Exocomet气体吸收的出现和消失gydF4y2Ba

文摘gydF4y2Ba

快点叫川崎汽船(3933)吸收资料观察对15 A和两个b星与已知(或怀疑)磁盘碎片,除了档案三A类型恒星光谱数据,。检查提取给川崎汽船吸收线已确定,后期一个b型(HD 58647)和四个新a类型(HD 56537, HD 64145、HD 108767和HD 109573)恒星系统表现出短期(每晚)吸收变化在这些配置文件。这个变化是由于气体蒸发下降身体的解放(所谓的2月活动)的放牧方法exocomets向母星。我们现在档案范的光谱gydF4y2BaλgydF4y2Ba3860年,快点叫川崎汽船gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris (HD 39060),首次揭示了2月的吸收签名活动类似的速度gydF4y2Ba这两个gydF4y2Ba行配置文件。FEB-hosting明星似乎是早期的类型(平均光谱类型Al.8与A3.1)比那些没有观察到2月活动。这可能是由于恒星活动水平(如色球活动或nonradial脉动)的一个更高的水平在这些热a类型恒星的大气。gydF4y2Ba

1。介绍gydF4y2Ba

水库的存在小洛奇的身体(即。,一个steroids/planetesimals) in orbits around many stellar systems is now well established. Their presence is required by current planetary formation theories [1gydF4y2Ba,gydF4y2Ba2gydF4y2Ba)也通过直接和间接观测恒星的灰尘和气体环绕恒星的磁盘(gydF4y2Ba3gydF4y2Ba- - - - - -gydF4y2Ba5gydF4y2Ba]。大量外表接近恒星可能情景和引发的大型行星的形成gydF4y2Ba6gydF4y2Ba]。由于灰尘和天然气系统将过渡到光学薄和不含气的磁盘碎片,观察小行星/星子最好在年轻或debris-rich执行系统,这可能相关的行星形成的早期阶段。在这样的系统中,万有引力字段可能会使大量的破坏这些kilometer-sized冰冷的尸体到年轻的中央恒星轨迹指向。事实上蒸发气体的检测中解放出来的comae成群的这些陨落的彗星样的身体(或exocomets)可以理解为被签名的早期阶段,一个行星系统的形成。到目前为止,寻找exocomets都集中在年轻(< 50最高产量研究)a类型的恒星,因为大约三分之一的正常exhibit a类型主序星红外(IR)过度由于尘土飞扬的磁盘碎片的存在gydF4y2Ba7gydF4y2Ba,gydF4y2Ba8gydF4y2Ba]。因为a类型恒星的辐射压力从磁盘中删除气体和尘埃粒子在时间尺度≪1最高产量研究[gydF4y2Ba9gydF4y2Ba),然后发现的任何尘埃和/或气体接近明星必须从碰撞和蒸发事件最近出现在星子。gydF4y2Ba

蒸发的气体产品流入exocomets接近小明星可能原因中断发生在周围的碟状区域等离子体。环绕恒星的磁盘认为“侧面”这种蒸发材料可以直接观察通过瞬态气体吸收特性在快速变化的红移。这个短期(每晚)可变性吸收首次检测到向A6V明星gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris,通过反复的观察给川崎汽船在3933gydF4y2Ba10gydF4y2Ba,gydF4y2Ba11gydF4y2Ba]。相对温暖(gydF4y2BaK - 2500 K)气体在这些蒸发的事件通常位于解放gydF4y2Ba1 AU的明星,而寒冷和光学厚环绕恒星的气体盘由CO排放(跟踪)位于进一步距离> 20从中央星盟gydF4y2Ba12gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

在过去的几年里兴趣重燃exocomet活动的检测通过观察短期(每晚)吸收可变性的环绕恒星的3933给川崎汽船向A类型恒星已导致增加了很多新的恒星系统认为是有些相似gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris [gydF4y2Ba3gydF4y2Ba,gydF4y2Ba14gydF4y2Ba,gydF4y2Ba15gydF4y2Ba]。从这些kilometer-sized蒸发气体的释放“蒸发下降的身体”(2月或exocomets)通常需要它们的轨道摄动的外星球上star-grazing轨道(gydF4y2Ba16gydF4y2Ba]。的情况下gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris这促使一个20年寻找一个相关的系外行星,最终以巨行星的探测,gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris b,由拉格朗日等。gydF4y2Ba17gydF4y2Ba]。系外行星探测到的广泛使用的技术(老)恒星的光谱类型G M,通过径向速度变化或观察凌日时,一般不适合年轻的恒星a类型。因此,短期exocomet活动在这样年轻的检测(< 50最高产量研究旧)目前系统可能是最好的指示相关的系外行星的存在,它的存在可以确认使用非常高的对比直接成像技术。这是特别重要的,因为最近的高对比度成像观测表明,只有不到10%的B -和a类型恒星质量可能拥有巨大的系外行星(> 10gydF4y2Ba40和650 AU()之间的距离gydF4y2Ba18gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

迅速的分析~ 30 a类型的恒星旋转,反复观察到在吸收给川崎汽船表明那些展览的恒星(十)2月活动更年轻(< 100最高产量研究),更有可能表现出比a类型恒星的化学特性2月活动(未发现gydF4y2Ba3gydF4y2Ba]。有趣的是,2月活动似乎没有直接关联到一个不仅强中过度。这是最有可能的视角与环绕恒星的气体磁盘。即使尘埃磁盘或陨落的彗星都在场,他们会很难发现如果视角不是几度内侧面(gydF4y2Ba16gydF4y2Ba]。我们注意到,gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris, 2月活动最频繁的系统观察,磁盘的倾角88.5°(gydF4y2Ba29日gydF4y2Ba]。另外,膨胀彗星的轨道倾角也是一个主要因素在决定2月事件的观测到的速度,和的情况下gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris彗星轨道的轴线之间的夹角和视线被严格限制在10°的预示°(gydF4y2Ba16gydF4y2Ba]。在缺乏直接成像,我们有选择的唯一途径侧面磁盘系统是通过观察恒星附近,快速旋转(gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba})。考虑到gydF4y2Ba为视角,一个不完美的代理,这或许并不令人意外,(10)2月活动迄今为止被发现的恒星相比并不具有更高的旋转速度与2月(21)恒星活动没有检测到威尔士和蒙哥马利(gydF4y2Ba3gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

