A Search for Disk Emission in Young Brown Dwarfs: L'-band Observations of sigma Orionis and TW Hydrae
研究年轻棕矮星周围的气盘对于我们理解亚恒星天体的起源、多样性和早期演化至关重要。在这里，我们提出了第一个结果，从系统的搜索盘发射光谱确认的样本的年轻物体附近或低于亚恒星边界的各种恒星形成区域。我们对猎户座sigma和长蛇座TW星协的VLT和Keck L '波段观测表明，如果大多数棕矮星出生时都有盘，那么至少这些盘的内部区域会迅速演变，可能在几百万年内消失。
2002-06-05 astro-ph
A Sample of Very Young Field L Dwarfs and Implications for the Brown Dwarf "Lithium Test" at Early Ages
使用大样本的光学光谱的晚型矮星，我们确定了一个子集的晚M到L场矮星，因为存在低重力的功能，在他们的光谱，被认为是异常年轻。从303个L型矮星的组合样本中，我们发现7.6+/-1.6%的矮星年龄小于1亿年。一旦考虑到观察偏差，这个百分比与理论预测一致。我们发现这些年轻的L矮星倾向于落在南半球（Dec < 0 deg），并且可能是以前未被识别的，附近的低质量成员，年轻的协会，如Tucana-Horologium，TW Hydrae，beta Picasso和AB Doradus。我们使用了一个均匀观测的样品，大约有150个6300-10000埃的L和T矮星光谱，这些光谱是用W。M. Keck天文台，以检查6708-A Li I线的强度作为光谱类型的函数，并进一步证实Kirkpatrick等人（2000年）指出的趋势。我们使用我们的低重力光谱调查的强度的Li I线作为年龄的函数。这些数据微弱地表明，对于早期到中期的L型矮星，谱线强度在1亿年前达到最大值，而对于更老的（很少的Gyr）和更年轻的（<1亿年）L型矮星，谱线强度较弱或无法检测到。我们表明，削弱锂在较低的重力模型大气计算预测，现有的观测数据部分证实的效果。需要更大的样本，包含确定年龄的L矮星，以进一步测试这一经验。如果得到证实，这一结果将加强柯克帕特里克等人（2006）首次引用的警告，即在试图确认最年轻的棕矮星的亚恒星性质时，应谨…
2008-08-22 astro-ph
Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs of the Young Open Cluster IC2391
利用光学（VRIZ）和红外（JHK $_s$）测光方法，对年轻的疏散星团IC 2391中可能的低质量成员进行了大量的鉴定。我们的样本包括50个可能成员和82个可能成员，都是非常低质量的恒星和棕矮星。我们还提供了这些恒星和褐矮星候选人来自红色英国施密特板使用显微密度计SuperCOSMOS测量的准确位置。假设年龄为5300万年，我们估计我们已经达到了0.025 M $_\odot$的质量，如果确定的对象确实是IC 2391的成员。
2000-11-27 astro-ph
A Disk Census for Young Brown Dwarfs
最近的调查已经在附近的恒星形成区域确定了亚恒星物体，直到行星质量。可靠地测定年轻棕矮星的盘频率对于了解它们的起源至关重要。在这里，我们报告的红外线L '波段（3.8微米）磁盘过剩的系统研究的结果，在~50光谱确认的对象附近和低于亚恒星边界的几个年轻的集群。我们的观测，使用ESO甚大望远镜，凯克我和美国宇航局红外望远镜设施，揭示了一个显着的一部分褐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。我们的发现与亚恒星物体通过类似于太阳质量恒星的机制形成的假设一致。
2003-05-30 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
Building dwarf galaxies out of merged young star clusters
相互作用星系中的年轻星团通常是由多达100个星团组成的星团群或星团。在我们的项目中，我们研究这些星团的未来命运。我们发现，星团合并的时间尺度上的几个动力学交叉时间的超集群。由此产生的合并对象与观测到的矮椭圆星系（dE）有相似之处。此外，如果考虑到潮汐加热、动力摩擦或与母星系盘或凸起的相互作用等破坏性过程，我们的合并物体可能会演变成类似于矮球状星系（dSph）的物体，而不需要高暗物质含量。
