Theoretical mass estimates for the Mira-type variable R Hydrae
本文通过恒星演化模型模拟长蛇座R近两个世纪的脉动周期缩短现象，将其归因于氦闪后辐射扩散波耗散导致的半径减小，并估计其质量为4.44至4.63倍太阳质量。
2023-05-31 astro-ph.SR
TW Hya Association Membership and New WISE-detected Circumstellar Disks
我们评估了附近年轻的TW Hydrae协会的当前成员，并使用宽视场红外巡天探测器（WISE）检查新提议的成员，以寻找指示拱星盘的红外过量。新提出的成员TWA 30 A、TWA 30 B、TWA 31和TWA 32都在12和22 \mum处显示出过量的发射，这为这些低质量、约800万年前的恒星周围存在大量的尘埃拱星盘提供了明确的证据，这些恒星以前被证明可能是从拱星物质吸积而来的。TWA 30 B显示出大量的自消光，可能是由于边缘上的圆盘几何形状。我们还证实了以前报道的拱星盘与WISE，并确定一个22 \mum过剩分数为42+/- 9%，根据我们的结果。
2012-05-14 astro-ph.SR
The mid-infrared diameter of W Hydrae
2007年4月至2009年9月期间，WHya的中红外（8-13微米）干涉数据是由ECONOMY/VLTI获得的，覆盖了近三个脉动周期。光谱分散的能见度数据的所有75个观测进行了分析，通过拟合一个圆形的完全limb-darkened磁盘（FDD）模型的所有数据和个人的脉动阶段。用椭圆FDD研究了不对称性。模拟结果表明，W Hya的视在角度FDD直径约为（80 +/- 1.2）mas（7.8 AU），介于8至10微米之间，相当于光球直径的1.9倍。直径逐渐增加至12微米时的（105 +/- 1.2）mas（10.3 AU）。相比之下，FDD相对通量分数从（0.85 +/- 0.02）下降到（0.77 +/- 0.02），反映了来自完全分辨的周围硅酸盐尘埃壳的通量贡献增加。扩展结构的不对称性可以得到证实。椭圆FDD产生（11 +/-20）度的位置角和（0.87 +/-0.07）的轴比。一个弱的脉动依赖性被揭示与直径增加（5.4 +/- 1.8）质量之间的视觉最小值和最大值，而检测到的周期到周期的变化较小。W Hya的直径表现出与Mira星RR Sco和S Ori非常相似的行为，可以用类似的模型来描述。恒定直径部分的结果从一个部分解决恒星盘，包括一个紧密的分子层H2O，而超过10微米的增加，最有可能是由于附近的空间分辨的Al 2 O3尘埃壳的贡献。
2011-04-30 astro-ph.SR
Line Ratios Reveal N2H+ Emission Originates Above the Midplane in TW Hydrae
同一分子不同跃迁的谱线比长期以来一直被用作气体温度的探针。本文利用ALMA对TW Hya周围原行星盘中N_2 H + J~=~1-0和J~=~4-3谱线的观测，导出了这些谱线的发射温度。在0.8- 2“的径向范围内，我们发现平均温度为39~K，一个σ的不确定度为2~K，明显高于该盘中超过0.5”的预期中平面温度。我们的结论是，TW Hya的N2 H+发射不是从中平面附近发射，而是从更高的磁盘，在一个区域可能有界的过程，如CO和N2的光解或化学再加工，而不是冻结。
2019-04-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Surface Density Perturbation in the TW Hydrae Disk at 95 au Traced by Molecular Emission
本文介绍了ALMA第2周期在CS $J=5-4$发射TW Hya的$0.5^{\prime\prime}$分辨率下的观测结果。积分线发射的径向轮廓显示出$1.5^{\prime\prime}$（$\approx 90$ au）向外的振荡特征。在$1.6^{\prime\prime}$的一个类似倾角的特征在位置、深度和宽度上与在近红外波长的尘埃散射光中观察到的特征一致。使用热化学模型指示TW Hya，气体-颗粒化学建模和非LTE辐射转移，我们证明，这样的功能可以再现与表面密度凹陷，与TW Hya的散射光观测进行建模一致。我们进一步证明，在尘埃分布和尘埃不透明度的差距，只有不能再现所观察到的CS功能。在$3.1^{\prime\prime}$的外部增强被确定为一个区域的增强解吸由于增强的星际FUV辐射的穿透在磁盘表面密度的指数边缘，这加强了光化学处理的气体和冰。