βgydF4y2BaPictoris A6V明星,后来成为了gydF4y2Ba事实上的gydF4y2Ba规范年轻(~ 12最高产量研究)a类型恒星与红外过剩和碎片磁盘包含包含无数星子带小洛奇的身体(gydF4y2Ba6gydF4y2Ba,gydF4y2Ba30.gydF4y2Ba]。除了显示在环绕恒星的吸收变化给川崎汽船在每晚(有时每小时)的基础上,gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris也表现出吸收的亚稳3 d水平给红外三联体在8542gydF4y2Ba31日gydF4y2Ba,gydF4y2Ba32gydF4y2Ba]。这样的吸收,这是由于辐射泵,只能发生在一个环绕恒星的环境和不能星际起源的。这些观察结果表明温暖环绕恒星的气体的位置在中央恒星< 10盟。这样陨落的气体似乎拥有高电子密度(gydF4y2Ba厘米gydF4y2Ba^{−3gydF4y2Ba})和电子温度高(gydF4y2BaK)。gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris展览两个其他类型的环绕恒星的可见波长的吸收行为。首先,主要环绕恒星的给川崎汽船组件出现接近(或在)恒星径向速度(即,gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}),位于一个轻微的红移gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}从弱小的环绕恒星的奈的防线会吸收(gydF4y2Ba33gydF4y2Ba]。费尔南德斯et al。gydF4y2Ba34gydF4y2Ba)通过气制动机制解释了这个速度差异的中性环绕恒星的物种正在迅速电离的恒星辐射力量雄厚,因此只能达到有限的速度(和略有不同)。gydF4y2Ba

典型列密度比N(给)/ N(奈)> 30:1确定了气体在中央的速度快点叫川崎汽船。这些值至少一个数量级高于发现为广大星际介质。第二,似乎只奇特的现象gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris系统异常高水平的环绕恒星的吸收与范很少观察到3860一线。这个光谱特性通常是发现在星际介质很弱,主要被发现在寒冷和密集的地区gydF4y2Ba35gydF4y2Ba]。然而,的情况下gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris,它有一个等效宽度的马~ 6环绕恒星的吸收被集中附近恒星的径向速度(见部分gydF4y2Ba3.1。8gydF4y2Ba这篇文章)。gydF4y2Ba

现在因为2月活动已经检测到对其他几个近a类型的恒星,它是构成问题是否有益的gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris确实是一个典型的例子a类型的恒星系统磁盘碎片2月展览活动由于exocomets的蒸发。我们注意到,16 a类型恒星周围的碎片光盘,解决了红外成像,11表明多个尘埃组件(gydF4y2Ba36gydF4y2Ba]。这些尘埃圆盘在外表,呈现出一个广泛的多样性与半径从几数百盟盟。这些磁盘在尘埃环与明确的内部和外部边缘周围发现人力资源4796年施耐德et al。gydF4y2Ba37gydF4y2Ba),而有些人非常像扩展磁盘gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris [gydF4y2Ba38gydF4y2Ba]。此外,一些作者提出,内部灰尘的起源(天然气)磁盘a类型恒星周围可能与一个恒星的现象,尽管他们的质量损失速率一般都很低,不应产生显著的近红外发射。然而,我们注意到最近的研究已表明k波段之间的相关性可能红外过剩,这些恒星的自转速度,这将暗示着可能的起源恒星质量损失环绕恒星的尘埃和气体(gydF4y2Ba39gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

其他光谱类型的年轻恒星a类型也被发现展览时间吸收的变化给川崎汽船,可以与周围的碟状区域相关联。这些年轻的(但金属差)gydF4y2BaλgydF4y2BaBootis-type恒星周围的厚云尘土飞扬的气体(gydF4y2Ba40gydF4y2Ba,gydF4y2Ba41gydF4y2Ba]。此外,premain所序列Herbig Ae /明星通常也有相关的大型红外过度环绕恒星的气体和尘埃磁盘(gydF4y2Ba42gydF4y2Ba- - - - - -gydF4y2Ba44gydF4y2Ba]。以来,人们普遍认为环绕恒星的磁盘的一个共同特征形成恒星和行星形成过程,然后对比周围的碟状区域气体的变化行为所有类型的不同年龄段的年轻恒星a类型最高产量研究(1 - 100)可以提供洞察行星的进化的早期阶段。gydF4y2Ba

介绍每晚15 a类型恒星的光谱观测(+ 2晚b型星)与已知(或怀疑)磁盘碎片,除了呈现相似的光谱数据三a类型恒星从欧洲南方天文台检索数据档案。节gydF4y2Ba2gydF4y2Ba我们描述如何派生的残余强度吸收概要环绕恒星的给川崎汽船从每个观察测量相应的行等效宽度值。讨论了这些测量部分gydF4y2Ba3gydF4y2Ba为每个目标恒星,我们已经确定,一个晚b型(HD 58647)和四个新a类型(HD 56537, HD 64145、HD 108767和HD 109573)明星表现出短期(每晚)等效宽度变化值的环绕恒星的给川崎汽船吸收线配置文件。基于类似的行为给吸收的展出gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris恒星系统,我们把这个吸收变化与气体的蒸发从彗星样的身体在他们的母星放牧方法和注意,这让系统认为港口exocomets总数16(见表gydF4y2Ba4gydF4y2Ba13),目前已发现的作者。gydF4y2Ba

2。观察和数据提取gydF4y2Ba

高光谱分辨率的观察共有17个星表中列出gydF4y2Ba1gydF4y2Ba本文提出了。除了径向速度(gydF4y2Ba25gydF4y2Ba),每颗恒星的天体物理数据表所示gydF4y2Ba1gydF4y2Ba来自SIMBAD数据检索系统。目标选择是基于物理特性的共享与其他环绕恒星的气体系统已知变量在给吸收波长。因此,大多数的项目目标是同样年轻,附近(gydF4y2Ba< 100)a类型主序星快速旋转和展览中红外过剩。这样的a类型的恒星通常拥有一个已知(或怀疑)相关的磁盘碎片gydF4y2Ba26gydF4y2Ba,gydF4y2Ba45gydF4y2Ba),这可能有潜力港exocomet活动。gydF4y2Ba

四颗星的光谱观测的最上部分表中列出gydF4y2Ba1gydF4y2Ba进行服务模式的员工2.1伯纳德Lyot图片du Midi天文台的望远镜在法国。三颗星的光谱记录在四天时间28 - 11-1-2014,和星HD 184006同样观察到三次的时间09-21 - 10-7-2013。这些的目的和我们所有的观测是观察每一个目标(如果天气允许)在夜间的基础上寻找吸收3933年快点叫川崎汽船的可变性。每个观测由通常的积分时间~ 60分钟,这样典型的光谱是良好的曝光gydF4y2Ba~ 200:1的比例在恒星周围连续给川崎汽船。中等的光谱分辨率观测gydF4y2Ba(4.6公里gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba})得到3星在整个3705年至9485年一系列使用EsPaDOns中阶梯光栅光谱仪用于“明星”模式。EEV CCD的光谱记录2000×4500像素和数据处理在天文台使用自由精神数据简化的软件工具,它使用许多相同的数据提取技术在本部分的最后一段。gydF4y2Ba

