First astronomical unit scale image of the GW Ori triple. Direct detection of a new stellar companion
年轻而紧密的多系统是探索形成恒星系统与其尘埃和气体环境之间初始动力学相互作用的独特实验室。他们的研究是理解主序多重系统高频率的关键组成部分。然而，检测到的光谱年轻的多系统，允许动力学研究的数量是有限的。GW Orionis就是这样一个系统。它是最明亮的年轻金牛座T星之一，被一个巨大的圆盘包围。我们的目标是在角尺度上探测GW Orionis多重性，在角尺度上我们可以空间分辨轨道。我们使用IOTA/IONIC 3干涉仪探测环境的GW猎户座天文单位的分辨率在2003年，2004年和2005年。通过测量具有良好的紫外覆盖的平方维什和闭合相位，我们从红外长基线干涉测量法对GW Ori进行了第一次图像重建。我们获得了第一幅具有天文单位分辨率的金牛座T星系的红外图像。我们表明，GW猎户座是一个三重系统，解决了第一次以前已知的内部对（分离$ρ\sim$ 1.4 AU），并揭示了一个新的更遥远的组件（GW奥利C）与预测分离的$\sim$ 8 AU的运动的直接证据。此外，几乎相等的（2：1）H波段的内部组件的流量比表明，无论是GW Ori B正在经历一个优先吸积事件，增加其磁盘光度或估计的质量必须重新审视，有利于更平等的质量比系统，在较低的倾角。由于这颗外层伴星C和伴星B出乎意料的亮度，猎户座GW的吸积盘模型将需要完全重新考虑。
2011-03-20 astro-ph.SR
A New Look at Disk Winds and External Photoevaporation in the $σ$-Orionis Cluster
该研究通过MIKE和X-shooter光谱分解禁射线轮廓，揭示σ-Orionis星团中原行星盘同时受内部盘风与外部光致蒸发影响。
2024-11-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Are the outflows in FU Orionis systems driven by the stellar magnetic field?
猎户座FU爆发（FUOR）是低质量原恒星中的主要光学增亮事件，对应于原恒星盘最内部区域的快速质量吸积事件。爆发伴随着强烈的外流，推断的质量流出率达到质量流入率的10%。Shu等人提出，外流代表了吸积盘物质，它是由恒星磁场从原恒星的旋转表面层离心驱动的。Calvet等人批评了这一模型，他认为它不能再现在原型对象FU Ori中观察到的光球吸收线偏移。卡尔维等人提出，风是由非恒星磁场从圆盘表面以几个恒星半径的尺度发射的。在本文中，我们提出的结果从数值模拟的光盘吸积到一个缓慢旋转的恒星与对齐的磁偶极矩，引起一个千高斯强度的表面场。我们证明，对于适合FU Ori的参数，这样的系统可以开发出一个强大的，准直盘流出的类型先前确定的Romanova等人。在模拟低和中等吸积率的原恒星。在作为FUOR爆发特征的高吸积率下，圆盘被恒星磁场截断的半径移动得更接近恒星表面，但是从截断半径附近沿着开放的恒星磁场线发射的流出物的基本性质保持不变，并且与Shu等人提出的机制不同。我们表明，模拟的外流在原则上可以解释FUOR风的主要观测特征，包括在FU Ori测量的光球线位移。
2011-06-12 astro-ph.SR
Discovery of Rotational Braking in the Magnetic Helium-Strong Star Sigma Orionis E
我们提出了新的U波段测光的磁氦强星Sigma Ori E，获得了超过2004-2009年使用SMARTS 0.9米望远镜在Cerro Tololo美洲天文台。当结合历史测量时，这些数据限制了过去三十年来恒星1.19 d自转周期的演变。我们能够在p_null = 0.05%的水平上排除一个恒定的周期，相反，我们发现数据可以很好地描述（p_null = 99.3%）以每年77毫秒的速度线性增长的周期。这对应于一个134万年的特征自旋时间，与基于磁流体动力学模拟的磁性大质量恒星角动量损失的理论预测吻合得很好。因此，我们的结论是，观测结果与Sigma Ori E由于其磁化线驱动风而发生旋转制动一致。
2010-04-13 astro-ph.SR
The disk of FU Orionis viewed with MATISSE/VLTI: first interferometric observations in $L$ and $M$ bands
