A Near-IR Spectroscopic Survey of FU Orionis Objects
我们对33个与FU~Orionis有不同程度相似性的天体进行了均匀近红外光谱测量。三个经典FUor FU Ori、V1057 Cyg和V1515 Cyg的共同光谱特征是：强CO吸收、弱金属吸收、强水带、低重力、强蓝移He I吸收和很少（如果有的话）发射线。基于这些标准，我们将33个对象分类为真正的FUor（观察到的喷发），FUor类对象（未观察到的喷发），或具有某些FUor类特征的特殊对象，并给出了14个真正的FUor，10个FUor类对象和9个特殊对象的光谱图谱。所有我们归类为FUor或FUor类的物体都具有非常相似的近红外光谱。我们使用这种光谱相似性来确定每个源的消光，并将消光与3微米冰带的深度相关联。所有真正的FUor今天仍然保持FUor的光谱，尽管爆发发生在80年前。大多数FUor和FUor类天体在Na+Ca与CO当量宽度图上占据了一个独特的空间，而奇特的天体往往主要在其他地方发现。由于大多数FUOR显示反射星云，我们也提出了一个图集的K波段图像的每个目标。我们发现，近红外光谱的FUOR和年轻的棕矮星可以是非常相似的，一个显着的特点是帕邢β吸收光谱的FUOR。虽然V1647 Ori，AR 6a和V346 Normae先前已被归类为候选FUOR，但我们将它们归类为具有某些类似FUOR性质的特殊对象，因为它们的光谱现在与真正的FUOR有显着差异。我们确认了两个新的FUor样物体…
2018-06-22 astro-ph.SR
Stars and brown dwarfs in the sigma Orionis cluster. III. OSIRIS/GTC low-resolution spectroscopy of variable sources
上下文虽然到目前为止已经进行了许多研究，但在年轻的猎户座σ疏散星团中仍然有几十颗低质量恒星和褐矮星没有详细的光谱特征。目标。我们寻找未知的强吸积物和盘主机，在以前的调查中未被发现。方法.我们收集了低分辨率光谱（R ~ 700）的十个低质量恒星和棕矮星在猎户座西格玛与OSIRIS在大加那利望远镜在非常恶劣的天气条件下。这些物体在几小时到几年的时间尺度上显示出光学、红外、Halpha和/或X射线的变化。我们用光学和近/中红外光度法补充了我们的光谱。结果对于七个目标，我们检测到锂的吸收，确定了Halpha，钙双峰，和禁止线的发射，和/或首次确定光谱类型。我们详细地描述了一个暗淡的，金牛座T型棕矮星，光学周期变化为18 h，大的H α等效宽度为-125+/-15 AA，以及两个M1型，X射线闪烁，低质量的恒星，一个有一个温暖的光盘和禁止发射线，另一个有一个以前未知的冷盘，有一个大的内孔。结论.新的未发现的强吸积物和盘主机，甚至低于亚恒星极限，等待发现的已知的猎户座西格玛恒星和褐矮星的名单中，是可变的光学和没有详细的光谱特征。
2012-09-17 astro-ph.SR
Stars and brown dwarfs in the sigma Orionis cluster. IV. IDS/INT and OSIRIS/GTC spectroscopy and Gaia DR2 astrometry
上下文只有少数疏散星团对研究恒星和亚恒星天体及其形成和演化具有重要意义，如年轻的猎户座σ星团。然而，它的整个恒星星族的完整光谱特征仍然缺失。目标。我们填补了大部分的差距与大型光谱和天体测量调查的目标对西格马猎户座。最终，它将成为闯入者比例最低、拥有已知无可争议的年轻特征的已确认星团成员比例最大的疏散星团之一。方法.我们用2.5米艾萨克牛顿望远镜（INT）的中色散光谱仪（IDS）和10.4米加那利大望远镜（GTC）的成像和低分辨率集成光谱光学系统（OSIRIS）获得了317个低分辨率光谱。我们测量了Li I，H-α和其他关键线的等效宽度，并确定了光谱类型。我们用盖亚DR 2天体测量数据和其他青年特征（中红外过量，X射线发射）补充了这些信息，这些特征是用虚拟天文台工具和文献汇编的。结果在观测到的168个目标中，我们首次确定了39颗恒星的光谱类型和34颗和12颗恒星的Li I和H-α的等效宽度。我们确定了11个接近（rho <~ 3 arcsec）的二进制解决盖亚，其中三个是新的，14个强吸积，其中四个是新的，另外四个有H-α发射移动超过120公里/秒，两个年轻的恒星候选人在稀疏的人口奥利OB 1b协会，和一个光谱的二进制候选人。值得注意的是，我们发现了51个非星系团成员，其中35个以前被认为是猎户座西格玛成员，并在高影响力的工作中考虑到，例如，圆盘频率和初始质量函数。
2019-08-27 astro-ph.SR
High-resolution spectroscopic monitoring observations of FU Orionis-type object, V960 Mon
我们提出了高分辨率（R $\ge$ 30，000）的光学和近红外光谱监测观测的结果FU Orionis型对象，V960 Mon，在2014年11月经历了一次爆发。自2014年12月以来，我们一直使用Bohyunsan光学阶梯光谱仪（BOES）和浸没光栅红外光谱仪（IGRINS）监测该物体。由风，磁盘，和外流/射流产生的各种功能进行了检测。风场特征随时间变化，并在爆发后持续减弱。我们在光学和近红外波段探测到双峰谱线，谱线宽度随波长的增加而减小，这表明开普勒盘在旋转。在光学和近红外光谱的磁盘功能适合与G型和K型恒星光谱卷积的内核占约40.3 $\pm$ 3.8公里秒$^{-1}$和36.3 $\pm$ 3.9公里秒$^{-1}$，分别预计磁盘旋转速度。我们还报告了[S II]和H $_{2}$发射线的检测，这是喷流/外流示踪剂，很少发现在FUOR。
2020-07-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
V346 Normae: First post-outburst observations of an FU Orionis star
在它们的形成阶段，恒星在剧烈的幕式吸积事件中获得大部分质量，例如在FU Orionis（FUor）和EXor恒星中观察到的。V346 Normae是一个研究充分的FUor，它在$\sim1980$开始经历了一次强烈的爆发。在这里，我们报告的光度和光谱观测表明，视觉/近红外亮度在20世纪90年代和2010年之间急剧下降（$ΔR\approx10.9^{\rm m}$，$ΔJ\approx7.8^{\rm m}$，$ΔK\approx5.8^{\rm m}$）。这一衰落事件的光谱特性不能单独用可变消光来解释，但表明吸积速率下降了2-3个数量级，标志着第一次观察到FUor类的成员切换到非常低的吸积阶段。值得注意的是，在过去的几年里（2011-2015），V346 Nor在所有近红外波长上都再次变亮，这表明新的爆发事件开始了。观察到的行为可能是一致的集群光度爆发，已预测最近的引力不稳定性和碎片模型的早期阶段的原恒星演化。鉴于V346也不是独特的特性（关于爆发持续时间，重复频率和光谱诊断），我们的研究结果还强调需要重新审视的FUor/EXor分类方案。
2016-07-11 astro-ph.SR
Characterization of the known T type dwarfs towards the Sigma Orionis cluster
总共有三个T型候选者（SOri 70，SOri 73和SOriJ 0538 -0213）位于猎户座Sigma的视线内，通过近红外测光，天体测量和光谱研究进行了表征。H-波段甲烷图像收集所有三个来源和一个额外的样本15场T型矮星使用LIRIS/WHT。用ISAAC/VLT获得SOriJ 0538 -0213的分辨率约为500的J带光谱，用WFC 3/HST获得的分辨率约为50的JH光谱用于SOri 70和73的光谱分类。自行的典型不确定度为+/-3质量/年和时间间隔约7-9年。利用LIRIS对T型矮星的观测，我们通过甲烷光度法对该成像仪进行了T型光谱分型的标定。这三个SOri天体在光谱学上被分类为T4.5+/-0.5（SOri 73）、T5+/-0.5（SOri J 0538 -0213）和T7 $^{+0.5}_{-1.0}$（SOri 70）。观测到的JH光谱和甲烷颜色与相关分类的场超冷矮星数据之间的相似性表明，SOri 70，73和SOriJ053804.65-021352.5在与场相关的表面重力方面没有显著偏离。此外，在SOriJ 0538 -0213中检测到约1.25微米的KI，表明存在高重力大气层。只有SOri 70的K波段的红色性质可能与低重力大气相一致。SOri 70和73的自行是可测量的，比星团的自行大3.5 sigma。SOriJ 0538 -0213的自行与零位…
