High Resolution K-band Spectroscopy of MWC 480 and V1331 Cyg
本文给出了两颗年轻恒星MWC 480和V1331 Cyg的高分辨率（R= 25，000 - 35，000）K波段光谱。早期光谱分散（R=230）的干涉观测MWC 480表明存在一个多余的连续发射内部的尘埃升华半径，与光谱形状，被解释为证据热水排放从内部磁盘MWC 480。我们的光谱V1331天鹅座揭示了强烈的CO和热水蒸汽的排放，可能产生在一个拱盘。相比之下，我们的MWC 480光谱似乎大多没有特征。我们讨论了可能的方式，从MWC 480强水排放可能会在我们的数据中未被检测到。如果强大的水排放实际上是从内部磁盘缺席，因为我们的数据表明，连续多余的内部的尘埃升华半径，在干涉数据中检测到必须有另一个起源。我们讨论可能的物理起源连续过剩。
2008-09-24 astro-ph
Bispectrum speckle interferometry of the B[e] star MWC 349A
本文介绍了用SAO 6 m望远镜对B[e]星MWC 349 A进行双谱散斑干涉测量的结果。我们的衍射限制的J-，H-和K-波段图像（分辨率43- 74 mas）表明，恒星是由一个拱星盘几乎看到edgeon. The观察到的可见度形状是一致的两个组件椭圆盘模型，可能对应于磁盘的气体和尘埃成分。我们表明，作为一个主序前恒星或年轻的行星状星云的对象的分类是有问题的。通过对基本参数确定中的不确定性分析，我们得出结论：MWC 349 A可能是一颗B[e]超巨星，也可能是一颗双星系统，其中B[e]伴星占主导地位。
2002-09-25 astro-ph
Discovery of OH in Circumstellar Disks Around Young Intermediate-Mass Stars
我们检测到从两个赫比格Ae星AB御夫座和MWC 758在3.0 - 3.7微米波长范围内（L波段）的多个低激发振转跃迁的OH的发射，使用NIRSPEC仪器凯克II。这两颗恒星的发射区的内半径都接近1天文单位。我们比较了光学薄LTE模型和薄楔形荧光模型，发现这两颗恒星的旋转温度为650 - 800 K，OH丰度为10^42 - 10^45个分子。与目前的化学模型的比较支持的荧光激发模型，御夫座AB和可能的MWC 758，但进一步的观察和详细的建模是必要的，以提高在不同的磁盘环境中的OH排放的约束。
2008-05-22 astro-ph
New spectroscopic observations of the B[e]/K binary system MWC 623
利用新的光谱观测结果对B[e]/K双星系统MWC 623进行了重新研究。K星和B星的吸收线在14年的时间间隔内没有表现出任何显著的径向速度变化。光谱分类使用最近的阶梯光谱产生的光谱类型的K2 II-Ib和B4 III。K星的光度等级估计它与MWC 623的距离为2.4（+1.4/-0.9）kpc。这与2.0（+0.6/-0.3）千秒差距的运动学距离一致。根据H-R图中双星的位置，B星和K星的质量分别为7+-1.5 Msun和7.5+-2.5 Msun，即质量比接近1。与等时线比较表明，这两颗恒星的年龄为50+10/-2000万年。K星的高光度排除了前主序星演化阶段的解释，在晚型组件中观察到的强LiI λ 6708吸收线。相反，高锂丰度是年轻的结果。同样地，B[e]星是一个稍微演化的天体，它开始了主序后的演化。
2001-06-13 astro-ph
An evolved disk surrounding the massive main sequence star MWC 297?
本文介绍了利用亚毫米波阵列在230 GHz（1.3 mm）连续谱和$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O（J=2-1）转动跃迁中对MWC 297周围星周盘的干涉观测结果。MWC 297距离我们250 pc，是离我们最近的年轻大质量恒星（M $_{\star}$ $\sim$ 10 M $_{\odot}$）之一。紧凑的连续发射检测到MWC 297，我们估计磁盘质量（气体+灰尘）为0.07 M $_{\odot}$和磁盘半径为$\le$ 80 AU。我们的研究结果表明，星周盘可以生存周围的大质量恒星以及进入其主序星阶段，即使他们已经成为光学可见。补充我们的观察与从文献中汇编的数据，我们发现submm尘埃不透明度指数$β$为0.1和0.3之间。如果发射是光学薄的，则$β$的低值指示盘中存在相对大的晶粒，这可能是由于晶粒生长。我们没有检测到任何CO排放与连续源。我们认为，从磁盘的$^{13}$ CO排放可能是光学薄，在这种情况下，我们推导出的气体质量的上限，这意味着显着耗尽分子气体中的磁盘。这个磁盘的质量和观察到的演化趋势是类似的中等质量赫比格Ae星和低质量金牛T星。
2007-08-15 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
SMA Imaging of the Maser Emission from the H30$α$ Radio Recombination Line in MWC349A
利用亚毫米波天线阵对MWC 349 A星周区域H30 $α$复合线（231.9GHz）的角分布进行了测量。分辨率为$1\farcs2$，但由于高信噪比，我们在$1 kms$的速度分辨率下测量了所有脉泽组件的位置，其精度优于$0\farcs01$。两个最强的脉泽成分（称为高速成分）在速度接近-14和$32 kms$处，沿位置角$102 \pm 1\arcdeg$相隔$0\farcs048 \pm 0\farcs001$（60 AU）。给出了在这两个最强分量之间和之外速度处脉泽辐射的分布。连续辐射位于脉泽分布的中心，在10质量之内。脉泽似乎跟踪一个几乎边缘旋转盘结构，让人想起水脉泽开普勒旋转的核吸积盘星系NGC 4258。然而，微波脉泽组件MWC 349 A不遵循一个简单的开普勒运动学与$v \sim r^{-1/2}$处方，但有一个更大的幂律指数。我们探讨了高速脉泽追踪螺旋密度或激波的可能性。我们还强调谨慎的相对质心微波激射器的位置，微波激射器的位置或速度没有明确解决的解释，我们提出了模拟，说明了质心方法的适用范围。
