Aluminium oxide in the optical spectrum of VY Canis Majoris
本文首次确认了红超巨星VY CMa中AlO的B-X系统的光学带。除了TiO、VO、ScO和YO这些在很久以前就在恒星的光谱中被识别出来的分子外，AlO是另一种在这颗奇特的恒星中显示出强发射带的难熔分子。通过模拟AlO的能带，得到了星周气体的转动温度Trot= 700 K。通过解决个别的旋转分量的频带，我们推导出的气体的运动学特性，发现的排放是在恒星径向速度的中心，其固有的宽度是13.5公里/秒（半峰全宽）。这是迄今为止在VY CMa观测到的所有（热）特征中最重要的发射。温度和谱线宽度表明，辐射产生于大约20个恒星半径范围内的气体中，那里的外流仍在加速。这一结果与平衡化学模型相矛盾，该模型预测只有在几个恒星半径内才有大量的AlO丰度。我们认为，非平衡模型涉及冲击传播需要解释的意见。
2012-11-17 astro-ph.SR
Probing Hypergiant Mass Loss with Adaptive Optics Imaging & Polarimetry in the Infrared: MMT-Pol and LMIRCam observations of IRC +10420 & VY Canis Majoris
我们对著名的超巨星IRC +10420和大犬座VY进行了2 - 5微米的自适应光学（AO）成像和偏振测量。IRC +10420的成像偏振测定法（MMT-Pol为2.2微米）解析了具有30%固有偏振的星云发射，具有高表面亮度，表明光学厚散射。这种偏振辐射在恒星周围径向和方位角上的相对均匀分布证实了先前的研究，即散射尘埃主要位于天空平面上。使用与2.2微米处的偏振测量一致的散射光约束，外推到3 - 5微米波段的波长预测散射光分量显著低于在我们的LBT/LMIRCam 3 - 5微米AO成像中观察到的星云通量。假设这种多余的发射是热的，我们发现一个色温~ 500 K是必需的，远远超过了典型的天体物理尘埃的发射率修正的平衡温度。VY CMa的星云特征被发现是高度偏振的（高达60%），在1.3微米，再次与光学厚散射所需的重现所观察到的表面亮度。这颗恒星独特的星云特征被称为“西南团块”，在3.1微米的偏振测量中也被清楚地检测到，与IRC+10420不同，这与散射光一致。这两个超巨星星云的高内禀偏振与演化尘埃恒星周围典型尘埃的光学厚散射是相容的，其中多重散射的去偏振效应被颗粒的低折射率所减轻。
2015-05-16 astro-ph.SR
ALMA observations of TiO$_2$ around VY Canis Majoris
二氧化钛（TiO $_2$）是一种难熔物质，可能在富氧恒星周围的尘埃凝聚序列中发挥关键作用。迄今为止，气相TiO $_2$仅在红超巨星VY CMa的复杂环境中被探测到。我们的目标是限制分布和激发的TiO $_2$周围的VY CMa，以澄清其在尘埃形成的作用。我们分析了从ALMA科学验证数据中提取的TiO $_2$的光谱和通道图。我们探测到TiO $_2$的15个跃迁，并首次空间分辨了发射。这些图显示了一个高度聚集的、各向异性的外流，其中TiO $_2$发射可能是暴露于恒星辐射场的气体的痕迹。一个大致东西向的，加速的双极结构被发现，其中蓝色的组件运行和周围的固体连续组件打破。在一些过渡中可以看到西南方向的明显尾巴，与光学和近红外线的特征一致。我们发现，TiO $_2$的一个显着的部分仍然在尘埃形成区以外的气相中，并建议，这种物种可能只发挥了很小的作用，在尘埃冷凝过程中周围的极端富氧的演化恒星，如VY CMa。
2015-06-02 astro-ph.SR
An Interferometric Spectral-Line and Imaging Survey of VY Canis Majoris in the 345 GHz Band
用亚毫米波阵对富氧红超巨星大犬座VY在279 ~ 355 GHz之间进行了谱线测量。223个光谱特征，从19个分子（不计算其中一些同位素物种），包括旋转光谱的TiO，TiO 2，和AlCl的第一次在这个源。所有光谱特征的参数和图集。用~0.9角秒的合成光束对每条谱线进行观测，揭示了VY CMa周围星云的复杂运动学和形态。许多分子是在高转动能级或激发振动能级上观察到的。根据这些数据，确定了亚毫米波连续谱的主要来源（尘埃）和高激发分子气体（恒星）之间的距离约为0.15弧秒。与SMA观察到的分子气体，和一些在红外波长和哈勃太空望远镜的光学散射光观察到的弧和结之间的明显的巧合被确定。这里提出的意见提供了重要的限制氧占主导地位的环星环境的分子化学和更深层次的复杂环星环境的VY CMa。
2013-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA sub-mm maser and dust distribution of VY Canis Majoris
