Investigating the Rotational Phase of Stellar Flares on M dwarfs Using K2 Short Cadence Data
我们提出了一个分析的K2短节奏数据的34个M矮星的光谱类型的范围M0 - L1。在这些恒星中，31颗显示出持续时间在$\sim$ 10-90分钟之间的耀斑。使用从盖亚DR 2耀斑获得的距离，我们确定了耀斑的能量在$\sim1.2\times10^{29}-6\times10^{34}$尔格范围内。与以前的研究一致，我们发现快速旋转的恒星往往会出现更多的耀斑，有证据表明旋转周期超过$\sim$ 10天的恒星活动会下降。在M矮星中看到的旋转调制被广泛认为是由一个在视野中旋转和旋转的恒星黑子引起的。因此，通量最小值是我们看到靠近恒星盘中心的主恒星黑子的旋转阶段。令人惊讶的是，在我们的研究中确定了每个耀斑的旋转相位后，我们发现没有一个耀斑显示出对旋转相位的偏好。我们概述了三种情况，可以解释这一意外的发现。旋转相位和耀斑速率之间的关系将进一步探讨使用的数据，从广泛的调查，如NGTS和TESS。
2018-07-23 astro-ph.SR
Linking circumstellar disk lifetimes to the rotational evolution of low-mass stars
本研究通过内部光蒸发模型计算盘寿命，并纳入磁场驱动的自转演化模型，发现盘锁定时长显著影响低质量恒星自转，且需外部光蒸发才能解释hPer的双峰分布。
2023-11-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Investigating the rotational evolution of very low-mass stars and brown dwarfs in young clusters using Monte Carlo simulations
上下文极低质量（VLM）恒星和棕矮星（BD）呈现出与太阳质量对应部分不同的旋转行为。目标。在盘锁定和恒星角动量守恒的假设下，我们用蒙特卡罗模拟研究了年轻VLM星和BD的自转演化。方法.我们建立了一组对象的质量范围从0.01钼到0.4钼，并考虑模型的单峰和双峰的初始周期分布，并没有磁盘锁定。当一个物体的质量吸积率低于一个给定的阈值时，它就被认为是无盘的。结果初始单峰周期分布的模型再现观测以及考虑到BD旋转速度比VLM星。我们观察到的旋转周期和质量之间的相关性，当我们放松磁盘锁定假设，但与一些观测结果相比，具有较浅的斜率。无盘恒星的角动量演化比有盘恒星的角动量演化平缓，这是因为质量小于0.2 Mo的天体的转动惯量在一个随恒星质量减小而增加的时间尺度上保持实际恒定。结论.比较我们的结果与现有的观测数据，我们看到，磁盘锁定是不重要的低质量制度和旋转行为的VLM恒星和BD是不同的，从他们的太阳质量的同行。
2016-11-19 astro-ph.SR
Cloud Atlas: Discovery of Patchy Clouds and High-amplitude Rotational Modulations In a Young, Extremely Red L-type Brown Dwarf
凝结云从根本上影响了系外行星和褐矮星的大气结构和光谱，但表面重力，云结构，高层大气中的尘埃和一些褐矮星的红色之间的联系仍然知之甚少。旋转调制使得能够研究同一大气中的不同云，从而提供了一种分离云的影响的方法。在这里，我们提出了在低重力，极红（J-Ks=2.55）L 6矮星WISEP J004701.06+680352.1（W 0047）中发现的高峰-峰幅度（8%）旋转调制。使用哈勃太空望远镜（HST）的时间分辨棱镜光谱，我们发现一个最佳拟合的旋转周期（13.20 $\pm$ 0.14小时）与更大的振幅在1.1微米比在1.7微米。这是在褐矮星中测得的第三大近红外变化幅度，表明大幅度变化不仅限于L/T转换，而且存在于一些极端红色的L型矮星中。我们报告了相对振幅的波长依赖性，可能代理在高层大气中的小尘埃颗粒，和大振幅变化的可能性之间的试探性趋势。通过假设镁橄榄石为雾状粒子，我们成功地解释了波长依赖的振幅与亚微米尺寸的雾状粒子的尺寸约为0.4 μm。W 0047连接了早期光谱型和晚期光谱型的棕矮星，其中观测到了旋转调制，该天体的大振幅变化使其成为研究L/T转换附近云性质的基准棕矮星。
2016-09-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Rotation Periods of Young Brown Dwarfs: K2 Survey in Upper Scorpius
我们报告了附近的上天蝎座协会中16颗年轻棕矮星的旋转周期，基于开普勒太空望远镜K2任务的72天高节奏，高精度测光。周期从几个小时到两天不等（加上一个5天的异常值），中位数略高于一天，证实了褐矮星，除了在非常年轻的年龄，是快速旋转的。有趣的是，在我们的样本中，四个最慢的旋转体表现出来自盘的中红外过量发射;至少有两个也显示出盘食和吸积的光变曲线的迹象。将这些新的周期与其他两个年轻的星团和简单的角动量演化轨道进行比较，我们发现在1-10百万年之间的褐矮星中很少或没有旋转制动，与低质量恒星相反。我们的研究结果表明，磁盘制动，而仍然在工作中，是低效的亚恒星制度，从而提供了一个重要的约束制动机制的质量依赖性。
2015-06-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Rotational Desorption of Ice Mantles and Complex Molecules from Suprathermally Rotating Dust Grains around Young Stellar Objects
尘埃颗粒上的冰盖在天体化学中发挥着核心作用。水和复杂的有机分子（COMs）被认为首先在冰幔上形成，随后由于恒星形成活动而释放到气相中。然而，关键的问题是，当颗粒被从$T_{d}\sim 10\rm K$加热到$\gtrsim 100$ K时，冰幔是否能经受住恒星辐射。在本文中，我们首先研究了由年轻恒星（YSO）的强辐射驱动的超高温颗粒旋转对冰幔的影响。我们发现，在水冰和COMs通过热升华脱附之前，整个冰幔可以被离心应力破坏成小碎片。然后，我们研究了由此产生的冰碎片的后果，发现半径为$a \lesssim 10$的微小碎片由于热尖峰而表现出COMs的瞬时释放，而较大的碎片可以以比原始冰粒高得多的速率或相同的速率促进热升华，但$\sim 20-40$ K的温度较低。我们发现，旋转解吸是有效的热芯/corino从内部到外部区域的温度下降到$T_{\rm gas}\sim 40\rm K$和$n_{\rm H}\sim 10^{4}\rm cm^{-3}$。我们讨论了这种机制在各种环境中的COMs和水冰的解吸的影响，包括外流腔壁，光解区，和原行星盘。最后，我们表明，非常大的聚集颗粒可以通过旋转破坏机制，然后通过旋转解吸的冰幔分裂成单独的冰粒。
2020-01-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Rotational evolution of young pulsars due to superfluid decoupling
脉冲星是旋转的中子星，被认为是慢下来的，自旋下降率被认为是由于磁偶极辐射。这导致对制动指数n的预测，其是旋转周期及其一阶和二阶时间导数的组合。然而，所有观察到的n值均低于预测值3。在这里，我们提供了一个简单的模型，可以解释的旋转演化的年轻的脉冲星，包括n=2.51的958岁的脉冲星在蟹状星云。该模型是基于有效的转动惯量的减少，由于在恒星的核心，成为超流体的恒星冷却通过中微子排放的比例增加。这些结果表明，未来对中子星的大型无线电监测活动将产生对中子星质量、核物质状态方程和超流体性质的测量。
2013-04-09 astro-ph.HE 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
HD 135344B: a young star has reached its rotational limit
