Surface magnetic fields on two accreting T Tauri stars: CV Cha and CR Cha
我们已经制作了CV Cha和CR Cha表面的亮度和磁场图：两颗活跃吸积的G型和K型T型金牛星在Chamaeleon I恒星形成云中，年龄为3-5百万年。我们的磁场图显示了强大的，复杂的多极场的证据，类似于年轻的快速旋转的主序星。亮度图显示了暗极帽和低纬度点的存在-这些亮度图与其他前主序星和快速旋转的主序星非常相似。到目前为止，只有另外两颗经典的金牛座T星被使用类似的技术研究过：V2129 Oph和BP Tau。CV Cha和CR Cha显示的磁场模式比完全对流的金牛T星BP Tau的磁场模式要复杂得多。我们讨论了这种差异的可能原因，并建议恒星的磁场的复杂性与对流区，与更复杂的领域被发现在金牛座T星的辐射核心（V2129 OPH，CV Cha和CR Cha）。然而，显然有必要对金牛座T恒星系统进行磁场研究，探索广泛的恒星参数，以确定它们如何影响磁场的产生，从而确定这些磁场如何影响金牛座T恒星系统在接近主序星时的演化。
2009-05-06 astro-ph.SR
Global 3D Simulations of Disc Accretion onto the classical T Tauri Star V2129 Oph
经典的金牛座T星V2129 Oph的磁场可以近似地通过叠加轻微倾斜的偶极和八极矩来模拟，极向磁场强度分别为0.35 kG和1.2 kG（Donati et al. 2007）。在这里，我们构建了一个数值模型的V2129 OPH结合这一结果，并模拟吸积到恒星。模拟显示，圆盘被偶极子截断，物质以两个漏斗流流向恒星。在靠近恒星的地方，物质流被八极分量改变方向，一部分物质流向高纬度的两极，其余的进入八极带。斑点的形状和位置与纯偶极情况下的不同，在纯偶极情况下，在中纬度观察到新月形斑点。模拟结果表明，当圆盘被截断到与共旋半径6.8 R * 相当的距离6.2 R * 时，高纬极斑占主导地位，但模拟得到的吸积率比观测值低一个数量级.吸积率与观测值相符，如果盘破裂离恒星更近，在3.4 R_*。然而，八极带斑点强烈占主导地位。更好的匹配已经在实验中获得的偶极场的两倍强。盘-磁层相互作用对恒星的扭矩很小，自旋演化的时间尺度为2 × 10^7 -10^9年，比V2129 Oph的2 × 10^6年年龄要长。恒星的外部磁通量受到圆盘的强烈影响：连接圆盘和恒星的磁力线膨胀，在圆盘的上方和下方形成磁塔。在磁层（Alfvén）表面内，磁应力超过物质应力的情况下，势（真空）近似仍然有效。
2010-09-17 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
X-ray optical depth diagnostics of T Tauri accretion shocks
在经典的金牛座T型恒星中，X射线是由两种等离子体成分产生的：一种是热的低密度等离子体，具有频繁的耀斑活动，另一种是高密度的低温等离子体。前者是与恒星磁活动有关的日冕等离子体。后一种成分，在非吸积恒星中从未观察到，可能是由吸积过程形成的冲击加热的等离子体。但其性质仍在争论中。我们的目标是探测经典金牛座T星中高密度等离子体成分的软X射线发射，以检查这是在吸积激波中加热的等离子体还是日冕等离子体。高分辨率X射线光谱学使我们能够测量单个谱线通量。我们分析了经典的金牛座T型星苍蝇座MP和长蛇座TW的X射线谱。我们的目标是评估线比，以搜索光学深度的影响，这是预计在吸积驱动的情况下。我们还导出了等离子体发射测度分布EMD，以研究吸积和非吸积年轻星的EMD是否以及如何不同。结果进行了比较，获得的非吸积弱线金牛座T星TWA 5。我们发现MP Mus最强谱线中存在共振散射的证据，支持了软X射线是由吸积激波中加热的等离子体产生的观点。我们还发现MP Mus的EMD有两个峰：一个冷峰在吸积激波中加热的等离子体的预期温度，和一个典型的日冕等离子体的热峰。Mp Mus的EMD的形状似乎是一个纯日冕源的EMD的叠加，如TWA 5，和一个类似于TW Hydrae的EMD，而不是由冲击加热的等离子体主导。
2009-09-11 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic modeling of the accretion shocks in classical T Tauri stars: the role of local absorption on the X-ray emission