2015-01-20 astro-ph.SR
A coordinated X-ray and Optical Campaign of the Nearest Massive Eclipsing Binary, $δ$ Orionis Aa: IV. A multiwavelength, non-LTE spectroscopic analysis
由大质量恒星组成的恒星系统使人们能够非常详细地探索其组成部分的性质。我们进行了多波长，非LTE分析的三个组成部分的大规模多重系统$δ$ Ori A，专注于基本的恒星属性，恒星风，和系统的X射线特性。主星的与距离无关的参数被证明是其光谱类型（O9.5 II）的特征，但使用${\rm \it Hipparcos}$视差产生了令人惊讶的低质量值，半径和光度。只有当$δ$猎户座位于$σ$ -猎户座星系团附近，距离大约是${\rm \it Hipparcos}$距离的两倍时，才能得到一致的数值。主要的和第三的频谱占主导地位，留下次要的只有边缘检测。我们估计V波段的震级差异之间的主要和次要的是$ΔV \approx 2.\!\!^{\rm m}8$。推断的参数表明，第二颗是早期B型矮星（$\approx$ B1 V），而第三颗是早期B型次巨星（$\approx$ B 0 IV）。我们发现快速湍流速度（$\sim 200$公里${\rm s}^{-1}$）和风的不均匀性，部分光学厚，在主要的风的证据。大部分的X射线发射可能来自主星的恒星风（$\log L_{\text{X}} / L_{\text{Bol}} \approx -6.85$），在靠近恒星表面的$R_0 \sim 1.1\,R_*$开始。占成团，质量损失率的主要被发现是$\log \dot{M} \approx -6.4\,[M_\…
2015-03-11 astro-ph.SR
The large amplitude outburst of the young star HBC 722 in NGC 7000/IC 5070, a new FU Orionis candidate
我们报告了位于NGC 7000/IC 5070区域的年轻恒星HBC 722（LkHA 188 G4）的大幅度爆发的发现。在光度和光谱观测的基础上，我们认为，这次爆发是FU Orionis型。我们收集了该物体在爆发前状态和亮度增加阶段的光度和光谱观测结果。我们目前的光度BVRI数据（约翰逊-雷林斯系统），从2009年4月至2010年9月收集。为了促进从仪器测量到标准系统的转换，在BVRI波段对HBC 722视场中的15颗比较星进行了校准。HBC 722的光谱是由Skinakas天文台（希腊克里特岛）的1.3米望远镜和Varese（意大利）的Schiaparelli天文台的0.6米望远镜获得的。HBC 722爆发前的光度和光谱观测显示出低幅度的光度变化和典型的T Tau星的发射线光谱。观测到的爆发开始于2010年5月之前，并在2010年9月达到最大亮度，记录的Delta V约为4.7等。与此同时，随着亮度的增加，颜色指数发生了显着变化，恒星变得明显更蓝。HBC 722在亮度上升期间的光变曲线类似于经典FUor- FU Ori和V1057 Cyg的光变曲线。在亮度增加期间的光谱观测表明，谱线的轮廓和强度都发生了显着变化。只有H α仍在发射中，而H β、Na I 5890/5896、Mg I三线态5174和Ba II 5854/6497线处于强吸收中。
2010-11-07 astro-ph.SR
Orbits, Distance, and Stellar Masses of the Massive Triple Star Sigma Orionis
我们提出了使用CHARA阵列，NPOI和VLTI的σ猎户座三重系统的干涉观测。利用这些测量，我们空间解析的密切光谱的二进制（Aa，Ab）的第一次，并提出了一个修订的轨道宽对（A，B）。结合观测到的视向速度和CTIO观测到的新的视向速度，我们得到了系统中三颗大质量恒星的动力学质量：M_Aa = 16.99 +/- 0.20 Msun，M_Ab = 12.81 +/- 0.18 Msun，M_B = 11.5 +/- 1.2 Msun.内、外轨道不共面，相对倾角为120-127度。轨道视差提供了到系统的387.5 +/- 1.3 pc的精确距离。这是一个显着的改善，比以前的估计距离年轻的猎户座西格玛集群。
2016-10-06 astro-ph.SR
V1647 Orionis: Reinvigorated Accretion and the Re-Appearance of McNeil's Nebula
在2003年末，年轻的爆发型变星V1647 Orionis在光学上增亮超过5等，并保持了大约26个月的亮度，然后下降到爆发前的水平。2008年8月，据报道这颗恒星又一次意外地变亮了，我们在此首次详细观察了这一新的爆发。从光度上看，这颗恒星现在和2003年爆发后一样明亮。在光谱上，在H α中再次看到明显的天鹅座P轮廓，吸收谷延伸到-700 km/s。在近红外光谱中，现在的光谱具有非常弱的CO泛音带头吸收，与2003年事件后不久看到的强带头发射形成对比。水蒸气的吸收也比以前看到的要强得多。我们在下面讨论当前的爆发，并将其与早期事件联系起来。
2009-01-10 astro-ph.SR
New Results from Long-time Photometric Study of UX Orionis Star GM Cephei
报道了对UXOrionis型前主序星GMCep的长期光学光度观测的新结果。在对GM Cep进行持续的光度监测期间，观察到亮度的四个深度最小值。收集到的多色光度数据显示了在亮度最小值期间UXor变量的典型颜色反转。从2014年11月至2020年10月收集了GM Cep的最近$BVRI$光度观测。
2021-05-13 astro-ph.SR
Studying the photometric and spectroscopic variability of the magnetic hot supergiant $ζ$ Orionis Aa
大质量恒星在星系的化学和动力学演化中起着重要的作用。然而，它们的大部分变化，特别是在它们演化的超巨星阶段，仍然知之甚少。为了更详细地了解演化的大质量恒星的变化，我们对O9.2 Ib超巨星$ζ$ Ori Aa进行了研究，它是目前唯一被证实拥有磁场的超巨星。在两次观测活动中，我们获得了$ζ$ Ori Aa的双色天基亮目标探测器测光（BRITE），以及同时进行的地基高分辨率光学CHIRON光谱学。我们进行了详细的频率分析，以检测和表征恒星的周期性变化。我们检测到两个显着的，独立的频率，他们的高次谐波，和组合频率：恒星旋转周期$P_{\mathrm{rot}} = 6.82\pm0.18$ d，最有可能与稳定的磁极的存在，并与周期的变化$10.0\pm0.3$ d归因于拱星环境，也检测到H $α$和几个He I线，但没有在纯粹的光球线。我们确认的变化与$P_{\mathrm{rot}}$ /4，可能引起的表面不均匀性，是可能的光球驱动程序的离散吸收组件。数据中没有发现恒星脉动。两次BRITE观测活动的星周活动水平明显不同。我们证明，$ζ$猎户座Aa是一个高度变星的周期和非周期变化，以及情节事件。我们确定的旋转周期与文献中的光谱偏振值吻合得很好。BRITE观测到的活动水平的变化可以解释为什么在所有时期都没有清楚地检测到磁测量的旋转调制。
2017-04-03 astro-ph.SR
Optical and Near-Infrared Spectra of sigma Orionis Isolated Planetary-mass Objects
