Silicate Emission Profiles from Low-Mass Protostellar Disks in the Orion Nebula: Evidence for Growth and Thermal Processing of Grains
本文利用美国西太平洋天文台的长波光谱仪（LWS）测量了猎户座星云中8个低质量原恒星天体的8- 13微米低分辨率光谱（R~100）。M.凯克天文台。在我们的样本中，除了一个源外，所有的源都显示出强烈的星周硅酸盐发射，其轮廓与在一些金牛座T和赫比格Ae/Be星中看到的轮廓在质量上相似。在所有情况下的硅酸盐配置文件是显着平坦的典型的星际尘埃的配置文件相比，这表明占主导地位的发射颗粒显着大于那些发现在星际介质。11.3到9.8微米的通量比-通常用作晶粒生长的指标-对于我们所有的目标来说都在0.8到1.0的范围内，这表明每个物体伴随的拱星盘的表面层中的典型晶粒尺寸大约为几微米。此外，硅酸盐剖面显示了一些晶体特征的证据，就像在其他年轻的恒星物体中看到的那样。我们的分析结果表明，在猎户座的光蒸发原恒星盘的颗粒已经经历了显着的增长，也许一些退火，这表明这些对象的颗粒演化是没有质的不同，从其他年轻的恒星对象。
2006-05-05 astro-ph
Silicate absorption in heavily obscured galaxy nuclei
在Gemini-S上使用T-ReCS在8-13微米处提供了3个具有大量硅酸盐吸收特征的星系NGC 3094，NGC 7172和NGC 5506的光谱。在具有最深吸收带的星系中，朝向核的硅酸盐分布由来自红超巨星仙王座μ的星周发射的发射率函数很好地表示，该发射率函数也代表了银河系中弥漫的星际介质中的中红外吸收。NGC 3094在11.2微米附近有光谱结构，这可能是由于结晶硅酸盐的成分。在NGC 5506中，硅酸盐吸收的深度从北向南穿过星系核增加，暗示了10秒差距尺度的尘埃结构。我们讨论了硅酸盐吸收带对星系核的轮廓和9.7微米硅酸盐和3.4微米碳氢化合物吸收带之间的关系。
2006-10-19 astro-ph
A Survey of 10-Micron Silicate Emission from Dust around Young Sun-Like Stars
利用Keck 1望远镜和长波光谱仪（LWS）获得了8颗邻近年轻主序星的低分辨率（R = 100）中红外（8-13 μ m波长）光谱，以寻找星周尘埃中10 μ m硅氧伸缩辐射。没有恒星表现出明显的辐射：然后通过基于海尔-波普彗星光谱的模板的最小二乘拟合来分析光谱。使用这种技术，我们能够将硅酸盐排放水平限制在比以前从太空中可能的排放水平低十倍的阈值。我们发现了一颗恒星，HD 17925，其光谱与其校准器的光谱在统计上不同，并且与波长为10微米的7%的光球的硅酸盐发射峰一致。这颗恒星在60微米处的过量辐射已经被报道过了。
2003-07-22 astro-ph
Crystalline silicate dust around evolved stars I. The sample stars
这是一系列的三篇论文中的第一篇，我们提出了在17个富氧的拱星尘埃壳周围的演化恒星样本中观察到的固态发射带的第一个全面清单。这些数据是用红外空间天文台（ISO）上的短波长和长波长光谱仪拍摄的，覆盖2.4至195微米的波长范围。光谱显示存在宽的10和18微米谱带，其可归因于无定形硅酸盐。此外，发现至少49个窄带，其位置和宽度表明它们可以归因于结晶硅酸盐。几乎所有这些波段在ISO之前都是未知的。我们已经测量了峰的位置，宽度和强度的个人，连续扣除带。基于这些测量，我们能够以降低结晶硅酸盐能带强度的顺序排列光谱。我们发现，发射带的强度与拱壳的几何形状相关，从直接成像或推断的光谱能量分布的形状。这自然地将样品分为显示盘状几何形状的物体（强结晶硅酸盐带）和其尘埃壳具有流出特征的物体（弱结晶硅酸盐带）。所有33.6微米镁橄榄石带在连续谱上强于20%的恒星都是盘源。我们定义光谱区域（称为复合物），其中发射带的浓度是明显的，在10，18，23，28，33，40和60微米。我们得出这些复合物的平均形状，并将其与节目明星的单个乐队形状进行比较。
2002-01-18 astro-ph
Circumstellar features in hot DA white dwarfs
本文对23颗热DA白矮星的高光谱分辨率真空紫外光谱进行了高电离、非光球层吸收的唯象研究。在本研究之前，已知四个调查对象（Feige 24，REJ 0457-281，G191-B2B和REJ 1614-085）具有这些特征。我们发现了四个新的天体，它们在一条或多条主共振线上有多个分量：REJ 1738+665，Ton 021，REJ 0558-373和WD 2218+706。第五个天体REJ 2156-546也显示了多个成分的证据，但需要进一步的观测来确认检测。我们讨论了这些功能，包括电离的本地星际环境，存在的物质内的引力井的白矮星，在恒星风的质量损失，和存在的物质在一个古老的行星状星云周围的恒星可能的起源。我们建议电离的本地星际介质的起源，这些功能在G191-B2 B和REJ 1738+665，并证明需要更高分辨率的光谱样品，检测多个ISM速度分量，并确定拱星功能，可能接近光球速度。
2003-01-13 astro-ph
Silicate Emission in T Tauri Stars: Evidence for Disk Atmospheres?
