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
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
Magnetically modulated accretion in T Tauri stars
我们研究如何吸积金牛座T星可能会被调制的时间依赖性的“磁门”的吸积盘的内边缘被打乱了一个不断变化的恒星场。我们发现，磁场在小于10^5年的时间尺度上的变化可以调制吸积流，从而为金牛座T星显著的光度变化和金牛座T星在经典和弱线状态之间的可能转换提供了一种可能的机制。因此，我们认为，档案数据有关的金牛座T星的分光光度变化可能提供一个间接的记录，在低质量的主序前恒星的磁活动周期。
1995-02-11 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
A Physical Limit to the Magnetic Fields of T Tauri Stars
最近对金牛座T型恒星磁场强度的估计值为$B=1$- $4\,{\rm kG}$。本文通过计算不同表面重力和有效温度下的均分值，给出了$B$光球值的上限。从观测中得出的$B$值超过了这个极限，我检查了这种差异的可能原因。
1998-11-13 astro-ph
On the effects of the stellar magnetic field on the structure of T Tauri accretion discs
利用粒子流体动力学程序，在King的抗磁球吸积模型框架下，考虑了磁相互作用，数值计算了金牛座T型磁性星周围吸积盘的结构.通过模拟金牛座T星赤道面上准稳态圆盘的密度结构，发现中心星的磁场在圆盘上产生中心空洞，并使表面密度分布向外扩展。我们认为，这一结果表明了一个很有前途的机制来解释不寻常的平坦度（IR过剩）的金牛座T吸积盘光谱。
2001-12-04 astro-ph
Magnetic cycles and photometric variability of T Tauri stars
我们认为，恒星磁场周期对金牛座T星盘吸积的影响，其中内部区域的磁盘被破坏的恒星场。使用随时间变化的光盘模型，我们表明，为了统一的变化，场强可以强烈调制的吸积流的周期时间尺度的几年到几十年。光度变化预计在紫外线中最大，在近红外线中可能有较小但仍显着的变化。我们认为，恒星磁场的变化可能有助于长时间尺度的光度变化的金牛座T星。金牛座T星的长期变化可能因此提供了一个线索的性质，在这些恒星的磁发电机周期。
1995-03-13 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
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
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
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
Testing the Reality of Strong Magnetic Fields on T Tauri Stars: The Naked T Tauri Star Hubble 4
本文给出了金牛座T星哈勃4号的高分辨率光学和红外阶梯光栅光谱。K波段红外光谱包括4条塞曼敏感的Ti I谱线和几条磁不敏感的CO谱线。详细的光谱合成与现代大气模型相结合，用于拟合哈勃4号的光谱，以确定其关键的恒星参数：Teff = 4158 +/- 56 K; log（g）= 3.61 +/- 0.50; [M/H] = -0.08 +/- 0.05; vsini = 14.6 +/- 1.7 km/s。利用这些恒星参数合成K波段光谱，并与观测结果进行比较。磁敏感的Ti I线都显着加宽相对于在非磁性模型中产生的线，而磁不敏感的CO线很好地匹配的基本非磁性模型。具有磁场的模型被合成并拟合到Ti I线。最佳拟合模型表明恒星表面的磁场强度分布，其特征在于平均磁场强度为2.51 +/- 0.18 kG。平均场比压力均分参数预测的最大场强大2.0倍。为了确认这样的强磁场的现实，我们试图重新拟合所观察到的配置文件使用两个组件的磁场模型，其中的磁场强度被限制到均分值表示在一个组件中的类斑区域，和该字段被允许在一个较冷的组件表示斑点变化。结果表明，这种模型与TiO带头在7055埃处的光谱不一致。
2004-09-10 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
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
Magnetic Accretion and Photopolarimetric Variability in Classical T Tauri Stars
