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
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
Dynamics of wind and the dusty environments in the accreting T Tauri stars RY Tau and SU Aur
年龄小于1000万年的经典金牛座T星拥有吸积盘。磁流体动力学过程在盘和恒星磁层之间的边界控制吸积和喷射气体流动。我们进行了一系列的同时光谱和光度观测的经典金牛座T星RY头和SU Aur的目的是量化的吸积和流出动力学的时间尺度从天到年。结果表明，盘风中的尘埃是这些恒星光度变化的主要来源。在RY Tau中，我们观察到一个新的效应：在增强流出的事件中，星周消光变低。外流速度和恒星亮度变化的特征时间表明，遮蔽尘埃在恒星附近。两颗恒星的外流活动都在以年为单位的时间尺度上发生变化。在RY Tau的2015-2016赛季和SU Aur的2016-2017赛季期间观察到H $α$轮廓变异性的静止期。我们在磁层吸积模型的框架下解释了这些发现，并讨论了全球恒星磁场如何影响外流活动的长期变化。
2018-11-21 astro-ph.SR
Variations of the 10 um Silicate Features in the Actively Accreting T Tauri Stars: DG Tau and XZ Tau
利用斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪，我们观测到附近金牛座-御夫座恒星形成区中11颗活跃吸积的金牛座T星的多个时期。在第2和第3周期的1.5年中，共收集了88个低分辨率中红外光谱。这个多时期的调查结果表明，10微米的硅酸盐复杂的光谱中的两个源- DG Tau和XZ Tau -经历了显着的变化与硅酸盐的功能越来越弱和强，超过一个月和一年的时间尺度。较短的时间尺度变化的一天到一周的时间尺度内没有检测到测量通量的错误。该数据集的时间分辨率覆盖范围不足以确定变化是否是周期性的。纯发射组成模型的硅酸盐复合物在每个时代的DG头和XZ头光谱提供不良的拟合所观察到的硅酸盐功能。这些结果与以前的小组，试图只适合这些来源的单历元观测结果。简单的两个温度，两个板坯模型具有相似的成分成功地再现了所观察到的硅酸盐特征的变化。这些模型暗示了硅酸盐复合物减少的自吸收起源，而不是排放尘埃颗粒的人口组成变化。我们讨论了几种情况下产生这种变化，包括磁盘阴影，垂直混合，磁盘加热的变化，和磁盘风事件与吸积爆发。
2009-10-19 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
Pre-Main Sequence variables in the VMR-D : identification of T Tauri-like accreting protostars through Spitzer-IRAC variability
我们提出了一个年轻的恒星物体的红外线变化的研究，通过两个斯皮策-IRAC的船帆座分子云D（VMR-D）的观测时间间隔约6个月的图像。通过使用相同的空间红外仪器，这项研究消除了所有不必要的影响，通常不可避免的比较时，从不同的仪器获得的目录。VMR-D地图覆盖约1.5平方度。恒星形成活跃的地方我们感兴趣的吸积前主序星的光度变化是由于间歇性事件的磁盘吸积（即活跃的金牛T星和EXor型对象）。这些可变物体是从超过170，000个以S/N比> 5探测到的源的目录中选出的。我们搜索样本的变量，其光度特性接近那些已知的EXOR的。这些后者被监测在一个更系统的方式比金牛T星和机制，规范观察到的现象是完全相同的。因此，EXor行为的模态通常被用作选择变量的驱动标准。我们选择了19个真正的候选人，构成了一个定义明确的新的可变目标样本，以供进一步调查。其中，10个源呈现斯皮策MIPS 24微米对应物，并被分类为3个I类，5个平坦光谱和2个II类物体，而其他9个源的光谱能量分布与I类以上的相位兼容。这与已知EXor的小样本是一致的，并表明吸积耀斑或EXor阶段可能是I/II类跃迁。我们还提出了新的处方，可以在未来的搜索在大型IR数据库中的吸积变量是有用的。
2009-06-22 astro-ph.SR
The curious case of PDS 11: a nearby, >10 Myr old, classical T Tauri binary system
本文介绍了PDS 11双星系统的研究结果，它属于一类罕见的孤立的高银纬金牛T星。我们的光谱分析表明，PDS 11是一个M2-M2二元系统，两个组件显示出相似的H-α发射强度。这两颗恒星似乎都在吸积，是经典的金牛座T星。锂双态Li I 6708埃，年轻的标志，存在于PDS 11 A的光谱中，但不在PDS 11B中。通过应用锂贫化边界法测年，并与Li I 6708运动族的等效宽度分布进行比较，我们估计PDS 11 A的年龄为10 ~ 1500万年。与主序前演化模型的比较表明PDS 11 A是一颗质量为0.4太阳的金牛T星，距离为114-131 pc。PDS 11系统似乎与任何已知的恒星形成区或移动集团都没有联系。PDS 11是继TWA 30和LDS 5606之后的新成员，是一个有趣的古老的、满是尘埃的、宽双星的经典金牛座T系统，其中两个组成部分都在积极地吸积。
2017-03-17 astro-ph.SR
Star-disk interactions in the strongly accreting T Tauri Star S CrA N
本研究通过分光偏振观测和塞曼-多普勒成像，约束了强吸积T Tauri星S CrA N的磁场拓扑和磁层性质，发现其磁场与发射线磁特征不一致，并建议多技术同步观测以进一步研究其吸积-喷流现象。
2023-08-07 astro-ph.SR
Starspots as an Explanation for the Mysterious IYJ Continuum Excess Emission in Classical T Tauri Stars
本文通过构建包含星斑、吸积热斑和温暖内盘的新光谱模型，重建16颗经典金牛T型星的近红外光谱，证明考虑星斑可消除IYJ连续谱超量中对中等温度分量的需求，凸显了星斑处理在吸积低质量恒星研究中的关键作用。
2024-11-19 astro-ph.SR
