Rotational Periods of very Young Brown Dwarfs in ChaI
对ChaI恒星形成区的棕矮星在i和R波段进行的光度监测活动显示，三颗M6.5-M7型棕矮星候选者ChaHa 2、3和6存在显著的周期性变化（Joergens等人，2002年）。这是非常年轻（1- 500万年）的褐矮星的第一个自转周期，也是褐矮星的第一个自转周期。相对较长的2.2至3.4天的周期以及vsini值（Joergens & Guenther 2001）表明，我们的目标是相对于非常快速旋转的老褐矮星的中等快速旋转。Cha I褐矮星候选者的周期提供了有价值的数据点，在旋转特性方面，年龄-质量图的几乎未探索的区域。与老褐矮星的旋转特性比较表明，在收缩阶段的大部分加速发生在褐矮星寿命的前3000万年或更少。我们还测定了两颗M5-M5.5型极低质量恒星B34和CHXR 78 C的周期。
2002-06-10 astro-ph
Pulsations induced by deuterium-burning in young brown dwarfs
非常低质量的恒星和褐矮星在其演化的初始阶段会经历由中心氘燃烧激发的脉动不稳定性。我们提出的演化和非绝热线性稳定性模型的结果表明存在不稳定的基本模式。0.1 Msun恒星的脉动周期在~5 hr之间变化，而0.02 M $_\odot$褐矮星的脉动周期在~1 hr之间变化。结果是相当不敏感的模型的输入物理的变化。我们在HR和c-m图中显示了不稳定带的位置，并讨论了在附近恒星形成区中观测寻找年轻恒星的方法。
2005-02-09 astro-ph
Gaseous Planets, Protostars And Young Brown Dwarfs : Birth And Fate
我们回顾了最近的理论进展，旨在了解巨行星，低质量恒星和褐矮星的形成和早期演化阶段。计算耦合巨型行星形成，在一个现代版本的核心吸积模型，并随后演变产生一致的决定行星的结构和演变。然而，由于初始条件的不确定性，与低质量的年轻棕矮星相比，年轻的行星是暗淡还是明亮是不可能的。我们回顾了辐射和蒸发对短周期行星演化的影响，并认为这些天体可能发生了大量的质量损失。关于恒星形成，通过比较一维和三维计算，考察了原恒星核坍缩的几何效应。球形坍缩被证明高估了核心的内部密度和温度，从而产生不正确的初始条件PMS或年轻的棕矮星演化。吸积也被证明发生在一个非常有限的分数的原恒星表面。吸积影响年轻棕矮星的演化，并在一定的质量和年龄下产生更紧凑的结构，因此光度更暗。这可能会导致严重的误解的质量和/或年龄的年轻吸积物体从他们的位置在HR图。我们认为，新生的恒星和褐矮星应该迅速出现在HR图中的扩展区域，这取决于它们的吸积历史，而不是在一个明确的出生线。最后，我们建议行星和褐矮星之间的区别应该基于观测诊断，反映这两个不同群体之间不同的形成机制，而不是任意的，令人困惑的定义。
2006-02-13 astro-ph
Disks around Young Brown Dwarfs
我们提出了一些结果，从系统的调查磁盘周围的光谱确定的年轻棕矮星和非常低质量的恒星。我们发现，约75%的样品显示内在的红外过度，指示circumm（子）恒星盘。所观察到的过量与Halpha发射，符合一个共同的磁盘吸积起源。由于过量是适度的，仅使用IR颜色的常规分析将错过大多数具有磁盘的源。在相同的恒星形成区域，我们发现棕矮星和金牛T星周围的圆盘是同时存在的;假设共演化，这表明亚恒星圆盘至少和恒星圆盘一样长寿。总之，从恒星区到亚恒星和行星质量区，星周盘的频率和性质都是相似的。这为大多数恒星和褐矮星的共同起源提供了令人信服的证据。
2002-07-22 astro-ph
Multiplicity, kinematics and rotation rates of very young brown dwarfs in ChaI
我们研究了位于茶星形成区的12颗非常年轻的（1- 500万年）真正的和候选的棕矮星的运动学性质，它们之间的多重系统的出现以及它们的转动特征。根据在VLT（8.2米）上用UVES拍摄的高分辨率光谱，测量了径向和旋转速度。对样品的运动学研究表明，它们的径向速度分散相对较小，这表明它们在形成过程中不会像最近形成情景中提出的那样被喷出。利用时间分辨UVES光谱，对目标近伴星进行了径向速度测量。目标的径向速度被证明是相当恒定的，将可能的同伴的质量Msini的上限设置为0.1 - 2 M_Jup。这些发现暗示了所研究的棕矮星的多重性分数相当低（<10%）。此外，测光监测活动的目标产生的旋转周期的三个棕矮星候选人的范围内的2.2至3.4天的确定。这是非常年轻的褐矮星的第一个自转周期，也是褐矮星的第一个自转周期。
2002-09-30 astro-ph
Evolution of Young Brown Dwarf Disks in the Mid-Infrared
我们已经用TReCS/GEMINI-S对两颗真正的棕矮星进行了成像，并发现了中红外过量发射，这可以用光学厚尘埃盘模型来解释。在年轻的（$\approx$ 2 Myr）茶H $α$ 1的情况下，我们测量通量在10.4 $μ$ m和12.3 $μ$ m，完全符合标准的耀斑盘模型和突出的硅酸盐排放。对于位于长蛇座TW星协的$\approx$ 1000万年的褐矮星2 MASS 1207 -3932，我们发现相对于其光球层，在8.7 $μ$ m和10.4 $μ$ m处有过量发射，并确认盘吸积可能是其强烈活动的原因。围绕着棕矮星旋转的时间可能至少和它们在T-Tauri阶段的低质量恒星一样长。颗粒生长、尘埃沉降和棕矮星盘的几何演化可能出现在1000万年的时间尺度上，并且可以通过中红外线观测来见证。
2004-08-30 astro-ph
First Confirmed Detection of a Bipolar Molecular Outflow from a Young Brown Dwarf
研究恒星诞生的最早阶段对于理解它们如何形成至关重要。质量介于恒星和行星之间的褐矮星，其质量不足以在其生命的大部分时间内维持稳定的氢燃烧聚变反应。它们的起源在最近的文献中引起了很多争论，因为它们的质量远低于预期发生核心坍缩的典型质量。我们提出了第一个证实的证据，褐矮星经历了一个阶段的分子外流，这是典型的年轻恒星。利用亚毫米波阵列，我们获得了一个年轻棕矮星的双极分子流出图。我们估计流出的质量为1.6 x 10^-4 M_Sun，质量损失率为1.4 x 10^-9 M_Sun。这些值比金牛座T星的典型值小两个数量级以上。根据我们的毫米波连续谱数据和我们对斯皮策红外测光的分析，我们估计这颗褐矮星的质量为8 x 10^-3太阳质量，外盘半径为80天文单位。我们的研究结果表明，双极分子外流的运作下降到行星的质量，发生在褐矮星作为一个缩小版本的宇宙过程中看到的年轻恒星。
