High Energy Emission and its Variability in Young Stellar Objects
年轻的恒星表现出各种高能现象，从吸积和外流过程到局限在其外层大气中的热日冕等离子体，所有这些都受到强烈的恒星磁场的调节。这些现象的许多方面都有争议，但最值得注意的是，它们复杂的相互作用仍然模糊不清。在这项工作中，我报告这些现象是如何同时负责年轻恒星的高能量发射，特别关注的预期和观察到的X射线波段的变化。调查年轻恒星的X射线发射的变化，使我们能够对耀斑和日冕等离子体特性，日冕加热，吸积流特性和吸积几何形状构成约束。所有这些结果都是构建年轻恒星复杂磁层综合图像的重要基石。
2019-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accretion onto young stars: the key to disk evolution
在主序前（PMS）演化的早期阶段，年轻恒星的特征是中心恒星和周围的盘之间存在大量的相互作用。在发生的过程中，物质从盘到恒星的吸积是一个关键的过程，因为它跟踪盘的演变，反过来又影响行星如何形成和在盘中演变。即使吸积已经被研究了很多年，它仍然是大量工作的焦点，因为我们不完全理解它是如何发生的。
2017-12-27 astro-ph.SR
Emission line diagnostics for accretion and outflows in young very low-mass stars and brown dwarfs
利用宽波段中分辨率X-Shooter/VLT谱研究了三个极低质量年轻天体的吸积和外流性质。我们的目标（FU TauA，2 M 1207-39和Par-Lup 3 -4）的光谱类型在M5和M8之间，年龄在100万年到1000万年之间，并且从以前的研究中已知正在吸积。我们的项目的最终目标是确定质量流出吸积率的物体附近或在亚恒星制度作为探测器的金牛座T相的棕矮星和调查的变化吸积和流出过程。
2013-09-12 astro-ph.SR
Pulsed Accretion in a Variable Protostar
对于一些近距离的前主序星双星，当它们从环双星盘生长时，由于吸积率的变化而引起的光度周期性增加已经被预测。这种现象被称为“脉冲吸积”，可以影响年轻双星的轨道演化和质量分布，以及在环双星环境中形成行星形成的潜力。吸积变率是年轻恒星的一个共同特征，在光学和红外波长的多历元观测中测量到的振幅和时间尺度范围很大。通过光学吸积示踪剂，只有少数年轻的双星中发现了与脉冲吸积一致的周期性变化，尽管吸积光度在轨道之间的变化范围为0- 50%。在这里，我们报告了一颗年轻的原恒星（年龄约10^5年），它表现出周期性的变化，其中红外光度大约每25.34天在一周内增加10倍。我们把这归因于与一个看不见的双星伴星有关的脉冲吸积。这种吸积信号的强度和规律性是令人惊讶的;它可能与系统非常年轻的年龄有关，这比以前研究的其他脉冲吸积物年轻十倍。
2013-01-24 astro-ph.SR
Accretion disks around young stars: the cradles of planet formation
年轻恒星周围的原行星盘是像我们这样的行星系诞生的见证。星云代表中心恒星形成后留下的气态尘埃物质。恒星的质量和光度、初始盘的质量和角动量以及气体粘性决定了盘的演化和吸积。原行星盘是宇宙的摇篮，在那里，微小的尘埃颗粒成长为鹅卵石、星子和行星。
2020-02-02 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
Magnetic field buoyancy in accretion disks of young stars
研究了年轻恒星吸积盘中古磁场的浮力。假设Parker不稳定性导致在有效磁场产生区域形成环形磁场的细长磁通管。定常解的感应方程的形式，其中浮力被视为额外的机制的磁通量逃逸。本文计算了年轻金牛座T星吸积盘中磁通管半径为$a_{\mathrm{mft}} = 0.1H$、$0.5 H$和$1H$时的古磁场强度，其中$H$为吸积盘高度标度。计算表明，浮力限制了环形磁场的增长，因此其强度与$a_{\mathrm{mft}}=0.1H$情况下的垂直磁场强度相当。
2017-12-29 astro-ph.SR
Accretion-induced variability links young stellar objects, white dwarfs, and black holes
吸积盘的恒星质量黑洞的中心引擎似乎是为活动星系核提供动力的超大质量黑洞的缩小版本。然而，如果吸积的物理学是普遍的，它也应该有可能扩展到其他类型的吸积系统，无论吸积质量，大小或类型。我们研究新的观测，获得与开普勒/K2和ULTRACAM，关于吸积白矮星和年轻的恒星物体。样本中的每一个天体都显示出与恒星质量黑洞和活动星系核相同的光源亮度与其变化幅度（均方根通量关系）之间的线性关系，并服从相同的定量标度关系。我们还表明，在这个标度关系中最重要的参数是吸积物体的物理尺寸。这确立了吸积物理学的普遍性，从仍处于恒星形成过程中的原恒星到星系中心的超大质量黑洞。
2015-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass Accretion Processes in Young Stellar Objects: Role of Intense Flaring Activity
根据磁层吸积的假设，年轻的低质量恒星被星周盘包围，它们通过质量吸积与星周盘相互作用。这种吸积作用使恒星达到最终质量，也被认为是物质外流的动力，而物质外流反过来又可能在从星盘系统中去除多余的角动量方面发挥重要作用。虽然质量吸积过程是恒星形成的一个关键方面，但它的一些机制仍有待完全理解。另一方面，强烈的耀斑活动是年轻恒星天体（YSO）的共同特征。在太阳中，这类事件引起行星际介质的扰动。类似但更有活力的现象发生在YSO中，并可能影响星周环境。事实上，最近的一项研究表明，靠近盘的强烈耀斑活动可能会强烈扰动星周盘的稳定性，从而引发质量吸积事件（Orlando et al. 2011）。在这里，我们回顾了在该领域取得的主要成果和未来的前景。
2014-01-02 astro-ph.SR
Non-LTE Modelling of the Structure and Spectra of the Hot Accretion Spots on the Surface of Young Stars
本文介绍了年轻恒星表面的热吸积点的结构和光谱的建模，考虑到偏离LTE的氢和氦。结果表明，在所考虑的吸积参数下，由于热斑外边界处气体的冲压压力的存在，氢谱线的Stark展宽达到约1000 km/s的半高宽。结果表明，考虑偏离LTE的碳和氧的原子和离子不会导致显着的变化的热点的结构。
2014-12-24 astro-ph.SR
Possible Signatures of Magnetospheric Accretion onto Young Giant Planets
