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
Photoionization Models for the Inner Gaseous Disks of Herbig Be Stars: Evidence Against Magnetospheric Accretion?
我们调查的内部气体盘的三个，热，Herbig B2 e星，HD 76534，HD 114981和HD 216629，CFHT-ESPaDOns光谱建模使用非LTE辐射转移代码的物理性质。我们假设的发射线产生在一个拱星盘加热完全由光球辐射从中央恒星，以测试，如果光学和近红外发射线可以复制而不调用磁层吸积。假设内部气体盘密度在赤道平面上遵循简单的幂律，我们寻找能够再现HI（H $α$和H $β$）、HeI、Ca II和Fe II观测线的模型。对于这三颗恒星，所有的发射线轮廓都有很好的匹配;然而，没有一个基于单一幂律的密度模型能够重现所有观测到的发射线。在单一的幂律模型中，气体密度在25 R $_{*}$（$0.78$ AU）圆盘的赤道平面上变化为$\sim 10^{-10}\,(R_{*}/R)^3\, \rm g\,cm^{-3}$的模型在表示三颗恒星的光学发射线方面做得最好。这个模型暗示了$\sim 10^{-9} M_*$内部气体盘的H $α$发射部分的质量.我们的结论是，这些HBe恒星的光发射线光谱可以定性地再现由一个$\approx\,1$ AU，几何薄，拱星盘的质量可以忽略不计相比，在开普勒旋转和辐射平衡的中心恒星。
2017-01-24 astro-ph.SR
MHD Simulations of Magnetospheric Accretion, Ejection and Plasma-field Interaction
回顾了近年来轴对称和三维磁流体动力学（MHD）数值模拟对磁层吸积、等离子体-场相互作用和盘-磁层边界外流的研究。
2013-11-19 astro-ph.SR
Investigating the magnetospheric accretion process in the young pre-transitional disk system DoAr 44 (V2062~Oph). A multiwavelength interferometric, spectropolarimetric, and photometric observing campaign
年轻的恒星通过其强磁层与它们的吸积盘相互作用。我们研究了年轻恒星系统DoAr 44的磁层吸积过程。我们监测了几个旋转周期的系统，结合高分辨率的光学和近红外光谱偏振与长基线近红外干涉测量和光谱光度。DoAr 44是一颗年轻的恒星，质量为1.2太阳质量，从它的盘中适度吸积，在低倾角下被看到。我们从系统的光变曲线中得到了2.96 d的转动周期。几个光学和近红外线轮廓探测吸积漏斗流和吸积激波调制在恒星自转周期。最可变的线轮廓，氦1083纳米，表现出调制的红移翅膀的吸积漏斗流的签名，以及深blueshifted指示瞬态流出的反射。塞曼-多普勒分析表明，这颗恒星拥有一个主要的偶极磁场，倾斜约20度。在光球层的强度达到约800 G，在吸积激波附近达到2 +/- 0.8 kG。这个磁场看起来足够强大，足以破坏靠近共转半径的内盘，距离大约4.6个恒星半径（0.043天文单位）。这支持了5恒星半径（0.047 AU）的上限，我们推导出的磁层的大小从长基线干涉。DoAr 44是一个前过渡盘系统，在其拱星盘中显示出25-30 au的间隙，内外盘不对齐。在0.1 au或更小的尺度上，我们的结果表明，系统稳定地从其内部磁盘通过其倾斜的偶极磁层吸积。我们的结论是，尽管有一个高度结构化的外盘，也许正在进行的行星形成的签名，磁层吸积过程中进行的恒星-磁盘相互作用的水平不受阻碍。
2020-10-02 astro-ph.SR
Halting Migration in Magnetospherically Sculpted Protoplanetary Disks
本研究提出恒星磁场塑造原行星盘内边缘的物理模型，发现磁场扩散形成的过渡带外边缘存在迁移陷阱，模拟证实恒星磁通量与行星最终位置紧密相关，特定磁场强度和幂律指数可重现近距行星发生率的斜率变化位置。
2022-10-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
The magnetospheric accretion/ejection process in young stellar objects: open issues and perspectives
本次总结演讲的目的是突出一些关于年轻恒星天体（YSO）磁层吸积/弹射过程物理学的未决问题。它列出了一些与YSO的磁场和吸积制度，吸积激波的结构和性质，多个流出分量的起源，以及星盘磁相互作用对早期角动量演化的影响有关的问题。
2013-10-16 astro-ph.SR
The GRAVITY young stellar object survey -- XI. Probing the inner disk and magnetospheric accretion region of CI Tau