2008-10-30 astro-ph
Multiplicity of young brown dwarfs in Cha I
褐矮星双星有多频繁？褐矮星有行星吗？目前理论上的主序前演化轨迹在亚恒星区域都是有效的吗？- 任何对褐矮星伴星的探测都使我们朝着回答这些恒星形成的基本问题前进了一步。我们在这里报告的光谱和视觉同伴的年轻棕矮星的查一星形成云搜索。基于VLT的UVES光谱，我们发现了Cha I中五颗真正的和候选的棕矮星的显著径向速度（RV）变化。它们可能是由（亚恒星或行星）伴星或恒星活动引起的。一个引起被探测到的RV变化的伴星大约有几个木星质量。我们正计划进一步的UVES观测，以探索所检测到的RV变化的性质。我们还发现它们的RV色散只有~ 2km/s，这表明它们之间可能没有逃逸的棕矮星。此外，通过HST和SOFI（NTT）直接成像搜索伴星，已经在较大的轨道上发现了一些伴星候选者。
2001-06-11 astro-ph
Spectroscopic companions of very young brown dwarfs
我在这里回顾了第一次RV调查的光谱同伴非常年轻的棕矮星（BD）和（非常）低质量的恒星在柴星形成云与UVES在VLT的结果。这一调查研究了尚未探索的领域中的双星分数，不仅在初级质量（亚恒星区域）和年龄（几百万年）方面，而且在伴星质量（敏感到行星质量）和分离（< 1 AU）方面。到目前为止获得的UVES光谱暗示，在一个BD和一个低质量恒星（M4.5）周围有几个木星质量的光谱同伴，其轨道周期至少为几个月。此外，数据表明，与现场BD和恒星双星的周期< 100天的多重性分数一致。
2005-12-13 astro-ph
A Constraint on brown dwarf formation via ejection: radial variation of the stellar and substellar mass function of the young open cluster IC2391
利用ESO 2.2米望远镜的广角成像仪（WFI）和Cerro Tololo的CTIO 1.5米望远镜的CPAPIR照相机，我们对疏散星团IC 2391（D~ 146 pc，年龄~ 5000万年，太阳金属丰度）进行了广泛的多波段光度测量。在这里，我们提出的结果，从我们的测光调查和光谱的后续行动的中心部分的调查。
2008-09-30 astro-ph
Infrared spectroscopy of a brown dwarf companion candidate near the young star GSC 08047-00232 in Horologium
我们给出了一颗伴星GSC 08047-00232的红外H-和K-波段光谱，它位于年轻恒星GSC 08047-00232以北3”处，可能是附近年轻钟表协的成员。根据之前获得的JHK波段颜色以及主星和伴星候选者之间的星等差异，后者很可能是亚星（Neuh 'auser等人，2003），光谱类型大致为JHK颜色的M7-L9（Chauvin等人，2003）。现在用ISAAC在VLT获得H和K波段光谱，发现伴星候选者的光谱类型是M6-9.5。假设与主星的年龄和距离相同（~35百万年，50到85秒差距），这就产生了伴星的质量~25木星质量，因此确实是亚恒星。在TWA-5 B和HR 7329 B之后，这是第三颗围绕附近（最高100 pc）年轻（最高1亿年）恒星的褐矮星伴星。在三个年轻的邻近星协中，总共有三颗被确认的褐矮星伴星（任何质量，分离度超过50天文单位）围绕着79颗恒星，对应的频率为6 \pm 4%（对缺失的伴星进行了校正，这些伴星几乎与主星在同一视线上，而不是分离良好），如果双星与场星具有相同的质量函数，则与预期一致。因此，似乎在宽距离上没有棕矮星沙漠。
2004-03-05 astro-ph
Young, Low-Mass Brown Dwarfs with Mid-Infrared Excesses
我们结合了新的I，J，H和Ks部分Chamaeleon II，Lupus I和蛇夫座恒星形成云的图像，以及斯皮策遗产计划“从分子云到行星形成云”的3.6至24微米图像，以识别19颗年轻恒星，棕矮星和亚棕矮星的样本，显示中红外过量发射。所得到的样本包括亮度为0.5>log（L/Lsun）>-3.1的源。在我们的样本中，有六个更明亮的光源先前已经被其他年轻恒星和褐矮星的调查所确定。在我们的样品中，有五个源的标称质量等于或低于氘燃烧极限（~12 M_J）。在过去三十年的光度中，我们的光源有一个近似恒定的剩余光度与恒星光度的比率。我们比较我们所观察到的SED与被动辐射拱星盘的中心源的理论模型和测试的影响磁盘倾斜，磁盘耀斑，和内部磁盘孔的大小上的强度/形状的过剩。除了一个源之外，我们观察到的所有源的SED都与喇叭形和/或扁平圆盘模型非常吻合。
2006-02-14 astro-ph
Characterizing Young Brown Dwarfs using Low Resolution Near-IR Spectra
我们目前的近红外（1.0-2.4微米）光谱确认的青年和冷的有效温度的6褐矮星和低质量的恒星与拱盘朝向变色龙II和蛇夫座恒星形成地区。我们的一个天体的光谱表明它的光谱类型为~L1，使其成为迄今为止最新发现的年轻棕矮星之一。比较年轻的棕矮星，场矮星和巨星的光谱，我们定义了一个1.49-1.56微米的H2O指数能够确定光谱类型的1个子类型，独立于重力。我们还定义了一个指数的基础上的1.14微米钠的功能，是敏感的重力，但只有微弱的依赖于光谱类型的领域矮星。我们的1.14微米Na指数可以用来区分年轻的星团成员（t <~ 500万年）和年轻的场矮星，两者都可能具有三角形H带连续体形状，持续至少几十万年。使用从我们的对象的光谱类型确定的有效温度以及来自近红外和中红外测光的光度，我们将我们的对象放置在H-R图上，并叠加进化模型来估计我们年轻源的质量和年龄。我们的三个来源推断出的年龄（t ~= 10-30百万年）明显大于其母云的恒星年龄中位数（1-3百万年）。对于这三个物体，我们得到的质量比我们源的辐射热光度预期的1-3百万年的棕矮星大3倍。使用两种独立但合理的方法确定的推断质量和年龄之间的巨大差异强调了在推导或利用褐矮星质量和年龄估计时需要谨慎。
2006-11-15 astro-ph
A Giant Planet Candidate near a Young Brown Dwarf
