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
Photometric monitoring of the ROSAT selected weak-line T Tauri stars in the Taurus-Auriga field
我们观测了金牛座-御夫座云X射线源中发现的22颗金牛座弱线T星的光变。确认了这些WTTS样品中12个的光度变化。它们都是周期变化的。利用相位色散最小化（PDM）和傅里叶分析方法，确定了这些恒星的自转周期。他们中的大多数被发现是短于一天。这为主序星前角动量演化模型所预言的太阳型恒星上旋提供了进一步的证据。
2006-05-08 astro-ph
New proper motions of pre-main sequence stars in Taurus-Auriga
我们目前的自行72 T金牛座恒星位于金牛座御夫座的中心区域。这些自行取自一个新的自行目录称为STARNET。我们的样本包括17个经典的金牛座T星和55个弱线金牛座T星，后者大多数是由ROSAT发现的。53颗恒星以前没有自行测量。在运动学上，这些恒星中有62颗是该协会的成员。速度频散小于2-3公里/秒的发现，这是由自行的错误占主导地位。这种速度分散与距离的扩展相关。此外，我们给出了位于金牛座分子云正南方的58颗恒星的自行，并将样本中最年轻恒星（小于3.5 × 10 ^7岁）的运动学与金牛座-御夫座星协中前主序星的运动学进行了比较。从空间速度的比较中，我们发现在陶-奥尔中心区域的恒星与南部的恒星在运动学上是不同的。在远离金牛座平均运动的大自行恒星中，我们发现了2颗昴宿星候选星和7颗可能的昴宿星逃逸星。
1997-04-29 astro-ph
Optical Spectroscopy of Embedded Young Stars in the Taurus-Auriga Molecular Cloud
本文介绍了金牛座-御夫座暗云中I类源（也称为嵌入源和原恒星）的第一次光学光谱调查。我们在5500-9000 A的云中探测到了24个已知的I类源中的10个。所有检测到的I类源都有很强的H-α发射;大多数也有很强的[O I]和[S II]发射。这些数据--连同金牛座-御夫座星云中金牛座T星的高质量光谱--证明了禁射谱线在I类源中比在金牛座T星中更强和更常见。我们的结果也提供了一个明确的判别之间的禁戒线发射的频率弱发射和经典金牛座T星。除了强发射线，三个I类源具有突出的TiO吸收带。在HR图中，这些源的M型中心星与可见的金牛T型星混合在一起，并位于球形吸积的出生线和吸积盘的氘燃烧序列之下。
1998-04-18 astro-ph
The evolution of stars in the Taurus-Auriga T association
在最近的一项研究中，确定了金牛座-御夫座T星协中许多属于同一移动星群成员的恒星的个体视差。我们使用这些新的弛豫来重新解决经典金牛座T星（CTTS）和弱发射线金牛座T星（WTTTS）之间的关系的问题。在金牛座-御夫座天体中，有72颗恒星或恒星系统的光谱和光度信息，我们得到了可靠的光球光度，主要是从这些天体的Ic星等。然后，我们研究了恒星样品的质量和年龄分布，使用主序前演化模型来确定恒星样品的基本性质。统计检验和蒙特卡罗模拟，然后应用到研究的两个金牛座T子类的属性。我们发现，CTTS和WTTS样本来自相同的父母年龄和质量分布的概率是低的，CTTS，平均而言，比WTTS年轻。它们的质量也较小，但这是由于选择效应。观测到的金牛座T两个子类的质量和年龄分布可以在一个简单的磁盘演化模型的框架下理解，假设CTTS演变成WTTTS时，他们的磁盘完全吸积的恒星。根据这一经验模型，金牛座御夫座的平均盘寿命为410 **6（Mstar/Msun）**0.75年。
2007-08-22 astro-ph
An assessment of Li abundances in weak-lined and classical T Tauri stars of the Taurus-Auriga association
对年轻低质量恒星锂丰度的精确测量提供了独立和可靠的年龄诊断。以前对附近恒星形成区的研究已经确定了大量的锂耗尽恒星，通常与其光度所指示的年龄不一致。我们的目标是一个新的和准确的分析在金牛座-御夫座约100个前主序星的样本中的Li丰度使用一个均匀的和更新的恒星参数和模型大气适合的光谱类型的样本星。我们计算Li丰度使用公开的值的等效宽度的Li 6708 A的双峰从中/高分辨率光谱。我们发现，在金牛座-御夫座显着的锂耗尽的恒星的数量大大减少，相对于早期的结果。只有13颗恒星的丰度比星际值低5倍或更高。它们都是由X射线观测得到的弱线金牛座T星;除了位于L1551和L1489暗云附近的四颗恒星外，所有的贫锂恒星都属于分散的低质量恒星，分布在当前恒星形成的主要地点周围。如果位于金牛座-御夫座的距离，推导出的锂丰度暗示的恒星年龄在3-30百万年的范围内，大于大部分的富锂人口与该地区的恒星形成历史的影响。为了得到关于金牛座-御夫座中锂耗尽恒星比例的确切结论，应该获得该星协剩余成员的锂测量值，特别是落在HR图中锂燃烧区域的恒星群。
2008-07-02 astro-ph
Search for young low-mass stars in a ROSAT selected sample south of the Taurus-Auriga molecular clouds
我们目前的131光学对应的115 ROSAT全天巡天X射线源的金牛座御夫座暗云复杂的南部的中间分辨率光谱的结果。这些天体是从大约300平方度区域内的总共1084个ROSAT源中选出的候选年轻恒星。我们确定了30个对象的低质量PMS星的基础上，在他们的光谱中的Li 6708双峰，他们的年轻年龄的签名。所有这些恒星的光谱类型都晚于F7，并显示出典型的弱线和后T金牛星的光谱特征。年轻物体的存在几个秒差距远离正在进行的恒星形成的地区进行了讨论，在目前的模型的金牛座T分散。
1996-12-19 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
The lithium-rotation correlation for WTTS in Taurus-Auriga
