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
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
Time Lag between Accretion and Wind Events in the T Tauri Star RY Tau
Crimean Astrophysical Observatory（克里米亚天体物理观测台）
RY Tau星通过分析吸积和风流的变化，发现其磁偶极子倾斜角和锥形风开口角决定了吸积与风事件之间约20天的时间延迟。
2026-02-02 astro-ph.SR
Magnetic torques on T Tauri stars: accreting vs. non-accreting systems
经典的金牛座T星（CTTs）与周围的圆盘发生磁相互作用，这一过程被认为是调节其旋转演化的过程。在这项工作中，我们计算扭矩作用到恒星表面的CTTs所产生的不同吸积（吸积漏斗）和喷射（恒星风和磁层喷射）流组件。此外，我们比较了两个不同的系统中由于恒星风的磁制动：孤立和吸积恒星。2.5D磁流体动力学，时间相关，轴对称模拟。对于这两个系统，恒星风都是热驱动的。在星-盘相互作用（SDI）模拟中，吸积盘是开普勒的、粘性的和电阻性的。两个系列的模拟，一个为每个系统。我们发现，在经典的金牛座T系统的磁层喷射的存在限制了星风膨胀，导致沙漏形的几何流出。此外，吸积柱的形成改变了恒星风利用的开放磁通量的数量。这些效应对恒星风的性质有很大的影响，我们表明，恒星风制动是更有效的恒星盘相互作用系统比孤立的。我们还推导出扭矩缩放，在很宽的范围内的磁场强度，直接适用于恒星表面上的扭矩的SDI系统中的每个流组件。在所有进行SDI模拟的恒星风提取不到2%的质量吸积率和磁盘被截断到66%的共转半径。所有的模拟都显示了净起转扭矩。为了达到恒星自旋平衡，我们需要更大质量的恒星风或更接近共转半径的圆盘，这会增加磁层喷射的扭矩效率。
2020-09-02 astro-ph.SR
Line formation in the inner winds of classical T Tauri stars: testing the conical-shell wind solution
基于轴对称磁流体动力学（MHD）模拟金牛座T星（CTTS）盘-磁层边界附近风的结果，提出了氢和氦的发射线轮廓模型.我们扩展了Romanova等人以前的“锥壳风”外流模型，使之包括一个定义明确的磁层吸积漏斗流，这对于模拟CTTS的光学和近红外氢和氦线至关重要。中等质量吸积率的MHD模型显示出半开角约为35 °的锥壳状流出。的流动特性，如在锥壳风的最大流出速度，在吸积漏斗，质量吸积和质量损失率的最大流入速度是在一个典型的CTTS中发现的。将MHD模拟得到的密度、速度和修正温度用于一个单独的辐射转移模型中，以预测谱线轮廓，并检验MHD模型与观测的一致性。线轮廓计算与各种组合的X射线光度，X射线发射等离子体的温度，和倾斜角。线轮廓形态的丰富多样性被发现，许多模型配置文件是非常相似的观测中发现的。发现当风温较高时（如\sim 10^{4} K），锥壳风对某些氢谱线（如H-α、H-β、Pa-β和Pa-γ）的贡献较大，而当风温较低时，风的贡献迅速减小。该模型很好地再现了He I（10830）中一个相对狭窄和低速的蓝移吸收分量，这在观测中经常看到。
2012-08-03 astro-ph.SR
High-Resolution Spectroscopy of Winds Associated with T Tauri Stars
我们使用斯巴鲁望远镜对金牛座T星进行了光学高分辨率光谱学研究。利用凯克望远镜和甚大望远镜的存档数据，我们在4069 A处检测到了[S II]的禁线，除了5577 A和6300 A处的[O I]禁线外，还有13颗金牛座T星。我们认为，这些禁止线的低速分量来自与金牛座T星相关的风。利用这三条谱线的两个通量比，我们同时测定了风的氢密度和温度。金牛座T型星的风的氢密度为$2.5 \times 10^{6}$ cm $^{-3}$ - $2.5 \times 10^{9}$ cm $^{-3}$，温度为10800 - 18000 K。风造成的质量损失率估计在$2.0 \times 10^{-10}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$至$1.4 \times 10^{-9}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$之间。发现质量损失率随质量吸积率的增加而增加。经典金牛T星的质量损失率与质量吸积率之比为0.001-0.1，过渡盘天体的质量损失率与质量吸积率之比为0.1-1。
2020-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Inclination effects in T Tauri star spectra
上下文由于自转和吸积盘的存在，经典的金牛座T星的对称面通常相对于天球平面倾斜。倾斜角度影响观测到的这些物体的光谱特性。目标。我们研究了倾斜角对经典金牛T星光谱的影响。方法.出版的倾角，来自恒星光球旋转或空间分辨的拱盘观测，与各种观测到的光谱特性进行比较，并建立和研究相关性。结果从恒星自转得出的倾角被发现是准确性远远低于公布的磁盘倾角，并没有显着的光谱特性和倾角的基础上旋转数据之间的相关性可以检测到。与此相反，显着的相关性之间的磁盘倾角和表观速度观察到的禁止发射线和风吸收功能的允许线。这些数据支持锥状极风的假设，开口角小于$\approx 45^\circ$。其他光谱特征显示较弱或没有倾斜依赖性。利用这些结果，真正的（deprojected）极风的流速推导出的金牛座T星的调查样本。在我们的样本中，不同恒星的反投影风抛射速度似乎相差两倍，其质量损失率范围从$10^{-10} $ M $_\odot$ /yr到$3 \times 10^{-7} $ M $_\odot$ /yr。
2013-08-14 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
Testing the Potential for Radio Variability in Disks around T Tauri Stars with Observations and Chemical Modeling
