A newly-identified emission-line region around P Cygni
我们提出了一个高分辨率（$R \simeq 20,000$）近红外（9，100 - 13，500 $Å$）长缝光谱的天鹅座P获得的新委托WINERED摄谱仪在日本。在所得到的光谱中，我们发现，[Fe II]发射线的速度分布被分解成两个峰值的速度$\simeq220$公里秒$^{-1}$与中间的一个中等倾角和额外的子峰在$\simeq\pm100$ ~km~s $^{-1}$。通过长缝阶梯光栅图证实了次峰值成分起源于半径为$\simeq10^{\prime\prime}$的已知壳层，该壳层最初由公元1600年的爆发产生。另一方面，$\simeq220$公里的$^{-1}$组件，占主导地位的[Fe II]流量从天鹅座P，被发现集中在靠近中央恒星的明显空间范围的$\simeq3^{\prime\prime}$。这个范围远大于氢、氦和金属允许线追踪的致密（$<0^{\prime\prime}.1$）区域。扩展发射线区域的速度、估计质量和动力学时间表明，该区域是恒星风区域的外部。我们认为，新确定的发射线区域可能跟踪由于恒星风超越爆发壳的反向冲击。
2018-08-14 astro-ph.SR
The Detection of Discrete Cyclotron Emission Features in Phase-Resolved Optical Spectroscopy of V1500 Cygni
我们获得了老新星和异步极性V1500 Cyg的相位分辨光谱。这些新数据揭示了来自两个不同强度磁场的离散回旋峰。一个区域的B = 72 MG，而另一个区域的B约为105 MG。随着这些特征的检测，我们重新审视了Harrison & Campbell（2016）中提出的光学/近红外光变曲线，并发现这些数据中观察到的大光度过度与回旋辐射完全一致。这些结果，当结合X射线观测，似乎有最大值，重复的轨道周期，意味着V1500天鹅座已经恢复到同步极地。使用现有的理论，我们发现这里的强场强可以解释快速自旋时间。
2017-11-03 astro-ph.SR
The Spectroscopic Variations of the FU Orionis Object V960 Mon
介绍了猎户座FU型星V960 Mon的光谱监测结果。猎户座FU型恒星的光谱变化将为研究其物理性质和爆发机制提供有价值的信息。2015年1月至2017年1月，我们在西播磨天文台使用2米Nayuta望远镜对V960 Mon进行了中分辨率（R~10000）光谱观测，共53晚。我们聚焦于H α谱线及其附近的原子谱线，并探测了吸收谱线和发射谱线的强度变化。所观察到的吸收线的等效宽度的变化对应于有效温度的降低和表面重力的增加。这些变化很可能是由于质量吸积速率的降低而引起的吸积盘的光度衰减。
2018-01-03 astro-ph.SR
Roche tomography of cataclysmic variables - VIII: The irradiated and spotted dwarf nova, SS Cygni
我们提出的结果，我们的光谱研究的矮新星SS天鹅座，使用罗氏层析成像映射的恒星表面，并推导出系统参数。考虑到这种技术考虑到不均匀的亮度分布的表面上的二级恒星，我们推导出的参数（原则上）是最强大的，但发现这个系统。此外，我们的表面地图显示，二级恒星是高度斑点，与强烈的不对称辐射的内半球。此外，通过构建多个巴耳末发射线的多普勒断层图像，我们发现强烈的非对称辐射的次级恒星，和一个不对称的吸积盘，具有螺旋结构。
2017-09-05 astro-ph.SR
Millimeter interferometric observations of FU Orionis-type objects in Cygnus
猎户座FU型天体（FUors）是低质量的年轻爆发恒星，代表了一个演化阶段，其特征是从盘到恒星的吸积速率增加的阶段性时期。理论预测，一个拱星的信封，连续的质量落入磁盘的来源，是必要的触发这样的吸积爆发。我们研究的空间和速度结构的信封周围FUOR通过分子线观测毫米波长。我们的目标是三个原型FUOR和一个可能处于爆发前状态的物体。我们提出档案PdBI干涉观测J=1-0线的13 CO在110.2 GHz。对于我们的三个目标，这些代表第一毫米干涉观测。利用这些数据，可以以1000天文单位的空间分辨率和0.2公里/秒的速度分辨率研究天体的分子环境。强，窄的13 CO（1-0）线发射检测到所有来源。在所有情况下，发射都是空间分辨的，去卷积的大小为几千AU。对于V1057 Cyg和V1331 Cyg，发射区域相当紧凑，这表明发射的起源是围绕中心恒星的包络。对于天鹅座V1735，13 CO的发射与恒星位置有偏移，表明发射源可能是一个小的前景云，也是中央恒星高度变红的原因。朝向天鹅座V1515的13 CO发射是样本中最长的，与天鹅座V1515的环状光学反射星云相吻合。我们认为，毫米干涉观测是必不可少的一个完整的理解的拱星环境的FUOR。任何理论的FUor现象，解释的几何形状的拱星结构和它的演变，使用单光束测量必须检查和比较干涉观测在未来。
2011-09-16 astro-ph.SR
Stars and brown dwarfs in the sigma Orionis cluster. III. OSIRIS/GTC low-resolution spectroscopy of variable sources
上下文虽然到目前为止已经进行了许多研究，但在年轻的猎户座σ疏散星团中仍然有几十颗低质量恒星和褐矮星没有详细的光谱特征。目标。我们寻找未知的强吸积物和盘主机，在以前的调查中未被发现。方法.我们收集了低分辨率光谱（R ~ 700）的十个低质量恒星和棕矮星在猎户座西格玛与OSIRIS在大加那利望远镜在非常恶劣的天气条件下。这些物体在几小时到几年的时间尺度上显示出光学、红外、Halpha和/或X射线的变化。我们用光学和近/中红外光度法补充了我们的光谱。结果对于七个目标，我们检测到锂的吸收，确定了Halpha，钙双峰，和禁止线的发射，和/或首次确定光谱类型。我们详细地描述了一个暗淡的，金牛座T型棕矮星，光学周期变化为18 h，大的H α等效宽度为-125+/-15 AA，以及两个M1型，X射线闪烁，低质量的恒星，一个有一个温暖的光盘和禁止发射线，另一个有一个以前未知的冷盘，有一个大的内孔。结论.新的未发现的强吸积物和盘主机，甚至低于亚恒星极限，等待发现的已知的猎户座西格玛恒星和褐矮星的名单中，是可变的光学和没有详细的光谱特征。
2012-09-17 astro-ph.SR
Evidence for an FU Orionis-like Outburst from a Classical T Tauri Star
我们提出了新的FU猎户座一样的年轻恒星对象PTF 10 qpf（也被称为LkHa 188-G4和HBC 722）的爆发前和爆发后的观测。在这次爆发之前，LkHa 188-G4被归类为一颗经典的金牛座T星，依据是它的光学发射线光谱叠加在K8型光球上，以及光度变化。LkHa 188-G4的中红外光谱指数表明它是一个II类天体。LkHa 188-G4在2009年8月开始的约11个月内稳定上升约1等，随后在约2个月的时间尺度上突然上升> 3等。在喷发期间进行的观察显示了FU Orionis变量的定义特征：（i）亮度增加> 4等，（ii）出现明亮的光学/近红外反射星云，（iii）光谱与G超巨星一致，主要是吸收线，唯一的例外是H α，其特征是天鹅座P型轮廓，（iv）在CO和H_2O的近红外吸收谱中，发现了类似于K-M巨星/超巨星的吸收峰，（v）在H和He的流出谱中，发现了蓝移的吸收峰。LkHa 188-G4是第一个在爆发前阶段具有良好采样的光学到中红外光谱能量分布的FU猎户座类成员。PTF 10 qpf爆发与先前确定的经典金牛座T星LkHa 188-G4（HBC 722）的关联提供了强有力的证据，表明FU猎户座样爆发代表了增强的盘吸积和流出的时期，可能是由盘中的不稳定性引发的。PTF 10 qpf作为FU猎户座类变量的早期识别将使其在爆发后的演化过程中能够进行详细的光度和光谱观测，以与其他已知…
2011-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The H-alpha Variations of the Luminous Blue Variable P Cygni: Discrete Absorption Components and the Short S Doradus Phase
天鹅座P是亮蓝变星（或剑鱼座S变星）的原型，其光度和发射线的变化以年为单位（称为“短剑鱼座S相位”变化）。在这里，我们提出了新的高分辨率H-α光谱的P Cyg，我们结合早期的光谱和并发V-波段光度记录的排放和连续通量的变化超过24年的时间跨度。我们发现，发射和连续通量在1.6年及更长的时间尺度上一致变化，但在较短的时间尺度上不同。的H-α轮廓形状也不同的光度时标，我们描述了所观察到的发射峰和吸收谷属性的共同变化。我们认为，情节的光度和排放增亮是由增加的排放区域的大小，风的质量损失率和外流速度的变化有关。我们发现了向蓝加速的证据，离散吸收成分（DAC）在H-α分布的吸收槽中，这些特征比在其他线中观察到的加速慢，持续时间长。DAC的强度也出现不同的光度时标，我们建议的DAC相关的风结构的传播是密切相关的整体风质量损失率和速度的变化。
2011-01-25 astro-ph.SR
Gaia and sigma Orionis from 20 Msol to 3 MJup: the most complete and precise Initial Mass Function with a parallax determination?
