Keck Spectra of Pleiades Brown Dwarf Candidates and a Precise Determination of the Lithium Depletion Edge in the Pleiades
我们用凯克II望远镜和LRIS摄谱仪获得了11个候选的昂星团疏散星团褐矮星成员的中分辨光谱。我们的主要目标是确定“锂耗尽边缘”在昴星团的位置，从而得出该星团的精确年龄。我们的11个程序对象中，除了一个外，所有对象都具有适合于昴星团成员的径向速度，具有中等强度的H α发射，并且具有光谱类型M6至M8.5，正如其（R-I）颜色所预期的那样。我们已经构建了一个颜色星等图的暗端的昴宿星的主要序列，包括只有恒星的高S/N光谱的锂6708埃的吸收线区域已获得。这些数据使我们能够准确地确定在I（c 0）= 17.80，R-I（c 0）= 2.20，光谱类型= M6.5的昴星团单星锂耗尽边缘。通过参考理论进化模型，这相当直接地转换为昴宿星的年龄为1.25亿年。这比通常引用的年龄要大得多，但与最近的一些其他估计相符。
1998-04-01 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
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
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
Confirmation of Errors in Hipparcos Parallaxes from HST/FGS Astrometry of the Pleiades
我们目前的绝对三角视差和相对自行的三个成员的昴星团，获得与HST的精细指导传感器1 r，白光干涉仪。我们从R \approx 2，000光谱、VJHK测光和约化自行中估计了组成天体测量参考系的恒星的光谱类型和光度类。从这些，我们得到的估计，绝对松弛，并将它们引入到我们的模型作为误差的观察。我们约束三个集群成员具有小于6.4 pc的1 sigma距离分散，并发现平均pi_{abs} =7.43+-0.17+-0.20毫秒弧，其中第二个误差是系统性的，由于集群内的成员位置。这个视差对应于134.6 ± 3.1秒差距的距离，或者说这三颗昴宿星的距离模数为（m-M）=5.65 ± 0.05，假设它们位于中心位置。这个结果与其他三个独立测定的昴星团距离一致。假设星团深度的系统误差可以因为星团内这么多成员的随机分布而显著减小，这四个独立的测量值得出最佳估计的昴星团距离为pi_{abs} =7.49+-0.07弧毫秒，对应的距离为133.5+-1.2秒差距或距离模数（m-M）=5.63+-0.02。这解决了主序拟合与依巴谷距离模量之间的争议，有利于主序拟合。
2004-12-03 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
Spectroscopy of New Substellar Candidates in the Pleiades: Towards a Spectral Sequence for Young Brown Dwarfs
我们提出了8个微弱的（I $>$ 18）非常红的（R--I $>$ 2.2）天体的光学和近红外光谱（600- 1000 nm），这些天体是在对昴星团的深CCD观测中发现的（Zapatero-Osorio等，1996）。我们比较它们与可靠的集群成员，如PP 115和泰德1，并与几个领域非常晚型矮星（M4-M9.5），这是观察到类似的仪器配置。使用pseudocontinuum比，我们分类的光谱序列中定义的参考已知的光谱类型的场星的新的亚恒星候选人。我们还重新分类PP 115和泰德1在一个自洽的方式。新候选成员的可能性进行评估，通过研究他们的光球功能，Ha排放，径向速度，和一致性的光谱类型和I的星等与已知的集群成员。新的亚恒星候选者中有四个是晚于或晚于PPl~15（M6.5），但只有一个，卡拉尔3（M8），显然符合我们所有的成员标准。它确实是一个与褐矮星泰德1非常相似的天体。Calar 3和Teide 1可以让我们比较昂宿星棕矮星和古老的冷矮星的光谱特征。整体光谱性质相似，但在NaI双重带（818.3 nm，819.5 nm），VO分子带（740 nm）和一些光谱比上有细微的差异，这可能与年轻的昂宿星团棕矮星比场星表面重力低有关。最后，我们提出了一种改进未来的CCD为基础的褐矮星调查，通过使用窄带近红外伪连续滤光片。
1996-04-15 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
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
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
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
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
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
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
Why are the K dwarfs in the Pleiades so Blue?
