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
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
Accretion and OH Photodissociation at a Nearby T Tauri System in the beta Pictoris Moving Group
我们目前的光谱的M型，双星系统（LDS 5606），属于附近的~20万年的老β Pictureso移动群。这两颗恒星都非常多尘，多尘的成员显示来自八种元素的光学发射线，表明正在进行的质量吸积。这两颗恒星的光谱都包含在6302和5579 A的氧禁断线发射，与最近的一个模型相一致的远紫外光解离的OH分子在一个拱星盘。这些是目前已知的最古老的矮星，显示出这种现象。尘埃星的光谱能量分布显示了大量的尘埃，温度高达900 K，其红外光度分数（L_IR/L_bol）几乎与主序星记录保持者V488 Per一样大。LDS 5606双星加入了一组非常尘埃，古老的金牛座T星，属于广泛分离的多系统。
2014-05-23 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
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
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
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
Polarization of FIR emission from T Tauri Disks
最近对金牛座T盘850微米亚毫米极化的观测为研究原恒星盘内的磁场结构开辟了可能性。偏振度约为3%，偏振方向垂直于圆盘。由于尘埃颗粒的热辐射在sub-mm/FIR区域的光谱能量分布中占主导地位，尘埃颗粒被认为是偏振的原因。我们讨论了晶粒排列辐射，我们探讨了在金牛座T盘尘埃排列的效率。计算表明，位于远离中央原恒星的尘埃颗粒更有效地排列。在存在规则磁场的情况下，排列的晶粒产生亚毫米/FIR波长的偏振发射。极化方向垂直于局部磁场方向。当我们使用最近的T Tauri盘模型并采用Mathis-Rumpl-Nordsieck型分布时，最大晶粒尺寸为500-1000 $μ$ m，在大于$\sim100μ$ m的波长处，偏振度约为2- 3%水平。我们的研究表明，多频红外偏振研究的原恒星盘可以提供很好的洞察其磁结构的细节。我们还提供了在不同的波长和视角下观察到的光盘偏振发射的预测。
2008-12-31 astro-ph.SR
Evidence of hot high velocity photoionized plasma falling on actively accreting T-Tauri Stars
HeII（1640 A）谱线和NV（UV 1）共振偶线为TTauri星（TTS）热（Te>40，000 K）大气/磁层等离子体激发机制提供了一个很好的诊断工具。利用哈勃太空望远镜档案中的数据，这项工作表明，至少有两种不同的物理成分对这些示踪剂中的辐射起作用：在磁层和大气层上滑动的吸积流。在大多数源中，NV轮廓是对称的，并且相对于恒星静止。速度色散的配置文件增加从非吸积（40公里/秒）的吸积（120公里/秒）的TTS表明，在线形成区域的宏观湍流减少的恒星接近主序星。在RW Aur，HN Tau和AA Tau发现了NV线形成于热太阳风的证据。HeII剖面有一个很强的窄分量，占主导地位的线通量;该分量的色散范围从20到60公里/秒。这种辐射的来源是不确定的。目前的数据表明，吸积激波和大气排放可能有助于线通量。在某些来源的HeII线显示了广泛的和奖励转移的排放成分，往往伴随着半禁OIII排放，具有约3.4e10 cm-3的临界密度。尽管不同的起源（推断从运动学的线形成区域），NV和HeII通量是强烈相关的，最重的吸积物的可能例外。
2013-06-14 astro-ph.SR
Model of X-ray and extreme-UV emission from magnetically heated atmospheres in classical T Tauri stars: Case study of TW Hya
本研究利用基于物理的MHD模型构建前主序星TW Hya的极紫外和软X射线发射光谱，发现该模型能较好再现日冕温度发射线，为原行星盘光致蒸发研究提供了更准确的高能辐射光谱约束。
2025-04-04 astro-ph.SR
Characterizing the IYJ Excess Continuum Emission in T Tauri Stars
我们提出的第一个表征吸积金牛座T星的光学和近红外波长之间的过量连续辐射。几乎同时从0.48到2.4微米的光谱与HIRES和NIRSPEC的凯克和SpeX的IRTF上获得，我们发现显着过量的连续辐射在整个区域，包括I，Y和J带，这通常被认为是诊断主要光球发射。IYJ过量与V波段的过量相关，归因于光球中的吸积冲击，以及K波段的过量，归因于尘埃升华半径附近的内盘中的尘埃，但它太大了，不能成为这些来源的过量的延伸。过量辐射的光谱很宽，没有特征，暗示温度在2200和5000 K之间的黑体辐射。IYJ过剩的光度与通过模拟蓝色和紫外线过剩发射推断的吸积光度相当，可能需要重新评估盘吸积率。IYJ过剩的来源尚不清楚。在低吸积率的恒星中，发射区的大小与光球层中小的热吸积点周围较冷的物质一致。然而，对于具有高吸积率的恒星，投影面积与恒星表面相当或超过恒星表面。我们认为，至少有一些IYJ的过量排放出现在尘埃升华半径内的磁盘中的无尘气体。
2011-01-24 astro-ph.SR
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
A Swift view of X-ray and UV radiation in the planet-forming T-Tauri system PDS 70
