From Young and Hot to Old and Cold: Comparing White Dwarf Cooling Theory to Main Sequence Stellar Evolution in Open Clusters
我探讨了目前的能力，白矮星冷却理论和恒星演化理论，以准确地确定恒星星族年龄比较使用这两种技术的疏散星团的年龄范围从0.1至4 Gyr。我发现白矮星和主序星演化年龄在整个年龄范围内，目前可供研究的协议。我还发现，直接比较主序关闭年龄的白矮星年龄是只有弱敏感的实际水平的错误，在集群的距离，金属丰度，和红化。白矮星和主序星年龄之间的额外详细比较有巨大的潜力来完善和校准这两个重要的时钟，我提出了新的模拟有前途的疏散星团目标。对这些白矮星研究最苛刻的要求是非常深（V > 25-28）的星团观测，这是最古老的白矮星的昏暗所必需的。
2005-02-14 astro-ph
Outflow collimation in young stellar objects
在本文中，我们探讨了纯流体动力学喷流准直模型适用于年轻恒星对象（YSO）的辐射损失的影响。在我们的模型中，非球面气泡的形式从一个中心的YSO风与一个非球面的圆周原恒星密度分布的相互作用。建立在以前的非辐射研究（弗兰克和Mellema 1996年），我们证明，超音速射流是一个自然和强大的非球面风吹气泡演变的结果。模拟表明，辐射冷却的加入使Frank & Mellema（1996）研究的流体动力学准直机制更加有效。一个意想不到的结果是通过在气泡的极点处的锥形会聚流形成冷的、密集的射流的产生。对于稳定的风，这些射流的形成发生在气泡演化的早期。在以后的时间，我们发现，动力学和冷却的时间尺度的射流材料变得相似。由于观测的YSO喷气机显示相当大的变化，在射流束，我们提出了一个简单的一维（1-D）模型的演变与吸积环境的可变风相互作用。这些模型表明，在一个不同的原恒星风的存在下，在我们的模拟研究的流体动力学准直过程可以产生冷射流的大小和时间尺度与观测一致。
1997-10-23 astro-ph
HD 203030B: an Unusually Cool Young Sub-Stellar Companion near the L/T Transition
我们发现了一颗1.3亿至4亿年前的G8 V恒星HD 203030的褐矮星伴星。HD 203030 B与它的主星相距11.9”（投影487天文单位），估计质量为0.023（+0.008;-0.011）太阳质量。HD 203030 B的K波段光谱类型为L7.5+/-0.5，接近棕矮星的临界L/T跃迁，其特征是亚恒星光球中的尘埃迅速消失。通过与具有良好特征的场L/T转换矮星的比较分析，我们发现，尽管HD 203030 B的年龄很小，但它的热光度与>1 Gyr-old的场矮星相似。采用当前亚恒星演化模型的半径，我们得到HD 203030 B的有效温度仅为1206（+74;-116）K，明显低于场L/T转换矮星的~1440 K有效温度。如果（1）外场棕矮星的年龄被高估了1.5倍，导致半径被低估，或者（2）HD 203030 B的有效温度较低与它的年轻年龄有关，这意味着在L/T转变时的有效温度是重力相关的，那么这种温度差异就可以得到解决。
2006-07-21 astro-ph
The cool supergiant population of the massive young star cluster RSGC1
我们提出了新的高分辨率近红外光谱和OH脉泽观测调查的年轻大质量星系团RSGC1的冷发光恒星的人口。使用2.293 \micron CO波段头功能，我们进行了高精度的径向速度测量的16个候选的17个红超巨星（RSG）确定的Figer等人。我们表明，F16和F17是前景星，而我们确认，其余的确实是物理相关的RSG。我们确定，恒星F15，也与集群，是一个黄色超巨星基于它的光度和光谱相似的$ρ$ Cas。利用星团的径向速度，我们推导出了到星团的运动学距离，并重新审视了恒星的温度和光度。我们发现了比发现论文中更大的光度分布，这与星团年龄比以前认为的要大30%（12 $\pm$ 2Myr）和总初始质量为$(3\pm1) \times 10^{4}$ \msun相一致。OH脉泽与F13的空间重合，加上相似的径向速度，是两者相关的令人信服的证据。结合最近的SiO和H $_2$ O脉泽观测结果，我们发现具有脉泽发射的恒星是星团中最亮的。由此我们认为，脉泽活跃阶段与RSG阶段的结束，当光度质量比是在他们的最高。
2007-11-29 astro-ph
The Thermal Regulation of Gravitational Instabilities in Disks Around Young Stars
引力不稳定性（GI）是自引力盘中的螺旋扭曲，出现在局部表面密度和温度有利于其生长的地方。重组的磁盘，因为它变得不稳定，维持不稳定性的热过程，以及它们对磁盘的长期演变的影响进行了研究，使用3-D流体动力学模拟。这表明冷却和加热过程相互平衡，因此在GI开始后的几个轨道周期内，盘渐近线到准平衡。最终的内能和Toomre Q值与冷却时间无关，而渐近质量传输速率与冷却时间成反比。密集环的形成在这些模拟中是常见的。当冷却时间与当地轨道时间相当时，地理信息系统会分裂成团块，但团块的寿命很短。外部辐射可以显著影响进化。GI是一种有效的角动量和质量输运机制，在其发生期间，它们可以复制触发FU Ori爆发所需的质量输运速率。
