The Origins of Fluorescent H2 Emission From T Tauri~Stars
我们在HST/STIS光谱中测量了经典金牛座T星（CTTS）TW Hya、DF Tau、RU Lupi、T Tau和DG Tau以及弱线金牛座T星（WTTS）V836 Tau的荧光H2发射。从这些来源中的每一个，我们检测到41-209窄H2发射线，其中大部分是由强Ly-alpha发射泵浦。WTTS V410 Tau未检测到H2排放。荧光H2发射似乎是常见的拱星环境周围的所有CTTS，但高光谱和空间分辨率STIS观测揭示了不同的现象。从RU Lupi，T Tau和DG Tau检测到的蓝移H2排放与流出中的起源一致。来自TW Hya、DF Tau和V836 Tau的H2辐射集中在恒星的径向速度上，并且与温暖的盘表面的起源一致。来自RU Lupi、DF Tau和T Tau的H2谱线也具有过量的蓝移H2发射，其延伸至高达约100 km/s。这种来自DF Tau和T Tau的蓝移分量的强度取决于跃迁的上能级。在所有情况下，小孔径和恒星风对H2辐射的衰减限制了H2辐射在恒星附近形成。Ly-alpha和H2发射相对于RU Lupi蓝移了15 km/s，向西南方向延伸了0.07 arcsec，尽管更快的H2气体延伸到约100 km/s并没有空间延伸。我们还发现TW Hya和DF Tau的H2发射的小储存器与约2.5x10^4 K的激发温度一致。
2006-02-17 astro-ph
NICMOS Narrow-band Infrared Photometry of TW Hya Association Stars
我们已经获得了1.64，1.90和2.15微米的窄带图像的五个金牛座T星在TW Hya协会（TWA）使用近红外相机和多目标光谱仪上的哈勃太空望远镜。在我们的研究中，大多数金牛座T星都显示出在其大气层中被H2O蒸汽吸收的证据;此外，低质量的棕矮星候选人TWA 5 B在1.9微米处比冷星模型预测的更亮，该模型包括H2O蒸汽的影响，但忽略了尘埃。我们的结论是，大气尘埃对不透明度的影响是重要的，在1.9微米的TWA 5 B，在我们的样本中最冷的对象。现有的证据表明，TWA是5-15我的年龄。比较TWA 5 B的颜色与理论星等作为年龄和质量的函数，然后证实了之前的说法，即TWA 5 B是质量在0.02-0.03太阳质量范围内的亚恒星。本文报道的TWA 5A和TWA 5 B相对位置和距离的精确单历元天体测量，应该允许在短短几年内直接测量TWA 5 B的轨道运动。
2000-02-03 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
X-rays from accretion shocks in T Tauri stars: The case of BP Tau
我们提出了一个XMM牛顿观测的经典金牛座T星BP头。在XMM-牛顿RGS光谱中，O { \sc vii}三重态被清楚地检测到，具有非常弱的禁止线，指示高等离子体密度和/或高UV通量环境。与此同时，并发的紫外线数据指向一个小的热点填充因子，这表明吸积漏斗冲击作为X射线和紫外线发射的网站。这些新的观测结果与TW Hya的X射线数据一起表明，这种漏斗是经典金牛T星的一般特征。
2005-03-07 astro-ph
High-resolution Spectroscopy of [Ne II] Emission from TW Hya
我们提出了高分辨率的阶梯光谱[Ne II] 12.81微米的发射从经典的金牛座T星（CTTS）TW Hya获得与米歇尔双子座北。该谱线的中心位于恒星径向速度处，其固有半高宽为21 \pm 4 km/s。谱线的宽度比其他窄的发射谱线要宽，这些窄的发射谱线通常与TW Hya周围的盘有关。如果形成于圆盘中，谱线变宽的原因可能是温暖的圆盘大气中的湍流、距恒星平均距离为0.1天文单位的开普勒自转，或者来自圆盘光学薄区域的光蒸发流。我们把上限[Ne II]从CTTS DP头和BP头的排放通量。
2007-06-26 astro-ph
High Resolution X-ray Spectroscopy of the Post-T Tauri Star PZ Tel
本文分析了钱德拉高能透射光栅光谱仪对Tucana星协中金牛座T星（约2千万年前）后PZ望远镜座PZ星的快速旋转P_（rot）=0.94 d的观测结果。使用两种不同的方法，我们推导出日冕发射测量分布，em（T），和化学丰度。em（T）在log T = 6.9处达到峰值，并且在温度log T > 7处表现出显著的发射测量。日冕的丰度通常是太阳光球值的0.5倍，而光球值被认为是基本恒星组成的代表。在第一电离势（FIP）为7-8 eV时，丰度最低，在更低和更高的FIP时都有更高的丰度，类似于其他活跃恒星的模式。通过对Mg XI的类He三重态的分析，我们估计电子密度约为10^（12）-10 ^（13）cm^（-3）。PZ Tel的所有日冕性质都与比PZ Tel稍老的AB Dor的日冕性质相似，而不是与年轻的T Tauri恒星TW Hya的日冕性质相似。这些结果支持了早先的结论，TW Hya的软X射线发射很可能是由吸积活动，而不是由磁加热日冕为主。我们的研究结果还表明，前主序星的日冕迅速变得相似的老活跃的主序星吸积阶段结束后不久。
