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
Monitoring the magnetospheric accretion of the classical T Tauri star DO Tau with SPIRou
Univ. de Toulouse, CNRS, IRAP（图卢兹大学）；Leiden Observatory, Leiden University（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）；Dublin Institute for Advanced Studies（都柏林高等研究院）
通过SPIRou观测发现DO Tau存在异常的大型磁场，其磁极性在观测期间反转，同时揭示了磁球层间隙和内吸积盘的结构特征。
2026-02-27 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
Accretion dynamics in the classical T Tauri star V2129 Oph
我们分析了经典金牛座T星V2129 Oph在几个旋转周期的光度和光谱变化，以测试磁层吸积模型的动力学预测。光球谱线的光度变化和径向速度变化可以用冷斑的旋转调制来解释，而He I（5876）谱线的径向速度变化和面纱变化则是由热点的旋转调制引起的。热点和冷点位于高纬度，相位大致相同，但热点预计位于色球层，而冷点位于光球层。使用偶极+八极磁场配置以前提出的文献中的系统，我们计算的三维MHD模拟的星盘系统的磁层。我们使用模拟的密度，速度和缩放的温度结构作为输入到一个辐射转移代码，从该代码中，我们计算在所有旋转阶段的理论线轮廓。理论轮廓往往比观测的窄，但理论轮廓很好地再现了Hα和Hβ发射线的定性行为和观测到的旋转调制。在V2129 Oph观测到的光谱和光度变化支持复杂的磁层吸积模型与非轴对称，多极场的一般预测。
2012-03-28 astro-ph.SR
Magnetospheric accretion on the fully-convective classical T Tauri star DN Tau
我们在此报告在“磁性原恒星和行星”方案范围内用加拿大-法国-夏威夷望远镜的ESPaDOns对经典金牛座T星DN Tau进行分光偏振观测的结果。我们推测DN Tau是一颗年龄约200万年、半径为1.9 ± 0.2 Dsun、光球温度为3，950 ± 50 K、光度为0.8 ± 0.2 Lsun、自转周期为6.32 d的全对流星。清晰的圆偏振塞曼签名检测到光球和吸积供电的发射线，探测纵向领域高达1.8千克（在He 1 D3吸积代理）。旋转调制的塞曼签名，检测到在光球和吸积线，是不同的，在我们的2个运行，提供进一步的证据表明，领域的cTTS产生的非平稳发电机。使用断层成像，我们重建地图的大规模领域，光球亮度和吸积供电的发射在DN头表面在这两个时代。我们发现，磁拓扑结构主要是极向的，并在很大程度上是轴对称的，与八极分量（极性强度0.6-0.8 kG）1.5- 2.0倍大于偶极分量（极性强度0.3-0.5 kG）。DN Tau在这两个时期都以向极吸积为主。然而，DN Tau的大尺度偶极分量太弱，无法破坏周围的吸积盘超过共转半径的65-90%（在此半径处，盘的开普勒周期与恒星自转周期相匹配），这表明DN Tau尽管完全对流，但已经在旋转了。
2013-08-23 astro-ph.SR
Dust Accumulation near the Magnetospheric Truncation of Protoplanetary Discs around T Tauri Stars
独立于宿主金属丰度的短周期超级地球的流行挑战了它们起源的理论构建。我们建议，尘埃捕获在全球的压力隆起引起的磁层截断在T金牛星周围的演化原行星盘（PPD）提供了一个很有前途的超级地球的形成机制，在那里的主机金属丰度已经建立。为了更好地理解这种行星形成的情景，我们构建了一个玩具内盘模型，并重点关注凹凸中捕获的尘埃的演变，同时考虑到漂移鹅卵石的供应和漏斗流造成的损失。我们开发了一个隐式的凝聚-碎裂代码，$\mathtt{Rubble}$，并进行了一套模拟演变的本地尘埃粒度分布。本文首次在这类模式中考虑了沙尘对湍流扩散的反馈作用。我们报告说，有效的尘埃生长和尘埃质量的显着积累是可能的，在较少的湍流盘与坚固的固体和更快的外部供应，奠定了坚实的基础，为进一步增长向星子和行星胚胎。我们进一步发现，根据主导过程，固体物质可能主要积累在厘米级的晶粒或颗粒失控增长，表明不同的方式形成星子。此外，这些不同的结果显示出不同的效率，节省灰尘从漏斗流，这表明它们可以通过限制漏斗流的不透明度区分。此外，这些不同的尘埃行为可能有助于解释观测到的北斗星和PPD中快速变化的阴影。
