Novae in M51: a New, Much Higher Rate from Multi-epoch HST Data
准确测定不同类型星系中新星爆发的速率，可以给我们提供这些星系的基本白矮星和双星种群以及这些恒星的空间分布的强有力的约束。直到2016年，基于地面的外部星系调查所固有的局限性-以及银河系中的尘埃灭绝-严重阻碍了这些速率的确定以及它们在不同类型星系之间的差异。红外银河系巡天和密集的哈勃太空望远镜（HST）巡天正在克服这些限制，导致相对于先前声称的星系新星率急剧增加。在这里，我们提出了14颗新星候选者，这些候选者是在对大质量螺旋星系M51（“漩涡星系”）进行为期一年的HST调查期间偶然观察到的。我们使用模拟的基础上观察到的新星光变曲线建模的不完整性的HST调查在前所未有的细节，确定新星探测效率$ε= 20.3$百分比。该调查的M51区域覆盖率，结合$ε$，表明$172^{+46}_{-37}$新星年$^{-1}$的保守M51新星率，对应于$\sim10.4^{+2.8}_{-2.2}$新星年$^{-1}$ / $10^{10} L_{\odot,K}$的亮度特异性新星率（LSNR）。这两个速率都比地面研究估计的速率高出一个数量级，这与低节奏地面调查确定的所有类型星系的普遍低新星速率的说法相矛盾。他们证明，与理论模型相反，在一个巨大的椭圆星系（M87）和一个巨大的螺旋星系（M51）中，HST确定的LSNR可能没有一个数量级或更多的差异，事实上可能非常相似。
2022-10-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
HST/FGS Trigonometric Parallaxes of M-dwarf Eclipsing Binaries
哈勃空间望远镜（HST）精细制导传感器（FGS）的三角视差观测获得了直接确定距离附近的五个M-矮星/M-矮星食双星系统。这些系统作为建立低质量恒星的基本物理参数，如光度L和半径R的基准系统，本质上是有趣的。HST/FGS距离也是对盖亚三角测量的为数不多的直接检验之一，因为在星等极限和视差角的确定方面都具有可比的灵敏度。进行了每个系统的混合通量输出的光谱能量分布（SED）拟合，允许从每个系统的初级和次级组件估计热通量。根据恒星M、L和R值，将L和M以及R和M之间的低质量恒星关系与此类恒星的理想期望进行比较。检查包含这些密切的M-矮星/M-矮星对高阶共同自行（CPM）对进行了分析，5个系统中的每一个都有迹象表明是CPM系统的一部分。在视差参考星网格内发现的有趣物体的意外距离也被提出，包括附近的M矮星和白矮星。
2020-04-16 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Astrometry with the Hubble Space Telescope: Trigonometric Parallaxes of Selected Hyads
我们提出了绝对的毕宿疏散星团的七个成员，在集群的核心预选在于自行。我们的数据来自FGS 3的档案天体测量数据，以及FGS 1 R的3 Hyads的更新数据，这两个白光干涉仪都在哈勃太空望远镜（HST）上。我们从六个单独的精细制导传感器（FGS）字段中获得成员松弛，并使用包含van Altena 622和van Altena 627（= HIP 21138）的字段作为示例。恒星的自行、光谱分类和VJHK光度学提供了参考星绝对视差的分光光度估计。将这些作为有误差的观测值引入我们的模型中，我们确定每个Hyad的绝对松弛。vA 627的视差通过包含一个摄动轨道而得到了显著的改善，这是一个以前已知的光谱双星，现在是一个天体测量双星。与我们最初（1997年）的测定结果相比，新数据、更新的校准和改进的分析相结合，将个体视差误差平均降低了4.5倍。比较依巴谷星表中四颗恒星的视差，我们得到了与HST相比平均提高11倍的因子。有了这些新的结果，我们也有更好的协议与依巴谷的四个共同的明星。这些新的裂缝为这七个构件提供了平均距离< D >= 47.5 pc，为岩心提供了3.6 pc的\pm 1 - σ分散深度，以及16.0 \pm 0.9 pc的单个组件的最小深度。每个成员的绝对幅度进行比较，建立主要序列，具有良好的协议。我们得到了一个加权平均距离模数为核心的毕宿星团的m-M=3.376 \pm 0.01…
2011-03-10 astro-ph.SR
On the M31 Nova Progenitor Population
