Self-consistent evolution of accreting low-mass stars and brown dwarfs
我们提出了自洽计算耦合坍缩前星核的数值流体力学模拟和吸积物体的恒星演化模型。我们分析了一致的吸积历史对年轻低质量恒星和褐矮星演化和锂耗尽的主要影响。这些一致的模型证实了在年龄为$\sim$ 1-10百万年的赫茨普朗-罗素图中光度分布的产生。他们还证实，早期吸积可以产生异常锂耗尽的物体，正如先前基于任意吸积率的研究所发现的那样。结果加强了年轻星系团中锂耗尽水平极高的天体应该是极其罕见的。我们还发现，早期阶段的爆发吸积可以产生coeval模型的类似质量与一系列不同的锂表面丰度，特别是与锂过剩相比，非吸积同行的预测。这一结果是由于爆发吸积效应与它对恒星中心温度、恒星辐射核的增长以及从吸积盘吸积新鲜Li的影响之间存在着微妙的竞争。只有一致的模型才能揭示这种微妙的效应组合。这一新结果可以解释最近在年轻星系团NGC 2264中令人困惑的快速旋转子Li过量的观测结果。目前的自洽吸积模型是以电子形式存在的。
2016-08-26 astro-ph.SR
ISO-ChaI 52: a weakly-accreting young stellar object with a dipper light curve
我们报告的发现周期性下降的多波段光变曲线的ISO-ChaI 52，一个年轻的恒星对象在Chamaeleon我黑暗的云。这是一个奇特的对象，显示非常低或可忽略不计的吸积都在其紫外线连续谱线和谱线，虽然他们提出了一个显着的红外过量发射特性的光学厚拱星盘。我们用ROTFIT工具分析了VLT/X-Shooter光谱，以确定恒星参数。后者，加上我们使用REM望远镜和文献中的测光，使我们能够模拟光谱能量分布，并估计内外盘的大小和温度。从3.45天的旋转周期的恒星/磁盘系统，我们估计的磁盘倾角为36 $^\circ$。不同波段的凹陷深度已经被用来获得有关掩星物质的信息。一个单一的消光定律是无法适应所观察到的行为，而一个磁盘翘曲的两个组件模型组成的一个密集的区域与灰色消光和上层与ISM型消光提供了一个更好的拟合的数据。
2020-06-14 astro-ph.SR
The magnetosphere of the close accreting PMS binary V4046 Sgr
人马座V4046 AB是一颗短周期的经典金牛座T型双星。它是一个从环双星盘吸积而来的循环且同步的系统。2009年，它被作为协调计划的一部分进行观测，该计划涉及在加拿大-法国-夏威夷望远镜上使用ESPaDOns进行的近同步分光偏振观测和使用XMM-牛顿进行的高分辨率X射线观测。每颗恒星的磁场图都是从塞曼多普勒成像中获得的。在简要介绍了最重要的观测结果后，我们提出了一个初步的三维模型的二进制磁层构造的磁地图使用新开发的二进制磁场外推代码。两颗恒星的大尺度磁场（偶极分量）相对于它们的旋转轴高度倾斜，它们的磁场是相连的。
2013-08-31 astro-ph.SR
Pulsational characteristics of mass accreting stars in close binary systems
本文针对密近双星中吸积质量恒星，以10倍太阳质量仙王座β型星为模型，初步研究双星性与物质转移对其脉动特征的影响，推动潮汐星震学发展。
2025-02-14 astro-ph.SR
Investigating 2M1155-7919B: a Nearby, Young, Low-Mass Star Actively Accreting from a Nearly Edge-on, Dusty Disk
我们研究了$ε$ Cha星协（$D\sim100$ pc，年龄为$\sim5$ Myr）中一个异常暗淡的成员的性质，它是最近的恒星形成区域，年龄为$<$ 8 Myr。这个天体，2 MASS J11550336-7919147（2 M1155 $-$ 79 B），是一个宽的（$\sim$ 580 AU）分离，与低质量（M3）$ε$ Cha协会成员2 MASS J11550485-7919108（2 M1155 $-$ 79 A）共同运动的伴星。我们提出了这两种成分的近红外光谱，以及来自盖亚EDR 3，2 MASS，VHS和WISE的光度分析。2 M 1155 $-$ 79 B的近红外光谱显示出强烈的He I 1.083辐射，这是来自星周盘的活跃吸积和/或吸积驱动风的迹象。对WISE存档数据的分析揭示，先前与2 M1155 $-$ 79 A相关的中红外过量反而源自2 M1155 $-$ 79 B周围的磁盘。基于这些结果，以及辐射转移模型的光学/红外光谱能量分布，我们得出结论，2 M1155 $-$ 79 B是最有可能的年轻，晚M，恒星是部分被掩盖，并积极吸积，近边缘的拱星盘。这将使2 M1155 $-$ 79 B成为附近（$D\lesssim100$ pc）、年轻（年龄$<$ 1000万年）的中M恒星中的一个，这些恒星由高度倾斜的原行星盘环绕并吸积。像这些系统一样，2 M 1155 $…
2022-09-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Deep Chandra X-ray Spectrum of the Accreting Young Star TW Hydrae
利用钱德拉高能透射光栅对长蛇座TW吸积中的年轻恒星进行了489 ks的X射线谱分析。该谱提供了电子温度T_e、电子密度N_e、氢柱密度N_H、相对元素丰度和速度等丰富的诊断信息，并揭示了其来源于恒星大气的三个不同区域：恒星日冕、吸积激波和一个非常大的扩展体积的热激波后等离子体。光谱中Mg XII、Si XIII和Si XIV发射线的存在需要在~10 MK下的日冕结构。较低温度的管线（例如，来自O VIII、Ne IX和Mg XI），似乎更符合吸积激波的发射。类氦氖IX谱线比诊断表明，在激波中T_e = 2.50 ± 0.25 MK，N_e = 3.0 ± 0.2 × 10^（12）cm^（-3）。这些值与标准的磁吸积模型吻合得很好。然而，钱德拉观测显着偏离当前模型预测的冲击后等离子体。这种气体预计会辐射冷却，当它流入越来越稠密的恒星大气时产生O VII。令人惊讶的是，O VII表明N_e = 5.7 ^（+4.4}_（-1.2）x 10^（11）cm^（-3），比吸积激波本身的N_e低5倍，比模型预测的低约7倍。我们估计，产生O VII的激波后区域的体积大约是激波本身的300倍，发射质量是激波本身的30倍。显然，受冲击的等离子体将周围的恒星大气加热到软X射线发射温度，并将这种材料提供给附近的大型磁性结构--可能是封闭的磁环或开放的磁场，导致质量外流。（节录）
2010-01-05 astro-ph.SR
A Mass-accreting Gamma Doradus Pulsator with a Synchronized Core in Kepler Eclipsing Binary KIC 7385478
