Anomalous Accretion Activity and the Spotted Nature of the DQ Tau Binary System
我们报告了在紧偏心前主序星双星系统DQ Tau中发现的一个异常吸积耀斑。在一个多时期的调查组成的随机获得的低到中等分辨率近红外光谱获得了近十年的时间，我们发现一个显着的，同时增亮的四个标准吸积指标（CaII红外三重线，Paschen和布拉开系HI线，HeI 1.083 um），在连续的夜晚（相位= 0.372，0.433），耀斑强度随着系统接近远日点（相位= 0.5）而增加。异常耀斑的质量吸积速率比平均静止速率强近一个数量级。虽然以前的观测表明，频繁的，周期性的吸积耀斑发生在这个系统中的近星通道，这些数据提供的证据表明，轨道调制的吸积耀斑发生在近星附近，当恒星最接近环双星盘。耀斑爆发的时间表明，这种爆发是由于恒星核心（或高度截断的拱星盘）与位于拱双星盘内边缘的非轴对称结构中的物质相互作用。我们还探讨了以前观察到的金牛座T星的光学/红外光谱类型的不匹配，并成功地模拟了光谱的形状从0.8到1.0微米和TiO和FeH带的强度表现为大冷点的表面上的恒星同伴在DQ头。这些发现表明，一个完整的模型，许多金牛座T星的近红外光谱必须包括点填充因子和温度的参数。
2014-07-11 astro-ph.SR
Dynamo Processes in the T Tauri star V410 Tau
我们提出了新的亮度和磁场图像的弱线金牛座T星V410头，使用的数据从NARVAL分光偏振望远镜伯纳德Lyot（TBL）。亮度图像显示了一个大的极斑和低纬度的显著斑点覆盖。磁图显示了一个主要是偶极和非轴对称的磁场，具有很强的方位分量。磁场为50%极向和50%环向，并且从磁图像中可以明显看到非常小的差异旋转。对这颗恒星的光度监测活动先前显示V波段的变化高达0.6等，但在2009年的光变曲线要平坦得多。这里给出的多普勒图像与这种低变异性一致。计算由映射的斑点分布预测的通量给出0.04星等的峰间变化。与以前的观测结果相比，光变曲线振幅的减少似乎与光斑分布的变化有关，而不是数量或面积。本文是TBL在2009-2012年期间对V410 Tau进行的塞曼多普勒成像活动的第一篇论文。在这段时间内，预计光变曲线将返回到高振幅状态，使我们能够确定光度变化是否伴随着磁场拓扑结构的变化。
2009-11-29 astro-ph.SR
The PMS star V1184 Tau (CB 34V) at the end of prolonged eclipse
V1184 Tau（CB 34 V）位于博克球状体CB 34的磁场中，在1993年被发现为一个大振幅变星。根据第一个恒星变率假设，它是一颗在1951年至1993年爆发的猎户座FU候选恒星。在随后的观测中，这颗恒星表现出大幅度的变化，被解释为星周尘埃云的遮蔽。我们将V1184 Tau（CB 34 V）列入我们的高度可变的主序前恒星目标列表，以确定该物体亮度变化的原因。本文介绍了2008-2015年期间获得的年轻恒星天体V1184 Tau的BVRI光度观测数据。这些数据是我们从2000年开始对这颗恒星进行光学光度监测的延续。V1184 Tau的光度观测是在两个天文台用两台中型和两台小型望远镜进行的。我们的研究结果表明，在最大的光周期的恒星显示出典型的金牛座T星的特征。然而，在观测到的深度最小亮度期间，V1184 Tau与UX Orionis天体非常相似。亮度的深度下降始于2003年，结束于2015年，因为恒星已经恢复到最大亮度。下降期间的光变曲线明显不对称，因为亮度下降持续的时间是上升的两倍。颜色-星等图上观察到的颜色反转也证实了星周尘埃云的遮蔽是亮度大幅变化的原因。
2015-10-01 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
Results of magnetic field measurements in young stars DO Tau, DR Tau, DS Tau
给出了三颗经典金牛T星（CTTS）吸积热斑纵向磁场的测量结果。在HeI 5876 γ谱线窄分量的形成区，我们发现每颗恒星的磁场都大于2σ。在DS Tau的情况下，我们发现在NaI D线的窄分量中的场等于+0.8 \pm 0.3 kG，即它等于在HeI 5876 π的窄分量上测量的场。我们的研究结果表明，在热点的磁场可以研究CTTS下降到13 μ m，允许在未来增加一倍的CTTS与测量领域的吸积区。
2013-03-04 astro-ph.SR
Magnetic activity and accretion on FU Tau A: Clues from variability
FU Tau A是金牛座恒星形成区的一个年轻的非常低质量的天体，以前发现它有很强的X射线发射，并且对于它的光谱类型来说非常明亮。在这项研究中，我们讨论了这些特点，使用新的信息，从准同步光度和光谱监测。从用卡拉阿尔托的2.2米望远镜获得的测光时间序列中，我们测量到FU Tau A的周期约为4d，很可能是旋转周期。几天内的短期变化与冷磁感应点对通量的旋转调制一致。相比之下，在数周和数年的时间尺度上的光度变化只能用热点的存在来解释，推测是由吸积引起的。因此，热点的性质是可变的时间尺度超过旋转周期，可能是由于长期的变化，在吸积率或几何形状。新的限制，从分析的可变性确认，FU头A是受磁感应斑点和过剩的光度吸积。然而，吸积不足以解释它在HR图中的异常位置。此外，抑制对流由于磁活动和/或早期的演化阶段需要调用，以充分考虑所观察到的属性。这些因素在估计FU Tau A和其他天体在这个质量/年龄范围内的质量时造成了相当大的问题，以至于它似乎怀疑是否可以推导出年轻低质量恒星和棕矮星的初始质量函数。
2011-10-07 astro-ph.SR
Spot Modeling through Multiband Photometry Analysis of V1298 Tau
本研究针对恒星活动给系外行星观测带来噪声的问题，利用V1298 Tau的多波段测光数据开展恒星黑子建模，成功约束其表面活动区温度，并通过太阳数据验证了方法的有效性。
2024-09-17 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
Spot modelling of periodic weak-line T Tauri stars observed by CoRoT in NGC 2264
