Identification of additional young nearby runaway stars based on Gaia data release 2 observations and the lithium test
逃逸星的特点是它们具有非常高的空间速度，对它们形成机制的研究引起了人们极大的兴趣。年轻的、邻近的逃逸星最有利于确定它们的起源地，也最有利于寻找可能的相关天体，如中子星。逃逸星的研究领域通常集中在O型和B型星上，因为这些天体比晚型星在更远的距离上更容易探测。早期型逃逸恒星有一个优势，那就是它们的演化速度更快，因此可以更好地证实它们是年轻的。与此相反，Tetzlaff，Neuhäuser，& Hohle（2011）的3 kpc以内的年轻逃逸星星表中也包含了光谱类型为A及以后的恒星。这个星表中的天体最初被归类为年轻的（$\le 50$ Myr）逃逸星，是通过使用依巴谷的数据来估计它们在赫兹-罗素图和演化模型中的位置的年龄。在这篇文章中，我们不仅通过使用盖亚任务更精确的第二次数据发布来重新确定和/或限制他们的年龄，而且还通过测量锂（6708 $\unicode{xC5}$）线的等效宽度来重新确定和/或限制他们的年龄，这是一个年轻的指标。因此，我们在2020年3月至9月期间在耶拿大学天文台使用Échelle光谱仪FLECHAS拍摄的51颗目标恒星的光谱中以及Fred L.惠普尔天文台。该活动的主要部分及其308个简化光谱，可在VizieR上访问，已经发布。在这项工作中，这是2015年发起的观测活动的延续和完成，我们发现了另外三个年轻的失控恒星候选人。
2021-09-03 astro-ph.SR
Field O stars: formed in situ or as runaways?
银河系和其他星系中的大质量恒星有很大一部分远离星团。已知这些恒星中有一些是失控的，因此很可能是在嵌入的星团中形成的，然后由于动力学的少体相互作用或双星超新星爆炸而被弹射到场中。然而，存在一组O型场星，它们的逃逸状态很难通过直接的自行测量来证明，或者它们的低空间速度和/或年轻的年龄似乎与它们与已知星团的大分离不相容。这群恒星的存在使得一些作者相信O型场恒星可以在原地形成。在本文中，我们研究了银河系和麦哲伦星云中孤立形成大质量恒星的最佳候选者的失控状态，通过寻找它们周围的弓形激波，通过使用依巴谷数据的新减少，并通过寻找它们可能在其生命周期内起源的恒星系统。我们发现，大多数已知的O型星被认为是孤立形成的，而不是很可能离家出走。我们还表明，该领域必须包含一个人口的O星的低空间速度和/或年轻的年龄是在明显的矛盾，这些恒星从他们的母星团和/或这些集群的年龄大分离。这些恒星（逃逸的大质量双星的后代）不能追溯到它们的母星团，因此可能被错误地认为是在原地形成的。我们还认为，一些领域O星可以检测到的光学波长，只是因为他们是离家出走，而他们的堂兄弟居住在深深嵌入的母集群可能仍然完全模糊。我们研究的主要结论是，没有任何重要的证据支持大质量恒星起源的原位提议。
2012-06-07 astro-ph.SR
Multi-colour optical light curves of the companion star to the millisecond pulsar PSR J2051-0827
我们提出了同步，多色光学光变曲线的伴星的黑寡妇脉冲星PSR J2051-0827，获得约10年，分别使用ULTRACAM和HiPERCAM。ULTRACAM的光变曲线证实了先前报道的不对称性，即伴星的前半球似乎比后半球更亮。然而，HiPERCAM的光变曲线，不显示这种不对称性，表明无论机制是负责它在十年或less. We适应的时间尺度上变化的对称HiPERCAM光变曲线与直接加热模型推导出的系统参数，找到一个轨道倾角的$55.9^{+4.8}_{-4.1}$度，在良好的协议与无线电日食的限制。我们发现，大约一半的脉冲星的自旋向下的能量被转换为光学光度，导致温度范围从约$5150^{+190}_{-190}$ K的昼侧的$2750^{+130}_{-150}$ K的夜侧的伴星。这颗伴星接近填满它的洛希叶（$f_{\rm RL} =0.88^{+0.02}_{-0.02}$），质量为$0.039^{+0.010}_{-0.011}$ M $_{\odot}$，平均密度为$20.24^{+0.59}_{-0.44}$ g cm $^{-3}$，拱点运动常数在$0.0036 < k_2 < 0.0047$范围内。伴星的质量和平均密度值与棕矮星一致，但拱点运动常数意味着其内部结构比这类天体的典型结构更加集中。