短周期（P $\approx1.7$ d）的大陵型食双星KIC 7385478由一颗F型主星（$M_1 \approx 1.71M_{\odot}$）和一颗演化的K型伴星（$M_2 \approx 0.37M_{\odot}$）组成（Ozdarcan \& Ali Dal 2017）。我们研究了{ \it Kepler}光变曲线的可变性，并将傅立叶光谱中的许多频率峰归因于点调制。这些频率是轨道谐波的形式，并且在振幅上高度可变。它们最有可能来自质量吸积的主星。此外，我们还从主星中发现了一系列的双极g模，它们具有准线性的周期间隔模式，并且振幅非常稳定。的周期间隔模式揭示了一个渐近的周期间隔值与基本参数的主星，也意味着近对流核心的旋转速率几乎是相同的轨道周期。因此，这个伽玛多普勒的表面和核心都与双星轨道同步。我们发现，一个较低的恒星质量$\approx 1.50 M_{\odot}$和更高的有效温度是必要的，以兼容从单星演化模型的小行星地震的约束。
2019-09-09 astro-ph.SR
Spin Evolution of Accreting Young Stars. I. Effect of Magnetic Star-Disk Coupling
我们提出了一个年轻的太阳质量恒星与吸积盘相互作用的旋转演化模型。该模型结合了恒星和磁盘之间的角动量转移的描述，由于磁连接，并包括在恒星的质量和半径的变化和减少吸积率。该模型还包括，第一次在自旋演化模型中，恒星磁场线的开放，预计通过恒星盘差异旋转扭曲产生。为了隔离这对星-盘相互作用力矩的影响，我们忽略了与恒星或盘相连的开放场区域可能产生的力矩的影响。对于一系列的磁场强度，吸积率，和初始自旋率，我们计算的恒星自旋率的前主序星，因为他们的Hayashi轨道上发展到300万年的年龄。场开口对自旋的影响程度取决于磁场与圆盘的耦合强度。对于相对强的耦合（即，高磁雷诺数），所有模型预测的自旋周期小于$\sim3$天，年龄范围为1- 300万年。此外，这些系统通常不会在3百万年内达到平衡自旋速率，因此在任何给定时间的自旋取决于初始自旋速率的选择。这证实了早先的建议，为了解释观测到的大约$1$ -$10$天的旋转周期的全部范围，额外的过程，如强大的恒星风的角动量损失，是必要的。
2010-05-05 astro-ph.SR
HD 101088, An Accreting 14 AU Binary in Lower Centaurus Crux With Very Little Circumstellar Dust
本文介绍了6.5 m麦哲伦粘土望远镜上MIKE获得的高分辨率（R= 55，000）光谱以及斯皮策MIPS测光和IRS低分辨率（R~60）光谱的近距离（14 AU分离）双星HD 101088，它是天蝎座-半人马座OB星协的下半人马座Crux（LCC）子群的~ 1200万年前南部区域的成员。我们发现，小学和/或中学是吸积从一个脆弱的circumprimary和/或circumsecondary盘，尽管明显缺乏一个巨大的circumbinary盘。我们估计吸积率的下限为每年大于1 × 10 ^-9太阳质量，我们的多个观测时期显示，这一下限在数月的时间尺度上会发生变化。70微米通量的上限允许我们对0.16个月球质量的环双星盘中小于几微米的尘埃颗粒的质量设定上限。我们的结论是，无论是原行星或碎片盘的基础上单独的分数红外光度盘的分类可能是误导。
2010-04-22 astro-ph.SR
Accretion-induced variability links young stellar objects, white dwarfs, and black holes
吸积盘的恒星质量黑洞的中心引擎似乎是为活动星系核提供动力的超大质量黑洞的缩小版本。然而，如果吸积的物理学是普遍的，它也应该有可能扩展到其他类型的吸积系统，无论吸积质量，大小或类型。我们研究新的观测，获得与开普勒/K2和ULTRACAM，关于吸积白矮星和年轻的恒星物体。样本中的每一个天体都显示出与恒星质量黑洞和活动星系核相同的光源亮度与其变化幅度（均方根通量关系）之间的线性关系，并服从相同的定量标度关系。我们还表明，在这个标度关系中最重要的参数是吸积物体的物理尺寸。这确立了吸积物理学的普遍性，从仍处于恒星形成过程中的原恒星到星系中心的超大质量黑洞。
2015-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Density distribution configuration and development of vortical patterns in accreting close binary star system
研究了密近双星系统中潮汐相互作用导致吸积盘区结构的形成问题。我们的目标是检查该地区的传入流满足周围的第二颗恒星和整个吸积盘的影响。该研究是基于就业的流体动力学方程结合数值模拟导致的图形模型的设计吸积过程。对于模拟，我们提出了框框共享计划。(i)密近双星中物质通过内拉格朗日点的潮汐转移扰动了盘区和外盘区的流动。扰动参数的密度和速度的计算揭示了一个加厚区的相互作用的流动的接触面积的形成。它似乎是稳定的一些时期，不受旋转和耗散过程。(ii)结果还显示了起伏的发展，在吸积盘的区域中发展成涡旋模式。证实了在潮波的影响下，产生了吸积流结构重构的条件。
2012-10-09 astro-ph.SR
The frequency of planetary debris around young white dwarfs
本文报道了利用HST COS在1130 - 1435 A远紫外波段对冷却年龄为20-200 Myr和17000 K < Teff <27000 K的H-大气层（DA）白矮星中金属污染的首次无偏观测结果。大气参数和元素丰度的确定使用理论模型，其中包括由于重力沉降和辐射悬浮的元素分层的影响。我们发现，在所研究的85颗DA白矮星中，有48颗，即56%的白矮星显示出金属的痕迹。在25颗恒星中，这些元素可以单独用辐射悬浮来解释，尽管我们认为最近很可能发生了吸积。剩下的23颗白矮星（27%）目前正在吸积。结合前人的研究，我们发现在~40 Myr到~ 2Gyr的冷却年龄中没有吸积速率的趋势。我们的样本的中间，主要序列的祖先对应于一个恒星的2 Msun，我们发现13 2-3白矮星下降到2-3 Msun晚期B-和A-型恒星目前吸积。在14个Mwd > 0.8 Msun的目标中，只有一个目前正在吸积，这表明大部分是双简并合并，合并盘通常不会重新形成大的微行星或污染残留物。我们再次证实了我们先前的发现，两个白矮星Hyads目前正在吸积岩石碎片。在所有冷却年龄为20-200百万年的白矮星中，至少有27%，可能高达50%，正在吸积行星碎片。当Teff > 23000 K时，白矮星的光度可能足以蒸发星周尘埃，因此没有发现强金属污染的恒星，但在这个冷却年龄和Teff范围内，应该会发生星子破裂事件，并可能导致高质…
2014-04-24 astro-ph.SR
Recurrent novae and long-term evolution of mass-accreting white dwarfs -- toward the accurate mass retention efficiency
质量吸积型白矮星的质量增长率是决定双星演化为Ia型超新星的关键因素。许多作者报道了非常不同的WD质量增加率。在这篇评论中，我们澄清了这种分歧的原因，其中一些来自缺乏数值技术，使用旧的不透明，不同的假设，二元配置，不适当的初始条件，和不切实际的质量损失机制。我们强调，这些假设应仔细选择在计算的长期演变的吸积WD。重要的是，质量损失机制是决定质量保持效率的关键过程：最好的方法是正确地结合光学厚风，因为它是由新星的多波长光变曲线支持的。
2017-12-24 astro-ph.SR
Original use of MUSE's laser tomography adaptive optics to directly image young accreting exoplanets
