The Gould Belt Very Large Array Survey IV: The Taurus-Auriga complex
本文介绍了用卡尔G。Jansky甚大阵列，频率为4.5 GHz和7.5 GHz。我们总共探测到610个源，其中59个与年轻恒星天体有关，18个与场星有关。56%的年轻恒星的性质与非热射电辐射相容。我们还表明，更先进的年轻恒星物体的无线电发射往往是更非热的起源，在一般情况下，他们的无线电特性是兼容的，在其他恒星形成区。通过将我们的结果与以前报道的X射线观测结果进行比较，我们注意到金牛座-御夫座中的年轻恒星天体遵循$κ$ =0.03的居德尔-奔驰关系，正如我们以前对其他恒星形成区域所建议的那样。一般来说，金牛座-御夫座和所有以前研究过的地区的年轻恒星天体似乎都遵循这种关系，色散为$\sim1$ dex。最后，我们提出，其余的大部分来源与河外天体有关，但提供了一个列表，46个不明无线电源的无线电特性是兼容的YSO性质。
2014-12-19 astro-ph.SR
Spectroscopy of ε Aurigae during the 2009-2011 eclipse
本文介绍了御夫座ε食系统的光谱观测结果。我们追踪了不同日食阶段的谱线变化。这些变化的一部分是恒星辐射被次级恒星周围的星周盘（CS）气体成分吸收的结果。另一部分是由于恒星光球层和最近的星周区域被尘埃CS盘遮蔽而产生的。比较我们的结果与以前的一个，得到的Lambert和Sawyer在1982-1984年的日食，表明了良好的协议，并认为有利于次级盘结构的稳定性。根据新的观测数据，我们给出了系统各组成部分的新的质量估计。
2013-09-02 astro-ph.SR
Triple system HD 201433 with a SPB star component seen by BRITE-Constellation: Pulsation, differential rotation, and angular momentum transfer
恒星自转影响化学元素和角动量的输运，因此是恒星演化的关键过程，至今尚未完全了解。对于大质量恒星来说尤其如此，它们对宇宙的化学富集非常重要。因此，限制它们的物理参数和内部角动量分布对于校准恒星结构和演化模型非常重要。恒星的内部自转可以通过旋转分裂振荡的星震研究来探测，但这样的结果仍然非常罕见，特别是对于质量比太阳大的恒星。已知SPB星HD 201433是一个单线光谱三重系统的一部分，有两个低质量伴星，周期约为3.3和154 d。我们的研究结果是基于由BRITE -星座和SMEI在科里奥利卫星上进行的光度观测，高分辨率光谱学和超过96年的径向速度测量。我们在光度时间序列中识别出9个旋转分裂偶极模式的序列，并确定HD201433原则上是一个旋转周期非常慢的固体旋转体，旋转周期为297+/-76 d。然而，潮汐与内伴星的相互作用，使表面层的自旋显著加速了大约100倍。角动量转移到HD201433的表面也反映在统计上显着减少的轨道周期约0.9秒，在过去的96年。结合内双星系统的光谱测量和轨道分析的asteroseismic推论，我们得出结论，中央SPB恒星和它的内伴星之间的潮汐相互作用几乎circularised的轨道，但尚未对齐的所有自旋系统，刚刚开始同步旋转。
2017-04-04 astro-ph.SR
Accretion discs as regulators of stellar angular momentum evolution in the ONC and Taurus-Auriga
鉴于最近的实质性更新的光谱类型估计和新建立的固有颜色，有效温度，和测辐射热校正的前主序星（PMS），我们重新解决的吸积盘调节恒星角动量（AM）的演化理论。我们报告的汇编一致的样本完全对流恒星内的两个最充分研究和最年轻的，附近的恒星形成区域：猎户座星云星团（ONC）和金牛座御夫座。我们计算平均特定的恒星AM（$j_{\star}$）假设固体旋转，使用从文献中收集的表面旋转周期和新的恒星半径和年龄的估计。我们使用已发表的斯皮策IRAC通量分类为II类或III类恒星，并比较它们的$j_{\star}$演化。我们的研究结果表明，光盘分散是一个快速的过程，发生在不同的年龄。我们发现一个一致的$j_{\star}$减少率之间的第二类和第三类PMS明星，我们解释为表示一个时期的吸积盘调节AM的演变，其次是近恒定的AM的演变，一旦光盘已经消散。此外，假设我们所观察到的恒星年龄的传播是真实的，我们发现在II类阶段的$j_{\star}$的去除率比预期的更快的收缩在恒定的恒星自转速率。一个更有效的AM移除过程必须存在，最有可能的形式是吸积驱动的恒星风或其他流出的星盘相互作用区域或扩展盘表面。
2014-07-23 astro-ph.SR
A Spectroscopic Study of DD UMa: Ursa Major Group Member and Candidate for BRITE
大熊座群是一个邻近的恒星超星系团，虽然没有引力约束，但由共同运动的成员定义。DD Uma是一颗$δ$ Scuti恒星，其在大熊座群中的成员身份尚不清楚。这项研究的目的是确认DD Uma在大熊座群中的成员资格，并对该恒星进行详细的光谱分析。由于DD Uma是一颗低振幅的$δ$ Scuti星，我们进行了频率分析。我们确定了基本参数，化学丰度，并推导出恒星的质量和年龄。在本研究中，我们在冈山天文台使用高分辨率摄谱仪HIDES，在2009年2月的$27^{th}$和$4^{th}$ 3月之间观测了DD UMa。为了扩大我们的丰度分析，从EQUIPDIE档案中提取了额外的观察结果。DD UMa的组成员通过检查银河系坐标中恒星的速度来评估。脉动频率通过检查HIDES光谱中的线轮廓变化来确定。恒星的基本参数和化学丰度是通过将合成光谱与HIDES和ESDIE观测结果拟合而得的。根据恒星的空间运动，DD Uma被认为是大熊座星群延伸星流的一员。这是由恒星的化学丰度与大熊座成员一致的支持。这颗恒星被发现是化学太阳，具有$T_{eff}=7450\pm150$ K和$\log g=3.98\pm0.2$。我们发现脉动频率为9.4 c/d和15.0 c/d。虽然这些频率不足以进行星震研究，但DD Uma是BRITE星座未来研究的一颗很好的亮星候选者。
2011-07-25 astro-ph.SR
