Discovery of Two T Dwarf Companions with the Spitzer Space Telescope
我们报告了发现的T矮星伴星的附近恒星HN Peg（G 0 V，18.4 pc，~0.3 Gyr）和HD 3651（K 0 V，11.1 pc，~7 Gyr）。在斯皮策太空望远镜上的IRAC对太阳附近恒星周围的5 'x5'场进行调查期间，我们根据它们的中红外颜色将这些同伴确定为候选T矮星。使用NASA IRTF的SpeX获得的近红外光谱，我们确认了甲烷吸收的存在，这是T矮星的特征，并分别测量了HN Peg B和HD 3651 B的T2.5+/-0.5和T7.5+/-0.5的光谱类型。通过将我们的斯皮策数据与几年前获得的2 MASS图像进行比较，我们发现HN Peg B和HD 3651 B的自行与原色一致，证实了它们的陪伴。HN Peg B和HD 3651 B与它们的原色的角间距分别为43.2”和42.9”，这分别对应于795和476 AU的投影物理间距。将它们的光度与理论演化模型预测的值进行比较，意味着HN Peg B和HD 3651 B的质量分别为0.021+/-0.009和0.051+/-0.014 Msun。此外，这些模型暗示HN Peg B的有效温度明显低于其他类似光谱类型的T型矮星，这与Metchev和Hillenbrand报告的年轻晚L型矮星HD 203030 B的行为相同。因此，L/T转变的温度似乎取决于表面重力。与此同时，HD 3651 B是第一个直接围绕一颗恒星成像…
2006-09-16 astro-ph
A WFPC2 Study of the Resolved Stellar Population of the Pegasus Dwarf Irregular Galaxy (DDO 216)
利用WFPC 2在F439 W（B）、F555 W（V）和F814 W（I）波段拍摄的图像研究了飞马座矮不规则星系的恒星星族。这些数据和地面数据相结合，产生颜色星等图，显示了这个小星系中恒星星族的复杂性质。一颗年轻（小于0.5 Gyr）的主序星组成部分存在并聚集在两个位于中心的团块中，而较老的恒星形成一个更扩展的盘或晕。主序星的颜色要求A_V = 0.47 mag.红巨星分支的平均颜色是相对蓝色的，与中等金属丰度的年轻或年老的贫金属恒星星族相一致。红巨星分支在颜色上也有明显的宽度，暗示着恒星的年龄和/或金属丰度的范围。在红巨星分支尖端之外发现了少量的扩展渐近巨星分支星。在我们的数据的模糊界限附近，是一个人口稠密的红色团块叠加在红巨星分支上。根据日内瓦恒星演化轨迹拟合自洽的恒星星族模型，得到了760千秒差距的修正距离。定量拟合的恒星星族探索作为一种手段来约束恒星形成的历史。主序星和核心燃烧氦的蓝环星的数量要求恒星形成率在最近的过去更高，大约1 Gyr前的3-4倍。如果没有更好的恒星金属丰度信息和更深层次的光度测量，就无法获得较长时间基线上恒星形成历史的独特结果。与数据一致的最年轻的模型包含恒定金属丰度为Z = 0.001的恒星，主要形成于2-4 Gyr前。即使在恒星形成活动的高峰期，飞马座矮星也很可能保持相对暗淡，M_V ~-14。
1998-05-21 astro-ph
A multicolor near-infrared study of the dwarf nova IP Peg
本文报道了食矮新星IP Peg在静止期的$JHK_{s}$光变曲线分析。光变曲线主要由质量施主恒星的椭球变化，以及来自吸积盘和亮点的各向异性发射的额外贡献。在$J$和$H$的光变曲线上可以看到二次日食，在最低光时分别有2%和3%的通量消失。我们模拟了观测到的第二颗恒星的椭球变化（包括其内表面可能的照明效应），以找到$q = 0.42$的质量比和$i = 84.5^{o} $的倾角，在不确定性的三个波段中保持一致。照明效果可以忽略不计。在$J$、$H$和$K_{s}$中，次级分别占通量的83%、84%和88%。