冷的、进化的恒星有丰富的、丰富的风。这些风的结构和它们加速的方式并不为人所知。我们需要通过研究从脉动恒星表面到大约10个恒星半径的动态来提高我们的理解，在那里尘埃上的辐射压力是完全有效的。一些红超巨星有高度不对称的星云，暗示着额外的力。我们检索了ALMA科学验证数据，提供了VY CMa的亚毫米线和连续发射的图像。这使我们能够以毫角秒的精度定位水脉泽，并解决尘埃连续。658-，321-和325-GHz脉泽位于不规则的，厚壳在不断增加的距离，从中心的膨胀。这是第一次被确认为恒星的位置，与一个紧凑的峰值偏移的最明亮的连续发射的西北部。脉泽壳层（和尘埃形成区）重叠，但在十-金尺度上相互避免。它们的分布与激发模型大致一致，但条件和运动学似乎因风碰撞、聚集和不对称而变得复杂。
2014-11-05 astro-ph.SR
Parallax of Galactic Cepheids from Spatially Scanning the Wide Field Camera 3 on the Hubble Space Telescope: The Case of SS Canis Majoris
我们提出了一个高精度的视差测量12天的造父变星SS大犬座，通过空间扫描与哈勃太空望远镜（HST）上的宽视场相机3（WFC 3）获得。空间扫描使天体测量的精度达到20-40 μ as，比定点观测好一个数量级。SS CMa是第二颗利用HST进行视差测量的造父变星，也是18颗长周期（>~ 10天）造父变星中的第一颗，这些造父变星的选择是为了改善其周期-光度关系的校准，并最终允许确定哈勃常数H_0优于2%。发现SS CMa的视差为348 +/- 38 μ as，对应于2.9 +/- 0.3 kpc的距离。我们还提出了一个改进的静态几何失真的WFC 3获得使用空间扫描观测的校准领域，与一个典型的幅度<~0.01像素的规模为100像素。
2016-01-01 astro-ph.CO astro-ph.IM astro-ph.SR
The ISO Long Wavelength Spectrometer line spectrum of VY Canis Majoris and other oxygen-rich evolved stars
利用ISO长波光谱仪（LWS）观测了各种富氧恒星周围星周包层的远红外光谱。我们研究了高信噪比的ISO LWS观测的发光超巨星，VY CMa，目的是确定所有的谱线。通过特别注意水线，我们的目标是分离其他物种的谱线，特别是为即将到来的观测做准备，这些观测将使用Herschel PACS覆盖相同的光谱范围，并使用Herschel HIFI和SOFIA以更高的光谱分辨率进行观测。我们已经开发了一种拟合方法来考虑混合水线，使用一个简单的加权方案来分配通量。我们已经将这种方法应用到其他几个明星，我们比较VY CMa。我们给出了未混合的H2O和CO线的线通量，并给出了几种可能的nu_2=1振动激发水线的检测。我们还确定了混合线的OH，一个未混合和几个混合线的NH3，和一个可能的检测H3O+。
2009-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Arcsecond resolution mapping of Sulfur Dioxide emission in the circumstellar envelope of VY Canis Majoris
本文报道了红超巨星VY CMa星周包层中SO2辐射的亚毫米波阵观测结果，其角分辨率为~1”。SO2排放出现在三个不同的流出区域周围的中央连续峰排放，是空间上无法解决的。资料来源中没有提到双极结构。第四个SO2源被确定为以系统速度为中心的球形风。我们估计的SO2柱密度和旋转温度假设本地热平衡（LTE），以及使用RADEX进行非LTE辐射转移分析。在外流和球形风中，SO2的柱密度约为10^16 cm^-2。与现有的两个母体物种OH和SO的地图比较表明，SO2的分布与OH的分布是一致的。丰度比f_SO2/f_SO在所有半径大于3 × 10^16 cm的情况下都大于1。与SO、PN和SiS分子相比，SO2以碎片团块形式分布。这些观测结果支持了特定的星周化学模型，该模型预测f_SO 2/f_SO>1，并可能暗示了诸如冲击等局部效应在星周包层中SO 2产生中的作用。
2011-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
VLTI-MATISSE L- and N-band aperture-synthesis imaging of the unclassified B[e] star FS Canis Majoris
