Structure in the disc of epsilon Aurigae: Spectroscopic observations of neutral Potassium during eclipse ingress
本文报道了御夫座双星7699A中性钾线在食入和全食过程中的等效宽度变化。线强度的增加和平台与新的系统参数和干涉成像的限制，加上辅助数据同时报告。总之，这些数据揭示了过境光盘的结构细节，以前从未测量过。测量的环和间隙的位置不立即适合任何建议的模型，使用简单的潮汐估计。然而，我们预测出口时间的利益，并敦促继续监测这颗星在平衡的日食，并鼓励理论治疗的光盘子结构进行追求。
2010-03-19 astro-ph.IM astro-ph.SR
Magnetic field topologies of the bright, weak-field Ap stars theta Aurigae and epsilon Ursae Majoris
最明亮的磁性化学奇特的恒星θ Aur和eps UMa被许多关于它们的光度和光谱变化的研究所瞄准。两颗恒星的化学丰度点的详细地图被反复推导出来。然而，关于这些恒星的磁场几何形状的信息非常少。在这项研究中，我们的目标是确定详细的磁场拓扑结构的θ Aur和eps UMa的基础上现代，高分辨率的光谱偏振观测。使用Narval和ESPaDOnS分光偏振仪在所有四个斯托克斯参数中观察到这两个目标。采用多谱线最小二乘反卷积技术检测谱线中的偏振特征。这些签名与塞曼多普勒成像代码建模。我们成功地检测到可变圆和线偏振的签名θ Aur。eps UMa仅检测到圆偏振。我们获得了新的高精度的纵向磁场测量的平均圆极化金属线的配置文件，以及氢线的核心，这是与历史数据一致。磁反转揭示了扭曲的偶极几何在这两颗恒星。Fe和Cr的丰度分布，重建同时与磁映射，不显示出明确的相关性与当地的磁场属性，与沿磁赤道的水平场区域的相对元素丰度不足的例外。我们的研究提供了有史以来第一个详细的表面磁场地图宽线，弱场化学奇特的恒星，表明他们的场拓扑结构是定性类似于那些发现在较强的磁场恒星。Fe和Cr的化学丰度图重建θ Aur和eps UMa与目前的理论原子扩散计算的预测是不一致的。
2018-11-12 astro-ph.SR
2D Monte-Carlo Radiative transfer modeling of the disk shaped secondary of Epsilon Aurigae
通过拟合食双星$ε$ Aur从可见光到远红外波段的光谱能量分布，提出了食双星盘的二维Monte-Carlo辐射转移模型。我们还报告了AKARI在五个中红外和远红外光度带对$ε$ Aur的新观测，并用于构建我们的SED。该盘是光学厚，并具有喇叭形的盘几何形状，包含气体和尘埃，气体与尘埃的质量比为100。我们认为这颗双星的主星是一颗F0 Iae型的post-AGB星，而盘的中心是一颗B5 V热星，其温度为15，000 K。我们采取的半径为3.8 AU为我们的模型作为约束的食盘的红外干涉成像观测。我们的模型表明，磁盘包含的晶粒比ISM晶粒大得多（晶粒尺寸为10 $μ$至100 $μ$）。磁盘的颗粒化学是含碳的，我们的模型表明，硅酸盐和ISM灰尘化学不再现所观察到的SED在中红外远红外区域的斜率。这意味着在$ε$ Aur系统中盘状次级星的形成可能是物质吸积和/或质量转移的结果，而现在的主星是F0 Iae post-AGB星。它不是原行星盘。圆盘几乎是边缘朝上，倾角大于85 $^{o}$。我们建议从我们的辐射转移模型，磁盘是不是固体，并有一个2 AU半径的中心，其中没有晶粒的存在，使该地区几乎透明的空隙。该盘质量不大，其质量小于0.005 M $_{\odot}$。
2012-03-29 astro-ph.SR
A new ephemeris and an orbital solution of ε Aurigae
我们收集了过去110年的丰富的RV测量系列和过去6次日食的光度观测，并用我们的新观测补充它们，并推导出一个新的精确星历和轨道解。
2010-05-03 astro-ph.SR
Spectral and photometric analysis of the eclipsing binary epsilon Aurigae prior to and during the 2009-2011 eclipse
