eROSITA X-ray scan of the eta Chamaeleontis cluster
附近的年轻疏散星团eta Chamaeleontis在其CalPV阶段被eROSITA/SRG观测了150 k。eROSITA数据是在场扫描模式下采集的，这是一种遵循矩形网格状图案的光谱-伦琴-伽马（SRG）观察模式，此处覆盖5x 5度场，曝光深度约为5 ks。我们研究已知的成员在X射线和搜索潜在的新成员的预期分散的低质量集群人口。探测到的辐射源是通过交叉匹配X射线源与盖亚和2 MASS来识别的，年轻恒星是通过它们的X射线活动、在色星等图中的位置以及它们的天体测量和运动学特性来识别的。获得了团簇成员的X射线光度、光变曲线和光谱，并与以前的X射线数据进行了比较。其他成员检索的文献结果被用来验证我们的新成员候选人在观察领域。我们确定X射线属性几乎所有已知的eta Cha成员，并确定五个额外的恒星系统，显示基本相同的特性，但更分散。其中4个先前被提议为潜在成员;我们的X射线研究支持这一状态。根据它们的空间分布，预计在我们调查的天空区域之外还有更多的成员。这些被确认的恒星系统很可能属于被抛出的晕群，这使得eta Cha星团的成员总数至少达到23个。
2021-06-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Reverse dynamical evolution of Eta Chamaeleontis
在恒星形成过程的范围内，目前还不清楚环境如何塑造初始质量函数（IMF）。虽然对疏散星团的观测为IMF提供了一个从亚恒星到几个太阳质量的普遍图像，但年轻的协会eta Chamaeleontis明显缺乏低质量物体（m <0.1 Msun）。这个星团的另一个不寻常的特征是没有间距大于50天文单位的宽双星。我们的目标是测试是否动力学演化单独可以重现的协会假设一个普遍的IMF的特殊属性。我们使用一个纯N体代码来模拟10万年的集群的动力学演化，并与观测结果进行比较。测试初始参数的广泛值，以确定最有可能导致观测的初始状态。在这种情况下，我们还调查了初始的二进制人口的动态和有一个不连续的单一IMF附近的过渡到褐矮星制度的可能性的影响。我们认为，作为一个极端的情况下，IMF没有低质量系统（m <0.1 Msun）。在维里化的热态和冷态动力学状态下，初始组态覆盖了很宽的初始密度范围，从10^2到10^8颗星/pc ^3。我们没有发现任何初始状态，将演变从一个普遍的单一货币基金组织，以适应观察。只有当我们从一个截断的IMF开始，没有任何非常低的质量系统，也没有宽的双星，我们才能以最多10%的成功率再现星系团核心的性质。纯粹的动力学演化本身不能解释从普遍初始条件观察到的eta Cha性质。缺乏棕矮星和非常低质量的恒星，以及特殊的双星性质（低双星分数和缺乏宽双星），可能是这个星协中恒星形成过程的结果。（节略…
2013-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Extinction and Mass Estimates from Optical Photometry of the Very Low Mass Brown Dwarf Companion CT Chamaeleontis B with the Magellan AO System
我们使用麦哲伦自适应光学（MagAO）系统和VisAO CCD相机的图像年轻的低质量褐矮星同伴CT Chamaeleontis B的第一次在可见光波长。我们在r '，i'，z '和Ys检测到它。利用我们的新测光方法和K带光谱的形状导出的Teff~2500 K，根据DUSTY的演化轨迹和1- 500万年的年龄，我们发现CT Cha B的Av = 3.4+/-1.1 mag，质量为14-24 Mj。我们的r'探测器的过光度表明，这颗伴星有显著的H α发射，质量吸积速率约为6*10^-10 Msun/yr，与一些亚恒星伴星相似。自行分析表明，CT Cha A 2”范围内的另一个点源不是物理源。本文演示了如何可见波长AO测光（r '，i'，z '，Ys）允许更好地估计年轻的亚恒星同伴的消光，光度和质量吸积率。
2015-01-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
RX J0942.7-7726AB: an isolated pre-main sequence wide binary