我们拟合了一个黑体光谱的$JHK_{s}$流量的第二颗星，找到一个温度为$T_{bb} = 3100\pm500 K$和距离$d=115\pm30$ pc的系统。我们减去了第二颗恒星的贡献，并将3-D日食映射技术应用于所得到的光变曲线，以映射具有半张角$α$和在亮点半径处的圆形边缘的圆盘的表面亮度。日食图显示了沿亮点位置前方气流轨迹的增强发射，提供了气流溢出的证据。对于$R < 0.3R_{L1}$，推断出的圆盘中的径向亮度-温度分布是平坦的，温度$\simeq 3500K$和颜色与冷的不透明辐射体一致。
2007-08-22 astro-ph
Simultaneous Doppler maps of IP Peg in outburst
飞马座IP是一颗位于周期间隙上方的食矮新星，轨道周期为3.8小时。它是第一颗在吸积盘中显示出旋臂的激变变星。我们提出了新的时间分辨阶梯光谱观测IP钉，覆盖3900-7700埃的范围。这使我们能够在9条发射线上同时产生多普勒图。
2004-09-29 astro-ph
Spectral atlas of dwarf novae in outburst
到目前为止，只有极少数矮新星在其爆发状态期间得到了研究（北半球约30%）。本文介绍了我国第一个全面的矮新星爆发谱图集。我们研究了可能的相关性的发射和吸收线的光谱和一些基本参数的二进制文件。我们发现，在所呈现的48个光谱中，除了IP Peg之外的12个系统显示出强的HeII发射：SS Aur，HL CMa，TU Crt，EM Cyg，SS Cyg，EX Dra，U Gem，HX Peg，GK Per，KT Per，V893 Sco，IY UMa，以及其他7个不太突出的系统：FO And，V542 Cyg，BI Ori，TY Psc，VZ Pyx，ER UMa和SS UMi。我们的结论是，如果Smak（2001）和Ogilvie（2001）的模型是正确的，这些系统是很好的目标，发现在其吸积盘的螺旋结构在爆发期间。这一点可以通过在SS Cyg、EX Dra和U Gem的圆盘中已经发现螺旋不对称的迹象来证实。
2002-01-22 astro-ph
Mirror eclipses in the cataclysmic variable IP Peg
我们目前的时间分辨K波段红外光谱的矮新星（DN）IP Peg在早期的平静。在我们的数据中的Brackett-gamma和HeI线显示了迄今为止看不见的行为，我们称之为镜像食，并解释为一个光学薄吸积盘的第二颗星的食。镜食是对吸积盘的结构和物理条件的直接探测。例如，假设相关能级布居在LTE中，我们将导致镜蚀的光学薄材料的温度和密度分别限制为10，000 < T <20，000 K和ρ~10^-11 g/cm ^3。为了匹配我们的数据，我们发现至少最外面的20%的光盘（半径）必须完全光学薄。时间依赖性光盘模型的影响进行了研究。
2001-06-11 astro-ph
LO Peg in 1998: Starspot patterns and differential rotation
我们目前的多普勒图像的年轻K5 V-K7 V快速旋转LO Peg从1998年7月4日至7月10日获得的连续光谱的七个夜晚。这些图像显示了一个强大的极地帽的存在，其附属物延伸到中纬度，但在15 \degr以下没有看到恒星黑子。我们简要地讨论了最近的通量传输模拟，能够重现所观察到的纬度依赖性的斑点的分布。利用光谱的完整时间序列，其中314个是有用的，许多相位在七个晚上的观测中被观测到三次。在我们的图像重建中使用星点作为类太阳纬向差异旋转的示踪物，我们发现赤道地区每{181 $\pm$ 35} d比极地地区多完成一次旋转。LO Peg是第二个最冷的恒星，使用间接成像方法进行了这样的测量。纬向切变的程度小于G和早期K矮星，这表明在主序天体（前）中差异自转随恒星质量减小的趋势。
2004-10-25 astro-ph
