金牛T星自调节盘的质量吸积率

金牛座T星吸积激波的X射线：BP Tau的情况

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。

金牛T星的吸积和外流相关X射线

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。

由磁层吸积提供能量的金牛T星的Turbulence驱动极风

Turbulence-driven Polar Winds from T Tauri Stars Energized by Magnetospheric Accretion

前主序星被观测到被吸积流和某种风或喷流包围。马特和普德里茨最近的研究表明，如果经典的金牛座T型恒星表现出质量损失率约为吸积率0.1倍的恒星风，那么恒星风可以带走足够的角动量，使恒星不会因吸积而不切实际地旋转起来。本文提出了一套初步的理论模型的吸积驱动风的极地地区的金牛座T星。这些模型是基于最近发表的太阳日冕加热和风加速的自洽模拟。除了对流驱动的MHD湍流（在太阳的情况下占主导地位），我们增加了另一个来源的波能量在光球，是由等离子体的影响，在邻近的通量管进行磁层吸积。根据MHD波产生的远场论定量确定的这一附加能量足以产生至少为吸积速率0.01倍的类金牛座T质量损失速率。虽然仍然低于有效去除角动量所需的水平一个数量级，但这些是金牛座T风的第一个自洽模型，与一系列观测质量损失约束相当吻合。最年轻的恒星风模型受到阿尔芬波压的支持，它们具有低温（“扩展色球”），并且它们可能不稳定，形成远离恒星的反向传播激波和团块。

经典金牛座T星的X射线发射：吸积激波和日冕？

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。

金牛T星的质量吸积

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。

经典金牛T星的磁吸积和光偏振变率

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。

金牛座T星在猎户座σ星中的吸积性质

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。

猎户座FU爆发能调节金牛座T星的自转速率吗？

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。

金牛座T星BP的磁层吸积

Magnetospheric accretion on the T Tauri star BP Tauri

从ESPaDOnS和NARVAL光谱偏振仪收集的观察，我们报告的塞曼签名的经典金牛座T星BP头的检测。2006年，在两个不同的时期，在BP Tau的大部分旋转周期中，在光球线和跟踪磁层吸积的窄发射线中监测圆偏振特征。我们观察到，旋转调制占主导地位的非偏振和圆偏振光谱代理跟踪光球和吸积漏斗的足迹的时间变化。从完整的数据集在每个时代，我们重建的大规模磁拓扑结构和吸积点的位置在表面的BP头使用层析成像。我们发现，该领域的BP头涉及1.2 kG偶极子和1.6 kG八极，都稍微倾斜的旋转轴。在高纬度地区，吸积点与两个主要的磁极重合，并与暗光球点重叠;它们覆盖了大约2%的恒星表面。强的主轴对称极向场的BP头是非常令人想起的磁拓扑结构的全对流矮星。这表明，像BP Tau这样的完全对流的cTTS的磁场可能不是化石残留物，而是由于在其大部分对流区内运行的强烈发电机作用造成的。初步的模型显示，牛座BP的磁层延伸到至少4 R* 的距离，以确保吸积点位于高纬度，并且不会被假定的恒星风吹开靠近表面。它显然成功地耦合到吸积盘，远至共转半径，并可能解释BP Tau的缓慢旋转。

金牛座T型星的吸积盘演化

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。

经典金牛T星的磁层吸积

Magnetospheric Accretion in Classical T Tauri Stars

金牛座T星吸积的内部0.1天文单位拥有许多物理过程的线索，这些物理过程是太阳型恒星早期演化的特征。吸积-抛射的连接至少部分发生在中央恒星周围的这个紧凑的磁化区域，内部盘边缘与恒星的磁层相互作用，从而同时导致磁通道吸积流和高速风和外流。磁星与盘的相互作用被认为对中心系统的角动量演化、盘的内部结构，以及可能阻止年轻行星迁移到恒星表面有很强的影响。本文综述了金牛座T星磁场测量的现状，磁层吸积过程的模拟研究，包括辐射转移和多维数值模拟，并总结了支持年轻恒星磁通道吸积概念的现有证据。我们还讨论了模型的局限性和突出的观测结果表明，星盘相互作用是一个高度动态和时间变化的过程中的年轻恒星。

