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-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
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
Imaging the Small-Scale Circumstellar Gas Around T~Tauri Stars
我们用CO（2-1）发射的孔径合成成像技术，以~2- 3“的分辨率探测到了金牛座T星周围的星周分子气体。RY Tauri、DL Tauri、DO Tauri和AS 209显示了分辨和拉长的气体发射。对于RY Tau，沿着伸长方向PA~ 48度的去卷积半最大半径为110 AU。其他源的对应半径和方向是：DL Tau --在PA~ 84度处250 AU; DO Tau --在PA~ 160度处350 AU; AS 209 --在PA~ 138度处290 AU。RY Tau、DL Tau和AS 209的速度梯度与伸长方向平行，表明星周物质正在旋转。RY Tau和AS 209也表现出旋转圆盘的双峰光谱特征。DO Tau的线发射主要是高速蓝移气体，这使得解释复杂化。尽管如此，在每一种情况下都有足够的证据来推测星周辐射可能来自一个类似于我们太阳系形成时的原行星盘。
1995-03-08 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
Probable association of T Tauri stars with the L1014 dense core
利用WFGS-2型宽视场光栅摄谱仪对L1014致密堆芯进行了无狭缝光谱学、g 'r'i'光度学和狭缝光谱学研究。我们探测到了三颗阿尔法发射线恒星。我们将其中一颗解释为弱线金牛T星（WTTS），另一颗解释为经典金牛T星（CTTS）。由于它们的g '-i'色和/或分类光谱类型与金牛座T星一致，其中两颗的消光比星云小，这三颗星很可能是与L1014相关的金牛座T星。采用金牛座T星的年龄范围，1-10百万年，色星等图显示距离约为400-900 pc，而不是之前假设的距离200 pc。这可能会强烈影响L1014-IRS的质量估计，它被认为是一颗非常年轻的原恒星或原棕矮星。
2006-10-16 astro-ph
The Structure and Emission of the Accretion Shock in T Tauri Stars II: the Ultraviolet Continuum Emission
我们比较吸积激波模型与前主序星的光学和紫外光谱，（1）使第一次测定的吸积率在中等质量的金牛座T星的连续辐射，（2）获得改进的估计的吸积率和连续金牛座T星的吸收。我们的方法扩展了由Calvet和Gullbring开发的冲击模型，使光学和档案国际紫外线探测器紫外光谱的比较。我们发现很好的协议之间的观测和模型的预测，支持磁层吸积冲击的基本模型，以及以前的测定吸积率和星际红化的低质量金牛T星。中等质量金牛座T星的吸积率与通过使用近红外氢线强度的其他方法获得的值非常一致（Muzerolle等人，1998）。
2000-08-14 astro-ph
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
Post-T Tauri stars: a false problem
我们认为，在低质量恒星形成的标准模型的框架内，在低质量恒星形成区明显缺乏老金牛座T星的问题。我们认为，分子云寿命和双极扩散时间尺度之间的相似性意味着恒星的形成不会发生瞬间，也不是以恒定的速率。我们的结论是，发现一个大人口的老恒星在恒星形成区的概率本质上是非常小的，后金牛座T的问题是由和大不存在。
1996-12-13 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
A Survey and Analysis of Spitzer Infrared Spectrograph Spectra of T Tauri Stars in Taurus