我们报告发现了两颗年轻的M矮星，RX J0942.7-7726（M1）和2 MASS J 09424157 -7727130（M4.5），它们是在对疏散星团eta Chamaeleontis周围的前主序星的巡天中发现的，相距仅42角秒。这两颗恒星都有一致的自行和近红外测光。中分辨率光谱显示它们是同时代的（8- 1200万年），同距离的（100-150秒差距），因此几乎可以肯定它们是一个真正的宽双星，预计距离为4000-6000 AU。这个系统看起来太老，动态上太脆弱，不可能起源于eta Cha，回溯分析认为它诞生于天蝎座-半人马座OB协会或附近。RX J0942.7- 7726 AB加入了一个不断增长的与Sco-Cen运动学相关的宽双星组，这表明这种脆弱的系统可以在其出生分子云的湍流环境中生存下来，同时仍然以很大的速度分散。相反，恒星之间的径向速度差很小（2.7 \pm 1.0 km/s）可能意味着该系统是无约束的，这是在OB星协早期演化过程中，两颗速度矢量相似的恒星同时从其喷出的结果。
2012-05-07 astro-ph.SR
Protoplanetary and debris disks in the $η$ Chamaeleontis Association: A sub-millimeter survey obtained with APEX/LABOCA
本研究以7-9 Myr龄的蝘蜓η星协为对象，用APEX/LABOCA开展亚毫米波巡天，建模分析原行星盘与碎片盘属性，揭示了星盘质量、空洞与吸积的关系及碎片盘形成的高效性。
2023-10-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Distance and the Initial Mass Function of Young Open Clusters In The Eta Carina Nebula: Tr 14 and Tr 16
本文报道了船底座η星云中年轻疏散星团Trumpler 14（Tr 14）和Trumpler 16（Tr 16）的UBVI_C CCD测光结果。我们还确定了光学对应的钱德拉X射线源和两个微米全天巡天点源。星系团的成员是从自行研究、光谱类型、红化特征以及X射线或近红外过量发射中选出的。利用141颗具有高自行成员概率（P_u \geq 70）的早型星，得到了船底座η星云中恒星的反常红化规律R_V，cl=4.4 \pm 0.2。我们确定了到每个簇的距离，并得出结论，Tr 14和Tr 16实际上具有相同的距离模数，即V_0-M_V=12.3 \pm 0.2 mag（d=2.9 \pm 0.3 kpc）。对于log m \geq 0.2的恒星，Tr 14的初始质量函数的斜率被确定为Γ =-1.3 \pm 0.1，Tr 16的初始质量函数的斜率被确定为Γ=-1.3 \pm 0.1，Tr 16的初始质量函数的斜率被确定为Γ=-1.4 \pm 0.1。根据演化恒星和低质量前主序星的演化阶段，我们还估算了星团的年龄约为1 - 300万年。
2012-01-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Strong Biases in Estimating the Time Dependence of Mass Accretion Rates in Young Stars
年轻恒星中质量吸积的时间衰减是星周盘早期演化的基本示踪。通过星族综合，我们研究了年轻恒星的估计参数（光度、温度、质量、年龄）和质量吸积率Mdot之间的相关不确定性，以及观测的选择效应，如何影响由年轻星团中测量的Mdot与等时年龄的比较所推断的质量吸积率的时间衰减（Mdot t^-eta）。我们发现，现实的不确定性的存在下，减少了测量值的eta的一个因素的3，导致推断的浅衰减比真实值。这表明Mdot的时间衰减比通常假设的要快得多。当考虑影响猎户座星云星团的年龄的最小不确定性时，观测值eta~1.4，典型的银河系恒星形成区，只有当真实的衰变指数eta>4时才能重现。如果假设观测的不确定性更大，这种影响会变得更加严重，因为一些快速恒星形成的场景需要。我们的分析表明，虽然由于样本不完全性的选择效果做偏置eta，他们不能改变这一主要结果，并加强它在许多情况下。在我们的工作中剩下的一个不确定性是，它适用于最常用的和简单的Mdot之间的关系，吸积光度和恒星参数。我们简要地探讨了这些量之间更复杂的相互作用可能会改变结果。
2014-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Re-examining the membership and origin of the Epsilon Cha association