我们目前获得的最新结果与VLT/MUSE积分场摄谱仪馈的4LGSF和它的激光层析自适应光学模块GALACSI。虽然MUSE的这种所谓的窄场模式不是为了直接对系外行星和外流进行成像而设计的，但我们表明，它可以改变游戏规则，以中等对比度检测和表征具有突出发射线的年轻系外行星（即Hα，吸积示踪剂）。这些性能的实现得益于近衍射极限PSF和中等分辨率光谱仪的组合以及后处理中的互相关方法。我们在地面和空间，红外和可见光波长的背景下讨论这一点，为JWST和WFIRST等任务做好准备，并为未来的ELT/GSMT（超大和/或巨型分段镜望远镜）仪器做好准备。
2020-03-04 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Accreting Binary Eccentricities follow Predicted Equilibrium Values
本研究通过分析环双星盘观测数据，验证了活跃吸积双星的偏心率符合理论预测的平衡值，且该特性在盘对齐、潮汐圆化可忽略的系统中成立，揭示了偏心率在盘消散后的演化规律。
2025-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Volatile snowlines in embedded disks around low-mass protostars
年轻太阳星云的模型假设一个热的初始盘，大多数挥发物处于气相。问题仍然是，一个活跃的吸积盘是否足够温暖，使气相水的半径达到50 AU。目前还没有详细的研究已经进行了雪线的程度嵌入吸积盘（阶段0）。量化嵌入主动吸积盘系统中气相挥发分的位置。采用二维物理模型和辐射转移模型计算了嵌入式原恒星系统的温度结构。气体和冰的H $_2$ O，CO $_2$，CO的丰度使用密度依赖的热解吸公式计算。中面水雪线增加从3到55 AU的吸积率通过磁盘到恒星之间的$10^{-9}$ - $10^{-4} \ M_{\odot} \ {\rm yr^{-1}}$。CO $_2$可以在$\dot{M} \leq 10^{-5} \ M_{\odot} \ {\rm yr^{-1}}$到$\sim 20$ AU的磁盘内保持固相。大部分的CO是在一个积极吸积盘独立的磁盘属性和吸积率的气相。预测的光学薄的水同位素发射是一致的检测到H $_2^{18}$ O发射向0级嵌入年轻恒星的对象，起源于磁盘和温暖的内信封（热核心）。一个吸积嵌入盘只能占水排放所产生的$R < 50$ AU，然而，和程度迅速降低低吸积率。因此，发射的径向范围可以用ALMA观测来测量，并与这个极限进行比较。挥发物在年轻的圆盘中升华到50 AU，并且可以在高吸积率时期重新设置从信封继承的化学成分。一个30天文单位的热的年轻太阳星云只能发生在深深嵌入的阶…
2015-07-27 astro-ph.SR
SZ Lyncis: A Non-Accreting Neutron Star-delta Scuti Binary Candidate Discovered via Dynamics and Asteroseismology
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
研究通过恒星地震学和动力学方法发现SZ Lyncis双星候选体，确定其伴星质量超过钱德拉塞卡极限，排除其他天体可能性，表明该方法可发现非吸积致密天体。
2026-03-25 astro-ph.SR
LIN 358: A symbiotic binary accreting above the steady hydrogen fusion limit
共生双星是由一颗白矮星（WD）通过星风吸积来自冷演化巨星的物质组成的长周期相互作用双星。在本文中，我们研究了位于SMC中的共生二进制LIN 358。我们用积分场光谱仪WiFeS观测了LIN 358，得到了它的线发射光谱.借助等离子体模拟和光谱合成程序Cloudy，我们建立了LIN 358的二维光电离模型。通过与观测结果的比较，我们确定了LIN 358中WD的色温为19 eV，其热光度为$L = (1.02 \pm 0.15) \times 10^{38}$ erg s $^{-1}$，施主星的质量损失率为$ 1.2 \times 10^{-6}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$。假设风材料中的太阳能H与He比率，LIN 358中吸积质量分数的下限为0.31。风洛希瓣溢出的高质量吸积效率意味着WD在稳定氢聚变的上边界以上吸积，因此质量以最大速率$\approx 4 \times 10^{-7}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$增长。这导致WD光球层膨胀，这解释了它的低色温。我们的计算表明，在LIN 358的拱星材料几乎完全电离，除了一个狭窄的圆锥体周围的施主星，WD排放是自由逃脱的系统。然而，由于其低色温，即使是中等量的中性ISM也可以很容易地衰减这种发射。我们推测，其他共生系统可能在一个类似的制度，从而解释了观测系统的缺乏。
2020-11-05 astro-ph.SR
Clumpy dust rings around non-accreting young stars
我们调查四个年轻的，但非吸积，非常低的质量恒星在猎户座，这表明不规则的日食的星周尘埃。日食不是周期性的，深度可变，缺乏平坦的底部，它们的持续时间与日食之间的典型时间尺度相当。变暗与变红有关，这与尘埃消光一致。综合起来，这意味着这四颗恒星周围存在着环，半径从0.01到40 AU不等，由光学上薄的尘埃云组成。恒星还显示出红外过剩，表明存在着演化的星周盘，其数量级比日食所需的物质多。然而，光环需要覆盖大约20度的张开角，才能解释这些变星在同一地区的同时代人口中有多普遍，这比典型的圆盘更延伸。因此，我们认为环可能不是盘的一部分，而是具有更大尺度高度的独立结构。为了维持多年，环需要补充来自圆盘的尘埃或引力束缚到物体上（例如，行星或微行星）。这四颗恒星属于后金牛座T型恒星中不断增长和多样化的一类，它们的光变曲线会出现凹陷或日食。尘埃环的尺度高度超过了盘的尺度高度，这可能是恒星年龄在500万年到1000万年之间，从吸积盘过渡到碎片盘的一种常见现象。这些结构可能是由迁移的行星造成的，也可能是年轻行星系统存在的标志。
2019-01-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The evolution of the mass ratio of accreting binaries: the role of gas temperature
我们探讨了一个未解决的争议，在文献中的准确性平滑粒子流体动力学（SPH）在建模的气体吸积到一个二元系统，一个重要的应用程序的演变的原双星以及吸积二元超大质量黑洞的问题。以前有人建议，SPH未能模拟松散结合的物质从次级到初级罗氏瓣的流动，其一般预测，吸积驱动器的质量比向上是数值上有缺陷的。在这里，我们表明与2D SPH，这种流动从二次到主罗氏瓣是一个敏感的函数的气体温度，这在很大程度上解释了相互矛盾的索赔文献中，迄今为止一直基于“冷”SPH模拟或“热”网格计算。我们提出了模拟标本的“冷”和“热”吸积的情况下，数值收敛，并演变成一个稳定的状态。我们的雅可比积分的吸积粒子的守恒分析表明，我们的结果是不强烈妥协的数值耗散。我们还探索了低分辨率极限，发现SPH平滑长度与环秒边缘盘尺度高度之比小于1的模拟可以准确地捕捉到二元吸积率。
