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
Gas accretion within the dust cavity in AB Aur
AB Aur是一颗赫比格Ae星，拥有一个著名的过渡盘。由于它距离较近且倾角较低，是研究行星形成的绝佳对象。我们的目标是调查的化学和动力学的分子气体成分在AB Aur盘，其与连续毫米发射中观察到的突出的马蹄形的关系。我们用NOEMA干涉仪以高角分辨率标测了HCO ~+和HCN的J = 3-2谱线。通过结合两者，我们可以深入了解AB Aur盘的结构。在AB Aur盘中观察到化学分离：HCO+显示出朝向恒星位置的强烈发射，在尘埃腔中至少有一个明亮的分子桥，以及在较大半径处的环状发射，而HCN仅在与尘埃环重合的环形环中检测到，并在尘埃阱附近呈现出强烈的峰值。我们使用HCO+来研究腔内的气体动力学。观测到的明亮的HCO+桥连接着致密的中心源和外部的尘埃环。这座桥可以解释为从外环到内盘/喷流系统的吸积流，证明气体通过空腔吸积。
2019-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gould Belt Very Large Array Survey IV: The Taurus-Auriga complex
本文介绍了用卡尔G。Jansky甚大阵列，频率为4.5 GHz和7.5 GHz。我们总共探测到610个源，其中59个与年轻恒星天体有关，18个与场星有关。56%的年轻恒星的性质与非热射电辐射相容。我们还表明，更先进的年轻恒星物体的无线电发射往往是更非热的起源，在一般情况下，他们的无线电特性是兼容的，在其他恒星形成区。通过将我们的结果与以前报道的X射线观测结果进行比较，我们注意到金牛座-御夫座中的年轻恒星天体遵循$κ$ =0.03的居德尔-奔驰关系，正如我们以前对其他恒星形成区域所建议的那样。一般来说，金牛座-御夫座和所有以前研究过的地区的年轻恒星天体似乎都遵循这种关系，色散为$\sim1$ dex。最后，我们提出，其余的大部分来源与河外天体有关，但提供了一个列表，46个不明无线电源的无线电特性是兼容的YSO性质。
2014-12-19 astro-ph.SR
Magnetic field of young star RW Aur
本文给出了年轻恒星RW Aur A的纵向磁场B_z测量结果。我们发现HeI 5876谱线窄区的B_z在-1.47 \pm 0.15 kG ~+1.10 \pm 0.15 kG之间变化。我们的数据与\simeq 5.6 ^d的恒星自转周期和两个具有相反磁场极性且经度相差约180 ^o的热点模型一致。B_z<0的光斑位于RW Aur吸积盘中平面上方的半球，B_z>0的光斑位于中平面下方。在3σ水平上，B_z的上限为：光生线180 G，H_α和[OI] 6300线形成区分别为220 G和230 G。上限600 G出现在发射谱线宽分量形成的区域。在11种情况中，我们观察到两种情况下的场位于NaI D线的蓝色吸收翼的形成区，即流出区：B_z= -180 \pm 50 G和-810 \pm 80 G。在我们所有的观测中，RW Aur光球线的径向速度平均约为+ 10.5 km/s，比Petrov等人（2001）十年前得出的值小5.5 km/s。在这方面，我们讨论了一种可能性，RW Aur不是一个二进制，而是一个三进制。
2011-11-09 astro-ph.SR
Analysis of MOST light curves of five young stars in Taurus-Auriga and Lupus 3 Star Forming Regions
介绍了MOST卫星在2009年和2010年在金牛座和狼疮恒星形成区获得的五颗年轻恒星的连续光度观测结果。利用光变曲线模型，在假设光斑内部不变性的条件下，我们获得了三颗有斑点的弱线T Tau星V410 Tau，V987 Tau和Lupus 3-14的太阳型微分旋转参数的小值（k=0.0005-0.009）;对于另一颗有斑点的WTTS，Lupus 3-48，数据与刚性旋转表面（k=0）一致。在狼疮3-14的光变曲线中检测到类似的上升（4分30秒）和衰减（1小时45分钟）时间的三个耀斑。经典的T Tau星RY Tau的亮度在3周的观测中持续下降，并没有显示出任何明显的周期信号。
2011-03-09 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
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
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
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
Stable and Unstable Regimes of Mass Accretion onto RW Aur A
