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
Study of the long-term $BVR_{c}I_{c}$ photometric variability of eight PMS stars in the young open cluster Trumpler 37
本研究通过2008至2022年的长期多波段CCD测光，分析 Trumpler 37 中八颗主序前恒星的光变特征与成因，并在两个天体中发现周期性。
2023-05-24 astro-ph.SR
Multicolor Variability of Young Stars in the Lagoon Nebula: Driving Causes and Intrinsic Timescales
太空天文台提供了前所未有的观测资料，显示了许多低质量年轻恒星的典型变化行为。然而，迄今为止，这些研究基本上忽略了更大质量的天体（$\sim$ 2 $M_\odot$至4-5 $M_\odot$），并且由于缺乏同时的多波长信息而受到限制。我们提出了一个新的研究年轻恒星的变化在$\sim$ 1-2百万岁，大规模的泻湖星云地区。我们的样本包括278颗年轻的晚B型到K型恒星，由开普勒/K2监测。辅助$u,g,r,i,Hα$时间序列测光，同时与K2，获得了在帕拉纳尔天文台。我们采用了这个全面的数据集和档案红外测光来确定单个恒星参数，评估拱星盘的存在，并将变化行为与内部盘动力学联系起来。我们发现显着的质量依赖的变化特性的趋势，与B/A星显示大幅降低的变化水平相比，G/K星的任何光变曲线形态。这些性质表明早期型和晚期型恒星表面存在不同的磁场结构。我们还检测到一些缺乏磁盘驱动的变化行为，特别是勺，在恒星早于G。这表明它们较高的表面温度和更混乱的磁场阻止了与恒星共同旋转的内部盘尘埃结构的形成和生存。最后，我们检查了每个光变曲线内的特征变异性时间尺度，并确定日至周的时间尺度在K2时间序列中占主导地位。这些反映了不同的过程和位置在内部磁盘环境中，从强烈的吸积引发的不稳定性在最里面的磁盘区域，可变的吸积效率在外磁层。
2021-05-25 astro-ph.SR
Young Stars in the Time Domain: A Cool Stars 16 Splinter Summary
光变是年轻恒星系统的一个定义性特征，光学光变已经被大量研究，以选择和表征年轻恒星的光球性质。近年来，多历元观测采样更广泛的波长和时间尺度，揭示了丰富的时变现象在恒星形成过程中的工作。召开这次分裂会议是为了总结最近在提供更好的覆盖面和了解年轻恒星和星周盘的时变过程方面取得的进展。首先，我们总结了几个多时代的斯皮策运动的结果，这表明，许多年轻的恒星对象证据显着的中红外变化。虽然其中一些变化可以归因于恒星光球层的过程，其他人似乎跟踪短时间尺度的变化，可以成功地模拟轴对称或非轴对称结构的拱星盘。我们还回顾了最近的研究探索在较短的波长，提供证据的吸积爆发，相关的光学/X射线的变化在经典金牛T星，年轻的太阳类似物和磁反转相关的高频脉动的变化。
2010-12-16 astro-ph.SR
Young Stars and their Variability with LSST
年轻的恒星表现出短期光度变化所造成的质量吸积事件从拱盘，存在的尘埃翘曲内盘，恒星表面旋转的恒星黑子，耀斑。长期的变化也是由于恒星黑子的寿命和周期，以及恒星角动量的变化和随着恒星年龄的增长而发生的活动。我们建议观察船底座恒星形成区在不同的波段，每天晚上30分钟的节奏，每年一个星期，以澄清在这个地区的数千个年轻恒星的短期和长期变化的性质。通过获得这个密集的年轻星团的良好采样的反射光曲线，LSST将获得关于这些物体在短期和长期时间尺度上如何变化的第一个统计学上重要的数据。这些信息将使我们能够将观测到的变化与恒星的性质（如质量、年龄、双星性）和环境性质（如H II区域内或外的位置）以及是否存在星周盘联系起来。
2018-12-07 astro-ph.SR
Interpreting the simultaneous variability of near-IR continuum and line emission in young stellar objects
我们提出了新的近红外（IR）光谱（0.80- 1.35微米）的前主要序列源PV Cep在监测计划的喷发变量，我们正在进行，因为一些年。在爆发和平静期间，系统地进行了同时的光度和光谱观测。通过关联无干扰参数，如HI重组线和基础连续区，可以推断其起源的机制。吸积和质量损失过程在确定PV Cep连续谱和谱线发射的不规则变化中起主导作用。观测模态的潜力也进行了讨论。
2012-10-01 astro-ph.SR
The Unusual Initial Mass Function of the Arches Cluster
作为中央分子区的一个年轻的大质量星团，拱星团是研究极端银心环境下恒星初始质量函数（IMF）的一个有价值的探测器。我们使用多历元哈勃太空望远镜的观测，以获得高精度的自行和光度测量的集群，计算集群成员的概率为1.8 M $_{\odot}$之间的集群半径为0.25 pc - 3.0 pc。我们实现了一个集群样本只有~8%的领域污染，一个显着的改善，在光度选择的样本，这是严重损害的差分消光整个领域。结合这个样本与K波段光谱的5个集群成员，我们向前模型的拱门集群，同时限制其国际货币基金组织和其他属性（如年龄和总质量），同时占观测的不确定性，完整性，质量分离，和恒星的多样性。我们发现，拱形IMF最好用一个明显头重脚轻的1段幂律来描述：$α$ = 1.80 $\pm$ 0.05（stat）$\pm$ 0.06（sys），其中dN/dm $\propto$ m $^{-α}$，尽管我们不能忽视一个两段幂律模型，它的高质量斜率只比局部恒星形成区略浅（$α$ = 2.04 $^{+0.14}_{-0.19}$ $\pm$ 0.04），但在5.8 $^{+3.2}_{-1.2}$ $\pm$ 0.02 M $_{\odot}$处出现断裂。在任何一种情况下，Arches IMF都与标准IMF显著不同。比较拱门和银河系中其他年轻的大质量星团，我们发现了银河系中心系统性头重脚轻的IMF的初步证据。
2018-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variability in young very low mass stars: Two surprises from spectrophotometric monitoring
我们提出了同步的光度和光谱观测的7个年轻的和高度可变的M矮星在恒星形成区域的猎户座，进行了4个观测之夜与FORS 2在ESO/VLT。所有七个目标显示出显着的光度变化，在I波段，与振幅之间的0.1-0.8马格，光谱，但是，保持显着不变，与光谱类型的变化小于0.5亚型。因此，亮度变化不是由“填充”吸收特征的遮蔽引起的。在$σ$猎户座星系团（年龄$\sim$ 3百万年）中的三个天体除了连续变化外，还表现出强烈的H $α$发射和H $α$变化。它们的行为大多与光球层上方温度为$\sim300$ K，填充因子在0.2-0.4之间的斑点相一致，而不是在更大质量的恒星中观察到的典型热点。$ε$ Ori附近的剩余目标可能更老，显示出类似日食的光变曲线，没有明显的H $α$活动，并且由于拱星物质而更好地表现为可变消光。有趣的是，其中两个没有红外过量发射的证据。我们的研究表明，年轻的极低质量恒星中的高振幅变化可能是由与质量更大的金牛座T星不同的现象引起的，并且在盘消失且吸积停止时可以持续存在。
2016-02-25 astro-ph.SR
