Physical Conditions of Accreting Gas in T Tauri Star Systems
本文介绍了金牛座-御夫座星形成区中活跃吸积的金牛座T星（TTS）的低分辨率（R~300）近红外光谱变率测量结果。在15个经典TTauri系统的73个光谱中检测到Paschen和布拉开系H I复合线。所有观测的Pan/PaB、Brn/BrG和BrG/Pan H I谱线比值在加权平均值附近的分散度< 20%，不仅在源与源之间，而且在同一源中的历元与历元变化之间。在Paschen和布拉开系以及BrG/Pan线比率中，确定了每个比率的代表性或“全球”值。观察到的线比值进行了比较的情况下B氢复合线理论的温度和电子密度依赖模型的预测。在严格限制的温度范围（T < 2000 K）和电子密度1 e9 < n_e <1 e10 cm^-3下，测得的谱线比在统计学上拟合良好。所观察到的线比值的光学厚和薄的局部热力学平衡的情况下预测的值的比较排除了这些条件的发射H I气体。因此，该排放物与来源于非LTE重组气体一致。虽然电子密度的范围与现有磁层吸积模型预测的气体密度一致，但受情况B比较限制的温度范围远低于吸积气体的预期。较冷的气体温度将需要非热激发过程（例如，日冕/吸积相关的X射线和UV光子）来为观察到的线发射提供动力。
2008-07-10 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
Spatially-resolved Chandra Imaging Spectroscopy of the classical/weak-lined T Tauri system V710 Tau
我们目前的空间分辨X射线观测的二进制金牛座T恒星系统V710头。利用钱德拉的先进CCD成像光谱仪（ACIS），我们拍摄了这个3.2“分离双星系统，包括一个经典的金牛座T星，V710 Tau N，和一个弱线金牛座T星，V710 Tau S。钱德拉ACIS-S3图像-在两次9 ks曝光中获得，间隔约三个月（2004年12月和2005年4月）-干净地解决了V710 Tau双星，表明这两颗恒星都发射X射线，从而使第一次光谱/时间研究这个混合（经典和弱线）T金牛星双星系统的各个组成部分。北部的组成部分，V710 Tau N，在第一次（2004年12月）暴露期间似乎一直处于燃烧状态。在这次耀斑事件中，经典的金牛座T星的X射线通量明显变硬。等离子体温度在kT ~ 0.7-1.1 keV范围内的单组分等离子体模型足以拟合2004年12月观测到的V710 Tau S和2005年4月观测到的两颗恒星的X射线光谱。2004年12月对V710 Tau N的耀斑状态观测除了需要软成分（kT ~ 0.5 keV）外，还需要更高温度的等离子体成分（kT ~ 2.5 - 3.0 keV），并且通过包括略微增强的Ne/Fe丰度比的模型更好地拟合。这些结果通常与经典（快速吸积）与弱线（弱吸积或非吸积）金牛座T星的X射线发射特性之间的统计对比一致。
2008-05-08 astro-ph
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
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
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
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。
2004-04-05 astro-ph
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。
2007-12-18 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
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
Investigating disk evolution: A high spatial resolution mid-infrared survey of T Tauri stars
我们提出了一个高空间分辨率，10-20微米的调查金牛座，蛇夫座，南冕座的65 T金牛座双星使用凯克10米望远镜。旨在探测内部~1 AU区域的拱星盘周围的个别恒星组件在这些二元系统中，这项研究增加了在10微米的空间分辨测量的二元数的一个因素~5。结合解决近红外测光和吸积光谱诊断，我们发现，约10%的恒星与中红外过剩似乎没有吸积。与主动吸积盘系统相反，这些被动盘具有明显较低的近红外颜色，在大多数情况下，与光球发射一致，表明存在内部盘孔。此外，似乎有一个光谱类型/质量的依赖关系与被动盘的存在，与所有的被动盘周围发生的M型恒星。被动盘是由一个尚未被探测到的伴星在一个小的分离距离（0.3-3 AU）的存在引起的可能性对于任何单个系统都是可能的，但是，它不能解释被动盘样本作为一个整体的光谱类型依赖性。我们建议，这些被动磁盘代表的一个子集的金牛座T星正在经历显着的磁盘演变。所观察到的被动磁盘的分数和所观察到的光谱类型的依赖性都可以解释的磁盘演化模型，包括磁盘从中央恒星的光蒸发。（节略）。
