Detection of Molecular Hydrogen Orbiting a "Naked" T Tauri Star
天文学家已经证实，数百万年来，新生恒星都拥有由气体和尘埃组成的轨道盘。这样的盘状物很可能是行星形成的场所，一旦这些恒星达到5-10 × 10^6年的年龄，它们似乎就会消失;然而，人们认为大于等于10^7年的年龄是巨型行星形成的必要条件。如果气盘消散的时间少于巨型行星形成所需的时间，那么这样的行星可能很罕见，而那些已知的围绕在附近恒星周围的行星将是异常的。在此，我们报告发现H_2气体围绕一个弱线金牛座T星迄今假定几乎没有星周物质。我们估计，大量的H_2存在于气相中，但只有一小部分的质量在近红外发射。我们认为这颗恒星拥有一个进化的圆盘，到目前为止一直没有被发现，因为大部分尘埃已经凝结成星子。这一发现表明，应该重新考虑这样的恒星周围基本上不存在盘的理论。这种星盘的广泛存在表明，星子可以迅速形成，而巨大的行星形成可以在星周星盘中的气体消散之前完成。
2002-07-29 astro-ph
A Hot Wind from the Classical T Tauri Stars: TW Hydrae and T Tauri
用KECK/NIRSPEC和IRTF/CSHELL对He I（10830 A）红外线的光谱分析以及用FUSE对C III（977 A）和O VI（1032 A）紫外线的光谱分析表明，经典的金牛座T星TW Hydrae具有天鹅座P型轮廓、线不对称性和吸收，表明它具有连续、快速的辐射。（~400 km/s），热（~ 300，000 K）加速流出，质量损失率为每年10^-11 - 10^-12太阳质量，或更大。金牛座T N的光谱似乎与这样的风相一致。辐射和外流的来源似乎仅限于恒星本身。虽然质量吸积率是一个数量级少TW Hya比T头，流出达到更高的速度在TW Hya的色球温度。来自年轻恒星物体的风可能比以前认为的更热，更快。
2005-05-02 astro-ph
Spectral Energy Distributions of Passive T Tauri Disks: Inclination
我们计算光谱能量分布（SED）被动金牛座T盘在任意倾角。在辐射和流体静力平衡的磁盘的半解析模型。在张开的星盘不遮蔽中心恒星的视角范围内，SED随倾角的变化可以忽略不计。对于这样的方面，〜 80微米的SED短路对取向特别不敏感，因为短波长盘发射由光学上薄的过热表面层主导。一个几乎是边对盘的SED是I类源的SED。外盘遮蔽了内盘区域，约30微米的发射短波长被戏剧性地熄灭。尘埃颗粒的光谱特征可能出现在吸收中。然而，毫米波长的通量减少最多的一个因素2，从面对边缘上的取向。我们提出了说明性的应用程序，我们的SED模型。I类源04108+ 2803 B被认为是一颗金牛座T星，隐藏在一个倾斜的拱星盘中。适合其观察到的SED产量模型依赖值的磁盘质量约0.015太阳质量和磁盘倾角约65度相对faceon.The II类源GM Aur代表一个T金牛星的拱盘清晰。拟合的参数包括一个质量为0.050太阳质量和倾角为60度的磁盘。
1998-12-10 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
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
T Tauri Multiple Systems
新的高分辨率自适应光学系统提供了一个前所未有的附近恒星形成区域的详细视图。特别是，可以在比十年前（几十个天文单位）小得多的物理尺度（几个天文单位）上探测年轻的金牛座T星。最重要的是缩小恒星伴星成像和光谱测量之间的灵敏度差距。这允许1）通过获得准确的动力学质量校准主序前演化轨迹，2）解决将未解决的系统放置在颜色星等图中所引起的混淆问题，以及3）定义良好并确定年轻恒星系统的多重性分数，这对区分恒星形成情景很重要。本文简要回顾了金牛座T多系统高分辨率成像的现状，以及我们可以期待在不久的将来从中学到什么。
2003-09-17 astro-ph
Indications for grain growth and mass decrease in cold dust disks around Classical T Tauri stars in the MBM 12 young association
我们报告检测到的连续发射在850和450微米的磁盘周围的四个经典金牛座T星在MBM 12（L1457）年轻的协会。使用一个简单的模型，我们推断出LkHa 263 ABC的质量为0.0014-0.012 M_sun，S18 ABab的质量为0.005-0.021 M_sun，LkHa 264 A的质量为0.03-0.18 M_sun，LkHa 262的质量为0.023-0.23 M_sun。LkHa 263 ABC的星盘质量与从围绕C分量的边缘星盘散射光图像推断的0.0018 M_sun一致。与早期的13 CO线观测结果相比，暗云值表明CO消耗高达300倍。的光谱能量分布（SED）表明晶粒生长，可能到几百微米的大小，但我们的空间未解决的数据不能排除不透明的SED形状的解释。我们的观测表明，这些金牛T星在1-5百万年的年龄仍然被大量的冷物质所包围。我们的结论是，观察到的磁盘质量差异可能是通过影响初始值的二元分离来解释的。与现有的吸积率估计，我们发现，我们的数据是一致的粘性发展磁盘的质量减少了约30%的理论预期。