我们已经获得了低分辨率的光学（0.7-0.98微米）和近红外（1.11-1.34微米和0.8-2.5微米）光谱的12个孤立的行星质量的候选人（J = 18.2-19.9等）的300万年猎户座σ星团，以确定非常年轻的，亚恒星矮星的光谱特性和组装一个完整的集群质量函数。我们通过与高重力和低重力标准进行目视比较，并通过测量新定义的光谱指数，对目标进行了分类。我们分别使用高重力标准和低重力标准推导出L0-L4.5和M9-L2.5。我们的目标揭示了年轻的清晰路标，从而证实了它们的星团成员资格和行星质量（6-13 Mjup）。这些观测通过光谱确认行星质量域达到$\sim$ 75%的置信水平，完成了猎户座σ质量函数。我们的光谱与BT-Settl太阳金属丰度模型大气的比较产生了2350-1800 K的温度标度和log g ~ 4.0 [cm/s2]的低表面重力，正如对年轻行星质量物体的预期。我们讨论了作为谱型函数的团簇最小质量总体的性质。我们还获得了猎户座σ方向的T矮星S Ori 70的第一个光谱。我们的数据提供了非常年轻的L矮星的参考光学和近红外光谱和质量函数，可用作未来研究低质量亚恒星物体和系外行星的模板。将猎户座σ质量函数外推到太阳附近可能表明，温度为200-300 K、质量在6-13-Mjup区间的孤立行星质量天体可能与质量非常低的恒星一样多。
2017-05-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A Simple Calculation in Service of Constraining the Rate of FU Orionis Outburst Events from Photometric Monitoring Surveys
一种神秘而罕见的年轻恒星天体是FU Orionis类。这些成员被解释为“爆发”，也就是说，目前处于增强吸积的状态，相对于在典型的金牛座T星中测量的更温和的盘-星吸积率，增加了几个数量级。它们是我们理解恒星质量组装和主序前演化历史的关键，也是考虑行星形成的环星环境的化学和物理演化的关键。一个普遍的假设是，所有的金牛座T星都经历了重复的爆发，在它们的早期演化阶段，当盘更大时，更频繁地发生爆发，以便在所需的时间尺度上积累必要的恒星质量。然而，支持这一传统的偶发性增强盘吸积图像的实际数据是有限的，并且FU Ori对象的已知样本的观测特性非常不同。为了提高我们对这些罕见物体的理解，我们概述了有意义地限制FU Ori爆发率的逻辑，并介绍了在时域调查分析中指导参数选择的数字。
2015-06-03 astro-ph.SR
Spectroscopy of Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs in the Lambda Orionis Star Forming Region
上下文到目前为止，大多数观测研究都指向褐矮星与低质量恒星有着相似的形成机制。然而，在得出强有力的结论之前，需要更大的数据库和更系统的研究。目标。在这第二篇论文的一系列致力于研究的成员的猎户座λ恒星形成区的光谱特性，我们研究吸积，活动和旋转的一组广泛的光谱确认的成员的中央星团Collinder 69绘制类比和/或差异的褐矮星和恒星星族这个集群。此外，我们提出了与其他类似和不同年龄的恒星形成区的比较，以解决环境对我们的结论的影响。方法.我们研究突出的光球线，获得旋转速度和发射线，以区分吸积过程和色球活动。此外，我们还包括有关磁盘的存在和X射线发射的信息。结果我们报告了低质量恒星和棕矮星（~58%）与高质量恒星（26+4-3%）相比，其盘分数存在很大差异，0.6 Msun是我们发现的这种二分法的临界质量。作为一个副产品，我们解决的磁盘和无盘成员的空间分布的集群本身的形成方案的影响。我们已经使用了Halpha发射来区分吸积和非吸积源，发现38+8-7%的源包含磁盘进行主动吸积，他的百分比保持类似的亚恒星制度。对于这些源，我们估计了吸积率。最后，关于旋转速度，我们发现vsin（i）的高分散性，在无盘人口中甚至更大。
2012-08-30 astro-ph.SR
A novel survey for young substellar objects with the W-band filter VI: Spectroscopic census of sub-stellar members and the IMF of $σ$ Orionis cluster
本研究针对近邻年轻σ Orionis星团，结合多波段测光与光谱观测及Gaia天体测量数据，汇编了覆盖宽质量范围的170个经光谱确认的成员星表，测得恒星与褐矮星比约为4，证实两段幂律模型更契合该星团的亚恒星初始质量函数。
2023-03-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Periodic Spectroscopic Variability of FU Orionis
FU猎户座系统是年轻的恒星，正在经历盘吸积的爆发，其中的光谱包含与盘光球和风分量相关的线。先前对猎户座FU原型的观测表明，风线和光球线的调制周期分别为14.54天和3.54天（Herbig等人，2003年）。我们在更高的光谱分辨率下重新观察了该系统，通过监测2007年21个夜晚的光学线剖面变化，发现风和圆盘组件的周期为13.48和3.6天，与上述一致：这意味着至少在十年内稳定的变化机制。此外，我们还发现：i）光球层吸收线的变化仅限于线的蓝翼（约-9 km/s）：我们暂时将其归因于盘中的轨道热点，该热点在其后退阶段被盘弯曲所掩盖。（2）风周期不仅表现在H α吸收的蓝移，而且表现在H α和H β发射的红移，以及Na I D、Li I和Fe II吸收的蓝移。（3）我们发现在-100 km/s附近的蓝移H α吸收的周期性调制相对于其它谱线的变化有约1.8天的相位滞后。这是一致的图片中，在风基地的变化首先影响色球发射，然后低速蓝移吸收，其次-后的滞后等于整个风的加速区域的干扰的传播时间-由高速蓝移吸收的响应。这样的论证将加速区的大小限制在约10^12厘米。我们讨论了可能的机制，周期性变化的最里面的0.1AU的光盘，包括可能性，这些变化表明嵌入热木星的存在。
2012-09-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Wide sigma Orionis binaries resolved by UKIDSS
尽管它对研究所有质量域的恒星形成都很重要，但附近年轻的猎户座σ星团仍然缺乏对多重性的全面调查。我们试图通过寻找角距在0.4和4.0角秒之间的宽分辨双星来填补观测空白。我们寻找同伴的331编目集群恒星成员和候选人在公共K波段UKIDSS图像以外的最里面的1弧分，这是明亮的，epsilon sigma Ori多系统的眩光的影响，并调查他们的集群成员与颜色星等图和以前的知识的青年功能。在18个识别的对中，10个具有非常低的个体机会对齐概率（<1%），并且在此被认为是物理对。其中四个是新的，而其他六个是以前发现的，但从未进行过均匀和详细的研究。预计的物理分离和星等差异的10个可能绑定对范围从180至1220 au，从0.0至3.4等K，分别。此外，我们还用拉长的点扩散函数识别了两颗星团星。我们确定了猎户座σ在s = 160-1600 au的投影物理分离区间内宽多重数的最小频率为3.0^{+1.2}-1.1} %。我们发现了一个新的Lindroos系统，发现大质量和X射线恒星往往是成对或三人组，得出结论，多重截断拱盘和增强X射线发射，并归因于一个年轻的恒星中的锂耗尽未解决的二元性光谱中的中等分辨率。当考虑到所有已知的多重星系，包括光谱双星，多重星系的最小频率增加到约10%，这意味着在猎户座西格玛中仍有80-100个未知的多重星系有待发现。
2017-07-03 astro-ph.SR
Tidally Perturbed Oblique Pulsations in the Hierarchical Triple System V1031 Orionis
我们介绍了三星系统V1031 Ori（AB）C的TESS测光，它表现出叠加在食光变曲线上的短周期振荡。对高质量的数据进行了详细分析，并与已发表的光谱测量结果相结合，获得了计划目标的基本恒星参数。测得食对（AB）的质量和半径的精度分别为0.5%和0.7%。我们发现23个显着的频率在两个范围内的$<$ 2天$^{-1}$和10.9 $-$ 12.7天$^{-1}$从日食减去残差。其中，重力（$g$）模式区域中的16个可能是由于从TESS数据中不完全去除系统趋势和二元效应而造成的别名和伪影。在压力（$p$）模式区域的七个频率被轨道频率分开，并被0.042 $\pm$ 0.003天$^{-1}$的平均偏移量从其相邻的谐波分开。此外，脉动幅度明显调制与双星轨道。结果表明，$p$模态频率是二次分量的潮汐扰动脉动，脉动轴与潮汐轴一致。
2021-04-26 astro-ph.SR
Solving the Puzzle of the Massive Star System Theta 2 Orionis A
