Spectral and photometric analysis of the eclipsing binary epsilon Aurigae prior to and during the 2009-2011 eclipse
在1994年至2010年期间获得的一系列353个红色电子光谱，以及2010年日食的171个UBV光度观测，被分析，以更好地了解食双星eps Aur。主要结果如下。(1)我们试图通过解开eps Aur双星的观测光谱来恢复伴星的光谱，但失败了，但是我们能够解开大地线的光谱，并获得F型主星的平均光谱。然后将后者与合成光谱的网格进行比较，得到一些合理的T（eff）和log（g）值，但没有发现相当好的匹配，然而，我们得出结论，观察到的光谱是低重力恒星的光谱。(2)我们研究了过去16年来复杂的H-α线剖面的变化，特别强调了2009-2011年的日食期间，通过从观测到的光谱中减去平均日食H-α剖面（径向速度适当偏移）。我们发现，围绕着看不见的伴星的黑暗圆盘有一个扩展的“大气层”，它通过对F星投射的蓝移和红移的H-α“壳”反射来表现自己。值得注意的是，H-α壳层线首次出现在日食第一次接触前三年，当时系统距离最大距离不远。(3)几个强大的，未混合的谱线，以及UBV测光径向速度和中心强度的分析表明，这些观测显示出明显的多周期变化在日食。66.21的主周期是所有观测量所共有的，但这些变量之间的相移不同。这一结果有力地支持了我们先前的建议，即在日食期间看到的光度变化是F星固有的，因此，应该放弃由于盘中有一个洞而导致中心增亮的想法。
2011-04-30 astro-ph.SR
Structure in the disc of epsilon Aurigae: Spectroscopic observations of neutral Potassium during eclipse ingress
本文报道了御夫座双星7699A中性钾线在食入和全食过程中的等效宽度变化。线强度的增加和平台与新的系统参数和干涉成像的限制，加上辅助数据同时报告。总之，这些数据揭示了过境光盘的结构细节，以前从未测量过。测量的环和间隙的位置不立即适合任何建议的模型，使用简单的潮汐估计。然而，我们预测出口时间的利益，并敦促继续监测这颗星在平衡的日食，并鼓励理论治疗的光盘子结构进行追求。
2010-03-19 astro-ph.IM astro-ph.SR
K I 7699 Å and related shell lines during the recent eclipse of $ε$ Aurigae
我们报告了2009 - 2011年日食期间长周期食双星御夫座$ε$的高分辨率（R = 30 000、45 000和75 000）阶梯光栅和中分辨率（R = 22 000和10 000）光谱观测结果。低激发壳层线，即7699 Ω处的K { \sevensize \rm I}线（具有346个数据点），Cr { \sevensize \rm I}线在5345.807和5348.326处，Fe { \sevensize \rm I}线在5110.435处，其源自盘形次级，H $α$和Na、D、$_{1}$和D、$_{2}$线的壳层成分在日食期间的形状和径向速度有明显的变化。由入口和出口相周围的K { \sevensize \rm I}线所示的等效宽度曲线表明，后缘中的气体密度比前缘中的密度高大约两倍。利用均匀的圆柱形开普勒盘掩食F0 Ia主星和壳层吸收线起源于不透明盘周围气体大气的几何模型，拟合了覆盖全蚀的K { \sevensize \rm I}线的等效宽度和径向速度曲线.一个相当好的拟合可以通过一个低质量的双星模型来实现，其中盘中心恒星的质量是5.4 M $_{\odot}$，主星的质量是2.5 M $_{\odot}$，盘的大小是8.9 AU。原星系的质量较低，Sadakane等人（2010）发现了增强的$s$过程元素，支持它是一颗后AGB F超巨星。对于高质量的二元模型，模拟的径向…
2014-09-19 astro-ph.SR
Structure in the Disk of epsilon Aurigae: Analysis of the ARCES and TripleSpec data obtained during the 2010 eclipse
内容：全世界对最近御夫座日食的兴趣导致了几个广泛的数据集的产生，包括那些与高分辨率光谱监测有关的数据集。这导致发现，除其他事项外，质量传递流的存在，特别是在第三次接触。目标：我们探讨了光谱方面的质量传递流在第三次接触，使用高分辨率光谱与ARCES和TripleSpec仪器在阿帕奇点天文台。研究方法：获得了2009年至2012年之间的116个时期的数据，并测量了等效宽度和线速度，根据这些是高偏心率与低偏心率盘线的报告进行选择。这些数据集也使更多的细节被测量的日食中期增强的He I 10830 A线，并发现天鹅座P形状的Pa β线在第三次接触。分析：我们发现了与质量转移流相关的高速物质的证据，这些物质在第三和第四次日食接触之间持续存在。我们使用SHAPE软件可视化的磁盘和流的相互作用，并使用CLOUDY软件来估计，增强的He I 10830 A吸收的来源来自一个区域与log n = 10（/cm 3）和温度为20，000 K一致的中B型中心恒星。结果和后续步骤：范伦斯伯根双星演化模型与目前的双星参数相一致，初始双星的质量为9 + 8太阳质量，在3500万年后演化为2.3和14.11太阳质量的最终产物。在下一次日食之前，有可能做出预测，表明持续的监测将有助于解决关于这一双星的长期问题。
2018-06-25 astro-ph.SR
The disappearing act: A dusty wind eclipsing RW Aur
RW Aur是一颗年轻的双星，在2010-11年经历了A分量的深度变暗，并在2014年夏季至2016年夏季经历了第二次更深的变暗。我们在2014-16年日食期间提出了新的未解决的多波段测光，在调光之前和期间的新发射线光谱，2014-15年之间的存档红外测光，以及文献数据的概述。光谱观测是用利物浦望远镜上的光纤馈电机器人双光束光谱仪进行的。光度监测是由拉斯坎布雷斯天文台全球望远镜网络和詹姆斯格雷戈里望远镜完成的。我们的测光显示，RW Aur在2016年3月的亮度下降到R = 12.5。除了长期的变暗趋势，RW Aur在短至数小时的时间尺度上是可变的。短期的变化很可能是由于不稳定的吸积流。这一点，加上光谱中与吸积相关的发射线的存在，表明在日食期间，双星系统中的吸积流至少部分可见。[O I]的等效宽度在2014年增加了十倍，与调光事件相吻合，证实了先前的报告。$Hα$轮廓的蓝移部分在日食期间被抑制。结合文献中报道的日食期间中红外亮度的增加和WISE档案数据中看到的，以及RW Aur A周围磁盘几何形状的限制，我们得出结论，遮蔽屏幕是从内部磁盘发出的风的一部分。
2016-09-19 astro-ph.SR
Comparison of the infrared magnitudes of the eclipsing variable star epsilon Aur during the two main luminance lows using observations from 1980 to 2015
介绍了1982年和2010年两个主要极小期内长周期食变星Aur在1- 5微米光谱范围内的光度测量数据。值得注意的是日食中光变曲线的相似性，它的不对称性，以及短间隔增加亮度的可用性。我们正在检测指示色J-M的相位变化，以及在日食开始和结束时颜色短暂变化的效果。
2015-12-09 astro-ph.SR
An Extreme Analogue of $ε$ Aurigae: An M-giant Eclipsed Every 69 Years by a Large Opaque Disk Surrounding a Small Hot Source
