The T Tauri Phase Down to Nearly Planetary Masses: Echelle Spectra of 82 Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs
使用最大的高分辨率光谱样本的年轻，非常低质量的恒星（VLMS）和褐矮星（BD）的日期，我们调查磁盘吸积的对象范围从刚刚超过氢燃烧极限的所有方式，以接近行星的质量。我们的82个目标跨越光谱类型从M5到M9.5，或质量从0.15 Msun到~15 Msun。它们被确认为rho Oph、Taurus、Cha I、IC 348、R CrA、Upper Sco和TW Hydrae地区的成员，年龄在1百万年至1千万年之间。样品含有41个BD（光谱类型>= M6.5）。我们发现：（1）经典的类金牛座T盘吸积在BD域中持续到接近氘燃烧极限;（2）除了H-α外，CaII、OI和HeI的允许发射线也是良好的吸积指示物，如CTT中;（3）CaII 8662 A通量是VLMS和BD中吸积速率（Mdot）的良好定量测量（如CTT）;（4）Mdot随M^2而减小--我们的测量结果支持了先前的相关发现，并将其扩展到整个亚恒星质量范围;（5）VLMS和BD之间的吸积体比例随着年龄的增长而显著减小，如在更高质量的恒星中;（6）在任何给定的年龄，VLMS和BD吸积体分数都与高质量恒星的吸积体分数相当;（7）一些具有红外盘过剩的源并不显示可测量的吸积，这种失配的发生率随着年龄的增加而增加：这意味着在低质量状态下的盘可以持续超过主要的吸积阶段，并且在更大质量的恒星中从经典到后T金牛座阶段的过渡是平行的。在年轻时，高质量恒…
2005-02-08 astro-ph
Orbital motion in T Tauri binary systems
利用散斑干涉法，我们进行了重复测量的相对位置的34 T金牛座双星系统的组件。这些组成部分的预计分离度很低，预计在几年内就可以观测到轨道运动。在大多数情况下，轨道运动确实被探测到了。以类似于Ghez等人（1995）的方式讨论观测数据。然而，我们将他们的研究扩展到更多的对象和更长的时间跨度。该数据库对未来的可见光定轨具有一定的参考价值。它将产生金牛座T星的经验质量，现在只是知之甚少。然而，现有数据目前还不足以做到这一点。相反，我们使用短系列的轨道数据和轨道参数的统计分布，以获得一个平均的系统质量，是独立的PMS星的物理理论假设。对于我们的样本，这个质量是2.0太阳质量，因此在数量级上，人们期望两个金牛T星的质量总和。它也是可比的质量估计获得相同的系统使用理论PMS进化模型。
2001-01-25 astro-ph
A Hot Wind from the Classical T Tauri Stars: TW Hydrae and T Tauri
用KECK/NIRSPEC和IRTF/CSHELL对He I（10830 A）红外线的光谱分析以及用FUSE对C III（977 A）和O VI（1032 A）紫外线的光谱分析表明，经典的金牛座T星TW Hydrae具有天鹅座P型轮廓、线不对称性和吸收，表明它具有连续、快速的辐射。（~400 km/s），热（~ 300，000 K）加速流出，质量损失率为每年10^-11 - 10^-12太阳质量，或更大。金牛座T N的光谱似乎与这样的风相一致。辐射和外流的来源似乎仅限于恒星本身。虽然质量吸积率是一个数量级少TW Hya比T头，流出达到更高的速度在TW Hya的色球温度。来自年轻恒星物体的风可能比以前认为的更热，更快。
2005-05-02 astro-ph
Non coeval young multiple systems? On the pairing of protostars and T Tauri stars
我们在这里总结了金牛座T星的“红外伴星”的观测特性，并认为它们的观测特性与I类源的观测特性相同。因此，他们可能是嵌入原恒星在一个更早的演化阶段比金牛座T星，在这种情况下，这些多系统是显着的非同时代，而不是大多数年轻的双星系统。它们的形成机制与核心碎裂不同。IRC和I类源的唯一区别是它们位于金牛座T星的几十个天文单位之内，因此它们不可能像原恒星那样位于一个巨大的光学厚包层的中心。我们讨论了IRC系统是否真的是非同时期多系统的候选人。
2003-05-31 astro-ph
Spectral Energy Distributions of Passive T Tauri Disks: Inclination
我们计算光谱能量分布（SED）被动金牛座T盘在任意倾角。在辐射和流体静力平衡的磁盘的半解析模型。在张开的星盘不遮蔽中心恒星的视角范围内，SED随倾角的变化可以忽略不计。对于这样的方面，〜 80微米的SED短路对取向特别不敏感，因为短波长盘发射由光学上薄的过热表面层主导。一个几乎是边对盘的SED是I类源的SED。外盘遮蔽了内盘区域，约30微米的发射短波长被戏剧性地熄灭。尘埃颗粒的光谱特征可能出现在吸收中。然而，毫米波长的通量减少最多的一个因素2，从面对边缘上的取向。我们提出了说明性的应用程序，我们的SED模型。I类源04108+ 2803 B被认为是一颗金牛座T星，隐藏在一个倾斜的拱星盘中。适合其观察到的SED产量模型依赖值的磁盘质量约0.015太阳质量和磁盘倾角约65度相对faceon.The II类源GM Aur代表一个T金牛星的拱盘清晰。拟合的参数包括一个质量为0.050太阳质量和倾角为60度的磁盘。
1998-12-10 astro-ph
T Tauri Multiple Systems
新的高分辨率自适应光学系统提供了一个前所未有的附近恒星形成区域的详细视图。特别是，可以在比十年前（几十个天文单位）小得多的物理尺度（几个天文单位）上探测年轻的金牛座T星。最重要的是缩小恒星伴星成像和光谱测量之间的灵敏度差距。这允许1）通过获得准确的动力学质量校准主序前演化轨迹，2）解决将未解决的系统放置在颜色星等图中所引起的混淆问题，以及3）定义良好并确定年轻恒星系统的多重性分数，这对区分恒星形成情景很重要。本文简要回顾了金牛座T多系统高分辨率成像的现状，以及我们可以期待在不久的将来从中学到什么。
2003-09-17 astro-ph
Indications for grain growth and mass decrease in cold dust disks around Classical T Tauri stars in the MBM 12 young association
我们报告检测到的连续发射在850和450微米的磁盘周围的四个经典金牛座T星在MBM 12（L1457）年轻的协会。使用一个简单的模型，我们推断出LkHa 263 ABC的质量为0.0014-0.012 M_sun，S18 ABab的质量为0.005-0.021 M_sun，LkHa 264 A的质量为0.03-0.18 M_sun，LkHa 262的质量为0.023-0.23 M_sun。LkHa 263 ABC的星盘质量与从围绕C分量的边缘星盘散射光图像推断的0.0018 M_sun一致。与早期的13 CO线观测结果相比，暗云值表明CO消耗高达300倍。的光谱能量分布（SED）表明晶粒生长，可能到几百微米的大小，但我们的空间未解决的数据不能排除不透明的SED形状的解释。我们的观测表明，这些金牛T星在1-5百万年的年龄仍然被大量的冷物质所包围。我们的结论是，观察到的磁盘质量差异可能是通过影响初始值的二元分离来解释的。与现有的吸积率估计，我们发现，我们的数据是一致的粘性发展磁盘的质量减少了约30%的理论预期。
2003-07-28 astro-ph
Why Do T Tauri Disks Accrete?