我们提出了一个全面的调查Epperium Chamaeleontis协会（Epperium Cha），几个年轻的移动群体遍布南部天空之一。我们使用最好的自行和光谱测量，包括新的ANU 2.3-m/WiFeS观测结果，重新评估了Ependicha的推定成员资格。经过运动学分析后，我们最终的成员包括35-41颗恒星，光谱类型从B 9到中M，平均距离为110+/-7pc，平均空间运动为（U，V，W）=（-10.9+/-0.8，-20.4+/-1.3，-9.9+/-1.4）km/s。理论演化模型显示，埃帕查的年龄为3-5百万年，是太阳系中最年轻的移动群体。15个成员显示3-22微米的光谱能量分布归因于拱星盘，其中包括11颗似乎正在积极吸积的恒星。Epperian Cha的圆盘和吸积分数（分别为29+8- 6%和32+9- 7%）都与典型的3-5百万年人口相一致。多历元光谱揭示了三个M-型成员广泛和高度可变的H-α发射以及几个新的光谱双星。我们拒绝了文献中提出的11颗恒星，并认为它们可能属于背景Cha I和II云或附近的其他年轻群体。我们的分析强调了一个整体的和保守的方法来分配年轻的恒星运动组的重要性，其中许多只有微妙的不同属性和不明确的成员。最后，我们简要讨论了埃坡查与年轻的疏散星团埃塔查和斯科-岑OB星协的联系。与早期的研究相反，假设埃塔和埃帕查是同时代的，出生在同一个地方，我们发现当埃…
2013-07-23 astro-ph.SR
Further deep imaging of HR 7329 A (eta Tel A) and its brown dwarf companion B
在年轻的A0型恒星HR 7329以南约4”处，有一颗微弱的伴星候选者被Lowrance等人（2000）发现。它的光谱类型M7-8与一颗年轻的棕矮星伴星一致。在这里，我们报告了10个新的天体测量成像观测的对HR 7329 A和B，获得了哈勃太空望远镜和甚大望远镜，旨在显示共同的自行与高的意义和可能的轨道运动的B围绕A。由于第一幅图像和最后一幅图像之间有11年的时间差，我们可以通过超过21 sigma来拒绝B是与A无关的非移动背景对象。我们检测到位置角没有变化，间隔变化很小或没有变化（2.91 +/- 2.41质量/年），因此HR 7329 B绕A的轨道是倾斜的和/或偏心的和/或轨道运动目前仅在径向方向上。如果HR 7329 B使HR 7329 A周围的碎片盘的外半径为24天文单位，并且如果HR 7329 B目前处于200天文单位（47.7秒差距时为4.2”）的非球面，我们确定它的近心距离为71天文单位，半长轴为136天文单位，离心率为e=0.47。根据HR 7329 A和B之间的星等差异以及HR 7329 A+B系统的2 MASS星等，我们可以估计HR 7329 B的星等（J=12.06+/-0.19，H=11.75+/-0.10，Ks=11.6+/-0.1，L=11.1+/-0.2等），然后，利用一些其他已知的参数，它的光度和质量（20-50木星质量）。在现有的最深的图像中，我们没…
2011-06-07 astro-ph.SR
Empirical Isochrones for Low Mass Stars in Nearby Young Associations
年轻恒星的绝对年龄对于前主序星和星周演化的许多问题都很重要，但长期以来被认为是难以推导和校准的。在本文中，我们使用文献光谱类型和光度学来构建eta Cha、epsilon Cha和TW Hya星协以及beta Pic和Tuc-Hor移动群中低质量恒星和褐矮星的HR图中的经验等时线。一个成功的主序星前演化理论应该与这些年轻恒星群的恒星轨迹形状相匹配。然而，当比较组合的经验等时线从演化模型预测的等时线，差异导致恒星年龄估计的光谱类型（质量）的依赖。改进的对流和边界条件的处方在最新的模型的前主要序列模型导致显着改善经验和模型等时线之间的对应关系，在低温下的小偏移，可能是由观测的不确定性或模型的局限性解释。独立的模型预测，线性拟合结合这些地区的恒星轨迹提供了一个简单的经验方法来订购集群的光度与光谱类型的依赖减少。从各种现代模型计算的年龄估计，再现锂耗尽边界年龄的β Pic移动群也意味着一个~4万年的年龄为低质量的成员的上斯科OB协会，这是年轻的11万年的年龄，最近已估计为中等质量的成员。
2015-05-25 astro-ph.SR
The Emerging Planetary Nebula CRL 618 and its Unsettled Central Star(s)