年轻的O9.5 V光谱联星Theta 2 Ori A显示出中等强度的X射线发射和相对较窄的X射线线，这表明它可能是一个磁约束风震（MCWS）源，类似于其更大质量的类似物Theta 1 Ori C。X射线耀斑发生在近星点附近，这使得人们认为耀斑是通过磁重联产生的，因为θ 2 Ori A双星的两个组成部分上的磁层在最近的距离相互作用。我们使用一系列的高分辨率分光偏振观测θ 2 Ori A放置的磁场强度的上限为135 G（95%可信区）。这样弱的偶极磁场不会产生磁约束，也不会产生大的磁层。一个亚像素分析的钱德拉ACIS图像的θ 2 Ori A在静止和耀斑期间获得的显示，硬，耀斑X射线从软，静态发射偏移0.4弧秒。如果软发射与A1/A2光谱双星相关联，则硬的、闪耀的源的偏移和位置角将其置于通过散斑干涉术发现的中等质量A3伴星的位置。光谱偏振和X射线的结果一起指出，A3伴星，而不是大质量的A1/A2双星，是硬的，闪耀的X射线发射源。我们还讨论了一个类似的分析进行的磁性Bp星Sigma Ori E。我们发现其X射线耀斑的起源类似。
2012-05-16 astro-ph.SR
The low mass star and sub-stellar populations of the 25 Orionis group
本文介绍了猎户座25星群中低质量恒星和褐矮星的观测结果。使用来自CIDA猎户座深度巡天的光学光度学、来自天文学可见光和红外巡天望远镜的近红外光度学以及MMT的Hectospec获得的低分辨率光谱学，我们选择了1246颗测光候选的低质量恒星和褐矮星，它们的估计质量在$0.02 \lesssim M/M_\odot \lesssim 0.8$以内，并用光谱学方法证实了77颗低质量恒星的样本是星团的新成员，它们的平均年龄为$\sim$ 7百万年我们得到了该群的系统初始质量函数，它可以用Kroupa幂律函数或Scalo对数正态函数来描述，前者的指数分别为$α_3=-1.73\pm0.31$和$α_2=0.68\pm0.41$，质量范围为$0.03\leq M/M_\odot\leq 0.08$和$0.08\leq M/M_\odot\leq0.5$，后者的系数分别为$m_c=0.21^{+0.02}_{-0.02}$和$σ=0.36\pm0.03$，质量范围为$0.03\leq M/M_\odot\leq0.8$ .通过对这众多候选样本的空间分布的分析，我们证实了之前工作中观察到的猎户座25号群的东西延伸，并排除了该群可能向南延伸的可能性。我们发现猎户座25星的低质量星和棕矮星的空间分布在统计上是不可区分的。最后，我们发现，褐矮星的红外过剩的比例高于低质量恒星，支持的情况下，最小质量的物体…
2014-07-31 astro-ph.SR
Optical photometric and spectral study of the new FU Orionis object V2493 Cyg (HBC 722)
我们提出了新的结果，从光学光度和光谱观测的爆发前主序星V2493天鹅座（HBC 722）。在过去的几个月里，该天体继续经历着显著的亮度变化，是后续观测的理想目标。1994年8月至2012年4月，我们在V2493 Cyg（“墨西哥湾”）的现场进行了CCD BVRI光度观测，即在爆发前状态和爆发阶段。我们在爆发期间获得了V2493 Cyg的高，中，低分辨率光谱。为了研究目标爆发前的变化并构建其历史光变曲线，我们在照相底片收藏中搜索了存档观测。利用天鹅座V2493视场中的15颗比较星对CCD和照相观测结果进行了分析。V2493 Cyg爆发前的照相和CCD测光观测显示出典型的金牛T星的低振幅光变化。最近的光度数据显示，从2010年10月到2011年6月，亮度缓慢下降，随后一直持续到2012年初。V2493 Cyg的光谱观测是典型的猎户座FU星吸收光谱，具有强的H α和Na I D线的P Cyg轮廓。在过去两年进行的光度监测的基础上，在最大光的光谱特性，以及长期光变曲线的形状，我们确认所观察到的V2493 Cyg爆发是FU Orionis类型。
2012-05-11 astro-ph.SR
HRC-I/Chandra X-ray observations towards sigma Orionis
目的：利用Chandra X射线天文台的高空间分辨率，研究了猎户座sigma星团（τ ~3 Ma，d~385 pc）中年轻恒星和褐矮星的X射线辐射及其与质量、星周盘的存在以及与星团中心分离的关系。研究方法：我们使用的公共HRC-I/钱德拉数据从一个97.6 ks指向集群中心，并补充他们的X射线数据从IPC/爱因斯坦，HRI/ROSAT，EPIC/XMM-牛顿，和ACIS-S/钱德拉连同光学和红外测光和光谱从文献和公共目录。在我们的HRC-I/Chandra数据上，我们测量了计数率，估计了X射线通量，并搜索了短期变异性。我们还通过与以前的X射线观测结果进行比较来寻找长期变化。结果如下：在探测到的107个X射线源中，有70颗星团恒星具有已知的年轻标志，两颗年轻的褐矮星，12个星团成员候选者，4个场矮星和两个具有光学红外对应物的星系。其余的来源具有河外性质。根据一项强有力的泊松-卡方分析，在HRC-I观测期间，有9颗星团恒星显示出耀斑或旋转调制，而另外8颗恒星和1颗褐矮星则显示出长期的X射线通量变化。我们构造了一个从O9.5（~18 Msol）到M6.5（~0.06 Msol）的星系团X射线光度函数。我们发现：早期型恒星在多个系统中或具有光谱特性的恒星显示出X射线发射的趋势，两颗被探测到的褐矮星和一颗质量最小的恒星是猎户座sigma天体中具有最高L_X/L_J比的天体，星团中大部分已知的…
2010-06-21 astro-ph.SR
The Most Massive Heartbeat: An In-depth Analysis of ι Orionis
猎户座ι是一颗被广泛研究的大质量双星，由一颗O 9 III + B1 III/IV型恒星组成。由于它的高离心率（e = 0.764）和短轨道周期（P orb = 29.13376 d），它被认为是一个很好的候选者，以显示潮汐效应的证据;然而，没有以前被确定。利用BRITE-星座空间测光任务的测光，我们通过近星点心跳信号的存在证实了潮汐畸变的存在。我们结合光谱和光变曲线分析来测量组成部分的质量和半径，揭示了ι Ori是迄今为止已知的最大的心跳系统。此外，使用一个彻底的频率分析，我们还报告了前所未有的发现多个潮汐诱导振荡的O星。脉动的幅度允许我们凭经验估计潮汐循环率，产生有效的潮汐品质因数Q $\approx 4 \times 10^{4}$。
2017-03-06 astro-ph.SR
The FUor Candidate V582 Aurigae: First Photometric and Spectroscopic Observations
猎户座FU爆发是前主序演化中最引人注目的事件之一。由于迄今为止只发现了少量的FUor恒星，因此对每一个新天体的光度和光谱研究都非常有意义。最近，Anton Khruslov发现了一个新的FUor候选者- V582 Aur。为了确认这个天体的FUOR性质，我们开始用罗真国家天文台（保加利亚）的望远镜进行定期的光度观测。法国上普罗旺斯天文台的1.93米望远镜获得了V582 Aur的高分辨率光谱。
2010-08-24 astro-ph.SR
A Coordinated X-ray and Optical Campaign of the Nearest Massive Eclipsing Binary, delta Orionis Aa: III. Analysis of Optical Photometric MOST and Spectroscopic (Ground Based) Variations
我们报告了来自MOST空间望远镜的高精度测光和三重系统delta Ori A的地基光谱学，该系统由P = 5.7d的二进制O9.5II+早期B（Aa1和Aa2）和更遥远的第三（O9 IV P > 400 yrs）组成。这些数据是与钱德拉X射线天文台的X射线光谱学一起收集的。由于连续3周的覆盖，MOST光变曲线首次在非相位数据中揭示了Aa1和Aa2之间的清晰日食。根据光谱，我们有一个很好的约束径向速度曲线Aa1。虽然我们无法恢复径向速度的变化的二级恒星，我们能够约束这个系统的几个基本参数，并确定一个近似的质量使用拱点运动的主要。我们还检测到二阶调制在12个独立的频率与间距潮汐影响的振荡指示。这些间距从未在大质量双星中看到过，使该系统成为少数几个显示潮汐诱导脉动证据的双星之一。
