Brown dwarfs and very low mass stars in the Hyades cluster : a dynamically evolved mass function
我们在6.25亿年前的毕宿星团中进行了一次褐矮星（BD）和极低质量（VLM）恒星的搜索，以推导出该星团在恒星-亚恒星边界上的质量函数。我们进行了一个深（I=23，z=22.5）光度测量超过16平方度。在星系团中心周围，随后用K-波段测光测量候选成员的自行，以及可能的BD和VLM成员的光学和近红外光谱。我们报道了毕宿星团中第一批2颗褐矮星的发现。这两个天体的光谱类型都是早T型，它们的光学和近红外测光以及它们的自行与它们是星团成员是一致的。根据模型，它们的质量是50木星质量，年龄为625百万年。我们还报告了3个新的非常低质量的恒星成员的集群的发现，并确认了其他16个成员。我们结合这些结果与以前已知的集群成员的列表，建立现代的质量函数（PDMF）的毕宿星团从50木星质量到3 Mo。我们发现毕宿星团的PDMF在非常低质量的天体和褐矮星中是非常缺乏的，而年轻的疏散星团如昴星团的IMF则是如此。我们将这一缺陷解释为过去1亿年来动力学演化的结果，即，低质量的星系团成员由于弱引力相遇而优先蒸发。因此，我们估计毕宿星团目前拥有大约10-15颗褐矮星，而其初始的亚恒星数量可能高达150-200个成员。
2008-01-04 astro-ph
Low-mass Binaries in the Hyades - A scarcity of brown dwarfs
利用HST行星照相机对毕宿星团53个低质量（M <0.3M_solar）成员进行了观测。其中九颗恒星被分辨为双星，距离在0.1到3.1角秒之间，而另外三颗可能是等质量的系统，距离更小。考虑到观测的选择效应，这对应于观测到的二元分数为11.3 ± 4.6%，系统的分离范围为14至825 a. u，与太阳邻域M矮星的观测结果一致。质量比的分布仅与次级星的质量函数Psi（M）与M^{-1}成比例的情况略有一致，在六个双星系统中有三个质量相等的系统，在我们的观测延伸到氢燃烧极限以下的区域中观测到分离。考虑到整个样本，我们的样本中没有任何棕矮星伴星，因此恒星/棕矮星伴星的质量函数不可能像M^{-1}那样急剧上升。如果毕宿星团的年龄为6亿年，我们的结果只在2 σ水平上与平坦的（M^0）质量函数相一致。
1997-09-24 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
Caby Photometry of the Hyades: Comparisons to the Field Stars
本文介绍了毕星团Caby系统中光谱类型从A型到晚K型的矮星的中间波段测光。一个平均hk，b-y的关系，只使用单星没有异常的大气和太阳附近的场星相比。对于F矮星，毕宿关系在双色图中定义了一个近似的下界，与[Fe/H]在+0.10和+0.15之间一致。这些颜色指数图遵循了通常的惯例，即在图的底部显示丰度最高的恒星，尽管富金属恒星的指数值在数值上更大。对于[Fe/H]在+0.4和-1.0之间的F场矮星，[Fe/H] = -5.6 delta-hk + 0.125，没有证据表明斜率与颜色有关。对于G矮星和K矮星，毕宿平均关系穿过双色图中的场星分布，定义了本地盘星的近似上限。在毕宿星团上方发现的恒星至少属于以下三种类型之一：[Fe/H]低于-0.7，[Fe/H]高于毕宿星团，或色球活跃。它的结论是，相反的模型大气的预测，在一个给定的颜色冷矮星的HK指数达到最大值的恒星低于太阳的组成，并增加[Fe/H]以上的一些临界值，下降。然而，这一趋势与基于窄得多的Ca过滤器的合成指数的预测一致，其中交叉是由b-y的金属丰度敏感性引起的。
2002-06-03 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
Hyades Oxygen Abundances from the Lambda 6300 [O I] Line: The Giant-Dwarf Discrepancy Revisited
本文报道了毕宿疏散星团中9颗矮星和3颗巨星的高信噪比、高分辨率VLT/UVES和McDonald/2d Coude谱中Fe、Ni和O的丰度分析结果。由Fe Ⅱ和Fe Ⅰ谱线（[Fe Ⅱ/H] - [Fe I/H]）得到的Fe丰度与由中等高激发谱线（Chi ~ 4.20 eV）得到的Ni Ⅰ丰度的差值随T_eff的减小而增大。这两个发现都与先前在冷的年轻矮星中的过度激发/电离的结果一致。氧丰度来自Lambda 6300 [O I]线，其中仔细注意Ni I共混物。在不确定度范围内，矮星O的丰度在星与星之间是一致的，但最冷的三颗矮星（4573 < T_eff < 4834 K）的丰度随T_eff的减小而增加。这种明显趋势的可能原因被认为是，包括过度解离的含O分子的影响。O丰度来自高质量Keck/HIRES光谱中的近紫外Lambda 3167 OH线，没有发现这种效应-事实上，OH基丰度随着T_eff的降低而增加，使得冷矮星[O I]基O趋势的性质和现实不确定。6个最热的矮星（5075 < T_eff < 5978 K）的平均相对O丰度为[O/H] = +0.14 +/- 0.02，而巨星的平均相对O丰度为[O/H] = +0.08 +/- 0.02。因此，我们对Lambda 6300 [O I]线的最新分析并没有证实King和Hiltgen（1996）最初报道的毕宿星巨矮星氧差异，这表明…
2005-10-25 astro-ph
Oxygen from the Lambda 7774 High-Excitation Triplet in Open Cluster Dwarfs: Hyades