我们目前的中红外光谱的金牛座T星在金牛座恒星形成区获得的斯皮策红外光谱仪（IRS）。首次研究了属于同一恒星形成区域的金牛座T星的大样本的5-36微米光谱，揭示了由于星周盘中的尘埃而导致的中红外过量的细节。我们分析了共同的特点和差异，在中红外光谱的基础上磁盘结构，尘埃颗粒的性质，并存在的同伴。我们的分析包括光谱能量分布从光学到远红外，形态序列的基础上的IRS光谱，和光谱指数在IRS波段代表连续发射。通过比较观察到的光谱网格的吸积盘模型，我们推断出一些基本的磁盘性质，我们的样本金牛座T星，并找到更多的证据尘埃沉降。
2006-08-01 astro-ph
New multisite observations of Delta Scuti stars V624 Tauri and HD 23194
报告了STEPHI 2006年活动的初步结果。
2008-09-27 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
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
Mass accretion rates in self-regulated disks of T Tauri stars
本文用数值方法研究了中、高质量金牛座T星（0.25 M_sun < M_st < 3.0 M_sun）周围由分子云核坍缩自洽形成的原星盘的演化。在金牛座T阶段，圆盘进入自我调节状态，低振幅的非轴对称密度扰动持续至少数百万年。我们的主要发现是，由于这些扰动的引力力矩的全球效应是产生磁盘吸积率是正确的幅度来解释观测到的吸积到金牛T星。我们的模型给出了吸积率M_dot和恒星质量M_st之间的相关性，最佳拟合M_dot \propto M_st^{1.7}，与最近的观测结果吻合得很好。我们还预测了一个近线性的相关性之间的磁盘吸积率和磁盘质量。
2008-02-15 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
Disk-Halo Model for Flat-Spectrum T Tauri Stars
我们探讨的起源，在一些金牛座T星看到的平坦的光谱，考虑三个组成部分的结构：一个中心的恒星，一个拱星盘，和尘埃晕。通过求解轴对称二维空间中依赖于角度和频率的辐射转移方程，忠实地处理了辐射能量输运，从而同时确定了盘和晕中的辐射平衡温度。由于恒星辐射通过晕的散射和再处理，盘被有效地加热。大量的中红外线到远红外线过剩来自温暖的圆盘的光球层，导致了平坦的光谱，正如所观察到的。晕，我们认为是作为一个紧凑的反射星云观察，并从扩展，盘状信封周围的平谱金牛T星的歧视。我们表明，整体的光谱形状的平谱金牛座T星可以复制本盘晕模型。
2002-07-19 astro-ph
Evidence for grain growth in T Tauri disks
在这篇文章中，我们提出的结果，从中红外光谱的样品的14 T金牛星硅酸盐的排放。光谱的定性分析揭示了硅酸盐特征的强度与其形状之间的相关性，类似于van Boekel等人（2003）最近在更大质量的Herbig Ae/Be星中发现的相关性。与理论光谱的非晶橄榄石与不同的晶粒尺寸的比较表明，这种相关性表明在磁盘的金牛座T星的晶粒生长。类似的颗粒加工机制似乎在两组年轻恒星中都有效。
2003-11-26 astro-ph
Orbits and Masses in the T Tauri System
我们调查的双星金牛座南T，提出的轨道参数的两个组成部分和他们各自的质量。我们结合天文测量的立场，从文献中以前未发表的VLT观测。模型拟合产生的轨道元素的T头SA和Sb。我们使用T头N作为天体测量的参考，以获得估计的质量比的SA和Sb。虽然大多数的轨道参数没有很好的约束，这是不可能的，T头Sb是在一个高度椭圆形的轨道或逃离系统。T Tau S的总质量被很好地限制在3.0 + 0.15/-0.24 M_sun。Sb：Sa的质量比约为0.4，对应于M_Sa = 2.1+/-0.2 M_sun和M_Sb = 0.8+/-0.1 M_sun的单个质量。这证实了金牛座T系统中的红外伴星是一对被星周物质遮蔽的年轻恒星。
2008-02-21 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
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
Can Post T Tauri Stars Be Found? Yes!