TYC 2505-672-1是一个新发现的、引人注目的食系统，它由一颗M型红巨星组成，经历了一次长达3.45年的近全食（深度约4.5等），周期约69.1年。TYC 2505-672-1是迄今为止发现的最长周期的食双星系统，是目前最长周期系统御夫座$ε$的两倍多。我们表明，从分析的光变曲线，包括我们自己的数据和历史数据跨越超过120年，从建模的光谱能量分布，无论是在日食之前和期间，红巨星主要是由一个中等热源（T $_{eff}$ ~8000 K），这本身是由一个扩展的，不透明的拱盘包围。从光度比的测量结果来看，热伴星的半径应该在0.1-0.5 Rsun之间（取决于红巨星主星的假设半径），这比主序星A的半径小一个数量级，比白矮星的半径大1-2个数量级。因此，这颗伴星很可能是一颗“剥离红巨星”亚矮星B型恒星，注定会成为He白矮星。然而，它比大多数sdB星要冷一些，这意味着这颗“前He-WD”星的质量非常低。围绕着这个热源的不透明圆盘可能是它以前的氢外壳剥离后的残留物。然而，令人困惑的是，这个物体是如何被剥离的，因为它目前距离当前的红巨星主星如此遥远（轨道半长轴约24 AU）。从我们计算的星历表推断，下一次日食应该在UT 2080年4月初开始，在UT 2083年9月中旬结束（日食中心UT 2081年12月24日）。这个系统有望成为一类非常罕见的系统的典范，甚至在几个方面比研究得很好的原型$…
2016-03-11 astro-ph.SR
First Results from the Disk Eclipse Search with KELT (DESK) Survey
利用KELT（Kilodegree Extremely Little Telescope）系外行星巡天的时间序列测光，我们正在通过恒星的原行星盘，特别是在年轻的恒星协会中寻找恒星的日食。到目前为止，我们已经发现了两个以前未知的，围绕年轻恒星御夫座RW和V409 Tau的大型变暗事件。我们将御夫座RW的变暗归因于其潮汐破裂盘的掩星，这种破裂可能是由于其双星伴星最近的一次飞越造成的。即使在御夫座RW的动力学环境下，扭曲的盘状物质仍然非常紧凑，可能能够形成行星。这个系统还表明，在行星形成过程中，强的双星与盘的相互作用也可以通过搅动和混合物质来影响行星和核心的组成。我们解释V409 Tau的变暗是由于一个特征，可能是一个弯曲或扰动，位于距离主星至少10 AU的近边缘的拱星盘上。
2015-09-14 astro-ph.SR
Variability in IC5070: two young stars with deep recurring eclipses
我们在IC5070（V1490Cyg，V1706Cyg）中展示了两个低质量的YSO，它们具有深循环食。
2018-06-18 astro-ph.SR
Interferometry of $ε$ Aurigae: Characterization of the asymmetric eclipsing disk
我们报告的光学干涉观测的$ε$御夫座系统，在过去的14年中，在三个不同的干涉设施的四个光束组合共106个夜晚。这一长序列的数据提供了一个理想的评估系统之前，期间和之后，最近的2009-2011年日食。我们已经重建了独立于模型的图像，从10个日蚀时期，这表明一个盘状物体确实是负责日食。使用新的3D，时间依赖的建模软件，我们得出的F-星（直径，临暗）的属性，确定以前未知的轨道要素（$Ω$，$i$），并访问全球结构的光学厚的部分食盘使用几何模型和近似的天体物理学相关的密度分布。这些模型可能是有用的，在未来的流体动力学模拟系统。最后，我们解决了几个突出的研究问题，包括月食中期增亮，F型主星可能的收缩，以及盘中的任何扭曲或子特征。
2015-08-08 astro-ph.SR
The deep eclipses of RW Aur revisited by long-term photometric and spectroscopic monitoring
本研究通过长期多波段测光和光谱监测，发现 RW Aur 的深度变暗与亮度下降时 Hα 线减弱、[OI] 线增强，支持热尘埃风导致消光的理论。
2023-12-29 astro-ph.SR
Inhomogeneous dust eclipses in young stars. The case of CQ Tauri
我们发现，尘埃云掩盖年轻恒星掩盖恒星盘不均匀。在CQ Tau的特殊情况下，我们发现孤立的光学厚结构的大小为$\lesssim0.6R_*$，并推导出典型的$A_{V}$梯度在天空的平面，发现它高达几个星等每恒星半径。大的消光梯度和复杂的结构的遮蔽云不仅导致一个明显的罗西特-麦克劳克林效应，但也复杂和可变的恒星吸收线的形状。
2021-02-17 astro-ph.SR
An Analysis of the Long-term Photometric Behavior of epsilon Aurigae
光减少50%的诱惑吸引了大量的观察者和研究人员每隔27年就来到阿穆尔，但很少有人注意到日食之外的系统。早在1800年代后期，人们就已经清楚地知道这个系统在全食之外会经历某种形式的准周期变化，但直到20世纪50年代中期，很少有人在他们的研究中考虑这种影响。在这项工作中，我们专注于在这个系统中看到的食外（OOE）变化。我们已经将来自81个不同观察者的27个历史测光来源数字化。其中两个来源提供了27年的日食间UBV测光，我们已经使用现代周期发现技术进行了分析。我们已经发现F星的变化是多周期的，至少有两个周期在时间上以大约-1.5天/年的delta（周期）演变。当这些周期以3,200天的间隔表现为近正弦变化时，就可以检测到这些周期。我们讨论我们的工作在进化的背景下，通过比较发现的行为在电子Aur与真正的超巨星和后AGB恒星相似的光谱类型。基于我们的定性比较，我们发现e-Aur系统中F星的光度行为更能指示超巨星行为。因此，这颗恒星更可能是一颗“传统的超巨星”，而不是一颗后AGB天体。我们鼓励继续对这个系统进行光度监测，以检验我们的预测。
2013-03-27 astro-ph.SR
Rediscussion of eclipsing binaries. Paper XIX. The long-period solar-type system V454 Aurigae
本研究结合 Griffin 径向速度与 TESS 八扇区光变曲线，首次测定长周期高偏心率食双星 V454 Aur 两颗太阳型恒星的质量、半径及距离，并解释主星反而更小更冷的原因。
2024-05-10 astro-ph.SR
An Eccentric Planet Orbiting the Polar V808 Aurigae
本文通过分析极星V808 Aur的15年食时刻数据，发现2015至2018年间计时偏差超过30秒，提出该现象由一颗轨道周期约11年、投影质量约6.8木星质量的偏心行星近星点经过所致，并揭示了食时刻与亮度之间的相关性。
2024-02-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Effects of dust on light-curves of εAur type stars
御夫座ε是天空中最神秘的天体之一。先前的光变曲线模型假设它是一个黑暗、倾斜、不透明或半透明的尘埃盘，中心有一个洞。这个洞对于解释月食中期急剧增亮的光变曲线是必要的。本文的目的是研究尘埃对食双星光变曲线的影响，并根据尘埃颗粒的光学性质，建立一个适用于$ε$ Aur型天体的替代物理模型。程序Shellspec已被修改以计算这些天体的光变曲线和光谱。该程序求解了相互作用双星沿视线方向的辐射转移。尘埃和角度相关的米氏散射被引入到该代码中。我们的模型$ε$ Aur由两个几何厚喇叭盘：一个内部光学厚盘和外部光学薄盘吸收和散射辐射。我们认为，没有必要用一个带孔的倾斜圆盘来解释当前的$ε$ Aur日食，即使有可能是一个浅的日食中期增亮。研究表明，尘埃的相位相关光散射和光学特性对这类恒星的光变曲线有重要影响，甚至可以产生日食中期增亮。这是强前向散射的自然结果。它还表明，月食中的浅增亮可能是由近边缘的耀斑（尘埃或气体）盘造成的。
