Effective Temperatures of late L dwarfs and the onset of Methane signatures
我们提出了一个晚L型矮星的样本的光谱分析。我们使用最新的大气模型和合成光谱以及光学和K波段光谱来确定有效温度。我们得到了L8到L6矮星的有效温度为1400 K到1700 K。分析表明，我们最近的模型，雨完全形成的尘埃是适用于晚L矮星的光学光谱和更一致的模型需要中间L矮星和红外光谱。我们比较的结果与甲烷形成的起始温度的有效温度。我们的模型预测甲烷吸收在3.3微米发生在约400 K的温度高于甲烷吸收在2.2微米。这与我们的数据和以前的观测结果一致，即在晚L型矮星中，甲烷在3.3微米处吸收，而在2.2微米处没有吸收。
2001-10-13 astro-ph
Discovery of a faint Field Methane Brown Dwarf from ES0 NTT and VLT observations
我们报告发现了一颗孤立的棕矮星，它与双星Gliese 229 B和新发现的棕矮星SDSS 1624+00具有相似的性质。虽然颜色相似，但它的星等约为20.5等，分别比格利泽229 B和SDSS 1624+00暗6等和5等。这是迄今为止报道的第三颗甲烷褐矮星，也是该领域中第二颗孤立的褐矮星，并且是迄今为止最遥远的一颗，距离约为100 pc。它的红外光谱，虽然在较低的信噪比下，由于物体的模糊，是非常相似的其他2个甲烷棕矮星。
1999-08-13 astro-ph
Near-Infrared Spectroscopy of Brown Dwarfs: Methane and the Transition between the L and T Spectral Types
我们报道了在两颗晚L型矮星DENIS 0205-11（L7）和2 MASS 1523+30（L 8）的近红外K波段中可能发现的弱甲烷光谱特征。新的，高信噪比通量校准光谱，跨越波长间隔1.10 - 2.35微米，平均分辨能力R = 1800，获得使用NIRSPEC的凯克II望远镜。结果报告和比较三个晚L侏儒（L5，L7和L 8）和两个T侏儒（T1和T6）。光谱，这是连续的通过大气吸收带，显示深蒸汽带的发展和弱化的氢化铁的功能，通过L矮星和出现强甲烷带的T矮星。对K带区域与合成光谱的详细比较表明，在L7和L 8矮星中看到的2.20微米处的微弱特征很可能是甲烷。我们在H波段没有看到甲烷的证据。在R = 1800的分辨率下，L 8和T1的光谱特征明显不同，为其他过渡天体（L9或T0）留下了空间。
2001-09-21 astro-ph
Infrared Spectroscopy of Brown Dwarfs: the onset of methane absorption in L dwarfs and the L/T transition
给出了从中L到T光谱类型的棕矮星的红外光谱。斯隆数字巡天发现的三颗矮星的0.9-2.5 $μ$ m光谱包含甲烷和一氧化碳的吸收带，并在晚期L型和先前观测到的T型矮星之间架起了桥梁。这些矮星形成一个清晰的光谱序列，CH $_{4}$的吸收随着CO吸收的减少而增加。水汽谱带强度与甲烷谱带平行增加，因此也将L型和T型联系起来。我们建议，在H和K波段可检测到CO和CH $_{4}$的对象应定义最早的T子类。通过对2 MASS发现的亮（K~ $\leq$ ~13等）L矮星的观测，我们发现CH $_{4}$的可检测量出现在光谱型L5附近。对于该光谱类型，仅在3.3~ $μ$ m $ν$ $_{3}$频带中观察到甲烷，而在H和K的泛音和组合频带中观察不到甲烷。
2001-02-03 astro-ph
The density of methane brown dwarfs: observational and theoretical constraints
甲烷褐矮星，即类似于低质量恒星Gliese 229 B的天体，其特征是非常不寻常的颜色：J-K<~0和I-J>~5。对ESO公共图像进行了分析，这些图像占地37平方米。在三个滤波器中的arcmin，得到一个J=20.2的清晰的甲烷矮星候选物和两个J =23的较暗的源。由此观测到的甲烷矮星的密度范围从每平方米约100到约500个物体。度与J<23.1，相当高，但兼容，在误差范围内，与我们从模拟的恒星星族的棕矮星在银河系的磁盘采用合理的（虽然仍然是投机性的）假设的演变BD颜色与冷却。这里提出的预测可能是有用的，在限制这些对象在红外线未来的搜索结果。几个平方的深度成像。为了显著改善观测数据，需要将天空的度数降到J~=22，K~=22和I>~27。
1999-10-04 astro-ph
Methane and the Spectra of T Dwarfs
我们已经更新了我们的PHOENIX模型大气和超冷矮星的理论光谱，其中甲烷的不透明度数据是基于STDS软件的线强度预测。通过将谱线列表扩展到J=40的转动能级，我们可以显著地改善CH_4的近红外吸收特征的形状，另外还发现了一种增强的覆盖效应，导致J带中出现的通量比以前的模型中所看到的多50%，这可能有助于在T矮星中观察到的J和蓝红外颜色的增亮。
2002-09-10 astro-ph
Methane Opacities in T Dwarf Atmospheres
我们目前的状态凤凰模型大气的光谱类型T的矮星，典型的老领域的棕矮星和低质量的棕矮星。这些结果是基于用STDS软件包理论计算的CH_4谱线不透明度的新预测，外推到从转动能级到J=40的跃迁。虽然个别线的位置和强度再现中等至公平的准确性，在该地区的红外甲烷带的累积带强度建模更好地感谢包括大量的微弱线在高温下相关。
2002-09-09 astro-ph
Discovery of Four Field Methane (T-type) Dwarfs with 2MASS
利用2 MASS巡天数据发现了四颗甲烷（T型）褐矮星。另外一个先前由SDSS发现的甲烷矮星也被发现。近红外光谱清楚地显示了1.6和2.2 μ m的CH 4吸收带的特征对象与T_eff < 1300 K，以及加宽的H2O带在1.4和1.9 μ m。将这些天体的光谱与Gl 229 B进行比较，我们认为所有新的2 MASS T矮星的温度都高于950 K，从最热到最冷的顺序是：2 MASS J1217-03，J1225-27，J1047+21和J1237+65。基于这个初步的样本，我们发现了一个温暖的T矮星表面密度为0.0022 T矮星/平方。度，或整个天空中约90个J < 16的温暖T矮星。由此得到的空间密度上限为0.01 T矮星/pc ^3，与柯克帕特里克等人（1999）的L矮星样本相当。
1999-08-03 astro-ph
The Near-Infrared and Optical Spectra of Methane Dwarfs and Brown Dwarfs
