用VEGA/CHARA干涉仪研究β Cep的封闭环境

用VEGA/CHARA光谱干涉仪在亚AU空间分辨AB Aur的H $α$线形成区

The H$α$ line forming region of AB Aur spatially resolved at sub-AU with the VEGA/CHARA spectro-interferometer

恒星形成中的一个关键问题是理解物质在年轻恒星上吸积和喷射的物理机制。CHARA阵列上的可见光谱仪VEGA可以成为探测亚AU热拱星气体结构和运动学的有效手段。首次利用VEGA低光谱分辨率在两条基线上观测了赫比格Ae星AB Aur的H $α$发射线。计算并标定了610 ~ 700 nm的光谱宽度。为了同时再现谱线轮廓和可见度，我们使用了1-D辐射转移代码，该代码计算球形几何中氢原子的能级布居和合成光谱干涉观测值。我们清楚地解决了AB Aur在H $α$线和连续的一部分，即使在最小的基线34米。小天鹅座P星的吸收特征是外流的指示，但不能用球形恒星风模型来解释。相反，它倾向于磁离心X盘或盘风几何。光谱可见度的拟合不能仅用风来解释，因此我们认为亮度不对称可能是由大尺度星云或已知的螺旋结构引起的，从而导致H $α$周围的可见度调制。由于VEGA的独特功能，我们首次成功地同时记录了分辨率为1700的光谱和可见光范围内的光谱，目标微弱到$m_{V}$ = 7.1。可以排除AB Aur风的球形几何形状，并提供现实的解决方案来解释与磁离心加速度兼容的H $α$发射。这项研究说明了光学干涉测量的优点，并激发了对其他明亮年轻恒星的观测，以揭示吸积/喷射过程。

Herbig Ae星HD 101412的丰度：Abducent异常; Lambda Boo-Vega特征？

Abundances in the Herbig Ae star HD 101412: Abundance anomalies; Lambda Boo-Vega characteristics?

背景：最近的注意力已经转向非常年轻的恒星之间的丰度变化。目的：利用Herbig Ae星HD 101412异常尖锐的谱线，对该星的丰度进行详细研究。方法：高分辨率光谱测量准确的波长和等效宽度。Balmer线拟合和电离平衡给出了Teff和log（g）之间的关系。异常异常和不确定的红化排除了使用光谱类型或光度法来固定Teff。激发温度用于打破Teff和log（g）之间的简并性。结果：强线受到异常饱和，不能通过假设一个低的微湍流被删除。通过限制分析弱（<= 20 m[A]）线，我们发现中性和电离物质的一致结果，基于Teff = 8300 K和log（g）=3.8的模型。光球层中的大多数难熔元素都已耗尽，而挥发物则是正常的，或者在氮的情况下，相对于太阳来说过剩。这些异常不同于Ap或Am星的异常。结论：我们认为，强谱线的异常饱和是由于从圆盘下落的物质加热了大气上层。总体丰度模式可能与在Lambda Boo恒星中发现的有关，尽管耐火元素的消耗更温和，更像织女星。然而，中间挥发性锌被耗尽，排除了一个简单的解释的丰富模式的气体颗粒分离。

用VEGA/CHARA干涉仪对天津四和参宿七的H α谱线形成区的时间、空间和光谱分辨率

Time, spatial, and spectral resolution of the Halpha line-formation region of Deneb and Rigel with the VEGA/CHARA interferometer