2008-01-04 astro-ph
Near-infrared line spectropolarimetry of hot massive stars
为了研究光学暗淡，红外明亮的物体周围的拱星物质的内部部分，我们提出了第一个中分辨率的光谱偏振数据在近红外。在本文中，我们讨论的Pa β线数据GL 490，一个著名的嵌入式大质量的年轻恒星的对象，和MWC 349 A和MWC 342，两个光学昏暗的恒星，提出了在主序前阶段的演变。作为对该方法的检查，也观察到了经典的Be星zeta Tau，已知其在光学波长处显示线偏振变化。我们的三个目标在Pa β上显示出“线效应”。对于zeta Tau和MWC 349 A，这种线效应是由于环星电子散射盘的去极化。在这两种情况下，偏振的位置角与在其他波长下成像的较大尺度圆盘的位置角一致，验证了红外分光偏振法作为检测小尺度平坦化的手段。在包埋的大质量年轻恒星GL 490中，偏振位置角在Pa β处的旋转被初步探测到，这表明存在一个带有内孔的小尺度旋转吸积盘--类似于最近在赫比格Ae和金牛T星的光学波长处发现的情况。
2005-09-22 astro-ph
Detection of an inner gaseous component in a Herbig Be star accretion disk: Near- and mid-infrared spectro-interferometry and radiative transfer modeling of MWC 147
我们研究的几何形状和物理条件的内部（AU尺度）拱星区域周围的年轻赫比格恒星MWC 147使用长基线光谱干涉测量在近红外（近红外K波段，VLTI/琥珀观测和PTI存档数据）以及中红外（MIR N波段，VLTI/MIDI观测）。MWC 147的发射清晰可见，其特征物理尺寸约为1.5mm。1.3 AU和9 AU分别在2.2微米和11微米（高斯直径）。光谱分散的琥珀色和琥珀色的干涉图都显示出强烈的增加，在特征尺寸向更长的波长，更陡峭的比预测的分析磁盘模型假设幂律径向温度分布。我们模型的干涉数据和MWC 147的光谱能量分布与2-D，频率相关的辐射传输模拟。这个分析表明，球形信封或被动辐射开普勒磁盘（垂直或弯曲的膨胀的内缘）的模型可以很容易地适应SED，但预测比观察到的低得多的vibrations;由这样的模型预测的角度大小是2至4倍大于来自干涉数据的大小，所以这些模型可以清楚地被排除。然而，模型的开普勒光盘光学厚气体排放从一个活跃的气体盘（尘埃升华区内），产生一个很好的拟合的SED，并同时再现的绝对水平和光谱依赖的近红外和中红外光谱。我们的结论是，近红外连续发射MWC 147的吸积光度占主导地位的光学厚的内部气体盘出现，而MIR发射也包含来自外部的贡献，照射尘埃盘。
2007-11-30 astro-ph
CO band emission from MWC349: I. First overtone bands from a disk or from a wind?
我们观测到了B[e]星MWC 349在2.28-2.50 μ m波长范围内的近红外辐射。除了强IR连续谱外，光谱还包含第一泛音CO带和Pfund系列的大部分氢复合线，两者都在发射中。我们还模拟了光谱。Pfund线具有高斯轮廓，FWHM为~100 km/s，并且结果表明它们的发射在LTE中并且光学薄。为了解释CO波段，研究了几种情况。我们发现CO带头在LTE下形成，并且气体必须具有3500至4000 K的温度。2 -> 0带头的宽度指示50至60 km/s的运动学增宽。假设CO气体的柱密度为5 × 10^{20} cm^{-2}，并且位于旋转的星周盘的内边缘，我们可以得到与测量光谱的拟合。在这种情况下，圆盘必须有一个凸起，它部分地阻挡了辐射，这样观察者只能看到远侧的一个扇区，那里的径向速度很小。或者CO排放来源于具有高斯线轮廓的风。两件衣服的质量都一样，令人满意。在第三种替代方案中，拟合不太令人信服，CO发射是光学薄的，来自扩展的开普勒盘。
2000-08-15 astro-ph
Rotating disks in high-mass young stellar objects
我们报告的检测四个旋转的大规模磁盘在两个地区的高质量恒星形成。圆盘垂直于已知的双极流出，结果是不稳定的，但寿命长。我们推断，吸积到嵌入（原）星必须进行通过磁盘的速度约10 E-2 Msun/年。
2003-12-18 astro-ph
A rotating disk around the very young massive star AFGL 490
我们用布雷高原干涉仪在亚角秒分辨率下观测了一颗8- 10 Msun的年轻恒星AFGL 490的C_（17）O（2- 1）跃迁，发现了AFGL 490被一个旋转盘包围的有力证据。利用二维模型的物理和化学磁盘结构耦合线辐射转移，我们约束其基本参数。我们得到一个相对较高的磁盘质量为1 Msun和半径约1500 AU。一个合理的解释明显的不对称的磁盘形态。
2006-01-12 astro-ph
Collimated outflows of rapidly rotating young stellar objects
本文基于理想的、静止的、轴对称的磁流体力学，提出了一个快速旋转磁化年轻恒星天体的磁通量面的解析模型。由此产生的冷风的解决方案再现观测到的风速几百\kms $ $和外喷流半径为几千恒星半径的准直喷流。概述了快速旋转恒星源周围的轴对称磁层理论，包括由于快速旋转产生的电场。中心物体的引力一直是这个理论的基础。一个一致的风理论的发展，其中包含牛顿理论作为一个经典的限制。载流等离子体流将导致磁层结构准直成圆柱形。我们表明，渐近结构基本上是由电力的捏缩方程，而不是由离心力和压力。
2000-06-07 astro-ph
Few Skewed Disks Found in First Closure-Phase Survey of Herbig Ae/Be stars
