Discovery of Extremely Large-Amplitude Quasi-Periodic Photometric Variability in WC9-Type Wolf-Rayet Binary, WR 104
我们发现，沃尔夫-拉叶（WR）+OB星的二进制，WR 104，著名的相关的“尘埃风车星云”最近空间解决了红外干涉，表现出强烈的准周期光学变化与全振幅为2.7马格。这样一个大振幅，连续的变化是前所未有的WR星。光学准周期（~241 d）与干涉周期（243.5+/-3 d）几乎完全一致。显着的协议，在光学变率与轨道周期的优势周期支持强烈变化的尘埃遮蔽是物理相关的二进制的运动，而不是零星的尘埃形成的插曲。考虑到低轨道倾角（11+/-7度）和从干涉仪观测推断的近圆形轨道，强烈可变的视线消光表明，高度结构化的消光可以通过在双星旋转轴方向上喷射尘埃形成。另一个可行的解释是，激波阵面的三维结构本身就是遮蔽体。根据几何形状的不同，尘埃激波阵面附近的结合阶段的二进制可以完全掩盖内部WR-星风和OB星，这可以解释的幅度的光学衰落和过去观察到显着的光谱变化。
2002-05-30 astro-ph
The composition and nature of the dust shell surrounding the binary AFGL 4106
我们介绍了AFGL~4106的红外光谱和成像。2.4-5微米的ISO-SWS光谱显示除了一颗几乎同样明亮的F星（T_eff ~ 7250 K）外，还存在一颗冷而明亮的恒星（T_eff ~ 3750 K）。5-195微米SWS和LWS光谱主要是来自星周尘埃的强辐射。我们发现尘埃由无定形硅酸盐组成，结晶硅酸盐的贡献很小，但很重要。无定形硅酸盐由富铁橄榄石组成。不能排除无定形辉石的存在，但如果存在的话，它们含有比无定形橄榄石少得多的Fe。与实验室数据的比较表明，结晶橄榄石和辉石固溶体系列的纯镁端成员存在。此外，我们发现了简单的氧化物（FeO和Al 2 O3）以及结晶H2O冰的强有力的证据。几个狭窄的发射特征仍然不明。使用尘埃辐射传输代码的尘埃排放建模表明，大颗粒（~1微米）必须存在，结晶硅酸盐的丰度是总尘埃质量的7和15%之间，这取决于假设顽火辉石镁橄榄石的比例，估计为1和3之间。壳层中的无定形尘埃和结晶尘埃成分不具有相同的温度，这意味着不同的尘埃物种没有热耦合。我们发现，在4 x 10^3年的时间里，有一个约为3.9 x 10^-2 M_sol的尘埃团被排出，距离为3.3 kpc。AFGL~4106联星中的F星可能是一颗后红超巨星，正过渡到蓝超巨星或WR阶段。
1999-08-06 astro-ph
Radio and Infrared Properties of Dust-Enshrouded Wolf-Rayet Stars
本文讨论了我们正在进行的努力，在无线电和红外表征尘埃笼罩沃尔夫-拉叶星（WR）。我们使用甚大天线阵测量了可疑双星系统中WR星的宽带射电频谱，发现了非热辐射，这通常归因于碰撞风。此外，在WARK-1望远镜上使用孔径掩蔽干涉法的红外成像已经分辨出了一些K星等亮于~6的WR星周围的尘埃壳。虽然这个公认的小研究受到选择偏差，我们注意到，所有的尘埃笼罩WR星与无线电探测显示碰撞风的证据，支持理论，风压缩在一个双系统是必要的有效的尘埃生产。这个假设的一个结果是，几乎所有的WC 8 -10恒星都必须是双星，因为大多数都是尘埃。如果得到证实，单星和双星恒星演化模型将不得不进行修改，以适应这一观测结果。
2001-03-13 astro-ph
Mid-infrared imaging of the young binary star Hen 3-600: Evidence for a dust disk around the primary