BA型超巨星是最明亮的恒星之一。它们在河外环境中是可以观测到的，因此可能是精确的距离指标。BA超巨星参宿七（B8 Ia）和天津四（A2 Ia）的H α线的发射活动表明存在局部的时间依赖的质量喷射。在这里，我们采用光学干涉法研究在这些恒星环境中的H α线形成区域。在CHARA干涉仪上安装了可见光复合器VEGA，利用S1 S2列阵基线（34 m）获得了H α的高空间分辨率（0.001 arcsec）和高光谱分辨率（R= 30000）观测。在2008年和2009年对天津四进行了六次独立观测，2009年对参宿七进行了两次观测。我们用一维非LTE辐射传输代码CMFGEN分析了这个数据集，并使用Balmer线和连续光子评估了风对可见光和近红外干涉特征的影响。我们观察到参宿七和天津四的H α能见度下降，这表明线形成区域扩大（1.5-1.75 R*）。我们观察到天津四在SiII 6371线的能见度显著下降。我们见证了天津四的微分相位的时间变化，这意味着一个不均匀和不稳定的星周环境，而没有这样的变化是在微分vibrium。天津四的辐射传输模型，考虑到星风质量损失，相当好地解释了观测到的Halalpha能见度的下降。根据观测到的微分衰变率，我们估计天津四的质量损失率变化不到5%。

织女星的快速旋转和复杂的磁场几何

The rapid rotation and complex magnetic field geometry of Vega

最近在正常中等质量恒星织女星表面发现的弱磁场，提出了一个问题，即这种磁性的起源是在一类不知道有磁场的恒星中。我们的目标是确认现场检测，并提供额外的观测约束的场特性，通过建模的恒星的磁几何形状，并通过调查重建场的季节性变化。我们分析了2008年和2009年期间使用NARVAL和ESPaDOnS分光偏振仪收集的799个圆偏振光谱。我们采用互相关程序从每个光谱计算平均极化线轮廓，其信噪比约为20，000。利用塞曼-多普勒成像技术确定了织女星的自转周期，并重建了织女星在两个不同时期的大尺度磁几何结构。我们确认检测圆偏振签名的平均线配置文件。当选择更高磁灵敏度的谱线进行分析时，特征的幅度更大，正如对磁源信号所预期的那样。极化信号的短期演化与0.732 \pm 0.008 d的旋转周期一致。重建的磁拓扑揭示了一个磁区域的径向场取向，紧密集中在旋转磁极周围。这种极地特征伴随着低纬度地区的少量磁斑。在一年的时间跨度内没有观察到显着的变化，在现场结构。对织女星上微弱光球磁场的重复观测表明，在中等质量区域存在一种以前未知的磁星。织女星很可能是第一个被证实的成员，一个更大的，尚未探索的弱磁性恒星。

特超巨星 RW Cephei 的大变暗：CHARA Array 图像与光谱分析

The Great Dimming of the hypergiant star RW Cephei: CHARA Array images and spectral analysis

本文利用 CHARA Array 干涉仪首次获得特超巨星 RW Cephei 的分辨图像和近红外光谱，揭示其深度变暗由表面物质抛射形成的尘埃云部分遮挡光球层所致，并测得恒星半径为 900-1760 倍太阳半径。

利用CHARA阵列干涉仪对经典造父变星的多色观测：表面亮度-颜色关系、投影因子和临边昏暗

Multi-chromatic observations of classical Cepheids using the CHARA Array interferometer: Surface brightness-colour relation, projection factor, and limb-darkening

本研究利用CHARA阵列干涉仪多色观测经典造父变星，校准表面亮度-颜色关系并测量投影因子和临边昏暗，提高了Baade-Wesselink方法的距离测量精度。

Discovery and Characterization of a Rare Magnetic Hybrid $β$ Cephei Slowly Pulsating B-type Star in an Eclipsing Binary in the Young Open Cluster NGC 6193

As many as 10\% of OB-type stars have global magnetic fields, which is surprising given their internal structure is radiative near the surface. A direct probe of internal structure is pulsations, and some OB-type stars exhibit pressure modes ($β$ Cep pulsators) or gravity modes (slowly pulsating B-type stars; SPBs); a few rare cases of hybrid $β$ Cep/SPBs occupy a narrow instability strip in the H-R diagram. The most precise fundamental properties of stars are obtained from eclipsing binaries (EBs), and those in clusters with known ages and metallicities provide the most stringent constraints …