2004-04-22 astro-ph
The Smallest Mass Ratio Young Star Spectroscopic Binaries
使用高分辨率近红外光谱与凯克望远镜，我们已经检测到的径向速度签名的冷次要组件在四个光学识别的前主序，单线光谱双星。它们都是弱线形的金牛座T星，具有明确的质心速度。其中一颗年轻的双星NTTS 160905-1859的质量比为M2/M1 = 0.18+/-0.01，这是迄今为止动态测量到的最小的主序前光谱双星。这些新的结果证明了红外光谱的动力学识别冷秒的权力。迄今为止，可见光光谱学还没有发现任何质量小于0.5 M太阳的前主序星，而这里报道的两个年轻系统在这个范围内。我们比较我们的目标与汇编出版的年轻双线光谱双星，并讨论我们独特的贡献，这个样本。
2002-01-19 astro-ph
Between Cool Stars and Hot Planets: Origins of Brown Dwarfs
褐矮星，跨越恒星和行星之间的质量范围，似乎在太阳附近和恒星形成区域都很常见。它们的普遍存在使得它们的起源问题对于我们理解褐矮星本身以及恒星和行星形成理论都很重要。对年轻的亚恒星物体的研究可以提供对其形成和早期演变的宝贵见解。在这里，我报告的最新结果，从我们的观测计划在凯克，VLT和麦哲伦的磁盘和吸积性质的年轻棕矮星。我们发现令人信服的证据表明，他们经历了类似于他们的恒星同行的金牛座T阶段。
2003-10-28 astro-ph
Influence of Cooled Interstellar Gas on the Fundamental Plane for Elliptical Galaxies
我们探讨了冷却星际气体对椭圆星系基本面的可能重要影响。星际冷却由连续性方程中的参数化汇项描述。给出最适合NGC 4472的X射线观测的参数被用作低质量结构同源椭圆星系星际冷却径向分布的模板。在有效半径范围内冷却的气体可以为老恒星星族的质量贡献额外的10 - 30%。如果冷却后的气体形成质量非常小的恒星$\ll M_{\odot}$，就像通常假设的那样，冷却后的物质在光学上是暗的。因此，由恒星速度确定的质光比系统性地高估了旧恒星星族的质光比。此外，光学暗的年轻恒星星族的总质量和空间分布并不与银河系的光度或半径成比例关系，总恒星质量与光的比率随银河系半径而变化。我们研究了几个理想化的同源椭圆星系的质光比上的冷却气体的非同源扰动，并表明它们似乎是不兼容的基本平面的薄观察。如果光学发光的年轻恒星是由冷却的气体形成的，那么基本面的扰动就会减少。
2000-08-13 astro-ph
Young isolated neutron stars from the Gould Belt
用粒子数合成模型研究了年轻冷却的中子星的局部粒子数的起源，该模型考虑了Gould带中出生的中子星以及银河系盘中出生的中子星的贡献。我们估计它们在软X射线波段的发射作为距离和年龄的函数，并构建对数N -对数S分布。结果表明，包含的中子星从古尔德带提供了一个很好的拟合所观察到的LogN-LogS分布。由于太阳位于古尔德带内，人们可以自然地解释相对局部过剩的大质量祖星，并可以消除以前从模型中报告的相对明亮（$\ga 0.1$ ROSAT PSPC cts s $^{-1}$）冷却中子星不足的困难，其中只有银河系圆盘的中子星被占。
2003-04-08 astro-ph
Profiling Young Massive Stars
我们给出了Hill等人（2005）的SIMBA调查中报告的405个源中的162个源的光谱能量分布分析结果。拟合揭示了源的具体参数，包括：光度，质量，温度，H $_2$数密度，表面密度和光度质量比。这些参数中的每一个都是针对样本中存在的四类源进行检查的。只有毫米波的核与有甲醇脉泽和/或射电连续谱发射的核之间存在明显的亮度和温度差异，前者比后者更冷，亮度更低。这些证据表明，只有毫米核是大质量恒星形成过程中甲醇脉泽的先驱。毫米只有核心包括两个不同的人口区分的温度。分析和结论的性质的冷毫米和暖毫米核心组成的毫米只人口。
2007-05-31 astro-ph
Interaction of Infall and Winds in Young Stellar Objects
恒星风或盘风与坍缩环境的相互作用有望解释在年轻恒星周围观察到的各种外流现象。在本文中，我们提出了这些相互作用的第一个模拟。这里的重点是探索如何冲压压力平衡风和周围的气体和冲击后冷却影响的形状所产生的外流。在我们的模型中，我们探索冲压压力和冷却的作用，通过保持风速恒定，并调整流入的质量通量和风的质量通量的比率（Mdot_a/Mdot_w）假设非球形云崩溃，我们发现，相对较强的风可以雕刻出宽，锥形的外流空腔，相对较弱的风可以强烈准直成射流状结构。如果风变得足够弱，它们可以完全被下降的环境所切断。我们确定标准的扫雪机模型和这里提出的分子外流有重要意义的结果之间的差异。我们还提出了质量与速度的曲线与观测进行比较。
