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
TESS flares and chromospheric variability in the Pleiades, the Hyades, and Praesepe
Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，匈牙利研究与创新学院地球科学与天文学研究中心）；CSFK, MTA Centre of Excellence（CSFK，匈牙利科学院卓越中心）；Eötvös Loránd University, Institute of Physics and Astronomy, Department of Astronomy（罗兰大学，物理与天文学研究所，天文学系）
本研究利用TESS数据研究昴星团、毕星团和鬼星团的耀斑活动，发现K型恒星在昴星团耀斑率更高，M型矮星耀斑率随有效温度变化，还对CME率设定了上限。
2026-10-14 astro-ph.SR
The initial conditions and initial mass functions of Alpha Persei, Pleiades and Praesepe
School of Mathematics and Physics, University of Queensland（昆士兰大学数学与物理学院）
利用盖亚DR3数据等确定御夫座α星、昴宿星团和毕星团的初始质量函数等特性，通过新方法结合多种算法确定相关参数，发现最佳拟合的三阶段分段幂律分布初始质量函数，为IMF特性及相关研究提供证据和限制。
2026-07-21 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
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
Flares in Open Clusters with K2. I. M45 (Pleiades), M44 (Praesepe) and M67
恒星磁场和活动的存在和强度是基于恒星的基本参数，如质量和年龄。耀斑能作为精确的恒星“时钟”吗？为了探索我们是否可以以耀斑-年龄关系的形式量化活动-年龄关系，我们测量了不同质量和年龄的恒星的耀斑速率和能量的趋势。我们研究了开普勒后续任务K2提供的时域测光，并在三个已知年龄的太阳金属丰度疏散星团M45（0.125 Gyr），M44（0.63 Gyr）和M67（4.3 Gyr）中寻找耀斑。我们更新并采用了最初为开普勒设计的自动耀斑发现和分析管道Appaloosa。我们介绍了一个合成耀斑注入和恢复子程序，归因于检测和能量回收率耀斑在一个广泛的能量范围内的每个光变曲线。我们收集了1761颗恒星的样本，大部分是晚K到中M矮星，发现了751个耀斑候选者，能量范围从$4\cdot10^{32}$ erg到$6\cdot10^{34}$ erg，其中596个属于M45，155个属于M44，没有属于M67。我们发现，耀斑活动既依赖于$T_\mathrm{eff}$，和年龄。但所有耀斑频率分布与$α\approx2.0-2.4$有相似的斜率，支持一个通用的耀斑生成过程。我们讨论的物理条件下，耀斑发生的影响，以及如何样品的金属丰度和多重性影响我们的结果。
2018-12-17 astro-ph.SR
Rotation of Late-Type Stars in Praesepe with K2
我们已经傅立叶分析了941 K2光变曲线的可能成员Praesepe，测量周期的86%，并增加了旋转周期（P）的数量近四倍。P与（V-K）的分布（质量代理）有三个不同的区域：（V-K）<1.3，其中旋转速率随着质量的减少而迅速减慢; 1.3<（V-K）<4.5，其中旋转速率随着质量的减少而逐渐减慢;以及（V-K）>4.5，其中旋转速率随着质量的减少而迅速增加。在最后一种方案中，存在周期的双峰分布，在$\sim$ 2和$\sim$ 10天之间很少。我们解释这意味着一旦M星开始减速，它们就会迅速减速。对于晚期的F、G、K和早期的M型恒星，天鹰座（$\sim$ 7.9亿年）的K2周期颜色分布与昂宿星团（$\sim$ 1.25亿年）的K2周期颜色分布有很大不同;整体分布向更长的周期移动，可以用两条线段更好地描述。对于中M恒星，这种关系也有类似的广泛分散，并且在Praesepe更陡峭。光变曲线和周期图类型的多样性在两个星团中是相似的;两个星团中大约四分之一的周期星有多个显著的周期。多周期星在更高质量的恒星中占主导地位，在Praesepe（（V-K）$\sim$ 1.5）比在Pleiades（（V-K）$\sim$ 2.6）中更蓝。在Praesepe，有相对更多的光变曲线，有两个广泛分离的周期，$ΔP >$ 6天。其中一些可能是M星双星的例子，其中一颗恒星已经旋转下来，但另一颗没有。
2017-03-21 astro-ph.SR
Rotation of Low-Mass Stars in Upper Scorpius and Rho Ophiuchus with K2
我们提出了一个年轻的Upper Sco（USco）协会（$\sim$ 8百万年）和邻近的Rho Oph嵌入集群（$\sim$ 1百万年）的候选成员的K2光变曲线（LC）的分析。我们建立了$\sim$ 1300颗恒星作为可能成员，其中$\sim$ 80%是周期性的。相控LC有各种各样的形状，这些形状可以归因于从恒星脉动和恒星旋转到与盘相关的现象等物理原因。我们确定并讨论了一些观察到的行为。周期为$\sim$ 0.2-30天，峰值接近2天，快速期结束时接近破碎速度。年轻的USCO区域的M星系统性地旋转速度比GK星快，这一模式也存在于较老的昴星团和Praesepe系统的K2数据中。在更高的质量（FGK型），在昂宿星团和天鹰座中看到的缓慢旋转恒星的明确的周期-颜色关系在USCO中还没有出现。星周盘主要存在于USCO中旋转较慢的M中，在亚日旋转器中几乎没有盘。然而，带圆盘的M矮星平均旋转速度比带圆盘的FGK系统快。对于四个这些磁盘MS，我们提供了直接的证据，磁盘锁定的基础上的K2 LC形态。我们的初步分析表明，一个相对的质量无关的自旋由一个因素的$\sim$ 3.5之间的USCO和昴宿星，然后质量依赖的自旋之间的昴宿星和Praesepe。
2018-03-12 astro-ph.SR