我们目前的监测观测活动的金牛座T星RW Aur，从2010年10月至2015年1月，使用光学高分辨率（R>10000）光谱与CFHT-ESPaDOnS。文献中的光学光度测量显示，在这一时期的大部分时间里，通量都很明亮，稳定，通量较低（2-3等）。在2010年和2014年。在亮期，我们的光谱显示出清晰的光球吸收，Ca II 8542 A发射轮廓形状的复杂变化，以及O I 7772和8446 A以及He I 5876 A线的红移吸收的大变化，表明在此期间不稳定的质量吸积。相比之下，这些线的轮廓是相对均匀的，在微弱的时期，这表明稳定的质量吸积。在微弱的时期，光球吸收线是不存在的或边缘，平均Li I的配置文件显示红移吸收由于流入。我们讨论了（1）星周物质或伴星的掩星和（2）质量吸积活动的变化，以解释上述结果，以及2011-2015年的近红外和X射线观测。这两种情况都不能简单地解释所有观察到的趋势，需要更多的理论工作来进一步研究它们的特征。
2016-04-18 astro-ph.SR
Using FUV to IR Variability to Probe the Star-Disk Connection in the Transitional Disk of GM Aur
我们使用哈勃空间望远镜成像光谱仪（STIS）和红外望远镜设备SpeX光谱仪分析了金牛座过渡盘GM Aur的紫外（UV），光学和近红外（NIR）观测的3个时期。观察间隔1周和3个月，以研究多个时间尺度上的变异性。我们使用STIS光谱计算了每个观测时期的吸积率，发现相隔一周的时期具有相似的吸积率（~ 1 E-8太阳质量/年），而3个月后获得的时期具有显著较低的吸积率（~ 4 E-9太阳质量/年）。我们发现，吸积率的下降是由于吸积流中的物质密度较低，而不是较低的表面覆盖的吸积柱。在低吸积率时期，我们还观察到较低的通量在远紫外（FUV）和红外波长，跟踪分子气体和尘埃的磁盘，分别。我们发现，这可以解释为较低的尘埃和气体的质量在内部磁盘。我们将观测到的变化归因于内盘的不均匀性，在共转半径附近，气体和尘埃可能共存于磁层流的足迹附近。这些FUV-近红外数据提供了一个新的视角内盘的结构，恒星磁层，以及它们之间的相互作用。
2015-04-02 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
Circumbinary Ring, Circumstellar disks and accretion in the binary system UY Aurigae
最近的系外行星调查显示，行星可以围绕双星运行并生存。这表明，一些拥有巨大环双星盘（CB）的年轻双星系统可能正处于行星形成的过程中。但是，检测到的CB磁盘非常少。我们重访了已知的CB盘之一UY Aurigae系统，并探测了13 CO2 -1，C18 O2 -1，SO 5（6）-4（5）和12 CO 3-2谱线发射和热尘埃连续体。我们的新结果证实了CB盘的存在。此外，拱星（CS）磁盘清楚地解决在尘埃连续在1.4毫米。0.85毫米和6厘米的波长之间的光谱指数被发现是令人惊讶的低，为1.6 CS磁盘。根据我们的1.4 mm连续体数据，二进制的解投影分离为1.26”。这比早期的研究大0.07”（10 AU）。结合UY Aur B在$R$波段变化的事实，我们认为UY Aur B b的CS盘遮挡了UY Aur Ba。CB盘内部的一个非常复杂的运动学图案，由于混合的CB盘的开普勒旋转，流入和流出的气体观察。从CB环吸积到CS盘的流动气体和可能的外流也被确定和解决。SO发射被认为是在流动冲击的基础。我们的结果表明，UY Aur系统正在经历一个积极的吸积阶段，从CB盘CS盘。UY Aur B也可能是一个二进制系统，使UY Aur成为一个三进制系统。
2014-07-17 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
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
Accretion discs as regulators of stellar angular momentum evolution in the ONC and Taurus-Auriga
鉴于最近的实质性更新的光谱类型估计和新建立的固有颜色，有效温度，和测辐射热校正的前主序星（PMS），我们重新解决的吸积盘调节恒星角动量（AM）的演化理论。我们报告的汇编一致的样本完全对流恒星内的两个最充分研究和最年轻的，附近的恒星形成区域：猎户座星云星团（ONC）和金牛座御夫座。我们计算平均特定的恒星AM（$j_{\star}$）假设固体旋转，使用从文献中收集的表面旋转周期和新的恒星半径和年龄的估计。我们使用已发表的斯皮策IRAC通量分类为II类或III类恒星，并比较它们的$j_{\star}$演化。我们的研究结果表明，光盘分散是一个快速的过程，发生在不同的年龄。我们发现一个一致的$j_{\star}$减少率之间的第二类和第三类PMS明星，我们解释为表示一个时期的吸积盘调节AM的演变，其次是近恒定的AM的演变，一旦光盘已经消散。此外，假设我们所观察到的恒星年龄的传播是真实的，我们发现在II类阶段的$j_{\star}$的去除率比预期的更快的收缩在恒定的恒星自转速率。一个更有效的AM移除过程必须存在，最有可能的形式是吸积驱动的恒星风或其他流出的星盘相互作用区域或扩展盘表面。