用CHARA阵列II：$ω$仙女座、HD 178911和仙王座分离的边缘包观测

Separated Fringe Packet Observations with the CHARA Array II: $ω$ Andromeda, HD 178911, and ξ Cephei

当使用光学长基线干涉仪（OLBI）观测时，双星中的组成部分被充分分离，产生它们自己的干涉条纹包;这些被称为分离条纹包（SFP）双星。这些SFP二进制可以重叠的角度分离与制度的系统可分辨的散斑干涉在单一的，大口径望远镜，并可以提供额外的测量初步轨道缺乏良好的相位覆盖，帮助约束元素已经建立的轨道，并定位新的二进制之间的边界的光谱调查和散斑干涉的欠采样制度。在这个过程中，能见度校准星是不需要的，和分离的条纹包可以提供一个准确的矢量分离。在本文中，我们将SFP方法应用于ω仙女座，HD 178911和仙王座，在CHARA阵列上使用CLIMB三光束合束器。对于这些系统，我们确定ω仙女座的组件质量和视差为0.963 ${\pm}$ 0.049 $M_{\odot}$和0.860 ${\pm}$ 0.051 $M_{\odot}$和39.54 ${\pm}$ 1.85毫角秒（mas），对于HD 178911，0.802 ${\pm}$ <0.055 $M_{\odot}$和0.622 ${\pm}$ <0.053 $M_{\odot}$，28.26 ${\pm}$ <1.70 mas，造父变星的质量为1.045 ${\pm}$ 0.031 $M_{\odot}$和0.408 ${\pm}$ 0.066 $M_{\odot}$和38.10 ${\pm}$ 2.81 mas。

SPB / $\mathbfβ$ Cep混合磁致伸缩器HD 43317的磁性表征

Magnetic characterization of the SPB/$\mathbfβ$ Cep hybrid pulsator HD 43317

大质量恒星表面的大规模磁场不仅影响恒星的最外层，而且对内部深处也有影响，只有通过星震学才能观测到。我们进行了详细的描述的偶极磁场在B3.5V星HD 43317，SPB/ $β$ Cep混合闪烁器的表面，通过研究档案和新的Narval光谱偏振旋转调制磁场。此外，我们采用了基于网格的方法来比较塞曼签名与模型配置文件。通过研究由同向旋转表面丰度不均匀性引起的Narval和HARPS光谱中He线的旋转调制，我们将旋转周期更新为$0.897673\pm0.000004$ d。旋转轴和观测者视线之间的倾斜角仍然不明确，因为斯托克斯V的变化水平很低，恒星脉动模式导致强度分布变形。旋转轴和磁轴之间的夹角被限制为$β\in [67,90]^{\circ}$，偶极磁场的强度为1 kG到1.5kG的量级。恒星表面的这个磁场足够强，足以保证均匀旋转的辐射包络线，从而减少对流核心过冲，这在未来的正演地震建模中应该是可见的。

造父变星和RR天琴座变星的平方根二周期比

Square root two period ratios in Cepheid and RR Lyrae variable stars

我们记录了一些造父变星和天琴座RR型变星的存在，这些变星具有以前未被认识的特征。这些恒星表现出主脉动除以次脉动的周期比P1/P2非常接近sqrt（2）的性质。这些类型的其他恒星的周期比没有显示出与一个密切的协会和一个单一的显着的非调和数集群。仔细检查发现，这些恒星的偏差为几倍~0.06%。这种偏离似乎以约0.000390（4）的离散阶跃存在，表明在这种振荡中可能存在一种精细结构。

对BA超巨星风活动的高空间分辨率监测

High spatial resolution monitoring of the activity of BA supergiant winds

目前有两个光学干涉测量复合器，可以提供优于10000的光谱分辨率，AMBER/VLTI工作在H-K波段，VEGA/CHARA，最近委托，在可见光。这些仪器非常适合研究我们附近最明亮的AB超巨星的风活动，如H $α$或Br Gamma。我们在此介绍对参宿七（B8 Ia）和天津四（A2 Ia）进行的首次此类观测。参宿七在2006-2007年和2009-2010年的两次活动中受到了AMBER的监测，VEGA在2009年进行了观测;而天津四则在2008-2009年由VEGA进行了监测。精确测量了Halpha和BrGamma谱线形成区的延伸，并与两颗星的CMFGEN模型进行了比较。此外，在不同的能见度和相位中观察到明显的活动迹象。这些先驱的观测仍然是有限的，但显示的路径，更好地理解的空间结构和时间演化的局部喷射使用光学干涉。