2005-09-23 astro-ph
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
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
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
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
The X-ray activity-rotation relation of T Tauri stars in Taurus-Auriga
金牛座-御夫座恒星形成复合体是唯一一个观测到X射线活动与自转周期呈负相关关系的金牛座T星。我们使用XMM-牛顿的欧洲光子成像照相机对金牛座-御夫座的年轻恒星的X射线发射（0.3-10 keV）进行了迄今为止最灵敏的调查，并调查了X射线活动措施--X射线光度Lx、它与恒星光度的比值Lx/Lstar和表面平均X射线通量Fxs --对旋转周期的依赖性。我们测试的差异，Lx/Lstar的分布的快速和慢速旋转，吸积和非吸积，并比较的依赖Lx/Lstar的旋转周期和对流周转时间尺度的比值，Rossby数，与晚型主序星。我们发现Lx和Fxs与旋转周期的显著相关性，但这些可以用金牛座-御夫座中快速旋转体的通常较高的恒星光度和有效温度以及Lx对Lstar的近线性依赖性来解释。我们发现没有证据的Lx/Lstar的旋转周期的依赖性，但吸积物有较低的Lx/Lstar比非吸积物在所有的旋转周期。发现吸积体和非吸积体的Rossby数与晚型主序星的相同，表现出饱和的X射线发射。我们的结论是，非吸积金牛座T星显示X射线活动完全符合饱和活动的晚型主序星。吸积的金牛座T星显示出较低的X射线活动，这不能归因于它们较慢的旋转。
2007-01-15 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
Accretion in dipole magnetic fields: flow structure and X-ray emission of accreting white dwarfs
场通道吸积流发生在各种天体中，包括金牛T星、磁灾变变星和X射线双星。本文考虑曲线坐标系，导出了在恒星偶极磁场作用下吸积到恒星物体上的一般流体动力学公式。求解流体动力学方程以确定流动的速度、密度和温度分布。我们使用吸积磁性白矮星作为天体物理学应用的一个说明性的例子。我们的计算表明，压缩加热由于场的几何形状是一样重要的辐射冷却和重力在确定吸积白矮星的激波后流的结构。概括的制定吸积流通道的高阶领域和其他天体物理系统的应用进行了讨论。
2005-04-04 astro-ph
XMM-Newton spectroscopy of the metal depleted T Tauri star TWA 5
我们目前的X射线光谱TWA 5，年轻的TW长蛇座协会的成员，观察与XMM牛顿的结果。TWA~5是一个多重系统，它有典型的金牛座T星的H α辐射，但没有红外辐射。通过对RGS谱和EPIC谱的分析，导出了X射线发射等离子体的发射测度分布、丰度和电子密度随温度的变化关系。等离子体的特征温度和密度表明日冕类似于弱线金牛座T星和活跃的晚型主序星。TWA 5还显示出低铁丰度（约为太阳光球层丰度的0.1倍），以及随着第一电离势的增加，元素丰度增加的模式，这让人想起在高活性恒星中观察到的逆FIP效应。特别高的Ne/Fe~（10）比值与经典的金牛座T星TW Hya相似，那里的吸积物质被认为是X射线发射的原因。我们讨论了在这种情况下的吸积过程中可能发挥的作用。由于所有的金牛座T星TW长蛇座协会研究到目前为止，有非常高的Ne/Fe比，我们还建议，环境条件可能会导致这种影响。
2005-05-04 astro-ph
The ejection of T Tauri stars from molecular clouds and the fate of circumstellar discs
