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
The Magnetic Fields of Classical T Tauri Stars
报道了14颗经典金牛座T星（CTTS）的新的磁场测量结果。我们结合这些数据与以前的磁场测定，以比较我们所观察到的磁场强度与磁层吸积模型预测的磁场强度。我们使用的恒星质量，半径，旋转周期和磁盘吸积率的文献数据来预测磁场强度，应该存在于我们的每一个恒星根据这些磁层吸积模型。我们表明，我们的测量值不相关的磁场强度预测的简单磁层吸积理论。我们还使用我们的场强测量和文献X射线光度数据来测试最近的关系表示X射线光度作为表面磁通量的函数来自各种太阳能功能和主序星测量。我们发现，我们所观察到的金牛T星的X射线发射比预期的弱，平均超过一个数量级，使用这种关系。我们认为，这实际上是由于这些恒星上的非常强的磁场，降低了光球层中气体运动的效率，使日冕中的磁通量管缠结。
2007-04-23 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
Magnetically channeled accretion in T Tauri stars : a dynamical process
我们回顾观测证据和开放的问题有关的过程中，金牛座T星的磁层吸积。重点放在最近的数值模拟和观测结果表明，恒星磁层和内吸积盘之间的相互作用是一个高度依赖于时间的过程，从小时到月的时间尺度。
2003-06-26 astro-ph
Captured at Millimeter Wavelengths: a Flare from the Classical T Tauri Star DQ Tau
在2008年4月19日的几个小时内，金牛座T的光谱双星DQ Tau被观测到变亮，达到最大探测通量468 mJy，并可能使其成为金牛座恒星形成区中最亮的3毫米天体。我们提出的光变曲线很少观察到毫米耀斑起源于周围地区的前主序星，第一个从一个经典的金牛座T星。我们讨论的脉冲吸积流的背景下（目前的图片主要是基于这个对象的光学可变光谱的研究），以及磁层重新连接模型（一个单独的理论，预测毫米耀斑的高轨道偏心率的近距离双星）的耀斑行为的属性和性质。我们相信耀斑机制与双星轨道有关，因此是周期性的。DQ Tau提出了一个强有力的理由，多波长的后续研究，并行进行，未来的耀斑，以帮助确定是否磁层和动力学相互作用在一个原双星系统是独立的。
2008-10-22 astro-ph
The Structure and Emission of the Accretion Shock in T Tauri Stars II: the Ultraviolet Continuum Emission
我们比较吸积激波模型与前主序星的光学和紫外光谱，（1）使第一次测定的吸积率在中等质量的金牛座T星的连续辐射，（2）获得改进的估计的吸积率和连续金牛座T星的吸收。我们的方法扩展了由Calvet和Gullbring开发的冲击模型，使光学和档案国际紫外线探测器紫外光谱的比较。我们发现很好的协议之间的观测和模型的预测，支持磁层吸积冲击的基本模型，以及以前的测定吸积率和星际红化的低质量金牛T星。中等质量金牛座T星的吸积率与通过使用近红外氢线强度的其他方法获得的值非常一致（Muzerolle等人，1998）。
2000-08-14 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
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
Modeling T Tauri Winds from He I 10830 Profiles
He I 10830的高不透明度使其成为一个非常敏感的探测器，可以探测金牛座T星吸积过程中的内部风的几何形状。在这条线上，连续谱以下的蓝移吸收是由恒星光子的简单散射引起的，这种情况很容易建模，而不需要确切的物理条件知识，也不需要求助于多级辐射转移。我们提出了理论线轮廓散射在两种可能的风的几何形状，一个磁盘风和风出现径向从恒星，并比较它们观察到的He I 10830配置文件从经典金牛座T星的调查。比较表明，亚连续谱蓝移吸收的特点是盘风在约30%的恒星和恒星风在约40%。我们进一步得出结论，对于许多恒星的氦的排放曲线可能出现在恒星风，增加吸积恒星的比例推断有吸积动力的恒星风~ 60%。具有最高吸积率的恒星更可能有恒星风，而不是盘风特征，并且不太可能有来自磁层漏斗流的红移吸收。这表明，当吸积率很高时，磁盘可以延伸到更接近恒星的地方，磁层吸积区的大小可以减少，并且有利于径向外流的恒星风的条件出现。
2006-11-17 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
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
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