2022-08-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Identification of young nearby runaway stars based on Gaia data and the lithium test
年轻的逃逸恒星适合于寻找它们的起源地和可能的相关天体，例如中子星。Tetzlaff，Neuhäuser & Hohle（2011）从依巴谷选择了年轻的（$\le 50$ Myr）逃逸恒星候选者，他们根据赫罗图和演化模型中的位置估计了它们的年龄。在这里，我们不仅通过使用新的盖亚DR 2数据，而且通过测量锂，这是一个年轻的指标，更精确地重新确定或限制他们的年轻年龄。我们对308颗恒星的光谱进行了研究，以寻找锂-7同位素在6708 $\unicode{xC5}$的强共振双峰。这些光谱是在2015年2月至2018年6月期间在耶拿大学天文台使用Échelle光谱仪FLECHAS拍摄的，并在2011年4月至2017年6月期间在Fred L.惠普尔天文台。我们发现了208颗恒星在光谱中有显著的锂存在，其中5颗可能年龄更小，约为5000万年。其中三个目标甚至比GJ 182更近，GJ 182是已知距离最近的逃逸恒星，约为24 pc。这些恒星是年轻的逃逸恒星，适合进一步研究它们的起源，无论是动力学还是超新星喷射。
2020-09-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The origin of early-type runaway stars from open clusters
逃逸恒星从它们在银河系盘面中的诞生地被弹射出来，一些年轻的B型逃逸恒星被发现以超过逃逸速度的速度从平面上飞行了几十千秒差距。年轻的疏散星团是一个可能的起源地，而喷射可能是通过N体相互作用或双超新星爆炸。盖亚天体测量的优良品质为研究年轻失控恒星的运动学开辟了道路，其精度如此之高，以至于可以唯一地确定开放星团的起源地。我们开发了一种有效的最小化方法来计算两个或多个对象是否可能来自同一个地方，我们对猎户座离家出走的样本进行了测试。我们的拟合过程，然后被用来计算已知的逃逸恒星的轨迹，我们使用盖亚数据和更新的径向速度。我们发现，只有一半的样本可以被归类为离家出走，而其他人是出走的明星。大多数后者的恒星被证明是双星。我们确定母集群失控的基础上，他们的轨迹，然后使用集群的年龄和飞行时间的恒星，以调查是否可能是由于一个双超新星或由于动态喷射喷射。特别是，我们表明，经典的逃逸AE御夫座和$μ$ Columnoid可能没有一起起源，与$μ$ Columnoid有一个更早的喷射从Collinder 69，一个集群附近的ONC。研究的第二个样本包括一组遥远的失控的B星的晕，已仔细研究了定量光谱分析。我们能够确定至少四颗恒星的候选母星团，包括超逃逸候选HIP 60350。喷射事件必须非常猛烈，以高达150至400公里/秒的速度喷射恒星。
2022-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Neutron stars from young nearby associations the origin of RXJ1605.3+3249
许多中子星（NS）和逃逸星显然来自天空中的同一区域。这表明它们有着相同的诞生地，即年轻的大质量恒星的星协和星团。为了确定NS的诞生地，我们试图和NS-失控对，可能是前同伴，在超新星（SN）中断。最近（<几百万年）附近（< 150 pc）SNe的遗迹仍然可以通过观察稀有放射性同位素（如26 Al和60 Fe）的发射来识别，这些同位素也可以用作确认可能的SN事件的额外指标。我们调查了孤立的NS RXJ1605.3+3249的起源，发现它可能诞生于0.45万年前距离地球约100秒差距的扩展南冕星或南极星协会，或3.5万年前的Sco OB 4 ~1 kpc。在Octans中的SN是由一个到两个可能的前伴星HIP 68228和HIP 89394的识别支持的，以及在预测的SN位置出现的26 Al衰变的伽马射线发射特征。两者的前身质量都是~ 11 MSun，这是通过与理论26 Al产量的比较以及从前身星的寿命中得出的。
2012-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VLT-FLAMES Tarantula Survey: The fastest rotating O-type star and shortest period LMC pulsar - remnants of a supernova disrupted binary?
