On the observability of T Tauri accretion shocks in the X-ray band
上下文对经典金牛座T星（CTTS）的高分辨率X射线观测表明，由于高密度等离子体（n_e=10^11-10^13 cm^-3），存在软X射线过剩。这种辐射被归因于冲击加热的吸积物质撞击到恒星表面。目标。我们研究了激波加热吸积物质在X射线波段的可观测性，在激波后区等离子体β <<1的情况下，吸积流的性质（速度、密度和金属丰度）对吸积物质的可观测性的影响。方法.我们使用1-D流体动力学模型描述吸积流对色球层的影响，包括辐射冷却，重力和热传导的影响。我们探索了相关参数的空间，并从模型结果中合成了[0.5-8.0] keV波段和O VII（21.60 Ang）和Ne IX（13.45 Ang）共振线中的X射线发射，同时考虑了色球的吸收。结果吸积流的性质影响着激波板的温度和高度以及它在色球层中的下沉，从而决定了激波等离子体的可观测性。我们的模型预测，X射线观测优先检测发射低密度和高速冲击吸积流，由于大量的吸收致密的冲击后等离子体。在所有研究的情况下，激波后区由于热不稳定性表现出准周期振荡，但在非均匀流和β <<1的情况下，激波振荡几乎不可检测。结论.我们认为，如果吸积流是不均匀的，可观察到的等离子体成分的吸收所引入的选择效应可以解释吸积率之间的差异测量的光学和X射线数据，以及不同的密度测量使用不同的氦类三重态在X射线波段。
2010-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Tidal Interaction between the UX Tauri Disk A/C System Revealed by ALMA
我们提出了灵敏和高角分辨率（$\sim$ 0.2-0.3 $''$）（亚）毫米（230和345 GHz）连续和CO（2 $-$ 1）/CO（3 $-$ 2）线档案观测的磁盘星系统在UX金牛座进行的ALMA（阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列）。这些观测揭示了年轻恒星UX Tauri A周围的气体和尘埃盘具有很大的信噪比（连续谱中的$>$ 400和线中的$>$ 50），并且首次检测到与UX Tauri C盘相关的分子气体排放（盘的大小为$<$ 56 au）。在5 $σ$水平（0.85 mm处为0.2 mJy）下未检测到与UX Tauri C相关的（亚）毫米连续辐射。对于组分UX金牛座C，我们估计的$\leq$ 0.05 M $_\oplus$的尘埃盘质量。此外，我们报告了一个强大的潮汐盘之间的相互作用，两个磁盘UX金牛座A/C，分开360 AU的投影距离。CO谱线的观测揭示了在金牛座A盘中有明显的旋臂，以及与金牛座C盘相关的一个扩展的红移气流。在金牛座A的尘埃连续辐射中没有观察到旋臂。假设开普勒旋转，我们估计封闭的质量（磁盘$+$星）从他们的径向速度在1.4 $\pm$ 0.6 M $_\odot$的金牛座A，和70 $\pm$ 30 / $\sin i$木星质量的金牛座C（后者与质量上限值相一致的褐矮星）。这里提出的观测证据使我们提出，UX Tauri C正在接近一个可能的广泛，不断发展…
2020-05-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic modeling of the accretion shocks in classical T Tauri stars: the role of local absorption on the X-ray emission