金牛座T星（TTS）GM Aur的多波长观测活动于2019年12月进行，获得了Swift X射线和NUV通量，HST NUV光谱，LCOGT ugri和TESS测光，CHIRON Halpha光谱，ALMA 13 CO和C18 O线通量以及VLA 3 cm连续通量。X射线到光学观测先前已经介绍过。在这里，我们提出的ALMA和VLA的数据，并作出比较GM Aur的吸积和X射线特性。我们报告没有变化，在所观察到的毫米CO排放。使用磁盘化学模型，我们表明，看到的GM Aur的FUV光度的变化幅度可能会导致高达~6%的CO线发射的变化和X射线光度的变化可能会导致更大的变化~ 25%。然而，FUV和X射线光度的增加必须持续至少100年才能引起变化，这在TTS阶段似乎是不可能的;而且，这些变化太小，无法被ALMA检测到。我们报告没有变化，在3厘米的发射所观察到的VLA，表明的变化小于一个因素的~3的吸积率的TTTS不会导致可检测到的变化的质量损失率跟踪射流在厘米波长。我们的结论是，通常看到的变化，在FUV和X射线光度的TTS不会导致可观察到的变化，毫米CO线发射或喷气厘米连续发射。
2021-11-03 astro-ph.HE 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
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
Interaction between Winds from Weak-lined T Tauri Stars with Exoplanetary Magnetospheres
Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da Universidade de São Paulo (IAG/USP)（圣保罗大学天文学、地球物理学和大气科学研究所）
研究弱线T Tauri星风与类地行星磁层的相互作用，分析风压与磁层压力平衡，发现磁层压缩效应及磁层大小随恒星年龄变化的规律。
2026-04-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Interpreting molecular hydrogen and atomic oxygen line emission of T Tauri disks with photoevaporative disk-wind models
原行星盘中的风在其演化和扩散过程中起着重要的作用。然而，驱动风的物理过程仍然不清楚（即磁驱动与热驱动），只能通过直接将理论模型与观测数据进行比较来理解。我们使用流体动力学光蒸发盘风模型和后处理它们与热化学模型产生合成观测o-H $_2$在2.12微米和[OI]在0.63微米谱线，并直接比较的结果的观察样本。我们的光蒸发盘风模型与观测到的蓝移窄低速分量（NLVC）的签名是一致的，这通常与缓慢的盘风，两个示踪剂。只有七分之一的目标，显示蓝移NLVC的光蒸发模型无法解释所观察到的线运动学。我们的研究结果还表明，解释谱线配置文件的简单方法，如薄盘近似，以确定线发射区域可以产生误导性的结论。光蒸发盘风模型在很大程度上是一致的研究观测数据集，但它是不可能明确区分不同的风驱动机制。进一步改进这些模型，例如对动力学和化学进行一致的建模以及对个别目标进行详细建模，将是有益的。此外，磁驱动盘风模型的观测数据集的直接比较是必要的，以确定是否空间未解决的多个风示踪剂的观测是足够的理论模型之间的区别。
2022-11-18 astro-ph.SR
Multidimensional models of hydrogen and helium emission line profiles for classical T Tauri Stars: method, tests and examples
本文提出了经典金牛T星（CTTS）吸积流和流出流中形成的氢和氦谱线轮廓的多维非LTE辐射转移模型。在Sobolev近似假设下，用辐射转移程序TORUS进行了统计平衡计算，改进后的计算包括了He I和He II的能级。这使我们能够探测CTTS的内部风的物理条件，同时模拟强大的风诊断线He I（10830）和吸积诊断线，如Pa-β，Br-γ和He I（5876）。该代码已在1和2-D的问题进行了测试，我们已经表明，结果与既定的代码。我们将该模型应用于CTTS的复杂流动几何形状。模型剖面的例子是使用（1）磁层吸积和盘风，以及（2）磁层吸积和恒星风的组合计算的。在这两种情况下，该模型产生的线轮廓是定性类似的观察中发现的。我们的模型是一致的情况下，窄蓝移的吸收分量的He I（10830）的观察是由盘风引起的，和更广泛的蓝移吸收分量（P-Cygni配置文件）是由双极恒星风。然而，我们对风和磁层对于“排放”部分的相对重要性没有很强的限制。我们的初步计算表明，根据氢线的强度，盘风、恒星风和磁层的温度不会比~ 10，000 K高得多。在这些低温下，我们发现高能光子（如X射线）的光电离是产生He I（10830）发射和产生蓝移吸收成分所必需的。
2011-06-09 astro-ph.SR
Sub-mm free-free emission from the winds of massive stars in the age of ALMA
研究了大质量恒星风的热射电和亚毫米辐射，定量地分析了星风加速区和星风聚集对辐射的贡献。在已有理论的基础上，提出了一种利用Castor，Abbott & Klein（1975）的线驱动恒星外流的结果计算热射电和亚毫米辐射的方法。结果表明，在10 2 GHz < ν < 10 4 GHz范围内，谱指数变化很大.这对应于风的加速区域和风的聚集，导致对风速定律和聚集参数的强烈依赖。阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）是第一个具有光谱窗口和灵敏度的天文台，可以在探测大质量恒星加速区所需的高频下进行观测。在一个合理的质量损失率和距离的范围内，通过大质量恒星射电/亚毫米光谱的不同部分的光谱指数的偏差，预测的通量水平的偏差，作为包括风加速区域和聚集的结果，足以被ALMA检测到。因此，这两种机制都需要包括在内，以充分了解大质量恒星的质量损失率。
2016-08-31 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
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
Density streams in the disc winds of Classical T Tauri stars
研究分析RY Tau与SU Aur的长期光谱变化，发现盘风中周期性H-alpha信号符合开普勒运动，并提出由吸积盘子结构产生、延伸至阿尔文面外的密度流。
2023-08-17 astro-ph.SR
Origin of the wide-angle hot H2 in DG Tauri: New insight from SINFONI spectro-imaging
