Turbulent Flow-Driven Molecular Cloud Formation: A Solution to the Post-T Tauri Problem?
我们认为，分子云可以在短时间尺度上形成的压缩从大尺度流在星际介质（ISM）。特别是，我们认为，金牛座御夫座复合体，与10-20 pc $\times$ 2-5 pc的细丝，大多数已形成的H I流在$\lesssim 3$百万年，解释没有后T金牛星的年龄$\gtrsim 3$百万年的地区。在金牛座分子气体周围的H I“晕”的21厘米线上的观测显示了我们的MHD数值模拟预测的许多特征（宽的不对称轮廓，H I相对于$^{12}$ CO的速度位移），其中大尺度H I流碰撞产生密集的非线性结构。这种快速演变是可能的，因为产生和破坏云的HI流具有比由碰撞流产生的分子气体中存在的速度高得多的速度（5-10 km）。模拟表明，这种流动可以发生从全球ISM湍流，而不需要一个单一的触发事件，如SN爆炸。
1999-07-05 astro-ph
Spatially Resolved Spectroscopy of Sub-AU-Sized Regions of T Tauri and Herbig Ae/Be Disks
我们目前的空间分辨近红外光谱观测的15个年轻的恒星。使用凯克干涉仪后面的棱镜光谱仪，我们获得了几毫角秒的角分辨率和230的光谱分辨率，使探测器的气体和尘埃在内部磁盘周围的目标恒星。我们发现，近红外发射的角度大小通常随波长的增加，表明热的，大概是气态物质的尘埃升华半径内。我们的数据还清楚地表明，热氢气产生的Brackett-γ辐射，并建议在几个物体的内盘中存在水蒸气和一氧化碳气体。在所有情况下，这种气体排放比尘埃连续排放更紧凑。我们构建了简单的物理模型的内部磁盘和适合我们的数据，以约束空间分布和温度的灰尘和气体排放组件。
2008-09-29 astro-ph
Mass accretion rates in self-regulated disks of T Tauri stars
本文用数值方法研究了中、高质量金牛座T星（0.25 M_sun < M_st < 3.0 M_sun）周围由分子云核坍缩自洽形成的原星盘的演化。在金牛座T阶段，圆盘进入自我调节状态，低振幅的非轴对称密度扰动持续至少数百万年。我们的主要发现是，由于这些扰动的引力力矩的全球效应是产生磁盘吸积率是正确的幅度来解释观测到的吸积到金牛T星。我们的模型给出了吸积率M_dot和恒星质量M_st之间的相关性，最佳拟合M_dot \propto M_st^{1.7}，与最近的观测结果吻合得很好。我们还预测了一个近线性的相关性之间的磁盘吸积率和磁盘质量。
2008-02-15 astro-ph
The outburst of the T Tauri star EX Lupi in 1994
1994年3月，我们观测到金牛座T星EX Lup的一次爆发。我们提出了光度（BVR）和光谱（低和中分辨率）观测期间进行的下降后爆发。在爆发期间，由于热连续辐射的增加，这颗恒星看起来更蓝。这是伴随着强烈的光球线的面纱增加。我们观察到逆P天鹅座的许多发射线在一个大的亮度范围内的EX LUP。我们简要地讨论了这些功能对模型的磁层支持吸积盘材料。
1995-06-09 astro-ph
Non coeval young multiple systems? On the pairing of protostars and T Tauri stars
我们在这里总结了金牛座T星的“红外伴星”的观测特性，并认为它们的观测特性与I类源的观测特性相同。因此，他们可能是嵌入原恒星在一个更早的演化阶段比金牛座T星，在这种情况下，这些多系统是显着的非同时代，而不是大多数年轻的双星系统。它们的形成机制与核心碎裂不同。IRC和I类源的唯一区别是它们位于金牛座T星的几十个天文单位之内，因此它们不可能像原恒星那样位于一个巨大的光学厚包层的中心。我们讨论了IRC系统是否真的是非同时期多系统的候选人。
2003-05-31 astro-ph
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
Search for young stars among ROSAT All-Sky Survey X-ray sources in and around the R CrA dark cloud
我们提供了在CrA恒星形成区及其周围126 deg^2区域的ROSAT全天巡天数据。通过对未知ROSAT源的低分辨率光谱分析，我们发现了19颗新的前主序星，其中两颗是经典的金牛座T星，其他的是弱线星。这些新的金牛座T星的光谱类型从F7到M6。这两颗新发现的金牛座T星位于主CrA云外的两个小云团附近。通过将它们在H-R图中的位置与假设距离为130 pc（主CrA暗云的距离）的等时线进行比较，它们的年龄似乎约为1000万年。新的云外弱线金牛座T星可能是在类似的小云中形成的，这些小云最近已经分散。我们的新金牛座T星的高分辨率光谱显示，它们比相同光谱类型的零年龄主序星有更多的锂吸收，所以它们确实很年轻。从这些光谱中，我们还获得了旋转和径向速度。对于某些恒星，我们在已发表的星表中找到了自行。金牛座CrA T星的3D空间运动的方向和速度--相对于银河系平面的南方--与最初由高速云撞击银河系平面形成的暗云一致，这触发了CrA的恒星形成。我们还提出了VRIJHK测光大多数新的金牛座T星，以获得他们的光度，年龄和质量。
2000-08-05 astro-ph
X-ray emission from classical T Tauri stars: Accretion shocks and coronae?