对金牛座T星和年轻棕矮星的观测表明，它们的吸积速率与中心恒星质量密切相关，大约为$\mdot \propto M_*^2$。Gammie（1996）的分层盘模型的最简单版本预测吸积率与恒星质量无关，其中盘上层的非热电离允许通过磁旋转不稳定性发生吸积。我们表明，一个微小的修改Gammie的模型，包括从中央恒星的辐射加热产生适度的依赖$\mdot$的中央恒星的质量。一个纯粹的粘性盘模型可以提供一个强大的依赖性的吸积速率对恒星质量的初始盘半径（之前的粘性演化已经发生）有很强的依赖性的恒星质量。然而，至少最大质量的前主序星盘是否可以被X射线或宇宙射线完全磁激活，这一点还远未明确。我们认为，一个组合的影响是负责观察到的依赖性，与最低质量的恒星具有最低质量的磁盘，这可以是彻底的磁活性，而较高质量的恒星具有较高的质量磁盘分层吸积和相对不活跃或“死”的中心区在某些半径。在这样的死区中，我们认为引力不稳定性可能在允许吸积过程中发挥作用。在这方面，我们强调的不确定性磁盘质量来自尘埃排放，并认为金牛座T盘质量已被系统地低估了传统的分析。进一步研究吸积率，特别是在最低质量的恒星，将有助于澄清金牛T星吸积的机制。
2006-05-11 astro-ph
Mass determination for T Tauri stars from JHK Photometry
我们提出了一种方法，使用磁盘模型来确定恒星质量的前主序星金牛座T星的JHK测光。我们发现，由磁盘产生的红外过剩的行为以类似的方式绘制的颜色-颜色和颜色-星等图时，消光矢量，但它是线性无关的。利用这些向量作为向量空间的基础，我们进行坐标变换，使我们能够找到给定年龄的中心恒星的质量。为了测试这个主矢量（PV）方法，我们比较了质量值（MPV）的金牛座-御夫座区域的14 T金牛座物体的质量值已知的动力学方法。此外，我们分析了具有多个组分的4个系统（GG Tau、FO Tau、FS Tau和V733 Tau），并确定了系统的每个组分的质量。我们分析了使用不同的进化模型和其他参数值的效果。
2006-11-22 astro-ph
Low-Mass Proto-Planet Migration in T-Tauri Alpha-Disks
我们提出了详细的估计“I型”迁移率低质量的原行星嵌入在稳态的T-Tauri α盘，基于Lindblad扭矩计算忽略了磁盘上的反馈。几个合理的背景磁盘模型的迁移率的差异进行了探讨，我们使用标准的二维形式主义的螺旋密度波理论与那些从一个简单的治疗三维效果得到的结果进行对比。盘中的不透明度转变导致迁移速率的突然径向变化。具有最小迁移率的区域可能是原行星之间引力相互作用的首选地点。三维的扭矩是显着弱于二维的，他们是敏感的背景盘的表面密度分布。我们发现，超过失控信封吸积时间或T-Tauri磁盘寿命的迁移时间是可能的地球质量的原行星在一些背景磁盘模型，即使在亚AU的距离。我们的结论是，背景盘结构和“粘度”的理解，以及扭矩计算中的三维效应的适当处理，是必要的，以获得可靠的估计“I型”迁移率。
2004-03-06 astro-ph
Mass ratios of the components in T Tauri binary systems and implications for multiple star formation
本文用近红外散斑干涉法对58个年轻双星系统的组分进行了分辨JHK光度测量。从这些测量，结合其他数据从文献中，我们得出的质量，特别是质量比的组件。我们使用J星等作为恒星光度的指标，并将系统的光谱类型分配给主星。假设一个双星中的组分是同时代的，那么我们就可以将双星也放入HRD中，并通过与不同的理论上的前主序演化轨迹进行比较，推导出两个组分的质量和质量比。当M（2）/M（1）> 0.2时，质量比的分布相对平坦，但取决于假设的演化轨迹。质量比与初级质量或组分分离度无关。这些发现符合这样的假设，即对于T星协中的大多数多系统，其组成部分的质量主要取决于形成过程中的碎裂，而不是随后的吸积过程。在被探测到的同伴中，只有极少数新发现的异常红色物体。这一发现表明，与附近的主序星相比，金牛座-御夫座星协中观测到的双星过多应该是真实的，而不是与红外观测有关的观测偏差的结果。
2001-07-19 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
HST/NICMOS detection of a partially embedded, intermediate-mass pre-main-sequence population in the 30 Doradus Nebula
我们提出了一个中等质量的主序前人口嵌入在周围的30剑鱼座地区的大麦云（LMC）使用HST/NICMOS的星云细丝的检测。除了四个先前已知的发光I类红外“原恒星”，NICMOS的数据揭示了20个新的来源，具有类似于银河系前主序星的内在红外过剩。根据它们的红外亮度，这些天体可以被识别为相当于银河系前主序星的大麦哲伦星系。样本中最暗的LMC年轻恒星天体的颜色与金牛座T相似，如果放置在LMC的距离上，它们的亮度与金牛座T大致相同。我们发现没有证据表明在初始质量函数中存在较低的质量截止值。相反，从主序前的~1.5Mo恒星到仍然嵌在致密结中的大质量O型恒星的整个恒星质量光谱似乎都存在于星云细丝中。大多数年轻的恒星天体都可以在中央星爆星团R136的北面找到。这个地区很可能会演变成一个OB协会。
2001-04-17 astro-ph