BRITE-Constellation high-precision time-dependent photometry of the early-O-type supergiant $ζ$ Puppis unveils the photospheric drivers of its small- and large-scale wind structures
从$5.5$月的双波段光学光度监测在$1$ mmag水平，BRITE星座揭示了两个同时类型的变化在O 4 I（n）fp星$ζ$船尾座：一个单一的周期性非正弦分量叠加在一个随机分量。单周期分量是先前由Coriolis/SMEI检测到的$1.78$ d信号，但这次与突出的第一谐波一起。这种信号的形状随着时间的推移而变化，这种行为与恒星振荡不相容，但与不断发展的明亮表面不均匀性所产生的旋转调制一致。通过约束非线性光变曲线反演算法，我们映射的亮表面斑点的位置，并跟踪其演变。我们同时对该恒星进行的地面多站点光谱监测揭示了其He II $\lambda4686$风发射线与$1.78$日旋转周期的周期性调制，显示了共转相互作用区（CIR）的特征，这些特征被证明是由BRITE观察到的明亮光球斑驱动的。在He II $\lambda4686$线中也观察到风团的痕迹，并与BRITE在光球探测的光变化的随机分量的振幅相关，这表明BRITE观测还揭示了$ζ$ Pup中风团的光球驱动因素，并且聚集现象始于风的最底部。明亮的表面不均匀性和随机光变化的起源仍然未知，但地下对流区可能在这两种类型的光球变化的产生中发挥重要作用。
2017-10-23 astro-ph.SR
Constraining the near-core rotation of the gamma Doradus star 43 Cygni using BRITE-Constellation data
利用BRITE星座纳米卫星获得的$γ$ Dor星43 Cyg的光度时间序列使我们能够详细研究其脉动特性并限制其内部结构。我们的目标是找到一个g模式的周期间隔模式，使我们能够确定近核心的旋转速率43天鹅座，并重新确定恒星的基本大气参数和化学成分。我们进行了频率分析，使用156天长的数据集获得的BRITE多伦多卫星，并采用了一套MESA/GYRE模型，以获得模式识别，渐近周期间距和近核心旋转速率。我们还使用高分辨率，高信噪比光谱数据获得的1.2米墨卡托望远镜与HERMES光谱仪重新确定基本的大气参数和化学成分的43 Cyg使用软件光谱学容易（SME）。我们检测到43个固有的脉动频率，并确定其中18个是一个周期间隔模式的一部分，由具有渐近周期间隔$ΔΠ_{l=1}$为$2970^{+700}_{-570} \rm s$的双极模式。近核心旋转速率确定为$f_{\rm rot} = 0.56^{+0.12}_{-0.14}\,\rm d^{-1}$。天鹅座43号行星的大气层显示出太阳的化学组成，其有效温度为7150 $\pm$ 150 K，log g为4.2 $\pm$ 0.6 dex，预计旋转速度$v {\rm sin}i$为44 $\pm$ 4 km $^{-1}$。所观察到的周期间隔模式的形态表明，在恒星内部存在一个显着的化学梯度。
2017-10-06 astro-ph.SR
New X-ray observations of IQ Aurigae and alpha2 Canum Venaticorum - Probing the magnetically channelled wind shock model in A0p stars
我们对A0 p型恒星α ^2 CVn（log Lx < 26.0 erg/s）和IQ Aur（log Lx = 29.6 erg/s）进行了新的X射线观测，发现它们的X射线光度相差至少三个数量级。IQ Aur拥有强大的冷等离子体成分，X射线发射区位于恒星表面上方，但也有大量的热等离子体。此外，从IQ Aur探测到一个大的X射线耀斑，这意味着存在磁重联。我们对相似恒星的比较研究表明，磁通道风激波（MCWS）产生的X射线辐射的发生强烈地依赖于恒星的性质。X射线发射优选地由诸如IQ Aur的更明亮和更大质量的物体产生。MCWS方案可以一致地描述这些A0 p恒星的X射线发射，假设非常强的磁约束的恒星风已导致建立了一个刚性旋转盘周围的恒星，在那里发生磁重联和离心爆发事件。
2011-05-18 astro-ph.SR
BRITE-Constellation: nanosatellites for precision photometry of bright stars
BRITE-星座（BRITE代表明亮目标探测器）是一项国际纳米卫星飞行任务，以两种颜色对通常亮度超过4等的恒星的亮度和温度变化进行光度监测，其精度和时间覆盖范围在地面上是不可能的。目前的任务设计包括六颗纳米卫星（因此称为星座）：两颗来自奥地利，两颗来自加拿大，两颗来自波兰。每颗7公斤的纳米卫星携带一个孔径为3厘米的光学望远镜，向一个非制冷的CCD供电。每对仪器中的一个配备蓝色滤光片，另一个配备红色滤光片。每个BRITE仪器都有一个宽视场（~24度），因此可以同时观察到大约15颗明亮的恒星，采样为32像素x 32像素的子光栅。通过机载数据处理，将有可能对其他较暗目标进行光度测定，但精度会降低，但时间取样会彻底。BRITE样本主要是由最内在发光的恒星组成：在所有演化阶段都可以看到的大质量恒星，以及在核燃烧阶段最后阶段演化的中等恒星。BRITE星座的目标是：（1）测量p和g模式脉动，通过星震学探测恒星内部和年龄;（2）寻找恒星表面上因旋转而穿过恒星盘的不同点，这些点是最明亮恒星风中同向旋转相互作用区域的来源，可能是地下磁对流引起的;（3）寻找行星凌日。
2014-06-14 astro-ph.IM astro-ph.SR
Short-term variability and mass loss in Be stars I. BRITE satellite photometry of $η$ and $μ$ Centauri
