A coordinated X-ray and Optical Campaign of the Nearest Massive Eclipsing Binary, $δ$ Orionis Aa: IV. A multiwavelength, non-LTE spectroscopic analysis
由大质量恒星组成的恒星系统使人们能够非常详细地探索其组成部分的性质。我们进行了多波长，非LTE分析的三个组成部分的大规模多重系统$δ$ Ori A，专注于基本的恒星属性，恒星风，和系统的X射线特性。主星的与距离无关的参数被证明是其光谱类型（O9.5 II）的特征，但使用${\rm \it Hipparcos}$视差产生了令人惊讶的低质量值，半径和光度。只有当$δ$猎户座位于$σ$ -猎户座星系团附近，距离大约是${\rm \it Hipparcos}$距离的两倍时，才能得到一致的数值。主要的和第三的频谱占主导地位，留下次要的只有边缘检测。我们估计V波段的震级差异之间的主要和次要的是$ΔV \approx 2.\!\!^{\rm m}8$。推断的参数表明，第二颗是早期B型矮星（$\approx$ B1 V），而第三颗是早期B型次巨星（$\approx$ B 0 IV）。我们发现快速湍流速度（$\sim 200$公里${\rm s}^{-1}$）和风的不均匀性，部分光学厚，在主要的风的证据。大部分的X射线发射可能来自主星的恒星风（$\log L_{\text{X}} / L_{\text{Bol}} \approx -6.85$），在靠近恒星表面的$R_0 \sim 1.1\,R_*$开始。占成团，质量损失率的主要被发现是$\log \dot{M} \approx -6.4\,[M_\…
2015-03-11 astro-ph.SR
A beta Cephei pulsator and a changing orbital inclination in the high-mass eclipsing binary system VV Orionis
我们提出了一个分析的高质量食双星系统VV猎户座测光的基础上从TESS卫星。主星（B1V，9.5 Msun）显示出仙王座β的脉动，而副星（B7V，3.8 Msun）可能是一颗缓慢脉动的B星。我们检测到51个显着的振荡频率，其中包括两个多重带的分离等于轨道频率，表明脉动潮汐扰动。我们分析TESS光变曲线和公布的径向速度，以确定系统的物理性质。这两颗恒星都是它们脉动类型中的第二颗，具有精确测量的质量。轨道倾角目前也在减小，可能是由于与第三个天体的引力相互作用。
2020-12-07 astro-ph.SR
Solving the Puzzle of the Massive Star System Theta 2 Orionis A
年轻的O9.5 V光谱联星Theta 2 Ori A显示出中等强度的X射线发射和相对较窄的X射线线，这表明它可能是一个磁约束风震（MCWS）源，类似于其更大质量的类似物Theta 1 Ori C。X射线耀斑发生在近星点附近，这使得人们认为耀斑是通过磁重联产生的，因为θ 2 Ori A双星的两个组成部分上的磁层在最近的距离相互作用。我们使用一系列的高分辨率分光偏振观测θ 2 Ori A放置的磁场强度的上限为135 G（95%可信区）。这样弱的偶极磁场不会产生磁约束，也不会产生大的磁层。一个亚像素分析的钱德拉ACIS图像的θ 2 Ori A在静止和耀斑期间获得的显示，硬，耀斑X射线从软，静态发射偏移0.4弧秒。如果软发射与A1/A2光谱双星相关联，则硬的、闪耀的源的偏移和位置角将其置于通过散斑干涉术发现的中等质量A3伴星的位置。光谱偏振和X射线的结果一起指出，A3伴星，而不是大质量的A1/A2双星，是硬的，闪耀的X射线发射源。我们还讨论了一个类似的分析进行的磁性Bp星Sigma Ori E。我们发现其X射线耀斑的起源类似。
2012-05-16 astro-ph.SR
Runaway origins of a disc mass gradient in $σ$ Orionis
Queen Mary University of London（伦敦大学玛丽女王学院）；University of Arizona（亚利桑那大学）
本文发现σ Orionis中的大质量恒星系统σ Ori AB是逃逸星，其运动造成原行星盘质量梯度，并利用演化模型解释了观测到的上下游盘质量差异。
2025-09-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
A deep look into the core of young clusters. II. lambda-Orionis
在过去几年中，猎户座-猎户座星团一直是研究年轻的极低质量恒星、亚恒星和孤立的行星质量物体以及确定低质量星团成员的初始质量函数和其他性质的主要地点。在我们以前对年轻星协核心研究的基础上，我们在星团中心5.3'（~0.6pc）内寻找超冷成员和新的多系统。我们用NTT/SofI获得了星团5.3'中心部分的深可见度有限的J、KS波段图像，用CAHA/Omega 2000获得了H波段图像。这些图像得到了补充的多共轭自适应光学（MCAO）H和Ks图像的1.5'中心区域的猎户座-猎户座星系团获得的原型MCAO设施MAD在VLT。在VLT上使用NACO/SDI探测了大质量猎户座O 8III恒星的直接附近。最后，我们还检索了同一地区的斯皮策IRAC图像，并使用了斯巴鲁Suprime-Cam和CFHT CFHT 12 K i波段图像。我们报告的9个新成员的候选人，从光学和近红外颜色和颜色星等图和7个以前已知的成员。高空间分辨率图像解决了3个新的视觉多系统。其中两人很可能不是协会成员。第三颗是F8 V恒星HD 36861 C的一颗褐矮星候选伴星。同时差分图像允许我们排除在1-2.5”范围内大于M>0.07Msun和在0.5-2.5”范围内大于M>0.25Msun的视觉同伴的存在
2009-07-02 astro-ph.SR
Fine structure in the Sigma Orionis cluster revealed by Gaia DR3
本研究利用 Gaia DR3 精确天体测量和改进的汇聚点方法，重新评估了 Sigma Orionis 星团及其邻近区域的成员，揭示了三个运动学独立的星群，并新发现了105个成员星。
2024-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Simple Calculation in Service of Constraining the Rate of FU Orionis Outburst Events from Photometric Monitoring Surveys
一种神秘而罕见的年轻恒星天体是FU Orionis类。这些成员被解释为“爆发”，也就是说，目前处于增强吸积的状态，相对于在典型的金牛座T星中测量的更温和的盘-星吸积率，增加了几个数量级。它们是我们理解恒星质量组装和主序前演化历史的关键，也是考虑行星形成的环星环境的化学和物理演化的关键。一个普遍的假设是，所有的金牛座T星都经历了重复的爆发，在它们的早期演化阶段，当盘更大时，更频繁地发生爆发，以便在所需的时间尺度上积累必要的恒星质量。然而，支持这一传统的偶发性增强盘吸积图像的实际数据是有限的，并且FU Ori对象的已知样本的观测特性非常不同。为了提高我们对这些罕见物体的理解，我们概述了有意义地限制FU Ori爆发率的逻辑，并介绍了在时域调查分析中指导参数选择的数字。
2015-06-03 astro-ph.SR
A Coordinated X-ray and Optical Campaign of the Nearby Massive Binary $δ$ Orionis Aa: II. X-ray Variability