我们确定压力-加宽的红色翅膀的饱和钾共振线在7700欧姆的Gliese 229 B的近红外光谱中看到的异常吸收的来源，并通过扩展，一般的甲烷矮星。这一结论得到了Tsuji { \it et al.}最近工作的支持。1999年，尽管与他们不同，我们发现不需要用尘埃来解释短于1微米的甲烷矮星的光谱。我们发现，增强碱丰度的组合，由于降雨和更现实的非洛伦兹理论的谐振线形状可能是所有需要正确地考虑这些光谱从0.5到1.0微米。Gliese 229 B的WFPC 2 $I$测量结果也与这一理论一致。此外，这个K I共振双峰的蓝翼、5890 nm处Na D线的红翼以及6708 nm处Li I线的组合，可以自然地解释观测到的格利泽229 B的WFPC 2 $R$带通量。因此，我们得出结论，中性碱金属在甲烷矮星的近红外光谱和光学光谱中起着核心作用，它们的谱线有可能为棕矮星提供重要的诊断。我们推测甲烷矮星的近红外光谱和光学光谱的系统学，对于一个给定的质量和组成，这源于逐步埋葬减少\teff的碱金属原子更大的压力和深度。
2000-03-06 astro-ph
Detection of H Alpha Emission in a Methane (T-Type) Brown Dwarf
我们报告了利用凯克低分辨率成像光谱仪在三天内探测到T矮星（甲烷褐矮星）2 MASSW J1237392+652615中的H{ $α$ }发射。测得的谱线通量log（L $_{Hα}$ /L $_{bol}$）= $-$ 4.3，与早期M型矮星的活动水平大致一致，但与晚期M型和L型矮星的活动下降趋势不一致。在另外两颗T矮星中没有看到类似的发射。我们推测几种机制，可能是负责发射，包括一个强磁场，连续耀斑，声热产生，和密切（$a$ $\sim$ 4 - 20 R $_{Jup}$）相互作用的二进制，与较冷的组件溢出其罗氏瓣。我们认为，M9.5Ve PC 0025+0447可能是2 MASS J1237+65的热模拟物，并且可能由后一种机制提供动力。
2000-03-20 astro-ph
The Discovery of a Field Methane Dwarf from Sloan Digital Sky Survey Commissioning Data
我们报告发现了迄今为止已知的最冷的场矮星，从斯隆数字巡天的委托成像数据中选择了一个具有极红色的恒星物体。在0.8 ~ 2.5 μ m范围内，H_2O和CH_4的强谱带占主导地位.它的光谱和颜色在这个范围内与格利泽229 B非常相似，格利泽229 B是唯一已知的甲烷矮星。它比格利泽229 B暗约1.2等，这意味着它距离格利泽229 B约10 pc。这样一颗低温天体的质量必须远低于0.08太阳质量的氢燃烧极限，因此是一颗真正的褐矮星，其质量可能在0.015-0.06太阳质量之间，年龄范围为0.3-5 Gyr。
1999-05-30 astro-ph
Constraints on the Space Density of Methane Dwarfs and the Substellar Mass Function from a Deep Near-Infrared Survey
我们报告了对吸收甲烷的褐矮星进行深近红外搜索的初步结果;在发现Gl 229 b近五年后，只有少数几个证实了这类天体的例子。新的J波段宽视场图像与现有的R波段观测相结合，可以通过极端（R-J）颜色有效识别候选对象。使用定制过滤器进行后续测量可以确认具有甲烷吸收的物体。到目前为止，我们已经测量了J~20.5和R~25的总共11.4平方度。对其中1/4的有希望的候选星进行了后续的CH_4过滤观测，没有发现吸收甲烷的褐矮星。在90%的置信度下，这意味着类似于Gl 229 b的天体的空间密度小于0.012/立方秒差距。这些计算解释了银河系的垂直结构，这对敏感的测量很重要。将已发表的理论大气模型与我们的观测结果相结合，为这一领域的初始质量函数幂律指数设定了α <= 0.8的上限。
1999-10-18 astro-ph
Discovery of a Methane Dwarf from the IfA-Deep Survey
我们提出了一个遥远的甲烷矮星的发现，这是天文学研究所（IfA）深度调查的第一个。该天体（“IfA 0230-Z1”）是从深度光学I和z波段成像中识别出来的，这是使用斯巴鲁8.2米望远镜上的定焦成像仪Suprime-Cam进行的IfA范围内的合作。IfA 0230-Z1在Iz 'J（0.8- 1.2微米）波段是非常红的，但在J-H波段是相对蓝的;这种颜色是T矮星的独特特征。凯克望远镜拍摄的近红外光谱显示出强烈的H2O吸收和CH 4的连续中断，证实了该物体具有非常冷的大气层。与附近的T矮星比较，光谱类型为T3-T4，距离约为45 pc。根据先前发现的T矮星的简单估计，IfA调查将发现与2 MASS调查相当数量的T矮星，尽管平均距离更大。我们还讨论了调查的能力，探测银河系尺度的超冷（L和T）矮星的高度。
2002-02-28 astro-ph
The Discovery of a Second Field Methane Brown Dwarf from Sloan Digital Sky Survey Commissioning Data
我们报告发现的第二场甲烷褐矮星的委托数据的斯隆数字巡天（SDSS）。该天体编号为SDSS J134646.45-003150.4（SDSS 1346-00），被选中是因为它的红色和恒星外观。它的光谱在0.8- 2.5mic之间，主要是H_2O和CH_4的强吸收带，与Gliese 229 B和SDSS 162414.37+002915.6（SDSS 1624+00）的光谱非常相似。SDSS 1346-00比Gliese 229 B暗约1.5等，这表明它距离太阳约11 pc。SDSS 1346-00在2.1 mic与1.27 mic下的通量比大于Gliese 229 B和SDSS 1624+00，这表明SDSS 1346-00的有效温度略高于其他。根据130平方米的搜索面积。°的在z* = 19.8的探测极限下，我们估计在40 pc ^3的搜索体积中，T_eff ~ 1000 K的甲烷褐矮星的空间密度为0.05 pc^-3。这一估计数是根据小样本统计得出的，应适当谨慎对待。
2000-01-09 astro-ph
Discovery of a Bright Field Methane (T-type) Brown Dwarf by 2MASS
我们报道了一颗明亮的甲烷褐矮星（J = 13.83 $\pm$ 0.03）的发现。这个天体，2 MASSI J 0559191 -140448，是第一个被安装在帕洛玛60英寸望远镜上的新委托的CorMASS仪器识别的褐矮星。从0.9 - 2.35 $\micron$的近红外光谱显示特征CH $_4$带在1.1，1.3，1.6，和2.2 $\micron$，这是显着浅于在其他T矮星发现的日期。结合在0.9896 $\micron$的FeH带和在J带的两组KI双峰的检测，我们认为2 MASS J 0559 -14是一个温暖的T矮星，接近于L和T光谱类之间的过渡。这个物体的亮度使其成为在宽波长范围内和更高分辨率下进行详细调查的良好候选者。