2014-12-12 astro-ph.SR
Braking down an accreting protostar: disc-locking, disc winds, stellar winds, X-winds and Magnetospheric Ejecta
经典金牛座T星是低质量的年轻恒星，它们被星周吸积盘所包围，并从中获得质量。尽管这种吸积和它们自己的收缩都应该导致它们的自旋上升，但只要圆盘保持不变，这些恒星似乎保持了几乎恒定的旋转周期。在文献中已经提出了几种方案，以解释这种令人困惑的“盘锁定”的情况：无论是沉积在光盘的恒星角动量的恒星磁层或通过风喷射，从而提供了一个解释喷流从年轻的恒星天体。在这个讲座中，这些不同的机制将被严格地详细介绍，从星盘相互作用的物理学到自约束射流的发射（盘风，恒星风，X风，锥形风）。它将表明，没有一个简单的模型可以单独说明整个大量的观测数据和“光盘锁定”需要其中一些组合。
2013-10-15 astro-ph.SR
The accretion process in the DQ Tau binary system
从星周盘到原恒星的质量吸积是恒星形成过程中的一个基本过程。测量质量吸积率对于属于双星系统的恒星来说特别具有挑战性，因为通常很难区分哪种成分正在吸积。DQ~Tau是一个质量几乎相等的双星系统，每15.8天绕一周。已知该系统显示脉冲吸积，即，偏心轨道上的组分对吸积的周期性调制。我们提出了多历元ESO/VLT X-Shooter观测DQ~Tau，目的是确定该系统的组成部分是主要的吸积源。我们利用光谱中的吸收线来确定两个分量的径向速度，并测量作为波长和时间的函数的连续面纱。我们用非吸积模板拟合观测到的光谱，以校正光球和色球的贡献。在修正后的光谱中，我们详细研究了发射线的轮廓，并计算了系统的质量吸积率作为轨道相位的函数。根据以前的研究结果，我们检测到高架吸积接近近星点。我们测量到的吸积速率在$10^{-8.5}$和$10^{-7.3}$ Msun/yr之间变化。发射线剖面表明，这两颗恒星都在积极地吸积，占主导地位的吸积物并不总是相同的成分，在几个轨道上变化。
2022-01-03 astro-ph.SR
X-shooter observations of the accreting brown dwarf J053825.4-024241
我们提出了一个可能的褐矮星的第一次观测，获得了新的光谱仪X-射手安装在UT2@VLT。目标（2 MASS J053825.4-024241）是一个0.06 Msun的天体，位于恒星形成区猎户座σ。X-shooter光谱同时覆盖从UV到NIR（300-2500 nm）的整个范围。J053825.4-024241光谱中含有丰富的发射线，这些发射线是吸积年轻天体的典型特征，并清楚地显示了巴尔末跳跃。此外，许多光球原子和分子的吸收线产生的光谱类型，并确认该对象是年轻的。我们计算质量吸积率从所有可用的观察到的吸积诊断。我们发现，Macc值有一个很大的范围（高达40倍），这不是由变异性引起的;其中一些范围可能是内在的，即，这是因为对于相同的Macc，发射区的物理条件不同。然而，在大误差条内，所有Macc测量值一致，平均值为logMacc ~ -9.86 +- 0.45 Myr。直到n=25，氢的巴耳末线都被清楚地检测到。它们的比率表明，发射区域是冷的（T~2000-3000 K），密集的，并在热平衡（LTE），和线的光学厚度为n~21。我们简要地讨论了这一结果的影响磁层吸积模型。
2010-12-13 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
Constraining the nature of the accreting binary in CXOGBS J174623.5-310550
我们报告的X射线源CXOGBS J174623.5-310550的光学和红外观测。这个银河系天体被确定为一个潜在的静态低质量X射线双星吸积从M型捐助者的基础上的光谱和广泛的H α发射线。对连续3个夜晚的X射线光谱分析支持M2/3型光谱分类。光球谱线既没有径向速度变化，也没有旋转展宽。在I-和r '-波段光变曲线中没有发现周期性的变化。对于光学和红外对应物，我们得到r' = 20.8，I = 19.2和Ks = 16.6，其中M型星对I波段光的贡献率为90%。我们估计它的距离为1.3-1.8 kpc。缺乏径向速度变化意味着M型星不是X射线双星中的施主星。这可能是一个闯入者或层次结构三元组中的外部主体。我们将吸积双星限定为轨道周期小于2.2小时的食灾变变星或位于银河系隆起前景的低质量X射线双星。
2019-05-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsational instability of pre-main sequence models from accreting protostars. I. Constraining the input physics for accretion with spectroscopic parameters and stellar pulsations
背景：主序前演化常通过选择经典的初始模型来简化。它们具有大的初始半径和足够的均匀收缩，使它们完全对流。与此相反，真正的恒星是在坍缩的分子云中作为小的原恒星种子诞生的，并通过吸积获得它们的最终质量。目的：我们的目标是约束吸积的原恒星种子与观测到的光谱参数和恒星脉动的年轻恒星物体和前主序星的输入物理。研究方法：我们进行了文献检索的光谱样本的年轻恒星的对象和前主序星，包括所有以前已知的恒星。脉动前主序星的样本量增加了分析TESS观测和CoRoT数据中的发现。我们采用MESA和GYRE计算了吸积原恒星种子在恒定吸积情况下的演化轨迹，随后的主序前演化，以及它们的脉动特性。然后将结果与观测结果进行比较，以约束输入物理。结果如下：我们讨论了16颗以前未知的脉动主序前恒星和候选星，它们是SPB，$δ$ Scuti，$γ$ Doradus或$δ$ Scuti - $γ$ Doradus混合型。我们发现，演化轨道的质量吸积率为$5\times10^{-6} M_\odot/{\rm yr}$和注入吸积能量的分数为$β=0.1$提供了最好的结果，在包络的光谱参数的前主序星在一个恒定的吸积方案。计算出的不稳定区域约束的大气边界条件爱丁顿灰色大气，我们讨论了未来的潜在的额外的约束，依赖于径向顺序的不稳定区域。我们提出了一个可能的候选人脉动的M型年轻恒星的对象。
2021-07-15 astro-ph.SR
Formation of classical Be-stars of the early spectral subclass in the case of nonconservative mass transfer in close binary systems
Astronomical Observatory, B.N. Yeltsin Ural Federal University（乌拉尔联邦大学天体物理观测台）
研究了双星系统中吸积体在质输运过程中因系统质损失而获得自转的变化，分析了吸积体质量增加对自转的影响，指出当吸积质量超过30%时，吸积体自转符合早期Be星特征。
2026-04-22 astro-ph.SR