我们提出了深VLT/NACO红外成像和光谱观测的褐矮星2 MASSWJ 1207334 -393254，在我们正在进行的自适应光学调查南部的年轻，附近的协会。这颗25兆焦耳的褐矮星，距离地球70 pc，最近被确认为TW Hydrae协会的成员（年龄为800万年）。利用自适应光学红外波前传感获取其星周环境的清晰图像，我们发现了一个非常微弱和非常红的物体，在780 mas（55 AU）的近距离。H、Ks和L'波段的光度测定和J波段的上限与光谱类型L5-L9.5兼容。近红外光谱与这种光谱类型的估计是一致的。不同的演化模型预测一个质量为5+-2 MJup，有效温度为Teff=1250+-200K的行星状天体。
2004-09-14 astro-ph
Searching for proto-brown dwarfs: Extending near IR spectroscopy of protostars below the hydrogen burning limit
最近对附近恒星形成区的观测提供了证据，证明年轻的棕矮星经历了一个类似于在年轻恒星中观察到的金牛座T阶段的质量吸积期。然而，与恒星原恒星类似的褐矮星还没有被确切地观测到。这些年轻的吸积物体将揭示占主导地位的褐矮星形成过程的性质，并提供理想的实验室来研究吸积机制对原恒星质量的依赖性。最近的近红外线巡天已经确定了候选的原棕矮星，并在附近的恒星形成区确定了低质量原恒星的特征。这些技术允许近红外光谱诊断的有效温度，吸积光度，磁场强度和旋转速度的年轻低质量恒星的恒星/亚恒星边界。然而，鉴于目前的近红外观测能力，最低质量的原棕矮星（M < 40 M_Jup）将证明是具有挑战性的。
2005-10-08 astro-ph
Binary frequency of very young brown dwarfs at separations smaller than 3 AU
对棕矮星伴星的直接成像探测主要是探测轨道间距> 3-10 AU。另一方面，以前的棕矮星径向速度测量主要对小于0.6 AU的分离敏感。据推测，棕矮星双星分离分布的峰值正好位于未探测到的范围内。这项工作首次将棕矮星的高精度径向速度测量扩展到3 AU。基于六年多的UVES/VLT光谱测量，确定了ChaI中褐矮星和（极）低质量恒星（M4.25-M8）的双星频率：整个样品为18%，十颗褐矮星和VLMS（M < 0.1 Msun）的子样品为10%。两个光谱联星被确认，褐矮星候选者ChaHa 8（之前由Joergens & Mueller发现）和低质量恒星CHXR 74。由于它们的轨道间隔似乎是1天文单位或更大，所以在< 1天文单位的双星频率可能小于10%。现在，对（年轻的）褐矮星的伴星搜索首次覆盖了整个轨道分离范围，并可推导出褐矮星形成模型的下列观测约束：（i）在3天文单位处褐矮星和极低质量恒星双星的频率< 3 AU does not significantly exceed that at >;即直接成像巡天不会遗漏相当大一部分褐矮星双星;（ii）褐矮星和极低质量恒星的总双星频率为10- 30%;（iii）褐矮星的分离分布向更小的分离下降似乎发生在1 - 3 AU之间;（iv）观测到的双星频率从恒星级到亚恒星级的连续下降在< 3天文单位得到证实，这进一步证明了从低质量恒星到棕矮星的连续…
2008-11-13 astro-ph
Flared Disks and Silicate Emission in Young Brown Dwarfs
我们目前的中红外测光的三个非常年轻的棕矮星位于$ρ$蛇夫座恒星形成区-GY 5，GY 11和GY 310-获得的斯巴鲁8米望远镜。所有这三个来源被检测到在8.6和11.7 $μ$ m，确认存在显着的中红外线过剩所产生的光学厚尘埃盘。GY 310和GY 11的光谱能量分布都显示出了耀斑盘的强有力证据;对于这两颗棕矮星来说，可以排除平坦盘的可能性。GY 5的数据显示出较大的分散性，并且与扩口和扁平配置略微一致。在所有三种情况下（特别是在GY 11中），都显示了几个亚恒星半径大小的内孔，这与磁层吸积模型一致。最后，我们的9.7 $μ$ m的通量为GY 310意味着硅酸盐排放从磁盘表面上的小颗粒（虽然数据不完全排除较大的颗粒没有硅酸盐功能）。我们的研究结果表明，年轻的亚恒星物体周围的磁盘是类似于那些环绕经典金牛座T星，并表现出类似的磁盘几何形状和尘埃性质的范围。
2004-04-28 astro-ph
UVES spectra of young brown dwarfs in Cha I: radial and rotational velocities
基于高分辨率UVES光谱，我们发现Cha I暗云中12颗已知的年轻真正和候选棕矮星中有9颗的径向速度（RV）色散为2.0 km/s，即比Cha I中金牛座T星的RV色散小得多（3.6 km/s），仅略大于周围分子气体的色散（1.2 km/s）（Mizuno et al. 1999）。这一结果表明，这些褐矮星中的大多数并没有像一些褐矮星形成方案所提出的那样以高速从致密区域喷出。RV的平均值与Cha I的运动成员一致。金牛座T星的RV分散局限于车I区域是基于一个汇编的金牛座T星与已知的RV从文献加上三个金牛座T星观察到的UVES和未发表的RV的9个金牛座T星。时间分辨光谱揭示了Cha I中9颗真正的和候选的褐矮星中有5颗的RV变化，这可能是由于轨道行星或表面特征。此外，我们推导出旋转速度vsin（i）和锂6708的等效宽度。
2001-10-08 astro-ph
Radial velocity survey for planets and brown dwarf companions to very young brown dwarfs and very low-mass stars in ChaI with UVES at the VLT
我们目前的径向速度（RV）调查的行星和棕矮星（BD）的同伴非常年轻的BD和（非常）低质量恒星（VLMS）在Chai的结果。在2000年至2004年期间，使用UVES / VLT拍摄了ChaHa 1 -8和12（M6-M8）以及B34、CHXR 74、Sz 23（M2.5-M5）的高分辨率阶梯光栅光谱。达到的精度（40至670米/秒）足以探测到目标周围的木星质量行星。这是第一次RV调查非常年轻的BD探测器的多样性，这是一个关键的参数，形成在一个尚未探索的领域，在年龄，质量和轨道分离。我们发现，10个BD和VLMS（M<0.12 Msun，M5-M8）的子样本在<40天的时间尺度上具有恒定的RV。对他们来说，假设伴星的质量上限估计为0.1至1.5兆焦耳（假设为0.1天文单位）。这暗示了非常年轻的BD/VLMS在<0.1 AU时的多重性分数相当小。此外，不变量对象表明，由于恒星活动而缺乏任何显著的RV噪音，达到了探测巨行星所需的精度。因此，非常年轻的BD和VLMS是RV调查行星的合适目标。样品中的三个物体表现出显著的RV变化。对于Sz 23，它们可能归因于表面活动，而对于ChaHa 8（M6.5）和CHXR 74（M4.5），检测到的RV变化的时间尺度>150天，这不能用旋转调制来解释。另一种解释是至少有几个木星质量的巨行星/BD，其轨道周期为几个月或更长。因此，所提供的RV数据表明，非…
