Periodic variations in the colours of the classical T Tauri star RW Aur A
金牛座T型星RW Aur A是一颗不规则变星，在所有光度波段都有很大的振幅。在一个扩展的测光数据系列中，我们发现了恒星蓝色的小振幅周期性变化，周期为2.64天。这一时期在几年中相对稳定。周期信号的振幅在U-V中为0.21 mag，在B-V中为0.07 mag，在V-R和V-I中约为0.02 mag。没有发现周期性的V幅度。这光度周期最近发现的恒星光谱特征的周期性的相关性进行了讨论，并认真考虑了热点的假设。
2001-06-25 astro-ph
Results of the ROTOR-program. II. The long-term photometric variability of weak-line T Tauri stars
金牛座T星在所有时间尺度上都表现出可变性，其起源仍然存在争议。在WTTS上，变化是相当简单的，归因于长期存在的、无处不在的冷点。我们调查的长期变化的WTTS，在某些情况下延长到20年，它的统计特征，并讨论其影响，我们了解这些恒星。我们已经获得了一个独特的，均匀的光度测量数据库WTTS延长到20年。它包含了48个WTTS的9000多个UBV R观测数据。所有的数据都是在Mount Maidanak天文台（乌兹别克斯坦）收集的，它们构成了有史以来最长的精确WTTS测光均匀记录。得到了48颗恒星中35颗的自转周期。现在可以分析5到20个季节的分阶段光变曲线。光曲线的形状，幅度和颜色变化，获得了这个样品和各种行为表现，讨论和解释。我们的主要结论是，大多数WTTS具有非常稳定的长期变化与相对较小的变化幅度或平均光水平。观察到的长期变化反映了冷点分布的调制。测光周期在许多年内都是稳定的，最小光的相位也可以稳定几年。从长远来看，光斑特性确实会以微妙的方式发生变化，导致光变曲线的形状和振幅的长期变化。
2008-01-23 astro-ph
Magnetic Accretion and Photopolarimetric Variability in Classical T Tauri Stars
我们利用蒙特卡罗辐射转移程序研究了被尘埃环绕的金牛座T星的多波长光变。我们的目的是评估磁吸积模型的能力来解释所观察到的经典金牛座T星的旋光度变化，并确定潜在的有用的观测诊断金牛座T星/磁盘/点参数。我们模拟了一系列的光斑尺寸，光斑纬度，内盘截断半径，系统倾角，以及多个磁盘和光斑的几何形状。我们发现，我们的模型预测的振幅，形态和波长依赖性的偏振度的变化一般与现有的观测结果是一致的，需要一个耀斑盘的几何形状，以重现最大的观测偏振水平和变化。我们的模型可以进一步解释随机偏振变化，如果调用不稳定的吸积，在这种情况下，不规则的-但相关的-光度变化的预测，与观测一致。潜在有用的观测诊断系统参数的兴趣进行了讨论。我们还研究了通过分析拟合多波段光度变化的建模点参数的可靠性。
1998-08-24 astro-ph
Observations of T Tauri Disks at Sub-AU Radii: Implications for Magnetospheric Accretion and Planet Formation
我们使用凯克干涉仪的2.2 $μ$ m观测数据确定了四颗太阳型（1-2 M $_{\odot}$）经典金牛座T星（AS 207 A，V2508 Oph，AS 205 A和PX Vul）的内盘尺寸和温度。近红外自适应光学成像测光、光学测光和高色散光谱学几乎同时用于区分干涉观测中来自内盘和中心恒星的贡献。此外，光谱和光度数据提供了恒星性质，质量吸积率和磁盘共同旋转半径的估计。我们模型的背景下，几何平坦的吸积盘模型的内孔，并与膨胀的内壁张开盘的干涉和测光数据。模型结合膨胀的内盘壁通常提供更好的拟合数据，类似于以前的结果，更高质量的赫比格Ae星。我们测得的内部磁盘的大小大于磁盘截断半径预测磁层吸积模型，具有较大的差异源具有较高的质量吸积率。我们认为，我们测得的尺寸对应于尘埃升华半径，光学薄的气体材料可能会进一步向内延伸到磁层截断半径。最后，我们的内盘测量限制了陆地行星形成的位置，以及阻止巨行星迁移的潜在机制。
2005-01-14 astro-ph
The vertical structure of T Tauri accretion discs III. Consistent interpretation of spectra and visibilities with a two-layer model
本文提出了一个两层吸积盘模型，用来同时拟合金牛座T吸积盘的光学长基线能级和光谱能量分布。我们的模型包括粘性加热和恒星辐射的吸收。它解析地表达了垂直结构的光盘使用两层的方法：外层加热的恒星和内层，和内层粘性耗散和外层。我们比较了辐照表面的三种耀斑处方，并得出结论，r~r^1/8-> 1/7的光滑剖面的预测结果与可比数值模型的预测结果接近。观测量（光谱，图像和vibrations）的数值确定。我们研究了圆盘参数对结构和观测量的影响。然后，我们将其应用于红外干涉测量中观察到的三颗星。对于T Tau和SU Aur，我们发现一个模型拟合符合两个violet和光谱，但我们不能在T Tau北的情况下，这可能来自于来自密切的南伴的通量校正的警告。我们发现，即使是一个单一的干涉测量在一个波长可以带来一个非常强的约束光盘模型。我们预测，未来的大规模干涉观测将提供一个突破性的理解吸积盘物理。