我们提出了时间分辨和相位分辨的变化研究的一个广泛的X射线高分辨率光谱数据集的$δ$ Orionis Aa二元系统。这四个观测结果是用钱德拉ACIS HETGS获得的，总曝光时间约为479 ks，并提供了几乎完整的二元相位覆盖。确认了总X射线通量在5-25 $Å$范围内的可变性，在单次~125 ks观测中的最大幅度约为+/-15%。X射线总通量存在4.76 d和2.04 d的周期，在9天的观测活动中，总通量水平明显增加。使用从原始观测中获得的40 ks连续光谱，我们研究了发射线参数和比率的变化性。几个发射线被示出是可变的，包括S XV，Si XIII和Ne IX。首次在双星系统中发现了X射线发射线宽度随双星相位的变化规律，当二次星$δ$ Orionis Aa 2处于下合点时，在相位=0.0处X射线发射线宽度最小。使用3D流体动力学建模的相互作用的风，我们涉及的发射线宽度的可变性的风-风碰撞，这是有效地没有嵌入的风冲击，并雕刻出的X射线生产的主要风，从而产生锁相X射线的变化产生的风腔的存在。
2015-07-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of Rotational Braking in the Magnetic Helium-Strong Star Sigma Orionis E
我们提出了新的U波段测光的磁氦强星Sigma Ori E，获得了超过2004-2009年使用SMARTS 0.9米望远镜在Cerro Tololo美洲天文台。当结合历史测量时，这些数据限制了过去三十年来恒星1.19 d自转周期的演变。我们能够在p_null = 0.05%的水平上排除一个恒定的周期，相反，我们发现数据可以很好地描述（p_null = 99.3%）以每年77毫秒的速度线性增长的周期。这对应于一个134万年的特征自旋时间，与基于磁流体动力学模拟的磁性大质量恒星角动量损失的理论预测吻合得很好。因此，我们的结论是，观测结果与Sigma Ori E由于其磁化线驱动风而发生旋转制动一致。
2010-04-13 astro-ph.SR
SED analysis of class I and class II FU Orionis stars
猎户座FU星（FUORS）是爆发的前主序星，被认为是低质量恒星形成过程中增强吸积的准周期或重复阶段。我们的特征样本的已知和候选FUORS在一个均匀和一致的方式，推导出恒星和拱星参数为每个对象。我们强调在这些参数的分析，应该在FUORS阶段的变化。我们使用Whitney et al（2003 b）的辐射转移代码对26个目前已知FUORS中的24个的SED进行了建模。通过计算不同参数的累积分布，我们将我们的模型与Robitaille等人（2007）在静止期金牛座II类和I类源的模型进行了比较。FUORS有更多的大质量盘：我们发现FUORS中的$\sim80\%$盘比样本中任何金牛座II类和I类源的质量都要大。盘质量吸积率的中值为~ 1.e-7 Msun/yr，而标准YSO（年轻恒星天体）和FUORS的吸积率中值为~ 1.e-5 Msun/yr。虽然I类FUORS和标准I类物体的包络质量吸积率分布相似，但FUORS平均而言具有比标准II类和I类源更高的包络质量吸积率。大多数FUORS（~ 70%）的包层质量吸积速率大于1.e-7 Msun/yr。相比之下，60%的经典YSO样品的吸积率低于这个值。我们的研究结果支持目前的情况下，由拱星盘实验的变化解释了这些恒星的观测特性。然而，盘质量吸积率的增加比理论预测的要小（Frank et al. 1992; Hartmann & Kenyon 1…
2014-02-13 astro-ph.SR
Tracing the young massive high-eccentricity binary system Theta 1 Orionis C through periastron passage
附近的大质量双星系统Theta 1 Orionis C是猎户座星云团核心最明亮和质量最大的梯形OB星，它代表了一个完美的实验室来确定年轻热星的基本参数和限制猎户座梯形星团的距离。在2007年1月至2008年3月期间，我们使用VLTI/AMBER近红外（H和K波段）长基线干涉测量法以及ESO 3.6 m和BTA 6 m望远镜（B '和V'波段）的双谱散斑干涉测量法观测了T1 OriC。结合三种不同的3望远镜阵列配置的AMBER数据，我们重建了第一个VLTI/AMBER闭合相位孔径合成图像，显示了T1 OriC系统的分辨率约为1000。2 mas。为了从光谱分散的AMBER数据中提取天体测量数据，我们采用了一种新的算法，该算法适合沿H和K波段的波长差分可见度和闭合相位调制，并且对例如通过改变大气条件引起的校准误差不敏感。我们新的天体测量表明，自1997年发现以来，这颗伴星几乎完成了一次轨道旋转。推导出的轨道要素意味着一个短周期（P=11.3 yrs）和高偏心率（e=0.6）的轨道与近星点通过2002.6左右。新的轨道是一致的，最近公布的径向速度测量，从中我们也可以得出的第一个直接约束的质量比的二进制组件。我们采用各种方法推导出系统质量（M_system=44+/-7 M_sun）和动力学距离（d=410+/-20 pc），这与最近发表的射电干涉测量三角视差测量结果非常吻合。
2009-03-15 astro-ph.IM astro-ph.SR
Wide sigma Orionis binaries resolved by UKIDSS
尽管它对研究所有质量域的恒星形成都很重要，但附近年轻的猎户座σ星团仍然缺乏对多重性的全面调查。我们试图通过寻找角距在0.4和4.0角秒之间的宽分辨双星来填补观测空白。我们寻找同伴的331编目集群恒星成员和候选人在公共K波段UKIDSS图像以外的最里面的1弧分，这是明亮的，epsilon sigma Ori多系统的眩光的影响，并调查他们的集群成员与颜色星等图和以前的知识的青年功能。在18个识别的对中，10个具有非常低的个体机会对齐概率（<1%），并且在此被认为是物理对。其中四个是新的，而其他六个是以前发现的，但从未进行过均匀和详细的研究。预计的物理分离和星等差异的10个可能绑定对范围从180至1220 au，从0.0至3.4等K，分别。此外，我们还用拉长的点扩散函数识别了两颗星团星。我们确定了猎户座σ在s = 160-1600 au的投影物理分离区间内宽多重数的最小频率为3.0^{+1.2}-1.1} %。我们发现了一个新的Lindroos系统，发现大质量和X射线恒星往往是成对或三人组，得出结论，多重截断拱盘和增强X射线发射，并归因于一个年轻的恒星中的锂耗尽未解决的二元性光谱中的中等分辨率。当考虑到所有已知的多重星系，包括光谱双星，多重星系的最小频率增加到约10%，这意味着在猎户座西格玛中仍有80-100个未知的多重星系有待发现。
2017-07-03 astro-ph.SR
The low mass star and sub-stellar populations of the 25 Orionis group
本文介绍了猎户座25星群中低质量恒星和褐矮星的观测结果。使用来自CIDA猎户座深度巡天的光学光度学、来自天文学可见光和红外巡天望远镜的近红外光度学以及MMT的Hectospec获得的低分辨率光谱学，我们选择了1246颗测光候选的低质量恒星和褐矮星，它们的估计质量在$0.02 \lesssim M/M_\odot \lesssim 0.8$以内，并用光谱学方法证实了77颗低质量恒星的样本是星团的新成员，它们的平均年龄为$\sim$ 7百万年我们得到了该群的系统初始质量函数，它可以用Kroupa幂律函数或Scalo对数正态函数来描述，前者的指数分别为$α_3=-1.73\pm0.31$和$α_2=0.68\pm0.41$，质量范围为$0.03\leq M/M_\odot\leq 0.08$和$0.08\leq M/M_\odot\leq0.5$，后者的系数分别为$m_c=0.21^{+0.02}_{-0.02}$和$σ=0.36\pm0.03$，质量范围为$0.03\leq M/M_\odot\leq0.8$ .通过对这众多候选样本的空间分布的分析，我们证实了之前工作中观察到的猎户座25号群的东西延伸，并排除了该群可能向南延伸的可能性。我们发现猎户座25星的低质量星和棕矮星的空间分布在统计上是不可区分的。最后，我们发现，褐矮星的红外过剩的比例高于低质量恒星，支持的情况下，最小质量的物体…
2014-07-31 astro-ph.SR
GW Orionis: A pre-main-sequence triple with a warped disk and a torn-apart ring as benchmark for disk hydrodynamics