我们研究了经典金牛T星（CTTS）吸积激波产生的X射线辐射的性质，吸积激波产生于下落物质撞击恒星表面的地方。吸积过程的观测和模型都揭示了几个尚不清楚的方面：观测到的吸积激波中的X射线亮度低于预测值，从观测中推导出的受冲击等离子体的密度与温度结构，在较高的温度下密度增加，与目前的吸积激波图片中提出的不一致。为了解决这些悬而未决的问题，我们调查是否正确处理周围介质的局部吸收是至关重要的解释的意见。为此，我们描述的吸积流的CTTS的影响，考虑磁流体动力学模型。从模型的结果，我们合成的X射线发射的吸积激波产生的地图和光谱。我们对合成光谱进行密度和温度诊断，并直接将结果与观测结果进行比较。我们的模型表明，从新兴的光谱推断的X射线通量低于预期的，因为复杂的本地吸收的光学厚材料的色球层和未扰动流。此外，我们的模型，包括本地吸收的影响，解释了在吸积冲击的X射线发射中观察到的密度与温度的明显令人困惑的模式，在一个自然的方式。
2014-10-10 astro-ph.SR
Continuum And Line Emission From Accretion Shocks at T Tauri Stars I. Correlations With Shock Parameters
本研究通过14个激波模型揭示T Tauri星吸积激波连续谱与激波参数的相关性，建模10颗恒星的吸积光度并解释HeI λ5876线成分的起源差异。
2024-06-21 astro-ph.SR
Hydrodynamic Modeling of Accretion Impacts in Classical T Tauri Stars: Radiative Heating of the Pre-shock Plasma
上下文人们普遍认为，在经典金牛T型星中，来自星周盘的等离子体以自由降落的速度吸积到恒星表面，碰撞产生激波。撞击区域预计将有助于不同光谱带的发射;许多研究已经证实，X射线来自激波后等离子体，但除此之外，文献中没有研究调查所观察到的紫外线发射的起源，这显然与吸积有关。目标。我们研究了撞击后等离子体在吸积流底部对下落材料的辐射加热效果，目的是确定在哪个区域产生了相当大的紫外线辐射。方法.我们开发了一个一维流体动力学模型，描述了吸积流对恒星表面的影响;该模型考虑了重力，光学薄等离子体的辐射冷却，热传导，以及由于X射线辐射的吸收而产生的加热。后一项表示由于吸收从激波后区域发射的X射线而对下落的等离子体的加热。结果我们发现，激波前等离子体的辐射加热在吸积现象中起着不可忽视的作用。特别地，由于在冲击区域处的冲击等离子体产生的X射线的照射，冲击前吸积柱的致密且冷的等离子体逐渐被加热到几个$10^5$ K。这种加热机制不会显著影响冲击后等离子体的动力学。另一方面，辐射加热的气体（我们认为是前体）区域形成在未受冲击的吸积柱中，并对紫外线发射有显着贡献。我们的模型自然地再现了与吸积相关的紫外线发射线的亮度，并表明大部分紫外线发射来自前体。
2016-09-05 astro-ph.SR
Physical properties of accretion shocks toward the Class I protostellar system Oph-IRS 44
物理过程，如吸积冲击被认为是常见的在原恒星阶段，在那里的信封组件仍然存在，他们可以释放分子从尘埃到气相，改变了原来的化学组成的磁盘。因此，吸积激波的研究对于更好地理解盘尺度的物理过程及其化学输出是必不可少的。这项工作的目的是评估吸积冲击的硫有关的物种跟踪的特点。我们目前ALMA高角分辨率观测（0.1”）的I类原恒星Oph-IRS 44。在0.87 mm处观察到连续发射，以及与硫相关的物质，例如SO、SO $_{2}$和$^{34}$ SO $_{2}$。朝向IRS 44检测到六条SO $_{2}$线、两条$^{34}$ SO $_{2}$线和一条SO线。所有谱线的发射峰值都在距离连续谱峰约0.1”（~14 au）处，并在30 au内发现了旋转-下沉运动。然而，只有红移的发射被视为50和30 AU之间。更冷，更安静的材料被认为是对一个偏移区域位于距离约400 AU的原恒星，我们没有发现证据的开普勒配置文件在这些数据。对于SO $_{2}$的高温、高密度和高速度，吸积激波是最合理的解释。当物质进入盘-包层系统时，它产生吸积冲击，增加尘埃温度并从尘埃颗粒中解吸SO $_{2}$分子。高能SO $_{2}$跃迁（~200 K）似乎是吸积冲击的最佳示踪剂，可以通过未来更高的角分辨率ALMA观测进行跟踪，并与其他物种进行比较，以评估其在将分子从尘埃释放到气相中的重要性。
2022-09-06 astro-ph.SR
Multiepoch, multiwavelength study of accretion onto T Tauri: X-ray versus optical and UV accretion tracers