在1994年至2010年期间获得的一系列353个红色电子光谱，以及2010年日食的171个UBV光度观测，被分析，以更好地了解食双星eps Aur。主要结果如下。(1)我们试图通过解开eps Aur双星的观测光谱来恢复伴星的光谱，但失败了，但是我们能够解开大地线的光谱，并获得F型主星的平均光谱。然后将后者与合成光谱的网格进行比较，得到一些合理的T（eff）和log（g）值，但没有发现相当好的匹配，然而，我们得出结论，观察到的光谱是低重力恒星的光谱。(2)我们研究了过去16年来复杂的H-α线剖面的变化，特别强调了2009-2011年的日食期间，通过从观测到的光谱中减去平均日食H-α剖面（径向速度适当偏移）。我们发现，围绕着看不见的伴星的黑暗圆盘有一个扩展的“大气层”，它通过对F星投射的蓝移和红移的H-α“壳”反射来表现自己。值得注意的是，H-α壳层线首次出现在日食第一次接触前三年，当时系统距离最大距离不远。(3)几个强大的，未混合的谱线，以及UBV测光径向速度和中心强度的分析表明，这些观测显示出明显的多周期变化在日食。66.21的主周期是所有观测量所共有的，但这些变量之间的相移不同。这一结果有力地支持了我们先前的建议，即在日食期间看到的光度变化是F星固有的，因此，应该放弃由于盘中有一个洞而导致中心增亮的想法。
2011-04-30 astro-ph.SR
Radial velocity study of the CP star Epsilon Ursae Majoris
在这封信中，化学奇特的大熊座恒星（$ε$ UMa）的径向速度变化的氢线的尖锐的核心进行了调查。这项研究是基于在旋转周期的不同阶段获得的EPDIE档案数据。该恒星具有低振幅的径向速度变化，周期为P=5.0887 d。假设$ε$ UMa的旋转轴垂直于轨道平面，最佳开普勒解得出偏心率e=0.503，最小质量约为14.7 $M_{\rm Jup}$。这一结果表明，伴星是一颗棕矮星，其径向速度的投影半振幅变化$K_{\rm 2}$ =135.9 km/sec，倾角乘以半长轴的正弦值$a_{2}$ sin（i）=0.055 au。
2009-04-23 astro-ph.SR
Irregular changes in Hα emission line of V423 Aur observed by LAMOST Medium-Resolution Spectrographs
我们在2017年12月5日使用LAMOST中分辨率光谱仪获得了Be星V423 Aur的7个光谱，曝光时间从600到1200秒。这些光谱显示了不规则的Hα发射线轮廓变化（LPVs）。在7个谱图中，从第4 ~ 7个谱图开始，Hα谱的左半部分甚至出现过剩。然而，从1.26米望远镜的测光和2.16米望远镜的高分辨率光谱的后续观测中，没有看到任何变化。根据它的高分辨光谱，我们认为它是一颗B7 V型星，E（B-V）= 0.709{ \pm }0.036，vsini为{ \sim } 221.8km/s。短期的Hα LPV可以解释为V423 Aur周围旋转盘或壳层的物质瞬时喷射的结果。
2019-10-17 astro-ph.SR
Long-term Spatial and Temporal Variations of Aurora Borealis Events in the Period 1700--1905
北极光事件的目录和其他记录被用来研究1700年至1905年期间北半球这些现象的长期空间和时间变化。为此目的，为大约27 000个极光事件和80 000多个观测数据指定了地理和地磁坐标。分别在三个大规模地区进行了分析：㈠欧洲和北非，㈡北美，㈢亚洲。显然需要填补记录中存在的一些空白，以便有一个可靠的太阳活动代理，特别是在18世纪。为了增强长期变异性，对数据应用了11年的平滑窗口。极光事件的累积数量随纬度的变化（在地理和地磁坐标中）被用来区分两种主要的太阳源：日冕物质抛射和来自日冕洞的高速流。相关极光的特征与太阳活动周期的相关性不同。
2013-09-05 astro-ph.SR physics.space-ph
A new value of the period of the classical Cepheid RT Aur on the basis of 456 times of maximum, 1897-2023