本文介绍了静止期M31新星的概况。这是第一个静止的河外星系目录，包含2006年至2013年期间37颗光谱确认的新星。我们使用利物浦望远镜和福克斯望远镜在爆发期间拍摄的北图像来确定每个系统的准确位置。然后将这些位置转换为存档的哈勃太空望远镜（HST）图像，我们对任何与转换位置一致的可分辨源进行测光。由于M31中的红巨星在HST图像中是可以分辨的，我们可以检测到红巨星秒的系统。在我们的银河系中，只有少数几个这样的系统被证实（例如RS Oph和T CrB）。然而，我们发现在M31中有更高比例的新星可能包含红巨星二等星。对于一些新星，当新星还在褪色时，就已经拍摄了符合的HST图像，这使我们能够产生比大多数河外星系可能达到的更暗的光变曲线。最后，我们比较了M31和银河系的静止新星种群。
2013-03-08 astro-ph.SR
Exploring the Morphology of the Expanding Remnants of Classical and Recurrent Novae
我们报告几个新星的研究是已知的或怀疑是经常性的。我们讨论了我们的形态运动学模型的光学光谱的演变后，爆发的两个最近的新星。在已知的RN RS Oph的情况下，这也与\it HST成像相结合。结果支持了新星爆发早期遗迹形成的假设，并给出了遗迹的结构（包括倾角）和速度场。总的来说，这些结果强调了协调成像和光谱测定的必要性，尽管并不总是可能的，如果我们要真正了解这些系统中的残骸成形，以及对行星状星云成形机制研究的更广泛影响。
2011-03-04 astro-ph.SR
A reevaluation of the 2MASS zero points using CALSPEC spectrophotometry complemented with Gaia Data Release 2 parallaxes
上下文2 MASS是近红外光谱部分的参考测量，因为它覆盖了整个天空，动态范围大，校准均匀。然而，以前的研究不同意的零点（ZPs）的值为它的三个波段JHK在百分之一的震级水平。这种分歧应该变得更加明显，现在盖亚提供全天空光学测光校准低于该水平。目标。我们希望建立基于NICMOS/HST分光光度法的CALSPEC标准星的2 MASS ZPs值，并借助Gaia DR 2望远镜进行检验。方法.我们已经计算了合成JHK测光的恒星样本使用HST CALSPEC光谱标准，并将其与2 MASS的星等进行比较，以评估ZPs。我们已经通过分析一个FGK矮星样本来测试我们的结果，该样本具有出色的2 MASS测光和准确的Gaia DR 2视差。结果2 MASS J、H和K的Vega ZP分别为-0.025 $\pm$ 0.005 mag、0.004 $\pm$ 0.005 mag和-0.015 $\pm$ 0.005 mag。对FGK样本的分析表明，新的ZP比以前的ZP更准确。
2018-07-31 astro-ph.IM astro-ph.SR
The Carnegie RR Lyrae Program: Mid-infrared Period-Luminosity relations of RR Lyrae stars in Reticulum
我们分析了位于大麦云（LMC）球状星团网室中的30颗RR型天琴座星（RRL），它们是用斯皮策太空望远镜上的红外阵列相机（IRAC）在3.6和4.5 $μ$ m通带观测到的。我们推导了新的中红外（MIR）周期光度PL关系。PL关系的零点是使用哈勃太空望远镜（HST）测量的五个明亮银河系（MW）RRL的三角函数估计的，作为替代，我们使用了在第一次盖亚数据发布（DR 1）中发布的三角视差，这些视差是作为第谷-盖亚天体测量解决方案（TGAS）的一部分获得的，以及第二次盖亚数据发布时发布的相同恒星的视差（DR2）。我们使用我们新的MIR PL关系确定了到网状物的距离，并发现在TGAS和DR 2视差上校准的距离具有良好的一致性，并且通常小于基于HST视差的距离，尽管它们在各自的误差范围内仍然是一致的。我们的结论是，网室位于约3千秒差距更接近我们比LMC的重心。
2018-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evaluating Cepheid Metallicity Effect Determinations via IC1613 and Gaia-independent Parallaxes
Mount Saint Vincent University（蒙特圣文森特大学）
利用18个HST视差统一建立独立于Gaia的IC1613距离，并基准测试三种造父变星金属丰度校正，发现较大校正不被支持，需更广泛金属丰度基线和更多非Gaia视差来检验较小校正。