MP Muscae的X射线辐射：一颗古老的经典金牛T星

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}。

金牛T星磁层吸积的新实验

New Tests of Magnetospheric Accretion in T Tauri Stars

在假设磁场强度随恒星的不同没有明显变化的前提下，我们研究了经典金牛座T星磁层吸积的3种解析理论。从这些调查中，我们得到的恒星质量，半径，旋转周期和磁盘吸积率之间的预测关系。用5个CTTS吸积参数的研究数据对预测的相关性进行了检验。我们通常发现，除了由Shu等人的模型预测的相关性之外，数据不显示预测的相关性，如Ostriker和Shu所详细描述的，并在这里扩展到包括非偶极场拓扑。他们将捕获通量确定为模型中的一个重要量，这对于使观测数据与理论相一致至关重要。虽然数据一般支持扩展Ostriker和舒预测，只有一个必要的数据存在的两项研究显示，当考虑所有相关参数的最高相关性。这表明，在试图使用现有的观测来检验理论时，必须非常小心。

金牛座T盘的寿命色散和吸积率

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。

经典金牛座T型星中吸积引起的锂谱线增强：RW Aur

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。

自我调节吸积盘

Self-regulated Accretion Disks

我们考虑一类完全自引力的吸积盘，有效的冷却机制被假定为保持接近金斯不稳定性的边缘盘。对于这样的自我调节盘的方程变得非常简单的外部区域，在那里的角动量对流传输近似平衡的粘性传输。这些后一个方程被示出为自然地导致具有平坦旋转曲线的自相似解，具有与Mdot^（1/3）成比例的圆周速度和基本上固定的开度角。

为什么金牛座T会凝结？

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。

金牛T星和褐矮星的质量-吸积率关系

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。

在拍频模型的背景下金牛座T的变异性

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。

经典金牛座T星TW Hya上金属贫化吸积激波的X射线辐射

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。

金牛座T型恒星系统Hen 3-600高分辨率X射线谱中吸积的证据

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。

吸积的证据：经典金牛座T星TW长蛇座的高分辨率X射线光谱

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}。

金牛座BP的巴耳末波长范围

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。

弱线金牛座T星高吸积率的证据？

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。

金牛T星的磁周期和光度变化

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。

结构化T Tauri磁层的发射线轮廓模拟

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。

金牛座T星在亚AU半径的观测：对磁层吸积和行星形成的影响

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。

金牛座T星SU御夫座上的磁层吸积和风：多谱线变化和互相关分析

Magnetospheric Accretion and Winds on the T Tauri Star SU Aurigae: Multi-Spectral Line Variability and Cross-Correlation Analysis

御夫座SU是一颗金牛座T星，在MUSICOS 96多站点活动中得到了很好的监测。我们提出的结果的拱星环境的这颗星，特别是的H α，H β，Na I D和He I D 3线配置文件的光谱分析。调制流出和质量吸积事件的签名进行了分析，以及瞬态光谱特征。为了更好地研究剖面的时间变化性，我们计算了几对谱线（速度仓）的互关联函数（CCF）。我们发现He I D 3、Na I D和H β的变异性之间的时间滞后增加。我们建议这可以理解为由于恒星和盘的不同旋转速率而引起的磁场线的方位角畸变。我们发现轻微的蓝移吸收功能在Halpha，Hbeta和Na I D是反相关的吸积流签名。我们建议，瞬态吸收功能的蓝色翅膀的Halpha，Hbeta和Na I D（签名的质量外流），和耀斑增亮有关的扭曲的磁层磁力线的中断。

经典金牛T型星的磁场

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。

揭开金牛座T星的内部盘结构

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。

经典金牛T星的CaII红外三线模型

CaII Infrared triplet line models in Classical T Tauri stars

我们研究了经典金牛T星（CTTS）吸积磁层流中钙II红外三线态8498 <$，8542 <$，8662 <$的形成，并给出了一个适用于大范围磁层条件的网格模型.我们应用我们的模型来解释多历元观测的CTTS DI Cep。我们发现，这些线的形式在磁层的陷落，并在DI Cep的CaII三线的可变性可以解释的背景下，在质量吸积率/温度的吸积柱气体的变化。