我们研究了经典金牛T星（CTTS）吸积激波产生的X射线辐射的性质，吸积激波产生于下落物质撞击恒星表面的地方。吸积过程的观测和模型都揭示了几个尚不清楚的方面：观测到的吸积激波中的X射线亮度低于预测值，从观测中推导出的受冲击等离子体的密度与温度结构，在较高的温度下密度增加，与目前的吸积激波图片中提出的不一致。为了解决这些悬而未决的问题，我们调查是否正确处理周围介质的局部吸收是至关重要的解释的意见。为此，我们描述的吸积流的CTTS的影响，考虑磁流体动力学模型。从模型的结果，我们合成的X射线发射的吸积激波产生的地图和光谱。我们对合成光谱进行密度和温度诊断，并直接将结果与观测结果进行比较。我们的模型表明，从新兴的光谱推断的X射线通量低于预期的，因为复杂的本地吸收的光学厚材料的色球层和未扰动流。此外，我们的模型，包括本地吸收的影响，解释了在吸积冲击的X射线发射中观察到的密度与温度的明显令人困惑的模式，在一个自然的方式。
2014-10-10 astro-ph.SR
Accretion and Magnetic Reconnection in the Classical T Tauri Binary DQ Tau
双星形成理论预测，近距离双星（a<100 AU）会经历周期性的脉冲吸积事件，因为物质流在环双星盘的内缘形成，穿过动态清除的间隙，并将环星盘或直接吸积到恒星上。脉冲吸积理论的原型是偏心的、短周期的、经典的金牛座T双星DQ Tau。低节奏（~每天）的宽带测光显示，增亮事件附近的大多数近星点通道，就像数值模拟预测的偏心双星。然而，当以一天的节奏观测时，在近星点附近恒星磁层碰撞期间的磁重联事件（耀斑）可以产生相同的周期性宽带行为。为了揭示DQ Tau的低节奏观测中看到的主导物理机制，我们获得了连续的，中等节奏的，多波段测光超过10个轨道周期，辅以27个晚上的分钟节奏测光集中在4个独立的近星点通道。虽然吸积和恒星耀斑都存在，增亮事件的主要时间尺度和形态是吸积的特征。平均而言，质量吸积率增加了近星点的5倍，与最近的模型很好地吻合。从轨道到轨道的吸积事件的形态和幅度观察到很大的变化。我们认为，这是由于每个恒星周围没有稳定的拱星盘，加剧了在拱星盘的内边缘和吸积流本身的不均匀性。准周期性的吸积事件也被观察到，这是没有预测的双星吸积理论。
2016-12-07 astro-ph.SR
Radiative accretion shocks along nonuniform stellar magnetic fields in classical T Tauri stars
（略）AIMS。研究了激波后等离子体流沿非均匀恒星磁场在吸积柱碰撞区的动力学和稳定性。我们研究如何的磁场配置和强度确定的结构，几何形状和位置的冲击加热等离子体。方法.我们用二维轴对称磁流体动力学方法模拟了吸积流对CTTS色球层的影响。我们的模型考虑了重力、辐射冷却和磁场导向的热传导。结果冲击等离子体的结构、稳定性和位置强烈地依赖于磁场的结构和强度。对于弱磁场，B的大分量可能在吸积柱底部垂直于流发展，限制了冲击等离子体下沉到色球层。一个致密而寒冷的色球物质包层也可能在激波柱周围形成。对于强磁场，磁场结构决定了冲击波的位置和它的离地高度。如果磁场在色球层附近强烈地逐渐变细，则斜激波可能在恒星表面上方形成。一般来说，非均匀磁场使受冲击等离子体的发射测量与温度的分布低于均匀磁场的情况。结论.在流的冲击区域中的磁场的初始强度和配置预计会影响色球吸收，因此，在X射线波段中的冲击加热等离子体的可观测性。场强度和结构也影响冲击等离子体的能量平衡，其在T > 1 MK时的发射测量低于均匀场的预期。上述效应有助于低估在X射线波段导出的质量吸积率。
2013-09-19 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
A new view of the corona of classical T Tauri stars: Effects of flaring activity in circumstellar disks