氧丰度已来自近红外，高激发λ 7774 O I三重态的高分辨率，高信噪比光谱的45毕宿矮星使用标准的一维，平面平行LTE模型。恒星样品的有效温度范围为4319-6301 K，导出的相对O丰度随T_eff的变化表明了一种不规则的形态。当T_eff > 6100 K时，O丰度随T_eff的增加而增加，这与非LTE（NLTE）预测一致。在中间T_eff（5450 < T_eff < 6100 K），O丰度是平坦的，恒星间的值也很一致，平均值为[O/H] = +0.25 +/- 0.02;然而，在~0.10 dex水平可能存在系统误差。T_eff < 5450 K的恒星O丰度随T_eff的减小而显著增加，这与预期和规范NLTE计算结果形成鲜明对比。冷毕宿三重态的结果相比，最近报道的矮星在昴星团和UMa移动组;在这些恒星聚集体中观察到的趋势之间的质的差异指向一个可能的年龄相关的减少冷疏散星团矮星的三重态丰度的趋势。与年龄相关的现象，即，研究了色球活动和光球斑、光斑和/或谱斑。与Ca II H+K色球活动指标没有相关性。多组件LTE“玩具”模型已经建成，以模拟光球温度的不均匀性，可能会出现从恒星黑子的存在，我们证明，光球斑点是一个合理的来源之间的冷矮星的三重趋势。
2005-09-10 astro-ph
Beryllium in the Hyades F and G Dwarfs from Keck/HIRES Spectra
铍不像锂那么容易被破坏，所以锂和铍的丰度一起可以告诉我们更多关于恒星内部物理过程的信息，而不是单独的任何一种元素。我们已经获得了高分辨率（45，000）和高信噪比（通常90每像素）光谱的Be II共振线在34毕宿F和G矮星与凯克我望远镜和HIRES。用光谱合成法求出了Be的丰度。我们发现，被耗尽的Li间隙中的F星达到的值A（Be）= 0.60，或一个因素的近7个以下的陨石Be丰度。在温度低于6000 K的恒星中，尽管Li的损耗很大（0.5 - 2.5 dex），但Be的损耗很少或没有。最冷的10颗恒星的A（Be）平均值为1.33 +/- 0.06，与陨石的1.42相差不远。Be丰度的模式--F星中的Be下降，而冷星中的Be未耗尽--与恒星自转导致的缓慢混合的预测（例如Deliyannis和Pinsonneault）很好地匹配。Li和Be的消耗可能同时发生。Li和Be的丰度在5850 - 6680 K的温度范围内与恒星相关，类似于F和G场恒星中Li和Be的早期工作结果。毕宿七G矮星的Be比太阳多;它们最初的Be可能更大，或者它们可能还没有老到耗尽Be的程度。对于那些似乎很少或没有Li或Be耗尽的毕星团恒星，Li/Be比为75 +/- 30。（节略）
2001-09-18 astro-ph
The Best Brown Dwarf Yet?: A Companion to the Hyades Eclipsing Binary V471 Tau
我们已经进行了约160日食时间跨越30年的毕宿星食二进制V471金牛座，显示了长期的准正弦调制其观测到的日食到达时间的分析。O-Cs已经被分析了“光-时间”效应，这种效应是由第三伴星的引力影响引起的。第三个天体的存在会导致食双星相对地球的距离随着它绕着三重系统的重心运行而改变。食时分析的结果是光时半振幅为137.2 ± 12.0秒，轨道周期P_3 = 30.5 ± 1.6年，偏心率e_3 = 0.31 ± 0.04。当V_（471）Tau的总质量为1.61 ± 0.06 Mo时，第三组分的质量为M_3sini_3 = 0.0393 ± 0.0038 Mo。当轨道倾角i_3 > 35度时，第三个天体的质量将低于稳定的氢燃烧极限M = 0.07 Mo，因此它将是一颗棕矮星。在接下来的几年里（接近最大伸长），应该可以获得V471 Tau C的红外图像和光谱，当结合已知的质量，年龄，距离和[Fe/H]时，将作为理解棕矮星物理性质和演化的基准。
2000-10-24 astro-ph
Low-mass companions to Hyades stars
现在已经确定，大部分低质量恒星是双星或更高阶的倍数。类似地，相当大一部分拥有巨大的行星。相比之下，褐矮星的情况就复杂了：虽然封闭的系统似乎非常罕见，但宽系统可能更常见。在本文中，我们提出了新的结果调查的低质量的同伴在毕星团。在精确测量了98颗毕宿矮星的径向速度5年后，我们选择了所有表现出低振幅长周期趋势的恒星。通过对这14颗恒星的AO观测，我们发现了其中9颗恒星的伴星候选者，其中一颗恒星有两颗伴星。HIP 16548的两颗伴星的质量在0.07到0.08 Mo之间，因此它们要么是棕矮星，要么是质量非常低的恒星。在HAN 172的例子中，我们发现了一个质量在0.08到0.10 Mo之间的伴星，它也是在恒星和褐矮星之间。其他七颗恒星都有伴星。在另外两种情况下，RV变化可能是由恒星活动引起的，而在另一种情况下，伴星可能是一个短周期双星。剩下的两颗恒星的图像被稍微拉长，这可能意味着即使是它们也是双星。因为在14颗显示低振幅RV趋势的恒星中，至少有12颗恒星的伴星质量大于70 M木星，或者只是活跃的，我们最终估计在毕宿星团中8 AU内质量在10 M木星和70 M木星之间的伴星数量小于2%。
2005-08-19 astro-ph
The Multiplicity of the Hyades and its Implications for Binary Star Formation and Evolution
一个2.2微米的斑点成像调查167明亮（K $< 8.5$马格）毕宿星成员揭示了33个二进制的分离跨越0。044比1“34个，星等差异高达5.5等。在这些双星中，有13个是新发现的。将这次调查的结果与以前的径向速度，光学散斑和直接成像毕宿星调查相结合，检测到的样本的多重性是：98个单星，59个双星和10个三重星。对这个样本的统计分析研究了各种多星形成和演化理论。考虑到无法探测到高通量比的双星，在这个分离范围0内的伴星分数（csf）为0.30 +/- 0.06。“一比一。“07（5至50 AU）。毕宿星团的csf介于金牛座T星（金牛座T星csf=0.40 +/- 0.08）和太阳附近的G矮星（G矮星csf=0.14 +/- 0.03）之间。这一结果允许的csf的演变，从一个最初的高值的前主序星的主序星。在毕宿星团内，csf与星团中心的径向距离和主星质量无关。质量比的分布最符合幂律q^（-1.3 +/-0.3），并且不依赖于主质量、双星间距或距星团中心的径向距离。总的来说，毕宿星的数据与无标度碎片化一致，但与小集群中的捕获和小集群中的磁盘辅助捕获不一致。如果没有可检验的预测，尺度相关的碎片和磁盘碎片不能用毕宿星的数据进行评估。
1998-01-22 astro-ph
Analysis of the Velocity Field of F and G Dwarfs in the Solar Neighborhood as a Function of Age