我们希望测试的起源提出的扩展热H2在2000 K周围的原子喷流从金牛座T星DGTau，为了限制广角风结构和可能存在的MHD盘风。本文给出了用SINFONI/VLT获得的H2 1-0 S（1）的通量校准IFS观测结果。由于PSF的空间解卷积和对不均匀狭缝照明的精确校正，我们进行了彻底的分析，并对形态学、运动学和表面亮度进行了建模。我们还将我们的结果与[FeII]，[OI]和FUV泵浦H2的研究进行了比较。蓝瓣中的边缘增亮的H2发射与6年后拍摄的FUV泵浦的H2惊人地相似，证实它们追踪相同的热气体，并设定任何膨胀自行的上限为12 km/s。广角H2边缘的蓝移比窄长缝光谱探测的蓝移低。我们证实，它们扩展到更大的角度和更低的速度观察到的洋葱状的速度结构的光学原子线。后者被证明是稳定的超过/等于4年，但未检测到[FeII]由SINFONI，可能是由于强烈的铁耗尽。H2边缘厚度小于/等于14 AU排除了C激波的激发，J激波速度被限制在10 km/s。我们发现，解释H2广角发射与冲击层需要最近爆发（15年）到预先存在的环境流出或过多的风质量通量。一个缓慢的光蒸发风从密集的照射磁盘表面和磁流体磁盘风加热的双极扩散似乎是更有前途的，需要更详细地建模。
2014-02-05 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
X-Shooter spectroscopy of young stellar objects: V - Slow winds in T Tauri stars
金牛座T星周围的恒星被认为会失去质量，最好的证明是低电离物质的禁止发射线的轮廓。至少有两个独立的运动学组件已被确定，一个的特点是几十到几百公里/秒（HVC）的速度变化和一个低得多的速度几公里/秒（LVC）。HVC令人信服地与喷流的排放有关，但LVC的起源仍然未知。本文分析了用X-Shooter ESO光谱仪观测到的44颗大部分是狼疮和$σ$-Ori中低质量年轻恒星的禁戒线光谱。我们探测到[OI]、[OII]、[SII]、[NI]和[NII]的禁戒线发射，并将其谱线轮廓表征为LVC、蓝移HVC和红移HVC。我们的研究集中在LVC上。我们发现，有一个很好的相关性线光度和两个L $_{star}$和吸积光度（或质量吸积率）在一个大的区间值（L $_{star}$ $\sim 10^{-2} - 1$ L $_\odot$ ; L $_{acc}$ $\sim 10^{-5} - 10^{-1}$ L $_\odot$ ; $\dot M_{acc}$ $\sim 10^{-11} - 10^{-7}$ M $_\odot$ /yr）。这些线显示存在慢风（$V_{peak}<20$ km/s）、密风（$n_H>10^8$ cm $^{-3}$）、暖风（T $\sim 5000-10000$ K），大部分为中性风。我们估计了排放气体的质量，并提供了它所占据的最大体积的值。这两个量都随着恒星质…
2014-06-21 astro-ph.SR
A SOFIA FORCAST Grism Study of the Mineralogy of Dust in the Winds of Proto-planetary Nebulae: RV Tauri Stars and SRd Variables
我们提出了一个SOFIA FORCAST棱镜光谱调查，以检查后渐近巨型分支黄色超巨星，被认为是行星状星云的前体样品中的星周尘埃的矿物学。我们对每颗恒星的矿物学模型表明，与简单的挖掘模型相反，富碳和富氧的尘埃物质都存在，大多数尘埃以无定形碳和石墨的形式存在。富氧粉尘主要以无定形硅酸盐的形式存在。光谱没有表现出任何突出的结晶硅酸盐发射特征。对于大多数系统，我们的分析表明，颗粒相对较大，并经历了显着的处理，支持尘埃被限制在开普勒磁盘的假设，我们正在从几乎面对面的方向观察大量处理，磁盘的中心区域。这些结果有助于确定后AGB拱星环境的物理性质，并限制后AGB质量损失和行星状星云形成的模型。
2017-06-01 astro-ph.SR
An inner warp in the DoAr 44 T Tauri transition disk
过渡盘（TD）的光学/红外图像揭示了HAeBes HD 142527和HD 100453环中的深度强度衰减，这可以被解释为来自急剧倾斜的内部盘的阴影，使得外部盘直接暴露在恒星光下。在这里，我们报告了TTauri DoAr 44在SPHERE+IRDIS差分偏振成像（DPI）中的类似下降。在亚毫米射电连续统中有一个相当轴对称的环，DoAr 44也可能是一个翘曲的系统。我们通过比较辐射转移预测与DPI数据在H波段（Q_∞（H））和档案336 GHz ALMA观测再处理的翘曲几何约束。观测到的DPI阴影有重合的射电对应物，但在Q_∞（H）中强度下降更深（~88%），而在336 GHz处强度下降较浅（~24%）。内盘倾角约为30+-5度的辐射转移预测近似解释了观测结果。ALMA长基线观测应该允许观测DoAr 44腔内的扭曲气体运动学。
2018-04-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Nature of the T Tauri Triple System
我们提出了一个多波长的分析，以揭示神秘的金牛座T三星系统的性质。新的光学和红外测量加上档案X射线，紫外线和毫米数据集，以显示磁盘材料和外流运动学的形态。在T Tau Sa+Sb位置附近的几条发射线和减去模型的ALMA mm连续尘埃残留物中，可以看到一条黑暗的模糊物质的轮廓，揭示了T Tau S周围的衰减环双星环。T Tau S的通量变化部分与双星轨道有关; T Tau Sb在轨道近星附近变亮，因为它从环双星物质后面出现。流出诊断确认，T头N电源的蓝移西部流出，和T头S二进制驱动西北-东南流。对南部外流的分析显示，T Tau系统喷出的周期性弧。这些弧的位置和切向运动学与轨道定时的相关性表明，发射的最后四个南部流出喷射是同期的，也许触发，T头萨+锑二进制近星点通道。我们提出了一个几何形状的T头三重，南方组件前景T头N，模糊的circumbinary环，错位磁盘和相互作用的流出。特别是，来自金牛座T Sa的风垂直于其拱星盘，可能与拱星物质相互作用，这可能解释了文献中系统流出物的高对比度测量结果的冲突。金牛座T是了解年轻多系统早期动力学过程的重要实验室。我们讨论了在这种情况下，该系统的历史和未来的特点。
2020-09-08 astro-ph.SR
Another deep dimming of the classical T Tauri star RW Aur A