The Effect of Starspots on Spectroscopic Age and Mass Estimates of Non-Accreting T~Tauri Stars in the Taurus-Auriga Star Forming Region
本文通过近红外光谱和复合模型刻画金牛座-御夫座T Tauri星的星斑，发现考虑星斑后恒星质量平均增加60%、年龄增加一倍，修正了传统光学光谱方法的偏差。
2024-03-29 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
NUV Excess in Slowly Accreting T Tauri Stars: Limits Imposed by Chromospheric Emission
被质量吸积率非常低的圆盘包围的年轻恒星可能处于内部圆盘演化的最后阶段，因此特别值得研究。利用哈勃太空望远镜（HST）上的宇宙起源光谱仪（COS）和空间望远镜成像光谱仪（STIS）对500 - 900万年前的两颗恒星RECX-1和RECX-11进行了紫外（UV）观测，并对它们进行了光学和近红外光谱观测。这两颗恒星的近紫外辐射水平相似，尽管光谱证据表明RECX-11正在吸积，而RECX-1没有。在RECX-11中，H α和He I 10830的谱线轮廓显示出随时间变化的宽和窄的红移吸收分量，揭示了吸积流的复杂性。我们发现，吸积指标通常用于测量质量吸积率，例如U带过剩光度或钙II三线光度是不可靠的低吸积物，至少在中间K光谱范围。以RECX-1作为光球层和色球层发射本征水平的模板，我们确定RECX-11的上限为3 x 10^-10太阳质量/年。在如此低的吸积率下，最近的光蒸发模型预测，在圆盘中应该已经形成了一个内孔。然而，RECX-11的光谱能量分布显示，在近红外波段的通量与金牛座的中值相当，这表明仍然存在大量的尘埃。在RECX-11中观测到了在最内侧盘中形成的荧光H_2发射线，表明在内侧盘中存在气体和尘埃。
2011-10-28 astro-ph.SR
Nonradial and nonpolytropic astrophysical outflows IX. Modeling T Tauri jets with a low mass-accretion rate
内容：金牛座T星的一个大样本显示出光学喷流，其中大约一半旋转缓慢，只有其分裂速度的10%。磁盘锁定机制已被证明是无效的，以解释这一观察事实。目的：我们表明，低质量吸积金牛座T星可能有一个强大的恒星喷流组件，可以有效地制动恒星观察到的旋转速度。研究方法：通过非线性分离的变量的MHD方程组的完整的，我们构造半解析解描述的动力学和拓扑结构的恒星成分的喷流，出现从日冕的恒星。结果：分析了质量损失率相同但磁杠杆臂和喷流半径不同的两种典型解。第一个解决方案具有长的杠杆臂和宽的喷流半径，有效地制动了恒星，并且可以应用于金牛座T恒星的可见喷流，例如RY Tau。第二个解的杠杆臂较短，喷流半径很窄，这可以解释为什么类似的恒星，无论是弱线金牛座T星（WTTS）还是经典金牛座T星（CTTS），都没有可见的喷流。例如，RY Tau本身似乎有不同的相位，可能取决于恒星的活动。结论：第一，恒星喷流似乎能够制动前主序星与低质量吸积率。其次，由于边界条件的变化，喷流可能只能在部分时间内可见。我们还提出了一个可能的方案来解释CTTS和WTTS之间的二分法，旋转速度更快，没有可见的射流。
2011-07-13 astro-ph.SR
2M1155-79 (= T Cha B): A Low-mass, Wide-separation Companion to the Nearby, "Old" T Tauri Star T Cha
早K星T Cha是相对较近的（D ~ 100 pc）金牛座T星星协的成员，是一颗相对“老”（年龄~ 700万年）的金牛座T星，它仍在从一个轨道盘中零星地吸积，而这个轨道盘的内部区域现在显然正在被一个近距离的亚恒星伴星清除。我们报告的识别，通过分析自行，偶然的X射线成像光谱学，和后续的光学光谱学，一个新的成员，的ChaoCha协会，很可能是一个低质量的同伴T Cha在一个预计的分离约38 kAU。结合X射线和光学光谱数据表明，伴星T Cha B（= 2 M1155 -79）是一颗光谱类型为M3的弱线金牛座T星（wTTS），年龄<1000万年。针对T Cha的T Cha B的偶然X射线（XMM-牛顿）观测也产生了在Chamaeleon云复合体中两个背景wTTS的偶然检测，其中包括一个新发现的低质量成员Cha云前MS人口。T Cha是第三个邻近的、“老”但仍在积极吸积的K型前MS恒星/盘系统（其他是TW Hya和V4046 Sgr）的突出例子，以非常大（12-40 kAU）的分离为特征，表明这种宽分离的伴星可能会影响太阳质量恒星周围行星形成的条件和时间尺度。
2012-02-01 astro-ph.SR
Characterizing the stellar photospheres and near-infrared excesses in accreting T Tauri systems
使用NASA IRTF SpeX数据从0.8到4.5 $μ$ m，我们确定自洽的恒星性质和超额发射以上的光球的经典金牛座T星（CTTS）在金牛座分子云的样品具有不同程度的吸积。这一过程使用了最近文献中的技术以及对弱线金牛座T星（WTTS）的观测相结合，以解释TTS和矮星之间的表面重力和色球活动的差异，TTS和矮星通常用作CTTS的光球模板。我们改进的面纱和消光估计我们的目标，使我们能够提取通量校准光谱的过量在近红外。我们发现，我们能够产生一个可接受的参数拟合的近红外过度使用的组合多达三个黑体。在我们的样本的一半，两个黑体在8000 K和1600 K的温度足够。这些温度和相应的立体角是一致的，从吸积激波的恒星表面和内部尘埃升华边缘的磁盘，分别发射。相比之下，另一半需要在8000，1800和800 K的三个黑体来描述过量。我们解释结合两个较冷的黑体作为尘埃升华壁与从磁盘表面超出壁或壁本身的曲率的贡献，这两者都不应该有单温黑体发射。在这些拟合中，我们没有发现任何证据表明内部尘埃边缘内的光学厚气体有贡献。
2013-03-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Do accretion-powered stellar winds help spin down T Tauri stars?
