A Spectroscopic Analysis of White Dwarfs in the Kiso Survey
本文对木曾巡天中发现的白矮星进行了光谱分析。在Kiso Schmidt紫外线过量巡天（KUV星）中获得了所有DA星和DB星的高信噪比光谱观测。这些观测导致了几个KUV天体的重新分类，包括发现了三个未解决的DA+DB双简并双星。大气参数（Teff和log g）从详细的模型大气拟合光学光谱数据。我们的样品的质量分布的特点是由一个平均值为0.606 Msun和0.135 Msun的分散度的DA星，和0.758 Msun和0.192 Msun的分散度的DB星。从我们的光谱拟合获得的绝对视觉星等使我们能够推导出一个改进的光度函数的DA和DB星确定的木曾调查。我们的光度函数被发现是显着不同的早期估计的基础上经验光度校准MV相同的样品。DA星的结果现在看起来与使用相同光谱方法的PG巡天所获得的结果完全一致。在木曾巡天中，Mv<12.75的DA星的空间密度为2.80 × 10 ^-4 pc^-3，比PG巡天中的值小9.6%。这两个调查的完整性进行了简要讨论。
2010-03-23 astro-ph.SR
Rapidly Accreting Supergiant Protostars: Embryos of Supermassive Black Holes?
超大质量恒星的直接坍缩是早期宇宙中产生超大质量黑洞的可能途径。预计在原子冷却的原始气体云的引力坍缩过程中，通过非常快速的质量吸积（Mdot ~ 0.1 - 1 Msun/yr）可以形成SMS。在本文中，我们研究如何恒星将在这种极端快速的质量吸积演化，重点是早期的演化，直到恒星质量达到1000 Msun。为此，我们数值计算吸积星原始元素丰度的详细内部结构。我们的研究结果表明，吸积率高于0.01 Msun/yr，恒星演化是定性不同的预期在较低的利率。当以如此高的速率吸积时，恒星的半径总是超过100 Rsun，并且随着恒星质量的增加而单调增加。质量超过~ 100 Msun的恒星的质量-半径关系遵循相同的轨道，在吸积率> 0.01 Msun/yr的所有情况下，R_* \propto M_*^0.5;当恒星质量为1000 Msun时，半径约为7000 Rsun（~= 30 AU）。随着更高的吸积率，氢燃烧的开始向更高的恒星质量转移。特别是，当吸积速率超过Mdot > 0.1 Msun/yr时，即使在1000 Msun的吸积到原恒星上后，也没有明显的氢燃烧。这种“超巨星”原恒星在整个演化过程中的有效温度低至Teff ~= 5000 K，因为它们几乎不发射电离光子，所以它们不会产生HII区域或显着加热其周围环境。因此，只要物质以Mdot > 0.01 Msun/yr的速率吸积，辐射反馈就无法阻止…
2012-03-12 astro-ph.CO astro-ph.SR
The Physical Parameters of the Retired A Star HD185351
我们在这里报告的物理恒星参数的巨星HD 185351使用开普勒短节奏测光，光学和近红外干涉测量CHARA，高分辨率光谱分析。开普勒短频测光探测到的星震振荡，结合从干涉角直径和测热通量计算出的有效温度，得出平均密度rho_star = 0.0130 +- 0.0003 rho_sun和表面重力logg = 3.280 +- 0.011。结合重力和密度，我们发现Rstar = 5.35 +- 0.20 Rsun和Mstar = 1.99 +- 0.23 Msun。三角视差和CHARA角直径给出半径Rstar = 4.97 +- 0.07 Rsun。这个较小的半径，当与平均恒星密度结合时，对应的恒星质量Mstar = 1.60 +- 0.08 Msun，比小行星地震质量小1.6 sigma。我们发现，一个更大的质量是由我们的高精度测光，其中的间距是一致的，只有为Mstar =~ 1.8 Msun的混合模式的观察支持。我们的各种和独立的质量测量可以比较的质量从插值光谱参数到恒星演化模型，这产生了基于模型的质量M_star = 1.87 +- 0.07 Msun。这个质量与星震学的值吻合得很好，但比星震学和干涉测量法结合得到的质量高出2.6 sigma。这一差异激发了未来对更大的巨星样本的研究。然而，我们所有的质量测量都与质量超过1.5 Msun的HD 185351一致。
