Impacts of fragmented accretion streams onto Classical T Tauri Stars: UV and X-ray emission lines
上下文经典金牛座T型星（CTTS）的吸积过程可以通过分析紫外和X射线发射谱线来研究，这些谱线可以跟踪热气体流，并作为激波后下落等离子体的诊断。在紫外波段，有较高的光谱分辨率，这些线的特点是相当复杂的配置文件，其来源仍然不清楚。目的。我们研究了密度结构（碎裂）吸积流碰撞区紫外和X射线发射的起源，研究了吸积流碎裂和由此产生的激波后区结构是否以及如何决定所观测到的紫外和X射线发射谱线的轮廓。方法.我们通过二维MHD模拟，模拟了由一系列密集的斑点组成的吸积流对CTTS色球层的影响。我们探讨不同层次的流碎裂和吸积率。根据模型结果，我们合成了C IV（1550 nm）和OVIII（18.97 nm）的谱线轮廓。结果吸积团对恒星色球层的撞击产生反向激波，通过吸积团传播，并产生激波上升流。这些上升的气流反过来又撞击和冲击随后下落的碎片。其结果是，几个等离子体成分的下降速度，密度和温度不同的存在altogether。C IV双峰的轮廓的特点是由两个主要组成部分：一个窄的和红移的速度$\approx$ 50公里秒$^{-1}$和其他更广泛的，并与红移的速度在200 $\approx$ 400公里秒$^{-1}$的子组件。OVIII谱线的轮廓比C IV更对称，并且红移到速度为$\approx$ 150 km s $^{-1}$。结论.我们的模型预测的C IV线的配置文件非常相似的观察到的，并解释了它们的…
2016-07-11 astro-ph.SR
Testing Models of Accretion-driven Coronal Heating and Stellar Wind Acceleration for T Tauri Stars
经典的金牛T型星是主序前的天体，同时经历吸积、风外流和日冕X射线发射。来自磁层吸积流的等离子体对恒星表面的影响可能是这些恒星上层大气中能量和动量的主要来源。本文提出了一套模型的动力学和加热的三个不同的地区的金牛座T星的吸积影响：（1）直接下方的磁层吸积流的冲击等离子体，（2）恒星风，加速沿开放的磁通量管，（3）封闭的磁回路，类似于太阳的日冕活动区。对于环，日冕加热的自洽模型来自太阳场线缠结和湍流耗散的数值模拟。对金牛座-御夫座恒星形成区的14颗观测良好的恒星的性质建立了独立的模型。平均而言，风质量损失率的预测略低于观测值，这表明盘风或X风也可能有助于测量的外流。然而，对于某些恒星，模拟的恒星风似乎对测量的质量通量有很大的贡献。对激波和环的X射线光度的预测与现有的观测结果基本一致。吸积率最高的恒星往往具有由高温（5-10 MK）环主导的X射线光度。吸积率较低的恒星的X射线光度主要由较冷的吸积激波所控制。
2009-10-14 astro-ph.SR
On the observability of T Tauri accretion shocks in the X-ray band
上下文对经典金牛座T星（CTTS）的高分辨率X射线观测表明，由于高密度等离子体（n_e=10^11-10^13 cm^-3），存在软X射线过剩。这种辐射被归因于冲击加热的吸积物质撞击到恒星表面。目标。我们研究了激波加热吸积物质在X射线波段的可观测性，在激波后区等离子体β <<1的情况下，吸积流的性质（速度、密度和金属丰度）对吸积物质的可观测性的影响。方法.我们使用1-D流体动力学模型描述吸积流对色球层的影响，包括辐射冷却，重力和热传导的影响。我们探索了相关参数的空间，并从模型结果中合成了[0.5-8.0] keV波段和O VII（21.60 Ang）和Ne IX（13.45 Ang）共振线中的X射线发射，同时考虑了色球的吸收。结果吸积流的性质影响着激波板的温度和高度以及它在色球层中的下沉，从而决定了激波等离子体的可观测性。我们的模型预测，X射线观测优先检测发射低密度和高速冲击吸积流，由于大量的吸收致密的冲击后等离子体。在所有研究的情况下，激波后区由于热不稳定性表现出准周期振荡，但在非均匀流和β <<1的情况下，激波振荡几乎不可检测。结论.我们认为，如果吸积流是不均匀的，可观察到的等离子体成分的吸收所引入的选择效应可以解释吸积率之间的差异测量的光学和X射线数据，以及不同的密度测量使用不同的氦类三重态在X射线波段。
2010-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Variable X-ray emission from the accretion shock in the Classical T Tauri Star V2129 Oph
CTTS中高密度等离子体的软X射线发射与吸积过程有关。目前还不清楚这种高密度冷等离子体是否在吸积激波中被加热，或者它是否是由吸积过程提供/修改的日冕等离子体。我们对CTTS V2129 Oph进行了协调的准同时光学和X射线观测活动（Chandra/HETGS数据用于约束发射等离子体成分的X射线，光学观测用于约束吸积和磁场的特性）。我们分析了200千分之一钱德拉/HETGS观测V2129 Oph，细分为两个100千分之一的部分，对应于两个不同的阶段内的一个恒星旋转。X射线发射等离子体覆盖了宽范围的温度：2-34 MK。V2129 Oph的冷等离子体成分在钱德拉观测的两个部分之间变化：在第一部分中存在高密度等离子体（log Ne ~ 12.1），在~ 3-4 MK处具有高EM;在第二部分中，该等离子体成分具有较低的EM和较低的密度（log Ne < 11.5），尽管这些差异的统计意义是微不足道的。较热的等离子体成分，T > 10 MK，在短时间尺度（~ 10 ks）上显示出变化，这是典型的日冕等离子体。在第一段观测到的一个清晰的耀斑，可能位于一个大的日冕环（> 3颗R星）中。我们的观测进一步证实了CTTS中几个MK的稠密冷等离子体是在吸积激波中被加热的物质。V2129 Oph上这种冷等离子体成分的变化可以用吸积激波中发射的X射线来解释，并在我们的观察所探测的两个旋转相位处用不同的视角观…
2011-02-28 astro-ph.SR
The absence of sub-minute periodicity in classical T Tauri stars
经典金牛T星（CTTS）是年轻的晚型天体，仍然从星周盘吸积物质。解析处理和数值模拟预测了恒星表面吸积激波的不稳定性。我们搜索的变化低于几分钟的时间尺度在CTTS TW Hya和AA头。TW Hya是用南部非洲大型望远镜（SALT）上的SALTICAM在巴尔末跳跃周围的窄带滤光片中观测到的。观测是在狭缝模式下进行的，它提供了约0.1 s的时间分辨率。对于AA Tau，我们使用OPTIMA进行了观测，OPTIMA是一种具有更好时间分辨率的单光子计数设备。小规模的变化通常持续几秒钟，但没有检测到明显的周期性。我们对光变曲线的脉冲部分设定了99%的置信上限. TW Hya在340 nm滤波器中0.02-3 Hz和380 nm滤波器中0.1-3 Hz的频率范围内的相对振幅低于0.001。对于0.02-50 Hz，AA Tau的相应值是0.005的振幅。相关的时间尺度表明，冲击波不稳定性不应该直接在我们的光学和紫外观测，但预测的振荡会引起可观察到的红化的变化。我们讨论了磁场如何稳定吸积激波。