本研究通过恒星自转模型与合成种群分析，发现APSW显著影响盘截断半径与共转半径之比，当观测样本量超过250颗时即可高置信度区分ME与APSW两种减速机制。
2025-04-04 astro-ph.SR
The Light Curve of the Weakly-Accreting T Tauri Binary KH 15D from 2005-10: Insights into the Nature of its Protoplanetary Disk
介绍了2005-2010年期间独特的主序前双星系统KH 15 D的测光结果。在过去的50年里，这个系统已经表现出光度变化和日食，这是由进动的环双星盘引起的。掩星边缘在双星轨道上的推进仍在继续，两颗恒星的光球现在在任何时候都完全被遮蔽了。这个系统现在只能通过散射光看到，但它继续显示出轨道周期的周期性变化，振幅超过两个星等。这种变化只取决于二进制相位，可能至少从1995年开始就存在于数据中。它本身就可以解释光变曲线上的肩部在进入之前和离开之后，避免了对现存模型的组件的需要，例如恒星A周围的散射晕或模糊的盘边缘的前向散射。可变散射分量的一个合理来源是来自扭曲的掩星盘远侧的反射光。我们已经检测到在极小值期间发生的V-I中的颜色变化为蓝色和红色的十分之几。这可能表明系统中存在第三个光源（微弱的恒星），或者当被照亮的部分随着恒星的轨道运动而变化时，圆盘的反射特性发生了变化。这些数据支持这样一种观点：环联星盘是一个几何上薄的、光学上厚的层，可能是毫米或厘米大小的颗粒，被双星和可能的其他成分雕刻成一个明显的非平面结构。一个简单的（无限尖锐的）刀口模型可以很好地解释所有最近（2005-2010）的掩星数据。
2010-07-23 astro-ph.SR
Stable and unstable accretion in the classical T Tauri stars IM Lup and RU Lup as observed by MOST
两个经典的金牛座T星，RU Lup和IM Lup的时间变化监测的结果。使用了三个光度数据集：（1）2012年和2013年每年4周的同步（同一场）MOST卫星观测，（2）2013年4月至5月在SAAO进行的多色观测，（3）2001 - 2009年9个季节的存档V型滤光片ASAS数据。他们通过分析2000年至2012年的高分辨率公共领域VLT-UT 2 UVES光谱进行了增强。根据MOST观测结果，我们推断RU Lup的不规则光变化是由不稳定吸积引起的热点随机变化引起的。相比之下，IM Lup的MOST光变曲线相当规则，调制周期约为7.19 - 7.58 d，这与ASAS观测显示的7.247+/-0.026 d周期一致。我们建议，这是IM Lup的旋转周期，是由于在吸积的稳定过程中，在恒星磁极附近产生的两个对跖热点的可见度变化。用加宽函数方法对RU Lup高分辨率光谱进行重新分析，发现了一个大的极地冷点的迹象，该冷点在13年内相当稳定。随着恒星的旋转，点引起的抑郁症的强度在加宽功能配置文件周期性变化的周期为3.71058 d，这是以前发现的光谱互相关方法。
2015-12-07 astro-ph.SR
The role of magnetic fields in pre-main sequence stars
强，千高斯，磁场需要解释一系列的观测性质，在年轻的，吸积前主序星（PMS）系统。我们回顾了用于检测PMS星磁场的技术。从一个长期运行的运动，旨在描述吸积金牛座T星的大尺度磁场的关键结果。这些系统中的表面磁通量地图可以用来建立三维模型，探索磁场的作用以及磁场将吸积从星周盘引导到年轻恒星的效率。金牛座T星磁场的长期变化强烈地指向磁场的发电机起源。研究正在进行中，以量化磁场的变化如何影响它们的吸积特性。我们还提出了第一个结果，从一个新的方案，调查磁场的演变在中间质量（1.5-3 Msun）前主序星，因为它们从对流金牛座T星充分辐射Herbig AeBe星的演变。
2014-02-28 astro-ph.SR
Magnetic Braking of Accreting T Tauri Stars II: Torque Formulation Spanning Spin-Up and Spin-Down Regimes
经典金牛座T星与其周围的吸积盘之间的磁相互作用被认为会影响其自转演化。我们使用2.5维磁流体动力学，轴对称模拟的星盘相互作用，通过PLUTO代码计算，计算这些恒星上的净扭矩。我们将净扭矩分为三个贡献：吸积（自旋向上），恒星风（自旋向下）和磁层喷射（ME）（自旋向上或向下）。在论文I中，我们探讨了相互作用制度，其中恒星磁层截断内盘在一个位置旋转速度比恒星，导致一个强大的净自旋贡献的吸积和ME（“稳定吸积”制度）。在本文中，我们调查的相互作用制度中，截断半径变得更接近，甚至超过共转，它是可能的磁盘材料获得角动量，并定期推出的离心屏障（“螺旋桨”制度）。这降低了吸积扭矩，可以改变ME扭矩的符号，并可能导致净恒星自旋下降配置。这些结果表明，它是可能有一个净自旋的恒星扭矩，即使截断半径内的共转半径（$R_\text{t} \gtrsim 0.7 R_\text{co}$）。我们拟合截断半径的半解析函数，以及与星盘相互作用相关的扭矩（即，的吸积和ME扭矩的总和）和恒星风，允许预测的净恒星扭矩的参数制度，包括净自旋和自旋下降的配置，以及通过一维恒星演化代码调查旋转演化的可能性。
2022-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Asymmetric MHD Outflows/Jets from Accreting T Tauri Stars
对来自年轻恒星的喷流的观测揭示了某些来源的不对称流出。为了评估流出物或喷流相对于赤道面不对称的条件，对旋转磁化星的轴对称粘性/扩散盘吸积进行了大量的$2.5$ D MHD模拟。我们考虑初始磁场是对称的赤道平面，并包括一个径向分布的场线程的磁盘（磁盘场）和恒星偶极子场。（{ \bf 1}）。对于纯盘场，流出的对称性或不对称性受盘的中平面等离子体$β$的影响（其中$β$是等离子体压力与磁压力的比率）。对于低密度光盘与小等离子体$β$值，外流被观察到对称的$10\%$内超过数百个内部光盘轨道的时间尺度。对于密度较高的$β$盘，上、下日冕等离子体的耦合被打破，两半球的准周期场运动变得不同。这种不对称性导致了不对称的偶发性流出。（{ \bf 2.}）吸积恒星与恒星偶极子场和没有磁盘场表现出情节，两个组件流出-磁层风和内部磁盘风从更大的径向距离。两者的特点是相似的速度分布，但磁层风的密度是盘风的$\gtrsim 10$倍。（{ \bf 3}.）增加一个平行于恒星偶极场的圆盘场，可以增强磁层风，但抑制圆盘风。（{ \bf 4}.）相反，增加一个与恒星偶极场反平行的圆盘场可以抑制磁层风和圆盘风。我们的模拟再现了金牛座T星的非对称外流观测的一些关键特征。