2000-04-17 astro-ph
Infrared Parallaxes for Methane T dwarfs
我们报告的最终结果，从我们的2.5年红外视差计划进行了欧洲南方天文台3.5米新技术望远镜和SOFI红外相机。我们的计划针对的是J波段10颗T型棕矮星的精密天体测量观测。完整的天体测量解决方案（包括三角函数）的9个T矮星提供了随着自行解决方案的进一步对象。我们发现，基于HgCdTe的红外相机能够提供精确的差分天体测量。对于T型矮星，红外线观测比光学观测更受青睐，因为它们在红外线上更亮，而且它们突出的甲烷吸收导致目标星和参考星通过J滤光片的有效波长相似，这反过来又导致差分颜色折射效应的显着减少。我们描述了一种用于SOFI相机的鲁棒偏差估计和线性校正的技术，以及SOFI光学训练的天体测量失真的上限。给出了L型矮星和T型矮星的色星等图和谱型星等图，它们显示了复杂而有意义的结构，对T型矮星的光度函数和质量函数工作具有重要意义。根据早期L矮星和晚期T矮星色星等图的宽度，我们认为早期T矮星在J通带的增亮（“早期T峰”）不是年龄效应，而是由于棕矮星冷却曲线的复杂性。最后，经验估计的“打开”的甲烷吸收的字段T矮星和年轻的星团的幅度。这使得将T6矮型星座Sigma Ori J053810.1-023626解释为星座Sigma成员成为问题。
2003-04-18 astro-ph
Discovery of a Very Nearby Brown Dwarf to the Sun: A Methane Rich Brown Dwarf Companion to the Low Mass Star SCR 1845-6357
我们提供了非常接近的恒星SCR 1845-6357（以下简称SCR 1845）的VLT/NACO SDI图像。SCR 1845是最近发现的一颗M8.5恒星（Hambly et al. 2004），距离太阳仅3.85 pc（Henry et al. 2006）。利用独特的SDI设备的能力，我们发现了SCR 1845的一个亚恒星伴星，距离为4.5 AU（天空上为1.170“+-0.003”），在1.575 um SDI过滤器中暗3.57+-0.057等。这颗亚恒星伴星的H星等为13.16+0.31-0.26（绝对H星等为15.30+0.31-0.26），可能是已知最明亮的中T矮星。独特的同步差分成像仪（SDI）由3个窄带滤光片组成，放置在T矮星（Teff < 1200 K）特征的1.6 um甲烷吸收特征周围。在SDI F1（1.575微米）和SDI F3（1.625微米）滤光片之间，亚恒星伴星的通量下降了2.7 ± 0.1倍，这与亚恒星伴星中强烈的甲烷吸收相一致。我们根据甲烷破裂的强度估计伴星的光谱类型为T5.5+-1。这个物体是背景T矮星的机会正在消失，根据2 MASS的说法，在这部分天空中没有孤立的背景T矮星。因此，它是一个有约束力的伴随物，下文称为SCR 1845- 6357 B。对于1亿年至10亿年的年龄范围和T4.5-T6.5的光谱类型范围，我们从Baraffe等人2003年…
2006-03-21 astro-ph
An Improved Red Spectrum of the Methane or T-dwarf SDSS 1624+0029: Role of the Alkali Metals
本文给出了Sloan数字巡天首次发现的甲烷或T矮星SDSS 1624+0029的一个低分辨率短光谱。在6200 nm的短波长范围内都能检测到显著的通量。光谱在7700 nm处有一个宽吸收峰，我们认为这是K~ I7665/7699共振双峰。观测到的通量在7000 nm附近下降，这很可能是由于Na~I双重态的红翼引起的。这两条Cs~I双谱线都比早期的红谱线更强。未检测到Li~I吸收和H $α$发射。一个探索性的光谱模型拟合表明，红色光谱的形状可以主要占的宽翼的K~I和Na~I的双重。这一行为与Burrows、Marley和Sharp提出的论点一致，即强碱吸收是抑制T矮星光谱缩短1 $μ$ m的主要原因。特别是，目前似乎没有令人信服的理由在SDSS物体的大气中引入尘埃或额外的不透明源。K~I线的宽度和Cs~I线的强度也表明Sloan天体比Gl~ 229 B更热。
2000-04-01 astro-ph
Towards Spectral Classification of L and T Dwarfs: Infrared and Optical Spectroscopy and Analysis
我们给出了27颗冷低光度恒星和亚恒星的0.6- 2.5 μ m，R~400光谱。基于这些和以前发表的光谱，我们开发了一个初步的光谱分类系统的L和T矮星。对于晚期L型和T型，分类系统完全基于1- 2.5 μ m间隔的四个光谱指数。其中两个指数来自1.15微米和1.4微米的水吸收带，后者通过L和T序列显示出平滑的深度增加，可用于对两种光谱类型进行分类。另外两个指数利用了H和K波段的甲烷吸收特征，K波段指数也适用于中晚期的L型矮星。以前的作者用来分类L型矮星的连续统指数缩短为1微米，发现只有通过中间的L子类才有用。我们采用1.5um水指数和2.2um甲烷指数来完成L9.5的L分类，并将新系统与2 MASS“Color-d”指数的修改版本联系起来。通过对甲烷和水的吸收特征的深度相关，我们建立了一个T光谱序列从T0到T8类型，基于所有四个指标，这是一个光滑的延续的L序列。我们将两个2 MASS L 8矮星重新分类为L9和L9.5，并确定一个SDSS天体为L9。在所提出的系统中，甲烷吸收出现在K波段大约在L 8，两个子类早于它的外观在H波段。的L和T光谱类的区别，分别由H带甲烷吸收的存在和不存在。
2001-12-13 astro-ph
Biomarker Response to Galactic Cosmic Ray-Induced NOx and the Methane Greenhouse Effect in the Atmosphere of an Earthlike Planet Orbiting an M-Dwarf Star
在M矮星的宜居带（HZ）中运行的行星会受到高水平的银河宇宙射线（GCR）的影响，这些射线会在类地大气中产生氮氧化物。我们调查了这种NOx在多大程度上可以改变生物标志物化合物，如臭氧（O3）和一氧化二氮（N2O），以及相关化合物，如水（H2O）（生命必需品）和甲烷（CH4）（具有非生物和生物来源）。我们的模型结果表明，这样的信号是强大的，改变M星世界大气柱高达20%，由于GCR NOx的影响相比，M星运行没有GCR的影响，因此可以生存至少银河系宇宙射线的影响。然而，我们在这里还没有研究过恒星宇宙射线。甲烷含量比地球上高出约10倍，这与紫外线变化导致羟基（OH）减少有关。这一增长低于以往研究报告的水平。产生这种差异的部分原因是我们使用了不同的生源输入。例如，与这些研究相比，我们采用了低23%的CH4通量。与地球不同，这些通量的相对温和的变化可能导致M星世界生物标志物和相关物种浓度的较大变化。我们计算了高达4K的CH4温室效应。在烟雾机制和催化损失周期方面，M星世界的O3光化学与地球相比有很大不同。