我回顾了寻找后T金牛星（PTTS）的观测挑战，在这里定义为低质量，主序前恒星，年龄为10^7-10^8年。这样的恒星很难找到，因为它们比年轻的金牛座T星活跃，而且它们可能不与分子气体相关。它们对于研究星周盘的演化和附近恒星形成区的10^6年年龄与主序星之间的恒星活动非常有用。然而，在搜索过程中必须小心，以便用于定位这些恒星的选择标准不会使随后的进化研究所用的样本产生偏差。
2001-05-02 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
Edge-on T Tauri stars
利用ESO VLT的UVES阶梯光栅摄谱仪，我们获得了边缘盘天体HH 30 *、HK Tau B和HV Tau C的二维高分辨率（R = 50 000）光谱。为了比较的目的，我们也用同样的设备观测了经典的金牛座T型恒星HL Tau和活跃的晚型恒星LDN 1551 - 9。所有三个观察到的边缘上的磁盘的光谱组成的金牛座T发射和吸收线光谱叠加射流发射线。光谱分析证实，圆盘在可见光波段是完全不透明的，来自中心物体的光只能通过圆盘平面上方和下方的散射层到达我们。我们的目标的中心对象被发现是正常的金牛座T星显示适度，但不同量的面纱，其光球光谱，表明不同的吸积速率或演化阶段。我们认为，所有的经典金牛座T星（CTTS）显示这种观察到的形态时，观察edge-on.Part喷流发射的边缘上的系统是直接可见的，我们在禁戒线，以及在Halpha和He I，这一发现相矛盾的一个纯磁层吸积起源的形成氢和氦的发射线在中等活跃的CTTS目前的范式。从与那些金牛座，御夫座CTTS的倾斜度是可靠的已知的比较，我们得出结论，CTTS系统的视角是一个关键的参数，在金牛座T类的视α发射强度。我们讨论了各种可能的形成区域的Na I D线，并表明，类似于观察到的配置文件可以形成在盘风的基础。
2005-01-26 astro-ph
High Resolution Spectroscopy of the high galactic latitude RV Tauri star CE Virginis
对疑似冷RV金牛座恒星CE Vir的表面成分分析表明，相对于冷凝温度，元素的消耗没有系统的趋势。然而，相对于元素的第一电离电势，存在元素的显著耗尽。导出的锂丰度log $ε$（Li）= 1.5 $\pm$ 0.2表明恒星中有锂的产生。近红外颜色显示光球附近零星的尘埃形成。
2004-11-17 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
Detection of crystalline silicates around the T Tauri star Hen 3-600A
我们已经进行了中红外N波段光谱观测的金牛座T星Hen 3- 600 A在TW长蛇座协会与COMICS上的8.2米斯巴鲁望远镜，并发现其光谱的结构特征。这些结构特征很好地解释了结晶镁橄榄石，结晶顽火辉石，二氧化硅和玻璃状橄榄石颗粒的组合。在中等质量的年轻恒星天体（YSO）中，已经发现了结晶硅酸盐，但迄今为止还没有关于低质量YSO（如金牛座T星）的可靠探测报告。这是第一次在低质量YSO中明确检测到结晶硅酸盐，并表明结晶事件甚至发生在T Tauri阶段的低质量YSO的原行星盘中。在Hen 3 - 600 A系统中，导致推断的尘埃成分的物理过程可能类似于太阳系早期发生的那些。
2003-01-22 astro-ph
HD 34700: A new T Tauri double-lined spectroscopic binary
我们发现HD 34700是一颗双线分光双星。我们还确认它是一个弱线金牛座T天体。两个分量的光谱非常相似，都显示出6708 ° C的Li I特征。强有力的论据赞成的二进制性质的明星，而不是其他的可能性提供。这颗伴星很可能也是一颗质量相近的金牛T星。预计旋转速度，$v$ sin $i$，为25和23公里/秒$^{-1}$已被估计为蓝色和红色的组成部分。我们提出了一个列表的线确定和径向速度的两个组件上获得的三个光谱连续的夜晚。
2003-08-06 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
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
Evidence for Differential Rotation on a T Tauri Star
对NGC 1333中的金牛座T星HBC 338进行了五年的光度监测，发现它是一个周期变星，但周期随着时间的推移发生了显着变化。2000-2003年，夏季降水存在5.6天左右的周期，而后两个季节的优势周期都在4.6天左右。没有其他金牛座T星被发现改变其周期的比例如此之大。我们提出了一个模型，在这个模型中，一个差分旋转的恒星被认为是近赤道上，高纬度的斑点已逐渐被低纬度的斑点所取代。我们表明，该模型提供了一个很好的适合在每个时代的光变曲线的观察到的形状。由此推断的差异旋转的幅度和意义与太阳上看到的相似。这可能是令人惊讶的，因为相对于太阳，这颗恒星的磁表面活动可能很高，但我们注意到HBC 338显然是一颗特殊的金牛座T星。