2011-07-18 astro-ph.SR
Long-period double-lined eclipsing binaries: the system V454 Aur with the secondary eclipse caused by the occultation of the hotter component
本文通过 UFES 光谱和 TESS 测光研究长周期食双星 V454 Aur，精确测定了其轨道参数和两子星的温度、光度、半径、质量及系统年龄，并揭示了由主星偏食引起的光变曲线主次极小反转现象。
2025-04-09 astro-ph.SR
[Fe II] emissions associated with the young interacting binary UY Aurige
我们目前的高分辨率1.06 - 1.28微米光谱对相互作用的二进制UY Aur获得GEMINI/NIFS和AO系统牛郎星。我们已经从UY Aur A（初级源）和UY Aur B（次级源）中检测到[Fe II] $λ$ ~1.257微米和[He I] $λ$ ~1.083微米的谱线。在[Fe II]中，UY Aur A驱动快速和广泛的开口流出，开口角约为90度，沿着位置角约为40度，而UY Aur B与红移结相关。蓝移和红移的辐射在初级和次级之间表现出复杂的结构。UY Aur A和B的[Fe II]发射特征的径向速度相似：蓝移发射约为-100 km/s，红移发射约为+130 km/s。朝向UY Aur A观察到的[He I]线轮廓包括在蓝移和红移速度下具有深反射的中心发射特征。这些吸收特征可以用星风模型来解释。UY Aur B的[He I]谱线轮廓仅显示出发射特征。
2014-03-14 astro-ph.SR
IMF from infrared photometry of young stellar clusters in Taurus-Auriga and Orion
我们应用的近红外光度数据的金牛座御夫座地区和猎户座星云年轻的星团的旋光度盘主矢量的方法。假设星团的年龄是年龄分布的中值，我们就能推导出恒星质量的分布。我们表明，由此产生的初始质量函数（IMF）为这两个年轻的星团比较非常好，可能是一个强大的代表性的IMF光谱或光度方法。该方法还产生每个恒星的消光和盘贡献。猎户座星团的整体消光分布进行了分析，并与以前的工作进行了比较。金牛座T星的频率与磁盘占主导地位。
2009-09-24 astro-ph.SR
Precise High-Cadence Time Series of Five Variable Young Stars in Auriga with MOST
为了探索年轻恒星在大范围时间尺度上的变化，我们使用MOST卫星在金牛座-御夫座恒星形成复合体中的经典和弱线金牛座T星（TTS）上获得了24天的连续，亚分钟节奏，高精度光学测光。对御夫座AB、御夫座SU、御夫座V396、御夫座V397和HD 31305的观测显示，它们的亮度波动在1-10%的水平上，时间尺度从数小时到数周不等。我们进一步评估了傅立叶，小波和自相关技术的变化特性，确定一个显着的每星周期。我们提出了现货模型，试图适应的周期性，但发现我们不能完全解释所观察到的变化。相反，所有的恒星都表现出周期性和非周期性行为的混合，后者在不到几天的时间尺度上主导着随机性。去除主周期后，每个光变曲线的周期图都显示出与其他年轻吸积恒星一致的幂律趋势。我们的几个目标表现出不寻常的变化模式没有预期的先前的研究，我们认为，这种行为起源于拱星盘。MOST观测强调需要调查TTS光的变化在广泛的时间尺度，以阐明负责的物理过程，我们为未来的时间序列观测提供指导方针。
2013-01-31 astro-ph.SR
Analysis of colour and polarimetric variability of RW Aur A in 2010-2018
介绍了在2010-11年和2014-18年前所未有的长而深（高达$ΔV \approx 5$等）的变暗事件期间观察到的年轻恒星RW Aur A的$UBVRIJHKLM$测光和$VRI$偏振测量结果。RW Aur A在这一时期的偏振度$p$在$I$波段达到了30%。与乌斯型猎户座恒星（UXOR）的情况一样，在恒星的色等$V$与$V-R_{\rm c},$ $V-I_{\rm c}$图中观察到所谓的“蓝化效应”，以及$p$与亮度之间的强相关性。但日食的持续时间和振幅以及偏振矢量的值和方向在我们的情况下与UXOR有显着差异。我们得出的结论是，RW Aur A的昏暗发生由于日食的恒星和内部区域的光盘的轴对称尘埃结构位于光盘上方，并创造了盘风。考虑到星周尘埃对恒星光的散射和吸收，我们解释了光变曲线的一些特征和偏振度-星等关系。发现在最小亮度期附近，沙尘风的质量损失率为$> 10^{-9}$ M $_\odot$ yr $^{-1}.$
2018-11-01 astro-ph.SR
Resolved photometry of the binary components of RW Aur
2014年11月13日至14日，在RW Aur的深度调光期间，使用莫斯科国立罗蒙诺索夫大学高加索天文台新安装的2.5米望远镜在Shatzhatmaz山对RW Aur进行了解析UBVRI测光。在那一刻，RW Aur A在所有光谱波段上都比1994年11月的$\simeq 3^m$要暗。我们解释了当前RW Aur A变暗的原因是由大小为$>1 μm.$的尘埃粒子造成的。我们发现RW Aur B也是一颗变星：它比20年前在每个UVVRI波段的$0.7^m$处更亮（灰色增亮）。
2014-12-24 astro-ph.SR
The jet of the young star RW Aur A and related problems
比较年轻恒星RW Aur A的喷流图像，间隔21.3年，我们发现最外面的喷流结在$\approx 350$年前出现。我们认为，在那一刻，喷流本身已经出现，强烈的吸积到恒星上已经开始，由于其原行星盘结构的重新安排所造成的同伴RW Aur B的潮汐效应。更准确地说，我们假设吸积的增加是对外盘区域条件变化的响应，这些变化产生的声波沿径向穿过盘。根据我们的观点，RW Aur A喷流的蓝色和红色瓣的参数差异是由于伴星飞过而导致的盘上方和下方的星周物质的不对称分布的结果。通过对RW Aur历史光变曲线的分析发现，2010年以后观测到的RW Aur A深而长的（$(Δt>150$日）变暗，在过去的110年中没有类似的变化。我们还将恒星光度变化特征的变化与内部$(r<1$ a.u.结构的重排联系起来。）区域的原行星盘，并讨论为什么这些变化开始后，只有350年的活跃吸积阶段开始。
2017-08-28 astro-ph.SR
The 2014 Eclipse of EE Cep. Announcement for a Third International Observational Campaign
EE Cep是一个独特的系统，其中一颗Be星被一个黑暗的尘埃盘所掩盖，使这颗恒星在许多方面与著名的Auraur相似。EE Cep日食的深度和持续时间在很大程度上变化。最近两次日食是在广泛的国际运动框架内观测的。对这些活动数据和历史测光的联合分析使我们能够提出这个系统的模型，这意味着一个周期大约是轨道周期11-12倍的盘进动。这个模型预测，即将到来的日食应该是观测到的最深的日食之一，达到大约2兆。下一个日食的方法-光度最小值应该发生在2014年8月23日左右。在这里，我们想宣布一个新的，第三个国际运动的目的是验证磁盘进动模型，并把更多的限制，这个系统的物理参数。