2001-06-22 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
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
Young Globular Clusters and Dwarf Spheroidals
星系晕主体中的大多数球状星团几乎是同时形成的。然而，矮球状星系中的球状星团的形成似乎已经延长了哈勃时间的很大一部分。这表明，在星系晕主体中抑制球状星团晚期形成的因素在矮球状星系中并不起作用。在R_{GC} > 15 kpc处存在大量的“”球状体，可能是因为假设这些天体中有许多是在类似人马座（但不是类似天炉座）的矮球状星系中形成的，后来被银河系的潮汐力摧毁。在波江座、帕洛玛1、3、14和泰山7号球状星团周围寻找其母矮椭球体的低光度遗迹将是一件有趣的事情。此外，多色测光可以用来寻找超星协的残余物，外晕球状星团最初就形成于超星协内部。这样的包层被认为是在内晕中被潮汐剥离的球状星团。
1999-10-13 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
Preliminary Constraints on 12C(alpha,gamma)16O from White Dwarf Seismology
多年来，天文学家一直承诺，对脉动白矮星的研究最终将带来有关极端温度和压力条件下物质物理学的有用信息。在本文中，我们终于兑现了这一承诺。利用全球望远镜的观测数据和采用遗传算法的新分析方法，我们凭经验确定氦-大气变量白矮星GD 358的中心氧丰度为84+/-3%。我们使用这个值来放置初步的限制12 C（α，γ）16 O核反应截面。更精确的约束将有可能与额外的详细模拟。我们还表明，我们的最佳拟合模型探测器的脉动模式下降到恒星质量的内部百分之几。我们证明了从星震学数据重建白矮星内部化学剖面的可行性，并发现GD 358的氧剖面与最近的理论计算在定性上相似。
2001-04-11 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
A Spitzer Search for Infrared Excesses around Massive Young White Dwarfs
我们使用斯皮策太空望远镜检查了14颗热白矮星的红外过量迹象。其中12个天体是大质量的白矮星，它们被认为是双星合并的结果。剩下的两个天体是质量不足的白矮星，可能是合并的结果，也可能是一个亚恒星伴星的螺旋。在任何情况下，我们都没有发现任何明显的红外线超过8微米波长的证据。这对轨道尘埃的存在有很强的限制，而对近距离的亚恒星同伴的存在有较弱的限制。
2005-11-03 astro-ph
Detection of a Second Optical Component in the HI cloud associated with the Young Dwarf Galaxy SBS 0335-052: New Data from the 6--m Telescope
蓝色致密矮星系（BCD）SBS 0335- 052是已知的最缺乏金属的星系之一，也是正在形成的年轻矮星系的最佳候选者之一。VLA HI图揭示了一个不寻常的结构：中性气体分布在一个非常扩展的圆盘中，大约是BCG的Holmberg光学直径的15倍。有两个高密度峰。东部的峰值接近SBS 0335- 052的位置，而西部的HI峰值与一个微弱的致密光学星系有关。该天体的6米望远镜光谱显示出H α、H β和[OIII] 5007发射，其红移接近SBS 0335- 052。我们认为，它可能是一个年轻的和化学未进化的矮星系。
1996-06-04 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
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
The blue plume population in dwarf spheroidal galaxies: young stellar population or genuine blue stragglers?