PDS 70是一颗$\sim$ 500万年前的恒星，有一个气体和尘埃盘，其中发现了几颗原行星。我们提出的第一个紫外线探测系统与X射线观测采取的\textit{Neil Gehrels Swift Observatory}卫星。PDS 70在0.3-10.0 keV范围内的X射线通量为3.4 $\times 10^{-13}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，UV通量（U波段）为3.5 $\times 10^{-13}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。在距离盖亚DR 2 113.4秒差距处，给出的光度分别为5.2 $\times 10^{29}$ erg s $^{-1}$和5.4 $\times 10^{29}$ erg s $^{-1}$。X射线光度与日冕辐射是一致的，它来自一颗接近对数$\frac{L_{\mathrm{X}}}{L_{\mathrm{bol}}} \sim -3$饱和极限的快速旋转恒星。我们发现，紫外线的光度是远远低于预期的，如果恒星仍然吸积盘材料，并建议所观察到的紫外线辐射的起源是日冕。
2019-11-01 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
Triggered Star Formation and Evolution of T-Tauri stars in and around Bright-Rimmed Clouds
本文的目的是定量地验证亮边云及其周围的“{ \it小尺度序贯恒星形成}”假说。作为Ogura等人（2007年，论文I）最近尝试的延续，我们对另外四个BRC聚集体进行了$BVI_{c}$光度测定，并对先前观察到的两个BRC进行了更深入的重新观察。再次定量的年龄梯度中发现，几乎所有的BRCs研究在目前的工作。Spitzer/IRAC存档数据也支持这一结果。在这里研究的每个HII区域的近红外多余星的全球分布清楚地表明，一系列的辐射驱动的内爆（RDI）过程在过去进行从附近的中心O星（S）的HII区域的外围。我们发现，一般来说，弱线T-Tauri星（WTTSs）比经典T-Tauri星（CTTSs）要老一些。此外，与BRC相关联的T-Tauri星（TTS）中CTTS的比例也随着年龄的增长而减少。这些事实与Bertout等人（2007年）的最新结论一致，即CTTS演变为WTTTS。一般来说，与BRCs相关的TTS中H $α$发射的EW随年龄而降低。与形态类型“A”的BRC相关联的聚集体的质量函数（MF）似乎遵循在年轻的疏散星团中发现的，而“B/C”类型的BRC显示出显着陡峭的MF。
2009-03-12 astro-ph.SR
X-ray and UV radiation in the planet-forming T-Tauri system PDS 70. Signs of accretion and coronal activity
本研究通过XMM-Newton同时观测PDS 70的X射线和紫外辐射，确认其XUV源兼有日冕活动与弱吸积，并预示原行星盘将在百万年内蒸发殆尽。
2024-05-23 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Young Stellar Object candidates toward the Orion region selected from GALEX
我们分析了来自太空任务GALEX的全天成像巡天的359个紫外线瓦片，覆盖了猎户座恒星形成区大约400平方度。总共有1，555，174个紫外源与其他星表（2MASS，UCAC4，SDSS，DENIS，CMC 15和WISE）交叉匹配，以产生290，717个具有广泛光度信息的可靠来源。使用不同的颜色选择标准，我们确定了111个年轻的恒星对象候选人显示紫外线和红外线过剩，其中81个是新的标识。我们讨论了这些恒星的空间分布、光谱能量分布和其他物理性质。一般来说，它们的性质与金牛座T星的性质是一致的。这群TTS候选者广泛分布在猎户座分子云周围。
2014-11-03 astro-ph.SR
HST FUV C IV observations of the hot DG Tauri jet
原恒星喷流与吸积过程密切相关，并调节吸积星盘系统的角动量平衡。DG Tau喷流是研究得最好的原恒星喷流之一，在喷流最里面的50 AU内含有温度超过三个数量级的等离子体。我们首次利用哈勃空间望远镜（HST）的远紫外（FUV）长缝光谱空间分辨了喷流的CIV发射（T~ 1 e5 K），并准同步观测了光学禁戒发射谱线（[O I]，[N II]，[S II]和[O III]）和荧光H2谱线。CIV辐射在距离恒星42天文单位处达到峰值，沿喷流方向的半高宽为52天文单位。它的反投影速度约为200 km/s，随着远离驱动源而单调下降。此外，我们比较了我们的HST数据与X射线发射的DG头喷流。我们调查的要求来解释的数据，由一个最初的热射流相比，局部加热。这两种情况都表明T~ 1 e5 K喷流的质量损失约为1 e-9 Msun/年，即，在较低温度射流（T~ 1 e4 K）和较热X射线发射部分（T> 1 e6 K）的值之间。然而，一个简单的初始热风需要一个大的发射区域（~1 AU），因此我们倾向于局部加热。
2012-12-27 astro-ph.SR
On the source of dense outflows from T Tauri Stars. and III. Winds driven from the star-disc shear layer