2010-05-11 astro-ph.SR
X-ray emitting MHD accretion shocks in classical T Tauri stars. Case for moderate to high plasma-beta values
目标。我们研究了CTTS中吸积激波的稳定性和动力学，考虑在激波后区域β>= 1的情况。在这些情况下，一维近似是无效的，多维MHD方法是必要的。方法.通过二维轴对称MHD模拟，我们模拟了一个吸积流在CTTS大气中传播并撞击到其色球层上的过程。该模型考虑了恒星磁场、重力、辐射冷却和热传导（包括热通量饱和效应）。结果吸积激波的动力学和稳定性强烈依赖于等离子体β。在β> 10的激波情况下，激波加热的物质（可能还有MHD波）会在吸积柱底部产生剧烈的外流，并强烈扰动周围的恒星大气和吸积柱本身（因此改变了激波的动力学）。在β ~ 1的冲击中，冲击后区域被磁场有效地限制。冷却不稳定性引起的激波振荡受β的影响很大：当β> 10时，振荡可能被磁场迅速甩出，接近准定态，或者由于激波后等离子体本身引起的流场扰动，振荡可能是无明显周期性的混沌; β ~ 1的振荡是准周期性的，尽管它们的振幅比一维模型预测的要小，频率比一维模型预测的要高。
2009-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Effects of Radiation in Accretion Regions of Classical T Tauri Stars: Pre-heating of accretion column in non-LTE regime
模型和观测表明，物质吸积到年轻恒星表面的影响在吸积柱的底部产生区域，其中光学薄和厚等离子体成分共存。因此，要准确描述这些影响，就必须考虑到辐射吸收和辐射发射的影响。研究了冲击加热等离子体辐射对冲击前下落物质结构的影响。我们调查，如果一个显着的辐射吸收发生，如果它导致预冲击加热的吸积气体。我们建立了一个描述吸积柱撞击经典金牛T星表面的辐射流体动力学模型。该模型考虑了恒星引力、热传导以及辐射损失和物质在非局域热力学平衡状态下吸收辐射的影响。撞击后，在吸积柱的底部形成了一层热的激波后等离子体。从平板中发出的部分辐射被激波前的吸积材料吸收。结果，激波前的吸积柱逐渐升温到$10^5$ K的温度，形成激波的辐射前兆。该前体具有热结构，其中最热部分在$T \approx 10^5$ K下，其尺寸与热板坯的尺寸相当，在冲击后区域上方。在较大的距离上，温度逐渐降低到$T \approx 10^4$ K。
2019-08-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
DN Tauri - coronal activity and accretion in a young low-mass CTTS
我们对一个年轻的M0型吸积CTTS-DN Tau进行了XMM-牛顿观测，并研究了它的X射线性质和X射线产生机制。具体来说，我们研究的存在下，X射线发射的磁活动和吸积冲击，并比较我们的新的X射线数据与紫外线数据同时进行，并与X射线/紫外线观测之前。我们发现，从DN头的X射线发射是由通过磁活动产生的日冕等离子体为主，但也清楚地检测到的吸积冲击的贡献，冷等离子体成分在约2 MK一致推断从密度和温度分析。在DN Tau上看到了典型的活动日冕现象，如耀斑，30 MK的非常热的等离子体的存在和显示逆FIP效应的丰度模式。2005年和2010年XMM数据之间较冷等离子体成分的排放测量的强烈变化指向吸积相关的变化。同时拍摄的紫外光曲线一般与X射线亮度无关，但在观测到的X射线耀斑期间表现出清晰的对应关系。DN Tau的X射线性质与质量更大的CTTS相似，但其低质量和大半径将吸积激波转移到较低的温度，减少了它们在X射线体系中的印记。
2013-11-18 astro-ph.SR
A Model of the C IV $λλ$ 1548, 1550 Doublet Line in T Tauri Stars
针对T Tauri星C IV双线形成机制不明的问题，本研究基于吸积激波与流模型构建新谱线模型，复现了部分恒星的观测特征，探明了宽窄成分的起源，为热谱线研究与内盘丰度探测提供了新途径。
2024-09-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetic fields of intermediate mass T Tauri stars
目标。在本文中，我们的目标是测量的表面磁场的强度为五个中等质量的金牛座T星和一个低质量的金牛座T星从晚F到中K光谱类型的样本。虽然磁场的金牛座T星在低质量范围内已被广泛的特点，我们的工作补充了以前的研究对中间质量范围，这种互补的研究是关键，以评估如何磁场演变过程中的对流辐射的核心。方法.研究了用CRIRES高分辨近红外光谱仪测得的H波段磁敏谱线的塞曼展宽。这些数据是使用磁谱合成和模型大气模拟的。对非磁性线加宽机制的额外约束从K波段中的分子线或光波长区域中的原子线的建模中获得。结果我们检测和测量的平均表面磁场的五个恒星在我们的样本：CHXR 28，COUP 107，V2062 Oph，V1149斯科，和Par 2441。从最灵敏的磁诊断线推断的磁场强度范围为0.8至1.8 kG。我们还根据替代诊断估计COUP 107的磁场强度为1.9 kG。YLW 19上的磁场是我们样本中最弱的，仅能勉强检测到，强度为0.8 kG。结论.我们填充一个未知的区域的前主序HR图与平均磁场测量从高分辨率近红外光谱。我们的中等质量金牛座T星样本一般表现出较弱的磁场比他们的低质量同行。我们的测量结果将与其他光谱偏振研究的中间质量和较低质量的金牛座T星提供输入到主序恒星演化模型相结合。
2017-11-14 astro-ph.SR
Correlation between the optical veiling and accretion properties: A case study of the classical T Tauri star DK Tau
本研究通过两种方法对比分析经典T Tauri星DK Tau的吸积，发现光学遮蔽与吸积光度呈幂律相关，并验证了两种质量吸积率测定方法的一致性。
2023-07-31 astro-ph.SR
Surface magnetism in the pulsating RV Tauri star R Scuti
本研究基于最长光谱偏振测量，分析了最亮RV Tauri星R Sct的表面磁场，发现其磁场在脉动周期不同相位可检测，并与周期性辐射激波相关。
2023-05-13 astro-ph.SR
Diagnostic value of far-IR water ice features in T Tauri disks