Astrometric and photometric initial mass functions from the UKIDSS Galactic Clusters Survey: III Praesepe
在过去的几十年里，疏散星团一直是许多研究的主题。考虑到初始质量函数的普适性仍然是当前研究的主题，这样的研究是至关重要的。Praesepe是一个有趣的疏散星团，可以用来研究恒星和亚恒星的质量函数（MF），考虑到它的中间年龄和附近的距离。在这里，我们提出了一个广泛的领域，近红外研究的Praesepe使用数据发布9（DR 9）的UKIRT红外深空调查（UKIDSS）星系团调查（GCS）的结果。我们获得了集群候选人的Praesepe基于3sigma天体测量和5波段光度选择。我们推导出Praesepe在0.2-0.45Msol质量范围内的二进制频率为25.6+/-3.0%，0.1-0.2Msol为19.6+/-3.0%，0.07-0.1Msol为23.2+/-5.6%。我们还研究了Praesepe的集群候选人的可变性，我们得出结论，七个对象可以是可变的。我们推导了Praesepe在Z-和J-波段的光度函数，并导出了它的MF.我们观察到，我们确定的MF Praesepe不同于以前的研究：虽然以前的MF呈现从0.6到0.1Msol的增加，我们的MF显示出下降。我们在星团的两个不同区域，即1.25度以内和1.25度以外，观察了Praesepe的MF，我们观察到这两个区域的MF都降低到较低的质量。在0.072-0.6Msol的质量范围内，我们将我们的结果与毕宿星、昴宿星和α Per MF进行了比较，…
2012-08-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Using stellar rotation to identify tidally stripped members of the Praesepe open cluster
当一个疏散星团围绕银河系运行时，引力场会使它变形，使恒星从核心剥离，形成潮汐尾。最近的工作已经确定了潮汐尾的Praesepe集群，我们探索旋转周期作为一种方式来确认这些候选成员。在疏散星团中，由于磁制动，自转周期分布随时间演化。由于潮汐剥离星最初是在星团内形成的，它们应该遵循与星团核心相同的周期分布。我们分析了96个候选成员观察美国宇航局的过境系外行星调查卫星（TESS）任务。我们测量了32颗恒星的可靠旋转周期，而64条光变曲线是噪声主导的。这32个新发现的旋转子与核心的周期分布以及Praesepe的过去成员一致。因此，我们认为，对于附近的疏散星团，恒星自转提供了一个快速和廉价的方法来确认过去的成员分散到潮汐尾。
2022-06-10 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
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
A census of the near-by Pisces-Eridanus stellar stream -- Commonalities with and disparities from the Pleiades
在太阳周围400秒差距的范围内，我们在盖亚数据发布2（DR 2）数据集中搜索双鱼座-波江座（Psc-Eri）恒星流的成员。我们比较基本的天体物理特征的流与昂宿星。我们使用了一个修改后的收敛点的方法来识别恒星的二维速度一致的Psc-Eri流和昴星团的空间速度，分别。我们发现了1387名成员的Psc-Eri流的G星等范围从5.1等至19.3等之间的距离80和380 pc的太阳。该流具有近似圆柱形的形状，长度和厚度分别约为700 pc和100 pc。该星系流中的恒星质量约为770 M_Sun，并且其成员在引力作用下是不受束缚的。我们发现这条溪流的年龄约为1.35亿年。在许多天体物理性质上，Psc-Eri与疏散星团M45（昴星团）相当：在年龄、光度函数（LF）、现今质量函数（PDMF）以及总质量上。尽管如此，这两个恒星系在物理外观上完全不同。我们谨慎地给出了两种可能的解释：（i）在它们的母体分子云中，恒星形成效率在昴星团中比在Psc-Eri中更高，或者（ii）在驱逐了母体云的分子气体之后，昴星团立即具有更高的原始质量分离。
2020-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Signature of non-isotropic distribution of stellar rotation inclination angles in the Praesepe cluster
本文利用光度自转周期、光谱自转速度和恒星半径的估算值，研究了疏散星团的113颗主序星的自转轴分布。三个不同的样本的恒星自转数据的斑点恒星从银河系领域和两个独立的样本的行星主机被用作控制样本，以支持分析的一致性。考虑到Praesepe样本的高完整性和控制样本的行为，我们发现该星团中的主序星F - K星对旋转轴对齐很敏感。使用圆锥模型，最可能的倾斜角为76+/-14度，半开度角为47+/-24度。倾斜角的非各向同性分布优于各向同性分布，除非在这项工作中使用的旋转速度被系统地高估。根据现有数据，我们没有发现这种情况的迹象。
2018-03-09 astro-ph.SR
Probing stellar rotation in the Pleiades with gravity-mode pulsators
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；University of Southern Queensland（昆士兰南部大学）；Radboud University Nijmegen（奈梅亨拉德堡德大学）；Max Planck Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
通过分析Pleiades中的g-mode脉动器，研究恒星内部自转率分布及其与主序星的关系。
2025-12-10 astro-ph.GA 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
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