2014-07-09 astro-ph.SR
Dust and the type II-Plateau supernova 2004dj
本文介绍了用斯皮策太空望远镜观测到的II型高原超新星SN 2004 dj在爆炸后106- 1393 d的中红外光谱。还报道了MIR测光加上光学/近红外观测。早期MIR过量归因于冷致密壳（CDS）内形成的非硅酸盐尘埃的发射。大部分CDS尘埃在50天到165天之间凝结，达到0.3 x 10^{-5} Msun的质量。在整个观测过程中，大部分较长波长（>10微米）的连续谱部分被解释为来自星际尘埃的红外回波。MIR过剩在后来加强。我们表明，这是由于热辐射从温暖的，非硅酸盐尘埃中形成的喷出物。使用光学/近红外线轮廓和MIR连续，我们表明，尘埃分布作为一个磁盘，其半径似乎是缓慢收缩。圆盘半径可以对应于由反向冲击引起的颗粒破坏区，反向冲击也加热了粉尘。尘埃盘几乎是面对面的，在光学/近红外区域有很高的不透明度，但在研究的大部分时间里，在和平号中保持光学薄。假设尘埃密度均匀，996 d时喷出的尘埃质量为0.5 +/- 0.1）x 10^{-4} Msun，到1393 d时超过10^{-4}Msun。对于向中心上升的灰尘密度，极限更高。然而，这项研究表明，SN 2004 dj喷出物中新合成的尘埃量与以前的研究结果一致，并进一步增加了这样的事件不可能是宇宙尘埃预算的主要贡献者的说法。
2011-04-13 astro-ph.SR
A Pan-Carina YSO Catalog: Intermediate-Mass Young Stellar Objects in the Carina Nebula Identified Via Mid-Infrared Excess Emission
我们展示了钱德拉船底座复合体计划（CCCP）测量的1.42 deg^2视场内的1439个年轻恒星天体（YSO）的星表，其中包括船底座大星云内的主要电离星团和正在进行恒星形成的最活跃场所。候选的YSO是利用斯皮策太空望远镜船帆座-船底座巡天和2微米全天巡天的数据，通过星周尘埃盘和包层的红外过量发射确定的。我们模拟1- 24/μ m的红外光谱能量分布的YSO约束的物理性质。我们的泛船底座YSO星表（PCYC）主要由中等质量（2 Msun < m < 10 Msun）的圆盘天体组成，包括Herbig Ae/Be恒星和它们进化程度较低的祖先。PCYC为CCCP X射线源目录提供了一个有价值的补充数据集，在没有X射线探测的情况下确定了船底座的1029个YSO。我们还目录410 YSO与X射线同行，包括62个候选原恒星。有X射线探测的候选原恒星往往比没有的更进化。在大多数情况下，X射线发射显然来自中等质量，磁盘为主的YSO是一致的存在下，低质量的同伴，但我们也发现，X射线发射与较冷的恒星光球和较高的磁盘质量。我们认为，中等质量的YSO在其早期的主序演化过程中产生X射线，可能是由对流大气阶段的磁发电机活动驱动的，但这种发射随着恒星接近主序而消失。根据恒星初始质量函数外推到PCYC星群，我们预测总星群大于2x10^4颗YSO，现在的恒星形成率（SFR）大于0.008 Msun/yr。船底座星云的全…
2011-03-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Neutron Star Mass Distribution
近年来，具有安全质量测量的中子星的数量已经增加到一个水平，使我们能够详细探测潜在的中子星质量分布。我们严格审查无线电脉冲星的质量测量，并提出了一个详细的检查，通过它，我们能够把严格的限制基本的中子星质量分布。这是第一次，我们能够分析一个相当大的人口的中子星白矮星系统，除了双中子星系统的技术，占系统不同的测量误差。我们发现，中子星，已经通过不同的演化路径演化反映了不同的签名，通过不同的分布峰值和质量截止值。双中子星和中子星-白矮星系统中的中子星分别在1.35 Msun和1.50 Msun处显示出一致的峰值，这表明在自旋上升阶段发生了显著的质量吸积（Δ m~0.15 Msun）。双中子星系统所暗示的质量分布的宽度表明了一个紧密的初始质量函数，而对于经过再循环的中子星，推断的质量范围明显更宽。我们发现一个质量截止在2 Msun的中子星与白矮星的同伴，建立了一个坚定的下限的最大中子星质量。这排除了大多数奇异夸克和软状态方程模型作为中子星物质的可行构型。在最大质量截断点附近没有截断表明2兆太阳的极限是由演化限制而不是核物理或广义相对论决定的，并且稀有的超大质量中子星的存在是可能的。