在矮球状星系的背景下，很难将一个真正的蓝离散星系（BSS）从一个正常的年轻主星系（MS）序列中分离出来。这种困难是持久的。对于9个非恒星形成的本群矮星系的样本，我们计算了"BSS频率“，并将其与银河系球状/疏散星团和晕中发现的频率进行了比较。比较结果表明，在任何给定的Mv下，矮星系的BSS频率总是高于光度相近的球状星团。此外，最低光度矮星系的BSS频率的估计与银河系晕和疏散星团中观察到的非常一致。我们的结论是，低密度，几乎没有碰撞的环境，我们的矮星系样本点，他们非常低的动力学演化和随之而来的碰撞BSS可以忽略不计的生产。
2007-11-06 astro-ph
Formation of omega Centauri from an ancient nucleated dwarf galaxy in the young Galactic disc
我们首先提出了一个自洽的动力学模型，其中$ω$ Cen是由一个古老的有核矮星系与第一代银河系薄盘以相对于银河系旋转的逆行方式合并而成的。我们的数值模拟表明，在银河系和$ω$ Cen的宿主矮星（$M_{\rm B}$ $\simeq$-14等，其核质量为$10^7$ $M_{\odot}$）之间的合并过程中，矮星的外层恒星包层几乎完全剥离，而中央核由于其致密性可以从潮汐剥离中幸存下来。正如对$ω$ Cen观测到的那样，已发育的裸核有一个围绕年轻银盘的非常有约束力的逆行轨道，其远心和近心距离分别为$\sim$ 8 kpc和$\sim$ 1 kpc。银河系的潮汐力可以诱导气体径向流入矮星的中心，从而以重复的方式触发中等强度的核恒星爆发。这一结果意味着，有效的核化学富集所造成的较晚的恒星爆发可以密切相关的起源观测到的相对年轻和富含金属的恒星在$ω$ Cen。$ω$ Cen的宿主的动态加热可以在合并过程中将年轻的薄盘转变为厚盘。
2003-10-14 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
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
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
The blue plume population in dwarf spheroidal galaxies: genuine blue stragglers or young stellar population?
节录...蓝离散星（BSS）被认为是原始双星系统或碰撞双星系统的产物。在矮球状星系的背景下，它是很难坚定地解开一个真正的BSS人口从年轻的主序（MS）跟踪一个~1-2 Gyr老恒星形成插曲。假设它们的蓝羽是由BSS组成的，我们用地面和空间测光的汇编估计了8个本星系群非成星矮星系的BSS频率。我们的结果可以概括如下：（i）在任何给定的Mv下，矮星系的BSS频率总是高于相似光度的球状星团的BSS频率;（ii）最低光度矮星系的BSS频率与银河系晕中观测到的BSS频率非常一致;最有趣的是（iii）推导出BSS频率与星系Mv之间的统计显著的反相关。我们的矮星系样本的低密度，几乎没有碰撞的环境使我们能够推断：（i）它们的动力学演化非常低;（ii）碰撞BSS的产生可以忽略不计;因此（iii）它们的蓝色羽流主要由原始双星组成。矮星系的反相关可以作为一个推论：服从反相关的星系更可能拥有真正的原始BSS，而不是年轻的主序星。
2007-04-11 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
Discovery of a Very Young Field L Dwarf, 2MASS J01415823-4633574
在跟踪从2微米全天巡天光度测量中选择的L矮星候选者时，我们发现了一个不寻常的物体，编号为2 MASS J 01415823 -4633574。它的光谱显示出非常强的钒氧化物谱带，但被氧化钛、钾和钠吸收的谱带异常弱。从形态学上看，这种光谱特征介于古老的早期L矮星（log（g）~5）和非常晚的M巨星（log（g）~0）之间，这使我们倾向于将低重力作为这颗L矮星独特光谱特征的解释。如此低的重力只有当这个L矮星的质量比一个典型的类似温度的旧场L矮星小得多，并且仍然在收缩到它的最终半径时才能解释。这些条件意味着一个非常年轻的年龄。在近红外光谱中发现了年轻的进一步证据，包括三角形的H波段连续谱，让人想起在猎户座星云团中发现的年轻棕矮星候选者。使用上述信息以及与褐矮星大气和内部模型的比较，我们目前最好的估计是，这颗L型矮星的年龄为1- 5000万年，质量为6-25 M_木星。2 MASS 0141-4633在天空中的位置，加上距离估计约为35秒差距和上述年龄估计，表明该天体可能是3000万年前的杜鹃座/钟表协会或1200万年前的β Pic移动群的褐矮星成员。