本文研究了如何利用水冰的远红外特征来推断金牛座T星周围的盘的性质和水冰的热历史。我们探索的权力，未来的观测与SOFIA/HIRMES和SPICA的建议远红外仪器SAFARI。一系列详细的辐射转移磁盘模型周围的一个代表性的金牛座T星被用来调查如何在45和63微米的远红外水冰功能的变化与关键磁盘属性：磁盘大小，晶粒大小，磁盘尘埃质量，尘埃沉降，和冰的厚度。此外，设计了一系列的模型来计算水冰在盘内的预热、直接沉积和冷却情况下的水冰排放特征。从磁盘表面的冰粒光解吸减弱中红外线水冰功能的因素4-5。远红外水冰发射特征起源于10-100 au距离处的圆盘状表面雪线处的小颗粒。除非盘中缺少该储液器（例如，具有大腔的过渡盘），否则特征强度不变。大于10微米的颗粒对特征没有贡献。颗粒沉降（使用湍流描述）对冰特征强度的影响最多为15%。冰功能的强度与磁盘尘埃质量和水冰分数的颗粒，但饱和的尘埃质量大于1.e-4 Msun和冰地幔，增加尘埃质量超过50%。水冰的各种热历史在特征的形状（结晶/非晶）以及45微米特征的峰值强度和位置上留下印记。SOFIA/HIRMES只能探测到比我们的标准金牛座T盘模型在深度曝光（1小时）中模拟的强得多的结晶冰特征。SPICA/SAFARI可以在短时间曝光（10分钟）内检测到我们标准的金牛座T盘模型中的典型冰特征。（略）
2018-04-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hot Gas Lines in T Tauri Stars
对于经典金牛座T型星（CTTS），N V、Si IV和C IV的共振线，以及He II 1640 A线，可以作为吸积过程的诊断。在这里，我们组装了一个大型的高分辨率数据集，这些线在CTTS和弱T金牛星（WTTSs）。我们提供了35颗恒星的数据：一颗Herbig Ae星，28颗CTTS和6颗WTTSs。我们将C IV和He II线分解为宽高斯分量和窄高斯分量（BC & NC）。CTTS中最常见的（50%）C IV线形态是低速NC和红移BC。在22个CTTS中，最多有12个CTTS的速度质心VBC> 4 * VNC，这与吸积激波模型的预测一致。我们没有发现后冲击波由于吸积流的压力而被埋在恒星光球层中的证据。He II CTTS的谱线一般都是对称且窄的，比CTTS C IV谱线的红移要小，约为10 km/sec。在BC的He II线的通量是小的相比，C IV线，与模型的冲击前列排放。观测结果与存在多个不同密度的吸积柱或预测吸积柱外围缓慢移动的低密度区域的吸积模型一致。对于HN Tau A和RW Aur A，大部分C IV线是蓝移的，这表明C IV发射是由外流射流内的激波产生的。在我们的样本中，赫比格Ae星DX Cha是我们在C IV线上发现的唯一一个P-Cygni轮廓的天体，这证明了热（10^5 K）风的存在。对于整个样品，Si IV和NV线亮度与C IV线亮度相关，尽管Si IV和C …
2013-04-12 astro-ph.SR
Structure of the shock at the surface of CTTS
数值模拟了金牛T星表面吸积区的稳态结构和谱。这种建模使用了恒星大气理论的成熟方法，包括气体运动的影响（平流和多普勒频移的线）。计算了冲击气体的能谱$I_ν(μ)$和冷却速率。发现在冲击前密度$N_0>10^{13}$ cm $^{-3}$下，氦和氢谱线出现红移吸收，并因斯塔克效应而明显展宽。
2016-12-12 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
Line-dependent veiling in very active T Tauri Stars
具有活跃的吸积盘的金牛T星显示出遮蔽的光球光谱。据推测，这是由于非光球连续辐射的热点下的吸积冲击在恒星表面和/或色球发射线辐射的后冲击气体。面纱的数量通常被认为是质量吸积率的量度。我们分析了吸积金牛座T星LkHa 321，V1331 Cyg和AS 353 A的高分辨率光球光谱，目的是澄清依赖于线的面纱的性质。这些物体中的每一个都显示出高度隐蔽的、强烈的发射线光谱和强大的风特征，表明了高速率的吸积和质量损失。测量了观测光谱中数百条弱光球线的等效宽度，并与同光谱类型的合成光谱进行了比较。我们发现，面纱是强烈的线依赖性：较大的较强的光球线和弱或不存在的最弱的。在0 ~ 5eV的范围内，面纱效应与激发势无关。在磁层吸积模型的框架下，讨论了导致这些异常面纱效应的不同物理过程。观测到的面纱有两个来源：1）由吸积物质加热的恒星大气的异常结构; 2）温度低于10000 K的热点辐射的非光球连续区。通过测量等效宽度低至$\approx$ 10毫赫的最弱光球线，可以得出面纱连续体的真实水平。有限的光谱分辨率和/或低的信噪比导致对面纱连续体的高估。在这三颗非常活跃的恒星中，面纱连续体对观测到的面纱有较小的贡献，而主要的贡献来自于依赖于线的面纱。
2017-12-11 astro-ph.SR
Interpreting Near Infrared Hydrogen Line Ratios in T Tauri Stars
在吸积的年轻恒星中，近红外线的一个显著光谱特征是发射的帕邢和布拉开系。我们研究了16个经典的金牛座T星的氢线比从SpeX光谱和评估的趋势与面纱和吸积。观测到的谱线比率与两种谱线形成的理论模型进行了比较：（1）Baker和Menzel（1938年）的辐射电离和复合案例B和（2）一组局部谱线激发计算，旨在复制T Tauri风和磁吸积柱中的条件（Kwan & Fischer 2011）。虽然情况B和观察到的线比之间的比较意味着在金牛座T星的氢线形成区域之间的电子密度和温度的范围很广，本地线激发模型的预测给出了一致的结果在多个诊断。在局域线激发计算的假设下，我们发现氢线形成区的n_H被限制在2 × 10^10 - 2 × 10^11 cm^-3，吸积率较高的恒星的密度在这个范围的高端。由于消光的不确定性，温度没有被很好地描绘出来，但落在碰撞激发产生线光子的预期范围内。我们介绍了新的诊断评估消光的基础上近红外氢线比从本地线激发计算。
2013-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Structure of Shock Waves in the Case of Accretion onto Low-Mass Young Stars
给出了年轻恒星吸积激波结构的物理分析和数学表述。给出了一些结果，并研究了冲击波结构对各种参数的依赖关系。在一般情况下，金牛座T星光谱中谱线的相对强度和轮廓应该取决于下落气体的速度和密度，以及吸积几何。计算结果可作为阐明年轻恒星活动本质的基础。
2013-03-17 astro-ph.SR
The ODYSSEUS Survey. Characterizing magnetospheric geometries and hotspot structures in T Tauri stars
本研究基于HST/ULLYSES数据对67颗T Tauri星开展紫外与光学吸积特征的大规模一致分析，通过吸积流模型和激波模型刻画磁层截断半径、热斑结构及吸积率，揭示热斑持续至少3个自转周期且约50%吸积光度位于仅太空可测的短波段。