对经典金牛T星（cTTS）的紫外观测表明，大尺度喷流中存在一个热（Te ~ 80，000 K）和致密（ne ~ 1 e 10 cm-3）的成分。该热分量非常靠近射流的底部形成，提供了关于射流形成机制的基本信息。在这个系列中，我们已经研究了这个分量是否可以在盘风中形成，无论是冷的还是暖的。为了总结系列，从磁转子（星）和磁盘之间的接口喷射发射进行了研究。通过星盘相互作用的外流发射的数值模拟计算合成剖面。配置文件计算几种可能的配置的恒星场：偶极（与表面强度，B的1，2和5千克）或发电机美联储。也被认为是两种类型的光盘，被动或受到阿尔法/欧米茄发电机。这些轮廓已被用于定义观测图中各种模型的轨迹：对于SiIII]线的轮廓，色散与质心。批量运动产生的杠杆臂发射的射流变得更有效的轮廓越来越宽，然而，预测的轮廓是敏感的光盘倾斜。模型进行了比较与观测的SiIII]线与哈勃太空望远镜。此外，它示出的非平稳性质的星盘风产生的闪烁的轮廓在静止期间的线通量的变化约10%。在爆发时，吸积签名出现在配置文件连同增强的风，产生吸积和流出之间的相关性，从RU Lup，AA头和RW Aur观测报告。
2010-11-04 astro-ph.SR
Understanding the water emission in the mid- and far-IR from protoplanetary disks around T~Tauri stars
我们研究了金牛座T星周围的原行星盘的哪些性质影响了中红外和远红外水线起源地区的物理和化学以及它们各自的线通量。我们为未来的观察寻找诊断方法。与代码ProDiMo，我们建立了一系列的模型，探索一个大的参数空间，计算旋转和振转的水在非局部热力学平衡（非LTE）的转变。我们选取了中红外区的跃迁和远红外区的基本邻位和对位水跃迁，研究了线发射区的化学和局部物理条件。我们计算斯皮策光谱为每个模型，并比较远红外和中红外线。此外，我们使用中红外颜色将水线预测与尘埃连续体联系起来。影响水线通量的三个以上的因素是：磁盘的气体质量，尘埃-气体质量比，尘埃的最大粒径，ISM（InterStellarMedium）紫外辐射场，Dubrulle沉降的混合参数，磁盘耀斑参数，和尘埃的粒度分布。前四个参数对中红外线的影响远大于远红外线。水光谱背后的一个关键驱动因素是尘埃不透明度，它设置了水线发射区域的位置。我们确定了三种类型的参数。参数，如尘气比，ISM辐射场，尘埃粒径分布，中红外线的影响更大，而远红外转换的影响更大的耀斑指数。气体质量极大地影响了这两种状态下的谱线。需要更高的光谱分辨率和线灵敏度，如詹姆斯韦伯太空望远镜，以检测统计相关的个别水线样本，以进一步区分这些类型的参数。
2015-10-06 astro-ph.SR
The JCMT Transient Survey: An Extraordinary Submillimetre Flare in the T Tauri Binary System JW 566
猎户座分子云中的双星T Tauri系统JW 566于2016年11月26日（UT）通过SCUBA-2仪器在亚毫米波长处观察到了一个高能的短暂耀斑。在31分钟的积分过程中，发射衰减了近50%。在450微米和850微米处，同时源通量的平均值分别为500 +/- 107 mJy/束和466 +/- 47 mJy/束。850微米的通量对应的射电光度为$L_ν=8\times10^{19}$ erg/s/Hz，比2003年在猎户座探测到的年轻恒星GMR-A的耀斑亮约一个数量级（以$νL_ν$计）。该事件可能是与年轻恒星物体相关的最明亮的已知耀斑，也是第一个在亚毫米波长发现的日冕耀斑。$α= 0.11$在450微米和850微米之间的光谱指数与非热发射大致一致。亮温超过$6\times10^{4}$ K。我们解释这一事件是一个磁重联，激发带电粒子发射回旋同步辐射/同步辐射。
2018-11-30 astro-ph.SR
The chemistry of disks around T Tauri and Herbig Ae/Be stars
金牛座T和赫比格Ae/Be星周围的磁盘的红外和（亚）毫米观测指出，这两种类型的磁盘之间的化学分化，与较低的检测率的分子在磁盘周围较热的恒星。为了调查潜在的根本原因，我们进行了比较研究的化学金牛座T和赫比格Ae/Be磁盘，使用一个模型，特别注意光化学。赫比格星的盘温度和紫外线通量比金牛T星高，这导致了盘化学的一些差异。在热的内部区域，H2O和简单的有机分子如C2 H2、HCN和CH 4被预测在金牛座T盘中非常丰富，在赫比格Ae/Be盘中甚至更多，与红外观测相比，发现水和简单有机物对较热恒星周围的盘的检测率要低得多。在外部区域，该模型表明，通常在磁盘中观察到的分子，如HCN，CN，C2 H，H2 CO，CS，SO和HCO+，在T Tauri和Herbig Ae磁盘之间没有显着的丰度差异。在光化学作用下产生的一些物质，如C2 H和CN，由于光化学活性层的缩小，预计在赫比格Ae星周围的丰度略低。观测结果确实表明，这些自由基在赫比格·埃盘中的丰度要低一些，尽管在任何情况下，推断出的丰度差异都很小，最多只有几个因子。一个明确的化学区分这两种类型的磁盘关注冰，预计将更丰富的赫比格Ae磁盘。TTauri和Herbig Ae/Be盘的整体化学行为非常相似。主要的差异是由后者的温度较高，这导致内部区域的水库或水和简单的有机物较大，而外盘的冰质量较低。
2018-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Habitable Zones and UV Habitable Zones around Host Stars
紫外线对生命是一把双刃剑。如果它太强，地球生物系统将受到破坏。如果它太弱，许多生物化学化合物的合成就不能进行。我们试图获得连续的紫外线宜居带，并将紫外线宜居带与主星的宜居带进行比较。利用紫外适居带的边界紫外辐射，计算了质量为0.08 ~ 4.00 \mo的主星的紫外宜居带。对于有效温度低于4,600 K的主星，紫外线宜居带比宜居带更近。对于有效温度高于7，137 K的主星，紫外线宜居带远于宜居带。对于作为宿主星的热亚矮星来说，紫外线宜居带的距离比宜居带的距离要多十倍左右，不适合生命存在。
2010-03-05 astro-ph.SR
Spectroscopic Survey of Hα Emission Line Stars Associated with Bright Rimmed Clouds