磁层吸积是一个重要的天体物理过程，可能在气体巨行星的形成中发挥作用。扩展到行星制度的形式主义描述恒星磁层吸积，我们表明，磁层过程可能会管辖吸积到年轻的气体巨星在其发展的隔离阶段。处于孤立阶段的行星已经清除了周围星周盘中的大间隙，并进入准静力平衡，半径仅略大于其最终尺寸（即，$ r \sim 1.4 r_{\rm final}$）。磁层吸积不太可能在年轻气体巨星的主要吸积阶段发挥作用，当行星的包层被预测要比行星的阿尔文半径大得多。对于一颗基准1 M $_J$气体巨行星，其残余隔离相吸积率为$\dot{M}_{\odot} =$ 10 $^{-10} M_{\odot}{\rm yr}^{-1}=10^{-7}M_{J}{\rm yr}^{-1}$，盘吸积将在$\sim 2.7r_J$（$r_J$为木星半径）处截断，并驱动行星以$\sim$ 7小时的周期自转。行星磁层吸积产生的热辐射将难以观测;最有希望的观测特征可能是非热辐射，例如回旋同步辐射，其调制周期明显短于主星的自转周期。
2010-10-12 astro-ph.SR
X-Shooter spectroscopy of young stellar objects: II. Impact of chromospheric emission on accretion rate estimates
上下文缺乏对年轻低质量主序前恒星的光球参数和色球活动水平的了解，在测量吸积（II类）年轻恒星天体的质量吸积率时引入了不确定性。关于色球辐射对年轻低质量恒星质量吸积率估计的影响的详细研究仍然缺失。这可以用年轻的无盘（III类）K型和M型恒星的样本来进行。目标。我们的目标是测量III类前主序星的色球活动，以确定其对吸积光度（Lacc）和质量吸积率（Macc）的估计在年轻的恒星物体与磁盘的影响。方法.使用VLT/X-Shooter光谱，我们分析了24个光谱类型在K5和M9.5之间的非吸积年轻恒星天体的样本。我们确定的主要发射线通常用作示踪剂的吸积在II类物体，我们确定其通量，以估计的贡献的色球活动的线光度。结果我们已经使用的线光度和吸积光度之间的关系，在文献中推导出的第二类物体的吸积率测量的色球活动的影响进行评估。我们发现，典型的色球活动会使吸积光度产生Lacc的偏差，噪声< 10-3Lsun，并与天体的Teff有很强的依赖关系。Macc噪声与恒星质量和年龄有关，log（Macc，noise）的典型值在-9.2 ~-11.6Msun/yr之间。结论.在吸积低质量前主序星时，通过线光度得到的Lacc< 10-3Lsun的值应谨慎对待，因为线发射可能受色球活动的影响。
2013-01-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic and interferometric signatures of magnetospheric accretion in young stars
方法.我们用MCFOST程序求解了非轴对称吸积磁层中的非线性方程组线形成问题。我们计算了不同磁吸积柱模型的Brγ线轮廓。我们还得到了Brγ线发射区的单色合成图像。这条谱线是对年轻恒星磁层吸积的主要诊断，可以用安装在欧洲南方天文台甚大望远镜干涉仪上的长基线近红外干涉仪重力进行观测。结果我们推导出Brγ线轮廓作为旋转相位的函数，并从合成图像中计算出干涉观测量，vibration和相位。的线轮廓形状调制沿旋转周期，表现出逆P天鹅座轮廓的时候，吸积激波面临的观察者。线的发射区域的大小随着磁性的增加而减小，这反映在较低的线通量中。我们将干涉模型应用于合成的vibrium，以获得线发射区域的大小。我们发现，推导出的干涉尺寸比磁层的实际尺寸更紧凑，范围从截断半径的50%到90%。此外，我们还证明了非轴对称磁层的旋转可以从Brγ到连续谱光心位移的旋转调制中恢复出来，这是由干涉光谱的微分相位测量得到的。
2023-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accretion-induced luminosity spreads in young clusters: evidence from stellar rotation
本文分析了仙王座OB3b、NGC 2264、NGC 2362和猎户座星云团（ONC）中年轻恒星的自转。我们发现的旋转速率和位置之间的相关性的颜色星等图（CMD），使恒星位于以上的经验确定的中位数前主序列旋转速度比恒星低于这个序列。在这里研究的每一种关联中，都可以看到同样的相关性，具有高度的统计学意义。如果在CMD中的位置被解释为是由于星团内真正的年龄分布，那么在前主序中值以上的恒星将是最年轻的恒星。这意味着星协中旋转最快的恒星是最年轻的，因此具有最大的惯性矩和最大的吸积可能性。这样的结果并不自然地符合现有的年轻恒星角动量演化的图像，在那里恒星被它们的吸积盘有效地制动，直到盘分散。相反，我们认为，对于一个给定的协会的年轻恒星，在CMD的位置主要不是年龄的函数，但吸积的历史。我们表明，这一假设可以解释我们观察到的旋转速率和CMD内的位置之间的相关性。
2011-02-18 astro-ph.SR
How Variable is Accretion in Young Stars?
我们分析了40个经典金牛座T星吸积相关的发射线的变化，以探测年轻恒星天体吸积变化的程度。我们的分析是基于Tau-Aur和Cha I年轻恒星的多历元高分辨率光谱。对于所有的恒星，我们通常会获得四个光谱，涵盖从几个小时到几个月的时间尺度。作为吸积率的代理，我们使用H-α 10%宽度和CaII-8662线通量。我们发现，虽然这两个量是相关的，但它们的变异幅度是不相关的。转换为吸积率，钙通量表明典型的吸积率变化为0.35德克斯，32%超过0.5德克斯，而H-α 10%的宽度表明0.65德克斯的变化，66%超过0.5德克斯。我们的结论是钙通量是一个更强大的定量指标吸积比H-α 10%的宽度，和内在的吸积率的变化通常不超过0.5 dex的时间尺度上的天到月。在几天后达到最大程度的变化，这表明旋转是变异的主要原因。我们看到的推断吸积率下降后的光谱类型，反映了dM/dt与M的关系。在吸积体和非吸积体之间有一个间隙，表明吸积会迅速停止。我们的结论是，在dM/dt与M的关系的~2个数量级的散射是由对象到对象的散射，而不是固有的源的变化占主导地位。
2009-02-25 astro-ph.SR
Mass accretion to young stars triggered by flaring activity in circumstellar disks
年轻的低质量恒星的特征是喷出准直的外流，并通过星周盘与它们相互作用，通过吸积的质量。这种吸积作用使恒星达到最终的质量，也被认为是物质外流的动力，而物质外流反过来又会从星盘系统中去除多余的角动量。然而，尽管质量吸积过程是恒星形成的一个关键方面，但它的一些机制仍有待完全理解。一点没有考虑的日期和相关的吸积过程是非常活跃和频繁的耀斑事件在这些恒星的证据。耀斑很容易扰动盘的稳定性，从而影响质量和角动量的输运。在这里，我们报告的三维磁流体动力学模拟的耀斑的演变与理想化的非平衡初始条件发生在磁盘附近的旋转磁化星。该模型考虑了恒星磁场、引力、盘的粘性、磁场导向的热传导（包括热通量饱和效应）、光学薄等离子体的辐射损失和日冕加热。我们表明，在其第一阶段的演变，耀斑引起一个热的磁回路连接磁盘的恒星。圆盘受到耀斑的强烈扰动：圆盘材料在热传导的作用下蒸发，超压波通过圆盘传播。当超压到达盘的另一侧时，漏斗流开始在那里发展，大量盘物质从盘的另一侧吸积到年轻恒星上。