1999-10-14 astro-ph
Discovery of a very cool object with extraordinarily strong H(alpha) emission
我们报告发现最强的H（α）发射-伪等效宽度为705埃-已知迄今在一个年轻的，晚型矮星。这个天体被命名为SOri 71，是猎户座Sigma星团的一个亚恒星候选成员。由于SOri 71在色星等图中过于明亮的位置，它可能比其他星团成员年轻，或者是一个类似的双星。它的质量在0.021-0.012 M（太阳）之间，取决于演化模型和可能的双星。SOri 71的宽H（α）线似乎是不对称的，表明H（α）形成区的高速质量运动。目前这种排放的来源尚不清楚。我们讨论了三种可能的情况：吸积从磁盘，质量交换的组成部分的一个二元系统，从色球发射。
2002-08-28 astro-ph
Radio Triggered Star Formation in Cooling Flows
位于星系团冷却流中心的巨大星系通常是恒星形成的活跃场所。在某些情况下，恒星的形成似乎是由星系的射电源触发的。年轻族群的颜色和光谱指数通常与短持续时间的爆发或持续时间远小于1 Gyr的连续恒星形成一致，这小于假定的冷却流年龄。恒星形成的性质是不一致的燃料由一个不断吸积冷却流，虽然恒星形成的流行是一致的重复爆发和定期加油。在某些情况下，恒星的形成可能是由邻近星系团的冷物质所推动的。
1999-11-08 astro-ph
X-Ray Timing of the Young Pulsar in 3C 58
PSR J 0205 +6449是一颗年轻的脉冲星，位于类蟹状脉冲星风星云3C 58中，被认为是超新星SN 1181 CE的结果。这颗65.7毫秒的脉冲星是已知的银河系中第二大能量的脉冲星，并且已经被证明在它的年龄非常冷，这意味着中子星核心的非标准冷却过程。我们报告在AO 7期间进行的RXTE定时观测，并辅以绿岸望远镜（GBT）对脉冲星的每月射电观测。计时解决方案涵盖的总期限为450天。我们测量到了非常高水平的时间噪声，并找到了2002年10月发生的一个“巨大”的小故障的证据，其量级为Δ nu/nu ~ 1x 10 ^-6。我们还测量了脉动的相位分辨光谱，发现它们是令人惊讶的硬，假设吸收幂律模型，主脉冲的光子指数γ = 0.84 + 0.06/-0.15，脉冲间的光子指数γ = 1.0 + 0.4/-0.3。
2004-01-08 astro-ph
Young close isolated compact objects
我们认为，7个无线电安静的孤立的中子星与ROSAT观测到的年轻的冷却对象与最近附近的超新星爆炸，形成失控的恒星和本地泡，影响拓扑结构的星际介质在太阳附近（几百秒差距内）。根据局部初始质量函数，在这些爆炸之后，可能形成了一些黑洞。因此，我们讨论的可能性，确定近似位置的封闭孤立的黑洞利用数据的逃逸恒星和简单的计算的二进制的演变和破坏。
2002-01-03 astro-ph
Where are the young pulsars?
我们发现，具有正常磁场的年轻超新星，在II/Ib型超新星爆炸中作为快速旋转的中子星（NS）诞生，可以通过沿其磁轴的相对论粒子发射而迅速减速。当它们足够慢下来时，它们可以经历相变，并在爆炸中坍缩成奇异星、夸克星或黑洞，这些爆炸会消除它们初始角动量的很大一部分。新诞生的奇异星或夸克星继续冷却并迅速自旋，成为软伽马射线中继器（SGR）和异常X射线脉冲星（AXP），成为缓慢旋转、无线电安静、暗淡的X射线脉冲星或恒星。黑洞，具体取决于它们的初始质量。这可以解释为什么在SNR和银河系中明显缺乏年轻的射电望远镜。
1999-11-28 astro-ph
Spherically-symmetric Accretion onto a Black Hole at the Center of a Young Stellar Cluster
我们提出了一个自洽的，双峰稳态解的球对称流驱动的年轻大质量星团与中央超大质量黑洞。我们表明，流体动力学制度的流量取决于集群的位置在3D（星团机械光度- BH质量-星团半径）参数空间。我们发现，一个阈值机械光度（L_crit）分离从那些内部结构受到辐射冷却强烈影响的BH为主的制度演变的集群。在第一种情况下（低于阈值能量）的BH重力分离成两个不同的区域：内吸积区和外区的星团风形成。在第二种情况下（在临界光度以上），灾难性的冷却发生在星团内部。在这种情况下，注入的等离子体变得热不稳定，这抑制了完全稳定的溶液。我们将计算的吸积率和BH光度与经典的Bondi吸积理论预测的结果进行了比较，发现在低质量团簇的情况下，Bondi理论与我们的结果吻合得很好.然而，当星团机械光度L_sc接近阈值（L_sc > 0.1L_crit）时，它大大低估了吸积率和BH光度。
2008-06-18 astro-ph
Three Types of Cooling Superfluid Neutron Stars: Theory and Observations