2026-06-01 astro-ph.SR
The Carnegie-Chicago Hubble Program: Calibration of the Near-Infrared RR Lyrae Period-Luminosity Relation With HST
我们提出的测光30银河RR天琴座变量与HST WFC 3/IR为芝加哥-芝加哥哈勃计划。这些测量值形成距离阶梯测量值的基础，距离阶梯测量值包括以3%的精度测量Ho的纯群体II基础。这些数据是用与我们观测外星系天琴座RR型星相同的仪器和滤波器（F160 W）获得的，以便在我们校准河外距离标度时尽量减少系统误差的来源。我们计算平均星等的基础上，一至三个测量每个RR天琴座恒星使用恒星的模板产生的密集的时间采样数据在光学和中红外波长。我们使用四个RR天琴座恒星从我们的样本与测量良好的HST的弛豫时间，以确定一个零点。这个零点将很快被盖亚提供的大量精确的数据所改善。我们还提供了TGAS和Gaia DR 2数据的初步校准，所有三个零点都在其不确定性范围内。
2018-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia Data Release 1 parallaxes and the distance scale of Galactic planetary nebulae
在本文中，我们衡量盖亚的潜力在行星状星云（PNe）的距离刻度校准通过评估银河系PNe（CSPNe）的中心恒星的DR 1视差对已知的物理关系的影响。对于选定的PNe目标与国家的最先进的数据的角度大小和通量，我们推导出距离依赖的参数的经典距离尺度，即，物理半径和电离质量，从DR 1视差;我们传播的估计量的不确定性，并评估其统计特性存在较大的相对视差误差;我们填充统计距离比例图与此样本，并讨论其意义，在现有的数据和当前的校准。我们从DR 1中收集到8个CSPNe，S/N $>$ 1。我们发现，这一组潜在的校准品的数量翻了一番现存的三角函数的flaxes（从HST和地面），并增加了两个数量级的物理参数的域以前探测。然后，我们使用合适的三角函数的组合样本来拟合物理半径到表面亮度的关系。这种距离尺度的校准虽然是初步的，但在统计学上看起来是可靠的，并暗示了新的PNe物理学。随着未来盖亚发布的PNe数统计和天体测量精度的十倍改进，已经非常有趣的新距离尺度将受到明确的限制。
2017-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Analysis of the Gaia Data Release 3 parallax bias at bright magnitudes
该研究利用双星系统的轨道视差检验盖亚DR3在亮星等（G<13）下的视差零点偏移，通过筛选样本得出亮星存在显著偏差且形式不确定度被低估的结论，为未来盖亚数据验证提供资源。
2025-02-14 astro-ph.SR
Tycho-Gaia Astrometric Solution Parallaxes and Proper Motions for Five Galactic Globular Clusters
我们提出了一个试点研究银河系球状星团（GC）自行（PM）的测定使用盖亚数据。我们在盖亚数据发布1（DR1）的Tycho-Gaia天体测量解（TGAS）星表中搜索GC星，确定了NGC104的5个成员（图克坦47）、NGC5272的1个成员（M3）、NGC6121的5个成员（M4）、NGC6397的7个成员和NGC6656的2个成员（M22）。通过对成员星进行加权平均，充分考虑参数之间的相关性，我们估计了GC的视差（以及距离）和PM。这提供了一个均匀的PM研究的多个GC的基础上的天体测量目录与小和良好控制的系统误差，并产生随机PM误差类似于现有的测量。与哈勃太空望远镜（HST）测量的详细比较通常显示出极好的一致性，验证了TGAS和HST的天体测量质量。相比之下，与地面测量值的比较表明，其中一些测量值的系统误差肯定超过随机误差。我们的视差估计的不确定性比以前的研究大一个数量级，但仍然意味着距离与以前的估计一致。通过将我们的PM测量与文献的位置，距离和径向速度相结合，我们测量星系团的银河系中心空间运动，并发现这些也与以前的分析一致。我们的分析提供了一个框架，以确定更准确的距离和PM的银河系GC使用未来的盖亚数据发布。这将对宇宙距离阶梯的近端提供至关重要的限制，并提供准确的GC轨道历史。
2017-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Progenitor Systems of Classical Novae in M31