Pre-main sequence lithium burning. I. Weak T Tauri stars
我们推导了53个金牛座T星（TTS）中的锂丰度，集中在弱线TTS上。结果表明：（1）在$\ge 0.9 L\sun$光度下，锂丰度分布非常均匀，平均值log~N（Li）= 3.1，与宇宙锂丰度相当; 2)在0.9 - 0.2 M $\sun$的质量范围内，在低于0.5 μ L $\sun$时出现显著的Li耗尽，并且朝向较低的光度增加。在低质量端（0.4 - 0.2 M $\sun$），观察到的亮度的锂燃烧转折点是约4倍，高于模型预测。在质量为1.2 - 1.0 M $\sun$时，观测结果表明PMS Li燃烧比理论预期的要少。此外，我们还发现：1）低Li丰度只出现在低$v\sin{i}$的恒星中。质量约为0.8~M $\sun$的快旋星系并不像慢旋星系那样显示出对较低光度的强Li耗尽的证据。2）在仅限于K5-K7星的样本中，我们发现Li燃烧开始前的角动量扩展大于10倍。与PMS演化过程中角动量损失相关的锂耗尽不需要解释观测到的丰度。在快速旋转的情况下，质量范围为0.9 - 0.7~M $\sun$的PMS Li的燃烧效率降低。
1993-08-31 astro-ph
A new Classical T Tauri object at the sub-stellar boundary in Chamaeleon II
我们已经获得了低和中等分辨率的光谱的20个候选年轻的低质量恒星和褐矮星在附近的Chamaeleon II暗云，使用麦哲伦巴德望远镜。我们结合2微米全天巡天的近红外测光分析这些数据。我们发现，一个目标，[VCE 2001] C41，表现出广泛的H（α）发射以及各种禁戒发射线。这些特征通常与年轻恒星和褐矮星的吸积和外流有关。C41的光谱还显示了LiI的吸收，并给出了C41的光谱类型为M5.5，因此，我们认为C41是一个典型的位于亚恒星边界附近的金牛座T天体。在我们的样品中，其他13个目标具有连续光谱，没有固有的吸收或发射特征，并且难以表征。它们可能是背景巨星或前景场星，与云或嵌入的原恒星无关，需要进一步调查。剩下的六颗候选者，有适度的红化，很可能是更老的场矮星，因为它们的光谱类型，缺乏锂和H（α）。
2004-07-20 astro-ph
Interferometric Observations of the T Tauri Stars in the MBM 12 Cloud
我们对MBM 12云中的7个YSO进行了毫米波干涉连续测量。在3- $σ$水平以上2.1 mm处检测到与2个YSO相关的热发射，其中一个还显示出1.3 mm的热发射。另一个对象被边缘检测到在2.1毫米。光谱能量分布的YSO很好地拟合一个简单的幂律盘模型。星周盘的质量估计为$0.05 M_{\sun}$量级。MBM 12星云中的拱星盘与附近恒星形成区的盘具有共同的性质，如盘质量和红外过量等盘参数。
2003-02-24 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
Chandra Observations of Embedded Young Stellar Objects
本文综述了恒星形成区rho-Ophiuchi、猎户座分子云2和3、人马座B2和麒麟座R2的Chandra深曝光观测。结果是：（1）发现I类原恒星比金牛座T星的等离子体温度更高，（2）从0类原恒星的候选者中发现了大量吸收的X射线，（3）从高质量的年轻恒星中观察到硬的和高度可变的X射线，（4）年轻的棕矮星发射的X射线与低质量的年轻恒星相似。
2001-09-19 astro-ph
Lack of PAH emission toward low-mass embedded young stellar objects
多环芳烃已经在分子云和一些有圆盘的年轻恒星中被检测到，但还没有与嵌入的年轻恒星联系起来。我们提出了一个敏感的中红外光谱调查PAH功能对低质量嵌入YSO的样本。其目的是利用辐射转移模型对恒星形成的嵌入阶段中的PAH丰度施加约束。给出了39个源的VLT-ISAAC L波段谱和53个源的Spitzer IRS谱。线强度相比，最近的调查赫比格Ae/Be和金牛T星。用辐射转移程序RADMC和RADCAL模拟了包层中包埋有拱星盘的PMS星包埋YSO的PAH辐射。研究了多环芳烃的丰度、恒星辐射场、倾角和周围包层消光对多环芳烃特征的影响。大多数样品（97%）未检测到3.3 μ m PAH特征，典型上限为5E-16 W/m^2。紧凑的11.2微米PAH发射被视为直接朝向53个斯皮策短-高光谱中的1个，对于边界嵌入的源。对于所有12个源的VLT和斯皮策光谱，没有PAH功能检测。总的来说，PAH特征在63颗（候选）嵌入原恒星中最多有1颗被检测到（<~ 2%），甚至低于具有盘的II类金牛座T星（11-14%）。假设典型的I类恒星和信封参数，多环芳烃排放的情况下，最有可能解释的情况下，通过多环芳烃丰度至少一个数量级低于分子云，但类似于磁盘中发现的发射载体。因此，大多数多环芳烃可能进入原行星盘冻结在尘埃颗粒的冰层和/或凝结的形式。
2008-12-18 astro-ph
From infall to rotation around young stellar objects: A transitional phase with a 2000 AU radius contracting disk?
