Near-Infrared Photometric Survey of Herbig Ae/Be Candidate Stars
我们报告的近红外测光测量35赫比格Ae/Be候选星获得直接成像和光圈测光。通过宽带J，H和K'滤波器进行观察，每个源至少在一个波段成像。我们实现了所有观测的亚角秒角分辨率，为我们提供了寻找接近的二元候选者和扩展结构的机会。成像显示了五个新发现的候选双星和一个先前分辨的目标源中的金牛座T双星，分离<~2.5”。每个候选双星都有单独的测光表。我们探测到一个扩展源，已被确定为原行星状星云。将我们的星等与过去的测量结果进行比较，对某些来源产生了显着的差异，可能表明光度变化。我们提供了所有源的H波段发现图表，以帮助后续的高分辨率成像。
2009-07-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The 2008-2009 outburst of the young binary system Z CMa unraveled by interferometry with high spectral resolution
Z CMa是一个年轻的双星系统，由一个Herbig主星和一个FU Ori伴星组成。这两个组成部分似乎都被活跃的吸积盘所包围，赫比格B 0还伴随着一个喷流。2008年11月，K.格兰金发现Z CMa爆发的幅度比过去25年中记录的任何光度变化都要大。为了研究爆发发生的最内部区域并了解其起源，我们于2009年12月在中等和高光谱分辨率模式下用ABER/VLTI观测了跨越Brγ发射线的两个二元分量。我们的观测结果表明，赫比格Be，负责增加的亮度，也产生了强大的Brγ发射，他们允许我们从不同的来源，通过定位在每个速度通过线的发射解开。考虑一个模型的开普勒磁盘单独未能再现不对称的光谱天体测量，这表明一个流出的主要贡献。
2010-07-30 astro-ph.SR
The Herbig Ae SB2 System HD 104237
双线分光双星HD 104237（DX Cha）是一个复杂系统的一部分，该系统由六颗附近的年轻恒星组成。我们报告了一个显着的变化，从1999年至2000年的观测SB2系统的轨道。我们从初级和次级光谱中获得丰度。丰度分析使用详细的光谱合成和基于W（λ）通常< 25 mA的弱吸收线的等效宽度的测定。主要元素中有25种元素的丰度，次要元素中有17种元素。除了锂和锆，丰度与太阳能没有明显的差异。相对于原生矿物的陨石值，锂的含量可能略有增加。它在第二阶段有点枯竭。发射线光谱是赫比格Ae星的典型光谱。我们比较和对比的光谱HD 104237主要和其他两个Herbig Ae星与低v.sin（i），HD 101412和HD 190073。
2013-03-07 astro-ph.SR
Constraining the Circumbinary Envelope of Z CMa via imaging polarimetry
Z CMa是一个复杂的双星系统，由一颗Herbig Be星和一颗FU Ori星组成。赫比格星被一个可变几何形状的尘埃茧包围，整个系统被一个下落的包层包围。以前的分光偏振观测报告了偏振角的优选取向，垂直于与赫比格星相关的大型秒差距大小的喷流的方向。偏振光数量的变化与赫比格星周围尘埃茧的几何形状变化有关。我们的目标是约束的Z CMa的属性，通过在光学波长的成像偏振。使用ExPo，一个双光束成像偏振计，它在光学波长工作，我们已经获得了成像（线性）偏振数据的Z CMa。我们的观测是在2008年爆发后恢复平静期间进行的。我们检测到三个极化功能超过Z CMa。其中两个特征与该系统中报告的两个喷流有关：与Herbig星相关的大喷流和与FU Ori星相关的微喷流。我们的研究结果表明，微射流延伸的距离比以前的研究报告大十倍。第三个特征表明在这个系统中围绕赫比格星的尘埃茧中存在一个洞。根据我们的模拟，这个洞可以产生一束铅笔光束，我们看到它从系统周围的低密度包络中散射出来。
2012-05-16 astro-ph.SR
Revealing the sub-AU asymmetries of the inner dust rim in the disk around the Herbig Ae star R CrA
模型预测，在赫比格Ae/Be恒星周围的最内部的AU盘中，尘埃盘形成了一个“膨胀”的内缘，这应该会导致在中等倾角下看到的盘的亮度分布强烈不对称。使用VLTI/AMBER长基线干涉仪，我们获得了24个近红外（H-和K-波段）光谱干涉观测赫比格Ae星R CrA。在派生的可见度函数中，我们检测到的签名的扩展（25 MAS）和紧凑的组件（5.8 MAS），与紧凑的组件贡献约2/3的总通量。亮度分布是高度不对称的，如由强闭合相位（高达40度）和检测到的位置角依赖的videlance和闭合相位所指示的。为了解释这些不对称性，我们采用几何和物理模型，包括二元模型，斜环模型，和一个膨胀的内边缘模型与垂直或弯曲的边缘形状。我们的弯曲膨胀边缘模型可以合理地同时再现干涉观测值和SED，并提出了29 L太阳的光度和相对较大（> 1.2微米）的硅酸盐尘埃颗粒的存在。在盘的周围，两个类似弓形激波的结构出现在相关的反射星云NGC 6729中，这表明分辨出的亚AU大小的盘是大规模外流的驱动引擎。检测，为第一次，强烈的非本地化的不对称性在内部区域的Herbig Ae磁盘，我们的研究支持存在一个膨胀的内边缘在YSO磁盘。
2009-11-18 astro-ph.SR
On the nature of the Herbig B[e] star binary system V921 Scorpii: Discovery of a close companion and relation to the large-scale bipolar nebula
天蝎座V921属于B[e]型恒星，伴随着强烈的过量红外线以及允许和禁止的发射线，表明存在低密度和高密度的星周气体和尘埃。V921 Sco和其他B[e]恒星的许多方面仍然是神秘的，包括它们的演化状态和导致类别定义特征的物理条件。在本文中，我们采用VLTI/AMBER光谱干涉术，以重建高分辨率（λ/2B=0.0013”）模型无关的干涉图像的三个波长波段约1.65，2.0，和2.3微米。在我们的图像中，我们发现了一个靠近V921 Sco的伴星（25.0+/-0.8毫角秒，相当于1.15 kpc时的29+/-0.9 AU）。在2008年和2009年的两个时期之间，我们测量到7度的轨道运动，这意味着轨道周期约为35年（对于圆形轨道）。围绕主星，我们检测到一个盘状结构的径向温度梯度的迹象。这个AU尺度的圆盘的极轴与V921 Sco嵌入其中的弧分尺度的双极星云对齐。使用麦哲伦/IMACS成像，我们检测到多层弧形子结构的星云，这表明从该系统的周期约为25年，大致匹配的估计轨道周期的同伴的情节外流活动。我们的研究支持了密近双星系统中B[e]现象与动力学相互作用有关的假设。
2012-01-11 astro-ph.IM astro-ph.SR
Magnetism and binarity of the Herbig Ae star V380 Ori