本研究收集了456个新的最大光的经典造父变星RT Aur的时间，涵盖了从1897年到2022年。从这些观测结果得到的O-C图表明，GCVS给出的周期必须加以修正。结果表明，观测到的O-C残差没有明显的周期变化，但呈现出长期的周期变化趋势。在RT Aur是一个双星系统的假设中，无法从现有的天体物理数据中推导出轨道。
2023-03-26 astro-ph.SR
An UXor among FUors: extinction related brightness variations of the young eruptive star V582 Aur
V582 Aur是自$\sim$ 1985年以来爆发的FU Ori-type年轻爆发星。喷发目前处于相对稳定的高原阶段，光度和光谱变化叠加。在这里，我们将描述爆发物体的祖先，探索其环境，并分析爆发的时间演变。我们特别感兴趣的是两个深度光度下降的物理起源，一个发生在2012年，另一个自2016年以来一直在进行。我们收集了存档的照相底片，并在2010年至2017年期间进行了新的光学，红外和毫米波光度和光谱观测，在当前最低点期间具有高采样率。除了分析褪色过程中的颜色变化，我们编制了多历元的光谱能量分布，并拟合一个简单的吸积盘模型。基于爆发前的数据和毫米连续测量，我们认为，V582 Aur爆发的祖先是一个低质量的金牛T星的平均属性。一个未被发现的星周结构，可能是一个圆盘，其质量为0.04 M $_{\odot}$。的光学和近红外光谱证明存在的氢和金属线，显示CO的吸收带头，并表现出可变的H $α$的配置文件。颜色变化强烈表明，2012年$\sim$长达1年的亮度下降以及2016年以来的最小值都是由视线上的消光增加引起的。根据我们的吸积盘模型，红化从$A_V$ =4.5等变化到12.5等，而吸积率几乎保持不变。类似于中等和低质量年轻恒星的UXor现象模型，轨道盘结构可能是日食的原因。
2017-12-13 astro-ph.SR
First analysis of eight Algol-type binaries: EI Aur, XY Dra, BP Dra, DD Her, VX Lac, WX Lib, RZ Lyn, and TY Tri
利用在线数据库中的光度学数据，首次对八个食双星系统EI Aur、XY Dra、BP Dra、DD Her、VX Lac、WX Lib、RZ Lyn和TY Tri进行了光变曲线分析。所有这些恒星都是大陵五型，有分离的组成部分，轨道周期从0.92到6.8天。对于EI Aur和BP Dra系统，在光变曲线求解期间检测到大量的第三光。此外，还得到了468个新的极小时刻，试图确定双星的周期变化。对于XY Dra和VX Lac系统，第三个天体的周期分别为17.7年和49.3年。
2015-08-04 astro-ph.SR
Photometric and spectroscopic variability of the FUor star V582 Aurigae
2009年8月至2013年2月，我们在V582 Aur野外进行了BVRI CCD测光观测。在此期间，我们获得了V582 Aur的高，中，低分辨率光谱。为了研究目标爆发前的变化并构建其历史光变曲线，我们在照相底片收藏中搜索了存档观测。CCD和摄影观测进行了分析，使用一个序列的14颗恒星的领域V582 Aur在BVRI校准。V582 Aur爆发前的摄影观测显示出金牛T星典型的低振幅光变化。档案摄影观测表明，这颗恒星的亮度在1984年底或1985年初开始增加，并在1986年1月达到最大亮度。V582 Aur的光谱类型可以定义为G 0 I，具有H α和Na I D线的强P Cyg轮廓，这是典型的FU Orionis天体。我们的BVRI光度观测表明，在3.5年的观测期间，大幅度变化V~2.8等。然而，大多数时候，恒星保持在接近最大亮度的状态。亮度下降最深的一次是在2012年春天，当时恒星的亮度下降到接近爆发前的水平。在最小亮度期间，太阳光度数据显示颜色反转，这是UX Ori变星的典型特征。相应的光谱观测表明，谱线（特别是H α）的轮廓和强度具有很强的可变性，这表明吸积速率发生了显着变化。在过去三年进行的光度监测的基础上，最大光的光谱特性和长期光变曲线的形状，我们确认了V582 Aur与FU Orionis天体组的联系。
2013-06-27 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