2007-02-23 astro-ph
Spectroscopic Discovery of Brown Dwarf-like Secondary Stars in the Cataclysmic Variables LL And and EF Eri
本文介绍了仙女座LL和波江座EF的红外光谱观测结果。我们的K波段光谱揭示了次级恒星中甲烷吸收的存在，表明有效温度低于1300K，类似于“T”型甲烷褐矮星。波江座EF的第二颗恒星被认为是温暖的，有效温度约为1650 K，光谱分类与L4 - 5恒星一致。这两颗恒星的理论质量估计为0.04 - 0.055太阳质量（40 - 55木星质量）。我们对LL和EF Eri的红外光谱观测首次直接证明了后周期最小激变变星中含有类褐矮星的理论预言。
2001-01-31 astro-ph
The Near-infrared Spectrum of the Brown Dwarf Gliese 229B
在UKIRT上用CGS 4获得了Gliese 229 B的1.0- 2.5 μ m中等分辨率光谱。除了在早期低分辨率观测中看到的宽光谱结构外，新光谱还揭示了大量的吸收线，其中许多可以与水蒸气识别。水和甲烷都被证明是物体近红外光谱的强吸收剂。Gl 229 B的几个光谱特征可归因于甲烷，与巨大的外行星，特别是泰坦的反射相匹配。
1996-06-10 astro-ph
Digging Into the Surface of the Icy Dwarf Planet Eris
本文描述了用6.5米MMT望远镜和红通道摄谱仪对冰质矮行星厄里斯的光谱观测。我们报告的相关性，这是在边缘的统计意义，蓝移和最大吸收的五个甲烷冰带之间。我们解释的相关性作为一个增加稀释的甲烷冰与另一种冰成分，可能是氮，随着深度增加到表面。我们提出了一种机制来解释氮随深度的明显增加。具体地说，如果我们看到厄里斯50度从极点（布朗和Sjerier，2008），我们现在看到的极点在远日点是在冬季黑暗的近日点。在近日点附近，升华可能在阳光照射的（夏季）半球上建立起足够的大气压力，将风吹向黑暗的（冬季）半球，在那里风会凝结。因为氮比甲烷更易挥发，也更稀少，所以它在这个季节相对较早的时候就从有阳光照射的半球升华了，所以初夏的大气中富含氮，冬季极地上沉积的冰也是如此。在这个季节的晚些时候，大部分的氮从夏季极点耗尽，但还有大量的甲烷，甲烷继续升华。在这一点上，大气中的氮更加枯竭，因为冰冻结在早期沉积的富含氮的冰之上。
2008-11-05 astro-ph
The Spectrum of the Brown Dwarf Gliese 229B
本文给出了冷（T_eff = 900 K）棕矮星Gliese 229B的光谱。该光谱具有相对高的每个光谱分辨率元件的信噪比（> 30），跨越从0.837微米到5.0微米的波长范围。我们确定了四个不同的主要甲烷吸收功能，包括在3.3微米的基本频带，至少四个蒸汽带，和两个中性铯功能。我们确认最近检测到的一氧化碳（CO）超过热化学平衡计算所预测的。碳主要参与甲烷和CO之间的化学平衡，在棕矮星外部的温度和压力下。在较低的温度下，平衡有利于甲烷，而在更深，更热的地区，反应逆转，将甲烷转化为CO。因此，在大气中可观察到的部分，CO的存在是垂直流动的敏感指标。在1至2.5微米范围内的高信噪比使我们能够限制棕矮星大气中尘埃的数量。我们无法将观测到的光谱与包括尘埃存在的合成光谱相协调。存在CO但没有尘埃可能是大气外对流区边界位置的一个线索：没有尘埃可能意味着它没有通过对流被传送到光球层，或者它存在于片状云中。如果尘埃不是在云中，而是位于外对流区下方，我们估计外对流层和内辐射层之间的边界在1250 K和1600 K之间，与最近的模型一致。
1998-02-23 astro-ph
Infrared Classification of L and T Dwarfs
我们使用新的和公布的中等分辨率0.6- 2.5 $μ$ m光谱的L和T矮星，发展一个统一的分类系统，这两个新的光谱类。系统在1.2 $μ$ m和1.5 $μ$ m处的两个指数是基于附近的水汽吸收带，两个指数与1.6 $μ$ m和2.2 $μ$ m附近的甲烷带有关。1.5 $μ$ m索引通过L和T序列是单调的，并且形成系统的主干;用于其他频带的索引提供广泛的但仅部分的覆盖。我们将1.5 $μ$ m指数与其他人设计的1 $μ$ m的连续指数缩短值相关联，用于分类L矮星，以获得光学和红外分类之间的紧密联系。我们提出的系统定义了10个光谱子类L（L0-L9）和9个T（T0-T8）。L和T之间的边界被定义为甲烷在H带中吸收的起始点。发现在2.2 $μ$ m附近的K带中的甲烷吸收大约在L 8处开始。
2001-09-20 astro-ph
Synthetic Spectra and Mass Determination of the Brown Dwarf Gl229B
我们提出了初步的非灰色模型的气氛和内部冷棕矮星。合成的光谱与迄今发现的最冷的褐矮星G1 229 B（Nakajima \etal，1995）的光谱和光度观测结果进行了比较。尽管公认的缺点，目前的甲烷不透明度，我们发现，模型光谱提供了一个很好的适合大多数的光谱特征的棕矮星。我们确认甲烷吸收的存在和Gl 229 B的亚恒星性质。这些初步模型确定了有效温度的上限为1000~K。我们还计算了太阳成分和质量从0.02到0.065 $\msol$的褐矮星的演化。虽然系统年龄的不确定性导致G1 229 B的质量存在一些不确定性，但最有可能的解决方案是$m\approx 0.04-0.055 \msol$。在任何情况下，我们都可以为一个非常不可能的年龄$t=10$ Gyr设置一个上限$m= 0.065\msol$。
1996-04-30 astro-ph
Metals in the Neutral Interstellar Medium of Dwarf Star-Forming Galaxies
矮恒星形成星系中性星际介质中金属丰度的测定是理解其物理和化学演化的关键步骤。由于FUSE，这种类型的调查在过去5年中成为可能。我们将通过介绍我们在这一天体物理学领域正在进行的工作来介绍所涉及的问题。
2004-10-04 astro-ph
On the Metallicity of Star-forming Dwarf Galaxies