在一个协调的多波长观测项目框架内，CoRoT空间望远镜以前所未有的连续性和精确度提供了属于NGC 2264恒星形成区的金牛座T星的光变曲线。我们进行现场建模的光学光变曲线的五个弱线金牛座T星的变化是由星点。我们应用两点和不断发展的单点模型的框架下的贝叶斯蒙特卡罗马尔可夫链方法来推导的后验分布的星点参数和恒星旋转轴的倾角。我们专注于旋转周期的斑点，可以提供证据，在这些恒星的差异旋转。我们发现有意义的结果的情况下，三颗恒星的倾角高于50度和光变曲线振幅的缓慢变化。这两颗恒星自转周期的相对差值在0.02到0.05之间，比用多普勒成像技术在类似恒星中发现的自转差幅值大3到10倍。我们的结论是，内在的恒星黑子的演变，虽然非常缓慢，有显着的影响，通过我们的现场建模方法的差分旋转的确定。我们估计典型的时间尺度约20和50之间的旋转周期在我们的恒星的星斑图案的演变。
2016-06-20 astro-ph.IM astro-ph.SR
Starspots as an Explanation for the Mysterious IYJ Continuum Excess Emission in Classical T Tauri Stars
本文通过构建包含星斑、吸积热斑和温暖内盘的新光谱模型，重建16颗经典金牛T型星的近红外光谱，证明考虑星斑可消除IYJ连续谱超量中对中等温度分量的需求，凸显了星斑处理在吸积低质量恒星研究中的关键作用。
2024-11-19 astro-ph.SR
On the nature of veiling of classical T Tauri stars spectra in the near-IR spectral band
它表明，经典金牛座T星的表面上的热吸积点的存在可以解释观察到的面纱，不仅在可见光，而且在近红外光谱带的光球光谱。
2013-02-21 astro-ph.SR
The GAPS programme at TNG LII. Spot modeling of V1298 Tau using SpotCCF tool
本研究提出基于CCF技术的SpotCCF模型，用于对年轻活跃恒星V1298 Tau的斑点进行建模，提取斑点结构并优化RV时间序列，降低离散度，提高系外行星探测灵敏度。
2023-12-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stable and unstable accretion in the classical T Tauri stars IM Lup and RU Lup as observed by MOST
两个经典的金牛座T星，RU Lup和IM Lup的时间变化监测的结果。使用了三个光度数据集：（1）2012年和2013年每年4周的同步（同一场）MOST卫星观测，（2）2013年4月至5月在SAAO进行的多色观测，（3）2001 - 2009年9个季节的存档V型滤光片ASAS数据。他们通过分析2000年至2012年的高分辨率公共领域VLT-UT 2 UVES光谱进行了增强。根据MOST观测结果，我们推断RU Lup的不规则光变化是由不稳定吸积引起的热点随机变化引起的。相比之下，IM Lup的MOST光变曲线相当规则，调制周期约为7.19 - 7.58 d，这与ASAS观测显示的7.247+/-0.026 d周期一致。我们建议，这是IM Lup的旋转周期，是由于在吸积的稳定过程中，在恒星磁极附近产生的两个对跖热点的可见度变化。用加宽函数方法对RU Lup高分辨率光谱进行重新分析，发现了一个大的极地冷点的迹象，该冷点在13年内相当稳定。随着恒星的旋转，点引起的抑郁症的强度在加宽功能配置文件周期性变化的周期为3.71058 d，这是以前发现的光谱互相关方法。
2015-12-07 astro-ph.SR
Modelling UX Ori Star Eclipses based on Spectral Observations with the Nordic Optical Telescope. I. RR Tau
本研究利用北欧光学望远镜光谱观测 RR Tau，通过两类尘埃遮蔽模型解释 H-alpha 线变率，发现垂直抬升屏更符合观测。
2023-08-18 astro-ph.SR
Circumbinary disc interactions and stochastic dust obscuration in the post-asymptotic-giant-branch binary HD 213985
本研究分析后 AGB 双星 HD 213985 的光学与 Na D 线变化，提出环双星盘内缘遮蔽及 L2 外流相互作用可解释其增强、偏斜且随机的尘埃掩食现象。
2025-06-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Accretion dynamics and disk evolution in NGC 2264: a study based on the Corot photometric observations
2008年3月，年轻星团NGC 2264被Corot卫星以前所未有的光度精度连续观测了23天。我们在这里提出的第一个结果的分析吸积人口。我们打算寻找可能的光变曲线的变化相同的性质，在经典的金牛座T星AA头，这是由于一个磁控制的内部磁盘的扭曲，这是直接相关的恒星磁场和内部磁盘区域之间的相互作用。我们分析了83个以前已知的经典金牛座T星属于NGC 2264的柯罗光变曲线，并根据它们的形态进行分类。我们还研究了Corot光变曲线形态作为一个功能的斯皮策为基础的分类的星盘系统。基于Corot光变曲线形态学的分类与Spitzer IRAC分类的系统非常一致。类AA Tau光变曲线的百分比随着内盘的消散而减少，从厚内盘系统的40% ± 10%减少到贫血盘系统的36% ± 16%，而在裸露光球系统中没有。事实上，91% ± 29%的CTTS与裸露光球表现出纯粹的斑点状的变化，而只有18% ± 7%的厚盘系统这样做，大概是那些在低倾角，因此没有可变的遮蔽。AA Tau型光变曲线相当常见，在具有内部尘埃盘的年轻恒星中至少有30 - 40%的频率。光变曲线的时间演化表明，位于正转半径附近的内部盘弯曲的结构，负责遮蔽事件，在几个（~ 1-3）旋转周期的时间尺度上变化。这可能反映了恒星-磁盘磁层相互作用的高度动态性质。
2010-05-24 astro-ph.SR
Starspot-induced optical and infrared radial velocity variability in T Tauri star Hubble 4