使用3望远镜IOTA干涉仪在Mt。霍普金斯大学，我们报告的结果，从第一近红外（λ =1.65亩）闭合相调查的年轻恒星物体（YSO）。这些闭合阶段使我们能够明确地检测偏离中心对称（即，在YSO盘的发射模式中，在~4毫角秒的尺度上，预期来自一般的“耀斑盘”模型。十四个目标中有六个显示出小的，但具有显著意义的非零闭合阶段，最大值来自年轻的双星系统MWC 361-A和（前主序？）是HD 45677星。我们的观测结果对内盘的垂直结构非常敏感，我们面临着Dullemond，Dominik和Natta（DDN）的“膨胀内壁”模型的预测。我们的数据支持具有弯曲内缘的盘模型，因为预期的发射在很宽的倾角范围内围绕恒星呈螺旋分布。相比之下，我们的结果与具有垂直内壁的模型不相容，因为它们预测了极端的偏斜度（即，大封闭阶段）从近红外光盘发射，这是没有看到我们的数据。此外，我们还发现了一些物体周围神秘的H波段“晕”（在0.01-0.50弧秒范围内约占光的5-10%），对HD 45677进行了初步的“参数成像”研究，以及年轻的双星MWC 361-A的第一个天体测量轨道。
2006-06-02 astro-ph
Circumstellar disks around Herbig Be stars
我们使用NRAO甚大阵列（VLA）和IRAM Plateau de Bure（PdB）干涉仪完成了对Herbig Be恒星周围拱星盘的搜索。我们提出了我们的新的VLA和PdBI数据的三个对象MWC 297，Z CMa和LKHa 215。我们通过将我们的毫米和厘米数据添加到其他波长的可用数据（主要是斯皮策图像）中，构建了从近红外到厘米波长的SED。使用圆盘+包络模型拟合整个SED。此外，我们还整理了文献中所有的圆盘毫米观测数据，并对所有数据进行了统计分析。我们表明，磁盘的质量通常是只有一个小的百分比（小于10%）的质量的整个信封在HBe星。对于磁盘，源与源之间存在很大的差异。我们样本中的两个圆盘，R Mon和Z CMa，具有与金牛座T和赫比格Ae恒星相似的大小和质量。然而，MWC 1080和MWC 297周围的圆盘较小（rout<100 AU）。我们没有在毫米波长下探测到MWC 137和LkHa 215的盘，这限制了可能的拱星盘的质量和大小。将我们的数据与之前金牛座T星和赫比格Ae星的结果进行比较，表明尽管在年轻天体（10^4年）中发现了大质量盘（0.1 Msun），但赫比格Be星周围的盘质量通常比低质量恒星周围的盘质量低5-10倍。我们建议，光盘光蒸发是负责这种行为。在赫比格Be星中，紫外线辐射在几个10^5年的时间尺度上分散了外盘中的气体。一旦盘的外部消失，整个气体盘在很短的时间…
2009-02-11 astro-ph
Accretion Signatures from Massive Young Stellar Objects
高分辨率（λ/Δ-λ = 50，000）K波段光谱的大规模，嵌入式，年轻的恒星物体。目前的样本包括四个大质量的年轻恒星位于新生的星系团，为银河系巨大的H II区域提供动力。观察到CO的2.3微米2- 0振动-转动带头的发射。在三个物体中看到的一系列速度加宽的轮廓与在各种倾角下看到的拱星盘所产生的发射是一致的。同样的光谱和空间分辨率的溴伽马光谱也支持吸积盘或环面模型的大质量恒星。在第四个天体中，观测到了Br辐射，暗示着一个旋转的环面，但是CO的轮廓很窄，这表明在大质量恒星中可能有不同的CO辐射机制，这与BN天体和MWC 349的早期观测结果一致。到目前为止，只有O型晚期或B型早期的年轻大质量恒星在这样的嵌入星团中被发现具有清晰的吸积盘特征。这些恒星通常是在其他质量更大的恒星存在的情况下被发现的，这些恒星的光球光谱揭示了它们的存在，但没有表现出盘的特征。这表明它们的吸积盘消散的时间尺度比质量较小的OB星要快得多，或者质量最大的恒星不是由吸积盘形成的。
2004-09-08 astro-ph
The rotating molecular core and precessing outflow of the young stellar object Barnard 1c
我们调查的核心周围的结构，最近确定的深埋年轻恒星对象巴纳德1c，它有一个不寻常的偏振模式跟踪亚毫米尘埃排放。巴纳德1c位于英仙座分子云内，距离英仙座250 pc。它是一个深埋的核心，质量为2.4太阳质量（Kirk et al.）。和4 +/-2太阳光度的光度。用BIMA阵列观测了CO、~（13）CO、C ~（18）O、HCO ~+和N_2H ~+，以及3.3mm和2.7mm处的连续谱。用FCRAO对N_2H ~+和HCO ~+的单碟测量揭示了这些谱线中较大尺度的发射。N_2H ~+辐射与C_18O辐射在空间上有密切关系，它起源于一个旋转的包层，有效半径约为2400 AU，质量为2.1 - 2.9太阳质量。N2 H+辐射在年轻恒星周围直径为600 AU的区域中不存在。剩余的N2 H+发射可能位于致密材料的相干环面中。B1 c的外流和旋转包络与之前研究的L483-mm非常相似，我们得出结论，它是一颗处于早期演化阶段的原恒星。我们假设，加热流出和恒星解吸CO从颗粒破坏N2 H+在内部区域和surprises的存在下，没有冰地幔在这个温暖的内部区域的颗粒可以解释不寻常的极化签名从B1 C。
2006-09-20 astro-ph
Simulations of turbulent convection in rotating young solar-like stars: Differential rotation and meridional circulation
我们提出的三维模拟结果的深对流信封的年轻（10百万年）一个太阳质量的恒星，得到的滞弹性球谐代码。由于年轻恒星的自转速度比主序星快，我们系统地研究了恒星自转速度的影响，考虑恒星的自转速度是太阳的五倍。这些非线性模型的目的是了解对流和旋转之间复杂的相互作用。我们讨论了湍流度和旋转速率对平均流的强度和拓扑结构的影响。对于所有的计算模型，我们发现一个太阳型的表面差异旋转，赤道加速度，和纬向环流，表现出多细胞结构。根据我们的模拟，即使在高自转速率下，差分自转对比度仅略微减小，纬向环流强度也明显减弱。我们还表明，当泰勒数大于某个阈值（Ta>10^9）时，对流可以发展出摇摆行为。由于模拟与高湍流水平和旋转速率表现出强烈的圆柱形内部旋转的配置文件，我们已经考虑了斜压效应的影响，在这些年轻的太阳的对流包络线的基础上，看看这种效果是否可以修改，否则近圆柱形的配置文件，以产生更多的圆锥形，类似太阳的配置文件。
2007-07-26 astro-ph
Where are the young pulsars?
