A Multiplicity Census of Young Stars in Chamaeleon I
我们提出了一个多的调查结果，126颗恒星跨越~0.1-3太阳质量的~2百万岁的变色龙I恒星形成区，自适应光学成像与ESO甚大望远镜。我们的观测已经发现了30个双星和6个三双星，其中19个和4个分别是新发现的。我们发现Cha I的整体多重性分数（~30%）与其他分散的年轻协会报告的相似，但显着高于在密集的集群和领域中看到的，对于可比样本。差I双星的频率和最大间距都随着质量的减小而减小，而质量比接近1;相反，更紧密的双星对更有可能是质量相等的。我们证实，褐矮星的同伴恒星是罕见的，即使在年轻的年龄在广泛的分离。根据后续光谱的两个低质量的亚恒星伴星候选人，我们得出结论，这两个可能是背景恒星。在茶I的总体多重性分数是在粗略的协议与云崩溃和破碎的数值模拟，但其观察到的质量依赖性是不太陡峭的预测。特别是高阶多次波的缺乏，对模拟提供了严格的限制，似乎表明Cha I星前核中的湍流水平较低。
2008-05-21 astro-ph
Local Interstellar Medium Kinematics towards the Southern Coalsack and Chamaeleon-Musca dark clouds
本文介绍了一项旨在研究局部星际介质成分向南煤袋和变色龙-苍蝇暗云运动学的光谱方案的结果。分析是基于高分辨率（R ~ 60，000）的恒星间NaI D吸收线光谱，这些吸收线指向63颗B型恒星（d < 500 pc），这些恒星被选择来覆盖这些云和由银河系坐标定义的连接区域：308 > l > 294和-22 < b < 5。径向速度，柱密度，速度色散，色余和光度距离的恒星被用来了解星际云组件的运动学和分布。分析表明，星际气体分布在两个延伸的片状结构中，一个在距离太阳d < 60 pc处，另一个在距离太阳120-150 pc处。120-150 pc附近的尘埃和气体特征似乎是类似运动学性质的扩展大尺度特征的一部分，据推测与局部和Loop I气泡的相互作用区有关。
2003-09-26 astro-ph
Population and dynamical state of the eta Chamaeleontis sparse young open cluster
我们报告的新结果，在我们的持续研究的独特的紧凑（1 PC的程度），附近（d = 97 PC），年轻（t = 9万年）星团为主的B 9明星eta Chamaeleontis。一个跨度为1.3 x 1.3 pc的光学光度测量将两颗M5-M5.5弱线金牛座T星（WTT）添加到星团清单中，这可能是质量> 0.15 M_sun的主要恒星的显着完整。该星团现在由17个主星系和大约9个位于主星系100 AU范围内的次星系组成。9：7：1的单：双：三系统的表观分布显示出比主序星高2-4倍的多重性，并且与其他主序前（PMS）星群相当。初始质量函数（IMF）与丰富的年轻星团和场星一致。通过将星团IMF扩展到较低质量，我们预测还有10-14颗0.08 < M < 0.15 M-sun的低质量恒星和10-15颗0.025 < M < 0.08 M-sun的褐矮星有待发现。eta Cha星团扩展了年轻疏散星团中恒星密度和丰度的关系。恒星的径向分布与等温球一致，但存在质量分离，超过50%的恒星质量位于内部6弧分（0.17 pc）。考虑到eta Cha星系团是稀疏的，分散的和年轻的，该星系团可能是一个理想的实验室，用于区分质量分离是原始的性质，或产生于动力学相互作用过程。
2003-09-08 astro-ph
Near-infrared Spectra of Chamaeleon I Stars
我们目前的低分辨率（R = 500）近红外光谱的46个候选人年轻恒星天体的Chamaeleon I恒星形成区域最近发现的几个深测光调查的云。大多数恒星的K < 12。此外，我们提出了63个以前已知的南半球年轻恒星的光谱，主要属于变色龙I和狼疮暗云。我们描述了这些恒星的近红外光谱特征，并使用水汽指数来推导新天体的光谱类型。来自文献的光度数据被用来估计所有来源的辐射热光度。我们应用D'Antona & Mazzitelli（1998）的主序前演化轨迹和等时线来推导质量和年龄。我们检测到两个对象的质量低于H燃烧极限的46个新的候选人。其中一个天体（PMK99 IR Cha INa1）可能是云北部地区双极外流的驱动源。
2003-01-06 astro-ph
Near-infrared spectra of ISO selected Chamaeleon I young stellar objects
我们提出了0.95- 2.5微米中等分辨率（R = 500）光谱的19个ISOCAM检测源的变色龙I暗云。这些恒星中有13颗是Persi等人（2000 A&A 357：219）根据中红外色过剩提出的候选极低质量成员。该样本还包括一颗真正的年轻棕矮星（Cha Halalpha 1），一颗过渡-恒星/亚恒星-物体（Cha Halalpha 2），一颗先前已知的T Tauri恒星（Sz 33）和三个没有中红外过量的ISOCAM源。中红外色过量源的光谱在该波长范围内相对平坦且无特征。原子和分子谱线（在吸收时）都被部分遮蔽，表明存在来自星周尘埃的连续辐射。此外，一些源显示出发射中的帕邢线和布拉克特线。我们应用由Wilking等人（1999 AJ 117：469）定义的2微米水蒸气指数来估计光谱类型。这些恒星的光谱类型为M0- 8。我们使用Persi et al.的恒星光度测定，结合D 'Antona和Mazzitelli最新的主序前演化轨迹，估计质量和年龄。ISOCAM探测到的中红外多余源的质量低于太阳，达到氢燃烧极限，平均年龄为几× 10^6年，与该云的高质量成员非常一致。
2002-04-19 astro-ph
Discovery of a Young Substellar Companion in Chamaeleon
在HST上的ACS对Chamaeleon I恒星形成区进行成像调查期间，我们发现了年轻的低质量恒星CHXR 73（~ 200万年，M=0.35 Msun）的候选亚恒星伴星。我们测量到伴星CHXR 73 B的预计距离为1.3+/-0.03”，相当于星团距离的210 AU。在麦哲伦II望远镜上用CorMASS获得的这个源的近红外光谱显示出强烈的蒸汽吸收，证实了它的晚型性质（>=M9.5）。此外，H波段和K波段连续带的重力敏感形状表明CHXR 73 B是一个年轻的主序前天体，而不是场星。CHXR 73 A和B是Chamaeleon I的不相关成员的概率约为0.001。我们估计的质量CHXR 73 B和其他已知的亚恒星同伴在年轻的星团的方法是一致的动态测量的食双星褐矮星2 M 0535-0546，其中包括比较的辐射光度的同伴的Chabrier和同事和Burrows和同事的进化模型预测的值。我们得到2 M 1207-3932 B、GQ Lup B、DH Tau B和CHXR 73 B的质量估计值分别为0.003-0.004、0.024+/-0.012、0.011 +0.01/-0.003和0.012+0.008/-0.005 Msun。因此，DH Tau B和CHXR 73 B似乎是太阳系外恒星中质量最小的伴星，并且可能具有太阳系外行星伴星的质量（M<=0.015 Msun）。然而，由于这两…
2006-09-07 astro-ph
The Spitzer c2d survey of Large, Nearby, Interstellar Clouds. V. Chamaeleon II Observed with IRAC
