Optical and Radio Observations of the T Tauri Binary KH 15D (V582 Mon): Stellar Properties, Disk Mass Limit and Discovery of a CO Outflow
我们介绍了KH 15 DT Tauri双星系统在2015/16和2016/17观测季节的VRIJHK测光。在现代（CCD）时代，我们第一次看到B星在每次Apastron通过期间完全从进动的环双星环的后缘后面出现。因此，我们能够测量它的亮度和颜色。数十年的光度测量使我们能够推断出每个双星组成部分的有效温度、半径、质量和年龄。我们发现我们的值与以前的研究，包括档案摄影测光的时代，当两颗恒星完全可见，他们设置了一个完整的模型的系统，可以构建一个径向速度测量可用的阶段。我们还提出了第一个高灵敏度的无线电观测系统，采取ALMA和SMA。2.0和0.88毫米的观测值分别提供了环双星的上限（气体和尘埃）盘质量为1.7木星质量，并揭示了一个扩展的CO外流，它与KH 15 D系统的位置，系统速度和方向重叠，并肯定与它有关。低速，紧密准直，和扩展性质的发射表明，外流是倾斜的几乎正交的视线，这意味着它也是正交的环双星环。射电外流的位置角也恰好与微弱阶段光发射的偏振方向一致。一个小的偏移之间的光学图像的二进制和CO流出的中心线仍然是一个谜和可能的线索喷气发射机制。
2017-12-02 astro-ph.SR
Magnetic-field measurements of T Tauri stars in the Orion Nebula cluster
本文分析了猎户座星云团中14颗金牛座T星的高分辨率（$R \sim 50,000$）红外K波段阶梯光栅光谱。我们在三个磁敏感的\ion{Ti}{1}线附近$2.2\ μ$米塞曼加宽模型和一致检测到恒星光球的千高斯级磁场。这些数据在每一种情况下都是一致的，整个恒星表面都被磁场覆盖，这表明磁压可能在这些恒星的光球层中占主导地位。这些非常强的磁场本身可能是造成金牛座T星的X射线辐射相对于主序星校准所预期的产生不足的原因。我们结合这些结果与以前的测量金牛座的14颗恒星和TW长蛇座协会的5颗恒星，研究磁场性质的潜在变化，在恒星演化的第一个1000万年，发现总磁通量随着年龄的稳步下降。
2011-02-17 astro-ph.SR
Wind Dynamics and Circumstellar Extinction Variations in the T Tauri Star RY Tau
研究了经典金牛座T星RY Tau的尘埃环境与风的相互作用。在2013年至2015年的两个季节中，我们对这颗恒星进行了光谱和光度（BVR）监测。首次发现了恒星亮度与由H-α和Na-D线剖面确定的恒星风径向速度之间的相关性。不规则的恒星亮度变化被证明是由距离恒星约0.2 AU的尘埃盘风中的灭绝引起的。我们认为，星周消光的变化是由于恒星磁层的周期性重排和日冕物质抛射对星周盘内边界附近尘埃盘风的影响。
2016-02-15 astro-ph.SR
The VLTI / PIONIER near-infrared interferometric survey of southern T Tauri stars. I. First results
内容：利用近红外干涉和高分辨率光谱技术研究了明亮Herbig AeBe星的内盘性质。连续谱和一些分子气体物种已被研究接近中央恒星，但是，灵敏度问题限制了直接信息的内盘较暗的金牛座T星。目的：我们的目标是测量围绕南金牛座T星的磁盘内部区域的一些属性。方法：我们用PIONIER重组仪在H波段对21颗金牛座T星进行了测量。使用的基线从11米到129米不等，对应的最大分辨率为3 mas（150秒差距时为0.45天文单位）。结果如下：13个磁盘解决好，能见度曲线作为基线的函数，在45-130米的范围内，这13个对象是完全采样。一个简单的定性检查的可见性配置文件，使我们能够确定一个快速下降的vibrium在短基线在8个解决磁盘。这表明来自盘的光的扩展贡献的显著贡献。我们证明了该分量与散射光兼容，为Pinte等人（2008）的预测提供了强有力的支持。下降的幅度和尘埃热发射量的变化，从源到源，表明每个磁盘是不同的。调查的一个副产品是识别一个新的毫角秒分离双星：WW Cha。光谱和干涉数据的AK Sco也已拟合的二进制和磁盘模型。结论：在充分考虑热辐射和粉尘散射的情况下，能见度数据重现性较好。测量的内半径与预期的尘埃升华半径一致。对AK Sco的建模表明，圆盘和双星的轨道平面之间可能是共面的
2014-12-06 astro-ph.SR
Near Infrared polarimetry of a sample of YSOs
我们的目标是研究年轻天体的星周环境的物理性质。特别地，散射机制的确定可以帮助约束近红外中的盘和/或包络的光学深度。我们使用的IAGPOL成像偏振仪与CamIV红外相机在LNA天文台获得近红外偏振测量在H波段的样品的光学可见YSO，即11 T金牛星和8赫比格Ae/Be星。一个独立的确定的磁盘（或射流）的方向获得了12个对象从文献中。然后，通过比较积分偏振位置角（PA）与投影在天空平面中的圆盘主轴方向，可以估计星周光学深度。通常，光学薄盘具有垂直于盘平面的偏振PA。相反，光学厚盘产生平行于盘的偏振PA。在金牛座T型恒星中，有三颗是薄光学盘（AS 353 A、RY Tau和UY Aur），五颗是厚光学盘（V536 Aql、DG Tau、DO Tau、HL Tau和LkHa 358）。在Herbig Ae/Be星中，有两颗星（Hen 3-1191和VV Ser）和两颗星（PDS 453和MWC 297）显示出光学薄盘的证据。我们的研究结果似乎与近红外波段的光学厚盘更有可能与年轻的YSO相关联的事实相一致。在RY Tau、RY Ori、WW Vul和UY Aur中发现了极化反转的边缘证据。在前三种情况下，这个特征可以与UXOR现象相关联。与红外光谱的颜色和光谱指数的相关性产生的证据与磁盘的进化隔离往往是光学薄时，他们是老年人。
2009-03-24 astro-ph.SR
Variable X-ray Emission of the Planet Hosting T Tauri Star CI Tau
Center for Astrophysics and Space Astronomy (CASA), Univ. of Colorado, Boulder, CO, USA（科罗拉多大学波尔德分校天体物理学与空间天文中心）；Dept. of Astrophysics, Univ. of Vienna, Türkenschanzstr. 17, A-1180 Vienna, Austria（维也纳大学天体物理系）
CI Tau的X射线变异性表明其磁活动，可能与行星存在有关。
2026-01-13 astro-ph.SR
Comparison between accretion-related properties of Herbig Ae/Be and T Tauri stars
本文总结了冷（TTauri; T < 7000 K，M < 1 Msun）和热（HerbigAe/Be; 7000 < T（K）< 13000; 1 < M（Msun）< 6）前主序星吸积相关性质的比较结果。这种比较提供了洞察的类比/差异的物理学的星盘相互作用和驱动磁盘耗散的物理机制。几个光学和近红外线光度用于低质量的物体也是有效的估计典型的吸积率的中等质量的恒星在类似的经验表达式。相比之下，在10%的峰值强度的H α宽度被用作金牛座T的吸积示踪剂，但不可靠的赫比格Ae/Bes的吸积率估计。这可以解释为两种类型的恒星具有不同的自转速率。此外，也有类似的趋势时，吸积率与近红外颜色和磁盘的质量，这表明粘性吸积盘模型能够解释这些趋势的金牛座T和赫比格Ae/Be星。然而，冷PMS对象和热PMS对象之间有两个主要区别。首先，内部气体耗散的时间尺度，估计有关的吸积率和恒星年龄，略快Herbig Ae/Be星。这可能对能够在比太阳更大的物体周围形成行星的物理机制产生影响。第二，相对位置的赫比格Ae/Bes与磁盘的吸积率-磁盘质量平面的内部灰尘清除的迹象与过渡金牛座T星相比，当这两个样本相比，与“经典”，非进化的磁盘。后一种差异可能指向驱动盘演化的不同物理机制，这取决于恒星状态。
2013-03-23 astro-ph.SR
Tracing High-Energy Radiation from T Tauri Stars Using Mid-Infrared Neon Emission from Disks