猎户座sigma星团是迄今为止拥有最多已确认的棕矮星和低于氘燃烧质量极限的亚恒星天体的恒星形成区域。质量最大的恒星，猎户座σ Aa，就在星团中心，是照亮马头星云的\sim 20 Msol-mass O9.5 V恒星，而质量最小的物体，猎户座σ 70，只有大约3 MJup。在中间，有一个连续的恒星和所有类型的亚恒星物体（包括磁活性B2 Vp恒星，Herbig-Haro物体，FU Ori恒星或T Tauri棕矮星），使该星团成为研究初始质量函数，盘存在，X射线发射或所有质量域吸积的基石。然而，导出的质量强烈依赖于实际的日心距星团。盖亚会解决这个难题。
2011-12-03 astro-ph.SR
V1647 Orionis: Optical Photometric and Spectroscopic Monitoring Through the 2003-2006 Outburst
我们目前的结果，从光学成像和光谱监测活动的年轻，低质量的喷发变星V1647猎户座。这颗恒星和相关的星云（麦克尼尔星云）在2004年2月至2006年2月期间被观测到，观测开始于原始爆发事件发生后的几个月。利用Gemini North望远镜，我们获得了V1647 Ori的多波段光学成像测光和中等分辨率长缝光谱，时间间隔约为一个月。在此期间，猎户座V1647保持或接近峰值亮度，然后褪色5个星等，接近爆发前的亮度。这意味着爆发时间约为27个月。在监测期间，在发射和吸收方面看到的光谱特征变化很大。例如，Halpha线在强度和轮廓上都发生了显著变化。我们提出并讨论了所观察到的光度和光谱的变化，并考虑如何将这一喷发事件与低质量恒星的早期形成阶段。
2009-07-25 astro-ph.SR
HRC-I/Chandra X-ray observations towards sigma Orionis
目的：利用Chandra X射线天文台的高空间分辨率，研究了猎户座sigma星团（τ ~3 Ma，d~385 pc）中年轻恒星和褐矮星的X射线辐射及其与质量、星周盘的存在以及与星团中心分离的关系。研究方法：我们使用的公共HRC-I/钱德拉数据从一个97.6 ks指向集群中心，并补充他们的X射线数据从IPC/爱因斯坦，HRI/ROSAT，EPIC/XMM-牛顿，和ACIS-S/钱德拉连同光学和红外测光和光谱从文献和公共目录。在我们的HRC-I/Chandra数据上，我们测量了计数率，估计了X射线通量，并搜索了短期变异性。我们还通过与以前的X射线观测结果进行比较来寻找长期变化。结果如下：在探测到的107个X射线源中，有70颗星团恒星具有已知的年轻标志，两颗年轻的褐矮星，12个星团成员候选者，4个场矮星和两个具有光学红外对应物的星系。其余的来源具有河外性质。根据一项强有力的泊松-卡方分析，在HRC-I观测期间，有9颗星团恒星显示出耀斑或旋转调制，而另外8颗恒星和1颗褐矮星则显示出长期的X射线通量变化。我们构造了一个从O9.5（~18 Msol）到M6.5（~0.06 Msol）的星系团X射线光度函数。我们发现：早期型恒星在多个系统中或具有光谱特性的恒星显示出X射线发射的趋势，两颗被探测到的褐矮星和一颗质量最小的恒星是猎户座sigma天体中具有最高L_X/L_J比的天体，星团中大部分已知的…
2010-06-21 astro-ph.SR
A spectroscopic census in young stellar regions: the Sigma Orionis cluster
我们提出了一个光谱调查的恒星星族的猎户座Sigma集群。我们得到了340颗恒星的光谱类型。用于光谱分型的光谱数据来自具有相似光谱覆盖范围和分辨率的几个光谱仪。我们的样本中有一半以上的恒星是通过吸收锂、发射强H $α$或弱引力敏感特征证实的成员。此外，我们还获得了H $α$区169颗恒星的高分辨率（R~34000）光谱。根据该数据集计算径向速度。星系团成员的径向速度分布与以前的工作是一致的。对H $α$谱线和红外观测的分析揭示了两个双星系统或快速旋转子，它们模仿了具有吸积盘的恒星中预期的H $α$宽度。另一方面，也有一些恒星具有光学厚的吸积盘和窄的H $α$轮廓，这在具有吸积盘的恒星中是不可能的。这一贡献构成了迄今为止最大的猎户座Sigma星系团的均匀光谱数据集。
2014-08-06 astro-ph.SR
Very fast photometric and X-ray observations of the intermediate polar V2069 Cygni (RX J2123.7+4217)
利用Skinakas天文台1.3 m望远镜的光学计时分析仪（OPTIMA）对天鹅座V2069（RX J2123.7+4217）进行了快速计时测光观测。天鹅座V2069的光学（450-950 nm）光变曲线在2009年7月首次以亚秒分辨率测量，并显示出周期为743.38 ± 0.25的双峰脉动。在同时进行的雨燕卫星观测中也发现了类似的双峰调制。我们认为这个周期代表了白矮星吸积体的自旋。此外，我们还详细分析了XMM-牛顿观测的结果，该结果也显示了双峰调制，但相位偏移，周期为742.35 ± 0.23 s。从XMM-牛顿EPIC（欧洲光子成像相机）仪器获得的X射线光谱由等离子体发射和具有部分覆盖光电吸收模型（覆盖分数为0.65）的软黑体分量建模。一个额外的高斯发射线在6.385 keV的等效宽度为243 eV的需要占中性铁的荧光发射。在EPIC光谱中清楚地分辨出铁荧光（~ 6.4keV）和FeXXVI线（~ 6.95keV）。在IPs的Porb-Pspin图中，V2069 Cyg显示出较低的自旋轨道比，为~0.0276，而其他中间极星的自旋轨道比为~0.1。
2012-01-26 astro-ph.SR
An Analysis of the Environments of FU Orionis Objects with Herschel
我们介绍了六个FU猎户座型物体和候选者的Herschel-HIFI，SPIRE和PACS 50-670 μm成像和光谱学（FU Orionis，V1735 Cyg，V1515 Cyg，V1057 Cyg，V1331 Cyg和HBC 722），爆发日期从1936年到2010年不等，来自“FOOSH”（FU Orionis Objects Surveyed with Herschel）计划，以及Spitzer-IRS和加州理工学院亚毫米波天文台的辅助结果。在它们的系统性质（Lbol，Tbol，线发射）中，我们发现FUors处于各种进化状态。此外，一些FUOR具有I类和II类源的特征：温暖的连续性与II类源一致，但旋转线发射是I类的典型特征，远高于类似质量/光度的II类源。结合几种分类技术，我们发现一个进化序列与以前的中红外指标一致。我们检测到[O I]在每个源的光度与0/I类原恒星一致，远远大于II类磁盘。我们检测到的13 CO（J_up为5至8）周围的两个源（V1735天鹅座和HBC 722）的过渡，但它们归因于附近的原恒星。在剩下的来源中，有三个（FU Ori，V1515 Cyg和V1331 Cyg）只显示了低的CO，但有一个（V1057 Cyg）显示了高达J = 23 - 22的CO和H2O和OH发射的证据，其强度是原恒星的典型强度，而不是金牛T星。“冷”CO组分的转动温度范围为…
2013-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stars and brown dwarfs in the sigma Orionis cluster. IV. IDS/INT and OSIRIS/GTC spectroscopy and Gaia DR2 astrometry
