The mass and size of Herbig disks as seen by ALMA
阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）进行了许多人口研究，以了解年轻恒星周围的原行星盘的整体性质。研究的星群主要由G、K和M星组成，相对较少的是质量更大的赫比格星。随着盖亚更新的距离，现在是一个很好的时间来使用ALMA档案数据的赫比格磁盘人口的研究，并采取了重要的一步，在我们的理解行星形成。这项工作确定的质量和大小的所有赫比格尘埃盘观察ALMA迄今为止，以450 pc。这些质量和大小的背景下，狼疮和上Sco T金牛座磁盘人口。使用了36颗赫比格恒星的ALMA Band 6和Band 7存档数据，使这项工作完成了64%，不包括猎户座。利用恒星参数和距离确定尘埃盘的质量和大小，并利用生存分析得到尘埃质量和半径的累积分布。Herbig磁盘有一个更高的尘埃质量比T金牛座磁盘人口狼疮和上斯科的因素$\sim3$和$\sim7$分别。此外，赫比格盘通常比典型的金牛座T盘更大。虽然赫比格盘的质量和大小在与金牛座T盘相似的范围内延伸，但赫比格盘的质量和大小的分布明显偏向更高的值。最后，I组磁盘比II组磁盘更大。基于这些研究结果，我们推测，赫比格和金牛座T磁盘之间的这些差异发现它们的起源在初始磁盘质量的规模与恒星质量，以及随后的磁盘演化扩大了可观察到的差异，特别是如果（分）毫米连续光学深度发挥了作用。此外，赫比格恒星更大的盘质量和尺寸可能与越来越多的具有主恒星质量的巨行星有关。
2022-11-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
New Herbig Ae/Be stars confirmed via high-resolution optical spectroscopy
我们目前的FEROS高分辨率（R~45000）光谱的34 Herbig Ae/Be恒星候选人与以前未知的或约束不佳的光谱类型。在样本中，有16个源与附近（d <250 pc）的恒星形成区（SFR）位置一致。所有的候选人都有IR过剩。我们确定的光谱类型和光度类的来源，推导出它们的径向和旋转速度，并限制他们的距离采用光谱的反射。我们确认了13颗Herbig Ae/Be星，并发现了一颗经典的金牛T星。三个源是发射线早型巨星，可能是Herbig Ae/Be星。一个来源是主序星A型星。14个来源是后主序星巨星和超巨星。两个来源是极端发射线恒星。大多数的源似乎是距离超过700 pc的背景恒星。我们表明，高分辨率的光谱学是一个重要的工具，区分年轻的恒星从主序后的恒星在低分辨率光谱的基础上从发射线星表的样本。在样本中，3颗年轻的恒星（CD-38 4380、Hen 3 - 1145和HD 145718）和一颗具有发射线的早型光度III类巨星（Hen 3 - 416）的距离小于300 pc，并且与附近的SFR位置重合。这4个源很可能是附近的年轻恒星，并在高角分辨率的后续观测是有趣的。此外，7颗d> 700 pc的赫比格Ae/Be星（Hen 2 - 80，Hen 3 - 1121 N & S，HD 313571，MWC 953，WRAY 15 - 1435和Th 17 - 35）位于或接近（<5 '）具…
2010-04-20 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
Relation between metallicities and spectral energy distributions of Herbig Ae/Be stars. A potential link with planet formation
恒星金属丰度[M/H]可能对行星形成有重要意义。特别是，卡马等人提出，某些赫比格Ae/Be星（HAeBes）表面缺乏难熔元素可能与木星行星造成的盘腔有关，这些盘腔捕获了富含金属的物质。这项工作的目的是提供一个强大的测试，通过分析最大的样本HAeBes均匀衍生的[M/H]值，恒星，和拱星的属性。基于观察到的光谱和Kurucz合成模型推导出67个HAeBes的[M/H]值。进行了统计分析，旨在测试[M/H]与Meeus等人的光谱能量分布（SED）分类中的I组源之间的潜在关系，可能是巨行星留下的空洞我们的研究有力地证实了I组来源的[M/H]往往低于II组HAeBes。一个类似的分析涉及到基于SED的过渡盘并没有揭示这样的关系，这表明并不是所有能够产生尘孔的过程都对恒星丰度产生影响。我们还表明，所观察到的[M/H]差异不是由环境影响驱动的。最后，第一组来源往往有较强的（分）毫米连续发射推测与巨行星的存在。事实上，文献结果表明，磁盘子结构可能与他们的存在高达10倍以上的频率在组I HAeBes。我们提供的间接证据表明，巨行星更频繁地围绕I组/低[M/H]恒星比周围的其余的HAeBes。然而，直接测试需要在其盘中多次探测到正在形成的行星，到目前为止仅限于金属耗尽（[M/H] = -0.35 +- 0.25）的I族HAeBe恒星AB Aur周围的候选者。
2022-12-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chemical abundances of the high-latitude Herbig Ae Star PDS2
Herbig Ae恒星PDS 2（CD-53 251）在几个方面都很不寻常。它有一个高银河纬度，与任何已知的恒星形成区无关。它位于Herbig Ae序列的冷端，在那里有利的环境有利于确定恒星参数和化学丰度。我们找到了$T_{\rm eff} = 6500$ K和$\log(g) = 3.5$。相对较低的$v\cdot\sin(i) = 12\pm2$ \kms使得可以使用大多数弱线的丰度。PDS 2似乎属于Herbig Ae类恒星，具有正常的挥发性和耗尽的不挥发性元素。这种模式不仅出现在$λ$ Boo星上，也出现在一些后AGB和金牛座RV星上。在年轻恒星和高度演化的巨星中出现相同的丰度模式，加强了其起源的气体-颗粒分离假说。中间挥发性锌可以违反贫化挥发物的模式。
2014-03-05 astro-ph.SR
The Radio Jet Associated with the Multiple V380 Ori System
巨大的赫比格-哈罗天体222在天空平面中的$\sim$ 6 $'$上延伸，具有弓形激波形态。多年来，其令人兴奋的来源的确定仍然不确定。在激波结构的核心处，提出了一个非热射电源作为激发源。然而，甚大阵的研究显示，射电源具有清晰的射电星系形态，缺乏流量变化或自行，有利于河外起源。最近，一项光学红外研究提出，这个巨大的HH天体是由多恒星系统V380 Ori驱动的，位于HH 222东南方向的$'$ 23号。HH系统的激发源通常在厘米波长处被检测为弱的自由-自由发射体。在这里，我们报告检测到一个细长的无线电源与赫比格是明星或其近红外同伴在多V380猎户座系统。该射电源具有热射电源的特征，并与HH~222定义的巨大外流方向对齐，并建议与SE对应，HH~1041。我们建议，这种无线电喷流跟踪的起源大规模HH流出。假设喷流来自赫比格Be星，射电光度比射电喷流的射电-测辐射热相关性预期的值小几倍，证实这是一个比用于建立相关性的天体更进化的天体。
2016-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
An analysis of the Herbig star population and their protoplanetary disks within 1 kpc
Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Astronomy Unit, School of Physics and Astronomy, Queen Mary University of London（伦敦大学玛丽女王学院物理与天文学系天文学单元）；Center for Astrophysics Harvard & Smithsonian（哈佛史密森尼天体物理中心）；Institute for Astronomy, University of Hawaii（夏威夷大学天文学研究所）；Earth and Planets Laboratory, Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构地球与行星实验室）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内科克天文学研究所）
本研究编制1千秒差距内243颗真实赫比格星星表，发现其盘尘埃质量分布呈双峰特征，大质量盘出现率峰值与巨行星峰值重合，揭示赫比格星盘的演化特性与成因。
2026-08-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of the dust/gas environment around Herbig Ae/Be stars
