在床下形成一样。“在这个凝聚过程中，一个鲜为人知的问题是微米大小的带电颗粒形成分形聚集体结构的方式，现在被认为是原行星盘演化的先驱。本研究探讨了这种分形聚集体的特点形成的球形单体和聚集体的电荷分布在聚集体结构的碰撞。聚集体由于碰撞和偶极-偶极静电相互作用而自由旋转。比较不同的前体尺寸分布和带电，oppositelycharged，和中性颗粒。
2007-01-12 astro-ph
Halting Type I planet migration in non-isothermal disks
目的：研究适当的能量平衡对低质量行星与原行星盘相互作用的影响。方法：我们使用三维版本的RODEO方法进行流体动力学模拟，包括能量方程。通量限制扩散方法中包括辐射。结果如下：扭矩的符号敏感地取决于圆盘辐射行星周围产生的能量的能力。在高不透明度的情况下，对应于原行星盘的致密内部区域，迁移是定向的\emph{outward}，而不是在局部等温盘中发现的通常的向内迁移。对于低的不透明度值，我们恢复向内迁移，我们表明，扭矩起源于共轨区域负责迁移方向的变化。
2006-09-27 astro-ph
Planet Formation in Binary Stars: The case of Gamma Cephei
已经发现了超过30个行星系统存在于双星系统中。对于小的分离，次级恒星的引力摄动对行星形成过程有很强的影响。它截断了原行星盘，可能缩短了它的寿命，并搅动了嵌入其中的星子。由于它的小半长轴（18.5天文单位）和大偏心率（e=0.35），二进制$γ$仙王座是一个特别具有挑战性的例子。在目前的研究中，我们模拟的轨道演化和增长的嵌入式原行星核心约30个地球质量的推定原行星盘周围的主要恒星在$γ$ Cep系统。我们假设共面的磁盘，二进制和行星，并进行二维流体动力学模拟嵌入核心的原行星盘。偏心的第二颗恒星的存在周期性地扰动盘，并在近点产生强大的螺旋臂，向盘中心传播。圆盘也变得稍微偏心（e_d = 0.1-0.15），在惯性系中表现出缓慢的逆行进动。对于所有的初始分离（2.5至3.5 AU），我们发现向内迁移的核心。对于初始半长轴（a_p \gsim 2.7），我们发现一个强大的增加，尽管存在向内迁移的行星偏心率。只有最初远离盘外缘的核心有一个有界的轨道偏心率，它会收敛，大约是在$γ$ Cep系统中观察到的行星的值。我们已经证明，在原行星核心可以在2.5 AU左右形成的条件下，有可能演化和生长这样的核心，形成一颗最终结果与观察到的结果相似的行星。
2008-05-09 astro-ph
The Effects of UV Continuum and Lyman alpha Radiation on the Chemical Equilibrium of T Tauri Disks
我们在这封信中表明，光谱的详细信息FUV辐射场有很大的影响化学的原行星盘周围的金牛T星。我们表明，一个现实的恒星FUV场的强度显着低于通常假设的化学计算和辐射场是由强线发射，最显着的莱曼α辐射为主。强烈的莱曼α辐射对原行星盘化学平衡的影响以前没有被认识到。我们讨论的背景下，包括直接衰减和散射的辐射转移模型，这种辐射对分子观测的影响。特别是，莱曼α辐射将直接离解水蒸气，并可能有助于所观察到的增强CN/HCN的磁盘。
2003-05-29 astro-ph
Resolving the compact HII regions in N160A with HST
利用哈勃太空望远镜的高分辨率成像，我们研究了大麦云云HII区域N160 A，并揭示了这个复杂的大质量恒星形成地点的几个显著特征。两个紧凑的高激发HII斑点（HEBs）A1和A2的第一次解决和他们的恒星内容和形态的揭示。A1是一个更高的激发，由一颗大质量恒星提供动力，其强风产生了周围的气泡。A2拥有几颗令人兴奋的恒星，它们被大量的尘埃包裹着。整个N160 A星云是由三个星团提供能量的，我们获得了它们的测光结果，并研究了它们的色星等图。HII区特别多尘，在可见光区消光值达到A_v~2.5等，它与分子云之间被一个突出的电离锋隔开。以前检测到的红外年轻恒星对象也准确地定位相对于HII区域。
2001-10-29 astro-ph
Resolving the B[e] star Hen 3-1191 at 10 microns with VLTI/MIDI
我们报告的空间分辨，光谱分散的N-波段观测的B[e]星Hen 3-1191与甚大望远镜干涉仪的ECONOMIC仪器。该对象是解决与40米的基线，并有一个等效的均匀盘直径范围从24质量在8微米到36质量在13微米。光谱和视标度显示出一个曲率，这可能是由弱硅酸盐特征引起的，其中物体看起来比连续谱大约15%，但这可能是由于物体在带内的几何形状变化造成的。然后，我们对Hen的3-1191光谱能量分布（0.4 -60微米）和N波段光谱进行建模。由于对象的未知性质，我们使用各种各样的模型与IR过剩的对象。我们发现的意见是一致的光盘具有异常高的质量吸积和一个大的中央间隙几乎没有物质，排泄盘，和二进制的两个红外光源。我们无法找到与数据一致的拱星壳模型。最后，我们回顾了关于这颗恒星物理性质的各种假说，得出了它既不是Be超巨星也不是共生星的结论。然而，我们无法区分一个年轻的恒星天体具有异常强烈的类似猎户座FU的质量吸积爆发（每年4到250 x 10^-4太阳质量）和一个赤道质量排泄率（每年>~ 4 x 10^-5太阳质量）的原行星状星云。在这两种情况下，考虑到额外存在的包络或风将导致较低的质量流。