2014-07-23 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
Periodic Eruptive Variability of the Isolated Pre-Main Sequence Star V347 Aurigae
御夫座V347与小暗云L1438相关，似乎是一颗孤立的主序前恒星，距离$d\approx$ 200 pc。多历元，档案测光揭示了周期性的亮度变化幅度$V\approx2.0$幅度发生在$\sim$ 160天的时间尺度上，已经持续了几十年。利用Zwicky Transient Facility对光源进行的有规律的光学成像显示，被V347 Aur照亮的小反射星云的亮度也会波动，有时会完全消失。多历元，凯克/HIRES数据表明存在两个不同的光谱成分：一个突出的发射线为主的光谱与沉重的面纱连续与明亮的光度状态，和M型吸收线光谱与静止。所有的光谱表现出强烈的巴耳末和He I线发射，符合吸积，以及高速发射所产生的禁戒跃迁的[O I]，[N II]，和[S II]，通常与准直喷流和磁盘风。在现有的高色散光谱或高分辨率成像中没有证据表明V347 Aur的二进制性。重复的爆发事件可能与吸积不稳定性有关，这种不稳定性是由未被探测到的伴星或周星盘内周期性增加质量吸积率的结构引起的。V347 Aur可能类似于EXor类型的变量，但更有规律地重复出现。
2020-10-06 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
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
Far Ultraviolet Spectroscopy of Three Long Period Nova-Like Variables
我们选择了三个类新星的轨道周期长周期极端的类新星变量：V363 Aur，RZ Gru和AC Cnc，所有与IUE档案远紫外光谱。它们都是UX UMa类型的nova类变量，并且都有$P_{orb} > 7$ h。V363 Aur是一个真正的SW Sex星，AC Cnc是一个可能的，而RZ Gru还没有被证明是SW Sex子类的成员。我们利用最先进的吸积盘和白矮星光球模型对这三个系统的远紫外光谱进行了首次合成光谱分析。我们发现V363 Aur和RZ Gru的FUV光谱能量分布与光学厚稳态吸积盘模型一致，其中发光盘占FUV光的100%。我们目前的吸积率和模型推导的距离V363 Aur和RZ格鲁。对于AC Cnc，我们发现，一个热吸积白矮星占$\sim$ 60%的FUV光与吸积盘提供其余的。我们比较我们的吸积率和模型推导的距离与文献中的估计。
2011-12-16 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
Automatic Detection of Accretion Bursts in Young Stellar Objects: a New Algorithm for Long--Term Sky Surveys
处于主序星前阶段的年轻天体具有亮度不规则变化的特征，这通常归因于星周盘中发生的各种不稳定性导致的质量吸积速率的增加。在旨在监测天空的大型调查的时代，我们提出了一个管道来检测不规则的爆发，特别是EXors（EX Lupi型爆发变量），在光变曲线。该程序遵循启发式的方法，并进行测试对光变曲线已经收集了一些对象目前公认为真正的或候选EXOR。
2022-03-22 astro-ph.IM 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
An Ionized Outflow from AB Aur, a Herbig Ae Star with a Transitional Disk
AB Aur是一颗Herbig Ae星，有一个过渡盘。过渡盘在其内部区域呈现出大量的尘埃清除，最有可能是因为一个或多个行星的形成，尽管其他解释仍然可行。在过渡天体中，吸积被发现比经典的满盘小一个数量级。由于吸积被认为是与外流活动，厘米自由喷流预计将存在于与这些系统，在较弱的水平比经典的原行星（全）系统。我们提出了新的观测厘米射电发射与内部区域的AB Aur和得出的结论是，厘米源的形态，方向，光谱指数和缺乏时间的变化意味着存在一个准直，电离流出。然而，这个射电喷流的射电光度比类似热光度的经典系统预期的小大约20倍。我们的结论是，厘米连续辐射是目前与过渡盘的恒星，但在水平比正在成为只有升级的无线电阵列检测。另一方面，假设喷流速度为300 km/s $^{-1}$，我们发现AB Aur中的质量损失率与吸积率之比为$\sim$ 0.1，与演化程度较低的系统相似。
2014-08-29 astro-ph.SR