我们目前IRAC（3.6，4.5，5.8和8.0微米）的Chamaeleon II分子云的观测。观测区域覆盖由$A_V >2$定义的约1平方度。对2005年c2d星表中的数据进行分析，发现了少量（40个）具有与年轻恒星或亚恒星天体（YSO）相似性质的源。这些YSO候选者的表面密度很低，背景星系的污染似乎很大，特别是对于归类为I类或平坦SED的源。我们详细讨论了这个问题，并得出结论，在早期进化阶段的候选YSO实际上很少在Cha II云中。使用一套完善的标准，我们定义了一个较小的，但更可靠的，24个YSO候选人。
2006-10-27 astro-ph
Clumpy filaments of the Chamaeleon I cloud: C18O mapping with the SEST
利用SEST望远镜以1角分的角分辨率对变色龙I暗云（Cha I）进行了C_（18）O J=1-0的成图。以前在云中用较低的空间分辨率观测到的大尺度结构变成了一个云丝网络。Williams等人1994年开发的自动Clumpfind例程用于以一致的方式识别单个团块。共发现71个团块，这些团块的总质量为230 Mo。NANTEN望远镜（水野等人，1999年）探测到的密集“核心”和ISOPHOT意外发现调查（Toth等人，2000年）中探测到的非常冷的核心形成了这些细丝的一部分，但分解成许多“团块”。我们讨论了云的结构，团块的物理特征和年轻恒星的分布。所观察到的团块质谱与Padoan和Nordlund 2002年的湍流碎裂模型的预测进行了比较。一个协议被发现，如果碎片已被驱动的非常大规模的高超音速湍流，如果它已经有时间消散到适度的超音速湍流在interclump气体目前的时间。
2004-07-29 astro-ph
New Young Stellar Object candidates in the Chamaeleon I molecular cloud discovered by DENIS
本文分析了DENIS在Chamaeleon I分子云周围1.5 x 3度区域发现的点源的性质。在J波段探测到的30000个物体中，大多数是背景星，这些背景星以前被用来推导整个区域的精确消光图（Cambresy等人，1997）使用星计数方法。本文利用IJK测光DENIS数据研究了星云中年轻恒星星族的分布。所有已知的126颗YSO，主要是金牛座T星，都在DENIS星表中得到了确认。此外，我们提出了54个源作为新的候选YSO。这些新的微弱物体是根据它们的极红的近红外颜色选择的，这不能仅仅用云的变红来解释。此外，它们集中在云的最模糊的区域附近。虽然光谱确认是非常迫切的要求，他们被解释为可能的经典金牛座T星，已经逃脱了以前的光谱，红外天文台或X射线观测，并属于低端的光度函数。假设它们是具有巨大吸积盘的可靠YSO，并使用理论上的主序前径迹，我们估计该样本的年龄在5 × 10 ^5到4 × 10 ^6年之间，这段时间跨越了星云中恒星形成结束和星周盘最大寿命之间的范围。
1998-07-08 astro-ph
A Three Micron Survey of the Chamaeleon I Dark Cloud
我们描述了一个L波段光度测量的0.5平方度的茶I暗云。该调查的完整性限制为L < 11.0。我们的调查发现了124个来源，包括所有已知的L < 11的前主序星。对于K = 9-11，具有近红外过量发射的源的分数为58% ± 4%。Cha I源的H-K和K-L颜色比金牛座-御夫座的前主序星更蓝。这些源在EW（H-alpha）和K-L之间也有很强的相关性。K-L < 0.6的恒星有弱的H-α辐射; K-L > 0.6的恒星有强的H-α辐射。因为许多车一型的源都是严重的红化，所以弱发射金牛座T型星和经典金牛座T型星之间的这种区分发生在比金牛座-御夫座更红的K-L处。
2001-01-19 astro-ph
The Spitzer c2d Survey of Large, Nearby, Interstellar Clouds.X. The Chamaeleon II Pre-Main Sequence Population as Observed With IRAC and MIPS
我们讨论了IRAC和MIPS c2 d斯皮策遗产相结合的调查观测和补充的光学和近红外数据的变色龙II（Cha II）暗云的结果。我们在~1.75平方度的地图区域内对Cha II的年轻人口进行了普查，并研究了云成员和候选主序前（PMS）物体及其周物质的空间分布和性质。通过对PMS天体和候选天体的体积密度的分析，我们发现了两个紧密的天体群，它们的体积密度高于25太阳质量/立方秒差距，每个天体群有5-10个成员。这些群体在空间上与高度灭绝的地区有很好的相关性。对于间距在0.8”和6.0”之间的物体，观察到的多重性分数约为13%。利用同伴论文中的质量和年龄结果，我们估计恒星形成效率比Cha I低1-4%。这可能意味着变色龙星云中不同的恒星形成活动反映了不同的恒星形成历史。我们还发现，Cha II云每百万年将6-7个太阳质量转化为恒星，这与其他c2 d云中的恒星形成率相比是低的。另一方面，我们估计在Cha II中的70-80%的盘分数远高于其他恒星形成区域，并表明该云中的人口主要由具有活跃吸积的物体组成。最后，讨论了Cha II外流，特别是关于发现一个新的赫比格-哈罗外流，HH 939，由经典的金牛座T星Sz 50驱动。
2008-02-11 astro-ph
An X-ray census of young stars in the Chamaeleon I North cloud
高灵敏度的X射线成像巡天为建立附近年轻星团主序前恒星普查提供了一种新的有效工具。本文报道了Chandra深X射线天文台对Chamaeleon I North星云PMS星的观测结果，在0.8 × 0.8 pc区域内获得了极限光度log L_t ~ 27 erg/s（0.5-8 keV波段）。在107个X射线源中，有37个与银河系的恒星有关，其中27个是以前认识到的云成员。其中包括三颗PMS棕矮星;原恒星棕矮星ISO 192具有特别高的磁活动水平。后续的光学光度学和光谱学确定，钱德拉的9-10个源可能是磁性活跃的背景星。一些先前提出的云成员也被推断为闯入者，由于缺乏X射线发射的水平预期从L_t-K相关。尽管灵敏度很高，但没有发现新的X射线恒星。根据这些发现，我们认为钱德拉场中的27个PMS云成员的样品是未被污染的，并且完整到K = 12或M ~ 0.1 Mo。初始质量函数（IMF）来自我们的样本是缺乏0.1-0.3钼恒星相比，丰富的猎户座星云星团和其他银河系人口的IMF。我们无法区分这是否是由于不同的恒星形成过程，质量分离，或低质量恒星的动力学喷射。
2004-06-23 astro-ph
Kinematics of T Tauri stars in Chamaeleon
我们研究的T金牛星（TTS）位于Chamaeleon云的核心，以及远离这些云的运动学。我们的样本包括2颗已知与Cha I有关的早期类型星，6颗经典（CTTS）和6颗弱线金牛T星（WTTS），8颗真正的主序前（PMS）星以及23颗可能更老的星（Alcala et al. 1995; Covino et al. 1997）。我们总共提出了45颗恒星的自行，取自依巴谷，ACT和STARNET目录。对于我们的样本中的12颗恒星，可以使用依巴谷测量的视差，我们使用它们来推导样本中其他恒星距离分布的约束。我们对自行的分析使我们能够将样本分成几个亚组。我们分析了恒星的运动与不同的恒星形成的情况下，发现它们符合高速云（HVC）的影响模型（Lepine & Duvert 1994）和云模型（Feigelson 1996），而数据似乎是不一致的任何一种动力学喷射模型。