我们构建了三个极端不同的情况下，适用于样本的矮星系的恒星形成的历史，无论是根据他们目前的金属丰度或光度。这三种可能的情况意味着不同的机械能输入率和这些我们比较的理论下限建立的弹射处理后的物质出矮星系。这种比较强烈地指出了这些星系中存在着扩展的气体晕，它们作为屏障允许星系保留它们的金属并增加它们的丰度。与此同时，我们的发现强烈地指向一个连续的恒星形成过程，而不是同时代的爆发，作为我们星系样本中整体金属丰度的主要贡献者。
2001-06-23 astro-ph
Four Brown Dwarfs in the Taurus Star-Forming Region
我们已经在金牛座恒星形成区发现了四颗褐矮星。它们首先从加拿大-法国-夏威夷望远镜获得的2.29平方度的$R$和$I$ CCD测光中选出。随后，它们在2 MASS第二次增量数据发布点源目录中恢复。在威廉·赫歇尔望远镜获得的低分辨率光谱使我们能够推导出M7-M9范围内的光谱类型。其中一颗褐矮星有非常强的H $α$发射（EW=-340）。它还显示Br $γ$发射在红外光谱获得的斯巴鲁望远镜上，这表明它是吸积物质从磁盘。这些金牛座天体在818.3和819.5 nm处的\ion{K}{1}共振双峰和\ion{Na}{1}从属双峰比类似光谱类型的场矮星弱，与年轻棕矮星预期的低表面重力一致。其中两个物体比金牛座协会已知的质量最低的成员GG Tau Bb更冷，更暗。我们估计它们的质量只有0.03 M $_\odot$。金牛座中棕矮星的空间分布暗示了恒星密度和棕矮星密度之间可能存在着一种近似的关系。
2001-10-03 astro-ph
New Low-Mass Stars and Brown Dwarfs with Disks in the Chamaeleon I Star-Forming Region
我们已经使用的图像获得的红外线阵列相机和多波段成像光度计机载斯皮策太空望远镜搜索低质量恒星和棕矮星与拱盘在变色龙I恒星形成区域。通过这些数据中红色光源的光谱学，我们已经确定了该星系团的七个新的盘状成员。根据光谱类型，其中三颗可能是棕矮星（M8，M8.5，M8-L0）。其他三个新成员可能具有基于其红外光谱能量分布形状的边缘圆盘。其中一个可能的边缘系统有一个从4.5到24 μ m的陡峭上升斜率，表明它可能是一个I类源（恒星+盘+包络），而不是一个II类源（恒星+盘）。如果是这样的话，那么它将是已知质量最小的I类原恒星之一（M5.75，M~0.1 Msun）。
2008-05-23 astro-ph
Optical Spectroscopic Classification and Membership of Young M Dwarfs in Star-Forming Regions
光谱类型是校准温度的一个关键参数，而温度是估算年轻恒星和褐矮星质量所必需的。我们描述了一种方法开发的低质量恒星和棕矮星的梯形星团使用红色光谱，这可以应用到其他恒星形成区域进行分类。分类使用两种方法以提高准确性：使用窄带光谱指数，该指数依赖于分子谱线强度随光谱类型的变化，并与Chamaeleon I恒星形成区域中其他先前分类的年轻低质量天体进行比较。我们已经调查和比较了许多不同的分子指数，并确定了少数的指数，以及M-型对象的星云区域进行分类。这些指数是针对年轻的主序前天体进行校准的，与主序上的天体相比，这些天体的光谱受到较低的表面重力的影响。得到的光谱类型基本上是独立的红化和星云发射线。通过分析引力敏感的Na双线的强度，可以在光学区用中等分辨率的光谱来确认候选的年轻恒星和棕矮星是真正的星团成员。已经确定的是，这种特征在这些非常年轻的天体中要比在场矮星中弱得多。钠光谱指数被用来估计表面重力，并定量地展示年轻（1- 200万年）天体与矮和巨场星之间的差异。
2007-08-09 astro-ph
The origin of dwarf ellipticals in the Virgo cluster
我们研究了室女星系团中的矮星（L_H < 10^{9.6} L_Ho）形成星系和静止星系的演化，并将它们的紫外-射电厘米级性质与多区化学-分光光度模型的预测进行了比较。我们的模型模拟了一个或多个冲压压力剥离事件和星系饥饿。模型预测，所有形成恒星的矮星系第一次进入星团时，都会释放大部分（如果不是全部的话）原子气体，在短时间尺度（<1.5亿年）内熄灭它们的恒星形成活动。这些矮星系很快变成红色和静止的，富含气体金属的物体，其分光光度和结构特性与矮椭圆星系相似。年轻、低光度、高表面亮度的恒星形成星系，如晚型螺旋星系和BCDs，可能是相对大质量矮椭圆星系的祖先，而低表面亮度的麦哲伦不规则星系很可能演变成非常低表面亮度的静止天体，在地面成像调查中几乎无法检测到。少数矮星系的物理性质介于恒星形成和静止系统之间，这与两个矮星系群之间的快速（< 1 Gyr）过渡相一致。这些结果，结合统计的考虑，是一致的想法，大多数矮椭圆形主导的室女座光度函数的暗端最初的恒星形成系统，吸积的集群和剥离的气体由一个或随后的冲压压力剥离事件。
2008-01-14 astro-ph
Chemical Properties of Star Forming Dwarf Galaxies
最近对矮不规则星系（dIs）和蓝致密矮星（BCD）的近红外（NIR）特性的研究，改进了对这些星系中老恒星星族的近红外光度的估计。这些可以用来获得气体分数，从而评估如何BCD已经演变相对于dIs。氧丰度已来自四个BCD在室女星系团从运行在双子座北在2003年。结合这些新的丰度与公布的值，我们研究了金属丰度，Ks光度，气体质量，重子质量和气体分数之间的相关性。在误差范围内，这两种类型的矮星似乎在氧丰度和光度之间有着共同的关系。金属丰度和气体分数之间的相关性是相同的BCD的dIs，表明BCD的演变一直类似于dIs。由于dIs似乎已经演变为孤立系，BCD的爆发是不太可能的结果，气体流入或合并。
2007-04-20 astro-ph
Gas-Rich Local Dwarf Star-Forming Galaxies and their connection with the Distant Universe
我讨论的是富含气体的星系的性质。我特别强调莱曼α发射的最新结果，是有关遥远的年轻星系的搜索。的莱曼阿尔法逃逸与ISM在星暴星系的属性的相互依赖性进行了概述。G.特诺里奥-塔格莱和他的合作者解释莱曼阿尔法配置文件在星爆星系的流体动力学的超级气泡由大质量恒星。我再次强调，由于莱曼α主要是ISM的诊断，因此必须了解ISM和莱曼α之间的关系，才能将莱曼α与宇宙恒星形成率紧密联系起来。
1998-12-17 astro-ph
Eight new T4.5-T7.5 dwarfs discovered in the UKIDSS Large Area Survey Data Release 1
