Weak-line T Tauri Star Disks I. Initial Spitzer Results from the Cores to Disks Legacy Project
使用斯皮策太空望远镜，我们已经观察到90个弱线和经典的金牛座T星附近的蛇夫座，狼疮，变色龙，金牛座恒星形成区域的核心到金牛座（c2 d）斯皮策遗产项目的一部分。除了斯皮策的数据，我们已经获得了同期的光学光度学，以协助构建光谱能量分布。这些天体被特别选择为太阳型的年轻恒星，具有低水平的H α发射，强X射线发射和锂吸收，即弱线金牛座T星，其中大多数在红外天文台的调查中未被发现。金牛座T型弱线恒星在决定盘演化的时间尺度上可能是极其重要的天体。我们的目标是确定这些年轻的恒星是否是无盘的或有残留的磁盘低于以前的红外任务的检测阈值。我们发现，只有5/83的弱线金牛座T星有可检测的3.6和70微米之间的过量发射，这将表明存在的尘埃从内部的几十个AU的行星形成区域的几十个AU的恒星。在这些来源中，有两个在24微米处有小的过量，与光学薄盘一致;其他的光学厚盘已经被以前的红外探测探测到。所有七颗经典的金牛座T星都在24和70微米处显示出过量的发射，尽管它们的性质在较短的波长处有所不同。我们的初步结果表明，磁盘是罕见的年轻恒星选择弱H α发射。
2006-03-14 astro-ph
Keck Interferometer observations of classical and weak line T Tauri stars
利用Keck干涉仪在K波段（2.2 μ m）的长基线红外干涉仪对金牛T型星BP Tau、DG Tau、DI Tau、GM Aur、LkCa 15、RW Aur和V830 Tau进行了观测。目标源有一系列的质量吸积率和过量的近红外辐射。该干涉仪对1至5毫秒特征尺度的扩展发射最敏感。所有的来源都显示出在这些尺度上分辨K波段发射的证据，尽管有一些来源与未分辨的勉强一致。我们计算红外过剩的基础上拟合恒星光球模型的光学光度学和估计的物理尺寸的发射区域使用简单的几何模型的源具有显着的红外过剩。假设K波段分辨发射跟踪的尘埃盘的内边缘，我们比较了测量的特征尺寸预测的尘埃升华半径，并发现模型需要一个范围内的尘埃升华温度和可能的光学深度内边缘，以匹配测量的半径。
2005-08-25 astro-ph
On the effects of the stellar magnetic field on the structure of T Tauri accretion discs
利用粒子流体动力学程序，在King的抗磁球吸积模型框架下，考虑了磁相互作用，数值计算了金牛座T型磁性星周围吸积盘的结构.通过模拟金牛座T星赤道面上准稳态圆盘的密度结构，发现中心星的磁场在圆盘上产生中心空洞，并使表面密度分布向外扩展。我们认为，这一结果表明了一个很有前途的机制来解释不寻常的平坦度（IR过剩）的金牛座T吸积盘光谱。
2001-12-04 astro-ph
No Fossil Disk in the T Tauri Multiple System V773 Tau
我们提出了新的多历元近红外和光学高角度图像的V773头前主序列三重系统，弱线T金牛座（WTTS）系统中，存在一个进化的，“化石”的原行星盘已推断的基础上，一个显着的红外过剩。我们的图像揭示了第四个与该系统结合的物体，V773 Tau D。虽然它比2微米的所有其他组件都要暗得多，但它是系统中最亮的4.7微米光源。我们还提出了中等分辨率的K波段自适应光学光谱的这个对象，这是一个弱的Br γ发射线，除无特色。基于这一光谱和光谱能量分布的系统，我们表明，V773金牛座D是另一个成员的小类“红外伴侣”（IRCs）的金牛座T星。它是这个系统中亮度最低，质量也最小的组成部分，与大多数其他的IRC相反，这意味着许多低光度的IRC，如V773 Tau D，可能仍然有待发现。此外，它是系统中强IR过量的来源。因此，我们拒绝将这种过度解释为化石（或“被动”）盘的签名，并进一步表明这些系统可能比以前认为的要少得多。我们进一步表明，V773 Tau C是一个变量的经典金牛T星（CTTS），它的运动提供了一个很好的约束轨道模型。我们发现，如果它的轨道是高度倾斜的，V773 Tau D可以在这个四重系统中动态稳定。最后，V773 Tau是第一个显示出如此多样的演化状态（WTTS，CTTS，IRC）的多重系统，这可能是这个紧凑的四重系统中强烈的恒星间相互作用的结果。
2003-03-31 astro-ph
Strong dust processing in circumstellar discs around 6 RV Tauri stars. Are dusty RV Tauri stars all binaries?
我们提出了扩展的光谱能量分布（SED）的7个经典的RV金牛星，使用新获得的亚毫米连续测量和日内瓦光学光度补充文献数据。宽波段的SEDs显示了一个大的红外过剩与黑体斜率在长波长的七颗恒星中的六个，R Sct是一个明显的例外。这种长波长的斜率最好的解释是假设在拱星物质中存在大颗粒的尘埃成分。我们表明，最有可能的分布周围的六个系统的拱星尘埃是尘埃居住在一个光盘。此外，需要非常小的流出速度来解释附近的升华温度的尘埃的存在，我们推测，光盘开普勒。这些致密盘的结构和演化至今还不清楚，但它们形成的一个可能的先决条件是尘埃状的金牛座RV星是双星。
2005-03-14 astro-ph
The Transitional PMS Object DI Tauri: Evidence for a Sub-stellar Companion and Rapid Disk Evolution
我们报告中-红外观测发现的金牛座暗云空间分辨的第一次他们的10 $μ$米发射的两个年轻的恒星。Skrutskie等人（1990）根据12 $μ$ m IRAS数据初步确认的弱发射金牛座T型星DI Tau是一个正在消散其周星盘的天体，发现在10 $μ$ m波长处没有红外过剩。附近的经典金牛座T星DH Tau在10 $μ$ m处表现出过量的发射，这与基于拱星盘模型的预测一致。虽然这两个天体似乎有相同的恒星质量、年龄和自转速率，但它们在两个基本方面有所不同：DH Tau是一颗具有活跃吸积盘的单星，而DI Tau是一个没有吸积盘的双星系统。DI Tau的伴星光度非常低，位于距离$\sim 20$ A.U.的投影上。从初选开始假设系统是共演化的，我们推导出伴星的质量低于氢燃烧极限。我们推测，一个亚恒星质量的伴星的形成导致了可能围绕着DI Tau的拱星盘的快速演化。
1997-08-28 astro-ph
Disk-Halo Model for Flat-Spectrum T Tauri Stars
我们探讨的起源，在一些金牛座T星看到的平坦的光谱，考虑三个组成部分的结构：一个中心的恒星，一个拱星盘，和尘埃晕。通过求解轴对称二维空间中依赖于角度和频率的辐射转移方程，忠实地处理了辐射能量输运，从而同时确定了盘和晕中的辐射平衡温度。由于恒星辐射通过晕的散射和再处理，盘被有效地加热。大量的中红外线到远红外线过剩来自温暖的圆盘的光球层，导致了平坦的光谱，正如所观察到的。晕，我们认为是作为一个紧凑的反射星云观察，并从扩展，盘状信封周围的平谱金牛T星的歧视。我们表明，整体的光谱形状的平谱金牛座T星可以复制本盘晕模型。