在第二节的表gydF4y2Ba1gydF4y2Ba我们现在的信息重复11 -或b型恒星的光谱观测使用Sandiford中阶梯光栅摄谱仪安装在卡塞格林焦点的麦当劳天文台的2.1米望远镜,德克萨斯州。中等的光谱分辨率观测gydF4y2Ba60000(5公里gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba})获得在3800 - 5000区域用Reticon CCD探测器和数据记录的1200×400像素。前9的星星在夜晚观察03-1 - 03-7-2013。第十星HD 158352,观察四次以相同的方式在时间08-18 - 08-23-2010。我们也给川崎汽船吸收观测恒星的HD 9672 (49 Ceti星)记录在08-11-12-2013使用相同的仪器设置的夜晚。之前我们知道这颗恒星展览2月吸收活动相似gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris [gydF4y2Ba15gydF4y2Ba)和被选出的这些观察同时配合紫外吸收观察记录与性病仪器在哈勃太空望远镜。观测的初步结果中性检测紫外吸收物种对49 Ceti星被Roberge说道了et al。gydF4y2Ba46gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

最后两颗恒星的光谱观测中列出的最低部分gydF4y2Ba1gydF4y2Ba在晚上进行05-8 - 05-13-2014使用长颈鹿fiber-fed中阶梯光栅摄谱仪安装在1.9米雷德克里夫南非天文台的望远镜。光谱数据包含一个波长范围3850 - 5500年美国泰克1024×1024的记录CCD探测器的分辨能力~ 40000(7.5公里gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba})。gydF4y2Ba

所有的光谱各监测点的数据提取和减少类似的方式。记录图像bias-subtracted,平面场使用标准IRAF中阶梯光栅数据简化例程。宇宙射线和坏像素被移除,光谱订单然后使用的标准最优频谱提取算法提取霍恩(gydF4y2Ba47gydF4y2Ba]。恒星光谱的波长色散校准是通过交叉引用Th-Ar发射光谱记录开始和结束的每一个夜晚。这导致一个波长精度0.015 ~(1公里gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}),所有的恒星光谱。这些波长被转化为未来所有讨论的日心的参照系。gydF4y2Ba

2.1。归档数据gydF4y2Ba

我们也做了一个粗略的检查的众多与FEROS a类型恒星的观察记录和/或竖琴高分辨率光谱仪,沉积在欧洲南方天文台(ESO)数据存档(gydF4y2Bahttp://archive.eso.org/cms.htmlgydF4y2Ba)。在表gydF4y2Ba2gydF4y2Ba我们列出三个a类型恒星(连同他们的天体物理信息)我们已经下载了光谱数据,使用标准的ESO数据处理管道。我们列出这些观察的日期一起摄谱仪,记录这些光谱。我们注意,竖琴光谱数据记录的分辨能力gydF4y2Ba,而FEROS光谱数据的分辨能力较低gydF4y2Ba。除了给奈吸收线,3860年范一个环绕恒星的吸收线也被提取gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris光谱。表中列出的其他目标gydF4y2Ba1gydF4y2Ba和gydF4y2Ba2gydF4y2Ba这附近有任何显著的吸收特性的光谱波长3吗gydF4y2BaσgydF4y2Ba电子战< 1.5 mA的上限。gydF4y2Ba

2.2。吸收线分析gydF4y2Ba

所有观察到的光谱包含旋转的恒星(CaII-K)扩大吸收线中心在3933,其中大部分也有一个非常狭窄的环绕恒星的吸收线叠加恒星吸收槽的底部。一个典型的例子,这种类型的吸收概要图中可以看到gydF4y2Ba1gydF4y2Ba蒙哥马利和威尔士(gydF4y2Ba15gydF4y2Ba]。这种光谱特征是典型的a类型的恒星拥有环绕恒星的气体磁盘碎片共转靠近他们的恒星径向速度gydF4y2Ba3gydF4y2Ba,gydF4y2Ba15gydF4y2Ba,gydF4y2Ba27gydF4y2Ba,gydF4y2Ba28gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

恒星连续水平为每个目标是由拟合广义给川崎汽船photospheric吸收槽与一个6日(或更高版本)订单多项式±150公里的速度范围gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}从中央吸收。这导致的残余强度吸收剖面弱小的环绕恒星的给川崎汽船。吸收等效宽度的环绕恒星的行当时决定从一个简单的集成的残余强度谱求和线概要文件。软件分配一个连续位置均方根误差的光谱数据点,随后采用gydF4y2Ba这些点误差定义在Vallerga et al。gydF4y2Ba48gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

所有的我们的目标恒星的光谱可能有贡献(小)由于星际吸收沿着视线路径长度。因此,在表gydF4y2Ba3gydF4y2Ba我们还列出本地星际云的预期速度矢量(LIC)为每个视线使用各自的云属性列在表中gydF4y2BaRedfield和Linsky [gydF4y2Ba13gydF4y2Ba]。在很多情况下,这些速度可以用来区分环绕恒星的吸收特性(这应该形成速度接近恒星的径向速度)和任何本地星际特性。gydF4y2Ba

3所示。讨论个人目标的光谱gydF4y2Ba

以前的观测的几个地方a类型恒星残骸磁盘显示两种主要类型的环绕恒星的吸收变化。首先,吸收力量或吸收剖面的形状的主要环绕恒星的给川崎汽船(通常集中在恒星的径向速度)可能随时间变化时期的天(或在某些情况下每小时)。其次,瞬态弱吸收特性(2月)偶尔会出现在红或蓝移的速度数万公里gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}远离主要环绕恒星的川崎汽船,这本身可能经常在吸收强度不同。评估的一个重要的变化主要环绕恒星的线可以获得相比之下的每晚等效宽度(EW)值,作为集成在同一速度区间。gydF4y2Ba

