The effect of spots on the luminosity spread of the Pleiades
磁活跃恒星表面的冷点调节了它们观测到的亮度和温度，从而影响了H-R图上的恒星轨迹。最近的高精度空基光度测量揭示了年轻星团中恒星斑点的旋转调制，包括K2对1.25亿年前的昴星团的监测。然而，光变曲线只揭示了可见光点分布的不对称性，而不是恒星表面光斑的总尺寸，这导致测光和光谱观测测量的光斑覆盖率之间的差异。在本文中，我们模拟光度的变化介绍了随机分布的恒星黑子上的125万年的年龄同时代的集群。我们的模拟结果表明，随机分布在恒星表面的小斑点可以解释这种差异，光度观测只揭示了光谱测量的斑点覆盖率的10%至40%。光球的颜色和亮度的光球温度，光斑覆盖范围和光斑温度的范围内建模。然后将模拟种群的颜色和光度与昴星团成员的光度分布进行比较，排除25%的候选者，这些候选者被盖亚DR 2天体测量确定为非成员。观测到的昴星团成员的光度标准偏差为0.05 dex，这可以完全解释为恒星间标准偏差为10%的斑点覆盖率，但平均覆盖面积没有很好的限制。
2018-10-24 astro-ph.SR
Chronos: Towards a self-consistent and absolute stellar age scale. I. A Bayesian hierarchical lithium-age model: Validation on the Pleiades cluster
Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天文生物学中心 (CAB)，西班牙国家科学技术研究委员会-国家航空航天技术研究所）；Departamento de Física de la Tierra y Astrofísica, Facultad de Ciencias Físicas, Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学物理科学学院地球与天体物理学系）；Departamento de Inteligencia Artificial, Universidad Nacional de Educación a Distancia (UNED)（西班牙国立远程教育大学人工智能系）；Dpto. Estadística e Investigación Operativa, Universidad de Cádiz（加的斯大学统计与运筹学系）；Departamento de Álgebra, Geometría y Topología, Universidad de Málaga（马拉加大学代数、几何与拓扑学系）
提出贝叶斯分层锂年龄模型Chronos，结合神经网络，通过联合推断有效温度、锂丰度和星团年龄，在昴宿星团上验证并得到一致的年龄估计。
2026-05-25 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Search for free-floating planetary-mass objects in the Pleiades
我们的目标是确定太阳金属量最小的人口，年轻（1.2亿年），附近（133.5 pc）的昴星团的最终目标是了解中等年龄，自由浮动，低质量的褐矮星和巨大的行星质量的物体的物理性质，并推导出在氘燃烧质量极限为~0.012 Msol的星团亚恒星质量函数。我们进行了深度测光和天体测量J-和H-波段测量，覆盖面积约为0.8 deg^2。间隔约9年（自行精度为+/-6 mas/yr）获得J、H ~ 20.2和~ 21.5 mag的完整和极限星等图像。J-和H-波段的数据补充Z，K，和中红外震级高达4.6微米来自UKIDSS，WISE，和我们自己的后续观测。选择的候选昴星团成员具有与星团一致的自行，并且颜色遵循已知的昴星团序列，间隔J = 15.5-8.8等，和Z_UKIDSS - J > 2.3 mag或J > 18.8 mag时Z未探测到。我们在J = 15.5- 18.8 mag的区间内发现了一个整齐的天体测量和光度测量的昴星团亚恒星候选成员序列。21.2 mag和~0.072-0.008 Msol。最暗的天体显示出非常红的近红外和中红外颜色，比高重力矮星的颜色高出0.5等。由于光球层甲烷的吸收量低至J = 20.3等，这比颜色计算模型预测的要暗1等，所以昴星团的光度序列没有显示出任何颜色转换。昂宿星团棕矮星的自行色散为6.4-7.5 mas/yr，在星团的年龄是动态松弛的。昂宿星团的质量函数…
2014-07-10 astro-ph.SR
Spectroscopic Survey of G and K Dwarfs in the Hipparcos Catalog. I. Comparison between the Hipparcos and Photometric Parallaxes
在依巴谷天体测量数据的新的缩减和星团的新的几何距离测量的发展之后，昴星团的依巴谷视差和其他独立的距离估计之间的紧张关系仍然存在。昴星团距离依巴谷视差很短，预测在太阳附近有许多恒星在给定的光球丰度下是亚发光的。我们测试这一假设使用光谱丰度的依巴谷星表中的一个恒星的子集，占据了相同的区域作为昴星团的颜色星等图。利用KPNO 4-m中阶梯光栅摄谱仪获得的高分辨率光谱，计算了依巴谷星表中170颗邻近G型和K型场矮星的恒星参数。我们的分析表明，当采用依巴谷视差时，我们的大多数样本星都遵循经验颜色-星等关系。一小部分恒星太暗相比，主序拟合关系的$ΔM_V \geq 0.3$等，但差异是边际在$2σ$水平部分是由于相对较大的视差误差。另一方面，我们发现，恒星的光度距离显示的签名，由锂吸收线强度和$R'_{\rm HK}$色球活动指数确定的青年是一致的依巴谷天体。我们的结果是矛盾的建议，从主序星拟合的昴星团距离显着改变恒星活动和/或其恒星的年轻年龄，并提供了一个额外的支持性证据的长距离尺度的昴星团。
2016-01-07 astro-ph.SR
Why are rapidly rotating M dwarfs in the Pleiades so (infra)red? New period measurements confirm rotation-dependent color offsets from the cluster sequence
在疏散星团中测量的恒星自转周期已被证明对研究恒星的角动量含量和旋转驱动的磁活动非常有用，这两者都是年龄和质量相关的过程。虽然已经获得了数百个太阳质量的昴星团成员的周期测量，但在这个恒星演化理论的关键实验室中，只有少数低质量（$<$ 0.5 M $_{\odot}$）成员的周期测量存在。为了填补这一空白，我们报告了132个低质量昂宿星成员的旋转周期（其中包括近100个M $\leq$ 0.45 M $_{\odot}$），这些周期是通过帕洛马瞬时工厂在2011年底和2012年初对该星系团进行的光度监测测得的。这些周期将1.25亿年恒星自转的肖像延伸到质量最低的恒星，并重新确立了昂宿星作为恒星角动量传输和演化模型的关键基准。结合我们的新的旋转周期与精确的BVIJHK测光报告的Stauffer等人。和Kamai等人。我们调查已知的K和M昴星团成员的光度特性异常。我们确认了Kamai等人检测到的恒星自转周期和相对于星团色星等图中主序星的位置之间的相关性。我们发现，快速旋转有红色（V-K）的颜色比较慢的旋转在相同的V，表明快速和缓慢的旋转有不同的二进制频率和/或光球属性。我们发现快速旋转和慢速旋转的光度振幅没有差异，这表明星点纵向分布的不对称性并不随旋转速率而变化。
2016-02-26 astro-ph.SR
Robo-AO Discovery and Basic Characterization of Wide Multiple Star Systems in the Pleiades, Praesepe, and NGC 2264 Clusters
