Investigating the possible connection between lambda Bootis stars and intermediate Population II type stars
牧夫座λ星（LB）位于H-R图的上主序，具有特殊的丰度分布。轻元素（C、N、O和S）呈现太阳丰度，而所有其他元素都是中等到强烈的丰度不足。目前还没有确定这种丰度模式是内在的，还是仅限于恒星表面。如果我们遵循LB星本质上是弱金属的假设，那么应该与中间星族II和F-弱天体有联系。这种可能的亲和力以前没有研究过。我们提出了详细的元素丰度，包括轻元素碳和氧，为38个明亮的中间人口II和F-弱对象。此外，我们调查的运动学特征的群体。从光度、光谱和运动学数据来看，中间星族II和F-弱型恒星之间没有区别。因此，我们得出结论，这两个群体是相同的。然而，可以根据元素丰度来区分LB星和中等星族II星，尽管不是根据它们的运动学。LB星似乎与中间星族II群不同。为了加强这一结论，还需要对光谱双星系统进行进一步的星震学研究和分析。
2014-06-24 astro-ph.SR
Chemical analysis of early-type stars with planets
目标。探索具有行星的早期型恒星的化学模式，寻找行星形成的可能特征。特别是，我们研究的λ Bootis化学图案和存在的巨行星之间的可能关系。方法.我们进行了详细的丰度测定的早期型恒星的样本，通过光谱合成的行星和没有。结果我们比较了样本中恒星的化学模式（13颗有行星的恒星和24颗没有探测到行星的恒星）与Lambda Bootis和其他化学性质特殊的恒星。我们在样本中发现了四颗牧夫座λ恒星，其中两颗存在行星和拱星盘（HR 8799和HD 169142），一颗没有检测到行星（HD 110058）。我们还发现了第一颗被棕矮星（zeta Del）环绕的牧夫座λ星。这对有趣的牧夫座λ星+褐矮星可以帮助测试恒星形成的场景。我们没有发现这组带有巨行星的早期型恒星的独特化学模式。然而，我们的研究结果支持，在原则上，一个建议的情况下，巨大的行星轨道前主序星可能会阻止磁盘的尘埃，并导致在一个lambda Bootis样的模式。另一方面，我们没有发现一个λ Bootis模式在不同的热木星行星的宿主恒星，这不支持的想法可能吸积从风的热木星，最近提出的文献。然后，其他机制应该解释主序恒星之间的λ牧夫座图案的存在。最后，我们认为，围绕Lambda Bootis恒星（如HR 8799和HD 169142）的行星也可能通过核心吸积过程而不仅仅是引力不稳定性形成。
2021-01-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Abundances in the Herbig Ae star HD 101412: Abundance anomalies; Lambda Boo-Vega characteristics?
背景：最近的注意力已经转向非常年轻的恒星之间的丰度变化。目的：利用Herbig Ae星HD 101412异常尖锐的谱线，对该星的丰度进行详细研究。方法：高分辨率光谱测量准确的波长和等效宽度。Balmer线拟合和电离平衡给出了Teff和log（g）之间的关系。异常异常和不确定的红化排除了使用光谱类型或光度法来固定Teff。激发温度用于打破Teff和log（g）之间的简并性。结果：强线受到异常饱和，不能通过假设一个低的微湍流被删除。通过限制分析弱（<= 20 m[A]）线，我们发现中性和电离物质的一致结果，基于Teff = 8300 K和log（g）=3.8的模型。光球层中的大多数难熔元素都已耗尽，而挥发物则是正常的，或者在氮的情况下，相对于太阳来说过剩。这些异常不同于Ap或Am星的异常。结论：我们认为，强谱线的异常饱和是由于从圆盘下落的物质加热了大气上层。总体丰度模式可能与在Lambda Boo恒星中发现的有关，尽管耐火元素的消耗更温和，更像织女星。然而，中间挥发性锌被耗尽，排除了一个简单的解释的丰富模式的气体颗粒分离。
2010-08-09 astro-ph.SR
IR-excesses around nearby Lambda Boo stars are caused by debris disks rather than ISM bow waves