了解天体如何相互作用以及如何与盘物质相互作用是理解恒星系统和行星系统结构的关键。虽然点源之间的相互作用可以用简单的重力来描述，但与盘物质的相互作用需要进一步了解气体粘度和尘埃微观物理学，这些都需要在模拟盘体相互作用时包括在内。主序前多重系统为我们提供了一个独特的实验室，以校准基本参数，如粘度和测试理论的流体动力学过程，可能形状原行星盘结构和影响行星的人口形成从这些磁盘。在这篇文章中，我简要地回顾了我们的知识，一个特别有趣的金牛座T三星系统，GW猎户座，有可能作为一个罗塞塔石碑的流体动力学研究。猎户座GW中恒星的三维轨道和质量受到长期干涉和径向速度监测的约束。此外，强烈扭曲的磁盘的三维几何形状已被严格约束的基础上，高角分辨率热尘埃排放和散射光成像。我们在猎户座GW中可能看到的圆盘撕裂效应构成了一种重要的新机制，可以将圆盘物质移动到高度倾斜或逆行的轨道上，即使与恒星的距离非常大。与此同时，观测到的撕裂环似乎足够大，并且可能足够稳定，足以形成行星形成，可能会在高度倾斜的长周期轨道上产生尚未发现的环多行星群。
2020-10-05 astro-ph.SR
New Photometric Investigation of the Low-Mass-Ratio Contact Binary Star V1853 Orionis
本文给出了全食双星V1853 Ori在$B$、$V$、$Rc$和$Ic$波段的四色CCD光变曲线。通过与前人发表的光变曲线进行比较，发现光变曲线上的O 'Connell效应消失了。利用Wilson-Devinney程序（W-D程序）分析了V1853的多色光变曲线，发现它是一颗A型中间接触双星，接触度为$f=33.3\%(3.7\%)$，质量比为$q=0.1896(0.0013)$。结合我们新测定的10个光极小时刻和文献中发表的其它时刻，研究了系统的周期变化。我们发现，一般的趋势，预测计算的$(O-C)$曲线显示了一个向下的抛物线变化，对应于长期减少的轨道周期的速率为$dP/dt=-1.96(0.46)\times{10^{-7}}$ d年$^{-1}$。长期周期的减少可以解释为质量从更大的组件到质量较小的组件的质量转移。通过结合我们的光度解决方案与盖亚DR 2的数据，绝对参数导出为$M_{1}$ = 1.20 M $_{\odot}$，$M_{2}$ = 0.23 M $_{\odot}$，$R_{1}$ = 1.36 R $_{\odot}$，和$R_{2}$ = 0.66 R $_{\odot}$。周期的长期减小和中间接触的结构表明，V1853 Ori将演变成一个高填充的过接触双星。
2018-11-05 astro-ph.SR
HRC-I/Chandra X-ray observations towards sigma Orionis
目的：利用Chandra X射线天文台的高空间分辨率，研究了猎户座sigma星团（τ ~3 Ma，d~385 pc）中年轻恒星和褐矮星的X射线辐射及其与质量、星周盘的存在以及与星团中心分离的关系。研究方法：我们使用的公共HRC-I/钱德拉数据从一个97.6 ks指向集群中心，并补充他们的X射线数据从IPC/爱因斯坦，HRI/ROSAT，EPIC/XMM-牛顿，和ACIS-S/钱德拉连同光学和红外测光和光谱从文献和公共目录。在我们的HRC-I/Chandra数据上，我们测量了计数率，估计了X射线通量，并搜索了短期变异性。我们还通过与以前的X射线观测结果进行比较来寻找长期变化。结果如下：在探测到的107个X射线源中，有70颗星团恒星具有已知的年轻标志，两颗年轻的褐矮星，12个星团成员候选者，4个场矮星和两个具有光学红外对应物的星系。其余的来源具有河外性质。根据一项强有力的泊松-卡方分析，在HRC-I观测期间，有9颗星团恒星显示出耀斑或旋转调制，而另外8颗恒星和1颗褐矮星则显示出长期的X射线通量变化。我们构造了一个从O9.5（~18 Msol）到M6.5（~0.06 Msol）的星系团X射线光度函数。我们发现：早期型恒星在多个系统中或具有光谱特性的恒星显示出X射线发射的趋势，两颗被探测到的褐矮星和一颗质量最小的恒星是猎户座sigma天体中具有最高L_X/L_J比的天体，星团中大部分已知的…
2010-06-21 astro-ph.SR
Rediscussion of eclipsing binaries. Paper X. The pulsating B-type system V1388 Orionis
猎户座V1388是一颗早B型的脱离食双星，其物理性质先前已经通过专用光谱学和地面测量光变曲线测量过。我们重新考虑系统的属性，使用新的可用的光变曲线从凌日系外行星调查卫星（TESS）。我们发现在系统中的两个频率，在2.99 d $^{-1}$和4.00 d $^{-1}$这可能是由于β仙王座或缓慢脉动的B星脉动。在轨道频率0.4572 d $^{-1}$的倍数处存在大量额外的有效频率。我们无法找到一个完全令人满意的日食模型，但最好的尝试显示出高度一致的拟合参数值。我们发现质量为7.24 +/- 0.08 Msun和5.03 +/- 0.04 Msun，半径为5.30 +/- 0.07 Rsun和3.14 +/- 0.06 Rsun。该系统的属性是在良好的协议与理论恒星演化模型和盖亚EDR 3视差的预测，如果公布的温度估计向下修订了1500 K，19000 K的更大，更大质量的恒星和17000 K的同伴。
2022-05-18 astro-ph.SR
A Coordinated X-ray and Optical Campaign of the Nearest Massive Eclipsing Binary, delta Orionis Aa: III. Analysis of Optical Photometric MOST and Spectroscopic (Ground Based) Variations
我们报告了来自MOST空间望远镜的高精度测光和三重系统delta Ori A的地基光谱学，该系统由P = 5.7d的二进制O9.5II+早期B（Aa1和Aa2）和更遥远的第三（O9 IV P > 400 yrs）组成。这些数据是与钱德拉X射线天文台的X射线光谱学一起收集的。由于连续3周的覆盖，MOST光变曲线首次在非相位数据中揭示了Aa1和Aa2之间的清晰日食。根据光谱，我们有一个很好的约束径向速度曲线Aa1。虽然我们无法恢复径向速度的变化的二级恒星，我们能够约束这个系统的几个基本参数，并确定一个近似的质量使用拱点运动的主要。我们还检测到二阶调制在12个独立的频率与间距潮汐影响的振荡指示。这些间距从未在大质量双星中看到过，使该系统成为少数几个显示潮汐诱导脉动证据的双星之一。
2015-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cold CO gas in the envelopes of FU Orionis-type young eruptive stars
FUOR是年轻的恒星天体，由于从星周盘到恒星的高度增强的吸积而经历大的光学爆发。FUOR通常被大质量的包层包围，这在爆发机制中起着重要作用。相反，随后的爆发可能会逐渐清除模糊的包层物质，并驱动原恒星成为一颗只有盘的金牛T星。在这里，我们介绍了对八个南部和赤道FUor的APEX $^{12}$ CO和$^{13}$ CO调查。我们测量目标周围气体物质的质量。我们定位的CO排放源，并推导出物理参数的信封和流出，检测。我们的研究结果支持进化的情况下，FUOR代表一个过渡阶段，从被包围的原恒星到经典的金牛T星。
2017-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
A census of very-low-mass stars and brown dwarfs in the sigma Orionis cluster