2015-03-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Far-ultraviolet Atlas of Low-resolution Hubble Space Telescope Spectra of T Tauri Stars
我们提出了一个远紫外（FUV）光谱图集，包括91个主序前恒星的光谱。该样本中的大多数恒星都是用\emph{Hubble Space Telescope}（\emph{HST}）上的空间望远镜成像光谱仪（STIS）和高级巡天相机（ACS）观测的。我们发现\ion{O}{1} $λ$ 1304三重峰、% \ion{C}{2} $λ$ 1335、\ion{Si}{4} $λλ$ 1394/1403双重峰、\ion{C}{4} $λ$ 1549双重峰和\ion{He}{2} $λ$ 1640线光度之间存在强相关性。对于经典的金牛座T星（CTTSs），我们也发现这些线和吸积光度之间的强相关性，这表明这些线的形成过程与吸积。这些FUV线通量和X射线光度与大的散射松散相关。FUV发射也与H $α$、H $β$和\ion{Ca}{2} K线光度很好地相关。FUV和光学诊断之间的这些相关性可以用来从光学观测获得FUV线通量的粗略估计。分子氢（H $_{2}$）发射通常存在于吸积活跃的CTTS的光谱中，但不存在于不吸积的弱线金牛T星（WTTTS）的光谱中。在HD 98800 N的光谱中存在H $_2$发射，这表明该盘应该被归类为活跃的吸积盘，而不是碎片盘。图谱中的光谱可在http://archive.stsci.edu/prepds/ttauriatlas上获得。
2012-05-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Characterising the magnetospheric accretion process of DF Tauri's primary
University of Geneva（日内瓦大学）
研究DF Tauri双星系统中主星的磁层吸积机制，通过高分辨率光谱偏振观测分析吸积相关发射线变化、遮蔽度及磁场拓扑结构，确认主星经历典型磁层吸积过程。
2026-02-26 astro-ph.SR
X-ray Photoevaporation-starved T Tauri Accretion
观测到吸积的金牛座T星的X射线光度系统地低于非吸积星。对于这种效应，目前还没有被广泛接受的物理解释，尽管有人认为吸积在某种程度上抑制、干扰或掩盖了日冕X射线的活动。在这里，我们认为，相反的情况可能是：日冕X射线调制吸积流。我们重新研究了猎户座星云团中金牛座T星的X射线光度，发现不仅吸积恒星系统地变暗，而且质量吸积速率和恒星X射线光度之间存在相关性。我们使用Ercolano等人的X射线加热吸积盘模型来表明，原行星盘光蒸发质量损失率强烈依赖于恒星的X射线光度和足够高的吸积率竞争。X射线磁盘加热似乎提供了一个可行的机制，用于调制气体吸积流，并可能至少部分负责所观察到的吸积率和金牛座T星的X射线光度之间的相关性。
2009-05-11 astro-ph.GA astro-ph.HE 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
Lyman alpha dominance of the Classical T Tauri FUV Radiation Field
远紫外辐射在确定原行星盘的化学丰度方面起着重要作用。HI莱曼α被怀疑是经典金牛T星（CTTS）FUV辐射的主要成分，但由于星周和星际HI吸收，很难直接测量。为了更好地表征内在莱曼α辐射，我们提出了14 CTTS与哈勃空间望远镜COS和STIS仪器的FUV光谱。H2荧光，常见于CTTS的光谱，激发莱曼α光子，提供了一个间接测量的莱曼α通量入射在温暖的磁盘表面。我们使用观察到的H2进展通量重建CTTS莱曼α配置文件。莱曼α通量与总的测量FUV通量相关，与吸积相关的FUV发射源一致。与几何无关的分析，我们确认，在吸积金牛座T系统莱曼α辐射占主导地位的FUV通量（~1150 - 1700埃）。在所调查的系统中，这一条线占总FUV通量的70 - 90%。
2012-08-10 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
Analytic and numerical models of the 3D multipolar magnetospheres of pre-main sequence stars
传统上，金牛座T星上气体吸积的模型都假设一个偶极的恒星磁层，部分是为了简单起见，但也是因为缺乏关于它们真实磁场拓扑结构的信息。在2007年发表第一张金牛座T星吸积的磁图之前和之后，新一代的磁层吸积模型已经发展起来，其中包括多极磁场。三维模型的大尺度恒星磁层的观测程度的复杂性已通过数值场外推从观测导出的金牛座T磁地图。同样，分析和磁流体动力学模型与多极恒星磁场已经产生。在这篇会议评论文章中，我们比较和对比的数值场外推和分析方法，并认为，大规模的磁层的一些（但不是所有）吸积金牛座T星可以很好地描述倾斜的偶极子加上倾斜八极场分量。我们进一步认为，纵向场曲线，无论是源自吸积相关发射线，还是源自光球吸收线，都对大规模磁场拓扑结构提供了较差的约束，并且需要对旋转调制斯托克斯V信号进行详细建模才能恢复真实的场复杂度。最后，我们检查的优点，缺点和局限性的领域外推和分析方法，以及磁流体动力学模型。
2011-10-26 astro-ph.SR
Evolution of X-ray and FUV Disk-Dispersing Radiation Fields