2011-04-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accretion in low-mass members of the Orion Nebula Cluster with young transition disks
虽然猎户座星云星团是太阳系附近研究最多的星团之一，但由于它们的昏暗，非常低质量的成员（$M_* < 0.25 \, M_\odot$）的演化还没有完全解决。我们的目标是使用宽带VLT/X-Shooter光谱来验证猎户座星云团中一些年轻和质量非常低的物体是否显示出正在进行的吸积的证据。对于每个目标，我们确定了相应的恒星参数，面纱，观察到的巴耳末跳跃，吸积率。此外，我们还通过在线光度学研究了星周盘的存在。我们在猎户座星云团的三个年轻恒星中检测到吸积活动，其中两个处于非常低的质量范围内。我们还发现了年轻的过渡盘的存在，年龄在1和3.5百万年之间。
2020-03-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A photoionized accretion disk around a young high-mass star
我们提出了高空间分辨率（$52$ au）的高质量的年轻恒星对象（HMYSO）G345.4938+01.4677使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的观测。这颗O型HMYSO位于2.38 kpc，光度为$1.5\times10^5 L_\odot$。我们检测到拱星发射的H $38β$氢复合线显示一个紧凑的结构旋转垂直于先前检测到的无线电喷流。我们解释为跟踪光电离吸积盘周围的HMYSO的排放。虽然这种盘状结构目前似乎太小，无法维持持续的吸积，但这些数据提供了直接的观测证据，表明盘如何能够有效地从年轻的高质量恒星的光电离反馈中幸存下来。我们还报告了在HMYSO附近探测到一个低质量的年轻恒星物体，并认为它形成了一个高质量和低质量的恒星双星系统。
2020-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
A continuum of accretion burst behavior in young stars observed by K2
我们提出了29个可能的成员的年轻$ρ$ Oph或上斯科地区的最近的恒星形成，表现出“吸积爆发”型光变曲线的$K2$时间序列测光。通过目视检查其约80天光变曲线来识别爆发物，尽管所有爆发物均满足Cody等人（2014）定义的爆发行为的$M < -0.25$通量不对称标准。爆发源代表$\approx$ 9%的星团成员，具有强烈的红外过量指示星周物质。从$WISE$ $W1-W2$颜色推断，更高幅度的爆发行为与更大的内盘红外过量相关。爆发源的H $α$发射等效宽度也很大。爆发和非爆发之间没有区别，被认为是在恒星的性质，如多重性或光谱类型。年轻、更致密的$ρ$ Oph区域与老年、更分散的上Sco区域之间爆发的频率相似。爆发表现出一系列的形状、振幅（~10-700%）、持续时间（~1-10天）、重复时间尺度（~3-80天）和占空比（~10-100%）。我们的研究结果提供了重要的输入模型的磁层吸积，特别是通过阐明吸积相关的变化在低状态之间的主要较长的持续时间的事件，如EX Lup和FU Ori型吸积爆发的属性。我们展示了年轻恒星吸积爆发行为的广泛连续性-将这种现象扩展到比传统上认为的前主序星吸积历史理论更低的振幅和更短的时间尺度。
2016-12-16 astro-ph.SR
Spin Evolution of Accreting Young Stars. II. Effect of Accretion-Powered Stellar Winds
我们提出了一个年轻的太阳质量的恒星与吸积盘磁相互作用的旋转演化模型。正如在以前的文件（文件一），该模型包括在恒星的质量和半径的变化，因为它下降的Hayashi轨道，减少吸积率，和处方之间的角动量转移的恒星和磁盘。论文I的结论是，对于真实系统中预期的相对较强的磁耦合，需要额外的过程来解释缓慢旋转的主序前恒星的存在。在本文中，我们扩展了恒星自旋模型，包括从吸积动力恒星风产生的自旋下降扭矩的影响。对于一系列的磁场强度，吸积率，初始自旋率，和质量流出率，模拟的恒星表现出的旋转周期在1- 10天的范围内的年龄范围为1- 3百万年。这个范围与观测到的大部分自转周期相吻合，慢自转星对应的恒星吸积率最低，磁场最强，和/或最高的恒星风质量流出率。我们还做了一个直接的，定量的比较吸积供电的恒星风的情况下，两种类型的磁盘锁定模型（即X风和Ghosh & Lamb型模型），并确定一些剩余的理论问题，了解年轻的恒星自旋。
2011-11-28 astro-ph.SR
Accretion onto Planetary Mass Companions of Low-Mass Young Stars
对行星质量天体吸积速率的测量可以区分不同的行星形成机制，这些机制预测不同的吸积历史。在这封信中，我们使用\HST /WFC 3紫外可见光光度测量吸积率到三个吸积对象，GSC 06214 -00210 b，GQ Lup b和DH Tau b，这是在行星/褐矮星边界和同伴的太阳质量的恒星。过量吸积连续体中的过量光发射产生这三个物体的质量吸积率为$10^{-9}$至$10^{-11}$ \Msol /yr。它们的吸积率比从紫外线过量测量的质量和吸积率之间的相关性所预期的要高一个数量级，如果这些大行星质量的同伴是由原恒星核心碎片形成的，这是适用的。高吸积率和与中心恒星的大分离表明这些物体周围存在巨大的盘。宽行星质量伴星的形成和演化模型应该考虑到它们的大吸积速率。对于吸积率低的天体，H $α$光度与吸积光度的比值很高，这表明寻找H $α$发射可能是寻找吸积行星的有效方法。
2014-01-25 astro-ph.SR
Automatic Detection of Accretion Bursts in Young Stellar Objects: a New Algorithm for Long--Term Sky Surveys
处于主序星前阶段的年轻天体具有亮度不规则变化的特征，这通常归因于星周盘中发生的各种不稳定性导致的质量吸积速率的增加。在旨在监测天空的大型调查的时代，我们提出了一个管道来检测不规则的爆发，特别是EXors（EX Lupi型爆发变量），在光变曲线。该程序遵循启发式的方法，并进行测试对光变曲线已经收集了一些对象目前公认为真正的或候选EXOR。
2022-03-22 astro-ph.IM astro-ph.SR
Protostar mass functions in young clusters
在原恒星质量函数（PMFs）的改进模型中，原恒星从湍流团的等温核心获得质量。它们的质量吸积速率在低质量时类似于舒吸积，在高质量时类似于约化的邦迪吸积。吸积持续时间遵循一个简单的表达式，即质量较大的原恒星吸积时间较长。这些时间是由抛射、恒星反馈和引力竞争决定的，它们终止了吸积并降低了吸积的效率。质量尺度是临界稳定等温核的质量。在稳定状态下，由于团簇吸积和吸积停止之间的竞争，PMF在高质量下接近幂律。幂律指数是吸积和吸积停止的时间尺度之比。光度函数（PLF）的峰值接近1 L_Sun，由于无效的核心气体吸积。模型拟合观察到的PLF在四个大的嵌入式集群。这些表明，它们的潜在PMF可能是头重脚轻相比，IMF，这取决于模型的原恒星半径。