2004-03-01 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
Spectroscopy of Four Cataclysmic Variables with Periods above 7 Hours
我们提出了四个激变变量的光谱。使用径向速度测量，我们发现轨道周期的第一次。它们的恒星和周期分别是GY Hya，0.347230（9）d; SDSS J204448-045929，1.68（1）d; V392 Hya，0.324952（5）d; RX J1951.7+3716，0.492（1）d。我们还检测光谱的二级恒星，估计其光谱类型，并推导出基于表面亮度和罗氏瓣约束的距离。
2005-11-15 astro-ph
Coronal element abundances of the post-common envelope binary V471 Tauri with ASCA
我们报告ASCA观测的日冕活动的伴星后共同信封二进制V471金牛座。演化计算表明，伴星上不应该有特殊的丰度来自共同的包络时代。事实上，我们没有发现特殊丰度的证据，尽管不确定性很高。我们发现，一个单一的温度等离子体模型不适合的数据。双温度模型与解耦元素丰度表明，铁是underabundant毕宿五光球平均值相比。在没有测量的光球Ne丰度在集群中，我们发现Ne是过剩相比，太阳光球值。这表明了第一电离势的反作用。日冕和光球丰度之间的差异被认为是由恒星上层大气中电离和中性物质的分馏造成的。
2003-07-29 astro-ph
How Hot is the Wind from TW Hydrae?
最近有人提出，一般来说，来自经典金牛座T星的风，特别是来自TW Hya的风，温度至少达到300，000 K，同时保持$\sim 10^{-11}$ \Msol年$^{-1}$或更大的质量损失率。如果得到证实，这将对风力发射和加热模型提出新的要求。因此，我们重新研究了哈勃太空望远镜上的太空望远镜成像光谱仪和远紫外光谱探测器卫星的光谱，以更好地限制TW Hya风的最高温度。我们在1037度的\ion{C}{2}双峰和1335度的\ion{C}{2}多重峰中发现了风的明显证据。我们发现，在与\ion{C}{2} 1335射电谱线同时观测到的\ion{C}{4} 1550射电双重谱线中，或在与\ion{C}{2} 1037射电谱线同时观测到的\ion{O}{6}射电谱线中，没有风吸收。是否存在\ion{C}{3}风吸收是不明确的。在\ion{C}{4}线上明显缺乏风，这表明来自TW Hya的风没有达到该线的100，000 K特征形成温度。因此，我们认为，现有的证据表明，来自TW Hya的风，可能还有所有经典的T Tauri恒星，达到的最高温度在10，000 - 30，000 K范围内。
2006-09-22 astro-ph
Stellar Coronal Spectroscopy with the Chandra HETGS
钱德拉高能透射光栅光谱仪通过对各种离子发射谱线的分辨率，提供了年轻和冷恒星的X射线发射和活动的详细信息。我们开始看到有关丰度、排放量和变异性的活动趋势。在这里，我们对比光谱的电视Crt，一个弱线的金牛座T星，与TW Hya，一个经典的金牛座T星。相对于TW Hya光谱，TV Crt的光谱更像是磁活动驱动的日冕，我们将其解释为由于吸积产生的X射线。我们还观察了长周期系统，飞马座IM搜索旋转调制，并比较活动在一个长周期的活动双星短周期系统和前主序星。我们没有发现旋转调制，但确实看到了长时间的耀斑。
2003-10-11 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
CO J=6-5 observations of TW Hya with the SMA
我们提出的第一个图像的691.473 GHz的CO J=6-5线的原行星盘，获得了随着690 GHz的尘埃连续体，对经典的金牛座T星TW Hya使用亚毫米阵列。在CO J=6-5线的成像揭示了一个旋转的盘，与之前对CO J=3-2和2-1线的观测一致。利用辐照吸积盘模型和二维MonteCarlo辐射转移，我们发现需要附加表面加热才能同时拟合CO J=6-5，3-2和2-1谱线的绝对和相对强度。特别是，在磁盘中的垂直气体温度梯度必须比尘埃更陡，很可能是因为CO发射线探头更接近磁盘的表面。我们用理想化的X射线加热模型对CO J=2-1和3-2的谱线轮廓进行了卡方分析，得到了与观测相符的CO J=6-5的辐射。
2005-12-05 astro-ph
The Coronal X-ray Spectrum of the Multiple Weak-Lined T Tauri Star System HD 98800
我们提出了高分辨率X射线光谱的多重（分级四重）弱线金牛座T恒星系统HD 98800，获得的高能透射光栅光谱仪（HETGS）搭载钱德拉X射线天文台（CXO）。在零阶CXO/HETGS X射线图像中，检测到HD 98800的两个主要二元组分（A和B，分离0.8“）;观察期间观察到组分A闪烁。红外过量（尘埃盘）成分，HD 98800 B，在X射线中比明显的“无盘”HD 98800 A在静止时要暗4倍。类He物种的线比率（例如，Ne IX，O VII）表明HD 98800周围的X射线发射等离子体处于典型的日冕密度区（log n <~ 11）。我们得出结论，HD 98800的主要X射线发射组分具有冠状活性。HD 98800和经典的金牛座T星TW Hya之间的光谱差异表明高分辨率X射线光谱学在提供主序前吸积过程的诊断中的潜在效用。