2025-07-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chandra Resolves the T Tauri Binary System RW Aur
RW Aur是一个多T型金牛座系统，由一个早K型主星（A）和一个K5伴星（B）组成，距离为1.4角秒。RW Aur A驱动双极光学射流，其光学特性良好。我们目前的一个敏感的钱德拉观测结果，其主要目标是寻找证据的软扩展X射线发射沿射流，已经看到了其他一些附近的金牛T星。钱德拉望远镜清楚地分辨出这对双星，并发现这两颗恒星都是X射线源。这两颗恒星的X射线光谱揭示了冷等离子体和热等离子体的证据。令人惊讶的是，质量较小的次级恒星的X射线光度至少是初级恒星的两倍，并且是可变的。这种差异是由于其X射线光度是在低端的经典金牛座T星类似的质量的基础上建立的相关性的范围内的主要。去卷积软带图像显示的证据轻微向外伸长的源结构的RW Aur A沿蓝移射流轴内的中央弧秒。此外，在距离恒星1.2 +- 0.2角秒的红移轴上，还存在一个微弱的X射线发射峰。从以前的光学研究中确定的非投影射流速度太低，无法将这种微弱的发射峰解释为激波加热的射流等离子体。因此，除非在红移喷流的流速被低估，其他机制，如磁喷流加热可能涉及。
2014-04-09 astro-ph.SR
Accretion-powered chromospheres in classical T Tauri stars
经典金牛座T星（cTTS）的光谱中有丰富的低激发物质的发射线，这些物质由窄的和宽的成分组成，与两个具有不同运动学、密度和温度的区域相关。光球层的光谱常常被过量的连续发射所掩盖。这种遮蔽通常归因于吸积激波下方加热区域的辐射。这项研究的目的是澄清面纱的性质，以及是否窄色球线的Fe I和其他金属代表一个标准的色球晚型恒星，或引起的质量吸积。从金牛座DR的高分辨率光谱，我们发现，在这颗恒星的面纱量变化从几乎没有到因素超过10倍的恒星连续强度，而面纱是由非光球连续和色球线发射填充在光球吸收线。这种效应可以在其他几颗金牛座T星中证明存在。我们的结论是，增强色球发射cTTS不仅与太阳一样的磁活动，但在更大程度上是由吸积气体。我们认为，色球发射增强的区域是由质量吸积引起的，它修改了恒星大气的局部结构，该区域比热吸积点更广泛。来自这个扩展区域的窄发射线是通过光球吸收线的线填充而在面纱中产生额外分量的原因。
2011-09-06 astro-ph.SR
Multidimensional models of hydrogen and helium emission line profiles for classical T Tauri Stars: method, tests and examples
本文提出了经典金牛T星（CTTS）吸积流和流出流中形成的氢和氦谱线轮廓的多维非LTE辐射转移模型。在Sobolev近似假设下，用辐射转移程序TORUS进行了统计平衡计算，改进后的计算包括了He I和He II的能级。这使我们能够探测CTTS的内部风的物理条件，同时模拟强大的风诊断线He I（10830）和吸积诊断线，如Pa-β，Br-γ和He I（5876）。该代码已在1和2-D的问题进行了测试，我们已经表明，结果与既定的代码。我们将该模型应用于CTTS的复杂流动几何形状。模型剖面的例子是使用（1）磁层吸积和盘风，以及（2）磁层吸积和恒星风的组合计算的。在这两种情况下，该模型产生的线轮廓是定性类似的观察中发现的。我们的模型是一致的情况下，窄蓝移的吸收分量的He I（10830）的观察是由盘风引起的，和更广泛的蓝移吸收分量（P-Cygni配置文件）是由双极恒星风。然而，我们对风和磁层对于“排放”部分的相对重要性没有很强的限制。我们的初步计算表明，根据氢线的强度，盘风、恒星风和磁层的温度不会比~ 10，000 K高得多。在这些低温下，我们发现高能光子（如X射线）的光电离是产生He I（10830）发射和产生蓝移吸收成分所必需的。
2011-06-09 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
Chandra and XMM-Newton X-ray Observations of the Hyperactive T Tauri Star RY Tau
我们提出的结果，指出X射线观测吸积喷流驱动金牛座T星RY头使用钱德拉和XMM-牛顿。我们获得了高分辨率的光栅光谱和高质量的CCD光谱和光变曲线，目的是确定RY Tau明亮的X射线发射的物理机制。光栅光谱揭示了许多发射线，跨越了广泛的温度叠加在一个热的连续。X射线发射测量分布主要由T_hot ~ 50 MK的非常热的等离子体控制，但在耀斑期间存在更高的温度。一个较弱的冷等离子体成分也存在，揭示了低温线，如O VIII。X射线光变曲线显示出复杂的变化，包括短持续时间（~小时）的超热耀斑，伴随着荧光铁发射在6.4千电子伏叠加在一个缓慢变化（~一天）的组件，可能与恒星旋转。热耀斑成分无疑是磁源（如日冕）。软带和硬带光变曲线经历类似的缓慢变化，这意味着至少有一些冷等离子体与热等离子体共享一个共同的磁源。任何贡献的X射线发射冷冲击等离子体相比，占主导地位的热的组成部分，但生产个别的低温线，如O VIII在吸积冲击不排除。
2016-04-20 astro-ph.HE 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
Effective temperatures estimation of low-mass stars and identification of T Tauri stars in LAMOST DR10 using machine learning
Universidad de los Andes（安第斯大学）；Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文研究所）；Facultad de Ingeniería, Universidad de los Andes（安第斯大学工程学院）
利用机器学习，通过自动测量关键光谱特征等效宽度，训练回归模型预测低质量恒星有效温度，应用逻辑回归模型识别金牛座T型星候选体，经蒙特卡罗框架估计相关不确定性，取得较好结果。
2026-07-21 astro-ph.SR
Three-dimensional reconstruction of CME-driven shock-streamer interaction from radio and EUV observations: a different take on the diagnostics of coronal magnetic fields
2014年10月30日，太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到一个与日冕物质抛射（CME）相关的带裂II型射电爆发发生在太阳的东南边缘。等离子体锋面向各个方向的快速膨胀就像一个活塞，并在其前方驱动一个球形快速激波，其向外的发展可以通过南赛射电日像仪（NRH）同步拍摄的图像来追踪。的几何形状的日冕物质抛射/冲击事件恢复通过三维建模，由于没有伴随的立体观测，并假设带分裂的II型爆发的冲击面与两个相邻的低阿尔文速度日冕流光的交叉点发射。从激波和日冕物质抛射前缘之间的间隔距离的时空演化，我们最终能够推断内日冕的磁场强度$B$。在$r = 1.1-2.0$太阳半径范围内，一个简单的$B(r) = (12.6 \pm 2.5) r^{-4}$形式的径向轮廓很好地符合我们的结果，以及以前的估计。
