The chemistry of disks around T Tauri and Herbig Ae/Be stars
金牛座T和赫比格Ae/Be星周围的磁盘的红外和（亚）毫米观测指出，这两种类型的磁盘之间的化学分化，与较低的检测率的分子在磁盘周围较热的恒星。为了调查潜在的根本原因，我们进行了比较研究的化学金牛座T和赫比格Ae/Be磁盘，使用一个模型，特别注意光化学。赫比格星的盘温度和紫外线通量比金牛T星高，这导致了盘化学的一些差异。在热的内部区域，H2O和简单的有机分子如C2 H2、HCN和CH 4被预测在金牛座T盘中非常丰富，在赫比格Ae/Be盘中甚至更多，与红外观测相比，发现水和简单有机物对较热恒星周围的盘的检测率要低得多。在外部区域，该模型表明，通常在磁盘中观察到的分子，如HCN，CN，C2 H，H2 CO，CS，SO和HCO+，在T Tauri和Herbig Ae磁盘之间没有显着的丰度差异。在光化学作用下产生的一些物质，如C2 H和CN，由于光化学活性层的缩小，预计在赫比格Ae星周围的丰度略低。观测结果确实表明，这些自由基在赫比格·埃盘中的丰度要低一些，尽管在任何情况下，推断出的丰度差异都很小，最多只有几个因子。一个明确的化学区分这两种类型的磁盘关注冰，预计将更丰富的赫比格Ae磁盘。TTauri和Herbig Ae/Be盘的整体化学行为非常相似。主要的差异是由后者的温度较高，这导致内部区域的水库或水和简单的有机物较大，而外盘的冰质量较低。
2018-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical surface inhomogeneities in late B-type stars with Hg and Mn peculiarity I Spot evolution in HD 11753 on short and long time scales
目的：利用具有HgMn化学特性的晚B型星HD 11753的高分辨光谱时间序列，研究了不同化学元素的表面分布及其时间演化。方法：2000年、2009年和2010年在La Silla使用CORALIE光谱仪获得高分辨率和高信噪比光谱。使用多普勒成像技术计算YII、SrII、TiII和CrII的表面图。还将结果与等效宽度测量值进行了比较。研究了化学斑点在短时间尺度和长时间尺度上的演化。结果：确定了HD 11753的双星轨道，并对主星的自转周期进行了微调。早期发现的快速演变的化学斑点的化学斑点图和等效宽度测量的分析证实。此外，一个长期的整体YII和SrII丰度下降被发现。化学斑点配置的详细分析揭示了一些可能的证据，一个非常弱的差异旋转是在HD 11753操作。
2013-02-20 astro-ph.SR
Chemical spots and their dynamical evolution on HgMn stars
我们最近对具有HgMn特性的晚期B型星的研究首次揭示了它们表面化学斑点的快速动力学演化。这些观测结果表明，在具有辐射外包络的恒星中存在着一种迄今未知的物理过程。此外，我们还发现了这些恒星上存在的磁场，这些磁场到目前为止一直被认为是非磁性的。在这里，我们将讨论HD 11753上的动态斑点演化和我们的新结果的磁场上AR Aur。
2010-10-18 astro-ph.SR
Interferometric Evidence for Quantum Heated Particles in the Inner Region of Protoplanetary Disks around Herbig Stars
要了解行星的化学成分，重要的是要知道它们在原行星盘中形成的区域的化学成分。由于其在化学和生物过程中的基本作用，碳是一个关键的元素。我们的目标是确定运营商和过程背后的扩展近红外线通量观察周围的几个赫比格恒星。我们比较了扩展的近红外通量的对象在先锋赫比格Ae/Be调查与他们的流量在PAH功能。HD 100453被用作基准案例，以更详细地研究量子加热颗粒（如多环芳烃或非常小的碳质颗粒）的影响。我们使用蒙特卡罗辐射转移程序MCMax对QHP的尺寸和标度-高度进行了参数研究，并考察了量子加热对近红外光谱中扩展通量的影响。有一个相关的PAH特征流量的磁盘和其扩展的近红外通量的量。我们发现，非常小的碳质颗粒创建所观察到的扩展近红外通量HD 100453周围，仍然导致一个现实的SED。不使用量子加热效应，例如仅使用处于热平衡的散射光和晶粒，就不能实现这些结果。这是可能的解释扩展的近红外辐射赫比格恒星周围的碳质，量子加热粒子的存在。干涉观测可以用来限制类地行星形成区碳质物质的空间分布和典型大小。
2016-12-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
An ALMA molecular inventory of warm Herbig Ae disks: I. Molecular rings, asymmetries and complexity in the HD 100546 disk
本文通过ALMA对Herbig Ae星HD 100546进行337-357 GHz谱线巡天，探测到19种分子，发现分子环位于200 au尘埃环外侧，揭示尘埃分布与化学的关联，为星盘冰组成提供新见解。
2024-02-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
A low optical depth region in the inner disk of the HerbigAe star HR5999
围绕着年轻恒星的星周盘被认为是行星的诞生地，而最里面的天文单位特别令人感兴趣。我们提出了新的长基线光谱干涉观测HerbigAe星，HR 5999，在H和K波段获得的AMBER仪器在VLTI，并旨在产生近红外图像在亚AU空间尺度。我们空间解决拱星材料和重建图像使用米拉算法。此外，我们解释的干涉观测模型，假设近红外线过剩占主导地位的拱盘的排放。我们比较重建的图像VLTI测量使用模拟模型数据获得的图像。K波段图像显示了三个主要元素：位于~0.65 AU的环状特征，内部的低表面亮度区域和中心点。在我们观测的最大角分辨率（1.3 mas）下，环被解析，而中心点仅被边缘解析，这使我们无法揭示星周环境的确切形态。我们认为，环痕迹硅酸盐凝聚，即，在HR 5999周围的拱星盘中，不透明度发生了变化。我们建立了一个模型，其中包括一个环在硅酸盐升华半径和一个内部磁盘的低表面亮度负责大量的近红外连续辐射。该模型成功地拟合了SED，vibrium，和关闭阶段，并提供了证据的低表面亮度区域内的硅酸盐升华半径。这项研究提供了额外的证据，表明在HerbigAe恒星中，有一个低表面亮度区域的材料，可能是一个低光学深度区域，位于硅酸盐升华半径内，性质未知。
2011-06-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Element spots in Ap- and HgMn-stars from current-driven diffusion
主序中段的恒星通常在其表面有类似斑点的化学结构。我们考虑由电流引起的扩散过程，该过程可导致形成这样的化学斑点。扩散被认为是使用由Chapman-Enskog方法导出的偏动量方程。我们认为，由电流引起的扩散可以从根本上改变恒星的表面化学性质，甚至在相对较弱的磁场中也可以形成斑点状的化学结构。所考虑的机制可能是负责形成的元素点在HgMn-和AP-星。
2016-01-25 astro-ph.SR
Searching for a link between the presence of chemical spots on the surface of HgMn stars and their weak magnetic fields
我们提出的结果映射的HgMn星AR Aur使用多普勒成像技术的几个元素，并讨论所获得的分布在一个磁场拓扑结构的框架。
2009-01-21 astro-ph.SR
Doppler imaging of chemical spots on magnetic Ap/Bp stars. Numerical tests and assessment of systematic errors