The Factory and The Beehive I. Rotation Periods For Low-Mass Stars in Praesepe
从单年龄种群测量的恒星自转周期对于研究恒星角动量含量如何随时间演变，这种演变如何取决于质量，以及自转如何影响恒星发电机和磁加热色球和日冕至关重要。我们报告的旋转周期为40晚K到中M恒星成员附近，丰富的，中期年龄（~ 6亿年）疏散星团Praesepe。这些旋转周期来自于2010年2月至5月Palomar Transient Factory对四个星团场进行的约200次观测。我们的测量结果表明，Praesepe的质量周期关系从一个定义良好的奇异关系过渡到一个更分散的分布在0.6 Msun的快速和慢速旋转。这一转变的位置与基于对年轻星团观测的预期以及恒星自旋下降是影响6亿年角动量演化的主要机制的假设大致一致。然而，与最近发表的毕宿星团（假设与Praesepe同时代）的数据进行比较，表明奇异质量-周期关系的分歧发生在不同的特征质量上，加强了Praesepe是两个星团中较年轻的发现。我们还使用以前公布的关系描述的旋转周期的演变作为颜色和质量的函数，以发展样本的Praesepe期间的时间。将所得预测与M35和NGC 2516（~ 1.5亿年）测量的周期以及运动学选择的年轻和年老场恒星种群进行比较，表明恒星自旋下降的进展可能比这些关系所描述的要慢。
2011-07-23 astro-ph.SR
Zodiacal Exoplanets in Time (ZEIT) IV: seven transiting planets in the Praesepe cluster
疏散星团和年轻的星协是寻找行星和检验行星形成、迁移和演化理论的有吸引力的地点。我们提出了我们的搜索，和表征，凌日行星在~800万年前的Praesepe（蜂巢，M44）集群从K2光变曲线。我们确定了七个行星候选者，其中六个我们统计验证是真正的行星，最后一个需要更多的数据。对于每个宿主星，我们获得高分辨率的近红外光谱，以测量其预计的旋转增宽和径向速度，其中后者，我们用来确认集群成员。我们将低分辨率光谱与已知的星团距离和金属丰度相结合，以提供宿主恒星的精确温度，质量，半径和光度。结合我们的测量旋转加宽，旋转周期，和我们推导出的恒星半径，我们表明，所有的行星轨道是一致的对准他们的主恒星的旋转。我们拟合了K2光变曲线，包括恒星密度的先验，以限制行星的偏心率，所有这些都与零一致。在Praesepe和Hyades中发现的行星数量（8颗行星）与Pleiades的类似数据集（0颗行星，约1.25亿年）之间的差异表明了年龄的趋势，但可能是由于目前对年轻，快速旋转恒星的搜索管道不完整。我们看到越来越多的证据表明，一些行星在超过8亿年后继续失去大气，因为现在有两颗行星在这个年龄的半径明显大于开普勒的老行星。
2016-12-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar twins determine the distance of the Pleiades
自从依巴谷星表在1997年发布以来，到昂宿疏散星团的距离一直是个激烈的争论。从依巴谷获得的距离和通过替代方法获得的距离相差10%至15%。由于精确的恒星距离是理解恒星结构和演化的关键，这种困境使恒星演化模型的有效性受到质疑。使用我们的模型独立的方法来确定双星的基础上，我们报告的15个FGK型恒星在昴宿星的预期的天体测量任务盖亚个别的视差。这些视差给出对应于平均聚类距离${ 134.8\pm 1.7~\mathrm{pc}}$的平均聚类视差$7.42\pm0.09~\mathrm{mas}$。这一数值与目前恒星演化模型的结果一致。
2016-07-26 astro-ph.SR
WIYN Open Cluster Study. LXXV. Testing the Metallicity Dependence of Stellar Lithium Depletion Using Hyades-Aged Clusters. 1. Hyades & Praesepe
WIYN/Hydra光谱（R~ 15，000）用于中等富金属的Praesepe和Hyades疏散星团，以研究它们的主序（MS）铁（[Fe/H]）和锂（A（Li））丰度。对这些年龄一致的星团进行了自洽[Fe/H]和Li分析，证实了它们具有一致的[Fe/H]，并为研究人们知之甚少的G矮星和F矮星Li贫化提供了基础。这两种现象都不符合标准的恒星演化理论，但可能的解释比比皆是。我们补充我们的A（李）与以前发表的结果放在一个统一的丰度尺度。这创造了毕宿星团（90）和普拉塞普（110）中最大的自洽分析样本A（Li）。对于每颗恒星，高精度的UBVRI测光被用来确定一个基于十种颜色的Teff，然后测试由一个大的sigma-Teff（> 75 K）所指示的测光特性。具有大sigma-Teff的恒星主要被发现是双星或具有特殊（表观）A（Li）的恒星。当仅考虑具有低sigma-Teff并且在光度学上也与簇MS基准一致的自行成员时，每个簇具有比先前观察到的更严格定义的Li形态，并且两个簇的A（Li）是不可区分的。这表明，一致的年龄和金属丰度的集群可能有一致的锂消耗趋势，在广泛的Teff范围内，不需要额外的主要参数，至少对于这两个集群。我们建议，合并后的毕宿和Praesepe数据提供更严格的约束比单独集群，我们讨论了新发现的功能相结合的锂Teff趋势。
2017-02-13 astro-ph.SR
Power-law statistics and stellar rotational velocities in the Pleiades
在本文中，我们将证明，非高斯统计框架的Kaniadakis统计的基础上，更适合于拟合的观测分布的恒星的投影旋转速度测量的疏散星团。为此，我们比较了结果从$κ$和$q$-分布与麦克斯韦。
2009-03-04 astro-ph.SR cond-mat.stat-mech
Stellar rotational periods in the planet hosting open cluster Praesepe