上下文RW Aur A是一颗经典的金牛座T星（CTTS），具有异常丰富的发射线光谱。2014年，这颗恒星在V波段的亮度下降了约3等，并进入了一个持续时间很长的最低点。在2010年，这颗恒星也经历了类似的衰落，尽管没有那么深。这些发生在RW Aur A的事件在CTTS中是非常不寻常的，并被归因于通过尘埃云的掩星。目的。我们想知道在RW Aur A最后一次衰落后是否发生了任何光谱变化，目的是收集更多关于掩星体和现象原因的信息。方法.我们收集的光谱的两个组成部分的RW Aur。在最小值之前和期间进行光度测定。结果整个光谱特征反映了从吸积流到恒星的辐射在衰落后没有改变。然而，与恒星风相关的蓝移吸收成分在某些共振线中的强度有所增加，并且禁止线的轮廓和强度（而不是通量）变得截然不同。结论.透过模糊的云的消光是灰色的，表明存在大的尘埃颗粒。同时，也没有相关的气体吸收痕迹。云遮蔽了恒星和恒星风的内部，但不是更远的风/喷流。2014年的变暗并没有伴随着恒星表面吸积流的变化。有证据表明，恒星风的结构和速度模式确实发生了显着变化。如前所述，这种变暗可能与潮汐破裂盘中通过的凝结有关，但我们也推测，通过与增强风的相互作用，大的尘埃颗粒已经从倾斜盘中被搅动到视线中。
2015-03-13 astro-ph.SR
Simulations of Winds of Weak-Lined T Tauri Stars: The Magnetic Field Geometry and The Influence of the Wind on Giant Planet Migration
通过数值模拟，研究了前主序星的磁化星风。特别是，我们分析了在哪些情况下这些恒星会呈现出细长的磁性特征（例如，头盔飘带、弹弓发射器等）。我们专注于弱线金牛座T星，作为存在的稀薄吸积盘预计不会有强烈的影响，对结构的恒星风。我们表明，等离子体β参数（热磁能密度的比率）是一个决定性的因素，在定义的恒星风的磁配置。使用这些恒星的观测范围内的初始参数，我们表明，日冕磁场配置可以在偶极状配置和配置之间变化，具有强准直极线和封闭的流在赤道（多分量配置的磁场）。我们表明，只有当日冕底部的等离子体β参数为β <<1时，才会出现拉长的磁性特征。使用我们自洽的三维MHD模型，我们估计这些恒星风的行星迁移的时间尺度，由于恒星风对热木星施加的阻力。与Lovelace等人（2008）的发现相反，他们使用Weber & Davis模型估计了这样的时间尺度，我们的模型表明，这些多成分日冕的恒星风预计不会对热彗星迁移产生重大影响。进一步的模拟是必要的，以调查在更强的表面磁场强度（~2-3千克）和更高的日冕基底密度，以及在倾斜的恒星磁层的结果。
2009-08-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
ALMA observations of the Th 28 protostellar disk - A new example of counter-rotation between disk and optical jet
最近，四个密切的经典金牛座T星喷流的基础上的多普勒频移的差异已被检测到与HST在光学和近紫外（NUV）的发射线，这些多普勒频移被解释为旋转签名的假设下的稳态流。为了支持这种解释，底层磁盘必须以相同的方式旋转。在两种情况下，由光学线确定的圆盘旋转和喷流旋转之间的一致性得到了验证，在一种情况下被拒绝。与此同时，NUV线，这可能会跟踪更快，更准直的内脊的喷流比光学线，要么同意或没有显示出明确的指示。我们建议在第四个系统Th 28上进行此测试。我们提出ALMA高角分辨率带7连续，12 CO（3-2）和13 CO（2-1）的观测周围的金牛座T星Th 28星拱盘。我们能够检测到，在CO和连续，明确的签名磁盘开普勒旋转Th 28。12 CO排放的解决，使我们能够获得磁盘的位置角和倾角的估计。1 - 2CO峰值的速度分离很大，结合发射的分辨程度，表明中心恒星的质量在1-2 Msun之间。在13 CO和12 CO的发射线，以及检测到的磁盘的旋转感，这个方向是相反的，所暗示的横向多普勒频移测量的光学线的喷流。Th 28系统是第二个系统，在该系统中检测盘和光学射流之间的反向旋转。这些研究结果意味着，光学横向速度梯度检测HST不跟踪射流旋转或建模与稳定的假设是无效的。在这两种情况下，射流旋转的研究，仅仅依靠光学线是不适合的，以获得发射半径的射流。
2016-09-16 astro-ph.SR
V1094 Sco: a rare giant multi-ringed disk around a T Tauri star
在原行星盘中已经发现了各种各样的环状尘埃结构，但它们的起源和频率仍然不清楚。我们的结构特征的扩展，多环磁盘偶然发现的ALMA狼疮磁盘调查，并把它的背景下的狼疮磁盘人口。本文介绍了LupusIII中K6星V1094Sco在234GHz波段6和328GHz波段7的0.3 "分辨率的ALMA观测结果，并分析了它的盘结构。光谱指数$α_{mm}$在星盘内部150天文单位内测定。ALMA连续数据显示了一个非常扩展的磁盘与两个间隙/环对。间隙位于100 AU和170 AU，明亮的环位于130 AU和220 AU。在300 AU的距离外检测到连续发射，类似于IM Lup，但比在此灵敏度和分辨率下通常发现的狼疮盘大5倍。盘的明亮中心区域（35 AU内）在1 mm波长处可能是光学厚度，并且具有仅13 K的亮度温度。在第一间隙的位置处，光谱指数在内盘和第一环之间增加。由于磁盘中平面的温度较低，雪线可以被排除作为该磁盘中的环和间隙形成后面的驱动器。V1094 Sco的大小是罕见的，在狼疮中只有2.1 ± 1.5%的圆盘显示超过200 AU的连续发射。大型原始盘人口，过渡盘，和系外行星之间的可能联系进行了讨论。
2018-05-08 astro-ph.EP 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
Three-dimensional, Time-dependent MHD Simulation of Disk-Magnetosphere-Stellar Wind Interaction in a T Tauri, Protoplanetary System
本文通过三维含时MHD模拟T Tauri系统中原行星盘与恒星日冕的短期相互作用，发现自洽日冕加热和恒星风会将盘推至$10R_\star$以外，仅产生微弱零星吸积，并解释X射线光变与盘蒸发行为。
2023-03-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
ALMA data suggest the presence of a spiral structure in the inner wind of CW Leo