我们报告深长缝发射线光谱，线通量比，和多普勒轮廓形状的各种明亮的光学线。低电离线（主要是[N I]，[O I]，[S II]和[N II]）起源于激波结，正如许多以前的观察者所报告的那样。尘埃散射的高电离线在整个叶中可见，但在结中没有峰值。我们对这些谱线轮廓和容易辨别的恒星连续体的分析表明：（1）中央星是一个活跃的共生体（2）[O III]和He I的扩展星云谱线起源于核H II区，（3）在整个叶中观测到的巴耳末线主要是来自共生星的反射Hα辐射。将我们的谱线比与历史观测的谱线比进行比较，结果表明：（1）在整个星云中，[O III]/H \b{eta}和He I/H \b{eta}的比值一直在稳定地大幅上升;（2）Hα/H \b{eta}的比值一直在稳定地下降，而Hγ/H \b{eta}的比值几乎保持不变;（3）在不同位置的激波结中形成的低电离谱线比一直在以不同的方式下降。我们表明，如果共生中心星一直活跃，如果它的明亮的Hα线在过去的20年中显着褪色，这些结果中的前两个可能是预期的。
2014-09-08 astro-ph.SR
Young stars in Epsilon Cha and their disks: disk evolution in sparse associations
附近的年轻恒星协EpperyCha星协估计年龄为3-5百万年，使其成为研究盘耗散过程和提供行星形成时间尺度的经验约束的理想实验室。我们结合现有的文献数据与我们的斯皮策IRS光谱和VLT/VISIR成像数据。极低质量恒星USNO-B120144.7和2 MASS J12005517的光谱能量分布呈现出全球性的耗尽，指向强烈的尘埃沉降。2 MASS J12014343可能有一个具有非常特定倾角的圆盘，其中中心恒星被张开的圆盘的寒冷外部有效地屏蔽，但温暖的内部圆盘的10微米辐射仍然可以到达我们。我们发现在稀疏的恒星协会的磁盘消散速度比那些在密集（集群）的环境。我们在USNO-B120144.7的IRS光谱上检测到C_{2} H_{2}在13.7微米附近的振转带。我们发现强烈的签名的晶粒生长和结晶在所有的EpperyCha成员与10微米的功能检测到他们的IRS光谱。我们结合了在埃帕查样品中得到的灰尘性质与在MBM 12，皇冠集群，埃塔查协会，并在核心到磁盘（c2 d）遗留程序中使用相同或相似的方法发现的那些。我们发现，低质量的年轻恒星周围的磁盘显示出负的径向梯度的质量平均晶粒尺寸和质量分数的结晶硅酸盐。如果吸积速率高于~10^{-9} Msun/yr，则无定形硅酸盐的质量平均粒度与吸积速率之间存在正相关，这可能表明这些盘具有足够的湍流，可以防止几微米大小的颗粒沉入盘内部。
2012-10-21 astro-ph.SR
All Things Homunculus
船底座伊塔周围的“侏儒”星云是我们了解最大质量恒星中偶发性超新星前质量损失的极端性质的最有价值的工具之一，也许比历史上的光变曲线更有价值。作为一个仍处于自由膨胀状态的年轻星云，它带有喷射物理学的印记，使其成为理解天体物理学中常见的双极质量损失的原型。该星云的高质量和动能提供了一个发人深省的例子，说明在爱丁顿极限附近的大质量恒星中恒星爆发的极端性质。历史上的喷射事件被观察到，并且由于其在所有波长下的令人印象深刻的通量，电流参数很容易测量，因此Homunculus也是研究快速尘埃形成和分子化学，不寻常的ISM丰度和致密气体光谱学的独特实验室。由于它相对较近且明亮，并且正在迅速膨胀，因此可以准确测量其3D几何形状、运动学和详细结构，从而为创建这些结构的物理学提供异常良好的定量约束。在本章中，我回顾了最近对侏儒星云的观测和理论研究的历史，并对我们目前的理解以及需要工作的领域进行了最新的总结。
2009-06-16 astro-ph.SR
Detection of the Circumstellar Disk Associated with 2MASS J0820-8003 in the eta Cha Cluster
恒星的邻近年轻移动群（NYMG）是研究行星可能形成的星周盘演化的理想对象，因为它们的年龄从几百万年到大约1亿年不等，与行星被认为形成的时间间隔大致相同。它们的恒星分布在天空的大部分区域。因此，宽视场红外巡天探测器（WISE）在3.4到22.1 μ的四个波段扫描了整个天空，提供了一个非常适合研究NYMG成员的数据库，特别是那些在IRAS和斯皮策天文台时代之后确定的成员。我们报告我们的研究的恒星，在ESTA Cha，TW Hya，β Pic，Tuc-Hor，和AB Dor NYMG。WISE初步发布的源目录覆盖了57%的天空，包含了我们搜索列表中64%的恒星的数据。除了最冷的一个，AU Mic外，WISE检测到了所有先前已知的磁盘的11.6和22.1 mu发射。WISE在Tuc-Hor和AB Dor组中没有检测到磁盘，这是我们样本中最古老的两个; WISE检测到的磁盘频率随着年龄的增长而迅速下降。WISE探测到一个与2 M J 0820 -8003有关的拱星盘，2 M J 0820 -8003是一颗在600万年前的eta Cha星团中具有幕式吸积的前主序星。盘的内半径延伸到恒星附近，约0.02天文单位，光度约为恒星的十分之一。幕式吸积可能是由这里讨论的星周盘提供动力的。