Magnetically Active Stars in Taurus-Auriga: Photometric Variability and Basic Physical Parameters
本文分析了ROSAT天文台在金牛座-御夫座恒星形成区方向探测到的28颗著名的弱线金牛座T星（WTTS）和60颗WTTS候选星的均匀长期光度观测结果。22个已知的WTTS和39个WTTS候选者显示出可归因于斑点旋转调制现象的周期性光变化。这些斑点星的自转周期在0.5到10天之间。我们计算了74颗恒星的光度、半径、质量和年龄。大约33%的WTTS候选人样本年龄小于1000万。到24个WTTS候选者的平均距离与其半径的可靠估计显示为143+/-26 pc。
2013-03-12 astro-ph.SR
Optical and X-ray Variability of the Peculiar Cataclysmic Variable FS Aur with a Magnetic and Freely Precessing White Dwarf
我们提出了在2010-2011年观测季节进行的特殊的激变变量FS御夫座长期监测的初步结果。天文学家的观测首次在测光数据中揭示了白矮星的岁差周期，而以前只能通过光谱观测。这在（B-I）颜色指数中最好地看到，并且反映了光谱能量分布的可变性。钱德拉和斯威夫特对X射线观测的分析也揭示了光变曲线中轨道周期和岁差周期的存在。我们还表明，FS Aur的长期变化和其爆发活动的特点可能是由于从第二颗星的质量转移率的变化，作为一个紧密的双星轨道的偏心率调制的结果诱导的存在下，第三个机构的环双星轨道。
2011-11-28 astro-ph.SR
Stable and Unstable Regimes of Mass Accretion onto RW Aur A
我们目前的监测观测活动的金牛座T星RW Aur，从2010年10月至2015年1月，使用光学高分辨率（R>10000）光谱与CFHT-ESPaDOnS。文献中的光学光度测量显示，在这一时期的大部分时间里，通量都很明亮，稳定，通量较低（2-3等）。在2010年和2014年。在亮期，我们的光谱显示出清晰的光球吸收，Ca II 8542 A发射轮廓形状的复杂变化，以及O I 7772和8446 A以及He I 5876 A线的红移吸收的大变化，表明在此期间不稳定的质量吸积。相比之下，这些线的轮廓是相对均匀的，在微弱的时期，这表明稳定的质量吸积。在微弱的时期，光球吸收线是不存在的或边缘，平均Li I的配置文件显示红移吸收由于流入。我们讨论了（1）星周物质或伴星的掩星和（2）质量吸积活动的变化，以解释上述结果，以及2011-2015年的近红外和X射线观测。这两种情况都不能简单地解释所有观察到的趋势，需要更多的理论工作来进一步研究它们的特征。
2016-04-18 astro-ph.SR
BRITE photometry and STELLA spectroscopy of bright stars in Auriga: Rotation, pulsation, orbits, and eclipses
连续测光与多达三个BRITE卫星获得了12个目标，并进行了定期搜索。使用了与STELLA同步的高分辨率光谱学，通过与模板光谱的互相关获得径向速度，并通过与模型光谱的比较确定天体物理参数。卡佩拉红光曲线被发现是恒定的超过176天的均方根为1毫微克，但蓝光曲线显示的周期为10.1 $\pm$ 0.6天，我们解释为旋转周期的G0组件。F0超巨星$\varepsilon$ Aur的BRITE光变曲线表明其主脉动周期为152 d，而恒星径向速度则显示出明显的68 d周期。用BRITE覆盖了$ζ$ Aur双星系统的日食入口，并导出了日食开始的精确时间。$η$ Aur是一颗慢脉动B星，主周期为1.29 d，是迄今为止发现的最亮的慢脉动B星之一。由光度学和光谱学方法分别测得磁性Ap星$θ$ Aur的自转周期为3.6189 d和3.6177 d，在误差范围内可能相同。光度旋转周期也被确认为Ap型恒星$τ$ Aur为2.463 d，太阳型恒星$κ^1$ Cet为9.065 d，B7 HgMn巨星$β$ Tau为2.74 d。本文导出了食SB2双星$β$ Aur、食27年的SB1 $\varepsilon$ Aur和RS CVn双星HR 1099的修正轨道解。$ν$ Aur和$ι$ Aur这两颗恒星被认为是长期的、低振幅的RV和亮度变星，但只能提取出$ν$ Aur的基于20年周期和0.7离心率的临时轨道…