2003-07-28 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
Applicability of colour index calibrations to T Tauri stars
我们研究了几种宽带颜色的有效温标对金牛T星（TTS）的适用性。我们考虑到不同的颜色系统，以及恒星的参数，如金属丰度和表面重力，影响转换的颜色指数或光谱类型的有效温度。对于一个大样本的TTS，我们得到的温度从宽带颜色指数和检查，如果他们是一致的，在统计意义上的温度从光谱类型推断。有一些标度（V-H、V-K、I-J、J-H和J-K）确实预测了与光谱类型相同的温度，因此至少可以用来确认有效温度。此外，我们研究TTS与动态派生的群众是否可以用于测试的进化模型和有效的温度校准。我们比较观测到的食金牛座T二进制V1642 Ori A的演化模型的预测在两个H-R和基尔图使用的温度与几个颜色指数尺度。我们检查是否进化模型和颜色指数尺度是一致的coevality和动态质量的二进制组件。事实证明，基尔图提供了比H-R图更严格的测试。只有Baraffe等人（1998）的混合长度参数为1.9的演化模型和D 'Antona & Mazzitelli（1994，1997）的演化模型在Kiel图中与Houdashelt等人（2000）和Kenyon & Hartmann（1995）的一些转换尺度结合显示出一致的结果。
2007-10-16 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
Spectroscopic Binary Orbits from Photoelectric Radial Velocities -- Paper 171: HD 152028 and Hde 284195 (GK Draconis and V1094 Tauri)
这两颗构成本文主题的恒星都是短周期双线食双星，尽管它们的周期很短，但轨道都是非圆的。虽然HD 152028的HD类型是G 0，但它的综合光谱类型实际上要早得多：B-V色指数只有0.37等，视差显示综合绝对星等为+1.4等。这个周期在径向速度中并不存在，但是我们已经在主星径向速度的初始过量残差（2 km/s量级的σ）中确定了一个可比较的周期性：有一个半振幅约为3 km/s的非对称脉动速度曲线，周期为0.1178天。依巴谷没有观测到HDE 284195，但它的HDE类型G 0与它的颜色和径向速度轨迹的性质相当一致。两颗恒星的自转似乎与轨道伪同步。轨道倾角没有正式确定，但它们必须非常高，然而，有具体的证据表明HD 152028的倾角非常接近90度，因此可以假设质量几乎不超过最小值，在HD 152028的情况下是1.78和1.42太阳质量，在HDE 284195的情况下是1.10和1.01太阳质量，不确定度低于1%。（简略）
2003-06-05 astro-ph
Mass ratios of the components in T Tauri binary systems and implications for multiple star formation
本文用近红外散斑干涉法对58个年轻双星系统的组分进行了分辨JHK光度测量。从这些测量，结合其他数据从文献中，我们得出的质量，特别是质量比的组件。我们使用J星等作为恒星光度的指标，并将系统的光谱类型分配给主星。假设一个双星中的组分是同时代的，那么我们就可以将双星也放入HRD中，并通过与不同的理论上的前主序演化轨迹进行比较，推导出两个组分的质量和质量比。当M（2）/M（1）> 0.2时，质量比的分布相对平坦，但取决于假设的演化轨迹。质量比与初级质量或组分分离度无关。这些发现符合这样的假设，即对于T星协中的大多数多系统，其组成部分的质量主要取决于形成过程中的碎裂，而不是随后的吸积过程。在被探测到的同伴中，只有极少数新发现的异常红色物体。这一发现表明，与附近的主序星相比，金牛座-御夫座星协中观测到的双星过多应该是真实的，而不是与红外观测有关的观测偏差的结果。
2001-07-19 astro-ph
On the Rotation of Post-T Tauri Stars in Associations
在PMS演化过程中，邻近的星协是研究初始自旋上升阶段的极好对象。本文采用经验的方法来推断它们的转动特性以及与X射线辐射的关系。三个附近的协会被认为是。TW Hya协会的年龄为800万年，Beta Picasso移动组的年龄为1200万年，Tucana和Horologium协会的组合（3000万年）。对于质量小于1.5M和大于1.5M的两个星协，分别考虑了两种低旋和高旋模式。我们从观测到的投影旋转速度vsini的分布推断出代表性的赤道旋转速度Vo。发现高旋转模式的自旋上升，而在低旋转模式的Vo不显着增加。这种Vo的不充分增加可能是导致800万年到3000万年之间的低质量恒星的总平均比角动量减小的原因。然而，对于高质量恒星，当存在足够的自旋时，比角动量在相同的时间间隔内实际上是守恒的。通过假设这三个协会的质量分布遵循一个普遍的质量函数，我们估计了这些协会的成员仍然有待检测的数量。使用光度X射线指标的旋转和恒星质量的分析呈现出类似的性质，作为对恒星质量和旋转的依赖，至少对于年轻的协会，在ONC中获得的金牛座T星。在3000万年时出现强烈的去饱和效应。这种效应似乎是由恒星对流层的最小配置引起的，这是在3000万年前首次在更高质量的恒星中实现的。在这个阶段，饱和度下降似乎与旋转无关。