Population synthesis of accreting white dwarfs: Rates and evolutionary pathways of H and He novae
新星是一些最常见的检测到的光学瞬变，并有可能提供有价值的信息，对二进制的演变。二进制人口合成代码已成为最有效的工具，用于模拟人口的二进制系统，但这种代码传统上采用大大简化新星物理，排除详细的研究。在这项工作中，我们实现了一个模型治疗H和He新星作为单独的事件到二进制人口合成代码\binaryc。对新星的这种处理是对现代人口综合编码目前采用的“平均”处理的重大改进。我们讨论了导致这些现象的演化途径，并提出了新星事件的发生率和几个重要的物理参数的分布。大多数新星都是在大质量的白矮星上产生的，大约70%和55%的新星事件分别发生在O/Ne白矮星的H和He新星上。只有15%的H-nova系统经历了一个共同的包络阶段，但这些系统负责大多数的H-nova事件。所有吸积氦的氦新星系统都被认为是后共包络系统，几乎所有的氦新星系统都将在引力波驱动的螺旋中与它们的施主恒星合并。我们估计，目前在M31（仙女座）新星的年速率约$41 \pm 4$ H新星，低估了目前的观测估计的$65^{+15}_{-16}$，和$0.14\pm0.015$ He新星。当改变共同包络参数时，H新星发生率在每年20至80起事件之间变化。
2021-06-11 astro-ph.SR
He-accreting WD: Nucleosynthesis in the extreme binary system (1.02+0.30) M$_\odot$
研究了具有大质量白矮星施主和吸积体的AM~CVn星的演化性质。作为它们的代表，我们考虑一个二进制最初组成的0.30 M $_\odot$，He WD和1.02 M $_\odot$，CO WD。计算了施主的质量转移率随时间的变化，并计算了吸积体的演化，考虑了质量交换对轨道参数演化的影响。我们模型的热响应的吸积CO WD与FUN进化代码耦合到一个完整的核网络，从氢到铋，包括700多个同位素连接约1000个核过程。我们发现，这些系统中的吸积体经历了稳定的He燃烧和温和的He闪光以及强烈的He闪光阶段，最终形成了由大量（$\sim 0.1$ M $_\odot$）富He缓冲层覆盖的CO WDs。在He闪光（温和和强烈）期间，He壳层中的温度升高到$3\times 10^8$ K以上，因此${^{22}Ne}(α,n){^{25}Mg}$反应变得有效，并且可以产生富含$n$的同位素。在强烈的非动力学He闪光触发的RLOF事件中，富含$α$ -元素和富含$n$同位素的物质被喷射出来，污染了星际介质。我们的研究结果强烈表明，大规模的AM CVn系统与WD捐助者没有经历一个最终的非常强大的动态氦闪光驱动的爆炸性事件，如SN. IA。虽然喷出的物质是高度富集的重同位素，大规模的AM CVn系统对银河系化学演化的相对贡献是，最有可能的，由于其预期的稀缺性，可以忽略不计。
2019-01-02 astro-ph.SR
Radiative Transfer modeling of EC 53: An Episodically Accreting Class I Young Stellar Object
在幕式吸积的情况下，大部分的原恒星质量吸积在重复和大爆发的吸积。由于原恒星上的爆发通常是在特定的波长下被识别的，解释这些爆发需要将这种通量的变化转换为总光度的变化。巨蛇座主云中的I类年轻恒星EC 53在850 $μ$ m处经历了亮度的反复增加，这可能是由吸积爆发引起的。在这项研究中，我们进行了二维和三维连续辐射转移模型，以量化的内部亮度上升EC 53对应于$\sim$ 1.5增强通量在850 $μ$ m的因素。我们模拟的光谱能量分布和径向强度轮廓在静止和爆发阶段。爆发阶段的内部光度比静止阶段的光度亮$\sim 3.3$倍。径向强度剖面分析表明，EC 53的亚毫米级通量变化来自吸积爆发加热的包层。我们还发现，由星际辐射场的EC 53信封的外部加热的作用是微不足道的。
2020-04-12 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
Accretion onto Planetary Mass Companions of Low-Mass Young Stars
对行星质量天体吸积速率的测量可以区分不同的行星形成机制，这些机制预测不同的吸积历史。在这封信中，我们使用\HST /WFC 3紫外可见光光度测量吸积率到三个吸积对象，GSC 06214 -00210 b，GQ Lup b和DH Tau b，这是在行星/褐矮星边界和同伴的太阳质量的恒星。过量吸积连续体中的过量光发射产生这三个物体的质量吸积率为$10^{-9}$至$10^{-11}$ \Msol /yr。它们的吸积率比从紫外线过量测量的质量和吸积率之间的相关性所预期的要高一个数量级，如果这些大行星质量的同伴是由原恒星核心碎片形成的，这是适用的。高吸积率和与中心恒星的大分离表明这些物体周围存在巨大的盘。宽行星质量伴星的形成和演化模型应该考虑到它们的大吸积速率。对于吸积率低的天体，H $α$光度与吸积光度的比值很高，这表明寻找H $α$发射可能是寻找吸积行星的有效方法。
2014-01-25 astro-ph.SR
Evolution of the Magnetic Field in Accreting Neutron Stars
在这篇论文中，我们解决的问题{ \em中子星中磁场的演化}。有足够的观测证据表明，中子星的双星历史与它们的磁场演化之间存在因果关系。特别是，低场毫秒双星的产生被认为是双星系统中正常高场中子星加工的结果。因此，在这篇论文中，我们试图了解作为双星系统成员的中子星中的场演化机制，以理解毫秒脉冲星的产生问题。为此，我们研究了以下四个相关问题：1.反磁屏蔽对中子星从其双星伴星吸积物质的终末场的影响; 2.位于吸积中的中子星地壳中的磁通量的演化; 3.将上述模型应用于实际系统，并与观测结果进行比较; 4.研究最初位于恒星核心的磁通量的后果及其观测意义。
2013-08-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accreting white dwarfs
白矮星是恒星演化最常见的终点。它们经常在密近双星系统中被发现，其中白矮星通过吸积盘或沿着白矮星磁场线吸积来自伴星的物质。这种双星的性质取决于两个恒星成分的质量和分离，以及其他参数，如白矮星磁场和恒星的性质。这一章着眼于形成的白矮星和内在的性质，然后再看看不同的人口吸积白矮星双星系统存在。本章涵盖了各种亚群体的特征，并探讨了它们是如何演变的。讨论了在光学波段和其他波段发现和研究吸积白矮星的各种子类的方法，并考虑了这些系统在更广泛的天体物理学背景下的作用。未来的任务，将发现新的系统和新的人口也审查。最后介绍了当前关于吸积白矮星的一些悬而未决的问题。
2023-03-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stellar properties of an actively accreting Algol-type eclipsing binary 2M16212643+2136590
本研究分析了含食双星2M16+21的分级三合星系统，发现其经历活跃质量转移，吸积星表面存在极小型高温热斑，供星或为亚亚巨星，可为双星演化及这类恒星形成研究提供参考。
2023-11-03 astro-ph.SR