在下面几节中我们讨论的类型给吸收变化观察表中列出的20星gydF4y2Ba1gydF4y2Ba和gydF4y2Ba2gydF4y2Ba。gydF4y2Ba

3.1。明星展示给环绕恒星的变化或2月的存在gydF4y2Ba

3.1.1。HD 64145gydF4y2Ba

HD 64145 (gydF4y2BaλgydF4y2BaGem)是一种A3V明星(年龄,到目前为止,待定)位于68 pc温暖(gydF4y2BaK)磁盘碎片靠近中央恒星,展示一个小红外多余的18岁gydF4y2BaμgydF4y2Ba米(gydF4y2Ba49gydF4y2Ba]。在图gydF4y2Ba1gydF4y2Ba我们看到的每个4夜的这颗恒星观测揭示了一个吸收组件gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba},这是接近恒星径向速度。我们注意到预计本地星际云的速度根据Redfield Linsky [gydF4y2Ba13gydF4y2Ba]在这个星系方向+ 18.5公里gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba},因此我们确定夜间吸收gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}是环绕恒星的起源。这条线的测量电子战在3 ~ 3.3 mA的四个观测,而10-29-2014的观察显示吸收强度增加电子战= 4.6 mA(检查相关的测量误差)gydF4y2Ba值的变化。10-31-2014晚出现在一个额外的吸收特性gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}以电子战=gydF4y2Ba马和在晚上10-30-2014一个较弱的吸收特性gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}是目前电子战=gydF4y2Ba马。我们确定额外的吸收10-31-2014是由于2月事件由于exocomet气体的蒸发,尽管额外的吸收上看到10-30-2014只略高于连续噪声级(低的统计学意义),这也可能是2月的起源。gydF4y2Ba

作为比较,主要环绕恒星的给川崎汽船检测gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}对gydF4y2BaβgydF4y2Ba通常Pictoris电子战> 100 mA。此外,2月吸收组件出现在定期(<夜间)基础速度+ 150公里gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}有电子战> 20 mA (gydF4y2Ba50gydF4y2Ba]。参见gydF4y2Ba3.1。8gydF4y2Ba对于一个更详细的讨论exocomet活动的规范gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris系统。gydF4y2Ba

3.1.2。HD 56537gydF4y2Ba

这A3V星位于距离31个人电脑和有一个疑似碎片磁盘基于其红外通量在24过剩gydF4y2BaμgydF4y2Ba米(gydF4y2Ba20.gydF4y2Ba,gydF4y2Ba51gydF4y2Ba]。它有一个最大的24gydF4y2BaμgydF4y2Ba米红外过度在老a类型的恒星,它已经从一个扩展与排放相关环绕恒星的(磁盘)结构(gydF4y2Ba20.gydF4y2Ba,gydF4y2Ba39gydF4y2Ba]。它大约有550岁~最高产量研究和最古老的磁盘在我们现在的学习样本的星星。因此,我们可能期望的速度发生任何探测exocomet活动会非常低。然而,在图gydF4y2Ba2gydF4y2Ba我们表明,吸收变化(意外)检测到速度范围−20 + 15公里gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}六晚上的两个观察。这个速度范围包括恒星的径向速度(gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}),因此建议至少其中一些吸收环绕恒星的起源的概要文件。图gydF4y2Ba2gydF4y2Ba显示了四个五个晚上的观察给川崎汽船的晚上03-01-2013,03-04-2013(没有显示),和03-06-2013没有可衡量的吸收特性。然而,03-20-2013和03-07-2013的夜晚延长吸收特性集中接近恒星的径向速度(gydF4y2Ba=−7.4公里gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba})是礼物。我们注意到,在一个晚上的观察这颗恒星的Holweger et al。gydF4y2Ba52gydF4y2Ba他们未能发现任何环绕恒星的给川崎汽船吸收。gydF4y2Ba

3.1.3。HD 58647gydF4y2Ba

HD 58647是一个非常年轻的Herbig Ae / < 1岁之星最高产量研究,都有一个关联的尘土飞扬的碎片磁盘被不仅显著中多余的(gydF4y2Ba7gydF4y2Ba]。但是,我们也注意到,Manoj et al。gydF4y2Ba53gydF4y2Ba)认为,这是一个经典的明星。广泛的变化photospheric奈和OI吸收线配置文件已被归因于一个时变环绕恒星的贡献gydF4y2Ba54gydF4y2Ba],Grady et al。gydF4y2Ba55gydF4y2Ba)观察到类似的环绕恒星的吸收变化(由于气体吸积)紫外线行MgII。斯皮策太空望远镜的红外光谱对HD 58647记录揭示了分子发射的多环芳烃(多环芳烃)通常已知的填充效应年轻的恒星周围的气体和尘埃圆盘(gydF4y2Ba56gydF4y2Ba),公司(gydF4y2Ba)排放已检测到Brittain et al。gydF4y2Ba57gydF4y2Ba)+ 16公里的速度gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}。gydF4y2Ba

我们给川崎汽船观察如图gydF4y2Ba3gydF4y2Ba揭示了一个强大的吸收线中心gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}。距离320 pc HD 58647星际起源吸收组件必须肯定,因为它有一个类似的吸收强度和速度测量的邻近恒星HD 58343和HD 57139的都是在一个类似的距离根据奈的观察威尔士et al。gydF4y2Ba58gydF4y2Ba]。然而,03-01-2013晚吸收电子战= 3.5 mA的事件gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}在随后的夜晚是观察未见。我们这个时间吸收事件属性的2月起源由于exocomet气体的蒸发。gydF4y2Ba

3.1.4。HD 108767gydF4y2Ba

这附近AOIV恒星位于距离27个人电脑不仅只有一个边际中多余的(gydF4y2Ba20.gydF4y2Ba,gydF4y2Ba22gydF4y2Ba),约有~ 260岁最高产量研究。光度H - k波段成像观测揭示了延长排放资料一致的存在磁盘exozodiacal尘埃的恒星(gydF4y2Ba59gydF4y2Ba]。之前(一夜)给川崎汽船的观察这颗恒星已经揭示了一种弱吸收中心gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}马的电子战= 3.1 (gydF4y2Ba60gydF4y2Ba),其起源与当地有关双子座Linsky [Redfield星际云,gydF4y2Ba13gydF4y2Ba]。我们给川崎汽船观测也显示出这星际吸收电子战集中在非常相似gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}(见图gydF4y2Ba4gydF4y2Ba,晚上03-02-2013数据)。然而,所有四个晚上的观察也显示广泛的速度范围内吸收事件gydF4y2Ba= + 70,+ 130公里gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}我们与2月的事件。在我们的观察一些环绕恒星的气体的速度似乎走向gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}和显示自己是一个时变的吸收影响的红翼星际吸收概要文件(其电子战总数增加到7.4 mA)的晚上03-07-2013。这种变量吸收行为非常类似于观察到恒星gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris 49 Ceti星,这两个已被证明港exocomets碎片的磁盘(gydF4y2Ba15gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