2004-06-17 astro-ph
Pre-main sequence lithium burning. I. Weak T Tauri stars
我们推导了53个金牛座T星（TTS）中的锂丰度，集中在弱线TTS上。结果表明：（1）在$\ge 0.9 L\sun$光度下，锂丰度分布非常均匀，平均值log~N（Li）= 3.1，与宇宙锂丰度相当; 2)在0.9 - 0.2 M $\sun$的质量范围内，在低于0.5 μ L $\sun$时出现显著的Li耗尽，并且朝向较低的光度增加。在低质量端（0.4 - 0.2 M $\sun$），观察到的亮度的锂燃烧转折点是约4倍，高于模型预测。在质量为1.2 - 1.0 M $\sun$时，观测结果表明PMS Li燃烧比理论预期的要少。此外，我们还发现：1）低Li丰度只出现在低$v\sin{i}$的恒星中。质量约为0.8~M $\sun$的快旋星系并不像慢旋星系那样显示出对较低光度的强Li耗尽的证据。2）在仅限于K5-K7星的样本中，我们发现Li燃烧开始前的角动量扩展大于10倍。与PMS演化过程中角动量损失相关的锂耗尽不需要解释观测到的丰度。在快速旋转的情况下，质量范围为0.9 - 0.7~M $\sun$的PMS Li的燃烧效率降低。
1993-08-31 astro-ph
The IC2118 association: new T Tauri stars in high-latitude molecular clouds
我们在与反射星云IC 2118相关的高纬度分子云区域发现了新的主序前恒星，大约l = 208 degr和b = -27 degr。这些恒星被选作金牛座T候选星，用康科利天文台的施密特望远镜获得物镜棱镜片。本文介绍了安装在英国施密特望远镜上的FLAIR光谱仪和安装在北欧光学望远镜上的ALFOSC光谱跟踪观测的结果。根据光谱类型、发射线和锂吸收线的存在，我们识别出了5颗经典金牛座T星和一颗候选的金牛座T星，以及2颗候选的星云区外的前主序星。使用从2 MASS全天目录获得的近红外星等。我们测定了这些恒星的质量和年龄我们发现，投射在云层上的五颗经典金牛座T星与它们有物理上的联系，而其他恒星可能是背景物体。采用IC 2118（Kun等人，2001）的210个秒差距，并使用Palla & Stahler（1999）的进化轨迹，我们推导出IC 2118星群成员的平均年龄为250万年，质量间隔为0.4--1.0兆太阳。
2004-02-14 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
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
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
Diamagnetic Blob Interaction Model of T Tauri Variability
假设T-Tauri星周围的吸积盘中的局部磁场与星点产生的气体团之间存在反磁相互作用，我们证明了这种气体团被喷射出吸积盘平面的可能性。以合适的方式选择相互作用半径和磁场参数，会导致喷射出的斑点的闭合轨道。由这些斑点组成的物质流，从盘的一侧喷射并撞击另一侧，可以在盘上的固定位置形成热点（在与恒星一起旋转的框架中）。这样一个热点，在冷却之前通过盘的剪切而稍微扩散，在某些情况下可能是多年来在各种金牛座T星中观察到的光变曲线变化的原因。提出了一个基于日食的机制，由于恒星遮蔽的斑点。假设盘的倾角很大，就能够解释这些变化的许多令人困惑的性质。通过改变场参数和斑点的初始条件，我们得到的热点的表观角速度的变化，产生一个不断变化的周期或间歇性的周期性消失的模型。
1997-02-19 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
What are the temperatures of T Tauri stars? - Constraints from coeval formation of young eclipsing binaries
我们展示了如何同时代形成的假设可以用来约束年轻的食双线光谱双星的组件的有效温度。我们的方法将White等人（1999）的方法扩展到两步分析。第一步比较进化模型的观测质量和半径，并选择那些模型，预测年龄是一致的同时代的形成。第二步，然后使用这些模型来约束有效温度。我们将该方法应用于食双星RX J0529.4+0041 A和V1174 Ori的恒星参数文献值，确认V1174 Ori A在9 Myrs年龄时具有类似矮星的温度，而我们无法对RX J0529.4+0041 A和V1174 Ori B得出任何结论。考虑到这些双星，我们发现，没有一个演化模型同时给出了质量，半径和有效温度的coeval解决方案。
2005-06-30 astro-ph
Optical spectroscopy of close companions to nearby Herbig Ae/Be and T Tauri stars
