Stellar rotation in the Hyades and Praesepe: gyrochronology and braking timescale
我们目前的恒星旋转的毕宿星团和Praesepe测光调查的结果，使用的数据作为SuperWASP系外行星过境搜索programme的一部分，我们确定了准确的旋转周期超过120个来源，其集群成员确认共同自行和颜色星等适合集群的等时线。这使我们能够确定磁制动对毕宿星团和普雷塞普星团600万年前的预期年龄的广泛光谱类型的影响。在F、G和K光谱范围内，这两个星系团的J-Ks颜色与自转周期之间都表现出紧密的近似线性关系。这证实了角动量的损失是足够显著的，以至于在毕宿星团和普雷塞普星团的年龄之前，初始自转速率有很大差异的恒星在给定质量的情况下会收敛到相同的自转周期。在毕星团的情况下，我们的颜色周期序列延伸到M矮星制度，并显示了急剧增加的分散的颜色周期关系，与鉴定的许多快速旋转，从0.5SM到我们的调查（0.25SM）探测到的最低质量。这对旋转制动时标提供了关键的限制，并进一步为使用陀螺年代学作为主序星精确的年龄测量工具扫清了道路。
2011-01-06 astro-ph.SR
A survey for low-mass stellar and substellar members of the Hyades open cluster
与年轻的疏散星团（年龄小于2.5亿年）不同，毕宿星团（年龄约为6亿年）明显缺乏极低质量恒星（VLM）和褐矮星（BD）。由于这个疏散星团的恒星密度很低，在天空中覆盖了几十平方度，因此需要扩大调查，以改善星团中VLM/BD天体的统计数据。我们寻找新的VLM恒星和BD候选人在毕宿星团，以提高现今的集群质量函数下降到亚恒星质量。在陶滕堡的2米阿尔弗雷德·延施望远镜上，用2kx 2k CCD施密特相机对毕星团进行了成像观测，其完整性极限为$R$波段21 m.5和$I$波段20 m.5。我们进行了光度选择的集群成员候选人相结合，我们的调查结果与2 MASS JHKs光度。我们提出了一个测光和自行调查，涵盖23.4度$^2$在毕星团核心区。利用光学/红外颜色星等图，我们确定了66个光度星系团成员候选者，星等范围为14m.7<I<20m.5。自行测量是基于几个全天巡天，明亮物体的历元差为60-70年。自行使我们能够区分集群成员从外地对象，并导致14自行成员的毕宿星。我们重新发现HY 6作为一个自行成员，并将其归类为亚恒星天体候选者（BD）的基础上观察到的颜色星等图与理论模型等时线的比较。根据我们的结果，毕宿星团的质量函数仍然很浅，低于0.15 $M_\odot$，表明毕宿星团可能已经失去了它们的最低质量的成员通过动力学演化。我们的结论是，毕宿星核心代表了“VLM/BD沙漠”，大多数substell…
2018-01-12 astro-ph.SR
The Age and Age Spread of the Praesepe and Hyades Clusters: a Consistent, ~800 Myr Picture from Rotating Stellar Models
我们用有自转和无自转的恒星模型拟合了Praesepe和Hyades疏散星团的上主序。当忽略自转时，我们发现没有单一的等时线可以在星团的光谱金属丰度下拟合整个上主序：在高显著性下，大质量恒星似乎比小质量恒星更年轻。这种差异与早期的研究是一致的，但当包括恒星旋转时就消失了。这两个星团的整个上主序都非常适合于800万年前恒星的分布，光谱测量的[Fe/H]=0.12。超过约600- 6.5亿年的一致年龄的增长是由于太阳金属丰度的修订（从$Z_\odot \approx 0.02$到$Z_\odot \approx 0.014$）和主序星寿命的延长以及快速旋转的光度增加。我们的研究结果表明，旋转可以消除需要大的年龄分布在中间的年龄集群，这些集群可能显着老比普遍接受的。Hyades/Praesepe年龄约为8亿年，也需要重新校准旋转/活动年龄指标。
2015-05-29 astro-ph.SR
Astrophysical properties of 600 bonafide single stars in the Hyades open cluster
本文利用盖亚数据筛选出毕宿星团600颗真实单星，通过PARSEC等龄线拟合确定其质量、温度、光度和表面重力，为恒星演化模型和系外行星研究提供基准。
2023-01-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Revised Stellar Parameters for V471 Tau, A Post-common Envelope Binary in the Hyades
V471 Tau是毕宿星团中的一颗共包层后双星，由一颗食DA白矮星和一颗K型主序星组成。我们分析了公开的V471 Tau的光度学和光谱学，以修正该系统的恒星和轨道参数。我们使用档案K2测光，档案哈勃太空望远镜光谱，并公布径向速度测量的K型恒星。采用高斯过程拟合主序星对系统流量的旋转调制，首次恢复了主序星前白矮星的凌日现象。由于凌日过程中的引力微透镜效应，对白矮星质量施加了额外的限制，因此凌日比纯粹的几何掩星所预期的要浅。我们修订的质量和半径的主序星是一致的单星演化模型的年龄和金属的毕星团。然而，正如先前的文献所指出的，白矮星质量太大，温度太高，不可能是毕宿星团的年龄导致的单星演化的结果，而可能是合并的产物。我们独立地估计了系统在共同包络时的条件，这将导致今天测量的轨道参数。
2021-11-30 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
Spectroscopic and astrometric radial velocities: Hyades as a benchmark
通过比较毕宿疏散星团恒星的分光光度计和天体测量光度计，我们研究了分光光度计的精确度。基于依巴谷和第一次盖亚数据发布，毕宿星团的恒星可以获得相当精确的天体测量RV。我们获得了大样本的毕宿星的HARPS光谱，并均匀地分析它们。在清除了双星、RV变星和异常值后，剩下71颗恒星。观测到的RV差异（光谱-天体测量）的分布是倾斜的，并取决于恒星的赤经。这与毕宿星团以42.3 +/- 10 m/s/pc的速度旋转是一致的。样品中的两颗毕宿星团巨星显示，正如引力红移（GR）预测的那样，光谱RV相对于矮星蓝移，经验GR斜率为626 +/- 131 m/s，与理论预测一致。在不确定性范围内，光谱和天体测量RV之间的差异非常接近于零。特别是，当考虑基于盖亚的RV（校正了星系团旋转）时，平均差为-33 m/s，中位数为-16 m/s，sigma为347 m/s，非常接近预期的星系团速度分散。我们还确定了一个新的集群质心光谱RV值：39.36 +/- 0.26公里/秒。光谱RV测量预计，从模拟，取决于恒星旋转，但我们的数据并没有证实这些预测。最后，我们讨论了其他的现象，可以影响RV差异，如集团膨胀，恒星活动，广义相对论，和银河系的潜力。在现有望远镜的观测范围内，星系团之间的速度差预计会达到几百米/秒，这取决于它们在银河系中的位置。
2018-11-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Benchmarking MESA isochrones against the Hyades single star sequence