FU Orionis的圆盘用MATISSE边缘分辨，表明在热红外中发射的区域相当紧凑。对于在$L$带中探测的盘区域的直径，可以给出$\sim1.3\pm0.1$ mas（以$L$计）的上限，对应于在所采用的Gaia EDR 3距离处的0.5 au。这代表了吸积盘的热的气体区域。$N$波段数据表明，尘埃被动盘富含硅酸盐。只有最里面的区域所述尘埃盘被发现在$N$带发射强烈，它是解决了在一个角大小为$\sim5$ mas，这转化为一个直径约2 au。因此，观测结果对内吸积盘的外半径提出了严格的限制。当选择吸积率$\dot{M}\sim 2\times 10^{-5}\, M_\odot$ yr $^{-1}$和假设$M_*=0.6\, M_\odot$时，RADMC-3D尘埃辐射传输模拟提供了从光学到亚毫米的光谱能量分布和干涉观测值的适当拟合。最重要的是，热的内吸积盘的外半径可以固定在0.3 au。尘埃盘的外半径被放置在100天文单位，根据文献中的散射光图像的限制。尘埃盘中包含的尘埃质量为$2.4\times10^{-4}\, M_\odot$，对于典型的气尘比为100的情况，尘埃盘中的总质量约为0.02 $M_\odot$。我们没有发现任何证据附近的同伴在目前的干涉数据，我们试探性地探讨了磁盘错位的情况下。对于后者，我们的建模结果表明，磁盘的方向是类似的ALMA在以前的成像研究中发现的…
2022-05-20 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Gaia and sigma Orionis from 20 Msol to 3 MJup: the most complete and precise Initial Mass Function with a parallax determination?
猎户座sigma星团是迄今为止拥有最多已确认的棕矮星和低于氘燃烧质量极限的亚恒星天体的恒星形成区域。质量最大的恒星，猎户座σ Aa，就在星团中心，是照亮马头星云的\sim 20 Msol-mass O9.5 V恒星，而质量最小的物体，猎户座σ 70，只有大约3 MJup。在中间，有一个连续的恒星和所有类型的亚恒星物体（包括磁活性B2 Vp恒星，Herbig-Haro物体，FU Ori恒星或T Tauri棕矮星），使该星团成为研究初始质量函数，盘存在，X射线发射或所有质量域吸积的基石。然而，导出的质量强烈依赖于实际的日心距星团。盖亚会解决这个难题。
2011-12-03 astro-ph.SR
V1647 Orionis: Optical Photometric and Spectroscopic Monitoring Through the 2003-2006 Outburst
我们目前的结果，从光学成像和光谱监测活动的年轻，低质量的喷发变星V1647猎户座。这颗恒星和相关的星云（麦克尼尔星云）在2004年2月至2006年2月期间被观测到，观测开始于原始爆发事件发生后的几个月。利用Gemini North望远镜，我们获得了V1647 Ori的多波段光学成像测光和中等分辨率长缝光谱，时间间隔约为一个月。在此期间，猎户座V1647保持或接近峰值亮度，然后褪色5个星等，接近爆发前的亮度。这意味着爆发时间约为27个月。在监测期间，在发射和吸收方面看到的光谱特征变化很大。例如，Halpha线在强度和轮廓上都发生了显著变化。我们提出并讨论了所观察到的光度和光谱的变化，并考虑如何将这一喷发事件与低质量恒星的早期形成阶段。
2009-07-25 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
Re-appearance of McNeil's nebula (V1647 Orionis) and its outburst environment
我们提出了一个详细的研究麦克尼尔星云（V1647猎户座）在其持续爆发阶段从2008年9月至2013年3月。我们在光学V、R、I和近红外J、H、K波段进行了124个夜晚的光度观测，在5200 - 9000 Ang波长范围内进行了59个夜晚的中分辨率光谱观测。所有的观测都是用2米的喜马拉雅钱德拉望远镜和2米的IUCAA Girawali望远镜进行的。我们的观测结果表明，在过去的4年半时间里，V1647 Ori和Herbig-Haro天体HH 22 A附近的C区在R波段分别以约0.04 mag/yr和约0.05 mag/yr的速率缓慢地变暗，比2003年V1647 Ori爆发时的变暗速率慢6倍。我们检测到的反射星云的流量分布的变化，这意味着2003年和2008年爆发之间的星周物质分布的变化。除了稳定的风的速度~350公里/秒，我们发现了两个情节磁重联驱动风。禁[O I] 6300 Ang和[Fe II] 7155 Ang线也被检测到暗示可能来自喷流的冲击区。我们试图用FUOR类爆发的标准模型来解释V1647 Ori的爆发时间尺度，发现像Bell & Lin（1994）这样的纯热不稳定性模型不能解释时间尺度的变化。在各种不稳定性模型的框架下，我们得出结论，2003年爆发突然结束于2005年11月的一个可能的原因是由于低密度区域或间隙的内部区域（~ 1 AU）的磁盘。
