The binary Be star δ Sco at high spectral and spatial resolution: Disk geometry and kinematics before the 2011 periastron
经典Be星是一种热的非超巨星，被一个气态的星周盘所包围，这是观测到的红外线过剩和发射线的原因。二元性对这些现象的影响仍然存在争议。δ Sco是一个双星系统，它的主星在2000年的末次近星点突然开始出现Be现象。我们想限制它周围环境的几何学和运动学。我们在2007年至2010年期间使用VLTI/ABER和CHARA/VEGA仪器进行了光谱分辨干涉测量。我们发现了与先前估计相符的轨道要素。下一次近星点应该发生在2011年7月5日左右（+- 4天）。我们在HAlpha（FWHM = 4.8 ± 1.5mas），BrGamma（FWHM = 2.9 ± 0.5mas），2.06 $ μ$ m HeI（FWHM = 2.4 ± 0.3mas）和K带连续谱（FWHM ~2.4mas）。盘的运动学主要由旋转控制，盘的膨胀速度约为0.2km/s。圆盘内的旋转定律与开普勒旋转相容。由于恒星可能以其临界速度的70%左右旋转，物质的喷射似乎不受旋转的支配。然而，盘的几何学和运动学与先前研究的准临界旋转Be星，即Alpha Ara，Psi Per和48 Per相似。
2011-06-09 astro-ph.SR
A New Halpha Emission-Line Survey in the Orion Nebula Cluster
我们目前的结果从一个Halalpha发射线调查在一个平方度的区域为中心的猎户座星云星团，获得了宽视场棱镜摄谱仪-2的2.2米望远镜的夏威夷大学。我们确定了587颗恒星的Halpha发射，其中99个，主要位于观测区域的外部区域，没有出现在以前的Halpha调查。我们确定了这条线的等效宽度（EW），并在此基础上将372颗恒星分类为经典金牛座T星（CTTS），187颗恒星分类为弱线金牛座T星（WTTS）。同时进行的r '，i'测光表明极限星等为r' ~ 20等，但在r' > 17等时，样品是不完整的。α发射星的表面分布揭示了一个集群和一个分散的群体，前者由比后者更年轻和更大质量的年轻星组成。衍生的EW与文献中发现的比较表明Halpha线的变异性。我们发现，在大多数情况下，变异的典型幅度不大于2-3倍。我们确定了一个小组的低EW星的红外签名指示光学厚的吸积盘。我们研究了恒星的等效宽度与其他性质之间的关系。基于文献数据，我们研究了我们的CTTS和WTTS子样本的几个属性，发现中红外颜色指数，平均旋转周期和光谱能量分布特征的子样本的显着差异。
2013-08-08 astro-ph.SR
Probing the nature of the TeV gamma-ray binary HESS J0632+057 by monitoring Be disk variability
我们报告TeV伽马射线双星HESS J 0632 +057的监测观测结果，这些观测是为了限制Be拱星盘和性质未知的致密天体之间的相互作用，并首次提供了从离星到近星的轨道周期后半期的高色散（R > 50000）光谱。发现H α、H β和H γ谱线在近星点后约1个月内（0.6- 0.7相）表现出显著的短期变化，而在近星点附近变化很小。这些发射线显示出“S形”变化，时间尺度约为150天，约为先前报道的两倍。与巴耳末谱线相反，在任何Fe II发射谱线中均未观察到轮廓变化。我们估计H α、H β、H γ和Fe Ⅱ发射线的发射区半径分别约为30、11、7和2个恒星半径（R *）。不同谱线上谱线轮廓变化的幅度表明，与致密天体的相互作用对Be盘的影响至少可达离星后半径为7 R * 的范围。这一事实，加上近星点附近的轮廓变化很小，排除了潮汐力作为磁盘变化的主要原因。虽然这使得脉冲星风成为最有可能的磁盘变化的候选机制，但了解相互作用的细节，特别是在Apastron之后引起大规模磁盘扰动的机制，仍然是一个悬而未决的问题。
2015-04-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the binary nature of the gamma-ray sources AGL J2241+4454 (=MWC 656) and HESS J0632+057 (=MWC 148)
我们提出了MWC 656和MWC 148的光谱，建议的伽马射线源AGL J2241+4454和HESS J 0632 + 057的光学对应物，分别。这两颗恒星的H α发射线的主要参数（EW、FWHM和质心速度）分别调制在60.37和321天的轨道周期上。这些调制可能是由Be盘与偏心轨道中的致密星的共振相互作用产生的。我们还给出了光学星在上述周期上的径向速度曲线，并得到了两个伽玛射线源的第一轨道根数，从而证实了它们的双星性质。我们的轨道解分别支持MWC 656和MWC 148的偏心率e~0.4和0.83 ± 0.08。此外，我们的轨道要素意味着HESS J 0632 +057/MWC 148的X射线爆发在近星点通过后延迟了约0.3个轨道相位，类似于LS I +61 303的情况。此外，AGL J2241+4454/MWC 656的光学光度学光变曲线最大值出现在经过近星点约0.25个相位，与LS I +61 303相似。我们还发现，对于已知的伽玛射线双星，轨道偏心率与轨道周期有关。这是解释的事实，小恒星间距需要有效触发VHE辐射。另一个相关性之间的EW的H α和轨道周期也被观察到，类似于Be/X射线双星的情况。这些相关性是有用的，以提供估计的关键轨道参数Porb和e从Halalpha线在未来的Be伽玛射线二进制候选人。