Nordstrom等人（2004）星表中的空间速度被用来追踪单个F和G矮星的一些运动学参数随年龄的变化。当平均年龄从4.3 Gyr减小到1.5 Gyr时，盘星的顶点偏差从7 ± 1度增大到15 ± 2度。分析了UV、UW和VW平面的二维速度分布。在速度分布的主峰的演变可以遵循的平均年龄约9 Gyr。我们发现：（1）在紫外速度分量的分布中，不同类型的恒星都集中在几个稳定的峰值上（毕宿星团，昴星团和天狼星星团），这表明属于这些形成的恒星不是同时形成的;（2）与毕宿星团有关的峰值在所有年龄段都占主导地位;（3）毕宿星团中平均年龄为1.5 Gyr的恒星的毕宿峰最强，这表明毕宿星团中有相当一部分恒星存在于毕宿星团中。运动学参数的年龄依赖性表现出4.5 Gyr附近的休息，这可以解释为薄和厚盘的恒星的不同贡献的效果。Stromberg关系得出太阳LSR的速度为V_{\odot LSR} =（8.7，6.2，7.2）+-（0.5，2.2，0.8）km/s。
2007-04-13 astro-ph
An Adaptive Optics Survey of M6.0-M7.5 Stars: Discovery of Three Very Low Mass Binary Systems Including Two Probable Hyades Members
利用双子座北望望远镜的Hokupa 'a自适应光学系统对30颗Ks<12等的M6.0-M7.5矮星进行了观测，发现了3个新的双星系统。所有3个系统具有0.12-0.29弧秒（3-10 AU）之间的分离，具有相似的质量比（q>0.8，Δ Ks<0.7）。这一结果进一步支持了宽（a>20 AU）的极低质量（M_{tot} <0.185 M_sun）双星系统是极其罕见的，甚至可能是不存在的这一观点。这些系统的半长轴分布在~ 5AU处达到峰值，比更大质量的M和G二进制分布更紧密，后者在30 AU处有一个宽峰。对于距离a> 3AU的M6.0-M7.5星，我们发现了一个灵敏度校正的双星分数，其范围为5 - 2 ^{+4}%。这个双星频率低于在相同的分离范围内测量到的早期M矮星的32%。根据自行、星系团成员概率、径向速度和近红外测光，其中两个低质量联星很可能是毕宿二疏散星团的成员。LP 415 -20具有最紧密的特点（3.6天文单位）的多重星系，而伴星LP 415 -20和LP 475 -855是毕星团中质量最小的天体之一，估计质量分别为0.081 - 0.010 ^{+0.009}和0.082 - 0.009 ^{+0.009} M_{\sun}。
2003-08-28 astro-ph
Chemical Homogeneity in the Hyades
利用Keck/HIRES的高分辨率、高信噪比光谱对毕星团F-K矮星的重元素Zr、Ba、La、Ce和Nd的丰度进行了分析。导出的丰度显示恒星成员是高度均匀的，虽然有些元素显示出一个小的剩余趋势与温度。每个元素的均方根散射如下：Zr = 0.055 dex，Ba = 0.049 dex，Ce = 0.025 dex，La = 0.025 dex，Nd = 0.032 dex。这与测量误差是一致的，并暗示毕宿星成员之间几乎没有或根本没有内在的散射。几颗恒星被认为是非成员的集群的基础上，他们的运动学被发现偏离集群的平均丰度约2sigma。在疏散星团中建立化学均匀性是化学标记银河系盘星到共同形成地点的可行性的主要要求，以解开早期盘形成的耗散历史。
2005-09-09 astro-ph
The Distances to Open Clusters from Main-Sequence Fitting. I. New Models and a Comparison to the Properties of the Hyades Eclipsing Binary vB 22
在第一个新的一系列文件的疏散星团的距离，我们使用更新的恒星演化模型来构建一个等时线适合毕宿星，并比较它与毕宿星食双星系统VB 22。我们发现，这两颗恒星的绝对和相对光度与模型吻合得很好，但半径与由日食数据推断的值不匹配。我们提出的证据表明，有一个一致性问题的通量比和推断的半径，并讨论可能的理论影响，可能是负责的半径不匹配。我们推导出毕宿星团的氦丰度为Y = 0.271 \pm 0.006，这等于太阳的初始氦丰度的误差范围内，即使毕宿星团是相当多的金属丰富。
2003-07-31 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
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
Oxygen abundance of open cluster dwarfs
我们提出了氧丰度的年轻疏散星团IC 4665中的矮星推导出的OI $λ$ 7774三线和疏散星团的矮星从[OI] $λ$ 6300禁戒线。恒星参数和氧丰度是使用光谱合成工具SME（光谱学变得容易）得出的。我们发现IC 4665矮星的OI三重态丰度的上边界随着温度的降低而急剧增加，这与Schmidt等人在疏散星团Pleiades和M 34中发现的趋势一致，在毕宿星团（Schmidt et al. 2006 a）和Uma（King & Schmidt 2005）的冷矮星中也是如此。相比之下，从[OI] $λ$ 6300禁止线中导出的昴星团和毕星团中恒星的氧丰度（Schleman等人，2006 b）在误差范围内是恒定的。研究了导致氧三线态丰度变化的可能机制，包括恒星参数测定中的系统误差、NLTE效应、表面活动和颗粒化。我们的分析表明，恒星表面活动（特别是色球活动）的年龄相关效应是导致氧三线态丰度大幅度扩散的原因。
2007-03-30 astro-ph
The Detection of Low Mass Companions in Hyades Cluster Spectroscopic Binary Stars
我们观测了毕宿星团中大量的光谱双星样本，利用高分辨率红外光谱技术探测低质量伴星。我们结合我们的双线红外测量以及约束的轨道参数从可见光单线观测，以获得动态质量比。使用这些结果，连同光度测定和理论质光关系，我们估计在我们的双星的个别组件的质量。在本文中，我们提出了双线的解决方案，在我们的样本中的25个二进制，质量比从~0.1-0.8。这对应于小至~0.15 Msun的次级质量。我们在这里包括我们对vB 142的伴星的初步探测，质量比非常小，q=0.06+-0.04;这表明伴星可能是一颗棕矮星。本文是一个程序的第一步，以产生质量比和次级质量分布的毕星团双星与广泛的周期，以更好地了解双星的形成。因此，我们的重点是测量这些分布，而不是测量单个双星的精确轨道参数。