我们提出了新的X射线和远紫外线（FUV）观测的金牛座T星的年龄范围为1至10万年。我们的目标是观测约束的辐射场的强度负责蒸发气体从拱盘和评估目前的光蒸发模型的可行性，专注于X射线和紫外线辐射。我们通过在猎户座OB 1a子协中观测到的人口稠密的25个猎户座聚集体，大大增加了在X射线中观测到的7- 1000万年前的金牛座T星的数量。这些新的7-10万年的对象，我们确认，X射线发射保持不变，从1-10万年。我们还显示，第一次，观测证据的演化FUV辐射场的样本56吸积和非吸积年轻恒星跨越1万年至1 Gyr。我们发现，FUV辐射减少的时间尺度上的吸积在经典的金牛座T星，直到达到色球水平弱金牛座T星和碎片盘的下降一致。总的来说，我们发现，所观察到的高能辐射的强度是一致的，所需的光蒸发模型耗散磁盘的时间尺度约为10万年。最后，我们发现，影响气体演化的高能量场并没有类似地影响尘埃演化;特别是，我们发现，内部清除，过渡盘，具有类似的水平的FUV发射完整的磁盘。
2011-02-04 astro-ph.SR
Stellar Rotation of T Tauri stars in the Orion Star-Forming Complex
我们提出了一个大规模的研究恒星旋转的金牛座T星在猎户座恒星形成复合体。我们使用的预计旋转速度（$v\sin(i)$）的估计报告的APOGEE-2合作，以及个人的质量和年龄来自恒星的位置在HR图，考虑盖亚-EDR 3星系和测光加上不同的进化模型。我们发现一个经验趋势$v\sin(i)$随着年龄的低质量恒星（$0.4 M_{\odot} < M_{\ast} < 1.2 M_{\odot}$）。我们的研究结果支持存在一种机制，将$v\sin(i)$与吸积原行星盘的存在联系起来，该机制负责在大约600万年的时间尺度内调节恒星的旋转，这是大多数金牛座T星失去内盘的时间尺度。我们的研究结果提供了重要的限制模型的旋转在早期阶段的年轻恒星及其磁盘的演变。
2021-10-13 astro-ph.SR
Protoplanetary Disks of T Tauri Binary Systems in the Orion Nebula Cluster
本文对猎户座星云团（ONC）低质量双星中的原行星盘进行了研究，以评估双星性对星周星盘性质的影响。这是目前在高恒星密度恒星形成环境中进行的最大规模的研究。我们的特别目标是确定存在的磁层吸积和尘埃盘的每个二进制组件，并测量整体磁盘频率。我们进行了空间分辨自适应光学辅助观测，以获得近红外测光和光谱的26个双星在ONC，并确定恒星参数，如有效温度，光谱类型，光度和质量，以及吸积特性和近红外过剩的个别二元组件。样本中40（+10/-9）%的双星成分可以被推断为具有吸积盘的金牛T星，比单星的吸积盘比例略少。我们发现，在大于200 AU的宽双星中，圆盘与随机配对一致，而在近双星中（间距<200 AU），观察到环主星和环主星圆盘的演化是同步的。环双星盘似乎不适合解释这种差异。此外，我们确定了几个混合对吸积和非吸积组件，这表明这些系统是常见的，并没有偏好或多或少的大规模组件，以更快地发展。导出的吸积光度和质量吸积率的ONC的二进制组件是类似的幅度为ONC的单星和金牛座恒星形成区的双星。本文最后讨论了年轻双星系统中存在的内吸积盘与恒星倍数中存在的行星之间的联系（可能是弱联系）。（节略）
2012-02-01 astro-ph.SR
Three-dimensional Simulations of Magnetospheric Accretion in a T Tauri Star: Accretion and Wind Structures Just Around Star
我们进行三维磁流体动力学模拟在金牛座T星的磁层吸积研究的吸积和风的结构在恒星附近。吸积到恒星上的气体包括来自磁层边界的气体和失败的盘风。吸积气体通常以多柱吸积的形式存在，这与观测结果一致。吸积流的角动量的一个显着的部分被删除的磁场的锥形盘风和湍流失败的风内部和附近的磁层。结果，与基于质量吸积率的简单估计相比，吸积扭矩显著减小。恒星自转通过改变磁层边界的稳定性条件来影响锥盘风的时变特性。然而，时间平均磁层半径仅微弱地依赖于恒星自旋，这与经典理论预测的恒星自旋通过磁矩控制磁层半径不同。磁层边界处的环向场与极向场的强度之比，是磁转矩的一个关键参数，对自旋也不敏感;它是由磁盘动力学决定的。考虑到新发现的三维效应，我们从稳态角动量输运方程得到了与Ghosh & Lamb关系非常相似的磁层半径的标度关系。
2022-11-02 astro-ph.EP 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
LAMP: The Long-term Accretion Monitoring Program of T Tauri stars in Chamaeleon-I
我们提出了一个变化的研究结果，吸积年轻的恒星物体在变色龙I恒星形成区域的基础上，从多对象光纤光谱仪火焰/GIRAFFE在ESO/VLT的~300高分辨率光谱。在15个月的时间里，对光谱类型为G2-M5.75的25个天体进行了12次观测。使用发射线Ha（6562.81 A）和Ca II（8662.1 A）作为吸积指标，我们发现了10个吸积和15个非吸积物体。利用Ha等效宽度、Ha 10%宽度和CaII等效宽度，导出了样品中所有吸积体的吸积率。由Ha等效宽度导出的吸积率的平均变化幅度为~ 0.37 dex，由Ca II等效宽度导出的吸积率的平均变化幅度为~0.83 dex，由Ha 10%宽度导出的吸积率的平均变化幅度为~1.11 dex。基于来自Ha 10%宽度相对于其他诊断的吸积率的大幅度变化，我们不认为它是一个可靠的吸积率估计。考虑到Ha等效宽度和CaII等效宽度吸积率的变化更接近真实值，他们认为围绕吸积率与恒星质量关系发现的扩散不是由于单个物体在几周到1年的时间尺度上的变化。根据这些变化，我们还可以推断，在小于15个月的时间尺度上，吸积速率稳定在< 0.37 dex以内。在我们的观测中，发现吸积变化的主要部分发生在小于最短时间尺度的8-25天，这与这些年轻恒星天体的旋转周期相当。这可能是一个迹象，表明我们正在探索的是吸积流的空间结构，也表明在几周的时间尺度上的观测足以限制典型年轻…
2012-09-03 astro-ph.SR
Magnetospheric Accretions and the Inner Winds of Classical T Tauri Stars
