Magnetospheric accretion-ejection processes in the classical T Tauri star AA
从一个长的时间序列的高分辨率（R=115,000）HARPS光谱和同时宽带测光，我们报告的新证据磁层吸积以及喷射过程中的近边缘的经典金牛座T星AA头。AA Tau的光变曲线调制周期为8.22d。周期性的光度下降是由于位于大约9 R星的磁弯曲的内盘边缘周期性地遮蔽了中心恒星。巴耳末线剖面表现出明显的旋转调制的高速红移吸收组件的周期为8.22天，以及，与最大强度时，主吸积漏斗流通过视线。与此同时，系统的光度降低了约1等，这表明磁翘曲的共转内盘边缘对恒星光球的星周吸收。光球和HeI的径向速度也表现出周期性的变化，和面纱调制的吸积漏斗底部的吸积激波的外观。诊断的热风和他们的时间行为。年轻的AA Tau系统的特殊几何形状（几乎是边缘上的）使我们能够独特地探测靠近恒星的吸收-喷射区域。我们发现，大多数光谱和光度诊断与年轻恒星磁通道吸积模型的预期不同，大规模磁层与恒星的自转轴倾斜20度。我们还发现了磁层吸积流在几个旋转周期的时间尺度上随时间变化的证据。
2006-11-26 astro-ph
The Magnetic Fields of Classical T Tauri Stars
报道了14颗经典金牛座T星（CTTS）的新的磁场测量结果。我们结合这些数据与以前的磁场测定，以比较我们所观察到的磁场强度与磁层吸积模型预测的磁场强度。我们使用的恒星质量，半径，旋转周期和磁盘吸积率的文献数据来预测磁场强度，应该存在于我们的每一个恒星根据这些磁层吸积模型。我们表明，我们的测量值不相关的磁场强度预测的简单磁层吸积理论。我们还使用我们的场强测量和文献X射线光度数据来测试最近的关系表示X射线光度作为表面磁通量的函数来自各种太阳能功能和主序星测量。我们发现，我们所观察到的金牛T星的X射线发射比预期的弱，平均超过一个数量级，使用这种关系。我们认为，这实际上是由于这些恒星上的非常强的磁场，降低了光球层中气体运动的效率，使日冕中的磁通量管缠结。
2007-04-23 astro-ph
Eclipses by circumstellar material in the T Tauri star AA Tau. II. Evidence for non-stationary magnetospheric accretion
我们报告的结果的光度和光谱变化的经典金牛座T星AA头的时间尺度从几个小时到几个星期的天气研究。发射线显示了入流和出流的签名，并很好地再现了中等质量吸积率和高倾角的磁层吸积模型。面纱显示的变化表明，存在2个旋转调制热点对应的两个磁层极。它与HeI线通量、B-V和V过剩通量有很好的相关性。我们有迹象表明，在主发射谱线和面纱之间有一个时间延迟，这些谱线在面纱变化之前较远的地方形成。我们测量的时间延迟是一致的吸积材料向下传播的吸积柱在自由降落速度从约8 Rstar的距离。我们还报告周期性的径向速度变化的光球光谱，这可能指向存在一个0.02 Msun的对象围绕恒星在0.08 AU的距离。在几天内，系统的可变性大大减少，线通量和面纱严重压抑。我们认为，这一集的静止对应于磁盘内边缘的磁配置的临时中断。流入和流出诊断的径向速度变化的Halpha配置产生进一步的证据，在一个月的时间尺度上的大规模变化的磁配置。这些结果可能为金牛座T磁层中大尺度不稳定性的发展提供了第一个明确的证据，因为磁场线被恒星和内盘之间的差异旋转扭曲。
2003-06-26 astro-ph
Magnetically channeled accretion in T Tauri stars : a dynamical process
我们回顾观测证据和开放的问题有关的过程中，金牛座T星的磁层吸积。重点放在最近的数值模拟和观测结果表明，恒星磁层和内吸积盘之间的相互作用是一个高度依赖于时间的过程，从小时到月的时间尺度。
