The Lowest Mass Member of the beta Pictoris Moving Group
我们提出的光谱和运动学证据表明，2 MASS J 06085283 -2753583（M8.5gamma）是β风景如画的移动群（BPMG，年龄~ 1200万年）的成员，使其成为这个年轻的，附近的协会的最新类型的已知成员。我们确认低重力光谱形态在中等和高分辨率的近红外。我们提出了新的径向速度和自行测量，并使用这些来计算银河系的位置和空间运动与其他高概率成员的BPMG一致。根据该天体的有效温度、表面重力、光谱类型和年龄，2 MASS 0608-27的预测质量范围为15-35 M Jup，这使其处于褐矮星质量范围内。因此，2 MASS J 06085283 -2753583被自信地添加到非常低质量的中间年龄基准对象的短列表中，这些对象为正在进行的对附近年轻协会的最低质量成员的搜索提供信息。
2010-05-12 astro-ph.SR
Deep near-infrared interferometric search for low-mass companions around beta Pictoris
目标。我们在最里面的区域寻找低质量的同伴（<300 mas，即，6 AU）的beta Pic行星系统。方法.我们获得了在K波段的VLTI/AMBER仪器在其中等光谱分辨率模式下使用的干涉闭合相位测量。由FINITO条纹跟踪仪提供条纹稳定。结果在半径为2到60 mas的搜索区域中，我们的观测结果排除了在3 σ显著性下，对于搜索区域中90%的可能位置，K带对比度大于5e-3的伴星的存在（即，90%的完整性）。在我们的搜索区域内，潜在同伴的对比度的中位数1-sigma误差棒为1.2e-3。最适合我们的数据集使用一个二进制模型被发现为一个微弱的同伴位于约14.4 mas从β Pic，它有一个对比度为1.8 e-3 \pm 1.1 e-3（结果与没有同伴一致）。对于大于60质量的角间距，时间拖尾和视场限制都降低了灵敏度。结论.我们可以排除质量高于29兆焦耳的褐矮星的存在（分别为29兆焦耳和29兆焦耳）。47 Mjup）在50%（resp. 90%）的完整性水平在前几个AU左右的beta Pic。干涉闭合相位提供了一种有前途的方法，直接成像附近年轻恒星的封闭环境中的低质量同伴。
2010-09-07 astro-ph.SR
Accretion and OH Photodissociation at a Nearby T Tauri System in the beta Pictoris Moving Group
我们目前的光谱的M型，双星系统（LDS 5606），属于附近的~20万年的老β Pictureso移动群。这两颗恒星都非常多尘，多尘的成员显示来自八种元素的光学发射线，表明正在进行的质量吸积。这两颗恒星的光谱都包含在6302和5579 A的氧禁断线发射，与最近的一个模型相一致的远紫外光解离的OH分子在一个拱星盘。这些是目前已知的最古老的矮星，显示出这种现象。尘埃星的光谱能量分布显示了大量的尘埃，温度高达900 K，其红外光度分数（L_IR/L_bol）几乎与主序星记录保持者V488 Per一样大。LDS 5606双星加入了一组非常尘埃，古老的金牛座T星，属于广泛分离的多系统。
2014-05-23 astro-ph.SR
Cool Young Stars in the Northern Hemisphere: Beta Pictoris and AB Doradus Moving Group Candidates
作为我们持续努力的一部分，以确定新的，低质量的成员附近，年轻的移动群体（NYMG），我们提出了一份名单的年轻，低质量的候选人在北半球。我们使用我们证明自行选择程序和ROSAT-X射线和GALEX-UV活动指标，以确定204年轻的恒星作为候选成员的Beta Picture和AB Doradus NYMG。给定候选者的连续成员分配将需要测量其径向速度和距离。我们提出了一个简单的指标系统来描述年轻的候选人，并帮助优先考虑后续观察。在这份候选名单中确定的新成员将是高优先级的目标：1）系外行星直接成像搜索，2）后T-Tauri天体物理学研究，3）了解最近的本地恒星形成，以及4）本地银河系运动学研究。根据现有信息，我们可以确定名单中可能有8名新成员。其中两个，晚K和早M矮星，我们发现可能是Beta Pic群的成员。其他六颗恒星可能是AB Dor移动群的成员。其中包括一个M矮星三重系统，以及三个可能是年轻棕矮星的非常冷的天体，使它们成为迄今为止AB Dor移动群中提出的质量最低的孤立天体。
2012-01-19 astro-ph.SR
A search for new members of the beta Pic, Tuc-Hor and epsilon Cha moving groups in the RAVE database
我们报告附近的年轻移动群体的新成员的发现，充分利用结合几个恒星年龄诊断方法和后续高分辨率光谱的RAVE调查的权力。结果包括确定了一个新的和五个可能的β-Picture移动群成员，范围从光谱类型F9到M4，其中大多数是M矮星，一个K7可能是Tuc-Hor协会的成员和两颗恒星。基于积极的识别，我们预示着巨大的潜力，在进步的RAVE数据库在太阳附近的年轻移动群体的全面普查。
2010-09-07 astro-ph.SR
An investigation of the close environment of beta Cep with the VEGA/CHARA interferometer
对脉动恒星进行高精度干涉测量有助于确定其近距离环境的特征。在1974年，一个近伴星被发现围绕脉动星β Cep使用散斑干涉测量技术和功能的极限分辨率（20毫弧秒或mas）的仪器提到，可能是由于拱星材料。Cep β有一个磁场，这可能是MHD模型所描述的围绕恒星的球壳或环状结构的原因。利用安装在Mt. CHARA长基线干涉仪上的可见光复合器VEGA。Wilson，我们的目标是确定β Cep的角直径，并以高达1 mas水平的空间分辨率解决其封闭环境。在2008年和2009年期间，VEGA仪器获得了β Cep的中等光谱分辨率（R=6000）观测。这些观测是用阵列的S1 S2（30米）和W1 W2（100米）基线进行的。我们研究了几个模型来重现我们的观察结果。一个大尺度结构的几个质量是清楚地检测到周围的恒星与一个典型的通量相对贡献为0.23 +- 0.02。我们最好的模型是一个共同旋转的几何薄环周围的恒星预测的磁约束风冲击模型。环内径为8.2 ± 0.8质量，宽度为0.6 ± 0.7质量。旋转轴在天空平面上的方向是PA = 60 +- 1 deg，而β Cep的平均角直径的最佳拟合给出UD[V] = 0.22 +- 0.05 mas。我们的数据与预测的β Cep近伴星的位置一致。这些结果带来了额外的限制的基本参数和未来的MHD和asteroseisological模型的明星。