2005-10-05 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
Young stars and brown dwarfs surrounding Alnilam (eps Ori) and Mintaka (del Ori)
目的：我们寻找新的区域，寻找亚恒星物体。研究方法：已经探索了两个圆形区域，每个半径为45弧分，中心位于猎户座带的年轻大质量恒星系统Alnilam和Mintaka。该区域非常年轻（小于10 Ma），消光率低，并且是猎户座σ（~3 Ma）的邻居，猎户座σ是一个年轻的疏散星团，富含棕矮星和行星质量的天体。我们使用了虚拟天文台的工具，天文光度第谷-2，DENIS和2 MASS目录，10个控制领域在类似的银河纬度，和X射线，中红外和光谱数据的文献。结果如下：我们已经编制了Ori OB 1b协会中已知的年轻恒星和新候选成员的详尽列表，以及之前和背景来源。总共有136颗恒星显示出极端年轻的特征，如早期光谱类型，吸收锂或中红外线通量过剩。另外两颗年轻的棕矮星和289颗恒星候选者已经从光学/近红外色星等图中确认。我们列出了另外74个可能属于该协会的已知对象。这个目录可以作为描述猎户座带中恒星和高质量亚恒星群的输入。最后，我们研究了围绕Alnilam和Mintaka的年轻天体的表面密度和径向分布，并将它们与猎户座sigma星系团中的年轻天体进行了比较。我们报告一个新的疏散星团集中在明塔卡。结论：这两个区域都类似于猎户座σ星系团，但质量更大，延伸更广，年龄稍长，径向集中程度更低。
2008-04-14 astro-ph
Photometric variability of a young, low-mass brown dwarf
我们报告的差分I-波段和J-波段测光的S猎户座45，一个冷（M8.5），年轻（1- 800万年）的棕矮星的猎户座σ星系团的质量估计约为20倍的木星质量。我们检测到的变化（振幅范围从34至81毫微克），并观察到在2.5-3.6小时的光学和近红外线曲线的调制。然而，最新的光学数据集在46.4+/-1.5分钟的非常短的周期内呈现调制，这仍然是一个谜。2.5-3.6 h调制的起源是分析在各种情况下：不均匀的功能（尘埃云或磁致暗点）与物体的表面共同旋转，以及存在一个看不见的非常低质量的同伴，是稳步转移质量的主要。由于非常年轻的年龄的对象和它的持续强烈的H α发射，吸积盘的可能存在进行了讨论。如果几个小时的周期与旋转有关，我们的结果表明，sigma Orionis低质量棕矮星的旋转速度比更大质量的星团棕矮星快，其速度与理论推断的质量和半径一致，这意味着所有这些物体都经历了类似的角动量演化。
2003-06-19 astro-ph
Probing Disk Accretion in Young Brown Dwarfs
我们目前的高分辨率光谱的15个对象接近或低于亚恒星极限的上天蝎座和$ρ$蛇夫座恒星形成区域。这些光谱是用凯克一号望远镜上的HIRES仪器获得的，用于研究年轻的极低质量天体的盘吸积、旋转和活动。我们报告检测到一个广泛的，不对称的H $α$发射线的$ρ$ Oph源GY 5也被称为港中红外过量，一致的吸积盘的存在。上斯科天体的H $α$剖面表明很少或没有正在进行的吸积。我们的研究结果意味着，如果大多数棕矮星出生的磁盘，其吸积率迅速下降，在时间尺度可比或小于金牛座T磁盘。上斯科的棕矮星似乎比金牛座的年轻棕矮星旋转得更快，这与由于磁盘解锁后的收缩而导致的自旋上升一致。H $α$的活动是可比的饱和活动水平在现场M矮星具有类似的光谱类型和旋转速率。比较我们的数据与公布的（虽然分辨率较低）光谱的一些相同的对象从其他时代表明可能的变化吸积/活动指标。
2002-09-13 astro-ph
Medium-resolution optical spectroscopy of young stellar and sub-stellar M-dwarfs in the Cha I dark cloud
我们获得了真正的棕矮星Cha H $α$ 1、五颗候选棕矮星Cha H $α$ 2到6、另外两颗晚M型棕矮星候选者（最初都是通过H $α$发射选择的）和四颗先前已知的金牛T星的中等分辨率光谱，它们都位于Chamaeleon I。我们目标的光谱类型范围低至M8。我们给出了它们的光谱，也列出了它们的IJK星等。所有天体的径向速度与Cha I的运动学成员一致，并显示Li 6708吸收。我们的Cha I褐矮星候选者与锂是年轻的或亚恒星或两者兼而有之。Cha H $α$ 1、3、6和7肯定是棕矮星：如果它们是晚M型恒星，那么它们要么和昂宿星团一样老，要么比昂宿星团更老，应该已经燃烧了所有的原始锂，或者，如果它们比昂宿星团，$\le 125$ Myrs年轻，那么它们是亚恒星，因为它们的年龄和光谱类型都很晚（$\ge$ M7），根据三套不同的进化轨迹和等时线。为了将茶H $α$ 2、4、5和8分类为恒星或亚恒星，需要更高可靠性的进化轨迹。
1999-08-24 astro-ph
Low mass T Tauri and young brown dwarf candidates in the Chamaeleon II dark cloud found by DENIS
我们定义了一个样本，旨在选择低质量的金牛座T星和年轻的棕矮星使用DENIS数据在Chamaeleon II分子云。我们使用恒星计数的方法来构建变色龙II云的灭绝图。我们根据I-J/J-K_s色-色去红图中的强红外色余来选择我们的低质量金牛T星和年轻棕矮星候选者。我们只保留颜色I-J>2的物体，并且在云核周围空间上分布成组。这提供了70颗恒星的样本，其中4颗是先前已知的金牛座T星。我们通过对DENIS图像的目视检查，仔细检查了所有这些对象的可靠性。由于光I波段与DENIS中的红外J和K_s波段相关联，我们可以将这种选择方法应用于南半球观测到的所有恒星形成区。我们还确定了六个DENIS源与ROSAT探测到的X射线源。假设它们是可靠的低质量候选者，并使用低质量恒星的演化模型，我们估计这些源的年龄在100万年到<1000万年之间。