多普勒成像（DI）是一种功能强大的光谱反演技术，可以将线剖面时间序列转换为恒星表面不均匀性的二维地图。本文研究了Ap/Bp星化学丰度DI的精度，并评估了几种不同的系统误差对重建斑点图的影响。我们模拟了中等强度偶极磁场中不同光斑分布的光谱观测数据。然后，我们重建化学地图使用不同的谱线的集合，并在反演计算中对谱线的形成作出不同的假设。我们的数值实验表明，一个现代DI代码成功地恢复输入的化学斑点分布组成的多个圆形斑点在不同的纬度或元素过剩带在磁赤道。对于最佳重建，平均重建误差不超过~0.10 dex。当从少数和/或混合的谱线中恢复丰度分布时，误差增加到约0.15 dex。忽略化学丰度DI中的2.5 kG偶极磁场导致0.2 dex的平均相对误差和0.3 dex的最大误差。如果忽略不均匀的连续亮度分布和局部大气结构的变化进行DI反演，也会遇到类似的误差。这一系列的数值DI模拟证明，在非磁性辐射转移和单一模式大气的简化假设下，反演通常是可靠的。我们评估磁场强度的几十个Ap/Bp星以前研究的DI方法，得出的结论是，绝大多数已公布的化学斑点图不受本文中所述的系统误差。（节录）
2016-11-16 astro-ph.SR
Chemical composition of AY Ceti: A flaring, spotted star with a white dwarf companion
AY Cet（HD 7672）大气的详细化学成分是从光学区域的高分辨率光谱中确定的。测定了主要大气参数和22种化学元素的丰度，包括12 C、13 C、N和O等关键物种。微分线分析给出T_eff=5080 K，log g=3.0，[Fe/H]=-0.33，[C/Fe]=-0.17，[N/Fe]=0.17，[O/Fe]=0.05，C/N=1.58，和12 C/13 C =21。尽管色球层的活动性很高，AY Cet的光谱提供了一种典型的化学成分，这是第一次被挖掘出来后第一次上升的巨星。
2012-01-23 astro-ph.SR
Magnetic field topology, chemical spot distributions and photometric variability of the Ap star phi Draconis
多星phi Dra的主要组成部分是北天最明亮的磁性化学特殊恒星之一。在这里，我们报告的旋转光度变化，二元性，磁场几何形状，和表面化学斑点结构的这颗星的综合研究结果。基于一年的TESS几乎连续的空间观测，我们导出了精确的测光旋转周期为1.71650213（21）d，并发现由于光的时间旅行效应，恒星光变曲线与127.9-d双星轨道的相位发生调制。我们修正了双星轨道的参数，并检测了次级的光谱贡献。的层析成像映射技术被应用到平均强度和圆偏振配置文件来自Narval高分辨率spectropolarimetric观测。该分析产生了全球磁场拓扑的详细地图以及Si、Cr和Fe丰度的表面分布。磁映射表明，表面场结构的phi Dra是占主导地位的畸变偶极分量的峰值场强为1.4千克和大的不对称性之间的极。化学地图显示，在围绕磁赤道和旋转赤道交叉点的一系列斑点中，Cr、Fe和Si（在较小程度上）增强。这些化学斑点的几何形状与局部场强或场倾斜度不直接相关。
2022-01-07 astro-ph.SR
Magnetism, chemical spots, and stratification in the HgMn star phi Phoenicis
汞锰（HgMn）星一直被认为是一种非磁性、不变的化学奇特（CP）星。然而，最近发现的变化在谱线配置文件建议在某些HgMn星的化学元素的表面分布不均匀。从对其他CP星的研究可知，磁场在表面斑的形成中起着关键作用。所有试图在HgMn星中寻找磁场的尝试都得到了否定的结果。在这项研究中，我们调查了可能存在的磁场在phi Phe（HD 11753）和重建表面分布的化学元素，显示在谱线的变化。我们还测试了一个假设，即磁场集中在化学斑点，并期待在恒星大气中的可能性，一些化学元素分层与深度。我们的分析是基于高质量的光谱偏振时间序列观测，涵盖了完整的旋转周期的恒星。光谱是用欧洲南方天文台3.6米望远镜的HARPSpol获得的。结合来自所有合适谱线的信息，我们将平均纵向磁场的上限设置为4 G。对于化学斑点，纵向场的上限在8和15 G之间变化。我们确认了Y、Sr和Ti的变异性，并检测到Cr线的变异性。分层分析表明，Y和Ti不集中在最上层大气。我们的分光偏振观测排除了一个强大的，全球组织的磁场在phi Phe的存在。这意味着斑点形成的另一种机制，这可能与非平衡原子扩散有关。然而，最近的时间相关扩散模型预测的分层变化的典型时间尺度显着超过了phi Phe报告的斑点演变时间尺度。
2012-01-27 astro-ph.SR
Interferometry of chemically peculiar stars: theoretical predictions vs. modern observing facilities
通过数值实验，以最亮的eps~Uma星为例，探讨了干涉测量在探测和表征化学奇特星丰度点中的应用。我们发现，最好的光谱区域搜索斑点和恒星旋转签名是在视觉领域。在第一可见度波瓣处已经可以清楚地检测到斑点，并且它们的签名可以与旋转的签名唯一地分离。在低光谱分辨率下，也可以在NIR中检测到斑点和旋转特征，但是对于所有潜在的CP候选者，需要长于180 μ m的基线。根据我们的模拟，像VEGA这样的仪器（或其后继者，FRIEND）应能够在视觉上检测斑点和斑点+旋转的影响，前提是仪器能够测量$V^2\approx10^{-3}$和/或闭合相位。在红外方面，像AMBER这样的仪器，但基线比目前可用的仪器更长，能够测量旋转和斑点。我们的研究提供了必要的细节有关的战略点检测和现代和计划干涉的CP星研究必不可少的设施的要求。
2014-06-23 astro-ph.SR
Candidate Water Vapor Lines to Locate the H$_{2}$O Snowline through High-Dispersion Spectroscopic Observations II. The Case of a Herbig Ae Star
观测测量H $_{2}$ O雪线的位置对于了解星子和行星的形成过程以及地球上水的起源至关重要。在Herbig Ae恒星（$T_{\mathrm{*}}\sim$ 10，000 K，$M_{\mathrm{*}}\gtrsim$ 2.5 $M_{\bigodot}$）周围的圆盘中，H $_{2}$ O雪线的位置比温度较低、质量较小的金牛T型恒星更远离中心恒星。因此，H $_{2}$ O发射线通量从该地区内的H $_{2}$ O雪线预计将更强。在本文中，我们计算的化学成分的Herbig Ae磁盘使用化学动力学。接下来，我们计算了H $_{2}$ O的发射线轮廓，并研究了候选水线在宽范围的波长（从中红外到亚毫米），可以定位的H $_{2}$ O雪线的位置的属性。这些谱线具有小的Einstein $A$系数（$\sim 10^{-6} -10^{-3}$ s $^{-1}$）和相对高的上态能量（$\sim$ 1000 K）。总通量随波长的减小而增加。我们研究未来观测的可能性（例如，ALMA，SPICA/SMI-HRS）定位H $_{2}$ O雪线的位置。由于从Herbig Ae盘中识别出的线的通量比从T Tauri盘中识别出的线的通量强，因此成功检测Herbig Ae盘的可能性有望增加。
2017-01-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Mid-IR spectra of Pre-Main Sequence Herbig stars: an explanation for the non-detections of water lines
