A Moving Cluster Distance to the Exoplanet 2M1207 B in the TW Hya Association
Chauvin等人最近发现了一颗可能是年轻棕矮星2 MASSW J1207334-393254（2 M1207）的太阳系外行星伴星，其温度和光度与年轻的5 M木星行星相一致。2 M1207系统据称是TW Hya协会（TWA）的成员，距离约70 pc。利用修正的TWA空间运动矢量和改进的2 M1207自行运动，采用移动簇方法估计到2 M1207系统和其他TWA成员的距离。2 M1207的距离（53+-6 pc）迫使褐矮星和行星的亮度只有以前认为的一半。2 M 1207 A和B的推断质量分别降低到~21 M_Jup和~3-4 M_Jup，B的质量远低于观测到的行星质量函数的尖端和理论上的氘燃烧极限。在从TWA样本中去除可能的下半人马座-十字座（LCC）成员以及可能的非成员TWA 22之后，发现剩余的TWA成员的距离为49 +- 3（s.e.m.）± 12（1 sigma）pc，内部一维速度色散为0.8（+0.3，-0.2）km/s。有微弱的证据表明TWA正在扩张，数据与扩张年龄的下限1000万年（95%置信度）一致。
2005-07-18 astro-ph
Membership, metallicity and lithium abundances for solar-type stars in NGC 6633
我们对NGC 6633（一个与毕宿星团年龄相似的疏散星团）中的F、G和K型候选星进行了光谱观测。我们确定了10个新的星系团成员，包括一个短周期双星系统。结合Jeffries（1997）的调查，我们总共确定了30个太阳型成员。我们用F星和早期G星的光谱估算出NGC 6633的[Fe/H]=-0.096+/-0.081，更精确地说，NGC 6633的铁比昂星团少（0.074+/-0.041）dex，比毕星团少（0.206+/-0.040）dex。NGC 6633成员的锂丰度已被估计，并与其他星团中一贯确定的锂丰度进行了比较。NGC 6633中的几颗中F星在大约相同的有效温度下显示出强烈的Li耗尽现象，这一现象在毕宿星团中被观察到。在较冷的温度下，几个年龄相似的疏散星团（NGC 6633，Hyades，Praesepe和Coma Berenices）的Li丰度模式非常相似，尽管它们的[Fe/H]不同。然而，有证据表明，NGC 6633的晚期G星和K星比毕宿星消耗的Li更少。这在定性上与主序前Li耗尽模型一致，该模型仅具有对流混合，但这些模型不能同时解释为什么这些恒星与昂宿星团中的ZAMS对应物相比，Li耗尽超过1 dex。提出了两种解释。第一个是元素丰度比，特别是[O/Fe]，在NGC 6633中可能有非太阳值，并且必须高于毕宿星团或昂宿星团。第二个是，额外的非对流混合，驱动角动量损失，…
2002-06-20 astro-ph
Identification of Moving Groups and Member Selection using Hipparcos Data
本文提出了一种识别天体测量星表中速度空间相干结构--运动群的新方法--Spaghetti法。它依赖于位置，松弛和自行，非常适合于在依巴谷星表中搜索移动的群体。不需要径向速度信息。该方法已被广泛测试的合成数据，并适用于依巴谷测量的毕星团和IC 2602疏散星团。由此得到的成员列表与Perryman等人对Hyades的列表以及Whiteoak和Braes对IC 2602的列表非常一致。
1999-03-16 astro-ph
A Hipparcos study of the Hyades open cluster: Improved colour-absolute magnitude and Hertzsprung-Russell diagrams
依巴谷双星系统以6%的精度确定毕宿星团中单个恒星的距离。我们使用依巴谷（和第谷-2）自行，它有一个更大的相对精度比三角函数的松弛，推导出~3倍更精确的距离估计，通过假设所有成员共享相同的空间运动。改进的膝关节松弛作为一组与依巴谷膝关节松弛在统计学上一致。新的观测结果证实，依巴谷卫星的测量结果在小角度尺度上是相关的，与依巴谷星表中规定的极限一致，尽管“振幅”比纳拉亚南和古尔德声称的要小得多。根据新的视差图，星系团的颜色-绝对星等图显示了一个明确的主序，有两个缺口/关闭。这些特徴为Boehm-Vitense的预测提供了第一个直接的观测支持，即恒星表面对流（的开始）会影响它们的B-V颜色。我们提出并讨论了一组客观定义的88个高保真成员的理论HRD，以及盾牌座δ星θ ^2 Tau，巨星δ ^1、θ ^1、θ ^2和γ Tau，以及白矮星V471 Tau和HD 27483（它们也都是成员）。在赫兹-斯普朗-罗素图中，新的毕宿星团的精确度受到（系统的）不确定性的限制，这些不确定性与从观测到的颜色和绝对星等到有效温度和光度的转换有关。当结合理论恒星演化模型，根据毕宿星团的化学成分和年龄，在依巴谷探测的大恒星质量范围内，新的天体模型提供了对这种转换校准的严格限制。
2000-11-30 astro-ph
SSPMJ1102-3431 brown dwarf characterization from accurate proper motion and trigonometric parallax
