FU Orionis - The MIDI/VLTI Perspective
我们提出了第一个中红外干涉测量FU Orionis。我们清楚地解决结构，最好的解释与光学厚吸积盘。一个简单的吸积盘模型，符合所观察到的SED和vitament相当不错，并不需要存在任何额外的结构，如尘埃信封。通过多基线干涉观测，可以对圆盘的倾角和位置角进行约束。我们的磁盘模型是在一般协议与大多数已发表的近红外干涉测量。根据8-13微米谱的形状和强度，首次导出了吸积盘的尘埃成分。我们的结论是，大多数尘埃粒子是无定形的，已经远远大于那些通常在ISM中观察到的。虽然高吸积率的系统提供了两个，高温到大半径和有效的运输机制，以分布晶粒，我们没有看到任何证据，结晶硅酸盐无论是在总光谱，也没有在相关的通量光谱从内部磁盘区域。这种不检测的可能原因被提及。所有的结果进行了讨论的背景下，与其他高空间分辨率的观测FU Ori和其他FU Ori对象。我们还解决了一个问题，即FU Ori是否处于比经典TTauri星更年轻的进化阶段。
2006-05-16 astro-ph
Mid-infrared observations of young stellar objects in the vicinity of sigma Orionis
我们提出了新的中红外观测对象的O星猎户座西格玛附近，获得TIMMI-2在ESO。通过限制它们的近红外和中红外光谱能量分布，我们建立了以前已知的IRAS源的性质，并将新的中红外源确定为具有拱星盘的年轻恒星物体，可能是Sigma Ori星团的大质量成员。对于其中两个物体，我们已经获得了8-13微米范围内的光谱，以研究尘埃颗粒的化学性质。TX Ori在10微米处表现出典型的硅酸盐发射特征，在约11.2微米处具有我们确定为由于结晶橄榄石的特征。IRAS 05358-0238光谱是非常不寻常的，具有弱硅酸盐特征和10-12微米范围内的结构，可以解释为由于自吸收的镁橄榄石。我们还提供了喷流源Haro 5-39/HH 447，V510 Ori/HH 444和V603 Ori/HH 445中存在星周盘的第一个证据。
2004-02-03 astro-ph
High-Resolution Chandra X-ray Imaging and Spectroscopy of the Sigma Orionis Cluster
本文介绍了用高能透射光栅光谱仪对年轻的猎户座σ星系团（年龄~ 300万年）进行的90千秒钱德拉X射线观测结果。利用大质量中心星sigma Ori AB（O9.5V + B0.5V）的高分辨率光栅谱和中分辨率CCD谱，检验了X射线发射的风激波理论，并分析了星团中心区高空间分辨率的零级ACIS-S图像。钱德拉在主CCD（ACIS-S3）上探测到42个X射线源。除了五个外，所有的都有近红外或光学对应物，大约四分之一是可变的。值得注意的高质量恒星是猎户座σ AB、B型磁星猎户座σ E和B5 V双星HD 37525。大多数其他探测到的性质与较低质量的K或M型恒星一致。我们目前的第一个X射线光谱的不寻常的红外源IRS 1位于3.3弧秒以北的sigma猎户座AB，这可能是一个嵌入的金牛座T星的磁盘/信封被光蒸发的sigma猎户座AB。我们专注于软发光X射线发射的Sigma Ori AB的辐射风冲击的解释，但也考虑可能的替代品，包括磁约束风冲击和碰撞风冲击。它的发射线没有显示出明显的不对称性或质心偏移，并适度加宽到HWHM ~ 264 km/s，或四分之一的终端风速。类氦离子中的禁戒线在形式上未被检测到，这意味着强烈的紫外抑制。Mg XI三重态形成于表面上方一个恒星半径内的风加速区。这些X射线性质在几个方面与光学稀薄风的辐射风冲击理论的预测一致，但解释窄线宽对该理论提出了挑战。
2008-05-06 astro-ph
Variations of the high-level Balmer line spectrum of the helium-strong star Sigma Orionis E
使用高级别的巴耳末线和连续，我们跟踪的密度结构的两个磁层盘段的原型Bp星的Sigma Ori E（B2 p），因为这些段隐藏部分的恒星在旋转周期。在2007年1月至2月的7个夜晚，以0.01个周期的平均采样获得了巴耳末线>H9和巴耳末边缘的高分辨率光谱。我们测量了由于两个盘段0.4周期间隔的恒星掩星的等效宽度变化，并构造了相应的反射波在巴耳末线剖面上迁移的差分光谱。我们首先估计了旋转角和磁场角。然后，我们模拟了所观察到的巴耳末跳跃的变化，使用模型大气代码synspec/circus和评估磁盘的几何形状和气体热力学。我们发现这两个掩星是由两个盘段引起的。其中第一个凌日很快，表明这段距离恒星的距离范围可能是2.5- 6 R星。第二个由一个更缓慢的移动段位于更接近表面，并导致两个半分辨吸收最大值。在它的过境这部分刷过恒星的“下”肢体。从掩星期间直到H23-H24的线可见度判断，两个盘段的平均密度接近10^{12} cm^{-3}，并且在线和连续体中是不透明的。它们的半高小于恒星半径的1/2，温度分别接近10500 K和12000 K。总的来说，Bp型恒星的星盘具有比预期复杂得多的几何形状，这可以从它们（有时）的非共面性、去中心性和星盘高度的差异中得到证明。