The disappearing act: A dusty wind eclipsing RW Aur
RW Aur是一颗年轻的双星，在2010-11年经历了A分量的深度变暗，并在2014年夏季至2016年夏季经历了第二次更深的变暗。我们在2014-16年日食期间提出了新的未解决的多波段测光，在调光之前和期间的新发射线光谱，2014-15年之间的存档红外测光，以及文献数据的概述。光谱观测是用利物浦望远镜上的光纤馈电机器人双光束光谱仪进行的。光度监测是由拉斯坎布雷斯天文台全球望远镜网络和詹姆斯格雷戈里望远镜完成的。我们的测光显示，RW Aur在2016年3月的亮度下降到R = 12.5。除了长期的变暗趋势，RW Aur在短至数小时的时间尺度上是可变的。短期的变化很可能是由于不稳定的吸积流。这一点，加上光谱中与吸积相关的发射线的存在，表明在日食期间，双星系统中的吸积流至少部分可见。[O I]的等效宽度在2014年增加了十倍，与调光事件相吻合，证实了先前的报告。$Hα$轮廓的蓝移部分在日食期间被抑制。结合文献中报道的日食期间中红外亮度的增加和WISE档案数据中看到的，以及RW Aur A周围磁盘几何形状的限制，我们得出结论，遮蔽屏幕是从内部磁盘发出的风的一部分。
2016-09-19 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
Possible Time Correlation Between Jet Ejection and Mass Accretion for RW Aur A
对于活跃的T-Taur星RW Aur A，我们进行了长期（~10年）的监测观测：（1）使用Gemini-NIFS和VLT-SINFONI在[Fe II] 1.644微米发射线上进行喷流成像;（2）使用CFHT-ESPaDOns进行光学高分辨率光谱学;（3）使用CrAO 1.25米望远镜和AAVSO进行V波段测光。后两个观测证实了（A）与磁层吸积有关的Ca II 8542 A和O I 7772 A线剖面与（B）光学连续通量之间的时间变化相关性。喷流图像及其自行表明，在过去的15年里，该恒星发生了4次纽结喷射，间隔不规则，为2-6年。这些间隔的时间尺度和不规则性与光学光度数据中看到的调光事件的时间尺度和不规则性相似。我们的观察表明，显着的（Delta_V < -1 mag.）光度上升和喷射结喷射。再过几年的观察可能会证实或否定这一趋势。如果得到证实，这将意味着喷气发射区的位置非常接近恒星（r <<0.1 au），正如一些喷气发射模型所预测的那样。这样的结论对于理解恒星周围几个天文单位范围内的盘演化，以及在这些半径范围内可能正在进行的行星形成是至关重要的。
2020-07-31 astro-ph.SR
Variability of young stellar objects: accretion, disks, outflows and magnetic activity
本文对年轻天体的光变特性作了简要的回顾。光变是年轻恒星的一个重要特性。两个主要的起源可以区分：在主序星上看到的磁活动的放大版本和与星周盘，吸积和流出有关的各种过程。
2015-04-24 astro-ph.SR
A search for passive protoplanetary disks in the Taurus-Auriga star-forming region
我们对金牛座的33颗金牛座T星（TTS）进行了为期12个月的监测活动。我们的目标是监测拥有盘但具有弱H α线的物体，这是一种常见的年轻恒星吸积示踪剂，以确定它们是否拥有被动的拱星盘。我们使用中等分辨率的光学光谱来评估物体的吸积状态并测量Halpha线。我们没有发现令人信服的被动盘的例子，只有过渡盘和碎片盘系统在我们的样本是非吸积。在吸积物中，我们没有发现闪烁吸积的例子，假设所有吸积TTS经历这样的事件，吸积间隙的占空比上限为2.2%。结合文献结果与我们的观察，我们发现，传统的基于Halpha的标准来测试吸积的可靠性是高的，但不完美的，特别是对于低质量的TTS。我们发现一个显着的恒星质量和全宽之间的相关性在10%的峰值（W10%）的H α线，似乎并不涉及自由落体速度的变化。最后，我们的数据揭示了Halpha等效宽度和它的W10%之间的正相关性，表明在线轮廓的系统调制，从而线的高速翼成比例地增强比它的核心时，线光度增加。我们认为，这支持的假设，即中央恒星的质量吸积率是通过一个共同的物理机制与Halpha W10%。
2017-04-04 astro-ph.SR
ISM Dust Grains and N-band Spectral Variability in the Spatially Resolved Subarcsecond Binary UY Aur