2019-03-15 astro-ph.SR
Diagnostic Line Emission from EUV and X-ray Illuminated Disks and Shocks around Low Mass stars
极紫外线（EUV，13.6 eV $< hν\lta 100$ eV）和0.1-2 keV波段的X射线可以将年轻的低质量恒星周围的盘表面加热到数千度，并使电离势大于13.6 eV的物质电离。原恒星风产生的冲击也可以加热和破坏靠近恒星/盘系统的同一物种。这些过程产生诊断线（例如，[NeII] 12.8 $μ$ m和[OI] 6300 μ m），我们将其建模为关键参数的函数，如EUV光度和光谱形状，X射线光度和光谱形状，以及风质量损失率和冲击速度。将我们的模型与观测结果进行比较，我们得出结论，无论是风中的内部冲击还是入射到磁盘表面的X射线，通常都会产生观测到的[NeII]线，尽管在某些情况下EUV可能占主导地位。由风与盘的斜向相互作用产生的激波不太可能是[NeII]源，因为这些激波太弱，不可能是Ne源。即使[NeII]主要是由X射线或内部风激波产生的，氖观测通常会将$\lta 10^{42}$ s $^{-1}$的上限放在这些年轻低质量恒星的EUV光子光度上。观测到的[OI] 6300线具有低速分量（LVC）和高速分量。后者可能是由内部风震引起的。对于前者，我们发现X射线可能产生更多的[OI]光度比EUV层，EUV和X射线层之间的过渡层，或剪切层，其中原恒星风冲击和夹带盘材料在径向流通过磁盘表面。我们的软X射线模型产生亮度高达$10^{-4}$ L $_\odot$的[OI] LVC，…
2009-08-13 astro-ph.SR
X-ray deficiency on strong accreting T Tauri stars - Comparing Orion with Taurus
根据金牛座T型恒星是否吸积来自其周星盘的物质，可以发现不同的X射线发射特性。吸积冲击产生等离子体的冷却加热，有助于从恒星发射软X射线。利用钱德拉猎户座超深计划的X射线数据和哈勃空间望远镜/WFPC 2在猎户座星云团的光度测量获得的吸积率，我们研究了该区域金牛座T源相干样品的吸积过程与X射线发射之间的关系。我们进行了回归和相关分析，我们的样本金牛座T星之间的X射线参数，恒星性质，吸积测量。我们发现，一个明确的反相关性之间存在的剩余X射线光度和吸积率在我们的样品在猎户座，这是一致的，发现在XMM-牛顿扩展调查金牛座分子云（XEST）的研究。我们提供了一个猎户座星云团（ONC）金牛座T星样本的X射线光度（从距离校正）和吸积测量的目录。虽然猎户座和金牛座显示出强烈的差异，在他们的属性（总气体和尘埃质量，恒星密度，强辐射的大质量恒星），我们发现，一个类似的关系之间的残留X射线发射和吸积率是存在于金牛座分子云和在吸积样本猎户座星云星团。数据的分布表明吸积速率和X射线光度的依赖性，而不是恒星质量，但猎户座和金牛座之间的相似性暗示了环境不是其中之一。金牛座T星的剩余X射线光度和质量吸积率之间的反相关性是金牛座T星所固有的，与它们的出生地和环境无关，也是早期恒星演化所固有的。
2015-12-30 astro-ph.SR
Emission line diagnostics for accretion and outflows in young very low-mass stars and brown dwarfs
利用宽波段中分辨率X-Shooter/VLT谱研究了三个极低质量年轻天体的吸积和外流性质。我们的目标（FU TauA，2 M 1207-39和Par-Lup 3 -4）的光谱类型在M5和M8之间，年龄在100万年到1000万年之间，并且从以前的研究中已知正在吸积。我们的项目的最终目标是确定质量流出吸积率的物体附近或在亚恒星制度作为探测器的金牛座T相的棕矮星和调查的变化吸积和流出过程。
2013-09-12 astro-ph.SR
Riemann Map Operator for Solar Front Diagnostics
National Technical University of Ukraine, Igor Sikorsky Kyiv Polytechnic Institute（乌克兰国立技术大学，伊戈尔·西科尔斯基基辅理工学院）
本文提出黎曼映射算子（RMO）逆向诊断框架，用于从太阳亮度前沿观测中识别磁流体动力学激波族，通过守恒定律和特征条件测试候选连接，并在多个太阳事件中验证其有效性。
2026-09-15 astro-ph.SR
The magnetic obliquity of accreting T Tauri stars
经典金牛T星（CTTS）通过磁层从它们的圆盘中吸积物质。吸积流的几何形状强烈地依赖于磁性，即，旋转轴和磁轴之间的角度。我们的目标是在10个CTTS的样品中推导出磁性的分布。为此，我们监测了这些恒星光谱中HeI $λ$ 5876线沿其自转周期的径向速度变化。HeI产生于吸积激波中，靠近磁极。当磁轴和自转轴不对齐时，这条线的径向速度会受到恒星自转的调制。调制幅度与恒星的投影旋转速度$v\sin i$和热点的纬度有关。通过从我们的谱中导出$v\sin i$和HeI $λ$ 5876径向速度曲线，我们从而获得了磁密度的估计。我们发现在我们的样品中平均结晶度为11.4 $^{\circ}$，均方根色散为5.4 $^{\circ}$。因此磁轴看起来与这些吸积的金牛座T星的旋转轴几乎一致，但并不完全一致，这与光谱偏振法的研究有些不一致，光谱偏振法发现了几个CTTS的显著不一致（$\gtrsim 20^{\circ}$）。这可能只是低数量统计的影响，也可能是由于我们样本的选择偏差。我们讨论了我们的样本可能受到的可能的偏见。我们还发现初步的证据表明，磁密度可能会有所不同，根据恒星内部，可能有一个显着的差异完全对流和部分辐射的恒星。
2020-07-13 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
Accretion Rates for T Tauri Stars Using Nearly Simultaneous Ultraviolet and Optical Spectra
利用哈勃空间望远镜成像光谱仪（STIS）和地基中小孔径研究望远镜系统（SMARTS）的光学观测数据集，分析了21颗低质量金牛座T星的吸积特性。我们的数据集包括金牛座的吸积金牛座T星（CTTS），Chamaeleon I，$η$ Chamaeleon和TW Hydra Association。对于每个源，我们计算吸积率拟合NUV和光学过度以上的光球，产生的吸积冲击，引入多个吸积组件的特征在于一个范围内的能量通量（或密度）的第一次。这种处理的动机是模型的磁层几何形状和吸积足迹，预测高密度，低填充因子吸积点共存的低密度，高填充因子点。通过拟合的紫外和光学光谱与多吸积组件，我们可以解释已观察到的近红外线的过剩。将我们对吸积率的估计与以前的估计进行比较，我们发现了一些差异;然而，当考虑消光量和光谱变化的假设时，可能会考虑到这些差异。因此，我们证实了许多以前的估计吸积率。最后，我们测量发射线光度从相同的光谱用于吸积率估计，产生吸积指标（H $β$，钙II K，C II]和Mg II）和吸积性能之间的相关性同时获得。
