Eclipsing Binary Stars as Tests of Stellar Evolutionary Models and Stellar Ages
双星系统提供了对恒星基本物理性质的高精度测量。因此，它们是对大多数恒星年龄测定所依据的进化模型预测的严格检验。模型通常在预测食双星的同时代年龄方面表现得很好，其主序分量大于~1.2 Msun;相对年龄在这个质量范围内好到~5%或更好。低质量主序星（M < 0.8 Msun）的年龄与模型预测的年龄有很大的差异，主要是由于观测到的恒星的磁场活动似乎抑制了对流，并可能导致半径比预测的大10-20%。因此，在质量半径图中，这些恒星看起来比实际年龄老或年轻50-90%。除了这些与活动相关的影响，年龄约为100万年的低质量前主序星也可以由于恒星形成效应而显示出约30%的非共演化，然而这些效应在约1000万年后基本上被消除。
2009-02-16 astro-ph.SR
The SPOTS Models: A Grid of Theoretical Stellar Evolution Tracks and Isochrones For Testing The Effects of Starspots on Structure and Colors
一维恒星演化模型已经成功地代表了不同天体物理背景下恒星的结构和演化，但在年轻的磁活性恒星以及具有显著潮汐相互作用的近距离双星的背景下，已经注意到了复杂性。许多谜题都与主序星和活跃的主序星有关，涉及它们的半径，颜色，某些元素丰度，以及年轻星团的共融性等。对这些谜题的一个有希望的解释是磁场活动和恒星黑子对活跃恒星结构的扭曲效应。为了帮助社区评估这一假设，我们提出了恒星参数的轨道与星点（SPOTS）模型，太阳金属丰度恒星演化轨迹和等时线，其中包括治疗的结构影响的星点的网格。模型的范围为0.1-1.3 \msun，表面覆盖率从无斑到85%，由前主序演化到红巨星分支（或15 Gyr）。我们还使用精确校准的颜色表为我们的模特制作双温合成色。我们描述的物理成分包括在SPOTS模型和比较他们的预测，其他现代进化代码。最后，我们将这些模型应用于活动恒星领域的几个开放性问题，包括年轻的食双星的半径，前主序星的色标，以及次亚巨星的存在，表明我们的模型可以解释许多特殊的活动恒星的特征。
2020-02-25 astro-ph.SR
A Young Eclipsing Binary and its Luminous Neighbors in the Embedded Star Cluster Sh 2-252E
我们提出了一个光度计和光变曲线分析的偏心食二进制的K2运动0领域，居住在SH 2- 252 E，一个年轻的星团嵌入在H II区域。我们描述了一个光谱调查的三个最明亮的恒星在拥挤的光圈，以确定这是双星系统。我们发现这些恒星都不是食双星系统的组成部分，食双星系统一定是附近较暗的恒星之一。这些明亮的星团成员都有显著的光谱：Sh 2- 252 a（EPIC 202062176）是一颗具有锋利吸收线的B0.5 V星，Sh 2- 252 b是一颗具有盘状发射线的Herbig A0星，Sh 2- 252 c是一颗非常红的前主序星。
2016-10-27 astro-ph.SR
Radio detection of the young binary HD 160934
主序前恒星动力学质量的精确测定对于校正恒星演化模型是必不可少的，该模型被广泛用于推导年轻低质量天体的理论质量。年轻的、附近松散的星协中的双星是这种校准的特别好的候选者，因为所有成员都有一个共同的年龄。有趣的是，这些年轻的双星中有一些呈现出持续而紧凑的射电辐射，这使它们成为天体测量VLBI研究的理想目标。我们的目标是监测双星系统HD 160934的轨道运动，它是剑鱼座AB移动群的成员。我们观察HD 160934与甚大阵列和欧洲VLBI网络在8.4和5 GHz，分别。从这些观测中获得的轨道信息与以前报告的轨道测量一起进行了分析。我们发现，两个组成部分的二进制，HD 160934 A和HD 160934 C，显示紧凑的射电辐射在VLBI尺度，提供精确的信息的相对轨道。估计了订正的轨道要素。未来的VLBI监测这对应该确定精确的模型独立的质量估计的A和C组件，这将作为PMS演化模型的校准测试。
2013-11-21 astro-ph.SR
S and VV Corona Australis: Spectroscopic Variability in Two Young Binary Star Systems
我们使用高分辨率近红外光谱从NIRSPEC仪器上的凯克II望远镜，采取了多个时代跨越五年，研究两个年轻的二进制金牛座T恒星系统，S南冕和VV南冕。在这些1-2”分离系统中的恒星具有光学厚度的星周盘和在光学和近红外波长的高折射率。使用新的和档案数据的组合，我们已经确定了所有的恒星在这两个系统中的光谱类型的第一次，检查了可变的近红外面纱，测量发射线的等效宽度，并创建光谱能量分布。它们有相似的光谱类型（K7-M1），并且处于大致相同的演化阶段，因此可以比较两个系统中的四颗恒星。我们的结论是S CrA和VV CrA是年轻的双星系统的桥梁I类和II类的演化阶段，其特点是高吸积光度和可变的发射线。
2019-08-16 astro-ph.SR
Structure of the Circumbinary Envelope Around a Young Binary System
被认为是一个年轻的双星金牛座T星周围的拱星信封的结构。包层气体中系统成分的超音速轨道运动导致了恒星周围弓形激波的形成。二维和三维的数值模拟表明，这些冲击的环双星信封的结构的形成中的重要作用。特别是，对于具有圆形轨道的系统，包层的未填充物质（间隙）的中心区域的大小基本上由弓形激波的参数决定。这些建模结果的支持所获得的估计与观测的间隙参数的比较。
2011-01-24 astro-ph.SR
On the binary origin of FS CMa stars: young massive clusters as test beds
FS CMa星是低光度的天体，显示出B[e]现象，其演化起源尚未解开。最近提出了各种与双星相关的假说，其中两个涉及双星轨道的螺旋演化。后者更经常发生在致密的恒星环境中，如年轻的大质量星团（YMC）。因此，对YMC中的FS CMa恒星进行系统的研究对于了解这些物体是如何产生的至关重要。在YMC中，两个FS CMa星已被确认，并已通过搜索方法的基础上的窄带测光Paschen- $α$和相邻的连续发现三个候选人。我们应用这种方法的档案数据Paschen- $α$调查的银河系中心区域，产生一个新的候选人在五重星系团。这种方法和其他替代品的局限性进行了简要讨论。
2016-10-21 astro-ph.SR
Direct imaging discovery of 12-14 Jupiter mass object orbiting a young binary system of very low-mass stars
上下文虽然只有少数太阳系外行星是通过直接成像发现的，但这些发现中的每一个都对我们理解行星形成，恒星形成和冷大气物理学产生了巨大的影响。目标。由于这些新成像的巨行星中有许多是围绕大质量的A星甚至B星运行的，我们研究了是否可以在大距离处发现围绕低质量恒星运行的巨行星。方法.我们一直在进行自适应光学成像调查，以寻找太阳附近年轻M矮星的行星质量同伴，以探测行星形成的不同初始条件。结果我们在这里报告的直接成像发现2 MASS J 01033563 -5515561（AB）b，一个12-14 MJup的伴星，距离一对年轻的晚M星84 AU，与它共享自行。我们还检测到开普勒兼容的轨道运动。结论.这个位于行星/褐矮星质量边界的年轻L型物体是有史以来第一个围绕双星系统成像的物体，其分离与圆盘中的形成相兼容。
2013-03-19 astro-ph.SR
Discovery of a Young L Dwarf Binary, SDSS J224953.47+004404.6AB