我们报告光学（6150安）和K波段（2.3微米）径向速度超过两年的前主序弱线金牛座T星哈勃I 4。我们检测周期性和近正弦径向速度变化在两个波长，与1395 \pm 94米/秒的光学和365 \pm 80米/秒的红外半振幅。在较长波长处的较低速度振幅，结合平分线分析和斑点建模，表明恒星表面上有大的冷斑点，导致径向速度调制。径向速度在数百天内保持相位相干性，这表明星点是长寿的。这是第一个在红外线中解决斑点诱导速度调制的活跃恒星之一。
2011-05-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Correlation between the optical veiling and accretion properties: A case study of the classical T Tauri star DK Tau
本研究通过两种方法对比分析经典T Tauri星DK Tau的吸积，发现光学遮蔽与吸积光度呈幂律相关，并验证了两种质量吸积率测定方法的一致性。
2023-07-31 astro-ph.SR
Mount Suhora high cadence photometric survey of T Tauri-type stars
本文介绍了对北半球121颗主序前恒星进行的高步频多色观测的结果。这次巡天的目的是探测由这些年轻恒星的掩星以及由近距离行星和/或尘埃团吸积引起的热点引起的类似凌日的特征。虽然没有行星凌日被检测到，我们的数据允许确定旋转周期的一些金牛座T星，吸积过程中操作的经典金牛座T型恒星的时间尺度从几分钟到几天，以及大规模的下降所造成的尘埃翘曲盘。
2020-10-31 astro-ph.SR
Measuring the Spot Variability of T Tauri Stars Using Near-IR Atomic Fe and Molecular OH Lines
本研究依托YESS巡天，利用IGRINS光谱建立T Tauri星近红外H波段有效温度与等值宽度比的经验关系，发现其两年内温度变化超150K，黑子驱动信号及高纬度黑子证据，还探测到CI Tau可能存在行星相互作用的动力学特征。
2024-06-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Placing the spotted T Tauri star LkCa 4 on an HR diagram
年轻恒星的年龄和质量通常是通过比较它们的光度和有效温度与主序前恒星演化轨迹来估计的，但是磁场和恒星黑子使观测和演化都变得复杂。为了了解它们的影响，我们研究了沉重的斑点弱线的T-Tauri星LkCa 4通过搜索来自星点或星点群的辐射的光谱特征。我们介绍了一种新的方法来约束恒星的填充因子和现场温度拟合两个温度恒星大气模型从凤凰合成光谱的高分辨率近红外IGRINS光谱。清晰可辨的光谱特征来自热光球成分$T_{\mathrm{hot}} \sim4100$ K和冷光球成分$T_{\mathrm{cool}} \sim2700-3000$ K，后者覆盖了可见表面的$\sim80\%$。这种热和冷发射的混合支持的光谱能量分布，旋转调制的颜色和TiO带强度的分析，以及在低分辨率光学/近红外光谱的功能。虽然修正后的有效温度和光度使LkCa 4看起来比以前根据无斑点的恒星演化模型估计的更年轻，质量更低，但适当的估计将需要生产和采用斑点演化模型。来自恒星黑子的偏差可能会影响大多数完全对流的年轻恒星，并导致疏散星团年龄和年龄分布的不确定性。在某些光谱区域，由于冷星光谱中的高转动增宽和重线覆盖，星点表现为无特征的面纱连续谱。一些证据也被发现之间的反相关的温暖和寒冷的组件的速度。
2017-01-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
A Predicted Great Dimming of T Tauri: Has it Begun?
本研究通过分析T Tauri系统尘埃结构的几何构型与运动，结合AAVSO观测到的T Tau North近十年约2个星等的可见光变暗现象，证实预测中的T Tau大变暗已开始，且未来数十年该星可能持续变暗甚至完全从光学天空消失。
2025-01-10 astro-ph.SR
Doppler Images and Chromospheric Variability of TWA 17
我们提出了多普勒成像和巴耳末线分析的弱线金牛座T星TWA 17。光谱是在2006年由英国-澳大利亚望远镜上的UCL Echelle摄谱仪拍摄的。使用最小二乘反卷积，以提高有效的信噪比，我们产生的表面斑点分布的多普勒地图。这显示了与其他快速旋转的金牛座T星类似的特征，即一个极斑，更多的斑点从它延伸到赤道。除了光球变率外，还利用巴尔末辐射研究了色球变率。平均H-α剖面有一个与旋转加宽一致的窄分量和一个延伸到+/-220 km/s的宽分量。H-α的变化表明色球层至少有一个弹弓突出3恒星半径以上的表面。
2009-07-16 astro-ph.SR
Star-disk interactions in multi-band photometric monitoring of the classical T Tauri star GI Tau
年轻恒星天体的变化主要是由星盘相互作用驱动的。在对金牛座T星GI Tau的吸积进行长期光度监测时，我们发现了典型深度为$ΔV \sim 2.5$等的灭绝事件，这些事件持续了几天到几个月，而且经常出现随机事件。在2014 - 2015年，在几个月内以21天的准周期重复的反射是第一个从MHD模拟预测的缓慢翘曲的经验证据，形成在距离中心恒星几个恒星半径的地方。红化与$R_V=3.85\pm0.5$一致，并且没有弥漫的星际带，表明在盘中发生了一些尘埃加工。2015 - 2016年的多波段光变曲线包括光斑覆盖、消光和吸积的变化，每一种变化都会在颜色-星等图中产生不同的痕迹。这个光变曲线最初由一个月的消光事件主导，然后恢复到未被遮蔽的亮度。随后的光变曲线以7.03天的周期为特征，被短暂的、随机间隔的消光事件打断。从$U$波段光度测定法测得的吸积率范围从$1.3\times10^{-8}$到$1.1\times10^{-10}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$（不包括最高和最低的5%的高和低吸积率离群值），平均值为$4.7 \times 10^{-9}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$。总共有50%的质量是在$>12.8\times10^{-9}$ M $_\odot$年${^{-1}}$爆发期间吸积的，这表明使用单历元吸积率分析盘演化的局限性。
2017-11-23 astro-ph.SR