我们识别和粗略地描述了66个候选双星系统的昴星团，Praesepe，和NGC 2264星团的机器人自适应光学成像数据的基础上获得的Robo-AO在帕洛玛60”望远镜。我们的成像对中只有$\sim$ 10%是以前已知的。我们在红色光学波长探测同伴，其物理分离范围从几十到几千AU。为每个最终图像生成的3西格玛对比度曲线为任何未检测到的推定同伴提供亮度比的上限。观察结果对较大分离处最大对比度$\sim$ 6 $^m$的伴体敏感。在较小的间隔下，2弧秒时的平均（最佳）原始对比度为3.8 $^m$（6 $^m$），1弧秒时为3.0 $^m$（4.5 $^m$），0.5弧秒时为1.9 $^m$（3 $^m$）。PSF减法可以在更接近的分离中恢复接近全对比度。对于检测到的候选二进制对，我们报告分离，位置角和相对幅度。理论上的等时线适用于昴星团和Praesepe星团，然后用于确定相应的二进制质量比，其范围从0.2-0.9在$q=m_2/m_1$。对于我们的样本，在NGC 2264中的大致太阳质量（FGK型）恒星和在昴星团和Praesepe中的亚太阳质量（K和早期M型）原色，总的双星频率测量为$\sim$ 15.5% $\pm$ 2%。然而，鉴于尚未对灵敏度和完整性进行复杂和不确定的校正，应将该值视为这些集群中指定分离和质量比范围内真实二元分数的下限。
2017-12-05 astro-ph.SR
Photometric segregation of dwarf and giant FGK stars using the SVO Filter Profile Service and photometric tools
本文利用SVO滤光片服务和J-PAS窄带测光数据，结合高斯混合模型与支持向量机，实现了FGK矮星和巨星的高精度区分，并建立了矮星颜色-温度关系。
2025-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
HII 2407: A Low-Mass Eclipsing Binary Revealed by K2 Observations of the Pleiades
恒星HII 2407是相对年轻的昂宿星团的一员，之前被发现是一个单线光谱联星。它是在$Kepler$ / $K2$光度时间序列数据中新发现的食双星系统。相互拟合的径向速度和光度数据导致的轨道解决方案和基本恒星参数的约束。虽然主要的已经到达的主要序列，次要的仍然是前主序列，我们比较我们的结果与恒星演化模型的$M/M_\odot$和$R/R_\odot$值。我们还表明，该系统很可能是潮汐同步。后续的红外光谱学很可能揭示出次级星系的线条，从而可以动态测量质量，并将系统提升到基准食双星状态。
2015-10-21 astro-ph.SR
Rotation in the Pleiades With K2: III. Speculations on Origins and Evolution
我们使用高质量的K2光变曲线的数百颗恒星在昂宿星，以更好地了解角动量的演变和年轻的，低质量的恒星的磁发电机。K2光变曲线不仅提供了旋转周期，还提供了以前研究中没有的相位光变曲线形状的详细信息。一个缓慢旋转的序列从$(V-K_{\rm s})_0\sim$ 1.1（光谱类型F5）开始，到$(V-K_{\rm s})_0\sim$ 3.7（光谱类型K8）结束，周期从$\sim$ 2天上升到$\sim$ 11天。在这个颜色区间内，52%的昴星团成员的周期在定义慢序的曲线的30%以内;缓慢旋转的部分显著地向红减少，即$(V-K_{\rm s})_0$ =2.6。几乎所有慢序恒星的光变曲线都在小于K2活动持续时间的时间尺度上显着变化。大多数被确认为光度双星的FGK昴星团成员都相对快速地旋转，这可能是因为双星抑制了前主序星演化过程中的星盘角动量损失机制。完全对流的晚M矮昴星团成员（5.0 $<(V-K_{\rm s})_0<$ 6.0）几乎总是显示稳定的光变曲线，几乎没有斑点演化或差异旋转的证据。在PMS从$\sim$ 300万年（NGC 2264年龄）到$\sim$ 12500万年（昴星团年龄）的演化过程中，0.3 $M_{\odot}$的恒星大约失去了一半的角动量，对于完全对流的恒星，周期在300万年到12500万年之间的变化几乎与质量无关。我们的数据还表明，非常低质量的双星形成的旋转周期…
2016-06-02 astro-ph.SR
Photometric, astrometric, and spectroscopic survey of the old open cluster Praesepe
我们分析了由UKIRT红外深空巡天（UKIDSS）星系团巡天（GCS）进行的Praesepe星团的宽场近红外巡天，并由数据发布9（DR9）发布。我们比较了我们的Praesepe质量函数（MF）与昴星团，α Per和毕宿星。我们还介绍了使用安装在10.4米大加那利望远镜（GTC）上的成像和低分辨率集成光谱学光学系统（OSIRIS）对Praesepe，alpha Per和Pleiades中的低质量成员（M=<0.1Msol）进行光谱跟踪的初步结果。我们还给出了Praesepe中第一颗L矮星的光谱。
2013-06-06 astro-ph.SR
Beyond the Kepler/K2 bright limit: variability in the seven brightest members of the Pleiades
对恒星模型最有力的检验来自天空中最亮的恒星，对于这些恒星，可以结合天体测量学、星震学、光谱学和干涉测量学等互补技术。K2飞行任务提供了一个独特的机会，以获得沿黄道明亮恒星的高精度光度时间序列。然而，明亮的目标需要大量的像素来捕捉整个恒星通量，并且带宽限制限制了可以观察到的恒星的数量和亮度。为了克服这一点，我们开发了一种新的测光技术，我们称之为晕测光，使用有限数量的像素来观察非常明亮的恒星。Halo测光简单，快速，不需要大量的像素分配，并将使我们能够使用K2和其他测光任务，如TESS，观察非常明亮的恒星进行星震学研究，并搜索凌日系外行星。我们将这种方法应用于昴星团疏散星团中最亮的七颗恒星。每颗恒星都表现出可变性;其中六颗恒星显示了最有可能是缓慢脉动的B星（SPB）脉动，幅度从20到2000 ppm不等。对于恒星迈亚，我们证明了实用的K2光度法与光谱学和干涉相结合，表明它不是一个“迈亚变量”，并建立其可变性是由旋转调制的一个大的化学斑点上的10 d的时间尺度。
2017-08-24 astro-ph.SR
Photometric Determination of Unresolved Main-sequence Binaries in the Pleiades: Binary Fraction and Mass Ratio Distribution
本文通过改进的多波段拟合技术在昴星团中测定未分辨主序双星，得到双星比例为0.34±0.02，并发现质量比分布呈三段幂律特征，揭示了该星团复杂的双星形成与演化机制。
2025-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Confirming the least massive members of the Pleiades star cluster
我们目前的光学光度（i-和Z-波段）和低分辨率光谱（640-1015 nm）的非常微弱的候选成员（J = 20.2-21.2等）的昴星团（120百万年）。主要目标是通过光度学、天体测量学和光谱学研究来解决它们的星团成员资格，并通过将数据与年轻和老年光谱对应物和最先进的模型大气进行比较来确定星团中最小质量人口的属性。我们确认了三个真正的昴星团成员，它们具有极红的光学和红外颜色，有效温度为~1150 K和~1350 K，质量在11-20 Mjup之间，还有一个额外的可能成员，与星团有相同的运动，但看起来不像其他成员那样红，亮度相似。后一个物体需要进一步的近红外光谱来完全解决其在昴星团中的成员资格。两个真正的成员的光谱被归类为L 6-L7，并显示KI的特征，一个初步的CsI，铯和水蒸气的检测与强度类似的高重力矮星的相关分类，尽管他们的年轻。昴星团L 6-L7成员的性质清楚地表明，L型矮星的红色并不是年龄小于1亿年的直接证据。我们还报告了对最冷的昴星团成员的测热改正的测定。这些数据可以用来解释绕恒星运行的系外行星大气的观测结果。
2017-12-05 astro-ph.SR
The Seven Sisters DANCe. I. Empirical isochrones, Luminosity and Mass Functions of the Pleiades cluster