3.1.5。HD 9672gydF4y2Ba

的环绕恒星的给川崎汽船与HD 9672的吸收活动联系起来(49 Ceti星)已经被蒙哥马利和威尔士(gydF4y2Ba15gydF4y2Ba],这附近40最高产量研究旧AlV明星已经表现出明显的夜间活动大概2月从掉进exocomets由于蒸发的气体。它有一个多人注意到尘埃磁盘(gydF4y2Ba61年gydF4y2Ba),是为数不多的磁盘碎片,相关sub-mm CO排放(gydF4y2Ba62年gydF4y2Ba]。由于其许多物理相似规范化gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris碎片磁盘系统,HD 9672被选为后续使用HST-STIS紫外吸收观测仪器在此期间08-11-16-2013。紫外线观测的初步结果CI和OI的中性吸收线由Roberge说道et al。gydF4y2Ba46gydF4y2Ba),(基于派生C /菲比)看来,49 Ceti星有volatile-rich气体磁盘在某些方面的相似gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris。gydF4y2Ba

在图gydF4y2Ba5gydF4y2Ba我们展示我们的观察的环绕恒星的给川崎汽船记录三次在夜间8-11-2013和一个观察的第二天晚上8-12-2013。在2.5小时的观察2月第一天晚上我们检测到一个事件gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}消失的第二天晚上只有2月,取而代之的是一个新的吸收事件gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}。的电子战主要给川崎汽船gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}内保持不变(测量误差)在所有这些观察。我们注意到,预计本地星际云的速度gydF4y2Ba= 11.0公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}导出了Redfield和LinskygydF4y2Ba13gydF4y2Ba)非常类似于恒星的径向速度,因此主要吸收剖面由环绕恒星的和星际的贡献。2月的演变在8-11-2013到8-12-2013事件时期与环绕恒星的紫外吸收谱线与一个类似的电离势,快点叫Roberge说道在即将发表的论文将讨论et al。gydF4y2Ba63年gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

3.1.6。HD 80007gydF4y2Ba

这A1第三星,位于距离35个人电脑,通常被称为是“Vega-like”,但Redfield et al。gydF4y2Ba64年gydF4y2Ba)不仅未能发现重大中多余的,通常与排放相关的从周围尘土飞扬的磁盘碎片。以前的观测这颗恒星的亨佩尔和施密特(gydF4y2Ba65年gydF4y2Ba]显示变化的电子战给川崎汽船和吸收速度记录在六年的时间。此外,高光谱分辨率观测的快点叫川崎汽船Redfield et al。gydF4y2Ba64年gydF4y2Ba马]显示电子战值从0.5到3.1不等记录在两个月期间。这两个数据集都同意我们目前的观察HD 80007图所示gydF4y2Ba6gydF4y2Ba。光谱记录在前两个晚上显示广泛吸收剖面准双组分结构,与一个组件集中附近恒星的径向速度gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}。后两个晚上的观察只显示单组分吸收与整体降低了电子战,集中接近恒星径向速度。gydF4y2Ba

这种类型的变量吸收行为是不同的“经典”2月变量吸收现象,如经常观察到gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris和49 Ceti星。这可能与260年的高龄最高产量研究这个系统。我们注意到巴尔末线观察对HD 80007已被证明是变量(gydF4y2Ba66年gydF4y2Ba),这可能表明恒星起源的吸收变化我们已经观察到。一个可能的场景是与质量损失伴随着扩散/吸积物质与金属的赤字从周围的气体或尘埃圆盘。因为a类型的对流区恒星非常薄,这可能导致污染环绕恒星的星际物质和/或成恒星photospheric层。显然需要进一步的观察这个明亮的和附近的恒星以确定观察到的吸收变化是由于恒星或exocomet蒸发现象。gydF4y2Ba

3.1.7。HD 109573gydF4y2Ba

在图gydF4y2Ba7gydF4y2Ba我们展示档案的光谱AO-type双星HD 109573 (HR 4796)与ESO FEROS摄谱仪记录3日晚上2007年两个月的时间内,加上一个额外的2010年的观察。这颗恒星一直具有一个重要的红外过剩[gydF4y2Ba67年gydF4y2Ba)的排放源自一个环状的尘土飞扬的环绕恒星的残骸磁盘被认为是protocometary云(gydF4y2Ba68年gydF4y2Ba]。只有~ 8的明星估计有年龄最高产量研究(gydF4y2Ba69年gydF4y2Ba和刚等。gydF4y2Ba70年gydF4y2Ba)的形态学观察表明,粉尘排放符合其磁盘处于一个过渡行星形成阶段,之间的巨大气态的原恒星磁盘和磁盘更脆弱的碎片如发现在织女星。最近的高空间分辨率成像系统由施耐德et al。gydF4y2Ba71年gydF4y2Ba]发现磁盘颗粒的空间分布是一致的一个或多个(到目前为止)的可能性看不见的系外行星,和磁盘内的尘埃颗粒的颜色符合人口的碎片碰撞的进化。gydF4y2Ba

远紫外吸收的观察与HD 109573磁盘相关的气体未能检测HgydF4y2Ba_2gydF4y2Ba,这nondetection意味着磁盘碎片几乎耗尽的分子气体(gydF4y2Ba72年gydF4y2Ba]。的观测(弱)给川崎汽船在一段时间内24小时的威尔士et al。gydF4y2Ba27gydF4y2Ba]在1997年显示,其吸收特征没有改变,这是符合高分辨率观测,揭示了中央给吸收由两个吸收组件gydF4y2Ba=−4和−14公里gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}流离失所的,都好gydF4y2Ba= + 7.1公里gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}径向速度的明星gydF4y2Ba65年gydF4y2Ba]。预计的速度当地G-cloud派生Redfield和Linsky [gydF4y2Ba13gydF4y2Ba)是gydF4y2Ba=−14.9公里gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba},因此观察到的给川崎汽船(不变的)不可能吸收环绕恒星的起源,但星际起源的可能。然而,这两个观测记录2007-05-04晚清楚地表明一个广而浅的吸收特性gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}没有检测到其他两个晚上的观察。这是最有可能的一个2月吸收事件,因为HD 109573年轻,都有一个关联的磁盘碎片,被认为港exoplanet-like尸体。gydF4y2Ba

3.1.8中。gydF4y2BaPictorisgydF4y2Ba

HD 39060 (gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris)可能是最多人注意到a类型明星有一个关联的磁盘碎片,exocomet活动和至少一个太阳系外行星。它既是年轻(20最高产量研究)和附近(gydF4y2Ba= 19个人电脑)和磁盘碎片几乎被视为侧面。最近的总结一些气体磁盘的属性在本系统可以发现在目前的介绍和在基弗et al。gydF4y2Ba73年gydF4y2Ba]。绝大多数观测的环绕恒星的气体系统中关注时间的变化给川崎汽船(gydF4y2Ba50gydF4y2Ba,gydF4y2Ba74年gydF4y2Ba]为了调查exocomet活动与星子材料磁盘碎片。然而,我们注意到研究磁盘的气体周围gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris也集中在环绕恒星的吸收与奈(gydF4y2Ba33gydF4y2Ba)有限公司(gydF4y2Ba75年gydF4y2Ba),CI (gydF4y2Ba76年gydF4y2Ba]。gydF4y2Ba