经典金牛T星（CTTS）从其周围的拱星盘的内缘吸积物质。吸积物质对恒星大气层的冲击会产生强烈的激波，导致从X射线到近红外（NIR）区域的辐射。几个100公里秒的$^{-1}$的冲击速度意味着直接后冲击等离子体发射主要在X射线。事实上，两个X射线诊断，所谓的软过剩和高密度观察到的氦样三胞胎，区分CTTS从他们的非吸积兄弟姐妹。然而，吸积激波特性来自X射线诊断往往矛盾的既定紫外（UV）-近红外吸积示踪剂和物理模型，同时解释，X射线和UV-NIR吸积示踪剂，还没有。我们提出了新的XMM-牛顿和钱德拉光栅CTTS T金牛座的紫外和光学数据相结合的意见。在所有的时代，软过剩是大的，来自O VII和Ne IX氦类三胞胎的密度与日冕密度是兼容的。这证实了软X射线发射不能起源于吸积漏斗，尽管金牛座T的大软过剩进行大部分的吸积率。相反，我们提出了一个模型的径向密度分层吸积柱来解释密度诊断和软过剩。此外，金牛座T的吸积率和X射线光度在几个时期内呈负相关。这种反相关性已经在恒星样本中观察到。因此，导致它的过程必须是内在的吸积过程中，我们推测，恒星磁场配置的可见半球影响吸积率和日冕发射，最终导致所观察到的反相关。
2018-06-18 astro-ph.SR
The close T Tauri binary system V4046 Sgr: Rotationally modulated X-ray emission from accretion shocks
我们报告的初步结果，从准同步X射线/光学观测活动的目标V4046 Sgr，一个密切的，同步旋转的经典金牛座T星（CTTS）的两个组件都积极吸积。V4046 Sgr是一个强X射线源，其X射线主要产生于温度为3-4 MK的高密度（n_e ~ 10^（11-12）cm^（-3））等离子体。我们的多波长运动的目的是同时限制这个X射线发射等离子体，大规模的磁场和吸积几何的属性。在本文中，我们提出了通过时间分辨的X射线光栅光谱，收集在一个360 ks的XMM-牛顿观测，覆盖2.2系统旋转获得的关键结果。我们发现，由这种高密度等离子体产生的发射线显示出周期性的通量变化，测量周期为1.22+/-0.01 d，正好是双星系统（2.42 d）的一半。观测到的旋转调制可以解释为假设高密度等离子体占据恒星表面的一小部分，与恒星共转，并且高密度等离子体相对于每个恒星的旋转轴不是方位对称分布的。这些结果强烈支持模型中，高密度，X射线发射CTTS等离子体的材料加热吸积冲击，位于基地的吸积流绑到系统的磁场线。
2012-04-04 astro-ph.SR
Radiative accretion shocks along nonuniform stellar magnetic fields in classical T Tauri stars
（略）AIMS。研究了激波后等离子体流沿非均匀恒星磁场在吸积柱碰撞区的动力学和稳定性。我们研究如何的磁场配置和强度确定的结构，几何形状和位置的冲击加热等离子体。方法.我们用二维轴对称磁流体动力学方法模拟了吸积流对CTTS色球层的影响。我们的模型考虑了重力、辐射冷却和磁场导向的热传导。结果冲击等离子体的结构、稳定性和位置强烈地依赖于磁场的结构和强度。对于弱磁场，B的大分量可能在吸积柱底部垂直于流发展，限制了冲击等离子体下沉到色球层。一个致密而寒冷的色球物质包层也可能在激波柱周围形成。对于强磁场，磁场结构决定了冲击波的位置和它的离地高度。如果磁场在色球层附近强烈地逐渐变细，则斜激波可能在恒星表面上方形成。一般来说，非均匀磁场使受冲击等离子体的发射测量与温度的分布低于均匀磁场的情况。结论.在流的冲击区域中的磁场的初始强度和配置预计会影响色球吸收，因此，在X射线波段中的冲击加热等离子体的可观测性。场强度和结构也影响冲击等离子体的能量平衡，其在T > 1 MK时的发射测量低于均匀场的预期。上述效应有助于低估在X射线波段导出的质量吸积率。
2013-09-19 astro-ph.SR
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
The first hours and days of the 2021 explosion of the recurrent symbiotic nova RS Ophiuchii
Astronomical Institute, Slovak Academy of Sciences（斯洛伐克科学院天文研究所）；Private observatory Liptovská Štiavnica（利普托夫斯卡什佳夫尼察私人天文台）；ARAS Eruptive Stars Group（ARAS爆发恒星小组）；Fujii Kurosaki Observatory（藤井黑崎天文台）；Astronomical Institute, Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；Astronomical Institute of Charles University（查理大学天文研究所）