本研究利用VLTI和GRAVITY干涉仪探测年轻恒星体CI Tau的亚天文单位尺度，发现其内盘边缘远超尘埃升华半径且与外盘错位，Br$γ$发射区大小符合磁层吸积，支持内部存在行星及不稳定吸积的结论。
2023-05-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
MHD simulations of accretion onto a dipolar magnetosphere. II. Magnetospheric ejections and stellar spin-down
本文研究了恒星磁层与吸积盘相互作用的外流。特别是，我们调查的磁层喷射（ME）由于膨胀和重联的磁力线连接的恒星与磁盘。我们的目的是研究外流的动力学性质，并评估其对年轻原恒星角动量演化的影响。我们的模型是基于轴对称的时间相关的磁流体动力学模拟的偶极磁层的旋转原恒星的粘性和电阻盘的相互作用，使用阿尔法处方的运输系数。我们的模拟设计，以模型：吸积过程和吸积漏斗的形成;周期性的膨胀/重连的磁层和相关的ME;恒星风。类似于磁弹弓，ME可以由磁盘和恒星的旋转提供动力，以便它们可以有效地从两者中去除角动量。根据吸积速率，ME可以提取吸积扭矩的相关部分，并且与弱但不可忽略的恒星风扭矩一起，可以平衡由于吸积而引起的自旋。当盘截断接近共转半径时，系统进入“螺旋桨”状态，其中盘和ME施加的扭矩甚至可以平衡由于恒星收缩而引起的自旋上升。MEs的自旋下降效率可以与其他场景进行比较，例如Ghosh & Lamb，X-wind或恒星风模型。然而，对于所有的情况下，一个有效的自旋下降扭矩需要一个相当强的偶极分量，这是很少观察到的经典金牛T星。一个更好的分析作用在原恒星上的扭矩必须考虑到非轴对称和多极磁分量与观测一致。
2012-11-20 astro-ph.SR
Analytical solution for magnetized thin accretion disk in comparison with numerical simulations
本文用渐近近似方法得到了薄磁吸积盘的方程。它们不能用解析的方法来解决--如果没有恒星和圆盘之间的磁层中的磁场的解，只能导出一组关于解的一般条件。为了比较分析结果与数值解，我们发现在磁盘中的物理量的表达式，使用我们的结果从电阻和粘性星盘磁层相互作用模拟。
2018-12-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Rotational evolution of solar-type protostars during the star-disk interaction phase
在主序前的早期阶段，它们仍然可能被一个吸积盘所包围，这是太阳质量恒星旋转演化的一个令人困惑的阶段。虽然它们仍然在吸积和收缩，但它们似乎并没有实质性地旋转起来。通常认为，磁层星盘相互作用倾向于维持恒星自转周期恒定（盘锁），但这一假设从未得到彻底的验证。我们的目的是研究吸积前主序星阶段星盘相互作用机制对恒星自旋演化的影响。我们设计了一个模型的扭矩作用到恒星的信封上的恒星风的研究的基础上，开发了一个新的处方的星盘耦合的数值模拟的星盘相互作用和磁层喷射。然后，我们使用这个扭矩模型来跟踪恒星自转的长期演化。磁层抛射和吸积驱动的星风在太阳型恒星的自旋演化中起着重要的作用。然而，kG偶极磁场并不少见，但也并非普遍存在。此外，目前还不清楚大规模的恒星风是如何提供动力的，而螺旋桨制度的数值模型显示出强烈的变化，没有观测证实。更好的观测统计数据和更现实的模型有助于降低我们的计算要求。
2019-10-18 astro-ph.SR
Modeling YSO Jets in 3D III: Dependence of Accretion and Jet Properties on Stellar Magnetospheric Field Strength and Rotation
University of Michigan（密歇根大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校）
研究通过三维非理想磁流体力学模拟，探讨了恒星磁场强度和自转对吸积和喷流特性的影响，揭示了喷流结构稳定性与磁层-盘耦合的关系。
2026-07-09 astro-ph.SR
The Magnetospheric Boundary in Cataclysmic Variables
磁激变变星（MCVs）为研究吸积流与磁层的相互作用提供了丰富的观测诊断。白矮星旋转产生的自旋周期脉动可以在可见光、紫外线和X射线波段以及偏振测量中看到，对这些进行建模可以限制白矮星表面吸积足迹的大小和位置。沿着磁力线追踪这些磁场可以告诉我们气流或盘与磁层之间的过渡区域。此外，光发射线给我们速度信息，而日食的分析给我们空间信息。我讨论MCV（特别是FO Aqr，V405 Aur，XY Ari和EX Hya，但也提到PQ Gem，GK Per，V2400 Oph，HT Cam，TX Col，AO Psc，AE Aqr，WZ Sge，V1223 Sgr和DQ Her），回顾观测告诉我们的磁盘磁层边界。自旋周期的变化是由几何效应和吸积流吸收的混合物引起的，并且似乎表明吸积盘在不同的系统中以不同的方式馈送到场线上，有时沿着磁极前面的场线，有时在磁极后面。在爆发期间，当吸积流增加了几个数量级时，磁盘将磁层向内推，并且似乎在更大的磁方位角范围内提供磁力线。非平衡态的爆发行为表现出比静止态更丰富的现象学，将DNO和QPO加入到混合物中。