表面锂丰度和自转速度可以作为恒星内部结构的有力和互补的诊断。到目前为止，对前主序演化过程中锂元素贫化的过程仍知之甚少。研究了弱线金牛座T型星的等效Li宽度（EW（Li））与自转周期（P $_{rot}$）之间是否存在相关性.我们发现，在金牛座-御夫座0.9 M $_\odot$ ~ 1.4 M $_\odot$ WTTS之间，快速旋转的恒星具有较低的EW（Li），Li的快速燃烧开始于恒星P $_{rot}$向3天演化的阶段。我们的研究结果支持Piau & Turch-Chiéze关于恒星年龄与锂耗尽模型的结论，以及Bouvier等人关于旋转演化的结论。EW（Li）与P $_{rot}$的相关曲线转折于零时代主层序（ZAMS）阶段。EW（Li）在到达ZAMS之前随P $_{rot}$减小而减小，而对于年轻的低质量主序星，EW（Li）随P $_{rot}$（自转速度减小）增大而减小。这一结果可以解释为Li耗尽的年龄效应，快速自转并不能抑制低质量PMS星中Li的破坏。
2006-10-30 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
Star Formation in Space and Time: Taurus-Auriga
要了解恒星群的形成，首先必须仔细记录真实星团和星协中的诞生模式。在金牛座御夫座的这项研究中，我们结合了我们自己的演化轨迹与恒星位置的观测调查前主序星年龄。借助分子云上大量的毫米级数据，我们描绘了该地区的历史。恒星形成开始于一个相对较低的水平，以空间分散的方式，至少在过去的1000万年。在过去的几百万年里，新的恒星以加速的速度产生，几乎完全在一组有限的条纹云丝中。灯丝内部和周围的气体似乎处于力平衡状态。因此，暗条的出现是由于母云物质的全球性、准静态收缩。引力驱动着这种收缩，激波耗散起着中介作用，但气体的内部运动似乎并不是湍流。最近恒星形成的加速性质意味着云核的凝结是一个阈值现象，需要最小的背景密度。其他附近的云区，包括狼疮和变色龙，包含一些已经达到这种密度的地方，还有一些没有。在后者中，我们发现了广泛的，有时是大质量的分子气体，仍然缺乏年轻的恒星。
2002-08-30 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
Circumstellar Dust Disks in Taurus-Auriga: The Submillimeter Perspective
我们提出了一个敏感的，多波长的亚毫米波连续测量金牛座御夫座恒星形成区域的153个年轻恒星。亚毫米探测率为61%，在850微米处的完整性极限为~10 mJy（3-sigma）。星周盘的质量呈对数正态分布，平均质量约为0.005太阳质量，色散较大（0.5 dex）。大约三分之一的亚毫米波源的盘质量大于形成太阳系的最小星云。星盘与恒星质量比的中位数为0.5%。在350微米和1.3 mm之间，亚毫米连续谱的经验行为最好描述为F_nu~nu ^（2.0 +/-0.5），我们认为这是由于与ISM相比，光学厚发射的分数和不透明度的平坦频率行为的组合效应。后一种效应可能是由于大量的大尘埃颗粒，这可能是通过碰撞凝聚增长。在这个样本中，唯一与外盘相关的恒星属性是伴星的存在。我们发现的证据显着减少亚毫米波通量密度，磁盘质量，亚毫米波连续斜率沿典型的红外光谱能量分布演化序列的年轻恒星物体。在亚毫米级探测到的物体比例与过量近红外辐射的比例基本相同，这表明内外盘中的尘埃几乎同时被清除。
2005-06-08 astro-ph
On the Evolutionary Status of Class I Stars and Herbig-Haro Energy Sources in Taurus-Auriga
[摘要]我们提供了金牛座-御夫座恒星的高分辨率光谱，其星周环境表明它们的演化程度低于光学显示的金牛座T星。许多星星只能通过散射光看到。这些光谱被用来寻找赫比格-哈罗流的动力恒星和没有的恒星之间的差异，并重新评估所谓的原恒星（I类恒星）相对于光学显示的金牛T星（II类恒星）的演化状态。I类星的质量分布与II类星相似，包括3颗I类棕矮星。金牛座的I类恒星正在缓慢旋转;年轻恒星的角动量似乎在光学显示的金牛座T阶段之前消散。令人惊讶的是，I类恒星的质量吸积率与II类恒星的质量吸积率几乎没有区别;它们的光度不受吸积的影响。我们证实了以前的结果，发现更大的禁线发射与I类恒星比II类恒星。我们认为，这是由一个方向的偏见，允许更直接的看法有点延长禁止发射线区域比模糊的恒星光球，而不是因为更大的质量流出率。总的来说，I类和II类恒星相似的质量、光度、自转速率、质量吸积速率、质量流出速率和毫米通量密度最好的解释是大多数I类恒星不再处于主吸积阶段，并且比传统假设的要老。类似地，虽然驱动赫比格-哈罗流的恒星似乎有更大的质量流出率，但它们的恒星和拱星性质通常与不驱动这些流的恒星没有区别。
2004-08-12 astro-ph
Polarimetric variations of binary stars. IV. Pre-main-sequence spectroscopic binaries located in Taurus, Auriga, and Orion
我们目前的偏振观测位于金牛座，御夫座和猎户座恒星形成区域的14个前主序星（PMS）双星。大多数观察到的平均偏振低于0.5%，没有一个高于0.9%。除去星际极化的估计值后，大约一半的双星有超过0.5%的内禀极化，尽管它们中的大多数没有其他证据证明存在星周尘埃。各种测试表明，77%的PMS双星具有或可能具有可变偏振。LkCa 3、Par 1540和Par 2494呈现可检测的周期性和锁相变化。周期性的偏振变化比其他类型的双星，如热星，噪音更大，振幅更小（~0.1%）。这可能是由于随机事件产生的偏差，平均偏振，一个不利的几何形状（环二进制信封），或散射体的性质（尘埃颗粒是效率较低的极化比电子）。Par 1540是一颗弱线TTauri星，但它的环境中有足够的尘埃产生可检测的偏振和变化。第四个有趣的例子是W134，它显示了偏振的快速变化，这可能是由于日食。我们比较的观察与我们的一些数值模拟，还表明，分析的周期性极化变化与布朗，麦克莱恩，和埃姆斯利（BME）形式主义，以找到轨道倾角是为时尚早：非周期性事件引入随机噪声，部分掩盖了周期性低振幅的变化，并防止BME形式主义找到一个合理的估计轨道倾角。
2002-06-04 astro-ph
A Spectroscopic Survey of Subarcsecond Binaries in the Taurus-Auriga Dark Cloud with the Hubble Space Telescope