来自金牛座T型恒星（TTS）的高能辐射影响了盘中气体的数量和寿命，从而在气体巨行星的形成中发挥了至关重要的作用。在这里，我们探测的高能量电离辐射TTS使用高分辨率中红外（MIR）斯皮策IRS氖禁线检测样品中的磁盘IC 348，NGC 2068，和Chamaeleon。我们报告了三个新的检测[Ne III]从CS Cha，SZ Cha和T 54，加倍已知的[Ne III]检测TTS。使用[Ne III]-[Ne II]的比率结合X射线发射测量，我们探测高能量辐射TTS。大多数先前推断的[Ne III]/[Ne II]比值的基础上[Ne III]线上限显着小于1，指出无论是X射线辐射或软极紫外（EUV）辐射在生产这些线的主导地位。本文首次报道了Tauri T盘中强EUV主导的Ne禁戒线产生的观测证据：SZ Cha中的[Ne III]/[Ne II]~1。我们的结果为TTS的极紫外发射提供了独特的见解，表明极紫外辐射可能主导了Ne禁戒线的产生，尽管在少数情况下。
2012-11-10 astro-ph.SR
High-resolution Ultraviolet Radiation Fields of Classical T Tauri Stars
远紫外（FUV;在经典金牛座T型系统中，吸积中心星的辐射场影响着巨行星形成期间的盘化学。以前的努力，以测量真正的恒星+吸积产生的FUV光度（热气体发射线和连续）已经复杂的低灵敏度和/或低光谱分辨率的组合，并没有包括从明亮的Ly $α$发射线的贡献。在这项工作中，我们提出了一个高分辨率的光谱研究的FUV辐射场的16 T金牛星的尘埃盘显示一系列的演化状态。我们包括重建的Ly $α$线轮廓并去除原子和分子盘发射（来自H $_{2}$和CO荧光）以提供FUV连续谱线和热气线（例如，Ly $α$，\ion{N}{5}，\ion{C}{4}，\ion{He}{2}）首次获得了金牛座T星的可观样本。我们发现典型的金牛座T星FUV辐射场在距离中心恒星1天文单位处的通量是星际平均辐射场的$\sim$ 10 $^{7}$倍。Ly $α$发射线平均贡献总FUV通量的88%，FUV连续谱平均占8%。FUV连续体和Ly $α$通量与\ion{C}{4}通量密切相关，表明吸积过程主导了这两种组分的产生。平均而言，在莱曼极限（912 Å）和1110 Å处的H $\sim$（0 - 0）吸收带之间，仅发射总FUV通量的0.5%。总辐射场和分量级高分辨率辐射场以机器可读格式公开提供。
2014-02-25 astro-ph.SR
First Detection of [C I] $^3$P$_1$-$^3$P$_0$ Emission from a Protoplanetary Disk
我们使用安装在阿塔卡马亚毫米望远镜实验（ASTE）上的阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）波段8鉴定模型接收机，对三颗金牛座T星（DM Tau、LkCa 15和TW Hya）进行了单点[C I] $^3$ P $_1$ - $^3$ P $_0$和CO J=4-3观测。在金牛座L1551区域也观测到两颗原恒星，L1551 IRS 5和HL Tau。我们成功地探测到了来自DM Tau周围的原行星盘以及原恒星目标的[C I]发射。来自原行星盘的[C I]发射的光谱轮廓是边缘单峰的，表明原子碳（C）向最外层盘延伸。探测到的[C I]发射是光学薄的，估计金牛座T星目标和原恒星的C柱密度分别为<~10 $^{16}$ cm $^{-2}$和~10 $^{17}$ cm $^{-2}$。我们发现金牛座T星和原恒星目标之间的碳与尘埃的总质量比$M$（C）/ $M$（尘埃）存在明显差异;金牛座T星的$M$（C）/ $M$（尘埃）比原恒星小一个数量级。盘源的$M$（C）/ $M$（尘埃）比值的降低与理论预测一致，即原子C只能在盘的近表面层存活，C $^+$ /C/CO跃迁发生在盘中平面更深的地方。
2015-03-03 astro-ph.SR
Tidal Interaction between the UX Tauri Disk A/C System Revealed by ALMA
我们提出了灵敏和高角分辨率（$\sim$ 0.2-0.3 $''$）（亚）毫米（230和345 GHz）连续和CO（2 $-$ 1）/CO（3 $-$ 2）线档案观测的磁盘星系统在UX金牛座进行的ALMA（阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列）。这些观测揭示了年轻恒星UX Tauri A周围的气体和尘埃盘具有很大的信噪比（连续谱中的$>$ 400和线中的$>$ 50），并且首次检测到与UX Tauri C盘相关的分子气体排放（盘的大小为$<$ 56 au）。在5 $σ$水平（0.85 mm处为0.2 mJy）下未检测到与UX Tauri C相关的（亚）毫米连续辐射。对于组分UX金牛座C，我们估计的$\leq$ 0.05 M $_\oplus$的尘埃盘质量。此外，我们报告了一个强大的潮汐盘之间的相互作用，两个磁盘UX金牛座A/C，分开360 AU的投影距离。CO谱线的观测揭示了在金牛座A盘中有明显的旋臂，以及与金牛座C盘相关的一个扩展的红移气流。在金牛座A的尘埃连续辐射中没有观察到旋臂。假设开普勒旋转，我们估计封闭的质量（磁盘$+$星）从他们的径向速度在1.4 $\pm$ 0.6 M $_\odot$的金牛座A，和70 $\pm$ 30 / $\sin i$木星质量的金牛座C（后者与质量上限值相一致的褐矮星）。这里提出的观测证据使我们提出，UX Tauri C正在接近一个可能的广泛，不断发展…
2020-05-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The JCMT Transient Survey: An Extraordinary Submillimetre Flare in the T Tauri Binary System JW 566
猎户座分子云中的双星T Tauri系统JW 566于2016年11月26日（UT）通过SCUBA-2仪器在亚毫米波长处观察到了一个高能的短暂耀斑。在31分钟的积分过程中，发射衰减了近50%。在450微米和850微米处，同时源通量的平均值分别为500 +/- 107 mJy/束和466 +/- 47 mJy/束。850微米的通量对应的射电光度为$L_ν=8\times10^{19}$ erg/s/Hz，比2003年在猎户座探测到的年轻恒星GMR-A的耀斑亮约一个数量级（以$νL_ν$计）。该事件可能是与年轻恒星物体相关的最明亮的已知耀斑，也是第一个在亚毫米波长发现的日冕耀斑。$α= 0.11$在450微米和850微米之间的光谱指数与非热发射大致一致。亮温超过$6\times10^{4}$ K。我们解释这一事件是一个磁重联，激发带电粒子发射回旋同步辐射/同步辐射。
2018-11-30 astro-ph.SR
Interpretation of the Veiling of the Photospheric Spectrum for T Tauri Stars in Terms of an Accretion Model
金牛座T星的大气层被吸积激波辐射加热的问题已经解决。在LTE近似下计算了新出现的所谓热点的结构和辐射谱。在计算点谱时，首次考虑了连续谱和谱线的发射。与观测结果的比较表明，这些谱线中最强的谱线表现为氦和金属发射谱线的窄分量，而较弱的谱线则显著降低了光球层吸收谱线的深度，尽管到目前为止，这种效应一直被认为是由于发射连续谱。即使在一个狭窄的光谱范围内，不同光球层线的深度也会被线的遮蔽改变到一个非常不同的程度。因此，非单调的波长依赖性的程度面纱r发现一些CTTS不建议一个非平凡的频谱能量分布的面纱连续。一般来说，只有通过提供一组光球线来确定遮蔽度r，才有意义。我们表明，考虑到的贡献线的光球光谱的面纱可以导致现有的估计到金牛座T星的吸积率降低了几倍，这也是真实的恒星相对较弱的面纱光谱。忽略线对面纱的贡献也会导致在确定有效温度、星际消光、径向速度和vsin（i）时产生明显的误差。
2012-09-09 astro-ph.SR
Magnetospheric Accretions and the Inner Winds of Classical T Tauri Stars
最近的分光偏振观测表明，年轻的低质量恒星，如经典的金牛T星（CTTS）具有相对较强的（~kG）磁场。这支持了这样一种情况，即恒星表面的最终吸积通过磁层进行，风是在磁流体动力学（MHD）过程中形成的。我们研究了最近的数值模拟磁层吸积通过一个倾斜的偶极子和一个复杂的磁场。一个稳定的吸积制度，其中吸积发生在有序的漏斗流，和一个不稳定的制度，其中气体穿透磁层在几个不稳定的流由于磁瑞利-泰勒不稳定性之间的差异将被讨论。我们描述了如何MHD模拟结果可以用于单独的辐射转移（RT）模型来预测可观察到的分位数，如线剖面和光变曲线。吸积流和流出预测的MHD模拟（通过RT模型）的可扩展性可以测试对观测。我们还讨论了CTTS最里面部分产生的外流/风的问题。首先，我们讨论了简单盘风和星风模型中的谱线形成。然后，我们讨论了形成的圆锥形磁驱动流出，所产生的磁盘磁层边界时，磁层被压缩成X型配置。