Variability of young stars: Determination of rotational periods of weak-line T Tauri stars in the Cepheus-Cassiopeia star-forming region
本文报道了仙王座-仙后座恒星形成区十颗弱线金牛座T星自转周期的观测和测定结果。2007年6月至2008年5月期间，在耶拿大学天文台使用卡塞格伦-望远镜-照相机（CTK）进行了观测。得到的周期范围为0.49天和5.7天之间，典型的弱线和后T金牛星。
2009-05-12 astro-ph.SR
Impact of photometric variability on age and mass determination of Young Stellar Objects: A case study on Orion Nebula Cluster
对于主序前天体，确定年龄和质量的唯一方法是在色-星等（或者光度-温度）图上拟合理论等时线。由于年轻的恒星天体在很大的星等和颜色范围内表现出光度变化，因此通过拟合等时线确定的年龄和质量即使不是错误的，也是不准确的。这些反过来又会严重影响任何关于年龄分布和恒星形成过程的研究。由于我们已经对猎户座星云团（ONC）进行了非常广泛的光度观测，我们决定使用我们的多波段数据来探索变化对确定星团成员质量和年龄的影响。在这项研究中，我们得到了346个ONC成员样本的V，R和I光带的光度变化幅度，并用它来研究这种变化如何影响推断的质量和年龄，以及它是否可以单独考虑早期研究报告的ONC成员之间的年龄分布。我们发现，成员表现出周期性和平滑的光度旋转调制的质量和年龄不受变化。另一方面，我们发现，成员与周期性的，但非常分散的光度旋转调制和成员与不规则的变化，他们的质量和年龄显着影响。此外，使用Hertzsprung-Russell（HR）图，我们发现，所观察到的I波段光度变化可以考虑到只有一小部分（约50%）的推断年龄的蔓延，而V波段光度变化是大到足以掩盖任何年龄蔓延。
2017-02-06 astro-ph.SR
Mid-Infrared Spectral Variability Atlas of Young Stellar Objects
光学和近红外可变性是年轻恒星物体的一个众所周知的特性。然而，最近越来越多的研究声称，其中相当一部分也表现出中红外通量变化。为了研究和解释十年时间尺度上的变化，在这里，我们提出了一个中红外光谱图集，其中包含68个低质量和中等质量的年轻恒星天体的观测。该图集包括1996年至1998年期间由红外空间天文台（ISO）上的ISOPHOT-S仪器获得的2.5-11.6微米低分辨率光谱，以及2004年至2007年期间由斯皮策空间望远镜上的IRS仪器获得的5.2-14.5微米低分辨率光谱。这些观测结果是从ISO和斯皮策档案中检索出来的，并由我们自己的程序进行交互式后处理。对于这47个对象，多历元光谱可用，我们分析中红外光谱的变化，每年和/或十年的时间尺度。我们确定了37个可变候选源。许多恒星表现出与波长无关的流量变化，可能是由于可变的吸积率。在几个系统中，都表现出10 μ m的硅酸盐发射，6-8 μ m连续谱的可变性和硅酸盐特征表现出不同的幅度。一个可能的解释是变化的高度或额外的硅酸盐排放的尘埃云在磁盘大气中的内部磁盘结构的硅酸盐发射区的变量阴影。我们的研究结果表明，中红外变化，特别是波长依赖性的变化，比以前已知的更普遍。解释这种变化是一个新的可能性，探索磁盘的结构和动力学过程。
2012-04-16 astro-ph.SR
Spitzer Observations of Long Term Infrared Variability Among Young Stellar Objects in Chamaeleon I
红外线的变化在年轻的恒星天体中很常见，观测发现每天到每周的波动只有十分之几个星等。天基观测可以产生高度采样的红外线曲线，但由于航天器的方位，通常限于大约一个月的总基线。在这里，我们目前的观察变色龙我集群的低deceases使得它可以观察到的斯皮策太空望远镜超过200天的时间。我们观察30个年轻的恒星物体，每天的节奏，以更好地采样变化的时间尺度上的几个月。我们发现这种变化是常见的，发生在约80%的检测到的集群成员。[3.6]-[4.5]许多源在200天内的颜色变化介于灭绝和盘发射波动之间。凭借我们的高节奏和长基线，我们可以推导出覆盖两个数量级频率的功率谱密度曲线，并在低频处发现显著的功率，直到我们200天调查的边界。如此长的时间尺度很难用盘和恒星磁场之间的相互作用所驱动的变化来解释，这种相互作用具有数天至数周的动力学时间尺度。最可能的解释是结构或温度波动遍布内部~0.5 au的磁盘，这表明内在的尘埃结构是高度动态的。
2016-09-28 astro-ph.SR
UV variability and accretion dynamics in the young open cluster NGC 2264
我们探讨了NGC 2264（3百万年）的几百个成员的紫外和光学变化的签名。我们使用CFHT/MegaCam在两周内同时进行了U波段和R波段监测。大约有750颗年轻恒星被探测到，其中40%正在吸积。统计上不同的变异性观察吸积和非吸积集群成员。吸积体表现出显着更高水平的可变性比非吸积体，特别是在紫外线。U-波段的变化量在统计上与带盘天体的紫外线过量相关，这表明吸积和星盘相互作用是变化的主要来源。冷磁点，比光球层低几百度，覆盖5%到30%的恒星表面，似乎是非吸积恒星变化的主要因素。相比之下，吸积点，比光球热几千度，覆盖恒星表面的百分之几，最好地再现吸积物体的变化。吸积星和非吸积星的颜色行为也不同。典型的吸积成员的变化幅度迅速增加，从r到u，这表明在短波长更强的对比度;一个较低的颜色依赖的幅度，而不是测量无盘恒星。我们发现，U带的变异性小时的时间尺度上通常是约10%的峰到峰的变异性天的时间尺度上，而长期（年）的变异性是一致的振幅测量数周。我们的结论是，吸积和非吸积恒星，中期旋转调制斑点是领先的时间尺度的可变性长达数年。反过来，这表明，吸积过程基本上是稳定的多年来，虽然它表现出低水平的短期变化，在单一的吸积事件。
2015-06-23 astro-ph.SR
Mid-Infrared Variability of Young Stellar Objects on Timescales of Days to Years
本文结合NEOWISE与YSOVAR中红外数据，分类并统计YSOs在数天至数年尺度上的变率类型、振幅及演化趋势，以揭示其亮度变化机制。
2023-12-10 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
Dynamics of magnetic flux tubes and IR-variability of Young Stellar Objects
模拟了金牛T星吸积盘中细长磁通量管的动力学行为。我们的模型的动力学方程考虑了空气动力学和湍流阻力，以及MFT和周围气体之间的辐射热交换。用我们的吸积盘MHD模型计算了吸积盘的结构。我们考虑的MFTs形成的距离$0.027-0.8$ au的恒星与不同的初始半径和等离子体β $β_0$。模拟结果表明，弱磁场下的MFT（$β_0=10$）以低于声速的速度缓慢上升。含有$β_0=1$的MFT形成圆盘的流出磁化电晕。强磁化的MFTs（$β_0=0.1$）可以引起速度为$20-50$ km s $^{-1}$的外流。根据我们的模拟，这些管子会随着时间的推移周期性地上升，从几天到几个月不等。我们建议，周期性上升的MFTs可以吸收恒星辐射，并有助于年轻恒星天体的红外变化。
2017-12-25 astro-ph.SR
The absolute proper motions of the Arches and Quintuplet clusters