2013-12-17 astro-ph.SR
Spin-down of solar-mass protostars in magnetospheric accretion paradigm
针对原恒星减旋机制难题，基于三维磁流体动力学模拟和恒星演化计算，提出由旋转磁层驱动的锥形盘风通过降低吸积扭矩实现恒星减旋的新图景。
2024-12-19 astro-ph.EP 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
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
Magnetospheric Truncation, Tidal Inspiral, and the Creation of Short and Ultra-Short Period Planets
FGKM矮星周围的亚海王星在对数轨道周期内均匀分布，最短为$\sim$ 10天，但在较短的周期内数量减少。无论是在$\sim$ 10天的中断和发生率下降到$\sim$ 1天的斜率可以归因于截断的原行星盘由他们的主恒星磁层在共同旋转。我们证明了这一点，推导出行星发生率配置文件的经验分布的前主序星旋转周期。观察到的配置文件更好地复制时，行星随机分布在磁盘-可能是预期的，如果行星形成在原地-而不是堆积在磁盘边缘附近，如果他们迁移的磁盘扭矩的情况下。行星可以从盘边缘带到超短（$< 1$天）周期的异步平衡潮汐在他们的恒星。潮汐迁移可以解释超短周期行星（USP）比长周期行星的间隔更宽。我们的图片为理解为什么富含金属的恒星倾向于拥有更多的USP提供了一个起点，以及为什么无论宿主恒星是FGK型还是早期M型，亚海王星的人口在$\sim$ 10天后都会下降。我们预测A星周围的行星出现率也会在短时间内破裂，但在$\sim$ 1天而不是$\sim$ 10天，因为A星比低质量恒星旋转得更快（这个预测假设行星的微行星构建块可以在尘埃升华半径内漂移）。
2017-04-24 astro-ph.EP 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 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
A Global 3-D Simulation of Magnetospheric Accretion: I. Magnetically Disrupted Disks and Surface Accretion
本研究开展非旋转恒星磁层吸积的三维理想MHD模拟，揭示磁交换不稳定性驱动的盘丝结构、大尺度磁泡等三维特征，发现表面吸积区新形态，还探究了原行星盘内的行星迁移机制。
2023-12-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetospheric accretion in the intermediate-mass T Tauri star HQ Tau
上下文经典金牛T星（cTT）是被吸积盘包围的前主序星。它们拥有强大的磁场，当年轻的磁星与它的磁盘相互作用时，磁层吸积和喷射过程都会发展。研究这种相互作用是理解年轻恒星及其演化的主要目标。目的。本研究的目的是调查在年轻的恒星系统HQ Tau，一个中等质量的金牛T星（1.9 M $_{\odot}$）的吸积过程。方法.系统的时间变异性进行了研究光度，使用开普勒-K2和互补光变曲线，并从高分辨率spectropolarimetric时间序列获得ESPaDOnS在CFHT。结果准正弦开普勒-K2光变曲线的周期为2.424 d，我们将其归因于恒星的旋转周期。系统的径向速度表现出相同的周期性，从光球线轮廓的调制表面斑点的预期。在几条发射线的红翼中发现了类似的周期（例如，HI，CaII，NaI），这是由于逆天鹅座P星成分的出现，表明吸积漏斗流。在线路剖面中也可以看到流出的特征，有些是周期性的，有些是短暂的。极化分析表明，一个复杂的，中等强度的磁场，这可能是足以截断内盘接近共转半径，r $_{cor}$ $\sim$ 3.5 R $_{\star}$。此外，我们报告HQ Tau是一个光谱双星候选者，其轨道仍有待确定。结论.这项研究的结果扩展了以前报道的低质量金牛T星，因为它们表明磁层吸积过程可能仍然在中等质量的前主序星中运行，如HQ Tau。
2020-08-28 astro-ph.SR
Magnetospheric Accretions and the Inner Winds of Classical T Tauri Stars
最近的分光偏振观测表明，年轻的低质量恒星，如经典的金牛T星（CTTS）具有相对较强的（~kG）磁场。这支持了这样一种情况，即恒星表面的最终吸积通过磁层进行，风是在磁流体动力学（MHD）过程中形成的。我们研究了最近的数值模拟磁层吸积通过一个倾斜的偶极子和一个复杂的磁场。一个稳定的吸积制度，其中吸积发生在有序的漏斗流，和一个不稳定的制度，其中气体穿透磁层在几个不稳定的流由于磁瑞利-泰勒不稳定性之间的差异将被讨论。我们描述了如何MHD模拟结果可以用于单独的辐射转移（RT）模型来预测可观察到的分位数，如线剖面和光变曲线。吸积流和流出预测的MHD模拟（通过RT模型）的可扩展性可以测试对观测。我们还讨论了CTTS最里面部分产生的外流/风的问题。首先，我们讨论了简单盘风和星风模型中的谱线形成。然后，我们讨论了形成的圆锥形磁驱动流出，所产生的磁盘磁层边界时，磁层被压缩成X型配置。