我们发现了一个年轻的0.32”L矮双星，SDSS J2249+ 0044 AB，这是Keck LGSAO对年轻的褐矮星进行成像调查的结果。弱的K，Na，FeH功能，以及强VO吸收的集成光J波段光谱表明一个年轻的年龄系统。从空间分辨的K-波段光谱，我们确定光谱类型的L3和L5的成分A和B，分别。SDSS J2249+ 0044 A的光谱与G196-3B非常相似，后者是一颗年轻的M2.5场矮星的L3伴星。因此，我们采用1亿年（G196-3系统的年龄估计）作为SDSS J2249+ 0044 AB的年龄，但年龄可能为12-790百万年。通过与G196-3B的比较，我们估计到SDSS J2249+ 0044 AB的距离为54 +- 16 pc，并推断二进制的预计分离为17 +- 5 AU。在1亿年年龄的演化模型的光度比较产生的质量为0.029和0.022 Msun的SDSS J2249+ 0044 A和B，分别。在系统可能的年龄（12-790百万年）内，SDSS J2249+ 0044 A的质量范围为0.011 - 0.070 Msun，SDSS J2249+ 0044 B的质量范围为0.009 - 0.065 Msun。演化模型预测，这两个组成部分中的任何一个都可能燃烧氘，这可能导致质量比低至0.4，或者是双星光度的逆转。我们发现了一个可能的自行伴星GSC 00568-01752，它距离…
2010-04-30 astro-ph.SR
Bimodal Brightness Oscillations in Models of Young Binary Systems
我们考虑一个模型的周期性活动的年轻双星吸积物质的残余物的原恒星云。如果这样一个双星系统的轨道与视线成一个小角度，那么在环双星盘中激发的物质流和密度波可以从观测者那里屏蔽双星的主要成分。为了用SPH（smoothed particle hydrodynamics）方法研究这些现象，我们计算了双星系统的流体动力学模型网格，在此基础上构造了光变曲线随轨道相位的变化，重点研究了亮度振荡的性质。因此，模型参数在以下范围内变化：组分质量比q = M2：M1 = 0.2 - 0.5和偏心率e = 0 - 0.7。定义二元粘度的参数也是变化的。我们采用了星周尘埃的典型光学颗粒特征。我们的计算表明，双峰振荡激发的双星偏心轨道，提供的二进制组件没有太大的差异，在质量。在这种情况下，双峰振荡的周期和振幅的比值以及它们的形状强烈地依赖于双星平面的倾角及其相对于观测者的取向。我们的分析表明，计算的光变曲线可以用来解释UX Ori星的周期活动。
2011-04-11 astro-ph.SR
Brightness Oscillations in Models of Young Binary Systems with Low-Mass Secondary Components
我们考虑一个模型的周期性亮度变化的年轻恒星与低质量的同伴，吸积物质的残余物的原恒星云。在双星轨道与视线的小倾角处，环双星盘中激发的物质流和密度波可以从观测者那里屏蔽双星的主要成分。为了研究这些现象，我们已经计算网格的流体动力学模型的二元系统的SPH方法的基础上，我们已经构建的相位光变曲线作为一个函数的旋转角的拱线相对于观察者。模型参数在以下范围内变化：组分质量比q = 0.01-0.1和偏心率e = 0-0.5。我们采用了星周尘埃的典型光学颗粒特征。我们的计算表明，亮度振荡与轨道相位可以有一个复杂的结构。光变曲线的振幅和形状强烈地依赖于双星轨道的倾角和它相对于观测者的方向以及吸积率。我们的计算结果被用来分析UX Ori星的周期活动。
2011-05-16 astro-ph.SR
The Effects of Binary Stars on the Color-Magnitude Diagrams of Young-Age Massive Star Clusters
在中龄和年轻星团的色星等图（CMD）中观测到了扩展的主序星熄灭（eMSTO）。eMSTO现象的起源仍然存在很大争议。计算表明，NGC 1866 CMD中的蓝暗（BF）星是氢主序星（MS）+裸He星系统。He星是由双星系统中的大质量恒星演化而来的。BF星和红色的暗MSTO星属于同一个恒星星族。BF星的$m_{F336W}$和$m_{F336W}-m_{F814W}$分别主要由He星和H-MS星的质量决定。用H-MS + He星系统很好地解释了CMD中BF星的行为。BF星对恒星星族的年龄有严格的限制。此外，NGC 1866的双峰MS也可以被一个更年轻的双星群体所复制。计算结果表明，NGC 1866的部分蓝亮（BB）MS星是H-MS + He星系统、H-MS +白矮星系统以及双星系统中的并合星。BB星的H-MS + He星系统的H-MS星比BF星的质量大得多。一旦H-MS + He星系统及其在NGC 1866中的成员身份得到确认，就可以在年轻星团中证实扩展的恒星形成历史和双星效应。
2018-05-10 astro-ph.SR
Towards Understanding the Nature of Young Detached Binary System HD 350731
年轻的双星系统HD 350731是一个值得注意的实验室，用于研究具有类似成分的早型双星。本文分析了双线分离系统的微分多色测光和分光观测。首次从光速和径向速度曲线的同时解中确定了精确的绝对参数。HD 350731由两个B8 V型组分组成，质量和半径分别为$M_{1}=2.91\pm0.13$ M $_{\odot}$、$M_{2}=2.80\pm0.14$ M $_{\odot}$、$R_{1}= 2.11 \pm0.05$ R $_{\odot}$和$R_{2}=2.07\pm0.05$ R $_{\odot}$。基于组分的解纠缠光谱的分析确定有效温度，并分别推导出初级组分和次级组分的有效温度为$12000\pm250$ K和$11830\pm300$ K。测得的预计旋转速度，69.2 $\pm$ 1.5 km s $^{-1}$的小学和70.1 $\pm$ 1.7 km s $^{-1}$的中学，被发现更接近伪同步速度的组件。与进化模型的比较表明，年龄为1.2亿$\pm$ 3500万年。对未演化双星系统HD 350731的运动学分析显示，它属于银河系中年轻的薄盘族。
2015-06-16 astro-ph.SR
Masses and Distance of the Young Binary NTTS 045251+3016
作为我们持续运动的一部分，测量质量的前主序星动态，从而评估的可靠性不一致的理论计算收缩的主序列，我们提出了新的结果NTTS 045251+3016，一个视觉和双线光谱二进制金牛座恒星形成区。我们在凯克天文台获得了新的高角分辨率天体测量和高光谱分辨率光谱学。新的数据导致对以前公布的轨道参数进行了重大修订。特别是，我们发现主星和次星的质量分别为0.86+/-0.11和0.55+/-0.05 M_sun，比以前报道的要小，并且系统距离太阳158.7+/-3.9 pc，比以前报道的要远。
2013-06-18 astro-ph.SR
Fundamental Properties of Young Binary Stars
空间分辨双线分光双星的轨道提供了一种方法来测量组成恒星的动力学质量。在距离最近的恒星形成区，高角分辨率技术需要解决这些短周期系统。在本文中，我概述了迄今为止使用长基线光学/红外干涉仪解析的少数低质量主序前光谱双星。我还编制了一份在附近恒星形成区（金牛座，猎户座，蛇夫座，天蝎座-半人马座等）的已知光谱双星列表。并表明，通过适度提高200-300米基线的干涉仪的灵敏度，我们可以建立一组重要的前主序星，并精确确定质量。这对于验证和区分年轻恒星演化的理论计算是很重要的。
2011-08-19 astro-ph.SR
An L+T Spectral Binary with Possible AB Doradus Kinematics