2003-04-14 astro-ph
The T Tauri star RY Tau as a case study of the inner regions of circumstellar dust disks
我们研究了TTauri星RY Tau周围的星周盘的内部区域。我们的目标是找到一个物理描述，满足现有的干涉数据，在甚大望远镜干涉仪的中红外干涉仪，以及光谱能量分布。我们还将这些发现与类似研究的结果进行了比较，包括中等质量恒星的研究结果。我们的分析是在被动拱星盘的框架内进行的，它可以选择性地补充吸积和附加信封的影响。为了实现更加一致和真实的模型，我们使用了连续传输代码MC3D。此外，我们研究了形状的10微米硅酸盐发射功能的基础尘埃人口，无论是单碟和干涉测量。我们表明，一个适度耀斑吸积盘模型可以解释所观察到的光谱能量分布和中红外红外仪器获得的中红外光谱。我们发现了一个有趣的歧义：一个拱星活动盘模型与一个额外的信封，和一个较低的吸积率比活动盘模型没有信封，可以代表同样的意见。这种带包层的模型应该被认为是未来其他金牛座恒星模型的可行替代方案。还讨论了具有膨胀的内边缘壁的盘的接近和恒星伴星的影响。从硅酸盐发射特征的研究中，我们看到了TTauri恒星中尘埃演化的证据，小的非晶颗粒的比例越来越小，靠近恒星的结晶颗粒的比例越来越大。
2007-12-05 astro-ph
Magnetically modulated accretion in T Tauri stars
我们研究如何吸积金牛座T星可能会被调制的时间依赖性的“磁门”的吸积盘的内边缘被打乱了一个不断变化的恒星场。我们发现，磁场在小于10^5年的时间尺度上的变化可以调制吸积流，从而为金牛座T星显著的光度变化和金牛座T星在经典和弱线状态之间的可能转换提供了一种可能的机制。因此，我们认为，档案数据有关的金牛座T星的分光光度变化可能提供一个间接的记录，在低质量的主序前恒星的磁活动周期。
1995-02-11 astro-ph
Photometric variability of the T Tauri star TW Hya on time scales of hours to years
MOST（Microvariability & Oscillations of Stars）和ASAS（All Sky Automated Survey）观测分别用于描述TW Hya在几天到7.5周和几天到8年的时间尺度上的光度变化。这两个数据集具有非常不同的不确定性和时间覆盖特性，不能直接合并，但它们表明具有“闪烁噪声”特性的全球变率谱，即振幅a ~ 1/sqrt（f），频率超过40年，范围f = 0.0003至10周/天（c/d）。在2007年MOST的连续11天，0.07 d时间分辨率的观测中，明显存在3.7 d的周期。亮度极值与Setiawan等人（2008年）同期光谱观测中检测到的周期性（3.56 d）径向速度变化的零速度交叉相吻合，并被解释为由行星引起。在2008年的第二次MOST运行中，3.56/3.7 d的周期完全消失了，这对行星的解释产生了怀疑。相反，在2 - 9天的范围内的不稳定的单周期的频谱进行了观察，使用小波分析的周期逐渐缩短的趋势，以及跟踪。TW Hya变化的周期性和整体闪烁噪声特征表明了几种机制的组合，其中占主导地位的可能与恒星周围盘的吸积过程有关。
2008-09-23 astro-ph
Consequences of Hipparcos parallaxes for stellar evolutionary models. Three Hyades binaries: V818 Tauri, 51 Tauri, and $θ^2$ Tauri
利用毕疏散星团中已知金属丰度和良好Johnson光度数据的三个双星系统（51 Tau，V818 Tau和$θ^2$ Tau），检验了三组独立恒星演化轨迹的有效性。描述了一种统计方法，并将其应用于六个选定的组件的颜色-星等图，从而产生$χ^2$ -等值线的金属丰度-年龄平面。这些置信区域上的依巴谷星的影响进行了详细研究，这些二进制通过比较非常准确的，但旧的轨道星。51 Tau和$θ^2$ Tau没有显著差异，因此该试验验证了所用的理论轨迹组。然而，与观测范围相比，V818 Tau的轨道视差导致金属丰度太大，而依巴谷视差在1 $σ$水平上给出了一致的结果。预测和测量质量之间的比较，并显示出良好的协议。然而，即使帕多瓦轨道预测了V818 Tau的每个组件的正确质量，也没有帕多瓦轨道同时适合质量半径图中的两个组件。最后，由于这些双星的个别质量是准确知道的，一些问题的影响依巴谷天体的质量-光度图上的位置也进行了讨论。
1999-05-20 astro-ph