上下文只有少数疏散星团对研究恒星和亚恒星天体及其形成和演化具有重要意义，如年轻的猎户座σ星团。然而，它的整个恒星星族的完整光谱特征仍然缺失。目标。我们填补了大部分的差距与大型光谱和天体测量调查的目标对西格马猎户座。最终，它将成为闯入者比例最低、拥有已知无可争议的年轻特征的已确认星团成员比例最大的疏散星团之一。方法.我们用2.5米艾萨克牛顿望远镜（INT）的中色散光谱仪（IDS）和10.4米加那利大望远镜（GTC）的成像和低分辨率集成光谱光学系统（OSIRIS）获得了317个低分辨率光谱。我们测量了Li I，H-α和其他关键线的等效宽度，并确定了光谱类型。我们用盖亚DR 2天体测量数据和其他青年特征（中红外过量，X射线发射）补充了这些信息，这些特征是用虚拟天文台工具和文献汇编的。结果在观测到的168个目标中，我们首次确定了39颗恒星的光谱类型和34颗和12颗恒星的Li I和H-α的等效宽度。我们确定了11个接近（rho <~ 3 arcsec）的二进制解决盖亚，其中三个是新的，14个强吸积，其中四个是新的，另外四个有H-α发射移动超过120公里/秒，两个年轻的恒星候选人在稀疏的人口奥利OB 1b协会，和一个光谱的二进制候选人。值得注意的是，我们发现了51个非星系团成员，其中35个以前被认为是猎户座西格玛成员，并在高影响力的工作中考虑到，例如，圆盘频率和初始质量函数。
2019-08-27 astro-ph.SR
Spectroscopy of Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs in the Lambda Orionis Star Forming Region
上下文到目前为止，大多数观测研究都指向褐矮星与低质量恒星有着相似的形成机制。然而，在得出强有力的结论之前，需要更大的数据库和更系统的研究。目标。在这第二篇论文的一系列致力于研究的成员的猎户座λ恒星形成区的光谱特性，我们研究吸积，活动和旋转的一组广泛的光谱确认的成员的中央星团Collinder 69绘制类比和/或差异的褐矮星和恒星星族这个集群。此外，我们提出了与其他类似和不同年龄的恒星形成区的比较，以解决环境对我们的结论的影响。方法.我们研究突出的光球线，获得旋转速度和发射线，以区分吸积过程和色球活动。此外，我们还包括有关磁盘的存在和X射线发射的信息。结果我们报告了低质量恒星和棕矮星（~58%）与高质量恒星（26+4-3%）相比，其盘分数存在很大差异，0.6 Msun是我们发现的这种二分法的临界质量。作为一个副产品，我们解决的磁盘和无盘成员的空间分布的集群本身的形成方案的影响。我们已经使用了Halpha发射来区分吸积和非吸积源，发现38+8-7%的源包含磁盘进行主动吸积，他的百分比保持类似的亚恒星制度。对于这些源，我们估计了吸积率。最后，关于旋转速度，我们发现vsin（i）的高分散性，在无盘人口中甚至更大。
2012-08-30 astro-ph.SR
Solving the Puzzle of the Massive Star System Theta 2 Orionis A
年轻的O9.5 V光谱联星Theta 2 Ori A显示出中等强度的X射线发射和相对较窄的X射线线，这表明它可能是一个磁约束风震（MCWS）源，类似于其更大质量的类似物Theta 1 Ori C。X射线耀斑发生在近星点附近，这使得人们认为耀斑是通过磁重联产生的，因为θ 2 Ori A双星的两个组成部分上的磁层在最近的距离相互作用。我们使用一系列的高分辨率分光偏振观测θ 2 Ori A放置的磁场强度的上限为135 G（95%可信区）。这样弱的偶极磁场不会产生磁约束，也不会产生大的磁层。一个亚像素分析的钱德拉ACIS图像的θ 2 Ori A在静止和耀斑期间获得的显示，硬，耀斑X射线从软，静态发射偏移0.4弧秒。如果软发射与A1/A2光谱双星相关联，则硬的、闪耀的源的偏移和位置角将其置于通过散斑干涉术发现的中等质量A3伴星的位置。光谱偏振和X射线的结果一起指出，A3伴星，而不是大质量的A1/A2双星，是硬的，闪耀的X射线发射源。我们还讨论了一个类似的分析进行的磁性Bp星Sigma Ori E。我们发现其X射线耀斑的起源类似。
2012-05-16 astro-ph.SR
Gamma-ray sources like V407 Cygni in Symbiotic Stars
利用一个简单的加速模型，并假设$γ$ -射线起源于$π^0$模型的$p-p$碰撞，我们研究了共生星中类似天鹅座V407的$γ$ -射线源.它们在银河系中出现的概率上限在0.5 - 5年$^{-1}$之间，表明它们可能是高能$γ$射线的重要来源。加速质子的最大能量主要分布在$10^{11}$ eV附近，几乎没有达到$10^{15}$ eV。发生在D型超新星中的新星，具有一个波长和长的轨道周期，是$γ$射线源的良好候选者。由于轨道周期短，加速持续时间短，共生星RS Oph的新星不能产生天鹅座V407那样的$γ$射线辐射。
2011-01-31 astro-ph.SR
A phenomenological study of the evolution of shock-induced O I emission lines in the spectrum of nova V2891 Cygni
本研究利用CLOUDY代码分析天鹅座V2891新星的氧发射线演化，发现抛射物存在高氧丰度分层，O I 1.3164 μm线可作为激波诱发尘埃形成的示踪剂。
2024-07-12 astro-ph.SR
Massive compact disks around FU Orionis-type young eruptive stars revealed by ALMA
猎户座FU型天体（FUors）是低质量的前主序星，从星周盘到原恒星的质量吸积速率暂时但显着增加。目前还不清楚是什么触发了吸积爆发，以及FUOR的盘是否与非爆发的年轻恒星物体的盘有任何不同。出于这一动机，我们进行了1.3毫米连续调查的10个FUOR和FUOR类对象与ALMA，使用7米阵列和12米阵列在两种不同的配置，以恢复排放在尽可能广泛的空间尺度。我们探测到了所有目标源和附近的几个物体。为了约束磁盘结构，我们拟合的数据与模型的复杂性不断增加，从二维高斯辐射转移，使与其他样品以类似的方式建模进行比较。的辐射转移建模给出磁盘的质量是显着大于从测量毫米通量假设光学薄发射，这表明FU或磁盘在此波长的光学厚。与常规的II类和I类天体的样本相比，FUor的圆盘通常是2.9-4.4倍的质量和1.5-4.7倍的尺寸。其中相当一部分（65-70%）可能是重力不稳定的。
2021-06-28 astro-ph.SR
Coaxing the Eclipsing Binary V367 Cygni Out of Its Shell
本文给出了巨蛇座W星系V367 Cygni的光谱，光谱分辨率约为17000，覆盖范围为0.63 - 0.69 μ m。吸收线的Fe II和Si II的形成在一个circumsystem壳是突出的特点，这些深度是稳定的，随着时间的推移，这表明壳是平稳分布和良好的混合。均匀性的进一步证据来自于在壳线最深处测得的适度径向速度变化。有人建议，以前归因于旋转的外壳的运动，而不是文物的污染，从捐助者的恒星光谱。一个捐助者的恒星光谱提取是一致的，早期到中期的A巨星。施主光谱中金属线的深度随着轨道相位的变化而变化，这表明斑点活动覆盖了该恒星表面的很大一部分。光谱的吸积盘，围绕第二颗星也提取，并指出与赫比格Ae/Be星的发射光谱的相似之处。除了轨道相位的变化，H $α$在不超过两个轨道的时间尺度上随时间变化。初步探测到HeI 6678的发射是在初级极小值附近，但在其他阶段没有。最后，来自V367 Cyg内部和周围的热尘埃的发射或多或少是对称的，并且在系统的距离上延伸超过28弧秒，或0.09 pc- V367 Cyg因此将物质排入周围空间的大体积中。
2022-09-21 astro-ph.SR
Spitzer Observations of the Lambda Orionis cluster I: the frequency of young debris disks at 5 Myr