基于盖亚EDR 3，我们重新审视并更新了毕宿疏散星团中真正的单星样本。EDR 3的视差和测光的观测不确定性很小，导致了一个严格定义的恒星序列，这是理想的测试和校准的理论恒星演化轨迹和等时线。我们基准太阳尺度的MESA演化模型对单星序列。我们发现，[Fe/H] = +0.25的非旋转MESA模型提供了一个很好的适合的恒星质量大于0.85，和非常低的质量恒星低于0.25 M $_\odot$。对于质量在0.25和0.85 M之间的恒星$_\odot$，模型系统地预测了观测到的恒星光度。对于质量大于0.35 M $_\odot$的部分对流恒星，模型的一个潜在限制是混合长度理论参数$α_{\rm ML}$调整到与太阳模型相匹配的（超绝热）对流的处方。低于0.35 M $_\odot$，恒星序列中散射的增加可能是对流接吻不稳定性的表现，这是由对流核心到包层边界的不稳定性引起的$^3$ He核能生产率的变化所驱动的。对于类似Hyades的恒星星族，将太阳尺度模型应用于太阳下质量恒星可能会导致年龄的显著低估，或者金属丰度的高估。我们建议，未来的太阳尺度的恒星演化模型的网格可以补充的质量范围为0.25至0.85 M $_\odot$的Hyades规模的模型。
2022-08-09 astro-ph.SR
An Extremely Massive White Dwarf Escaped From the Hyades Star Cluster
本研究从Gaia DR3数据库中筛选出一颗质量达1.317倍太阳质量的候选逃逸白矮星，经光谱验证其符合单星演化特征，大概率来自毕星团，或是已知质量最大的单星演化白矮星。
2023-10-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Single stars in the Hyades open cluster. Fiducial sequence for testing stellar and atmospheric models
孤立恒星的年龄和质量测定仍然依赖于模型。虽然恒星内部和大气理论模型正在迅速发展，但我们需要一个强大的工具来测试它们。疏散星团是扮演这一角色的好人选。我们补充了以前的研究Hyades多样性的幸运成像观测与AstraLux Norte相机。这使我们能够排除可能的双星和多星系统，并为毕宿五创建一个“单星序列”。该序列包含250颗主序星，范围从A5 V到M6 V。使用“天体物理数据分析工具“（TA-DA），我们创建了各种理论等时线应用不同的组合的内部和大气模型。在Jvs. J-K_s、Jvs. J-H和K_s-H- K_s色星等图上，我们将这些等时线与毕宿星单星序列进行了比较。作为参考，我们还计算了从X射线到中红外的所有恒星的绝对通量和星等，基于文献中可用的测光测量（ROSAT X射线，GALEX UV，APASS Gri，2 MASS JHK_s和WISE W1到W）。我们发现，PISA和DARTMOUTH恒星内部模型与BT-Settl 2010大气模型的组合很好地描述了观测到的序列。完整的序列覆盖了0.13到2.3 Msun的质量范围，有效温度在3060 K到8200 K之间。在测量不确定性范围内，目前这一代模型与单星序列吻合得很好。主要的限制是测量毕宿星团成员之间距离的不确定性，以及测光的不确定性。此外，在J与J-K和K与H-K图上可以注意到一个小的（~0.05等）系统偏移-观察到的…
2015-08-31 astro-ph.SR
The winds of young Solar-type stars in the Hyades
恒星风控制着类太阳恒星的自转，并在决定行星的可居住性方面发挥着重要作用，因为强风会导致大气侵蚀。我们计算了毕宿星团中五颗年轻太阳型恒星的三维恒星风模型，使用TOUPIES调查恒星磁图和最先进的阿尔文波驱动风模型。恒星有相同的0.6陀螺仪的年龄和相似的基本参数，我们占的不确定性和低估的绝对场强固有的塞曼多普勒成像通过采用未缩放和缩放（由一个因素的5）的场强。对于未标度的场，所产生的恒星风质量损失是今天太阳的2-4倍，角动量损失是今天太阳的2-10倍，标度的结果相应地更大。我们将我们的结果与一系列已发表的风模型进行比较，并为Alfvén波驱动建模看到质量损失饱和的证据约$10 \dot M_\odot$。
2021-06-09 astro-ph.SR
The activity and rotation limit in the Hyades
我们对K到M型恒星进行了研究，以探讨毕星团的活动和旋转极限。我们使用的样本中的40颗恒星在这个中等年龄的集群（~625百万年）探测恒星旋转的阈值区域，恒星活动变得普遍。在这里，我们提出了投影赤道速度（vsin i）和色球活动测量（Hα），表明在毕星团中存在快速旋转的光谱类型，其中Hα发射的恒星比例也显示出快速增加（“Hα极限”）。因此，增强旋转（和活动）的轨迹似乎转移到早期的类型，而不是被视为场星的旋转极限。活动和旋转之间的关系似乎与在场星中观察到的相似。
2010-12-08 astro-ph.SR
Age Determinations of the Hyades, Praesepe, and Pleiades via MESA Models with Rotation
毕宿星团、仙女座星团和昂宿星团都是研究得很好的星团，它们是重要的次级恒星年龄指示器。最近的研究表明，这些星团的主序星关闭年龄可能取决于基础恒星模型的旋转程度。自转导致结构不稳定，这可以增强恒星的化学混合，延长其燃料供应。此外，旋转引入了恒星的观测到的亮度和颜色的调制，由于重力暗化的影响。我们的目标是调查在何种程度上恒星自转影响星团的年龄测定。我们利用MESA恒星演化代码来创建模型，该模型覆盖了对应于$Ω/Ω_c=0.0$到$0.6$的旋转速率范围，以$0.1$ dex步骤，从而可以评估该维度的变化。利用MATCH统计分析软件包，将MESA模型拟合到第谷$B_T$、$V_T$和2MASS $J$、$K_s$等色星等图上，得到年龄和金属丰度。我们发现，派生的年龄是相对不敏感的旋转的影响。对于毕宿星，Praesepe，和昴宿星，我们得出的年龄的基础上合成人口模型的旋转速率或固定速率的分布。在每种情况下，推导出的年龄往往在误差范围内大致一致，分别接近毕宿星、普雷塞普星和昴宿星的$680$、$590$和$110-160$ Myr。这些年龄与锂耗尽边界为基础的年龄和以前的分析，使用非旋转等时线。我们的方法不提供一个强有力的约束这些集群的金属。
2018-07-13 astro-ph.SR
Substellar Hyades Candidates from the UKIRT Hemisphere Survey
我们使用UKIRT半球巡天（UHS）的数据来搜索毕宿星团的亚恒星成员。我们的搜索恢复了几个已知的亚恒星毕宿星团成员，和两个已知的褐矮星，我们建议可能是基于一个新的运动学分析的成员。我们发现了13个新的亚恒星毕宿星团候选者，并获得了每个IRTF/SpeX的近红外后续光谱。光谱类型在M7和L0之间的6个候选者根据其光度距离（$\gtrsim$ 100 pc）被排除为潜在成员。剩下的七个候选者，光谱类型在L5和T4之间，都是潜在的毕星团成员，其中五个基于BANYAN $Σ$和收敛点分析显示出很强的成员概率。距离和径向速度仍然需要确认毕宿星成员。如果得到证实，它们将是毕宿星团中已知质量最低的自由漂浮成员，质量低至$\sim$ 30 $M_{\rm Jup}$。对所有已知的亚恒星毕宿星团候选者的分析表明，毕宿星团的全部范围尚未被探测到低质量成员，并且通过更深入的测光和天体测量调查可能会发现更多。