最近的分光偏振观测表明，年轻的低质量恒星，如经典的金牛T星（CTTS）具有相对较强的（~kG）磁场。这支持了这样一种情况，即恒星表面的最终吸积通过磁层进行，风是在磁流体动力学（MHD）过程中形成的。我们研究了最近的数值模拟磁层吸积通过一个倾斜的偶极子和一个复杂的磁场。一个稳定的吸积制度，其中吸积发生在有序的漏斗流，和一个不稳定的制度，其中气体穿透磁层在几个不稳定的流由于磁瑞利-泰勒不稳定性之间的差异将被讨论。我们描述了如何MHD模拟结果可以用于单独的辐射转移（RT）模型来预测可观察到的分位数，如线剖面和光变曲线。吸积流和流出预测的MHD模拟（通过RT模型）的可扩展性可以测试对观测。我们还讨论了CTTS最里面部分产生的外流/风的问题。首先，我们讨论了简单盘风和星风模型中的谱线形成。然后，我们讨论了形成的圆锥形磁驱动流出，所产生的磁盘磁层边界时，磁层被压缩成X型配置。
2013-10-05 astro-ph.SR
S Coronae Australis -- a T Tauri Twin
恒星S CrA是一个紧密的目视联星，由两颗经典的金牛座T星组成，两者都具有突出的光谱特征和亮度变化。在欧洲南方天文台收集了高分辨率光谱，并用SMARTS望远镜进行了光度观测。这两颗恒星的亮度变化很大，主要是由可变的前景消光引起的。从恒星参数，我们得出结论，这两颗恒星是非常相似的，S CrA可以被视为金牛座T双胞胎。旋转周期和倾角也是相似的。然而，恒星在遮蔽程度和发射线轮廓方面有所不同。我们比较了观测到的巴尔默发射线轮廓模型，包括磁层吸积和磁盘风。我们发现了一个很好的匹配之间观察到的签名的吸积气体，风的功能，和旋转速度与我们的建模产生的倾角约65度。在这个方向上，恒星表面上方的下落气体的轨迹与视线平行，因此我们观察到扩展的红移吸收分量延伸到+ 380 km/s，估计的表面自由落体速度。然而，我们这样得到的倾斜度不同于来自干涉近红外光谱，我们讨论了这种令人困惑的差异的可能原因。
2018-04-13 astro-ph.SR
Unstable magnetospheric accretion on the T Tauri star TW Hya
Univ. de Toulouse, CNRS, IRAP（图卢兹大学）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；Departamento de Física – ICEx – UFMG（米纳斯吉拉斯联邦大学）；Department of Astronomy, University of Geneva（日内瓦大学天文学系）；Crimean Astrophysical Observatory（克里米亚天体物理观测站）；Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）
研究TW Hya星的不稳定磁层吸积，通过新观测确认其磁场随时间变化，利用塞曼-多普勒成像分析磁场结构，测量径向速度并确定无近距离行星信号，还测得吸积率及波动情况，证实吸积不稳定及磁层间隙范围。
2026-07-14 astro-ph.SR
V819 Tau: A Rare Weak-Lined T Tauri Star with a Weak Infrared Excess
我们使用斯皮策的数据来推断，V819 Tau，金牛座的一个弱线金牛座T星的小红外过量，是真实的，而不是归因于“同伴”10角秒以南。我们没有确认HBC 427和V410 X射线3中的中红外过量，它们也是同一区域的非吸积金牛座T星;相反，对于前一个物体，过量来自东方9角秒的红色伴星。一个单一的温度黑体适合的连续过量的V819头意味着尘埃温度为143 K，但是，更好的拟合时，实现弱10和20微米的硅酸盐发射功能也包括在内。我们推断一个磁盘的亚微米硅酸盐颗粒约1 AU和几个100 AU之间的恒定的表面密度分布。V819 Tau的中红外过量可以成功地用主要由小的无定形橄榄石颗粒组成的尘埃在85 K的温度下建模，并且大多数过量发射是光学薄的。该盘可能仍然是原始的，但缺乏气体，因此寿命很短，或者已经处于碎片盘阶段，这将使其成为已知最年轻的碎片盘系统之一。
2009-10-30 astro-ph.SR
Rotation in NGC 2264: a study based on CoRoT photometric observations
自转是恒星的一个重要参数，在恒星的一生中，特别是在早期阶段，自转会经历很大的演化。恒星的自转周期可以根据恒星表面的不均匀性所产生的星光的周期性调制来确定，这是由于恒星活动的表现。我们提出了一个广泛的搜索NGC 2264集群成员之间的旋转周期的结果，光度监测的基础上使用的CoRoT卫星，特别注意经典和弱线T-Tauri星的分布。NGC 2264是太阳附近最近和研究最好的恒星形成区之一，估计年龄为300万年，是最近同时进行的多波段活动的对象，包括新的CoRoT观测，目的是评估观测到的变化的物理来源。我们发现经典T-Tauri星和弱线T-Tauri星的转动分布是不同的，这表明吸积星和非吸积星的转动性质是不同的。
2013-01-07 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
High-resolution TNG spectra of T Tauri stars: Near-IR GIANO observations of the young variables XZ Tau and DR Tau
我们使用TNG/GIANO仪器获得了XZ Tau和DR Tau的近红外高分辨率光谱（R~50000），这两颗活跃吸积的T Tauri星被归类为EXOR。观测到的特征的分析提供了关于内盘、吸积柱和风的性质的信息。这两个来源显示复合HI线的配置文件，从吸积气体和高速风的贡献。这些线变得更加对称和狭窄的上部能量的增加，这可以解释为两个组件具有不同的减量或归因于自吸收效应。XZ Tau显示相对于文献观察的相对高的活性状态。HeI 1.08 μ m谱线蓝移吸收的变化表明，内风的速度结构发生了剧烈的变化，与最近的吸积事件有关。DR Tau有一个更稳定的风，因为它的HeI 1.08um吸收在时间上是稳定的，尽管发射成分的变化很大。红外遮蔽可以解释为XZ Tau和DR Tau在1600 K温度下的黑体发射，发射面积约为恒星的30倍。对于XZ Tau，这些条件与来自尘埃盘内缘的发射是一致的，而对于DR Tau，相当高的温度可能表明起源于尘埃升华半径内的厚气体盘。强而宽的金属线，主要来自CI和FeI，在XZ Tau中检测到，类似于在爆发阶段在其他EXOR源中观察到的。金牛座DR显示出较弱和较窄的金属线，尽管它的吸积光度较大。这表明吸积不是金属线激发的唯一驱动因素。我们的观测结果表明，宽带，高分辨率的近红外光谱的潜力，同时探测的现象，发生在星盘相互作用区域。