我们提出了IRAC/MIPS斯皮策观测的中等质量的恒星在500万年前的猎户座λ星团。在一个有代表性的样本的恒星早于F5（29颗恒星），我们发现了一个人口的9颗恒星不同程度的适度24微米过剩的碎片盘在老年恒星群中产生的。正如在碎片盘系统中所预期的那样，这些恒星在其光谱中没有发射线。我们的研究还包括恒星HD 245185，这是一个已知的Herbig Ae天体，它在所有斯皮策波段都显示出过量，并在其光谱中显示出发射线。我们比较了在猎户座λ星团的磁盘人口与其他恒星群体研究使用类似的方法来检测和表征他们的磁盘，并跨越从3百万年到10百万年的年龄范围内的磁盘普查。我们发现，恒星集团的5万年或更老的观测磁盘频率在中等质量的恒星（光谱类型从晚B到早期F）是高于低质量的恒星（光谱类型K和M）。这与观察到的原始盘演化趋势相矛盾，在这种演化趋势中，恒星质量越大的恒星消散其原始盘的速度越快。在300万年前，观测到的中等质量恒星的星盘频率仍然低于低质量恒星，这表明第二代尘埃盘在500万年前开始主导中等质量恒星的星盘种群。这一结果与最近在形成冰冷天体（>30 AU）的盘区域的固体演化模型相一致，该模型表明，在500 - 1000万年的碰撞中，在从失控到寡头增长的过渡期间开始产生大量尘埃（达到约500公里的大小），然后在1000 - 3000万年时，当天体达到其最大大小（>1000公里）时，尘埃产生达到峰值
2009-10-20 astro-ph.SR
FUV Detection of the Suspected Subdwarf Companion to the Be Star 59 Cygni
我们报告的检测热亚矮星的组成部分，在Be双星系统，59天鹅座。光谱特征是在光球模型光谱与国际紫外探测卫星获得的远紫外光谱的交叉关联函数中发现的，并且我们使用来自交叉关联函数的径向速度来确定双线光谱轨道。使用多普勒层析成像算法提取的二进制组件的各个光谱。该系统的通量主要由快速旋转的Be星控制。然而，次矮星贡献了大约4%的紫外线通量，它的光谱与热sdO恒星BD +75 325的光谱非常相似。根据紫外光谱和轨道要素的外观，我们提出了恒星质量，半径和温度的估计。热伴星的存在会导致Be盘面向伴星的外部产生过量辐射。我们提出了一组红色的光谱，显示的轨道相位变化的He I 6678发射形成的加热区域的磁盘，这可能发生在磁盘的外边界附近。天鹅座59、大犬座FY和英仙座phi组成了已知的Be双星系统，它们有着被探测到的热演化伴星，这些伴星是物质转移的残留物。它们的性质表明，一部分Be星是通过洛希瓣溢出的角动量转移而自旋上升的。
2013-01-02 astro-ph.SR
Sigma Orionis IRS1 A and B: A Binary Containing a Proplyd
我们报告的光学和红外成像光谱观测的年轻的二进制对象猎户座IRS 1 A/B。这个双星系统中较亮的一颗（猎户座Sigma IRS 1 A）光谱类型为M1，质量在0.3至0.8太阳质量之间。较暗的组分（Sigma Ori IRS 1 B）具有独特的形态和光谱。未解析的恒星物体被一个延伸的包络所包围，这个包络与这颗恒星的位置略有偏移。信封的光谱显示H和HeI的强发射线，但没有来自分子氢或[Fe II]的冲击激发发射。嵌入的恒星物体猎户座Sigma IRS 1 B具有晚M光球的吸收光谱特征，但有额外的近似等量的尘埃连续通量掩盖了吸收线。猎户座Sigma IRS 1 B可能是一颗年轻的棕矮星，它被嵌入一颗被附近的多O和B星系统猎户座Sigma的紫外线通量光蒸发的行星中。
2009-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
A study of the photometric and spectroscopic variations of the prototypical FU Orionis-type star V1057 Cyg
在低质量的前主序星中，有一小群被称为FU猎户座型天体（FUors）的天体以发生强烈的吸积爆发而闻名。天鹅座V1057是FUor的经典例子，在1969-1970年爆发，之后迅速褪色，成为已知褪色最快的FUor。在1995年左右，衰落发生了更快的增长。从那时起，强烈的光度调制已经存在。我们在PiszkéstetIgnObservatory进行了近10年的源监测，并辅以北欧光学望远镜，Bohyunsan光学天文台，凌日系外行星调查卫星和平流层红外天文台的光学/近红外测光和光谱学。我们的光变曲线显示，在过去十年中，亮度的显著准周期性变化持续存在。我们的光谱观测显示出强风特征、壳层特征和禁戒发射线。所有这些谱线都随时间变化。我们还报告了第一次检测到[S II]，[N II]和[O III]线的恒星。
2021-05-21 astro-ph.SR
Raman Scattered Ne VII$λ$973 at 4881 Å in the Symbiotic Star V1016 Cygni
本文给出了2003年和2005年利用宝贤山光学中阶梯摄谱仪获得的共生星天鹅座V1016的高分辨率光谱，从中我们发现了4881 °的宽发射特征。我们提出，这一广泛的功能是由原子氢的Ne VII $\lambda973$的拉曼散射形成的。到目前为止，原子氢的拉曼散射线的检测限于O VI $λλ$ 1032、1038和He II $λλ$ 940、972和1025。采用Ne VII $λ$ 973的中心波长973.302 nm，并考虑到$n_{air}=1.000279348$的空气折射率，确定了Ne VII拉曼散射特征的原子线中心为4880.53 nm。Ne VII $\lambda973$的线中心处的总截面计算为分支比为0.17的$2.62\times 10^{-22}{\rm\ cm^2}$。我们进行蒙特卡罗模拟来拟合Raman散射Ne VII $\lambda973$。假设Ne VII和He II发射区相对于中性散射区具有相同的运动学，我们发现4850 nm处的拉曼散射He II $λ$ 972和4881 nm处的Ne VII $λ$ 973非常好地拟合。我们还建议，氦II和氖VII发射区是固定的相对于H I区域在2003年，但他们从它后退的速度$\sim 20{\rm\ km\ s^{-1}}$在2005年。
2014-05-14 astro-ph.SR
13 Years of P Cygni Spectropolarimetry: Investigating Mass-loss Through H$α$, Periodicity, and Ellipticity
我们报告了对著名的亮蓝变星（LBV）天鹅座P的光学和近紫外分光偏振观测超过13年。LBV是最大质量恒星生命中的关键过渡阶段，并且在任何恒星群中实现最大的质量损失率。使用分光偏振，我们能够了解周围的天鹅座P的近拱星环境的几何形状，并深入了解LBV质量损失。利用HPOL和WUPPE分光偏振计的数据，我们估计星际偏振贡献天鹅座P的分光偏振信号，分析整个H $α$发射线的偏振的变化，搜索数据中的周期性信号，并引入一种统计方法来搜索从球面对称性的偏差，这是新的天文学的首选位置角。我们的数据与先前的发现一致，显示了自由电子散射均匀分布在恒星周围的团块。然而，由于H $α$线的双极化结构和一系列以前未检测到的周期性，这是复杂的。
2020-08-09 astro-ph.SR
A Coordinated X-ray and Optical Campaign of the Nearby Massive Binary $δ$ Orionis Aa: II. X-ray Variability
我们提出了时间分辨和相位分辨的变化研究的一个广泛的X射线高分辨率光谱数据集的$δ$ Orionis Aa二元系统。这四个观测结果是用钱德拉ACIS HETGS获得的，总曝光时间约为479 ks，并提供了几乎完整的二元相位覆盖。确认了总X射线通量在5-25 $Å$范围内的可变性，在单次~125 ks观测中的最大幅度约为+/-15%。X射线总通量存在4.76 d和2.04 d的周期，在9天的观测活动中，总通量水平明显增加。使用从原始观测中获得的40 ks连续光谱，我们研究了发射线参数和比率的变化性。几个发射线被示出是可变的，包括S XV，Si XIII和Ne IX。首次在双星系统中发现了X射线发射线宽度随双星相位的变化规律，当二次星$δ$ Orionis Aa 2处于下合点时，在相位=0.0处X射线发射线宽度最小。使用3D流体动力学建模的相互作用的风，我们涉及的发射线宽度的可变性的风-风碰撞，这是有效地没有嵌入的风冲击，并雕刻出的X射线生产的主要风，从而产生锁相X射线的变化产生的风腔的存在。