大犬座FS（FS CMa，HD 45677）是一颗未分类的B[e]星，被一个倾斜的尘埃盘所包围。FS CMa的演变阶段仍有争议。在环绕星周盘附近，探测到了一个双极外流。红外孔径合成成像为我们提供了一个独特的机会来研究磁盘结构。目的：我们的目的是研究FS CMa盘在中红外L和N波段的强度分布。研究方法：我们用MATISSE仪器（多光谱中红外光谱实验）在低光谱分辨率模式下对FS CMa进行孔径合成成像，以获得L和N波段的图像。我们计算的辐射转移模型，重现的L-和N-波段的强度分布的解决磁盘。结果：我们提出了在3.4-3.8和8.6-9.0微米波长波段重建的FS CMa的L-和N-波段孔径合成图像。在L波段图像中，可以看到倾斜的拱星盘的内缘区域和中心物体，空间分辨率为2.7毫角秒（mas）。解决了一个角直径为6 × 12 mas的内盘腔。L-波段盘由一个明亮的西北（NW）盘区和一个暗得多的东南（SE）区组成。这些图像表明，我们正在观察NW盘边缘的明亮内壁，它位于盘的远端。在N波段，只能看到明亮的NW盘区。除了导出倾斜度和内部盘半径之外，通过辐射转移建模拟合重建的亮度分布允许约束最内部盘结构，特别是内部盘边缘的形状。
2021-11-24 astro-ph.SR
Absolute Dimensions and Apsidal Motion of the Young Detached System LT Canis Majoris
本文首次报道了短周期（P~1.76天）年轻离体双星LT CMa的新的高分辨光谱。通过结合新的径向速度曲线和已发表的光变曲线的分析结果，我们确定了质量，半径和温度的值如下：M_1= 5.59（0.20）M_o，R_1=3.56第二次反应M_2=3.36（0.14）M_0，R_2= 2.04（0.05）R_0，T_eff2= 13140（800）K。静态吸收功能，除了那些来自紧密的二进制组件被检测到的几个光谱区域。如果像光变曲线解所支持的那样，这些吸收特征来自第三颗恒星，那么它的径向速度被测量为RV_3=70（8）km s^-1。证明了该双星系统的轨道是偏心的（e=0.059），因而存在拱点运动。估计的近星点经度线性推进对应于该系统的拱点运动U=694+/-5 yr。发现LT CMa的平均内部结构常数logk_2，obs =-2.53比其理论值logk_2，theo =-2.22小，表明恒星的质量更集中.发现LT CMa的光度距离（d=535+/-45 pc）远小于CMa OB 1星协的距离（1150 pc），这排除了成员资格。与目前太阳金属丰度的恒星演化模型的比较表明，LT CMa（3500万年）比CMa OB 1协会（300万年）要古老得多，证实LT CMa不是CMa OB 1的成员。运动学和动力学分析表明，LT CMa是在银河系的圆形轨道，属于年轻的薄盘人口。
2010-08-24 astro-ph.SR
ALMA Observations of Anisotropic Dust Mass-loss in the Inner Circumstellar Environment of the Red Supergiant VY Canis Majoris
导致尘埃形成的过程及其随后在推动冷演化恒星质量损失中所起的作用是一个深入研究的领域。在这里，我们提出了高分辨率ALMA科学验证数据的连续辐射周围的高度演化的富氧红超巨星VY CMa。这些数据使我们能够在321 GHz和658 GHz的空间分辨率分别为129 mas和59 mas的情况下研究其内部拱星环境中的尘埃，从而使我们能够在空间尺度上追踪尘埃，最低可达11 R $_{\star}$（71 AU）。两个突出的灰尘成分被检测和解决。最亮的尘埃成分C位于恒星东南方334 mas（61 R $_{\star}$），尘埃质量至少为$2.5\times 10^{-4}$ M $_{\odot}$。它的尘埃发射率光谱指数在其峰值时为$β=-0.1$，这意味着它在这些频率下具有光学厚度，具有$T_{d}\lesssim 100$ K的冷核心。有趣的是，ALMA数据中没有一个分子的发射接近这个巨大尘埃团的峰值。另一个主要的尘埃成分VY位于恒星的位置，包含总尘埃质量为$4.0 \times 10^{-5} $ M $_{\odot}$。它还包含一个较弱的尘埃特征，在$60$ R $_{\star}$向北延伸，总成分具有典型的尘埃发射率光谱指数$β=0.7$。我们发现，至少$17\%$周围的尘埃质量VY CMa位于一个更安静的大致球形的恒星风中喷出的团块，静态尘埃质量损失率为$5 \times 10…
2014-11-27 astro-ph.SR
High Resolution Infrared Imaging & Spectroscopy of the Z Canis Majoris System During Quiescence & Outburst