我们给出了三颗邻近（d < 200 pc）Herbig Ae/Be星（HD 144432，HD 150193，KK Oph）和一颗金牛座T星（S CrA）的近（r <1.5“）伴星的VLT-FORS 2光学（5700 - 9400 A）光谱。我们报告的检测Li I（6707 A）的吸收和发射线（H α，钙II三重态）的同伴的光谱。我们的观测结果强烈地表明，伴星是与主序星有物理联系的。伴星的光谱类型是HD 144432 B的K5 Ve，HD 150193 B的F9 Ve，以及KK Oph B的G6 Ve。同时观察到S CrA A和B。空间分辨光谱表明，S CrA A（主星，北）是一颗G星，S CrA B（次级星，南）是一颗K星。使用测光从文献和估计的R和I的幅度来自光谱，我们本地化的主要和同伴的HR图，推导出他们的群众和假设coevality约束的年龄系统。KK Oph B（700万年）和S CrA B（200万年）是活跃的金牛座T星，很可能被盘包围。HD 150193 B（1000万年）和HD 144432 B（800万年）是金牛座T型弱线恒星。研究的四个系统中有三个（HD 144432，HD 150193，KK Oph）的年龄超过700万年。这些系统比典型的年轻恒星保留更长的时间。我们的研究结果表明，二进制可能是一个关键问题，在理解磁盘的寿命。
2007-01-08 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
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
Near-Infrared, Adaptive Optics Observations of the T Tauri Multiple-Star System
在2002年底对年轻的恒星T Tauri进行了高角分辨率的近红外观测，我们发现，与以前的报道相反，T Tauri的三个红外分量中没有一个与最近从系统中喷出的致密射电源相一致（Loinard，Rodriguez和Rodriguez 2003）。紧凑的射电源和三个红外物体之一，T Tau Sb，在1997年至2000年之间有不同的轨道或匀速运动，可能表明它们的相互作用导致了射电源的喷射。T Tau Sb在1997年至2003年之间的路径可能表明，这颗恒星仍然与可能更大的南部组成部分T Tau Sa有关。在我们的近红外图像中没有射电源，因此必须比K = 10.2更暗（如果位于T Tau Sb的100质量范围内，正如无线电数据所暗示的那样），仍然符合低质量恒星或亚恒星物体的身份。
2003-07-19 astro-ph
The T Tauri star RXJ1608.6-3922 - not an eclipsing binary but a spotted single star
对前主序星RXJ1608.6-3922的高分辨率光谱学和光度监测表明，它并不是先前声称的食双星。径向速度测量覆盖适当的时间跨度，以检测光谱的双声称的周期约为7天已经完成。径向速度的散射不超过2.4 km/s，定义了任何以声称的周期围绕这颗恒星运行的食伴的质量上限为24木星质量。对RXJ 1608.6 -3922连续7个夜晚的测光观测（即与声称的轨道周期一样长）显示亮度变化为0.2等，周期为3.6天。探测到的光变曲线的形状与1996年记录的恒星的光变曲线不同。径向速度的微小变化，光变曲线的变化形状，以及（B-V）颜色的变化表明，RXJ 1608.6-3922的流量是由恒星表面的斑点调制的，旋转周期为3.6天。这颗恒星的活动似乎是高度可变的，考虑到光变曲线的可变形状，振幅在几年内从0.5等变化到0.2等，以及可变H $_α$等效宽度的暗示。
2001-05-18 astro-ph
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。
2003-03-25 astro-ph
Millimeter-wave Searches for Cold Dust and Molecular Gas around T Tauri Stars in MBM 12
我们报告的结果敏感的冷尘埃和分子气体的磁盘周围的8 T金牛星在高纬度云MBM 12。在包含6个物体的5个区域中对3毫米连续发射的干涉测量观测，以及对其余两个物体的文献值，将盘质量限制在M_disk < 0.04 - 0.09 M_sun（气体+尘埃），气体：尘埃质量比为100，距离为275 pc。通过将我们五个场的3 mm数据相加，我们将平均盘质量的上限设定为<M_disk>（N=5）<0.03M_sun。同时观察到CS J=2-1和N2 H + 1-0谱线没有发射。对13 CO 2-1谱线的单碟观测将气盘质量限制在（5 - 10）* 10^-4 M_sun（标准CO丰度为2 * 10^-4）。通过冻结或光解，CO的消耗高达两个数量级，可以调和这些限制。这些质量极限位于金牛座-御夫座和猎户座的恒星形成区域（0.001 - 0.3 M太阳）的范围内，排除了后两个区域和MBM 12跨越的1 - 200万年年龄范围内盘质量可能减少的结论。我们的观测可以排除MBM 12中存在相对明亮和大质量的Tauri T星，如T Tau，DG Tau和GG Tau。
2002-09-05 astro-ph