本文介绍了与14个亮边云有关的H α发射线星的光谱观测结果。利用大学间天文学和天体物理学中心（IUCAA）2米望远镜和IUCAA微弱天体摄谱仪和照相机（IFOSC）进行了无狭缝光谱学。从173个物体中检测到H α发射线。其中有85个天体具有强的H α发射线，其等效宽度大于10埃。这些是经典的金牛T型星52个天体有弱的H α发射线，其等效宽度小于10 A，并且没有显示出固有的近红外过量。这些是弱线金牛座T星。另一方面，有36个天体有微弱的H α发射线（<10 A），尽管它们显示出固有的近红外过量。这样的天体在低质量恒星形成区并不常见。这与低质量恒星从经典金牛T星演化为弱线金牛T星的形成过程的一般概念不符。这些可能是弱线的金牛座T星，它有一个耀斑盘，其中的气体被附近早型恒星的紫外线辐射加热。或者，我们提出前过渡盘对象作为其演化阶段。
2020-05-30 astro-ph.GA 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
The Intrinsic Extreme Ultraviolet Fluxes of F5 V to M5 V Stars
来自主星的极紫外（EUV）辐射（10- 117 nm）在系外行星大气的电离、加热和质量损失中起着重要作用。与主恒星的莱曼α和远紫外（117- 170 nm）辐射一起，EUV辐射使重要分子光解离，从而改变了系外行星大气层的化学性质。由于恒星的EUV通量现在无法测量，星际中性氢完全掩盖了40和91.2 nm之间的恒星辐射，即使是最近的恒星，我们必须通过间接方法估计不可观测的EUV通量。新的非LTE半经验模型的太阳色球和日冕和太阳辐照度的测量表明，在各种波长带的EUV通量的比例与莱曼α通量缓慢变化的莱曼α通量，从而与磁加热率。这表明，我们确认，太阳EUV/莱曼α流量比的基础上的模型和观测是类似的可用的10- 40 nm的流量比观察到的EUVE卫星和91.2- 117 nm的流量观察到的F5 V-M5 V星与FUSE卫星。我们提供的公式预测EUV通量比的基础上EUVE和FUSE恒星数据和太阳模型，这是必不可少的输入建模的系外行星的大气。
2013-11-01 astro-ph.SR
C2D Spitzer-IRS spectra of disks around T Tauri stars V. Spectral decomposition
尘埃粒子在原行星盘中，由于凝聚、碎裂和结晶作用，在大小和晶格结构上发生演变，并在盘中径向和垂直方向上混合。本文利用Spitzer/IRS卫星对58颗金牛座T型星的尘埃盘进行了矿物学成分和粒度分布的测定。我们提出了一个光谱分解模型，再现IRS光谱在整个光谱范围内。该模型假设两个尘埃群体：一个温暖的组成部分，负责10μm的排放产生的磁盘内部区域和冷的组成部分，负责20-30μm的排放，产生更遥远的地区。与典型的MRN分布相比，我们显示了显著的尺寸分布平坦化的证据，为通常观察到的通常方形10μm特征轮廓提供了解释。我们重新研究了Olofsson等人（2009）通过观察发现的结晶度悖论，我们发现在温暖和寒冷的区域同时富集结晶度，而两个组分的晶粒尺寸不相关。我们的建模结果没有显示结晶度与恒星光谱类型或X射线光度（样本子集）之间存在任何相关性的证据。尺寸分布的平坦化可能表明，颗粒凝聚是一个稍微更有效的过程比磁盘气氛中的碎片，这种不平衡可能会持续在大部分的金牛座T阶段。这一结果也可能指向通过强大的恒星风或盘上层的辐射压力导致的小颗粒耗尽。不可忽略的冷结晶度分数表明有效的径向混合过程，以分布在大距离的中心对象，随着可能的星云冲击在磁盘的外部区域，可以热退火非晶晶粒的晶粒。
2010-07-05 astro-ph.SR
The solar chromosphere at millimetre and ultraviolet wavelengths. I. Radiation temperatures and a detailed comparison
阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的太阳观测为我们提供了太阳色球层亮温的直接测量。我们研究的温度分布与ALMA带6（在1.21，1.22，1.29，和1.3毫米的四个子带）在不同的地区，并在附近的，一个太阳黑子，包括准安静和活跃的地区与不同数量的底层磁场。我们将这些温度与在近紫外和远紫外（UV）波长（以及光学薄远紫外光谱的线芯强度）下获得的温度进行比较，这些温度与界面区域成像光谱仪（IRIS）探测器共同观测。这些包括Mg II k 279.6 nm和Mg II h 280.4 nm线的发射峰和核心，以及C II 133.4 nm、O I 135.6 nm和Si IV 139.4 nm的线核心，对中高色球层和低过渡区进行采样。分裂的ALMA子带导致在个别温度图的空间分辨率略有增加，因此，解决较小规模的结构相比，与标准的平均例程。我们发现，辐射温度有不同的，虽然有些重叠，在不同的波长和不同的磁区的分布。然而，ALMA温度与UV诊断温度的比较应非常谨慎地解释，前者是在局部热力学平衡（LTE）条件下形成的，后者是在非LTE条件下形成的。ALMA波段6的平均辐射温度与IRIS C II线提取的辐射温度在所有区域相似，除了太阳黑子和孔隙，其中C II具有较高的辐射温度。在所有的磁性区域，镁II线与最低的平均辐射温度在我们的样品。这些将为未来的数值模型提供约束。
2019-01-17 astro-ph.SR
HST UV Spectroscopy of the Planet-Hosting T Tauri Star PDS 70
本文总结了哈勃空间望远镜（HST）利用空间望远镜成像光谱仪（STIS）对金牛座T星（wTTS）PDS 70的紫外观测结果。这些观测提供了PDS 70的第一个远紫外（FUV）和近紫外（NUV）光谱。到目前为止，地面观测已经揭示了两颗正在形成的巨行星，它们在它的拱星盘的一个很大的间隙中绕轨道运行。这颗恒星和年轻的行星都被认为仍在吸积。HST光谱提供了对恒星外层大气和星周环境物理条件的新见解。光谱主要由色球和过渡区发射线组成，最高形成温度log T = 4.5 - 5.2K。恒星连续辐射是存在于NUV，但我们没有发现显着的FUV连续，可能会产生吸积冲击。存在几条荧光FUV H2发射线，这是一个令人惊讶的结果，因为H2线通常在wTTS中检测不到。H2谱线可能起源于被辐射的星周气体，这些气体可以作为恒星逐渐减弱的吸积的储存器。先前建立的C IV线光度和吸积率之间的相关性产生$\dot{M}_{acc}$ $\sim$ 10 $^{-10}$ $M_{\odot}$ yr $^{-1}$，与先前的估计一致。ALMA盘状气体模型暗示了恒星附近的恒星X射线和紫外线（XUV）辐射的强烈吸收，有效地屏蔽了行星。内部盘气体暴露于持续的光蒸发的XUV辐射和磁盘是接近其预期寿命的结束，使PDS 70一个重要的例子，一个年轻的行星托管恒星在吸积后期阶段。