2010-10-11 astro-ph.SR
Searching for companions down to 2 AU from beta Pictoris using the L'-band AGPM coronagraph on VLT/NACO
上下文在β Pic周围发现的巨行星的轨道相对于碎片盘的外部略微倾斜，这在内部碎片盘中产生了翘曲。这种倾斜可以用与其他行星的引力相互作用来解释。目标。我们的目标是寻找更多的巨行星位于较小的角距离的恒星。方法.我们在VLT/NACO上使用了新的L波段AGPM日冕仪，它提供了一个精致的内工作角。在光瞳跟踪模式下，在beta Pic上获得了长观测序列。为了获得灵敏度限制，使用专门针对角差分成像的主成分分析技术处理收集的图像。结果在角距小于0.2”的情况下，没有探测到额外的行星，灵敏度优于5兆焦耳。有意义的上限（< 10 MJup）推导到0.1”的角间距，这对应于β Pic距离处的2 AU。
2013-11-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spectroscopic confirmation of M-dwarf candidate members of the Beta Pictoris and AB Doradus Moving Groups
光学光谱观测报告24和23，附近，自行选择的M-矮星候选成员的β Pictureso和AB Doradus移动集团（BPMG和ABDMG）。使用运动学标准，存在的两个Halpha发射和高X射线到热光度，并在绝对色星等图的位置，10和6这些候选人被确认为可能的成员BPMG和ABDMG分别。等效宽度或上限的Li I 6708 A线的报告和锂耗尽边界（LDB）年龄的BPMG被重新访问。虽然非磁性演化模型仍然得出21 +/-400万年的估计年龄，但包含对流的磁性抑制的模型意味着更老的年龄为24 +/-400万年。如果恒星有25%被暗磁星斑覆盖，也可以推断出类似的系统性增加。由于年轻的对流M矮星是磁活跃的，并且确实有恒星黑子，我们建议原始LDB年龄估计是一个下限。ABDMG的LDB年龄仍然受到很大的限制-非磁性进化模型表明年龄在35-150百万年之间，这可能会通过对现有候选成员的新测量而显着收紧。
2015-10-28 astro-ph.SR
beta Pic b position relative to the Debris Disk
上下文我们在2009年发现了一颗巨大的，靠近行星的β Pic，一颗被圆盘包围的年轻恒星，被广泛研究了20多年。我们发现，如果这颗行星位于倾斜的轨道上，它可以解释β Picture系统的几个特点。然而，现有的数据无法测量β Pic b相对于星盘的倾角，特别是无法确定行星位于星盘的哪个部分--主扩展星盘或内部倾斜星盘。将观测到的行星位置与先前成像数据测量到的行星盘方向进行比较不是一种选择，因为测量中可能存在偏差。目标。我们的目标是精确地测量行星的位置相对于尘埃盘使用一个单一的高分辨率图像，并纠正系统或错误，降低磁盘和行星相对位置测量的精度。方法.我们在Ks波段收集了新的NaCo数据，并优化了设置，以同时获得磁盘和行星的方向。结果我们证明β Pic b的投影位置在主盘的中平面之上。根据目前的数据和对系统的了解，这意味着β Pic b无法定位在主磁盘中。这些数据表明行星位于倾斜的部分。
2012-02-12 astro-ph.SR
A Submillimetre Search for Cold Extended Debris Disks in the Beta Pictoris Moving Group
美如画β移动星群（Beta Picture Moving Group）是一个由年轻（1200万年）的共同移动恒星组成的邻近星协，其中包括经典的碎片盘星美如画β。由于它们的接近和年轻，它们是寻找柯伊伯带类盘碰撞产生的冷的、扩展的尘埃成分的亚毫米发射的绝佳目标。它们还允许作为其他恒星参数的函数的碎片盘属性的年龄独立的研究。我们观察到7红外过量的恒星在Beta Pictures-Moving Group与LABOCA测辐射热计阵列，在12米的亚毫米望远镜APEX的中心波长为870微米。这些波长的主要辐射来自大而冷的尘埃颗粒，它们构成了总尘埃质量的主要部分，因此，对于光学薄的情况，可以比早期的红外观测更好地估计总尘埃质量。结合光学和红外光度学拟合光谱能量分布，提供了关于盘的温度和径向范围的信息。从我们的样本中，β Pic，HD 181327和HD 172555被检测到至少3-sigma的确定性，而所有其他的都低于2-sigma，被认为是未检测到。β Pic的图像显示了位于盘西南延伸附近的偏移通量密度峰值，与JCMT的SCUBA先前发现的相似。我们目前的SED适合检测到的来源，并给出了未检测到的灰尘质量的上限。我们发现在t= 1200万年时，尘埃的平均分光度f_dust= 11 × 10 ^{-4}，这与最近在1亿年时的数据一起表明，f_dust相对于t^{-alpha}的辐射尘埃的衰减，α…
2009-10-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust Distribution in the beta Pictoris Circumstellar Disks
我们提出了β Piccadilly周围尘埃分布的3-D模型，这些模型与Golimowski及其同事获得的哈勃太空望远镜高级巡天相机（HST/ACS）图像最吻合。我们允许存在一个或两个独立的轴对称尘埃盘。密度模型是解析的，径向的两个幂律平滑地连接在一个交叉半径与密度指数下降远离中间平面的磁盘。双盘模型与数据的匹配最好，得到约为1.2的降低的卡方系数。我们的两盘模型再现了许多文献中报道的不对称性，并表明这是次要的（倾斜）磁盘，这在很大程度上是他们的责任。我们的模型表明，次级盘并不局限于系统的内部区域（延伸到至少250 AU），并且由于密度随半径和高度的缓慢下降，它的尘埃总面积比初级盘略大。这个令人惊讶的结果提出了许多关于这对圆盘的起源和动力学的问题。这些盘重叠，但可以共存，因为它们的光学深度很低，因此平均碰撞时间很长。我们发现这两个圆盘在~100 AU处的尘埃补充时间约为10^4年，暗示存在负责产生第二代尘埃的微行星。一个合理的猜想，需要通过对盘中天体碰撞动力学的物理建模来证实，这两个观测到的盘是从下面的微行星盘衍生出来的;这样的盘将被位于距离β Pic不到70 AU的行星的引力影响所锚定，这些行星本身在稍微倾斜的轨道上。