DANCe巡天提供了以昂宿星团为中心的$\approx$ 80度$^{2}$区域内约200万个独特源的光度和天体测量（位置和自行）测量。我们的目标是得出一个完整的人口普查的昴星团，并测量质量和光度函数的集群。使用Sarro+2014中描述的概率选择方法，我们识别了DANCe（$i\ge$ 14 mag）和Tycho-2（$V\lesssim$ 12 mag）星表中的高概率成员，并研究了该星系团在相应光度范围内的性质。我们发现了2109个高概率成员，其中812个是新的，使其成为迄今为止最广泛和最完整的集群普查。从最大质量的成员到$\approx$ 0.025 M，计算了星团的光度和质量函数。样品的大小、灵敏度和质量导致了迄今为止对星团观测到的最精确的光度和质量函数。我们的人口普查取代了以前的研究的昴星团人口，无论是在敏感性和准确性。
2015-03-18 astro-ph.SR
New BVIc Photometry of Low-mass Pleiades Stars: Exploring the Effects of Rotation on Broadband Colors
本文对350个9 < V < 17的昴星团自行成员提出了新的BVIc测光方法。重要的是，我们的新目录包括大量的K和早期M型恒星，大约是这个基准星团中具有良好校准的Johnson/Reynins光度学的低质量恒星数量的两倍。我们结合我们的新的测光与现有的测光从文献中定义一个纯粹的经验等时线在昴星团年龄（~ 1亿年），从V=9延伸到17。我们用经验等时线识别了48颗新的可能双星和14颗可能的非成员星，并将光度学识别的单星与它们在色星等图（CMD）中的预期位置进行了比较。在1亿年前，K中期和M早期的恒星被预测位于零龄主序星（ZAMS）之上，尚未到达ZAMS。我们发现，在B-V与V CMD中，中K和早期M矮星反而被移到ZAMS下方（或蓝向）。使用恒星先前报告的旋转周期，我们发现旋转周期和CMD位移之间存在高度统计显著的相关性，在这个意义上，旋转更快的恒星在B-V CMD中具有最大的位移。
2014-07-01 astro-ph.SR
Near-infrared low-resolution spectroscopy of Pleiades L-type brown dwarfs
褐矮星的基本性质随着年龄的增长而变化。描述光度和有效温度演化的模型，在其他物理参数中，可以使用在星团中的各种质量的棕矮星以及确定的年龄和金属丰度的经验约束。我们的目标是对1.2亿年前的昴星团疏散星团中的低质量棕矮星进行光谱和光度学的表征。我们利用测光和自行方法获得了J=17.4-18.8等的L-型棕矮星候选者BRB Z 28和35，BRB 17，21，23和29的低分辨率近红外光谱。我们还获得了著名的J=15.4-16.1等M型星系团成员PP 11，Teide 1和Calar 3的光谱。我们发现，前六个对象具有早期到中期的L光谱类型，并确认先前报道的M型的其他三个对象。L0型BRB 17和BRB Z 28的光谱呈现三角形的H波段连续体形状，表明这种特殊的光谱特征至少持续到昂宿星团的时代。我们在我们的样品中加入了36个已报道的M5-L0型星系团成员，收集了它们的I_c和UKIDSS ZYJHK带光度。我们证实了JHK绝对星等与光谱类型图中的昴星团和L型序列可能交错，并将昴星团J-K的颜色略微变红量化为0.12+-0.20等，可能与变红和年轻有关。利用场矮辐射热校正和有效温度谱型关系，我们得到了昴星团样品的赫兹-罗素图。理论模型很好地再现了M5.5-9的光谱序列，但似乎高估了光度或低估了L0-5的有效温度。对于昴星团早期到中期的L型棕矮星，我们估计理论质量在0.025-0.035 M_…
2010-05-22 astro-ph.SR
Stellar Loci V: Photometric Metallicities of 27 Million FGK Stars based on Gaia Early Data Release 3
我们结合LAMOST DR 7光谱数据和盖亚EDR 3光度数据，在高银河系纬度地区构建高质量的巨人（0.7 $< (BP-RP) <$ 1.4）和矮（0.5 $< (BP-RP) < $ 1.5）样本，精确校正的大小依赖的系统误差在盖亚光度和仔细的变红校正经验确定的颜色和变红相关系数。我们使用这两个样本，以建立金属依赖的恒星轨迹的盖亚颜色的巨星和矮星，分别。对于一个给定的$(BP-RP)$颜色，[Fe/H]的一个指数变化导致太阳型恒星的$(BP-G)$颜色变化约5毫等。这些关系用于确定EDR 3颜色的金属丰度估计值。尽管灵敏度较弱，但这些颜色的精致数据质量使得能够实现约$δ$ 1，[Fe/H] = 0.2 dex的典型精度。我们的方法对具有$G \leq 16$、[Fe/H] $\geq -2.5$和$E(B-V) \leq 0.5$的FGK星是有效的。$G$星等较暗、金属丰度较低或红化程度较大的恒星，其金属丰度的不确定性较高。凭借盖亚庞大的数据量，我们已经测量了几乎整个天空中大约2700万颗恒星的金属丰度估计值，其中包括600多万颗巨星和2000万颗矮星，这些恒星具有10个$< G \leq 16$，可用于许多研究。这些活动包括调查银河系的形成和演变，确定候选恒星以便随后进行高分辨率光谱跟踪，确定宽双星，并为星震学和系外行星研究获得恒星金属丰度估计。
2021-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Measurement of Radius Inflation in the Pleiades and its Relation to Rotation and Lithium Depletion
对食双星参数的精确测量和对年轻星团的统计研究表明，一些磁性活跃的低质量矮星的半径相对于理论预期膨胀了$\sim$ 5 - 15%。如果这是真的，这种效应在年轻的疏散星团中应该很明显，这是因为它们最极端的成员有着快速的旋转和强烈的磁场活动。我们探索这种可能性，通过确定附近的昴星团疏散星团的83个成员的经验半径，使用光谱能量分布拟合建立$\mathcal{F}_{bol}$与$\approx$ 3\ %的典型精度与颜色和分光光度指数一起确定$T_{\rm eff}$。我们发现几个昴星团成员的半径膨胀以上半径-$T_{\rm eff}$模型从国家的最先进的计算，和明显的分散半径的K-矮星的集群。此外，我们证明了这种假定的半径膨胀与旋转速率密切相关，与年轻恒星的磁活动和/或恒星黑子膨胀一致。我们认为，这个信号是不是一个后果的星点引起的颜色异常，二进制，或在集群中的深度效应，采用盖亚DR1的距离作为检查。最后，我们考虑这些恒星的锂丰度，证明旋转速率，半径膨胀和增强的锂丰度之间的三重相关性。我们的结果-已经显著到$\sim$ 99.99%的置信度-为在年轻的低质量恒星中观察到的膨胀半径和锂分散的磁性起源提供了强有力的支持。
2016-12-02 astro-ph.SR
Gaia FGK Benchmark Stars: Effective temperatures and surface gravities
大型银河系恒星巡天和新一代恒星大气模型以及谱线形成计算需要经过仔细的校准和验证，并进行基准测试。我们专注于冷恒星，旨在建立一个34个盖亚FGK基准恒星的样本，这些恒星具有一系列不同的金属丰度。目标是尽可能独立于光谱学和大气模型确定有效温度和表面重力。Teff和logg的基本测定是从角直径测量和热辐射通量的汇编以及基于恒星演化模型的均匀质量测定中系统地获得的。导出的参数进行了比较，最近的光谱和光度测定和重力估计地震数据的基础上。大多数采用的直径测量值的形式不确定度约为1%，转化为有效温度的不确定度为0.5%。测辐射热通量的测量似乎精确到5%或更好，这对有效温度的不确定性的贡献约为1%或更少。参数测定与文献的比较显示，一般良好的协议与少数例外，最显着的是最冷的恒星和贫金属的恒星。样本由29颗FGK型恒星和5颗M巨星组成。在FGK恒星中，有21颗具有适合测试、验证或校准目的的可靠参数。对于四颗星，需要对基本Teff进行未来调整，对于五颗星，需要改进logg测定。盖亚FGK基准星样本的未来扩展需要填补参数空间中的空白，我们包括一个建议候选人的列表。
2015-08-20 astro-ph.SR
Gaia predicted brown dwarf detection rates around FGK stars in astrometry, radial velocity, and photometric transits