2008-08-25 astro-ph
The Age-Activity-Rotation Relationship in Solar-Type Stars
利用高分辨光谱测量了5个疏散星团的35颗G矮星的Ca II K线色球通量，确定了从年轻的毕宿星团和天鹰座（0.6 Gyr）到年老的M 67（~4.5 Gyr），中间年龄的星团IC 4651和NGC 3680（~1.7 Gyr）的年龄-活动-自转关系。我们的数据表明，色球活动的急剧减少发生在毕宿五和IC 4651年龄之间的太阳恒星之间，大约在1 Gyr。之后，活动几乎保持不变超过3 Gyr。我们简要地研究了这一结果对太阳附近的G矮星年龄测定的影响;两个主要结论是：存在一组一致的“年轻”恒星（即像毕宿星一样活跃），并且实际上不可能给出年龄大于2 Gyr的恒星的准确色球年龄。观察到的活动突然下降很好地解释了沃恩-普雷斯顿差距。
2004-06-29 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
The Hyades stream: evaporated cluster or intrusion from the inner disk?
毕宿星团流或毕宿星团移动群的性质是银河系天文学的一个长期问题。这股气流是由星系势的非轴对称扰动引起的，比如瞬时或准定常的螺旋波，还是毕宿星团正在进行的蒸发？我们设计了一个简单的观察测试来回答这个问题。使用日内瓦-哥本哈根调查的F和G矮星，我们比较的质量分布和金属的流场盘星。如果毕宿星团是由处于共振状态的恒星组成的，那么它的质量分布应该服从盘的现今质量函数（PDMF），并且它的金属丰度应该反映出它起源于银河系的内部区域。另一方面，如果它是一个蒸发的星团，我们期望一个不同的质量分布，这取决于星团的初始质量函数（IMF），以及蒸发恒星的比例作为质量的函数。我们发现，极端的条件下，必须采取的选择性蒸发和IMF的集群，使所观察到的质量distribution的流只有大致一致的（在一个西格玛水平）与同时代的蒸发集群的情况。所观察到的质量分布是在更好地符合现场的PDMF。我们还注意到，特殊的金属流是不一致的，从太阳附近的场人口被困在原始集群在其形成过程中，随后蒸发。因此，这些观测结果支持毕宿星流的共振起源。
2006-09-28 astro-ph
Proper motions of field L and T dwarfs
本文给出了143个已知L型和T型矮星的自行测量结果。从这个样品中我们识别并讨论了8个高速L型矮星。我们还发现4个新的广泛的共同自行二进制/多系统。使用移动星团的方法，我们还确定了一些L型矮星，它们可能是大熊座（年龄约4亿年），毕宿星（年龄约6.25亿年）和昂宿星（年龄约1.25亿年）移动群的成员。
2007-10-25 astro-ph
The ages of L dwarfs
我们提出了一种新的方法来推导年轻的（<0.7 Gyr）L型矮星的年龄的基础上，他们的近红外测光，颜色和距离。该方法是基于L矮星的样本属于上斯科协会（500万年），阿尔法每（8500万年）和昴星团（12500万年），大熊座（40000万年）和毕宿星（62500万年）移动集团。我们将我们的方法应用到一些有趣的对象在文献中，包括一个已知的L矮二进制，L矮同伴，年轻的猎户座σ星系团和光谱成员。
2008-01-18 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
Coronal activity among open cluster stars
在$\sim 20-600$百万年范围内的集群ROSAT结果为重点，我首先总结了我们目前的理解的X射线活动旋转年龄的关系。然后，讨论毕宿K和M矮星双星的问题：1。大系统中的大多数K型和M型双星的X射线亮度高于单星; 2.联星似乎与单星的活动-自转关系相同。观点1.和2.建议单星和双星的自转分布也应该显示出二部性，但是现有的很少的自转数据不支持这种二部性的存在。在得出任何结论之前，应该获得更大样本的双星和单星的旋转周期。最后，我讨论的主题是否活动年龄依赖是唯一的，因为通常认为。虽然将Praesepe与Hyades进行比较可能意味着情况并非如此，但Hyades年龄的场星样本的X射线活动反而支持了共同的想法。
1999-09-08 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 CFHT Open Star Cluster Survey. III. The White Dwarf Cooling Age of the Rich Open Star Cluster NGC 2099 (M37)
介绍了一个非常富的中等年龄（类似毕宿星团）疏散星团NGC 2099（M37）的深CCD测光。星系团的V，B-V色星等图（CMD）显示了一个非常好的填充和非常严格的限制，从关闭延伸超过12个星等的主序。这个星团的CFH 12 K光度计足够暗（V ~ 24.5），可以探测到I型SNe极限下最大质量的祖先星团恒星的残余。因此，星团的CMD也显示出一个明确的白矮星“团块”，这是由于这些恒星随着年龄的增长而冷却速度下降造成的，以及随后的空隙，其中只有很少的物体。白矮星光度函数的终止点（Mv = 11.95 +/- 0.30）给出了白矮星的冷却年龄为566 +/- 154/176 Myrs，这与主序关断等时线年龄（520 Myrs）非常吻合。通过仔细考虑错误，我们表明，冷却年龄证实，包括对流核心过冲的模型是首选的中间年龄的集群。通过将星团中的主序特征与毕宿星团的新基准主序相匹配，我们还得到了到NGC 2099的红化（E（B-V）= 0.21 +/- 0.03）和距离（（m-M）v = 11.55 +/- 0.13）。作为CFHT疏散星团巡天的一个延续部分，为了更好地理解疏散星团的动力学过程，我们还拟合了一个King模型来描述星团的密度分布，并研究了增加同心环时星团主序星的光度和质量函数.我们发现一些证据的质量隔离的边界内的NGC 2099预期集群的年龄相对于动力学年龄。目前的全球质量函数的集群…