2013-10-05 astro-ph.SR
Ongoing flyby in the young multiple system UX Tauri
我们目前的观测年轻的多系统UX金牛座寻找拱盘和动力学相互作用的迹象。获得了J波段和H波段的SPHERE/IRDIS深差极化图像。我们还使用了ALMA档案CO数据。在UX Tau A盘发出的散射光中可以很好地检测到大的延伸螺旋。南部螺旋形成了连接UX Tau A和C的桥梁。这些螺旋，包括连接两颗恒星的桥梁，都有一个由ALMA看到的CO（3-2）对应物。在散射光中检测UX Tau C的盘。它比UX Tau A的圆盘小得多，并且沿着不同的位置角有一个主轴，这表明没有对准。我们进行了PHANTOM SPH流体动力学模型来解释数据。散射光螺旋，CO发射螺旋和旋转盘的速度模式，以及UX Tau C盘的紧凑性都指向一个场景，其中UX Tau A最近（大约1000年）被UX Tau C近距离通过而扰动。
2020-06-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamo Processes in the T Tauri star V410 Tau
我们提出了新的亮度和磁场图像的弱线金牛座T星V410头，使用的数据从NARVAL分光偏振望远镜伯纳德Lyot（TBL）。亮度图像显示了一个大的极斑和低纬度的显著斑点覆盖。磁图显示了一个主要是偶极和非轴对称的磁场，具有很强的方位分量。磁场为50%极向和50%环向，并且从磁图像中可以明显看到非常小的差异旋转。对这颗恒星的光度监测活动先前显示V波段的变化高达0.6等，但在2009年的光变曲线要平坦得多。这里给出的多普勒图像与这种低变异性一致。计算由映射的斑点分布预测的通量给出0.04星等的峰间变化。与以前的观测结果相比，光变曲线振幅的减少似乎与光斑分布的变化有关，而不是数量或面积。本文是TBL在2009-2012年期间对V410 Tau进行的塞曼多普勒成像活动的第一篇论文。在这段时间内，预计光变曲线将返回到高振幅状态，使我们能够确定光度变化是否伴随着磁场拓扑结构的变化。
2009-11-29 astro-ph.SR
MBM 12: young protoplanetary discs at high galactic latitude
我们介绍了斯皮策红外观测来限制MBM 12中年轻金牛座T星的盘和尘埃演化，MBM 12是一个高纬度的恒星形成云，年龄为200万年，距离为275 pc。该区域包含12个金牛座T星系统，主要光谱类型在K3和M6之间，其中5个是弱线，其余是经典金牛座T星。我们首先使用MIPS和文献测光编译的光谱能量分布MBM 12中的12个成员，并推导出他们的IR过剩。IRS光谱分析与新开发的两层温度分布（TLTD）光谱分解方法。对于7 T金牛星检测到红外过剩，我们分析其固态特征，得出尘埃的质量平均粒度，成分和结晶度等属性。我们发现在镁橄榄石顽火辉石范围内的空间梯度，与更多的顽火辉石存在于温暖的地区。事实上，我们看到的尘埃性质的径向依赖表明，径向混合是不是很有效的光盘这些年轻的金牛座T星。SED分析表明，MBM 12的盘，在一般情况下，经历快速的内部盘清除，而二进制源有更快的discevolution。尘埃颗粒的演化似乎与恒星的性质无关，但与星盘的性质（如耀斑和吸积速率）有一定的关系。
2009-01-12 astro-ph.SR
Characterizing the IYJ Excess Continuum Emission in T Tauri Stars
我们提出的第一个表征吸积金牛座T星的光学和近红外波长之间的过量连续辐射。几乎同时从0.48到2.4微米的光谱与HIRES和NIRSPEC的凯克和SpeX的IRTF上获得，我们发现显着过量的连续辐射在整个区域，包括I，Y和J带，这通常被认为是诊断主要光球发射。IYJ过量与V波段的过量相关，归因于光球中的吸积冲击，以及K波段的过量，归因于尘埃升华半径附近的内盘中的尘埃，但它太大了，不能成为这些来源的过量的延伸。过量辐射的光谱很宽，没有特征，暗示温度在2200和5000 K之间的黑体辐射。IYJ过剩的光度与通过模拟蓝色和紫外线过剩发射推断的吸积光度相当，可能需要重新评估盘吸积率。IYJ过剩的来源尚不清楚。在低吸积率的恒星中，发射区的大小与光球层中小的热吸积点周围较冷的物质一致。然而，对于具有高吸积率的恒星，投影面积与恒星表面相当或超过恒星表面。我们认为，至少有一些IYJ的过量排放出现在尘埃升华半径内的磁盘中的无尘气体。
2011-01-24 astro-ph.SR
BP Piscium: its flaring disk imaged with SPHERE/ZIMPOL
双鱼座BP（BP Psc）是d ~ 80 pc的前主序星金牛座T星，还是d ~ 300 pc的后主序星G巨星仍然不清楚。作为第一个上升的巨星，它是第一个被观察到的分子和尘埃盘。另外，BP Psc可能是距离金牛座T星最近的一颗拥有原行星盘（PPD）的恒星。我们调查是否磁盘的几何形状类似于典型的PPD，通过比较偏振图像与辐射转移模型。我们的VLT/SPHERE/ZIMPOL观测使我们能够执行偏振差分成像;参考星差分成像;和Richardson-Lucy反卷积。我们提出了第一可见光偏振和强度图像的光盘的BP Psc。我们的反卷积证实了之前检测到的圆盘形状，主要显示了圆盘的南侧。在偏振强度下，该盘被成像得更详细，也显示了北侧，使其具有高倾角张开盘的典型形状。我们解释了所观察到的磁盘功能检索大尺度的几何形状与MCMax辐射转移建模，产生一个强烈的耀斑模型，非典型的金牛座T星的磁盘。
2016-10-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gas Distribution, Kinematics, and Excitation Structure in the Disks around the Classical Be Stars Beta Canis Minoris and Zeta Tauri
利用CHARA和VLTI近红外光谱干涉仪，以高达330 m的基线长度和高达12000的光谱分辨率，研究了两颗经典Be星周围的气体分布和运动学。高的空间和光谱分辨率的组合，使我们能够约束的气体速度场的几个恒星半径的尺度上，并获得，第一次在光学干涉，动态质量估计使用的位置，速度分析技术，从射电天文学。对于我们的第一个目标恒星，小犬β，我们模型的H+ K-波段连续和Br-伽马线几何与近临界旋转恒星光球和一个几何薄赤道盘。测试不同的盘旋转定律，我们发现盘是开普勒旋转（v（r）=r^（-0.5+/-0.1）），并推导出盘的位置角（140+/-1.7度），倾角（38.5+/-1度），和中心恒星的质量（3.5+/-0.2 M_sun）。作为第二个目标星，我们观测了典型的Be星Zeta Tauri，并空间分辨了Brγ发射以及来自氢Pfund系列（Pf 14-Pf 22）的9次跃迁。比较不同谱线跃迁的空间起源，发现Brackett（Br-γ），Pfund（Pf 14 -17）和Balmer（H-α）谱线起源于不同的星心半径（R_Br < R_Pf < R_Br-γ = R_H-α），这可以用LTE谱线辐射转移计算再现。讨论不同的磁盘形成的情况下，我们的结论是，我们的约束是不一致的风压缩模型预测一个强大的外流速度分量，但支持粘性递减磁盘模型，开普勒旋转盘补充材料从近临界旋转恒星。
2011-09-15 astro-ph.SR
MN Lup: X-rays from a weakly accreting T Tauri star
年轻的金牛座T星（TTS）被吸积盘包围，随着时间的推移，由于光蒸发，吸积和可能的行星形成而分散。中心恒星上的吸积激波产生了紫外/光学面纱连续谱、线发射和X射线特征。随着吸积率的降低，对中心恒星的影响也必然发生变化。在这篇文章中，我们研究MN Lup，一颗年轻的恒星，在红外观测中没有看到盘的迹象。我们提出了XMM-牛顿和VLT/UVES观测，其中一些同时进行。X射线数据表明，MN Lup是一颗活动星，L_X/L_bol接近饱和极限。然而，我们在X射线光栅谱中发现了高密度（n_e > 3e_（10）/cm ^3）。用吸积率为2 e-11 Msun/yr的吸积激波模型可以很好地拟合这一结果。尽管有一个广泛的组成部分，但没有吸收的签名，通常看到吸积TTS的简单的Halpha线轮廓，我们发现旋转调制钙II K和光球吸收线。在H α谱线上，我们看到了在恒星表面上方约2 R_* 处的吸收日珥，这在TTS上尚属首次。MN Lup也是唯一一个被发现吸积的TTS，但没有发现可以为吸积提供燃料的尘埃盘。它可能只是最近才失去它的尘埃盘，现在正在以非常低的速度吸积剩余的气体。