1998-07-02 astro-ph
The very low-mass population of the Corona Australis and Chamaeleon II star forming regions
我们提出了一个深光学调查的结果，在南冕和变色龙II恒星形成区。我们的光学光度学与可用的近红外和中红外光度学相结合，以确定这些乌云中质量非常低的候选成员。在我们的变色龙II视野中，只有一个物体显示出清晰的H-α发射，但其光学和近红外颜色之间的差异表明它可能是前景恒星。我们还确定了两个没有H-α发射的物体，它们可能是Chamaeleon II的行星质量成员。在南冕座中，我们在冕座星团中发现了十颗恒星和三颗褐矮星候选者。我们的新成员中有五位是ISOCAM的来源。其中只有两颗有中红外线过剩，表明存在一个吸积盘。另一方面，一个褐矮星候选者有一个微弱的近伴星，只能在我们最深的I波段图像中看到。对于这两个云中的许多候选者来说，成员资格不能从它们的H-α发射或近红外颜色中推断出来;这些物体需要光谱确认它们的状态。
2005-11-23 astro-ph
The epsilon Chamaeleontis young stellar group and the characterization of sparse stellar clusters
我们提出的钱德拉X射线天文台快照研究的五个附近的赫比格Ae/Be（HAeBe）的明星，这是运动学与Oph-Sco-Cen协会（OSCA）的结果。对HD 104237视野进行了光学光度和光谱跟踪。主要结果是发现了一组紧凑的主序前恒星（PMS），与HD 104237和它的同距离、同向的B 9邻居Chamaeleontis AB有关。我们以最大的成员来命名。该星系群有五个已确认的恒星系统，光谱类型从B 9到M5不等，其中包括HD 104237本身的高度多重性。HD 104237系统至少是一个五重奏，有四个低质量的PMS伴星在非等级轨道上，预计与HAeBe的距离为1500 AU。其中两个低质量的成员正在积极地吸积经典的金牛T星。钱德拉的观测也增加了其他四颗HAeBe恒星中的两颗（HD 141569和HD 150193）的伴星数量，并确定了OSCA的几个新成员。我们讨论了这项工作的几个理论问题：X射线的起源HAeBe恒星的高多重HD 104237系统的平静的动力学历史，和起源的OSCA集团和其他OSCA外围集团的背景下，动荡的巨型分子云。与类似的eta Cha星团一起，我们描绘了一幅稀疏的星团的肖像，这些星团在形成后由5-10百万年的中等质量恒星主导。
2003-09-02 astro-ph
A new Classical T Tauri object at the sub-stellar boundary in Chamaeleon II
我们已经获得了低和中等分辨率的光谱的20个候选年轻的低质量恒星和褐矮星在附近的Chamaeleon II暗云，使用麦哲伦巴德望远镜。我们结合2微米全天巡天的近红外测光分析这些数据。我们发现，一个目标，[VCE 2001] C41，表现出广泛的H（α）发射以及各种禁戒发射线。这些特征通常与年轻恒星和褐矮星的吸积和外流有关。C41的光谱还显示了LiI的吸收，并给出了C41的光谱类型为M5.5，因此，我们认为C41是一个典型的位于亚恒星边界附近的金牛座T天体。在我们的样品中，其他13个目标具有连续光谱，没有固有的吸收或发射特征，并且难以表征。它们可能是背景巨星或前景场星，与云或嵌入的原恒星无关，需要进一步调查。剩下的六颗候选者，有适度的红化，很可能是更老的场矮星，因为它们的光谱类型，缺乏锂和H（α）。
2004-07-20 astro-ph
Spectroscopic Confirmation of the Least Massive Known Brown Dwarf in Chamaeleon
我们目前的光谱的两个候选人的变色龙I恒星形成区域的亚恒星成员。候选者，这是由大浅，田村，和杉谷光度确定，已被观察到在1-2.5微米期间，双子座近红外光谱仪的调试。通过检测强蒸汽吸收带，证实了候选者之一OTS 44的晚型性质。另一个天体OTS 7没有表现出晚型特征，很可能是背景恒星或星系。H波段和K波段连续体的重力敏感形状表明OTS 44是一个年轻的主序前天体，而不是场矮星。我们测量的光谱类型的M9.5 OTS 44的基础上比较其光谱的光学分类年轻的晚型对象的数据。由于OTS 44是Chamaeleon I中最冷、最暗的天体，它很可能是该星团中已知质量最小的成员。通过比较OTS 44在H-R图上的位置与Chabrier & Baraffe的演化模型，我们推断其质量约为0.015Msun。虽然这个估计至少有两倍的不确定性，但OTS 44仍然是迄今为止光谱学证实的质量最小的自由漂浮棕矮星之一。
2004-11-16 astro-ph
A WFI survey in the Chamaeleon II dark cloud
我们提出了一个光学多波段调查的结果，低质量的前主序星（PMS）和年轻的棕矮星（BD）在变色龙II（Cha II）暗云。该调查构成了Cha II中c2 d Spitzer Legacy调查的补充光学数据。使用ESO 2.2米望远镜的宽视场成像仪（WFI），我们测量了Cha II中约1.75平方度的天空区域。该区域在Rc，Ic和z宽带，H-α和中心在856和914 nm的两个中频滤波器中观察到。我们选择PMS星和年轻的BD候选人使用颜色星等图（CMD）和理论等时线重现特设的WFI在ESO2.2米望远镜系统。还通过使用Cha II中先前已知的PMS星来定义CMD上的PMS轨迹并通过研究候选者的红外（IR）颜色来加强选择标准。通过利用WFI中间带光度法，我们还估计了候选者的有效温度和H-α发射水平。我们的调查是迄今为止在Cha II进行的最大和最深的光学调查之一，从以前的IR调查中恢复了大多数PMS恒星和10个候选成员。此外，调查还发现了10名新的潜在成员。从我们的光度特征，我们估计，约50%的20名候选人将导致真正的Cha II成员。根据我们的温度估计，我们得出结论，这些对象中的几个预计是亚恒星，并给出了亚恒星物体的分数的第一次估计。
2007-02-08 astro-ph
Spectrophotometric properties of pre-main sequence stars: the Epsilon Chamaeleontis cluster
本文对500万年前的Eps-Chamaeleontis（Eps Cha）前主序星（PMS）星团中8个系统的10颗恒星进行了通量标定的低分辨率光谱研究。使用合成的宽带颜色，窄带连续光谱，原子和分子线来自光谱，我们比较Eps Cha恒星的一个稍微老一点的PMS集群，约8百万岁的Eta Cha集群，和主序星矮星。使用合成的VRI颜色和其他指数，我们发现，宽带颜色和光谱温度指标之间的关系Eps Cha集群成员是无法区分的Gyr-old矮星。这一结果与早期在Eta Cha发现的结果相同。重力敏感线指数将星团置于巨星序列和矮星序列之间，并且有明确的证据表明Eps Cha恒星的表面重力低于Eta Cha恒星。这一结果与Eps Cha是稍微年轻的PMS协会相一致，根据这两个集群的Hertzsprung-Russell（HR）图位置以及与PMS进化网格的比较，年轻了几百万年。与标准矮星的观测结果相比，晚M型Eps Cha星团成员的B波段通量超过了约0.2等，这可能与增强的磁场活动有关。类似水平的过量B波段发射似乎是年龄小于几百万年的年轻恒星星族的低质量成员的普遍特征，这与相对X射线光度升高的PMS阶段非常相似。