拱门和五重星系是两个年轻的大质量星系团，投射在银河系中心附近。到目前为止，研究重点是了解他们的起源已经基于自行（PM）在集群的参考系推导，并需要一些假设，他们的三维运动。在本文中，我们结合这些集群的公共PM目录与盖亚DR2目录，并首次将相对PM的拱和五重星系团到一个绝对的参考系。我们发现拱的绝对PM为$(μ_α\cosδ,μ_δ)$ $=$ $(-1.45\ \pm\ 0.23,-2.68\ \pm\ 0.14)$ mas yr $^{-1}$，五重态的绝对PM为$(μ_α\cosδ,μ_δ)$ $=$ $(-1.19\ \pm\ 0.09,-2.66\ \pm \ 0.18)$ mas yr $^{-1}$。这些数值表明，这些系统几乎平行于银河平面运动。仍然需要测量星团的距离，以有意义地限制星团的轨道，并阐明拱门和五联体的起源。
2020-08-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Model for (Quasi-)Periodic Multi-wavelength Photometric Variability in Young Stellar Objects
我们提出的辐射传输模型的旋转年轻恒星物体（YSO）的热点在其大气中，内部磁盘扭曲和其他3-D的影响，在附近的拱星环境。我们的模型是基于磁吸积理论所预期的几何形状，即在磁盘中向内移动的物质沿着磁场线流向恒星，并在撞击时产生恒星热点。由于恒星和磁层的旋转，圆盘被反方向照射。我们将我们的模型光变曲线与Spitzer YSOVAR项目的数据（Morales-Calderon et al. 2014，Cody et al. 2014）进行比较，以确定这些过程是否可以解释在年轻恒星中观察到的光学和中红外波长的变化。我们专注于这些变量表现出“北斗”的行为，可能是周期性的，准周期性的，或非周期性的。我们发现，恒星热点的大小和温度影响光学和近红外线曲线，而形状和垂直程度的内部磁盘扭曲影响中红外光曲线的变化。具有非均匀分形密度结构的星盘分布产生更多的随机光变曲线。我们的结论是，磁吸积理论是一致的某些方面的多波长光度变化所表现出的低质量的YSO。更详细的个别来源的建模可以用来更好地确定恒星热点和内部磁盘的几何形状的特定来源。
2016-07-01 astro-ph.SR
Magnetic variability in the young solar analog KIC 10644253: Observations from the Kepler satellite and the HERMES spectrograph
开普勒卫星4年多来连续收集的光度观测数据，为研究20多万颗恒星的恒星演化提供了数量和质量无与伦比的海量数据。此外，数据集的长度提供了一个独特的信息源，以检测磁活动和相关的时间变化的声学振荡。在这方面，人们对开普勒任务寄予厚望。在名义任务结束后的2年多里，对类太阳脉动中磁活动变化特征的搜索仍然没有结果。然而，在这里，我们报告的时间变化的发现，在低程度的声学频率的年轻（1 Gyr-old）的太阳模拟KIC 10644253约1.5年的调制与显着的时间变化沿开普勒观测的持续时间。的变化是在协议与派生的光度活性。从KIC 10644253中提取的频移表明，与太阳中的内次表层所涉及的物理机制相同。与此同时，KIC 10644253的详细光谱分析是基于安装在MERCATOR望远镜上的HERMES仪器收集的补充地面高分辨率观测结果进行的。它的锂丰度和色球活动S指数证实了KIC 10644253是一颗比太阳更年轻、更活跃的恒星。
2016-03-02 astro-ph.SR
A Near-infrared Variability Survey of Young Planetary-mass Objects
本文利用近红外测光巡天研究年轻行星质量天体的光变，发现年轻L和T矮星比场天体更易发生光变，并首次将年轻T矮星的光变发生率约束为56%，支持表面重力对L到T光谱型大气结构具有关键作用。
2023-11-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Connecting X-ray and Infrared Variability among Young Stellar Objects: Ruling out potential sources of disk fluctuations
在主序前恒星周围的盘的红外辐射在几天到几周的过程中的变化似乎是常见的，但盘结构变化的物理原因并不受限制。在这里，我们提出了协调监测一个年轻的集群与斯皮策和钱德拉空间望远镜，旨在研究的物理来源的变化。在2011年秋天，我们在30天的时间内获得了钱德拉ACIS测光的10个时期，大约3天的节奏与斯皮策的20个时期[3.6]，[4.5]在40天内的测光大约2天的节奏的IC 348集群。这种节奏使我们能够搜索红外辐射对高能通量变化的周至月的反应。我们没有发现强有力的证据之间的直接联系的X射线和红外线的变化在这些时间尺度之间的39个星团成员与拱星盘。在红外线和X射线光变曲线的形状之间，或者在X射线的大小和红外线可变性之间没有显著的相关性。在发生过X射线耀斑的恒星中，没有一颗恒星在耀斑发生后的几天到几周的时间尺度上表现出红外测光的相关变化。这种联系的缺乏意味着行星盘形成区域的X射线加热并不显著，尽管我们不能排除红外辐射的快速或瞬时变化。
2014-07-18 astro-ph.SR
A ZTF Look at Optical Variability of Young Stellar Objects in the North America and Pelican Nebulae Complex
我们提出了一个研究323光度可变的年轻恒星的对象，可能是北美和鹈鹕（NAP）星云恒星形成区的成员。为此，我们利用了Zwicky瞬态设施（ZTF）的$g$和$r$光度带中两年多的数据。我们首先调查周期性的变化，发现46个对象（$\sim$ 15\%的样本）与显着的周期，相位以及，可以归因于恒星旋转。然后，我们使用准周期性（Q）和通量不对称性（M）的可变性指标分配形态分类的其余非周期性光变曲线。另外$\sim$ 39\%的变星样本也是通量对称的，但具有准周期性（中等$Q$）或随机性（高$Q$）性质。关于通量不对称源，我们的分析揭示了$\sim$ 14\%的爆发型（高负$M$）和$\sim$ 29\%的勺型（高正$M$）。我们还研究了$g$与$g-r$色幅图中的变异斜率之间的关系，以及光变曲线形态学类别。爆发型天体的斜率较浅，而蘸水型变星的斜率往往较高，这与灭绝驱动的变异性是一致的。我们的工作是最早的应用程序之一的$Q$和$M$指标地面数据。因此，我们对比的$Q$值的高节奏和高精度的天基数据，这些指标的设计，与$Q$确定从退化的天基光变曲线，有节奏和光度精度的特点，地基数据。
2022-03-17 astro-ph.SR
Circumstellar discs in Galactic centre clusters: Disc-bearing B-type stars in the Quintuplet and Arches clusters