非径向脉动（NRP's）参与Be星质量损失的经验证据范围从（i）一个单一的情况下（\object{$μ$ Cen}）重复的质量喷射触发的多模式拍（ii）几个测光报告大量的脉动模式突然出现在爆发和（iii）有效的单模embritocators。利用BRITE纳米卫星星座获得了Be星$η$和\object{$μ$ Cen}的mmag测光。在低倾角恒星\object{$μ$ Cen}中，由数量不等的近恒星物质造成的光污染阻碍了对中心恒星的可变性和其他性质的任何新见解。在赤道上的恒星\object{$η$ Cen}中，BRITE测光和20世纪90年代的{ \sc Heros}阶梯光栅光谱揭示了恒星-圆盘相互作用的复杂时钟机制。质量传递是调制与两个NRP模式的频率差和振幅的三倍大的两个NRP模式的振幅和。这个过程提供了一个高振幅的拱星活动，其频率不相干且略低，称为Štefl频率。质量损失调制周期与Štefl频率值及其振幅的变化紧密耦合，尽管存在强烈的漂移相位差。的意见是很好地描述了分解的质量损失到一个脉动相关的发动机在恒星和一个粘度占主导地位的发动机在拱星盘。争论的发展，大规模的气体循环流动发生在接口。这些涡流的传播速率表现为Štefl频率。在质量损失事件期间功率谱中的突发可以被理解为这些气流固有的噪声。
2016-02-04 astro-ph.SR
The Effect of Starspots on Spectroscopic Age and Mass Estimates of Non-Accreting T~Tauri Stars in the Taurus-Auriga Star Forming Region
本文通过近红外光谱和复合模型刻画金牛座-御夫座T Tauri星的星斑，发现考虑星斑后恒星质量平均增加60%、年龄增加一倍，修正了传统光学光谱方法的偏差。
2024-03-29 astro-ph.SR
The IGRINS YSO Survey I. Stellar parameters of pre-main sequence stars in Taurus-Auriga
给出了110个典型K-和M-型（1.3 $-$ 0.13 $M_\odot$）金牛座-御夫座年轻恒星天体的基本参数。分析产生有效温度（$T_{\rm eff}$）、表面重力（$\log$ g）、磁场强度（B）和投影旋转速度（$v \sin i$）的同时测定。我们的方法采用合成光谱和高分辨率（R $\sim$ 45，000）近红外光谱与浸没光栅红外光谱仪（IGRINS），以适应特定的K波段光谱区域最敏感的这些参数。这些高分辨率光谱的使用减少了距离的不确定性，红化，和非光球连续发射的参数确定的影响。对于$T_{\rm eff}$、$\log$ g，B和$v \sin i$，中位总（拟合+系统）不确定度分别为170 K、0.28 dex、0.60 kG、2.5 km s $^{-1}$。我们确定了41个Taurus YSO的B（其余YSO的上限），并在参数中找到了系统偏移（较低的$T_{\rm eff}$、较高的$\log$ g和$v \sin i$），此时B是可测量的，但未在拟合中考虑。II类和III类天体的平均$\log$ g相差0.23 $\pm$ 0.05 dex，这与III类天体是恒星形成区域中更演化的成员相一致。然而，$\log$ g的离散度大于不确定性，这突出了YSO分类与年龄（$\log$ g）的相关性，但仍存在异常年轻（较低的$\log$ g）的III类YSO和相对较老…
2021-08-03 astro-ph.SR
GIARPS High-resolution Observations of T Tauri stars (GHOsT). IV. Accretion properties of the Taurus-Auriga young association
在GIARPS@TNG金牛座T星高分辨率观测（GHOsT）项目的框架内，我们研究了金牛座-御夫座恒星形成区（SFR）的37颗经典金牛座T星的吸积特性，目的是表征它们与中心恒星，喷流和盘风以及全球盘结构的特性之间的关系，并与补充ALMA millimiter观测协同作用。我们推导出恒星的参数，光学面纱，吸积光度（$\rm L_{acc}$）和质量吸积率（$\rm \dot M_{acc}$）在一个均匀和自洽的方式使用高分辨率光谱获得的国家伽利略望远镜与HARPS-N和GIANO摄谱仪，并根据同期的低分辨率光谱和光度辅助观测通量校准。提供了金牛座样本的$\rm L_{acc}$ - $\rm L_{\star}$、$\rm \dot{M}_{acc}$ - $\rm M_{\star}$和$\rm \dot{M}_{acc}$ - $\rm M_{disk}$关系，并与狼疮和Chamaeleon I的同时期SFR进行了比较。我们的研究结果表明，同时光学和近红外高分辨率光谱的潜力，同时提供精确的测量恒星和吸积/风的年轻恒星的属性。
2022-10-11 astro-ph.SR
Catalogue of BRITE-Constellation targets I. Fields 1 to 14 (November 2013 - April 2016)
本文发布BRITE-Constellation任务前14个场中300颗恒星的光度数据目录，经去相关校正和统计分析后在64%的样本中探测到光变，其中64颗为文献中未证认的变星，并公开全部数据以促进后续研究。
2023-11-30 astro-ph.IM astro-ph.SR
Absolute Properties of the Triple Star HP Aurigae
对食双星HP Aur的新光度、光谱和食时观测允许非常精确的轨道测定，即使存在第三个天体和短暂的星点活动。食双星的质量和半径的精确度分别为+/-0.4%和0.6%。质量分别为0.9543 +/- 0.0041和0.8094 +/- 0.0036太阳质量，半径分别为1.0278 +/- 0.0042和0.7758 +/- 0.0034太阳半径。外轨道的轨道周期第一次被准确地知道- 4.332 +/- 0.011年。与现有恒星演化理论的比较表明，在70亿年左右的年龄，组分的绝对性质可以很好地与现有模型相匹配。
2013-10-14 astro-ph.SR
Projected Rotational Velocities and Fundamental Properties of Low-Mass Pre-Main Sequence Stars in the Taurus-Auriga Star Forming Region