Beat Frequency Modulation of T Tauri Accretion Rates
提出了金牛T星磁控吸积的一般模型。在这个模型中，磁场相对于恒星自转轴的方向是任意的。磁场和吸积盘之间的相互作用导致了可变的吸积速率。这种变化的主要时间尺度是恒星旋转频率和磁层边界处的轨道频率之间的拍频。这个模型是类似的，以解释准周期振荡的低质量X射线双星。
1995-04-10 astro-ph
A Critique of Current Magnetic-Accretion Models for Classical T-Tauri Stars
目前的经典金牛座T型恒星的磁吸积模型依赖于恒星起源的强偶极磁场，将盘状物质漏斗到恒星上，并假设一个稳定状态。在本文中，我根据观测证据和我们对低质量恒星磁场的了解，批判性地考察了这些模型的物理基础，并发现它的不足。我还认为，这些恒星上的磁吸积本质上是一个与时间相关的问题，而稳态是没有道理的。最后，完全一致的模型的未来工作的方向指出。
1997-09-16 astro-ph
T Tauri stellar magnetic fields: He I measurements
我们目前的测量的纵向磁场在拱星环境中的七个经典金牛座T星。这些测量是基于He I 5876发射线的高分辨率圆偏振光谱，该发射线被认为是在恒星磁层控制的吸积流中形成的。我们在BP Tau、DF Tau和DN Tau中检测到磁场，并且在GM Aur和RW Aur A中在一个时期检测到统计上显著的场，但在其他时期没有。我们没有检测到DG Tau和GG Tau的磁场，但需要注意的是，这些物体只在一个时期被观察到。我们对BP Tau和DF Tau的测量在符号和幅度方面都与以前的研究一致，这表明金牛座T磁层的特征在几年内是持久的。我们观察到的磁场的牛T单调下降超过三个晚上，并已检测到一个峰值场的4千G在这个对象，最高的磁场尚未观察到的金牛座T星。我们结合我们的观察结果，从文献中，以进行统计分析的BP头和DF头的磁层场。假设偶极场，我们确定BP Tau的极场为~ 3 kG和偶极偏移为40度，而DF Tau的场与~-4.5kG和10度的偶极偏移一致。我们的结论是，许多经典的金牛座T型恒星的星周磁场，都是足够强大的和足够的全球秩序，以维持大规模的磁层吸积流。
2005-03-07 astro-ph
X-rays from accretion shocks in T Tauri stars: The case of BP Tau
我们提出了一个XMM牛顿观测的经典金牛座T星BP头。在XMM-牛顿RGS光谱中，O { \sc vii}三重态被清楚地检测到，具有非常弱的禁止线，指示高等离子体密度和/或高UV通量环境。与此同时，并发的紫外线数据指向一个小的热点填充因子，这表明吸积漏斗冲击作为X射线和紫外线发射的网站。这些新的观测结果与TW Hya的X射线数据一起表明，这种漏斗是经典金牛T星的一般特征。
2005-03-07 astro-ph
Accretion and Outflow-Related X-Rays in T Tauri Stars
我们报告的吸积和流出相关的X射线从金牛座T星，根据结果从“XMM牛顿扩展调查金牛座分子云。“X射线可能在恒星表面附近的吸积流冲击中形成，尽管我们假设流和磁冕之间的直接相互作用也可能发生。我们报告的发现，一个“软过剩”的吸积金牛座T星支持这些方案。我们进一步讨论了喷流驱动金牛T星中的一种新型X射线源。它显示了一个强吸收的日冕分量和一个非常软，弱吸收的分量可能与微射流中的冲击。日冕的过度吸收表明尘埃在吸积流中耗尽。
2007-11-13 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
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
Mass Accretion onto T Tauri Stars
现在人们普遍认为经典金牛座T星的吸积是由恒星磁层控制的，但迄今为止大多数吸积模型都假设它们的磁场是偶极的。通过考虑一个简单的稳态吸积模型与偶极和复杂的磁场，我们发现质量吸积率和恒星质量之间的相关性的形式$\dot{M} \propto M_{\ast}^α$，与我们的结果一致的观察到的散射。对于任何特定的恒星质量，质量吸积率可能有几个数量级的差异，吸积填充因子为百分之几。我们证明了场的几何形状有显着的效果，在控制热点的位置和分布，形成在恒星表面的高速碰撞吸积材料。我们发现，热点往往是在中低纬度地区，相反，预计吸积偶极场，特别是对于质量较高的恒星，吸积流主要是由开放的场线。
2006-06-28 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
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
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
Can FU Orionis Outbursts Regulate the Rotation Rates of T Tauri Stars?