我们利用蒙特卡罗辐射转移程序研究了被尘埃环绕的金牛座T星的多波长光变。我们的目的是评估磁吸积模型的能力来解释所观察到的经典金牛座T星的旋光度变化，并确定潜在的有用的观测诊断金牛座T星/磁盘/点参数。我们模拟了一系列的光斑尺寸，光斑纬度，内盘截断半径，系统倾角，以及多个磁盘和光斑的几何形状。我们发现，我们的模型预测的振幅，形态和波长依赖性的偏振度的变化一般与现有的观测结果是一致的，需要一个耀斑盘的几何形状，以重现最大的观测偏振水平和变化。我们的模型可以进一步解释随机偏振变化，如果调用不稳定的吸积，在这种情况下，不规则的-但相关的-光度变化的预测，与观测一致。潜在有用的观测诊断系统参数的兴趣进行了讨论。我们还研究了通过分析拟合多波段光度变化的建模点参数的可靠性。
1998-08-24 astro-ph
On the alignment of T Tauri stars with the local magnetic field
磁场被认为在分子云的坍缩中起着重要的作用。特别是，由于磁力的特性，沿着磁场线的坍缩应该更容易，例如金牛座巨大分子云的大规模片状结构就支持了这一点。在这里，我们调查是否这样一个首选的方向崩溃是目前在一个小得多的规模，个别对象。我们使用最近的高角分辨率图像的金牛座T星位于金牛座恒星形成区找到每个恒星+喷流+磁盘系统的对称轴的方向，并将其与当地的磁场。我们发现，i）金牛座T星的对称轴的方向是不是随机的磁场，和ii），年轻的恒星，与喷流或流出的取向非常不同，从那些没有检测到流出。我们提出了这个令人困惑的新结果的一些含义。
2003-06-18 astro-ph
Magnetic braking of T Tauri stars
我们构建模型的旋转速率的金牛座T星的自旋是由恒星和周围的吸积盘之间的磁联系。我们的模型利用一个随时间变化的光盘代码来跟踪吸积过程，并包括前主序星恒星演化的影响。我们发现初始星盘质量控制着星盘系统的演化。对于足够大的光盘，恒星领域的$\sim$ 1千克能够调节的自旋速率的观察值在经典的金牛座T阶段。然后，磁场作用于圆盘，恒星以恒定的角动量旋转，成为一个弱线系统。较低质量的盘在早期被抛出，无法显著制动恒星。我们将该模型推广到闭星系统，发现次级从盘中移除角动量会显著地缩短内盘寿命。因此，这种系统应该是相对慢的旋转器。我们还讨论了我们的模型的光谱能量分布和金牛T星的变化的影响。
1995-12-05 astro-ph
Possible detection of a magnetic field in T Tauri
介绍了金牛座T的中分辨$(R\simeq 15000)$圆偏振光谱分析。这颗恒星被观测了两次：1996年11月11日和2002年1月22日。在光球吸收线中发现了弱的圆偏振，这表明在第一次和第二次观测的历元中，$160\pm 40$ G和$140\pm 50$ G的表面纵向磁场$B_{\|}$是平均的。虽然这些值接近我们设备的检测极限，但我们相信它们是真实的。无论如何，我们可以从我们的数据中得出结论，T Tau的$B_{\|}$不会明显超过200 G，这比Guenther等人（1999）和Johns-Krull等人（2000）发现的恒星表面磁场强度（$>2.3$ kG）小得多。我们讨论了这种差异的可能原因。
2003-02-03 astro-ph
Beat Frequency Modulation of T Tauri Accretion Rates
提出了金牛T星磁控吸积的一般模型。在这个模型中，磁场相对于恒星自转轴的方向是任意的。磁场和吸积盘之间的相互作用导致了可变的吸积速率。这种变化的主要时间尺度是恒星旋转频率和磁层边界处的轨道频率之间的拍频。这个模型是类似的，以解释准周期振荡的低质量X射线双星。
1995-04-10 astro-ph
T Tauri 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
On the alignment of classical T Tauri stars with the magnetic field in the Taurus-Auriga molecular cloud
本文重新讨论了金牛座-御夫座分子云中经典金牛座T星与磁场的排列问题。以前的研究已经声称，活跃的年轻恒星物体的喷流轴，投影在天空的平面上，优先沿本地磁场的投影方向排列。我们重新审视这个问题，鉴于众多的高角分辨率图像的拱盘和微喷流现在可用。图像显示金牛座T星作为一个群体相对于当地磁场随机取向，与先前的说法相反。这表明，磁场在单个星前核坍缩的最后阶段所起的作用可能比以前设想的要小。目前的数据库还表明，一个子样本的CTTS与解决磁盘，但没有观察到明亮的和扩展的流出有一种倾向，以垂直于磁场。我们讨论的可能性，这可能会跟踪一个不太有利的拓扑结构，例如，四极，对于内部磁盘中的磁场，导致较弱的准直流出。
2004-07-05 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
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
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