背景：目前已知的FGK恒星周围的褐矮星（BD）样本只有100个。正在进行的欧空局盖亚任务已经收集了其标称的5年任务数据，并可能运行长达10年。目的：使用详细的模拟，我们估计的BD的数量，可以发现盖亚天体测量，径向速度，测光过境周围的主序（V）和次巨星（IV）FGK宿主恒星的5年和10年的任务。研究方法：使用一个强大的$Δχ^2$统计，我们分析了BD同伴的可探测性从贝桑松星系人口合成模型补充盖亚DR 2数据的亮端，使用最新的盖亚性能和扫描法，和文献为基础的BD参数分布。结果：我们在这里报告可靠的检测数字（$Δχ^2$ >50）为5年[10年]的任务。仅天体测量就能探测到28，000 - 42，000 [45，000 - 55，000]次，最高可达几百秒差距[>千秒差距]，其中大部分在G星等14-15 [14-16]和P>200 d附近。盖亚径向速度时间序列允许检测830-1100 [1500-1900]主要是大质量的BD（55-80 M_J），大多数P <10 d。至少有3次测光凌日（S/N>3）的系统预计为720-1100 [1400-2300] BD，平均每个源4-5 [5-6]次凌日。天体测量和径向速度探测的重叠产生了370-410 [870-950]个候选者，凌日和径向速度17-27 [35-56]，凌日和天体测量探测1-3 [4-6]。结论：虽然由于FGK宿主恒星周围BD的…
2021-09-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Stellar Spins in the Pleiades, Praesepe, and M35 Open Clusters
我们分析了光谱和光度数据，以确定三个疏散星团中恒星的投影倾角：昴星团，Praesepe和M35。我们分别测定了每个星团中42、35和67颗恒星的$\sin i$值，从它们的分布中，我们发现各向同性自旋和中等排列都与昴星团和Praesepe数据一致。虽然很难区分单个集群的这些场景，但这些分布的集合可能有助于区分。M35的倾角分布与各向同性和各向异性自旋的叠加最为一致，其来源可能是系统误差或对齐恒星的物理分组。我们还研究内部集群运动学径向速度和自行。我们的运动学分析揭示了显着的天空平面旋转在Praesepe，与$0.132 \pm 0.022$公里秒$^{-1}$在顺时针方向的平均速度。
2021-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Li I and K I Scatter in Cool Pleiades Dwarfs
我们利用高分辨率（R~ 60，000），高S/N（~100）光谱的17个冷的昴星团矮星检查在这个年轻的星团中的6707 Li I线强度的恒星间散射的混淆。我们的昴宿星，选择他们的小投影旋转速度和适度的色球发射，显示大量的散射在6707 Li I的特征，这是在7699 K I共振线缺席的线强度。Li I散射与高激发7774 O I特征不相关，尽管O I特征具有较大的温度灵敏度，但前者的幅度大于后者。这些结果表明，系统误差在linestrength测量由于混合，颜色（或基于颜色的T_eff）的错误，或线形成的影响有关的一个覆盖的色球层不是主要来源的Li I散射在我们的恒星。确实存在可以产生所观察到的Li散射而不引入KI线强度或颜色-星等图中的散射的分析斑点模型。然而，这些模型预测从从属6104和共振6707 Li I特征导出的丰度差异大于3倍;我们发现从这两个特征确定的丰度没有差异。这些分析点模型也预测CN线强度显着大于我们在我们的光谱中观察到的。对Li、K、CN和测光数据的最简单的解释是，必须有一个真实的丰度分量到昴星团的Li分散。我们认为，这一真正的丰度组成部分是体现遗迹的差异，在昔日的前主序星锂燃烧所造成的影响，表面活动对恒星结构。我们讨论这些影响的观测预测。
2010-01-16 astro-ph.SR
Stellar Loci. VII. Photometric Metallicities of 5 Million FGK Stars Based on GALEX GR6+7 AIS and Gaia EDR3
本文结合GALEX NUV测光与Gaia EDR3数据，建立恒星轨迹与金属丰度的关系，实现对全天约500万颗FGK恒星的高精度测光金属丰度估算，矮星精度达0.11 dex，并证明NUV波段受碳增丰影响较小，为未来中国空间站望远镜的NUV应用奠定基础。
2024-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asterosesimology of the Delta Scuti Star V650 Tauri
本文报道了对昴星团三角洲盾牌座变星V650金牛座进行多点测光的初步结果。这颗恒星在2008年11月被分布在地球经度上的三个天文台观测了14天。作为初步分析的结果，我们在V650金牛座中检测到至少九个振荡频率高于99%的置信水平。
2011-03-16 astro-ph.SR
Unresolved Binaries in the Intermediate Mass Range in the Pleiades Star Cluster
在已分辨的恒星星族中识别不同质量比的双星是一项具有挑战性的任务。我们展示了如何利用伪彩色（H-W2）-W1 vs W2-（BP-K）构造的光度图来有效地估计双星和多星的比率及其组分质量比$q$的分布。作为应用，我们研究了主成分质量在0.5和1.8 $M_{\odot}$之间的昴星团。双星比率在0.54 $\pm$ 0.11和0.70 $\pm$ 0.14之间。另一方面，多重数大于2的系统的比率在0.10 $\pm$ 0.00和0.14 $\pm$ 0.01之间。组分质量比$q$的分布近似为幂律，指数在-0.53 $\pm$ 0.10和-0.63 $\pm$ 0.22之间。在$M_{\odot}$低于0.5时，我们预计在次级成分中会有大量的棕矮星。
2022-01-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Pleiades Binary Fraction Revisited
Institute of Astronomy of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天文研究所）
Pleiades 星团双星比例研究利用多源数据揭示双星特性，发现质量比分布存在双峰，且双星比例在 0.5-1.2 M_太阳范围内无明显增加。
2025-12-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar loci II. a model-free estimate of the binary fraction for field FGK stars
我们提出了一个恒星轨迹OutTier（SLOT）的方法来确定主序星的双星分数的统计。该方法既不敏感的周期，也不是质量比分布的二进制，并能够提供大量的恒星的不同人口在大调查量的二进制分数的无模型估计。我们已经应用SLOT方法从SDSS条纹82，构建通过结合重新校准的SDSS光度数据分别从SDSS和LAMOST调查的光谱信息的两个样本的恒星。对于SDSS光谱样本，我们发现一个平均的二元分数场FGK星的$41%\pm2%$。对于$g-i$颜色在0.3 - 0.6、0.6 - 0.9、0.9 - 1.2和1.2 - 1.6等的恒星，其分数向后期光谱型递减，分别为$44%\pm5%$、$43%\pm3%$、$35%\pm5%$和$28%\pm6%$。对于[Fe/H]介于$-0.5$ - 0.0、$-1.0$ - $-0.5$、$-1.5$ - $-1.0$和$-2.0$ - $-1.5$ \，dex之间的恒星，推断的双星分数分别为$37%\pm3%$、$39%\pm3%$、$50%\pm9%$和$53%\pm20%$。我们进一步将样品分为薄盘、厚盘、它们之间的过渡区和晕。结果表明，银河系薄盘和厚盘具有可比的二进制分数，而银河系晕包含一个显着更大的分数的二进制。应用该方法的LAMOST光谱样品产生一致的结果。最后，其他潜在的应用和未来的工作与方法进行了讨论。
2014-12-03 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