2003-06-26 astro-ph
Captured at Millimeter Wavelengths: a Flare from the Classical T Tauri Star DQ Tau
在2008年4月19日的几个小时内，金牛座T的光谱双星DQ Tau被观测到变亮，达到最大探测通量468 mJy，并可能使其成为金牛座恒星形成区中最亮的3毫米天体。我们提出的光变曲线很少观察到毫米耀斑起源于周围地区的前主序星，第一个从一个经典的金牛座T星。我们讨论的脉冲吸积流的背景下（目前的图片主要是基于这个对象的光学可变光谱的研究），以及磁层重新连接模型（一个单独的理论，预测毫米耀斑的高轨道偏心率的近距离双星）的耀斑行为的属性和性质。我们相信耀斑机制与双星轨道有关，因此是周期性的。DQ Tau提出了一个强有力的理由，多波长的后续研究，并行进行，未来的耀斑，以帮助确定是否磁层和动力学相互作用在一个原双星系统是独立的。
2008-10-22 astro-ph
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
Profiles of Strong Permitted Lines in Classical T Tauri Stars
我们提出了一个光谱分析的30 T金牛星观测汉密尔顿阶梯光谱仪超过十年。目标之一是测试磁层吸积模型的预测。先前发表的观测证据支持该模型，如发射线的不对称性和高频率的红移吸收组件，被认为是。我们还讨论了不同的线形成区域之间的关系，并寻找良好的吸积率指标。在这项工作中，我们确认了几个重要的点的模型，如吸积和流出，广泛的排放成分，主要是中央或轻微的蓝移，只有偶尔存在的红移吸收之间的相关性。然而，我们也表明，广泛的发射组件，据推测形成的磁层吸积流只部分支持的模型。与预测不同的是，它们有时会发生红移，并且大多数都是对称的。已发表的理论轮廓与我们观察到的轮廓没有很强的相似性。我们强调吸积模型需要包括一个强大的湍流成分之前，他们的配置文件将匹配的意见。旋转的影响和外流分量也需要完整的图像。
2000-01-18 astro-ph
Unveiling the Inner Disk Structure of T Tauri Stars
我们提出了近红外光谱的经典金牛座T盘的最内层区域的多余的连续发射。在几乎所有的情况下，过剩的形状是一致的，与T ~ 1400 K的单温黑体，类似于典型的灰尘成分的预期灰尘升华温度。过剩通量的数量大致与具有类似恒星性质的天体的吸积光度相关。我们比较我们的观察与简单的磁盘模型的预测有一个内边缘位于尘埃升华半径，包括辐射加热的尘埃从恒星和吸积光度。该模型产生的内缘半径在0.07-0.54 AU的范围内，增加更高的恒星和吸积光度。使用典型的参数，适合我们观察到的样本，我们预测的边缘半径约0.2 AU的金牛座T星DG Tau，这与最近的凯克近红外干涉测量。对于大的质量吸积率，内边缘位于超出共转半径（或内）磁层吸积流发射，这意味着纯气体磁盘必须扩展内的尘埃边缘。因此，对于很大一部分年轻恒星来说，尘埃不可能存在于最内层的圆盘中，这就对固体粒子被起源于磁层半径的风喷出的理论提出了质疑。
2003-10-02 astro-ph
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 Structure and Emission of the Accretion Shock in T Tauri Stars II: the Ultraviolet Continuum Emission
我们比较吸积激波模型与前主序星的光学和紫外光谱，（1）使第一次测定的吸积率在中等质量的金牛座T星的连续辐射，（2）获得改进的估计的吸积率和连续金牛座T星的吸收。我们的方法扩展了由Calvet和Gullbring开发的冲击模型，使光学和档案国际紫外线探测器紫外光谱的比较。我们发现很好的协议之间的观测和模型的预测，支持磁层吸积冲击的基本模型，以及以前的测定吸积率和星际红化的低质量金牛T星。中等质量金牛座T星的吸积率与通过使用近红外氢线强度的其他方法获得的值非常一致（Muzerolle等人，1998）。