WISE~J135501.90 $-$ 825838.9是一个光谱双星系统，在$130-200$ \，Myr AB~Doradus移动星群中可能有行星质量的成分。这个源的近红外光谱的特殊性表明它是一个混合光双星，有L6.0 $\pm$ 1.0和T3.0 $\pm$ 1.8或L7.0 $\pm$ 0.6和T7.5 $\pm$ 0.4的成分。它的自行和径向速度作为一个组合光源，产生了AB~Doradus的成员概率高。虽然年轻的L 6 +T3事例在AB~剑鱼座运动学距离处的颜色星等图中是欠亮的，但年轻的L7+T7.5事例可能是可行的。重力敏感指标更符合现场年龄二进制。如果确认是一个年轻的物体，AB~Doradus的成员，我们估计11 $\pm$ 1\，\mjup \和9 $\pm$ 1\，\mjup \的质量，两个组件的质量低于氘燃烧的质量限制。另外，我们发现L 6 +T3区域病例中存在大量$72^{+4}_{-5}$和$61^{+6}_{-8}$，L7+T7.5区域病例中存在大量$70^{+2}_{-4}$和$42^{+5}_{-6}$。WISE~J135501.90 $-$ 825838.9是一颗年轻的光谱双星，这一发现为探测和表征年轻棕矮星的行星质量伴星提供了一种新的技术。
2018-01-19 astro-ph.SR
The 2008-2009 outburst of the young binary system Z CMa unraveled by interferometry with high spectral resolution
Z CMa是一个年轻的双星系统，由一个Herbig主星和一个FU Ori伴星组成。这两个组成部分似乎都被活跃的吸积盘所包围，赫比格B 0还伴随着一个喷流。2008年11月，K.格兰金发现Z CMa爆发的幅度比过去25年中记录的任何光度变化都要大。为了研究爆发发生的最内部区域并了解其起源，我们于2009年12月在中等和高光谱分辨率模式下用ABER/VLTI观测了跨越Brγ发射线的两个二元分量。我们的观测结果表明，赫比格Be，负责增加的亮度，也产生了强大的Brγ发射，他们允许我们从不同的来源，通过定位在每个速度通过线的发射解开。考虑一个模型的开普勒磁盘单独未能再现不对称的光谱天体测量，这表明一个流出的主要贡献。
2010-07-30 astro-ph.SR
Modulation of Circumstellar Extinction in a Young Binary System with a Low-Mass Companion in a Noncoplanar Orbit
考虑了具有低质量次级分量（q = M2/M1 <= 0.1）的年轻恒星吸积环双星盘物质的周期活动模型。假设轨道是圆形的，并且圆盘和轨道平面是非共面的。用SPH方法计算了这类系统的流体力学模型，得到了星周消光曲线和相光曲线的变化。计算表明，根据模型参数和系统相对于观察者的取向，可以观察到不同形状和振幅的光变曲线。所考虑的模型的一个重要属性也是依赖的质量吸积率的组件上的轨道周期的阶段。计算结果可用于分析UX Ori星和年轻星的周期活动和长期食。
2011-10-13 astro-ph.SR
The dynamical importance of binary systems in young massive star clusters
星团中双星分数的表征对天体物理学的许多领域都具有重要意义。观测表明，大多数恒星都是在双星系统中发现的，而大多数质量大于$0.5 M_\odot$的恒星都是在星团中形成的。此外，由于双星平均比单星质量更大，在解析的星团中，这些系统被认为是（动态）质量分离的良好示踪剂。随着时间的推移，通过两体弛豫的动力学演化将导致质量最大的物体迁移到星团中心，而质量相对较低的物体则留在或迁移到更大半径的轨道上。这个过程将在全球范围内主导星团的恒星分布。然而，涉及二进制系统的近距离接触可能会破坏“软”二进制。这一过程在星系团的中心密集区域比在其外围更频繁地发生，这可能掩盖了质量分离的影响。利用高分辨率的哈勃空间望远镜观测数据，结合复杂的$N$天体模拟，我们研究了大质量年轻大麦云星团中主序星双星的径向分布.我们表明，二进制中断可能会在很短的时间尺度上发挥重要作用，这取决于集群核心的环境条件。这可能会导致径向二进制分数，最初下降的集群中心，这是相反的动态质量分离的预期效果。
2015-10-01 astro-ph.SR
The young, tight and low mass binary TWA22AB: a new calibrator for evolutionary models ? Orbit, spectral types and temperatures determination
在年轻的附近发现的距离已知的紧密双星，是提供动态质量测量的理想目标，以测试年轻和非常低质量的进化模型的物理学。我们首次报道了TWA 22的二元性，TWA 22可能是年轻时进化模型的新动力学校准器。基于精确的三角距离（17.53 +- 0.21 pc）的测定，我们推断该系统的总动力学质量为220 +- 21 MJup。从解析的近红外积分场光谱，我们发现TWA 22 A和TWA 22 B的有效温度Teff=2900+200-200 K和Teff=2900+200-100 K，表面重力在4.0和5.5 dex之间。根据测光结果和两个组分的M6 +- 1光谱类型，我们发现TWA 22 A和B的光度分别为log（L/Lsun）=-2.11 +- 0.13 dex和log（L/Lsun）=-2.30 +- 0.16 dex。通过比较这些参数与进化模型，我们质疑这个系统的年龄和多样性。我们还讨论了一个可能低估的质量演化模型预测的年轻恒星接近亚恒星边界。
2009-06-09 astro-ph.SR
Multi-wavelength observations of the young binary system Haro 6-10: The case of misaligned discs
上下文我们对年轻的双星系统Haro 6-10（GV Tau，IRAS 04263+2426）进行了多波长，高分辨率的观测调查，该系统是为数不多的已知红外同伴之一。目标。该项目的主要目标是确定Haro 6-10系统中拱星和拱双星物质的物理和几何性质。方法.分析了不同波段的高分辨率光学（HST/WFPC 2）和近红外（VLT/NACO）图像，以研究双星周围物质的大尺度结构，并进行了中红外干涉测量（VLTI/ESTA）和光谱学（3.6米ESO望远镜的TIMMI 2），以确定单个组件周围星周物质的结构和光学厚度。结果多波长观测表明，双星系统Haro 6-10的两个组成部分都嵌入在一个共同的包络中。测得的消光表明，该包层的尘埃成分与星际介质的成分相似。该系统的每个组成部分都有一个典型的年轻恒星的拱星盘状结构。圆盘高度错位：北部的部分几乎是边缘上的，南部的部分几乎是正面上的圆盘。结论.双星系统的两个主要形成方案是在稠密的环境中引力捕获一个经过的物体，以及坍缩的分子云的碎片。考虑到金牛座-御夫座恒星形成区的低密度环境，第一种情况不太可能发生在哈罗6-10。双星系统最有可能是由坍缩的分子云的两个不同部分碎裂，再加上其他与云和/或原恒星有关的动力学过程而形成的。这也可以解释其他有红外伴星的双星系统。
2011-07-27 astro-ph.SR
An M dwarf Companion to an F-type Star in a young main-sequence binary