采用中子、质子和电子组成的核的中子星（NS）的冷却，假设NS壳中的中子为$^1$ S $_0$配对，NS核中的质子为$^1$ S $_0$配对，中子为弱$^3$ P $_2$配对，并利用超流临界温度$T_{\rm c}(ρ)$的真实密度分布进行模拟.孤立中年NS的理论冷却模型可以分为三种主要类型。(I){ \it低质量}，{ \it缓慢冷却} NS，其中中微子发射的直接Urca过程被质子超流性禁止或几乎完全抑制。(II){ \it中等质量} NS，通过质子超流性抑制的直接Urca过程显示{ \it中等}冷却。(III){ \it Massive} NS，通过直接Urca过程显示{ \it快速}冷却，受到超流性的弱抑制。我们将RX J 0822 - 43、PSR 1055- 52和RX J1856- 3754视为慢冷NS。为了解释这些足够温暖的来源，我们需要地壳中的密度剖面$T_{\rm c}(ρ)$，它具有相当高而平坦的最大值和尖锐的翼。我们将1 E 1207- 52、RX J 0002 +62、PSR 0656+14、Vela和Geminga视为中度冷却NS。对于给定的质子超流模型$T_{\rm cp}(ρ)$和NS核的状态方程，我们可以确定它们的质量。到目前为止，没有观察到快速冷却的NS。
2001-11-21 astro-ph
Magnetic and Spin History of Very Young Pulsars
在Michel（1994）介绍了新生中子星（NS）“快速磁化”的现象学图像之后，Schmidmov和Page（1995）提出，伴随NS形成的物理条件可能导致NS的表面磁场具有低值（~ 10^8 ~ 10^9 G），而大部分通量淹没在恒星表面之下。表面磁场随后的增长是由于强内场（10^12-10^13 G）的欧姆扩散而发生的，并在10^2-10^3年的时间尺度上进行，这取决于NS的早期热历史、磁通量的初始分布和恒星地壳中的电阻率，以及恒星结构的细节。参考这个建议，我们进行数值计算，以证明其可能的相关性，年轻的射电天文学家。在我们的计算中，我们使用不同的NS结构的基础上的模型，致密的物质呈现出相变的K介子凝聚，这意味着慢和快的中微子冷却，这取决于恒星质量。我们提出的序列的长期演变的表面磁场，自旋亮度，自旋周期，“制动指数”，和自旋年龄最好的匹配相应的测量量PSR 0531+21（螃蟹），PSR 0540-69，PSR 1509-58。我们的结论是，所考虑的效果再现非常好的观察到的旋转特性和派生的值的表面磁场强度的这些无线电historars，唯一的可靠的测量的制动指数。此外，我们的分析表明，蟹状星云和PSR 0540-69中的NS经历了快速的中微子冷却，而PSR 1509-58中的NS经历了缓慢的冷却，因此质量低于临界质量。
1995-10-23 astro-ph
Implications of aging in young supernovae
我们在这里提出的组合无线电频谱从巨型米波射电望远镜（GMRT）和甚大阵（VLA）的IIb型SN 1993 J（年龄11岁）和Ic型SN 2003 bg（年龄1岁）。在SN 1993 J中，我们发现了一个在4 GHz处的光谱中断，并将其与同步加速器冷却中断联系起来。因此，我们确定的磁场之间的相对论电子和磁能均分假设无关。我们还看到SN 2003 bg在22-40 GHz之间的频谱中有一个中断的迹象。SN 2003 bg的光谱可用同步辐射自吸收模型描述。
2004-10-12 astro-ph
A Parameter Study of the Dust and Gas Temperature in a Field of Young Stars
我们模拟了年轻恒星对周围环境的热效应，以了解成团恒星的形成。我们考虑了尘埃的辐射加热、尘埃-气体碰撞加热、宇宙射线加热和分子冷却。使用Dusty，一个球形连续辐射转移代码，我们模拟周围的尘埃温度分布的年轻恒星物体与各种光度和周围的气体和尘埃密度分布。我们已经创建了一个尘埃温度模型的网格，基于我们与Dusty的建模，我们可以用它来计算具有各种参数的恒星场中的尘埃温度。然后，我们确定气体温度假设能量平衡。我们的模型可以用来使集群恒星形成的大规模模拟更加逼真。
2007-10-21 astro-ph
Discovery of a Low-Mass Brown Dwarf Companion of the Young Nearby Star G196-3
通过直接成像探测到一个星下质量物体，其轨道距离年轻的低质量恒星G196-3约300天文单位。对这颗暗伴星（以下简称G196- 3 B）的光学和红外测光以及低分辨率和中分辨率光谱学的研究证实了它的冷大气层，并估计其质量为25^{+15}_{-10}木星质量。这两个天体之间的距离和它们的质量比表明，一个坍缩云的碎片是G196-3B最有可能的起源，但它也可能起源于一个已经消散的原行星盘。无论形成过程如何，主恒星的年轻年龄（约1亿年）表明，亚恒星伴星可以在短时间内形成。
1998-11-25 astro-ph
Launching jets from the boundary layer of accretion disks in young stellar objects