在Herbig星盘周围的盘中，水线的中红外探测率约为5%，而在TTauri星盘周围的盘中，水线的中红外探测率约为50%。其原因尚不清楚。在这项研究中，我们希望找到一个解释低质量和高质量的主序前恒星（PMS）在中红外制度的不同检测率。我们运行磁盘模型与恒星参数调整到光谱类型B 9到M2，使用辐射热化学磁盘建模代码ProDiMo。我们在Spitzer IRS，JWST MIRI和VLT VISIR摄谱仪的分辨率上产生卷积光谱。我们应用随机噪声来自典型的斯皮策光谱与观测直接比较。中红外水线的强度与中心恒星的光度直接相关。我们探索了一个小的参数空间周围的一个标准的磁盘模型，考虑粉尘与气体的质量比，磁盘气体质量，混合系数降尘，燃烧指数，粉尘的最大尺寸和尺寸幂律分布指数。该模型表明，它是可能的，以抑制水的排放，但是，目前的观测是不够敏感，以检测中红外线在磁盘上的大多数探索的参数。光谱中噪声的存在，结合高连续通量（噪声水平与连续通量成正比），是对赫比格星未检测到的最可能的解释。研究原行星盘中的水，需要分辨率高于20000的中红外光谱。在磁盘结构的内在差异，例如内部的差距，气尘比，灰尘的大小和分布，以及内部磁盘规模的高度，赫比格和TTauri星盘之间能够解释一个较低的水检测率赫比格星周围的磁盘。
2015-10-27 astro-ph.SR
Exploring DCO$^+$ as a tracer of thermal inversion in the disk around the Herbig Ae star HD163296
我们的目标是再现DCO $^+$发射在磁盘周围的HD 163296使用一个简单的二维化学模型形成DCO $^+$通过冷氘通道和参数处理的暖氘通道。我们使用来自ALMA在波段6的数据，以获得HD 163296中DCO $^+$ $J$ =3- 2线的分辨光谱成像数据立方体，其中合成光束为0。“53 $\times$ 0.“四十二。我们采用了物理结构的磁盘从文献中再现的光谱能量分布。然后，我们应用一个简化的化学网络形成DCO $^+$，使用的物理结构的磁盘作为参数，随着CO丰度分布，一个恒定的HD丰度和一个恒定的电离率。最后，从得到的DCO $^+$丰度，我们使用3D辐射传输代码LIME计算非LTE发射。观测到的DCO $^+$发射是由冷氘产生丰度高达$1.6\times 10^{-11}$的模型再现的。热氘，在恒定丰度的$3.2\times 10^{-12}$，成为完全有效的低于32 K，并在更高的温度逐渐减少，再现缺乏DCO $^+$内90 AU。在整个DCO $^+$发射带中发现了$2\times 10^{-7}$的CO丰度，其中$\sim$的99%在19 K以下冻结。在冷氘和热氘都活跃的半径处，热氘贡献达DCO $^+$的20\%，与详细的化学模型一致。DCO $^+$在大半径处的减少归因于在250 AU处的温度反转，其将温度升高到冷氘化操作的值以上。增加的光解吸也可能限制DC…
2018-06-08 astro-ph.SR
HARPS spectropolarimetry of three sharp-lined Herbig Ae stars: New insights
已经提出了几个论点，赞成的情况下，低检测率的磁场在赫比格Ae星可以解释这些领域的弱点和相当大的测量不确定性。光谱偏振研究涉及尖锐的Herbig Ae星似乎是有前途的检测这样弱的磁场。这些研究提供了一个清晰的频谱解释方面的影响，混合，当地的速度场，和化学丰度，并允许我们确定一个适当的样本谱线适合磁场的测定。近年来，利用HARPS获得了三颗具有尖锐线条的Herbig Ae星HD 101412、HD 104237和HD 190073的高分辨率分光偏振观测。我们利用这些档案观测资料来研究它们的纵向磁场的行为。为了进行磁场测量，我们采用了多线奇异值分解法。我们发现HD101412的不同谱线列表在斯托克斯V签名的形状和它们的场强方面都有差异。它们可以解释的背景下，对磁场的测量的星周物质和元素丰度的不均匀性的影响。由于前三个历元的塞曼特征尺寸很小，而且缺乏近红外观测，星周和光球的贡献无法明确估计。在HD 104237的Stokes V谱中，我们发现它的第二分量是一颗金牛座T星，具有相当强的磁场<B_z>= 129 G，而在第一分量中没有明显的磁场。我们对HD 190073的测量证实了一个可变磁场的存在，并表明星周环境可能对观测到的偏振特征有重大影响。
2015-10-30 astro-ph.SR
The spots on Ap stars
上主序星的磁性化学特殊（Ap）星在其表面和大气层中的高度上表现出化学元素的不均匀分布。这些不均匀性，负责显着的光度和光谱变化的Ap星，被认为是产生的原子扩散操作的恒星大气中稳定的多kG磁场。在这里，我提出了一个概述，目前国家的最先进的理解亚太星斑点和它们的关系，磁场。特别是，我强调最近的3-D化学斑点结构的研究和总结磁场映射结果的基础上反演的全斯托克斯矢量光谱偏振观测。我还讨论了一个令人困惑的新类型的斑点星，HgMn星，其中的形成和演化的重元素斑点是由一个知之甚少的机制，显然无关的磁场。
2010-10-01 astro-ph.SR
A high-resolution spectropolarimetric survey of Herbig Ae/Be stars - I. Observations and measurements
这是第一次在一系列的文件中，我们描述和报告的分析大调查赫比格Ae/Be星圆spectropolarimetry。使用ESPaDONS和Narval高分辨率分光偏振仪在加拿大-法国-夏威夷和伯纳德Lyot望远镜，分别，我们已经获得了132圆偏振光谱的70赫比格Ae/Be恒星和赫比格候选人。这些光谱中的绝大多数的特征在于约65，000的分辨能力，以及约3700埃至1微米的光谱覆盖范围。每个CCD像素的峰值SNR范围从低于100（对于最暗的目标）到超过1000（对于最亮的目标）。观测的主要目的是寻找这些物体中的磁场。然而，我们的光谱是适合于各种其他重要的测量，包括旋转特性，变异性，二进制，化学丰度，拱星环境条件和结构等，在这第一篇论文中，我们描述了样品的选择，意见和他们的减少，和测量，将包括我们下面的分析的基础。我们描述了每个目标的基本参数的确定。我们详细介绍了我们应用于每个光谱的最小二乘反卷积，包括LSD线掩模的选择，编辑和调整。我们描述的拟合LSD斯托克斯我配置文件使用多分量模型，产生的旋转扩大光球轮廓（提供投影的旋转速度和径向速度为每个观察），以及拱星发射和吸收组件。最后，我们诊断的纵向塞曼效应，通过测量的圆极化，并报告的纵向磁场和斯托克斯V塞曼签名检测概率。作为附录，我们提供了对所观察到的每颗恒星的详细评论。
2012-11-13 astro-ph.SR
Chemical spots in the absence of magnetic field in the binary HgMn star 66 Eridani
根据我们目前的理解，上主序化学特殊恒星的一个子类，称为汞锰（HgMn），是非磁性的。然而，最近在它们的表面上发现了化学不均匀性。与此同时，现代研究没有检测到强度超过1-100 G的全球磁场。我们的研究目标是在HgMn双星系统66 Eri中寻找磁场，并研究这两个组成部分的恒星表面的化学斑点。我们的分析是基于高品质的光谱偏振时间序列观测，在连续10个晚上在欧洲南方天文台3.6米望远镜的HARPSpol仪器。为了提高磁场搜索的灵敏度，我们采用了最小二乘反卷积（LSD）。我们使用光谱解缠来测量径向速度和研究线轮廓的变化。使用多线多普勒成像重建化学斑点的几何形状。我们报告了在66 Eri中未检测到磁场，纵向场的误差条为10-24 G。圆极化分布也不指示复杂表面磁场的任何特征。对于简单的偶极场配置，我们估计极场强度的上限为60-70 G。对于HgMn组分，我们发现Ti，Ba，Y和Sr的谱线的旋转周期等于轨道的变化。这些元素的表面地图重建与多普勒成像技术，显示相对不足的半球面临的次要组成部分。化学不均匀性的对比度范围从Ti的0.4到Ba的0.8。
2011-02-23 astro-ph.SR
Spitzer's view on aromatic and aliphatic hydrocarbon emission in Herbig Ae stars