经典的金牛T星（CTTS）被活跃的吸积盘所包围。根据目前的模型，物质沿着磁场线从圆盘以或多或少的自由落体速度落在恒星上，在那里等离子体加热并产生X射线。我们希望定量地解释观测到的高能辐射，并从数据中测量入轨参数。绝对通量测量允许计算填充因子和质量吸积率。我们使用热吸积点的数值模型并求解守恒方程。与XMM-Newton和Chandra的数据比较表明，我们的模型很好地再现了主要特征。结果表明，TW Hya的填充因子为0.3%，质量吸积速率为2 e-10 Msun/yr。
2007-02-21 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
Imaging the Small-Scale Circumstellar Gas Around T~Tauri Stars
我们用CO（2-1）发射的孔径合成成像技术，以~2- 3“的分辨率探测到了金牛座T星周围的星周分子气体。RY Tauri、DL Tauri、DO Tauri和AS 209显示了分辨和拉长的气体发射。对于RY Tau，沿着伸长方向PA~ 48度的去卷积半最大半径为110 AU。其他源的对应半径和方向是：DL Tau --在PA~ 84度处250 AU; DO Tau --在PA~ 160度处350 AU; AS 209 --在PA~ 138度处290 AU。RY Tau、DL Tau和AS 209的速度梯度与伸长方向平行，表明星周物质正在旋转。RY Tau和AS 209也表现出旋转圆盘的双峰光谱特征。DO Tau的线发射主要是高速蓝移气体，这使得解释复杂化。尽管如此，在每一种情况下都有足够的证据来推测星周辐射可能来自一个类似于我们太阳系形成时的原行星盘。
1995-03-08 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
On the origin of ionising photons emitted by T Tauri stars
我们解决这个问题的生产莱曼连续光子金牛座T星，试图提供光盘光电离的理论模型的约束。通过处理的吸积冲击作为一个热点的恒星表面上，我们表明，莱曼连续光子产生的速度约三个数量级低于相应的黑体产生的，并且只有高质量吸积率发出一个强大的莱曼连续。当我们的模型扩展到包括一列的材料吸积到热点，我们发现，吸积柱是非常光学厚莱曼连续光子。此外，我们发现，柱内的氢原子的辐射复合是不是一个有效的手段，产生的光子能量大于13.6eV，并发现，任何可能的高度的吸积柱抑制莱曼连续光子的排放低于或相当于预期从恒星光球的水平。光球莱曼连续介质本身太弱，影响光盘的演变显着，我们发现，莱曼连续介质发出的吸积冲击同样无法影响光盘的演变显着。这一结果具有重要的后果模型，使用光电离作为一种机制，以推动分散的拱光盘，基本上证明了一个额外的来源莱曼连续光子必须存在，如果光盘光电离是显着的。
2003-11-12 astro-ph
Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs in Taurus-Auriga
我们提出了高分辨率的光学光谱获得的HIRES摄谱仪的凯克我望远镜的低质量T金牛星和褐矮星（LMTTs）在金牛座御夫座。特别令人感兴趣的是先前分类的“连续统金牛座T星”GM Tau，它的光谱类型为M6.5，质量刚好低于恒星/亚恒星边界。金牛座的LMTT都不是快速旋转的（vsini < 30 km/s），不像猎户座的低质量物体。许多缓慢旋转的非吸积恒星和褐矮星都有显著的H-α辐射（EWs为3 - 36 A），这表明色球层是活跃的。我们的经验表明，在10%的H-α发射轮廓峰值的全宽度是一个更实际的，可能是一个更准确的吸积指标比H-α或光学面纱的等效宽度：10%-宽度> 270公里/秒是经典的金牛座T星（即吸积），独立于恒星光谱类型。虽然LMTT的吸积速率可以与更典型的高质量金牛座T星（例如K7-M0）相媲美，但平均质量吸积速率似乎随着质量的减少而减少。LMT的吸积盘的频率降低，加上它们的平均质量吸积率较低，意味着它们形成时的吸积盘质量比质量较高的金牛T星要小。径向速度、星周性质和已知的双星并不支持金牛座的许多最低质量成员是从星云内的高恒星密度区域喷射出来的说法。相反，LMTT似乎已经形成并以与更高质量的金牛T星相同的方式演化，但具有更小的磁盘和更短的磁盘寿命。
2002-09-09 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
Aperture Synthesis Imaging of the Circumstellar Dust Disk Around DO Tauri
我们在43.3 GHz（$λ$ = 7 mm）连续辐射的0.6 $''$分辨率VLA图上探测到了金牛座T星DO。43 GHz的通量密度位于由89至232 GHz测量定义的相同幂律斜率上，F $_ν$ $\propto ν^α$，指数$α$ = 2.39 $\pm$ 0.23，证实43.3 GHz的发射是来自星周尘埃的热辐射。在8.4和22.5 GHz的通量密度上限限制了来自致密电离风的自由-自由辐射的贡献小于49%。如果尘埃的辐射是光学薄的，那么尘埃的辐射指数$β$为$0.39\pm$ 0.23。拟合一个薄的拱星盘模型观测到的光谱能量分布给出了$β= 0.6\pm0.3$，符合幂律推导。这两个值都大大低于星际介质的普遍接受，表明晶粒生长。考虑到金牛座DO的年轻和它的拱星盘的早期演化状态，这一结果意味着毫米大小的颗粒已经在早期的T-金牛阶段形成。
1995-08-14 astro-ph
Hubble Space Telescope Spectroscopy of V471 Tauri: Oversized K Star, Paradoxical White Dwarf
我们使用HST上的GHRS获得了毕宿星团中短周期食DA+dK2前激变双星V471 Tauri的热白矮星（WD）分量的莱曼α光谱。WD的径向速度，结合地面测量的dK速度，日食时间，并确定dK星的旋转速度，产生动力学质量的组件M（WD）=0.84和M（dK）=0.93 Msun。Ly-alpha剖面的模型-大气拟合提供了WD的有效温度（34，500 K）和表面重力（log g=8.3）。dK分量的半径比相同质量的正常毕宿矮星的半径大18%。这种膨胀是由于恒星表面被星点广泛覆盖，导致恒星膨胀。WD的半径，从辐射分析和月食入口时间确定，是0.0107 Rsun。恒星在M-R平面上的位置完全符合简并CO WD的理论。WD的高温和质量呈现出一个进化悖论：WD是毕宿星团中已知最大的，但也是最热和最年轻的。我们认为，解释是，WD确实是非常年轻的，是由一个蓝色的离散者和一个更遥远的dK同伴组成的三元组的后裔。我们估计，共同的包络线效率参数，α_CE，是为了0.3-1.0，在最近的流体动力学模拟的良好协议。
2001-08-23 astro-ph
X-ray emission from a metal depleted accretion shock onto the classical T Tauri star TW Hya
我们提出的X射线光谱TW Hya的高和中等光谱分辨率的反射光栅光谱仪（RGS）和欧洲光子成像相机（EPIC）上的XMM-牛顿卫星。TW Hya是第一颗经典的金牛座T星，它同时获得了高光谱分辨率和高灵敏度的X射线数据，从而可以探测主序早期阶段恒星的X射线发射特性。高等离子体密度，（相对）低的温度，和特殊的化学丰度在X射线发射区的TW Hya是不典型的恒星日冕。因此，需要另一种X射线产生机制，一种自然的解释是耗尽了颗粒形成元素的吸积柱。这种金属损耗可能是由于形成TW Hya的原始分子云，也可能是由于TW Hya的周星盘中的尘埃沉降。
2004-02-04 astro-ph
Silicate Emission in T Tauri Stars: Evidence for Disk Atmospheres?