2004-03-02 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
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
Detection of Solar-like Oscillations in the G7 Giant Star xi Hya
我们报告在一颗巨星中发现了类似太阳的振荡。我们用1.2米瑞士欧拉望远镜上的CORALIE摄谱仪连续观测了xi Hya（G7 III）星一个月。433次高精度径向速度测量清楚地揭示了50 - 130 uHz范围内的多个振荡频率，对应于2.0和5.5小时之间的周期。最强模的振幅略小于2 m/s。当前模型计算与检测到的模式兼容。
2002-09-17 astro-ph
Evidence for Accretion: High-Resolution X-ray Spectroscopy of the Classical T Tauri Star TW Hydrae
我们提出了高分辨率X射线光谱的X射线明亮的经典金牛座T星，TW长蛇座，覆盖波长范围为1.5-25 AA。来自温度敏感的发射线的通量的差分发射测量示出了具有尖锐的峰值温度分布的等离子体，峰值在log T = 6.5。异常现象很明显，铁相对于氧非常缺乏，而氖相对于氧增强。Ne IX和O VII的密度敏感线比率指示接近log n_e = 13的密度。在我们的48 ksec观测期间检测到一个快速（~1 ks）上升时间的耀斑;然而，根据对静止和耀斑状态下发射线光谱的分析，推导出的等离子体参数并不具有很强的时间依赖性。推断的等离子体的温度分布和密度是一致的模型，其中大部分的X射线发射TW Hya产生的质量吸积从其拱盘。假设吸积提供了X射线发射的能量，我们对log n_e的计算结果表明，吸积速率为~10^{-8} M_sun_yr^{-1}。
2001-11-02 astro-ph
The FUV spectrum of TW Hya. I. Observations of H$_2$ Fluorescence
我们用\textit{HST} /STIS，用E140 M光栅，从1150- 1700毫微米，用E230 M光栅，从2200- 2900毫微米，用\FUSE，从900- 1180毫微米，观测了经典的金牛座T星TW Hya。代表19个进程的143条莱曼波段H $_2$线的发射在1250- 1650 Å的光谱区域中占据主导地位。H $_2$发射线的总通量为$1.94 \times 10^{-12}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，对应于TW Hya距离为56 pc处的$1.90\times10^{-4}$ $L_\odot$。一个广泛的恒星\Lya线光激发的H $_2$从激发振转能级的基态电子激发态。\ion{C}{2} 1335 λ双峰、\ion{C}{3} 1175 λ多重峰和\ion{C}{4} 1550 λ双峰也电子激发H $_2$。H $_2$线的速度移动与TW Hya的光球径向速度一致，并且发射在空间上没有扩展到超过\textit{HST}的$0\farcs05$分辨率。H $_2$线具有$11.91\pm0.16$ \kms的固有半高宽。由于\ion{C}{2}的风吸收，一条H $_2$线明显弱于该模型的预测。我们也没有观察到任何H $_2$吸收对恒星\Lya配置文件。从这些结果中，我们得出结论，H $_2$发射是更一致的起源在一个磁盘，而不是在外流或…
2002-01-18 astro-ph
An empirical criterion to classify T Tauri stars and substellar analogs using low-resolution optical spectroscopy
我们收集和研究了一些恒星形成区和年轻疏散星团（猎户座、金牛座、IC 348、天蝎座-半人马座复合体、Chamaeleon I、TW Hya星协、猎户座σ星团、IC 2391、α Per星团和昂星团）的光度和光谱数据。我们的目标是寻求一个简单的经验标准的定义来分类恒星或棕矮星，这是吸积物质从一个磁盘上的低分辨率的光学光谱数据的唯一基础上。我们表明，使用Halpha等效宽度和光谱类型，我们可以统计分类非常年轻的恒星和褐矮星的经典金牛座T星和亚恒星类似物。作为吸积和非吸积天体之间的边界，我们使用色球活动的饱和极限Log L（H α）/L（bol）=-3.3（在疏散星团中确定）。我们讨论的不确定性的分类方案，由于耀斑的发生。我们已经使用这种光谱的经验标准来分类文献中发现的对象，我们计算吸积物体在几个恒星形成区域的分数。对于恒星和褐矮星来说，从100万年到1000万年，吸积天体的比例似乎从50%左右减少到5%左右。
2003-09-10 astro-ph
The Best Brown Dwarf Yet?: A Companion to the Hyades Eclipsing Binary V471 Tau