2000-08-14 astro-ph
Paschen beta emission as a tracer of outflow activity from T-Tauri stars, as compared to Optical Forbidden emission
在金牛座T型恒星的近红外光谱中发现的Paschen beta（1.2822微米）发射线被认为是中央恒星上物质吸积的痕迹。我们目前的光谱数据表明，这可能并不总是如此。我们用光谱天体测量技术测量了四颗金牛座T星（DG Tau，V536 Aql，LkH α 321和RW Aur）的Pab辐射的位置位移。我们还观察到了这些光源的光学禁戒辐射。禁止发射线形成于伴随着原恒星演化的流出物中，因此非常适合用作比较，以确认Pab发射中测量到的偏移确实是由于流出物质造成的。基于磁层吸积理论的模型是迄今为止解释氢原子发射谱线起源最成功的模型。然而，我们看到的线轮廓的源显示位移在他们的Pab发射都有磁层吸积模型迄今未能解释的功能，如广泛的全宽半极大值，大翅膀和红移吸收功能的缺乏。在本研究的背景下，由于在所有情况下，我们都是在伸展翼中测量相对于源的位置偏移，因此，模型未能解释在线剖面中存在大型伸展翼的问题，这一点特别有趣。
2003-12-22 astro-ph
The outburst of the T Tauri star EX Lupi in 1994
1994年3月，我们观测到金牛座T星EX Lup的一次爆发。我们提出了光度（BVR）和光谱（低和中分辨率）观测期间进行的下降后爆发。在爆发期间，由于热连续辐射的增加，这颗恒星看起来更蓝。这是伴随着强烈的光球线的面纱增加。我们观察到逆P天鹅座的许多发射线在一个大的亮度范围内的EX LUP。我们简要地讨论了这些功能对模型的磁层支持吸积盘材料。
1995-06-09 astro-ph
Emission-line profile modelling of structured T Tauri magnetospheres
我们提出了经典金牛T星磁层吸积的氢发射线轮廓模型。使用三维蒙特卡罗辐射传输代码TORUS的索伯列夫近似下计算的模型。我们已经计算了四个说明性的模型，其中吸积流被限制在方位角窗帘-磁流体动力学模拟预测的几何形状。我们的模型的线轮廓变化的属性进行了讨论，参考动态光谱和互相关图像。我们发现，我们的模型再现了观测到的线轮廓变异性的一些总的特征，虽然在一般情况下预测的变异性水平大于观察到的。我们的结论是，这种过度的变化可能不包括动力学模拟预测吸积流与低程度的轴对称。
2005-01-07 astro-ph
Accretion Disc Evolution in Single and Binary T Tauri Stars
我们提出的理论模型的T金牛星环绕拱盘的演变。该模型包括前主序星和随时间变化的磁盘演化的影响，并纳入恒星磁场的影响，作用于内部磁盘。对于单颗恒星，与金牛座御夫座观测的一致性要求圆盘分散迅速发生，远小于圆盘的粘性时间尺度，大约在恒星辐射加热首先主导内部粘性耗散的时代。应用该模型，以密切的二进制文件，我们发现，由于初始条件的光盘在二进制文件是不确定的，极端的质量比系统的研究需要提供一个严格的测试理论光盘演化模型。我们还注意到，没有观察到金牛座T星的红外线颜色与它们的自转速率的相关性，这显然与简单的磁层吸积模型的预测相矛盾。
1998-10-30 astro-ph
Redshifted Absorption at He I 10830 as a Probe of the Accretion Geometry of T Tauri Stars