我们提出了高分辨率的中红外观测附近的晚型年轻的双星系统Hen 3-600。这颗双星距离地球$\sim$ 50 pc，可能是长蛇座TW星协的成员，这是已知的最近的年轻恒星群，年龄为几百万年。我们的图像使我们有可能第一次确定这对相隔1.4“的恒星中的哪一颗拥有IRAS检测到的中红外过量。在近红外线中，辐射主要是光球层，Hen 3- 600 A（M3）和Hen 3- 600 B（M3.5）的通量比为1.6。在4.8 $μ$ m、10.8 $μ$ m和18.2 $μ$ m处，原生尘埃逐渐超过次生尘埃，这表明系统中的大部分星周尘埃都位于亨3- 600 A附近。比较Hen 3- 600 A的光谱能量分布（SED）与经典金牛座T星的平均SED表明，它的盘可能被次级截断，并提供了盘中心洞的初步证据。Hen 3-600系统中尘埃的分布可能为密近双星中原行星盘的形成和演化提供重要线索。
1999-05-14 astro-ph
Debris disks in main sequence binary systems
利用斯皮策空间望远镜上的多波段成像光度计观测了69个A3-F8主序星双星系统。我们发现，在24和70微米处，这些系统中分别有9（+4/-3）%和40（+7/-6）%的发射明显超过预测的光球通量水平。总共有22个系统具有过量发射，包括在两个波长处显示过量发射的4个系统。一个非常大的分数（近60%）观察到的二元系统与小（<3 AU）的分离有多余的热任务。我们解释所观察到的红外线过剩的热辐射产生的尘埃碰撞在星子带。在主序星A3-F8双星周围的碎片盘的发生率略高于单个老AFGK星。无论是自然（双星系统的诞生条件）和后天（两颗恒星之间的相互作用）的组合驱动着双星系统中碎片盘的演化，很明显，微行星的形成并没有受到很大程度的抑制。通过拟合光谱能量分布，我们对这些尘埃盘进行了建模，得出了典型的尘埃温度在100--200 K之间，典型的分数光度在10^-5左右，这两个参数与斯皮策发现的其他尘埃盘相似。我们计算的尘埃温度表明，我们观察到的大约一半的过剩来自环双星的小行星带，大约三分之一的过剩显然表明星周物质。三个系统的过剩有灰尘在动态不稳定的地区，我们讨论了可能的情况下，这种短暂的尘埃的起源。
2006-12-01 astro-ph
The Circumbinary Ring of KH 15D
主序前恒星KH 15 D在1913- 2003年间的光变曲线可以理解，如果这颗恒星是一个偏心双星的成员，它被一个垂直薄的倾斜尘埃气体环所包围。每当恒星的反射运动将其带到环联星环后面时，就会发生日食;日食发生的周期等于双星轨道周期48.4天。光变曲线的特征--包括月食中期中心反转的幅度、月食相对于双星轨道相位的相位、月食外的亮度水平、月食的深度和月食的占空比--都被调制在遮蔽环的节回归的时间尺度上，与历史数据一致。环的平均半径接近3 AU，径向宽度可能小于此值。虽然内部边界可以由中央双星管理，但外部边界可能需要一颗外部行星来限制它，防止粘性扩散。环必须垂直翘曲以保持非零倾斜。热压力梯度和/或环自重可以容易地强制刚性进动。在未来的几年里，随着环的节点从我们的视线中回归到双星，系统的光变曲线应该近似地回到它以前的行为。近期的观测应设法探测到来自这个系统的中红外线过剩;我们估计在10- 100微米的波长下，来自环的通量密度为3 mJy。
2004-04-29 astro-ph
Disc orientations in pre-main-sequence multiple systems. A study in southern star formation regions
经典的金牛座T星被吸积盘包围，大部分时间无法通过传统的成像观察。然而，数值模拟表明，未解决的孔径线性偏振测量可以用来提取信息的几何形状的直接拱星介质散射的星光。Monin，Menard & Duchene（1998）曾提出偏振测量法可以用来追踪年轻双星系统中盘的相对方位，以揭示恒星和行星形成的过程。在本文中，我们报告了23颗南方双星的新VLT/FORS 1光学线性偏振测量结果，测量范围从0.8”到10”。在每个场中，提取中心双星的极化以及附近恒星的极化，以估计局部星际极化。我们发现，在一般情况下，在二元系统中的各个组件的线性偏振矢量往往是相互平行的。它们的偏振振幅也是相关的。这些发现与我们以前的工作一致，并将趋势扩展到较小的分离。它们也类似于其他研究，例如，Donar等人，1999; Jensen等人，2000，2004; Wolf等人，2001。然而，我们也发现一些系统在偏振水平上显示出很大的差异，这可能表明它们的光盘对视线的不同倾斜。
2005-09-13 astro-ph