Lambda Boo星主要是A型恒星，拥有丰富的太阳能C、N、O和S，但耐火元素的丰度低于2 dex。恒星表面异常的丰度可能是由于挥发性气体在尘埃上的选择性吸积。有人提出，在Lambda Boo现象和IR-过量之间存在相关性，IR-过量是碎片盘或星际介质（ISM）相互作用提供吸积物质的结果。我们观察70或100和160 $μ$ m的过量排放9确认Lambda Boo星与赫歇尔空间天文台，区分尘埃排放是否是从碎片盘或ISM头波。我们发现，3/9的恒星观察主机以及解决碎片盘。虽然其余的6/9没有解决，他们是不一致的ISM头波的基础上，灰尘排放更紧凑的温度和预测的头波模型产生热的排放比观察到的。我们发现在Lambda Boo星周围明亮的红外线过剩的发生率比正常的A星高。为了解释这一点，我们的观察，我们探讨坡印廷-罗伯逊（PR）阻力作为一种机制，从碎片盘吸积，但发现它不够。作为一种替代方案，我们提出的相关性是由于更高的动态活动在磁盘目前正在进行中。星子的大规模撞击或彗星的大量涌入可以为吸积提供足够的挥发性气体。需要进一步研究星周物质的运输与丰度异常的关系，以解释通过外部吸积的现象。
2015-11-18 astro-ph.EP 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
HD 210111: a new lambda Bootis type SB system
牧夫座λ型恒星的一小部分由晚期B型到早期F型恒星组成，大多数Fe峰元素在表面的丰度低于太阳的丰度，而较轻的元素（C、N、O和S）在太阳表面的丰度低于太阳的丰度（高达100倍）。造成这一现象的主要机制是大气扩散、对流混合和周围物质的吸积。特别是具有Lambda Bootis型组分的光谱双星（SB）系统对于更详细地研究演化状态和吸积过程是非常重要的。对于HD 210111，还发现了盾牌座δ型脉动，这为使用星震学工具进行进一步研究提供了机会。后者可能会导致对这颗恒星扩散量的严格限制。再加上模型的吸积和它的来源，这提供了一个独特的机会，阐明更多的这些重要的过程。我们目前的分类和高分辨率光谱HD 210111。对最可能的单星成分组合进行了详细的调查。为此，计算了具有不同恒星天体物理参数的合成光谱，并与观测结果进行了比较，以找到最佳拟合组合。HD 210111由两颗相等的恒星组成，它们的T（eff）= 7400 K，logg= 3.8 dex，[M/H]=-1.0 dex，vsini= 30 km/s。这一结果与迄今为止发表的关于该天体的其他严格观测事实一致。这是第三个详细研究的λ Bootis型SB系统，但第一个已知的IR过量。
2011-12-30 astro-ph.IM astro-ph.SR
Chemical abundances of magnetic and non-magnetic Herbig Ae/Be stars
大约10-20%的主序星A型和B型恒星的光球层表现出广泛的化学特性，通常与磁场的存在有关。这些化学特性是在恒星演化的哪个阶段形成的，目前还不清楚。为了研究这个问题，本文研究了Herbig Ae和Be星的样本的光球组成，它们被认为是A星和B星的前主序星。我们已经对20颗赫比格星（其中3颗已经证实有磁场）和一颗年轻的尘埃星进行了详细的丰度分析。我们发现，在我们的样本中，有一半的恒星在不同程度上表现出lambda Boo化学特性，只有一颗恒星表现出弱的Ap/Bp特性，其余的恒星都是化学正常的。我们在赫比格恒星中发现的lambda Boo化学特性的发生率远远高于主序星。我们认为，一个选择性的吸积模型的lambda Boo星的形成是一个自然的解释，在我们的样本中的数量非常大的lambda Boo星。我们还发现，磁性赫比格星并没有表现出一系列的化学成分显着不同于正常的恒星：一个磁星显示lambda Boo化学特性（HD 101412），一个显示弱Ap/Bp特性（V380 Ori A），和一个（HD 190073）是化学正常的。这与在主序上所看到的完全不同，在主序上，所有的磁性A星和冷B星都显示出Ap/Bp的化学特性，这与磁场先于Ap和Bp星典型化学特性形成的观点一致。
2012-02-08 astro-ph.SR
Chemical peculiarities in magnetic and non-magnetic pre-main sequence A and B stars
在A型和晚期B型恒星中，强磁场总是与Ap和Bp的化学特性有关。然而，目前还不清楚在恒星演化的哪个阶段，这些特性会发展出来。在前主序星A和B（Herbig Ae和Be星）中观测到了强磁场，这些天体被认为是Ap和Bp星的祖先。然而，这些磁性赫比格星的光球化学丰度还没有被仔细研究，而且“正常”非磁性赫比格星的化学丰度仍然很差。为了研究这个问题，我们研究了23颗赫比格星的光球成分，其中四颗已经证实有磁场。令人惊讶的是，我们发现样本中一半的非磁性恒星在不同程度上显示出λ Bootis化学特性。对于检测到磁场的恒星，我们发现一颗化学正常的恒星，一颗具有lambda Boo特性的恒星，一颗显示出弱Ap/Bp特性的恒星，以及一颗具有较强Ap/Bp特性的进化恒星。这些结果表明，Ap/Bp的特殊性之前的磁场，这些特殊性发展的前主序星和B星的生活。我们发现的lambda Boo星的发生率比在主序星上看到的要高得多。我们认为，一个选择性的吸积模型形成的lambda Boo的特点是一个自然的解释，这个非常大的发病率。