我们报告的光谱调查的20个密切的金牛座T双星的金牛座，御夫座暗云之间的分离的原色和它们的secondaries小于典型的大小围绕一个年轻的恒星拱盘的结果。低分辨率和中等分辨率的STIS光谱分析产生的恒星光度，红化，年龄，质量，质量吸积率，红外过剩，和发射线光度为每对恒星。我们研究的能力，红外颜色过剩，H-α等效宽度，[O I]发射，和面纱区分弱发射和经典的金牛T星。四对具有一个cTT和一个wTT; cTT是其中三个系统中的主要。这种频率的混合对之间的密切T金牛座二进制是类似的频率混合对更广泛的年轻的二进制。双星系统内的绝灭通常是相似的;然而，在某些系统中，次级恒星比主恒星更红，在那里可以通过主恒星的圆盘看到。质量吸积率的小学和中学是强烈相关的，和H-α光度，红外过剩，年龄也相关的对。根据三套不同的现代前主序星演化轨迹，原生星往往比次生星有更大的吸积速率，并且通常比次生星稍老。XZ Tau和FS Tau的年龄差异是惊人的，它们是嵌入在反射星云中的系统;每对中的次级星云质量较小，但比初级星云更明亮。从旋转分子盘测量的UY Aur和GG Tau双星的恒星质量比从光谱和演化轨迹推断的质量大30%左右。
2002-09-30 astro-ph
A shallow though extensive H2 2.12 micron imaging survey of Taurus-Auriga-Perseus: I. NGC1333, L1455, L1448 and B1
讨论了英仙座NGC1333、L1448、L1455和B1恒星形成区的宽视场近红外成像。这些观测是从金牛座-御夫座-英仙座复合体的更大窄带成像调查中提取的。这些H2 2.12微米的观测是由宽带K成像，中红外成像和测光从斯皮策太空望远镜，并发表了亚毫米CO J = 3 - 2的高速分子流出的地图。我们检测和标记85 H2功能，并将这些与26分子流出。三个是秒差距尺度的流量，平均流量叶长超过11.5弧分。37个（44%）的H2特征与已知的赫比格-哈罗天体有关，而72个（46%）的HH天体在H2发射中被检测到。嵌入式斯皮策源被确定为所有，但两个的26个分子流出。这些候选外流源都具有高的近中红外光谱指数（α平均值约为1.4）以及红色IRAC 3.6 - 4.5微米和IRAC/MIPS 4.5 - 24.0微米颜色：80%的[3.6]-[4.5]> 1.0和[4.5]-[24]> 1.5。这些标准-高α和红色[4.5]-[24]和[3.6]-[4.5]颜色-在寻找分子流出源时是强有力的判别。然而，我们发现α和流动长度或开口角度之间没有相关性，并且流出在每个区域中出现随机取向。更大质量的云与更多数量的外流有关，这表明每个区域的恒星形成效率大致相同。
2008-03-20 astro-ph
X-ray Emission near the Substellar Limit: The sigma Orionis and Taurus Star Forming Regions
我们已经进行了广泛的搜索X射线发射从年轻的，非常低的质量物体附近和超出亚恒星的限制，利用存档的ROSAT PSPC和HRI的观测指向在年轻的猎户座σ和金牛座御夫座协会的褐矮星和褐矮星候选人。在猎户座西格玛中，我们确定了三个具有X射线源的褐矮星候选者;在金牛座-御夫座中，我们在早先公布的列表中增加了一个进一步的X射线探测。我们结合这些数据与所有以前的X射线检测到的棕矮星和棕矮星候选人在年轻的恒星协会和恒星形成区域进行恒星活动参数的研究，迄今为止最大的样本的年轻，质量很低的对象。金牛座T星的X射线和热光度以及H-α辐射之间的关系，与金牛座T星的相似，似乎也适用于年轻的天体，直到亚恒星的极限。在向亚恒星质量过渡的过程中，没有发现X射线活动发生变化的迹象。
2002-06-19 astro-ph
Dust Processing and Grain Growth in Protoplanetary Disks in the Taurus-Auriga Star-Forming Region
利用Spitzer空间望远镜上的红外光谱仪（IRS）拍摄了65颗金牛座T星（TTS）的中红外光谱，并利用两种温度下的尘埃模拟，研究了原行星盘最上层尘埃成分的径向变化。大多数光谱表明结晶硅酸盐需要富含镁的矿物和二氧化硅，但也有少数表明并非如此。在较高温度下指示丰富顽火辉石的光谱也需要在低于显示其他结晶硅酸盐的高丰度的光谱所需的温度下的结晶硅酸盐。少数光谱显示10微米的复合物具有非常小的等效宽度。它们很适合使用丰富的结晶硅酸盐，但很少有大颗粒，与10微米复合物的低峰-连续比总是指示颗粒生长的预期不一致。在我们的样品中的大多数光谱拟合得很好，没有使用大的结晶硅酸盐颗粒的不透明度。如果大颗粒通过所有粉尘类型的亚微米颗粒的附聚而生长，则这些聚集体的无定形硅酸盐组分通常必须比结晶硅酸盐组分更丰富。结晶硅酸盐丰度与其他此类丰度呈正相关，这表明结晶硅酸盐是直接从无定形硅酸盐加工而成的，无论是镁橄榄石、顽火辉石还是二氧化硅，都不是生产其他两种矿物的中间步骤。具有更多灰尘沉降的矿物通常具有更大的结晶丰度。大颗粒的丰度在某种程度上与更大的沉降盘有关。强相关性的缺乏被解释为意味着大颗粒的沉降对单个盘的性质敏感。质量较低的恒星在其内部区域有较高的大颗粒丰度。
2008-11-21 astro-ph
High Resolution X-ray Spectroscopy of T Tauri Stars in the Taurus-Auriga Complex
在吸积星和非吸积星的X射线发射之间有不同的报道。一些观测表明，经典金牛T星（CTTS）的部分X射线发射可能是由吸积激波引起的。我们提出了高分辨率X射线光谱的9个前主序星，以测试吸积和非吸积前主序星之间的光谱差异。我们使用XMM-牛顿反射光栅光谱仪和EPIC仪器的X射线光谱。我们解释光谱使用光学薄的热模型与可变的丰度，连同吸收柱密度。对于BP头和AB Aur，我们从O VII三重态得到电子密度。使用O VII/O VIII计数比作为冷等离子体的诊断，我们发现CTTS显示软过剩（等效电子温度约2.5-3 MK）相比，WTTS或零年龄主序星。虽然在金牛座BP中O VII三重态的电子密度很高（3.4 x 10^11 cm^-3），但我们发现吸积的赫比格星AB Aur的密度很低（n_e < 10^10 cm^-3）。吸积星和非吸积星的元素丰度相似。在所有K型和M型恒星中，Ne丰度都很高（是Fe丰度的4-6倍）。相比之下，对于三个G型恒星（SU Aur，HD 283572和HP Tau/G2），我们发现与后一种类型的恒星相比，Fe丰度增加（0.4-0.8倍太阳光球值）。将我们的样本结果与金牛座T星以前的高分辨率研究结果相结合，我们发现所有吸积星都有软过剩，但没有一个非吸积星。另一方面，高电子密度和高Ne/Fe丰度比似乎并不存在于所有的吸积前主序星。
2006-11-01 astro-ph
High resolution spectroscopy of Brown Dwarfs in Taurus: Detection of accretion in KPNO Tau 3