VEGA/CHARA探测的奇特快速旋转恒星51 Oph

The peculiar fast-rotating star 51 Oph probed by VEGA/CHARA

恒星自转是我们理解中等质量和大质量恒星的质量损失和演化的关键。它可以导致各向异性的质量损失的形式辐射风或排泄盘。我们希望在空间上解决的光球和气体环境的51 Oph，一个特殊的恒星与一个非常高的vsin（i）的267公里秒$^{-1}$和一个进化的状态，仍然没有解决。它被不同的作者分类为Herbig，$β$ Pic或经典Be星。我们使用的VEGA可见光束组合器安装在CHARA阵列，达到亚毫弧秒的分辨率。观察集中在H $α$发射线上。首次导出了51Oph光球的拉伸和压扁。我们发现长轴$θ_{\mathrm{eq}}$ =8.08 $\pm$ 0.70 $R_\odot$和短轴$θ_{\mathrm{pol}}$ =5.66 $\pm$ 0.23 $R_\odot$。如此高的光球层扭曲表明这颗恒星的旋转速度接近临界速度。最后，使用光谱干涉测量的H $ α$线，我们约束的拱星环境的几何形状和运动学，并表明，在5.2 $\pm$ 2R $_{*}$磁盘开普勒旋转的排放。从可见光的角度看，51 Oph具有经典Be星的所有特征：近临界自转和双峰H $α$线，产生于开普勒自转的气体盘中。然而，这并不能解释在中红外和毫米光谱中看到的尘埃的存在，51 Oph的演化状态仍然没有确定。

TESS 任务观测到的含 $\eta$ Cep 星的食双星的整体脉动特征

Ensemble pulsational characteristics of eclipsing binaries containing $β$ Cep stars observed by the TESS mission

本研究分析 TESS 观测的 65 颗食双星中 $\eta$ Cep 星的脉动特征，结合星震学建模推导内部性质，发现多数系统准刚性旋转，脉动振幅与频率负相关，与轨道周期无关。

经典造父变星FF Aql和T Vul - CHARA/FLUOR近红外干涉观测的平均角直径、距离和脉动模式

Mean angular diameters, distances and pulsation modes of the classical Cepheids FF Aql and T Vul - CHARA/FLUOR near-infrared interferometric observations

我们报告的第一个角直径测量的两个经典造父变星，FF Aql和T Vul，我们已经获得了与FLUOR仪器安装在CHARA干涉阵列。我们获得FF Aql和T Vul的平均肢体变暗角直径分别为θ_LD = 0.878 +/- 0.013 mas和θ_LD = 0.629 +/- 0.013 mas。将这些角直径与HST-FGS三角形半径相结合，分别得到线性半径R = 33.6 +/- 2.2 Rsol和R = 35.6 +/- 4.4 Rsol。与经验和理论的周期半径关系的比较导致的结论是，这些造父变星脉动的基本模式。脉动模式的知识是最重要的校准周期亮度关系与一个统一的基本模式造父变星的样本。

造父β型变星中的X射线脉动

On X-ray pulsations in beta Cephei-type variables

仙王座β型变星是早期的B型恒星，其特征是在它们的光学光变曲线中可以观察到振荡。至少有一个β Cep变量也显示出X射线的周期性变化。在这里，我们研究的X射线光变曲线在β Cep-变量的样本调查如何常见的X射线脉动是这类恒星。我们搜索了钱德拉和XMM-牛顿X射线档案，并选择了这些望远镜观察到的至少三个光学脉冲周期的恒星。我们检索并分析了kappa Sco、beta Cru和alpha Vir的X射线数据。对这些物体的X射线光变曲线进行了研究，以检验其可变性和周期性。虽然有一个微弱的迹象表明，X射线的变化在β Cru，我们没有发现统计上显着的证据，X射线脉动在我们的任何样本恒星。这可能是由于数据质量不足或实际缺乏调制。新的、更敏感的观察应该解决这个问题。