我们调查的拱星盘分数确定的L-波段多余的观测的年轻，大规模的拱门和五重星系团居住在银河系的中央分子区。首次对五重星系团进行了L波段多余源搜索。我们在五重星系团中发现了26个多余的源，在拱形星系团中发现了21个多余的源，其中13个是新发现的。借助自行隶属样本，首次推导出五重星系团的圆盘分数为4.0 +/-0.7%。没有证据表明在这个星系团中有径向变化的盘分数。在拱门星系团的情况下，观察到的盘分数为9.2 +/-1.2%，大约超出了星系团的预测潮汐半径，r <1.5 pc。这个多余的分数与我们先前在星团中发现的径向范围为0.3 <r <0.8 pc的圆盘分数一致。在这两个星团中，主星的质量范围涵盖了A型晚期到B型早期的恒星，2 <M <15 Msun，这是由J波段光球星等得出的。我们讨论了出乎意料的发现，尘埃拱盘在这些紫外线强烈的环境中的原始光盘的生存和形成场景的二级光盘。我们认为，在拱和五重星系团的L-波段多余的来源可能是高质量的对应物金牛座T过渡前光盘的可能性。由于这种情况下需要一个长的过渡前光盘寿命在紫外线强烈的环境中，我们建议，在二进制系统中的质量传递光盘是一个可能的形成机制，在这些星爆星团中观察到的B-星盘。
2015-02-12 astro-ph.SR
Identification of Young Stellar Variables with KELT for K2 II: The Upper Scorpius Association
K2和TESS等天基任务的高精度测光使人们能够详细研究年轻恒星的变化。然而，由于天基观测活动往往时间较短（例如，K2为80天），补充的长基线光度测量对于全面了解年轻恒星的变化至关重要，这种变化可以在几分钟到几年的时间尺度上变化。因此，我们提出并分析了上天蝎座协会成员的光变曲线，这些成员是由地基千度极小望远镜（KELT）在5.5年内完成的，这补充了K2在其活动2和15期间对该地区的高精度观测。我们表明，KELT数据准确地识别高精度K2测光发现的周期性信号，展示了地面测量在推导年轻恒星的恒星自转周期方面的能力。我们还使用KELT数据来识别可能与星周物质和/或恒星活动周期相关的变异性来源;这些特征在短期K2数据中通常是看不见的，说明了长期监测调查对研究年轻恒星变异性的重要性。我们提供的KELT光变曲线作为电子表格在一个正在进行的努力，建立遗留的时间序列数据集的年轻星团。
2017-08-30 astro-ph.SR
Hot spots and a clumpy disk: Variability of brown dwarfs and stars in the young Sigma Ori cluster
利用近红外光谱时间序列测光和和平号红外光谱能量分布研究了SOri星系团（年龄300万年）恒星和褐矮星周围的吸积盘的性质。我们监测约30个年轻的低质量源8个晚上在J和K波段使用杜邦望远镜在Las Campanas。我们发现三个对象显示的变化与J-波段振幅>0.5等;五个额外的对象表现出低水平的变化。所有这三个高度可变的来源已被确定为高度可变的，因此，我们建立了长期的性质，他们的流量变化。光变曲线包含时间尺度为~0.5-8天的周期性成分，但叠加了额外的不规则变化-经典金牛座T星的特征行为。基于颜色的变化，我们得出结论，热点是两个物体变化的主要原因，包括一个可能的棕矮星，热点温度在6000-7000 K范围内。对于第三个（#2），褐矮星或非常低质量的恒星，盘内边缘的不均匀性可能是变化的起源。根据斯皮策的中红外数据，我们确认，这三个高度可变的源包围的circum-sub-stellar磁盘。它们显示了金牛座T类天体的典型SED。使用SED模型，我们推断一个增强的scaleheight在磁盘中的对象#2，这有利于检测光盘的不均匀性的光变曲线，从而与信息的变化是一致的。在SOri星团中，大约每五个吸积的低质量天体中就有一个表现出持续的高光度变化。我们证明，在这样的对象的基本参数的估计，可以显着提高通过确定的程度和起源的变化。
2009-07-06 astro-ph.SR
Short- and long-term variability of young stars in the Orion Nebula Cluster and Molecular Cloud
我们使用甚大阵列对猎户座星云团和猎户座分子云进行了多时期的无线电连续监测。我们的观察揭示了19个来源的存在。除了源BN和C之外，源显示不同时期之间的变化。我们已经发现了与源I有关的大质量物体的可变性的初步证据。我们的观测还证实了5个源的射电通量密度在小时到天的时间尺度上的变化因子>2。其中一个耀斑源OHC-E是首次被探测到的。我们得出的结论是，无线电发射来自：i）高变非热回旋同步辐射产生的电子加速在前主序星的磁层; ii）热辐射从电离气体和/或加热尘埃周围的大质量物体和probands。结合我们的样品与其他射电监测和X射线目录，我们已经研究了51个射电/X射线星的性质。我们已经发现了几个线索，表明X射线活动与负责（至少是一部分）无线电发射的机制之间存在直接关系。我们已经估计了0.14耀斑日-1的射电耀斑率在该地区的dennis星团，这表明年轻恒星的射电耀斑比以前认为的更常见的事件。
2015-04-03 astro-ph.SR
High Energy Emission and its Variability in Young Stellar Objects
年轻的恒星表现出各种高能现象，从吸积和外流过程到局限在其外层大气中的热日冕等离子体，所有这些都受到强烈的恒星磁场的调节。这些现象的许多方面都有争议，但最值得注意的是，它们复杂的相互作用仍然模糊不清。在这项工作中，我报告这些现象是如何同时负责年轻恒星的高能量发射，特别关注的预期和观察到的X射线波段的变化。调查年轻恒星的X射线发射的变化，使我们能够对耀斑和日冕等离子体特性，日冕加热，吸积流特性和吸积几何形状构成约束。所有这些结果都是构建年轻恒星复杂磁层综合图像的重要基石。
2019-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Variability survey in the young open cluster IC 1805
年轻疏散星团IC 1805的变星巡天是正在弗罗茨瓦夫进行的北天疏散星团中寻找早期型变星计划的一部分（参见Jerzykiewicz et al. 2011及其参考文献）。我们特别感兴趣的脉动恒星，如仙王座β和SPB。这些恒星是非常有希望的星震学目标。特别是，富含这些变量的疏散星团可用于所谓的集合星震学（Saesen et al. 2010）。
2012-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variability of Ha emission in young stellar objects in the cluster IC 348
本工作的目的是识别和研究年轻星团IC 348中EW（Ha）变化的恒星天体。我们在几个时期进行了测光和无狭缝观测，以揭示可变对象。在127颗被测恒星中，有90颗的EW（Ha）存在显著的变化。在所有观测时期中，有32个物体被归类为CTT，69个被归类为WTT。这些样本中变量的比例约为60%。我们还确定了20个恒星物体，这不仅表现出相当的宽度的显着变化，但也改变了它们的明显的进化阶段。对在宽波长范围（从X射线到中红外线）内获得的数据进行的分析表明，Ha活动及其可变性的测量与用其其他参数（如X射线辐射和质量吸积率）测量的恒星物体的活动非常一致。EW（Ha）不仅在不同演化阶段的对象之间存在差异，而且在可变和不变对象之间也存在差异。CTT和WTT样本中的变量比非变量更活跃，尽管它们具有几乎相同的进化年龄。这些变量和非变量之间的另一个明显区别是它们的平均质量。来自CTT和WTT样本的变量明显比非变量更大。我们的数据证实了对其他恒星形成区的假设，即对于更大质量的CTT天体，吸积活动的衰减速度更慢。显然，类似的趋势也存在于WTT物体中，它们处于进化的后期阶段。恒星物体的可变性，改变了它们的进化类别，至少在一小部分，是由于它们是近距离双星，这影响和调节了它们的Ha发射活动。
2019-11-16 astro-ph.SR
How Variable is Accretion in Young Stars?