本研究首次利用PHAT巡天获得的M31盘面恒星年龄分布与大样本新星星表，构建新星延迟时间分布，发现两个显著前身群体，并揭示其产生效率可能恒定或随时间递减。
2025-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distances of CVs and related objects derived from Gaia Data Release 1
我们考虑的视差的16个激变变量和相关的对象，包括在TGAS目录，这是盖亚的第一次数据发布的一部分，并比较这些与以前的视差测量。天鹅座矮新星SS的视差与VLBI的视差测定结果一致，但仅与HST精细制导传感器（FGS）对该系统观测的分析结果一致。相比之下，V603 Aql和RR Pic的盖亚弛豫大致一致，但不如HST/FGS测量精确。IX Vel、V3885 Sgr和AE Aqr的盖亚弛豫与依巴谷的测量结果一致，但比依巴谷的测量结果准确得多。我们采取派生的盖亚距离，发现爆发系统的绝对星等显示出弱的相关性与轨道周期。对于测量X射线通量的系统，我们发现X射线光度是吸积盘是否处于热和电离或冷和中性状态的明确指标。我们还发现了与轨道周期相关的低和高状态盘的X射线发射的证据，因此长期的平均吸积率。推导出的质量吸积速率的新星类变星和矮新星进行了比较的临界质量吸积速率的磁盘不稳定性模型预测。虽然我们发现协议是好的，对于大多数系统似乎有一些不确定性的SS Cyg的系统参数。我们的研究结果说明了未来的盖亚数据发布将是一个非常宝贵的资源，在绘制灾难性变量的演变。
2017-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Planetary Nebulae distances in GAIA DR2
背景：行星状星云的距离尺度往往受到模型依赖的解决方案。与模型无关的三角函数松弛是罕见的。现在可以利用GAIA的第二次数据发布提供更大样本的天基三角测量。目的：我们的目标是获得一个高质量的方法选择标准的三角形的行星状星云，并讨论可能的警告和限制，在使用此数据发布。研究方法：由于基于坐标的匹配工作不可靠，以前距离尺度调查的几百个来源与第二次GAIA数据发布（DR 2）的数据进行了人工交叉识别。这些数据与以前的距离尺度的结果和最近的一项类似研究的结果进行了比较，该研究使用了第一次发布的数据GAIA DR 1。结果如下：虽然现有的几个以前的地面和HST三角测量与新的数据集完全匹配，但旧的统计距离尺度，达到更大的距离，确实显示出小的系统差异。仅限于这些中心恒星，盖亚的光度颜色显示出周围星云的污染可以忽略不计，对于基于无线电通量的统计距离，这种差异可以忽略不计，而那些来自H-α表面亮度的差异仍然显示出微小的差异。DR 2研究显著改善了先前使用DR 1/TGAS对统计距离尺度的重新校准。
2018-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Milky Way Cepheid Standards for Measuring Cosmic Distances and Application to Gaia DR2: Implications for the Hubble Constant
我们提出了一个选定的样本的50个长周期，低消光银河系造父变星测量上相同的WFC 3 F555 W，F814 W，和F160 W波段测光系统作为河外造父变星在SN Ia主机的HST测光。这些明亮的造父变星是在光学和近红外的WFC 3空间扫描模式下观测的，以减轻饱和度并减少像素间的校准误差，以达到每次观测5毫马格的平均光度误差。我们使用新的盖亚DR 2视差和HST测光，同时限制宇宙距离尺度，并测量适合造父变星的DR 2视差零点偏移。我们发现，对于固定的距离尺度，零点偏移值为-46 +/- 13 μ as或+/- 6 μ as，高于类星体，正如预期的那样，对于这些更亮和更红的源。由于需要独立地确定视差偏移，距离刻度从DR 2的精度已经降低了2.5倍。最佳拟合距离尺度为1.006 +/- 0.033，相对于Riess等人2016年的尺度（H 0 =73.24 km/s/Mpc），用于通过光度学预测散射，并且与在2.9 sigma置信水平（99.6%）下匹配Planck 2016 CMB数据与LCDM所需的尺度不一致。在96.5%的置信度下，我们发现正式的DR 2错误可能被低估。我们确定了额外的错误与使用增强造父变星样本利用地面测光，并讨论其可能的起源。包括DR 2的松弛与所有先前的距离阶梯数据提高了目前的张力之间的晚期和早期宇宙路线的哈勃常数到3. 8西格玛（99. 99%）。随着盖亚最终…