2012-03-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Physical Structure of Protoplanetary Disks: the Serpens Cluster Compared with Other Regions
根据测光和Spitzer IRS光谱，给出了巨蛇座分子云中94颗被圆盘包围的年轻恒星的光谱能量分布。取到云的距离为415 pc而不是259 pc，年龄分布向较低的值移动，在1- 300万年的范围内，尾部高达1000万年。质量分布范围为0.2-1.2 Msun，中位质量为0.7 Msun。巨蛇座星系的分光度分布类似于年轻的金牛座分子云，大多数的圆盘与光学厚度一致，被动照射的圆盘在各种几何形状的圆盘（Ldisk/Lstar ~ 0.1）。相比之下，较老的上天蝎座和Eta Chamaeleontis星团的分布主要是光学薄的低光度盘（Ldisk/Lstar ~ 0.02）。这种演化在部分磁盘光度是并发的磁盘分数。巨蛇座中的吸积和非吸积恒星（基于Ha数据）在分数盘光度上显示出非常相似的分布，不同之处仅在于由强吸积恒星主导的较亮的尾部。与赫比格Ae/Be星的样本相比，巨蛇座中的金牛T星在不同的盘几何形状下，其光度分数并没有明显的分离：耀斑和平坦的盘都呈现出更宽的重叠分布。这一结果与之前关于赫比格Ae/Be恒星周围的盘演化更快的建议是一致的。此外，在磁盘表面的尘埃矿物学的结果没有显示任何相关性，无论是恒星和磁盘的特性或平均集群年龄在1-10百万年的范围内探测这里。缺乏相关性的一个可能解释是，影响盘内尘埃的过程具有很短的时间尺度，重复发生，因此很难区分长期持续的进化影响。[删节]
2012-12-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
The TW Hydrae Association is a cluster chain of Sco-Cen
本研究利用 Gaia DR3 数据刻画 TW 长蛇星协的位置、运动学和年龄，揭示其为 Sco-Cen 大质量恒星顺序形成产生的星团链，并属于 α 英仙座星团家族，其形成可能影响行星形成。
2025-01-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
New Links between Pulsation and Stellar History
新的仪器为中等质量的脉动造父变星提供了新的见解，特别是关于它们的形成和历史。讨论了三种方法，利用空间（哈勃和钱德拉）和地面研究（径向速度）。首先，我们正在用哈勃太空望远镜广角相机3（WFC 3）对造父变星进行调查，以确定可能的解决同伴（例如Eta Aql），从而提供对恒星形成的限制。后续的X射线观测（钱德拉和XMM-牛顿）可以确认可能的低质量伴星是否足够年轻，可以成为造父变星的物理伴星。在中等质量恒星的相关研究中，钱德拉对Tr 16中晚期B星的X射线观测被用来确定具有X射线活跃的低质量伴星的比例。最后，田纳西州自动光谱望远镜AST和莫斯科大学的研究小组已经获得了一些造父变星的速度。例如，V350 Sgr的轨道已被重新确定，为质量确定所需的轨道速度幅度提供了新的准确度。
2011-12-05 astro-ph.SR
CO, Water, and Possible Methanol in Eta Carinae Approaching Periastron
在星周气体中，复杂的有机分子甲醇几乎只在年轻的恒星周围被发现，因此被认为是最近恒星形成的标志。在这里，我们报告的第一个可能的检测甲醇周围的进化高质量的恒星，在复杂的拱星环境周围的明亮的蓝色变量$η$船底座，而使用ALMA调查分子云的条件下跟踪CO（2-1）在轨道阶段的大规模的二进制之前的2020年近星点。与$^{13}$ CS替代物相比，甲醇更受青睐，发射源自热（$T_{\rm{gas}} \simeq$ 700 K）材料，$\sim$ 2 $''$（0.02 pc），集中在尘埃遮蔽的双星上，与CO形成对比，CO追踪扩展的大质量赤道环面的内层，并伴随着较冷（$T_{\rm{gas}} \simeq$ 110 K）气体层的显著吸收。我们还报告了在557 GHz和988 GHz的$Herschel$ /HIFI观测中检测到的水。甲醇的丰度比在几颗低质量恒星上观测到的高出几到50倍，而水的丰度则与在冷而致密的分子云中观测到的相似。$η$海脊核中非常高的甲醇：水丰度比可能表明甲醇的形成过程类似于尘埃颗粒上的费托催化反应。这些观测结果证明，复杂分子的形成可以发生在大质量恒星周围的化学演化环境中，在其演化的最后阶段，如果有足够的气体密度和屏蔽条件，就像大质量相互作用的同伴和合并残余物周围的物质一样。