2014-07-06 astro-ph.SR
The Gould Belt Very Large Array Survey IV: The Taurus-Auriga complex
本文介绍了用卡尔G。Jansky甚大阵列，频率为4.5 GHz和7.5 GHz。我们总共探测到610个源，其中59个与年轻恒星天体有关，18个与场星有关。56%的年轻恒星的性质与非热射电辐射相容。我们还表明，更先进的年轻恒星物体的无线电发射往往是更非热的起源，在一般情况下，他们的无线电特性是兼容的，在其他恒星形成区。通过将我们的结果与以前报道的X射线观测结果进行比较，我们注意到金牛座-御夫座中的年轻恒星天体遵循$κ$ =0.03的居德尔-奔驰关系，正如我们以前对其他恒星形成区域所建议的那样。一般来说，金牛座-御夫座和所有以前研究过的地区的年轻恒星天体似乎都遵循这种关系，色散为$\sim1$ dex。最后，我们提出，其余的大部分来源与河外天体有关，但提供了一个列表，46个不明无线电源的无线电特性是兼容的YSO性质。
2014-12-19 astro-ph.SR
Magnetic field of young star RW Aur
本文给出了年轻恒星RW Aur A的纵向磁场B_z测量结果。我们发现HeI 5876谱线窄区的B_z在-1.47 \pm 0.15 kG ~+1.10 \pm 0.15 kG之间变化。我们的数据与\simeq 5.6 ^d的恒星自转周期和两个具有相反磁场极性且经度相差约180 ^o的热点模型一致。B_z<0的光斑位于RW Aur吸积盘中平面上方的半球，B_z>0的光斑位于中平面下方。在3σ水平上，B_z的上限为：光生线180 G，H_α和[OI] 6300线形成区分别为220 G和230 G。上限600 G出现在发射谱线宽分量形成的区域。在11种情况中，我们观察到两种情况下的场位于NaI D线的蓝色吸收翼的形成区，即流出区：B_z= -180 \pm 50 G和-810 \pm 80 G。在我们所有的观测中，RW Aur光球线的径向速度平均约为+ 10.5 km/s，比Petrov等人（2001）十年前得出的值小5.5 km/s。在这方面，我们讨论了一种可能性，RW Aur不是一个二进制，而是一个三进制。
2011-11-09 astro-ph.SR
Analysis of MOST light curves of five young stars in Taurus-Auriga and Lupus 3 Star Forming Regions
介绍了MOST卫星在2009年和2010年在金牛座和狼疮恒星形成区获得的五颗年轻恒星的连续光度观测结果。利用光变曲线模型，在假设光斑内部不变性的条件下，我们获得了三颗有斑点的弱线T Tau星V410 Tau，V987 Tau和Lupus 3-14的太阳型微分旋转参数的小值（k=0.0005-0.009）;对于另一颗有斑点的WTTS，Lupus 3-48，数据与刚性旋转表面（k=0）一致。在狼疮3-14的光变曲线中检测到类似的上升（4分30秒）和衰减（1小时45分钟）时间的三个耀斑。经典的T Tau星RY Tau的亮度在3周的观测中持续下降，并没有显示出任何明显的周期信号。
2011-03-09 astro-ph.SR
Measuring the magnetic field of young stars using iSHELL observations: BP Tau and V347 Aur
虽然有人认为年轻恒星的磁性和内部结构之间存在联系，但还没有足够的磁性测量来在最早的年龄建立这种相关性。在这里，我们有助于这一努力，提出恒星参数和磁场强度测量的BP头和V347 Aur，这两颗恒星观察到的近红外光谱仪iSHELL。我们首先测试我们的方法的准确性，通过拟合合成恒星光谱的9个主要和后主序星的样本。我们报告的不确定度$σ_{\rm Teff}$ = 91 K的温度和$σ_{\rm log(g)}$ = 0.14的重力。然后，我们将建模技术应用于BP Tau并测量表面磁场强度为$\langle \rm B \rangle $ = 2.5 $^{+0.15}_{-0.16}$ kG，证实了文献结果。然而，对于这颗恒星，我们得到了一个比以前的光学研究（$Δ\rm T \sim 400$ K）低得多的温度值，并解释这一显着的温度差，由于相对较高的影响，在近红外波长比在光学波长的星斑。我们进一步将这种技术应用于I类原恒星源V347 Aur，并首次测量了它的磁场强度$\langle \rm B \rangle = $ 1.36 $^{+0.06}_{-0.05}$ kG和表面重力log（g）= 3.25 $^{+0.14}_{-0.14}$。最后，我们结合我们的测量与主序前恒星演化模型，并说明了恒星黑子对年轻恒星的质量和年龄的影响。
2019-08-22 astro-ph.SR
New Young Star Candidates in the Taurus-Auriga Region as Selected From WISE
金牛座分子云在天空中对着一个大的立体角，超过250平方度。到目前为止，对合法金牛座成员的搜索受到天空覆盖范围以及区分成员和闯入者的挑战的限制。宽视场红外巡天探测器（WISE）最近观测了整个天空，我们利用这个机会从一个约260平方度的区域中搜索年轻恒星天体（YSO）候选金牛座成员，该区域旨在包含先前确定的金牛座成员。我们使用近红外和中红外颜色来选择具有明显红外过量的物体，并结合其他辅助数据的目录来呈现：重新发现的金牛座YSO与红外过量的列表（被认为是由于拱星盘），被拒绝的YSO候选者列表（主要是星系），以及94个幸存的候选者新YSO金牛座成员的列表。在这个候选名单中很可能有污染物残留，并且有必要进行后续光谱。
2011-06-24 astro-ph.SR
The weakening outburst of the young eruptive star V582 Aur
V582 Aur是一颗前主序星FU Orionis型爆发星，由于视线消光的变化，它在2016年3月进入亮度最低值。在这里，我们提出并分析了新的光学$B$，$V$，$R_C$和$I_C$波段多历元观测和新的近红外$J$，$H$和$K_S$波段光度测量，从2018年1月到$-$ 2019年2月，以及公开的中红外WISE数据。我们发现该光源在近红外波段表现出明显的光学$-$变化，目前亮度极小值还没有完全结束。如果目前的变暗起源于2012年引起类似亮度变化的相同轨道尘埃团，那么我们的结果表明尘埃颗粒沿着轨道粘性扩散。另一种情况是，电流最小值是由进入和离开系统内部的灰尘结构引起的。WISE测量结果可能与这种情况一致。我们的长期数据，以及吸积盘模型暗示V582 Aur的一般衰落，这表明该源将在$\sim$ 80年内达到静止水平。
2019-02-10 astro-ph.SR
GIARPS High-resolution Observations of T Tauri stars (GHOsT). IV. Accretion properties of the Taurus-Auriga young association