我们提出了低分辨率的中红外光谱的9个经典的金牛座T星与变色龙I暗云。这些数据是用红外空间观测台上的PHOT-S仪器在2.5-4.9和5.9-11.7微米两个波长范围内获得的。所有九颗恒星都显示出10微米的硅酸盐发射的证据，这是光谱中唯一突出的特征。我们讨论了一个模型的起源，这些功能在一个热的光学薄的表面层的拱星盘周围的中央年轻的恒星（即磁盘大气）。我们报告了我们的观测结果与基于这个简单模型对我们样本中大多数恒星的预测非常一致，假设半径< 1微米的无定形硅酸盐混合物是不透明度的主要来源。这些观测结果支持了扩展的盘状大气对年轻恒星的中红外通量有很大贡献的观点。
1999-12-06 astro-ph
The Dust cloud around the White Dwarf G 29-38. 2. Spectrum from 5-40 microns and mid-infrared variability
我们使用1-35微米的红外光谱并结合基于彗星和碎片盘光谱研究的各种材料，对白矮星G29-39周围尘埃的矿物学和分布进行了建模。根据对中红外辐射的贡献，G29-38最丰富的矿物是无定形碳、无定形和结晶硅酸盐、水冰和金属硫化物。非晶碳可以等效地被其他具有无特征红外光谱的材料（如金属铁）替代。最适合的结晶硅酸盐是富铁辉石。为了吸收足够的星光来为观测到的辐射提供动力，圆盘必须比恒星半径薄得多（这样它就可以从上面和下面加热），或者它必须有一个大于2度的张开角。质量为2x10^19 g的“中等光学厚度”环面模型与光谱非常吻合。一个物理上薄（小于白矮星半径）且光学上厚的圆盘只能对近红外连续谱做出贡献;这样的圆盘无法解释较长波长的连续谱或强的硅酸盐特征。硅酸盐成分中含有从彗星光谱和陨石中发现的矿物，但富铁辉石比顽火辉石（富镁辉石）或镁橄榄石（富镁橄榄石）在G29-38中更丰富，与大多数彗星或陨石矿物中发现的相反。顽火辉石陨石可能是与G29-38尘埃最相似的太阳系物质。最后，我们建议“热木星”的幸存核心作为碎片的替代（既不是彗星也不是小行星）来源，尽管需要进一步的理论工作来确定这一假设是否可行。
2008-10-18 astro-ph
Water Ice, Silicate and PAH Emission Features in the ISO Spectrum of the Carbon-rich Planetary Nebula CPD-56 8032
本文介绍了晚期WC型行星状星云核心CPD-56 8032及其富碳星云的ISO SWS和LWS光谱。非常广泛的覆盖范围（2.4-197微米）使我们能够识别来自富氧和富碳的星周物质的清晰和同时存在的发射特征。去除平滑的连续谱突出了3-14微米区域的多环芳烃（以下简称PAH）的明亮发射谱带特征，18微米的结晶硅酸盐谱带，以及43和62微米的结晶水冰谱带。我们讨论了可能的演化状态和历史，这个不寻常的对象（a）最近的过渡，从O-丰富的C-丰富的流出后，氦壳闪光;或（b）富碳星云流出遇到O-丰富的彗星云。
1999-01-11 astro-ph
Hubble and Spitzer Observations of an Edge-on Circumstellar Disk around a Brown Dwarf
我们目前的观测是一个拱盘倾斜接近边缘的年轻的褐矮星周围的金牛座恒星形成区。使用在美国宇航局红外望远镜设施的SpeX获得的数据，我们发现，棕矮星2 MASS J 04381486 +2611399的0.8-2.5微米光谱的斜率不能复制与光球红正常消光。相反，斜率与散射光一致，表明星周物质正在掩盖棕矮星。通过将SpeX数据与斯皮策太空望远镜的中红外测光和光谱学以及Scholz及其同事先前发表的毫米数据相结合，我们构建了2 MASS J 04381486 +2611399的光谱能量分布，并将其建模为被辐照的吸积盘包围的年轻棕矮星。在10 μ m处的硅酸盐吸收和在11 μ m处的硅酸盐发射两者的存在将盘的倾斜限制为~70度，该盘的高倾斜度的额外证据由我们在高倾斜度中检测到2 MASS J 04381486 +2611399周围的不对称双极扩展发射提供。这是哈勃太空望远镜拍摄的高分辨率光学图像。根据我们对这个系统的SED和图像的建模，盘包含一个大的内孔，这表明过渡盘（R_in~58 R_star~0.275 AU），并且比胚胎排出模型的预期略大（R_out=20-40 AU vs. R_out<10-20 AU）。
2007-06-02 astro-ph
The absence of crystalline silicates in the diffuse interstellar medium