2017-02-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar Evolution in Real Time II: R Hydrae and an Open-Source Grid of >3000 Seismic TP-AGB Models Computed with MESA
本研究利用MESA和GYRE构建含3000余个模型的开源TP-AGB星震模型网格，结合观测与近400年周期数据表征长蛇座R星，判定其大概率由基模驱动、处于中间脉冲功率下降阶段且周期将持续缩短。
2024-06-19 astro-ph.IM astro-ph.SR
High-Velocity Bullets from V Hydrae, an AGB Star in Transition: Ejection History and Spatio-Kinematic Modeling
碳星V Hydrae（V Hya）提供了新的洞察力，使人们对喷射式外流的发射机制的性质有了新的认识，这种外流被认为是AGB恒星进入非球面行星状星云的过渡阶段的原因。V Hya已经被证明以高速度周期性地喷射准直气体团（“子弹”）。通过分析数据从HST/STIS 2-D光谱，在六个时代间隔超过十年，显示4个连续喷出的子弹的间距约8.5年，我们已经创建了一个特定的子弹（#1）的动态演化的前三个观测时代（2002年，2003年，2004年）使用三维空间运动学代码，SHAPE的运动学模型。使用这些模型，我们拟合了观察到的形态，视线速度，自行车和强度的扩展，气体子弹作为时间的函数超过2年，以限制其3D运动及其物理特性的演变在此期间。我们的研究结果表明，虽然子弹#1的运动主要是弹道的，有小，但显着的变化，在位置角和倾斜角的长（对称）轴的子弹，倾斜它逐渐向对称轴的双极分子星云V Hya周围。相比之下，子弹#3在射出后不久显示出强烈的加速度。我们讨论的可能性，子弹加速度是由一个非径向磁场和/或流体动力学与周围气体的相互作用，通过该子弹是旅行。
2018-11-22 astro-ph.IM astro-ph.SR
WIYN Open Cluster Study. LXXV. Testing the Metallicity Dependence of Stellar Lithium Depletion Using Hyades-Aged Clusters. 1. Hyades & Praesepe
WIYN/Hydra光谱（R~ 15，000）用于中等富金属的Praesepe和Hyades疏散星团，以研究它们的主序（MS）铁（[Fe/H]）和锂（A（Li））丰度。对这些年龄一致的星团进行了自洽[Fe/H]和Li分析，证实了它们具有一致的[Fe/H]，并为研究人们知之甚少的G矮星和F矮星Li贫化提供了基础。这两种现象都不符合标准的恒星演化理论，但可能的解释比比皆是。我们补充我们的A（李）与以前发表的结果放在一个统一的丰度尺度。这创造了毕宿星团（90）和普拉塞普（110）中最大的自洽分析样本A（Li）。对于每颗恒星，高精度的UBVRI测光被用来确定一个基于十种颜色的Teff，然后测试由一个大的sigma-Teff（> 75 K）所指示的测光特性。具有大sigma-Teff的恒星主要被发现是双星或具有特殊（表观）A（Li）的恒星。当仅考虑具有低sigma-Teff并且在光度学上也与簇MS基准一致的自行成员时，每个簇具有比先前观察到的更严格定义的Li形态，并且两个簇的A（Li）是不可区分的。这表明，一致的年龄和金属丰度的集群可能有一致的锂消耗趋势，在广泛的Teff范围内，不需要额外的主要参数，至少对于这两个集群。我们建议，合并后的毕宿和Praesepe数据提供更严格的约束比单独集群，我们讨论了新发现的功能相结合的锂Teff趋势。
2017-02-13 astro-ph.SR
X-Ray Determination of the Variable Rate of Mass Accretion onto TW Hydrae