用KOSMA 3米望远镜观测了54颗Herbig Ae/Be星的CO和$^{13}$ CO发射线。通过拟合恒星的星周环境，研究了恒星及其星周环境的性质。该样品的$^{13}$ CO（2-1）谱线的平均线宽为1.87 km s $^{-1}$。对于小于$10^{6}$年的恒星，H $_{2}$的平均柱密度为$4.9\times10^{21}$ cm $^{-2}$，而对于大于$10^{6}$年的恒星，H $_{2}$的平均柱密度下降到$2.5\times10^{21}$ cm $^{-2}$。Herbig Ae星和Herbig Be星在相同年龄时的SEDs没有显著差异。红外过量随着年龄的增长而减少。在$10^{5}$年以后，包层质量和包层吸积率随年龄的增加而减小.样品的平均圆盘质量为$3.3\times10^{-2} M_{\sun}$。盘吸积速率比包层吸积速率下降得慢。CO谱线强度与包线质量之间有很强的相关性。
2011-05-27 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
A $λ=1.3$ millimeter Survey for Disks around Herbig Be Stars
Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；School of Physics, Trinity College Dublin, the University of Dublin（都柏林大学三一学院物理学院）
利用亚毫米阵列对24颗赫比格Be星进行1.3毫米巡天，探测到5颗星周围存在盘，盘质量足以形成巨行星，未发现高质星辐射导致盘快速消散的证据。
2026-06-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Photoionization Models of the Inner Gaseous Disk of the Herbig Be Star BD+65 1637
我们试图约束的内部，气体盘的赫比格星BD+65 1637使用非LTE，拱星盘代码和观测光谱（3700至10,500）从ESPaDOnS仪器CFHT的物理性质。中心恒星的光致电离辐射被认为是圆盘输入能量的唯一来源。我们模型的光学和近红外发射线，被认为是在该地区使用标准的技术，已成功地模拟经典Be星的光谱形成。通过比较合成的氢，氦，铁和钙的线轮廓与观察到的线轮廓，我们试图约束的几何形状，密度结构和运动学的气体盘。合理的匹配已被发现为所有线的个人资料，但是，没有磁盘密度模型的基础上，一个单一的幂律赤道密度能够同时适合所有观测到的发射线。其中的发射线，金属线，特别是钙II IR三重态，似乎需要更高的磁盘密度比其他线路。不包括Ca II线，赤道盘密度下降为$10^{-10} (R_{*}/R)^3 g\,cm^{-3}$的模型中看到的一个$50\,R_{*}$盘倾斜45°提供合理的匹配的整体线的形状和强度。Ca II线似乎需要较浅的下降作为$10^{-10} (R_{*}/R)^2 g\,cm^{-3}$，以配合其强度。可能需要更复杂的磁盘密度模型来改进与BD+65 1637光谱的匹配。
2015-11-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Polarized disk emission from Herbig Ae/Be stars observed using Gemini Planet Imager: HD 144432, HD 150193, HD 163296, and HD 169142
为了寻找正在进行的行星形成在年轻的磁盘的迹象，我们进行了第一次J波段偏振发射成像的赫比格Ae/Be星HD 150193，HD 163296，HD 169142使用双子座行星成像仪（GPI），随着新的H波段观测HD 144432。我们证实了复杂的“双环”结构的近面对系统HD 169142首次看到在H波段，发现外环是实质上红比内的偏振强度。使用辐射转移建模，我们开发了一个物理模型，解释了全光谱能量分布（SED）和J-和H-波段表面亮度剖面，这表明两个环的差分颜色可能来自于穿过内壁的变红星光，可能不需要晶粒特性的差异。此外，我们清楚地检测到HD 163296（MWC 275）中的一个细长的偏心环，将散射表面定位在中平面上方18 AU处，径向距离为77 AU，与ALMA在1.3 mm处看到的一个环同空间，该环与CO雪线相连。最后，我们报告了HD 150193（MWC 863）散射光的微弱探测和HD 144432的未探测;这些目标的恒星伴星可能破坏了主星外盘的物质。对于HD 163296和HD 169142，我们探测到的突出外环可能是外盘中巨型行星形成的证据，或者是可能与雪线化学有关的大规模尘埃生长过程的表现。
2017-02-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Planetary Luminosity Problem: "Missing Planets" and the Observational Consequences of Episodic Accretion
在原行星盘中，螺旋臂和大的中央空隙的高出现率，如果被解释为巨行星的路标，则表明气体巨星通常是年轻恒星（$<$几百万年）的伴星，轨道距离为10- 300\，au。然而，试图直接将这个巨大的行星群作为更成熟的恒星（$> 10$ \，Myr）的伴星，却没有取得多少成功。这种差异可以解释，如果大多数巨行星形成“冷启动”，即，当它们聚集在一起的时候，它们会散发出大量的能量，使它们变得足够微弱，从而在以后的时间里逃避检测。在这种情况下，巨行星应该在早期，在它们的吸积阶段是明亮的，然而形成行星很少通过直接成像技术被发现。在这里，我们探讨的可能性，吸积行星的低检测率是通过环行星盘的情节吸积的结果。我们还探讨了围绕Herbig Ae星HD~142527的伴星可能是一颗正在经历这种吸积爆发的巨行星的可能性。
2020-03-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Exploring the long-term temporal variability in polarization through multi-epoch optical spectro-polarimetry - Part I: A sample of Herbig Ae/Be and classical Be stars
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Indian Institute of Technology Gandhinagar（甘地纳加尔印度理工学院）
该研究通过ProtoPol光谱偏振仪对21颗赫比格Ae/Be星和经典Be星开展28个月多历元监测，发现经典Be星Hα偏振稳定、多数赫比格星偏振显著变，构建了罕见的长跨度光谱偏振数据集。
2026-08-12 astro-ph.SR
The 2018 eruption and long term evolution of the new high-mass Herbig Ae/Be object Gaia-18azl = VES 263
在2018年发现被标记为事件Gaia-18 azl的增亮之后，我们一直在高节奏地监测VES 263的光度和光谱演化。VES 263是一颗被忽略的发射线天体，于1960年代在物镜棱镜板上被发现，通过ASASSN光变曲线的自动分析，暂时被归类为半规则AGB冷巨星。我们发现VES 263是一个真正的大质量前主序天体（~12 Msun），属于Herbig AeBe类型。它位于1.68+/-0.07千秒差距的距离，在天鹅座OB 2恒星形成区内，并且由于星际消光而高度变红（E（B-V）=1.80+/-0.05）。在静止时，光谱能量分布主要是来自中央B1 II恒星的20，000 K光球辐射，而在波长>=6微米时，则是来自星周温暖尘埃的辐射（Tdust高达400 K）。2018-19年的喷发是由B1 II恒星周围的吸积盘显着变亮引起的，这可以通过积分通量随时间的演变和发射线的双峰轮廓来追踪。在爆发的高峰期，盘体温度约为7500 K，光度L>=860 Lsun，对应的质量吸积率>=1.1x10（-5）Msun/yr。我们用哈佛、莫斯科和Sonneberg的照相底片重建了VES 263从1896年到1995年的光度历史，显示了从1953年到1969年的一个比现在的喷发亮得多的状态。
2019-07-28 astro-ph.SR
Does the innermost occurrence distribution measure tidal dissipation, reveal a flow of giant planets, or both?