2013-05-14 astro-ph.SR
Revealing the inner circumstellar disk of the T Tauri star S CrA N using the VLTI
目的：我们调查的T金牛星S CrA N的拱星盘的结构和测试的意见是否同意与标准图片提出的赫比格Ae星。方法：用VLTI/AMBER仪器在H、K波段进行低光谱分辨率模式观测。为了解释我们的近红外琥珀色和档案中红外光谱，我们采用了几何和温度梯度模型。结果如下：为了表征盘的大小，我们首先拟合几何模型组成的恒星点源，一个环形盘，和晕结构的vibrium。在H和K带，我们测量的环拟合半径分别为0.73 ± 0.03 mas（对应于0.095 ± 0.018 AU，距离为130 pc）和0.85 ± 0.07 mas（0.111 ± 0.026 AU）。这个K带半径大约是尘埃升华半径的2倍，预计尘埃升华温度为1500 K和灰色尘埃不透明的约0.05 AU，但大约与模型的预测一致，包括回温（即半径约0.12 AU）。推导出的温度梯度模型表明，磁盘是大约面对由两个磁盘组件与恒星和磁盘之间的间隙。内盘部分的温度接近尘埃升华温度，强度分布很窄，径向延伸范围从0.11 AU到0.14 AU。结论：我们的几何模型和温度梯度模型都表明，金牛座T星S CrA N被一个内半径为0.11 AU的拱星盘所包围。内部温度梯度盘分量的狭窄延伸意味着存在热的内部边缘。
2012-07-10 astro-ph.SR
Monitoring the magnetospheric accretion of the classical T Tauri star DO Tau with SPIRou
Univ. de Toulouse, CNRS, IRAP（图卢兹大学）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；Departamento de Física – ICEx – UFMG（米纳斯吉拉斯联邦大学）；Department of Astronomy, University of Geneva（日内瓦大学）；Dublin Institute for Advanced Studies（都柏林高等研究院）
通过SPIRou观测发现DO Tau存在异常的大型磁场，其磁极性在观测期间反转，同时揭示了磁球层间隙和内吸积盘的结构特征。
2026-02-27 astro-ph.SR
Predicting the time variation of radio emission from MHD simulations of a flaring T-Tauri star
我们使用三维理想磁流体动力学模拟结合回旋同步辐射和辐射转移模型，模拟了金牛座T星盘吸积事件中随时间变化的射电辐射。我们预测的第一次，多频（1 $-$ 1000 GHz）的强度和圆偏振从一个闪耀的T-金牛星。一个通量管，连接着恒星和它的拱星盘，充满了非热电子的分布，这些电子在盘中的加热事件后可以指数衰减，系统可以进化。电子的能量分布，以及非热幂律指数和损失率，是不同的，看看它们对总通量的影响。光谱是从不同的视线产生的，给出了通量管和磁盘的不同视图。峰值通量通常发生在20 $-$ 30 GHz附近，射电光度与金牛T星的观测结果一致。对于所有的模拟，峰值通量被发现减少，并移动到较低的频率随着时间的推移。与频率有关的圆偏振可以达到10 $-$ 30 $\%$，但具有随着耀斑的发展而发展的复杂结构。我们的模型表明，观测光谱的演变及其偏振可以提供重要的约束的物理性质的耀斑环境和相关的吸积事件。
2020-06-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mid-Infrared Polarization of Herbig Ae/Be Discs
我们测量了原行星盘的中红外偏振，以获得对其磁场的新认识。我们在10.4米的加那利大望远镜上使用CanariCam，从八颗赫比格Ae/Be星和一颗金牛T星周围的圆盘上探测到了8.7、10.3和12.5 $μ$ m处的线偏振。我们分析了每个物体的偏振特性，以找出最可能的数据解释。虽然从大多数物体观察到的中红外偏振与对齐的尘埃粒子产生的偏振发射和/或吸收一致，但我们不能排除由于我们样本中的少数物体的尘埃散射而导致的偏振。对于那些偏振可以解释为偏振发射和/或吸收的对象，我们研究了如何派生的磁场结构与光盘的位置角和倾角。我们没有发现对某种磁场的偏好。相反，各种配置（环形，极向，或复杂）推断从观察。偏振中红外发射和/或吸收的检测率（64%）支持这样的预期，即磁场和合适的条件，粮食对齐是常见的原行星盘周围赫比格Ae/Be恒星。
2017-08-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of the RV Tauri Variable System U Monocerotis: Long-Term Variability Phenomena That Can Be Explained by Binary Interactions with a Circumbinary Disk
我们目前的X射线通过亚毫米观测的经典RV金牛座（RVb型）变量U Mon，后AGB二进制与环二进制磁盘（CBD）。我们的SMA观察表明CBD直径为$\lesssim$ 550 AU。我们的XMM-牛顿观测使U Mon成为第一个在X射线中检测到的RV Tauri变量。的X射线发射的特点是一个热等离子体（$\sim$ 10 MK），与L $_{X}=5\times10^{30}{\rm erg}~{\rm s}^{-1}$，我们认为它可能起源于U Mon，它的同伴，和/或二元系统的相互作用。结合DASCH和AAVSO数据，我们将时间序列光度基线延伸到19世纪80年代末，并发现证据表明U Mon具有长期变化，似乎在$\sim$ 60年的时间尺度上复发，可能是由CBD的一个功能引起的。根据文献中的视向速度，我们发现这颗双星伴星是一颗$\sim$ 2 M $_{\odot}$ A型主序星。双星轨道的方向沿着我们的视线（$ω= 95^\circ$），这样，远日点对应于光度RVb极小值，与后AGB恒星被CBD的近侧遮蔽一致。此外，我们发现的CBD内孔（$\sim$ 4.5-9 au）的大小是可比的二进制分离，这意味着一个或两个明星可能与CBD在apastron。后AGB恒星的遮蔽暗示伴星可能是在RVb极小点观测到的增强H $α$和可能由吸积物质产生的X射线辐射的来源。
2021-03-12 astro-ph.SR
Understanding the angular momentum evolution of T Tauri and Herbig Ae/Be stars
我们研究了猎户座OB 1星协的6颗Herbig Ae/Be星以及猎户座$σ$星团的73颗低质量天体，以探讨演化早期的角动量演化及其与主序星Ap/Bp的可能联系。使用FIES和HECTOCHELLE谱，我们通过两种独立的方法获得投影旋转速度。个体的质量、半径和年龄是用进化模型、距离和集群灭绝计算的。根据类似的物理过程在两个，金牛座T和赫比格Ae/Be恒星的假设下，我们构建快照的原恒星的旋转对质量在第一个10万年的旋转模型，包括一个可变的磁盘寿命的帮助下，在恒星的转动惯量，偶极磁场与可变的强度，和角动量损失通过吸积供电的恒星风。我们使用这些快照，以及旋转数据，推断出一个合理的情况下的角动量演化。我们发现，磁场强度的几个k $G$在3百万年需要匹配的旋转速度的两组恒星。质量在2-3 $M_{\odot}$之间的模型，与主序星上光谱类型相似的恒星相比，显示出大$\sim 3$倍的角动量。尽管对这种随年龄急剧下降的现象进行了一些定量估计，但对于Ap/Bp磁性主序星，角动量演化的结果并不能解释它们的低自转。
2021-05-27 astro-ph.SR
Stellar Rotation in the First Six Million Years: Rotational Velocities and Radii Estimates of T Tauri Stars in IC 5070 and IC 348
Indiana University（印第安纳大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）
研究IC 5070和IC 348中TT大星的自转速度和半径，探讨盘交互对自转的影响及双星性与自转的关系。
2026-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of magnetic fields in pre-main sequence stars