2022-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic Determination of Stellar Parameters and Oxygen Abundances for Hyades/Field G-K Dwarfs
偶尔有人提出，从Fe I和Fe II线得到的K矮星的Fe丰度显示出相当大的差异，而从高激发O I 7771-5三重线确定的氧丰度被明显高估（问题在Teff较低的情况下变得更加严重），然而这还没有得到广泛的证实。为了澄清这一问题，我们在经典Fe I/Fe II电离平衡的假设下，用光谱方法测定了148颗G-K矮星（毕宿星团星和场星）的大气参数，并对OI 7771-5谱线进行了非LTE光谱拟合分析，测定了它们的氧丰度。结果表明，所得到的参数与其他方法所确定的参数没有任何显著的不一致性（例如，毕星团矮星的Teff和log g与已确定的解的平均差异大多<~ 100 K和<~0.1dex）。类似地，毕宿星的氧丰度在[O/H]~+0.2dex左右（与该星团的金属丰度一致），没有表现出任何系统的Tef依赖性。因此，我们的结论是，参数可以在光谱评估到足够的精度在传统的方式（基于Saha-Boltzmann方程的Fe I/Fe II）和氧丰度可以可靠地确定从O I 7771-5三重态的K矮星，只要恒星的Teff>~ 4500 K的关注。我们怀疑，以前报道的强烈Teff依赖的差异可能主要源于高估弱线强度和/或不正确的Teff规模。
2020-02-22 astro-ph.SR
Stellar Nucleosynthesis in the Hyades Open Cluster
利用高分辨率和高信噪比的光谱技术，对毕宿疏散星团中的三颗太阳型主序星（MS）矮星和三颗红巨星支（RGB）星团星进行了全面的轻元素（Li、C、N、O、Na、Mg和Al）丰度分析。对于每个组（MS或RGB），CNO丰度被发现是在优秀的星到星协议。我们的研究结果证实，巨星已经经历了第一次疏浚，并通过CN循环处理的材料已混合到表面层。观测到的丰度进行比较，预测的标准恒星模型的基础上克莱姆森美国大学贝鲁特（CAUB）恒星演化代码。该模型再现了所观察到的N和O丰度的演变，以及先前推导的12 C/13 C比，但它未能预测的1.5倍的12 C耗尽的观察水平。Li丰度的推导，以确定是否非典型的额外混合已经发生在毕宿巨星。巨γ Tau的Li丰度与预测的表面Li稀释水平很好地一致，但发现巨Li丰度的~0.35 dex分布，并且不能用恒星模型解释。传播的可能来源进行了讨论，但是，很明显，负责Li分散的差分机制必须与巨星的均匀低12 C丰度无关。Na，Mg和Al丰度是作为我们的恒星模型的一个额外的测试。研究发现，相对于矮星，巨星中这三种元素的丰度都高出0.2-0.5 dex。恒星模型没有预测到这些元素的如此大的增强，而非LTE效应明显大于（在某些情况下，相反的符号）现存文献计算所暗示的是最可能的原因。
2009-06-25 astro-ph.SR
Stellar activity with LAMOST. III. Temporal variability pattern in Pleiades, Praesepe, and Hyades
我们提出的结果，从一个系统的研究恒星活动的时间变化的年轻晚型恒星。我们使用了多历元LAMOST低分辨率光谱的300多名成员候选人在三个年轻的疏散星团：昴星团，Praesepe，毕星团。用7050 nm附近的TiO带强度（TiO 2）和Hα线的等效宽度（EW Hα）分别作为冷斑覆盖率和色球发射强度的示踪物。对这两种示踪剂的时间变化模式分析表明，TiO 2和EW Hα存在可探测的变化，其时间尺度从天到年不等。结果表明，更活跃的恒星，年轻和快速旋转，往往有较大的活动变化。TiO 2与EW Hα的时间变化有反相关的趋势。此外，在某些M矮星中，Hα辐射与K2亮度之间的旋转相位存在明显的反相关，表明冷星斑与谱斑在空间上存在共位现象，但冷星并不总是表现出这种共位特征。此外，在几颗M矮星的所有旋转阶段，光斑覆盖和Hα发射都很明显，表明活动水平处于基础水平，这可能是由于大气中有许多小而随机分布的活动区域。
2020-05-29 astro-ph.SR
The X-ray view of the Hyades cluster: updated
我们重新讨论了毕星团主序星成员的X射线性质以及X射线发射与恒星自转的关系。作为毕宿星成员的输入目录，我们结合了三个最近的成员名单来自盖亚DR 2数据，包括毕宿星核心和潮汐尾巴。我们搜寻了ROSAT全天巡天（RASS）的X射线探测，以及ROSAT、钱德拉和XMM-牛顿对毕宿星团成员的定位，并采用了来自开普勒K2任务和其他资源的旋转周期。我们发现了X射线检测的1066个真正的主序毕星团成员中的281个，并提供了未检测到的来源的统计上限。F型和G型恒星的探测率最高（72%），而K型和M型矮星的探测率较低（22%）。探测到的成员的X射线光度范围从晚期M型矮星的~ $2\times10^{27}$到活动双星的~ $2\times10^{30}$ erg s $^{-1}$。X射线光度分布函数在形式上对于核心和潮汐尾的成员是不同的，这可能是由于我们的毕宿星团尾样本中有较大比例的场星造成的。与以前的研究相比，我们的样品是稍微暗淡的X射线，由于不同的使用毕宿星成员名单，此外，我们扩展了X射线光度分布，以微弱的光度。F-和G-型恒星的X射线活动在$F_X/F_bol=10^{-5}$有很好的定义，并且随着光谱类型的增加而增加，对于比光谱类型M3更晚的成员达到饱和极限。对于具有多个历元数据的104个毕宿星团成员，X射线通量在历元之间的变化小于三倍。204个毕宿星团成员的自转周期被发现，其中大约一半被X…
2020-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium abundance evolution in open clusters: Hyades, NGC752, and M67
混合机制将Li从对流区的底部带到更深和更温暖的层中，在那里被破坏。这些机制进行了研究，通过比较观察恒星大气中的锂丰度的恒星演化模型。在疏散星团中的观测特别适合于这种比较，因为它们的年龄和金属丰度在它们的成员中是均匀的，并且比在场星中更好地确定。在这项工作中，我们比较了三个不同的集群：毕星团，NGC752，和M67的锂丰度的演变。我们的模型计算与微观扩散和运输的化学物质的纬向环流，并在太阳上校准。这些比较使我们能够遵循锂丰度的演变作为恒星质量的函数在每个集群中，并作为年龄的函数，通过比较这种演变在每个集群。我们评估模型中使用的混合机制的效率，我们试图找出缺乏的机制来重现所观察到的锂丰度的演变。
2013-09-30 astro-ph.SR
Lithium and Beryllium in NGC 752 -- An Open Cluster Twice the Age of the Hyades
轻元素锂（Li）和铍（Be）的表面丰度揭示了恒星内部发生的物理过程的信息。对疏散星团恒星中这两种元素含量的研究表明，年龄对这些机制有影响。我们在凯克一号望远镜上用HIRES获得了高光谱分辨率和高信噪比的NGC 752主序星Li和Be的光谱。为了与其他星团进行有意义的比较，我们在一个共同的尺度上确定了恒星参数。我们已经发现了丰富的锂和Be的光谱合成技术。NGC 752的年龄是毕宿星团的两倍。我们发现：（1）在NGC 752中，以6500 K附近为中心的Li凹陷较宽，并向低温扩展，（2）在较老的NGC 752中，Be凹陷较深，（3）在6200 K附近的Li“峰”较低约0.3 dex，（4）在6200 K附近的Li“峰”较低约0.3 dex，（5）在6200 K附近的Li“峰”较低约0.3 dex。4）尽管较冷的恒星中Be的消耗很少，但NGC 752中的Be可能比毕宿星团中的Be低; 5）两个团簇的Li含量均随温度的降低而降低，但在一定温度下，NGC 752团簇中Li含量比NGC 752少$\sim$ 0.4 dex。这些差异与理论预测的轻元素核在表面对流区以下的输运是一致的。这两个星系团的旋转随温度变化的模式表明了它们与旋转自旋下降的联系。