我们探测几何磁层吸积在经典金牛座T星通过模拟红色吸收在He I 10830通过散射的恒星和面纱连续。假设吸积流是一个方位对称的偶极子和氦是足够的光学厚度，所有入射的1微米辐射被散射，我们说明了He I 10830红色吸收的磁层的大小和填充因子的热吸积冲击的敏感性。我们比较模型配置文件中观察到的21 CTTS与亚连续红移吸收在He I 10830，并发现，约有一半的恒星有红色的反射和1微米的vehicles是一致的偶极流的中等宽度与吸积冲击填充因子匹配的磁层足点的大小。然而，剩下的50%的剖面，结合了宽，深吸收和低1微米的面纱，需要非常宽的流动，其中磁足迹分布在10-20%的恒星表面，但吸积冲击填充因子<1%。我们模拟这些配置文件调用大磁层稀释充满吸积气体，离开磁盘的半径范围内的许多狭窄的“细流”，只填充整个落入区域的一小部分。在某些情况下，吸积小气流需要起源于几个恒星半径之间的圆盘，至少是共转半径。少数恒星在速度大于恒星逃逸速度的一半时有如此深的吸收，这种速度在恒星附近流动，曲率小于偶极轨道似乎是必需的。
2008-07-16 astro-ph
The magnetic fields of accreting T Tauri stars
经典金牛座T星的磁层吸积模型通常假设恒星的磁场是一个简单的偶极子。然而，最近对V2129 Oph和BP Tau的塞曼多普勒成像研究表明，它们的磁场更为复杂。V2129 Oph是一颗高质量的金牛座T星，尽管它的年龄很小，但据信已经发展出辐射核心。与此相反，质量较低的BP Tau可能完全对流。由于这两颗恒星的内部结构不同，磁场产生过程也不同，因此比较它们的磁场结构是特别有意义的，这是通过从磁表面图外推磁场获得的。我们比较两个场结构多极磁场，并计算两个系统的磁盘截断半径。我们发现，通过考虑磁场与现实的复杂程度，磁盘被截断，或内，获得的偶极场的半径。
2008-09-24 astro-ph
Spectral Line Variability in the Circumstellar Environment of the Classic al T Tauri Star SU Aurigae
御夫座SU是一颗光谱型为G2的经典金牛座T星。这颗恒星是MUSICOS 96多站点活动的科学目标之一，该活动提供了大量具有良好连续时间覆盖范围的高分辨率交叉色散光谱数据。我们提出了这颗星的复杂的星周环境的分析结果，特别是关于磁层模型，其中吸积从磁盘上的引导到恒星沿磁场线。调制流出和质量吸积事件的签名是目前的光谱，以及瞬态光谱特征。我们计算了自相关和交叉关联函数，以更好地研究剖面变异性的来源。不同谱线剖面的比较使我们能够研究在离恒星表面不同距离处有效观测到的事件的足迹。
1999-12-09 astro-ph
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
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
Constraints on the disk geometry of the T Tauri star AA Tau from linear polarimetry
在2002年秋天，我们同时观测了金牛座经典T星AA Tau的光度和偏振变化。我们将这些数据与先前发表的偏振数据，涵盖两个较早的时代。相位覆盖是完整的，尽管不是连续的。AA Tau清楚地显示了与系统旋转相结合的周期变化。星盘系统产生可重复的偏振曲线，其中偏振随着亮度的降低而增加。这些数据与Bouvier等人（1999年）提出的模型吻合得很好，其中AA Tau几乎是从侧面观察的，它的磁盘通过磁层吸积积极地向中央恒星倾倒物质。圆盘的内边缘由于与倾斜的磁层相互作用而变形，当它周期性地旋转和遮蔽光球时产生日食。从QU平面中的极化曲线的形状，我们确认吸积盘是在一个很大的倾角上看到的，几乎是在边缘上，并预测它的位置角为PA~90 °，也就是说，圆盘的长轴是东西向的