天文碳氢化合物的化学成分，负责在各种各样的目标中检测到的众所周知的红外发射特征，仍然是个谜。在这里，我们专注于年轻的中等质量Herbig Ae恒星。利用Spitzer空间望远镜上的红外光谱仪，分析了53颗Herbig Ae星的红外光谱中脂肪族和多环芳烃（PAH）的发射特征。我们确认，PAH恒星光度比是较高的目标与耀斑尘埃盘。然而，一些源与扁平的尘埃盘仍然表现出相对较强的PAH排放。由于PAH分子追踪气盘，这表明气盘可能仍然燃烧，而尘埃盘由于颗粒生长而沉降。有迹象表明，11.3微米特征的强度也取决于尘埃盘的结构，扁平的盘在这个特征中不那么明亮。我们证实，CC键功能在6.2和7.8微米移动到红色的波长与降低恒星有效温度。此外，我们发现，这种红移是伴随着相对增加的脂肪族CH发射和芳香族8.6微米CH特征强度的下降。在我们的样本中，冷星被具有高脂肪族/芳香族CH比和低芳香族CH/CC比的烃所包围，对于热星，反之亦然。我们的结论是，虽然整体碳氢化合物的发射强度取决于尘埃盘的几何形状，相对差异看到的红外辐射功能在磁盘周围赫比格Ae恒星主要是由于化学差异的碳氢化合物分子诱导的恒星紫外线场。强紫外线通量减少了脂肪族组分，并强调了红外光谱中芳香族分子的光谱特征。
2010-06-06 astro-ph.SR
Magnetic field topology and chemical spot distributions in the extreme Ap star HD 75049
中等质量的磁性化学特殊（Ap）恒星提供了一个独特的机会，详细研究恒星磁场的拓扑结构，并调查磁驱动的斑点形成过程。在这里，我们的目标是获得表面磁场的几何形状和化学丰度分布的非凡Ap星HD 75049。这个天体拥有一个约30 kG的表面场，是已知任何非简并恒星中最强的之一。我们使用高分辨率HARPS强度和圆偏振观测的时间序列。这些数据是在磁多普勒成像和模型大气层的帮助下解释的，模型大气层包含了非太阳化学成分和强磁场的影响。我们将HD 75049的自转周期修正为Prot=4.048267+/-0.000036 d。我们还导出了基本的恒星参数，Teff=10250+/-250 K和logg=4.3+/-0.1。磁多普勒成像显示，HD 75049的场拓扑结构是极向的，主要由偶极贡献，峰值表面场强为39千克。同时，偏离经典的轴对称斜偶极配置是显着的。Si，Cr，Fe和Nd的化学表面图显示丰度对比度为0.5-1.4 dex，与许多其他Ap星相比较低。发现Nd在靠近磁极处增强，而Si和Cr主要集中在磁赤道处。铁的分布在磁赤道和两极都表现出低对比度的特征。HD 75049的磁场形态和化学斑点性质与磁场较弱的Ap星在性质上相似。因此，无论中等质量主序星中形成和维持全球磁场的机制是什么，它在整个观测到的磁场强度范围内都以相同的方式运行。
2014-11-27 astro-ph.SR
Photoionized Herbig-Haro objects in the Orion Nebula through deep high-spectral resolution spectroscopy II: HH204
利用甚大望远镜（VLT）阶梯光栅光谱和哈勃空间望远镜（\textit{HST}）成像，分析了光电离的赫比格-哈罗天体HH~204的物理条件、化学成分等性质。我们从背景星云的发射中分离出HH~204的高速发射，并研究了HH天体物理条件和离子丰度的亚弧秒分布。我们发现，低和中等电离辐射完全来自气体在光电离平衡温度，而弱的高电离辐射HH~204显示出显着的贡献，从更高的温度冲击激发气体。分别计算了HH~204的离子丰度、猎户座星云的发射和较暗的弥散蓝层，结果表明：HH~204中O的$^{+}$丰度与基于碰撞激发线（CEL）的$^{2+}$丰度一致，而O的$^{2+}$丰度很低，氧丰度差异为零。HH~204中的Ni和Fe离子丰度具有类似的电离和耗尽模式，由于弓形激波中的尘埃破坏，总丰度比猎户座星云的其他部分高出3.5倍。我们发现，未能解决我们的光谱中的运动学分量将导致显着的错误，在确定化学丰度（例如，40%低估O），主要是由于不正确的估计的电子密度。
2021-06-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hot and cool water in Herbig Ae protoplanetary disks. A challenge for Herschel
本文讨论了Herbig Ae型原行星盘70微米以上旋转H_2O发射谱线的空间起源和可探测性。我们使用最近开发的磁盘代码ProDiMo计算Herbig Ae型磁盘的热化学结构和应用非LTE线辐射转移代码Ratran预测水线剖面和强度图。该模式显示了盘内三个空间上不同的水浓度高的区域，它们与形成水的不同化学途径有关：（1）在内缘后面的深中面中有一个大的蓄水池，（2）在雪线r> 20 AU以外的遥远的冰中面周围有一个冷水带，（3）在高海拔z/r=0.1... 0.3，从约1AU延伸到30 AU，其中动力学气体温度范围从200 K到1500 K。虽然区域3只包含少量的水蒸气（~ 3 × 10 ^-5 M_Earth），但我们发现这个温暖的层几乎完全负责旋转水发射谱线，除了最低的3条激发线。因此，赫歇尔将首先探测区域3的条件和径向延伸，其中水主要通过中性-中性反应形成，气体与尘埃热解耦T_gas>T_dust。观测结果不允许确定雪线，因为雪线截断了区域1的径向延伸，而雪线源自区域3。不同的线传输近似（LTE，逃逸概率，蒙特卡罗）进行了讨论。在大多数情况下需要非LTE处理，并且发现用逃逸概率方法获得的结果低估了Monte Carlo结果2%…百分之四十五
2009-06-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Diffusion in plasma: the Hall effect, compositional waves, and chemical spots
我们认为扩散所造成的电流和霍尔效应的综合影响，并认为，这种扩散可以形成等离子体中的化学成分的不均匀性。所考虑的机制可能是负责在实验室和天体物理等离子体中的元素斑点的形成。这种电流驱动的扩散可以伴随着特定类型的波的传播，其中杂质数密度单独振荡。如果等离子体中的磁压力远大于气体压力，
2016-09-12 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Magnetic field topology and chemical spot distributions of the Ap star HD119419
分析早期型磁星的高分辨率分光偏振观测结果是目前获得其表面磁场拓扑和水平光点分布详细信息的最先进方法。在这项研究中，我们分析了一组新的高质量的四斯托克斯参数观测的磁性Ap星HD 119419-一个成员的14万年前的下Cen-Cru协会-的目的，研究表面场拓扑结构和映射的化学丰度点。我们使用的圆和线偏振数据收集HD 119419与HARPSpol仪器在ESO 3.6米望远镜。这些意见进行了分析，多线磁诊断技术和建模详细的磁多普勒成像代码。我们提出了一套新的平均纵向磁场测量，并推导出一个修订的恒星自转周期。我们还重新确定了基本的恒星大气参数。我们的四个斯托克斯参数磁反演揭示了一个中等复杂的表面场拓扑结构，平均场强为18 kG，最大局部强度为24 kG。一个极向偶极分量占主导地位的表面场在HD 119419的磁能谱。然而，高阶球谐分量的显着贡献也存在。我们表明，重建场的几何形状的偶极加四极部分是无法再现所观察到的振幅和形状的斯托克斯Q和U配置文件。Fe、Cr、Ti和Nd的化学丰度分布与磁场几何形状自洽，其特征在于大的丰度梯度和与磁场结构缺乏明确的相关性。对HD 119419的全斯托克斯矢量分析将现代热星磁图的研究扩展到了一颗年龄确定的疏散星团Ap星。
2017-10-12 astro-ph.SR
Surface structure of 45 Hercules: An otherwise unremarkable Ap star with a surprisingly weak magnetic field