在GIARPS@TNG金牛座T星高分辨率观测（GHOsT）项目的框架内，我们研究了金牛座-御夫座恒星形成区（SFR）的37颗经典金牛座T星的吸积特性，目的是表征它们与中心恒星，喷流和盘风以及全球盘结构的特性之间的关系，并与补充ALMA millimiter观测协同作用。我们推导出恒星的参数，光学面纱，吸积光度（$\rm L_{acc}$）和质量吸积率（$\rm \dot M_{acc}$）在一个均匀和自洽的方式使用高分辨率光谱获得的国家伽利略望远镜与HARPS-N和GIANO摄谱仪，并根据同期的低分辨率光谱和光度辅助观测通量校准。提供了金牛座样本的$\rm L_{acc}$ - $\rm L_{\star}$、$\rm \dot{M}_{acc}$ - $\rm M_{\star}$和$\rm \dot{M}_{acc}$ - $\rm M_{disk}$关系，并与狼疮和Chamaeleon I的同时期SFR进行了比较。我们的研究结果表明，同时光学和近红外高分辨率光谱的潜力，同时提供精确的测量恒星和吸积/风的年轻恒星的属性。
2022-10-11 astro-ph.SR
The one that got away: A unique eclipse in the young brown dwarf Roque 12
我们报告发现了一个深刻的，奇异的日食真正的褐矮星罗克12，一个亚恒星成员的昂宿星团。这次月食深度为0.65等，持续时间为1.3小时，在2002年10月由两架望远镜同时观测到。尽管开普勒/K2在2015年连续监测了70天，但没有进一步的日食记录。有初步（2西格玛）的径向速度变化为5公里/秒，超过三个月的时间尺度的证据。对日食的最好解释是在偏心轨道上有一个伴星。观测结果表明，偏心率e>0.5，周期P> 70 d，伴星质量约为0.001-0.04Msol。原则上，日食也有可能是由绕星物质引起的。未来盖亚和LSST发布的数据以及改进的径向速度约束可能能够明确地确认伴星的存在。这将使该系统成为极少数已知年龄的食双星褐矮星之一。
2020-07-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
A GALEX based search for the sparse young stellar population in the Taurus-Aurigae star forming region
在这项工作中，我们确定了63个真正的新候选人金牛座T星（TTS）在金牛座御夫座地区使用作为基线的紫外线过剩。最初的数据集已经从GALEX全天巡天（AIS）中确定。GALEX卫星获得了近紫外和远紫外波段的图像，与主序星或巨星相比，这些波段的TTS明显过剩。GALEX AIS观测了金牛座-御夫座分子复合体，以及加利福尼亚星云和英仙座复合体的一部分;明亮的光源和乌云本身都被避开了。使用国际紫外探测器观察到的TTS作为鉴定样品，定义了TTS在紫外（GALEX）、光学（UCAC 4）和红外（2 MASS）中的特性。已确定的候选人通过混合的紫外-光学-红外多余的颜色集，它被发现，颜色-颜色图FUV-NUV与J-K是非常适合于此目的。从163，313个真正的NUV源的初始样本中，产生了该区域63个新的TTS候选者的最终名单。该搜索程序已被验证，其能力，以检测所有已知的TTS在该地区的调查：31 TTS。此外，它表明，弱线的TTS位于一个明确的条纹在FUV-NUV与J-K图。此外，在这项工作中，我们提供了一个清单的TTSS测光标准，为未来的GALEX为基础的研究的年轻恒星星族在恒星形成区。
2014-12-09 astro-ph.SR
Disk-Braking in Young Stars: Probing Rotation in Chamaeleon I and Taurus-Auriga
我们提出了一个全面的研究旋转，磁盘和吸积签名的144 T金牛星在年轻的（~ 200万年的老）Chamaeleon I和金牛座御夫座恒星形成区域的基础上多时代的高分辨率光谱从麦哲伦粘土6.5米望远镜补充中红外测光从斯皮策太空望远镜。与之前在猎户座星云团和NGC 2264中的研究相反，我们没有在金牛座和车一中看到明显的盘制动特征。我们发现吸积体和非吸积体都有相似的v sin i分布。在这两个地区的旋转速度表现出明显的质量依赖，与F-K星旋转速度平均约两倍的M星，与其他类似年龄的集群报告的结果一致。同样，我们发现，对于我们的样品，其质量范围为~0.16到~3 M_sun，比角动量j的观测值的上包络变化为M^0.5。这个幂律补充了之前对猎户座的研究，即在相同质量的情况下，对于小于200万年的恒星，j与M^0.25成正比，而对于M小于2M_sun的较老恒星（约1000万年），随着质量的降低，j会急剧下降。对于一个子样本的67个对象与中红外测光，我们研究吸积签名和尘埃盘之间的连接：在绝大多数情况下（63/67），这两个属性相关性很好，这表明气体吸积的时间尺度是类似的内部磁盘的寿命。
2009-02-02 astro-ph.SR
High-Resolution Spectroscopy during Eclipse of the Young Substellar Eclipsing Binary 2MASS 0535-0546. II. Secondary Spectrum: No Evidence that Spots Cause the Temperature Reversal
我们提出了高分辨率的光学光谱的年轻的棕矮星食双星2 M0535 -05，在日食的高质量（主要）棕矮星。结合我们以前的光谱的主要单独（论文I），新的观察产生的光谱的次要单独。我们调查，通过两个二元组分的差分分析，冷表面斑点是否负责抑制温度的主要。在论文I中，我们发现了一个显着的差异之间的经验表面重力的主要和推断，通过精细分析其频谱。在这里，我们发现，无论是定性的还是定量的，表面重力都存在着同样的差异。虽然这可能再次归因于冷点或模型不透明度误差，但这意味着冷点不能优先降低主光谱的温度：如果它们是，则主光谱上的斑点效应应该优先更大，而它们不是。我们仅从TiO-SiO2谱带推断出的原发性和继发性Teff显示出与经验观察到的相同比例的相同逆转，从而支持了我们分析的有效性。反过来，这意味着，如果初级线圈上的磁场对对流的抑制是Teff反转的根本原因，那么它不可能是主要在初级线圈上产生斑点的局部抑制（尽管两个分量可能是同样的斑点），而是在初级线圈内部的全局抑制。我们简要地讨论了目前的理论，这可能是如何工作的。
2012-08-13 astro-ph.SR
Variable Accretion Processes in the Young Binary-Star System UY Aur
我们提出了新的UY Aur双星系统的K波段光谱。我们的数据是第一个在UY Aur A的光谱中显示H $_{2}$发射和第一个在UY Aur B的光谱中分辨Brγ线的光谱。与以前的研究相比，我们看到UY Aur A的Brγ线强度增加，而UY Aur B的Brγ和H $_{2}$线亮度降低。将Brγ线光度换算成吸积率，我们推断UY Aur A的吸积率自1994年观测到为零以来，每年增加$2 \times 10^{-9}$ M $_{\odot}$/年$^{-1}$. UY Aur B的Brγ线强度自1994年以来下降了0.54倍，但K带通量自1998年以来增加了0.9兆。UY Aur B的面纱也大幅增加。这些数据表明UY Aur B周围有一个更明亮的圆盘。如果在UY Aur B的光谱中观测到的较低的Brγ光度表明在恒星上的吸积速率本质上较小，那么UY Aur A现在以比UY Aur B更高的速率吸积。然而，小半径的消光或星周盘中的质量堆积可以解释UY Aur B周围Brγ发射的减少，即使盘的光度意味着吸积速率增加。除了我们的UY Aur系统的科学成果，我们讨论了一个专用的管道，我们已经开发了减少阶梯模式数据从ARIES摄谱仪。
2014-07-16 astro-ph.IM astro-ph.SR
An UXor among FUors: extinction related brightness variations of the young eruptive star V582 Aur