2003-06-26 astro-ph
Edge-on T Tauri stars
利用ESO VLT的UVES阶梯光栅摄谱仪，我们获得了边缘盘天体HH 30 *、HK Tau B和HV Tau C的二维高分辨率（R = 50 000）光谱。为了比较的目的，我们也用同样的设备观测了经典的金牛座T型恒星HL Tau和活跃的晚型恒星LDN 1551 - 9。所有三个观察到的边缘上的磁盘的光谱组成的金牛座T发射和吸收线光谱叠加射流发射线。光谱分析证实，圆盘在可见光波段是完全不透明的，来自中心物体的光只能通过圆盘平面上方和下方的散射层到达我们。我们的目标的中心对象被发现是正常的金牛座T星显示适度，但不同量的面纱，其光球光谱，表明不同的吸积速率或演化阶段。我们认为，所有的经典金牛座T星（CTTS）显示这种观察到的形态时，观察edge-on.Part喷流发射的边缘上的系统是直接可见的，我们在禁戒线，以及在Halpha和He I，这一发现相矛盾的一个纯磁层吸积起源的形成氢和氦的发射线在中等活跃的CTTS目前的范式。从与那些金牛座，御夫座CTTS的倾斜度是可靠的已知的比较，我们得出结论，CTTS系统的视角是一个关键的参数，在金牛座T类的视α发射强度。我们讨论了各种可能的形成区域的Na I D线，并表明，类似于观察到的配置文件可以形成在盘风的基础。
2005-01-26 astro-ph
Magnetospheric Gap and Accumulation of Giant Planets Close to the Star
巨行星在几个恒星半径的距离上聚集，可能是因为在金牛座T的演化阶段，恒星的磁层破坏了盘的内部。恒星旋转的磁场产生了低密度的磁层间隙，在那里恒星的迁移受到强烈的抑制。我们进行了完整的三维磁流体动力学模拟的磁盘磁层的相互作用和检查条件的磁层间隙是“空的”，通过改变磁轴和旋转轴的恒星，θ之间的错位角，并通过降低绝热指数γ，这模拟了热传导和冷却的效果。我们的模拟表明，对于广泛的合理条件，差距基本上是空的。然而，在大的失准角θ的情况下，漏斗流的一部分位于赤道平面中，并且间隙不是空的。此外，如果绝热指数很小（伽马=1.1），并且旋转轴和磁轴几乎对齐，那么物质会由于3D不稳定性而穿透磁层，形成高密度的赤道漏斗。由于这两个极限，在圆盘的赤道平面上有相当大的物质密度，因此行星可以迁移到恒星中。
2006-06-08 astro-ph
Three-dimensional Simulations of Disk Accretion to an Inclined Dipole: I. Magnetospheric Flow at Different Theta
我们提出了一个旋转的磁化恒星的磁流体动力学模拟磁盘吸积的结果，其偶极矩倾斜角度θ的磁盘的旋转轴。我们观察到，物质从圆盘吸积到恒星的两个或几个流取决于θ。星流可能以小θ角绕恒星旋进。圆盘的内部区域是弯曲的。这种扭曲是由于物质倾向于与倾斜的磁层共同旋转。吸积物质给（缓慢旋转的）恒星带来正的角动量，使其倾向于旋转。相应的扭矩N_z仅弱地依赖于θ。到恒星的角动量通量主要是由磁场传输的;物质分量占总通量的<1%。模拟结果对于理解经典金牛T星、激变变星和X射线双星的性质具有重要意义。
2004-01-19 astro-ph
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
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
The Balmer Wavelength Range of BP Tauri