2007-10-12 astro-ph
Probing the rotation curve of the outer accretion disk in FU Orionis objects with long-wavelength spectroscopy
对年轻天体光谱能量分布的研究表明，猎户座FU天体的外盘可能是自引力的。在本文中，我们提出了一种方法来直接测试是否，在这些对象中，显着偏离开普勒旋转发生。在第一种方法中，我们使用了一个简化的模型，磁盘的垂直结构，使我们能够快速地带出的影响有关的磁盘自重。我们发现，经常研究的光学和近红外线轮廓产生太接近的中心对象，以提供重要的证据，非开普勒旋转。基于FU Ori的情况下相关的参数，我们表明，高分辨率的长波长光谱，远红外H $_2$纯旋转线（有时观察到的“被动”的原恒星盘）和亚毫米CO线，应该很适合探测外盘的旋转曲线，从而测量在何种程度上它是由磁盘自重的影响。本探索性论文的结果不久将扩展到对盘垂直结构的更现实的处理。
2003-07-07 astro-ph
The magnetic field and confined wind of the O star $θ^1$~Orionis~C
本文证实了年轻O星$θ^1$ ~Orionis~C的光球层中存在一个整体有序的、强度为kG的磁场，并研究了它的光学线轮廓变化的性质。获得了一系列新的高分辨MuSiCoS Stokes $V$和$I$谱，它们近似均匀地采样了$θ^1$ ~Orionis~C的转动周期。使用最小二乘反卷积（LSD）多线技术，我们已经成功地检测变量斯托克斯$V$塞曼签名与LSD平均线配置文件。已对这些特征进行建模，以确定磁场几何形状。我们还利用动力学谱研究了风和光球中形成的谱线的轮廓变化。通过对LSD剖面的谱合成拟合，确定了磁偶极子分量的极性强度为$1150 \la B_{\rm d}\la 1800$ ~G，磁性为$27\degr \la β\la 68\degr$，假定为$i=45\pm 20\degr$。$i=45\degr$的最佳拟合值为$B_{\rm d} = 1300 \pm 150 (1σ)$ ~G和$β= 50\degr \pm 6\degr (1σ)$。我们的数据证实了以前检测到的磁场在这颗恒星，并进一步证明了正弦变化的纵向场和准确地确定的相位和强度的磁场极值。“光球”和“风”线轮廓变化的分析支持以前的光学光谱特性的报告，并提供证据的物质在磁赤道平面内的下落。
2006-01-26 astro-ph
Chandra Discovers a Very High Density X-ray Plasma on the O-Star Zeta Orionis
我们报告的钱德拉线光谱观测O超巨星，猎户座Zeta（O9.7磅）。73.4ksHETGS观测表明，在5 ~ 26 A波长范围内，电离级和谱线强度有很大的变化。观测到的发射线表明温度范围为2至10 MK，这与早期对猎户座ζ的X射线观测一致。许多谱线的频谱分辨率显示多普勒展宽为900 +/- 200 km/s。所观察到的类氦离子（O VII、Ne IX、Mg XI和Si XIII）提供了有关X射线发射的空间分布的信息。虽然观测支持X射线源的风分布，我们发现三个相互矛盾的结果。首先，对SIXIII的谱线诊断表明，这条谱线发射非常靠近恒星表面，那里的密度为10^{12} cm^{-3}量级，但那里的速度太小，无法产生观测到的电离水平所需的激波跳跃。第二，强X射线线剖面是对称的，没有显示出任何多普勒蓝移线质心的证据，这些线质心预计将伴随着高密度风中向外移动的源。第三，所观察到的速度分散似乎并不与相关的X射线源半径的速度，相反的风分布源模型的预期。一个复合源模型，涉及风冲击和一些磁约束的湍流热等离子体在一个高度非对称的风，似乎需要解释线诊断异常。
2000-12-08 astro-ph
Long-wavelength excesses of FU Orionis objects: flared outer disks or infalling envelopes?