2022-08-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Multi-epoch Ultraviolet HST Observations of Accreting Low-mass Stars
变化性是年轻低质量恒星的一个定义性特征，这些恒星仍在从其原始原行星盘吸积物质。在这里，我们提出了最大的\textit{HST}的经典金牛座T星（CTTS）的变化研究的日期。对于其中的5个物体，我们用太空望远镜成像光谱仪（STIS）总共获得了25个光谱。质量吸积率和被吸积柱覆盖的恒星比例（即，填充因子）使用一维NLTE物理模型推断，其参数在贝叶斯框架内拟合。在一周的时间尺度上，质量吸积率的典型变化范围可达$\sim2$的一个因子，而填充因子的变化可达$\sim5$的一个因子。除此之外，我们还观察到一个可能的吸积爆发的过渡盘系统GM Aur，和一个事件，我们解释为一个机会对齐的吸积柱和未受干扰的光球沿着我们的视线在全盘系统VW Cha。我们还测量了质量吸积率和线光度之间的相关性，作为吸积的二次示踪剂。我们把我们的对象的背景下，最近的高节奏测光调查低质量恒星形成区域，并强调需要更宽的波长，同期的数据，以更好地了解吸积变化背后的物理机制在CTTS。
2019-03-05 astro-ph.SR
On the source of the Fe K-alpha emission in T Tauri Stars. Radiation induced by relativistic electrons during flares. An application to RY Tau
该研究通过蒙特卡洛模拟评估了T Tauri星耀斑中相对论电子束产生的Fe K-alpha发射，并与RY Tau的XMM-Newton观测对比，发现两者吻合，表明该发射可能源于磁重联加速的电子束。
2024-05-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Atmospheric Escape of Close-in Giants around Hot Stars: Far-Ultraviolet Radiation and Photoelectric Heating Effect
大气逃逸是控制近地行星长期演化的重要过程。我们进行太阳系外行星大气光蒸发的辐射流体力学模拟，研究远紫外（FUV）辐射的光电加热效应。具体来说，我们考虑一个靠近热木星周围的热A星。热的主序星不仅发射极紫外辐射，而且还发射远紫外辐射，因此可以通过光电加热驱动强烈的大气逃逸。我们证明，如果大气中含有少量的尘埃颗粒，其含量为本地星际介质的10%，则行星大气的逃逸速率可达$\dot{M}\sim10^{14}\, \mathrm{g}~{\rm sec}^{-1}$。在长期的演化过程中，热恒星周围的近距离行星可能会失去很大一部分大气。我们量化了引起光蒸发所需的灰尘量。$10^{-4}$的尘埃-气体质量比足以通过FUV光电加热驱动比仅使用极紫外辐射的情况更强的大气逃逸。我们还探讨了FUV驱动的逃逸的金属性依赖。由于光电加热的增强，质量损失率随着大气金属丰度的增加而增加，但恒星FUV通量随着恒星金属丰度的增加而减小。我们得出一个准确的估计作为FUV通量和金属丰度的函数的质量损失率，以及行星的特征。FUV驱动的大气逃逸可能是理解和解释所谓的亚木星沙漠的关键过程。
2021-03-05 astro-ph.EP 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
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
Uncovering a new group of T Tauri stars in the Taurus-Auriga molecular complex from Gaia and GALEX data
在这项工作中，我们研究了63个候选人的名单，以金牛座T星（TTS）在TAMC确定的紫外线（UV）和红外线（IR）的颜色测量获得的数据，银河系演化探测器全天巡天（GALEX-AIS）和两微米全天巡天（2 MASS），分别。这项工作的目的是双重的：评估它们是否是前主序（PMS）星和评估的紫外-红外线的颜色，颜色图检测PMS星在宽领域的好处。这些来源的天体测量特性已检索盖亚DR 3目录，并用于评估其成员的概率。已经测试了几种分类算法来搜索运动组，但最终的分类是用k-means++算法进行的。成员概率已通过应用Logistic回归进行评估。此外，大天区多目标光纤光谱望远镜档案中的光谱信息已被用来确定它们的PMS性质。大约20%的候选人分享TAMC成员的运动学。其中，HD 281691是一颗位于云前的G8型场星，而HO Aur可能是一颗晕星，因为盖亚提供的金属量非常低。剩下的是三颗已知的PMS星（HD 30171，V600 Aur和J 04590305 +3003004），两颗以前未知的吸积M型星（J 04510713 +1708468和J 05240794 +2542438）和五颗额外的来源，它们很可能是PMS星。这些新的辐射源大多集中在御夫座-英仙座区域的低银河纬度地区。
2023-10-25 astro-ph.IM astro-ph.SR
X-ray Irradiation of the Giant Planet Orbiting the T Tauri Star TAP 26