2020-10-20 astro-ph.SR
RW Aur B: a modest UX Ori type companion of the famous primary
著名的年轻双星RW Aur的次级星比初级星的研究要少得多。为了弥补这一不足，本文给出了对RW Aur B的UBVRIJHK测光、VRI偏振和光谱观测结果。这颗恒星在光学波段表现出混乱的亮度变化，不规则的短（~ 1天）变暗，幅度$ΔV$高达$1.3^{\rm m}.$变暗伴随着线性偏振的增加（在I波段高达3%），这可能是由于星周盘中的尘埃散射了恒星辐射，这意味着RW Aur B可以被归类为UX Ori型恒星。我们的结论是，观测到的过量发射在$λ\lesssim 0.45$ $μ$ m和longward $\approx$ 2 $μ$ m以及变化的流量和配置文件的HI，HeI和NaI D发射线是由于吸积过程。同时，Ca II线的发射分量表明RW Aur B具有强大的色球。假设太阳元素丰度，我们发现了以下参数的恒星：$T_{\rm eff} = 4100-4200$ K，$A_{\rm V}=0.6 \pm 0.1$（出的调光事件），$L_* \approx 0.6$ $L_\odot,$ $R_* \approx 1.5$ $R_\odot,$ $M\approx 0.85$ M $_\odot,$ $\dot M_{\rm acc}<5\times 10^{-9}$ M $_\odot$年$^{-1}.$最后，我们讨论了可能的原因不同水平的吸积活动的RW Aur二进制组件和目前的论点…
2020-07-24 astro-ph.SR
Steps towards a solution of the FS Aurigae puzzle. II. Confirmation of the intermediate polar status
FS Aur以各种不寻常和令人困惑的周期性光度和光谱变化而闻名。以前有人提出，快速旋转的磁吸积白矮星的进动可以成功地解释这些现象。我们提出了一个研究的FS Aur的基础上，两个广泛的光学光度观测和三个X射线数据集，我们打算验证是否观察到的FS Aur和V455和长周期调制的观测特性是相似的外观在普通的IP的自旋调制。这些新的光学观测第一次在光度数据中揭示了白矮星的进动周期的变化，以前只能通过光谱看到。我们还发现，调制与岁差和轨道周期是明显的X射线数据。我们发现，所观察到的FS Aur的性质非常类似于其他中间极性，从而确认这一激变变量的类的成员。我们对中间极的多色观测的分析表明，颜色指数的时间序列分析似乎是揭示隐藏的变化和揭示其性质的一种强有力的技术。我们发现，V1223 Sgr的（B-I）功率谱表明在光学光变曲线中根本看不到的自旋脉动的数据的存在。此外，对V455 And的颜色指数的分析揭示了光度变化的存在，类似于FS Aur，以前只在光谱上观察到。
2013-04-11 astro-ph.SR
Variability of the Spin Period of the White Dwarf in the Intermediate Polar V405 Aur: Low-Mass Third Body or Precession ?
本文介绍了利用不同仪器对武夫座V405（RX J0558.0+5353 = 1 RXS J055800.7+535358）进行测光CCD观测的结果。我们分析了V405 Aur（RX J0558.0+5353）系统中白矮星自旋周期的变化，使用我们的观测和以前公布的最大定时。2010-2012年系统自转周期为$P=545.4558163(94)$ s。由于我们在观测数据的差距，我们提出了2个假设的自旋周期的变化，这个系统-一个立方体的星历，可以解释为一个岁差的磁白矮星或周期变化的周期为6.2年和半振幅的$17.2\pm1.8$秒。这种周期性的变化可以用低质量恒星（$M_3\ge0.09M_\odot$）引起的光时效应来解释。在这种情况下，系统属于一类罕见的具有第三个身体的激变变星。
2013-08-09 astro-ph.SR
Is There a Third Component in the Intermediate Polar V405 Aur?