金牛座T星的盘演化和$L_{\rm acc}$和$L_\ast$之间的关系

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。

经典金牛座T星的强容许谱线轮廓

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。

The vertical structure of T Tauri accretion discs III. Consistent interpretation of spectra and visibilities with a two-layer model

We present a two-layer accretion disc model developed to simultaneously fit optical long baseline visibilities and spectral energy distributions of T Tauri accretion discs. Our model includes viscous heating and absorption of stellar radiation. It analytically expresses the vertical structure of the disc using a two-layer approach: the outer layer is heated by the star and by the inner layer, and the inner layer by visous dissipation and by the outer layer. We compare three prescriptions for the flaring of the irradiated surface, and conclude that a smooth profile with r ~ r^1/8->1/7 has predi…

吸积盘间隙中残留物质的证据：金牛座T光谱双星DQ Tau的CO基本辐射

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。

经典金牛T星AA的磁层吸积-喷射过程

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。

He I 10830的红移吸收作为金牛T星吸积几何的探测

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。

金牛座T星内天体的近红外干涉、光谱和光度监测

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。

rho-Ophiuchi褐矮星的吸积：红外氢线比

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。

用He I 10830剖面模拟金牛星T型风

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。

一个长寿命的吸积盘围绕着一个贫锂的金牛T双星

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。

用1微米光谱探测Tauri T的吸积和流出

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。

金牛座T吸积盘IV的垂直结构。猎户座FU爆发阶段圆盘的自辐照

The vertical structure of T Tauri accretion discs IV. Self-irradiation of the disc in the FU Orionis outburst phase

我调查的自我辐射强烈吸积拱盘（回温盘）。它是由Lachaeland等人（2003年）使用双层圆盘方法建模的，该方法包括通过粘性耗散和外部辐射源加热。该盘由直接由盘的中心部分的粘性发光体加热的表面层和由粘性加热以及由来自表面的再处理辐射加热的内部制成。这个模型令人信服地解释了某些FU Orionis天体在1-200微米范围内的红外过量，并支持有时被用来解释中红外和远红外过量的回温盘假说，其起源仍在争论中。仍然需要详细的模拟的垂直辐射transfer在回暖的存在下，以证实这些结果，并在光谱上约束的属性，强烈吸积盘。

金牛T星的磁制动

Magnetic braking of T Tauri stars

我们构建模型的旋转速率的金牛座T星的自旋是由恒星和周围的吸积盘之间的磁联系。我们的模型利用一个随时间变化的光盘代码来跟踪吸积过程，并包括前主序星恒星演化的影响。我们发现初始星盘质量控制着星盘系统的演化。对于足够大的光盘，恒星领域的$\sim$ 1千克能够调节的自旋速率的观察值在经典的金牛座T阶段。然后，磁场作用于圆盘，恒星以恒定的角动量旋转，成为一个弱线系统。较低质量的盘在早期被抛出，无法显著制动恒星。我们将该模型推广到闭星系统，发现次级从盘中移除角动量会显著地缩短内盘寿命。因此，这种系统应该是相对慢的旋转器。我们还讨论了我们的模型的光谱能量分布和金牛T星的变化的影响。

经典金牛T型星V2129 Oph的磁场和吸积流

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。

为什么吸积的金牛T星在X射线中比非吸积星亮度低？

Why are accreting T Tauri stars less luminous in X-rays than non-accretors?

在X射线中，吸积的金牛座T星比非吸积星的亮度要低，这种效应在各种恒星形成区都被发现。为了解释这一点，我们已经结合起来，第一次，一个辐射转移代码与吸积模型，认为磁场外推表面从塞曼多普勒成像获得的磁图。这种磁场由靠近恒星表面的致密磁区组成，延伸的磁力线与圆盘相互作用。我们研究了日冕X射线通过磁层的传播，并证明了它们被吸积柱中的致密气体强烈吸收。