我们研究了金牛座T星周围的星周盘的演化，这些星周盘是从分子云内的小星团中喷射出来的。特别是，我们研究如何相互作用，导致喷射可能会加速经典和弱线T金牛座状态之间的过渡。在我们的模型中，金牛座T星以3-10 km/s的速度喷射，截断了半径在1 - 10 a. u之间的吸积盘，减少了盘的粘性演化时间，使得吸积迅速停止。由此产生的系统的观测外观则取决于恒星磁场的存在或不存在。对于非磁性恒星，我们发现，近红外线过剩应坚持由于恒星辐射的再处理，但这是大大减少了磁金牛T星的存在下，磁层延伸到共转。在这两种情况下，都有一段时期，喷出的恒星应该表现为非吸积系统，在5微米或更长的波长下可以检测到星周物质。我们讨论了这些结果的影响模型中，喷出的恒星有助于晕的前主要序列的对象发现从ROSAT观测恒星形成区域和全天巡天。
1996-10-21 astro-ph
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。
2006-04-14 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
Stability of Relativistic Jets from Rotating, Accreting Black Holes via Fully Three-Dimensional Magnetohydrodynamic Simulations
旋转的磁化致密物体及其吸积盘可以产生强大的环形磁场，驱动高度磁化的等离子体进入相对论喷流。然而，值得关注的是，射流中的强环向场对于非轴对称螺旋扭结（螺旋）$m=1$模式应该是高度不稳定的，从而导致快速破坏。此外，最近的关注是，由于非偶极磁场的吸积，射流形成过程本身可能是不稳定的。我们描述了大规模的全三维全球广义相对论磁流体动力学模拟的快速旋转，吸积黑洞产生的喷流。我们研究的稳定性，因为它传播的射流和稳定性的射流形成过程中吸积的偶极和四极场。对于我们的偶极模型，尽管强大的非轴对称盘湍流，射流达到洛伦兹因子的$Γ\sim 10$与开放的半角$θ_j\sim 5^\circ$在$10^3$引力半径没有显着的中断或耗散，只有温和的子结构为主的$m=1$模式。相反，我们的四极模型不产生一个稳定的相对论（$Γ\gtrsim 3$）喷流，由于不稳定的极场引起的极区的质量负荷。因此，相对论性喷流如果产生的话，大致上是稳定的结构，并且可以达到具有强磁场的外部冲击。我们讨论的天体物理意义的吸积磁几何形状发挥这样一个重要的作用，在相对论性喷流的形成，我们概述了未来的工作途径。
2009-01-16 astro-ph
Solar-Type Post-T Tauri Stars in the Nearest OB Subgroups
我讨论了Mamajek，Meyer和Liebert（2002，AJ，124，1670）最近对下半人马座-南十字座（LCC）和上半人马座-狼疮（UCL）OB子群中太阳型前MS星的光谱调查结果。LCC和UCL是斯科-岑OB星协的子群，也是距离太阳最近的两个OB子群。在110颗前主序星的巡天中，只有一颗金牛座T型星（PDS 66），这意味着在年龄为13 $\pm$ 7（1 $σ$）Myr的1 Msun恒星中，只有约1%的恒星仍在吸积。考虑到观测误差，前MS恒星的HRD位置与500 - 1000万年内发生的大部分恒星形成一致。在这篇文章中，我估计保守的上限后T金牛星的内在速度色散的LCC和UCL子群（<1.6公里/秒和<2.2公里/秒，分别为95% CL）使用蒙特卡罗模拟的第谷-2自行候选子群成员。我还表明，一个新的OB小组最近提出的Chamaeleon可能不存在。
2003-05-30 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
QPOs and firehose instabilities in neutron star magnetospheres in accreting systems
我们表明，吸积盘与中子星磁层的相互作用可以激发共振剪切阿尔芬波的频率为Hz-kHz的区域中的密度梯度增强。这是吸积物质沿着磁层中的磁场线流动的区域。我们认为，由于等离子体流产生的压力各向异性，消防水龙带不稳定性很可能发生。此外，对于偶极场拓扑结构，我们表明，一个新的不稳定性的发展，由于磁场曲率和等离子体流。
2005-06-04 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
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
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
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
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
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