2005-11-15 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
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
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 Nuclei in Dwarf Elliptical Galaxies
我们报告了在室女星系团的三个弥散椭圆星系（dE）中发现的年轻嵌入结构：IC 783，IC 3468和IC 3509。利用俄罗斯6米望远镜的MPFS摄谱仪对这些星系进行了三维光谱观测，并通过在像素空间拟合高分辨率的PEGASE.HR合成单颗恒星星族（SSP），获得了运动学和恒星族参数的空间分辨分布。在这三个星系中，核的光度加权年龄约为4 Gyr，比星系外部区域的人口要年轻得多。我们讨论了两种可能性，以获得所观察到的结构-耗散合并事件和不同的冲压压力剥离效率在两个随之而来的交叉室女星系团中心。
2006-11-28 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
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
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
Preliminary Parallaxes of 40 L and T Dwarfs from the U.S. Naval Observatory Infrared Astrometry Program
本文给出了用ASTROCAM红外成像仪测量的22颗L型矮星和18颗T型矮星的初步三角视差和自行。相对于绝对视差的改正是通过对参考系恒星采用2 MASS和/或SDSS测光来进行的。我们将USNO的红外和光学光度计与现有最好的CIT系统光度计相结合，测定了37颗光谱类型为L0 ~ L 8的L型矮星和19颗光谱类型为T0.5 ~ T8的T型矮星的M_J、M_H和M_K值，并在此基础上给出了选定的绝对星等与光谱类型和色图。对这些天体的亮度和温度进行了估计。特别令人感兴趣的是在L-T矮星边界处或附近的几个物体的距离，以便更好地理解这一重要的转变。先前报道的早中期T矮星光度过剩被清楚地证实，并发现存在于J，H和K。大量的物体占据了这个亮度过剩区域，这表明它不可能完全是由于选择效应造成的。2 MASS J 041519 -0935将T矮星序列扩展到M_J~16.9，在d = 5.74 pc时，它是已知的最暗[log（L/L_sun）=-5.58]和最冷（T_eff~760 K）的褐矮星。结合本文的结果和USNO早期的CCD结果，我们发现，与L型矮星相反，没有低速（Vtan < 20 km/s）T型矮星的例子。我们简要地讨论了未来的USNO红外天体测量计划的方向。
2004-02-11 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
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
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
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
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
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
Spectroscopy of Ultra-Cool Dwarfs
超冷矮星被定义为光谱类型为M7或更高的矮星（Kirkpatrick，Henry，& Irwin 1997），因此包括新的L和T光谱类型。国际天文学联合会在1999年的超冷矮星报告中描述了这些光谱类型的光学和红外光谱特征。本文综述了超冷矮星光谱分类的最新进展，将超冷矮星分为两类：老矮星（>1 Gyr）和它们的年轻祖先（位于最近的恒星形成区和疏散星团（1- 1亿年））。因为前者在附近，后者年轻，这两个群体相对聪明，适合于发现和详细研究。从技术上讲，年轻的超冷天体的光度等级更接近于次巨星而不是矮星;尽管如此，我还是把它们包括在这份关于超冷矮星的报告中。
2004-01-20 astro-ph
A Young White Dwarf Companion to Pulsar 1620-26: Evidence for Early Planet Formation