The 0.4-Mo Eclipsing Binary CU Cancri: Absolute Dimensions, Comparison with Evolutionary Models and Possible Evidence for a Circumstellar Dust Disk
对分离的M型双线食双星CU Cnc的R和I波段测光观测进行了分析。由光变曲线分析得到的光度元素与现有的光谱解相结合，得到高精度（误差<2%）的绝对尺寸：M_A=0.4333+/-0.0017 Mo，M_B=0.3980+/-0.0014 Mo，R_A=0.4317+/-0.0052 Ro，R_B=0.3908+/-0.0094 Ro。通过比较多波段光度法和由模型大气计算的合成色，估计系统的平均有效温度为Teff=3140+/-150 K。此外，我们已经能够获得估计的年龄（~320百万年）和化学成分（[Fe/H]~0.0）的二元系统通过其成员的蓖麻移动群。所有这些观测的限制，我们已经进行了一个关键的测试，最近的恒星模型的低质量恒星。比较显示，大多数演化模型低估了恒星的半径高达10%，从而证实了Torres & Ribas（2002）对YY Gem和V818 Tau观察到的趋势。在质量-绝对星等图中，CU Cnc被观测到比其他相同质量的恒星更暗。在排除了一些不同的情况后，CU Cnc的明显暗淡可以解释为它的成分比类似质量的恒星冷10%，或者是否有一些星周尘埃吸收的来源。后者可能是一个诱人的间接证据，证明这个相对年轻的M型双星周围存在共面（类似织女星）的尘埃盘。
2002-11-05 astro-ph
IRAS 08544-4431 : a new post-AGB star in a binary system surrounded by a dusty disc
我们提出了我们的广泛的数据集IRAS 08544-4431的分析。这是我们讨论的第一个对象，我们新定义的恒星样本，选择它们在IRAS [12]-[25]，[25]-[60]双色图中的“RV Tauri”框中的位置。此外，我们的选择标准包括在L波段观察到的过量，这表明尘埃盘。IRAS 08544-4431的SED显示从H开始的宽IR过量。我们的光学光度数据揭示了光变曲线中深和浅极小值的一些证据，以及大约100天的脉动时间尺度和小振幅（V = 0.17等的峰-峰振幅）。我们的CORALIE径向速度测量结果表明，IRAS 08544-4431是一个周期为499 ± 3天，质量函数为0.02M太阳的双星系统。此外，在CO（2-1）和（1-0）毫米波发射谱线中都检测到IRAS 08544-4431。弱CO剖面的三角形形状证实了部分拱星物质不是自由膨胀的，而是可能存在于尘埃环绕双星盘中。我们对高信噪比的高分辨率光谱的化学丰度分析表明，耗尽过程已将光球丰度修改到中等程度（[Zn/Fe]=+0.4）。所有这些发现都证实了F型IRAS 08544-4431是另一个被尘埃盘包围的后AGB双星的好例子。天鹅座H-α行星的剖面图显示出持续的质量损失和非常高的外流速度，其起源尚不清楚。H-α吸收的强度和速度随轨道运动而调制;这两个量的最大值（分别为+/- 400 km/s，5埃）发生在上合点。
2003-06-24 astro-ph
Grain Formation in Post-Shocked Wind Collisions of Massive Binary Systems
大质量双星系统并不罕见，它们的风的超音速碰撞也不罕见。在目前的工作中，我们研究这些冲击和风结构的进一步后果。冲击后的气体是一个温暖和高密度的环境，这使得尘埃形成和生长。我们发现，这种增长是快速的，只有几个小时。一个应用的etaCarinae表明，可能，在其光变曲线中观察到的X射线通量的下降是其高吸收周期性尘埃形成事件的结果，在近星点通道。
2002-07-17 astro-ph
The dual dust chemistry - binarity connection