2012-03-21 astro-ph.SR
The protostar FU Orionis may not be bursting: dramatic accretion suppression in embedded young eccentric binaries
Heidelberg Institute for Theoretical Studies（海德堡理论研究所）；Research School of Astronomy & Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天体物理与天文研究学院）
本研究通过星团形成模拟发现，FU Orionis等FUor爆发可能源于嵌入年轻偏心双星中近星点处的吸积抑制与BHL吸积爆发，而非持续爆发。
2026-09-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Nature of the Strong 24 micron Spitzer Source J222557+601148: Not a Young Galactic Supernova Remnant
莫里斯等人（2006）根据斯皮策银河初视巡天影像和后续的中红外光谱，暂时将星云J222557+601148确认为一个年轻的银河系超新星遗迹（SNR），但根据Halalpha、[O III]、[S II]影像和低色散光谱，它不太可能是SNR遗迹。该天体在Halalpha和[O III] 5007图像中被视为一个暗淡的，大致圆形的环状星云，其尺寸与24微米斯皮策图像中看到的相匹配。低色散光谱显示它有窄的Halpha和[N II] 6548，6583线发射，没有宽或高速（v > 300 km/s）线发射的证据。没有任何高速光学特征，存在相对较强的[N II]发射，缺乏检测到的[S II]发射，这表明存在激波加热的气体，加上没有一致的X射线或非热无线电发射，表明星云不太可能是SNR，年轻或年老。相反，它很可能是一个微弱的，高激发的行星状星云（PN），因为它的椭圆形形态表明，它位于距离大约2 - 3 kpc的位置，具有不寻常但并不特别的中红外颜色和光谱。我们已经识别出m_r' = 22.4 +/- 0.2星作为PN中心星候选者。
2010-04-19 astro-ph.SR
Calibration of the Halpha Age-Activity relation for M dwarfs
在这项工作中，我们校准的H α发射和M矮星年龄之间的关系。我们编译了一个样本的892 M矮星与Halpha等效宽度（HaEW）的测量，从文献中，无论是共同移动的白矮星的已知年龄（21星）或在一个已知的年轻协会（871星）。在这个例子中，我们确定了7个M矮星，它们是已知星协的新候选成员。通过根据它们的HaEW和光谱类型（SpT）将恒星分为活动和非活动两类，我们发现活动矮星的比例随着年龄的增加而减少，并且减少的形式取决于SpT。使用编译的年龄校准器的样本，我们发现，HaEW和分数Halpha光度（LHaLbol）随着年龄的增加而减少。SpT<M7的HaEW逐渐降低，直到~1Gyr。对于更老的年龄，我们只发现了两个早期的M矮星，它们都不活跃，似乎继续逐渐减少。我们还发现了14个中间型，其中11个是不活跃的，并提出了一个显着的减少HaEW，这表明磁活动迅速减少后，~1Gyr。我们用破幂律拟合LHaLbol与年龄的关系，发现年龄<~ 7.76亿年的指数为-0.11+0.02-0.01。该指数在年龄较大时变得陡峭得多，然而缺乏现场年龄校准器使这部分关系的约束小得多。最后，通过对相同恒星的重复独立测量，我们发现其中94%的恒星在年轻时（<1 Gyr）的HaEW变化水平<=5A。
2021-04-02 astro-ph.SR
X-Shooter spectroscopy of young stellar objects III. Photospheric and chromospheric properties of Class III objects
我们分析了来自附近三个恒星形成区（sigmaOrionis，LupusIII和TWHya）的24个III类源的X-Shooter/VLT光谱。我们确定的有效温度，表面重力，旋转速度和径向速度通过比较所观察到的光谱与合成BT-Settl模型光谱。我们详细研究了恒星色球层的发射线，并将这些数据与档案X射线数据相结合，以比较色球层和日冕的发射。X射线光度和H α光度都是用热光度来测量的，对于早期M星来说，它们与有效温度无关，但在光谱M序列的末端会下降。对于饱和的早M星，X射线的平均发射水平几乎比H α高一个指数：log（L_x/L_bol）= -2.85 +-0.36 vs. log（L_H α/L_bol）= -3.72 +-0.21。当所有色球层的发射线（包括直到H11的巴耳末系、CaII HK、CaII红外三重线和几条HeI线）加起来时，日冕通量仍然占色球层的主导地位，通常是2-5倍。探测不同大气层（从较低的色球层到日冕）的活动诊断之间的通量-通量关系将我们的活动前主序星样本与文献中研究的大部分场M矮星分开。单个光发射线之间的通量比显示出对有效温度的平滑依赖性。巴耳末衰减可以通过为另一颗年龄相似的年轻恒星设计的NLTE辐射转移模型大致再现。未来，可以根据这一数据集测试更完整的色球模型网格。
2013-08-26 astro-ph.SR
Progressive star formation in the young galactic super star cluster NGC 3603