2001-09-21 astro-ph
Kinematics of planet-host stars and their relation with dynamical streams in the solar neighbourhood
我们提出了一个详细的研究富含金属的恒星和没有行星的运动学，以及它们与毕宿星团，天狼星和武仙座动力流在太阳附近的关系。精确的运动学已经推导出属于珊瑚行星搜索调查的所有恒星。我们使用了精确的径向速度测量和CCF参数从CORALIE数据库，和松弛，测光和自行从HIPPARCOS和Tycho-2目录。用运动学和化学约束分析了薄盘或厚盘中有行星的恒星的位置。我们比较了已知的行星宿主恒星的运动学行为属于体积有限的样本，特别是其富含金属的人口的剩余目标。毕宿星团流的高平均金属丰度得到证实。行星宿主目标显示出类似于富含金属的比较子样本的运动学行为，而不是整个比较样本的运动学行为，从而支持了在具有已知行星同伴的恒星中观察到的金属过剩的原始起源。根据为解释动力流而提出的设想，具有巨行星的系统可能更容易在富含金属的银河系内部区域形成，然后被动力流带到太阳附近。
2006-08-30 astro-ph
WIYN/Hydra Detection of Lithium Depletion in F Stars of the Young Open Cluster M35 and Implications for the Development of the Lithium Gap
我们报告了在1.5亿年前的疏散星团M35中发现的F型矮星表面的Li显著耗尽，类似于7亿年前的毕宿星团中被称为“Li间隙”的特征。“我们已经发现了形成过程中的差距：使用高分辨率，高S/N，WIYN/Hydra观测，我们在除了少数M35 F恒星之外的所有恒星中检测到Li;最大消耗至少比最小消耗（或未消耗）恒星低0.6-0.8 dex。M35的Li耗尽区，a）相当宽，从6000 K到6700 K或更热的温度都可以看到明显的耗尽; b）在所有T_eff下，即使是相同T_eff的恒星，Li丰度也显示出显著的分散; c）在（狭窄的）经典毕宿二间隙区中包含未耗尽的恒星（以及耗尽的恒星），该间隙区本身没有未耗尽的恒星。所有这些M35 Li耗尽特性支持旋转诱导的缓慢混合作为形成间隙的主要物理机制，并反对其他提出的机制，特别是扩散和稳定的主序质量损失。当在M35 Li耗尽性质的背景下观察时，Hyades Li间隙可能比通常认识到的更宽。
2004-08-03 astro-ph
A Hot DQ White Dwarf in the Open Star Cluster M35
我们报告发现了一颗热DQ白矮星，NGC 2168：LAWDS 28，它可能是1.5亿年前的星系团NGC 2168（Messier 35）的成员。白矮星的光谱主要由CII特征所支配。有效温度很难估计，但根据具有类似光谱的热DQ的温度，可能> 20，000 K。NGC 2168：LAWDS 28提供了进一步的证据，表明热DQ可能是“失踪”的高质量氦-大气白矮星。基于已发表的研究，我们发现DBA WD LP 475-242很可能是毕宿疏散星团的一员，正如人们经常假设的那样。这两颗白矮星是已知的在疏散星团中的氦-大气层白矮星的全部样本，其关闭质量大于2个太阳质量。基于已知的星团DA白矮星的数量和重新确定的H-大气：He-大气的比例，通常被称为DA：DB的比例，我们重新检查的假设，即H-到He-大气的比例在疏散星团是相同的比例在外地。在这个假设下，我们计算出，预计已发现5个氦-大气层白矮星，发现少于3个氦-大气层白矮星的概率为0.08，或在~ 2-sigma水平。
2006-04-20 astro-ph
Discovery of the Closest Brown Dwarf to the Sun? A Methane Rich Brown Dwarf around the Nearby M8.5 Star SCR 1845-6357
这篇论文被意外地提交了两次给astro-ph。这个版本已经被撤回--请参见astro-ph/0601440。
2006-01-23 astro-ph
Spitzer IRAC Observations of White Dwarfs. II. Massive Planetary and Cold Brown Dwarf Companions to Young and Old Degenerates
本文介绍了一个灵敏和全面的IRAC 3-8 $μ$ m光度测量的白矮星的同伴在行星质量制度的温度低于已知的T矮星。搜索的重点是中等质量恒星的后代与$M\ga3$ $M_{\odot}$，其内部，几百个AU区域无法有效地探测大质量行星和棕矮星的任何替代现有的方法。此外，对中红外线过量的检查探索了广泛的轨道半长轴范围，包括在主序星或演化恒星上其他技术覆盖不好和不完全可及的5-50 AU中间范围。选择了三个代表相对年轻和较老恒星群体的白矮星样本：9个疏散星团白矮星，22个高质量场白矮星和17个富金属场白矮星。特别是，这些目标包括：7个Hyads和4个年龄相近的场白矮星; 1个Pleiad和19个年龄相近的场白矮星; van Maanen 2和16个年龄在1到7 Gyr之间的类似富含金属的白矮星。在任何恒星上都没有发现亚恒星伴星候选者。通过要求在4.5 $μ$ m处有15%的最小光度过量来指示伴星的探测，在行星质量状态的上限被建立在34个样本白矮星上，其中20个样本的极限低于10 $M_{\rm J}$。具体来说，所有的昴宿星和毕宿星白矮星，以及同样年轻的场白矮星，都建立了低于氘燃烧最小质量的限制，其中六颗的限制是5 $M_{\rm J}$或更低。vMa 2时的两个IRAC历元排除了1200 AU内的$T\ga200$ K自行伴星。
2008-05-13 astro-ph
Dynamical streams in the solar neighbourhood