观测的空间结构光学发射从磁盘碎片气体Brandeker et al。gydF4y2Ba77年gydF4y2Ba)和Nillson et al。gydF4y2Ba78年gydF4y2Ba]显示超过80个扩展发射谱线,最亮的是范,奈,Ti,快点叫。这些数据已经被费尔南德斯用于制动气模型et al。gydF4y2Ba34gydF4y2Ba)来解释金属气体在磁盘的继续存在固定环绕恒星的速度。这样的模型效果最好,如果气体磁盘有一个增强的碳范gydF4y2BaλgydF4y2Ba3859.91的排放gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris磁盘,促使我们搜索的ESO存档观测的光谱特征吸收。这种谱线出现在寒冷的(gydF4y2Ba< 500 K)和中性(电离势< 7.9 eV)气体,很少被星际视线(gydF4y2Ba79年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba80年gydF4y2Ba),因此它的存在gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris气盘,首先提到的拉格朗日等。gydF4y2Ba81年gydF4y2Ba),可能是有趣的。我们注意这吸收线,当出现在其他a类型恒星的光谱与磁盘碎片,迄今为止观察到我们,比发现对弱得多gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris。gydF4y2Ba

在图gydF4y2Ba8gydF4y2Ba我们展示给川崎汽船和范gydF4y2BaλgydF4y2Ba3860的吸收光谱gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris同时记录与竖琴摄谱仪在ESO三个晚上在日期间12-23-2003到12-29-2003。所有3光谱显示强劲的环绕恒星的给川崎汽船gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}2月,每个伴随着一个事件的不同吸收等效宽度与速度gydF4y2Ba= + 40 + 60公里gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}的范围内。我们还发现范吸收,集中的环绕恒星的速度gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba},(平均)吸收等效宽度6.3 ~妈,对应于一个范列密度N(范)= 2.5×10gydF4y2Ba^11gydF4y2Ba厘米gydF4y2Ba^{−2gydF4y2Ba}。自gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris谎言在高度电离区域的局部空洞所映射的威尔士et al。gydF4y2Ba58gydF4y2Ba),这种气体柱密度必须环绕恒星的而不是星际起源。我们还要注意的出现似乎是一个事件集中在2月gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}范的光谱记录在12-28-2003。也反映了一个2月事件类似的速度同时记录在给川崎汽船的那天晚上。据我们所知,这是第一个发现的2月吸收事件伴随范环绕恒星的线。2月的事件也被记录在给川崎汽船光谱在每个其他的两个晚上,但是这些并没有伴随着类似的吸收范事件对应的光谱。2月事件快点叫川崎汽船频谱的12-28-2003是一个更大的电子战值比其他2夜,这可能表明有一个给吸收强度阈值高于2月事件必须为了范线被探测到。gydF4y2Ba

最近的一个分析超过1000档案的环绕恒星的光谱给H和川崎汽船检测gydF4y2BaβgydF4y2Ba由基弗Pictoris et al。gydF4y2Ba73年gydF4y2Ba揭示了两个家庭的存在的exocomets具有不同的物理性质。快点叫川崎汽船2月吸收事件记录在12-28-2003和图所示gydF4y2Ba8gydF4y2Ba的类型是“D”(即。,deep absorption with a narrow FWHM) as opposed to the type “S” FEB events (i.e., shallow absorption with a broad FWHM). The FeI FEB absorption event of 12-28-2003 covers a broad range of velocities (30 to 55 km s^{−1gydF4y2Ba}),但与电子战浅吸收深度= 4.0 mA(即。,N(范)= 1.3×10gydF4y2Ba^11gydF4y2Ba厘米gydF4y2Ba^{−2gydF4y2Ba})。其广泛的资料表明,它是由几个吸收组件紧密间隔的速度。gydF4y2Ba

吸收这种类型的配置文件可以被解释为原始蒸发的气体从几个成群的exocomets,每个国家都有类似的速度。显然需要更多的观察范为了调查任何物理关系,快点叫,奈环绕恒星的吸收。这将是完成在未来发布蒙哥马利et al。gydF4y2Ba82年gydF4y2Ba)将利用所有的1000 +光谱gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris目前居住在欧洲南方天文台数据归档。gydF4y2Ba

3.2。星星没有CaII-K吸收的变化gydF4y2Ba

在图gydF4y2Ba9gydF4y2Ba我们展示给川崎汽船吸收光谱(六颗星HD 88195, HD 106591 HD 135742, HD 158352,高清161868和HD 184006)显示多个观测之间没有明显的吸收强度的变化通常跨越几个晚上。在每个情节我们展示的电子战测量值给川崎汽船,为了帮助确定观察到的行星际或环绕恒星的起源我们指示的位置预测速度的最可能的云组件的本地星际云复杂衍生Redfield和LinskygydF4y2Ba13gydF4y2Ba]。这些数据在表中做了总结gydF4y2Ba3gydF4y2Ba,最后一列显示测量吸收是否最有可能的星际(ISM)或环绕恒星的起源(C / S)。gydF4y2Ba

HD 88195的情况下,183电脑,两个组件的观察给川崎汽船概要文件可能是由沿着视线星际介质吸收引起的。然而,我们注意到(星际)吸收组件gydF4y2Ba= + 21.8公里gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}有一个非常类似的恒星的速度的径向速度,因此这吸收的一小部分可以环绕恒星的起源。星HD 106591、HD 135742和HD 161868都有距离< 60个人电脑,这样他们的视线吸收很可能是由本地星际云复杂。比较这三个恒星,恒星径向速度的表中列出gydF4y2Ba3gydF4y2Ba,表明测量吸收确实可以与当地的星际云。HD 106591的我们的观察是一致的与弗里希et al。gydF4y2Ba83年gydF4y2Ba)检测到的类似的强度(星际)吸收组件gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}。目前给川崎汽船的HD 135742集中在一个非常相似的速度的观测Redfield和LinskygydF4y2Ba13gydF4y2Ba)检测紫外线(星际起源)gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}。我们注意观察HD 161868与之前是一致的(更高的分辨率)观察克劳福德et al。gydF4y2Ba84年gydF4y2Ba快点叫川崎汽船的概要文件是由两个组件(组成的gydF4y2Ba30 =−−33公里gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba})总电子战=gydF4y2Ba马。gydF4y2Ba