我们已经进行了约160日食时间跨越30年的毕宿星食二进制V471金牛座，显示了长期的准正弦调制其观测到的日食到达时间的分析。O-Cs已经被分析了“光-时间”效应，这种效应是由第三伴星的引力影响引起的。第三个天体的存在会导致食双星相对地球的距离随着它绕着三重系统的重心运行而改变。食时分析的结果是光时半振幅为137.2 ± 12.0秒，轨道周期P_3 = 30.5 ± 1.6年，偏心率e_3 = 0.31 ± 0.04。当V_（471）Tau的总质量为1.61 ± 0.06 Mo时，第三组分的质量为M_3sini_3 = 0.0393 ± 0.0038 Mo。当轨道倾角i_3 > 35度时，第三个天体的质量将低于稳定的氢燃烧极限M = 0.07 Mo，因此它将是一颗棕矮星。在接下来的几年里（接近最大伸长），应该可以获得V471 Tau C的红外图像和光谱，当结合已知的质量，年龄，距离和[Fe/H]时，将作为理解棕矮星物理性质和演化的基准。
2000-10-24 astro-ph
Optical and UV observations of a strong flare in the young, single K2-dwarf LQ Hya
我们目前的高分辨率光学阶梯光谱和IUE观测期间的强烈耀斑1993年12月22日在非常活跃，年轻，快速旋转，单一的K2矮星LQ Hya。耀斑的初始脉冲阶段，开始于2：42 UT和4：07 UT之间的某个时候，其特征是强烈的光学连续增强和蓝移的宽翼发射线。光学色球谱线在$\approx$ 5：31 UT时达到最大强度，此时蓝移消失，光学连续谱增强急剧下降。此后，谱线发射缓慢下降，谱线逐渐红移，持续至少两个多小时。Mg II系表现类似。静止的C IV通量水平直到21小时后才恢复，尽管数据缺口和可能的第二次耀斑使解释不确定。除了典型的耀斑增强发射线（例如，H_α和H_β），我们观察到He I D_3进入发射，加上其他He I和几个强中性金属线（例如，Mg I b）。耀斑增强的远紫外连续谱一般同意与硅I复合模型。我们估计的总耀斑能量，并讨论了广泛的组件，不对称性，和多普勒频移中看到的一些发射线。
1998-11-29 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
Dynamical Evolution of the TW Hya Association
利用银河系动力学，我们已经确定了低质量后T金牛星TW Hya协会（TWA）的年龄。要做到这一点，我们采用的方法奥尔特加等人。(2002 2004年）对依巴谷星协的5颗恒星（TWA 1，TWA 4，TWA 9，TWA 11，TWA 19）进行了距离测量。在这些恒星中，只有TWA 9呈现出完全不同的轨道，因此它似乎不是TWA的动力成员。其余四颗恒星的第一个最大轨道限制年龄为-8.3 $\pm{0.8}$ Myr，这被认为是TWA的动力学年龄。这种限制固定了TWA的可能的3D形成区域，平均半径为14.5 pc。该区域与Sco-Cen OB协会的较老亚组有关，下半人马座Crux（LCC）和上半人马座狼疮（UCL），两者的平均年龄约为1800万年。TWA的动力学年龄和$β$ Pic移动群（BPMG）的1100万年的动力学年龄，为研究这些星协中某些恒星周围的盘演化和行星形成提供了更精确的时间尺度。利用逃逸星HIP 82868的回溯轨道，我们研究了TWA的形成是由超新星（SN）爆炸引发的可能性。结果表明，对于四个考虑TWA星，体积膨胀是一个因素的五，因为它们的起源到目前的状态。这主要是由于目前更遥远的恒星TWA 19。
2006-01-27 astro-ph
Spectropolarimetry of the Classical T Tauri Star TW Hydrae
介绍了金牛座T星长蛇座TW的高分辨率（R ~ 60，000）圆偏振光谱测量。我们分析了12条光球吸收线，并连续6个夜晚测量了净纵向磁场。虽然没有净偏振检测的前五个晚上，一个显着的光球场Bz = 149 \pm 33 G的第六个晚上被发现。为了排除虚假的仪器极化，我们将相同的分析技术应用于几个非磁性的大地线，检测没有显着的极化。我们进一步证明了这一领域的检测的现实，通过显示，在这12个光球线的右和左偏振分量之间的分裂与朗德g-因子倍波长平方，如塞曼效应预测的线性趋势。然而，这种纵向磁场检测仍然远低于如果纯偶极磁几何结构导致先前报道的TW Hya的平均磁场强度为2.6 kG时的结果。我们还检测到强圆偏振的He I 5876和Ca II 8498发射线，表明在这些功能的线形成区域的强场。钙II线的偏振是大大弱于He I线，我们解释为由于一个更大的贡献，钙II线从色球发射中的偏振信号取消。然而，在钙II线极化的存在表明，吸积冲击经典金牛座T星不产生狭窄的发射功能的红外三线钙。
2006-09-11 astro-ph
High spatial resolution mid-infrared observations of the low-mass young star TW Hya