A Candidate Young Massive Planet in Orbit around the Classical T Tauri Star CI Tau
200万年前的经典金牛座T型恒星CI Tau在红外线和可见光波长下的径向速度（RV）变化具有周期性变化。我们发现，这些观测结果与一颗大质量行星的轨道周期约为9天一致。这些结果是基于71 IR RV测量该系统获得超过5年，并在26个光学RV测量获得超过9年。CI Tau也在2012年约一个月的34个夜晚在光学上进行了光度测量。光RV数据本身不足以确定轨道周期，这可能是由于星点和活动引起的噪音，这个相对较小的数据集。红外RV测量显示在~9天具有显著的周期性。此外，全套光学和IR RV测量一起进行相位相干，并具有相等的振幅到约9天的周期。周期性的径向速度信号原则上可以由冷点、热点和恒星光谱从内盘的反射产生，也可以由行星伴星产生。我们已经考虑了每一个，并发现行星假说与数据最一致。径向速度振幅产生的Msin（i）为~8.1 M_Jup;结合文献中1.3 mm连续辐射测量的星周盘倾角，我们发现行星质量为~11.3 M_Jup，假设行星轨道与盘对齐。
2016-05-25 astro-ph.EP 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 Coevality of Young Binary Systems
多恒星系统通常被认为是共演化形成的，因此它们为大多数恒星演化模型的校准提供了基础。在本文中，我们研究的金牛座御夫座协会的二进制人口，使用HR图中的组件的位置，以量化的频率和程度的共演化在年轻的二进制系统。在识别和排除已知受系统误差影响的系统（由于进一步的多重性或星周物质的遮蔽）之后，我们发现相对双星年龄，|Delta log（tau）|，具有σ ~0.40 dex的总色散。随机配对的金牛座成员是同时代的，只有在sigma~0.58 dex范围内，这表明金牛座双星确实比整个协会更同时代。然而，|Delta log（tau）|表明两个群体，约2/3的样本出现在误差范围内（sigma约0.16 dex），其他约1/3分布在延伸的尾部，|Delta log（tau）|~0.4-0.9 dex。为了解释多峰分布的发现，我们认为差异年龄分布的尾部包括未被识别的分级倍数，散射光中看到的恒星或具有盘污染的恒星;需要额外的后续工作来排除或纠正这些解释。二元系的相对共沸度与系统质量、质量比或分离度没有显著的关系。事实上，任何一对金牛座成员的宽度超过~10'（~0.7 pc）都显示了该协会的完整年龄分布。
2009-09-03 astro-ph.SR
Radial Velocity Monitoring of the Young Star Hubble 4: Disentangling Starspot Lifetimes from Orbital Motion
我们研究了弱线金牛座T星哈勃4号，一个已知的长周期双星，和它的星点现象。我们使用了麦克唐纳天文台2.7米Harlan J. Smith望远镜在14年（2004-2010，2017-2019）内拍摄的光学径向速度（RV）数据和HST/WFC 3仪器的单历元成像。观察到的和明显的RV变化显示的贡献，分别从二进制的运动，以及从一个大的点组的恒星之一，被认为是主要的。通过拟合和去除RV的轨道信号，我们发现之前在恒星表面发现的大斑点群的寿命下限至少为5.1年。$\sim5$年下限是单个现货组的较长但并非前所未有的持续时间。后期的数据表明，发生了显着的斑点演变，将上限的斑点组寿命为12年。我们发现，前主序演化模型的金牛座（$\sim2$ MYR）的年龄，结合从文献中的组件质量估计，允许我们重现的HST相对光度和二进制引起的贡献明显的RV变化。我们在哈勃4号上发现的长寿命恒星斑点对年轻恒星的发电机模型有着重要的意义，因为它为磁场拓扑结构的长寿命提供了证据。对于年轻恒星系外行星的搜索也有重要意义，因为长寿命的相干RV信号可能是由点引起的，而不是行星运动的结果。(This本文包括德克萨斯大学奥斯汀分校麦克唐纳天文台的数据。
2021-02-11 astro-ph.SR
Observable Signatures of Classical T Tauri Stars Accreting in an Unstable Regime
我们讨论了经典金牛座T星（CTTS）通过瑞利-泰勒不稳定性吸积的关键观测特征，该不稳定性发生在吸积盘和恒星磁层之间的界面处。在这项研究中，全球3-D MHD模拟吸积流的结果，在稳定和不稳定的制度，被用来预测与这两个独特的吸积流模式的氢发射线和光变曲线的变化。在稳定的制度，红移吸收成分（RAC）周期性地出现在一些氢线，但只有在恒星旋转周期的一小部分。在不稳定的制度，RAC是目前相当持久的整个恒星自转周期，其强度变化非周期性。后者是由多个吸积流引起的，由于不稳定性随机形成，在一个恒星旋转期间穿过观察者的视线。这导致了RAC的准定态外观，因为至少有一个吸积流几乎总是在观察者的视线内。在稳定状态下，两个稳定的热点产生一个平滑和周期性的光变曲线，每个恒星旋转只有一个或两个峰值。在不稳定状态下，恒星表面形成多个热点，产生每个旋转周期有多个峰值的随机光变曲线。
2013-07-13 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
Interpretation of the Veiling of the Photospheric Spectrum for T Tauri Stars in Terms of an Accretion Model
金牛座T星的大气层被吸积激波辐射加热的问题已经解决。在LTE近似下计算了新出现的所谓热点的结构和辐射谱。在计算点谱时，首次考虑了连续谱和谱线的发射。与观测结果的比较表明，这些谱线中最强的谱线表现为氦和金属发射谱线的窄分量，而较弱的谱线则显著降低了光球层吸收谱线的深度，尽管到目前为止，这种效应一直被认为是由于发射连续谱。即使在一个狭窄的光谱范围内，不同光球层线的深度也会被线的遮蔽改变到一个非常不同的程度。因此，非单调的波长依赖性的程度面纱r发现一些CTTS不建议一个非平凡的频谱能量分布的面纱连续。一般来说，只有通过提供一组光球线来确定遮蔽度r，才有意义。我们表明，考虑到的贡献线的光球光谱的面纱可以导致现有的估计到金牛座T星的吸积率降低了几倍，这也是真实的恒星相对较弱的面纱光谱。忽略线对面纱的贡献也会导致在确定有效温度、星际消光、径向速度和vsin（i）时产生明显的误差。
2012-09-09 astro-ph.SR
Is T Tauri North a 'Classical' T Tauri star?