HD 158352的快点叫川崎汽船概要图所示gydF4y2Ba9gydF4y2Ba显示了一个双组分吸收结构的主要成分为中心gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}的预期速度,这是相同的本地星际云复杂的表中列出gydF4y2Ba3gydF4y2Ba。然而,蓝翼吸收概要文件的一个组件gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}这是非常接近的恒星径向速度值−36.1公里的年代吗gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}。因此,我们确定该组件是环绕恒星的起源。然而,我们观察到在这个环绕恒星的组件的强度没有变化六个晚上的观察,也没有检测到2月吸收活动。gydF4y2Ba

星HD 184006 (gydF4y2BaCyg)观察2013年四次超过两周的时间,在所有四个光谱显示双组分吸收结构(见图gydF4y2Ba9gydF4y2Ba)。更强的两个组件有一个速度gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba},这是接近本地星际云复杂的预测速度列在表中gydF4y2Ba3gydF4y2Ba。然而,第二个(弱)吸收组件都有一个速度gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}接近径向速度,gydF4y2Ba=−19.5公里gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}的明星。因此,我们认为这极有可能在本质上是环绕恒星的气体成分。这两个组件改变各自的电子战在目前时期的观察值。然而以前的观测这颗恒星在2010年与我们类似的光谱分辨能力(gydF4y2Ba15gydF4y2Ba)表明,gydF4y2Ba=−17.4公里gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}环绕恒星的组件拥有电子战价值高于2013年记录。事实上,2010年的数据显示,环绕恒星的组件是比星际组件在此期间8-19-2010到8-19-2010。这些观察现在完全支持我们的论点,HD 184006确实拥有环绕恒星的气体盘不同密度,虽然速度缓慢,随着时间的推移。gydF4y2Ba

最后我们注意,尽管我们没有发现时间吸收的变化对这些恒星(这会似乎主要是星际起源),因为数量有限和时间的报道这些数据我们不能完全排除任何2月环绕恒星的气体和相关活动的存在对每一个星星。gydF4y2Ba

3.3。明星没有可衡量的环绕恒星的给川崎汽船吸收gydF4y2Ba

6在表中列出的目标gydF4y2Ba1gydF4y2Ba和gydF4y2Ba2gydF4y2Ba(HD 38678 HD 31295 HD 71155, HD 95418,高清112429和HD 125161)没有可衡量的环绕恒星的给川崎汽船吸收,所有通常的< 1.2 mA。所有六个恒星距离< 38个人电脑,从而使他们在稀薄局部空洞,这是缺乏中立的气体(gydF4y2Ba58gydF4y2Ba]。我们假设这些nondetections是由于低水平的这些恒星周围环绕恒星的气体或视线的倾角的磁盘碎片很大。gydF4y2Ba

4所示。讨论gydF4y2Ba

晚我们目前的研究发现一个新的b型(HD 58647)和四个新a类型恒星系统(HD 64145, HD 56537、HD 108767和HD 109573),表现出短期(晚上今晚)在环绕恒星的变化给川崎汽船吸收概要文件(即。,2月活动)。我们把这种可变性和蒸发的气体从彗星样的身体在他们的母星放牧方法。蒸发的气体,至少对的情况下gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris内进行gydF4y2Ba的明星。虽然给川崎汽船概要文件为HD 80007呈现在图gydF4y2Ba6gydF4y2Ba显示环绕恒星的吸收变化six-night时间框架,目前我们不能自信地把这种吸收变化与2月活动。另外我们发现了环绕恒星的给川崎汽船吸收对其他五个星星(HD 88195, HD 106591 HD 135742,高清158352和HD 161868)显示几个观测之间没有明显的吸收强度的变化。如前所述,虽然HD 184006的礼物(短期)观察显示没有环绕恒星的吸收变化,比较2010年与先前的观察表明长期的变化。我们所有的恒星目标选择观察的基础上相对年轻,不仅快速恒星旋转,和中多余的,他们拥有一个已知(或疑似)相关的磁盘碎片。如此相似的物理性质因此指导确定为什么一些a类型系统与尘埃磁盘展览变量环绕恒星的气体吸收和其他人没有。在这个问题上,我们以前的工作表明,2月活动明显倾向于发生在年轻恒星系统也表现出化学特性(gydF4y2Ba3gydF4y2Ba]。我们现在更新这些发现使用额外的数据摘要。gydF4y2Ba

在表的上半部分gydF4y2Ba4gydF4y2Ba我们列表13 a类型恒星(有关引用),观察到环绕恒星的给川崎汽船吸收但gydF4y2Ba不gydF4y2Ba表现出任何重大短期吸收变化时测量几个晚上的观察。自环绕恒星的给川崎汽船吸收往往被混淆与星际吸收(当地)类似的速度,我们认为一个吸收组件内环绕恒星的起源,如果谎言±6公里gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}径向速度的中央恒星(即。,~one spectral resolution element) and its velocity is inconsistent with that of the projected velocity of the local interstellar cloud complex as derived by Redfield and Linsky [13gydF4y2Ba]。在下方的表中gydF4y2Ba4gydF4y2Ba我们列表(16)的恒星gydF4y2Ba做gydF4y2Ba拥有短期(每晚)环绕恒星的吸收变化的快点叫川崎汽船概要文件与2月活动。请注意,我们列出的恒星gydF4y2Ba不gydF4y2Ba包括A0-type星HD 32297已显示变量环绕恒星的奈吸收但没有给川崎汽船可变性(gydF4y2Ba85年gydF4y2Ba),也不包括AOV-type星HD 158643 (51 Oph)亨佩尔和施密特(gydF4y2Ba65年gydF4y2Ba]怀疑环绕恒星的给川崎汽船变异性但尚未显示2月活动。gydF4y2Ba

除了光谱类型,不仅年龄和中多余的数据表gydF4y2Ba4gydF4y2Ba列6列出了明星是否被认定为化学特殊(CP) Zorec和罗耶的工作gydF4y2Ba86年gydF4y2Ba]。列7我们确定恒星贴上gydF4y2BaλgydF4y2BaBootis [gydF4y2Ba87年gydF4y2Ba,gydF4y2Ba88年gydF4y2Ba),在列我们的等效宽度值列表gydF4y2BaλgydF4y2Ba4481 MgII吸收线的Abt和莫雷尔gydF4y2Ba89年gydF4y2Ba]。这些恒星underabundance为特征的元素,如镁、钙、铁,这样的弱点MgII行通常采用的分类作为主要标准gydF4y2BaλgydF4y2BaBootis星星。gydF4y2Ba

