Asymmetry, Gap Opening and High Accretion Rate on DM Tau: A Hypothesis Based on Interaction of Magnetized Disk Wind with Planet
针对DM Tau的高吸积率挑战传统缝隙理论的问题，提出磁化盘风与中等质量行星相互作用的开创性多流体模拟，成功重现观测到的缝隙与不对称结构，推断行星可能存在于20 au内且盘湍流较低。
2024-06-04 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling the CO outflow in DG Tau B: Swept-up shells versus perturbed MHD disk wind
外流的起源及其对盘演化和行星形成的确切影响仍然是关键的悬而未决的问题。DG Tau B是一颗I类原恒星，伴随着旋转的锥形CO外流和结构盘。因此，它是研究这些问题的理想对象。我们的目标是描述DG Tau B外流的形态和运动学特征，以阐明其起源和对磁盘的潜在影响。我们的分析基于阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）12 CO（2-1）以20 au角分辨率对DG Tau B的观测。我们表征三种不同类型的子结构在这个流出（拱，手指，尖）与明显的加速度。具有哈勃定律的风力驱动的壳模型无法解释这些子结构。相反，锥形流的形态学和运动学都可以用稳定的锥形磁流体动力（MHD）盘风来解释，其足点半径r 0 = 0.7-3.4 au，小磁水平臂参数λ < 1.6）和准周期性亮度增强。这些可能是由喷气弓冲击，源轨道运动所造成的25兆焦耳的同伴在50天文单位，或磁盘密度扰动通过风发射区吸积的影响。大的CO风质量通量（吸积率的四倍到中心恒星）也可以解释，如果MHD磁盘风删除了大部分的角动量所需的稳定磁盘吸积。我们的研究结果提供了最有力的证据，到目前为止，存在大量的MHD盘风在I类源与残留的下落，他们认为，初始阶段的行星形成发生在一个高度动态的环境。
2022-12-01 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
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
Modeling the Halpha line emission around classical T Tauri stars using magnetospheric accretion and disk wind models
经典金牛座T星的光谱观测显示了广泛的线轮廓，其中许多揭示了物质流入和流出的迹象。由于其强度，Halalpha是最常观测到的线轮廓，并且它高度依赖于这些恒星周围环境的特征。我们的目的是分析如何的Halalpha线轮廓是由我们的模型，其中包含磁层和磁盘风贡献的Halalpha通量的各种参数的影响。我们使用偶极轴对称恒星磁场来模拟恒星磁层，并在我们的磁盘风区使用修改后的Blandford & Payne模型。采用一个连续三能级原子来计算所需的氢能级布居数。我们使用Sobolev近似和逐射线方法来计算积分线轮廓。通过对模型参数空间的广泛研究，我们研究了许多模型参数对计算的线轮廓的贡献。我们的结果表明，H α线强烈依赖于磁层和盘风区的密度和温度。大部分的流量来自，大多数时候，从标准的经典金牛座T星参数的磁层组件，但盘风的贡献变得更加重要的质量吸积率，温度和密度内的盘风增加。我们还发现，盘风对H α线的贡献大部分是在盘风的最内部区域发射的。考虑到物质流入和流出的模型是完全理解和描述经典金牛T星的必要条件。
2010-08-03 astro-ph.SR
Sub-arcsecond [FeII] spectro-imaging of the DG Tau jet: Periodic bubbles and a dusty disk wind?
本文介绍了在[Fe Ⅱ]谱线上用SINFONI/VLT观测金牛座DG喷流的结果，其角分辨率为0.15”，光谱分辨率为R=3000。我们观察到一个洋葱状的速度结构[铁]在蓝移射流，类似于光学线路中观察到的。~-200 km/s的高速气体在4度的半开角内准直，而~-100 km/s的中速气体在半开角为14度的圆锥内准直。在蓝色射流中检测到两个新的轴向射流结，以及一个更远的气泡和相应的反气泡。周期性的纽结抛射时间尺度被向下修正为2.5年。红移喷流仅在距离恒星0.7”以外被探测到，从而修正了对盘表面密度的限制。通过与[OI]数据的比较，我们推断铁的损耗在高速下为3倍，在低于-100 km/s的速度下为10倍。蓝移叶的中高速分量的质量通量约为1.6+-0.8x10 ^-8 Msun/yr，相当于盘吸积速率的0.02-0.2。DG Tau射流中的中速锥形[Fe II]流太快且太窄，无法追踪来自磁盘大气的光蒸发物质。它的运动学和准直都不能被X风重现，“锥形磁层风”也不能。DG Tau中速分量中的Fe气相耗尽水平也排除了从高速光束侧向喷射的恒星风和茧。一个准稳定的离心MHD磁盘风喷射超过0.25-1.5 AU和/或情节磁塔空腔从磁盘推出出现作为最合理的起源中的DG头喷流的中速分量。同样的盘风模型也可以解释高速流的性质，尽管不能排除磁层风和/或恒星风的替代起源。
2011-06-14 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
Non-thermal emission from the interaction of magnetized exoplanets with the wind of their host star