金牛座T型恒星AA Tau中的拱星物质。II。非定常磁层吸积的证据

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。

经典金牛T星周围的一个亚AU向外截断的吸积盘

A sub-AU outwardly truncated accretion disk around a classical T Tauri star

本文给出了位于蛇夫座$ρ$星形成区的5- 10天文单位金牛座T双星系统SR 20的斯皮策红外光谱。光谱的特征与盘的存在相一致;然而，连续斜率比无限薄的几何光学厚盘的$λ^{-4/3}$斜率更陡，表明盘被向外截断。与文献中的光度学比较表明，从1993年到1996年，中红外通量有很大的增加。我们模型的光谱能量分布和IRS光谱与壁+光学厚照射盘，产生的外半径为0.39 $_{+0.03}^{-0.01}$ AU，远小于预测的二元轨道模型。使用两个温度的$χ^2$最小化模型来拟合IRS光谱的尘埃成分，我们发现磁盘经历了显着的晶粒生长：其光谱是很好的拟合使用大于1 $μ$ m的晶粒的不透明度。我们的结论是，该系统在20世纪90年代经历了显着的引力摄动。

金牛座-御夫座中的极低质量星和褐矮星

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。

金牛座T星发射电离光子的起源

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。

为什么在X射线中观察到吸积的金牛座T星比非吸积星亮度低？

Why are accreting T Tauri stars observed to be less luminous in X-rays than non-accretors?

在X射线中，吸积的金牛座T星比非吸积星的亮度要低，这种效应在各种恒星形成区都被发现。为了解释这一点，我们已经结合起来，第一次，一个辐射转移代码与吸积模型，认为磁场外推表面从塞曼多普勒成像获得的磁图。这种磁场由靠近恒星表面的致密磁区组成，延伸的磁力线与圆盘相互作用。我们研究了日冕X射线通过磁层的传播，并证明了它们被吸积柱中的致密气体强烈吸收。观测到的X射线辐射的减少取决于场的几何形状，这可以解释为什么吸积金牛座T星与非吸积星相比，在观测到的X射线光度中显示出更大的散射。

年轻棕矮星中存在金牛座T相的证据

Evidence for a T Tauri Phase in Young Brown Dwarfs

作为一个多方面的计划的一部分，调查的起源和早期演化的亚恒星物体，我们提出了高分辨率的凯克光谱的14个非常低的质量源的IC 348年轻的集群和金牛座恒星形成云。我们所有的目标，跨越从M5到M8的光谱类型的范围内，表现出中等到非常强的H $α$发射。在IC 348天体中，有一半的H $α$剖面宽而不对称，表明正在进行吸积。其中，IC 348 -355（M8）是迄今为止显示吸积状H $α$的质量最低的天体。我们的~M6 IC 348靶中有三个具有宽H $α$的靶也具有宽OI（8446）和CaII（8662）发射，一个具有宽HeI（6678）发射;这些特征通常在强吸积的经典金牛T星中看到。我们发现，在很低质量的吸积体中，H $α$剖面可能比在高质量恒星中的略窄。我们认为，低吸积率结合小的下落速度在非常低的质量可以合谋产生这种效果。在我们的样本中的非吸积体，H $α$发射是相称的，或高于，在类似的光谱类型的字段M矮星的饱和水平。我们的研究结果构成了迄今为止最令人信服的证据，年轻的棕矮星经历了类似于恒星的金牛座T吸积阶段。这与大多数低质量恒星、棕矮星和孤立的行星质量天体的共同起源是一致的。

剧烈恒星形成反馈调控的SMBH球对称吸积

SMBH Spherically Symmetric Accretion Regulated by Violent Star Formation Feedback

越来越多的证据表明，在塞弗特星系的暴力核恒星的形成，使我们考虑的流体动力学的大质量恒星通过强大的恒星风和超新星，在存在一个中央大质量BH的情况下重新插入的物质。我们发现，在所有情况下，有一个双峰的解决方案强烈加权的停滞半径（Rst）的位置，分裂成两个不同的区域的星团。重新插入停滞体积内的物质将被BH吸积，而其外部对应物将构成星团风。后者的机械动力确保了ISM不会吸积到BH中，因此BH的吸积和光度由恒星形成反馈调节。停滞半径的位置是三个参数的函数：BH质量，恒星形成事件的机械功率（或质量）和恒星形成区域的大小。在这里，我们提出了我们的自洽，固定的解决方案，讨论吸积率和BH光度，并表明我们的模型预测BH活动和星爆参数之间的内在联系。

金牛座T星的相位下降到近行星质量：82颗极低质量恒星和褐矮星的阶梯光谱

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…