强，千高斯，磁场需要解释一系列的观测性质，在年轻的，吸积前主序星（PMS）系统。我们回顾了用于检测PMS星磁场的技术。从一个长期运行的运动，旨在描述吸积金牛座T星的大尺度磁场的关键结果。这些系统中的表面磁通量地图可以用来建立三维模型，探索磁场的作用以及磁场将吸积从星周盘引导到年轻恒星的效率。金牛座T星磁场的长期变化强烈地指向磁场的发电机起源。研究正在进行中，以量化磁场的变化如何影响它们的吸积特性。我们还提出了第一个结果，从一个新的方案，调查磁场的演变在中间质量（1.5-3 Msun）前主序星，因为它们从对流金牛座T星充分辐射Herbig AeBe星的演变。
2014-02-28 astro-ph.SR
Herschel GASPS spectral observations of T Tauri stars in Taurus: unraveling far-infrared line emission from jets and discs
在恒星演化的早期阶段，年轻的恒星表现出强大的喷流和/或外流，与原行星盘及其周围环境相互作用。尽管缺乏知识的相互作用的射流和/或外流与光盘，赫歇尔和ISO数据的基础上的光谱研究表明，气体冲击射流和/或外流可以跟踪远红外（FIR）发射在某些来源。我们希望提供一个一致的目录选定的原子（[OI]和[CII]）和分子（CO，OH，和H $_{2}$ O）线通量在FIR中观察到的，分离和表征的贡献，从射流和光盘所观察到的线发射，并把观察在一个进化的图片。本文分析了金牛座76颗金牛T星周围原行星盘的远红外（60-190 $\rm μm$）谱线发射。这些观测是在赫歇尔关键方案原行星系统气体（GASPS）内进行的。使用光电探测器阵列照相机和光谱仪（PACS）获得光谱。样本首先根据文献表格分为流出和非流出来源。档案恒星/光盘和喷流/外流示踪剂和模型预测（PDR和冲击）的帮助下，相关性进行了探索，以约束所观察到的线发射背后的物理机制。高得多的检测率的流出源和兼容性的线比率与冲击模型的预测支持的想法占主导地位的贡献，从喷流/流出线的排放，特别是在早期阶段的恒星演化的远红外线的亮度在很大程度上取决于特定的演化阶段。[摘要]
2017-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star-disk interactions in multi-band photometric monitoring of the classical T Tauri star GI Tau
年轻恒星天体的变化主要是由星盘相互作用驱动的。在对金牛座T星GI Tau的吸积进行长期光度监测时，我们发现了典型深度为$ΔV \sim 2.5$等的灭绝事件，这些事件持续了几天到几个月，而且经常出现随机事件。在2014 - 2015年，在几个月内以21天的准周期重复的反射是第一个从MHD模拟预测的缓慢翘曲的经验证据，形成在距离中心恒星几个恒星半径的地方。红化与$R_V=3.85\pm0.5$一致，并且没有弥漫的星际带，表明在盘中发生了一些尘埃加工。2015 - 2016年的多波段光变曲线包括光斑覆盖、消光和吸积的变化，每一种变化都会在颜色-星等图中产生不同的痕迹。这个光变曲线最初由一个月的消光事件主导，然后恢复到未被遮蔽的亮度。随后的光变曲线以7.03天的周期为特征，被短暂的、随机间隔的消光事件打断。从$U$波段光度测定法测得的吸积率范围从$1.3\times10^{-8}$到$1.1\times10^{-10}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$（不包括最高和最低的5%的高和低吸积率离群值），平均值为$4.7 \times 10^{-9}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$。总共有50%的质量是在$>12.8\times10^{-9}$ M $_\odot$年${^{-1}}$爆发期间吸积的，这表明使用单历元吸积率分析盘演化的局限性。
2017-11-23 astro-ph.SR
Analytic and numerical models of the 3D multipolar magnetospheres of pre-main sequence stars
传统上，金牛座T星上气体吸积的模型都假设一个偶极的恒星磁层，部分是为了简单起见，但也是因为缺乏关于它们真实磁场拓扑结构的信息。在2007年发表第一张金牛座T星吸积的磁图之前和之后，新一代的磁层吸积模型已经发展起来，其中包括多极磁场。三维模型的大尺度恒星磁层的观测程度的复杂性已通过数值场外推从观测导出的金牛座T磁地图。同样，分析和磁流体动力学模型与多极恒星磁场已经产生。在这篇会议评论文章中，我们比较和对比的数值场外推和分析方法，并认为，大规模的磁层的一些（但不是所有）吸积金牛座T星可以很好地描述倾斜的偶极子加上倾斜八极场分量。我们进一步认为，纵向场曲线，无论是源自吸积相关发射线，还是源自光球吸收线，都对大规模磁场拓扑结构提供了较差的约束，并且需要对旋转调制斯托克斯V信号进行详细建模才能恢复真实的场复杂度。最后，我们检查的优点，缺点和局限性的领域外推和分析方法，以及磁流体动力学模型。
2011-10-26 astro-ph.SR
The close classical T Tauri binary V4046 Sgr: Complex magnetic fields & distributed mass accretion
我们在这里报告的第一个结果的多波长运动集中在磁层吸积过程中的密近双星系统V4046 Sgr，托管两个部分对流经典金牛座T星的质量~0.9 Msun和年龄~12万年。在本文中，我们展示了2009年9月在加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）上使用ESPaDOnS收集的时间分辨分光偏振观测数据，覆盖了V4046 Sgr的7 d或~2.5个轨道/旋转周期的整个跨度。在光球吸收线中检测到小的圆偏振塞曼签名，但在V4046 Sgr的吸积动力发射线中没有检测到，从而表明这两个系统组件都拥有大规模的磁场，比那些只有几百万年和类似质量的年轻的完全对流的cTTS更弱，更复杂。应用我们的层析成像工具收集的数据集，我们重建的大规模磁场，光球亮度和吸积供电的发射在V4046 Sgr的两颗恒星的表面的地图。我们发现，这些领域包括显着的环形分量，和他们的极向分量大多是非轴对称的偶极分量的50- 100 G强烈倾斜相对于旋转轴;鉴于类似的质量和旋转周期的部分对流主序星的领域的相似性，我们得出结论，这些领域是最有可能产生的发电机过程。我们还发现，系统中的两颗恒星都显示出靠近极点的冷点和低对比度的扩展区域，吸积动力发射;这表明质量吸积可能分布在而不是局限于定义良好的高对比度吸积点中，与推导的磁场复杂性一致。
2011-09-12 astro-ph.SR
HST FUV C IV observations of the hot DG Tauri jet
原恒星喷流与吸积过程密切相关，并调节吸积星盘系统的角动量平衡。DG Tau喷流是研究得最好的原恒星喷流之一，在喷流最里面的50 AU内含有温度超过三个数量级的等离子体。我们首次利用哈勃空间望远镜（HST）的远紫外（FUV）长缝光谱空间分辨了喷流的CIV发射（T~ 1 e5 K），并准同步观测了光学禁戒发射谱线（[O I]，[N II]，[S II]和[O III]）和荧光H2谱线。CIV辐射在距离恒星42天文单位处达到峰值，沿喷流方向的半高宽为52天文单位。它的反投影速度约为200 km/s，随着远离驱动源而单调下降。此外，我们比较了我们的HST数据与X射线发射的DG头喷流。我们调查的要求来解释的数据，由一个最初的热射流相比，局部加热。这两种情况都表明T~ 1 e5 K喷流的质量损失约为1 e-9 Msun/年，即，在较低温度射流（T~ 1 e4 K）和较热X射线发射部分（T> 1 e6 K）的值之间。然而，一个简单的初始热风需要一个大的发射区域（~1 AU），因此我们倾向于局部加热。
2012-12-27 astro-ph.SR
Evolution of X-ray and FUV Disk-Dispersing Radiation Fields