脉冲星B1620-26有两颗伴星，一颗恒星质量，一颗行星质量。我们用哈勃太空望远镜观测到了这颗伴星。伴星的颜色和星等表明它是一颗质量不足的白矮星（$0.34 \pm 0.04 M_{\odot}$），年龄为$480\pm 140$ Myr。这将限制这三重系统的最近的历史，并支持当前的配置出现在集群核心的动态交换相互作用的情况下。这意味着行星在低金属量的球状星团中可能相对常见，而且行星形成的范围更广，发生的时间也比以前认为的要早。
2003-07-18 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
Constraining white-dwarf kicks in globular clusters : II. Observational Significance
如果渐近巨星分支恒星的恒星风足够强并且稍微不对称，它们可以改变恒星通过球状星团的轨道;因此，如果这些恒星风是不对称的，人们可以预期年轻的白矮星在径向上的集中程度比它们的祖先或球状星团中的老年白矮星要低。最近观察到后一种效应。此外，年轻的白矮星应该比它们的祖先有更大的典型速度。在相位混合之后，后一种效应相对于年轻的白矮星的空间分布变化而言大大减弱，因此它比空间分布的变化更难检测。最有力的运动学特征是轨道偏心率的变化，这是通过自行位置角的分布揭示的。
2007-09-19 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
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
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
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
The Correlation Dimension of Young Stars in Dwarf Galaxies
我们提出了解决年轻恒星的关联维数在四个活跃的恒星形成的矮星系是足够的解决和透明的三维点分布的投影建模。我们使用哈勃空间望远镜档案中的数据;其中之一UGCA 292的测光首次在这里提出。我们发现，有统计上可区分的样本星系之间的恒星集群的性质的差异。样品中最亮的星系VII Zw 403的年轻恒星具有最高的关联维数值，也是对数尺度上最剧烈的下降，从$1.68\pm0.14$下降到$0.10\pm0.05$，在$r$中下降了不到10倍。这种减少是一致的边缘效应所产生的投影泊松分布在2：2：1椭球。样本中最暗的星系UGC 4483中的年轻恒星表现出非常不同的行为，在$r$的相同范围内，其恒定值约为0.5，几乎延伸到分布的边缘。这种行为可能表明一个无标度分布与一个异常低的相关维，或一个两个组件（非无标度）组合的集群和场星。
2006-08-04 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
Young Dwarf Galaxies and Cosmology
我们在这里发展的主题是，极度缺乏金属的蓝色致密矮星系（BCD），那些Z < Zsun/20的星系是年轻的星系，直到大约1亿年前才开始形成恒星。因此，它们可以被认为是我们宇宙局部体积中的原始星系，并且是研究在非常缺乏金属的环境中星系形成时发生的物理过程的极好实验室。我们使用BCD导出了原始氦丰度的新值Yp = 0.244+/-0.001，高于以前的测定。这对应于重子质量分数Omega_b*h^2_{50} = 0.058+/-0.007。我们讨论了在一个非常低的金属环境中的尘埃的问题，并显示了很大一部分（~ 75%）的年轻恒星是不可见的，任何推导宇宙恒星形成率的基础上，光/紫外线通量将是一个低估。我们还展示了如何从星暴区域损失的Ly-alpha光子提出了强有力的约束Ly-alpha搜索高红移星系。
1999-02-25 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
On the Radial Distribution of White Dwarfs in the Globular Cluster NGC 6397
我们研究了邻近的球状星团NGC 6397中单个HST/ACS场中白矮星的径向分布。在松弛的星族中，例如在球状星团中，恒星的速度色散，因此径向分布，直接取决于恒星的质量。非常年轻的星团白矮星的祖先质量约为0.8太阳质量，而白矮星本身的质量约为0.5太阳质量。因此，我们预计年轻的白矮星有一个集中的径向分布（就像他们的祖先），变得更加扩大了几个弛豫时间，模仿约0.5太阳质量的主序星。然而，我们观察到年轻的白矮星有一个显着延长径向分布相比，最大质量的主序星在集群和老白矮星。
2007-09-26 astro-ph