2001-09-24 astro-ph
Evolution of very low mass pre-main sequence stars and young brown dwarfs under accretion: A phenomenological approach
在Cool Star 15的海报中，我们分析了盘吸积对非常低质量的前主序星和年轻棕矮星演化的影响，以及由此产生的质量和年龄测定的不确定性。我们使用里昂进化的一维代码假设一个磁层吸积过程，即，材料下落覆盖辐射表面的一小部分区域，我们考虑了从吸积材料增加的内能作为自由参数$ε$。即使这个问题的方法是唯象的，我们的形式主义提供了重要的线索盘吸积的特点，这是有用的改进恒星内部的计算。使用吸积率来自观测结果表明，吸积不影响相当大的理论等时线的位置，以及与标准的非吸积模型相比，光度。更多讨论见Gallardo、Baraffe和Chabrier（2008）即将发表的论文。
2008-10-16 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
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
Initial Results from the Palomar Adaptive Optics Survey of Young Solar-Type Stars: a Brown Dwarf and Three Stellar Companions
我们目前的第一个结果，从帕洛玛自适应光学调查的年轻恒星进行黑尔5米望远镜。通过直接成像，我们发现了一颗褐矮星和两颗年轻太阳型恒星HD 49197、HD 129333（EK Dra）和V522 Per的低质量伴星，并证实了先前怀疑的RX J0329.1+0118的伴星（Sterzik等人，1997），分别为0.95”（43 AU）、0.74”（25 AU）、2.09”（400 AU）和3.78”（380 AU）。通过共同的自行和/或低分辨率红外光谱建立每个二元系统的物理关联。根据伴星的光谱类型，我们估计它们的质量分别为0.06、0.20、0.13和0.20 Msun。从我们的成像数据结合档案径向速度数据的分析，我们发现，空间分辨伴星HD 129333是可能相同的光谱伴星，以前确定的这颗星（Duquennoy & Mayor 1991）。然而，与绝对星等的差异表明这两个伴星也可能是不同的，被解析的伴星是三重星系的最外层。褐矮星HD 49197 B是越来越多直接成像的亚恒星伴星名单中的新成员，距离主序星10-1000 AU，这表明这样的褐矮星可能比最初推测的更常见。
2004-08-27 astro-ph
A resolved outflow of matter from a Brown Dwarf
恒星的诞生不仅涉及吸积，而且还与直觉相反，以高度超音速流出的形式排出物质。虽然这种现象已经在年轻恒星中观察到，但一个根本的问题是它是否也发生在新生的褐矮星中：这些是所谓的“失败的恒星”，质量介于恒星和行星之间，永远无法达到足够高的温度来进行正常的氢聚变。最近，年轻的褐矮星吸积的证据越来越多，它们的光谱显示出暗示外流的线条。在这里，我们报告光谱天文测量数据，空间解决流出的棕矮星。外流的特征看起来类似于正常年轻恒星的外流，但规模较小。这一结果表明，外流机制是普遍的，甚至可能与行星的形成有关。
2005-06-21 astro-ph
Rotational periods of very young brown dwarfs and very low-mass stars in ChaI
我们研究了ChaI星形成区中非常年轻的棕矮星和非常低质量的恒星（质量远低于0.2M_sun）的光度变化。我们测定了三颗M6.5-M7型棕矮星候选者ChaHa 2、ChaHa 3和ChaHa 6在耿氏Ⅰ和R波段的光度周期为2.2 - 3.4天。这是迄今为止发现的褐矮星最长的光度周期。如果被解释为旋转诱导的，它们对应于适度快的旋转速度，这与它们的v sini值和它们相对大的半径完全一致。我们还测定了两颗M5-M5.5型极低质量恒星B34和CHXR 78 C的周期。除了Gunn i和R波段的数据外，我们还分析了几周前拍摄的JHK_s目标监测数据，证实了光学数据中发现的周期。周期测定误差的上限在2至9小时之间。观测到的周期性变化的褐矮星候选人，以及金牛座T星被解释为调制的磁通量在旋转周期的磁驱动的表面功能，与v sini值的一致性的基础上，以及（R-i）的颜色变化典型的斑点。此外，即使是样本中的棕矮星，温度也相对较高（> 2800 K），因为它们非常年轻。因此，一方面，大气气体应该被充分电离以形成斑点，另一方面，温度太高而不能产生显著的尘埃凝结，从而产生云引起的变化。
2003-05-21 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
The Rotation of Young Low-Mass Stars and Brown Dwarfs
我们回顾了目前的状态，我们的知识有关的旋转和角动量演化的年轻恒星天体和褐矮星从主要的观测观点。周期通常精确到1%，可用于年轻星团中约1700颗恒星和30颗褐矮星。角动量演化的讨论也需要恒星半径的知识，这是很少知道的前主序星。很明显，在一个给定的年龄，自转速率强烈地依赖于质量;质量较高的恒星（0.4-1.2 M $_\odot$）比质量较低的恒星和棕矮星有更长的周期。另一方面，对于低质量的前主序星和年轻的棕矮星，比角动量近似与质量无关。在任何给定的质量和年龄下，都可以看到大约30倍的传播。讨论了类太阳恒星在前1亿年的自转演化。对于质量大于0.4 M $_\odot$的恒星，在最早的可观测阶段（$\sim$ 1 Myr）存在一个广泛的双峰分布。快速旋转子（样品的50-60%）演化为ZAMS，几乎没有角动量损失。慢旋转星系继续失去大量的角动量，直到500万年，创造了更广泛的双峰分布特征的30-120万年的老星系团。吸积盘的特征在缓慢旋转的PMS恒星中更为普遍，表明吸积和旋转之间存在联系。恒星自转的影响最多为$\sim$ 500万年，远小于大多数恒星的自转。如果到目前为止所研究的密集星团是一个准确的指南，那么典型的类太阳恒星可能只有$\sim$ 1百万年的时间来完成这项任务。看来，无论是磁盘的相互作用和恒星风制动这些对象的效率较低。
2006-03-24 astro-ph
Observational Clues to Brown Dwarf Origins