2005年，Scholz和他的合作者（Scholz et al. 2005）在一次自行巡天中发现了一颗光谱型为M8.5的年轻棕矮星SSSPMJ 1102 -3431（SSSPMJ 1102），它可能是长蛇座TW星协的成员，也可能是金牛座T星TW Hya的伴星。SSSPMJ 1102的物理特性是基于它与TW Hya形成二元系统的假设。最近在TW Hya原行星盘内发现了一颗可能的巨行星，其周期非常短（Setiawan et al. 2008），并且在SSSPMJ 1102周围发现了一个盘（Riaz and Gizis 2008），这使得测量SSSPMJ 1102的物理参数变得特别有趣和重要。SSSPMJ 1102的三角视差和自行测量是测试TWA成员资格所必需的，因此，可以确定这颗年轻棕矮星的质量和年龄，以及它与TW Hya形成一个宽双星系统的可能性。在ESO NTT/SUSI 2望远镜上进行的两年定期观测使我们能够确定SSSPMJ 1102的三角视差和自行。我们的视差和自行测定使我们能够精确地描述这个低质量物体的物理特性，并确认其TWA成员。我们的结果与SSSPMJ 1102是TW Hya星的双星伴星的假设并不矛盾。
2008-06-20 astro-ph
Stellar Activity in Coeval Open Clusters: Praesepe and The Hyades
Randich和Schmitt [1995，A&A 298，115]发现，天鹰座中太阳型和低质量恒星的日冕活动明显低于毕宿星团中的恒星。我们已经进行了几次测试，以便为这一结果找到可能的解释。我们测量了两组Praesepe星（dF-dK样品和dM样品）的径向速度，并测量了作为dM样品色球活动指数的H $α$。我们的结论是，在X射线分析中使用的Praesepe目录不包含大量的非成员。比较一下Praesepe和Hyades中M矮星的H $α$等效宽度，我们发现至少在这个质量范围内，Praesepe的恒星和Hyades的恒星一样活跃，甚至更活跃。我们还分析了几个ROSAT PSPC点的Praesepe为了获得一个新的和独立的估计的X射线光度和上限的小样本的Praesepe成员的结论是，旧的和新的上限之间的小差异是不够大，以解释在Praesepe和毕宿星团的X射线属性的二分法。因此，我们对现有数据的检查并没有提供一个明确的理由来解释为什么这两个星系团的X射线光度函数是不同的。部分解释可以在二进制文件中找到。据推测，这些星团可能有不同的轨道周期分布，毕宿星团中有更多的短周期双星，这将显示出更大的日冕活动。
1998-04-27 astro-ph
Brown dwarfs in the Hyades and beyond?
我们用凯克望远镜上的低分辨率成象摄谱仪和HIRES阶梯光栅摄谱仪获得了莱格特和霍金斯（1988，1989）确定的毕星团12个候选成员的光谱。所有的天体都是色球层活跃的晚型M矮星，H $α$的等效宽度从1到30厘米不等。根据我们测量的径向速度，恒星活动水平和其他光谱特征，12颗恒星中只有一颗具有与星团成员资格一致的属性。我们认为这一结果如何影响的毕星团的光度和质量函数的估计。在11颗场星中，有5颗的K I 7665/7699 K和CaH吸收较弱，与相同光谱类型的M矮星标准相比，表明表面重力较低。这些来源中的两种，LH 0416 +14和LH 0419 +15，表现出显著的锂6708吸收。部分基于美国海军天文台的视差测量（Harris等，1998），我们确定所有五个可能是年轻的，前主序对象或附近的金牛座御夫座协会在150和250秒差距之间的距离。与前主序星的理论模型比较，表明质量小于0.05 M $_\odot$。
1998-11-21 astro-ph
Why is the X-ray luminosity function different for the Hyades and Praesepe?
我们研究了属于Praesepe的dF-dK和dM星，以通过径向速度确定成员，并比较了该星团和具有相似年龄的毕星团之间的几个恒星性质，如X射线光度，H $α$等效宽度等。我们发现，所有的属性是类似的，在这两个集群中，除了Lx的分布。这一事实可能与Lx上限的分析困难有关，也可能与更根本的原因有关，例如二进制率和每个集群的二进制属性的差异。
1997-10-24 astro-ph
Low-mass spectroscopic binaries in the Hyades: a candidate brown dwarf companion
我们用凯克一号望远镜的HIRES阶梯光栅摄谱仪获得了毕星团中51颗晚型M矮星的高分辨率光谱。将校准后的数据与白矮星的光谱互相关，使我们能够确定日心速度，精度为+/- 0.3 km/s。在1997年的两个纪元观测到了27颗恒星，其中两颗恒星RHy 42和RHy 403被确认为光谱联星。RHY 42是一个双线等质量系统; RHy 403是一个单线短周期双星，P ~ 1.275天。RHy 403 A的绝对星等为M_I = 10.85，与0.15 M（太阳）的质量一致。系统质量函数的值为0.0085，结合交叉关联函数中没有检测到第二个峰，意味着0.095 > M_2 > 0.06 M（太阳），这颗伴星很有可能是第一颗被确认的毕宿褐矮星。不幸的是，系统中的最大预期角分离仅为0.25质量。其他五个低质量的毕宿星团被确定为可能的光谱双星，根据重复观测或观测到的径向速度和毕宿星团成员的预期值之间的比较。结合HST成像数据，我们推断二进制分数在23和30之间。所有的恒星都是色球活跃的。RHy 281在耀斑中期被捕获，基于这一探测，我们估计低质量毕宿星的耀斑频率为2.5%。有九颗恒星的自转速度v sin（i）超过20 km/s，大部分样本都有可检测到的自转。我们研究了低质量星系团成员的H-α发射特性，并表明没有证据表明与旋转相关。