利用太阳系外行星巡天计划HATNet的密集覆盖范围，我们对附近的疏散星团Praesepe（Beehive/M44/NGC 2632）的381个高概率成员进行了傅立叶分析。除了探测到10个变星（盾牌座δ和其他类型的变星），我们还确定了180个旋转变星（包括两个已知的行星宿主）。这个样本增加了这个集群中已知的旋转变量的数量，对于早于M的光谱类，增加了三倍以上。这些恒星密切遵循的颜色/星等-周期关系，从早期的F晚K星。我们近似这个关系的多项式更容易参考不同颜色的旋转特性。这些变量中的绝大多数（94%）的总（峰-峰）振幅范围为0.005至0.04磁。周期范围为2.5至15天。这些数据有力地证实了Praesepe和Hyades具有相同的陀螺年代学年龄。关于这两颗行星的宿主，Pr 0211（轨道周期较短的一颗）的自转周期比这个星团中的主自转模式预期的要短2天。这一点，以及文中讨论的其他例子，可能暗示通过潮汐耗散的恒星-行星相互作用在某些情况下可能对热彗星所在恒星的旋转演化具有重要意义。
2014-05-15 astro-ph.SR
Delta Scuti stars in the Praesepe cluster observed by the MOST satellite
Praesepe集群包含许多Delta Sct和Gamma Dor集群。星团恒星的星震学可以用共同的距离、年龄和恒星丰度来简化。由于星震学需要大量已知频率，因此这些恒星的小脉动幅度需要太空卫星活动。本研究利用测光MOST卫星测量，以确定脉冲频率的两个演变（EP Cnc，BT Cnc）和两个主序星（BS Cnc，HD 73872）三角洲Sct星的Praesepe集群。对2008年和2009年数据的频率分析发现，每颗恒星有多达34个频率，大多数振幅在亚毫等范围内。在BS Cnc中，两种模式在2008年和2009年之间表现出强烈的振幅变化。频率范围为0.76 ~ 41.7 c/d。在考虑了这四颗恒星不同的演化状态和平均恒星密度后，频率的差异和大范围仍然存在。
2012-01-04 astro-ph.SR
Pleiades Binary Fraction Revisited
Pleiades 星团双星比例研究利用多源数据揭示双星特性，发现质量比分布存在双峰，且双星比例在 0.5-1.2 M_太阳范围内无明显增加。
2025-12-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar activity with LAMOST - II. Chromospheric activity in open clusters
我们使用的LAMOST光谱的成员恒星在昴星团，M34，Praesepe，和毕宿星研究色球活动如何变化的函数的质量和旋转在不同的年龄。我们测量了这些疏散星团中700多颗晚型恒星的H $α$、H $β$和Ca~{ \sc ii} K的超额等效宽度，并通过辐射光度归一化得到超额光度。结果表明，在昴宿星的GK型矮星和毕宿星、天母星的M型矮星中，冷斑覆盖率和H $α$过量发射存在两个活动序列，与已知的自转序列相平行。在Rossby数为Ro $\lesssim0.1$的饱和区，超快旋光体的色球辐射对旋光的依赖性很弱。在不饱和的制度，色球和日冕的发射表现出类似的依赖于Ro，但与转向更大的Ro，表明色球发射变得容易饱和比日冕发射，和/或对流周转时间尺度的基础上，X射线数据不工作以及与色球发射。更有趣的是，我们的分析表明，完全对流的慢旋星遵循类似于较热恒星的旋转色球活动关系，证实了以前的发现。我们发现H $α$、H $β$和Ca~{ \sc ii} K辐射之间存在相关性，其中对于较冷和较活跃的恒星，H $α$的损失比Ca~{ \sc ii} K的损失更重要。此外，色球发射和光球活动之间存在弱相关性，显示出对恒星光谱类型和活动水平的依赖性，这提供了一些关于斑点配置如何随质量和活动水平而变化的线索。
2018-01-23 astro-ph.SR
TESS observations of the Pleiades cluster: a nursery for delta Scuti stars
Sydney Institute for Astronomy, School of Physics, University of Sydney（悉尼大学物理学院天体物理学研究所）；Centre for Astrophysics, University of Southern Queensland（南昆士兰大学天体物理中心）；Institute for Astronomy, University of Hawai‘i（夏威夷大学天体物理研究所）；Stellar Astrophysics Centre, Department of Physics and Astronomy, Aarhus University（奥胡斯大学物理与天文系恒星天体物理中心）；Department of Physics and Astronomy, University of North Carolina at Chapel Hill（北卡罗来纳大学教堂山分校物理与天文系）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）
TESS观测Pleiades星团发现delta Scuti脉动恒星比例高，揭示不稳定性带红移与星际红化关系，展示Gaia与TESS联合观测研究脉动恒星的效用。
2026-02-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chronos: Towards a self-consistent and absolute stellar age scale. I. A Bayesian hierarchical lithium-age model: Validation on the Pleiades cluster
Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天文生物学中心 (CAB)，西班牙国家科学技术研究委员会-国家航空航天技术研究所）；Departamento de Física de la Tierra y Astrofísica, Facultad de Ciencias Físicas, Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学物理科学学院地球与天体物理学系）；Departamento de Inteligencia Artificial, Universidad Nacional de Educación a Distancia (UNED)（西班牙国立远程教育大学人工智能系）；Dpto. Estadística e Investigación Operativa, Universidad de Cádiz（加的斯大学统计与运筹学系）；Departamento de Álgebra, Geometría y Topología, Universidad de Málaga（马拉加大学代数、几何与拓扑学系）