投影恒星自转速度（$v \sin i$）是理解前主序星角动量演化过程的关键。我们提出了$v \sin i$测量的高分辨率红外和光学光谱的70个前主序星在金牛座御夫座恒星形成区域，除了有效温度测量线深比，和恒星自转周期确定的光学光度。从文献中，我们确定了我们的样本中的恒星，显示出居住在拱星盘或多个系统的证据。红外$v \sin i$测量使用两种技术计算的比较显示的剩余散射的$\sim$ 1.8公里秒$^{-1}$，定义一个典型的错误地板的$v \sin i$的主序前星的红外光谱。有和没有伴星的$v \sin i$分布的比较表明，双星/多星通常有较高的测量$v \sin i$，这可能是由伴星线的污染，双星系统中较短的盘寿命，或层次三重星系中的潮汐相互作用造成的。光学和红外$v \sin i$值的比较显示没有显着差异，无论恒星是否有一个磁盘或没有，表明CO污染磁盘不影响$v \sin i$测量以上的典型$\sim$ 1.8公里秒$^{-1}$错误地板我们的测量。最后，我们观察到的$v \sin i$，存在的磁盘，和H-R图的位置，这表明恒星旋转和前主序星的演化之间的复杂的相互作用之间缺乏相关性。
2021-03-01 astro-ph.SR
MESA Models of the Evolutionary State of the Interacting Binary epsilon Aurigae
使用MESA代码（恒星天体物理学实验模块，版本9575），对御夫座双星系统（HD 31964，F0 Iap+盘）的演化状态进行了评估。我们试图满足几个观测约束：1）要求演化轨道接近主星当前的温度和光度; 2）获得接近观测值27.1年的周期; 3）匹配质量函数3.0; 4）同时存在洛希叶溢出和质量转移; 5）同位素比12 C/ 13 C = 5，和（6）匹配干涉测定的角直径。MESA模型以9.85 + 4.5 Msun的二进制质量开始，初始周期为100天，产生1.2 + 10.6 Msun的结果，周期为547天，12 C/ 13 C比率为个位数。这些数值是在2000万年前达到的，当时施主星接近御夫座A的光度和温度，作为一颗后RGB/前AGB星。与此同时，这个吸积体则是一颗主序层上部的早期B型恒星。这一基准模型可以为进一步探索这一相互作用双星以及其他长周期双星提供基础。
2018-03-16 astro-ph.SR
On the nature of the candidate T-Tauri star V501 Aurigae
我们报告新的多色测光和高分辨率光谱观测的长周期变量V501 Aur，以前被认为是一个弱线的T-金牛星属于金牛座御夫座恒星形成区域。光谱观测表明，V501 Aur是一个单线光谱双星系统，轨道周期为68.8天，轨道略偏心（e ~ 0.03），系统速度与金牛座-御夫座的平均速度不一致。测光显示准周期性变化的不同，~55天的时间尺度，我们归因于旋转调制的斑点。看不到日食。这颗可见天体是一颗快速旋转（vsini ~ 25 km/s）的早期K星，其旋转周期意味着它一定很大（R > 26.3 Rsun），光谱估计也表明它的表面重力很低。盖亚任务和其他独立估计的视差意味着比金牛座-御夫座区域大得多的距离，与巨人解释一致。综合这些证据，再加上对LiI~ $λ$ 6707和H $α$谱线的重新评估，表明V501 Aur不是一颗金牛座T星，而是一颗在金牛座-御夫座恒星形成区后面有巨大主星的场双星。光谱轨道的大质量函数和与恒星演化模型的比较表明，次级恒星可能是一颗早型主序星。
2017-02-15 astro-ph.SR
New Young Star Candidates in the Taurus-Auriga Region as Selected From WISE
金牛座分子云在天空中对着一个大的立体角，超过250平方度。到目前为止，对合法金牛座成员的搜索受到天空覆盖范围以及区分成员和闯入者的挑战的限制。宽视场红外巡天探测器（WISE）最近观测了整个天空，我们利用这个机会从一个约260平方度的区域中搜索年轻恒星天体（YSO）候选金牛座成员，该区域旨在包含先前确定的金牛座成员。我们使用近红外和中红外颜色来选择具有明显红外过量的物体，并结合其他辅助数据的目录来呈现：重新发现的金牛座YSO与红外过量的列表（被认为是由于拱星盘），被拒绝的YSO候选者列表（主要是星系），以及94个幸存的候选者新YSO金牛座成员的列表。在这个候选名单中很可能有污染物残留，并且有必要进行后续光谱。
2011-06-24 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 survey of T Tauri stars with AKARI toward the Taurus-Auriga region
目的：我们用AKARI全天巡天的中红外（MIR）部分在9和18 μ m波长搜索新的金牛座T星（TTS）候选者。方法：我们使用的点源目录（PSC），获得的红外相机（IRC）上AKARI。我们结合了2 MASS PSC和第三版的USNO CCD星表（UCAC）与AKARI IRC-PSC，并调查了517个已知的TTS超过1800平方度的金牛座-御夫座地区的一部分，以找到标准提取TTS。我们考虑了渐近巨星分支（AGB）恒星，后AGB恒星，行星状星云（PNE）和星系，它们具有相似的MIR颜色，以将TTS从这些来源中分离出来。结果：在517个已知的TTS中，我们检测到133个AKARI源。基于AKARI、2 MASS和UCAC巡天的颜色-颜色和颜色-星等图，提出了从AKARI全天数据中提取TTS候选者的标准。在我们的标准的基础上，我们选择了176/14725 AKARI源作为TTS候选人，这些源位于金牛座-御夫座地区。与SIMBAD相比，有148个先前确定的来源，包括115个年轻恒星天体（YSO）和28个未确定的来源。结论：基于SIMBAD鉴定，我们采用我们的标准将TTS鉴定概率取为~ 75%。我们发现28 TTS候选人，其中我们预计21将被确认，一旦后续观察可以获得。虽然~ 75%的概率并不那么高，但它受到SIMBAD数据库完整性的影响，我们可以在整个天空中，在所有恒星形成区域中搜索TTS…
2010-06-03 astro-ph.SR
GEOS RR Lyr Survey: Blazhko Period Measurement of Three RRab Stars - CX Lyrae, NU Aurigae and VY Corona Borealis