我们重新审视以前提出的模型在年轻的恒星物体（YSO）的准直外流的热压加速。我们的动机是从最近的X射线观测YSO的新结果。这些结果表明，在有和没有外流的情况下，YSO的X射线发射特性基本上没有区别，这对基于磁发射射流的模型施加了相当严格的限制。在我们的设想中，磁场很弱，只起到使离源很远的流出物变热的作用。我们进行时间尺度的估计和分析计算的气体加速起源于边界层（BL）的吸积盘。通过应用全局能量守恒的考虑，我们发现逃逸系统的质量与观测结果一致。该模型的一个关键要素是，吸积的物质受到强烈冲击，然后在比其从盘中喷出的时间更长的时间尺度上冷却下来。通过使用适当的性能的吸积盘边界层周围的YSO，我们表明，所提出的方案工作的条件是合理的满足。我们还发现，只有当YSO吸积盘中的吸积速率足够大且吸积盘的α参数足够小时，热加速机制才起作用，否则冷却时间太短，不会发生明显的喷射。这一结果似乎与观测结果以及理论考虑是一致的。
2003-05-22 astro-ph
Towards a Holistic View of the Heating and Cooling of the Intracluster Medium
X射线团簇通常分为两类：“冷核”（CC）团簇和“非冷核”（NCC）团簇。然而，相对较少的注意力已经给予了这种二分法的起源，特别是对这两个类的能量和热历史。我们从引力激波加热和辐射冷却建立的结构出发，建立了一个团簇熵分布模型。在大半径，重力加热占所观察到的配置文件和他们的缩放。然而，在小半径和中等半径的情况下，辐射冷却和引力加热不能结合起来解释观察到的任何类型的星系团的轮廓。推断的NCC集群的熵配置文件需要的材料被预热之前，集群崩溃，以解释在这些系统中的低熵（冷）的材料的情况。我们表明，CC集群中也需要类似的修改，以匹配它们的性能在中间半径。在CC簇中，这种修改是不稳定的，并且需要额外的过程来防止冷却到低于几keV的温度。我们表明，这可以通过增加一个自洽的AGN反馈回路，其中最低熵，最迅速冷却的材料被加热，使其上升到与材料在较大的半径混合。由此产生的模型不需要微调，并与各种各样的观测数据非常吻合。这个模型的其他一些影响进行了简要讨论。
2008-02-21 astro-ph
Evolution of Gas in Elliptical Galaxies
本文综述了椭圆星系中热（冷流）气体的起源和结构。X射线观测可以用来确定恒星的质光比、暗物质晕的质量分布和星际磁场。星际气体在大体积上冷却，形成底部重的IMF恒星。为了与薄的基本平面保持一致，年轻的恒星必须是光学发光的。旋转椭圆星系中的圆形X射线等照度线表示分布的辐射冷却或强烈的星际湍流。
2000-10-02 astro-ph
Young compact objects in the Solar vicinity
给出了附近年轻孤立中子星的LogN-LogS分布。在此基础上的分布，它表明，7个ROSAT孤立的中子星（如果他们是年轻的冷却对象）的遗传相关的古尔德带。我们预测，在ROSAT全天巡天中，大约有几十颗未确认的近距离年轻孤立中子星。文中还讨论了这七个奇特的辐射源中含有质量比普通辐射脉冲星小而磁化强度大的中子星的可能性。根据局部初始质量函数，在相对较近的超新星爆炸（几百万年前，围绕太阳1 kpc）之后，可能形成了一些黑洞。因此，我们讨论的可能性，确定近似位置的封闭孤立的黑洞利用数据的逃逸恒星和简单的计算的二进制的演变和破坏。
2002-10-31 astro-ph
EVN observations of water masers towards the high-mass young stellar object in AFGL 5142
我们对AFGL 5142中的22.2 GHz水脉泽进行了多历元EVN观测。在四个观测时期，跨越一年的时间，12个不同的脉泽功能已被检测到，其中7个在一个以上的时代检测。VLBI特征的位置和速度与以前通过VLA观测确定的发射中心的位置和速度吻合得很好。对于一些功能，持续超过三个或四个时代，准确的值自行推导。根据它们的空间分布，可以将观测到的脉泽特征分为两类。一个模型适合的位置和速度的脉泽功能的第一组，检测到在同一地区（在~500质量）的大规模YSO应该位于，表明这些可能出现在表面上的一个近边缘的开普勒磁盘，旋转周围的一个大规模的年轻恒星对象。第II组脉泽特征是在距离YSO很远的地方（> 1 arcsec）发现的，其位置和视向速度与大尺度分子外流的蓝移波瓣（由HCO+和SiO辐射追踪）一致，可能是由年轻星体流出的气体与祖先分子核周围气体之间的相互作用造成的。
2004-03-17 astro-ph
Wide-Field Infrared Imaging Polarimetry of the NGC 6334 Region: A Nest of Infrared Reflection Nebulae
本文报道了在NGC6334大质量恒星形成复合体的$J$、$H$和$Ks$线性偏振观测中探测到的18个红外反射星云（IRNe），其中16个是新发现的。我们的图像覆盖了$\sim$ 180平方角分，这是迄今为止恒星形成区域最宽的近红外偏振数据之一。这些红外氖最有可能与嵌入的年轻OB星在不同的演化阶段，表现出各种各样的大小，形态和偏振特性，可以分为四类。我们认为，不同的星云特征是一个可能的演化序列的年轻大质量恒星周围的星周结构。