我们提出了低分辨率的中红外光谱的9个经典的金牛座T星与变色龙I暗云。这些数据是用红外空间观测台上的PHOT-S仪器在2.5-4.9和5.9-11.7微米两个波长范围内获得的。所有九颗恒星都显示出10微米的硅酸盐发射的证据，这是光谱中唯一突出的特征。我们讨论了一个模型的起源，这些功能在一个热的光学薄的表面层的拱星盘周围的中央年轻的恒星（即磁盘大气）。我们报告了我们的观测结果与基于这个简单模型对我们样本中大多数恒星的预测非常一致，假设半径< 1微米的无定形硅酸盐混合物是不透明度的主要来源。这些观测结果支持了扩展的盘状大气对年轻恒星的中红外通量有很大贡献的观点。
1999-12-06 astro-ph
Detections of Ro-Vibrational H$_2$ Emission from the Disks of T Tauri Stars
本文报道了在两颗经典金牛座T星（GG Tau A和LkCa 15）的拱周环境中，用高分辨（R60，000）光谱探测到2.12183 μ m的v=1-0 S（1）线上的静态H_2发射，使出现这种发射的金牛座T星达到4颗，其中包括TW Hya和弱线金牛座T星DoAr 21。H_2发射线的等效宽度在0.05-0.10 μ m之间，在每种情况下，发射线的中心速度都以恒星的系统速度为中心。谱线的宽度范围为9 ~ 14 km/s^{-1}，与在距离源> 10 AU的K型恒星周围的星周盘中开普勒轨道上的气体的预期结果一致。我们认为，紫外荧光和X射线加热可能是负责产生所观察到的发射的候选人。我们目前的质量估计从测量的线强度，并表明，估计的质量是一致的，预期从可能的机制负责刺激观察到的排放。在v=1-0 S（1）线上的显著发射所需的高温和低密度表明，我们在这些恒星的低密度、星周盘的上层大气中探测到了热H_2气体的储存。
2003-01-07 astro-ph
Edge-on T Tauri stars
利用ESO VLT的UVES阶梯光栅摄谱仪，我们获得了边缘盘天体HH 30 *、HK Tau B和HV Tau C的二维高分辨率（R = 50 000）光谱。为了比较的目的，我们也用同样的设备观测了经典的金牛座T型恒星HL Tau和活跃的晚型恒星LDN 1551 - 9。所有三个观察到的边缘上的磁盘的光谱组成的金牛座T发射和吸收线光谱叠加射流发射线。光谱分析证实，圆盘在可见光波段是完全不透明的，来自中心物体的光只能通过圆盘平面上方和下方的散射层到达我们。我们的目标的中心对象被发现是正常的金牛座T星显示适度，但不同量的面纱，其光球光谱，表明不同的吸积速率或演化阶段。我们认为，所有的经典金牛座T星（CTTS）显示这种观察到的形态时，观察edge-on.Part喷流发射的边缘上的系统是直接可见的，我们在禁戒线，以及在Halpha和He I，这一发现相矛盾的一个纯磁层吸积起源的形成氢和氦的发射线在中等活跃的CTTS目前的范式。从与那些金牛座，御夫座CTTS的倾斜度是可靠的已知的比较，我们得出结论，CTTS系统的视角是一个关键的参数，在金牛座T类的视α发射强度。我们讨论了各种可能的形成区域的Na I D线，并表明，类似于观察到的配置文件可以形成在盘风的基础。
2005-01-26 astro-ph
Profiles of Strong Permitted Lines in Classical T Tauri Stars
我们提出了一个光谱分析的30 T金牛星观测汉密尔顿阶梯光谱仪超过十年。目标之一是测试磁层吸积模型的预测。先前发表的观测证据支持该模型，如发射线的不对称性和高频率的红移吸收组件，被认为是。我们还讨论了不同的线形成区域之间的关系，并寻找良好的吸积率指标。在这项工作中，我们确认了几个重要的点的模型，如吸积和流出，广泛的排放成分，主要是中央或轻微的蓝移，只有偶尔存在的红移吸收之间的相关性。然而，我们也表明，广泛的发射组件，据推测形成的磁层吸积流只部分支持的模型。与预测不同的是，它们有时会发生红移，并且大多数都是对称的。已发表的理论轮廓与我们观察到的轮廓没有很强的相似性。我们强调吸积模型需要包括一个强大的湍流成分之前，他们的配置文件将匹配的意见。旋转的影响和外流分量也需要完整的图像。
2000-01-18 astro-ph
Observations of T-Tauri Stars using HST-GHRS: II. Optical and Near UV lines
我们分析了八颗经典金牛座T星和一颗弱金牛座T星的GHRS数据。GHRS数据包括以2800为中心的40宽的光谱范围。对于4个CTTS，我们几乎同时进行了光学观测，其中包含Halpha，Hbeta，HeI，NaD和CaII红外三重态。MgII共振双峰是2800 A范围内最强的特征。这条谱线有一个相当宽的对称发射分量（CTTS约为200 ~300 km/s），中心吸收较窄，叠加有较宽的蓝移吸收，中心吸收宽度和等效宽度与文献中描述的ISM云不一致，这使我们得出结论，这部分是由于发射线区域本身的非LTE过程。发射曲线紧密地遵循Halpha。CTTS中的大宽度不可能是由于斯塔克效应，我们认为这是由于超音速湍流。所有的恒星都显示出蓝移的反射，这是外流的证据（终极速度\~300 km/s），在两颗恒星中观察到了多个流动。我们证明了风不是球形的，在给定的吸积率下，风的特征在较低的倾角下更强。我们简要地比较了其他光学线与热过渡区线在CTTS中观察到的。
2001-11-09 astro-ph
A New Probe of the Planet-Forming Region in T Tauri Disks
我们提出了新的观测FUV（1100-2200埃）辐射场和近中红外（3- 13.5微米）光谱能量分布（SED）的样本的金牛座T星选择的基础上明亮的分子盘（GM Aur，DM Tau，LkCa 15）。在每个来源中，我们发现了Ly α诱导的H2荧光和低于1700埃的FUV连续发射的额外来源的证据。的FUV光谱的H2激发模型的比较表明，强的连续发射是由于电子碰撞激发的H2。这种激发的最终来源可能是X射线照射，其产生混合在分子层中的热光电子。对每个天体的SED分析发现，在这些年轻（~ 100万年）的恒星系统中，存在着几个天文单位大小的内盘间隙。我们建议，强H2连续发射和内部磁盘清除的存在有关的高能量光子在富含气体的区域与低颗粒不透明度的穿透能力增加。
2004-09-13 astro-ph
The X-ray soft excess in classical T Tauri stars
我们研究了在经典金牛座T星（CTTS）中OVII 21.6- 22.1 A三重态和OVIII Lya线之间的X射线通量（或光度）比的异常。与主序星和非吸积的金牛T星的比率相比，这个比率异常高（Telleschi et al. 2007）。我们比较这些样本以确定过量的来源。最近发现的X射线星与归因于喷流发射的软组件的样本也被认为是。我们讨论从金牛座分子云（XEST）项目的XMM-牛顿扩展巡天获得的数据，并辅之以已发表文献的数据。我们还介绍了CTTS RU Lup的数据。与WTTS或MS星相比，样品中的所有CTTS都显示出异常的OVII/OVIII通量比。异常是由于过量的冷，OVII发射材料，而不是缺乏较热的等离子体。因此，多余的等离子体必须具有<~2 MK的温度。这种软过剩与CTTS的紫外过剩无关，但似乎与恒星的X射线光度有关。喷气式飞机驾驶的TTS的频谱不适合这幅图。软过剩既取决于存在的吸积流在CTTS和磁活动。这些气体可能在地表附近被激波加热，但也可能在磁层吸积漏斗中被加热。射流驱动源的软成分不太可能是由于同一过程。