在本文中，我们报告的结果，高分辨率圆偏振光谱监测的Herbig Ae星V380猎户座，其中我们发现了一个磁场在2005年。对强度谱的仔细研究揭示了一个冷的光谱伴侣的存在。通过模拟的二进制光谱，我们推断出两颗恒星的有效温度：$10500\pm 500$ K的主要，和$5500\pm500$ K的次要，我们认为，高金属丰度（$[M/H] = 0.5$），需要适合线可能意味着，主要是一个化学奇特的明星。我们观察到次级线的径向速度随时间变化，而初级线的径向速度不随时间变化。通过拟合这些变化，我们得到系统的轨道参数。我们发现$104\pm5$的轨道周期为d，质量比（$M_{\rm P}/M_{\rm S}$）大于2.9。强度谱被强、宽和可变的发射严重污染。对这些线的简单分析表明，一个圆盘可能围绕着双星，并且在系统的环境中发生了风。最后，我们进行了磁分析，使用最小二乘解卷积（LSD）的配置文件的斯托克斯$V$光谱的两颗星，并采用斜转子模型。从旋转调制的主要的斯托克斯$V$签名，我们推断其旋转周期$P=4.31276\pm0.00042$ d，并发现它主机的极性强度$2.12\pm0.15$ kG的中心偶极磁场，与磁性$β= 66\pm5^{\circ}$，和旋转轴倾角$i=32\pm5^{\circ}$。然而，在次级中没有检测到磁场，如果它拥有偶极磁场，它的强度必须低于约500 G，才能与我们…
2009-07-29 astro-ph.SR
A high-resolution spectropolarimetric survey of Herbig Ae/Be stars - II. Rotation
我们报告的旋转特性的分析，我们的样本Herbig Ae/Be（HAeBe）和相关的恒星，我们已经获得了高分辨率的光谱偏振观测。利用在恒星表面测得的投影旋转速度，我们计算了样本的角动量，并将其绘制为年龄的函数。然后，我们比较了角动量和vsini分布的磁性的非磁性HAeBe星。最后，我们预测了我们的样本中的非磁性，非二进制（“正常”）的恒星的vsini，当他们到达ZAMS，并将它们与主序星的vsini的各种目录进行比较。首先，我们观察到磁性HAeBe星的旋转速度比正常恒星慢得多，这表明它们比正常恒星更有效地制动。事实上，磁星已经失去了大部分的角动量，尽管它们的年龄很小（其中一些还不到100万年）。其次，我们的分析表明，低质量（1.5 < M < 5 Msun）的正常HAeBe星以恒定的角动量向ZAMS演化，而高质量的正常HAeBe星（M > 5 Msun）正在失去角动量。我们认为，风，这是预计将在大质量恒星更强，是在这种现象的起源。
2012-11-13 astro-ph.SR
A Search for Herbig-Haro Objects in NGC 7023 and Barnard 175
获得了星团和反射星云NGC 7023以及博克球状体B175的宽视场光学图像。我们报告了在NGC 7023中发现的四个新的赫比格-哈罗（HH）天体，这是在该地区发现的第一个HH天体。它们最初是通过H-α和[S II]发射被发现的，但在斯皮策对这一领域的档案观测中，它们在3.6和4.5微米处也是可见的。这些HH对象是至少两个不同流出的一部分。这两个外流都与嵌入的“I类”YSO对齐，它们位于星云西部边缘的一个紧密的群体中。其中一个流出可能有0.75pc的投影距离，这对于嵌入源来说是一个值得注意的长度。在B175中没有发现新的HH天体。然而，我们将B175中的HH 450 X重新分类为背景星系。HH 450 X不是激波阵面的发现削弱了HH 450和SNR G110.3+11.3共存并相互作用的论点。
2012-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the nature of the Herbig B[e] star binary system V921 Scorpii: Geometry and kinematics of the circumprimary disk on sub-AU scales
天蝎座V921是一个近距离双星系统（距离0.025”），显示出B[e]-现象。该系统被一个神秘的双极星云包围，可能是由偶发的质量损失事件形成的，可能是由伴星和环主星盘之间的动力学相互作用触发的（Kraus et al. 2012 a）。在本文中，我们调查的空间结构和运动学的环主盘，目的是获得新的见解仍然强烈争论的进化阶段。为此，我们首次将红外光谱干涉测量（VLTI/AMBER，R= 12，000）和光谱天体测量（VLT/CRIRES，R= 100，000）结合起来，这使我们能够以前所未有的3 km*s^-1的速度分辨率研究星周气体和尘埃的AU尺度分布。使用独立于模型的光心分析技术，我们发现，Br-γ-线发射旋转在同一平面的尘埃盘。我们可以用开普勒旋转圆盘模型再现波长微分的能级和相位以及双峰谱线轮廓。中心恒星的质量为5.4+/-0.4 M_sun*（d/1150 pc），这比光谱分类中预期的要低得多，表明V921 Sco可能比通常假设的更遥远（d约2kpc）。利用我们的Br-γ光谱干涉数据和Paschen、Brackett和Pfund对61个氢复合谱线跃迁的谱线衰减测量所提供的几何信息，我们导出了谱线发射气体（N_e=2... 6*10^19 m^-3）。考虑到我们的测量结果可以用开普勒速度场再现，而没有流出的速度分量，并且没有检测到年龄指示光谱诊断，我们的研究为V921 Sco的前…
2012-04-19 astro-ph.IM astro-ph.SR
The inner environment of Z~CMa: High-Contrast Imaging Polarimetry with NaCo
上下文Z\，CMa是一个由一颗Herbig Be和一颗FU Ori类星组成的双星系统，两者之间相隔$\sim100$ au。观测证据表明，这是一个复杂的环境，其中每颗恒星都有一个拱星盘，并驱动着一个喷流，整个系统都嵌入在一个巨大的尘埃包层中。目标。我们的目标是用散射光探测Z，CMa在内400 Au的环双星环境。方法.我们使用VLT/NaCo在$H$和$K_s$波段的高对比度成像偏振法。结果中心二进制在两个波段都能分辨。偏振图像显示了三个明亮而复杂的结构：一个共同的尘埃信封，一个尖锐的扩展功能以前报告的直射光，和一个有趣的明亮的团块位于$0\farcs3$南部的二进制，这似乎在空间上连接到尖锐的扩展功能。结论：与以前的观测相比，我们探测到了轨道运动，并报告了一次由赫比格星驱动的新的爆发。我们的观测以前所未有的细节和对比度揭示了Z1，CMa复杂的内部环境。
2015-04-20 astro-ph.SR
Probing the Structure of the Accretion Region in a Sample of Magnetic Herbig Ae/Be Stars
我们提出的几个诊断线的时间行为的研究结果在该地区的吸积盘/恒星的相互作用在三个磁性Herbig Ae星HD 101412，HD 104237，和HD 190073。分析了安装在VLT-8米望远镜（ESO，智利）以及其他天文台（OHP，克里米亚AO）的ISAAC，X-shooter和CRIRES摄谱仪获得的100多个光谱。在He I γ 10830、Pa γ和He I γ 5876谱线上获得了光谱数据。我们发现，诊断线在所有程序星的光谱的时间行为可以广泛地解释由本地吸积流产生的线轮廓的旋转调制。这一结果与磁层吸积模型的预测相一致。首次测定了HD 104237的自转周期（P_rot = 5.37 ± 0.03天）和自转倾角（i = 21 ± 4度）。对HD 104237和HD 190073的HARPSpol光谱进行的额外分析（取自ESO档案）使用SVD方法显示，HD 190073的磁场结构可能比简单的偶极子更复杂，并且包含一个拱星分量。还首次测得了双星系统HD 104237的次级分量的磁场（<B_z>= 128+-10 G）。
2014-10-23 astro-ph.SR