2000-07-17 astro-ph
Spitzer observations of the Hyades: Circumstellar debris disks at 625 Myr of age
我们使用斯皮策太空望远镜在24，70和160微米处搜索红外过量，这是由于毕宿星团45个FGK型成员样本周围的碎片盘。我们补充我们的观察与档案24和70微米斯皮策数据的额外22 FGK型和11 A型毕宿星成员，以提供强大的统计数据的发生率碎片盘在625万年的年龄，对应的时代在太阳系后期重轰炸。我们发现，在我们的样本中，67颗FGK型恒星中没有一颗显示出碎片盘的证据，而11颗A型恒星中有2颗这样做。碎片盘探测率的这种差异可能是由于有利于早期类型恒星的灵敏度偏差。这两颗A型星周围的星盘光度比值L_dust/L* 为~4.0E-5，低于我们对FGK型星观测的灵敏度。然而，我们对FGK型恒星的灵敏度极限能够排除，在2-sigma水平上，频率高于12%和5%的磁盘，分别为L_dust/L* > 1.0E-4和L_dust/L* > 5.0E-4。我们还使用我们的灵敏度限制和碎片盘模型来限制尘埃的最大质量，作为与恒星距离的函数，这些尘埃可能在我们的目标周围未被发现。
2008-01-30 astro-ph
Discovery of a Long-Period Photometric Variation in the V361 Hya Star HS 0702+6043
我们报告发现的长周期g模式振荡在以前已知的短周期p模式sdB振荡器HS 0702+6043。这使得这颗恒星成为一个非凡的天体，是sdB脉动星家族中独一无二的成员，也是少数几颗已知的脉动星之一，它沿着非径向脉动光谱的声学和重力分支都表现出激发模式。由于p模和g模探测脉动恒星的不同区域，HS 0702+6043在未来详细的星震学研究中具有巨大的潜力。
2004-11-23 astro-ph
Rotational velocities of low-mass stars in the Pleiades and Hyades
我们已经获得了高分辨率的光谱的89 M矮成员的昴星团和毕星团，并推导出径向速度，H-α等效宽度，和光谱旋转速度为这些恒星。新观测到的昴星团和毕星团恒星的典型质量分别为~ 0.4 M_{\sun}和~ 0.2 M_{\sun}。结合我们的新观测和以前发表的数据，我们探讨了M < 0.4 M_ \sun的年轻恒星的自转演化。毕宿星团（600百万年）的平均自转速率大约是昂宿星团（110百万年）的0.4倍，而H-α的平均等效宽度也较低。正如以前的研究所发现的，旋转和色球活动之间的相关性在两个星团中是相同的，这意味着毕宿星团中较低的活动是较低旋转速率的结果。我们表明，一个简单的缩放的\leq 0.4 M_{\sun}的昴星团旋转分布，结构演化的影响进行了校正，匹配的毕宿星，如果从昴星团的毕宿星年龄的平均角动量损失是\approx 6的因素。这表明，在两个星团中，最低质量恒星的初始角动量和盘锁定寿命的分布是相似的。我们认为，这一结果提供了进一步的证据饱和的角动量损失率在高转速。
1999-11-30 astro-ph
Radial-Velocity Monitoring of Members and Candidate Members of the TW Hydrae Association
我们提出了我们的光谱测量的径向速度，有效温度，并预计旋转速度的TW Hya协会的几个已知的成员，以及测量的基础上选择的候选成员的X射线或运动学性质。我们的一些目标是二进制文件，但大多数是非成员。其他一些候选天体的径向速度支持了它们在运动学上与该星系群相关的结论，尽管还需要进一步的观测来证明它们确实是前主序星。
2001-05-08 astro-ph
X-ray Source Populations in the Region of the Open Clusters NGC 6633 and IC 4756
利用ROSAT HRI的深曝光（~10^5 s），我们对Hyades年龄的疏散星团NGC 6633和IC 4756附近的X射线源进行了限流巡天，分别探测到31个和13个源。我们的主要目标是寻找迄今为止未被识别的集群成员。我们建议识别或分类（集群成员，场星，河外场对象）的X射线源，根据公布的成员名单，和X射线：光通量比和光学颜色-星等图。模拟预期的X射线发射源人口的结果进行了比较与ROSAT的测量和预期的能力的XMM任务。这些模拟提供了一种比较NGC 6633和IC 4756与毕宿星活动水平的新方法。测量和模拟证实，在通量水平f_x > 10^{-14}/erg/cm^2/s（0.1- 2.4 keV）时，星系团成员是这些场中X射线发射体的主要类别，贡献了总X射线源的~ 40%。我们在NGC 6633中发现了6个可能的新成员，在IC 4756中发现了4个候选成员;所有这些都需要进一步的观察来确定成员概率。