2010-11-18 astro-ph.GA astro-ph.SR stat.AP
The Neutron Star Mass Distribution
近年来，具有安全质量测量的中子星的数量已经增加到一个水平，使我们能够详细探测潜在的中子星（NS）质量分布。本文对射电脉冲星质量测量进行了评述。这是第一次，我们能够分析一个相当大的人口NS与灵活的建模方法，可以有效地适应倾斜的基础分布和不对称的测量误差。我们发现，已经通过不同的进化路径演变的NS反映不同的签名，通过不同的分布峰值和质量截止值。双中子星和中子星-白矮星系统中的NS在1.33 Msun和1.55 Msun处显示出一致的峰值，表明在自旋上升阶段发生了显著的质量吸积（Δ m~0.22 Msun）。由双NS系统暗示的质量分布的宽度指示紧密的初始质量函数，而推断的质量范围对于已经经历再循环的NS是显著更宽的。我们发现一个质量截止在~2.1 Msun的NS与白矮星同伴，建立了一个坚定的最大NS质量的下限。这排除了大多数奇异夸克和软状态方程模型作为NS物质的可行配置。在接近最大质量截断点处缺少截断，以及推断的质量分布的偏斜性质，都加强了2.1 Msun极限是由进化约束而不是核物理或广义相对论设定的建议，并且可能存在罕见的超大质量NS。
2013-09-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Rapidly accreting supermassive stars: reliable determination of the final mass
超大质量黑洞可能通过直接坍缩形成，以超大质量恒星（SMS）为祖先。在这种情况下，SMS以> 0.1 Msun/yr的速度吸积，直到由于广义相对论（GR）不稳定性而坍缩成大质量黑洞种子。然而，坍塌发生的确切质量尚不清楚，因为现有的数值模拟给出了不同的结果。在这里，这个问题是解决分析，它允许从头算，可靠的确定GR不稳定的起始点，对于给定的流体静力学结构。我们应用相对论方程的径向脉动的一般形式的流体静力学GENEC模型已经出版。我们表明，在原子冷却晕形成的球形SMSs的质量不能超过500 000 Msun，在以前的索赔相比。另一方面，在另一种直接坍缩形式中，可以达到超过这个极限的质量，最高可达10^6兆太阳。该方法可用于检验GR流体动力学恒星演化程序的一致性。
2020-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Clusters AgeS Experiment (CASE): The blue straggler Star M55-V60 caught amidst rapid mass exchange
本文分析了球状星团M55场中食蓝离散星V60的光变和速度曲线。我们推导出初级的Mp=1.259+-0.025 Msun，Rp=1.102+-0.021 Rsun，Mbol，p=3.03+-0.09 mag;次级的Ms=0.327+-0.017 Msun，Rs=1.480+-0.011 Rsun，Mbol，s=4.18+-0.12 mag。我们导出了一个视距离模（m-M）V=14.04_-0.09 mag.根据V60的系统速度、距离和自行，我们得出该系统是星团的一员的结论，并认为它目前的状态是双星仍在进行的快速但保守的质量交换的结果.我们报告了一个特殊的蓝色过剩的上升支的初级食的V60，并讨论了其可能的起源。
2013-03-29 astro-ph.SR
SOFIA mid-infrared observations of Supernova 1987A in 2016 --- forward shocks and possible dust re-formation in the post-shocked region?