2021-12-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Non-stationary dynamo & magnetospheric accretion processes of the classical T Tauri star V2129 Oph
我们在这里报告的第一个结果的多波长运动集中在磁层吸积过程的经典TTauri星（cTTS）V2129 Oph。在本文中，我们提出了2009年7月在加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）与ESPaDOns收集的分光偏振观测。圆偏振塞曼签名清楚地检测到，无论是在光球吸收和吸积供电的发射线，从时间序列，我们重建新的地图的磁场，光球亮度和吸积供电的发射在V2129 Oph的表面使用我们最新的层析成像工具-与来自我们的旧2005年6月的数据集，以完全相同的方式重新分析。我们发现，在2009年7月，V2129 Oph的八极场和偶极场分量分别约为2.1和0.9kG，均相对于自转轴倾斜约20度;我们的结论是，自2005年6月以来，大尺度磁拓扑结构发生了显著变化（当八极和偶极分量分别弱约1.5和3倍时），表明V2129 Oph的场是由非稳态发电机产生的。我们还表明，V2129 Oph具有黑暗的光球点和吸积动力发射的局部区域，都接近主表面磁区（托管场在2009年7月高达约4KG）。最后得到V2129 Oph的表面剪切强度约为太阳的一半。从吸积动力发射线的通量，我们估计，在V2129 Oph表面观测到的平均对数吸积率（Msun/yr）在两个时期都是-9.2+-0.3，在磁最大值时达到峰值-9.0。特别是在2009年7月和2005年6月，V2129 Oph的磁场截断内吸积盘的半径分别为0.93 x和0.50…
2010-11-23 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
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
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
Magnetospheric accretion and spin-down of the prototypical classical T Tauri star AATau
从CFHT和TBL的ESPaDONS和NARVAL分光偏振仪收集的观测数据中，我们报告了在典型的经典TTauri星AATau上探测到的塞曼特征，包括光球线和吸积动力发射线。利用非偏振和圆偏振光谱的时间序列，我们重建了两个历元的磁场，表面亮度和吸积动力发射的AATau的地图。我们发现AATau拥有一个2- 3 kG的磁偶极子，与旋转轴倾斜约20度，推测是发电机的起源。我们还发现，在光球层水平的AATau的磁极主机大冷点和吸积区在色球层水平。在我们观测的时候，AATau表面的对数吸积率变化很大，范围从-9.6到-8.5，平均为-9.2（Msun/年）;这是一个数量级小于磁盘吸积率在磁截断半径（低于该值，圆盘被恒星磁场破坏）与共转半径（开普勒周期等于恒星自转周期）相匹配-这是吸积发生的必要条件。这表明AATau在很大程度上处于螺旋桨状态，内部圆盘区域的大部分吸积物质被向外驱逐，只有一小部分吸积到恒星表面。观测到的表面质量吸积率和光学掩星（由翘曲的吸积盘）相对于磁场和吸积动力发射最大值的系统时滞的强烈变化也支持这一结论。我们的研究结果表明，AATau正在积极自旋下来的星盘磁耦合，并出现作为一个理想的实验室研究形成太阳的角动量损失的螺旋桨制度。
2010-07-26 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
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
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