我们希望提高知识的内部几个AU的拱盘周围附近的金牛座T星TW Hya的结构。早期的研究表明存在一个巨大的内洞，可能是由与一颗正在生长的原行星的相互作用造成的。我们使用了在N波段的干涉观测，这些观测是用甚大望远镜干涉仪上的X射线仪器获得的，再加上红外卫星斯皮策记录的10微米光谱。事实上，我们能够确定N-波段相关通量和vibrations这个相对较弱的源表明，和平号干涉测量可以应用于大量的低质量的年轻恒星物体。斯皮策获得的MIR光谱显示来自HI（6-5），HI（7-6）和[Ne II]的发射线，并表明我们在这个波长范围内看到的尘埃中超过90%是无定形的。根据用射电望远镜测量的相关通量，大部分的晶体物质都在圆盘的内部，未分辨的部分，半径约为1 AU。这个vibrium排除了在TW Hya的拱星盘中存在一个非常大的（3-4 AU半径）内孔，这在早期的模型中是需要的。我们提出了一个几何形状的内盘，其中仍然存在一个内孔，但在一个大大减少的半径，从零到全盘高度之间的过渡0.5和0.8 AU，并与光学薄分布的尘埃内。这样的模型可以符合SED和MIR可见度，以及在2微米的NIR中观察到的可见度和扩展发射。如果一个巨大的行星是这个内洞的原因，正如人们推测的那样，它的轨道必须比0.3 AU更接近恒星。或者，我们可能正在目睹吸积阶段的结束和星周盘向内向外扩散的早期阶段。
2007-07-02 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
XMM-Newton X-ray spectroscopy of classical T Tauri stars
我们目前的结果从比较研究的XMM牛顿观测的四个经典金牛座T星（CTTS），即BP Tau，CR Cha，SU Aur和TW Hya。在这些天体中，日冕活动（即磁活动）和最近显示的磁漏斗吸积过程可能是产生X射线发射的原因。对于所有靶，观察到亮度为$10^{30}$ erg/s量级的可变X射线发射。我们调查光变曲线以及中等和高分辨率的X射线光谱，以确定样品CTTS的等离子体性质，并研究其X射线发射的起源及其变异性。排放量的分布和观测到的温度显着不同，目标是占主导地位的高密度的等离子体产生的吸积冲击或主要是更热的等离子体的日冕起源。同样，发现X射线光度的变化由两种机制产生。在所有探测到\ion{O}{vii}三重态发射的恒星中都发现了高密度的冷等离子体，只有SU~Aur由于强吸收而被阻止。一个总的趋势是目前的丰度模式，与氖太阳值或增强，而氧，铁和大多数其他金属被耗尽，指向存在的逆FIP效应在活跃的日冕和可能的颗粒形成在进化的磁盘。我们发现，吸积激波和日冕活动有助于所观察到的X射线发射的目标。虽然日冕活动是大多数CTTS中X射线活动的主要来源，但每个过程的分数在各个物体之间存在显着差异。
2006-01-11 astro-ph
Multi-periodic oscillations of alpha Hya
我们报告的多周期振荡的冷演化的恒星阿尔法Hya（HD 81797，K3 II-III）的检测。2005年3月和4月，智利拉西拉天文台的2.2 m-MPG/ESO望远镜用FEROS获得了这颗恒星的243个高分辨率光谱（R= 48，000）。我们观察到恒星径向速度的振荡和谱线轮廓的不对称性。我们探测到恒星径向速度的振荡频率在两个频率区域，nu= 2-30 muHz和nu= 50-120 muHz。相应的周期分别为P= 0.6-5.6天和P= 2.3-5.5小时。除了这些振荡，我们还观察到径向速度的趋势，这表明长期变化的证据。此外，我们的测量结果表明径向速度的变化和谱线轮廓的不对称性之间的相关性，如在平分线速度跨度测量。线平分线也显示出与径向速度相同频率区域的振荡。我们确定了13个振荡频率的平分线变化与等距分离的8.09 +- 0.32 μ Hz的低频区域和7.69 +- 0.47 μ Hz的高频区域。α Hya的短期振荡的来源显然是由于非径向恒星脉动。这些振荡可能与类太阳恒星中的振荡有相似的起源。阿尔法-Hya的多周期振荡的检测使这颗恒星成为一个适合的目标，特别是因为它是红巨星分支的一颗恒星。
2005-05-10 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
Rotational modulation of X-ray flares on late-type stars: T Tauri Stars and Algol
通过对晚型恒星四次爆发的分析，我们提出了X射线耀斑旋转调制的证据。其中三个耀斑在金牛座T星上观测到，一个在大陵五上观测到。在这一系列耀斑事件中观察到的X射线光变曲线的结构是不典型的，因为最大发射持续了几个小时，在光变曲线中产生了一个圆形的驼峰，而不是一个尖锐的峰值。我们解释了这种偏离标准形状的耀斑光变曲线的结果爆发的耀斑背面的恒星，并逐渐进入视线，由于恒星的旋转。估计的衰变时间尺度和X射线发射体积的大小推导。光谱信息支持我们的主张，可见光体积的变化是负责观察到的时间发展这些耀斑。
1999-01-22 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
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
Mid-Infrared Spectroscopy of Disks around Classical T Tauri Stars