2008-07-07 astro-ph
The brown dwarf population in the Chamaeleon I cloud
我们提出了一个多波段调查的结果，棕矮星的Chamaeleon I暗云与宽视场成像仪（WFI）相机在ESO/MPG 2.2米望远镜的拉西拉（智利）。调查显示，在这个南部恒星形成区有大量的褐矮星。从R、I和H-α成像观察中选择候选者。我们还观察了两个中带滤波器，M855和M915，用于光谱类型确定的目的。前一个滤波器覆盖了包含M矮星光谱特征的波长范围，而后者位于这些晚型天体相对无特征的波长区域。在光谱类型和（M855-M915）颜色指数之间发现了中期至晚期M型天体和早期L型矮星的相关性。通过这种方法，我们将大多数候选对象识别为光谱类型M5或更高。我们的研究结果表明，最新光谱类型的天体数量没有大幅下降，因此褐矮星可能与该地区的低质量恒星一样丰富。此外，这两种对象具有相似的空间分布。我们推导出一个指数$α= 0.6 \pm 0.1$的质量函数在这个地区的分散的恒星形成，在其他恒星形成区和年轻的集群中获得的值很好的协议。有些棕矮星有很强的H-α辐射，暗示有质量吸积。对于已发表的红外测光对象，我们发现，强H-α发射与中红外过量，表明存在的拱盘。
2003-12-01 astro-ph
The Spitzer c2d Survey of Large, Nearby, Interstellar Clouds. I. Chamaeleon II Observed with MIPS
我们目前的地图超过1.5平方度的Chamaeleon（Cha）II在24，70，和160微米观察斯皮策太空望远镜多波段成像光度计斯皮策（MIPS）和1.2平方度毫米的地图SIMBA的瑞典ESO亚毫米望远镜（SEST）。详细描述了c2 d Spitzer Legacy Team的数据简化管道。超过1500个24微米的来源和41 70微米的来源，检测MIPS通量大于10西格玛。40多个潜在的YSO被确定与MIPS和2 MASS颜色-颜色图和他们的光谱指数，包括两个以前未知的来源与24微米的过剩。我们新的查II SIMBA毫米图显示，只有一小部分气体处于高柱密度的紧凑结构中。MIPS看到的扩展发射与以前的CO观测进行了比较。一些选定的有趣的来源，包括两个检测到在1毫米，与Cha II详细讨论和他们的SED。使用MIPS数据的这些来源的分类被认为是与以前的研究一致。
2005-03-30 astro-ph
Chamaeleon
变色龙星座中的乌云距离太阳160-180 pc，总质量约为5000 M_sun。三个主要的云，茶I，II和III，有几个平方度的角大小和最大的反射率A_V=5-10。这些星云中的大部分恒星形成发生在Cha I，其余的则发生在Cha II。目前对茶一号的普查包含237颗已知成员，其中33颗的光谱类型表明是棕矮星（>M6）。大约有50个Cha II成员已经被确认，包括一些褐矮星。当用Chabrier和Baraffe的演化模型解释时，Cha I的H-R图显示其年龄中位数约为200万年，与IC 348同时代，略早于金牛座（约100万年）。Cha I的IMF在质量为0.1-0.15 M_sun时达到最大值，因此与IC 348和猎户座星云团的IMF非常相似。在0.01 ~ 0.3 Msun的范围内，Cha I的盘状部分大约为50%，在更大的质量下增加到65%。相比之下，IC 348在低质量时有类似的盘分数，但在M>1 M_sun时盘分数要低得多，这表明太阳型恒星在Cha I中有更长的盘寿命。
2008-08-23 astro-ph
The Disk Population of the Chamaeleon I Star-Forming Region
我们提出了一个普查的拱盘在变色龙我恒星形成区域。利用斯皮策太空望远镜上的红外阵列相机和多波段成像光度计，我们获得了变色龙I在3.6，4.5，5.8，8.0和24 μ m的图像。为了寻找星系团中新的盘状成员，我们对这些数据中具有红色的物体进行了光谱分析。通过这项工作，我们发现了四个新成员Chamaeleon I，光谱类型为M4，M6，M7.5和L0。前三个天体高度嵌入（A_J~5）并位于已知的原恒星附近，表明它们可能是星团中最年轻的低质量源之一（<100万年）。L0源是Chamaeleon I已知的最酷的成员。它的光度意味着它的质量为0.004-0.01太阳质量，这使它成为质量最小的棕矮星，并被可靠地探测到星周盘。为了描述变色龙I中的圆盘人口，我们对斯皮策图像所包含的203个已知成员的红外光谱能量分布进行了分类。通过这些分类，我们发现，在Chamaeleon I的磁盘部分是大致恒定的约50%，从0.01至0.3 M_sun。这些数据与IC 348的盘部分相似，IC 348是一个与Chamaeleon I年龄相同的更密集的星团。然而，在M>1 M_sun时，Chamaeleon I中的盘部分明显高于IC 348（65%对20%），表明Chamaeleon I在该质量范围内的盘寿命更长。因此，像变色龙I这样的低密度恒星形成区可能比密度更大的星团为太阳型恒星周围的行星形成提供更多的时间。
2008-03-07 astro-ph
Multiplicity of X-Ray Selected T Tauri Stars in Chamaeleon
我们报告的多样性调查的样本X射线选择年轻的恒星在变色龙协会。我们使用散斑干涉测量法和直接成像法在0.13”至6”的分离范围内找到同伴。在对背景星的偶然排列进行校正后，我们发现双星的多重性（双星或双星的数目除以系统的数目）为（14.0 ± 4.3）%，伴星的频率（伴星的数目除以系统的数目）为（14.7 ± 5.1）%。与太阳型主序星相比，伴星的频率低0.61+-0.27倍。这与在金牛座-御夫座恒星形成区和在ROSAT之前已知的Chamaeleon中的金牛座T星的高多重性明显不同。我们发现只有几个双星的投影分离超过70 AU，也在对比ROSAT之前已知的恒星的结果。这表明，X射线选定的恒星属于与ROSAT之前已知的恒星不同的群体，这一假设得到了它们的依巴谷距离和自行的进一步支持。
2001-09-06 astro-ph
Confirmation of the binary status of Cha Halpha 2 - a very young low-mass binary in Chamaeleon
Neuhaeuser和Comeron（1998年，1999年）提供了直接的成像证据，以及在Cha I暗云中的几个年轻恒星和亚恒星M6-M8型物体的第一光谱。其中一个天体是Cha Halalpha 2，在几篇出版物中被归类为棕矮星候选者，并在Neuhaeuser等人（2002）中被认为是可能的双星。我们用自适应光学成像技术在Cha Halalpha 2周围搜寻了近距离和微弱的伴星。2006年2月和2007年3月，利用甚大望远镜（VLT）自适应光学仪器NACO在KS波段拍摄了两个时期的直接成像数据。我们从欧洲南方天文台（ESO）科学档案设施检索了2005年的早期图像，增加了可用的时间覆盖范围。在确定了共同自行后，我们通过光谱学推导出物体的物理参数，如温度和质量。我们发现Cha Halalpha 2是一个非常接近的双星，距离约为0.16弧秒，通量比约为0.91，因此在误差范围内具有几乎相同的亮度和难以区分的光谱类型。我们发现，两个试探性的组件Cha Halalpha 2形成一个共同的自行对，并且没有一个组件是一个不移动的背景对象。我们甚至找到了轨道运动的证据。两颗恒星的光谱能量分布的光学和近红外部分的组合光谱产生3000+/-100 K的温度，对应于光谱类型M6+/-1和log g= 4.0 +0.75-0.5的表面重力，两者都来自与GAIA模型大气的比较。我们推导出Cha Halalp…