2013-12-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disk-mediated accretion burst in a high-mass young stellar object
太阳质量的恒星通过星周盘吸积（盘介导吸积）形成。最近的研究结果表明，这一过程可能是以吸积爆发的形式出现的，可能是由磁盘碎片造成的。虽然不能排除高质量的年轻恒星天体（HMYSO; $M>$ 8 M $_\odot$，$L_{bol}>$ 5 $\times$ 10 $^3$ L $_\odot$）是由它们的低质量兄弟合并而成，但最新的结果表明它们更可能是通过盘形成的。因此，盘介导的吸积爆发应该发生。在这里，我们报告的第一个磁盘介导的吸积爆发的$\sim$ 20 M $_\odot$ HMYSO的发现。我们的近红外图像显示了中央源及其流出空腔的增亮。近红外线光谱揭示了低质量原恒星吸积爆发的典型发射线，但数量级更明亮。此外，释放的能量和推断的质量吸积率也大了几个数量级。我们的研究结果确定磁盘吸积作为恒星形成的共同机制，在整个恒星质量谱。
2017-04-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas flow and accretion via spiral streamers and circumstellar disks in a young binary protostar
大多数恒星都是引力束缚恒星系统的一部分，例如双星。对原双星系统的观测限制了导致恒星多重性和随后的轨道演化的条件。我们报告了对一个年轻的双星系统[BHB 2007] 11周围的环双星盘的高角分辨率观测。这两颗原恒星嵌在半径为2到3个天文单位的星周盘中，可能包含一些木星质量。这些星系被连接到更大的环双星盘的复杂结构的细丝所包围。我们还观察到与原双星系统有关的吸积和射电喷流。吸积优先发生在质量较低的原恒星上，与理论预测一致。
2019-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetically Controlled Accretion Flows onto Young Stellar Objects
从盘到年轻恒星的吸积被认为是沿着从盘内边缘到恒星表面的磁场线进行的。因此，吸积流取决于磁场的几何形状。本文通过构造一组正交坐标系，包括相应的微分算子，扩展了以前的工作，其中一个坐标跟踪磁场线。这种形式主义允许一个（本质上）的几何形状和所需的条件，通过音速点的流动的解析描述。使用这种方法，我们重新审视的问题，磁控吸积流的偶极几何形状，然后概括的治疗考虑磁场与多个组件，包括偶极，八极，分裂的贡献。这种方法可以进一步推广到考虑更复杂的磁场配置。观测表明，吸积的年轻恒星有大量的偶极和八极分量，吸积流是跨音速的。如果流体的有效状态方程太硬，则流不能平稳地通过稳态的音速点。对于\ell阶多极场，我们导出了定常跨音速流达到自由落体速度所需的多方指数n> \ell +3/2的约束。对于在金牛座T星表面上推断的八极场，n>9/2，因此流动必须接近等温。包含八极场分量会在恒星表面产生更高的密度和更小的热点，这发生在更高的纬度;磁截断半径也被修改。这一贡献，从而增加了我们的理解，年轻的恒星物体的磁控吸积，并可以应用到各种额外的天体物理问题。
2011-09-27 astro-ph.SR
Evidence for a correlation between mass accretion rates onto young stars and the mass of their protoplanetary disks
在中心年轻恒星的质量吸积率和周围原行星盘的质量之间的关系一直被理论预测和观测寻求。对于第一次，我们已经准确地和均匀地确定了光球参数，质量吸积率，和磁盘质量的一个基本上完整的样本的年轻恒星与磁盘的狼疮云。我们的工作结合了VLT/X-Shooter和ALMA进行的调查结果。有了这个数据集，我们能够测试粘性吸积理论的基本预测，存在的质量吸积率到中央恒星和总磁盘质量之间的线性关系。我们发现的质量吸积率和磁盘尘埃质量之间的相关性，与预期的粘性时标时，假设一个星际介质（ISM）的气体-尘埃比的比率大致一致。这证实了质量吸积速率与外盘的性质有关。我们发现没有相关的质量吸积率和磁盘质量测量的CO同位素发射线，可能是由于少量的测量磁盘气体质量。这表明，毫米大小的尘埃质量更好地跟踪总磁盘质量和质量来自CO可能被低估，至少在某些情况下。
2016-05-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Accretion, winds and outflows in young stars
年轻的恒星和行星系统在分子云中形成。对于经典的金牛T型星（CTTS，F-K型前体），吸积盘并没有到达中心星，但在共旋半径附近被截断。盘的内缘被恒星辐射电离，因此吸积流沿着磁场线成漏斗状。在恒星表面的吸积激波的发展，这是观察到的X射线发射，紫外线过剩，光学面纱和光学和红外线发射线在很宽的波长范围。一些吸积示踪剂，如Hα，可以通过校准来测量吸积率。由于吸积速率的变化、恒星自转和磁场的重新配置，这个吸积过程在小时到年的时间尺度上是可变的。此外，许多吸积系统也驱动强大的外流，最终由吸积提供动力。有几种成分可能对外流有贡献：缓慢的广角盘风，靠近内部盘边缘发射的X风，以及热驱动的恒星风。在任何情况下，流出物包含温度和速度非常不同的材料。盘风是冷的，可以有一个分子成分，只有几十公里/秒，而外流的中心成分可以达到几百公里/秒。在某些情况下，流出物的内部部分被准直成小角度射流。这些射流具有洋葱状结构，其中内部组件连续更热，更快。喷射器可以包含工作表面，这些表面显示为赫比格-哈罗结。在CTTS阶段的吸积和外流不仅决定恒星的参数，如旋转速度的主序，他们也可以有一个深刻的影响，年轻的恒星的环境。这篇评论集中在CTTS在附近的恒星形成区的高空间和光谱分辨率的观测。
2012-10-15 astro-ph.SR
Strong Biases in Estimating the Time Dependence of Mass Accretion Rates in Young Stars
年轻恒星中质量吸积的时间衰减是星周盘早期演化的基本示踪。通过星族综合，我们研究了年轻恒星的估计参数（光度、温度、质量、年龄）和质量吸积率Mdot之间的相关不确定性，以及观测的选择效应，如何影响由年轻星团中测量的Mdot与等时年龄的比较所推断的质量吸积率的时间衰减（Mdot t^-eta）。我们发现，现实的不确定性的存在下，减少了测量值的eta的一个因素的3，导致推断的浅衰减比真实值。这表明Mdot的时间衰减比通常假设的要快得多。当考虑影响猎户座星云星团的年龄的最小不确定性时，观测值eta~1.4，典型的银河系恒星形成区，只有当真实的衰变指数eta>4时才能重现。如果假设观测的不确定性更大，这种影响会变得更加严重，因为一些快速恒星形成的场景需要。我们的分析表明，虽然由于样本不完全性的选择效果做偏置eta，他们不能改变这一主要结果，并加强它在许多情况下。在我们的工作中剩下的一个不确定性是，它适用于最常用的和简单的Mdot之间的关系，吸积光度和恒星参数。我们简要地探讨了这些量之间更复杂的相互作用可能会改变结果。