磁场的起源和它们在磁性Ap星上化学斑点形成中的作用目前还不清楚。在这里，我们有助于解决这个问题的一个详细的观测表征的表面结构的45她，一个弱场Ap星。我们发现这个对象是一个长周期，单线光谱的二进制和确定的二进制轨道以及基本和大气参数的主要。利用塞曼多普勒成像技术研究了~（45）Her的磁场拓扑结构和化学斑点分布。磁映射显示恒星表面场具有扭曲的偶极拓扑结构，表面平均场强为77 G，偶极分量强度为119 G -确认它是已知的最弱的AP星场之一。尽管它的磁场很弱，但45 Her显示出表面化学不均匀性，丰度对比高达6 dex。在所研究的四种化学元素中，O集中在磁赤道，而Ti、Cr和Fe避开该区域。除此之外，Fe峰元素斑点的位置与磁场几何形状没有明显的相关性。没有迹象表明表面差异旋转或时间演变的化学斑点的时间尺度上的几年被检测到。我们的研究结果表明，化学斑点的形成并不需要强磁场进行，恒星结构和全球磁场本身保持稳定，低于100 G的场强与理论预测相反。
2023-03-07 astro-ph.SR
Global properties of the light curves of magnetic, chemically peculiar stars as a testbed for the existence of dipole-like symmetry in surface structures
磁性、化学性质奇特的恒星以表面丰度不均匀（化学斑点）而闻名，这些不均匀性会导致光度和光谱随旋转周期的变化。通常认为，表面结构与控制这些恒星光球层和亚光球层的全球磁场有因果关系。一般来说，观测到的磁场表现出简单的偶极几何形状，磁轴与旋转轴不共线。本研究旨在探测650颗磁性、化学性质奇特的恒星样本中光度点分布的基本模式，并研究它们与磁场拓扑结构的联系。从ASAS-3档案测光时间序列观测被用来检查我们的样本恒星的光变曲线形态，并将它们分为代表性的类使用主成分分析。理论光变曲线是从假设不同的光斑参数并遵循简单偶极磁场对称性的大量模拟中得出的。这些随后与观察到的光曲线进行了比较。我们的模拟结果与观测结果相矛盾，并且预测双波光变曲线的百分比比实际观察到的要高得多。因此，我们得出结论，化学斑点的分布不遵循磁场拓扑结构，这表明磁场在表面结构的创建和维护中的作用可能比理论研究所预测的更为次要。
2019-02-01 astro-ph.SR
Astrochemical Evolution Step From Acenaphthylene C12H8 To Pure Carbon C12 Around A Herbig Ae Young Star
采用第一性原理量子化学计算方法，分析了Herbig Ae星周围多环芳烃的天体化学演化步骤。为了简单起见，模型分子被选择为具有一个五边形与两个六边形组合的烃的苊烯（C12H8）。在原行星盘中，分子被来自中心恒星的高能光子照射并电离成阳离子（C12H8）n+。计算表明，从n=0到6，分子保持多环烃构型。然而，在电离步骤n=7时，发生（C12H8）脱氢成纯碳（C12）。这种多环纯碳（PPC）将再次受到光子的攻击。在第八电离（C12）8+的阶段，发生分解为脂肪族碳链、C9、C2和单碳C1。计算这些步骤的红外光谱（IR）以鉴定观察到的光谱。通过（C12H8）2+和（C12H8）1+的组合鉴定了Herbig Ae星WW Vul和HD 145263的载体分子。HD 37357的红外光谱可用（C12H8）2+、（C12H8）3+和（C12H8）1+解释。纯碳分子在许多恒星中起着重要的作用。采用纯碳（C12）2+、烃（C12H8）2+和中性（C12H8）0+混合物对HD 37258进行了红外光谱分析。用（C12）2+、（C12H8）2+和（C12H8）3+分析了HD38120的络合物光谱。苊烯相关分子只是一个典型的例子。我们应该应用不同大小的分子来理解新生恒星周围的整体景象。
2018-03-24 astro-ph.SR physics.chem-ph
Fingerprints of giant planets in the photospheres of Herbig stars
大约2%的A型恒星的光球层缺乏难熔元素。据推测，这是由气体而不是尘埃的优先吸积引起的，但具体的过程和物质的起源-环绕或星际-尚不清楚。在30%的年轻的赫比格Ae/Be恒星中也看到了同样的消耗。我们调查是否化学特性起源于拱星盘。使用的恒星丰度和原行星盘的结构是已知的系统的样本，我们发现，恒星托管温暖的，燃烧的I组磁盘通常有Fe，Mg和Si耗尽0.5德克斯相比，太阳一样的丰度的恒星托管冷，平坦的II组磁盘。挥发性的，C和O，在两个集合中的丰度是相同的。第一组盘通常是过渡的，有放射状的空腔，里面有毫米大小的尘埃颗粒，而第二组盘通常不是。因此，我们认为，当气体继续流向中心恒星时，重元素的耗尽是由于类彗星行星阻止了部分尘埃的吸积而出现的。我们计算的气体尘埃比吸积的材料，并找到与行星盘清除模型相一致的值。我们的研究结果表明，~0.1至10 M_Jup的巨行星隐藏在至少30%的Herbig Ae/Be盘。
2015-09-09 astro-ph.EP 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 proposed new diagnostic for Herbig disc geometry: FWHM versus J of CO ro-vibrational lines
目标。从Herbig II组圆盘观察到的CO振转谱线通常较宽，而从I组圆盘观察到的相同谱线通常较窄。这一区别并没有得到很好的理解。在本文中，我们探讨了这种差异的根本原因，并提供了一个更好地了解赫比格Ae/Be恒星周围的内盘的几何形状和结构的途径。方法.利用甚大望远镜（VLT）上的CRIRES（低温高分辨率红外中阶梯摄谱仪）拍摄了6颗Herbig Ae/Be候选星的CO振转辐射的高分辨率红外光谱。从这些光谱中，我们产生个人和共同添加CO振转线配置文件。我们调查线轮廓形状的差异，我们探讨了半高宽（FWHM）的变化与J量子数的背景下，光盘的几何形状。此外，我们把我们的新来源的背景下，早期观察到的来源，研究一个大样本。为了比较，我们还调查了半高宽的变化与J的模拟CO振转线从两个典型的光盘几何形状产生的热化学光盘建模代码ProDiMo。结果- 缩写-比较灰尘和气体的内盘几何形状（推断SED和CO振转发射）的扩大样本观察赫比格光盘，我们发现没有明确的对应关系SED组的源和他们的内部CO半径。结论. FWHM与J的关系是内盘的潜在新气体诊断，例如，恒定的FWHM与J的关系指示存在大的气孔或间隙。模型和观察结果都表明了这种新诊断的潜力。- 缩写-
2016-03-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
No magnetic field in the spotted HgMn star mu Leporis
汞锰（HgMn）型的化学奇特的恒星代表了一类新的斑点晚B星，其中不断演变的表面化学不均匀性显然与强磁场的存在无关，而是由一些迄今未知的天体物理机制产生的。本研究的目的是进行详细的线轮廓变化分析，并进行灵敏的磁场搜索最亮的HgMn星之一-木勒普。我们获得了一组非常高质量的强度和偏振光谱的亩Lep与HARPSpol偏振仪。这些数据进行了分析与多线技术的最小二乘反褶积，以提取信息的磁场和线轮廓的变化。我们的光谱显示出非常弱，但明确的变异线的Sc，所有的Fe峰元素的频谱中表示的μ Lep，以及Y，Sr和Hg。变异性也可能存在于Si和Mg系中。钛II和Y II线的异常剖面形状表明这些元素的主要轴对称分布。与此同时，我们没有发现任何证据的磁场在木勒普，与3西格玛上限只有3 G的平均纵向磁场。这是最严格的上限上可能的磁场推导出一个斑点HgMn星。非常弱的变化检测到的许多元素的光谱μ Lep表明，低对比度的化学不均匀性可能是常见的HgMn恒星，他们还没有认识到，直到现在，由于有限的精度，以前的光谱观测和缺乏时间序列数据。磁场搜索的零结果强化了HgMn星中化学斑点的形成不是磁驱动的结论。
2011-10-04 astro-ph.SR
Photoionized Herbig-Haro objects in the Orion Nebula through deep high-spectral resolution spectroscopy III: HH514