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
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
The wind and the magnetospheric accretion onto the T Tauri star S Coronae Australis at sub-au resolution
为了研究原行星盘的内部区域，我们对经典的TTauri双星系统S CrA进行了近红外干涉观测。我们提出了第一个VLTI-重力高光谱分辨率（$R\sim$ 4000）的观测一个经典的TTauri二进制，S CrA（由S CrA N和S CrA S组成，由$\sim$ 1.4”），结合四个8米望远镜在双场模式。我们在近红外K波段的连续观测揭示了在每个双星的周围都有一个圆盘，在d $\sim$ 130 pc的倾角下，半通量半径约为0.1 au（$i=$ 28 $\pm$ 3 $^o$ 1和$i=$ 22 $\pm$ 6 $^o$），以及位置角（PA=0 $^o\pm$ 6 $^o$和PA=-2 $^o\pm$ 12 $^o$），表明它们是由一个共同的磁盘碎片形成的。S CrA N光谱显示出明亮的HeI和Br $γ$线发射，表现出反向P-Cygni分布，通常与下落气体有关。连续补偿的Br-$γ$谱线显示出一个紧凑的Br-$γ$发射区，其半径约为$\sim$ 0.06 au，是截断半径的2倍。这个组件主要是追踪风。此外，轻微的半径变化之间的蓝移和红移的Br $γ$线组件被边缘检测。在He I和Br $γ$谱线中存在着一个逆P-Cygni剖面，同时还试探性地探测到了一个稍大尺寸的蓝移Br $γ$谱线分量，这暗示了在S CrA N中同时存在着风和磁层吸积。
2017-09-05 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
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
The GRAVITY Young Stellar Object survey -- IX. Spatially resolved kinematics of hot hydrogen gas in the star/disk interaction region of T Tauri stars
本研究利用VLTI GRAVITY干涉测量方法观测7颗T Tauri星，提取Br-gamma发射区大小和光度中心偏移，发现两颗最弱吸积星的发射主要由磁层吸积驱动，其余源则受外流等延展成分影响。
2022-11-23 astro-ph.SR
Ultraviolet Spectropolarimetry With Polstar: Using Polstar to test Magnetospheric Mass-loss Quenching
Polstar是美国航天局拟议的MIDEX空间望远镜，它将提供远紫外线高分辨率、同时全斯托克斯分光偏振测量，以及近紫外线低分辨率线性偏振测量。该天文台提供了前所未有的能力，可以获得关于热星磁层的磁性和等离子体特性的独特信息。我们描述了一个观测计划，利用已知的人口的磁热恒星来测试的基本假设，磁层应采取行动，迅速流失角动量，从而旋转的明星下来，同时减少净质量损失率。这两种效应预计将导致磁性恒星与非磁性恒星演化的巨大差异。
2022-07-26 astro-ph.IM astro-ph.SR
PENELLOPE V. The magnetospheric structure and the accretion variability of the classical T Tauri star HM Lup
本文利用多波段光谱与测光数据研究经典 T Tauri 星 HM Lup 的磁层吸积结构，揭示其温度分层与吸积率变化导致的爆发型光变和不稳定有序吸积状态。
2023-09-19 astro-ph.SR
Complex Magnetospheric Accretion Flows in Low Accretor CVSO 1335