2013-09-19 astro-ph.SR
Runaway origins of a disc mass gradient in $σ$ Orionis
本文发现σ Orionis中的大质量恒星系统σ Ori AB是逃逸星，其运动造成原行星盘质量梯度，并利用演化模型解释了观测到的上下游盘质量差异。
2025-09-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Discovery of a detached HI gas shell surrounding alpha Orionis
我们报告的检测HI线在21厘米的方向上的阿尔法猎户座与南凯射电望远镜和甚大阵列。这些观测结果证实了先前探测到的以猎户座α星为中心的HI辐射，但也首次揭示了中性氢原子~4弧分的准静止分离壳层。直径（在200 pc的距离处为0.24 pc）。分离的壳层似乎在与恒星空间运动相反的方向上被拉长。一个简单的模型表明，这种分离的原子气体壳层可能是来自猎户座α星的恒星风与当地的星际介质（ISM）碰撞的结果。这意味着在过去的8x10^4年里，猎户座α星一直在以每年约1.2x10^-6太阳质量的速度流失物质。此外，我们报告的原子氢的检测与远红外电弧位于6弧分。在猎户座阿尔法星的东北方向，有人建议用它来追踪恒星通过ISM运动产生的弓形激波。我们还报告检测银河系演化探测器（GALEX）的远紫外对应这条弧。
2012-03-01 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
The Continuing Outburst of V1647~Orionis: Winter/Spring 2011 Observations
我们目前的光学和近红外观测的年轻爆发变星V1647猎户座照亮麦克尼尔星云。在2003年下半年，猎户座V1647被观测到增亮约5等，r '= 17.7。在2006年初，这颗恒星逐渐变暗，恢复到静止时的亮度r '~ 23，然而，在2008年中期，它又变亮了~5 mag. Our新的观测，在2011年初，显示V1647猎户座是在一个光度升高的状态，光学亮度类似于2003年和2008年爆发开始时的值。2008年至2011年间拍摄的光学图像表明，这颗恒星从2008年中期到现在一直处于爆发状态。H-α和远红CaII三重线保持在发射中，H-α具有显著的P Cygni轮廓。利用2004年、2007年、2008年和2011年的数据对吸积光度和吸积速率进行的自洽研究表明，当明亮时，V1647的吸积光度值分别为16+-2 Lsun和4+-2x10 ^-6 Msun/yr。在2007年5等星衰期间，吸积光度和吸积速率都下降了2-3倍。然而，衰落的重要部分是由于可变灭绝或尘埃重组。我们讨论了这些新的意见，以前公布的数据和年轻的爆发变量的分类方案。
2011-08-10 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
A SCUBA-2 850 micron survey of protoplanetary discs in the sigma Orionis cluster
我们提出的结果，从一个大的850微米的调查的sigma猎户座集群使用SCUBA-2相机的詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜。我们观测到的0.5度直径的圆形区域包含297个年轻的恒星天体，年龄估计约为300万年。我们探测到9个这样的物体，其中8个有红外线从内部光盘过度。我们还偶然发现了3个大于5 sigma的非恒星源，它们可能是背景亚毫米星系。这9颗被探测到的恒星的星盘质量从5到17兆焦耳（MJup）不等，假设它们的尘埃性质与金牛座星盘相似，ISM的气尘比为100。有一个净正信号朝向单独未检测到的红外过量源的位置，表明平均光盘质量为0.5兆焦耳。如果将这些恒星的辐射叠加起来，而没有红外线的过量辐射，那么它们的平均盘质量将被限制在0.3兆焦耳以下，或者相当于地球尘埃的质量。亚毫米级的光度分布是显着不同的年轻金牛座地区，表明光盘质量演化的恒星形成区的年龄和红外多余部分减少。亚毫米波阵列观测揭示了朝向4个来源的CO排放，这表明一些但可能不多的分子气体仍然存在于这些相对进化的圆盘中。这些观测结果为巨行星形成阶段原行星盘的尘埃和气体质量提供了新的约束条件，并为未来盘演化研究提供了参考水平。
