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
The non-dipolar magnetic fields of accreting T Tauri stars
经典金牛T星的磁层吸积模型通常假设恒星的磁场是简单的偶极子。然而，最近发表的BP Tau和V2129 Oph的表面磁图显示，它们的磁场更为复杂。发现V2129 Oph的磁场主要为八极磁场。对于BP-Tau，磁能主要由偶极和八极场分量共享，偶极分量几乎是V2129 Oph的四倍。从已发表的光球磁场的表面地图，我们推断出两颗恒星的日冕场，并比较所产生的场结构与偶极子。我们考虑不同的模型，其中光盘被截断，或以及内，开普勒共转半径。我们发现，虽然表面磁场的结构是特别复杂的两颗恒星，几何形状的更大规模的领域，沿吸积发生，是有点简单。然而，更大规模的领域是扭曲的恒星附近的强场区，净效应是，通过恒星表面的分数开放通量小于预期的偶极磁场模型。最后，我们估计光盘截断半径，假设这发生在从恒星磁层的磁转矩是在光盘中的粘性转矩相媲美。
2008-07-04 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
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
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
Imaging the Small-Scale Circumstellar Gas Around T~Tauri Stars
我们用CO（2-1）发射的孔径合成成像技术，以~2- 3“的分辨率探测到了金牛座T星周围的星周分子气体。RY Tauri、DL Tauri、DO Tauri和AS 209显示了分辨和拉长的气体发射。对于RY Tau，沿着伸长方向PA~ 48度的去卷积半最大半径为110 AU。其他源的对应半径和方向是：DL Tau --在PA~ 84度处250 AU; DO Tau --在PA~ 160度处350 AU; AS 209 --在PA~ 138度处290 AU。RY Tau、DL Tau和AS 209的速度梯度与伸长方向平行，表明星周物质正在旋转。RY Tau和AS 209也表现出旋转圆盘的双峰光谱特征。DO Tau的线发射主要是高速蓝移气体，这使得解释复杂化。尽管如此，在每一种情况下都有足够的证据来推测星周辐射可能来自一个类似于我们太阳系形成时的原行星盘。
1995-03-08 astro-ph
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
Abundance Analyses of Field RV Stars, V: DS Aquarii, UY Arae, TW Camelopardis, BT Librae, U Moncerotis, TT Ophiuchi, and RV Tauri
摘要分析，并讨论了八个RV金牛座变量。RV B星UY Ara显示了在其他RV B星中看到的丰度异常，即在高温下凝结成颗粒的元素丰度不足，但低凝结温度的元素丰度不足。这种模式归因于尘埃从气体中分离出来，气体而不是尘埃被大气吸积。两颗RV C星的丰度与其他RV C星的早期结果表明，这些本质上贫金属的恒星不显示尘埃气体分离的影响。对五颗RV A星的分析表明，这些较冷的恒星在很大程度上不受尘埃气体分离的影响。有人建议，较冷的恒星的对流信封稀释异常所造成的尘埃-气体分离-尘埃风关闭RV金牛座变量或尘埃circumbinary磁盘-进行审查和观测测试建议。
1999-09-03 astro-ph
Searching for Gas-Rich Disks around T Tauri Stars in Lupus
目标：描述用斯皮策太空望远镜观测到的狼疮中的经典金牛座T星的分子环境，并寻找朝向这些源的富气盘。方法：用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜对21颗在狼疮分子云中具有圆盘的金牛座T星进行了J=3-2和2-1谱线的12 CO、13 CO和C18 O亚毫米观测。在源点和选定的关闭位置，以解开材料与周围的云材料磁盘。结果：一个源，IM Lup（Sz 82），已被发现具有双峰12 CO和13 CO轮廓特征的大型旋转气体盘。发现盘的倾角约为20度，外半径为400-700 AU。对于大多数其他来源，包括GQ Lup及其亚恒星伴星，单碟12 CO线主要是由扩展的云发射与复杂的速度结构。没有发现分子外流的证据。致密的C18 O排放，由于致密的拱星物质已被检测到只有两个来源。未来在狼疮中寻找富含气体的圆盘应该使用干涉仪或在致密气体示踪剂中进行非常深的单碟积分，以分离云和圆盘发射。
