Complex Variability of the H$α$ Emission Line Profile of the T Tauri Binary System KH 15D: The Influence of Orbital Phase, Occultation by the Circumbinary Disk, and Accretion Phenomenae
我们获得了主序前食双星KH~ 15 D（V582 Mon，P = 48.37 d，$e$ $\sim$ 0.6，M $_{A}$ = 0.6 M $_{\odot}$，M $_{B}$ = 0.7 M $_{\odot}$）的48条高分辨阶梯光谱。这些食是由一个几乎在边缘上看到的环双星盘引起的，在这些观测的时期，它完全掩盖了恒星B的轨道和恒星A的大部分轨道。光谱是在2001/2002年至2005/2006年的五个连续观测季节中获得的，当时A星完全可见，完全被掩盖，以及在几次入口和出口事件中。H $α$谱线曲线显示这些时间序列数据在从几天到几年的时间尺度上发生了巨大变化。一小部分的变化是由于“边缘效应”，只取决于恒星A在掩星盘锋利边缘之上或之下的高度。其他观察到的变化取决于轨道相位：H $α$发射线轮廓的变化，从一个逆P天鹅座型轮廓在入口到增强的双峰轮廓，与蓝色和红色的发射组件，在出口。这些解释的变化中的每一个都由于在这些剖面中还存在混乱的、不规则的分量而变得复杂。我们发现，复杂的数据集可以在很大程度上理解的背景下，吸积到恒星上从一个circumbinary磁盘与气体流量的预测由Artymowicz和Lubow，Günther和Kley，和de Val-Borro等人提出的偏心金牛座双星模型。特别是，我们的数据提供了强有力的支持脉冲吸积现象，在增强吸积发生在近日点通道期间和之后。
2012-04-05 astro-ph.SR
Period Variations and Possible Third Components in the Eclipsing Binaries AH Tauri and ZZ Cassiopeiae
我们研究了两颗变星AH Tau和ZZ Cas。它们是W UMa和$β$ Lyr类型的食双星。周期随时间而变化。周期稳定变化的原因可能是这些恒星系统组成部分之间的质量转移（物质流动）。对于ZZ Cas，周期的变化是由假设的第三个组成部分（一颗小恒星或一颗大行星）的存在引起的循环。AH Tau周期的周期性变化（周期减小）表明存在第三组分和传质。第三部分不参与日食。然而，由于它们的引力，它们使可见的近距离双星系统旋转，并变得更接近或更远离观察者，造成光时间效应（LTE）。通常，第三分量的轨道不是圆形，而是椭圆形，并且相对于观察者的视线倾斜。利用O-C曲线，我们估计了第三分量的轨道参数，如半长轴、偏心率、方位角和第三分量的自转周期。我们使用计算机语言Python编写了一个建模程序。计算了第三分量的轨道参数误差，并估算了第三分量的质量。在计算误差范围内的第三分量质量值表明，第三分量可能是恒星。所有这些计算都使用了国际数据库BRNO（布尔诺观察员区域网络）的所有可用数据。此外，我们使用的时刻，我们计算的结果，从AAVSO数据库的观测处理的最小值。
2018-10-22 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
The Light Curve of the Weakly-Accreting T Tauri Binary KH 15D from 2005-10: Insights into the Nature of its Protoplanetary Disk
介绍了2005-2010年期间独特的主序前双星系统KH 15 D的测光结果。在过去的50年里，这个系统已经表现出光度变化和日食，这是由进动的环双星盘引起的。掩星边缘在双星轨道上的推进仍在继续，两颗恒星的光球现在在任何时候都完全被遮蔽了。这个系统现在只能通过散射光看到，但它继续显示出轨道周期的周期性变化，振幅超过两个星等。这种变化只取决于二进制相位，可能至少从1995年开始就存在于数据中。它本身就可以解释光变曲线上的肩部在进入之前和离开之后，避免了对现存模型的组件的需要，例如恒星A周围的散射晕或模糊的盘边缘的前向散射。可变散射分量的一个合理来源是来自扭曲的掩星盘远侧的反射光。我们已经检测到在极小值期间发生的V-I中的颜色变化为蓝色和红色的十分之几。这可能表明系统中存在第三个光源（微弱的恒星），或者当被照亮的部分随着恒星的轨道运动而变化时，圆盘的反射特性发生了变化。这些数据支持这样一种观点：环联星盘是一个几何上薄的、光学上厚的层，可能是毫米或厘米大小的颗粒，被双星和可能的其他成分雕刻成一个明显的非平面结构。一个简单的（无限尖锐的）刀口模型可以很好地解释所有最近（2005-2010）的掩星数据。
2010-07-23 astro-ph.SR
TIC 290061484: A Triply Eclipsing Triple System with the Shortest Known Outer Period of 24.5 Days
本文发现并通过光动力学建模分析 TIC 290061484，确认其为外周期仅24.5天的最致密三食三星，并揭示其属于2+1+1层级四合星系统。
2024-10-02 astro-ph.SR
A new view of the corona of classical T Tauri stars: Effects of flaring activity in circumstellar disks