开普勒发现的最短周期巨型系外行星的出现分布显示出一种下降，这与恒星潮汐引起的迁移所预期的下降非常匹配。我们提出了一个比较，可以显示的潮汐耗散（摩擦）作为恒星和行星系统的年龄分布的函数的水平，与已知的基本恒星和行星参数的依赖关系。利用这种关系，可以对潮汐耗散的值施加约束，这些约束将随着年龄分布的确定而得到改善。对于巨行星来说，这导致了一个出乎意料的低潮汐耗散值。这种短周期巨行星的过剩可能是由于长周期巨行星的持续补给迁移到短周期堆积中，破坏了沿途较小行星的存在。也许接近海王星大小的行星的出现分布将更好地测量潮汐摩擦，而木星大小的行星的分布揭示了巨行星更有可能完成逐渐迁移到恒星。
2012-06-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evolution of the Accretion Rate of Young Intermediate Mass Stars: Implications for Disk Evolution and Planet Formation
Clemson University（克莱姆森大学）；Universidad Autonoma de Madrid（马德里自治大学）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）；University of Leeds（利兹大学）
本文研究了年轻中等质量恒星吸积率的演变，提出恒星有效温度增加驱动吸积率上升，解释了Herbig盘寿命问题，并对行星形成有重要意义。
2025-12-01 astro-ph.SR
Gas dynamics in the inner few AU around the Herbig B[e] star MWC297: Indications of a disk wind from kinematic modeling and velocity-resolved interferometric imaging
我们在氢Br-γ线上对赫比格B[e]星MWC 297进行了近红外AMBER（R = 12，000）和CRIRES（R = 100，000）观测。利用VLTI单位望远镜，我们获得了适合于孔径合成成像的紫外覆盖范围。我们解释我们的速度分辨图像以及派生的二维光心位移矢量，并适合我们的可见度和相位数据的运动学模型，以限制在亚AU尺度上的气体速度场。测量的连续光谱约束了近红外发射尘埃盘的方向，我们确定了尘埃盘的长轴是沿着99.6 +/- 4.8度的位置角定向的。近红外连续发射比预期的尘埃升华半径紧凑3.6倍，可能表明存在高度耐火的尘埃颗粒或光学厚气体排放的内盘。我们的速度分辨通道图和矩图揭示了Br-γ发射气体在六个速度通道中的运动，这标志着第一次可以直接成像原行星盘的亚AU内部区域的运动学效应。我们发现了一个旋转主导的速度场，其中蓝移和红移的排放量沿着24 +/- 3度的位置角位移，并且接近的部分是恒星以西的偏移。线中的能见度下降以及强非零相位信号可以合理地模拟假设开普勒速度场，虽然这个模型是不能解释3西格玛的差异，我们测量的位置之间的角度线的光心和尘埃盘的位置角。我们发现，可以通过添加一个外流组件的速度场，灵感来自磁离心盘风的情况下，可以提高拟合。
2017-09-25 astro-ph.SR
Chemically tracing the water snowline in protoplanetary disks with HCO$^+$
[摘要]行星形成预计将在原行星盘的雪线周围得到加强，特别是在水雪线周围。然而，水雪线与主恒星和地球大气层中的水非常接近，这使得直接探测原行星盘中的水雪线具有挑战性。继早期工作的原恒星信封，本研究的目的是调查的有效性HCO $^+$和H $^{13}$ CO $^+$，作为示踪剂的水雪线在原行星盘，作为HCO $^+$被破坏的气相水。两个小的化学网络被用来预测HCO $^+$丰度在一个典型的赫比格Ae磁盘。随后，对H $^{13}$ CO $^+$和HCO $^+$ $J=2-1$的相应发射曲线进行建模，这提供了连续发射的亮度和光学深度效应之间的最佳平衡。HCO $^+$丰度在4.5天文单位的水雪线外跳跃了两个数量级。我们发现H $^{13}$、CO $^+$和HCO $^+$的发射是环形的，这是由于三种效应：HCO $^+$被气相水破坏、连续光学深度和分子激发效应。对于H $^{13}$ CO $^+$和HCO $^+$，气相水的存在导致在圆盘中心处仅$\sim$额外下降13%和24%。对于更明亮的爆发源V883 Ori，我们的模型预测，如果雪线位于$\sim$ 40 AU之外，则尘埃和激发的影响不会受到限制。我们对HCO $^+$ $J=3-2$的ALMA观测结果的分析与位于100 AU左右的水雪线一致。HCO $^+$丰度在水雪线附近急剧下降，但灰尘和激发可以掩盖由于水雪线导致…
2020-11-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spiral Arms in the Asymmetrically Illuminated Disk of MWC 758 and Constraints on Giant Planets
我们提出了第一个近红外散射光检测的过渡盘与赫比格Ae星MWC 758使用的数据作为战略探索的一部分，系外行星和斯巴鲁，和1.1微米的HST/NICMOS数据。虽然亚毫米研究表明有一个r=0.35的尘埃耗尽空腔，但我们发现散射光距离恒星0.1（20-28 AU），在H，K '或Ks处没有可见的空腔。我们发现两个小规模的螺旋结构，不对称的阴影外盘。我们使用螺旋密度波理论对其中一个螺旋进行了建模，并得出了一个H ~ 0.18的磁盘纵横比，表明动态温暖的磁盘。如果螺旋图案是由扰动激发的，我们估计它的质量为5+3，-4兆焦耳，在行星过滤模型预测吸积继续到恒星的范围内。使用L'处的非冗余孔径掩蔽数据和K'和Ks处的局部优化图像组合的角微分成像的组合，我们排除了Herbig Ae恒星300质量范围内的恒星或大质量棕矮星同伴，以及除了行星质量之外的所有0.5质量的同伴。使用COND模型，我们达到了5 σ对比度，将伴星限制在行星质量，1.0时为3-4 MJ，1.55时为2 MJ。总的来说，这些数据加强了MWC 758已经是一个年轻行星系统的情况。
2012-12-06 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Confirmation and characterization of the protoplanet HD100546 b - Direct evidence for gas giant planet formation at 50 au
我们提出了第一个多波长，高对比度成像研究确认嵌入在磁盘周围的Herbig Ae/Be恒星HD 100546的原行星。在$L'$（$\sim 3.8\,μm$）和$M'$（$\sim 4.8\,μm$）处检测到该物体，但在$K_s$（$\sim 2.1\,μm$）处未检测到该物体，并且发射由空间分辨发射包围的点源分量组成。对于点源分量，我们推导出$L'=13.92\pm0.10$ mag、$M'=13.33\pm0.16$ mag和$K_s>15.43\pm0.11$ mag（3个$σ$极限）的视星等，以及$(0.457\pm0.014)"$和$(8.4\pm1.4)^\circ$、$(0.472\pm0.014)"$和$(9.2\pm1.4)^\circ$分别在$L'$和$M'$中的分离角和位置角。我们证明，该对象是共同移动与HD 100546，可以拒绝任何（子）恒星前/背景对象。拟合一个单一的温度黑体观测通量的点源组件产生的有效温度为$T_{eff}=932^{+193}_{-202}$ K和半径为$R=6.9^{+2.7}_{-2.9}$ R $_{\rm Jupiter}$的发射区。最适合的光度是$L=(2.3^{+0.6}_{-0.4})\cdot 10^{-4}\,L_{\rm Sun}$。我们定量比较我们的研究结果与预测的年轻，气体巨行星的演化和大气模型，讨论了可能存在…
2015-04-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