我们分析了UKIRT红外深空巡天（UKIDSS）星系团巡天（GCS）第四次数据发布（DR 4）的近红外测光数据，以推导星系团的光度和质量函数，评估星系团的范围，并研究低质量恒星和褐矮星的分布和变化直到氘燃烧极限。我们已经恢复了大部分以前公布的成员，并发现了287个候选成员在中央30弧分在0.5-0.009 Msun质量范围内，包括以前没有在文献中报道的新对象。这个新的目录代表了一个均匀的数据集的棕矮星成员候选人超过中央30弧分的集群。与猎户座sigma成员具有相似大小和颜色的场对象的预期光度污染约为15%。我们提出的证据的变化在99.5%的置信水平超过每年的时间尺度在10个成员候选人表现出的迹象，青年和磁盘的存在。变化的水平很低（<0.3等），不会影响星团光度和质量函数的推导。此外，我们发现一个可能的缺乏褐矮星的中央五弧分的集群，这不是由一个较低水平的光度灵敏度周围的大规模，O型多星σ猎户座在GCS调查。使用最先进的理论模型，我们导出了从星团中心开始的中央30弧分内的光度和质量函数，完整性下降到J = 19等，对应的质量范围从0.5 Msun下降到氘燃烧质量边界（~0.013 Msun）。猎户座σ在这个质量区间的质量函数显示幂律指数α = 0.5+/-0.2。
2009-09-02 astro-ph.SR
Viscous Heating and Boundary Layer Accretion in the Disk of Outbursting Star FU Orionis
上下文猎户座FU是典型的FUor星，是年轻恒星天体（YSO）的一个子类，经历快速增亮事件，通常在天的时间尺度上增加4 - 6等。这种增亮通常与吸积的大量增加有关;这是天体物理学中从行星和恒星到超大质量黑洞的最普遍的过程之一。我们提出了多波段干涉观测的FU Ori拱星环境，包括第一个J-波段干涉观测的YSO。目标。我们研究了猎户座FU周围的吸积盘最内部区域的形态和温度梯度。我们的目的是解释磁盘的加热机制和评论潜在的爆发触发过程。方法.最近对CHARA阵列MIRC-X仪器进行了升级，首次实现了对YSO的J和H双波段观测，利用高达331 m的基线，我们提供了覆盖近红外J、H和K波段的YSO高角分辨率数据。前所未有的光谱范围的数据，使我们能够应用温度梯度模型的FU Ori的最内层区域。结果我们在空间上解决了磁盘的最里面的天文单位，并确定指数的内部磁盘的温度梯度$T=r^{-0.74\pm0.02}$。这同意理论工作，预测$T = r^{-0.75}$积极吸积，稳态磁盘，一个值只能通过磁盘内的粘性加热。我们发现一个磁盘延伸到恒星表面的$0.015\pm0.007$ AU的温度被发现是$5800\pm700$ K表示边界层吸积。我们发现一个磁盘倾斜$32\pm4^\circ$与短轴位置角$34\pm11^\circ$。
2020-11-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
XMM-Newton observations of the young open cluster around lambda Orionis
我们利用XMM-牛顿法研究了O 8 III型恒星λ Ori周围年轻（~1- 800万年）疏散星团的X射线性质。我们探测到167个X射线源，其中58个被确定为已知的星团成员，从大质量恒星到光谱类型为M5.5的低质量恒星。另外23个来源被确定为新的可能光度候选者。晚型星的对数LX/Lbol的中位数约为-3.3，接近饱和极限。在35%的晚型成员中观察到变异，包括6个耀斑源。从中心的热恒星λ Ori的排放是占主导地位的等离子体在0.2-0.3千电子伏，与较弱的成分在0.7千电子伏，一致的风的起源。晚型恒星的日冕可以用两个等离子体成分来描述，温度T1~0.3-0.8 keV和T2~0.8-3 keV，日下丰度Z~0.1-0.3 Zsun，类似于其他恒星形成区和星协。没有显着的差异之间观察到的恒星和没有拱星盘，虽然小样本的恒星盘和吸积不允许我们得出明确的结论。的X射线性质的lambda猎户座晚型恒星是可比的同时代的sigma猎户座集群，表明恒星活动在lambda猎户座并没有受到显着影响的不同的周围环境。
2011-04-19 astro-ph.SR
Studying the photometric and spectroscopic variability of the magnetic hot supergiant $ζ$ Orionis Aa
大质量恒星在星系的化学和动力学演化中起着重要的作用。然而，它们的大部分变化，特别是在它们演化的超巨星阶段，仍然知之甚少。为了更详细地了解演化的大质量恒星的变化，我们对O9.2 Ib超巨星$ζ$ Ori Aa进行了研究，它是目前唯一被证实拥有磁场的超巨星。在两次观测活动中，我们获得了$ζ$ Ori Aa的双色天基亮目标探测器测光（BRITE），以及同时进行的地基高分辨率光学CHIRON光谱学。我们进行了详细的频率分析，以检测和表征恒星的周期性变化。我们检测到两个显着的，独立的频率，他们的高次谐波，和组合频率：恒星旋转周期$P_{\mathrm{rot}} = 6.82\pm0.18$ d，最有可能与稳定的磁极的存在，并与周期的变化$10.0\pm0.3$ d归因于拱星环境，也检测到H $α$和几个He I线，但没有在纯粹的光球线。我们确认的变化与$P_{\mathrm{rot}}$ /4，可能引起的表面不均匀性，是可能的光球驱动程序的离散吸收组件。数据中没有发现恒星脉动。两次BRITE观测活动的星周活动水平明显不同。我们证明，$ζ$猎户座Aa是一个高度变星的周期和非周期变化，以及情节事件。我们确定的旋转周期与文献中的光谱偏振值吻合得很好。BRITE观测到的活动水平的变化可以解释为什么在所有时期都没有清楚地检测到磁测量的旋转调制。
2017-04-03 astro-ph.SR
Detection of a high-velocity prominence eruption leading to a CME associated with a superflare on the RS CVn-type star V1355 Orionis
本研究通过多望远镜同步观测，在V1355 Orionis恒星上探测到高速日珥喷发，其速度远超逃逸速度，为恒星日珥喷发可发展为CME提供了关键证据，也为高能标下的耀斑与CME理论验证提供数据。
2023-02-15 astro-ph.SR
Optical and Near-Infrared Spectra of sigma Orionis Isolated Planetary-mass Objects
我们已经获得了低分辨率的光学（0.7-0.98微米）和近红外（1.11-1.34微米和0.8-2.5微米）光谱的12个孤立的行星质量的候选人（J = 18.2-19.9等）的300万年猎户座σ星团，以确定非常年轻的，亚恒星矮星的光谱特性和组装一个完整的集群质量函数。我们通过与高重力和低重力标准进行目视比较，并通过测量新定义的光谱指数，对目标进行了分类。我们分别使用高重力标准和低重力标准推导出L0-L4.5和M9-L2.5。我们的目标揭示了年轻的清晰路标，从而证实了它们的星团成员资格和行星质量（6-13 Mjup）。这些观测通过光谱确认行星质量域达到$\sim$ 75%的置信水平，完成了猎户座σ质量函数。我们的光谱与BT-Settl太阳金属丰度模型大气的比较产生了2350-1800 K的温度标度和log g ~ 4.0 [cm/s2]的低表面重力，正如对年轻行星质量物体的预期。我们讨论了作为谱型函数的团簇最小质量总体的性质。我们还获得了猎户座σ方向的T矮星S Ori 70的第一个光谱。我们的数据提供了非常年轻的L矮星的参考光学和近红外光谱和质量函数，可用作未来研究低质量亚恒星物体和系外行星的模板。将猎户座σ质量函数外推到太阳附近可能表明，温度为200-300 K、质量在6-13-Mjup区间的孤立行星质量天体可能与质量非常低的恒星一样多。
2017-05-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining mass ratio and extinction in the FU Orionis binary system with infrared integral field spectroscopy
我们报告低分辨率近红外光谱观测的爆发星FU猎户座使用积分场摄谱仪项目1640安装在Palomar黑尔望远镜。这项工作的重点是阐明位于FU Ori以南0.5”的微弱源的性质，并于2003年被确定为FU Ori S。我们首先使用我们的观察与已公布的数据相结合，以证明这两颗恒星确实是物理相关的，并形成一个真正的双星对。然后，我们继续使用阻尼LOCI算法提取J和H波段分光光度法，这是一种为IFS的高对比度科学量身定制的还原方法。这是第一次报告这种技术的高精度的通信，由项目1640团队开创，在一个微弱的天文来源。我们使用我们的低分辨率近红外光谱结合10.2微米干涉数据来限制FU Ori S的红外过量。然后，我们专注于估计FU Ori S的体物理性质。我们的模型导致严重红化的对象的估计，A_V =8-12，有效温度为~ 4000-6500 K。最后，我们把这些结果放在FU Ori N-S系统的背景下，认为我们的分析提供了证据，FU Ori S可能是这个双星系统中更大的组成部分