2022-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar population astrophysics (SPA) with the TNG. Revisiting the metallicity of Praesepe (M44)
疏散星团精确地跟踪着银河系盘的化学性质及其时间演化;大量的研究和大型光谱调查主要集中在相对较老的星团（年龄$\gtrsim$ 1 Gyr）的化学成分上。有趣的是，研究较少的年轻对应物在太阳周围被发现是太阳（最多），令人惊讶的是缺乏年轻的富含金属的物体。虽然毕宿星团的组成在太阳系之上的程度上有广泛的共识，但Praesepe的金属丰度仍然存在争议。最近的研究表明，这两个星团具有相同的化学成分和年龄，但这一结论是有争议的。为了重新评估Praesepe的金属丰度，以及它与毕宿星团的差异（如果有的话），本文对10个太阳型矮星成员进行了光谱研究。我们利用TNG的$GIARPS$获得高分辨率、高质量的光学和近红外光谱，并通过使用严格微分（逐线）方法导出恒星参数、金属丰度（[Fe/H]）、轻元素、$α$和铁峰元素。我们还以同样的方式分析了太阳光谱和毕宿二太阳模拟物HD 28099。我们的研究结果表明，Praesepe比Hyades更富金属，在$Δ$ [Fe/H]=+0.05 $\pm$ 0.01 dex的水平，[Fe/H]=+0.21 $\pm0.01$ dex。所有其他元素都与铁成比例，正如预期的那样。这一结果似乎否定了这两个疏散星团有共同起源的假设。最重要的是，Praesepe是目前太阳附近最富金属、最年轻的疏散星团。
2019-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The 800pc long tidal tails of the Hyades star cluster: Possible discovery of candidate epicyclic overdensities from an open star cluster
星团的潮汐尾为研究星团的诞生条件、演化、耦合以及与银河势的相互作用提供了重要的工具。我们提出了一个类似于Hyades的星团的N-体演化与后向积分的初始条件下的一个现实的三维轨道在银河系内的AMUSE框架内计算。我们首次探讨了星系团初始自转和银河势中存在的团块对潮汐尾形成和演化的影响。我们表明，潮汐尾巴是不自然地聚集在任何坐标系。具有初始自转的模型导致团簇质量损失的显著差异，并遵循不同的角动量时间演化。潮汐尾相对于星系团运动矢量的方向和当前星系团的角动量限制了星系团的初始旋转。我们强调使用的收敛点（CP）的方法在搜索共同移动的群体，并介绍了一个新的紧凑CP（CCP）的方法，占内部运动学的基础上假设的模型。使用CCP方法，我们能够恢复候选成员的毕宿星潮汐尾巴在盖亚DR 2和eDR 3达到近1 kpc的总范围。我们确认先前注意到的不对称性检测到的潮汐尾巴。在eDR 3的数据中，我们恢复了在运动学上与周转高密度一致的前导和拖尾中的空间高密度，从而为疏散星团中的第一次此类检测提供了候选者。我们表明，周转超密度不仅能够提供集群的属性，但也对银河系的潜力的约束。最后，基于N体模拟，与一个巨大的银河系团块的近距离接触可以解释观察到的毕宿星团潮汐尾的不对称性。（略）
2021-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Accurate mass-radius ratios for Hyades white dwarfs
本研究利用ESPRESSO摄谱仪测量毕星团8颗白矮星的引力红移得到高精度质径比，验证了测光拟合质径比的准确性，发现光谱法参数存在系统偏差，还识别出可能为蓝离散星遗迹的EGGR 29。
2023-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Eight New Substellar Hyades Candidates from the UKIRT Hemisphere Survey
本研究结合多份巡天数据与星表搜寻毕星团新亚恒星成员，发现8个L6至T5型褐矮星候选体，经运动学分析大概率属毕星团，其中包含迄今已知该星团最冷、质量最低的自由漂浮褐矮星，且高概率亚恒星成员近红外颜色更红。
2024-08-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundances of M and G Dwarfs in the Hyades and Coma Berenices Open Clusters from APOGEE Spectra
本研究基于 APOGEE 光谱分析了毕星团与后发座疏散星团中 M 和 G 型矮星的金属丰度及 13 种元素丰度，发现星团内化学均匀性高且与文献一致，凸显了 M 型矮星在星系考古中的示踪价值。
2025-09-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Wavelength Dependence of Activity-Induced Photometric Variations for Young Cool Stars in Hyades
我们调查光度的变化，由于恒星的活动，诱导系统的径向速度误差（所谓的“抖动”）的四个目标在毕宿疏散星团观察的K2任务（EPIC 210721261，EPIC 210923016，EPIC 247122957和EPIC 247783757）。应用高斯过程回归的K2光变曲线和近红外（NIR）光变曲线与IRSF 1.4米望远镜观察到的，我们推导出由于恒星活动的光度信号的波长依赖性。为了估计K2和IRSF两个观测周期之间光度变化幅度的时间变化，间隔超过2年，我们分析了毕宿星团中的一些K2目标，这些目标也在活动4和13中观察到，并发现2年内的代表性变化率为38%pm 71%。考虑到这种时间变化，我们约束的恒星光球中的星点的投影大小和温度对比度的属性，分别约为10%和0.95。这些星点的属性可以引起相对较大的差异，在不同的观测通带的变化幅度，我们发现，径向速度抖动可能会更抑制在NIR比以前预期的。我们的结果支持正在进行的系外行星搜索项目的利润，这些项目试图通过近红外径向速度测量来检测或确认疏散星团中的年轻行星。
2021-10-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical Masses for the Hyades Binary System vB 120
本研究通过光谱观测结合多源数据，得到毕星团双星vB 120更精确的三维轨道、动力学质量、视差及恒星参数，验证其与恒星演化模型预测差异极小。
2023-11-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Benchmarking Gaia DR3 Apsis with the Hyades and Pleiades open clusters