2013-11-12 astro-ph.SR
Probing the Structure of the Accretion Region in a Sample of Magnetic Herbig Ae/Be Stars
我们提出的几个诊断线的时间行为的研究结果在该地区的吸积盘/恒星的相互作用在三个磁性Herbig Ae星HD 101412，HD 104237，和HD 190073。分析了安装在VLT-8米望远镜（ESO，智利）以及其他天文台（OHP，克里米亚AO）的ISAAC，X-shooter和CRIRES摄谱仪获得的100多个光谱。在He I γ 10830、Pa γ和He I γ 5876谱线上获得了光谱数据。我们发现，诊断线在所有程序星的光谱的时间行为可以广泛地解释由本地吸积流产生的线轮廓的旋转调制。这一结果与磁层吸积模型的预测相一致。首次测定了HD 104237的自转周期（P_rot = 5.37 ± 0.03天）和自转倾角（i = 21 ± 4度）。对HD 104237和HD 190073的HARPSpol光谱进行的额外分析（取自ESO档案）使用SVD方法显示，HD 190073的磁场结构可能比简单的偶极子更复杂，并且包含一个拱星分量。还首次测得了双星系统HD 104237的次级分量的磁场（<B_z>= 128+-10 G）。
2014-10-23 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
Fast Methods for Computing Photometric Variability of Eccentric Binaries: Boosting, Lensing, and Variable Accretion
本研究分析了不同偏心率下顺行/逆行等质量双星的吸积率变异性规律，推出可快速生成吸积率模板的公开工具binlite，结合多普勒增亮与引力透镜效应实现宽参数空间光变曲线灵活生成。
2024-03-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Herbig Ae Star PDS2
我们提出了一个初步的丰度分析孤立Herbig Ae星PDS 2（CD-53 251，2 MASS J 01174349 -5233307）。我们采用的模型Teff = 6500 K，log（g）= 3.5。它很可能属于年轻恒星的类别，其丰度类似于Lambda Bootis恒星。
2013-10-09 astro-ph.SR
Spectroscopic signatures of magnetospheric accretion in Herbig Ae/Be stars. I. The case of HD101412
磁驱动的吸积和外流模型再现了金牛T星的许多观测特性。这个概念对于更大质量的赫比格Ae/Be星来说还没有很好的建立。我们打算检查的Herbig Ae/Be星的磁层吸积和搜索旋转调制使用光谱签名，在这第一篇论文集中在研究的Herbig Ae星HD 101412。我们使用近红外光谱观测的磁性赫比格Ae星HD 101412测试的磁层特性的吸积盘/恒星的相互作用。我们减少和分析了30个光谱的HD 101412，获得与CRIRES和X-射手摄谱仪安装在VLT（ESO，智利）。光谱分析是基于在吸积区形成的He I lambda 10，830和Pa伽马线。我们发现，HD 101412近红外光谱中这些诊断线的时间行为可以用吸积气体产生的线轮廓的转动调制来解释，其周期为P = 20.53 ± 1.68 d.这一周期的发现，大约是以前通过测量平均纵向磁场确定的磁旋转周期P_m = 42.076 d的一半，表明吸积物质在旋转周期中两次落在靠近与视线相交的磁极的区域。我们打算将这种方法应用于更大的样本Herbig Ae/Be星。
2016-06-13 astro-ph.SR
Spectroscopy of Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs in the Lambda Orionis Star Forming Region. I. Enlarging the census down to the planetary mass domain in Collinder 69