2013-07-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
FU Orionis disk outburst: evidence for a gravitational instability scenario triggered in a magnetically dead zone
本研究通过分析20余年近红外干涉观测数据，结合一维MHD模拟，发现FU Orionis星盘爆发最符合磁死区外边缘GI触发MRI的分层星盘模型，为理解早期星盘演化与行星形成的关联提供关键依据。
2023-04-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
XMM-Newton observations of the young open cluster around lambda Orionis
我们利用XMM-牛顿法研究了O 8 III型恒星λ Ori周围年轻（~1- 800万年）疏散星团的X射线性质。我们探测到167个X射线源，其中58个被确定为已知的星团成员，从大质量恒星到光谱类型为M5.5的低质量恒星。另外23个来源被确定为新的可能光度候选者。晚型星的对数LX/Lbol的中位数约为-3.3，接近饱和极限。在35%的晚型成员中观察到变异，包括6个耀斑源。从中心的热恒星λ Ori的排放是占主导地位的等离子体在0.2-0.3千电子伏，与较弱的成分在0.7千电子伏，一致的风的起源。晚型恒星的日冕可以用两个等离子体成分来描述，温度T1~0.3-0.8 keV和T2~0.8-3 keV，日下丰度Z~0.1-0.3 Zsun，类似于其他恒星形成区和星协。没有显着的差异之间观察到的恒星和没有拱星盘，虽然小样本的恒星盘和吸积不允许我们得出明确的结论。的X射线性质的lambda猎户座晚型恒星是可比的同时代的sigma猎户座集群，表明恒星活动在lambda猎户座并没有受到显着影响的不同的周围环境。
2011-04-19 astro-ph.SR
Rediscussion of eclipsing binaries. Paper X. The pulsating B-type system V1388 Orionis
猎户座V1388是一颗早B型的脱离食双星，其物理性质先前已经通过专用光谱学和地面测量光变曲线测量过。我们重新考虑系统的属性，使用新的可用的光变曲线从凌日系外行星调查卫星（TESS）。我们发现在系统中的两个频率，在2.99 d $^{-1}$和4.00 d $^{-1}$这可能是由于β仙王座或缓慢脉动的B星脉动。在轨道频率0.4572 d $^{-1}$的倍数处存在大量额外的有效频率。我们无法找到一个完全令人满意的日食模型，但最好的尝试显示出高度一致的拟合参数值。我们发现质量为7.24 +/- 0.08 Msun和5.03 +/- 0.04 Msun，半径为5.30 +/- 0.07 Rsun和3.14 +/- 0.06 Rsun。该系统的属性是在良好的协议与理论恒星演化模型和盖亚EDR 3视差的预测，如果公布的温度估计向下修订了1500 K，19000 K的更大，更大质量的恒星和17000 K的同伴。
2022-05-18 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
High-resolution simulations of disc tearing in the GW Orionis triple system
通过高分辨率模拟，发现 GW Orionis 三星系统的盘可由恒星力矩撕裂，无需嵌入行星，且较厚的盘更符合观测，并排除了逆行旋转。
2025-09-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Imaging the disc rim and a moving close-in companion candidate in the pre-transitional disc of V1247 Orionis
V1247 Orionis拥有一个过渡前的圆盘，有一个部分清除的间隙。早期的干涉和偏振观测显示，在间隙区域和外盘都存在很强的不对称性。一个同伴的存在被推断为解释这些不对称的结构和正在进行的光盘清除。使用一组广泛的多波长和多时期观察，我们的目标是确定之前检测到的不对称性的起源。我们使用Keck/NIRC 2和VLT/NACO的稀疏孔径掩模干涉测量技术在跨越$\sim678$天的三个时期观测了V1247 Ori。此外，我们通过VLT/SPHERE-ZIMPOL光谱微分成像在H $α$和R带连续谱中寻找吸积迹象。我们在880 $μ$ m连续体和CO（3-2）线中的SMA亚毫米干涉测量使我们能够约束外盘的取向和旋转方向。我们发现的L '-波段发射占主导地位的静态功能，跟踪前向散射尘埃排放的内部边缘的外盘位于东北。在H-和K-波段，我们看到了一个伴星候选者的证据，它在前$\sim$ 345天内系统地移动了45个$^{\circ}$。伴星候选者的分离没有很好的约束，但观测到的位置角变化与位于6天文单位轨道上的物体的开普勒运动一致。从SMA CO矩图，盘边缘的位置，和检测到的轨道运动，我们推导出的三维方向的光盘。我们在H $α$中没有看到吸积的迹象，并为吸积伴星设定了上限。在H和K中测量的伴星候选者的对比度与积极吸积的原行星一致。因此，我们将V1247 Ori确定为研究同伴椎间盘相互作用和椎间盘…