我们提出了自适应光学光度学和光谱在JHKL波段随着高光谱分辨率K波段光谱的每个组成部分的大犬座Z系统。我们的高角分辨率测光的这个非常年轻的（<100万年）的二进制，包括FU奥利对象和赫比格Ae/Be星，收集后不久，2008年爆发，而我们的高分辨率光谱收集在一个静止阶段。我们的光度测定最终确定爆发完全是由于嵌入的Herbig Ae/Be成员，支持早期工作的结果，并且光学可见的FU Ori分量在同一时期的光度略有下降（约30%），与以前关于FU Ori类型系统的可变性的工作一致。此外，我们的高分辨率K-波段光谱明确表明，2.294微米的CO吸收功能的复合光谱的系统中看到的是完全由于FU Ori组件，而在同一波长的一个突出的CO发射功能，长期怀疑与最内层地区的一个拱星吸积盘，可以分配给赫比格Ae/Be成员。这些发现与之前对该复杂系统的分析（例如，Malbet et et al 2010，Benisty et al. 2010）形成对比，该分析将CO排放分配给FU Ori组分。
2012-12-11 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.IM
HIFISTARS Herschel/HIFI observations of VY Canis Majoris. Molecular-line inventory of the envelope around the largest known star
为了深入了解红色超巨星VY CMa周围温暖（100-1000 K）气体的物理条件和运动学，我们使用Herschel空间天文台的HIFI仪器对sub-mm/FIR中的分子线进行了灵敏的高光谱分辨率观测。我们观察到CO、H2O和其他分子种类，采样激发能从几十到几千K。这些观测是赫歇尔保证时间密钥计划HIFISTARS的一部分。在基态以上约100、300和750 K，我们探测到了~（12）CO和~（13）CO的J=6-5、J=10-9和J=16-15谱线（以及~（13）CO的J=9-8谱线）。这些线对于改进VY CMa周围包络的内部层的建模至关重要。我们还检测到27线的水及其同位素，96线的物种，如NH 3，SiO，SO，SO 2 HCN，OH和其他，其中一些来自振动激发能级。有三条线路没有明确指定。我们的观察证实VY CMa的包层必须由两个或多个分离的成分组成。在外层的分子激发显着低于在内部的，导致强的自吸收的配置文件中的分子线，光学厚在这个外部信封，例如，低洼线的H2O。除了最丰富的物种，CO和H2O，大多数的分子发射检测到在这些sub-mm/FIR波长产生的信封的中心部分。VY CMa的光谱在振动激发线中非常突出，这是由中心区域存在的强IR泵浦引起的。与其他大质量演化恒星的包络相比，VY CMa的辐射在这些振动激发线中特别强烈，以及来自H13 CN，SO和NH3等不太丰富的物质的辐…
2013-10-09 astro-ph.SR
A large shell around the hypergiant VY Canis Majoris
利用SPHEREx数据探测到红超巨星VY CMa周围一个直径约14'至15'的近圆形外壳，可能由恒星风从邻近恒星形成区清扫物质形成，但发射机制仍需进一步观测确认。
2026-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
On massive dust clumps in the envelope of the red supergiant VY Canis Majoris
红超巨星VY CMa的包层长期以来一直被认为是一个极端的例子，可能发生在其他冷而大质量的演化恒星中。最近对包层的亚毫米观测显示，在距离恒星800质量的范围内有大量的尘埃团，这加强了VY CMa中剧烈质量损失现象的图像。我们以0.1”的角分辨率和前所未有的灵敏度提出了新的ALMA观测结果，揭示了有关尘埃团块的进一步细节。我们解决更多的离散功能，并确定一个submm对应的一个更遥远的丛西南已知的视觉观察。最亮的一团，命名为C，在观测中被解析。气体与团簇C的分辨连续发射相对，产生吸收的分子光谱。除了SW团块，没有发现分子发射与尘埃团块，我们建议，尘埃结构有一个低的气体含量。我们试图通过三维辐射传输模型再现尘埃团的属性。虽然一个丛配置解释的意见被发现，它不是唯一的。所有团块到恒星辐射的光学深度非常高，这使得建模非常具有挑战性，并且需要不切实际的高尘埃质量。有人建议，尘埃功能的子结构，例如孔隙度，允许更深的穿透恒星光子内的团块比在一个均匀的配置。一个多世纪以来，估计的团块年龄与恒星视觉通量的变化之间的比较表明，它们形成的机制并不是通过增强或强烈减弱的可见光来唯一表现的。这项研究表明，VY CMa的尘埃质量损失事件在所有已知的非爆炸性恒星中确实是无与伦比的。这些事件的起源仍然是一个悬而未决的问题。
2019-07-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
First detections of FS Canis Majoris stars in clusters. Evolutionary state as constrained by coeval massive stars