2012-11-28 astro-ph.IM astro-ph.SR
Cloudlet capture by Transitional Disk and FU Orionis stars
年轻的恒星在形成后，会花一段时间穿越它诞生的分子云复合体。因此，在产生恒星的初始云坍缩事件之后很久，它将遇到一个或多个低质量的云碎片，我们称之为“微云”，以区别于成熟的分子云。一些这样的微云物质可能会吸积到恒星+盘系统上，而另一些物质可能会以双曲线轨道飞行。与最初的云坍缩事件相比，这个过程将是一个“小云团飞越”和/或“小云团捕获”事件：一个邦迪-霍伊尔-利特尔顿类型的吸积事件，由恒星和小云团之间的相对速度驱动。正如我们将在本文中展示的，如果小云团足够小，并且具有类似于或小于$GM_{*}/v^2_\infty$的碰撞参量（其中$v_\infty$是接近速度），那么这样的飞越和/或捕获事件将导致恒星附近的弧形或尾形反射星云。这些反射星云的形状可以在几个过渡盘和FU Orionis星周围看到。虽然这些弧中的质量似乎比这些源中的盘质量小得多，但我们推测，偶尔也会发生更高质量的小云粒捕获事件。如果是这样的话，它们可能会导致外盘的倾斜，因为新落下的物质将具有与盘完全无关的角动量方向。这可能是在几个过渡盘中发现的高度翘曲/倾斜的内/外盘几何形状的一种可能的解释。我们还推测，这样的事件，如果足够大，可能会导致FU Orionis爆发。
2019-11-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
HH 1158: The lowest luminosity externally irradiated Herbig-Haro jet
我们发现了一个新的外部辐射赫比格-哈罗（HH）喷流HH 1158，距离猎户座西格玛星系团中的大质量OB型恒星约2秒差距。在Lbol~0.1 Lsun的情况下，HH 1158是迄今为止在任何星团中发现的亮度最低的辐射HH喷流。从高分辨率光谱分析的结果表明，在亮度，形态，电子密度，速度和质量流出率的蓝移和红移瓣的不对称性。我们将HH 1158喷流的位置角限制在102 +/-5度。通过多次诊断，HH 1158的质量流出率和平均吸积率分别估计为（5.2 +/-2.6）x 10 ^（-10）Msun/yr和（3.0 +/-1.0）x 10 ^（-10）Msun/yr。HH 1158的性质与先前在猎户座sigma中发现的外部辐照HH 444-HH 447喷流非常相似。特别是，这种形态使得较弱的喷流束向大质量恒星倾斜，表明光蒸发程度较高。H α/[SII]比值的高值也与在其他辐照射流（包括HH 444-HH 447）中测得的比值一致。一个扩展的准直喷流，是双极和冲击发射结的证据的存在使HH 1158照射HH喷流在非常低的光度端的第一个独特的情况下，并提供了一个机会，了解非常微弱的HH喷流源的物理特性。
2015-11-30 astro-ph.SR
A New Look at Disk Winds and External Photoevaporation in the $σ$-Orionis Cluster
该研究通过MIKE和X-shooter光谱分解禁射线轮廓，揭示σ-Orionis星团中原行星盘同时受内部盘风与外部光致蒸发影响。
2024-11-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
An X-rays Survey of the Young Stellar Population of the Lynds 1641 and Iota Orionis Regions
我们提出了一个XMM牛顿调查的猎户座星云南部的猎户座A云的一部分。这次巡天包括Lynds 1641（L1641）暗云，猎户座A星云的一个区域，只有很少的大质量恒星，因此环境紫外线通量相对较低，以及O9 III恒星猎户座I周围的区域。除了专有数据外，我们还使用猎户座星云团（ONC）的XMM档案数据将我们的分析扩展到猎户座A云的主要部分。我们在L1641和Iota Ori地区探测到了1060个X射线源。大约94%的源有2MASS和斯皮策对应，204和23分别是II类和I类或原恒星。此外，我们已经确定了489个X射线源作为III类候选者的对应物，因为它们在X射线中是明亮的，并且在中红外波长下表现为正常的光球。剩下的205个X射线源可能是遥远的活动星系核或其他与猎户座A无关的星系源。我们发现III类候选人似乎更加集中在L1641中的两个主要集群中。第一个III类星团位于L1641的北部，集中在猎户座I周围。这个星团中的恒星比猎户座星云中的恒星更进化。我们估计这个星团的距离为300 - 320 pc，因此它比猎户座A云更近。另一个富含III类恒星的星团位于L1641南，似乎是一个嵌入猎户座A云中的稍老的星团。此外，在ONC以北的NGC 1977方向也发现了其他演化的III类恒星。
2013-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Orbital and physical properties of the $σ$ Ori Aa,Ab,B triple system
我们提供了一个完整的表征的天体物理性质的$σ$ Ori Aa，Ab，B分级三重系统，和一组改进的轨道参数的高偏心$σ$ Ori Aa，Ab光谱二进制。我们编制了一个光谱数据集，包括90个高分辨率光谱，覆盖总时间跨度为1963天。我们应用Lehman-Filhés方法对径向速度曲线进行了详细的轨道分析，并利用恒星大气程序FASTWIND对{ $σ$ Ori Aa，Ab，B}系统进行了联合定量光谱分析。我们使用我们自己的加上其他可用的测光和距离的系统测量半径，光度和光谱质量的三个组成部分的信息。我们还推断进化质量和恒星年龄使用贝叶斯代码BONSAI。新的径向速度曲线的轨道分析导致了一个非常准确的轨道解的$σ$ Ori Aa，Ab对。我们提供了间接的论据，表明$σ$猎户座B是一个快速旋转的早B矮星。FASTWIND+BONNSAI分析表明，Aa、Ab对包含三重系统中最热、质量最大的成分，而$σ$ Ori B温度稍低，质量较小。内星系对的恒星年龄比被广泛接受的猎户座$σ$星系团的年龄要年轻得多，为3 $\pm$ 1 Ma。这项研究的结果对于精确确定到$σ$猎户座星团的距离，解释$σ$猎户座Aa，Ab，B探测到的强X射线发射，以及调查多个大质量恒星系统和亚恒星物体的形成和演化具有关键重要性。
2014-12-10 astro-ph.SR
Testing external photoevaporation in the $σ$-Orionis cluster with spectroscopy and disk mass measurements
本研究结合 VLT/X-Shooter 光谱与 ALMA 测量，检验了 $σ$ Orionis 星团中外部光蒸发对原行星盘演化的影响，证实了内部约 0.5 pc 范围内盘寿命更短且尘埃质量更低，且该影响在低至约 $10^{4}$ G$_0$ 辐射下依然显著。
2023-09-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
VLTI observations of the Orion Belt stars: I. eps Orionis
Charles University（查理大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；University of North Carolina at Chapel Hill（北卡罗来纳大学教堂山分校）
本文利用VLTI观测和光谱数据，对Orion带B0Ia超巨星ε Ori进行了单星模型建模，发现其非球形且接近临界旋转速度，同时存在干涉与光谱数据间的张力。
2025-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