我们提出了8个新的T4.5-T7.5矮星在UKIRT红外深空巡天（UKIDSS）大面积巡天（LAS）数据发布1（DR 1）中确定。此外，我们还发现了T4.5矮星SDSS J020742.91+000056.2和T8.5矮星ULAS J003402.77-005206.7。光度候选人拿起超过190平方度（DR 1）的双色图，并选择在至少两个过滤器。所有候选者都表现出具有T矮星特征的强甲烷和水吸收带的近红外光谱，并且导出的光谱类型遵循Burgasser等人（2006）的统一方案。我们发现了6个新的T4.5-T5.5矮星，一个T7矮星，一个T7.5矮星，并恢复了一个T4.5矮星和一个T8.5矮星。我们提供的距离估计位于15-85 pc的范围内; T7.5和T8.5矮星可能在25 pc的太阳。最后，我们的讨论完成后的LAS预计T矮星的数量，比较这些初步结果的理论模拟。
2007-05-25 astro-ph
Evolutionary models for very-low-mass stars and brown dwarfs with dusty atmospheres
我们提出了基于合成光谱和非灰大气模型的极低质量恒星和棕矮星的演化计算，其中包括尘埃形成和不透明度，即具有$\te\simle 2800$ K的对象。大部分质量棕矮星的内部在$\sim 2$ Gyr之后会形成一个导电的核心，这会减缓它们的冷却。在光学和红外色星等图与最近晚M和L-矮星的观测进行了比较。这些天体的光学颜色饱和和非常红的近红外颜色很好地解释了大气中尘埃形成的开始。目前观测到的最微弱的L-矮星与这些尘埃演化模型的比较表明，动力学过程，如湍流扩散和引力沉降正在光球附近发生。当有效温度降至$\te\approx 1300-1400$ K以下时，这些物体的颜色会变成非常蓝色的近红外颜色，这是红外线中持续吸收甲烷的结果。我们提出在这个温度附近的$J,H,K$色星等图中可能缺少棕矮星。
2000-05-29 astro-ph
Discovery of a luminous white dwarf in a young star cluster in the Large Magellanic Cloud
我们已经在NGC 1818中发现了一个年龄为1-2 x 10^5年的发光白矮星候选者，NGC 1818是大麦云星云中的一个年轻星团。这一发现将恒星停止形成中子星并开始形成白矮星的边界质量M_c严格限制在M_c > 7.6 Msun。
1998-03-19 astro-ph
The Galactic disk mass-budget : II. Brown dwarf mass-function and density
在本文中，我们扩展了以前在恒星制度进行的计算，以确定在银河系盘的褐矮星IMF。我们进行蒙特卡罗计算考虑到褐矮星的形成率，空间分布和二进制分数。与现有的调查比较，似乎排除了一个幂律MF陡峭的恒星制度低于1 $\msol$，往往有利于一个更扁平的行为。与甲烷矮星探测相比，倾向于倾向于像对数正态分布或更一般的指数分布（在前一篇论文中确定）那样最终递减的形式。计算了近红外色图中褐矮星的计数预测值和褐矮星发现函数。这些计算得出了目前最准确的银河系盘面中褐矮星普查结果。棕矮星的数密度与恒星的数密度相当，$n_{BD}\simeq n_\star\simeq 0.1$ pc $^{-3}$。然而，相应的褐矮星质量密度只占恒星贡献的10%，即$ρ_{BD}\simle 5.0\times 10^{-3} \mvol$。把先前测定的局部恒星密度加起来，就得到了太阳附近$ρ_\odot \approx 5.0\times 10^{-2} \mvol$的恒星和棕矮星的密度。
2001-11-29 astro-ph
X-ray Emission near the Substellar Limit: The sigma Orionis and Taurus Star Forming Regions
我们已经进行了广泛的搜索X射线发射从年轻的，非常低的质量物体附近和超出亚恒星的限制，利用存档的ROSAT PSPC和HRI的观测指向在年轻的猎户座σ和金牛座御夫座协会的褐矮星和褐矮星候选人。在猎户座西格玛中，我们确定了三个具有X射线源的褐矮星候选者;在金牛座-御夫座中，我们在早先公布的列表中增加了一个进一步的X射线探测。我们结合这些数据与所有以前的X射线检测到的棕矮星和棕矮星候选人在年轻的恒星协会和恒星形成区域进行恒星活动参数的研究，迄今为止最大的样本的年轻，质量很低的对象。金牛座T星的X射线和热光度以及H-α辐射之间的关系，与金牛座T星的相似，似乎也适用于年轻的天体，直到亚恒星的极限。在向亚恒星质量过渡的过程中，没有发现X射线活动发生变化的迹象。
2002-06-19 astro-ph
Faint companions in the close environment of star-forming dwarf galaxies: possible overlooked starburst triggers?
利用美国宇航局河外星系数据库，我们已经搜索了98个恒星形成矮星系（SFDG）的密切环境，从现场和低密度环境的同伴星系。大多数发现的同伴是矮星系，以前在SFDG的环境研究中被忽视。使用低红移的子样本，cz <2000 km/s，即对矮伴星的偏差较小，我们发现30%的SFDG在投影线性间隔s_p <100 kpc和红移差（Δ cz）<500 km/s的范围内有近伴星。考虑到现有数据集的不完整性和SFDG附近HI云的不可忽略频率，必须将这一比例视为下限，因此大多数SFDG不应被视为孤立的。伴星候选者和样本SFDG之间的红移差异通常小于~250 km/s，并且集中在较低值。这是类似的观察到的螺旋星系的矮卫星，并建议的同伴候选人和样本SFDG之间的物理关联。与孤立的SFDG相比，有密切同伴的SFDG在H（β）等效宽度和B-V颜色上没有显着差异。然而，现有的数据不允许排除近矮星伴星作为恒星形成活动的影响因素。
2001-10-03 astro-ph
Dust Properties and Star-Formation Rates in Star-Forming Dwarf Galaxies
我们使用斯皮策太空望远镜研究了一个恒星形成矮星系样本的尘埃特性。在中红外光谱能量分布的这些星系，在一般情况下，是低金属系统的差异，表明在物理性质，加热，和/或尘埃分布的差异。具体来说，这些星系有更多的热尘和/或非常小的颗粒和少PAH排放比螺旋或更高的光度星暴星系。正如以前的研究所示，有一个逐步减少多环芳烃排放量作为金属丰度的函数。由于星系中恒星形成的大部分能量在中红外线中重新辐射，因此基于该波长范围内的线和连续测量的恒星形成率指标越来越普遍。我们表明，在我们的样本中的星系的星际介质属性的变化，在中红外测量，导致在计算的恒星形成率的数量级的蔓延。
2007-10-29 astro-ph
On faint companions in the close environment of star-forming dwarf galaxies. Possible external star formation triggers ?