V582 Aur是自$\sim$ 1985年以来爆发的FU Ori-type年轻爆发星。喷发目前处于相对稳定的高原阶段，光度和光谱变化叠加。在这里，我们将描述爆发物体的祖先，探索其环境，并分析爆发的时间演变。我们特别感兴趣的是两个深度光度下降的物理起源，一个发生在2012年，另一个自2016年以来一直在进行。我们收集了存档的照相底片，并在2010年至2017年期间进行了新的光学，红外和毫米波光度和光谱观测，在当前最低点期间具有高采样率。除了分析褪色过程中的颜色变化，我们编制了多历元的光谱能量分布，并拟合一个简单的吸积盘模型。基于爆发前的数据和毫米连续测量，我们认为，V582 Aur爆发的祖先是一个低质量的金牛T星的平均属性。一个未被发现的星周结构，可能是一个圆盘，其质量为0.04 M $_{\odot}$。的光学和近红外光谱证明存在的氢和金属线，显示CO的吸收带头，并表现出可变的H $α$的配置文件。颜色变化强烈表明，2012年$\sim$长达1年的亮度下降以及2016年以来的最小值都是由视线上的消光增加引起的。根据我们的吸积盘模型，红化从$A_V$ =4.5等变化到12.5等，而吸积率几乎保持不变。类似于中等和低质量年轻恒星的UXor现象模型，轨道盘结构可能是日食的原因。
2017-12-13 astro-ph.SR
High Resolution Spectroscopy during Eclipse of the Young Substellar Eclipsing Binary 2MASS 0535-0546. I. Primary Spectrum: Cool Spots versus Opacity Uncertainties
我们提出了高分辨率凯克光谱的非常年轻的亚星食双星2 MASS J 05352184 -0546085，在日食的低质量（二次）褐矮星。观测结果仅得到了高质量（主）棕矮星的光谱，次级棕矮星的污染可以忽略不计（约1.6%）。我们使用最先进的PHOENIX Dusty和Cond合成光谱，对TiO-λ谱带和KI双峰的红色波瓣进行同时精细分析。将这些拟合得到的有效温度和表面重力与{ \it凭经验}确定的主星表面重力（logg=3.5）进行比较，使我们能够测试模型光谱，并探测当时的光球条件。我们发现：（1）与单独的TiO-二氧化钛拟合意味着Teff=2500 \pm 50 K;（2）在此Teff下，与KI拟合意味着logg=3.0，比真实值低0.5 dex;（3）在真实logg下，KI拟合得到Teff=2650 \pm 50 K，比单独的TiO-二氧化钛高~ 150 K。一方面，这些是在存在覆盖初级表面的大部分的冷点的情况下预期的趋势（如先前理论解释的初级和次级之间观察到的Teff反转）。具体来说，我们的结果可以复制一个无斑点的恒星光球与Teff= 2700 K和（经验）logg=3.5，再加上轴对称冷点，15%的冷却器（2300 K），有一个有效的logg=3.0（0.5德克斯低于光球），并覆盖70%的表面。另一方面，我们分析的趋势也可以通过模型不透明度误差来再现：合成TiO-β不透明度缺乏，…
2010-08-13 astro-ph.SR
A tidal encounter caught in the act: modelling a star-disc fly-by in the young RW Aurigae system
御夫座RW（RW Aur）是一个双星系统，有一个长分子臂尾随主星。Cabrit等人（2006）注意到这个延伸的结构与Clarke和Pringle（1993）模拟的星盘相遇中从主星剥离的潮汐臂之间的相似之处。在本文中，我们使用新的流体动力学模型和合成观测，以适应许多参数的RW Aur。使用流体动力学模型，我们发现，RW Aur的形态外观确实可以解释的潮汐遇到的第二颗星。我们重现所有主要的形态和运动学特征的系统。利用辐射转移计算，我们发现我们的流体动力学模式的合成CO和尘埃连续观测与观测符合得很好。我们重现所有的主要功能的线轮廓，从发射通量的光学系统的不同组成部分的深度。因此，观测和模拟之间的协议提供了强有力的支持，潮汐相遇的情况下的假设。最后，我们提出了Rodriguez等人（2013）在2010/2011年观察到的主星变暗的起源的可能解决方案。
2015-04-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the nature of the candidate T-Tauri star V501 Aurigae
我们报告新的多色测光和高分辨率光谱观测的长周期变量V501 Aur，以前被认为是一个弱线的T-金牛星属于金牛座御夫座恒星形成区域。光谱观测表明，V501 Aur是一个单线光谱双星系统，轨道周期为68.8天，轨道略偏心（e ~ 0.03），系统速度与金牛座-御夫座的平均速度不一致。测光显示准周期性变化的不同，~55天的时间尺度，我们归因于旋转调制的斑点。看不到日食。这颗可见天体是一颗快速旋转（vsini ~ 25 km/s）的早期K星，其旋转周期意味着它一定很大（R > 26.3 Rsun），光谱估计也表明它的表面重力很低。盖亚任务和其他独立估计的视差意味着比金牛座-御夫座区域大得多的距离，与巨人解释一致。综合这些证据，再加上对LiI~ $λ$ 6707和H $α$谱线的重新评估，表明V501 Aur不是一颗金牛座T星，而是一颗在金牛座-御夫座恒星形成区后面有巨大主星的场双星。光谱轨道的大质量函数和与恒星演化模型的比较表明，次级恒星可能是一颗早型主序星。
2017-02-15 astro-ph.SR
A Search for Spatially Resolved Infrared Ro-Vibrational Molecular Hydrogen Emission from the Disks of Young Stars
我们目前的调查结果，寻找空间分辨近红外线发射的分子氢气体在拱星环境中的9个年轻的恒星：AA头，AB Aur，DoAr 21，GG头，GM Aur，LkCa 15，LkH $α$ 264，UY Aur，和V773头。先前的高分辨率光谱显示，这些恒星在2.12 $μ$ m处存在振转H $_2$线发射，其特征更典型的是位于原行星盘中的气体，而不是流出物。在这项研究中，我们在空间上解决H $_2$发射在8颗恒星，它被检测到。LkCa 15是尽管先前检测到但未表现出可感知的H $_2$的唯一靶标。我们发现H $_2$和X射线光度之间的反相关性，可能表明X射线电离过程不是这些系统中H $_2$的主要激发机制。AA Tau、UY Aur和V773 Tau显示了H $_2$的离散结，这通常与流出气体中的冲击有关。UY Aur和V773 Tau具有空间分辨的速度结构，而其他系统具有与系统速度一致的光谱未分辨的发射。V773 Tau表现出复杂的线条形态，表明存在多种激发机制，包括激波激发流出气体的红移和蓝移双极结。AB Aur、GM Aur和LkH $α$ 264具有集中的但空间分辨的H $_2$发射，与盘起源一致。AB Aur的H $_2$图像揭示了圆盘内的螺旋结构，与ALMA CO地图中观察到的相匹配。这项调查揭示了对这些年轻恒星的拱星环境中温暖气体的结构和激发的新见解。
2019-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The star formation environment of the FU Ori type star V582 Aur
研究了FU Ori型星V582 Aur的环境。我们的目标是探索与这颗年轻爆发恒星有关的恒星形成区域。利用无狭缝光谱学，我们在以V582 Aur为中心的11.5弧分\times 11.5弧分范围内寻找H α发射星。根据UKIDSS和斯皮策太空望远镜的数据，我们进一步选择了红外过量的年轻恒星候选者。总之，我们确定了68个候选的低质量年轻恒星，其中16个在无狭缝光谱图像中显示出H α发射。根据IPHAS的数据，这些天体的颜色星等图显示它们是与Aur OB 1星协有关的低质量主序前恒星，距离太阳1.3千秒差距。V582 Aur局地环境中的亮边球状体可能属于暗云LDN~1516。我们的研究结果表明，这些球状体中的恒星形成可能是由Aur OB 1的一些热成员的辐射场触发的。V582 Aur的辐射热光度，根据档案测光数据和采用的距离，是150-320 Lsun。