我们已经研究了尘埃沿视线对银河系中心使用短波长光谱仪（SWS）的数据与红外空间天文台（ISO）获得。我们集中在8-13微米的波长区域，其由强硅酸盐吸收特征主导。利用银河系中心源（GCS）3和4，这是富碳沃尔夫-拉叶星，作为参考对象，我们能够解开星际硅酸盐吸收和硅酸盐发射源固有的吸收轮廓，朝向Sgr A*，并得出一个非常准确的配置文件的内在9.7微米带。星际吸收带是平滑和无特征的，并使用15.1%的无定形辉石和84.9%的无定形橄榄石的质量，所有在球形亚微米尺寸的颗粒的混合物，以及再现。由于星际结晶硅酸盐的存在，没有直接的证据表明存在亚结构。我们能够确定扩散星际介质（ISM）中硅酸盐结晶度的上限，并得出结论，星际硅酸盐的结晶分数为0.2%（+/- 0.2%）质量。这比在演化恒星的星周环境中观察到的硅酸盐结晶度低得多，而硅酸盐是ISM尘埃的主要贡献者。对这种差异有两种可能的解释。首先，非晶化过程发生在ISM中的时间尺度明显短于破坏时间尺度，可能是由重离子的粒子轰击引起的。第二，我们考虑的可能性，在恒星喷出物中的结晶硅酸盐被稀释的无定形硅酸盐的额外来源，特别是超新星。
2004-03-26 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
A Dusty Disk Around WD1150-153: Explaining the Metals in White Dwarfs by Accretion from the Interstellar Medium versus Debris Disks
我们报道了富金属DAV白矮星WD 1150 -153的K波段过量辐射的发现。我们的近红外光谱观测表明，多余的辐射不能用（亚）恒星伴星来解释，很可能是由类似于其他DAZ白矮星的碎片盘造成的。我们发现，DAZ白矮星的碎片盘可检测的分数是至少14%。我们还重新讨论了用星际介质（ISM）吸积来解释白矮星光球中金属的问题。我们使用观测到的星际柱密度接近恒星的角度接近和类似的距离DAZ白矮星，以限制从ISM吸积的贡献。我们发现，在DAZ中观察到的金属所需的吸积密度与在其星际环境中观察到的密度之间没有相关性，这表明ISM吸积本身不能解释附近DAZ白矮星中金属的存在。虽然ISM吸积肯定会有所贡献，但我们的分析表明，它不是大多数DAZ白矮星的主要金属来源。相反，DAZ周围越来越多的星周碎片盘表明，星周物质可能在污染白矮星大气层方面发挥更主要的作用。
2007-01-18 astro-ph
Evidence for a companion to BM Gem, a silicate carbon star
用斯巴鲁望远镜的高色散摄谱仪（HDS）观测到一颗与富氧壳层（“硅酸盐碳星”）有关的碳星BM Gem的紫光谱，揭示了从H_γ到H_（23）的天鹅座P型轮廓的巴耳末和帕邢连续谱以及巴耳末系谱线。巴耳末谱线吸收的蓝移表明存在外流，其视速度至少为400 km/s，这是迄今为止在碳星中观测到的最高外流速度。我们认为，所观察到的不寻常的功能BM宝石是一个同伴的存在，这应该形成一个吸积盘，从而产生电离气体区域和高速，可变流出的有力证据。电离气体的估计光度约为0.2（0.03-0.6）L太阳，可以通过对矮伴星的质量吸积速率约为10^-8 M太阳年^-1来维持，而对白矮星伴星的质量吸积速率约为10^-10 M太阳年^-1就足够了。这些吸积率对于某些基于Bond-Hoyle型吸积过程的分离双星是可行的。我们的结论是，碳星BM宝石是在一个分离的双星系统与一个伴星的低质量和低光度。然而，我们无法确定这颗伴星是矮星还是白矮星。对于矮星和白矮星，双星分离的上限分别为210 AU和930 AU。我们还注意到，BM Gem的观测特征与Mira（omi Cet）相似，这可能表明它们的双星配置和拱星结构实际上是相似的。
2008-04-25 astro-ph
8--13 um spectroscopy of YSOs: Evolution of the silicate feature
为了研究尘埃过程与星盘性质之间的可能联系，我们用美国国家天文台的长波光谱仪获得了34颗星周环境不同、光谱类型为A ~ M的年轻恒星的8--13 μ m光谱。M.凯克天文台。广泛的9.7微米无定形硅酸盐的功能，占主导地位的波长制度的演变，从吸收年轻的，嵌入式源，在光学显示的恒星发射，并完全没有在旧的碎片磁盘系统的低和中等质量的恒星。峰值波长和FWHM的中心约为9.7和~2.3 μ m，对应于无定形橄榄石，对于嵌入式源和盘，FWHM具有较大的扩展。在我们之前被确定为I类低质量YSO的一些物体中，观察到的硅酸盐特征很复杂，吸收接近9.5微米，发射峰值约为10微米。虽然大多数的发射光谱显示广泛的经典功能归因于无定形硅酸盐，形状/强度的变化可能与粉尘处理，包括晶粒生长和/或硅酸盐结晶。我们通过各种光谱形状诊断定量研究了8- 13 μ m光谱演化趋势的证据。基于缺乏这些诊断和宽波段红外发光特性的硅酸盐发射源之间的相关性，我们得出结论，虽然尘埃处理的光谱特征存在，他们不能清楚地连接到磁盘进化阶段（光学厚磁盘）或光学深度（光学薄磁盘）。然而，硅酸盐吸收特征（除了特征的中心波长之外）的诊断与光学深度紧密相关。
