Measuring the magnetic field of young stars using iSHELL observations: BP Tau and V347 Aur
虽然有人认为年轻恒星的磁性和内部结构之间存在联系，但还没有足够的磁性测量来在最早的年龄建立这种相关性。在这里，我们有助于这一努力，提出恒星参数和磁场强度测量的BP头和V347 Aur，这两颗恒星观察到的近红外光谱仪iSHELL。我们首先测试我们的方法的准确性，通过拟合合成恒星光谱的9个主要和后主序星的样本。我们报告的不确定度$σ_{\rm Teff}$ = 91 K的温度和$σ_{\rm log(g)}$ = 0.14的重力。然后，我们将建模技术应用于BP Tau并测量表面磁场强度为$\langle \rm B \rangle $ = 2.5 $^{+0.15}_{-0.16}$ kG，证实了文献结果。然而，对于这颗恒星，我们得到了一个比以前的光学研究（$Δ\rm T \sim 400$ K）低得多的温度值，并解释这一显着的温度差，由于相对较高的影响，在近红外波长比在光学波长的星斑。我们进一步将这种技术应用于I类原恒星源V347 Aur，并首次测量了它的磁场强度$\langle \rm B \rangle = $ 1.36 $^{+0.06}_{-0.05}$ kG和表面重力log（g）= 3.25 $^{+0.14}_{-0.14}$。最后，我们结合我们的测量与主序前恒星演化模型，并说明了恒星黑子对年轻恒星的质量和年龄的影响。
2019-08-22 astro-ph.SR
New Young Star Candidates in the Taurus-Auriga Region as Selected From WISE
金牛座分子云在天空中对着一个大的立体角，超过250平方度。到目前为止，对合法金牛座成员的搜索受到天空覆盖范围以及区分成员和闯入者的挑战的限制。宽视场红外巡天探测器（WISE）最近观测了整个天空，我们利用这个机会从一个约260平方度的区域中搜索年轻恒星天体（YSO）候选金牛座成员，该区域旨在包含先前确定的金牛座成员。我们使用近红外和中红外颜色来选择具有明显红外过量的物体，并结合其他辅助数据的目录来呈现：重新发现的金牛座YSO与红外过量的列表（被认为是由于拱星盘），被拒绝的YSO候选者列表（主要是星系），以及94个幸存的候选者新YSO金牛座成员的列表。在这个候选名单中很可能有污染物残留，并且有必要进行后续光谱。
2011-06-24 astro-ph.SR
The weakening outburst of the young eruptive star V582 Aur
V582 Aur是一颗前主序星FU Orionis型爆发星，由于视线消光的变化，它在2016年3月进入亮度最低值。在这里，我们提出并分析了新的光学$B$，$V$，$R_C$和$I_C$波段多历元观测和新的近红外$J$，$H$和$K_S$波段光度测量，从2018年1月到$-$ 2019年2月，以及公开的中红外WISE数据。我们发现该光源在近红外波段表现出明显的光学$-$变化，目前亮度极小值还没有完全结束。如果目前的变暗起源于2012年引起类似亮度变化的相同轨道尘埃团，那么我们的结果表明尘埃颗粒沿着轨道粘性扩散。另一种情况是，电流最小值是由进入和离开系统内部的灰尘结构引起的。WISE测量结果可能与这种情况一致。我们的长期数据，以及吸积盘模型暗示V582 Aur的一般衰落，这表明该源将在$\sim$ 80年内达到静止水平。
2019-02-10 astro-ph.SR
GIARPS High-resolution Observations of T Tauri stars (GHOsT). IV. Accretion properties of the Taurus-Auriga young association
在GIARPS@TNG金牛座T星高分辨率观测（GHOsT）项目的框架内，我们研究了金牛座-御夫座恒星形成区（SFR）的37颗经典金牛座T星的吸积特性，目的是表征它们与中心恒星，喷流和盘风以及全球盘结构的特性之间的关系，并与补充ALMA millimiter观测协同作用。我们推导出恒星的参数，光学面纱，吸积光度（$\rm L_{acc}$）和质量吸积率（$\rm \dot M_{acc}$）在一个均匀和自洽的方式使用高分辨率光谱获得的国家伽利略望远镜与HARPS-N和GIANO摄谱仪，并根据同期的低分辨率光谱和光度辅助观测通量校准。提供了金牛座样本的$\rm L_{acc}$ - $\rm L_{\star}$、$\rm \dot{M}_{acc}$ - $\rm M_{\star}$和$\rm \dot{M}_{acc}$ - $\rm M_{disk}$关系，并与狼疮和Chamaeleon I的同时期SFR进行了比较。我们的研究结果表明，同时光学和近红外高分辨率光谱的潜力，同时提供精确的测量恒星和吸积/风的年轻恒星的属性。
2022-10-11 astro-ph.SR
Variable Accretion Processes in the Young Binary-Star System UY Aur
我们提出了新的UY Aur双星系统的K波段光谱。我们的数据是第一个在UY Aur A的光谱中显示H $_{2}$发射和第一个在UY Aur B的光谱中分辨Brγ线的光谱。与以前的研究相比，我们看到UY Aur A的Brγ线强度增加，而UY Aur B的Brγ和H $_{2}$线亮度降低。将Brγ线光度换算成吸积率，我们推断UY Aur A的吸积率自1994年观测到为零以来，每年增加$2 \times 10^{-9}$ M $_{\odot}$/年$^{-1}$. UY Aur B的Brγ线强度自1994年以来下降了0.54倍，但K带通量自1998年以来增加了0.9兆。UY Aur B的面纱也大幅增加。这些数据表明UY Aur B周围有一个更明亮的圆盘。如果在UY Aur B的光谱中观测到的较低的Brγ光度表明在恒星上的吸积速率本质上较小，那么UY Aur A现在以比UY Aur B更高的速率吸积。然而，小半径的消光或星周盘中的质量堆积可以解释UY Aur B周围Brγ发射的减少，即使盘的光度意味着吸积速率增加。除了我们的UY Aur系统的科学成果，我们讨论了一个专用的管道，我们已经开发了减少阶梯模式数据从ARIES摄谱仪。
2014-07-16 astro-ph.IM astro-ph.SR
A GALEX based search for the sparse young stellar population in the Taurus-Aurigae star forming region
在这项工作中，我们确定了63个真正的新候选人金牛座T星（TTS）在金牛座御夫座地区使用作为基线的紫外线过剩。最初的数据集已经从GALEX全天巡天（AIS）中确定。GALEX卫星获得了近紫外和远紫外波段的图像，与主序星或巨星相比，这些波段的TTS明显过剩。GALEX AIS观测了金牛座-御夫座分子复合体，以及加利福尼亚星云和英仙座复合体的一部分;明亮的光源和乌云本身都被避开了。使用国际紫外探测器观察到的TTS作为鉴定样品，定义了TTS在紫外（GALEX）、光学（UCAC 4）和红外（2 MASS）中的特性。已确定的候选人通过混合的紫外-光学-红外多余的颜色集，它被发现，颜色-颜色图FUV-NUV与J-K是非常适合于此目的。从163，313个真正的NUV源的初始样本中，产生了该区域63个新的TTS候选者的最终名单。该搜索程序已被验证，其能力，以检测所有已知的TTS在该地区的调查：31 TTS。此外，它表明，弱线的TTS位于一个明确的条纹在FUV-NUV与J-K图。此外，在这项工作中，我们提供了一个清单的TTSS测光标准，为未来的GALEX为基础的研究的年轻恒星星族在恒星形成区。
2014-12-09 astro-ph.SR
Disk-Braking in Young Stars: Probing Rotation in Chamaeleon I and Taurus-Auriga