我们寻找年轻的赫比格星HD 135344 B的径向速度的周期性变化，目的是确定一个旋转周期。我们分析了在151天的时间范围内拍摄的44个高分辨率光谱。这些光谱是在拉西拉的2.2米MPG/ESO望远镜上用FEROS获得的。HD 135344 B的恒星参数是通过将合成光谱拟合到恒星光谱来确定的。为了获得径向速度的测量，恒星光谱已交叉相关的理论模板计算从确定的恒星参数。我们报告的第一个直接测量的旋转周期的赫比格星的径向速度测量。发现旋转周期为0.16 d（3.9 hr），这使得HD 135344 B在或接近其分裂速度时是一个快速旋转体。这种快速旋转可以解释HD 135344 B星周环境的一些特性，例如内部圆盘的特性（成分、倾角）与外部圆盘有显著不同。
2011-03-28 astro-ph.SR
Detectability of Rotational Modulation in Kepler Sun-like Stars as a Function of Age
我们研究了如何在开普勒光变曲线中检测到旋转调制的恒星的分数$f$取决于恒星质量$M_\star$和年龄$t_\star$。我们的样本由$\approx 850$ FGK恒星组成，这些恒星承载着开普勒任务探测到的凌日行星候选者。对于这些恒星，大气参数已被推导出使用高分辨率光谱从加利福尼亚州开普勒调查，旋转调制已被搜索均匀开普勒光变曲线。我们适合恒星模型的大气参数，盖亚视差，和2MASS这些恒星的星等，并获得样本的后验概率分布下，他们的质量和年龄在一个给定的，无信息的先验。我们将它们与旋转调制搜索的结果相结合，同时推断样本的质量年龄分布以及$f(M_\star, t_\star)$，以充分考虑单个恒星的质量和年龄不确定性的方式。我们发现，$f$保持接近统一的$t_\star \sim 3\,\mathrm{Gyr}$和下降到几乎为零的$t_\star \sim 5\,\mathrm{Gyr}$，虽然这种趋势是不太清楚地检测到恒星与$\lesssim 0.9\,M_\odot$由于较弱的年龄限制。这一发现与一种观点相一致，即旋转调制的检测受到测光精度的限制，只能检测到具有更高振幅调制的年轻恒星，并表明开普勒光变曲线中旋转调制的可检测性对比太阳年轻的恒星的金属丰度和活动周期不敏感。
2022-09-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Testing the Role of Merging Binaries in the Formation of the Split Main Sequence in Young Clusters
本研究利用HST与VLT/MUSE观测大麦哲伦云中三个年轻大质量星团，发现其亮蓝星自转分布异于蓝主序，从而否定恒星并合在分裂主序形成中的重要作用，并揭示蓝离散星自转速度范围宽广。
2025-09-09 astro-ph.SR
On the Origin of the Bimodal Rotational Velocity Distribution in Stellar Clusters: Rotation on the Pre-Main Sequence
我们解决的起源观察到的双峰旋转分布的恒星在大规模的年轻和中等年龄的星团。这种双峰性被认为是年轻时分裂的主序，最近也被直接观察到在大质量年轻和中等年龄星团内恒星的$Vsini$分布中。以前的模型已经调用二元相互作用作为这种双峰的起源，尽管这些模型无法重现所有的问题上的观察约束。在这里，我们认为，这样一个双峰旋转分布是建立在一个集群的生命早期，即，在最初的几百万年内。观测表明，在许多年轻的疏散星团中，低质量（$\la 2 M_\odot$）主序前（PMS）恒星的周期分布是双峰的，我们提出了一系列模型来表明，如果PMS上的恒星存在这种双峰，那么对于质量超过$\sim1.5$ ~ \msun的恒星，预计它将在主序上表现为双峰旋转速度（在固定质量/亮度下）。PMS恒星的这种双峰周期分布可能是由恒星在PMS寿命期间是否失去（快速旋转）或能够保留（慢速旋转）其拱星盘造成的。最后，我们根据我们的模型对观测值进行了一系列预测。
2020-05-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating the young AU~Mic system with SPIRou: large-scale stellar magnetic field and close-in planet mass
我们对2019年9月18日至11月14日期间使用高分辨率$YJHK$（0.98-2.35 $μ$ m）分光偏振仪SPIRou收集的2200万年M1恒星AU Microscopii（Au Mic）的27个观测结果进行了速度和分光偏振分析。我们的径向速度（RV）时间序列表现出45 m/s RMS的活动引起的波动，比在光域中测量的波动小约三倍，我们使用高斯过程回归过滤。我们报告了最近发现的8.46-d凌日行星AU Mic b的3.9 $σ$探测，估计质量为$17.1^{+4.7}_{-4.5}$ M $_{\odot}$，体积密度为$1.3 \pm 0.4$ g/cm $^{-3}$，在其宿主恒星的光谱中诱导了半振幅$K=8.5^{+2.3}_{-2.2}$ m/s的RV签名。当我们同时成像恒星表面的不均匀性，并估计与塞曼多普勒成像（ZDI）的行星参数时，独立地获得一致的检测。使用ZDI，我们将非偏振和圆偏振光谱的时间序列反演为表面亮度和大尺度磁图。我们发现一个主要的极向和轴对称场的475 G，具有，特别是，一个偶极子的450 G倾斜19°的旋转轴。此外，我们检测到一个强大的差分旋转d $Ω= 0.167 \pm 0.009$ rad/d剪切大尺度领域，约两倍强于剪切亮度分布，这表明这两个观测探测对流区的不同层。尽管我们警告说，需要更多的RV测量来准确地确定行星质量，但AU Mic b已…
2020-11-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Young giants of intermediate mass Evidence of rotation and mixing
在利用Str{<$}mgren测光寻找贫金属亮巨星样本的过程中，我们意外地发现了26颗年轻（年龄小于1 Gyr）的富金属巨星样本，其中一些恒星具有很高的自转速度，我们测定了这些恒星的化学成分和自转速度，以便与恒星演化模型的预测进行比较。这些恒星在主序星上的光谱类型为A到B，因此我们希望将它们的丰度模式与主序星A和B的丰度模式进行比较。恒星质量是通过将恒星在色星等图中的位置与理论演化轨迹进行比较而得出的。这些质量，连同盖亚光度测量和太阳光，被用来推导恒星参数。我们使用光谱合成和模型大气来确定16种元素（C、N、O、Mg、Al、Ca、Fe、Sr、Y、Ba、La、Ce、Pr、Nd、Sm和Eu）的化学丰度和旋转速度。我们确定了15颗恒星可能是双星。所有的恒星都是围绕银河系中心作椭圆运动，属于薄盘族。除了一颗样品星外，其他所有样品星都呈现出低[C/Fe]和高[N/Fe]比值以及恒定的[（C+N+O）/Fe]，这表明它们经历了CNO加工和第一次疏浚。观测到的旋转速度与旋转恒星演化的理论预测一致。
2021-12-08 astro-ph.SR
Discovery of two rotational modulation periods from a young hierarchical triple system
利用 TESS 四次观测数据，在年轻三合星系统 GW Ori 中发现 3.02 天和 1.92 天两个旋转调制周期，分别对应主星和次星星斑调制，并据此推断双星旋转平面与轨道平面几乎共面。
2023-05-25 astro-ph.SR
Rotational studies in the Orion Nebula Cluster: from solar mass stars to brown dwarfs
在不同的年龄和质量的旋转研究是重要的约束角动量演化的年轻恒星（YSO）。特别令人感兴趣的是极低质量（VLM）恒星和棕矮星（BD），因为在该质量范围内缺乏已知的旋转周期。我们提供了第一次的信息旋转周期的大样本的年轻VLM恒星和BD。这项对100万年前猎户座星云团（ONC）的广泛旋转周期研究是基于智利拉西拉ESO/MPG 2.2米望远镜上的宽视场成像仪（WFI）相机进行的深度光度监测活动。获得了2908颗恒星的精确I波段测光，比ONC以前的研究更深入了三个星等。我们发现了487个周期变星，估计质量在0.5 Msun到0.015 Msun之间，其中124个是BD候选者。这是迄今为止最广泛和完整的旋转周期数据集的年轻VLM恒星和BD。此外，808个物体显示出非周期性的亮度变化。我们研究了周期分布对质量和变率水平的依赖性，并将其与ONC中已知的更高质量天体（Herbst等人，2002年）和200万年前的星系团NGC 2264（Lamm等人，2004年）。我们发现，亚恒星物体的平均旋转速度比VLM恒星。我们的旋转数据还表明，在该领域内的位置，这可以解释一个可能的年龄分布在ONC的旋转周期的依赖性。此外，具有较大峰间振幅的周期性变量平均旋转速度比具有较小峰间振幅变化的周期性变量慢，这可能可以通过不同的磁场拓扑结构来解释。