2007-09-06 astro-ph
Paschen beta emission as a tracer of outflow activity from T-Tauri stars, as compared to Optical Forbidden emission
在金牛座T型恒星的近红外光谱中发现的Paschen beta（1.2822微米）发射线被认为是中央恒星上物质吸积的痕迹。我们目前的光谱数据表明，这可能并不总是如此。我们用光谱天体测量技术测量了四颗金牛座T星（DG Tau，V536 Aql，LkH α 321和RW Aur）的Pab辐射的位置位移。我们还观察到了这些光源的光学禁戒辐射。禁止发射线形成于伴随着原恒星演化的流出物中，因此非常适合用作比较，以确认Pab发射中测量到的偏移确实是由于流出物质造成的。基于磁层吸积理论的模型是迄今为止解释氢原子发射谱线起源最成功的模型。然而，我们看到的线轮廓的源显示位移在他们的Pab发射都有磁层吸积模型迄今未能解释的功能，如广泛的全宽半极大值，大翅膀和红移吸收功能的缺乏。在本研究的背景下，由于在所有情况下，我们都是在伸展翼中测量相对于源的位置偏移，因此，模型未能解释在线剖面中存在大型伸展翼的问题，这一点特别有趣。
2003-12-22 astro-ph
Mass Loss and Magnetospheres: X-rays from Hot Stars and Young Stellar Objects
在钱德拉任务的第一年获得的高质量恒星和低质量T-Tauri恒星的高分辨率X射线光谱提供了关于在非常年轻的恒星上产生X射线的机制的重要线索。对于船尾座ζ（O 4 If）和猎户座ζ（O9.5 I），广泛的，蓝移的线剖面，线比，和派生的温度分布表明，X射线产生的整个风通过不稳定性驱动的风冲击。对于一些亮度较低的OB星，如猎户座θ ^1 C（O 7 V）和天蝎座τ（B 0 V），其谱线轮廓是对称的，并且较窄。在θ ^1猎户座C和天蝎座τ中出现的时变辐射和极高温度谱线表明，可能是磁约束的风激波在起作用。经典的金牛座T星TW Hya的光栅光谱是值得注意的，因为类氦Ne IX和O VII的禁止线发射非常弱，这意味着X射线发射区非常密集，n = 6 E +12 cgs，或者X射线是在非常接近吸积漏斗底部的紫外热点处产生的。ACIS的光变曲线和光谱的耀斑和低质量和高质量的年轻恒星物体在猎户座和rho蛇夫座进一步表明，极端的磁活动是一个普遍的性质，许多非常年轻的恒星。
2001-09-17 astro-ph
Atmospheric Escape from Hot Jupiters
来自入射到热彗星大气层上的紫外线辐射的光电离加热可能会导致行星质量损失。我们构建了一个逃逸模型，其中包括现实的加热和冷却，电离平衡，潮汐引力和压力约束的主机星风。我们表明，质量损失的形式，流体动力学（“帕克”）风，从行星的向阳面在恒星风的间歇期间发出。当昼侧风被恒星风的限制作用抑制时，如果有足够的热量水平输送，夜侧风可能会增加。一颗热木星在主序星前阶段的最大质量损失率约为2 x 10^12 g/s，在主序星寿命期间约为2 x 10^10 g/s，总的最大损失率分别约为行星质量的0.06%和0.6%。当紫外线通量F_UV < 10^4 erg/cm^2/s时，质量损失率近似为能量极限，与F_UV ^0.9成正比。对于更大的紫外线通量，例如金牛座T星的典型特征，辐射损失和等离子体复合迫使质量损失率以F_UV ^[0.6]的速度缓慢增加。在金牛座T星的相位期间，昼侧风被熄灭，因为受到压倒性的恒星风压的限制。我们的结论是，虽然紫外线辐射确实可以驱动风从炎热的彗星，这样的风不能显着改变行星的质量在任何进化阶段。然而，它们可以产生可观察的签名。解释HD 209458的莱曼α光子在多普勒频移速度为+/- 100 km/s时被吸收的候选者包括行星风和恒星风之间的激波中的电荷交换。
2008-11-18 astro-ph
Results of the ROTOR-program. I. The long-term photometric variability of classical T Tauri stars
我们提出了一个独特的，均匀的经典金牛座T星的光度测量数据库延长到20年。该数据库包含72个CTT的21，000多个UBVR观测数据。所有数据都是在Maidanak山天文台（乌兹别克斯坦）的ROTOR计划框架内收集的，它们共同构成了有史以来最长的TTS变异性均匀，准确的记录。我们描述了49个CTTs的长期光度变化，有足够的数据，允许一个强大的统计分析，并提出了一个经验的分类方案。确定了长期光度变化的几种模式。最常见的模式是由15颗恒星组成的一组，其中包括T Tau本身，由低水平的变化（Delta（V）<= 0.4等）组成，多年来每个季节都没有显著的变化。一个由22颗恒星组成的相关子组也显示出类似的稳定的长期光变模式，但振幅更大（达Delta（V）~1.6等）。除了这些代表性的群体，我们还确定了三个较小的群体，每个群体有3-5颗恒星，它们具有独特的光度特性。大多数CTT的长期变异性相当稳定，仅反映了由于表面冷点和热点引起的短期变异性。只有一小部分的CTT经历了显着的亮度变化的长期（月，年），这可能是由于缓慢变化的拱星灭绝。
2006-11-01 astro-ph
XMM-Newton observations of the sigma Ori cluster. II. Spatial and spectral analysis of the full EPIC field
我们提出的XMM-牛顿观测的年轻（~2-4百万年）集群周围的热恒星猎户座西格玛的结果。在以前的论文中，我们提出了中央热星的RGS光谱的分析，在这里，我们讨论的结果分析的全部EPIC领域。我们已经探测到175个X射线源，其中88个已经被确定为星团成员，包括非常低质量的恒星，直到亚恒星极限。我们从2 MASS星表中发现了11个新的可能候选成员。我们发现晚型星的对数L_X/L_bol的中值约为-3.3，即非常接近饱和极限。我们在大约40%的晚型成员或候选者中检测到显著的变化，包括10个耀斑源;在一颗K型恒星中检测到旋转调制，可能在另外3或4颗恒星中检测到旋转调制。对最亮源的光谱分析表明，其典型的静止温度范围为T_1 ~ 0.3- 0.8keV和T_2 ~ 1-3 keV，日下丰度Z ~ 0.1- 0.3Z_sun，与其它恒星形成区和星协相似。我们发现经典和弱线金牛座T星的光谱特性没有显着差异，虽然经典金牛座T星的X射线亮度往往低于弱线金牛座T星。
2005-10-07 astro-ph
Evidence for high accretion-rates in Weak-Line T Tauri stars?