猎户座FU型天体爆发时的中红外线到远红外线辐射被认为是由一个向外张开的外盘或一个下落的包层造成的。我们重新审视这个问题，使用详细的辐射转移计算模型的最近，高信号噪声数据从IRS仪器上的{斯皮策太空望远镜}。在FU Ori的情况下，我们发现，一个物理上合理的耀斑盘辐射的中央吸积盘匹配的意见。建立在我们以前的工作，我们的吸积盘模型与外盘照射的内盘再现的光谱能量分布之间的~4000埃~40微米。我们的模型是一致的近红外干涉，但有一些不一致的中红外干涉的结果。包括外盘使我们能够改进我们的估计外半径的爆发，高质量吸积率磁盘在FU猎户座为~ 0.5 AU，这是一个关键参数在评估理论的FU猎户座现象。假设离心半径为200天文单位，我们能够将任何残余包层的质量沉降率的上限设定为~ 7 e-7 Msun/yr。FU或BBW 76也很好地模拟了0.6 AU的内盘和外扩的外盘。然而，V1515 Cyg需要一个带有外流腔的包络，以充分再现IRS光谱。与Green等人的建议相反，我们不需要一个扁平的信封，以配合观察，推断腔的形状是定性与典型的原恒星信封一致。这种多样的尘埃结构表明FU Orionis阶段可以出现在原恒星演化的早期或晚期。
2008-06-23 astro-ph
A new paradigm for the X-ray emission of O stars from XMM-Newton observations of the O9.7 supergiant zeta Orionis
XMM-牛顿观测O超巨星猎户座zeta星（O9.7 Ib）扩展了其高分辨率光谱的知识，超出了33.7埃的CVI线，并提出了一个新的框架来解释单热星的X射线光谱。所有的谱线都是宽的，不对称的，具有相似的速度剖面。X射线可能起源于风的终极速度状态，在由磁场控制的无碰撞冲击中，而不是在加速区的冷却冲击中。在冲击后弛豫过程中，离子和电子之间的能量交换非常缓慢，以至于在热气体被大多数冷气体淬灭之前不会发生电子加热。观察到的等离子体是不平衡的，电子韧致辐射连续是弱的。质子可能产生电荷交换、电离和激发。完全热化的激波后速度确保了高的横截面，并解释了所观察到的线宽，对于非热粒子加速可能需要一定的容差。一般来说，单星和双星的X射线光谱的形式主要取决于激波后电子加热的量：双星系统中的磁约束X射线等离子体可以进一步向更高的电子平衡温度演化，而在单星中则不会发生这种情况。快速移动离子之间库仑能量交换的长平均自由程也可能抑制线驱动不稳定性的发展。
2006-12-18 astro-ph
XMM-Newton observations of Zeta Orionis (O9.7 Ib): A Collisional Ionization Equilibrium model
我们提出了超巨星猎户座ζ（O9.7磅）的XMM-牛顿观测。光谱是丰富的发射线在广泛的电离阶段。RGS光谱显示了低离子阶段的第一时间线，如C VI，N VI，N VII和O VII。线轮廓是对称的，相当宽（FWHM约为1500 km/s），仅显示轻微的蓝移。XMM-epic光谱仪首次在这颗恒星中探测到几种高离子，包括Ar XVII和S XV。同时多温度拟合和DEM建模应用于RGS和EPIC光谱，以获得排放措施，元素丰度和等离子体温度。计算显示温度在约0.07-0.6 keV的范围内。根据导出的模型，在0.3-10 keV的能量范围内，在251 pc的距离处的本征源X射线光度Lx=1.37（.03）× 10^{32}尔格/s。在最佳多温度模型拟合中，C、N、O和Fe的丰度接近其太阳值，而Ne、Mg和Si的丰度似乎有所增强。的灵敏度的氦禁止和互组合线Zeta Ori的强辐射场是用来推导的径向距离，在该线形成。得到了NVI的34 R-星、OVII的12.5 R-星、Ne IX的4.8 R-星和Mg XI的3.9 R-星的值。
2008-03-06 astro-ph
The substellar mass function in sigma Orionis. II. Optical, near-infrared and IRAC/Spitzer photometry of young cluster brown dwarfs and planetary-mass objects
我们研究了猎户座σ疏散星团（3+/-2Ma，d = 360^+70_-60 pc）亚恒星区域的质量函数，直到几个木星质量。我们已经进行了深入的IJ波段搜索，覆盖了靠近星团中心的790弧分^[2]的区域。这项调查是补充红外跟踪在HK-和斯皮策3.6-8.0 mum-波段。使用颜色星等图，我们已经选择了49个候选成员的星等间隔16.1马格< I < 23.0马格。占流量过剩在8.0妈妈和以前已知的光谱特征的青年，30个对象是真正的集群成员。四个是第一次确定从我们的光学近红外数据。其中11颗的可能质量低于氘燃烧极限，被归类为行星质量的候选天体。在0.11 Msol M < 0.006 Msol的质量区间内，亚恒星质量谱的斜率（Δ N /Δ M = a M^-alpha）为alpha = +0.6+/-0.2。任何不透明度质量限制，如果这些对象通过碎片形成，可能低于0.006 Msol。猎户座西格玛棕矮星的星环盘频率为47+/-15%。质量函数和圆盘频率的连续性表明，质量非常低的恒星和亚恒星物体，甚至低于氘燃烧的质量极限，可能具有相同的形成机制。
2007-05-07 astro-ph
A Revised Geometry for the Magnetic Wind of theta^1 Orionis C
θ ^1猎户座被认为是Bp变星的一个热的类似物，因为它的光学和紫外线以及X射线连续通量在磁/旋转周期内有规律地调制。一个扁平的磁层围绕着这些恒星共同旋转，产生一个周期性的调制的紫外线共振线的发射和吸收组件，以及光学H和He线。在本文中，我们详细研究这些调制，并指出，远蓝色和近红色的翅膀的C IV和N V共振线表现出与调制相关的，导致温和的流量升高，在中等红移的边缘相位（φ =0.5）。然而，这些谱线并没有表现出静止坐标系吸收的特征，而静止坐标系吸收是Bp星周围冷的静态盘的通常特征。我们认为，这种行为可以解释的存在两个几何上不同的风区分开的局部磁阿尔芬半径。在这一点之外出现的气流被辐射力向外推动，最终径向向外扩展到无穷远--这一物质在phi=0.5时产生了远蓝色的机翼反射。内部流遵循闭合环路，并在磁赤道与逆流碰撞。在那里，它们沿着它们原来的场线结合并落回恒星--这是同一阶段温和发射的原因。内部风分量快速循环回到恒星是缺乏静态盘特征的原因。
2004-12-07 astro-ph
No disks around low-mass stars and brown dwarfs in the young sigma Orionis cluster?