2002-07-19 astro-ph
Spectral Energy Distributions of T Tauri and Herbig Ae Disks: Grain Mineralogy, Parameter Dependences, and Comparison with ISO LWS Observations
本文改进了Chiang & Goldreich（1997）建立的被动星周盘的辐射流体静力平衡模型。新的特点包括：（1）考虑了一系列的颗粒尺寸，（2）采用基于实验室的代表性颗粒材料的光学常数，（3）在原始的2层（圆盘表面+圆盘内部）近似下的辐射和流体静力平衡方程的数值解。我们探讨如何的光谱能量分布（SED）的一个面对磁盘取决于晶粒尺寸分布，磁盘的几何形状和表面密度，恒星光球温度。用我们的模型拟合了3颗Herbig Ae星和2颗Tauri T星的观测SED，包括红外空间天文台（ISO）上的长波光谱仪（LWS）的光谱。硅酸盐发射带光学薄，过热磁盘表面层出现在几乎所有的系统。水冰发射带出现在两颗最冷恒星的LWS光谱中。在几个来源的红外线过剩是一致的光球颗粒的垂直沉降。虽然这项工作提供了进一步的证据，被动再处理的星光耀斑盘充分解释了起源的红外线到毫米波长过剩的年轻恒星，我们强调如何单靠SED不提供足够的信息来约束粒子的大小和磁盘质量独特。
2000-09-26 astro-ph
Fast transition between Classical and Weak lined T Tauri stars due to external UV dissipation
沉浸在玫瑰星云强紫外辐射场中的光学喷流的发现为外部辐射喷流的研究提供了新的视角，但同时也带来了挑战。玫瑰花星系中的喷流系统被发现具有高电离状态，并显示出独特的特征。本文研究了类太阳年轻恒星喷流驱动源的演化状况。令我们惊讶的是，这些喷流源显示出意想不到的近红外特性，没有多余的发射。它们沐浴在强烈的外部紫外线辐射中，蒸发导致它们的拱星物质快速消散。这可能代表了年轻的类太阳恒星在经典和弱线金牛座T星之间演化的一个短暂阶段。以这种方式形成的金牛座T型裸星的演化年龄与经典金牛座T型恒星的演化年龄相差无几。然而，这将是很难为这样的来源，以确定如果他们没有驱动一个照射射流在光电离介质。
2007-02-09 astro-ph
A Subarcsecond Companion to the T Tauri Star AS 353B
利用斯巴鲁望远镜对明亮的金牛座T双星AS 353进行的自适应光学成像表明，它是一个有等级的三重系统。第二颗双星位于AS 353 A以南5.6”处，被分解为一颗亚弧秒双星AS 353 Ba和Bb，相距0.24”。解析光谱的两个密切的组成部分表明，两者有几乎相同的光谱类型约M1.5。虽然AS 353 A和Ba显示出明显的红外过量证据，但AS 353 Bb没有。我们讨论了可能的作用，多重性在启动大型赫比格-哈罗流与AS 353 A。
2003-10-07 astro-ph
Accretion-Induced Lithium Line Enhancements in Classical T Tauri Stars: RW Aur
人们普遍认为金牛座T星的大部分随机变化是由于星周盘的吸积。发射线光谱以及过量连续发射是这一过程的常见探针。在这篇文章中，我们以低电离势元素共振线的形式提出了星周环境的附加探测器。使用一组14个高分辨率阶梯观测的经典金牛座T星（CTTS），RW Aur，在1986年和1996年之间，我们仔细测量连续面纱在每个时代通过比较超过500个吸收线与适当的模板。这使我们能够精确地减去连续辐射，并恢复底层的光球光谱。在这样做时，我们发现，选定的光球线增强吸积过程中，即共振线的锂和KI。TiI的共振线和CaI的低激发电位线也显示出微弱的增强。简单的板模型和计算线平分线导致我们提出，这些线的增强是标志着冷气体在吸积流的开始，提供了一个额外的来源线不透明度。这些结果表明，经典金牛座T星表面锂丰度的公布值可能被高估。这将解释各种报告的表面锂丰度超过陨石值之间的极端CTTS。计算LTE锂丰度的RW Aur在一个低，然后高吸积状态产生的丰度变化的一个数量级。低吸积状态的锂丰度与理论预测的这种年龄和质量的恒星是一致的，而高吸积状态的光谱产生一个超级陨石锂丰度。
1999-11-30 astro-ph
A Survey and Analysis of Spitzer Infrared Spectrograph Spectra of T Tauri Stars in Taurus
我们目前的中红外光谱的金牛座T星在金牛座恒星形成区获得的斯皮策红外光谱仪（IRS）。首次研究了属于同一恒星形成区域的金牛座T星的大样本的5-36微米光谱，揭示了由于星周盘中的尘埃而导致的中红外过量的细节。我们分析了共同的特点和差异，在中红外光谱的基础上磁盘结构，尘埃颗粒的性质，并存在的同伴。我们的分析包括光谱能量分布从光学到远红外，形态序列的基础上的IRS光谱，和光谱指数在IRS波段代表连续发射。通过比较观察到的光谱网格的吸积盘模型，我们推断出一些基本的磁盘性质，我们的样本金牛座T星，并找到更多的证据尘埃沉降。
2006-08-01 astro-ph
Mass determination for T Tauri stars from JHK Photometry
我们提出了一种方法，使用磁盘模型来确定恒星质量的前主序星金牛座T星的JHK测光。我们发现，由磁盘产生的红外过剩的行为以类似的方式绘制的颜色-颜色和颜色-星等图时，消光矢量，但它是线性无关的。利用这些向量作为向量空间的基础，我们进行坐标变换，使我们能够找到给定年龄的中心恒星的质量。为了测试这个主矢量（PV）方法，我们比较了质量值（MPV）的金牛座-御夫座区域的14 T金牛座物体的质量值已知的动力学方法。此外，我们分析了具有多个组分的4个系统（GG Tau、FO Tau、FS Tau和V733 Tau），并确定了系统的每个组分的质量。我们分析了使用不同的进化模型和其他参数值的效果。
2006-11-22 astro-ph
Mid-Infrared Spectroscopy of Disks around Classical T Tauri Stars
我们介绍了第一台斯皮策红外光谱仪（IRS; IRS是康奈尔大学和鲍尔航空航天公司之间的合作项目，由NASA通过喷气推进实验室和艾姆斯研究中心资助。经典金牛座T星周围圆盘的观测：六颗恒星5.2-30微米范围内的光谱。光谱主要由无定形硅酸盐尘埃的发射特征和5至8微米的连续成分组成，在大多数情况下，该成分在整个光谱范围内都超过光球层。有相当大的变化，硅酸盐功能/连续比，这意味着倾斜，磁盘耀斑，和恒星质量吸积率的变化。在我们的大多数恒星中，硅酸盐特征的结构表明存在晶体成分。其中一颗是CoKu Tau/4，它在光球层上方的硅酸盐特征波长较短的地方没有多余的物质出现，类似于1000万年前的TW Hya、Hen 3-600和HR 4796 A。这表明光学厚的内盘基本上不存在。硅酸盐发射特征在9.7和18微米处具有峰值，表明存在小的尘埃颗粒。尘埃的色温极低，为135 K，显示这些颗粒距离恒星超过10 AU。这些特征暗示了行星或近伴星的引力影响，以及恒星10天文单位范围内的晶粒生长，对于这么年轻（100万年）的恒星来说有些令人惊讶。
