Probing the nature of rotation in the Pleiades, Alpha Persei, and Hyades clusters
基于 Gaia data release 3 数据，研究发现昴星团、英仙座α星团和毕星团存在三维自转，其自转符合牛顿定理且无膨胀收缩，并指出自转速度与星团质量正相关且随年龄减弱。
2024-02-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Lithium depletion in the Gamma Velorum cluster and inflated radii in low-mass pre-main-sequence stars
我们表明，非磁性模型的前主序星（PMS）的演变 * 不能 * 同时描述的颜色星等图（CMD）和模式的锂耗尽看到的年轻，低质量恒星周围的$γ^2$ Velorum的集群。从CMD推断的7.5+/-1Myr的年龄比在星团M-矮星中观察到的强烈Li耗尽所暗示的年龄要年轻得多，并且Li耗尽发生在比预测的更红的颜色。给定质量的恒星耗尽其Li的时期和该恒星的表面温度都取决于其半径。我们证明，如果低质量的恒星半径~ 10%以上，在一个给定的质量和年龄，然后CMD和锂耗尽模式的Gamma Vel集群的解释在一个共同的年龄为18-21万年。这种半径膨胀可能是由对流的磁抑制和广泛的冷星斑的某种组合产生的。包含半径膨胀的模型表明，PMS恒星与Gamma Vel星团中的恒星相似，在0.2<M/Msun<0.7的范围内，比以前认为的至少老2倍，冷却约7%，并且它们的质量比传统的Hertzsprung-Russell图中的非磁性模型大得多（> 30%）。这种规模的系统变化可能对理解年轻恒星的演化、盘的寿命和行星系统的形成非常重要。
2016-09-22 astro-ph.SR
A search for radius inflation among active M-dwarfs in Praesepe
开普勒K2的自转周期与WIYN 3.5米望远镜的预计自转速度相结合，以确定Praesepe星团中快速旋转的低质量（$0.15 \leq M/M_{\odot} \leq 0.6$）成员的预计半径。考虑到观测的不确定性、双星和删失数据的极大似然分析得出了半径膨胀的边际证据-在给定光度下，这些恒星的平均半径比常用的演化模型预测的大$6\pm4$ %。这一超半径小于（在2-sigma置信度下）使用类似的分析在年轻的昂星团中发现的类似恒星;任何下降都是由于更高质量（$>0.25 M_{\odot}$）恒星发生的变化。模型结合磁抑制对流预测超半径，但不重现这种质量依赖性，除非超均分表面磁场存在于较低的质量。模型纳入通量阻塞的恒星黑子可以解释质量的依赖性，但没有证据表明，点覆盖范围之间的昴宿星和Praesepe样本减少，伴随着过半径的下降。在Praesepe和Pleiades中，旋转最快的恒星比旋转最慢的恒星要小得多，因为它们的投影半径是可以测量的。这可能是一种选择效应，因为较大恒星的角动量损失更有效，导致它们逐渐被排除在分析样本之外。我们的分析假设自旋轴方向是随机的;正如Kovacs（2018）所建议的那样，Praesepe中的任何排列都强烈不利于投影半径的广泛分布。
2018-11-27 astro-ph.SR
Discovery of WASP-65b and WASP-75b: Two Hot Jupiters Without Highly Inflated Radii
我们发现了两个凌日热中子星WASP-65 b（M_pl = 1.55 +/- 0.16 M_J; R_pl = 1.11 +/- 0.06 R_J）和WASP-75 b（M_pl = 1.07 +/- 0.05 M_J; R_pl = 1.27 +/- 0.05 R_J）。它们分别每2.311天和2.484天绕主恒星一周。WASP-65是一颗G6恒星（T_eff = 5600 K，[Fe/H] = -0.07 +/- 0.07，年龄> 8 Gyr）; WASP-75是一颗F9恒星（T_eff = 6100 K，[Fe/H] = 0.07 +/- 0.09，年龄3 Gyr）。WASP-65 b是目前已知的质量范围在0.1至2.0 M_J（rho_pl = 1.13 +/- 0.08 rho_J）的系外行星之一，在这个质量范围内，大部分行星被发现相对于理论行星模型是膨胀的。WASP-65 b是为数不多的质量在1.5 M_J左右的行星之一，这一质量状态在目前已知的热彗星中令人惊讶地被低估了。WASP-75 b的半径比没有核心的理论行星模型稍微膨胀（< 10%），密度与土星相似（rho_pl = 0.52 +/- 0.06 rho_J）。