我们建议，FU Orionis爆发可能发挥重要作用，在维持经典的磁盘吸积金牛座T星的缓慢旋转。目前估计的频率和持续时间的FU猎户座爆发和质量吸积率的金牛座T和FU猎户座恒星表明，更多的质量可能会吸积在爆发期间比在金牛座T阶段。如果是这样的话，那么爆发也应该支配角动量的吸积。在爆发期间，吸积率非常高，恒星的磁场不应该破坏磁盘，磁盘将一直延伸到恒星表面。标准的薄盘模型预测，恒星应该会吸积大量的角动量，这将产生恒星的长期自旋。我们提出的边界层解决方案FU猎户座参数表明，角动量吸积率下降到零以下的恒星旋转率，始终大大低于解体，但取决于质量吸积率和恒星半径的定义。当角动量吸积率下降到接近零时，恒星将停止旋转。更快的恒星自转速率会产生负的角动量吸积，使恒星向下旋转。因此，FU Orionis爆发可以保持恒星的自转速率接近于某个平衡值，在这个平衡值下，角动量吸积速率很小。我们表明，这种平衡的旋转速率可能是类似的观测到的金牛座T星的旋转速率，因此，我们建议，FU猎户座爆发可能是负责观测到的金牛座T星的缓慢旋转。这种机制是独立的磁盘是否被破坏的恒星磁场在金牛座T阶段。
1996-03-15 astro-ph
Monte-Carlo simulations of thermal/nonthermal radiation from a neutron-star magnetospheric accretion shell
我们讨论的空间和时间相关的蒙特卡罗代码，我们已经开发出模拟相对论辐射输出紧凑的天体物理对象，耦合到福克-普朗克代码，以确定自洽轻子的人口。我们已经应用这个程序来模拟从一个磁化的中子星吸积壳附近的阿尔芬半径的辐射，再处理从中子星表面的辐射。我们探讨了由吸积率、恒星表面场和壳层波动水平所定义的参数空间。我们的研究结果与环礁源的发射、含有弱磁化中子星的软X射线瞬态X射线双星以及最近提出的异常X射线双星吸积动力发射模型有关。
2001-01-03 astro-ph
Accretion Disc Evolution in Single and Binary T Tauri Stars
我们提出的理论模型的T金牛星环绕拱盘的演变。该模型包括前主序星和随时间变化的磁盘演化的影响，并纳入恒星磁场的影响，作用于内部磁盘。对于单颗恒星，与金牛座御夫座观测的一致性要求圆盘分散迅速发生，远小于圆盘的粘性时间尺度，大约在恒星辐射加热首先主导内部粘性耗散的时代。应用该模型，以密切的二进制文件，我们发现，由于初始条件的光盘在二进制文件是不确定的，极端的质量比系统的研究需要提供一个严格的测试理论光盘演化模型。我们还注意到，没有观察到金牛座T星的红外线颜色与它们的自转速率的相关性，这显然与简单的磁层吸积模型的预测相矛盾。
1998-10-30 astro-ph
Emission-line profile modelling of structured T Tauri magnetospheres
我们提出了经典金牛T星磁层吸积的氢发射线轮廓模型。使用三维蒙特卡罗辐射传输代码TORUS的索伯列夫近似下计算的模型。我们已经计算了四个说明性的模型，其中吸积流被限制在方位角窗帘-磁流体动力学模拟预测的几何形状。我们的模型的线轮廓变化的属性进行了讨论，参考动态光谱和互相关图像。我们发现，我们的模型再现了观测到的线轮廓变异性的一些总的特征，虽然在一般情况下预测的变异性水平大于观察到的。我们的结论是，这种过度的变化可能不包括动力学模拟预测吸积流与低程度的轴对称。
2005-01-07 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
Dispersion in the lifetime and accretion rate of T Tauri discs
我们比较演化模型的原行星盘，包括磁盘风与观测确定的磁盘寿命和吸积率在金牛座。使用更新的估计，在金牛座的恒星年龄，连同已公布的分类，我们表明，光盘分数与恒星年龄的演变是类似的年轻星团内的恒星合奏。大约30%的恒星在1百万年内失去了它们的圆盘，而其余的恒星的圆盘寿命通常在1-10百万年的范围内。我们发现，后者的年龄范围是一致的光盘演化的理论模型，只要有一个分散的初始光盘质量的日志中的约0.5。相同范围的初始条件括号中所观察到的变化，在吸积率的经典金牛座T星在一个给定的年龄。我们讨论的预期寿命的光盘在紧密的二进制系统，并表明，我们的模型预测，光盘的寿命几乎是恒定的分离超过10金。这意味着一个低的预测分数的二进制配对的经典金牛座T星与弱线金牛座T星，是在更好的协议与观测的光盘寿命的二进制比光盘模型，不包括光盘质量损失的风。
2003-03-14 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
Why Do T Tauri Disks Accrete?