通过光谱能量分布建模，研究2021年RS Oph爆发早期演化，揭示喷流双极结构形成机制，并证实内部激射光度对白矮星光度的贡献。
2026-06-12 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
Near-Infrared H and K band studies of the 2006 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi
我们目前的近红外光谱在H和K波段的爆发的经常性新星RS蛇夫座（RS Oph）。这些观测涵盖了喷发后1至94天的时间。近红外光曲线和一个广泛的光谱，线确定和光谱的一般特性进行了讨论。HI线剖面的分析表明，在一个强大的中央组件的两侧存在宽翼，表明在喷出物中存在双极速度流。这种流动在运动学上与物体在高分辨率空间图像中显示的双极结构一致。我们讨论的Fe II线在1.6872和1.7414微米的行为和起源，并表明莱曼α和莱曼连续荧光是可行的机制来激发这些线。我们借鉴的结果，碰撞激发也可以有助于激发和显着提高这些Fe II线的强度，提出这些线起源于高粒子密度的网站。这样一个可能的位置可能是高密度，低温接触面，应该存在于冲击波前的冲击喷出物和红巨星风之间。HI线的分解分析表明，在我们观测的大部分时间内，情况B的条件偏离了光学深度效应。看来，激波阵面的爆发直到我们的观测结束时才发生。分析了[Si VI] 1.9641微米冕线和[Mn XIV] 2.0894微米冕线的时间演化。假设碰撞效应在热日冕气体中占主导地位，估计气体中的离子温度。
2009-06-19 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
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
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
Discovery of New Dipper Stars with K2: A Window into the Inner Disk Region of T Tauri Stars
近年来，一种新的年轻恒星天体被定义，称为勺形天体，在那里可以观察到大的瞬时通量下降。这些下降太大，不能归因于恒星的变化，持续数小时到数天，可以减少10- 50%的恒星通量。这种变化被归因于星周盘内缘附近的翘曲或吸积柱的掩星。在这里，我们使用随机森林分类器进行监督机器学习，在K2战役2数据中发现了上天蝎座关联和$ρ$蛇夫座云复合体中的95个dipper。我们还提出了30个YSO，表现出明亮的事件的顺序天，被称为突发事件。并非所有的勺星和爆发星都是已知的成员，但它们都表现出红外线过剩，并与属于两个年轻恒星形成区中的任何一个相一致。我们发现21.0 $\pm$ 5.5%的恒星与磁盘是勺为两个地区的组合。我们的整个北斗样本只包括晚型（KM）恒星，但我们表明，偏见限制北斗发现早期光谱类型。使用北斗星特性作为替代，我们发现内盘边缘的温度与类似和早期类型恒星的干涉测量结果一致。
2018-02-01 astro-ph.SR
Turbulent mixing layers in supersonic protostellar outflows, with application to DG Tauri
湍流卷吸过程可能在年轻天体演化的各个阶段的外流中起着重要的作用。特别是，横向夹带的环境材料的高速，准直原恒星喷流可能是多个发射线速度分量的原因，观察到的微射流规模的外流驱动的经典金牛座T星。沿射流边界的紊流激波激发的混合层可能会产生中速外流分量。我们提出了一种形式主义，用于描述这样的混合层的基础上测量的气体的基本性质的量的雷诺分解。在这个模型中，来自大圆盘半径的分子风为卷吸提供了持续的物质供应。我们计算的总应力分布在混合层，这使我们能够估计耗散的湍流能量，因此层的光度。我们利用MAPPINGS IV激波模型来确定[Fe II] 1.644 μm谱线发射在总发射中所占的比例，以便于与以前对年轻恒星DG Tauri的观测进行比较。我们的模型准确地估计了DG Tau接近流出的中速分量的亮度和质量流出率的变化。因此，我们建议，这个组件代表了湍流混合层周围的准直射流在这个对象。最后，我们将我们的模型与该领域以前的工作进行比较和对比。
2015-10-05 astro-ph.SR
Developing the physical understanding of intermediate polars: an X-ray study of TV Col and V2731 Oph