Evidence for accretion in a nearby, young brown dwarf
我们报告发现的年轻，附近，褐矮星2 MASS J 0041353 $-$ 562112。该天体的光谱类型为M7.5，它显示出Li吸收和吸积的特征，这意味着它仍然有一个圆盘，并表明年龄低于1000万年。空间运动矢量和在天空中的位置表明，褐矮星可能是$\sim$ 2000万年前的图克-霍尔星协的成员，或者它可能是$\sim$ 1200万年前的$β$ Pic星协的一个被驱逐的成员，这两个都意味着2 MASS J 0041353 $-$ 562112实际上可能比1000万年前更老。以前在这些星协中没有已知的吸积星或褐矮星。假设年龄为1000万年，褐矮星的质量约为30 M $_{\rm Jup}$，位于35 pc的距离。这颗新发现的天体是已知的最近的吸积褐矮星。它属于一个年龄超过1000万年的星协，这意味着要么褐矮星中的盘可以像更大质量的恒星一样长久地存在，甚至更久，要么图克-霍尔或$β$ Pic中的恒星形成比以前认为的要晚。这个天体的历史和演化可以为恒星、褐矮星和行星的形成过程提供新的基本见解。
2009-08-24 astro-ph.SR
The Light Curve of the Weakly-Accreting T Tauri Binary KH 15D from 2005-10: Insights into the Nature of its Protoplanetary Disk
介绍了2005-2010年期间独特的主序前双星系统KH 15 D的测光结果。在过去的50年里，这个系统已经表现出光度变化和日食，这是由进动的环双星盘引起的。掩星边缘在双星轨道上的推进仍在继续，两颗恒星的光球现在在任何时候都完全被遮蔽了。这个系统现在只能通过散射光看到，但它继续显示出轨道周期的周期性变化，振幅超过两个星等。这种变化只取决于二进制相位，可能至少从1995年开始就存在于数据中。它本身就可以解释光变曲线上的肩部在进入之前和离开之后，避免了对现存模型的组件的需要，例如恒星A周围的散射晕或模糊的盘边缘的前向散射。可变散射分量的一个合理来源是来自扭曲的掩星盘远侧的反射光。我们已经检测到在极小值期间发生的V-I中的颜色变化为蓝色和红色的十分之几。这可能表明系统中存在第三个光源（微弱的恒星），或者当被照亮的部分随着恒星的轨道运动而变化时，圆盘的反射特性发生了变化。这些数据支持这样一种观点：环联星盘是一个几何上薄的、光学上厚的层，可能是毫米或厘米大小的颗粒，被双星和可能的其他成分雕刻成一个明显的非平面结构。一个简单的（无限尖锐的）刀口模型可以很好地解释所有最近（2005-2010）的掩星数据。
2010-07-23 astro-ph.SR
Measuring Optical Extinction Towards Young Stellar Objects Using Diffuse Interstellar Bands
对年轻的金牛座T星和赫比格Ae/Be星的视线消光估计是基于许多不同的测量和分析方法。这导致了同一颗恒星的公布的$A_V$值之间的广泛分散。在这项工作中，我们讨论了在测量消光积极吸积，特别是爆发的年轻恒星物体（YSO）的挑战。然后，我们探索一种方法，以前不适用于年轻的恒星利用弥漫星际带（DIBs）。在早期型恒星中，DIB等效宽度和星际物质柱密度之间存在狭窄的相关性，因此视线消光。在这里，我们测量等效宽度的5780和6614 DIB功能在一个样本的积极吸积YSO，并应用DIB红化校准估计红化和随后的灭绝。我们的校准是新近从现有的文献数据的复合，并充分考虑这些测量中的散射。我们还比较了DIBs推断的光学视线消光值与以前的消光估计我们的样本恒星。
2022-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Young Eclipsing Binary and its Luminous Neighbors in the Embedded Star Cluster Sh 2-252E
我们提出了一个光度计和光变曲线分析的偏心食二进制的K2运动0领域，居住在SH 2- 252 E，一个年轻的星团嵌入在H II区域。我们描述了一个光谱调查的三个最明亮的恒星在拥挤的光圈，以确定这是双星系统。我们发现这些恒星都不是食双星系统的组成部分，食双星系统一定是附近较暗的恒星之一。这些明亮的星团成员都有显著的光谱：Sh 2- 252 a（EPIC 202062176）是一颗具有锋利吸收线的B0.5 V星，Sh 2- 252 b是一颗具有盘状发射线的Herbig A0星，Sh 2- 252 c是一颗非常红的前主序星。
2016-10-27 astro-ph.SR
A Census of the Low Accretors. I: The Catalog
观测表明，盘的频率和吸积前主序星的比例随着人口的年龄而减少，有些恒星似乎有盘，而它们的吸积已经停止。尽管如此，目前还不清楚带盘恒星如何停止吸积。为了深入了解低质量年轻恒星吸积的最后阶段，我们对被认为是非吸积物的盘状恒星进行了调查，以确定仍然以非常低的速率吸积的恒星。在这里，我们提出的第一个目录的调查170盘轴承非吸积星在Chamaeleon I，猎户座OB 1，上天蝎座，$γ$ Velorum，上半人马座狼，使用He I $λ$ 10830作为一个敏感的吸积探针。我们将线轮廓分为六种类型，并认为那些显示红移和/或蓝移吸收仍然吸积。使用这些分类，我们发现，在先前被归类为非吸积体的含盘恒星中，至少有20-30%仍在吸积，其中更大一部分处于较年轻的人口年龄。虽然外盘签名和吸积状态之间的差异还不清楚，我们发现内盘过剩和吸积状态之间的差异。新发现的吸积物的质量没有偏好，这表明抑制吸积的过程并不直接取决于金牛座T星典型质量范围内的质量。最后，我们发现，在一个低吸积水平，H $α$宽度在10%的高度标准错误地表征了一个更大的分数比线的等效宽度的吸积。
2022-01-19 astro-ph.SR
Radio detection of the young binary HD 160934
主序前恒星动力学质量的精确测定对于校正恒星演化模型是必不可少的，该模型被广泛用于推导年轻低质量天体的理论质量。年轻的、附近松散的星协中的双星是这种校准的特别好的候选者，因为所有成员都有一个共同的年龄。有趣的是，这些年轻的双星中有一些呈现出持续而紧凑的射电辐射，这使它们成为天体测量VLBI研究的理想目标。我们的目标是监测双星系统HD 160934的轨道运动，它是剑鱼座AB移动群的成员。我们观察HD 160934与甚大阵列和欧洲VLBI网络在8.4和5 GHz，分别。从这些观测中获得的轨道信息与以前报告的轨道测量一起进行了分析。我们发现，两个组成部分的二进制，HD 160934 A和HD 160934 C，显示紧凑的射电辐射在VLBI尺度，提供精确的信息的相对轨道。估计了订正的轨道要素。未来的VLBI监测这对应该确定精确的模型独立的质量估计的A和C组件，这将作为PMS演化模型的校准测试。
2013-11-21 astro-ph.SR
Wave-driven stellar expansion and binary interaction in pre-supernova outbursts
我们认为，能量泄漏的主要结果进行波从核心的信封前坍缩的大质量恒星是信封膨胀，而不是主要的质量喷射。我们表明，传播波的半径小于由波驱动的对流成为超音速的半径，驱动半径的包络线中的压力增加。额外的波压力和波能量耗散导致包络线膨胀。使用数值代码MESA，我们表明，包络扩展吸收波携带的大部分能量。一个可能的结论是，爆炸前爆发（PEO）的结果从扩展包层的双星伴星吸积质量和释放大量的能量。吸积的伴星可能以双极形态排出质量，例如，喷射流和赤道环