2007-03-28 astro-ph
The Structure and the Distance of Collinder 121 from Hipparcos and Photometry: Resolving the Discrepancy
我们提出进一步的论点，依巴谷星表中的一些星团和协会的依巴谷星表应谨慎使用在银河系结构的研究。已经表明，包括昴星团，后发座和NGC 6231的依巴谷和地面的视差之间的差异可以解决重新计算依巴谷天体测量的解决方案与改进的算法，减少相关误差的姿态参数。在这里，我们提出了新的aplaxes与此算法获得的另一组恒星的数据不一致-银河系集群Cr 121。最初的依巴谷星群使de Zeeuw等人得出结论，Cr 121和周围的OB星组成了一个相对紧凑和连贯的移动群，距离为550 - 600 pc。我们校正的星表揭示了该区域年轻恒星群体的不同空间分布。星系团Cr 121和扩展的OB星协都远得多（750 - 1000秒差距），后者的深度可能超过1千秒差距。因此，不仅是重新计算的弛豫与测光uv-by-beta弛豫完全一致，但他们揭示的领域的结构是不再与测光方法发现的不一致。
2007-08-24 astro-ph
The TEXES Survey For H2 Emission From Protoplanetary Disks
我们报告的纯旋转分子氢发射的年轻恒星的天体盘的拱星环境中使用的德克萨斯州Echelon交叉Echelle光谱仪（TEXES）的NASA红外望远镜设施和双子座北天文台的搜索结果。我们在S（1），S（2）和S（4）跃迁中寻找中红外H2发射。Keck/NIRSPEC对H2S（9）跃迁的观测结果也包括在某些源中，作为对气体温度的额外约束。我们从观察到的29个源中的6个源检测到H2发射：AB Aur，DoAr 21，Elias 29，GSS 30 IRS 1，GV Tau N和HL Tau。在六个探测到辐射的目标中，有四个是I类源，它们显示出除了拱星盘外，还有一个包层中周围物质的证据。在这些情况下，我们表明，吸积激波加热是一个合理的激发机制。探测到的发射线很窄（约10 km/s），以恒星速度为中心，在0.4角秒的尺度下空间无法分辨，这与来自距离恒星半径10-50 AU的圆盘的起源一致。在我们探测到多条发射谱线的情况下，我们从~1 M地球的气体中得出> 500 K的温度。我们对未检测的上限是T > 500 K的H2气体量的上限，小于几个地球质量。这种温暖的气体温度明显高于这些半径处的平衡尘埃温度，这表明气体与我们正在研究的区域中的尘埃脱钩，并且诸如UV，X射线和吸积加热等过程可能很重要。
2008-08-07 astro-ph
Resolving the Steep Spectrum Emission in the Central Radio Source in ZwCl 0735.7+7421
ZwCl 0735.7+7421是一个具有高X射线光度和冷却核心的星系团，它的中心存在一个非常陡的频谱射电源。在这封信中，我们提出了在1425和325兆赫的无线电源的VLA观测。在1425和325 MHz的分辨率都低于21“（75 kpc）的情况下，我们显示了中心源的形态，并发现它很可能是一个大的（400 kpc）射电星系，而不是弥散的星系团发射。我们估计核心的陡峭光谱指数为$α_{325}^{1400} = -1.54$（尽管它可能被波瓣发射污染），而外波瓣是非常陡峭的物体，两者都具有$α_{325}^{1400} < -3.1$。我们还发现了重新启动的核心活动的证据，在形式上的一组内叶取向在一个有点不同的角度从外叶。将频率范围向下扩展到74 MHz的频谱分析似乎显示出在非常低的频率下的翻转。麦克纳马拉等人的最小能量射电压力与射电空腔周围平均热压力的比较。（2005）表明射电瓣似乎与热气体大致处于压力平衡。
2005-01-26 astro-ph
Resolving the compact dusty discs around binary post-AGB stars using N-band interferometry