本文介绍了对具有强烈Blazhko效应的三颗天琴座RR型星（CX Lyr，NU Aur和VY CrB）的合作观测结果。这项工作是在地球观测卫星RR Lyr调查（欧洲恒星观测小组）的框架内启动和开展的。从测得的光变曲线，我们确定了最大值的时间和幅度。将极大值的时间与星历表进行比较，以获得（O-C）值，并从这些（O-C）值的周期分析中导出Blazhko周期。本文首次报道了NU Aur的Blazhko周期（114.8天）和VY CrB的Blazhko周期（32.3天），并获得了CX Lyr的更精确的周期（68.3天）。这三颗恒星都受到强烈的Blazhko效应的影响，但这种效应对它们每个人来说都有不同的特点。当我们比较最大值的幅度变化和（O-C）值相对于Blazhko相位的变化时，这些变化要么同相，要么相反，甚至正交。
2012-11-30 astro-ph.SR
Capella (alpha Aurigae) revisited: New binary orbit, physical properties, and evolutionary state
对五车二的化学组成和绝对质量的了解是理解这个由两颗巨星组成的基准双星系统演化状态的关键。以前的努力，包括我们自己2009年的研究，在很大程度上未能在观测结果和当前的恒星演化模型之间达成可接受的一致，这使我们无法评估主恒星的状态。在这里，我们报告了修订的组件，将最近发表的高精度径向速度测量的物理特性，和一个新的详细的化学分析提供了丰富的20多个元素在两颗恒星。我们获得了高度精确的（至约0.3%）质量为2.5687 +/- 0.0074和2.4828 +/- 0.0067太阳质量，半径为11.98 +/- 0.57和8.83 +/- 0.33太阳半径，有效温度为4970 +/- 50 K和5730 +/- 60 K，以及根据轨道视差独立测量的光度（78.7 +/- 4.2和72.7 +/- 3.6太阳光度）。我们发现一个很好的匹配恒星演化模型在测量的组成[Fe/H] = -0.04 +/- 0.06。三组不同的模型将主星牢牢地置于核心氦燃烧阶段（团）的末端，而次级恒星则被认为是在赫茨普朗间隙中快速演化。测得的锂丰度、C/N比和12 C/13 C同位素碳丰度比在巨相中迅速变化，与模型的预期大致一致。潮汐理论对自旋速率、自旋-轨道对准和其他性质的预测也没有那么好，需要将耗散机制的效率提高40倍才能与观测结果相匹配。
2015-05-27 astro-ph.SR
Binary orbit, physical properties, and evolutionary state of Capella (alpha Aurigae)
我们报告广泛的径向速度测量的两个巨大的组件分离，104天周期的双星系统的五车二。我们的高度精确的三维轨道解基于所有现有的光谱和天体测量观测，包括我们自己的产量大大改善2.466 +/- 0.018 M_太阳和2.443 +/- 0.013 M_太阳的主要和次要（相对误差为0.7%和0.5%）。改进的值也得到了半径（11.87 +/- 0.56 R_Sun和8.75 +/- 0.32 R_Sun），有效温度（4920 +/- 70 K和5680 +/- 70 K），和光度（79.5 +/- 4.8 L_Sun和72.1 +/- 3.6 L_Sun）。距离确定为13.042 +/- 0.028 pc。五车二在演化的恒星中是独一无二的，除了以上所有，化学成分是已知的，包括总金属量[m/H]，主恒星的碳同位素比12 C/13 C，以及锂丰度和两种成分的C/N比。后三个量是演化的敏感诊断，并且由于第一次疏浚期间对流包络的加深而急剧变化。第二颗正在穿越赫兹普龙间隙，而第一颗被认为处于更长寿命的核心氦燃烧阶段。然而，我们发现，目前的恒星演化模型是无法匹配的所有观测的两个组件在同一时间，并在一个单一的年龄，任何演化状态的主要。当测试旋转同步，自旋轴对准，和轨道圆化的系统对潮汐理论时，发现类似的问题。我们的结论是，我们对恒星演化的高级阶段的理解仍然是非常不完整的。[摘要]
2009-06-04 astro-ph.SR
First Results from the Disk Eclipse Search with KELT (DESK) Survey
利用KELT（Kilodegree Extremely Little Telescope）系外行星巡天的时间序列测光，我们正在通过恒星的原行星盘，特别是在年轻的恒星协会中寻找恒星的日食。到目前为止，我们已经发现了两个以前未知的，围绕年轻恒星御夫座RW和V409 Tau的大型变暗事件。我们将御夫座RW的变暗归因于其潮汐破裂盘的掩星，这种破裂可能是由于其双星伴星最近的一次飞越造成的。即使在御夫座RW的动力学环境下，扭曲的盘状物质仍然非常紧凑，可能能够形成行星。这个系统还表明，在行星形成过程中，强的双星与盘的相互作用也可以通过搅动和混合物质来影响行星和核心的组成。我们解释V409 Tau的变暗是由于一个特征，可能是一个弯曲或扰动，位于距离主星至少10 AU的近边缘的拱星盘上。
2015-09-14 astro-ph.SR
Occultation of the T Tauri Star RW Aurigae A by its Tidally Disrupted Disk
RW Aur A是一颗经典的金牛座T型恒星，被认为是由于它的伴星RW Aur B最近飞掠而导致其星周环境的重新配置。这种相互作用剥离了RW Aur A的一部分环星盘，留下了一个潮汐中断的臂和一个短截的环星盘。我们目前的光度观测的RW Aur系统从千度极小望远镜（KELT）的调查显示，从2010年9月到2011年3月发生了长期和深调光。这次变暗的深度约为2等，持续时间约为180天，并被美国变星观测者协会（AAVSO）的档案观测所证实。我们认为，这一事件的结果是一部分的潮汐破裂盘掩盖RW Aur A，特别是一个片段的潮汐破裂臂。计算的横向线速度的掩星与测量的相对径向速度的潮汐破裂臂是非常一致的。使用简单的运动学和几何参数，我们表明，掩星不能是一个功能的RW Aur A拱星盘，我们会考虑其他的假设我们还对遮蔽恒星的臂的厚度和半长轴进行了限制。
2013-08-09 astro-ph.SR
Gaia EDR3 Reveals the Substructure and Complicated Star Formation History of the Greater Taurus-Auriga Star Forming Complex