我们提出了新的X射线和远紫外线（FUV）观测的金牛座T星的年龄范围为1至10万年。我们的目标是观测约束的辐射场的强度负责蒸发气体从拱盘和评估目前的光蒸发模型的可行性，专注于X射线和紫外线辐射。我们通过在猎户座OB 1a子协中观测到的人口稠密的25个猎户座聚集体，大大增加了在X射线中观测到的7- 1000万年前的金牛座T星的数量。这些新的7-10万年的对象，我们确认，X射线发射保持不变，从1-10万年。我们还显示，第一次，观测证据的演化FUV辐射场的样本56吸积和非吸积年轻恒星跨越1万年至1 Gyr。我们发现，FUV辐射减少的时间尺度上的吸积在经典的金牛座T星，直到达到色球水平弱金牛座T星和碎片盘的下降一致。总的来说，我们发现，所观察到的高能辐射的强度是一致的，所需的光蒸发模型耗散磁盘的时间尺度约为10万年。最后，我们发现，影响气体演化的高能量场并没有类似地影响尘埃演化;特别是，我们发现，内部清除，过渡盘，具有类似的水平的FUV发射完整的磁盘。
2011-02-04 astro-ph.SR
Understanding the water emission in the mid- and far-IR from protoplanetary disks around T~Tauri stars
我们研究了金牛座T星周围的原行星盘的哪些性质影响了中红外和远红外水线起源地区的物理和化学以及它们各自的线通量。我们为未来的观察寻找诊断方法。与代码ProDiMo，我们建立了一系列的模型，探索一个大的参数空间，计算旋转和振转的水在非局部热力学平衡（非LTE）的转变。我们选取了中红外区的跃迁和远红外区的基本邻位和对位水跃迁，研究了线发射区的化学和局部物理条件。我们计算斯皮策光谱为每个模型，并比较远红外和中红外线。此外，我们使用中红外颜色将水线预测与尘埃连续体联系起来。影响水线通量的三个以上的因素是：磁盘的气体质量，尘埃-气体质量比，尘埃的最大粒径，ISM（InterStellarMedium）紫外辐射场，Dubrulle沉降的混合参数，磁盘耀斑参数，和尘埃的粒度分布。前四个参数对中红外线的影响远大于远红外线。水光谱背后的一个关键驱动因素是尘埃不透明度，它设置了水线发射区域的位置。我们确定了三种类型的参数。参数，如尘气比，ISM辐射场，尘埃粒径分布，中红外线的影响更大，而远红外转换的影响更大的耀斑指数。气体质量极大地影响了这两种状态下的谱线。需要更高的光谱分辨率和线灵敏度，如詹姆斯韦伯太空望远镜，以检测统计相关的个别水线样本，以进一步区分这些类型的参数。
2015-10-06 astro-ph.SR
Modelling the mid-infrared polarization in dust around young stars
在最近的过去，在几颗年轻恒星的星周环境中已经检测到了结晶硅酸盐的存在，并且有证据表明在前主序星SVS 13的包层中检测到了碳化硅（SiC）。在这项工作中，我们试图探测年轻恒星样本中原行星盘周围尘埃中SiC的存在。我们用离散偶极子近似（DDA）和有效介质近似（EMA）T矩阵方法模拟了以硅酸盐为基质，含有SiC和石墨的复合尘埃颗粒在中红外波段（MIR：8- 13 $μ$ m）的线偏振。然后，我们比较了我们的建模结果与偏振观测的原行星盘周围的两个赫比格恒星和一个T-金牛星，特别强调对10 $μ$米硅酸盐功能使用CanariCam安装在大加那利望远镜（GTC）。我们报告了SiC可能存在于我们的样本中的一颗恒星周围的外盘/封套中，这已经根据我们的尘埃颗粒模型中的夹杂物的形状，尺寸，成分和体积分数进行了解释。
2019-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
A New Look at T Tauri Star Forbidden Lines: MHD Driven Winds from the Inner Disk
磁流体动力学（MHD）和光蒸发风被认为在行星形成盘的演化和扩散中起着重要作用。我们报告了第一个高分辨率（$Δv\sim$ 6 \kms）分析的[S II] $λ$ 4068，[O I] $λ$ 5577，和[O I] $λ$ 6300线从48个金牛座T星的样本。在Simon等人（2016）之后，我们将它们分解为三个运动学分量：与射流相关的高速分量（HVC），以及低速窄（LVC-NC）和宽（LVC-BC）分量。我们证实了以前的研究结果，许多LVC的蓝移超过1.5公里$^{-1}$，因此最有可能跟踪一个缓慢的磁盘风。我们进一步表明，个人组成部分的配置文件是类似的三条线。我们发现，大多数LVC-BC和NC线的比例解释的热激发气体的温度在5,000 $-$ 10,000 K和电子密度$\sim10^{7}-10^{8}$ cm $^{-3}$。HVC比可以用激波前H数密度为$\sim10^{6}-10^{7}$ cm $^{-3}$的激波模型更好地再现。使用这些物理性质，我们估计LVC的$\dot{M}_{\rm wind}/\dot{M}_{\rm acc}$和HVC的$\dot{M}_{\rm jet}/\dot{M}_{\rm acc}$。与以前的工作一致，在喷流中进行的质量是适度的吸积率相比。在可能假设NC风高度大于BC的情况下，发现LVC-BC $\dot{M}_{\rm win…
2018-10-08 astro-ph.SR
X-ray Irradiation of the Giant Planet Orbiting the T Tauri Star TAP 26
针对约17 Myr 的 T Tauri 星 TAP 26 的 Chandra 观测，表征了其 X 射线发射并估算了行星大气模型所需的电离和加热速率。
2024-05-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetometry of the classical T Tauri star GQ Lup: non-stationary dynamos & spin evolution of young Suns
我们在这里报告的经典金牛座T星（cTTS）GQ Lup的光谱偏振观测结果进行了ESPaDOns在加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）的框架下的“磁性原恒星和行星”（MaPP）计划，并获得了2个不同的时代（2009年7月和2011年6月）。根据这些观测，我们首先推断出GQ Lup的光球温度为4，300 +-50 K，自转周期为8.4+-0.3 d;这意味着它是一颗1.05+-0.07 Msun的恒星，倾角约为30度，年龄为200 - 500万年，半径为1.7+-0.2 Rsun，并且刚刚开始发展辐射核心。无论是在光球线还是在吸积动力发射线中，都能清晰地检测到大的塞曼特征，探测到高达6 kG的纵向场，因此使GQ Lup成为迄今为止已知的具有最强大规模场的cTTS。塞曼签名的旋转调制在我们的2次运行之间明显不同，这表明cTTS的大规模场随着时间的推移而演变，并且可能是由非稳态发电机过程产生的。使用层析成像，我们重建地图的大规模领域，光球亮度和吸积供电的发射GQ Lup。我们发现，磁拓扑结构主要是极向和轴对称的;此外，大尺度场的八极分量（2009年和2011年的强度为2.4和1.6 kG）占主导地位的偶极分量（强度约为1 kG）的因子约为2，这与GQ Lup不再是完全对流的事实相一致。GQ Lup还具有在两个时期都主要向极的磁层吸积。然而，GQ Lup的大尺度偶极不足以破坏周围的吸积盘超…
2012-06-08 astro-ph.SR
Star-disk interactions in the strongly accreting T Tauri Star S CrA N
本研究通过分光偏振观测和塞曼-多普勒成像，约束了强吸积T Tauri星S CrA N的磁场拓扑和磁层性质，发现其磁场与发射线磁特征不一致，并建议多技术同步观测以进一步研究其吸积-喷流现象。
2023-08-07 astro-ph.SR
X-shooter spectroscopy of young stellar objects: I - Mass accretion rates of low-mass T Tauri stars in σOrionis
我们提供了猎户座σ星团中12颗质量很低的恒星在300-2500 nm范围内的高质量、中等分辨率的X-shooter/VLT光谱。该样本包括质量从0.08到0.3 M $_\odot$的恒星。这第一篇论文的目的是调查的可靠性，目前使用的许多吸积示踪剂测量质量吸积率在低质量，年轻的恒星。我们用我们的光谱来测量吸积光度的连续过剩的紫外线和可见光的排放量，推导出的质量吸积率范围从10 $^{-9}$ M $_{\odot}$年$^{-1}$下降到5 $\times10^{-11}$ M $_{\odot}$年$^{-1}$，使我们能够调查的吸积驱动的发射线在非常低的质量吸积率制度的行为。我们计算了十个吸积驱动的发射线的光度，从紫外到近红外，同时获得。大多数次级示踪剂与来自连续超额发射的吸积光度有很好的相关性。我们证实了文献中给出的吸积光度和线光度之间的关联的有效性，但Hα可能是个例外。在观察单个物体时，我们发现从紫外到近红外的氢复合线对吸积光度进行了良好且一致的测量，通常比所采用的相关性引入的不确定性更一致。由多条氢谱线同时测量得到的平均吸积光度的误差大大减小。这表明，在文献相关性的一些传播可能是由于使用非同时观测线和连续。我们样本中的三颗恒星偏离了这种行为，我们单独讨论它们。