我们目前的高分辨率光谱的金牛座，御夫座恒星形成区域的三个候选成员。根据光谱类型，H（α）线的强度，轮廓和宽度，在6708埃处检测到的锂，这些物体在H-R图中的位置以及与属于年轻恒星协会的类似物体的比较，我们确定它们是SFR的真正成员，大约300万年，质量等于或低于亚恒星极限，至少在一种情况下，存在来自环绕恒星盘的活跃的吸积。这一结果表明，高质量的棕矮星经历了经典的TTauri阶段，并像恒星一样形成，从分子云的崩溃和分裂中形成。
2004-03-12 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
A Three Micron Survey of the Chamaeleon I Dark Cloud
我们描述了一个L波段光度测量的0.5平方度的茶I暗云。该调查的完整性限制为L < 11.0。我们的调查发现了124个来源，包括所有已知的L < 11的前主序星。对于K = 9-11，具有近红外过量发射的源的分数为58% ± 4%。Cha I源的H-K和K-L颜色比金牛座-御夫座的前主序星更蓝。这些源在EW（H-alpha）和K-L之间也有很强的相关性。K-L < 0.6的恒星有弱的H-α辐射; K-L > 0.6的恒星有强的H-α辐射。因为许多车一型的源都是严重的红化，所以弱发射金牛座T型星和经典金牛座T型星之间的这种区分发生在比金牛座-御夫座更红的K-L处。
2001-01-19 astro-ph
Magnetically Aligned Velocity Anisotropy in the Taurus Molecular Cloud
利用计算模拟和分子线观测研究了Taurus分子云的MHD湍流引起的速度各向异性。提出了一种利用星际云光谱成像数据分析速度各向异性程度和角度的新方法。该方法的有效性证明模型观测来自三维速度和密度场的数值MHD模拟，跨越一个范围内的磁场强度。该分析适用于12 CO J=1-0成像的子领域内的金牛座分子云。速度各向异性被识别为在从光学偏振测量导出的平均局部磁场方向的10度内对齐。基于速度各向异性的场强估计值与其他方法的结果一致。当结合金牛座的新柱密度测量时，我们的磁场强度估计表明，云的包络是磁亚临界的。这些观测有利于金牛座云的低密度、亚临界、分子气体基质内的强MHD湍流。
2008-02-14 astro-ph
Star Formation: Lessons from Taurus
金牛座分子云复合体是静止、低密度、孤立恒星形成的范例。然而，它的恒星星族的年龄分布表明，恒星的形成是一个快速和动态的过程，与磁力控制的原恒星云坍缩的旧图像不一致。相反，金牛座恒星的形成方式似乎与其他高密度恒星形成区域的快速云形成和扩散相一致。我认为金牛座星云是由星际介质中原子气体流的碰撞迅速形成的，恒星的形成紧随其后。
2000-01-07 astro-ph
Structure Function Scaling in the Taurus and Perseus Molecular Cloud Complexes
计算了金牛座和英仙座两个J=1-0的13 CO积分强度图像的结构函数标度。结构函数的标度指数遵循超音速湍流的速度标度，表明湍流在冷星际云的破碎中起着重要的作用。数据还允许验证的两个基本假设的分层对称模型，最初提出的推导速度结构函数缩放的有效性。这表明，同样的层次对称性适用于冷星际云的投影密度场。
2002-07-25 astro-ph
Massive Star Feedback on the IMF
我们获得了梯形星团恒星质量吸积率的第一个测量值。它们系统性地低于金牛座-御夫座星协中的类似恒星。结合猎户座前体的HST图像所戏剧性揭示的过早盘蒸发，这一结果表明，在一个丰富的星团中的低质量恒星可能会受到附近OB星的影响而“相形见绌”。这种反馈机制会影响IMF，产生过多的低质量恒星和褐矮星。猎户座与金牛座中低质量物体的观测频率似乎证实了这一说法。
2004-10-14 astro-ph
Near-Infrared Spectroscopy of Very Low-Luminosity Young Stellar Objects in the Taurus Molecular Cloud
我们对金牛座分子云Heiles Cloud 2中的23个非常低光度的年轻天体候选者和5个伴星进行了近红外光谱观测。12个天体被Br γ特征确认为YSO。的YSO和同伴的有效温度估计从2.26微米的功能，2.21微米的功能，和H2O带强度。我们的光度和光谱观测与HR图上的演化轨迹的详细比较表明，一些对象是非常低质量的YSO。
2002-06-04 astro-ph
GRAIN ALIGNMENT IN THE TAURUS DARK CLOUD
星际颗粒的偏振效率（p/A）随环境的变化对它们排列机制的模型提出了重要的限制。我们利用背景场恒星的偏振测量研究了金牛座暗星云中A_K < 2.5（A_V < 25）的恒星排列随光学厚度的变化。结果表明，一个强大的系统的趋势，偏振效率与消光。我们讨论了p/A和冰粒地幔生长之间的关系的可能性，因为地幔在金牛座中只检测到p/A是最低的。顺磁排列的简单密度模型（Davis & Greenstein 1951）预测磁场强度（B）与密度的幂k=0.28成比例。
1995-04-28 astro-ph
X-rays from young stars - a summary of highlights from the XMM-Newton Extended Survey of the Taurus Molecular Cloud (XEST)
金牛座分子云的XMM-牛顿扩展巡天（XEST）是利用XMM-牛顿X射线天文台上的所有仪器对最近的大型恒星形成区金牛座分子云（TMC）进行的巡天。这项调查，目前仍在增长，提供了前所未有的光谱结果，几乎每一个观察到的金牛座T恒星，并从约50%的研究褐矮星和原恒星。该调查包括金牛座T星的高分辨率光谱的第一个相干统计样本，并伴随着TMC的U波段/紫外成像测光调查。XEST发现了新的、系统的X射线特征，这在以前的小样本中是不可能的，特别是经典金牛座T星的X射线软过剩和喷流驱动金牛座T星的双吸收X射线（TAX）光谱。本文总结了XEST的亮点，并回顾了这个大型项目的关键作用。
2007-11-08 astro-ph
A Distributed Population of Low Mass Pre-Main Sequence Stars near the Taurus Molecular Clouds
我们提出了一个漂移扫描调查，覆盖了约5度的50度区域向南部的金牛座御夫座分子云。用Palomar 48英寸望远镜上的Quest-2相机在B，R，I滤光片中拍摄的数据与2 MASS近红外测光相结合，以选择候选的年轻恒星。对190颗候选星的后续光学光谱分析鉴定出42颗光谱类型为M4-M8的低质量主序前恒星，其中大约一半的恒星表面重力特征与已知的金牛座恒星相似，而另一半的恒星表面重力特征则与较老的上斯科、TW Hya和Beta Pic星协成员相似。前主序星分布在35度的范围内，许多位于以前探索过的区域之外。从空间和自行分布的评估，我们认为，新的前主序星确定远离云不能起源于附近的1-2万年老的子团，其中包含大部分的金牛座成员，而是代表一个新确定的地区最近的恒星形成附近的云。