2014-09-17 astro-ph.SR
X-Shooter spectroscopy of young stellar objects: II. Impact of chromospheric emission on accretion rate estimates
上下文缺乏对年轻低质量主序前恒星的光球参数和色球活动水平的了解，在测量吸积（II类）年轻恒星天体的质量吸积率时引入了不确定性。关于色球辐射对年轻低质量恒星质量吸积率估计的影响的详细研究仍然缺失。这可以用年轻的无盘（III类）K型和M型恒星的样本来进行。目标。我们的目标是测量III类前主序星的色球活动，以确定其对吸积光度（Lacc）和质量吸积率（Macc）的估计在年轻的恒星物体与磁盘的影响。方法.使用VLT/X-Shooter光谱，我们分析了24个光谱类型在K5和M9.5之间的非吸积年轻恒星天体的样本。我们确定的主要发射线通常用作示踪剂的吸积在II类物体，我们确定其通量，以估计的贡献的色球活动的线光度。结果我们已经使用的线光度和吸积光度之间的关系，在文献中推导出的第二类物体的吸积率测量的色球活动的影响进行评估。我们发现，典型的色球活动会使吸积光度产生Lacc的偏差，噪声< 10-3Lsun，并与天体的Teff有很强的依赖关系。Macc噪声与恒星质量和年龄有关，log（Macc，noise）的典型值在-9.2 ~-11.6Msun/yr之间。结论.在吸积低质量前主序星时，通过线光度得到的Lacc< 10-3Lsun的值应谨慎对待，因为线发射可能受色球活动的影响。
2013-01-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
A dynamically discovered and characterized non-accreting neutron star -- M dwarf binary candidate
光学时域测量可以揭示和表征令人兴奋但较少探索的双星中的非吸积和/或非聚束中子星（NS）。在这里，我们报告发现这样一个NS候选人使用LAMOST光谱调查。这颗候选星被命名为LAMOST J112306.9+400736（以下简称J1123），是一颗单线光谱联星，包含一颗光学可见的M星。这颗恒星巨大的径向速度变化和椭球变化表明它有一个相对巨大的看不见的伴星。利用帕洛玛200英寸望远镜的后续光谱学和TESS的高精度测光，我们测量了$1.24_{-0.03}^{+0.03}~M_{\odot}$的伴星质量。具有这个质量的主序星被排除在外，留下一颗NS或一颗大质量的白矮星（WD）。虽然不能排除大规模WD的可能性，但缺乏来自伴星的紫外线过量辐射支持NS假说。使用FAST进行的深度射电观测没有检测到脉冲发射或持续发射。J1123在许多X射线和伽马射线探测中都没有被探测到。这些未检测到的结果表明，NS候选者目前没有吸积和脉动。我们的工作证实了通过光学时域光谱和高节奏测光的协同作用在非吸积密近双星中发现致密天体的能力。
2022-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Tidal Capture Formation Scenario for the Accreting Pulsar IGR J17480-2446 in Terzan 5
低质量X射线双星（LMXB）IGR J17480-2446是一颗位于球状星团Terzan 5核心的11 Hz吸积脉冲星。这是一颗温和的再生吸积脉冲星，具有独特的演化历史，因为它的总年龄被认为不到几百万年，尽管Terzan 5的年龄非常老（~12 Gyr）。解决这种年龄差异的起源可能非常有价值，因为它可以揭示为什么像IGR J17480-2446这样的系统在我们的银河系中如此罕见。我们已经进行了数值模拟（动力学和二进制的演变），以约束IGR J17480-2446的演变历史。我们发现，二进制有一个很高的概率是近距离接触的结果，形成机制兼容的潮汐捕获的捐助星。这一结果加强了IGR J17480-2446是一个在异常近的时间开始质量转移的二元体的假设。我们还表明，原始的相互作用的二进制的核心泰山5强烈影响几百近距离接触（飞）在其一生中。这种效应可能会延迟、加速甚至中断罗氏瓣溢出（RLOF）相。我们的计算表明，这类系统只能在像球状星团这样的稠密环境中形成。
2017-06-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
A young contracting white dwarf in the peculiar binary HD 49798/RX J0648.0--4418?
HD 49798/RX J0648.0--4418是一颗特殊的X射线双星，有一个热的次矮星（sdO）质量施主。吸积致密天体的性质尚不清楚，但它的自旋周期$P=13.2$ ~s和$\dot P =-2.15 \times 10^{-15}$ s~s $^{-1}$证明它只能是白矮星或中子星。20多年来，自旋上升一直非常稳定。我们证明了HD 49798致密伴星的连续稳定自旋上升可以用一个年龄为$\sim 2$ ~Myrs的年轻白矮星的收缩来解释。这使我们能够解释吸积白矮星的框架内系统的所有基本参数。我们提出的例子，在这样的系统的结果二进制的演变。如果是正确的，这是白矮星在早期进化阶段收缩的第一个直接证据。
2017-11-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Investigating the rotational evolution of young, low mass stars using Monte Carlo simulations
我们通过蒙特卡罗模拟研究了年轻恒星的自转演化。我们模拟了280，000颗恒星，每个恒星都被分配了质量，旋转周期和质量吸积率。质量吸积率取决于质量和时间，分别遵循幂律指数1.4和-1.5。定义了一个依赖于质量的吸积阈值，低于该阈值的恒星被认为是无盘的，这导致了与观测结果相匹配的盘寿命分布。恒星在吸积时以恒定的角旋转速率演化，而当它们变成无盘时则以恒定的角动量演化。我们恢复双峰周期分布在几个年轻的集群。短周期峰主要由无盘星组成，长周期峰主要由吸积星组成。这两种分布都呈现出长周期的长尾，并且在所有年龄都观察到缓慢旋转的无盘恒星。我们重现所观察到的磁盘分数和自旋速率之间的相关性，以及IR过剩和旋转周期之间。周期质量关系，我们从模拟中得到的表现出相同的全球趋势，在年轻的集群中观察到的，只有当我们释放的磁盘锁定假设的最低质量的恒星。我们发现，中位比角动量的时间演化遵循幂律指数为-0.65吸积星和-0.53无盘星，一个较浅的斜率，从广泛分布的磁盘寿命。使用观测记录的磁盘寿命，质量吸积率，和初始旋转周期的分布，并从1到12百万年的初始人口的发展，我们再现的主要特征的前主序星角动量演化，这支持磁盘锁定假说。（节略）
2015-04-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Nucleosynthetic Yields from Neutron Stars Accreting in Binary Common Envelopes