中极星中的X射线起源于磁性白矮星表面附近的致密区域，并与发射区域周围的复杂环境相互作用。在这里，我们报告了两个IP，TV Col和V2731 Oph与选定的档案X射线观测（NuSTAR，雨燕，朱雀，和XMM-牛顿）的案例研究。对于TV Col，我们成功地同时解释了初级X射线、由于康普顿散射和荧光引起的次级X射线以及局部吸收体的影响。在这种情况下，我们能够证明，激波高度很小，基于高反射振幅，因此，激波后区域的最高温度可以用来推导WD质量为0.735+/-0.015 Msun。尽管需要高的特定吸积率来解释小的激波高度，但我们在NuSTAR数据中没有检测到任何自旋调制，这与光谱上看到的适度的复杂吸收相一致。我们认为，我们的结果是强大的，因为它们是基于联合时间谱分析的宽带X射线数据。V2731 Oph的光谱吸收更高。通过我们对朱雀数据的分析，我们提出了一个光谱模型与氮过剩没有以前声称的软黑体，应进一步探讨。我们无法限制V2731 Oph的反射振幅;这一点以及探测到的10 keV以上的自旋调制表明它可能有一个高激波，因此我们只能得出其WD质量的下限（> 0.9 Msun）。
2019-06-20 astro-ph.HE 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
Shock-driven synchrotron radio emission from the 2021 outburst of RS Ophiuchi
本文利用 uGMRT 低频射电观测研究 RS Ophiuchi 2021 年爆发，确认射电发射为激波驱动的同步辐射机制，并估算了红巨星伴星的质量损失率，发现本次爆发比 2006 年更亮且粒子数密度更高。
2024-01-11 astro-ph.HE 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
Multi-wavelength observing of a forming solar-like star
蛇夫座V2129是一颗质量为1.35太阳的经典金牛座T星，拥有强大而复杂的磁场。通过外推从观测得出的磁表面地图，通过塞曼多普勒成像，模型V2129 Oph的日冕已建成，并用于作出预测，关于全球的X射线发射测量，X射线发射的调制量，吸积冲击的密度。2009年6月下旬，我们将开展一项雄心勃勃的多波长、多观测站点和近同期活动，将光谱光学、近红外、紫外、X射线、分光偏振和光度监测相结合。这将允许确定经由场外推导出的3D场拓扑的有效性。
2009-06-26 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
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
Transient and asymmetric dust structures in the TeV-bright nova RS Oph revealed by spectropolarimetry
本文通过对2021年爆发的RS Oph进行光谱偏振监测，揭示尘埃在爆发后两天即不对称出现、随后被摧毁并在80多天后于轨道平面附近再生，从而支持新星中激波与尘埃形成之间的关联。
2023-09-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Shocks in the outflow of the RS Oph 2021 eruption observed with X-ray gratings
2021年共生复发新星RS Oph的爆发是在光学最大值后第18天用Chandra高能透射光栅（HETG）观察到的，并在第21天用XMM-Newton及其反射光栅光谱仪（RGS）观察到的，当时超软X射线源出现，发射是由于冲击喷出物造成的。HETG 1.3-31埃范围内的吸收通量为2.6 x 10（-10）erg/cm（-2）/s，比同一天测量的伽马射线通量低三个数量级。该谱与处于碰撞电离平衡的热等离子体的两个分量很好地拟合，一个在~0.75 keV的温度下，另一个在2.5-3.4 keV的温度范围内。使用RGS，我们在5-35埃范围内测量了1.53 x 10（-10）erg/cm（-2）/s的平均通量，但在50 ks RGS曝光期间，连续谱中的通量，特别是23-35埃范围内的谱线中的通量下降了近10%，表明在小时时间尺度上的短期变化。RGS光谱可以拟合三个热分量，分别在70和150 eV之间的等离子体温度，0.64 keV和2.4 keV。最大曝光后的时期落在2006年喷发第14天和第26天观察到的两个光栅光谱之间：它们与类似的光谱演化一致，但在2021年冷却似乎更快。相对于太阳值，喷出物中的铁被耗尽，而氮被增强。