我们分析了40个经典金牛座T星吸积相关的发射线的变化，以探测年轻恒星天体吸积变化的程度。我们的分析是基于Tau-Aur和Cha I年轻恒星的多历元高分辨率光谱。对于所有的恒星，我们通常会获得四个光谱，涵盖从几个小时到几个月的时间尺度。作为吸积率的代理，我们使用H-α 10%宽度和CaII-8662线通量。我们发现，虽然这两个量是相关的，但它们的变异幅度是不相关的。转换为吸积率，钙通量表明典型的吸积率变化为0.35德克斯，32%超过0.5德克斯，而H-α 10%的宽度表明0.65德克斯的变化，66%超过0.5德克斯。我们的结论是钙通量是一个更强大的定量指标吸积比H-α 10%的宽度，和内在的吸积率的变化通常不超过0.5 dex的时间尺度上的天到月。在几天后达到最大程度的变化，这表明旋转是变异的主要原因。我们看到的推断吸积率下降后的光谱类型，反映了dM/dt与M的关系。在吸积体和非吸积体之间有一个间隙，表明吸积会迅速停止。我们的结论是，在dM/dt与M的关系的~2个数量级的散射是由对象到对象的散射，而不是固有的源的变化占主导地位。
2009-02-25 astro-ph.SR
X-ray variability of sigma Orionis young stars with ROSAT
我们使用的阿拉丁虚拟观测工具和高分辨率成像仪ROSAT档案数据搜索的X射线变化的天尺度在23个年轻的恒星在猎户座σ星团和背景星系。有五颗星显示出明确的耀斑，并且有概率p_var>> 99%是实际的变星。其中两次耀斑是剧烈而持久的，最长持续时间为6天，振幅为静止水平的8倍。我们将另外四颗恒星归类为可能的X射线变星，包括由B2Vp恒星sigma Ori E及其近距离的晚型伴星形成的双星系统。这使得猎户座σ星中高振幅X射线变化的最小频率超过一天的39%。这种X射线变化的发生率在具有中红外线通量过剩的经典金牛座T星中似乎比在快速旋转、无盘的年轻恒星中要低。
2009-03-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mid-Infrared Variation in Young Stars
自2003年以来，斯皮策太空望远镜提供了从3.6到24微米波段的银河系恒星形成的开创性视图。在低温任务期间（前5.5年），注意到这些波段的年轻恒星的变化，尽管通常只有几个观测时期。冷冻剂在2009年用完了，我们现在处于温暖的任务时代，最短的两个波段（3.6和4.5微米）继续基本上像以前一样发挥作用。斯皮策望远镜在这些波段的灵敏度和稳定性使得几个专门的监测项目能够在几分钟到几年的时间尺度上研究年轻恒星的变化。其中最大的项目是YSOVAR（Stauffer等人），但也有一些较小的项目。至少有多达2200个年轻恒星的光变曲线可能会出现，这些计划作为一个整体，使更详细的研究年轻恒星盘在红外线的相互作用，为更广泛的年龄和质量比以往任何时候都完成。早期的结果表明，变化的来源多种多样，包括尘埃云在磁盘，磁盘扭曲，恒星斑点和吸积。本文将回顾这些计划的一些最新成果。
2011-01-29 astro-ph.SR
27 years of Spaceborne IR Astronomy: An ISO, Spitzer, WISE and NEOWISE Survey for Large-Amplitude Variability in Young Stellar Objects
University of Toledo（托莱多大学）；Michigan State University（密歇根州立大学）；Florida Institute of Technology（佛罗里达理工学院）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）
本研究利用27年红外观测数据，发现年轻恒星对象存在大振幅变异性，且尘埃消光并非主要成因。
2026-01-28 astro-ph.SR
The Strength and Variability of the Helium 10830 Å Triplet in Young Stars, with Implications for Exosphere Detection
本研究针对年轻恒星高活动可能干扰系外行星大气质量损失光谱探测的问题，利用Habitable-zone Planet Finder观测年轻凌星宿主星的He 10830 Å三重线，明确其强度、变异性规律及影响因素，提出降低活动干扰的观测建议，为年轻系外行星外层大气探测提供参考。
2023-11-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Near-IR Variability in Young Stars in Cygnus OB7
我们提出的第一个结果，从124夜J，H，K近红外监测活动的暗云L1003在天鹅座OB 7，一个活跃的恒星形成区。使用3个季节的UKIRT观测跨越1.5年，我们获得了高质量的测光9,200颗恒星下降到J=17等，光度不确定性优于0.04马格。在近红外过剩的磁盘的基础上，我们确定了30个前主序星，其中包括24个是新发现的。我们分析了这些恒星，发现近红外过量是显着的变化。所有9，200颗恒星的光度变化都受到了监测;在视场恒星群中，约有160颗表现出近红外变化（占样本的1.7%）。在30个年轻恒星中，有28个（93%）是显著变化的。30个YSO中有25个具有近红外过量，与简单的盘加星经典T Tauri模型一致。其中9个（36%）在这些观测过程中和/或自2 MASS观测以来在颜色空间中漂移，使得它们越过定义NIR过量标准的边界;实际上，它们具有瞬态近红外过量。大约有一半的YSO的颜色空间变化平行于经典的金牛座T星轨迹或混合轨道，其中包括尘埃变红的轨迹。这表明，在拥有吸积盘的YSO中，近红外变化是由可变消光和内部吸积盘变化的组合引起的：吸积率、中心孔大小和/或内部盘的倾斜度。虽然某些变化可能是由于恒星旋转，但单个恒星的变化水平可能超过一个星等。这是一个强有力的经验建议，原行星盘是相当动态的，并表现出更复杂的活动，在短时间尺度上比归因于旋转单独或捕获在静态磁盘模型。
2012-06-04 astro-ph.SR
Long-term Stellar Variability in the Galactic Centre Region
我们报告的变星的检测范围内的11.5' x 11.5'的银河系中心（GC），其中包括拱和五重星系团，揭示了VISTA变星通过Lactea（VVV）调查。有353个源显示出KS波段的变化，其中绝大多数（81%）对应于红巨星，大多数处于渐近巨星分支（AGB）阶段。我们分析了52颗红巨星的长期趋势，这些红巨星不能被归类为典型的脉动恒星类别。计算了9个Mira变量的距离和消光，并讨论了所选消光定律对推导出的距离的影响。我们还报告了存在48个新确定的年轻恒星对象（YSO）的候选人在该地区。
2018-11-05 astro-ph.SR
A new prolonged decrease event in the brightness of the young stellar object V2492 Cygni
介绍了2018年4月至2020年9月期间收集的年轻恒星天体V2492 Cyg的BV（RI）c光度观测结果。这些观测是我们从2010年开始并持续至今的恒星监测的一部分。天鹅座V2492位于鹈鹕星云，它的变化可以用吸积和灭绝事件来解释。新的光度数据显示，这颗恒星在所有波段都继续表现出快速的不规则变化。于二零一九年三月至二零二零年五月期间，我们记录到V2492 Cyg的光变曲线持续下降事件。