对金牛座T星和年轻棕矮星的观测表明，它们的吸积速率与中心恒星质量密切相关，大约为$\mdot \propto M_*^2$。Gammie（1996）的分层盘模型的最简单版本预测吸积率与恒星质量无关，其中盘上层的非热电离允许通过磁旋转不稳定性发生吸积。我们表明，一个微小的修改Gammie的模型，包括从中央恒星的辐射加热产生适度的依赖$\mdot$的中央恒星的质量。一个纯粹的粘性盘模型可以提供一个强大的依赖性的吸积速率对恒星质量的初始盘半径（之前的粘性演化已经发生）有很强的依赖性的恒星质量。然而，至少最大质量的前主序星盘是否可以被X射线或宇宙射线完全磁激活，这一点还远未明确。我们认为，一个组合的影响是负责观察到的依赖性，与最低质量的恒星具有最低质量的磁盘，这可以是彻底的磁活性，而较高质量的恒星具有较高的质量磁盘分层吸积和相对不活跃或“死”的中心区在某些半径。在这样的死区中，我们认为引力不稳定性可能在允许吸积过程中发挥作用。在这方面，我们强调的不确定性磁盘质量来自尘埃排放，并认为金牛座T盘质量已被系统地低估了传统的分析。进一步研究吸积率，特别是在最低质量的恒星，将有助于澄清金牛T星吸积的机制。
2006-05-11 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
The stellar mass-accretion rate relation in T Tauri stars and brown dwarfs
最近的观测表明，恒星质量与年轻恒星和亚恒星天体的吸积率之间存在很强的相关性，吸积率的标度$\dot{M}_{acc} \propto M_*^2$保持在四个数量级以上。我们探讨的磁盘演化模型的背景下，这种相关性的后果。我们注意到，这样的相关性预计不会出现从磁盘角动量输运效率与恒星质量的变化，并建议它可能反映了一个系统的趋势，在磁盘初始条件。在这种情况下，我们发现褐矮星盘最初有相当大的半径比周围更大的物体。通过考虑磁盘的演变，并调用一个简单的参数化关闭吸积在磁盘寿命结束时，我们表明，这样的模型预测，在恒星质量吸积率关系的分散应增加恒星质量的增加，与目前的观测大致一致。
2006-02-02 astro-ph
Magnetospheric Accretion and PMS Stellar Masses
我们提出了一种方法，确定下限的前主序星（PMS）的质量，从而限制PMS的演化轨迹。该方法利用了金牛座T星的某些发射线剖面中观测到的红移吸收特征，这表明金牛座T星是一个陨坑。吸积物质的最大速度测量恒星表面的势能，结合恒星半径的观测测定，产生恒星质量。由于几何形状和投影效果的不确定性，这一估计数是一个下限。利用现有的数据，我们表明，计算的下限可以大于来自PMS的M < 0.5 M_ \odot的演化轨迹的质量。我们的分析也支持这样的观点，即吸积流不会影响附近的恒星两极，但可能击中恒星表面在中等纬度。
1998-05-21 astro-ph
T Tauri variability in the context of the beat-frequency model
我们研究了金牛座T吸积的拍频调制模型的影响。特别是，我们表明，吸积产生的线的可变性的测量可以与现有的测光结合使用，以获得底层光球和光盘通量的测量。这提供了检查光谱能量分布建模的独立方式。此外，我们展示了金牛座T星的光谱可以揭示磁轴和圆盘平面之间的倾斜角。
1995-08-17 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
Evidence for Accretion in the High-resolution X-ray Spectrum of the T Tauri Star System Hen 3-600
本文介绍了用钱德拉X射线天文台的高能透射光栅摄谱仪获得的金牛座多T星系统Hen 3-600的高分辨率X射线谱。在零阶图像中检测到两个二进制分量。母鸡3-600-A有很大的中红外线过剩，由于B上的大耀斑，它的X射线比母鸡3-600-B暗2-3倍。两种主要成分的分散X射线光谱在空间上重叠;在组合系统上进行光谱分析。对单个光谱的分析仅限于A和B的贡献可以解开的区域。分析结果表明，有两条证据表明Hen 3-600的X射线发射来自吸积过程：O VII的线比表明其发射X射线的等离子体的特征密度很大;低温等离子体的一个重要成分存在，并且在成分A中更强。这些结果是一致的结果从X射线光栅光谱学更迅速吸积系统。Hen 3-600的所有特征都是吸积活动的潜在诊断--X射线发射、紫外线过量、H-α发射和弱红外过量--表明它的成分代表了快速吸积的经典金牛座T星和非吸积的弱线金牛座T星之间的过渡阶段。