提出贝叶斯分层锂年龄模型Chronos，结合神经网络，通过联合推断有效温度、锂丰度和星团年龄，在昴宿星团上验证并得到一致的年龄估计。
2026-05-25 astro-ph.GA astro-ph.IM 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
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
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
Lost Sisters Found: TESS and Gaia Reveal a Dissolving Pleiades Complex
本文开发了结合TESS自转速率与Gaia运动学的贝叶斯框架，发现昴星团是一个跨越600秒差距、包含多个已知星团的同年龄大复合体的束缚核心，并证明其成员恒星起源于同一巨分子云。
2025-11-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical inhomogeneities in the Pleiades: signatures of rocky-forming material in stellar atmospheres
银河系考古学的目的是通过编码在恒星中的信息恢复我们银河系的历史。这个领域的一个未经探索的假设是，恒星的化学成分是其形成气体的不变标志。在疏散星团（由同一气体形成的恒星群）上测试这一假设至关重要。以前的研究表明，在这些分析的典型不确定性范围内，星团中未演化的恒星是化学均匀的，即元素丰度的15 $\%$。我们对昴星团的五个成员进行严格的微分分析，使我们能够对大多数元素达到5 $\%$的精度，并揭示了星团内的化学异常，这些异常可以用行星吞噬事件来解释。这些结果表明，行星系统的演化可能会改变恒星的化学成分，挑战我们将它们标记到其原生环境的能力，并为通过其宿主恒星的化学模式研究行星结构及其演化铺平了道路。
2018-07-03 astro-ph.SR
A Substellar Companion to the Dusty Pleiades Star HD 23514
利用自适应光学成像技术，我们在凯克天文台发现了F6昴星团HD 23514的一颗亚星伴星，HD 23514是迄今为止已知的尘埃最多的主序星之一（L_{IR} / L_{*} ~2%）。这是在昂宿星团中发现的第一颗褐矮星。0.06 M的$_\odot$晚M次级星系的预测距离约为360 AU。在昂宿星团中，恒星主星的亚恒星伴星稀少，加上极其多尘的环境，使其成为一个独特的研究系统。
2011-12-20 astro-ph.SR
Unresolved Binaries in the Intermediate Mass Range in the Pleiades Star Cluster
在已分辨的恒星星族中识别不同质量比的双星是一项具有挑战性的任务。我们展示了如何利用伪彩色（H-W2）-W1 vs W2-（BP-K）构造的光度图来有效地估计双星和多星的比率及其组分质量比$q$的分布。作为应用，我们研究了主成分质量在0.5和1.8 $M_{\odot}$之间的昴星团。双星比率在0.54 $\pm$ 0.11和0.70 $\pm$ 0.14之间。另一方面，多重数大于2的系统的比率在0.10 $\pm$ 0.00和0.14 $\pm$ 0.01之间。组分质量比$q$的分布近似为幂律，指数在-0.53 $\pm$ 0.10和-0.63 $\pm$ 0.22之间。在$M_{\odot}$低于0.5时，我们预计在次级成分中会有大量的棕矮星。
2022-01-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
$δ$ Scuti pulsations in the bright Pleiades eclipsing binary HD 23642
我们宣布在HD 23642中发现了脉动，这是昂宿星团中唯一明亮的食系统，基于凌日系外行星调查卫星（TESS）的光变曲线。我们测量了46个脉动频率，并将其归因于二级分量中的三角洲盾牌脉动。我们发现了四个l=1的双峰，其中三个具有与恒星旋转速率一致的频率分裂。偶极模振幅比与高恒星倾角一致，恒星自转周期与轨道周期一致。总之，这些都表明次级星系的自旋轴与轨道轴对齐。我们还确定了精确的有效温度和光谱光比，并使用后者来确定系统的物理特性以及TESS数据和公布的径向速度。我们测量的距离与盖亚视差一致的系统，和年龄为170 +/- 20百万年的基础上比较理论恒星演化模型。
2023-01-12 astro-ph.SR
Why are rapidly rotating M dwarfs in the Pleiades so (infra)red? New period measurements confirm rotation-dependent color offsets from the cluster sequence
在疏散星团中测量的恒星自转周期已被证明对研究恒星的角动量含量和旋转驱动的磁活动非常有用，这两者都是年龄和质量相关的过程。虽然已经获得了数百个太阳质量的昴星团成员的周期测量，但在这个恒星演化理论的关键实验室中，只有少数低质量（$<$ 0.5 M $_{\odot}$）成员的周期测量存在。为了填补这一空白，我们报告了132个低质量昂宿星成员的旋转周期（其中包括近100个M $\leq$ 0.45 M $_{\odot}$），这些周期是通过帕洛马瞬时工厂在2011年底和2012年初对该星系团进行的光度监测测得的。这些周期将1.25亿年恒星自转的肖像延伸到质量最低的恒星，并重新确立了昂宿星作为恒星角动量传输和演化模型的关键基准。结合我们的新的旋转周期与精确的BVIJHK测光报告的Stauffer等人。和Kamai等人。我们调查已知的K和M昴星团成员的光度特性异常。我们确认了Kamai等人检测到的恒星自转周期和相对于星团色星等图中主序星的位置之间的相关性。我们发现，快速旋转有红色（V-K）的颜色比较慢的旋转在相同的V，表明快速和缓慢的旋转有不同的二进制频率和/或光球属性。我们发现快速旋转和慢速旋转的光度振幅没有差异，这表明星点纵向分布的不对称性并不随旋转速率而变化。