2006-09-01 astro-ph
The Five College Radio Astronomy Observatory CO Mapping Survey of the Taurus Molecular Cloud
金牛座分子云的FCRAO巡天观测到12 CO和13 CO J=1-0的发射，来自这个重要的附近恒星形成区域的98平方度。这组45”分辨率的数据包括迄今为止构建的单个分子云的最高空间动态范围图像，并为分子气体分布，运动学和恒星形成过程提供了有价值的见解。在这篇文章中，我们描述了观测，校准，数据处理，和特性的噪声和线发射的调查。给出了1 km/s速度范围内12 CO和13 CO发射的角分布和云的全速范围。这揭示了一种复杂的、动态的冷分子气体介质。
2008-02-18 astro-ph
N2H+ Observations of Molecular Cloud Cores in Taurus
本文报道了用Nobeyama 45米射电望远镜对金牛座分子云核进行的N_2H ~+观测。我们比较了“有年轻恒星的核心”和“没有年轻恒星的核心”。芯半径、线宽和芯质量的差异很小。在这两种情况下，线宽主要由热运动。N2 H+图显示，没有恒星的核心和有恒星的核心之间的强度分布没有太大差异。这与先前在H13 CO+对金牛座分子云核中获得的结果相反。在无星核中H13 CO+的更大程度的耗尽将是这种差异的一个可能的解释。我们研究了分子云核的物理状态，用“临界压力”来表示表面（外部）压力。在这个分析中，无星核和有星核之间没有系统上的区别。两者都离压力平衡的临界状态不远。我们认为，分子云核心的热支持占主导地位的恒星形成保持接近临界状态的发展。这一结果与中等质量恒星形成区OMC-2/3中的结果形成对比，在OMC-2/3中，分子云核心通过明显降低临界压力而演化。我们研究了积分强度的径向分布。发现有恒星的核心具有浅的（-1.8到-1.6）幂律密度分布。
2004-01-27 astro-ph
Interstellar Polarization in the Taurus Dark Clouds, Wavelength Dependent Position Angles and Cloud Structure Near TMC-1
我们使用偏振观测的两颗恒星（HD29647，HD283809）在TMC-1的总方向在金牛座暗云调查在这个地区的颗粒特性和云结构。我们显示的数据是一致的一个简单的两个组件模型，其中一般的星际极化金牛座云产生的广泛分布的云组件具有相对均匀的磁场方向;从靠近TMC-1的恒星的光遭受额外的偏振产生在一个（或多个）子云（S）具有较大的平均晶粒尺寸和不同的磁场方向相比，一般的趋势。特别是对HD 29647，我们表明，异常低的视觉偏振度相对于灭绝是由于存在明显不同的磁场方向的视线中的不同的云组件。斯托克斯参数的计算使我们能够分离出各个组件的偏振特性。结果与Serkowski经验公式拟合，确定了最大偏振度和波长。在广泛分布的物质中，λ_max值与弥漫星际介质的平均值（0.55 μ m）相似，而在我们研究中最严重的红化恒星HD~283809的视线中的子云的λ_max约为0.55 μ m。0.73 μ m，表明存在比该平均值大约30%的晶粒。我们的模型还预测了HD~29647和HD~283809的圆偏振的可检测水平。
1997-06-03 astro-ph
Structure Function Scaling of a 2MASS Extinction Map of Taurus
我们计算的金牛座分子云复杂的2 MASS消光图的结构功能标度。消光图的结构函数的标度指数遵循超声速湍流的Boldyrev速度结构函数标度。这证实了我们以前的结果的基础上的光谱图13 CO J=1-0覆盖相同的区域，并表明，超音速湍流是重要的，在这个恒星形成云的碎片。
2002-08-11 astro-ph
The Polarizing Power of the Interstellar Medium in Taurus
我们提出了一个研究的偏振功率的尘埃在寒冷的密集地区（乌云）相比，尘埃在一般的星际介质（ISM）。我们的研究使用了36颗恒星的新的偏振、光学和光谱分类数据，仔细研究了金牛座暗云复合体中偏振百分比（p）和消光（A_V）之间的关系。在我们的p-A_V研究中，我们发现两种趋势：（1）在温暖的ISM背景下，恒星的p随A_V的增加而增加;（2）在冷的暗云背景下，恒星的偏振百分比并不随消光而增加。我们探测到p-A_V关系在消光1.3 +/- 0.2等处出现了一个中断，我们预计这对应于一组条件，其中与金牛座乌云相关的尘埃的偏振功率急剧下降。这一断点对旋光法在星际磁场研究中的应用提出了重要的限制。
1998-03-17 astro-ph
An Extinction Study of the Taurus Dark Cloud Complex
我们提出了一个研究的详细分布灭绝的金牛座暗云复杂的区域。我们的研究使用了该地区的新BVR图像，95颗恒星的光谱分类数据，以及IRAS Sky Survey Atlas（ISSA）60和100微米图像。我们用四种不同的方法研究了该区域的消光，并首次对所有这些方法进行了比较，它们是：1）使用已知光谱类型的背景星的色余，2）使用ISSA 60和100微米图像，3）使用恒星计数，4）使用光谱类型已知的背景星的色余，5）使用光谱类型已知的背景星的色余，6）使用光谱类型已知的背景星的色余，7）使用光谱类型已知的背景星的色余，8）使用光谱类型已知的背景星的色余，9）使用光谱类型已知的背景星的色余，10）使用光谱类型已知的背景星的色余。以及4）使用Lada等人（1994）使用的平均颜色过量方法的光学（V和R）版本。我们发现，所有四种方法给出了大致相似的结果，重要的例外。为了研究尘埃分布的结构，我们比较了ISSA消光和单个恒星测量的消光。通过比较，我们得出结论，在所研究的相对低消光区，0.9 < A_V < 3.0等（远离大气暗云和IRAS核心），在小于0.2pc的尺度上，尘埃柱密度的波动不大于45%（在99.7%的置信水平上）。我们还报告发现了一个以前未知的星团背后的金牛座暗云附近的R. A 4小时19分00秒，12月27日：30：00（B1950）
1999-02-08 astro-ph
SCUBA and Spitzer observations of the Taurus molecular cloud - pulling the bull's tail