Photometric variability of the Herbig Ae star HD 37806
与金牛座T星相对质量更大的赫比格Ae/Be星，已知其变化方式复杂，但没有明确的变化机制。我们试图在几分钟到几年的时间尺度上表征HD~37806（MWC 120）的光学变化。利用小波分析、尺度图分析和频散分析工具，对连续的、1分钟分辨率、21天的MOST（恒星微变与振荡）卫星观测序列进行了分析。MOST的数据得到了ASAS（全天空自动巡天）9个季节的稀疏观测，以前未分析的ESO（欧洲南方天文台）数据部分覆盖了3个季节，以及半个世纪前的档案测量数据的补充。相互叠加的耀斑或吸积不稳定性的大小从大约0.0003分钟的时间尺度上的平均通量增长到几年的时间尺度上的<~0.05的峰到峰范围。由此产生的变化具有随机的“红”噪声的性质，其自相似特性与在激变双星中观察到的非常相似，但具有更长的特征时间尺度，从小时到天（而不是分钟），并且在数十年的时间尺度上，振幅似乎停止增长。除了混沌亮度变化与随机噪声相结合，MOST数据显示了一个弱定义的周期信号，周期约为1.5天，这可能对应于恒星的旋转。
2010-08-26 astro-ph.SR
VLBA determination of the distance to nearby star-forming regions IV. A preliminary distance to the proto-Herbig AeBe star EC95 in the Serpens Core
使用甚长基阵，我们观察了年轻的恒星对象EC 95在巨蛇座云核心在八个时代，从2007年12月至2009年12月。在我们的领域中检测到两个源，并形成一个紧密的二元系统。第一颗（EC 95 a）是一颗4- 5 $M_\odot$原赫比格AeBe天体（可以说是已知最年轻的此类天体），而第二颗（EC 95 b）很可能是一颗低质量的金牛T星。有趣的是，这两种源都是非热发射体。虽然金牛座T星被认为是日冕的动力来源，因为它们在沿Hayashi轨道行进时是对流的，但中等质量的恒星在辐射轨道上接近主序星。因此，预期它们不具有强的表面磁场，并且不应该是磁活性的。我们回顾了几种机制，可以产生的EC 95 a的非热发射，并认为EC 95 a的观察到的属性可能是最容易解释，如果它拥有一个由旋转驱动的对流层供电的电晕。使用我们的观察，我们表明EC 95的三角视差为$π$ = 2.41 $\pm$ 0.02 mas，对应于414.9 $^{+4.4}_{-4.3}$ pc的距离。我们认为这意味着到巨蛇座核心的距离为415 $\pm$ 5 pc，到巨蛇座云的平均距离为415 $\pm$ 25 pc。这一数值明显大于先前基于巨蛇座方向恒星所遭受的消光测量的估计值（$d$ $\sim$ 260 pc）。对这种差异的一个可能的解释是，这些先前的观测挑选出了与天鹰座裂谷系统相关的前景尘埃云，而不是巨蛇座本身。
2010-06-02 astro-ph.SR
A Young Eclipsing Binary and its Luminous Neighbors in the Embedded Star Cluster Sh 2-252E
我们提出了一个光度计和光变曲线分析的偏心食二进制的K2运动0领域，居住在SH 2- 252 E，一个年轻的星团嵌入在H II区域。我们描述了一个光谱调查的三个最明亮的恒星在拥挤的光圈，以确定这是双星系统。我们发现这些恒星都不是食双星系统的组成部分，食双星系统一定是附近较暗的恒星之一。这些明亮的星团成员都有显著的光谱：Sh 2- 252 a（EPIC 202062176）是一颗具有锋利吸收线的B0.5 V星，Sh 2- 252 b是一颗具有盘状发射线的Herbig A0星，Sh 2- 252 c是一颗非常红的前主序星。
2016-10-27 astro-ph.SR
NGC 6611 601: A hot pre-main sequence spectroscopic binary containing a centrifugal magnetosphere host star
W 601（NGC 6611 601）是少数已知的赫比格Ae/Be磁性恒星之一。我们报告的高分辨率光谱偏振分析的大数据集的分析。这颗恒星是一颗以前没有报道过的光谱联星，由两颗质量比为1.8的B2恒星组成，质量分别为12 M $_\odot$和6.2 $M_\odot$，在一个偏心的110天轨道上。磁场属于次级磁场，W 601 B. H $α$的辐射与W 601 B的离心磁层的起源一致;因此，这颗恒星不是一颗经典的赫比格Be星，因为它的辐射不是在吸积盘中形成的。然而，通过光谱分析确定的低$\log{g} = 3.8$值，以及该恒星在年轻的NGC 6611星团中的成员资格，与它在前主序星上最一致。由H $α$线和纵向磁场$\langle B_z \rangle$的变化性推断出自转周期为1.13 d。斯托克斯$V$和$\langle B_z \rangle$的建模表明表面偶极磁场$B_{\rm d}$在6和$11$ kG之间。W 601 B有着强烈的辐射、快速的自转和强烈的表面磁场，它很可能是H $α$ -明亮的磁性B型星如$σ$ Ori E的前身。相比之下，主星是一颗明显无磁性的（$B_{\rm d} < 300$ G）前主序星早期B型星。根据磁制动的预期，非磁性主星显然比磁性恒星旋转得更快。
2021-03-17 astro-ph.SR
Investigating the nature of the extended structure around the Herbig star RCrA using integral field and high-resolution spectroscopy
我们提出了一个详细的分析周围的年轻和附近的赫比格Ae/Be星RCrA检测到的扩展结构。这是一个年轻的三重系统，有一个中等质量的中心双星，其距离是单个组件半径的几十倍，还有一个大约30 au的M星伴星。我们的目标是通过结合积分场和高分辨率光谱学来理解扩展结构的性质。我们进行了分析的基础上FEROS档案光学光谱数据和自适应光学图像和积分场光谱获得的SINFONI和SPHERE在VLT。观测结果揭示了一个复杂的扩展结构，它至少由两个部分组成：一个不均匀的宽腔，其壁在高达400~au的连续发射中被检测到，以及在氦和氢的发射线中被检测到的准直摆动喷流。此外，[FeII]发射预计接近腔壁的存在表明存在一个较慢的移动风，最有可能是磁盘风。光学禁戒线的多个分量也表明了与慢风共存的高速射流的存在。我们利用强度图和速度图建立了腔体内平行喷流的几何模型，发现其摆动与中心双星的轨道周期一致。空洞和喷流的位置角并不相同，这表明喷流本身正在经历一种进动运动，可能是由于M矮星的伴星很宽。我们提出了一个方案，与磁离心发射喷气机的一般预期非常一致。这些结果建立在已经对RCrA进行的广泛研究的基础上。
2019-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herbig AeBe Star AS442A as a UXOR-type system
Batabat Astrophysical Observatory of Nakhchivan State University（纳希切万州立大学巴塔巴特天文台）；Shamakhy Astrophysical Observatory named after N.Tusi（以N.图西命名的沙马基天文台）；Akdeniz University（安塔利亚大学）