2012-09-26 astro-ph.SR
The Spitzer c2d Survey of Weak-Line T Tauri Stars. III. The Transition from Primordial Disks to Debris Disks
本文报道了在变色龙、狼、蛇夫座和金牛座恒星形成区的154颗3.6 ~ 70 μm弱线金牛座T星（WTTS）的Spitzer测光结果，它们都在太阳200 pc以内。为了进行比较研究，我们还包括33个经典的金牛座T星（CTTS），它们位于相同的恒星形成区。斯皮策的灵敏度使我们能够在IRAC波段（3.6至8 μm）和24 μ mMIPS波段稳健地探测光球。在70 μm MIPS波段，我们能够探测到比光球亮大约40倍的尘埃辐射。这些观测结果代表了迄今为止在中远红外线上最敏感的WTTS调查，并揭示了WTTS周围外盘（r = 3-50 AU）的频率。本文首次介绍了半个c2 d WTTS样本（云上天体）的70 μm测光，这些天体未包括在本系列的早期论文中，Padgett等人（2006）和Cieza等人（2007）。我们发现云上WTTS的磁盘频率为19%，但云外WTTS仅为5%，与早期作品中报告的值相似。WTTS表现出的光谱能量分布（SED）是相当不同的，跨越范围从光学厚光学薄磁盘。在200万年内，大多数盘状物变得比Ldisk/L* = 2 x 10^-3更纤细，而在400万年内，则比Ldisk/L* = 5 x 10^-4更纤细。
2010-09-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
The GRAVITY Young Stellar Object survey -- IX. Spatially resolved kinematics of hot hydrogen gas in the star/disk interaction region of T Tauri stars
本研究利用VLTI GRAVITY干涉测量方法观测7颗T Tauri星，提取Br-gamma发射区大小和光度中心偏移，发现两颗最弱吸积星的发射主要由磁层吸积驱动，其余源则受外流等延展成分影响。
2022-11-23 astro-ph.SR
Dust Accumulation near the Magnetospheric Truncation of Protoplanetary Discs around T Tauri Stars
独立于宿主金属丰度的短周期超级地球的流行挑战了它们起源的理论构建。我们建议，尘埃捕获在全球的压力隆起引起的磁层截断在T金牛星周围的演化原行星盘（PPD）提供了一个很有前途的超级地球的形成机制，在那里的主机金属丰度已经建立。为了更好地理解这种行星形成的情景，我们构建了一个玩具内盘模型，并重点关注凹凸中捕获的尘埃的演变，同时考虑到漂移鹅卵石的供应和漏斗流造成的损失。我们开发了一个隐式的凝聚-碎裂代码，$\mathtt{Rubble}$，并进行了一套模拟演变的本地尘埃粒度分布。本文首次在这类模式中考虑了沙尘对湍流扩散的反馈作用。我们报告说，有效的尘埃生长和尘埃质量的显着积累是可能的，在较少的湍流盘与坚固的固体和更快的外部供应，奠定了坚实的基础，为进一步增长向星子和行星胚胎。我们进一步发现，根据主导过程，固体物质可能主要积累在厘米级的晶粒或颗粒失控增长，表明不同的方式形成星子。此外，这些不同的结果显示出不同的效率，节省灰尘从漏斗流，这表明它们可以通过限制漏斗流的不透明度区分。此外，这些不同的尘埃行为可能有助于解释观测到的北斗星和PPD中快速变化的阴影。
2021-12-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
The GRAVITY young stellar object survey V. The orbit of the T Tauri binary star WW Cha
年轻的金牛座T星WW Cha最近被认为是一个近距离双星，具有与环系辐射相关的强红外和亚毫米波过量。这使得WW Cha成为研究动力学效应对拱星和环双星物质影响的一个非常有趣的来源。我们从2011年至2020年的近红外VLTI仪器AMBER，PIONIER和GRAVITY的观测干涉模型拟合中获得了WW Cha中恒星伴侣的相对天体测量位置和流量比。对于两个时期，由此产生的紫外线覆盖的空间频率允许我们在K波段进行系统的第一次图像重建。九个历元的位置被用来确定系统的轨道根数和总质量。我们发现的第二颗恒星轨道的主要周期T=206.55天，半长轴的a=1.01金，和一个相对较高的离心率e=0.45。结合轨道解与距离测量从盖亚DR 2和演化轨迹的分析，Mtot=3.20 Msol的动力学质量可以解释的质量比约0.5和1之间。轨道角动量矢量与ALMA和SPHERE测量的外盘角动量矢量紧密对齐。相对光度的分析表明，存在红外过量幸存的系统，并可能源于截断拱盘。这两个分量之间的通量比似乎是可变的，特别是在K波段，并可能暗示在周期触发较高和较低的吸积或在磁盘的结构变化。对轨道参数的了解，加上相对较短的周期，使查WW成为研究近距离年轻金牛座T双星与周围物质相互作用的理想目标，例如依赖时间的吸积现象。
2021-02-03 astro-ph.SR
HST UV Spectroscopy of the Planet-Hosting T Tauri Star PDS 70
本文总结了哈勃空间望远镜（HST）利用空间望远镜成像光谱仪（STIS）对金牛座T星（wTTS）PDS 70的紫外观测结果。这些观测提供了PDS 70的第一个远紫外（FUV）和近紫外（NUV）光谱。到目前为止，地面观测已经揭示了两颗正在形成的巨行星，它们在它的拱星盘的一个很大的间隙中绕轨道运行。这颗恒星和年轻的行星都被认为仍在吸积。HST光谱提供了对恒星外层大气和星周环境物理条件的新见解。光谱主要由色球和过渡区发射线组成，最高形成温度log T = 4.5 - 5.2K。恒星连续辐射是存在于NUV，但我们没有发现显着的FUV连续，可能会产生吸积冲击。存在几条荧光FUV H2发射线，这是一个令人惊讶的结果，因为H2线通常在wTTS中检测不到。H2谱线可能起源于被辐射的星周气体，这些气体可以作为恒星逐渐减弱的吸积的储存器。先前建立的C IV线光度和吸积率之间的相关性产生$\dot{M}_{acc}$ $\sim$ 10 $^{-10}$ $M_{\odot}$ yr $^{-1}$，与先前的估计一致。ALMA盘状气体模型暗示了恒星附近的恒星X射线和紫外线（XUV）辐射的强烈吸收，有效地屏蔽了行星。内部盘气体暴露于持续的光蒸发的XUV辐射和磁盘是接近其预期寿命的结束，使PDS 70一个重要的例子，一个年轻的行星托管恒星在吸积后期阶段。
2022-08-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Correlating the interstellar magnetic field with protostellar jets and its sources
本文结合新的CCD偏振测量数据与以前的信息有关的原恒星物体在搜索涉及星际磁场的相关性。具体来说，我们对位于原恒星喷流附近并随机分布在银河系中的28个10 × 10弧分^[2]的光场样本进行了光学偏振研究。大量场星的偏振测量被用来估计每个区域的星际磁场（ISMF）方向的平均值和色散。应用的统计检验结果如下。关于喷流方向和星际磁场之间的对准，整个样品没有显示出对准。然而，对于0类和I类的对象，存在统计上显著的对齐。关于星际磁场分散，我们的样本提出的值稍大的地区包含金牛座T对象比那些窝藏年轻的原恒星。此外，在包含高质量物体的区域中，ISMF的分散度往往大于仅包含低质量原恒星的区域。在我们的样本中，平均星际偏振作为一个区域中平均星际消光的函数，在A（V）= 5时达到约3%的最大值，之后它会下降。我们的数据还显示了星际极化的平均值与星际磁场的色散的明显相关性：色散越大，极化越小。基于我们和以前的结果的比较，我们认为，在形成恒星的区域的色散大于在静止区域。
2011-09-09 astro-ph.SR
Photo-reverberation Mapping of a Protoplanetary Accretion Disk around a T Tauri Star