10微米的硅酸盐特征是年轻的星周盘中尘埃颗粒生长和行星形成的基本诊断。斯皮策太空望远镜彻底改变了对这一特征的研究，但由于它的小口径（85厘米），它不能在最近的恒星形成区（~140 pc）的距离上空间分辨出小/中分离双星（<3”; <420 AU）。大型的6- 10米地面望远镜和中红外仪器可以分辨这些系统。本文利用MMTAO/BLINC-MIRAC 4中红外光谱仪对0.88”双星UY Aur进行了空间分辨。然后，我们将我们的光谱与斯皮策/IRS（未解析）光谱进行比较，并从IRTF/MIRAC 2，Keck/OSCIR和Gemini/Michelle中解析图像，这些图像是在过去十年中拍摄的。我们发现UY Aur A具有非常原始的ISM状颗粒，UY Aur B具有形状异常的硅酸盐特征，这可能是其盘中前景消光的混合发射和吸收的结果。我们还找到了证据，通过比较合成光度法从我们的光谱与解决成像从以前的时代在UY Aur A和UY Aur B的变化。UY Aur A的光度变化可能表明硅酸盐发射本身是可变的，就像最近在EX Lupi中发现的那样。否则，热连续性是可变的，要么像ISM一样的尘埃从未进化过，要么它正在被补充，也许是UY Aur的环双星盘。
2010-01-27 astro-ph.IM astro-ph.SR
The magnetospheric accretion/ejection process in young stellar objects: open issues and perspectives
本次总结演讲的目的是突出一些关于年轻恒星天体（YSO）磁层吸积/弹射过程物理学的未决问题。它列出了一些与YSO的磁场和吸积制度，吸积激波的结构和性质，多个流出分量的起源，以及星盘磁相互作用对早期角动量演化的影响有关的问题。
2013-10-16 astro-ph.SR
The Radiowave Hunt for Young Stellar Object Emission and Demographics (RADIOHEAD): A Radio Luminosity${-}$Spectral Type Dependence in Taurus${-}$Auriga YSOs
利用VLASS巡天数据测量金牛座-御夫座YSO的射电发射，发现射电探测率与光度随光谱型显著变化，早型YSO更高，且中红外类别可预测可探测性。
2025-01-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
RW Aur A : SpeX Spectral Evidence for Differentiated Planetesimal Formation, Migration and Destruction in an 3 Myr Old Excited CTTS System
我们提出了2007 - 2020年SpeX VISNIR光谱监测的高度可变RW Aur A CTTS。我们找到了直接的证据，一个高度兴奋，IR明亮，不对称，和时变系统。通过对谱线和时间趋势的比较，确定了5种不同的组分：（1）CTTS光球表面产生的0.7 - 1.3 μ m稳定连续谱，色温约为4000 K，（2）CTTS原恒星大气层/吸积包层中热激发氢的可变氢发射谱线，（3）CTTS原恒星大气层/吸积包层中热CO气体的可变氢发射谱线，（4）CTTS原恒星大气层/吸积包层中热CO气体的可变氢发射谱线，（5）CTTS原恒星大气层/吸积包层中热CO气体的可变氢发射谱线，（6）CTTS原恒星大气层/吸积包层中热CO气体的可变氢发射谱线。（4）由于周围的吸积盘是空间可变的，内壁在r = 0.04 AU，T = 1650 K，外缘在约1200 K，因此具有高度可变的1.8-5.0 μ m热连续谱发射，色温范围从1130 - 1650 K;（5）系统喷流结构中大量Fe Ⅱ +伴生的SI、SiI和SrI的瞬态分叉特征。分叉的签名首次出现在2015年，但到2020年底，这些签名崩溃并消失在一个小的单峰原恒星大气特征中。RW金作为光谱特征的时间演变是一致的动态激发CTTS系统形成分化灶神星大小的星子在一个不对称的吸积盘和迁移他们向内被破坏性吸积。相比之下，附近的同时期双星RW Aur B只显示出（1）稳…
2022-03-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Deep Pa$β$ Imaging of the Candidate Accreting Protoplanet AB Aur b
本研究通过 Keck/NIRC2 高对比度成像对候选吸积原行星 AB Aur b 进行了 Pa$β$ 发射探测，未检测到显著信号，表明其未发生大量吸积或吸积过程具有随机性。
2024-02-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Structure of Shock Waves in the Case of Accretion onto Low-Mass Young Stars
给出了年轻恒星吸积激波结构的物理分析和数学表述。给出了一些结果，并研究了冲击波结构对各种参数的依赖关系。在一般情况下，金牛座T星光谱中谱线的相对强度和轮廓应该取决于下落气体的速度和密度，以及吸积几何。计算结果可作为阐明年轻恒星活动本质的基础。
2013-03-17 astro-ph.SR
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