2013-10-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetic Fields of M Dwarfs from the Pleiades Open Cluster
本研究对昴星团62颗M型矮星的磁场进行测量建模，揭示了磁场与自转、半径膨胀、黑子覆盖率及活动指标的关联，为M型矮星半径膨胀机制提供了磁场相关的解释依据。
2024-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The red dwarf pair GJ65AB: inflated, spinning twins of Proxima
附近的红矮星双星GJ 65 AB（UB+BL Ceti，M5.5Ve+ M6 Ve）是探测极低质量恒星物理的基石系统。我们用PIONIER仪器在H波段对GJ 65 AB两个组分的角直径进行了新的干涉测量：θ UD（A）= 0.558 +/- 0.008 +/- 0.020 mas，θ UD（B）= 0.539 +/- 0.009 +/- 0.020 mas。它们转化为LD（A）= 0.573 +/- 0.021 mas和LD（B）= 0.554 +/- 0.022 mas的边缘变暗角直径。根据已知视差，半径为R（A）= 0.165 +/-0.006 Rsun和R（B）= 0.159 +/-0.006 Rsun（sigma（R）/R = 4%）。我们还利用VLT/NACO自适应光学对GJ 65 AB进行了观测，并对该系统的轨道参数和红外星等进行了修正。我们推导出m（A）= 0.1225 +/- 0.0043 Msun和m（B）= 0.1195 +/- 0.0043 Msun的两个分量的质量（sigma（m）/m = 4%）。为了获得这两颗恒星的径向和旋转速度，以及它们相对于Proxima的相对金属丰度，我们还提出了新的个人UVES高分辨率光谱。将GJ 65 A和B放置在质量半径图中显示，与Baraffe等人（2015）的模型预期相比，它们的半径分别大14 +/- 4%和12 +/- …
2016-08-02 astro-ph.SR
LSPM J1112+7626: detection of a 41-day M-dwarf eclipsing binary from the MEarth transit survey
我们在LSPM J1112+7626中报告了日食的检测，我们发现它是一个中等亮度的天体。（I_C = 12.14 +/- 0.05）轨道周期为41.03236 +/- 0.00002天的极低质量双星系统，在偏心轨道（e = 0.239 +/-0.002）上，分量质量M_1 = 0.395 +/-0.002Msol，M_2 = 0.275 +/-0.001Msol。在I波段观测到约2%的峰-峰振幅的65天的食外调制，这可能是由于其中一个双星组件上光球斑的旋转调制。本文介绍了发现和表征的对象，包括径向速度足以确定两个组件质量优于1%的精度，和光度解决方案。我们发现，组件半径的总和，这是更好地确定比个人的半径，是膨胀了3.8 + 0.9 - 0.5%相比，理论模型的预测，根据年龄和金属丰度假设。这些结果表明，用理论模型再现观测到的M-矮星食双星半径的困难并不局限于轨道周期很短的系统。这个物体有望成为一个富有成效的测试场，用于假设M矮星的膨胀半径与活动之间的联系。
2011-09-09 astro-ph.SR
Magnetic Inflation and Stellar Mass I: Revised Parameters for the Component Stars of the Kepler Low-mass Eclipsing Binary T-Cyg1-12664
几颗低质量食双星的半径比它们测量的质量、金属丰度和年龄都要大。一种被提出的半径膨胀机制涉及到被抑制的内部对流和由强磁场引起的星点。一个特殊的食双星，T-Cyg 1 -12664，已经被证明与这种情况混淆。\citet{Cakirli2013a}测量的次级成分的半径是模型预测的两倍，但具有相同质量和年龄的恒星的初级质量与预测一致。\citet [][]{Iglesias 2017}独立地测量了组成恒星的半径和质量，发现次级恒星的半径实际上并没有相对于模型膨胀，但初级恒星的半径与抑制对流的情况一致。然而，在他们的质量测定中，\citet [][]{Iglesias 2017}由于恒星在光学波长下的微弱性，缺乏对次级分量的独立径向速度测量。第二部分特别有趣，因为它的质量接近从部分对流到完全对流的内部过渡。在这篇文章中，我们使用{ \it Kepler}的存档数据和两颗组成星的径向速度测量值，分别用发现频道望远镜上的IGRINS和凯克望远镜上的NIRSPEC和HIRES独立地确定了T-Cyg 1 -12664组成星的质量和半径。我们表明，无论是组件明星是膨胀的模型。我们的研究结果与主序星M矮星的现代恒星演化模型基本一致，并且不需要通过磁场抑制对流来解释恒星半径。