研究聚焦暗弱 HAeBe 恒星 AS 442A，结合存档测光与光谱观测，统计约 3500 次测量探究其光谱和光度变异性，发现周期性食可解释其类似御夫座 UX 型变星的亮度下降，揭示伴星轨道特性与恒星变异性的关系。
2026-07-29 astro-ph.SR
Calcium Emission in Interacting Binary Be Stars
Polidan（1976）认为，在发射中显示CaII红外三重态的Be星是相互作用的双星。随着盖亚卫星的出现，它将拥有一个光谱仪来观察8470- 8750光年范围内的恒星，我们对150颗Be星进行了光谱调查，包括Be双星。我们发现，钙II三重态的发射，往往与帕邢线的发射，是一个特殊的环境中的一个被星盘，而不是一个相互作用的二进制被星的签名的指标。然而，钙II发射没有可见的帕邢线的发射被观察到在相互作用的双星，以及在特殊的对象。在巡天期间，发现了一个新的相互作用的Be双星- HD 81357。
2012-05-10 astro-ph.SR
X-ray Emission and Disk Irradiation of HL Tau and HD 100546
我们提出了新的X射线观测的光学模糊的原恒星HL头和中等质量赫比格Be星HD 100546。这两个物体都被壮观的圆盘包围，显示出复杂的形态，包括可能由原行星雕刻的环和间隙。HL Tau是钱德拉探测到的可变硬X射线源，是典型的晚期磁活动日冕源。没有延伸的X射线发射被认为是沿着HL Tau喷流，或沿着喷流的T金牛座双星系统XZ Tau位于23 arcsec到其东部。相比之下，HD 100546被XMM-牛顿检测为软X射线源，无短期（<1天）变异性。它的X射线性质与赫比格星AB Aur和HD 163296非常相似，这强烈表明它们的X射线发射来自相同的机制，并且是赫比格星本身所固有的，而不是由于看不见的晚型伴星。我们考虑了几种可能的发射机制，并得出结论，HD 100546的X射线属性是一致的吸积冲击的起源，但更高的分辨率光栅光谱能够提供个人的发射线的信息，需要更可靠地区分吸积冲击和替代品。我们发现，X射线电离和加热主要局限于在HL Tau和HD 100546的上层磁盘层，和任何系外行星的中平面附近的距离>1 au的屏蔽从中央恒星产生的X射线。
2019-11-25 astro-ph.SR
The 2008 Outburst in the Young Stellar System Z CMa: The First Detection of Twin Jets
Z CMa双星被认为经历了FU Orionis（FUOR）和EX Orionis（EXOR）类型的爆发。虽然SE分量已被光谱鉴定为FUOR，但NW分量（Herbig Be星）是EXOR爆发的来源。该系统已被确定为大量外流的来源，然而，之前的研究未能确定驱动因素。在这里，我们提出了自适应光学（AO）辅助[FeII]光谱图像首次揭示了两个射流的存在。在凯克天文台使用OSIRIS进行的观测表明，赫比格Be星是秒差距尺度外流的来源，在2“的范围内显示出摆动的迹象，并且FUOR”正在驱动约0.4的喷流。赫比格Be恒星喷流的摆动是另一个伴星的证据，它实际上可能产生了EXOR爆发，最后一次爆发始于2008年（Grankin & Artemenko 2009）。事实上，蠕动的动力学尺度对应于4-8年的时间尺度，这与这些爆发的时间尺度一致。光谱图像还显示了弓形激波形状的特征和可能的相关结。这种结构的起源至今尚不清楚。最后，还观察到有趣的低速结构。一种可能性是它起源于从环双星盘发射的广角外流。
2010-07-31 astro-ph.SR
An M-dwarf star in the transition disk of Herbig HD 142527; Physical parameters and orbital elements
HD 142527 A是研究最多的赫比格Ae/Be星之一，它有一个过渡盘，因为它在任何原行星盘中有最大的成像间隙：气体从30到90 AU被清除。HD 142527系统的独特之处还在于它有一颗质量比主星小的伴星。这两个物体之间的质量比约为20，使这个双星系统不同于任何其他YSO。因此，HD 142527系统可以提供一个有价值的测试平台。这个低质量的恒星物体可能是ALMA在更远距离观察到的间隙和尘埃捕获的原因。我们用NACO和GPI仪器用孔径掩模技术观测了这个系统。孔径掩模是提供高动态范围的理想选择，即使在非常小的角度间隔。我们给出了HD 142527 A和B的光谱能量分布。伴星的亮度现在从R波段到M'波段都知道了。我们还跟踪了HD 142527 B的轨道运动超过两年。伴星的SED与T=3000+/-100K的天体以及1700 K的黑体环境（可能是一个马戏团次级盘）兼容。从演化模型中，我们发现它与质量为0.13+/-0.03Msun，半径为0.90+/-0.15Rsun，年龄为$1.0^{+1.0}_{-0.75}$ Myr的天体相容。该年龄显著小于先前对HD 142527 A估计的年龄。通过对轨道参数的计算，发现它的半长轴为$140^{+120}_{-70}$质量，偏心率为0.5+/-0.2，倾角为125+/-15度，右升交点的位置角为-5+/-40度。升交点的倾角和位置角与内盘共面…
2016-06-22 astro-ph.SR
The interacting binary V 393 Scorpii: another clue for Double Periodic Variables
本文简要报道了天蝎座V393的光谱性质. He I 5875的H α发射、形状和径向速度都受到长周期的调制。长周期被解释为一个弛豫周期的circumprimary光盘，累积的质量转移从捐助者，直到某些不稳定性产生光盘耗尽。
2009-11-04 astro-ph.SR
First spatial resolution of the stellar components of the interacting binary CH Cygni
我们报告的第一个解决双谱散斑干涉的共生二进制CH天鹅。测得的组件分离，$ρ=42 \pm 2$质量，是一致的，从已知的光谱轨道和距离。特别地，我们的结果暗示了双星$M_{\rm t}=M_{\rm g}+M_{\rm wd}=3.7^{+3.5}_{-1.7} \rm M_{\sun}$的总质量，这与由红巨星的光谱轨道解和演化约束导出的值$M_{\rm t}=2.7^{+1.2}_{-0.6} \rm M_{\sun}$是一致的.我们还表明，射电喷流和双极外流是不正交的轨道平面的双星系统。
2009-12-13 astro-ph.SR
Evidence for an Edge-On Disk around the Young Star MWC 778 from Infrared Imaging and Polarimetry
MWC 778是一个不寻常的年轻恒星天体，位于IC 2144星云。Herbig和Vacca（2008）最近的光谱学研究表明在它周围存在一个边缘靠近的拱星盘。我们提出了近红外自适应光学成像偏振测量和中红外成像，直接证实了MWC 778周围可疑的近边缘靠近的盘（i ~ 70-80度），并揭示了一个更广泛的被双极流出空腔穿透的包层。此外，我们的中红外图像和近红外偏振图检测到MWC 778周围的螺旋形结构，其臂在恒星两侧延伸超过6英寸。虽然MWC 778先前已被归类为赫比格Ae/Be星，但它的中心源的性质（包括光谱类型）仍然相当不确定。Herbig & Vacca（2008）基于光谱中金属吸收线的存在，提出了F或G光谱类型，这意味着MWC 778可能属于相当罕见的中等质量金牛T星（IMTTSs），这是Herbig Ae/Be天体的演化前兆。然而，它的综合辐射热光度，> 750 L_sun（假设距离为1 kpc）是令人惊讶的高F或G光谱类型，即使是IMTTS。我们推测几种可能的解释，这种差异，包括它的真实距离远小于1千秒差距，一个双同伴的存在下，和/或观察到的吸收线的非恒星起源。