在过去的一年里，我们进行了一个多方面的计划，以调查褐矮星的起源和早期演化。使用高分辨率凯克光谱的~30个对象附近和低于亚恒星边界的几个恒星形成区域，我们提出了令人信服的证据，T金牛座一样的吸积阶段在年轻的棕矮星。我们系统地研究了红外L '波段（3.8微米）磁盘多余的光谱证实的年轻的非常低质量的对象显示，一个显着的比例棕矮星港口磁盘在一个非常年轻的年龄。它们的内盘寿命似乎与金牛T星周围的盘没有很大的不同。总的来说，我们的发现与大多数低质量恒星，棕矮星和孤立的行星质量物体的共同起源是一致的。
2003-06-11 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
New Young Brown Dwarfs in the Orion Molecular Cloud 2/3 Region
在猎户座分子云2/3区域，已经确认了40个新的低质量成员，光谱类型从M4到M9不等。通过OMC 2/3中20'× 20'视场的深、I、z '、J、H、K测光，我们选择了棕矮星候选者进行后续光谱学研究。获得了候选者的低分辨率远红外和近红外光谱，确认了OMC 2/3区的19颗年轻棕矮星。它们的光谱类型为M6.5-M9，使用Baraffe等人（1998年）的演化模型计算，对应的质量约为0.075-0.015 M_solar。这些真正的年轻棕矮星中至少有一颗有很强的H α辐射，表明它正在积极地吸积。此外，我们还确认了21个新的低质量成员，其光谱类型为M4-M6，对应于OMC 2/3中0.35-0.10 M_solar的近似质量。通过比较主序前轨道和H-R图中成员的位置，我们发现大多数棕矮星的年龄小于100万年，但也发现了一些年龄大于300万年的低质量恒星。恒星和亚恒星年龄的差异是由于我们只选择了低光度源;然而，这样的物体的存在意味着在OMC 2/3区域存在年龄分布。我们讨论了这种明显的年龄分布的可能原因。
2008-06-17 astro-ph
Pulsating young brown dwarfs
我们提出了一个非绝热的，线性的稳定性分析模型的甚低质量恒星（VLMS）和棕矮星（BD）在中心的氘燃烧阶段的结果。我们发现不稳定的基本模式的周期变化之间的~5小时为0.1 Msun星和~1小时为0.02 Msun BD。不稳定性的增长时间随着质量的减少而减少，并且在所考虑的质量范围（0.1- 0.02 Msun）内保持远低于氘燃烧时间尺度。这些结果对进化模型中相关输入物理的变化是鲁棒的。我们确定可能的候选人之间的脉动变化已知的VLMS和BD在附近的恒星形成区域的HR图中的位置落在或接近边界的不稳定带。最后，我们讨论的可能性，观察到的变化在几个对象的周期~1小时可以解释的脉动。
2005-02-02 astro-ph
No disks around low-mass stars and brown dwarfs in the young sigma Orionis cluster?
我们报告的分析2 MASS近红外数据的一个样本的低质量恒星和棕矮星的猎户座σ星团。青年和集群成员已被证实使用Li I谱线光谱。我们在JHK的色图中几乎没有发现这些星系团成员的近红外过量发射的证据。与模型预期相比，34颗恒星中最多有2颗显示出与近红外过量一致的（H-K）颜色。这种稀缺的近红外签名的星周盘在较低质量和亚恒星制度的这个集群对比的发现在年轻的集群，暗示在年龄依赖的磁盘频率。考虑到明显的集群年龄，我们的结果支持了一个相对较快的（几万年）磁盘耗散的想法，并将这一结论扩展到亚恒星政权。我们还发现一些证据表明，在这个集群中，磁盘的频率测量的KS波段过剩可能是质量依赖。
2001-12-13 astro-ph
Variable accretion and outflow in young brown dwarfs
我们报告的第一个专门监测运动的光谱变化在年轻的褐矮星。在2005年1月至3月的11个夜晚，麦哲伦6.5米望远镜获得了附近恒星形成区6个目标的高分辨率光谱。我们发现显着的变化，在阿尔法和其他一些发射线相关的吸积和外流过程的各种时间尺度，从几个小时到几个星期到几年。最显著的变化见于2 M1207、2 M1101和ChaI-ISO 217。我们观察到可能的吸积率变化约一个数量级，在这些对象中的两个，在几周（2 M1207）或几小时（2 M1101）的时间尺度。在2 M1101中看到的吸积“爆发”可能是由于“团块”流动。我们还看到至少三个物体的流出率发生变化的迹象。在一种情况下（ISO 217），外流和吸积变化之间似乎有一个约1小时的时间滞后，这与风起源于内盘边缘的情况一致。我们的变异性研究支持了褐矮星LS-RCrA 1的接近边缘倾斜。事实上，在我们的样本中的所有目标吸积和/或流出指标的变化表明，年轻的褐矮星性能的研究应该是基于大样本或时间序列。作为一个例子，我们证明了最近发现的吸积率与质量关系的大分散主要可以用变异性来解释。观测到的轮廓变化意味着不对称的吸积流在棕矮星，这反过来又是大尺度磁场的证据。我们发现吸积的亚恒星天体可能具有~kG强度的磁场。
2005-10-20 astro-ph
A Survey for Low-Mass Stars and Brown Dwarfs in the Eta Cha and Eps Cha Young Associations
我目前的结果，寻找新的低质量恒星和褐矮星的埃塔查和埃普斯查年轻的协会。在1.5度和0.5度的半径范围内，分别围绕Eta Cha和Eps Cha，我已经构建了色星等图从DENIS和2MASS测光，并获得了其中的候选低质量成员的光谱。Eta Cha的五个候选者被分类为四个场M矮星和一个碳星。根据Chabrier和Baraffe的进化模型，在Msun = 0.015 - 0.15范围内，没有发现新成员。因此，在埃塔查星中，在已知成员半径的四倍之外，并不存在一个由低质量成员组成的扩展种群。同时，根据Li吸收和引力敏感吸收线，Eps Cha的三个候选成员被归类为年轻恒星，因此可能是该协会的成员。根据Chabrier和Baraffe的模型，这些新的源的光谱类型分别为M2.25、M3.75和M5.75，对应的质量分别为0.45、0.25和0.09 Msun。对于这些恒星之一，强烈的H（α）发射，禁止线发射，并强烈的K-波段过量发射建议存在的吸积，外流，和磁盘，分别。这颗年轻的恒星在光谱类型上也比星协成员的预期要暗得多，这可能表明它是在散射光中看到的。在Eps Cha中没有检测到棕矮星，直到0.015 M_sun的完整性极限。在这些星协中没有棕矮星，这与在恒星形成区测量的质量函数在统计上是一致的，在Eta Cha和Eps Cha星协的大小下，恒星样本中只有~2和~1个棕矮星。
2004-11-16 astro-ph