2017-07-21 astro-ph.SR
Supernova Shocks Cannot Explain the Inflated State of Hypervelocity Runaways from White Dwarf Binaries
研究结合 Arepo 超新星模拟与 MESA 恒星演化计算，证明超新星冲击只能短暂膨胀白矮星，无法解释观测超高速逃逸恒星持续10^5–6年的大半径。
2024-11-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Violent mergers can explain the inflated state of some of the fastest stars in the Galaxy
Universität Potsdam（波茨坦大学）；Max Planck Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Lawrence Livermore National Laboratory（劳伦斯利弗莫尔国家实验室）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）
本文通过剧烈并合模拟解释了银河系中部分超高速恒星的膨胀状态，提出新的模型以解释观测到的超高速恒星现象。
2025-10-14 astro-ph.SR
The Mass-Radius(-Rotation?) Relation for Low-Mass Stars
低质量恒星的基本性质并不像它们的大质量对应物那样被很好地理解。限制这些性质的最好方法，特别是质量和半径，是研究食双星系统，但迄今为止只有少数晚型（M0或更晚）系统被确定和表征。本文介绍了六个新的M矮星食双星系统的发现和特征。这些食系统中的十二颗恒星质量跨度为0.38-0.59兆太阳，轨道周期为0.6- 1.7天，典型的质量不确定度为~0.3%，半径不确定度为0.5- 2.0%。结合六个已知的高精度测量系统，我们的结果揭示了一个有趣的趋势，在低质量的制度。对于M=0.35-0.80 Msun的恒星，（P<1天; 12颗星）的半径膨胀高达10%（平均值=4.8+/-1.0%）相对于低质量主序星的演化模型，而在较长周期系统的组件（>1.5天; 12颗星）往往有较小的半径（平均值=1.7+/-0.7%）。这一趋势支持了短周期系统受到近伴星影响而膨胀的假设，很可能是因为它们被潮汐锁定在非常高的旋转速度中，从而增强了活动并抑制了对流。总之，非常近距离的双星系统并不能代表典型的M矮星，但我们对长周期系统的研究结果表明，演化模型在M~0.35-0.80 Msun范围内广泛有效。
2010-11-11 astro-ph.SR
Uniform Forward-Modeling Analysis of Ultracool Dwarfs. III. Late-M and L Dwarfs in Young Moving Groups, the Pleiades, and the Hyades
本文用 BT-Settl 大气模型与贝叶斯嵌套采样分析90颗年轻晚M/L型矮星，揭示M–L边界参数偏差及尘埃不足，并以类星际介质红化显著改善拟合。
2023-11-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetic Inflation and Stellar Mass II: On the Radii of Single, Rapidly Rotating, Fully Convective M Dwarf Stars