我们发现，具有正常磁场的年轻超新星，在II/Ib型超新星爆炸中作为快速旋转的中子星（NS）诞生，可以通过沿其磁轴的相对论粒子发射而迅速减速。当它们足够慢下来时，它们可以经历相变，并在爆炸中坍缩成奇异星、夸克星或黑洞，这些爆炸会消除它们初始角动量的很大一部分。新诞生的奇异星或夸克星继续冷却并迅速自旋，成为软伽马射线中继器（SGR）和异常X射线脉冲星（AXP），成为缓慢旋转、无线电安静、暗淡的X射线脉冲星或恒星。黑洞，具体取决于它们的初始质量。这可以解释为什么在SNR和银河系中明显缺乏年轻的射电望远镜。
1999-11-28 astro-ph
Rotating molecular outflows: the young T Tauri star in CB26
盘-外流连接被认为在从形成中的原恒星中提取多余的角动量方面起着关键作用。虽然在少数天体中观察到了喷流旋转，但迄今为止还没有明确报道分子流出的旋转。我们报告了在孤立的博克球状体CB 26中对金牛座T星盘系统边缘进行的新的毫米干涉观测。这些观测的目的是研究这个100万年前的低质量年轻恒星天体的盘流出关系。用IRAM PdBI阵列在两种配置下观测1.3mm处的~（12）CO（2-1），得到分辨率为1.5角秒的谱线图。我们使用一个经验参数化的稳态外流模型，结合二维线辐射转移计算和参数空间中的卡方最小化来导出最佳拟合模型并约束外流参数。数据揭示了一个以前未发现的准直双极分子流出的总长度~2000 AU，逃逸垂直于平面的磁盘。我们发现奇特的运动学签名，这表明外流是旋转与磁盘相同的方向。然而，我们不能最终排除射流进动或两个错位的流动作为所观察到的奇特的速度场的可能来源。有间接的迹象表明，嵌入的驱动源是一个双星系统，这与源的年轻，可以提供观察到的外流的运动学特征的线索。CB 26是迄今为止研究分子外流旋转的最有希望的源。假设外流是旋转的，我们计算和比较质量，质量通量，角动量，和角动量通量的磁盘和外流，并得出磁盘分散的时间尺度为0.5…100万年，相当于系统的年龄。
2008-11-24 astro-ph
Young Kinematically Decoupled Components in Early-Type Galaxies
我们提出了一系列的后续观测的一个子样本的代表SAURON调查椭圆形（E）和透镜状（S0）星系使用OASIS积分场摄谱仪的结果。这些观测集中在中央10”x 10”，空间分辨率大约是SAURON观测的两倍。这种增加的空间分辨率揭示了一些有趣的和以前未解决的功能，在测量的恒星运动学和吸收线强度。我们发现，星系展示最年轻的全球恒星星族（用SAURON测量）往往包含一个明显年轻的中心区域（在几百秒差距或更小的尺度上）相比，其余的星系。此外，这些紧凑，年轻的组件被发现大多是相对于星系的其余部分反向旋转。鉴于没有充分确定的理由，这样的年轻的组件，以“喜欢”的反共旋转，这一发现提出了以下问题：如何常见的是这些小的KDC作为年龄的函数？为什么新的紧凑型KDC比旧的多？等效的同向旋转分量在哪里？我们探索这些问题，使用简单的模拟速度场和恒星星族模型，并发现年轻的组件，因为它的演变，再加上事实上，反旋转组件更容易检测到的速度场的衰落，可能有助于解释观察到的趋势。
2006-02-15 astro-ph
Matching the frequency spectrum of PMS stars by means of standard and rotating models
我们应用ATON程序计算了标准（非旋转）和旋转主序前（PMS）模型的详细网格，计算了它们的绝热振荡谱，目的是探索年轻恒星的地震性质。我们采用了一种类似的匹配模式的方法Guenther和布朗利用，必要时，我们的旋转进化代码来计算PMS星的模型。该方法描述了一个初步的应用程序的频谱的两个PMS星（85和278）在年轻的疏散星团NGC 6530。对于星85，我们确认，与自洽旋转模型，以前的解释的数据，归因于三个接近的频率模式n=4，l=1和m=0，+1，-1。对于恒星278，我们发现了一个不同的频率拟合，对应于恒星原始误差框内的模型，并质疑这颗恒星的有效温度远低于径向不稳定带的红色边界的可能性。
2008-06-09 astro-ph
The warped young stellar disc in the Galactic Centre
在银河系的中央秒差距内，观测到几十颗年轻恒星围绕着中央的超大质量黑洞旋转。这些恒星的一个子集形成了一个相干旋转的圆盘。其他的观测结果显示了一个巨大的分子环，位于距离中心约1.5秒差距的半径处。在本文中，我们考虑的引力影响的分子环面上的恒星的恒星盘。我们推导出一个分析公式的岁差率的个别恒星的轨道，我们表明，它是高度敏感的轨道半长轴和倾斜度相对于平面的环面，以及对质量的环面。假设恒星盘和分子环在大于600万年的时间尺度上都是稳定的，我们限制了环的质量和相对于年轻恒星盘的倾角。我们进一步认为，在银河系中心观测到的所有年轻恒星可能都有一个共同的起源，即一个张角<5度的相干旋转结构，在其生命周期中，由于分子环面的引力影响，该结构被部分破坏（扭曲）。
2008-12-08 astro-ph
Photoevaporation of protostellar disks III. The appearance of photoevaporating disks around young intermediate mass stars
我们目前的理论连续发射光谱（SED的），等照度图和线轮廓的几个模型的光蒸发盘在不同的方向相对于观察者。这些模型的水动力演化是本系列前两篇论文的主题。我们详细讨论了用于这些诊断辐射传输计算的数值方案。我们的研究结果进行了定性比较，观察到的超紧凑HI区域（UCHII的）。我们的结论是，在Wood & Churchwell（1989）和Kurtz et al.（1994）的星表中，高比例的“未分辨”UCHii不能用大质量恒星周围的盘来解释。特别是，观测到的这些物体的红外光谱表明尘埃温度比预期低一个数量级。我们认为，磁盘周围密切的同伴OB星可能是必要的，以解决这种不一致性。或者，强烈的恒星风和辐射加速可能会从发光的O型星附近移走盘物质，而对于这里考虑的低光度源，这不会发生。我们还发现，线轮廓跟踪蒸发的物质起源于磁盘的影响不显着的恒星风的存在，在很宽的风速范围内（400 - 1000公里/秒）。我们将我们的结果与明亮的IRAS源MWC 349 A进行了比较。它的许多性质，特别是它在高分辨率射电图中的空间外观，可以很好地解释为围绕着一颗具有高速恒星风的紫外发光恒星的圆盘。
1998-07-01 astro-ph