2013-10-05 astro-ph.SR
The GRAVITY young stellar object survey XIV : Investigating the magnetospheric accretion-ejection processes in S CrA N
本研究通过近红外干涉观测探究T Tauri星S CrA N的内盘区域，发现K波段连续谱来自方位调制尘埃环，提出磁层吸积是重要尘埃加热机制，Brγ线源于内盘吸积-喷流过程的共同作用。
2024-08-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetospheric Accretion as a Source of H$α$ Emission from Proto-planets around PDS 70
高分辨率成像技术的进步揭示了H $α$的发射与主星分离。一般认为这种辐射与原行星盘中行星的形成有关。然而，这种发射的性质仍然没有完全了解。在这里，我们报告的H $α$排放的年轻恒星PDS 70周围的行星的建模工作。使用标准的磁层吸积模型以前适用于吸积年轻的恒星，我们发现，所观察到的线通量可以重现使用一系列的参数PDS 70 b和c，与平均质量吸积率log（${\rm \dot{M}}$）= $-8.0\pm0.6$ M $_{\rm Jup}$ yr $^{-1}$和$-8.1\pm0.6$ M $_{\rm Jup}$ yr $^{-1}$ PDS 70 c，分别。我们的研究结果表明，H $α$发射的年轻行星可以起源于磁层吸积的质量从环行星盘。我们发现在金牛座T星中经常使用的质量吸积率和H $α$线性质之间的经验关系式在行星质量区域中是不适用的。特别是，线通量和质量吸积率之间的相关性低估了约一个数量级的吸积率，在10%的高度线的宽度是不敏感的吸积率在${\rm \dot{M}}$ $< 10^{-8}$ M $_{\rm Jup}$年$^{-1}$。
2019-09-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stable accretion and episodic outflows in the young transition disk system GM Aurigae
我们调查的结构和动力学的磁层吸积区和相关的流出规模小于0.1 AU周围的年轻的过渡盘系统GM Aur。我们使用高分辨率光学和近红外光谱、多波长光度学和低分辨率近红外光谱，在6个月的总持续时间（30个旋转周期）内，监测了系统在从几天到几个月的时间尺度上的变化。我们分析了光度和线轮廓的变化来表征吸积和喷射过程。在6.04天的恒星自转周期内，系统的光度受到表面黑子的调制。Balmer、Paschen和Brackett氢线以及HeI 5876 A和HeI 10830 A线轮廓在同一周期进行调制。PaB线通量与u'带的光度过剩相关，这表明大部分线发射来自吸积过程。在近红外谱线轮廓中，周期性地出现了到达连续谱以下的高速红移光子，在旋转相位中，线通量和面纱通量最大。这是一个稳定的吸积漏斗流和相关的吸积激波在恒星表面的签名。这种大规模的磁层吸积结构在至少15个，可能高达30个旋转周期内相当稳定。与此相反，流出签名随机出现蓝移的吸收成分的Balmer和HeI 10830 A线配置文件和消失的时间尺度上的几天。一个稳定的，大规模的吸积模式和幕式外流的共存支持磁层喷射的主要过程发生在星盘界面。在这个系统中，稳定的磁层吸积和偶发的外流似乎在几个恒星半径的尺度上有物理联系。
2023-01-31 astro-ph.SR
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
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
Multipolar magnetic configuration: a trace of post-mergers events in circumstellar disks around FS CMa Stars
Charles University（查理大学）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center of the Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文中心）；Nicolaus Copernicus Superior School, College of Astronomy and Natural Sciences（尼古拉·哥白尼高等学院天文学与自然科学学院）；Silesian University in Opava（奥帕瓦西里西亚大学）；Universidad Nacional Autónoma de Mexico（墨西哥国立自治大学）
基于FS CMa合并后星观测，利用MHD模拟研究多极强磁场对星周盘磁层吸积的影响，发现多极场驱动非均匀吸积并导致盘与日冕密度不对称分布。