2015-07-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Phase-Resolved Infrared Spectroscopy and Photometry of V1500 Cygni, and a Search for Similar Old Classical Novae
我们提出的相位分辨近红外光度和光谱的经典新星V1500 Cyg探索回旋辐射是否存在于这个系统。虽然光谱学没有表明离散回旋谐波发射的存在，但光变曲线表明其近红外通量的相当大一部分是由于这一成分。天鹅座V1500的光变曲线似乎仍然由该系统中第二颗恒星的加热面的辐射所主导。我们已经使用红外光谱和光度学在古老的经典新星中寻找其他潜在的磁性系统。我们发现V1974 Cyg的红外线曲线表面上与V1500 Cyg相似，这表明它是一颗高辐射的伴星。古老的新星V446 Her和QV Vul的光变曲线具有像极星那样的大幅度变化，这表明它们可能具有磁性原色。我们从2MASS点源目录中提取了79颗老新星的测光，并使用这些数据来获得静止新星的平均未变红的红外颜色。我们还提取了这些物体的WISE数据，发现其中45个被检测到。令人惊讶的是，在WISE 22 μ m波段检测到了许多这些系统。其中两个物体（V705 Cas和V445 Pup）产生了大量的尘埃壳，而其他物体则没有。看来，线发射从他们的电离弹射壳是最有可能的解释，这些检测。
2013-06-06 astro-ph.SR
Wide sigma Orionis binaries resolved by UKIDSS
尽管它对研究所有质量域的恒星形成都很重要，但附近年轻的猎户座σ星团仍然缺乏对多重性的全面调查。我们试图通过寻找角距在0.4和4.0角秒之间的宽分辨双星来填补观测空白。我们寻找同伴的331编目集群恒星成员和候选人在公共K波段UKIDSS图像以外的最里面的1弧分，这是明亮的，epsilon sigma Ori多系统的眩光的影响，并调查他们的集群成员与颜色星等图和以前的知识的青年功能。在18个识别的对中，10个具有非常低的个体机会对齐概率（<1%），并且在此被认为是物理对。其中四个是新的，而其他六个是以前发现的，但从未进行过均匀和详细的研究。预计的物理分离和星等差异的10个可能绑定对范围从180至1220 au，从0.0至3.4等K，分别。此外，我们还用拉长的点扩散函数识别了两颗星团星。我们确定了猎户座σ在s = 160-1600 au的投影物理分离区间内宽多重数的最小频率为3.0^{+1.2}-1.1} %。我们发现了一个新的Lindroos系统，发现大质量和X射线恒星往往是成对或三人组，得出结论，多重截断拱盘和增强X射线发射，并归因于一个年轻的恒星中的锂耗尽未解决的二元性光谱中的中等分辨率。当考虑到所有已知的多重星系，包括光谱双星，多重星系的最小频率增加到约10%，这意味着在猎户座西格玛中仍有80-100个未知的多重星系有待发现。
2017-07-03 astro-ph.SR
The large amplitude outburst of the young star HBC 722 in NGC 7000/IC 5070, a new FU Orionis candidate
我们报告了位于NGC 7000/IC 5070区域的年轻恒星HBC 722（LkHA 188 G4）的大幅度爆发的发现。在光度和光谱观测的基础上，我们认为，这次爆发是FU Orionis型。我们收集了该物体在爆发前状态和亮度增加阶段的光度和光谱观测结果。我们目前的光度BVRI数据（约翰逊-雷林斯系统），从2009年4月至2010年9月收集。为了促进从仪器测量到标准系统的转换，在BVRI波段对HBC 722视场中的15颗比较星进行了校准。HBC 722的光谱是由Skinakas天文台（希腊克里特岛）的1.3米望远镜和Varese（意大利）的Schiaparelli天文台的0.6米望远镜获得的。HBC 722爆发前的光度和光谱观测显示出低幅度的光度变化和典型的T Tau星的发射线光谱。观测到的爆发开始于2010年5月之前，并在2010年9月达到最大亮度，记录的Delta V约为4.7等。与此同时，随着亮度的增加，颜色指数发生了显着变化，恒星变得明显更蓝。HBC 722在亮度上升期间的光变曲线类似于经典FUor- FU Ori和V1057 Cyg的光变曲线。在亮度增加期间的光谱观测表明，谱线的轮廓和强度都发生了显着变化。只有H α仍在发射中，而H β、Na I 5890/5896、Mg I三线态5174和Ba II 5854/6497线处于强吸收中。
2010-11-07 astro-ph.SR
Proplyds around a B1 star - 42 Orionis in NGC 1977
我们在NGC 1977中发现了7个新的质子源（即被彗星H α发射特征的偏移电离锋包围的源），位于猎户座星云团以北约30'处，距离约400 pc。这些probands中的每一个都位于距离B1 V恒星猎户座42（c Ori）0.04-0.27 pc的投影距离，这是该地区紫外光子的主要来源。在所有的例子中，probands的电离前沿都清楚地指向共同的电离源猎户座42，而7个probands中有6个明显地显示出远离它的尾部。这是第一个在B星周围发现的probands，以前已知的例子是在O星周围，包括猎户座星云团中$θ^1$猎户座C周围的那些。在我们的probands中，偏移电离锋的半径在~200和550 AU之间;两个物体也包含清晰分辨的中心源，我们将其与半径为50-70 AU的圆盘联系起来。撞击在probands上的FUV辐射场的估计强度比撞击在猎户座星云团中经典probands上的FUV辐射场的估计强度小10-30倍。然而，我们发现，所观察到的probandd的大小与最近的模型FUV光蒸发在相对较弱的FUV辐射场是一致的。
2016-06-27 astro-ph.SR
Spectroscopy of the symbiotic star CH Cygni from 1996 to 2007
我们监测了一组发射线的光谱CH天鹅座使用的1.5米望远镜在塔尔图天文台，爱沙尼亚。大多数的光谱注册在H α区域，但其他巴耳末线和线的He，N，O，和Fe也进行了研究，在其等效宽度，径向速度，和绝对通量。光谱表明CH Cyg在我们的观测过程中经历了不同的阶段。在静止期，谱线轮廓的强度与恒星的光度呈反相变化。H α分布有时会变成双峰，这可能表明暂时存在一些盘状结构，但也可能表明在发射组分形成区域周围的中性气体中的吸收。在1999年，当根据5700天模型假设近星点通过时，巴耳末线大大加强，这可能是由于吸积率的增加而预期的。然而，2001年的日食并没有被注意到。在某些事件中，我们的数据中可以看到有争议的756天天鹅座CH周期。
2009-07-12 astro-ph.SR
GW Orionis: A pre-main-sequence triple with a warped disk and a torn-apart ring as benchmark for disk hydrodynamics
了解天体如何相互作用以及如何与盘物质相互作用是理解恒星系统和行星系统结构的关键。虽然点源之间的相互作用可以用简单的重力来描述，但与盘物质的相互作用需要进一步了解气体粘度和尘埃微观物理学，这些都需要在模拟盘体相互作用时包括在内。主序前多重系统为我们提供了一个独特的实验室，以校准基本参数，如粘度和测试理论的流体动力学过程，可能形状原行星盘结构和影响行星的人口形成从这些磁盘。在这篇文章中，我简要地回顾了我们的知识，一个特别有趣的金牛座T三星系统，GW猎户座，有可能作为一个罗塞塔石碑的流体动力学研究。猎户座GW中恒星的三维轨道和质量受到长期干涉和径向速度监测的约束。此外，强烈扭曲的磁盘的三维几何形状已被严格约束的基础上，高角分辨率热尘埃排放和散射光成像。我们在猎户座GW中可能看到的圆盘撕裂效应构成了一种重要的新机制，可以将圆盘物质移动到高度倾斜或逆行的轨道上，即使与恒星的距离非常大。与此同时，观测到的撕裂环似乎足够大，并且可能足够稳定，足以形成行星形成，可能会在高度倾斜的长周期轨道上产生尚未发现的环多行星群。