HST/STIS Ultraviolet Spectroscopy of the Components of the Massive Triple Star delta Ori A
猎户座三角洲的多星系统是最接近包含一颗明亮的O型巨星（Aa 1）的系统之一。它经常被用作光谱型标准，并且在任何热星双星中具有最高的观测X射线通量。主成分Aa 1由两颗质量较低的恒星环绕，一颗是5.7天的食双星中的微弱的Aa 2，另一颗是估计周期为346年的天体测量伴星Ab。一般来说，所有三颗恒星的流量都是在地面光谱学中记录的，而对这些成分的光谱分解已经证明是困难的。在这里，我们提出的HST/STIS紫外光谱的三角洲Ori A，为我们提供了空间分离的光谱的Aa和Ab的第一次。我们在Aa 1的速度极值附近进行了两次观测，测量了Aa 1和Ab的径向速度。我们显示试探性的证据Aa 2组件中的交叉关联函数的观测和模型光谱的检测。我们讨论的外观的紫外光谱的Aa 1和Ab参考模型光谱。两颗恒星的有效温度相似，但Ab更暗，自转速度更快。这些结果将有助于解释地面光谱学，并有助于理解这些大质量恒星的物理和演化参数。
2015-06-18 astro-ph.SR
On the existence of accretion-driven bursts in massive star formation
吸积驱动的光度爆发是原恒星变质量吸积的生动表现。它们被称为低质量原恒星背景下的所谓FU Orionis现象。最近，这个过程在原始恒星形成的模型中被发现。使用数值辐射流体动力学模拟，我们强调，目前形成的大质量恒星也经历变量吸积，并表明，这一过程是伴随着发光的爆发引起的情节吸积的气体团块下降到原恒星从拱盘。因此，吸积引起的发光耀斑的过程也是可以想象的，在高质量制度的恒星形成，我们建议把这种现象作为一个一般的机制，可以影响原恒星，无论其质量和/或化学性质的母环境中，他们的形式。除了在恒星形成机制中由吸积驱动的爆发的共性之外，我们推测，来自高质量恒星形成区域的发光耀斑可能是其吸积盘碎裂的观测暗示。
2016-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
First, Second and Third Massive Stars in Open Clusters
本文的目的是研究利用疏散星团中的第一、第二和第三大质量恒星估算星团总质量和成员的可能性。利用数值模拟和解析近似方法建立了估计函数，并研究了所得到的估计函数的精度和误差分布。我们发现，第一，第二和第三大质量恒星的质量分布在高质量端显示出强烈的幂律尾，因此，最好使用中值或众数而不是平均值。我们表明，第三个大质量的恒星是一个更好的估计，然后第一，因为它是更精确，更少的参数，如最大允许恒星质量的依赖。
2010-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Forming spectroscopic massive proto-binaries by disk fragmentation
大质量原恒星的周围构成了一个吸积盘，它在数值上被证明是受碎片化的，并负责发光的吸积驱动的爆发。此外，它被怀疑会产生近距离的双星伴星，这将强烈影响恒星在赫兹-罗素图中的未来演化。我们提出了三维引力辐射流体动力学数值模拟的100钼前星核。我们发现，年轻的大质量恒星的吸积盘激烈的碎片，而不阻止（高度可变的）吸积气体团块到原恒星。在获得新生低质量伴星的特征的同时，一些圆盘碎片迁移到中央大质量原恒星上，其动力学性质表明其最终的开普勒轨道足够接近，构成了一个封闭的大质量原双星系统，具有年轻的高质量和低质量组件。我们得出结论的可行性的光盘碎片通道形成这样的短周期的二进制文件，这两个过程-关闭大规模的二进制形成和吸积爆发-可能会发生在同一时间。FU-猎户座型爆发，例如在年轻的大质量恒星S255 IR-NIRS 3中观察到的爆发，可能不仅表明正在进行的盘碎片化，而且也被认为是一种示踪剂，一旦系统的高质量成分进入其演化的主序星阶段，就会形成紧密的大质量双星-随后的大质量光谱双星的祖先。最后，我们研究了光盘碎片的ALMA可观测性。
2017-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic Assessment of WISE-based Young Stellar Object Selection
我们使用Koenig & Leisawitz（2014）的方法，对猎户座λ周围$\sim$ 200平方度和猎户座Sigma周围20平方度的未燃烧恒星进行了敏感的搜索，直到氢燃烧极限。从WISE和2MASS数据，我们确定了544和418候选YSO在附近的Lambda和Sigma分别。根据我们对一些候选者的后续光谱和其他候选者的现有文献，我们发现$\sim$ 80%的K14候选者可能是猎户座恒星形成区的成员。光度选择标准的结果表明，具有$K_S -w3 > 1.5$等和$K_S $在10 - 12等之间的WISE源最有可能显示年轻的光谱迹象，而具有$K_S -w3 > 4$等和$K_S > 12$的WISE源在光谱跟踪时通常是活动星系核。候选YSO的人口跟踪已知的活跃的恒星形成的区域，与一些新的"热点"的活动靠近林德1588年和1589年和一个更分散的人口YSO泡在北半部的HII区域周围的$σ$和$ε$猎户座。对这两个区域的最小生成树分析发现，每个区域大约三分之二的YSO候选者属于5个或更多成员的群体。WISE在MST分组之外选择的恒星群体也包含光谱验证的YSO，其局部恒星密度低至每平方度0.5颗恒星。
2015-06-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectrum of the secondary component and new orbital elements of the massive triple star Delta Ori A
猎户座$δ$是距离地球最近的大质量多恒星系统，也是猎户座OB星协中最明亮的成员之一。主恒星（Aa 1）是一颗独特的O型恒星。在这项工作中，我们应用了两步解纠缠的方法在蓝色区域（430至450 nm）的一系列光谱，我们检测到的次级（Aa 2）的谱线。这是第一次，我们能够约束的第三（Ab）的轨道-55 450天或152年-使用可变的$γ$速度和新的斑点干涉测量，这已发表在华盛顿双星目录。此外，盖亚DR 3的暗分量（Ca+Cb）的视差将系统的距离限制在（381 $\pm$ 8）pc，它正好位于猎户座OB 1b星协的中心，在（382 $\pm$ 1）pc。因此，我们发现，根据三体模型的组件质量分别为17.8，8.5和8.7 M $_{\odot}$，为Aa 1，Aa 2和Ab，与$1$ M $_{\odot}$的顺序的不确定性。我们使用新的光度学从BRITE卫星与天体测量，径向速度，日食定时，日食持续时间，谱线配置文件，光谱能量分布，以改善辐射特性。分类为O9.5 II + B2 V + B 0 IV的组分具有13.1、4.1和12.0 R $_{\odot}$的半径，这意味着$δ$ Ori A是预质量转移物体。从剩余光变曲线的傅立叶分析和X射线观测中得知，每天0.478个周期的频率被确定为第三纪的旋转频率。$δ$猎户座可能与猎户座中的其他亮星有关，特别是$ζ$猎户座，它有类似的结构，或$…
2023-01-24 astro-ph.SR
Massive star population synthesis with binaries
我们首先给出一个简短的历史概述与一些关键的事实，大质量恒星人口合成与二进制。然后，我们讨论了二进制人口代码，并集中在两个成分，这是重要的大规模恒星人口的合成，这可能是不同的代码。第三部分是双星的星族模拟，我们考虑了双星的初始频率、RSG/WR、WC/WN和SNII/SNIbc数比以及大质量恒星可能的初始自转速度分布。
2015-08-18 astro-ph.SR
Super and Massive AGB Stars: II - Nucleosynthesis and Yields - Z=0.02, 0.008 and 0.004