我们研究的非热辐射的磁化类太阳系外行星和风从他们的主恒星之间的相互作用。行星通过风的超音速运动形成弓形激波，加速电子，产生宽波长范围的非热辐射。讨论了三种风质量损失率：$\dot{M}_{\rm w}\sim10^{-14}$、$10^{-9}$、$10^{-6}\,M_{\odot}\,\rm yr^{-1}$，分别对应于太阳型、金牛T型和大质量O/B型恒星。我们发现，预期的无线电同步辐射从一个类星体的行星可以检测到的Jansky甚大阵和平方公里阵列在~1-10 GHz的距离~ 100 pc，而红外辐射是检测到的詹姆斯韦伯太空望远镜了类似的距离。恒星辐射的逆康普顿散射导致钱德拉X射线天文台可探测到的X射线发射达到约150 pc。最后，我们将我们的模型的上限限制V380头，第一个恒星热木星系统观察到的无线电波长。我们的弓形激波模型提供了对V380 Tau的磁场、行星际介质和非热辐射效率的约束。
2019-03-22 astro-ph.EP 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
ALMA Observations of the T Tauri Binary System AS 205: Evidence for Molecular Winds and/or Binary Interactions
在这项研究中，我们提出了高分辨率毫米观测的尘埃和气体盘的金牛座T星AS 205 N和它的同伴，AS 205 S，获得与阿塔卡马大型毫米阵列。AS 205 N周围的气体盘，其红外发射光谱显示出与开普勒运动的显着偏差，这被解释为盘风的证据（Pontoppidan et al. 2011; Bast et al. 2011），也显示出与开普勒盘发射的显着偏差。AS 205 N和S附近的检测在1.3 mm连续谱中获得，12 CO 2-1，13 CO 2-1和C18 O 2-1。12 CO的发射从AS 205 N扩展到2角秒，12 CO和13 CO在所有角尺度上都显示出与开普勒自转的偏差。对于这些观测结果，有两种可能的解释最适合仔细研究--与AS 205 S或盘风（或两者的结合）的潮汐相互作用，我们详细讨论了这些可能性。
2014-07-09 astro-ph.SR
tau Sco: The discovery of the clones
B0.2 V磁星Tau Sco从众多的大质量磁OB星中脱颖而出，这是因为它有着显著的超离子化风，这显然与它特有的磁场有关--磁场比磁OB星通常观测到的偶极场要复杂得多。因此，天蝎座τ星在恒星磁性的更大图景中是一个令人费解的离群点--一颗仍然无法用物理相干模型解释的恒星。最近，两颗早期的B型星被发现为Tau Sco类似物，它们的紫外光谱与Tau Sco惊人的相似，这是迄今为止OB星中唯一的。我们提出了最近的检测他们的磁场的MiMeS合作，加强之间的联系存在的磁场和superionized风。我们还将介绍正在进行的观测工作，以建立精确的磁拓扑结构，以便为现有的模型提供额外的约束，试图重现独特的风结构的天蝎座恒星。
2010-10-11 astro-ph.SR
Water content and wind acceleration in the envelope around the oxygen-rich AGB star IK Tau as seen by Herschel/HIFI
在它们的渐近巨星分支期间，演化中的低质量恒星通过强烈的恒星风失去了很大一部分质量，使星际介质中充满了核合成的产物。我们使用Herschel上的高分辨率HIFI光谱仪观测了附近的富氧渐近巨星分支恒星IK Tau。本文报道了H_2^{16}O和稀有同位素H_2^{17}O、H_2^{18}O的首次探测。我们推断出总水含量（相对于分子氢）为6.6x10^{-5}，邻位与对位之比为3：1。这些结果与H_2O在光球温度下的化学平衡形成相一致，而不需要脉动诱导的非平衡化学、冰体蒸发或颗粒表面反应。还探测到12 CO、13 CO、28 SiO、29 SiO、30 SiO、HCN和SO的高激发线。从观察到的线宽，在内部风区的加速区域的特点，我们表明，风的加速度比迄今预期的要慢。
2010-07-07 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
Line and continuum radiative transfer modelling of AA Tau
我们提出的光度和光谱模型的经典金牛座T星AA头。光度和光谱的变化目前在AA头的观测是由于磁致翘曲的吸积盘，周期性地掩盖光球的8.2天的时间尺度。发射线轮廓显示的签名，这两个下降，归因于磁层吸积材料，和外流。使用辐射转移程序TORUS，我们研究了AA Tau的拱星盘和外流的几何和运动学，这里模拟为盘风。光度模型已被用来约束的磁盘的纵横比，磁层偶极子相对于恒星旋转轴的偏移角，和拱盘的内半径。光谱模型已被用来约束风和磁层温度，风加速度参数，和质量损失率。我们发现观测结果与质量吸积率为$5\times10^{-9}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的模型拟合得最好，偶极偏移在$10^\circ$和$20^\circ$之间，磁层将盘从5.2 R截断到8.8 R $_\star$，质量损失率与吸积率之比约为0.1，磁层温度为8500 - 9000 K，盘风温度为8000 K。
2014-11-14 astro-ph.SR
Tau Sco: discovery of the clones
B0.2 V磁星Tau Sco从众多的大质量磁OB星中脱颖而出，这是因为它的高X射线活动和显著的风，这显然与它独特的磁场有关--一个比磁OB星通常观测到的偶极场复杂得多的磁场。因此，天蝎座τ星在恒星磁性的更大图景中是一个令人费解的离群点--一颗仍然无法用物理相干模型解释的恒星。最近，两颗早期的B型星被发现为Tau Sco类似物，它们的紫外光谱与Tau Sco惊人的相似，这是迄今为止OB星中唯一的。我们提出了最近的检测他们的磁场的MiMeS合作，加强之间的联系存在的磁场和风异常（Petit等2010）。我们还将介绍正在进行的观测工作，以建立精确的磁拓扑结构，以便为现有的模型提供额外的约束，试图重现独特的风结构的天蝎座恒星。