The stable magnetic field of the fullly-convective star V374 Peg
本文报道了对快速旋转的全对流M4矮星V374 Peg的相位分辨偏振光谱观测，最近在该矮星上探测到了一个强的、主要是轴对称的大尺度极向磁场。除了2005年8月获得的原始数据集外，我们还在这里提供了2005年9月和2006年8月收集的新数据。从旋转调制的非偏振线轮廓，我们得出结论，星斑存在于恒星的表面，但其对比度和分数覆盖率远低于那些非完全对流活跃的恒星具有类似的旋转速率。分别对每组圆极化剖面进行层析成像，我们发现大尺度磁拓扑在1年的时间尺度上非常稳定;对完整的数据集重复分析表明，磁结构被非常弱的差分旋转剪切（约为太阳表面剪切的1/10），并且仅因内在变化而略有扭曲。这一结果与各种理论预测不一致，这表明完全对流恒星的发电机场应该大多是非轴对称的，除非它们成功地触发了显着的差异旋转。
2007-11-13 astro-ph
The Quiescent Accretion Disk in IP Peg at Near-Infrared Wavelengths
我们目前的近红外，H波段（1.45-1.85微米）的食矮新星，IP Peg，在平静的观测。光变曲线由晚型二次星的椭球变化和吸积盘及亮斑的辐射组成。光变曲线有两次食：一次是吸积盘和亮斑被伴星食，另一次是伴星被吸积盘食。第二颗恒星的椭球变化被建模并从数据中减去。由此产生的光变曲线显示出明显的双峰变化。双峰轮廓类似于WZ Sge和AL Com的光变曲线，可能起源于吸积盘。主日食是使用最大熵磁盘映射技术建模的。吸积盘在近红外区具有平坦的强度分布和冷亮温度（Tbr=3000 K）。叠加在盘面上的是亮点（Tbr= 10，000 K）;亮点的位置与观察到的可见亮点位置范围不同。近红外吸积盘通量主要由光学薄辐射决定。第二次日食表明盘中存在一些掩星介质，但日食深度太浅，不可能是完全不透明的吸积盘造成的。
1999-07-07 astro-ph
The rise and fall of the NaMgAl stars
我们对NaMgAl星的样品进行了新的丰度测定。这些恒星是附近富金属场F和G盘矮星的一个子群，最早是由Edvardsson等人（1993）根据它们相对于其他元素明显富集Na、Mg和Al而识别出来的。发现一个行星伴星的附近的太阳型恒星51 Peg（Mayor & Queloz 1995）结合Edvardsson等人。早期将51 Peg确认为NaMgAl星，突出了该集团的潜在重要性。我们的新分析使用了比Edvardsson等人的分析更高分辨率和更好波长覆盖的新光谱，的Na，Mg和Al丰度的NaMgAl星是无法区分的非NaMgAl星，否则类似的属性。因此，该集团似乎是虚假的。我们的研究，其中包括51 Peg，也提供了迄今为止这颗恒星最完整的丰度。51 Peg的新铁丰度$[Fe/H] = +0.20 \pm 0.07$证实了早期对其金属丰度的测量。其他19种元素的丰度，包括C、N和O，显示出与Fe类似的相当均匀的富集，与其他类似光谱类型的富金属恒星相比，没有显示出异常的证据。
1997-07-17 astro-ph
Extrasolar Giant Planet and Brown Dwarf Models
随着Peg 51、Cnc 55、$τ$ Boo、$\upsilon$ And、Vir 70、UMa 47和Gl 229等伴星的发现，质量从0.3到60倍木星的气体巨星和/或褐矮星的演化和光谱模型在太阳系外行星研究的新兴领域中扮演了一个新的核心角色。在这方面的贡献，我们描述的结构，光谱和进化的特点，这样的异国情调的对象，我们最近的理论计算确定。这些计算可用于通过SIRTF、ISO和HST（NICMOS）以及通过计划在不久的将来使用的各种地基自适应光学和干涉测量平台来建立直接搜索策略。
1997-05-05 astro-ph