虽然磁层吸积模型已被广泛应用于具有典型质量吸积率的金牛座T星，但对于非常低的吸积区域仍然没有得到充分的研究。在这里，我们报告多历元的观测和建模CVSO 1335，一个5百万年的太阳质量的恒星，这是吸积质量从磁盘，证明了红移吸收的H $α$配置文件，但非常不确定的估计质量吸积率使用传统的校准器。我们使用的吸积激波模型来约束的质量吸积率从Balmer跳跃超过测量相对于一个非吸积模板，我们的H $α$的配置文件，同时观察到，使用磁层吸积模型。使用连续夜晚的数据，我们发现恒星的吸积率很低，$4-9 \times 10^{-10} \,$ M $_{\odot}\,$ yr $^{-1}$，表明在一个时间尺度上的变化。观察到的H $α$配置文件指向两个几何孤立的吸积流，表明一个复杂的下落几何。观测到的红移反射系统与该恒星是一个北斗七星的说法是一致的，尽管需要多波段光度监测来证实这一假设。
2019-09-06 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
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
The classical T Tauri star CI Tau observed with SPIRou: magnetospheric accretion and planetary formation
该研究结合 SPIRou 与 ESPaDOnS 光谱重建 CI Tau 的大尺度磁场和稳定吸积形态，并指出23.86天径向速度信号更可能源于内盘结构而非候选近距行星。
2024-03-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
The GRAVITY young stellar object survey -- XV. The star-disk interaction region of the T Tauri star DO Tau
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，天体物理与行星学研究所）；Laboratoire Lagrange, Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS（拉格朗日实验室，蔚蓝海岸大学，蔚蓝海岸天文台，法国国家科学研究中心）；Univ. de Toulouse, CNRS, IRAP（图卢兹大学，法国国家科学研究中心，天体物理与行星学研究所以及）；Departamento de Fisica - ICEx - UFMG（米纳斯吉拉斯联邦大学理学院物理系）
研究利用高分辨率光谱和光学长基线干涉仪技术，探讨DO Tau的内盘及星-盘相互作用区域，揭示其吸积过程和盘结构特征。
2026-03-23 astro-ph.SR
The Ca II lines as tracers of disk structure in T Tauri Stars: The Chamaeleon I region
本研究通过分析 Chamaeleon I 区域 T Tauri 星的 Ca II 线，发现部分恒星 Ca 线弱于预期，提出 Ca 耗尽与盘结构相关，并利用磁层吸积模型估算内盘 Ca 丰度约为太阳的 17%。
2023-06-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Analytical Hot Spot Shapes and Magnetospheric Radius from 3D Simulations of Magnetospheric Accretion
本文给出了吸积磁化星表面斑点的位置和形状的解析公式，当一颗星的偶极磁场以小于30度的小失准角θ倾斜，磁层为恒星半径的2.5-5倍时，这些斑点的位置和形状与吸积磁化星的磁层半径成正比。我们观察到，当内盘的位置变化时，斑点的方位角位置变化显著。相比之下，由于磁层的压缩，黑子的极位变化很小。光斑的方位角宽度随θ变化很大：光斑在较大的失准角下具有弧形形状，在非常小的失准角下类似于环。光点的极宽随参数的变化仅略有变化。斑点在方位角方向上的运动可以提供吸积毫秒脉冲星的相移，以及经典金牛座T星周期的“漂移”。光斑的位置和形状由三个参数决定：失准角θ、归一化共转半径r_c/R_* 和归一化磁层半径r_m/R_*，其中R_* 为恒星半径。我们还用我们的数据来检验阿尔文半径的公式，其中主要的依赖关系是r_m \sim（μ^2/ \dot M）^{2/7}，其中μ是恒星的磁矩，\dot M是吸积率。我们发现，这种依赖性更为平缓，r_m \sim（μ^2/ \dot M）^{1/5}，这可以用盘状物质对磁层的压缩和外磁层磁场线的非偶极形状来解释。