我们报告的分析2 MASS近红外数据的一个样本的低质量恒星和棕矮星的猎户座σ星团。青年和集群成员已被证实使用Li I谱线光谱。我们在JHK的色图中几乎没有发现这些星系团成员的近红外过量发射的证据。与模型预期相比，34颗恒星中最多有2颗显示出与近红外过量一致的（H-K）颜色。这种稀缺的近红外签名的星周盘在较低质量和亚恒星制度的这个集群对比的发现在年轻的集群，暗示在年龄依赖的磁盘频率。考虑到明显的集群年龄，我们的结果支持了一个相对较快的（几万年）磁盘耗散的想法，并将这一结论扩展到亚恒星政权。我们还发现一些证据表明，在这个集群中，磁盘的频率测量的KS波段过剩可能是质量依赖。
2001-12-13 astro-ph
Chandra HETGS Multi-Phase Spectroscopy of the Young Magnetic O Star theta^1 Orionis C
我们报告了四个钱德拉光栅观测的倾斜磁旋转体θ ^1 Ori C（O5.5 V），覆盖了相对于恒星1060 G偶极子磁场的宽视角范围。我们采用线宽和质心分析研究的X射线发射等离子体在拱星环境中的动力学，以及线比诊断约束的空间位置，和全球光谱建模约束的温度分布和丰度的非常热的等离子体。我们研究了这些诊断作为视角的函数，并结合θ ^1 Ori C上磁通道风激波机制的新MHD模拟进行了分析。这个模型令人惊讶地很好地拟合了所有数据，预测了具有旋转相位的X射线发射等离子体的温度、光度和掩星。
2005-06-06 astro-ph
Wind signatures in the X-ray emission line profiles of the late O supergiant $ζ$ Orionis
X射线谱线轮廓分析已被证明是O星周围极热等离子体运动学和空间分布的最直接诊断。在本文中，我们应用几种分析技术的钱德拉HETGS光谱的晚O超巨星zeta猎户座（O9.7 Ib），包括一个简单的线轮廓模型的拟合。我们发现，有明显的证据蓝移和轮廓不对称，以及增宽的X射线发射线的zeta奥里。这些都是观测到的风激波X射线源的特征，猎户座ζ星的观测结果与早期O型星的观测结果非常相似，我们之前已经证明，它们与相同的风激波线轮廓模型非常吻合。猎户座ζ星的线轮廓形态上的更微妙的影响，与猎户座ζ星相比，与后来O超巨星中密度较低的风是一致的。在这两颗恒星中，解释轻度不对称的X射线线轮廓所需的风光学深度意味着有效不透明度降低了近一个数量级，这可能是由质量损失率降低和大规模聚集的某种组合以及其相关的基于孔隙度的辐射传输效应来解释的。在最近的重新分析的背景下，类氦线强度比在两个zeta猎户座和zeta Pup，并在最近的工作质疑公布的质量损失率在OB星，这些新的结果表明，X射线发射从zeta猎户座可以理解的框架内的标准的风冲击的情况下，热星。
2006-03-27 astro-ph
Spatially Resolved STIS Spectroscopy of alpha Orionis: Evidence for Non-radial Chromospheric Oscillation from Detailed Modeling
四个空间分辨近紫外线光栅扫描整个色球盘的阿尔法猎户座，获得了与空间望远镜成像光谱仪的哈勃空间望远镜，揭示平均色球下降，从1998年1月至1998年4月，反向上升，在更深的层之间的1998年9月和1999年3月。在1998年9月，我们检测到系统的逆转的四个双峰发射线的Si I（UV 1），Fe II（UV 36），Fe II（UV 61），和Al II]（UV 1），当扫描整个UV盘的组分最大值。详细建模的Si I λ 2516共振线与辐射传输计算在球形几何约束的平均径向速度结构的投影狭缝面积（25 × 100质量）为不同的孔径位置，观察到的离翼157.5质量。因此，我们确定与半经验模型，这些空间反转的发射线组件对应于平均相反的流速约2公里/秒的色球盘。我们确定，色球速度场不能表示为一个独特的径向速度结构，在整个恒星盘，以配合观察到的峰值比，这个光栅扫描。这些亚音速速度表明（本地）非径向运动的色球流体在封闭的区域在色球振荡阶段，从全球收缩到扩张，在这15个月的监测期间逆转。
2001-06-28 astro-ph
Dynamics of the circumstellar gas in the Herbig Ae stars BF Orionis, SV Cephei, WW Vulpeculae and XY Persei