经典金牛座T星（CTTS）是年轻的低质量恒星，从其拱星盘吸积质量。它们的特点是X射线观测显示的高水平日冕活动。这种活动可能会影响磁盘的稳定性和星周环境。在这里，我们调查，如果一个激烈的日冕活动，由于耀斑发生在靠近吸积盘可能会扰动内部磁盘的稳定性，破坏磁盘的内部，并可能引发吸积现象的速率与观察到的。通过三维磁流体动力学模拟，我们模拟了被吸积盘包围的磁化原恒星。我们探讨的情况下，其特点是一个偶极子加上八极恒星磁场配置和不同密度的磁盘或不同水平的耀斑活动。由于模拟强烈的耀斑活动，我们观察到的几个环路的形成，连接恒星的磁盘，所有这些环路建立了一个热的扩展日冕与X射线光度与典型的CTTS中观察到的值。近盘区强烈的耀斑活动对盘的稳定性有很强的扰动作用。耀斑触发了超压波，超压波穿过圆盘并改变其结构。吸积漏斗可能是由耀斑活动触发的，因此有助于恒星的质量吸积率。通过模拟计算得出的吸积速率在10^-10到10^-9兆太阳年^-1之间。吸积柱可以受到耀斑的扰动，它们可以相互作用，可能合并成更大的流。因此，吸积模式可能相当复杂：气流高度不均匀，具有复杂的密度结构，并且聚集在一起
2019-02-19 astro-ph.SR
Hydrodynamic Modeling of Accretion Impacts in Classical T Tauri Stars: Radiative Heating of the Pre-shock Plasma
上下文人们普遍认为，在经典金牛T型星中，来自星周盘的等离子体以自由降落的速度吸积到恒星表面，碰撞产生激波。撞击区域预计将有助于不同光谱带的发射;许多研究已经证实，X射线来自激波后等离子体，但除此之外，文献中没有研究调查所观察到的紫外线发射的起源，这显然与吸积有关。目标。我们研究了撞击后等离子体在吸积流底部对下落材料的辐射加热效果，目的是确定在哪个区域产生了相当大的紫外线辐射。方法.我们开发了一个一维流体动力学模型，描述了吸积流对恒星表面的影响;该模型考虑了重力，光学薄等离子体的辐射冷却，热传导，以及由于X射线辐射的吸收而产生的加热。后一项表示由于吸收从激波后区域发射的X射线而对下落的等离子体的加热。结果我们发现，激波前等离子体的辐射加热在吸积现象中起着不可忽视的作用。特别地，由于在冲击区域处的冲击等离子体产生的X射线的照射，冲击前吸积柱的致密且冷的等离子体逐渐被加热到几个$10^5$ K。这种加热机制不会显著影响冲击后等离子体的动力学。另一方面，辐射加热的气体（我们认为是前体）区域形成在未受冲击的吸积柱中，并对紫外线发射有显着贡献。我们的模型自然地再现了与吸积相关的紫外线发射线的亮度，并表明大部分紫外线发射来自前体。
2016-09-05 astro-ph.SR
Doppler Probe of Accretion onto a T Tauri star
猎户座YY星是金牛座T星，具有显著的时变红移吸收分量，位于某些发射线的侧面。其中最明亮的是S CrA，一颗视觉双星。我们用甚大望远镜上的UVES摄谱仪在四个夜晚里获得了这两个组分的一系列高分辨率光谱。我们遵循发生在S CrA的光谱变化，推导出吸积气体的物理结构。我们发现这两颗恒星在表面温度、半径和质量方面非常相似。可变红移吸收分量在SE分量中特别突出。在一个晚上，这颗恒星发展出一个在金牛座T星中独一无二的光谱：除了氢和氦的光谱外，中性和电离金属的许多谱线中出现了极强和宽红移的吸收成分。较冷的低电离线的吸收深度在低速时达到峰值，而更高电离线的吸收深度在高速时达到峰值。不同的线轮廓表明，随着物质接近恒星，吸积流的温度和密度增加。我们直接从下落气体的光谱中推导出沿吸积漏斗几点流动的物理条件。我们估计了质量吸积速率约为10^（-7）太阳质量/年，这与基于H α发射线强度的关系式所得到的结果相似。这是第一次从观测中推断出金牛座T星周围吸积流的密度和温度分布。与金牛座T星吸积的标准模型的预测相比，假设偶极恒星磁场，我们得到了更高的密度和更陡峭的温度上升到恒星。
2014-08-11 astro-ph.SR
Pulsed Accretion in the T Tauri Binary TWA 3A