2009-09-03 astro-ph.SR
Hot circumstellar material resolved around beta Pic with VLTI/PIONIER
我们的目标是在近红外波段解析β Pic周围的星周环境，以研究内行星系统（< 200 mas，即，~ 4AU）。用四望远镜VLTI/PIONIER干涉仪在H波段的七个光谱通道上获得了精确的干涉条纹可见度测量。对干涉测量数据进行了彻底分析，以测量恒星角直径并寻找星周物质。我们探测到β Pic周围的近红外拱星发射，占近红外恒星通量的1.37% +/- 0.16%，位于PIONIER的视场内（即，半径约200 mas）。这个过剩和光球发射之间的通量比在一年的时间内是稳定的，在H波段上变化很小，这表明源要么非常热（> 1500 K），要么由恒星通量的散射主导。此外，我们以前所未有的精度（theta_LD= 0.736 +/- 0.019 mas）导出了β Pic的边缘变暗角直径。由于VLTI/PIONIER启用的高精度振动仪，首次揭示了β Pic附近的小H波段过量的存在。这种过量的辐射可能是由于星周尘埃对恒星光的散射和/或来自未知热尘埃的热辐射，尽管不能完全排除连续辐射中的热气体。
2012-10-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Kinematic History of Stellar Encounters with Beta Pictoris
Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心）；Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学）；Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学技术研究所）；Lund University（隆德大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna (ULL)（拉各拉纳大学）
研究通过分析贝塔皮克托尔星的恒星飞越历史，探讨恒星飞越对行星系统尘埃盘演化的影响，并构建了最完整的飞越历史数据库。
2025-10-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
On the age of the magnetically active WW Psa and TX Psa members of the beta Pictoris association
有各种不同的技术可用于估计前主序星的年龄。物理对的组成部分，由于其严格的coevality和质量差，如本文分析的二元系统，最适合测试这些不同技术的有效性。我们认为系统WW Psa + TX Psa的成员25百万年的beta Picasso协会已经很好地建立了早期的作品。我们调查的年龄测定技术提供了最好的协议之间的年龄的系统和协会。我们对WW Psa和TX Psa进行了光度监测，测得它们的自转周期分别为P = 2.37d和P = 1.086d。我们从文献中检索了它们的Li等效宽度，并测量了它们的有效温度和光度。我们调查是否这些恒星的年龄使用三个独立的技术得出的β Picasso协会的年龄是一致的。我们发现这两颗星的自转周期和Li含量与星团中其他真正成员的分布是一致的。相反，等时线拟合结果显示两颗恒星的年龄相似，但比星协的年龄年轻约4倍，如果将磁场的影响计算在内，则年轻约30%。我们探讨的起源不一致的年龄推断等时拟合，包括可能性，无论是两个组件可能是未解决的双星或两个组件的基本恒星参数被改变增强的磁活动。后者被认为是更合理的原因，这表明锂含量的基础上的年龄估计是更可靠的比等时线拟合前主序星具有明显的磁活动。
2016-12-14 astro-ph.SR
VLT/NACO coronagraphic observations of fine structures in the disk of beta Pictoris
我们目前的地面观测的磁盘周围的A型恒星$β$风景如画的内部磁盘形态进行仔细检查。图像收集与NACO，AO辅助近红外仪器的VLT（ESO），其中包括两种类型的日冕仪：经典的Lyot掩模和相位掩模。在这个程序中，我们利用了两种类型的日冕仪在两个光谱带，H波段的Lyot掩模和KS波段的相位掩模。此外，我们模拟了一个扩展的对象，以了解日冕图像去卷积的局限性。缩小的日冕图像使我们能够仔细测量碎片盘的结构，并揭示了一些以前没有报道过的不对称性（位置，高度和翘曲厚度）。在这个程序中，由于相位掩模的作用，星周物质在0.7”（$13.5 $ AU）附近可见，而Lyot掩模产生的伪影妨碍了对距离小于1.2”（$23.2 $ AU）的尘埃的探测。点源探测极限相比，最近发表的观测行星候选人。最后，模拟表明，日冕数据的反卷积可能确实会在磁盘的图像中产生人工图案。
2009-01-14 astro-ph.SR
An Aladin-based search for proper-motion companions to young stars in the Local Association, Tucana-Horologium and beta Pictoris
我们已经使用阿拉丁天空图集的虚拟天文台寻找新的共同的自行对在三个年轻的恒星运动学群体：本地协会（~10-120马），杜鹃座时钟（~30马）和？风景如画（~12 Ma）。我们已经发现了9个新的和14个已知的共同的自行同伴的210个调查的恒星。利用2.2米Calar Alto望远镜的CAFOS仪器，我们详细研究了其中一对新的恒星对，HD 143809 AB系统，它是由一颗明亮的G 0 V主星和一颗以前未知的年轻M1.0-1.5Ve恒星形成的。
2012-01-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Revisiting the pulsational characteristics of the exoplanet host star $β$ Pictoris