FS CMa星是低光度的天体，显示出B[e]现象，其演化状态仍然是一个谜。这些恒星被不明来源的温暖尘埃致密盘所包围。然而，FS CMa恒星在同时代人群中的成员身份从未得到证实。在年轻的大质量星系团Mercer 20和Mercer 70中发现的低光度线发射体促使我们研究这类天体的性质。我们打算确认成员同时代的人口，以通过集群的性质来描述这些发射线恒星。利用ISAAC/VLT中分辨光谱和NICMOS/HST测光方法对Mercer 20和Mercer 70进行了新的表征。利用我们的观测结果和周围的文献资料，研究了每个簇的共演化性和新发现的B[e]天体的成员关系。还研究了B[e]星的红外过剩和窄带光度特性。我们确认并分类了22个新的星团成员，包括沃尔夫-拉叶星和蓝超巨星。B[e]天体的光谱类型（O 9-B1.5 V）和径向速度与其余的星团成员是一致的，而Mg II，Fe II]和[Fe II]的发射特征在它们的光谱中被确定。这些恒星的年龄分别为450万年和600万年，它们显示出轻微的红外线过剩。我们确认FS CMa星的存在，在同时代的人口美世20和美世70。我们讨论了FS CMa恒星的性质和演化状态，抛弃了后AGB性质，并引入了一个新的假说合并。提出了一种基于窄带帕邢α光度学的年轻大质量星系团FS CMa候选者的新搜索方法，并在其他星系团的光度数据中进行了测试，产生了三个新的候选者。
2015-02-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
First VLBI Imaging of SiO $v=0$, $J=1 \rightarrow 0$ Masers in VY Canis Majoris
利用VERA望远镜首次对红超巨星VY CMa的SiO $v=0$和$v=3$态$J=1\rightarrow 0$脉泽进行VLBI探测，精确定位了致密且高亮度的$v=0$脉泽斑，揭示了其与星风强激波及剧烈质量抛射的关联。
2025-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Epsilon Canis Majoris: The Brightest EUV Source with Surprisingly Low Interstellar Absorption
在视差距离$d = 124\pm2$ ~pc处的B2恒星$ε$ CMa主导了本星际云（LIC）的H I光电离。与之前的估计相比，$ε$ CMa的视差距离更近，它的绝对星等$M_V =-3.97\pm0.04$要暗0.9等。我们将距离测量与积分通量$f = (41.5\pm3.3) \times 10^{-6}~{\rm erg~cm}^{-2}~{\rm s}^{-1}$和角直径$θ_d = 0.80\pm0.05$ ~mas相结合，以产生一组一致的恒星参数：半径$R = 10.7\pm0.7~R_{\odot}$，质量$M = 13.1\pm2.3~M_{\odot}$，重力$\log g = 3.50\pm0.05$，有效温度$T_{\rm eff} \approx 21,000$ ~K和光度$L \approx 20,000~L_{\odot}$。这些参数将Epsilon CMa置于$β$ Cephei不稳定带之外，与其观察到的缺乏脉动一致。观察到的EUV光谱产生氢光电离率$Γ_{\rm HI} \approx 10^{-15}$ s $^{-1}$（在地球上）。莱曼极限下的总通量衰减因子（$Δ_{\rm LL} = 5000\pm500$）是恒星大气（$Δ_{\rm star} = 110\pm10$）和星际介质（$Δ_{\rm ISM} = 45\pm5$）中的衰减与光学…
2024-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Polarisation Observations of VY Canis Majoris Water Vapour 5{32}-4{41} 620.701 GHz Maser Emission with HIFI
背景：对富氧恒星演化过程中的水蒸气脉泽发射仍然知之甚少。额外的观测，包括偏振研究和同时观测不同的脉泽跃迁，最终可能会导致更大的洞察力。目标：我们的目的是阐明VY CMa水汽脉泽的性质和结构的一部分，通过观测测试的理论预测的相对强度的620.701 GHz和22.235 GHz脉泽组件的ortho水汽。方法：在其高分辨率模式（HRS）的Herschel红外外差仪器（HIFI）提供了0.125 MHz的频率分辨率，对应于0.06 km/s的视线速度，我们采用它来获得在620.701 GHz的VY CMa频谱中脉泽尖峰的强度和线性偏振。利用设在Effelsberg的马克斯-普朗克射电天文学研究所的100米望远镜对22.235千兆赫微波激射器进行的同时地面观测提供了620.701千兆赫与22.235千兆赫的发射比。结果：我们报告的第一个天文探测到的水蒸气脉泽发射在620.701 GHz的日期。在VY CMa中，620.701和22.235 GHz极化都很弱。在620.701千兆赫的微波激射峰值叠加在似乎是一个广泛的发射组件，共同推出不对称的恒星。我们观察到的620.701 GHz的发射在两个时代21天，既要测量潜在的方向的线性极化脉泽组件，并获得这些组件的寿命的措施。虽然我们没有检测到显着的极化水平在核心的线，他们上升到约6%，在其翅膀。