2009-06-12 astro-ph.SR
The young massive SMC cluster NGC 330 seen by MUSE III. Stellar parameters and rotational velocities
本文提出同步测光与光谱网格拟合法，测定NGC 330中250余颗B/Be星参数及投影自转速度，揭示其分布与双星相互作用、并合及单星加速的演化联系。
2023-08-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The GRAVITY young stellar object survey XIV : Investigating the magnetospheric accretion-ejection processes in S CrA N
本研究通过近红外干涉观测探究T Tauri星S CrA N的内盘区域，发现K波段连续谱来自方位调制尘埃环，提出磁层吸积是重要尘埃加热机制，Brγ线源于内盘吸积-喷流过程的共同作用。
2024-08-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Methanol and its relation to the water snowline in the disk around the young outbursting star V883 Ori
我们报告的检测甲醇的磁盘周围的年轻爆发星V883猎户座与阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）。在115 ~ 459 K的上能级上观察到四个跃迁。用0.14”光束对发射进行空间分辨，并遵循先前观察到的C $^{18}$ O的开普勒旋转。使用旋转图分析，我们发现一个磁盘平均柱密度为$\sim10^{17}$厘米$^{-2}$和旋转温度为$\sim90-100$ K，这表明甲醇热解吸的尘埃颗粒。我们推导出不同跃迁的外半径在120和140 AU之间，相比之下，C $^{18}$ O的外半径为360 AU。根据磁盘的确切物理结构，甲醇排放可能源于水雪线以外的表层。或者，大部分甲醇排放起源于水雪线内，然后可以远至~100 AU，而不是之前从连续不透明度推断的42 AU。此外，这些结果表明，像V883 Ori这样爆发的年轻恒星是通过热解吸的复杂分子研究行星形成物质的冰成分的良好来源，这已被证明在更进化的原行星盘中很难观察到。
2018-08-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Investigating 2MASS J06593158-0405277: a FUor burst in a triple system?
在幕式吸积现象中，年轻天体的FUor爆发是最引人注目的事件。这些爆发的起源尚不清楚：最可行的假设是盘的不稳定性和/或外部物体对盘的扰动。在这里，我们报告我们的VLT/SINFONI高角分辨率AO辅助观测2 MASS J 06593158 -0405277，这是最近发现的FUor爆发。我们的观测揭示了在FUor周围存在一个扩展的盘状结构，一个投影在~100 au处的非常低质量的伴星（2 MASS J 06593158 - 0405277 B），并且可能是第三个距离更近的伴星（~11 au）。这些源似乎是年轻的，显示吸积签名。假设这些组件是物理连接的，那么2 MASS J 06593158 -0405277将是在FUOR中观察到的极少数三重系统之一。
2015-05-14 astro-ph.SR
A census of massive stars in NGC 346. Stellar parameters and rotational velocities
对小麦哲伦星云中年轻星团NGC 346的247颗恒星的光谱与大质量恒星VLT火焰巡天的116个目标的光谱进行了综合。光谱分类产生了47个O型和287个B型光谱的样本，而径向速度变化和/或光谱多重性已被用来确定45个候选单线系统，17个双线系统，和一个三线系统。大气参数（T $_eff$和log $g$）和预计的旋转速度（$v_e$ sin $i$）已估计使用TLUSTY模式大气;独立的估计$v_e$ sin $i$也获得使用傅立叶变换方法。光度已经从恒星视星等推断出来，并与T $_eff$和$v_e$ sin $i$估计一起使用，以使用BONSAI软件包约束恒星质量和年龄。我们发现，NGC 346内部区域的目标具有更高的中值质量和预计的旋转速度，以及更小的中值年龄比样本的其余部分。似乎有一群年龄小于200万年的非常年轻的目标，据推测它们都是在星团内形成的。发现更大质量的靶具有更低的$v_e$ sin $i$，与先前的研究一致。没有发现显着的证据与金属丰度的早期型恒星的恒星旋转速度的差异，虽然在SMC的目标可能会比那些在年轻的星系团旋转得更快。对单个非超巨星B型星的自转速度分布进行了推断，并暗示有相当数量的恒星具有低自转速度（$\simeq$ 10%，$v_e$ <40 km/s），同时在概率分布中有一个峰值在$v_e \simeq$ 300 km/s。对于我们的Be型样本，已经发现…
2019-05-08 astro-ph.SR
RACE-OC Project: Rotation and variability in the epsilon Chamaeleontis, Octans, and Argus stellar associations
我们的目标是确定恒星在不同演化阶段的旋转和磁相关的活动特性。我们的注意力主要集中在已知年龄的年轻恒星协会的成员。具体来说，我们扩展了我们之前在论文I（Messina et al. 2010，A&A 520，A15）中的分析，增加了3个年龄在600 - 4000万年之间、超过100 pc的年轻恒星协：Chamaeleontis（~ 600万年）、Octans（~ 2000万年）和Argus（~ 4000万年）。另外的旋转数据的eta Chamaeleontis和IC 2391集群也被认为是。自转周期是根据全天自动巡天（ASAS）和广角行星搜索（SuperWASP）档案获得的光度时间序列数据确定的。通过本研究，我们完成了对太阳附近所有已知年轻松散星协的晚型成员的旋转性质的分析。考虑到第一篇论文的结果，我们得出了241个目标的旋转周期：171个已证实，44个可能，26个不确定。剩下的50颗恒星属于松散星协的一部分，其年代仍然未知。这个旋转周期目录，特别是本文中提出的~6，20，40百万年的新信息，有助于更好地观测年轻恒星的角动量演化。
2011-04-15 astro-ph.SR
Near-Infrared Time-Series Photometry in the Field of Cygnus OB2 Association I - Rotational Scenario For Candidate Members
在过去的几十年里，早期的前主序星旋转演化图像已经受到了针对不同年龄的不同年轻区域的研究的限制。观测研究表明，质量旋转的依赖，并为某些质量范围之间的连接旋转和存在的拱星盘。然而，环境条件对旋转调节的作用还没有完全探讨。我们研究了年轻的大质量天鹅座OB 2的候选成员的旋转性质。应用Stetson变率指数、Lomb-Scargle周期图、Saunders统计量、绳/绳长度法和折叠光变曲线的目视验证等方法，选取了1224颗周期变星。从蒙特卡罗模拟中得出周期样本的完整性和污染，其中894个周期被认为是可靠的。我们的研究在2 - 30天内被认为是合理完成的。天鹅座OB 2的周期分布证实了在其他年轻区域看到的一般旋转场景，盘状恒星的平均旋转速度比非盘状恒星慢。质量旋转依赖性也得到了验证，但与NGC 6530一样，低质量恒星的平均旋转速度比高质量恒星慢，在低质量恒星中有过多的慢转子。通过重新分析结果，同时考虑到来自该协会的O星的入射紫外辐射，研究了环境对该协会的旋转特性的影响。与磁盘锁定方案兼容的结果进行了验证，低紫外线入射率的恒星，但没有统计学显着的旋转和磁盘存在之间的关系进行了验证，高紫外线入射率的恒星表明，大质量的恒星可以有一个重要的作用，调节附近的低质量恒星的旋转。