我们目前的连续数据从亚毫米波常用用户测辐射热仪阵列（SCUBA）的詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT），和中红外光度计斯皮策（MIPS）的斯皮策太空望远镜，在亚毫米波和红外波长分别。我们研究金牛座分子云1（TMC 1），特别是金牛座分子环（TMR）区域。在连续统数据中，我们没有看到环的真正证据，而是只看到它的一面，看起来像一根细丝。我们把这种细丝命名为“牛尾”。灯丝在850、450和160 μ m处可见发射，在70 μ m处可见吸收。我们将这些数据与12，25，60，100 μ m的红色天文卫星（IRAS）的存档数据进行了比较，其中也可以看到灯丝的吸收。我们发现暗条的辐射由两个部分组成：一个狭窄的冷核（~ 8 K）和一个较宽的暖肩（~ 12 K）。我们使用一个辐射转移代码来模拟灯丝的外观，无论是在发射或吸收，同时在每个不同的波长。我们的最佳拟合模型使用了一个类似普卢默的密度分布和一个均匀的星际尘埃颗粒人口。与以前在金牛座类似但不同的灯丝上的工作不同，我们不需要颗粒凝聚来解释我们的数据。
2007-11-22 astro-ph
Magnetically Regulated Star Formation in 3D: The Case of Taurus Molecular Cloud Complex
我们进行三维MHD模拟恒星形成的湍流，磁化云，包括双极扩散和反馈的原恒星流出。计算的重点是相对分散的云线程由一个强大的磁场能够抵抗严重的纠缠湍流运动和减缓全球引力收缩的交叉场方向。他们的动机是对金牛座分子云复合体（以及较小程度上的烟斗星云）的观测，它显示了有序的大尺度磁场，以及通常垂直于大尺度磁场的细长凝聚。我们发现，当有足够的物质在引力作用下沿着磁力线沉淀下来，使凝聚的质量通量比接近临界值时，恒星就会在这样的云中真正形成。然而，只有一小部分（约1%或更少）接近磁临界的凝聚物质在每个局部自由落体时间内变成恒星。缓慢的恒星形成发生在适度超音速的凝聚中;它主要由磁场而不是湍流调节。在金牛座复合体中观察到，静止的凝聚体被更加湍流的弥散晕包围。在这个复杂的恒星形成的磁场调节的强有力的支持来自于非常缓慢的转换已经凝聚，相对静止的C $^{18}$ O气体到恒星，在两个数量级以下的最大值，自由落体值。我们分析了致密核心的性质，包括它们的质谱，这类似于恒星的初始质量函数。
2008-04-26 astro-ph
A Catalog of Background Stars Reddened by Dust in the Taurus Dark Clouds
位于稠密云层后面的正常场星是星际天体物理学的宝贵资源，因为它们提供了研究气相和固态吸收特征、星际消光和偏振等现象的连续谱。本文报道了在金牛座暗云复合体后面寻找高度变红恒星的结果。我们使用两微米全天巡天（2 MASS）点源目录来测量50平方度的云区域，其极限星等为K = 10.0。来自2 MASS的1.2-2.2微米通带的测光与来自斯皮策太空望远镜和红外天文卫星的更长红外波长（3.6-12微米）的测光相结合，以提供红化场星和嵌入云中的年轻恒星物体（YSO）之间的有效区分。我们的最终星表包含了248颗已确认或可能的背景场星，以及它们的总视向距离的估计，范围为2-29等。我们还确定了2 MASS源J 04292083 +2742074（IRAS 04262+2735）作为以前未被承认的候选人YSO，这是基于红外发射的存在大大超过了对波长>5微米的正常变红光球的预测。
2008-01-26 astro-ph
Sequential Star Formation in Taurus Molecular Cloud 1
本文在一维自引力气体云流体动力学模拟的基础上讨论了对流云的碎裂。模拟结果表明，从一个边缘到另一个边缘，致密核在空间和时间上以半规则的间隔产生。在初始阶段，靠近其中一个边缘的气体被重力向内吸引，并且气体的积聚在边缘附近形成致密的核心。当致密核的质量增长到一定数量时，它会从另一个方向收集气体。因此，致密的核心与主云分离，而母云则有了新的边缘。重复此循环，并且碎片化过程向另一个边缘传播。传播速度比声速大百分之几十。据此，TMC-1最西北和最东南岩芯的年龄差为0.68秒差距/0.6 km s $^{-1}$ = $ 10 ^6 $ y。估计的年龄差异是一致的，从化学年代学。
1993-07-22 astro-ph
Spitzer IRS Observations of Class I/II Objects in Taurus: Composition and Thermal History of the Circumstellar Ices
我们目前的观测金牛座御夫座I/II类原恒星获得的斯皮策光谱仪。使用公开的实验室数据，对6和15微米的特征进行详细的光谱拟合，以约束沿视线的分子组成、丰度和热处理水平。我们提供了一个观测到的分子环境的清单，其平均组成以水冰为主，含有~ 12%CO_2（相对于H_2O的丰度）、>~2- 9%CH_3OH、<~ 14%NH_3、~ 4%CH_4、~ 2%H_2CO、~ 0.6%HCOOH和~ 0.5%SO_2。我们发现CO_2/H_2O比值几乎与冷云和朝向银河系中心的视线中观察到的值相等。未确认的6.8微米剖面因源而异，即使是最常见的候选者（NH_4+和CH_3OH）的组合也不足以完全解释该特征。我们讨论了SED光谱指数、丰度比和热处理冰分数之间的相关性及其对CO_2形成和演化的意义。我们的光谱拟合与冷分子云视线的比较表明，丰富的星前冰环境，甚至更丰富的原恒星的辐射效应。我们的研究结果增加了额外的限制和更精细的细节水平，目前的原恒星和原行星系统的全尺寸模型。
2008-12-15 astro-ph
Four New Dense Molecular Cores in the Taurus Molecular Cloud (TMC): Ammonia and Cyanodiacetylene Observations
为了获得金牛座分子云中恒星形成区的更完整的图像，通过氨（J，K）=（1，1）和（2，2）旋转反转线识别并绘制了四个新发现的致密核（L1521 D，L1521 F，L1524，L1507 A）。这些核心的大小为0.06-0.09 pc，氢密度为10000 - 100000 cm-3，动力学温度为8 - 10 K。质量范围从0.2 - 1.0太阳质量，将具有最低M值的核心放置在TMC中氨核心质量分布的较低边缘。湍流能、热能和引力能已经被估算出来。这些能量项之间的比较和考虑有关的热和湍流线加宽表明，这些核心接近平衡。此外，我们报告的检测到的J=9-8的过渡HC 5 N向四个氨峰的位置。HC 5 N柱密度与TMC中其他分子核心的衍生值一致。