2015-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Age Spreads and Systematics in λ Orionis with Gaia DR2 and the SPOTS tracks
在本文中，我们调查的鲁棒性的年龄测量，年龄传播，和恒星模型在年轻的前主序星。为此，我们研究了猎户座恒星形成复合体中的一个年轻星团$λ$ Orionis。我们使用盖亚数据从光谱类型或APOGEE Net中的自动光谱管道中获得357个目标的光谱温度样本。在考虑了光谱类型和远地点温度系统之间的系统偏移后，两个系统上恒星的导出性质是一致的。复杂的ISM，与变量的本地消光，激发了逐星去红的方法。我们使用光谱能量分布（SED）的拟合方法校准的疏散星团的III类星。对于II类人口，我们使用盖亚G-RP去红化方法，最大限度地减少系统从磁盘，吸积，和其他物理与青年。星系团的年龄是系统性的不同模型，包括结构的影响，恒星黑子或磁场比在duplex模型。我们的平均年龄范围从2-3 Myr（非磁性模型）到SPOTS模型中的3.9 $\pm$ 0.2 Myr（f=0.34）。我们发现，逐星dreddening方法区分前MS类提供了一个较小的年龄分布比使用均匀灭绝的技术，并推断出一个最小的年龄分布为0.19德克斯和一个典型的年龄分布为0.35德克斯建模后，年龄分布与观测误差卷积。这表明，$λ$猎户座星团可能有一个很长的恒星形成时间尺度，发现恒星模型显着改变年轻星团的年龄估计。
2021-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stars and brown dwarfs in the sigma Orionis cluster. II. A proper motion study
目的：我试图充分了解年轻的猎户座σ疏散星团中的恒星和亚恒星种群，这是恒星形成研究的基准。由于星团的自行非常低，在猎户座西格玛前景中具有明显自行的晚型矮星可以很容易地被丢弃，用于昂贵的光谱后续工作。研究方法：我使用阿拉丁天空图集，USNO-B1，公共天体测量目录，和摄影板数字化，以确定恒星自行不一致的集群成员在一个圆形区域的半径为30弧分中心的早期型多系统西格玛猎户座。主要是由于半个多世纪的长时间基线，自行测量误差小于2 mas/a。结果：42颗恒星中，有37颗是自行星团的闯入者。一些USNO-B1测量受到部分分辨（视觉）多重性和目标模糊的影响。由于它们的光谱类型较晚，因此呈红色，24种污染物曾被认为是猎户座西格玛成员。我讨论了污染如何影响以前的工作（特别是与圆盘频率相关的工作）以及三个M矮星自行污染物中奇怪的锂吸收存在。最后，我分类明亮的恒星HD 294297作为一个晚F场矮星不相关的集群的基础上一个新的自行测量。结论：虽然自行不能用来确认猎户座σ的成员资格，但它们可以在没有光谱学的情况下被用来丢弃一些集群成员候选者。
2010-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
A long-term photometric study of the FU Orionis star V 733 Cep
猎户座FU的候选者V733 Cep是由罗杰·罗森在2004年发现的。这颗恒星位于暗星云L1216中，靠近仙王座OB 3星协。由于迄今为止只发现了少量的猎户座FU星，因此对V733 Cep的光度和光谱研究具有很大的意义。PMS星光度变化的研究对于理解恒星演化具有重要意义。本研究的主要目的是建立V733 Cep的长时间光变曲线。在BVRI观测的基础上，我们还研究了该恒星的光度行为。我们从CCD测光和档案照相板收集数据。我们目前的光度BVRI数据（约翰逊-雷林斯系统），从2008年6月至2009年10月收集。为了便于从仪器测量到标准系统的转换，在V733 Cep视场中的15颗比较星在BVRI波段进行了校准。为了构建V733 Cep的历史光变曲线，在宽视场底片数据库中搜索了存档的摄影观察结果。结果发现了192张包含V733 Cep场的照相底片，并根据我们的要求对其中一些底片进行了分析，以估算V733 Cep的星等。
2010-03-19 astro-ph.SR
The magnetic field of zeta Orionis A
猎户座Zeta A是一颗热恒星，据称拥有微弱的磁场，但迄今为止还没有获得明确的磁场探测。此外，它最近被证明是一个由一颗O9.5I超巨星和一颗B1 IV恒星组成的双星系统。我们的目标是验证的磁场的存在下，在zeta猎户座A，确定它属于哪两个二元组件（或是否两颗恒星都是磁性的），并表征field.Very高的信号噪声光谱偏振数据与Narval在伯纳德Lyot望远镜（TBL）在法国获得。还使用了存档的HEROS、FEROS和UVES光谱数据。数据首先被分解以分离两个分量。然后我们用最小二乘反卷积（LSD）技术对它们进行分析，以提取磁信息。我们确认猎户座A星具有磁性。我们发现超巨星分量zeta Ori Aa是磁分量：观察到塞曼签名，并清楚地检测到旋转调制的纵向磁场的周期为6.829 d。这是目前已知的唯一一颗O型超巨星。利用Stokes V剖面的斜偶极场模型，我们证明了极场强度为~ 140 G。因为磁场很弱，而星风很强，猎户座ζ没有离心支撑的磁层。它可能拥有一个动态的磁层。它的伴星zeta Ori Ab没有显示出任何磁性特征，未检测到的磁场上限为$\sim$ 300 G。
2015-09-09 astro-ph.SR
High Resolution Optical Spectra of HBC 722 after Outburst
我们报告的结果，我们的高分辨率光谱监测活动（$λ$ = 3800 - 8800 A，R = 30000 - 45000）的新FU猎户座型对象HBC 722。我们在2010年11月26日至2010年12月29日期间用BOES 1.8米望远镜观测了HBC 722，并在2011年1月26日观测了FU Orionis本身。我们发现了一些以前未报道的高分辨率K I和Ca II线超过7500 A。我们解决的H $α$和钙II线配置文件成三个速度分量，我们属性的磁盘和外流。在爆发过程中增加的吸积可以加热盘，产生相对窄的吸收特征，并发射出高速蓝移和红移的宽特征。
2011-04-04 astro-ph.SR
VLTI observations of the Orion Belt stars: I. eps Orionis
Charles University（查理大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；University of North Carolina at Chapel Hill（北卡罗来纳大学教堂山分校）
本文利用VLTI观测和光谱数据，对Orion带B0Ia超巨星ε Ori进行了单星模型建模，发现其非球形且接近临界旋转速度，同时存在干涉与光谱数据间的张力。
2025-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic Assessment of WISE-based Young Stellar Object Selection
我们使用Koenig & Leisawitz（2014）的方法，对猎户座λ周围$\sim$ 200平方度和猎户座Sigma周围20平方度的未燃烧恒星进行了敏感的搜索，直到氢燃烧极限。从WISE和2MASS数据，我们确定了544和418候选YSO在附近的Lambda和Sigma分别。根据我们对一些候选者的后续光谱和其他候选者的现有文献，我们发现$\sim$ 80%的K14候选者可能是猎户座恒星形成区的成员。光度选择标准的结果表明，具有$K_S -w3 > 1.5$等和$K_S $在10 - 12等之间的WISE源最有可能显示年轻的光谱迹象，而具有$K_S -w3 > 4$等和$K_S > 12$的WISE源在光谱跟踪时通常是活动星系核。候选YSO的人口跟踪已知的活跃的恒星形成的区域，与一些新的"热点"的活动靠近林德1588年和1589年和一个更分散的人口YSO泡在北半部的HII区域周围的$σ$和$ε$猎户座。对这两个区域的最小生成树分析发现，每个区域大约三分之二的YSO候选者属于5个或更多成员的群体。WISE在MST分组之外选择的恒星群体也包含光谱验证的YSO，其局部恒星密度低至每平方度0.5颗恒星。