超新星（SN）1987 A的赤道环暴露于SN爆炸波的前向冲击波中，有人认为这些前向冲击波一直在破坏环中的尘埃。我们在2016年获得了SN\，1987 A的SOFIA FORCAST 11.1、19.7和31.5微米测光。与10年前的斯皮策测量相比，31.5微米的通量显著增加。31.5微米处的过量似乎与5年前检测到的Herschel 70微米过量有关。要解释这31.5- 70微米的过量，尘埃质量需要3- 7 × 10 ^-4兆太阳能，比10年前数据估计的环尘埃质量（1 × 10 ^-5兆太阳能）大10倍以上。我们认为，尘埃颗粒重新形成或增长后，冲击波在环中的区域后，向前冲击破坏了预先存在的尘埃颗粒在环中，并释放到气体中的难熔元素。在冲击波后的区域，原子可以粘附在幸存的尘埃颗粒上，尘埃质量可能增加（颗粒生长），或者尘埃颗粒可能直接从气体中凝结。另一种可能性是，膨胀的喷出物尘埃的外部可能被来自星周环的X射线辐射加热。这种过剩的未来发展可以揭示颗粒是否在环的冲击后区域重新形成，或者喷射的尘埃是否被X射线加热。
2018-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
J-PLUS: Spectral evolution of white dwarfs by PDF analysis
我们使用Javalambre测光局部宇宙巡天（J-PLUS）第二次数据发布（DR 2）估计了白矮星的光谱演化与有效温度，该数据提供了超过2176 deg 2的12个测光光学通带。我们分析了5926颗r <= 19.5等的白矮星，这些白矮星在盖亚EDR 3和J-PLUS DR 2定义的白矮星目录中是相同的。我们通过将观测到的J-PLUS测光与氢（H）和氦（He）主导大气的理论模型进行比较，进行了贝叶斯分析。我们估计了有效温度（Teff），表面重力，视差和光谱类型的PDF;以及每个源具有H主导大气（pH）的概率。我们应用视差的先验，使用盖亚EDR 3测量作为参考，并推导出一个自洽的前作为Teff的函数的大气成分。在5000 < Teff < 30000 K时，我们用Teff的线性函数描述了氦占主导地位的大气白矮星的分数（fHe）。我们发现，在Teff = 10000 K时，fHe = 0.24 +- 0.01，沿冷却顺序的变化率为0.14 +- 0.02/10 kK，在高温端，He占主导的最小分数为0.08 +- 0.02。我们通过与光谱分类的比较来测试所获得的pH，发现它是可靠的。我们估计了距离d < 100 pc，质量M > 0.45 Msun，Teff > 6000 K的351个源的质量分布。H主导的白矮星的结果与以前的工作一致，具有M = 0.59 Msun的主导峰，并且在M …
2022-03-24 astro-ph.SR
Comparing the asteroseismic properties of pulsating pre-extremely low mass white dwarf and delta Scuti stars
脉动极低质量前白矮星恒星（前ELMV），质量在~0.15 Msun和~0.30 Msun之间，构成了一类新的变星，表现出g-和可能的p-模式脉动，周期在320和6000 s之间，而主序星δ Scuti星，质量在1.2-2.5 Msun之间，以低阶g和p模式脉动，周期在[700-28800] s范围内。有趣的是，前ELM白矮星和盾牌座δ星的不稳定带在Teff与log g图中几乎重叠，当光谱学是唯一的工具来分类恒星时，只考虑脉动周期，导致简并。我们采用绝热和非绝热脉动的前ELM和三角洲盾牌星的模型，并比较他们的脉动周期，周期间距和周期变化率。我们发现，三角洲盾牌座和前ELM白矮星模型的周期间隔有很大的差异。即使当观察到相同的周期范围时，模式在周期间隔和周期差值中也具有不同的特征。例如，在[2000 - 4600] s周期范围内，Scuti δ模型连续径向阶p模的平均周期差至少是前ELM白矮星模型平均周期间隔的4倍。此外，前ELM白矮星的周期变化率比盾牌座δ星大两个数量级。此外，我们还发现了一颗新的变星，SDSSJ 075738.94 +144827.50，它位于两类星共存的Teff-log g图区域。连续的径向阶数模式（p和g模式）之间的特征间隔，以及在盾牌座δ和前ELM白矮星的周期变化率中发现的巨大差异，表明可以利用星震学来区分这两组变星。
2018-08-28 astro-ph.SR
The Tarantula Massive Binary Monitoring V. R 144: a wind-eclipsing binary with a total mass > 140 Msun