2008-03-19 astro-ph
A deep XMM-Newton X-ray observation of the Chamaeleon I dark cloud
方法.用XMM-牛顿观测了变色龙I号暗云的东北边缘，重访了15年前用ROSAT观测的一个区域。以扩展X射线源CHXR 49为中心，我们能够将其分解为三个主要的贡献成分，并分析其光谱特性。此外，深度曝光不仅允许检测许多以前未知的X射线源，而且还允许调查变化和研究场中较亮目标的X射线特性。我们利用EPIC谱确定了这些源的X射线亮度、日冕温度和发射量，比较了经典和弱线金牛座T星的性质，并与ROSAT观测结果进行了比较。结果介绍了Cha Ⅰ金牛座T星的X射线性质。XMM-牛顿图像解决了一些以前混合的X射线源，确认了几个可能的，并检测到许多新的X射线目标，导致最全面的列表与71 X射线源在北部查一暗云。中等分辨率光谱分析表明，金牛座T型星和经典T型星的光谱性质具有重叠的分布，X射线较亮的恒星具有较热的日冕和较高的LX/Lbol比值。X射线光度与热光度相关，而经典金牛T星的L_X/L_bol比值略低。在这两种类型的金牛座T星中都发现了大耀斑以及低铁和高氖丰度。在静止阶段的异常模式，等离子体温度和发射测量分布归因于高水平的磁活动作为其X射线发射的主要来源。
2006-10-26 astro-ph
The Eta Chamaeleontis Cluster: Origin in the Sco-Cen OB Association
最近在eta Cha（B8 V）附近发现了一个年轻的，附近致密的X射线发射前主序星聚集体。在本文中，我们进一步研究这个集群：它的成员，它的环境和起源。ROSAT HRI对该星团金牛座T星的X射线数据显示出高水平的磁活动和变化。与其他年轻的星团相比，这个星团有一个异常的X射线光度函数，缺乏X射线光度低但可探测的恒星。这表明，许多低质量的成员已经逃离了调查的核心区域。USNO-A2.0星表的照相测光表明，在星系团的核心区域还存在着另外的X射线宁静成员。食二进制RS车，以前在文献中建模为后MS与不一致的年龄的组件，被证明是一致的同时代前MS星。我们从依巴谷的数据计算星系团的运动，并将其与银河系第四象限的其他年轻恒星和协会进行比较。运动学研究表明，eta Cha星团、TW Hya星协和一个靠近Ekcha的新星团，可能起源于巨大的分子云复合体附近，该复合体形成了大约1000 - 1500万年前的Sco-Cen OB星协的两个最古老的子群。它们的分散与在巨大分子云中看到的速度分散是一致的。位于eta Cha附近的一个大的H I灯丝和尘埃带已经被确定为由Sco-Cen OB风和超新星遗迹形成的超级气泡的一部分。超级气泡的通过可能终止了eta Cha星系团中的恒星形成，并分散了它的原生分子气体。
2000-05-30 astro-ph
The ratio of N(C18O) and Av in Chamaeleon I and III-B using 2MASS and SEST
我们调查的C18 O柱密度和变色龙I和变色龙III分子云的一部分中的视觉消光之间的关系。C18 O柱密度N（C18 O）是由SEST望远镜观测到的J=1-0转动谱线数据计算得到的。视觉反射率Av是使用来自2 MASS巡天的JHK测光和NICER颜色过量技术得出的。与Hayakawa等人（2001年）先前的结果相比，我们发现Cha I和Cha III的平均N（C18 O）/ Av比值相似，并且接近于其他云的数值，即N（C18 O）~ 2 x 10^14 cm^-2（Av - 2）。然而，我们发现，明显偏离这种平均关系对个别丛生。大于平均值的N（C18 O）/ Av比值可以在与Cha I北部活跃的恒星形成区有关的团块中找到。另一方面，在相对平静的南部的茶I的一些地区显示小于平均N（C18 O）/ Av的比例，也非常浅的N（C18 O）和Av之间的比例。浅的比例表明，C18 O在这些地区严重亏损。由于耗尽的程度与气体密度成正比，这些区域可能包含非常密集的冷核，在CO映射中并不突出。与来自ISO数据的尘埃温度图的比较表明，最突出的潜在耗尽核心确实与尘埃温度最低值相吻合。因此，在大比例尺填图中同时使用N（C18 O）和Av数据来识别老的致密岩心似乎是可行的。
2005-10-31 astro-ph
Observational clues for a role of circumstellar accretion in PMS X-ray activity
我们重新发表的分析ROSAT X射线观测的恒星形成区域NGC 2264和Chamaeleon I（~3和~5百万年的年龄分别）在新公布的光学数据。与以前的结果不一致的Chamaeleon I成员，我们发现，在这两个地区的低质量恒星有接近饱和的发射水平。与之前在猎户座星云团中发现的类似，NGC 2264和变色龙I星云中的弱线金牛T星相对于经典金牛T星有更高的X射线活动水平，这支持了盘和/或吸积在决定X射线发射方面的作用。
2002-10-11 astro-ph
Fundamental properties of pre-main sequence stars in young, southern star forming regions: metallicities
目的：这个项目的主要动机是寻找富含金属的恒星形成区域，在这些区域中，将产生超太阳金属量的恒星，希望是围绕它们运行的太阳系外行星！结果如下：我们发现狼疮、变色龙和CrA靶的（前主序）模型依赖的等时年龄分别为$9.1 \pm 2.1$ Myr、$4.5 \pm 1.6$ Myr和$9.0 \pm 3.9$ Myr。大多数恒星的Li I 6707.8A等效宽度与质量相近的昴星团相似或更高，这证实了它们的年轻。大多数恒星都是它们所在区域的运动学成员，要么是单星，要么是双星。我们发现一个平均径向速度的对象在狼疮云是${\bar {RV}}=+2.6 \pm 1.8$公里秒$^{-1}$，对于Chamaeleon I和II云，${\bar {RV}}=+12.8 \pm 3.6$公里秒$^{-1}$，而对于CrA云，我们发现${\bar {RV}}=-1.1 \pm 0.5$公里秒$^{-1}$。所有的恒星都是日冕和色球层活跃的恒星，其X射线和H $α$的发射水平略低于、近似等于或高于它们的老恒星IC 2602/2391和/或昴星团。根据它们在J $-$ K/H $-$ K $^{'}$图中的位置，所有三个目标都显示出很少或没有来自星周环境的吸积迹象。我们对Chamaeleon中的5颗星、Lupus中的4颗星和CrA星形成区中的3颗星进行了金属丰度分析。这些结果表明，所有三个区域都是轻微的金属…
2005-10-20 astro-ph
Search for new YSOs in Large Molecular Clouds and extinction mapping using DENIS and optical data
我提出了新的结果灭绝和YSO内容的变色龙我云使用的恒星计数方法，我已经实施和应用到DENIS和光学数据。这种方法的应用到其他附近的大分子云正在进行中，并简要概述。
1998-09-07 astro-ph
Formation scenarios for the young stellar associations between galactic longitudes l = 280-360 deg