系外行星的性质主要取决于其宿主恒星的参数。如果系外行星的主星显示出脉动，则可以使用星震学来改进对恒星参数的描述。我们的目标是重新审视β Pic的脉动特性，并从五个不同通带的归一化振幅中识别其脉动模式。我们还调查了潜在的磁场的存在。我们进行了频率分析，使用三个赛季的BRITE星座观测BRITE蓝色和红色过滤器，约620天长的bRing光变曲线和近8年长的SMEI光度时间序列。我们使用所有通带计算归一化振幅，包括先前公布的ASTEP观测值。我们调查的磁性β Pic使用spectropolarimetric观测与HARPSpol仪器进行。使用2D旋转模型，我们通过蒙特卡罗马尔可夫链拟合归一化的振幅和频率。我们确定了15个脉动频率的范围从34到55 c/d，其中两个显示清晰的幅度变化。我们使用多达五个通带中的归一化幅度来识别三个l = 1、六个l = 2和六个l = 3模式。β Pic被证明是非磁性的，可能未检测到的偶极场的上限为300 G。多个拟合的频率和归一化的振幅，包括一个接近赤道上的倾角β Pic，这对应于我们的期望的基础上的轨道倾角β Pic b和拱盘的方向。这个解导致旋转速率为开普勒分裂速度的27%，半径为1.497+-0.025Rsun，质量为1.797+-0.035Msun。半径和质量的~2%误差不能解释模型中的不确定性和潜在的错误模式识别。
2019-05-29 astro-ph.SR
Beta Pictoris and AB Doradus Moving Groups: Likely New Low-Mass Members
我们目前的结果，从我们的持续计划，以确定新的，低质量的，附近的年轻移动群体（NYMG）的成员使用自行选择算法和各种观测技术。我们有三个目标：1）通过直接成像为系外行星搜索提供高优先级目标，2）完成NYMG成员的普查，直到~0.1 Msun，因此3）提供附近（中值距离至少是金牛座和蛇夫座SFR的两倍），年轻（8-50百万年）恒星的良好表征样本，以详细研究它们的物理特性和多样性。我们的程序进行如下：我们适用于选择算法的自行目录，其中候选成员的初始选择削减是基于已知的NYMG成员的平均运动和自行和测光距离的候选人。NYMG成员进一步调查可能的迹象，青年，包括H-α发射和X射线通量，然后通过径向速度（RV）测量验证。我们确定TYC 1766-1431-1（M3），TYC 1208-468-1和2（K3），TYC 7558-655-1（K5）和PM I 04439 + 3723 W和E（M3）可能是Beta Picture移动群（BPMG）的成员，TYC 1741-2117- 1 N和S（K7），TYC 1752-63-1（K7），TYC 523-573-1（K7）和TYC 4943-192-1（M0）可能是剑鱼座AB移动群（ABDMG）的成员。我们还排除了几个BPMG和ABDMG候选人的成员资格。迄今为止，我们的计划已经确定了16个光谱类型K3或更高版本的新NYMG成员。
2010-04-30 astro-ph.SR
All-sky Co-moving Recovery Of Nearby Young Members. (ACRONYM) II: The Beta Pictoris Moving Group
我们确认了66个低质量恒星和褐矮星系统（K7-M9）加上19个视觉或光谱同伴的β风景如画的移动群（BPMG）。其中41个是新发现的，使已知的低质量成员增加了45%。我们还增加了4个对象的14个已知的质量预测小于0.07 Msun。我们高效的光度学+运动学选择过程确定了104个低质量候选者，我们用地基光谱学观察到。我们收集了最新光谱类型（>M5）的红外观测结果，以寻找低重力物体。这些和所有<M5候选者都是用高分辨率光谱仪观察的，以测量径向速度和年轻指标，如锂吸收和H-α发射，这些指标需要确认BPMG成员资格，达到63%的确认率。我们还编制了BPMG成员的最完整的普查，我们使用我们的选择和确认标准测试了效率和假成员分配。我们使用新的人口普查评估了22 +/-600万的年龄组，与过去的估计一致。随着现在密集采样的锂耗尽边界，我们解决了扩大边界的年龄分布或天体物理学的影响，锂燃烧速率。我们发现，69%的AFGKM初选成员是M星，接近预期值75%。然而，BPMG的新IMF显示出约2倍的0.2-0.3 Msun星的赤字。我们预计AFGK对BPMG的普查也是不完整的，可能是由于对最近恒星的搜索偏差。
2017-06-14 astro-ph.SR
Detectability of Exoplanets in the Beta Pic Moving Group with the Gemini Planet Imager
我们使用双子座行星成像仪（GPI），一种旨在通过成像检测同伴的日冕仪，对Beta Pic移动群（BPMG）中恒星周围系外行星的可探测性进行了建模。BPMG的成员被认为是系外行星搜索的有希望的目标，因为他们的年轻（~12 MY）和接近（中位数距离~35 pc）。我们编写了一个建模程序来生成给定质量、年龄、偏心率和半长轴的假设同伴，并将它们放置在GPI V波段范围内的BPMG成员周围。我们计数作为可能的检测同伴躺在GPI的视野和H-波段通量，有一个主机伴侣通量比将它们放置在其灵敏度。能够被探测到的伴星的比例取决于它们在1200万年前的亮度，以及它们的形成机制，以及它们的半长轴分布。我们使用亮度模型形成磁盘不稳定性和核心吸积。我们考虑了半长轴分布的两种极端情况--附近F型和G型恒星的对数正态分布和径向速度技术探测到的系外行星的幂律分布。我们发现，GPI可以检测到所有的F和G光谱型恒星的系外行星的BPMG样本的概率取决于亮度模型和半长轴分布。在光谱类型K到M1，系外行星的可探测性取决于亮度和宿主恒星的距离。GPI将能够检测到比M1晚的M星的伴星，只有当它们比10 pc更接近时。在BPMG样本中的四颗A星中，只有一颗的V波段亮度在GPI范围内，其他的都太亮了。
2010-05-05 astro-ph.SR
The beta Pictoris association low-mass members: membership assessment, rotation period distribution, and dependence on multiplicity
年轻星协的低质量成员表现出广泛的自转周期。这样的扩散源于质量和初始旋转周期的分布。然而，多样性也可以发挥重要作用。我们调查的物理同伴在缩短原始光盘寿命所发挥的作用。我们已经编制了年轻的2500万年β-风景如画的协会的低质量成员的最广泛的名单。我们已经测量了所有成员的旋转周期，并使用更新的UVWXYZ组件来评估其成员资格。根据真实会员和候选会员的多重身份，建立了区分真实会员和候选会员的轮换周期分布。我们发现，在宽轨道（>80天文单位）的多个系统的单星和组件的旋转周期，表现出一个明确的序列所产生的质量分布。在接近轨道（小于80天文单位）的多个系统的所有组成部分的自转周期都比相同质量的单一对应物短得多。与较年轻的1300万年h/星团和较老的4000万年疏散星团/星协NGC 2547、IC 2391、Argus和IC 2602以及13000万年的昂星团的比较表明，尽管角动量演化模型很好地再现了F-G星的演化，但对于慢K星和早M星，情况并非如此。最后，我们发现它们的光变曲线的振幅既不与自转相关，也不与质量相关。一旦单个恒星和多个系统的宽成分与多个系统的近成分分离，旋转周期分布就表现出对质量的明确依赖，这使得可以与年轻或年老的关联/星团的类似分布进行有意义的比较。这种干净的分布允许使用恒星自转周期作为年龄指标，对F和G型恒星有意义。