越来越多的证据表明沃尔夫-拉叶（[WC]）中心恒星是双星，这一组恒星占行星状星云中心恒星的15%。根据ISO的观测，双重尘埃化学（富氧和富碳）已经被证明几乎只与[WC]中心恒星有关，这一事实可以解释为富含O的尘埃驻留在盘中，而富含C的尘埃分布更广。[WC 10]中央恒星CPD-568032的HST/STIS空间分辨光谱被解释为揭示了中央恒星周围的尘埃盘或环面。这与CPD-568032的可变光变曲线一起被视为二元性的间接指示。最后，我们在这里提出，第一次，初步结果，从径向速度调查的中心恒星。在18颗有极好数据的恒星中，至少有8颗是径向速度变量。如果它们是双星，那么中心恒星双星的比例可能高达50%。
2003-09-29 astro-ph
Three-dimensional dust radiative-transfer models: The Pinwheel Nebula of WR104
我们提出了辐射转移模型的尘埃螺旋风车星云周围观察沃尔夫-拉叶/OB-星二进制WR 104。这些模型是基于三维辐射转移代码TORUS，经过修改后包括一个自适应网格，使我们能够充分解析星云的内部螺旋圈（亚天文单位尺度）和外部区域（距离中央源10^4天文单位）。螺旋模型提供了一个很好的拟合的光谱能量分布和凯克孔径掩模干涉，再现最大熵恢复图像和可见度曲线。我们推断出尘埃的产生速率为每年8+-1 x 10^{-7}个太阳质量，相当于沃尔夫-拉叶星产生的碳质量的2%。同时建模的成像和光谱数据，使我们能够约束风-风碰撞界面的开角和尘埃颗粒大小。我们的结论是风车星云内部的尘埃颗粒很小（~ 100），与理论预测一致，尽管我们不能排除在中央双星更远的地方存在更大的颗粒（~1微米）。风-风碰撞界面的张开角似乎约为40度，与中央双星估计的风参数大致一致。我们讨论的成功和不足之处的模型，以及可能的好处，应用类似的技术，更复杂的星云周围观察到其他WR/O恒星双星。
2004-01-27 astro-ph
Binary black holes and tori in AGN II. Can stellar winds constitute a dusty torus?
我们确定的性质的恒星环面，我们在以前的文件中显示，结果作为一个产品的两个合并黑洞。如果周围的星团和双星黑洞一样大，那么作用在恒星上的力矩就等于抽取了双星在~10^7年尺度上的所有角动量的一小部分，这样就留下了一个几何上厚的环面。在本文中，我们表明，一定比例的恒星风，形成细长的尾巴的中心辐射压力，这是光学厚的视线与他们对齐。这些恒星的数量足以达到1的覆盖系数，因此完整的环面在光学上是厚的。我们发现，这样一个补丁环面的参数是在正确的范围内，以解释所观察到的大柱密度活动星系核和它们的时间变化的时间尺度上约十年。在这个模型中，BAL类星体可以被解释为在中等倾角下看到的类星体，视线掠过环面的边缘。环的张开角在主要的合并中更宽，因此与中心光度相关。在这幅图中，合并后的黑洞的自旋可能受双星轨道角动量的支配。因此，合并后的黑洞的自旋指向了一个新的方向，因此喷流经历了自旋范式的自旋翻转。这种重新定向可以解释X形射电星系，以及一个新的喷流通过致密对称天体的环境介质的前进。
2002-09-25 astro-ph
Molecules in the Circumstellar Disk Orbiting BP Piscium
BP Psc是一颗令人困惑的晚型发射线场恒星，具有大量的红外过剩。这颗恒星被一个几乎是边缘的尘埃拱盘环绕和遮蔽，并显示出一个类似于前主序星（前MS）的广泛喷流系统。我们用射电天文学研究所的30米望远镜对BP Psc进行了毫米波分子谱线测量。我们检测到12 CO和13 CO的谱线，并且可能检测到HCO+和CN的非常弱的发射;未检测到HCN、H2 CO和SiO。BP Psc的CO线轮廓很好地拟合调用一个磁盘在开普勒旋转的模型。根据12 CO谱线强度和13 CO/12 CO谱线比值推断，盘状气体的最小质量约为0.1木星质量。HCO+和CN（相对于13 CO）的弱性与大多数低质量、主序前恒星的强HCO+和CN发射形成鲜明对比，这些恒星是分子发射线调查的对象，这表明BP Psc盘内的X射线诱导分子电离水平非常低。这些结果提供了一些支持的概念，BP Psc是一个演化的恒星，其拱星盘有其起源在一个灾难性的相互作用与密切的同伴。
2008-05-15 astro-ph