2025-08-26 astro-ph.SR
Dippers and Dusty Disks Edges: A Unified Model
我们重新审视大倾角的性质，从灭绝的尘埃拱星材料，开普勒观测到许多年轻的恒星在上天蝎座和$ρ$ OPH恒星形成区域的流量。这些年轻、低质量的“北斗星”被认为具有较低的吸积率，主要是适度演化的尘埃盘。年轻的低质量恒星通常会呈现出旋转的星斑，导致准周期的光度变化。我们没有发现证据表明，在从光变曲线构建的光谱图中，与恒星黑子旋转周期不同的倾角相关的周期。在大多数这些光变曲线中引起凹陷的物质必须与恒星近似共转。我们发现，磁盘温度计算的磁盘共转半径足够冷，尘埃不应该升华。对恒星磁场强度和吸积率的粗略估计与磁层在共转半径附近的截断是一致的。磁层截断模型可以解释为什么倾角与同转附近的物质有关，以及尘埃物质是如何被抬出中平面以掩盖恒星的，这将解释大部分年轻的低质量恒星是倾角。我们提出，在磁盘的方向角，恒星磁场偶极子倾斜轴，和磁盘吸积率的变化是潜在的参数占北斗光变曲线的差异。
2017-02-21 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
Preparing for the Early eVolution Explorer: Photometric Diagnostics of Magnetospheric Accretion Geometry in Young Stellar Objects
SETI Institute（SETI研究所）；School of Physics, UNSW Science（新南威尔士大学理学院物理系）；Alfred University（阿尔弗雷德大学）；University of Hawai’i at Mānoa（夏威夷大学马诺阿分校）；University of Vienna（维也纳大学）；John Hopkins University（约翰霍普金斯大学）；NASA Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院NASA喷气推进实验室）；University of Southern Queensland（昆士兰科技大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
本研究提出基于多波段时域巡天吸积激波辐射色依赖性的新方法，测量年轻恒星内盘截断半径，将应用于NASA的EVE任务，助力检验角动量演化理论并揭示内盘对早期行星结构的影响。
2026-09-15 astro-ph.SR
VLTI/MIDI atlas of disks around low- and intermediate-mass young stellar objects
上下文原行星盘在形态和尘埃成分方面表现出很大的多样性。利用中红外线干涉测量技术，可以对尘埃盘的热辐射进行空间分辨，并可以研究尘埃盘内尘埃的分布和性质。目的。我们的目标是进行一个大样本的82盘周围的低和中等质量的年轻恒星的统计分析，基于中红外干涉观测。我们打算研究磁盘大小的分布，可变性和硅酸盐尘埃矿物学。方法.档案中红外干涉测量数据从VLTI上的VLTI仪器的均匀减少和校准。几何盘模型用于拟合观测值以获得关于盘的空间信息。应用自动光谱分解流水线来分析硅酸盐特征的形状。结果我们提出了由此产生的数据产品在一个图集的形式，包含N带相关和总的光谱，vibrium，和微分相位。我们的大部分数据都可以很好地拟合连续磁盘模型，除了少数对象，其中间隙模型提供了更好的匹配。从中红外线的大小-光度关系，我们发现，磁盘周围的金牛座T恒星一般更冷，更延长恒星光度比磁盘周围的赫比格Ae恒星。我们发现，在最里面的部分磁盘（$r \lesssim 1$ ~au）的硅酸盐功能一般是弱于外部，这表明在内部的尘埃是实质上更多的处理。我们分析了恒星的多重性，发现在两个系统（AB Aur和HD 72106）的数据表明，一个新的同伴或不对称的内盘结构。我们预测我们的对象的可观测性与即将到来的MATISSE仪器，支持未来的MATISSE观测金牛座T星的实际准备。
2018-05-08 astro-ph.SR
Spectral atlases of the Sun from 3980 to 7100 Å at the center and at the limb
在这项工作中，我们使用UTS-IAP和RIAAM（大不里士大学Siderostat，望远镜和摄谱仪与巴黎天体物理研究所和马拉加天文学和天体物理研究所联合开发）拍摄的数据，展示了太阳盘中心和太阳两极附近的边缘光谱的数字和图形地图集。本文给出并讨论了太阳盘两个不同部分的高分辨率和高信噪比（SNR）CCD狭缝谱，即$μ$ ~=~1.0（太阳中心）和$μ$ ~=~ 0.3太阳边缘）。虽然有几个太阳盘中心的光谱图集，但这是第一个在这个光谱范围内制作的太阳边缘光谱图集。光谱分辨率约为\emph{R} ~ $\sim$ ~70 000（$Δλ$ ~ $\sim$ ~0.09 μ m），信噪比（SNR）为400 ~ $-$ 600。完整的地图集涵盖了3980到7100个太阳光谱区域，包含44页，每一页上有三个太阳光谱的部分光谱，使其紧凑。标准化的太阳盘中心和太阳边缘的差异光谱也包括在图集的图形中，以显示线轮廓的差异，包括远翼。地图集的图示中包括了对最重要的日线的识别。大地线在不同的光谱上产生一个明确的特征，这很容易注意到。在本文的最后，我们只提供了整个地图集的两个示例页面，而整个地图集的图形表示及其ASCII文件可以通过斯特拉斯堡CDS的FTP服务器通过匿名FTP访问cdsarc.u-strasbg.fr（130.79.128.5）或通过此链接\footnote{\url{http://cdsar…