β Cep、SPB和Be星的磁场

Magnetic fields in beta Cep, SPB, and Be stars

最近的观测和理论研究结果强调了磁场对大质量恒星结构、演化和环境的潜在意义。根据它们的光谱和光度行为，上主序星B型星被划分为不同的类别，例如β Cep星和缓慢脉动B（SPB）星、富氦和缺氦Bp星、Be星、BpSi星、HgMn星或正常B型星。所有这些组的特征在于不同的磁场几何形状和强度，从低于几个高斯的检测极限到几十kG的场。我们的合作是第一个系统地研究不同类型主序星B的代表性样本中的磁场。在这篇文章中，我们给出了一个概述，我们已经了解到，在过去几年中有关磁场β Cep，SPB和Be星。

用K2空间测光发现新的$β$ Cep散射子

New $β$ Cep pulsators discovered with K2 space photometry

我们提出了三个新的$β$ Cep脉动发现，三个新的频率分组的脉动，和频率模式的B3 Ib星，所有这些都显示了高达约17 d $^{-1}$的脉动，与K2空间任务测光。基于傅立叶分析和迭代预白化，我们提出了一个分类和评估的潜力，asteroseismic建模。我们包括三个新的$β$ Cep振荡器CD-28 12286、CD-27 10876、LS 3978的脉动频率列表，以及已知的$β$ Cep振荡器HD 164741的附加脉动模式频率。此外，我们还讨论了在新的振荡器HD 169173中发现的规则频率间隔，并讨论了它的起源。我们将新发现的变量放置在颜色星等图中，使用Gaia-DR2的视差，展示它们在大质量恒星域中的近似位置。在从高分辨率时间序列光谱学和/或多色光度学中确定至少一个脉动频率之后，这些多周期脉动器的确定频率列表是未来正演地震建模的良好起点。

大振幅β造父变星V1449 Aql的强磁场

The strong magnetic field of the large-amplitude beta Cephei pulsator V1449 Aql

只有极少数的仙王座β星的磁场的行为在旋转周期进行了研究。在过去的两年中，我们已经获得了多历元偏振光谱的β仙王座恒星V1449 Aql与SOFIN在北欧光学望远镜搜索的旋转周期和约束的几何形状的磁场。平均纵向磁场测量在13个不同的时期。新的测量，连同以前的FORS 1测量，已被用于频率分析和表征的磁场。V1449 Aql拥有迄今为止最强的纵向磁场，在仙王座β星中高达700 G。由此得到的周期图显示出三个主峰，最高峰位于f= 0.0720 d ^-1处，对应的周期为P= 13.893 d。磁场的几何形状可以用一个中心偶极子来描述，其极磁场强度B_d约为3 kG，磁轴与旋转轴的倾角β为76 ± 4 °。到目前为止，最强的纵向磁场是在仙王座β星V1449 Aql和xi ^1 CMa中探测到的，它们具有很大的径向速度振幅。它们的峰间振幅分别达到~ 90 km/s和~ 33 km/s。最后，我们简要地讨论了目前已知的八颗仙王座β星和候选仙王座β星在赫兹-罗素（H-R）图中的位置。

超巨星 RW Cephei 在大变暗之后重新变亮阶段的时间演化图像

Time-Evolution Images of the Hypergiant RW Cephei During the Re-brightening Phase Following the Great Dimming

本研究利用 CHARA Array 多历元观测，对比超巨星 RW Cep 在大变暗及重新变亮阶段的图像，发现其西侧重现且角直径增大 8%，表明变暗由表面物质抛射产生尘埃云遮挡光球层所致。