我们已经计算了详细的演化和核合成模型的超大质量AGB恒星的质量范围为6.5-9.0 Msun在0.5 Msun的划分与金属丰度Z=0.02，0.008和0.004。这些计算，我们发现第三次挖掘和热底部燃烧，填补了现有的低和中等质量的AGB恒星模型和高质量的恒星模型，成为超新星之间的差距。对于所考虑的金属丰度，产量的组成在很大程度上是由热动力条件在对流信封的基础上，而不是由第三次疏浚所产生的污染。我们调查的各种不确定性的影响，有关的质量损失率，混合长度参数，和治疗后的信封不稳定性，发展接近年底的（超级）AGB阶段的演变。改变这些参数会改变产率，主要是因为它们会影响第三次疏浚富集的数量，并在较小程度上影响热的底部燃烧条件。我们的模型产生了大量的He 4，Li 7（取决于质量损失公式）C13，N14，O 17，Na 23，Mg 25，以及放射性同位素Al 26与以前的调查一致。此外，我们的研究结果表明，丰富的Ne 22，Mg 26和Fe 60，以及我们的代理中子捕获物种的大幅增加，代表所有物种比铁重。这些恒星可能对银河系中较重的Mg同位素N14、Li 7和Al 27的库存做出了重要贡献。
2013-10-09 astro-ph.SR
The nature of the recent extreme outburst of the Herbig Be/FU Ori binary Z CMa
Z CMa是一个双星系统，由两颗年轻的恒星组成：一颗Herbig AeBe组成的“Z CMa NW”嵌入尘埃茧中，另一颗质量较小的“Z CMa SE”被归类为FU Orionis型恒星。最近，该系统显示了近90年来可用观测报告的最大爆发。在最近的爆发中，我们检测到Z CMa系统在连续光谱和发射线光谱中偏振了2.6%，位置角仍然垂直于喷流。从高水平的偏振，我们得出结论，爆发与嵌入Herbig AeBe NW分量的尘埃。我们研究的主要结果是，在最近的“爆发”期间，Z CMa的热光度保持惊人的恒定。我们的结论是，要么是光从茧中逃逸的空腔的几何形状开辟了一条新的路径，要么是灰尘的屏幕将光反射到观察者身上变得更加有效，导致观察到的视觉亮度增加了约2.5个星等。
2009-12-19 astro-ph.SR
Signatures of binary evolution processes in massive stars
在双星相互作用之前，它们会像单个恒星一样演化。因此，我们首先批判性地讨论了影响其演化的大质量单星过程，特别是恒星风质量损失和旋转。接下来，我们考虑二进制的过程中，并专注于旋转的影响，对二进制的演变和质量传递过程中罗氏瓣溢出。第三部分强调了密近双星对理解星暴区恒星星族演化的重要性。
2010-10-14 astro-ph.SR
Direct Detection of the Tertiary Component in the Massive Multiple HD 150 136 with VLTI
大质量恒星对天体物理学的几乎所有方面都具有根本的重要性，但我们对它们的性质和形成的理解仍然存在很大的差距，因为它们很罕见，因此很遥远。已经发现大多数O星是倍数。HD 150 136是距离地球最近的系统，具有>100 M_sol，并提供了一个独特的机会来研究一个极其巨大的系统。最近，在光谱观测中发现了HD 150 136中存在第三个组成部分的证据，除了形成主要组成部分的紧光谱双星。我们的目标是图像和获得天体测量和光度测量的这一组成部分，使用长基线光学干涉，以进一步限制这一组成部分的性质。我们用连接到ESO VLT干涉仪的近红外仪器AMBER观察了HD 150136。恢复的闭合相位对系统误差具有鲁棒性，并提供关于源不对称性的唯一信息。因此，它们对于源结构的图像重建和模型拟合都至关重要。HD 150 136中的第三种成分在来自AMBER的高质量数据中被清楚地检测到。它的投影角距离为7.3质量，或在HD 150 136的视线距离上约为13天文单位，位置角为北纬209度，相对于内双星的通量比为0.25。我们用J、H和K滤波器分辨了HD 150 136的第三分量。第三纪的光度和颜色与预测一致，表明它也是一颗O型主序星。测得的小角距表明第三行星可能正在接近其轨道的近星点。这些结果，只有通过长基线近红外干涉测量才能实现，构成了理解大质量恒星形成机制的第一步。
2013-05-15 astro-ph.SR
Parameter study for the burst mode of accretion in massive star formation
现在人们普遍认为，在恒星的形成和早期演化过程中，恒星会在爆发中积累质量。恒星形成的爆发模式假设，恒星的质量是通过从引力不稳定的星周盘迁移的碎片的阶段性吸积而增长的，它自然地解释了观测到的来自高质量原恒星的主序前爆发的存在。我们提出了一个参数研究的流体动力学模型的大质量年轻恒星物体（MYSO），探讨了初始质量的坍缩云（Mc = 60- 200 Mo）和比的旋转-引力能量（β = 0：005-0：33）。Mc和/或β的增加会产生原恒星吸积盘，更容易产生引力不稳定性并经历爆发。我们发现所有的MYSO都有爆发，即使它们的星前核心是β <= 0.01。因此，在我们的假设中，缺乏稳定的盘是低质量和高质量恒星形成机制之间的主要区别。我们所有的盘质量和盘星质量比Md=M* > 1与恒星质量成幂律关系。我们的研究结果证实，大质量的原恒星在爆发模式中吸积了大约40-60%的质量。两个连续爆发之间的时间周期分布是双峰式的：有一个短持续时间（约1-10年）的峰值对应于短的、最微弱的爆发，而一个长持续时间的峰值（约10^3-10^4年）对应于晚盘演化中出现的长的、FU-Orionis型爆发，即，在椎间盘形成后约30 kyr。我们讨论这种双峰的背景下，大规模的原恒星喷流的吸积爆发历史的潜在签名的结构。
2020-11-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Massive Star-Forming Regions Omnibus X-Ray Catalog, Third Installment
我们提供给恒星形成社区的大规模恒星形成区（MSFR）综合X射线目录（MOXC 3）的第三部分，汇编X射线点源检测到的14个银河系MSFR和周围领域的50个档案钱德拉/ACIS观测。MOXC 3 MSFR是NGC 2264、NGC 6193、RCW 108-IR、Aur OB 1、DR 15、NGC 6231、Berkeley 87、NGC 6357、AFGL 4029、h Per（NGC 869）、NGC 281、Onsala 2S、G305和RCW 49（Wd 2）;它们的距离为0.7 kpc至4.2 kpc。大多数的年轻恒星星族呈现出成团或成簇的状态;有几个包含至少两个截然不同的大质量年轻星团。MOXC 3总目录包括27，923个X射线点源。我们非常小心地识别这些领域中最微弱的X射线点源。这使我们能够消除这种点光源，揭示弥漫和包围MSFR的漫射X射线结构，通常由大质量恒星反馈的热等离子体产生。正如我们在MOXC 1和MOXC 2中所发现的，在所有MOXC 3 MSFR中，漫射X射线发射都是可追踪的;在这里，我们进行光谱拟合以研究选定漫射区域的起源。MOXC 3再一次显示了Chandra支持的MSFR高空间分辨率X射线研究的价值。
2019-07-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Isolated massive stars in the Galactic center: The dynamic contribution from the Arches and Quintuplet star clusters
最近，在银河系中心发现了100多颗沃尔夫-拉叶星和OB星。这些来源中约有三分之一在空间上与该区域的任何已知星团都没有关联。我们探测银河系中心的大规模集群的数值模型中的漂移源的分布，并将其与在该地区观察到的孤立的大规模源的分布进行比较。我们发现，恒星质量为100 Msun漂移远离每个集群的中心高达60 pc使用集群模型。我们最好的模型再现了约60%的已知孤立的大质量恒星，距离拱门星团中心80 pc。当我们只考虑来自Arches集群的~20 pc的区域时，这个数字增加到70%-80%。
2014-03-09 astro-ph.SR
The early B-type eclipsing binary GT\,Cephei: a massive triple system?