2014-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
X-shooter spectroscopy of young stellar objects: I - Mass accretion rates of low-mass T Tauri stars in σOrionis
我们提供了猎户座σ星团中12颗质量很低的恒星在300-2500 nm范围内的高质量、中等分辨率的X-shooter/VLT光谱。该样本包括质量从0.08到0.3 M $_\odot$的恒星。这第一篇论文的目的是调查的可靠性，目前使用的许多吸积示踪剂测量质量吸积率在低质量，年轻的恒星。我们用我们的光谱来测量吸积光度的连续过剩的紫外线和可见光的排放量，推导出的质量吸积率范围从10 $^{-9}$ M $_{\odot}$年$^{-1}$下降到5 $\times10^{-11}$ M $_{\odot}$年$^{-1}$，使我们能够调查的吸积驱动的发射线在非常低的质量吸积率制度的行为。我们计算了十个吸积驱动的发射线的光度，从紫外到近红外，同时获得。大多数次级示踪剂与来自连续超额发射的吸积光度有很好的相关性。我们证实了文献中给出的吸积光度和线光度之间的关联的有效性，但Hα可能是个例外。在观察单个物体时，我们发现从紫外到近红外的氢复合线对吸积光度进行了良好且一致的测量，通常比所采用的相关性引入的不确定性更一致。由多条氢谱线同时测量得到的平均吸积光度的误差大大减小。这表明，在文献相关性的一些传播可能是由于使用非同时观测线和连续。我们样本中的三颗恒星偏离了这种行为，我们单独讨论它们。
2012-09-26 astro-ph.SR
Accretion signatures in the X-shooter spectrum of the substellar companion to SR12
在过去的十年里，大约有十几个亚恒星伴星围绕着几百天文单位的年轻恒星或前主序星运行。这些天体之所以有趣，是因为它们的形成过程存在不确定性，而且它们与主恒星的巨大距离为研究年轻的巨行星和褐矮星的大气层提供了可能性。在这里，我们提出的X-射手光谱SR 12 C，一个$\sim\,2\,$迈尔斯年轻的棕矮星轨道SR 12在1083 au的轨道间隔。我们通过与年轻棕矮星的模型和观测模板的比较，确定了光谱类型，重力和有效温度。此外，我们使用几种吸积示踪剂检测和表征吸积。发现SR 12 C是一颗光谱型为L 0 $\pm$ 1的棕矮星，$\log$ g = 4 $\pm$ 0.5，有效温度为2600 $\pm$ 100 K.我们的光谱提供了明确的证据，吸积率为$\sim$ $10^{-10}$ $M_{\odot}yr^{-1}$。这使得SR 12成为少数几个能够可靠估计其吸积速率的亚恒星伴星之一。比较亚恒星伴星与年轻孤立棕矮星的年龄和吸积率，没有发现任何显着差异。如果进一步测量大量的亚恒星伴星的吸积率可以证实这一趋势，这将暗示在大分离和孤立的棕矮星的亚恒星伴星有类似的形成机制。
2017-12-26 astro-ph.SR
GIARPS High-resolution Observations of T Tauri stars (GHOsT). IV. Accretion properties of the Taurus-Auriga young association
在GIARPS@TNG金牛座T星高分辨率观测（GHOsT）项目的框架内，我们研究了金牛座-御夫座恒星形成区（SFR）的37颗经典金牛座T星的吸积特性，目的是表征它们与中心恒星，喷流和盘风以及全球盘结构的特性之间的关系，并与补充ALMA millimiter观测协同作用。我们推导出恒星的参数，光学面纱，吸积光度（$\rm L_{acc}$）和质量吸积率（$\rm \dot M_{acc}$）在一个均匀和自洽的方式使用高分辨率光谱获得的国家伽利略望远镜与HARPS-N和GIANO摄谱仪，并根据同期的低分辨率光谱和光度辅助观测通量校准。提供了金牛座样本的$\rm L_{acc}$ - $\rm L_{\star}$、$\rm \dot{M}_{acc}$ - $\rm M_{\star}$和$\rm \dot{M}_{acc}$ - $\rm M_{disk}$关系，并与狼疮和Chamaeleon I的同时期SFR进行了比较。我们的研究结果表明，同时光学和近红外高分辨率光谱的潜力，同时提供精确的测量恒星和吸积/风的年轻恒星的属性。
2022-10-11 astro-ph.SR
Surprisingly Weak Magnetism on Young Accreting Brown Dwarfs
利用FeH分子吸收线的高分辨光谱测量了四颗吸积的年轻棕矮星和一颗非吸积的年轻极低质量恒星的表面磁通量。其中一颗褐矮星2 MASS J1207334 $-$ 393254的磁场强度为1-2 kG，因为它与质量更高的金牛座T星相似，表现在吸积和喷流的存在。我们没有在任何一颗年轻的棕矮星中找到明确的证据证明有一个千高斯场，但在年轻的VLM恒星上确实找到了一个2千高斯场。我们的2 MASS J1207334 $-$ 393254中磁通量的3- $σ$上限仅达到1 kG。我们估计所需的磁场吸积在年轻的棕矮星所观察到的旋转，并发现只有几百高斯的磁场是足够的磁层吸积。这个预测值小于我们观察到的上限。我们的结论是，年轻棕矮星的磁场比大约一个太阳质量的年轻恒星低五倍或更多，并且在光谱类型类似于我们年轻棕矮星的老恒星中。有趣的是，在最初的几百万年里，磁场随着磁层吸积所需的质量而缩小，但在相同的有效温度范围内，在以后的年龄里没有观察到这种缩放。这种比例与自转的趋势相反，与吸积太阳质量的天体相比，非常年轻的吸积棕矮星的自转周期更短（在所有情况下都是非常低的罗斯比数）。我们推测，在年轻的天体中，磁层吸积和磁场强度之间可能存在更深层次的内在联系，或者褐矮星中产生磁场的效率可能低于恒星。这两种现象目前都没有简单的物理解释。
2009-03-04 astro-ph.SR
DN Tauri - coronal activity and accretion in a young low-mass CTTS
我们对一个年轻的M0型吸积CTTS-DN Tau进行了XMM-牛顿观测，并研究了它的X射线性质和X射线产生机制。具体来说，我们研究的存在下，X射线发射的磁活动和吸积冲击，并比较我们的新的X射线数据与紫外线数据同时进行，并与X射线/紫外线观测之前。我们发现，从DN头的X射线发射是由通过磁活动产生的日冕等离子体为主，但也清楚地检测到的吸积冲击的贡献，冷等离子体成分在约2 MK一致推断从密度和温度分析。在DN Tau上看到了典型的活动日冕现象，如耀斑，30 MK的非常热的等离子体的存在和显示逆FIP效应的丰度模式。2005年和2010年XMM数据之间较冷等离子体成分的排放测量的强烈变化指向吸积相关的变化。同时拍摄的紫外光曲线一般与X射线亮度无关，但在观测到的X射线耀斑期间表现出清晰的对应关系。DN Tau的X射线性质与质量更大的CTTS相似，但其低质量和大半径将吸积激波转移到较低的温度，减少了它们在X射线体系中的印记。