2006-06-07 astro-ph
Accretion Disc Evolution in Single and Binary T Tauri Stars
我们提出的理论模型的T金牛星环绕拱盘的演变。该模型包括前主序星和随时间变化的磁盘演化的影响，并纳入恒星磁场的影响，作用于内部磁盘。对于单颗恒星，与金牛座御夫座观测的一致性要求圆盘分散迅速发生，远小于圆盘的粘性时间尺度，大约在恒星辐射加热首先主导内部粘性耗散的时代。应用该模型，以密切的二进制文件，我们发现，由于初始条件的光盘在二进制文件是不确定的，极端的质量比系统的研究需要提供一个严格的测试理论光盘演化模型。我们还注意到，没有观察到金牛座T星的红外线颜色与它们的自转速率的相关性，这显然与简单的磁层吸积模型的预测相矛盾。
1998-10-30 astro-ph
Resolved polarization changes across Halpha in the classical T Tauri star RY Tau
我们提出了线性H α光谱偏振的经典金牛座T星RY头。检测到偏振百分比和穿过Halpha的位置角的变化，这表明线光子在旋转圆盘中散射。我们从（Q，U）图中的环的斜率导出位置角，发现它是146 +/- 3度。这是垂直于光盘的位置角48 +/- 5度，从亚毫米成像推导出的Koerner和Sargent（1995）。这一发现是一致的，因为从成像的毫米盘散射预计将产生在从该盘旋转90度的方向上的偏振特征。观测到的RY Tau的分光偏振行为让人想起在一大群Herbig Ae恒星中看到的行为，表明偏振光子的共同拱星起源。
2003-06-04 astro-ph
Fast transition between Classical and Weak lined T Tauri stars due to external UV dissipation
沉浸在玫瑰星云强紫外辐射场中的光学喷流的发现为外部辐射喷流的研究提供了新的视角，但同时也带来了挑战。玫瑰花星系中的喷流系统被发现具有高电离状态，并显示出独特的特征。本文研究了类太阳年轻恒星喷流驱动源的演化状况。令我们惊讶的是，这些喷流源显示出意想不到的近红外特性，没有多余的发射。它们沐浴在强烈的外部紫外线辐射中，蒸发导致它们的拱星物质快速消散。这可能代表了年轻的类太阳恒星在经典和弱线金牛座T星之间演化的一个短暂阶段。以这种方式形成的金牛座T型裸星的演化年龄与经典金牛座T型恒星的演化年龄相差无几。然而，这将是很难为这样的来源，以确定如果他们没有驱动一个照射射流在光电离介质。
2007-02-09 astro-ph
A giant flare on a t tauri star observed at millimeter wavelengths
我们进行了多历元合成成像的2和3毫米（mm）的连续辐射和近红外K波段2.2微米成像的耀斑事件发生在2003年1月的年轻恒星物体GMR-A，这被认为是一个弱线金牛座T星在猎户座星团。我们的毫米波数据显示，耀斑活动至少持续了13天以上，而K波段的震级在此期间没有变化。此外，我们还成功地探测到了15分钟时间尺度上通量的短时变化。耀斑的总能量估计为10^{35-36}尔格，这使其成为迄今为止报道的最具能量的耀斑之一。比较毫米连续光度与报告的X射线光度，我们得出结论，毫米耀斑是类似的太阳和其他恒星耀斑的性质。我们的研究结果将是理解Tauri T星磁致恒星表面活动的关键一步。
2003-10-24 astro-ph
The MACHO Project LMC Variable Star Inventory: The Discovery of RV Tauri stars and New Type II Cepheids in the LMC
我们报告在大麦云星云中发现了金牛座RV星。在光度和颜色曲线上，金牛座RV型恒星似乎是II型造父变星的直接延伸。一个单一的周期-光度-颜色关系被认为是描述II型造父变星和金牛座RV星在LMC。我们推导出关系式：$V_{\circ} = 17.89 (\pm 0.20) - 2.95 (\pm 0.12) \log_{10}P + 5.49 (\pm 0.35) \bar{(V-R)_{\circ}}$，适用于周期范围为$0.9 < \log_{10}P < 1.75$的II型造父变星和金牛座RV星。假设到大麦云的距离模为18.5，绝对光度的关系式为：$M_{V} = -0.61 (\pm 0.20) - 2.95 (\pm 0.12) \log_{10}P + 5.49 (\pm 0.35) \bar{(V-R)_{\circ}}$。