Measuring the Magnetic Field on the Classical T Tauri Star TW Hydrae
我们给出了经典金牛座T星长蛇座TW的红外光谱和光学阶梯光栅光谱。使用光学数据，我们进行详细的光谱合成，以拟合原子和分子吸收线，并确定关键的恒星参数：Teff = 4126 \pm 24 K，log g = 4.84 \pm 0.16，[M/H] = -0.10 \pm 0.12，vsini = 5.8 \pm 0.6 km/s。红外光谱用于寻找光球吸收线的塞曼展宽。我们在2.2微米附近拟合四条塞曼敏感的Ti I线，发现整个表面上的磁场的平均值为2.61 \pm 0.23 kG。此外，附近的几个磁不敏感的CO线显示没有多余的增宽以上所产生的恒星旋转和仪器增宽，加强了磁解释的Ti I线的宽度。我们进行了广泛的测试，以量化系统误差在我们的分析技术，这可能会导致不准确的知识的有效温度或重力，发现合理的错误，这些数量产生10%的不确定性，在平均场测量。
2005-09-19 astro-ph
The origin of X-ray emission from T Tauri stars
关于金牛座T星（TTS）非常强的X射线活动的起源，有几个方面仍然没有得到很好的理解。最近，钱德拉猎户座超深项目（COUP），一个独特的为期10天的猎户座星云星团钱德拉观测，以及XMM-牛顿金牛座分子云扩展巡天（XEST）获得了重要的新见解。主要基于这两个大型项目的结果，我将讨论我们目前的知识的X射线发射结构在TTS的位置，其日冕磁场的性质，推断前主序磁发电机，吸积过程和X射线发射之间的关系。
2007-04-24 astro-ph
Magnetospheric accretion on the T Tauri star BP Tauri
从ESPaDOnS和NARVAL光谱偏振仪收集的观察，我们报告的塞曼签名的经典金牛座T星BP头的检测。2006年，在两个不同的时期，在BP Tau的大部分旋转周期中，在光球线和跟踪磁层吸积的窄发射线中监测圆偏振特征。我们观察到，旋转调制占主导地位的非偏振和圆偏振光谱代理跟踪光球和吸积漏斗的足迹的时间变化。从完整的数据集在每个时代，我们重建的大规模磁拓扑结构和吸积点的位置在表面的BP头使用层析成像。我们发现，该领域的BP头涉及1.2 kG偶极子和1.6 kG八极，都稍微倾斜的旋转轴。在高纬度地区，吸积点与两个主要的磁极重合，并与暗光球点重叠;它们覆盖了大约2%的恒星表面。强的主轴对称极向场的BP头是非常令人想起的磁拓扑结构的全对流矮星。这表明，像BP Tau这样的完全对流的cTTS的磁场可能不是化石残留物，而是由于在其大部分对流区内运行的强烈发电机作用造成的。初步的模型显示，牛座BP的磁层延伸到至少4 R* 的距离，以确保吸积点位于高纬度，并且不会被假定的恒星风吹开靠近表面。它显然成功地耦合到吸积盘，远至共转半径，并可能解释BP Tau的缓慢旋转。
2008-02-14 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
Grain Alignment and Polarized Emission from Magnetized T Tauri Disks
原恒星盘内的磁场结构可以通过偏振测量法来研究，只要颗粒相对于盘内的磁场排列。我们探讨排列的尘埃颗粒的辐射扭矩在金牛座T磁盘和提供预测偏振发射的磁盘在不同的波长和视角。我们表明，对齐是特别有效的磁盘的外部部分。在存在磁场的情况下，这些排列的晶粒产生红外波长的偏振发射。我们认为一个简单的模型的吸积盘，并提供预测偏振，应提供给两个仪器，不解决磁盘和未来的仪器，将解决磁盘。由于表面磁场和体磁场对盘动力学起着不同的作用，我们分别考虑了盘的表面区域和内部区域的贡献。我们发现，偏振发射下降的波长短于$\sim 10 μm$。在$\sim 10 μm$和$\sim 100 μm$之间，偏振发射由来自盘的表面层的发射主导，并且对于未分辨的盘，偏振度可以与$\sim 10%$一样大。在大于$\sim100μm$的波长下，偏振度约为2- 3%水平。
2007-07-24 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
Diamagnetic Blob Interaction Model of T Tauri Variability
假设T-Tauri星周围的吸积盘中的局部磁场与星点产生的气体团之间存在反磁相互作用，我们证明了这种气体团被喷射出吸积盘平面的可能性。以合适的方式选择相互作用半径和磁场参数，会导致喷射出的斑点的闭合轨道。由这些斑点组成的物质流，从盘的一侧喷射并撞击另一侧，可以在盘上的固定位置形成热点（在与恒星一起旋转的框架中）。这样一个热点，在冷却之前通过盘的剪切而稍微扩散，在某些情况下可能是多年来在各种金牛座T星中观察到的光变曲线变化的原因。提出了一个基于日食的机制，由于恒星遮蔽的斑点。假设盘的倾角很大，就能够解释这些变化的许多令人困惑的性质。通过改变场参数和斑点的初始条件，我们得到的热点的表观角速度的变化，产生一个不断变化的周期或间歇性的周期性消失的模型。
1997-02-19 astro-ph