A New Look at the Evolution of Wolf-Rayet Central Stars of Planetary Nebulae
我们构造了一个行星状星云沃尔夫-拉叶中心星演化的推测方案。从最新的红外线观测中可以清楚地看到，必须采用一种新的观点：同时存在富碳和富氧尘埃（双重尘埃化学），虽然对于富氢中心恒星来说是一种罕见的现象，但在绝大多数冷沃尔夫-拉叶中心恒星周围都可以发现。Wolf-Rayet特征和双重尘埃化学之间的这种相关性指向一种共同的机制。在Soker建立的双星演化框架下，提出了两种可能的演化方案，即大部分（80-85%）和小部分（15-20%）的沃尔夫-拉叶中心星。在第一种情况下，这里提出的第一次，低质量的主序星，褐矮星或行星螺旋进入渐近巨星分支（AGB）恒星诱导额外的混合，因此化学变化，并终止AGB演化。在第二种情况下，先前提出的，一个紧密的双星伴星负责形成一个围绕双星或伴星的盘。这个长寿命的盘状星云中含有富氧尘埃。
2002-04-14 astro-ph
Spectroscopic study of the long-period dust-producing WC7pd+O9 binary HD192641
本文介绍了大质量沃尔夫-拉叶双星WR137的光谱研究结果。这些数据涵盖了1997年尘埃形成最高峰。结合所有可用的径向速度测量，我们得出，第一次，光谱轨道周期为13.05 +/-0.18年。采用i = 67度，得到的质量为M（O）= 20 +/-2Mo和M（WR）= 4.4 +/-1.5Mo。对于给定的光谱类型，这些分别出现在正常附近和低侧。对1999年强多点光谱监测的分析表明，CIII 5696和CIV 5802/12谱线具有最高的内在变异水平。周期图分析表明，CIV 5802/12和HeI 5876谱线的吸收谷存在一个周期为0.83天的小幅度调制，CIII 5696和CIV 5802强发射谱线的小波分析结果表明，CIII 5696和CIV 5802强发射谱线的小波分析结果与WN4恒星EZ Canis Majoris（WR 6）中的脉动或大尺度旋转结构有关。12使我们能够分离并跟踪沃尔夫-拉叶星风中与密度增强相关的小结构数小时。交叉相关的变化模式中看到不同的线，我们发现一个弱，但显着的相关性之间的可变性与不同的电离势的发射线，即在不同距离的WR恒星核心形成的线。采用β风速定律，从各个子峰的运动中，我们发现β约为5，这明显大于O星风中通常发现的典型值1。
2005-04-21 astro-ph
Dust Formation and Inhomogeneous Mass Loss from AGB Stars
我们研究的流动时，从渐近巨星分支（AGB）星沿一个小的立体角的光学深度，由于尘埃是非常大的。我们考虑两种类型的流动。在第一种情况下，在缓慢旋转的AGB星表面形成小的冷点。在最后的AGB阶段，当质量损失率很高时，尘埃屏蔽了它上面的区域，使其免受恒星辐射。这导致在阴影区域中进一步形成灰尘，并且气流朝向阴影区域会聚。磁冷点向赤道的集中将导致赤道方向和极地方向之间的密度差达到几个。这一过程可以解释椭圆行星状星云前身星的高质量损失率与球度较大偏离之间的正相关关系。在第二种类型的流中，赤道平面的高密度是由双星相互作用形成的，其中二级恒星靠近AGB包层，但在AGB包层之外。尘埃对辐射的屏蔽导致赤道平面上的气流非常缓慢而密集。我们建议这种流动作为另一种解释赤道致密物质发现在几百个天文单位周围的几个后AGB双星系统。
1999-08-29 astro-ph
The inner nebula and central binary of the symbiotic star HM Sge
我们提出了同期的HST WFPC 2和VLA观测的共生新星HM Sge。我们确定了一些离散的功能，在空间尺度小于约0.1角秒嵌入扩展星云，无线电和光发射以及相关的内部1角秒。这是我们第一次直接测量共生星双星的位置。我们估计双星的投影角间距为40+/-9毫角秒，双星轴的位置角为130+/-10度。后者与以前用间接方法作出的估计是一致的。如果距离为1250+/-280 pc，则二进制分离与先前估计的50 au一致。温度和密度诊断显示，在星云周围有两个不同的区域，在西南方向有一个冷楔。消光图表明真正的星际消光不超过E（B-V）= 0.35。这与700秒差距的最小距离是一致的，但如果在消光图中有一个拱星对最小距离的贡献，这个距离就会减少。灭绝地图也显示了星尘的不均匀分布。我们认为，南部集中的灰尘和西南楔形与冷分量风。或者，南部的尘埃集中是造成冷楔的原因，因为它屏蔽了星云的一部分，使其免受热辐射场的影响。