2014-07-22 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 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
Coherent radio emission from 'Main-sequence Radio Pulse emitters': a new stellar diagnostic to probe 3D magnetospheric structures
本文利用超宽带观测和射线路径模拟，通过分析主序射电脉冲发射体HD 133880的脉冲到达时间差，揭示了其磁层中倾斜的盘状过密结构，支持了早型恒星磁层统一模型。
2024-08-20 astro-ph.SR
Atlas of Tilted Accretion Disks & Source to Negative Superhumps
利用光滑粒子流体动力学，我们数值模拟的稳定状态吸积盘激变矮新星系统，有一个次要的主要质量比（0.35 \le q \le 0.55）。在这些吸积盘达到准平衡后，我们将每个吸积盘旋转出轨道平面（δ=（1，2，3，4，5）或（20）^{o}），以诱导负超峰。对于吸积盘倾斜$5^{o}$，我们产生光变曲线和相关的傅立叶变换的负超峰和逆行岁差的图集。我们的模拟结果表明，吸积盘需要倾斜超过三度的负超级驼峰是统计上显着的。我们还表明，如果光盘是倾斜的，足以使气流撞击盘面，然后产生一个密集的冷却环附近的半径的影响。除了图谱，我们研究这些人为倾斜的吸积盘，以找到负超级驼峰的来源。我们的研究结果表明，源是额外的光从最里面的盘环，这额外的光的蜡和减弱的气体流溢出接收的次级轨道的量。在节点处，气流从盘缘上方流动过渡到盘缘下方（反之亦然），在逆行方向上进动。
2009-05-13 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
MOST Observations of sigma Ori E: Challenging the Centrifugal Breakout Narrative
我们目前的结果，从三个星期的光度监测的磁氦强星σ猎户座E使用MOST微卫星。恒星的光变曲线主要是由磁层云穿过并遮蔽恒星盘时产生的每旋转两次的日食状变暗所控制。然而，没有证据表明，从磁层的等离子体的任何突然的离心爆发，无论是在剩余通量或在光极小的深度。基于这一发现，我们比较了观测推断的磁层质量对突破分析预测。数值之间的巨大差异使我们认为，离心爆发在建立σ Ori E的磁层质量预算中并不起重要作用。
2013-04-08 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
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
Constraints to the magnetospheric properties of T Tauri stars. I. The C II], Fe II] and Si II] ultraviolet features
在金牛座T星的光谱中，~2325埃处的C Ⅱ]特征非常突出。这个特征是在电子温度约为10，000 K时激发的半禁戒跃迁的五重态，与附近的Si II]和Fe II]特征一起，为精确测量TTS磁层中的等离子体特性提供了可靠的光学薄示踪剂。利用哈勃空间望远镜（HST）上的空间望远镜成像光谱仪（STIS）观测到的27个TTS中的20个TTS的光谱在CII波长处具有足够好的信噪比（S/N）。对于这些恒星，我们已经确定了电子密度（ne）和温度（Te）的线发射区，以及轮廓加宽（西格玛）。对于样本（17）中的大多数恒星，我们得到10^{4.1} < Te < 10^{4.5} K和10^{8} < ne < 10^{12} cm^{-3}。这些恒星都有超热谱线增宽（35 < sigma < 165 km s^{-1}），除了TW Hya和CY Tau有热谱线增宽。C Ⅱ]线的亮度和增宽都与吸积速率有关。线发射似乎是产生在磁层吸积流，接近磁盘。有三个例外：DG Tau，RY Tau和FU Ori。线的质心是蓝移的，表明这三颗恒星的线发射是由外流主导的。
2014-07-03 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
Astro2020 Science White Paper: Dynamical Processes in the Planet-Forming Environment
星周盘的质量和动量转移到原恒星上，并通过各种机制进入环境，包括磁层吸积，喷流，外流和盘风。这些过程的相互作用决定了行星形成发生的条件和圆盘的寿命。金属发射谱线，以及氢的巴耳末系，探测了行星形成和星周盘中心区域内气体的运动学。对这些发射线的高光谱分辨率研究提供了关于质量和动量损失、湍流和盘风起源的关键信息。