2017-07-06 astro-ph.SR
Starspots on the fastest rotators in the Beta Pic moving group
目的：我们对附近的毕赤星移动群HD 199143（F7 V）和CD-641208（K7 V）中两个最快的晚型旋光体进行了高分辨光谱学和BV（I）_C光度监测。这项工作的动机是调查这些非常年轻的恒星的自转周期和光球斑图案，从更长远的角度来探测主序演化早期阶段的自转和磁活动的演化。我们还旨在获得有关关键物理参数的信息，如旋转速度和旋转周期。研究方法：我们应用最大熵（ME）和Tikhonov正则化（TR）准则导出了在HD 199143（F7 V）和CD-641208（K7 V）中观察到的光学调制的表面光斑分布。我们还使用互相关技术来确定恒星的参数，如径向速度和旋转速度。Lomb-Scargle周期图被用来从微分震级时间序列中获得自转周期。结果：我们发现HD 199143的周期和倾角分别为0.356天和21.5度，CD-641208的周期和倾角分别为0.355天和50.1度。从ME和TR方法获得的HD 199143的斑点图非常相似，尽管后者给出了更平滑的填充因子分布。在相隔三周的两个不同时期获得的地图显示，在仅约20天的时间内，光斑覆盖率显著增加，达到光球表面的7%。两种方法得到的CD-641208的点图在经度上一致性较好，而在TR图上，点的纬度范围扩大到覆盖了整个可见半球。从HD 199143的第一条光变曲线得到的分布表明存在一个扩展的非对称活动经度，最大填充因子在经度~ 325度。
2011-08-11 astro-ph.SR
Gas and dust in the Beta Pictoris Moving Group as seen by the Herschel Space Observatory
上下文碎片盘被认为是通过星子的碰撞研磨形成的，并且可以被认为是行星形成的结果。了解碎片盘中气体和尘埃的性质可以帮助我们理解太阳系外行星系统的结构。赫歇尔空间天文台的远红外测光和光谱学为研究碎片盘、气体和尘埃的组成提供了宝贵的数据集。本文是一系列论文的一部分，致力于研究赫歇尔PACS观测年轻恒星协会。目的。这项工作的目的是通过对尘埃和气体的远红外PACS观测来研究β Picture移动群（BPMG）中圆盘的性质。方法.我们获得了Herschel-PACS的远红外测光观察在70，100和160微米的19个BPMG成员，连同光谱观察其中四个。光谱观测集中在63.18微米和157微米，旨在检测[OI]和[CII]发射。我们在BPMG成员的SED中纳入了新的远红外观测，并拟合了修改后的黑体模型，以更好地计算尘埃含量。结果我们已经探测到了9个BPMG成员的远红外过量发射，包括第一次探测到HD 29391的红外过量发射。HD 172555显示[OI]发射，而HD 181296显示[CII]发射，扩大了具有气体探测的碎片盘的短名单。在[OI]和[CII]中均未检测到BPMG中的碎片盘。圆盘显示尘埃温度在55至264 K之间，尘埃质量较低（6.6*10^{-5} MEarth至0.2 MEarth），黑体模型的半径在3至82 AU之间。所有探测到气体的天体都是早期光谱型恒星，有热尘埃成分。
2014-04-10 astro-ph.SR
The radius and effective temperature of the binary Ap star beta CrB from CHARA/FLUOR and VLT/NACO observations
使用快速振荡Ap（roAp）恒星的星震学的前景受到基本恒星参数的巨大不确定性的阻碍。文献中的有效温度（Teff）的结果通常跨越1000 K的范围。我们的目标是减少系统误差，提高Teff校准的Ap星的新的干涉测量的基础上。我们获得了长基线干涉观测β CrB的CHARA/FLUOR仪器。为了解开这个双星的两个组件的流量贡献，我们获得了VLT/NACO自适应光学图像。我们确定β CrB A的边缘暗化角直径为0.699 ± 0.017 mas（来自干涉测量法），β CrB B的边缘暗化角直径为0.415 ± 0.017 mas（来自表面亮度-颜色关系），对应于半径为2.63 ± 0.09 Rsun（3.4%的不确定性）和1.56 ± 0.07 Rsun（4.5%）。根据卫星紫外数据、可见光分光光度法和红外宽带数据确定了A和B组分的组合热辐射通量。来自B分量的通量占总通量的16 ± 4%，是通过将ATLAS 9模式大气与宽波段NACO J和K星等拟合而确定的。将A分量的通量与其测量的角直径相结合，我们确定了有效温度Teff（A）= 7980 ± 180 K（2.3%）。我们的新的干涉和成像数据，使一个几乎模型独立的确定β CrB A的有效温度。包括我们最近的研究阿尔法Cir，我们现在有直接的Teff测量的两个最亮的roAp星，提供了一个强有力的基准Teff规模的Ap星的改进校准。这将支持使用…
2009-12-16 astro-ph.SR
The beta Pictoris association: Catalog of photometric rotational periods of low-mass members and candidate members
我们打算编制最完整的β Picture协会的真实成员和候选成员的目录，并通过我们自己的观察，公共档案和探索文献来测量他们的旋转周期和基本属性。我们开展了一项多天文台活动，以获得我们自己的光度时间序列，并收集了我们目录中恒星的所有存档的公共光度数据时间序列。每个时间序列进行了分析与Lomb-Scargle和CLEAN周期图搜索恒星自转周期。我们补充了测量的旋转特性与详细的信息，多重性，成员资格，并预计在文献中的旋转速度，并讨论了明星明星。我们测量了117个成员中的112个的自转周期，并且尽可能地测量了恒星自转轴的光度、半径和倾角。这是迄今为止最大的年轻松散恒星协会的旋转周期目录。我们提供了一个广泛的目录旋转周期连同其他相关的基本属性有用的探索一些开放的问题，如传播的原因，旋转周期之间的同时代的恒星，角动量的演变，和锂旋转连接。