利用我们的观测结果和以前发表的极大值定时，分析了V405 Aur（RX J0558.0+5353）系统中白矮星自旋周期的变化.由于相位光曲线包含两个几乎相等的光度学波，因此将其中一个最大值设置为“主”波。2010-2012年最近几个季节的“自旋可变性”（由于磁化的白矮星的旋转）的最大值的星历表是Tmax = HJD 2455882.470614（25）+0.00631314602（46）E。这对应于“O-C”图上的显著负趋势。由于观测数据中的显著差距和计时的统计误差，可能会对自旋周期变率提出一些建议：2007年的快速周期“跳跃”;长期周期变化;立体星历（这可以解释为磁白矮星在几十年的时间尺度上的岁差）或周期为6.2年半的周期性变化。振幅17.2 \pm 1.8秒。就目前的观察而言，后两种模型更为可靠。为了区分它们，需要继续监测。这种周期性的变化可以用第三质量体（M3 > 0.09 M \odot）引起的光时间效应来解释，这相当于一颗低质量恒星，而不是太阳系外的行星。在这种情况下，系统属于一类罕见的具有第三个身体的激变变星。
2013-08-18 astro-ph.SR
SPIRou monitoring of the protostar V347 Aur: binarity, magnetic fields, pulsed dynamo and accretion
本文利用SPIRou对原恒星V347 Aur进行1258天监测，发现其为含褐矮星伴星的偏心双星系统，并揭示了由轨道运动触发的“脉冲发电机”机制及以环向分量为主、偶极场微弱的磁场结构。
2024-09-03 astro-ph.SR
Rediscussion of eclipsing binaries. Paper V. The triple system V455 Aurigae
V455 Aur是一颗离体食双星，包含两颗F星，轨道为3.15-d，离心率很小。它的日食是在依巴谷卫星的数据中发现的，格里芬（2001，2013）获得了光谱轨道。Griffin发现了食系统的系统速度的长期变化，这是由于在一个高偏心轨道（e = 0.73）上的第三个天体，其周期为4200 d。我们使用这些数据，来自TESS卫星的V455 Aur的光变曲线和Gaia EDR 3视差来确定系统组件的物理特性。我们发现食星的质量为1.289 +/- 0.006 Msun和1.232 +/- 0.005 Msun，半径为1.389 +/- 0.011 Rsun和1.318 +/- 0.014 Rsun，有效温度为6500 +/- 200和6400 +/- 200 K。第一次直接检测到来自第三组分的光，在TESS光曲线的解中以l_3 = 0.028 +/- 0.002的第三光的形式。根据这个l_3、理论光谱和经验校准，我们估计该恒星的质量为0.72 +/- 0.05 Msun，半径为0.74 +/- 0.05 Rsun，温度为4300 +/- 300 K。外轨道的倾角为53 +/- 3度，因此系统中的两个轨道不共面。我们表明，测量的光谱光比的两个食星可以降低半径的不确定性从1%到0.25%。详细的光谱分析也可以得到该系统的精确温度和化学丰度，从而使V455 Aur成为已知最精确测量的食系统之一…
2021-06-08 astro-ph.SR
Modelling the light variability of the Ap star epsilon Ursae Majoris
利用多普勒成像技术获得的Fe、Cr、Ca、Mn、Mg、Sr和Ti的表面分布，模拟了Ap星epsUMa的光变。使用所有可用的光度数据，我们指定的epsUMa调制的旋转从远紫外线到红外线的光变化。我们采用LLmodels恒星模型大气代码来预测在不同的光度系统的光变。epsUMa的旋转周期精确到5d088631（18）。结果表明，所观察到的光变率可以解释为由于化学元素的不均匀表面分布引起的从UV光谱区到视觉的辐射通量的重新分配的结果。在七个映射的元素，只有铁和铬显着贡献的幅度所观察到的光变。总的来说，我们发现理论和观测之间有很好的一致性。通过对特殊的$a$参数的分析，我们证实了Fe和Cr对5200年附近著名的低压的重要作用。最后，我们发现，所考虑的元素的丰度点不能解释所观察到的变化，在近紫外和$β$指数，这可能是由于一些其他原因。表面化学元素的不均匀分布可以解释A型CP星epsUMa观测到的大部分光变。
2010-09-04 astro-ph.SR
A planetary companion around the K giant eps Corona Borealis