证据的过渡阶段，在形成一个低质量的恒星的报告，中间的完全嵌入和金牛座T阶段。毫米孔径合成观测的HCO+ J=1-0和3-2，HCN 1-0，13 CO 1-0，和C18 O 1-0过渡揭示了明显不同的速度场周围的两个嵌入式，低质量的年轻恒星物体。TMC 1（IRAS 04381+2517）周围的0.6 M（太阳）物质在存在少量旋转（~3 km/s/pc）的情况下紧密遵循由内而外的坍缩，而L1489 IRS（IRAS 04016+2610）被半径为2000 AU，包含0.02 M（太阳）的张开盘包围。这个圆盘显示了围绕一颗~0.65 M（太阳）恒星的开普勒旋转和以1.3（r/100 AU）^-0.5 km/s的速度的坍缩，或者，等价地，围绕一个中心物体的亚开普勒运动在0.65和1.4 M（太阳）之间。其密度的特点是由径向幂律和指数垂直刻度高度。围绕这两个天体的落入和旋转的不同相对重要性表明，旋转支撑的结构在10^5年的几倍时间内从坍缩的包层发展到几千天文单位的大小，然后在10^4年的几倍时间内减少到几百天文单位，这是金牛座T盘的典型特征。在这种情况下，L1489 IRS代表了嵌入YSO和具有盘的金牛T星之间的过渡阶段。这一阶段的预期持续时间约为嵌入阶段的5%，这与目前缺乏其他已知物体（如L1489 IRS）的情况一致。其他解释无法解释L1489 IRS的大圆盘，例如由具有异常大速度梯…
2001-01-31 astro-ph
Mapping the Circumstellar Environment of T Tauri with Fluorescent H_2 Emission
我们获得了前主序星TTauri的三个长缝远紫外光谱。这些HST/STIS光谱显示了一个由荧光H_2谱线和恒星色球谱线组成的强而多变的源上光谱。T-Tau系统的H_2辐射扩展到10 ″。源上和扩展的H_2都是由H I Lyman α泵浦的。源上的H_2是由一条宽的自吸收的Ly-alpha线的红翼抽运的，而在扩展气体中看到的过程是从近线中心抽运的。这表明扩展的H_2是局部泵浦的，而不是由恒星的Ly-alpha线泵浦的。北面和西面的H_2与光学反射星云包围的真空腔相一致，南面的扩展H_2与嵌入的红外伴星T Tau S的HH 255流出相一致。扩展气体的空间剖面显示出与T Tau S位置一致的显著倾斜。这可能是由与T Tau S相关的盘吸收。没有证据表明T Tau N周围的圆盘吸收了足够大的T Tau S。
2003-09-04 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
Classical T Tauri stars as sources of parsec-scale optical outflows
以前对年轻恒星天体（YSO）的研究已经发现了一些相关的秒差距尺度的光学外流，其中大多数是由低质量的嵌入式I类源驱动的。在这里，我们研究更进化的经典金牛座T星（CTTS），即II类源，以确定这些是否也能够驱动秒差距尺度的外流。这里介绍了五个这样的源- CW Tau，DG Tau，DO Tau，HV Tau C和RW Aur，所有这些都显示了1 pc量级的流出（在金牛座-御夫座距离为24'）的光学证据。这些来源以前只知道驱动“微射流”或小规模的流出< 1'的长度。一个秒差距尺度的外流，从一个较低的发展来源（DG头B），这是在这项工作的过程中指出的，也包括在这里。对五个新发现的CTTS大规模外流的研究表明，它们与那些进化程度较低的来源具有可比的形态、明显的动力学时间尺度和准直度。还有强有力的证据表明，这些外流是从它们的母体分子云中吹出来的。最后，我们注意到，这些流出物提供的“化石记录”表明，它们的来源可能在过去经历了FU Orionis型爆发。
2004-04-01 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
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
Spectral Energy Distributions of T Tauri and Herbig Ae Disks: Grain Mineralogy, Parameter Dependences, and Comparison with ISO LWS Observations
本文改进了Chiang & Goldreich（1997）建立的被动星周盘的辐射流体静力平衡模型。新的特点包括：（1）考虑了一系列的颗粒尺寸，（2）采用基于实验室的代表性颗粒材料的光学常数，（3）在原始的2层（圆盘表面+圆盘内部）近似下的辐射和流体静力平衡方程的数值解。我们探讨如何的光谱能量分布（SED）的一个面对磁盘取决于晶粒尺寸分布，磁盘的几何形状和表面密度，恒星光球温度。用我们的模型拟合了3颗Herbig Ae星和2颗Tauri T星的观测SED，包括红外空间天文台（ISO）上的长波光谱仪（LWS）的光谱。硅酸盐发射带光学薄，过热磁盘表面层出现在几乎所有的系统。水冰发射带出现在两颗最冷恒星的LWS光谱中。在几个来源的红外线过剩是一致的光球颗粒的垂直沉降。虽然这项工作提供了进一步的证据，被动再处理的星光耀斑盘充分解释了起源的红外线到毫米波长过剩的年轻恒星，我们强调如何单靠SED不提供足够的信息来约束粒子的大小和磁盘质量独特。
2000-09-26 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
Demographics of Transition Objects
过渡天体（年轻恒星，光学薄的内盘被光学厚的外盘包围）的不寻常特性表明，在这些系统中发生了显着的盘演化。我们探索这些系统的性质，通过检查他们的人口统计，特别是他们的恒星吸积率（Mdot）和光盘质量（Mdisc）相比，吸积金牛座T恒星的年龄相当。我们发现，在金牛座的过渡对象占据了Mdot与Mdisc平面的限制区域。与金牛座中的非过渡单星相比，它们的恒星吸积率通常在相同的盘质量下低10倍，而盘的平均质量大4倍。这些性质被几个提出的行星形成理论所预测，并表明木星质量行星的形成可能在解释至少一些过渡天体的起源方面发挥重要作用。考虑过渡对象作为一个独特的人口群体之间的吸积金牛座T星导致更紧密的关系盘质量和恒星吸积率，与两个数量之间的斜率是接近的值的统一预期在简单的理论盘吸积。