2020-11-01 astro-ph.SR
Temperaments of young stars: Rapid mass-accretion rate changes in T Tauri and Herbig Ae stars
发射谱线的变化是年轻恒星的一个特征，可以用作研究吸积过程物理学的工具。在这里，我们提出了一个研究的Hα变化在15 T金牛座和赫比格Ae星（K7-B2）在广泛的时间窗口，从分钟，小时，天，年。我们使用线宽测量和线轮廓的时间序列来评估可变性。所有的物体都显示出在几天的时间尺度上逐渐缓慢的轮廓变化。此外，在三种情况下，有证据表明Hα的快速变化，典型的时间尺度为10分钟，这发生在总覆盖观测时间的10%。由线通量推断的平均吸积率变化在< 1小时的时间尺度上为0.01-0.07 dex，在日的时间尺度上为0.04-0.4 dex，在年的时间尺度上为0.13-0.52 dex。在Costigan等人2012年的研究中，我们得出了一个上限发现，即中间（天）变异性超过较长（年）变异性。在这里，我们的新结果，基于更高的节奏观测，也提供了一个较低的限制，吸积率的变化在类似的时间尺度（天），从而约束吸积率的变化物理在一个更明确的方式。一个合理的解释是，在几天的逐渐变化是一个不对称的吸积流导致旋转调制的吸积相关的排放，虽然其他的解释也是可能的。结合我们以前的工作，我们发现，时间尺度和变化的程度是相似的质量范围从~ 0.1到~ 5 Msol的对象。这证实了从金牛座T到赫比格Ae恒星的吸积是单一模式的-在很大的恒星质量范围内。
2014-03-18 astro-ph.SR
Precise High-Cadence Time Series of Five Variable Young Stars in Auriga with MOST
为了探索年轻恒星在大范围时间尺度上的变化，我们使用MOST卫星在金牛座-御夫座恒星形成复合体中的经典和弱线金牛座T星（TTS）上获得了24天的连续，亚分钟节奏，高精度光学测光。对御夫座AB、御夫座SU、御夫座V396、御夫座V397和HD 31305的观测显示，它们的亮度波动在1-10%的水平上，时间尺度从数小时到数周不等。我们进一步评估了傅立叶，小波和自相关技术的变化特性，确定一个显着的每星周期。我们提出了现货模型，试图适应的周期性，但发现我们不能完全解释所观察到的变化。相反，所有的恒星都表现出周期性和非周期性行为的混合，后者在不到几天的时间尺度上主导着随机性。去除主周期后，每个光变曲线的周期图都显示出与其他年轻吸积恒星一致的幂律趋势。我们的几个目标表现出不寻常的变化模式没有预期的先前的研究，我们认为，这种行为起源于拱星盘。MOST观测强调需要调查TTS光的变化在广泛的时间尺度，以阐明负责的物理过程，我们为未来的时间序列观测提供指导方针。
2013-01-31 astro-ph.SR
YOUNG Star detrending for Transiting Exoplanet Recovery (YOUNGSTER) II: Using Self-Organising Maps to explore young star variability in Sectors 1-13 of TESS data
Dept. of Physics, University of Warwick（华威大学物理系）；Centre for Exoplanets and Habitability, University of Warwick（华威大学系外行星与宜居性中心）
年轻的系外行星及其相应的宿主恒星是约束行星演化和行星-恒星相互作用时间尺度的迷人实验室。然而，由于年轻的恒星通常比年长的恒星更加活跃，为了发现更多年轻的系外行星，需要更多关于年轻恒星变化的知识。在这里，Kohonen自组织地图（SOM）被用来探索凌日系外行星调查卫星（TESS）第一年观测中存在的年轻恒星变化，这些知识对于未来执行年轻恒星的有针对性的去趋势很有价值。这种技术被发现是特别有效的分离信号的年轻的食双星和潜在的过境物体从恒星的变化，其中的列表中提供了本文。测试了自组织映射对已知变异性类别的预训练效果，但发现在没有来自TESS的显著训练集的情况下具有挑战性。SOM也被发现提供了一个直观的和翔实的概述TESS数据中的剩余系统学，提供了一个重要的新方法来解决光度数据集中的麻烦系统学。本文代表了更广泛的YOUNGSTER计划的第一阶段，该计划将使用基于机器学习的方法对年轻恒星进行分类和有针对性的去趋势，以改善较小的年轻系外行星的恢复。
2022-01-31 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Near-Infrared Variability in the Orion Nebula Cluster
我们利用位于莫纳克亚山上的联合王国红外望远镜，对形成恒星的猎户座星云团进行了一次新的近红外J、H、K监测巡天，在三个观测季节的120个夜晚进行了观测，总共历时894天。我们使用WFCAM仪器监测了约15，000颗J=20的恒星，并从我们的数据中提取了1203颗显著的变星。通过研究H-K，K色星等图中的年轻恒星（YSO）的变化，我们能够区分变化的物理机制。许多变量显示颜色行为，表明尘埃灭绝或磁盘/吸积活动，但我们发现，当监测较长的时间，一些恒星在这两个变化机制之间转移。此外，我们表明，在年轻的恒星盘/吸积变化的内在时间尺度比尘埃灭绝的变化。我们证实，变异幅度是统计相关的进化类在所有波段和颜色。我们对这1203颗变星的研究揭示了73颗周期性AA Tau型变星，许多大振幅和长周期（P > 15天）的YSO，包括三颗显示与环双星盘活动一致的宽间隔周期增亮事件的恒星，以及四颗新的食双星。这些现象和其他现象表明年轻恒星中发生的长期盘/吸积变率过程的活动。我们已经在线提供了这1203个变量的光变曲线和相关数据。
2015-05-15 astro-ph.SR
Revealing the Vertical Cloud Structure of a young low-mass Brown Dwarf, an analog to the beta-Pictoris b directly-imaged exoplanet, through Keck I/MOSFIRE spectro-photometric variability
年轻的褐矮星类似于巨大的系外行星，因为它们共享有效温度，近红外颜色和表面重力。因此，对年轻褐矮星的详细描述可能会为巨型系外行星的研究提供帮助，我们目前无法以足够的信噪比观察它们的大气层。2 MASS J22081363+2921215是一颗年轻的L3褐矮星，属于β-Pica-b年轻移动群（2300万年+/-300万年），与β-Pica-b巨型系外行星共享其有效温度和质量。我们用安装在凯克I望远镜上的MOSFIRE多目标摄谱仪对2 MASS J22081363+2921215进行了约2.5小时的J波段分光光度监测。我们测得其J波段光变曲线的最小变异幅度为3.22 +/-0.42%。2 MASS J22081363+2921215的最大和最小通量谱之间的比率显示出弱的波长依赖性和潜在的增强的变化幅度在碱性线。进一步分析表明，碱性线上的变异幅度高于整体变异幅度（4.5- 11%，取决于线）。如果我们将原始MOSFIRE光谱的分辨率降低到R~100，则这些谱线中的可变性幅度较低，这解释了为什么先前在HST/WFC 3光变曲线中没有发现这种潜在的碱性谱线增强的可变性。使用辐射传输模型，我们得到了不同的云层，可能会引入分光光度变化，我们观察到2 MASS J22081363+2921215，进一步支持测量增强的变化幅度在碱性线。我们提供了一个艺术的娱乐垂直云结构的β-Picadium b类似物…