本文给出了中等质量前主序星BF Ori、SV Cep、WW Wul和XY Per的高分辨率（λ/ Delta_lambda = 49000）阶梯光栅光谱。光谱覆盖3800-5900埃的范围，并以月和日的时间尺度监测恒星。所有的光谱显示了大量的巴耳末和金属线与可变的蓝移和红移的吸收功能叠加到光球恒星光谱。合成Kurucz模型用于估计恒星的旋转速度，有效温度和重力。从每个观测光谱中减去最佳光球模型，以确定由于星周气体引起的可变吸收特征;这些特征的特征在于它们的速度v，色散速度Δ v和剩余吸收R_max。在每个光谱中检测到的吸收成分可以按其相似的径向速度进行分组，并被解释为在大多数情况下具有类似太阳的化学成分的气体团块的动态演化的特征。这种下降和流出的气体具有类似的属性，在UX Ori观测到的拱星气体，强调需要详细的理论模型，可能在磁层吸积的情况下，了解赫比格Ae（HAe）恒星的复杂环境。WW Vul是不寻常的，因为除了具有与其他恒星相似的性质的下落和流出气体外，它还显示出金属线的瞬态吸收特征，而氢线没有明显的对应物。原则上，这可能表明WW Vul周围存在金属含量增强的CS气体云。然而，这种富含金属的气体成分的存在需要通过进一步的观察和更定量的分析来证实。
2004-02-25 astro-ph
Spatial Variability in the Ratio of Interstellar Atomic Deuterium to Hydrogen. I. Observations toward delta Orionis by the Interstellar Medium Absorption Profile Spectrograph
研究不同天体物理学地点的氘丰度对于回答大爆炸核合成过程中产生了多少氘以及后来有多少氘被破坏的问题至关重要。考虑到这一点，我们在ORFEUS-SPAS II任务中使用了星际介质吸收剖面摄谱仪（IMAPS），以4 km/s（FWHM）的波长分辨率观测了delta Ori A光谱中星际原子氘产生的L-delta和L-delta吸收特征。卡方分析表明，在90%的置信水平下，0.96 < N（DI）< 1.45e15 cm^{-2}，气体的温度约为6000 K。为了获得确定D与H原子比所需的N（H I）的准确值，我们测量了IUE档案中57个δ Ori光谱中的L-α吸收特征。根据我们对N（H I）= 1.56e20 cm^{-2}的测量，我们发现N（D I）/N（H I）= 7.4（+1.9，-1.3）e-6（90%置信度）。我们对D/H的结果与沿着其他视线的更一般的发现形成对比，即D/H约为1.5e-5。猎户座A三角洲的D丰度不足，并不伴随着相对于H的N或O丰度过剩，这是人们可能会预料到的，如果气体受到比平常更多的恒星加工的话。
1999-01-28 astro-ph
Long-term evolution of FU Ori-type stars at infrared wavelengths
FU猎户座型恒星形成了一小类可变的年轻恒星天体，其定义为5-6等的光学爆发，然后在数十年的时间尺度上逐渐衰落。由于这一现象与星周介质有关，预计红外发射光谱在爆发后也会发生变化。爆发后的衰落阶段在光学/近红外波段有很好的记录，但在远红外波段没有记录。我们研究了7 FU猎户座系统在1-200 μm波长范围内的亮度演化。我们使用红外空间天文台、2 MASS和MSX的数据（这些观测是在1995-1998年左右进行的）编制了光谱能量分布（SEDS）。这些SED进行了比较，与早期的基础上IRAS测光和地面观测进行了约1983年。在这15年期间，一些物体保持不变，而另一些物体变得更暗，但仅在光谱的近红外和中红外部分。由于衰落的波长依赖性提供了关于该现象的物理学的关键信息，因此我们详细研究了V1057 Cyg的情况。
2004-02-12 astro-ph
Absolute dimensions of the unevolved B-type eclipsing binary GG Orionis
我们目前的光度观测在B和V以及光谱观测的分离，偏心6.6天双线食双星GG猎户座，猎户座OB 1协会的成员。为了测试理论建模的各个方面，以高精度（质量优于1%，半径优于2%）确定几乎相同的组件的绝对尺寸。我们得到主星的M（A）= 2.342 +/- 0.016太阳质量和R（A）= 1.852 +/- 0.025太阳半径，而主星的M（B）= 2.338 +/- 0.017太阳质量和R（B）= 1.830 +/- 0.025太阳半径。这两颗恒星的有效温度都是9950 +/- 200 K，对应的光谱类型是B9.5。猎户座GG非常接近ZAMS，与目前的恒星演化模型比较，年龄为6500万~ 8200万年或7700万年，这取决于该系统是否被认为是在主序星上燃烧氢，还是仍处于前主序星收缩的最后阶段。我们探测到双星的拱点运动速率为dw/dt = 0.00061 +/- 0.00025度/周期，对应的拱点周期为U = 10700 +/- 4500年。其中很大一部分（大约70%）是由于广义相对论的贡献。
2000-08-18 astro-ph
Optical and infrared properties of V1647 Orionis during the 2003-2006 outburst. I The reflection nebula