金牛座-御夫座复合体是典型的低质量恒星形成区，并提供了一个独特的恒星形成过程的试验平台，在其恒星星族的空间，运动学和时间结构上留下了可观察的印记。金牛座丰富的观测历史已经揭示了一些特殊性，这些特殊性暗示了一个复杂的恒星形成事件，例如成员距离分子云很远，以及年龄分布的证据。有了盖亚，对金牛座人口普查的深入研究可以确认成员资格，识别子结构，并重建其恒星形成历史。我们已经编制了大金牛座地区的广泛普查，确定空间分组，并确认金牛座是跨恒星密度的子结构。有两种亚群：靠近云层的集群和遍布整个地区的稀疏群体。稀疏的群体组成了金牛座的分布种群，平均年龄比云层附近的种群要大，并且拥有长达1500万年的子种群。这些聚集在一起的恒星群的年龄随着距离的增加而增加，这表明目前的恒星形成是从后面触发的。尽管如此，该区域是运动学相干的，其速度结构反映了初始湍流谱类似于拉尔森定律，已被修改的动力学松弛。总体而言，金牛座有一个复杂的恒星形成历史，至少有两个时代的恒星形成具有集群和分布式模式。考虑到年龄和空间分布之间的相关性，金牛座可能是银河系规模的恒星形成事件的一部分，只有在盖亚时代才开始被理解。
2021-05-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Large scale star formation in Auriga region
在$VI$波段的新观测以及来自2 MASS和$WISE$巡天的档案数据已被用于生成一个年轻恒星天体（YSO）目录，该目录覆盖了以$l\sim173^\circ$和$b\sim1^\circ.5$为中心的御夫座地区约$6^\circ\times6^\circ$的区域。确定的YSO的性质和它们的空间分布被用来研究该地区的恒星形成。YSO的分布以及电离气体和分子气体的分布揭示了两个环状结构，每个环状结构在范围上延伸几度。我们将这些结构命名为御夫座气泡1和2。气泡的中心似乎在银河系中平面的上方。大多数I类{ \sc i} YSO与气泡相关，而相对较老的群体，即，类\，{ \sc ii}对象是随机分布的。使用最小生成树分析，我们发现26个可能的子集群有5个或更多的成员。亚簇的大小在$\sim$ 0.5 pc - $\sim$ 3 pc之间，并且有些伸长。大部分子星系团区域的恒星形成效率在5 $\%$ - 20 $\%$之间变化，表明子星系团可能是束缚区。这些子集群的半径也支持它。
2019-12-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
A search for passive protoplanetary disks in the Taurus-Auriga star-forming region
我们对金牛座的33颗金牛座T星（TTS）进行了为期12个月的监测活动。我们的目标是监测拥有盘但具有弱H α线的物体，这是一种常见的年轻恒星吸积示踪剂，以确定它们是否拥有被动的拱星盘。我们使用中等分辨率的光学光谱来评估物体的吸积状态并测量Halpha线。我们没有发现令人信服的被动盘的例子，只有过渡盘和碎片盘系统在我们的样本是非吸积。在吸积物中，我们没有发现闪烁吸积的例子，假设所有吸积TTS经历这样的事件，吸积间隙的占空比上限为2.2%。结合文献结果与我们的观察，我们发现，传统的基于Halpha的标准来测试吸积的可靠性是高的，但不完美的，特别是对于低质量的TTS。我们发现一个显着的恒星质量和全宽之间的相关性在10%的峰值（W10%）的H α线，似乎并不涉及自由落体速度的变化。最后，我们的数据揭示了Halpha等效宽度和它的W10%之间的正相关性，表明在线轮廓的系统调制，从而线的高速翼成比例地增强比它的核心时，线光度增加。我们认为，这支持的假设，即中央恒星的质量吸积率是通过一个共同的物理机制与Halpha W10%。
2017-04-04 astro-ph.SR
Evolving pulsation of the slowly rotating magnetic $β$ Cep star $ξ^1$ CMa
最近的BRITE星座空间测光缓慢旋转，磁$β$ Cep振荡器$ξ^1$ CMa允许其脉动特性的新的分析。对双色BRITE数据的分析揭示了众所周知的$0.209$ d的单脉动周期及其一次和二次谐波。对SMEI和TESS观测结果进行类似的分析，得出了一致的结果，更高精度的TESS观测结果也揭示了几种频率低于5 d $^{-1}$的低振幅模式;其中一些可能是$g$模式。光度和径向速度最大值之间的相位滞后-等于0.334个周期-明显大于在其他大振幅$β$ Cep恒星中观察到的$1/4$的典型值。只有当主模是基本径向模时，相位滞后以及最大光的相位对波长的强烈依赖性才能与地震模型相协调。我们采用所有已发表的光度和径向速度测量，跨越一个世纪，以评估脉动周期的稳定性。$O-C$图呈现出明显的抛物线形状，与平均周期变化率$\dot P=0.34\pm 0.02$ s/cen一致。来自最佳拟合抛物线的残差表现出远大于不确定性的分散性。特别是，在过去的$\sim$ 20年中获得的密集采样表明更复杂和快速的周期变化。这些数据不能与周期变化的平均速率一致地定相，而是需要$\dot P\sim0.9$ s/cen。我们研究了双星，恒星演化，恒星自转和磁性的潜在贡献，以了解表观周期的演变。
2019-12-18 astro-ph.SR
Binary-induced spiral arms inside the disc cavity of AB Aurigae
在这项工作中，我们证明了在御夫座AB中观察到的内部螺旋结构可以由尘埃腔内的双星轨道产生。我们发现，质量比为0.25，半长轴为40 au，偏心率为0.5，倾角为90°的伴星产生的气体螺旋与$^{12}$ CO（2-1）谱线发射中观察到的气体螺旋非常匹配。基于环双星盘中的尘埃动力学（Poblete，Cuello和Cuadra 2019），我们将双星相对于环双星盘的倾角限制在60°到90°之间。我们预测，这颗伴星的位置大约是0.18角秒，从中央恒星向东南偏东，在圆盘平面上方。如果这颗伴星在不久的将来被发现，我们的模型表明它应该以6质量/年的速度在天空平面上远离主星。由于我们的伴星是倾斜的，我们还预测螺旋结构将随着时间的推移而变化，而不仅仅是与伴星共同旋转。
2020-06-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
What have we learnt from pulsations of B-type stars?