2018-11-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
A stellar census of the nearby, young 32 Orionis group
猎户座32星群是在近十年前发现的，尽管它代表了第一个距离太阳100 pc（$d \simeq 93$ pc）以内的北方年轻（年龄约为2500万年）恒星聚集体，但对成员的全面调查和对该群的详细描述尚未完成。我们提出了第一个大规模的光谱调查的新成员（主要是M型）的组后，结合运动学和光度数据，以选择候选人与银河系空间运动和位置的颜色星等空间一致的成员资格。我们确定了30个新成员，将已知的32个Ori组成员的数量增加了三倍，并使已确定成员的总数达到46个，跨越光谱类型B5至L1。我们还确定了该组的锂耗尽边界（LDB），即在同一时期的人口中锂保持未燃烧的光度。我们用等时线拟合和LDB分析独立地估计了32 Ori群的年龄，发现它基本上与β Picture移动群同时代，年龄为$24\pm4$ Myr。最后，我们还利用AllWISE星表搜寻了拱星盘的宿主。虽然我们没有发现温暖的尘埃盘的证据，但我们确定了几颗在WISE W4波段22 μm处有过量发射的恒星。根据探测到的W4数量有限，我们估计32 Ori组的碎片盘部分为$32^{+12}_{-8}$ %。
2017-02-28 astro-ph.GA 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
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
Multiwavelength Observations of V2775 Ori, an Outbursting Protostar in L 1641: Exploring the Edge of the FU Orionis Regime
单个爆发的年轻恒星是研究幕式吸积物理学的重要实验室，也是研究这种现象在多大程度上可以解释原恒星光度分布的重要实验室。我们提供了V2775 Ori（HOPS 223）的新数据和档案数据，这是Caratti o Garatti等人（2011）发现的猎户座分子云L1641区域的原恒星，最近经历了光度的数量级增加。我们的源的近红外光谱具有强烈的蓝移He I 10830吸收，强烈的H2O和CO吸收，并且没有H I发射，所有这些都是典型的FU Orionis源。从IRTF，2 MASS，HST，斯皮策，WISE，Herschel和APEX的数据，从1到70微米的爆发前和从1到870微米的爆发后，我们估计爆发开始于2005年4月和2007年3月之间。我们还模拟了爆发前后的源光谱能量分布，发现它处于吸积其包层的后期阶段，在爆发期间，盘-星吸积速率从约2 × 10 ^-6 M_sun/yr增加到约10^-5 M_sun/yr。在类似猎户座FU的近红外光谱时期，爆发后的光度为28 L太阳，使V2775猎户座成为有记录以来最不明亮的猎户座FU爆发与原恒星信封。低光度爆发的存在支持了这样一种观点，即一系列的幕式吸积现象可以部分解释所观察到的原恒星光度的传播。
2012-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Photometric Investigation of the Low-Mass-Ratio Contact Binary Star V1853 Orionis