目的：年轻的爆发恒星猎户座V1647最近的爆发在猎户座（麦克尼尔星云）中产生了一个新的反射星云。我们提出了一个光学/近红外调查麦克尼尔星云。这项分析的目的是确定星云的形态、时间演变和性质及其与爆发的联系。方法：我们对McNeil星云和V1647猎户座进行了多历元B、V、R、I、z和K成像以及K_S偏振成像。多波段成像使我们能够重建星云内部的灭绝图。通过偏振观测，我们试图将星云的辐射与猎户座V1647周围的吸积盘的辐射分开。我们还试图解决照明源的小空间尺度结构。结果：麦克尼尔星云的能量分布和时间演化模拟了照明源的能量分布和时间演化。灭绝图显示了在V1647猎户座方向上的一个高度灭绝区域。不计前景消光，V1647猎户座方向的McNeil星云消光为A_V ~ 6.5等，偏振测量显示V1647猎户座附近有致密的高偏振辐射。K_S波段线极化率在10 - 20%之间。矢量都与北纬90 +/-9度的位置角对齐。这可能与V1647 Ori周围可能存在的吸积盘的方向相对应。这些发现表明，麦克尼尔星云的出现是由于V1647 Ori周围预先存在的物质对光线的光的反射。我们还报告了在V1647猎户座附近发现的一颗新的候选棕矮星或原恒星，以及HH 22 A内存在的星团结构。
2007-07-04 astro-ph
The weak magnetic field of the O9.7 supergiant zeta Orionis A
我们在这里报告检测到一个弱的磁场的O9.7超巨星zeta猎户座A，使用光谱偏振观测获得的2米望远镜伯纳德Lyot顶部Pic du Midi（法国）。猎户座ζ A是第三颗拥有磁场的O型星（还有猎户座θ ^1 C和HD 191612），也是第一颗在“正常”快速旋转的O型星上发现的。猎户座ζ A的磁场是在大质量恒星上探测到的最弱的磁场。测得的磁场低于热均分极限（约100 G）。通过将NLTE模型大气与我们的光谱拟合，我们确定猎户座ζ A是一颗40 Msun的恒星，半径为25 Rsun，年龄约为500 - 600万年，没有表面氮增强，质量损失率约为2x 10 ^（-6）Msol/yr。猎户座ζ A的磁拓扑结构显然比偶极子更复杂，涉及位于同一半球两侧的两个主要磁极;我们的数据还表明，猎户座ζ A旋转约7.0 d，距离地球观测者的极点约40度。尽管它的弱点，检测到的磁场显着影响风结构;相应的阿尔芬半径是非常接近的表面，从而产生不同的旋转调制风线比其他两个已知的磁性O星。猎户座ζ A相对于猎户座θ ^1 C的快速旋转看起来令人惊讶，这两颗恒星具有相似的无符号磁通量（一旦重新换算为相同的半径）;这可能表明猎户座ζ A上检测到的次均分场不是化石遗迹（与猎户座θ ^1 C和HD 191612的次均分场相反），而是由MHD不稳定性产生的奇异发电机作用的结果。
2008-06-12 astro-ph
Intermediate- and High-Velocity Ionized Gas toward zeta Orionis
我们结合紫外光谱获得的HST/GHRS阶梯，IMAPS，哥白尼研究的丰度和物理条件，主要是电离气体看到在高（-105至-65公里/秒）和中等速度（-60至-10公里/秒）向zeta猎户座。我们有高分辨率（FWHM ~ 3.3-4.5 km/s）和/或高S/N光谱的C，N，Al，Si，S和Fe的至少两个重要的离子-使准确估计总N（H II）和元素的消耗。C、N和S基本上具有太阳的相对丰度; Al、Si和Fe似乎分别亏损约0.8、0.3-0.4和0.95 dex。虽然各种离子比率在T ~ 25，000 - 80，000 K时与碰撞电离平衡（CIE）一致，但单个高速吸收分量的宽度表明T ~ 9000 K -因此气体不在CIE中。通过对C II精细结构激发平衡的分析，可以估算出单个云的密度（n_e ~ n_H ~ 0.1-0.2 cm^{-3}）、热压（2 n_H ~ T ~ 2000-4000 cm^{-3}K）和厚度（0.5-2.7 pc）。我们比较了这些云的丰度和物理性质，发现在类似的速度向23奥利和τ CMa的气体，也与几个模型的冲击气体。虽然冲击模型可以再现所观察到的线轮廓和一些所观察到的离子比的一些特征，但也存在显著差异。测得的损耗表明，10%的Al，Si和Fe最初锁定在尘埃中的冲击前介质可能已经返回到气相，与预测的破坏硅酸盐尘埃在100公里/秒的冲击一致。然而，接近太阳的气相…
2002-08-20 astro-ph
A dynamical study of the circumstellar gas in UX Orionis