1997-06-02 astro-ph
Spatial Distributions of Young Stars
我们从两点关联函数（即邻居的平均表面密度）的角度分析了金牛座-御夫座和上天座年轻恒星的空间分布。相应的幂律拟合使我们能够确定每个协会的空间分布的分形维数，测量恒星的速度色散，并区分绑定二进制人口和机会对齐的成员。我们发现金牛座的分维值为D~1.05，与其原始结构一致。上斯科的分形维数可能更浅（D~0.7），但由于有限的面积和可能的空间变化不完整性，这种拟合是不确定的。我们还发现，随机恒星运动已经抹去了金牛座<0.07度和上天蝎座<1.7度尺度上的所有原始结构;给定~ 100万年和~ 500万年的年龄，相应的内部速度色散分别为~0.2 km/s和~1.0 km/s。最后，我们发现金牛座的双星可以在间隔<120”（17000 AU）的情况下从偶然排列中区分出来，而上斯科星的双星可以在间隔75”（11000 AU）的情况下从偶然排列中区分出来。我们以前研究过的这些协会中的二元种群，跨越3-30”的分离，由二元系统主导。然而，少数质量最低的对（M_prim < 0.3 M_sun）可能是偶然对齐。
2008-09-04 astro-ph
Diffuse Far-ultraviolet Observations of the Taurus Region
本文用SPIRES/FIMS成像光谱仪观测了金牛座分子云区的远紫外漫反射通量。金牛座地区的FUV连续图，类似于视觉灭绝图，显示了一个独特的云核和晕区。在消光系数Av> 1.5的稠密云核中，背景漫射FUV辐射被遮蔽，而在Av < 1.5的晕区中及晕区以外，可见散射FUV辐射。在1370-1670 A波段，云晕中H2荧光的总强度为I_{H2} = 6.5 x 10^4光子cm^{-2} s^{-1} sr^{-1}。氢气荧光发射的合成模型与当前的观测结果最吻合，其中氢气密度n_H = 50 cm^{-3}，氢气柱密度N（H2）= 0.8 x 10^{20} cm^{-2}，入射FUV强度I_{UV} = 0.2。在核心中没有看到H2荧光，大概是因为诱导荧光所需的辐射通量不能穿透核心区域。
2006-02-01 astro-ph
A Multiwavelength Study of Star Formation in the L1495E Cloud in Taurus
我们利用ROSAT PSPC对以著名的弱线金牛T星（WTTS）V410 Tau为中心的L1495云的东部进行了深（t= 30000 s）X射线搜索。这种深度曝光使得在这片云中搜索候选主序前（PMS）物体的灵敏度比爱因斯坦搜索的典型领域高出20倍。尽管声称金牛座-御夫座的PMS群几乎完全已知，但这次X射线巡天在直径50'的区域内发现了8个新的PMS天体，而以前已知的恒星星族有12个天体，包括深埋的IRAS源。光谱和光度观测使我们能够将这些物体放置在HR图中。新发现的天体主要是光谱类型为M0和更晚的恒星，根据其红外过量和H α发射判断，大部分（6/8）似乎被星周吸积盘包围。我们将这些X射线发现的物体的数据与该地区先前确定的PMS恒星的现存和新数据相结合，以研究恒星形成的历史和该云中恒星质量的频率分布。如果"后ROSAT“人口是完整的或有代表性的，我们得出结论：（1）L1495 East的恒星形成发生在1 x 10^6年前，年龄的分布很小;（2）质量的频率分布，
1993-09-26 astro-ph
Flows, Fragmentation, and Star Formation. I. Low-mass Stars in Taurus
金牛座分子云中年轻恒星的显著空间分布对于理解相对静止条件下低质量恒星的形成具有重要意义。大规模和规则的细丝间距表明，小规模的湍流是有限的重要性，这可能是一致的驱动大规模的流动产生的云。恒星与气体细丝之间的空间离散度很小，这表明低质量恒星通常相对于它们的原生气体具有很小的速度离散度，其量级为声速或更小。恒星的空间分布呈现出约0.25 pc的平均间隔，与致密气体细丝中的吉恩长度估计值相当，并且与沿着细丝的大致均匀密度一致。在暗条中恒星形成的效率比其他地方高得多，伴随着原恒星和金牛座T恒星的吸积频率更高。原恒星的核心通常与丝状体对齐，这表明它们是由引力破碎产生的，最初是准长球形的核心。由于没有大质量恒星可以强烈主导云动力学，金牛座提供了分散的低质量恒星形成理论和分子云结构和演化的数值模拟的重要测试。
2002-07-10 astro-ph
17 new very low-mass members in Taurus. The brown dwarf deficit revisited
最近对金牛座星云中的亚恒星群的研究表明，与梯形星团相比，棕矮星（BD）的数量不足（Briceno et al 1998; Luhman 2000; Luhman et al 2003 a; Luhman 2004）。然而，这些工作都集中在金牛座云的最高恒星密度区域。我们已经对这一区域进行了大规模的光学测量，覆盖了总面积为30度^[2]的区域，包括了云的致密部分及其周围，质量检测极限为15木星质量（MJ）。在本文中，我们提供了97个光度选择的潜在新的低质量金牛座成员，其中27个是强晚M（SpT <M4 V）候选者的光学光谱跟踪观测。这些观测结果揭示了5个新的非常低质量（VLM）金牛座成员和12个新的BD。结合我们的观察与以前发表的结果，我们得出更新的亚恒星在金牛座的恒星比Rss =0.23 +/- 0.05。这个比率现在看来与之前在类似假设下得出的梯形星团的值0.26 +/- 0.04一致。我们发现强有力的迹象表明，相对于恒星的BD的相对数量减少了一个因素2的聚合物的中心区域相对于更分散的人口。我们的研究结果是最好的解释在胚胎喷射模型的背景下，棕矮星起源于小N不稳定的多系统的动力学相互作用。
2005-09-13 astro-ph
Binary stars in young clusters: models versus observations of the Trapezium Cluster
低质量前主序星双星系统在梯形星团中的出现频率明显低于金牛座-御夫座。我们调查，如果这种差异可以解释通过恒星在密集的集群遭遇。为了达到这个效果，一系列可能的模型，以及观察到的梯形星团计算使用Aarseth的直接N体代码，它对待二进制准确。结果面临着观测的限制。模型的范围包括团簇的维里平衡，扩大团簇的瞬时质量损失的结果，以及崩溃的集群。在所有情况下，原始双星的比例都大于50%，其初始周期分布与金牛座-御夫座和银河系的观测结果相同。它被发现的扩展模型，与银河系领域的初始二进制人口，是最符合观测约束。这提出了一种可能性，即原始的OB星群可能在大约5万年前就已经排出了星团气体。因此，星系团的体积膨胀率是一个需要确定的关键观测指标。其他模型表明，迅速减少的二进制比例，其径向依赖性和形式的周期分布，与结构和运动学数据一起，是非常有用的诊断的现在和过去的动力学状态的一个年轻的集群。特别是，运动学冷却从宽双星的中断被认为是第一次。