我们介绍了第一台斯皮策红外光谱仪（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NASA通过喷气推进实验室和艾姆斯研究中心资助。经典金牛座T星周围圆盘的观测：六颗恒星5.2-30微米范围内的光谱。光谱主要由无定形硅酸盐尘埃的发射特征和5至8微米的连续成分组成，在大多数情况下，该成分在整个光谱范围内都超过光球层。有相当大的变化，硅酸盐功能/连续比，这意味着倾斜，磁盘耀斑，和恒星质量吸积率的变化。在我们的大多数恒星中，硅酸盐特征的结构表明存在晶体成分。其中一颗是CoKu Tau/4，它在光球层上方的硅酸盐特征波长较短的地方没有多余的物质出现，类似于1000万年前的TW Hya、Hen 3-600和HR 4796 A。这表明光学厚的内盘基本上不存在。硅酸盐发射特征在9.7和18微米处具有峰值，表明存在小的尘埃颗粒。尘埃的色温极低，为135 K，显示这些颗粒距离恒星超过10 AU。这些特征暗示了行星或近伴星的引力影响，以及恒星10天文单位范围内的晶粒生长，对于这么年轻（100万年）的恒星来说有些令人惊讶。
2006-05-18 astro-ph
The MultiSite Spectroscopic Telescope campaign: 2m spectroscopy of the V361 Hya variable PG1605+072
我们目前的结果和分析的2米光谱部分的多站点光谱望远镜（MSST）的活动在2002年5月/6月进行。该项目的目标是对脉动亚矮星B PG 1605 +072同时进行速度和光度观测，并尽可能多地分辨出50种以上的已知模式，从而能够进行详细的星震学分析。我们已经获得了超过150小时的光谱，导致前所未有的噪音水平仅为207米/秒。我们在这里报告检测到20个频率的速度，有两个更可能低于我们的检测阈值。特别是，我们检测到6个线性组合，使PG 1605 +072成为已知的第二颗显示这种速度频率的恒星。我们调查这些组合的阶段和它们的父模式，并找到它们之间的关系，不能很容易地理解基于当前的理论。这些观测，当与我们的同步测光相结合时，应该允许对这个最复杂的sdB振荡器进行星震学研究。
2005-06-29 astro-ph
Ground-based exoplanet near-infrared search by imaging and spectroscopy: 3 new companion candidates in TWA
我们报告的第一个结果，从我们的地面红外成像搜索的亚恒星同伴（褐矮星和巨行星）的年轻（高达100百万年）附近（高达100 pc）的恒星，在那里的同伴应该很好地从中央恒星分离，仍然相对明亮，由于不断吸积和/或收缩。我们的观测主要是在拉西拉的ESO 3.5m NTT上使用SOFI和SHARP（成像），在Cerro Paranal的ESO 8.2m Antu（VLT-UT 1）上使用ISAAC（成像和光谱），所有这些都在H和K波段进行。在这里，我们在TW Hya群中的三颗金牛座T星（TWA-8 A，RXJ1121.1-3845和RXJ1121.3-3447 N）周围提出了新的伴星候选者，如果与金牛座T星处于相同的距离和年龄，它们将成为亚恒星，但通过光谱学发现它们是背景星。
2001-02-15 astro-ph
Detection of a Far-Infrared Bow-Shock Nebula Around R Hya: the First MIRIAD Results
我们提出了MIRIAD（MIPS [斯皮策多波段成像光度计] AGB [渐近巨星分支]尘埃壳的红光成像）项目使用斯皮策太空望远镜的第一个结果。该项目的主要目的是探测演化恒星扩展的星周包层（CSE）中的物质分布，并恢复其质量损失历史的化石记录。因此，我们必须映射整个CSE加上周围的天空进行背景减除，同时避免中心恒星比探测器饱和极限更亮。通过我们独特的映射策略，我们在三个小时的积分中实现了超过1 MJy/sr的灵敏度，并成功地探测到了AGB恒星R Hya周围的一个微弱（< 5 MJy/sr），扩展（~400角秒）的远红外星云。基于星云的抛物线结构，恒星相对于星云形状的空间运动方向，以及与星云同空间的扩展H α发射的存在，我们认为，探测到的远红外星云是由于在星际介质和AGB风的界面处的弓形激波。这是第一次探测到AGB星的星风弓激波相互作用，并证实了斯皮策作为一种工具来研究明亮中心源周围扩展远红外星云的详细结构的潜力。\
2006-07-13 astro-ph
X-ray flares on zero-age- and pre-main sequence stars in Taurus-Auriga-Perseus
我们提出了一个系统的搜索结果的X射线耀斑的年轻恒星观测期间ROSAT PSPC观测金牛座御夫座英仙座地区。为了研究日冕活动的演变，分析了ROSAT公共数据档案中目前可用的所有已知金牛座T星、昴宿星或Hyads星的PSPC观测数据。38个大耀斑可归因于晚型星。利用耀斑持续时间和观测时间，导出了不同恒星样本的耀斑速率。我们研究了恒星的年龄、自转和多重数等参数对单个耀斑参数和耀斑频率的影响。
2000-02-17 astro-ph
HST-STIS Spatially Resolved Spectroscopy and Coronagraphic Imaging of the TW Hydrae Circumstellar Disk