2009-03-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
An R- and I-Band Photometric Variability Survey of the Cygnus OB2 Association
我们提供了一个在以天鹅座OB 2星协为中心的两个21 '.3 X 21'.3视场内发现的光度变星目录。尽管天鹅座OB 2充满了早期型大质量恒星，但迄今为止还没有对它进行深入的光学变率研究，这可能是由于该区域大部分地区都存在着高而多变的消光（可达A_V ~ 20）。在这里，我们提供了第一个可变性研究的结果与空间覆盖（~ 0.5度）和光度深度（R ~ 21等）的组合。我们发现121颗恒星在R-和I-波段都是可变的，其中116颗是新发现的。在121个变星中，我们发现了27个食双星（EBs）和食双星候选者，20个潜在的Herbig Ae/Be星和52个脉动变星。明确赫比格Ae/Be恒星的状态和星团成员身份将解决天鹅座OB 2的年龄和恒星形成历史的不确定性。我们将我们的目录与该地区的已知变量和双星，2 MASS近红外（NIR）数据和钱德拉X射线观测相匹配，以找到其他波长的新变量的对应物。
2010-09-28 astro-ph.SR
The Evolutionary State of the Massive Interacting Binary BD+36 4063
本文对大质量双星BD +36 4063进行了光谱和光度分析。我们认为，可见的ON星正在经历一个快速的质量转移插曲，结果在一个厚厚的和不透明的磁盘，周围，并使其巨大的同伴不可见。一个投影的旋转速度和可见星的轨道半振幅的比较表明，质量比接近1。保守的质量转移模型表明，相等的质量状态发生在最小的分离点，我们认为，BD +36 4063可能代表了第一个系统，在这个快速和罕见的大规模二元演化阶段确定。
2009-04-23 astro-ph.SR
Interacting Binary Star Environments and the W Ser - DPV - Algol Connection
本文综述了近年来对几类相互作用双星的研究，重点介绍了激变变星、类大陵变星和最近发现的双周期变星。序列W蛇形（非常大的不规则的变化和大的质量损失）$\to$ DPVs（较小的质量与规则的变化和循环的质量损失）$\to$ Algols（甚至更小的质量与小的质量损失）可能对应于一个进化序列，并说明了质量转移率在塑造这些系统的可观测和质量损失属性的重要性。
2009-04-09 astro-ph.SR
The origin of R CrA variability: A complex triple system hosting a disk
R~CrA是冕状星形成区中最亮的成员，也是离我们最近的Herbig AeBe星，它的光谱以发射线为主。自19世纪末以来，它的光度一直受到监测，但其变化的起源仍然未知，它显示了$65.767\pm 0.007$ ~天的稳定期。我们研究了这颗恒星的光度和光谱数据，以研究R~CrA的变化性质。利用Herbig AeBe星的近红外光度与总光度大致成正比这一事实，导出了RCrA的吸收光谱，进而导出了RCrA的质量和年龄。此外，我们的模型的光变曲线的周期性调制，由于部分衰减的中央二进制的circumbinary磁盘。这个模型很好地再现了观测结果。我们发现R~CrA的中心天体是一个非常年轻的（$1.5\pm 1.5$ ~Myr），高度吸收的（$A_V=5.47\pm 0.4$ ~mag）双星，我们得到了这两个天体的质量分别为$M_A=3.02\pm 0.43$ ~M $_\odot$和$M_B=2.32\pm 0.35$ ~M $_\odot$.我们认为R~CrA视光度的长期下降是由于盘吸收的逐渐增加。这可能与最近发现的M矮星伴星引起的轻微倾斜盘的进动有关。因此，R~CrA可能是一个包含一个盘的三元系.
2019-08-20 astro-ph.SR
Three-Dimensional Doppler Tomography of the RS Vulpeculae Interacting Binary
本文用三维多普勒层析技术研究了狐狸座RS相互作用双星中H $α$的发射源。这个双星的二维断层图像表明，大部分的辐射来自冷的质量损失恒星，还有额外的证据表明气体在预测的轨道附近流动。然而，3D断层图像揭示了在从-240到-360 km s{ $^{-1}$ }的高$V_z$速度下更明显的气流流动的令人惊讶的证据。这种行为很可能是由冷恒星上的磁场活动引起的，因为中心速度平面（定义为$V_z$ = 0 km s{ $^{-1}$ }）应该与双星的轨道平面重合，如果流只受引力支配的话。RS Vul已经被探测为X射线和射电源，并且RS Vul气体流可能已经被磁场线偏转。这种流动是明显不同的，发现在类流状态的U CrB，其中的气体流动主要局限于中心速度平面。
2009-09-10 astro-ph.SR
An Interacting O+O Supergiant Close Binary System: Cygnus OB2-5 (V729 Cyg)
利用65个夜晚的新观测资料和早期发表的资料，对可能是沃尔夫-拉叶系统前身的大质量相互作用密近双星系统V729 Cyg（OIa+O/WN 9）进行了研究。同时分析了视向速度和五色光变曲线。组件的估计物理参数为$M_1 = 36\pm 3 M_{\odot}$、$M_2 = 10 \pm 1 M_{\odot}$、$R_1 = 27\pm 1 R_{\odot}$、$R_2 = 15 \pm 0.6 R_{\odot}$、$\log{(L_1/L_{\odot})} = 5.59\pm 0.06$和$\log{(L_2/L_{\odot})} = 4.65\pm 0.07$。我们只给出了正式的1 $σ$散射，但我们相信，在光度的系统误差，如文中讨论的不确定的起源，可能会大得多。通过使用我们新获得的参数，天鹅座OB 2星协的距离被估计为$967\pm 48$ pc。
2014-02-14 astro-ph.SR
MESA Models of the Evolutionary State of the Interacting Binary epsilon Aurigae
使用MESA代码（恒星天体物理学实验模块，版本9575），对御夫座双星系统（HD 31964，F0 Iap+盘）的演化状态进行了评估。我们试图满足几个观测约束：1）要求演化轨道接近主星当前的温度和光度; 2）获得接近观测值27.1年的周期; 3）匹配质量函数3.0; 4）同时存在洛希叶溢出和质量转移; 5）同位素比12 C/ 13 C = 5，和（6）匹配干涉测定的角直径。MESA模型以9.85 + 4.5 Msun的二进制质量开始，初始周期为100天，产生1.2 + 10.6 Msun的结果，周期为547天，12 C/ 13 C比率为个位数。这些数值是在2000万年前达到的，当时施主星接近御夫座A的光度和温度，作为一颗后RGB/前AGB星。与此同时，这个吸积体则是一颗主序层上部的早期B型恒星。这一基准模型可以为进一步探索这一相互作用双星以及其他长周期双星提供基础。
2018-03-16 astro-ph.SR