2010-12-10 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 <$的禁带谱线，这些T星涵盖了一系列的盘演化阶段.在去除与微射流相关的高速分量（HVC）后，我们研究了低速分量（LVC）的特性。LVC可以归因于缓慢的磁盘风，可以是磁（MHD）或热（光蒸发）驱动。这两种风在原行星物质的演化和扩散中起着重要作用。在所有30颗检测到[O I]的恒星中都看到了LVC发射，但在检测到[S II]的八颗恒星中只有两颗看到了LVC发射，因此我们的分析很大程度上基于[O I] LVC的性质。LVC本身被分解为宽（BC）和窄（NC）运动分量。这两个分量都存在于很宽的吸积率范围内，它们的光度与吸积光度相关，但在过渡盘中，NC比BC强。BC和NC的FWHM与盘倾角相关，分别与半径为0.05至0.5 AU和0.5至5 AU的开普勒加宽一致。BC的速度质心表明形成在MHD盘风，最大的蓝移发现在源与更接近面对的方向。然而，NC的速度质心，显示不依赖于磁盘倾斜。这种成分的来源不太清楚，光蒸发的证据也不确定。
2016-08-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Density streams in the disc winds of Classical T Tauri stars
研究分析RY Tau与SU Aur的长期光谱变化，发现盘风中周期性H-alpha信号符合开普勒运动，并提出由吸积盘子结构产生、延伸至阿尔文面外的密度流。
2023-08-17 astro-ph.SR
Discovery of the first tau Sco analogues: HD 66665 and HD 63425
B0.2 V磁星Tau Sco由于其高X射线活动，独特的风诊断和高度复杂的磁场而从大质量OB星中脱颖而出。本文介绍了头两个tau Sco类似物- HD 66665和HD 63425的发现，通过它们的紫外光谱与tau Sco的惊人相似性来鉴定。ESPaDOnS的分光偏振观测是由大质量恒星的磁性CFHT大型计划保证的，目的是描述这些恒星的恒星和磁性。CMFGEN模拟的光学ESPaDONS光谱和存档的IUE紫外光谱表明，这些恒星的恒星参数类似于Tau Sco。在两颗恒星上都发现了表面强度相似的磁场，加强了磁场的存在与风的特性之间的联系。然而，为了评估磁场的潜在复杂性，并验证风异常是否与此属性有关，还需要进行额外的相位分辨观测。
2010-12-20 astro-ph.SR
On the source of dense outflows from T Tauri Stars. and III. Winds driven from the star-disc shear layer
对经典金牛T星（cTTS）的紫外观测表明，大尺度喷流中存在一个热（Te ~ 80，000 K）和致密（ne ~ 1 e 10 cm-3）的成分。该热分量非常靠近射流的底部形成，提供了关于射流形成机制的基本信息。在这个系列中，我们已经研究了这个分量是否可以在盘风中形成，无论是冷的还是暖的。为了总结系列，从磁转子（星）和磁盘之间的接口喷射发射进行了研究。通过星盘相互作用的外流发射的数值模拟计算合成剖面。配置文件计算几种可能的配置的恒星场：偶极（与表面强度，B的1，2和5千克）或发电机美联储。也被认为是两种类型的光盘，被动或受到阿尔法/欧米茄发电机。这些轮廓已被用于定义观测图中各种模型的轨迹：对于SiIII]线的轮廓，色散与质心。批量运动产生的杠杆臂发射的射流变得更有效的轮廓越来越宽，然而，预测的轮廓是敏感的光盘倾斜。模型进行了比较与观测的SiIII]线与哈勃太空望远镜。此外，它示出的非平稳性质的星盘风产生的闪烁的轮廓在静止期间的线通量的变化约10%。在爆发时，吸积签名出现在配置文件连同增强的风，产生吸积和流出之间的相关性，从RU Lup，AA头和RW Aur观测报告。
2010-11-04 astro-ph.SR
A New Look at T Tauri Star Forbidden Lines: MHD Driven Winds from the Inner Disk
磁流体动力学（MHD）和光蒸发风被认为在行星形成盘的演化和扩散中起着重要作用。我们报告了第一个高分辨率（$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 $\dot{M}_{\rm win…
2018-10-08 astro-ph.SR
The Winds from HL Tau
外流运动，无论是从盘发射的风，从原恒星发射的喷流，还是夹带的分子外流，似乎是恒星形成的普遍特征。这些向外的运动有许多根本原因，它们的表现方式与它们的环境以及恒星形成过程本身有着错综复杂的联系。使用ALMA科学验证数据的HL头，我们调查的高速分子气体被删除的系统作为恒星形成过程的结果。我们的目标是将这些运动与光学检测到的射流和磁盘。利用这些CO（J=1-0）的高分辨率（$\sim 1"$）ALMA观测，我们对分子气体的向外运动进行了量化。我们发现了双极向外流动的证据，在红移的叶中测量到的张开角，从90 $^\circ$开始，并从磁盘进一步缩小到60 $^\circ$，可能是因为磁准直。它向外的速度，经倾角校正后，为2.4 km/s $^{-1}$。
2016-04-25 astro-ph.GA 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
ALMA chemical survey of disk-outflow sources in Taurus (ALMA-DOT) VII: the layered molecular outflow from HL Tau and its relationship with the ringed disk
INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切尔菲天文台）；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空间与行星学研究所）；INAF – Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文研究所）；PSL University, Sorbonne Université, Observatoire de Paris, LERMA（巴黎文理研究大学索邦大学巴黎天文台地球宇宙物理学和化学实验室）
ALMA研究HL Tau的分层分子出流及其与环状盘的关系，揭示风与盘结构的关联，提出磁不稳定性可能形成环状盘系统。
2025-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
ZZ Tau IRS: a low mass UX Ori type star with strong wind
本文通过测光、偏振和光谱观测研究低质量年轻恒星ZZ Tau IRS，揭示其UX Ori型光变源于尘埃盘风中的尘埃云掩食，并发现其喷流质量损失率异常巨大，盘风可能因原行星盘方位角不对称而呈非轴对称结构。
2024-01-16 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
Constraints on metal oxide and metal hydroxide abundances in the winds of AGB stars - Potential detection of FeO in R Dor
使用ALMA，我们观察到两颗富氧渐进巨分支（AGB）恒星IK Tau和R Dor的恒星风，频率在335 GHz至362 GHz之间。目的之一是检测金属氧化物和金属氢氧化物（AlO，AlOH，FeO，MgO，MgOH），其中一些被认为是粉尘成核和生长的直接前体。我们报告了在RDor（质量损失率，Mdot，~ 1 e-7 Msun/yr）中潜在的FeO（v=0，Omega=4，J=11-10）首次检测。由于与29 SiS的共混物，在IK Tau（Mdot~5e-6 Msun/yr）中FeO的存在无法得到证实，29 SiS是在R Dor中不存在的分子。Decin等人（2017）早些时候报告了在R Dor中检测到AlO和在IK Tau中检测到AlOH。所有其他金属氧化物和氢氧化物以及MgS仍然未被检测到。我们推导出R Dor中的柱密度N（FeO）为1.1+/-0.9e15 cm^{-2}，或考虑非LTE效应的丰度分数[FeO/H]~1.5e-8。导出的分数丰度[FeO/H]是一个因素~20比传统的气相化学动力学预测。这种差异可能是部分占振动激发OH氧化铁的作用，或可能是其他目前未被认可的化学途径产生FeO的证据。假设丰度分数w.r.t. H_2，其它金属的上限为[MgO/H_2] <5.5e-10（R Dor）和<7 e-11（IK Tau），[MgOH/H_2] <9 e-9（R Dor…
2018-01-28 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
JWST/MIRI Detection of Molecular H$_2$ Winds from an Edge-on Class II Source HV Tau C
Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）；Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA)（马克斯·普朗克天文学研究所）；Kapteyn Astronomical Institute, Rijksuniversiteit Groningen（格罗宁根大学卡佩因天文研究所）；INAF – Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）
研究利用JWST/MIRI-MRS数据分析近边缘取向的II类盘HV Tau C分子氢发射特性，探测到广角双锥分子风，估计其质量损失率等，发现分子H₂风对盘演化等仍重要，吸积率或因边缘取向被低估。
2026-07-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Velocity-resolved hot water emission detected toward HL Tau with the Submillimeter Array
利用Mauna Kea上的亚毫米波阵（SMA），在321.2GHz处观测到了H2- 16 O 102，9 - 93，6跃迁（Eup = 1863 K），该跃迁指向嵌入的低质量原恒星HL Tau。谱线质心相对于源速度蓝移了15 km/s，其半高宽为20 km/s。发射是暂时解决和延伸~3-4”在天空中（~2梁），或~500 AU的距离金牛座。速度偏移，以及在较小程度上的空间范围的排放，表明该线起源于原恒星喷流或风。这一结果表明，至少有一些水的排放观察到嵌入源，也许也磁盘源，与赫歇尔和斯皮策包含风或射流组件，这是至关重要的解释这些数据。这些用SMA进行的探路者观测为研究水排放的起源打开了一个新的窗口，例如ALMA，从而为水在原恒星系统中的位置提供了新的见解。
2016-03-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
JWST study of the DG Tau B disk wind candidate: I -- Overview and Nested H$_2$/CO outflows
研究DG Tau B盘风候选体的H$_2$/CO外流分层结构，发现嵌套锥形空腔和MHD盘风起源，为理解外流对行星形成的影响提供关键观测证据。
2024-03-28 astro-ph.SR