2018-05-25 astro-ph.CO astro-ph.SR
Concerning the Classical Cepheid VIc Wesenheit Function's Strong Metallicity Dependence
证据支持的发现，经典的造父变星VIc期Wesenweg函数是相对不敏感的金属丰度。最近提出的强金属依赖性的可行性进行了评估，通过应用建议的修正（伽玛=-0.8 mag/dex）的距离建立麦哲伦云通过银河系VIc Wesenlaxes校准，这是锚定到附近的十个经典造父变星测量HST的弛豫。由此产生的麦哲伦云的伽马校正距离（例如，SMC，mu（0，gamma）~18.3）与平均值>300个已发表的估计值（NED-D）和一个通用的Wesenektop模板（包含11个Scuti delta，SX Phe，RR Lyrheid和II型造父变星，HST/依巴谷天体）的结果存在显著的差异。相反，采用零校正（即，gamma=0 mag/dex）合并估计。与现有证据相结合，结果表明，造父变星之间的化学成分的变化是一个相对可以忽略的不确定性来源W（VIc）为基础的河外距离和测定的H_0。描述了一种新的方法，其目的是提供额外的银河造父变星校准，以方便随后的评估的VIc Weseneidae功能的相对（中）丰度变化的敏感性。VVV/UKIDSS/2 MASS JHK对旋臂星系团的测光应用来建立精确的星系距离关系，在某些情况下可用于确定较年轻的造父变星的绝对韦森星等。
2011-10-07 astro-ph.CO astro-ph.SR
Evolution of the stellar-merger red nova V1309 Scorpii: SED analysis
对于了解红新星的性质来说，一个非常重要的物体是V1309 Sco。其爆发前的观测显示，在2008年的红新星爆发之前，它是一个接触双星，迅速演变为合并的组件。因此，它为我们提供了一个直接的证据，证明红新星是恒星合并的结果。我们分析了光谱能量分布（SED）的对象及其随时间的演变。通过OGLE、HST、VVV、Gemini South、WISE、Spitzer和Herschel进行的各种光学和红外调查和观测计划，我们在2010年和2012年构建了观测到的SED。2007年的一些有限的数据也可用于红新星祖先。我们分析的数据与我们的模型的尘埃信封周围的中央恒星。在V1309 Sco的爆发前状态存在灰尘。它的高温（900-1000 K）表明，这是一个新形成的尘埃，可能是螺旋双星的质量损失。在2008年爆发后不久，V1309~Sco几乎完全嵌入尘埃中。2010年和2012年尘埃包层的参数（温度，尺寸）证明我们在2008年爆发期间观察到物体丢失的物质。其质量至少为$10^{-3}\,M_\odot$。该天体仍然相当明亮，尽管自2008年9月达到最大亮度以来，它的光度已经衰减了约50倍（2012年）。来自赫歇尔的远红外数据显示，在距离该天体几千天文单位的地方存在一个冷的（~30 K）尘埃。这一结论可以通过亚毫米波干涉观测得到验证。
2016-07-06 astro-ph.SR
A High-Precision Trigonometric Parallax to an Ancient Metal-Poor Globular Cluster
利用哈勃空间望远镜（HST）上的WFC-3相机，我们获得了最近的贫金属球状星团NGC 6397的直接三角视差。虽然三角视差以前已经在许多附近的疏散星团中测量过，但这是第一个古老的贫金属人口的视差-在许多恒星星族研究中被用作基本模板。这种高精度的测量是由HST/WFC 3空间扫描模式实现的，它为星团中的数十颗恒星以及同一视线上的银河场恒星提供了数百个天体测量。我们发现视差为0.418 +/- 0.013 +/- 0.018 mas（统计的，系统的），对应的真实距离模数为11.89 +/- 0.07 +/- 0.09 mag（2.39 +/- 0.07 +/- 0.10 kpc）。恒星主序星转折处的V光度意味着星团的绝对年龄为13.4 +/- 0.7 +/- 1.2 Gyr。
2018-03-16 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Observational calibration of the projection factor of Cepheids. II. Application to nine Cepheids with HST/FGS parallax measurements