2013-11-18 astro-ph.SR
Measuring tiny mass accretion rates onto young brown dwarfs
我们目前的低分辨率凯克I/LRIS光谱跨度从3200-9000 A的9个年轻的棕矮星和三个低质量的恒星在TW Hya协会和上斯科。这些棕矮星的光谱类型介于M5.5-M8.75之间，其中两颗具有早期L型矮星的近红外光谱类型。我们报道了低质量恒星TW Hya和Hen 3- 600 A以及棕矮星2 MASS J12073347-3932540，USCoCTIO 128，SSSPM J1102-3431，USCoJ160606.29-233513.3，DENIS-P J160603.9-205644，和Oph J162225- 240515 B，以及低质量恒星Hen 3- 600 B和棕矮星USCoCTIO 112、Oph J162225- 240515 A和USCo J160723.82-221102.0的吸积上限。对于我们样本中在短波长下最暗的六颗褐矮星，吸积光度或上限只有在图像在大波长间隔上进行分箱时才能测量。这种方法将我们对吸积率的敏感性扩展到棕矮星的~ 1 e-13太阳质量/年。由于从过量的巴耳末连续辐射测量吸积率的能力取决于过量的连续辐射和底层光球之间的对比度，对于具有早期光谱类型的天体，吸积率的上限要高得多。在我们的吸积率测量的绝对不确定性~3-5包括吸积模型，褐矮星质量和距离的不确定性。尽管H-α通量发生了很大变化，但2 MASS J12073347-3932540上2 e…
2009-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magellan Adaptive Optics Imaging of PDS 70: Measuring the Mass Accretion Rate of a Young Giant Planet within a Gapped Disk
PDS 70 b是最近在PDS 70周围的宽（$\gtrsim$ 40 au）空腔内发现并直接成像的系外行星（Keppler等人，2018年，Müller等人，2018年）。中央恒星上的持续吸积表明PDS 70b上的吸积也可能正在进行中。我们利用MagAO系统在H $α$（656 nm）和PDS 70附近的连续谱（643 nm）处呈现了第一张高对比度图像。这些过滤器的组合允许推断年轻行星的吸积率，因为热的氢气将在光学连续谱上强烈地发射H $α$。我们在2018年5月连续两个晚上在PDS 70 b位置检测到H $α$的来源，我们确定假阳性概率为$<$ 0.1%。我们的结论是PDS 70b是一个年轻的，活跃的吸积行星。我们利用H $α$线光度推导出质量吸积率为$\dot M= 10^{-8\pm1}$ M $_{Jup}/yr$，其中很大的不确定性主要是由于未知量的光学消光从拱星和环行星盘。PDS 70b代表了第二种在盘隙内部吸积行星的情况，也是在其形成期间观测到的行星的早期例子之一。
2020-12-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stable accretion in young stars: The cases of EX Lupi and TW Hya
本研究分析EX Lupi和TW Hya的长期观测数据，发现二者存在稳定的吸积柱足点，连续谱变异性可由变化的热点解释，且稳定吸积足点的研究可辅助年轻行星探测。
2023-10-04 astro-ph.EP 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
Accretion Funnel Reconfiguration during an Outburst in a Young Stellar Object: EX Lupi
本文通过多波段测光和高分辨率光谱观测结合三维MHD模拟，揭示了EX Lupi爆发期间吸积漏斗几何结构的重新配置及热斑形态的不对称演化。
2024-04-08 astro-ph.SR
Observed luminosity spread in young clusters and Fu Ori stars: a unified picture
原恒星演化嵌入阶段的非稳定吸积可以产生年轻星团的赫茨斯普朗-罗素图（HRD）中观测到的光度分布，这一观点最近受到了质疑。例如，福奥里的观测表明，在强烈的吸积事件中，恒星会膨胀，而光度分布则意味着吸积物体会收缩，从而减少了它们的辐射表面。在本文中，我们提出了一个全球性的情况下，计算耦合幕吸积的历史来自各种质量的坍缩云星前核和随后的原恒星演化的数值模拟。我们的计算结果表明，假设初始原恒星质量$\mi \sim 1\,\mjup$，典型的第二个拉森的核心，无论是在HRD的光度传播和推断的性质傅奥里事件（质量，半径，吸积率）可以解释这种情况下，提供两个条件。首先，在吸积过程中，原恒星所吸收的吸积能量的比例一定会发生变化。第二，这种变化的范围应该随着吸积爆发强度的增加而增加，从而随着初始核心质量和最终恒星质量的增加而增加。对星前核坍缩的数值流体力学模拟表明，星前核的质量和初始角动量与吸积爆发的强度有关。具有高初始角动量的大规模星前核被发现产生强烈的爆发特征的Fu Ori类事件。因此，我们的研究结果表明，爆炸强度和吸积能量的原恒星吸收的分数之间的联系，与一些阈值的吸积率，的顺序为$10^{-5}\msolyr$，划定从“冷”到“热”吸积的过渡。[删节]
2012-06-11 astro-ph.SR
EXORCISM: a spectroscopic survey of young eruptive variables (EXor and candidates)
我们提出了一个光学/近红外调查的11个可变的年轻恒星（EXOR和EXOR候选人），旨在推导和监测其吸积特性。在2014年至2019年期间，使用大双目望远镜（LBT）收集了大约30个光学和近红外光谱（$\Re$ $\sim$ 1500-2000）。从光谱分析中，我们导出了吸积光度和质量吸积率、视消光、允许谱线形成区的温度和密度以及流出物质的特征。两个源（ASASSN-13 db和iPTF 15 afq）在爆发和静止时被观测到，三个在高亮度时被观测到（XZ Tau，PV Cep和NY Ori），其他的在静止时被观测到。后者的吸积光度和质量吸积率与经典金牛座T星的类似质量的测量值一致。所有观测到的源都不止一次地呈现吸积变率。最极端的情况是ASASSN-13 db，其质量吸积率从2015年的爆发峰值到2017年的平静下降了两个数量级。此外，在纽约Ori的吸积光度减少了25倍，在一年。在80%的样品中，我们检测到[OI]630 nm线，这是质量损失的示踪物。从H $α$ /[OI]630比值的变化，我们得出结论，质量吸积的变化大于质量损失的变化。从HI复合线的分析，建议线形成区的密度和源的吸积活动水平之间的相关性。
2022-03-07 astro-ph.SR
A systematic survey for eruptive young stellar objects using mid-infrared photometry