TWA 3A是一小群年轻双星系统的最新成员，这些双星系统都是从环双星盘中积极吸积的，并且具有光谱轨道解。因此，它提供了一个独特的机会，测试在一个良好的约束设置的二元吸积理论。为了检查TWA 3A的时变吸积行为，我们进行了为期两年的光学光度监测活动，获得了约15个轨道周期的密集轨道相位覆盖（每个轨道约20个观测值）。从U-波段测量，我们得到的时间依赖的二进制质量吸积率，发现每个近星通道附近的吸积爆发。平均而言，这些增强的吸积事件在轨道相位0.85至1.05之间演化，在近星点达到峰值。比吸积率在静止值以上平均增加约4倍，但在给定轨道上，峰值可高达一个数量级。TWA 3A吸积的相位和振幅与具有相似轨道参数的双星吸积的数值模拟结果符合得很好。在这些模拟中，近星点吸积爆发是由双星轨道驱动的环双星盘的周期性物质流推动的。我们发现TWA 3A的平均吸积行为与DQ Tau非常相似，DQ Tau是另一个具有相似轨道参数的金牛座T双星，但轨道之间的变化性明显较小。这只是金牛座T双星中第二个明显的轨道相位依赖吸积的例子。
2017-06-21 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
Accretion Kinematics in the T Tauri Binary TWA 3A: Evidence for Preferential Accretion onto the TWA 3A Primary
我们提出的时间序列，高分辨率的光学光谱的偏心金牛座T二进制TWA 3A。我们的分析侧重于吸积跟踪发射线H α和He I 5876A的强度和结构的变化。我们发现发射线强度显示出与时间序列测光相同的轨道相位相关行为，即近星点通道附近的吸积爆发。这样的爆发是在很好的协议与年轻的偏心双星的数值模拟。在吸积爆发期间，He I 5876A的辐射始终追踪主星的速度。在删除系统的色球发射模型后，我们发现主星通常会发射约70%的He I吸积通量。我们解释这一结果作为证据的环二吸积流，优先饲料TWA 3A主要。这一发现与大多数数值模拟相反，后者预测次级应该是双星系统中占主导地位的吸积体。我们的研究结果可能是一致的一个模型中，一个偏心的circumbinary磁盘间隙的进动之间交替优先供应质量的主要和次要的。
2019-10-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
X-ray emitting MHD accretion shocks in classical T Tauri stars. Case for moderate to high plasma-beta values
目标。我们研究了CTTS中吸积激波的稳定性和动力学，考虑在激波后区域β>= 1的情况。在这些情况下，一维近似是无效的，多维MHD方法是必要的。方法.通过二维轴对称MHD模拟，我们模拟了一个吸积流在CTTS大气中传播并撞击到其色球层上的过程。该模型考虑了恒星磁场、重力、辐射冷却和热传导（包括热通量饱和效应）。结果吸积激波的动力学和稳定性强烈依赖于等离子体β。在β> 10的激波情况下，激波加热的物质（可能还有MHD波）会在吸积柱底部产生剧烈的外流，并强烈扰动周围的恒星大气和吸积柱本身（因此改变了激波的动力学）。在β ~ 1的冲击中，冲击后区域被磁场有效地限制。冷却不稳定性引起的激波振荡受β的影响很大：当β> 10时，振荡可能被磁场迅速甩出，接近准定态，或者由于激波后等离子体本身引起的流场扰动，振荡可能是无明显周期性的混沌; β ~ 1的振荡是准周期性的，尽管它们的振幅比一维模型预测的要小，频率比一维模型预测的要高。
2009-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modulated accretion in T Tauri star RY Tau -- stable MHD propeller or a planet at 0.2 AU?