（略）我们的目标是研究著名的AGB星CW Leo的内风。不同的诊断探测不同的几何尺度指向一个非均匀的质量损失过程：尘埃团在毫角秒尺度观察到，双极结构在角秒尺度和多同心壳被检测到超过1”。我们提出了第一个ALMA周期0波段9的数据约650 GHz。全分辨率数据的空间分辨率为0”.42 × 0”.24，使我们能够研究~6”内的形态运动学结构。结果：共检测到25条分子线。除了一条线之外，所有线的发射都是空间分辨的。尘埃和分子谱线集中在连续谱峰的位置。沙尘辐射呈不对称分布，中心峰值通量密度约为2 Jy.分子发射谱线跟踪风加速区的不同区域，并表明风速从约5 R* 迅速增加，几乎达到约11 R* 的终极速度。较亮谱线的通道图显示了复杂的结构;特别是对于13 CO J=6-5谱线，在最初的几弧秒内检测到不同的弧。13 CO J=6-5线的PV图中出现的弯曲结构可以用内风中的螺旋结构来解释，可能是由一个双星伴星引起的。通过对ALMA数据的模拟，我们推断出该双星系统的潜在轨道轴位于东北方向约10-20度的位置，螺旋结构几乎是从侧面看到的，轨道周期为55年，双星间距为25 au（或约8.2 R*）。我们初步估计这颗伴星是一颗未演化的低质量主序星。因此，ALMA数据首次为我们提供了在毫弧秒尺度下看到的尘埃团与在弧秒尺度下看到的几乎同心弧之间的关键运动学联系。
2014-10-08 astro-ph.SR
ALMA-resolved salt emission traces the chemical footprint and inner wind morphology of VY CMa
我们的目标是研究著名的红超巨星VY CMa的内风结构（R<250 R星）。我们分析了波段7中的高空间分辨率（~0”.24x0”.13）ALMA科学验证（SV）数据，其中气态氯化钠（NaCl）的四条热发射线以高信噪比存在。首次对VY CMa内风区的NaCl排放进行了空间分辨。ALMA观测揭示了多达四个不同空间区域的贡献。氯化钠排放模式是不同的尘埃连续体和二氧化钛排放量相比，已经从ALMA SV数据分析。发射可以与轴对称几何形状相协调，其中较低密度极轴/旋转轴具有从北到东测量的约50度的位置角。然而，这张照片不能捕捉到完整的形态多样性，需要调用离散的质量喷射事件来解释局部的高密度区域。由气态NaCl线轮廓追踪的速度明显低于平均风终极速度，并且比一些最快的质量喷射慢得多，这表明质量损失的特征速度范围很广。气态氯化钠被检测到远远超出了主要的尘埃凝结区。认识到这种金属卤化物的耐火性质，这暗示了一种化学过程，防止所有NaCl凝结在尘埃颗粒上。我们表明，在表面结合温度的晶粒温度的比率为~50的情况下，只有约10%的NaCl仍然以气态形式存在，而对于较低的值的这个比例的热解吸有效地蒸发NaCl。恒星光子的光解吸似乎不是一个可行的解释，检测气态NaCl在220 Rstar从中央恒星，相反，我们提出冲击诱导溅射驱动的局部质量喷射事件作为替代。
2016-05-10 astro-ph.SR
The Disk Substructures at High Angular Resolution Project (DSHARP): X. Multiple rings, a misaligned inner disk, and a bright arc in the disk around the T Tauri star HD 143006
我们提出了一个详细的分析新的ALMA观测的磁盘周围的T-Tauri星HD 143006，在46质量（7.6金）的分辨率揭示了新的子结构在1.25毫米连续发射。圆盘分解成一系列同心环和间隙，环外部有一个明亮的弧形，类似于漩涡的流体动力学模拟，以及连接两个最里面的环的桥状特征。虽然我们的$^{12}$ CO观测在类似的空间分辨率没有显示出明显的子结构，他们揭示了一个内盘耗尽的CO排放。从连续辐射和CO速度场我们发现，最内环比最外环和弧有更大的倾角。这是内外盘之间小（$\sim8^{\circ}$）或中等（$\sim41^{\circ}$）未对准的证据，这取决于内外盘近/远侧的特定方向。我们比较了ALMA观测中观察到的子结构与最近的散射光数据从VLT/SPHERE这个对象。特别是，SPHERE图像中狭窄阴影线的位置与压力标度高度估计相结合，有利于大约$41^{\circ}$的大失准。我们讨论了我们的研究结果的背景下，尘埃捕获的漩涡，行星雕刻的差距，和错位的内盘由于存在一个倾斜的同伴HD 143006。
2018-12-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Disk Evolution Study Through Imaging of Nearby Young Stars (DESTINYS): PDS 111, an old T Tauri star with a young-looking disk
本文通过多波段观测研究看似年老的T Tauri星PDS 111及其原行星盘，发现其盘具有强烈张开、典型质量、30 au空腔和不对称子结构等年轻盘特征，表明盘演化未显著改变盘性质，并与M矮星周围的“Peter Pan盘”相似。
2024-06-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
An ALMA survey of DCN/H$^{13}$CN and DCO$^+$/H$^{13}$CO$^+$ in protoplanetary disks
分子的氘富集对其形成环境敏感。因此，限制原行星盘中氘化学的模式对于探索物质在恒星和行星形成的各个阶段是如何继承或再加工的是有用的。我们提出ALMA观测在$\sim0.6"$分辨率的DCO $^+$，H $^{13}$ CO $^+$，DCN，和H $^{13}$ CN在完整的磁盘围绕金牛座T星AS 209和IM Lup，过渡磁盘围绕金牛座T星V4046 Sgr和LkCa 15，和完整的磁盘围绕赫比格Ae星MWC 480和HD 163296。我们还提出了ALMA观测HCN在IM Lup磁盘。在所有磁盘中检测到DCN、DCO $^+$和H $^{13}$ CO $^+$，在除IM Lup磁盘外的所有磁盘中检测到H $^{13}$ CN。我们发现有效的氘分馏的样品，估计磁盘平均DCO $^+$ /HCO $^+$和DCN/HCN丰度比范围从$\sim0.02-0.06$和$\sim0.005-0.08$，分别，这是与其他ISM环境中报告的值。DCN和DCO $^+$的相对分布在磁盘之间变化，这表明可能需要多个形成途径来解释不同的发射形态。此外，在H $^{13}$ CO $^+$和DCO $^+$发射中观察到的间隙和环提供了新的证据，表明DCO $^+$与中平面CO雪线的位置具有复杂的关系。
2017-02-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Ongoing flyby in the young multiple system UX Tauri