2001-01-16 astro-ph
IRAM-PdBI Observations of Binary Protostars I: The Hierarchical System SVS13 in NGC1333
利用IRAM Plateau de Bure干涉仪，在N2 H+（1-0）谱线上，对NCG 1333中的年轻天体SV S13进行了1.4和3 mm尘埃连续谱的毫米波干涉观测。斯皮策太空望远镜的红外数据补充了这一结果。毫米级尘埃连续图像在SVS 13中分辨出四个源（A、B、C和VLA 3）。利用尘埃连续图像，我们得到了0.2- 1.1M_sun的源气体质量。N2 H+（1-0）线发射被检测到，并在空间上与尘埃连续源B和VLA 3。观测到的平均谱线宽度约为0.48 km/s，估计的维里质量约为0.7 M_sun。通过同时拟合N2 H+的七个超精细线分量，我们得到了速度场，并发现在源B和VLA 3之间存在约28 km/s/pc的对称速度梯度，这可以用核旋转来解释。速度场表明，源B和VLA 3正在形成一个物理绑定的原双星系统，嵌入在一个共同的N2 H+核心。斯皮策图像显示中红外发射源A和C，这是空间与毫米尘埃连续发射。没有从源B检测到红外发射，这意味着源被深深地嵌入。基于形态和速度结构，我们提出了一个分层的碎片图像为SVS 13的三个源（A，B和C）形成的初始碎片的一个独立的星前核，而原双星系统（源B和VLA 3）是由一个单一的崩溃的子核旋转破碎。
2008-10-09 astro-ph
Radio Properties of Pinwheel Nebulae
一小部分沃尔夫-拉叶星的尘埃被分解成风车状星云，通过红外线观测到的螺旋状尘埃壳来定义。这种形态自然地解释为尘埃的形成与双星系统中的碰撞风有关。为了证实和进一步探索这一假说，我们用甚大阵在多个射电波长上观测了已知的风车星云（WR 104和WR 98 a）以及疑似的双星WR 112，以寻找碰撞风的非热射电辐射。每个目标的光谱在5和22 GHz之间几乎是平坦的，这与在低频下通过自由-自由吸收减少的非热发射的存在一致。这种发射必须位于无线电“光球层”之外，这使我们估计出非热发射区域的物理尺寸的下限，该下限大于当前理论的预期。通过与WR 104和98 a的射电和红外对比，我们得出结论：WR 112可能是一个候选的风车星云，但它的时间变化表明它是一个偏心的双星轨道或一个几乎从侧面观察到的风车。我们还讨论了尘埃遮蔽在紫外线的影响，以及如何无线电确定的质量损失率的风车星云（和尘埃WR星一般）可能会被低估，由于阴影效应。
2001-11-27 astro-ph
Sub-arcsecond imaging at 267 GHz of a young binary system: Detection of a <70 AU radius dust disk around T Tau N
利用Owens Valley毫米波阵列在267 GHz连续谱和0.8“分辨率的HCO+ J=3-2发射，JCMT-CSO单基线干涉仪在357 GHz连续谱和W. M.凯克望远镜在4微米。267 GHz的辐射是无法解析的，通量为397 +/- 35 mJy，位于光学星T Tau N的位置附近。红外伴星T Tau S的上限为100 mJy。357 GHz的连续辐射是未分辨的，通量为1.35 +/- 0.68 Jy。从围绕T Tau N和S的2“直径核心中检测到HCO+ 3-2。这两颗恒星都被探测到4微米，但没有证据表明T Tau R的射电源。我们提出了一个模型，在该模型中，T Tau S本质上类似于T Tau N，但被T Tau N的盘的外部部分所掩盖。在此基础上，构建了21 cm和1.22 μ m之间的光谱能量分布（SED）的拟合。采用r^-1表面密度分布和指数截断边缘，可以推断T Tau N和S的星盘质量分别为0.04 +/- 0.01 Msol和6 e-5 - 3e-3 Msol。一个0.005-0.03 Msol环双星信封也需要适合毫米到中红外SED。