2016-12-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Constrains on planets around beta Pic with Harps radial velocity data
上下文β Picture系统及其碎片盘和一颗轨道为\simeq 9 AU的大质量巨行星是研究巨行星形成和演化以及行星盘相互作用的理想实验室。β Pic b还可以帮助测试年轻时的亮度-质量关系。其他行星，尚未被发现，当然可能存在于系统中。目标。我们的目标是直接限制β Pic b的质量，并寻找轨道比通常2 AU更近的其他类木行星。方法.利用2003年以来8年多的高精度Harps观测资料，对β Pic径向速度进行了测量和分析。结果结果表明，β Pic b在8、9、10、11和12AU的轨道上的真实质量分别小于10、12、15.5、20和25MJup。这是对成像行星质量的第一个直接限制。发现的上部质量是很好的亮度质量关系所提供的当前的“热启动”模型预测的范围内。我们还排除了质量大于2.5 MJup且周期小于100天的巨行星（热彗星），以及质量大于9 MJup且周期在100 - 500天范围内的巨行星。在500 - 1000天的范围内，探测极限在褐矮星范围内。除了对β Pic的内在兴趣之外，这些结果还显示了对早期快速旋转恒星进行精确RV测量的可能性。
2012-02-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
The far reaches of the beta Pictoris debris disk
附近的年轻恒星β-风景如画拥有一个丰富而复杂的行星系，至少有两颗巨行星和一个几乎边缘的碎片盘，其中包含几个动力学的微行星亚群。虽然对碎片盘的内部范围进行了广泛的研究，但对盘的外部较暗部分的信息知之甚少。在这里，我们提出了一个档案FORS V波段成像数据从2003-2004年，以前没有进行科学探索，因为明亮的恒星点扩散函数的晕子结构是复杂的分析。通过基于角度差分成像的高对比度方案，采用前向建模方法来减轻自减影，我们对β Pic盘的外部范围产生了最深的成像，并提取了其形态特征。边缘盘的两个臂之间的亮度不对称性，先前在内部盘中注意到，在更大的角间距处更加明显，在1000 AU左右达到约10倍。在接近2000天文单位时，可以看到较亮的旋臂，其表面亮度为27-28等/角秒^[2]。与亮度不对称性非常相似，两个臂之间存在倾斜角不对称性，其在大间距处变得越来越极端。7.2度的外倾角只能解释为如果外盘比内盘更远离边缘倾斜，或者如果它的尘埃具有更强的散射各向异性，或者（最有可能）两者兼而有之。强烈的不对称性意味着存在一个高度偏心的运动盘组件，这可能是由一个破坏性的事件被认为发生在一个更接近的位置在磁盘。
2021-01-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Herschel detects oxygen in the beta Pictoris debris disk
年轻的恒星β-Picture以其尘土飞扬的碎片盘而闻名，这些碎片盘是由围绕恒星运行的微行星碰撞而产生的，微行星大小的天体。除了尘埃之外，少量的气体也被认为是围绕恒星运行的，可能是由于猛烈碰撞的尘埃颗粒蒸发的结果。从前面的吸收光谱中可以看到圆盘的边缘，我们知道气体相对于其他元素来说含有非常丰富的碳。然而，氧气含量更难评估，早期的估计发现气体中的氧气非常少，C/O比比宇宙值高20倍。如此高的碳氧比很难解释，而且会对行星形成产生深远的影响。在这里，我们报告的观测远红外空间望远镜赫歇尔，使用PACS，从电离碳和中性氧的发射线。探测到的C+的发射与之前报道的赫歇尔的HIFI仪器观测到的一致，而O的发射很难解释，除非假设盘中有一个高密度区域，可能是一个团块或致密的环面，需要充分激发O原子。一种可能的情况是，C/O气体的产生过程与ALMA最近在盘中观察到的CO团簇相同，并且气体的重新分布需要比以前假设的更长的时间。C/O比和O质量的更详细的估计将不得不等待更好的C/O气体空间分布的约束。
2016-04-25 astro-ph.SR
A simple linear model to aid in analyses of the Beta Pictoris moving group
我们建立了一个四维线性模型中的Beta Picture移动组（BPMG）的对象成员，使用两个嵌套的应用程序的主成分分析（PCA）的高质量的数据约150万个对象。这些数据包含了天体的银河系空间速度以及它们的盖亚$G$星等。通过PCA，它们最终产生一条四维直线，称为PC $1'$，用于获得直线的真实成员和用于测试模型的候选成员都聚集在通常很小的距离上。我们真正的成员来自最近，盖亚DR2为基础的汇编。大多数候选成员来自2017年的汇编。使用一个标准的程序来标记数据集中的离群值组，我们认为，标记的少数可能的离群值，我们确定的距离PC $1'$是一致的候选成员使用的性质。支持将其纳入2017年汇编的空间和运动学测量当然是在盖亚任务提供数据之前。此外，它们当时的径向速度要么是未知的，要么是估计得有些不可靠。我们建议将PC $1'$添加到BPMG分析工具集中，并可能扩展到其他年轻恒星运动群。
2022-06-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining the orbit of the possible companion to Beta Pictoris: New deep imaging observations
我们最近报告了一个可能的行星质量的同伴，以β Picardiac在一个预计的8 AU的距离恒星的检测，使用的数据在2003年11月与NaCo，安装在甚大望远镜UT 4的自适应光学系统。即使没有第二个历元的探测，也有强有力的论据支持引力束缚的伴星，而不是背景天体。如果确认并位于8 AU的物理距离，这个年轻，热（~1500 K），大质量木星伴侣（~8 Mjup）将是有史以来最接近其恒星的行星，可以通过核心吸积形成，并可以解释尘埃盘的主要形态和动力学特性。我们的目标是在五年后返回Beta Pic，以获得对该伴星的第二个历元观测，或者在未检测到的情况下，限制其轨道。2009年1月和2月，用NaCo记录了Beta Pic和KS波段四象限相位掩模（4 QPM）日冕图像的深度自适应光学L '波段直接图像。我们还使用了2004年11月的4 QPM数据。在2009年的数据中，在距离该恒星6.5天文单位的投影距离上没有检测到亮度与伴星候选者（视星等L '= 11.2或Ks ~ 12.5）相当的点状信号。正如预期的那样，未检测到不允许排除背景物体;然而，我们表明，它与自2003年首次观察到以来更接近恒星的束缚伴星的轨道运动是一致的，并且在当前时期刚刚从恒星后面出现。我们对伴星的可能轨道提出了严格的限制，并讨论了未来的观测前景。