Every interacting double white dwarf binary may merge
相互作用的双白矮星双星可以产生各种各样的天体物理结果，从微弱的热核和Ia型超新星到中子星的形成和稳定吸积的AM Canum Venaticorum系统。影响最终结果的一个关键因素是质量传递是否保持动态稳定或相反发散，导致供体的潮汐破坏和合并的二进制。通常认为，对于供体质量与吸积体质量的低比率，质量传递保持稳定，特别是如果通过盘发生吸积。在这封信中，我们研究了低质量比的双白矮星双星，发现富氢质量转移的初始阶段导致了经典的新星样爆发的吸积体。膨胀的新星壳层内的动力学摩擦使轨道收缩，并导致质量转移速率急剧增加，超过了吸积体的爱丁顿极限，可能导致双星合并。如果这对双星在第一次富氢新星爆发中幸存下来，那么随后的氦动力新星壳层内的动力学摩擦将更强烈地推动系统合并。虽然还需要进一步的计算来证实这一结果，对于以前被认为是动力学稳定的整个双星系统来说，似乎大多数（如果不是全部的话）相互作用的双白矮星双星系统将在它们的进化过程中合并。
2015-04-30 astro-ph.SR
Binary energy source of the HH 250 outflow and its circumstellar environment
赫比格-哈罗流动是最近主要的吸积和外流事件的标志。我们的目标是确定鲜为人知的外流源HH 250-IRS的性质和属性，它嵌入在Aquila云中。我们已经获得了自适应光学辅助的L波段图像与NACO仪器的甚大望远镜（VLT），连同N-和Q-波段成像与VISIR也对VLT。使用VLT上的SINFONI仪器，我们进行了HH 250-IRS的H-和K-波段积分场光谱学，并与JHKL波段的SpeX仪器获得的光谱进行了补充。最后，利用亚毫米波阵列（SMA）干涉仪在225和351 GHz波段对HH 250-IRS的星周环境进行了研究，得到了CO（2-1）和CO（3-2）谱图以及0.9 mm和1.3 mm连续谱图像。HH 250-IRS源被分解成一个二进制与0 '' 53分离，对应于120 AU在采用的距离为225 pc。个别成分的光谱显示出强烈的遮蔽，CO吸收微弱，表明晚型恒星。两者都是I类源，但它们在1.5 $μ$ m和19 $μ$ m之间的光谱能量分布明显不同，并表明其中一个组件周围存在大空腔。毫米波干涉观测表明，气体主要跟踪一个环双星的信封或磁盘，而尘埃的排放是占主导地位的一个拱星信封。HH 250-IRS是一个新加入的少数多个系统中的单个恒星组件，拱星盘和拱双星盘可以详细研究，并在这些系统中，赫比格-哈罗流是一个罕见的情况。
2018-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
A peculiar interacting Be star binary in the Small Magellanic Cloud
我们发现，OGLEJ005039.05-725751.4，星系团OGLE-CL SMC 64的成员，具有独特的光变曲线图案重复的重现时间为141.45天。光变曲线类似于占空比为20%的周期性爆发。在光度数据集中还检测到第二个2500天的长周期。两个X-SHOOTER光谱获得的最低和最高揭示了Be星主导的最低光类似的经典Be星48自由。较大的H $α$发射、较强的NaD吸收和最大红外Ca II三重态发射的出现可能表明复杂二元体系中的周期性传质。
2018-07-02 astro-ph.SR
Evidence of accretion triggered oscillations in the pre-main-sequence interacting binary AK Sco
前主序星（PMS）双星被环绕双星盘包围，物质从盘中落在两个组成部分上。从环双星盘拖来的物质通过可变的引力场引导的独立流流向每颗恒星。在由两颗质量相等的恒星组成的高偏心率系统中，棒状势的作用最为突出。AK Sco是一个独特的PMS系统，由两颗F5星组成，轨道e = 0.47。尽管如此，它还是一个理想的实验室来研究双星中的物质下落及其在轨道圆化中的作用。本文报道了在近星点通过紫外光变曲线中探测到的1.3mHz超低频振荡。这种振荡持续7千秒，最有可能是由引力能释放时，流的尾巴螺旋到每个恒星接触在近星通道增强吸积流，这揭示了一个新的机制，角动量损失在前主序演化和一种新型的相互作用的二进制。
2012-10-11 astro-ph.SR
The Interacting Early-Type Binary V382 Cyg
本文利用现有的光谱和光度数据，对一个早型相互作用双星系统V382 Cyg进行了轨道周期的研究。我们同时求出了光速和径向速度曲线解。主恒星和次恒星的物理参数分别为$M_{1}$ = 27.9（5）$M_{\odot}$，$M_{2}$ = 20.8（4）$M_{\odot}$，$R_{1}$ = 9.7（2）$R_{\odot}$，$R_{2}$ = 8.5（2）$R_{\odot}$，$\log{(L_1/L_{\odot})} = 5.152(20)$和$\log{(L_2/L_{\odot})} = 4.954(19)$，而恒星的分离度为{\it a}= 23.4 $R_{\odot}$。新获得的参数产生的系统的距离为1466（76）pc。月食中期时间的分析表明，周期增加$\frac{dP}{dt}=4.2(1)\times 10^{-7}$天/年，可以解释为高质量转移（$\frac{dM}{dt}=6.1(5)\times 10^{-6}$ $M_{\odot}$/年）从质量较小的组件到质量较大的组件。最后，我们使用非保守代码模拟的组件的演变，并讨论了所得到的结果。双星系统的年龄估计为3.85百万年。
2012-12-07 astro-ph.SR
On the evolutionary stage of the interacting binary AU Mon
我们提出了一个相互作用的二进制和双周期变量AU Monocerotis的演化阶段的研究。在观察到的参数与Van Rensbergen等人的非保守和保守进化模型网格预测的参数之间进行多参数Chi 2最小化，找到最能代表当前恒星和系统参数的模型。根据该模型，该系统在1.96亿年前开始时的初始质量为4M_sun和3.6M_sun，轨道周期为3.0天，目前正经历Case-B质量交换事件。这一演化阶段与环原生吸积盘的存在是一致的。然而，如果质量交换是保守的，则隐含的高质量传递速率与没有显著的轨道周期变化形成对比。我们表明，这可能发生，如果系统最近进入了一个非保守阶段的质量传递和效率的质量和角动量损失满足一定的条件。
2014-12-03 astro-ph.SR
Ultraviolet Study of the Active Interacting Binary Star R Arae using Archival IUE Data
食和强相互作用的双星系统Arae R（HD 149730）正处于非常活跃和非常短暂的演化阶段。R Ara由一个B9V初级和一个未知次级组成。我们已经收集了国际紫外线探测器（IUE）的档案数据的R Ara，与第一次研究的数据。在1980、1982、1985、1989和1991年拍摄了117个高分辨率IUE光谱。我们提供了质量转移的光度和光谱证据，并提出了吸积结构的几何形状。我们使用色标径向速度图来观察混合吸收特征的复杂行为，并区分系统内较热和较冷区域的运动。我们在2008年观测到了一次主食，并证实了它的周期正在增加。提出了系统的模型及其演化状态。
2009-09-22 astro-ph.SR