我们提出了高分辨率的$H$ -和$K$ -波段光谱观测的原型金牛座T星T头北。合成光谱模型是用来推导出的$K$带温度，表面重力，磁场强度，和旋转速度为这颗星。测得的$K$带光谱温度是$\rm T_{K\text{-band}} = 3976 \pm 90 K$，它比光学观测测得的温度低$\sim 1000 \, \rm K$。我们对T Tau N的$K$带温度测量是用$H$带中的等效宽线比与温度的关系来证实的，由此导出了$\rm T_{H\text{-band}} = 4085 \pm 155 K$。这种光学与红外温度的差异被解释为冷点或热点，或两者兼而有之，覆盖了T Tau N表面的很大一部分。从金牛座T N $\log{g}=3.45 \pm 0.14$得到的引力比金牛座24颗经典金牛座T星样本中几乎所有其他恒星的引力都要低。结合这些温度和重力的结果与磁性恒星的演化模型，我们发现T Tau N的年龄小于100万年。这些结果表明，T Tau N比金牛座中大多数经典的T Tauri星处于更早的演化阶段，认为它是一颗在形成后不久从嵌入的南方双星系统中弹出的原恒星。
2020-06-17 astro-ph.SR
T Tauri stars in the SuperWASP and NSVS surveys
我们提出了一个研究的长期光学变化的年轻金牛座T星使用以前未发表的数据从SuperWASP项目。NSVS和NASA K2任务的其他公开可用的测光被用来检查和补充我们的结果。我们的样本包括金牛座-御夫座恒星形成区的20颗弱线金牛座T星。我们对长时间序列测光进行了周期搜索，得到了样本中恒星的平均周期。我们发现了V1334 Tau（HD 283782）和V1349 Tau（HD 31281）的新周期，而文献中没有任何周期估计。在双星V773 Tau（HD 283447）中发现了主星的自转周期。更新了几个先前的结果。对于恒星V410 Tau（HD 283518），我们将以前研究中发现的光变曲线变化与新的测量结果进行了比较，并将斑点的演化归因于类似于太阳11年周期的~15年周期。我们还推导出了目标恒星的光度和有效温度，以便在赫兹-罗素图中定位它们，并校准目标恒星的质量和年龄。
2018-11-21 astro-ph.SR
A non-LTE modeling of narrow emission components of He and Ca lines in optical spectra of CTTS
TTauri星表面的吸积激波辐射产生的热点的光谱，已经计算了HeI，HeII，CaI和CaII的非LTE效应，使用Dodin和Lamzin（2012）计算的热点大气结构的LTE计算。假设激波前气体数密度N_0和速度V_0在吸积柱上相同，我们计算了“恒星+圆斑”系统的光谱，给出了一组表征恒星和圆斑的N_0、V_0值和参数。它已被证明，理论光谱与适当的选择的参数再现良好观察到的面纱的光球吸收线的光学波段，以及所谓的窄组分的HeII和CaI的发射线的光谱中的9颗恒星的配置文件和强度。我们发现，除DK Tau外，所有恒星的吸积气体密度N_0都大于10^{12} cm^{-3}。对8颗恒星的观测光谱进行了拟合，得到了太阳的钙丰度，但拟合TW Hya光谱的前提是假设吸积气体中的钙丰度比太阳低三倍。我们通过比较理论和观测到的光谱，归一化到连续谱水平，推导出斑点的参数，所以我们的结果是独立于未知的星际消光值。我们已经发现，在CaII线的预测流量小于观察到的，但这种差异可以解决，如果不仅高密度，而且低密度的气体落在恒星上。理论等效宽度以及相对强度的He，I从属线不同意显着与观测，可能是由于一些原因：需要考虑非LTE热结构的上层的热点，鲜为人知的碰撞原子数据的HeI上层和不均匀的热点。
2013-02-07 astro-ph.SR
KRONOS II: Solar-like Umbra and Penumbra Properties on the Young Sun V1298~Tau
Michigan State University（密歇根州立大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）；Vanderbilt University（范德堡大学）；Max Planck Institute for Astronomy (MPIA)（马克斯·普朗克天文学研究所）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
利用 JWST NIRISS/SOSS 掩星观测年轻行星 V1298 Tau bcd，通过星食事件光谱分析，发现宿主星 V1298~Tau 的黑子具有类似太阳的本影和半影结构，温度分别为 3265-3436 K 和 4388-4659 K，且本影面积占比约 30%。
2026-09-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hot spots and a clumpy disk: Variability of brown dwarfs and stars in the young Sigma Ori cluster
利用近红外光谱时间序列测光和和平号红外光谱能量分布研究了SOri星系团（年龄300万年）恒星和褐矮星周围的吸积盘的性质。我们监测约30个年轻的低质量源8个晚上在J和K波段使用杜邦望远镜在Las Campanas。我们发现三个对象显示的变化与J-波段振幅>0.5等;五个额外的对象表现出低水平的变化。所有这三个高度可变的来源已被确定为高度可变的，因此，我们建立了长期的性质，他们的流量变化。光变曲线包含时间尺度为~0.5-8天的周期性成分，但叠加了额外的不规则变化-经典金牛座T星的特征行为。基于颜色的变化，我们得出结论，热点是两个物体变化的主要原因，包括一个可能的棕矮星，热点温度在6000-7000 K范围内。对于第三个（#2），褐矮星或非常低质量的恒星，盘内边缘的不均匀性可能是变化的起源。根据斯皮策的中红外数据，我们确认，这三个高度可变的源包围的circum-sub-stellar磁盘。它们显示了金牛座T类天体的典型SED。使用SED模型，我们推断一个增强的scaleheight在磁盘中的对象#2，这有利于检测光盘的不均匀性的光变曲线，从而与信息的变化是一致的。在SOri星团中，大约每五个吸积的低质量天体中就有一个表现出持续的高光度变化。我们证明，在这样的对象的基本参数的估计，可以显着提高通过确定的程度和起源的变化。
2009-07-06 astro-ph.SR
A survey for variable young stars with small telescopes: VII -- Spot Properties on YSOs in IC5070