本文研究了蛇夫座、狼疮座和变色龙座恒星形成区的前主序星和天蝎座-半人马座OB星协的年轻早型星的空间分布、空间速度和年龄分布。这些年轻的恒星协会延伸到银河系经度范围从280度。到360 °，并且处于大约100和200 μ C的距离间隔。这项研究是基于汇编的距离，自行和径向速度从文献中的运动学性质，和基本恒星数据的建设赫兹-罗素图。虽然在Chamaeleon中没有著名的OB星协，但根据依巴谷星表中21颗B型和A型恒星的距离和自行，我们认为它们形成了一个年轻的星协。我们发现，OB星协的年轻早型星和SFR的PMS星遵循类似的空间分布，即，低质量和高质量的年轻恒星之间没有分离。我们发现，在运动学，也没有在这两个群体的年龄研究的差异。我们分析了迄今为止提出的触发大规模恒星形成的不同情景，并认为我们最有可能观察到的是一个靠近太阳的旋臂。年轻恒星和分子云的排列以及恒星的平均速度与银河系自转方向相反，这与附近旋臂中恒星形成的预期行为一致。
2003-04-24 astro-ph
Towards a complete census of young stars in the solar neighbourhood with SkyMapper
在这篇文章中，我们概述了使用新的SkyMapper望远镜和南方巡天计划识别和描述太阳150 pc以内的许多年轻的低质量恒星。我们的目标是更多地了解过去5-50百万年太阳附近的恒星形成历史，所涉及的分散过程，以及测试前主序星演化模型和恒星初始质量函数的普遍性。寻找预计围绕Eta Chamaeleontis星团的低质量物体的分散晕将是该项目的首要目标之一。
2008-06-10 astro-ph
The structure of young star clusters
我们分析和比较了Chamaeleon I和Taurus的年轻恒星的聚类。我们计算了伴星\bar{N}的平均表面密度，它是离每颗恒星的角位移θ的函数。然后我们用两个同时的幂律拟合\bar{N}（θ）。对于Chamaeleon I，幂律的指数是1.97和0.28，肘部约为0.011度。对于金牛座，我们得到2.02和0.87，肘部约为0.013度。对于这两个星团的观测数据作出了相当大的系统偏移，从最佳拟合曲线在二进制制度。这些偏移可能是由于进化的影响最近讨论的类型Nakajima等人。和Bate等人。在聚类制度的数据符合最佳拟合曲线非常好。我们还计算了这两个星团的盒维数。然而，有限的动态范围使得这些估计仅仅是大规模聚类的描述符，而不是可接受的分形证据。我们还提出了两个算法，客观地产生恒定的恒星表面密度在年轻星团的地图。这些图对于与恒星形成云的分子线和尘埃连续谱图以及数值模拟的结果进行比较是有用的。这些图保留了在\bar{N}（θ）的评估中被抑制的信息。分析这样的地图可以用来区分分形结构和单级聚类，并确定在小N集群中心凝聚的程度。算法I使用通用平滑长度，因此具有受限的动态范围，但它是隐式归一化的。算法II使用局部平滑长度，这使其具有更大的动态范围，但它必须显式归一化。
1998-09-23 astro-ph
Number ratios of young stellar objects in embedded clusters
嵌入的星团通常包含处于不同演化阶段的年轻恒星。我们调查的对象在这些类中的恒星形成区域rho蛇夫座，巨蛇座，金牛座，变色龙I，NGC 7129，IC 1396 A和IC 348的数量比。它们的时间演化的年轻恒星的gravoturbulent碎片的数值模拟进行比较，以约束模型，并可能确定集群的演化阶段。事实证明，巨蛇座星系是最年轻的，IC 348是最进化的星系团，尽管观测结果最好的代表时间因模型而异。此外，我们发现恒星形成效率（SFE）的模型与马赫数的负相关。然而，目前的等温模式不能再现观测的SFE值。这就需要考虑原恒星反馈过程和/或磁场效应的模型。
2005-03-29 astro-ph
A Comprehensive View of Circumstellar Disks in Chamaeleon I: Infrared Excess, Accretion Signatures and Binarity
我们提出了一个全面的研究磁盘周围的81个年轻的低质量恒星和棕矮星在附近的~ 200万年的变色龙I恒星形成区。我们使用斯皮策太空望远镜的中红外测光，辅以地面高分辨率光谱学和自适应光学成像的发现。基于8微米和24微米的颜色过量，我们分别得出52（+/-6）%和58（+6/-7）%的磁盘分数，与其他年龄相似的集群报告的结果一致。在不确定性范围内，我们在Cha I中的K3-M8天体样本中的圆盘频率不依赖于恒星质量。无盘和有盘的物体具有相似的空间分布。在我们的样品中没有明显的过渡盘，这意味着内盘清除过程的时间尺度很快;然而，我们发现两个物体在3-8微米处有微弱的过量，在24微米处有大量的过量，这可能表明内盘中的晶粒生长和灰尘沉降。对于35个具有高分辨率光谱的物体的子样本，我们研究了吸积特征和尘埃盘之间的联系：在绝大多数情况下（29/35），两者都有很好的相关性，这表明，平均而言，气体耗散的时间尺度与清除内部尘埃盘的时间尺度相似。例外的是六个物体，即使吸积已经停止或下降到可测量的水平以下，尘埃盘似乎仍然存在。我们的65个目标的自适应光学图像显示，17个有同伴（预计）分离10-80 AU。在五颗小于20天文单位的双星中，有四颗缺乏红外线过剩，这可能表明一颗近距离的伴星会导致更快的星盘扩散。最接近的双星有超过20天文单位的距离，这使得外盘半径的上限为8天文单位。（节略）
2007-08-02 astro-ph
The First Discovery of a Wide Binary Brown Dwarf
我提出了一个新的暗淡的双，2 MASS J11011926- 7732383 AB，对Chamaeleon I恒星形成区域的观测。从光学和近红外图像的对，我测量的分离1.44”，并提取RIJHK_s光度的组件（I_A=17.21，dI=1.07，K_s A=11.97，dK_s=0.84）。我使用分辨光谱法分别推导出A和B组分的M7.25和M8.25光谱类型。根据这些数据中的重力敏感特征的强度，如Na I和K I吸收线，我得出结论，这些对象是Chamaeleon I的年轻成员，而不是场星。这对双星系统由不相关的变色龙I型晚型成员组成的概率很低（~ 5x 10 ^-5），足以确定它是一个双星系统。在估算了双星的折射率、有效温度和辐射热光度后，将它们放在H-R图上，用Chabrier和Baraffe的演化模型推算它们的质量，得到亚恒星的质量分别为0.05和0.025 M_sun。这个系统的投影角距相当于240天文单位，使其成为第一个已知的角距大于20天文单位的双星褐矮星。这一证据表明，褐矮星可以形成脆弱的，容易被破坏的配置是直接证据，表明褐矮星的形成不需要从多个系统或其他动力学效应中喷射。喷射仍然有可能在一些褐矮星的形成中发挥作用，但根据这些观察，它不是一个必要的组成部分。
2004-07-16 astro-ph
A Near-Infrared Multiplicity Survey of Class I/Flat-Spectrum Systems in Six Nearby Molecular Clouds
我们提出了新的近红外观测的76类I/平光谱物体在附近（d < 320 pc）英仙座，金牛座，变色龙I和II，rho蛇夫座，和巨蛇座乌云。这些观测是对最近的乌云中的自嵌入物体进行的更大的系统性红外多重性调查的一部分。当结合我们先前发表的近红外多重性巡天的结果时，我们发现一个受限伴星分数为14/79（18% +/- 4%）的被调查源是双星或更高阶的多重系统，距离在~300 - 2000 AU之间，星等差$Δ$ K <= 4，并且没有对背景污染或完整性进行校正。这与在金牛座、蛇夫座ρ和变色龙恒星形成区域中的较老的前主序星金牛座T星中发现的双星/多星系统的比例以及这些区域的伴星比例是一致的。然而，在这个分离范围内（11% +/- 3%），太阳型和较低质量的M矮星，主序星的伴星比例大约是我们样本的一半。再加上多重性统计得出以前公布的0类和I类源的样本，我们的研究表明，大量的二进制/多个对象可能仍然被发现在我们的I类/平谱样本和/或大部分的演化的二进制/多个系统发生在早期恒星演化的0类阶段之间的较小的分离。