A New X-Ray Analysis of the Open Cluster Blanco 1 Using Wide-Field BVIc Photometric and Proper Motion Surveys
我们执行一个新的分析现存的ROSAT和XMM牛顿X射线调查的南部疏散星团布兰科1，利用新的BVIc光度和自行数据集。在我们的研究中，我们匹配光学对应的47个X射线源与布兰科1集群成员，其中6个被列为在以前的X射线研究集群非成员。我们的新目录光学对应X射线源清楚地描绘出布兰科1主序列的CMD，从早期G到中期M光谱类型。此外，我们得到新的Lx以及Lx/Lbol比率确认集群成员。我们将这些X射线特性与其他年轻的疏散星团（包括同时代的昴星团）进行比较，以研究年龄与X射线活动之间的关系。我们发现，布兰科1中的恒星通常表现出与其他疏散星团相似的X射线性质，即早期类型恒星的Lx/Lbol随着质量的减小而增加，而V-Ic > 1.25的恒星的Lx/Lbol饱和极限为10^-3。更一般地说，在布兰科1中被X射线探测到的恒星的X射线发射星等与其他年轻星团的总体趋势一致。在对布兰科1和昴星团疏散星团的直接比较中，两个星团的成员都有相似的X射线特征;然而，在Lx/Lbol的分布上确实出现了一些差异，这可能与在昴星团CMD中看到的散射有关。此外，由于依赖于照相测光，以前对Blanco 1进行这种性质的比较是不可能的。这就是精确、均匀和标准化的CCD测光的力量，可以对布兰科1号恒星的X射线特性进行高保真、详细的研究。[删节]
2009-01-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Ages of Early-Type Stars: Strömgren Photometric Methods Calibrated, Validated, Tested, and Applied to Hosts and Prospective Hosts of Directly Imaged Exoplanets
对附近的早期型（BAF）恒星进行了年龄测定，这些恒星是高对比度碎片盘和行星成像调查的有吸引力的目标。我们的分析序列包括：从星表中获取紫外-β测光，对消光效应进行校正，将测光结果插值到确定大气参数的模型大气网格上，最后，与主序前到主序后恒星演化模型的理论等时线进行比较，并考虑恒星自转的影响。我们校准和验证我们的方法在大气参数阶段，通过比较我们的结果从根本上确定Teff和log g值。我们验证和测试我们的方法在演化模型阶段，通过比较我们的结果的年龄几个基准疏散星团（IC 2602，α英仙座，昴星团，毕星团）的公认的年龄。最后，我们应用我们的方法来估计恒星年龄的3493场恒星，包括几个直接成像的系外行星候选人。
2015-04-08 astro-ph.SR
A photometric and astrometric investigation of the brown dwarfs in Blanco 1
我们提出了一个年轻的疏散星团布兰科1的低质量恒星和亚恒星人口的测光和天体测量研究的结果。我们利用最近由英国红望远镜（UKIRT）上的宽视场照相机（WFCAM）获得的J波段数据，以及CFH 12 k和加拿大法国夏威夷望远镜（CFHT）10年的I和Z波段光学成像，在2平方米的区域内识别了44个候选的低质量恒星和亚恒星成员。度，根据它们的颜色和自行车。该样本包括五个新发现的来源。我们还确认了迄今为止发现的Blanco 1的最低质量候选成员（29 MJup）。我们确定团簇质量函数的斜率为α =+0.93，假设它具有幂律形式。这是很高的，但几乎与以前对该星团的研究一致（在误差范围内），也与它在北半球的类似物--昴星团的研究一致。
2012-06-18 astro-ph.SR
Li in Open Clusters: Cool Dwarfs in the Young, Subsolar Metallicity Cluster M35 (NGC 2168)
本文分析了年轻星系团M35中Li 6708埃线附近的85颗G-K矮星的水螅谱。根据速度和盖亚天体测量，78个可能是单星成员，结合以前的工作，产生了108个成员，T_eff范围从6150到4000 K，由EHF，宽带测光定义，E（B-V）= 0.20和[Fe/H] =-0.15，尽管有迹象表明金属丰度可能更接近太阳。A（Li）遵循一个很好的下降曲线，从最热恒星的3.15下降到最冷矮星的上限<= 1.0。与早期的工作相反，M35包含了系统性地高于平均星团关系的A（Li）的单颗恒星。这个子集的V_ROT比Li更贫的样品更高，从光度旋转周期来看，主要是对流（C）星，其他都是界面（I）星。冷，高锂快速旋转器是一致的模型，同时考虑快速旋转和半径膨胀;快速旋转器比太阳热表现出过剩的锂耗尽，模型预测。A（Li）的颜色和自转周期分布与毕宿星/Praesepe和昴星团相比，与陀螺年代学分析一致，将M35的年龄置于较老的M34和较年轻的昴星团之间。然而，在低Li、慢旋转的分布一侧，昴星团显示出比M35更大的A（Li）和旋转周期范围，在给定的T_eff下，昴星团中的年轻恒星旋转得更慢，A（Li）比M35减少了四倍以上。
2018-06-14 astro-ph.SR
Constraining the age of young stellar clusters via the amplitude of photometric variability
恒星年龄的测定是天体物理研究中的一项重要任务。现在使用不同的方法，要么依赖于模型，要么基于校准的经验关系。当不同的方法以互补的方式使用时，通常会获得最可靠的结果。我们提出了一种新的方法来确定年轻恒星协和疏散星团（年龄< 125百万年）的年龄，它可以允许进一步限制年龄时，与其他方法一起使用。我们探讨了5个年轻的协会和集群的颜色和旋转周期的箱的光度变化的幅度，这些协会和集群的年龄跨度从1-3百万年到6.25亿年（金牛座，rho蛇夫座，上天蝎座，昂宿星和Praesepe），它们都具有高质量的时间序列光度从开普勒K2运动。在低质量的制度，我们发现，类似的颜色和旋转周期，但不同的年龄的恒星表现出不同的光度变化幅度，与年轻的恒星表现出更大的光度变化比老恒星。具有相似颜色和自转周期的恒星的光度变化幅度随年龄的下降在原则上可以被校准，并被采用作为一个额外的经验关系，以限制年轻的协会和疏散星团的年龄，只要时间序列测光是可用的低质量的成员。
2020-12-02 astro-ph.SR
The age-mass-metallicity-activity relation for solar-type stars: Comparisons with asteroseismology and the NGC 188 open cluster
威尔逊山Ca II指数对数$(R'_{\rm HK})$是公认的校准FGK星色球活动与年龄关系的标准度量。最近的结果声称它无法辨别活动水平，因此年龄，为$\sim$ 2 Gyr以上的恒星，这将严重阻碍其应用日期盘星比太阳老。我们提出了一个新的活动年龄校准的山。威尔逊指数明确考虑了质量和$[$ Fe/H $]$偏差，这隐含在选择具有精确年龄的恒星样本中，但迄今为止尚未得到重视。我们发现，这些选择偏差往往模糊了大的年龄范围内的活动-年龄关系。我们校准了Mt.威尔逊指数的现场FGK恒星的样本与精确的年龄，涵盖了广泛的质量和$[$ Fe/H $]$，扩大与数据从昴星团，毕星团，M67集群，大熊座移动集团。我们进一步测试的校准与广泛的新双子座/GMOS日志$(R'_{\rm HK})$数据的老，太阳$[$ Fe/H $]$集群M67和NGC 188。观测到的NGC 188活性水平明显低于M67。我们正确地恢复等时年龄的两个集群和建立的可行性推导出可用的太阳型恒星的色球年龄至少为$\sim$ 6 Gyr，平均误差为$\sim$ 0.14 dex的质量和$[$ Fe/H $]$尺寸明确占。我们测试我们的校准对小行星地震年龄，发现良好的相关性（$ρ$ = +0.89）。我们表明，我们的校准提高了色球年龄测定的年龄范围很广，群众和金属丰度相比，以前的年龄活动关系。
2016-10-03 astro-ph.SR
Unresolved Binaries and Multiples in the Intermediate Mass Range in open clusters: Pleiades, Alpha Per, Praesepe, and NGC 1039