主序星，食双星中的完全对流M矮星被观察到比恒星演化模型预测的大$10-15\%$。对这种差异的一种解释涉及到强磁场的影响，这是通过发电机过程由快速旋转引起的。尽管如此，少数单个的、缓慢旋转的M矮星的半径测量结果似乎也比模型预测的要大，这表明旋转或双星可能不是造成这种差异的唯一原因。我们测试是否单个，快速旋转，完全对流的恒星也比预期的大，通过测量它们的$R \sin i$分布。我们结合光度旋转周期的文献旋转加宽（$v \sin i$）的测量报告在这项工作中的样本88快速旋转M矮星。使用贝叶斯框架，我们发现，恒星演化模型低估半径的$10-15\% \substack{+3 \\ -2.5}$，但在更高的质量（$0.18<M<0.4 M_{Sun}$）的差异只有约$6\%$和可比的干涉和食双星的结果。在最低质量（$0.08<M<0.18 M_{Sun}$），我们发现观测和理论之间的差异是$13-18\%$，我们认为，差异是不太可能是由于年龄的影响。此外，我们发现我们的样本和少数具有干涉半径的M矮星之间没有统计上显著的半径差异。我们的结论是，无论是旋转或双星是负责膨胀半径的完全对流的M矮星，和所有的完全对流的M矮星大于模型预测。
2018-04-11 astro-ph.SR
Correcting for Activity Effects on the Temperatures, Radii, and Estimated Masses of Low-Mass Stars and Brown Dwarfs
我们目前的经验关系，以确定的有效温度和半径-因此估计的质量-低质量恒星和褐矮星的量被改变，由于色球活动。恒星半径的精确估计在搜寻凌日系外行星时尤其重要，因为凌日系外行星依赖于假设的恒星半径/密度来推断行星半径/密度。我们的关系是基于一个大的研究领域的低质量恒星和一组基准的低质量食双星。这些关系将活动物体的温度被抑制的量，以及它的半径膨胀，与它的阿尔法发射强度联系起来。这些关系被发现近似保存热光度。我们将这些关系应用于特殊的棕矮星食双星2 M0535 -05，其中活动的高质量棕矮星的温度比其不活动的低质量伴星低。这些关系式正确地再现了2 M0535 -05在考虑了H α发射后观测到的温度和半径;如果2 M0535 -05不活跃，它将与理论等时线精确一致。我们提出的关系式适用于质量低于0.8 Msun的褐矮星和低质量恒星，它们的活动（用H α测量）在-4.6 < log Lha/Lbol <-3.3范围内。我们希望这些关系是最有用的校正半径和质量估计的低质量恒星和褐矮星在其活跃的生命周期（几陀螺仪）。我们还讨论了这项工作的影响，年轻的集群IMF的决心。
2012-09-08 astro-ph.SR
A discontinuity in the $T_{\rm eff}$-radius relation of M-dwarfs
我们报告了13个新的高精度测量恒星直径的低质量的矮星通过近红外线长基线干涉测量与PIONIER在甚大望远镜干涉仪。加上来自盖亚DR 2的精确的测量，这些测量提供了它们的线性半径，有效温度，质量和光度的精确估计。这使我们能够改进有效温标，特别是对最冷的M矮星。我们测量晚型恒星的金属丰度略有膨胀的半径，而恒星的金属丰度降低，我们测量较小的半径。进一步证明了M矮星的Gaia DR 2有效温度被$\sim$低估了8.2%，并给出了一个经验的$M_{G}$ - $T_{\rm eff}$关系式，该关系式更适合于$T_{\rm eff}$在2600 ~ 4000 K之间的M矮星.最重要的是，我们能够观察到的不连续性，在$T_{\rm eff}$半径平面，这可能是由于过渡部分对流M-矮星的完全对流制度。我们发现这种转变发生在3200 K和3340 K之间，或者等价于质量为$\approx 0.23 M_{\odot}$的恒星。我们发现，在这个过渡区的恒星半径的范围从0.18到0.42 $R_{\odot}$相似的恒星有效温度。
2019-01-23 astro-ph.SR
Evidence of radius inflation in stars approaching the slow-rotator sequence
疏散星团中恒星的平均半径可以在自旋轴随机取向的假设下，由自转周期和投影自转速度估算。这种估计与距离、星际吸收和模型无关，但其有效性可能受到缺失数据（截断）或仅代表上限/下限的数据（删失）的限制。本文提出了一种新的统计分析方法来估计在截尾和截断情况下的恒星平均半径。我们使用的投影恒星半径$R \sin i$的理论分布函数来定义一个似然函数中存在的审查和截断。然后用极大似然参数估计方法得到星等箱中的平均恒星半径。这种方法能够恢复的平均恒星半径在百分之几的几个与$\approx$ 10测量。在这里，它是第一次适用于数据集的昴宿星。我们发现，1.2 $\ge M/M_{\odot} \ge$ 0.85之间的$R$与$M_K$的关系和目前的标准恒星模型，没有明显的偏见，协议优于$\approx$ 10%。在$2σ$水平的系统偏差的证据被发现的恒星与0.8 $\ge M/M_{\odot} \ge$ 0.6接近慢旋转序列。快速旋转体（$P$ < 2 d）与标准模型在15%以内一致，在整个1.2 $\ge M/M_{\odot} \ge$ 0.5范围内没有系统偏差。证据表明，一个可能的半径膨胀略低于低质量限制的慢旋转序列表明一个可能的连接与过渡从快速到慢旋转序列。