2020-10-05 astro-ph.SR
Quantifying the Carbon Abundances in the Secondary Stars of SS Cygni, RU Pegasi, and GK Persei
我们使用MOOG的修改版本来生成合成光谱的大网格，试图通过将模型与Keck上的NIRSPEC获得的中等分辨率（R $\sim$ 25，000）$K$带光谱进行比较来获得三个CV（GK Per、RU Peg和SS Cyg）的定量丰度。对于这三个系统中的每一个，我们都发现[Fe/H]的太阳值或略低于太阳值，但碳明显不足：对于SS Cyg，我们发现[C/Fe] = $-$ 0.50，对于RU Peg，[C/Fe] = $-$ 0.75，对于GK Per [C/Fe] = $-$ 1.00。我们表明，它是可能的，使用较低的分辨率（R $\sim$ 2,000）光谱来量化碳赤字。我们研究现实的面纱的情况下，发现从H I或CO的排放不能重现的意见。
2015-09-11 astro-ph.SR
A New FU Orionis Accretion Outburst in the W5 HII Region
W5区域发现一次新的FU Orionis型吸积爆发，通过光变曲线和光谱观测证实了其爆发特征和盘喷流结构。
2025-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Intensity interferometry of P Cygni in the H$α$ emission line: towards distance calibration of LBV supergiant stars
我们目前的强度干涉测量的发光的蓝色变量P Cyg在其H $α$发射光进行1\，m级望远镜。我们比较测得的可见度点合成干涉测量数据的基础上CMFGEN物理建模的高分辨率光谱的P Cyg记录几乎同时与我们的干涉测量数据。通过调节天鹅座P的恒星参数和H的$α$线直径，我们估计天鹅座P的距离为$1.56\pm0.25$~kpc，这与最近公布的Gaia DR2星表中的$1.36\pm0.24$~kpc在$1σ$中是一致的。这两个值都明显小于文献中通常采用的规范值$1.80\pm0.10$~kpc。我们用来校准P Cyg距离的方法可以适用于我们星系和邻近星系中非常大质量和明亮的恒星，并且可以改善所谓的风动量光度关系，该关系可能适用于校准本地宇宙中的宇宙学蜡烛。
2020-03-02 astro-ph.IM astro-ph.SR
A Catalog of 45,206 Hα Emission-line Stars from LAMOST MRS DR7
Yunnan Observatories, CAS（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Hunan Engineering University（湖南工程学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Hebei University（河北大学）
基于LAMOST MRS DR7数据，利用导数光谱学方法编制了45,206颗具有显著Hα发射线的恒星目录，并对Hα发射线形态进行了分类。
2026-01-09 astro-ph.SR
The X-ray spectrum of delta Orionis observed by LETGS aboard Chandra
我们分析的高分辨率X射线光谱的超巨星O型星三角洲猎户座（O9.5 II）与线比的He类离子和热等离子体模型，我们检查其可变性。超巨星δ猎户座是用X射线探测器HRC-S和光栅LETG在5-175埃波长范围内观测到的。我们研究了类氦离子与紫外辐射场的结合，以确定局部等离子体温度，并建立X射线发射离子到恒星表面的距离。我们通过高斯分布，折叠通过响应矩阵，以获得波长，线通量，半高宽（HWHM）和线位移来表征等离子体的装置测量个别线。我们认为多温度模型在碰撞电离平衡（CIE），以确定温度，排放措施，和丰度。对扩展到N VI和C V的类氦三重态的分析表明，电离分层与最热的等离子体在几个恒星半径3R*（Mg XI）和最冷的更远，远远超出加速区，高达49 R *（N VI）和75 R *（C V）。所观察到的温度覆盖从约0.1至0.7 keV的范围，即，1-8 MK.在LETGS覆盖的0.07 - 3 keV范围内，X射线光度L约为1.5 × 10 ~（-6）e +32 erg/s。已确定的速度宽度约为1040公里/秒。
2013-01-09 astro-ph.SR
A multi-wavelength study of the young star V1118 Orionis in outburst
天体仪的删节版本：年轻的晚型恒星V1118 Orionis在2005年至2006年爆发。我们用光学和近红外测光跟踪了这次爆发;在爆发期间和之后，我们用XMM-牛顿和钱德拉进行了进一步的观测，探测了X射线的发射。此外，我们获得了中红外光度和光谱与斯皮策在爆发的高峰期和爆发后的阶段。V1118 Ori的光谱能量分布在爆发过程中变化很大。光通量显示出最大的变化，最有可能是由于增强发射的热点。在爆发的峰值，后者主要是光学和近红外发射，而盘发射则主要是中红外发射。X射线通量与光学和红外通量相关，表明吸积影响了磁活动日冕和恒星磁层。日冕的热结构是可变的，有一些迹象表明，在爆发的早期阶段，日冕温度逐渐恢复到正常值。在光学和红外线中的颜色-颜色图显示了爆发期间的变化，没有明显的因星周物质而变红的迹象。使用恒星+盘+热点模型的MC实现来拟合“静止”和爆发峰值时的SED，我们确定质量吸积速率从大约2.5E-7 Msun/yr到1 E-6 Msun/yr不等;此外，热点的分数面积也显著增加。对V1118 Ori爆发的多波长研究帮助我们了解了光谱能量分布的变化，并证明了在一颗年轻的强烈吸积恒星中磁盘和恒星磁层之间的相互作用。
2009-12-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Variable circumstellar activity of V351 Orionis
上下文主序前恒星与其周围环境相互作用形成的辐射线和吸收线轮廓在不同的时间尺度上是可变的。目标。我们调查的模式和时间尺度的时间线轮廓的变化，以探讨PMS Herbig Ae星V351猎户座的动力学拱星环境。方法：我们获得了45个高分辨率（R~ 28，000）的V351 Ori光谱，时间尺度为小时、天和月。我们分析了Hα谱线轮廓，也检查了Hβ、NaD 1和NaD 2谱线轮廓，以探索光谱变化的本质。结果Hα谱线在所有时间尺度上均显示出强烈的变化。曲线的形状在一天的时间尺度上发生变化。在Hα谱线中还观察到了蓝移和红移的瞬态吸收分量（TAC）的单一事件和同时事件，即流出和流入的特征。TAC的最短变化时间< 1小时。所有的瞬态吸收事件被发现减速的几分之一的ms-2的速率。TAC的深度和宽度也随时间变化。在某些时期存在拉长的红移分量支持吸积的情节性质。结论.在Hα谱线剖面中检测到的不同的发射和吸收分量显示了V351猎户座与其星周环境相互作用的动力学性质。该恒星的Hα非光球剖面很可能起源于盘风。在约650万年前的V351 Ori中，气体物质仍以缓慢的速率发生幕式增生，而凝块气体物质仍在外流。动态磁层吸积和盘风成为最令人满意的模型来解释观测到的线轮廓变化的V351猎户座。
2010-11-15 astro-ph.SR