2019-03-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
exoALMA XXII: A Two-dimensional Atlas of Deviations from Keplerian Disks
Tohoku University（东北大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；University of Florida（佛罗里达大学）；Leiden University（莱顿大学）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；The University of Tokyo（东京大学）；Ibaraki University（茨城大学）
本文利用exoALMA数据构建了15个盘的二维气体亚结构图，发现所有目标均存在大规模偏离开普勒旋转的结构，包括螺旋、弧形和环形特征，揭示了年轻气态盘中普遍存在动力学亚结构。
2026-03-13 astro-ph.EP 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
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
Diagnosing Mass Flows Around Herbig Ae/Be Stars Using the He I 10830 Line
我们检查他我10830配置文件的56赫比格Ae/Be星（HAEBES）的样本形态。我们发现显着差异HAEBES和CTTS的蓝移吸收（即质量外流）和红移吸收功能（即质量下降或吸积）的统计。我们的研究结果表明，在一般情况下，赫比格Be（HBe）的恒星不吸积材料从他们的内部磁盘以同样的方式作为CTTS，这被认为是通过磁层吸积吸积材料，而赫比格Ae（HAe）的恒星一般表现出磁层吸积的证据。我们发现没有证据表明，在我们的样本窄蓝移的吸收功能，这是典型的指标内盘风和常见的He I 10830配置文件的CTTS。缺乏内部磁盘风签名HAEBES，结合检测到的磁场对这些对象的缺乏，表明通过大磁层截断磁盘几个恒星半径以上的表面是不常见的HAe和晚型HBe恒星，因为它是CTTS。相反，在我们的HAEBE样品中发现了最大红移吸收速度中较小磁层的证据。平均而言，这些速度比CTTS的系统逃逸速度小，这表明吸积发生在更靠近恒星的地方。较小的磁层，和边界层吸积在HBe星的证据，可以解释不太常见的发生红移吸收HAEBES。有证据表明，较小的磁层可能是效率较低的驱动外流相比，CTTS磁层。
2014-10-31 astro-ph.SR
Mid-Infrared Spectral Variability Atlas of Young Stellar Objects
光学和近红外可变性是年轻恒星物体的一个众所周知的特性。然而，最近越来越多的研究声称，其中相当一部分也表现出中红外通量变化。为了研究和解释十年时间尺度上的变化，在这里，我们提出了一个中红外光谱图集，其中包含68个低质量和中等质量的年轻恒星天体的观测。该图集包括1996年至1998年期间由红外空间天文台（ISO）上的ISOPHOT-S仪器获得的2.5-11.6微米低分辨率光谱，以及2004年至2007年期间由斯皮策空间望远镜上的IRS仪器获得的5.2-14.5微米低分辨率光谱。这些观测结果是从ISO和斯皮策档案中检索出来的，并由我们自己的程序进行交互式后处理。对于这47个对象，多历元光谱可用，我们分析中红外光谱的变化，每年和/或十年的时间尺度。我们确定了37个可变候选源。许多恒星表现出与波长无关的流量变化，可能是由于可变的吸积率。在几个系统中，都表现出10 μ m的硅酸盐发射，6-8 μ m连续谱的可变性和硅酸盐特征表现出不同的幅度。一个可能的解释是变化的高度或额外的硅酸盐排放的尘埃云在磁盘大气中的内部磁盘结构的硅酸盐发射区的变量阴影。我们的研究结果表明，中红外变化，特别是波长依赖性的变化，比以前已知的更普遍。解释这种变化是一个新的可能性，探索磁盘的结构和动力学过程。
2012-04-16 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
Linking Signatures of Accretion with Magnetic Field Measurements - Line Profiles are not Significantly Different in Magnetic and Non-Magnetic Herbig Ae/Be Stars
Herbig Ae/Be星是年轻的前主序星，它们采样了低质量和高质量恒星之间结构和演化的过渡，为高质量恒星的吸积过程提供了关键的测试。很少有赫比格Ae/Be恒星探测到磁场，这就引发了一个问题，即为低质量恒星开发的磁层吸积范例是否可以扩展到更高的质量。我们提出了He I 10830的线轮廓64 Herbig Ae/Be星的磁场测量，以测试磁层吸积的物理制度，其功效仍然不确定。在5颗有磁场探测的恒星中，1颗表现出红移吸收，这表明恒星在下沉，2颗表现出蓝移吸收，这表明恒星在外流。在非磁性赫比格Ae/Be恒星中，红移和蓝移吸收曲线的比例非常相似，这表明恒星磁场不会影响He I 10830追踪的气体运动学。线轮廓形态与光度、自转速率、质量吸积速率或盘倾角无关。只有检测到磁场和一个几乎面对磁盘倾斜显示相关性（虽然对少数来源）。这为更弱的偶极子和更复杂的场拓扑结构提供了进一步的证据，因为恒星发展了辐射包络。磁性赫比格Ae/Be星的数量很少，这已经引起了人们对磁层吸积是否可以缩放到更高质量的问题;磁性赫比格Ae/Be星的吸积特征没有实质性的不同，这进一步怀疑它们以与经典金牛T星相同的方式吸积。