当用V星等作为光度指数，B-V作为颜色指数绘制在色-星等图上时，昂星团中的K矮星比主序星等时线低了近一半星等。这种特殊性已经知道了四十年，但一直没有解释，大多数人都被忽视了。当与Praesepe成员比较时，在使用B-V作为颜色指数的颜色星等图中，昴星团K矮星再次是亚发光（或蓝色）的。然而，用V-I作为色指数，两个星团中的恒星都与MV ~ 10重合;用V-K作为色指数，昴星团晚K星和M星都落在Praesepe成员定义的主序星轨迹之上。我们相信，与较老的星团相比，昴星团K矮星的异常光谱能量分布是恒星快速旋转的结果，可能主要是由于斑点。如果是这样，则冷部件所需的面积填充因子必须非常大（=> 50%）。弱线的金牛座T型星有类似的颜色异常，我们怀疑这是所有非常年轻的K型矮星（sp. type > K3）的共同特征。特殊的光谱能量分布需要考虑在推导出准确的主序前等时线拟合年龄的星团，如昴星团，因为推导出的年龄将取决于所使用的温度指数。
2003-06-05 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
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
The distance to the Pleiades from orbital solution of the double-lined eclipsing binary HD 23642
结合精确的B、V光电测光和视向速度，我们已经能够导出新发现的昴星团疏散星团食双星HD 23642的可靠轨道解和精确的物理参数。到双星的距离是132 +/-2 pc，因此到星团的距离是132 +/- 2 pc。这与经典的主序拟合方法（m-M = 5.60或132 pc）、移动星系团技术和Atlas天体测量轨道所得到的距离模数是一致的。这是第一次通过双线食双星的轨道解导出到昴星团成员的距离，它旨在为正在进行的关于依巴谷到星团的不和谐距离的讨论做出贡献。
2004-03-18 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
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
The Distribution of Stellar Mass in the Pleiades
作为理解疏散星团起源的努力的一部分，我们对目前观测到的昴星团进行了统计分析。从星表的光度开始，我们采用极大似然技术来确定其成员的质量分布，包括单星和双星系统的两个组成部分。我们发现，未解决的对的整体二进制分数为68%。外推到包括解决系统，这一比例攀升到约76%，显着高于公认的场星结果。这两个数字对星团年龄都很敏感，我们使用了目前最受欢迎的1.25亿年的值。在双星系统中，一次和二次质量是相关的，在这个意义上，它们的比值比随机配对的假设更接近于1。我们绘制出集群的投影和三维质量和数量密度的空间变化。最后，我们重新讨论昂宿星的质量分离问题。我们发现明确的证据隔离，并介绍了一种新的方法来量化它。
2008-01-08 astro-ph
XMM-Newton survey of the low-metallicity open cluster NGC 2516
我们提出了NGC 2516的XMM-牛顿EPIC巡天的第一个结果，NGC 2516是一个南部的低金属丰度疏散星团，年龄接近于昴星团。在0.1- 4.0 keV带通范围内，获得的极限灵敏度约为2.4 × 10^-15 erg sec^-1} cm^-2。这是通过将MOS和PN相机的两个不同观测的数据相加，总曝光时间约为33 ks，并通过使用Osservatorio Astronomico di Palermo（OAPA）开发的小波检测算法分析相加的数据集来实现的，该算法已经产生了200多个X射线探测。如果只使用来自一次曝光或一台照相机的数据，我们的极限灵敏度将降低2- 4倍，X射线检测将减少25- 40%。到目前为止，129个检测有一个或多个的光度选择集群成员在调查的区域，为147个可能检测到的成员，在112个案件的唯一标识。我们推导出不同光谱类型的NGC 2516成员的X射线光度函数（XLF），并将它们与金属含量更丰富、大约同时代的昂宿星团的X射线光度函数进行比较，发现NGC 2516光度选择的dG和dK恒星比昂宿星团的亮度要低。NGC 2516和昂宿星团dM星的XLF是无法区分的。我们比较XMM-牛顿的结果与最近获得的钱德拉。
2000-11-07 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
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
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
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
