2MASS 22344161+4041387AB: A Wide, Young, Accreting, Low-mass Binary in the LkHa233 Group
本文报道了一颗年轻的0.16”双星2 M2234 + 4041 AB的发现，它是凯克激光导星自适应光学对年轻的超冷矮星成像巡天的结果。空间分辨的近红外光度学和光谱学研究表明，该系统的光度比和温度比接近于1。从光学和近红外光谱，我们确定了M6的复合光谱类型的系统。2 M2234 + 4041 AB光谱中的重力敏感光谱特征与年轻天体（约100万年）的光谱特征最匹配。2 M2234 + 4041 AB的Teff和年龄与演化模型的比较表明，每个组分的质量为0.10（+0.075-0.04）Msun。在复合光谱中的H α发射线和在空间分辨近红外光谱中的Br γ发射线表明该系统是活跃的吸积。这两个系统的组成部分都有红外过剩，表明它们都有拱星盘。虽然2 M2234 + 4041 AB最初被认为是一颗年轻的场矮星，但它距离赫比格Ae/Be恒星LkHa 233只有1.5'。到LkHa 233的距离通常假定为880 pc。2 M2234 + 4041 AB不太可能如此遥远，因为它会比任何已知的金牛座天体更明亮。我们重新评估了到LkHa 233群的距离，并根据依巴谷到附近的B3型群成员（HD 213976）的距离，找到了325（+72-50）pc的值。2 M2234 + 4041 AB是第一颗可能与LkHa 233星群相关的低质量恒星。在325 pc的距离，它的物理距离预计为51 AU，使其成为在年轻恒…
2009-02-27 astro-ph.SR
Time lag in transient cosmic accreting sources
我们开发的模型在不同波长的源亮度的最大值之间的时间延迟在一个短暂的闪光连接到中央紧凑的对象的质量通量的增加到一个短的时间内的亮度。我们推导出一个简单的公式，寻找事件之间的时间延迟在不同的波长，有效的一般所有磁盘吸积宇宙源，并定量讨论了在AGN的时间滞后形成的模型。在具有吸积盘的密近双星中，时滞与定义物质在吸积盘中径向运动的粘性效应有关。在活动星系核闪光中，下落的物质具有较低的角动量，其时间滞后由到达引力中心的自由降落时间定义。我们通过几个银河系和河外吸积源的例子来证明这些模型的有效性。
2016-12-05 astro-ph.SR
Spin Evolution of Accreting Young Stars. II. Effect of Accretion-Powered Stellar Winds
我们提出了一个年轻的太阳质量的恒星与吸积盘磁相互作用的旋转演化模型。正如在以前的文件（文件一），该模型包括在恒星的质量和半径的变化，因为它下降的Hayashi轨道，减少吸积率，和处方之间的角动量转移的恒星和磁盘。论文I的结论是，对于真实系统中预期的相对较强的磁耦合，需要额外的过程来解释缓慢旋转的主序前恒星的存在。在本文中，我们扩展了恒星自旋模型，包括从吸积动力恒星风产生的自旋下降扭矩的影响。对于一系列的磁场强度，吸积率，初始自旋率，和质量流出率，模拟的恒星表现出的旋转周期在1- 10天的范围内的年龄范围为1- 3百万年。这个范围与观测到的大部分自转周期相吻合，慢自转星对应的恒星吸积率最低，磁场最强，和/或最高的恒星风质量流出率。我们还做了一个直接的，定量的比较吸积供电的恒星风的情况下，两种类型的磁盘锁定模型（即X风和Ghosh & Lamb型模型），并确定一些剩余的理论问题，了解年轻的恒星自旋。
2011-11-28 astro-ph.SR
The multipolar magnetic fields of accreting pre-main-sequence stars: B at the inner disk, B along the accretion flow, and B at the accretion shock
塞曼-多普勒成像研究揭示了吸积前主序星大尺度磁场的复杂性。所有这些恒星都有多极磁场，其中八极分量是迄今为止研究的许多恒星的主导磁场模式。具有完全对流内部的年轻吸积恒星通常具有简单的轴对称磁场，其偶极分量为1千高斯（至少是质量为$\gtrsim0.5\,{\rm M}_\odot$的那些），而那些具有大量辐射内部的恒星则具有更复杂的非轴对称磁场，其偶极分量为0.1千高斯。在这里，通过几个简单的例子，我们证明了i）。在大多数情况下，偶极分量可以单独用于估计盘截断半径（但几乎没有其他）; ii）由于高阶磁场分量的存在，吸积点中的场强远远超过假设纯偶极磁场时的预期。（已在吸积点测量了$\sim$ 6 $\,{\rm kG}$的场。）iii）如果这样的高场强被认为代表偶极磁场的极性强度，则盘截断半径将被高估。多极磁场的影响在吸积流模型和吸积激波模型中都必须考虑。
2016-09-01 astro-ph.SR
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
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
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