我们已经发现了金牛T星，它们在相隔20年的观测之间显示出惊人的光谱变化。在Bouvier和Bazzeller（1992）发表的光谱中，这些天体显示出非常弱的H-α发射，广泛的Ca II吸收和所谓的“复合光谱”，其中从蓝色区域推断的光谱类型早于从红色区域推断的光谱类型。我们在这里提出了新的光谱，这表明，所有四颗恒星现在表现出强烈的H-α发射，窄钙发射和光谱类型，这是一致的，在所有波长。我们提出了一个方案来理解这些变化，从而这些恒星的复合光谱可以解释为一个时期的积极吸积到中央，年轻的恒星。在这个方案中，复合光谱由恒星光球层的贡献和热的、光学厚的吸积组分的贡献组成。吸积流的光学厚度解释了在这个阶段H-α发射的弱点。在这个方案中，在所有波长处的单一光谱类型的变化和强H-α发射的出现与吸积柱在吸积速率下降时变得光学薄是一致的。这里有一个强烈的类比与矮新星类的相互作用的双星，这表明类似的行为期间，从爆发的高质量转移率下降。这种解释的最重要的结果是，这些物体带来了问题的弱线金牛座T星（WTT）与非吸积或discless对象的协会。根据这一结果，我们认为这种范式的理由。
2003-10-07 astro-ph
Observations of T-Tauri Stars using HST-GHRS: I. Far Ultraviolet Emission Lines
我们分析了八个CTTS和一个WTTS的GHRS数据。GHRS数据包括以1345、1400、1497、1550和1900 A为中心的40 A宽的光谱范围。这些UV光谱显示出强的SiIV和CIV发射，以及大量尖锐（~40 km/s）的H2线。所有的H_2谱线都属于莱曼谱带，并且都是单峰的光学薄谱线。每颗恒星的所有H2线质心的平均值都是负值，这可能表明它们来自外流。我们将H2中的发射解释为是由于荧光，主要是由Ly_alpha，并确定了该线的4 A内的7个激发路线。我们得到了每个激发跃迁的柱密度（10^12 ~ 10^15 cm^-2）和光学深度（~1或更小）。我们的结论是，人口远离热平衡。我们没有观察到从Ly_alpha的远蓝翼激发的任何线，这意味着分子特征是由吸收轮廓激发的。SiIV和CIV（校正了H2的排放）的宽度约为200 km/s，并有一系列质心（蓝移线，居中，红移）。这些特征在当前的吸积激波模型中是难以理解的。对于DR Tau，我们观察到短暂的强蓝移发射，这可能是磁层重联事件的结果。我们还看到了热线的多个发射区域的证据。在我们的样本中，CIV在大多数恒星中都是光学薄的，而SiIV则不是。然而，CIV是SiIV和H2排放的良好预测器。我们的结论是，在热线的大部分流量可能是由于吸积过程，但线的轮廓可以有多个和可变的组件。
2001-10-18 astro-ph
X-ray emission from T Tauri stars
我们模拟了金牛座T星的X射线发射，假设它们有等温的，磁限制的日冕。这些日冕向外延伸，直到热日冕气体的压力克服了磁场，或者，如果日冕在此之前与盘相互作用，则通过盘本身的作用。这项工作的动机是钱德拉猎户座超深项目（COUP）的结果，显示增加的X射线发射措施与恒星质量的增加。我们发现，这种变化（及其大的散射）的结果自然从恒星日冕的大小变化。由于存在剥离恒星日冕外部的圆盘，X射线发射量的减少在质量较低的恒星中最为明显。表面引力较大的质量较大的恒星，其日冕一般不会延伸到盘的内缘，因此受其影响较小。对于这些恒星，吸积发生在连接到盘的开放场线上。通过外推年轻主序星的表面磁图，我们研究了磁场复杂程度对X射线发射的影响。我们发现密度与个别耀斑建模的估计一致。一个简单的偶极场相比之下，密度通常一个数量级less.We建议，金牛座T星的日冕领域是稍微更扩展比他们的主要序列对应，但不作为一个纯粹的偶极场扩展。
2006-01-10 astro-ph
Between Cool Stars and Hot Planets: Origins of Brown Dwarfs
褐矮星，跨越恒星和行星之间的质量范围，似乎在太阳附近和恒星形成区域都很常见。它们的普遍存在使得它们的起源问题对于我们理解褐矮星本身以及恒星和行星形成理论都很重要。对年轻的亚恒星物体的研究可以提供对其形成和早期演变的宝贵见解。在这里，我报告的最新结果，从我们的观测计划在凯克，VLT和麦哲伦的磁盘和吸积性质的年轻棕矮星。我们发现令人信服的证据表明，他们经历了类似于他们的恒星同行的金牛座T阶段。
2003-10-28 astro-ph
A New Association of Post-T Tauri Stars Near The Sun
在20 x 25度以高纬度活动星ER Eri为中心的ROSAT源观测中，我们发现了一个新的年轻的邻近星协（约3000万年，约60秒差距）的证据，即钟表星协（HorA），由至少10个可能的成员和6个可能的成员组成，其中一些是后T金牛星。我们研究了几个要求，特点是一个年轻的协会，他们一起，创造了一个强有力的证据，现实的霍拉。事实上，Li线的强度介于最古老的经典金牛T星和本协星之间。HorA相对于太阳的空间速度为U= -9.5+/-1.0，V = -20.9 +/-1.1，W = -2.1 +/-1.9，与本星协的空间速度相差不远。我们认为，一些更热的和非X射线活跃的恒星，具有类似的空间速度，可能是大质量的成员的HorA，其中，附近的Be星Achernar。HorA质量分布函数的最大值约为0.8太阳质量。在它的距离，霍拉的预计大小，约50 pc，将大于我们的调查面积和许多其他成员可能已经错过了。我们还观察到3个控制区，其中两个位于银河系北纬度和南纬度，第三个位于已知的TW Hya星协（TWA）中，其年轻恒星的性质和分布强化了HorA的现实性。与TWA相反，HorA中唯一已知的双星是2个非常宽的系统。HorA比TWA更远离云层，也更古老，可以提供一些关于金牛座T恒星周围圆盘寿命的线索。事实上，没有一个被提议的成员是IRAS源，表明其吸积盘演化的高级阶段。ER Eri本身被发现是一个RS C…
2000-05-31 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
How Hot is the Wind from TW Hydrae?