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
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
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
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
Membership, metallicity and lithium abundances for solar-type stars in NGC 6633
我们对NGC 6633（一个与毕宿星团年龄相似的疏散星团）中的F、G和K型候选星进行了光谱观测。我们确定了10个新的星系团成员，包括一个短周期双星系统。结合Jeffries（1997）的调查，我们总共确定了30个太阳型成员。我们用F星和早期G星的光谱估算出NGC 6633的[Fe/H]=-0.096+/-0.081，更精确地说，NGC 6633的铁比昂星团少（0.074+/-0.041）dex，比毕星团少（0.206+/-0.040）dex。NGC 6633成员的锂丰度已被估计，并与其他星团中一贯确定的锂丰度进行了比较。NGC 6633中的几颗中F星在大约相同的有效温度下显示出强烈的Li耗尽现象，这一现象在毕宿星团中被观察到。在较冷的温度下，几个年龄相似的疏散星团（NGC 6633，Hyades，Praesepe和Coma Berenices）的Li丰度模式非常相似，尽管它们的[Fe/H]不同。然而，有证据表明，NGC 6633的晚期G星和K星比毕宿星消耗的Li更少。这在定性上与主序前Li耗尽模型一致，该模型仅具有对流混合，但这些模型不能同时解释为什么这些恒星与昂宿星团中的ZAMS对应物相比，Li耗尽超过1 dex。提出了两种解释。第一个是元素丰度比，特别是[O/Fe]，在NGC 6633中可能有非太阳值，并且必须高于毕宿星团或昂宿星团。第二个是，额外的非对流混合，驱动角动量损失，…
2002-06-20 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
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
WIYN Open Cluster Study. XXVI. Improved kinematic membership and spectroscopy of IC 2391
[摘要] Contex。年轻的疏散星团为研究恒星演化的主序星阶段和主序星前阶段之间的界面提供了重要线索。年轻且邻近的疏散星团IC 2391非常适合研究这两个演化阶段。目标。我们建立了一个真正的集群成员，然后分析这一套的二进制频率，预计旋转速度，[Fe/H]，和锂丰度。在之后的依巴谷距离的昴宿星的争议，我们比较的主要序列拟合距离模数的依巴谷平均视差IC 2391。结果自行巡天覆盖的天空面积是先前在IC 2391中有针对性地搜索星团成员的6倍。总共有66颗恒星被认为是真正的星团成员，质量相当于0.5M_sun。其中四分之一是新发现的，其中许多在F2-K5光谱范围内，这对于主序列拟合至关重要。当太阳丰度为log γ（Fe）=7.45时，[Fe/H]的平均值为+0.06+/-0.06。主序星拟合产生的距离模数比依巴谷星团的距离模数大0.19等，因此这个偏移量几乎与昂宿星团的偏移量相当。锂丰度的模式是类似的早期的发现，是典型的40万年前的疏散星团。
2006-11-17 astro-ph
The Problem of Hipparcos Distances to Open Clusters. II. Constraints from Nearby Field Stars
本文探讨了距离附近的疏散星团的距离之间的差异，确定从依巴谷相比，传统的主序列拟合的arrhaxes。最大的区别是在昂宿星团中看到的，我们的假设是，如果依巴谷到昂宿星团的距离是正确的，那么类似的亚发光ZAMS恒星应该存在于其他地方，包括太阳附近。我们研究了一个非常年轻的和附近的太阳型恒星的色星等图，并表明，他们都不低于传统的ZAMS，尽管事实上，依巴谷昴宿星视差将其成员0.3等低于ZAMS。我们还提出了分析和观测的太阳型恒星，不低于ZAMS，并表明，他们是亚发光，因为低金属，他们有老恒星的运动学。
1998-01-28 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
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
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
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