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
ROSAT observations of V471 Tauri, showing that stellar activity is determined by rotation, not age
我指出ROSAT PSPC观测的前激变二进制V471金牛座。硬X射线发射（>0.4keV）没有被K星所遮蔽，这证明了白矮星不可能发射这种成分。相反，我表明，它的光谱和光度是一致的，从潮汐旋转的K星日冕发射。这颗恒星比毕宿星团中的其他K星更活跃，但与昂宿星团中的K星一样活跃，具有相同的旋转周期，这表明旋转-而不是年龄-是决定恒星活动水平的关键参数。软X射线（<0.4keV）主要由白矮星发射，并受其自旋周期的调制。我发现脉冲轮廓在小时和年的时间尺度上是稳定的，这支持了它是由吸积物质的不透明性引起的观点。剖面本身表明，白矮星的磁场配置是偶极的，并且磁轴穿过恒星的中心。在白矮星的光变曲线中有一个吸收特征，它发生在我们的视线经过K星的恒星半径范围内的时候。这一特征的柱密度和持续时间意味着吸收体的体积和质量与太阳的日冕物质抛射相似。
1998-02-20 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
Spectroscopic Detection of a Stellar-like Photosphere in an Accreting Protostar
我们提出了第一个光谱的高度隐蔽，强烈吸积原恒星显示光球吸收功能，并证明其中央核心的恒星性质。我们发现原恒星源YLW 15的光谱（L_bol = 10 L_sun）是类恒星的，具有大量的原子和分子吸收特征，表明光谱类型为K5 IV/V，连续带面纱rk = 3.0。它的恒星光度（3Lsun）和恒星半径（3.1Rsun）与0.5Msun的前主序星一致。然而，它的热光度的70%是由于质量吸积，我们估计的速度是1.6 E-6 M_sun / yr到原恒星的核心。我们确定，YLW 15的星周吸积盘产生的过量红外辐射、内包层和星核表面的吸积激波都对它的近红外连续遮蔽有重要贡献。它的投影旋转速度v sin i = 50 km / s，与平谱原恒星相当，但远高于rho Oph云中的经典金牛T星。原恒星可能与半径为2 R * 的拱星盘发生磁耦合。这颗原恒星可能会失去超过一半的角动量，并在I类和II类演化阶段之间的快速过渡期间，随着吸积率下降一个数量级，通过保持与星周盘（半径增加）的耦合，演化成一颗旋转更慢的经典金牛T星。WL 6的光谱没有显示出任何光球吸收特征，我们估计它的连续谱遮蔽rk>= 4.6。加上它的低辐射热光度（2 L太阳），这表明它的中央核心质量非常低，约为0.1 M太阳。
2002-07-23 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
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
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
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
Locking of the Rotation of Disk-Accreting Magnetized Stars
利用轴对称磁流体动力学（MHD）模拟研究吸积磁化星的盘的旋转平衡态。在这种“锁定”状态下，上旋扭矩平衡下旋扭矩，使得星形件上的净平均扭矩为零。我们研究了两种类型的初始条件，一种是相对较弱的恒星磁场和高日冕密度，另一种是较强的恒星磁场和较低的日冕密度。我们观察到，对于这两种初始条件，恒星的旋转都被锁定在圆盘的旋转上。在第二种情况下，径向场线携带了恒星的显著角动量。然而，这并没有明显改变恒星旋转锁定的条件。我们发现，在平衡态下，共转半径$r_{co}$与磁层半径$r_A$的关系为：（1）情形为$r_{co}/r_A\approx 1.2-1.3$，（2）情形为$r_{co}/r_A\approx 1.4-1.5$.我们估计了经典金牛T星、矮新星和X射线毫秒双星在平衡态的自转周期。
2005-10-22 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
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
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
Natural Coronagraphic Observations of the Eclipsing T Tauri System KH 15D: Evidence for Accretion and Bipolar Outflow in a WTTS