2022-09-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
UV-irradiated outflows from low-mass protostars in Ophiuchus with JWST/MIRI
本研究利用JWST/MIRI观测蛇夫座5颗I类低质量原恒星的外流，分析H₂等发射特征，发现需结合含紫外辐照的多类型激波模型解释观测结果，且紫外辐射大概率源于内部。
2025-09-12 astro-ph.GA 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
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
Characterizing the physical and chemical properties of the Class I protostellar system Oph-IRS 44. Binarity, infalling streamers, and accretion shocks
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；Leiden University（莱顿大学）；University of Michigan（密歇根大学）；National Tsing Hua University（国立清华大学）；RIKEN Cluster for Pioneering Research（理化学研究所前沿研究集群）；University of Copenhagen（哥本哈根大学）
研究I型原恒星系统Oph-IRS 44的物理和化学性质，发现双星性、向内流丝状结构和吸积激波特征。
2026-01-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Classical T Tauri-like Outflow Activity in the Brown Dwarf Mass Regime
在过去的几年里，光谱学的研究有力地支持了原恒星吸积和外流活动持续到最低质量的断言。在本文中，我们提出了我们的最新调查结果的棕矮星（BD）流出活动和报告的发现两个新的流出。图中ISO-Oph 32以10-20 km/s的径向速度驱动蓝移外流，光谱天文学分析将外流的位置角限制在240 +/- 7度。发现BD候选者ISO-Cha 1 217在几个关键的禁止线（径向速度= -20 km/s，+40 km/s）中有双极流出明亮，PA为190-210度。ISO-Cha 1 217外流的一个显著特征是红移和蓝移叶之间的强烈不对称性。这种不对称性表现在两个波瓣的相对亮度（红移波瓣更亮），径向速度的两个差异因子（红移波瓣更快）和电子密度的差异（在红色波瓣中再次更高）。这样的不对称性是常见的喷气机从低质量的原恒星和一个显着的不对称性在这样一个低质量的观察支持的想法，BD流出活动按比例缩小低质量的原恒星活动。除了提出这些新的结果，一个全面的比较BD外流活动和喷气机发射的CTTS。特别是，目前的方法调查的激发条件和质量损失率在CTT射流BD光谱的应用进行了探索。
2009-10-14 astro-ph.SR
Nova Ophiuchus 2017 as a probe of $^{13}$C nucleosynthesis and carbon monoxide formation and destruction in classical novae
我们在$K$波段提供了一系列Nova Ophiuchus 2017的近红外光谱，这些光谱以前所未有的细节记录了第一次泛音CO发射的演变。从最大值之后的11.7天开始，当首次以高强度检测到CO时，光谱跟踪CO发射到+25.6天，此时发现其强度几乎以$\sim$ 35的因子迅速下降。CO的快速破坏的原因进行检查的框架内的CO破坏的不同机制，即。增加光电离通量，化学途径的破坏或破坏的高能非热粒子中产生的冲击。根据CO排放的LTE建模，确定$^{12}$ C/ $^{13}$ C比率为1.6 $\pm$ 0.3。这与核合成理论对发生在低质量（$\sim$ 0.6 M $_\odot$）碳氧核白矮星上的新星爆发的参数的预期值是一致的。目前的$^{12}$ C/ $^{13}$ C估计构成了经典新星中这个比率的最安全的估计之一。
2017-11-25 astro-ph.SR
Molecular Outflows in the Substellar Domain: Millimeter Observations of Young Very Low Mass Objects in Taurus and rho Ophiuchi