我们提出了31个年轻的恒星物体上的斑点属性的测量，从HOYS（狩猎爆发的年轻恒星）项目的多波段数据的基础上。平均而言，对每个物体的分析是基于80天内至少3个波段的270个数据点。在我们的样本中，所有年轻的低质量恒星都表现出周期性的光度变化。我们确定现场的温度和覆盖范围通过比较测量的光度振幅在光学波段与模拟振幅的基础上的大气模型，包括一个完整的误差传播。在我们的样本中有21个天体具有冷点，点温度低于恒星有效温度（$T_{\rm eff}$）500 - 2500 K，覆盖范围为0.05 - 0.4。另外六个有热点，温度高于$T_{\rm eff}$ 3000 K，覆盖率低于0.15。剩下的四颗恒星有模糊的解决方案，或者是AA Tau型污染物。所有具有大斑点的恒星（即高覆盖率的$>0.1$）都相对较冷，具有$T_{\rm eff} < 4500$ K，这可能是具有更深对流区的结果。除此之外，斑点的性质没有显示出明显的趋势与旋转周期，红外过剩，或恒星的属性。最值得注意的是，我们发现恒星中的热点没有显示出$K-W2$红外过量，这表明有可能通过内部盘腔吸积或存在斑。
2022-10-18 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
Complex magnetic topology and strong differential rotation on the low-mass T Tauri star V2247 Oph
从观察收集到的ESPaDONS分光偏振计在加拿大-法国-夏威夷望远镜，我们报告的塞曼签名的低质量经典TTauri星（cTTS）V2247 Oph的检测。在光球线中检测到的轮廓扭曲和圆偏振特征可以被解释为是由恒星表面的冷点和磁性区域引起的。大尺度磁场强度适中，高度复杂;此外，斑点分布和磁场在一周的时间尺度上都显示出显著的变化，这可能是强烈的差异旋转的结果。这两种性质使得V2247 Oph与（更大质量的）原型cTTS BPTau非常不同;我们推测这种差异反映了V2247 Oph的质量较低。在我们的观测过程中，V2247 Oph处于低吸积状态，发射线只显示出弱水平的圆偏振;然而，我们发现过量的发射显然集中在强径向场的中纬度地区，这表明它是吸积漏斗的足迹。我们在V2247 Oph上报告的更弱和更复杂的场可能与非常低质量的晚M矮星有相似之处，并可能解释为什么低质量的cTTS平均旋转速度比中等质量的快。这些令人惊讶的结果需要来自V2247 Oph和其他类似低质量cTTS的新独立数据集的证实。
2009-11-05 astro-ph.SR
Beyond the dips of V807 Tau, a spectropolarimetric study of a dipper s magnetosphere
我们的目标是描述年轻恒星V807 Tau的磁层吸积过程，这是金牛座恒星形成区K2揭示的最稳定的勺形星之一。我们进行了光度和分光偏振的后续观测，这个系统与CFHT/ESPaDOnS，以调查其在几个旋转周期的变化。我们从K2光变曲线得到4.38天的周期。这个周期也可以在径向速度变化中看到，归因于斑点调制。He I 5876谱线的窄成分以及Hβ和Hγ谱线的红翼也以相同的周期性变化。前者跟踪恒星表面的吸积激波，后者是吸积漏斗流穿过视线的信号。我们推导出一个表面亮度和磁场拓扑的斯托克斯我和V配置文件的建模，分别为光球线和He I线。这揭示了恒星表面的一个亮点，位于纬度60度，最大场强约为2 kG。在恒星表面的磁场拓扑结构是由一个偶极分量占主导地位的自旋轴上倾斜约40度。尽管该系统具有明显而稳定的北斗行为，但我们得出该系统的倾角相对较低，约为50度，这对倾角的起源提出了质疑。这种低倾角也是一致的，没有深逆天鹅座P的组成部分，在线路配置文件。我们的结论是磁层吸积正在进行中的V807头，发生通过非轴对称吸积漏斗流控制的强大，倾斜，主要是偶极磁拓扑结构。由于系统的低倾角，这个过程导致的内部盘扭曲是否可以解释这个源的北斗特征还有待观察。
2021-09-22 astro-ph.SR
The active W UMa type binary star V781 Tau revisited
本文给出了新测定的V781 Tau的BVR_cI_c光变曲线和视向速度。通过同时分析光变曲线和视向速度，我们发现V781 Tau是一颗W型中接触双星，质量比q=2.207 ± 0.005，接触度f=21.6（± 1.0）%。两个最大亮度之间的差异可以用质量较小的主分量上的黑点来解释。还研究了V781 Tau的轨道周期变化。观测结果表明，年平均日变化率为-6.01（+-2.28）× 10 ~（-8）d/yr，周期为44.8 ± 5.7年，振幅为0.0064 ± 0.0011天。周期的持续减小可能是由于磁星风引起的角动量损失。Applegate机制不能解释这种周期性调制。周期振荡很可能是第三个伴星的光旅行时间效应的结果。
2016-01-04 astro-ph.SR
Correlating Changes in Spot Filling Factors with Stellar Rotation: The Case of LkCa 4
我们提出了一个多时代的光谱研究LkCa 4，一个沉重的斑点非吸积金牛T星。利用美国宇航局红外望远镜设施（IRTF）的SpeX，在连续五个晚上收集了12个光谱，跨越$\approx$ 1.5个恒星旋转。使用IRTF SpeX光谱库，我们通过将较暖的（光球）标准恒星光谱与较冷的（斑点）标准光谱相结合，并通过斑点填充因子$f_{spot}$进行加权，构建了斑点星的经验复合模型。最佳拟合模型涵盖两个光球成分温度，$T_{phot}$ = 4100 K（K7 V）和4400 K（K5 V），以及一个斑点成分温度，$T_{spot}$ = 3060 K（M5 V），$A_V$为0.3。我们发现$f_{spot}$的值在0.77和0.94之间变化，平均不确定度为$\sim$ 0.04。$f_{spot}$的变化是周期性的，与其3.374天的自转周期相关。使用$f^{mean}_{spot}$的平均值代表总斑点覆盖率，我们计算了$T_{eff}$和$L_\star$的斑点校正值。将这些值与为大量斑点的年轻恒星开发的演化模型一起，我们推断质量和年龄范围分别为0.45-0.6 $M_\odot$和0.50-1.25百万年。与标准进化模型相比，这些推断值代表了质量的两倍增加和年龄的两倍减少。这样的结果突出了需要限制年轻恒星大气的冷，暖地区的贡献时，估计$T_{eff}$和$L_\star$推断质量和年龄…
2023-03-02 astro-ph.SR