本文给出了全食双星V1853 Ori在$B$、$V$、$Rc$和$Ic$波段的四色CCD光变曲线。通过与前人发表的光变曲线进行比较，发现光变曲线上的O 'Connell效应消失了。利用Wilson-Devinney程序（W-D程序）分析了V1853的多色光变曲线，发现它是一颗A型中间接触双星，接触度为$f=33.3\%(3.7\%)$，质量比为$q=0.1896(0.0013)$。结合我们新测定的10个光极小时刻和文献中发表的其它时刻，研究了系统的周期变化。我们发现，一般的趋势，预测计算的$(O-C)$曲线显示了一个向下的抛物线变化，对应于长期减少的轨道周期的速率为$dP/dt=-1.96(0.46)\times{10^{-7}}$ d年$^{-1}$。长期周期的减少可以解释为质量从更大的组件到质量较小的组件的质量转移。通过结合我们的光度解决方案与盖亚DR 2的数据，绝对参数导出为$M_{1}$ = 1.20 M $_{\odot}$，$M_{2}$ = 0.23 M $_{\odot}$，$R_{1}$ = 1.36 R $_{\odot}$，和$R_{2}$ = 0.66 R $_{\odot}$。周期的长期减小和中间接触的结构表明，V1853 Ori将演变成一个高填充的过接触双星。
2018-11-05 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
A Buddy for Betelgeuse: Binarity as the Origin of the Long Secondary Period in $α$ Orionis
本文提出参宿四存在低质量伴星参宿四B，用双星模型解释其2170天长次周期与视向速度变化，并给出伴星质量、轨道间距及观测验证条件。
2024-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Variable dynamics in the inner disk of HD 135344B revealed with multi-epoch scattered light imaging
本文介绍了HD 135344 B（SAO 206462）周围原行星盘的多历元VLT/SPHERE观测。$J$波段的散射光图像显示，具有高空间分辨率（$\sim$ 41 mas，6.4 au），盘表面超过$\sim$ 20 au.时间变化的方位角亮度分布的所有历元，大概有关的不对称阴影尘埃分布在内部磁盘。这些阴影表现为狭窄的车道，由局部密度增强投射，以及可能跟踪内部磁盘的更大尺度动力学的更广泛的特征。我们获得了可见光和近红外测光，显示$JHK$波段的变化高达10%，可能与阴影的存在有关。对存档VLTI/PIONIER $H$的分析-带vibration将内盘的方向限制在$i = 18.2°^{+3.4}_{-4.1}$和${\rm PA} = 57.3°\pm 5.7°$上，与外盘对齐或轻微的几度盘弯曲一致。后一种情况可以解释在外盘倾角稍大的情况下，在N-NW方向上的广泛的，准静止的阴影。阴影和近红外过量之间的相关性量化与网格的辐射传输模型。散射光对比度的可变性需要在内部磁盘大气（$H/r \lesssim 0.2$）的扩展变化。可能的机制，可能会导致光学深度（$Δτ\lesssim1$）的不对称变化，通过内部磁盘的大气包括湍流波动，小行星碰撞，或尘埃盘风，可能会增强一个小的磁盘扭曲。需要精细的时间采样来跟踪阴影模式的日常变化，这可能是UX Orionis现象的一个正面变体。
2017-10-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Near-Ultraviolet Spectra of FU Orionis Accretion Disks
California Institute of Technology（加州理工学院）；Peking University（北京大学）；University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）
本研究利用HST/STIS对6个FU Ori天体进行近紫外巡天，发现所有源存在超出吸积盘模型的发射，排除了热边界层，并测量了谱线光度。
2025-10-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
U-band study of the accretion properties in the sigma Ori star-forming region
本文介绍了用FORS 1/VLT对猎户座σ星形成区进行大面积U带巡天的结果。我们结合U波段测光和文献数据，从斯皮策在FORS 1场中探测到的所有天体（187）的U波段过量发射计算吸积光度和质量吸积率，并被Hernandez等人（2007）归类为可能的星团成员。样本恒星的质量范围从~0.06到~1.2 Msun;其中72颗显示出盘的证据，我们使用无盘恒星的颜色作为光球模板，测量质量吸积率Macc在<10^{-11}到10^{-9} Msun/年之间。我们的研究结果证实了Macc对中心天体质量的依赖性，对于低质量恒星，这种依赖性更强，而对于质量大于~0.3 Msun的恒星，Macc的扩展范围为~2个数量级。我们讨论了这些结果的背景下，磁盘演化模型的影响。最后，我们分析了Macc与Spitzer波段的超额辐射的关系，发现在Macc ~10^{-10} Msun/yr时，内盘由光学薄向光学厚转变。