First Images of the Protoplanetary Disk Around PDS 201
散射光成像揭示了年轻的赫比格Ae/Be恒星$-$周围的近12个拱星盘，使研究上层盘的结构成为正在形成的行星的潜在迹象。我们提出的第一个图像的磁盘周围的变量赫比格Ae星PDS 201（V* V351猎户座），并通过三维蒙特卡罗辐射传输模拟和正演模拟的图像和光谱能量分布的分析。在三个数据集中检测到的磁盘与LBT的LBTI/LMIRCam，包括直接观测的$Ks$和$L'$过滤器，和$L'$观测与360 $^\circ$矢量切趾相位板日冕。散射光盘延伸到一个非常大的半径$\sim$ 250 au，这使它成为最大的这样的磁盘。在盘外部，我们建立了对亚恒星伴星的探测极限，低至$\sim$ 5 M $_{Jup}$，$\gtrsim$ 1.5”（$\gtrsim$ 500 au），假设Baraffe等人（2015）模型。图像显示径向间隙延伸至$\sim$ 0.4”（$\sim$ 140 au，距离340 pc），这在光谱能量分布中也很明显。这个巨大的间隙可能是轨道距离（$\sim$ 60-100 au）的多个大质量巨行星的路标，与以前从原行星盘子结构推断的行星群相比，这些行星异常巨大且分布广泛。
2020-04-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
The complex circumstellar environment of HD142527
最近在年轻的A型恒星周围发现的气体巨行星表明，围绕Herbig Ae/Be恒星的圆盘将发展行星系统。一个有趣的例子是HD 142527，先前的观测揭示了它复杂的星周环境和异常高的红外光度与恒星光度的比率。它的性质与其他赫比格Ae/Be星有很大的不同。这表明HD 142527周围的圆盘处于一个不寻常的进化阶段。我们的目标是更好地了解赫比格Ae/Be星HD 142527周围的拱星材料的几何形状和演化状态。我们绘制了HD 142527周围尘埃的成分和空间分布。我们分析SEST和ATCA毫米数据，VISIR N和Q波段成像和光谱。我们从文献中收集更多相关数据。我们使用辐射转移程序MCMax建立了一个星周物质的几何和密度结构模型，该模型能满意地拟合所有的观测量。我们发现，磁盘的HD 142527有三个几何上不同的组件分开的磁盘间隙从30到130 AU。它有一个从0.3天文单位到30天文单位的几何平面内盘;在内盘区域有一个光学薄的光环状尘埃成分;和一个从130天文单位到200天文单位的巨大的自阴影外盘。我们推导出小颗粒尘埃的总质量为10^-3 M0，外盘内壁的垂直高度为h = 60 AU。....
2011-01-29 astro-ph.SR
ALMA detections of circumstellar disks in the giant Hii region M17. Probing the intermediate- to high-mass pre-main-sequence population
本研究利用ALMA在巨型Hii区M17中首次探测到四个中高质量YSOs的星周盘，通过流量、源大小和光谱指数约束盘性质，发现其尘埃质量仅约几个地球质量，且样本虽年轻但平均盘质量最低。
2024-12-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A SCUBA-2 850-$μ$m survey of circumstellar disks in the $λ$ Orionis cluster
我们目前的结果，从850- $μ$米调查的$\sim$ 500万年的老$λ$猎户座恒星形成区。我们使用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜上的SCUBA-2相机来测量$\sim$ 0.5直径的圆形区域，该区域包含36个（59个中的）星团成员，这些成员具有指示拱星盘的红外过量。我们只探测到一个具有$>3σ$意义的天体，即赫比格Ae星HD 245185，其通量密度为$\sim74$ mJy光束$^{-1}$，对应的尘埃质量为$\sim150$ M $_{\oplus}$。堆积个别未检测到的来源没有产生显着的平均信号，但给出了一个上限的平均尘埃质量$λ$猎户座磁盘的$\sim3$ M $_{\oplus}$。我们用亚毫米波天线阵对HD 245185进行的后续观测发现了微弱的CO2--1谱线发射，其积分通量为$\sim170$ mJy km s $^{-1}$，但在30 mJy km s $^{-1}$灵敏度下没有$^{13}$ CO或C $^{18}$ O同位素体发射，这表明$\lesssim1$ M $_{\rm Jup}$的气体质量。因此，隐含的气尘比是标准星际介质值的$\gtrsim50$倍，使HD 245185与其他年龄相近的赫比格Ae盘区分开来，这些盘被发现富含气体;由于HD 245185也显示出吸积的迹象，我们可能在盘清理的最后阶段捕捉到它。我们对$λ$ Orionis星团的研究对…
2015-05-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Exploring the long-term temporal variability in polarization through multi-epoch optical spectro-polarimetry - Part II: A sample of symbiotic and red-giant stars
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Indian Institute of Technology Gandhinagar（甘地纳加尔印度理工学院）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德航天飞行中心）
该研究通过ProtoPol光谱偏振仪对6颗共生星、18颗红巨星开展26个月多历元观测，发现多数目标连续谱偏振显著变化，是罕见的两年跨度多历元偏振数据集。
2026-09-15 astro-ph.SR
Discovery of a thin lithium plateau among metal-poor red giant branch stars
贫金属矮星的表面锂丰度A（Li）在[Fe/H]~-2.8 dex处呈现一个狭窄的平台，而在较低的金属丰度处，平均值下降0.3 dex，并伴随着显著的逐星散射（称为锂熔化）。这种行为与标准恒星演化模型的预测相冲突，该模型是用标准大爆炸核合成提供的初始A（Li）计算的。较低的红巨星分支（LRGB）恒星提供了一个补充的工具，以了解初始A（Li）分布在贫金属恒星。我们收集了58颗LRGB星的高分辨率光谱样本，[Fe/H]范围在~ -7.0 dex和~ -1.3 dex之间。LRGB星的A（Li）分布明显不同于矮星的A（Li）分布，没有熔化的迹象，有两个明显的组成部分：（a）一个薄的A（Li）平台，平均A（Li）=1.09+-0.01 dex（sigma=0.07 dex），和（b）一小部分贫Li星的A（Li）低于~0.7 dex。通过在恒星演化模型中加入一个额外的化学元素输运，可以使LRGB星中观测到的A（Li）分布与接近宇宙学值的初始丰度相一致。这种运输所需的效率使我们能够匹配在矮星系中测量到的斯皮特高原锂丰度。出现的情况是，所有贫金属恒星形成时具有相同的初始A（Li），但那些可能是合并的产物或经历了双星质量转移的恒星显示出较低的A（Li）。我们的结论是，在LRGB星的A（Li）是定性兼容的宇宙学A（Li）值，并在矮星中观察到的熔融并不反映出生时的丰度真正下降。
2022-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Building the Galactic halo from globular clusters: evidence from chemically unusual red giants