我们目前的观测年轻的多系统UX金牛座寻找拱盘和动力学相互作用的迹象。获得了J波段和H波段的SPHERE/IRDIS深差极化图像。我们还使用了ALMA档案CO数据。在UX Tau A盘发出的散射光中可以很好地检测到大的延伸螺旋。南部螺旋形成了连接UX Tau A和C的桥梁。这些螺旋，包括连接两颗恒星的桥梁，都有一个由ALMA看到的CO（3-2）对应物。在散射光中检测UX Tau C的盘。它比UX Tau A的圆盘小得多，并且沿着不同的位置角有一个主轴，这表明没有对准。我们进行了PHANTOM SPH流体动力学模型来解释数据。散射光螺旋，CO发射螺旋和旋转盘的速度模式，以及UX Tau C盘的紧凑性都指向一个场景，其中UX Tau A最近（大约1000年）被UX Tau C近距离通过而扰动。
2020-06-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A resolved rotating disk wind from a young T Tauri star in the Bok globule CB26
本研究通过高分辨率毫米波干涉观测，证实了 CB26 年轻恒星周围的旋转分子外流为磁流体动力学盘风，并揭示了其发射形态与运动学细节。
2023-09-04 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
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
Time Variability of Emission Lines for Four Active T Tauri Stars (I): October--December in 2010
本文利用高光谱分辨率（$R \ga 1 \times 10^4$）分光光度计对四颗活跃的金牛座T星（DG Tau，RY Tau，XZ Tau，RW Aur A）进行了观测，研究了在驱动源喷流/风结构中观察到的时变质量喷射与光发射谱线探测到的时变质量吸积之间的相关性。这可能使我们能够限制喷气/风发射机制的理解，发射区域的位置，以及与磁层质量吸积的物理联系。2010年，在六个不同的时期进行了观测，以调查每日和每月的变化如何影响这样的研究。我们进行了比较，我们观察到的线轮廓和那些在文献中的一段时间的几十年，并确认存在的时间变异性独立于每日和每月的变化，在我们的观察。到目前为止，这是一致的想法，这些线的轮廓有一个长期的变化（3-20年）有关的幕式质量喷射所建议的结构在扩展流组件。我们还研究了不同谱线的等效宽度和亮度之间的相关性。我们发现，这些相关性是一致的稳定的磁层质量吸积和发射线区域，靠近恒星目前的范例。
2013-02-18 astro-ph.SR
Simulations of Winds of Weak-Lined T Tauri Stars. II.: The Effects of a Tilted Magnetosphere and Planetary Interactions
基于我们以前的工作（Vidotto et al. 2009 a），我们研究了弱线金牛座T星由于自转轴和磁偶极矩矢量之间的不对准而对风和磁层结构的影响。在这种配置中，系统失去了在对准情况下呈现的轴对称性，需要完全3D方法。我们对恒星风进行了三维MHD数值模拟，并研究了不同模型参数对恒星风的影响。系统达到与恒星相同的旋转周期的周期行为。我们发现，磁场线呈现振荡模式，并通过增加失调角，风速增加。我们的风模型使我们能够研究磁化风与磁化太阳系外行星的相互作用。这样的相互作用导致重联，产生沿着行星磁场线传播的电子，并产生无线电波长的电子回旋辐射。我们发现，一颗在0.05天文单位轨道上运行的近距离类木星行星的射电功率比在木星上观测到的大5个数量级，这表明来自年轻恒星的恒星风有可能产生强烈的行星射电辐射，在不久的将来可以用LOFAR探测到。这种无线电功率根据恒星旋转的相位而变化。我们还分析了来自未对准的恒星磁层的风是否会对行星迁移造成重大影响。相比对齐的情况下，我们表明，时间尺度τ_w为一个可观的径向运动的行星是较短的较大的失准角。而在排列的情况下，对于倾斜30度的恒星磁层，τ_w约为100Myr，对于半径为0.05AU的行星，τ_w的范围约为40 - 70Myr。（节录）
2010-07-21 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
Understanding the origin of the [OI] low-velocity component from T Tauri stars
行星的形成时间、质量和位置受到分散原行星盘的物理机制和原行星物质被清除的时间尺度的强烈影响。物质在中央恒星上的吸积，原恒星风/喷流，磁盘风和光蒸发风同时运作。因此，要解开它们对星盘分散的相对贡献，就需要确定跟踪不同星盘环境的诊断方法。在这里，我们分析了低速分量（LVC）的氧光学禁戒线，这是发现蓝移了几公里/秒的恒星速度。发现[OI] LVC谱线与[NeII] 12.81μm谱线和CO 4.7μm谱线不同，表明这些谱线的来源不同。我们报告的[OI] LVC和吸积光度Lacc的光度之间的相关性。我们没有发现与X射线光度的任何相关性，但我们发现恒星FUV光度越高，[OI] LVC的光度越高。此外，我们还发现[OI] 6300/5577的比值很低（范围在1到8之间）。这些研究结果有利于起源的[OI] LVC在一个地区，OH是由恒星FUV光子光解，反对从X射线加热层的热发射。具有最高S/N和分辨率的两个光谱的详细建模表明，LVC中有两个分量：一个宽的，中心有峰值的分量，可以归因于开普勒旋转中温暖盘表面产生的气体（FWHM在~40 ~~60 km/s之间）和窄分量（半高宽约为10 km/s，小蓝移约为2 km/s），可能出现在冷（<1，000 K）分子风中。
2013-05-28 astro-ph.SR
XMM-Newton X-ray Observations of LkCa 15: A T Tauri Star With a Formative Planetary System
金牛座T星LkCa 15的高分辨率地面图像揭示了多个被认为构成形成行星系统的同伴。候选的原行星轨道距离约15 - 20天文单位，在星周盘的尘埃耗尽的内部区域。由于它的年轻（1 - 4百万年），LkCa 15提供了一个测试行星形成模型的基准系统。我们在2009年的一次短的10 ks钱德拉观测中探测到LkCa 15作为一个明亮的X射线源。我们在这里报告了2014年从更深的37 ksXMM-牛顿观测中获得的新结果。新的数据提供了更好的采样在时域和提高灵敏度在低能量低于1千电子伏。与热发射模型的光谱拟合需要至少两个温度分量，kT_cool ~ 0.4 keV和kT_hot ~ 2.2 keV。kT_hot的值比Chandra推断的值小约2倍，表明热分量温度是可变的。最佳拟合的吸收柱密度与消光系数A_v = 1.3 - 1.7 mag. X射线本征光度L_x（0.2 - 10 keV）= 3e ~（30）ergs/s的结果符合得很好。对内盘和原行星的X射线加热率的估计对假设的盘气体表面密度很敏感，最近的ALMA观测估计在距离恒星1天文单位处Sigma_0（气体）~ 100 g/cm ^2。在这样的密度下，X射线加热主要局限于盘的上层，X射线穿过盘的中平面到达r ~ 15 - 20 AU的原行星是可以忽略的。