Kinematics of the Outflow From The Young Star DG Tau B: Rotation in the vicinities of an optical jet
本文介绍了用亚毫米波阵列（SMA）对年轻恒星DG Tau B进行的$^{12}$ CO（2-1）线和1300 $μ$ m连续谱观测。在连续观测中，我们发现了DG Tau B周围星周盘的辐射。另一方面，$^{12}$ CO（2-1）谱线观测揭示了与盘相关的发射和与该源相关的不对称外流。绕流轴的速度不对称性被发现在整个长度的流动。在300 - 400天文单位的距离上，速度差的幅度为1 - 2公里/秒$^{-1}$。我们将其解释为外流旋转的结果。流出和盘旋转的意义是相同的。从旋转的分子核心进入的气体不能解释在流动中观察到的速度梯度。如果磁离心盘风或光蒸发盘风从开普勒盘中以几十AU的半径喷射出来，它们可以产生观测到的旋转速度。然而，这些从大半径喷出的慢风并不是很大，并且不能解释所观察到的分子流的线动量和角动量率。因此，观测到的气流很可能是来自母云的夹带物质。DG Tau B是一个很好的实验室，可以详细模拟卷吸过程，看看它是否可以解释观测到的角动量。
2014-11-01 astro-ph.SR
Characterizing the magnetic fields of the first tau Sco analogues
B0.2 V磁星Tau Sco由于其高X射线活动，独特的风诊断和复杂的磁场而从大质量OB星中脱颖而出。最近，Petit等人在2011年提出了前两个tau Sco类似物的发现- HD 66665和HD 63425，通过其UV光谱与tau Sco的UV光谱的惊人相似性鉴定。ESPaDOnS和Narval的分光偏振观测是通过大质量恒星的磁性CFHT和TBL大型计划获得的，目的是描述这些恒星的恒星和磁性。在这两颗恒星上都发现了表面强度相似的磁场，加强了磁场的存在与风的特性之间的联系。我们提出了额外的相位分辨的观测，以测量其磁几何形状，并将该几何形状与质量损失的诊断相关联，这些观测是由MiMeS合作为HD 66665提供的。
2011-11-07 astro-ph.SR
Evidence of a Disk-wind Origin for Fluorescent H$_2$ in Classical T Tauri Stars
本研究利用哈勃望远镜ULLYSES项目的T Tauri星远紫外光谱，通过分析荧光H$_2$发射线的运动学特性，发现部分源中分子气来自盘风外流而非仅开普勒盘气，并估算了H$_2$质量损失率。
2025-02-23 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
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
Launching the asymmetric bipolar jet of DO Tau
双极喷流在恒星形成中的作用，特别是它们是如何发射的，仍然没有得到很好的理解。通过对近红外[Fe Ⅱ] 1.53，1.64微米谱线的高分辨率观测，探讨了原恒星喷流发射机制。我们认为，双极射流从经典的金牛座T星，DO头，研究射流形态和运动学接近的明星，使用AO辅助的IFU观测GEMINI/NIFS。更明亮的蓝移喷流在发射后迅速准直。这种早期准直需要磁场的存在。我们确认两个喷射叶之间的速度不对称性，并确认在20年的时间间隔内不对称性没有时间变化。这种持续的不对称性是根据最近的模拟磁化盘风。我们检查喷流旋转的数据。我们报告的蓝移和红移喷流的径向速度差异的上限分别为6.3和8.7公里/秒。解释这作为一个上限喷气旋转意味着任何稳定的，轴对称的磁离心模型的喷气发射被约束到一个发射半径在磁盘平面的0.5和0.3天文单位的蓝移和红移喷气，分别。这支持X风或窄盘风模型。这只适用于观察到的高速[FeII]发射，并不排除从更宽半径发射的更宽流量。我们报告检测小振幅射流轴摆动在两个叶。我们排除了喷射源的轨道运动是原因。岁差可以更好地解释观测结果，但需要双倍的岁差角，以及反喷流的不同相位。这样的非固体进动可能来自倾斜的大质量木星伴星，或者是由发射磁盘风引起的翘曲不稳定性。总的来说，我们的观察是一致的起源的DO头喷流从磁盘的内部区域。
2021-06-25 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
Toward A Self Consistent MHD Model of Chromospheres and Winds From Late Type Evolved Stars
我们提出了第一个磁流体动力学模型的恒星色球加热和加速的外部大气的冷演化恒星，使用α头作为一个案例研究。我们使用了一个1.5维MHD程序与一个广义的欧姆定律，占在恒星大气中的部分电离的影响，研究阿尔芬波耗散和波反射。我们已经证明，由于考虑了磁化弱电离色球等离子体中离子-中性碰撞对电阻率的影响以及适当的网格分辨率，数值电阻率比物理电阻率小1-2个数量级。非线性横向阿尔芬波引入的运动可以解释非热增宽和非高斯轮廓的光学薄紫外线形成的色球α Tau和其他晚型巨星和超巨星。在恒星色球层由于电阻（焦耳）耗散的电流，向上传播的非线性阿尔芬波引起的计算加热率，是一致的观测约束的净辐射损失的紫外线和连续α头。在色球层的顶部，阿尔芬波经历显著的反射，产生向下传播的横波，其与向上传播的波相互作用，并在色球层中产生速度剪切。我们的模拟还表明，动量沉积的非线性阿尔芬波成为显着的外色球在1恒星半径的光球。计算得到的终极速度和质量损失率与观测得到的α τ风特性一致。
2014-09-12 astro-ph.SR
Signature of wide-spread clumping in B supergiant winds