根据长蛇座TW（TW Hya）中类氦Ne IX的Chandra高能透射光栅光谱，结合经典吸积模型，对电子温度（T_e）、电子密度（n_e）和氢柱密度（N_H）进行诊断，使我们能够直接从吸积物质的测量结果来推断恒星的吸积速率。新的方法介绍了使用的Ne IX线的吸收作为测量的干预，吸积材料的列密度。平均而言，对于600高斯的恒星磁场强度和3.5%的填充因子，TW Hya推导出的质量吸积率为1.5 x 10 ^{-9} M_{\odot} yr ^{-1}。三个单独的钱德拉曝光在Ne IX线比率上显示出统计学上的显著差异，表明N_H、T_e和n_e的变化分别为0.28、1.6和1.3倍。在相隔2.7天的曝光中，这里报告的观测结果表明吸积速率降低了五倍。这种强大的新技术有望大大提高我们对年轻恒星吸积过程的理解。
2012-11-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Peering into the Giant Planet Forming Region of the TW Hydrae Disk with the Gemini Planet Imager
我们目前的双子座行星成像仪（GPI）的自适应光学近红外图像的巨大行星形成区域的原行星盘轨道附近（D = 54 pc），前主序星（经典金牛座T）TW长蛇座。GPI图像，这是在日冕/偏振模式下获得的，利用星光散射小尘埃颗粒，以阐明TW Hya盘的表面密度结构，从80 AU到10 AU的恒星在1.5 AU的分辨率。GPI偏振强度图像明确地证实了内部盘的径向表面亮度分布中存在间隙。这个缺口的中心在23 AU附近，宽度为5 AU，深度为50%。在最近对围绕前主序星运行的气态尘埃盘中巨型行星形成的模拟中，这些结果表明，在TW Hya盘中，至少可能存在一颗质量为0.2 MJ的年轻行星，其轨道半长轴与天王星相似。如果这颗（原）行星正在积极地从盘中吸积气体，它可能很容易被GPI或类似敏感的高分辨率红外成像系统检测到。
2015-12-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Characterizing the dust content of disk substructures in TW Hya
我们目前的阿塔卡马大型毫米阵列（ALMA）的TW Hya在3.1毫米的$\sim50$毫角秒分辨率的意见。这些新的数据相结合的档案高角分辨率ALMA观测在0.87毫米，1.3毫米，和2.1毫米。我们分析这些多波长的数据来推断磁盘径向轮廓的尘埃表面密度，最大粒径，粒径分布和斜率。大多数以前已知的环形子结构的磁盘TW Hya的解决在四个波长。在内部3金腔，2.1毫米和3.1毫米的图像显示了一个紧凑的自由-自由发射源，可能与电离射流。我们的尘埃排放的多波长分析表明，TW Hya的磁盘中的最大颗粒尺寸为$>1$ mm。内部20金是完全光学厚的所有四个波段，这导致在不同的波长跟踪不同的磁盘高度的数据。再加上尘埃沉降的影响，这就妨碍了对这些地区的密度和粒度进行准确的估计。在$r>20$ au，我们发现在明亮的环的位置有大尘埃颗粒积聚的证据，表明这些是作为尘埃陷阱工作的。盘中的总灰尘质量在250和330 $M_{\oplus}$之间，这表示气体与灰尘的质量比在50和70之间。我们的质量测量值比使用大型人口调查的典型假设估计的质量高4.5-5.9倍。我们的研究结果表明，TW Hya的环子结构是触发流动不稳定性和形成新一代星子的理想位置。
2021-02-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
SPIRou spectropolarimetry of the T Tauri star TW Hydrae: magnetic fields, accretion and planets
本文利用SPIRou对T Tauri星TW Hya进行四年光谱偏振观测，通过塞曼-多普勒成像揭示其大尺度偶极磁场与小尺度强磁场结构，并发现一个可能来自内盘结构或近距候选行星的8.3天径向速度信号。
2024-05-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Maser emission from the CO envelope of the asymptotic giant branch star W Hydrae