2006-05-18 astro-ph
Accretion properties of T Tauri stars in sigma Ori
年轻恒星周围的吸积盘以几百万年的时间尺度演化。我们在这里提出的吸积性质的研究样本的35颗恒星在300万年前的恒星形成区的σ猎户座。其中，31个是基于其红外过量发射而具有圆盘证据的物体。我们用近红外氢复合线（Pa_gamma）测量了它们的质量吸积率。我们发现，吸积率是显着较低的西格玛Ori比在年轻的地区，如rho-OPH，一致的粘性盘的演变。He I 1.083微米的谱线在72%的具有盘的恒星中被检测到（无论是吸收还是发射），这也提供了在非常低的吸积物中吸积动力活动的证据，其他吸积指标消失。
2008-01-18 astro-ph
XMM-Newton spectroscopy of the metal depleted T Tauri star TWA 5
我们目前的X射线光谱TWA 5，年轻的TW长蛇座协会的成员，观察与XMM牛顿的结果。TWA~5是一个多重系统，它有典型的金牛座T星的H α辐射，但没有红外辐射。通过对RGS谱和EPIC谱的分析，导出了X射线发射等离子体的发射测度分布、丰度和电子密度随温度的变化关系。等离子体的特征温度和密度表明日冕类似于弱线金牛座T星和活跃的晚型主序星。TWA 5还显示出低铁丰度（约为太阳光球层丰度的0.1倍），以及随着第一电离势的增加，元素丰度增加的模式，这让人想起在高活性恒星中观察到的逆FIP效应。特别高的Ne/Fe~（10）比值与经典的金牛座T星TW Hya相似，那里的吸积物质被认为是X射线发射的原因。我们讨论了在这种情况下的吸积过程中可能发挥的作用。由于所有的金牛座T星TW长蛇座协会研究到目前为止，有非常高的Ne/Fe比，我们还建议，环境条件可能会导致这种影响。
2005-05-04 astro-ph
S Ori J053825.4-024241: A Classical T Tauri-like object at the substellar boundary
我们提出了一个分光光度分析的S猎户座J053825.4-024241，一个候选成员接近年轻的（1-8百万年），附近（~360 pc）的猎户座σ星团的亚恒星边界。我们的光学和近红外测光和低分辨率光谱表明，S Ori J053825.4-024241可能是一个星团成员，从演化模型估计质量为0.06+0.07-0.02 Msol，这使得该物体可能是一颗棕矮星。S Ori J053825.4-024241的径向速度与星系团的系统速度相似。我们将这个目标归类为M 6.0+-1.0的低重力天体，它在近红外波段显示出过量的发射，并且其类型（从蓝色到J波段）具有非常强的光度变化，这表明周围存在一个圆盘。光学光谱观测显示在短波长处有连续过剩，以及持续的和分辨的H α发射（伪等效宽度约为-250 AA），此外还有其他禁止和允许的发射线，我们认为这表明来自盘的吸积和可能的质量损失。我们的结论是，尽管低质量的S猎户座J053825.4-024241，这个对象表现出一些典型的活动经典金牛座T星的性质。
2005-09-20 astro-ph
The ejection of T Tauri stars from molecular clouds and the fate of circumstellar discs
我们研究了金牛座T星周围的星周盘的演化，这些星周盘是从分子云内的小星团中喷射出来的。特别是，我们研究如何相互作用，导致喷射可能会加速经典和弱线T金牛座状态之间的过渡。在我们的模型中，金牛座T星以3-10 km/s的速度喷射，截断了半径在1 - 10 a. u之间的吸积盘，减少了盘的粘性演化时间，使得吸积迅速停止。由此产生的系统的观测外观则取决于恒星磁场的存在或不存在。对于非磁性恒星，我们发现，近红外线过剩应坚持由于恒星辐射的再处理，但这是大大减少了磁金牛T星的存在下，磁层延伸到共转。在这两种情况下，都有一段时期，喷出的恒星应该表现为非吸积系统，在5微米或更长的波长下可以检测到星周物质。我们讨论了这些结果的影响模型中，喷出的恒星有助于晕的前主要序列的对象发现从ROSAT观测恒星形成区域和全天巡天。
1996-10-21 astro-ph
Infrared study of the eta Chamaeleontis cluster and the longevity of circumstellar discs
本文分析了JHKL对900万年前的η-Chamaeleontis星团的恒星星族的观测结果。使用红外（IR）色-色和色-过剩图，我们发现恒星系统的分数与近红外过剩发射是0.60 pm 0.13（2_sigma）。这一结果意味着盘的寿命比最近对其他年轻星团的研究中发现的要长得多。对于经典金牛座T星（CTT）和弱线金牛座T星（WTT），我们还发现H_α辐射与IR过剩有很强的相关性。这些恒星的红外线过剩表明了广泛的星盘活动;从CTT星显示出高水平的吸积，到CTT-WTT过渡天体有证据表明一些正在进行的吸积，以及WTT星有微弱或没有红外线过剩。在15个已知的星团成员中，有4颗恒星的红外过量δ（K-L）> 0.4等，可能由于强烈或可变的光学发射而正在经历吸积。由此产生的吸积分数（0.27 pm 0.13; 2_sigma）表明，吸积阶段，除了光盘本身，可以忍受至少~10万年。
2002-09-27 astro-ph
Low mass T Tauri and young brown dwarf candidates in the Chamaeleon II dark cloud found by DENIS
我们定义了一个样本，旨在选择低质量的金牛座T星和年轻的棕矮星使用DENIS数据在Chamaeleon II分子云。我们使用恒星计数的方法来构建变色龙II云的灭绝图。我们根据I-J/J-K_s色-色去红图中的强红外色余来选择我们的低质量金牛T星和年轻棕矮星候选者。我们只保留颜色I-J>2的物体，并且在云核周围空间上分布成组。这提供了70颗恒星的样本，其中4颗是先前已知的金牛座T星。我们通过对DENIS图像的目视检查，仔细检查了所有这些对象的可靠性。由于光I波段与DENIS中的红外J和K_s波段相关联，我们可以将这种选择方法应用于南半球观测到的所有恒星形成区。我们还确定了六个DENIS源与ROSAT探测到的X射线源。假设它们是可靠的低质量候选者，并使用低质量恒星的演化模型，我们估计这些源的年龄在100万年到<1000万年之间。
2001-09-24 astro-ph
Interferometric Observations of the T Tauri Stars in the MBM 12 Cloud
我们对MBM 12云中的7个YSO进行了毫米波干涉连续测量。在3- $σ$水平以上2.1 mm处检测到与2个YSO相关的热发射，其中一个还显示出1.3 mm的热发射。另一个对象被边缘检测到在2.1毫米。光谱能量分布的YSO很好地拟合一个简单的幂律盘模型。星周盘的质量估计为$0.05 M_{\sun}$量级。MBM 12星云中的拱星盘与附近恒星形成区的盘具有共同的性质，如盘质量和红外过量等盘参数。
2003-02-24 astro-ph
Where are the hot ion lines in classical T Tauri stars formed?