本文综述了我们在地基、MOST、Kepler和BRITE观测的基础上对B型主层序地震研究的主要结果。恒星不透明度，对流过冲和旋转的重要限制。在每一个研究的情况下，一个显着的修改对应的温度范围$\log{T}\in (5.0-5.5)$的深度处的不透明度配置文件是必不可少的解释所有的脉动属性。特别是，在温度$\log T = 5.46$（“镍”不透明度）的深度处的大量不透明度（至少200\%）必须被添加到早期的B型恒星模型中，以解释对应于高阶g模式的低频。从我们的地震研究中得到的超调参数$α_{\rm ov}$的值低于0.3。在少数恒星的情况下，更深的内部必须旋转得更快，才能在整个观测范围内获得g模不稳定性。
2018-11-30 astro-ph.SR
B- and A-Type Stars in the Taurus-Auriga Star Forming Region
我们描述了搜索与金牛座御夫座分子云复合体相关的早期型恒星的结果，这是一个弥漫的附近恒星形成区域，缺乏中等和高质量的年轻恒星。我们调查了几组可能的O，B和早期A谱类成员。第一组是一组恒星，它们的中红外图像显示出明亮的星云，所有这些都可以与光谱类型B的恒星相关联。第二组由早型星组成，这些星是从以下几个方面汇编的：（i）SIMBAD中的文献列表;（ii）从斯皮策太空望远镜对金牛座云的巡天中选择的具有红外线过量的B星;（iii）从2MASS中选择的星等和颜色点源;以及（iv）从SDSS覆盖金牛座区域的光谱中识别的早型星。我们评估了金牛座御夫座恒星形成区的成员资格的标准，包括：光谱和视差距离，自行和径向速度，红外线过剩或线发射指示恒星的年轻。对于选定的对象，我们还模拟了反射星云的散射和发射辐射，并将结果与观测到的光谱能量分布进行比较，以进一步测试B星与金牛座云的物理关联的可解释性。这项研究新发现了三颗可能属于金牛座的B型恒星：HR 1445（HD 28929）、Tau Tau（HD 29763）、Tau 72（HD 28149），以及两颗A型恒星：HD 31305和HD 26212，因此金牛座星云中A5或更早的恒星数量增加了一倍。其他几个早期型源，包括HD 29659和HD 283815，符合部分但不是全部的成员资格标准，因此是可信的，但不是安全的成员。
2013-06-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolving pulsation of the slowly rotating magnetic beta Cep star xi 1 CMa
本文报道了β Cep变星xi 1CMa的BRITE星座测光。对这些数据的分析揭示了0.2095781（3）d的单个脉动周期及其一次和二次谐波。我们没有发现任何其他频率的证据，限制了这颗恒星作为磁星震学目标的价值。我们利用17年的xi 1 CMa的RV测量数据库来评估脉动周期变化的证据，并从恒星演化的角度解释这种周期变化。我们测量的周期变化率等于0.009（1）s/yr，与文献中报道的一致。
2017-12-07 astro-ph.SR
Systematic search for stellar pulsators in the eclipsing binaries observed by Kepler
双星是精确测量恒星性质和限制恒星演化模型的独特目标。特别是，它是可能的，以百分比水平测量质量和半径的两个组件的双线光谱EB。自从高精度测光空间任务（MOST、CoRoT、Kepler、BRITE、TESS）出现以来，利用恒星脉动特性来推断恒星内部和动力学构成了低质量恒星研究的一场革命。开普勒任务已经发现了数千个经典的振荡器，如$δ$ Scuti和类似太阳的振荡器（主序和演化），但也发现了近3000个轨道周期短于1100天的EB。我们报告的第一个系统的搜索恒星在整个开普勒食双星目录。重点是发现$δ$ Scuti、$γ$ Doradus、红巨星和潮汐激发的彗星。我们开发了一个数据检查工具（DIT），它可以自动从开普勒光变曲线中生成一系列图，使我们能够直观地识别给定时间序列中是否存在恒星振荡。我们将DIT应用于整个开普勒食双星数据库，并确定了303个光变曲线显示振荡的系统，其中包括163个新发现。总共有149颗恒星被标记为$δ$ Scuti（本文中有100颗），115颗恒星被标记为$γ$ Doradus（69颗新恒星），85颗恒星被标记为红巨星（27颗新恒星），59颗被标记为潮汐激发振荡器（29颗新恒星）。这些群体之间有一些重叠，因为有些群体显示出几种类型的振荡。尽管这些系统中有许多可能是假阳性，但我认为，例如，当电子束光变曲线与折射率混合时，这个星表收集了大量对更好地理解恒星演化有价值…
2019-08-19 astro-ph.SR
Origin of chemically distinct discs in the Auriga cosmological simulations
银河系的恒星盘显示出复杂的空间和丰度结构，这对于理解塑造银河系的关键物理机制至关重要。在这项研究中，我们使用六个非常高分辨率的宇宙学变焦模拟银河系大小的晕研究的流行和形成的化学不同的磁盘组件。我们发现，我们的模拟开发一个明确的双峰分布在$[\rm α/Fe]$ - $[\rm Fe/H]$平面。我们发现两个主要途径，以创造这种二分法，在不同地区的星系运作：a）早期（$z>1$）和内部区域强烈的高$\rm[α/Fe]$恒星形成阶段（$R\lesssim 5$ kpc）由富气体合并引起，随后是更多的静止低$\rm[α/Fe]$星形成;以及b）在外盘中高$\rm[α/Fe]$星形成的早期阶段，随后由于暂时降低的气体吸积速率而导致气体盘收缩，之后盘生长恢复。在过程b）中，围绕着圆盘收缩的时间和半径的双峰恒星形成历史强调了这种二分法。如果早期的恒星形成阶段是延长的（而不是短暂和激烈的），化学演化在内部区域按照过程a）进行，但二分法不太清楚。在外围区域，只有当恒星形成的第一个强烈阶段在盘收缩发生之前覆盖了足够大的径向范围时，这种二分法才是明显的;否则，外围盘只由低$\rm[α/Fe]$序列恒星组成。我们讨论的含义，这两个过程发生在银河系。
2017-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Distorted surfaces of magnetic helium-peculiar stars: An application to a Cen
氦特殊的磁性化学特殊的恒星在其表面显示出氦丰度的变化。由于相关的大气尺度高度变化，恒星表面变得扭曲，富氦区域向内凹陷。实际上，在由于不透明效应而导致的通量变化之上，凹陷的富氦表面区域在光学区域中变得不那么亮，而在紫外线区域中变得更亮。本文研究了非球面对日冕光变曲线的观测效应。我们采用由多普勒成像得到的He、N、O、Si和Fe的表面分布，并引入与氦丰度成正比的畸变效应，模拟了该恒星的光变曲线。我们发现，虽然大部分的光学和紫外线的变化，这颗星的结果，由于氦和铁的不均匀的表面分布的流量重新分配，减少光的变化，由于氦相关的表面扭曲导致模拟的光学光变曲线和光变曲线与BRITE卫星观察到的更好的协议。
2020-02-04 astro-ph.SR
Revisiting the pulsational characteristics of the exoplanet host star $β$ Pictoris