早期发布的科学观测星团NGC 3603与翻新的HST上的WFC 3使我们能够研究其最近的恒星形成历史。我们的分析集中在恒星与Halpha过量发射，一个强大的指标，他们的主序前（PMS）吸积状态。与理论PMS等时线的比较表明，2/3的具有H α过量发射的天体的年龄从1到1000万年，中值为300万年，而令人惊讶的是，其中1/3的年龄超过1000万年。这些PMS星的空间分布的研究，使我们能够确认他们的集群成员，并从统计上将它们从场星。这一结果首次明确地表明，星团内部和周围的恒星形成至少已经持续了1000 - 2000万年，而且速度明显加快。
2010-07-16 astro-ph.SR
New companions in the stellar systems of DI Cha, Sz 22, CHXR 32, and Cha Halpha 5 in the Cha I star-forming region
Chamaeleon（Cha）的恒星形成区是最近（距离~165 pc）和最年轻（年龄~2 Myrs）的最近形成恒星的聚集体之一，也是研究恒星形成的理想目标。我们寻找新的，迄今未知的双星或多星组件，并调查他们的成员在车和他们的引力约束的性质。我们在帕拉纳尔天文台的VLT UT 4/YEPUN使用NACO仪器，在2或3个不同的历元，以获得相对和绝对天体测量，以及在J，H和Ks波段的微分测光。在已知自行和这些观测的基础上，我们分析了自行图中的天体测量结果，以消除可能的（不运动的）背景恒星，并建立共同运动的双星和多星。狄茶是一个具有层次结构的四双星系统，由两个双星组成：一个G2/M6双星对和一个由两个M5.5矮星组成的同向运动双星对。对于这两对，我们检测到轨道运动（P~130和~65年），虽然在相反的方向。Sz 22是一个双星系统，其主要组成部分嵌入在一个拱星盘或反射星云中，伴随着一颗共同运动的M4.5矮星。CHXR 32是一个三重系统，由一颗G5恒星和一对共同运动的M1/M3.5矮星组成，G5恒星被一个边缘盘削弱，而M1/M3.5矮星的角距变化很大。最后，Cha Halalpha 5是一个由两颗尚未解析的M6.5矮星组成的双星，它们在距离只有8天文单位的位置角上的强烈变化意味着轨道周期约为46年。DI Cha D和Cha Halalpha 5 A&B正好处于恒星质量极限，可能是棕矮星。尽…
2013-07-03 astro-ph.SR
Dynamical evolution of a young planetary system: stellar flybys in co-planar orbital configuration
恒星在星团中的飞掠可能会扰动年轻行星系的演化，表现为盘截短、行星迁移和行星质量吸积。我们研究了在一个典型的开放的年轻星团中，一个年轻的行星系在一次近距离恒星相遇过程中的反馈。我们考虑5个质量的恒星扰动：0.5，0.8，1，3和8 M $_{Sun}$，在共面，顺时针和逆行轨道相对于行星盘，变化的pertruber-host星轨道近星点从100 AU到500 AU。我们用光滑粒子流体动力学程序GaSPH对一个由太阳型恒星组成的系统进行了3D建模，该恒星被一个低密度盘包围，其中嵌入了一颗巨大的行星。我们重点讨论了表征盘和行星的全局参数的动力学演化，如包含盘质量的$63.2\%$的拉格朗日半径、行星到其主星的距离、行星轨道偏心率和行星质量吸积。我们发现，大部分的模拟系统显示一个显着的磁盘截断后，一个单一的近距离接触，木星的最终轨道距离，从中央恒星，低于未扰动的情况下，最后，扰动系统显示出最终的质量吸积的类木行星大于非扰动的情况。因此，恒星飞掠会显著地扰动年轻行星系的动力学，而不管恒星扰动的轨道配置如何。在这样的实验中，恒星近距离碰撞对最终的圆盘半径和类木行星的轨道参数有很大的影响。
2020-10-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Enigmatic Young Low-Mass Variable TWA 30
TWA 30是一颗非常年轻（700万年+/-300万年）、低质量（0.12+/-0.04 Msun）、晚型（M5+/-1）的恒星，位于长蛇座TW星协，距离太阳42+/-2pc。它显示出强流出光谱特征，如[S II]、[O I]、[O II]、[O III]和Mg I]，同时显示出弱的H α发射（-6.8+/-1.2埃）。[S II]和[O I]的发射谱线在金牛座T星中是常见的，它们仍然居住在它们的出生分子云中，而[O III]和Mg I]的发射谱线在同一种群中是非常罕见的;在TWA 30的情况下，这些后一种谱线可能是由新的流出物质碰撞到旧的流出锋面而产生的。弱的H α发射和相对于恒星静止坐标系的小的线发射径向速度偏移（通常<=10 km/s）表明，根据其发射/吸收线强度/轮廓的时间变化和可变的红化（A_V=1.5-9.0），盘被视为接近边缘，恒星轴可能倾斜于盘，类似于AA Tau系统。强烈的锂吸收（0.61+/-0.13 Angiol）和与TWA成员的共同运动学证实了它的年龄和协会成员。考虑到这个系统的性质，如它的接近，低质量，显着的外流签名，可变性和边缘的配置，这个系统是一个独特的案例研究在磁盘演化和行星建设过程的关键时刻。
2010-03-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Protoplanetary disk shadowing by gas infalling onto the young star AK Sco