年轻恒星天体（YSO）的吸积至少部分是偶发的，即高吸积率（“爆发”）的时期被静止阶段所穿插。这些爆发表现为爆发性变异。在这里，我们提出了一个系统的调查喷发YSO的目的是限制吸积爆发的频率。我们比较中红外测光从斯皮策和WISE分离约5年的两个样本的YSO，在附近的恒星形成区和银河系平面，每个包括约4000个年轻的来源。所有在3.6和4.5 μ处的亮度在两个时期之间增加至少1等的天体都可能是爆发变星和爆发候选者。对于这些天体，我们在近红外波段进行了跟踪观测。我们发现了两个新的爆发变量在银河系平面，这可能是FU Ori-type对象，与K波段振幅超过1.5马格。一个对象已知进行吸积爆发，V2492天鹅座，是恢复我们的搜索以及。此外，年轻的恒星ISO-Oph-50，以前被怀疑是一个爆发的对象，被发现可以更好地解释为一个磁盘与不同的星周遮蔽。总的来说，4000个YSO样本中的突发事件数量为1 - 4。假设所有的YSO都经历了幕式吸积，这个约束可以用来表明强吸积阶段（> 10 ^-6 Msol/yr）的发生间隔大约为10 ^4年，最有可能在5000年到50000年之间。这是一致的流出的动力学时间尺度，但不与流出的排放节的分离，表明情节吸积可以触发或停止准直大规模的流出。
2013-01-14 astro-ph.SR
X-shooter spectroscopy of young stars with disks. The TW Hydrae association as a probe of the final stages of disk accretion
我们调查正在进行的吸积活动，年轻的恒星在TW长蛇座协会（TWA，~8-10百万年），一个理想的目标，以探讨最后阶段的磁盘吸积到棕矮星质量。我们的样品包括11个TWA成员与红外过量，达到85%的总TWA人口与磁盘，与光谱类型之间的M0和M9，和质量之间的0.58和0.02 Msol。我们采用均匀的光谱数据从300到2500 nm，获得X-射手，同时获得个人消光，恒星参数和吸积参数。然后，我们研究了巴耳末线和禁止发射线，以探测星盘相互作用环境的物理。我们探测到了70%的TWA目标的持续增长特征。这意味着在整个TWA中有13-17%的吸积者（占我们调查中未包括的潜在吸积成员）。与年轻的PMS星族相比，这些恒星的光谱辐射揭示了它们更演化的阶段：（i）大部分（~50%）具有近对称的窄H_α线轮廓，（ii）超过80%的吸积体具有与中等吸积和光学薄辐射相一致的巴耳末衰减;（iii）在[O I] 6300 A中，小于三分之一的展示禁止线发射，指示风和外流活动。然而，TWA样本得出的吸积率（Mdot）分布与年轻区域的吸积率分布密切相关，Mstar~0.1-0.3 Msun。检测到Mdot和Mstar之间的总体相关性，最佳再现为Mdot~Mstar^（2.1+/-0.5）。至少在最低的Mstar制度中，在年龄约为8-10百万年时仍然保留盘的恒星被发现表现出统计上相似的吸积水平，尽管中等，与年轻物体周围…
2019-09-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Origin of Young Stellar Populations in NGC 1783: Accretion of External Stars
本研究利用Hubble Space Telescope观测和N-body模拟，发现NGC 1783星团中年轻恒星的空间分布和径向速度特征无法仅用蓝离散星解释，而是源于对外部低质量恒星系统恒星的吸积。
2024-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
ABYSS III: Observing accretion activity in young stars through empirical veiling measurements
本研究利用 SDSS-V Milky Way Mapper 的 BOSS 光谱观测，通过与理论光谱比较测量 CTTS 的 veiling，并分析其随波长、Hα、温度和年龄的变化及与吸积激波模型的一致性。
2025-06-11 astro-ph.SR
Disks around O-type young stellar objects
吸积盘是恒星形成过程的关键成分之一。它们重新分配角动量，在大质量恒星（M > 8 Msun）的情况下，盘将通过系统的两极发射辐射来减轻吸积材料上的辐射压力，特别是在赤道方向，这将允许吸积继续到中央原恒星（例如，Tan et al. 2014 for a review on massive star formation）。事实上，近年来，所有的大质量恒星形成理论似乎都收敛到一个盘介导的吸积场景（例如，Krumholz et al. 2007; Kuiper et al. 2011; Bonnell & Bate 2006; Keto 2007），但对高质量年轻恒星天体（YSO）的观测是否证实了理论预测？或者换句话说，大质量恒星周围真的存在真正的吸积盘吗？
2020-05-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The protostar FU Orionis may not be bursting: dramatic accretion suppression in embedded young eccentric binaries
Heidelberg Institute for Theoretical Studies（海德堡理论研究所）；Research School of Astronomy & Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天体物理与天文研究学院）
本研究通过星团形成模拟发现，FU Orionis等FUor爆发可能源于嵌入年轻偏心双星中近星点处的吸积抑制与BHL吸积爆发，而非持续爆发。
2026-09-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Blinded by the light: on the relationship between CO first overtone emission and mass accretion rate in massive young stellar objects
到目前为止，没有解释为什么盘跟踪CO第一泛音（或“bandhead”）的排放是不是一个普遍存在的功能，在低到中等分辨率的光谱的大质量的年轻恒星物体，而是只检测到约25%的光谱。在本文中，我们调查的假设，只有一定的质量吸积率的结果在近红外光谱的MYSO可检测的带头发射。使用一个解析盘模型结合LTE模型的CO排放，我们发现，高吸积率（$\gtrsim 10^{-4}\,{\rm M}_{\odot}{\mathrm{yr}}^{-1}$）的结果在大的尘埃升华半径，一个更大的贡献$K$带连续从热尘埃在尘埃升华半径，因此相应地较低的CO排放相对于连续。另一方面，低吸积率（$\lesssim10^{-6}\,{\rm M}_{\odot}{\mathrm{yr}}^{-1}$）导致较小的尘埃升华半径，相应地较小的CO发射面积，因此相对于连续谱也较低的CO发射。在一般情况下，适度的吸积率产生最突出的，因此可检测到，CO第一泛音发射。我们将我们的研究结果与最近对MYSO的近红外光谱调查进行了比较，发现结果与我们的假设一致。我们的结论是，CO波段发射的光谱中的MYSO的检测率可能是MYSO表现出一系列的质量吸积率的结果，也许是由于这些对象的最近多时代的观测所建议的可变吸积。