观测渐近巨星分支（AGB）恒星周围的CO辐射是确定气体质量损失率的主要方法。虽然辐射转移模型已经表明，CO的分子水平可以成为温和的反转，导致脉泽发射，CO脉泽发射还有待于证实的观测。高分辨率观测AGB星周围的CO辐射，现在有亮度温度的灵敏度，以检测可能的弱CO脉泽发射。我们使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）进行的高角分辨率观测，观察富氧AGB恒星W Hya周围CO $J=3-2$发射的小尺度结构。我们发现CO脉泽辐射放大了恒星的连续光谱，其光学厚度为$τ\approx-0.55$。脉泽主要放大恒星的边缘，因为从扩展的恒星大气中吸收的CO $J=3-2$在恒星中心最强。CO脉泽速度对应于先前观察到的高频H $_2$ O脉泽和OH脉泽的可变分量，OH脉泽被确定为放大的恒星图像。这意味着脉泽起源于加速区域之外，并限制了速度分布，因为我们发现粒子数反转主要发生在星周包层内部。我们发现，反转可以解释的辐射场在4.6 $μ$ m和CO脉泽发射的存在是一致的估计质量损失率W Hya。然而，泵浦机制需要在扩展大气中吸收和发射谱线之间的复杂相互作用。在W Hya的拱星包层中的尘埃的过量不足以显著地贡献于4.6 $μ$ m处所需的辐射场。分子线之间的相互作用，导致泵送可以限制未来的多层次的CO观测。
2021-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-resolution spectroscopy of the intermediate polar EX Hydrae: II. The inner disk radius
本文通过VLT/UVES高分辨率光谱对中等偏振星EX Hya进行相位分辨分析，确定其吸积盘内边缘位于约10倍白矮星半径处，并据此推导出白矮星磁矩、表面磁场及双星质量等关键参数。
2024-02-21 astro-ph.SR
An impressionist view of V Hydrae. When MATISSE paints Asymmetric Giant Blobs
本研究利用 VLTI/MATISSE 仪器观测碳星 V Hydrae，通过图像重建发现其伴星位置存在尘埃增强，揭示了双星与 AGB 组分的相互作用。
2024-05-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dusty wind of W Hya. Multi-wavelength modelling of the present-day and recent mass-loss
低质量和中等质量的恒星在生命的尽头会经历一段强烈的质量损失，这个阶段被称为渐近巨星分支（AGB）。在AGB期间，它们的初始质量的很大一部分被驱逐出恒星风。这个过程控制着它们演化的最后阶段，并有助于星系的化学演化。然而，AGB星的风驱动机制尚未得到很好的理解，特别是对于富氧源。表征当今的质量损失和风结构以及这些恒星的质量损失率的演变对于推进我们对这一过程的理解至关重要。我们使用先进的辐射转移代码模拟了W Hya的尘埃包络。尘埃模型进行了分析，在以前计算的气相风模型的光，并在文献中，如红外光谱，红外图像，光学散射光分数的测量进行比较。我们发现，W Hya的尘埃光谱可以部分地解释由一个引力约束的尘埃壳，可能是负责大部分的无定形铝$_2$ O $_3$发射。解释散射光所需的大颗粒（$\sim$\，0.3\，$μ$ m）的组成无法受到限制，但可能以硅酸盐为主。硅酸盐发射的热红外线被发现起源于超过40天文单位的恒星，我们发现，他们需要有大量的近红外不透明度，在这样大的距离可见。在这些距离的尘埃的近红外不透明度的增加大致符合膨胀速度的突然增加，从气相CO线推断。最后，W Hya最近的质量损失被证实是高度可变的，我们确定了一个强大的峰值，发生在大约3500年前，持续了几百年的质量损失率。
2015-03-16 astro-ph.SR
Emission Lines from the Gas Disk around TW Hydra and the Origin of the Inner Hole