2009-07-01 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
The Hawaii Infrared Parallax Program. III. 2MASS J0249-0557 c: A Wide Planetary-mass Companion to a Low-mass Binary in the beta Pic Moving Group
利用夏威夷红外视差计划的CFHT/WIRCam天体测量，我们发现了$β$ Pic移动群成员2 MASSJ 02495639 -0557352（M6 VL-G）的一个大行星质量伴星。此外，凯克激光导星自适应光学孔径掩模干涉测量表明，主机本身是一个紧联星。总的来说，2 MASSJ 0249 - 0557 ABc是一个结合三元组系统，其中一个$11.6^{+1.0}_{-1.3}$ $M_{\rm Jup}$对象由$1950\pm200$ AU（40”）与一对相对接近（$2.17\pm0.22$ AU，0.04”）的$48^{+12}_{-13}$ $M_{\rm Jup}$和$44^{+11}_{-14}$ $M_{\rm Jup}$对象隔开。2 MASSJ 0249 - 0557 AB是少数在年轻的移动星群中发现的超冷双星之一，也是第一个在$β$ Pic移动星群（$22\pm6$ Myr）中被证实的。2 MASSJ 0249 -0557 c（L2 VL-G）的质量、绝对星等和光谱类型与行星$β$ Pic b（L2，$13.0^{+0.4}_{-0.3}$ $M_{\rm Jup}$）的质量、绝对星等和光谱类型非常相似。我们还发现自由浮动的天体2 MASSJ 2208 +2921（L3 VL-G）是另一个可能的$β$ Pic移动群成员，其颜色和绝对星等类似于$β$ Pic b和2 MA…
2018-07-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Deep high-resolution L band spectroscopy in the $β$ Pictoris planetary system
本研究利用CRIRES+对绘架座β系统开展高分辨率L波段光谱观测，开发相关光谱处理方法，证实行星b的水吸收并高精度测定其自转速度，发现合并不同光谱设置数据对提升信噪比更有效，为系外行星大气观测策略提供参考。
2025-01-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
New magnetic field measurements of beta Cephei stars and Slowly Pulsating B stars
我们提出的结果继续我们的磁调查与FORS 1在VLT的样本组成的B型星的确认或候选人的仙王座β星和缓慢脉动B星。大约有三分之一的仙王座β星探测到了磁场。磁性慢脉动B星和候选慢脉动B星的比例更高，高达50%。我们发现在H-R图中，磁性和非磁性脉动星的区域大部分重叠，并且没有清晰的图像显示出磁场在主序星上的可能演化。
2009-01-21 astro-ph.SR
Trends in Silicates in the $β$ Pictoris Disk
虽然已知β Pic以环状结构存在硅酸盐，但这些硅酸盐尘埃的性质是否随星心距离而变化仍然是一个悬而未决的问题。我们重新分析的β Picardian碎片盘光谱从斯皮策红外光谱仪（IRS）和一个新的IRTF/SpeX光谱研究趋势的Fe/Mg比，形状和结晶度的晶粒作为波长的函数，代理星心距离。通过分析一个重新校准和重新提取的光谱，我们确定了一个新的18微米镁橄榄石发射功能，并恢复了23微米镁橄榄石发射功能，具有比以前报道的大得多的线-连续比。我们发现这些突出的光谱特征主要是由亚微米尺寸的小颗粒产生的，这些颗粒是从盘面中的小行星碰撞中不断产生和补充的，可以阐明其母体的组成。我们发现这些小颗粒的三个趋势：随着星心距离的增加，（1）小硅酸盐颗粒变得更加结晶（无定形），（2）它们变得更加不规则的形状，（3）对于结晶硅酸盐颗粒，Fe/Mg比降低。将这些趋势应用于β Pic的行星结构，我们发现β Pic b和c轨道外部的尘埃种群在结晶度和形状上有很大不同。我们还发现了一个暂定的3-5微米的尘埃过剩，由于空间未解决的热尘埃排放接近恒星。从我们的研究结果中，我们推断，大型星子的表面更富铁和碰撞处理更接近恒星，但更多的铁贫和原始远离恒星。
2022-05-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
An ALMA Survey of M-dwarfs in the Beta Pictoris Moving Group with Two New Debris Disc Detections
本文利用ALMA在880 μm对绘架座β移动星群中的M型矮星进行巡天，新探测到两例碎屑盘，发现探测率与G、K型恒星一致，表明M型矮星并不少拥有碎屑盘，仅需更长波长和更高灵敏度的观测。
2023-10-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetic Field and Activity of the Single Late-type Giant Beta Ceti
我们呈现了2010年6月19日至2010年12月14日期间单个晚型巨星鲸鱼座β的磁场和活动指标的行为。我们使用了两台望远镜获得的分光偏振数据-法国南峰伯纳德·利奥望远镜的NARVAL分光偏振仪和夏威夷CFHT的ESPaDONS分光偏振仪。使用最小二乘反卷积方法处理数据，从而能够导出斯托克斯I和V参数的平均光球轮廓。我们测量了表面平均纵向磁场B1，它在0.1 - 8.2 G的区间内变化，线活动指标CaII K，H_α，CaII IR（854.2 nm）和径向速度。通过分析B1的变化，确定了可能的旋转周期P = 118天。一个单一的，占主导地位的磁场拓扑结构的大磁点是一个可能的解释B1和活动指标的变化，鲸鱼座β。
2012-03-22 astro-ph.SR
MIRI MRS Observations of Beta Pictoris II. The Spectroscopic Case for a Recent Giant Collision
本文通过对比Spitzer和JWST对绘架座β碎屑盘的光谱观测，发现尘埃温度和结晶特征发生显著变化，提出近期一次巨型碰撞产生的尘埃云正被辐射压吹出系统，揭示了该行星系统星周环境的动态性。