Evidence for Differential Rotation on a T Tauri Star
对NGC 1333中的金牛座T星HBC 338进行了五年的光度监测，发现它是一个周期变星，但周期随着时间的推移发生了显着变化。2000-2003年，夏季降水存在5.6天左右的周期，而后两个季节的优势周期都在4.6天左右。没有其他金牛座T星被发现改变其周期的比例如此之大。我们提出了一个模型，在这个模型中，一个差分旋转的恒星被认为是近赤道上，高纬度的斑点已逐渐被低纬度的斑点所取代。我们表明，该模型提供了一个很好的适合在每个时代的光变曲线的观察到的形状。由此推断的差异旋转的幅度和意义与太阳上看到的相似。这可能是令人惊讶的，因为相对于太阳，这颗恒星的磁表面活动可能很高，但我们注意到HBC 338显然是一颗特殊的金牛座T星。
2006-06-07 astro-ph
Unveiling the Inner Disk Structure of T Tauri Stars
我们提出了近红外光谱的经典金牛座T盘的最内层区域的多余的连续发射。在几乎所有的情况下，过剩的形状是一致的，与T ~ 1400 K的单温黑体，类似于典型的灰尘成分的预期灰尘升华温度。过剩通量的数量大致与具有类似恒星性质的天体的吸积光度相关。我们比较我们的观察与简单的磁盘模型的预测有一个内边缘位于尘埃升华半径，包括辐射加热的尘埃从恒星和吸积光度。该模型产生的内缘半径在0.07-0.54 AU的范围内，增加更高的恒星和吸积光度。使用典型的参数，适合我们观察到的样本，我们预测的边缘半径约0.2 AU的金牛座T星DG Tau，这与最近的凯克近红外干涉测量。对于大的质量吸积率，内边缘位于超出共转半径（或内）磁层吸积流发射，这意味着纯气体磁盘必须扩展内的尘埃边缘。因此，对于很大一部分年轻恒星来说，尘埃不可能存在于最内层的圆盘中，这就对固体粒子被起源于磁层半径的风喷出的理论提出了质疑。
2003-10-02 astro-ph
Optical Variability of the T Tauri Star HH30
我们报告的VRI光度监测金牛座T星加盘系统HH 30的结果。我们发现HH30在几天的时间尺度上变化很大，Δ V约为1.5等，Δ I约为1.1等。此外，我们发现周期图表明可能的周期为11.6和19.8天。VRI测光可通过匿名FTP服务获得。我们模型的变化与Monte Carlo辐射传输模拟的斑点星加磁盘系统，并发现大的变化是最好的再现与一个单一的热点和星周颗粒大于典型的星际颗粒。一个单一的热点的明显存在，需要更大，更向前投掷颗粒是与以前的建模HST图像一致。
2000-08-18 astro-ph
On the Interferometric Sizes of Young Stellar Objects
长基线光学干涉仪现在可以探测和分辨被认为出现在年轻恒星周围的星周盘内边缘的热尘排放。我们认为，被测量的近红外尺寸是密切相关的半径尘埃升华的恒星辐射场。我们考虑如何现实的尘埃光学特性和气体不透明度显着影响预测的位置，这个尘埃破坏半径，在其他情况下，但到目前为止忽略了近红外尺寸的YSO的分析例行的练习。我们还提出了近红外YSO大小的“大小光度计”的形式积累的文献，并与理论预期进行比较。我们发现的证据表明，大（>~ 1微米）的尘埃颗粒占主导地位的内部磁盘的金牛座T和赫比格Ae/Be星，假设最内部的气体盘是光学薄的可见光波长。
2002-07-13 astro-ph
Millimeter-wave Searches for Cold Dust and Molecular Gas around T Tauri Stars in MBM 12
我们报告的结果敏感的冷尘埃和分子气体的磁盘周围的8 T金牛星在高纬度云MBM 12。在包含6个物体的5个区域中对3毫米连续发射的干涉测量观测，以及对其余两个物体的文献值，将盘质量限制在M_disk < 0.04 - 0.09 M_sun（气体+尘埃），气体：尘埃质量比为100，距离为275 pc。通过将我们五个场的3 mm数据相加，我们将平均盘质量的上限设定为<M_disk>（N=5）<0.03M_sun。同时观察到CS J=2-1和N2 H + 1-0谱线没有发射。对13 CO 2-1谱线的单碟观测将气盘质量限制在（5 - 10）* 10^-4 M_sun（标准CO丰度为2 * 10^-4）。通过冻结或光解，CO的消耗高达两个数量级，可以调和这些限制。这些质量极限位于金牛座-御夫座和猎户座的恒星形成区域（0.001 - 0.3 M太阳）的范围内，排除了后两个区域和MBM 12跨越的1 - 200万年年龄范围内盘质量可能减少的结论。我们的观测可以排除MBM 12中存在相对明亮和大质量的Tauri T星，如T Tau，DG Tau和GG Tau。
2002-09-05 astro-ph
Constraints on the disk geometry of the T Tauri star AA Tau from linear polarimetry