我们比较线发射计算的理论磁盘模型与光学亚毫米波长的观测数据的气体盘周围TW Hya和推断质量的空间分布在气体盘。与观测结果最匹配的模型盘的气体质量范围为$\sim10^{-4}-10^{-5}$ \ms \（对于$0.06{\rm AU} <r<3.5$ AU）和$\sim 0.06$ \ms \（对于$ 3.5 {\rm AU} <r<200$ AU）。我们发现，内部的尘埃孔（$r<3.5$ AU）在磁盘中必须耗尽的气体的$\sim 1-2$数量级相比，外推的表面密度分布的外盘。因此，单独的晶粒生长并不能对尘洞做出可行的解释。CO振动发射产生的$r\sim 0.5$ AU从气体的热激发。[OI]在$r\lesssim0.1$ AU和$r\sim 4$ AU上，6300 nm和5577 nm的禁带谱线和OH的中红外发射主要是由于OH和水的紫外光解离后的瞬发发射。[NeII]发射与$r\lesssim 10$ AU的X射线加热中性气体中的起源一致，并且可能不需要TW Hya的显著EUV（$hν>13.6$ eV）通量的存在。H $_2$纯转动谱线发射主要来自$r\sim 1-30$ AU。[OI]63 $μ$ m、HCO $^+$和CO纯转动谱线都产生于$r\sim30-120$ AU的外盘。我们讨论了行星形成和光蒸发的原因，在4 AU内的气体和尘埃的表面密度下降。如果存在行星，我们…
2011-04-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the structure of the transition disk around TW Hya
十多年来，长蛇座TW过渡盘的内腔结构一直是争论的主题。用在不同波长下获得的数据对圆盘进行建模，导致了各种各样的圆盘结构。不同的模型并不矛盾，相反，它们可能会指出在圆盘中发生的物理过程的不同方面，例如尘埃生长和行星形成。我们的目标是再次研究过渡盘的结构，并找到在多大程度上我们可以调和明显的模型差异。从近红外到厘米波长收集了大量高角分辨率数据。我们研究了现有的圆盘模型，建立了一个新的自洽辐射传输模型。采用遗传拟合算法实现了参数拟合的自动化。简单的磁盘模型与垂直的内边缘和径向均匀的尘埃成分从小到大的颗粒不能复制的组合数据集。对这个简单的圆盘模型作了两个改进：（1）通过指数地减小内部~ 3AU的表面密度来平滑内部边缘;（2）最大的晶粒（>100 μ m）向内部圆盘区域集中。这两种性质都可以与决定原行星盘演化的基本过程联系起来：可能的伴星的塑造和尘埃颗粒生长的不同状态。从近红外到厘米波长的完整干涉数据集需要对TW Hya盘的现有模型进行修订。我们提出了一个新的模型，它结合了以前的模型的特征结构，但偏离在两个关键方面：它没有一个尖锐的边缘在4 AU，和大晶粒的表面密度不同，从较小的晶粒。这是第一个成功的辐射传输为基础的模型，一套完整的干涉数据。
2014-02-26 astro-ph.SR
Herschel/PACS view of disks around low-mass stars and brown dwarfs in the TW Hya association
我们进行了赫歇尔/PACS观测的五个非常低质量的恒星或棕矮星位于TW Hya协会的目标，在低恒星质量制度的磁盘的特性。我们在$70\,μ{\rm{m}}$和$100\,μ{\rm{m}}$检测到所有5个靶标，在$160\,μ{\rm{m}}$检测到3个靶标。我们的观察，结合以前的测光从2MASS，WISE，和SCUBA-2，使我们能够构建SED与扩展的波长覆盖范围。使用复杂的辐射转移模型，我们分析了所观察到的SED的五个检测对象的混合拟合策略，结合模型网格和模拟退火算法，并通过贝叶斯推断方法评估磁盘属性的约束。模型表明，低质量恒星和棕矮星周围的盘通常比高质量恒星和棕矮星更平坦，但盘的质量范围远低于金牛T星的值，并且盘的尺度高度在两组中相当。推断的盘属性（即，盘质量，耀斑，和规模的高度）在低恒星质量制度是一致的，从大样本的褐矮星和非常低质量的恒星以前的发现。我们讨论了盘的性质对宿主恒星参数的依赖性，并发现赫歇尔远红外通量和恒星有效温度之间存在显著的相关性，这可能表明恒星和盘质量之间的标度（即，$M_{\rm{disk}} \propto M_{\star}$）主要在低质量恒星中观察到，可能会延伸到棕矮星区域。
2014-11-07 astro-ph.SR
The wind of W Hya as seen by Herschel - I. The CO envelope