我们提出的第一个空间分辨光谱的散射光从TW长蛇座原行星盘。这个几乎面对面的圆盘在光学上很厚，围绕着一颗经典的金牛座T星，它位于附近的1000万年前的TW Hya协会中。用HST-STIS CCD获取光谱，在5250 - 10300 A的波长范围内提供分辨率R ~ 360。星周盘的空间分辨光谱是困难的，因为亮星和暗盘之间的对比度很高。我们的新观测提供了从40 AU和155 AU之间的恒星盘散射光的光谱。除了最里面的区域，散射光在所有半径处都具有与恒星相同的颜色（灰色散射）。这可能表明，散射的尘埃颗粒大于约1微米，一直到大半径。从光谱数据中，我们还获得了两个位置角度的积分盘亮度的径向分布，几乎与之前在HST-WFPC 2和NICMOS日冕图像中观察到的区域相同（距离恒星35 AU至173 AU）。这些剖面的形状与先前的剖面相同，但在圆盘中显示出先前未注意到的小的方位不对称性。我们的TW Hya的STIS宽带日冕图像证实了这种不对称性的现实，并表明，磁盘表面亮度内部140 AU有一个正弦依赖于方位角。最大亮度出现在北纬233.6 +/- 5.7度的位置角。这可能是由前向散射和盘内部区域倾角增加的组合引起的，这表明TW Hya盘有一个像在Beta Picture碎片盘中看到的翘曲。
2004-12-08 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
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
Synchrotron emission from the T Tauri binary system V773 Tau A
前主序星双星系统V773 Tau A在近星点附近表现出显著的耀斑活动。在这里，我们提出了这样的耀斑在3毫米（90 GHz）的波长进行的高原德布尔干涉仪的观测。我们研究了导致该耀斑2.3小时e折叠时间的能量损失的不同可能原因。我们排除同步，碰撞，逆康普顿损失，因为它们是不符合观测的限制，我们提出，衰落的发射是由于电子本身的泄漏在两个镜像点的磁性结构之间的每个反射部分捕获它们。与我们的泄漏模型和以前的观测结果相一致的磁结构是一个头盔流光，就像在太阳的情况下一样，可以发生在其中一颗恒星的X射线发射，恒星大小的日冕环的顶部。流光可能延伸到20 R，并在近星点通过时与另一颗恒星的日冕相互作用，造成重复出现的耀斑。在头盔流光的两个镜像点处的推断的磁场强度在0.12 - 125 G的范围内，并且部分俘获的电子的相应的洛伦兹因子γ在20 <γ < 632的范围内。因此，我们排除了这种辐射可能是回旋同步辐射的性质：推导出的高洛伦兹因子证明了这个前主双星系统在90 GHz处的辐射性质是同步辐射。根据IRAM Plateau de Bure干涉仪进行的观测。IRAM由INSU/CNRS（法国），MPG（德国）和IGN（西班牙）支持。
2006-04-06 astro-ph
Interacting coronae of two T Tauri stars: first observational evidence for solar-like helmet streamers
年轻的双星系统V773 Tau A表现出持续的射电耀斑活动，从远地点的几mJy逐渐增加到近地点的100 mJy以上。锚定在该系统两颗旋转恒星上的非常大（> 15 R）的磁结构之间的双星间碰撞被认为是这些周期性射电耀斑的起源。磁场结构延伸到几十个恒星半径，这也可以解释观测到的射电耀斑的快速衰减，似乎对应于典型的太阳半开放的相当扩展的磁场配置，称为头盔流光。目标{我们的目标是找到直接的观测证据的假设，太阳一样，日冕拓扑结构。方法{我们使用VLBA和100-m Effelsberg望远镜组成的阵列在8.4 GHz进行了连续7天的VLBI观测。}结果①两种不同的结构出现在这里所提供的无线电图像。它们碰巧与V773 Tau A系统的主星和副星有关。在一幅图像（图2-B）中，两个特征延伸到18 R，几乎平行，揭示了两个相互作用的头盔拖缆的存在。一张由100米埃费尔斯堡望远镜监测到的耀斑后几小时拍摄的图像（图2-E）显示了一个细长的衰落结构，相对于B运行中看到的结构，它基本上发生了旋转。在图2-G中可以看到与另一颗恒星有关的盔状流光的衰变情况。结论{这是第一个直接的证据，表明即使耀斑起源于由于双星间碰撞引起的磁重联，两颗恒星在射电范围内都有各自的结构。这些结构是头盔流光，首次在太阳以外的恒星中观察到。
2007-12-05 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
Absolute dimensions of the M-type eclipsing binary YY Geminorum (Castor C): a challenge to evolutionary models in the lower main-sequence