2004-12-01 astro-ph
The composition of circumstellar gas and dust in 51 Oph
我们分析了附近明亮的发射线恒星51 Oph的ISO档案数据，该恒星以前被归类为类似于beta Pic的原行星系统。红外光谱表明存在热（约850 K）CO、CO_2、H_2O和NO的气相发射带，此外还存在部分结晶的硅酸盐尘埃。固态谱带和能量分布表明尘埃是最近形成的，而不是碎片尘埃。热分子气体的存在和星周尘埃的成分对于年轻恒星来说是非常不寻常的，并且让人想起在演化（AGB）恒星周围发现的东西，尽管我们排除了51 Oph属于这一组的可能性。我们对51 Oph的性质提出了几种解释，包括最近Be恒星的质量损失事件，以及最近年轻恒星周围行星大小的天体的破坏。
2001-02-15 astro-ph
Metal-rich debris discs around white dwarfs
我们已经发现了两个中等温度（~18000- 22000 K）的白矮星，SDSSJ 1228 +1040和SDSSJ 1043 +0855，它们在CaII 8600 A三重态中具有双峰发射线。这些谱线轮廓是外半径为~ 1 Rsun的气体盘围绕两颗白矮星运行的明确特征。这两颗恒星都是从星周物质中吸积而来，导致光球层中镁的丰度很大。圆盘中没有氢的释放，而白矮星光球中也没有氦的吸收，这表明星周物质中的挥发性元素已经耗尽，这些气体环最有可能的来源是潮汐破裂的岩石小行星。SDSSJ 1228 +1040相对较高的质量意味着行星系统不仅可以在4- 5百万太阳系恒星周围形成，而且可能在主序星后演化中幸存下来。
2007-10-15 astro-ph
Type Ia supernovae in dense circumstellar gas
本文提出了一个简单的Ia型超新星爆炸的辐射热光变曲线模型，用来描述超新星2002ic和1997cy的光变曲线。模拟表明，在半径$\sim7\times10^{15}$ cm处，两颗超新星周围的CS包层密度相似。SN 1997 cy周围的CS包层质量接近于$5 M_{\odot}$，而其特征喷发时间不超过600年。我们分析了两种可能导致致密CS包层内Ia型超新星爆发的演化情景：共生双星中CO白矮星的吸积和初始质量约为$8 M_{\odot}$的单星演化。如果在SN 2002 ic和SN 1997 cy的情况下，关于致密CS包层中Ia型超新星爆炸的猜想是正确的，那么红超巨星包层的迅速消失和随后的CO白矮星爆炸是通过某种机制同步的。这一机制可能与白矮星在接近克拉塞卡极限时的收缩有关。我们表明，形成（超级）的一个红超巨星的CO白矮星和CO的核心合并，随之而来的爆炸是不可能的，因为它不提供所需的快速质量损失和爆炸的同步。
2003-08-18 astro-ph
Silicates in D-type symbiotic stars: an ISO overview
我们研究了一个D-型共生星的红外光谱特征。通过对未利用的ISO-SWS资料的分析，推导出尘埃带的基本观测参数，并与其它天文观测资料进行比较，试图突出环境对颗粒化学和颗粒质量的影响。我们发现强无定形硅酸盐发射带在10微米和18微米的样品中的大部分。对10微米波段的分析以及与几个天文来源的直接比较表明，共生星中的硅酸盐尘埃显示出介于典型的星周环境和星际介质之间的特征。这表明与物体的特定共生行为有关的谷物的再加工越来越多。通过对红外谱线的模拟，我们还研究了激波星云中尘埃颗粒的情况。这两个不寻常的耗尽值和高溅射效率可以解释的SiO分子，这是一个非常可靠的冲击示踪剂的形成。我们的结论是，由于共生活动的灰尘化学干扰的签名应寻找在外部，circumbinary，扩大壳的环境条件，粮食加工可能实现。因此，共生星是新的中红外和毫米观测的有吸引力的目标。
2007-03-25 astro-ph
The New Class of Dusty DAZ White Dwarfs
我们用斯皮策太空望远镜和IRAC成像仪对124颗白矮星进行了中红外巡天，发现了与白矮星WD 2115-560有关的红外过量，这自然可以用星周尘埃来解释。这个天体是第四个观测到有星周尘埃的白矮星。这四颗都是DAZ白矮星，也就是说，它们都有光球的巴耳末线和光球的金属线。我们将这四个对象作为一个类来讨论，我们将其命名为“DAZd”，其中“d”代表“灰尘”。使用类似于土星环的光学厚度，几何厚度薄的圆盘模型，我们发现内部圆盘边缘>~0.1到0.2 Ro，外部圆盘边缘为~0.3到0.6 Ro。这个模型很好地解释了探测到的WD盘的吸积率和寿命，以及从光球金属丰度推断的吸积率。
2007-03-18 astro-ph
Detection of circumstellar material in a normal Type Ia Supernova