我们分析了国际紫外探测器在低分辨率（6 A）、长波长（1850 - 3350 A）范围内对金牛座BP的所有观测资料。该数据集包含61个光谱。这些光谱不显示任何连续通量和MgII线通量之间的相关性，从而解决了在文献中关于MgII线通量的起源的长期争议。紫外连续谱的色温与其光通量的平均值之间没有相关性。利用Calvet和Gullbring（1998）建立的吸积过程模型，我们从BPTauri的IUE观测中获得了能量通量、吸积点大小和吸积速率。我们发现平均能量通量为5.0 × 10 ^11尔格·cm^{-2}·s^{-1}，平均光斑大小为恒星表面的4.4 × 10^{-3}倍，平均吸积速率为1.6 × 10^-8毫太阳/年。我们的分析表明，在恒星表面的粒子能流和紫外光通量是成正比的。最引人注目的是，我们观察到吸积率和斑点大小之间的相关性，随着斑点大小增加的吸积率的平方。基于模拟的结果，我们得出结论，几何效应是不足以解释这种效果。目前的吸积过程的模型无法再现这样的效果，这表明需要使用更现实的描述恒星场时，治疗磁层吸积。还可能存在一个未建模的效率因子，其决定物质如何加载到场线中。
2000-03-22 astro-ph
On the formation of H-alpha line emission around classical T Tauri stars
我们提出的辐射转移模型的拱星环境的经典金牛座T星，集中在H-α发射的形成。在观测中看到的各种各样的线轮廓都表明流入和流出，因此，我们采用了包括磁层吸积和盘风的星周结构。我们进行系统的调查风和磁层的模型参数，以寻找可能的几何和物理条件，导致在观测中看到的配置文件的类型。我们发现，混合模型可以再现广泛的观测中看到的配置文件类型，并且最常见的配置文件类型占据了大量的参数空间。相反，最不经常观察到的轮廓形态需要一组非常特定的模型参数。我们发现我们的模型轮廓与早期磁流体动力学计算和观测中发现的质量损失率与质量吸积率之比（mu=0.1）的正则值一致，但0.05<mu<0.2的模型仍然与观测到的H-α轮廓一致。我们调查风的贡献线轮廓模型参数的函数，并检查的可靠性H-α作为质量吸积诊断。最后，我们研究的H-α光谱分类Reipurth等。al，并讨论所需的基本物理条件，以再现在每个分类类型的配置文件。
2006-05-09 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
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
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
Accretion funnels onto weakly magnetized young stars
目的：我们重新审视所需的条件，稳步偏离吸积流从拱星盘到磁层漏斗流到一个缓慢旋转的年轻形成的恒星。研究方法：由于偶极恒星磁场的存在，破坏光盘的吸积漏斗流的形成新的分析约束。通用平流代码是用来确认这些限制数值。轴对称MHD模拟进行，恒星偶极子场进入的电阻吸积盘，其结构是自洽计算。结果如下：推导出的解析判据可以从非微扰吸积盘模型中先验地预测截断半径的位置。吸积漏斗被发现是强大的功能，发生在下面的共同旋转半径，其中恒星极向磁压力成为均分与磁盘的热压力，并与磁盘极向冲压压力。我们证实了Romanova等人2002年的结果，并发现在$10^{-9} M_\odot.yr^{-1}$的低吸积速率极限中，低至140 G的恒星偶极场存在吸积漏斗。在我们目前的数值设置中，没有圆盘磁场，我们没有发现风的证据，既没有圆盘驱动的风，也没有X风，恒星只是通过与圆盘的相互作用而旋转。结论：弱偶极场，类似的规模所观察到的，导致发展的吸积漏斗流在弱吸积金牛座T星。然而，大多数金牛座T星（${\dot M} \sim 10^{-8} M_\odot.yr^{-1}$）的吸积较高，需要更大的恒星磁场强度和/或不同的磁拓扑结构，以允许磁层吸积。
2007-12-18 astro-ph