行星被认为是在恒星演化的早期阶段形成的，当时质量吸积仍在进行中。RY Tau是一颗T型的金牛星，年龄为几百万年，在高倾角处可以看到吸积盘，因此视线穿过风和吸积气体流。在2013年至2020年对该恒星进行的一系列光谱监测中，我们检测到H-α和NaI D吸收在径向速度下的变化（吸积）和流出（风），周期约为22天。下降气流和流出气流中的脉动是反相变化的：下降气流的增加伴随着流出气流的减少，反之亦然。这些触发器振荡在几年的观测中保持相位。我们认为，这可能是由于在螺旋桨模式的磁盘磁层边界的MHD过程。另一种可能性是，一颗大质量行星调节了圆盘中的某些过程，并提供了观察到的效果。这个周期，如果是开普勒周期的话，对应的距离是0.2天文单位，接近这颗恒星的尘埃升华半径。假设行星的存在可以通过径向速度测量来确认：如果行星质量大于2 Mj，则预期振幅大于90 m/s。
2021-04-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
TESS reveals that the nearby Pisces-Eridanus stellar stream is only 120 Myr old
双鱼座-波江座（Psc-Eri）是最近用盖亚数据发现的一个邻近的（$d$ $\simeq$ 80-226 pc）恒星流，横跨$\approx$ 120度的天空。这条星流的年龄被认为是$\approx$ 1 Gyr，这将使它成为恒星天体物理学的一个特殊发现，因为这个年龄的星团很罕见，而且往往很遥远，限制了它们作为基准样本的实用性。我们以两种方式测试Psc-Eri的年龄。首先，我们比较了101个低质量成员的旋转周期（使用凌日系外行星勘测卫星（TESS）的时间序列测光测量）和那些研究充分的疏散星团。其次，我们确定了34个新的高质量候选成员，包括著名的恒星$λ$金牛座（一个大陵型食双星）和HD 1160（主机直接成像对象附近的氢燃烧极限）。我们对这些质量最高的成员的颜色-星等数据进行了等时分析，再次将我们的结果与疏散星团的结果进行比较。这两种分析都表明，该溪流的年龄与昂宿星团的年龄一致，即，$\approx$ 1.2亿这使得Psc-Eri流成为一个令人兴奋的年轻基准恒星来源，并且可能是位于一个更加分散的环境中的系外行星，与昂宿星团和其他致密星团不同。
2019-05-25 astro-ph.SR
Global 3D Simulations of Disc Accretion onto the classical T Tauri Star V2129 Oph
经典的金牛座T星V2129 Oph的磁场可以近似地通过叠加轻微倾斜的偶极和八极矩来模拟，极向磁场强度分别为0.35 kG和1.2 kG（Donati et al. 2007）。在这里，我们构建了一个数值模型的V2129 OPH结合这一结果，并模拟吸积到恒星。模拟显示，圆盘被偶极子截断，物质以两个漏斗流流向恒星。在靠近恒星的地方，物质流被八极分量改变方向，一部分物质流向高纬度的两极，其余的进入八极带。斑点的形状和位置与纯偶极情况下的不同，在纯偶极情况下，在中纬度观察到新月形斑点。模拟结果表明，当圆盘被截断到与共旋半径6.8 R * 相当的距离6.2 R * 时，高纬极斑占主导地位，但模拟得到的吸积率比观测值低一个数量级.吸积率与观测值相符，如果盘破裂离恒星更近，在3.4 R_*。然而，八极带斑点强烈占主导地位。更好的匹配已经在实验中获得的偶极场的两倍强。盘-磁层相互作用对恒星的扭矩很小，自旋演化的时间尺度为2 × 10^7 -10^9年，比V2129 Oph的2 × 10^6年年龄要长。恒星的外部磁通量受到圆盘的强烈影响：连接圆盘和恒星的磁力线膨胀，在圆盘的上方和下方形成磁塔。在磁层（Alfvén）表面内，磁应力超过物质应力的情况下，势（真空）近似仍然有效。
2010-09-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Laser experiment for the study of accretion dynamics of Young Stellar Objects: design and scaling
介绍了一种新的研究新生恒星吸积动力学的实验装置。它利用了通过将激光产生的膨胀等离子体耦合到$2\times 10^{5}~{G}\ (20~{T})$外部施加的磁场而产生的磁准直流。该流被用作吸积柱，并被发射到模仿恒星表面的障碍物目标上。这种装置已被用来详细研究吸积动力学，如[G. Revet等人，Science Advances 3，e1700982（2017），arXiv：1708.02528}。在这里，流的特性进行了详细说明，并提出了实验等离子体膨胀和一维绝热膨胀模型之间的联系。为了表征实验流动及其与理想MHD制度的接近程度，还计算了无量纲数。我们建立了一个桥梁，我们的实验等离子体动力学和一个发生在经典金牛T星（CTTS），我们发现，我们的设置是一个高等离子体$β$ CTTS吸积的情况下代表。