1997-09-29 astro-ph
A circumstellar dust disk around T Tau N: Sub-arcsecond imaging at 3 mm
我们提出了高分辨率成像的年轻的二进制金牛座T在3毫米连续发射。积分通量密度为50 +/- 6 mJy的致密尘埃排放在0.5”分辨率的孔径合成图中得到解析，并以光学可见分量T Tau N的位置为中心。在T Tau N以南0.7”的红外伴星T Tau S的位置上，没有检测到高于9 mJy的3 sigma水平的发射。我们解释的连续检测所产生的拱星盘T头N和估计其属性通过拟合一个平面盘模型village在波长为1和3毫米，并在7毫米的通量密度。鉴于数据，概率分布计算的自由参数的值，包括温度，密度，尘埃不透明度，和磁盘的外半径。温度和密度的径向变化并没有受到数据的严格限制。尘埃不透明度的频率依赖性的最可能值β = 0.53^{+0.27}_{-0.17}，与其他金牛座T星周围的盘一致，其中颗粒生长被认为已经发生。外半径R = 41^{+26}_{-14} AU，小于预计的双星间距，可能表明圆盘被截断。盘的总质量估计为log（M/M_sun）= {-2.4}^{+0.7}_{-0.6}，与许多年轻的单个源周围观测到的质量相似，也与形成像我们这样的行星系统所需的最小星云质量相似。这一观察强烈表明，联星伴星的存在并不排除形成一个相当大的行星系统。
1998-04-01 astro-ph
Puzzling X-rays from the new colliding wind binary WR65
我们报告的发现，在X射线发射的变化从沃尔夫-拉叶型恒星WR 65。使用档案钱德拉数据跨越5年，我们检测到的X射线通量的变化由3倍伴随着X射线光谱的变化。我们认为这种X射线辐射来自于大质量双星系统中的风-风碰撞。观测到的变化可以用热等离子体发射量的变化和双星轨道上不同的吸收柱来解释。WR 65的X射线光谱在对应于强电离的Fe、Ca、Ar、S、Si和Mg的谱线的波长处显示出突出的发射特征。WR 65是一颗富含碳的WC 9d恒星，是一个持久的尘埃制造者。这是第一次对这种光谱类型的恒星的X射线光谱进行调查。有迹象表明，尘埃和碰撞风区域的复杂几何形状是解释WR 65 X射线特性的关键。
2008-09-16 astro-ph
ATCA and Spitzer Observations of the Binary Protostellar Systems CG30 and BHR71
本文利用N2 $H+(1-0) line and at 3mm dust continuum, using the Australian Telescope Compact Array (ATCA). The results are complemented by infrared data from the Spitzer Space Telescope. In CG30, the 3mm dust continuum images resolve two compact sources with a separation of ~21.7 arcsecs (~8700 AU). In BHR71, strong dust continuum emission is detected at the position of the mid-infrared source IRS1, while only weak emission is detected from the secondary mid-infrared source IRS2. Assuming optically thin 3mm dust continuum emission, we derive hydrogen gas masses of 0.05--2.1 $ M_ \odot $ for the four…
2008-05-11 astro-ph
Pinwheel nebula around WR 98a