Winds and Accretion in Young Stars
建立来自形成恒星的吸积动力风的起源对于理解恒星-盘相互作用区域的角动量演化至关重要。在这里，吸积动力风的高速分量被发射，吸积恒星被向下旋转，无视磁层吸积期间预期的向上旋转。金牛座T星在最后阶段的磁盘吸积提供了一个独特的机会，研究吸积和风之间的联系，以及它们与恒星自旋。虽然高速度金牛座T风的光谱指标已经知道了几十年，线的He I 10830提供了一个有前途的新的诊断，以探测磁控星盘相互作用和风发射区。这条谱线的高不透明性和共振散射特性为漏斗流和内风的几何结构提供了强有力的探测工具，它与其他原子和分子的谱线一起覆盖了广泛的激发和电离状态，表明恒星和盘之间的磁相互作用以及随后发射的内高速风对盘吸积率很敏感。
2008-09-21 astro-ph
Probing the circumstellar structure of pre-main sequence stars
我们提出了一个大样本的前主序星（PMS）的低和中等质量的Halpha分光偏振，并认为该技术是一个强大的工具，在研究这些对象周围的拱星几何。对于中等质量（2 - 15 Msun）赫比格Ae/Be星，我们发现，16出23显示线效应，这立即意味着扁平是常见的这些对象。此外，我们发现一个显着的差异，Halpha分光偏振行为之间的Herbig的是和Ae组。对于Herbig Be星，电子散射盘的概念被证明是一个有用的概念来解释在这个光谱范围内看到的去极化。在较低的质量，更复杂的Halpha偏振行为开始出现。在恒星表面附近形成一个致密的H α发射源的概念，例如由磁层吸积引起的热点，被假定为一个工作假设，以定性地解释Herbig Ae和低质量（M < 2 Msun）T Tauri星周围的H α光谱偏振行为。金牛座T星RY Tau和赫比格Ae星在分光偏振行为上的惊人相似性表明偏振线光子的共同起源，并暗示低质量和高质量的前主序星可能比迄今为止所怀疑的有更多的共同点。
2003-06-04 astro-ph
Bending Instabilities in Magnetized Accretion Discs
我们研究了薄圆盘在内部产生的磁场和中心恒星中偶极子产生的磁场共同作用下的整体弯曲模。当有一个显着的内部区域的光盘与恒星共转，我们发现不稳定的弯曲模式的频谱。这些可能导致海拔的磁盘以上的原始对称平面，促进吸积沿磁层磁力线。由此产生的非轴对称盘配置可能会导致在恒星表面上的热点和在许多经典金牛座T星（CTTS）中观察到的周期性光度变化的创建。随时间变化的行为可能会发生，包括在磁吸积中心源的阴影，即使当偶极子和旋转轴对齐。
1997-07-29 astro-ph
Planet Migration and Disk Destruction due to Magneto-Centrifugal Stellar Winds
本文研究了快速旋转的强磁化金牛座T星的磁离心驱动或简单的磁风对近距离巨行星向内或向外迁移的影响。如果恒星的自转周期$P_*$小于行星的轨道周期$P_p$，作用在行星上的磁化风的方位角冲压压力会增加行星的角动量，并导致向外迁移。在相反的情况下，$P_* > P_p$，行星向内移动。因此，在距离大于（小于）$0.06 {\rm AU}(P_*/5{\rm d})^{2/3}$的轨道上运行的行星往往会被向外（向内）推，其中$P_*$是假设有太阳质量的恒星的自转周期。磁风很可能发生在金牛座T星，那里靠近恒星的气体热速度很小，恒星的磁场很强，恒星旋转很快。这颗行星可观测到的径向运动的时间尺度估计为$\sim 2 - 20$ Myr。一个足够大的行星可能会导致潮汐锁定，一旦发生这种情况，由于磁风的径向迁移就会停止。在多极磁场而不是偶极磁场的情况下，磁风预计对行星迁移很重要，因为在偶极磁场中，风的方向远离赤道面，形成磁层空腔。分析了磁风对吸积盘的侵蚀和最终破坏作用。湍流风/盘边界层的动量积分，这是用来估计磁盘侵蚀的时间尺度为$\sim 1-10^2$ MYR，较低的值的青睐。