经典的金牛T星在不同的波段显示出过多的流入和流出特征。为了约束气体的速度和温度，我们分析了热离子线的发射。我们使用CTTS所有可用的档案FUSE光谱来测量线宽，通量和位移，并与HST/GHRS和HST/STIS数据补充此样本。我们目前的理论估计达到可能的排放模型，如喷气机，风，磁盘和吸积漏斗的温度，并寻找与X射线线和吸收特性的相关性。我们发现谱线的移动范围在-170 km/s和+100 km/s之间。大多数线宽超过恒星旋转加宽。具有蓝移线的那些CTTS也显示出对X射线的过量吸收。CTTS从MS星中挑选出O VII和O VI光度的大比例。没有一种单一的发射机制适用于所有物体。这些蓝移线的恒星的性质与冲击加热的尘埃耗尽流出的起源是相容的。
2008-02-07 astro-ph
The Coronal X-ray Spectrum of the Multiple Weak-Lined T Tauri Star System HD 98800
我们提出了高分辨率X射线光谱的多重（分级四重）弱线金牛座T恒星系统HD 98800，获得的高能透射光栅光谱仪（HETGS）搭载钱德拉X射线天文台（CXO）。在零阶CXO/HETGS X射线图像中，检测到HD 98800的两个主要二元组分（A和B，分离0.8“）;观察期间观察到组分A闪烁。红外过量（尘埃盘）成分，HD 98800 B，在X射线中比明显的“无盘”HD 98800 A在静止时要暗4倍。类He物种的线比率（例如，Ne IX，O VII）表明HD 98800周围的X射线发射等离子体处于典型的日冕密度区（log n <~ 11）。我们得出结论，HD 98800的主要X射线发射组分具有冠状活性。HD 98800和经典的金牛座T星TW Hya之间的光谱差异表明高分辨率X射线光谱学在提供主序前吸积过程的诊断中的潜在效用。
2004-03-02 astro-ph
The Spitzer c2d Survey of Weak-line T Tauri Stars II: New Constraints on the Timescale for Planet Building
斯皮策遗产项目“从分子核心到行星形成盘”（c2 d）的中心目标之一是确定围绕弱线金牛座T星（wTT）的残余拱星盘的频率，并研究这些盘的性质和演化状态。在这里，我们提出了一个普查磁盘的样本超过230光谱确定wTT位于c2 d IRAC（3.6，4.5，4.8和8.0微米）和MIPS（24微米）地图的蛇夫座，狼疮，英仙座分子云。我们发现，约20%的wTT在一个幅度有限的子样本有明显的IR-过剩在IRAC波长表明存在的拱星盘。我们在这3个区域发现的圆盘频率比最近发现的83个相对孤立的wTT样本大3-6倍，大部分位于c2 d IRAC和MIPS地图覆盖的最高消光区域之外。我们发现的磁盘分数是更一致的，在最近的斯皮策研究中获得的wTT在年轻的集群，如IC 348和Tr 37。从它们在H-R图中的位置，我们发现，在我们的样本中，过度的wTT是在年龄分布的年轻部分。尽管如此，样本中高达50%的明显最年轻的恒星没有表现出红外过量的证据，这表明相当大一部分前主序星的星周盘在大约100万年的时间尺度内消散。我们还发现，在我们的样本中，没有一颗年龄明显超过1000万年的恒星在波长< 24 μ m时具有可检测到的星周盘。此外，我们发现，在我们的样品中的wTTs磁盘表现出广泛的属性（SED形态，内径，L_DISK/L* 等），桥接cTTs和碎片磁盘制度之间观察到的差距。
2007-06-04 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
Discovery of a bipolar X-ray jet from the T Tauri star DG Tau
我们获得并分析了Chandra ACIS-S对强吸积经典金牛座T星DG Tau的观测结果。我们的主要目标是绘制恒星的直接环境，以表征可能在喷流中形成的扩展X射线，并重新访问DG Tau本身的异常双吸收X射线光谱。我们将新的ACIS-S数据与以前获得的数据集相结合。将数据叠加以获得通量和硬度图像。针对DG Tau和其点扩散函数之外的区域提取单独的X射线光谱。我们在PA ~225度的位置角（Guedel等人2005年初步建议）处检测到一个突出的X射线射流，与光学射流轴一致。我们还确定了PA = 45度时的反向喷射。探测到的X射线喷流距离恒星约5”，其源扩展到ACIS-S分辨率。喷流光谱是软的，最佳拟合电子温度为3.4 MK。我们发现了反喷流过度吸收的证据。DG Tau点源的光谱显示了两个具有很大不同温度和吸收柱密度的分量。相似的温度和小的吸收气体柱的喷流源和“恒星”源的软成分表明，这些源是相关的，产生的冲击或磁加热的喷流。冷却估计表明，热气体中的压力有助于射流膨胀。另一方面，硬的“恒星”成分与恒星日冕或磁层有关。这一成分的过度光电吸收表明在日冕磁场上方存在着尘埃贫化的吸积流。
2007-12-09 astro-ph
Chandra and ASCA Observations of the X-ray-brightest T-Tauri Stars in the Rho Ophiuchi Cloud
我们目前的钱德拉ACIS和ASCA地理信息系统的一系列的四个长期观测的DoAr 21，ROXs 21和ROXs 31的结果; X射线最亮的T-Tauri星（TTS）在蛇夫座ρ云。在净曝光量约为600 ksec的四次观测中，我们分别发现了DoAr 21、ROX 21和ROX 31的六次、三次和两次耀斑，因此耀斑率相当高。DoAr 21的光谱与单温度等离子体模型很好地拟合，而ROX 21和ROX 31的光谱需要额外的软等离子体组分。由于DoAr 21比ROXs 21和ROXs 31年轻（约10^5年），这些结果可能表明软成分随着T-Tauri恒星年龄的增加而逐渐增加。丰度通常低于太阳，并且因元素而异。无论是高FIP（第一电离势）和低FIP元素的平均丰度显示增强。ROXs 31探测到一个不寻常的巨大耀斑。峰值亮度和温度分别为~10^33尔格·秒^-1和~10千电子伏。温度在通量最大值之前达到峰值，在衰变阶段几乎是恒定的（4- 5 keV），表明耀斑期间连续的能量释放。丰度和吸收表现出巨大的变化，从静止到耀斑阶段。
2002-02-15 astro-ph
X-rays from young stars - a summary of highlights from the XMM-Newton Extended Survey of the Taurus Molecular Cloud (XEST)
金牛座分子云的XMM-牛顿扩展巡天（XEST）是利用XMM-牛顿X射线天文台上的所有仪器对最近的大型恒星形成区金牛座分子云（TMC）进行的巡天。这项调查，目前仍在增长，提供了前所未有的光谱结果，几乎每一个观察到的金牛座T恒星，并从约50%的研究褐矮星和原恒星。该调查包括金牛座T星的高分辨率光谱的第一个相干统计样本，并伴随着TMC的U波段/紫外成像测光调查。XEST发现了新的、系统的X射线特征，这在以前的小样本中是不可能的，特别是经典金牛座T星的X射线软过剩和喷流驱动金牛座T星的双吸收X射线（TAX）光谱。本文总结了XEST的亮点，并回顾了这个大型项目的关键作用。
2007-11-08 astro-ph