热甲醇在6.7GHz脉泽星形成区的分布和激发;附近的仙王座A

Distribution and excitation of thermal methanol in 6.7 GHz maser bearing star-forming regions; I. The nearby source Cepheus A

本研究的目的是调查周围Cep A的甲醇气体的分布和激发，并描述该地区的物理条件。此外，还测定了大尺度的丰度分布，以便了解甲醇脉泽发生的恒星形成区的形态和运动学。甲醇的空间分布进行了研究，通过映射线发射，以及柱密度和激发温度，这是估计使用旋转图。对于有限数量的位置，使用非LTE模型检查参数。此外，甲醇丰度的分布是通过与档案尘埃连续地图的比较得出的。在以Cep A HW 2源为中心的0.3x0.15 pc区域内检测到甲醇，显示出流出特征。大多数气体的特征是具有中等温暖的旋转温度（30- 60 K）。在中心位置检测到两个速度分量具有不同的激励特性，第一个与大规模外流有关。第二个分量，唯一地在中心位置检测到，可能与脉泽发射在更小的尺度上的2”。详细的分析表明，最高的密度和温度发生在这些内部组件。在内部区域，尘埃和气体被示出具有不同的物理参数。甲醇的丰度在10 E-9 - 10 E-7范围内推断，在脉泽位置的丰度峰值。大规模的甲醇的几何形状是根据以前的确定的Cep A的几何形状，特别是那些从甲醇脉泽。的动力学和化学的时间尺度是一致的甲醇起源于一个单一的驱动源与HW 2对象和脉泽在其赤道地区。

在武仙座ι B3V星中寻找弱或复杂磁场

A search for weak or complex magnetic fields in the the B3V star iota Herculis

利用加拿大-法国-夏威夷望远镜的ESPaDOnS分光偏振计，在2012年连续5个夜晚获得了B3V恒星$ι$~Her的128个高信噪比Stokes $V$光谱，目的是寻找弱和/或复杂磁场的存在。最小二乘反卷积平均分布是从单个光谱计算的，在单个夜晚和整个运行中取平均值。在所有配置文件中都没有检测到塞曼签名。与零分布中的$-0.22 \pm 0.32$ G相比，总平均分布中的纵向磁场被测量为$-0.24 \pm 0.32 $ G。因此，我们的观测没有提供证据证明存在类似于Lignieres等人（2009）在A0V恒星Vega中观察到的塞曼签名。我们从三个方面来解释这些观察结果。首先，我们比较LSD配置文件与合成斯托克斯$V$配置文件对应的组织（偶极）磁场，我们发现一个上限约8 G的极性强度的任何表面偶极子存在。其次，我们将总平均轮廓与Kochukhov & Sudnik（2013）的随机磁点拓扑结构相对应的计算进行比较，推断在我们的数据中应该检测到2度半径、强度为2 - 4 G和填充因子为50%的点（如果存在）。最后，我们将观测结果与织女星表面磁图对应的合成$V$剖面进行了比较（Petit等人，2010年）计算了$ι$ Her的光谱特性。我们得出结论，虽然我们不太可能检测到与Vega相同的磁场，但我们可能检测到峰值强度约为30 G的磁场，也就是说强度大约是织女星的四倍。

冷巨星和超巨星大气层II的断层摄影。红超巨星$μ$ Cep大气中对流的特征

Tomography of cool giant and supergiant star atmospheres II. Signature of convection in the atmosphere of the red supergiant star $μ$ Cep