脉动恒星的距离通常使用脉动松弛（PoP）方法来估计，该方法结合了光谱径向速度测量和角直径估计来推导恒星的距离。这种方法的一个重要应用是确定造父变星的距离，鉴于其距离尺度的校准。然而，在PoP方法中，径向速度到脉动速度的转换依赖于校准不良的参数，投影因子（p因子）。我们的目标是凭经验测量的P-因子的值的均匀样本的九个银河造父变星的三角函数的测量与哈勃太空望远镜精细制导传感器。我们使用的SPIPS算法，一个强大的实现的PoP方法，结合测光，干涉，径向速度测量的脉动的全球建模。我们获得了新的干涉角直径使用PIONIER仪器在甚大望远镜干涉仪，完成了从文献中的数据。使用已知的距离作为输入，我们推导出的p-因子的值，并研究其与脉动周期的依赖关系。我们发现以下P因子：1.20 $\pm$ 0.12，用于RT Aur，1.48 $\pm$ 0.18（T Vul），1.14 $\pm$ 0.10（FF Aql），1.31 $\pm$ 0.19（Y Sgr），1.39 $\pm$ 0.09（X Sgr），1.35 $\pm$ 0.13（对于W Sgr），1.36 $\pm$ 0.08对于$β$ Dor，1.41 $\pm$ 0.10用于$ζ$ Gem，1.23 $\pm$ 0.12用于$\ell$ Car。这些值始终接近p = 1.324 $\pm$ 0.024。我们观察到这个平均值周围的一些分散，…
2016-01-18 astro-ph.IM astro-ph.SR
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。
2012-03-29 astro-ph.IM astro-ph.SR
The physical properties of AM CVn stars: new insights from Gaia DR2
AM CVn双星是轨道周期在5-65分钟范围内的贫氢致密双星，被预测为持续引力波辐射的强源。使用盖亚数据发布2，我们提出了41个已知的56个系统的自行车和自行。与使用HST精细制导传感器确定的视差相比，我们发现原型恒星AM CVn比以前认为的要近得多。这解决了模型难以解释的高光度和质量吸积率。利用Pan-STARRS 1数据，我们确定了AM CVn星的绝对星等。有证据表明，捐赠恒星的质量和半径比预期的白矮星更大，或者捐赠恒星不是白矮星。使用已知的AM CVn恒星的距离，我们发现了强有力的证据，大量的AM CVn恒星仍有待发现。由于该值设置了LISA的引力波信号的背景，因此引起了广泛的兴趣。我们确定的质量传递速率为15 AM CVn星，并发现大多数有一个显着大于预期的速率从标准模型。这进一步证明了施主星的尺寸比预期的要大。
2018-10-15 astro-ph.SR
The Y-Type Brown Dwarfs: Estimates of Mass and Age from New Astrometry, Homogenized Photometry and Near-Infrared Spectroscopy
宽视场红外巡天探测器（WISE）对中红外天空的巡天发现了极冷的低质量棕矮星，被归类为Y矮星，将T类扩展到较低的温度。在撰写本文时，已知有24颗Y矮星。在这里，我们提出了四个改进的反射，确定使用斯皮策图像。本文给出了在双子座天文台获得的四颗晚型T矮星和三颗Y矮星的新测光结果，以及三颗Y矮星的新光谱。我们还提出了以前未发表的测光采取从HST，ESO，斯皮策和WISE档案的11晚型T和9 Y矮星。近红外数据被放在同一个测光系统上，形成了一个最冷的棕矮星的均匀数据集。我们比较最近的模型，我们的光度和光谱数据集。我们确认，非平衡大气化学是重要的，这些对象。非平衡无云模型很好地再现了温度为425 <= T_eff K <= 450的Y矮星的近红外光谱和中红外测光。对于T_eff K <= 375的Y矮星，少量的云覆盖可能会改善模型在近红外的拟合。无论是多云还是无云模式都不能再现T_eff = 250 K Y矮星W 0855的近红外测光。我们使用中红外区域，其中大部分的流量起源，以限制我们的模型W 0855。我们发现W 0855的质量可能是1.5 - 8木星质量，年龄是0.3 - 6 Gyr。Y型矮星的测量半径在太阳的20 pc以内，并且具有薄盘的典型切向速度。我们从样品中获得的金属丰度和年龄通常与太阳相似。我们估计，已知的Y矮星是3至20个质量的天体，年龄为0.6至8.5 Gyr。
2017-04-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