Accretion onto young stars: the key to disk evolution
在主序前（PMS）演化的早期阶段，年轻恒星的特征是中心恒星和周围的盘之间存在大量的相互作用。在发生的过程中，物质从盘到恒星的吸积是一个关键的过程，因为它跟踪盘的演变，反过来又影响行星如何形成和在盘中演变。即使吸积已经被研究了很多年，它仍然是大量工作的焦点，因为我们不完全理解它是如何发生的。
2017-12-27 astro-ph.SR
Emission line diagnostics for accretion and outflows in young very low-mass stars and brown dwarfs
利用宽波段中分辨率X-Shooter/VLT谱研究了三个极低质量年轻天体的吸积和外流性质。我们的目标（FU TauA，2 M 1207-39和Par-Lup 3 -4）的光谱类型在M5和M8之间，年龄在100万年到1000万年之间，并且从以前的研究中已知正在吸积。我们的项目的最终目标是确定质量流出吸积率的物体附近或在亚恒星制度作为探测器的金牛座T相的棕矮星和调查的变化吸积和流出过程。
2013-09-12 astro-ph.SR
Pulsed Accretion in a Variable Protostar
对于一些近距离的前主序星双星，当它们从环双星盘生长时，由于吸积率的变化而引起的光度周期性增加已经被预测。这种现象被称为“脉冲吸积”，可以影响年轻双星的轨道演化和质量分布，以及在环双星环境中形成行星形成的潜力。吸积变率是年轻恒星的一个共同特征，在光学和红外波长的多历元观测中测量到的振幅和时间尺度范围很大。通过光学吸积示踪剂，只有少数年轻的双星中发现了与脉冲吸积一致的周期性变化，尽管吸积光度在轨道之间的变化范围为0- 50%。在这里，我们报告了一颗年轻的原恒星（年龄约10^5年），它表现出周期性的变化，其中红外光度大约每25.34天在一周内增加10倍。我们把这归因于与一个看不见的双星伴星有关的脉冲吸积。这种吸积信号的强度和规律性是令人惊讶的;它可能与系统非常年轻的年龄有关，这比以前研究的其他脉冲吸积物年轻十倍。
2013-01-24 astro-ph.SR
Time Dependent Models of Magnetospheric Accretion onto Young Stars
经典金牛座T型星的吸积被认为是通过磁层过程的作用发生的，内部圆盘中的气体通过恒星磁场线被引导到恒星表面。年轻的恒星以随时间变化的方式吸积物质，这种变化的来源仍然是一个悬而未决的问题，特别是在最短的时间尺度上（~天）。使用一维时间相关的数值模拟，遵循场线几何形状，我们发现，对于逼真的年轻恒星，稳态跨音速吸积自然发生在没有任何其他来源的变异。然而，我们表明，如果内盘的密度在~天长的时间尺度上平滑地变化（例如，由于湍流），这种复杂性可导致在吸积柱中形成激波。这些冲击波沿着吸积柱传播，并最终撞击恒星，导致吸积率发生快速、大幅的变化。我们认为，当这些冲击击中恒星所观察到的时间依赖性将是吸积光度的快速增加，然后缓慢下降，并可能是一个解释的一些短期内观察到的变化吸积年轻的恒星。我们的一维方法将以前的分析工作与更复杂的多维模拟和观察联系起来。
2017-03-16 astro-ph.SR
Magnetic field buoyancy in accretion disks of young stars
研究了年轻恒星吸积盘中古磁场的浮力。假设Parker不稳定性导致在有效磁场产生区域形成环形磁场的细长磁通管。定常解的感应方程的形式，其中浮力被视为额外的机制的磁通量逃逸。本文计算了年轻金牛座T星吸积盘中磁通管半径为$a_{\mathrm{mft}} = 0.1H$、$0.5 H$和$1H$时的古磁场强度，其中$H$为吸积盘高度标度。计算表明，浮力限制了环形磁场的增长，因此其强度与$a_{\mathrm{mft}}=0.1H$情况下的垂直磁场强度相当。
2017-12-29 astro-ph.SR
Exploring the dimming event of RW Aur A through multi-epoch VLT/X-Shooter spectroscopy
RW Aur A是一个CTTS，自2010年以来突然经历了三次重大的调光事件。我们的目标是了解调光性能，检查吸积的变化，并得出的物理性质的内盘跟踪CO振转发射在近红外波长（2.3 MIC）。我们比较了两个时期的X-Shooter观测，在变暗期间和之后。我们模拟了很少检测到的CO带头发射在这两个时代，以检查内部光盘的属性是否发生了变化。SED被用来推导的消光性能的调光光谱和比较的红外过剩之间的两个时期。利用吸积线推导了两种状态下的质量吸积率。CO起源于具有T=3000 K、N $_{CO}$ = 1 × 10 $^{21}$ cm $^{-2}$和vsini=113 km/s的物理性质的区域。从紫外到近红外的有效光学深度范围为teff 2.5-1.5，得到了调光层的消光特性。在变暗之后和变暗期间，推断的质量吸积速率Macc分别为$1.5x 10^{-8}$ Msun/yr和$\sim 2x 10^{-8}$ Msun/yr。通过拟合SED，在500- 700 K温度的尘埃颗粒的调光事件期间，在IR中观察到额外的发射。由CO跟踪的物理条件是相似的两个时代，表明内部气体盘属性不改变期间的调光事件。消光曲线比ISM平坦，因此需要几百微米的大晶粒。当我们对观测到的消光进行校正时，Macc在两个时期内是恒定的，这表明吸积是稳定的，因此不会导致变暗。在近红外光谱中，额外的热辐射位于距离恒星约0.…