我们试图建立额外的观测签名的OB星风的聚集的影响。聚集的作用对战略风形成的谱线的测试，以引导模型的发展，聚集的风，从而提高质量损失测定的可靠性为massive stars.The SiIV 1400共振线的B 0至B5超巨星的双线使用经验线合成模型进行了分析。重点是从SiIV偶极子的红色和蓝色分量的径向光学厚度（τ_（rad）（w））的比率的测量解码风聚集的信息。我们特别利用的事实，即两个偶极子组件是去耦的，并形成独立的风终极速度相对较低的目标。谱线合成分析表明，蓝色和红色SiIV组分的τ_（rad）（w）的平均比值很少接近规范值~ 2（根据原子常数预期），而是分布在~1和2之间的值范围内。这些结果被解释的光球，部分被光学厚结构在流出的气体。在这项研究中建立的光谱签名证明了广泛存在的风聚集在B超巨星。非饱和偶极子剖面中的附加信息提供了一种量化风的孔隙度的方法。
2010-07-16 astro-ph.SR
Interferometric observations of SiO thermal emission in the inner wind of M-type AGB stars IK Tauri and IRC+10011
上下文AGB恒星经历了一个强烈的质量损失过程，这涉及到大气层的脉动，这延伸到一个条件足以形成尘埃颗粒的区域。辐射压力作用在这些颗粒上，这些颗粒与气体耦合，驱动大量的外流。这个过程的细节尚不清楚，包括哪些分子参与了尘埃颗粒的凝结。目的。研究SiO分子在M型AGB星尘埃形成和质量损失过程中的作用。方法.利用IRAM NOEMA干涉仪，我们观测到演化恒星IK Tau和IRC +10011的内周包层中的$^{28}$ SiO和$^{29}$ SiO $J=3-2$，$v=0$发射。我们计算了方位角平均的发射轮廓比较观察模型使用分子激发和射线跟踪代码SiO热发射。结果我们观察到发射分布的圆对称性。我们还发现，源的直径变化与径向速度，这是不是在一个几乎恒定的速度扩张的信封预期的行为只有轻微的。所采用的密度，速度和丰度的法律，连同质量损失率，这是最适合的观测，给我们的信息的SiO分子的化学行为及其在尘埃形成过程中的作用。结论.结果表明，内包层中气相SiO的贫化与气体加速之间存在强耦合。这可以用一氧化硅凝结成尘埃颗粒来解释。
2019-03-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variability of the DG Tau Forbidden Emission Line Low Velocity Component
Maynooth University（梅努斯大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Academia Sinica（中央研究院）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Texas State University（德克萨斯州立大学）
研究DG Tau喷流和低速分量变化，探讨其起源是磁流体动力学风还是光蒸发风，并通过光谱和空间变化分析揭示其复杂结构。
2025-09-23 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
The jet and circumstellar environment of the young binary DF Tau
本文通过窄带 Hα 和 H₂ 成像与光谱观测，在年轻亚角秒双星 DF Tau 附近发现了由喷流和弱准直风共同形成的 HH 1266 流及环状星云，并测得喷流与反向喷流夹角为 168°，揭示了其复杂外流形态。
2025-04-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
GIARPS High-resolution Observations of T Tauri stars (GHOsT). I. Jet line emission
金牛座T星盘中喷流形成的机制知之甚少。观测基准发射模型可以提供跟踪的物理特性的风和射流的运动分量在磁盘表面的内部100 AU。在GHOsT（金牛座T星的GIARPS高分辨率观测）项目的框架内，我们的目标是在喷流加速区进行气体速度分量的多线分析。我们分析了金牛座-御夫座复合体中的六个天体（RY Tau，DG Tau，DL Tau，HN Tau，DO Tau，RW Aur A）的GIARPS-TNG光谱。由于结合了高光谱分辨率（R=50000-115000）和宽光谱范围（~400-2400 nm），我们观察到了几个O，S+，N，N+和Fe+的禁戒线跨越大范围的激发和电离条件。在四个天体（DG Tau，HN Tau，DO Tau，RW Aur A）中，通过激发和电离模型，导出了温度（T_e）、电子密度和总密度（n_e，n_H）以及电离分数（x_e）随速度的函数关系。在选定的速度通道中推导出气态铁的丰度X（Fe），它是喷流中尘埃含量的探针。物理参数随速度平滑变化，表明不同运动学分量的共同起源。在DG Tau和HN Tau中，T_e、x_e和X（Fe）随速度的增加而增加（大致从6000 K，0.05，10% X（Fe）_sun到15000 K，0.6，90% X（Fe）_sun）。这一趋势与盘风模型一致，在该模型中，射流是从盘的不同半径区域发射的。在DO Tau和RW Aur A中，我们推断…
2019-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Spectroastrometric Study of the Low-velocity Wind from DG Tau A
利用昴星团HDS首次对DG Tau A开展高分辨率光谱天体测量，在禁线中探测到低速广角星风并估算其质量损失率下限，同时识别出与准直喷流激波相关的高速成分，指出观测更支持X-wind模型。
2025-03-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
HST FUV imaging of DG Tau: Fluorescent molecular hydrogen emission from the wide angle outflow