本文分析了猎户座星云核部170-337中出现的光电离Herbig-Haro天体HH~514的物理条件和化学成分。我们使用来自甚大望远镜UVES的高光谱分辨率光谱和来自加那利大望远镜MEGARA的IFU光谱。我们分别用$n_{\rm e}= (2.3 \pm 0.1) \times 10^5 \text{cm}^{-3}$和$n_{\rm e}= (7 \pm 1) \times 10^4 \text{cm}^{-3}$观察到HH~514的两个组成部分，即喷射基底和结，两者都用$T_{\rm e}\approx 9000 \text{ K}$。我们发现HH~514的化学成分与猎户座星云一致，除了Fe，Ni和S，它们显示出较高的丰度。与一般星际介质相比，在HH天体中观测到的Fe和Ni丰度的增加通常被解释为尘埃颗粒的破坏。观测到的硫过剩（超过太阳的两倍）是具有挑战性的解释，因为来自同一圆盘的持续光蒸发流显示正常的硫丰度。如果上述的硫过剩是由于尘埃的破坏，硫化物和/或其他含硫尘埃库的形成可能与原行星盘中的行星形成过程有关，在物质从盘到中心恒星的吸积过程中，这些行星盘过滤了大的硫化物尘埃颗粒。我们还表明，发表的分子发射靠近中央恒星的运动学是不一致的，无论是一个磁盘垂直于光学喷流，也不与流出，是与它对齐。
2022-05-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Warm H2O and OH in the disk around the Herbig star HD 163296
我们目前的观测远红外（50-200微米）OH和H2O排放的磁盘周围的赫比格Ae星HD 163296获得与赫歇尔/PACS的背景下的DIGIT关键程序。除了强的[OI]发射外，还检测到一些OH双峰和一些弱的H2O高激发线。在这个赫比格磁盘中存在温暖的H2O证实了线堆叠分析，使全PACS光谱扫描，并在斯皮策数据中看到的线。线通量分析使用LTE板模型，包括线不透明度。水柱密度为10^14 ~ 10^15 cm^-2，激发温度为200-300 K，这意味着存在密度n > 10^5 cm^-3的暖气体。我们发现OH的柱密度为10^14 - 2 × 10^15 cm^-2，T_ex约为300-500 K。对于这两个物种，我们发现距离恒星r ~ 15-20 AU的发射区域。我们认为，分子发射来自原行星盘，而不是从外流。这种对H2O和OH的远红外探测与近红外和中红外观测形成对比，后者通常发现由于水的强烈光解，Herbig AeBe恒星周围的内盘中缺乏水。鉴于柱密度和发射区域的相似性，OH和H2O的发射似乎来自HD 163296的上层大气，探测一个新的水库。H2O的温度略低，OH相比，表明垂直分层的分子气体与OH位于较高的水更深的磁盘，符合热化学模型。
2012-07-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Sensitive survey for 13CO, CN, H2CO, and SO in the disks of T Tauri and Herbig Ae stars II: Stars in $ρ$ Oph and upper Scorpius
我们试图确定磁盘的分子组成的年轻低质量恒星周围的$ρ$ Oph地区，并比较我们的结果与金牛座御夫座地区进行了类似的研究。我们使用IRAM 30米望远镜在位于$ρ$ Oph和上天蝎座地区的29颗金牛座T星中进行了CN N=2-1的灵敏搜索。同时观察到$^{13}$ CO J=2-1，以提供与周围分子云混淆程度的指示。带通还包含邻位H $_2$ CO的两个跃迁，SO的一个跃迁和C $^{17}$ O J=2-1线，其提供关于发射性质的补充信息。$^{13}$ CO甚至C $^{17}$ O中的分子云污染是普遍存在的。氯化萘的检出率似乎低于金牛座区域，仅检出了四个来源（三个可归因于气盘）。H $_2$ CO的发射被发现更频繁，但似乎一般是由于周围的云。比金牛座更弱的发射可能表明$ρ$ Oph区域的平均磁盘大小比金牛座云小。化学模拟表明，$ρ$ Oph中预期的较高盘温度在降低CN丰度方面发挥了直接作用。较高的粉尘温度有助于将氯化萘转化为挥发性较低的形式。在这样一个年轻的地区，CN不再是一个简单的，灵敏的磁盘示踪剂，和其他示踪剂的观测和足够高的分辨率与ALMA探测气盘人口。
2015-04-17 astro-ph.SR
The enigmatic magnetic field of the planet hosting Herbig Ae/Be star HD169142
本研究利用高分辨率光谱和最小二乘反卷积技术测量了拥有行星的Herbig Ae/Be星HD169142的磁场几何结构，揭示了复杂的塞曼特征和谱线变化，探讨了其磁层相互作用机制。
2025-04-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Probing planet formation and disk substructures in the inner disk of Herbig Ae stars with CO rovibrational emission
CO振转谱线是温暖分子气体的有效探测器，可以对原行星盘的内部10 AU提供独特的见解。最近的研究已经发现的比率之间的关系线源自第二和第一振动激发态，表示为$v2/v1$，和发射半径的CO。在磁盘周围的赫比格Ae恒星的振动激发低时，CO线来自接近恒星，和高时，线只探测气体在大半径（超过5 AU）。我们的目标是找到解释所观察到的CO振动比，发射半径和近红外过量之间的趋势，并确定其影响的物理和化学结构的内部磁盘赫比格恒星。计算了平板模型和全圆盘热化学模型。模型的模拟观测值直接与数据进行比较。宽CO线与低振动比最好的解释是一个温暖的（400-1300 K）的内部磁盘表面与气体尘埃比低于1000;没有CO内/在内部尘埃边缘检测到，由于在高温下解离。相比之下，解释具有高振动比的窄线需要在尘埃和气体中至少5 AU的内腔，然后是在腔壁处具有大于10000的气尘比的冷（100-300 K）分子气体储层。在所有情况下，CO气体必须与粉尘接近热化。高的气体-尘埃比需要解释高$v2/v1$在狭窄的CO线的一个子集的第一组磁盘可以自然地解释为由于尘埃陷阱，已被提出来解释毫米尘埃腔。在大多数第二组天体中看到的宽线表明，除了10天文单位内的内盘子结构之外，还有一个非常平坦的盘，这与最近用ALMA观察到的子结构有关。
2019-09-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Element spots in HgMn stars
一小部分晚期B型恒星，即所谓的HgMn恒星，表现出某些化学元素的吸收线增强，特别是Hg和Mn，以及He的丰度不足。大约10年来，已知HgMn恒星中丰度极高的元素在恒星表面分布不均匀。这些元素斑点的时间演化已经在一些HgMn恒星中被报道，首先是α And中的汞斑点的长期演化，最近也是HD 11753中钇和锶斑点的快速演化。HD 11753中斑点的快速演变与受影响元素的总体丰度的缓慢变化相结合。在本文中，我回顾什么是已知的元素点在HgMn星和他们的长期和快速的时间演化。
2013-10-14 astro-ph.SR
Light variability of white dwarfs and subdwarfs due to surface abundance spots
经典的主序星化学性质奇特，其光的变化起源于表面丰度点。在斑点，由于线（束缚束缚）和束缚自由过渡的流量重新分配调制恒星旋转，并导致光变。白矮星和热次矮星也可能由于元素扩散或碎片吸积而具有表面丰度点。我们模拟了典型的白矮星和热次矮星的光变，结果从假定的表面丰度点。我们表明，与辐射支持的铁过剩的斑点可能会导致可观察到的光变热白矮星和亚矮星。碎片物质的堆积可能会导致温暖的白矮星中可检测到的光变。我们将我们的模型应用于氦星HD 144941，并得出结论，斑点模型能够解释大多数观测到的光的变化，这颗恒星。
2021-04-08 astro-ph.SR
Dynamical evolution of titanium, strontium, and yttrium spots on the surface of the HgMn star HD 11753