本文给出了食前主序星KH 15 D的高分辨率（R $\sim$ 44，000）UVES光谱，光谱范围为4780 ~ 6810 nm，分三个阶段：食前、近最小光和出食期。该系统显然像一个天然的日冕，增强了对比度相对于连续的氢和禁止发射线在日食。在最大光照下，H $α$的等效宽度为$\sim$ 2厘米，其剖面显示出宽翼和深中心吸收。在出舱时，等效宽度要大得多（$\sim$ 70毫米），而且宽翼突出，可达$\pm$ 300公里/秒。在日全食期间，等效宽度小于出舱时的宽度（$\sim$ 40毫米），高速机翼也弱得多。H $β$表现出一些不同的行为，只揭示了日食和出口期间高速分量的蓝移部分。[OI]$λλ$ 6300、6363谱线在食外和光球被遮蔽时都很容易看到，并且随着食相的变化，它们的通量变化很小或没有变化。我们的解释是，KH 15 D，虽然很明显是一个弱线金牛座T星的通常标准，仍然是吸积物质从拱盘，并有一个良好的准直双极射流。当掩星物质的刀刃穿过近距离的恒星环境时，它以前所未有的空间分辨率明显地揭示了这颗前主序星的磁层结构。我们还表明，只有一个小的，也许是微不足道的显着，在K7星的速度之间的最大光和出口阶段探测这里的变化。
2003-05-24 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
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
Thermonuclear Burning on the Accreting X-Ray Pulsar GRO J1744-28
研究了吸积X射线脉冲星GRO J1744-28核燃烧的热稳定性。中子星的偶极磁场<3 \times 10^{11} G，如果持续的上旋意味着磁层半径小于共旋半径。在推断出中子星的性质后，我们研究了氢/氦燃烧的热稳定性，并表明热核不稳定性不太可能是在非常高的吸积率下每小时爆发的原因。然后，我们讨论了热核燃烧的稳定性如何依赖于全球吸积率和中子星的磁场强度。我们强调，不稳定的出现（即，无论它看起来像是I型X射线爆发还是持续几分钟的耀斑）将产生关于中子星表面磁场和磁场在对流中的作用的关键信息。我们认为，吸积盘中的热不稳定性是长（~300天）爆发的起源，这些爆发的重现时间是>50年。我们还讨论了双星的性质，指出伴星的速度测量（很可能是一颗m_K>17的充满罗氏瓣的巨星）将限制中子星的质量。
1996-09-23 astro-ph
The spin of accreting stars: dependence on magnetic coupling to the disc
我们制定了一个一般的，稳态模型的扭矩磁化恒星从周围的吸积盘。这是第一次，我们包括开放的偶极磁场线，由于恒星和磁盘之间的差异旋转，所以磁拓扑结构，然后取决于磁耦合到磁盘的强度。这种耦合由穿透扩散盘的磁场线的有效滑移率确定。更强的耦合（即，较低的滑移率）导致更开放的拓扑结构，并因此导致来自盘的星形件上的较弱的磁转矩。在预期的强耦合制度，我们发现，对恒星的自旋扭矩是一个以上的数量级小于以前的模型计算。我们还使用我们的一般方法来检查平衡（“盘锁定”）状态，在该状态下，对恒星的净扭矩为零。在这种状态下，我们表明，恒星的自旋速率大约是一个数量级的速度比以前的模型预测。这挑战了缓慢旋转、吸积的原恒星是圆盘锁定的想法。此外，当场足够开放时（例如，对于典型的吸积原恒星，质量吸积速率> 5 x 10^{-9} M_sun / yr），恒星将完全不会从盘上接收到磁自旋下降力矩。因此，我们的结论是，原恒星必须经历一个旋转扭矩的来源，尚未被认为是在星盘扭矩模型-可能是从恒星风沿开放场线。
2004-10-03 astro-ph
Coronal structure of the cTTS V2129 Oph
金牛座T星与其盘之间的磁耦合性质不仅决定了质量吸积过程，而且可能决定了中心恒星的自旋演化。我们已经采取了最近发表的表面磁图的一个中度吸积金牛座T星（V2129 Oph），并用它来推断其大尺度场的几何形状。我们确定的结构的开放（风轴承）场线，封闭（X射线亮）场线和那些潜在的吸积场线，通过赤道平面内的开普勒共同旋转半径。我们考虑了一系列的模型，其中恒星磁场是开放的向外压力的热日冕气体在一定范围内的半径。随着这个半径的增加，吸积沿着更简单的场结构发生，并在恒星表面的更少的地点发生影响。这是一致的，在钙II IRT和氦线，这表明吸积在可见的半球被限制在一个单一的高纬度点观察到的变化。通过确定吸积流的密度和速度，我们发现，为了使大部分的总质量吸积率影响到一个单一的高纬度地区，我们需要磁盘材料吸积约7R*，接近开普勒的共同旋转半径在6.8R*。我们还计算了日冕密度和X射线辐射量。我们发现，无论是幅度和旋转调制的排放措施增加源表面的增加。对于V2129 Oph的场结构，它主要是八极的，发射形成一个明亮的高纬度环，当恒星旋转时总是可见的。由于吸积漏斗的密度不足以引起日冕X射线光子的显著散射，它们只能提供最多约10%的低旋转调制。