2016-02-26 astro-ph.SR
Two close binaries across the hydrogen-burning limit in the Praesepe open cluster
我们提出了Keck I/OSIRIS和Keck II/NIRC 2自适应光学成像的两个成员候选人的Praesepe星团（d=186.18 $\pm$ 0.11 pc; 590-790百万年），UGC J 08451066 +2148171（L1.5 $\pm$ 0.5）和UGCS J 08301935 $+$ 2003293（没有光谱分类）。我们将UGCS J 08451066 $+$ 2148171解析为近红外的二元系统，$K$波段波长通量比为0.89 $\pm$ 0.04，预计分离为60.3 $\pm$ 1.3 mas（11.2 $\pm$ 0.7 au; 1 $σ$）。我们还将UGCS J 08301935 $+$ 2003293解析为二元系统，其通量比为0.46 $\pm$ 0.03，分离度为62.5 $\pm$ 0.9 mas。假设离心率为零，我们估计这两个系统的最小轨道周期为$\sim$ 100年。根据理论进化模型，我们推导出的质量范围为0.074-0.078 M $_{\odot}$和0.072-0.076 M $_{\odot}$的初级和次级UGCS J 08451066 $+$ 2148171的年龄为7亿$\pm$ 1亿年。在UGCS J 08301935 $+$ 2003293的例子中，主星是一颗位于恒星/亚恒星边界的低质量恒星（0.070-0.078 M $_…
2020-09-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
The effect of spots on the luminosity spread of the Pleiades
磁活跃恒星表面的冷点调节了它们观测到的亮度和温度，从而影响了H-R图上的恒星轨迹。最近的高精度空基光度测量揭示了年轻星团中恒星斑点的旋转调制，包括K2对1.25亿年前的昴星团的监测。然而，光变曲线只揭示了可见光点分布的不对称性，而不是恒星表面光斑的总尺寸，这导致测光和光谱观测测量的光斑覆盖率之间的差异。在本文中，我们模拟光度的变化介绍了随机分布的恒星黑子上的125万年的年龄同时代的集群。我们的模拟结果表明，随机分布在恒星表面的小斑点可以解释这种差异，光度观测只揭示了光谱测量的斑点覆盖率的10%至40%。光球的颜色和亮度的光球温度，光斑覆盖范围和光斑温度的范围内建模。然后将模拟种群的颜色和光度与昴星团成员的光度分布进行比较，排除25%的候选者，这些候选者被盖亚DR 2天体测量确定为非成员。观测到的昴星团成员的光度标准偏差为0.05 dex，这可以完全解释为恒星间标准偏差为10%的斑点覆盖率，但平均覆盖面积没有很好的限制。
2018-10-24 astro-ph.SR
Statistical Fitting of Evolution Models to Rotation Rates of Sun-Like Stars
本文首次将二维拟合统计量$τ^2$应用于周期质量平面上的恒星自转演化模型（0.1 ~ 1.3 $M_{\odot}$）。$τ^2$统计同时考虑所有聚类旋转数据以返回拟合优度，从而允许数据驱动的REM改进。我们构建数据集上斯科，昴宿星和Praesepe，我们调整我们的REM。我们使用一致确定的恒星质量（通过匹配$K_\textrm{s}$等时线的星等计算）和文献旋转周期。作为第一次演示的$τ^2$统计，我们发现最适合的陀螺年代学年龄的Praesepe，这是在良好的协议与文献。然后，我们系统地改变三个参数，这决定了我们的恒星风力矩法的Rossby数的饱和和不饱和制度的依赖性，以及两者之间的过渡的位置。通过最小化$τ^2$，我们找到每个参数的最佳拟合值。这些值在星团、质量测定和初始条件之间略有不同，突出了$τ^2$的精度及其限制REM、陀螺年代学和理解恒星物理学的潜力。我们得到的REM，实现了最好的拟合形式的一个破碎的幂律转矩，统计学上改进了以前的REM使用类似的配方，但仍然没有同时描述所观察到的旋转分布的最低质量，其中有慢和快的旋转器的Praesepe年龄，和形状的收敛序列更高的质量。因此，为了准确地描述数据，需要REM的进一步复杂性。
2021-03-24 astro-ph.SR
Stellar activity with LAMOST. I. Spot configuration in Pleiades
我们利用LAMOST DR 2档案中的昴星团和场星的光谱来研究斑点和活动如何在年轻时作为质量的函数而变化。我们通过测量LAMOST光谱（R $\approx$ 1800）中7050 $Å$附近的TiO带，获得了具有太阳金属丰度的野外GKM矮星大样本的标准TiO带强度。分析表明，包括晚期G型和早期K型在内的活动矮星与非活动矮星相比具有额外的TiO吸收，表明其表面存在冷点。与不活跃的恒星相比，在给定的TiO 5下，活跃的晚期K-和M-矮星显示出更深的TiO 2和更浅的TiO 4，这可以部分地通过冷点来解释。我们估计冷点分数覆盖304昴候选人通过模拟他们的TiO 2（和TiO 5）带强度相对于标准值。结果表明，大部分K-和M-型成员的表面具有非常大的斑点覆盖率（$\sim$ 50%）。我们分析了光斑覆盖率、旋转和光变化幅度之间的相关性，发现慢旋转体（$R_{o}$ > 0.1）上的光斑覆盖率随着Rossby数$R_{o}$的减小而增加。有趣的是，我们检测到一个饱和度为40%-50%的快速旋转器中的光斑覆盖的饱和特征。另外，在热的快旋体中，光斑分布比慢旋体更对称。更有趣的是，我们在许多M型成员中检测到大的斑点覆盖，没有或很少有光变化。从更大的角度来看，这些结果为这些冷的活跃恒星上的恒星发电机提供了重要的约束。
2016-08-18 astro-ph.SR
Li in Open Clusters: Cool Dwarfs in the Young, Subsolar Metallicity Cluster M35 (NGC 2168)