在这项研究中，我们继续我们的项目，以寻找未解决的二元和多元系统在疏散星团利用光度图（H-W2）-W1与W2-（BP-K）首先介绍了\citet{Malofeeva+2022}。特别是，在这里，我们估计的双星和多星的比例和分布的组件质量比$q$在银河系星团英仙座阿尔法，Praesepe，和NGC 1039。我们已经修改了我们的第一项研究\citep{Malofeeva+2022}中概述的程序，使自动星计数，并通过引入自举误差估计。在此基础上，我们重新研究了与我们以前工作相同质量范围内的昴星团，并修正了质量比$q$分布的不准确性。在四个星团的双星和复星的比率，然后发现之间的0.45 $\pm$ 0.03和0.73 $\pm$ 0.03。另一方面，多重性大于2的系统的比率在0.06 $\pm$ 0.01和0.09 $\pm$ 0.02之间。组分质量比$q$的分布很好地符合高斯分布，该高斯分布具有在0.22 $\pm$ 0.04和0.52 $\pm$ 0.01之间的模式和在0.10 $\pm$ 0.02和0.35 $\pm$ 0.07之间的色散。所有的团簇都显示出大量的非常低质量的次级组分，在二元系统中，初级组分低于0.5 $M_{\odot}$。
2022-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The rotation period distribution of the rich Pleiades-age Southern open cluster NGC 2516. Existence of a representative zero-age main sequence distribution
我们希望测量富含昴星团年龄的疏散星团NGC 2516的冷恒星自转周期分布，并利用它来确定在其他相同的疏散星团中是否存在星团与星团之间的变化。我们获得了42 d长的时间序列CCD测光的NGC 2516使用耶鲁1米望远镜在CTIO和进行了一些相关的分析，包括基于PSF的时间序列测光。我们的数据补充了来自几个光度数据集，文献径向速度和盖亚DR2天体测量的额外信息。所有可用的数据都被用来构建NGC 2516的综合成员列表，在我们的1度FoV中包含844颗恒星。我们推导出308旋转周期晚F中期M集群成员从我们的测光。我们从先前的研究中确定了另外247颗周期M矮星作为星团成员，并使用这些来构建NGC 2516的555颗恒星旋转周期分布。我们发现了一组慢转的M矮星（10d<P<23d），在色周期图中形成了一个分支，我们称之为“扩展慢转序列”。这一点，以及其他旋转分布的特征也可以在昂宿星团中找到，使得两个星团的颜色周期图几乎无法区分。我们证明了一个代表性的ZAMS旋转分布的存在，并提供了一个简单的颜色无关的方式来表示它。我们进行了详细的比较NGC 2516旋转周期的数据与一些最近的旋转演化模型。利用文献中的X射线数据，我们还绘制了NGC 2516中太阳型恒星的第一张自转活动图。NGC 2516和昴星团在恒星自转和相关性质上可以被认为是孪生的，这表明在其他方面完全相同的疏散星团也有本质上相似的冷恒星…
2021-12-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Astrometric and photometric initial mass functions from the UKIDSS Galactic Clusters Survey: II The Alpha Persei open cluster
我们提出的结果深（J=19.1等）红外（ZYJHK）调查的全部阿尔法英仙座疏散星团提取的数据发布9 UKIRT红外深空巡天星系团调查。我们已经选择了约700个集群成员候选人在\APer{}的56平方度结合测光在五个近红外通带和自行来自UKIDSS GCS DR 9提供的多个历元。我们还根据DR 9提供的新光度测量和天体测量，为之前发布的所有APer低质量恒星和在GCS中恢复的棕矮星提供了修订后的成员资格。我们没有发现任何证据的$K$ -波段的变化与分散小于0.06-0.09 MAG的APer成员。我们采用了两个独立的，但互补的方法来获得集群的光度和质量函数：概率分析和更标准的方法，包括更严格的天体测量和光度削减。我们发现，从这两种方法得到的光度和质量函数是一致的。我们发现，APer质量函数的形状是类似的昴星团，虽然特征质量可能更高后，包括更高的质量数据从早期的研究（色散是可比的）。我们的结论是，质量函数的APer，昴宿星，和Praesepe是最好的再现对数正态表示类似的系统场质量函数，虽然有一些变化的特征质量和色散值。
2012-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling subarcsecond multiplicity in the Pleiades with Gaia multicolor photometry
本文利用 Gaia DR3 多色测光数据中的视场差异伪影，结合视向速度巡天，在昴星团中识别出 24±3 颗亚角秒级双星，测得双星比例为 6±1%，并消除了 Gaia 解偏差。
2024-08-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rotation of Low-Mass Stars in Taurus with K2
我们提出了一个K2光变曲线（LC）的分析，从活动4和13的年轻（$\sim$ 3百万年）金牛座协会的成员，除了一个老（$\sim$ 30百万年）人口的恒星，主要是在金牛座分子云的前景。在156个最自信的金牛座成员中，我们发现81%是周期性的。我们的年轻前景恒星样本是有偏差的，不完整的，但几乎所有（37/38）都是周期性的。旋转速率随颜色（质量的代表）变化的总体分布与其他星团相似：最慢的旋转子是早期M光谱类型，旋转速度更快的是早期FGK和后期M光谱类型。像昂宿星团这样的老星团所表现出的周期和颜色/质量之间的关系在金牛座时代就已经存在了。前景星群中只有很少的恒星，但与USco和Pleiades的周期分布一致。与其他年轻星团一样，具有盘状结构的恒星平均旋转速度较慢，很少有盘状结构的恒星旋转速度超过$\sim$ 2 d。光变曲线的整体振幅随着年龄的增长而降低，质量较高的恒星通常比质量较低的恒星具有较低的振幅。有星盘的恒星平均比没有星盘的恒星有更大的振幅，尽管驱动变化的物理机制和由此产生的光变曲线形态在这两类恒星之间也是不同的。
2020-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Cycles from Photometric Data: CoRoT Stars
直到几年前，测光数据中的振幅变化一直受到限制，主要是因为时间分辨率和测光灵敏度的限制。由于开普勒和CoRoT数据库提供了一套独特的数据，用于研究恒星变化周期的性质，这项调查现在成为可能。本研究的特点是在一个样本的主序星的光变曲线收集使用CoRoT exo-field CCD的振幅变化。我们分析潜在的恒星活动周期，通过研究小盒子的变化幅度。根据Lomb-Scargle周期图、谐波拟合和目视检查计算循环周期和振幅。作为我们的方法的第一个应用程序，我们已经考虑了光度数据的16个CoRoT FGK主序星，重访期间的IRa 01，LRa 01和LRa 06 CoRoT运行。这16颗CoRoT星的活动周期（$P_{cyc}$）与自转周期（$P_{rot}$）之间的经验关系符合前人的工作。除了先前确定的所谓A（活性）和I（非活性）序列外，还有可能的第三个序列，这里称为S（短周期）序列。然而，从模拟估计的回收分数表明，只有一半的样品有信心的周期测量。因此，需要更多的研究来验证我们的结果，开普勒数据将是非常有用的这样一个研究。总的来说，我们的程序提供了一个关键的工具，探索CoRoT和开普勒数据库，以确定和表征恒星周期的变化。
2015-08-28 astro-ph.SR
Benchmarking Gaia DR3 Apsis with the Hyades and Pleiades open clusters
该研究利用毕星团和昴星团约1500颗单星及 PARSEC 等时线检验 Gaia DR3 Apsis，发现其年龄、金属丰度和表面重力存在系统偏差，仅部分参数适合统计用途。