2017-04-07 astro-ph.SR
Investigating the magnetospheric accretion process in the young pre-transitional disk system DoAr 44 (V2062~Oph). A multiwavelength interferometric, spectropolarimetric, and photometric observing campaign
年轻的恒星通过其强磁层与它们的吸积盘相互作用。我们研究了年轻恒星系统DoAr 44的磁层吸积过程。我们监测了几个旋转周期的系统，结合高分辨率的光学和近红外光谱偏振与长基线近红外干涉测量和光谱光度。DoAr 44是一颗年轻的恒星，质量为1.2太阳质量，从它的盘中适度吸积，在低倾角下被看到。我们从系统的光变曲线中得到了2.96 d的转动周期。几个光学和近红外线轮廓探测吸积漏斗流和吸积激波调制在恒星自转周期。最可变的线轮廓，氦1083纳米，表现出调制的红移翅膀的吸积漏斗流的签名，以及深blueshifted指示瞬态流出的反射。塞曼-多普勒分析表明，这颗恒星拥有一个主要的偶极磁场，倾斜约20度。在光球层的强度达到约800 G，在吸积激波附近达到2 +/- 0.8 kG。这个磁场看起来足够强大，足以破坏靠近共转半径的内盘，距离大约4.6个恒星半径（0.043天文单位）。这支持了5恒星半径（0.047 AU）的上限，我们推导出的磁层的大小从长基线干涉。DoAr 44是一个前过渡盘系统，在其拱星盘中显示出25-30 au的间隙，内外盘不对齐。在0.1 au或更小的尺度上，我们的结果表明，系统稳定地从其内部磁盘通过其倾斜的偶极磁层吸积。我们的结论是，尽管有一个高度结构化的外盘，也许正在进行的行星形成的签名，磁层吸积过程中进行的恒星-磁盘相互作用的水平不受阻碍。
2020-10-02 astro-ph.SR
RACE-OC Project: Rotation and variability in young stellar associations within 100 pc
我们的目标是确定恒星在不同演化阶段的旋转和磁相关活动特性。我们的注意力集中在6个年龄在800万年到7000万年之间的100 pc以内的年轻松散星协上：长蛇座TW（~ 800万年），β Picture（~ 1000万年），Tucana/Horologium，Columba，Carina（~ 3000万年）和AB Doradus（~ 7000万年）。从文献中关于英仙座阿尔法星和昴星团的额外数据也被考虑。对全天自动巡天获得的光度时间序列应用Lomb-Scargle周期图技术，确定了由于光球磁活动（即星点）而显示旋转调制的恒星的旋转周期。根据V光变曲线的振幅，导出了磁活动水平。我们首次探测到了93颗恒星的自转调制并测量了它们的自转周期，证实了文献中已知的41颗恒星的自转周期。对于另外10颗恒星，我们修改了其他作者的周期测定。样本增加了从文献中检索到的21颗额外恒星的周期。通过这种方法，我们第一次确定了~8，10，3000万年的最大自转周期集合，并使已知的AB Dor周期成员的数量增加了150%。我们发现，在0.6 - 1.2太阳质量范围内，自转周期分布的最显著变化是900万年到3000万年之间的上旋和7000万年到11000万年之间的下旋。3000万年和7000万年之间的变化是相当可疑的，尽管中位数时期表明一个显着的自旋。
2010-04-12 astro-ph.SR
Rotational Mixing and Lithium Depletion
我回顾基本的观测功能，人口I星强烈牵连旋转作为一个混合剂，这些包括在固定的温度在同时代的人口和主序列锂耗尽的质量范围内的速度随时间衰减的分散。新的发展有关的可能抑制混合在后期的年龄，密切的二进制合并和锂签名，并在年轻的冷恒星的分散联系在活跃的年轻恒星的半径异常的替代来源进行了讨论。我强调的不确定性，在模型中的人口II锂耗尽和分散有关的治疗角动量损失。最后，自转的起源与前主序星序的条件有关，因此有一些证据表明环境和行星形成可能影响恒星的自转性质。这可能与最近的观测证据有关，即星系团之间锂耗尽的变化以及行星的存在与恒星锂耗尽之间的联系。
2010-01-21 astro-ph.SR
Investigating the Impact of Metallicity on Star Formation in the Outer Galaxy. I. VLT/KMOS Survey of Young Stellar Objects in Canis Major
本文利用VLT/KMOS近红外积分场光谱研究外银河CMa-ℓ224区域约120个YSO候选体的吸积性质，发现其吸积光度与太阳附近分子云相似，未显示低金属丰度影响。
2023-06-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic activity of the young solar analogue V1358 Ori
年轻、快速旋转的单颗恒星可以显示出与太阳截然不同的磁场特征和磁场活动水平。当由于磁场破碎和恒星风造成的质量损失而失去角动量时，恒星会逐渐自旋下降，导致活动水平下降。研究这种太阳类似物的磁活动在理解类太阳恒星的演化方面起着关键作用，并允许一瞥太阳的过去。为了加深对太阳和类日恒星磁演化的认识，研究了年轻太阳类似物V1358 Ori的磁活动。傅立叶分析的长期光度数据被用来推导旋转周期和活动周期长度，而光谱合成应用于高分辨率光谱数据，以获得精确的天体物理参数。多普勒成像进行恢复表面温度图为两个连续的时间间隔。互相关的连续多普勒地图被用来获得表面的差分旋转。还研究了色球活动指示器的旋转调制。检测到V1358 Ori的活性周期为$\approx 1600$天。多普勒成像显示，表面温度分布占主导地位的一个大的极冠与一些较弱的功能，赤道周围。这一点的配置是类似于其他地图的年轻太阳类似物从文献中，并支持最近的模型预测。我们探测到太阳表面的差异旋转与表面剪切参数$α= 0.016 \pm 0.010$，这非常适合我们最近提出的经验关系旋转和差异旋转。色球活动指标显示出旋转调制。
2019-05-20 astro-ph.SR
Stellar Rotation in the Gaia Era: Revised Open Clusters Sequences
周期与质量图（即，旋转序列）的疏散星团的角动量演化研究提供了至关重要的限制。然而，它们的成员资格往往受到场星的严重污染，这可能会使解释产生偏差。在本文中，我们使用数据从盖亚DR 2重新评估的7个疏散星团的成员与地面和空间为基础的旋转数据，并提出了一个更新的观点恒星旋转的质量和年龄的函数。我们使用盖亚天体测量来识别相空间中的星团成员，并使用测光来获得修正的年龄，并将恒星置于一致的质量尺度上。将我们的隶属度分析应用于旋转序列表明：1）从地面观测到的星系团中的污染可以达到$\sim 35\%$ ; 2）当去除场污染后，旋转异常值的总体比例大大降低，但仍有一些异常值存在; 3）在年轻的年龄段，旋转周期有一个尖锐的上边缘; 4）在年轻的时候，1.0-0.6 Msun范围内的恒星拥有全球最大的旋转周期，可能为可居住行星提供最佳窗口。此外，我们看到了强烈的质量依赖性自旋下降过程的明确证据。在制度中，快速旋转离开饱和域，旋转分布扩大（与流行的模型相矛盾），我们解释为证据表明，快速旋转的扭矩必须低于中间的。来自地面观测的清洁旋转序列可以与从空间获得的序列一样具有约束性。
2021-10-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Rotational Evolution of Young, Binary M Dwarfs