年轻的太阳型恒星是在主序前（PMS）演化过程中通过星周盘的物质吸积而成长的。在这个过程中产生的紫外线辐射在年轻行星盘的化学和演化中起着关键作用。特别是，氢莱曼α线（Lya）蚀刻磁盘表面驱动控制磁盘演变的光蒸发流。使用哈勃太空望远镜，我们已经监测PMS双星AK斯科在近星点通道，并已检测到下降的H2流量高达10%，持续5.9小时。我们表明，H2通量的减少可以产生的恒星Lya光子的掩星的气体流在自由降落从3 R*。考虑到Lya线的光学深度很高，一个NH > 5e 17 cm-2的非常低的气体柱就足以阻挡Lya辐射，而不会对其余的恒星光谱示踪剂产生明显的影响。
2016-02-08 astro-ph.SR
A search for passive protoplanetary disks in the Taurus-Auriga star-forming region
我们对金牛座的33颗金牛座T星（TTS）进行了为期12个月的监测活动。我们的目标是监测拥有盘但具有弱H α线的物体，这是一种常见的年轻恒星吸积示踪剂，以确定它们是否拥有被动的拱星盘。我们使用中等分辨率的光学光谱来评估物体的吸积状态并测量Halpha线。我们没有发现令人信服的被动盘的例子，只有过渡盘和碎片盘系统在我们的样本是非吸积。在吸积物中，我们没有发现闪烁吸积的例子，假设所有吸积TTS经历这样的事件，吸积间隙的占空比上限为2.2%。结合文献结果与我们的观察，我们发现，传统的基于Halpha的标准来测试吸积的可靠性是高的，但不完美的，特别是对于低质量的TTS。我们发现一个显着的恒星质量和全宽之间的相关性在10%的峰值（W10%）的H α线，似乎并不涉及自由落体速度的变化。最后，我们的数据揭示了Halpha等效宽度和它的W10%之间的正相关性，表明在线轮廓的系统调制，从而线的高速翼成比例地增强比它的核心时，线光度增加。我们认为，这支持的假设，即中央恒星的质量吸积率是通过一个共同的物理机制与Halpha W10%。
2017-04-04 astro-ph.SR
The dependence of episodic accretion on eccentricity during the formation of binary stars
目的：我们的目标是调查如何幕式吸积爆发的强度取决于偏心率。研究方法：我们通过对低质量双星形成过程的三维磁流体动力学（MHD）模拟，研究了长周期（> 20年）双星的触发假说，包括气体湍流和磁场对低质量双星形成过程的影响，模拟结果的最后间隔为$\sim$ 10 $\au$。在原恒星形成后6500年的时间里，我们用两种不同的初始湍流马赫数（M = 0.1和M=0.2）和一个太阳质量的初始湍流气体核进行了两次模拟。结果：当双星系统的偏心率还很高时，我们在早期观测到了近星点的吸积爆发。我们发现，这种相关性爆发的吸积和通过近星点打破了在后期阶段，因为逐渐circularisation的轨道。对于大于e=0.2的偏心率，我们观察到近星点附近触发的幕式吸积。然而，我们没有发现幕式吸积的强度和偏心率之间有任何强的相关性。吸积强度定义为爆发吸积速率与静止吸积速率之比，我们确定吸积事件可能是由星周盘旋转与接近双星之间的力矩触发的。我们将我们的结果与短周期双星中的幕式吸积的观测数据进行了比较，发现我们的模拟与观测之间有很好的一致性。结论：我们的结论是，情节吸积是一个普遍的机制，在偏心年轻的双星系统，独立的分离，它应该是可观察到的长周期双星，以及在短周期双星。然而，强度取决于扭矩，因此在近星点的分离。
2020-09-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Young Binary DQ Tau: A Hunt For X-ray Emission From Colliding Magnetospheres
年轻的高偏心率双星DQ Tau表现出强烈的周期性毫米波段耀斑，这归因于近星点附近两颗恒星磁层之间的碰撞，此时恒星之间的距离仅为~ 8 R星。预计这些磁层相互作用的规模和磁场强度与钱德拉猎户座超深项目（COUP）中观测到的单个主序前（PMS）恒星的大X射线耀斑相当。为了寻找与碰撞磁层相关的过程中产生的X射线，我们同时进行了X射线和毫米观测DQ Tau近星相。我们在这里报告几个结果。1)正如预期的那样，DQ Tau在mm和X射线中都处于耀斑状态。单个长X射线耀斑跨越了整个16.5小时的钱德拉曝光。2)推断的形态，持续时间和X射线耀斑的等离子体温度是典型的COUP恒星的大耀斑。3)然而，我们的研究提供了三条证据，表明这种X射线耀斑可能是由磁层碰撞引起的：在我们的观测范围内捕获到类似COUP的大耀斑的机会很小; X射线和毫米耀斑的相对定时表明了Neupert效应，并与共同的日冕结构一致;从我们的分析中推断出的发射日冕结构（4- 5 R星）的大小（这是公认的模型依赖性，应谨慎考虑）相当于双星分离的一半。4)峰值耀斑X射线亮度与相互作用磁层的简单模型框架内的磁重联所耗散的功率的估计是一致的。
2011-01-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
CO, Water, and Possible Methanol in Eta Carinae Approaching Periastron