2017-06-16 astro-ph.SR
Classical T-Tauri stars with VPHAS+: II: NGC 6383 in Sh 2-012
本文介绍了恒星形成区Sh 2-012及其中心星团NGC 6383中55颗经典金牛座T型星的光学（$ugri$ H $α$）-红外（$JHK$ s，3.6 - 8.0 $μ$ m）测光和$Gaia$天体测量。该样品是根据光度测定H $α$发射线宽度确定的，其年龄中位数为2.8 $\pm$ 1.6 Myr，质量范围为0.3-1 $M_{\odot}$。94%的CTTS与近红外交叉匹配落在近红外T-Tauri轨迹上，所有的恒星都有中红外测光显示出星周盘吸积的证据。CTTS被发现集中在中央星系团NGC 6383周围，并朝向位于Sh 2-012边缘的明亮边缘。整个区域的恒星都有相似的年龄，暗示着恒星形成的单一爆发。质量吸积率（$\dot{M}_{\textrm{acc}}$）估计通过H $α$和$u$ -带线强度显示散射（0.3 dex）类似的光谱研究，表明H $α$光度法估计$\dot{M}_{\textrm{acc}}$的适用性。研究了$\dot{M}_{\textrm{acc}}$随恒星质量（$M_{\ast}$）的变化，发现$\dot{M}_{\textrm{acc}}$ - $M_{\ast}$关系中的截距比文献中经常引用的要小，为区分原行星盘演化的竞争理论提供了证据。
2019-01-22 astro-ph.SR
The magnetosphere of the close accreting PMS binary V4046 Sgr
人马座V4046 AB是一颗短周期的经典金牛座T型双星。它是一个从环双星盘吸积而来的循环且同步的系统。2009年，它被作为协调计划的一部分进行观测，该计划涉及在加拿大-法国-夏威夷望远镜上使用ESPaDOns进行的近同步分光偏振观测和使用XMM-牛顿进行的高分辨率X射线观测。每颗恒星的磁场图都是从塞曼多普勒成像中获得的。在简要介绍了最重要的观测结果后，我们提出了一个初步的三维模型的二进制磁层构造的磁地图使用新开发的二进制磁场外推代码。两颗恒星的大尺度磁场（偶极分量）相对于它们的旋转轴高度倾斜，它们的磁场是相连的。
2013-08-31 astro-ph.SR
Using Multiwavelength Variability to Explore the Connection between X-ray Emission, the Far-Ultraviolet H2 Bump, and Accretion in T Tauri Stars
金牛座T星（TTS）的高能辐射场应该会影响周围的拱星盘，对盘的运输和加热有影响。然而，高能场对圆盘影响的观测证据很少。在这里，我们调查之间的联系X射线发射和最里面的气体盘利用TTS的可变性。我们获得了多个时期的协调数据（采取同时或在几个小时内）的吸积TTS与哈勃太空望远镜，尼尔Gehrels斯威夫特天文台和钱德拉X射线天文台。我们测量了1600 A的远紫外（FUV）H2隆起特征，它跟踪恒星<1 AU的气体;近紫外（NUV）发射，从中我们提取吸积光度;以及X射线光度。我们没有发现FUV H2碰撞和X射线亮度之间的相关性。因此，在最内层的圆盘中，X射线电离效应的可观测示踪物仍然难以捉摸。我们报告的FUV H2凸点和吸积光度之间的相关性，将此功能的磁盘表面密度。我们还看到了X射线光度和吸积柱密度之间的相关性，这意味着耀斑活动可能会影响吸积。这些结果强调协调多波长的工作，了解TTS的重要性。
2019-04-10 astro-ph.SR
Detection of a Molecular Disk Orbiting the Nearby, "Old," Classical T Tauri Star MP Mus
我们已经使用阿塔卡马探路者实验12米望远镜探测拱CO排放MP Mus（K1 IVe），附近（D ~ 100 pc），积极吸积，~7万年前的主序（前MS）的明星。MP Mus的CO发射线轮廓表明其轨道圆盘半径约为120 AU，假设中心恒星质量为1.2太阳质量，圆盘倾角约为30度，推断圆盘分子气体质量约为3地球质量。Mus MP因此加入TW Hya和V4046 Sgr，成为唯一一个晚型（低质量），前MS恒星系统，距离地球约100 pc，已知保留轨道，分子盘。我们还报告了另外10颗附近（D ~ 100 pc或更小）的光谱类型为A-G的年轻（年龄~10- 1亿年）的尘埃恒星的CO发射未被探测到（使用射电天文学研究所的毫米波望远镜）。我们讨论了这些结果的影响恒星和木星的行星吸积的时间尺度，和耗散，年轻恒星周围的分子盘。
2010-10-06 astro-ph.SR
Doppler Probe of Accretion onto a T Tauri star
猎户座YY星是金牛座T星，具有显著的时变红移吸收分量，位于某些发射线的侧面。其中最明亮的是S CrA，一颗视觉双星。我们用甚大望远镜上的UVES摄谱仪在四个夜晚里获得了这两个组分的一系列高分辨率光谱。我们遵循发生在S CrA的光谱变化，推导出吸积气体的物理结构。我们发现这两颗恒星在表面温度、半径和质量方面非常相似。可变红移吸收分量在SE分量中特别突出。在一个晚上，这颗恒星发展出一个在金牛座T星中独一无二的光谱：除了氢和氦的光谱外，中性和电离金属的许多谱线中出现了极强和宽红移的吸收成分。较冷的低电离线的吸收深度在低速时达到峰值，而更高电离线的吸收深度在高速时达到峰值。不同的线轮廓表明，随着物质接近恒星，吸积流的温度和密度增加。我们直接从下落气体的光谱中推导出沿吸积漏斗几点流动的物理条件。我们估计了质量吸积速率约为10^（-7）太阳质量/年，这与基于H α发射线强度的关系式所得到的结果相似。这是第一次从观测中推断出金牛座T星周围吸积流的密度和温度分布。与金牛座T星吸积的标准模型的预测相比，假设偶极恒星磁场，我们得到了更高的密度和更陡峭的温度上升到恒星。
2014-08-11 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
Accretion variability of the multiple T Tauri system VW Cha