2015-06-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Determining the methanol deuteration in the disk around V883 Orionis with laboratory measured spectroscopy
该研究结合实验室光谱与ALMA观测测定V883 Ori星盘中两种单氘代甲醇的柱密度和D/H比，揭示低CH$_2$DOH/CH$_3$OD比并强调精确光谱数据的重要性。
2025-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of a high-velocity prominence eruption leading to a CME associated with a superflare on the RS CVn-type star V1355 Orionis
本研究通过多望远镜同步观测，在V1355 Orionis恒星上探测到高速日珥喷发，其速度远超逃逸速度，为恒星日珥喷发可发展为CME提供了关键证据，也为高能标下的耀斑与CME理论验证提供数据。
2023-02-15 astro-ph.SR
GW Orionis: A pre-main-sequence triple with a warped disk and a torn-apart ring as benchmark for disk hydrodynamics
了解天体如何相互作用以及如何与盘物质相互作用是理解恒星系统和行星系统结构的关键。虽然点源之间的相互作用可以用简单的重力来描述，但与盘物质的相互作用需要进一步了解气体粘度和尘埃微观物理学，这些都需要在模拟盘体相互作用时包括在内。主序前多重系统为我们提供了一个独特的实验室，以校准基本参数，如粘度和测试理论的流体动力学过程，可能形状原行星盘结构和影响行星的人口形成从这些磁盘。在这篇文章中，我简要地回顾了我们的知识，一个特别有趣的金牛座T三星系统，GW猎户座，有可能作为一个罗塞塔石碑的流体动力学研究。猎户座GW中恒星的三维轨道和质量受到长期干涉和径向速度监测的约束。此外，强烈扭曲的磁盘的三维几何形状已被严格约束的基础上，高角分辨率热尘埃排放和散射光成像。我们在猎户座GW中可能看到的圆盘撕裂效应构成了一种重要的新机制，可以将圆盘物质移动到高度倾斜或逆行的轨道上，即使与恒星的距离非常大。与此同时，观测到的撕裂环似乎足够大，并且可能足够稳定，足以形成行星形成，可能会在高度倾斜的长周期轨道上产生尚未发现的环多行星群。
2020-10-05 astro-ph.SR
Spectroscopy of Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs in the Lambda Orionis Star Forming Region. I. Enlarging the census down to the planetary mass domain in Collinder 69
虽然对于低质量恒星的形成有一个普遍接受的演化方案，但当质量下降到棕矮星时，类似的过程还没有得到很好的理解。在这第一篇论文中，我们试图建立最完整和公正的光谱证实的人口普查的科林斯69，中央集群的猎户座λ恒星形成区域，作为第一步，在解决问题的褐矮星和行星质量的物体如何形成。我们已经研究了年龄相关的功能，在光学和近红外光谱的候选成员的集群（如碱线和吸积相关的指标）。此外，我们还对其他青年指标进行了分析，如X射线发射或中红外线过量。我们已经确认了\sim 90个测光候选成员中的Collinder 69的成员资格。作为一个副产品，我们已经确定了年轻的M，非常低质量的恒星和褐矮星的温度范围。我们已经组装了一个最完整的初始质量函数从0.016至20 M \odot。最后，我们研究了已确认成员的空间分布对棕矮星形成机制的影响。
2011-09-22 astro-ph.IM astro-ph.SR
Variable circumstellar activity of V351 Orionis
上下文主序前恒星与其周围环境相互作用形成的辐射线和吸收线轮廓在不同的时间尺度上是可变的。目标。我们调查的模式和时间尺度的时间线轮廓的变化，以探讨PMS Herbig Ae星V351猎户座的动力学拱星环境。方法：我们获得了45个高分辨率（R~ 28，000）的V351 Ori光谱，时间尺度为小时、天和月。我们分析了Hα谱线轮廓，也检查了Hβ、NaD 1和NaD 2谱线轮廓，以探索光谱变化的本质。结果Hα谱线在所有时间尺度上均显示出强烈的变化。曲线的形状在一天的时间尺度上发生变化。在Hα谱线中还观察到了蓝移和红移的瞬态吸收分量（TAC）的单一事件和同时事件，即流出和流入的特征。TAC的最短变化时间< 1小时。所有的瞬态吸收事件被发现减速的几分之一的ms-2的速率。TAC的深度和宽度也随时间变化。在某些时期存在拉长的红移分量支持吸积的情节性质。结论.在Hα谱线剖面中检测到的不同的发射和吸收分量显示了V351猎户座与其星周环境相互作用的动力学性质。该恒星的Hα非光球剖面很可能起源于盘风。在约650万年前的V351 Ori中，气体物质仍以缓慢的速率发生幕式增生，而凝块气体物质仍在外流。动态磁层吸积和盘风成为最令人满意的模型来解释观测到的线轮廓变化的V351猎户座。
2010-11-15 astro-ph.SR
Evidence for an FU Orionis-like Outburst from a Classical T Tauri Star
我们提出了新的FU猎户座一样的年轻恒星对象PTF 10 qpf（也被称为LkHa 188-G4和HBC 722）的爆发前和爆发后的观测。在这次爆发之前，LkHa 188-G4被归类为一颗经典的金牛座T星，依据是它的光学发射线光谱叠加在K8型光球上，以及光度变化。LkHa 188-G4的中红外光谱指数表明它是一个II类天体。LkHa 188-G4在2009年8月开始的约11个月内稳定上升约1等，随后在约2个月的时间尺度上突然上升> 3等。在喷发期间进行的观察显示了FU Orionis变量的定义特征：（i）亮度增加> 4等，（ii）出现明亮的光学/近红外反射星云，（iii）光谱与G超巨星一致，主要是吸收线，唯一的例外是H α，其特征是天鹅座P型轮廓，（iv）在CO和H_2O的近红外吸收谱中，发现了类似于K-M巨星/超巨星的吸收峰，（v）在H和He的流出谱中，发现了蓝移的吸收峰。LkHa 188-G4是第一个在爆发前阶段具有良好采样的光学到中红外光谱能量分布的FU猎户座类成员。PTF 10 qpf爆发与先前确定的经典金牛座T星LkHa 188-G4（HBC 722）的关联提供了强有力的证据，表明FU猎户座样爆发代表了增强的盘吸积和流出的时期，可能是由盘中的不稳定性引发的。PTF 10 qpf作为FU猎户座类变量的早期识别将使其在爆发后的演化过程中能够进行详细的光度和光谱观测，以与其他已知…
2011-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variability at the Edge: Optical Near/IR Rapid Cadence Monitoring of Newly Outbursting FU Orionis Object HBC 722
我们提出了一个新的爆发FU猎户座型对象HBC 722的r-波段光变曲线的日时间尺度周期性变化的检测，从> 42个晚上的观测与CQUEAN仪器上的麦克唐纳天文台2.1米望远镜。HBC 722的光学/近红外光变曲线显示了一系列复杂的周期性变化，在去除总体基线变化后，聚集在5.8天（0.044等振幅）和1.28天（0.016等振幅）周期附近。我们属性的不寻常的可比强度信号的数量有关的一个现象，在吸积率与FUOR的临时增加。我们认为半随机的“闪烁”，磁制动/场压缩和旋转不对称的磁盘不稳定区域的潜在来源的变化。假设5.8天的周期是由于恒星自转和1.28天的周期是开普勒自转的指示内半径的吸积盘（在2 R（星）），我们得出的B-场强度为2.2-2.7 kG，略大于典型的金牛T星。相反，如果5.8天的信号来自于盘的不对称性，则不稳定区域的外半径为5.4 R（星），与FU或盘的模型一致。在这个复杂的源和相关对象的时域的进一步探索将是理解吸积过程的关键。
2012-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
V7995 Sgr: A New FU Orionis Accretion Outburst Near NGC 6589/6590