WIYN Open Cluster Study: Lithium in Cool Dwarfs of the M35 Open Cluste
我们获得了M35的$\sim$ 40成员的高分辨光谱，测定了G星和K星的Lithium-T $_{\rm{eff}}$形貌和自转速度分布，并与昴星团和其它著名的疏散星团的形貌和自转速度分布进行了比较。
1999-07-02 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
WIYN Open Cluster Study 5. Lithium Depletion and Metallicity in G and K Dwarfs of the Open Cluster M35
本文对年轻星系团M35的高质量光谱进行了分析。通过使用多光纤光谱仪，我们能够收集高信噪比，高分辨率的光谱光度候选成员的样本。精确的径向速度被用来建立成员的状态和旋转速度测量使用互相关。我们还推导出簇的金属含量，[Fe/H]= -0.21 $\pm$ 0.10，基于光谱合成。最后，我们推导出真正的集群成员的锂丰度，并与其他集群成员的结果进行比较。例如，M35的自转速率和锂丰度都比昂宿星团小。我们讨论了各种参数的可能作用。我们高质量的M35锂丰度和旋转速度数据库非常适合用作实验室来测试处理锂耗尽现象的理论模型。
2000-11-06 astro-ph
Rotational Studies of Late-Type Stars. VII. M34 (NGC 1039) and the Evolution of Angular Momentum and Activity in Young Solar-Type Stars
我们分析了凯克-海尔观测到的疏散星团M34（NGC 1039）的F、G和K矮星的自转，它有2.5亿年的历史，并将它们与昂宿星团、毕宿星团和NGC 6475进行了比较。在M34中看到的旋转上限比1亿年前的昂宿星团低2倍左右，但大多数M34恒星都远低于这个上限，而且旋转速率的整体收敛是最引人注目的。M34中的一些K矮星仍然是快速旋转的，这表明它们经历了核心-包络解耦，然后从内部水库补充表面角动量。我们在这些集群的旋转比较表明，耦合的信封的核心的时间尺度必须接近1亿年，如果脱钩，事实上，发生。
2001-09-10 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
A Substellar Mass Function for Alpha Per
我们提出了一个深，宽视场光学调查的年轻星团阿尔法每，我们已经发现了大量的候选人褐矮星。随后的红外光度跟踪显示，它们中的大多数可能是星团的成员，最小质量为0.035 Msun。我们已经用这个成员列表导出了星团亚恒星群的光度和质量函数（α =0.59+-0.05），并将其斜率与昂宿星团的值测量进行了比较。这一比较表明，两个星系团的质量函数确实非常相似。
2002-09-02 astro-ph
Activity and rotation of low mass stars in young open clusters
我们目前的第一个结果，从多目标光谱运动在IC 2602，毕宿星团，昴星团，后发座星系团使用VLT/火焰。我们分析了径向速度，旋转速度和H-α活动的数据。在这里，我们强调本研究的三个方面的背景下，旋转制动和低质量恒星之间的旋转活动的关系。最后讨论了IC 2602中源的簇成员关系。
2008-11-15 astro-ph
Late-type stars members of young stellar kinematic groups
我们编制了一个晚型星（F5-M）的星表，它们属于代表性的年轻盘恒星运动学群：本星协（昴星团运动群，20 - 1.5亿年），大熊座群（天狼星超星系团，3亿年）和毕星团（6亿年）。其他移动星群如IC 2391超星系团（3500万年）和蓖麻移动星群（2亿年）也被包括在内。恒星是从以前建立的恒星运动学群成员中选出的，这些恒星运动学群是基于光度和运动学特性，以及从基于其他标准的候选者中选出的，这些标准包括它们的色球活动水平、旋转速率、锂丰度。根据依巴谷星表中自行和弛豫的精确测量值以及已发表的径向速度测量值，计算银河系的空间运动（U、V、W），以确定所选恒星属于不同的恒星运动学群。除了运动学性质，我们也给每个恒星的光度，光谱和物理性质，以及有关活动指标和锂丰度的信息。一些色球活跃的双星也是这些恒星运动学群的成员。
1999-06-03 astro-ph
Proper motions of field L and T dwarfs -II
通过使用UKIRT上的WFCAM和NTT上的SofI拍摄的图像，并将它们与2 MASS相结合，我们测量了矮星档案中126个L和T矮星的自行。其中两颗L型矮星似乎有M型矮星共同自行伴星，另外两颗也是高速矮星，显示可能是厚盘的成员。我们还将这126个天体的运动与许多运动群进行了比较，并确定了毕宿星、大熊座和昴宿星运动群的新成员。这些新的天体，以及Jameson等人（2008年）发现的天体，使我们能够改进Jameson等人（2008年）定义的大熊座L矮星序列。