新生恒星的理论模型和光谱观测表明，原植盘有一个内部的“壁”，其距离取决于盘与恒星的相互作用。在金牛座T型恒星周围，这个圆盘洞的大小预计在0.1天文单位的尺度上，这是目前自适应光学成像无法分辨的，尽管一些模型依赖的限制已经通过近红外干涉测量得到。在这里，我们报告的第一次测量的内部磁盘周围的太阳质量的年轻恒星对象，YLW 16 B在ρ蛇夫座恒星形成区，通过检测从恒星表面到磁盘的可变辐射的光旅行时间。在两个晚上检测到一致的时间滞后，当H（1.6 μm）和K（2.2 μm）波段的时间序列同步时，4.5 μm发射滞后74.5 +/- 3.2秒。考虑到星盘的几何形状接近边缘，内边缘平均距离原恒星0.084天文单位，误差约为0.01天文单位。这个大小可能大于磁层截断的范围，并且与在~1500 K的尘埃升华半径处的光学和几何厚盘锋一致。不同波段中的数据之间的交叉关联函数的宽度对盘的几何形状施加了可能的新约束。
2016-03-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Non-stationary dynamo & magnetospheric accretion processes of the classical T Tauri star V2129 Oph
我们在这里报告的第一个结果的多波长运动集中在磁层吸积过程的经典TTauri星（cTTS）V2129 Oph。在本文中，我们提出了2009年7月在加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）与ESPaDOns收集的分光偏振观测。圆偏振塞曼签名清楚地检测到，无论是在光球吸收和吸积供电的发射线，从时间序列，我们重建新的地图的磁场，光球亮度和吸积供电的发射在V2129 Oph的表面使用我们最新的层析成像工具-与来自我们的旧2005年6月的数据集，以完全相同的方式重新分析。我们发现，在2009年7月，V2129 Oph的八极场和偶极场分量分别约为2.1和0.9kG，均相对于自转轴倾斜约20度;我们的结论是，自2005年6月以来，大尺度磁拓扑结构发生了显著变化（当八极和偶极分量分别弱约1.5和3倍时），表明V2129 Oph的场是由非稳态发电机产生的。我们还表明，V2129 Oph具有黑暗的光球点和吸积动力发射的局部区域，都接近主表面磁区（托管场在2009年7月高达约4KG）。最后得到V2129 Oph的表面剪切强度约为太阳的一半。从吸积动力发射线的通量，我们估计，在V2129 Oph表面观测到的平均对数吸积率（Msun/yr）在两个时期都是-9.2+-0.3，在磁最大值时达到峰值-9.0。特别是在2009年7月和2005年6月，V2129 Oph的磁场截断内吸积盘的半径分别为0.93 x和0.50…
2010-11-23 astro-ph.SR
The Herschel DIGIT Survey of Weak-line T Tauri Stars: implications for disk evolution and dissipation
作为“尘埃、冰和气体在时间（DIGIT）”Herschel开放时间密钥计划的一部分，我们对31颗金牛座弱线T星（WTTS）候选星进行了Herschel测光（70、160、250、350和500微米），以研究其星周盘的演化状态。在我们的样本中，有13颗恒星具有以前从较短波长的红外观测中已知的星周盘，而其中18颗之前没有盘的证据。我们总共检测到15个磁盘，因为所有以前已知的磁盘在一个或多个赫歇尔波长检测和两个额外的磁盘首次被确定。我们的目标的光谱能量分布（SED）似乎跟踪原始盘的耗散和过渡到碎片盘制度。15个圆盘中有7个似乎是光学厚的原始圆盘，包括两个与典型的经典金牛座T星的SED无法区分的物体，四个在所有红外波长下都有大量过量发射的物体，以及一个在圆盘中具有已知间隙的“前过渡”物体。尽管他们以前的WTTS分类，我们发现，在我们的样品中的七个目标与光学厚盘吸积的证据。其余八个磁盘有较弱的红外线过剩类似的光学薄碎片磁盘。其中六个是温暖的，并显示出显着的24微米斯皮策过剩，而最后两个是新发现的冷碎片一样的光盘与光球24微米通量，但显着过剩的发射在较长的波长。赫歇尔测光也对不可探测性有很强的限制，其中F70/F70，恒星> 5 - 15和L，盘/L，恒星> 1xE-3到1xE-4的系统可以被排除。我们提出了光学厚和光学薄磁盘的初步模型，并讨论了我们的结果的背景下，拱盘的演变和耗散。
2012-11-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Origins of the H, He I, and Ca II Line Emission in Classical T Tauri Stars
我们进行本地激发计算，以获得线的不透明度和发射率比，并将它们与H，He I，O I，Ca II和Na I线的观测特性进行比较，以确定密度，温度和光子电离率。我们发现，紫外光电离是最可能的激发机制，用于产生的He I 10830不透明，产生所有相关的吸收功能。我们还计算了观测速度v_obs = +/- 150 km/s时径向风和下沉模式的比线通量。所有的模型结果，连同观察到的吸收和发射特性之间的相关性和窄和宽的发射组件之间，被用来推断的起源强H，He I，和Ca II宽线发射。我们的结论是，前两个主要出现在一个径向流出，是高度cloudly。风体积的大部分由密度约为10^9 cm^-3的气体填充，其光学厚度比He I 10830和H α大，但比He I 5876、Pa γ和Ca II红外三重态小。光学厚的He I 5876发射主要发生在密度大于或等于10^11 cm^-3、温度大于或等于1.5x10^4 K的区域，而光学厚的H α和Pa γ发射主要发生在密度约为10^11 cm^-3、温度介于8750和1.25x10^4 K之间的区域。在产生给定v_obs的观测线通量时，这些发射团的覆盖因子足够小，不会引起He I或H线中恒星和面纱连续体的显著吸收。强烈的钙II宽线发射可能出现在磁层吸积流和磁盘的边界层，在那里的气体耗散的旋转能量的一部分，然后沿磁场线下降。所需的密度和温度约为10^…
2010-10-15 astro-ph.SR
The Mysterious Dimmings of the T Tauri Star V1334 Tau
我们提出了两个扩展的$\sim$ 0.12等弱线金牛座恒星V1334的调光事件的发现。第一次活动错过了开始，但在2003年底结束，第二次活动于2009年2月开始，并持续到2016年11月。由于尚未观察到当前事件的发生，因此如果该事件是周期性的，则建议周期为$>$ 13年。光谱观测表明存在一个小的内部磁盘，虽然光谱能量分布显示没有红外线过剩。我们探讨的可能性，变暗事件是由轨道机构（如磁盘翘曲或尘埃陷阱），增强磁盘风，流体动力学波动的内部磁盘，或显着增加的磁场通量在恒星表面。我们还发现了一个$\sim$ 0.32天的周期光度信号，持续整个2009年的调光，这似乎不是由于椭球体的变化，从一个密切的恒星同伴。在K2活动13期间对V1334 Tau的高精度光度观测，结合地面的同时光度和光谱观测，将提供有关光度变化及其起源的重要信息。
2017-01-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Faint disks around classical T Tauri stars: small but dense enough to form planets?
大多数II类源（附近的恒星形成区）被具有微弱毫米连续辐射的盘所包围。这些“暗淡”的圆盘可能包含着圆盘耗散机制的线索。我们试图确定经典金牛座T星周围的暗盘的特征，并探讨盘模糊和拟议的盘分散机制（吸积，粘性扩散，光蒸发，行星系形成）之间的联系。我们用IRAM Plateau de Bure干涉仪对一个小样本的圆盘（9个源）进行了高角分辨率（0.3”）成像，具有低的1.3mm连续通量（大部分<30 mJy），同时搜索13 CO（或CO）J=2-1线发射。使用一个简单的参数磁盘模型，我们确定的磁盘，在尘埃和气体的特征尺寸，我们约束在中央50 AU的表面密度。所有的圆盘都比迄今为止成像的明亮圆盘小得多，无论是在连续谱还是13 CO谱线（5次探测）。在连续介质中，有一半的盘非常小，特征半径小于10天文单位，但仍然有高的表面密度值。小尺寸似乎是低磁盘光度的主要原因。晶粒生长的直接证据被发现的三个磁盘，充分解决。低连续不透明度证明在两个系统中，但我们不能坚定地区分低气体表面密度和较低的尘埃发射率导致晶粒生长。我们报告了一个20 AU半径的空腔DS头的初步发现，使过渡盘的比例到一个类似的值，更明亮的来源，但空腔不能解释低毫米通量。这项研究突出了一类非常紧凑的尘埃盘，仍然表现出高表面密度，可能占整个尘埃盘总数的25%，但仅凭目前的数据还不清楚其起源。
2014-02-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