目标。我们收集了三颗典型的HgMn（汞锰）星HD 11753，HD 53244和HD 221507的大约100个高分辨率光谱，以寻找缓慢脉动的B类脉动和各种化学元素的表面不均匀分布。方法.经典的频率分析方法被用来检测线轮廓的变化，并确定变化的周期。通过多普勒成像重建得到了恒星表面化学元素丰度图。结果对于HD 11753，这是最显着的变化，不同的谱线轮廓的变化被检测到的Ti，Sr，Y，Zr和Hg，而对于HD 53244和HD 221507最可变的线轮廓分别属于元素Hg和Y。根据径向速度和谱线等效宽度的变化，我们得到了这三颗星的自转周期：P_rot（HD 11753）= 9.54d，P_rot（HD 53244）= 6.16d，P_rot（HD 221507）= 1.93d。对于HD 11753，使用相隔约65天的两个数据集，应用多普勒成像技术推导出最易变元素Ti、Sr和Y的分布。多普勒成像重建的结果显示了显着的变化，表面分布的TiII，SrII，和YII的数据集之间，表明迄今为止没有很好地理解的物理过程中的恒星辐射信封，导致一个相当快的动态化学斑点的演变。
2010-03-09 astro-ph.SR
Application of the Baade-Wesselink method to a pulsating cluster Herbig Ae star: H254 in IC348
在本文中，我们提出了新的光度和径向速度数据PMS $δ$ Sct星H254，年轻的成员团IC 348。光度V、R $_C$、I $_C$光变曲线是在Loiano和Asiago望远镜上获得的。径向速度数据是通过SARG@TNG摄谱仪获得的。高分辨率光谱学使我们能够获得精确的恒星参数和恒星的化学成分，得到：T $_{\rm eff}$ \，=\，6750\，$\pm$\，150 K; $\log g$ \，=\，4.1\，$\pm$\，0.4 dex; [Fe/H]=-0.07 $\pm$ 0.12 dex。使用光度和光谱数据估计$V$带中的总吸收A $_{\rm V}$ =2.06 $\pm$ 0.05 mag，与先前的估计一致。我们采用了不同光度带和径向速度之间的相位和振幅差异的技术来验证H254（肯定）以径向模式脉动。这种情况使我们能够应用Baade-Wesselink方法的CORS实现，以获得H 254的线性半径等于3.3 $\pm$ 0.7 $R_\odot$的值。这一结果与测光和有效温度结合使用，得出H254的距离估计值为273 $\pm$ 23 pc，进而得出IC 348的距离估计值。该值在误差范围内与过去几次测定得出的结果和通过依巴谷峰获得的评价一致。最后，我们导出了H254的光度，并研究了它在Hertzsprung-Russell图中的位置。从这个分析结果，这$δ$ …
2013-10-11 astro-ph.SR
Stellar spots cause measurable variations in atmospheric metallicity
本研究通过创建包含恒星黑子的合成红外光谱并对比两种拟合模型，发现恒星黑子会在年轻恒星金属丰度推断中引入高达0.05 dex的系统不确定性，其影响随年龄减弱，可能限制相关种群研究。
2023-06-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
The chemical diversity of giant-planet nurseries as revealed by ALMA
Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；University of Leeds（利兹大学）；The University of Tokyo（东京大学）；RIKEN（理化学研究所）
通过ALMA观测揭示赫比格盘的化学多样性，发现不同分子与盘质量及C/O比相关，显示低C/O气体在年轻行星形成区域的普遍存在。
2025-12-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Search for stellar spots in field blue horizontal-branch stars
蓝色水平分支恒星是第二星族天体，其核心燃烧氦，并拥有燃烧氢的外壳和辐射包层。由于它们的旋转速度很低，扩散被预测在它们的大气中起作用。在许多方面，蓝色水平分支恒星与主序上部的磁性化学特殊恒星非常相似，它们的光度变化是由表面的丰度点引起的。这些斑点被认为是由扩散和稳定磁场的存在引起的。然而，后者似乎并不是不言自明的。我们在太阳附近的30个公认的亮场蓝色水平分支恒星中搜索旋转引起的变化，并搜索我们目标的磁场测量文献。我们采用了ASAS，ASAS-SN和SuperWASP调查的档案测光时间序列数据。对数据进行了仔细的简化和处理，并使用几种不同的技术进行了时间序列分析。我们还综合了现有的光度和光谱数据的磁性化学奇特的恒星，以研究可能不同的表面特性产生较低的振幅。在所用数据的精度范围内，在我们的样本星中没有发现明显的变化信号。给出了由此产生的变异性上限。我们的结论是，要么没有恒星表面斑点是目前在外地蓝色水平分支恒星，或其特性（对比度，总面积，和涉及的元素）是不足以产生大于几个毫米的振幅在光学波长区域。新的详细模型，考虑到元素丰度模式的蓝色水平分支的恒星需要合成光变曲线与我们的结果进行比较。
2018-12-18 astro-ph.SR
An SMA Survey of Chemistry in Disks around Herbig AeBe Stars
本研究利用 SMA 对五颗 Herbig AeBe 星周盘进行毫米波连续谱和分子谱线巡天，发现其 CO 同位素体通量比接近 1 且冷化学分子探测率较低，揭示了此类盘具有较暖温度及较小的冷化学区域。
2023-03-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Two spotted and magnetic early B-type stars in the young open cluster NGC2264 discovered by MOST and ESPaDOnS
星团被认为是理解恒星演化的极好工具。为了了解大约7%的大质量主序星的磁性和化学特性的物理起源，我们分析了银河系疏散星团NGC 2264中10个最亮的成员中的两个，即早期的B矮星HD 47887和HD 47777。我们发现准确的旋转周期分别为1.95和2.64天，从MOST测光。我们获得了ESPaDOnS光谱偏振观测，通过它我们确定了恒星参数，详细的化学表面丰度，投影旋转速度和旋转轴的倾角。因为我们只发现了很小的径向速度变化（<5 km/s），很可能是由斑点引起的，我们可以排除HD 47887和HD 47777是近距离双星。最后，利用最小二乘解卷积技术，我们发现这两颗恒星都拥有一个大尺度的磁场，平均纵向磁场强度约为400 G。通过同时拟合恒星参数，我们确定HD 47887和HD 47777的演化质量分别为9.4+/-0.7 M0和7.6+/-0.5 M0。有趣的是，HD 47777的氦丰度明显不足，这是典型的氦弱化学特殊恒星，而HD 47887的丰度正常，这可能意味着扩散作用在质量较低的恒星中，而不是在质量稍大的恒星中。此外，我们认为，相当缓慢的旋转，以及缺乏氮富集在两颗恒星，可以与化石和二进制假说的起源磁场。然而，在星团质量函数的顶部附近存在两颗磁性的、显然是单颗的恒星，这可能有利于后者。
2014-01-21 astro-ph.SR
Chemical composition of the circumstellar disk around AB Aurigae