我们提出了一个全面的研究旋转，磁盘和吸积签名的144 T金牛星在年轻的（~ 200万年的老）Chamaeleon I和金牛座御夫座恒星形成区域的基础上多时代的高分辨率光谱从麦哲伦粘土6.5米望远镜补充中红外测光从斯皮策太空望远镜。与之前在猎户座星云团和NGC 2264中的研究相反，我们没有在金牛座和车一中看到明显的盘制动特征。我们发现吸积体和非吸积体都有相似的v sin i分布。在这两个地区的旋转速度表现出明显的质量依赖，与F-K星旋转速度平均约两倍的M星，与其他类似年龄的集群报告的结果一致。同样，我们发现，对于我们的样品，其质量范围为~0.16到~3 M_sun，比角动量j的观测值的上包络变化为M^0.5。这个幂律补充了之前对猎户座的研究，即在相同质量的情况下，对于小于200万年的恒星，j与M^0.25成正比，而对于M小于2M_sun的较老恒星（约1000万年），随着质量的降低，j会急剧下降。对于一个子样本的67个对象与中红外测光，我们研究吸积签名和尘埃盘之间的连接：在绝大多数情况下（63/67），这两个属性相关性很好，这表明气体吸积的时间尺度是类似的内部磁盘的寿命。
2009-02-02 astro-ph.SR
An UXor among FUors: extinction related brightness variations of the young eruptive star V582 Aur
V582 Aur是自$\sim$ 1985年以来爆发的FU Ori-type年轻爆发星。喷发目前处于相对稳定的高原阶段，光度和光谱变化叠加。在这里，我们将描述爆发物体的祖先，探索其环境，并分析爆发的时间演变。我们特别感兴趣的是两个深度光度下降的物理起源，一个发生在2012年，另一个自2016年以来一直在进行。我们收集了存档的照相底片，并在2010年至2017年期间进行了新的光学，红外和毫米波光度和光谱观测，在当前最低点期间具有高采样率。除了分析褪色过程中的颜色变化，我们编制了多历元的光谱能量分布，并拟合一个简单的吸积盘模型。基于爆发前的数据和毫米连续测量，我们认为，V582 Aur爆发的祖先是一个低质量的金牛T星的平均属性。一个未被发现的星周结构，可能是一个圆盘，其质量为0.04 M $_{\odot}$。的光学和近红外光谱证明存在的氢和金属线，显示CO的吸收带头，并表现出可变的H $α$的配置文件。颜色变化强烈表明，2012年$\sim$长达1年的亮度下降以及2016年以来的最小值都是由视线上的消光增加引起的。根据我们的吸积盘模型，红化从$A_V$ =4.5等变化到12.5等，而吸积率几乎保持不变。类似于中等和低质量年轻恒星的UXor现象模型，轨道盘结构可能是日食的原因。
2017-12-13 astro-ph.SR
A tidal encounter caught in the act: modelling a star-disc fly-by in the young RW Aurigae system
御夫座RW（RW Aur）是一个双星系统，有一个长分子臂尾随主星。Cabrit等人（2006）注意到这个延伸的结构与Clarke和Pringle（1993）模拟的星盘相遇中从主星剥离的潮汐臂之间的相似之处。在本文中，我们使用新的流体动力学模型和合成观测，以适应许多参数的RW Aur。使用流体动力学模型，我们发现，RW Aur的形态外观确实可以解释的潮汐遇到的第二颗星。我们重现所有主要的形态和运动学特征的系统。利用辐射转移计算，我们发现我们的流体动力学模式的合成CO和尘埃连续观测与观测符合得很好。我们重现所有的主要功能的线轮廓，从发射通量的光学系统的不同组成部分的深度。因此，观测和模拟之间的协议提供了强有力的支持，潮汐相遇的情况下的假设。最后，我们提出了Rodriguez等人（2013）在2010/2011年观察到的主星变暗的起源的可能解决方案。
2015-04-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Search for Spatially Resolved Infrared Ro-Vibrational Molecular Hydrogen Emission from the Disks of Young Stars
我们目前的调查结果，寻找空间分辨近红外线发射的分子氢气体在拱星环境中的9个年轻的恒星：AA头，AB Aur，DoAr 21，GG头，GM Aur，LkCa 15，LkH $α$ 264，UY Aur，和V773头。先前的高分辨率光谱显示，这些恒星在2.12 $μ$ m处存在振转H $_2$线发射，其特征更典型的是位于原行星盘中的气体，而不是流出物。在这项研究中，我们在空间上解决H $_2$发射在8颗恒星，它被检测到。LkCa 15是尽管先前检测到但未表现出可感知的H $_2$的唯一靶标。我们发现H $_2$和X射线光度之间的反相关性，可能表明X射线电离过程不是这些系统中H $_2$的主要激发机制。AA Tau、UY Aur和V773 Tau显示了H $_2$的离散结，这通常与流出气体中的冲击有关。UY Aur和V773 Tau具有空间分辨的速度结构，而其他系统具有与系统速度一致的光谱未分辨的发射。V773 Tau表现出复杂的线条形态，表明存在多种激发机制，包括激波激发流出气体的红移和蓝移双极结。AB Aur、GM Aur和LkH $α$ 264具有集中的但空间分辨的H $_2$发射，与盘起源一致。AB Aur的H $_2$图像揭示了圆盘内的螺旋结构，与ALMA CO地图中观察到的相匹配。这项调查揭示了对这些年轻恒星的拱星环境中温暖气体的结构和激发的新见解。
2019-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The star formation environment of the FU Ori type star V582 Aur
研究了FU Ori型星V582 Aur的环境。我们的目标是探索与这颗年轻爆发恒星有关的恒星形成区域。利用无狭缝光谱学，我们在以V582 Aur为中心的11.5弧分\times 11.5弧分范围内寻找H α发射星。根据UKIDSS和斯皮策太空望远镜的数据，我们进一步选择了红外过量的年轻恒星候选者。总之，我们确定了68个候选的低质量年轻恒星，其中16个在无狭缝光谱图像中显示出H α发射。根据IPHAS的数据，这些天体的颜色星等图显示它们是与Aur OB 1星协有关的低质量主序前恒星，距离太阳1.3千秒差距。V582 Aur局地环境中的亮边球状体可能属于暗云LDN~1516。我们的研究结果表明，这些球状体中的恒星形成可能是由Aur OB 1的一些热成员的辐射场触发的。V582 Aur的辐射热光度，根据档案测光数据和采用的距离，是150-320 Lsun。
2017-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Imaging the circumstellar environment of the young T Tauri star SU Aurigae
经典的金牛座T星的拱星环境具有挑战性，因为它们的星盘对比度很高。克服这个问题的一个方法是使用成像偏振法，其中来自恒星拱星盘的散射和偏振星光可以与中心恒星的非偏振光分离。我们目前的图像的拱星环境的SU Aur，一个经典的金牛座T星在过渡的金牛座T赫比格星。这些图像直接显示了盘延伸到~500 au，倾角为$\sim$ 50 $^\circ$。使用解释模型，我们推导出非常小的颗粒在其磁盘的表面层，具有非常陡峭的尺寸和表面密度分布。此外，我们解决了一个大的和扩展的星云在我们的图像，这是最有可能的残余产前分子云。直接从我们的图像中确定的盘的位置角度排除了极性流出或喷流作为这种大规模星云的原因。