利用NASA河外星系数据库，我们在98个恒星形成矮星系（SFDG）的近场和低密度环境中寻找了伴星系。大多数的同伴是矮星系，由于观测的选择效应，以前被忽视的SFDG的环境研究。选择了一个低红移的子样本，cz<2000 km/s，以部分消除对遥远矮伴星的观测偏差。我们发现了大约30%的天体的伴星候选者，它们的投影线性间隔s_p<100 kpc，红移差（Δ cz）<500 km/s。现有数据集的有限完整性，以及最近的无线电调查表明，在SFDG附近的HI云的不可忽略的频率，表明这些星系中相当大的一部分可能伴随着低质量系统。这使人们对其中大多数可以被视为真正孤立的假设产生了怀疑。伴星候选者和样本SFDG之间的速度差通常为（Delta cz）<250 km/s，并且显示出朝向较低（Delta cz）的上升分布。这在旋涡星系的矮卫星中也有类似的发现，表明伴星候选者和样本SFDG之间存在物理关联。与孤立的SFDG相比，有密切同伴的SFDG在其Hbeta等效宽度和B-V颜色上没有显着差异。然而，现有的数据并不允许我们排除与近矮伴星的相互作用会影响SFDG中的恒星形成活动。
2001-03-27 astro-ph
Infrared Properties of Star Forming Dwarf Galaxies: Blue Compact Dwarfs in the Virgo Cluster
在墨西哥OAN-SPM的2.1米望远镜上，用$J$和$K_s$对室女星系团中的16个蓝色致密矮星系（BCD）样本进行了近红外成像。在大多数目标中，已经达到了$μ_J$ = 24 mag arcsec $^{-2}$和$μ_{K_s}$ = 23 mag arcsec $^{-2}$的等光子。表面亮度分布可以通过两个分量的总和来拟合整个半径范围：双曲正割（sech）函数，已知其拟合dIs的光分布，以及高斯分量，其量化中心附近的星爆。计算了等光程和总拟合近红外星等，以及$μ_J$ = 23等角秒$^{-2}$和$μ_{K_s}$ = 22等角秒$^{-2}$的半长轴。利用轮廓拟合方法对弥散下垫面分量和年轻星爆进行了定量分析。大多数的颜色配置文件显示一个恒定的颜色，$J-K_s$ =0.7至0.9马格之间。漫反射组件代表绝大多数的近红外线的光为大多数BCD，星爆增强通量小于约0.3马格。线性相关性被发现之间的SECH规模长度和SECH的大小，和SECH的半长轴和SECH的大小。总的来说，具有更多发光漫射成分的星系在中心更大更亮。中央爆发与漫射成分相关，较亮的BCD具有较强的恒星爆发，这表明质量更大的天体形成恒星的效率更高。BCD位于论文I中矮不规则星（dIS）定义的“基本面”上，遵循sech绝对星等，sech中心表面亮度和氢线宽$W_{20}$之间的相同关系，尽管散射比dIS大。
2005-10-11 astro-ph
The Diverse Infrared Properties of a Complete Sample of Star-Forming Dwarf Galaxies
我们提出了中红外斯皮策空间望远镜观测的一个完整的样本的恒星形成矮星系从KPNO国际光谱调查。这些星系的中红外特性范围很广。与预期相反，一些星系在8微米处发出强烈的光，表明存在热尘和/或多环芳烃。这种中红外尘埃辐射与恒星辐射的比率与星系的光度、恒星形成率、金属丰度和光学红化进行了比较。我们发现，8.0微米的尘埃排放的恒星发射比的强度更强烈的相关性与恒星形成率比它是与金属丰度或光学红化在这些系统。尽管如此，8.0微米的光度和金属丰度之间还是有相关性的。这种光度-金属丰度相关性的斜率比B波段和3.6微米的相应斜率要浅。在这些星系中看到的8.0微米发射的精确性质（即，PAH与热尘或两者的某种组合）将需要未来的研究，包括深中红外光谱。
2005-09-19 astro-ph
Infrared Properties of Star Forming Dwarf Galaxies: I. Dwarf Irregular Galaxies in the Local Volume
在夏威夷的CFHT和墨西哥的OAN-SPM上，用J和K_s波段的近红外线（NIR）对局域体积内的34个最接近5 Mpc的不规则星系进行了成像。在CFHT图像中，亮度大于M_Ks=-7.5的恒星被分辨出来。在大多数情况下，分辨的群体代表小于5%的总近红外通量的K_s。虽然在大半径处呈指数分布，但未分辨分量的表面亮度分布在中心处变平。它们可以在整个半径范围内与双曲正割（sech）拟合，该双曲正割定义为两个参数的函数：中心表面亮度和指数的标度长度。等光，总的，和拟合的sech等已经计算了所有星系的未解决的组件被检测到，随着半长轴。标尺长度和半长轴与绝对等照度线星等呈线性关系。颜色和中心亮度也是如此。更明亮的DI往往是更大，更红，更明亮的中心。Tully-Fisher关系显示出相当大的分散性，但残差与表面亮度有关。星系似乎位于一个由sech绝对星等、sech中心表面亮度和HI线宽定义的“基本面”中。M_K的残差均方根值仅为0.4等，这意味着该平面可以用来估算成星矮星的距离。给出了29个已分辨出恒星的星系的色星等图。大多数显示一个以J-K_s=1等为中心的指状体。在某些情况下，有一个延伸到J-K_s=2.5等的红尾。
2005-06-28 astro-ph
Redshifts of Galaxies Around Arp 220 and Serendipitous Discovery of Three Star-Forming Dwarf Galaxies at Redshift $z \sim$ 0.5
我们目前的红移测量的四个微弱的星系周围的原型超亮红外星系Arp 220。这些星系的红移（$z \sim$ 0.036 - 0.091）明显高于Arp 220的红移（$z \simeq 0.018$）。因此，我们得出结论，它们是与Arp 220没有物理关系的背景物体。其中三个位于Arp 220以南的暗星系是位于$z \simeq 0.09$的一组星系（或星系团中最亮的成员），这是Heckman等人[1996，ApJ，457，616]根据它们相关的软X射线发射提出的。我们还报告了三个额外的星系在红移$z \sim 0.5$，发现沿狭缝位置之一的偶然发现。这三个星系都有一条[O ii] λ3727发射线。最亮的星系（$m_R \simeq 24.4$）的光谱显示了其他强发射线：Mg ii λ2798，H β，[O iii] λ4959和[O iii] λ5007。这些星系的发射线特性以及它们固有的低光度（$M_R \geq -18.4$）表明它们是恒星形成的矮星系。