2000-07-31 astro-ph
The X-ray luminosity of solar-mass stars in the intermediate age open cluster NGC 752
目标。虽然观测证据显示恒星X射线活动的大部分衰减发生在毕宿星团（~8 x 10^8年）和太阳的年龄之间，但对这些年龄之间恒星活动的演化知之甚少。为了获得恒星中间年龄日冕活动典型水平的信息，我们研究了1.9 Gyr年龄的疏散星团NGC 752中恒星的X射线辐射。方法.我们分析了NGC 752的~140 ksChandra观测和同一星系团的~50 ksXMM-Newton观测。我们在Chandra数据中检测到262个X射线源，在XMM-牛顿观测中检测到145个源。在钱德拉的视野中，大约90%的星群成员都能在X射线中被探测到。计算了所有观测到的星团成员（28颗恒星）和11个候选成员的X射线光度。结果我们的数据表明，在1.9 Gyr的年龄，M=0.8-1.2 Msun的星团成员的典型X射线光度为Lx = 1.3 x 10^28 erg s^-1，因此比在年轻毕宿星团中观测到的亮度大约低6倍。假设Lx与恒星自转速率的平方成正比，那么当t > 1 Gyr时，NGC 752的中值Lx与自转速度的衰减速率v_rot ~ t^-alpha（α ~ 0.75）是一致的，比Skumanich关系式更陡（α ~ 0.5），比在昂宿星团和毕宿星团之间观察到的要陡得多（其中α < 0.3），表明恒星内部的旋转机制在t ~ 1 Gyr发生了变化。
2008-08-26 astro-ph
A disk census for the nearest group of young stars: Mid-infrared observations of the TW Hydrae Association
长蛇座TW附近的一组年轻活跃的恒星最近被确定为可能具有共同起源的物理协会。鉴于其接近（$\sim$ 50 pc），年龄（$\sim$ 10百万年）和丰富的二元系统，TW Hya协会是理想的适合研究的多样性和演化的拱星盘。在这里，我们提出了中红外观测组的15个候选成员，其中11个没有以前的流量测量波长超过2 $μ$米。我们报告发现CD-33 $^{\circ}$ 7795可能存在10个$μ$ m的过剩，这可能是由于一个拱星盘或一个微弱的，尚未被发现的双星伴星。在其他恒星中，只有TW Hya，HD 98800，Hen 3- 600 A和HR 4796 A-所有这些都被IRAS探测到-显示出过量的热辐射。我们的10 $μ$ m通量测量协会的其余成员是一致的光球发射，使我们能够排除尘埃内盘。根据这些发现，我们讨论了TW Hya协会的起源和年龄以及对磁盘演化时间尺度的影响。
1999-06-18 astro-ph
Lithium abundances in the old open cluster NGC 3960 from VLT/FLAMES observations
老的疏散星团是研究主序期间锂（Li）耗尽机制的非常有用的目标。通过比较不同年龄星团中Li的丰度，我们可以了解Li破坏过程的效率。我们的目标是确定疏散星团NGC 3960（年龄~1 Gyr）候选成员样本中的成员和Li丰度，目的是填补0.6和2 Gyr之间的空白，在经验描述的平均Li丰度作为恒星年龄的函数的行为。我们使用VLT/FLAMES长颈鹿光谱来确定径向速度，从而113光度选择的候选集群成员的样本的成员资格。从Li线的分析，我们得到了集群成员和非成员的Li丰度。39颗恒星的径向速度与成员资格一致，预计约有20%的污染恒星。在29个RV成员中检测到Li;我们认为这些恒星是星团成员，而我们合理地假设剩下的10个RV成员没有Li，是污染恒星之一。温度高于6000 K的恒星的Li丰度与毕宿星团中的恒星相似，而温度较低的恒星的Li丰度则稍小。这证实了NGC 3960比毕宿星团更古老。温度低于6000 K的恒星的平均锂丰度表明，Li Pop. I平台可能已经开始于~1 Gyr，而不是文献中先前推导出的上限2 Gyr。我们还发现，具有高Li丰度（>1.5）的场星所占的比例约为整个样品的三分之一，这与以前的估计一致。污染场星的分数是一致的，我们以前从测光。
2007-09-10 astro-ph
Dynamical Evolution of the TW Hya Association
利用银河系动力学，我们已经确定了低质量后T金牛星TW Hya协会（TWA）的年龄。要做到这一点，我们采用的方法奥尔特加等人。(2002 2004年）对依巴谷星协的5颗恒星（TWA 1，TWA 4，TWA 9，TWA 11，TWA 19）进行了距离测量。在这些恒星中，只有TWA 9呈现出完全不同的轨道，因此它似乎不是TWA的动力成员。其余四颗恒星的第一个最大轨道限制年龄为-8.3 $\pm{0.8}$ Myr，这被认为是TWA的动力学年龄。这种限制固定了TWA的可能的3D形成区域，平均半径为14.5 pc。该区域与Sco-Cen OB协会的较老亚组有关，下半人马座Crux（LCC）和上半人马座狼疮（UCL），两者的平均年龄约为1800万年。TWA的动力学年龄和$β$ Pic移动群（BPMG）的1100万年的动力学年龄，为研究这些星协中某些恒星周围的盘演化和行星形成提供了更精确的时间尺度。利用逃逸星HIP 82868的回溯轨道，我们研究了TWA的形成是由超新星（SN）爆炸引发的可能性。结果表明，对于四个考虑TWA星，体积膨胀是一个因素的五，因为它们的起源到目前的状态。这主要是由于目前更遥远的恒星TWA 19。