2003-12-11 astro-ph
Close Companions to Nearby Young Stars from Adaptive Optics Imaging on VLT and Keck
我们报告的结果VLT和凯克自适应光学调查的已知成员的Eta Chamaeleontis，MBM 12，和TW长蛇座（TWA）协会寻找密切的同伴。与其他集群和协会相比，Eta Cha，MBM 12和TWA的多重统计量相当高，尽管我们的误差很大，因为数字统计量很小。我们首次将MBM 12中的S18和Eta Cha中的RECX 9分解为三元组。TWA中的紧双星TWA 5Aab提供了在几年内测量两个组件的动力学质量以及到系统的独立距离的前景。先前通过径向速度和天体测量学观测推断出的猎户座Chi^1的近伴星AO探测结果，已经使得在没有任何天体物理学假设的情况下推导出该系统的动力学质量成为可能。
2003-11-13 astro-ph
ASTE Submillimeter Observations of a Young Stellar Object Condensation in Cederblad 110
利用阿塔卡玛亚毫米波望远镜实验对Chamaeleon I暗云Cederblad 110区的低质量年轻恒星（YSO）凝聚进行了亚毫米波观测。我们的HCO+（J=4-3）地图揭示了一个致密的分子气体的程度为~ 0.1 pc，这是一个复杂的两个信封与I类源Ced 110 IRS 4和IRS 11和一个非常年轻的对象Cha-MMS 1。该区域的另外两个I类源IRS 6和NIR 89位于团簇外部，没有扩展的HCO+排放。MMS 1和IRS 4的HCO+丰度分别为2.6 x 10^{-10}和3.4 x 10^{-9}，与其他年轻源的报告值相当。在我们的12 CO（J=3-2）图中检测到IRS 4和IRS 6的双极流出。IRS 4的外流似乎与Cha-MMS 1碰撞。外流有足够的动量来影响MMS 1中的气体运动，尽管没有发现任何迹象表明已经发生了触发恒星形成。
2007-06-28 astro-ph
Medium-resolution optical spectroscopy of young stellar and sub-stellar M-dwarfs in the Cha I dark cloud
我们获得了真正的棕矮星Cha H $α$ 1、五颗候选棕矮星Cha H $α$ 2到6、另外两颗晚M型棕矮星候选者（最初都是通过H $α$发射选择的）和四颗先前已知的金牛T星的中等分辨率光谱，它们都位于Chamaeleon I。我们目标的光谱类型范围低至M8。我们给出了它们的光谱，也列出了它们的IJK星等。所有天体的径向速度与Cha I的运动学成员一致，并显示Li 6708吸收。我们的Cha I褐矮星候选者与锂是年轻的或亚恒星或两者兼而有之。Cha H $α$ 1、3、6和7肯定是棕矮星：如果它们是晚M型恒星，那么它们要么和昂宿星团一样老，要么比昂宿星团更老，应该已经燃烧了所有的原始锂，或者，如果它们比昂宿星团，$\le 125$ Myrs年轻，那么它们是亚恒星，因为它们的年龄和光谱类型都很晚（$\ge$ M7），根据三套不同的进化轨迹和等时线。为了将茶H $α$ 2、4、5和8分类为恒星或亚恒星，需要更高可靠性的进化轨迹。
1999-08-24 astro-ph
Spitzer-MIPS Observations of the eta Cha Young Association
利用斯皮策空间望远镜上的斯皮策多波段成像光度计（MIPS）在远红外波段上绘制了η-Chamaeleontis年轻星协。图谱区域内的所有16个成员都在24 μ m处被检测到，还有5个成员在70 μ m处被检测到，2个成员在160 μ m处被检测到。10颗恒星显示出远红外过量辐射，表明存在星周盘;其中6颗的中央有空地，这一点可以从超过5微米的过量辐射开始得到证明。在113颗24 μ m测光的2 MASS场星中没有发现新的红外多余源，但没有被视为X射线源，这表明来自X射线巡天的成员名单相当完整。eta Cha星协的星周盘的红外光度范围从1 e-1到1 e-4，中值Ldust /Lstar为0.04。光学厚，光学薄，和中间光学深度磁盘在同一恒星群内，结合大部分磁盘与内孔，表明车协会代表了一个关键阶段的拱盘演化。
2008-04-18 astro-ph
Young, Low-Mass Brown Dwarfs with Mid-Infrared Excesses
我们结合了新的I，J，H和Ks部分Chamaeleon II，Lupus I和蛇夫座恒星形成云的图像，以及斯皮策遗产计划“从分子云到行星形成云”的3.6至24微米图像，以识别19颗年轻恒星，棕矮星和亚棕矮星的样本，显示中红外过量发射。所得到的样本包括亮度为0.5>log（L/Lsun）>-3.1的源。在我们的样本中，有六个更明亮的光源先前已经被其他年轻恒星和褐矮星的调查所确定。在我们的样品中，有五个源的标称质量等于或低于氘燃烧极限（~12 M_J）。在过去三十年的光度中，我们的光源有一个近似恒定的剩余光度与恒星光度的比率。我们比较我们所观察到的SED与被动辐射拱星盘的中心源的理论模型和测试的影响磁盘倾斜，磁盘耀斑，和内部磁盘孔的大小上的强度/形状的过剩。除了一个源之外，我们观察到的所有源的SED都与喇叭形和/或扁平圆盘模型非常吻合。
2006-02-14 astro-ph
HIPPARCOS results for ROSAT-discovered young stars
在大约500颗富锂的ROSAT对应星中，有21颗被希巴谷观测到，它们被认为是低质量的前主序星。我们研究它们的弛豫、自行和光度数据。在我们的样本中，10颗金牛座和狼座恒星中有7颗的自行和松弛与这些协会的成员资格并不矛盾，而Chamaeleon和Scorpius中的大多数恒星似乎是年轻的前景恒星。结合地基光度学和光谱学，依巴谷望远镜使我们能够在H-R图上放置15颗恒星。所有这15颗恒星都是前主序星，年龄从100万年到1500万年。只有两颗恒星位于Hayashi轨道上，而其他13颗是位于辐射轨道上的后T金牛星。虽然这个样本是公认的小，包含只有3%的总样本的富锂ROSAT对应，它并没有证实最近的预测由其他作者：我们没有发现恒星的年龄范围从20至100百万年。前景中的前主序星可能是被抛向我们的，或者它们属于古尔德带系统，一个充满年轻恒星的平面。
1997-12-07 astro-ph
Optical Spectroscopic Classification and Membership of Young M Dwarfs in Star-Forming Regions