Ia型超新星被认为是达到临界质量极限的吸积白矮星的热核爆炸。尽管它们作为宇宙学距离指标的重要性，它们的祖先的性质仍然存在争议。在这里，我们报告的检测拱星物质在一个正常的Ia型超新星。膨胀速度，密度和拱星包层的尺寸表明，这种物质是从祖系统喷射出来的。相对较低的膨胀速度似乎有利于一个祖先系统，其中一个白矮星吸积来自一个伴星的材料，这是在红巨星阶段在爆炸时。
2007-07-18 astro-ph
C2D Spitzer-IRS spectra of disks around T Tauri stars: I. Silicate emission and grain growth
作为c2 d IRS巡天的一部分，利用斯皮策空间望远镜获得了40颗太阳质量的金牛T星和7颗中等质量的Herbig Ae星的5 - 35 μ m红外光谱。这项工作补充了以前的光谱研究的硅酸盐红外线发射磁盘，这是集中在中等质量的恒星，与太阳质量的恒星的观测主要限于10微米的区域。所观察到的10和20微米硅酸盐特征强度/形状与晶粒尺寸的源到源变化一致。大部分特征是弱的和平坦的，与μ m尺寸的晶粒一致，表明快速晶粒生长（半径从0.1- 1.0 μ m）。此外，大约有一半的金牛座T恒星光谱在28和33微米附近显示出结晶硅酸盐特征，这表明与星际颗粒相比，这是一个重要的加工过程。一些源显示出大的10-20 μ m比率，并且需要在20 μ m处发射比在10 μ m处发射更大的颗粒。这种尺寸差异可能是由于尘埃沉降发生时，尘埃盘中两个硅酸盐发射带探测到的尘埃盘深度的差异。10 μ m特征强度与形状趋势与年龄或Halpha等效宽度无关，表明发生了一定量的湍流混合和小颗粒再生。强度与形状的趋势与光谱类型有关，然而，M星显示出比A/B星更平坦的10 μ m特征（更大的晶粒尺寸）。光谱类型和粒度之间的联系被解释为硅酸盐发射半径的变化作为恒星光度的函数，但也可以表示其他光谱类型的相关因素（例如，X射线，紫外线辐射，恒星/盘风等）。
2005-11-02 astro-ph
Mid-infrared spectra of late-type stars: Long-term evolution
最近的地面中红外光谱的29晚型恒星，大多数与大量的尘埃壳，地面光谱的这些恒星从20世纪60年代和70年代和IRAS-LRS光谱在1983年获得的比较。大约一半的恒星的光谱没有显示出可检测的变化，这意味着它们的星周物质分布和相关的尘埃颗粒特性在这段时间内变化不大。然而，许多具有强烈硅酸盐特征的恒星显示出明显的变化。在几乎所有的情况下，硅酸盐峰相对于下面的连续体增强，尽管有一种情况（VY~CMa），其中硅酸盐特征几乎完全消失。这表明，一般来说，富氧恒星会经历长时间的硅酸盐特征逐渐增强，并被相对罕见的特征减弱时期打断。我们讨论了产生变化的各种机制，有利于内在尘埃性质的缓慢演变（即，化学成分或颗粒结构）。虽然大多数红外天文卫星的光谱与地面光谱吻合得很好，但在一些情况下，它们远远超出了预期的不确定性范围。在几乎所有这些情况下，红色和蓝色LRS光谱的斜率在其重叠区域不匹配。
1999-04-02 astro-ph
The compact circumstellar material around OH 231.8+4.2
我们用甚大望远镜上的中红外干涉仪和红外照相机及自适应光学系统NACO观测了双极后AGB候选者OH 231.8+4.2。在3.8微米图像中，在OH 231.8+4.2的中心处发现未分辨的核心（FWHM <200质量）。这个紧凑的源与干涉仪解决。我们使用了两个8米的望远镜，有四个不同的基线，覆盖投影基线长度从62到47米，投影位置角度从112到131度，几乎垂直于双极流出。清晰地检测到8至9微米和12至13.5微米的条纹，而强硅酸盐自吸收仅允许边缘检测9至12微米之间的维生素。来自四条基线的条纹一致地显示了一个内部半径为30-40质量的紧凑的拱星物体的存在，这相当于1.3 kpc时的40-50 AU。这清楚地表明，中红外致密源不是中心恒星（3天文单位），而是拱星物质。测量的星周物质的大小与流体动力学模型计算的盘的大小一致，这意味着星周物质可能具有盘状结构。
2006-06-23 astro-ph
TIMMI2 and VLT-ISAAC Spectroscopy of Circumstellar Dust Disks - A Spatially Resolved 3.3 micron PAH Feature Around HD 100546
我们目前的光谱数据与La Silla 3.6m TIMMI 2和VLT-ISAAC仪器获得的初步结果。2003年3月，我们获得了36颗恒星的23个TIMMI 2 N带和18个Q带光谱，以研究星周盘中颗粒性质的演化。我们的样本包括赫比格星、金牛座T星和类织女星，其中一些最近被确定为附近（<100 pc）恒星协会的成员。硅酸盐和多环芳烃（PAH）的排放功能进行检测和TIMMI 2的空间分辨率允许的排放的空间范围上的上限。我们还获得了ISAAC的L-波段光谱的4个充分研究的磁盘。对于Herbig Be星HD 100546，我们在3.3微米处检测到空间扩展的PAH发射，这对应于这条线上半径为11 +/- 3 AU的源。