首先列出的所有29目标表gydF4y2Ba4gydF4y2Ba拥有一种环绕恒星的气体盘,表示的存在给川崎汽船在径向速度的中央恒星附近。我们注意到29日的12星表gydF4y2Ba4gydF4y2Ba被分类为闭式(gydF4y2Ba90年gydF4y2Ba],它通过定义意味着中央恒星周围环绕恒星的气体的存在。大多数星星与已知年龄< 100最高产量研究也拥有(或临时)磁盘碎片,确定通过他们不仅观察中多余的或直接的高分辨率红外成像研究。因此,仅仅基于这两个因素,我们可能会认为,这样的系统除了天然气磁盘可能是靠近中央恒星还拥有原始对象如星子,彗星和小行星,相关的更遥远的磁盘碎片。gydF4y2Ba

(不幸的是不完整的)的统计分析数据列在表中gydF4y2Ba4gydF4y2Ba揭示了以下结果:gydF4y2Ba(1)gydF4y2Ba虽然FEB-hosting恒星平均non-FEB-hosting星星~ 70以下的最高产量研究,只有78%的机会,这种差异实际上是真实的。也为a类型推导准确年龄星星是有问题的,和几个表中列出的年龄gydF4y2Ba4gydF4y2Ba从集群成员获得而不是单个恒星观测。gydF4y2Ba(2)gydF4y2Ba的两组之间没有统计学差异明星不仅基于他们中多余的或他们的旋转速度。gydF4y2Ba(3)gydF4y2Ba而不是我们之前发现没有高度统计区别恒星的两套基于他们的金属丰度或它们的化学特性(即使我们包括gydF4y2BaλgydF4y2BaBootis明星)。gydF4y2Ba(4)gydF4y2Ba恒星的两套一个有趣的区别似乎是FEB-hosting早期类型的恒星(平均A1.8 A3.1相比)。一个gydF4y2Ba以及显示,有88%的几率,早先的FEB-hosting恒星类型。这可能是由于恒星活动水平(如色球活动或nonradial脉动)更高的热a类型恒星大气内的。gydF4y2Ba

最后我们注意,2月事件的检测是极度依赖两个观测因素独立于任何恒星的参数表中列出gydF4y2Ba4gydF4y2Ba。首先气体的视角磁盘必须接近侧面一个观察者检测的强吸收信号环绕恒星的气体和任何的变化给川崎汽船吸收由于2月活动。其次,我们的观察一般跨度时间只有~一个星期,因此a类型碎片磁盘系统,较低水平的2月活动将错误分类表gydF4y2Ba4gydF4y2Ba。gydF4y2Ba

5。结论gydF4y2Ba

我们已经提出了中等分辨率(gydF4y2Ba)光谱的观测给川崎汽船(3933)记录在吸收对15 A类型恒星(+ 2晚b型星)与已知(或疑似)周围的磁盘碎片。另外,我们也提出了类似的光谱吸收数据三a类型恒星从欧洲南方天文台在线检索数据归档。夜间的变化给川崎汽船吸收剖面观察为五颗星(HD56537, HD 58647 HD 64145,高清108767和HD 109573)。中观察到的这种类型的吸收变化a类型恒星相关的磁盘碎片被认为起源于环绕恒星的气体盘周围的这些年轻的恒星系统。疲软的吸收特性,偶尔出现在±100公里gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}中央环绕恒星的给川崎汽船吸收剖面是最有可能与“蒸发身体下降”的存在(2月或exocomets)解放蒸发气体的放牧轨迹向中央恒星周围。人们普遍认为行星形成通过长时间的影响,合并、kilometer-sized星子的吸积,形成了自己的吸积尘埃颗粒由重元素形成冷凝气体环绕恒星的磁盘(gydF4y2Ba9gydF4y2Ba,gydF4y2Ba91年gydF4y2Ba]。我们现在检测的气体摆脱这样的身体,被认为是行星系统的基石完全支持目前(挂式)行星形成的理论模型。我们注意到这种短期exocomet活动的检测这些年轻的(< 100最高产量研究)恒星周围可能目前最好的迹象的存在相关(但还未被注意的)系外行星围绕着这些年轻的恒星系统。因此,我们敦促进一步观察表中列出的2月16日明星展示活动gydF4y2Ba使用高精度成像等技术,利用拉格朗日et al。gydF4y2Ba17gydF4y2Ba成功的检测的gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris b系外行星。gydF4y2Ba

我们还提出了档案的范环绕恒星的光谱gydF4y2BaλgydF4y2Ba3860年,快点叫川崎汽船观察gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris (HD 39060),首次揭示了2月的吸收签名活动类似的速度gydF4y2Ba这两个gydF4y2Ba的配置文件。虽然我们只做了一个粗略的检查1000 +光谱居住在欧洲南方天文台(ESO)数据档案,我们初步发现是2月吸收事件只是范线中发现类似的2月吸收事件时观察到的等效宽度值> 50 mA给川崎汽船概要文件。最近发现,基于观察的环绕恒星的给川崎汽船,表明至少有两个家庭的exocomets轨道上不同的物理属性gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris [gydF4y2Ba73年gydF4y2Ba]。因此,它将会是很有趣的研究范任何物理关系,快点叫,奈环绕恒星的吸收在这个年轻的磁盘系统。这将是完成在未来发布蒙哥马利et al。gydF4y2Ba82年gydF4y2Ba),将使用的所有1000 +光谱gydF4y2BaβgydF4y2BaPictoris目前居住在欧洲南方天文台数据归档。gydF4y2Ba

最后,我们试图确定哪些(如果有的话)的年轻恒星物理参数的碎片磁盘系统确定2月活动(如由零星的定义存在的弱吸收特性环绕恒星的给川崎汽船配置文件)。所有的参数,如旋转速度,mid-IR过量,或化学特点,似乎区分恒星在2月活动是现在和那些不遵守。我们的数据表明,FEB-hosting恒星的早期类型(平均光谱类型Al.8与A3.l)比没有观察到2月活动。这可能是由于恒星活动水平(如色球活动或nonradial脉动)的一个更高的水平在这些热a类型恒星的大气。最后恒星年龄看起来似乎并不是一个重要因素在决定exocomet活动a类型恒星周围的存在。这是在冲突与大多数预测行星系统的形成,很可能是由于固有的不确定性,推导年龄我们已经上市的星表gydF4y2Ba4gydF4y2Ba。gydF4y2Ba

利益冲突gydF4y2Ba

作者宣称没有利益冲突有关的出版。gydF4y2Ba

确认gydF4y2Ba

作者特别感谢的帮助麦当劳天文台的专门人员,派du Midi天文台,南非天文台。两本Bukoski和萨拉·斯特拉斯鲍夫帮助数据提取和作者欣赏工作由Rosine Lallement访问NARVAL数据。最后他们承认的不犯错误的支持令人惊异的CgydF4y2Ba^2gydF4y2Ba。gydF4y2Ba

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