大质量双星可能会经历这样一个阶段：两颗恒星中的一颗在其高级演化阶段膨胀为巨星，并将其伴星包围起来，喷射出氢包层并收紧其轨道。在许多观测到的X射线双星和合并致密双星系统的形成中，需要这样一个共同的包络相位来收紧双星轨道。在形成中子星双星的情况下，系统可能会经历一个阶段，其中一颗中子星螺旋进入它的巨星伴星的包层。这些阶段导致质量吸积到中子星上。在这些共包络相的中子星上的吸积可以喷射出在中子星表面附近经历过燃烧的物质。本文介绍了这种喷射物质的核合成产额，使用人口合成模型研究这些核合成产额在银河系化学演化背景下的重要性。根据在吸积材料中发现的温度和密度的极端条件，可以获得富质子和富中子核合成，在最极端的条件下有效地产生低Z材料的富中子同位素，以及在低Z下，在较低密度模型中的富质子同位素。最终产量被发现是非常敏感的物理建模的吸积阶段。我们发现，中子星在二进制公共信封吸积可能是一个新的相关网站的银河系化学演化，因此需要更全面的研究，以更好地约束核合成在这些对象。
2019-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gaia 20eae: A newly discovered episodically accreting young star
盖亚警报系统于2020年8月28日发出警报，当时盖亚20 eae的光变曲线显示$\sim$ 4.25级爆发。我们提出了自2020年8月以来对该源的多波长光度和光谱跟踪观测，并将其确定为FUor/EXor源家族的最新成员。我们发现盖亚20 eae目前的增亮不是由于尘埃清除事件，而是由于光谱能量分布的内在变化。盖亚20 eae的光变曲线显示了一个过渡阶段，在此期间，它的大部分亮度（$\sim$ 3.4等）都发生在34天的短时间尺度内，上升率为3等/月。盖亚20 eae现在已经开始以0.3等/月的速度衰变。我们在H $α$探测到一个强的天鹅座P剖面，这表明存在着来自靠近吸积区域的风。我们发现非常强大的和湍流的外流和吸积在盖亚20 eae在这个爆发阶段的签名。我们还发现了红移的吸收成分在所有的钙II IR三线一致的热在下降的气体在磁层吸积漏斗的签名。这使我们能够限制相对于吸积漏斗的视角。我们对盖亚20 eae的调查指出，磁层吸积是电流爆发的现象。
2021-12-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Theoretical Model of Non-conservative Mass Transfer with Non-uniform Mass Accretion Rate in Close Binary Stars
密近双星中的质量传递通常是非保守的，并且这种质量传递的建模在数学上是具有挑战性的，因为在这种情况下，由于质量和角动量的损失，控制系统变得复杂和不确定。在本工作中，一个新的数学模型已规定的非保守的质量转移在一个紧密的双星系统考虑到逐渐减少的档案的质量吸积率由吸积星相对于时间以及相对于增加的吸积星的质量。质量转移的过程被理解为发生到吸积恒星的临界质量极限，超过该极限，该过程可能停止工作。
2016-01-24 astro-ph.SR gr-qc
An accreting white dwarf displaying fast transitional mode switching
吸积型白矮星通常存在于轨道周期从几十分钟到几小时的近距离双星系统中。在大多数情况下，吸积过程是相对稳定的，只有在~天或更长的时间尺度上才会发生显著的调制。在这里，我们报告的发现突然下降的光学光度的吸积白矮星双星系统TW风景如画的因素高达3.5的时间尺度短至30分钟。由凌日系外行星勘测卫星（TESS）获得的这一双星系统的光学光变曲线清楚地显示了两种不同强度模式之间的快速切换，这可能会跟踪白矮星上不断变化的质量吸积率。在低模中，系统还显示出磁门吸积爆发，这意味着白矮星的弱磁场在该模式中在共旋半径处截断了内盘。在TW Picture中观察到的模式切换的性质似乎类似于在过渡毫秒望远镜中观察到的那些，其中发生类似的转变，尽管时间尺度为数十秒。我们的发现建立了一个以前未被承认的白矮星吸积现象，并提出了一个紧密的联系，以物理管理磁吸积到中子星。
2021-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Young Stellar Population, Distance, and Cloud-Cloud Collision Induced Star Formation Scenario of the Trifid Nebula
三叉星云是一个年轻的恒星形成区域，根据对分子云的观测，恒星的形成被认为是由云-云碰撞（CCC）引发的。它提供了一个独特的机会来测试CCC假说是否得到年轻恒星的空间分布和恒星形成年表的支持。我们提出了第一个研究的光学可见的主序前（PMS）人口的地区使用riH $α$成像和盖亚天体测量。结合对年轻恒星的红外成像分析，我们获得了年轻恒星星族的空间分布和恒星形成年表。从分析中，15个平坦/I类YSO，46个II类YSO和41个吸积PMS星被确定（无盘/非吸积源不包括在分析中）。基于盖亚星系的距离是$\sim$ 1250 pc，比以前报道的要近得多。II类YSO和PMS星（$\sim$ 150万年前）向分子云的边缘扩散。它们比估计的穿越时间$\sim$ 270万年稍年轻，更接近估计的动力年龄$\sim$ 850万年。年轻的I类YSO在空间上更加集中。在两个星云重叠的地方存在一个没有年轻恒星的空腔。这一证据表明，目前这一代的恒星是在$\sim$ 100万年前的两个星云碰撞后形成的，这一结果可以通过未来的光谱研究得到证实。
2021-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Episodic eruptions of young accreting stars: the key role of disc thermal instability due to Hydrogen ionisation
本文提出氢电离导致的盘热不稳定性（TI）可解释年轻吸积星的中间型爆发，并揭示了特定吸积率区间的爆发缺失，指出 TI 是小尺度阵发吸积的必要机制，但大尺度仍需额外物理机制。
2024-03-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Transitional Disks as Signposts of Young, Multiplanet Systems
虽然目前还没有发现一颗仍在形成中的行星嵌在气态原行星盘中，但过渡盘上清理出来的内孔可能是年轻行星的路标。在这里，我们表明，吸积过渡盘与宽，光学薄内孔15 AU或以上的子集只能由多个行星轨道内每个孔雕刻。多行星系统为解释过渡盘的起源提供了两个关键因素。首先，多个行星可以清除宽的内孔，而单个行星只打开狭窄的间隙。其次，由多个行星产生的受限的非轴对称吸积流提供了一种方式，使任意数量的质量转移通过一个明显的光学薄孔发生，而不会过度产生红外多余通量。而不是假设孔中的气体和尘埃是均匀和轴对称分布的，我们可以通过用局部光学厚的潮汐尾覆盖孔表面的宏观部分来构建一个具有明显光学薄红外通量的内孔。我们还建立了其他清除机制，如光蒸发，不能解释我们的吸积过渡盘与宽孔的子集。因此，过渡盘是观测寻找年轻行星系的高价值目标。
2011-06-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