2016-09-21 astro-ph.SR
The scatter of the M dwarf mass-radius relationship
M矮星是在其他恒星周围寻找宜居世界的主要目标。这是由于它们的丰度以及它们的小半径和低质量和温度，这有助于探测它们周围轨道上的温带岩石行星。然而，M矮星的基本性质很难约束，这往往限制了我们对它们所在行星的观测能力。在这里，我们通过测量23个高精度，独立于模型的质量和半径的M矮星与白矮星的双星测试几个理论关系的M矮星。我们发现这些低质量恒星的半径有很大的分散，其中25%的半径与理论模型一致，而其余的则超过12%。这种散射在部分对流和完全对流的M矮星中都可以看到。在过度膨胀和年龄或金属丰度之间没有明显的趋势，但有迹象表明，缓慢旋转的M矮星的半径与预测更一致，尽管与更快速旋转的M矮星相比，测量中的散射量相似。与白矮星的密近双星中的M矮星样本似乎与其他M矮星样本没有区别，这意味着共同的包络演化对它们的结构影响可以忽略不计。我们的结论是，理论和经验的质量-半径关系缺乏测量M矮星的基本参数所需的精度和准确度，足以确定它们所在行星的内部结构和整体组成。
2018-08-23 astro-ph.SR
Magnetic Inflation and Stellar Mass III: Revised Parameters for the Component Stars of NSVS 07394765
我们对M矮星-M矮星食双星系统NSVS 07394765进行了新的分析，以研究其中一颗组成星的超膨胀半径。我们的分析是基于档案测光从广角搜索行星（WASP），新的测光从32厘米{命令模块天文台（CMO）望远镜在亚利桑那州和70厘米望远镜在Thacher天文台在加利福尼亚州}，和新的高分辨率红外光谱获得的浸没光栅红外光谱仪（IGRINS）的探索频道望远镜。我们测量的每个组成星的质量和半径与以前报道的测量结果不一致。我们发现这两颗恒星都是早期M型主序星，没有年轻或超膨胀的证据（$M_1= 0.661\ ^{+0.008}_{-0.036}\ \rm{M_{sun}}$，$M_2= 0.608\ ^{+0.003}_{-0.028}\ \rm{M_{sun}}$，$R_1= 0.599\ ^{+0.032}_{-0.019}\ \rm{R_{sun}}$，$R_2= 0.625\ ^{+0.012}_{-0.027}\ \rm{R_{sun}}$），我们更新了该系统的轨道周期和日食星历。我们认为，最初的超膨胀的结果可能是使用中等分辨率的光谱精确的径向速度测量的原因。
2019-07-08 astro-ph.SR
An Empirical Correction for Activity Effects on the Temperatures, Radii, and Estimated Masses of Low-Mass Stars and Brown Dwarfs
我们提出的经验关系，以确定的有效温度和半径的量-因此估计的质量-低质量恒星和褐矮星的色球活动的改变。我们基于我们的关系上的一个大的低质量的恒星在该领域的Halpha活动测量，并在一组低质量的食双星X射线活动测量，我们间接推断的Halpha活动。两个样本都产生了一致的关系，将活动物体的温度被抑制的量，以及它的半径膨胀，与它的阿尔法发射强度联系起来。这些关系被发现近似保存热光度。我们将这些关系应用于特殊的棕矮星食双星2 M0535 -05，其中活动的高质量棕矮星的温度比其不活动的低质量伴星低。这些关系式正确地再现了2 M0535 -05在考虑了H α发射后观测到的温度和半径;如果2 M0535 -05不活跃，它将与理论等时线精确一致。我们提出的关系式适用于质量低于0.8 Msun的褐矮星和低质量恒星，其活动性（由分数H α光度测量）在-4.6 < log LHa/Lbol <-3.3范围内。我们希望这些关系是最有用的校正半径和质量估计的低质量恒星和褐矮星在其活跃的生命周期（几Gyr），当年龄或距离（因此光度）是未知的。我们还讨论了这项工作的影响，以改善青年集团的初始质量函数的测定。
2012-07-17 astro-ph.SR
The radius discrepancy in low mass stars: single vs. binaries