2013-11-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Reverse Rotation of the Accretion Disk in RW Aur A: Observations and a Physical Model
用俄罗斯科学院特殊天体物理观测台的6米望远镜对年轻的双星系统RW Aur进行了散斑干涉测量，使用的滤光片中心波长分别为550 nm和800 nm，通带半宽分别为20 nm和100 nm。在观测历元（JD 2 454 255.9），双星的角距为1.448”{ \pm }0.005，系统的位置角为255.9°{ \pm }0.3°。我们发现，使用已发表的数据，这些值一直在变化，平均速率为+0.002”/年和+0.02°/年，分别在过去的70年。这意味着双星系统的轨道运动方向与RW Aur A中的盘旋转方向相反。我们提出了一个物理模型来解释星周吸积盘的形成，它相对于被原行星盘包围的年轻双星以相反的方向旋转。我们的模型可以解释RW Aur A物质流的特征：高吸积率，大质量组件周围的盘的小尺寸，和反向旋转。
2012-07-17 astro-ph.SR
New X-ray observations of IQ Aurigae and alpha2 Canum Venaticorum - Probing the magnetically channelled wind shock model in A0p stars
我们对A0 p型恒星α ^2 CVn（log Lx < 26.0 erg/s）和IQ Aur（log Lx = 29.6 erg/s）进行了新的X射线观测，发现它们的X射线光度相差至少三个数量级。IQ Aur拥有强大的冷等离子体成分，X射线发射区位于恒星表面上方，但也有大量的热等离子体。此外，从IQ Aur探测到一个大的X射线耀斑，这意味着存在磁重联。我们对相似恒星的比较研究表明，磁通道风激波（MCWS）产生的X射线辐射的发生强烈地依赖于恒星的性质。X射线发射优选地由诸如IQ Aur的更明亮和更大质量的物体产生。MCWS方案可以一致地描述这些A0 p恒星的X射线发射，假设非常强的磁约束的恒星风已导致建立了一个刚性旋转盘周围的恒星，在那里发生磁重联和离心爆发事件。
2011-05-18 astro-ph.SR
Close Companions to Young Stars. I. A Large Spectroscopic Survey in Chamaeleon I and Taurus-Auriga
我们提出的212 T金牛星在Chamaeleon I和金牛座，御夫座恒星形成区域的多重调查的结果，高分辨率光谱的基础上，从麦哲伦粘土6.5米望远镜。从这些数据中，我们实现了一个典型的径向速度精度约80米/秒与较慢的转子产生更好的精度，一般。对于这些恒星中的174颗，我们获得了具有足够时间基线的多历元数据，以根据径向速度变化识别双星。我们确定了8个密切的双星和4个密切的三倍，其中三个和两个，分别是新发现的。光谱多重性分数，我们发现Cha I（7%）和Tau Aur（6%）是彼此相似的，并在相同的质量和周期制度的领域恒星调查的结果。然而，与成像调查的结果不同，在我们的样本中，具有密切同伴的系统的频率并不取决于初级质量。此外，我们没有发现吸积和密切的多重性之间的强相关性。这意味着密切的同伴不太可能是在弱线金牛T星中观察到的吸积关闭的主要来源。我们的研究结果还表明，足够的径向速度精度可以实现至少一个子集的缓慢旋转的年轻恒星寻找热木星行星。
2012-02-07 astro-ph.IM astro-ph.SR
Stable accretion and episodic outflows in the young transition disk system GM Aurigae
我们调查的结构和动力学的磁层吸积区和相关的流出规模小于0.1 AU周围的年轻的过渡盘系统GM Aur。我们使用高分辨率光学和近红外光谱、多波长光度学和低分辨率近红外光谱，在6个月的总持续时间（30个旋转周期）内，监测了系统在从几天到几个月的时间尺度上的变化。我们分析了光度和线轮廓的变化来表征吸积和喷射过程。在6.04天的恒星自转周期内，系统的光度受到表面黑子的调制。Balmer、Paschen和Brackett氢线以及HeI 5876 A和HeI 10830 A线轮廓在同一周期进行调制。PaB线通量与u'带的光度过剩相关，这表明大部分线发射来自吸积过程。在近红外谱线轮廓中，周期性地出现了到达连续谱以下的高速红移光子，在旋转相位中，线通量和面纱通量最大。这是一个稳定的吸积漏斗流和相关的吸积激波在恒星表面的签名。这种大规模的磁层吸积结构在至少15个，可能高达30个旋转周期内相当稳定。与此相反，流出签名随机出现蓝移的吸收成分的Balmer和HeI 10830 A线配置文件和消失的时间尺度上的几天。一个稳定的，大规模的吸积模式和幕式外流的共存支持磁层喷射的主要过程发生在星盘界面。在这个系统中，稳定的磁层吸积和偶发的外流似乎在几个恒星半径的尺度上有物理联系。
2023-01-31 astro-ph.SR
FS Aurigae: a Triple Cataclysmic Variable System containing Precessing, Magnetic White Dwarf
我们在这里提出的数值计算的结果表明，在激变变量FS Aur检测到的很长的周期性变化可以是偏心调制的近双星（CB）轨道的结果诱导的存在下，第三个机构的circumbinary轨道。第三个组成部分与亚恒星质量的圆形，相对较近的轨道上，调制的质量传递速率的二进制更长的时间尺度比周期内的三重系统。我们还在这里报告FS Aur的X射线观测的初步结果，提供了进一步的证据，它包含磁性和自由进动的白矮星。这两个研究结果使我们能够将新的和以前强调的假设FS Aur的性质到一个一致的模型。
2010-09-29 astro-ph.SR
Disk Evolution Study Through Imaging of Nearby Young Stars (DESTINYS): Late infall causing disk misalignment and dynamic structures in SU Aur
富含气体的星周盘是行星形成的摇篮。因此，它们的进化将强烈影响由此产生的行星人口。在ESO DESTINYS大型项目中，我们用近红外散射光成像研究了这些盘在其发展的前1000万年内的情况。在这里，我们提出了VLT/SPHERE极化观测附近的II类系统SU Aur中，我们解决了磁盘的尺度~7 AU。除了新的SPHERE观测外，我们还利用了VLT/NACO，HST/STIS和ALMA档案数据。新的SPHERE数据以前所未有的细节显示了SU Aur周围的圆盘和扩展的尘埃结构。我们解决了几个尘埃尾连接到开普勒磁盘。通过与ALMA数据的比较，我们表明，这些尘埃尾巴代表物质落在磁盘上。盘本身显示出复杂的螺旋结构和阴影线，由内部未对准的盘组件投射。我们的观察表明，SU Aur正在经历后期的物质注入，这可以解释所观察到的盘结构。SU Aur是这种机制在工作中最清晰的观测例子，并表明晚期吸积事件仍然可以发生在II类阶段，从而显着影响星周盘的演化。通过额外的观测来限制这类事件的频率，将有助于确定这一过程是否是演化的系外行星系统中自旋-轨道不对准的原因。
2021-02-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetic field topologies of the bright, weak-field Ap stars theta Aurigae and epsilon Ursae Majoris