2017-03-20 astro-ph.SR
Exclusion of Cosmic Rays in Protoplanetary Disks: Stellar and Magnetic Effects
宇宙射线（CR）被认为是原行星盘最外层和致密区域的重要电离源;然而，它们在物理上存在的程度尚不清楚。正如在太阳系中观察到的那样，恒星风可以抑制宇宙射线在星周环境中的传播，并随后进入圆盘。在这项工作中，我们探索迄今被忽视的影响，宇宙射线调制的恒星风和磁场结构，并研究如何这些过程的作用，以减少磁盘电离率。我们构建了一个金牛座T型恒星系统的二维原行星盘模型，重点研究了恒星和星际FUV、恒星X射线光子和宇宙射线的电离。我们表明，恒星风可以为类似日光层的模拟物提供动力，即，一个"T-Tauriosphere"，在低到中等CR能量（E_CR <1 GeV）下，宇宙射线电离率降低了几个数量级。我们探索模型的观测到的太阳风宇宙射线调制和高度简化的估计"高架"宇宙射线调制，预计从一个年轻的T-金牛星。在前一种情况（太阳模拟）下，我们估计银河系宇宙射线的电离率为zeta_CR~（0.23 - 1.4）x 1e-18 s ^-1。这个范围的值，我们认为是最大的CR电离率的磁盘，是一个多的数量级低于通常假设在当前的磁盘化学和物理模型。在后一种情况下，即，对于"T-金牛星层"，宇宙射线的电离率为zeta_CR <1 e-20 s ^-1，比星际值小1000倍。事实上，如果风在宇宙射线调制方面的效率和本文预测的一样高，那么短寿命的放射性核素（现已灭绝）将成为年轻太阳星云行星形成区的主要电离源（zeta_RN~…
2013-06-04 astro-ph.SR
First Detection of [C I] $^3$P$_1$-$^3$P$_0$ Emission from a Protoplanetary Disk
我们使用安装在阿塔卡马亚毫米望远镜实验（ASTE）上的阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）波段8鉴定模型接收机，对三颗金牛座T星（DM Tau、LkCa 15和TW Hya）进行了单点[C I] $^3$ P $_1$ - $^3$ P $_0$和CO J=4-3观测。在金牛座L1551区域也观测到两颗原恒星，L1551 IRS 5和HL Tau。我们成功地探测到了来自DM Tau周围的原行星盘以及原恒星目标的[C I]发射。来自原行星盘的[C I]发射的光谱轮廓是边缘单峰的，表明原子碳（C）向最外层盘延伸。探测到的[C I]发射是光学薄的，估计金牛座T星目标和原恒星的C柱密度分别为<~10 $^{16}$ cm $^{-2}$和~10 $^{17}$ cm $^{-2}$。我们发现金牛座T星和原恒星目标之间的碳与尘埃的总质量比$M$（C）/ $M$（尘埃）存在明显差异;金牛座T星的$M$（C）/ $M$（尘埃）比原恒星小一个数量级。盘源的$M$（C）/ $M$（尘埃）比值的降低与理论预测一致，即原子C只能在盘的近表面层存活，C $^+$ /C/CO跃迁发生在盘中平面更深的地方。
2015-03-03 astro-ph.SR
Resolving the extended atmosphere and the inner wind of Mira ($o$ Ceti) with long ALMA baselines
原型米拉变量，$o$ Cet（米拉），已被视为2014年ALMA长基线活动的科学验证目标，最长基线为15公里。ALMA清楚地解决了图像的连续谱和分子线的发射/吸收在220 GHz的角分辨率为~30 mas。我们对$^{28}$ SiO v=0，2 $J$ =5-4和H $_2$ O $ν_2$ =1 $J(K_a,K_c)$ =5（5，0）-6（4，3）跃迁的数据进行了成像，并提取了从各种视线到Mira扩展大气的光谱。在成像过程中，我们遇到了模糊的图像和光谱，似乎是有关的CLEAN算法的性能。我们解决了米拉的毫米连续发射和我们的数据是一致的，与2611 $\pm$ 51 K的亮度温度的射电光球，与最近获得的结果与VLA。我们没有确认存在一个紧凑的区域（<5 mas）的亮度增强。通过模拟SiO和H $_2$ O谱线，我们得到了Mira扩展大气中的气体密度、动力学温度、分子丰度和出流/入流速度。我们发现含SiO气体在超过4 $R_\star$和$\lesssim$ 600 K的动力学温度下开始耗尽。内部的尘埃壳可能由纯硅酸盐以外的颗粒组成。在这次观测中，米拉的大气层通常呈现出下坠运动，在射电光球层外有一个速度为$\lesssim$ 12 km/s的激波阵面。流体动力学模型CODEX预测的结构可以以惊人的细节再现观测到的光谱;而其他一些模型在面对新数据时失败了。结合辐射传输模型，ALMA…
2016-03-10 astro-ph.SR
ALMA detects a radial disk wind in DG Tau
目的：我们的目标是利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的高空间分辨率来绘制DG Tau及其磁盘附近分子气体的流型，DG Tau是一个年轻的恒星物体，驱动着一个喷气机和一个分子外流。研究方法：我们使用ALMA在12 CO，13 CO和C18 O的J = 2 - 1转换中的观测来研究DG Tau的开普勒盘和可能与盘和射流有关的流出。结果：我们发现了一个新的风分量以约3.1 km/s的速度在圆盘上方以陡峭的角度（与垂直方向成约25度）径向流动。它延续了速度随离射流轴线距离的增加而减小的趋势（“洋葱状速度结构”）。结论：新成分位于原恒星盘表面附近，可能与光蒸发风有关。
2018-10-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA view of the protostellar system HH212 - The wind, the cavity, and the disk