我们提出了一个非常快速旋转的晚O型星，VFTS 102，在30剑鱼座光谱调查期间观察到的光谱分析。VFTS 102的预计自转速度大于500 \kms \，可能高达600 \kms，因此它似乎是目前发现的自转速度最快的大质量恒星。它的径向速度与剑鱼座30号的平均值相差40 \kms \，这表明它是一个失控的星系。VFTS 102位于X射线脉冲星PSR J 0537 -6910的X射线扩散辐射尾部，距离PSR J 0537 -6910 12个粒子。我们认为，这些对象起源于一个双星系统的旋转和径向速度VFTS 102产生的质量转移从PSR J 0537 -691和超新星爆炸的祖先分别。
2011-12-06 astro-ph.SR
PSR J1755$-$2550: A young radio pulsar with a massive, compact companion
在短轨道周期的双星系统中发现的射电双星通常是快速旋转的，这是通过其伴星的质量转移进行再循环的结果;这个过程也被认为会降低被再循环的中子星的磁场。在这里，我们报告的时间观测最近发现的二进制PSR J1755 $-$ 2550，并发现这颗脉冲星是一个例外：与2.1万年的特征年龄，它是相对年轻的，此外，与315毫秒的自旋周期和表面磁场强度在其两极的0.88 $\times$ 10 $^{12}$ G的脉冲星没有被回收的迹象。根据它的时间和轨道特征，脉冲星要么有一颗大质量白矮星（WD），要么有一颗中子星（NS）伴星。为了区分这两种情况，我们搜索了一个潜在的回收脉冲星同伴的无线电观测和分析档案光学数据的一个潜在的WD同伴。这两项工作都没有得出结论性的检测结果。我们应用人口合成模型，并发现这两种解决方案是大致相同的可能性。我们的人口合成还预测了0.90 M $_{\odot}$的伴星PSR J1755 $-$ 2550的最小质量，我们模拟了系统失控的速度，由此产生的WDNS系统可能合并，并可能产生富钙超新星。无论PSR J1755 $-$ 2550拥有WD或NS伴星，它肯定是一个罕见的射电双星亚群的成员。
2018-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gaia TGAS search for Large Magellanic Cloud runaway supergiant stars:Candidate hypervelocity star discovery, and the nature of R71
我们寻找逃逸恒星的大麦云云（LMC）计算的空间速度的视觉最亮的恒星在LMC中，包括在盖亚TGAS自行目录。我们比较从恒星动力学模型的预测，以获得（奇特的）速度相对于他们的本地恒星环境。这31颗恒星中有两颗拥有异常高的自行。在剩下的29颗恒星中，我们发现这个样本中的大多数物体的速度与圆形旋转盘模型的模型预测非常一致。事实上，与模型的良好拟合意味着TGAS不确定性估计可能被高估。这个子样本中最快的异常值包含LBV R71和其他一些众所周知的发射线天体，尽管我们在任何情况下都无法得出与快速（~100 km/s）逃逸一致的速度。我们的研究结果意味着，R 71特别是有一个温和的偏离当地恒星速度场（40公里/秒）贷款支持的命题，这个对象不能演变为一个正常的单星，因为它是太远，从大质量的恒星形成复合体已经到达其目前的位置在其一生中。因此，我们的研究结果加强了这种LBV是二元进化的结果的情况。在两颗自行异常高的恒星中，我们发现孤立的B1.5 Ia+超巨星Sk-67 2（HIP 22237）是一颗候选超高速星，TGAS自行意味着径向远离LMC中心的非常大的特有横向速度（~360 km/s）。如果得到证实，例如盖亚数据发布2，这将意味着这个位于LMC外围的巨大超巨星正在离开星系，并将在那里爆炸为超新星。
2017-03-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Analysis of Selected Runaway Stars in the Orion Nebula Based on Data from the Gaia EDR3 Catalogue
我们已经进行了蒙特卡罗模拟的几个失控的恒星的轨道使用它们的自行和自行从盖亚EDR 3目录。我们已经证实了这样的假设，即恒星AE Aur和$μ$ Col是$\sim$ 250万年前多系统分裂的产物，猎户座梯形可能是这对恒星的母星团。我们表明，从盖亚EDR 3目录的恒星$ι$猎户座的数据，主要是视差，不允许我们谈论的AE Aur，$μ$科尔，和$ι$猎户座的多重系统的分裂。HD 30112和HD 43112 $\sim$ 100万年前的近双星相遇已经被证实。近距离的三重相遇证实了恒星HD 30112和HD 43112从母星团Col 69中逃逸的假设。我们证明了HIP 28133和TYC 5368-1541-1从猎户座梯形星团中心10 pc以内的区域逃逸的概率为非零，并且它们在250万年前距离猎户座梯形$\sim$中心小于20 pc的概率相当高（约为8%）。科学家首次证实，盖亚EDR 3 3021115184676332288和盖亚EDR 3 2983790269606043648在110万年前分裂成双星系统$\sim$的概率约为0.5%。盖亚EDR 3 3021115184676332288星有大约16%的概率在100万年前从猎户座梯形星团$\sim$中心10 pc以内的区域逃逸。