在星周气体中，复杂的有机分子甲醇几乎只在年轻的恒星周围被发现，因此被认为是最近恒星形成的标志。在这里，我们报告的第一个可能的检测甲醇周围的进化高质量的恒星，在复杂的拱星环境周围的明亮的蓝色变量$η$船底座，而使用ALMA调查分子云的条件下跟踪CO（2-1）在轨道阶段的大规模的二进制之前的2020年近星点。与$^{13}$ CS替代物相比，甲醇更受青睐，发射源自热（$T_{\rm{gas}} \simeq$ 700 K）材料，$\sim$ 2 $''$（0.02 pc），集中在尘埃遮蔽的双星上，与CO形成对比，CO追踪扩展的大质量赤道环面的内层，并伴随着较冷（$T_{\rm{gas}} \simeq$ 110 K）气体层的显著吸收。我们还报告了在557 GHz和988 GHz的$Herschel$ /HIFI观测中检测到的水。甲醇的丰度比在几颗低质量恒星上观测到的高出几到50倍，而水的丰度则与在冷而致密的分子云中观测到的相似。$η$海脊核中非常高的甲醇：水丰度比可能表明甲醇的形成过程类似于尘埃颗粒上的费托催化反应。这些观测结果证明，复杂分子的形成可以发生在大质量恒星周围的化学演化环境中，在其演化的最后阶段，如果有足够的气体密度和屏蔽条件，就像大质量相互作用的同伴和合并残余物周围的物质一样。
2020-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
V2492 Cygni: The Early Evolution of the 2010 Outburst
我们提出了双子北光学和近红外观测天鹅座的一个年轻的爆发星，指定为V2492天鹅座的变星的总目录。该天体是两颗年轻恒星之一，彼此相距2度，最近亮度约为5 mags，据报道可能是新的FU猎户座型变星。V2492 Cyg的爆发光谱显示了整个光学和近红外的原子发射特征。在光学中，Halpha处于发射状态，并具有相关的蓝移吸收分量。远红CaII三重线也在发射中，并且与Halpha一样，具有显著的蓝移吸收。TiO分子的光学带也在发射中。在近红外，Pabeta，Brgamma和CO泛音带头是强烈的发射。这种光谱特征与EX Lupi（EXor类爆发变星的前身）在2008年极端爆发时和V1647 Ori在2003年上升阶段时所表现出的光谱特征非常相似。此外，我们认为V2492天鹅座的档案数据，并调查这颗年轻的恒星爆发前的性质。我们构建了一个静止阶段的光谱能量分布，通过模型拟合，让我们深入了解当前喷发之前的物体的星周环境。我们的调查强烈表明，V2492天鹅座爆发似乎更符合EXOR事件，其最近的2等衰落和随机变化的事实支持。
2011-05-04 astro-ph.SR
Halpha emission-line stars in molecular clouds III. Canis Major
对大犬座恒星形成云的H-α发射星进行了深物镜棱镜巡天。共探测到398个阿尔法发射体，其中353个是新探测到的。在CMa~ OB 1星协周围的分子云中有大量的H-α发射体，这些恒星很可能是最近在分子云中诞生的年轻恒星。另外一群H-α发射体散布在整个区域，可能包括不相关的前景dMe星和背景Be星。大约90%的H-α发射体被WISE探测到，其中75%是用可用的光度法探测到的。当绘制在WISE颜色-颜色图中时，似乎大多数是II类YSO。坐标和发现图表提供了所有新的恒星，和坐标的所有检测。我们搜索了Gaia-DR 2目录，从334颗具有有用视差的Halalpha发射星中，我们选择了一个包含98颗视差误差小于20%的恒星的子集，这些恒星的标称距离在1050到1350 pc之间，围绕着距离分布中1185 pc处的一个强峰。同样，盖亚距离是由51颗位于大犬座附近的OB星获得的，这些OB星的视差与H-α星相同。我们发现OB星的中位距离为1182 pc，与H-α星的距离非常吻合。两名已知的失控明星被确认为协会成员。最后，两个新的Herbig-Haro对象被确定。
2019-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photospheric and chromospheric activity on the young solar-type star HD 171488
我们提出的年轻的太阳型恒星HD 171488（质子~1.337 d）的同步光谱和光度监测的结果，旨在研究表面的不均匀性在光球/色球水平。2006年进行了Echelle FOCES光谱（R~40000）和Johnson光度测定。光谱类型，旋转速度，金属丰度，和重力确定使用我们开发的代码。通过对铁谱线的分析来测量金属丰度。光谱减法技术被应用于FOCES光谱范围内最相关的色球诊断（CaII IRT，Halpha，HeI-D3，Hbeta，CaII H&K）。一个模型与两个大的高纬度点是足够的再现B/V光变曲线和径向速度调制，如果光球和斑点之间的温差为1500 K。光球线的多普勒成像分析证实了类似的光斑分布。借助一个类似的几何两点模型，我们能够再现调制的剩余色球层的排放量采用不同的值之间的比例的谱斑和安静的色球层（5为Halpha和3为钙II）的流量。太阳型光斑区域似乎是色球诊断调制的主要原因。斑点/谱斑模型和光变曲线与色球线通量之间的互相关都显示了谱斑相对于斑点（经度20-40度）的领先效应。快速自转恒星HD 171488的活动区与太阳活动区有某些相似之处，因为它的黑子温度与太阳黑子本影温度相近，谱斑通量对比度与太阳平均值一致。相对于太阳的主要区别是更大的尺寸和更高的纬度。
2010-05-04 astro-ph.SR
Rotational velocities of nearby young stars