我们提出了一个高光谱分辨率的研究结果的拱星（CS）气体周围的中间质量，前主序星UX猎户座。这些结果是基于一组10个阶梯光谱，以月，天和小时的时间尺度监测恒星。大量的瞬态蓝移和红移的吸收功能中检测到的巴耳末和许多金属线。应用多高斯拟合来确定每个瞬态吸收的速度v、分散速度Δ v和参数R，参数R提供CS气体的吸收强度的测量。这些参数的时间演变的介绍和讨论。瞬态反射的强度比的比较表明CS气体的组成类似于太阳。这证实了之前的结果，并排除了富金属环境作为UX Ori中瞬态特性的原因。这些特征可以根据它们相似的速度分为24组，其中17组是红移的，7组是蓝移的。分析的速度的群体，使我们能够确定他们的动态演化的7块气体，其中4个代表吸积事件和3流出事件的签名。大多数事件以十分之一ms-2的速率减速，而2个事件以大致相同的速率加速;观察到一个事件经历加速和减速阶段，并持续几天。这个时间尺度似乎是UX Ori流出和下降事件的典型持续时间。在事件的生命周期中，这些特征的分散速度和相对吸收强度没有显示出剧烈的变化，这表明它们是保持其几何和物理特性的气体斑点。
2002-10-16 astro-ph
The Local Environment of the FUor-like Objects AR 6A and 6B
我们提出了新的12 CO J=3-2和HCN J=3-2分子线图的年轻恒星AR 6周围的区域使用15米詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜。AR 6以前被发现是一个双源的两个组件表现出的几个特征FU Orionis（FUor）爆发变星。我们的数据表明，AR 6，像FU Orionis本身，不具有CO流出，同样，没有显示出大量的分子g的证据，在其环星环境。我们得出结论，从近红外到亚毫米，AR 6在几个方面与FU Orionis相似。我们解释缺乏显着的尘埃和分子气体在拱星环境中的AR 6，连同大的近红外热过剩，作为证据，来源已经用尽了他们的出生信封，他们至少有小的热拱星盘，他们比I类原恒星更进化。这本身就表明，由于FUor爆发也在具有大尘埃物质包层的恒星中被观察到，（例如V346 Nor）和CO流出（例如L1551 IRS 5），FUor事件可能发生在恒星生命早期形成阶段的许多不同阶段，支持的想法，FUor爆发是重复的，就像他们的短命亲戚发生在EXor爆发变量。最后，我们表明，作为“辐条”年轻的星团的一部分，AR 6是不像许多FUOR通常位于人口稀少的地区。
2008-07-31 astro-ph
XMM-Newton observations of the sigma Ori cluster. I. The complex RGS spectrum of the hot star sigma Ori AB
我们提出了XMM-牛顿观测的年轻（~2-5百万年）集群周围的热（O9.5V）恒星猎户座西格玛AB，旨在获得高分辨率的RGS光谱的热恒星以及EPIC成像数据的整个领域。我们发现，RGS光谱的σ Ori AB可能被污染的较弱的附近的来源，这需要开发一个合适的程序来提取一个干净的RGS光谱，并确定热的恒星的热结构和风的属性。我们还报告检测到的耀斑从B2 Vp星西格玛Ori E，我们讨论了耀斑是否起源于热恒星本身或更确切地说，从一个看不见的晚型同伴。这次观测的其他结果包括：在猎户座σ区域探测到174个X射线源，其中75个被确定为星团成员，包括非常低质量的恒星，直到亚恒星极限;在猎户座σ AB附近的一颗晚型恒星中发现旋转调制;未检测到谱线增宽和偏移（<800 km s^-1）在σ Ori AB的光谱中，O VII的禁止线与互组合线的比值显著较低，日冕丰度异常高CNO元素
2004-04-05 astro-ph
A slowly accreting ~10 Myr old transitional disk in Orion OB1a
在这里，我们提出了斯皮策IRS光谱的CVSO 224，唯一的过渡盘位于约10万年前的25猎户座集团在猎户座OB 1a。一个符合这个天体光谱能量分布的模型表明，一个约7天文单位的内盘洞包含少量光学上薄的尘埃。在以前的研究中，CVSO 224根据其H α等效宽度被归类为弱线金牛座T星，但在这里，我们根据高分辨率的Hectochelle数据发现其吸积速率为7 x10 ^-11 Msun/yr。CVSO 224的低质量吸积率符合光蒸发清除理论。然而，CVSO 224的斯皮策IRS光谱有一个超过20微米的中红外线，这表明它被一个巨大的外盘包围着。毫米测量是必要的，以限制CVSO 224周围的外盘的质量，以确认光蒸发不是产生其内盘孔背后的机制。
2008-10-25 astro-ph
The Hot Inner Disk of FU Ori