2007-04-13 astro-ph
Wind diagnostics and correlations with the near-infrared excess in Herbig Ae/Be stars
对37颗Herbig Ae/Be星的中等色散光谱观测表明，它们的[OI] 6300 A和H α发射线的等效宽度与它们的近红外颜色有关，与T-Tauri星相同。这样的相关性强有力地支持了赫比格Ae/Be星的风产生的方式与金牛T星相同，即通过吸积驱动的质量损失。我们还发现，[OI] 6300 A线光度与过量红外光度的相关性比与恒星光度的相关性更好，再次支持赫比格Ae/Be风是吸积驱动的观点。如果把具有禁戒线发射的Herbig Ae/Be星的低质量类似物，即经典T-Tauri星包括在内，则质量损失率与红外过量的相关性在光度上跨越5个数量级，质量范围从0.5 M太阳到约10 M太阳。因此，我们的观测结果扩展了Cohen等人（1989）和Cabrit等人（1990）对低质量年轻恒星的发现，并结合其他证据（Corcoran & Ray 1997 a），强烈支持在中等质量恒星周围存在具有禁谱线发射的星周盘。我们的发现意味着相同的外流模型必须适用于这些Herbig Ae/Be星和经典的金牛座T星。
1997-11-05 astro-ph
Observational Constraints on the Formation and Evolution of Binary Stars
我们提出了一个高空间分辨率的紫外到近红外的金牛座44个年轻的双星与10-1000 AU的分离调查。主要结果包括：（1）双星组成的相对年龄比随机配对的单星的相对年龄更相似，支持同时代形成。(2)只有一个伴星质量是亚恒星的，因此金牛座T星伴星相对于主序星伴星的明显过剩不能用主序星巡天中遗漏的大量亚恒星伴星来解释。(3)大约有10%的金牛座T型双星的近红外光谱颜色非常红（K-L > 1.4），而且质量吸积率非常高。然而，这种现象似乎并不局限于双星系统，因为相当比例的金牛座T星表现出相同的性质。(4)虽然单星的盘寿命大致等于它们的恒星年龄，但双星的盘寿命比它们的年龄小一个数量级。(5)金牛座T星的吸积率似乎是适度的质量依赖。(6)虽然大多数经典的金牛座T型双星都保留了一个主盘和一个次盘，但也有一些系统只有一个主盘。加上相对吸积率，这表明，平均而言，环原盘生存时间比环次生盘长。(7)最近的双星（10-100 AU）的盘寿命，质量比和相对吸积签名表明，它们正在从一个低角动量的环双星水库补充。总的来说，这些结果支持碎裂作为主要的双星形成机制。
2001-03-06 astro-ph
Dust Processing in Disks around T Tauri Stars
金牛座/御夫座暗云和长蛇座TW星群中12颗金牛座T型恒星的8-14微米发射光谱是由红外光谱仪（IRS; IRS是康奈尔大学和鲍尔航空航天公司之间的合作项目，由美国宇航局通过喷气推进实验室和艾姆斯研究中心资助。Spitzer上的数据进行了分析。假设10微米的特征来自金牛座T盘的光学薄表面层中的硅酸盐颗粒，则每个物体的8-14微米尘埃发射率来自其斯皮策光谱。发射率与实验室模拟的宇宙尘埃的不透明度相吻合。适合包括小的非球形颗粒的无定形硅酸盐（辉石和橄榄石），结晶硅酸盐（镁橄榄石和辉石），石英，以及大蓬松的无定形硅酸盐颗粒。在这些恒星中，结晶硅酸盐颗粒和大硅酸盐颗粒的比例变化很大。过渡盘天体CoKu Tau/4、GM Aur和DM Tau中的尘埃具有最简单的硅酸盐形式，几乎没有晶体成分的迹象，只有少量的大颗粒。这表明这些天体中的尘埃颗粒与它们在星际介质中的起源相比几乎没有改变。其他恒星显示出不同数量的结晶硅酸盐，类似于赫比格Ae/Be恒星的结晶度分散度，质量小于2.5太阳质量。晚期光谱型的低质量恒星可以有相当大比例的结晶硅酸盐颗粒。较高的石英质量分数往往伴随着低的无定形橄榄石，无定形辉石的比例。还发现，10微米特征的较低对比度伴随较大结晶度。
2006-05-17 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
Rotating molecular outflows: the young T Tauri star in CB26
盘-外流连接被认为在从形成中的原恒星中提取多余的角动量方面起着关键作用。虽然在少数天体中观察到了喷流旋转，但迄今为止还没有明确报道分子流出的旋转。我们报告了在孤立的博克球状体CB 26中对金牛座T星盘系统边缘进行的新的毫米干涉观测。这些观测的目的是研究这个100万年前的低质量年轻恒星天体的盘流出关系。用IRAM PdBI阵列在两种配置下观测1.3mm处的~（12）CO（2-1），得到分辨率为1.5角秒的谱线图。我们使用一个经验参数化的稳态外流模型，结合二维线辐射转移计算和参数空间中的卡方最小化来导出最佳拟合模型并约束外流参数。数据揭示了一个以前未发现的准直双极分子流出的总长度~2000 AU，逃逸垂直于平面的磁盘。我们发现奇特的运动学签名，这表明外流是旋转与磁盘相同的方向。然而，我们不能最终排除射流进动或两个错位的流动作为所观察到的奇特的速度场的可能来源。有间接的迹象表明，嵌入的驱动源是一个双星系统，这与源的年轻，可以提供观察到的外流的运动学特征的线索。CB 26是迄今为止研究分子外流旋转的最有希望的源。假设外流是旋转的，我们计算和比较质量，质量通量，角动量，和角动量通量的磁盘和外流，并得出磁盘分散的时间尺度为0.5…100万年，相当于系统的年龄。
2008-11-24 astro-ph
Investigating grain growth in disks around southern T Tauri stars at millimetre wavelengths