2006-01-27 astro-ph
Astrometric radial velocities III. Hipparcos measurements of nearby star clusters and associations
附近运动星团中恒星的径向运动是由精确的自行和三角函数确定的，而不需要使用任何光谱学。假设集群成员共享相同的速度矢量（除了随机分散），我们应用最大似然法从依巴谷天体测量数据计算径向和空间速度（和他们的分散）在大熊座，毕宿星，后发座，昴星团，Praesepe集群，和α英仙座，天蝎座-半人马座，和'HIP 98321'协会。毕宿星团的径向运动被确定在0.47公里/秒（标准误差）以内，其单个恒星的径向运动在0.6公里/秒以内。对于其他星团，依巴谷的数据产生的天体测量径向速度的典型精度为几公里/秒。这些天体测量值与文献中的光谱径向速度的比较显示出良好的一般协议，并在最好的确定毕宿星团的情况下，也允许搜索微妙的天体物理差异，如增强对流的F-矮星光谱蓝移的证据，并减少在巨人的引力红移。对天蝎座OB 2复合体的类似比较表明其关联的一些扩展，尽管比它们的年龄预期的要慢。作为径向速度解的副产品，获得了单个恒星的运动学改进的视差，使赫兹-罗素图在光度上具有前所未有的精度。对于毕宿星团（视差精度0.3 mas），它的主序类似于一条细线，可能有摆动。
2001-10-29 astro-ph
The state of protoplanetary material 10 Myr after stellar formation: circumstellar disks in the TW Hydrae association
我们使用斯皮策红外光谱仪观测了TW Hya星协的七个成员，TW Hya星协是最近的恒星星协，其年龄（$\sim$ 1000万年）与适用于行星形成和盘消散的时间尺度相似。七个目标中只有两个显示红外过量发射，表明大量的尘埃仍然存在于比碎片盘特征更接近恒星的地方;然而，在这两个物体中，我们确认了过量的短波长边缘，正如在中心区域被清除的磁盘中所看到的那样。Hen 3-600和TW Hya光谱中的中红外过量包括结晶硅酸盐发射特征，表明晶粒经历了显著的热处理。我们提供了一个详细的TW Hya和母鸡3-600的光谱之间的比较，和一个模型，证实了光谱的形状和我们以前的理解，这些原行星盘的径向结构。
2004-06-07 astro-ph
Silicate Emission in the TW Hydrae Association
长蛇座TW星协是离我们最近的年轻星协。它的成员包括HD 98800、HR 4796A和长蛇座TW，后者是已知距离最近的经典金牛座T星。我们观察到这三颗恒星的光谱在3到13微米之间。在TW Hya中，光谱显示出硅酸盐发射特征，与许多其他具有原恒星盘的年轻恒星相似。11.2微米的特征表明有大量的结晶橄榄石，但并不像一些年轻恒星和太阳系彗星那样强烈。在HR 4796 A中，硅酸盐特征的热辐射非常微弱，表明恒星附近几乎没有（小硅酸盐）颗粒。HD 98800的硅酸盐谱带（我们观察到，但也由Sylvester和Skinner（1996）报道）的强度介于TW Hya和HR 4796之间。
2000-08-01 astro-ph
Young Cool Stars Divided on the Issue of Rotation
我们提出的结果相结合的新的恒星自转周期和广泛的信息成员在年轻的疏散星团M35和M34。观测结果表明，这两个星系团的晚型成员分为两个不同的群体，每个群体的旋转对质量（颜色）的依赖性不同。我们讨论了这些新的结果的背景下，现有的旋转数据的冷恒星在较老的集群，重点是旋转的质量和年龄的依赖。我们简要地提到了作为“天文钟”（陀螺年代学）的自转测试，以及我们计划利用开普勒太空任务将恒星自转周期的观测推到毕宿星团和太阳年龄之外。
2008-11-09 astro-ph
Late-type stars members of young stellar kinematic groups
我们编制了一个晚型星（F5-M）的星表，它们属于代表性的年轻盘恒星运动学群：本星协（昴星团运动群，20 - 1.5亿年），大熊座群（天狼星超星系团，3亿年）和毕星团（6亿年）。其他移动星群如IC 2391超星系团（3500万年）和蓖麻移动星群（2亿年）也被包括在内。恒星是从以前建立的恒星运动学群成员中选出的，这些恒星运动学群是基于光度和运动学特性，以及从基于其他标准的候选者中选出的，这些标准包括它们的色球活动水平、旋转速率、锂丰度。根据依巴谷星表中自行和弛豫的精确测量值以及已发表的径向速度测量值，计算银河系的空间运动（U、V、W），以确定所选恒星属于不同的恒星运动学群。除了运动学性质，我们也给每个恒星的光度，光谱和物理性质，以及有关活动指标和锂丰度的信息。一些色球活跃的双星也是这些恒星运动学群的成员。
1999-06-03 astro-ph
Activity and rotation of low mass stars in young open clusters