恒星自转是驱动恒星磁性、活动和化学元素混合的关键参数。此外，恒星自转的演化与星周盘的演化是耦合的。减速制动机制被认为是负责在吸积阶段的旋转减速，并在收缩阶段的快速旋转到达ZAMS后，从磁盘解耦旋转自旋。我们调查的投影旋转速度vsini的一个样本的年轻恒星相对于恒星质量和磁盘的演化状态，以寻找可能的迹象盘制动机制。我们分析了附近220颗（大多数<100 pc）年轻恒星（2-600百万年）的恒星光谱，包括它们的vsini，恒星年龄，α发射和吸积率。这些恒星是在智利拉西拉用FEROS和HARPS观测到的。光谱已经与适当的理论模板交叉相关。我们建立了一个新的校准，以便能够从互相关光谱中获得vsini值。恒星的年龄是根据6708 Ang的LiI等效宽度估算的。测量了Halpha发射的等效宽度和10%高度处的宽度，以识别吸积物并用于估计吸积率。vsini，然后分析相对于拱星盘的演化状态，以寻找在吸积器盘制动机制的迹象。我们发现，我们的目标的广泛的vsini分布延伸到旋转速度高达100公里/秒以上，峰值为7.8+-1.2公里/秒，我们的恒星的约70%显示vsini<30公里/秒。此外，我们可以发现吸积器中的盘制动和与其盘解耦的恒星的旋转自旋的迹象。此外，我们表明，一些年轻的恒星是适合精确的径向速度测量行星搜索调查。
2010-05-06 astro-ph.IM astro-ph.SR
Luminosity Outbursts in Interacting Protoplanetary Systems
本文通过数值流体动力学模拟研究原行星盘与外部恒星飞掠交会，发现即使近星点达500 au以上也可经热不稳定性和磁旋转不稳定性级联过程延迟触发FU Orionis型光度爆发。
2024-02-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetic activity and differential rotation in the very young star KIC 8429280
我们提出了一个光谱/光度分析的快速旋转KIC 8429280，我们发现自己作为一个非常年轻的恒星和观测的开普勒任务。我们使用光谱/光度地面数据来推导恒星参数，我们采用了减谱技术，突出的色球发射的核心的H α，CaII H&K和IRT线。我们将一个强大的斑点模型与跨越138天的高精度开普勒测光相匹配。使用马尔可夫链蒙特卡罗方法以贝叶斯方式进行模型选择和参数估计。我们发现KIC 8429280是一颗冷（K2 V）恒星，年龄约为5000万年，基于其Li含量，已经过了T Tau阶段，正在接近ZAMS。它的高水平色球活动由CaII H&K和IRT，H α和H β线的辐射损失表明。此外，它的巴耳末减量和CaII IRT线的通量比意味着这些线主要形成于类似于太阳谱斑的光学厚源。对开普勒数据的分析揭示了至少7个持久斑点的证据。由于这颗恒星的倾角相当高，约为70°，因此将这些光点分配给北半球或南半球并不明确。我们发现至少有3个解决方案具有几乎相同的残差水平。活动区的分布是围绕赤道和+-（50° ~ 60 °）3个纬度带，高纬度黑子的自转速度比低纬度黑子慢。赤道到极点的差异旋转~0.27 rad/d与最近一些快速旋转MS星的差异旋转平均场模型不同，这些模型预测了一个小得多的纬向剪切。我们的结果是一致的情况下，更高的差异旋转，沿磁周期的变化。
2011-06-24 astro-ph.SR
Pulsed Accretion in the T Tauri Binary TWA 3A
TWA 3A是一小群年轻双星系统的最新成员，这些双星系统都是从环双星盘中积极吸积的，并且具有光谱轨道解。因此，它提供了一个独特的机会，测试在一个良好的约束设置的二元吸积理论。为了检查TWA 3A的时变吸积行为，我们进行了为期两年的光学光度监测活动，获得了约15个轨道周期的密集轨道相位覆盖（每个轨道约20个观测值）。从U-波段测量，我们得到的时间依赖的二进制质量吸积率，发现每个近星通道附近的吸积爆发。平均而言，这些增强的吸积事件在轨道相位0.85至1.05之间演化，在近星点达到峰值。比吸积率在静止值以上平均增加约4倍，但在给定轨道上，峰值可高达一个数量级。TWA 3A吸积的相位和振幅与具有相似轨道参数的双星吸积的数值模拟结果符合得很好。在这些模拟中，近星点吸积爆发是由双星轨道驱动的环双星盘的周期性物质流推动的。我们发现TWA 3A的平均吸积行为与DQ Tau非常相似，DQ Tau是另一个具有相似轨道参数的金牛座T双星，但轨道之间的变化性明显较小。这只是金牛座T双星中第二个明显的轨道相位依赖吸积的例子。
2017-06-21 astro-ph.SR
The New EXor Outburst of ESO-H-alpha~99 observed by Gaia ATLAS and TESS
我们报告测光和光谱的年轻恒星对象ESO-Halalpha 99的爆发。该爆发首先在Gaia警报Gaia 18 dvc中发现，后来被ATLAS发现。我们用ATLAS的橙色滤光片测光、Gaia数据、新的V波段测光以及IRIS和UKIRT的J、H和K_s测光建立了爆发光曲线。亮度在光变曲线最大值附近波动了几次。TESS卫星在其中一个较小的极小值期间以高节奏观测ESO-Halalpha 99，并发现亮度在几天和几小时的时间尺度上波动。UKIRT成像显示出一个外流腔的轮廓，我们在这个星云的对称轴上发现了一个H_2 1-0 S（1）发射结，现在命名为MHO 1520，表明最近来自ESO-Halalpha 99的准直外流活动。它的爆发前SED显示出平坦的FIR光谱，证实了它的早期演化状态及其与更广泛的EXor类中其他深埋物体的相似性。爆发前的光度为34 L_sun，比典型的EXOR光度高得多，表明ESO-Ha 99可能是一颗中等质量的恒星。红外和光学光谱显示出丰富的发射线光谱，包括HI线，强红色CaII发射，以及红外CO带头发射，所有特征EXOR在最广泛的意义上。将目前的光谱与1993年获得的光谱（假定是在该物体静止状态下）进行比较，表明在目前的爆发期间，光谱的连续分量比发射线明显增加。爆发期间的H α等效宽度下降到1993年水平的一半，冲击激发的发射线也不那么突出。