2007-08-31 astro-ph
Evidence for Accretion: High-Resolution X-ray Spectroscopy of the Classical T Tauri Star TW Hydrae
我们提出了高分辨率X射线光谱的X射线明亮的经典金牛座T星，TW长蛇座，覆盖波长范围为1.5-25 AA。来自温度敏感的发射线的通量的差分发射测量示出了具有尖锐的峰值温度分布的等离子体，峰值在log T = 6.5。异常现象很明显，铁相对于氧非常缺乏，而氖相对于氧增强。Ne IX和O VII的密度敏感线比率指示接近log n_e = 13的密度。在我们的48 ksec观测期间检测到一个快速（~1 ks）上升时间的耀斑;然而，根据对静止和耀斑状态下发射线光谱的分析，推导出的等离子体参数并不具有很强的时间依赖性。推断的等离子体的温度分布和密度是一致的模型，其中大部分的X射线发射TW Hya产生的质量吸积从其拱盘。假设吸积提供了X射线发射的能量，我们对log n_e的计算结果表明，吸积速率为~10^{-8} M_sun_yr^{-1}。
2001-11-02 astro-ph
The Balmer Wavelength Range of BP Tauri
我们分析了国际紫外探测器在低分辨率（6 A）、长波长（1850 - 3350 A）范围内对金牛座BP的所有观测资料。该数据集包含61个光谱。这些光谱不显示任何连续通量和MgII线通量之间的相关性，从而解决了在文献中关于MgII线通量的起源的长期争议。紫外连续谱的色温与其光通量的平均值之间没有相关性。利用Calvet和Gullbring（1998）建立的吸积过程模型，我们从BPTauri的IUE观测中获得了能量通量、吸积点大小和吸积速率。我们发现平均能量通量为5.0 × 10 ^11尔格·cm^{-2}·s^{-1}，平均光斑大小为恒星表面的4.4 × 10^{-3}倍，平均吸积速率为1.6 × 10^-8毫太阳/年。我们的分析表明，在恒星表面的粒子能流和紫外光通量是成正比的。最引人注目的是，我们观察到吸积率和斑点大小之间的相关性，随着斑点大小增加的吸积率的平方。基于模拟的结果，我们得出结论，几何效应是不足以解释这种效果。目前的吸积过程的模型无法再现这样的效果，这表明需要使用更现实的描述恒星场时，治疗磁层吸积。还可能存在一个未建模的效率因子，其决定物质如何加载到场线中。
2000-03-22 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
Magnetic cycles and photometric variability of T Tauri stars
我们认为，恒星磁场周期对金牛座T星盘吸积的影响，其中内部区域的磁盘被破坏的恒星场。使用随时间变化的光盘模型，我们表明，为了统一的变化，场强可以强烈调制的吸积流的周期时间尺度的几年到几十年。光度变化预计在紫外线中最大，在近红外线中可能有较小但仍显着的变化。我们认为，恒星磁场的变化可能有助于长时间尺度的光度变化的金牛座T星。金牛座T星的长期变化可能因此提供了一个线索的性质，在这些恒星的磁发电机周期。
1995-03-13 astro-ph
The magnetic fields of accreting T Tauri stars
经典金牛座T星的磁层吸积模型通常假设恒星的磁场是一个简单的偶极子。然而，最近对V2129 Oph和BP Tau的塞曼多普勒成像研究表明，它们的磁场更为复杂。V2129 Oph是一颗高质量的金牛座T星，尽管它的年龄很小，但据信已经发展出辐射核心。与此相反，质量较低的BP Tau可能完全对流。由于这两颗恒星的内部结构不同，磁场产生过程也不同，因此比较它们的磁场结构是特别有意义的，这是通过从磁表面图外推磁场获得的。我们比较两个场结构多极磁场，并计算两个系统的磁盘截断半径。我们发现，通过考虑磁场与现实的复杂程度，磁盘被截断，或内，获得的偶极场的半径。
2008-09-24 astro-ph
Spectral Line Variability in the Circumstellar Environment of the Classic al T Tauri Star SU Aurigae
御夫座SU是一颗光谱型为G2的经典金牛座T星。这颗恒星是MUSICOS 96多站点活动的科学目标之一，该活动提供了大量具有良好连续时间覆盖范围的高分辨率交叉色散光谱数据。我们提出了这颗星的复杂的星周环境的分析结果，特别是关于磁层模型，其中吸积从磁盘上的引导到恒星沿磁场线。调制流出和质量吸积事件的签名是目前的光谱，以及瞬态光谱特征。我们计算了自相关和交叉关联函数，以更好地研究剖面变异性的来源。不同谱线剖面的比较使我们能够研究在离恒星表面不同距离处有效观测到的事件的足迹。