2006-06-13 astro-ph
Redshifted Absorption at He I 10830 as a Probe of the Accretion Geometry of T Tauri Stars
我们探测几何磁层吸积在经典金牛座T星通过模拟红色吸收在He I 10830通过散射的恒星和面纱连续。假设吸积流是一个方位对称的偶极子和氦是足够的光学厚度，所有入射的1微米辐射被散射，我们说明了He I 10830红色吸收的磁层的大小和填充因子的热吸积冲击的敏感性。我们比较模型配置文件中观察到的21 CTTS与亚连续红移吸收在He I 10830，并发现，约有一半的恒星有红色的反射和1微米的vehicles是一致的偶极流的中等宽度与吸积冲击填充因子匹配的磁层足点的大小。然而，剩下的50%的剖面，结合了宽，深吸收和低1微米的面纱，需要非常宽的流动，其中磁足迹分布在10-20%的恒星表面，但吸积冲击填充因子<1%。我们模拟这些配置文件调用大磁层稀释充满吸积气体，离开磁盘的半径范围内的许多狭窄的“细流”，只填充整个落入区域的一小部分。在某些情况下，吸积小气流需要起源于几个恒星半径之间的圆盘，至少是共转半径。少数恒星在速度大于恒星逃逸速度的一半时有如此深的吸收，这种速度在恒星附近流动，曲率小于偶极轨道似乎是必需的。
2008-07-16 astro-ph
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
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 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
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
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
Spatially Resolved Spectroscopy of Sub-AU-Sized Regions of T Tauri and Herbig Ae/Be Disks
我们目前的空间分辨近红外光谱观测的15个年轻的恒星。使用凯克干涉仪后面的棱镜光谱仪，我们获得了几毫角秒的角分辨率和230的光谱分辨率，使探测器的气体和尘埃在内部磁盘周围的目标恒星。我们发现，近红外发射的角度大小通常随波长的增加，表明热的，大概是气态物质的尘埃升华半径内。我们的数据还清楚地表明，热氢气产生的Brackett-γ辐射，并建议在几个物体的内盘中存在水蒸气和一氧化碳气体。在所有情况下，这种气体排放比尘埃连续排放更紧凑。我们构建了简单的物理模型的内部磁盘和适合我们的数据，以约束空间分布和温度的灰尘和气体排放组件。
2008-09-29 astro-ph
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
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
Abundance Analyses of Field RV Tauri Stars, VI: An Extended Sample
丰度分析的14 RV金牛星的样本进行了讨论。目前的丰度数据和那些从我们以前的论文和其他工作人员结合在一起，试图进一步了解的尘气分离过程，影响许多RV金牛座变量。我们认为恒星的内在（即，初始）金属丰度由光球锌丰度给出。温度高于5000 K，初始金属度[Fe/H] $\geq$ $-$ 1的变量受尘气分离的影响。所有金属丰度和温度低于$T_{\rm eff} \simeq 5000$ K的变量不受尘气分离的影响。金牛座RV变星的碳丰度分布较广，在第一次挖掘后，C与Zn平面上的点的下边界接近预测的巨星趋势。上边界居住着一些富含碳的恒星。O丰度的平均值遵循未演化恒星的预测趋势，这与光球O丰度不受第一次疏浚影响的预期一致。一个进化的情况下，涉及质量损失的第一次上升或早期AGB红巨星，一个二进制的主要恒星，勾勒。