2004-03-31 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
Modeling the Infrared Emission from the HD 141569A Disk
我们模拟的红外线（IR）发射的双环盘的HD 141569 A，使用多孔尘埃模型，以前成功地再现光谱能量分布（SED）的磁盘周围$β$风景如画和HR 4796 A。尘埃由未经改变或经过高度加工的星际物质和体积分数约为90%的真空组成。与人口的多环芳烃（PAH）分子，其中大部分是带电的，多孔尘埃模型凝固，但在其他方面不变的原恒星星际颗粒提供了一个很好的适合整个SED从中红外到毫米波长，包括PAH中红外发射功能。根据由高度加工的颗粒（主要是结晶硅酸盐粉尘）组成的多孔粉尘模型预测的21微米结晶硅酸盐特征的未检测对结晶硅酸盐的质量分数施加了~10%的上限。光谱和宽带光度预测SIRTF观测，这将提供进一步的测试的多孔尘埃模型的适用性，以拱星盘。
2003-11-04 astro-ph
Cool Customers in the Stellar Graveyard IV: Spitzer Search for Mid-IR excesses Around Five DAs
具有金属线的氢大气白矮星，所谓的DAZ，需要外部吸积物质来解释其光球中弱金属线吸收的存在。这种物质的来源目前还不清楚，但可能来自于星际介质、看不见的伴星，或者来自小行星带或柯伊伯带类似物的遗迹星子。对这些白矮星精确的中红外测光提供了额外的信息，以解决这种吸积之谜，并寻找行星系统在主序演化后幸存下来的证据。我们提供了{ \em Spitzer} IRAC测光，对于四个DAZ和一个具有紫外星周吸收线的DA，其精确度为$\sim$ 3%。我们寻找由于看不见的同伴或拱星尘埃盘的过度。我们使用{ \em哈勃太空望远镜}对这些白矮星进行NICMOS成像，以测量目标的背景污染水平，并排除WD 1620-391的常见自行同伴。我们所有的目标都没有表现出多余的，由于同伴$>$ 20 M $_{J}$，排除了所有，但非常低的质量同伴，这些白矮星在所有的分离。没有多余的，由于拱星盘观察，我们把什么类型的磁盘可能仍然存在的限制。
2007-06-27 astro-ph
Temporal Variations of Mid-IR Spectra in Late-Type Stars
本文介绍了30颗晚型星的多历元中红外（8-13微米）分光光度观测结果。这些观测是在四年期间（1994-1997年）收集的，允许对作为脉动周期（通常为1-2年）函数的中红外光谱形状进行调查。具有少量过量红外发射的恒星和具有富碳尘埃的恒星的光谱显示出最小的光谱变化，而具有尘埃和富氧包层证据的恒星最有可能在其光谱轮廓中显示出可辨别的变化。最重要的是，大部分具有强9.7微米发射特征的变星显示出清晰的光谱轮廓变化，从一个周期重复到下一个周期。硅酸盐特征在最大光附近的显著锐化不能完全用脉动周期中星周尘埃壳的加热和冷却来解释，这表明尘埃本身的光学性质也必须变化。此外，少数恒星在硅酸盐峰值附近出现狭窄的发射特征，可能需要在最大光附近产生特别“纯”的硅酸盐尘埃。观察到的硅酸盐特征的一般变窄可能反映了预先存在的脏颗粒的演变，当颗粒温度在最大光之前上升时，脏颗粒的表面杂质已经蒸发掉。一个改进的尘埃形成理论，可以解释所观察到的变化，在一个单一的，脉动的恒星周围的颗粒特性可能会导致一个明确的解释之间观察到的富氧，晚型恒星硅酸盐发射曲线的多样性。
1998-03-03 astro-ph
Infrared Photometric Analysis of White Dwarfs from The Two Micron All Sky Survey and the Spitzer Space Telescope
本文综述了从2微米全天巡天（2MASS）和斯皮策空间望远镜获得的白矮星的近红外和中红外测光结果。这两个数据集最近已被用来寻找白矮星与红外过剩，由于存在未解决的同伴或拱星盘，也推导出冷白矮星的大气参数。我们首先尝试评估的可靠性的2MASS测光比较它与一个独立的一组公布的JHK CIT的160个冷白矮星的星等，也通过比较的数据与详细的模型大气计算的预测。然后讨论了利用2MASS来识别未解决的M矮伴星或拱星盘的可能性。我们还重新分析了46个二元候选人从Wachter等人。使用合成通量方法，并确认大部分对象的近红外过剩。我们进行了类似的分析，拟合斯皮策4.5和8微米的光度观测的白矮星与我们的网格模型大气，并证明了斯皮策数据和理论计算的可靠性高达8微米。最后，我们在一个由57颗大质量简并星组成的2MASS样本中寻找了两颗白矮星合并产生的大质量盘，并发现大质量盘在这类恒星中并不常见。