本文分析了年轻星系团M35中Li 6708埃线附近的85颗G-K矮星的水螅谱。根据速度和盖亚天体测量，78个可能是单星成员，结合以前的工作，产生了108个成员，T_eff范围从6150到4000 K，由EHF，宽带测光定义，E（B-V）= 0.20和[Fe/H] =-0.15，尽管有迹象表明金属丰度可能更接近太阳。A（Li）遵循一个很好的下降曲线，从最热恒星的3.15下降到最冷矮星的上限<= 1.0。与早期的工作相反，M35包含了系统性地高于平均星团关系的A（Li）的单颗恒星。这个子集的V_ROT比Li更贫的样品更高，从光度旋转周期来看，主要是对流（C）星，其他都是界面（I）星。冷，高锂快速旋转器是一致的模型，同时考虑快速旋转和半径膨胀;快速旋转器比太阳热表现出过剩的锂耗尽，模型预测。A（Li）的颜色和自转周期分布与毕宿星/Praesepe和昴星团相比，与陀螺年代学分析一致，将M35的年龄置于较老的M34和较年轻的昴星团之间。然而，在低Li、慢旋转的分布一侧，昴星团显示出比M35更大的A（Li）和旋转周期范围，在给定的T_eff下，昴星团中的年轻恒星旋转得更慢，A（Li）比M35减少了四倍以上。
2018-06-14 astro-ph.SR
The Chemical Composition of Praesepe (M44)
星团长期以来一直被用来阐明恒星演化和星系演化。它们也为整个银河系的化学和核合成过程提供了线索。利用高信噪比、高分辨率的光谱测量了天鹰座疏散星团中11颗太阳型恒星的Li、C、O、Na、Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Fe、Ni、Y和Ba等16种元素的化学丰度。我们从Fe Ⅰ和Fe Ⅱ谱线测定了Fe，发现[Fe/H] = +0.12 $\pm$ 0.04。我们发现，由于较冷恒星中Li的消耗增加，Li随着温度的升高而减少;它与毕宿星团中发现的Li温度模式相匹配。[C/Fe]和[O/Fe]的丰度低于太阳和低于场星样品，由于Praesepe的年龄（0.7 Gyr）比场星年轻。α-元素，镁，硅，钙，钛，相对于铁的太阳比，也低于场星样品。Fe峰元素Cr和Ni跟踪Fe并具有太阳值。中子俘获元素[Y/Fe]是太阳的，而[Ba/Fe]相对于太阳和场星是增强的。卡雷拉和潘奇诺研究了三颗普雷塞普巨星，它们的Na、Mg和Ba含量明显高于普雷塞普矮星。Na的增强可能表明Ne -> Na循环中的质子捕获核合成与红巨星的大气中的疏浚。
2013-08-15 astro-ph.SR
Characterization of the Praesepe Star Cluster by Photometry and Proper Motions with 2MASS, PPMXL, and Pan-STARRS
成员识别是确定星团性质的第一步。特别是低质量的成员可以用来追踪星系环境中星团的动力学历史，如质量分离、恒星蒸发或潮汐剥离。利用Pan-STARRS测光和2 MASS测光，结合PPMXL自行，我们确定了中间年龄星团（M44）中恒星质量为$\sim$ 0.11- 2.4 Msun的候选成员。在3度半径的天空区域内，识别出1040个候选者，其中96个是新的夹杂物。使用相同的一套选择标准对场星进行了估计，假阳性率为16%，这表明872名候选人是真正的成员。这个最完整和可靠的成员列表使我们能够在与其他恒星模型的比较中支持BT-Settl模型。该星团在主层序上方有一个明显的双星轨道，双星频率为20- 40%，相似质量对的出现率很高。质量函数是一致的磁盘人口，但显示赤字的成员低于0.3太阳质量。一个明显的质量分离是有证据的，在我们的样品中质量最低的成员被蒸发从这个瓦解集群。
2014-01-29 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
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 lithium-rotation connection in the 125 Myr-old Pleiades cluster
锂丰度在恒星一生中的演变表明了恒星内部的运输过程。我们重新审视了锂含量和旋转速率之间的关系，以前报道的冷矮星在昴星团。我们得到新的LiI 670.8 nm的等效宽度测量从低质量的昴星团成员获得的高分辨率光谱。我们结合这些新的测量与以前发表的，并使用开普勒/K2旋转周期最近派生的昴宿星冷矮星调查锂旋转连接在这个1.25亿岁的集群。新的数据证实了锂等效宽度和星团51个早期K型成员样本的恒星自旋速率之间的相关性，其中快速旋转的恒星与缓慢旋转的恒星相比系统地富含锂。这个相关性适用于所有在0.50-0.70等（J-Ks）颜色范围内的恒星，对应的质量范围从0.75到0.90太阳质量，并且可能向下延伸到更低的质量。我们认为，锂的等效宽度的离散度观察到的冷矮星在昴星团反映了内在的分散在锂丰度，并建议锂分散模式的物理起源是在前主序星旋转历史的太阳型恒星。
2017-12-18 astro-ph.SR
Pseudomagnitude Distances: Application to the Pleiades cluster
Chelli et al.（2016）最近引入了伪震级的概念，使用严格的观测方法来估计视恒星直径。伪磁是距离指示器，具有不红化的显著特性。在这项研究中，我们使用依巴谷视差测量计算太阳附近的矮星作为其光谱类型的函数的平均绝对赝磁力。为了说明绝对赝磁的使用，我们导出了$360$昴星团恒星的距离模量，发现它们的分布质心是$5.715\pm0.018$，对应于距离$139.0\pm1.2$ \，pc。我们位于依巴谷观测到的$\sim 50$昴星团恒星的子集在一个平均距离为$135.5\pm3.7$ \，pc，从而证实了这些恒星的依巴谷测量中经常报告的异常。
2016-07-21 astro-ph.SR
HII 2407: A Low-Mass Eclipsing Binary Revealed by K2 Observations of the Pleiades