低质量恒星形成的盘中颗粒的凝聚可能最终导致行星的形成。目前尚不清楚晶粒生长发生的时间和地点，因为解释观察结果的模型通常是退化的。打破这种简并性的一种方法是解析所研究的源。目的-寻找证据，证明在金牛座T星周围的圆盘中存在毫米大小的颗粒，这意味着颗粒生长。澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）被用来观察15个南金牛座T星，5个在星座狼疮和10个在Chamaeleon，在3.3毫米。还使用1.4毫米的亚毫米阵列（SMA）观察了五个狼疮源。我们的新数据与文献中的数据进行了补充，以确定毫米级光谱能量分布的斜率。结果-使用ATCA在优于3sigma的条件下检测到10个源，sigma约为1-2 mJy，使用SMA观察到的所有源均在优于15 sigma的条件下检测到，sigma约为4 mJy。在我们的样品中，有六个源的物理半径约为100 AU。假设从这样大的圆盘发射的光主要是光学薄的，毫米斜率可以直接与不透明度指数相关。对于其他源，不透明度指数是下限。六个分辨源中有四个的不透明度指数<~1，表明颗粒生长到毫米级或更大。盘状星云的质量范围从< 0.01到0.08 MSun，与最小质量的太阳星云相当。一个试探性的相关性之间的毫米斜率和强度和形状的10微米的硅酸盐功能，表明晶粒生长发生在类似的（短）的时间尺度在内部和外部磁盘。
2006-10-22 astro-ph
Low-mass star formation in Lynds 1333
与附近的小分子云Lynds~1333相关的候选YSO的中等分辨率光谱显示了四颗以前未知的经典金牛座T星，其中两颗是目视双星的组成部分，以及一个I类源IRAS 02086+7600。光谱数据，结合新的V，R_ C，I_C光度数据和2 MASS J，H，K_s数据，使我们能够估算新金牛座T星的质量和年龄。我们触及的恒星在该地区形成的可能方案。L1333是已知最小和最近的恒星形成云之一，因此它可能是详细研究恒星形成环境小尺度结构的合适目标。
2006-06-20 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
Pre-main sequence stars in the Lagoon Nebula (M8)
我们报告发现新的前主序（PMS）恒星的泻湖星云（M8）在1.25千秒差距的距离，根据中分辨率光谱获得的Boller和Chivens光谱仪在6.5米麦哲伦一号望远镜（拉斯坎帕纳斯天文台，智利）。根据光谱类型、发射谱线和锂6708 A吸收谱线的存在，我们可以识别出27颗经典金牛座T星、7颗弱线金牛座T星和3颗光谱类型为G的PMS发射天体，并将它们归入一个单独的恒星类，命名为PMS Fe/Ge类。使用近红外测光无论是从2 MASS或从我们自己以前的工作，我们得出这些恒星的有效温度和光度，并将它们定位在赫兹-罗素图，以估计它们的质量和年龄。我们发现，几乎所有的样本恒星都小于3 10^6年，跨度在0.8和2.5 Msun之间的质量范围。我们的光谱数据和钱德拉ACIS仪器检测到的X射线源之间的互相关。
2006-11-05 astro-ph
Embedded Star Clusters: The ISO View
我们总结了一个中红外光度调查的主要结果与ISO的几个附近的嵌入式集群。ISOCAM的灵敏度和空间分辨率为研究最年轻的星团提供了极好的工具，这些星团仍然深深地嵌入其母分子云中。中红外测光被发现是非常有效的，在寻找所有的年轻恒星对象（YSO）的红外过剩，即主要是T金牛星周围的星周盘，也有一些I类源。这些污染源的空间分布呈高度聚集甚至亚聚集的趋势，较年轻区域的集中程度更高。对于最邻近的星系团，红外过量YSO的改进样本在0.03 L太阳下似乎是完整的。这给了质量函数的约束，以及进入褐矮星域。结果表明，这些星团的质量函数与Kroupa等人（1993）导出的场星IMF一致，只是在M星~ 0.5M日附近质量函数变平。
2000-08-29 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
Discovery of a candidate protoplanetary disk around the embedded source IRc9 in Orion
我们报告了OMC-1中明亮的嵌入式恒星IRc 9周围的空间扩展中红外发射的检测，如在双子座南部的T-ReCS获得的8.8，11.7和18.3微米图像中所见。扩展的发射是不对称的，其形态让人想起其他年轻恒星周围的温暖尘埃盘。这个被推测的圆盘半径大约为1.5弧秒（700天文单位），尘埃质量可能接近10个地球质量。IRc 9的红外光谱能量分布显示它的总光度约为100 Lsun，这意味着当它到达主序星时，它将成为一颗早期的A型星。因此，IRc 9周围的候选盘可能是类织女星周围行星碎片盘和赫比格Ae星盘的年轻模拟物，并可能提供一个实验室来研究行星形成的最早阶段。IRc 9周围的圆盘也可能增加了来自这颗恒星的增强的金牛座T风影响了OMC-1核心的分子外流的假设。
2005-02-08 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
A Luminous Infrared Companion in the Young Triple System WL 20
我们目前的WL 20三重系统的空间分辨近红外和中红外（1-25微米）成像在附近（d=125秒差距）rho蛇夫座恒星形成云核心。WL 20：E和WL 20：W显示II类（金牛座T星）光谱能量分布（SED），总光度分别为0.61和0.39 L_sun; WL 20：S为红外伴星，具有I类（嵌入原恒星）SED，光度为1.0-1.8 L_sun。WL 20：S被发现在几年的时间尺度上变化很大，在中红外波长处扩展（40 AU直径），并且是系统中厘米发射的来源。光球光度，估计从我们的数据，使我们能够比较和测试当前的主序前的演化轨迹。WL 20：E和WL 20：W落在H-R图的区域内，在这个区域内，使用非吸积轨道的源可能看起来比实际的源的年龄大两倍，这一事实可能使两颗金牛座T星与一颗嵌入的原恒星共存于一个三重系统中。WL 20三重系统的分量的导出质量和观测到的投影分离表明它处于不稳定的动力学配置中，因此可以提供主序前阶段期间动力学演化的例子。
2000-11-08 astro-ph
A Possible Stellar Metallic Enhancement in Post-T Tauri Stars by a Planetesimal Bombardment