毕星团和天狼星超星系团的真实性质仍然是一个悬而未决的问题。在这方面的贡献，我们面对Eggen的假设，他们是集群残留物的运动学分析的结果超过6000 K和M巨星在太阳附近。这一分析包括从用Coravel光谱仪进行的大规模调查中获得的新径向速度数据，并辅以依巴谷卫星的弛豫和Tycho-2自行（Famaey等人，2004年）。一个最大似然法，基于一个baidu的方法，已被应用到数据，以充分利用所有可用的数据（包括不太精确的数据），并得出不同的运动子群的属性。在毕星团和天狼星超星系团中可以识别出两个这样的子群。属于它们的恒星跨越了非常广泛的年龄范围，这在Eggen的场景中很难解释。因此，这些群体最有可能是“动力流”有关的螺旋波，而不是集群残余的动力扰动。在这种情况下，毕宿星团和大熊座星团只是碰巧在毕宿星团和天狼星流中，这是纯粹的动力学特征，与更大质量的原始星团的残留物无关。这种机制可能是理解古老的富含金属的人口以及我们附近许多系外行星系统存在的关键。此外，为了产生如此突出的流，似乎需要一个强大的螺旋模式。由于螺旋结构通常是重子的，这将给暗物质留下很小的空间。这可能是一个迹象，表明解释银河系动力学的暗物质范式的时代可能会结束，并被修正的引力所取代。
2004-11-18 astro-ph
Gas-rich LSB Galaxies -- Progenitors of Blue Compact Dwarfs?
我们分析了附近的蓝色致密矮（BCD）星系的深CCD图像，试图了解的性质，这些祖先正在举办目前的恒星形成爆发。特别是，我们问是否BCD主办正常或低表面亮度dI星系。我们的结论是，BCDs实际上是由富含气体的星系居住在矮星系分布的极端高中心质量密度端。这样的星系倾向于在它们的中心区域有许多强烈的恒星形成爆发。在这张照片中，BCD只能发生在少数矮星系中，而不是所有富含气体的矮星系所经历的共同阶段。
1998-10-22 astro-ph
Formation of blue compact dwarf galaxies from merging and interacting gas-rich dwarfs
我们提出的数值模拟的结果表明，形成的蓝色致密矮（BCD）星系之间的合并非常丰富的气体矮星扩展HI气体盘。我们表明，矮-矮合并可以触发中心恒星爆发，并形成由年轻恒星星族主导的大质量致密核心。我们还表明，合并前体矮星中预先存在的旧恒星成分可以成为合并后的弥漫低表面亮度组件。致密的核心主要由年轻的恒星星族组成，并嵌在更分散分布的老恒星中，在形态上可以被归类为BCD。由于新的恒星可以由合并前体的扩展气体盘的外部转移的气体形成，因此新的恒星可以是非常贫金属的（[Fe/H]<-1）。由于在合并过程中气体压力非常高，超过10^5 k_B（其中k_B是玻耳兹曼常量），在形成BCD时可以形成致密的星团。由合并形成的BCD仍然可以有扩展的HI气体盘围绕其蓝色致密核心。我们讨论了富气矮星在没有合并的情况下的潮汐相互作用是否也能形成BCD。
2008-05-06 astro-ph
Dynamical condition of neutral hydrogen envelopes of dwarf galaxies and their possible morphological evolution
我们研究了富气体矮星系的恒星形成历史，考虑了它们的中性氢（H{ \sc i}）包层的动力学演化。富气矮星分为蓝致密矮星（BCD）和矮不规则矮星（dIrrs）。在本文中，它们的H{ \sc i}包络清楚地表明，不会被吹走的恒星反馈。这是因为观测到的富含气体的矮星的恒星形成速率（SFR）通常小于一个临界SFR，$ψ_{\rm crit}$，在这个临界SFR下，恒星反馈将H{ \sc i}包线加速到逃逸速度。从这一观点和样品BCD的化学性质出发，我们提出两种可能性：（1）BCD包层中的H{ \sc i}气体被消耗以促进其恒星形成;（2）BCD具有类似的恒星形成历史。我们还讨论了矮星系之间的形态演化。只要富含气体的矮星是孤立的，它们就很难演化成矮椭圆星系（dEs）。当富含气体的矮星中的H{ \sc i}包层在随后的恒星形成过程中被消耗掉时，仍然可以预期BCD和dIrrs之间的形态交换，这与以前的研究一致。有趣的是，如果富气矮星的SFR在过去比$ψ_{\rm crit}$高得多，那么从dEs到富气矮星的演化情景是可能的。
2002-04-18 astro-ph
The impact of unresolved binaries on searches for white dwarfs in open clusters
许多疏散星团中观测到的白矮星（WD）与预测的恒星数量相比有所不足。我们评估了疏散星团中产生的WD的数量，以及使用光度选择技术可检测到的WD的数量。该计算包括改变初始质量函数（IMF），WD的最大祖质量和二进制分数的影响。在一个特定的集群中观察到的WD的计算数量和WD的实际数量之间的差异，然后表明WD的真实赤字，必须通过集群的动力学演化或近距离双星演化等效应来解释。观测的WD在三个疏散星团，毕宿星团，昴宿星，和Praesepe，在这些集群中计算出的可观察到的人口进行了比较。结果表明，白矮星赤字的很大一部分可以解释的WD在未解决的双星系统的存在。然而，计算的WD人口仍然过度预测的数量可观察到的WD在每个集群。虽然这些计算无法确定这种残留白矮星缺陷的原因，但可能的解释包括陡峭的高质量IMF，星团的动力学演化，或双星系统中等质量组件的可能性增加。在疏散星团中观测完整的WD样本，覆盖一系列的年龄和质量，可以帮助区分这些可能性。
2003-10-15 astro-ph
Lithium in Blanco1: Implications for Stellar Mixing
我们获得了布兰科1，一个疏散星团的年龄类似于，或略年轻于，昴星团的G和K星的锂丰度。我们严格审查以前的光谱丰度分析的布兰科1，并得出结论，虽然有缺陷，在早期的工作，它很可能是布兰科1接近整体金属丰度的老毕宿星团和更多的金属比昂宿星团。然而，我们发现布兰科1具有类似于昴星团的Li丰度和旋转速率，与标准恒星演化模型的预测相矛盾，在该模型中，对流前主序星（PMS）Li耗尽应随着金属丰度迅速增加。如果随后证实了Blanco 1的高金属丰度，我们的观察意味着（1）目前未知的机制严重抑制了PMS Li的耗尽，（2）额外的非标准混合模式，例如由旋转和角动量损失驱动的模式，然后负责Blanco 1和毕星团年龄之间的主序列Li耗尽，以及（3）在比毕星团年轻的星团中，金属丰度在确定G星和K星之间的Li耗尽量方面仅起次要作用。这些结论表明，即使在金属丰度未知的情况下，锂丰度仍然是年轻恒星（小于7亿年）的有用年龄指标。如果非标准混合在星族I恒星中有效，那么由于先前的Li耗尽，原始Li丰度可能比现在的星族II Li丰度大得多。