Radio-quiet X-ray pulsars in Supernova Remnants and the ``Missing'' Pulsar Problem
年轻的中子星（NS）演化为快速旋转的蟹状脉冲星的范式需要重新审视。越来越多的证据表明，事实上，许多年轻的NS是缓慢旋转（P ~ 10-s）的X射线辐射源，缺乏可检测的无线电发射。我们提出了三个无线电安静的NS候选人与超新星遗迹，这表明，替代的进化路径存在年轻的超新星。其中包括Kes 73中的12秒脉冲星，Kes 75附近的7秒脉冲星，以及RCW 103中神秘的X射线源。我们假设，这样的对象解释了超新星遗迹中射电暴的明显缺乏。
1998-09-10 astro-ph
Stochastic background of gravitational waves generated by a cosmological population of young, rapidly rotating neutron stars
我们估计了由热的、年轻的、快速旋转的中子星组成的宇宙学种群发射的引力辐射随机背景的光谱特性。它们的形成率作为红移的函数是从基于观测的宇宙中恒星形成历史的测定中推导出来的，并且假设引力能在与新发现的r模不稳定性相关的自旋下降阶段期间辐射。我们计算的整体信号所产生的合奏这样的中子星，假设各种宇宙学背景。我们发现，频谱应变振幅有一个最大值$\approx (2-4)\times 10^{-26} {Hz}^{-1/2}$，在频率$\approx (30-60)$ Hz，而相应的闭合密度，$h^2 Ω_{GW}$，有一个最大的振幅平台$\approx (2.2-3.3) \times 10^{-8}$的频率范围$(500-1700)$ Hz。我们将我们的结果与Owen等人（1998）的初步分析进行了比较，并讨论了这种背景的可探测性。
1998-10-15 astro-ph gr-qc
Circumbinary Molecular Rings Around Young Stars in Orion
我们提出了高角分辨率1.3毫米连续，甲基氰分子线，7毫米连续观测的亚毫米阵列和甚大阵列，对最高度模糊和南部的大质量恒星形成区域OMC 1 S位于猎户座星云后面。我们发现了两个扁平和旋转的分子结构，大小为几百个天文单位，暗示着由两颗恒星产生的环双星分子环，这两颗恒星具有非常紧凑的环星盘，大小和间距约为50 AU，与年轻的恒星物体139-409和134-411有关。此外，这两个旋转环与两个致密明亮的{ \it热分子核}有关。由我们的数据得到的双星系统的动力学质量为139-409的$\geq$ 4 M $_\odot$和134-411的$\geq$ 0.5 M $_\odot$。这一结果支持了中等质量恒星将通过{ \it拱星盘}和喷流/外流形成的观点，就像低质量恒星一样。此外，当中等质量恒星处于多个系统中时，它们似乎形成了一个环联星环，类似于年轻的多个低质量系统中所看到的环联星环（例如，GG Tau和UY Aur）。
2007-07-09 astro-ph
Dynamical evolution of rotating stellar systems - II. Post-collapse, equal mass system
我们利用轨道平均二维福克-普朗克方程的数值解，提出了初始旋转星团的第一个核后坍缩模型。在Einsel & Spurzem（1999）开发的程序的基础上，我们改进了程序的速度和稳定性，并加入了定常三体双热源。我们已经证实，旋转的集群，无论他们是在潮汐场或没有，进化速度显着比非旋转的。观测到的形状，密度分布和运动学性质的年轻和年老的星团的后果进行了讨论。在非旋转的情况下，与气体和一维Fokker-Planck模型的结果进行比较。
2001-09-05 astro-ph
X-ray Study of the Intermediate-Mass Young Stars Herbig Ae/Be Stars
我们提出的ASCA结果的中等质量的前主序星（PMS），或赫比格Ae/Be星（HAeBes）。在35个ASCA点源中，我们检测到11个可能的X射线对应物。在0.5-10 keV波段探测到的源的X射线亮度在log LX ~30-32 ergs-1范围内，系统地高于低质量PMS的亮度。这一事实表明，一个可能的低质量伴星的贡献并不大。大多数亮源都表现出明显的时间变化，特别是两个HAeBes - MWC 297和TY CrA -表现出长衰变时间尺度的耀斑样事件（e折叠时间约为10-60 ksec）。这些耀斑的形状类似于低质量的PMS。用吸收的单温或双温薄热等离子体模型成功地再现了X射线谱。温度在kT ~1-5 keV之间，明显高于主序星OB的温度（kT < 1 keV）。这些X射线特性不能用风驱动的冲击来解释，而更有可能是由于磁场活动。另一方面，等离子体温度上升，吸收柱密度增加，或作为HAeBes上升到早期阶段。在恒星年龄达到几个x10 ^6年后，X射线光度会降低。X射线活动可能与恒星演化有关。活动衰减的年龄明显接近喷流或外流活动的终止。因此，我们假设磁活动起源于耦合到星周盘的大尺度磁场的相互作用。我们还讨论了HAeBes和主序星OB之间的X射线性质的差异。
2004-06-22 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
Water vapour and hydrogen in the terrestrial-planet-forming region of a protoplanetary disk
行星系统，包括我们的行星系统，都是在年轻恒星周围的尘埃和气体盘中形成的。星系盘是恒星和行星形成过程中不可或缺的一部分，了解内部星系盘物质的分布和温度对于理解类地行星形成、巨行星迁移和吸积到中央恒星上至关重要。虽然原行星盘的内部区域在附近的恒星形成区域对着只有几个纳弧度，近红外干涉测量最近使这些地球区的空间分辨率。大多数观测只探测了尘埃，这通常是近红外辐射的主要部分。在这里，我报告光谱分散的近红外干涉观测，探测气体（占主导地位的质量和动态的内盘），除了尘埃，在一个天文单位的年轻恒星MWC 480。我解决气体，包括水蒸气和原子氢，内部的边缘的尘埃盘，这与以前的光谱分散干涉观测的结果。这种吸积气体与迁移行星的相互作用可能会导致短周期的系外行星，就像在主序星周围检测到的那样。观测到的水蒸气可能是由迁移的冰体升华产生的，并为类地行星提供了潜在的蓄水池。
2007-06-08 astro-ph
A forming disk at z~0.6: Collapse of a gaseous disk or major merger remnant?