最近有人提出，一般来说，来自经典金牛座T星的风，特别是来自TW Hya的风，温度至少达到300，000 K，同时保持$\sim 10^{-11}$ \Msol年$^{-1}$或更大的质量损失率。如果得到证实，这将对风力发射和加热模型提出新的要求。因此，我们重新研究了哈勃太空望远镜上的太空望远镜成像光谱仪和远紫外光谱探测器卫星的光谱，以更好地限制TW Hya风的最高温度。我们在1037度的\ion{C}{2}双峰和1335度的\ion{C}{2}多重峰中发现了风的明显证据。我们发现，在与\ion{C}{2} 1335射电谱线同时观测到的\ion{C}{4} 1550射电双重谱线中，或在与\ion{C}{2} 1037射电谱线同时观测到的\ion{O}{6}射电谱线中，没有风吸收。是否存在\ion{C}{3}风吸收是不明确的。在\ion{C}{4}线上明显缺乏风，这表明来自TW Hya的风没有达到该线的100，000 K特征形成温度。因此，我们认为，现有的证据表明，来自TW Hya的风，可能还有所有经典的T Tauri恒星，达到的最高温度在10，000 - 30，000 K范围内。
2006-09-22 astro-ph
A Long-Lived Accretion Disk Around a Lithium-Depleted Binary T Tauri Star
我们提出了一个高色散的光谱的St 34和确定系统作为一个光谱的二进制组件相似的光度和温度（都M3+/-0.5）。基于运动学，吸积的签名，并在H-R图上的位置，我们得出结论，圣34是一个经典的金牛座T星属于金牛座-御夫座T协会。然而，令人惊讶的是，双星的两个组成部分都没有显示出LiI 6708 A的吸收，这是确定恒星年轻的最普遍接受的标准。在这个独特的已知例子中，吸积盘似乎比锂耗尽的时间尺度更长。我们推测，长寿命的吸积盘是一个后果的子AU分离伴星潮汐抑制，但不能阻止，星周吸积。与主序前演化模型的比较表明，St 34的每个组分的质量为0.37+/-0.08 Msun，等时年龄为8+/-300万年，这比预测的锂耗尽时间尺度2500万年要年轻得多。虽然比金牛座-御夫座近38%的距离或更热的温度标度可以在2100万年至2500万年之间调和这种差异，但其他系统中的类似差异以及一个非常古老的金牛座-御夫座成员的吸积暗示了进化模型可能存在的问题。无论如何，圣34号的锂丰度耗尽所暗示的年龄更大，是该地区年龄分布明显的第一个令人信服的证据。此外，由于圣34的同时代的共同成员与早期M光谱类型同样会失败的锂测试的青年，目前的成员名单可能是不完整的。
2005-01-14 astro-ph
X-ray Emission from T Tauri Stars and the Role of Accretion: Inferences from the XMM-Newton Extended Survey of the Taurus Molecular Cloud
T Tau星显示出不同的X射线特性，这取决于它们是否吸积（经典T Tau星; CTTS）或不吸积（弱线T Tau星; WTTS）。我们使用金牛座分子云的XMM-牛顿扩展巡天（XEST）的数据来研究CTTS和WTTS之间X射线特性的差异。我们进行了X射线参数与恒星性质之间的相关和回归分析。我们确认存在X射线光度（Lx）与质量（M）的关系，Lx ~ M^（1.69 +/- 0.11），但这个关系是平均年龄为240万年的TTS的X射线饱和和质量与热光度（L*）关系的结果。X射线饱和度表明Lx = const L*，尽管两个子样品的常数不同：CTTS的const = 10^（-3.73 +/- 0.05），WTTS的const = 10^（-3.39 +/- 0.06）。给定两个样品的类似L* 分布，X射线光度函数也反映了CTTS中的真实X射线不足，与WTTS相比为约2倍。平均电子温度Tav在WTTS中与Lx相关，但在CTTS中不相关; CTTS源平均比WTTS源热。最基本的属性是两个饱和定律，表明抑制Lx的CTTS。我们推测，CTTS中的一些增生材料正在将活动区域冷却到可能不会在X射线波段显着发射的温度，如果确实如此，可能需要高分辨率光谱来识别形成的线等离子体，而CCD相机无法检测到这些成分。WTTS和主序星中Lx与Tav依赖关系的相似性以及它们相似的X射线饱和定律表明热等离子体的物理过…
2006-12-13 astro-ph
Redshifted Absorption at He I 10830 as a Probe of the Accretion Geometry of T Tauri Stars
我们探测几何磁层吸积在经典金牛座T星通过模拟红色吸收在He I 10830通过散射的恒星和面纱连续。假设吸积流是一个方位对称的偶极子和氦是足够的光学厚度，所有入射的1微米辐射被散射，我们说明了He I 10830红色吸收的磁层的大小和填充因子的热吸积冲击的敏感性。我们比较模型配置文件中观察到的21 CTTS与亚连续红移吸收在He I 10830，并发现，约有一半的恒星有红色的反射和1微米的vehicles是一致的偶极流的中等宽度与吸积冲击填充因子匹配的磁层足点的大小。然而，剩下的50%的剖面，结合了宽，深吸收和低1微米的面纱，需要非常宽的流动，其中磁足迹分布在10-20%的恒星表面，但吸积冲击填充因子<1%。我们模拟这些配置文件调用大磁层稀释充满吸积气体，离开磁盘的半径范围内的许多狭窄的“细流”，只填充整个落入区域的一小部分。在某些情况下，吸积小气流需要起源于几个恒星半径之间的圆盘，至少是共转半径。少数恒星在速度大于恒星逃逸速度的一半时有如此深的吸收，这种速度在恒星附近流动，曲率小于偶极轨道似乎是必需的。
2008-07-16 astro-ph
XMM-Newton X-ray spectroscopy of classical T Tauri stars