1999-06-28 astro-ph
Spectroscopic binaries in a sample of ROSAT X-ray sources south of the Taurus molecular clouds
我们报告的结果，我们的径向速度监测光谱双星系统的样本中的X射线源从ROSAT全天巡天南部的金牛座御夫座恒星形成区域。Neuhaeuser等人根据源的X射线特性和最近光学对应物的视星等选择了约120个源的原始样本，以促进包括年轻天体。其中大约20%的来源此前已被证实是非常年轻的。我们在这里集中在原始样本的子集上，它显示了可变的径向速度（43个对象），其中一些以前也被标记为年轻。新的光谱轨道，其中42个系统。其中两颗双星RXJ0528.9+1046和RXJ0529.3+1210，确实是弱线的金牛座T星，可能与猎户座λ区域有关。大部分其他的双星都是RS CVn型的活跃天体，包括几个W UMa和大陵五系统。我们检测到一个强大的过量的短周期二进制相比，该领域，和一个不寻常的大部分双线系统，以及整体的高频率的二进制的原始样本。这些结果可以理解为选择效应。每一个二进制的物理特性的简短描述，并与进化轨迹进行比较，使用恒星密度作为一个独立的距离演化措施（删节）。
2001-12-12 astro-ph
A U-band survey of brown dwarfs in the Taurus Molecular Cloud with the XMM-Newton Optical/UV Monitor
我们的目标是描述金牛座分子云中年轻棕矮星的U波段变化，并讨论其起源。我们使用了XMM-牛顿金牛座分子云扩展巡天，其中11颗年轻的真正的棕矮星（光谱类型晚于M6）的样本同时在X射线中使用XMM-牛顿和在U波段中使用XMM-牛顿光学/紫外监测器（OM）进行观察。我们获得了10颗褐矮星的U波段发射上限（U>19.6-20.6等），而2 MASSJ 04141188 +2811535在U波段被检测到。值得注意的是，这颗褐矮星的星等从观测开始时的U~19.5等开始有规律地增加，6小时后在U~18.4等达到峰值，然后在接下来的2小时内下降到U~18.65等。由于地面跟踪观测，第一次OM U波段测量结果与大约一年后观测到的静止水平一致。这颗褐矮星在OM观测期间没有被XMM-牛顿在X射线中探测到。我们讨论了这个年轻的褐矮星，即磁耀斑，非稳态吸积到亚恒星表面，旋转调制的热点的U-波段的变化的可能来源。我们的结论是，这一事件是有关的吸积从一个拱substellar盘，其中的质量吸积率约为3倍，高于在静止水平。
2006-09-01 astro-ph
Multiplicity and Optical Excess Across the Substellar Boundary in Taurus
我们介绍了在金牛座-御夫座附近（~145 pc）年轻（~1-2百万年）低密度恒星形成区的22颗褐矮星和极低质量恒星的高分辨率成像调查结果。我们通过F555 W（V）、F775 W（i '）和F850 LP（z'）滤波器使用HST上的高级勘测相机/高分辨率通道获得图像。这次调查证实了MHO-Tau-8的二进制性，并发现了一个新的候选二进制系统V410-Xray 3，在分离>4 AU时产生了9+/-5%的二进制分数。两个双星系统都是紧密的（<10 AU），它们的质量比分别为0.75和0.46。双星频率和分离度与该领域的低质量双星特性一致，但V410-Xray 3的质量比是已知的最低之一。我们发现，非常低质量的恒星和高质量的棕矮星的二进制频率高于较低质量的棕矮星，这意味着无论是在频率下降或转移到较小的分离最低质量的双星。将这些结果与高质量金牛座成员的多重性统计相结合，表明二进制频率和分离度逐渐下降。这意味着，非常低质量系统的独特的双星属性是在形成过程中设定的，形成过程类似于创建更高质量恒星双星的过程，但发生在较小的规模上。结果表明，在我们的样本中，没有质量>3 M_J、投影距离>40 AU的行星或质量很低的棕矮星围绕金牛座的任何一个成员轨道运行。我们发现了几个具有明显（>1 mag）V波段过度的BD。过剩似乎与吸积的签名，如果归因于吸积光度，可能意味着质量吸积率几个数量级以上的推断线剖面…
2006-02-20 astro-ph
A Submillimeter View of Circumstellar Dust Disks in $ρ$ Ophiuchus
我们提出了新的多波长亚毫米连续测量的拱星尘埃周围的$ρ$蛇夫座暗云的48颗年轻恒星。补充以前的1.3毫米观测的额外99个对象从文献中，磁盘质量和亚毫米颜色的统计分布进行了计算和比较，在金牛座御夫座地区。这些基本的亚毫米波性质的年轻恒星物体在这两种环境中被证明是基本相同的。与金牛座的对应物一样，$ρ$ Oph拱星尘埃的性质被证明是沿着基于红外光谱能量分布的经验演化序列演化的。结合$ρ$ Oph和金牛座II类样本（173个源）用于设定基本外盘特征的基准值：M_disk ~ 0.005太阳质量，M_disk/M_star ~ 1%，$α$ ~ 2（其中$F_ν \propto ν^α$在350微米和1.3毫米之间）。这些数字的精确度是在行星形成过程的最早阶段大量固体颗粒生长的背景下解决的。有一些间接的证据表明，从亚毫米波辐射推断的盘质量可能被低估了一个数量级。
2007-08-30 astro-ph
Spectral properties of X-ray bright variable sources in the Taurus Molecular Cloud
本文分析了金牛座分子云XMM-牛顿扩展巡天（XEST）中发现的19个明亮的变X射线源，以表征它们日冕性质随时间的变化，并从中获得有关X射线发射结构的信息。我们使用具有一个或两个热分量的模型对XEST源的EPIC PN和MOS光谱进行了时间分辨光谱学，并使用耀斑衰变阶段温度和发射测量的时间演变来推导耀斑的大小。环。所选光源的光变曲线显示出不同类型的变率：耀斑、整个观测过程中的长期衰减或上升、缓慢调制或复杂的类似耀斑的变率。光谱分析表明，典型的静态等离子体温度为5-10 MK和15-35 MK;冷分量通常保持不变，而观察到的通量变化是由于热分量的变化。在耀斑期间，等离子体的温度达到100 MK，亮度达到$\sim 10^{31}$ erg s $^{-1}$。从耀斑分析推断的环的大小通常小于或相当于恒星半径。
2006-11-20 astro-ph