2008-08-12 astro-ph
Rotation and activity in the solar-metallicity open cluster NGC2516
我们报告的径向速度和旋转速率（v sin i）的疏散星团NGC 2516的51 F和早期G星的新措施，并结合这些与以前公布的数据。从两颗恒星的高信噪比光谱中，我们发现NGC 2516相对于昂星团的铁丰度在E（B-V）= 0.12的正则红化下为δ（[Fe/H]）= +0.04 +/- 0.07，与之前的光度研究相反，该星团位于太阳光以下0.2至0.4 dex。我们构建了一个基于径向速度成员的颜色星等图，并探讨了光度测定的金属丰度和距离的红化的假设值的敏感性。对于太阳附近的金属丰度，依巴谷到NGC 2516的距离可能被低估了。最后，我们表明，旋转速率和X射线发射的分布并没有很大的不同，从昂宿星，津贴时，有些老的年龄NGC 2516。
2002-05-17 astro-ph
On the origin of the ultramassive white dwarf GD50
我们认为，天文测量和光谱数据的基础上，超大质量的白矮星GD 50是与恒星形成事件，创造了昴星团，并可能是这个集群的前成员。它的冷却年龄（~ 60 Myrs）与它基本上是从质量M> 6 Msun的祖先演化成一颗恒星的情况是一致的，所以我们发现没有必要引用白矮星-白矮星双星合并的假设来解释它的存在。这一结果可能代表了第一个直接的观测证据，即单星演化可以产生M> 1.1 Msun的白矮星，正如一些恒星演化理论所预测的那样。根据它的切向速度，我们还初步确定了超大质量（M~1.2Msun）白矮星PG 0136 +251与昴星团有关。这些发现可能有助于缓解调和观测到的附近热的超大质量白矮星的数量与双星演化模型预测的较小数量的困难，假设它们是白矮星合并的产物。
2006-08-30 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
Mass Function at the end of the Main Sequence: the M35 Open Cluster
本文介绍了M35疏散星团的甚深RIc测光。我们已经覆盖了30 '\times 30'，相当于集群总面积的四分之一。数据范围从I_c = 17.5到23.5个量级，颜色间隔为$0.5 \le (R-I)_c \le 2.5$。粗略地说，在集群成员的情况下，这些值对应于从$0.6 M_\odot$到$0.1 M_\odot$。利用恒星在色星等图上的位置，我们选出了这个星团的可能成员，得到了M35疏散星团的光度和质量函数，并与昴星团的光度和质量函数进行了比较。
1999-05-18 astro-ph
The ages of L dwarfs
我们提出了一种新的方法来推导年轻的（<0.7 Gyr）L型矮星的年龄的基础上，他们的近红外测光，颜色和距离。该方法是基于L矮星的样本属于上斯科协会（500万年），阿尔法每（8500万年）和昴星团（12500万年），大熊座（40000万年）和毕宿星（62500万年）移动集团。我们将我们的方法应用到一些有趣的对象在文献中，包括一个已知的L矮二进制，L矮同伴，年轻的猎户座σ星系团和光谱成员。
2008-01-18 astro-ph
The Mass and Age of Very Low Mass Members of the Open Cluster Alpha Persei
我们对Prosser（1994）发现的年轻疏散星团Alpha Persei的12个微弱候选成员进行了光谱光学和光度红外观测。凯克HIRES阶梯光谱提供径向和旋转速度测量的五个对象，其中两个显然是非成员的径向速度的基础上。这些运动学上的非成员也不适合在V-I与I-J集群序列。另外一个微弱的物体可能是基于低分辨率光谱的非成员。利用HIRES，我们已经搜索了Li I共振线。结合锂的存在/不存在和微弱的阿尔法英仙座目标的光度测定与确认的成员资格限制了它们的年龄和质量。AP J 0323 +4853缺乏锂意味着它的年龄大于6500万年，这比星团经典的上主序熄灭年龄5000万年还要老。在昂宿星团中也发现了类似的年龄差异。我们在最暗的计划恒星AP 270中检测到锂，这意味着它的质量刚好在亚恒星质量极限，考虑到我们采用的年龄和光度。AP 281的成员资格是有问题的，因为它的径向速度比集群的平均值高。另一方面，AP 281位于光度星团序列上，有非常高的自转速度和H-α发射，表明年轻。如果是一个成员，它缺乏锂元素，那么星团的最小年龄将达到7500万年，这与最近的主序上部的测定结果一致。在这种情况下，AP 270不会是褐矮星。
1998-07-14 astro-ph