2010-09-05 astro-ph.IM astro-ph.SR
A Far Ultraviolet Spectroscopic Analysis of BZ Ursae Majoris
我们提出了一个分析的哈勃空间望远镜/空间望远镜成像光谱仪（HST/STIS）的远紫外快照光谱的矮新星BZ UMa在平静期间采取。我们发现，当假设白矮星的重力为log（g）=7.5时，通量连续谱与温度为15,000 K、距离约为156 pc的白矮星大气的通量连续谱是一致的。我们还表明，氢准分子卫星线不透明度影响1300-1400 A附近的光谱，必须包括微调光谱建模，这是自洽的低恒星温度，我们发现。
2011-07-29 astro-ph.SR
Long-period variations in the radial velocity of spectroscopic binary m giant mu ursae majoris
我们报告说，光谱双星？大熊座（？mu UMa）的RV变异在已知的230.0天的基础上又增加了471.2天。开普勒轨道分析得出230 d周期的伴星质量为1.6 M_Sun，471 d周期的伴星质量为0.14 M_Sun。然而，依巴谷的光度测量显示了一个类似于恒星自转周期的周期，是RV周期的四分之一。平分线速度曲率的变化显示了463.6天的周期。我们也找到了~？473-H_α和H_β谱线的等效宽度（EW）测量值的日变化，其起源可能是恒星活动。我们注意到，471天的变化的性质是类似于“序列D”中观察到的渐近巨星分支（AGB）脉动星。因此，我们得出结论，RV和EW的变化在光谱的二进制M巨μ UMa A起源于复杂的脉动和色球活动。
2016-02-23 astro-ph.SR
Beta Canis Majoris: The Other Major Ionization Source of the Local Interstellar Clouds
该研究通过恒星参数和EUVE观测，量化了β CMa对本地星际云的电离贡献，发现其与ε CMa相当，且二者曾于440万年前近距离经过太阳，电离通量高出180-200倍。
2025-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Multicolour Photometric Study of the neglected eclipsing binary FT Ursae Majoris
2010年获得了被忽视的食双星大熊座FT（FT Uma）的多色测光观测。采用2003年版Wilson-Devinney程序同时分析了$B$、$V$和$R$三条谱带的光变曲线。基于Pribulla等人发表的光谱质量比$q=0.984$，发现FTUMa是一个演化的接触双星，接触度为15.3%。光变化的低幅度$\sim 0.15$ mag主要由$i=62.^{\circ}80$的适度低的倾斜角和尺寸上几乎相同的组分引起，而不是第三组分的光稀释，第三组分仅贡献$\sim 10%$的光
2011-06-09 astro-ph.SR
Fuse and IUE Spectroscopy of the Prototype Dwarf Nova ER Ursa Majoris During Quiescence
大熊座ER是SU UMa型矮新星的一个子集的原型，其特征是爆发之间的周期短，爆发频率高，和“负”超级驼峰。它每43天发生一次超级爆发，持续20天，每4天发生一次正常爆发，爆发幅度为3级。用吸积盘模型和高重力光球模型拟合远紫外光谱探测器（FUSE）和国际紫外探测器（IUE）的光谱，对静止状态下的ERUma进行了远紫外光谱分析。利用Gaia视差距离和$50^{\circ}$的轨道倾角，我们发现在4天的短暂静止期内，吸积速率为$7.3 \times 10^{-11}M_{\odot}$ /yr，其中ERUMa白矮星贡献了FUV通量的55%，而吸积盘贡献了剩余的45%. ER UMa中的白矮星明显比CV周期间隙以下的矮新星中的其他白矮星更热（32，000 K），后者的典型温度为$\sim$ 15，000 K。对于60到75度的更高倾角，我们得出的吸积速率大约比$1 - 3 \times 10^{-10}M_{\odot}$ /年高一个数量级。
2019-07-15 astro-ph.SR
AE Ursae Majoris -- a $δ$ Scuti Star in the Hertzsprung Gap