[摘要]我们使用多波长测光和FLAMES/GIRAFFE 3D光谱成像，在z=0.6679处呈现并分析了J033241.88-274853.9的观测结果。J033241.88-274853.9是一个蓝色的年轻（约3.2亿年）恒星盘，嵌入在非常丰富的气体（fgas=73-82%，log（Mstellar/Mo）=9.45）和湍流相中，被发现在大空间尺度上旋转。我们发现了J033241.88-274853.9的两个不寻常的性质。(1)电离气体和年轻恒星的空间分布显示出强烈的去耦;虽然在南部几乎没有恒星可以检测到ACS/UDF图像的非常深的检测极限，但检测到[OII]电离气体的显著发射。(2)我们检测到过量的速度分散在南部的J033241.88-274853.9相比，从旋转盘模型的预期。我们考虑了两个磁盘形成的情况下，根据气相的几何形状。在第一个实验中，我们研究了J033241.88-274853.9是否可能是一个年轻的旋转盘，最近从一个预先存在的，非常富含气体的旋转盘坍塌。这种情况需要两个（未知的）额外的假设来解释恒星和气体分布之间的解耦以及同一区域中的速度色散。在第二种情况下，我们研究J033241.88-274853.9是否可能是两个富含气体的磁盘合并残留物。在这种情况下，观察到的气体和恒星分布之间的不对称性，以及过度的速度色散，找到一个共同的解释。在这个区域合并过程中产生的冲击可…
2008-11-24 astro-ph
R-Mode Oscillations and Spindown of Young Rotating Magnetic Neutron Stars
最近的研究表明，一颗年轻的快速旋转的中子星会因不稳定的r模式振荡产生的引力波而失去角动量。我们研究了一个年轻的磁性中子星的自旋演化，包括引力辐射和磁制动（模拟为磁偶极子辐射）的影响。我们对非线性r模的唯象描述与Owen等人（1998）的描述相似，但不同之处在于，当不存在模的直接驱动和阻尼时，我们的处理与极限中的绝热不变性原理一致。我们表明，虽然磁制动倾向于增加的r-模式的振幅，通过自旋中子星，但它降低了引力波发射的效率从恒星。当B >= 10 ^14（\nus /300 Hz）^2 G时，其中\nus是自旋频率，磁制动效应显著地改变了自旋下降速率和引力波形。我们还估计了由于电磁（快磁声）波发射和由于阿尔芬波发射在中子星磁层的r-模式的增长率。当B >= 10^13（\nus /150 Hz）^3 G时，r模的阿尔芬波驱动比引力辐射驱动更重要，r模的电磁波驱动则弱得多。最后，我们研究了中子星内部的局部Rossby-Alfven波的性质，结果表明磁场对r模频率的影响为0.5（B/10^16 G）^2（\nus /100 Hz）^-2量级。
2000-06-29 astro-ph gr-qc
A collimated jet and an infalling-rotating disk in G192.16-3.84 traced by H2O maser emission
本文报道了日本VLBI新观测网在两个月内三个历元观测到的与恒星形成区G192.16 - 3.84有关的H_2O脉泽，揭示了整个\h 2 O脉泽区的三维运动学结构，其中包含两个相距约1200 AU的年轻恒星。脉泽的空间运动学结构已经很好地坚持，因为以前的观测，其中的脉泽预计将与一个高度准直的双极射流和一个下降旋转盘在北部和南部集群的H2O脉泽功能，分别。我们估计喷流的膨胀速度约为100 km/s，重新估计整个喷流的动力学年龄为5.6 × 10^4 yr。我们研究了在过去和现在的观测期间多普勒速度的空间分布，南部星团中H2O脉泽特征的相对自行，以及两个脉泽星团之间的相对整体运动。用半径约1000 AU、中心恒星质量为5-10 M_sun的下沉旋转盘模型较好地解释了它们，而不是用垂直于观测到的CO流出的双极喷流模型.根据导出的H_2O脉泽空间运动学参数，讨论了G192.16-3.84中大质量年轻天体的形成机制和外流的发展。
2006-08-30 astro-ph
Ring shaped 6.7 GHz methanol maser emission around a young high-mass star
我们报告EVN成像的6.7 GHz的甲醇脉泽发射的候选人高质量原恒星G23.657-0.127。脉泽起源于一个半径为127质量、宽度为12质量的近圆环。环结构指向一个中心的激发天体，这是年轻大质量恒星的典型特征;它的热光度估计在近（5.1 kpc）和远（10.5 kpc）运动学距离分别为<3.2 * 10^4 L_sun和<1.2*10^5 L_sun。然而，微波激射区的空间几何形状仍然是模糊的。我们考虑的情况下，甲醇脉泽起源于一个球形气泡或在一个旋转的光盘看到近正面。
2005-09-21 astro-ph
Production of high-energy μneutrinos from young neutron stars
年轻、快速旋转的中子星可以在靠近恒星表面的地方将质子加速到$\sim 1$ PeV的能量，这些质子通过$Δ$共振与来自恒星表面的x射线散射，产生π介子。π介子随后衰变产生μ介子中微子。我们发现，μ子中微子的能谱包括一个急剧上升$\sim 50$ TeV，对应于共振的开始，在此之上的流量下降为$ε_ν^{-2}$的上限能量截止，这是由运动学或质子被加速到的最大能量。我们预测事件率高达10-50公里$^{-2}$年$^{-1}$从相对年轻，密切的中子星。这样的通量将被IceCube检测到。
2006-09-20 astro-ph
NGC7538S - a High-Mass Protostar with a Massive Rotating Disk