本文介绍了双子座双子座双星YY Gem的新光谱观测结果，YY Gem是Castor六元双星系统的一员，也是主序下部观测与恒星演化理论比较的基准之一。此外，我们已经重新分析了现有的光变曲线在几个通带使用现代技术，占显着存在的斑点。这与光谱学相结合，产生了对组件的绝对尺寸的非常精确的确定，这些组件实际上彼此相同。我们得到了M=0.5992+/-0.0047 Mo，R=0.6191+/-0.0057 Ro，Teff=3820+/-100 K的平均值。质量和半径的测定都好于1%。对Castor AB的依巴谷凌日数据进行重新分析后，该系统的视差得到了改善，为66.90+/-0.63 mas。据此，我们估算了YY Gem的年龄（~ 3.7亿年）和金属丰度（[Fe/H]~0.0）。我们将YY Gem的观测结果与最近的大量理论计算进行了比较，结果表明，所有模型都低估了半径高达20%，并且大多数模型高估了有效温度150 K或更多。这两种趋势都被毕星团中另一个类似系统（V818 Tau）的观测所证实。因此，对于相对低质量的天体，例如金牛座T星，从H-R图得出的理论年龄可能会有相当大的偏差。如果直接用半径来衡量演化，那么在这种质量状态下，年龄可能会被低估10倍。考虑到这些差异，我们必须至少以某种程度的怀疑态度来看待目前几乎所有的低主序模型的绝对年龄。（节略）
2001-11-08 astro-ph
Enhanced X-ray variability from V1647 Ori, the young star in outburst illuminating McNeil's Nebula
本文报道了2004年4月4日用XMM对麦克尼尔星云进行的~38 ks X射线观测。猎户座V1647是爆发时照亮麦克尼尔星云的年轻恒星，它被XMM探测到，在X射线中出现变化。利用分位数分析方法研究了事件能量分布的硬度比变化和时间变化，结果表明，在观测的后半部分，从V1647 Ori观测到的计数率的大幅度增加与年轻低质量恒星典型的X射线耀斑的任何大的等离子体温度变化无关。X射线光谱拟合表明，大部分（~75%）的内在X射线发射在0.5-8千电子伏的能量带来自软等离子体成分（0.9千电子伏），让人想起的X射线光谱的经典金牛座T星TW Hya，其中X射线发射被认为是由吸积冲击到光球的低质量的恒星。硬等离子体成分（4.2千电子伏）的贡献~25%的总X射线发射，可以理解只有在框架内的等离子体加热持续的磁重联事件。我们发现一个氢柱密度NH=4.1E22 cm-2，这表明一个显着过量的氢柱密度相比，从光学/红外观测得出的值，一致的风/喷流的上升从地面光学光谱揭示的图片。XMM观测到的X射线通量范围从钱德拉在2004年3月22日观测到的通量（大约是爆发前X射线通量的10倍）到钱德拉在2004年3月7日观测到的通量的2倍（大约是爆发前X射线通量的200倍）。我们已经研究了V1647 Ori显示X射线亮度周期性变化的可能性，正如Chandra+XMM组合数据集所建议的那样。
2005-04-05 astro-ph
Observations of short-duration X-ray transients by WATCH on Granat
1990- 1992年期间，格拉纳特卫星上的WATCH全天空X射线监测器发现了6次短持续时间的X射线瞬变。在本文中，我们讨论了它们与特殊恒星的可能关系。只有一个快速（几个小时）的X射线瞬变（GRS 1100-771）可能被暂时归因于超级耀斑产生的一个年轻的恒星物体在变色龙I恒星形成云。在150秒差距的距离，Lx = 1.35 x 10 E34 erg/s（8-15 keV），或2.6 x 10 E34 erg/s（0.1-2.4 keV），假设热谱的kT = 10 keV，温度高于以前在金牛座T星中看到的温度（Tsuboi et al. 1998）。峰值X射线光度至少比原恒星IRS 43（Grosso et al. 1997）高2倍，据我们所知，这将是在年轻恒星物体中见过的最强耀斑。然而，GRS 1100-771是一颗与云无关的孤立中子星的可能性不能被排除，因为WATCH提供了相对较大的误差框。关于持续时间较长（约1天）的X射线瞬变，它们似乎都与已知物体无关。我们认为后者很可能起源于低质量或高质量X射线双星中的致密天体，类似于XTE J 0421 +560。
1999-05-06 astro-ph
Rotational periods of very young brown dwarfs and very low-mass stars in ChaI
我们研究了ChaI星形成区中非常年轻的棕矮星和非常低质量的恒星（质量远低于0.2M_sun）的光度变化。我们测定了三颗M6.5-M7型棕矮星候选者ChaHa 2、ChaHa 3和ChaHa 6在耿氏Ⅰ和R波段的光度周期为2.2 - 3.4天。这是迄今为止发现的褐矮星最长的光度周期。如果被解释为旋转诱导的，它们对应于适度快的旋转速度，这与它们的v sini值和它们相对大的半径完全一致。我们还测定了两颗M5-M5.5型极低质量恒星B34和CHXR 78 C的周期。除了Gunn i和R波段的数据外，我们还分析了几周前拍摄的JHK_s目标监测数据，证实了光学数据中发现的周期。周期测定误差的上限在2至9小时之间。观测到的周期性变化的褐矮星候选人，以及金牛座T星被解释为调制的磁通量在旋转周期的磁驱动的表面功能，与v sini值的一致性的基础上，以及（R-i）的颜色变化典型的斑点。此外，即使是样本中的棕矮星，温度也相对较高（> 2800 K），因为它们非常年轻。因此，一方面，大气气体应该被充分电离以形成斑点，另一方面，温度太高而不能产生显著的尘埃凝结，从而产生云引起的变化。
2003-05-21 astro-ph