2020-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular gas and triggered star formation surrounding Wolf-Rayet stars
对9颗沃尔夫-拉叶星周围环境进行了分子发射研究。在这些WR星周围发现了膨胀的壳层（见图1的左图）。这些WR恒星周围分子核心的平均质量和半径与WR恒星风速反相关（图1中的中间图），表明WR恒星对其环境有很大的影响。年轻恒星天体（YSO）的数量密度在距离WR中心恒星$\sim$ 5弧分的分子壳层中得到增强（图1右下角）。通过对分子壳和YSO的详细研究，我们发现了在碎片分子壳中触发恒星形成的强有力证据（\cite [Liu et al. 2010]{liu_etal12}
2012-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel far-infrared observations of the Carina Nebula complex II: The embedded young stellar and protostellar population
船底座星云是银河系中已知最大和最活跃的恒星形成区之一，拥有众多超大质量恒星。我们最近获得的HerschelPACS & SPIRE远红外图涵盖了整个区域（大约8.7度^2），揭示了深深嵌入的年轻恒星的数量，其中大部分在中红外或近红外波段还不可见。我们研究了642个独立探测到的点-在五个赫歇尔带中至少有两个像源。对于那些可以用明显的单个斯皮策对应物识别的物体，我们利用辐射转移模型推导了恒星和星周的基本参数，发现大约75%的赫歇尔探测到的YSO是0类原恒星。使用SED拟合检测到的YSO被限制为<=5400 Lsun的值，它们的质量（根据辐射转移模型估计）的范围约为1 Msun到10 Msun。考虑到观测极限并外推观测到的赫歇尔数，在IMF上空探测到的原恒星表明CNC的恒星形成率约为0.017 Msun/赫歇尔YSO候选者的空间分布是高度不均匀的，并不遵循云质量的分布。大多数赫歇尔YSO候选者被发现在云和柱的辐射边缘。这支持了这一最新一代恒星的形成是由电离前沿的推进触发的这一观点。目前正在进行的恒星形成过程只形成低质量和中等质量的恒星，但没有大质量恒星。著名的天体EtaCar的远红外通量比15年前ISO观测的预期值低两倍左右;这可能是由于侏儒星云中星周尘埃的动力学变化。
2012-11-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fundamental stellar parameters for selected T-Tauri stars in the Chamaeleon and Rho Ophiuchus star-forming regions
我们提出了一个温和的样本的X射线选择的恒星在变色龙和蛇夫座Rho恒星形成区域的光学测光和高分辨率光谱运动的结果。利用R~50000光谱，我们建立了母星协的运动学成员关系，并确定了样本中每颗恒星的恒星青年。随着新的标准化的BVIc测光的收购，在音乐会与近红外数据从文献中，我们从恒星的位置模型依赖的赫兹-罗素图中得出年龄和质量。我们比较等时年龄得出的颜色依赖消光值发现，在误差线，年龄是相同的，无论是否E（B-V），E（V-IC），E（J-H）或E（H-K）是用来建立灭绝，虽然模型年龄往往是稍微年轻的红色Ecolour值。对于Cham I和Eta Cham成员，我们得出的年龄为~<500 - 600万年，而我们的三个Eta Cha候选者更符合~> 2500万年后的金牛座T恒星人口。在蛇夫座ρ中，我们样本中的大多数恒星的等时年龄小于1000万年。在2 MASS彩色图中，有五颗天体显示出强烈的红外线过剩（Av>5），但在H α辐射方面，除了RXJ 1625.6 -2613之外的所有恒星都是弱线的金牛座T星。光谱能量分布（SED）在~ 4000 A <波长< 1000微米的范围内显示，只有一颗变色龙星（RXJ 1112.7 -7637）和三颗蛇夫座ρ星（ROXR 113，RXJ 1625.6 -2613和RXJ 1627.1 -2419）显示出与裸露光球的实质性偏离。