在2002年秋天，我们同时观测了金牛座经典T星AA Tau的光度和偏振变化。我们将这些数据与先前发表的偏振数据，涵盖两个较早的时代。相位覆盖是完整的，尽管不是连续的。AA Tau清楚地显示了与系统旋转相结合的周期变化。星盘系统产生可重复的偏振曲线，其中偏振随着亮度的降低而增加。这些数据与Bouvier等人（1999年）提出的模型吻合得很好，其中AA Tau几乎是从侧面观察的，它的磁盘通过磁层吸积积极地向中央恒星倾倒物质。圆盘的内边缘由于与倾斜的磁层相互作用而变形，当它周期性地旋转和遮蔽光球时产生日食。从QU平面中的极化曲线的形状，我们确认吸积盘是在一个很大的倾角上看到的，几乎是在边缘上，并预测它的位置角为PA~90 °，也就是说，圆盘的长轴是东西向的
2003-06-26 astro-ph
Mid-IR Observations of T Tauri stars: Probing the Star-Disk Connection in Rotational Evolution
我们提出了中红外N波段$(λ_{eff} = 10.2\micron)$测光的金牛座T星被认为是单一的金牛座，御夫座分子云精心挑选的样本。这些恒星的红外线过度通常归因于星周尘埃盘。结合2.16 $\micron$（K $_{s}$波段）和10.2 $\micron$（N波段）的观测，我们探测了从几个恒星半径穿过类地行星带（0.02-1.0AU）的星周尘埃盘区域。通过分析的$(K_{s}-N)$颜色指数的分布相对于以前测得的光度旋转周期，我们调查什么样的角色拱盘中发挥的旋转演化的中心恒星。这两个变量之间的正相关性与星盘相互作用促进金牛座T阶段角动量调节的概念一致。我们还证明，如何包括非单星在这样的分析将\textit{weaken}任何相关性之间的关系$(K_{s}-N)$颜色和周期。为了进一步了解磁盘属性，我们还提出了新的地面M-波段$(λ_{eff} = 4.8\micron)$和Q-波段$(λ_{eff} = 20\micron)$数据的几个对象的SED，并将它们与一个几何薄，光学厚磁盘模型进行比较。
2006-09-08 astro-ph
Interferometric Visibility and Closure Phase of Microlensing Events with Finite Source Size
来自地面和空间的干涉仪将能够在微透镜事件中分辨这两幅图像。这至少将部分提高微透镜事件中物理参数之间的固有简并性。为了增加信噪比，具有大放大率的固有亮事件将被优先选择为目标。这些事件可能会受到有限的源大小的影响，光度和天体测量。使用所观察到的有限源大小的事件作为例子，我们表明，条纹的可见度可以影响5% -10%，和关闭阶段的几度：容易检测的地面和空间干涉仪。这样的检测将提供关于透镜-源轨迹相对于干涉仪的基线的唯一信息。结合测光有限源尺寸效应，干涉测量提供了一种方法来测量源的角度大小和爱因斯坦半径准确。与地面亮度均匀的光源相比，临边变暗对能见度的影响很小，地面仪器只能勉强探测到。我们讨论了我们的研究结果的影响计划，使未来的微透镜事件的干涉观测。
2005-10-06 astro-ph
Unveiling the Circumstellar Envelope and Disk: A Sub-Arcsecond Survey of Circumstellar Structures
我们提出了一个2.7毫米连续干涉调查的结果，24个年轻的恒星天体在11个领域。目标物体的范围从深埋的0级源到光学T Tauri源。这是第一次对来自年轻嵌入恒星系统的2.7毫米尘埃连续辐射进行亚弧秒调查。这些图像显示了结构和复杂性的多样性。可见光的金牛座T型星（金牛座DG、金牛座HL、金牛座GG和御夫座GM）的连续辐射主要由小于1”的致密星周盘控制。更多嵌入式近红外光源（SVS 13和L1551 IRS 5）具有扩展和紧凑的连续发射。嵌入源（L1448 IRS 3、NGC 1333 IRAS 2、NGC 1333 IRAS 4、VLA 1623和IRAS 16293-2422）具有由扩展包络主导的连续发射，通常超过85%。事实上，在许多深嵌入系统中，很难将盘发射分量从向内延伸到AU大小尺度的包络中唯一地分离出来。所有的目标嵌入对象都位于多个系统中，其间距在30”或更小的尺度上。基于系统间距，我们将对象分为三类：分离包络（间距> 6500 AU）、公共包络（间距150-3000 AU）和公共磁盘（间距< 100 AU）。这三组可以与恒星形成过程中的碎裂事件联系在一起：来自快速初始碎裂和松散凝聚云的单独坍缩的单独包层，来自中等中心凝聚球形系统碎裂的共同包层，以及来自高角动量拱星盘碎裂的共同盘。
1999-08-27 astro-ph
An empirical criterion to classify T Tauri stars and substellar analogs using low-resolution optical spectroscopy