On the Formation of Brown Dwarfs
棕矮星的观测特性对恒星形成理论提出了挑战。由于它们的质量比星际云的典型金斯质量小得多，褐矮星很可能是通过二次碎裂过程形成的，而不是通过分子云核心的直接坍缩。为了防止形成后大量的质量吸积，年轻的棕矮星必须离开它们形成的高密度形成区域。我们认为棕矮星是在环双星盘中形成的。通过形成后与其宿主双星的动力学相互作用，年轻的棕矮星要么被分散到很远的距离，要么以适度的速度从它们的摇篮中消失。
2003-09-19 astro-ph
Evolutionary models for low-mass stars and brown dwarfs: uncertainties and limits at very young ages
基于Baraffe等人（1998）的输入物理，我们分析了质量为$m \le 1.4 \msol$的低质量恒星的主序前演化轨迹。我们还将Chabrier等人（2000）基于尘埃大气的演化模型扩展到年轻的棕矮星，直到木星的质量。我们分析目前的理论不确定性，由于分子线列表，对流和初始条件。初始条件的简单测试表明，在年龄$\simle$ 1百万年的模型的高不确定性。我们发现，在低重力和$\te < 4000$ K的对流处理的大气剖面显着的敏感性，而它消失的重力增加。这种影响在非常早期的阶段增加了进化轨迹的另一个不确定性来源。我们表明，在低表面重力（$\log g \simle 3.5$，）的共同图片的垂直Hayashi线与常数$\te$是过于简化。初始氘丰度的变化的影响进行了研究。我们比较了我们的模型与文献中的进化轨迹，并讨论了主要的差异。最后，我们分析了当前对年轻系统的观测在多大程度上为主序前轨道提供了良好的测试。
2001-11-20 astro-ph
On the Formation of Brown Dwarfs
棕矮星的观测特性对恒星形成理论提出了挑战。由于它们的质量比星际云的典型金斯质量小得多，褐矮星很可能是通过二次碎裂过程形成的，而不是通过分子云核心的直接坍缩。为了防止形成后大量的质量吸积，年轻的棕矮星必须离开它们形成的高密度形成区域。我们在这里提出，褐矮星形成于环双星盘的光学薄的外部区域。通过形成后与其宿主双星的动力学相互作用，年轻的棕矮星要么被分散到很远的距离，要么以适度的速度从它们的摇篮中消失。
2006-10-27 astro-ph
X-ray Detections of Two Young Bona-Fide Brown Dwarfs
我在这里报告XMM-牛顿探测到两颗真正的棕矮星：在rho-Ophiuchus恒星形成区的[GY 92] 141和在上天蝎座OB协会的DENIS-P J155601-233809。这两个天体的光度分别为Lx=8.35 \pm 2.86*10^28 erg/s和Lx=6.54 \pm 1.35*10^28 erg/s，对应的光度比为log（Lx/Lbol）= -2.07和log（Lx/Lbol）=-2.69。在48.3ks和33.9ks的观测中，这两个源都接近仪器的探测极限，仅高于背景水平2~3 σ，没有发现显著的耀斑或变化。10个月前，Chandra已经观测到了[GY 92] 141（参见2001 ApJ，563，361），其亮度比我在这里报告的亮度弱约14倍，这意味着该物体的X射线发射是强烈可变的。
2004-05-05 astro-ph
Gravity Indicators in the Near-Infrared Spectra of Brown Dwarfs
本文研究了星下天体J波段和K波段光谱中强吸收特征对温度和重力的敏感性。我们比较了巨星和年轻的M矮星（低重力）的光谱场M和L矮星（高重力）和模型光谱从里昂集团。我们发现，利用R ~ 350和S/N > 70的M4 - M9星和年轻棕矮星的低分辨率光谱，利用H_2O和CO谱带，可以确定精确到pm_1亚型的光谱类型，利用KI和NaI原子线，可以测量精确到pm_0.5dex的表面重力。这一结果指向光度光谱指数的发展，以分离低质量的成员从前景和背景对象在年轻的集群和协会。我们还强调解释经验量的复杂性（例如，光谱类型）的物理变量（例如，温度，不透明度）在年轻的褐矮星的冷大气中。
2003-05-09 astro-ph
A Young Brown Dwarf Companion to DH Tauri
我们提出了一个年轻的褐矮星同伴DH头B与经典的金牛座T星DH头的检测。在Subaru望远镜上使用CIAO进行的近红外日冕观测显示，DH Tau B的H = 15等，位于距离主DH Tau A 2.3 "（330 AU）处。将其位置与哈勃太空望远镜存档图像进行比较，我们证实DH Tau A和B共享共同的自行，这表明它们在物理上相互关联。DH Tau B的近红外颜色与年轻恒星的颜色一致。DH Tau B的近红外光谱显示出较深的水吸收带、较强的K I吸收线和中等的Na I吸收线。通过比较低质量天体的观测光谱和合成光谱，我们得到了它的有效温度Teff = 2700 - 2800 K，表面重力log g = 4.0 - 4.5。DH Tau B在HR图上的位置给出了它的质量为30 - 50 M_Jupiter。
2004-11-08 astro-ph
Evidence for a T Tauri Phase in Young Brown Dwarfs
作为一个多方面的计划的一部分，调查的起源和早期演化的亚恒星物体，我们提出了高分辨率的凯克光谱的14个非常低的质量源的IC 348年轻的集群和金牛座恒星形成云。我们所有的目标，跨越从M5到M8的光谱类型的范围内，表现出中等到非常强的H $α$发射。在IC 348天体中，有一半的H $α$剖面宽而不对称，表明正在进行吸积。其中，IC 348 -355（M8）是迄今为止显示吸积状H $α$的质量最低的天体。我们的~M6 IC 348靶中有三个具有宽H $α$的靶也具有宽OI（8446）和CaII（8662）发射，一个具有宽HeI（6678）发射;这些特征通常在强吸积的经典金牛T星中看到。我们发现，在很低质量的吸积体中，H $α$剖面可能比在高质量恒星中的略窄。我们认为，低吸积率结合小的下落速度在非常低的质量可以合谋产生这种效果。在我们的样本中的非吸积体，H $α$发射是相称的，或高于，在类似的光谱类型的字段M矮星的饱和水平。我们的研究结果构成了迄今为止最令人信服的证据，年轻的棕矮星经历了类似于恒星的金牛座T吸积阶段。这与大多数低质量恒星、棕矮星和孤立的行星质量天体的共同起源是一致的。
2003-03-25 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