1998-09-11 astro-ph
Dark Matter in Gas-Rich Dwarf Galaxies
我们研究了暗物质（DM）在富含气体的低质量星系中的分布，并对它们进行了冷暗物质（LCDM）的数值宇宙学模拟。我们发现，推导出的旋转曲线符合最好的核心DM密度分布，而总是由LCDM模拟预测的中央尖点的签名是看不到的。
2008-11-26 astro-ph
On the Dissociation Equilibrium of H2 in Very Cool, Helium-Rich White Dwarf Atmospheres
我们研究了$\rm H_2$在非常冷的富氦白矮星大气中的离解平衡。本文给出了氢分子在稠密氦介质中离解的非理想化学平衡解。我们发现，在光球的冷白矮星的$T_{\rm eff}\rm=4000 K$，非理想性的结果增加了分子氢的摩尔分数的一个因素，$\sim 10$，相比于平衡值的理想气体。这使$\rm H_{2}-He$ CIA的不透明度增加了一个数量级，并将影响对非常冷的富氦白矮星中氢丰度的测定。
2005-12-09 astro-ph
The role of HeH+ in cool helium rich white dwarfs
在与富氦白矮星相关的很宽的温度和密度范围内，HeH $^+$被发现是占主导地位的正离子。在电离平衡计算中加入HeH $^+$可显著增加自由电子的丰度。对于低于8000 K的温度，通过加入HeH $^+$，He $^-$的自由-自由吸收增加到5倍。计算了典型的模型大气和光谱能量分布，结果表明HeH $^+$对Teff < 8000 K的富氦白矮星的密度和压强结构有很强的影响。HeH $^+$的加入使Teff < 5500 K的模型的光谱能量分布和宽带色指数显著变红。这对现有的模型大气、合成光谱和富氦白矮星的冷却曲线有着重要的意义。
2004-11-12 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
Spitzer Observations of GD 362 and Other Metal-Rich White Dwarfs
{ \em Spitzer} IRAC对附近17颗富含金属的白矮星（名义上是DAZ星）的调查显示，只有3个目标：G29-38，GD 362和G167-8有过量的发射。使用所有三台{ \em Spitzer}仪器对GD 362进行的观测揭示了一个温暖的（$\approx1000$ K）尘埃连续体，非常强烈的硅酸盐发射，以及可能存在较冷的（$\approx500$ K）尘埃。虽然G29-38和GD 362的中红外光谱能量分布大致相似，但G167-8的IRAC通量在白矮星中是独一无二的。然而，在测量到的多余部分可以明确地与白矮星联系起来之前，还需要对G167-8进行进一步的观测。
2006-10-04 astro-ph
Spectropolarimetric Survey of Hydrogen-rich White Dwarf Stars
我们用塞曼偏振光谱仪对61颗南白矮星进行了观测，寻找磁场。我们的目标是获得这些天体的磁场分布，特别是找到磁场较弱的白矮星。我们发现一个可能的候选物（WD 0310-688）可能具有-6.1+/-2.2 kG的弱磁场。接下来，我们确定的分数和分布的磁性白矮星在太阳附近，并调查发现更多的这些对象的基础上，目前的发病率的磁性白矮星在20 pc的太阳。我们还分析了白矮星的光谱，得到了有效温度和表面引力。
2006-09-11 astro-ph
Spectroscopic Equilibrium of Iron in Metal-Rich Dwarfs
我们分析了附近的25个富含金属的G和晚F矮星，以验证铁线的光谱平衡（LTE）是否满足红外通量方法（角直径）和依巴谷天体的观测约束。来自铁线的大气参数（假设LTE和采用一维库鲁茨模型大气）不同时满足两个观测约束，可能是因为经典的建模无法重现详细的线形成的FeI线。
2004-09-14 astro-ph
Discovery of a Cool, Massive, and Metal-Rich DAZ White Dwarf
我们报告了一颗新的富金属DAZ白矮星GD 362的发现。高信噪比的光谱学揭示了来自氢以及CaI、CaII、MgI和FeI的谱线的存在。对这颗恒星的详细大气模型分析得出有效温度Teff = 9740 +/- 50 K，表面重力log g = 9.12 +/- 0.07，光球丰度log Ca/H = -5.2 +/- 0.1，log Mg/H = -4.8 +/- 0.1，log Fe/H = -4.5 +/- 0.1。白矮星冷却模型被用于推导GD 362的质量为1.24 Mo，使其成为迄今为止发现的最大质量和最富金属的DAZ。本文简要讨论了用吸积说在一颗d ~ 25 pc的白矮星中存在如此大的金属丰度的有关问题。
2004-10-28 astro-ph
The Age-Mass Relation for Chromospherically Active Binaries. II. Lithium Depletion in Dwarf Components
本文对色球活动双星（CABS）矮组分中的锂丰度进行了广泛的研究。由于这些双星大多数都有已知的半径、质量和年龄，这类数据对于与试图解释Li耗尽现象的理论模型进行比较特别有用。我们表明，这些恒星的显着一部分有明确的李过剩。当把我们的CABS样本与属于不同年龄的疏散星团的双星和单星（即昂宿星团、毕宿星团、NGC 752、M67和NGC 188）进行比较时，这些过度是显而易见的。在质量为0.75-0.95 Mo的情况下，Li过剩更为明显，这表明在CABS中Li耗尽的速率比在单颗恒星中要小。这一现象被解释的背景下，运输的角动量从轨道的恒星旋转，由于潮汐效应。然而，不能排除其他解释。这是由内部重力波引起的物质运输的情况，由于与CABS中的有效发电机相关的强磁场的存在，内部重力波可以被抑制。在这两种情况下，也可以容纳在CaII H&K线的锂和通量之间的关系的确认存在。
1997-03-31 astro-ph
Luminosity Distributions within Rich Clusters - I: A Ubiquitous Dwarf-Rich Luminosity Function ?