1997-08-05 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
Erratum: "Post-T Tauri Stars in the Nearest OB Association" (AJ, 124, 1670 [2002])
本勘误表更正了Mamajek，Meyer，& Liebert（2002，AJ，124，1670）中的一些错别字（包括两个恒星错误识别和斜率单位中的不正确幂）。最重要的是纠正的符号错误，在公布的多项式之间的转换Tycho和约翰逊-费洛蒙（B-V）的颜色。
2006-02-08 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
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
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
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
Probing the circumstellar structures of T Tauri stars and their relationship to those of Herbig stars
我们提出了一个样本的10个明亮的金牛座T星，补充了新的赫比格Ae/Be星数据的Halpha分光偏振观测。在大多数的金牛座T（9/10）和赫比格Ae（9/11）对象，我们解释在一个紧凑的线光子源，是从旋转的吸积盘散射的线性偏振的变化。我们发现的位置角（PA）的偏振和成像盘PA从红外和毫米成像和干涉研究，探测更大的尺度之间的一致性。对于Herbig Ae星AB Aur，MWC 480和CQ Tau，我们发现偏振PA垂直于成像盘，这是预期的单散射。另一方面，金牛座T星DR Tau和SU Aur和FU Ori的偏振PA与外盘PA对齐，符合多重散射的情况。如果Herbig Ae恒星的内盘在光学上很薄，而我们的T Tauri恒星和FU Ori周围的内盘在光学上很厚，那么这种差异可以解释。此外，我们开发了一种新的技术，结合已知的倾角和我们最近的蒙特卡罗模型来约束SU Aur，GW Ori，AB Aur和CQ Tau的内缘尺寸。最后，我们考虑的内部磁盘结构与磁场的方向在前景星际介质的连接：FU猎户座和DR头，我们推断恒星轴和较大的磁场方向的对齐。
2005-02-25 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
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
The Transitional PMS Object DI Tauri: Evidence for a Sub-stellar Companion and Rapid Disk Evolution
我们报告中-红外观测发现的金牛座暗云空间分辨的第一次他们的10 $μ$米发射的两个年轻的恒星。Skrutskie等人（1990）根据12 $μ$ m IRAS数据初步确认的弱发射金牛座T型星DI Tau是一个正在消散其周星盘的天体，发现在10 $μ$ m波长处没有红外过剩。附近的经典金牛座T星DH Tau在10 $μ$ m处表现出过量的发射，这与基于拱星盘模型的预测一致。虽然这两个天体似乎有相同的恒星质量、年龄和自转速率，但它们在两个基本方面有所不同：DH Tau是一颗具有活跃吸积盘的单星，而DI Tau是一个没有吸积盘的双星系统。DI Tau的伴星光度非常低，位于距离$\sim 20$ A.U.的投影上。从初选开始假设系统是共演化的，我们推导出伴星的质量低于氢燃烧极限。我们推测，一个亚恒星质量的伴星的形成导致了可能围绕着DI Tau的拱星盘的快速演化。
1997-08-28 astro-ph
X-ray emission from MP Muscae: an old classical T Tauri star
研究了金牛座T星MP Mus的X射线发射等离子体的性质。我们的目的是检查吸积过程是否产生所观察到的X射线发射，并在推导吸积参数和冲击加热等离子体的特性。我们比较的MP Mus与年轻的经典金牛座T星的属性，以测试是否年龄与X射线发射等离子体的属性。XMM-牛顿X射线光谱允许我们测量等离子体温度、丰度和电子密度。特别是冷等离子体的密度探测是否X射线发射产生的等离子体加热吸积过程。MP Mus的X射线发射来源于高密度冷等离子体，但也存在热耀斑成分，这表明日冕磁活动和吸积都对观测到的X射线发射有贡献。我们发现一个Ne/O比类似于在更年轻的经典金牛座T星BP头观察到的。从X射线发射的软部分，主要是由在吸积激波中加热的等离子体产生的，我们推导出质量吸积率为5 × 10 ^{-11} M_{sun} yr^{-1}。
2007-01-26 astro-ph