我们目前的结果从比较研究的XMM牛顿观测的四个经典金牛座T星（CTTS），即BP Tau，CR Cha，SU Aur和TW Hya。在这些天体中，日冕活动（即磁活动）和最近显示的磁漏斗吸积过程可能是产生X射线发射的原因。对于所有靶，观察到亮度为$10^{30}$ erg/s量级的可变X射线发射。我们调查光变曲线以及中等和高分辨率的X射线光谱，以确定样品CTTS的等离子体性质，并研究其X射线发射的起源及其变异性。排放量的分布和观测到的温度显着不同，目标是占主导地位的高密度的等离子体产生的吸积冲击或主要是更热的等离子体的日冕起源。同样，发现X射线光度的变化由两种机制产生。在所有探测到\ion{O}{vii}三重态发射的恒星中都发现了高密度的冷等离子体，只有SU~Aur由于强吸收而被阻止。一个总的趋势是目前的丰度模式，与氖太阳值或增强，而氧，铁和大多数其他金属被耗尽，指向存在的逆FIP效应在活跃的日冕和可能的颗粒形成在进化的磁盘。我们发现，吸积激波和日冕活动有助于所观察到的X射线发射的目标。虽然日冕活动是大多数CTTS中X射线活动的主要来源，但每个过程的分数在各个物体之间存在显着差异。
2006-01-11 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
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
A deep XMM-Newton X-ray observation of the Chamaeleon I dark cloud
方法.用XMM-牛顿观测了变色龙I号暗云的东北边缘，重访了15年前用ROSAT观测的一个区域。以扩展X射线源CHXR 49为中心，我们能够将其分解为三个主要的贡献成分，并分析其光谱特性。此外，深度曝光不仅允许检测许多以前未知的X射线源，而且还允许调查变化和研究场中较亮目标的X射线特性。我们利用EPIC谱确定了这些源的X射线亮度、日冕温度和发射量，比较了经典和弱线金牛座T星的性质，并与ROSAT观测结果进行了比较。结果介绍了Cha Ⅰ金牛座T星的X射线性质。XMM-牛顿图像解决了一些以前混合的X射线源，确认了几个可能的，并检测到许多新的X射线目标，导致最全面的列表与71 X射线源在北部查一暗云。中等分辨率光谱分析表明，金牛座T型星和经典T型星的光谱性质具有重叠的分布，X射线较亮的恒星具有较热的日冕和较高的LX/Lbol比值。X射线光度与热光度相关，而经典金牛T星的L_X/L_bol比值略低。在这两种类型的金牛座T星中都发现了大耀斑以及低铁和高氖丰度。在静止阶段的异常模式，等离子体温度和发射测量分布归因于高水平的磁活动作为其X射线发射的主要来源。
2006-10-26 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
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
Magnetic fields and accretion flows on the classical T Tauri star V2129 Oph
从ESPaDOnS分光偏振仪收集的观察，我们报告发现的磁场在温和吸积的经典金牛座T星V2129 Oph的表面。塞曼签名被检测到，无论是在光球线和发射线形成的吸积漏斗的基础上连接盘的原恒星，并在整个旋转周期的V2129 Oph监测。我们观察到，旋转调制占主导地位的非偏振和圆偏振线轮廓的时间变化。我们同时从两组塞曼签名重建V2129 Oph表面的大规模磁拓扑结构。我们发现它是相当复杂的，与占主导地位的八极组件和弱偶极子的强度分别为1.2和0.35千克，都稍微倾斜的旋转轴。大规模的领域是锚定在一对2-kG单极径向场点位于高纬度和符合冷暗极点在光球水平。这种大规模的场的几何形状是不寻常的复杂相比，非吸积冷活跃的次巨星与中等的旋转速率。作为一个例子，我们提供了第一次尝试在建模的磁层拓扑结构和吸积漏斗的V2129 Oph使用字段外推。我们发现，V2129 Oph的磁层必须延伸到约7 R *，以确保吸积漏斗的足点与恒星表面的高纬度吸积点重合。这表明恒星磁场成功地耦合到吸积盘，远至共转半径，并可能解释V2129 Oph的缓慢旋转。磁层的几何形状，我们得出的产生典型的在cTTS中观察到的X射线日冕通量。
2007-09-10 astro-ph
Spatially extended PAHs in circumstellar disks around T Tauri and Herbig Ae stars
我们的目标是确定多环芳烃（PAHs）的存在和位置的排放对低和中等质量的年轻恒星盘使用大口径望远镜。VLT-VISIR N-波段光谱和VLT-ISAAC和VLT-NACO L-波段光谱的29个来源，光谱解析3.3，8.6，11.2，和12.6微米的PAH功能。的功能和连续发射的空间范围配置文件的推导和使用相关联的多环芳烃排放与磁盘。结果进行了讨论的背景下，最近的PAH排放盘模型。3.3、8.6和11.2微米的PAH特征在一小部分金牛座T星上被探测到，典型的上限在1 E-15和5E-17 W/m^2之间。所有11.2微米的检测从以前的斯皮策调查证实（暂定）3.3微米的检测，8.6和11.2微米的功能都检测到在所有PAH源。对于6次检测，多环芳烃特征的空间范围被限制在通常小于0.12- 0.34英寸的尺度内，与12-60 AU圆盘在其距离处的半径（通常为150秒差距）一致。对于3个额外的来源，WL 16，HD 100546，和TY CrA，一个或多个PAH功能更扩展比热尘埃连续的磁盘，而Oph IRS 48，解决PAH排放的大小被确认为小于大颗粒。对于HD 100546，3.3微米的发射被限制在12 +- 3 AU的小径向范围内，最有可能与该圆盘间隙的外缘有关。半径为10-30 AU的间隙也可能影响观察到的其他来源的PAH程度。对于Herbig Ae和T Tauri恒星，8.6和11.2…
2007-10-15 astro-ph
Which jet launching mechanism(s) in TTauri stars?