我们在这里报告我们的搜索分子流出的年轻的非常低质量的恒星和褐矮星在金牛座和ρ蛇夫座。利用亚毫米波天线阵（SMA）和毫米波天文学研究组合天线阵（CARMA），我们在1.3mm波长（230 GHz）上观测了4个目标，以寻找J=2->1的CO2外流。金牛座的一颗年轻的质量很低的恒星MHO 5，估计质量为90 M_J，刚刚超过氢燃烧的极限，显示出两个气体瓣，可能是流出物。虽然MHO 5的CO图没有显示出清晰的外流结构，可能是由于环境气体，但其位置-速度图显示出两个不同的蓝移和红移分量。因此，我们得出结论，他们是一个双极分子流出MHO 5的组件。我们估计流出质量为7.0 x 10^-5 M_Sun，质量损失率为9.0 x 10^-10 M_Sun。这些值比金牛座T星的典型值小两个数量级以上，比我们在蛇夫座ρ中60 M_J的年轻棕矮星ISO-Oph 102中观测到的值稍弱。这使得MHO~5成为金牛座中第一颗显示双极分子外流的年轻极低质量恒星。探测增强了非常低质量物体形成的场景，就像低质量恒星一样，但在缩小了100倍的版本中。
2011-04-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Zeta Oph and the weak-wind problem
质量损失率（$\dot{M}$）是影响大质量恒星演化和观测表现及其对周围介质影响的关键参数之一。尽管它很重要，但晚型O型矮星的经验和理论$\dot{M}$之间存在约100倍的差异，即所谓的弱风问题。在这封信中，我们提出了一个简单的新方法来限制$\dot{M}$失控的大质量恒星通过观察他们的弓激波和Stromgren球，这可能是决定性的重要性，为解决弱风问题。使用这种方法，我们发现著名的逃逸O9.5 V恒星zeta Oph的$\dot{M}$比紫外线（UV）线拟合（Marcolino et al. 2009）得出的高出一个数量级以上，并且比基于Vink et al.（2000）的理论配方和Ha线（Mokiem et al. 2005）的低6至7倍。如果星风是cloudical的，用我们的方法得到的$\dot{M}$与基于紫外线的结果之间的差异将更加严重。同时，我们对$\dot{M}$的估计与Lucy（2010）的移动反转层理论的预测一致。
2012-09-03 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
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
The frequency of large variations in the near-infrared fluxes of T Tauri stars
变化是年轻恒星天体的一个特征，可能导致恒星形成区HR图中观察到的大散射。然而，对于典型的YSO，可变性的长期影响受到的约束很小。在这里，我使用2 MASS，UKIDSS和DENIS存档的近红外测光来研究四个恒星形成区域Rho-Oph，ONC，IC 348和NGC 1333的高置信度成员的长期变化。总样本包括600多个物体，其中约320个被认为有圆盘。该数据集涵盖了长达8年的时间尺度。大约一半的YSO在2 σ水平上是可变的，中值振幅为5- 20%。在至少两个近红外波段中振幅>0.5等的高度可变天体的比例非常低-整个样本为2%，具有圆盘的天体为3%。这些具有强可变性的源大多是具有圆盘的对象，并且是后续研究的主要目标。NGC 1333的变异幅度最大，可能是因为它是最年轻的YSO样本。高度可变的物体的频率也随着观测的时间窗（从数周到数年）而增加。这些结果有三个含义：1）当从近红外星等推导出YSO的光度时，由变异性引入的典型误差在5-20%的范围内，并且取决于盘分数和可能的年龄。2)如果光度是从近红外星等得到的，那么在恒星形成区的HR图中，变化对散射的贡献可以忽略不计（除了少数极端天体）。3)在II级阶段，如幕式吸积情景所要求的那样，吸积爆发伴随着质量吸积速率的几个数量级的增加，其占空比为>2000-2500年。（节略）
2011-11-08 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
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
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
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
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
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