2019-09-23 astro-ph.SR
An Empirical Correction for Activity Effects on the Temperatures, Radii, and Estimated Masses of Low-Mass Stars and Brown Dwarfs
我们提出的经验关系，以确定的有效温度和半径的量-因此估计的质量-低质量恒星和褐矮星的色球活动的改变。我们基于我们的关系上的一个大的低质量的恒星在该领域的Halpha活动测量，并在一组低质量的食双星X射线活动测量，我们间接推断的Halpha活动。两个样本都产生了一致的关系，将活动物体的温度被抑制的量，以及它的半径膨胀，与它的阿尔法发射强度联系起来。这些关系被发现近似保存热光度。我们将这些关系应用于特殊的棕矮星食双星2 M0535 -05，其中活动的高质量棕矮星的温度比其不活动的低质量伴星低。这些关系式正确地再现了2 M0535 -05在考虑了H α发射后观测到的温度和半径;如果2 M0535 -05不活跃，它将与理论等时线精确一致。我们提出的关系式适用于质量低于0.8 Msun的褐矮星和低质量恒星，其活动性（由分数H α光度测量）在-4.6 < log LHa/Lbol <-3.3范围内。我们希望这些关系是最有用的校正半径和质量估计的低质量恒星和褐矮星在其活跃的生命周期（几Gyr），当年龄或距离（因此光度）是未知的。我们还讨论了这项工作的影响，以改善青年集团的初始质量函数的测定。
2012-07-17 astro-ph.SR
A vigorous activity cycle mimicking a planetary system in HD200466
恒星活动可能是径向速度（RV）噪声的来源，并可以重现类似于系外行星产生的周期性RV变化。我们介绍了视觉双星HD 200466的活跃活动周期，这是一个由两颗几乎相同的太阳型恒星组成的系统，在距离44+/-2 pc处的视间距为4.6角秒。十多年来的高精度RV、自适应光学（AO）图像和丰度均已获得。在RV的线性趋势被发现的中学。我们认为这是由于双星轨道的原因，一旦与天体测量数据相结合，它就强烈地限制了双星在高偏心率（e~0.85）和~21 AU的相当小的近星点处的轨道解。如果从主视向速度曲线中减去这个轨道运动，得到一个约为1300 d的显著周期（误报概率<0.1%），这在第一次分析中表明存在一颗巨行星，但它被证明是由于恒星活动周期。由于我们的光谱不包括Ca~II共振线，我们测量了一个基于H α线的色球活动指示器，以研究活动周期和长期活动变化之间的相关性。虽然线轮廓的平分线分析没有显示出活动的明确指示，但H α线指示器和RV测量值之间的相关性识别出存在强活动周期。
2014-06-03 astro-ph.SR
The large-scale magnetic field of the eccentric pre-main-sequence binary system V1878 Ori
我们报告的时间分辨，高分辨率的光学光谱偏振观测的年轻双线光谱二进制V1878猎户座。我们的观测结果是通过BinaMIcS大型计划使用加拿大-法国-夏威夷望远镜的ESPaDOnS分光偏振仪收集的。V1878猎户座A和B是部分对流的中等质量弱线金牛座T星，在偏心和异步轨道上。我们还获得了近星点和近星点外的X射线观测结果。使用最小二乘解卷积技术（LSD）结合来自许多谱线的信息，我们清楚地检测到整个轨道上两个分量的圆偏振信号。我们改进了系统的轨道解，并得到了初级和次级分量的解纠缠谱。然后使用解纠缠的光谱通过光谱合成来确定这两个分量的大气参数。应用我们的塞曼多普勒成像代码的复合斯托克斯$IV$ LSD配置文件，我们重建的亮度地图和全球磁场拓扑结构的两个组件。我们发现V1878 Ori A和B具有显著不同的全局磁场拓扑结构和平均场强。初级线圈的全局磁场主要是极向和非轴对称的（平均场强为180 G）。而次级线圈具有大部分环形和轴对称的全局磁场（平均强度为310 G）。这些发现证实了具有非常相似参数的恒星可以表现出完全不同的全球磁场特征。对X射线数据的分析表明，在近星点没有增强活动的迹象，这表明在这个时期缺乏强烈的磁层相互作用。
2020-07-03 astro-ph.SR
The UV and X-ray activity of the M dwarfs within 10pc of the Sun
我们系统地研究了M矮星子样本的X射线和紫外线发射，从最近的自行调查，选择所有的M矮星在10秒差距内获得一个几乎体积有限的样本（~90%的完整性）。档案ROSAT，XMM-牛顿和GALEX数据相结合，已发表的光谱研究的H α发射和旋转，以获得一个广泛的图片恒星活动的M矮星。我们利用合成模型光谱来确定光球和色球辐射对紫外通量的相对贡献。我们还分析了相同的诊断比较样本的年轻M矮星的TWHya协会（~ 10 Myrs）。我们发现在早M场矮星中，GALEX波段的辐射一般由色球层控制，但光球层的辐射也是不可忽略的。的H α，近紫外，远紫外和X射线发射的表面通量连接通过幂律依赖。我们在这里提出的第一次这样的流量流量关系，涉及宽带紫外线发射的M矮星。对于给定的光谱类型的活动指数，定义为之间的活动诊断和恒星的辐射热流量的流量比，显示2-3 dex的扩展，这是最大的M4星。快速旋转体的平均活动指数可能代表饱和水平，从FUV到NUV波段和Halpha的X射线逐渐减少，即辐射输出分数随大气高度增加。与TWHya成员的紫外和X射线性质的比较表明，在~ 1000万年和几个Gyrs年龄之间，这些波段的光度下降了近三个数量级。在10秒差距的样本中，有一些年轻的场矮星（< 1Gyr）填补了这个空白，这表明随着年龄的增长，磁活动的下降是一个连续的过程。年龄衰减的斜率对于X射线比对于UV光度更陡。