我们目前的第一个结果，从多目标光谱运动在IC 2602，毕宿星团，昴星团，后发座星系团使用VLT/火焰。我们分析了径向速度，旋转速度和H-α活动的数据。在这里，我们强调本研究的三个方面的背景下，旋转制动和低质量恒星之间的旋转活动的关系。最后讨论了IC 2602中源的簇成员关系。
2008-11-15 astro-ph
Atomic diffusion in star models of type earlier than G
我们发现，与辐射粘性相关的辐射扩散率产生了一种混合，这种混合降低了与早于G的类型相对应的恒星模型外层引力沉降的效率。成功地比较了由模型预测的化学物种的表面丰度与毕宿疏散星团成员中确定的丰度。我们的建模依赖于一个效率参数，这是评估到一个值接近统一，我们在这项研究中校准。
2002-05-24 astro-ph
Young stellar kinematic groups and their relation with young open clusters, star forming regions and the Gould Belt
恒星运动学群（SKG）是一组运动学相干的恒星，它们有着共同的起源。我们已经编制了（Montes et al. 1999; 2000）一个晚型恒星的样本，这些恒星是以前确定的成员，也可能是不同年轻SKG的新候选者（本星系团（20 - 1.5亿年）、大熊座星系团（3亿年）、毕宿超星系团（6亿年）、IC 2391超星系团（35百万年）和蓖麻移动星系团（2亿年））。为了更好地了解这些年轻SKG的起源，并能够识别晚型恒星成员的经典和最近发现的SKG，我们还需要研究附近的年轻疏散星团和恒星形成区的运动学性质。为了达到这个目的，我们采用了文献中（包括依巴谷星表中的天体测量数据）关于附近年轻疏散星团、OB星协、T星协和其他年轻恒星星协的最新数据，命名为TW Hya。我们使用这些数据来计算它们的银河系空间运动（U，V，W）和空间坐标（X，Y，Z），并研究它们与不同SKG以及年轻的平坦和倾斜的银河系结构（称为古尔德带）的可能联系。
1999-12-08 astro-ph
ROSAT X-ray Spectral Properties of Nearby Young Associations: TW Hydrae, Tucana-Horologium, and the beta Pic Moving Group
我们目前的档案ROSAT数据为三个最近确定的，附近（D<70 pc），年轻（~10-40百万年）恒星协会：TW长蛇座协会，杜鹃座钟表协会，和β Pic移动集团。ROSAT X射线硬度比（HR 1，HR 2）的分布，这三个群体，其成员是占主导地位的低质量，弱线金牛座T星，是紧密的集群和彼此非常相似。TW Hya本身的HR 1值-在任何附近的群体中唯一真正的经典金牛座T星-在这些附近的年轻恒星中明显异常。我们比较了附近三个群中恒星的硬度比分布，并与场中的金牛座T星、毕星团和主序星矮星的硬度比分布进行了比较。这一比较表明，F星到M星的X射线光谱随着年龄的增长而软化，F星和G星的X射线光谱硬度比K星和M星演化得更快。目前还不清楚这种趋势是否可以归因于F型和更晚的恒星的固有X射线光谱的年龄依赖性变化，以及星周气体柱密度的降低（例如，在残留的原行星盘），或减少贡献的恒星盘相互作用的X射线发射。无论如何，这些结果表明，档案ROSAT X射线光谱数据的分析，可以帮助确定附近，年轻的协会，并确定X射线发射特性的已知协会的成员。
2002-11-15 astro-ph
Hubble Space Telescope Spectroscopy of V471 Tauri: Oversized K Star, Paradoxical White Dwarf
我们使用HST上的GHRS获得了毕宿星团中短周期食DA+dK2前激变双星V471 Tauri的热白矮星（WD）分量的莱曼α光谱。WD的径向速度，结合地面测量的dK速度，日食时间，并确定dK星的旋转速度，产生动力学质量的组件M（WD）=0.84和M（dK）=0.93 Msun。Ly-alpha剖面的模型-大气拟合提供了WD的有效温度（34，500 K）和表面重力（log g=8.3）。dK分量的半径比相同质量的正常毕宿矮星的半径大18%。这种膨胀是由于恒星表面被星点广泛覆盖，导致恒星膨胀。WD的半径，从辐射分析和月食入口时间确定，是0.0107 Rsun。恒星在M-R平面上的位置完全符合简并CO WD的理论。WD的高温和质量呈现出一个进化悖论：WD是毕宿星团中已知最大的，但也是最热和最年轻的。我们认为，解释是，WD确实是非常年轻的，是由一个蓝色的离散者和一个更遥远的dK同伴组成的三元组的后裔。我们估计，共同的包络线效率参数，α_CE，是为了0.3-1.0，在最近的流体动力学模拟的良好协议。
2001-08-23 astro-ph
The rotational velocity of low-mass stars in the Pleiades