目的：我们研究是否从吸积金牛座T星喷射现象可以描述只有一种类型的自准直喷流模型。方法：我们提出的分析运动学预测有效后不久，阿尔文表面的所有类型的稳定的磁自约束射流。研究结果：我们表明，扩展盘风，X风，恒星风占据不同的区域在极向速度与特定的角动量平面。与目前观测的金牛座T喷流的发射半径，磁杠杆臂的范围内产生定量的限制，并在磁盘和恒星风的特定能量输入。喷流的不对称性和磁盘磁场的起源的影响进行了概述。结论：我们认为，从吸积金牛座T星的喷射现象最有可能包括三个动力学成分：（1）外部自准直稳定盘风携带大部分的质量流量的光学喷流（如果存在），限制（2）压力驱动的日冕恒星风和（3）热的内部流的斑点零星地从磁层顶喷射。如果恒星的磁矩平行于圆盘的磁场，那么高度可变的内部流动就像“重连X风”，已经被证明可以有效地制动吸积和收缩的年轻恒星。如果磁矩是反平行的，那么很可能会发生更大的太阳日冕物质抛射。这三个组成部分的相对重要性，在所观察到的外流和盘风中所涉及的半径范围预计将随时间而变化，从嵌入源的阶段，以光学揭示金牛座T星阶段。
2006-04-04 astro-ph
Detection of Coronal Mass Ejections in V471 Tauri with the Hubble Space Telescope
金牛座V471是一个食系统，由一颗热的DA白矮星（WD）和一颗轨道为12.5小时的dK 2伴星组成，是前激变双星的原型。后者是磁活性的，因为它被限制与短轨道周期同步旋转。在用哈勃太空望远镜上的戈达德高分辨率光谱仪（GHRS）对V471 Tau进行紫外光谱分析的过程中，我们偶然发现了两个事件，其中Si III 1206 A共振线中的瞬态反射突然出现，时间尺度<2分钟。并且都是在双星轨道的两个象限附近获得的，即，在WD和K星的最大投影分离（~3.3 Rsun）处。我们认为，这些短暂的功能时出现的日冕物质抛射（CME的）从K2矮星通过视线的WD。对V471 Tau事件的速度、密度和质量的估计基本上与太阳CME的性质一致。考虑到我们在6.8小时的GHRS观测期间探测到2个事件，以及考虑到K星表面的纬度和纬度范围有限，这可能会导致从地球上看到的WD前面经过的轨迹，我们估计活跃的V471 Tau dK星每天发射大约100-500个CME，而太阳每天发射1-3个。K矮星与CME有关的质量损失率至少为（5-25）x 10^{-14} Msun/yr，但如果大部分硅处于电离态而不是Si III，则质量损失率可能会高出几个数量级。
2001-06-22 astro-ph
The Nature of Stellar Winds in the Star-Disk Interaction
星风对于金牛座T星吸积的角动量传输可能很重要，但这些风的性质仍然没有得到很好的约束。我们提出了一些模拟结果的假设，热（~ 1 e6 K）从金牛座T星的日冕风，我们计算出预期的发射特性。对于解决角动量问题所需的高质量损失率，我们发现辐射损失将远远大于吸积过程所能提供的能量。我们把一个上限的质量损失率从吸积动力日冕风的~ 1 e-11太阳质量每年。我们的结论是，吸积驱动的恒星风仍然是一个很有前途的解决恒星角动量问题的方案，但风必须是冷的（~ 1 e4 K），因此不是由热压力驱动。
2007-07-02 astro-ph
The Origin of T Tauri X-ray Emission: New Insights from the Chandra Orion Ultradeep Project
我们使用钱德拉猎户座超深项目（COUP）的数据来研究近600个X射线源，这些X射线源可以可靠地与猎户座星云团中具有良好光学特征的金牛座T星（TTS）相鉴别。我们探测到超过97%的光学可见晚型（光谱类型F到M）星团恒星的X射线发射。这证明了不存在“X射线安静”的晚型恒星的人口与抑制磁活动。所有已知旋转周期的TTS都处于饱和或过饱和状态，即主序（MS）星的活动与Rossby数之间的关系，但TTS显示出比MS星更大的X射线活动分散。X射线光度、辐射热光度和质量之间存在强的近线性关系。我们还发现在0.1 - 2 M太阳范围内，分数X射线光度随质量的增加而缓慢上升。从TTS的X射线光谱确定的等离子体温度比MS星热得多，但似乎遵循一般的太阳-恒星等离子体温度和活动水平之间的相关性。X射线活度与恒星参数之间的关系存在较大的离散性，这可能与吸积对X射线辐射的影响有关。虽然非吸积TTS的X射线活动与快速旋转的MS星一致，但吸积星的X射线活动较低（平均约为2-3倍），并且产生的相关性比非吸积星少得多。我们讨论了可能的原因抑制X射线发射吸积和长期存在的问题，我们的研究结果的影响有关的起源的年轻恒星的X射线发射。
2005-06-22 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
Evidence for J and H-band excess in classical T Tauri stars and the implications for disk structure and estimated ages
我们认为经典金牛T星在J和H波段具有显著的非光球过剩.我们首先表明，标准化的光谱能量分布（SED）的cTT的J带导致一个穷人的光通量的拟合，而标准化的SED的Ic带产生更好的拟合的光学波段，并在许多情况下，揭示了在J和H的存在相当大的过剩。来自文献的NIR光谱遮蔽测量支持这一结果。我们发现，J和H带的过量辐射与K带的过量辐射有很好的相关性，并且在尘埃升华温度（~ 1500-2000 K）下，过量辐射的J-K和H-K色与黑体的色一致。我们建议，这种近红外线过剩起源于一个热的内缘，类似于那些建议解释近红外线凸起的赫比格Ae/Be星的SEDs。为了验证我们的假设，我们使用Dullemond等人（2001）提出的模型来拟合与Chamaeleon II分子云相关的10个cTT的0.5 um和24 um之间的光度数据。最适合数据的模型是那些圆盘的内半径大于与光球辐射场单独处于热平衡的边缘所预期的模型。特别是，我们发现，大的内轮辋是必要的，占中红外线通量（3.6-8.0微米）斯皮策太空望远镜。最后，我们认为，通过对J波段通量进行热辐射校正来推导cTT的恒星光度系统地高估了这些光度。当恒星被放置在H-R图中时，被高估的光度转化为被低估的年龄。因此，本文的结果有重要的影响内吸积盘的耗散时标。
2005-09-01 astro-ph