针对约17 Myr 的 T Tauri 星 TAP 26 的 Chandra 观测，表征了其 X 射线发射并估算了行星大气模型所需的电离和加热速率。
2024-05-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
No Transition Disk? Infrared Excess, PAH, H2, and X-rays from the Weak-Lined T Tauri Star DoAr 21
我们提出了新的高分辨率中红外成像，高分辨率光学光谱，和钱德拉光栅X射线光谱的弱线金牛座T星DoAr 21。DoAr 21（年龄< 10^6年，质量约2.2太阳质量）是一个强X射线发射体，在文献中关于其盘属性的证据相互矛盾。它显示了微弱但广泛的H-α发射;偏振变化; PAH和H2发射;和一个强大的，空间分辨24微米的档案斯皮策测光过剩。双子座亚弧秒分辨率9- 18微米的图像显示，有很少或没有多余的中红外辐射内100天文单位的恒星;多余的排放是延长了几个弧秒，是相当不对称的，是明亮的紫外线激发11.3微米PAH排放功能。来自钱德拉的一个新的高分辨率X射线光栅光谱显示，恒星的X射线发射非常硬，并且以连续发射为主;它与多温度热模型非常吻合，并且没有显示出异常高密度的证据。我们认为，从恒星的过渡区的远紫外线发射是足够的激发所观察到的扩展PAH和连续发射，和H2的发射可能会类似地扩展和激发。这种扩展的辐射可能更类似于一个小尺度的光解离区域，而不是一个原行星盘，这突出了一些没有盘的恒星的非常年轻的年龄（< 10^6年），以及甚至晚型前主序星周围的极端辐射环境。
2009-07-28 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Dissociation and destruction of PAHs and PAH clusters induced by absorption of X-rays in protoplanetary discs around T Tauri stars
该研究建立X射线吸收与蒙特卡洛模型，探究T Tauri星原行星盘PAH特征缺失原因，发现小PAH团簇易被X射线解离破坏致气相丰度极低，大团簇冻结于尘埃且因热耦合少发射特征，需垂直混合等过程补充PAH。
2025-08-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Predicting the Extreme Ultraviolet Radiation Environment of Exoplanets Around Low-Mass Stars: GJ 832, GJ 176, GJ 436
正确估计恒星极紫外线（EUV; 100 - 1170 nm）通量对于研究系外行星大气的光化学和稳定性非常重要，因为极紫外线辐射会电离氢，并有助于行星上层大气的加热，膨胀和潜在的逃逸。来自星际氢的污染使得观测M星的EUV辐射特别困难，不可能超过100 pc，并且需要其他方法来预测这个波长范围内的通量。我们目前的EUV -红外（100 $μ$ m）合成光谱计算与PHOENIX大气代码的三个早期M矮行星主机：GJ 832（M1.5 V），GJ 176（M2.5 V），和GJ 436（M3.5 V）。这些一维半经验非定域热力学平衡模型包括简单的恒星色球层和过渡区的温度处方，紫外线（UV; 100 - 3008 μ m）通量起源于此。我们指导我们的模型与哈勃太空望远镜的远，近紫外光谱和讨论的能力，以限制这些模型使用银河系演化探测器紫外测光。我们的模型精确地再现了观测结果，并预测了波长分辨率< 0.1 μ m的不可观测EUV光谱。这三颗恒星的温度剖面都是由几乎相同的参数描述的，这表明早期的M型恒星在其上层大气中可能具有相似的热结构。由于即将出现紫外线观测空白，以及观测到的比太阳亮度低且距离更远的恒星的极紫外线光谱稀缺，高层大气模型对于提供短波长的真实光谱以及推进我们对辐射对绕M恒星运行的行星的影响的理解非常重要。
2019-10-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Modeling Time Dependent Water Chemistry Due to Powerful X-ray Flares from T-Tauri Stars
年轻的恒星会发出强烈的X射线耀斑，穿透与其相关的原行星盘的表层。耀斑是否会造成星盘化学成分的显著变化，这仍然是一个悬而未决的问题。我们提出了模型的时间演变的化学气相水在X射线耀斑事件。化学建模点位置在磁盘之间的1和50 AU的垂直高度范围从中间平面的表面。我们发现，强烈的，罕见的耀斑，每隔几年将未衰减的X射线电离率增加100倍的那些，可以暂时增加气相水相对于H的丰度，可以沿着盘表面增加$\sim3-5$倍以上（Z/R $\ge$ 0.3）。我们报告说，一个“典型”的耀斑，即，那些每隔几周将未衰减的X射线电离率增加几倍的方法将不会导致显著的、可观察到的变化。H $_3$ O $^+$的解离重组，水的吸附和解吸到尘埃颗粒，和紫外光解的水和相关物种被认为是调节气相水丰度的三个主导过程。虽然发现的变化是显着的，我们发现，整个磁盘上的气相水丰度的影响是短暂的（天）。尽管我们没有看到长期水（气体和冰）生产的实质性增加，但耀斑的巨大影响可能是随着时间变化的内盘水“爆发”，半径在5到30 au之间，未来的远红外观测。
2019-08-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Energy partition in a confined flare with an extreme-ultraviolet late phase