Magnetic braking of accreting T Tauri stars: Effects of mass accretion rate, rotation, and dipolar field strength
吸积前主序星的自转演化受其与周围星周盘的磁相互作用的影响。使用PLUTO代码，我们进行2.5维磁流体动力学，轴对称，随时间变化的模拟星盘相互作用-与初始偶极磁场结构，和粘性和电阻性吸积盘-为了模拟三种机制，有助于净恒星扭矩：吸积流，恒星风，磁层喷射（周期性膨胀和重连事件）。我们研究了恒星磁场强度、自转速率和质量吸积速率（改变初始盘密度）的变化如何影响净恒星扭矩。所有的模拟都是在一个净自旋制度。我们适合半解析函数的三个恒星扭矩的贡献，允许我们的参数制度的净恒星扭矩的预测，并调查自旋演化使用1D恒星演化代码的可能性。吸积盘的存在似乎增加了恒星扭矩的效率相比，孤立的恒星，流出率比吸积率小得多的情况下，因为星盘相互作用打开更多的恒星磁通量相比，从孤立的恒星。在我们的参数范围内，质量损失率为质量吸积率的$\approx 1 \%$的恒星风能够提取吸积角动量的$\lesssim 50 \%$。这些模拟表明，在我们的参数范围内，BP Tau，将需要质量吸积率的$\approx 25\%$的风质量损失率。
2020-11-02 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
Accretion in Evolved and Transitional Disks in Cep OB2: Looking for the Origin of the Inner Holes
我们提出了大量的太阳型恒星在Cep OB 2区域的吸积率，根据U波段的观测。我们的研究包括95个成员的~ 400万年前的集群Tr 37（包括20个“过渡”对象; TO），以及唯一的CTTS在~ 1200万年前的集群NGC 7160。这些恒星表现出不同的盘状形态，其中大多数都有演化和扁平的盘。典型的吸积率约一个数量级低于1-2万年的地区，我们发现没有很强的相关性磁盘形态和吸积率。虽然有一半的TO没有吸积，但正常CTTS和吸积“过渡”盘的吸积率中值相似（分别为~3 10^{-9}和2 10^{-9} Msun/yr）。与其他地区的比较表明，在不同年龄观察到的TO不一定代表相同类型的物体，这与可能导致IR过量/内部磁盘清除减少的不同过程（例如，双星、尘埃凝聚/沉降、光蒸发、巨型行星形成）不在相同的时间尺度上运行。Tr 37中的吸积TO可能遭受强的粉尘凝结/沉降。关于同样大量的非吸积TO在该地区，其他的过程，如光蒸发，恒星/亚恒星同伴的存在，和/或巨大的行星形成可能占他们的“过渡”SED和可忽略的吸积率。
2010-01-18 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
The Planet Formation Potential Around a 45 Myr old Accreting M Dwarf
在M矮星周围的碎片盘是罕见的，到目前为止还没有从M矮星碎片盘中检测到气体排放。这使得4500万年前的M矮星WISEJ 080822.18 -644357.3有点奇怪;它在一个典型的行星形成盘的寿命之外具有强烈的红外过量，并且还表现出广泛的H $α$发射，与气体盘的活跃吸积一致。为了更好地理解该系统的冷气体和尘埃性质，我们获得了1.3mm连续谱和CO/ $^{13}$ CO/C $^{18}$ O J=2-1发射谱线的ALMA观测。在这个系统中没有检测到冷的CO气体，排除了富含气体的原行星盘。未解决的尘埃连续排放检测在198 $\pm$ 15 $μ$ Jy的流量，符合0.057 $\pm$ 0.006 M $_{\oplus}$的光学薄尘埃的价值，并通过碰撞级联引起的大机构在半径$<$ 16 AU一致。在足够强的恒星风下，释放在外盘的尘埃颗粒可以通过PR阻力向内迁移，可能成为强红外线过剩的颗粒来源。
2018-12-10 astro-ph.SR
Variability of young stellar objects: accretion, disks, outflows and magnetic activity
本文对年轻天体的光变特性作了简要的回顾。光变是年轻恒星的一个重要特性。两个主要的起源可以区分：在主序星上看到的磁活动的放大版本和与星周盘，吸积和流出有关的各种过程。
2015-04-24 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
Evolution of the Water Snow Line in Magnetically Accreting Protoplanetary Disks
太阳系中的类地行星含水量较低，这表明原行星形成于水雪线内。准确预测雪线位置随时间的变化为约束行星的形成过程提供了线索。本文研究了非理想磁流体动力学（MHD）模拟提出的层流磁场控制下的原行星盘中雪线的迁移。我们提出了一个经验模型的磁盘温度的基础上，我们的非理想MHD模拟，这表明吸积加热是显着效率低于湍流磁盘，并计算雪线位置随时间的推移。我们发现，雪线在磁吸积层流磁盘移动到目前的地球轨道内的恒星形成后1万年，而传统的湍流磁盘的时间是远远长于1万年。这一结果表明，要么岩石原行星形成于盘演化的早期阶段，要么原行星在靠近原太阳形成后向外移动到目前的轨道。