最明亮的磁性化学奇特的恒星θ Aur和eps UMa被许多关于它们的光度和光谱变化的研究所瞄准。两颗恒星的化学丰度点的详细地图被反复推导出来。然而，关于这些恒星的磁场几何形状的信息非常少。在这项研究中，我们的目标是确定详细的磁场拓扑结构的θ Aur和eps UMa的基础上现代，高分辨率的光谱偏振观测。使用Narval和ESPaDOnS分光偏振仪在所有四个斯托克斯参数中观察到这两个目标。采用多谱线最小二乘反卷积技术检测谱线中的偏振特征。这些签名与塞曼多普勒成像代码建模。我们成功地检测到可变圆和线偏振的签名θ Aur。eps UMa仅检测到圆偏振。我们获得了新的高精度的纵向磁场测量的平均圆极化金属线的配置文件，以及氢线的核心，这是与历史数据一致。磁反转揭示了扭曲的偶极几何在这两颗恒星。Fe和Cr的丰度分布，重建同时与磁映射，不显示出明确的相关性与当地的磁场属性，与沿磁赤道的水平场区域的相对元素丰度不足的例外。我们的研究提供了有史以来第一个详细的表面磁场地图宽线，弱场化学奇特的恒星，表明他们的场拓扑结构是定性类似于那些发现在较强的磁场恒星。Fe和Cr的化学丰度图重建θ Aur和eps UMa与目前的理论原子扩散计算的预测是不一致的。
2018-11-12 astro-ph.SR
Magnetic field, magnetospheric accretion and candidate planet of the young star GM Aurigae observed with SPIRou
本文利用SPIRou偏振光谱数据首次重建了年轻恒星GM Aur的大尺度磁场，发现其以约730 G的轴对称偶极场为主，并在视向速度数据中以5.5σ显著性探测到一颗最小质量约1.10 Mjup、轨道周期约8.745天的候选近距离行星。
2024-08-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetic field, chemical composition and line profile variability of the peculiar eclipsing binary star AR Aur
AR Aur是已知唯一包含HgMn恒星的食双星，使其成为详细研究HgMn现象的理想案例。HgMn星是一类化学性质特殊的恒星，人们对它知之甚少，传统上认为它不具有明显的磁场。然而，最近发现的线轮廓变化在一些汞锰恒星，显然是由于表面丰度补丁，使这一信念的问题。在本文中，我们调查的化学丰度，线轮廓的变化，和磁场的初级和次级的AR Aur系统，使用一系列的高分辨率光谱偏振观测。我们发现的主要确实是一个HgMn星，目前最精确的丰度尚未确定这颗星。我们发现这颗伴星是一颗弱的Am星，并且可能仍在主序前。线轮廓的变化，观察到在一系列的线在小学，是由于不均匀的表面分布的一些元素。在对这两颗恒星的任何观测中都没有检测到磁场，两颗恒星的纵向磁场上限都是100 G。相位分辨纵向场测量的建模导致约400 G的任何偶极表面磁场上的3 sigma上限。
2010-05-20 astro-ph.SR
Magnetically Active Stars in Taurus-Auriga: Activity and Rotation
对金牛座-御夫座恒星形成区的70颗磁活动星进行了研究。分析了样本星在Rossby图上的位置。所有的恒星都处于饱和发电机的状态，X射线光度达到最大值，并且不依赖于Rossby数。锂线等效宽度与太阳质量（0.7 ~ 1.2 Msun）的前主序星的年龄之间存在相关性。年龄越大，李线等效宽度越小。对这些恒星长期光度变化的分析表明，最年轻恒星的光度活动明显高于样本中较老天体的光度活动。这一结果可以间接地证实前主序星的磁场从以偶极和轴对称为主到多极和非轴对称的演化。
2013-06-11 astro-ph.SR
The polarization mode of the auroral radio emission from the early-type star HD142301
本文报道了对早型磁星HD 142301的极光射电辐射的观测。对HD142301的新VLA观测发现了发生在固定恒星方向的高度偏振放大发射。负责恒星极光无线电发射的相干发射机制放大了窄波束内的辐射，使发生这种现象的恒星类似于无线电灯塔。极光辐射的基本发射过程主要是放大电磁波的两种磁离子模式之一。这就解释了为什么极光脉冲是高度圆偏振的。HD 142301的极光射电辐射的特征是随着恒星的旋转，偏振方向发生逆转。HD 142301的有效磁场曲线也是可用的，这使得有可能将极光脉冲从左到右圆偏振方向的转变（反之亦然）与恒星磁场的已知方向相关联。在这封信中提出的结果有影响的主导磁离子模式放大的HD 142301磁层内的估计。
2018-09-20 astro-ph.SR
Optical and X-ray Variability of the Peculiar Cataclysmic Variable FS Aur with a Magnetic and Freely Precessing White Dwarf
我们提出了在2010-2011年观测季节进行的特殊的激变变量FS御夫座长期监测的初步结果。天文学家的观测首次在测光数据中揭示了白矮星的岁差周期，而以前只能通过光谱观测。这在（B-I）颜色指数中最好地看到，并且反映了光谱能量分布的可变性。钱德拉和斯威夫特对X射线观测的分析也揭示了光变曲线中轨道周期和岁差周期的存在。我们还表明，FS Aur的长期变化和其爆发活动的特点可能是由于从第二颗星的质量转移率的变化，作为一个紧密的双星轨道的偏心率调制的结果诱导的存在下，第三个机构的环双星轨道。
2011-11-28 astro-ph.SR
First Results from the Disk Eclipse Search with KELT (DESK) Survey
利用KELT（Kilodegree Extremely Little Telescope）系外行星巡天的时间序列测光，我们正在通过恒星的原行星盘，特别是在年轻的恒星协会中寻找恒星的日食。到目前为止，我们已经发现了两个以前未知的，围绕年轻恒星御夫座RW和V409 Tau的大型变暗事件。我们将御夫座RW的变暗归因于其潮汐破裂盘的掩星，这种破裂可能是由于其双星伴星最近的一次飞越造成的。即使在御夫座RW的动力学环境下，扭曲的盘状物质仍然非常紧凑，可能能够形成行星。这个系统还表明，在行星形成过程中，强的双星与盘的相互作用也可以通过搅动和混合物质来影响行星和核心的组成。我们解释V409 Tau的变暗是由于一个特征，可能是一个弯曲或扰动，位于距离主星至少10 AU的近边缘的拱星盘上。
2015-09-14 astro-ph.SR
Magnetic field structure in single late-type giants: The effectively single giant V390 Aur
我们使用分光偏振法对活动巨星V390 Aur进行了研究，以获得磁场和活动指标的直接和同时测量，以便精确了解其活动。我们使用分光偏振计NARVAL在伯纳德Lyot望远镜（天文台杜Pic杜Midi，法国），以获得一系列的斯托克斯I和斯托克斯V的配置文件。最小二乘反卷积（LSD）技术被应用到检测塞曼签名的磁场在我们的13个观测，并测量其纵向分量。我们还可以监测CaII K & H和IR三联体，以及作为活性指示剂的H_α线。为了重建V390 Aur的磁场几何形状，我们应用了塞曼多普勒成像（ZDI）反演方法，并给出了磁场的地图。基于所获得的光谱，我们还改进了恒星的基本参数和Li丰度。ZDI揭示了径向磁场的结构，包括一个极性为正的极磁点和几个低纬度的负磁点。在方位场图上有一个高纬度带，表明在接近地表的地方有一个环向场。人们发现，光度周期不能适合的活动指标的色球层中形成的行为。它们的行为表明，与光球层相比，它们的自转速度较慢，但我们的数据集太短，无法估计它们的确切周期。所有这些结果都可以用α-ω发电机操作来解释，考虑到我们使用最新的太阳金属丰度计算的恒星模型研究的V390 Aur的恒星结构和自转特性。计算出的Rossby数也指出了一个非常有效的发电机
2012-01-24 astro-ph.SR
What leads to premature upper cut-off frequencies of auroral radio emission from hot magnetic stars?