2006-11-29 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
SDSSJ104341.53+085558.2: A second white dwarf with a gaseous debris disc
白矮星SDSSJ 104341.53 +085558.2的中分辨率光谱包含CaII 8498、8542、8662的双峰发射线，并确定该物体是第二个被富含金属的气体盘包围的单个白矮星，类似于最近发现的SDSSJ 1228 +1040。根据观测到的MgII 4481吸收线，光球镁的丰度是太阳值的0.3倍，这意味着白矮星是从星周物质中吸积而来的。巴耳末发射线和光球层HeI 4471吸收的缺失表明，吸积物质的挥发性元素已经耗尽，与SDSS 1228 +1040类似，可能是小行星潮汐破裂的结果。DAZ白矮星WD 1337 +705和GD 362的额外光谱没有显示CaII发射线。GD 362是少数几个显示出强烈红外通量过剩的冷DAZ之一，被认为是起源于一个拱星尘埃盘，它的温度可能太低，无法升华足够数量的盘材料来产生可检测到的CaII发射。与SDSS 1228 +1040和SDSS 1043 +0855一样，WD 1337 +705的温度适中，但镁的丰度是这三颗恒星中最低的，这表明光球层镁的丰度和钙II发射三重态的等效宽度之间可能存在相关性。我们对来自SDSS DR 4的7360颗白矮星的检查未能揭示额外的强“金属气盘”候选者，这意味着这些物体相当罕见。
2007-06-01 astro-ph
The Magellanic zoo: Mid-infrared Spitzer spectroscopy of evolved stars and circumstellar dust in the Magellanic Clouds
利用斯皮策空间望远镜的红外光谱仪观测了大麦哲伦云和小麦哲伦云中的演化恒星样本。比较来自SMC、LMC和银河系的样本，发现尘埃产生率取决于富氧恒星的金属丰度，但具有类似脉动特性的碳恒星产生类似数量的尘埃，而不管它们的初始金属丰度如何。富氧恒星的其他性质也取决于金属丰度。随着金属丰度的降低，裸星（即无尘）的比例增加，其中的裸星，从SiO的8 μ m吸收带的强度降低。我们的样本包括LMC中的几颗大质量恒星，它们具有长的脉动周期，产生了大量的尘埃，这可能是因为它们年轻且相对富含金属。在SMC和LMC的拱星壳中可以看到很少的氧化铝尘埃，这与银河系样品不同。三个富氧源也显示了富镁结晶硅酸盐的排放。许多还在14 μ m处显示出发射特征。我们样本中的一颗S星显示了一个新探测到的中心在13.5 μ m的发射特征。在较低的金属丰度下，壳层中具有相似数量的无定形碳的碳星对分子乙炔（C_2H_2）的吸收较强，而对SiC和MgS尘埃的发射较弱。
2008-07-18 astro-ph
The Dust and Gas Around beta Pictoris
我们已经获得了斯皮策IRS的5.5 - 35微米光谱的碎片盘周围的β Picture。除了最初从地面观察到的10微米硅酸盐发射特征外，我们还检测到28微米和33.5微米的结晶硅酸盐发射带。这是第一次在β Picardiac盘中看到波长超过10微米的硅酸盐带。所观察到的尘埃排放是很好地再现由蓬松的彗星和结晶橄榄石聚集体组成的尘埃模型。我们搜索了分子氢和原子[S I]，Fe II和Si II气体的线发射，但没有检测到。假设激发温度Tex = 100 K，我们将H2 S（1）气体质量的3 σ上限设为<17个地球质量。这表明，这个系统中的气体比形成木星外壳所需的气体要少。我们假设，一些原子Na I气体中观察到的开普勒旋转β Picture周围可能产生的光子激发解吸从拱星尘埃颗粒。
2007-05-21 astro-ph
The circumstellar disc around the Herbig AeBe star HD169142
本文介绍了利用角分辨率为~1”的甚大阵（VLA）对Herbig AeBe星HD 169142进行的7 mm和3.5 cm波长连续观测。我们发现，这个对象表现出强烈的（~4.4 mJy），未解决的（~1”）7毫米连续辐射，是有史以来最明亮的孤立Herbig AeBe星在这个波长的VLA检测。在3.5 cm连续谱处未检测到发射，3 σ上限约为0.08 mJy。从这些值中，我们得到的光谱指数约2.5在3.5厘米至7毫米波长范围内，这表明在7毫米观测到的流量密度最有可能是由热尘埃排放来自一个拱盘。我们使用现有的光度数据从文献中建模的光谱能量分布（SED），这个对象从无线电到近紫外频率。观测到的SED可以理解为一个低质量吸积率的辐射吸积盘，每年10^{-8}太阳质量，围绕着一颗年龄约为1000万年的恒星。我们推断圆盘的质量约为0.04太阳质量，并且到处都是最大尺寸为1 mm的尘埃颗粒，这与10微米的硅酸盐发射的缺乏一致。这些特征，以及在尘埃破坏半径处沉积在壁中的迹象，使我们推测HD 169142的圆盘处于尘埃演化的高级阶段，特别是在其内部区域。