2021-05-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spectral Energy Distributions of Young Stars in IC 348: The Role of Disks in Angular Momentum Evolution of Young, Low-Mass Stars
理论工作表明，年轻恒星的角动量和自转速率可能受到其星周盘的磁相互作用的强烈影响。这些“盘锁定”（DL）理论的一般预测是，盘锁定的恒星将被迫与盘内边缘的开普勒角速度共同旋转。这些理论也被解释为年轻恒星的自转周期与其盘的结构特性之间存在相关性，例如缓慢旋转的恒星拥有近距离的盘，迫使恒星缓慢旋转，而快速旋转的恒星拥有贫血或疏散的内部盘，无法制动恒星，它们在收缩时旋转。为了测试这些期望，我们在IC 348中模拟了33颗年轻恒星的SED，这些恒星具有已知的旋转周期和红外线过量，表明存在磁盘。对于每颗恒星，我们将观测到的光谱能量分布（通常采样0.6-8.0 \mum）与200，000个预先计算的恒星+圆盘辐射转移模型的网格相匹配，从中我们推断出圆盘的内部截断半径（R_trunc）。然后，我们将这个R_trunc与从恒星自转周期计算出的圆盘的共旋半径（R_co）进行比较。我们没有发现明显的差异，在磁盘R_trunc的慢与快速旋转。无论是在是否存在近盘物质的层面，还是在分析具有近盘物质的恒星子集中内盘边缘相对于R_co的精确位置时，这都是正确的。一种解释是，DL对我们样本中的IC 348星并不重要。或者，如果DL确实运行，那么它必须同时作用于慢速和快速旋转体，潜在地产生自旋向上和自旋向下的转矩，并且从盘锁定状态到盘释放状态的转变必须比恒星收缩时间尺度更快地发生。
2011-06-14 astro-ph.SR
The Roles of Dust Growth in the Temperature Evolution and Snow Line Migration in Magnetically Accreting Protoplanetary Disks
本研究结合磁吸积盘温度模型与尘埃颗粒参数化模型，发现尘埃生长通过影响电离度和不透明度共同决定盘中间面温度，且毫米级尘埃可推迟雪线迁移，对类地行星形成建模至关重要。
2023-03-28 astro-ph.EP 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
Accretion onto young stars: the key to disk evolution
在主序前（PMS）演化的早期阶段，年轻恒星的特征是中心恒星和周围的盘之间存在大量的相互作用。在发生的过程中，物质从盘到恒星的吸积是一个关键的过程，因为它跟踪盘的演变，反过来又影响行星如何形成和在盘中演变。即使吸积已经被研究了很多年，它仍然是大量工作的焦点，因为我们不完全理解它是如何发生的。
2017-12-27 astro-ph.SR
Far-Ultraviolet H2 Emission from Circumstellar Disks
我们分析了33个经典金牛座T星（CTTS）的远紫外（FUV）光谱，其中包括20个新的光谱与先进的相机测量太阳盲通道（ACS/SBC）的哈勃太空望远镜。在这些来源中，28个来源于约100万年前的金牛座-御夫座复合体或猎户座分子云，4个来源于8- 1000万年前的猎户座OB 1a复合体，一个来源于1000万年前的TW Hydrae协会。我们还获得了FUV ACS/SBC光谱的10个非吸积源周围的碎片盘的年龄在10和125万年之间。我们使用的功能，主要是由于电子碰撞激发的\h 2的FUV光谱研究的演化的气体在内部磁盘。我们发现\h 2特征在非吸积源中不存在，但在CTTS的光谱中被检测到，并且与吸积光度相关。由于所有的年轻恒星都有活跃的色球层，这些色球层会产生强烈的X射线和紫外线辐射，能够激发盘内的\h 2，所以非吸积源没有显示出\h 2辐射，这意味着内盘中的\h 2气体已经在非吸积源中消散，尽管尘埃（可能还有气体）仍然存在于更大的半径。利用1600埃的通量，我们估计留在样本碎片盘内部区域的\h 2的柱密度小于~ 3 × 10 ^-6 g cm^-2，比1天文单位处最小质量太阳星云的表面密度低9个数量级。
2009-09-03 astro-ph.SR
Unveiling the physical and chemical conditions in the young disk around L1527
行星在年轻恒星周围形成圆盘。行星形成的过程可能开始于原恒星和盘仍然深深地嵌入在它们的下落包层中的时候。然而，与更进化的原行星盘不同，这些年轻的嵌入盘的物理和化学结构仍然缺乏约束。我们已经分析了ALMA数据的$^{13}$ CO，C $^{18}$ O和N $_2$ D $^+$，以约束的温度结构，一个关键的未知数，在磁盘L1527周围。$^{13}$ CO和C $^{18}$ O的空间分布，以及来自光学厚$^{13}$ CO发射和N $_2$ D $^+$的非检测的动力学温度，表明该盘足够温暖（$\gtrsim$ 20 K），以防止CO冻结。
2017-09-26 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