2021-05-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
First detection of X-ray pulsations and spectrum of the high Galactic latitude pulsar PSR J0837-2454 and direct Urca cooling implications
本文通过射电和首次深度 X 射线观测确定年轻脉冲星 PSR J0837-2454 距离小于约 1 kpc，发现其 X 射线脉动和低温热谱，并据此推断其高质量触发直接 Urca 快速中微子冷却，从而约束核状态方程。
2024-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
The Radial and Rotational Velocity of $ζ$ Ophiuchi
我们提出了我们的光谱监测活动的结果$ζ$ Oph，在耶拿大学天文台与光谱仪FLECHAS之间进行2015年7月和2016年9月。该项目的主要目的是精确地确定恒星的径向速度，因为文献中给出了$ζ$ Oph的广泛径向速度测量。除了自行和视差，径向速度是计算恒星空间运动的重要输入参数。$ζ$ Oph被认为是一颗逃逸星，可能是脉冲星PSRJ 1932 +1059的前伴星，两者可能都位于一个双星系统中，然后在大约100万年前上天蝎座OB星协的超新星爆炸中释放出来。为了计算脉冲星和$ζ$ Oph可能在同一个地方，文献中使用了$ζ$ Oph的$-$ 9.0 km/s的径向速度。通过分析48个FLECHAS光谱中的氢和氦谱线，我们确定$ζ$ Oph的径向速度为12.2 $\pm$ 3.3 km/s，预计旋转速度为432 $\pm$ 16 km/s，没有变化的迹象。
2018-01-19 astro-ph.SR
The 2011 Periastron Passage of the Be Binary delta Scorpii
我们描述了高偏心率Be双星系统delta Scorpii 2011近星通道的全球观测活动的结果，其中涉及专业和业余天文学家。我们的光谱观测提供了一个精确的测量系统的轨道周期为10.8092+/- 0.0005年。He II 4686 A线径向速度曲线的拟合确定了2011年7月3日UT 9：20的近星点通过时间，具有0.9天的不确定性。这两个结果是在一个非常好的协议与最近的研究结果从干涉。我们还推导出了新的演化质量的二进制组件（13和8.2 Msun）和一个新的距离136 pc的太阳，符合依巴谷视差。在2011近星点附近观测到的H_α线径向速度和剖面变化反映了次级分量与围绕初级分量的星周盘的相互作用。利用这些数据，我们估计了一个半径为150朗日的圆盘。我们分析了在2000年和2011年的近星点通过时间测量的径向速度变化，以及在20世纪测量的径向速度变化，系统的高偏心率，以及它周围存在弓形激波状结构，这表明三角洲Sco可能是一个失控的三重系统。第三个组成部分应该在已知的双星之外，并在相对于双星轨道平面倾斜至少40度的椭圆轨道上移动，这样的系统才能稳定并对观测到的长期径向速度变化负责。
2013-02-17 astro-ph.SR
Probing the star formation origin of gamma rays from 3FHL J1907.0+0713
嵌入在巨大分子云（GMC）中的恒星形成（SF）区域是银河伽马射线的潜在贡献者。在从费米-LAT数据集中去除PSR J1906+0722的伽马射线脉动周期后，在0.2 $-$ 300 GeV能量范围内检测到伽马射线源3FHL J1907.0+0713，其显著性约为13 $σ$。3FHL J1907.0+0713的能谱最适合于幂律模型，其谱指数为2.26 $\pm$ 0.05。由NANTEN 2号卫星获得的CO（$J$ = 1 $-$ 0）数据显示，3FHL J1907.0+0713与峰值速度约为38 km s $^{-1}$的GMC重叠。3FHL J1907.0+0713的最佳位置被测量为距离银河系超新星遗迹（SNR）3C 397约0.13度，它与一颗与弓形激波星云有关的恒星重叠。我们发现，3FHL J1907.0+0713，3C 397之间没有物理联系，以及与脉冲星的任何位置重合。3FHL J 1907.0 +0713的光谱符合强子和轻子γ射线发射模型，在2.6 kpc处的总光度为1.1 $\times$ 10 $^{34}$ erg s $^{-1}$ .我们还讨论了3FHL J1907.0+0713的γ射线可能的SF起源，其中SNRs，大规模的原恒星外流，恒星风从失控的恒星，碰撞风双星，年轻的星团被认为是候选源。
2020-12-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