近年来，大量的热磁星被发现通过电子回旋脉泽发射过程产生极光射电辐射。这类恒星被命名为主序射电脉冲发射星（Main-sequence Radio Pulse Emitters，MRP）。MRPs的特征现象与木星等行星所表现出的非常相似。然而，MRPs与行星极光不同的一个重要方面是ECME光谱的上限截止频率。虽然木星的上限截止频率被发现与其最大表面磁场强度相对应，但MRPs的上限截止频率总是比其最大表面磁场强度所对应的频率小得多。在本文中，我们报告的宽带观测（0.4- 4.0 GHz）的MRPs HD 35298，使我们能够找到它的ECME频谱的上限截止频率。这使得HD 35298成为第六个对上限截止频率有已知限制的MRP。有了这些信息，我们第一次调查了可能导致过早截止的原因。我们回顾了试图解释这种效应的现有方案，并得出结论，没有一个可以令人满意地解释所有的观察。我们推测，不止一个物理过程可能在发挥作用，以产生所观察到的特征ECME截止的热磁星。进一步的观测，无论是发现更多的热磁星产生ECME，并精确定位上限，将是解决这个问题的关键。
2022-07-01 astro-ph.SR
SPIRou monitoring of the protostar V347 Aur: binarity, magnetic fields, pulsed dynamo and accretion
本文利用SPIRou对原恒星V347 Aur进行1258天监测，发现其为含褐矮星伴星的偏心双星系统，并揭示了由轨道运动触发的“脉冲发电机”机制及以环向分量为主、偶极场微弱的磁场结构。
2024-09-03 astro-ph.SR
The H$α$ line forming region of AB Aur spatially resolved at sub-AU with the VEGA/CHARA spectro-interferometer
恒星形成中的一个关键问题是理解物质在年轻恒星上吸积和喷射的物理机制。CHARA阵列上的可见光谱仪VEGA可以成为探测亚AU热拱星气体结构和运动学的有效手段。首次利用VEGA低光谱分辨率在两条基线上观测了赫比格Ae星AB Aur的H $α$发射线。计算并标定了610 ~ 700 nm的光谱宽度。为了同时再现谱线轮廓和可见度，我们使用了1-D辐射转移代码，该代码计算球形几何中氢原子的能级布居和合成光谱干涉观测值。我们清楚地解决了AB Aur在H $α$线和连续的一部分，即使在最小的基线34米。小天鹅座P星的吸收特征是外流的指示，但不能用球形恒星风模型来解释。相反，它倾向于磁离心X盘或盘风几何。光谱可见度的拟合不能仅用风来解释，因此我们认为亮度不对称可能是由大尺度星云或已知的螺旋结构引起的，从而导致H $α$周围的可见度调制。由于VEGA的独特功能，我们首次成功地同时记录了分辨率为1700的光谱和可见光范围内的光谱，目标微弱到$m_{V}$ = 7.1。可以排除AB Aur风的球形几何形状，并提供现实的解决方案来解释与磁离心加速度兼容的H $α$发射。这项研究说明了光学干涉测量的优点，并激发了对其他明亮年轻恒星的观测，以揭示吸积/喷射过程。
2010-05-28 astro-ph.SR
Evidence for radio and X-ray auroral emissions from the magnetic B-type star rho Oph A
我们提出了对早期型磁星rho Oph A的新ATCA多波长无线电测量（范围2.1-21.2 GHz），该测量于2019年3月在3个不同的观测过程中进行。这些新的ATCA观测证明了恒星无线电发射的明显旋转调制，并在2.1 GHz处检测到rho Oph A的相干极光无线电发射。我们收集了高分辨率的光学光谱的rho Oph A收购的几个仪器在大约十年的时间跨度。我们还报告了新的磁场测量的ρ Oph A，连同无线电光变曲线和时间变化的等效宽度的氦线（λ =5015埃），被用来限制旋转周期和恒星的磁场几何形状。上述结果已被用来模拟恒星无线电发射，建模，使我们能够限制rho Oph A的磁层的物理条件。过去的XMM测量显示rho Oph A的周期性X射线脉冲。我们将X射线光曲线与rho Oph A的磁场几何形状相关联。已发表的XMM数据已被重新分析，表明rho Oph A的X射线光谱与非热X射线组分的存在相容。我们讨论的情况下，发射现象发生在极端的电磁波谱，无线电和X射线，是直接由相同的等离子体过程。我们解释所观察到的X射线和无线电特性的rho Oph A具有极光起源。
2020-02-26 astro-ph.SR
RW Aur B: a modest UX Ori type companion of the famous primary
著名的年轻双星RW Aur的次级星比初级星的研究要少得多。为了弥补这一不足，本文给出了对RW Aur B的UBVRIJHK测光、VRI偏振和光谱观测结果。这颗恒星在光学波段表现出混乱的亮度变化，不规则的短（~ 1天）变暗，幅度$ΔV$高达$1.3^{\rm m}.$变暗伴随着线性偏振的增加（在I波段高达3%），这可能是由于星周盘中的尘埃散射了恒星辐射，这意味着RW Aur B可以被归类为UX Ori型恒星。我们的结论是，观测到的过量发射在$λ\lesssim 0.45$ $μ$ m和longward $\approx$ 2 $μ$ m以及变化的流量和配置文件的HI，HeI和NaI D发射线是由于吸积过程。同时，Ca II线的发射分量表明RW Aur B具有强大的色球。假设太阳元素丰度，我们发现了以下参数的恒星：$T_{\rm eff} = 4100-4200$ K，$A_{\rm V}=0.6 \pm 0.1$（出的调光事件），$L_* \approx 0.6$ $L_\odot,$ $R_* \approx 1.5$ $R_\odot,$ $M\approx 0.85$ M $_\odot,$ $\dot M_{\rm acc}<5\times 10^{-9}$ M $_\odot$年$^{-1}.$最后，我们讨论了可能的原因不同水平的吸积活动的RW Aur二进制组件和目前的论点…
2020-07-24 astro-ph.SR
Analysis of colour and polarimetric variability of RW Aur A in 2010-2018