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
UVES spectra of young brown dwarfs in Cha I: radial and rotational velocities
基于高分辨率UVES光谱，我们发现Cha I暗云中12颗已知的年轻真正和候选棕矮星中有9颗的径向速度（RV）色散为2.0 km/s，即比Cha I中金牛座T星的RV色散小得多（3.6 km/s），仅略大于周围分子气体的色散（1.2 km/s）（Mizuno et al. 1999）。这一结果表明，这些褐矮星中的大多数并没有像一些褐矮星形成方案所提出的那样以高速从致密区域喷出。RV的平均值与Cha I的运动成员一致。金牛座T星的RV分散局限于车I区域是基于一个汇编的金牛座T星与已知的RV从文献加上三个金牛座T星观察到的UVES和未发表的RV的9个金牛座T星。时间分辨光谱揭示了Cha I中9颗真正的和候选的褐矮星中有5颗的RV变化，这可能是由于轨道行星或表面特征。此外，我们推导出旋转速度vsin（i）和锂6708的等效宽度。
2001-10-08 astro-ph
VLBA determination of the distance to nearby star-forming regions I. The distance to T Tauri with 0.4% accuracy
在这篇文章中，我们提出了一系列的12个3.6厘米无线电连续观测的结果T Tau Sb，著名的年轻恒星对象T Tauri的同伴之一。在2003年9月至2005年7月期间，大约每两个月用甚长基线阵列（VLBA）收集一次数据。由于VLBA提供了非常精确的天体测量，T Tau Sb的绝对位置可以在12个观测历元中的每一个以通常优于100微弧秒的精度测量。因此，T Tau Sb在天空平面上的轨迹可以被非常精确地追踪，并被建模为源的三角视差和加速自行的叠加。最佳拟合产生到T Tau Sb的距离为147.6 +/- 0.6 pc。观测到的T Tau Sb的位置与最近的红外测量结果非常一致，但似乎比Duchene等人（2006）最近报道的T Tau Sa/T Tau Sb系统的轨道周期更长。
2007-08-15 astro-ph
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。
2008-10-24 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
Demographics of Transition Objects
过渡天体（年轻恒星，光学薄的内盘被光学厚的外盘包围）的不寻常特性表明，在这些系统中发生了显着的盘演化。我们探索这些系统的性质，通过检查他们的人口统计，特别是他们的恒星吸积率（Mdot）和光盘质量（Mdisc）相比，吸积金牛座T恒星的年龄相当。我们发现，在金牛座的过渡对象占据了Mdot与Mdisc平面的限制区域。与金牛座中的非过渡单星相比，它们的恒星吸积率通常在相同的盘质量下低10倍，而盘的平均质量大4倍。这些性质被几个提出的行星形成理论所预测，并表明木星质量行星的形成可能在解释至少一些过渡天体的起源方面发挥重要作用。考虑过渡对象作为一个独特的人口群体之间的吸积金牛座T星导致更紧密的关系盘质量和恒星吸积率，与两个数量之间的斜率是接近的值的统一预期在简单的理论盘吸积。
2007-04-13 astro-ph
Multiplicity among T Tauri stars in OB and T associations: Implications for binary star formation
我们提出的第一个调查结果的同伴之间的X射线选择的前主序星，其中大多数是弱线金牛座T星（WTTS）。这些金牛座T星是在对与恒星形成区有关的ROSAT全天巡天来源进行光学跟踪观测的过程中确定的。调查的地区包括Chamaeleon和Lupus的T协会以及上天蝎座，后者是天蝎座半人马座OB协会（Sco OB 2）的一部分。使用SUSI在NTT下subarcsec看到的条件下，我们观察到195 T金牛星通过1 $μ$ m（“Z”）过滤器和确定的同伴，其中31（在这12 subarcsec的二进制文件）。基于统计参数，我们得出结论，几乎所有的它们确实是物理（即引力约束）的二元或多元系统。对于位于上天蝎座和狼疮的10个系统，我们还获得了J，H和K波段的空间分辨近红外光度测量，使用ESO的MPIA 2.2米望远镜，La Silla。秒星的近红外颜色与矮星的颜色一致，并且与晚型巨星的颜色明显不同。基于一些双星的天体测量，我们表明，这些双星的组件是共同的自行对，很可能在一个引力约束的轨道围绕对方。我们发现，在120和1800 AU之间的分离范围内的金牛座T星之间的整体二进制频率与观测到的太阳附近的主序星之间的二进制频率一致。然而，我们注意到，在个别地区的空间分布的二进制文件-在一个不同的分离范围内-是不均匀的。特别是在Upper
1995-07-06 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
Evolution of protoplanetary disks: Constraints from DM Tauri and GM Aurigae