目前已知的只有少数几颗质量非常低的M矮星。我们对M矮星的了解至关重要，因为它们是太阳系附近最常见的恒星。我们的目标是描述一个罕见的F+dM恒星系统的性质，以便更好地理解赫兹-罗素图的低质量端。我们使用光度光变曲线和径向速度跟踪测量来研究双星。光谱分析结合等时线拟合来表征主星。主星是一颗早期F型主序星，质量为（1.493 +- 0.073）Msun，半径为（1.474 +- 0.040）Rsun。伴星是一颗M矮星，质量为（0.188 +- 0.014）Msun，半径为（0.234 +- 0.009）Rsun。轨道周期为（1.35121 +- 0：00001）d。这颗次级恒星是迄今为止已知质量最低的M矮星之一。该双星还没有达到1：1的自旋轨道同步。这表明一个年轻的主序星双星，年龄低于2.5亿年。这两个分量的质量-半径关系与这一发现一致。
2016-02-04 astro-ph.SR
Spectral characterization of newly detected young substellar binaries with SINFONI
我们观察了14个年轻的低质量亚恒星天体的年轻运动群体使用SINFONI IFS与LGS-AO检测和表征3个候选的二元系统。连同通过年轻的移动群年龄，我们采用等时线从亚恒星演化模型来估计个人的双星质量。我们发现2 MASS J15104786-2818174是$\approx 30 - 50$ Myr Argus移动群的一部分，由一颗光谱类型为M的$9γ$的$34 - 48\,M_{\rm Jup}$原生褐矮星和一颗较暗的$15 - 22\, M_{\rm Jup}$伴星组成，伴星之间相隔$\approx 100$质量。2 MASS J22025794-5605087被认为是AB Dor移动星群中的一颗几乎等质量的双星，预计距离为$\approx 60$质量。这两种成分共享光谱类型M $9γ/β$，其与所采用的年龄$120 - 200$ Myr产生介于$50 - 68\,M_{\rm Jup}$之间的个体质量。2 MASS J15474719-2423493的观测质量较差，我们没有获得目标的光谱特征，但解析了由$\approx 170$ mas分离的两个分量，这两个分量与预测的$30 - 50$ Myr的年轻视场年龄一起产生低于$20\,M_{\rm Jup}$的单个质量。在3个候选双星系统中，2 MASS J22025794-5605087有明确的光谱迹象表明是真正的双星，而其他两…
2019-06-13 astro-ph.SR
2MASS J10274572+0629104: The very short period young M6 Dwarf Binary System identified in K2 data
利用Kepler K2测光和Gaia DR 2天体测量方法，确认了一个新的极低质量双星系统2 MASS J10274572+0629104。K2光变曲线与两个周期信号的拍频模式一致，利用Lomb-Scargle周期图，我们发现两个自转周期分别为0.2114 \pm 0.0002天和0.2199 \pm 0.0003天，我们认为这些自转周期来自两颗光谱类型与M6相似的恒星，并且它们的光度接近相等。这是第一个根据光变曲线中的拍频模式识别的超冷双星系统。近红外光谱得出RV = -9.8 \pm 0.6 km s^-1，v sin i = 21.5 \pm 1.1 km s^-1，T_eff = 3110 \pm 40 K，log g = 5.2 \pm 0.2。这些运动和自转周期都与年轻时期相一致，但这个源似乎并不属于任何已知的运动群。此外，我们还在K2光变曲线中探测到了三个强烈的白光耀斑，估计总辐射热（紫外/可见/红外）能量分别为2.6 × 10^33 erg、5.0 × 10^33 erg和3.5 × 10^33 erg。
2018-10-30 astro-ph.SR
BANANA IV: Two aligned stellar rotation axes in the young eccentric binary system EP Crucis: primordial orientation and tidal alignment
随着EP Cru系统的观测，我们继续我们的一系列测量食双星系统的自旋轨道角，香蕉项目（双星并不总是整齐排列）。我们发现这两颗恒星的旋转角动量矢量和轨道角动量矢量的天空投影之间有一个紧密的对齐（beta_p = -1.8+-1.6 deg和|beta_s| <17 deg）。我们还得到了这个系统的精确的绝对尺寸和恒星年龄。EP Cru和DI Her系统提供了一个有趣的比较：它们具有相似的恒星类型和轨道特性，但DI Her更年轻，并且具有重大的自旋轨道错位，这引发了EP Cru是否在早期演化阶段也有较大的错位的问题。我们发现，潮汐耗散是一个不太可能的解释，今天观察到的良好的对齐，因为重新排列发生在相同的时间尺度上的自旋轨道同步，和恒星在EP克鲁是远离同步（他们旋转9倍太快）。因此，似乎有些双星的形成与对齐的轴，而其他表面上类似的双星的形成与错位的轴。
2013-03-07 astro-ph.SR
Characterisation of B-type stars in four young Galactic open clusters. I. Stellar content and binary properties
本文利用HERMES多历元光谱研究四个年轻银河疏散星团中74颗B型星，测定其双星比例、轨道与自转性质，发现内禀双星比例约79%且在15–30 Myr间较一致。
2025-05-13 astro-ph.SR
Detection of frequency spacings in the young O-type binary HD 46149 from CoRoT photometry
利用O型双星HD 46149的CoRoT空间测光，与自转相关的恒星大气效应可以从脉动中分离出来，因为它们在光变曲线中留下了不同的特征。这提供了从地震学上描述和利用任何脉动的可能性。结合高质量的空间测光，多波长测光，光谱学和约束所施加的二元性和集群成员资格，在HD 46149中检测到的脉动进行了分析，并与恒星演化模型的网格在概念验证的方法进行了比较。我们提出的证据，在一个大质量的O型恒星的类太阳振荡，并表明，所观察到的频率范围和间距与理论预测是兼容的。因此，我们在HR图中解锁并确认了这一地震未勘探区域的强大潜力。
2010-06-16 astro-ph.SR
CCD Photometric Study of the Contact Binary TX Cnc in the Young Open Cluster NGC 2632
TX Cnc是年轻的疏散星团NGC 2632的成员。本文给出了TX Cnc的四个CCD光极小期和一个完整的V光变曲线。基于所有可用的光电或CCD数据的周期调查表明，它被发现是叠加在一个长期的增加（$dP/dt=+3.97\times{10^{-8}}$\，天/年），和一个弱的证据表明，它包括一个小振幅的周期振荡（$A_3=0.^{d}0028$; $T_3=26.6\,years$）。用2003版W-D程序对2004年获得的V波段光变曲线进行了分析。结果表明，TX Cnc是一个接触度因子为$f=24.8%(\pm0.9%)$的过接触二元体系。计算系统的绝对参数：$M_1=1.319\pm0.007M_{\odot}$、$M_2=0.600\pm0.01M_{\odot}$; $R_1=1.28\pm0.19R_{\odot}$、$R_2=0.91\pm0.13R_{\odot}$。TX Cnc可能处于Qian（2001 a，b; 2003 a）提出的演化方案的TRO控制阶段，并且可能包含不可见的第三分量（$m_3\approx0.097M_{\odot}$）。如果这是真的，第三分量通过从中心系统中移除角动量，在TX Cnc的形成和演化中发挥了重要作用（Pribulla & Rucinski，2006）。这样，通过AML，可以在年轻疏散星团的短寿命内形成接触双星构型。
2011-03-10 astro-ph.SR
The quadruple pre-main sequence system LkCa3: Implications for stellar evolution models