来自所有年轻恒星物体的最佳研究喷流之一是DG Tau的喷流，我们首次在HST的FUV中对其进行了成像。这些高空间分辨率的图像获得了长通滤波器，使我们能够构建图像跟踪主要是分子氢和C IV发射。我们发现，H2的发射出现作为一个边缘增亮锥与额外的发射靠近射流轴。边缘的长度约为0.3弧秒或42 AU（投影）。在它们的亮度强烈下降之前，并且张开角约为90 °。比较我们的FUV数据与近红外数据，我们发现，荧光H2排放可能的痕迹外，较冷的部分盘风，而起源的H2排放在表面层（大气）的（耀斑）磁盘是不可能的。此外，H2排放的空间形状在六年中变化不大，这表明盘风的外部相当稳定，可能与单个结的形成无关。C IV图像显示，发射集中朝向射流轴。我们没有发现任何迹象表明，在更大的距离，这加强了与X射线发射观察到起源于DG Tau喷流的关联。
2013-07-12 astro-ph.SR
PO and PN in the wind of the oxygen-rich AGB star IK Tau
含磷化合物只在渐近巨星分支（AGB）星IRC +10216和原行星星云CRL 2688的星周环境（CSE）中被研究过，这两个天体都是富碳天体，以及富氧的红超巨星VY CMa。目前的化学模式不能再现高丰度的PO和PN的观测VY CMa。在富氧AGB星的CSE中，还没有磷的观测报告。我们的目标是设置观测限制的磷化学在CSE的富O AGB星，通过集中在米拉型变星IK头。利用IRAM 30 m望远镜和亚毫米波天线阵（SMA），我们观测到PN（J=2- 1，3 - 2，6 - 5，7 -6）和PO（J=5/2-3/2，7/2-5/2，13/2-11/2，15/2-13/2）的四个转动跃迁。IRAM 30 m观测是专用线观测，而SMA数据来自279-355 GHz频率范围内的无偏频谱调查。我们首次在富氧AGB星中探测到PN和PO，并估计其丰度X（PN/H2）约为3 × 10 ^-7，X（PO/H2）在0.5- 6.0 × 10 ^-7之间。这比富含C的AGB星IRC +10216高出几个数量级。干涉测量数据中测量的PN和PO发射分布的直径（<=0.7英寸）对应于约40个恒星半径的最大径向范围。的丰度和空间发生的分子是在非常好的协议与VY CMa报告的结果。我们在调查中没有检测到PS或PH 3。我们认为PN和PO是气相中磷的主要载体，丰度可能高达几十个10^-7。目前的化学模型不能解释这一点，强…
2013-09-20 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
Connection between jets, winds and accretion in T Tauri stars: the X-shooter view
我们分析了在VLT的X-射手摄谱仪观测到的131颗在狼疮、变色龙和猎户座星形成区有盘的年轻恒星样本中的[OI]6300 A线。这些恒星的质量吸积率从10^{-12}到10^{-7} Mo/yr不等。线剖面被反卷积为低速分量（LVC，< 40 km/s）和高速分量（HVC，> 40 km/s），分别源自慢风和高速喷流。LVC是迄今为止最常见的成分，检测率为77%，而只有30%的来源具有HVC。LVC和HVC的[OI]6300光度，当被探测到时，与中心源（即Lstar，Mstar，Lacc，Macc）的恒星和吸积参数相关，两个分量的斜率相似。线光度与吸积光度的相关性比与恒星光度或恒星质量的相关性好。我们认为，吸积是线激励的主要驱动程序和MHD盘风是在这两个组件的起源。在用ALMA观察的狼疮源的子样本中，发现HVC峰值速度与外盘倾斜角之间的关系，如所预期的，如果HVC跟踪垂直于盘平面喷射的射流。从HVC测得的质量损失率范围为~ 10^{-13}至~10^{-7} Mo/年。相应的Mloss/Macc比值范围为约0.01至约0.5，平均值为0.07。然而，考虑到HVC的上限，我们推断在超过40%的源中比率< 0.03。我们认为，这些来源中的大多数可能缺乏所需的物理条件，一个有效的磁离心加速在星盘相互作用区域。需要对较年轻的0/I类恒星进行系统观测，以探索喷流的频率和作用在主序前阶段如何演变…
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Circumstellar molecular composition of the oxygen-rich AGB star IK~Tau: II. In-depth non-LTE chemical abundance analysis
K.U.Leuven（荷语鲁汶大学）；University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）；Universität zu Köln（科隆大学）；Max-Planck Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；MPI für Gravitationsphysik（引力物理学马普研究所）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）
本研究通过non-LTE辐射转移分析探究富氧AGB星IK~Tau的11种星周分子丰度，发现风加速度慢于经典预测、部分分子耗竭或参与尘埃形成等结果，为恒星演化与星周化学研究提供新约束。
2010-04-12 astro-ph.SR
Forbidden emission lines in protostellar outflows and jets with MUSE