High Resolution X-ray Spectroscopy of T Tauri Stars in the Taurus-Auriga Complex
在吸积星和非吸积星的X射线发射之间有不同的报道。一些观测表明，经典金牛T星（CTTS）的部分X射线发射可能是由吸积激波引起的。我们提出了高分辨率X射线光谱的9个前主序星，以测试吸积和非吸积前主序星之间的光谱差异。我们使用XMM-牛顿反射光栅光谱仪和EPIC仪器的X射线光谱。我们解释光谱使用光学薄的热模型与可变的丰度，连同吸收柱密度。对于BP头和AB Aur，我们从O VII三重态得到电子密度。使用O VII/O VIII计数比作为冷等离子体的诊断，我们发现CTTS显示软过剩（等效电子温度约2.5-3 MK）相比，WTTS或零年龄主序星。虽然在金牛座BP中O VII三重态的电子密度很高（3.4 x 10^11 cm^-3），但我们发现吸积的赫比格星AB Aur的密度很低（n_e < 10^10 cm^-3）。吸积星和非吸积星的元素丰度相似。在所有K型和M型恒星中，Ne丰度都很高（是Fe丰度的4-6倍）。相比之下，对于三个G型恒星（SU Aur，HD 283572和HP Tau/G2），我们发现与后一种类型的恒星相比，Fe丰度增加（0.4-0.8倍太阳光球值）。将我们的样本结果与金牛座T星以前的高分辨率研究结果相结合，我们发现所有吸积星都有软过剩，但没有一个非吸积星。另一方面，高电子密度和高Ne/Fe丰度比似乎并不存在于所有的吸积前主序星。
2006-11-01 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
X-rays from T Tau: A test case for accreting T Tauri stars
我们测试模型产生的X射线吸积金牛座T星（TTS），使用X射线数据从经典的TTS T头。XMM-牛顿反射光栅光谱仪的高分辨率光谱用于推断电子密度，元素丰度和X射线源的热结构。本文还讨论了由光学监测器和地面测光补充获得的紫外光变曲线。来自钱德拉的高分辨率图像限制了T Tau N的两个同伴的贡献。X射线光栅光谱中有丰富的发射线，但显示出非常热（~30 MK）和非常冷（1-3 MK）等离子体的不寻常的混合特征，两者都是由类似的发射量发射的。冷等离子体证实了图片的软过剩的形式增强OVII/OVIII Lya通量比，类似于以前报道的其他吸积TTS。由该等离子体形成的线的诊断表明低电子密度（<~ 1 E10 cm-3）。氖/铁丰度比是一致的趋势，在前主序星，这一比例取决于光谱类型，但不是吸积。线密度诊断的基础上，我们得出结论，冷的“软过剩”等离子体的密度是数量级低于预测的吸积激波，假设先前确定的吸积率（3-6）E-8 Msun/y。我们认为，负载的磁场线与下落的材料抑制加热过程中的一部分日冕。因此，我们认为，T Tau的X射线生产的吸积过程的影响，虽然X射线可能不会形成在大部分的吸积足迹。
2006-12-20 astro-ph
Measuring the Magnetic Field on the Classical T Tauri Star TW Hydrae
我们给出了经典金牛座T星长蛇座TW的红外光谱和光学阶梯光栅光谱。使用光学数据，我们进行详细的光谱合成，以拟合原子和分子吸收线，并确定关键的恒星参数：Teff = 4126 \pm 24 K，log g = 4.84 \pm 0.16，[M/H] = -0.10 \pm 0.12，vsini = 5.8 \pm 0.6 km/s。红外光谱用于寻找光球吸收线的塞曼展宽。我们在2.2微米附近拟合四条塞曼敏感的Ti I线，发现整个表面上的磁场的平均值为2.61 \pm 0.23 kG。此外，附近的几个磁不敏感的CO线显示没有多余的增宽以上所产生的恒星旋转和仪器增宽，加强了磁解释的Ti I线的宽度。我们进行了广泛的测试，以量化系统误差在我们的分析技术，这可能会导致不准确的知识的有效温度或重力，发现合理的错误，这些数量产生10%的不确定性，在平均场测量。
2005-09-19 astro-ph
Spatially-resolved Chandra Imaging Spectroscopy of the classical/weak-lined T Tauri system V710 Tau
我们目前的空间分辨X射线观测的二进制金牛座T恒星系统V710头。利用钱德拉的先进CCD成像光谱仪（ACIS），我们拍摄了这个3.2“分离双星系统，包括一个经典的金牛座T星，V710 Tau N，和一个弱线金牛座T星，V710 Tau S。钱德拉ACIS-S3图像-在两次9 ks曝光中获得，间隔约三个月（2004年12月和2005年4月）-干净地解决了V710 Tau双星，表明这两颗恒星都发射X射线，从而使第一次光谱/时间研究这个混合（经典和弱线）T金牛星双星系统的各个组成部分。北部的组成部分，V710 Tau N，在第一次（2004年12月）暴露期间似乎一直处于燃烧状态。在这次耀斑事件中，经典的金牛座T星的X射线通量明显变硬。等离子体温度在kT ~ 0.7-1.1 keV范围内的单组分等离子体模型足以拟合2004年12月观测到的V710 Tau S和2005年4月观测到的两颗恒星的X射线光谱。2004年12月对V710 Tau N的耀斑状态观测除了需要软成分（kT ~ 0.5 keV）外，还需要更高温度的等离子体成分（kT ~ 2.5 - 3.0 keV），并且通过包括略微增强的Ne/Fe丰度比的模型更好地拟合。这些结果通常与经典（快速吸积）与弱线（弱吸积或非吸积）金牛座T星的X射线发射特性之间的统计对比一致。
2008-05-08 astro-ph
A Spectroscopic Survey of Subarcsecond Binaries in the Taurus-Auriga Dark Cloud with the Hubble Space Telescope
我们报告的光谱调查的20个密切的金牛座T双星的金牛座，御夫座暗云之间的分离的原色和它们的secondaries小于典型的大小围绕一个年轻的恒星拱盘的结果。低分辨率和中等分辨率的STIS光谱分析产生的恒星光度，红化，年龄，质量，质量吸积率，红外过剩，和发射线光度为每对恒星。我们研究的能力，红外颜色过剩，H-α等效宽度，[O I]发射，和面纱区分弱发射和经典的金牛T星。四对具有一个cTT和一个wTT; cTT是其中三个系统中的主要。这种频率的混合对之间的密切T金牛座二进制是类似的频率混合对更广泛的年轻的二进制。双星系统内的绝灭通常是相似的;然而，在某些系统中，次级恒星比主恒星更红，在那里可以通过主恒星的圆盘看到。质量吸积率的小学和中学是强烈相关的，和H-α光度，红外过剩，年龄也相关的对。根据三套不同的现代前主序星演化轨迹，原生星往往比次生星有更大的吸积速率，并且通常比次生星稍老。XZ Tau和FS Tau的年龄差异是惊人的，它们是嵌入在反射星云中的系统;每对中的次级星云质量较小，但比初级星云更明亮。从旋转分子盘测量的UY Aur和GG Tau双星的恒星质量比从光谱和演化轨迹推断的质量大30%左右。
2002-09-30 astro-ph
X-ray emission from MP Muscae: an old classical T Tauri star