渐近巨星分支（AGB）恒星通过恒星风失去它们的包络，其驱动机制还不清楚。流出物的组成和热力学和动力学结构的特征提供了理解AGB演化所必需的约束条件，包括质量损失率和同位素比。我们模拟了CO排放的风的低质量损失率富氧AGB星W Hya使用的HIFI，PACS和SPIRE仪器机载赫歇尔空间天文台和地面望远镜获得的数据。使用$^{12}$ CO和$^{13}$ CO线来约束来自分辨的HIFI线的本征$^{12}$ C/ $^{13}$ C比率。外流加速到大约5.5 km/s是相当缓慢的，可以用指数为5的β型速度定律来表示。超过这一点，加速到终极速度7 km/s会更快。利用J=10-9、9-8和6-5的跃迁，我们发现W Hya的本征$^{12}$ C/ $^{13}$ C比为$18\pm10$，其中误差棒主要是由于$^{12}$ CO丰度和4.6 $μ$ m附近恒星通量的不确定性。为了匹配低激发CO谱线，这些分子需要在大约500个恒星半径处进行光解离。在70 $μ$ m处由PACS图像测量的径向尘埃发射强度分布显示出比我们的模型预测的超过20弧秒更强的发射。风的初始缓慢加速意味着在包络线的下部中的低效的风驱动。风中动量的最后注入可能是由于尘埃物质的后期凝结而导致不透明度增加的结果。推导出的W Hya的固有同位素比与第一次挖掘所设定的值一致，并表明初始质量为2 M $_\odot$或更高。然…
2014-03-12 astro-ph.SR
Mapping the Complex Kinematic Substructure in the TW Hya Disk
本文利用ALMA观测了长蛇座TW周围盘的CO $J = 2-1$和CS $J = 5-4$辐射。这两种分子跟踪主要开普勒速度结构，虽然在磁盘的外缘检测到的旋转速度的放缓超过${\approx}~140$ ~au的CO排放。这是由于圆盘外缘附近的气体密度锥提供了增强的压力支持。减去一个方位角对称的背景速度结构揭示了本地化的偏差，在气体运动学跟踪的每个分子。CO和CS都表现出“多普勒翻转”的特征，中心几乎沿短轴的磁盘（${\rm PA} \sim 60\degr$）在半径为$1\farcs35$，符合大的差距，在散射光和毫米~连续。此外，通过强度及其运动学的变化，CO发射追踪紧密缠绕的螺旋，这是先前在更高频率的CO $J = 3-2$观测中看到的（Teague等人，2019年）。通过与嵌入式行星产生的螺旋尾迹的线性模型进行比较，我们在与间隙内的土星质量行星相互作用的背景下以${\rm PA} = 60\degr$的位置角解释了这些特征，这与Mentiplay等人的理论预测一致。缺乏相应的螺旋在CS排放是由于强烈的垂直依赖于浮力螺旋被认为只在大气中的磁盘，而不是跟踪CS排放。
2022-08-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Atomium: The astounding complexity of the near circumstellar environment of the M-type AGB star R Hydrae. I. Morpho-kinematical interpretation of CO and SiO emission
已知演化的低到中等质量的恒星会将其气体外壳脱落成一个大的、充满尘埃的、富含分子的星周星云，这通常会发展出高度的结构复杂性。星云中大多数大尺度的空间相关结构被认为是来自恒星风与伴星的相互作用。作为原子大计划的一部分，我们用ALMA观测了M型渐近巨星分支（AGB）恒星R Hydrae。R Hya的内部风的形态，它有一个已知的同伴在~3500 AU，确定从高角分辨率获得的CO和SiO的地图。一氧化碳排放图揭示了一个多层结构，该结构由一个角标度为~ 10英寸的大椭圆特征组成，该特征沿南北轴取向。椭圆特征内的风形态主要由两个空心气泡控制。这些气泡位于AGB星的两侧，并沿着一个位置角约为115度的轴。这两个气泡都偏离了中心恒星，它们在SiO通道图中的出现表明它们可能是通过AGB风传播的冲击波。对气泡的动力学年龄的估计产生了100年的年龄，这与先前提出的恒星上次经历热脉冲以来的流逝时间一致。当CO和SiO的排放检查亚弧秒角尺度上，有证据表明，倾斜，差分旋转赤道密度增强，强烈建议存在第二个附近的同伴。这个圆盘的长轴在天空平面上的位置角约为70度。我们初步估计，附近的伴星的质量的下限是~0.65 Msol的基础上，在光盘中的最高测量速度和它的内边缘的位置在~6 au的AGB星。
2021-04-15 astro-ph.SR
Lithium Abundances of Main-Sequence Stars in the Old Open Cluster NGC 188: Probes of Stellar Evolution Beyond the Solar Age
本文利用WIYN/Hydra光谱测量了年老疏散星团NGC 188中119颗主序星的锂丰度，发现其锂含量低于标准理论预测，且比稍年轻的M67星团更高，表明锂消耗不仅取决于年龄和质量，还受金属丰度等其他因素影响。