本文对2011年9月9日发生的M1.2级极紫外（EUV）大尺度晚相局限耀斑进行了再分析，重点研究了耀斑的能量分配。1 $-$ 70 μ m中的辐射（$\sim$ 5.4 $\times$ 10 $^{30}$ erg）比70 $-$ 370 μ m中的辐射大近11倍，比1 $-$ 8 μ m中的辐射大近180倍。根据简化的示意图，估计耀斑后环的峰值热能为（1.7 $-$ 1.8）$\times$ 10 $^{30}$ erg。基于以前的基于焓的环路热演化（EBTEL）模拟结果，主燃烧环路和后期环路的能量输入分别为（1.5 $-$ 3.8）$\times$ 10 $^{29}$ erg和7.7 $\times$ 10 $^{29}$ erg。耀斑加速电子的非热能（（1.7 $-$ 2.2）$\times$ 10 $^{30}$ erg）与峰值热能相当，足以提供主耀斑环和晚期环的能量输入。耀斑前的磁自由能（9.1 $\times$ 10 $^{31}$ erg）足够大，可以提供加热要求和辐射，表明磁自由能足以为耀斑提供动力。
2021-04-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation of carbon-enhanced metal-poor stars in the presence of far ultraviolet radiation
最近发现的碳增强贫金属恒星，如SMSS J031300.36-670839.3，为宇宙中第一批第二代恒星的形成条件提供了越来越多的观测见解，反映了第一次超新星爆炸后的化学条件。在这里，我们提出了第一个宇宙学模拟与详细的化学网络，包括原始物种以及C，C $^+$，O，O $^+$，Si，Si $^+$，和Si $^{2+}$形成后的碳增强贫金属恒星。背景UV通量的存在延迟了从$z=21$到$z=15$的塌缩，并将气体冷却到CMB温度，以获得Z/Z $_\odot$ =10 $^{-3}$的金属丰度。这可能导致低质量恒星的形成。总的来说，我们发现，金属有一个更强的崩溃比辐射的影响，产生一个可比的热结构的辐射背景的大变化。我们进一步发现，对于Z/Z $_\odot$ =10 $^{-2}$或SMSS J031300.36-670839.3中的碳丰度，辐射背景不能延迟塌缩。
2014-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Far and extreme ultraviolet radiation fields and consequent disc destruction in star-forming regions
行星形成的第一阶段通常发生在主星仍然处于（相对）密集的恒星形成区域时，外部环境的影响对于理解行星形成过程的结果可能很重要。特别是，包含大质量恒星的恒星形成区具有强烈的远紫外（FUV）和极紫外（EUV）辐射场，这可能导致原行星盘由于光蒸发而产生质量损失。在本文中，我们提出了一个参数空间研究的预期FUV和EUV领域的N体模拟的恒星形成区域的初始条件范围。然后，我们使用最近发表的模型，以确定由于光蒸发从原行星盘的质量损失。特别是，我们专注于改变初始程度的空间结构和初始维里比的恒星形成区，以及初始恒星密度的影响。我们发现，在恒星形成区域的FUV领域是远远高于在星际介质，即使该地区的恒星密度低，在银河系领域，由于存在中等质量，大质量，恒星（> 5 Msun）。这些强烈的辐射场会导致100万年内原行星盘中的气体成分被破坏，这意味着气体巨行星要么形成得非常快（<100万年），要么只在金牛座这样的恒星形成区形成，那里没有中等质量或大质量的恒星。后一种情况与来自太阳系的陨石证据直接紧张，这些证据表明太阳及其原行星盘是在靠近大质量恒星的地方诞生的。
2021-01-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar energetic particle ionization in protoplanetary disks around T Tauri stars
陨石中短寿命放射性核素丰度测量的异常表明，原太阳星云受到大量高能粒子（E $\gtrsim$ 10 MeV）的照射。当代太阳的粒子通量无法解释这些异常现象。然而，与金牛T星类似，年轻的太阳更加活跃，可能产生了足够的高能粒子来解释这些异常。我们希望研究恒星高能粒子与盘的气体成分的相互作用，并确定这种相互作用的可能观测示踪剂。我们使用一个二维辐射热化学原行星盘代码来模拟一个代表金牛座T星的盘。我们使用的粒子能量分布来自太阳耀斑的观测和增强的恒星粒子通量提出的金牛座T星。对于这个粒子谱，我们用精确的粒子输运模型计算了整个盘的恒星粒子电离率。我们研究了不同的X射线和宇宙射线电离率模型的恒星粒子的影响。我们发现，恒星粒子电离有一个显着的影响，共同的磁盘电离示踪剂HCO $^+$和N $_2$ H $^+$的丰度，特别是在低宇宙射线电离率的模型。与宇宙射线和X射线不同，恒星粒子无法到达圆盘的中平面。因此，居住在磁盘表面层的分子离子比跟踪磁盘的冷层/中平面的分子离子更受恒星粒子电离的影响。空间分辨的分子离子跟踪磁盘的不同垂直层的观测允许解开从其他竞争电离源的恒星粒子电离的贡献。用这里提出的模型对这样的观测进行建模，可以限制金牛座T恒星周围圆盘中的恒星粒子通量。
2017-02-24 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Photo-reverberation Mapping of a Protoplanetary Accretion Disk around a T Tauri Star
新生恒星的理论模型和光谱观测表明，原植盘有一个内部的“壁”，其距离取决于盘与恒星的相互作用。在金牛座T型恒星周围，这个圆盘洞的大小预计在0.1天文单位的尺度上，这是目前自适应光学成像无法分辨的，尽管一些模型依赖的限制已经通过近红外干涉测量得到。在这里，我们报告的第一次测量的内部磁盘周围的太阳质量的年轻恒星对象，YLW 16 B在ρ蛇夫座恒星形成区，通过检测从恒星表面到磁盘的可变辐射的光旅行时间。在两个晚上检测到一致的时间滞后，当H（1.6 μm）和K（2.2 μm）波段的时间序列同步时，4.5 μm发射滞后74.5 +/- 3.2秒。考虑到星盘的几何形状接近边缘，内边缘平均距离原恒星0.084天文单位，误差约为0.01天文单位。这个大小可能大于磁层截断的范围，并且与在~1500 K的尘埃升华半径处的光学和几何厚盘锋一致。不同波段中的数据之间的交叉关联函数的宽度对盘的几何形状施加了可能的新约束。