Eta Carinae: an evolving view of the central binary, its interacting winds and its foreground ejecta
Eta Car的FUV光谱，在二十年的时间里用HST/STIS记录，记录了我们视线中消散消光引起的共振线的多次变化。FUV通量增加了近十倍，这导致了侏儒体内多个壳层的电离增加和分子氢的光破坏。观测到的共振线剖面与CMFGEN模式剖面的比较，允许分离的风-风碰撞和壳approptions从主风，天鹅座P profiles.The消散的掩星优先掩盖中心双星和相互作用的风相对于非常广泛的主风。我们现在能够监测碰撞风与轨道相位的变化。在最近的近星点通道上发生了高速瞬态扰动，表明次级风加速了主风，导致了下游的高速弓形激波，这是每个轨道周期新产生的。没有证据表明双星风的性质发生了变化。
2022-05-30 astro-ph.SR
Long term evolution of an interacting binary system
我们描述了一个新的代码来模拟一个紧密相互作用的双星系统的恒星演化。然后，它被用来计算一个经典的新星系统组成的1.25 Msun的主序星（MS）和1.0 Msun的白矮星（WD）的同伴的演变。该系统开始时是一个分离良好的非相互作用的二元系统。最初，这两颗恒星彼此独立地演化。然而，洛希叶溢出开始作为MS恒星扩大的方式成为红巨星。我们跟踪了WD上的质量增长和随之而来的核逃逸，持续了数千次闪光。主要的发现是，罗什瓣质量传递速率调制的振荡在MS星，与一个周期，是有点短于恒星的热时间尺度。这周期性地调节WD上热核闪光的速率，从每12000年一次，这样WD可以冷却，到每300年一次，这样它就不能冷却。该系统由于次级调制中的长期漂移而进一步复杂化。这种次级调制可以解释像T Pyxeirs这样的系统。最后，我们发现，由WD的质量增益的整个过程具有大约9%的效率，因此，需要一个供体的初始质量大于约5 Msun MS的初始1 Msun WD，如果WD要达到的Erasekhar质量。
2014-11-19 astro-ph.SR
How unique is Plaskett's star? A search for organized magnetic fields in short period, interacting or post-interaction massive binary systems
在具有磁场的O型恒星中，密近双星中的快速旋转体Plaskett星显示出各种不寻常的特性。由于强烈的二元相互作用被认为发生在这个系统中，人们可能想知道它们在产生磁场中的潜在作用。因此，斯托克斯V光谱收集的低分辨率FORS 2和高分辨率ESPaDONS和Narval分光偏振仪被用来搜索磁场在15个相互作用或后相互作用的大质量双星。在任何一个中均未检测到磁场，0 G始终在导出值的2 sigma范围内。在高分辨率观测的系统中，25颗恒星中有17颗的偶极场的90%上限低于Plaskett次级偶极场的强度;在低分辨率观测的6个系统中，有5个发现了类似的结果。如果我们的样本被认为形成了一组具有相似磁性的恒星，则全局统计分析会得出偶极场强度的严格上限为~ 200 G。此外，在相互作用或后相互作用系统（我们的目标+ Plaskett的明星）的完整样本的磁入射率是兼容的，从大型调查测量，表明他们是没有显着不同的一般O-星人口。这些结果表明，二元相互作用在这种大质量系统的磁性中没有系统的作用。
2017-01-19 astro-ph.SR
A PIONIER and incisive look at the interacting binary SS Lep
共生星是一个极好的实验室，可以用来研究一系列鲜为人知的物理过程，比如红巨星的质量损失，致密天体的吸积，以及类新星爆发的演化。由于它们的演化受到质量转移事件的强烈影响，因此了解这些系统的历史首先需要确定哪个过程在起作用：洛希瓣溢出，恒星风吸积，或两者的一些更复杂的混合物。我们在这里报告的共生系统SS Leporis的干涉研究，进行独特的PIONIER仪器。通过确定双星轨道和重新访问的两颗恒星的参数，我们表明，巨人并没有填补其洛希瓣，和质量转移最有可能发生通过吸积的一个重要组成部分的巨人的风。
2011-06-07 astro-ph.SR
[Fe II] emissions associated with the young interacting binary UY Aurige
我们目前的高分辨率1.06 - 1.28微米光谱对相互作用的二进制UY Aur获得GEMINI/NIFS和AO系统牛郎星。我们已经从UY Aur A（初级源）和UY Aur B（次级源）中检测到[Fe II] $λ$ ~1.257微米和[He I] $λ$ ~1.083微米的谱线。在[Fe II]中，UY Aur A驱动快速和广泛的开口流出，开口角约为90度，沿着位置角约为40度，而UY Aur B与红移结相关。蓝移和红移的辐射在初级和次级之间表现出复杂的结构。UY Aur A和B的[Fe II]发射特征的径向速度相似：蓝移发射约为-100 km/s，红移发射约为+130 km/s。朝向UY Aur A观察到的[He I]线轮廓包括在蓝移和红移速度下具有深反射的中心发射特征。这些吸收特征可以用星风模型来解释。UY Aur B的[He I]谱线轮廓仅显示出发射特征。
2014-03-14 astro-ph.SR
Spectroscopy of the massive interacting binary UU Cassiopeiae
上下文食近双星UU Cas是一个相互作用的大质量双周期系统，其增益星部分隐藏在吸积盘中。目的。为了更详细地研究吸积过程的物理学，以及系统中的拱星物质的结构和动力学，我们补充了我们以前的结果，从测光与UU Cas的光谱分析。方法.我们收集了所有可用的光谱在以前的出版物中使用的UU Cas，我们获得了新的。解开的方法被应用于这组光谱跨越2008年至2021年。对轨道参数进行了解缠，并将分离出的组分光谱与合成光谱进行拟合，确定了组分星的物理参数。我们比较的结果相互作用的二进制的演变模型。结果我们发现，除了施主星的主导作用和微弱的增益的贡献，线轮廓的强烈影响的拱星物质。吸收谱线揭示了在轨道平面上方存在着盘状风。Hα发射的变化提供了星周物质结构在几个轨道周期的时间尺度上变化的证据。
2022-01-31 astro-ph.SR
AGB winds in interacting binary stars
我们进行数值模拟，以调查恒星风从相互作用的双星。我们的目标是找到描述流出结构的解析公式。在每个双星系统中，质量较大的恒星位于渐近巨星分支，其恒星风是由恒星表面层的脉动和尘埃上的辐射压力共同驱动的，而质量较小的恒星则位于主序星。计算了星风的密度和外流速度的时间平均值，并绘制成与质心距离和余纬度角的关系曲线。我们发现质量主要通过外拉格朗日点L2损失。由此产生的外流在离双星较近的地方发展成螺旋形。流出的螺旋很快被激波弄平，在更远的距离上变成排泄盘。这导致形成一个流出结构与赤道密度过剩，这是更大的双星与较小的轨道分离。在Roche-Lobe溢出状态下，极赤道密度比达到最大值$\sim10^5$。我们还发现，离开L2的气体流不会形成一个环双星的恒星质量比大于0.78时，尘埃辐射压力被考虑在内。通过曲线拟合得到了二维、方位平均密度和出流速度分布的解析公式。这些公式可用于今后行星状星云共包层演化和形成的流体动力学模拟中初始出流结构的建立。
2020-02-07 astro-ph.SR