2019-09-26 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
X-ray variability of PMS stars - Toward an explanation of the different X-ray properties of CTTS and WTTS
年轻PMS星的日冕和吸积激波产生的强烈X射线辐射可能在星周盘的演化和扩散中起着重要作用。这种X射线发射的物理学的几个方面仍然是神秘的，例如，吸积是否以及有多少影响日冕发射。我们研究了100万年前低质量PMS恒星的X射线变化作为时间尺度、恒星自转和恒星特征的函数，以深入了解PMS日冕的工作、它们的X射线发射以及它们所处的星周环境。我们利用2003年1月COUP合作组对猎户座星云团进行的~850 ksec Chandra观测，统计分析了几个子样本中低质量恒星的X射线光变曲线。特别是，我们的特点是不同的X射线行为的恒星和没有拱吸积盘。吸积星（经典金牛T星，CTTS）被发现是更多的变化比非吸积的（弱线金牛T星，WTTTS）在所有的时间尺度和所有的X射线的能量带考虑。观察到变异性随时间尺度增加，最长可达约10天，即探测的最长时间。CTTS和WTTS都观察到旋转调制的签名，并且在软X射线波段中对于CTTS最清楚。质量较低的恒星比质量较高的恒星更易变。我们建议，CTTS和WTTTS之间的差异的可变性可以解释假设的X射线发射的CTTS是受时变吸收由于拱星结构，如翘曲的内盘和/或吸积流。这个建议是有吸引力的，因为在CTTS和WTTS的冠状结构相似的假设下，它也可以解释为什么CTTS相对于WTTS具有更低和更分散的X射线发射水平。
2012-11-09 astro-ph.SR
Multi-wavelength diagnostics of accretion in an X-ray selected sample of CTTSs
高分辨X射线谱研究揭示了经典金牛座T星（CTTS）高密度等离子体中的软X射线，它可能来自吸积激波区。然而，质量吸积率来自X射线观测始终低于那些来自紫外/光学/近红外研究。我们的目的是测试的假设，即高密度软X射线发射是从吸积通过分析光学吸积示踪剂从X射线选定的样品的CTTS在一个均匀的方式。我们分析了一个CTTS样品的光谱，并根据测量的光学发射线计算吸积率。然后将这些与从X射线光谱学得出的吸积率进行比较。我们发现，对于我们样本中的每个CTTS，不同的光学示踪剂预测的质量吸积率在误差范围内一致，尽管相差约1个数量级。通常，从Halpha和HeI 5876 Ang导出的质量吸积速率大于从Hbeta、Hgamma和OI导出的质量吸积速率。将光学质量吸积率与由X射线导出的质量吸积率进行比较，我们发现：a）后者总是较低（但幅度不同）; b）后者的范围约为2 × 10 ^{-10} M_odot yr^{-1}的2倍，尽管前者的范围约为3个数量级。我们认为，系统低估的X射线导出的质量吸积率可能取决于吸积流内的密度分布，其中致密部分的流是不可见的X射线波段，因为恒星大气的吸收。我们还建议，一个不可忽略的光学深度的X射线发射线产生的激波后吸积等离子体可以解释几乎恒定的质量吸积率在X射线中导出的，如果效果是较大的恒星具有较大的光学质量吸积率。
2010-11-26 astro-ph.SR
Disk Evolution Study Through Imaging of Nearby Young Stars (DESTINYS): A Panchromatic View of DO Tau's Complex Kilo-au Environment
虽然在行星形成模型中，原行星盘通常被视为孤立系，但越来越多的观测表明，II类行星盘与其环境之间的强烈相互作用并不罕见。DO Tau是一颗金牛座T型恒星，之前被假设与HV Tau系统有过近距离接触。作为DESTINYS ESO大型计划的一部分，我们提出了新的VLT/SPHERE偏振观测DO Tau，并将其与档案HST散射光图像和ALMA观测CO同位素和CS相结合，以绘制复杂结构的网络。SPHERE和ALMA的观测表明，星周盘与延伸到几百天文单位的臂相连。HST和ALMA还揭示了DO Tau东北部的河流状结构，其中一些至少有几千au长。这些流似乎没有被引力束缚到DO Tau，与以前的赫歇尔远红外观测的比较表明，这些流是连接DO Tau和HV Tau的桥状结构的一部分。我们还检测到一个较暗的红移对应以前已知的蓝移CO流出。虽然DO Tau的一些复杂结构可以归因于最近的盘-盘遭遇，但它们也可以通过与恒星形成过程中残留物质的相互作用来解释。这些全色观测的DO头突出需要上下文的II类磁盘的演变，通过检查过程发生在一个广泛的尺寸尺度。