该研究利用毕星团和昴星团约1500颗单星及 PARSEC 等时线检验 Gaia DR3 Apsis，发现其年龄、金属丰度和表面重力存在系统偏差，仅部分参数适合统计用途。
2023-08-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Bimodal Mass Ratio Distribution of the Hyades
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
研究发现毕星团光谱双星的质量比分布与轨道倾角随机分布不一致，经Richardson-Lucy反卷积推导后证实其双峰分布，且与主星质量相关，凸显测光质量比推导的潜在陷阱。
2026-08-05 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
On the sodium overabundance of giants in open clusters: The case of the Hyades
钠的丰度已经在大量的疏散星团巨星系中被测定，但却发现了相互矛盾的结果，从太阳值到高达五个数量级的过量，这种分歧的原因还没有很好的理解。由于这些钠的过量可能是深混合的结果，对它们的正确理解对恒星演化的模型有重要意义。正如文献中所讨论的，这种分歧的一部分来自于对非LTE效应采用不同的校正，以及对同一组谱线使用不同的原子数据。然而，仍然缺少对巨人中Na行为的清晰描述。为了在这个方向上做出贡献，这项工作提出了一个仔细的重新确定的Na丰度的毕星团巨星，最近的测量其角直径的动机。在NLTE中，平均[Na/Fe] =+0.30，这可以用高初旋转速度的流体动力学模型来解释。这一结果，以及在以前的工作中发现的Na随着恒星质量增加而增加的趋势，表明没有强有力的证据表明红巨星中的Na过量超过了超过2 Msun的恒星演化模型所预期的值。
2012-02-10 astro-ph.SR
Bayesian Ages for Early-Type Stars from Isochrones Including Rotation, and a Possible Old Age for the Hyades
我们结合最近计算的恒星演化模型，使用一种新的治疗旋转与贝叶斯统计框架，以约束早期型恒星的年龄和其他属性。我们发现早期类型的恒星和星团与已知的年轻年龄，包括β Picture，昴宿星，大熊座移动群很好的协议。然而，我们得出的毕宿疏散星团的年龄要大得多（7.5亿+/-1亿年，而不是6.25亿+/-5000万年）。这一年龄的增长是由于主序星寿命随恒星自转而增加，以及主序星转折点附近的旋转模型更明亮，与质量稍大（寿命较短）的非旋转模型重叠。我们的方法使用一个大的网格的非旋转模型之间插入一个更稀疏的旋转网格，还包括一个详细的计算合成幅度作为方向的函数。我们在www.bayesianstellarparameters.info上提供了一个网络界面，可以下载我们对个别早期型（B-V<~0.25）依巴谷星的分析结果。Web界面接受用户提供的高斯金属丰度先验参数，并返回质量、年龄和方向的后验概率分布。
2015-05-28 astro-ph.SR
The Factory and the Beehive. IV. A Comprehensive Study of the Rotation X-ray Activity Relation in Praesepe and the Hyades
对疏散星团中低质量恒星的X射线观测对于理解恒星性质及其演化对磁活动的依赖性至关重要。Praesepe和Hyades是两个最近的、研究最多的疏散星团，是研究质量低于$\approx 1\ M_{\odot}$的恒星的磁活动对旋转的依赖性的最佳实验室之一。本文对这两个星系团的旋转X射线活度关系进行了新的研究。我们更新了会员目录，将前盖亚目录与基于盖亚数据版本2的新目录相结合。由此产生的星表是两个星团中最具包容性的：1739颗Praesepe星和1315颗Hyades星。我们收集了星系团成员的X射线探测数据，并对这些数据进行了分析、再分析或整理，这些数据来自ROSAT、钱德拉X射线天文台、尼尔·盖尔斯·斯威夫特天文台和XMM-牛顿。我们已经检测到326 Praesepe和462毕宿星成员，其中273和164，分别有旋转周期，增加了6 $\times$相对于以前可用。我们发现，在$\approx$ 7亿年时，只有M矮星的X射线保持饱和，只有过饱和的初步证据。我们还发现不饱和单体的Rossby数和分数X射线光度$L_\mathrm{X}/L_\mathrm{bol}$之间存在紧密的关系，表明$-3.2$和$-3.9$之间存在幂律指数。最后，我们没有发现二进制和单成员之间的冠参数的差异。这些结果提供了重要的洞察力的相对效率的恒星的大气层的磁加热，从而通知强大的年龄旋转活动关系的发展。
2022-05-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Hyades open cluster is chemically inhomogeneous
利用McDonald 2.7米望远镜获得的高分辨率、高信噪比（S/N ~ 350 - 400）的光谱，对毕宿疏散星团中的16颗太阳型恒星进行了高精度的差分丰度分析。我们得到了19种元素（C，O，Na，Mg，Al，Si，S，Ca，Sc，Ti，V，Cr，Mn，Fe，Co，Ni，Cu，Zn，Ba）的恒星参数和微分化学丰度，其不确定度低至~ 0.01 - 0.02 dex。我们的主要结果包括：（1）在样本恒星中没有检测到明显的行星形成的化学特征，丰度与冷凝温度之间没有相关性;（2）观测到的丰度离散度比大多数元素的平均测量误差大约1.5 - 2倍;（3）至少90%的元素丰度对之间存在高度统计显著性的正相关性。我们证明，这些发现都不能解释的错误，由于恒星参数。我们的研究结果表明，毕星团是化学不均匀的0.02 dex水平。丰度变化的可能解释包括：（1）原星团环境中的不均匀化学演化，（2）原星团云中的超新星抛射，（3）原星团云完全混合之前贫金属气体的污染。我们的研究结果提供了重要的新的限制疏散星团的化学成分和挑战目前的银河考古学的观点。
2016-03-02 astro-ph.SR
Orbits and Dynamical Masses for Six Binary Systems in the Hyades Cluster
本研究利用CHARA Array干涉观测结合径向速度数据，测定了毕星团六个双星系统的动力学质量与轨道视差，发现现有恒星演化模型在特定质量范围高估了V波段通量，并利用TESS数据估算了自转周期与耀斑率。
2024-06-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radius Inflation at Low Rossby Number in the Hyades Cluster
半径膨胀继续被探索为一种特殊的发生在磁活跃，低质量的恒星。最近Somers et. 2017年的研究表明，年轻的疏散星团M45（昴星团）中低质量恒星的半径膨胀与旋转速率相关：旋转速度越快，膨胀越大。在这里，我们将这项工作扩展到68颗恒星的老开放毕宿星团的样本。我们推导出恒星的光谱能量分布来测量它们的热通量。用光谱学定义的$T_{\rm eff}$和{ \it Gaia\/}距离，我们用Stefan-Boltzmann关系计算恒星半径。我们发现许多恒星表现出显着的（3-4 $σ$）半径膨胀相对于名义集群等时线。我们将这些结果与年轻的昴星团进行了比较，并认为半径膨胀是疏散星团演化的函数。我们发现，不像昂宿星团，有没有一个半径膨胀和恒星自转周期之间的统计上显着的相关性。然而，我们发现大多数膨胀恒星的（快速）旋转Rossby数为0.1- 0.2，因此半径膨胀与Rossby数的相关性在99.98%的置信度下具有统计学意义。由于低质量恒星的正则旋转-活动关系被理解为是由磁活动和表面对流之间的联系引起的，我们的结果意味着低质量恒星对流层内的磁活动优先驱动半径膨胀