2005-11-09 astro-ph
Infrared Emission from the Dusty Disk Orbiting GD 362, An Externally-Polluted White Dwarf
我们报告斯皮策空间望远镜测光之间的3.6微米和24微米和光谱之间的GD 362，一个白矮星的有效温度接近10,000 K，显示出显着的高浓度的金属在其光球和热红外过剩的5微米和15微米。我们近似再现红外连续谱和非常强的10微米硅酸盐发射功能与模型的轨道尘埃盘，这是平坦的50恒星半径和50和70恒星半径之间的翘曲。微弱的24微孔通量暗示了相对少量的冷物质，这表明该盘位于恒星的洛希半径内，我们可能正在目睹一个小行星大小的天体被潮汐摧毁的系统。如果是这样的话，光球金属丰度的测定可以测量太阳系外小行星的整体组成。
2007-01-16 astro-ph
Externally-polluted white dwarfs with dust disks
本文报道了用斯皮策空间望远镜对11颗受外污染的白矮星进行测光的结果。在我们进行IRAC测光的九颗恒星中，我们发现GD 40，GD 133和PG 1015+161都有红外线过剩，可以理解为来自平坦，不透明的尘埃盘。GD 56也具有星周尘埃的红外过量特征，但除非有温度高达1700 K的颗粒，否则平板模型无法重现数据。我们的数据支持先前的建议，GD 40的大气中的金属是一个潮汐破坏的小行星吸积的结果，具有南极组成。
2007-04-10 astro-ph
Excess Infrared Radiation from a Massive DAZ White Dwarf: GD362 - a Debris Disk?
我们报道了大质量DAZ白矮星GD 362的K波段过量辐射的发现。结合红外测光和光谱观测，我们表明，过量的辐射不能解释的恒星或亚恒星的同伴，很可能是由碎片盘。这将是已知的第二个这样的系统，在G29-38之后18年被发现，G29-38是目前已知的唯一一个被星周尘埃环绕的白矮星。这两个系统都倾向于一个从周围的碎片盘吸积的模型来解释DAZ白矮星中观察到的金属丰度。然而，需要在中红外线上观察更多DAZ，以测试该模型是否可以解释所有DAZ。
2005-09-07 astro-ph
Debris Disks Around White Dwarfs: The DAZ Connection
我们目前的近红外光谱观测20个以前已知的DAZ白矮星在美国宇航局红外望远镜设施。其中两颗白矮星（G29-38和GD 362）由于星周碎片盘的存在而显示出明显的K波段过度。在这里，我们报告了从另一个DAZ白矮星WD 0408 -041（GD 56）中发现的过量K波段辐射。使用光谱观测，我们表明，过量的辐射不能解释的恒星或亚恒星的同伴，很可能是由一个温暖的碎片盘。我们的观测加强了碎片盘现象和冷DAZ白矮星中观测到的金属丰度之间的联系。然而，我们没有发现任何多余的红外发射从大多数金属丰富的DAZ与$T_{\rm eff}=$ 16000 - 20000 K。这表明，在较温暖的DAZ白矮星中的金属丰度可能需要另一种解释。
2006-03-28 astro-ph
Direct Distance Measurement to the Dusty White Dwarf GD 362
我们目前的三角视差观测GD 362获得了七个历元使用MDM 2.4米Hiltner望远镜。在这颗可能质量很大的白矮星周围存在着一个尘埃盘，这使它成为视差观测的一个有趣目标。GD 362的视差测量值为50.6 pc，这意味着它的半径和质量分别约为0.0106 Rsun和0.71 Msun。GD 362的质量并不像最初认为的那么大（1.2Msun）。我们的结果与Zuckerman等人的距离和质量估计（52.2 pc和0.73 Msun）完全一致，他证明了GD 362的大气层以氦为主将GD 362从大质量白矮星的名单中剔除，没有已知的M > 0.9 Msun的白矮星拥有星周尘埃盘。
2008-10-21 astro-ph
A Tidally-Disrupted Asteroid Around the White Dwarf G29-38
白矮星G29-38周围的红外线过剩可以用一个不透明的扁平尘埃环的辐射来解释，该尘埃环的内半径是太阳半径的0.14倍，外半径近似等于太阳半径。这个环位于白矮星的洛希区，那里可能有一颗小行星被潮汐摧毁，产生了一个让人想起土星环的系统。从这些星周尘埃到白矮星的吸积可以解释在G29-38大气中观测到的钙丰度。无论是由于一系列小行星的撞击，还是由于一次大的破坏，白矮星上的物质总量可能相当于太阳系中小行星的总质量，或者相当于主序星泽塔·利普周围小行星带质量的1%。
2003-01-21 astro-ph