2008-04-04 astro-ph
Statistics of X-ray observables for the cooling-core and non-cooling core galaxy clusters
我们提出了一个统计研究的发生和影响的冷却核心的星系团在一个通量有限的样本，HIFLUGCS，基于ROSAT和ASCA的观测。该样品中约49%的团簇具有显著的经典计算的冷却流质量沉积速率。得出的质量沉积速率的上包络线与团簇质量大致成正比，冷却的团簇的比例也随之减小，冷却的团簇比非冷却的团簇具有更小的团簇半径，而一些非冷却的团簇具有更高的$β$值（> 0.8）.在X射线光度与温度和质量的关系中，冷却的核团簇表现出明显更高的归一化。一个系统的相关性分析，也涉及的气体质量和总红外光度的关系，表明这种偏见被证明是主要是由于增强的X射线亮度的冷却核心集群，而其他参数，如温度，质量和气体质量可能受冷却核心的发生影响较小。这些结果可以解释为至少有一些非冷却核心集群与冷却核心集群相比处于动态年轻状态，并且它们可能在稍后的进化阶段变成冷却核心集群。
2007-02-19 astro-ph
Radioquiet isolated neutron stars: old and young, nearby and far away, dim and very dim
简要讨论了以射电宁静天体为中心的孤立中子星的演化路径和观测现象。有许多理由相信，一旦恒星表面冷却下来，这些来源是非常难以捉摸的：它们的高空间速度，长螺旋桨阶段和/或非常低的吸积效率。我们描述了最近的人口合成模型附近的年轻的INS，强调在过去遇到的主要困难，这些模拟再现已知来源的观测特性。正如我们所展示的，一种可能性是，太阳附近的大多数INS都是诞生于古尔德带的年轻（不到几百万年）中子星。为了保持足够的温度并在一段时间内维持X射线发射，它们可能需要低到中等质量，$\approx 1$小于$\sim 1.35 M_\odot$。
2003-11-14 astro-ph
X-ray emission from young brown dwarfs in the Orion Nebula Cluster
利用钱德拉猎户座超深计划（COUP）提供的灵敏的X射线数据，研究了猎户座星云团核心34颗近红外光谱类型介于M6和M9之间的棕矮星的X射线性质。34个物体中有9个被清楚地探测到是X射线源。在许多情况下，明显的低探测率与这些褐矮星的大量灭绝有关;仅考虑具有$A_V \leq 5$等的BD，近一半的物体（16个中的7个）在X射线中被探测到。我们的10天长的X射线光变曲线的这些对象表现出很强的变化，包括许多耀斑。虽然其中一个物体只在一次短暂的耀斑期间被探测到，但对光变曲线的统计分析提供了证据，证明除了耀斑之外，所有其他物体都在连续（“静止”）发射。其中，$\sim$ M9褐矮星COUP 1255 = HC 212是已知最冷的天体之一，可以清楚地探测到静止的X射线发射。这些年轻棕矮星的X射线性质（光谱、部分X射线光度、耀斑速率）与ONC中的低质量恒星相似，因此没有证据表明恒星/亚恒星边界（ONC源位于$\sim$ M6）周围的磁活动发生了变化。由于年轻棕矮星的X射线性质也与M6-M9场星相似，因此在非常冷的天体中，磁活动的关键似乎是有效温度，它决定了大气中的电离程度。
2005-06-02 astro-ph
Cool stars in NGC 2547 and pre main sequence lithium depletion
本文介绍了年轻疏散星团NGC 2547的X射线选角、低质量候选成员的光谱测量结果。使用测光，光谱指数和径向速度的组合，我们完善我们的候选人名单，然后使用我们的光谱学研究低质量的主序前恒星的锂耗尽的进展。我们推导出所有候选成员的锂丰度或上限，这些候选成员的有效温度在5000>Teff> 3200 K的范围内，并将这些与许多模型提供的锂燃烧和耗尽的预测进行比较，并与年轻和年老恒星中的锂耗尽进行比较。我们发现，一些模型可以重现的锂丰度模式的NGC 2547，如果该集群有一个~20- 35 Myr，这也表明了拟合的低质量等时线的赫兹斯普朗-罗素图。但是，NGC 2547和更老的星团之间没有进一步的锂耗尽，这表明它的年龄至少为5000万年，这与在更暗的NGC 2547候选者中观察到的锂缺乏更加一致。我们表明，这些年龄估计的和解可能需要添加到物理纳入当前几代前主序列模型。
2003-05-05 astro-ph
On the Luminosity of Young Jupiters