我们收集和研究了一些恒星形成区和年轻疏散星团（猎户座、金牛座、IC 348、天蝎座-半人马座复合体、Chamaeleon I、TW Hya星协、猎户座σ星团、IC 2391、α Per星团和昂星团）的光度和光谱数据。我们的目标是寻求一个简单的经验标准的定义来分类恒星或棕矮星，这是吸积物质从一个磁盘上的低分辨率的光学光谱数据的唯一基础上。我们表明，使用Halpha等效宽度和光谱类型，我们可以统计分类非常年轻的恒星和褐矮星的经典金牛座T星和亚恒星类似物。作为吸积和非吸积天体之间的边界，我们使用色球活动的饱和极限Log L（H α）/L（bol）=-3.3（在疏散星团中确定）。我们讨论的不确定性的分类方案，由于耀斑的发生。我们已经使用这种光谱的经验标准来分类文献中发现的对象，我们计算吸积物体在几个恒星形成区域的分数。对于恒星和褐矮星来说，从100万年到1000万年，吸积天体的比例似乎从50%左右减少到5%左右。
2003-09-10 astro-ph
Long baseline interferometric observations of Cepheids
我们目前的观测银河造父变星eta Aql和zeta宝石。我们的观测能够解决与脉动相关的直径变化。这使我们能够独立于光度观测来确定到造父变星的距离。我们确定到eta Aql的距离为320 +/-32 pc，到zeta Gem的距离为362 +/-38 pc。这些观测使我们能够校准表面亮度关系，用于确定河外距离。它们还提供了这些造父变星的平均直径的测量，这对于构建这类恒星的结构模型很有用。
2002-03-05 astro-ph
Observations and modeling of the inner disk region of T Tauri stars
我们目前的观测四个金牛座T星使用长基线红外干涉从帕洛玛试验台干涉仪。目标源T Tau N、SU Aur、RY Tau和DR Tau都被尘埃环绕。这些观测直接追踪了盘的内部区域（< 1 AU），并可用于限制这种材料的物理性质。对于观察到的三个源，红外发射被清楚地分辨出来。我们首先使用几何模型来表征发射区域的大小，其范围从0.04到0.3 AU的半径。然后，我们使用Monte Carlo辐射传输模型的吸积盘联合模型的光谱能量分布和干涉观测与磁盘模型，包括吸积和散射。有了这些模型，我们能够再现的数据集与扩展发射所产生的结构大于10毫弧秒贡献小于6%的K波段发射，符合有很少或没有包络线剩余的这些II类源（d log（λ *F_lambda）/d log（λ）~ -2至0的红外）。辐射传输模型的尘埃内半径与几何模型相似;然而，对于RY Tau，尘埃内半径内的气体排放对红外波长下的模型通量和可见度有显着贡献。我们的建模的主要结论是，从内部气体盘（之间的磁截断半径和尘埃破坏半径）的排放可以是一个重要的组成部分，在内部磁盘通量的源与大的内部尘埃半径。
2004-12-16 astro-ph
Evidence for Misaligned Disks in the T Tauri Triple System: 10 um Super-Resolution with MMTAO and Markov Chains
虽然金牛座T是天文学中研究最多的年轻天体之一，但其星周环境的性质仍然难以捉摸，部分原因是它的三个组成部分的角间距很小（南北和南a-b分别为0.68”和0.12”）。利用中红外自适应光学在6.5米MMT处获得的令人难以置信的稳定、高Strehl、PSF，我们能够分辨系统打开和关闭10 μ m硅酸盐尘埃特征（8.7 μ m、10.55 μ m和11.86 μ m; 10%带宽）和宽N。在这些波长下，南a-b的距离仅为~0.3 lambda/D。本文描述了一个强大的马尔可夫链蒙特卡罗技术来分离所有三个组件的天体测量和光度，第一次，在中红外。我们的研究结果表明，硅酸盐功能以前观察到的未解决的T头南二进制占主导地位的T头萨的吸收，而锑似乎没有一个显着的功能。这表明，在我们的视线范围内，围绕着Sa-Sb的大型环双星盘不太可能是冷尘埃的主要来源，而T Tau Sa被一个几乎边缘的环星盘所笼罩。令人惊讶的是，T Tau Sb似乎没有类似的取向盘。
2007-12-10 astro-ph
3D Radiative Transfer Modeling of Clumpy Dust Tori Around AGN
本文提出了活动星系核周围云团状尘埃环的三维辐射转移模型。我们的方法结合了蒙特卡罗模拟的个别尘埃云的实际三维分布的云在环面。该模型已被应用于NGC 1068的近红外和中红外测光和干涉观测。这是第一次有可能同时再现近红外和和平号中的测光和干涉观测。根据我们的模型，我们推断NGC 1068的光度L=2*10^45 erg/s，倾角i= 70 deg。
2006-11-30 astro-ph
Rotating molecular outflows: the young T Tauri star in CB26