On the causes of brightness variability of the young star BP Tau
通过构建分析经典金牛T型星BP Tau的长期光变曲线，揭示其波状亮度变化特征，提出深度变暗事件源于尘埃气体遮挡吸积斑，并排除0.1-200AU内0.2M⊙以上伴星存在，解释亮度周期性缺失原因。
2025-04-12 astro-ph.SR
Photometric analysis of overcontact binaries AK Her, HI Dra, V1128 Tau and V2612 Oph
利用G. Djurasevic和最近发表的径向速度研究结果。绝对质量的精度在10%至20%之间，绝对半径的精度在5%至10%之间。所有四个系统都是WUMA型双星，有明亮或黑暗的斑点，表明质量和能量转移或表面活动。我们使用通过我们的分析计算的光度来估计系统的距离和年龄，并对V1128 Tau进行了O-C研究，这揭示了一个复杂的周期变化，可以用质量损失/交换以及第三个身体的存在或其中一个组件上的磁性活动来解释。我们的结论是，这些系统需要进一步的观察，以加深我们对它们的性质和可变性的理解。
2014-10-09 astro-ph.SR
Magnetic activity and hot Jupiters of young Suns: the weak-line T Tauri stars V819 Tau and V830 Tau
我们报告的分光偏振和光度监测的弱线金牛座T星（wTTSs）V819头和V830头内的MaTYSSE计划，涉及ESPaDOnS分光偏振仪在加拿大-法国-夏威夷望远镜。在~ 300万年前，这两颗恒星最近消散了它们的盘，是探测恒星和行星形成的有趣对象。轮廓失真和塞曼签名检测在非偏振和圆偏振线，其旋转调制，我们建模使用断层成像，产生亮度和磁性地图的两颗星。我们发现V819 Tau和V830 Tau的大尺度磁场主要是极向的，并且可以通过与旋转轴倾斜约30度的350-400 G偶极子在大半径处近似。它们明显弱于GQ Lup的磁场，GQ Lup是一个吸积的经典金牛T星（cTTS），具有相似的质量和年龄，可以用来比较wTTS和cTTS的磁性。重建的两颗恒星的亮度图包括冷点和暖斑。表面的差异旋转很小，通常比太阳小约4.4倍，与之前的wTTS结果一致。使用我们的多普勒图像来模拟活动抖动并将其从径向速度（RV）曲线中过滤出来，我们获得了V819 Tau和V830 Tau的RV残差，其离散度分别为0.033和0.104 km/s。RV残差表明，一颗热木星可能正在围绕V830 Tau运行，尽管需要更多的数据来证实这一初步结果。我们在V819 Tau周围没有发现近距离巨行星的证据。
2015-09-07 astro-ph.SR
A confined dynamo: magnetic activity of the K-dwarf component in the pre-cataclysmic binary system V471 Tauri
我们仔细检查的红矮星组成部分的食双星系统V471头，以解开不同的活动层之间的关系，从恒星表面通过色球层的日冕。我们的目标是研究近距离白矮星伴星如何影响晚期分量中的磁发电机。我们使用空间测光，高分辨率光谱和X射线观测从不同的空间仪器来探索磁活动的主要特征。从K2的照片中，我们发现红矮星表观表面的5%-10%被冷星斑覆盖。从季节性的光度周期变化，我们估计一个弱的差异旋转。从耀斑活动，我们得到一个累积耀斑频率图，这表明频繁的耀斑可能有一个显着的作用，在加热日冕。使用高分辨率光谱，我们重建四个多普勒图像不同的时代，揭示了一个活跃的经度，也就是说，一个永久的优势点，面向白矮星。从连续多普勒图像的短期变化，我们得到一个弱的太阳型表面的差异旋转与0.0026剪切系数，类似于由测光提供。X射线光度的长期演变揭示了一个可能的活动周期长度为12.7 ys，其中的痕迹也被发现在H $α$光谱。我们的结论是，红矮星V471 Tau组件的磁活动强烈的影响，密切的白矮星的同伴。我们确认了红矮星上存在一个永久的优势点（活动经度），它面对着白矮星。红矮星微弱的差异自转很可能是伴星潮汐禁闭的结果。我们发现内拉格朗日点附近的双星间H $α$发射的周期性出现与活动周期有关。
2021-03-02 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
The close classical T Tauri binary V4046 Sgr: Complex magnetic fields & distributed mass accretion
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中的密近双星系统V4046 Sgr，托管两个部分对流经典金牛座T星的质量~0.9 Msun和年龄~12万年。在本文中，我们展示了2009年9月在加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）上使用ESPaDOnS收集的时间分辨分光偏振观测数据，覆盖了V4046 Sgr的7 d或~2.5个轨道/旋转周期的整个跨度。在光球吸收线中检测到小的圆偏振塞曼签名，但在V4046 Sgr的吸积动力发射线中没有检测到，从而表明这两个系统组件都拥有大规模的磁场，比那些只有几百万年和类似质量的年轻的完全对流的cTTS更弱，更复杂。应用我们的层析成像工具收集的数据集，我们重建的大规模磁场，光球亮度和吸积供电的发射在V4046 Sgr的两颗恒星的表面的地图。我们发现，这些领域包括显着的环形分量，和他们的极向分量大多是非轴对称的偶极分量的50- 100 G强烈倾斜相对于旋转轴;鉴于类似的质量和旋转周期的部分对流主序星的领域的相似性，我们得出结论，这些领域是最有可能产生的发电机过程。我们还发现，系统中的两颗恒星都显示出靠近极点的冷点和低对比度的扩展区域，吸积动力发射;这表明质量吸积可能分布在而不是局限于定义良好的高对比度吸积点中，与推导的磁场复杂性一致。
2011-09-12 astro-ph.SR
AA Tau's sudden and long-lasting deepening: enhanced extinction by its circumstellar disk