2017-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Reverse Rotation of the Accretion Disk in RW Aur A: Observations and a Physical Model
用俄罗斯科学院特殊天体物理观测台的6米望远镜对年轻的双星系统RW Aur进行了散斑干涉测量，使用的滤光片中心波长分别为550 nm和800 nm，通带半宽分别为20 nm和100 nm。在观测历元（JD 2 454 255.9），双星的角距为1.448”{ \pm }0.005，系统的位置角为255.9°{ \pm }0.3°。我们发现，使用已发表的数据，这些值一直在变化，平均速率为+0.002”/年和+0.02°/年，分别在过去的70年。这意味着双星系统的轨道运动方向与RW Aur A中的盘旋转方向相反。我们提出了一个物理模型来解释星周吸积盘的形成，它相对于被原行星盘包围的年轻双星以相反的方向旋转。我们的模型可以解释RW Aur A物质流的特征：高吸积率，大质量组件周围的盘的小尺寸，和反向旋转。
2012-07-17 astro-ph.SR
Planetary Construction Zones in Occultation: Discovery of an Extrasolar Ring System Transiting a Young Sun-like Star and Future Prospects for Detecting Eclipses by Circumsecondary and Circumplanetary Disks
<abridged>星周盘和行星周盘相对较大的尺寸意味着它们可能在恒星光变曲线的日食中被看到。我们估计，对大约10年的10^4颗年轻（大约1000万年前）吸积后的前MS恒星进行监测，至少会从环绕行星的盘和围绕低质量伴星的盘中产生一些深食。我们提供了一颗前MS K5星（1 SWASP J140747.93-394542.6）的光度和光谱数据，这是一颗新发现的~0.9 Msun成员，位于Sco-Cen的1600万年前的Upper Cen-Lup子群中，运动学距离为128 pc。这颗恒星的SuperWASP和ASAS光变曲线显示了一个非常长、深和复杂的日食事件，发生在2007年4月29日。至少有5个>0.5等的多日变暗事件被确定，其中一个>3.3等的深食被两对~1等的食包围，它们对称地发生在前后+-12天和+-26天。因此，在2007年，这颗恒星的显着变暗发生在至少54天的时间内，并且在大约12天的时间内发生了一次强烈的>1等变暗事件。我们对850天的周期设定了一个严格的下限（即日食的轨道半径必须大于1.7天文单位，轨道速度必须小于22公里/秒）。光变曲线的形状类似于Be星EE Cep的不平衡食。我们怀疑这颗新星被一个低质量的天体所遮蔽，该天体被一个致密的内盘所环绕，内盘周围至少有3个光学深度较低的尘埃环。在这些环之间至少有两个光学深度接近于零的环带（即间隙），可能被行…
2012-01-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Imaging the circumstellar environment of the young T Tauri star SU Aurigae
经典的金牛座T星的拱星环境具有挑战性，因为它们的星盘对比度很高。克服这个问题的一个方法是使用成像偏振法，其中来自恒星拱星盘的散射和偏振星光可以与中心恒星的非偏振光分离。我们目前的图像的拱星环境的SU Aur，一个经典的金牛座T星在过渡的金牛座T赫比格星。这些图像直接显示了盘延伸到~500 au，倾角为$\sim$ 50 $^\circ$。使用解释模型，我们推导出非常小的颗粒在其磁盘的表面层，具有非常陡峭的尺寸和表面密度分布。此外，我们解决了一个大的和扩展的星云在我们的图像，这是最有可能的残余产前分子云。直接从我们的图像中确定的盘的位置角度排除了极性流出或喷流作为这种大规模星云的原因。
2013-11-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Close Companions to Young Stars. I. A Large Spectroscopic Survey in Chamaeleon I and Taurus-Auriga
我们提出的212 T金牛星在Chamaeleon I和金牛座，御夫座恒星形成区域的多重调查的结果，高分辨率光谱的基础上，从麦哲伦粘土6.5米望远镜。从这些数据中，我们实现了一个典型的径向速度精度约80米/秒与较慢的转子产生更好的精度，一般。对于这些恒星中的174颗，我们获得了具有足够时间基线的多历元数据，以根据径向速度变化识别双星。我们确定了8个密切的双星和4个密切的三倍，其中三个和两个，分别是新发现的。光谱多重性分数，我们发现Cha I（7%）和Tau Aur（6%）是彼此相似的，并在相同的质量和周期制度的领域恒星调查的结果。然而，与成像调查的结果不同，在我们的样本中，具有密切同伴的系统的频率并不取决于初级质量。此外，我们没有发现吸积和密切的多重性之间的强相关性。这意味着密切的同伴不太可能是在弱线金牛T星中观察到的吸积关闭的主要来源。我们的研究结果还表明，足够的径向速度精度可以实现至少一个子集的缓慢旋转的年轻恒星寻找热木星行星。
2012-02-07 astro-ph.IM astro-ph.SR
Clumpy accretion as a possible reason of prolonged eclipses of UX~Ori type stars
本文提出团块吸积模型，用原恒星云残余团块坠入原行星盘引发吸积增强和盘风扬尘，解释 UX Ori 型恒星持续数十年的深度食现象。
2024-03-29 astro-ph.SR
HD144548: A young triply eclipsing system in the Upper Scorpius OB association
恒星HD 144548（=HIP~78977; TYP~6212-1273-1）是一颗分离的食双星，是上天蝎座OB星协的真正成员。第二次战役中K2任务的连续测光显示，由于系统中存在第三颗恒星，因此存在额外的日食。这些现象可以用一个系统来解释，该系统由两个已知的食系统成员（Ba和Bb）组成，其周期为1.63 d，在偏心轨道（eA = 0.2652 +/- 0.0003）上围绕一颗周期为33.945 +/-0.002 d的F7-F8 V星运行。Ba和Bb日食的时间显示了相同的33.9 d周期性，我们将其解释为光时间效应与封闭系统上的动力学扰动相结合。在这里，我们结合径向速度和分析近似的时间的日食，以获得质量和半径的三个组成部分的系统。A星的质量为1.44 +/- 0.04 M_sun，半径为2.41 +/- 0.03 R_sun，两个星的质量和半径几乎相同，分别为0.96 M_sun和1.33 R_sun。HD 144548是第一个可以测量所有分量径向速度的三重日食系统。
2015-10-13 astro-ph.SR
Mass and period limits on the ringed companion transiting the young star J1407