盘-外流连接被认为在从形成中的原恒星中提取多余的角动量方面起着关键作用。虽然在少数天体中观察到了喷流旋转，但迄今为止还没有明确报道分子流出的旋转。我们报告了在孤立的博克球状体CB 26中对金牛座T星盘系统边缘进行的新的毫米干涉观测。这些观测的目的是研究这个100万年前的低质量年轻恒星天体的盘流出关系。用IRAM PdBI阵列在两种配置下观测1.3mm处的~（12）CO（2-1），得到分辨率为1.5角秒的谱线图。我们使用一个经验参数化的稳态外流模型，结合二维线辐射转移计算和参数空间中的卡方最小化来导出最佳拟合模型并约束外流参数。数据揭示了一个以前未发现的准直双极分子流出的总长度~2000 AU，逃逸垂直于平面的磁盘。我们发现奇特的运动学签名，这表明外流是旋转与磁盘相同的方向。然而，我们不能最终排除射流进动或两个错位的流动作为所观察到的奇特的速度场的可能来源。有间接的迹象表明，嵌入的驱动源是一个双星系统，这与源的年轻，可以提供观察到的外流的运动学特征的线索。CB 26是迄今为止研究分子外流旋转的最有希望的源。假设外流是旋转的，我们计算和比较质量，质量通量，角动量，和角动量通量的磁盘和外流，并得出磁盘分散的时间尺度为0.5…100万年，相当于系统的年龄。
2008-11-24 astro-ph
Interferometric Observations of RS Ophiuchi and the Origin of the Near-IR Emission
我们报告的意见，经常性的新星RS Oph使用长基线近红外干涉测量。在2006年2月爆发后的几个星期里，我们能够分辨出新星的发射。近红外源最初扩展到大约5毫角秒的大小。然而，从第10天左右开始，红外线源似乎开始缩小，到第100天达到约2毫角秒。我们结合我们测得的角直径与以前可用的干涉和测光数据，以获得一个排放措施的来源，因此能够确定的质量损失率的新星在爆发后的几天。
2006-12-04 astro-ph
Interferometric Observations of V1663 Aquilae (Nova Aql 2005)
我们已经解决了经典新星V1663 Aql使用长基线近红外干涉测量覆盖期间从峰值亮度后5- 18天。我们直接测量火球的形状和大小，我们发现它是不对称的。此外，我们测量了0.21 +/- 0.03 mas/天的表观膨胀率。假设一个线性膨胀模型，我们推断的时间约4天前的峰值亮度的初始爆发。当与已发表的光谱膨胀速度相结合时，我们的角膨胀率意味着距离为8.9 +/- 3.6 kpc。这种距离测量是独立的，但一致的，确定使用广泛使用的光度关系的新星。
2007-10-10 astro-ph
Photometric/spectroscopic analyses and magnetic activity in young late-type stars
本文介绍了在对金牛座T型弱线星和金牛座T型后弱线星进行光度和光谱观测的基础上，对金牛座T型弱线星和金牛座T型后弱线星的零龄主序星进行研究的进展。这项研究是一个项目的一部分，该项目基于FOCES@CAHA（西班牙）和SARG@TNG（西班牙）获得的高分辨率光谱以及在卡塔尼亚（意大利）和Ege（土耳其）天文台进行的同期光度测定。主要目的是研究年轻单星光球层和色球层磁活动区的拓扑结构。由于我们的目标是慢旋转（vsini < 25 km/s），对应于旋转周期大于2天左右，我们能够应用基于线深比的光谱技术来测量光球温度调制。这些恒星，可能是恒星运动学群的成员，在CaII H&K和IRT线上显示出发射核心，以及明显的Halalpha核心填充。此外，我们还探测到来自色球上层的HeI-D3线的吸收，推导出锂的丰度（年龄指标），并测量旋转和径向速度。我们发现一个明确的旋转调制，由于光球斑点，无论是在光和温度曲线。Halalpha和CalII-IRT的排放量显示出与旋转相关的公平变化。最后，我们正在开发一个点/谱斑模型再现的数据和推导出的点参数（即，填充因子和温度），并恢复有关色球不均匀性（通量对比度和填充因子）的信息。这项研究对于探索全球恒星参数（例如，表面重力、有效温度）和不同活动水平和演化阶段恒星的斑/谱斑特征。
2008-10-07 astro-ph
A Photometric Catalogue of Southern Emission-Line Stars
我们提出了一个以前未发表的光学和红外测光的样本162发射线对象和壳星可见从南半球的目录。1978年至1997年期间，在Walraven（WULBV）、Johnson/Reynins（UBV（RI）_c）和ESO和SAAO近红外（JHKLM）测光系统中获得了这些数据。大多数观测到的天体是Herbig Ae/Be（HAeBe）星或出现在Thé等人（1994）的HAeBe候选者列表中的HAeBe候选者，尽管我们的样本中也包括一些B[e]星、LBV和T Tauri。对于许多恒星，这里提供的数据是文献中第一次光电测量。由此产生的目录包括1809测光测量。在116个被观察了不止一次的光源中，有66个检测到了光学变化。在50颗恒星中，有15颗在红外波段多次观测到2.2微米（K波段）的变化。
2001-10-22 astro-ph
The evolution of stars in the Taurus-Auriga T association