2016-03-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Predicting the Extreme Ultraviolet Radiation Environment of Exoplanets Around Low-Mass Stars: the TRAPPIST-1 System
M矮星周围的高能辐射环境强烈影响着近距离系外行星大气的特征，但由于地冠和星际污染，这些波长很难观测到。由于这些观测限制，恒星大气模型可以用来计算恒星极紫外（EUV; 100 - 912 nm）光谱。我们提出了一个案例研究的超冷M8矮星，TRAPPIST-1，它拥有7个过境的短周期类地行星，其大气层将由詹姆斯韦伯太空望远镜探测。我们使用大气代码PHOENIX构建了TRAPPIST-1的半经验非LTE模型光谱，其跨越EUV到红外波长（100 nm- 2.5 $μ$ m）。这些高层大气模型包含色球层和过渡区的规定，并包括新增加的部分频率重新分布能力。在宽带紫外光谱观测的情况下，我们约束我们的模型使用HST LY $α$观测从TRAPPIST-1和GALEX的EUV和NUV光度检测从一组老M8星（$>$ 1陀螺仪）。我们发现，使用这两个数据集分别校准模型产生类似的FUV和NUV通量，和EUV通量的范围从（1.32 - 17.4）$\times$ 10 $^{-14}$尔格s $^{-1}$ cm $^{-2}$。这些模型的结果表明，EUV辐射是非常敏感的过渡区的温度结构。我们较低的活动模型预测EUV通量类似于以前发表的估计来自半经验的缩放关系，而最高的活动模型预测EUV通量的一个因素高出10倍。这项研究的结果支持了这样一种观点，即TRAPPIST-1宜居带行星的表面可能没有太多的液态水，这…
2018-12-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
GIARPS High-resolution Observations of T Tauri stars (GHOsT). II. Connecting atomic and molecular winds in protoplanetary disks
在GIARPS高分辨率观测金牛座T星（GHOsT）项目的框架内，我们的目标是描述金牛座-御夫座地区经典金牛座T星（CTTs）样本中的原子和分子风。我们分析了在国家伽利略望远镜上用HARPS和GIANO摄谱仪观测的36个CTT样品中的通量校准的[OI] 630 nm和$\rm H_2$ 2.12 $\rm μm$线。我们将谱线剖面分解成不同的运动学高斯分量，并将重点放在最常检测到的分量上，即窄低速（v $\rm_p < 20$ $\rm km$ $\rm s^{-1}$）分量（NLVC）。我们发现在17个源中检测到$\rm H_2$线（$\sim 50 \%$检测率），并且在除一个源之外的所有源中检测到[OI]。$\rm H_2$和[OI]发射的NLV分量在运动学上是相关的，两条线的峰值速度和半峰全宽之间具有很强的相关性。假设开普勒加宽，我们发现[OI] NVLC起源于0.05和20 au之间的磁盘区域和$\rm H_2$的区域从2和20 au。我们没有发现$\rm H_2$和[OI] NVLC的v $\rm_p$与外盘倾角之间有任何明确的相关性。这一结果与以前的研究一致。我们的研究结果表明，分子和中性原子发射盘风起源于可能重叠的区域，并在磁盘中的分子风的生存强烈依赖于气体暴露于辐射从中央恒星。我们的研究结果表明，宽带高分辨率光谱在连接示踪剂的不同表现的同一现象的潜力。
2020-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
HAZMAT VI: The Evolution of Extreme Ultraviolet Radiation Emitted from Early M Star
恒星极紫外（EUV，100 - 1000 $\overset{\circ}{A}$）辐射的演化是评价行星大气演化和M矮星系统可居住性的关键。以前的研究从宜居带和M矮星活动跨时间（HAZMAT）计划显示，远紫外和近紫外（FUV，NUV）发射的恒星寿命的各个阶段，通过光度测量银河系演化探测器（GALEX）从M恒星。结果显示，短波长发射的水平增加，并在数亿年内保持上升。极紫外线通量随年龄变化的趋势不能凭经验确定，因为星际介质的吸收阻止了绝大多数恒星获得极紫外线波长。在本文中，我们模拟了早期M星的EUV通量的演变，以解决这一观测差距。我们目前的合成光谱跨越EUV到红外波长的0.4 $\pm$ 0.05 M $_{\odot}$恒星在五个不同的年龄之间的10和5000万年，计算与PHOENIX大气代码和指导的GALEX测光。我们模拟了一系列的EUV通量跨越两个数量级，与所观察到的X射线，FUV和NUV通量在每个时代的传播一致。结果表明，年轻M星的恒星EUV辐射强度是场龄M星的100倍，在数亿年内保持不变后随t $^{-1}$而减小.这种下降源于色球温度结构的变化，随着时间的推移，色球温度结构不断向外移动。我们的模型重建了M星紫外辐射的完整光谱和时间分辨历史，包括不可观测的EUV辐射，它驱动行星大气逃逸，直接影响行星的可居住性。
2020-05-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Ionisation of inner T Tauri star discs: effects of in-situ energetic particles produced by strong magnetic reconnection events
本研究结合粒子截面、传播谱、耀斑观测与 ProDiMo 盘模型，评估金牛 T 型星磁重联产生的原位高能粒子对内盘电离率的增强作用。
2022-10-19 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