恒星HII 2407是相对年轻的昂宿星团的一员，之前被发现是一个单线光谱联星。它是在$Kepler$ / $K2$光度时间序列数据中新发现的食双星系统。相互拟合的径向速度和光度数据导致的轨道解决方案和基本恒星参数的约束。虽然主要的已经到达的主要序列，次要的仍然是前主序列，我们比较我们的结果与恒星演化模型的$M/M_\odot$和$R/R_\odot$值。我们还表明，该系统很可能是潮汐同步。后续的红外光谱学很可能揭示出次级星系的线条，从而可以动态测量质量，并将系统提升到基准食双星状态。
2015-10-21 astro-ph.SR
Detailed Abundances of Planet-Hosting Open Clusters. The Praesepe (Beehive) Cluster
目前还不完全清楚行星形成如何影响星团内或星团外的宿主恒星的性质;然而，丰度趋势可以帮助我们理解这些过程。我们提出了一个详细的化学丰度分析的六颗恒星在Praesepe，一个行星托管疏散星团。已知Pr 0201拥有一颗近距离（周期为4.4天）的巨行星（质量为0.54 $\rm M_{\rm{J}}$），而我们样本中的其他五个星团成员（Pr 0133，Pr 0081，Pr 0208，Pr 0051和Pr 0076）根据RV测量没有发现行星。使用高分辨率，高信号噪声阶梯光栅光谱获得与凯克/HIRES和一种新的方法来等效宽度测量（XSpect-EW），我们得出了多达20个元素的丰度跨越范围的冷凝温度（Tc）。我们发现一个平均簇金属丰度[Fe/H] = +0.21 $\pm$ 0.02 dex，与大多数以前的测定。我们发现我们的大多数元素显示出$\sim$ 0.02-0.03 dex的[X/Fe]散射，并得出结论，我们的恒星样品是化学均匀的。群集平均丰度的Tc斜率与零一致，并且在我们的样本中没有一颗恒星单独表现出统计上显着的Tc斜率。使用行星吞没模型，我们发现，行星主机，Pr 0201，没有证据表明显着富集在其耐火元素相比，集群的意思是，将与行星吸积的情况是一致的。
2021-07-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Wrinkles in Time -- I: Rapid Rotators Found in High Eccentricity Orbits
本研究基于TESS数据构建自转周期测量流水线，在银盘高偏心率轨道中发现141颗快速旋转的疑似年轻恒星，为银河系快速动力学过程研究提供了新线索。
2023-10-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-Infrared Imaging Survey of Faint Companions around Young Dwarfs in the Pleiades Cluster
我们使用斯巴鲁望远镜和近红外日冕仪对昴星团中的11颗年轻矮星进行了近红外成像调查。我们发现了10个微弱的点源，在K波段亮度为20等，围绕7颗矮星。与斯皮策存档图像的比较显示，V 1171 Tau周围的一对微弱源在红外波长下非常红，表明质量非常低的年轻恒星物体。然而，我们后续自行测量的结果表明，中心恒星和暗源并没有共同的自行，这表明它们没有物理联系。
2010-10-22 astro-ph.SR
Deep Infrared ZAMS Fits to Benchmark Open Clusters Hosting delta Scuti Stars
这项研究的目的是确保集群三角洲盾座星系的精确距离，以便通过VI Weseneirs框架研究它们的属性。深JHKs颜色-颜色和ZAMS关系来自~700颗未变红的恒星，具有2 MASS测光和精确的HIP视差（d<~25 pc），用于确定到几个基准疏散星团的距离，这些星团是盾牌座δ的宿主：毕宿星团，昴宿星团，Praesepe，alpha Per和M67（d=47+-2，138 +-6，183 +-8，171 +-8，815 +-40 pc）。该分析提供了对δ Sct样本的绝对Weseneirs幅度（W_VI，0）、演化状态和脉动模式（阶数，n）的约束。通过与van Leeuwen 2009年修订的HIP结果进行比较，证明了JHK建立的聚类参数的可靠性。9个邻近星团（d<250 pc）中有7个的距离一致，而不一致的情况（Pleiades & Blanco 1）与随星团年龄或[Fe/H]的Te/J-Ks变化无关（无关紧要）。JHK测光表是根据自行（NOMAD）为~3x10^3个可能的星团成员编制的。深度JHKs测光扩展到低质量区域（~0.4 Msun），并确保精确（<5%）ZAMS拟合。脉动模式推断的集群三角洲盾从VI Wesenlavia和独立的分析是可比的（+-n），和方法是一致的，在确定更高的订单reflectors。大多数小振幅簇状三角洲盾叶甲位于VI Weseneirs基因座上，其…
2011-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Brown dwarfs and very low mass stars in the Praesepe open cluster: a dynamically unevolved mass function?
[摘要]在这篇文章中，我们提出了一个光度测量的结果，以确定旧的疏散星团Praesepe的低质量和褐矮星成员（年龄为590[+150][-120]百万年，距离为190[+6.0][-5.8]pc），并使用它来推断它的质量函数，我们与其他集群进行比较。我们对普拉塞普进行了光学（Ic波段）和近红外（J波段和KS波段）光度测量，空间覆盖范围为3.1度^[2]。随着5西格玛检测限Ic=23.4和J=20.0，我们的调查是敏感的对象与质量约0.6至0.05 Msol。Praesepe的质量函数从0.6Msol上升到0.1Msol，然后在~0.1Msol处翻转。观察到的上升与以前的研究得出的质量函数一致，包括基于自行和测光的调查。将我们的质量函数与另一个年龄相近的疏散星团毕星团（年龄约为600 Myr）的质量函数相比较，我们发现了一个显著的差异。可能的原因是，动力蒸发并没有以同样的方式影响毕宿星团和Praesepe，或者这些星团没有相同的初始质量函数，或者动力相互作用改变了一个或两个星团的演化。虽然在集群的二进制分数的差异可能会导致所观察到的（即系统）的质量函数不同，在文献中的测量给出了一个显着的差异，在两个集群的二进制分数的证据。在我们的候选星团中，有六个的质量被预测为等于或低于恒星/亚恒星边界的0.072Msol。
2009-11-05 astro-ph.SR