在最近的一项研究中，确定了金牛座-御夫座T星协中许多属于同一移动星群成员的恒星的个体视差。我们使用这些新的弛豫来重新解决经典金牛座T星（CTTS）和弱发射线金牛座T星（WTTTS）之间的关系的问题。在金牛座-御夫座天体中，有72颗恒星或恒星系统的光谱和光度信息，我们得到了可靠的光球光度，主要是从这些天体的Ic星等。然后，我们研究了恒星样品的质量和年龄分布，使用主序前演化模型来确定恒星样品的基本性质。统计检验和蒙特卡罗模拟，然后应用到研究的两个金牛座T子类的属性。我们发现，CTTS和WTTS样本来自相同的父母年龄和质量分布的概率是低的，CTTS，平均而言，比WTTS年轻。它们的质量也较小，但这是由于选择效应。观测到的金牛座T两个子类的质量和年龄分布可以在一个简单的磁盘演化模型的框架下理解，假设CTTS演变成WTTTS时，他们的磁盘完全吸积的恒星。根据这一经验模型，金牛座御夫座的平均盘寿命为410 **6（Mstar/Msun）**0.75年。
2007-08-22 astro-ph
Magnetospheric accretion-ejection processes in the classical T Tauri star AA
从一个长的时间序列的高分辨率（R=115,000）HARPS光谱和同时宽带测光，我们报告的新证据磁层吸积以及喷射过程中的近边缘的经典金牛座T星AA头。AA Tau的光变曲线调制周期为8.22d。周期性的光度下降是由于位于大约9 R星的磁弯曲的内盘边缘周期性地遮蔽了中心恒星。巴耳末线剖面表现出明显的旋转调制的高速红移吸收组件的周期为8.22天，以及，与最大强度时，主吸积漏斗流通过视线。与此同时，系统的光度降低了约1等，这表明磁翘曲的共转内盘边缘对恒星光球的星周吸收。光球和HeI的径向速度也表现出周期性的变化，和面纱调制的吸积漏斗底部的吸积激波的外观。诊断的热风和他们的时间行为。年轻的AA Tau系统的特殊几何形状（几乎是边缘上的）使我们能够独特地探测靠近恒星的吸收-喷射区域。我们发现，大多数光谱和光度诊断与年轻恒星磁通道吸积模型的预期不同，大规模磁层与恒星的自转轴倾斜20度。我们还发现了磁层吸积流在几个旋转周期的时间尺度上随时间变化的证据。
2006-11-26 astro-ph
Eclipses by circumstellar material in the T Tauri star AA Tau. II. Evidence for non-stationary magnetospheric accretion
我们报告的结果的光度和光谱变化的经典金牛座T星AA头的时间尺度从几个小时到几个星期的天气研究。发射线显示了入流和出流的签名，并很好地再现了中等质量吸积率和高倾角的磁层吸积模型。面纱显示的变化表明，存在2个旋转调制热点对应的两个磁层极。它与HeI线通量、B-V和V过剩通量有很好的相关性。我们有迹象表明，在主发射谱线和面纱之间有一个时间延迟，这些谱线在面纱变化之前较远的地方形成。我们测量的时间延迟是一致的吸积材料向下传播的吸积柱在自由降落速度从约8 Rstar的距离。我们还报告周期性的径向速度变化的光球光谱，这可能指向存在一个0.02 Msun的对象围绕恒星在0.08 AU的距离。在几天内，系统的可变性大大减少，线通量和面纱严重压抑。我们认为，这一集的静止对应于磁盘内边缘的磁配置的临时中断。流入和流出诊断的径向速度变化的Halpha配置产生进一步的证据，在一个月的时间尺度上的大规模变化的磁配置。这些结果可能为金牛座T磁层中大尺度不稳定性的发展提供了第一个明确的证据，因为磁场线被恒星和内盘之间的差异旋转扭曲。
2003-06-26 astro-ph
Unveiling extremely veiled T Tauri stars
与正常恒星相比，经典金牛T星（CTTS）的光球吸收线较弱。这种所谓的面纱通常被认为是在吸积流下方的恒星表面激波加热气体中形成的过量连续发射。我们已经选择了四颗恒星（RW Aur A，RU Lup，S CrA NW和S CrA SE）具有异常强大的面纱，以详细调查面纱与恒星亮度和发射线强度的比较标准吸积模型。我们已经在几个时期用光度计和光谱仪监测过这些恒星。在标准的吸积模型中，可变的吸积速率将导致可变的过量排放。因此，恒星的亮度应该相应地变化。我们发现，这些恒星的吸收线的面纱是强烈的变化，通常是如此之大，它将需要释放几个恒星光度的势能。在非常大的线稀释的状态下，相应的大的遮蔽因子推导出的关联只有微弱的亮度。此外，发射谱线强度违反了面纱对谱线强度的预期趋势。面纱可以在一个晚上发生戏剧性的变化，并且与两颗恒星的旋转周期的相位无关。我们表明，在至少三个恒星，当面纱变得高，光球线成为填充线发射，这产生大面纱因素无关的变化，在任何连续的发射从冲击区。我们还考虑到在何种程度上灭绝的尘埃和电子散射吸积流可能会影响面纱措施CTTS。我们的结论是，面纱的程度不能作为一个度量的吸积率在CTTS丰富的发射线光谱。
2008-03-26 astro-ph
Are dust shell models well-suited to explain interferometric data of late-type stars in the near-infrared?