系外行星的性质主要取决于其宿主恒星的参数。如果系外行星的主星显示出脉动，则可以使用星震学来改进对恒星参数的描述。我们的目标是重新审视β Pic的脉动特性，并从五个不同通带的归一化振幅中识别其脉动模式。我们还调查了潜在的磁场的存在。我们进行了频率分析，使用三个赛季的BRITE星座观测BRITE蓝色和红色过滤器，约620天长的bRing光变曲线和近8年长的SMEI光度时间序列。我们使用所有通带计算归一化振幅，包括先前公布的ASTEP观测值。我们调查的磁性β Pic使用spectropolarimetric观测与HARPSpol仪器进行。使用2D旋转模型，我们通过蒙特卡罗马尔可夫链拟合归一化的振幅和频率。我们确定了15个脉动频率的范围从34到55 c/d，其中两个显示清晰的幅度变化。我们使用多达五个通带中的归一化幅度来识别三个l = 1、六个l = 2和六个l = 3模式。β Pic被证明是非磁性的，可能未检测到的偶极场的上限为300 G。多个拟合的频率和归一化的振幅，包括一个接近赤道上的倾角β Pic，这对应于我们的期望的基础上的轨道倾角β Pic b和拱盘的方向。这个解导致旋转速率为开普勒分裂速度的27%，半径为1.497+-0.025Rsun，质量为1.797+-0.035Msun。半径和质量的~2%误差不能解释模型中的不确定性和潜在的错误模式识别。
2019-05-29 astro-ph.SR
FUOr-Aur 0544+3330: A New YSO Outburst in the Outskirts of Auriga OB1, Viewed Face-On
本研究发现御夫座OB1外围的年轻恒星体FUOr-Aur 0544+3330发生FU Ori型爆发，通过多波段光谱观测确认其正面对吸积盘的取向，拟合得到吸积率、恒星质量等关键参数，为研究此类恒星爆发提供了新样本。
2025-05-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Light variations due to the line-driven wind instability and wind blanketing in O stars
热恒星发出的辐射通量的一小部分被它们的风吸收，并重新分布到更长的波长。这种效应也导致恒星光球层的加热，称为风覆盖。对于具有可变风的恒星，风覆盖效应可能导致光度变化。我们研究了线驱动风不稳定性和风覆盖对O星光变的影响。我们结合风流体动力学模拟和全球风模型的结果来预测热星由于风覆盖和不稳定性的光变。风的不稳定性导致随机光变的振幅的顺序为几十个毫米级和一个典型的时间尺度的顺序为小时的空间相干风结构。当假设风由大量独立的同心圆锥体组成时，振幅为毫米级。使用目前的空间光度计可以观察到这种幅度的变化。我们表明，模拟的光变曲线是类似的O星的光变曲线使用BRITE和CoRoT卫星。
2018-07-25 astro-ph.SR
Opacity Effects on Pulsations of A-Type Stars
不透明度在驱动脉动和扩展B型星（SPB和$β$ Cep变星）脉动不稳定区域中的影响最近已经被探索，例如，Walczak et al. 2015，2017; Daszynska-Daszkiewicz et al. 2017; Moravveji 2016和Cugier 2014。对于这些恒星，脉动是由恒星包层中约200，000 K的Fe族元素的不透明度凸起驱动的。对于A型恒星中的$δ$ Scuti脉动，脉动是由大约50，000 K的第二氦电离区中的$κ$效应驱动的。对B型星的不透明度修正也可能对A型星的结构和不稳定区域产生影响。对A型星脉动不稳定区的研究表明，其他因素也会影响脉动，如氦丰度和扩散沉降。在这里，我们将探讨其中的一些影响，重点是A型恒星的建模。我们使用新的LANL OPLIB与LLNL OPAL不透明度的AGSS 09太阳丰度混合物的结果进行比较。我们评论的前景，使用BRITE观测的A型恒星，以限制不透明度。
2018-06-02 astro-ph.SR
The Dynamical Significance of Triple Star Systems in Star Clusters
在过去的几十年里，观测调查显示，高阶多星系统（如三重，四重等），尤其是三重星系在我们银河系很常见在本文中，我们认为这种转变的动力学意义，在我们的理解恒星的多重性。使用经验约束的二进制和三重分数在这些星团中，这些值是在文献中，我们比较分析率遇到涉及单，二进制，和三星。结果表明，\textit{even for relatively low triple fractions, dynamical interactions involving triples occur roughly as often as encounters involving either single or binary stars alone, particularly in low-mass star clusters} .更一般地说，使用的年轻的恒星形成协会金牛座，御夫座和银河系领域，我们表明，数据是一致的引力集中的截面的遭遇随着多重性的增加。因此，三星，甚至更高阶的倍数，可能比以前认识到的许多天体物理现象，包括形成和破坏的紧凑的双星和各种类型的恒星异国情调，和星团的动力学演化更重要。
2013-04-09 astro-ph.SR
The quadruple pre-main sequence system LkCa3: Implications for stellar evolution models
我们发现金牛座-御夫座恒星形成区的前主序天体LkCa 3是一个M星的等级四重系统。它以前被认为是一个近距离（约0.5弧秒）的视双星，其中一个是一个中等偏心的12.94天单线光谱双星。对档案光学光谱的重新分析补充了新的近红外光谱，显示两个视觉组件是双线的，第二个具有4.06天的周期和圆形轨道。除了轨道要素，我们确定的光学和近红外线通量比，有效温度，并预计所有四颗恒星的旋转速度。使用现有的光度监测观测的系统，以前揭示了旋转周期的主要在较长的周期的二进制，我们也检测到旋转信号的主要在4.06天的二进制，这是同步的轨道运动。只有假设的coevality，比较所有这些限制与当前的恒星演化模型从达特茅斯系列点的年龄为140万年和距离为133 pc，与以前的估计该地区，并建议该系统是在金牛座复杂的近侧。LkCa 3和著名的四重前主序系统GG Tau的性质与里昂系列中广泛使用的模型的混合长度参数α_ML = 1.0的类似比较强烈支持达特茅斯模型。
2013-07-04 astro-ph.SR
The initial period function of late-type binary stars and its variation
研究了晚型双星周期分布函数的变化。它表明，金牛座-御夫座前主序列人口和主序列G矮样本不来自同一个母周期分布，置信概率超过95%。狼疮、上天蝎座A和金牛座-御夫座群体被证明与从相同的初始周期函数（IPF）得出的结果兼容，这与主序列数据不一致。两种可能的IPF形式被用来找到现有数据的各种排列的母分布，包括上天蝎座B（USCB），变色龙和猎户座星云星团前主序列样本。这里研究的所有主序前样本都与假设一致，即存在一个普遍的IPF，如果它形成于嵌入星团中，则通过双星破坏进行修改，从而导致观测到的周期函数随周期增加而普遍下降。主序星前的数据承认对数正态IPF与Duquennoy & Mayor（1991）得出的主序星IPF相似，前提是主序星前的双星比例明显更高。但是，为了与原恒星数据保持一致，可能的普适IPF在log-P或log-半长轴上应该是平坦的，并且必须与通过逆动力学布居合成得到的K1 IPF形式相似，如果大多数恒星形成于典型的嵌入星团中，这已经被证明会导致主序星周期函数。
2011-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