我们分析了$\sim$ 800万年前的上天蝎座星协、$\sim$ 1.25亿年前的昴星团疏散星团和$\sim$ 7亿年前的毕星团和普雷塞普疏散星团中3,000多颗低质量恒星的K 2光变曲线，以确定恒星的自转速率。这些K2目标中的许多都显示出两个不同的周期，对于这些星团中质量最低的恒星来说，几乎所有具有两个周期的系统都是光度双星。最可能的解释是，我们正在检测这些双星的两个组成部分的旋转周期。我们探讨的两个组成部分的光度双星相对于彼此和非光度双星的旋转速率的演变。在上天蝎座和昂宿星团中，这些低质量双星的平均周期要短得多，而且它们之间的距离要比随机从M矮单星中抽取的周期近得多。在上天蝎座，这种差异与原始星周盘导致的红外过度的存在或不存在密切相关-单星人口包括许多具有盘的恒星，并且它们的旋转周期平均比相同质量的双星表亲明显更长。由Praesepe年龄，在旋转速率之间的差异的意义单一和二进制低质量的dMs是少得多，这表明角动量损失的风完全对流零年龄的主序星擦除记忆的旋转速率二分法的二进制和单一的非常低的质量的恒星在以后的年龄。
2018-10-19 astro-ph.SR
Investigating the properties of nearby young moving groups using GaiaDR3
Universidad Andrés Bello（安第斯·贝尔纳多大学）；CHRIST (Deemed to be University)（克里斯特（视为大学））；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
本研究利用Gaia DR3数据，通过BANYAN-Sigma算法在150秒差距范围内识别出3153个邻近年轻移动星群候选体，其中含1651个新候选体，还发现51颗带红外过剩的潜在盘候选体，凸显需更稳健的年龄分析技术。
2026-08-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
CSI 2264: Investigating rotation and its connection with disk accretion in the young open cluster NGC 2264
太阳型恒星在几百万年（约为分裂速度的10%）时测量到的低自旋速率表明，某些角动量调节机制必须在早期的主序中发挥作用。我们描述了区域NGC 2264（~ 300万年）成员的旋转特性，并在大约50%的恒星已经失去圆盘的年龄调查吸积旋转连接。我们研究了一个样本的500个集群成员的光度变化进行了监测，在光学连续38天与CoRoT。使用Lomb-Scargle周期图、自相关函数和串长度方法分析光变曲线的周期性。星系团的周期分布是一个以P= 5.2d为中心的平滑分布，在P=1- 2d和3- 4d有两个峰值。CTTS和WTTS的单独分析表明，P=1-2 d峰值与后者相关，而两组均对P=3-4 d峰值有贡献。CTTS和WTTS之间的比较支持旋转-吸积连接的想法：它们各自的旋转特性在统计上是不同的，CTTS的平均旋转速度比WTTS慢。我们还观察到一个明显的缺乏快速旋转与强大的吸积签名（大紫外线通量过剩）。这与早期的发现一致，即年轻星团中的快速旋转体通常没有尘埃盘。我们的样本显示了NGC 2264成员的旋转特性与质量相关的一些证据，低质量恒星的平均旋转速度更快。这项研究证实了盘影响年轻恒星的旋转演化。盘锁定的想法可能与我们观察到的NGC 2264星系团的旋转和旋转-吸积联系的图像一致。然而，我们在周期分布中观察到的几个子结构的起源值得进一步研究。
2016-10-27 astro-ph.SR
Magnetic fields on young, moderately rotating Sun-like stars - I: HD~35296 and HD~29615
对年轻太阳型恒星的磁场的观测提供了一种研究其磁场活动和发电机特征的方法。分光偏振法使得研究这些恒星的磁场成为可能，因此伯纳德·李奥特望远镜和英澳望远镜使用分光偏振法研究了两颗中等旋转的年轻类太阳恒星，即HD 35296（V119 Tau，HIP 25278）和HD 29615（HIP 21632）。结果表明，这两颗恒星显示的色球指数旋转变化与它们的斑点活动一致，这些变化表明HD 35296可能有一个长期的循环周期。此外，这两颗恒星都有复杂且不断演化的大规模表面磁场，并有显著的环向分量。这两颗恒星的表面差异旋转都被测量到。对于F8 V恒星HD 35296，从观测到的磁场分布图中推导出$ΔΩ$ = 0.22 $^{+0.04}_{-0.02}$ rad/d的旋转剪切。对于G3 V恒星HD 29615，磁特征表明其旋转切变为$ΔΩ$ = 0.48 $_{-0.12}^{+0.11}$ rad/d，而具有独特极斑的黑子特征提供的$ΔΩ$值要低得多，为0.07 $_{-0.03}^{+0.10}$ rad/d。HD 29615的斑点和磁性特征之间的剪切值存在如此显著的差异，这是在其他低质量恒星中观察到的变化的一个极端例子。从广泛的和持久的方位角场观察到的两个目标，它的结论是分布式发电机在这些适度旋转的类太阳恒星，在显着的对比，太阳的界面层发电机。
2015-02-20 astro-ph.SR
Rotating models of young solar-type stars : Exploring braking laws and angular momentum transport processes
利用包含物理成分的一维旋转演化模型，研究了太阳型恒星从主序前到太阳年龄的预测旋转演化。采用Maeder和Zahn的方法，利用STAREVOL程序计算了包含外部恒星风矩和内部角动量输运的太阳型恒星旋转演化模型。我们探讨了不同的形式主义和处方可从文献中。我们测试了预测的模型对最近的旋转周期数据，从广泛的测光调查，锂丰度的太阳质量的恒星在年轻的集群，和日震旋转配置文件的太阳。我们找到了一个最佳匹配的组合处方的内部运输和表面提取角动量。这种组合提供了一个非常好的适合所观察到的太阳型恒星从早期演化到太阳年龄的旋转周期的演变。此外，我们表明，快速旋转经历更强的耦合之间的辐射区域和对流信封。然而，不管这套方法如何，我们都无法同时重现太阳表面的角速度和内部轮廓，也无法重现锂丰度的演化。我们确认的想法，额外的运输机制必须发生在太阳型恒星，直到他们达到太阳的年龄。这些过程是否与在更高级的演化阶段解释最近的星震数据所需的过程相同，仍然是一个悬而未决的问题。
2016-01-08 astro-ph.SR
The dance of dust: Investigating young stellar object dipper variability
本研究首次对16个不规则dipper年轻恒星体开展多时相分析，通过构建本征光球测量凹陷特性，发现尘埃子结构（含最大20μm的已加工尘埃）遮挡导致流量凹陷，揭示其变异性与内周盘尘埃动力学相关，并探讨了尘埃抬升机制。
2025-10-30 astro-ph.SR
Spectroscopic and interferometric signatures of magnetospheric accretion in young stars
方法.我们用MCFOST程序求解了非轴对称吸积磁层中的非线性方程组线形成问题。我们计算了不同磁吸积柱模型的Brγ线轮廓。我们还得到了Brγ线发射区的单色合成图像。这条谱线是对年轻恒星磁层吸积的主要诊断，可以用安装在欧洲南方天文台甚大望远镜干涉仪上的长基线近红外干涉仪重力进行观测。结果我们推导出Brγ线轮廓作为旋转相位的函数，并从合成图像中计算出干涉观测量，vibration和相位。的线轮廓形状调制沿旋转周期，表现出逆P天鹅座轮廓的时候，吸积激波面临的观察者。线的发射区域的大小随着磁性的增加而减小，这反映在较低的线通量中。我们将干涉模型应用于合成的vibrium，以获得线发射区域的大小。我们发现，推导出的干涉尺寸比磁层的实际尺寸更紧凑，范围从截断半径的50%到90%。此外，我们还证明了非轴对称磁层的旋转可以从Brγ到连续谱光心位移的旋转调制中恢复出来，这是由干涉光谱的微分相位测量得到的。
2023-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Investigating episodic accretion in a very low-mass young stellar object