最近获得的晚型星的近红外干涉测量数据表明，在K（2.0 - 2.4 μm）和L（3.4 - 4.1 μm）波段之间，渐近巨星分支（AGB）星的直径显著增加。为了解释这些发现，我们选择了猎户座α（参宿四），室女座SW和狮子座R，它们具有不同的光谱类型和演化阶段，并且被具有不同光学厚度的星周包络所包围。对于这些恒星，我们比较了观测与球对称尘埃壳模型。还考虑了测光和11 μm干涉测量数据，以进一步约束模型。-- [...] --我们的结论是，AGB模型包括光球和尘埃壳层，虽然与SED数据一致，也与K和11 μm的干涉数据一致，但不能解释L中的能见度数据; L中需要一个可能与气体成分有关的模型不透明度的额外来源，以与能见度数据一致。
2004-01-22 astro-ph
VLTI/AMBER and VLTI/MIDI spectro-interferometric observations of the B[e] supergiant CPD-57 2874
我们提出了第一个高空间和光谱观测的拱星包络（CSE）的B[e]超巨星（CPD $-57 2874$），执行与甚大望远镜干涉仪（VLTI）。光谱，可见光，和关闭阶段，获得使用光束组合器仪器琥珀（近红外干涉仪与三个8.3米单位望远镜或UT）和ESTA（中红外干涉仪与两个UT）。CSE的干涉观测结果符合半高宽直径随波长线性变化的椭圆高斯模型。测量的典型直径为$2.2\micron$处的$\simeq1.8\times3.4$ mas或$\simeq4.5\times8.5$ AU（采用2.5 kpc的距离），以及$12\micron$处的$\simeq12\times15$ mas或$\simeq30\times38$ AU。发射Br $γ$通量的区域的大小为$\simeq2.8\times5.2$ mas或$\simeq7.0\times13.0$ AU。中红外线（$\simeq144\degr$）的拉长CSE的长轴位置角与以前的偏振数据吻合得很好，暗示热尘发射起源于盘状结构。除了干涉观测，我们还提出了新的光学（$UBVR_{c}I_{c}$）和近红外（$JHKL$）的CPD $-57 2874$宽带光度观测。我们的光谱干涉VLTI观测和数据分析支持B[e]超巨星的非球形CSE范式。
2005-10-26 astro-ph
Spectroscopic Binary Orbits from Photoelectric Radial Velocities -- Paper 171: HD 152028 and Hde 284195 (GK Draconis and V1094 Tauri)
这两颗构成本文主题的恒星都是短周期双线食双星，尽管它们的周期很短，但轨道都是非圆的。虽然HD 152028的HD类型是G 0，但它的综合光谱类型实际上要早得多：B-V色指数只有0.37等，视差显示综合绝对星等为+1.4等。这个周期在径向速度中并不存在，但是我们已经在主星径向速度的初始过量残差（2 km/s量级的σ）中确定了一个可比较的周期性：有一个半振幅约为3 km/s的非对称脉动速度曲线，周期为0.1178天。依巴谷没有观测到HDE 284195，但它的HDE类型G 0与它的颜色和径向速度轨迹的性质相当一致。两颗恒星的自转似乎与轨道伪同步。轨道倾角没有正式确定，但它们必须非常高，然而，有具体的证据表明HD 152028的倾角非常接近90度，因此可以假设质量几乎不超过最小值，在HD 152028的情况下是1.78和1.42太阳质量，在HDE 284195的情况下是1.10和1.01太阳质量，不确定度低于1%。（简略）
2003-06-05 astro-ph
Adaptive Optics Nulling Interferometric Constraints on the Mid-Infrared Exozodiacal Dust Emission around Vega
我们提出的中红外零位干涉观测的主序星阿尔法天琴座（织女星）使用6.5米MMT与自适应次镜的结果。从在10.6微米的观测，我们发现，有没有解决的排放从拱星环境（在分离大于0.8 AU）以上的2.1%（3西格玛限制）的恒星光球排放的水平。因此，我们能够将内部系统中尘埃密度的上限定为我们太阳系黄道带云的650倍。这个极限大约是2.8倍，优于光度过剩观测，如那些由IRAS确定。与红外天文台的远红外观测结果比较表明，在较大的分离度下，内部系统中暖尘埃（< 30天文单位）的密度明显低于冷尘埃。我们考虑两种情况下的颗粒去除，冰粒的升华和行星质量的存在“清扫。“我们发现，如果冰粒的升华是唯一的去除过程，那么外部系统中的大部分（> 80%）材料都是冰。
2004-06-25 astro-ph