低质量恒星理论中的一个长期存在的问题是预测和观测到的半径和有效温度之间的差异。尽管越来越多的食双星和干涉测量的单星半径非常精确的半径测定的可用性，有没有一致的共识的程度（甚至存在）的差异，并在其与其他恒星性质（如金属丰度，磁活动）的连接。我们调查的半径差异现象，使用目前最好的数据（准确度约5%）。我们建立了一个涵盖整个低质量恒星（0.1- 1.25M太阳）范围以及各种金属丰度和混合长度参数α的恒星模型网格。我们使用了改进版的耶鲁旋转恒星演化代码（YREC），实现表面边界条件的基础上，最新的凤凰大气模型。我们的模型与文献中的其他模型一致，改进和扩展了Yale-Yonsei等时线的低质量端。我们的计算包括旋转相关的量，如转动惯量和对流周转时间尺度，有用的磁活动和旋转演化的研究类太阳恒星。与以前的工作相一致，我们发现，双星和单星的半径膨胀约3%的理论模型;双星中，短轨道周期系统的组件被发现是最偏离。我们的结论是双星和单星都受到半径差异现象的影响。
2013-08-26 astro-ph.SR
Empirical measures of the largest amounts of magnetically-induced radius inflation in low-mass stars
University of Delaware（特拉华大学）
本文利用44颗食双星样本，通过磁对流模型首次为低质量恒星内部磁场强度设定上限，发现大质量恒星需约10 kG、小质量恒星需100-300 kG的场强才能解释观测到的最大半径膨胀。
2025-11-06 astro-ph.SR
K2 Ultracool Dwarfs Survey II: The White Light Flare Rate of Young Brown Dwarfs
我们使用Kepler K2 Campaign 4短节奏（一分钟）测光测量在年轻的，移动群棕矮星2 MASS J 03350208 +2342356白光耀斑（2 M0335 +23）和2 MASS J 03552337 +1133437（2 M0355 +11），并报告长节奏（30分钟）测光的超级耀斑在昴星团M8褐矮星CFHT-PL-17。自转周期（5.24小时）和预计的自转速度（$45$ km s $^{-1}$）证实了2 M0335 +23是膨胀的（$R \ge 0.20 R_\odot$），正如对一颗$0.06M_\odot$，2600万年前的棕矮星$β$ Pic移动群成员的预测。我们在2 M0335 +23上探测到22个白光耀斑。耀斑频率分布在$10^{31}$至$10^{33}$ erg范围内遵循斜率为$-α= -1.8 \pm 0.2$的幂律分布。这个斜率类似于在太阳和较温暖的耀斑星中观察到的，并且与先前在M6-M8极低质量恒星上的工作中的较低能量耀斑一致;将两个数据集放在一起，超冷矮星的耀斑频率分布是超过4.3个数量级的幂律。CFHT-PL-17上的超级耀斑（$2.6\times10^{34}$ erg）表明更高能量的耀斑是可能的。我们在附近的L $5γ$ AB Dor移动群棕矮星2 M0355 +11中没有检测到低至$2 \times 10^{30}$ erg极限的耀…
2017-07-04 astro-ph.SR
The Relationship of Stellar Radius Inflation to Rotation and Magnetic Starspots at 10--670 Myr
本研究基于261颗年轻低质量恒星，发现半径膨胀与自转（Rossby数）及星斑覆盖比例密切相关，且温度抑制平衡膨胀以维持光度，支持磁性为直接原因。
2025-06-23 astro-ph.SR
Stellar Characterization and Radius Inflation of Hyades M Dwarf Stars From the APOGEE Survey
本文利用APOGEE高分辨率H波段光谱分析48颗毕宿星团M矮星，测定其恒星参数，发现其半径相对恒星模型存在膨胀，且膨胀与对流状态、自转速度和恒星黑子覆盖率密切相关。
2023-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Do Outer Giants Inflate Neptune-sized Planets? An Architecture-Dependent Mass-Radius Relation
本文研究外巨行星是否影响海王星大小短周期行星的半径，通过质量-半径分析与贝叶斯建模发现OG系统内行星半径平均增大17±4%，为行星形成演化提供新约束。