2021-07-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Testing the bloated star hypothesis in the massive young stellar object IRAS 19520+2759 through optical and infrared variability
本研究利用多台望远镜及卫星的光学和红外存档数据，首次验证膨胀大质量年轻恒星天体候选体IRAS 19520+2759的理论周期变率，测得多波段周期并推算物理参数，证实其变率特征与膨胀MYSO脉动模型一致。
2025-03-20 astro-ph.SR
Fast Photometric Variability of Very Low Mass Stars in IC 348: Detection of Superflare in an M-dwarf
我们在这里提出的光学I波段光度变化的研究，直到$\simeq$ 19等的年轻（$\sim$ 2-3百万年）恒星形成区IC 348在英仙座分子云。我们的目标是探索包括褐矮星在内的极低质量恒星的快速自转（以小时为时间尺度）。从177光变曲线的样本，使用我们的新的I波段观测，我们检测到新的光度变化在22个年轻的M-矮星，包括6个BD，这是真正的成员在IC 348和良好的特点，在光谱类型的M-矮星。在22颗变星中，包括一颗BD在内的11颗M矮星表现出3.5 - 11小时的小时尺度周期性变化，其余的都是非周期性的。有趣的是，在2016年12月20日的一个晚上的数据中，在一颗年轻的M2.75矮星中检测到了一个光学耀斑。根据耀斑的光变曲线，我们估计出耀斑的能量为1.48 $\times$ 10 $^{35}$尔格.观测到的耀斑能量的不确定性为百分之几十，接近超级耀斑范围（$\sim$ 10 $^{34}$尔格），这是很少在活动的M矮星中观察到的。
2020-11-13 astro-ph.SR
An Adaptive Optics Survey of Stellar Variability at the Galactic Center
我们提出了一个$\approx 11.5$年的自适应光学（AO）研究恒星的变化和寻找食双星的中央$\sim 0.4$ pc（$\sim 10''$）的银河系核星团。利用Keck II NIRC 2成像仪（$K'$波段，$λ_0 = 2.124 \text{ } μ\text{m}$）对563颗恒星进行了测光测量.我们实现了$Δm_{K'} \sim 0.03$（$\approx 3\%$）的光度不确定性下限，与其他AO研究中实现的最高精度相当。大约一半的样本（$50 \pm 2 \%$）显示变异性。已知的早期型年轻恒星的$52 \pm 5\%$和已知的晚期型巨星的$43 \pm 4 \%$是可变的。这些变化率高于其他年轻的大质量恒星群或球状星团中的晚型巨星，并且可以在很大程度上由两个因素解释。首先，我们的实验时间基线是敏感的长期内在恒星的变化。第二，在前景消光屏的空间不均匀性后面的恒星自行会导致变化。我们恢复了两个已知的银河系中心食双星系统：IRS 16 SW和S4-258（E60）。我们将已知早期型恒星的银河系中心食双星比例限制为至少$2.4 \pm 1.7\%$。我们没有发现在年轻的S-恒星或年轻的恒星盘成员之间存在食双星的证据。这些结果与当地OB食双星的分数是一致的。我们发现了一个新的周期变量S2-36，周期为39.43天。需要进一步观察以确定这一来源的性质。
2018-11-12 astro-ph.SR
From pre- to young Planetary Nebulae: radio continuum variability
为了寻找变异性，我们用4.8、8.4和22.4 GHz的甚大阵观测了一个热的后AGB恒星和年轻行星状星云候选者的样本。这些辐射源之前已经在射电连续谱中被探测到，这证明了中央恒星已经开始电离它们的拱星包络，并且可以预期随着时间的推移，电离前沿的进展会导致射电通量的增加。在IRAS 18062+2410中已经发现了这种行为，其射电模型使我们能够确定其电离质量在8年内从10^{-4} M_sun增加到3.3 × 10^{-4} M_sun，并且其包络在较低频率下变得光学薄。不同的时间行为已被发现为其他三个来源。IRAS 17423-1755显示了可能的周期性图案和射电光谱指数的反转，正如从变化的恒星风中预期的那样。我们估计，射电流量来自中心恒星周围一个非常致密的区域（10^{15} cm），电子密度为2 × 10 ^6 cm^{-3}。IRAS 22568+6141和17516-2525的射电通量密度在4年内每年下降约10%。虽然通量密度随时间的线性增加表明了包层中电离前沿的进展，但减少以及准周期性模式可能表明存在不稳定的恒星风/喷流或吸收电离光子的厚尘埃包层。
2010-11-02 astro-ph.SR
Time Dependent Models of Magnetospheric Accretion onto Young Stars
经典金牛座T型星的吸积被认为是通过磁层过程的作用发生的，内部圆盘中的气体通过恒星磁场线被引导到恒星表面。年轻的恒星以随时间变化的方式吸积物质，这种变化的来源仍然是一个悬而未决的问题，特别是在最短的时间尺度上（~天）。使用一维时间相关的数值模拟，遵循场线几何形状，我们发现，对于逼真的年轻恒星，稳态跨音速吸积自然发生在没有任何其他来源的变异。然而，我们表明，如果内盘的密度在~天长的时间尺度上平滑地变化（例如，由于湍流），这种复杂性可导致在吸积柱中形成激波。这些冲击波沿着吸积柱传播，并最终撞击恒星，导致吸积率发生快速、大幅的变化。我们认为，当这些冲击击中恒星所观察到的时间依赖性将是吸积光度的快速增加，然后缓慢下降，并可能是一个解释的一些短期内观察到的变化吸积年轻的恒星。我们的一维方法将以前的分析工作与更复杂的多维模拟和观察联系起来。
2017-03-16 astro-ph.SR
The Arches cluster revisited. III. An addendum to the stellar census
拱门是银河系中最年轻、最密集、最庞大的星团之一。因此，它提供了一个独特的洞察已知的最大质量的恒星的生命周期和形成和生存的恒星聚集在极端条件下的银河系中心。在以前的研究中，我们提出了一个初步的恒星普查的拱门，在这项工作中，我们扩大了这一点，提供新的和修订的分类约30%的105光谱确定的集群成员，以及区分潜在的大规模离家出走。这次测量的结果强调了拱的均匀性和表观共变性，并证实了WC子型和预测光度的无H沃尔夫射线的缺乏。我们完整数据集的深度增加也为主序星群提供了更好的约束;随着首次识别O9.5 V星，我们现在对初始质量从~ 16 Msun到> 120 Msun的恒星进行光谱采样。事实上，根据我们扩大的恒星普查，我们可能预期拱门内有>50颗恒星出生时的质量> 60 Msun，而所有105个光谱证实的星团成员都有足够的质量在它们死亡时留下相对论残留物。此外，主序星群明确的观测性质将是至关重要的建设适合银河系中心的消光定律，从而定量分析的拱门人口和随后的集群初始质量函数的确定。
2018-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