The Nearby, Young, Argus Association: Membership, Age, and Dusty Debris Disks
在一些文献中，阿格斯协会的真实性受到了质疑。我们将盖亚DR 2数据应用于以前被认为是阿古斯成员的恒星，并得出结论，一个真正的协会存在40-50百万年的年龄，并包含许多恒星在100 pc的地球; β狮子座和49 Cet是两个特别有趣的成员。基于年轻和接近地球，阿古斯是一个更好的附近移动组的目标，在直接成像计划的尘埃碎片磁盘和年轻的行星。
2018-11-05 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
Gap Opening and Inner Disk Structure in the Strongly Accreting Transition Disk of DM Tau
过渡盘内部的大的尘埃间隙经常被认为是巨行星在盘中雕刻气体和尘埃的证据，或者是光蒸发风打开的间隙。虽然前一种假设得到了行星和某些气隙内气体深度耗尽的观测的有力支持，但许多金牛座T星的过渡盘以典型的未耗尽盘的速率吸积，提出了这些物体中如何发生气隙打开的问题。因此，我们提出了一个分析的过渡盘周围的金牛座T星DM头，这是强烈吸积（$\sim 10^{-8.3}~\mathrm{M}_\odot~ \mathrm{yr}^{-1}$）和湍流（$α=0.078 \pm 0.02$）的结构。使用DALI热化学代码，我们适合磁盘模型，同时再现吸积率，高层次的湍流，跟踪气体的ALMA带6观测$^{12}$ CO，$^{13}$ CO，和C $^{18}$ O J=2--1线，和观测到的尘埃排放毫米连续谱和光谱能量分布。我们发现$\sim 10$的气体表面密度相对于外盘有一个浅的耗尽，而内盘则是一个富含气体的盘，这与观测结果是一致的。由间隙深度暗示的$<1$ M $_\mathrm{Jup}$的行星质量与在高粘性盘中捕获尘埃的预测相矛盾，这需要一个更大质量的$\sim10$ M $_\mathrm{Jup}$的行星。包括死区的光蒸发模型可以定性地再现DM Tau盘的一些功能，但仍然难以解释高吸积率和所观察到的毫米连续通量。
2022-08-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
A persistent bow shock in a diskless magnetised accreting white dwarf
Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（尼古拉·哥白尼天文学中心，波兰科学院）；Centre for Extragalactic Astronomy, Department of Physics, Durham University（杜伦大学物理系河外天文中心）；INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；School of Physics and Astronomy, University of Southampton（南安普顿大学物理与天文学院）；INAF-Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；University of Oxford, Department of Physics, Astrophysics（牛津大学物理系天体物理学）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（欧洲空间科学中心，西班牙高等科学研究委员会））；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚太空研究研究所）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；Department of Astronomy, University of Cape Town（开普敦大学天文系）；Department of Physics, University of the Free State（自由州大学物理系）；Department of Physics, University of Warwick（华威大学物理系）；Department of Astrophysics/IMAPP, Radboud University（拉德堡德大学天体物理学/IMAPP系）
研究发现盘外磁化吸积白矮星1RXS J052832.5+283824存在持续bow壳，其磁场强度达42-45 MG，排除了热核爆炸和供体风等传统解释，表明存在未被识别的能量损失机制。
2026-01-29 astro-ph.HE 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
Long-term Evolution of Photoevaporating Protoplanetary Disks