我们发现金牛座-御夫座恒星形成区的前主序天体LkCa 3是一个M星的等级四重系统。它以前被认为是一个近距离（约0.5弧秒）的视双星，其中一个是一个中等偏心的12.94天单线光谱双星。对档案光学光谱的重新分析补充了新的近红外光谱，显示两个视觉组件是双线的，第二个具有4.06天的周期和圆形轨道。除了轨道要素，我们确定的光学和近红外线通量比，有效温度，并预计所有四颗恒星的旋转速度。使用现有的光度监测观测的系统，以前揭示了旋转周期的主要在较长的周期的二进制，我们也检测到旋转信号的主要在4.06天的二进制，这是同步的轨道运动。只有假设的coevality，比较所有这些限制与当前的恒星演化模型从达特茅斯系列点的年龄为140万年和距离为133 pc，与以前的估计该地区，并建议该系统是在金牛座复杂的近侧。LkCa 3和著名的四重前主序系统GG Tau的性质与里昂系列中广泛使用的模型的混合长度参数α_ML = 1.0的类似比较强烈支持达特茅斯模型。
2013-07-04 astro-ph.SR
Different Dynamical Ages for the Two Young and Coeval LMC Star Clusters NGC 1805 and NGC 1818 Imprinted on Their Binary Populations
两个大麦云星云星团NGC 1805和NGC 1818的年龄大致相同（约3千万年），但在双星频率上表现出不同的径向趋势。NGC 1818中的F-型恒星（1.3 - 2.2 MSun）的双星频率向核心方向逐渐降低，而NGC 1805中类似质量的恒星的双星频率与半径持平，或者可能是双峰（在核心有一个峰值）。通过详细的N体模型，我们在这里表明，这两个星团可能是以相同的原始双星频率和双星轨道要素形成的，质量来自相同的分布（根据对疏散星团的观测和我们银河系的场定义）。所观察到的径向趋势的二进制频率为两个集群最好的匹配模型，具有初始子结构。此外，这两个星系团可能沿着非常相似的动态序列演化，关键区别在于NGC 1805在动态上比NGC 1818更老。NGC 1818中的F型双星仍然显示出早期快速动力学破坏的证据（优先发生在核心），而NGC 1805已经开始恢复更高的核心双星频率，这是由于质量分离（这最终将产生一个双星频率分布，只向核心上升，就像在旧的银河系星团中观察到的那样）。这种恢复率增加了较高质量的二进制，因此，即使在一个年龄在一个集群，我们预测一个类似的动态序列的径向分布的二进制频率作为二进制初级质量的函数。
2015-03-17 astro-ph.SR
X-ray Emission and Corona of the Young Intermediate Mass Binary $θ^1$ Ori E
θ 1猎户座E是一个年轻的中等质量双星系统，是一个罕见的光谱型G巨星，质量约为3个太阳质量，仍在向主序星坍缩。我们用Chandra获得了高分辨率的X射线谱，发现该系统非常活跃，类似于日冕源，具有典型的磁约束等离子体的发射：具有热分量和显著的高能量连续谱的宽温度分布;来自H-和He类离子以及一系列Fe离子的窄发射线，相对亮度L_x/L_bol = 0.001。密度，虽然约束不佳，是一致的低密度限制，确定从镁XI和Ne IX发射线。日冕元素丰度低于太阳，Ne最高，约为太阳的0.4倍。我们发现梯形热等离子体中Fe，O和Ne的相对丰度较低的可能趋势，这很难用低质量年轻恒星的尘埃耗尽场景来解释。相对于其他日冕活跃的恒星来说，它的变化性异常低。其辐射类似于主序星后的G星。日冕结构可以是紧凑的，或者可以与恒星半径的尺寸相媲美。我们得出结论，θ 1 Ori E中的X射线是由对流发电机产生的。
2009-11-01 astro-ph.SR
A very young and fast rotating shell star discovered in the eclipsing binary ZTF J200347.63+394429.8
Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V. (BAV)（德国变星研究协会）
研究发现ZTF J200347.63+394429.8中存在一颗年轻且快速旋转的壳层恒星，其年龄仅约1.8百万年，具有高自转速度和高温度。
2025-10-21 astro-ph.SR
2MASS 22344161+4041387AB: A Wide, Young, Accreting, Low-mass Binary in the LkHa233 Group
本文报道了一颗年轻的0.16”双星2 M2234 + 4041 AB的发现，它是凯克激光导星自适应光学对年轻的超冷矮星成像巡天的结果。空间分辨的近红外光度学和光谱学研究表明，该系统的光度比和温度比接近于1。从光学和近红外光谱，我们确定了M6的复合光谱类型的系统。2 M2234 + 4041 AB光谱中的重力敏感光谱特征与年轻天体（约100万年）的光谱特征最匹配。2 M2234 + 4041 AB的Teff和年龄与演化模型的比较表明，每个组分的质量为0.10（+0.075-0.04）Msun。在复合光谱中的H α发射线和在空间分辨近红外光谱中的Br γ发射线表明该系统是活跃的吸积。这两个系统的组成部分都有红外过剩，表明它们都有拱星盘。虽然2 M2234 + 4041 AB最初被认为是一颗年轻的场矮星，但它距离赫比格Ae/Be恒星LkHa 233只有1.5'。到LkHa 233的距离通常假定为880 pc。2 M2234 + 4041 AB不太可能如此遥远，因为它会比任何已知的金牛座天体更明亮。我们重新评估了到LkHa 233群的距离，并根据依巴谷到附近的B3型群成员（HD 213976）的距离，找到了325（+72-50）pc的值。2 M2234 + 4041 AB是第一颗可能与LkHa 233星群相关的低质量恒星。在325 pc的距离，它的物理距离预计为51 AU，使其成为在年轻恒…
2009-02-27 astro-ph.SR
Circumstellar Environment and Effective Temperature of the Young Substellar Eclipsing Binary 2MASS J05352184-0546085
我们提出了新的斯皮策IRAC/PU/MIPS测光从3.6到24微米，和新的双子座GMOS测光在0.48微米，年轻的棕矮星食双星2 MASS J 05352184 -0546085，位于猎户座星云星团。没有检测到过量的盘发射：在λ < 8 μ m处测量的通量在裸露光球层的1 sigma（< 0.1 mJy）范围内，而在16 μ m处的3 sigma上限仅比裸露光球层高出0.04 mJy。连同系统的已知特性，这意味着在单个组件周围不存在光学厚盘。这也意味着，如果存在环双星盘，如果它延伸到双星的约0.1天文单位（近似潮汐截断半径）内，它必须是光学薄且极薄的（10^{-10} Msun），或者它必须是光学厚且有一个大的内孔，半径> 0.6-10天文单位取决于耀斑的程度。在所有情况下的结果是，盘吸积很可能是可以忽略的或不存在的。这支持了最近的提议，即在主要的（更大质量的）褐矮星中的强H α发射是色球层活动的结果，从而支持了这样的假设，即在组件之间观察到的令人惊讶的Teff反转是由于主要的强磁场。我们的数据还设置约束Teff的组件独立的光谱类型，从而对上述磁场效应的模型。我们讨论的后果派生的基本性质的年轻棕矮星和非常低质量的恒星一般。具体来说，如果非常活跃的孤立年轻棕矮星和非常低质量的恒星遭受与2 M0535 -05主星相同的活动/场相关效应，那么目前从标准演化轨道得出的低质量恒星/亚恒星IM…
2009-03-11 astro-ph.SR
Magellanic Cloud stars with TiO bands in emission: binary post-RGB/AGB stars or young stellar objects?