Millimetre observations of the S-type AGB star $χ$ Cygni: variability of the emission of the inner envelope
研究利用升级后的NOEMA观测S型Mira变星$χ$ Cygni内包层毫米波发射，发现H$^{12}$CN延展变化、异常同位素比值及近期抛射和偶发外流证据，并首次探测到SiO（$ν$=1，$J$=6-5）脉泽。
2024-10-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Very low-luminosity Class I/Flat outflow sources in sigma Orionis
我们提出了一个光学通过亚毫米多波长的研究两个非常低的光度I类/平坦的系统，Mayrit 1701117和Mayrit 1082188，在猎户座西格玛集群。我们在Calar Alto 3.5-m望远镜上用TWIN摄谱仪进行了中等分辨率（R ~ 1000）光学（~0.4- 0.9 μ）光谱学。这两个来源的光谱显示出突出的排放吸积和流出相关的线。通过多条谱线诊断测得的Mayrit 1701117的平均吸积速率为6.4x10^{-10} Msun/yr，Mayrit 1082188为2.5x10^{-10} Msun/yr。两个系统的流出质量损失率相似，估计约为1 × 10 ^{-9} Msun/yr。活动率是在低质量的I类原恒星观察到的范围内。我们在詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜上用亚毫米普通用户测辐射热仪阵列（SCUBA-2）测辐射热仪获得了亚毫米连续观测。这两个物体都在SCUBA-2 850 mu波段的>5 sigma水平上被探测到。根据观测到的光谱能量分布，在~0.8- 850 μ范围内，目标的测辐射热光度为0.18+/-0.04 Lsun（Mayrit 1701117）和0.16+/-0.03 Lsun（Mayrit 1082188），并且在非常低的质量范围内。从亚毫米通量得出的尘埃+气体总质量分别为36 M_Jup和22 M_Jup，Mayrit 1701117和Mayrit …
2014-10-13 astro-ph.SR
X-ray Study of Rekindled Accretion in the Classical Nova V2491 Cygni
我们进行了X射线光谱研究的经典新星V2491天鹅座使用我们的目标的机会观测数据与朱雀和XMM-牛顿卫星以及存档的数据与雨燕卫星。使用X射线CCD光谱仪在第9、29、40、50和60-150天的几个新星后时期获得了中等分辨率（R~10-50）光谱，此外还获得了第-322天和第-100天之间的新星前间隔，所有这些都是相对于经典新星被发现的时间。我们发现光谱的时间序列发生了显着变化：（a）在超新星爆发前阶段和第9天，明显检测到来自Fe XXV的6.7 keV发射线。(b)第29天，没有发现这样的发射线。（c）第40天，6.7keV发射线再次出现。(d)在第50和60-150天，分别在6.4，6.7和7.0 keV的准中性Fe，Fe XXV和Fe XXVI的三条发射线被发现。根据这些现象，我们得出结论：（1）新星后的演化可分为两个不同的阶段，（2）早期的X射线发射是由喷出物引起的，而晚期的则是由重新点燃的吸积引起的，（3）吸积过程最早在出现准中性Fe发射线的第50天就被重新建立起来了.这是一种常见的磁激变变星吸积的特征。
2011-02-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Spitzer Space Telescope Survey for Dusty Debris Disks in the Nearby 32 Orionis Group
我们报告斯皮策太空望远镜IRAC 3.6，4.5，5.8和8微米和MIPS 24和70微米的观测32猎户座集团，最近发现的附近的恒星协会位于朝向猎户座北部。这个星系群的距离（~93 pc）使得我们能够灵敏地搜寻星系群成员周围的星周尘埃，它的年龄（~ 2000万年）大致对应于一个被认为对我们太阳系中的陆地行星形成很重要的时代。我们量化红外过量排放由于拱星尘埃之间的组成员，利用现有的光学（如依巴谷，第谷）和近红外（2 MASS）测光除了斯皮策红外测光。我们报道了14个天体中的4个，它们在恒星光球层以上超过4σ（>20%）的24 μ m过量发射，但在较短波长处没有过量发射：HD 35656（A0 Vn），HD 36338（F4.5），RX J0520.5+0616（K3）和HD 35499（F4）。两个物体（HD 35656和RX J0520.0+0612）有70 um的过量发射，尽管后者缺乏24 um的过量发射。这个星群的24 μ m星盘分数为29（+14，-9%），这与之前对年龄相当的星群的发现相似，并将猎户座32列为年轻的星群，在缺乏吸积金牛座T星的星群中，24 μ m过剩量排名第二（仅落后于近似同时代的贝塔皮克移动星群）。我们还使用星周尘埃盘模型来模拟红外过量辐射，对尘埃盘参数包括L_IR/L_*，T_disk，特征颗粒距离和发射面积进行了限制。所有恒星的L_IR/L_* 值都可…
2016-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cold CO gas in the envelopes of FU Orionis-type young eruptive stars
FUOR是年轻的恒星天体，由于从星周盘到恒星的高度增强的吸积而经历大的光学爆发。FUOR通常被大质量的包层包围，这在爆发机制中起着重要作用。相反，随后的爆发可能会逐渐清除模糊的包层物质，并驱动原恒星成为一颗只有盘的金牛T星。在这里，我们介绍了对八个南部和赤道FUor的APEX $^{12}$ CO和$^{13}$ CO调查。我们测量目标周围气体物质的质量。我们定位的CO排放源，并推导出物理参数的信封和流出，检测。我们的研究结果支持进化的情况下，FUOR代表一个过渡阶段，从被包围的原恒星到经典的金牛T星。
2017-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Profiles of spectral lines from failed and decelerated winds from neutron stars and black holes
我们计算了从致密天体（黑洞或中子星）流出的谱线的轮廓。我们假设，在短的加速阶段的流量的体积速度增加，然后迅速减少，形成一个失败的风。我们还研究了只减速的风。我们表明，根据相对强度的引力红移线轮廓从这样的风可能有几种类型：扭曲的P-天鹅座（发射和蓝移吸收）; W形（吸收-发射-吸收）和倒置的P-天鹅座（发射-红移吸收）。后一种情况是预期从吸积流的速度是向内的，但是，我们表明，倒P-天鹅座配置文件可以产生失败的风，只要线是在几十个史瓦西半径从紧凑的对象。
2011-02-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Linking ice and gas in the Lambda Orionis Barnard 35A cloud
尘埃颗粒在星际介质中的分子合成中起着重要作用，从最简单的物种到复杂的有机分子。其中一些固态分子如何转化为气相物质仍然是一个有争议的问题。我们的目的是直接比较冰和甲醇（CH $_3$ OH）和CO的气体丰度，并研究低质量原恒星包层中冰和气体之间的关系。本文介绍了亚毫米波阵列和阿塔卡马探路者实验对位于B35 A星云中的多原恒星系统IRAS 05417 +0907的气相CH $_3$ OH和CO的观测。我们使用档案AKARI冰数据对相同的目标来计算CH $_3$ OH和CO气体冰比。CO同位素的发射是扩展的，而CH $_3$ OH的发射是紧凑的，并跟踪从IRAS 05417 +0907发出的巨大流出。发现B35 A $-$ 4和B35 A $-$ 5的亚毫米尘埃排放和H $_2$ O冰柱密度之间存在差异，这与以前的报道相似。B35 A $-$ 2和B35 A $-$ 3位于亚毫米尘埃发射峰值处，显示出H $_2$ O柱密度低于B35 A $-$ 4。亚毫米波连续辐射和红外H $_2$ O冰观测之间的差异表明，尘埃和H $_2$ O冰的分布在这个致密的云周围的年轻恒星物体不同。其原因可能是这些辐射源位于干涉观测所分辨的不同环境中：B35 A $-$ 2、B35 A $-$ 3，特别是B35 A $-$ 5位于可能受到溅射和加热影响的冲击区，这些溅射和加热影响了亚毫米尘埃的发射模式，而B35…