我们提出了一个光谱搜索晕场星，最初形成于球状星团。使用中等分辨率的SDSS-III/SEGUE-2光谱的561颗红巨星具有典型的晕金属丰度（-1.8 < [Fe/H] < -1.0），我们确定了16颗恒星，3%的样本，CN和CH带强度行为表明相对于其余的数据集，贫碳和增强的氮丰度。由于球状星团是唯一已知的环境中，恒星形成这种模式的非典型轻元素丰度，我们认为这些恒星是第二代球状星团的恒星已经失去了晕场通过正常的集群质量损失过程。从两代球状星团形成的理论模型外推，这一结果表明，球状星团贡献了显着数量的恒星的星系晕的建设：我们计算，最低的17%的恒星晕的质量最初形成于球状星团。CN-强恒星与CN-正常恒星的比例随着银心距离的增加而下降，这表明内晕人口可能是这些恒星的主要储存库。
2011-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The red giant branch phase transition: Implications for the RGB luminosity function bump and detections of Li-rich red clump stars
详细研究了不同金属丰度的氦点燃阶段的光度和红巨星分支相变过程中红巨星分支凸点光度的演化。为了这个目的，我们计算了一个网格的恒星模型，采样的质量范围内的过渡与一个精细的质量步骤等于${\rm 0.01M_\odot}$。我们发现，对于一个初始化学成分给定的恒星星族，存在一个临界年龄（1.1-1.2~Gyr），在这个年龄附近，年龄的减少仅为2000 - 3000万年，就会导致红巨星分支尖端亮度的急剧下降。我们还发现一个狭窄的年龄范围（几$10^7$ yr）周围的过渡，其特征是亮度的红巨星分支凸点比亮度的He点火。我们讨论了这种情况下，丰富的锂核心氦燃烧恒星的观测之间可能存在的联系。
2015-10-27 astro-ph.SR
Does feedback help or hinder star formation? The effect of photoionisation on star formation in Giant Molecular Clouds
我们研究了湍流恒星形成云内的光电离反馈的影响，比较了理想化的配置文件和更现实的云结构从全球星系模拟得出的恒星形成。我们进行了一系列的数值模拟，比较了单独的恒星形成，光电离和光电离加上超新星反馈的影响。在理想的星云中，光电离抑制了早期的气体分裂，导致形成更大质量的恒星，并提高了恒星形成效率。在稍后的时间，稠密气体的扩散导致辐射反馈效应从正转换为负，因为恒星形成效率下降。在从全球模拟中提取的云中，初始云在恒星反馈开始之前就已经严重碎片化，并且在很大程度上不受辐射能量后期注入的结构影响。结果是抑制了恒星的形成。我们的结论是，反馈的效率在很大程度上取决于气体的结构，负反馈占主导地位时，密度高。
2016-12-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Direct Imaging of Fine Structures in Giant Planet Forming Regions of the Protoplanetary Disk around AB Aurigae
我们报道了高分辨率的1.6 $\micron$偏振强度（$PI$）图像的拱星盘周围的赫比格Ae星AB Aur在径向距离为22 AU（$0."15$）至554 AU（3。$"$ 85），这已经通过具有双光束偏振仪的高对比度仪器HiCIAO获得。我们揭示了复杂的和不对称的结构，在内部部分（$\lesssim$ 140 AU）的磁盘，同时确认以前报告的外部（$r$ $\gtrsim$ 200 AU）螺旋结构。我们已经在$\sim$ 40和$\sim$ 100 AU处成像了双环结构，以及两者之间的环状间隙。我们发现两个环之间的倾斜角有很大的差异，这可能表明AB Aur的圆盘是弯曲的。此外，我们发现两个环内有7个凹陷（典型大小为$\sim$ 45 AU或更小），以及在$\sim$ 40 AU处有3个突出的$PI$峰。观测到的结构，包括一个凹凸不平的双环，环形间隙，并在最里面的区域翘曲盘，提供了必要的信息，了解最近发现的宽轨道（$r$ $>$ 20 AU）行星的形成机制。
2011-02-22 astro-ph.SR
Radial pulsations of red giant branch stars
我们进行了流体动力学计算的非线性恒星脉动的人口I恒星的演化阶段的上升红巨星分支和以下的亮度下降，由于核心氦闪光。红巨星填充这一地区的赫兹斯普林-罗素图被发现是基本模式的传播。在红巨星分支的顶端，脉动周期最大，初始质量为1.1 M_ \odot ~ 1.9 M_ \odot的恒星的脉动周期分别为254 ~ 33天。在核心氦闪光期间的周期变化率与在氦壳源中的热脉冲期间Mira型变量的长期周期变化率相当。在初始质量为Mzams = 1.1 M_ \odot的恒星中，周期变化率最大（\dot/\approx-0.01 yr^{-1}），而在演化序列为Mzams= 1.9 M_PDMATHABMM的恒星中，周期变化率则减小到\dot/\sim-0.001 yr ^{-1}。理论上，周期Pi > 200天的红巨星的光变曲线显示出次极大值的存在，类似于在许多Miras中观测到的。
2017-06-28 astro-ph.SR
Planetary Engulfment in the Hertzsprung--Russell Diagram
行星伴随着大多数类似太阳的恒星。许多恒星的轨道足够接近，以至于当它们的宿主恒星上升到巨大的分支时，它们将被吞没。这封信比较了被吞没的行星的轨道衰变产生的能量和恒星的固有光度。轨道衰减功率是由周围的包层对被吞没的伴星的拖曳产生的。当恒星沿着巨分支上升时，它们的包层密度下降，通过轨道衰变注入的能量也下降，其比例大约为$L_{\rm decay} \propto R_*^{-9/2}$。然而，它们的亮度沿着巨分支增加。这些相反的比例表示交叉，其中$L_{\rm decay}= L_*$。我们考虑在赫兹-罗素（H-R）图中沿等时线吞噬行星。我们发现，对于木星行星伴星，这种穿越的条件发生在$L_*\approx 10^2$ ~ $L_\odot$（或$a\approx 0.1$ ~au）附近。距离较近的巨行星，如热的类星体，会被消耗，形成$L_{\rm decay}\gg L_*$;而距离较远的行星，如热的类星体，$a\approx 0.5$ ~au，则会被$L_{\rm decay} \ll L_*$轻微扰动。我们的结果绘制出了H-R图中巨分支的参数空间，在那里与行星伴星的相互作用导致了宿主星的显著能量扰动。
2018-01-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Sulphur monoxide emission tracing an embedded planet in the HD 100546 protoplanetary disk
分子线观测是恒星、盘和行星形成不同演化阶段的物理和化学条件的有力示踪剂。利用阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）的高角分辨率和前所未有的灵敏度，现在有一种动力来探测原行星盘中的小尺度气体结构，这些结构可以直接归因于行星的形成。我们报告的高角分辨率ALMA波段7观测一氧化硫（SO）在附近的行星托管磁盘周围赫比格星HD 100546。SO在演化的原行星盘中很少被探测到，但在其他环境中，它最常被用作激波的示踪物。来自HD 100546盘的SO排放主要来自大约1000000毫米的气体。20 AU毫米尘埃腔，并显示出一个明确的方位角亮度不对称的一个因素为2。此外，当将这些新的循环7数据与相同SO跃迁的循环0数据进行比较时，我们看到谱线轮廓形状的显著差异。我们讨论了不同的物理/化学机制，可能是负责这种不对称性和时间的变化，包括磁盘风，磁盘扭曲，和一个（形成）行星引发的冲击。我们认为，由于巨行星的存在，SO在空腔中得到增强。SO的不对称性补充了通过CO振转辐射追踪的巨行星HD 100546 c周围的热环行物质的证据。这项工作为进一步的观测和建模工作奠定了基础，以探测和理解形成中的行星在其母盘上的化学印记。
2022-10-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gas, not dust: Migration of TESS/Gaia hot Jupiters possibly halted by the magnetospheres of protoplanetary disks