目标。我们的目标是确定围绕御夫座AB（以下简称AB Aur）的拱星盘的分子组成。AB Aur是Herbig Ae恒星的原型，了解它的盘化学对于了解温暖盘中气体的化学演化至关重要。方法.我们使用IRAM 30米望远镜对AB Aur中的分子线进行了灵敏的搜索，这是IRAM大型计划ASAI（类太阳恒星形成区域的化学调查）的一部分。这些数据与使用IRAM Plateau de Bure干涉仪（PdBI）的HCO+ 1-0和C17 O 1-0线的干涉观测相补充。单碟和干涉数据被用来约束化学模型。结果在整个调查过程中，检测到几条CO及其同位素，HCO+，H2 CO，HCN，CN和CS。此外，我们检测到SO 54-33和56-45线，证实了先前的初步检测。与其他的金牛座T和赫比格Ae盘相比，AB Aur具有低的HCN 3-2/HCO+ 3-2和CN 2-1/HCN 3-2线强度比，类似于其他的过渡盘。AB Aur是迄今为止在SO中发现的唯一原行星盘。结论.我们使用化学模型和辐射转移3D代码对谱线轮廓进行建模。我们的模型假设一个处于流体静力平衡的张开盘。最好的协议与观测获得的磁盘质量为0.01 Msun，Rin=110 AU，Rout=550 AU，表面密度径向指数为1.5和倾角为27度。对于大多数线，强度和线轮廓在因子2内再现。考虑到我们模型的简单性，忽略了磁盘内的任何结构，这种协议是合理的。然…
2015-05-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
$12\;660$ spotted stars toward the OGLE Galactic bulge fields
我们提出了发现和统计分析的$12\;660$斑点变星朝向和内部的银河系的隆起超过二十年的光学引力透镜实验（OGLE）的数据。我们设计了一种新的方法dreddening的个别恒星对银河系的隆起，强烈和高度不均匀的消光存在。实际上，$11\;812$被归类为巨星，而$848$被归类为矮星。巨星的光度、变率振幅和自转周期之间存在明确的相关性。周期为$P \leq 2$ d的快速旋转矮星的I波段振幅低于0.2等，这大大低于在巨星和慢速旋转矮星中观察到的高达0.8等的振幅。我们还注意到，恒星的亮度比$I_0 \approx 16$等不超过0.3-0.4等。我们分为三组的特点是光和颜色变化之间的相关性的恒星。这种正相关性是暗时温度较低的恒星的特征，这是由于恒星表面覆盖着类似太阳黑子的斑点。当较亮时较冷的恒星（负相关）的变化可以通过内部重元素过剩的化学斑点和可变的线覆盖效应来表征，这在化学奇特的恒星中观察到。零相关可能是由于磁场快速变化时磁活动水平很高所致。这种划分在色星等图（CMD）上很容易看到，这表明它可能取决于恒星的半径。我们探测到79个耀斑天体，并简要讨论了它们的性质。除此之外，我们发现耀斑期间的相对增亮与亮度振幅相关。
2019-06-19 astro-ph.SR
Dusty OB stars in the Small Magellanic Cloud - II: Extragalactic Disks or Examples of the Pleiades Phenomenon?
我们使用中红外斯皮策光谱和远红外赫歇尔测光的20个主序星O 9-B2在小麦哲伦云（SMC）与强大的24微米过剩的样本调查中红外发射的起源。无论是恒星周围的碎片盘，还是致密的星际介质（ISM）被照亮的斑块，都可以引起这种中红外辐射。在一个配套文件，文件一，我们使用光谱表明，这是不太可能的任何这些来源是经典的Be星或赫比格Ae/Be星。我们把我们的分析集中在碎片盘和卷云热点上。我们发现20颗恒星中有3颗在中红外线范围内显著延伸，将它们确定为卷云热点。然后，我们拟合红外光谱能量分布，以确定尘埃的温度和质量。我们发现SMC恒星中的尘埃质量比任何已知的碎片盘都要大，尽管反对碎片盘假说的证据是间接的。最后，我们通过交叉匹配WISE和依巴谷星表创建了银河系（MW）中明亮的中红外OB星的本地比较样本。所有这些在适当光度范围内可以明确分类的本地恒星都是具有光学发射线的年轻恒星，或者被WISE空间分辨，尺寸太大，不可能是合理的碎片盘候选者。我们的结论是，非常强大的中红外线通量过剩最有可能解释为卷云热点，虽然我们不能严格排除一小部分的样品是由碎片盘或过渡盘。我们提出了暗示性的证据表明，弓激波加热周围失控的恒星可能是一个贡献机制的星际发射。这些来源，解释为卷云热点，提供了一个新的本地化的探测弥漫星际尘埃在低金属环境。（节录）
2013-05-21 astro-ph.SR
AO Vel: The role of multiplicity in the development of chemical peculiarities in late B-type stars
我们提出了高分辨率，高信号噪声的UVES光谱AO Vel，一个四重系统包含一个食BpSi星。根据这些观测结果，我们重建了各个组成部分的光谱，并对所有四个恒星成员进行了丰度分析。结果表明，各组分的化学组成都很特殊，丰度模式不同。特别是，这两颗质量较小的恒星表现出典型的HgMn星特征。该系统中两颗质量最大的恒星显示出变化的线条轮廓，表明存在化学斑点。考虑到该系统的年轻性及其组分的显着化学特性，该系统可以在化学异常的起源方面提供重要见解。
2010-01-04 astro-ph.SR
[X/Fe] Marks the Spot: Mapping Chemical Azimuthal Variations in the Galactic Disk with APOGEE
本研究利用 APOGEE DR17 巨星样本绘制银河系盘面化学图，证实了径向与垂直金属丰度梯度，并发现铁及其他元素的方位角变化与恒星年龄相关，指出旋臂并非导致该变化的唯一机制。
2024-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectropolarimetry of Magnetic Chemically Peculiar Stars in the Orion OB1 Association
我们总结了在猎户座OB 1协会的56个化学奇特（CP）星的分光偏振调查的结果。我们在2013-2021年使用特殊天体物理观测台的6米望远镜BTA统一收集了观测材料。我们确定了14个新的磁CP星的纵向磁场超过约500 G。所研究的样本包含31颗磁星或猎户座OB 1中整个CP人口的55%。我们发现，随着年龄的增长，磁CP星的百分比和磁场强度急剧下降。年轻亚组OB 1b（$\log t=6.23$）的平均纵向磁场确信几乎是老年亚组OB 1a（$\log t=7.05$）和OB 1c（$\log t=6.66$）的3倍。在猎户座星云，一个最年轻的恒星星族（$\log t < 6.0$）的地方，我们只检测到磁场的CP星的20%。这种情况与附近的子组OB 1c中83%的磁性CP星截然不同。我们认为这种效应是由一个非常年轻的人口与赫比格Ae/Be星的签名的显着一部分所造成的观测偏差。我们用于磁测量的技术和可用数据的质量不允许我们在光谱中具有有限数量的线和发射的恒星的情况下检测弱场。
2022-07-01 astro-ph.SR
Magnetic field topology of the unique chemically peculiar star CU Virginis
晚B型磁化学特殊星CU Vir是中等质量恒星中自转速度最快的星之一，具有较强的古磁场。它显示了一个突出的旋转调制的光谱能量分布和吸收线的轮廓，由于化学斑点，并表现出独特的强波束可变的无线电发射。关于CU Vir的磁场拓扑结构知之甚少。在这项研究中，我们的目标是推导出，第一次，详细的地图的磁场分布在这颗恒星的表面。我们使用覆盖整个旋转周期的高分辨率光谱偏振观测。这些数据解释使用多线技术的最小二乘反卷积（LSD）和一个新的塞曼多普勒成像代码的基础上详细的偏振辐射转移建模的斯托克斯我和V LSD配置文件。这种新的磁反演方法依赖于观测覆盖的整个波长范围内的光谱合成计算，并且不假设LSD剖面表现为具有平均参数的单个谱线。我们目前的磁性和化学丰度图来自Si和Fe线。这两个元素的平均极化曲线揭示了一个显着的偏离的磁场拓扑结构的CU Vir从通常假设的轴对称偶极配置。CU Vir的场是类似偶极的，但明显是非轴对称的，显示出相反极性区域之间的场强差异很大。Si图和Fe图上的主要相对丰度亏损特征与磁性图上的弱场区一致。我们的研究提供的CU Vir的扭曲偶极磁场拓扑结构的详细信息是必不可少的化学斑点的形成，无线电发射，和旋转周期变化的这颗星。
2014-04-09 astro-ph.SR