我们提出了新的vsini测量的235个低质量恒星在昴宿星。在我们的样本中，所有的恒星的微分旋转加宽已经解决。这些结果，结合以前发表的测量，提供了一个完整的和公正的旋转数据集的质量范围从0.6至1.2 Msol的恒星。应用数值反演技术的vsini分布，我们推导出低质量的昴星团成员的速度分布。比较IC 2602/2391和昂星团中低质量成员的旋转分布，我们发现G矮星在这段时间内的行为类似于固体，并遵循斯库曼尼奇定律。然而，昴星团和更老的星团（M34和毕星团）之间的比较表明，在早期的主序上，慢旋转星的制动比渐近斯库曼尼奇定律预测的要弱。这有力地支持了这样一种观点，即角动量在零年龄主序（ZAMS）上的慢旋子辐射核心中重新出现在昴星团和毕星团年龄之间的对流包络中。对于G-矮星，我们导出了核与包层之间的特征耦合时标约为1亿-2亿年。昴星团自转和日冕活动之间的关系与以前在其他星团和场星中的观测结果是一致的。我们表明，Rossby图提供了一个很好的描述的X射线活动的质量域研究的所有恒星。昴宿星的数据为缓慢和中等的旋转填补了X射线旋转之间的差距，发现缓慢的旋转和X射线的“饱和高原”观察年轻的快速旋转。
1998-03-11 astro-ph
Chromospheric activity, lithium and radial velocities of single late-type stars possible members of young moving groups
本文介绍了我们在以往的研究中对14颗晚型恒星进行的三次观测中所获得的高分辨率阶梯光谱（Montes等人，2001 b，以下简称论文I）作为不同年轻恒星运动学群的可能成员（本星系团（20 - 1.5亿年），大熊座群（3亿年），毕宿超星系团（6亿年）和IC 2391超星系团（3500万年））。径向速度是通过与径向速度标准星的互相关来确定的，并与依巴谷星表和第谷-2星表中的自行和惯性的精确测量一起使用，以计算银河系的空间运动（U，V，W）并应用Eggen的运动学准则。这些恒星的色球层活动水平已被分析使用的信息提供了几个光学光谱功能（从钙II H & K到钙II IRT线），形成在色球层的不同高度。测定了Li I 6707.8 AA线等效宽度（EW），并在EW（Li I）-谱型图上与不同年龄的著名年轻疏散星团成员星的EW（Li I）进行了比较，以获得年龄估计。所有这些数据使我们能够更详细地分析这些恒星在不同的年轻恒星运动学群中的成员资格。利用运动学和光谱学标准，我们已经确认PW And，V368 Cep，V383 Lac，EP Eri，DX Leo，HD 77407和EK Dra是本地协会的成员，V834 Tau，pi^{1} UMa和GJ 503.2是大熊座群的成员。在这些恒星中发现了明显的旋转活动依赖性。
2001-10-02 astro-ph
A Chandra Observation of a TW Hydrae Association Brown Dwarf
我们提出了年轻的棕矮星2 MASSW J1207334-393254，这是一个可能的成员TW Hya协会的钱德拉观测。虽然这个亚恒星物体有很强的H α辐射，但在50千秒的ACIS-S观测中没有检测到X射线通量。我们将其X射线光度的保守上限定为1.2 x 10^{26}尔格/秒。我们将我们的M8目标与类似质量的物体TWA 5 B进行了比较，TWA 5 B具有较弱的H α发射，但具有较强的X射线发射。我们认为，我们的结果是一致的概念，2 MASSW J1207334-393254是与磁盘相互作用。
2004-05-07 astro-ph
Chemical composition of A and F dwarfs members of the Pleiades open cluster
18种化学元素的丰度已被推导出16 A（正常和化学特殊CP）和5 F矮星成员的昴疏散星团，以设置限制的演化模型。丰度，旋转速度和微湍流速度是通过迭代调整合成光谱的观测在高分辨率（R~42000和R~75000）和高信号噪声比（S/N）。得到的丰度没有表现出任何明确的相关性与有效温度，也没有预计的旋转速度。有趣的是，A星在C、Sc、Ti、V、Cr、Mn、Sr、Y、Zr和Ba的星与星之间的变化比F星大。F星显示出几乎所有元素的太阳丰度。在A星中，Si、Ti和Cr的丰度与Fe的丰度相关，这三种元素的[X/Fe]比是太阳的。推导出的丰度已被比较公布的演化模型的预测在昴宿星（1亿年）的年龄。对于F星，预测的轻元素的轻微的丰度不足和Cr，Fe和Ni的过剩确实证实了我们的研究结果。对于A星，预测的铁峰元素的过剩只在少数恒星中得到证实。在毕宿星团、后发座和乌玛星系群以及场星中已经发现了A星的丰度的大分散，这似乎是矮A星的一个特征。与辐射扩散竞争的流体动力学过程在A型矮星的辐射区的发生可能会解释发现的散射丰度。
2008-02-21 astro-ph
Late-type stars members of young stellar kinematic groups - I. Single stars
这是一系列旨在研究年轻恒星运动学群的晚型恒星成员的性质的第一篇论文。我们的研究集中在经典的年轻运动星系群：本星系团（昴星团运动星系群，2亿~ 1亿5千万年）、IC 2391超星系团（3亿5千万年）、大熊座星系团（天狼星超星系团，3亿年）和毕宿星超星系团（6亿年）;以及最近发现的星系群：蓖麻运动星系团（2亿年）。在本文中，我们已经编制了一个初步的单晚型星的名单，这些年轻的恒星运动群的一些可能的成员。恒星是根据光度学和运动学特性从先前确定的恒星运动学群成员中选出的，也是根据色球活动水平、自转速率、锂丰度等其他标准从候选者中选出的。根据依巴谷星表和第谷-2星表中的自行和弛豫的精确测量值，以及已发表的径向速度测量值，计算银河系的空间运动（U，V，W），并应用Eggen的运动学准则，以确定所选恒星对不同星群的成员资格。使用年龄测定方法的晚型恒星的其他标准将在本系列即将发表的论文中应用。进一步研究这里编制的恒星列表，可以更好地了解色球活动及其年龄演化以及太阳附近的恒星形成历史。此外，这些恒星也是直接成像探测亚恒星伴星的潜在搜索目标。