1999-03-11 astro-ph
Distribution of star-forming complexes in dwarf irregular galaxies
我们研究了位于10 Mpc体积内的72个晚型（“不规则”）矮星系的均匀样本中明亮的恒星形成复合体的分布。在B波段星系图像中，恒星形成复合体被识别为明亮的团块，并通过非锐化掩蔽方法分离出来。对于整个样品来说，明亮团块的径向数量分布在很大程度上追踪了潜在的指数盘光分布，但峰值在小10%的尺度长度处。此外，恒星形成区域的尾部至少有六个光学尺度的长度，这提供了证据，反对在该星系延伸范围内有系统的恒星形成截断。考虑到这些发现，我们采用了一个规模长度无关的浓度指数，考虑到隐含的非均匀随机传播的恒星形成区域在整个磁盘。数字轮廓经常在大约两个尺度长度处出现第二个小峰。依赖于一个二维随机自传播恒星形成模型，我们显示这些次级峰与触发恒星形成一致;对于一些较亮的星系，观察到一个奇特的峰值分布，可以想象，这是由于差分旋转提供的剪切的发病。在100和1000 pc之间的尺度上，并考虑到指数盘结构，明亮的团块显示星系团的尺寸在1.3和2之间，较亮的星系有向更高维度发展的微弱趋势。解释集群的自相似的星系内介质的孔隙度方面的尺寸，我们推导出当前的恒星形成率，尺度长度和孔隙度之间的关系。
2002-12-10 astro-ph
Discovery of a Group of Star-Forming Dwarf Galaxies in Abell 1367
我们描述了Abell 1367星系团中一组活跃的恒星形成矮星系和HII星系的性质，这些星系是在对该星系团的大规模H-α成像调查中发现的。在螺旋星系NGC 3860、CGCG 97-125和CGCG 97-114附近，大约150千秒差距的区域内发现了大约30个H-α发射节点。后续的成像和光谱学研究表明，其中一些星系结与以前未编目的矮星系（M_B = -15.8 ~-16.5）有关，而另一些则是孤立的HII星系或星系际HII区。对几个节点的径向速度的测量表明，它们与一个小的星系群或子星系团（包括CGCG 97-114和CGCG 97-125）有着物理上的联系。迄今为止，在北部八个阿贝尔星团中的任何一个都没有发现类似的发射线天体集中。这些天体强烈的H-α辐射和它们的高空间密度反对这是一组正常的、未受扰动的矮星系。几个节点的发射线光谱也显示，相对于它们的光度，一些节点的金属含量非常丰富。结果表明，这些天体中有许多是由潮汐相互作用或CGCG 97-125和该群其他成员的合并形成或触发的。韦斯特博克综合射电望远镜HI地图显示该地区的潮汐相互作用的直接证据。这些天体可能与在一些相互作用的星系对、合并残留物和致密星系群中发现的潮汐矮星系有关。它们也可能代表了在天炉座星系团中发现的孤立的超紧凑矮星系的进化先驱。
2002-07-01 astro-ph
Star Formation in Tidal Dwarf Galaxies
潮汐矮星系（Tidal Dwarf Galeries，TDGs）是目前由气体形成的天体，这些气体在相互作用过程中从它们的母星系中排出。我们观察了11个TDG样品的CO排放，其中8个被检测到。CO在HI观测的峰值处被发现，并且具有相同的线速度和宽度，这表明分子气体正在原位形成，而不是从母星系中撕裂出来。H $α$发射的存在进一步表明恒星是由这种分子气体形成的。为了进一步研究TDG的恒星形成，我们比较了它们的分子气体含量和恒星形成率（SFR），H $α$跟踪，旋涡星系和经典的矮星。TDG和经典矮星的主要区别是后者的金属丰度较低。TDG的恒星形成效率（每分子气体质量的SFR）位于螺旋星系的典型范围内，表明恒星形成是以正常的方式从分子气体中进行的。
2001-01-18 astro-ph
The Star-Forming Dwarf Galaxy Populations of two z ~ 0.4 Clusters: MS1512.4+3647 and Abell 851
我们提出了一个深窄带[OII] 3727发射线搜索微弱（$g <$ 27），恒星形成星系的领域中的$z=0.37$ MS 1512.4 +3647集群的结果。我们没有发现发射线源相对于$z \sim$ 0.4的场密度过大的证据（Hogg et al. 1998），因此得出结论，MS 1512.4 +3647样本主要是场[OII]发射线星系，它们位于紧靠星团前后的$\sim$ 180 Mpc视线上。这是令人惊讶的，考虑到之前观测到的$z=0.41$星系团Abell 851的密度是场发射线星系的3-4倍（Martin et al. 2000）。我们发现，MS 1512.4 +3647样本是缺乏中间颜色的星系（1.0 $< g-i <$ 2.0）和隐含的恒星形成指数衰减时标$τ\sim$ 100百万年- 1 Gyr，占主导地位的阿贝尔851发射线星系人口。相反，MS 1512.4 +3647星系团周围的大多数[OII]发射线星系是蓝色的（$g-i \leq 1.0$），并在$τ< $ 1亿年的爆发中形成恒星。在这两个样本中，恒星形成时间最短的星系优先出现在最暗的恒星形成物体中。它们的i光度与年轻的恒星族群$\sim 10^8 - 10^9 \Msun$一致，尽管恒星质量的额外10倍可能隐藏在潜在的老恒星族群中。我们讨论了在现场和丰富的星系团的恒星形成历史的影响。
2003-06-17 astro-ph
The brown dwarf desert as a consequence of orbital migration
我们表明，在短周期轨道周围的太阳质量的恒星-褐矮星沙漠-褐矮星的缺乏可以被理解为向内迁移的结果在一个不断发展的原行星盘。与主星同时形成的棕矮星次级行星的质量与原行星盘的初始质量相当。随后的圆盘演化导致向内迁移，并通过与恒星合并破坏棕矮星。这与大质量行星相反，大质量行星通过在圆盘接近分散的后期形成来避免这种命运。在这个模型中，棕矮星沙漠的出现是因为氢燃烧极限的质量恰好与太阳质量恒星的初始盘质量相当。棕矮星应该在恒星形成的早期阶段，在非常低质量恒星周围的近距离双星中，在其他棕矮星周围，以及在太阳型恒星周围发现。
2001-11-30 astro-ph
