近距离的前主序星双星预计会清除其原行星盘中的中心空洞，但物质从环双星盘穿过间隙流到单个环星盘的程度尚不清楚。在具有偏心轨道的双星中，外盘的周期性扰动被预测会引起穿过间隙的质量流，导致随着双星周期而变化的吸积。这种吸积可以通过观测表现为光度的周期性变化。在这里，我们提出了一个搜索这样的周期性吸积在前主序光谱双星UZ Tau E。我们提出了跨越三年的BVRI测光;我们发现UZ Tau E的亮度明显具有周期性，最佳拟合周期为19.16 +/- 0.04天。这与光谱双星周期19.13天一致，在这里通过分析新的和现有的径向速度数据进行了改进。UZ Tau E的亮度显示出显著的随机变化，但整体的周期模式是亮度增强的宽峰，跨越了双星轨道周期的一半以上。H-α线的变化不是明显的周期性，但考虑到数据的稀疏性，不排除某些周期性成分。光度的变化是在良好的协议与预测模拟的双星与轨道参数类似的UZ头E，这表明周期性吸积确实发生从环双星盘，补充内盘，并可能延长的时间尺度，他们可能形成行星。
英文摘要：
Close pre-main-sequence binary stars are expected to clear central holes in their protoplanetary disks, but the extent to which material can flow from the circumbinary disk across the gap onto the individual circumstellar disks has been unclear. In binaries with eccentric orbits, periodic perturbation of the outer disk is predicted to induce mass flow across the gap, resulting in accretion that varies with the binary period. This accretion may manifest itself observationally as periodic changes in luminosity. Here we present a search for such periodic accretion in the pre-main-sequence spectroscopic binary UZ Tau E. We present BVRI photometry spanning three years; we find that the brightness of UZ Tau E is clearly periodic, with a best-fit period of 19.16 +/- 0.04 days. This is consistent with the spectroscopic binary period of 19.13 days, refined here from analysis of new and existing radial velocity data. The brightness of UZ Tau E shows significant random variability, but the overall periodic pattern is a broad peak in enhanced brightness, spanning more than half the binary orbital period. The variability of the H-alpha line is not as clearly periodic, but given the sparseness of the data, some periodic component is not ruled out. The photometric variations are in good agreement with predictions from simulations of binaries with orbital parameters similar to those of UZ Tau E, suggesting that periodic accretion does occur from circumbinary disks, replenishing the inner disks and possibly extending the timescale over which they might form planets.
A fourth component in the young multiple system V 773 Tau
我报告一个新的组成部分，在前主序列多系统V 773金牛座。这第二个伴星，V 773 Tau C，预计距离约为0。“2已经使用近红外中的散斑干涉测量法检测到。从1996年到2002年的重复观测显示了显著的轨道运动，从而证实了新伴星作为引力束缚星的特征。与光谱联星V 773 Tau A和先前已知的伴星V 773 Tau B一起，V 773 Tau系统看起来是一个年轻的“迷你星团”，由四颗金牛座T星组成，半径小于100天文单位。V 773 Tau，A，B和C形成了一个三重系统，它不是等级系统，但显然是稳定的。V 773 Tau C的亮度可能在过去几年中有所增加，这可能解释了它在以前的双星巡天中没有被发现。
我们提出了一个年轻的褐矮星同伴DH头B与经典的金牛座T星DH头的检测。在Subaru望远镜上使用CIAO进行的近红外日冕观测显示，DH Tau B的H = 15等，位于距离主DH Tau A 2.3 "（330 AU）处。将其位置与哈勃太空望远镜存档图像进行比较，我们证实DH Tau A和B共享共同的自行，这表明它们在物理上相互关联。DH Tau B的近红外颜色与年轻恒星的颜色一致。DH Tau B的近红外光谱显示出较深的水吸收带、较强的K I吸收线和中等的Na I吸收线。通过比较低质量天体的观测光谱和合成光谱，我们得到了它的有效温度Teff = 2700 - 2800 K，表面重力log g = 4.0 - 4.5。DH Tau B在HR图上的位置给出了它的质量为30 - 50 M_Jupiter。
A Test of Pre-Main Sequence Evolutionary Models Across the Stellar/Substellar Boundary Based on Spectra of the Young Quadruple GG Tau
我们提出了空间分离的光学光谱的年轻的层次四头GG头的组件。用哈勃望远镜上的暗天体摄谱仪获得了GG Tau Aa和Ab的光谱（间隔0”.25 ~ 35 AU）。使用W上的HIRES和LRIS光谱仪获得了GG Tau Ba和Bb的光谱（分离度1”.48 ~ 207 AU）。M.望远镜。这个迷你集群的组成部分，其中跨越广泛的光谱类型（K7 - M7），用于测试两个演化模型和温度尺度非常年轻，低质量恒星的假设下，同时代形成。在所测试的演化模型中，Baraffe et al.（1998，A&A，337，403）的模型在结合介于矮星和巨星之间的温度标度时，得出了最一致的年龄。Baraffe等人计算的混合长度几乎是压力标度高度的两倍的模型版本特别令人感兴趣，因为它预测的GG Tau Aa和Ab的质量与其动力学质量估计一致。使用这个演化模型和同时代（在1.5万年）的温度尺度，我们发现，最冷的组成部分的GG Tau系统，GG Tau Bb，是一个亚恒星的质量为0.044 +/- 0.006 Msun。这颗褐矮星的伴星特别有趣，因为它显示出吸积的特征，尽管这种吸积不太可能显著改变它的质量。GG Tau Bb是目前光谱证实的金牛座T星的最低质量伴星，也是金牛座-御夫座恒星形成区中最冷、质量最低的金牛座T天体之一。
Stellar and Circumstellar Properties of the Pre-Main Sequence Binary GV Tau from Infrared Spectroscopy
我们报告的空间分辨光谱的两个组成部分的低质量前主序列的二进制GV头。K和L波段的高分辨率光谱学被用来表征双星的恒星性质，并探索星周环境的性质。我们发现，南部的分量，GV Tau S，是一个径向速度变量，可能是由于一个看不见的低质量的同伴。在我们的观测期间，先前报道的朝向GV Tau S的强暖气态HCN吸收（Gibb et al. 2007）并不存在。相反，我们检测到温暖（~500 K）的分子吸收，具有类似的性质，对北方红外同伴，GV Tau N。在我们的观测时期，朝向GV Tau N的吸收气体大约是GV Tau分子包层的径向速度，但它相对于恒星的红移约为13 km/s。我们的研究结果的一个解释是，GV Tau N也是一个二进制和大多数的温暖分子吸收出现在一个circumbinary盘看起来接近边缘。
He I 10830 as a Probe of Winds in Accreting Young Stars
He I 10830剖面获得了6个年轻的低质量恒星与高盘吸积率（AS 353A，DG Tau，DL Tau，DR Tau，HL Tau和SVS 13）吸积驱动的风提供了新的见解。在4星的配置文件的共振散射的签名，并拥有深和广泛的蓝移吸收，穿透超过50%的1微米的连续范围内的速度从附近的恒星静止速度的风的终极速度，不同于其他光谱特征中看到的内风签名。这种深而宽的吸收提供了第一个观测到的内风加速区的示踪物，并表明这个加速区的位置使它遮蔽了恒星盘的很大一部分。剩下的2颗恒星也有蓝色吸收延伸到连续谱以下，尽管这里的轮廓主要是发射，需要一个额外的氦激发源超越共振散射。这可能与在He I 5876处看到的产生发射曲线的过程相同。