2019-05-10 astro-ph.SR
Exploring the substellar population in the Hyades open cluster
我们的目标是确定附近的毕宿疏散星团的亚恒星成员，以确定在中等年龄的棕矮星的光度和光谱特性，并扩展我们的知识的亚恒星质量功能的集群。我们交叉匹配了2 MASS和WISE公开星表，并测量了自行，以识别毕宿星团中心区域半径为10度的区域内的低质量恒星和褐矮星成员候选者。我们采用了天体测量和测光标准，盖亚数据，以及我们小组开发的极大似然方法来估计距离。我们选择了36个对象，是候选毕星团成员，其中21个以前没有报道过。我们已经确定了21个新的毕星团成员候选者，它们位于主序的低端。测光的9个候选人的地方，他们在亚恒星的制度，和2个是在L/T过渡。我们还从早期的调查中恢复了一些L型矮星。最后，我们计算了该星团低质量成员的质量函数，发现毕宿星团可能损失了60%~ 80%的亚恒星成员。
2018-10-30 astro-ph.SR
New Pleiades Eclipsing Binaries and a Hyades Transiting System Identified by K2
我们目前的发现开普勒的$K2$任务的观测和我们的后续径向速度观测凯克/HIRES的四个食双星系统在年轻的基准昴星团。基于我们的模拟结果，我们宣布两个新的低质量（$M_{tot} < 0.6 M_\odot$）EB的昴星团成员（HCG 76和MHO 9），我们报告两个以前已知的昴星团双星，也被发现是EB系统（HII 2407和HD 23642）。我们测量了HCG 76的质量，精确度为$\lesssim$ 2.5%，半径精确度为$\lesssim$ 4.5%，加上精确的有效温度，得出了独立的昴星团距离为132 $\pm$ 5 pc。我们讨论了另一个可能的但不太可能的昴星团成员（AK II 465）。这两个新确认的昴星团系统将昴星团EB组分的质量范围扩展到0.2-2 $M_\odot$。在当前恒星模型和名义星团等时线的背景下讨论了我们对昴星团EB的基本恒星参数的初步测量，发现与Baraffe等人（2015）在名义昴星团年龄为1.2亿年时的恒星模型非常一致。最后，在毕星团中，我们报告了一个新的低质量食系统（vA 50），该系统由Mann等人同时发现和研究。我们确认日食很可能是由海王星大小的凌日行星引起的，并在这里提出了额外的径向速度约束，我们改进了对行星最大质量的约束为$\lesssim$ 1.2 $M_\mathrm{Jup}$。
2016-02-05 astro-ph.SR
Mass effect on the lithium abundance evolution of open clusters: Hyades, NGC 752, and M67
疏散星团中的锂丰度提供了一种探测太阳型恒星内部混合过程的有效方法，对流并不是唯一的混合机制。为了了解低质量恒星中发生的混合机制，我们测试了非标准模型，这些模型是用太阳校准的，并观测了三个不同年龄的疏散星团，毕宿星团，NGC 752和M67。我们收集了所有可用的数据，并为疏散星团NGC 752，我们重新确定了等效宽度和锂丰度。两套进化模型进行了计算，一个网格的微观扩散和旋转诱导混合，只有标准模型，在金属丰度[Fe/H] = 0.13，0.0和0.01德克斯，分别使用图卢兹-日内瓦进化代码。我们比较观察模型中的颜色星等图为每个集群推断集群年龄和每个集群成员的恒星质量。然后，对于每个星团，我们分析每个恒星的锂丰度作为质量的函数。疏散星团毕星团、NGC 752和M67的数据与锂丰度是这些星团中恒星的年龄和质量的函数相一致。我们的模型与日冕循环定性再现锂丰度演化的一般趋势，在所有三个集群的恒星质量的函数。这项研究指出了在锂丰度随年龄变化的过程中质量依赖性的重要性。有和没有旋转引起的混合模型之间的比较表明，包括双质体循环是必不可少的，以占低质量恒星的锂耗尽。然而，我们的研究结果表明，其他机制应包括解释锂浸和锂分散在低质量的恒星。
2016-03-29 astro-ph.SR
The lithium depletion boundary and the age of the Hyades cluster
确定锂耗尽边界（LDB），即，在观测极限以下，极低质量天体的核心温度不会达到足以使Li毁灭的温度，这一观测极限已被用来获得几个小于2亿年的疏散星团和恒星星协的年龄，到目前为止，这一直被认为是该方法适用范围的实际上限。在这项工作中，我们表明，LDB方法可以扩展到显着的年龄比以前认为的。中分辨率光谱的六个L-型候选成员毕宿星团获得使用OSIRIS在10.4米大加那利望远镜。Li~ I670.8nm共振双峰只在两个最暗最冷的天体中被清楚地探测到，它们被归类为L3.5到L4褐矮星团成员，光度在10个$^{-4}$太阳附近。锂耗尽因子估计我们的目标与合成光谱的帮助下，它们与进化模型的预测进行比较。毕宿星团的LDB年龄为6.5亿$\pm$-7000万年，这为我们使用\citet{2015A&A..577..42}计算的一组最先进的褐矮星进化模型提供了一致的数据描述。
2018-02-20 astro-ph.SR
A new L5 brown dwarf member of the Hyades cluster with chromospheric activity
我们的目标是确定附近的毕宿疏散星团的褐矮星成员，以确定在中等年龄的褐矮星的光度和光谱特性，并扩展知识的亚恒星质量功能的集群。我们交叉匹配了2 MASS和AllWISE公共目录，并测量了自行，以识别毕宿星团中心区域半径为8度的区域内的低质量恒星和褐矮星候选者。我们确定了与光度和自行一致的集群成员的对象。对于最微弱的（$J$，= 17.2 mag）最有希望的天体测量和光度测量的低质量候选者2 MASS，J 04183483 $+$ 2131275，成员概率为94.5%，我们获得了低分辨率的10.4米加那利大望远镜的中分辨率（R = 1，300 - 1000）和中分辨率（R = 1，2500）光谱学。根据低分辨率光谱，我们确定了L5.0 $\pm$ 0.5光谱类型，与可用的光度测定法一致。在中间色散光谱中，我们检测到发射中的H $α$（以$\sim$ 2.8 μ m的半高全宽勉强分辨），并测定了$\log ($ L $_{\rm{H}α}$ /L $_{\rm bol})=-6.0$ dex。从H $α$，我们得到的径向速度为38.0 $\pm$ 2.9 km $\cdot$ s $^{-1}$，这与自行相结合，导致空间速度是完全一致的毕宿星团的成员。
2017-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Flares in Open Clusters with K2. II. Pleiades, Hyades, Praesepe, Ruprecht 147, and M67