2025-09-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Effects of Magneto-Convection on Short Period Cataclysmic Variables
本文通过简单模型研究磁对流对短周期激变变星演化的影响，发现其导致伴星膨胀、周期延长和质量损失率降低，最小轨道周期增加14分钟，但白矮星质量增大对缓解周期最小值问题作用有限。
2025-07-09 astro-ph.SR
Objects in Kepler's Mirror May be Larger Than They Appear: Bias and Selection Effects in Transiting Planet Surveys
对像开普勒任务这样的凌日行星的大型调查的统计分析必须考虑到系统误差和偏差。凌日探测不仅取决于行星的半径和轨道周期，还取决于宿主恒星的性质。因此，一个有凌日行星的恒星样本可能无法准确地代表目标种群。此外，使用诸如极限视星等之类的标准来选择目标。这些选择效应，再加上恒星半径的不确定性，导致凌日行星及其宿主恒星的性质存在偏差。我们量化了开普勒巡天中可能存在的偏差。首先，行星半径的陡峭分布和恒星半径的不确定性产生的爱丁顿偏差导致了行星出现的15-20%的高估。其次，开普勒目标星表的星等限制导致Malmquist偏向于更大、更明亮的恒星，并低估了大约三分之一候选行星的半径，特别是那些比海王星大的行星。第三，因为贫金属恒星较小，探测到行星的恒星将比目标平均值稍微（<0.02 dex）贫金属。第四，恒星半径的不确定性产生了行星半径和恒星辐射的相关误差。先前的一项发现，即高辐射的巨星更有可能具有“膨胀”的半径，即使考虑到这种效应，仍然很重要。相比之下，凌日深度与恒星金属丰度呈负相关，即使在没有任何内在相关性的情况下，以前声称巨行星凌日深度与恒星金属丰度呈负相关可能是人为的。
2012-11-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Exploring the M-dwarf Luminosity--Temperature--Radius Relationships using Gaia DR2
越来越多的证据表明，与理论模型相比，M矮星遭受半径膨胀，这表明模型缺少一些关键的物理学，这些物理学需要完全描述有效温度$(T_{\rm SED})$小于4000 K的恒星。盖亚DR 2距离的出现最终使大型数据集可以确定这种影响的性质和程度。我们使用由$>$ 15，000颗恒星组成的全天空样本来确定亮度、温度和半径之间的经验关系。这是通过利用修改后的光谱能量分布拟合方法，仅使用几何距离和多波段光度学来完成的。与模型相比，我们测量的半径显示出$3 - 7\%$的膨胀，但不超过膨胀序列中的$1 - 2\%$内在扩散。我们表明，我们目前能够确定M-矮星半径的精度为$2.4\%$使用我们的方法。然而，我们确定，这是有限的金属丰度测量，这有助于$1.7\%$测量的半径散射的精度。我们还提出的证据表明，恒星磁性目前无法解释半径膨胀的M-矮星。
2019-08-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effects of rotation on the lithium depletion of G- and K-dwarfs in Messier 35
来自WIYN望远镜的新的纤维光谱学和径向速度被用来测量富星系团M35的242个高概率零年龄主序（ZAMS）F-到K-型成员中的光球锂。结合这些与已公布的旋转周期，锂耗尽和旋转之间的连接进行了前所未有的详细研究。在$T_{\rm eff}<5500$ K下，尽管色散大于测量不确定性，但更快的旋转和更少的Li耗尽之间存在很强的关系。光度鉴定的二元系统的组分遵循相同的关系。在给定的$T_{\rm eff}$下，更快的自转速率（或更小的Rossby数）、更小的Li耗尽和更大的恒星半径之间也建立了相关性。这些结果支持这样的模型：对于最快的旋转器，在主序前（PMS）阶段，星点和内部磁场导致半径膨胀并减少Li耗尽。然而，这些数据也符合这样的想法，即所有恒星的锂消耗水平都低于标准PMS模型的预测，这可能是因为这些模型的缺陷，或者是因为饱和的磁活动水平抑制了类似$T_{\rm eff}$的PMS恒星中的锂消耗，而不管旋转速率如何，旋转速度较慢的恒星随后会经历更多的混合和PMS后的锂消耗。
2020-10-08 astro-ph.SR
Discovery and characterisation of detached M-dwarf eclipsing binaries in the WFCAM Transit Survey