2017-11-13 astro-ph.SR
Spectroscopic atlas of Halpha and Hbeta in a sample of northern Be stars
我们提出了一个样本的48 Be星的巴耳末线光谱。对于其中大多数，H $α$和H $β$已被观察到两次以上，在2008年至2009年的近两年时间内。H $α$廓线的光谱合成分两步进行：利用Kurucz的程序ATLAS 9和SYNTHE计算光球贡献，利用Hummel & Vrancken（2000，A&A，302，751）的方法推导圆盘发射。对于48颗恒星中的26颗，尝试了H $α$总发射的建模。通过这个模型，我们推导出的磁盘半径的估计，以及与视线和恒星赤道的基础密度的旋转轴之间的倾斜角。对于观测超过一次的恒星，我们还讨论了H $α$和H $β$的变化，涉及到的等效宽度和光谱轮廓。我们发现了16颗恒星具有可变的等效宽度和7颗恒星具有明显的轮廓变化迹象。我们推导出有效的温度，重力和投影旋转速度。我们发现了13颗恒星的等效宽度是可变的置信水平大于80%和7个对象的光谱剖面显示随时间变化。根据常用的分类方案，我们将16颗恒星归类为1类，13颗归类为2类，11颗是壳星，6颗物体没有显示净发射，2颗恒星显示从1类和2类过渡。对于1类星，我们证实了$v \sin i$和峰分离之间的相关性。关于圆盘的几何形状，我们导出了在恒星赤道的基密度、半径和旋转轴与视线之间的倾角。最大的恒星密度发生在6到8恒星半径的范围内，倾角从23 $^\circ$到$35^\circ$。
2012-12-29 astro-ph.SR
Search for Past Stellar Encounters and the Origin of 3I/ATLAS
State Key Laboratory of Dark Matter Physics, Tsung-Dao Lee Institute \& School of Physics；Astronomy, Shanghai Jiao Tong University, Shanghai 201210, China
本研究通过传播3I/ATLAS及邻近恒星轨道搜索过去交会，发现25次近距离交会但速度过高，最强扰动来自M矮星双星，最终基于运动学支持薄盘起源。
2025-10-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Using FUV to IR Variability to Probe the Star-Disk Connection in the Transitional Disk of GM Aur
我们使用哈勃空间望远镜成像光谱仪（STIS）和红外望远镜设备SpeX光谱仪分析了金牛座过渡盘GM Aur的紫外（UV），光学和近红外（NIR）观测的3个时期。观察间隔1周和3个月，以研究多个时间尺度上的变异性。我们使用STIS光谱计算了每个观测时期的吸积率，发现相隔一周的时期具有相似的吸积率（~ 1 E-8太阳质量/年），而3个月后获得的时期具有显著较低的吸积率（~ 4 E-9太阳质量/年）。我们发现，吸积率的下降是由于吸积流中的物质密度较低，而不是较低的表面覆盖的吸积柱。在低吸积率时期，我们还观察到较低的通量在远紫外（FUV）和红外波长，跟踪分子气体和尘埃的磁盘，分别。我们发现，这可以解释为较低的尘埃和气体的质量在内部磁盘。我们将观测到的变化归因于内盘的不均匀性，在共转半径附近，气体和尘埃可能共存于磁层流的足迹附近。这些FUV-近红外数据提供了一个新的视角内盘的结构，恒星磁层，以及它们之间的相互作用。
2015-04-02 astro-ph.SR
Evidence for Disk Photoevaporation Driven by the Central Star
孤立的原行星盘的寿命被认为是由粘性吸积和恒星高能光子驱动的光蒸发共同决定的。年轻的类太阳恒星的磁层吸积的观测证据是强大的。在这里，我们报告的第一个观测证据盘光蒸发驱动的中心恒星。我们在Melipal/VLT上用VISIR获得了7个拱星盘[NeII] 12.81微米谱线的高分辨率（R~ 30，000）光谱。我们表明，在样品中的3个过渡盘都有[NeII]线轮廓与恒星极端紫外光子驱动的光蒸发流预测一致。从TW Hya的几乎面对面的圆盘上的~6 km/s蓝移线显然与静态圆盘大气的发射不一致，并令人信服地指出存在光蒸发风。我们没有检测到任何[NeII]线接近恒星的速度从经典的光学厚（非过渡）磁盘的样本。我们的结论是，大多数的光谱未解决的[NeII]排放在这些欠发达的系统产生的射流/流出，而不是从磁盘。[NeII]探测和未探测的模式表明，极端的紫外线驱动的光蒸发仅在盘演化的后期阶段开始。
2009-08-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