研究了金牛座T星MP Mus的X射线发射等离子体的性质。我们的目的是检查吸积过程是否产生所观察到的X射线发射，并在推导吸积参数和冲击加热等离子体的特性。我们比较的MP Mus与年轻的经典金牛座T星的属性，以测试是否年龄与X射线发射等离子体的属性。XMM-牛顿X射线光谱允许我们测量等离子体温度、丰度和电子密度。特别是冷等离子体的密度探测是否X射线发射产生的等离子体加热吸积过程。MP Mus的X射线发射来源于高密度冷等离子体，但也存在热耀斑成分，这表明日冕磁活动和吸积都对观测到的X射线发射有贡献。我们发现一个Ne/O比类似于在更年轻的经典金牛座T星BP头观察到的。从X射线发射的软部分，主要是由在吸积激波中加热的等离子体产生的，我们推导出质量吸积率为5 × 10 ^{-11} M_{sun} yr^{-1}。
2007-01-26 astro-ph
Investigating disk evolution: A high spatial resolution mid-infrared survey of T Tauri stars
我们提出了一个高空间分辨率，10-20微米的调查金牛座，蛇夫座，南冕座的65 T金牛座双星使用凯克10米望远镜。旨在探测内部~1 AU区域的拱星盘周围的个别恒星组件在这些二元系统中，这项研究增加了在10微米的空间分辨测量的二元数的一个因素~5。结合解决近红外测光和吸积光谱诊断，我们发现，约10%的恒星与中红外过剩似乎没有吸积。与主动吸积盘系统相反，这些被动盘具有明显较低的近红外颜色，在大多数情况下，与光球发射一致，表明存在内部盘孔。此外，似乎有一个光谱类型/质量的依赖关系与被动盘的存在，与所有的被动盘周围发生的M型恒星。被动盘是由一个尚未被探测到的伴星在一个小的分离距离（0.3-3 AU）的存在引起的可能性对于任何单个系统都是可能的，但是，它不能解释被动盘样本作为一个整体的光谱类型依赖性。我们建议，这些被动磁盘代表的一个子集的金牛座T星正在经历显着的磁盘演变。所观察到的被动磁盘的分数和所观察到的光谱类型的依赖性都可以解释的磁盘演化模型，包括磁盘从中央恒星的光蒸发。（节略）。
2005-09-23 astro-ph
The Origins of Fluorescent H2 Emission From T Tauri~Stars
我们在HST/STIS光谱中测量了经典金牛座T星（CTTS）TW Hya、DF Tau、RU Lupi、T Tau和DG Tau以及弱线金牛座T星（WTTS）V836 Tau的荧光H2发射。从这些来源中的每一个，我们检测到41-209窄H2发射线，其中大部分是由强Ly-alpha发射泵浦。WTTS V410 Tau未检测到H2排放。荧光H2发射似乎是常见的拱星环境周围的所有CTTS，但高光谱和空间分辨率STIS观测揭示了不同的现象。从RU Lupi，T Tau和DG Tau检测到的蓝移H2排放与流出中的起源一致。来自TW Hya、DF Tau和V836 Tau的H2辐射集中在恒星的径向速度上，并且与温暖的盘表面的起源一致。来自RU Lupi、DF Tau和T Tau的H2谱线也具有过量的蓝移H2发射，其延伸至高达约100 km/s。这种来自DF Tau和T Tau的蓝移分量的强度取决于跃迁的上能级。在所有情况下，小孔径和恒星风对H2辐射的衰减限制了H2辐射在恒星附近形成。Ly-alpha和H2发射相对于RU Lupi蓝移了15 km/s，向西南方向延伸了0.07 arcsec，尽管更快的H2气体延伸到约100 km/s并没有空间延伸。我们还发现TW Hya和DF Tau的H2发射的小储存器与约2.5x10^4 K的激发温度一致。
2006-02-17 astro-ph
Probing T Tauri Accretion and Outflow with 1 Micron Spectroscopy
在对39颗经典金牛座T星进行的高色散1微米巡天中，80%的星被观测到面纱，97%的星被观测到He I 10830和Pgamma谱线发射。平均而言，1微米的面纱超过了先前确定的过量发射源的预期水平，这表明在星盘界面区域存在额外的吸积光度贡献者。这两条线的强度与面纱，并在Pgamma有一个系统的进展，在轮廓形态与面纱。He I 10830对内风具有前所未有的敏感性，在连续谱下，71%的CTTS显示出蓝移吸收，而在pgamma下为0%。这条线对磁层吸积流也很敏感，在CTTS的47%中发现了低于连续谱的红移吸收，而在Pgamma中只有24%。在10830的蓝移吸收显示出相当大的多样性，在其宽度和穿透深度的连续，表明一系列的内风条件存在于吸积恒星。我们解释了最广泛和最深的蓝色反射形成的散射的1微米连续的外流气体，其全部加速区域包围恒星，这表明径向流出的恒星。相比之下，窄的蓝色吸收与径向速度的范围更有可能通过散射的1微米连续出现的风从内部磁盘。恒星风和盘风都是吸积动力的，因为在非吸积的WTTS和CTTS中都没有看到氦强度与面纱相关。
2006-04-01 astro-ph
X-rays from jet-driving protostars and T Tauri stars
我们研究来自喷流驱动原恒星和T Tau恒星的X射线。我们寻求软的光谱成分，可能是由于冲击发射，和冲击引起的发射从恒星的位置。我们使用了两个恒星样本，第一个样本由具有强喷流的轻度吸收的T Tau恒星组成，另一个样本包含几乎边缘上的原恒星，前者在金牛座分子云的XMM-牛顿扩展巡天（XEST）中观察到，而钱德拉存档数据提供了后者的观测结果。我们证实了先前确定的特殊光谱的DG头A，并发现类似的现象，在GV头和DP头，提出了一类新的X射线光谱。它们由轻度吸收的非常软的组分和强烈吸收的非常硬的组分组成。后者正在燃烧，而在前者中检测到的变化很小。较硬的组分的吸收是约一个数量级高于预期的光学消光假设一个标准的气体-尘埃质量比。闪耀的硬分量代表活跃的日冕发射。其强吸收归因于来自吸积盘的质量流入。光学消光很小，因为尘埃在更远的距离升华。弱吸收的软组分不能来自同一位置。由于恒星驱动强烈的喷流，我们认为X射线是在喷流的冲击中产生的。我们发现，对于这三个特殊的X射线源，软分量的亮度大致与射流中形成的[OI] 6300 A线的等效宽度成比例，并与质量流出率。在更强烈的遮蔽原恒星中，软成分被完全吸收，只有硬的日冕成分穿透包层或近边缘盘。
2006-09-07 astro-ph
Stellar Properties of Embedded Protostars
最近，大口径望远镜上的高色散光谱仪使观测者能够研究深埋的年轻恒星（通常称为I类恒星）的恒星和吸积特性。我们总结了这些新确定的属性，并将它们与更多的光学揭示II类（金牛座T）恒星的观测进行比较。I类恒星的光谱类型和光度与II类恒星相似，说明它们的质量和年龄相似。然而，对于恒星光度和年龄的估计，特别是考虑到I类恒星典型的大反射率、散射光和连续谱的过度，是不确定的。几个候选的I类棕矮星被确定。I类恒星的自转速度似乎比金牛座T型恒星快，大约是金牛座T型恒星的2倍。同样地，I类盘的吸积速率只比金牛T星的吸积速率大2倍，比包络模型预测的质量下降速率小1-2个数量级。至少在少数情况下，这种差异似乎是由于金牛座T星被错误地归类为I类星所造成的，因为它们的边缘朝向盘。恒星的包层密度和下落速度已经被直接和明确地确定，这意味着恒星质量不是以稳定状态的方式获得的，而是通过短暂的增强吸积爆发。如果一些I类恒星实际上和金牛座T星一样老，那么补充可能是必要的，以维持长寿命的包层，可能是通过与云物质的持续动力学相互作用。