我们分析了$δ$ Scuti星AE Uma上收集的光度数据和光谱数据。通过分析从2009年到2012年的40个夜间光曲线，从频率内容中分别确认基频和第一泛音频率为$f_{0} = 11.62560$\，c\，d $^{-1}$和$f_{1} = 15.03124$ \，c\，d $^{-1}$。此外，另外37个频率被识别为谐波或基波和第一泛音频率的线性组合，其中25个是新检测到的。基模的周期变化率被确定为$(1/P_{0})(dP_{0}/dt) = 5.4(\pm 1.9) \times 10^{-9}$ \，yr $^{-1}$，如根据84个新确定的最大光的时间与从文献中导出的时间相结合的$O-C$图所揭示的。光谱数据表明，AE Uma是一颗星族I $δ$ Scuti星。利用这些物理性质，我们基于恒星演化程序MESA对该目标进行了理论探索，认为脉动周期的变化是由长期演化效应引起的。最后用$1.805 \pm 0.055\ M_{\odot}$的质量、$1.647 \pm 0.032 \times 10^{11}$的半径、$1.381 \pm 0.048~(\log L/L_{\odot})$的光度和$1.055 \pm 0.095 \times 10^{9}$的年龄来约束AE UMa。AE Uma可能是（Pop. I）$δ$ Scuti星，位于其演化轨道第二次关闭离开主序星之后…
2017-01-18 astro-ph.SR
A Superflare on YZ Canis Minoris Observed by Seimei Telescope and TESS: Red Asymmetry of H$α$ Emission Associated with White-Light Emission
已知活跃的M型恒星经常在表面产生超级耀斑。来自恒星（超级）耀斑的辐射对系外行星的可居住性很重要，但其机制还不清楚。本文报道了用3.8米星明望远镜和$Transiting\, Exoplanet\, Survey\, Satellite$同时观测活动M矮星YZ CMi上的恒星超耀斑的光谱和光度。耀斑辐射热能量为$1.3^{+1.6}_{-0.6} \times 10^{34} \,\rm{erg}$，H $α$能量为$3.0^{+0.1}_{-0.1} \times 10^{32} \,\rm{erg}$。H $α$发射谱线轮廓在整个耀斑期间呈现红色不对称，持续时间为$4.6-5.1 \,\rm{hrs}$。红色不对称的速度为$\sim 200-500 \,\rm{km\,s^{-1}}$，H $α$的线宽增宽至$34 \pm 14$ $Å$。H $α$谱线的红移速度和谱线宽度的衰减比等效谱线宽度的衰减快，它们的时间演化与白光发射的时间演化相关。这表明白光、H $α$红色不对称性和H $α$谱线增宽起源于几乎相同的位点，即，由非热电子加热的致密色球凝聚区。另一方面，在耀斑爆发后1小时，红移的过剩分量与中心分量的通量比增强。这可能是由于在耀斑后期，红色不对称性的主要来源转变为耀斑后环的缘故。
2023-02-06 astro-ph.SR
Absolute Properties of the Oscillating Eclipsing Algol XZ Ursae Majoris
基于TESS和光谱数据，确定XZ UMa为振荡食Algol型双星，主星是δ Sct脉动星，并精确测量其物理参数。
2023-12-21 astro-ph.SR
Unique sextuple system: 65 Ursae Majoris
上下文65 UMa属于相当小的一组具有较高多重性的恒星系统，其内部和外部轨道是众所周知的。方法：光度，光谱和干涉数据进行了分析，揭示了系统的基本物理特性65 UMa。解纠缠技术用于执行频谱分解。这种结合的方法使我们能够研究系统中的长期周期变化，识别由于视觉轨道上的运动而引起的周期变化，以及短期调制。结果：我们发现，该系统包含多个组件，因此65 UMa是一个六重层次系统。最内侧的一对组成部分是一个食双星，它在一个圆形轨道上绕着一个重心运行，两个组成部分的光谱类型几乎相同，大约是A7。这一对围绕质心的偏心轨道运行，第三个分量的轨道周期约为640天。这种运动反映在食对极小时刻的周期变化，以及一次、二次和三次分量的径向速度上。此外，该系统的轨道围绕一个质心与遥远的组件解决干涉，其周期约为118年。两个更远的组件（4 "和63"）也可能受到引力的束缚。日食对轨道的交点周期只有几个世纪的量级，这使得这个系统在未来对极小值深度变化的前瞻性探测中更加有趣。结论：我们确定了一个独特的解决方案的系统65 UMa，分解的各个组件，甚至转移到更高的多重性的系统。对这种倍数的研究有助于我们理解恒星系统的起源。除了65个UMa外，只研究了另外11个六元系统。
2012-07-03 astro-ph.SR