拥有行星的恒星的光球比没有行星的恒星具有更大的金属丰度。在目前的工作中，我们研究的可能性，早期的金属富集的光球的撞击星子在第一个20- 30万年。在这里，我们探索这种污染过程模拟向内迁移的行星与其轨道内部的星子盘的相互作用。结果显示了落在恒星上的星子的百分比。我们确定了行星的偏心率（$e_p$）和迁移的时间尺度（$τ$）对落入星子的速率的依赖性。对于非常快的迁移（$τ=10^2$年和$τ=10^3$年），平均运动共振中没有捕获，与$e_p$的值无关。然后，由于行星的迁移，星子遭受与行星的近距离接触，其中80%以上被驱逐出系统。对于缓慢的迁移（$τ=10^5$ yr和$τ=10^6$ yr），与行星碰撞的百分比随着行星偏心率的增加而减少。对于$e_p=0$和$e_p=0.1$，大多数的星子都是在2：1共振中被捕获的，其中超过65%的星子与恒星相撞。虽然木星质量的行星迁移到非常短的近心距离需要不切实际的高圆盘质量，但对于较小的迁移行星来说，这些要求要小得多。我们对缓慢迁移的0.1 $M_{\rm Jupiter}$行星的模拟，甚至要求一个可能的原始盘比原始太阳星云大三倍，产生最大的[Fe/H]富集度为0.18 dex。这些计算为解释热彗星系外行星的金属丰度提供了可能性。
2007-04-23 astro-ph
Global Models for the Evolution of Embedded, Accreting Protostellar Disks
迄今为止，大多数关于原恒星盘的分析工作都集中在那些与环境隔离的原恒星盘上。然而，观测现在开始探索恒星形成的最早、最嵌入的阶段，在此期间，盘从其母核迅速吸积，不能孤立地建模。本文提出了一个简单的高质量下落率原恒星吸积盘的单区模型。我们的模型结合了一个自洽的计算磁盘温度的近似处理的角动量输运通过两种机制。我们使用这个模型来调查的性质的原恒星盘在广泛的恒星质量和演化时间，并作出预测磁盘的质量，大小，螺旋结构，和碎片，将直接测试未来的大规模调查深嵌入磁盘。我们定义了一个无量纲的吸积旋转参数，结合磁盘的温度，控制磁盘的演变。我们跟踪角动量传输的主导模式，并证明，对于最终质量大于大约一个太阳质量的恒星，引力不稳定性是最重要的机制，因为大部分的质量积累。我们预测，通过磁盘裂变，磁盘碎片成小物体，和螺旋臂强度都增加了重要性，以更高的恒星质量的二进制形成。
2008-02-12 astro-ph
The interaction of planets with a disc with MHD turbulence IV: Migration rates of embedded protoplanets
（节略）我们提出了全球磁盘和本地剪切盒模拟行星与MHD湍流盘相互作用。我们研究的扭矩施加的磁盘上嵌入的行星作为行星质量的函数，从而使第一次研究的轨道迁移的行星由于相互作用与湍流盘。对H/R=0.07，行星质量M_p= 3，10，30地球质量和3木星质量的圆盘进行了全局模拟。剪切箱试验中，（M_p/M_*）/（H/R）^3= 0.1，0.3，1.0和2.0，M_* 为中心质量。这些允许嵌入和间隙形成行星进行检查。在所有情况下，施加在行星上的瞬时扭矩都表现出强烈的波动。在嵌入的情况下，它在负值和正值之间振荡，迁移作为随机游走发生，不像通常的I型迁移。嵌入式行星在20-25个轨道周期内的运行时间平均值表明，大的波动发生在更长的时间尺度上，阻止平均扭矩收敛到定义明确的值，甚至是定义明确的符号。质量越大，波动就越小，收敛性也就越好，这是因为行星对圆盘的扰动比其附近的湍流要大。最后形成间隙，过渡到II型迁移。在长时间尺度上，湍流盘中存在的显著波动对低质量嵌入式原行星很重要。如果显着的波动发生在最长的光盘进化的时间尺度，收敛的扭矩运行平均值为实际目的将不会发生，和迁移行为的低质量原行星被认为是一个合奏将是非常不同的I型理论的预测层流光盘。
2003-08-20 astro-ph
A molecular-line study of clumps with embedded high-mass protostar candidates
我们提出的IRAM 30米望远镜的11个候选人的高质量原恒星的样品的直接周围的分子线观测。这些意见的一部分，努力澄清一组对象，我们认为是UC HII地区的前体的进化状态。我们发现，目前的数据与这种解释是一致的。这些源的远红外光度表明存在B2.5至O8.5V0恒星，与致密气体和尘埃有关，具有（亚）毫米连续光谱，表明温度约为100 ℃。30 K，并且没有可检测的无线电连续辐射。所有观察到的来源都与明确的分子团有关。质量、尺寸和其他参数取决于所使用的示踪剂，但通常岩心的平均直径约为100 μ m。0.5-1 pc，质量为几十到几千个太阳质量。与大多数可与UC HII区域识别的源的类似分析相比，本样品具有更大质量、更大、更冷和更少湍流的分子团。它们也倾向于具有较小的维里与发光质量的比率，表明它们的动态稳定性低于嵌入UC HII类源中的对应物。大的尺寸表明这些团块仍然应该经历实质性的收缩。较低的温度和较小的线宽也被认为是处于早期进化状态的物体。我们发现，与我们的天体相关的分子团的质量随着Lfir [M（clump）propto Lfir^（1.17）]的增加而增加，并且团的质量与嵌入的原恒星天体M（proto）propto M（clump）^（0.30）的质量之间存在（弱）关系。
2001-03-14 astro-ph
Probing the Low Mass Stellar End of the eta Chamaeleontis Cluster
我们已经确定了三个暗淡的新成员的eta变色龙星系团。根据TiO带强度和宽带颜色估计新成员的光谱类型为~M5。该星团的年龄为500 - 800万年，这些新成员的质量估计约为0.08 Msun。这三颗恒星都有很强的Li 6708 A吸收和H α发射特征，其中一颗的H α发射等效宽度约为60 A，同时还有HeI 6678和7605 A的发射特征，这是经典金牛T星的特征。
2003-09-24 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