虽然对于低质量恒星的形成有一个普遍接受的演化方案，但当质量下降到棕矮星时，类似的过程还没有得到很好的理解。在这第一篇论文中，我们试图建立最完整和公正的光谱证实的人口普查的科林斯69，中央集群的猎户座λ恒星形成区域，作为第一步，在解决问题的褐矮星和行星质量的物体如何形成。我们已经研究了年龄相关的功能，在光学和近红外光谱的候选成员的集群（如碱线和吸积相关的指标）。此外，我们还对其他青年指标进行了分析，如X射线发射或中红外线过量。我们已经确认了\sim 90个测光候选成员中的Collinder 69的成员资格。作为一个副产品，我们已经确定了年轻的M，非常低质量的恒星和褐矮星的温度范围。我们已经组装了一个最完整的初始质量函数从0.016至20 M \odot。最后，我们研究了已确认成员的空间分布对棕矮星形成机制的影响。
2011-09-22 astro-ph.IM astro-ph.SR
Drifters on the edge of town: $λ$ Boötis stars in clusters
Astrophysics Research Cluster, School of Mathematical and Physical Sciences, The University of Sheffield（谢菲尔德大学数学与物理科学学院天体物理学研究集群）
研究通过N体模拟发现，A型星可能在星团中形成$λ$ Boötis丰度并形成宽双星系统，挑战了原有吸积理论。
2026-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for the accretion origin of halo stars with an extreme r-process enhancement
通过对Lambda CDM模型的数值模拟，我们认为像矮星系这样的小恒星系统是银河系的主要组成部分。像人马座潮汐流这样的星流的存在表明矮星系在银河系的形成中发挥了作用。然而，目前还不清楚我们银河系中有多少和什么类型的恒星来自卫星矮星系，这可能受到贫金属恒星化学丰度的限制。在这里，我们报告的发现，贫金属星极端r-过程增强和α-元素缺乏。在这颗恒星中，r过程元素Eu相对于Fe的丰度比比太阳高一个数量级以上，金属丰度是太阳的1/20。在现今的矮星系中已经发现了这类恒星，为过去的吸积事件提供了最清晰的化学特征。从相对于Fe的α元素丰度来看，宿主矮星系化学演化的时间尺度很长，这表明吸积发生在相对较晚的阶段，而大多数吸积形成了大部分银河系晕。
2019-05-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolutionary Stages and Disk Properties of Young Stellar Objects in the Perseus Cloud
我们研究了211个年轻恒星对象（YSO）在英仙座云的演化阶段和磁盘属性通过模拟宽带光学中红外（IR）光谱能量分布（SED）。通过探讨λ_turnoff的关断波段之间的关系，（在恒星光球层上方观察到明显的红外过量），λ <~ 24微米处的过量光谱指数α_excess，以及盘内半径R_in（根据SED建模）对于不同进化阶段的YSO，我们发现具有光学厚盘的YSO的α过量的中值和标准偏差倾向于随着λ_turnoff而增加，特别是在λ_turnoff >= 5.8微米时，而中值分数尘埃光度L_dust/L_star则随着λ_turnoff而减小。这表明小尘埃颗粒的由内而外的磁盘清除。当α_excess > ~0，R_in > ~10 $\times$尘埃升华半径R_sub时，α_excess与R_in之间存在正相关关系，而与λ_turnoff、L_dust/L_star和星盘耀斑无关。这表明外盘耀斑要么与盘内向外的清除不同步发展，要么对24微米的α_过量短缩影响很小。大约23%的YSO盘被归类为过渡盘，它们的λ_turnoff >= 5.8微米，L_dust/L_star >10^（-3）。在L_dust/L_star vs. alpha_excess图上，过渡盘和完整盘占据了明显不同的区域。以L_dust/L_star作为吸积活动大于0.1和不大于0.1的盘的近似值，我们发现65%和35%…
2015-06-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