红超巨星是冷质量恒星，是宇宙中最大和最明亮的恒星。它们的特点是不规则或半规则的光度变化，其物理原理尚不清楚。本文利用层析方法导出了红超巨星$μ$ Cep的速度场，并将其与光度变化联系起来。层析成像方法允许恢复的视线速度分布在恒星盘和不同的光学深度切片。该方法被应用到一系列的高分辨率光谱的$μ$ Cep，这些结果进行了比较，从3D辐射流体动力学CO 5 BOLD模拟的红超巨星。在速度场的波动与光度和光谱的变化进行比较，后者是来自TiO带强度和服务（至少部分）代理的有效温度的变化。层析成像方法揭示了速度和光谱/光度变化之间的相移。这种相移导致温度-速度平面中的滞后回线，其时间尺度为几百天，类似于光度计。在$μ$ Cep中测量的滞后回线时间尺度与干扰对流模式的声波的时间尺度之间的相似性表明，这种波在触发滞后回线中起重要作用。

根据长基线干涉测量~ III得到的银河造父变星的多重性。$δ$ ~Cephei近伴星相对亮度的次百分极限

Multiplicity of Galactic Cepheids from long-baseline interferometry~III. Sub-percent limits on the relative brightness of a close companion of $δ$~Cephei

我们报告新的CHARA/MIRC干涉观测造父变星原型$δ$ Cep，其目的是检测新发现的光谱伴侣。在与造父变星$r < 25$ mas、$25 < r < 50$ mas和$50 < r < 100$ mas的相对距离内，我们分别达到了最大动态范围$ΔH $ = 6.4、5.8和5.2 mag。我们的观测没有显示出有伴星存在的有力证据。我们在$3σ$有一个边缘检测，通量比为0.21\%，但没有令人信服的，因为我们发现了其他可能的可能位置。对于前面提到的$r$范围，我们排除了光谱类型分别早于F0 V，A1 V和B 9V的伴星的存在。根据我们估计的灵敏度极限和造父变星的光变曲线，我们推导出这颗可能伴星的$H$波段的下限星等分别为$H_\mathrm{comp} > 9.15, 8.31$和7.77等，分别对应于$r < 25$ mas、$25 < r < 50$ mas和$50 < r < 100$ mas。我们还发现，为了与预测的轨道周期一致，伴星必须位于投影分离$< 24$ mas处，其光谱类型晚于F0 V星。

O型星DH Cep和HD 97434的X射线辐射

X-ray emission from O-type stars : DH Cep and HD 97434

我们目前的X射线发射特性的大质量O型星DH Cep和HD 97434使用档案XMM牛顿观测。没有令人信服的证据表明观测期间X射线强度的短期变化。但对它们的光谱分析表明，它们的X射线结构符合双温等离子体模型。由DH Cep和HD 97434的X射线谱得到的氢柱密度与其相应的主星团NGC 7380和Trumpler 18的红化测量结果一致，表明恒星风的吸收可以忽略不计。从这些热恒星的X射线发射的标准不稳定性驱动的风激波模型的解释。

Star formation around three co-moving HAeBe stars in the Cepheus Flare

The presence of three more Herbig Ae/Be (HAeBe) stars in the Cepheus Flare within a 1.5$^{\circ}$ radius centered on HD 200775 suggests that star formation is prevalent in a wider region of the LDN 1147/1158, LDN 1172/1174, and LDN 1177 clouds. A number of young stellar objects (YSOs) are also found to be located toward these clouds. Various star formation studies indicate ongoing low-mass star formation inside this region. Sources associated with less near-infrared (IR) excess and less H-alpha emission raise the possibility that more low-mass YSOs, which were not identified in previous studie…

CEP-E的出流相互作用：数值模拟与观测表现

Outflow Interaction in Cep-E: Numerical Simulation and Observational Manifestation

研究CEP-E双星系统中分子喷流碰撞的影响，通过数值模拟和观测分析喷流相互作用对恒星形成环境的形态和分子发射的影响。

Gaia DR3：全天RR天琴座与造父变星的特殊处理与验证——RR天琴座样本

Gaia DR3: Specific processing and validation of all-sky RR Lyrae and Cepheid stars -- The RR Lyrae sample

Gaia DR3发布经SOS流水线确认的270905颗全天RR天琴座恒星星表，包含脉动参数、金属丰度等丰富信息，较DR2规模近翻倍，为迄今最大最均匀的RRLs样本。