2013-03-19 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
Global 3D Simulations of Disc Accretion onto the classical T Tauri Star BP Tauri
经典金牛座T星BP Tau的磁场可以近似为偶极矩和八极矩的叠加，极磁场强度分别为1.2 kG和1.6 kG（Donati等人，2008）。我们采用测量的性质的BP头和模型的光盘吸积到恒星。我们在模拟中观察到，磁盘被破坏的偶极组件和物质流向恒星的两个漏斗流，形成两个吸积点下方的偶极磁极。在离恒星非常近的地方，八极分量在动力学上变得非常重要，它将物质流重新定向到更高的纬度。与纯偶极子的情况相比，这些斑点是纬向拉长的，位于较高的纬度，在纯偶极子的情况下，新月形，纬向拉长的斑点形成于较低的纬度。斑点的位置和形状与观测结果吻合得很好。磁盘磁层的相互作用导致膨胀的磁力线和磁盘上方和下方的磁塔的形成。BPTau的磁场仅在靠近恒星的磁层表面内接近于电势，在那里磁应力占主导地位。对不同的吸积速率进行了一系列模拟。它们表明，吸积率比许多观测中获得的要低，除非圆盘在靠近恒星的地方被截断。作用在恒星上的力矩大约比旋转平衡所需的力矩低一个数量级。我们认为，恒星在其演化的早期阶段可能会失去大部分角动量。
2010-09-17 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
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
MRI-driven Accretion on to Magnetized stars: Global 3D MHD Simulations of Magnetospheric and Boundary Layer Regimes
我们讨论了在倾斜偶极磁场作用下，磁旋转不稳定性（MRI）驱动的旋转磁化星吸积的全局三维MHD模拟结果。模拟结果表明，MRI驱动的湍流发展的磁盘，和角动量向外传输，主要是由于磁应力。湍流是强烈的不均匀性和致密物质是在方位角拉伸的湍流细胞。我们研究了两个区域的吸积：磁层区域和边界层（BL）区域。在磁层区，吸积盘被恒星的磁场截断，距离恒星几个恒星半径，物质以漏斗流的形式流向恒星。漏斗流向南、北磁极流动，但由于流动的不均匀性而不相等。在BL区，物质通过边界层吸积到恒星表面。内圆盘中的磁场被吸积流的剪切力强烈放大，物质应力和磁应力变得相当。吸积物质在恒星表面形成一个带状区域。该带具有不均匀的密度分布，由于不同的吸积速率而随时间变化。模拟结果可以应用于经典的金牛T星，吸积棕矮星，毫秒双星，矮新星激变变量，和其他恒星的磁层小于几个恒星半径。
2011-11-13 astro-ph.SR
Examining magnetospheric accretion in Herbig Ae/Be stars through near-infrared spectroscopic signatures
磁驱动吸积和外流模型再现了金牛T星的许多观测特性。对于质量更大的赫比格Ae/Be星，相应的图像还没有很好地建立起来。尽管如此，人们预计，吸积流在前主序星的引导从拱盘恒星区域的高纬度沿磁层内的磁场线。使用近红外多历元光谱数据与ISAAC，CRIRES，和X-shooter的VLT，我们研究了磁层吸积在两个赫比格Ae星HD 101412和HD 104237。He I 10830和Pa_gamma的光谱特征，这两条近红外线是在赫比格星的吸积区形成的，显示了这两个物体的时间调制。对于HD 101412，这种调制由其旋转周期决定，我们可以从数据中恢复。我们可以证明，我们的光谱观测可以用我们早先从磁场测量中建立的磁几何来解释。对于HD 104237，我们很难清楚地确定旋转周期。我们打算将这种方法应用于更大样本的Herbig Ae/Be星，以了解更多关于它们的旋转特性和吸积机制的工作。
2019-01-13 astro-ph.SR
Braking down an accreting protostar: disc-locking, disc winds, stellar winds, X-winds and Magnetospheric Ejecta