A Far Ultraviolet Archival Study of Cataclysmic Variables: I. FUSE and HST/STIS Spectra of the Exposed White Dwarf in Dwarf Nova Systems
本文综合分析了静止期期间5颗矮新星的远紫外光谱探测器（FUSE）和哈勃空间望远镜/空间望远镜成像光谱仪（HST/STIS）光谱。我们使用我们的合成光谱代码，包括选项的氢准分子卫星线（低温恒星大气），NLTE近似（高温恒星大气）的治疗，并为一个系统（RU Peg），我们模型的星际介质（ISM）的分子和原子氢线。在这里介绍的所有系统中，FUV通量连续体是由于WD。这些光谱还表现出一些宽的发射线。在这项工作中，我们确认了一些以前的FUV分析结果，但我们也提出了新的结果。对于4个系统，我们结合了FUSE和STIS光谱，以覆盖更大的波长范围并改善光谱拟合。这项工作是我们更广泛的HST档案研究计划的一部分，在该计划中，我们的目标是通过结合FUSE和HST FUV光谱，为周期间隙以上和以下的灾难变量提供准确的系统参数。
2008-02-14 astro-ph
Optical spectroscopy of the dwarf nova U Geminorum
U Gem的独特之处在于直接测量K1 = 107 +- 2 km/s，Long等人，1999年）。我们提出了高分辨率的光谱的矮新星U宝石在静止采取测试的准确性，HST值可以从光学数据恢复。我们发现，即使有很高的S/N的数据，我们不能恢复长等人。的值，以优于约20%。邻近发射谱线的污染似乎是罪魁祸首。我们的数据揭示了一些新的功能：多普勒断层扫描显示发射速度低，接近质心，和一个短暂的，窄的吸收功能被认为是在巴耳末线附近的线中心在日食时。我们认为，恒星的折射率，如以前调用的矮新星IP Peg和SS天鹅座爆发，可以解释这两个功能。He II 4686.75 A线发射主要由气流/盘冲击区域决定。在多普勒图中可以看到两个明显的斑点，第一个非常窄，显示的速度接近碰撞区域的吸积盘，第二个宽得多，位于（弹道）流和（开普勒）盘的速度之间。我们提出了弱螺旋结构的初步证据。我们在系统中没有发现流盘溢出的证据。我们的数据表明倾斜角> 70度，增加了U Gem的白矮星质量之谜的证据。在多普勒地图上可以清楚地看到质量供体，发射集中在它的两极，主要是面对白矮星的那一面。这表明辐射受到圆盘的屏蔽，我们估计H/R比在0.15到0.25之间。
2006-04-18 astro-ph
Critical Test of the Self-Similar Cosmological Paradigm: Anomalously Few Planets Orbiting Low-Mass Red Dwarf Stars
围绕质量小于0.4太阳质量的红矮星运行的行星系统的发生率为自相似宇宙学范式提供了一个重要的观测测试。与传统的天体物理学假设相反，离散自相似的范式要求预测与这些最低质量红矮星相关的行星系统非常少。正在进行的观测项目正在迅速收集测试这一预测所需的数据，初步结果非常令人鼓舞。在不久的将来，应该会对这一预测作出明确的结论。
2012-04-02 astro-ph
Are dwarf spheroidal galaxies dark matter dominated or remnants of disrupted larger satellite galaxies? -- A possible test
标准宇宙学模型在解释矮卫星的统计数据和富含气体的矮星系的旋转曲线方面的失败，使我们研究早期的没有任何暗物质的矮球状卫星的非平衡模型是否应该更详细地重新考虑。这样的模型可以解释的矮球体的高度分散的中断潮汐碎片的投影。我们表明，在银河系卫星的情况下，这些模型预测一个显着的传播与天空的位置和速度相关的水平分支恒星的视星等。特别是，模型产生了强烈的相关性径向速度与长轴的矮星。目前的数据并没有设置足够强的约束模型，但我们认为，光度和光谱调查附近的矮球状体在银河系和仙女座的潮汐星可以伪造这些模型没有暗物质。