2013-03-04 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
Model of X-ray and extreme-UV emission from magnetically heated atmospheres in classical T Tauri stars: Case study of TW Hya
本研究利用基于物理的MHD模型构建前主序星TW Hya的极紫外和软X射线发射光谱，发现该模型能较好再现日冕温度发射线，为原行星盘光致蒸发研究提供了更准确的高能辐射光谱约束。
2025-04-04 astro-ph.SR
CSI 2264: Accretion process in classical T Tauri stars in the young cluster NGC 2264
我们的目标是与光度和光谱的变化，经典金牛座T星，恒星形成集群NGC 2264，在恒星和拱星环境中的物理过程，在几个恒星半径的恒星。NGC 2264是多波长观测活动的目标，包括CoRoT、MOST、斯皮策和钱德拉卫星以及地面观测。我们根据吸积系统的形态对它们的CoRoT光变曲线进行了分类，并将我们的分类与几种吸积诊断和盘参数进行了比较。CoRoT光变曲线的形态反映了吸积过程和内盘区域的演化。吸积爆发星呈现出高的质量吸积率和光学厚的内盘。AA Tau类系统，其光变曲线主要由星周尘埃遮蔽，显示中间的质量吸积率，位于厚到贫血盘的过渡。经典的金牛座T型恒星的光变曲线类似于斑点，它们大多对应于低质量吸积率和低中红外过量的系统。在2008年和2011年的CoRoT观测中，约有30%的经典金牛座T星改变了它们的光变曲线形态。从AA Tau状和斑点状到非周期光变曲线的转变，反之亦然是常见的。对58颗吸积星的$Hα$发射线变化的分析表明，其中8颗呈现出周期性，在少数情况下与光度周期一致。$Hα$谱线轮廓的蓝翼和红翼通常彼此不相关，表明它们受到不同物理过程的强烈影响。吸积恒星有一个动态的恒星和星周环境，可以用磁层吸积和外流模型来解释，包括在几年的时间尺度上从稳定到不稳定的吸积制度的变化
2016-02-02 astro-ph.SR
Evidence of hot high velocity photoionized plasma falling on actively accreting T-Tauri Stars
HeII（1640 A）谱线和NV（UV 1）共振偶线为TTauri星（TTS）热（Te>40，000 K）大气/磁层等离子体激发机制提供了一个很好的诊断工具。利用哈勃太空望远镜档案中的数据，这项工作表明，至少有两种不同的物理成分对这些示踪剂中的辐射起作用：在磁层和大气层上滑动的吸积流。在大多数源中，NV轮廓是对称的，并且相对于恒星静止。速度色散的配置文件增加从非吸积（40公里/秒）的吸积（120公里/秒）的TTS表明，在线形成区域的宏观湍流减少的恒星接近主序星。在RW Aur，HN Tau和AA Tau发现了NV线形成于热太阳风的证据。HeII剖面有一个很强的窄分量，占主导地位的线通量;该分量的色散范围从20到60公里/秒。这种辐射的来源是不确定的。目前的数据表明，吸积激波和大气排放可能有助于线通量。在某些来源的HeII线显示了广泛的和奖励转移的排放成分，往往伴随着半禁OIII排放，具有约3.4e10 cm-3的临界密度。尽管不同的起源（推断从运动学的线形成区域），NV和HeII通量是强烈相关的，最重的吸积物的可能例外。
2013-06-14 astro-ph.SR
ROME (Radio Observations of Magnetized Exoplanets). II. HD 189733 Does Not Accrete Significant Material from its Exoplanet like a T Tauri Star from A Disk
有人断言，HD 189733系统中的主星稳定地吸积来自其“热彗星”伴星的蒸发的外大气层气体，就像金牛座T星从圆盘吸积一样。我们进行统计和周期图分析的测光时间序列的主要，所获得的自动光电望远镜（APT），恒星的微变和振荡（MOST），和明智的天文台，调查这一索赔的目的是揭示存在的吸积冲击或光球吸积热点被发现在金牛座T系统，如AA头。我们重新分析现有的无线电，光学，紫外线和X射线数据的框架内的吸积金牛座T系统，以确定物理量，如等离子体密度和温度，吸积率和耀斑长度。我们发现，吸积率为$\dot{M}\sim10^{9}$至10 $^{11}$ g s $^{-1}$，恒星更类似于一个系统，间歇性地吸收气体从掠日彗星爆发比经典的金牛座T系统，吸积率至少大两个数量级。如果这种吸积存在，它将导致在所有波长上都无法检测到的低活动。或者，迄今为止观察到的所有发射特性都与来自磁活跃恒星的恒星活动一致。
2020-01-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
C2D Spitzer-IRS spectra of disks around T Tauri stars V. Spectral decomposition
尘埃粒子在原行星盘中，由于凝聚、碎裂和结晶作用，在大小和晶格结构上发生演变，并在盘中径向和垂直方向上混合。本文利用Spitzer/IRS卫星对58颗金牛座T型星的尘埃盘进行了矿物学成分和粒度分布的测定。我们提出了一个光谱分解模型，再现IRS光谱在整个光谱范围内。该模型假设两个尘埃群体：一个温暖的组成部分，负责10μm的排放产生的磁盘内部区域和冷的组成部分，负责20-30μm的排放，产生更遥远的地区。与典型的MRN分布相比，我们显示了显著的尺寸分布平坦化的证据，为通常观察到的通常方形10μm特征轮廓提供了解释。我们重新研究了Olofsson等人（2009）通过观察发现的结晶度悖论，我们发现在温暖和寒冷的区域同时富集结晶度，而两个组分的晶粒尺寸不相关。我们的建模结果没有显示结晶度与恒星光谱类型或X射线光度（样本子集）之间存在任何相关性的证据。尺寸分布的平坦化可能表明，颗粒凝聚是一个稍微更有效的过程比磁盘气氛中的碎片，这种不平衡可能会持续在大部分的金牛座T阶段。这一结果也可能指向通过强大的恒星风或盘上层的辐射压力导致的小颗粒耗尽。不可忽略的冷结晶度分数表明有效的径向混合过程，以分布在大距离的中心对象，随着可能的星云冲击在磁盘的外部区域，可以热退火非晶晶粒的晶粒。
2010-07-05 astro-ph.SR
A Spitzer IRS Study of Infrared Variability in Transitional and Pre-Transitional Disks around T Tauri Stars