到目前为止，对非常低质量的I类原恒星的研究很少。这些年轻的恒星天体（YSO）的可变性以及它们是否能够进行强烈的幕式吸积也相对未被研究。我们研究了IRS 54的吸积变率，IRS 54是一颗质量为M $_{\star}$ ~ 0.1 - 0.2 M $_{\odot}$的I类极低质量原恒星。我们获得了VLT/ISAAC和VLT/SINFONI在近红外（$J$，$H$和$K$波段）四个时期（2005年，2010年，2013年和2014年）的光谱和光度数据。我们使用吸积跟踪线（Pa $β$和Br $γ$）和流出跟踪线（H $_2$和[FeII]）来检查对象的物理性质和运动学。在2005年至2013年期间，$K$波段的亮度大幅增加，超过1等，随后在2014年急剧下降。同样，在两个早期时期之间，质量吸积率（$\dot{M}_{acc}$）从~ 10 $^{-8}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$上升到~ $10^{-7}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$。视消光（$A_V$）也从2005年的15等增加到2013年的24等。$A_V$的上升与$\dot{M}_{acc}$的增加是由IRS 54的圆盘上的大量尘埃上升来解释的，这是在YSO中增强的吸积和喷射活动之后，由于圆盘的几何形状几乎与我们的视线相交。由于这一剧烈增长所涉及的强度和时间尺度，这一事件被认为是一次吸…
2020-09-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Time-monitoring Observations of Br$γ$ Emission from Young Stars
我们提出了多个时代的近红外光谱的样本25个年轻的恒星，包括金牛座T，赫比格Ae/Be，和FU Ori对象。利用博克90英寸望远镜上的FSPEC仪器，我们获得了氢的Br-γ跃迁的K-波段光谱，分辨率约为3500。时间跨度超过1年，采样时间间隔约为1天、1个月和1年。我们的大多数目标显示BrGamma发射，在某些情况下，这些是第一次公布的检测。在大约一半显示BrGamma发射的目标中观察到时间变异性。我们比较观察到的变化与预期的旋转调制吸积到中心恒星和随时间变化的连续发射或灭绝的物质在内盘。我们的观测结果与旋转调制磁层吸积模型并不完全一致。进一步的监测，在更大数量的时期，将有助于更多的定量约束的变化的时间尺度和幅度，和更确凿的比较与理论模型。
2014-11-19 astro-ph.SR
What Young Massive Clusters in the Magellanic Clouds teach us about Old Galactic Globular Clusters?
渐近巨星分支（AGB）的情况下，归因于多个人口在旧的银河系球状星团（GGC）的恒星形成的插曲，在气体中的大规模AGB和超级AGB的喷出物污染的第一个恒星星族。这些AGB的质量（4- 8 Msun）今天占据了麦哲伦云的年轻大质量星团（YMC），在那里快速旋转和减速在形成彩色星等图特征方面发挥了重要作用。因此，我们必须重新考虑这些质量的旋转演化是否会影响产额，以及由此产生的丰度是否与GGC中观察到的化学模式相容。我们显示的差分分析的第一个结果，通过计算热的底部燃烧的演变与增加的HOC-Na丰度在2DU的非旋转模型，MESA旋转模型的结果。
2019-09-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Automated procedure to derive fundamental parameters of B and A stars: Application to the young cluster NGC 3293
本工作描述了一个程序，以获得几个基本参数，如有效温度，表面重力，赤道旋转速度和微湍流速度。在这项工作中，我们用Python编写了一个数值程序，通过最小化标准卡方来找到合成光谱网格与观察光谱之间的最佳拟合。使用ATLAS 9代码计算LTE模型大气，并将其用作频谱合成代码SYNSPEC 48的输入，以计算合成巴耳末线轮廓的大网格。这个新的程序已被应用到大量的新的观测（GIRAFFE光谱）的年轻疏散星团NGC 3293的B和A星成员。这些观察结果是GAIA ESO调查的一部分。武田的程序也被用来获得旋转速度和微观湍流速度。结果已被比较，以前的决定由其他作者，并发现同意他们。作为第一个结果，我们得出结论，使用这种方法，可以达到+-200 K的有效温度和+-0.2 dex的表面重力的精度。
2014-07-17 astro-ph.SR
Spectroscopy and kinematics of low-mass members of young moving groups
我们研究了68个小质量物体的目标样本（光谱类型在M4.5-L1范围内），先前通过光度和天体测量标准选择，作为五个年轻移动群体的可能成员：当地协会（昴星团移动群，年龄=20 - 1.5亿年），大熊座群（天狼星超星系团，年龄= 3亿年），毕宿超星系团（年龄= 6亿年），IC 2391超星系团（年龄= 3500 - 5500万年）和蓖麻移动群（年龄= 2亿年）。在本文中，我们使用不同的运动学和光谱标准评估他们的成员。我们使用高分辨率的阶梯光谱观测样品，以测量准确的径向速度（RV）。距离计算和比较的文献中的移动群体，我们还计算了候选成员的运动学银河分量（U，V，W），并适用于每个组的运动学成员资格标准。此外，我们测量旋转速度（v sin i），以进一步限制运动成员的成员资格。我们发现，49个目标有年轻的磁盘运动学，其中36个可能属于我们的五个移动群体之一。从年轻的磁盘目标obligations，31有旋转速度与他们属于年轻的磁盘人口。我们还发现我们的移动群候选者之一2 MASS 0123 - 3610是一个低质量双线光谱联星，可能的光谱类型在M7附近。
2010-07-19 astro-ph.SR
Warm gas towards young stellar objects in Corona Australis - Herschel/PACS observations from the DIGIT key programme
外部辐射对低质量年轻恒星周围原恒星包层中化学和物理的影响知之甚少。南冕座的恒星形成区包含R CrA暗星云，由几个被中等质量年轻恒星辐射的低质量原恒星核心组成。研究了年轻的赫比格Be星CrA对一组低质量年轻天体中温暖的气体和尘埃的辐射效应。本文介绍了R-CrA暗星云中两个低质量恒星形成区的Herschel/PACS远红外数据管。研究了CO、OH、H_2O、[C Ⅱ]、[O Ⅰ]和连续辐射的分布。我们已经开发了一种反卷积算法，我们使用它来反卷积的地图，分离的点源发射的扩展发射。我们还构建了分子物种的旋转图。通过对Herschel数据的反卷积，我们发现了大尺度（几千AU）的尘埃连续谱和与点源无关的谱线发射。在点源和扩展发射中，分别发现热CO（$282\pm4$ K）、热CO（$890\pm84$ K）、OH（$79\pm4$ K）和H2O（$197\pm7$ K）的转动温度相似。旋转温度也类似于在其他更孤立的核心中发现的。扩展的尘埃连续发射被发现在两个脊相似的程度和温度的分子毫米发射，指示外部加热从赫比格Be星R CrA。我们的研究结果表明，附近的发光恒星不会增加年轻恒星物体（YSO）周围温暖气体中的分子激发温度。然而，与没有受到外部辐射的类似物体相比，在与这些原恒星及其周围环境相关的温暖气体中，H2O的光解产物（如OH和O）的发射增强。
2013-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating stellar variability in the open cluster region NGC 381
我们研究了疏散星团NGC 381中的变星，利用27个夜晚的测光数据，共识别出57颗变星，其中5颗是成员星。变星是根据它们的周期、振幅、光变曲线形状和在H-R图中的位置来分类的。我们在星团中发现了丰富多样的变星。我们一共发现了10个食双星，其中2个是大陵五型（EA），而8个是WUMa型（EW）双星。这些东西向双星的估计年龄大于0.6 Gyr，这与短周期食双星的形成时间约束> 0.6 Gyr是一致的。利用PHOEBE模型拟合软件对这三颗EW型双星的物理参数进行了估算。脉动变星包括盾牌座δ和多尔γ变星。利用FAMIAS软件包确定了脉动变量的脉动模式。我们得到了15个旋转变星，包括4个矮星的基础上确定的日志（g）与日志（Tef f）图。这些矮星的周期通常比其余的旋转变星要大。
2022-12-19 astro-ph.SR
No Keplerian Disk >10 AU around the Protostar B335: Magnetic Braking or Young Age?