我们进行计算，我们的一维，两区磁盘模型，以研究长期演变的拱星盘。特别是，我们采用已公布的光蒸发处方和检查是否光蒸发损失单独，再加上一系列的初始角动量的原恒星云，可以解释观察到的光学厚尘埃盘的频率随着年龄的增加而下降。在参数空间中，我们探索，磁盘吸积和/或非吸积过渡阶段持续$\lesssim20 %$的寿命，这是在合理的协议与观察到的统计。假设光蒸发控制磁盘清除，我们发现，云的初始角动量分布需要加权有利于缓慢旋转的原恒星云核。同样，假设内盘分散光蒸发，我们推测，这种倾斜的角动量分布是由于分裂成二进制或多个恒星系统在快速旋转的核心。吸积和非吸积过渡盘在$\dot{M}-R_{\rm wall}$平面上表现出不同的演化路径，这可能解释了两个种群之间观察到的不同性质。然而，我们进一步发现，将光蒸发速率向下缩放10倍使得难以在观察到的时间尺度上清除盘，这表明光蒸发损失的精确值对于设置清除时间至关重要。虽然我们的研究结果只适用于纯光蒸发损失（加上磁盘吸积），可能有影响的模型中，行星清除磁盘优先在半径为10 AU。
2013-07-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Eccentric Binaries Accreting from Thin Disks: Orbital Evolution
Institute for Advanced Study（高等研究院）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（理论物理前沿研究所）；University of Guelph（圭尔夫大学）
研究发现薄盘吸积的双星系统轨道演化具有高偏心率，影响引力波背景特性。
2025-12-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
The Separation and H-alpha Contrasts of Massive Accreting Planets in the Gaps of Transitional Disks: Predicted H-alpha Protoplanet Yields for Adaptive Optics Surveys
我们提出了一个大规模的吸积间隙（MAG）的行星模型，确保过渡盘中的大间隙保持无尘的散射行动的三个共面准圆形行星在1：2：4平均运动共振（MMR）。这个模型利用观测到的间隙大小的限制，以及间隙的无尘性质，在~10%的范围内确定MMR中3颗大质量行星的可能轨道。在观测误差范围内，计算出的轨道与LkCa 15 b和PDS 70 b和PDS 70 c的观测轨道和H-α发射（观测这些行星的最亮线）一致。此外，该模型表明，检测到的H-α行星的稀缺性可能是当前使用自适应光学（AO）系统在过去的H-α调查中使用的非日冕，低（<10%）Strehl，H-α成像的限制的选择效应。我们预测，随着更高的Strehl AO系统（具有高性能的定制日冕仪;如6.5米麦哲伦望远镜MagAO-X系统）在H-alpha上的使用，检测到的间隙行星的数量将大幅增加十倍以上。例如，我们通过对MagAO-X最好的19个过渡盘的调查，发现了>25个新的H-α“间隙行星”。对这些吸积原行星的探测将大大提高我们对行星形成、行星生长和吸积、太阳系结构和行星盘相互作用的理解。
2020-09-03 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Broad-band timing properties of the accreting white dwarf MV Lyrae
我们提出了一个宽带的吸积白矮星系统MV天琴座的开普勒卫星获得的数据的基础上的时间分析。观测时间跨度为633天，节奏为58.8秒，允许我们探测时间频率的4个数量级。所观察到的宽带噪声分量的建模是基于多个洛伦兹分量的叠加，类似于X射线双星系统所采用的经验建模。我们还提出了一个频率变化的洛伦兹分量的MV天琴座的光变曲线中，洛伦兹特征频率与平均源通量呈负相关的检测。因为在文献中类似的宽带噪声分量已被关联到粘性或动力学的时间尺度为不同的源类型（吸积黑洞或中子星），我们在这里系统地探讨这两种情况下，并放置在吸积盘结构的约束。在粘性的情况下，我们采用波动吸积盘模型来推断参数的粘度和磁盘规模的高度，并推断不舒服的高参数，以容纳由标准的薄磁盘，而在动力学的情况下，我们推断一个大的吸积盘截断半径约10白矮星半径。然而，更重要的是，在这里观察到的宽带可变性和X射线双星和活动星系核之间的现象学性质是非常相似的，可能表明宽带可变性的共同起源。
2012-08-30 astro-ph.HE 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
Theory of Disk Accretion onto Magnetic Stars
吸积到磁星上的盘发生在各种系统中，包括吸积中子星（具有高和低磁场），白矮星和原恒星。我们回顾了磁层-磁盘相互作用中的一些关键物理过程，强调了理论上的不确定性。我们还讨论了一些应用程序的吸积中子星和原恒星系统的观测，以及可能的连接到原行星盘和系外行星。
2014-02-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Primordial protostars accreting beyond the $ΩΓ$-limit: radiation effect around the star-disk boundary