2019-03-15 astro-ph.SR
Accretion disks in luminous young stellar objects
对年轻恒星周围的吸积盘的性质进行了观测评述。它关注的是嵌入和光学揭示阶段的中等质量和高质量年轻恒星物体的原始盘。的属性来自空间分辨的观测，因此主要是获得与干涉手段，无论是在无线电/（亚）毫米或在光学/红外波长区域。我们对这些拱星结构的物理性质、运动学和动力学进行了总结和比较，并在可能的情况下描绘了趋势。除其他外，我们报告的二次趋势的质量吸积率与质量从金牛座T星的最高质量的年轻恒星物体和系统的差异，在质量下降和吸积率。
2015-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass Accretion Processes in Young Stellar Objects: Role of Intense Flaring Activity
根据磁层吸积的假设，年轻的低质量恒星被星周盘包围，它们通过质量吸积与星周盘相互作用。这种吸积作用使恒星达到最终质量，也被认为是物质外流的动力，而物质外流反过来又可能在从星盘系统中去除多余的角动量方面发挥重要作用。虽然质量吸积过程是恒星形成的一个关键方面，但它的一些机制仍有待完全理解。另一方面，强烈的耀斑活动是年轻恒星天体（YSO）的共同特征。在太阳中，这类事件引起行星际介质的扰动。类似但更有活力的现象发生在YSO中，并可能影响星周环境。事实上，最近的一项研究表明，靠近盘的强烈耀斑活动可能会强烈扰动星周盘的稳定性，从而引发质量吸积事件（Orlando et al. 2011）。在这里，我们回顾了在该领域取得的主要成果和未来的前景。
2014-01-02 astro-ph.SR
When the disc's away, the stars will play: dynamical masses in the nova-like variable KR Aur with a pinch of accretion
我们获得了类新星变星御夫座KR在低态下的时间分辨光度学和光谱学。光谱揭示了一颗DAB白矮星和一颗中M矮星伴星。利用伴星的$i$波段椭球调制，我们将双星的轨道周期修正为$P = 3.906519 \pm 0.000001$ h.光变曲线和光谱表明耀斑活动是由幕式吸积引起的。其中一个事件产生的亮度振荡在一个周期为27.4分钟，我们建议与可能的磁性白矮星在27.4或54.8分钟的旋转周期。光谱建模提供了一个光谱类型的M4-5的伴星和$T_{1}=27148 \pm 496$ K，$\log g=8.90 \pm 0.07$，和$\log (\mathrm{He/H})= -0.79^{+0.07}_{-0.08}~~$的白矮星。通过同时拟合吸收线和发射线径向速度曲线以及椭球光变曲线，我们确定白矮星和M矮星的恒星质量分别为$M_1 = 0.94^{+0.15}_{-0.11}~$ $M_\odot$和$M_2 = 0.37^{+0.07}_{-0.07}~$ $M_\odot$，轨道倾角为$47^{+1^{\rm o}}_{-2^{\rm o}}$。最后，我们分析了时间分辨光谱时，系统是在$i$带的幅度为17.1，约1.3等，比它在低状态下更明亮。在这个中间状态下，谱线轮廓包含一个发射S波，相对于白矮星的运动延迟了$\simeq 0.2$轨道周期，类似于在SW Sextantis恒星中观察…
2020-02-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Non-LTE Modelling of the Structure and Spectra of the Hot Accretion Spots on the Surface of Young Stars
本文介绍了年轻恒星表面的热吸积点的结构和光谱的建模，考虑到偏离LTE的氢和氦。结果表明，在所考虑的吸积参数下，由于热斑外边界处气体的冲压压力的存在，氢谱线的Stark展宽达到约1000 km/s的半高宽。结果表明，考虑偏离LTE的碳和氧的原子和离子不会导致显着的变化的热点的结构。
2014-12-24 astro-ph.SR
Possible Signatures of Magnetospheric Accretion onto Young Giant Planets