1999-12-09 astro-ph
Disc evolution and the relationship between $L_{\rm acc}$ and $L_\ast$ in T Tauri stars
研究了主序星前吸积光度$L_{\rm acc}$和恒星光度${L_\ast}$的演化。我们假设，当恒星作为第二类物体出现时，吸积的主要阶段早已过去，吸积盘已经进入渐近阶段。我们使用一个近似的恒星演化方案吸积前主序星的基础上哈特曼，卡森和凯尼恩，1997年。我们表明，所观察到的范围内的值$k = L_{\rm acc}/L_\ast$在0.01和1之间可以复制，如果光盘的质量分数$M_{\rm disc}/M_*$的值在金牛座T阶段的开始在于在0.01 - 0.2的范围内，独立于恒星质量。我们还表明，所观察到的上限的$L_{\rm acc} \sim L_\ast$是一个通用的功能，这样的光盘吸积。我们的结论是，只要数据均匀地填充这个上限和观测检测阈值之间的区域，那么年龄，质量和吸积历史之间的退化严重限制了使用这些数据约束可能的缩放盘属性和恒星质量之间。
2008-01-14 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
The appearance of magnetospheric instability in flaring activity at the onset of X-ray outbursts in A0535+26
我们认为，在瞬态X射线脉冲星A 0535+26中观测到的X射线耀斑变率是由于磁层的低模不稳定性。这种不稳定性在吸积开始时，在吸积盘和中子星磁层之间的薄边界层中发展。因此，在边界层中收集的物质可以迅速地落在靠近磁极的NS表面上，但并不完全沿着稳定吸积进行的场线。这就解释了使用RXTE数据测量的回旋线能量在爆发前的尖峰，相对于主爆发期间观察到的线能量的变化。此外，不稳定性可以解释不同的脉冲轮廓，以及它们的能量演化，这是不同的爆发前耀斑和主爆发。
2008-01-21 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
Evidence for Residual Material in Accretion Disk Gaps: CO Fundamental Emission from the T Tauri Spectroscopic Binary DQ Tau
我们提出了CO基本振转发射的发现，从经典的金牛座T光谱二进制DQ头。高分辨率的红外阶梯光谱揭示了来自v=1和v=2振动能级的发射线，线宽约为70 km/s。CO的平均激发温度约为1200 K。我们模型的光谱所产生的气体在开普勒旋转的质量中心的二进制。圆盘模型要求气体的平均表面密度为5 x 10-4 g cm-2，从质心向外延伸到0.5 +/- 0.1 AU，向内延伸到至少0.1 AU。发射气体的径向范围接近DQ Tau吸积盘中预计将被二进制动态清除的间隙的预测大小。我们解释这些结果，和以前的模型DQ头的光谱能量分布，作为证据的一个小的数量（~ 1 e-10 Msun）的扩散材料居住在光学薄磁盘间隙。因此，动态清除在DQ Tau双星中并不完全有效。我们认为，该材料与环双星盘的流动有关，环双星盘在恒星表面提供了正在进行的吸积。
2001-01-04 astro-ph
The role of damped Alfven waves on magnetospheric accretion models of young stars
我们研究阿尔芬波阻尼加热等离子体中的磁漏斗的年轻恒星的磁层吸积模型的作用。我们研究了四种不同的阻尼机制的阿尔芬波：非线性，湍流，粘性阻力和碰撞。讨论了阿尔芬波的两种可能起源：1）由下落物质产生的激波在恒星表面产生的阿尔芬波; 2）由Kelvin-Helmholtz不稳定性在漏斗中局部产生的阿尔芬波。我们发现，在一般情况下，阻尼长度小于管长。由于管中的热传导效率不高，仅在恒星表面产生的阿尔芬波无法将管加热到适合观测所需的温度。只有当阿尔芬波的频率很低时（约为离子回旋频率的10^{-5}），粘阻阻尼长度才大于管长。在这种情况下，在恒星表面产生的阿尔芬波能够加热整个管。否则，当地生产的阿尔芬波需要解释的意见。湍流水平计算不同频率的光学薄和厚介质。结果表明，不同阻尼机制下湍流速度变化很大，小频率波的碰撞阻尼可达100 km s^{-1}.