从麦哲伦云天体样本中选出的14颗具有中红外线通量过剩的恒星也被发现在发射中显示出TiO带。中红外尘埃辐射和TiO波段辐射表明，这些恒星在靠近中心恒星的地方有大量的热的星周尘埃和气体。光源的亮度一般为几千L太阳，有效温度为4000-8000 K。这类恒星可能是质量为0.4-0.8 M_sun的AGB后恒星或质量为7-19 M_sun的主序前恒星（年轻恒星）。如果这些恒星是前主序星，它们比出生线上的恒星要冷得多，也更年轻，在出生线上，银河系的原恒星最初应该从分子云中变得可见。因此，它们应该隐藏在它们目前的进化状态中。第二种解释是它们是后AGB或后RGB星，当双星系统的红巨星充满其洛希瓣时，它们最近经历了双星相互作用。由于富含氧气，它们在成为碳星之前经历了这个过程。大多数恒星在1000天或更长的时间尺度上缓慢变化，表明星周环境正在变化。除了缓慢的变化，大多数恒星也显示出数十至数百天的周期变化。其中一颗恒星的周期正在迅速缩短，我们推测这颗恒星可能在一个轨道半径正在迅速缩小的圆盘上吸积了一大块气体和尘埃。另一颗恒星有着类似造父变星的脉动，其振幅迅速增加，表明其演化速度很快。七颗恒星呈现准周期性的变化，其中一颗恒星的光变曲线类似于食双星。
2013-07-16 astro-ph.SR
Dynamical Masses of Young Stars I: Discordant Model Ages of Upper Scorpius
我们提出了一个长期的轨道监测计划的结果，使用稀疏的孔径屏蔽观测与NIRC 2上的Spark-II望远镜，7个G到M型成员的上天蝎座的斯科-岑OB协会的子组。我们目前的天体测量和派生的轨道要素的双星系统，我们已经监测，并确定的年龄，组件的质量，距离和红化的每个系统使用的轨道解决方案和多波段测光，包括哈勃空间望远镜测光，和贝叶斯拟合过程。我们发现，通过假设年龄，模型可以被迫与任何单个系统达成一致，但在我们样本的质量范围内，年龄并不一致。在我们的样本中，G型双星系统的模型年龄约为1150万年，这与上天蝎座的最新年龄估计一致，而M型双星系统的模型年龄约为700万年。根据我们的拟合，模型中的这种年龄差异对应于0.8 - 0.15 dex的光度预测不足，或者相当于在给定的前序年龄下M型恒星的有效温度预测过高100 - 300 K。我们还发现M型双星系统RXJ 1550.0 - 2312的年龄（~1600万年）和距离（~90 pc）表明它要么是附近的年轻双星系统，要么是上半人马座-狼疮子群的成员，成员的概率为57%。
2015-12-16 astro-ph.SR
A Massive Magnetic Helium Atmosphere White Dwarf Binary in a Young Star Cluster
我们已经在盖亚DR 2目录中搜索了年轻疏散星团方向上以前未知的热白矮星。这个实验的目的是尝试将初始-最终质量关系（IFMR）扩展到更高的质量，可能提供一个与目前认为大约1.38 M $_{\odot}$的拉塞卡极限的张力。我们在年轻的$\sim$星系团Messier 47（NGC 2422）的方向上发现了一颗特别有趣的白矮星。所有的盖亚指标（自行、视差、在盖亚颜色星等图中的位置）都表明它是星团的成员。它的光谱，从双子座南部获得，产生了一些异常：它是一个DB（富氦大气）白矮星，它有很大的磁场（2.5 MG），质量高（$\sim$ 1.06 M $_\odot$），它的颜色非常特殊-特别是红色的（$r$，$i$，$z$和$y$），这表明它有一个晚型伴星。这是唯一的磁化，分离的双星白矮星与任何已知的光谱类型的星团内或星团外的非简并伴星。如果白矮星是星团的一员，正如所有指标所显示的那样，它的前身质量略高于6 M $_\odot$。然而，它可能讲述了一个比IFMR更有趣的故事，一个关于恒星磁场，I型超新星和来自低质量恒星系统的引力波的起源。
2019-06-11 astro-ph.SR
New Radial Velocities for 30 Candidate Runaway Stars and a Possible Binary Supernova Origin for HIP 9470 and PSR J0152-1637
我们报告新的径向速度测量30候选逃逸星。我们修改了它们的年龄估计，并计算了它们过去在银河系中的轨迹，以确定它们的出生地。我们发现，其中7颗恒星的年龄可能小于1亿年，其中5颗恒星我们确定了多个年轻的星团和它们可能形成的协会。对于样本中最年轻的恒星HIP 9470，我们提出了一个可能的超新星事件中的喷射场景，并且它可能与年轻的脉冲星PSR J 0152 -1637有关。我们的光谱观测揭示了30颗样本中的7颗恒星是以前未知的光谱双星。其中四个的轨道解也在这里报告。
2014-09-02 astro-ph.SR
[Fe II] emissions associated with the young interacting binary UY Aurige
我们目前的高分辨率1.06 - 1.28微米光谱对相互作用的二进制UY Aur获得GEMINI/NIFS和AO系统牛郎星。我们已经从UY Aur A（初级源）和UY Aur B（次级源）中检测到[Fe II] $λ$ ~1.257微米和[He I] $λ$ ~1.083微米的谱线。在[Fe II]中，UY Aur A驱动快速和广泛的开口流出，开口角约为90度，沿着位置角约为40度，而UY Aur B与红移结相关。蓝移和红移的辐射在初级和次级之间表现出复杂的结构。UY Aur A和B的[Fe II]发射特征的径向速度相似：蓝移发射约为-100 km/s，红移发射约为+130 km/s。朝向UY Aur A观察到的[He I]线轮廓包括在蓝移和红移速度下具有深反射的中心发射特征。这些吸收特征可以用星风模型来解释。UY Aur B的[He I]谱线轮廓仅显示出发射特征。
2014-03-14 astro-ph.SR
The Rotational Evolution of Young, Binary M Dwarfs
我们分析了$\sim$ 800万年前的上天蝎座星协、$\sim$ 1.25亿年前的昴星团疏散星团和$\sim$ 7亿年前的毕星团和普雷塞普疏散星团中3,000多颗低质量恒星的K 2光变曲线，以确定恒星的自转速率。这些K2目标中的许多都显示出两个不同的周期，对于这些星团中质量最低的恒星来说，几乎所有具有两个周期的系统都是光度双星。最可能的解释是，我们正在检测这些双星的两个组成部分的旋转周期。我们探讨的两个组成部分的光度双星相对于彼此和非光度双星的旋转速率的演变。在上天蝎座和昂宿星团中，这些低质量双星的平均周期要短得多，而且它们之间的距离要比随机从M矮单星中抽取的周期近得多。在上天蝎座，这种差异与原始星周盘导致的红外过度的存在或不存在密切相关-单星人口包括许多具有盘的恒星，并且它们的旋转周期平均比相同质量的双星表亲明显更长。由Praesepe年龄，在旋转速率之间的差异的意义单一和二进制低质量的dMs是少得多，这表明角动量损失的风完全对流零年龄的主序星擦除记忆的旋转速率二分法的二进制和单一的非常低的质量的恒星在以后的年龄。
2018-10-19 astro-ph.SR
The massive star binary fraction in young open clusters - II. NGC 6611 (Eagle Nebula)
基于2003年至2009年收集的100多个中高分辨率光谱，我们研究了位于老鹰星云（M16）核心的NGC 6611中O型恒星的性质。使用一个更广泛的数据集比以前可用，我们修改了光谱分类和多重性状态的9个O型恒星在我们的样本。我们确认了两个可疑的双星，并推导出两个系统的第一个SB 2轨道解。我们进一步报告说，另外两个对象显示一个复合光谱，这表明可能的长周期双星。我们的分析得到了一组蒙特卡罗模拟的支持，使我们能够估计我们的运动的检测偏差，并表明后者不影响我们的结论。我们的样本中的绝对最小二进制分数是f_min=0.44，但如果所有的二进制候选者都被确认，则可能高达0.67。和NGC 6231一样（见论文I），NGC 6611中有75%的O星族是在O+OB系统中发现的，因此隐含地将随机配对从经典IMF中排除，作为描述大质量双星中伴星协的过程。尽管两个星系团的年龄和环境不同，但NGC 6231和NGC 6611之间的二进制分数、质量比和周期分布没有统计学差异。
2009-11-18 astro-ph.SR
Cannibals in the thick disk: the young $α-$rich stars as evolved blue stragglers