GT\，Cep是一个半分离的密近双星系统，轨道周期为4.91天，包含一颗大质量恒星。我已经获得了光谱观测结果，并推导出了这两个分量的径向速度。结合对径向速度的分析和现有的光度观测，我们测量了GT、Cep两个分量的绝对参数。组件显示为B2\，质量为M $_p$ =10.70 $\pm$ 0.50 M $_{\odot}$且半径为R $_p$ = 6.8 3 $\pm$ 0.19 R $_{\odot}$和A 0，质量M $_s$ =2.58 $\pm$ 0.14 M $_{\odot}$和半径R $_{\odot}$的第IV次级MP =7.56 $\pm$ 0.21 R $_{\odot}$。我们的分析表明，GT\，Cep是一个典型的大陵型双星，其$Roche$叶中充满了质量较小的次级恒星。利用UBVJHK星等和星际红化E（B-V）=0.61，我估计到系统的平均距离为854 $\pm$ 43\，pc。O-C残差被分析为叠加在向上抛物线上的光时效应的结果。我的分析表明，食双星围绕第三个机构的周期约为57.5年的轨道半径为40 $AU$。第三颗恒星的质量下限估计为7 M $_{\odot}$，倾角介于$70^{o}$和$90^{o}$之间。
2014-09-15 astro-ph.SR
A third cluster of red supergiants in the vicinity of the massive cluster RSGC3
最近的研究表明，大质量的模糊星团RSGC 3周围的区域可能有几个红超巨星。在本文中，我们分析了RSGC 3以南20'的一个光度选择的红超巨星候选者，以证实另一个这样的星团的存在。使用大约2.27微米的中分辨率红外光谱，我们推导出了选定候选物的光谱类型和视线方向的速度，证实了它们的性质和可能的关联。我们发现了一个由八颗红超巨星和四颗其他候选者组成的紧凑星团，它们都是光谱证实的红超巨星。这些天体中的大多数必然形成一个疏散星团，我们将其命名为阿利坎特10。由于高红化和强场污染，在2 MASS或GPS-UKIDSS中不能清楚地看到聚类序列。从观测源出发，我们得到E（J-Ks）=2.6，d~6 kpc。虽然这个星团比RSGC 3小，但它的初始质量超过10000个太阳质量，似乎是RSGC 3复合体的一部分。随着新成员的加入，这个协会已经有35颗光谱证实的红超巨星，证实了它是银河系中最近恒星形成最活跃的地点之一。
2012-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Third Exoplanetary System with Misaligned Orbital and Stellar Spin Axes
我们提出的证据表明，WASP-14系外行星系统有错位的轨道和恒星旋转轴，与角度λ = 33.1 +/- 7.4度之间的天空投影。证据是基于罗斯特-麦克劳克林效应的光谱观测以及新的光度观测。WASP-14现在是已知的第三个具有显著自旋-轨道不对准的系统，并且所有三个系统都具有“超级木星”行星（M_P > 3 Mjup）和偏心轨道。这一发现表明，大质量偏心系外行星的迁移和随后的轨道演化与质量较小的近距离彗星不同，其中大多数具有良好的轨道。
2009-07-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Convection and convective overshooting in stars more massive than 10 $M_\odot$
在本文中，四套演化模型计算的混合长度参数$α_{\rm p}$和超调参数$δ_{\rm ov}$的不同值。研究了大质量恒星中对流核和对流包层的性质。我们得到三个结论：首先，较大的$α_{\rm p}$导致增强对流混合，去除化学梯度，并增加对流传热效率。其次，核心势$ϕ_{\rm c} = M_{\rm c} / R_{\rm c}$充分描述了恒星的演化，无论它是一个红色或蓝色的超巨星在中央氦点火。第三，氢燃烧壳层上方氢分布的不连续性严重影响了Hertzsprung-Russell图中蓝环的出现。
2015-05-12 astro-ph.SR
The Initial-Final Mass Relation of White Dwarfs: A Tool to Calibrate the Third Dredge-up
白矮星（WD）的初始质量-最终质量关系（IFMR）是恒星演化模型的一个重要基准，特别是在渐近巨星分支（AGB）阶段混合事件和质量损失的效率。在这项研究中，我们认为，这种关系提供了限制第三次疏浚（3DU）的机会，与化学产量的重要后果。根据最近的研究结果进行了讨论，这些研究已经确定了初始质量接近$2\,M_{\odot}$的IFMR扭结。采用物理上合理的方法，其中的效率$λ$的3DU的变化作为核心和信封群众的函数，我们校准$λ$在太阳能金属丰度TP-AGB模型，以重现最终的质量WD后代，在初始质量的范围内$0.9 \le M_{\rm i}/M_{\odot} \le 6$。特别是，我们发现，在低质量的恒星与$1.4 \le M_{\rm i}/M_{\odot} \le 2.0$的效率是小的，$λ\le 0.3$，它急剧上升到约$λ\simeq 0.65$在中等质量的恒星与$2.0 \le M_{\rm i}/M_{\odot} \le 4.0$，然后它下降在大质量的TP-AGB星与$4.0 \le M_{\rm i}/M_{\odot} \le 6.0$。我们的研究还表明，第二个扭结可能出现在IFMR中，在最大质量的碳星和那些以热底燃烧为主的碳星之间的过渡中。
2022-04-13 astro-ph.SR
The Main Evolutionary Pathways of Massive Hierarchical Triple Stars
本研究针对大质量分层三星系统演化问题，利用TRES代码模拟其演化过程，明确了主要演化路径，量化了第三颗星的影响，指出忽略三体动力学会高估致密天体并合率。
2023-06-15 astro-ph.SR
Companion-driven evolution of massive stellar binaries
至少有$70\%$的大质量OBA型恒星存在于双星或更高阶的系统中。这些系统的动力学演化可以帮助我们了解X射线双星和引力波源等极端现象的起源。在一个这样的动力学过程中，偏心Kozai-Lidov（EKL）机制，第三颗伴星改变了双星系统的长期演化。为了动态稳定性，这些三重系统必须有一个分层的配置。我们探讨了一个遥远的第三个同伴的引力摄动对大质量的二进制的轨道结构的影响，在显着的恒星演化已经发生（$\leq 10$ Myr）。我们包括了潮汐耗散和广义相对论进动。与大（$38,000$总）的大规模层次三元组的蒙特卡罗实现，我们的出生条件的最终轨道分布的特征印记。具体来说，我们发现，最终偏心率分布范围$0.1-0.7$是一个很好的指标，其出生分布。此外，我们发现周期分布有一个类似的映射宽轨道。最后，我们证明了观测到的周期分布约$10$百万年的大质量恒星是一致的EKL演化。
2019-03-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