耀斑是恒星表面的高能爆发，是磁驱动发射的明确表现。它们的出现率和能量分布追踪恒星的质量和年龄等特征。但是在耀斑可以用来限制恒星的性质之前，耀斑-年龄-质量的关系需要适当的校准。这项工作的目的是量化的耀斑活动的独立年龄定年的主序星的光谱类型的广泛使用光学光变曲线获得的开普勒卫星。从完整的K2档案，我们搜索了3435 $\sim 80$一天的光变曲线的2111个疏散星团成员的耀斑使用开源软件包K2 SC从K2光变曲线中删除仪器和天体物理的变化，和AltaiPony搜索和表征耀斑候选人。我们在高概率的疏散星团成员上确认了3844个耀斑，年龄从零岁的主序星（昴星团）到3.6 Gyr（M67）。我们将本系列第一次研究中探测的质量范围扩大到从类太阳恒星到中M矮星。我们在样本中加入了毕宿星团（6.9亿年），作为与Praesepe（7.5亿年）、2.6 Gyr的Ruprecht 147以及其余星团中来自K2战役后期的数百条光变曲线的比较。耀斑能量在整个参数空间的分布是相似的，遵循指数为$α\approx 1.84-2.39$的幂律关系。随着年龄的增长，耀斑速率下降，质量更大的恒星下降得更快。我们发现证据表明，在毕宿/Praesepe年龄附近的M1-M2矮星中，当这些恒星旋转到大约10天的旋转周期时，耀斑活动迅速下降，而质量较高的恒星已经过渡到较低的耀斑速率，而质量较低的恒星仍然处于饱和活动状态。（…
2020-10-12 astro-ph.SR
Spectroscopy of Hyades L dwarf candidates
我们给出了Hogan等人（2008）在毕宿星团中发现的L矮星候选者的光度、天体测量和光谱跟踪结果。我们获得了低分辨率的光谱与OSIRIS光谱仪的Gran Telescopio de Canarias的所有12个L矮候选人，以及新的J波段成像的子样本的8个，以确认他们的自行。我们还提出了中红外测光从明智的领域红外巡天探测器（WISE）的毕宿星L和T矮星候选人，并估计其光谱距离，有效温度和质量。我们确认了几个L矮星候选人的冷性质，并确认天体测量他们的成员资格，弥合最酷的M矮星和两个T矮星之前报道的毕宿星团之间的差距。这些成员代表了6.25亿年前的宝贵光谱模板和略超太阳的金属丰度（Fe/H=+0.13）。我们更新的毕宿星质量函数在氢燃烧的限制，并在亚恒星制度。我们确认了一小部分质量低于0.1 Msun的成员属于毕宿星团。
2014-10-01 astro-ph.SR
Dynamical masses for the triple system HD 28363 in the Hyades cluster
毕宿星团中的恒星HD 28363作为一个周期为40年的可见双星已经有一个多世纪了。而第二颗则是一颗周期为21天的单线分光双星。在这里，我们报告了广泛的光谱监测，揭示了第三颗星的谱线的第一次这个层次的三重系统。结合天体测量信息，这使得有可能确定所有三颗恒星的动力学质量。毕宿星团中只有另外六颗双星的质量是动态测定的。我们推断系统的属性相结合，我们的径向速度测量与视觉观测，月球掩星测量，并与自行依巴谷和盖亚任务，提供了一个约束的天体加速度。我们推导出视主星的质量为1.341 +/- 0.026/0.024 M（太阳），另外两颗恒星的质量为1.210 +/- 0.021 M（太阳）和0.781 +/- 0.014 M（太阳）。这些测量与其他六个系统的测量一起建立了毕宿星团的经验质量-光度关系，该关系与已知年龄和化学成分的星团恒星演化的当前模型广泛一致。
2019-09-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical masses for the Hyades binary 80 Tauri
毕宿星团的经验质光关系依赖于五个双星系统的动力学质量测定，其中一个是食双星，另外四个是可见或干涉双星。最后一个是在20多年前被发现和首次测量的。在这里，我们提出了一个新的双星系统在集群，80头，这也是一个视觉对更长的轨道周期约170年的动态质量测量。虽然我们缺乏径向速度的信息，使个人的质量测定在所有以前的二进制文件，我们表明，它仍然是可能的，以获得组件的质量为80头只使用天体测量观测。这是由依巴谷和盖亚任务的精确自行测量所实现的，这些测量限制了天空平面中的轨道加速度。主星系和副星系各自的自行值对质量比有直接的限制。我们的质量测量值，M（A）= 1.63（+0.30/-0.13）M（太阳）和M（B）= 1.11（+0.21/-0.14）M（太阳），与先前已知的五个系统定义的质量-光度关系一致，这反过来又与当前的恒星演化模型很好地吻合。
2019-08-08 astro-ph.SR
Masses of the Hyades white dwarfs: A gravitational redshift measurement
上下文利用引力红移可以精确地测量毕宿星团中白矮星的质量，因为恒星的径向速度可以独立于天体测量的光谱而获得，并且星团具有低速色散。目标。我们的目标是获得一个准确的测量毕宿WD质量确定的质量半径比（M/R）从观测到的引力红移，并将它们与来自其他方法的质量进行比较。方法.我们分析了属于毕星团的六个WD的高分辨率UVES-VLT光谱，以测量它们的多普勒频移，从中减去天体测量径向速度后确定M/R。我们估计的半径使用盖亚测光以及文献数据。结果与引力红移测量相关的M/R误差约为5%。使用不同方法评估的半径估计值非常一致，尽管根据数据的质量，它们可能相差高达4%。基于引力红移的质量系统地小于从其他方法得到的质量，最小值为$\sim 0.02$，最大值为0.05太阳质量。虽然这种差异在我们的测量不确定度范围内，但它是系统性的这一事实表明不同方法之间可能存在真正的差异。结论.我们表明，来自引力红移测量的M/R是一个强大的工具，以确定质量的毕宿星团WD，并可能揭示有趣的性质，他们的大气。该技术可以通过使用专用的光谱仪来改进，并且可以扩展到其他星系团，使其能够准确和经验地确定疏散星团中WD的质量。同时，我们证明了WDs的引力红移与恒星演化模型的预言在几个百分点之内是一致的。
2019-07-02 astro-ph.SR
Mass Segregation in the Hyades Cluster
使用盖亚色星等图，我们分配质量的979确认成员的毕星团和尾巴的目录。通过拟合累积质量剖面，潮汐半径内的恒星具有类似于Plummer的剖面，半质量半径$r_{\rm h}$为5.75 pc。尾部用$r_{\rm h} = 69.35$ pc延伸，并且比Plummer下降得更慢，密度与距离$^{-1.36}$成比例。星团恒星在BP-RP $=2$或$0.56 M_\odot$处被分成两组，产生高质量（${\bar M} = 0.95 M_\odot$）和低质量（${\bar M} = 0.32 M_\odot$）星群。我们证明：（i）高质量种群的半质量半径$r_{\rm h}$为4.88 pc，而低质量种群的半质量半径为$r_{\rm h} = 8.10$ pc;（ii）尽管空间范围不同，但高质量种群和低质量种群的运动学和二元性特性相似。他们有各向同性的速度椭球平均一维速度色散$σ$分别为0.427和0.415公里的$^{-1}$。毕星团的动力学状态远离能量均分（$σ\propto {\bar M}^{-1/2}$）。我们确定了一个新的质量偏析不稳定的逃逸速度$V$的集群。具有$V/σ\lesssim 2\sqrt{2}$的种群永远无法达到热平衡和均分。这个区域包含了许多银河系的疏散星团和球状星团。对于毕宿星来说，必须有至少$9.5 \times 10^{-4} M_\odot\,{\…
2022-02-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The radiative-convective gap: fact or fiction?