通过对Abell 2554星系团的深CCD观测，我们恢复了该星系团在很宽星等范围内（-24 < M（R）< -16）的光度分布。我们比较得出的A2554集群光度函数（在红移0.1）与当地后发座集群（A1656）和更遥远的（z = 0.2）集群A963。这三个集群的分布非常相似，具有可比的丰富性和形态。所有的观测结果都显示出巨星系（-24 < M（R）< -19.5）的光度函数是平坦的（α= -1.0），在中等星等（M（R）= -19）时光度函数会急剧上升（α= -1.7），并继续上升到现有数据的极限。我们认为，这样的光度函数可能是无处不在的丰富的集群和类似的形式可能适用于较差的集群，并可能领域以及。这三个星团矮LF是在一个涵盖宇宙年龄四分之一的回顾时间范围内看到的。因此，三个测量的LF之间的相似性似乎排除了强大的进化的侏儒人口在丰富的集群环境中，至少到z = 0.2，除非丰富的影响合谋掩盖进化的变化。
1997-04-17 astro-ph
Gas-Rich Dwarf Galaxies from the PSS-II --- II. Optical Properties
我们描述了一个样本的101个富含气体的领域矮星系的光学特性的PSS-II（第二帕洛玛巡天）板，最新发现的调查的一部分，以调查矮星系相对于巨人的聚类特性。这些星系的表面亮度较低，距离相对较远，衰退速度高达10，000 km/s。它们的V-I颜色（中值为0.75）比活跃的恒星形成巨星系或低金属量的球状星团都要蓝，这意味着这些矮星的金属量低，过去的恒星形成也很少。这些星系也是非常丰富的气体，HI质量与V光度的中位数比约为2太阳单位。我们将样本分为两组：直径（在25 I mag arcsec^-2时）小于7.5 kpc的真矮星和直径大于该值的麦哲伦矮星。与麦哲伦矮星相比，真矮星的HI质量与V光度比更大，V-I颜色略蓝。总的来说，我们的矮星系样本的光学特性表明它们是静止的物体，在宇宙的年龄中几乎没有恒星形成。它们不是褪色的物体，而是可能正在经历它们的第一个弱恒星形成时期。
1996-12-18 astro-ph
Are Neutron-Rich Elements Produced in the Collapse of Strange Dwarfs ?
比较了具有相同重子数的奇异矮星和混合星的结构。在奇矮星分支中存在一个临界质量（M~0.24M_sun），低于此质量，混合星分支中重子数相同的组态更稳定。如果在两个分支之间发生跃迁，坍缩释放的能量约为3 × 10 ^{50}尔格，主要是以中微子的形式，由强子物质转化为奇异夸克物质。只需要一小部分（~4%）就可以排出外层的富中子层。这些事件可能对银河系中A> 80的核素的化学产额有重大贡献，如果它们的频率约为每1500年一次。
2005-10-31 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
Rotational Studies of Late-Type Stars. VII. M34 (NGC 1039) and the Evolution of Angular Momentum and Activity in Young Solar-Type Stars
我们分析了凯克-海尔观测到的疏散星团M34（NGC 1039）的F、G和K矮星的自转，它有2.5亿年的历史，并将它们与昂宿星团、毕宿星团和NGC 6475进行了比较。在M34中看到的旋转上限比1亿年前的昂宿星团低2倍左右，但大多数M34恒星都远低于这个上限，而且旋转速率的整体收敛是最引人注目的。M34中的一些K矮星仍然是快速旋转的，这表明它们经历了核心-包络解耦，然后从内部水库补充表面角动量。我们在这些集群的旋转比较表明，耦合的信封的核心的时间尺度必须接近1亿年，如果脱钩，事实上，发生。
2001-09-10 astro-ph
Near-Infrared Constraints on the Presence of Warm Dust at Metal-Rich, Helium Atmosphere White Dwarfs
在这里，我们提出了近红外光谱观测15氦大气，金属丰富的白矮星在美国宇航局红外望远镜设施。虽然污染最严重的氢大气白矮星与温暖的星周尘埃和气体之间的联系已经得到证明，但它们在氦大气中的频率变化并不受限制。我们的目标都没有显示出与温暖轨道物质一致的过量近红外辐射。将这些近红外限制加入到之前的近红外和中红外观测中，在含金属的白矮星中，以氢为主的光球中，温暖的星周物质的频率至少为20%，但对于那些仅由氦有效组成的光球，可能小于5%。氦大气层白矮星周围尘埃盘的出现率较低，这与大质量对流区光球金属的百万年时间尺度一致。分析了10颗具有温暖星周物质的白矮星的质量分布，我们寻找了类似的趋势之间的磁盘的频率和预测的大质量行星围绕中等质量的恒星的频率，但发现磁盘轴承白矮星的概率是大于平均值是不显着的。
2008-04-21 astro-ph