本研究利用TESS与Gaia DR3数据比较中等质量恒星周围热木星轨道与盘内边界，发现是气体盘磁层截断半径而非尘埃盘阻止了热木星向内迁移，并推测无磁层的大质量赫比格星更易吞噬新生行星。
2024-04-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Contributions of structural variations to the asymptotic mixed-mode coupling Factor in red giant stars
超精密测光空间任务的出现，使得用混合模式研究恒星内部成为可能。结构变化引起的化学成分的不连续性留下的第一次疏浚--是一个重要的功能之间的恒星中间层位于氢燃烧壳层和底部的红巨星对流区，作为混合模式的属性可以显着影响这些变化。本文用恒星模型讨论了影响混合模耦合因子$q$变化的因素。在一般情况下，结构的变化会引起一个微妙的位移的兰姆频率和急剧变化的浮力频率，这导致变化的$q$的值计算使用的渐近形式主义，假设一个平滑的背景结构的变化。这两个因素的影响可以在低光度红巨星的可检测混合模式中感受到。此外，不同的性质的变化的两个特征频率的半径附近的对流区的底部，产生突然增加的$q$在演化的红巨星。随着恒星沿着红巨星分支进一步演化，$q$会迅速下降。
2022-10-13 astro-ph.SR
Herschel Observations of a Newly Discovered UX Ori Star in the Large Magellanic Cloud
LMC的恒星SSTISAGE 1C J050756.44-703453.9，是在EROS-2光变曲线的调查中首次被发现的，这些恒星具有典型的北冕座R（RCB）类的大不规则亮度变化。然而，可见光谱显示的发射线包括巴耳末和帕邢系以及许多铁II线，强调不是RCB星。这颗恒星具有典型的UX Ori恒星的所有特征。它的光谱类型约为A2，并在其附近激发了H II区。然而，如果它是LMC的成员，那么它是非常明亮的赫比格Ae/Be星。它的亮度不规则地下降，最高可达2等，并显示出这类恒星典型的变红和变蓝。它的光谱显示出发射线和吸收线的组合，是典型的UX猎户座恒星，由于星周尘埃的遮蔽而处于衰退状态。SSTISAGE 1C J050756.44-703453.9具有强IR过量，并且在500微米外存在显著发射。蒙特卡洛辐射转移建模的SED要求，SSTISAGE 1C J050756.44-703453.9既有一个尘埃盘，以及一个大的扩展扩散信封，以适应中，远红外尘埃排放。这颗恒星是Herbig Ae/Be恒星的UX Ori子类的新成员，也是在LMC中发现的第二颗这样的恒星。
2010-08-11 astro-ph.SR
Red-Giant Branch Stellar Cores as Macroscopic Dark Matter Detectors
我们发现，宏观暗物质（DM）对红巨星分支（RGB）星的简并氦核的影响可以通过DM-重子弹性散射引发氦聚变。氦燃烧的开始导致了光度的下降和温度的上升，标志着向水平分支星的转变。我们发现，这种影响可以改变的RGB光度功能的球状星团（GC），特别是集中在GC M15。利用恒星模拟程序MESA建立的M15恒星模型，在零假设和信号假设下，计算了DM点火事件的发生率和理论RGB光度函数。我们用质量$10^{17}\ {\rm g} \lesssim m_χ \lesssim 10^{20}\ \rm{g}$和几何截面$10^2\ {\rm cm}^2 \lesssim σ_{χn} \lesssim 10^{7}\ \rm{ cm}^2 $来约束DM，假设M15中的DM来源于背景银河系晕。我们还提出了更严格的限制条件，假设M15形成于今天仍然存在的DM次晕中。
2021-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Accretion in giant planet circumplanetary disks
在巨行星的最后生长阶段，吸积被认为是由周围的环行星盘控制的。目前的天体物理学吸积盘模型依赖于磁流体湍流或重力湍流作为盘内有效粘性的来源。然而，在这些模型中的磁耦合吸积区域是如此有限，磁盘可能无法支持在所有半径的流入，或在所需的速度。在这里，我们研究自洽吸积所需的条件，其中磁盘容易吸积驱动的磁场或引力不稳定性。我们模拟的磁盘作为一个Shakura-Sunyaev $α$磁盘和计算电离的水平，磁场和磁盘之间的耦合强度使用欧姆，霍尔和双极扩散的MRI和垂直场，和重力不稳定的强度。我们发现，标准常数- $α$磁盘仅耦合到该领域的热电离内$30\,R_J$具有强磁扩散性，禁止吸积通过大部分的中平面。鉴于常数$α$盘不能产生与其粘性一致的吸积，我们放弃了常数$α$的假设，提出了另一种模型，其中$α$随水平磁湍流或重力湍流径向变化。我们发现，一个垂直的领域可能会驱动整个磁盘吸积，而MRI可以驱动吸积到$\sim200\,R_J$，超过Toomre的$Q=1$和gravitoturbulence占主导地位。盘相对较热（$T\gtrsim800\,$ K），因此质量较大（$M_{\text{disk}}\sim0.5\,M_J$）。
2014-02-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Model atmospheres for massive gas giants with thick clouds: Application to the HR 8799 planets and predictions for future detections
我们已经生成了一套广泛的新的大质量巨行星大气模型，并使用它来获得行星HR 8799 b、c和d的光度数据的拟合。我们考虑了广泛的多云和无云模型。云模型结合了不同的几何和光学厚度，模态颗粒尺寸和金属丰度。对于每一颗行星和一组云参数，我们探索重力和有效温度的网格，从而确定对行星质量和年龄的限制。我们的新模型对数据产生了统计上显著的拟合，并最终证实HR 8799行星的云比解释典型L和T矮星数据所需的云厚得多。两种模型都符合数据，1）物理厚的镁橄榄石云和60微米的模态颗粒尺寸和2）云由1微米大小的纯铁液滴和1%的过饱和度。目前的数据不足以精确地限制云的微观特性，如成分和颗粒大小。HR 8799 b、HR 8799 c和HR 8799 d的最佳估计质量范围分别为2-12 M_J、6-13 M_J和3-11 M_J，这意味着它们的年龄在1000万年到1.5亿万年之间，与先前报道的恒星年龄一致。最佳拟合的温度和重力略低于Currie等人（2011年）使用更厚的云模型获得的值。最后，我们使用这些模型来预测即将成像的行星的近中红外颜色。我们的模型预测，行星质量的对象遵循的轨迹在一些近中红外色星等图，是明确地从标准的L/T矮轨迹场棕矮星分离。
2011-06-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Impact of Hot Jupiters on the Spin-down of their Host Stars
本文用磁流体力学（MHD）数值方法研究了恒星质量和角动量损失率与邻近巨行星轨道距离的关系。我们发现，质量损失率下降了$\approx$ 1.5-2的一个因素，而角动量损失率下降了$\approx$ 4的一个因素，随着距离减少过去的阿尔文表面。这种角动量损失的减少是由于恒星和行星阿尔文表面之间的相互作用，这改变了面向行星的半球以及相对半球上的恒星日冕和恒星风的整体结构。模拟还表明，角动量损失率的变化幅度主要取决于行星磁场的强度，而不是其极性。然而，如果恒星和行星的整体场拓扑是反对齐的，那么相互作用开始于更大的分离。我们的研究结果是一致的证据，在恒星窝藏接近巨行星的多余的角动量，并表明，减少风驱动的角动量损失可以竞争，也许占主导地位，由于潮汐相互作用的自旋。
2010-09-29 astro-ph.SR
Gaps in the HD169142 protoplanetary disk revealed by polarimetric imaging: Signs of ongoing planet formation?