目标。我们的目标是寻找和研究K巨星低振幅和长周期径向速度（RV）变化的起源。方法.我们提出了高分辨率RV测量K2巨星K1 CrB从2005年2月至2012年1月使用光纤馈Bohyunsan天文台Echelle摄谱仪（BOES）在Bohyunsan光学天文台（BOAO）。结果我们发现，RV测量的Cr-CrB表现出417.9 +/- 0.5天的周期性变化，半振幅为129.4 +/- 2.0米/秒。有没有RV测量和色球活动之间的相关性在Ca II H区域，依巴谷测光，或平分线速度跨度。结论.开普勒运动是最有可能的解释，RV变化是由轨道运动引起的。假设可能的恒星质量为1.7 +/- 0.1 M_Sun，我们得到行星伴星的最小质量为6.7 +/- 0.3 M_Jup，轨道半长轴为1.3 AU，离心率为0.11。我们还讨论了恒星金属丰度与行星发生率和恒星质量与行星质量关系的影响，我们的意见。
2012-09-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Mid-infrared observations of the transitional disks around DH Tau, DM Tau, and GM Aur
目的：利用VISIR/VLT在N波段对DH Tau、DM Tau和GM Aur等年轻天体的过渡盘进行了中红外观测和测光。我们的目标是解决内部区域和这些过渡盘的大尺度结构，携带的中间或后期阶段的磁盘演化和正在进行的行星形成的潜在签名。方法：我们使用同步观测的标准星作为PSF参考来约束目标天体的径向通量分布。从相应的科学物体剖面图中减去所获得的标准恒星剖面图，就得到了星盘系统产生的通量残差。检测阈值考虑了背景标准差以及观测期间的视宁度变化，以评估这些通量残差的重要性。在一个简单的尘埃再发射模型的基础上，推导出尘埃盘内径的约束条件。结果：我们在空间上分辨了GM Aur周围的过渡盘，并确定了盘内孔半径为20.5（+1.0，-0.5）AU。DH Tau和DM Tau周围的拱星盘没有空间分辨，但我们能够将内部盘孔半径分别限制为<15.5（+9.0，-2.0）AU和<15.5（+0.5，-0.5）AU。对DH Tau、DM Tau和GM Aur进行了光度测定，得到的通量分别为178 ± 31 mJy、56 ± 6 mJy和229 ± 14 mJy。
2011-08-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Case of AB Aurigae's Disk in Polarized Light: Is There Truly a Gap?
使用NICMOS日冕仪，我们获得了高对比度的2.0微米成像偏振测量和1.1微米的角尺度为0.3-3角秒（40-550 AU）的御夫座AB周围的拱星盘的图像。与以前的观测结果不同，这些数据解决了总强度和偏振强度的磁盘，允许精确测量整个磁盘的偏振分数的空间变化。利用这些观测结果，我们研究了Oppenheimer等人在2008年报告的圆盘中的明显“间隙”。在偏振强度方面，NICMOS数据接近地再现了Oppenheimer等人观察到的形态，然而，在总强度方面，我们在1.1或2.0微米的图像中没有发现间隙的证据。相反，我们发现，该区域具有较低的偏振分数，而没有显着减少总散射光，与预期的反向散射光的倾斜盘的远侧一致。辐射转移模型表明，这种解释符合观测。几何散射效应完全足以解释观察到的形态，而无需在该位置调用间隙或原行星。
2009-11-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
A multi-frequency ALMA characterization of substructures in the GM Aur protoplanetary disk
金牛座T星GM Aur周围的原行星盘是最早被假设为正在被形成中的行星清除的行星之一。因此，GM Aur对我们理解磁盘结构和演化产生了巨大的影响。我们提出了1.1和2.1毫米ALMA连续观测的GM Aur磁盘的分辨率为~50 mas（~8 au），以及HCO $^+$ $J=3-2$观测的分辨率为~100 mas。尘埃连续体显示至少有三个环在微弱的扩展发射上。在两种波长下，在盘腔中心都检测到未分辨的发射，这可能是由于灰尘和自由-自由发射的结合造成的。与1.1 mm图像相比，2.1 mm图像在R~40 au附近显示出更明显的“肩”，突出了较长波长观测用于表征盘子结构的实用性。光谱指数$α$具有强烈的径向变化，最小值靠近发射峰，最大值靠近间隙。虽然低光谱指数通常被归因于颗粒生长和尘埃捕获，但GM Aur内部两个发射环的光学深度使其尘埃属性模糊不清。间隙和外盘（$R>100$ au）在两个波长下都是光学薄的。同时，HCO $^+$的发射表明，气体腔比尘埃腔更紧凑的毫米连续跟踪，类似于传统上被归类为“过渡”的其他磁盘。"
2020-01-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