我们考虑第一颗恒星的最大质量是否是由原恒星的自旋，即，通过所谓的$ΩΓ$极限，它要求恒星表面的辐射力和离心力之和小于引力的向内拉力。一旦吸积的原恒星达到这样一个边缘状态，恒星就不能更快地旋转，也不允许吸积更多具有向内角动量通量的气体。然而，迄今为止，在讨论$ΩΓ$ -极限对第一恒星形成的影响时，还没有适当地考虑恒星辐射对吸积盘结构的影响。在这里，我们得到了一系列的稳定的吸积盘的解决方案，考虑到这种影响，并找到解决方案没有净角动量流入的恒星与任意的旋转速率，除了那些有限的角动量流量。正角动量流的吸积推动恒星超过$ΩΓ$ -极限，这是只允许与外部压力提供的拱盘。另一方面，没有净角动量流入的吸积不会导致恒星的自旋上升。因此，没有净角动量流入的解的存在表明，即使在达到$ΩΓ$极限后，原恒星也可以通过吸积来保持质量增长。
2017-08-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Fast and Slow Precession of Gaseous Debris Disks Around Planet-Accreting White Dwarfs
一些富含金属的白矮星（WD）被认为受到行星物质的污染，对它们的光谱观测揭示了围绕它们运行的致密气态金属盘的存在。在大约一半的这类系统中观察到的不对称双峰发射谱线轮廓的变化可以解释为偏心气体碎片盘的进动特征。变异时间尺度-从几十年到$1.4$年（最近推断的围绕HE 1349- 2305的碎片盘）-与试验粒子极限的广义相对论（GR）岁差率大致一致。然而，还没有证明这种机制可以驱动由内部应力（压力）介导的径向延伸（向外到$1 R_\odot$）的气体盘的如此快速、相干的进动。在这里，我们使用的线性理论的偏心率的演变，在流体动力盘，以确定几个关键的性能偏心模式的气体碎片磁盘周围的WD。我们发现了一个临界依赖的进动周期和径向偏心率分布的模式上的内部磁盘半径，$r_\mathrm{in}$。对于小的内半径，$r_\mathrm{in} \lesssim (0.2 - 0.4) R_\odot$，模式是GR驱动的，周期为$\approx 1 - 10$ yr。对于$r_\mathrm{in} \gtrsim (0.2 - 0.4) R_\odot$，模态是压力主导的，周期为$\approx 3 - 20$ yr。观测到的磁盘的变化周期和推断的内半径之间的对应关系与这一趋势基本一致。特别是HE 1349- 2305的短周期与它的小$r_\mathrm{in}$相一致。因此，环WD碎片盘可以作为研究…
2018-04-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Characterizing the protolunar disk of the accreting companion GQ Lupi B
GQ Lup B是一颗年轻的、正在吸积的亚恒星伴星，它似乎驱动着它的主星的拱星盘中的一个旋臂。我们报告了GQ Lup B的高对比度成像观测与VLT/NACO在4-5 $μ$ m和中等分辨率积分场光谱与VLT/MUSE。光谱与M9光谱类型一致，显示出低重力大气的特征，并显示出强烈的H $α$发射。$H-M'$的颜色比具有相似光谱类型的场矮星要红$\gtrsim$ 1等，从光学到中红外波长的光谱能量分布（SED）的详细分析揭示了在$L'$、NB 4.05和$M'$波段的过量发射。多余的通量是很好地描述了一个黑体组件与$T_\mathrm{disk} \approx 460$ K和$R_\mathrm{disk} \approx 65\,R_\mathrm{J}$，预计跟踪连续发射的小颗粒在原月盘。我们推导出一个灭绝的$A_V \approx 2.3$镁从宽带SED与怀疑起源附近的同伴。我们还结合了15年的天体测量和约束的相互倾斜与拱星盘$84 \pm 9$度，表明动荡的动力学演化或恒星状的形成途径。从测量的H $α$通量和估计的伴星质量$M_\mathrm{p} \approx 30\,M_\mathrm{J}$，我们得到了$\dot{M} \approx 10^{-6.5}\,M_\mathrm{J}\,\mathrm{yr}^{-1}$的吸积率。我们推测，磁盘是在一个过渡阶段，在该…
2021-10-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Herschel/PACS view of the Cep OB2 region: Global protoplanetary disk evolution and clumpy star formation