Mid-IR spectroscopy of T Tauri stars in Chamealeon I: evidence for processed dust at the earliest stages
我们提出了中红外光谱的三个金牛座T星在年轻的Chamealeon I暗云上获得的TIMMI 2的ESO 3.6米望远镜。在这三颗恒星中，9.7微米的硅酸盐发射带是突出的。我们用不同大小的无定形橄榄石颗粒、结晶硅酸盐和二氧化硅的混合物来模拟它。这些不同成分的质量分数在不同的恒星之间变化很大。虽然CR Cha的光谱主要由小的无定形硅酸盐组成，但在VW Cha中（以及在较小程度上在玻璃I中），有明显的证据表明大量的加工粉尘以结晶硅酸盐和大的无定形颗粒的形式存在。这是第一次在非常年轻的金牛座T星（~ 100万年）中检测到经过处理的尘埃。
2003-09-25 astro-ph
The magnetic fields of accreting T Tauri stars
经典金牛座T星的磁层吸积模型通常假设恒星的磁场是一个简单的偶极子。然而，最近对V2129 Oph和BP Tau的塞曼多普勒成像研究表明，它们的磁场更为复杂。V2129 Oph是一颗高质量的金牛座T星，尽管它的年龄很小，但据信已经发展出辐射核心。与此相反，质量较低的BP Tau可能完全对流。由于这两颗恒星的内部结构不同，磁场产生过程也不同，因此比较它们的磁场结构是特别有意义的，这是通过从磁表面图外推磁场获得的。我们比较两个场结构多极磁场，并计算两个系统的磁盘截断半径。我们发现，通过考虑磁场与现实的复杂程度，磁盘被截断，或内，获得的偶极场的半径。
2008-09-24 astro-ph
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
Dispersion in the lifetime and accretion rate of T Tauri discs
我们比较演化模型的原行星盘，包括磁盘风与观测确定的磁盘寿命和吸积率在金牛座。使用更新的估计，在金牛座的恒星年龄，连同已公布的分类，我们表明，光盘分数与恒星年龄的演变是类似的年轻星团内的恒星合奏。大约30%的恒星在1百万年内失去了它们的圆盘，而其余的恒星的圆盘寿命通常在1-10百万年的范围内。我们发现，后者的年龄范围是一致的光盘演化的理论模型，只要有一个分散的初始光盘质量的日志中的约0.5。相同范围的初始条件括号中所观察到的变化，在吸积率的经典金牛座T星在一个给定的年龄。我们讨论的预期寿命的光盘在紧密的二进制系统，并表明，我们的模型预测，光盘的寿命几乎是恒定的分离超过10金。这意味着一个低的预测分数的二进制配对的经典金牛座T星与弱线金牛座T星，是在更好的协议与观测的光盘寿命的二进制比光盘模型，不包括光盘质量损失的风。
2003-03-14 astro-ph
The IC2118 association: new T Tauri stars in high-latitude molecular clouds
我们在与反射星云IC 2118相关的高纬度分子云区域发现了新的主序前恒星，大约l = 208 degr和b = -27 degr。这些恒星被选作金牛座T候选星，用康科利天文台的施密特望远镜获得物镜棱镜片。本文介绍了安装在英国施密特望远镜上的FLAIR光谱仪和安装在北欧光学望远镜上的ALFOSC光谱跟踪观测的结果。根据光谱类型、发射线和锂吸收线的存在，我们识别出了5颗经典金牛座T星和一颗候选的金牛座T星，以及2颗候选的星云区外的前主序星。使用从2 MASS全天目录获得的近红外星等。我们测定了这些恒星的质量和年龄我们发现，投射在云层上的五颗经典金牛座T星与它们有物理上的联系，而其他恒星可能是背景物体。采用IC 2118（Kun等人，2001）的210个秒差距，并使用Palla & Stahler（1999）的进化轨迹，我们推导出IC 2118星群成员的平均年龄为250万年，质量间隔为0.4--1.0兆太阳。
2004-02-14 astro-ph
Locating the Launching Region of T Tauri Winds: The Case of DG Tau
人们普遍认为金牛座T星的风是由靠近中心恒星的吸积盘以磁离心的方式驱动的。确切的发射条件尚不确定。我们表明，在大距离的磁离心风的极向和环向速度分量之间存在着一般的关系和发射表面的旋转速率，独立于不确定的发射条件。我们讨论了这种关系的物理基础，并验证它使用一组数值确定的大尺度风的解决方案。这两个速度分量在原则上是可测量的空间分辨光谱，因为已经做了扩展低速分量（LVC）的DG Tau风由Bacciotti等人。对于这个特定的来源，我们推断，空间分辨LVC起源于一个区域的磁盘上延伸从$\sim 0.3$到$\sim 4.0\AU$从恒星，这是一致的，并细化，Bacciotti等人之前的粗略估计
2003-04-07 astro-ph