我们提出了尘埃沃尔夫-拉叶星WR 98 a的第一个近红外图像。孔径掩模干涉测量已用于恢复Keck-I望远镜衍射极限（2.2微米处~<50 mas）的图像。经过大约一年的多历元观测，尘埃壳被分解为一个“风车”星云，这是在WR 104周围首次发现的第二个新的尘埃壳类型（Tuthill，Monnier，& Danchi 1999 a）。解释准直尘埃外流的相互作用的风模型，双轨道参数和表观风速推导出：一个周期为565 +/- 50天，从极点的视角为35 +/- 6度，风速为99 +/- 23质量/年。这个周期与红外线曲线中可能的588天周期一致（Williams等人，1995），将光度变化与双星轨道联系起来。通过确定WR 104和WR 98 a是一类大质量短周期双星的成员，它们的轨道在之前的红超巨星阶段被圆化，讨论了双星恒星演化的重要意义。每个系统中当前的组分分离度都与红超巨星的直径相似，表明超巨星阶段可能是由罗氏瓣溢出终止的，导致了现在的沃尔夫-拉叶阶段。
1999-09-16 astro-ph
"Dark Matter" in Accretion Disks
利用斯皮策太空望远镜对食、互作用双星WZ Sge的光度观测，我们发现吸积盘比以前认为的要复杂得多。我们的4.5和8微米的时间序列观测表明，众所周知的气体吸积盘被一个半径约为气体盘15倍的尘埃物质的非对称盘包围。这个尘埃环只包含少量的质量，在光学和近红外波长下完全不可见，因此由“暗物质“组成。我们使用1微米球形颗粒生产了一个模型防尘环，密度为3 g/cm $^3$，温度范围为700- 1500 K。我们发现的吸积盘结构和存在一个更大的，外部的尘埃环有很大的相关性吸积盘一般，包括在其他相互作用的双星系统，前主序星，和活动星系。
2008-05-30 astro-ph
Binary post-AGB stars and their Keplerian discs
在这篇文章中，我们给出了一个大样本的后AGB星的系统研究的进展报告。样本星是根据它们的红外颜色选择的，选择标准经过调整，以发现系统中有热尘的物体。我们开始了一个非常广泛的多波长方案，其中包括分析我们的径向速度监测;我们的光学高分辨率光谱;我们的地基N波段光谱数据以及斯皮策全光谱扫描;宽带SED和VLTI的高空间分辨率干涉实验。在这篇文章中，我们强调了迄今为止所获得的主要结果，并认为我们样本中的所有系统都是双星，它们被尘埃开普勒环双星盘所包围。圆盘在系统的演化中起着主导作用。
2006-04-07 astro-ph
Medium-separation binaries do not affect the first steps of planet formation
行星形成的第一步是亚微米大小的尘埃颗粒的生长和结晶，伴随着尘埃沉降到磁盘中平面。在这篇论文中，我们探讨了行星形成的第一步是否受到中等分离恒星同伴存在的影响。我们选择了两个大样本的磁盘周围的金牛座的单和双金牛座T星，被认为只有一个温和的年龄传播的几个百万年。我们的双星样本的同伴在10和450 AU之间的投影分离，质量下降到约0.1太阳质量。我们使用10微米硅酸盐发射特征的强度和形状分别作为晶粒生长和结晶的代表。尘埃沉降的程度从两个不同的中红外波长的通量的比率进行评估。我们发现，从单一和二元系统的10微米硅酸盐发射功能的分布之间没有统计学上的显着差异。此外，盘耀斑的分布是无法区分的单，二元系统的样品。这些结果表明，行星形成的第一步不会受到数十天文单位的伴星的影响。
2007-10-05 astro-ph
Mapping WR140 from infrared spectroscopy and imaging
对WR 140（HD 193793）中1.083微米He I谱线的观测显示，P-Cygni剖面随着双星系统通过近星点而变化。一个子峰出现在正常平顶的发射分量，然后移动到整个配置文件与它的形成在风碰撞区域一致。吸收分量的变化提供了对风碰撞区域的开度角（θ）的约束。在2001-04年期间用各种仪器观测到的红外（2-10微米）图像解析了2001年形成的尘埃云，并显示它正在以恒定的速度膨胀。由于双星轨道的高偏心率，尘埃以“飞溅”的方式散布在轨道平面周围，我们将尘埃图像与轨道方向进行了比较。
2004-11-16 astro-ph