2008-02-15 astro-ph
Emission Line Variability of the Accreting Young Brown Dwarf 2MASSW J1207334-393254: From Hours to Years
我们利用ESO甚大望远镜的UVES摄谱仪和麦哲伦粘土望远镜的MIKE摄谱仪，在连续两个观测夜（时间分辨率约为12 min）获得了棕矮星2 MASSW J1207334-393254（2 M1207）的一系列高分辨率光谱。结合先前发表的结果，这些数据使我们能够研究2 M1207发射光谱在几小时到几年的时间尺度上的变化。大多数2 M1207的发射线轮廓都很宽，特别是H α，这表明主要的发射部分必须归因于盘吸积而不是磁活动。从H α的10%宽度，我们推导出一个相对稳定的吸积率在10^（-10.1... 9.8)Msun/yr，连续观测两晚。因此，无论是吸积流是近均匀的（子）恒星经度或系统被视为face-on.小，但显着的变化是显而易见的，在整个我们的近连续观测，他们达到最大后约8小时，大致的时间尺度上，最大的变化预计在整个旋转周期。结合过去的测量结果，我们确认2 M1207的吸积速率在几个月到几年的时间尺度上变化超过一个数量级。这种可变质量的吸积产生了一个合理的解释，在吸积率与质量图中观察到的蔓延。驱动漏斗流所需的磁场大约为几百G。尽管明显存在磁场，但2 M1207未报告无线电或X射线发射。可能是强烈的吸积抑制了棕矮星的磁活动，类似于更高质量的金牛T星的发现。
2007-07-12 astro-ph
Heating of a Star by Disk Accretion
我们研究了各种方式，其中磁盘吸积可以加热吸积星。这包括1）从盘表面发出的辐射被恒星表面拦截，2）直接穿过盘-星界面的辐射通量，以及3）从盘到恒星的热能平流。对于每一种情况，圆盘和恒星之间的边界层的物理特性对于确定恒星加热的数量至关重要。我们评估的重要性，上面列出的方法加热的恒星吸积前主序星和激变变量，使用最近的模型，在这些系统中的边界层。我们发现，拦截辐射往往是最重要的恒星加热源薄盘系统，如金牛座T星和高$\dot M$激变变量。我们认为，直接辐射通过盘星界面将是不重要的稳态系统。然而，它可能是重要的爆发系统，其中磁盘的温度上升和下降迅速。平流的热能进入恒星成为恒星加热的厚盘系统，如FU Orionis对象的主要来源。
1996-10-16 astro-ph
Magnetically Driven Warping, Precession and Resonances in Accretion Disks
旋转的磁化中心星（中子星、白矮星或金牛T星）上的吸积盘的内部区域受到磁转矩的作用，引起盘的翘曲和进动。这些力矩的来源在于磁盘上的（感应）表面电流和倾斜磁偶极子产生的水平磁场（平行于磁盘）之间的相互作用。在相当一般的条件下，存在磁翘曲不稳定性，其中磁矩驱动盘平面远离恒星的赤道面，朝向盘法向量垂直于自旋轴的状态。在大半径处，粘性应力倾向于抑制翘曲不稳定性，但当盘接近磁层边界时，磁矩总是占主导地位。磁力矩也驱使倾斜的内盘绕恒星自转轴逆行进动。此外，可能发生盘上的共振磁力，这可能影响盘的动力学。磁驱动的翘曲不稳定性和岁差可能与许多观测难题有关，包括：（1）吸积X射线双星的自旋演化（扭矩反转）;（2）低质量X射线双星的准周期振荡;（3）X射线双星的超轨道周期;（4）金牛T星的光度周期变化。
1999-12-27 astro-ph
Neutrinos from Accreting Neutron Stars
吸积中子星的磁层会产生具有巨大电位降的静电间隙。质子和离子在这些间隙中沿着偶极磁场线加速到能量大于100 TeV，可以撞击周围的吸积盘。一个质子诱导的级联就这样形成了，带电的π介子衰变产生了$ν$ -发射。使用GEANT 4，一个跟踪高能碰撞中产生的粒子的计算机代码，我们已经计算了所得到的$ν$ -光谱与广泛的磁盘簇射模拟。我们证明了质子束产生的$ν$能谱是幂律的。我们使用这一结果提出吸积动力的X射线双星（与高度磁化的中子星）作为一个新的人口的点样$ν$ -公里级探测器，如ICECUBE源。作为一个特殊的例子，我们讨论A0535+26的情况。我们表明，ICECUBE应该发现A0535+26是一个周期性的$ν$源：一个吸积盘的形成和损失，可以充分检测。最后，我们简要地评论了像AMANDA这样的小型望远镜也可以通过轨道周期的折叠观测来探测A0535+26的可能性。
2003-01-30 astro-ph hep-ex hep-ph