对红巨星的光谱地震测量使最近在厚盘中发现质量超过1.4 M太阳的恒星成为可能。虽然有人声称，这些恒星中的大多数都比其他典型的厚盘星年轻，我们的证据表明，它们可能是在二进制演化的质量转移的产品，特别是进化的蓝色离散星。我们对APOKASC的26颗恒星样本进行了新的径向速度测量，其中包括13颗"年轻"星和13颗"老"星，它们具有相似的恒星参数，但质量低于1.2M_sun，发现更多的"年轻"星相对于"老"星似乎处于双星系统中。此外，我们表明，“年轻”的恒星不遵循预期的趋势[C/H]比与质量的个别恒星。然而，通过包括双星演化和质量转移的低质量恒星的人口合成，我们可以重现观测到的[C/N]比与质量。我们的研究表明，太阳型红巨星的星震学如何为我们提供了一个独特的机会，来研究蓝掉队星离开主序星后的演化。
2016-09-21 astro-ph.SR
A Disk-based Dynamical Mass Estimate for the Young Binary V4046 Sgr
我们提出了敏感的，角秒分辨率亚毫米阵列观测的12CO J = 2 - 1线发射从拱盘轨道的双线光谱双星V4046 Sgr。基于一个简单的模型的磁盘结构，我们使用一种新的蒙特卡罗马尔可夫链技术，从这些数据中提取的开普勒速度场的磁盘和估计的总质量的中心二进制。假设从文献中的运动学视差测量推断的距离（d约为73 pc），我们确定了恒星的总质量M_star = 1.75 ^{+0.09}_{-0.06}太阳质量，盘面倾角i_d = 33.5 ^{+0.7}_{-1.4}度。这些测量结果与恒星径向速度的多历元监测所产生的独立动力学约束非常一致，证实了这种精确的（~百分之几的不确定性）基于盘的方法估计恒星质量的绝对准确性，并重申了以前的断言，即盘和双星轨道平面是对齐的（与|i_d-i_star| \approx 0.1 \pm 1度）。使用这些结果作为参考，我们表明，各种前主序列演化模型作出一致和准确的预测的质量的个别组成部分的二进制，并一致意味着先进的年龄约5 - 30万年。综上所述，这些结果证实，V4046 Sgr是一个宝贵的少数附近和相对发展的前主序系统，仍然主机一个富含气体的吸积盘。
2012-09-20 astro-ph.SR
GU Mon, a high-mass eclipsing overcontact binary in the young open cluster Dolidze 25
上下文食双星GU Mon位于恒星形成星团Dolidze 25中，该星团是银河系年轻星团中金属丰度最低的。目标。GU Mon是一颗短周期食双星，有两个早期的B型成分。我们开始推导它的轨道和恒星参数。方法.我们提出了一个全面的分析，包括B和V光变曲线和11个高分辨率光谱，以验证轨道周期和确定参数。我们使用恒星大气程序FASTWIND获得恒星参数，并创建互相关模板。我们得到一个模型，以适应光和径向速度曲线使用威尔逊Devinney代码迭代和同时进行。结果GU Mon的两个组成部分是光谱类型为B1 V的相同恒星，具有相同的质量和温度。光变曲线是典型的EW型双星。光谱和光度分析一致认为周期为0.896640 +- 0.000007 d。我们确定每个组分的质量为9.0 +- 0.6 Msun，温度为28000 +-2000 K。这两个值与光谱类型一致。这两颗恒星都充满了各自的洛希叶，共享一个共同的包络，因此轨道是同步和圆形的。结论. GU Mon系统的填充因子超过0.8，包含两颗主序星。这两颗恒星处于非常高级的相互作用阶段，它们的极端物理相似性可能是由于共同的包络。这样一个系统的预期演变将很可能导致合并，而仍然在主序列上。
2016-03-10 astro-ph.SR
Refined masses and distance of the young binary Haro 1-14 C
我们的目标是细化的动力学质量的低质量前主序星二进制哈罗1-14 C的单个组件。我们结合的初步轨道的数据与新的干涉观测获得的4个8米望远镜的甚大望远镜干涉仪。一级和二级组分的推导质量分别为$M_a=0.905\pm0.043\,\Msun$和$M_b=0.308\pm0.011\,\Msun$。这比初始轨道的不确定性好大约五倍。此外，更大质量的可能性现在被安全地抛弃了。新的动力学距离$d=96\pm\,9\,$ pc小于蛇夫座核心的距离，其显著性为$2.6\,σ$。拟合光谱能量分布得到$ϕ_a=0.13\pm0.01\mas$和$ϕ_b=0.10\pm0.01\mas$的表观直径（对应于$\Ra=1.50\,\Rsun$和$\Rb=1.13\,\Rsun$）和$A_v\approx1.75$的可见消光。虽然修正后的轨道有一个接近边缘的几何形状，但该系统不太可能是一个长周期的食双星。Haro~1- 14 C的次级恒星是少数几颗动力学质量和距离都精确测定的低质量主序星之一。
2014-01-18 astro-ph.SR
Interacting Young M-dwarfs in Triple System -- Par 1802 Binary System Case Study
猎户座星云中的双星Par 1802在恒星动力学和演化领域提出了一个有趣的难题。像Par 1802这样的双星系统被认为是由相同的原生物质形成的，因此恒星成员被认为具有非常相似的物理属性。然而，Par 1802的恒星有着显著不同的温度，尽管它们的质量相同（在$3\%$范围内），大约是$0.39$太阳质量。概念验证的主要想法是，第三颗伴星的引力导致两颗恒星的轨道比它们的罗奇极限更近，这有助于通过潮汐效应加热。在这里，我们扩展了这一想法，并研究了这样一个系统的三体动力学演化，包括潮汐和主序前的演化。我们还包括潮汐加热和质量转移在罗奇极限交叉的发病。我们表明，作为一个概念验证，质量转移结合潮汐加热可以自然地解释所观察到的温度差异。我们还预测了可能的第三伴星的轨道构型。最后，我们认为，这样一个系统的动态演化具有普遍的后果。我们预计大量的系统在它们的主序前时间内经历质量转移，这可能导致温度差异。
2019-10-19 astro-ph.SR
Orbit of the young very low-mass spectroscopic binary CHXR 74
Cha I的前主序星CHXR 74（M4.25）在几年前被发现是一个非常低质量的光谱联星。它的质量的测定将提供一个有价值的动力学质量测量在年轻的时候，在约束质量不足的制度<0.3 Msun。我们在2008年至2011年期间使用UVES/VLT进行了后续径向速度（RV）监测，并在2008年使用NACO/VLT进行了高分辨率自适应光学辅助成像，目的是限制双星轨道。我们提出了一个轨道解决方案的系统的基础上合并的RV数据集，跨越超过11年的UVES监测CHXR 74。最适合的开普勒模型的轨道周期为13.1年，离心率为零，RV半振幅为2.2 km/s。一个伴星的质量M2sini为0.08 Msun是通过使用模型相关的质量估计为0.24 Msun的主要来源。对于i = 90度，二元分离为3.8 AU（23 mas）。拍摄CHXR 74的互补NACO图像，目的是直接解析二进制。虽然有扩展PSF的边缘迹象，但我们在这些图像中没有检测到CHXR 74的令人信服的同伴。从未检测到的同伴一起预测的二进制分离时的NACO的意见，我们得出的K波段亮度比的上限为0.5。这使我们能够通过应用进化模型来估计伴星质量的上限为0.14 Msun。因此，我们已经证实，CHXR 74是一个非常低的质量光谱的二进制和约束的次级质量位于约0.08和0.14 Msun的范围内。我们预测的天体测量信号的主要0.2和0.4质量之间…
2011-11-08 astro-ph.SR
Chandra Characterization of X-ray Emission in the Young F-Star Binary System HD 113766
使用钱德拉，我们已经获得了成像X射线光谱的10至16万年前的F星二进制HD 113766。我们单独解决的二进制组件的第一次在X射线，并找到一个总的0.3至2.0千电子伏的光度为2.2e29 erg/秒，与以前的RASS估计一致。我们发现最东边的红外明亮的尘埃成员HD 113766 A的发射只有西部红外微弱成员HD 113766 B的10%。没有证据表明HD 113766中存在第三颗Lx > 6 e25 erg s-1的晚型恒星或亚恒星成员，距离双星对2弧分。这两颗恒星的X射线光度之比与Pecaut等人（2012年）将它们分别命名为F2 V和F6 V相一致。发射是软的两颗星，kTAPec = 0.30至0.50千电子伏，这表明X射线产生的恒星旋转和/或对流在年轻的发电机，但不是吸积或外流冲击，我们排除。在HD 113766 B X射线发射中观察到可能的2.8 +/- 0.15（2σ）hr调制，但置信度非常低，来源未知。对应于Lx = 2 e29 erg s-1的恒星风阻力模型认为HD 113766 B周围的1 mm尘埃粒子寿命只有90，000年，这表明HD 113766 B周围的尘埃被迅速清除，而HD 113766 A周围的尘埃可以存活> 1.5e6年。像尘埃变暖和X射线光解有机合成，很可能是HD 113766系统中的任何拱星材料。