2005-03-16 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
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
Variability of Southern T Tauri Stars I: The Continuum and the H$β$ Inverse PCygni Profile of GQ LUPI
我们提出的时间序列分光光度观测的GQ Lupi，一个典型的代表的YY Ori分组的金牛座T星，表现出明显的反PCygni配置文件。该数据集包括1998年5月和7月分别连续5晚和8晚拍摄的32次曝光，覆盖3100 $< λ< 5100 $波长范围。向红的区域和靠近巴耳末跳跃的区域在夜间变化很大，这种变化的幅度在$λ>$ 4600 ° C时急剧下降。巴耳末连续谱斜率表明，光谱能量分布是由温度高于恒星光球层的气体控制的。我们发现面纱和所观察到的巴耳末跳跃之间存在一种负相关关系。红向吸收分量的时间序列的行为类似于面纱时间序列。我们用均匀温度和密度的气体来模拟发射区。该模型表明，气体密度和各自的温度是强烈相关的。此外，模型时间序列表明，气体密度的增加反映了投影发射面积（填充因子）的增加。大/小气体密度和填充因子的特征在于观察到的高/低面纱。随着吸积率从一夜到另一夜逐渐减弱，观测到的遮蔽物也会减少，气体密度和总的发射面积也会减少。
2000-09-08 astro-ph
Modeling the Circumstellar Disk of $ζ$ Tauri
我们提出了一个经典Be星金牛座$ζ$的磁盘模型。该模型由一个开普勒旋转盘与幂律的表面密度和垂直密度分布，遵循热气体压力和恒星引力的z分量之间的平衡。这种圆盘的张角不是一个固定值，而是随着到恒星的距离而增加（张开的圆盘）。我们使用的Monte Carlo代码，同时解决了热平衡，统计平衡和流体静力平衡方程。其结果是一个自洽的解决方案的电子温度，水平人口和气体密度分布。从这个模型可以看出，唯一的自由参数是磁盘密度。所有其他参数（如磁盘表面的形状）是自洽计算给定磁盘密度。在本文中，我们提出了一个成功的适合$ζ$金牛座数据使用这个模型。
2004-06-18 astro-ph
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
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
Carbon molecules in the inner wind of the oxygen-rich Mira IK Tauri
利用描述恒星光球层附近周期性激波气体的物理化学模型，研究了富氧Mira变星IK Tau（NML Tau）内风的气相非平衡化学.我们预测在大量的几个碳物种的形成在内部信封，特别是CO $_2$，这已被发现与ISO的光谱中的几个富氧半定期和Mira星。理论丰度也与毫米和亚毫米观测值非常一致，指出氧星中的一些碳物种确实是从内层的冲击化学中形成的，并作为“父母”物种在信封中旅行。
1998-11-17 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
The Differential Lifetimes of Protostellar Gas and Dust Disks
我们建立了一个原恒星盘模型，该模型考虑了粘性演化、光蒸发以及尘埃颗粒和气体的径向微分运动的综合影响。对于金牛座T盘，主要由毫米级颗粒组成的尘埃盘的寿命总是短于气体盘的寿命，并且只有当颗粒是蓬松的（密度< 0.1 g cm^{-3}）时才变得相似。如果在经典的金牛座T相的晶粒生长产生了大量毫米级的晶粒，那么这些晶粒在10^7年内完全吸积到恒星上，然后光蒸发开始耗尽内部的气体盘，恒星演化到弱线金牛座T相。在弱线相，只有尘埃贫乏的气体盘仍然在大半径（> 10 AU），没有强烈的气体吸积的迹象，也没有毫米的热辐射的尘埃。对于Herbig AeBe星，在外盘的尘埃颗粒迁移到内部区域之前，强烈的光蒸发作用在10^6年内清除了内盘。在这种情况下，留在外部气体盘中的颗粒聚集在盘的内边缘（距离恒星10-100 AU）。这些尘埃颗粒甚至在整个气盘被光蒸发后仍留在那里，并形成一个类似于HR 4796 A周围观察到的贫气尘埃环。因此，根据恒星电离通量的强度，我们的模型预测了年轻恒星周围相反类型的产品。对于具有低光蒸发率的低质量恒星，将形成具有内孔的贫尘埃气体盘，而对于具有高光蒸发率的高质量恒星，将形成贫气体尘埃环。这一预测应检查周围的气体和尘埃观测弱线金牛T星和演变Herbig AeBe星。