光谱类型是校准温度的一个关键参数，而温度是估算年轻恒星和褐矮星质量所必需的。我们描述了一种方法开发的低质量恒星和棕矮星的梯形星团使用红色光谱，这可以应用到其他恒星形成区域进行分类。分类使用两种方法以提高准确性：使用窄带光谱指数，该指数依赖于分子谱线强度随光谱类型的变化，并与Chamaeleon I恒星形成区域中其他先前分类的年轻低质量天体进行比较。我们已经调查和比较了许多不同的分子指数，并确定了少数的指数，以及M-型对象的星云区域进行分类。这些指数是针对年轻的主序前天体进行校准的，与主序上的天体相比，这些天体的光谱受到较低的表面重力的影响。得到的光谱类型基本上是独立的红化和星云发射线。通过分析引力敏感的Na双线的强度，可以在光学区用中等分辨率的光谱来确认候选的年轻恒星和棕矮星是真正的星团成员。已经确定的是，这种特征在这些非常年轻的天体中要比在场矮星中弱得多。钠光谱指数被用来估计表面重力，并定量地展示年轻（1- 200万年）天体与矮和巨场星之间的差异。
2007-08-09 astro-ph
Measuring Accretion in Young Substellar Objects: Approaching the Planetary Mass Regime
我们目前的观测Halpha发射线剖面在麦哲伦天文台的39个年轻的低质量恒星和褐矮星的金牛座和Chamaeleon I恒星形成区域的样本。我们已经确定了11个新的亚恒星吸积物，是已知的具有可测量吸积活动的棕矮星数量的三倍多。这些包括迄今为止所看到的最低质量的吸积物体，质量低至~0.015 Msun。使用模型的Halpha发射产生的磁层吸积流，最广泛适用的主要校准器，现在可用的，我们确定的第一个估计质量吸积率的对象在这样的极低的质量。对于6个质量小于0.03 Msun的天体，我们发现其吸积速率约为5 × 10 ^{-12} Msun/yr，是迄今为止测量到的最小的。这些新的结果延续了质量吸积率随着恒星质量的减小而减小的趋势，这是我们以前在更大质量物体的样本中注意到的;总体相关性为Mdot \~ M^{2.1}，现在扩展到两个数量级以上的质量范围。最后，吸积率随质量的分布没有不连续性，这表明恒星和棕矮星有着相似的形成历史。
2005-02-01 astro-ph
Time evolution of X-ray coronal activity in PMS stars; a possible relation with the evolution of accretion disks
本文研究了从已知最年轻的恒星形成区（SFR）年龄<1 Myr到1亿年左右的X射线恒星活动的演化，即1 M太阳恒星的零年龄主序（ZAMS）。我们考虑五个不同年龄的SFR（蛇夫座ρ，猎户座星云星团，NGC 2264，Chamaeleon I和Eta Chamaeleontis）和两个年轻的星团（昴星团和NGC 2516）。这些区域的光学和X射线数据从档案观测和最近的文献中检索，并在这里以一致的方式重新分析，以尽量减少结果中的系统差异。研究了L_X和L_X/L_bol随恒星质量和星协年龄的变化趋势。对于低质量恒星（M < 1M_sun），我们观察到在前3- 400万年，L_X/L_bol增加，随后在饱和水平（L_X/L_bol ~ -3）趋于平稳。缓慢演化的极低质量恒星会保持饱和状态，直到这里考虑的最老年龄，而对于较高质量的恒星，在大约10^7年后的某个年龄开始下降。我们发现我们的数据与以下初步的图片一致：低质量PMS星没有拱吸积盘有饱和的活动，一致的活动Rossby数关系MS星。吸积和/或盘的存在以某种方式降低了观测到的活动水平;盘耗散和/或在PMS演化的最初几个百万年中质量吸积速率的降低因此是观测到的L_X/L_bol随时间增加的原因。
2003-02-17 astro-ph
Young Supernova Remnants in the Magellanic Clouds
在麦哲伦星云中有六个左右年轻的超新星遗迹，它们显示出以下一个或多个特征：高速（>1000 km/s）发射，金属丰度增强，或快速旋转的脉冲星。我总结了这些遗迹的知识现状，并提出了一些最新的结果主要来自新的X射线天文卫星。
2001-02-21 astro-ph
Young stellar populations in the Magellanic Clouds
我们将讨论麦哲伦星云中的年轻恒星和星团。本文介绍了利用HST ACS测光在大麦云星云N~11中发现的前主序星候选者。对比色-星等图和主序前轨迹，以及斯皮策天体YSO I和II的存在，表明该区域的恒星形成活跃了很长一段时间，从几$10^5$年到几百万年前
2007-11-29 astro-ph
Young stars and clouds in Camelopardalis
本文评述了银河系黄道132- 158度方向上本旋臂中的恒星形成。在这个银河系方向最近的恒星形成活动的证据是这里的凸轮OB 1协会和密集的尘埃和分子云包含H $α$发射星，年轻的不规则变星和红外恒星物体的存在。本地臂的云集中在两层，分别在150-300 pc和大约900 pc处。在这个方向上的英仙座臂物体的距离约为2千秒差距。
2008-11-18 astro-ph
Discovery of a luminous white dwarf in a young star cluster in the Large Magellanic Cloud
我们已经在NGC 1818中发现了一个年龄为1-2 x 10^5年的发光白矮星候选者，NGC 1818是大麦云星云中的一个年轻星团。这一发现将恒星停止形成中子星并开始形成白矮星的边界质量M_c严格限制在M_c > 7.6 Msun。
1998-03-19 astro-ph
Mapping of the extinction in Giant Molecular Clouds using optical star counts
本文给出了银河系大部分邻近巨分子云的大尺度消光图（狼疮，rho-Ophiuchus，天蝎座，煤袋，金牛座，变色龙，苍蝇，南冕座，巨蛇座，IC 5146，船帆座，猎户座，麒麟座R1和R2，玫瑰座，Carina），该图像是从使用自适应网格和小波分解的星计数方法中得出的，该方法应用于USNO提供的光学数据，精密测量机云中消光的分布导致估计它们的总个体质量M和它们的最大消光。我表明，包含在一个等消光等值线和灭绝的质量之间的关系是相似的，从云到云，并允许在5.7至25.5级的范围内的最大灭绝的外推。我发现大约一半的质量包含在视觉消光小于1级的区域。在大尺度（约250平方度）上使用的星计数方法是一种强大且相对简单的方法来估计分子复合物的质量。对整个天空进行系统的研究会发现新的云，就像我在狼疮复合体中所做的那样，我发现了大约10^4个太阳质量的第六个云。
1999-03-10 astro-ph
WFPC2 Imaging of Young Clusters in the Magellanic Clouds
我们利用宽视场行星照相机2 F160 BW、F555 W和F656 N对小麦哲伦星云中的NGC 330和大麦云星云中的NGC 1818、NGC 2004和NGC 2100进行了成像。我们报告这四个集群的光度结果，包括使用光度颜色的集群Be恒星人口的识别。我们提出了理论WFPC2和宽带颜色和测热校正LMC和SMC金属丰度。使用远紫外F160BW滤光片可以精确测定主序星关闭点附近和未演化主序星的有效温度。
1999-10-13 astro-ph
Near-Infrared Spectroscopy of Very Low-Luminosity Young Stellar Objects in the Taurus Molecular Cloud
我们对金牛座分子云Heiles Cloud 2中的23个非常低光度的年轻天体候选者和5个伴星进行了近红外光谱观测。12个天体被Br γ特征确认为YSO。的YSO和同伴的有效温度估计从2.26微米的功能，2.21微米的功能，和H2O带强度。我们的光度和光谱观测与HR图上的演化轨迹的详细比较表明，一些对象是非常低质量的YSO。
2002-06-04 astro-ph