经典金牛座T星是低质量的年轻恒星，它们被星周吸积盘所包围，并从中获得质量。尽管这种吸积和它们自己的收缩都应该导致它们的自旋上升，但只要圆盘保持不变，这些恒星似乎保持了几乎恒定的旋转周期。在文献中已经提出了几种方案，以解释这种令人困惑的“盘锁定”的情况：无论是沉积在光盘的恒星角动量的恒星磁层或通过风喷射，从而提供了一个解释喷流从年轻的恒星天体。在这个讲座中，这些不同的机制将被严格地详细介绍，从星盘相互作用的物理学到自约束射流的发射（盘风，恒星风，X风，锥形风）。它将表明，没有一个简单的模型可以单独说明整个大量的观测数据和“光盘锁定”需要其中一些组合。
2013-10-15 astro-ph.SR
Classical T Tauri stars: magnetic fields, coronae, and star-disc interactions
年轻恒星的磁场通过星盘相互作用和外流来设定它们的日冕性质并控制它们的自旋演化。利用10颗经典金牛座T星的14幅磁图，研究了它们的闭合X射线发射日冕、开放风载磁场和磁层吸积流的几何结构。所有CTTS的磁场都是多极的。具有简单（更偶极）大尺度磁场的恒星具有更强的磁场，旋转速度较慢，与具有更复杂的大尺度磁场的恒星相比，具有更大的X射线发射日冕。场的复杂性控制着恒星表面开放场和封闭场的分布，并强烈影响着吸积热点的位置和形状。然而，高阶场分量在确定总无符号开放磁通量方面是次要的，这主要取决于偶极分量的强度和恒星表面积。同样，偶极子分量单独提供了盘截断半径的适当近似。对于某些恒星来说，热日冕等离子体的压力主导了恒星的磁压，并迫使圆盘截断半径内的封闭场打开。这一点很重要，因为吸积模型通常假设磁场具有一个封闭的几何形状，一直到圆盘的内部边缘。
2013-10-30 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
Hydrogen Emission from Accretion and Outflow in T Tauri Stars
辐射转移建模为理解金牛座T星神秘的氢发射线提供了一个强大的工具。这项工作比较了29 T金牛星的光学和近红外光谱与我们的网格合成线配置文件。档案光谱，获得VLT的X-射手，提供了许多光学和红外氢线的同时覆盖。观察显示出类似的形态线剖面中看到的其他研究。我们使用辐射传输代码TORUS创建合成H $α$，Pa $β$，Pa $γ$和Br $γ$发射线的基准金牛座T模型，包括轴对称磁层吸积和极星风。合成的H $α$谱线的Reipurth型和谱线宽度的分布与观测结果相似。然而，模型化的红外线比$\approx 80{~\rm kms}^{-1}$的观测窄，我们的模型预测了一个显着更高的比例（$\approx 90$ %）的逆P-Cygni配置文件。此外，我们的辐射传输模型表明，P-Cygni配置文件的频率取决于质量损失的质量吸积率和蓝移的亚连续吸收的质量损失率低至$10^{-12}~M_{\odot}{\rm~ yr}^{-1}$的预测。我们探讨了旋转，湍流的影响，并从红移吸收的贡献，试图解释宽度的差异。我们的研究结果表明，奇怪的是，这些影响都不足以解释观察到的差异。然而，旋转，湍流和非轴对称吸积的组合可能会提高模型的拟合观测数据。
2022-05-17 astro-ph.SR
Inner disk structure of the classical T Tauri star LkCa 15
磁层吸积在具有完整的未演化吸积盘的年轻恒星系统中已经得到了深入的研究，但对于具有大内腔的过渡盘天体，磁层吸积的研究却很少。我们的目标是描述LkCa 15的星-盘相互作用和吸积过程，LkCa 15是一个具有内部尘埃腔的过渡盘系统。我们获得了准同时测光和spectropolarimetric观测系统在几个旋转周期。我们分析了系统的光变曲线，以及光谱连续谱和谱线轮廓的变化，推导出吸积流从内盘边缘到中心恒星的性质。我们还导出了恒星表面的磁场测量结果。我们发现，该系统具有磁性，光度和光谱的变化与约5.70天的周期。光变曲线显示出一个周期性的下降，这表明存在一个内部的磁盘弯曲，位于共转半径约0.06 au的恒星。线轮廓的变化和面纱的变化是一致的磁层吸积模型的漏斗流到达恒星在高纬度地区。这就导致在靠近磁极的地方产生吸积激波。所有的诊断都指向一个与恒星磁层相互作用的高度倾斜的内盘。LkCa 15的光谱和光度变化与AA Tau非常相似，AA Tau是周期性杓型的原型。因此，我们认为，变异的起源是一个旋转的磁盘扭曲，位于一个高度倾斜的磁盘靠近恒星的内边缘。这与在大尺度上看到的外过渡盘的适度倾斜形成对比，从而为这个行星形成过渡盘系统的内外盘之间的显著不对准提供了证据。