介绍了在2010-11年和2014-18年前所未有的长而深（高达$ΔV \approx 5$等）的变暗事件期间观察到的年轻恒星RW Aur A的$UBVRIJHKLM$测光和$VRI$偏振测量结果。RW Aur A在这一时期的偏振度$p$在$I$波段达到了30%。与乌斯型猎户座恒星（UXOR）的情况一样，在恒星的色等$V$与$V-R_{\rm c},$ $V-I_{\rm c}$图中观察到所谓的“蓝化效应”，以及$p$与亮度之间的强相关性。但日食的持续时间和振幅以及偏振矢量的值和方向在我们的情况下与UXOR有显着差异。我们得出的结论是，RW Aur A的昏暗发生由于日食的恒星和内部区域的光盘的轴对称尘埃结构位于光盘上方，并创造了盘风。考虑到星周尘埃对恒星光的散射和吸收，我们解释了光变曲线的一些特征和偏振度-星等关系。发现在最小亮度期附近，沙尘风的质量损失率为$> 10^{-9}$ M $_\odot$ yr $^{-1}.$
2018-11-01 astro-ph.SR
HST/STIS observations of the RW Aurigae bipolar jet: mapping the physical parameters close to the source
我们提出了新的光谱诊断调查的结果，适用于高分辨率的长缝光谱的RW Aur双极射流获得HST/STIS。光谱包括禁戒双峰[O I] 6300，6363 <$，[S II] 6716，6731 <$，和[N II] 6548，6583 <$，我们用来确定电子密度，电子温度，氢电离分数，总氢密度，径向速度和质量流出率。我们能够在红色光束中提取3”.9的参数，在蓝移光束中提取2”.1的参数。RW Aur喷流似乎是迄今为止研究的第二个金牛座T恒星的密集外流，但它的其他性质与年轻恒星的其他喷流非常相似。沿着RW Aur喷流的前几角秒的物理参数的总体趋势与HH 30和DG Tau相似，这可以反映在该区域运行的机制中的类比，这表明相同的发动机正在加速Tauri T恒星中的喷流。我们的研究的RW Aur喷流表明，第一次，尽管检测到显着的不对称的物理和运动学性质之间的两个瓣，在两个瓣的质量流出率是相似的。这似乎表明，中央引擎在系统的两侧都具有约束对称性，并且观察到的不对称性可能是由于不同的环境条件。
2009-10-02 astro-ph.SR
The detection of variable radio emission from the fast rotating magnetic hot B-star HR7355 and evidence for its X-ray aurorae
本文研究了磁性早期B型星HR7355的多波长性质。我们提出了它的无线电光变曲线在几个频率，采取与Jansky甚大阵，和X射线光谱，采取与XMM X射线望远镜。斯托克斯I和V的射电光变曲线模型提供了对HR7355磁层的定量分析。HR 7355和Ap星CUVir的类似分析之间的比较，使我们能够研究两颗恒星的不同物理参数如何影响各自的磁层结构的非热电子起源。我们的模型包括一个冷的热等离子体成分，积累在高磁纬度，影响无线电制度，但不会引起X射线发射。相反，热X射线发射是由靠近磁赤道面的气流碰撞产生的激波引起的。对HR 7355的X射线光谱的分析也表明存在非热辐射。幂律X射线能量分布的谱指数与非热电子能量分布的谱指数之间的比较表明，非热X射线分量可能是撞击恒星表面的非热电子的极光特征，与观测到的无线电发射负责的非热电子相同。在我们分析的基础上，我们提出了一个新的模型，同时解释的X射线和无线电功能的HR 7355，可能是相关的磁层的其他磁性早型星。
2017-02-10 astro-ph.SR
BRITE photometry and STELLA spectroscopy of bright stars in Auriga: Rotation, pulsation, orbits, and eclipses
连续测光与多达三个BRITE卫星获得了12个目标，并进行了定期搜索。使用了与STELLA同步的高分辨率光谱学，通过与模板光谱的互相关获得径向速度，并通过与模型光谱的比较确定天体物理参数。卡佩拉红光曲线被发现是恒定的超过176天的均方根为1毫微克，但蓝光曲线显示的周期为10.1 $\pm$ 0.6天，我们解释为旋转周期的G0组件。F0超巨星$\varepsilon$ Aur的BRITE光变曲线表明其主脉动周期为152 d，而恒星径向速度则显示出明显的68 d周期。用BRITE覆盖了$ζ$ Aur双星系统的日食入口，并导出了日食开始的精确时间。$η$ Aur是一颗慢脉动B星，主周期为1.29 d，是迄今为止发现的最亮的慢脉动B星之一。由光度学和光谱学方法分别测得磁性Ap星$θ$ Aur的自转周期为3.6189 d和3.6177 d，在误差范围内可能相同。光度旋转周期也被确认为Ap型恒星$τ$ Aur为2.463 d，太阳型恒星$κ^1$ Cet为9.065 d，B7 HgMn巨星$β$ Tau为2.74 d。本文导出了食SB2双星$β$ Aur、食27年的SB1 $\varepsilon$ Aur和RS CVn双星HR 1099的修正轨道解。$ν$ Aur和$ι$ Aur这两颗恒星被认为是长期的、低振幅的RV和亮度变星，但只能提取出$ν$ Aur的基于20年周期和0.7离心率的临时轨道…
2020-10-20 astro-ph.SR
Spatially resolved velocity structure in jets of DF Tau and UY Aur A
年轻的恒星从它们的拱星盘中吸积质量和角动量。它们中的一些还驱动外流，这可以在光学禁止发射线（FEL）中区分。我们分析了由哈勃太空望远镜（HST）观察到的长缝光谱的二进制金牛座T星的样本，寻找空间分辨的流出。我们检测到解决[O I]排放在两种情况下，21。在DF Tau中，我们将高速和中速外流解析为射流和60 AU的反射流。流出物在内部12 au内被加速并且此后保持恒定速度。在UY Aur中，我们探测到来自UY Aur A的蓝移和红移流出，以及来自UY Aur B的蓝移喷流。所有这些特征都在[Fe II]中看到，间隔十年的数据表明，在这些时间尺度上，基本的流出模式是稳定的。
2020-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variability of the Spin Period of the White Dwarf in the Intermediate Polar V405 Aur: Low-Mass Third Body or Precession ?