2008-06-25 astro-ph
HeI 1.083 micron emission and absorption in DG Tau: line excitation in jet, hot wind, and accretion flow
我们提出了长缝光谱和光谱天体测量的HeI 1.083微米的发射在金牛座T星，DG Tau。我们在HeI功能：中识别出三种成分：（1）速度为-200 km s^-1时的蓝移发射成分，（2）零速度时的亮发射成分，FWZI约为500 km s^-1，以及（3）速度在-250 ~-500 km s^-1时的蓝移吸收特征。蓝移HeI发射的位置和速度与[FeII] 1.257微米发射的高速分量（HVC）相一致，该分量来自恒星角秒内的喷流。喷流中存在如此高的激发线（激发能~ 20 eV）支持冲击加热的情况。明亮的HeI分量没有表现出任何空间延伸，它很可能是由磁层吸积柱产生的。蓝移的吸收显示出比H-α更大的速度，这表明这些吸收特征来自于靠近恒星的加速风。
2002-02-18 astro-ph
Magnetocentrifugally Driven Flows from Young Stars and Disks. VI. Accretion with a Multipole Stellar Field
以前的分析磁层吸积和流出的经典金牛座T星（CTTS），在X风模型和其他理论方案的背景下，假设一个偶极几何的恒星磁场，如果它不存在的吸积，导电盘的扰动。然而，CTTS的调查显示，吸积热点覆盖的恒星表面的一小部分，并在恒星表面的净场极化是小的。这两个事实都意味着恒星产生的磁场具有复杂的非偶极结构。为了解决理论和观测之间的这种差异，我们重新审视没有偶极子约束的X风理论。使用简单的物理参数的基础上的概念，被困通量，我们表明，偶极子配置实际上是不必要的。与恒星磁层的精确几何形状无关，对一定水平的捕获通量的要求预示着各种CTTS观测值之间的明确关系。此外，多极恒星场的叠加自然会产生小的热点覆盖率和小的净表面极化。广义的X-风的图片仍然是可行的，在这些条件下，从一个小环附近的内部磁盘边缘的流出几乎不受修改后的几何形状，但与流入高度依赖于如何紧急恒星通量的细节是连接和捕获的内部磁盘区域。我们的模型是一致的数据，包括最近的分光偏振测量的热点大小和场强在V2129 OPH和BP头。
2008-06-29 astro-ph
Tracing the origins of permitted emission lines in RU Lupi down to AU scales
大多数观测到的年轻吸积低质量恒星（经典金牛T星-CTTS）的发射线和连续谱过剩发生在星盘或内盘区域。这些地区有一个复杂的发射拓扑结构仍然在很大程度上未知。本文首次研究了磁层吸积和内风对明亮的南CTTS RU Lupi观测到的He和H近红外线的贡献。RU Lupi先前的光学观测显示了一个大的H-α轮廓，这是由于线翼中的风的发射，以及在禁止线中检测到的微喷流。我们扩展到近红外线，通过看到有限的高光谱分辨率光谱与VLT/ISAAC，和自适应光学（AO）辅助窄带成像和低光谱分辨率光谱与VLT/NACO。使用光谱天体测量分析，我们调查的存在下，扩展到非常低的空间尺度（几个AU）的排放。HeI 10830线呈现天鹅座P型轮廓，其吸收特征表明存在内部恒星风。此外，光谱天体测量分析证明存在叠加到吸收特征的扩展发射，并且可能来自光学中检测到的微喷流。相反，氢的帕邢线和布兰克特线的起源是很难解决的。我们尝试解释所观察到的线轮廓和流量比吸积和风模型显示这两种方法的限制。光谱-天体测量信号的缺乏表明HI发射要么是紧凑的，要么是对称的。我们的分析证实了HeI线的敏感性，在恒星附近存在微弱的扩展发射区。
2007-11-16 astro-ph