2016-10-25 astro-ph.SR
Imaging the Molecular Disk Orbiting the Twin Young Suns of V4046 Sgr
我们用亚毫米波阵列（SMA）以~2”的角分辨率对附近（D~73 pc）、~ 1200万年的经典金牛座T双星系统V4046 Sgr周围的盘进行了成像。我们检测到一个旋转的磁盘在12 CO（2-1）和13 CO（2-1）的排放，并解决在1.3毫米的连续发射。我们推断磁盘气体和尘埃质量的~110和~40地球质量，分别。与幂律盘模型的拟合表明，分子盘延伸至~370 AU，并且在~33 °至~39 °之间的倾角处观察，动态恒星质量范围从1.8 $M_\odot$到1.5 $M_\odot$（之前为中心2.4天光谱双星确定的总质量范围）。这个盘倾斜的范围与推导中心双星质量时假设的一致（即，35度），这表明V4046 Sgr双星系统和它的环双星分子盘是共面的。鉴于该系统的年龄和二进制，存在一个广泛的分子盘轨道V4046 Sgr提供了约束的时间尺度的过程有关的木星行星形成，并表明，circumbinary木星行星可能会形成接近的双星系统。
2010-07-22 astro-ph.SR
The enigmatic young brown dwarf binary FU Tau: accretion and activity
富头星属于一个罕见的年轻宽棕矮星双星。我们在钱德拉X射线观测中解决了该系统，并仅检测到了主要的FU Tau A。硬X射线发射，可能来自日冕，但出乎意料的是，我们还检测到来自FU Tau A的强烈和异常柔软的成分。它的X射线特性，迄今为止在褐矮星中是独一无二的，与金牛座T星TW Hya的X射线特性非常相似。与TW Hya的类比表明，占主导地位的软X射线成分可以解释为吸积冲击的发射。然而，褐矮星的典型自由落体速度太低，无法将观测到的X射线温度解释为激波后区域。另一方面，超过自由落体速度的速度来自档案光学光谱学，并在光学光度学中发现了FU Tau A强吸积的独立证据。FU Tau A的高X射线光度与高辐射热光度相吻合，证实了年轻棕矮星中一种无法解释的趋势。事实上，FU头A是overloughly相对于进化模型，而FU头B是在1万年的等时线表明非同期形成的两个组成部分的二进制。FU Tau A的极端年轻可能是其特殊X射线特性的原因，就非典型的磁活动或吸积而言。或者，旋转和磁场效应可能会降低对流的效率，这又会影响FU Tau A的有效温度和半径，使其在HR图中的位置发生偏移。虽然有没有直接证明后一种情况下，到目前为止，我们提出的论据，其可扩展性。
2010-06-14 astro-ph.SR
Dynamical Mass Measurement of the Young Spectroscopic Binary V343 Normae AaAb Resolved With the Gemini Planet Imager
我们提出了新的空间分辨天体测量和测光从双子座行星成像仪的年轻的多星系统V343 Normae，这是一个成员的β Pictureso移动组的内部二进制。室女座V343由一颗K 0和M中的恒星组成，轨道约为4.5年（AaAb），还有一颗宽10”的M5伴星（B）。通过将这些数据与存档的天体测量和径向速度相结合，我们拟合了轨道，并测量了M_Aa = 1.10 +/- 0.10 M_sun和M_Ab = 0.290 +/- 0.018 M_sun两个分量的单个质量。与理论等时线比较，我们发现两个分量的测量质量和JHK带幅度与β Pic移动群的年龄一致。我们得出一个模型依赖的年龄为26 +/- 3百万年的β Pic移动群相结合，我们的结果为V343 Normae与文献测量GJ 3305，这是另一个组成员与解决二进制组件和动力学质量。
2016-09-28 astro-ph.SR
High-Resolution Spectroscopy during Eclipse of the Young Substellar Eclipsing Binary 2MASS 0535-0546. II. Secondary Spectrum: No Evidence that Spots Cause the Temperature Reversal
我们提出了高分辨率的光学光谱的年轻的棕矮星食双星2 M0535 -05，在日食的高质量（主要）棕矮星。结合我们以前的光谱的主要单独（论文I），新的观察产生的光谱的次要单独。我们调查，通过两个二元组分的差分分析，冷表面斑点是否负责抑制温度的主要。在论文I中，我们发现了一个显着的差异之间的经验表面重力的主要和推断，通过精细分析其频谱。在这里，我们发现，无论是定性的还是定量的，表面重力都存在着同样的差异。虽然这可能再次归因于冷点或模型不透明度误差，但这意味着冷点不能优先降低主光谱的温度：如果它们是，则主光谱上的斑点效应应该优先更大，而它们不是。我们仅从TiO-SiO2谱带推断出的原发性和继发性Teff显示出与经验观察到的相同比例的相同逆转，从而支持了我们分析的有效性。反过来，这意味着，如果初级线圈上的磁场对对流的抑制是Teff反转的根本原因，那么它不可能是主要在初级线圈上产生斑点的局部抑制（尽管两个分量可能是同样的斑点），而是在初级线圈内部的全局抑制。我们简要地讨论了目前的理论，这可能是如何工作的。
2012-08-13 astro-ph.SR
On the age of the magnetically active WW Psa and TX Psa members of the beta Pictoris association
有各种不同的技术可用于估计前主序星的年龄。物理对的组成部分，由于其严格的coevality和质量差，如本文分析的二元系统，最适合测试这些不同技术的有效性。我们认为系统WW Psa + TX Psa的成员25百万年的beta Picasso协会已经很好地建立了早期的作品。我们调查的年龄测定技术提供了最好的协议之间的年龄的系统和协会。我们对WW Psa和TX Psa进行了光度监测，测得它们的自转周期分别为P = 2.37d和P = 1.086d。我们从文献中检索了它们的Li等效宽度，并测量了它们的有效温度和光度。我们调查是否这些恒星的年龄使用三个独立的技术得出的β Picasso协会的年龄是一致的。我们发现这两颗星的自转周期和Li含量与星团中其他真正成员的分布是一致的。相反，等时线拟合结果显示两颗恒星的年龄相似，但比星协的年龄年轻约4倍，如果将磁场的影响计算在内，则年轻约30%。我们探讨的起源不一致的年龄推断等时拟合，包括可能性，无论是两个组件可能是未解决的双星或两个组件的基本恒星参数被改变增强的磁活动。后者被认为是更合理的原因，这表明锂含量的基础上的年龄估计是更可靠的比等时线拟合前主序星具有明显的磁活动。
2016-12-14 astro-ph.SR
RX J0513.1+0851 AND RX J0539.9+0956: Two Young, Rapidly Rotating, Spectroscopic Binary Stars
RX J0513.1+0851和RX J0539.9+0956之前被认为是年轻的低质量单线光谱双星系统，在可见光波段被归类为弱线金牛座T星。在这里，我们提出了径向速度，光谱类型，vsini值，并在这些系统中的组件从二维互相关分析的通量比。这些结果是基于高分辨率，近红外光谱与凯克II望远镜采取提供了第一次表征这些系统作为双线，而不是单线。它将红外光谱的能量应用于冷秒的检测;通量在红外线中的比例与可见光相比是一个不那么陡峭的质量函数，因此能够识别低质量的秒。我们发现RX J0513.1+0851和RX J0539.9+0956主星是快速旋转的，分别为60 km/s和80 km/s;由于相当宽的吸收线，这给次级分量的检测带来了额外的困难。迄今为止，这是测量到的主序前光谱双星的最高旋转速度。通过结合新的可见光光谱和我们的红外数据，确定两个系统的轨道参数和质量比。对于RX J0513.1+0851，我们推导出周期约为4天，质量比q = 0.46 +/- 0.01，对于RX J0539.9+0956，周期约为1117天，质量比q = 0.66 +/- 0.01。基于我们推导出的恒星组件的属性，我们估计的光度，因此距离这些双星在220 pc和90 pc。它们似乎比以前估计的要近得多。
2013-02-19 astro-ph.SR