我们报告了16个J<16等的分离M矮星食双星的发现，并利用WFCAM凌日巡天（WTS）的高精度红外线曲线提供了其中三个的详细特征。这种系统提供了最精确和独立于模型的方法来测量这些知之甚少但数量众多的恒星的基本参数，目前缺乏足够的观测来精确校准恒星演化模型。我们完全解出了其中三个系统的质量和半径，发现轨道周期在1.5<P<4.9天的范围内，质量跨度为0.35-0.50 Msun，半径在0.38-0.50 Rsun之间，质量的不确定性约为3.5-6.4%，半径的不确定性约为2.7-5.5%。短周期双星中的近伴星预计会被潮汐锁定在快速的旋转速度中，导致高水平的磁活动。据预测，这将通过抑制对流和增加星点覆盖范围来膨胀它们的半径。WTS系统的半径膨胀超过模型预测约3- 12%，与观察到的趋势一致，尽管在红外波长处星点信号的系统贡献预期较低。我们通过将我们的结果与所有现有的具有可比精度的M-矮星半径测量相结合，来寻找轨道周期和半径膨胀之间的相关性，但是我们没有发现统计学上显著的证据表明，对于较长周期，较不活跃的系统，半径膨胀会减少。半径膨胀继续存在于非同步系统中，这表明即使对于非常低活动的M矮星，问题仍然存在。解决这个问题不仅对于理解宇宙中人口最多的恒星至关重要，而且对于描述它们的行星同伴也至关重要，这些行星同伴拥有在传统的宜居带中找到类地行星的最佳前景。
2012-06-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Benchmark Transiting Brown Dwarf LHS 6343 C: Spitzer Secondary Eclipse Observations Yield Brightness Temperature and mid-T Spectral Class
没有可测量质量、半径和光度的实地褐矮星类似物，排除了我们将具有可测量质量和半径的过境褐矮星与具有可测量光度和大气性质的实地褐矮星联系起来的能力。LHS 6343 C是一颗弱辐射的褐矮星，在开普勒场中穿过M+M双星的一个成员，它提供了第一个探测具有测量质量和半径的非膨胀褐矮星大气的机会。在这里，我们分析了LHS 6343 A后面的LHS 6343 C的四次斯皮策观测。联合拟合的日食与高斯过程噪声模型的仪器系统学，我们测量的日食深度为1.06 \pm 0.21 ppt在3.6微米和2.09 \pm 0.08 ppt在4.5微米，对应的亮度温度分别为1026 \pm 57 K和1249 \pm 36 K。然后，我们应用棕矮星演化模型来推断热光度日志（L_star / L_sun）= -5.16 \pm 0.04。已知LHS 6343 C系统中的褐矮星和两颗M矮星的物理性质，这些深度与年龄为5 Gyr的1100 K T矮星的模型和温度为1070 \pm 130 K的T5-6矮星的经验观测相一致。我们调查的可能性，LHS 6343 C的轨道已被改变的Kozai-Lidov机制，并提出额外的天体测量或罗斯特-麦克劳克林测量系统探测系统的动力学历史。
2016-03-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
The crowded magnetosphere of the post common envelope binary QS Virginis
本文介绍了室女座QS（QS Vir）的高速测光和高分辨率光谱。我们的UVES光谱跨越多个轨道超过一年，并揭示了几个大的双折射的存在，通过前面的M星和它的白矮星的同伴，使我们能够三角测量它们的位置。尽管在几天的时间尺度上显示出微小的变化，但它们持续了一年多，甚至可能持续几十年。一个巨大的日珥从M星延伸出几乎三个恒星半径。罗氏断层扫描显示M星有很多斑点，这些斑点存在时间很长，位置相对固定，最好是在面对白矮星的半球上。我们还确定精确的二元和物理参数的系统。我们发现，14，220 +/-350 K的白矮星质量相对较大，为0.782 +/-0.013 Ms，半径为0.01068 +/-0.00007 Rs，与演化模型一致。潮汐畸变的M星质量为0.382 +/- 0.006Ms，半径为0.381 +/- 0.003Rs，也符合演化模型。我们发现来自白矮星的镁吸收线比预期的要宽。这可能是由于旋转（意味着旋转周期只有~700秒），或由于弱（~ 100 kG）磁场，我们倾向于后一种解释。由于M星的半径仍然在洛希叶内，并且没有证据表明它过度膨胀，我们得出结论，QS Vir很可能是一个即将成为半分离的前激变双星。
2016-03-02 astro-ph.SR