我们利用Herschel PACS在70和160 $μ$ m的观测资料，探测了CepOB 2星团Tr 37和NGC 7160中年轻恒星周围的原行星盘，并追踪了小尺度云结构。我们发现95个原行星盘在70 $μ$ m，41个在160 $μ$ m，并获得上限超过130个对象。在70 $μ$ m处的探测分数取决于光谱类型（K4或更早的恒星为88%，M3或更晚的恒星为17%）和星盘类型（$\sim$ 50%为完整和过渡前星盘，$\sim$ 35%为过渡星盘，没有探测到低过量/耗尽星盘）。非吸积盘与明显较低的质量相一致。吸积过渡和预过渡磁盘有更高的70 $μ$ m的过剩比完整的磁盘，更大规模的，喇叭形和/或更厚的磁盘暗示。赫歇尔的数据还揭示了Tr 37中的几个小型星团，这些小型紧凑的结构包含一些被星云包围的年轻恒星。远红外线数据是一个很好的探测盘的演变，太暗的亚毫米观测。我们发现远红外辐射和吸积之间，以及内部和外部磁盘结构之间有很强的联系。赫歇尔证实了吸积和非吸积过渡盘之间的二分法。即使一个原行星盘内有空洞，也需要发生大量的质量耗尽和全球性的演化来关闭吸积。它们可能遵循不同的进化路径：低的盘质量并不意味着开放的内孔，并且具有内孔并不需要低的盘质量。小星团揭示了Tr 37中的多幕恒星形成。小型星团的长期生存表明它们是由同一个核心的分裂形成的。它们的各种形态有利于不同的形成/触发机制在同一集群内发…
2014-10-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Accreting White Dwarfs: An Unreview
Durham University（杜伦大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte, INAF（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；University of Southampton（南安普顿大学）
本文探讨吸积白矮星中未解决的关键问题，旨在推动观测、数值和理论研究，以深化对吸积物理的理解。
2026-03-10 astro-ph.HE 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
Unveiling a young thick disk in the Milky Way
本研究在银河系中发现一个约66亿年的年轻厚盘，其厚度与古老厚盘相当但径向延伸更广、年龄更轻，揭示银河系至少经历两次湍流爆发式恒星形成事件，支持厚盘源于诞生环境而非长期动力学加热。
2025-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interactions of Young Binaries with Disks
双星系统的环境可能包含两个环绕恒星的盘，一个围绕每颗恒星运行，另一个围绕整个双星运行。盘的结构和演化被双星的存在所改变。共振发出波并打开磁盘间隙。双星的总质量和质量比以及轨道要素都可以通过盘来修改。这些相互作用的签名提供了观测测试的动力学模型。年轻的行星与原行星盘的相互作用使质量为100亿的行星的轨道呈圆形，并可能在偏心轨道上产生更多质量的太阳系外行星。
2021-11-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Detection of Hydrocarbons in the Disk around an Actively-Accreting Planetary-Mass Object
本研究利用詹姆斯·韦伯空间望远镜观测，在6-10倍木星质量的自由漂浮天体Cha 1107-7626的星盘中探测到甲烷和乙烯等碳氢化合物，证实其为已知拥有含碳氢化合物星盘的最低质量天体，且内盘条件与低质量恒星的内盘具有相似性。
2025-05-19 astro-ph.EP 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
Resolving the HD 100546 Protoplanetary System with the Gemini Planet Imager: Evidence for Multiple Forming, Accreting Planets
我们报告双子座行星成像仪H波段高对比度成像/积分场光谱学和偏振的HD 100546，一个10 $Myr$-老的早期型恒星最近证实主机热红外明亮（超）木星原行星在宽分离，HD 100546 b。我们在偏振光中解析了圆盘内腔，恢复了热红外（IR）亮臂，并确定了一个额外的旋臂。我们很容易恢复HD 100546 b，并表明它的大部分发射起源于一个未解决的，点源。HD 100546 b的红外线颜色可能比褐矮星更红，在性质上类似于年轻的云状超木星行星，但这些颜色可能表明HD 100546 b仍在从环行星际盘吸积物质。此外，我们在$r_{proj}$ $\sim$ 14天文单位处发现了第二个点源样峰，它位于盘壁内侧或内侧，与10 - 20 $M_{J}$候选第二颗原行星--"HD 100546 c"--一致，位于盘的弱偏振区域内，但沿着热红外明亮旋臂的延伸。或者，这是同样合理的，这一特点是一个弱偏振，但局部明亮的区域内磁盘壁。在接下来的2年里，对这一特征的天体测量监测和发射谱线测量可以确认它作为原行星的状态，旋转盘热点可能是原行星的路标，或者是盘内的固定发射源。
2015-11-10 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
The widest H$α$ survey of accreting protoplanets around nearby transition disks