2001-06-28 astro-ph
Chemical composition of A and F dwarf members of the Coma Berenices open cluster
18种化学元素的丰度已经推导出后发座疏散星团的11 A（正常和Am）和11 F矮星成员，以设置限制的演化模型，包括运输过程（辐射和湍流扩散）计算与蒙特利尔代码。一个光谱合成迭代程序已被应用到从选定的高质量线在高分辨率高信噪比阶梯光谱获得的EQUDIE在天文台上普罗旺斯的丰度。后发座中A和F矮星的化学模式让人想起毕宿星团和乌玛移动群中的化学模式。在表示丰度[X/H]与有效温度的关系图中，A星的丰度通常比F星的丰度更分散。大恒星到恒星的变化被检测到A星的丰度，我们解释为运输过程与辐射扩散竞争的证据。除了Mg、Si、V和Ba外，F星几乎所有元素都有太阳丰度。推导出的丰度模式，[X/H]与原子序数，慢旋转器HD 108642（A2 m）和中等快速旋转器HD 106887（A4 m）进行了比较，自洽的演化模型代码，包括辐射和不同量的湍流扩散的预测。没有一个模型完全再现丰度模式的总体形状。虽然推导和预测的丰度之间的差异的一部分可能是由非LTE效应，列入竞争过程，如旋转混合在这些恒星的辐射区似乎有必要提高观测和预测的丰度模式之间的协议。
2007-12-03 astro-ph
Stringent constraints on single-star evolution theory from masses and radii of well-detached binaries in star clusters
哪一个天体样本可以对单星演化理论给出强有力的限制？虽然星团成员有相同的年龄和相同的金属丰度，但当使用它们的色星等图与理论等时线比较时，许多问题（例如场星污染，恒星旋转，未解决的双星的存在）很难正确地澄清。另外，双星可以用来限制理论预测。然而，虽然恒星质量是准确地知道一些样本的良好分离的双星，他们的金属丰度往往知之甚少。然后，似乎可以通过结合这两种优势（星团中分离良好的双星成员）来获得更好的测试。这个想法是适用于在这项工作中的毕宿二和一个二进制的仙王座OB3协会测试的有效性独立套理论轨道。详细比较了理论质量和观测质量（以及可能的半径）。
2000-04-19 astro-ph
RACE-OC Project: Rotation and variability in the open cluster NGC2099 (M37)
在G或更高光谱类型的恒星中，自转和太阳型磁活动密切相关。磁场活动的存在和水平取决于恒星的自转，而自转本身又受到磁场的强度和拓扑结构的强烈影响。疏散星团是研究自转和活动之间联系的特别有用的目标。疏散星团NGC 2099是RACE-OC项目的一部分，该项目旨在探索疏散星团中不同年龄的晚型成员的自转和磁活动的演化。2004年1月收集了该星团的时间序列CCD测光观测数据。研究了光变曲线振幅等活动表现与恒星整体参数之间的关系。我们已经发现了135个周期变量，其中122个是候选簇成员。G型和K型恒星自转周期的测定使我们能够更好地探索大约5亿年的角动量演化。与较老的毕宿星团（~ 6.25亿年）的比较表明，新确定的旋转周期分布与主序星斑点星随着年龄的增长而旋转制动的情况是一致的。然而，与年轻的M34星团（~ 2亿年）的比较表明，这些星团的G8-K5成员具有相同的旋转周期分布，即NGC 2099中的G8-K5成员似乎在~ 2亿年至~ 5亿年的年龄范围内没有经历明显的制动。最后，NGC 2099成员有一定水平的光球磁活动，以光变曲线振幅测量，比相同质量和旋转的年轻恒星小，这表明活动水平也取决于其他一些年龄相关的参数。
2008-03-07 astro-ph
The Nearest OB Association: Scorpius-Centaurus (Sco OB2)
我们总结了最近的大质量恒星形成区域天蝎座-半人马座OB星协（Sco OB 2）的恒星星族和恒星形成历史的观测结果。它由三个亚群组成，上天蝎座（US），上半人马座-狼疮（UCL）和下半人马座-十字座（LCC），年龄约为5，17，160万年。在上天蝎座，许多研究最近揭示了数百个低质量的协会成员，包括数十个褐矮星。经验质量函数可以在0.1 M_sun到20 M_sun的整个恒星质量范围内建立，并且被发现与最近确定的场初始质量函数一致。低质量恒星的年龄在500万年左右，与先前（独立）推导出的高质量成员的年龄相同。这支持了早期的迹象，即美国的恒星形成过程被触发，并同意以前的说法，即触发事件是来自附近UCL群的超新星和风驱动的冲击波。在较老的UCL和LCC区域，最近在X射线和自行选择的候选者中确定了大量的低质量成员。在这两个亚群中，通过对更知名的区域（主要是狼疮和TW Hya协会）附近的X射线源的调查，也偶然发现了低质量成员。虽然这两个亚群的平均年龄似乎都在1600万年左右，但它们都显示出具有亚结构的迹象。它们的恒星形成历史可能比更年轻、更紧凑的美国集团更复杂。...（摘要缩写;完整摘要见论文）。
2008-09-02 astro-ph