2022-05-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Inner Disk and Accretion Flow of the Close Binary DQ Tau
我们提出了多历元的光学和近红外（NIR）测光和光谱的光谱的金牛座T星DQ头。使用SMARTS ANDICAM获得的光度监测恢复了以前看到的光通量和15.8天的双星轨道周期之间的相关性，蓝色通量峰值发生在大多数观测到的近星点通道附近。这是第一次，我们发现轨道周期与近红外亮度和颜色之间的相关性更加一致。在近红外脉冲事件的发病率平均提前几天在光学，与上升通常开始附近的apastron轨道阶段。我们进一步获得了五个时期的光谱使用IRTF SpeX，波长范围为0.8至5微米，并推导出红外过量发射的光谱。过剩的形状和强度随时间而变化，在双星轨道的大部分时间里，特征尘埃排放较冷和较弱（T ~ 1100-1300 K），而在近星点通过之前，尘埃排放较强/较热（T ~ 1600 K，表明尘埃升华）。我们建议，我们的研究结果是大致一致的预测模拟的磁盘结构和吸积流周围的密近双星，与不同的尘埃排放可能跟踪吸积流的演变下降向内通过一个circumbinary盘腔和饲料吸积脉冲跟踪的光学测光和近红外发射线。然而，我们的结果也显示了更复杂的行为，这张简单的图片无法完全解释，需要进一步的观察和建模才能完全解释。
2019-04-12 astro-ph.SR
Dust entrainment in photoevaporative winds: The impact of X-rays
X射线和极紫外（XEUV）驱动的光蒸发风作用于年轻的金牛座T星周围的原行星盘，可能会对盘的演化产生关键影响，影响气体和尘埃的分布。我们调查的尘埃夹带XEUV驱动的光蒸发风，并将我们的结果与现有的MHD和EUV模型。对于$M_* = 0.7\,\mathrm{M}_\odot$星发射的$L_X = 2 \cdot 10^{30}\,\mathrm{erg/s}$的X射线光度，对应于$\dot{M}_\mathrm{w} \simeq 2.6 \cdot 10^{-8} \,\mathrm{M_\odot/yr}$的风质量损失率，我们发现了来自内部$25\,$ AU（$120\,$ AU）的尺寸为$a_0 \lesssim 11\,μ$ m（$9\,μ$ m）的尘埃夹带。这是一个增强的尘埃夹带在不太激烈的EUV驱动的风与$\dot{M}_\mathrm{w} \simeq 10^{-10}\,\mathrm{M_\odot/yr}$。我们的数值模型还显示了尘埃颗粒的轨迹从气体流线的偏差，即使是$μ$ m大小的颗粒。此外，我们发现夹带颗粒的大小和它们在流出中达到的最大高度之间的相关性。
2020-01-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chemical enrichment of the planet forming region as probed by accretion
在原行星盘的行星形成区域的化学条件仍然难以直接观察。气体从圆盘吸积到恒星上提供了一种测量元素丰度的方法，因为即使是难熔物质也是以原子气态形式存在的。在这里，我们比较的丰度比来自紫外线探测金牛座T吸积流的简单模型光盘的演变。虽然解释线的丰度比是高度不确定的，光盘与毫米图像中的大腔往往有较低的硅排放。由于这可以自然地解释为尘埃的抑制吸积，这表明丰度的变化至少部分地导致了线比的变化。由于晶粒生长，径向漂移和挥发性物种的通量进行颗粒表面上的冰，我们的模型光盘的演变，产生部分排序的原子种类的基础上，其占主导地位的分子载体的挥发性。这是因为挥发物留在雪线上，而谷物继续漂移。我们发现，这再现的吸积线比数据中看到的主要功能，如C/N比，是太阳的几倍和硅挥发比与毫米通量之间的相关性。我们强调的事实是，开发一个更强大的线比和丰度比之间的联系，并获得更大的样本的数据有可能投下相当大的光的化学历史的原行星盘。
2017-09-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