2001-10-18 astro-ph
Constraints to the Masses of Brown Dwarf Candidates from the Lithium Test
我们提出了中等色散（0.7-2.2 ~pix $^{-1}$）的光学光谱观测，旨在应用“锂测试”的样本10棕矮星候选人位于一般领域，两个在年轻的疏散星团，两个在紧密的双星。我们发现在所有的强Li耗尽的证据，从而推断0.065~M $_\odot$的质量下限，仅轻微依赖于内部模型（$\pm$ 0.005~M $_\odot$）。在我们的样本中，没有一颗褐矮星候选者看起来是非常年轻的（年龄$<$ ~10 $^8$ ~yr）亚恒星天体。对于已知自行最微弱的昴星团成员之一（V=20.7），Li测试意味着它的质量大于$\sim$ 0.08~M $_\odot$，因此它不是棕矮星。从我们的光谱，我们估计光谱类型的一些对象和本测量的α发射强度和径向速度。最后，我们将我们的褐矮星候选者样本的H-R图中的位置与Li预计被保存的理论区域（亚恒星锂区域）进行比较。我们发现，某些组合的温度校准和演化轨迹是一致的所观察到的锂耗尽在褐矮星候选人所施加的限制，而其他人则不是。
1994-06-07 astro-ph
A Sample of Very Young Field L Dwarfs and Implications for the Brown Dwarf "Lithium Test" at Early Ages
使用大样本的光学光谱的晚型矮星，我们确定了一个子集的晚M到L场矮星，因为存在低重力的功能，在他们的光谱，被认为是异常年轻。从303个L型矮星的组合样本中，我们发现7.6+/-1.6%的矮星年龄小于1亿年。一旦考虑到观察偏差，这个百分比与理论预测一致。我们发现这些年轻的L矮星倾向于落在南半球（Dec < 0 deg），并且可能是以前未被识别的，附近的低质量成员，年轻的协会，如Tucana-Horologium，TW Hydrae，beta Picasso和AB Doradus。我们使用了一个均匀观测的样品，大约有150个6300-10000埃的L和T矮星光谱，这些光谱是用W。M. Keck天文台，以检查6708-A Li I线的强度作为光谱类型的函数，并进一步证实Kirkpatrick等人（2000年）指出的趋势。我们使用我们的低重力光谱调查的强度的Li I线作为年龄的函数。这些数据微弱地表明，对于早期到中期的L型矮星，谱线强度在1亿年前达到最大值，而对于更老的（很少的Gyr）和更年轻的（<1亿年）L型矮星，谱线强度较弱或无法检测到。我们表明，削弱锂在较低的重力模型大气计算预测，现有的观测数据部分证实的效果。需要更大的样本，包含确定年龄的L矮星，以进一步测试这一经验。如果得到证实，这一结果将加强柯克帕特里克等人（2006）首次引用的警告，即在试图确认最年轻的棕矮星的亚恒星性质时，应谨…
2008-08-22 astro-ph
A Strong Test of Electro-Weak Theory using Pulsating DB White Dwarf Stars as Plasmon Neutrino Detectors
我们证明，等离子体激元中微子是模型白矮星的主要形式的能量损失到T_eff ~ 25,000 K，取决于恒星的质量。这个范围的下限与V777 Her星（DBV）不稳定带的观测温度重叠。白矮星在这些温度下的演化主要是由冷却驱动的，因此这直接影响了恒星演化的时间尺度，与中微子能量损失与光子能量损失的比率成比例。这种演化的时间尺度可以通过脉动周期的时间变化率来观察。虽然轻子相互作用的统一电弱理论对于理解中微子的产生是至关重要的，但它已经在高能区得到了很好的检验，这里提出的方法应该会导致对该理论的有趣的低能检验。我们讨论了实现这一目标的观察策略。
2004-01-09 astro-ph