California Institute of Technology（加州理工学院）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理中心）；Harvard University（哈佛大学）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）
本文报告了 V7995 Sgr 在 2024 年底达到峰值亮度的一次 FU Orionis 型爆发，基于多波段光变曲线和光谱观测，确认其由吸积盘驱动并伴有强风。
2026-06-19 astro-ph.SR
New Low-Mass Stars in the 25 Orionis Stellar Group and Orion OB1a Sub-association from SDSS-III/BOSS Spectroscopy
猎户座OB 1a子星协是一个丰富的低质量恒星（LMS）区域。以前的光谱研究已经证实了猎户座25恒星群（25 Ori）中有160个LMS，这是猎户座OB 1a最突出的高密度。尽管如此，目前对25名Ori成员的普查估计还不到50%，仍有大量成员有待确认。我们检索了172个低分辨率恒星光谱在猎户座OB 1a观测作为辅助科学在SDSS-III/BOSS调查，我们分类其光谱类型和确定的物理参数。为了确定成员资格，我们分析了H $_α$发射，LiI $λ$ 6708吸收和NaI $λλ$ 8183，8195吸收作为M型恒星的年轻指标。我们报告了50个新的LMS分布在25猎户座，ASCC 18，ASCC 20恒星群的光谱类型从M0到M6，对应的质量范围为0.10 $\le m/\textrm{M}_\odot \le$ 0.58。这意味着该地区已知LMS的数量增加了50%，在这个质量范围内的25个Ori成员的数量净增加了20%。利用盖亚DR 1星表中的视差值，我们估计了这三个恒星群的距离，发现它们都是同距离的，在338 $\pm$ 66 pc。我们分析了这些LMS的光谱能量分布和分类的磁盘的进化类。使用H-R图，我们发现猎户座25可能比猎户座OB 1a中观察到的另外两个星系群稍老一些。
2017-05-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Absolute dimensions of solar-type eclipsing binaries. III. EW Orionis. Stellar evolutionary models tested by a G0V system
我们提出了一个详细的研究G 0 V脱离食双星EW猎户座，根据新的光度和光谱观测。已确定两种组分的质量和半径分别精确至0.9%和0.5%。1.12 Msun二次组件显示弱钙II H和K的排放，可能是温和的活动，没有活动的迹象被视为1.17 Msun小学。我们推导出[Fe/H]丰度为+0.05 +/-0.09，Si、Ca、Sc、Ti、Cr和Ni的丰度相似。Yonsai-Yale和Granada太阳尺度的进化模型所观察到的金属丰度再现组件相当不错的年龄约。2 Gyr.然而，在年龄为2.3 Gyr时获得了完美的一致性，因为a）次级恒星的包络混合长度参数略有向下调整，就像其他活跃的太阳型恒星一样，b）氦含量略低于标准模型网格采用的Y-Z关系所规定的。它的轨道是偏心的（e = 0.0758 +/- 0.0020），并且已经探测到有62%相对论贡献的拱点运动。近点运动周期为U = 16300 +/- 3900 yr，由此推断的平均中心密度集中系数log（k_2）= -1.66 +/- 0.30，与模式预测的结果基本一致。测得的旋转速度，9.0 +/- 0.7（初级）和8.8 +/- 0.6（次级）km/s，与同步速度和理论预测的伪同步速度一致。最后，距离（175 +/- 7 pc）、年龄和质心速度（6 km/s）排除了疏散星团Collinder 70的成员资格。猎户座EW现在属于一小群具有良好天…
2009-12-17 astro-ph.SR
Photometric and spectroscopic variability of the FUor star V582 Aurigae
2009年8月至2013年2月，我们在V582 Aur野外进行了BVRI CCD测光观测。在此期间，我们获得了V582 Aur的高，中，低分辨率光谱。为了研究目标爆发前的变化并构建其历史光变曲线，我们在照相底片收藏中搜索了存档观测。CCD和摄影观测进行了分析，使用一个序列的14颗恒星的领域V582 Aur在BVRI校准。V582 Aur爆发前的摄影观测显示出金牛T星典型的低振幅光变化。档案摄影观测表明，这颗恒星的亮度在1984年底或1985年初开始增加，并在1986年1月达到最大亮度。V582 Aur的光谱类型可以定义为G 0 I，具有H α和Na I D线的强P Cyg轮廓，这是典型的FU Orionis天体。我们的BVRI光度观测表明，在3.5年的观测期间，大幅度变化V~2.8等。然而，大多数时候，恒星保持在接近最大亮度的状态。亮度下降最深的一次是在2012年春天，当时恒星的亮度下降到接近爆发前的水平。在最小亮度期间，太阳光度数据显示颜色反转，这是UX Ori变星的典型特征。相应的光谱观测表明，谱线（特别是H α）的轮廓和强度具有很强的可变性，这表明吸积速率发生了显着变化。在过去三年进行的光度监测的基础上，最大光的光谱特性和长期光变曲线的形状，我们确认了V582 Aur与FU Orionis天体组的联系。
2013-06-27 astro-ph.SR
Constraining mass ratio and extinction in the FU Orionis binary system with infrared integral field spectroscopy
我们报告低分辨率近红外光谱观测的爆发星FU猎户座使用积分场摄谱仪项目1640安装在Palomar黑尔望远镜。这项工作的重点是阐明位于FU Ori以南0.5”的微弱源的性质，并于2003年被确定为FU Ori S。我们首先使用我们的观察与已公布的数据相结合，以证明这两颗恒星确实是物理相关的，并形成一个真正的双星对。然后，我们继续使用阻尼LOCI算法提取J和H波段分光光度法，这是一种为IFS的高对比度科学量身定制的还原方法。这是第一次报告这种技术的高精度的通信，由项目1640团队开创，在一个微弱的天文来源。我们使用我们的低分辨率近红外光谱结合10.2微米干涉数据来限制FU Ori S的红外过量。然后，我们专注于估计FU Ori S的体物理性质。我们的模型导致严重红化的对象的估计，A_V =8-12，有效温度为~ 4000-6500 K。最后，我们把这些结果放在FU Ori N-S系统的背景下，认为我们的分析提供了证据，FU Ori S可能是这个双星系统中更大的组成部分
2012-11-28 astro-ph.IM astro-ph.SR
Antisolar differential rotation with surface lithium enrichment on the single K-giant V1192 Orionis
内容：在红巨星分支（RGB）中质量约为1 $-$ 2太阳的恒星代表了一个有趣的恒星演化时期，即对流包层与快速旋转的核心相互作用的时期。在这些混合事件中，新合成的锂可以与高角动量物质一起到达恒星表面。这种高角动量可能会改变表面旋转模式。目标：重新审视了单个快速旋转的K巨星V1192猎户座，以确定其表面的差异旋转，锂丰度和基本的恒星性质，如精确的旋转周期。其目的是独立地验证恒星的反太阳差异旋转，并可能找到与表面锂丰度的联系。方法：我们将时间序列多普勒成像应用于一个新的多历元数据集。总之，我们从2007- 2016年间STELLA机器人望远镜收集的光谱数据中重建了11幅多普勒图像。我们使用我们的反演代码iMap来重建所有恒星表面地图。我们从这些图像中提取的差分旋转跟踪系统点迁移作为恒星纬度的函数，从连续的图像互相关。结果如下：猎户座V1192在赫罗图中的位置表明，它正处于氦核心燃烧阶段，刚刚离开RGB凸起。我们测量了$A({\rm Li})_{\rm NLTE}=1.27$，即接近预期的从锂正常到富锂巨星的过渡值1.5的值。多普勒图像揭示了沿着赤道带准均匀排列的扩展黑暗区域。在研究时期内没有发现冷极点。斑点位移清楚地表明反日表面的差异旋转与$α=-0.11\pm0.02$剪切系数。结论：表面锂富集和特殊的表面旋转模式可能表明一个共同的起源。
2017-08-04 astro-ph.SR