2016-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
LBT-MODS spectroscopy of young stellar objects in the distant metal-poor star forming region Sh2-284: Stellar and accretion properties
INAF - Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；INAF - Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio（意大利国家天体物理研究所天文与空间科学观测站）；INAF – Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文台）
对遥远贫金属恒星形成区域Sh2-284中年轻恒星物体进行光谱调查，采用基于九个示踪剂的多诊断方法，刻画其恒星和吸积特性，发现贫金属YSOs流量-流量关系有扁平化迹象，表明亚太阳金属丰度环境中气体吸积可有效维持。
2026-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Transitional Protoplanetary Disk Frequency as a Function of Age: Disk Evolution in the Coronet Cluster, Taurus, and Other 1--8 Myr-old Regions
我们提出了斯皮策3.6- 24微米光度和光谱的恒星在1- 3百万岁的冕状星团，扩大调查西西里岛阿吉拉尔等。（2008年）。使用复杂的辐射转移模型，我们分析了这些新数据和Sicilia-Aguilar等人（2008年）的数据，以确定具有与盘清除一致的大量尘埃演化证据的盘：过渡盘。然后，我们分析数据金牛座和其他年轻的集群- IC 348，NGC 2362，和eta Cha-限制过渡盘频率作为时间的函数。我们的分析证实了以前的结果，发现两种类型的过渡盘的证据-那些内孔和那些同源耗尽。处于过渡阶段的盘的百分比从1- 200万年时的约15- 20%增加到5- 800万年时的> 50%;平均过渡盘寿命更接近100万年而不是0.1- 500万年，与Currie等人（2009）和Sicilia-Aguilar等人（2009）先前的研究一致。在冕状星团和IC 348中，质量很低的M3-M6恒星的过渡盘比质量更大的K5-M2恒星的过渡盘更多，而金牛座缺乏强烈的光谱类型依赖的频率。假设气尘比和其他盘属性的标准值，光学厚的原始盘的质量下限为Mdisk ~ 0.001- 0.003 M*。我们发现，单一的颜色-颜色图本身并不能唯一地识别过渡盘或原始盘。完整的SED建模需要准确评估单个源的磁盘演变，并使用中红外颜色在大样本中通知过渡磁盘人口的统计估计。
2011-02-21 astro-ph.SR
The Search for Low-mass Companions of B Stars in the Carina Nebula Cluster Trumpler 16
我们已经制定了年轻星团Trumpler 16中可能的B3-A0恒星（称为“晚B”恒星）的列表。使用了以下标准：Eta Car 3'范围内的位置、适当的V和B-V组合以及适当的运动（如可用）。颜色和星等的切割是假设E（B-V）=0.55等+/- 0.1，这是一个很好的近似，接近特朗普勒16的中心。这些列表已经与钱德拉船底座项目（CCCP）中发现的X射线源交叉相关。以前的研究表明，只有非常罕见的（如果有的话），后期主序星B产生X射线。我们提出的证据表明，X射线检测源是低质量的同伴的双星，因为恒星质量小于1.4 Msun是强大的X射线源在年龄的集群。这些源的X射线能量和X射线光度的中值与典型的低质量日冕X射线源的值非常一致。我们发现，39%的晚B星的基础上的自行列表有低质量的同伴。同样，32%没有自行的样本有低质量的同伴。讨论了X射线探测的完备性。这些结果对中等质量恒星的低质量伴星的光谱和干涉测量的结果是补充，并探讨新的参数空间的低质量伴星在所有的分离。它们不支持中等质量（5 Msun）的初级恒星的质量比与低质量的质量比急剧上升的分布，例如通过初始质量函数的随机配对发现的。
2011-03-07 astro-ph.SR