2018-11-12 astro-ph.SR
Spectroscopic signatures of magnetospheric accretion in Herbig Ae/Be stars. I. The case of HD101412
磁驱动的吸积和外流模型再现了金牛T星的许多观测特性。这个概念对于更大质量的赫比格Ae/Be星来说还没有很好的建立。我们打算检查的Herbig Ae/Be星的磁层吸积和搜索旋转调制使用光谱签名，在这第一篇论文集中在研究的Herbig Ae星HD 101412。我们使用近红外光谱观测的磁性赫比格Ae星HD 101412测试的磁层特性的吸积盘/恒星的相互作用。我们减少和分析了30个光谱的HD 101412，获得与CRIRES和X-射手摄谱仪安装在VLT（ESO，智利）。光谱分析是基于在吸积区形成的He I lambda 10，830和Pa伽马线。我们发现，HD 101412近红外光谱中这些诊断线的时间行为可以用吸积气体产生的线轮廓的转动调制来解释，其周期为P = 20.53 ± 1.68 d.这一周期的发现，大约是以前通过测量平均纵向磁场确定的磁旋转周期P_m = 42.076 d的一半，表明吸积物质在旋转周期中两次落在靠近与视线相交的磁极的区域。我们打算将这种方法应用于更大的样本Herbig Ae/Be星。
2016-06-13 astro-ph.SR
New observations of NGC 1624-2 reveal a complex magnetospheric structure and underlying surface magnetic geometry
NGC 1624-2是已知最强磁化的O型恒星。以前在紫外线下对这个天体的光谱观测提供了证据，证明它拥有一个大而密集的星周磁层。\textit{Hubble Space Telescope}的后续观测不仅证实了先前的推断，而且还表明NGC 1624-2的磁层具有复杂的结构。此外，一个扩展的光谱偏振时间序列显示了一个潜在的偏离偶极磁场的几何形状，这可能意味着在O型星的表面检测到的最强场也是拓扑复杂的。这一结果提出了关于大质量恒星中磁场的起源和演化的重要问题。
2020-12-02 astro-ph.SR
A measure of the size of the magnetospheric accretion region in TW Hydrae
恒星是从周围的圆盘吸积物质而形成的。有一种共识认为，流经圆盘的物质是由恒星磁场引导到恒星表面的。这被认为是强大到足以截断磁盘接近所谓的共转半径，其中磁盘旋转的速度与恒星相同。对年轻恒星的光谱干涉研究表明，氢主要是在几毫角秒的范围内发射出来的，通常位于尘埃升华半径内。它的起源仍然是一个有争议的问题，它可以被解释为来自恒星磁层，旋转风或磁盘。对于中等质量的赫比格-AeBe星，Br-γ辐射是空间分辨的，这一事实排除了大部分辐射来自磁层的可能性。这是由于在这些源中检测到弱磁场（G的十分之几），导致磁层非常紧凑。在金牛座T源的情况下，它们更大的磁层应该使它们更容易解析。然而，磁层的小角尺寸（零点几毫角秒），以及氢气中的风的存在使得观测解释具有挑战性。在这里，我们提出了磁层吸积的直接证据，通过光学长基线干涉测量的空间解决内盘的60 pc的金牛星TW长蛇座。我们发现氢的近红外辐射来自一个大约3.5恒星半径（R*）的区域。这个区域在连续尘埃盘发射区（R_（max）= 7 R ~*）之内，小于其两倍的共转半径。这表明，氢的释放来源于磁层吸积模型中所预期的吸积柱，而不是在更远距离（>1au）的风中释放。
2021-04-13 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
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
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
On the Mass Accretion Rates of Herbig Ae/Be Stars. Magnetospheric Accretion or Boundary Layer?