CSI 2264: Simultaneous optical and infrared light curves of young disk-bearing stars in NGC 2264 with CoRoT and Spitzer-- evidence for multiple origins of variability
我们提出的协调天气调查NGC 2264，连续30天的多波长光度监测活动超过1000年轻的集群成员使用16台望远镜。多波长，高精度，高节奏和长时间数据的前所未有的组合打开了一个新的窗口，进入年轻恒星物体的时域行为。在这里，我们提供了一个观察的概述，重点是斯皮策和CoRoT的结果。这项工作的亮点是详细分析了162个经典的金牛座T星，我们可以探测光学和中红外通量变化到1%的振幅和亚小时的时间尺度。我们提出了一个形态变异普查，然后使用周期性，随机性和对称性的指标统计分离的光变曲线分为七个不同的类，我们建议代表不同的物理过程和几何效应。我们提供的特征时间尺度和振幅的分布，并评估每个类内的分数表示。最大的类别（>20%）是具有持续约1-5天的离散衰落事件的光学“勺形”。光学和红外线曲线之间的相关程度是正的，但弱;值得注意的是，独立分配的光学和红外形态类往往是不同的相同的对象。相对于（circum）恒星性质的通量变化行为的评估揭示了与H $α$排放和有效温度的变异参数的相关性。总的来说，我们的研究结果指出了年轻恒星变异的多个起源，包括星周遮蔽事件，恒星和/或盘上的热点，吸积爆发，以及内盘的快速结构变化。
2014-03-14 astro-ph.SR
Radio observations of massive stars in the Galactic centre: The Arches Cluster
我们提出了高角分辨率的射电观测的拱星系团在银河系中心，在银河系中最大的年轻的集群之一。数据是在两个时期，在6和10 GHz的卡尔G。Jansky Very Large Array（JVLA）达到的均方根噪声比以前的观测结果好三到四倍，我们几乎使星团中已知的射电星数量增加了一倍。其中九个光谱指数与电离恒星风的热辐射一致，一个是确认的碰撞风双星（CWB），两个来源是模棱两可的情况。关于变异性，无线电发射似乎在几到十年的时间尺度上是稳定的。最后，我们表明，射电星的数量可以作为一个工具，用于约束的年龄和/或质量的集群，也是它的质量函数。
2021-01-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining the Variability and Binary Fraction of Galactic Center Young Stars
我们目前的限制，在中央10角秒（~0.4 pc）的银河系银河系中心（GC）使用凯克自适应光学数据超过12年的基线的年轻恒星的变异性和二元性。考虑到我们实验的光度不确定性，我们样本中至少有36%的已知早期恒星是可变的。我们通过寻找周期性的变化来识别食双星系统。在我们的光谱确认的样本和可能的早期类型的恒星，我们发现了两个以前发现的GC食双星系统。通过对食双星系统的蒙特卡罗模拟，我们得到了主序星、早型星在GC上的可能双星比例，发现在90%的置信度下，主序星、早型星的可能双星比例至少为32%。
2016-10-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
WISE Discovery of Mid-infrared Variability in Massive Young Stellar Objects
我们系统地研究了中红外（MIR; $λ>3 ~μ$ m）的时间变化的均匀选择$\sim800$大质量年轻恒星对象（MYSO）的红MSX源（RMS）调查。在这806个源中，通过对MYSO位置与ALLWISE和NEOWISE星表的交叉匹配，我们获得了331个源在3.4~ $μ$ m（W1）和4.6~ $μ$ m（W2）波段上的可靠的9年和平号星等变率数据。在使用ALLWISE数据应用变异性选择后，我们确定了5个MIR变量候选者。光变曲线具有周期性、平台状和杓型等特征。在获得的W1和W1 $-$ W2的两个色星等图中，一个显示出“越亮越蓝，越暗越红”的变化趋势，表明灭绝或吸积速率的变化。最后，我们的结果表明，G335.9960 $-$ 00.8532（以下简称G335）具有周期性光变曲线，具有$\approx 690$ -天周期。光谱能量密度模型拟合结果表明，G335是一个相对进化的MYSO;因此，我们可能正在目睹一个超紧凑或超紧凑的HII区域的非常早期阶段，这是理解MYSO进化的关键来源。
2019-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The young low-mass star ISO-Oph-50: Extreme variability induced by a clumpy, evolving circumstellar disk
ISO-Oph-50是~Myr古老蛇夫座恒星形成区中的一个年轻低质量天体，其光学/近/中红外亮度发生了2-4等的剧烈变化。我们提出了新的多波段测光和近红外光谱，结合现有文献数据的概要。根据光谱学，该来源被确认为中M矮星，有证据表明正在进行吸积。近红外光变曲线显示出大尺度的变化，在IJHK波段有2-4等的振幅，当物体微弱时通常会更蓝。接近其最亮的状态，对象显示颜色变化一致的变量消光dAV~7马格。高节奏监测在3.6亩揭示准周期性变化与典型的时间尺度为1-2周。对这些特征的最好解释是通过星周物质看到的低质量恒星，其复杂的变化是由盘内部的不均匀性变化引起的。当微弱时，恒星的直接辐射被阻挡;近红外辐射主要是散射光。当明亮时，发射与被星周尘埃强烈变红的光球一致。根据现有的限制，不均匀性必须位于或超过~0.1 AU距离的恒星。如果这种情况被证明是正确的，内盘的主要部分必须是混乱的，结构化的，和/或混乱的。在其观测特征中，该天体类似于其他类型的YSO，其内部圆盘具有可变性。然而，与其他物体相比，ISO-Oph-50显然是一个极端的情况，因为它的亮度和颜色变化幅度很大，而且行为不稳定。自2013年以来，ISO-Oph-50一直接近其最亮状态;强烈鼓励进一步监测。
2015-04-14 astro-ph.SR
Variability of young stellar objects in the star-forming region Pelican Nebula
2012-2013年，我们在恒星形成区鹈鹕星云（IC 5070）以$BVRI$波长观测了90个夜晚的$16'\times 16'$场。利用$VRI$波段的250多个历元，对$V\sim 21$ ~ ma的变星进行了识别和分类，给出了一个包含67颗主序前变星的95颗变星的光学时间序列测光星表，包括周期、平均星等和分类。根据光变曲线的变化以及利用光学和红外数据以及Gaia DR 2天体测量的色-色图和色-星等图上的位置，主序前变星被进一步分类为候选的经典金牛座T星和弱线金牛座T星。经典的金牛座T星显示的变化幅度高达三倍的最大波动在无盘的弱线金牛座T星，表现出强烈的周期性变化。我们的测光在单个夜晚内忽略了短期的变化。几个经典的金牛座T星显示长期（$\geq 10$天）的单一或多个衰落和增亮事件，在光学波长的几个量级。根据等时线拟合和光谱能量分布，主序前变量的典型质量和年龄分别估计为$\le 1~M_\odot$和$\sim 2$ Myr。我们没有发现前主序星的光学振幅或周期与物理参数（质量和年龄）之间的任何相关性。
2019-06-01 astro-ph.SR