天蝎座1 SWASP J140747.93-394542.6中的年轻（约1600万年）主序前恒星，以下简称为J1407，在2007年4月经历了一次深食，周围54天内有几次浅食。这被解释为第一次探测到围绕亚恒星物体（被称为J1407 b）的食环系统。我们报告的搜索与稀疏孔径掩模成像和直接成像的UT 4 VLT和凯克望远镜这一同伴。J1407的径向速度测量提供了对J1407 b和中央恒星的短周期伴星的额外限制。2012-2014年期间使用PROMPT-4和ROAD天文台进行的后续光度监测没有产生任何额外的日食。大面积的质量周期空间被排除在伴星之外。对于圆轨道，伴星周期被限制在3.5-13.8年（a ~ 2.2-5.6 au），在这些周期内，质量大于80 M_Jup的情况被排除在3 σ显著性之外。复杂的环系统似乎占据了希尔半径的0.15以上，比罗氏半径大得多，表明过渡中的环结构。此外，我们还证明了J1407的径向速度与Sco-Cen星协的上Cen-Lup子群的成员一致，并且对J1407的自转周期和投影自转速度的约束与68 ± 10度的恒星倾角一致。
2014-10-24 astro-ph.SR
Disk Evolution Study Through Imaging of Nearby Young Stars (DESTINYS): Late infall causing disk misalignment and dynamic structures in SU Aur
富含气体的星周盘是行星形成的摇篮。因此，它们的进化将强烈影响由此产生的行星人口。在ESO DESTINYS大型项目中，我们用近红外散射光成像研究了这些盘在其发展的前1000万年内的情况。在这里，我们提出了VLT/SPHERE极化观测附近的II类系统SU Aur中，我们解决了磁盘的尺度~7 AU。除了新的SPHERE观测外，我们还利用了VLT/NACO，HST/STIS和ALMA档案数据。新的SPHERE数据以前所未有的细节显示了SU Aur周围的圆盘和扩展的尘埃结构。我们解决了几个尘埃尾连接到开普勒磁盘。通过与ALMA数据的比较，我们表明，这些尘埃尾巴代表物质落在磁盘上。盘本身显示出复杂的螺旋结构和阴影线，由内部未对准的盘组件投射。我们的观察表明，SU Aur正在经历后期的物质注入，这可以解释所观察到的盘结构。SU Aur是这种机制在工作中最清晰的观测例子，并表明晚期吸积事件仍然可以发生在II类阶段，从而显着影响星周盘的演化。通过额外的观测来限制这类事件的频率，将有助于确定这一过程是否是演化的系外行星系统中自旋-轨道不对准的原因。
2021-02-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
International observational campaign of the 2014 eclipse of EE Cep
上下文EE Cep是少数几个食双星系统之一，它有一个黑暗的尘埃盘围绕着一个类似于ε Aur的不可见物体。该系统的特点是每5.6年发生一次灰色和不对称的日食，其光度深度变化很大，范围从~ 0 m. 5到~ 2 m. 0。目标。2014年EE Cep日食观测活动的主要目的是测试盘进动模型（Galan等人，2012）。我们预计这次日食将是最深的一次，深度约为2米。方法.我们从位于欧洲和北美的近30台仪器中收集了大量观测数据。这些光度数据涵盖了日食期间和日食前后的243个夜晚。我们还分析了几种仪器的低分辨率和高分辨率光谱。结果这次日食的深度很浅，在V波段为0米。在日食期间，太阳光度计显示出微小的颜色变化，总振幅约为+0 m。B-I颜色指数为15。该系统的线性星历通过包括新的极小值时间来更新，该极小值时间是从E = 9，10和11的最近三次日食测量的。获得了新的光谱观测，涵盖了日食周围的轨道相位，这是过去没有观测到的，增加了数据样本，填补了一些空白，并更好地了解了主食期间H α和NaI谱线轮廓的演变。结论. 2014年EE Cep的日食比预期的0 m .71浅，而不是~ 2 m。0.这意味着我们的圆盘进动模型需要修正。
2020-01-16 astro-ph.SR
Identifying Stars of Mass >150 Msun from Their Eclipse by a Binary Companion
我们研究的可能性，非常大质量的恒星大大超过通常采用的恒星质量限制的150 Msun可能存在于年轻的星团在当地的宇宙。我们确定了10个候选集群，其中一些可能会举办恒星质量高达600 Msun通过失控碰撞形成。我们估计这些超大质量恒星在食双星中的概率大于30%。虽然这些系统中的大多数目前还无法分辨，但它们的凌日可以在3 Mpc的距离上被探测到，即使在背景星团光的污染下，这是因为它们的关联光度很大，约为10^7 Lsun，平均凌日深度约为10^6 Lsun。超大质量食双星的发现将标志着不稳定对超新星和中等质量黑洞的可能祖先。
2012-06-05 astro-ph.SR
Rediscussion of eclipsing binaries. Paper V. The triple system V455 Aurigae
V455 Aur是一颗离体食双星，包含两颗F星，轨道为3.15-d，离心率很小。它的日食是在依巴谷卫星的数据中发现的，格里芬（2001，2013）获得了光谱轨道。Griffin发现了食系统的系统速度的长期变化，这是由于在一个高偏心轨道（e = 0.73）上的第三个天体，其周期为4200 d。我们使用这些数据，来自TESS卫星的V455 Aur的光变曲线和Gaia EDR 3视差来确定系统组件的物理特性。我们发现食星的质量为1.289 +/- 0.006 Msun和1.232 +/- 0.005 Msun，半径为1.389 +/- 0.011 Rsun和1.318 +/- 0.014 Rsun，有效温度为6500 +/- 200和6400 +/- 200 K。第一次直接检测到来自第三组分的光，在TESS光曲线的解中以l_3 = 0.028 +/- 0.002的第三光的形式。根据这个l_3、理论光谱和经验校准，我们估计该恒星的质量为0.72 +/- 0.05 Msun，半径为0.74 +/- 0.05 Rsun，温度为4300 +/- 300 K。外轨道的倾角为53 +/- 3度，因此系统中的两个轨道不共面。我们表明，测量的光谱光比的两个食星可以降低半径的不确定性从1%到0.25%。详细的光谱分析也可以得到该系统的精确温度和化学丰度，从而使V455 Aur成为已知最精确测量的食系统之一…
2021-06-08 astro-ph.SR
Clumpy dust rings around non-accreting young stars
我们调查四个年轻的，但非吸积，非常低的质量恒星在猎户座，这表明不规则的日食的星周尘埃。日食不是周期性的，深度可变，缺乏平坦的底部，它们的持续时间与日食之间的典型时间尺度相当。变暗与变红有关，这与尘埃消光一致。综合起来，这意味着这四颗恒星周围存在着环，半径从0.01到40 AU不等，由光学上薄的尘埃云组成。恒星还显示出红外过剩，表明存在着演化的星周盘，其数量级比日食所需的物质多。然而，光环需要覆盖大约20度的张开角，才能解释这些变星在同一地区的同时代人口中有多普遍，这比典型的圆盘更延伸。因此，我们认为环可能不是盘的一部分，而是具有更大尺度高度的独立结构。为了维持多年，环需要补充来自圆盘的尘埃或引力束缚到物体上（例如，行星或微行星）。这四颗恒星属于后金牛座T型恒星中不断增长和多样化的一类，它们的光变曲线会出现凹陷或日食。尘埃环的尺度高度超过了盘的尺度高度，这可能是恒星年龄在500万年到1000万年之间，从吸积盘过渡到碎片盘的一种常见现象。这些结构可能是由迁移的行星造成的，也可能是年轻行星系统存在的标志。
2019-01-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