R 144是大麦云星云（LMC）中视觉上最亮的WR星。据报道，R 144是一颗双星，这可能是迄今为止观测到的质量最大的双星。我们对R 144进行了全面的光谱、光度、轨道和偏振分析。R 144是一个偏心（e=0.51）的74.2-d联星，由两颗相对演化（年龄约200万年）的富氢WR星组成。较热的一次（WN 5/6 h，T=50 kK）和较冷的二次（WN 6/7 h，T= 45 kK）质量几乎相等。在系统中观察到的低旋转和H-耗尽的组合很好地再现了当代的演化模型，包括在上质量端的提升质量损失。R144的系统速度和它的相对孤立性表明它是从邻近的R136星系团中逃逸出来的。光学光变曲线显示了一个清晰的轨道调制，可以很好地解释为两个过程的结合：来自风-风碰撞和双重风食的过量发射。我们的光变曲线模型暗示轨道倾角i=60.4+-1.5 °，导致精确约束的动力学质量为74+-4和69+-4 Msun。假设这两个双星的组成部分都是核心H燃烧，这些质量很难与导出的光度（logL 1，2 = 6.44，6.39 [Lsun]）相一致，这分别对应于110和100 Msun的演化质量。从表面上看，我们的结果意味着这两颗星都有高的经典爱丁顿因子，Gamma_e = 0.78+-0.1。如果这些恒星位于主序星上，它们的半径（~ 25 Rsun）表明它们只是轻微地膨胀，即使在这样高的爱丁顿因子下。或者，这些恒星可…
2021-10-28 astro-ph.SR
The MIRI Excess around Degenerates (MEAD) Survey II: A Probable Planet detected via IR Excess around WD 0644+025
University of Oklahoma（俄克拉荷马大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Smith College（史密斯学院）；Université de Montréal（蒙特利尔大学）；University of California San Diego（加利福尼亚大学圣地亚哥分校）；Smithsonian Astrophysical Observatory（史密森尼天体物理台）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文研究所）；Wesleyan University（卫斯理安大学）
通过JWST观测发现白矮星WD 0644+025周围的红外过剩可能与行星或尘盘有关，揭示了JWST在探测行星系统残骸方面的潜力。
2026-01-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
X-Shooter Survey of Young Intermediate Mass Stars -- I. Stellar Characterization and Disc Evolution
中等质量恒星（IMSs）代表了低质量和高质量恒星之间的联系，覆盖了巨型行星形成的关键质量范围。在本文中，我们提出了一个光谱调查的241个年轻的IMS候选人与IR过量，最完整的无偏样本，迄今为止在300 pc。我们将VLT/X-Shooter光谱与BVR测光观测和Gaia DR 3距离相结合，以估计基本的恒星参数，如Teff，质量，半径，年龄和光度。我们进一步选择了中等质量范围1.5 <= Mstar/Msun <= 3.5的恒星，并丢弃了旧的污染物。我们使用2 MASS和WISE测光来研究样本的IR过量，发现了92颗先前未识别的IR过量恒星。我们将这个样本分为“原行星”，“混合候选人”和“碎片”光盘的基础上，他们观察到的分数超过12微米，发现一个新的人口17个混合盘候选人。我们研究了λ < 10μm的内盘扩散时间尺度，发现IMS和低质量恒星（LMS）的趋势非常不同。IMS显示过剩下降快，在第一个6百万年独立的波长，而LMS显示一贯较低的分数过剩在最短的波长和越来越高的分数为较长的波长，与较慢的扩散率。总之，这项研究表明，经验表明，IMS消散他们的内盘非常不同的LMS，提供了一个可能的解释缺乏短周期行星周围IMS。
2022-12-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Mass-Loss Return From Evolved Stars to the LMC: Empirical Relations for Excess Emission at 8 and 24 μm