我们报告了在大质量0级候选者NGC 7538 S周围检测到一个巨大的旋转盘。在3.4 mm连续介质和H13 CN J = 1 - 0中，使用BIMA（HPBW =3.7”）可很好地分辨圆盘。它几乎被边缘看到，大小约为30，000 AU。在SiO J = 2 - 1和HCO+ J = 1 - 0中，绘制了垂直于旋转盘的年轻、强大的流出。外流的动力年龄<10，000年。在H13 CN中看到的速度梯度与开普勒旋转一致。假设气体受到引力束缚，中心物体的质量约为40 Msun。连续统“圆盘”的质量<= 100 Msun，光度为10^4 Lsun。H13 CN的旋转盘质量约为400 Msun，扩展（20”）包层的质量约为1000 Msun。我们的观测证实了这是一颗处于早期阶段的超大质量原恒星。
2003-05-08 astro-ph
Disks, young stars, and radio waves: the quest for forming planetary systems
康德和拉普拉斯在18世纪提出太阳系是由一个旋转的气体盘形成的，但令人信服的证据表明年轻恒星确实被这样的盘包围了200年。随着我们进入21世纪，现在的重点是盘的形成，盘在恒星形成中的作用，以及行星如何在这些盘中形成。无线电波长在这些研究中起着关键作用，目前提供了一些最高空间分辨率的磁盘图像，以及尘埃颗粒成长为星子的证据。EVLA和ALMA的未来能力为解决磁盘结构和运动学，研究磁盘化学，直接检测原行星和形成磁盘成像提供了非常令人兴奋的前景。
2008-01-24 astro-ph
The Rotating Nuclear Star Cluster in NGC 4244
利用双子座近红外积分场摄谱仪（NIFS）和激光导星自适应光学系统，观测了邻近的边缘旋涡星系NGC 4244中的核星团。从以前对边缘星系的研究中，发现这个核星团是沿着其宿主星系盘平面扁平的星团样本之一。这样的集群多形态组件的证据，与年轻/蓝色的磁盘组件和老年人/红色的球状组件。我们对NGC 4244的新观测显示，在星团的中央10 pc（0.5”）范围内，有30公里/秒的清晰自转。中心速度弥散为28+/-2公里/秒。从光学颜色和光谱推断的多个恒星星族被看作是NIFS光谱中CO线强度的变化。即使在更古老、更接近球状的恒星成分中，也能清楚地检测到自转。我们讨论了类似的结构和运动学在其他星系，包括M33和银河系的核星团的证据。我们的观测支持了两种可能的形成机制：（1）气体从盘直接到核星团的幕式吸积，或（2）由于动力学摩擦在星系中心形成的年轻星团的幕式吸积。
2008-09-12 astro-ph
R-mode oscillations of differentially and rapidly rotating Newtonian polytropic stars
在分析热年轻中子星的r模振荡时，由于粘性不足以使有差旋转的年轻中子星在诞生后很短的时间尺度内形成均匀旋转的组态，因此必须考虑中子星的差旋转效应.在本文中，我们发展了一个数值方案来解决r模式振荡的差动旋转多变无粘星。这是应用于计算均匀旋转牛顿多方星的r模振荡的方法的扩展版本。利用这种新方法，我们成功地获得了差动旋转多变星r模振荡的本征值和本征函数。我们的数值结果表明，随着微分旋转的程度的增加，它变得更加困难，解决的r-模式振荡的轻微变形配置从球相比，解决的r-模式振荡的显着变形的恒星。其中一个原因似乎是，对于轻微变形的恒星，如果差动旋转的程度足够强，则在表面区域附近会出现共转点。这类似于广义相对论中慢转恒星r模振荡的微扰方法导致的奇异本征值问题。
2000-12-20 astro-ph gr-qc
Stellar Rotation in Young Clusters. II. Evolution of Stellar Rotation and Surface Helium Abundance
通过拟合19个年轻星团中461颗OB星的H-γ谱，计算了它们的有效温度和重力。我们使用旋转恒星的合成模型配置文件开发一种方法来估计这些恒星的极地重力，我们认为这是一个有用的指标，他们的进化状态。我们结合这些结果与投影旋转速度测量在以前的文件中获得这些相同的疏散星团。我们发现，更大质量的B星经历了旋转恒星演化理论所预测的自旋下降。此外，我们还发现由于潮汐相互作用，双星的成员也经历了一个显着的自旋下降与先进的演化状态。我们还获得了非LTE校正的氦丰度的大部分样品通过拟合的He I 4026，4387，4471线。在Teff <23000 K的冷星中发现了大量的氦奇异星。对高质量恒星（8.5太阳质量<M <16太阳质量）的分析表明，氦的富集过程会经过主序星阶段，并且在旋转速度较快的恒星中更大。这一发现支持的理论主张，旋转引起的内部混合是表面化学异常，出现在MS阶段的主要原因。在低重力天体中，质量较低的恒星自转速度较慢，并且有很大比例的氦奇异星。我们认为，这两个属性是由于他们的年轻。低重力恒星可能是前主序星的物体，当它们收缩时会旋转起来。这些年轻的天体很可能拥有来自其诞生云的残余磁场，这些强大的磁场塑造出具有不寻常化学丰度的表面区域。
2006-05-12 astro-ph
Disk-locking and the presence of slow rotators among solar-type stars in young star clusters