本文利用Gaia数据和PARSEC等龄线拟合研究疏散星团中的Böhm-Vitense间隙，发现观测CMD中无明确间隙，认为该间隙可能源于小数量统计和A到F型恒星质量-颜色关系的不均匀性。
2024-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematic modelling of clusters with Gaia: the Death Throes of the Hyades
盖亚数据的精确性为研究星团的内部速度场提供了一个独特的机会。我们开发并验证了一个前向建模方法的内部运动的恒星在一个集群。该模型允许描述旋转和剪切的各向异性速度色散矩阵和线性速度梯度，结合了恒星子集的径向速度，并通过混合模型考虑了背景源的污染。我们将该方法应用于毕宿星团及其潮汐尾的盖亚DR 2数据，划分和比较10 pc以内和10 pc以外的恒星运动学，这大致是星团的潮汐半径。虽然星系团的速度分散几乎是各向同性的，但尾部的速度椭球体明显是细长的，长轴指向银河系中心。我们发现星系团在银河方位角和垂直方向上有$\approx 2σ$显著的正膨胀和负膨胀，但没有旋转。潮汐尾在银河系中心倾斜的方向上伸展，同时在银河系垂直方向上与星团一样收缩。尾部的切变（A）为$16.90\pm 0.92$ m/s/pc，涡度（B）为$-6.48\pm1.15$ m/s/pc，这两个数值与当地的奥尔特常数不同。
2020-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopically confirmed brown dwarf members of Coma Berenices and the Hyades
利用NASA红外望远镜SpEX和William Herschel望远镜LIRIS获得了后发座和毕星团9颗褐矮星候选成员的低、中分辨率光谱。我们的结论是，这些天体中有7个确实是M晚期或L早期的矮星，两个可能是后发座的成员，四个可能是毕宿星团的成员。两个天体，cbd 40和Hy3被认为是一个L型矮星，尽管Hy3也有可能是一个属于星团的未解析的双星。这些天体的质量在71到53 M $_{\rm Jup}$之间，接近这些星团的氢燃烧边界，但是只有锂的光学探测才能确认它们是否真的是亚恒星。
2014-04-15 astro-ph.SR
Lithium in the Hyades L5 brown dwarf 2MASSJ04183483+2131275
根据毕宿褐矮星2 MASSJ 04183483 +2131275（2 M0418）的光度、有效温度和年龄，亚恒星演化模型预测其质量在39-55木星质量（M_Jup）之间，除了大于53 M_Jup的范围外，不足以产生任何实质性的锂燃烧。我们的目标是测量这个物体中锂的丰度，测试模型和观测结果之间的一致性，并改进对物体质量和年龄的约束。我们使用10.4米的加那利大望远镜（GTC）及其低色散光谱仪获得了10个2277 s的光谱，每个光谱覆盖6300-10300埃的范围，分辨率为R~500。在几个月的光谱中，我们检测到持续未分辨的H_α发射，其伪等效宽度（pEW）在45-150埃范围内，各种碱金属的吸收线具有L5光谱类型物体中发现的典型强度。在2 M0418（L5）中检测到6707.8埃的锂共振线，pEW为18+/-4埃。我们确定的锂丰度log N（Li）= 3.0+/-0.4 dex与该元素的90%的最小保存一致，这证实2 M0418是一颗最大质量为52 M_Jup的褐矮星。我们推断毕宿星团的最大年龄为775百万年，从比较与BHAC 15模型。结合最近的文献结果和我们的研究，我们限制2 M0418的质量为45-52 MJup和年龄为580-775百万年（1西格玛）的基础上的锂耗尽边界方法。
2018-07-08 astro-ph.SR
The Factory and The Beehive II. Activity and Rotation in Praesepe and the Hyades
疏散星团是具有单一、明确年龄的恒星的集合，可以用来研究恒星一生中角动量演化和磁场活动之间的联系。我们提出了恒星旋转和活动之间的关系的比较研究的结果在两个基准的疏散星团：Praesepe和毕宿星团。由于它们具有相同的年龄和大致的太阳金属丰度，这些星系团可以作为一个理想的实验室，用于测试$\approx$ 6亿年的理论和经验旋转活动关系之间的一致性。我们已经编制了一个样本的720光谱-其中一半以上是新的意见-为516高置信度的成员Praesepe，我们还获得了139个新的光谱为130高置信度的Hyads。我们收集了135个Praesepe成员和87个Hyads的旋转周期（$P_{rot}$）。为了比较$Hα$发射，色球活动的指标，作为颜色，质量和Rossby数$R_o$的函数，我们首先计算一组扩展的$χ$值，我们可以得到的$Hα$辐射热光度比，$L_{Hα}/L_{bol}$，即使光谱没有通量校准和/或恒星缺乏可靠的距离。我们的$χ$值涵盖了更广泛的恒星质量和颜色（大致相当于从K 0到M9的光谱类型），并表现出更好的独立计算之间的协议，比现有的值。我们发现两个星团的$Hα$等效宽度或$L_{Hα}/L_{bol}$分布没有差异，因此将合并后的$Hα$和$P_{rot}$数据作为600万年前恒星的代表。我们的分析表明，这些恒星中的$Hα$活动对于$R_o\leq0.11^{+0.02}_…
2014-09-26 astro-ph.SR
Zodiacal Exoplanets in Time (ZEIT) VI: a three-planet system in the Hyades cluster including an Earth-sized planet
年轻星团中的行星是研究行星系演化的有力工具。在这里，我们报告发现了三颗行星过境K2-136（EPIC 247589423），这是毕宿星团（~ 8亿年）中的一颗晚K矮星，以及该系统中其他行星的强大检测极限。这些行星是根据它们的K2光变曲线确定的，这是我们对年轻星团和恒星形成区调查的一部分。最小的行星的半径与地球相当（0.99 +/- 0.05地球半径），使其成为少数几个已知年龄年轻的地球大小的行星之一。这两颗较大的行星可能是迷你海王星和超级地球，半径分别为2.91+/-0.11和1.45+/-0.10地球半径。这些行星的预测径向速度信号在0.4到2米/秒之间，可以用现代精密的RV摄谱仪实现。由于目标恒星是明亮的（V=11.2），并且对于年轻恒星（2-6 mmag）来说具有相对较低的恒星变化幅度，EPIC 247589423拥有年轻疏散星团中已知的最好的行星，可以精确地跟踪径向速度，从而能够对早期声称的年轻行星密度低于老年行星的说法进行强有力的测试。
2017-11-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Substellar multiplicity in the Hyades cluster
本文首次对毕宿疏散星团中的极低质量恒星和褐矮星进行了高角分辨率的多系统巡天。使用Keck II自适应光学系统，我们观察到一个完整的样品的16个对象与估计质量$\lesssim$ 0.1 Msun。我们已经确定了三个接近的双星，预计分离$\lesssim$ 0.11”，或$\lesssim$ 5 AU。在我们的图像中也检测到了一些宽的，大多数是微弱的候选同伴，其中大多数是基于天体测量和/或光度考虑的不相关的背景源。在2-350天文单位范围内的多重性频率为19+13/-6%，以及大于10天文单位的系统的稀有性都与现场非常低质量物体的观测结果一致。在有限的3-50天文单位的距离范围内，毕宿星团中从棕矮星到太阳型恒星的伴星频率基本上是恒定的，这也符合我们目前对场星的认识。将这次巡天发现的双星与昂宿星团中已知的双星相结合，我们发现疏散星团中的低质量双星，以及恒星形成区中的低质量双星，与它们的场双星相比，倾向于更低的质量比（$0.6 \lesssim q \lesssim 0.8$），这一结果不能用选择效应来解释。虽然不能完全排除在基于模型的质量估算中对极低质量恒星存在严重系统误差的可能性，但这不太可能解释这种差异。我们推测，这一趋势表明，在非常低质量场的恒星之间的调查可能错过了大量的中间质量比系统，这意味着这些系统比以前认为的更常见，更多样化。
2013-06-18 astro-ph.SR
Consistent metallicity scale for cool dwarfs and giants. A benchmark test using the Hyades
在某些情况下，矮恒星和巨恒星的化学丰度被同时使用，假设它们共享相同的丰度标度。这种假设可能在不同的天体物理学背景下产生影响。我们的目标是确定一种方法，能够产生一个一致的金属丰度规模的巨人和矮人。为了实现这一点，我们分析了毕宿疏散星团中的巨星和矮星。所有这些恒星都有用HARPS和UVES获得的档案高分辨率光谱数据。此外，巨行星的角直径有干涉测量。我们用两种方法分析了样品。第一种方法独立于光谱学约束大气参数。为此，我们提出了一种新的基于三维模型大气的微湍流校准。第二种方法是基于Fe线的经典光谱法。我们还测试了两个行列表，试图最大限度地减少可能的非LTE影响，并优化巨人的治疗。我们表明，这是可能的，以获得一致的金属丰度标度之间的矮星和巨星。优选方法应约束独立于光谱的三个参数$T_{\rm eff}$、$\log~g$和$ξ$。特别是，在巨星的光谱中，应该选择没有混合的谱线。当注意线列表时，经典光谱方法也可以产生一致的结果。与约束良好的恒星参数集导出的金属丰度是一致的，独立于所使用的线列表。因此，对于该簇，我们倾向于使用该方法获得的金属丰度为+0.18 $\pm$ 0.03 dex。经典的光谱分析，使用的线列表优化的巨星，提供了+0.14 $\pm$ 0.03 dex的金属丰度，与以前的工作。
2015-09-29 astro-ph.SR