磁层吸积是一个重要的天体物理过程，可能在气体巨行星的形成中发挥作用。扩展到行星制度的形式主义描述恒星磁层吸积，我们表明，磁层过程可能会管辖吸积到年轻的气体巨星在其发展的隔离阶段。处于孤立阶段的行星已经清除了周围星周盘中的大间隙，并进入准静力平衡，半径仅略大于其最终尺寸（即，$ r \sim 1.4 r_{\rm final}$）。磁层吸积不太可能在年轻气体巨星的主要吸积阶段发挥作用，当行星的包层被预测要比行星的阿尔文半径大得多。对于一颗基准1 M $_J$气体巨行星，其残余隔离相吸积率为$\dot{M}_{\odot} =$ 10 $^{-10} M_{\odot}{\rm yr}^{-1}=10^{-7}M_{J}{\rm yr}^{-1}$，盘吸积将在$\sim 2.7r_J$（$r_J$为木星半径）处截断，并驱动行星以$\sim$ 7小时的周期自转。行星磁层吸积产生的热辐射将难以观测;最有希望的观测特征可能是非热辐射，例如回旋同步辐射，其调制周期明显短于主星的自转周期。
2010-10-12 astro-ph.SR
Accretion-induced luminosity spreads in young clusters: evidence from stellar rotation
本文分析了仙王座OB3b、NGC 2264、NGC 2362和猎户座星云团（ONC）中年轻恒星的自转。我们发现的旋转速率和位置之间的相关性的颜色星等图（CMD），使恒星位于以上的经验确定的中位数前主序列旋转速度比恒星低于这个序列。在这里研究的每一种关联中，都可以看到同样的相关性，具有高度的统计学意义。如果在CMD中的位置被解释为是由于星团内真正的年龄分布，那么在前主序中值以上的恒星将是最年轻的恒星。这意味着星协中旋转最快的恒星是最年轻的，因此具有最大的惯性矩和最大的吸积可能性。这样的结果并不自然地符合现有的年轻恒星角动量演化的图像，在那里恒星被它们的吸积盘有效地制动，直到盘分散。相反，我们认为，对于一个给定的协会的年轻恒星，在CMD的位置主要不是年龄的函数，但吸积的历史。我们表明，这一假设可以解释我们观察到的旋转速率和CMD内的位置之间的相关性。
2011-02-18 astro-ph.SR
How Variable is Accretion in Young Stars?
我们分析了40个经典金牛座T星吸积相关的发射线的变化，以探测年轻恒星天体吸积变化的程度。我们的分析是基于Tau-Aur和Cha I年轻恒星的多历元高分辨率光谱。对于所有的恒星，我们通常会获得四个光谱，涵盖从几个小时到几个月的时间尺度。作为吸积率的代理，我们使用H-α 10%宽度和CaII-8662线通量。我们发现，虽然这两个量是相关的，但它们的变异幅度是不相关的。转换为吸积率，钙通量表明典型的吸积率变化为0.35德克斯，32%超过0.5德克斯，而H-α 10%的宽度表明0.65德克斯的变化，66%超过0.5德克斯。我们的结论是钙通量是一个更强大的定量指标吸积比H-α 10%的宽度，和内在的吸积率的变化通常不超过0.5 dex的时间尺度上的天到月。在几天后达到最大程度的变化，这表明旋转是变异的主要原因。我们看到的推断吸积率下降后的光谱类型，反映了dM/dt与M的关系。在吸积体和非吸积体之间有一个间隙，表明吸积会迅速停止。我们的结论是，在dM/dt与M的关系的~2个数量级的散射是由对象到对象的散射，而不是固有的源的变化占主导地位。
2009-02-25 astro-ph.SR
Imaging the photoevaporating disk and radio jet of GM Aur
在原行星盘演化的最后阶段，光蒸发可能是气体扩散的主要媒介。然而，在光蒸发风的整体质量损失率及其驱动机制仍然没有得到很好的理解。在这里，我们报告多配置非常大的阵列观测在0.7，3和5厘米的过渡盘的GM Aur。我们的无线电连续观测使我们能够成像和空间解析，第一次，在工作中的三个主要组成部分在这个阶段的磁盘演变：磁盘的灰尘，电离的无线电射流垂直于它，和光蒸发风所产生的磁盘。从射电喷流的通量密度推断出的质量损失率与在较年轻的天体中发现的喷射率和吸积率之间的比率是一致的，这表明过渡盘可以为物质的准直喷射提供动力，显然遵循与更年轻的原恒星相同的物理机制。我们的研究结果表明，极紫外（EUV）辐射是主要的电离机制的光蒸发风跟踪的自由-自由发射。所需的低EUV光子亮度的$\sim6\times10^{40}$的$^{-1}$将产生光蒸发率仅为$\dot{M}_{\rm w,EUV}\simeq1.3\times10^{-10}~M_{\odot}$年$^{-1}$。因此，需要其他机制来分散观测所施加的时间尺度中的磁盘。
2016-07-14 astro-ph.SR
Accretion disks around young stars: the cradles of planet formation
年轻恒星周围的原行星盘是像我们这样的行星系诞生的见证。星云代表中心恒星形成后留下的气态尘埃物质。恒星的质量和光度、初始盘的质量和角动量以及气体粘性决定了盘的演化和吸积。原行星盘是宇宙的摇篮，在那里，微小的尘埃颗粒成长为鹅卵石、星子和行星。
2020-02-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