行星形成的机制仍在争论之中。我们对行星是如何形成的知之甚少，即使到目前为止已经发现了4000多颗系外行星。最近的研究目标是新生行星的摇篮：原行星盘。在它们生命的最初阶段，系外行星仍然从它们所嵌入的富含气体的圆盘中吸积物质。过渡盘确实是显示出特殊性的盘，例如间隙，旋臂和环，这些都可以与亚恒星同伴的存在联系起来。为了研究这些特征的原因，我们选择了太阳附近（<200 pc）所有已知的过渡盘，这些盘在南半球可见。我们在VLT用SPHERE仪器对11个过渡盘（TD）进行了调查。这是迄今为止为寻找原行星而进行的最大的Halalpha调查。这些观测是用ZIMPOL的Halpha滤波器进行的，目的是瞄准仍处于吸积阶段的原行星。所有选定的目标都是非常年轻的恒星，小于2000万年，在可见光下表现出低消光。我们减少了ZIMPOL瞳孔稳定的数据，通过应用角光谱差分成像（ASDI）的方法，它结合了这两种技术。数据立方体由CntH α和窄带滤波器H α组成，它们同时被采用以允许散斑图案的抑制。主成分分析（PCA）方法用于减少数据。对于每个数据集，我们推导出5sigma对比度极限，并将其转换为吸积光度的上限。我们没有发现任何新的吸积亚恒星同伴周围的目标过渡盘下降到平均对比度为12等，在0.2弧秒的中央恒星（继续在手稿）。
2019-12-12 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Accretion disks around young stars: the cradles of planet formation
年轻恒星周围的原行星盘是像我们这样的行星系诞生的见证。星云代表中心恒星形成后留下的气态尘埃物质。恒星的质量和光度、初始盘的质量和角动量以及气体粘性决定了盘的演化和吸积。原行星盘是宇宙的摇篮，在那里，微小的尘埃颗粒成长为鹅卵石、星子和行星。
2020-02-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Accretion disks in luminous young stellar objects
对年轻恒星周围的吸积盘的性质进行了观测评述。它关注的是嵌入和光学揭示阶段的中等质量和高质量年轻恒星物体的原始盘。的属性来自空间分辨的观测，因此主要是获得与干涉手段，无论是在无线电/（亚）毫米或在光学/红外波长区域。我们对这些拱星结构的物理性质、运动学和动力学进行了总结和比较，并在可能的情况下描绘了趋势。除其他外，我们报告的二次趋势的质量吸积率与质量从金牛座T星的最高质量的年轻恒星物体和系统的差异，在质量下降和吸积率。
2015-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Structure Formation in a Young Protoplanetary Disk by a Magnetic Disk Wind
本文用一个包括盘的形成和演化的一维模型研究了年轻原行星盘的结构形成。ALMA最近的观测发现，年轻的原行星盘可能会形成环孔结构，即使盘嵌入包层中。我们提出了一个一维模型的形成一个原行星盘从分子云的核心和随后的长期演变在一个单一的框架。由于计算能力的限制，这种长期演变尚未通过数值模拟进行探索。在我们的模型中，我们计算了气体和尘埃表面密度随风质量损失和尘埃径向漂移的时间演化。我们发现，磁流体磁盘风是一个可行的机制，在年轻的磁盘环孔结构的形成。我们进行了参数研究，我们的模型和推导出的环孔结构的形成条件在$6\times10^5$年内开始崩溃的分子云的核心。盘的最终结果显示了五种类型的形态，这可以通过比较粘性扩散的时间尺度、MHD盘风的质量损失和尘埃的径向漂移来理解。我们讨论的WL 17系统，这被怀疑是一个嵌入式的，但过渡，磁盘模型的含义。
2018-08-30 astro-ph.EP 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
Deep Pa$β$ Imaging of the Candidate Accreting Protoplanet AB Aur b
本研究通过 Keck/NIRC2 高对比度成像对候选吸积原行星 AB Aur b 进行了 Pa$β$ 发射探测，未检测到显著信号，表明其未发生大量吸积或吸积过程具有随机性。
2024-02-19 astro-ph.EP 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
The Debris Disk Fraction for M-dwarfs in Nearby, Young, Moving Groups
我提出的第一个实质性的工作来衡量碎片磁盘的M-矮星在附近的移动群体（MG）的分数。利用$AllWISE$红外目录，151 MG成员中的17个被发现具有指示盘结构的红外光度过量。在小于40，000万年的MG中，M矮星碎片盘部分为$\lesssim 6$ %，而在大于40，000万年的MG中没有发现M矮星碎片盘部分。然而，模拟显示，在$WISE$ $W1-W4$颜色为$\sim 2.5$以上，M矮星周围的碎片盘并不存在，这使得计算绝对盘分数变得困难。碎片盘消散的时间尺度似乎比大质量恒星更快，而增强的恒星风阻力和/或光蒸发等机制可以解释在M矮星中观察到的碎片盘更快的下降。
2016-01-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