2025-09-18 astro-ph.SR
Far-Ultraviolet H2 Emission from Circumstellar Disks
我们分析了33个经典金牛座T星（CTTS）的远紫外（FUV）光谱，其中包括20个新的光谱与先进的相机测量太阳盲通道（ACS/SBC）的哈勃太空望远镜。在这些来源中，28个来源于约100万年前的金牛座-御夫座复合体或猎户座分子云，4个来源于8- 1000万年前的猎户座OB 1a复合体，一个来源于1000万年前的TW Hydrae协会。我们还获得了FUV ACS/SBC光谱的10个非吸积源周围的碎片盘的年龄在10和125万年之间。我们使用的功能，主要是由于电子碰撞激发的\h 2的FUV光谱研究的演化的气体在内部磁盘。我们发现\h 2特征在非吸积源中不存在，但在CTTS的光谱中被检测到，并且与吸积光度相关。由于所有的年轻恒星都有活跃的色球层，这些色球层会产生强烈的X射线和紫外线辐射，能够激发盘内的\h 2，所以非吸积源没有显示出\h 2辐射，这意味着内盘中的\h 2气体已经在非吸积源中消散，尽管尘埃（可能还有气体）仍然存在于更大的半径。利用1600埃的通量，我们估计留在样本碎片盘内部区域的\h 2的柱密度小于~ 3 × 10 ^-6 g cm^-2，比1天文单位处最小质量太阳星云的表面密度低9个数量级。
2009-09-03 astro-ph.SR
Effective Temperatures of Low-Mass Stars from High-Resolution H-band Spectroscopy
高分辨率的近红外光谱将成为寻找和表征低质量恒星周围类地行星的主要工具。然而，如果没有对宿主恒星的准确和精确的测量，就无法精确地确定系外行星的性质。浸没光栅红外光谱仪（IGRINS）获得的光谱同时提供了大多数恒星参数的诊断，但任何分析的第一步是确定有效温度。本文报道了利用Fe I、OH和Al I的吸收线深度对高分辨率H带光谱进行校准，以精确确定4000-3000 K（$\sim$ K8-M5）恒星的有效温度。这里使用的场星样本包含254颗K和M星，其温度是使用BT-Settl合成光谱得出的。我们使用文献中106颗具有精确温度的恒星来校准我们的方法，典型误差约为140 K，系统不确定度小于$\sim$ 120 K。为了最广泛的适用性，我们提出了T $_{\rm eff}$ -线深度比的关系，我们测试了12个成员的TW长蛇座协会和光谱分辨率之间的$\sim$ 10，000 - 120，000。这些比率提供了一个简单但准确的测量冷恒星的有效温度的方法，它与距离和红化无关。
2019-05-13 astro-ph.SR
Deep Infrared ZAMS Fits to Benchmark Open Clusters Hosting delta Scuti Stars
这项研究的目的是确保集群三角洲盾座星系的精确距离，以便通过VI Weseneirs框架研究它们的属性。深JHKs颜色-颜色和ZAMS关系来自~700颗未变红的恒星，具有2 MASS测光和精确的HIP视差（d<~25 pc），用于确定到几个基准疏散星团的距离，这些星团是盾牌座δ的宿主：毕宿星团，昴宿星团，Praesepe，alpha Per和M67（d=47+-2，138 +-6，183 +-8，171 +-8，815 +-40 pc）。该分析提供了对δ Sct样本的绝对Weseneirs幅度（W_VI，0）、演化状态和脉动模式（阶数，n）的约束。通过与van Leeuwen 2009年修订的HIP结果进行比较，证明了JHK建立的聚类参数的可靠性。9个邻近星团（d<250 pc）中有7个的距离一致，而不一致的情况（Pleiades & Blanco 1）与随星团年龄或[Fe/H]的Te/J-Ks变化无关（无关紧要）。JHK测光表是根据自行（NOMAD）为~3x10^3个可能的星团成员编制的。深度JHKs测光扩展到低质量区域（~0.4 Msun），并确保精确（<5%）ZAMS拟合。脉动模式推断的集群三角洲盾从VI Wesenlavia和独立的分析是可比的（+-n），和方法是一致的，在确定更高的订单reflectors。大多数小振幅簇状三角洲盾叶甲位于VI Weseneirs基因座上，其…
2011-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