CoRoT photometry and high-resolution spectroscopy of the interacting eclipsing binary AU Mon
对非常精确的CoRoT空间测光、过去的约翰逊V光电测光和高分辨率埃歇尔光谱的分析导致确定了AU Mon两个组成部分的改进和一致的基本恒星性质。我们推导出新的，准确的星历的轨道运动（与11.113天）和长期的，整体的亮度变化（与416.9天）的强相互作用的Be + G半分离的二进制。结果表明，这种长期的变化必须是由于一些可变的环双星材料的总光衰减。基于G型次级充满其罗氏瓣并同步旋转的假设，我们推导出了二进制质量比$M_{\rm G}/M_{\rm B}$ = 0.17 \p 0.03。利用这个质量比的值以及G星的径向速度，我们得到了一个一致的光变曲线模型，并改进了恒星质量、半径、光度和有效温度的估计。我们证明了观测到的B型原色谱线可能不是光球源。我们还发现在高质量的残留CoRoT光变曲线中可见快速和周期性的光变化。AU Mon是通过与已知的表现出长期周期性光变化的双星进行比较来透视的。
2009-09-08 astro-ph.SR
Evidence for giant interacting coronal streamers in a pre-main-sequence binary system
在这里，我们报告的VLBI发现的类太阳扩展流光锚定在两个弱线T金牛星的双星系统V773 Tau A。覆盖双星间距离的20个恒星半径延伸流光进入碰撞在每一个恒星旋转与随之发生的磁重联。被限制在流中的热电子被加速到相对论速度，并在无线电波段发射同步辐射，使磁流在VLBI图像中“可见”。这与太阳的情况不同，在太阳的情况下，来自流光的发射只是散射的光球光，在遥远的物体中永远无法观察到。金牛座T恒星中延伸的类太阳流光的证据，被认为是完全对流的，或几乎完全对流的物体，表明速斜层，在这种情况下，要么根本不存在，要么埋得很深，与这种太阳般的磁性结构的形成无关。
2009-05-19 astro-ph.SR
A Proper Motion Study of the Haro 6-10 Outflow: Evidence for a Subarcsecond Binary
我们提出了单碟和VLBI观测的水脉泽从年轻的双星系统Haro 6-10的爆发。Haro 6-10位于金牛座分子云中，包含一颗可见的金牛座T星，以及一颗位于北1.3”的红外伴星。使用甚长基线阵列，我们获得了5个观测跨越3个月，并得出了20个不同的脉泽斑点的绝对位置。其中三个脉泽可以在3个或更多的时期内被追踪，使我们能够提取绝对自行和切向速度。我们推断，脉泽代表双极外流的一侧，它几乎位于天空平面上，张开角约为45°。它们位于双星南部的50质量以内，即可见的金牛座T星Haro 6- 10 S。脉泽自行在天空中的平均位置角（~220°）表明它们与先前观测到的巨大Herbig-Haro（HH）流（包括HH 410、HH 411、HH 412和HH 184 A-E）有关。先前观测到的HH喷流和扩展的射电连续辐射（平均位置角约为190°）也必须起源于Haro 6 - 10 S附近，并代表该区域的第二个明显外流。我们认为，一个尚未观察到的同伴在150质量的Haro 6 - 10 S是负责巨大的HH/脉泽流出，而可见的恒星是与HH喷流。尽管在双星Haro 6 - 10 N的北向分量的光谱中存在H_2发射，但没有任何外流/喷流可以直接与这个年轻的恒星物体联系在一起。
2012-05-25 astro-ph.SR
Magnetic field evolution of white dwarfs in strongly interacting binary star systems
观测到白矮星的表面磁场强度从很小到10^9 G左右不等。在这里，我们研究的建议，最强的领域所产生的发电机行动在共同的信封阶段的强烈相互作用的恒星，导致包含至少一个白矮星的二元系统。由此产生的磁场在很大程度上取决于白矮星的电导率、对流包层的寿命和磁发电机的可变性。我们评估各种可用的能源，并估计必要的寿命的共同信封。在发电机引导随机取向的磁场的情况下，我们发现感应场被限制在白矮星表面的薄边界层内。然后，当公共包层散开时，它迅速衰减。剩余场一般小于外场强度的10^-8倍。只有在发电机产生的磁场有某种优先方向的情况下，才能产生避免快速衰减的感应场。我们表明，表面场的幅度百分之几的外部领域可能会产生后，几万年。在这种情况下，剩余场强大致与发电机活动的寿命成比例。
2009-11-18 astro-ph.SR
HD 144432: a young triple system
我们提出了新的成像和光谱数据的年轻赫比格星HD 144432 A，这是已知的是一个双星与1.47角秒的分离。NACO在VLT获得的高分辨率近红外成像数据显示，HD 144432 B本身是一对距离为0.1弧秒的近距离双星。高分辨率光学光谱，获得与FEROS在2.2米MPG/ESO望远镜在La Silla，主星和它的共同运动的同伴被用来确定其主要的恒星参数，如有效温度，表面重力，径向速度，和投影旋转速度通过拟合合成光谱观测到的恒星光谱。这两颗伴星HD 144432 B和HD 144432 C被确认为低质量的金牛座T星，光谱型分别为K7 V和M1 V。从HRD中的位置来看，三元系似乎是同时代的，系统年龄为6+/-300万年。
2011-10-17 astro-ph.SR
TESS Light Curve of the Interacting Binary W Serpentis
该研究利用NASA TESS任务观测大质量食双星W Ser的光变曲线，验证其周期增加及高质量转移率，揭示食外变暗源于捐赠星冷气体注入吸积环，2.8天周期性变化与吸积环外围气体轨道周期一致。
2025-04-14 astro-ph.SR
Images of unclassified and supergiant B[e] stars disks with interferometry
在天空中，星星是最奇特的物体之一。这种光谱类型的特征是允许和禁止的发射线，以及大量的红外线过量，并不代表一个同质的天体类别，而是在所有演化状态中看到的恒星体的混合。在这些恒星中，可以找到赫比格恒星、行星状星云中心恒星、相互作用双星、超大质量恒星，甚至是“未分类”的B[e]恒星：这些系统共享上述几种性质。干涉测量通过解析这些恒星系统的最内部区域，使我们能够揭示这些特殊B[e]星中这些特殊恒星的真实性质。
2010-11-15 astro-ph.SR
Interacting Young M-dwarfs in Triple System -- Par 1802 Binary System Case Study
猎户座星云中的双星Par 1802在恒星动力学和演化领域提出了一个有趣的难题。像Par 1802这样的双星系统被认为是由相同的原生物质形成的，因此恒星成员被认为具有非常相似的物理属性。然而，Par 1802的恒星有着显著不同的温度，尽管它们的质量相同（在$3\%$范围内），大约是$0.39$太阳质量。概念验证的主要想法是，第三颗伴星的引力导致两颗恒星的轨道比它们的罗奇极限更近，这有助于通过潮汐效应加热。在这里，我们扩展了这一想法，并研究了这样一个系统的三体动力学演化，包括潮汐和主序前的演化。我们还包括潮汐加热和质量转移在罗奇极限交叉的发病。我们表明，作为一个概念验证，质量转移结合潮汐加热可以自然地解释所观察到的温度差异。我们还预测了可能的第三伴星的轨道构型。最后，我们认为，这样一个系统的动态演化具有普遍的后果。我们预计大量的系统在它们的主序前时间内经历质量转移，这可能导致温度差异。
2019-10-19 astro-ph.SR