Time-resolved spectroscopy and photometry of an M dwarf flare star YZ Canis Minoris with OISTER and TESS: Blue asymmetry in H$α$ line during the non-white light flare
在本文中，我们提出的光谱和光度观测的M-型耀斑星YZ CMi的框架内的光学和红外协同望远镜的教育和研究（OISTER）的合作在过境系外行星调查卫星（TESS）的观测期间的结果。我们从TESS光变曲线中检测到145个白光耀斑，并从2019-01-16和2019-01-18之间进行的OISTER观测中检测到4个H $α$耀斑。其中，3 H $α$耀斑与白光耀斑有关。然而，其中一个没有表现出明显的连续增亮，在这次耀斑期间，H $α$线表现出蓝不对称，持续了$\sim 60$ min。蓝移分量的视线速度为$-80$ - $-100$ km s $^{-1}$。这表明，即使没有可检测到的红色/近红外连续增亮，色球层冷等离子体也可以向上流动。假设H $α$线的蓝色不对称是由YZ CMi上的日珥爆发引起的，我们估计了向上运动的物质的质量和动能分别为$10^{16}$ - $10^{18}$ g和$10^{29.5}$ - $10^{31.5}$ erg。估计的质量是可比的预期从耀斑X射线能量和质量的恒星耀斑和太阳日冕物质抛射的向上移动的材料之间的经验关系。相比之下，YZ CMi上的非白光耀斑的估计动能大致是$2$数量级小于耀斑X射线能量和太阳CME动能之间的关系所预期的。这可以通过日冕物质抛射和日珥爆发之间速度的差异来理解。
2020-10-01 astro-ph.SR
FUV Detection of the Suspected Subdwarf Companion to the Be Star 59 Cygni
我们报告的检测热亚矮星的组成部分，在Be双星系统，59天鹅座。光谱特征是在光球模型光谱与国际紫外探测卫星获得的远紫外光谱的交叉关联函数中发现的，并且我们使用来自交叉关联函数的径向速度来确定双线光谱轨道。使用多普勒层析成像算法提取的二进制组件的各个光谱。该系统的通量主要由快速旋转的Be星控制。然而，次矮星贡献了大约4%的紫外线通量，它的光谱与热sdO恒星BD +75 325的光谱非常相似。根据紫外光谱和轨道要素的外观，我们提出了恒星质量，半径和温度的估计。热伴星的存在会导致Be盘面向伴星的外部产生过量辐射。我们提出了一组红色的光谱，显示的轨道相位变化的He I 6678发射形成的加热区域的磁盘，这可能发生在磁盘的外边界附近。天鹅座59、大犬座FY和英仙座phi组成了已知的Be双星系统，它们有着被探测到的热演化伴星，这些伴星是物质转移的残留物。它们的性质表明，一部分Be星是通过洛希瓣溢出的角动量转移而自旋上升的。
2013-01-02 astro-ph.SR
Spectroscopic Studies of 30 Short-period Cataclysmic Variable Stars, and Remarks on the Evolution and Population of Similar Objects
我们目前的光谱和轨道周期Porb的30个明显的非磁性激变双星周期低于约3小时，几乎所有的矮新星，主要是SU大熊座子类。然后，我们转向证据支持的预测，短周期矮新星演化到更长的周期后，通过一个最小的周期-"周期反弹"现象。从文献中绘制的数据表明，对于超峰周期超过$ε= (P_{\rm sh} - P_{\rm orb} )/P_{\rm orb}$低于约0.015，该周期似乎增加与减少的周期，同意至少定性与预测的行为。接下来，激发的WZ射手座子类的短周期矮新星的长（十年）爆发间隔，我们问是否可能有一个相当大的人口的“潜伏者”-系统，类似于矮新星在最低光，但不超过可访问的时间尺度（或在所有）爆发，因此不提请注意自己。通过研究斯隆数字巡天CV样本的爆发历史，这些CV是按颜色选择的，而不是按爆发选择的，我们发现，绝大多数颜色选择的矮新星类天体都被观察到爆发，并得出结论，“潜伏者”，如果存在的话，是CV人口中相对较小的一部分。
2020-05-05 astro-ph.SR
High-Time-Cadence Spectroscopy and Photometry of Stellar Flares on M-dwarf YZ Canis Minoris with Seimei Telescope and TESS. I. Discovery of Rapid and Short-Duration Prominence Eruptions
本研究利用Seimei望远镜和TESS对M矮星YZ Canis Minoris进行高时间分辨率光谱与测光观测，发现了快速短寿命的日珥爆发事件，表明以往低时间分辨率研究可能低估了日珥爆发和日冕物质抛射的发生频率。
2024-11-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