经典的金牛座T星是低质量物体，它们仍然从周围的星周盘吸积物质。吸积过程对于类太阳恒星的形成和行星形成时盘的性质的确定是必不可少的。我们构建了一个复杂的数据集，以检查吸积过程中的VW Cha，一个经典的金牛座T多重系统，目的是研究该系统的光度和光谱变化的物理起源。TESS太空望远镜在2019年4月22日至6月19日期间观测了VW Cha，我们用同期的地面$I_CJHK$波段光度测量补充了这些数据。此外，我们还用VLT/ESTERO和2.2m/FEROS仪器获得了高分辨率的光谱。分析这些数据，我们发现，TESS光变曲线显示光度变化的时间尺度从几分钟到几个星期的峰值到峰值的幅度为$\sim$ 0.8马格。近红外线曲线遵循的形状的光学测量，但是，峰到峰的幅度略有增加，对较长的波长。我们在系统的较暗和较亮的光度状态下拍摄了光谱，使我们能够检查光度增亮事件的起源。我们的研究结果表明，这种增亮事件可以解释为增加吸积。此外，我们的光谱数据还表明，VW Cha的主要组成部分是一个光谱双星，因为它是在早期的工作提出。
2022-05-23 astro-ph.SR
High-resolution Ultraviolet Radiation Fields of Classical T Tauri Stars
远紫外（FUV;在经典金牛座T型系统中，吸积中心星的辐射场影响着巨行星形成期间的盘化学。以前的努力，以测量真正的恒星+吸积产生的FUV光度（热气体发射线和连续）已经复杂的低灵敏度和/或低光谱分辨率的组合，并没有包括从明亮的Ly $α$发射线的贡献。在这项工作中，我们提出了一个高分辨率的光谱研究的FUV辐射场的16 T金牛星的尘埃盘显示一系列的演化状态。我们包括重建的Ly $α$线轮廓并去除原子和分子盘发射（来自H $_{2}$和CO荧光）以提供FUV连续谱线和热气线（例如，Ly $α$，\ion{N}{5}，\ion{C}{4}，\ion{He}{2}）首次获得了金牛座T星的可观样本。我们发现典型的金牛座T星FUV辐射场在距离中心恒星1天文单位处的通量是星际平均辐射场的$\sim$ 10 $^{7}$倍。Ly $α$发射线平均贡献总FUV通量的88%，FUV连续谱平均占8%。FUV连续体和Ly $α$通量与\ion{C}{4}通量密切相关，表明吸积过程主导了这两种组分的产生。平均而言，在莱曼极限（912 Å）和1110 Å处的H $\sim$（0 - 0）吸收带之间，仅发射总FUV通量的0.5%。总辐射场和分量级高分辨率辐射场以机器可读格式公开提供。
2014-02-25 astro-ph.SR
A Substantial Dust Disk Surrounding an Actively Accreting First-Ascent Giant Star
我们报告识别的第一个明确的例子，似乎是一个新的类的第一次上升的巨星，积极吸积气体和尘埃，并包围着大量的尘埃盘。这些老恒星，谁是接近他们的生命结束，正在经历一个重生的特点通常与新生恒星。F2型初升巨星TYC 4144 329 2与一颗正常的G8 IV型恒星TYC 4144 329 1位于一个宽间隔双星系统中。根据凯克近红外成像和高分辨率光谱学，我们能够确定这两颗恒星的年龄为$\sim$ 1 Gyr，距离为$\sim$ 550 pc。对于吸积物质的起源，一个可能的解释是与低质量恒星或亚恒星伴星的共同包层相互作用。TYC 4144 329 2周围的气体和尘埃物质，因为它类似于在年轻的经典金牛座T星周围观察到的原始盘，可能会产生新一代的行星和/或微行星。
2009-01-27 astro-ph.SR
FitteR for Accretion ProPErties of T Tauri stars (FRAPPE): A new approach to use Class III spectra to derive stellar and accretion properties
本文提出FRAPPE方法，通过插值扩展非吸积星光谱模板网格，结合自洽方法推导经典T Tauri星的恒星与吸积性质，并估算可测量的吸积光度下限，提高吸积率估计的可靠性。
2024-07-16 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
Synthetic Light Curves of Accretion Variability in T Tauri Stars
吸积、低质量、主序前恒星（即，经典金牛座T星（CTTS）揭示了不同类别的变化。其中几种分类与$\dot{M}$的变化有关。为了测试吸积的变化条件如何导致不同的光变曲线形态，我们使用一维流体动力学模拟沿磁场线的吸积加上辐射转移模型和旋转的简单处理，以产生合成光变曲线。我们采用了以前开发的指标，以分类观察，以促进观察和我们的模型之间的比较。我们发现，恒星质量，磁场几何形状，共转半径，倾角和湍流都发挥作用，在生产所观察到的光变曲线，没有一个参数是完全占主导地位的控制所观察到的变化。虽然光变曲线的周期性行为受倾角的影响最大，但它也是磁场几何形状和内部盘湍流的函数。具有纯偶极场、强排列八极分量或内部盘中的高湍流的物体都倾向于显示吸积爆发。具有反对齐的八极分量或对齐的、较弱的八极分量的物体往往会显示出光变曲线，但爆发略少。我们没有发现明显的单调趋势恒星质量和经验分类。这项工作为更详细地描述经过充分研究的目标奠定了基础，因为通过凌日系外行星调查卫星（TESS）等任务可以获得更多CTTS的光变曲线。
2021-01-12 astro-ph.SR
3D simulations of magnetospheric accretion in T Tauri stars: I. Disk truncation, stellar torques, and application to observations
National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波蒂斯坦大学）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学，法国国家科学研究中心，IPAG）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Torino（意大利国家天体物理研究所都灵天文台）
该研究通过三维MHD模拟T Tauri星的磁层吸积，明确了稳定与不稳定吸积的判据及相关扭矩公式，应用于观测样本发现多数年轻恒星处于吸积加速状态，其角动量问题仍未解决。
2026-10-06 astro-ph.SR