Orbital Evolution of Planets Embedded in a Planetesimal Disk
奥尔特慧星云、柯伊伯带的存在，以及行星核心形成的可能的低效率，都表明在巨行星形成后，在其附近曾经有一个质量为10-100地球质量的残留微行星盘。由于移除这个圆盘需要与行星交换轨道能量和角动量，因此可能会发生重大的行星迁移。通过对嵌入质量为M_d=10 ~ 200地球质量的微行星盘中的巨行星轨道演化的数值研究，考察了行星迁移现象。我们发现土星、天王星和海王星在分散微行星体的过程中会向外放射状演化，而木星的轨道则会随着质量的增加而缩小。更大质量的盘导致更快和更广泛的行星迁移。如果用海王星的轨道膨胀和共振捕获来解释冥王星及其柯伊伯带天体在海王星3：2平均运动共振时的偏心率，那么我们的模拟表明，为了将冥王星的偏心率提高到e~0.3，需要一个质量为M_d~50地球质量的圆盘来将海王星的轨道膨胀~ 7AU。这样的行星迁移意味着太阳系在过去的初始阶段是比较紧凑的，海王星和海王星的距离比太阳系小了30%。微行星盘也是奥尔特彗星云的来源。利用我们的模拟结果，结合奥尔特云动力学的简单处理，我们估计约12个地球质量的盘物质最初沉积在奥尔特云中，其中约4个地球质量将持续到太阳系的年龄。这些彗星中的大多数来自太阳星云的土星-海王星区域。
1999-02-26 astro-ph
Accurate stellar masses in the multiple system T Tau
本研究的目的是获得致密双星系统T Tau S的各个组成部分的质量的准确估计，以解决正在进行的关于T Tau Sa（所谓的红外伴星）性质的争论。利用T Tau S属于由两个等级轨道组成的三元系的事实，同时分析了T Tau Sb在T Tau Sa和T Tau N的静止坐标系中的运动。利用这种方法，可以精确定位T Tau S的质心的位置，从而确定T Tau Sa和T Tau Sb的单个质量，而无需预先假设系统的质量/通量比。这种改进比以前的研究系统的结果在轨道参数更好的约束。我们发现T Tau Sa的单个质量为2.73+/-0.31 Msun，T Tau Sb的单个质量为0.61+/-0.17 Msun（与其早期M光谱类型一致），包括到系统距离的不确定性。这是对任何前主序星质量的最精确的估计，这是一个了不起的结果，因为这是第一个系统，其中金牛座T星的单个质量可以通过天体测量来确定。这个独立于模型的分析证实了T Tau Sa是一颗中等质量的恒星，可能是一颗非常年轻的Herbig Ae恒星，可能拥有一个几乎是边缘的圆盘。
2006-08-01 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
Evolutionary Binary Sequences for Low- and Intermediate-Mass X-ray Binaries
我们提出了一个系统的研究结果的演变的低和中等质量的X射线双星（LMXB和IMXB）。利用标准的Henyey型恒星演化程序和双星相互作用的标准模型，计算了100个包含一颗中子星和一颗正常型伴星的双星演化序列，其中次级恒星的初始质量为0.6 ~ 7 \Ms，初始轨道周期为$\sim 4 $ hr ~ $\sim 100 $ d。这个模型网格对LMXB和IMXB可能遇到的整个参数范围进行了采样。这些序列显示了各种各样的演化历史和结果，不同的传质机制在不同的阶段占主导地位。很少有序列类似于激变变星的经典演化，其中演化仅由磁制动和引力辐射驱动。许多系统在热时间尺度上经历质量传递阶段，并且可能在该阶段之后立即短暂地分离（对于更大质量的秒）。与以前的结果（\markcite{Tauris1} Tauris & Savonije 1999）一致，我们发现所有的序列与（子）巨大的捐助者高达$\sim 2\Ms$是稳定的动态质量转移。次级具有辐射包络的序列对于初始质量高达$\sim 4\Ms$的动态质量转移是稳定的。（节略）
2001-07-15 astro-ph
Constraints on resonant-trapping for two planets embedded in a protoplanetary disc
我们研究了嵌入原行星盘中的双行星系统的演化，该系统由一颗质量为1000亿美元的行星和另一颗位于盘外的天体组成。我们考虑了质量从10个地球质量到1 M_J的最外层行星，也考察了质量< 10个地球质量（M_E）的最外层天体的情况。行星的差异迁移由于盘扭矩导致不同的演化结果取决于外原行星的质量。对于质量小于3.5M_E的行星，巨星的II型迁移率大于外天体的I型迁移率，导致发散迁移。质量在3.5 < m_o < 20 M_E范围内的外天体由于同旋力矩而被困在巨行星形成的间隙边缘。质量更大的行星被捕获，与内行星共振。当30 < m_o < 40 M_E或m_o=1 M_J时，则2：1共振成立。当80 < m_o < 100 M_E时，有利于3：2共振。对质量m_o > 20 M_E的气体吸积原行星的模拟，最初被捕获在间隙的边缘，或在2：1共振中，随着行星质量增长到接近土星的质量，最终也会被捕获在3：2共振中。我们的研究结果表明，有一个理论下限的质量外行星，可以捕获到共振与内部木星行星，这是相关的太阳系外多行星系统的观测。此外，捕获一颗类似土星的行星与一颗类似木星的行星形成3：2的共振是一个非常强大的模拟结果。这一结果与最近太阳系早期演化的情景有关，这些情景要求土星在晚期重轰炸开始之前与木星存在2：1共振。
2008-02-14 astro-ph
A young protoplanetary disk in the Bok globule CB26?
我们提出了一个拱盘博克球状体CB 26的亚弧秒分辨率毫米波图像。边缘盘的存在被证实的尘埃连续形态和13 CO排放的速度场，它显示了开普勒旋转模式的轴垂直于尘埃排放的长轴。我们推断被遮蔽的中心恒星的质量约为0.3 Msun。在120天文单位以内的毫米波长处，该盘的光学厚度为120天文单位，在120天文单位以外有对称的20度翘曲，外半径约为200天文单位，质量至少为0.1兆太阳。我们认为，CB 26系统是在深埋的原恒星吸积盘和更进化的，也许是原行星，围绕金牛座T恒星盘之间的中间阶段。
2001-11-01 astro-ph