2005-03-22 astro-ph
Formation of simple organic molecules in inner T Tauri disks
我们提出了一个稠密和温暖的富氧气体暴露在一个强大的远紫外光场的时间依赖的化学模型，旨在探索形成简单的有机分子在内部区域的原行星盘周围的金牛T星。一个最新的化学网络被用来计算分子丰度的演变。H2与小的有机自由基如C2和C2 H的反应，这是不包括在当前的天体化学数据库中，克服了它们在温暖的温度下的中等活化能，并成为非常重要的气相合成的含碳分子。CO的光解离和C的释放触发了简单有机物质如C2 H2、HCN和CH 4的形成。在1到10，000年之间的时间尺度内，根据密度和FUV场，在模型中达到稳定状态，其中分子持续光解，但也形成，主要通过涉及H2的气相化学反应。应用该模型的上层的内部原行星盘预测大气相丰度的C2 H2和HCN。在最内侧的星盘（< 1天文单位）中，隐含的垂直柱密度高达几个10^（16）cm^（-2），这与最近在IRS 46和GV Tau星盘内部区域对温暖的C2 H2和HCN的红外观测结果非常一致。我们还将我们的结果与以前研究外盘区域光处理的化学模型进行了比较，发现内陆带上层（几个AU）的气相化学成分预测与外盘上层（> 50 AU）的气相化学成分有很大的不同。
2008-03-06 astro-ph
Can Post T Tauri Stars Be Found? Yes!
我回顾了寻找后T金牛星（PTTS）的观测挑战，在这里定义为低质量，主序前恒星，年龄为10^7-10^8年。这样的恒星很难找到，因为它们比年轻的金牛座T星活跃，而且它们可能不与分子气体相关。它们对于研究星周盘的演化和附近恒星形成区的10^6年年龄与主序星之间的恒星活动非常有用。然而，在搜索过程中必须小心，以便用于定位这些恒星的选择标准不会使随后的进化研究所用的样本产生偏差。
2001-05-02 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
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
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
The visible environment of gas-accreting galaxies
我们研究了一个星系样本的环境，在该样本中观察到极环的存在或气体和恒星的存在。这些星系被认为是从它们的环境中以奇特的运动吸积了这种物质。这里考虑的变量是场中可能的伴星的数量，视星等低至22等，它们的大小，它们在吸积星系周围的浓度，以及一组相关参数。还研究了“正常”星系的对照样本。从Kolgomorov-Smirnov检验的考虑变量，没有显着差异已被发现人口的对象周围的吸积星系和控制样本。这些结果似乎支持的模型，建议一个很长的形成时间的收购过程中，从一个弥漫的气体，而不是fagocitation的小卫星。
1999-09-30 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
An ultra-relativistic outflow from a neutron star accreting gas from a companion
准直相对论性流出，或喷流，是宇宙中最具活力和相对论性的现象之一。它们与遥远的活动星系核（AGN）中的超大质量黑洞、吸积黑洞和双星系统中的中子星有关，并被认为是造成伽马射线暴的原因。然而，这些喷流的物理学仍然是一个谜，因为它们的整体速度，成分和能量仍然很难确定。在这里，我们报告的超相对论外流的发现，从一个双吸积中子星吸积气体的双系统。流出的速度与从活动星系核观察到的最快移动的流相媲美，其强度受到中子星上物质吸积速率的调制。激波在气流的下游被激发，它们本身以温和的相对论性整体速度移动，并且是所观察到的来自射流的同步辐射的位置。我们的结论是，产生这种高度相对论性的外流并不需要黑洞特有的性质，如事件视界。
2004-01-15 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