2021-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of V2775 Ori, an Outbursting Protostar in L 1641: Exploring the Edge of the FU Orionis Regime
单个爆发的年轻恒星是研究幕式吸积物理学的重要实验室，也是研究这种现象在多大程度上可以解释原恒星光度分布的重要实验室。我们提供了V2775 Ori（HOPS 223）的新数据和档案数据，这是Caratti o Garatti等人（2011）发现的猎户座分子云L1641区域的原恒星，最近经历了光度的数量级增加。我们的源的近红外光谱具有强烈的蓝移He I 10830吸收，强烈的H2O和CO吸收，并且没有H I发射，所有这些都是典型的FU Orionis源。从IRTF，2 MASS，HST，斯皮策，WISE，Herschel和APEX的数据，从1到70微米的爆发前和从1到870微米的爆发后，我们估计爆发开始于2005年4月和2007年3月之间。我们还模拟了爆发前后的源光谱能量分布，发现它处于吸积其包层的后期阶段，在爆发期间，盘-星吸积速率从约2 × 10 ^-6 M_sun/yr增加到约10^-5 M_sun/yr。在类似猎户座FU的近红外光谱时期，爆发后的光度为28 L太阳，使V2775猎户座成为有记录以来最不明亮的猎户座FU爆发与原恒星信封。低光度爆发的存在支持了这样一种观点，即一系列的幕式吸积现象可以部分解释所观察到的原恒星光度的传播。
2012-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
A high resolution image of the inner-shell of the PCygni nebula in the infra-red [Fe II] line
我们用LBT望远镜AO系统的PISCES近红外照相机在1.6435 μm的[Fe II]发射线上获得了明亮的蓝色变星天鹅座P周围星云内壳层的图像。我们将这些图像合并，以覆盖天鹅座P周围约20”的视场，从而提供[Fe II]中天鹅座P星云内壳层的高分辨率（0”.08）二维空间分布。我们已经确定了几个以S/N>3为特征的星云发射区。将我们的结果与文献中的结果进行比较，结果显示与Smith & Hartigan（2006）基于径向速度测量的发现完全一致，并且与Barlow等人（1994）发现的[NII] λ6584中发射星云的扩展相对较好地一致。我们还清楚地探测到了在径向距离R=7”.8以内和R=9”.7以外的扩展发射，这是Smith & Hartigan（2006）提出的星云边界。新的补充光谱观测，以测量径向速度，并得出3-D分布的天鹅座P星云的计划。
2014-09-12 astro-ph.IM astro-ph.SR
High-resolution spectroscopic monitoring observations of FU Orionis-type object, V960 Mon
我们提出了高分辨率（R $\ge$ 30，000）的光学和近红外光谱监测观测的结果FU Orionis型对象，V960 Mon，在2014年11月经历了一次爆发。自2014年12月以来，我们一直使用Bohyunsan光学阶梯光谱仪（BOES）和浸没光栅红外光谱仪（IGRINS）监测该物体。由风，磁盘，和外流/射流产生的各种功能进行了检测。风场特征随时间变化，并在爆发后持续减弱。我们在光学和近红外波段探测到双峰谱线，谱线宽度随波长的增加而减小，这表明开普勒盘在旋转。在光学和近红外光谱的磁盘功能适合与G型和K型恒星光谱卷积的内核占约40.3 $\pm$ 3.8公里秒$^{-1}$和36.3 $\pm$ 3.9公里秒$^{-1}$，分别预计磁盘旋转速度。我们还报告了[S II]和H $_{2}$发射线的检测，这是喷流/外流示踪剂，很少发现在FUOR。
2020-07-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Near-Ultraviolet Spectra of FU Orionis Accretion Disks
本研究利用HST/STIS对6个FU Ori天体进行近紫外巡天，发现所有源存在超出吸积盘模型的发射，排除了热边界层，并测量了谱线光度。
2025-10-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
A SCUBA-2 850 micron survey of protoplanetary discs in the sigma Orionis cluster
我们提出的结果，从一个大的850微米的调查的sigma猎户座集群使用SCUBA-2相机的詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜。我们观测到的0.5度直径的圆形区域包含297个年轻的恒星天体，年龄估计约为300万年。我们探测到9个这样的物体，其中8个有红外线从内部光盘过度。我们还偶然发现了3个大于5 sigma的非恒星源，它们可能是背景亚毫米星系。这9颗被探测到的恒星的星盘质量从5到17兆焦耳（MJup）不等，假设它们的尘埃性质与金牛座星盘相似，ISM的气尘比为100。有一个净正信号朝向单独未检测到的红外过量源的位置，表明平均光盘质量为0.5兆焦耳。如果将这些恒星的辐射叠加起来，而没有红外线的过量辐射，那么它们的平均盘质量将被限制在0.3兆焦耳以下，或者相当于地球尘埃的质量。亚毫米级的光度分布是显着不同的年轻金牛座地区，表明光盘质量演化的恒星形成区的年龄和红外多余部分减少。亚毫米波阵列观测揭示了朝向4个来源的CO排放，这表明一些但可能不多的分子气体仍然存在于这些相对进化的圆盘中。这些观测结果为巨行星形成阶段原行星盘的尘埃和气体质量提供了新的约束条件，并为未来盘演化研究提供了参考水平。
2013-07-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopy of Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs in the Lambda Orionis Star Forming Region. I. Enlarging the census down to the planetary mass domain in Collinder 69
虽然对于低质量恒星的形成有一个普遍接受的演化方案，但当质量下降到棕矮星时，类似的过程还没有得到很好的理解。在这第一篇论文中，我们试图建立最完整和公正的光谱证实的人口普查的科林斯69，中央集群的猎户座λ恒星形成区域，作为第一步，在解决问题的褐矮星和行星质量的物体如何形成。我们已经研究了年龄相关的功能，在光学和近红外光谱的候选成员的集群（如碱线和吸积相关的指标）。此外，我们还对其他青年指标进行了分析，如X射线发射或中红外线过量。我们已经确认了\sim 90个测光候选成员中的Collinder 69的成员资格。作为一个副产品，我们已经确定了年轻的M，非常低质量的恒星和褐矮星的温度范围。我们已经组装了一个最完整的初始质量函数从0.016至20 M \odot。最后，我们研究了已确认成员的空间分布对棕矮星形成机制的影响。
2011-09-22 astro-ph.IM astro-ph.SR