我们已经在1.3 mm连续谱和C18 O（2-1）和SO（5_6-4_5）谱线上对0级原恒星B335进行了ALMA第2周期观测，分辨率约为0.3”。1.3 mm连续谱、C18 O和SO发射都显示出中心致密组分，其尺寸为~40-180 AU，在更广泛的组分中。C18 O成分显示出下落和旋转运动的迹象。通过拟合简单的运动学模型的C18 O数据，原恒星的质量估计为0.05 Msun。在100 AU尺度上，比角动量为~4.3E-5 km/s*pc。一个类似的比角动量，~3E-5至5E-5 km/s*pc，是在10 AU尺度上从中央SO分量观测到的速度梯度测量的，并且在SO发射中没有明显的下落运动迹象。通过比较下落运动和旋转运动，我们的ALMA结果表明，观察到的旋转运动尚未达到100 AU甚至10 AU尺度上的克卜勒速度。因此，B335中开普勒圆盘的半径（如果存在的话）预计为1-3 AU。B335的圆盘半径比其他0类原恒星周围的开普勒圆盘小一到两个数量级。根据观测到的0.1秒差距到100天文单位尺度的下落和旋转运动，有两种可能的情况来解释B335中存在这样一个小开普勒盘：磁制动和年轻。如果我们的发现是磁制动的结果，那么在1000 AU尺度内下落物质的角动量的约50%可能已经被移除，并且在1000 AU尺度上的磁场强度估计为约200 uG。如果是年轻的，则B335的坍缩半径约为2700 AU，…
2015-09-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
ROCKETS I: Investigating the Impact of the Rocket Effect on Two Nearby Young Open Clusters Encased in Infrared Bubbles
Centre of Excellence in Astronomy and Astrophysics, Department of Physics and Electronics, CHRIST (Deemed to be University)（天体物理学与天文学卓越中心，物理与电子系，CHRIST（认定大学））；Instituto de Estudios Astrofísicos, Facultad de Ingeniería y Ciencias, Universidad Diego Portales（天文研究所，工程与科学学院，迭戈帕托莱斯大学）；Millennium Nucleus on Young Exoplanets and their Moons (YEMS)（年轻系外行星及其卫星千年核心（YEMS））；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics（中央研究院天文及天文物理研究所）；National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台，国立自然科学研究机构）；St. Joseph’s College, Moolamattom（圣约瑟夫学院，穆拉马托姆）
该研究基于Gaia项目，以两个被红外泡包裹的年轻疏散星团为样本，通过相对自行角、火箭效应指数等分析，证实了火箭效应可驱动气体加速并触发恒星形成。
2026-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA detection of CO rotational line emission in red supergiant stars of the massive young star cluster RSGC1 -- Determination of a new mass-loss rate prescription for red supergiants
本研究利用ALMA观测RSGC1星团中红超巨星的CO(2-1)谱线，直接测定了气体质量损失率，提出了一种依赖于光度和初始质量的新质量损失率公式，并发现平静的质量损失不足以剥离单星的富氢包层。
2023-11-13 astro-ph.SR
Polarization of Rotationally Oblate Self-Luminous Exoplanets with Anisotropic Atmospheres
年轻的自发光巨型系外行星预计是扁圆形的，因为在某些天体上观测到的旋转速度很高。与褐矮星的情况类似，这些行星的热辐射应该是由分子和凝结云粒子的散射极化的，而行星盘的旋转引起的不对称性将产生净非零可检测的极化。考虑到各向异性的大气，我们在这里提出了一个三维的方法来估计磁盘平均偏振，由于扁率的行星。我们在行星盘上的每个位置求解多次散射矢量辐射转移方程，计算局部斯托克斯矢量，然后计算盘积分通量和线偏振。对于无云的大气，偏振信号仅在可见光波长范围内可观察到。然而，行星大气中的云的存在导致在行星热发射峰值的红外波长区域中可检测到偏振量。考虑到甚大望远镜的SPHERE-IRDIS仪器的不同宽带滤波器，我们提出了不同波段的偏振作为其旋转周期的函数的通用模型。我们还提出了太阳系外行星$β$ Pic b和ROXs 42 B b作为两个代表性的情况下，可以指导未来的观测偏振模型。我们在这里提出的年轻巨行星的偏振的见解将是有用的直接成像行星的偏振观测。
2022-01-19 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Rotation of young stars in Cepheus OB3b
我们提出了一个光度的研究，在年轻的协会仙王座OB 3b的I-波段的变化。该研究对小于一天到超过20天的时间尺度上的周期性变化敏感。在使用V，I，R和窄带H-α光度学排除污染物体后，我们发现了475个具有测量旋转周期的物体，它们很可能是Cep OB 3b恒星形成区域的前主序成员。我们将距离和年龄修改为Cep OB 3b，将其置于Mayne & Naylor（2008）的自洽年龄和距离阶梯上。由此得出的距离模数为8.8 +/- 0.2 mags，相当于距离为580 +/- 60 pc，年龄为4- 500万年。旋转周期分布证实了年轻恒星旋转演化的一般情况，表现出吸积（在这种情况下，通过窄带H-α光度测定）和旋转之间的相关性，预计从光盘锁定，旋转依赖于质量，这是在其他恒星形成区域。然而，在我们的数据中，这种质量依赖性比其他研究中发现的要弱得多。与年龄相似的NGC 2362相比，Cep OB 3b中的低质量恒星旋转得更慢。这表明恒星形成环境和旋转特性之间可能存在联系。这样的联系会使恒星角动量演化的模型受到质疑，这些模型假设年轻星团和星协的旋转周期分布可以组合成一个演化序列，从而忽略了环境的影响。
2009-11-18 astro-ph.SR
The lithium-rotation connection in young stars
锂是恒星内部混合过程的敏感探针。多年来，人们一直怀疑锂丰度和恒星自转之间存在联系，推测是旋转引起的内部混合的结果。近年来，一些研究已经证实并完善了低质量年轻恒星的这种关系。在不同的恒星形成区和年轻的疏散星团中，快速旋转的K矮星被发现比它们旋转较慢的兄弟更富含锂。虽然这种锂旋转的相关性是相反的天真的期望，已经提出了几个模型来解释它。我们在这里回顾最近的观测结果，并简要讨论建议的解释。