2023-08-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Cycles and Rotation Periods of Late Type Stars from photometric time series
本文研究了晚型（FGKM）星的磁活动周期引起的光度调制，并研究了自转周期与活动周期的关系。我们分析了ASAS调查提供的125颗邻近恒星长达9年的光变曲线。该样品主要由低活动的主序A型晚期至M型中期星构成。对测光中的短期（天）和长期（年）周期变化进行搜索。我们用正弦曲线的组合来模拟光变曲线，以测量这些周期信号的特性。为了提供更好的统计解释我们的结果，我们补充他们与以前类似的作品的结果。我们已经能够测量47颗恒星的长期光度周期。还检测到旋转调制，并在36颗恒星中测量了旋转周期。对于28颗恒星，我们同时测量了活动周期和旋转周期，其中17颗是M型恒星。从正弦拟合，我们测量光度振幅和周期。测得的周期范围从2年到14年，光度振幅在5-20毫等的范围内。我们发现，不同光谱类型的周期长度分布是相似的。另一方面，自转周期的分布是完全不同的，晚型恒星的自转周期更长。磁周期和旋转引起的振幅显示出明显的相关性。光度振幅与旋转周期的趋势也概述了数据。在一定的活动指数下，GK型主序星活动周期引起的光度变化幅度低于M型早矮星和M型中矮星。使用光谱数据，我们还提供了一个更新的经验之间的关系的色球活动水平的日志（Rhk）和旋转周期。
2016-07-26 astro-ph.SR
Surface rotation and photometric activity for Kepler targets. II. G and F main-sequence stars, and cool subgiant stars
穿过恒星盘的暗磁点导致准周期性的亮度变化，这使我们能够限制恒星表面的旋转和光度活动。目前的工作是该系列的第二部分（Santos et al. 2019;论文I），我们分析了132，921颗主序星F和G星以及晚期亚巨星的开普勒长节奏数据。旋转周期的候选人，通过结合小波分析和自相关函数。然后通过机器学习（ML）算法（Breton等人，2021）、自动选择和补充目视检查选择可靠的旋转周期。ML训练数据集包括来自论文I的26，521颗主序星K和M星。为了补充训练，我们以与论文I相同的方式进行分析，即自动选择和目视检查，增加了34，100颗恒星。最后，我们提供了旋转周期Prot和相关的光度活动代理SPH的39,592目标。较热的恒星通常比较冷的恒星旋转得更快。对于主序星G星，随着有效温度的增加，Sph值的范围更广，而F星与较冷的恒星相比，往往具有较小的Sph值。总的来说，对于G星来说，快速旋转的恒星在光度上比慢速旋转的恒星更活跃，并且在短时间内达到饱和。这两篇论文的综合结果解释了55，232颗主序星和次巨星FGKM恒星的平均Prot和Sph值（159，442个目标），与McQuillan等人（2014）相比，有24，182个新的Prot检测。Prot分布的上边缘位于比以前发现的更长的Prot处。
2021-08-29 astro-ph.SR
Chromospheric activity and rotation of FGK stars in the solar vicinity. An estimation of the radial velocity jitter
色球活动产生光度和光谱变化，可能被误认为是行星。穿过星盘的大斑点可以在恒星的光变曲线中产生类似行星的周期性变化。这些斑点明显地影响了谱线的轮廓，它们的扰动改变了谱线的质心，产生了径向速度抖动，这可能会污染”行星引起的变化“。需要精确的色球活动测量，以估计活动引起的噪声，应该预期为一个给定的恒星。目的：我们获得了附近（d < 25 pc）冷（光谱类型F至K）恒星的精确色球活动测量和投影旋转速度，以估计其预期的活动相关抖动。作为一个补充的目标，我们试图获得在不同的活动指标线，允许传统的活动指标，即CaII H & K线，其他持有值得注意的优势的转换之间的关系。方法：采用高分辨率（~50000）中阶梯光栅光谱.为了确定样本中恒星的色球发射，我们使用了光谱减法技术。使用互相关技术确定旋转速度。为了推断与活动相关的径向速度（RV）抖动，我们使用该抖动与R '_HK指数之间的经验关系。结果如下：我们测量了色球活动，在整个光谱中由不同的指标给出，并预测了附近371颗冷恒星的旋转速度。我们已经建立了最重要的色球发射线之间的经验关系。最后，我们使用测得的色球活动，估计预期的RV抖动的样本中的活动恒星。
2010-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Rotation Period Distribution in the Young Open Cluster NGC 6709
本文首次测量了年轻疏散星团 NGC 6709 中 45 颗 FGK 成员恒星的自转周期，发现其分布与昴星团年龄的 NGC 2516 相似，支持自转减慢关系的普遍性。
2022-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Galactic Phosphorus Survey. I. Chemical Evolution across the Galactic Disk from $\sim$750 FGK Stars
The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Indiana University（印第安纳大学）；Ege University（埃格大学）；Louisiana State University（路易斯安那州立大学）
本研究利用约750颗FGK恒星的高分辨率近红外光谱，均匀测量磷丰度，揭示[P/Fe]随金属丰度降低而升高并在约-1.0 dex处达峰，厚盘较薄盘富磷约0.08 dex，并测得径向和垂直梯度，为银河系化学演化模型提供新基准。
2026-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
A detailed understanding of the rotation-activity relationship using the 300 Myr old open cluster NGC 3532
年轻的疏散星团的同时代恒星提供了形成的旋转活动的关系，逃避多年龄场人口的研究的见解。我们测量了3亿年前的疏散星团NGC 3532中冷星的色球活动，并结合它们的自转周期来研究这一过渡时期同时代种群的质量依赖的活动形态。利用英澳望远镜AAOmega摄谱仪获得的Ca ii红外三重态区的多目标光谱，我们测量了NGC 3532的454个FGKM星团成员的色球发射比。颜色活动的形态似乎是星系团旋转行为的近乎镜像的图像。特别是，我们确定了一组“去饱和过渡旋转蛋白”，它们从主要的不饱和FGK慢旋转蛋白中分支出来，并且与它们之间存在“活性间隙”。少数去饱和的间隙星与旋转间隙中的完全相同。然而，旋转活动图是完全正常的。事实上，这种关系是如此紧密，以至于我们可以预测许多其他恒星的旋转周期。然后，我们从光度学的光变曲线中精确地确定这些周期。我们的活动测量结果表明，所有近太阳质量的快速旋转体都已经进化成了慢速旋转体，这表明在颜色周期图中没有快速旋转体不是一个检测问题，而是一个天体物理事实。我们还确定了一个新的人口中的早期M矮星的低活动恒星，使我们能够填充扩展的慢旋转序列的颜色周期图。因此，对色球活动和光度时间序列数据的联合分析能够全面了解在昴宿星和毕宿星年龄之间的过渡阶段恒星的旋转和活动的演变。（节录）
2021-12-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ariel stellar characterisation: I -- homogeneous stellar parameters of 187 FGK planet host stars Description and validation of the method