HST NICMOS Imaging of the Planetary-mass Companion to the Young Brown Dwarf 2MASS J1207334-393254
2004年8月28日和2005年4月26日，HST/NICMOS获得了长蛇座TW协会（TWA）棕矮星2 MASS J1207334-393254（也称为2 M1207）及其候选行星质量伴星（2 M1207 b）的多波段（0.9至1.6 μ m）图像。来自这两个时期的图像明确地确认这两个物体是共同的自行对（16.0 sigma置信度）。对2 M1207自行的新测量表明，它到系统的距离为59 ± 7秒差距，投影距离为46 ± 5天文单位。NICMOS和先前发表的VLT测光2 M1207 b，整体延伸从0.9到3.8微米，是完全一致的几个木星质量的对象在规范年龄的TWA成员（~ 800万年）的基础上演化模型的年轻巨行星。这些观测提供了关于2 M1207 b物理性质的信息，并明确地确定了第一张围绕自发光体轨道的行星质量伴星的直接图像，而不是我们的太阳。
2006-07-21 astro-ph
Search for X-ray emission from bona-fide and candidate brown dwarfs
继最近对X射线探测物体V410 X射线3进行分类后，（Briceno等人，1998年），并将Chamaeleon中的一个X射线源鉴定为年轻的真正褐矮星（Neuhaeuser & Comeron 1998），我们调查了所有ROSAT全天巡天和存档的ROSAT PSPC和HRI定点观测，视野中的真实或候选棕矮星，曝光时间范围从0.13到221千秒，包括分别对低质量恒星BRI 0021 -0214和棕矮星Calar 3进行的64千秒和42千秒深的ROSAT HRI定点观测。在26颗真正的褐矮星中，有一颗是新发现的，即rho Oph GY 202。此外，在这里研究的57颗褐矮星候选者中，有4颗被X射线探测到，即年轻的金牛座褐矮星候选者MHO-4，MHO-5，V410 Anon 13和V410 X射线3。未探测到M9.5型恒星BRI 0021 -0214。在附录中，我们还提出了编目，但尚未注意到的B-和R-波段数据的一些对象在这里研究。
1998-12-23 astro-ph
Identifying Young Brown Dwarfs Using Gravity-Sensitive Spectral Features
我们报告的褐矮星光谱调查重力项目的初步结果，研究重力敏感的功能，在褐矮星的青年指标。在W.M.利用NIRSPEC和LRIS进行低分辨率（R~2000）J波段和光学（R~1000）观测。凯克天文台揭示了TiO，VO，KI，Na I，Cs I，Rb I，CaH和FeH的跃迁。通过比较晚型巨星和老场矮星的这些特征，我们发现它们对物体的引力（g = GM/R^2）很敏感。利用低重力光谱特征作为年龄指标，我们观测和分析了两颗年轻棕矮星G 196-3B（2 - 3亿年）和KPNO Tau-4（1-2亿年）以及猎户座σ星系团中两颗可能的低质量棕矮星（3-7百万年）的J带和光学光谱。我们报告的识别的phi带的TiO近1.24微米和A-X带的VO近1.18微米，以及极弱的J带线的KI在KPNO-Tau 4。这是第一次探测到TiO和VO在J波段的亚恒星质量的对象。KPNO-Tau 4的光谱显示出弱的K I和Na I线，弱的CaH吸收，强的VO带，也是低重力大气的特征。G 196-3B在两个波长区域都显示出与KPNO-Tau 4相似的吸收特征，这表明它的年龄和质量都处于已公布的估计值的低端。虽然猎户座51似乎与年轻的亚恒星天体一致，但猎户座47显示出高重力的特征，最接近于古老的L1.5/L0，并且不可能是猎户座51星团的成员。
2003-09-23 astro-ph
On the properties of young multiple stars
摘要/我们提出了年轻的双星和多恒星系统的性质的数值结果。我们的分析是基于一系列的SPH + Nbody模拟的小分子云的碎片，完全解决不透明度限制碎片。我们已经生产了统计上显著数量的稳定的多个系统，组分分离范围为1-1000 AU。在流体动力学演化结束时（0.5百万年），我们发现约60%的恒星和棕矮星是多重系统的成员，其中约三分之一是低质量，弱约束的大偏心轨道异常。我们的研究结果意味着，在恒星制度，大多数恒星的倍数（~80%），这部分是一个增加的函数的主要质量。在Nbody积分到1050万年后，束缚天体的百分比下降到~ 40%，因为大多数非常低质量的恒星和棕矮星已经被释放到该领域。棕矮星从来没有被发现是恒星非常接近的伴星（棕矮星沙漠在非常小的距离），但有一个例子存在棕矮星伴星在中间距离（10 AU）。我们的模拟可以容纳在大分离的棕矮星同伴的存在，但只有当这些系统的原色本身是倍数。我们已经比较了我们的模拟结果与真实恒星系统的属性推导出的IR CM图的Praesepe集群和光谱和高分辨率成像调查的年轻的集群和字段。
2004-03-03 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
Young Low-Mass Stars and Brown Dwarfs in IC 348
我提出了新的结果，从一个持续的计划，以确定和描述年轻的集群IC 348（1-10百万年）的低质量恒星和亚恒星的人口。光学光谱学揭示了光谱类型晚至M8.25的年轻天体。这些源的本征J-H和H-K色是类矮星色，而R-I和I-J色则介于矮星和巨星的颜色之间。此外，从6500到9500 A的光谱与标准矮和巨星光谱的平均值很好地再现，这表明这种平均值应该用于年轻晚型源的分类。绘制了IC 348（K6-M8）低质量粒子数的H-R图。年轻的四元组系统GG~Tau（White et al.）和IC 348中的恒星轨迹作为经验等时线来检验理论演化模型。对于Baraffe等人的模型，在后来的M型（介于矮星和巨星之间）中，温度尺度的调整使温度逐渐升高，使GG~Tau的所有成分都处于同一模型等时线上，并使IC 348的人口具有恒定的年龄和年龄分布作为质量的函数。当考虑GM~Aur、DM~Tau和GG~Tau~A的动力学质量等其它观测约束时，Baraffe等人的模型与年轻系统的观测结果最为一致。在相容的温标下，D 'Antona & Mazzitelli和Baraffe等人的模型都认为氢燃烧的质量极限发生在M6附近，年龄小于1000万年。因此，在对IC 348的研究中发现了几个可能的褐矮星，质量低至~20-30 M_J.
1999-05-21 astro-ph