The G+M eclipsing binary V530 Orionis: A stringent test of magnetic stellar evolution models for low-mass stars
我们报告了对6.1天周期的G+ M型分离双线食双星V530 Ori的广泛光度和光谱观测，V530 Ori是测试低质量恒星恒星演化模型的重要新基准系统。我们确定组件的精确质量和半径，误差为0.7%和1.3%，如下所示：M（A）= 1.0038 +/- 0.0066 M（太阳），M（B）= 0.5955 +/- 0.0022 M（太阳），R（A）= 0.980 +/- 0.013 R（太阳），R（B）= 0.5873 +/- 0.0067 R（太阳）。有效温度分别为5890 +/- 100 K（G1 V）和3880 +/- 120 K（M1 V）。一项详细的化学分析探测了主光谱中的20多种元素，显示该系统有轻微的太阳下丰度，[Fe/H] = -0.12 +/- 0.08。与理论的比较表明，标准模型低估了半径，高估了次级恒星的温度，就像以前发现的其他M矮星一样。另一方面，从达特茅斯系列纳入磁场的模型能够匹配观测的二级恒星在同一年龄的主要（3 Gyr）与表面磁场强度为2.1 +/- 0.4千克时，使用旋转发电机处方，或1.3 +/- 0.4千克与湍流发电机的方法，与我们对这颗恒星的经验估计值0.83 +/- 0.65 kG相差不远。观测结果与磁场在改变原星系的整体性质方面只起很小的作用最为一致。因此，V530 Ori系统提供了一个重要的证明，即最近在建模方面的进展似乎走上了正确的轨道，可以…
2014-10-22 astro-ph.SR
Sustained FU Orionis-type outbursts from colliding discs in stellar flybys
我们进行三维流体动力学模拟盘-盘恒星飞掠与飞行的Monte Carlo辐射转移。我们发现，预先存在的拱盘周围的两颗恒星的快速上升（$\sim$ yrs）爆发持续时间2-5倍的恒星盘飞越。扰动总是进入爆发（$\dot{M}>10^{-5}~{\rm M_{\odot}~ yr^{-1}}$）。然而，我们发现，只有当飞越是逆行的环主星盘旋转，主星进入一个几十年的爆发。爆发期间的高吸积率是由相遇产生的错位物质中的角动量抵消触发的。很大一部分的吸积物质是外来的。
2022-10-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Multi-color characterization of optically invisible FU Orionis-type outbursts: Demonstration and prospects for the WINTER survey
Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
本文通过WINTER调查多色分析，发现两个新的FU奥尔特型爆发，展示其在识别被遮挡年轻恒星爆发中的能力。
2026-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protoplanetary disks around young stellar and substellar objects in the $σ$ Orionis cluster
本文利用Gaia DR3精化的170个光谱成员及2MASS/WISE测光，研究了σ Orionis星团中原行星盘的比例与演化，发现盘比例在低质量恒星中无显著质量依赖性，而大质量恒星盘耗散更快，并支持褐矮星类似低质量恒星形成的观点。
2023-05-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometric monitoring of PMS stars with the telescopes at Rozhen Observatory
本研究利用 Rozhen 天文台望远镜在 $BVRI$ 滤镜下对四个 PMS 天体进行长期多色测光监测，结合档案数据，通过分析历史光变曲线以探究恒星早期演化过程。
2023-11-20 astro-ph.SR
The outburst and nature of young eruptive low mass stars in dark clouds
猎户座FU（FUor）或猎户座EX（EXor）现象近年来引起了越来越多的关注，现在被认为是低质量恒星早期演化的关键因素。年轻恒星（YSO）的FUor和EXor爆发是由周围盘的强烈增强吸积引起的。FUor显示出$\sim$ 4等或更大的光学爆发，并持续几十年，而EXor显示出较小的爆发（$Δ$ m $\sim$ 2 - 3等），持续几个月到几年，并可能重复发生。因此，FUor/EXor爆发代表了早期恒星演化中一种罕见但非常重要的现象，在此期间，年轻的低质量YSO增亮了几个光学星等。因此，对这类爆发变星的长期观测对于设计低质量恒星形成的理论模型非常重要。在本文中，我们提出了我们的长期监测观测的三种罕见类型的喷发年轻的变量与2米喜马拉雅{ \it钱德拉}望远镜（HCT）和2米IUCAA吉拉瓦里天文台（IGO）望远镜的最新结果。
2012-06-24 astro-ph.SR
Photometric and spectroscopic study of the EXor-like eruptive young star Gaia19fct
盖亚19fct是一颗发出盖亚警报的年轻恒星，经历了几次增亮事件。我们使用多滤波器光学和近红外测光以及近红外光谱进行了监测观察，以了解Gaia19fct的物理特性，并调查它是否符合历史上定义的两类。我们提出的分析光变曲线，颜色变化，谱线，和CO建模。光变曲线显示自2015年以来至少有五次增亮事件，多滤镜颜色演变主要是灰色。灰色的演化表明，爆发是由灭绝以外的机制触发的。我们的近红外光谱显示出吸收和发射线，并在整个观测过程中显示出随时间的变化。我们发现，较低的旋转速度和较低的温度从近红外原子吸收线比从光学线，这表明Gaia19fct有一个开普勒旋转盘。CO泛音特征显示出吸收和发射分量的叠加，这与其他年轻恒星天体不同。我们模拟了CO谱线，结果表明，发射和吸收成分形成在不同的区域。我们发现，虽然Gaia19fct表现出两种类型的喷发年轻恒星，FU猎户座型天体（FUors）和EX Lupi型天体（EXors）的特征，但它与EXors的相似性更大。
2022-11-03 astro-ph.SR
PENELLOPE: the ESO data legacy program to complement the Hubble UV Legacy Library of Young Stars (ULLYSES) I. Survey presentation and accretion properties of Orion OB1 and $σ$-Orionis
年轻恒星和盘的演化是由几个过程的相互作用驱动的，特别是物质的吸积和喷射。这些过程对于正确描述行星形成的条件至关重要，最好用光谱来探测。哈勃太空望远镜（HST）的大约500个轨道将在2020-2022年用于ULLYSES对大约70颗低质量（M<2 Msun）年轻（年龄<1000万年）恒星的紫外波长公开调查。在这里，我们提出了PENELLOPE大型计划，正在进行的ESO甚大望远镜（VLT），以获取，同期的HST，光学ESTERO/UVES高分辨率光谱，以调查发射气体的运动学，和UV-近红外X-射手中分辨率通量校准光谱，提供的基本参数，HST数据本身不能提供，如消光和恒星的属性。PENELLOPE获得的数据没有专有时间，并且完全简化的光谱可供整个社区使用。在这里，我们描述了2020年11月至12月观察到的位于猎户座OB 1协会和sigma-Orionis集群中的13个目标样本的吸积特性的数据和第一次科学分析。我们发现，吸积率与以前在类似的年轻恒星形成区观察到的一致，在<3天的时间尺度上变化。通过比较X-Shooter光谱和HST/STIS光谱上的平板模型获得的连续过量发射的拟合，显示出X-Shooter估计值<10%的缺点，完全在假设的不确定性范围内。它的起源可能是错误的紫外线消光曲线，也可能是由于这种建模的简单性，将在PENELLOPE计划的过程中进行研究。结合ULLYSES和PENE…
2021-04-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