利用SAGE（Surveying the Agents of a Galaxy's Evolution）巡天的数据（包括IRAC 3.6、4.5、5.8和8.0 μm波段以及MIPS 24、70和160 μm波段），给出了描述大麦云（LMC）中演化恒星过量辐射的经验关系式。我们将SAGE数据与2微米全天巡天（2 MASS; J，H和Ks）和光学麦哲伦云测光巡天（MCPS; U，B，V和I）点源目录相结合，以创建完整的光谱能量分布（SED）的渐近巨星分支（AGB）恒星候选人在LMC。AGB恒星外流是星系中尘埃的主要制造者之一，这种质量损失导致在8和24 \mic m波段观察到的通量过量。我们在我们的样本中根据它们的2 MASS和IRAC颜色识别富氧，富碳和极端的AGB恒星种群。我们通过比较模型光球的SED计算了中红外波段的过量通量。我们发现大约16，000个富O源、6300个富C源和1000个极端源具有可靠的8 μm过量值，大约4500个富O源、5300个富C源和960个极端源具有可靠的24 \mic m过量值。过量值在0.1 mJy-5 Jy范围内。8和24 \mic m的所有三种类型的AGB候选人的过剩显示出一个总体的增加趋势与光度。从8和24 \mic m过量的比率导出的尘埃色温随着过量的增加而减小，而24 \mic m光学深度随着过量而增加。极端的AGB候选者是质量损失的主要…
2009-03-09 astro-ph.CO astro-ph.SR
A Chandra X-ray study of the young star cluster NGC 6231: low-mass population and initial mass function
NGC 6231是一个巨大的年轻星团，位于天蝎座OB 1星协的中心附近。虽然它的OB成员得到了很好的研究，但它的低质量人口却很少受到关注。我们提出了高空间分辨率的钱德拉ACIS-I X射线数据，我们检测到1613点X射线源。我们的主要目的是通过详细的隶属度评估来澄清NGC 6231的低质量的整体性质，并研究星团星的空间分布，它们的X射线发射的起源，星团的年龄和形成历史，以及初始质量函数。我们使用X射线数据，补充光学/红外数据，建立集群成员。不同恒星子群的空间分布也对星团成员资格提供了非常重要的限制，X射线硬度的分布也是如此。我们进行光谱建模的群堆叠X射线源光谱。我们发现一个大的集群人口下降到~0.3 Msun（完成~1 Msun），最小的非成员污染，与一个明确的年龄分布（1-8百万年）的低质量PMS恒星。我们认为，低质量的星团恒星也构成了数百个不明的X射线源的大多数。我们发现大质量恒星的质量分离。发现外星盘轴承构件的分数为~ 5%。红外过剩星的空间分布表明，在大质量恒星的作用下，盘的光蒸发。我们还发现在9%的PMS星团恒星中有很强的H α辐射。X射线性质对质量、恒星结构和年龄的依赖性与基于其他年轻星团的推断一致。在~2 dex质量上计算的星团初始质量函数的斜率为Gamma~-1.14。超过1兆太阳的星团成员的总质量是2280兆太阳，推断的总质量是4380兆太阳。我们还研究了沃尔夫-…
2016-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Barium & related stars and their white-dwarf companions I. Giant stars
本文提供了钡星和S星的长周期和修正轨道，增加了以前公布的。具有强异常的钡星样本包含了Lu等人星表中所有的这类星。我们发现所有钡和外来的S星监测的轨道运动。我们获得了迄今为止已知的最长周期的光谱双星涉及一个S星，即57 Peg与周期的顺序为100 - 500年。我们提出的质量分布的钡星，范围从1到3 Msun，与尾巴延伸到5 Msun的情况下，温和的钡星。这条高质量的尾巴主要由高金属量的物体组成（[Fe/H] >= -0.1）。质量函数是兼容的WD同伴，我们推导出它们的质量分布范围从0.5到1 Msun。使用为现场WD建立的初始-最终质量关系，我们推导出质量比q' = MAGB，ini / MBa的分布（其中MAGB，ini是WD祖先初始质量，即，系统前主要组分的质量），其是初始质量比的代表。看来q'的分布是高度不均匀的，并且对于温和的钡星和强钡星来说是显著不同的，后者的特征是值大多超过1.4，而温和的钡星占据1 - 1.4的范围。我们也调查了丰度、轨道周期、金属丰度和质量（钡星和WD伴星）之间的相关性。本文提出的105个后传质系统的轨道为与二进制演化模型进行比较铺平了道路。
2019-05-23 astro-ph.SR
Lithium and magnetic fields in giants. HD 232862 : a magnetic and lithium-rich giant star