我们提出了一个斯皮策IRS研究的变化，在14 T金牛星的金牛座和变色龙恒星形成区域。样本由过渡和过渡前的物体组成，这些物体在其圆盘中包含孔和间隙。我们在2-3年的时间尺度上检测到除了两个物体之外的所有物体在5-38微米之间的变化。大多数观察到的变化可以被归类为跷跷板行为，其中在较短波长的发射与在较长波长的发射相反地变化。对于许多对象，我们可以合理地再现所观察到的变化，使用照射盘模型，特别是通过改变约20%的内部磁盘壁的高度。当内壁较高时，较短波长处的发射较高，因为内壁主导2-8微米处的发射。更高的内壁在外盘壁上投射更大的阴影，导致在外壁占主导地位的20微米以上的波长处的发射更少。我们讨论如何可能存在的行星在这些磁盘可能会导致翘曲，导致内壁的高度变化。我们还发现，结晶硅酸盐在我们的对象的外盘中是常见的，并且在具有最结晶硅酸盐的样品中的四个盘中，存在1周的时间尺度上的可变性。除了解释上面描述的红外线变化之外，行星可以产生冲击和碰撞，这些冲击和碰撞可以使尘埃结晶并导致短时间尺度的变化。
2010-12-16 astro-ph.SR
Magnetically Controlled Accretion on the Classical T Tauri Stars GQ Lupi and TW Hydrae
我们提出了高光谱分辨率（$R\approx108,000$）斯托克斯$V$偏振的经典金牛座T星（CTTS）GQ Lup和TW Hya的偏振升级到欧洲南方天文台3.6米望远镜的HARPS光谱仪获得。我们提供了光球线和发射线的数据，集中讨论了\ion{He}{1}发射线在5876和6678的偏振特性。这些CTTS中的\ion{He}{1}谱线包含两种窄的发射核心，据信来自这些恒星上的吸积激波区附近，以及可能来自风或大尺度磁层吸积流的宽发射分量。我们在两颗恒星的两条\ion{He}{1}发射线的窄分量中检测到强偏振。我们观察到的最大隐含的磁场强度$6.05 \pm 0.24$ kG在5876年线的GQ Lup，使其成为最高的磁场强度在这条线上测量的CTTS的明星。我们发现，在两个\ion{He}{1}线，是相互一致的，在文献中所报道的至少一个明星的场强。我们没有检测到任何偏振的广泛组成部分的\ion{He}{1}线对这些恒星，加强的结论，他们形成了一个实质上不同的体积相对于形成区域的窄组成部分的\ion{He}{1}线。
2013-01-29 astro-ph.SR
A New Diagnostic of Magnetic Field Strengths in Radiatively-Cooled Shocks
我们表明，它是可能的测量阿尔文马赫数，定义为在流中的激波速度除以阿尔文速度，低速（V $_{shock}$ $\lesssim$ 100 km $\,$ s $^{-1}$）辐射激波。该方法结合了明亮的禁线的观测与冷却区的大小的测量，后者通常从巴耳末发射线和禁线之间的空间分离获得。由于磁场在激波后区域的气体冷却时会被压缩，因此即使是相对较弱的震前磁场也可以用这种方法探测到。我们推导出解析公式，解释了空间分离如何与发射线比相关，并计算了一个大网格的辐射冷却激波模型，以开发诊断图，可用于推导流动中的Alfvénic马赫数。将该方法应用于HH 111喷流中亮结的现有数据，我们获得了相对较低的阿尔夫文马赫数$\sim$ 2，这表明磁化喷流内部具有超磁声速度扰动。
2015-08-21 astro-ph.IM astro-ph.SR
Long-term variability of T Tauri stars using WASP
我们提出了一个参考研究的长期光学变化的年轻恒星使用的数据从WASP项目。我们的主要样本是一组经过充分研究的经典金牛T星（CTTS），主要位于金牛座-御夫座。WASP光变曲线涵盖长达7年的时间尺度，通常包含10000-30000个数据点。我们使用时间依赖性标准差“合并σ”将变异性量化为时间尺度的函数。我们发现，绝大多数CTTS具有低水平的变化与西格玛<0.3mag占主导地位的几个星期的时间尺度，与旋转调制一致。因此，对大多数年轻恒星来说，一个月以上的监测足以限制十年时间尺度上的总变化量。在我们的样本中，具有强光变（sigma>0.3mag）的恒星比例为21%，在无偏差的对照样本中为21%。一个甚至更小的部分（13%在我们的样本中，6%在对照组）显示的证据，增加变异幅度作为一个函数的时间尺度从几个星期到几个月或几年。长期变化的存在与3- 5 μ的光谱斜率相关，这是内部盘几何形状的指标，并与U-B带斜率相关，这是吸积诊断。这表明CTTS的长期变化主要是由内盘和吸积区的过程驱动的。其中四颗恒星的长期变化周期为20- 60天，明显长于自转周期，并且在数月至数年内保持稳定。一种可能的解释是圆盘和恒星磁场之间相互作用的周期性变化。
2016-11-09 astro-ph.SR
X-ray Spectroscopy of the Radiation-Driven Winds of Massive Stars: Line Profile and Line Ratio Diagnostics
大质量恒星通过与其光球的热紫外线辐射相关的辐射动量驱动强大的超音速风。激波现象在这些风中无处不在，将它们加热到数百万度，有时甚至数千万度。来自冲击加热等离子体的发射线光谱提供了对风的物理条件的强有力的诊断，这反过来又提供了对风冲击加热模型的约束。在这里，我将展示如何X射线线传输的影响，光电吸收的部分电离的风的组成部分，以及如何可以建模，以确定天体物理学的重要质量损失率，这些恒星风。我还讨论了类氦离子亚稳态激发能级的光激发如何提供有关磁通道大质量星风中热等离子体位置的关键信息。
2009-05-21 astro-ph.SR
The Bipolar X-Ray Jet of the Classical T Tauri Star DG Tau
我们报告了经典金牛座T星DG Tau的新的X射线观测。DG Tau驱动着一个平行的双极喷流，这是一个可能由内部冲击驱动的X射线发射源。相当温和的灭绝允许研究喷流系统非常接近恒星本身的距离。我们的初步结果表明，空间分辨X射线喷流在过去的六年中一直在移动和衰落。相比之下，一个静止的，非常软的源更接近恒星（~ 0.15-0.2”），但显然也与喷流有关，在同一时期变亮。我们报告准确的温度和吸收柱密度朝向这个源，这可能是与喷流基地或喷流准直区。
2011-01-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray spectral diagnostics of activity in massive stars
X射线直接证明了O型星风的不稳定性、时变结构和激波加热。观测到的宽X射线发射线提供了有关激波加热风等离子体运动学的信息，使我们能够测试风激波模型。它们的形状提供了关于风吸收的信息，从而提供了关于风质量损失率的信息。从X射线谱线确定的质量损失率对密度平方聚集效应不敏感，并且表明质量损失率比遭受密度平方效应的传统诊断降低3至6倍。宽带X射线光谱能量分布还通过软X射线吸收特征提供质量损失率信息。在某些情况下，风的吸收程度如此之高，以至于X射线SED的硬化可能相当显著。我们讨论这些结果适用于早期的O星zeta Pup（O4 If），9 Sgr（O4 V（（f）和HD 93129 A（O2 If*）。