我们提供了赫比格Ae/Be星HD 169142的H波段VLT/NACO偏振光图像，探测其原行星盘，距离恒星约0.1”。我们的图像跟踪面对盘到~1.7”（~250 AU），并首次揭示了不同的子结构：1）内部盘（<20 AU）似乎是耗尽散射尘埃颗粒; 2）未解决的盘边缘在~25 AU成像; 3）环形间隙从~40 - 70 AU延伸; 4）在环形间隙的相对侧上发现局部亮度不对称。我们讨论了对观测到的形态的不同解释，其中正在进行的行星形成是一个诱人的-但尚未被证明-一个。在~85天文单位之外，表面亮度大致下降r^{-3.3}，但是用幂律r^{-2.6} / r^{-3.9}分别描述85-120天文单位/ 120-250天文单位之间的圆盘区域提供了更好的拟合，暗示了圆盘表面的另一个不连续性。圆盘积分的偏振光和中心恒星之间的通量比为~4.1 * 10^{-3}。最后，将我们的结果与文献中的结果相结合，H波段中约40%的散射光出现偏振。我们的研究结果强调，HD 169142是一个有趣的系统，为未来的行星形成或磁盘演化的研究。
2013-02-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
VVV-WIT-08: the giant star that blinked
我们报告了一颗晚型巨星的偶然发现，该恒星在97%的深度处表现出平滑的、日食般的通量下降。最小通量发生在2012年4月，总事件持续时间为几百天。光学引力透镜实验中的V、I和K $_s$的光变曲线和Via Lactea巡天中的VISTA变星显示了一个显著的消色差事件。在17年的观测覆盖范围内，只有一个这样的事件被发现。这颗巨星本身的物理性质似乎有些不寻常，这可能最终为系统的性质提供线索。通过将事件建模为具有均匀透明度的椭圆投影物体的掩星，我们对其物理大小和速度进行了限制。我们发现，掩星是不太可能是由于一个机会与前景物体对齐。我们考虑了一些可能的候选人的掩星，这必须是光学厚，并拥有半径或厚度超过0.25 AU。没有一个是完全令人满意的匹配所有的数据。这次下沉的持续时间、深度和相对的消色差性表明，这是一次非常不寻常的事件，其秘密尚未完全揭示。我们发现两个进一步的候选人在VVV调查，我们认为，这些系统，和两个以前已知的例子，可能指向一个广泛的类的长周期食双星，其中一个巨大的恒星被掩盖的circumsecondary光盘。
2021-06-09 astro-ph.SR
The effects of thermohaline mixing on low-metallicity asymptotic giant branch stars
我们研究了热盐混合对低金属量渐近巨星分支（AGB）恒星包络组成的影响。我们已经发展了1，1.5和2个太阳质量的模型，从主序前的热脉冲渐近巨分支的末端，在整个模拟中应用温盐混合。与其他作者一致，我们发现热盐混合大大减少了氦-3丰度的红巨星分支的上部在我们的最低质量模型。然而，剩余的少量氦-3足以驱动AGB上的热盐混合。我们发现，热盐混合是最有效的，在早期的热脉冲，其效率下降，从脉冲。氮在这个过程中没有受到实质性的影响，但我们确实看到了碳13的实质性变化。在早期热脉冲期间，碳-12与碳-13的比率显著降低，但可以看到该过程的功效迅速降低。当这个过程在几个脉冲后停止时，碳-12与碳-13的比率仍然能够达到10^3-10^4的值，这与在碳增强贫金属恒星中测量的值不一致。我们还注意到锂-7丰度的惊人增加，在1.5太阳质量模型中，锂-7的对数达到2.5以上。因此有可能得到同时富含C和Li的恒星。我们将我们的模型与尚未达到巨分支的碳增强贫金属恒星中的碳和锂的测量进行比较。这些模型可以同时再现碳增强的贫金属关闭恒星的碳和锂丰度，但观察到的氮丰度仍然无法匹配。
2009-12-04 astro-ph.SR
Chemical Imaging of the CO Snow Line in the HD 163296 Disk
在原行星盘的中平面上，H2O、CO和其他丰富的挥发物的凝结锋（雪线）影响着行星形成的几个方面。定位CO雪线，其中CO气柱密度预计将大幅下降，仅基于CO排放曲线是具有挑战性的。这促使了对CO冻结的化学特征的探索。本文介绍了ALMA第1周期对Herbig Ae星HD~163296的N2 H + J=3-2和DCO+ J=4-3发射谱线的观测结果，并评估了它们作为CO雪线位置示踪剂的实用性。N_2H ~+发射分布在一个内径为90 AU的环中，对应于25 K的中面温度。这一结果与光学薄C18 O数据的新分析一致，这意味着在90 AU处CO丰度急剧下降。因此，N2 H+似乎是一个强大的示踪剂的中平面CO雪线。DCO+的发射也有一个环的形态，但无论是内部还是外部半径与CO雪线的位置90 AU，表明DCO+的排放和CO冻结之间的复杂关系在磁盘中平面。与TW Hya相比，CO在HD 163296附近的盘中以更高的温度冻结（TW Hya盘中为25 K对17 K），这可能是由于不同的冰成分。这突出了实际测量CO雪线位置的重要性，而不是假设所有磁盘的恒定CO冻结温度。
2015-10-04 astro-ph.SR
Predicting the incidence of planets and debris discs as a function of stellar mass
年轻的拱星盘中的固体质量可能是其构建微行星和行星核心效率的关键因素，而在年轻的金牛座T星和赫比格Ae星周围观察到的尘埃可以作为这种初始固体含量的代理。尘埃质量分布是从最近的毫米波长数据和拟合生存分析，考虑到上限，并估计阈值盘质量的建设行星和彗星带。其中A-恒星，20%的气体巨星和55%的碎片盘系统的预测，在良好的协议与观测。对于M星，预测和观测到的行星频率在2- 3%之间一致，这种低发生率是由于缺乏大质量的圆盘。然而，碎片预计约。这意味着更深入的研究，如Herschel和SCUBA-2，可能会发现以前在这些低光度恒星周围错过的冷盘人口。此外，对将毫米探测到的尘埃建造成行星核心的效率的估计表明，大约三分之一的M星可能拥有一颗地球质量的行星-但由于尘埃分布在大的圆盘区域，这些行星可能会远离恒星运行。
2010-09-13 astro-ph.SR
NIR Spectroscopy of the HAeBe Star HD 100546: III. Further Evidence of an Orbiting Companion?