2010-10-21 astro-ph.SR
The role of disc self-gravity in the formation of protostars and protostellar discs
我们使用时间相关的，一维的光盘模型来调查的演变，形成通过分子云核心的崩溃，其中的主要运输机制是自引力的原恒星盘。我们假设这些圆盘进入热平衡状态，Q = 2，角动量输运的强度由圆盘的冷却速率决定。结果表明，这些光盘将达到一个准稳态，持续了一些自由落体的时间，其中大部分的质量在100 au位于10-20 au。内盘中的这种质量堆积可能导致足够高的温度，以便MHD湍流的增长，这可能会迅速排出内盘并导致FU Orionis样的爆发。在我们所有的模拟中，圆盘的内部区域（r < 40 au）对于碎裂是稳定的，而在由具有足够的初始角动量以在这些外部区域沉积足够质量的核心形成的圆盘的外部区域（r > 40 au）中碎裂是可能的。然而，这些外层区域的大量质量表明，碎片化将导致形成亚恒星和恒星质量的伴星，而不是行星质量的物体。虽然质量吸积率在很大程度上与观测结果一致，但大的圆盘质量表明，必须有一种额外的运输机制（如在圆盘上层发生的MRI），以便在观察到的圆盘寿命内排出剩余的圆盘材料。
2009-11-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
The occultation events of the Herbig Ae/Be star V1247 Ori
目的：研究猎户座OB 1b星协中Scuti三角洲、Herbig Ae/Be星V1247猎户座的新的深源（DeltaV ~ 1.20-1.65等）掩星事件。研究方法：我使用V1247 Ori的V波段ASAS光变曲线，它涵盖了过去九年的时间，以及从文献中获得的近紫外、可见光、近红外和远红外的光度数据。我进行了周期图分析的“清洁”的光变曲线和建设的光谱能量分布的恒星。结果如下：猎户座V1247星对于研究猎户座UX现象很有意义，其中赫比格Ae/Be星被它们的原行星盘掩盖，原因有三：亮度（V ~ 9.85 mag），在20-100 μ m处的大红外过量（F_60 ~ 10 Jy）和掩星外的光度稳定性（σ（V）~ 0.02mag），这可能有助于确定掩星盘团的位置和空间结构。
2010-02-22 astro-ph.SR
Accretion Discs with an Inner Spiral Density Wave
在Montgomery（2009 a）中，我们证明了双星系统中的吸积盘可以通过潮汐力矩逆行进动，就像月球和太阳在倾斜，旋转，非球形地球上一样。此外，我们表明，物质的状态和天体的几何形状可以显着影响岁差值。例如，一个激变变星（CV）矮新星（DN）的非磁性系统，在其光变曲线中显示出负的超级驼峰，可以用一个逆行旋进、差动旋转、倾斜的圆盘来描述。因为盘是流体并且因为气流溢出倾斜的盘并且颗粒可以迁移到内部盘环中，所以耦合到盘的可以是位于盘的最内部环附近的逆行旋进内环。然而，Bisikalo等人（2003，2004）的数值模拟和这项工作表明，可以产生内螺旋密度波，而不是内环。因此，我们表明，在非磁性，旋转，倾斜CV DN系统的逆行进动可以同样地描述由一个逆行进动和差分旋转盘与附加逆行进动内螺旋密度波，只要波出现在相同的半径作为环和倾斜盘的平面内。我们发现，在这项工作中产生的理论结果与Montgomery（2009 a）提出的理论结果一致，因此与Montgomery（2009 b）的数值模拟和选择CV DN系统，可能有一个主序列次要。因此，压力的影响确实需要考虑在CV DN系统，表现出负的超级驼峰，如果吸积盘是倾斜的，并有一个内部的螺旋密度波，是在平面上的磁盘。
2010-11-15 astro-ph.SR
Testing viscous disc theory using the balance between stellar accretion and external photoevaporation of protoplanetary discs
原行星盘（PPD）中（粘性）角动量输运的性质和速率对行星系的形成过程有重要影响。虽然吸积率到中央恒星产量限制这种运输在内部地区的PPD，经验约束粘性扩散的外部区域仍然具有挑战性。在这里，我们展示了一种新的方法来探测角动量输运的外边缘的光盘。这种方法适用于PPD已经失去了相当大一部分的质量，由于热风驱动的紫外线辐射从邻近的OB星。我们证明，这种外部光蒸发可以解释所观察到的3-5万年前的$σ$ Orionis地区的光盘耗尽，并使用我们的模型进行预测，激励未来的经验调查盘风。对于人口的中年PPD，在粘性模型中，我们表明，由于角动量重新分配的质量通量向外平衡的光蒸发风中的质量损失。因此，风的质量损失和恒星吸积率之间的比较提供了一个独立的约束在PPD的外部区域的粘性模型。