我们提出了第一个中红外长基线干涉观测的星周物质周围的二进制后AGB星。在科学演示时间期间，使用VLTI/VLBI仪器观测了两个物体，SX Cen和HD 52961。这两个对象是已知的二进制文件，提出了一个稳定的circumbinary光盘解释SED的特点。我们的N波段光谱证实了这一点，显示两个物体的结晶度分数都超过50%，这表明粉尘处理可以发生在稳定的环境中。令人惊讶的是，围绕SX Cen的尘埃在干涉测量观测中没有得到解决，尘埃发射直径的上限为11 mas（或在该物体的距离为18 AU）。这证实了它的星周环境非常紧凑的性质。HD 52961周围的尘埃排放来自一个非常小但可分辨的区域，估计在8微米处约为35质量，在13微米处约为55质量。这些结果证实了两颗恒星SED的圆盘解释。在HD 52961中，尘埃的化学成分并不均匀：结晶度明显集中在较热的内部区域。这是否是光盘形成过程的结果，还是由于在光盘中长时间储存期间的退火所致尚不清楚。
2006-01-09 astro-ph
Resolving the Formation of Protogalaxies. III. Feedback from the First Stars
越来越多的数值模拟表明，第一批恒星形成于质量约为10^6太阳质量的暗物质晕中。来自这些恒星的辐射反馈将大部分气体从其周围暗物质晕的浅势阱中排出。我们使用宇宙学自适应网格细化模拟，包括自洽的人口III恒星形成和反馈，以检查组装早期矮星系的属性。精确的辐射传输模型与自适应射线追踪。我们包括超新星爆炸，并遵循星系际介质的金属富集。计算的重点是几个矮星系及其祖先的形成。在这些晕中，10^8太阳质量晕中的重子分数在恒星反馈的情况下减少2倍，在超新星爆炸的情况下减少3倍。我们发现，辐射反馈和超新星爆炸增加气体自旋参数高达4倍，并随时间变化。恒星反馈、超新星爆炸和H_2冷却产生了一种复杂的多相星际介质，其密度和温度在给定半径上可以跨越6个数量级。只有星族III星的对不稳定超新星使晕富集，维里温度为10^4 K，太阳金属丰度约为10^{-3}。我们发现，40%的重元素驻留在星系际介质（IGM）在我们的计算结束。最高金属丰度的气体存在于超新星遗迹和IGM的非常稀薄的区域。
2008-06-12 astro-ph
Encounter-Triggered Disc Mass Loss in the ONC
结合两种不同类型的数值模拟，研究猎户座星云团（ONC）中的遭遇对原行星盘破坏的相关性。首先，星团模拟进行建模的恒星动力学的ONC，其结果被用来调查的频率的遭遇，质量比和分离的恒星参与，和偏心率的遭遇轨道。结果表明，在ONC的核心，即所谓的梯形星团中，可能影响恒星周围圆盘的相互作用比以前假设的更频繁。第二，进行参数研究的星盘遭遇，以确定在遭遇盘的质量损失的上限。对于$\sim$ 1- 200万年（ONC的可能年龄）的模拟时间，结果表明，引力相互作用可能占一个显着的磁盘质量损失在密集的集群。圆盘的破坏主要是与大质量恒星的碰撞，特别是在梯形星团中，由于恒星碰撞而破坏的圆盘比例可以达到10- 15%。这些估计与Lada等人（2000年）的观测结果一致，他们确定恒星盘的比例为80- 85%。因此，它表明，在ONC -一个典型的恒星形成区域-恒星的遭遇有显着的影响原行星盘的质量，从而影响行星系统的形成。
2006-01-09 astro-ph
Results from a VLT-ISAAC survey of ices and gas around young stellar objects
一般结果从3-5微米光谱调查附近的低质量的年轻恒星物体。用安装在帕拉纳天文台UT 1-Antu上的ISAAC光谱仪获得了50颗低质量嵌入年轻星的L和M波段光谱。对于第一次，一个一致的普查的CO，H2O冰和未成年人冰种CH 3OH和OCN-和温暖的CO气体周围的年轻恒星，使用大量的统计数据和分辨率高达R=10000。研究了星周CO冰的分子结构、气态CO在原行星盘中的耗尽、星周盘内部以及星周盘的出流和入流中的热气存在。此外，散射效应的光谱的解释的重要性已得到解决。
2002-11-28 astro-ph
Tidal Barrier and the Asymptotic Mass of Proto Gas-Giant Planets
通过径向速度测量发现的太阳系外行星的质量从几个地球到几个木星质量不等。虽然在弱线T-Tauri盘中的原行星核心上的质量吸积可能最终会被全球气体耗尽所熄灭，但这种机制不太可能阻止一些已知行星系统的生长，这些行星系统包含相对低质量和接近的行星以及更大质量和更长周期的同伴。在这里，我们为这个难题提出了一个潜在的解决方案。一般来说，原行星周围气体的超音速撞击只可能发生在其邦迪半径和洛希半径的内部。在临界质量下，原行星的邦迪半径和洛希半径等于盘的厚度。在这个质量以上，原行星的潮汐扰动导致了一个间隙的形成。尽管盘上的气体可能会继续扩散到间隙中，但穿过原行星洛希瓣的方位角通量会被淬灭。使用两种不同的方案，我们提出的数值模拟和分析的结果表明，吸积率迅速增加的比率的原行星的罗氏邦迪半径或相当于磁盘的厚度。在低几何长宽比的区域，气体吸积被相对较低的原行星质量淬灭。这种效应对于确定气体巨行星的质量函数、它们在太阳型恒星周围的多行星系统中的质量分布，以及抑制低质量恒星周围气体巨行星的出现都很重要。
2007-01-09 astro-ph