Convective-reactive proton-C12 combustion in Sakurai's object (V4334 Sagittarii) and implications for the evolution and yields from the first generations of stars
根据质量和金属丰度以及演化阶段，恒星偶尔会经历对流反应核合成事件。我们专门调查的情况下，当nucleosynthetically未处理的，富H的材料对流混合与氦燃烧区，例如在对流不稳定的外壳上的电子简并核心的AGB星，年轻的白矮星或X射线爆发中子星。在金属含量极低或为零的恒星的恒星演化模型中经常会遇到这样的情节[.]我们专注于对流反应插曲非常晚的热脉冲星樱井的对象（V4334人马座）。Asplund等人（1999）测定了28种元素的丰度，其中许多是高度非太阳能的，从H，He和Li一直到Ba和La，加上C同位素比率。我们的模拟结果表明，根据标准的混合演化，一维恒星演化模型意味着中子密度在他太低，以获得一个显着的中子俘获核合成的重元素。我们已经进行了三维流体动力学氦壳闪对流[...]我们假设H进入He壳层对流区的摄入过程仅在一段延迟时间后才导致足够的熵势垒，从而分裂对流区[...]我们获得了明显更高的中子密度（约10^15 1/cm ^3），并再现了在樱井的物体中发现的关键观测丰度趋势。这些包括Rb、Sr和Y的过量生产，比Ba和La的过量生产高出约2个数量级。这样一个奇特的核合成特征是不可能在我们的一维恒星演化模型的混合预测中得到的。[...]我们确定我们的结果如何依赖于核反应速率的不确定性，例如C13（α，n）O 16反应。
2011-01-04 astro-ph.SR
Fundamental properties of two rapidly rotating stars: Rasalhague and Alkaid
IRAP, Université de Toulouse, CNRS, CNES（图卢兹大学，法国国家科学研究中心，欧洲空间局）
利用五类分光光度观测量和二维稳态模型网格，反演快速自转恒星 Rasalhague 和 Alkaid 的质量、自转速率、年龄及自转轴倾角等基本参数。
2026-04-13 astro-ph.SR
Envelope Overshooting in Low Metallicity Intermediate- and High-mass Stars: a test with the Sagittarius Dwarf Irregular Galaxy
我们检查的性能{ \sl \，PARSEC}轨道再现蓝环的中间年龄和年轻的恒星星族在非常低的金属丰度。我们计算新的演化{ \sl \，PARSEC}轨道的中等和高质量的恒星从2 \Msun到350 \Msun与增强的包络超冲（EO），EO=2 \HP和4 \HP，非常低的金属丰度，Z=0.0005。输入物理，包括质量损失率，已在{ \sl \，PARSEC}~V1.2版本中描述。通过比较不同包线过冲EO=0.7 \HP（标准{ \sl \，PARSEC}轨道）、2 \HP和4 \HP的模型的合成色星等图（CMD）与人马座矮不规则星系（SagDIG）的深空观测，我们发现EO=2 \HP最能再现观测到的环。该结果与通过\citet{Tang_etal14}获得的Z在0.001-0.004范围内的结果一致。我们还讨论了所采用的不稳定性标准上的蓝环扩展的依赖性，并发现，相反，在文献中所述的史瓦西标准，而不是勒杜标准，有利于蓝环的发展。其他可能影响CMD比较的因素，如差分内部消光或存在的二元系统被发现对结果的影响可以忽略不计。因此，我们确认，在H-燃烧阶段的核心过冲的存在下，需要一个大的信封过冲再现的主要功能的中央氦燃烧阶段的中间和高质量的恒星。
2015-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kozai-driven mass loss of the circumbinary disk in D9 in orbit around the supermassive black hole Sgr A*
Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）
研究Sgr A*与D9双星相互作用下circumbinary盘的演化，发现盘质量损失受von Zeipel-Lidov-Kozai机制驱动，盘质量每周期损失约7%，预计盘将在约4Myr后只剩1%质量。
2026-05-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