2020-06-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
MRI-active inner regions of protoplanetary discs. I. A detailed model of disc structure
短周期的超级地球大小的行星很常见。要解释它们是如何在目前的轨道附近形成的，需要了解原行星盘内部区域的结构。以前的研究认为，热的内部原行星盘是不稳定的磁旋转不稳定性（MRI）由于钾的热电离，并在这个MRI活动区的外缘形成的局部气体压力最大值。在这里，我们提出了一个稳态模型的内盘粘性增生，主要是由于MRI。在我们的模型中，内部盘的结构和MRI粘度是完全耦合的，此外，我们考虑了许多过程中省略了以前这样的模型，包括盘加热吸积和恒星辐射，垂直能量输送，现实的尘埃不透明度，尘埃盘电离和非热源电离的影响。对于一个标准气体吸积率（$\dot{M}$ $\sim$ $10^{-8}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$）和小尘埃颗粒的太阳质量的恒星周围的光盘，我们发现，光盘的内部是光学厚，吸积热主要是在中面附近释放。因此，无论是光盘中平面的温度和压力最大值的位置，只有轻微的恒星辐射的影响，和内部光盘也对流不稳定。如前所述，内盘主要是通过尘埃颗粒的电子和钾离子发射电离的，这些离子在高温下抵消了颗粒上自由电荷的吸附。我们的研究结果表明，压力最大值的位置是由阈值温度以上的电子和离子发射变得有效。
2021-04-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
MRI-active inner regions of protoplanetary discs. II. Dependence on dust, disc and stellar parameters
近距离的超级地球是已知的最丰富的系外行星。据推测，它们是在原行星盘的内部区域形成的，来自可能在易受磁旋转不稳定性（MRI）影响的内部区域和更远的MRI死区之间的边界处积累的尘埃。在纸我，我们提出了一个模型的粘性内盘，其中包括加热由于辐射和MRI驱动的吸积;热和非热电离;尘埃混浊;和尘埃电离的影响。在这里，我们研究如何内部光盘结构与恒星，光盘和尘埃参数的变化。对于高吸积率和小的尘埃颗粒，我们发现：（1）电离的主要来源是热电离和电子和离子发射;（2）盘具有热，高粘度的内部区域，和局部气体压力最大值在这个区域的外缘（与以前的研究一致）;和（3）增加的尘埃-气体比推动压力最大值向外。因此，灰尘可以积聚在这样的内盘中而不抑制MRI，积聚的量取决于MRI死区中的粘度。相反，对于低吸积率和大尘埃颗粒，似乎有一个额外的稳态解：（1）恒星X射线成为电离的主要来源;（2）整个盘的MRI粘度很高;（3）压力最大值不再存在。因此，如果行星在内盘中形成，则有利于更大的吸积率（从而更年轻的盘）。
2021-11-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar Encounters in the Context of Outburst Phenomena
年轻的恒星系统会经历爆发，恒星的吸积率会增加，系统的光度也会相应增加。原型是猎户座FU（FU Ori）爆发，其中吸积率可以增加三个数量级（系统的亮度增加五个数量级）。其原因似乎是星周盘的不稳定性，但目前对于这种不稳定性的性质（例如热、引力、磁旋转）存在一些争论。本文详细介绍了高分辨率光滑粒子流体动力学（SPH）模拟进行了调查的影响，恒星遭遇盘动力学。用各种轨道参数模拟了恒星-恒星相遇（其中主星有一个自引力的、边缘稳定的原恒星盘），以研究由此产生的盘结构和动力学。至关重要的是，模拟包括辐射转移的影响，以实际模拟产生的热力学。我们的结果表明，碰撞过程中的吸积历史和系统的光度显示了许多爆发现象的特征。特别是，所看到的幅度和衰减时间与FU Ori相当。对于这个断言有两个警告：第一个是这些事件不会频繁地发生，不足以解释所有的FU Ori或EX Lupi;第二个是这些模拟的内盘受到数值粘性的影响，这将降低吸积速率（尽管它对吸积的总质量影响较小）。简而言之，这些结果不能排除二元相互作用作为某些FU Ori-esque爆发的潜在来源。
2009-11-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