自1987年以来，AA Tau已经被监测了20多年，表现出几乎恒定的亮度水平V=12.5等。我们在这里报告说，在2011年，它突然消失了，在V波段变暗了2个星等，从那时起一直保持在这种深层状态。我们报告新的光学和近红外光度和光谱在衰落事件。这个系统看起来比它在明亮状态下更红更暗。此外，8.2d的光度周期连续观察了20多年，是没有看到在大多数的深态。对系统亮度和颜色的分析表明，在深态下，视线上的视觉消光增加了约3-4个星等。在光学波长，该系统似乎是由散射光为主，可能来自一个高度倾斜的拱星盘的上表面层。巴耳末线的轮廓也发生了显着变化，在明亮状态下经常观察到中心吸收分量的消失。我们把这种变化归因于散射的系统的光谱由拱星尘埃。值得注意的是，随着系统逐渐消失，内部盘和中心恒星的质量吸积率并没有改变。我们的结论是，AA Tau系统的深化是由于突然增加的拱星尘埃消光的视线没有伴随的吸积率的变化。我们认为，增强的遮蔽可能是由一个非轴对称的过密区域在磁盘上，位于7.7 AU或更远的距离，这是最近带来的视线周围的中央恒星的开普勒运动。
2013-04-24 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
Amplitude Modulation of Short-Timescale Hot Spot Variability
经典金牛座T系统（CTTS）的可变性发生在很大的时间尺度范围内。CTTS特别容易受到吸积冲击的影响，这种冲击可能在几天内随机、周期性或准周期性地发生。这些系统中年轻行星的可探测性可能受到活动的阻碍;因此，我们必须了解年轻恒星在一系列时间尺度上变化的起源，以帮助将恒星活动与行星起源的特征分开。我们提出了分析的随机小振幅光度变化的K2光曲线CI头发生在时间尺度上的$\lesssim$ 1天。我们发现这种变化的幅度表现出相同的周期性签名中检测到的大幅度的变化，这表明调制这些亮度功能的物理机制是相同的。探测到的周期也与恒星的自转周期（$\sim$ 6.6 d）和行星的轨道周期（$\sim$ 9.0 d）相一致，已知行星驱动脉冲吸积到恒星上。
2020-11-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
V409 Tau As Another AA Tau: Photometric Observations of Stellar Occultations by the Circumstellar Disk
AA Tau是一个经过充分研究的年轻恒星天体，它具有许多经典金牛座T星（CTTS）的光度特征，包括归因于斑点和/或吸积的短时间尺度随机变化以及归因于垂直特征（例如，在它的拱星盘中。我们从北千度极小望远镜（KELT-North）对AA Tau进行了新的光度观测，揭示了2011年的一个深度，扩展的变暗事件，我们表明这支持Bouvier等人（2013）的解释。我们还介绍了KELT-North对V409 Tau的观测，V409 Tau是一个相对未被研究的年轻恒星，也在金牛座-御夫座，显示出短时间尺度的不稳定变化，以及两个独立的长时间和深调光事件，一个从2009年1月到2010年10月下旬，另一个从2012年3月到至少2013年9月。我们认为这两次变暗事件都持续了600多天，每次的深度都在1.4马格左右。从光谱能量分布分析来看，我们认为V409 Tau最有可能被一个几乎从侧面观察的拱星盘所包围，使用开普勒时间尺度的论点，我们解释V409 Tau的深度昏暗是来自这个磁盘中的一个或多个特征的掩星。距离恒星10 AU。在AA Tau和V409 Tau中，通常与恒星附近吸积过程相关的CTTS短时间尺度变化在掩星期间继续存在，进一步支持了对遥远掩星物质的解释。像AA Tau一样，V409 Tau是研究金牛座T盘原行星环境详细结构的实验室，特别是盘结构可能是许多AU外行星形成的路标。
2015-05-21 astro-ph.SR
Orbital parameters and activity of ZZ Tau -- a low mass young binary with circumbinary disc
我们提出了我们的新的观测结果的年轻的二进制ZZ头与一个circumbinary盘。该系统由两颗年龄为$<2$ Myr的金牛座T型星组成，它们的总质量为$0.86 \pm 0.09$ M $_\odot$，轨道周期为$46.8 \pm 0.8$ yr，半长轴为$88.2 \pm 2.1$ mas，偏心率为$0.58 \pm 0.02$，轨道倾角为$123.^{\rm o} 8 \pm 1.^{\rm o} 0.$。ZZ Tau A和ZZ Tau B的吸积速率分别约为$7\times 10^{-10}$和$2\times 10^{-10}$ M $_\odot$ yr $^{-1},$。没有发现ZZ Tau的长期光度变化与其组成部分的轨道位置之间的相关性。周期性的光变化与$P=4.171 \pm 0.002$天观察到的$BVRI$带推测与吸积（热）点的表面上的主要（ZZ Tau A）。同时，在$U$谱带和发射线轮廓变化中没有观察到周期性，这可能是由于ZZ Tau B的发射的显著贡献，其主导了$λ\approx 0.4\,μ$ m的短周期。我们认为，在方向上的主要灭绝是明显大于中学。通过$\approx 31^{\rm o} \pm 4^{\rm o}.$我们还得出结论，ZZ Tau是CO分子外流的来源，然而，ZZ Tau IRS而不是ZZ Tau是Herbig-Haro天体HH 393…
2022-06-28 astro-ph.SR
Dynamical star-disk interaction in the young stellar system V354 Mon
这项工作的主要目标是描述经典金牛座T星V354 Mon的质量吸积和喷射过程，它是年轻的星团NGC 2264的成员。2008年3月，利用CoRoT卫星、巴西皮科多斯迪亚斯天文台（LNA）的60厘米望远镜（配备CCD相机和Johnson/Reinins BVRI滤光片）和法国上普罗旺斯天文台（CNRS）的索菲埃歇尔摄谱仪同时对V354 Mon进行了光度和光谱观测。V354 Mon的光变曲线显示出周期性的极小值（P = 5.26 +/- 0.50天），在每个旋转周期的深度和宽度都不同。通过对光度和光谱数据的分析，可以确定年轻系统的发射谱线变化与光变曲线调制之间的相关性，例如在最小通量时期H_α谱线发生明显的红移吸收。这是证据，在光度极小期，我们看到吸积漏斗投射到我们视线中的恒星光球上，这意味着热点与光变曲线极小期重合。我们应用模型的冷和热点和模型的掩星的拱星材料调查所观察到的光度变化的来源。我们的结论是，不均匀分布的物质的内部部分的拱星盘的光度调制的主要原因，这并不排除在恒星表面的热点和冷点的存在。据信，在磁盘的内部部分的扭曲是由恒星磁层之间的动态相互作用，相对于旋转轴倾斜，和拱星盘，也观察到在经典的金牛座T星AA头和预测的磁流体动力学数值模拟。
2014-05-27 astro-ph.SR