2006-04-07 astro-ph
Time lags in Narrow-line Seyfert 1 galaxies and the origin of their soft excess emission
在过去的二十年里，第一类活动星系核的软X射线过量发射的起源一直是一个主要问题。尽管XMM-Newton和Chandra提供了出色的数据质量，但仍无法区分软过量排放的替代模型。在这里，我们提出的软和硬带X射线发射之间的时间滞后的意见，并讨论了软过剩的模型的影响。我们还设计了一种方法来区分模型的软过剩使用朱雀的宽带能力。
2007-09-12 astro-ph
EUV and soft X-rays from clusters of galaxies - the `cluster soft-excess' phenomenon
星系团是极紫外线和软X射线的强发射体，在X射线温度下，它们的贡献远远超过了星系团内热介质的贡献。在最初发现室女星系团的EUV过量发射之后，Coma、A1795和A2199星系团也报道了这种现象。最近的重新观测证实了这一发现，对附近星系团的大样本的进一步搜索清楚地揭示了这一发现的宇宙学影响。
2000-12-04 astro-ph
Looking for outflows from brown dwarfs
褐矮星周围的红外过剩和盘质量吸积（强H $α$发射）的第一个证据似乎表明这些亚恒星物体周围存在星周盘。目前还不知道可能从棕矮星发射的外流，尽管喷流通常与标准金牛座T星盘中的吸积有关。本文计算了中性和光电离环境中辐射射流产生的内工作表面H $α$辐射随射流参数的变化（喷射速度$v_j$，冲击速度$v_s$，质量损失率${\dot M}$和喷流半径$r_j$），我们提供了“标准”赫比格-哈罗（HH）参数的H $α$光度估计值。喷流从金牛座T星和预期的参数从BD喷流。有趣的是，我们发现，虽然发现与来自BD的喷气机相关的质量损失率比与“标准”HH喷气机（来自金牛T星）相关的质量损失率低两个数量级，但它们的速度可能是相似的。基于我们的计算，我们讨论了在什么条件下可以检测到从BD的射流，我们得出的结论是，H $α$光度的内部工作表面的射流从BD在光电离环境中应该只有一个数量级低于H $α$光度的金牛座T喷流在中性环境。
2004-10-11 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
The T Tauri Phase Down to Nearly Planetary Masses: Echelle Spectra of 82 Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs
使用最大的高分辨率光谱样本的年轻，非常低质量的恒星（VLMS）和褐矮星（BD）的日期，我们调查磁盘吸积的对象范围从刚刚超过氢燃烧极限的所有方式，以接近行星的质量。我们的82个目标跨越光谱类型从M5到M9.5，或质量从0.15 Msun到~15 Msun。它们被确认为rho Oph、Taurus、Cha I、IC 348、R CrA、Upper Sco和TW Hydrae地区的成员，年龄在1百万年至1千万年之间。样品含有41个BD（光谱类型>= M6.5）。我们发现：（1）经典的类金牛座T盘吸积在BD域中持续到接近氘燃烧极限;（2）除了H-α外，CaII、OI和HeI的允许发射线也是良好的吸积指示物，如CTT中;（3）CaII 8662 A通量是VLMS和BD中吸积速率（Mdot）的良好定量测量（如CTT）;（4）Mdot随M^2而减小--我们的测量结果支持了先前的相关发现，并将其扩展到整个亚恒星质量范围;（5）VLMS和BD之间的吸积体比例随着年龄的增长而显著减小，如在更高质量的恒星中;（6）在任何给定的年龄，VLMS和BD吸积体分数都与高质量恒星的吸积体分数相当;（7）一些具有红外盘过剩的源并不显示可测量的吸积，这种失配的发生率随着年龄的增加而增加：这意味着在低质量状态下的盘可以持续超过主要的吸积阶段，并且在更大质量的恒星中从经典到后T金牛座阶段的过渡是平行的。在年轻时，高质量恒…
2005-02-08 astro-ph
High Resolution X-ray Spectroscopy of the Post-T Tauri Star PZ Tel
本文分析了钱德拉高能透射光栅光谱仪对Tucana星协中金牛座T星（约2千万年前）后PZ望远镜座PZ星的快速旋转P_（rot）=0.94 d的观测结果。使用两种不同的方法，我们推导出日冕发射测量分布，em（T），和化学丰度。em（T）在log T = 6.9处达到峰值，并且在温度log T > 7处表现出显著的发射测量。日冕的丰度通常是太阳光球值的0.5倍，而光球值被认为是基本恒星组成的代表。在第一电离势（FIP）为7-8 eV时，丰度最低，在更低和更高的FIP时都有更高的丰度，类似于其他活跃恒星的模式。通过对Mg XI的类He三重态的分析，我们估计电子密度约为10^（12）-10 ^（13）cm^（-3）。PZ Tel的所有日冕性质都与比PZ Tel稍老的AB Dor的日冕性质相似，而不是与年轻的T Tauri恒星TW Hya的日冕性质相似。这些结果支持了早先的结论，TW Hya的软X射线发射很可能是由吸积活动，而不是由磁加热日冕为主。我们的研究结果还表明，前主序星的日冕迅速变得相似的老活跃的主序星吸积阶段结束后不久。
2004-03-01 astro-ph
Revisiting the soft X-ray excess emission in clusters of galaxies observed with XMM-Newton
我们分析了四个XMM-牛顿星系团，以测试它们的软X射线过量发射在0.2-0.5 keV波段的报告Kaastra等。（2003）保持后的应用程序的XMM-牛顿背景和校准的现有知识。我们表明，在明亮的中央500千秒差距的地区的背景建模的细节是微不足道的。因此，与Bregman等人（2006）最近的说法相反，集群软过剩不是背景伪影。我们发现的证据表明，在2002年和2005年之间的PN校准的变化导致软过量信号的显着减少。然而，MOS仪器测量到大量的软过剩，或亚银河NH。这些差异与两种仪器校准中的当前不确定性水平一致。
2006-10-19 astro-ph
Spitzer/IRAC Photometry of the Eta Chameleontis Association
我们提出了IRAC 3.6，4.5，5.8和8微米测光的17个A，K和M型成员的Eta变色龙协会。这些数据显示，15颗K和M恒星中有6颗的红外线过量，表明40%的恒星周围存在质量为0.1-1太阳质量的星周盘。两颗A星没有红外线过量。其中一颗恒星周围的过量辐射与金牛座星协中经典金牛座T星的过量辐射中值相当;其余五颗恒星的过量辐射相对较弱。考虑到已发表的Halpha光谱表明，六颗恒星中有五颗正在吸积，我们认为，具有弱中红外线过量的磁盘是磁盘，其中内部磁盘已基本上耗尽了小晶粒的晶粒生长，或者，在一种情况下，小晶粒已经解决了中平面。这表明，埃塔查有一个更高的比例的磁盘陷入过渡到光学薄磁盘的行为比年轻的集群和协会测量。
2005-11-10 astro-ph
What is the origin of the soft excess in AGN?