2020年，欧洲航天局选择了Ariel作为下一个任务，加入太空观测队，研究太阳系外的行星。Ariel将致力于描述一千个行星大气的特征，以了解系外行星是由什么组成的，它们是如何形成的，以及它们是如何进化的。为了实现后两个目标，所有的行星都需要在它们自己的宿主恒星的背景下进行研究，而这些恒星又必须用同样的技术以统一的方式进行分析。我们提出的分光光度法，我们已经开发出推断大气参数的已知主机在第1层的Ariel参考样品。我们的方法是基于一个迭代的方法，它结合了光谱分析，从{ \em盖亚}数据的表面重力的测定，并从等时线拟合恒星质量的测定。我们验证了我们的方法与控制样本的分析，由三个疏散星团与众所周知的年龄和金属丰度的成员。我们测量了有效温度，Teff，表面重力，logg，和金属丰度，[Fe/H]，187 F-G-K恒星的Ariel参考样本。我们介绍了样品的一般性质，包括它们的运动学，这使我们能够将它们区分为薄和厚光盘人口。主恒星参数的齐次测定是研究恒星本身及其行星系统的基础。我们的分析系统地提高了与理论模型的一致性，并降低了质量估计的不确定性（从0.21+/-0.30至0.10+/-0.02 M_sun），为Ariel财团和天文学界提供了有用的数据。
2022-04-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
HADES RV Programme with HARPS-N at TNG XII. The abundance signature of M dwarf stars with planets
我们目前对行星形成的认识，大部分仍然是基于对主序星、太阳型恒星的分析。相反，对M-矮行星宿主的大样本的详细化学研究仍然缺失。我们首次开发了一种方法来确定恒星丰度的元素比铁的M矮星从高分辨率，光学光谱。我们的方法是基于主成分分析和稀疏贝叶斯方法的使用。我们利用一组M矮星围绕FGK初级轨道运行，已知丰度来训练我们的方法。我们应用我们的方法来获得恒星metalliticies和丰度的一个大样本的M矮星的框架内观察到当前的径向速度调查。然后，我们使用了附近的FGK恒星的样本，通过比较M矮星样本中的丰度趋势与FGK恒星上的丰度趋势来交叉验证我们的技术。不同子样本的金属丰度分布表明，M矮星托管巨行星显示出行星金属丰度的相关性，以及与恒星质量的相关性。拥有低质量行星的M矮星似乎并不遵循行星-金属丰度相关性。我们还发现，低质量行星的频率并不取决于恒星宿主的质量。这些结果似乎与以前的工作。然而，我们注意到，对于巨行星宿主，我们的金属丰度预测行星金属丰度相关性较弱，但质量依赖性比光度值更强。我们表明，第一次，似乎没有差异的丰度分布的元素不同于铁之间的M矮星和没有已知的行星。我们的数据显示，具有行星的低质量恒星遵循与FGK对应物相同的金属丰度，质量和丰度趋势。
2020-11-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Debris Disks of Members of the Blanco 1 Open Cluster
我们已经使用斯皮策太空望远镜获得斯皮策多波段成像光度计（MIPS）24 μ m测光的37名成员的~ 1亿岁的疏散星团布兰科1。对于最亮的25这些恒星（我们有3西格玛的不确定性小于15%），我们发现显着的中红外线过剩的8颗恒星，对应的碎片盘检测频率约为32%。过度的恒星包括两颗A星、四颗F矮星和两颗G矮星。对于我们的Blanco 1恒星样本来说，24 μ m过量和任何其他恒星性质之间最重要的联系是双星。光度双星的Blanco 1成员显示很少或没有检测到24微米的过剩，而四分之一的显然是单一的Blanco 1成员确实有过剩。我们已经检查了另外两个年龄与Blanco 1相似的星团- NGC 2547和Pleiades的MIPS数据。这两个星团中的AFGK光度计双星成员也显示出比位于单星主序星附近的恒星更低的24 um过量频率。根据MIPS观测到的毕宿星团成员，给出了主序光球V-Ks色与Ks-[24]色关系的新的确定方法。作为我们的毕星团数据分析的结果，我们确定了三个低质量的毕星团成员作为候选人的碎片磁盘附近的MIPS检测限。
2010-07-01 astro-ph.SR
Photometric Calibrations of M-dwarf Metallicity with Markov Chain Monte Carlo and Bayesian Inference
M型矮星的恒星大气参数（$T_{\rm eff}$，$\log{g}$，[Fe/H]）可以用来约束理论恒星模型和银河系化学演化模型，并指导系外行星的搜索，但由于其冷大气光谱的复杂性，它们的确定是困难的。在我们正在进行的描述M矮星，特别是它们的化学成分的工作中，我们对早期和中期型M矮星的金属丰度进行了多波段光度校准。第三次盖亚数据发布提供了高精度天体测量和三波段测光。这些信息，结合2 MASS和CatWISE 2020红外测光调查和4919 M矮星的样本，通过加农和APOGEE光谱的高分辨率光谱测定金属丰度值，使我们能够研究金属丰度在颜色-颜色和颜色-星等图中的影响。我们将该样本分为两个子样本：我们使用1000颗恒星使用贝叶斯统计和马尔可夫链蒙特卡罗技术进行训练校准，其余3919颗恒星用于检查估计的准确性。我们推导出几个光度校准的金属适用于M矮星的范围内的$-0.45\leq\text{[Fe/H]}\leq +0.45$ dex和光谱类型下降到M5.0 V，产生的不确定性下降到$0.10$ dex水平。最后，我们比较了我们的结果与其他光度估计发表在文献中的一个额外的样本的46 M矮星在宽的双星系统与FGK型主星，并发现一个伟大的预测性能。
2023-01-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A neural network approach to determining photometric metallicities of M-type dwarf stars
本研究利用人工神经网络，基于Gaia、2MASS和WISE的光度数据，开发了一种估计M矮星金属丰度的方法，精度达0.08dex，超越了传统方法，为大规模巡天分析提供了可扩展方案。
2025-05-22 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Photometric Identification of Unresolved Binary Stars in Nearby Open Star Clusters
Ural Federal University（乌拉尔联邦大学）；Lund University（隆德大学）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Universita’ di Padova（帕多瓦大学物理与天文学系）
本文提出一种新方法用于识别近邻疏散星团中的未分辨双星系统，通过改进传统方法并采用经验等时线方法提高精度，研究了八个星团中双星比例及质量比分布。
2026-04-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
NGTS clusters survey. I. Rotation in the young benchmark open cluster Blanco 1
我们使用下一代凌日巡天（NGTS）的200天光度监测，确定了1.15亿年前的布兰科1疏散星团中127颗恒星的自转周期。这些恒星跨越F5-M3光谱类型（1.2 $\gtrsim M \gtrsim$ 0.3 M $_{\odot}$），并将布兰科1的已知旋转周期增加了四倍。我们确定旋转周期使用三种方法：高斯过程（GP）回归，广义自相关（G-ACF）和Lomb-Scargle（LS）周期图，并发现GP和G-ACF更适用于不断发展的斑点调制模式。在中F和中K光谱类型之间，单颗恒星遵循一个明确的旋转序列，从2到10天，而在光度多系统中的恒星通常旋转得更快。这可能表明，一个中等到高质量比的伴星的存在抑制了早期前主序期间的角动量损失机制，并且这个特征在~ 1亿年时没有被抹去。大多数中F到中K星显示不断变化的调制模式，而大多数M星显示稳定的调制信号。这种形态上的变化与从一个定义明确的旋转序列（中F到中K星）到一个广泛的旋转周期分布（晚K和M星）的转变相吻合。最后，我们比较了我们对Blanco 1和类似年龄的昂宿星团的旋转结果：两个星团中的单恒星种群具有一致的旋转周期分布，这表明恒星的角动量演化遵循一个明确的路径，至少对于中F到中K恒星来说，强烈的印记是~ 1亿年。
2019-11-21 astro-ph.SR