内容：因为它被简单地从侧面观察，HH 212原恒星系统是研究低质量恒星形成的最早阶段的流入，流出和旋转相互作用的理想实验室。目的：我们希望利用ALMA提供的高角分辨率、高灵敏度、高成像保真度和光谱覆盖率的无与伦比的组合来阐明HH 212最内部中心区域的复杂运动学。研究方法：在早期科学周期0操作的扩展配置中，我们在几种分子示踪剂和850 $μ$ m尘埃连续体中使用第7波段的ALMA干涉仪以约0.5角秒的分辨率绘制了HH 212系统的内部10”（4500 AU）。结果如下：在一个单一的ALMA光谱设置中，我们同时确定了已知参与恒星形成配方的所有关键成分，即：（i）由原恒星驱动的快速、平行的双极SiO喷流，（ii）大规模的向上扫掠的CO流出，（iii）扁平的旋转和下落的包层，流出物雕刻出双极空腔（在C $^{17}$ O（3- 2）中），和（iv）充满空腔并围绕轴向射流的旋转广角流（在C $^{34}$ S（7- 6）中）。此外，紧凑的高速C $^{17}$ O发射（$\pm$ 1.9- 3.5 km s $^{-1}$从系统）显示沿赤道面的速度梯度与旋转盘约0.2弧秒= 90 AU周围的$\simeq 0.3 \pm 0.1 M_{\rm \odot}$源一致。旋转圆盘可能是开普勒的。结论：HH 212是第三颗0类原恒星，可能具有半径为$\geq 30 AU$的开普勒盘特征。在我们的C…
2014-07-23 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
Sensitive survey for 13CO, CN, H2CO, and SO in the disks of T Tauri and Herbig Ae stars II: Stars in $ρ$ Oph and upper Scorpius
我们试图确定磁盘的分子组成的年轻低质量恒星周围的$ρ$ Oph地区，并比较我们的结果与金牛座御夫座地区进行了类似的研究。我们使用IRAM 30米望远镜在位于$ρ$ Oph和上天蝎座地区的29颗金牛座T星中进行了CN N=2-1的灵敏搜索。同时观察到$^{13}$ CO J=2-1，以提供与周围分子云混淆程度的指示。带通还包含邻位H $_2$ CO的两个跃迁，SO的一个跃迁和C $^{17}$ O J=2-1线，其提供关于发射性质的补充信息。$^{13}$ CO甚至C $^{17}$ O中的分子云污染是普遍存在的。氯化萘的检出率似乎低于金牛座区域，仅检出了四个来源（三个可归因于气盘）。H $_2$ CO的发射被发现更频繁，但似乎一般是由于周围的云。比金牛座更弱的发射可能表明$ρ$ Oph区域的平均磁盘大小比金牛座云小。化学模拟表明，$ρ$ Oph中预期的较高盘温度在降低CN丰度方面发挥了直接作用。较高的粉尘温度有助于将氯化萘转化为挥发性较低的形式。在这样一个年轻的地区，CN不再是一个简单的，灵敏的磁盘示踪剂，和其他示踪剂的观测和足够高的分辨率与ALMA探测气盘人口。
2015-04-17 astro-ph.SR
Planet gaps in the dust layer of 3D protoplanetary disks: I. Hydrodynamical simulations of T Tauri disks
内容：虽然亚微米和微米大小的尘埃颗粒通常与原行星盘中的气相很好地混合，但较大的颗粒将部分解耦，因此具有与气体不同的分布。这对预测原行星盘的可观测性产生了影响，因为仅对气体的研究将提供一个不准确的图像。具体来说，在行星存在下的间隙打开标准通常是针对气相进行研究的，而一旦颗粒达到毫米大小，尘埃层的情况可能会大不相同，这就是ALMA所观察到的。目的：我们的目标是调查的形成和结构的行星间隙的尘埃层的原行星盘与嵌入的行星。研究方法：我们执行3D，气体+尘埃SPH模拟的原行星盘与行星在一个固定的圆形轨道上在40 AU研究的气体和尘埃的分布和密度在磁盘的演变。我们运行了一系列模拟，其中行星质量和尘埃颗粒大小不同。结果如下：我们发现，尘埃层中的间隙比气相中的间隙更引人注目，对于更大质量的行星和更大的颗粒，它更深更宽。对于一个足够大的行星，我们注意到，厘米大小的颗粒仍然在间隙内的共转和他们的人口在外盘显示出一个不对称的结构，一个签名的磁盘行星相互作用，即使是一个圆形的行星轨道，这应该是可观察到的ALMA。
2010-05-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tracing Slow Winds from T Tauri Stars via Low Velocity Forbidden Line Emission
利用Keck/HIRES光谱Δv ~ 7 km/s，分析了33颗金牛座T星的[O I] 6300 <$，[O I] 5577 <$和[S II] 6731 <$的禁带谱线，这些T星涵盖了一系列的盘演化阶段.在去除与微射流相关的高速分量（HVC）后，我们研究了低速分量（LVC）的特性。LVC可以归因于缓慢的磁盘风，可以是磁（MHD）或热（光蒸发）驱动。这两种风在原行星物质的演化和扩散中起着重要作用。在所有30颗检测到[O I]的恒星中都看到了LVC发射，但在检测到[S II]的八颗恒星中只有两颗看到了LVC发射，因此我们的分析很大程度上基于[O I] LVC的性质。LVC本身被分解为宽（BC）和窄（NC）运动分量。这两个分量都存在于很宽的吸积率范围内，它们的光度与吸积光度相关，但在过渡盘中，NC比BC强。BC和NC的FWHM与盘倾角相关，分别与半径为0.05至0.5 AU和0.5至5 AU的开普勒加宽一致。BC的速度质心表明形成在MHD盘风，最大的蓝移发现在源与更接近面对的方向。然而，NC的速度质心，显示不依赖于磁盘倾斜。这种成分的来源不太清楚，光蒸发的证据也不确定。
2016-08-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Determining Dust Properties in Protoplanetary Disks: SED-derived Masses and Settling With ALMA
我们目前的光谱能量分布（SED）建模的338盘金牛座T星周围的11个恒星形成区，从$\sim$ 0.5至10万年的年龄。我们从我们的SED模型推断的磁盘质量通常比（亚）毫米调查报告的大1.5-5倍，对于更大质量的磁盘，差异通常更高。从（亚）毫米通量导出的质量依赖于假设盘在所有毫米波长下都是光学薄的，这可能导致盘质量被低估，因为观测到的通量对盘中的整个质量不敏感; SED模型没有做出这种假设，因此产生更高的质量。具有更多吸收材料的圆盘在给定波长下应该是光学上较厚的;当圆盘温度由恒星光度缩放时，这可能导致大质量恒星周围的圆盘存在更大的差异。我们还比较了不同恒星形成区域的盘质量和尘埃沉降程度，发现年轻区域的盘比老区域的盘质量更大，但尘埃沉降程度相似。总之，这些结果为“失踪”质量问题提供了潜在的部分解决方案：金牛座T恒星周围的圆盘可能确实有足够的材料形成行星系统，尽管以前的研究通过假设圆盘光学薄而低估了质量;这些行星系统也可能比以前的理论更早形成，因为重要的尘埃演化（即，沉降）在年轻的盘中已经很明显。
2022-11-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