本文提出了一个描述原行星盘形成和粘性演化的一维模型。早期磁盘的形成被模拟为等温分子云的引力坍缩的结果。根据湍流的两个参数化集成盘的粘性演化：经典的$α$表示和$β$参数化，代表由开普勒剪切驱动的非线性湍流。我们将该模型应用于DM Tau和GM Aur，两个经典的T-Tauri星，具有相对较好的特征盘，检索其表面密度随时间的演化。我们进行了系统的Monte-Carlo探索的参数空间（即值的$α$ - $β$参数，并在分子云的温度和旋转速率），以找到与所观察到的磁盘表面密度分布，恒星和磁盘的质量，年龄和目前的吸积率兼容的值。我们发现DM Tau的观测需要$0.001<α<0.1$或$2\times 10^{-5}<β<5\times 10^{-4}$。对于GM Aur，我们发现湍流粘性是这样的，即$4\times 10^{-4}<α<0.01$或$2\times 10^{-6}<β<8\times 10^{-5}$。这些相对较大的值表明，在大于$\sim 10 $ AU的距离处存在有效的湍流扩散机制。这是比较的T-Tauri恒星吸积率的变化与年龄的研究，主要是探测内部磁盘，但也产生值的$α\sim 0.01$。我们表明，在大的轨道距离负责湍流扩散的机制最有可能不能对流，因为它在低光学深度的抑制。
2005-06-21 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
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
Wind diagnostics and correlations with the near-infrared excess in Herbig Ae/Be stars
对37颗Herbig Ae/Be星的中等色散光谱观测表明，它们的[OI] 6300 A和H α发射线的等效宽度与它们的近红外颜色有关，与T-Tauri星相同。这样的相关性强有力地支持了赫比格Ae/Be星的风产生的方式与金牛T星相同，即通过吸积驱动的质量损失。我们还发现，[OI] 6300 A线光度与过量红外光度的相关性比与恒星光度的相关性更好，再次支持赫比格Ae/Be风是吸积驱动的观点。如果把具有禁戒线发射的Herbig Ae/Be星的低质量类似物，即经典T-Tauri星包括在内，则质量损失率与红外过量的相关性在光度上跨越5个数量级，质量范围从0.5 M太阳到约10 M太阳。因此，我们的观测结果扩展了Cohen等人（1989）和Cabrit等人（1990）对低质量年轻恒星的发现，并结合其他证据（Corcoran & Ray 1997 a），强烈支持在中等质量恒星周围存在具有禁谱线发射的星周盘。我们的发现意味着相同的外流模型必须适用于这些Herbig Ae/Be星和经典的金牛座T星。
1997-11-05 astro-ph
Observational Constraints on the Formation and Evolution of Binary Stars
我们提出了一个高空间分辨率的紫外到近红外的金牛座44个年轻的双星与10-1000 AU的分离调查。主要结果包括：（1）双星组成的相对年龄比随机配对的单星的相对年龄更相似，支持同时代形成。(2)只有一个伴星质量是亚恒星的，因此金牛座T星伴星相对于主序星伴星的明显过剩不能用主序星巡天中遗漏的大量亚恒星伴星来解释。(3)大约有10%的金牛座T型双星的近红外光谱颜色非常红（K-L > 1.4），而且质量吸积率非常高。然而，这种现象似乎并不局限于双星系统，因为相当比例的金牛座T星表现出相同的性质。(4)虽然单星的盘寿命大致等于它们的恒星年龄，但双星的盘寿命比它们的年龄小一个数量级。(5)金牛座T星的吸积率似乎是适度的质量依赖。(6)虽然大多数经典的金牛座T型双星都保留了一个主盘和一个次盘，但也有一些系统只有一个主盘。加上相对吸积率，这表明，平均而言，环原盘生存时间比环次生盘长。(7)最近的双星（10-100 AU）的盘寿命，质量比和相对吸积签名表明，它们正在从一个低角动量的环双星水库补充。总的来说，这些结果支持碎裂作为主要的双星形成机制。
2001-03-06 astro-ph
Dust Processing in Disks around T Tauri Stars
金牛座/御夫座暗云和长蛇座TW星群中12颗金牛座T型恒星的8-14微米发射光谱是由红外光谱仪（IRS; IRS是康奈尔大学和鲍尔航空航天公司之间的合作项目，由美国宇航局通过喷气推进实验室和艾姆斯研究中心资助。Spitzer上的数据进行了分析。假设10微米的特征来自金牛座T盘的光学薄表面层中的硅酸盐颗粒，则每个物体的8-14微米尘埃发射率来自其斯皮策光谱。发射率与实验室模拟的宇宙尘埃的不透明度相吻合。适合包括小的非球形颗粒的无定形硅酸盐（辉石和橄榄石），结晶硅酸盐（镁橄榄石和辉石），石英，以及大蓬松的无定形硅酸盐颗粒。在这些恒星中，结晶硅酸盐颗粒和大硅酸盐颗粒的比例变化很大。过渡盘天体CoKu Tau/4、GM Aur和DM Tau中的尘埃具有最简单的硅酸盐形式，几乎没有晶体成分的迹象，只有少量的大颗粒。这表明这些天体中的尘埃颗粒与它们在星际介质中的起源相比几乎没有改变。其他恒星显示出不同数量的结晶硅酸盐，类似于赫比格Ae/Be恒星的结晶度分散度，质量小于2.5太阳质量。晚期光谱型的低质量恒星可以有相当大比例的结晶硅酸盐颗粒。较高的石英质量分数往往伴随着低的无定形橄榄石，无定形辉石的比例。还发现，10微米特征的较低对比度伴随较大结晶度。