我们报告了在HD 232862中检测到异常高的锂含量，HD 232862是一颗被归类为G8 II恒星的场巨星，并拥有磁场。利用CFHT的分光偏振仪ESPaDOns和TBL的NARVAL，我们收集了三个巨星的高分辨率和高信噪比光谱：HD 232862，KU Peg和HD 21018。从光谱合成，我们推断恒星的参数和测量的锂丰度，我们从进化模型的预测相比。我们还分析了斯托克斯V的特征，寻找这些巨星上的磁场。HD 232862的锂丰度非常高（ALi = 2.45 +/- 0.25 dex），远远超过了该光谱类型和光度类别（即G8 II）的理论值。HD 232862的演化阶段已经被精确地确定，它的质量在[1.0 Msun ; 3.5 Msun ]质量区间的较低部分，可能是1.5到2.0太阳质量，位于红巨星分支的底部。此外，在HD 232862和KU Peg的数据中检测到时变Stokes V签名，指出这两颗快速旋转的活动恒星表面存在磁场。
2009-06-30 astro-ph.SR
The Initial Mass Function and the Surface Density Profile of NGC 6231
我们对年轻的疏散星团NGC 6231进行了新的宽视场测光，以研究初始质量函数（IMF）的形状和质量分离。我们还研究了NGC 6231从光学到中红外色余比的红化规律，发现总消光比与选择消光比Rv = 3.2，非常接近正常值。但是星团中心的许多早型恒星显示出很大的色过剩比。我们导出了四个成员星群的面密度分布，发现它们在10 '左右达到场星的面密度，与恒星质量无关。NGC 6231的IMF是在0.8 - 45 Msun的质量范围内导出的。NGC 6231的IMF的斜率（Gamma = -1.1 +/- 0.1）比典型值略浅，但差异很小。此外，质量函数有系统地变化，并且是半径的强函数-它在中心非常浅，在外圈非常陡峭，表明星团是质量分离的。我们用最小生成树分析证实了大质量恒星（m >~ 8 Msun）的质量分离。使用蒙特卡罗方法，我们估计NGC 6231的总质量约为2.6（+/- 0.6）x 10^3 Msun。通过与演化等时线的比较，我们确定了NGC 6231的年龄。低质量恒星的年龄从1到7百万年不等，在3百万年时有一个轻微的峰值。然而，大质量恒星的年龄取决于所采用的模型，Brott等人的非旋转或中等旋转模型以及Ekström等人的非旋转模型的年龄为3.5 +/- 0.5百万年，而采用Ekström等人的旋转模型的年龄为4.0 - 7.0百万年。这个年龄与NGC 6231中逃逸恒星HD 1…
2012-11-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Signs of accretion in the white dwarf + brown dwarf binary NLTT5306
我们提出了新的XSHOOTER光谱NLTT 5306，0.44 $\pm$ 0.04 \msun白矮星在一个短周期（101\，min）的双星系统与褐矮星的同伴，很可能是以前经历了共同的信封演变。我们已经证实了H $α$发射的存在，并发现了与白矮星有关的Na I吸收。这些观测结果表明有吸积现象。吸积通常通过UV和X射线范围内的高能量发射来证明。然而，我们的\textit{Swift}观测涵盖了三个波段（uvw 1，uvm 2，uvw 2）的整个轨道周期，没有发现紫外线过量或调制。我们使用X射线非探测来设定2 $\times$ 10 $^{-15}$ \msun/年$^{-1}$的吸积速率的上限。我们比较NLTT 5306类似的吸积双星与褐矮星捐助者，并建议推断吸积率可能是从风吸积或吸积从碎片/尘埃盘。缺乏圆盘的证据意味着NLTT 5306正在从潜在的低重力棕矮星中产生微弱的风。吸积速率的上限表明，低至0.45kG的磁场就足以实现这一点。如果得到证实，这将构成对褐矮星风的首次探测，并可能对质量损失率提供有用的限制。
2019-01-16 astro-ph.SR
The Physical Nature of Subdwarf A Stars: White Dwarf Impostors
我们解决的物理性质的亚矮星A型（sdA）的恒星和他们可能的联系，极低质量（ELM）的白矮星（WD）。这两类物体在低分辨率光谱学中被混淆。然而，颜色和自行表明sdA星比已发表的ELM WD更冷，更亮，因此半径更大。我们证明了纯氢模型导出的表面引力对sdA星存在系统的~1 dex误差，这可能是由低于9000 K的金属线覆盖解释的。通过对五颗食双星的径向速度轨道解和红外线过剩的详细研究，确定这些sdA星是贫金属的~1.2 Msun主序星，伴星为~0.8 Msun。虽然WD必须存在于sdA温度下，但只有约1%的限幅sdA样品应该是ELM WD。我们的结论是，大多数sdA星是贫金属的A-F型星的晕，最近发现的脉动ELM WD类星没有明显的径向速度变化可能是SX Phe变量，而不是脉动WD。