传统的巨行星热演化模型采用任意的初始条件，更多的是为了计算方便而不是物理精度。由于初始条件最终会被进化中的行星遗忘，这种方法即使不适用于年轻行星，也适用于成熟行星。为了探索木星质量行星在年轻时的演化，我们采用了由核心吸积机制的一个实现所创建的模型行星作为演化计算的初始条件。我们发现年轻的木星行星更小，更冷，亮度比早期模型预测的低几到100倍。此外，年轻的木星比预期的要暗的时间间隔取决于行星的质量。木星质量的行星（1 M_J）在2000万年内与传统模型的光度一致，但10个M_J行星可能需要长达10亿年才能匹配通常引用的光度，考虑到我们的核心吸积机制的实施。如果我们的假设，特别是我们对吸积激波的处理是正确的，那么年轻的木星行星在年轻的时候比现在认为的要暗淡得多。这些结果有重要的后果，无论是检测策略和分配质量的基础上观测到的光度年轻的木星行星。
2006-09-27 astro-ph
HST Observations of Vibrationally-Excited Molecular Hydrogen in Cluster Cooling Flow Nebulae
我们报告了新的HST NICMOS和WFPC 2成像的发射线星云在中央星系的3个星系团的星系声称主机大规模冷却流，NGC 1275，A2597，和PKS 0745。振动激发的分子氢（VEMH）的光谱特征在迄今为止在具有光学发射线星云的星系团冷却流中搜索的每个星系中都被发现。我们已经发现，VEMH气体从A2597和PKS 0745的中心延伸了几个kpc，而NGC 1275中的振动激发分子氢似乎主要局限于其核中，一些延伸的发射距离中心<1 kpc。A2597和PKS 0745 -191中的VEMH似乎与这些系统中的光发射线灯丝几乎是共空间的。加热星云的候选者是ICM的X射线辐射，年轻恒星的紫外荧光和冲击。年轻恒星的紫外线加热为A2597和PKS 0745的H2辐射提供了最令人满意的解释; X射线辐射在能量上是不可能的，强烈的冲击（v>40 km/s）被高的H2/H-alpha比率排除。如果紫外线加热是主要的能量输入，那么A2597和PKS 0745中存在数十亿太阳质量的分子气体。紫外辐照模型预测，A2597和PKS 0745的较高激发H2跃迁和中等远红外光度（~ 1 e44/h^2 erg/s）会产生大量1-2微米的发射。即使在紫外荧光模型的背景下，从这些观测中推断出的氢气和恒星形成的总量也太小，无法解释从X射线推断出的冷却流率和寿命。我们注意到一个有趣的新的约束冷却流模型：无线电源不…
2000-07-05 astro-ph
Blue Stragglers, Young White Dwarfs and UV-excess stars in the core of 47 Tuc
我们使用一组存档的HST/WFPC 2图像来探测附近银河系球状星团（GGC）47 Tuc核心的恒星星族。根据在行星照相机（PC）视场内探测到的约4,000颗恒星的紫外（UV）色星等图（CMD），我们确定了一些有趣的天体：（i）43颗蓝离散星（BSS），包括20颗新候选星;（ii）12颗明亮（年轻）的冷白矮星（WD），位于UV-CMD的极蓝区;（iii）大量的紫外线过量（UVE）恒星，位于BSS和WD序列之间。这里确定的WD候选定义CMD中的干净图案，其定义WD冷却序列。此外，UV-CMD上的位置和WD的数量都与理论预期非常一致。这里发现的UVE恒星代表了在球状星团中观察到的最大的异常蓝色物体群体-如果这样一个大群体的存在得到证实，我们终于找到了该理论预测的长期搜索的相互作用双星群体。最后，我们研究了Chandra最近探测到的二元X射线源的伴星和位于47 Tuc核心的二元毫秒脉冲星（MSP）的光学识别的可行性。不幸的是，MSP伴星的极度昏暗，加上星团中心巨大的恒星拥挤，使得只能根据位置巧合进行统计上可靠的识别成为可能。
2001-07-04 astro-ph
Radio galaxies in cooling core clusters. Restarted activity in the nucleus of 3C317?
我们提出的射电星系3C317的VLBA观测结果，与cD星系UGC 09799在冷却核心星系团A2052的中心。这些观测是在1.7 GHz，4.9 GHz和8.3 GHz的极化模式下进行的，并使我们能够对源的秒差距尺度区域进行成像。我们的分析表明，3C317的核心拥有一个非常年轻的射电源。内10 pc射电结构的辐射年龄估计为$\sim$ 170年。考虑到存在角秒尺度的扩展射电辐射，我们认为3C317是一个重新启动的射电星系。简要讨论了这一结果在星系团中射电等离子体与热气体相互作用中的意义。
2004-04-29 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
Formation of Young Star Clusters
湍流、自引力和冷却将大部分星际介质转变成云状结构，形成恒星。湍流直接将气体压缩成云，当存在多个温度阶段时，它被动地移动预先存在的云。自引力也将气体分隔成云，在螺旋臂和共振环中形成巨大的规则复合物，并有助于湍流产生的无标度运动。致密的星团形成于这些云最强烈的自引力核心，通常是由当地恒星的压缩引发的。星团内部的恒星形成过程还没有被很好地观测到，但是恒星前天体的高形成率和高密度，以及它们的幂律质量函数表明，湍流、自引力和能量耗散也参与其中。
2004-05-28 astro-ph
SGRs and AXPs - Magnetars or Young Quark Stars ?