2006-05-17 astro-ph
Investigating grain growth in disks around southern T Tauri stars at millimetre wavelengths
低质量恒星形成的盘中颗粒的凝聚可能最终导致行星的形成。目前尚不清楚晶粒生长发生的时间和地点，因为解释观察结果的模型通常是退化的。打破这种简并性的一种方法是解析所研究的源。目的-寻找证据，证明在金牛座T星周围的圆盘中存在毫米大小的颗粒，这意味着颗粒生长。澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）被用来观察15个南金牛座T星，5个在星座狼疮和10个在Chamaeleon，在3.3毫米。还使用1.4毫米的亚毫米阵列（SMA）观察了五个狼疮源。我们的新数据与文献中的数据进行了补充，以确定毫米级光谱能量分布的斜率。结果-使用ATCA在优于3sigma的条件下检测到10个源，sigma约为1-2 mJy，使用SMA观察到的所有源均在优于15 sigma的条件下检测到，sigma约为4 mJy。在我们的样品中，有六个源的物理半径约为100 AU。假设从这样大的圆盘发射的光主要是光学薄的，毫米斜率可以直接与不透明度指数相关。对于其他源，不透明度指数是下限。六个分辨源中有四个的不透明度指数<~1，表明颗粒生长到毫米级或更大。盘状星云的质量范围从< 0.01到0.08 MSun，与最小质量的太阳星云相当。一个试探性的相关性之间的毫米斜率和强度和形状的10微米的硅酸盐功能，表明晶粒生长发生在类似的（短）的时间尺度在内部和外部磁盘。
2006-10-22 astro-ph
Low-mass star formation in Lynds 1333
与附近的小分子云Lynds~1333相关的候选YSO的中等分辨率光谱显示了四颗以前未知的经典金牛座T星，其中两颗是目视双星的组成部分，以及一个I类源IRAS 02086+7600。光谱数据，结合新的V，R_ C，I_C光度数据和2 MASS J，H，K_s数据，使我们能够估算新金牛座T星的质量和年龄。我们触及的恒星在该地区形成的可能方案。L1333是已知最小和最近的恒星形成云之一，因此它可能是详细研究恒星形成环境小尺度结构的合适目标。
2006-06-20 astro-ph
A High Spatial Resolution Infrared View of the T Tauri Multiple System
我们提出了我们的监测研究的T头多重系统的红外光度和光谱的变化的结果。我们还提出了数据的表观位置的T头S相对于T头N，和两个新的空间分辨观测的T头SA锑二进制。在我们8年的观测中，T Tau N的K和L'通量变化不超过0.2个星等，尽管它的Br γ和Br α发射线通量在这段时间内变化了近4倍。对于未解决的T Tau S系统，我们推导出一个20年的光变曲线的基础上，我们的图像和文献中的测量。T Tau S在K和L波段亮度上以“当昏暗时更红”的方式变化2-3个星等，这与遵循ISM消光定律的物质数量沿视线的变化一致。在3.05微米的水冰特征中的吸收只在T Tau S的光谱中看到，它显示出深度和剖面的变化。H_2（2.12 μ m）的发射也仅在T Tau S的位置被探测到，H_2、Br γ和Br α的发射线通量也发生了变化。我们发现，T Tau S相对于T Tau N和T Tau Sb相对于Sa的视位置与引力束缚轨道运动是一致的。T Tau S双星的可能轨道意味着Sa可能是这个年轻的三重双星中质量最大的一个。对与T Tau S相关的射电源运动的重新分析没有提供T Tau系统中发生喷射事件的证据。
2004-06-15 astro-ph
Constraints on a planetary origin for the gap in GM Aurigae's protoplanetary disc
不寻常的光谱能量分布（SED）的经典金牛座T星GM御夫座提供了证据，存在一个内部盘孔延伸到几个AU。使用流体动力学模拟和蒙特卡罗辐射输运相结合，我们调查所观察到的SED是否是一致的内孔被创建和维护的轨道行星。结果表明，在质量为0.047M_sun，半径为300au的圆盘中，一颗质量为2M_jupiter，轨道半径为2.5au的行星，与SED和CO观测结果都有很好的匹配，后者限制了圆盘中的速度场。根据目前的数据，行星质量的范围是允许的，但原则上可以通过进一步的观测在3到20微米之间区分。未来的高精度天体测量仪器也应该能够探测到中心恒星由于木星质量行星轨道而产生的运动。我们认为，少量的金牛座T星的SEDs类似于通用Aur的嵌入式迁移行星的预期统计数据大致一致。
2003-02-11 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 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
Pre-main sequence stars in the Lagoon Nebula (M8)