了解年轻恒星如何通过盘-星吸积获得质量在天体物理学中至关重要。它影响了我们对早期恒星演化、盘寿命和耗散过程、行星在最小尺度上形成的方式、或与表征最大恒星形成区域的宏观参数的联系等方面的知识。反过来，质量吸积率估计依赖于假设的吸积范式。对于具有强磁场的低质量金牛座T星，人们一致认为磁层吸积（MA）是驱动机制，但在具有弱磁场或可忽略磁场的大质量年轻恒星物体中，质量转移可能直接从盘通过热的边界层（BL）发生到恒星。中等质量的赫比格Ae/Be（HAeBe）恒星弥合了两个以前的制度之间的差距，仍然是光学可见的前主序阶段，从而构成了一个独特的机会来测试可能的变化吸积模式从MA BL。这篇评论涉及我们的估计吸积率在HAeBes，批判性地讨论了不同的吸积范式。这表明，虽然越来越多的证据支持，MA可能会扩展到晚型HAes，但不是早期型HBes，还没有一个共识，这种情况下的有效性与BL之一。基于MA和BL冲击模型，有人认为，紫外制度可以显着有助于在未来区分这些竞争吸积的情况。
2020-05-04 astro-ph.SR
Modelling Circumbinary Gas Flows in Close T Tauri Binaries
年轻的密近双星在周围的环双星吸积盘中打开了中心的空隙，但是恒星的组成部分仍然可以从穿过空隙的气体中获得质量。人们还不太清楚这一过程是如何运作的，以及恒星成分如何受到这种流入的影响。我们的主要目标是研究如何气体吸积发生和发展密切的金牛座T双星系统。特别是，我们模型的吸积流周围的两个密切的金牛座T双星，V4046 Sgr和DQ头，都表现出周期性变化的发射线，虽然它们的轨道特性是非常不同的。为了推导出环双星物质的密度和速度图，我们采用了二维流体动力学模拟与局部等温状态方程。在与系统同旋转的坐标系中，经过几个轨道后，流型变为准稳定。气体通过同向旋转的拉格朗日点流过环双星间隙，并在两个组成部分周围形成局部的星周盘。螺旋密度模式在环双星盘中发展，有效地传输角动量。质量优先流向主星，它的拱星盘比次级星周围的盘质量更大。我们还比较了所得到的密度分布观察到的线轮廓的变化。线轮廓的变化跟踪的气体流在中央腔显示出明显的相似性与相应的观察到的线轮廓的变化V4046 Sgr，但只有当当地的拱星盘排放被排除在外。在靠近恒星的地方，正常的磁层吸积可能占主导地位，而在更远的地方，这里概述的动态吸积过程占主导地位。恒星吸积率的周期性变化可以解释在像DQ Tau这样的偏心系统中观察到的线发射的爆发。
2011-01-17 astro-ph.SR
Measuring the Density Structure of an Accretion Hot Spot
磁层吸积模型预测，来自原行星盘的物质通过漏斗流吸积到恒星上，漏斗流沿着恒星场线和恒星表面的冲击，留下一个具有密度梯度的热点。以前的工作已经推断出不同的密度在热点，但一直不敏感的径向密度分布。人们试图用X射线观测来测量这一点，但X射线发射只能追踪到热点的一小部分，还有日冕发射。在这里，我们报告的吸积星GM Aur的周期性紫外光和光学光变曲线，显示其峰值之间的时间差约为1天。当紫外线和光发射源随着恒星旋转而进入和离开视野时，周期性就会出现。时间滞后表明在恒星表面的紫外线和光学亮度的空间分布的差异。在磁层吸积模型的框架内，这表明在恒星表面的热点径向密度梯度，因为热点的不同密度的部分预计会发出不同波长的辐射。这些结果是磁层吸积模型预测的热点密度梯度的第一次观测确认，并展示了从关注可以观察到大部分吸积能量的波长中获得的见解。
2021-09-01 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
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
Magnetically Controlled Accretion on the Classical T Tauri Stars GQ Lupi and TW Hydrae
我们提出了高光谱分辨率（$R\approx108,000$）斯托克斯$V$偏振的经典金牛座T星（CTTS）GQ Lup和TW Hya的偏振升级到欧洲南方天文台3.6米望远镜的HARPS光谱仪获得。我们提供了光球线和发射线的数据，集中讨论了\ion{He}{1}发射线在5876和6678的偏振特性。这些CTTS中的\ion{He}{1}谱线包含两种窄的发射核心，据信来自这些恒星上的吸积激波区附近，以及可能来自风或大尺度磁层吸积流的宽发射分量。我们在两颗恒星的两条\ion{He}{1}发射线的窄分量中检测到强偏振。我们观察到的最大隐含的磁场强度$6.05 \pm 0.24$ kG在5876年线的GQ Lup，使其成为最高的磁场强度在这条线上测量的CTTS的明星。我们发现，在两个\ion{He}{1}线，是相互一致的，在文献中所报道的至少一个明星的场强。我们没有检测到任何偏振的广泛组成部分的\ion{He}{1}线对这些恒星，加强的结论，他们形成了一个实质上不同的体积相对于形成区域的窄组成部分的\ion{He}{1}线。
2013-01-29 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
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