最近对软伽马射线中继器（SGR）和异常X射线中继器（AXP）的自旋下降率的测量被解释为这些物体是“磁星”的证据：中子星通过磁偶极辐射自旋下降，但其磁场比普通中子星大两个数量级。我们讨论的证据不利于这种解释。我们认为，相反，观察支持的假设，SGR和AXP是中子星，已经遭受了过渡到一个更密集的形式的核物质，成为，大概，奇怪的恒星或夸克星。它们在冷却和收缩时释放的引力能可以为它们的静态X射线发射和产生“软”伽马射线暴的星震提供动力。
2000-02-13 astro-ph
The substellar population of the young cluster lambda Orionis
通过收集光学和红外测光和低分辨率光谱学，我们已经确定了大量的低质量恒星和褐矮星候选人属于年轻的集群（~5百万年）与联星λ猎户座。发现的最低质量天体是M8.5，估计质量为0.02 Msun（未经光谱确认的天体约为0.01 Msun）。对于那些具有光谱学的天体，测量到的Halpha发射线的强度遵循与具有相同年龄范围的其他星团类似的分布，对于较冷的光谱类型具有较大的等效宽度。其中三颗棕矮星的H α辐射当量宽度为100，暗示它们可能有吸积盘，因此是经典金牛座T星的亚恒星当量。我们导出了星系团的初始质量函数。对于亚恒星区域，质量谱的指数为α =0.60$+-0.06，与其他年轻的星协非常相似。
2004-04-03 astro-ph
Turning cool star X-ray spectra upside down
H1504+65是一颗年轻的白矮星，有效温度为200，000 K，是有详细大气模型分析过的最热的后AGB恒星。钱德拉LETG+HRC-S光谱揭示了迄今为止从恒星光球记录到的最丰富的X射线吸收线光谱。在这个极热的光球层中的谱线形成区域产生了许多吸收跃迁，这些跃迁在冷的恒星日冕中的发射中也被观察到。我们对H1504+65与南河三、α-Cen A和B的Chandra光谱进行了详细的比较。热白矮星的最新非LTE模型光谱使我们能够从高度电离的O、Ne和Mg中识别出大量的吸收线。反过来，这些特征使我们能够确定日冕线，其起源是迄今为止未知的。
2004-10-28 astro-ph
Young core collapse supernova remnants and their supernovae
大质量超新星可以根据其质量损失量和恒星半径分为四类：大部分H包层完整的红超巨星（SN IIP），有一些H但大部分丢失的恒星（IIL，IIb），所有H丢失的恒星（Ib，Ic）和有大质量H包层的蓝超巨星（类SN 1987 A）。超新星爆发后的各个方面预计会以不同的方式发展，这取决于超新星的类别：超新星中的混合，中央致密物体的回落，任何脉冲星风星云的膨胀，与星周物质的相互作用，以及激波爆发辐射的光电离。观测到的年轻超新星遗迹的性质使它们中的许多可以被归入超新星类别之一;除了SN 1987 A类型之外，所有类别都有代表。在具有中央脉冲星的遗迹中，脉冲星的性质似乎与超新星类别无关。没有证据表明超新星类别形成了一个质量序列，就像在一颗恒星的演化场景中所预期的那样。年轻的脉冲星风星云膨胀成超新星喷出物的模型表明，脉冲星的初始周期为10-100毫秒，粒子能量和磁能近似均分。获得了脉冲星星云的年龄，包括3C 58的年龄为2400 pm 500 yr，这与SN 1181的起源不一致。没有证据表明质量回落在中子星的性质中起作用。
2004-10-11 astro-ph
The Different Evolution of Gas and Dust in Disks around Sun-like and Cool Stars
我们提出了第一个全面的，比较斯皮策/IRS研究的尘埃和气体周围的年轻的太阳恒星（K1-M5）和冷星/褐矮星（M5-M9）的磁盘属性。这两个大样本的比较超过60个来源揭示了尘埃和气体成分的演变的重大差异。我们报告的有机分子的第一次检测到磁盘周围的棕矮星。HCN和C2 H2的检测率统计和线通量比显示出两个样品之间的显着差异，表明在冷星的盘表面的HCN相对于C2 H2的显着丰度不足。我们认为这是由于这两种光源周围的紫外线辐射差异很大。10微米硅酸盐发射特征的统计比较也揭示了两个样品之间的显著差异。冷恒星和棕矮星的特征较弱，是由于盘状大气中的硅酸盐颗粒经过更多的加工而产生的。这些发现补充了先前关于冷恒星周围更平坦的盘结构和更长的盘寿命的迹象。
2009-01-05 astro-ph
Nucleon Superfluidity vs Observations of Cooling Neutron Stars
假设恒星核由中子、质子和电子组成，利用中子和质子的超流临界温度$T_{cn}(ρ)$和$T_{cp}(ρ)$的真实密度分布，对中子星的冷却进行了模拟。选取合适的$T_{cp}(ρ)$剖面，使其具有最大的$\sim 5 \times 10^9$ K，可以获得随恒星质量增加从缓慢冷却到快速冷却的平滑过渡。采用相同的剖面，人们可以通过冷却核中没有中子超流性或具有弱超流性$T_{cn} < 10^8$ K的不同质量的核来解释孤立的中年核的热发射的大多数观测结果。所需的质量范围从（年轻和热）RX J 0822 -43和（老和热）PSR 1055-52和RX J1856-3754的$\sim 1.2 M_\odot$到（较冷）Geminga和Vela星的$\approx 1.45 M_\odot$。观测约束的$T_{cn}(ρ)$和$T_{cp}(ρ)$配置文件相对于直接Urca过程的阈值密度和最大中心密度的NS。
2001-05-23 astro-ph
Thermal Evolution and Light Curves of Young Bare Strange Stars
通过数值求解星内正常和超导奇异夸克物质的能量守恒和热输运方程，研究了年轻裸奇异星的冷却。我们表明，从奇怪的恒星表面的热光度，由于光子发射和e+e-对生产，可能是数量级高于爱丁顿极限，约一天的正常夸克物质，但可能长达一百年的超导夸克物质，而最大的光子谱是在硬X射线的平均能量为~ 100 keV或更高。这与年轻中子星的光子发射在质量和数量上都不同，并为裸奇异星提供了明确的观测特征。结果表明，当超导奇异夸克物质的能隙在~ 0.5 MeV到几MeV范围内时，可以由光变曲线估算出超导奇异夸克物质的能隙。
2002-08-27 astro-ph hep-ph nucl-th