2024-07-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
A new treatment of telluric and stellar features for medium resolution spectroscopy and molecular mapping. Application to the abundance determination on Beta Pic b
本文提出了一种改进的分子图绘制方法，通过去除恒星晕和大气特征干扰获取中分辨率行星光谱，并应用于$β$ Pictoris b观测，成功探测到CO和H$_2$O，测定了其大气性质并首次以中分辨率光谱仪高精度测量了其相对中心恒星的径向速度。
2024-02-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Peering into the formation history of beta Pictoris b with VLTI/GRAVITY long baseline interferometry
我们的目标是估计β Picasso b大气层中的C/O比，并估计该行星的动力学质量，以及使用高精度天体测量来改进其轨道参数。我们使用重力仪器和甚大望远镜干涉仪的四个8.2米望远镜来获得$β$ Pic b上的K波段光谱干涉数据。我们提取了一个中等分辨率（R=500）的K波段光谱的行星和高精度的天体测量位置。我们估计行星的C/O比使用两种不同的方法（前向建模和免费检索）从两个不同的代码（ExoREM和petitRADTRANS，分别）。最后，我们使用了一个简化的模型，两个形成的情况下（引力坍缩和核心吸积），以确定哪一个可以最好地解释测得的C/O比。我们的新天体测量不赞成$β$ Pic b（$e=0.15^{+0.05}_{-0.04}$）的圆形轨道。结合以前的结果和依巴谷/盖亚的测量，这个天体测量指向一个行星质量为$M = 12.7\pm{}2.2\,M_\mathrm{Jup}$。该值与仅使用光谱数据的免费检索代码petitRADTRANS导出的质量兼容。正演模拟和免费检索的方法产生非常相似的结果，关于β Pic b的大气。特别是，用两个代码导出的C/O比是相同的（$0.43\pm{}0.05$与$0.43^{+0.04}_{-0.03}$）。我们认为，如果恒星的C/O在$β$ Pic是太阳，那么这种组合的一个非常高的质量和低的C/O比的行星表明通过核心吸积形成，与强大的星子富集。
2019-12-10 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
A Combined VLT and Gemini Study of the Atmosphere of the Directly-Imaged Planet, beta Pictoris b
我们分析了新的/档案VLT/NaCo和双子座/NICI高对比度成像的年轻，自发光行星$β$ Picardia b在七个近中红外光度过滤器，使用先进的图像处理方法，以实现高信噪比，高精度测量。虽然$β$ Pic b的近红外颜色模仿了标准的多云早中期L型矮星，但与L/T型矮星序列相比，它在中红外区域过于明亮。很少有亚恒星/行星质量的天体--如$κ$ And b和1 RXJ 1609 B--能与$β$ Pic b的$JHK_{s}L^\prime$测光相匹配，而且它的3.1 $μm$和5 $μm$测光特别难以重现。采用云处方和大（$\sim$ 60 $μm$）尘埃颗粒的大气模型未能再现$β$ Pic b光谱。然而，包含与HR 8799 bcde相似的厚云但具有小（几微米）模态颗粒尺寸的模型在不确定性范围内与数据一致。假设太阳丰度模型、厚云和小尘埃粒子（$<a>$ = 4 $μm$），我们推导出大气参数log（g）= 3.8 $\pm$ 0.2和$T_{eff}$ = 1575- 1650 $K$，推断质量为7 $^{+4}_{-3}$ $M_{J}$，光度log（L/L $_{\odot}$）$\sim$ -3.80 $\pm$ 0.02。最佳估计的行星半径，$\approx$ 1.65 $\pm$ 0.06 $R_{J}$，接近热启动模型允许的行星半径上限，考虑到主星的年龄，可能反映了…
2013-08-13 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Dynamics of the Beta Pictoris planetary system and possibility of an additional planet
本研究通过动力学建模和N体模拟，探讨β Pictoris系统中额外行星的可能性，发现一颗低偏心率、质量0.15-1倍木星质量、半长轴30-36 au的行星可解释盘内缘50 au的观测位置。
2025-02-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Numerical simulations of exocomet transits: Insights from \{beta} Pic and KIC 3542116
本研究提出基于Monte Carlo方法构建彗尾尘埃粒子分布来拟合系外彗星凌星光度轮廓，发现尘埃粒径、终端速度等影响光曲线形状，而彗核产率与碰撞参数影响其深度与持续时间。
2024-07-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Revisiting the Membership, Multiplicity, and Age of the Beta Pictoris Moving Group in the Gaia Era
利用 Gaia DR3 数据与贝叶斯方法重新评估 BPMG 成员，排除多重星系统，并采用多种恒星模型拟合年龄，发现年龄估计高度依赖模型，范围在 11 至 33 Myr 之间。
2023-12-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A Census of the beta Pic Moving Group and Other Nearby Associations with Gaia
本文基于 Gaia DR3 重构 BPMG 等近邻年轻星协成员样本，揭示多组星协的物理关联，并改进其年龄、IMF、X 射线及 M 型星星周盘超量比例测量。
2024-09-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