本文介绍了利用不同仪器对武夫座V405（RX J0558.0+5353 = 1 RXS J055800.7+535358）进行测光CCD观测的结果。我们分析了V405 Aur（RX J0558.0+5353）系统中白矮星自旋周期的变化，使用我们的观测和以前公布的最大定时。2010-2012年系统自转周期为$P=545.4558163(94)$ s。由于我们在观测数据的差距，我们提出了2个假设的自旋周期的变化，这个系统-一个立方体的星历，可以解释为一个岁差的磁白矮星或周期变化的周期为6.2年和半振幅的$17.2\pm1.8$秒。这种周期性的变化可以用低质量恒星（$M_3\ge0.09M_\odot$）引起的光时效应来解释。在这种情况下，系统属于一类罕见的具有第三个身体的激变变星。
2013-08-09 astro-ph.SR
Identification of Young Stellar Variables with KELT for K2 I: Campaign 13 Taurus Dippers and Rotators
其中一个研究最充分的年轻恒星协会，金牛座-御夫座，将在2017年春季由扩展的开普勒任务K2观测。K2 Campaign 13（C13）将是一个独特的机会，以高光度精度和节奏研究这个年轻的协会中的许多恒星。使用观测的Kilodegree极小望远镜（KELT）的调查，我们确定“勺”，随机变量和周期变量之间的K2 C13目标恒星。此次发布的KELT数据（电子表格中的光变曲线数据）为社区提供了长期基线观测，以帮助了解该协会中更奇特的变量。在几个月到几年的时间尺度上，类似瞬变的现象是年轻恒星天体光变曲线的已知特征，这使得K2前后的背景观测对于理解它们的基本过程至关重要。我们正在提供一套全面的KELT光变曲线已知金牛座御夫座恒星在K2 C13。来自K2和KELT的综合数据集应该允许与恒星形成，恒星变化和原行星环境有关的广泛调查。
2017-09-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Open clusters in AurOB2
我们研究了HII区域Sh 2-234周围的区域，包括年轻的疏散星团Stock 8，以调查协会Aur OB 2的范围和定义以及触发大规模团簇形成的可能作用。我们对Stock 8进行了Strömgren和J，H，Ks测光，并对该区域的另外两个候选星团进行了Strömgren测光，确认它们是年轻的疏散星团，并命名为Alicante 11和Alicante 12。我们对该区域的33颗早期恒星进行了光谱分析，包括最亮的星团成员。我们计算了三个疏散星团和周围星协的共同距离$2.80^{+0.27}_{-0.24}$ kpc。我们得出的年龄为4-6 Ma的股票8，并没有发现一个显着不同的年龄为其他集群或协会。恒星LSV +34 23，光谱类型为O 8 II（f），可能是Sh 2-234的主要电离源。我们观察到一个重要的人口前主序星，其中一些磁盘，与B型成员躺在主序星。我们将该地区解释为最近的恒星形成区域，其中有一些残留的和非常局部的恒星形成。我们没有发现大规模连续恒星形成的证据。Aur OB 2的经典定义必须重新考虑，因为它的两个主要的疏散星团，Stock 8和NGC 1893，距离不一样。库存8可能位于英仙座臂，但其他附近的HII区域，其距离也将它们置于这个臂中，显示出完全不同的距离和径向速度，因此，没有连接。
2016-04-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Historical Auroras in the 990s: Evidence for Great Magnetic Storms
最近，在994年的树木年轮中发现了一个显著的碳-14增强，这表明在短时间内发生了一个非常大的宇宙射线通量事件。这一特殊宇宙射线事件的起源尚未得到证实，但有一种可能性是它起源于太阳。低纬度极光的当代历史记录可以作为当时强烈太阳活动的支持证据。我们调查了以前报道的以及从90年代开始在当代观测中发现的新记录，以确定潜在的极光。在992年末和993年初，在世界各地，即朝鲜半岛、德国和爱尔兰岛，都发现了潜在的红色极光记录，这表明太阳活动导致了强烈的地磁风暴。
2016-12-04 astro-ph.SR physics.hist-ph physics.space-ph
The deep eclipses of RW Aur revisited by long-term photometric and spectroscopic monitoring
本研究通过长期多波段测光和光谱监测，发现 RW Aur 的深度变暗与亮度下降时 Hα 线减弱、[OI] 线增强，支持热尘埃风导致消光的理论。
2023-12-29 astro-ph.SR
A survey of T Tauri stars with AKARI toward the Taurus-Auriga region
目的：我们用AKARI全天巡天的中红外（MIR）部分在9和18 μ m波长搜索新的金牛座T星（TTS）候选者。方法：我们使用的点源目录（PSC），获得的红外相机（IRC）上AKARI。我们结合了2 MASS PSC和第三版的USNO CCD星表（UCAC）与AKARI IRC-PSC，并调查了517个已知的TTS超过1800平方度的金牛座-御夫座地区的一部分，以找到标准提取TTS。我们考虑了渐近巨星分支（AGB）恒星，后AGB恒星，行星状星云（PNE）和星系，它们具有相似的MIR颜色，以将TTS从这些来源中分离出来。结果：在517个已知的TTS中，我们检测到133个AKARI源。基于AKARI、2 MASS和UCAC巡天的颜色-颜色和颜色-星等图，提出了从AKARI全天数据中提取TTS候选者的标准。在我们的标准的基础上，我们选择了176/14725 AKARI源作为TTS候选人，这些源位于金牛座-御夫座地区。与SIMBAD相比，有148个先前确定的来源，包括115个年轻恒星天体（YSO）和28个未确定的来源。结论：基于SIMBAD鉴定，我们采用我们的标准将TTS鉴定概率取为~ 75%。我们发现28 TTS候选人，其中我们预计21将被确认，一旦后续观察可以获得。虽然~ 75%的概率并不那么高，但它受到SIMBAD数据库完整性的影响，我们可以在整个天空中，在所有恒星形成区域中搜索TTS…
2010-06-03 astro-ph.SR
Auroral Radio Emission from Stars: the case of CU Virginis
室女座CU是一颗快速旋转的磁性化学特殊恒星，目前具有独特的无线电发射特性。最有趣的是存在强烈的，100%的圆偏振辐射归因于回旋脉塞。每一次恒星旋转，这种高度光束发射点两次指向地球，就像脉冲星一样。我们在2010年4月观察了CU Vir，EVLA在两个频段，中心在1450和1850 MHz。我们几乎覆盖了整个旋转周期，确认存在的两个脉冲的通量密度高达20毫焦耳。以前所未有的光谱和时间灵敏度获得的动态光谱使我们能够清楚地看到作为频率函数的不同时间延迟。我们将这种行为解释为恒星磁层内辐射的传播效应。这一新出现的情况表明，它与行星的极光无线电发射有着有趣的相似之处，特别是与地球的极光千米辐射（AKR）有着相似之处，后者起源于磁极上方几个地球半径处，直到最近才被发现具有高度辐射。我们的结论是，CU Vir，地球和其他行星的磁层，也可能是系外行星，可能有类似的几何和物理特性的回旋脉泽产生的区域。此外，脉冲是旋转周期的完美“标记”。这使我们第一次有可能以非凡的精度测量主序星或主序星附近恒星的自旋下降。
2011-07-04 astro-ph.SR
The auroral radio emission of the magnetic B-type star rho OphC
主序早型星的非热射电辐射是恒星磁性的一个特征。我们提出了多波长（1.6-16.7 GHz）ATCA测量的早期型磁星rho OphC，这是一个平谱非热射电源。rho OphC无线电发射是部分圆偏振的，具有陡峭的光谱依赖性：在最低频率子带（1.6 GHz）处，偏振发射的分数约为60%，而在16.7 GHz处未检测到。这是来自rho OphC磁层的相干极光射电发射（ARE）的明确证据。有趣的是，rho OphC的ARE的检测与特殊的旋转相位无关。这是恒星几何的结果，这使得放大辐射的强烈各向异性辐射束总是指向地球。圆偏振符号主要证明了电磁波的普通模式的放大，这与密集区域内发生的脉泽放大相一致。这是极盖等离子体蒸发的间接证据，这种现象是热X射线极光的原因。rho OphC不是第一颗显示O模主导的ARE的早期型磁星，但它是第一颗始终显示ARE的恒星。
2020-09-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Unveiling stellar aurorae: Simulating auroral emission lines in hot stars induced by high-energy irradiation