原行星盘中的禁戒发射线是研究盘和宿主恒星演化的关键诊断。我们报告了空间分辨的发射线，[OI] 6300，6363，[NII] 6548，6583，H $α$，和[SII] 6716，6730埃，被认为是与喷流和磁驱动的风在内部磁盘。观测是在甚大望远镜上用多单元光谱探测器（MUSE）的光学积分场光谱仪进行的。在0.025 X 0.025 arcsec $^{2}$的分辨率下，我们的目标是导出与内盘连接的流出/喷流（PA $_{outflow/jet}$）的位置角。这里分析的禁发射线起源于原行星盘的内部。从DL Tau、CI Tau、DS Tau、IP Tau和IM Lup中沿流出/喷流的最大强度发射，我们能够可靠地测量大多数识别线的PA $_{outflow/jet}$。我们发现，我们的估计同意PA $_{dust}$的大多数磁盘。这些估计取决于信号噪声水平和外流（射流）的准直。CIDA 9、GO Tau和GW Lup中的流出/喷流过于紧凑，无法估计PA $_{outflow/jet}$。基于我们的运动学分析，我们确认，DL头和CI头主机的视线速度远大于100公里秒$^{-1}$的强烈外流/射流，而DS头，IP头，IM Lup速度较低，其结构包括低速组件与风。对于这里分析的盘状外流/喷流系统，我们对质量损失率$\dot{M}_{loss}$的估计范围在（1.1-6.5）× 10 $^…
2023-01-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Lyman-alpha Scattering Models Trace Accretion and Outflow Kinematics in T Tauri Systems
金牛座T星产生宽莱曼α发射线，贡献$\sim$ 88%的总紫外线通量入射到内部拱盘。莱曼α光子产生于吸积激波和原恒星色球层，在到达观测者之前必须穿过吸积流、风和喷流、原行星盘和星际介质。这种轨迹产生不对称的双峰特征，这些特征携带着磁盘环境的运动学和不透明度特征。为了了解莱曼α发射线的演变和磁盘本身之间的联系，我们模拟HST-COS光谱的目标包括在数据发布3的哈勃紫外线遗产库的年轻恒星作为基本标准（ULLYSES）计划。我们发现，在一个简单的球形膨胀壳的共振散射是能够再现高速发射线翼，提供估计的平均速度内的批量干预H I。模型的速度显着相关的K带面纱，表明营业额从莱曼α轮廓吸收外流风的吸积流抑制的排放线热内盘耗尽。在我们的样本中，只有30%的目标具有来自吸积流的红移吸收的轮廓，其中许多已经解决了尘埃间隙。在这一阶段，莱曼α光子可能不再与沿路径到达观察者的盘风相交。我们的研究结果指出，随着时间的推移，气体盘内的莱曼α辐射的显着演变，这可能会导致与ALMA和JWST观察到的化学差异。
2023-01-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
A mass-loss rate determination for zeta Puppis from the quantitative analysis of X-ray emission line profiles
我们适合zeta Pup的高分辨率钱德拉光栅光谱中的每一条发射线与经验线轮廓模型，占多普勒展宽和衰减的影响，由散装风。对于可以可靠测量的16条线或线复合体中的每一条，我们确定最佳拟合基准光学深度τ_* = kappa*Mdot/4{pi} R_{\ast} v_{\infty}，并对该参数设置置信限。这16条线包括7条以前在文献中没有报道过的线。这些线的扩展的波长范围允许我们第一次推断出τ_* 随线波长的明显增加，正如从束缚-自由吸收不透明度的波长增加所预期的那样。此外，τ_* 的小的总值，反映在谱线中相当适度的不对称性上，可以通过简单地假设3.5 \pm 0.3 \times 10^{-6} Msun/yr的中等质量损失率来同时拟合，而不需要在风中引起孔隙效应。引用的不确定性是统计的，但在推导出的质量损失率的不确定性的最大来源是由于zeta Pup的元素丰度的不确定性，这会影响风的连续不透明度，我们估计是一个因素的两倍。即便如此，我们发现的质量损失率明显低于最近对zeta Pup的平滑风H-alpha质量损失率的测定，但与解释小尺度风聚集的新测定一致。如果zeta Pup是其他大质量恒星的代表，这些结果将对恒星和星系演化有重要的意义。
2010-03-03 astro-ph.SR
ALMA reveals a large structured disk and nested rotating outflows in DG Tau B
我们目前的阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）波段6观测在14-20 au的空间分辨率的磁盘和CO（2-1）流出的I类原恒星DG Tau B在金牛座。尘埃盘非常大，尘埃连续体（R $_{\rm eff,95\%}$ =174 au）和CO（R $_{CO}$ =700 au）都是如此。它显示了开普勒旋转周围的1.1 $\pm$ 0.2 M $_{\odot}$中心恒星和两个尘埃排放隆起$r$ = 62和135 au。这些结果证实，大型结构盘可以形成在早期阶段，剩余的下降仍在进行中。红移的CO流出在高速显示出惊人的空心锥形态出3000 AU与剪切样的速度结构内的锥壁。这些壁与散射光腔重合，它们似乎植根于$<$ 60 au的盘中。我们确认他们的全球平均旋转在同一意义上的磁盘，具有特定的角动量$\simeq$ 65 AU \kms。1.7-2.9 $\times$ 10 $^{-7}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的质量通量率是35 $\pm$的10倍。我们还检测到一个更广泛和更慢的流出组件周围的内部锥形流，这也在相同的方向旋转的磁盘。因此，我们的ALMA观测表明，内锥壁，和相关的散射光腔，不跟踪界面与下落的材料，这是被限制到更广泛的角度（$> 70^{\circ}$）。锥形壁的性质暗示了一个偶发的内部喷流或风与外部盘风之间的相互作用，或一个大规模的盘风起源于2-5天文单…
2020-01-27 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.space-ph