我们报告了Herbig Be星HD 100546的CO和OH发射的高分辨率近红外光谱。我们讨论了我们的结果如何与几个理论上预测的巨型行星形成的路标惊人的相似。CO和OH发射线的性质与我们先前的解释一致，这些诊断提供了一个伴星的间接证据，该伴星靠近盘壁（在~ 13 au）。的OH谱线配置文件的不对称性和他们缺乏时间的变化是一致的，从气体在偏心轨道在磁盘壁，这是近似静止的惯性框架中的排放。CO v=1-0发射谱线的时变光谱性质表明，它是一个轨道上的CO发射源，其发射面积与环行星盘（~0.1au^2）的发射面积相似，假设CO发射具有光学厚度。我们还考虑了一个反假设，这种解释，即可变CO排放产生的亮点上的磁盘壁。最后，我们提出了一个简短的建议，进一步的工作，可以区分这些情况。
2014-09-02 astro-ph.SR
Direct Measurements of Giant Star Effective Temperatures and Linear Radii: Calibration Against Spectral Types and V-K Color
我们计算直接确定的有效温度（$T_{\rm EFF}$）和半径（$R$）的191巨星的高分辨率角尺寸测量的基础上，从光学干涉在帕洛玛试验台干涉仪。巨星的窄波段到宽波段测光数据被用来通过光谱能量分布拟合建立热辐射通量和光度，这允许均匀地建立光谱类型和去红$V_{\rm 0}-K_{\rm 0}$颜色的评估;这两个参数被用作建立$T_{\rm EFF}$和$R$趋势的校准指数。光谱类型范围从G 0 III到M7.75 III，$V_{\rm 0}-K_{\rm 0}$从1.9到8.5。对于$V_{\rm 0}-K_{\rm 0} = \{1.9,6.5\}$范围，中值$T_{\rm EFF}$不确定性的有效温度与颜色的拟合被发现小于50 K;在这个范围内，$T_{\rm EFF}$从5050 K下降到3225 K。发现从G 0 III到K 0 III，线性大小在11 $R_\odot$处基本恒定，随着亚型线性增加，在K5 III处增加到50 $R_\odot$，然后通过M8 III进一步线性增加到150 $R_\odot$。该数据集的效用的三个例子：第一，一个完全经验的赫兹-罗素图构造和检查恒星演化模型;第二，恒星质量的值推断的基础上的措施$R$和文献值为$\log g$。最后，提出了一种基于恒星的$V$和$K$值的角尺寸预测工具的改进校准。
2021-07-20 astro-ph.SR
SPT: Spectral Transformer for Red Giant Stars Age and Mass Estimation
Shandong University, Weihai（山东大学（威海））
提出Spectral Transformer（SPT）框架，通过光谱预测红巨星年龄和质量，引入多头Hadamard自注意力机制与马氏距离损失，在LAMOST数据上取得低误差，优于传统方法且与星震学高度一致。
2024-01-10 astro-ph.IM astro-ph.SR cs.LG
Layered convection as the origin of Saturn's luminosity anomaly
当它们不断冷却和收缩时，太阳系巨行星辐射的能量比它们从太阳接收的能量要多。应用热力学第一和第二原理，可以确定它们在给定年龄时的冷却速率、光度和温度。然而，对土星红外固有光度的测量显示，这颗行星比其年龄预测的要亮得多。这种过度的亮度通常归因于氦在富氢包层中的不可吸收性，导致富氦液滴的“雨”。然而，现有的演化计算表明，这种沉积过程释放的能量可能不足以解决这个难题。在这里，我们证明使用行星演化模型，在土星的内部，产生的分层对流的存在下，像在地球海洋的某些部分，由存在的成分梯度，显着降低其冷却。它可以解释行星目前的光度为广泛的配置，而无需调用任何额外的能源。这意味着对传统的巨行星内部均匀绝热模型的修正，并质疑我们评估其重元素含量的能力。这加强了分层对流的可能性，有助于解释太阳系外巨行星观测到的异常大的半径。
2013-04-23 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.ao-ph
A broadband radio study of the average profile and giant pulses from PSR B1821-24A
本文介绍了PSR B1821- 24 A（J1824- 2452 A，M28 A）的宽波段（720-2400 MHz）研究结果。PSR B1821- 24 A是一颗射电、X射线和γ射线可见的高能毫秒脉冲星。在射电中，脉冲星有一个复杂的平均轮廓，跨越超过85%的自旋周期，并随着观测频率表现出强烈的演化。这是我们第一次测量几乎所有脉冲窗口的射电辐射的相位分辨偏振特性和光谱指数。我们将这些知识与高能信息相结合，将M28 A与其他已知的伽马射线毫秒彗星进行比较，并推测M28 A的无线电发射起源于其磁层内的多个区域（即在光柱附近的槽或外部间隙以及极盖上方的较低海拔）。M28 A是少数几颗已知会发射巨脉冲（GP）的恒星之一，这些脉冲是性质未知的短而明亮的无线电脉冲。我们报告下降的线性偏振的平均配置文件中的两个窗口的GP生成，也是一个“W”形的吸收功能（类似于一个双缺口），部分重叠的GP窗口之一。GP本身具有宽带光谱，其由分数光谱宽度（$Δν/ν$）约为0.07的多个斑块组成。虽然我们的时间分辨率不足以解决微秒尺度上的GP结构，我们认为，从这个脉冲星的GP最接近的螃蟹脉冲星，其中包括一系列的窄带nanoshots主脉冲的GP。
2015-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
High-Resolution Near Infrared Spectroscopy of HD 100546: I. Analysis of Asymmetric Ro-Vibrational OH Emission Lines
我们目前的观测从赫比格Be星HD 100546的振转OH和CO的排放。这两个分子的发射都来自于从中心恒星延伸约13 AU的圆盘内部区域。OH线的速度分布比[O I] 6300埃线的速度分布窄，表明盘中的OH与O I不是共空间的。这表明，内部的光学薄区域的磁盘是在很大程度上缺乏分子气体。与振转CO发射线不同，OH线是高度不对称的。我们表明，平均CO和平均OH线的配置文件可以与一个模型的磁盘组成的偏心内壁和圆形外盘。在这个模型中，绝大多数的OH通量（75%）起源于内壁，而绝大多数的CO通量（65%）起源于半径大于13 AU的盘表面。偏心内盘的流体动力学模拟包含嵌入的巨行星的拱星盘预测。我们讨论了这样一个磁盘的几何形状的行星盘潮汐相互作用的模型光的影响，并提出了替代解释的起源的不对称性。
2012-10-16 astro-ph.SR
Giant Eruptions in Massive Stars and their Effect on the Stellar Structure
本研究利用 MESA 模拟 70 M⊙ 恒星在主序末期经历持续 20 年的巨型爆发，揭示其膨胀、收缩、光度下降及约 87 年后恢复至近初始状态的结构演化过程。
2024-08-03 astro-ph.SR
Diagnosing the Clumpy Protoplanetary Disk of the UXor Type Young Star GM Cephei
猎户座UX型星（UXors）是赫比格Ae/Be型或金牛座T型星，偶尔会被星周尘埃掩星。GM\，Cephei就是这样一个年轻（$\sim4$ ~Myr）疏散星团Trumpler\，37中的UXor，显示出显著的红外过剩、发射线光谱和耀斑活动。我们的光度监测（2008- 2018）探测到（1）~一个$\sim$ 3.43天的周期，可能是由表面恒星黑子的旋转调制引起的，（2）~由于吸积，在几天的时间尺度上零星变亮，（3）~由于星周尘埃灭绝，不规则的小通量下降，以及（4）~大通量下降，每个持续几个月，重复时间，虽然不完全是周期性的，大约两年。恒星经历了大颗粒的正常变红，即，当它变暗时，它会变得更红，但它会表现出一种不寻常的“蓝化”现象，即恒星在亮度最小值附近变蓝。相对较短（持续$\leq 50$ ~天）事件期间的最大灭绝与持续时间成比例，这是不同团块大小的结果。对于较长的事件，灭绝是独立的持续时间，暗示横向串分布的团块。偏振监测表明光学偏振变化$\sim3\%$ -8 $\%$，其水平λ与缓慢的亮度变化有关。非偏振光和偏振光的时间变化限制了星周团块与年轻恒星和散射包络相互作用的大小和轨道距离。这些凌日团块是最近在年轻恒星中发现的环状或螺旋状结构的边缘表现，它们在散射光的红外成像中或在热化尘埃发射的亚毫米成像中被发现。
2019-02-13 astro-ph.SR