2018-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of the Accretion Rate of Young Intermediate Mass Stars: Implications for Disk Evolution and Planet Formation
Clemson University（克莱姆森大学）；Universidad Autonoma de Madrid（马德里自治大学）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）；University of Leeds（利兹大学）
本文研究了年轻中等质量恒星吸积率的演变，提出恒星有效温度增加驱动吸积率上升，解释了Herbig盘寿命问题，并对行星形成有重要意义。
2025-12-01 astro-ph.SR
Outflow and accretion detections in the young stellar object IRAS 04579+4703
本文介绍了年轻恒星IRAS 04579+4703在1.3mm连续谱线和12 CO（2-1）、13 CO（2-1）和C18 O（2-1）谱线上的亚毫米波阵列观测结果。1.3毫米的连续图像显示了一个质量为13兆太阳的扁平结构。12 CO（2-1）线图和位置-速度（PV）图，以及宽翼（12 CO（2-1）全宽=30 km/s）线，清楚地表明有一个外流运动，它起源于该区域嵌入的大质量YSO。蓝移和红移的瓣长分别为0.14和0.13 pc。外流的总气体质量、平均动力学时标和质量卷吸率分别为1.8 Msun、1.7 × 10 ^4 yr和1.1 × 10^（-4）Msun/yr。垂直于流出方向的连续源的扁平形态，以及从沿着连续源主轴的不同位置拍摄的C18 O（2-1）光谱中看到的速度梯度，表明在该区域存在吸积盘。
2012-03-17 astro-ph.SR
Mass and luminosity evolution of young stellar objects
一个星团中原恒星质量和光度演化的模型给出了星团年龄、原恒星出生率、吸积率和平均吸积时间的新估计。该模型假设恒定的原恒星出生率，核心团吸积，并同样可能吸积停止。它的参数被设置为重现初始质量函数，并匹配附近恒星形成区域的原恒星光度分布。它从观测到的原恒星和前主序星（PMS）的数量以及原恒星光度的模态值中获得星系团的年龄和出生率。在31个嵌入式集群和复杂的全球集群年龄是1-3百万年，匹配现有的估计基于光谱学和进化轨迹。这种年龄估计方法比光学光谱学简单，并且对于光学光谱学不可能的年轻嵌入式集群更有用。在最年轻的星团中，原恒星部分从致密气体向外减少，表明当地的恒星形成年龄从小的原恒星为主的区域的几百万年向外增加到大的PMS为主的区域的几百万年。
2012-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping accretion and its variability in the young open cluster NGC 2264: a study based on u-band photometry
我们的目标是表征数百名成员的恒星形成集群NGC 2264（3百万年）的吸积特性。我们进行了深u，g，r，i映射和同时u+r监测的区域与CFHT/MegaCam，以直接探测吸积过程中的UV过量测量。测光性能和恒星参数确定均匀约750监测年轻的物体，跨越质量范围0.1-2钼。基于各种诊断（H_alpha，UV和IR过量），大约40%是经典的（吸积）金牛T星。其余的非吸积成员定义了（光球层+色球层）参考紫外线发射水平，在该水平上检测和测量通量过剩。我们修改了集群成员的UV吸积签名的基础上的成员身份，并报告了一个新的人口的50 CTTS候选人。一个大范围的紫外线过剩测量的CTTS人口，从几个0.1至3马格。我们将这些值的吸积光度和获得质量吸积率范围从1 e-10至1 e-7 Mo/年。考虑到弱吸积天体的质量依赖检测阈值，我们发现质量吸积速率与恒星质量之间存在大于6 σ的相关性。适当考虑上限的幂律拟合产生M_acc $\propto$ M^{1.4+/-0.3}。在任何给定的恒星质量，我们发现一个大的传播的吸积率，延伸约2个数量级。在几周的时间尺度上对紫外线过量的监测表明，其变异性通常为0.5 dex，比观察到的扩散小得多。我们认为，一个不可忽略的年龄分布在整个集群可能会有效地有助于观察到的传播在吸积率在一个给定的质量。此外，不同的吸积机制（例如，短寿命的吸积爆发与更稳定的漏斗流吸积）可能与…
2014-08-02 astro-ph.SR
Simulations of Accretion onto Magnetized Stars: Results of 3D MHD Simulations and 3D Radiative Transfer
我们讨论的结果建模的年轻磁化恒星，物质流的计算使用三维（3D）磁流体动力学（MHD）的“立方体球”的代码，和光谱计算使用三维蒙特卡罗辐射转移代码“TORUS”。模拟的两个例子：（1）吸积到恒星在稳定和不稳定的制度，和（2）吸积到一个年轻的恒星V2129 Oph，模拟与现实的参数。
2014-01-20 astro-ph.SR
Temperaments of young stars: Rapid mass-accretion rate changes in T Tauri and Herbig Ae stars
发射谱线的变化是年轻恒星的一个特征，可以用作研究吸积过程物理学的工具。在这里，我们提出了一个研究的Hα变化在15 T金牛座和赫比格Ae星（K7-B2）在广泛的时间窗口，从分钟，小时，天，年。我们使用线宽测量和线轮廓的时间序列来评估可变性。所有的物体都显示出在几天的时间尺度上逐渐缓慢的轮廓变化。此外，在三种情况下，有证据表明Hα的快速变化，典型的时间尺度为10分钟，这发生在总覆盖观测时间的10%。由线通量推断的平均吸积率变化在< 1小时的时间尺度上为0.01-0.07 dex，在日的时间尺度上为0.04-0.4 dex，在年的时间尺度上为0.13-0.52 dex。在Costigan等人2012年的研究中，我们得出了一个上限发现，即中间（天）变异性超过较长（年）变异性。在这里，我们的新结果，基于更高的节奏观测，也提供了一个较低的限制，吸积率的变化在类似的时间尺度（天），从而约束吸积率的变化物理在一个更明确的方式。一个合理的解释是，在几天的逐渐变化是一个不对称的吸积流导致旋转调制的吸积相关的排放，虽然其他的解释也是可能的。结合我们以前的工作，我们发现，时间尺度和变化的程度是相似的质量范围从~ 0.1到~ 5 Msol的对象。这证实了从金牛座T到赫比格Ae恒星的吸积是单一模式的-在很大的恒星质量范围内。
2014-03-18 astro-ph.SR