2010-09-28 astro-ph.SR
Tracing shock type with chemical diagnostics: an application to L1157
目的：冲击波的物理结构可能采取其冲击类型所特有的形式，这意味着每种冲击类型的化学性质也是独特的。我们的目的是调查不同的化学J型和C型冲击，以确定独特的分子示踪剂的两种类型的冲击。我们将这些诊断应用于原恒星流出L1157，以确定B2团块是否可以承载表现出特定类型行为的冲击。特别令人感兴趣的是L1157-B2团簇，它已被证明在含S物质和HNCO中表现出明亮的发射。方法：我们模拟，使用参数化的方法，一个平面，稳态J型冲击波使用UCLCHEM。我们计算网格的模型使用C型和J型冲击模型，以确定化学丰度的冲击跟踪物种作为通过冲击的距离的函数，并将其应用到L1157流出。我们专注于已知的冲击跟踪分子，如H2O，HCN和CH 3 OH。结果如下：我们发现，一系列的分子，包括水和HCN具有独特的行为特定的J型休克，但这种行为的差异是明显的，只有在低$v_{s}$和低$n_{H}$。我们发现，CH 3OH的冲击增强，是一个可靠的探针的冲击前的气体密度。然而，我们发现它的气相丰度在C型和J型地震之间没有区别。最后，从我们对L1157的应用中，我们发现B2区的分数丰度与C型和J型激波发射是一致的。
2019-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radio signatures of CME-streamer interaction and source diagnostics of type II radio burst
有人认为II型射电暴是由于高能电子在日冕冲击中加速而产生的。然而，无线电观测的空间分辨率很差，甚至没有空间分辨率来确定这些电子的确切加速位置。在本文中，我们讨论了一个有前途的方法来推断电子加速位置结合无线电和白光观测。关键的假设是与特定的形态特征（如光谱颠簸）的动态频谱的II型射电爆发，成像功能（如CME进入流光）沿CME（及其驱动冲击）传播。在这项研究中，我们研究了2003年11月1日太阳爆发的日冕物质抛射流光相互作用。在相关的II型射电爆发的频谱凸点的存在被确定，这被解释为一个自然的结果，冲击无线电发射区进入密集的流光结构。这一研究结果对进一步确定II型射电爆发的位置和CME驱动的电子加速有一定的参考价值。
2012-04-25 astro-ph.SR
Observational limits on the spin-down torque of Accretion Powered Stellar Winds
经典金牛T星的自转周期（CTTS）是一个长期存在的谜团。虽然年轻的低质量恒星显示出大范围的自转周期，但许多CTTS是缓慢的旋转体，在分裂的一小部分旋转，尽管它们正在积极地吸积和收缩，但它们的自转周期似乎并没有缩短。Matt & Pudritz（2005）提出，由一小部分吸积能量驱动的恒星风的自旋向下扭矩将足够强大，以平衡由于吸积而产生的自旋向上扭矩。由于该模型建立了吸积和抛射之间的直接关系，可观测的恒星参数（质量，半径，旋转周期，磁场）和吸积诊断（吸积激波光度），可以用来约束风的特性。特别是，由于吸积能量的权力都恒星风和冲击发射，我们在这封信中显示吸积冲击光度L_UV可以提供上限的恒星风的自旋效率。结果表明，在LUV> 0.1LSun和典型偶极场分量<1kG的光源下，不存在自旋平衡解。低光度恒星（L_UV < 0.1 L_Sun）与零力矩条件相容，但相应的恒星风在质量和能量通量方面仍然非常苛刻。因此，我们得出结论，吸积动力恒星风不太可能是唯一的机制，以提供一个有效的自旋扭矩吸积经典金牛座T星。
2010-12-15 astro-ph.SR
Variability of the transitional T Tauri star T Chamaeleontis
我们的物理特性的T Chamaeleontis，过渡T金牛星显示UX Ori-type的变化，其相关的光盘，并探讨可能的影响光盘清除过程。基于丰富的光学高分辨率和低分辨率光谱集合，检查不同的光谱诊断。我们确定径向和投影的旋转速度，并测量等效宽度的Li I（6708 A）线和最突出的发射线（如Ha，Hb和[OI] 6300 A），我们分析的光球线的形状变化通过平分线的方法，而在Ha和Hb的变化检查通过线轮廓相关矩阵。Ha和Hb发射的强度是高度可变的，并且与[OI]线的强度以及超过三个量级的Av变化相关。在类似的时间尺度上测量到恒星径向速度的变化高达近10 km/s，但没有明显的周期性。SED建模证实了光盘中存在间隙。变量拱星消光被指出负责观测到的恒星连续通量的显着变化和伴随的变化，在发射功能的对比度效应。星团结构，包含大的尘埃颗粒，并在AU的十分之几内绕恒星运行，偶尔会使恒星模糊，最终，部分内部星周区，而大部分氢线发射区和外部低密度风区由[OI]跟踪保持不变。与这种情况相一致的是，探测到的径向速度变化也可以用星团物质过境和部分遮蔽恒星来解释。
2009-04-14 astro-ph.SR
A Multi-wavelength, Multi-epoch Monitoring Campaign of Accretion Variability in T Tauri Stars from the ODYSSEUS Survey. III. Optical Spectra
本文通过ODYSSEUS巡天对四颗经典T Tauri星进行多历元光谱监测，结合HST紫外光谱与测光，发现磁层截断半径在2.5–5 R*间变化，并揭示常用谱线-吸积经验关系在单次观测中存在偏差，需谨慎用于变异性研究。
2024-08-08 astro-ph.SR
Understanding Accretion Variability Through TESS Observations of Taurus
解释被称为经典金牛T星的吸积、年轻、低质量恒星的短时间尺度变化仍然是一个开放的任务。来自凌日系外行星勘测卫星（\textit{TESS}）的长达一个月的连续光变曲线已经可以用于数百颗金牛座T星。有了这一庞大的数据集，确定之间的联系所观察到的变化\TESS和短时间尺度吸积变化是有价值的吸积过程的特点。为此，我们获得了短节奏的\TESS观测金牛座恒星形成区域的14颗金牛座T星，同时地面，UBVRI波段测光作为吸积诊断。此外，我们结合我们的数据集与以前公布的同时NUV-NIR \textit{Hubble Space Telescope}光谱的一个成员的样品。我们发现的证据表明，在\TESS光变曲线中观察到的短时间尺度的变化可以归因于吸积率的变化，但注意到显着的分散在不同的夜晚和对象。我们确定在我们的数据集内的时间滞后的提示，增加在较短的波长，我们建议可能是纵向的吸积柱的密度分层的证据。我们的研究结果强调，同时，多波长观测仍然是至关重要的，为这些恒星的观测变化提供背景。
2022-06-30 astro-ph.SR