2020-09-04 astro-ph.SR
Stellar Winds on the Main-Sequence II: the Evolution of Rotation and Winds
目的：研究低质量主序星自转和风性质的演化。我们的目标是使用旋转演化模型来约束恒星风的质量损失率，并预测它们的性质如何随主序星的时间演化。方法：利用观测到的年轻星团的自转分布，建立一个自转演化模型。拟合我们模型中的自由参数使我们能够预测风质量损失率如何取决于恒星质量，半径和旋转。我们将结果与本系列论文I中开发的风模型相结合，以预测风特性如何在主序列上演变。结果：我们估计风的质量损失率与恒星参数的标度为$\dot{M}_\star \propto R_\star^2 Ω_\star^{1.33} M_\star^{-3.36}$。我们估计，在年轻的时候，太阳风的质量损失率可能比现在的太阳风高一个数量级。这导致风在年轻时具有更高的密度;然而，这种变化的幅度在很大程度上取决于我们如何衡量风的温度。由于自转速率的分散，年轻恒星在给定的年龄表现出大范围的风特性。随着恒星年龄的增长，风的性质的这种扩散消失了。结论：我们对主序星风演化的认识存在很大的不确定性，这是由于我们对恒星风的认识不足，以及年轻时自转速率的巨大差异。鉴于行星大气对恒星风和辐射条件的敏感性，这些不确定性对我们理解行星环境的演变具有重要意义。
2015-05-19 astro-ph.SR
High Energy Emission and its Variability in Young Stellar Objects
年轻的恒星表现出各种高能现象，从吸积和外流过程到局限在其外层大气中的热日冕等离子体，所有这些都受到强烈的恒星磁场的调节。这些现象的许多方面都有争议，但最值得注意的是，它们复杂的相互作用仍然模糊不清。在这项工作中，我报告这些现象是如何同时负责年轻恒星的高能量发射，特别关注的预期和观察到的X射线波段的变化。调查年轻恒星的X射线发射的变化，使我们能够对耀斑和日冕等离子体特性，日冕加热，吸积流特性和吸积几何形状构成约束。所有这些结果都是构建年轻恒星复杂磁层综合图像的重要基石。
2019-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Refining the asteroseismic model for the young delta Scuti star HD 144277 using HARPS spectroscopy
HD 144277先前被MOST空间测光发现是一颗年轻而炽热的盾牌座δ星，显示出规则的脉动频率。第一批小行星地震模型要求低于太阳金属丰度，以符合纯粹基于光度分析的观测频率范围。高分辨率，高S/N光谱数据与HARPS摄谱仪获得的用于确定HD 144277的基本参数和化学丰度。这些值与来自星震模型的结果一起被放入背景中。HD 144277的有效温度Teff被确定为8640（+300）（-100）K，log g为4.14 +/- 0.15，预计旋转速度vsini为62.0 +/- 2.0 km/s。由于vsini值明显大于先前的假设，我们相应地改进了第一个星震模型。整体金属丰度Z被确定为0.011，其中轻元素He，C，O，Na和S显示了太阳的化学成分，但较重的元素明显不足。此外，根据文献中的光度数据，通过光谱能量分布拟合确定HD 144277的半径为1.55 +/- 0.65 Rsun。从光谱观测，我们可以证实我们之前的假设，从小行星地震模型，HD 144277有小于太阳的金属丰度。来自星震学的基本参数，Teff，log g，L/Lsun和R \Rsun，同意从光谱分析发现的值在一个西格玛。由于vsini值明显高于第一次分析中假设的值，因此在新模型中考虑了近简并和旋转模式耦合。这表明HD 144277的赤道自转速度约为80 km/s，并被观测到在赤道上。
2014-06-04 astro-ph.SR
Magnetic fields on young, moderately rotating Sun-like stars II. EK Draconis (HD 129333)
年轻的太阳型恒星的磁场、活动和发电机可以利用分光偏振观测的时间序列和层析成像技术，如多普勒成像和塞曼多普勒成像，进行经验性研究。在本文中，我们使用这些技术来研究年轻的类太阳恒星EKDraconis（SP型：G1.5V，HD 129333）使用ESPaDONS在加拿大-法国-夏威夷望远镜和NARVAL在望远镜伯纳德Lyot。这项多时期研究从2006年底持续到2012年初。我们测量到高水平的色球活动，表明一个活跃的，变化的色球。为所有可用的时期构建表面亮度特征。2006/7年和2008年的数据显示，在中纬度地区出现了大的斑点特征。然而，2012年的数据显示了一个独特的极地点。我们观察到一个强大的，几乎单极，方位场在所有的时代，是类似于观察到的其他类太阳恒星。利用磁场特征，我们确定了平均赤道自转速度Ω_eq为2.50 +/- 0.08 rad/d。测量到高水平的表面差异旋转，平均旋转剪切ΔΩ为0.27 ± 0.24 - 0.26 rad/d。在2006年12月至2007年2月的3个月的密集观测期间，磁场从主要的环形（约为1000毫米）变为环形（约为1000毫米）。80%）到一个更平衡的poloidal-toroidal（约。40-60%）场。虽然大尺度磁场在我们观测的各个时期都在演化，但在我们的数据中没有发现极性反转。
2016-11-23 astro-ph.SR
Orbit and Stellar Properties of the Young Triple V807 Tau
我们提出了新的轨道测量的前主要序列三重系统，V807头，使用自适应光学成像在凯克天文台。我们计算了一个轨道的密切对，V807 Tau Ba-Bb，周期为12.312 +/- 0.058年，半长轴为38.59 +/- 0.16 mas。通过模拟近对中的组分相对于宽组分V807 Tau A的质心运动，我们测量到Bb/Ba的质量比为0.843 +/- 0.050。结合相对轨道的总质量，我们得出了在到金牛座恒星形成区的平均距离为140 pc时，M_Ba = 0.564 +/- 0.018（d/140 pc）^3 Msun和M_Bb = 0.476 +/- 0.017（d/140 pc）^3 Msun的个体质量。我们计算光谱能量分布，以确定三个组件的光度。我们还测量了它们的光谱类型，有效温度和旋转速度的基础上获得的空间分辨光谱在凯克天文台。如果旋转轴对齐，那么投影的旋转速度意味着V807 Tau Ba和Bb的旋转速度比V807 Tau A快得多。恒星的有效温度和距离的系统的不确定性，目前限制了我们的动态质量测量与预测的基础上的演化轨道的前主序星的比较。我们还报告了使用甚长基线阵列绘制V807 Tau 3.6 cm射电辐射的初步结果。通过持续的监测，这些观测将提供一个精确的视差，用于在绝对尺度上放置动态质量。
2012-07-30 astro-ph.SR