2017-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The molecular complex associated with the Galactic HII region Sh2-90: a possible site of triggered star formation
我们调查的恒星形成活动的分子复合体与银河系HII区域Sh 2 -90，使用无线电连续谱图在1280 MHz和610 MHz，赫歇尔高GAL观测在70 - 500微米，深近红外观测在JHK波段，随着斯皮策观测。Sh 2 -90在中红外（尺寸约0.9 pc x 1.6 pc）中呈现气泡形态。射电观测表明，它是一个演化的HII区，电子密度约为144 cm^-3，发射量约为6.7 x 10^4 cm^-6 pc，电离质量约为55 Msun。根据Hi-GAL的观测结果，我们发现HII区是一个拉长的扩展分子云的一部分（大小约为5.6 pc x 9.7 pc，H_2柱密度>= 3 x 10^21 cm^-2，尘埃温度18 - 27 K），总质量>= 1 x 10^4 Msun。我们确定的电离集群的Sh 2 -90，主要的激发星是O 8-O 9 V星。在B星周围发现了5个冷尘埃团（质量~ 8 - 95 Msun），4个中红外尘埃团和一个致密的HII区，CO（J=3-2）数据体的速度信息表明它们大多与Sh 2 -90区有关。确定了129个YSO（I类、II类和近红外过量源）。大多数YSO是低质量（<= 3 Msun）源，它们主要分布在高柱密度区域。已经发现了四个0/I类MYSO候选者，它们可能会演化成质量>= 15 Msun的恒星。我们认为，多代恒星的形成是目前在复杂的。从相互作用的证据、时间尺度和…
2014-03-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
T Tauri candidates and accretion rates using IPHAS: method and application to IC1396
INT光度H-阿尔法巡天（IPHAS）是对北银道面进行的1800度^2巡天，观测范围可达r '~ 21。我们展示了如何调查可以用来（1）可靠地选择经典金牛座T星候选人和（2）约束质量吸积率估计相对不确定性为0.6德克斯。IPHAS是光谱测量的必要补充，因为它允许获得大而均匀的吸积率样本，并精确处理选择效应。我们将该方法应用于仙王座OB 2中朝向HII区IC 1396的7度^[2]区域，识别出158个前主序候选者，质量在0.2 ~ 2.0 Msun之间，吸积速率在10^-9.2 ~ 10^-7.0 Msun/yr^-1之间。我们发现恒星质量和吸积率之间存在幂律关系，斜率为α= 1.1 +/- 0.2，这比以前的研究表明的要小。我们讨论了方法依赖性系统效应对确定这种关系的影响。我们的大部分样本由微弱的，以前未知的，低质量的金牛T候选者组成（56%在0.2和0.5 Msun之间）。许多候选者聚集在三个边缘明亮的分子云前面，这些分子云正在被大质量恒星HD 206267（O6.5V）电离。我们发现了一个时空梯度的增加吸积率，增加斯皮策红外过剩，和年轻的年龄远离电离星，提供了一个强有力的迹象表明，这些集群的形成已依次触发HD 206267在过去的~1百万年。
2011-03-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Two New Tidally Distorted White Dwarfs
我们发现了两个新的潮汐畸变白矮星（WD），SDSS J174140.49+652638.7和J211921.96-001825.8（以下简称J1741和J2119）。这两颗恒星都是短周期、分离双星系统中的极低质量（ELM，< 0.2 Msun）WDs。在麦克唐纳天文台获得的高速测光观测揭示了这两个系统的椭球变化和多普勒波束; J1741的最小伴星质量为1.1 Msun，具有在双星系统中观测到的最强多普勒波束信号之一（0.59 \pm 0.06%振幅）。我们使用所观察到的椭球变化来约束每个WD的半径。对于J1741，恒星的半径必须超过0.074 Rsun。对于J2119，半径超过0.10 Rsun。这些间接的半径测量值与开普勒太空船发现的膨胀的WD伴星的半径测量值相当，它们构成了任何WD的最大半径。令人惊讶的是，J1741似乎也显示出0.23 \pm 0.06%的反射效应，我们讨论了这种过度加热的可能来源。J1741和J2119都是强引力波源，利用椭球变化的极小值时间可以探测轨道周期衰减。这可能在十年或更短的时间内实现。
2012-02-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