2013-02-05 astro-ph.SR
Orbital motions and light curves of young binaries XZ Tau and VY Tau
本文给出了我们对年轻双星VY Tau和XZ Tau的散斑干涉观测结果。我们首次发现了VY Tau组件的相对位移以及XZ Tau的初步轨道。它的轨道似乎是明显的非圆形，从天空平面倾斜了$i \lesssim 47^o$。这意味着XZ Tau A的旋转轴和它的喷流轴明显不垂直于轨道平面。我们发现，XZ Tau的平均亮度从上世纪初到30年代中期一直在增加，然后下降了$ΔB > 2$等，最大亮度在近星点通过的时间明显较晚。XZ Tau的成分的总亮度在1970年至1985年期间以不规则的方式变化，当时可能发生了XZ Tau A的热气体喷发。在90年代初的变化，成为有规律的，随之而来的是一个混乱的变化已经恢复。我们还报道了VY Tau的一次耀斑活动在40年的停顿后又恢复了，前一次耀斑和新一次耀斑的参数相似，耀斑与A分量有关。
2015-09-16 astro-ph.SR
Spots, flares, accretion, and obscuration in the pre-main sequence binary DQ Tau
DQ Tau是一颗年轻的低质量光谱联星，由两颗质量几乎相等的恒星组成，周期为15.8 d，周围环绕着一个环联星盘。在这里，我们分析了由开普勒K2，斯皮策太空望远镜和地面设施获得的DQ Tau的光变曲线。我们观察到的变化现象，包括旋转调制的恒星斑点，短暂的增亮事件，由于恒星耀斑，长期增亮事件周围的近星点，由于增加吸积，和短期下降，由于短暂的星周昏暗。转动调制呈现为周期为3.017 d的正弦变化。在我们的模型中，这是由比恒星有效温度低400 K的扩展恒星斑点引起的。在我们长达80天的监测中，我们探测到40个恒星耀斑，能量高达1.2 $\times$ 10 $^{35}$尔格，持续时间为几个小时。耀斑的轮廓与较老的晚型恒星非常相似，它们的发生与自转周期或轨道周期都不相关。我们观察到在每个近星点周围的吸积速率升高到5 $\times$ 10 $^{-8} M_{\odot}$ yr $^{-1}$。我们的斯皮策数据表明，吸积光度的增加使环双星盘的内部温度暂时升高了约100 K。我们发现一个内盘半径为0.13金，显着小于预期的动力学模型的circumbinary磁盘。有趣的是，盘的内缘与双星的轨道共转。DQ Tau在其光变曲线上也显示出< 0.1等的短暂下降，让人想起在许多低质量年轻恒星中观察到的着名的“北斗七星现象”。
2018-06-05 astro-ph.SR
VLT/X-shooter Spectroscopy of a Dusty Planetary Nebula Discovered with Spitzer/IRS
作为斯皮策太空望远镜对年轻恒星进行中红外光谱调查的一部分，发现了一个未分类的红色发射线物体。根据斯皮策光谱所显示的高电离状态，该天体可能是一个尘埃超新星遗迹（SNR）或行星状星云（PN）。在本研究报告中，对该物体进行了分类，并向社区提供了可用的光谱数据以供进一步分析。在VLT/X-shooter的科学验证运行期间获得UV/光学/NIR光谱。大量的发射线被确定，允许确定该对象的性质。强、窄（Δ_v ~ 8 - 74 km/s）发射谱线的存在，加上极低的谱线比率，例如，[N II]/Halpha和[S II]/Halpha表明该天体是一个行星状星云（PN），位于巨蛇座分子云后面的一个未知距离处。这说明了X-shooter作为约束具有未知光谱特性或颜色的微弱源的性质的有效工具的潜力。
2010-12-06 astro-ph.SR
V680 Mon -- a young mercury-manganese star in an eclipsing heartbeat system
食双星系统中的化学特性特殊的恒星是罕见的天体，可以用来推导基本的恒星参数和关于演化状态和所观察到的化学特性的起源的重要信息。在这里，我们提出了一个已知的食双星系统BD+09 1467 = V680 Mon的调查。使用光谱从大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）和自己的观察，我们确定的主要组成部分的系统作为汞锰（HgMn/CP 3）的恒星（光谱类型kB 9 hB 8 HeB 9 V HgMn）。此外，凌日系外行星勘测卫星（TESS）的光度时间序列数据表明，该系统是一颗“心跳星”，这是一类罕见的偏心双星，其轨道周期短，由于其组成部分的潮汐畸变，在其光变曲线中接近近星点时显示出特征信号。利用所有可用的光度观测，我们提出了一个更新的星历表和二进制系统参数，来自系统的ELISA代码的建模，这表明，第二颗星的有效温度Teff = 8300+-200 K（光谱类型约A4）。V680 Mon是第五颗已知的CP 3食星，也是心跳双星中的第一颗。此外，我们的研究结果表明，该恒星位于零龄主序星上，可能是疏散星团NGC 2264的成员。因此，它非常适合详细的研究，并可能成为理解CP 3恒星特性发展的关键。
2021-04-15 astro-ph.SR