我们报告发现新的前主序（PMS）恒星的泻湖星云（M8）在1.25千秒差距的距离，根据中分辨率光谱获得的Boller和Chivens光谱仪在6.5米麦哲伦一号望远镜（拉斯坎帕纳斯天文台，智利）。根据光谱类型、发射谱线和锂6708 A吸收谱线的存在，我们可以识别出27颗经典金牛座T星、7颗弱线金牛座T星和3颗光谱类型为G的PMS发射天体，并将它们归入一个单独的恒星类，命名为PMS Fe/Ge类。使用近红外测光无论是从2 MASS或从我们自己以前的工作，我们得出这些恒星的有效温度和光度，并将它们定位在赫兹-罗素图，以估计它们的质量和年龄。我们发现，几乎所有的样本恒星都小于3 10^6年，跨度在0.8和2.5 Msun之间的质量范围。我们的光谱数据和钱德拉ACIS仪器检测到的X射线源之间的互相关。
2006-11-05 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
Spectrum and proper motion of a brown dwarf companion of the T Tauri star CoD-33 7795
我们给出了一个H=12等的天体的光学和红外光谱以及自行，该天体距离光谱较亮的~5等双星CoD-33 7795（=TWA-5）2”，它是TTauri星TW Hya星协的成员，位于~55 pc。它被Lowrance等人（1999）和Webb等人（1999）建议为伴星候选者，但之前既没有光谱也没有暗天体的自行。我们用FORS 2和ISAAC在ESO-VLT上拍摄的光谱显示，伴星候选者的光谱类型为M8.5至M9。它显示出强烈的H-α发射和弱的Na I吸收，这两个都表明了年轻的年龄。在我们的光学和红外图像中，微弱的物体被清晰地检测到并分辨出来，FORS 2图像的FWHM为0.18”。基于两年的历元差异，该微弱物体的自行与CoD-33 7795的自行一致，具有5高斯西格玛显著性。根据三种不同的主序前理论模型，假定主序星的距离和年龄，我们估计伴星的质量在15 ~ 40 M_jup之间。VLT和HST图像之间的轻微偏移（历元相差两年）可以解释为轨道运动。这样一个晚型天体接近CoD-33 7795并具有正确自行的机会对准概率低于7 e-9。因此，这个暗淡的天体在物理上与CoD-33 7795有关，CoD-33 7795是第四颗围绕正常恒星的褐矮星伴星，也是第一颗围绕前主序星的伴星。
2000-07-20 astro-ph
Spectropolarimetry and Modeling of the Eclipsing T Tauri Star KH 15D
KH 15 D是一颗位于年轻星团NGC 2264中的金牛座T型强变恒星，它的光通量下降了3.5等，持续了18天，每48天重复一次。食的物质可能是由于轨道尘埃或岩石体在一个部分环或弯曲的磁盘，周期性地掩盖恒星。我们在凯克和帕洛玛天文台测量了日食前后的偏振光谱。在日食之外，这颗恒星表现出与零一致的低偏振。在日食期间，偏振在整个光谱中急剧增加到约2%，而光谱具有与日食外部相同的连续形状，并显示出更大的等效宽度的发射线，如前所述。从数据中，我们得出结论：（a）散射区是无食的;（b）散射几乎是消色差的;（c）恒星可能完全被食，因此食时的通量完全是由于散射光，这一结论也被入口和出口的形状所证明。我们认为，散射不是由于电子，但可能是由于大尘埃颗粒的大小~10微米，类似于行星际颗粒散射黄道光。我们构造了一个具有扩展尘埃大气的翘曲圆盘模型，它再现了光变曲线的主要特征，即（a）在进入大气之前由于大气中的消光而逐渐减小（b）由于大气层的光学厚度基础，在入口内的下降更剧烈;（c）日食期间的偏振通量为日食外总通量的0.1%，无需对模型进行微调。（节略）
2003-09-11 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
Post-T Tauri Stars in the Nearest OB Association
我们目前的光谱调查的X射线和自行选择的样本晚型恒星在下Cen-Cru（LCC）和上Cen-Lup（UCL）的最近的OB协会的子组：斯科-Cen。调查的主要目标是确定OB子群的恒星形成历史，并评估以“后金牛座”前MS恒星为主的样本中吸积恒星的频率。我们调查了两个样本：（1）ACT和TRC自行候选者与ROSAT全天巡天BSC中的X射线对应物，以及（2）G和K型依巴谷候选成员（de Zeeuw等人，1999年）。我们用MSSSO 2.3-m DBS获得了130个候选物的光谱。前MS星被确定为（1）强Li 6707 A吸收，（2）亚巨星表面重力，（3）自行与Sco-Cen成员一致，（4）HRD位置与前MS一致。我们证明，测量Sr II 4077 A与Fe I 4071 A的重力敏感带比是区分前MS和ZAMS星的有价值的手段。根据进化轨迹的选择，我们发现MS前的平均年龄范围在1700 - 2300万年（LCC）和1500 - 2200万年（UCL）之间。考虑到观测的不确定性，似乎每个亚群中95%的低质量恒星形成发生在小于800万年（LCC）和1200万年（UCL）的时间内。我们发现依巴谷B型成员的主序关闭年龄为16 +-100万年（LCC）和17 +-100万年（UCL）。与以前的研究结果相反，LCC似乎与UCL是同时代的，或略早于UCL。在110颗（0.9 ^+2.1_-0.8%）年龄为1…
2002-05-27 astro-ph