在同一个年轻星团的太阳型恒星（$\sim 0.6-1.2 M_{\odot}$）中，同时存在所谓的“超快旋转体”和缓慢旋转的恒星一直是恒星旋转领域的一个难题。到目前为止，还没有一个模型能够用恒星固有的单一机制来解释这两个问题，而关于模型的适当初始条件的问题往往使问题复杂化。在本文中，使用相同的起始条件的模型，我们使用在检查起源的超快旋转在年轻的星团，我们表明，最慢的旋转需要一个外在的机制。假设这种机制是一个磁盘-恒星相互作用，我们确定，磁盘锁定的时间尺度为几万年必须为这种类型的恒星。如果我们不允许（径向）差分旋转，而是强制实体旋转，模型需要大约两到三倍的时间尺度。
2001-01-31 astro-ph
Two Dimensional Cooling Simulations of Rotating Neutron Stars
研究了自转对中子星冷却的影响。热演化方程在二维中求解，充分考虑了广义相对论效应。研究发现，自转在早期尤其重要，此时中子星内部尚未等温。极地表面温度比赤道温度高63%。如果探测到一颗年轻的快速旋转的中子星的热辐射，这种温差就可能被观测到。在中间时期（10^2 < t < 10^5年），当内部变得等温时，极地温度仍然比赤道温度高31%。之后，光子表面辐射主导了冷却，并且表面在10^7年的时间尺度上变得等温。此外，早期和中期之间的过渡被推迟了几百年。旋转的另一个影响是中微子光度的降低，这是由于相对于非旋转的情况，中心密度的降低。
1998-06-12 astro-ph
Properties of non-rotating and rapidly rotating protoneutron stars
研究了非自转和快速自转质子中子星和中子星的性质。质子中子星是在II型超新星中形成的高温、富含轻子的中子星。热的致密物质是由一个现实的状态方程，这是通过扩展最近的方法Myers和Swiatecki的核质量公式。我们研究了质子中子星和中子星在不同演化阶段的性质，以强调非常年轻和年老的中子星之间的差异。数值计算是在广义相对论的框架下，通过对快速、均匀转动的精确描述进行的。我们发现，最小的边缘稳定的质子中子星的质量是远远高于相应的最小质量的冷中子星。因此，中子星的最小引力（重子）质量为0.89 - 1.13 M_{\sun}（0.95 - 1.29 M_{\sun}）是在其演化的最早阶段确定的。我们还表明，使用不同的温度分布的信封，以及不同形状的中微子球改变质子中子星和热中子星的属性高达20%。初步分析表明，即使是质量最大的以开普勒频率旋转的质子中子星也是长期稳定的。在角动量和重子质量守恒的假设下，演化的中子星的最大自转频率由质子中子星的开普勒频率决定。由此我们可以得到正则引力质量为1.35 M_{\sun}的年轻中子星自转周期的下限，P_min ~ 1.56 - 2.22 ms。这一结果进一步支持了这样一个假设，即毫秒中子星是由于吸积到冷的中子星上而被加速的。
1999-08-12 astro-ph nucl-th
Gravitational radiation limit on the spin of young neutron stars
在旋转中子星中发现了一种新的不稳定性，这种不稳定性是由作用于恒星$r$模的引力辐射反应驱动的，它为年轻中子星的自旋速率设定了一个上限。我们计算的时间尺度增长的线性扰动，由于引力辐射反应，并通过剪切和体积粘度耗散，工作到二阶在一个牛顿多方恒星模型内的慢旋转膨胀。结果对温度非常敏感：在热的中子星（$T>10^9$ K）中，最低阶的$r$模是不稳定的，而在较冷的恒星中，它们被粘性阻尼。这些计算有许多有趣的天体物理意义。首先，$r$模式的不稳定性会使一个新诞生的中子星旋转到一个接近蟹状星云脉冲星的初始周期的周期，可能在10到20毫秒之间。其次，当一个初始快速旋转的恒星旋转时，大约相当于太阳质量1%的能量会以引力波的形式辐射出来，这使得这个过程成为一个有趣的可探测到的引力波的来源。第三，$r$模式的不稳定性排除了由白矮星的吸积引起的坍缩形成毫秒双星的可能性：新恒星的温度足够高，可以以慢得多的速度旋转。
1998-05-17 astro-ph gr-qc
A numerical study of the r-mode instability of rapidly rotating nascent neutron stars
本文首次报道了{ \it rapidly}旋转可压缩恒星模型的经典r模数值分析结果。在不考虑慢转近似的情况下，数值求解了牛顿引力场中旋转恒星的线性摄动方程组。得到了制约热年轻中子星转动频率的引力波辐射诱导不稳定性的临界曲线。考虑到中子星的标准冷却机制，我们还给出了中子星在冷却和自旋下降过程中的“演化曲线”。当采用中子星的标准冷却机制时，$1.4M_{\odot}$星的旋转频率降低到100 Hz左右。这一结果证实了采用慢旋转近似的其他作者的结果。
2000-08-10 astro-ph gr-qc
How to identify a Strange Star
与年轻的中子星相反，年轻的奇异星不受r模式不稳定性的影响，这种不稳定性会通过引力波发射使快速旋转的热中子星的旋转周期减慢到10毫秒左右。因此，年轻的毫秒双星很可能是奇异星，而不是中子星，或者至少在内部含有大量的夸克物质。
1998-06-02 astro-ph gr-qc hep-ph
Thermal evolution of rotating strange stars in color superconductivity phase
在奇异星自旋下降导致的再加热和地壳弱传导热导致的热持续的共同作用下，色超导夸克物质中出现了库珀对的破缺和形成（PBF）。我们研究了具有壳层的奇异星在色超导相的冷却过程，包括退禁闭加热和PBF过程。我们发现，解禁闭加热可以延迟奇异星的热演化，PBF过程抑制了奇异星的早期温升。当色超导能隙足够小时，冷却的奇异星的行为在年轻致密天体的亮度约束范围内。
2006-07-04 astro-ph hep-ph nucl-th