本研究针对热星光谱中极光发射线的未知问题，利用TLUSTY代码结合X射线辐照模拟热星极光发射线，识别出红外候选谱线并计算探测阈值，同时在FUSE观测数据中未找到对应候选线。
2024-05-16 astro-ph.SR
Large scale star formation in Auriga region
在$VI$波段的新观测以及来自2 MASS和$WISE$巡天的档案数据已被用于生成一个年轻恒星天体（YSO）目录，该目录覆盖了以$l\sim173^\circ$和$b\sim1^\circ.5$为中心的御夫座地区约$6^\circ\times6^\circ$的区域。确定的YSO的性质和它们的空间分布被用来研究该地区的恒星形成。YSO的分布以及电离气体和分子气体的分布揭示了两个环状结构，每个环状结构在范围上延伸几度。我们将这些结构命名为御夫座气泡1和2。气泡的中心似乎在银河系中平面的上方。大多数I类{ \sc i} YSO与气泡相关，而相对较老的群体，即，类\，{ \sc ii}对象是随机分布的。使用最小生成树分析，我们发现26个可能的子集群有5个或更多的成员。亚簇的大小在$\sim$ 0.5 pc - $\sim$ 3 pc之间，并且有些伸长。大部分子星系团区域的恒星形成效率在5 $\%$ - 20 $\%$之间变化，表明子星系团可能是束缚区。这些子集群的半径也支持它。
2019-12-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Long-Lasting Extreme Magnetic Storm Activities in 1770 Found in Historical Documents
在低磁纬地区的暗红色极光是一种直观的和公认的地磁风暴的表现。1770年9月16日至18日在整个东亚地区看到的低纬度极光被认为是最大的风暴之一。最近在东亚地区发现的111份历史文献证明，这些低纬度极光显示在1770年9月10日至19日期间在最低磁纬地区（< 30°）成功了近9个夜晚。这表明大磁暴的持续时间比平常长得多。1770年的太阳黑子图显示，太阳黑子的面积是1859年另一场大风暴中观测到的面积的两倍，这证实了1770年这场不寻常的风暴活动。这些斑点可能在短时间内向行星际空间喷射了几个巨大的连续磁性结构，导致了1770年9月中旬壮观的全球极光。这些发现提供了关于极端磁暴的历史，持续时间和影响的新见解，对于那些需要减轻极端事件的人来说可能是有价值的。
2017-11-02 astro-ph.SR physics.hist-ph physics.space-ph
Interferometric Upper Limits on Millimeter Polarization of the Disks around DG Tau, GM Aur, and MWC 480
毫米波偏振测量为探测星周盘中磁场的几何形状提供了一种很有前途的方法。单碟观测和理论工作已经暗示磁场几何形状可能主要是环形的，并且圆盘应该表现出2- 3%的毫米极化分数。虽然随后的工作没有证实这些高偏振分数，但观测波长或目标源与原始观测不同。在这里，我们提出了新的偏振观测三个附近的拱星盘在2”的分辨率与亚毫米阵列（SMA）和毫米天文学研究组合阵列（CARMA）。我们重新观察GM Aur和DG Tau，在这些系统中，毫米波偏振探测已经被要求。尽管在类似于先前观测的波长下具有更高的分辨率和灵敏度，但新的观测结果并没有显示出显着的偏振。我们还增加了一个新的HAeBe系统，MWC 480的意见。这些观测结果表明，在大尺度（>100天文单位）的明亮星周盘中，极低（<0.5%）的极化率可能很常见。我们认为，高分辨率的观测可能是值得的探测磁场结构的线性距离小于磁盘规模的高度，以及在区域更接近恒星，可能有较大的MRI感应磁场强度。
2013-02-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Mapping the distribution of OB stars and associations in Auriga
本文利用Gaia数据、SED拟合与HDBSCAN重新普查御夫座OB星，识别5617颗候选星和5个高置信度星协，并揭示其年龄、膨胀特征及与英仙座旋臂运动相关的年龄梯度。
2023-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Non-Stop Aurora? The Intriguing Radio Emission from the Rapidly Rotating Magnetic Massive Star HR 5907
本研究针对快速旋转的大质量磁星HR 5907的低频射电辐射展开，通过uGMRT观测发现其具有持续高圆偏振的可变辐射，证实为电子回旋脉泽辐射产生的极光辐射，将其认定为第二颗因磁轴与自转轴近对齐而产生持续相干射电的主序射电脉冲星。
2025-01-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
MINDS. Young binary systems with JWST/MIRI: Variable water-rich primaries and extended emission
Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构）；Leiden University（莱顿大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA)（马克斯·普朗克天文学研究所）；Rijksuniversiteit Groningen（格罗宁根大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Université de Liège（列日大学）；Texas State University（德克萨斯州立大学）；University of Exeter（埃克塞特大学）
MINDS项目通过JWST等多台望远镜分析年轻双星系统的中红外发射，揭示主星和次星盘在化学和物理特性上的显著差异，以及动态截断对吸积和水发射的影响。
2025-08-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A Jupiter-like radio aurora in the L3.5 dwarf LSPM J0036+1821
Universitat de València（瓦伦西亚大学）；Centro de Astrobiología, CSIC-INTA（西班牙国家研究委员会-国家航空航天技术研究所天体生物学中心）；Lowell Observatory（洛厄尔天文台）；Trinity College Dublin, The University of Dublin（都柏林大学圣三一学院）；University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）
通过多波段观测和极光建模，发现L3.5矮星LSPM J0036+1821的射电辐射呈现类木星极光特征，由电子回旋脉泽不稳定性驱动，并确定了其精确自转周期。
2026-10-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Adaptive Optics Echelle Spectroscopy of [Fe II] 1.644 um in the RW Aur Jet: A Narrow Slice Down the Axis of the Flow
我们提出了新的自适应光学阶梯光谱的近红外[Fe II]线的红移和蓝移的喷流从金牛座T星RW Aur。光谱具有前所未有的高空间和光谱分辨率的组合，使其能够跟踪流的动态到距离源仅10 AU的投影距离。正如先前的研究所指出的，红移的流动比它更暗的蓝移的对应物慢得多。我们的观测清楚地表明，径向速度和发射线的宽度都较大，靠近源的两侧的射流。在流动两侧的线宽度为射流速度的20% - 30%，显著大于由发散的恒定速度流动产生的线宽度。所观察到的线宽可能来自射流中的分层速度结构或磁波。一个明亮的结在红移喷流没有随之增加的线宽，这意味着它不是由弓形激波加热。替代的加热机制包括平面冲击、双极扩散和磁重联。
2009-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Extreme Space Weather Event of 1872 February: Sunspots, Magnetic Disturbance, and Auroral Displays
本文回顾1872年2月4日Chapman-Silverman极端磁暴，结合太阳活动区观测、地磁记录和极光报告，估算其Dst最低达-834 nT，并确认其强度与1859年和1921年极端风暴相当，属于迄今观测到的三大磁暴之一。
2024-12-30 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.geo-ph