我们建立了一个详细的辐射转移盘模型，它再现了爆发的年轻恒星FU Orionis从~ 4000埃到~ 8微米的光谱的主要特征。用估计的视消光Av~1.5，中心恒星质量~ 0.3Msun，质量吸积率~ 2 e-4 Msun/yr的稳定盘模型，我们可以很好地再现FU Ori的光谱能量分布。通过斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪（IRS）获得的中红外光谱，我们估计热的，快速吸积的内盘的外半径为~ 1 AU，使用在此外半径截断的盘模型。包含来自较冷的辐射外盘的辐射可能会将热内盘的外部限制降低到约0.5 AU。在这两种情况下，半径是不符合一个纯粹的热不稳定性模型的爆发。我们的辐射转移模型表明，中心盘温度Tc > 1000 K到~ 0.5 - 1 AU，这表明磁旋转不稳定性（MRI）可以支持到该距离。假设FU Ori亮度的~ 100年衰减时间尺度代表热内盘的粘性时间尺度，我们估计爆发状态下的粘性参数（α）为~ 0.2 - 0.02，与磁盘中MRI的数值模拟一致。高质量吸积区的径向范围与Bell & Lin的模型不一致，但可能与结合引力不稳定性和MRI的理论一致。
2007-07-23 astro-ph
X-ray emission lines from inhomogeneous stellar winds
通常认为，来自O型星的X射线是在星风深处产生的，并通过大量膨胀的物质向外传输，这会衰减辐射并影响发射线轮廓的形状。现有的模型都不能一致地拟合观察到的线。这些模型可能需要注意的是假设恒星风是平稳的。基于恒星风实际上是结构化的各种证据，我们提出了一个随机的、非均匀风的2-D数值模型。小块的热的、发射X射线的气体被冷的、吸收风的材料渗透，这些材料被压缩成薄的外壳碎片。与具有相同质量损失率的均匀模型相比，风的碎裂作用大大改变了辐射转移。在风的深处产生的X射线，在均匀的气流中会被完全吸收，但可以有效地从碎片风中逃逸。如果单个碎片在光学上是厚的，则风吸收变得与波长无关。对于加速带较短的风，X射线谱线在蓝色部分是平顶的，在红色部分是陡降的。对于加速度延伸了相当长距离的风，线可以呈现出几乎对称的，只有轻微的蓝移，与通常从高光学深度的均匀风模型获得的歪斜的三角形线轮廓形成对比。我们发现，从一个破碎的风模型的配置文件可以重现猎户座ζ观测到的线配置文件。
2004-03-31 astro-ph
High Resolution Near-Infrared Spectroscopy of FUors and FUor-like stars
我们提出了新的高分辨率（R=18,000）的近红外光谱观测的样本的经典FU猎户座恒星（FUors）和其他年轻的恒星与FUor的特点是来源的赫比格-哈罗流。给出了2.203 - 2.236微米区域的光谱，该区域富含对恒星有效温度和表面引力都敏感的吸收线。FUor和FUor类星在这一区域都显示出许多宽而弱的未识别光谱特征。2.280 - 2.300微米区域的光谱也被提出，与2.2935微米的v=2-0 CO吸收带头显然是最强的功能，在光谱中看到的所有Fuor和Fuor类星。互相关分析表明，在2.203 - 2.236微米区域的FUor和类FUor光谱与晚型矮星、巨星和嵌入式原恒星不一致。互相关还表明，所观察到的FUor类赫比格-哈罗能源的光谱是实质上类似的FUOR。这两个天体群也有类似的近红外颜色。类FUor星光谱的大线宽和双峰性质与已建立的FUor的吸积盘模型一致，也与它们的近红外颜色一致。看来，年轻的恒星与FUor一样的特点可能是更常见的比从相对较少的已知的经典FUors投影。
2008-01-27 astro-ph
Analytical protostellar disk models 1: the effect of internal dissipation and surface irradiation on the structure of disks and the location of the snow line around Sun-like stars
我们建立了一套新的自洽分析磁盘模型，同时考虑粘性和辐射源的热能。我们分析的非等温结构的光盘中平面的光学厚盘，并使用标准的两个温度模型的情况下，光学薄盘。推导出了质量吸积率与面密度分布关系的一般公式。我们的结果恢复了Chiang和Goldreich在光学薄区域的结果，但扩展了他们的工作，为不透明的区域的磁盘。为了说明的目的，我们应用我们的理论，在本文中确定的结构下的稳定吸积状态下的金牛座T星周围的原恒星盘，并推导出相应的径向分布函数的各种磁盘属性，如表面密度和温度附近的中平面。我们计算了一颗类太阳的金牛座T星周围雪线的位置，并推断它可以从猎户座FU爆发期间的10 AU以外，到被动吸积阶段的4 AU左右，到现在的金星轨道半径，最后在原恒星到碎片盘过渡期间重新扩展到2.2 AU以上。雪线的这种非单调演化可能为金星和地球的总水含量及其同位素组成提供了一些新的和确定性的解释。在光学薄的最外层区域，我们发现尘埃的表面密度分布大致为1/r，这与Mundy等人（2000）对空间分辨盘的毫米观测一致。
2006-07-19 astro-ph