我们调查的性质软过剩低于1千电子伏观察活动星系核。我们使用的XMM牛顿数据的低红移，光学明亮的类星体，PG 1211+143，我们比较它与窄线塞弗特1星系，1H 0707-495，其中有一个最强的软过剩看到。我们测试了软X射线过剩起源的各种想法，包括单独的光谱分量（例如低温康普顿化分量），反射主导模型或复杂的吸收模型。所有这三种方法都能很好地拟合数据，而$χ^2$拟合标准不足以区分它们。相反，我们倾向于复杂吸收模型，因为它在物理上是最合理的。
2004-12-20 astro-ph
c2d Spitzer IRS Spectra of Disks around T Tauri Stars. III. [Ne II], [Fe I], and H_2 gas-phase lines
我们提出了一个调查的中红外气相线对样品的76拱盘周围的低质量的前主序星斯皮策“核心到恒星”的遗产计划。我们报告的第一次检测到的[Ne II]和[Fe I]对经典金牛座T星分别在~20%~9%的我们的来源。观测到的[Ne II]线通量和上限与X射线辐照的盘状恒星中的[Ne II]激发一致，其X射线光度L_X=10^{29}-10 31} erg·s^{-1}。[Fe在~10^-5-10^-4 L_Sun下检测到[I]，但在~10^{-6} L_Sun下未检测到[S I]或[Fe II]。[Fe I]探测表明存在质量>~ 0.1MJ的富气盘，除了S（1）外，没有探测到H_20 -0 S（0）和S（1）盘发射。这些数据给出了一些木星质量的温暖（T~100- 200 K）气体质量的上限，与最近的金牛座T盘模型相一致，该模型包括恒星辐射加热气体。在致密盘上观测到热气体（T>~ 500 K）通过H_20 -0 S（2）和（或）S（3）谱线的发射，约占我们源的8%。然而，线通量比最近的磁盘模型预测的高出一个数量级以上，即使包括X射线和过量的紫外线辐射。同样地，这些源的[Ne II]/H_20 -0 S（2）比也低于预测值，这与存在一个在目前的盘模型中没有包括的额外的热分子气体组分是一致的。恒星风与盘相互作用的斜激波可以解释许多方面的热气体排放，但与[S I]和[Fe II]线的未检测不一致。
2007-04-20 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
Is the soft excess in AGN real?
我们系统地分析了所有公开的射电宁静PG类星体的XMM-牛顿谱。这些天体中的软X射线过剩被一个额外的、冷的康普顿散射区域很好地模拟了。然而，在整个样品中，该组分的温度非常恒定，需要对参数进行令人困惑的微调。相反，我们建议，软过剩是一个强大的，相对论涂抹，部分电离吸收的文物。从OVII，OVIII和铁在~0.7 keV处的不透明度的强烈跳跃可以导致低于该能量的明显的软过量，该能量是平凡的常数，因为它取决于原子过程。这可以有一个戏剧性的影响，衍生的光谱，这对拟合的相对论性拖尾的反射铁线从光盘发射的影响。
2004-02-03 astro-ph
Possible non-thermal nature of the soft-excess emission in the cluster of galaxies Sersic 159-03
我们提出了一个新的朱雀数据和档案数据从XMM-牛顿的星系团Sersic 159-03，它有一个强大的软X射线过量发射组件的分析。朱雀的观测证实了软过量发射的存在，但它并没有证实红移OVII线的存在。XMM-牛顿观测的径向剖面图和2D图表明，软过量发射在中央cD星系的位置有一个很强的峰值，这些图没有显示出任何显着的方位角变化。虽然软过量排放可以同样很好地拟合与热和非热模型，其空间分布既不符合集团间的暖热灯丝的模型，也不与clueclamped温暖的集团内气体与下降集团的模型。使用XMM-牛顿反射光栅光谱仪获得的数据，我们不确认在集群中心的温暖气体的存在与预期的属性假设软过剩是热起源。观测到的软过量发射的性质与非热解释是一致的。虽然高密度的相对论性电子与软发射的峰值在集群中心可能已经提供了一个活动星系核在中央的cD星系，潜在的人口可能已被加速扩散冲击。
2007-04-04 astro-ph
ROSAT observations of the soft X-ray background and of the cluster soft excess emission in the Hercules supercluster
最近用XMM-牛顿卫星进行的观测证实了星系团中存在软过剩现象，这一现象早先曾在EUVE、ROSAT和BeppoSAX的几次观测中发现。在XMM报告检测到软过量发射的星系团中，有MKW 03和A2052，这两个星系团的浓度都是大力神。武仙座超星系团位于北极支线的南部延伸部分，这是一个明亮的软X射线发射区，在ROSAT全天巡天图像中清晰可见。我们分析了11点ROSAT PSPC观测到的3个集团在武仙座浓度，MKW 03，A2052和A2063，和8个相邻的领域，以调查软X射线发射在该地区的天空。我们发现，软X射线发射变化的几个因素的尺度上的几度，使背景扣除一个复杂的任务。如果北极支发射是本地起源的，我们发现只有A2052和A2063有星系团软过剩发射的证据，而在A2052和MKW 03的XMM观测中检测到的OVII发射线与星系团无关。如果部分或全部的北极支线软X射线增强是河外性质的，那么这三个星团都具有强烈的软过量发射，XMM观测到的OVII发射线确实与星团有关。我们解释了软过量排放与温暖的气体的存在下，无论是混杂在一起的热的集群内介质或在位于集群周围的附属结构，并估计温暖的气体是大约大规模的热的集群内介质。
2005-12-23 astro-ph