2002-04-03 astro-ph
Near-Infrared Interferometric, Spectroscopic, and Photometric Monitoring of T Tauri Inner Disks
我们目前的高角分辨率观测与凯克干涉仪，高色散光谱观测与凯克/NIRSPEC，和近红外光度观测PAIRITEL的11个太阳型金牛座T星的样本在9个系统。我们使用这些观测来探测这些年轻恒星的1 AU内的拱星物质，测量拱星与恒星的通量比和2.2微米发射的角尺寸尺度。我们的样本跨越了一系列的恒星光度和质量吸积率，允许调查内部磁盘属性和恒星或吸积属性之间的潜在相关性。我们认为，该机制的尘埃内盘被截断可能取决于吸积率的源，在对象与低吸积率，恒星磁层可能会截断磁盘，而升华可能截断尘埃盘周围的源具有较高的吸积率。我们还包括在我们的样本对象，已知是高度可变的（基于以前的光度和光谱观测），并为几个来源，我们获得了多个时期的光谱和干涉数据，辅以近红外光度监测，寻找内部磁盘的变化。虽然在一些源中观测到随时间变化的速度和吸积率，但没有发现内部盘脉动的有力证据。
2007-07-25 astro-ph
Accretion in rho-Ophiuchi brown dwarfs: infrared hydrogen line ratios
质量吸积率的测定是理解前主序星星周盘演化的基础。磁层吸积模型是用来推导出的质量吸积率的值在非常不同的属性的对象，从褐矮星到中等质量的恒星，我们测试这些模型的有效性在褐矮星制度，恒星的质量和光度，以及质量吸积率，远低于金牛座T星。我们同时测量了两个红外氢线，Pab和Brg，在恒星形成区rho-Oph的16个对象的样本。该样品包括7个极低质量天体和棕矮星以及9颗金牛T星。两条谱线都被探测到的棕矮星的Pab/Brg比值约为2。更大的值，>=3.5，只在金牛座T星中发现。棕矮星中的低线比率表明，这些线不可能起源于沿着磁场线从盘吸积到恒星上的气体柱，我们认为它们是在被加热到~3500 K的冲击光球中形成的。如果是这样的话，类似于金牛T星的面纱估计，氢红外线通量可能提供一个可靠的测量棕矮星的吸积率。
2006-09-11 astro-ph
Three-dimensional Simulations of Disk Accretion to an Inclined Dipole: I. Magnetospheric Flow at Different Theta
我们提出了一个旋转的磁化恒星的磁流体动力学模拟磁盘吸积的结果，其偶极矩倾斜角度θ的磁盘的旋转轴。我们观察到，物质从圆盘吸积到恒星的两个或几个流取决于θ。星流可能以小θ角绕恒星旋进。圆盘的内部区域是弯曲的。这种扭曲是由于物质倾向于与倾斜的磁层共同旋转。吸积物质给（缓慢旋转的）恒星带来正的角动量，使其倾向于旋转。相应的扭矩N_z仅弱地依赖于θ。到恒星的角动量通量主要是由磁场传输的;物质分量占总通量的<1%。模拟结果对于理解经典金牛T星、激变变星和X射线双星的性质具有重要意义。
2004-01-19 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
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