经典金牛座T星（CTTS）是年轻的低质量恒星，从其拱星盘吸积质量。它们的特点是X射线观测显示的高水平日冕活动。这种活动可能会影响磁盘的稳定性和星周环境。在这里，我们调查，如果一个激烈的日冕活动，由于耀斑发生在靠近吸积盘可能会扰动内部磁盘的稳定性，破坏磁盘的内部，并可能引发吸积现象的速率与观察到的。通过三维磁流体动力学模拟，我们模拟了被吸积盘包围的磁化原恒星。我们探讨的情况下，其特点是一个偶极子加上八极恒星磁场配置和不同密度的磁盘或不同水平的耀斑活动。由于模拟强烈的耀斑活动，我们观察到的几个环路的形成，连接恒星的磁盘，所有这些环路建立了一个热的扩展日冕与X射线光度与典型的CTTS中观察到的值。近盘区强烈的耀斑活动对盘的稳定性有很强的扰动作用。耀斑触发了超压波，超压波穿过圆盘并改变其结构。吸积漏斗可能是由耀斑活动触发的，因此有助于恒星的质量吸积率。通过模拟计算得出的吸积速率在10^-10到10^-9兆太阳年^-1之间。吸积柱可以受到耀斑的扰动，它们可以相互作用，可能合并成更大的流。因此，吸积模式可能相当复杂：气流高度不均匀，具有复杂的密度结构，并且聚集在一起
2019-02-19 astro-ph.SR
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
The deep eclipses of RW Aur revisited by long-term photometric and spectroscopic monitoring
本研究通过长期多波段测光和光谱监测，发现 RW Aur 的深度变暗与亮度下降时 Hα 线减弱、[OI] 线增强，支持热尘埃风导致消光的理论。
2023-12-29 astro-ph.SR
C2D Spitzer-IRS spectra of disks around T Tauri stars. IV. Crystalline silicates
年轻恒星周围行星形成区域的尘埃颗粒预计将因凝结、碎裂和结晶而被大量加工。本文主要研究原行星盘中的结晶硅酸盐尘埃颗粒。作为Cores to Escort Legacy计划的一部分，我们获得了超过100个TTauri恒星的Spitzer/IRS光谱。超过3/4的物体显示出至少一种结晶硅酸盐发射特征，这些特征基本上可以归因于富镁硅酸盐。在λ> 20 μ处观察到的结晶特征的观测性质彼此相关，而它们与无定形硅酸盐10 μ特征的性质基本上不相关。这支持了IRS光谱基本上探测两个独立的盘区域的想法：在λ ~ 10 μ处发射的暖区（< 1 AU）和在λ> 20 μ（< 10 AU）处发射的冷得多的区域。我们确定了一个结晶度悖论，因为长波长结晶硅酸盐特征的检测频率是来自更温暖的磁盘区域的结晶特征的3.5倍（~ 55%对~15%）。这表明，该盘在~10 AU范围内具有不均匀的尘埃成分。丰富的结晶硅酸盐发现远离其假定的形成区域表明有效的向外径向运输机制的磁盘。对10 μ的非晶特征和23 μ左右的结晶特征的形状和强度的分析提供了在磁盘上层中微米尺寸的晶粒的流行的证据。它们在磁盘大气中的存在表明有效的垂直扩散，可能伴随着颗粒-颗粒破碎，以平衡预期的有效增长。最后，亚微米级颗粒的耗尽指向了诸如恒星风或辐射压力之类的移除机制。
2009-08-28 astro-ph.SR
An Asymmetric Eclipse Seen Towards the Pre-Main Sequence Binary System V928 Tau
K2观测的弱线金牛座T双星V928 Tau A+B显示了一个单一的，不对称的食的检测，这可能是由于以前未知的亚恒星伴星食的一个组成部分，轨道周期$>$ 66天。在大约9小时的间隔内，双星的一个组成部分会变暗大约60%，大约5小时后恢复正常亮度。从日食形状的模型中，我们发现证据表明，食伴可能被一个圆盘或巨大的环系统所包围。模型化的盘具有$0.9923\,\pm\,0.0005\,R_*$的半径、$56.78\,\pm\, 0.03^\circ$的倾角、$41.22\,\pm\,0.05^\circ$的倾斜度、$-0.2506\,\pm\,0.0002\,R_*$的碰撞参量和1.00的不透明度。掩星盘也必须以$6.637\,\pm\,0.002\,R_*\,\mathrm{day}^{-1}$的横向速度运动，这取决于它是围绕V928 Tau A还是B运行，大约相当于73.53或69.26 $\mathrm{km s}^{-1}$。对地面档案数据的搜索揭示了额外的变暗事件，其中一些表明了周期性，但没有明确的周期与K2观测到的日食相关。我们提出了一个新的时代的天体测量，这是用来进一步完善的轨道的二，提出了一个新的下限为67年，和限制可能的轨道周期的食伴。该双星与较低质量的CFHT-BD-Tau 7也相隔18”（$\sim$ 2250 au），后者可能与V928 Tau A+B有关。我们还提…
2020-10-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Clumpy dust rings around non-accreting young stars
我们调查四个年轻的，但非吸积，非常低的质量恒星在猎户座，这表明不规则的日食的星周尘埃。日食不是周期性的，深度可变，缺乏平坦的底部，它们的持续时间与日食之间的典型时间尺度相当。变暗与变红有关，这与尘埃消光一致。综合起来，这意味着这四颗恒星周围存在着环，半径从0.01到40 AU不等，由光学上薄的尘埃云组成。恒星还显示出红外过剩，表明存在着演化的星周盘，其数量级比日食所需的物质多。然而，光环需要覆盖大约20度的张开角，才能解释这些变星在同一地区的同时代人口中有多普遍，这比典型的圆盘更延伸。因此，我们认为环可能不是盘的一部分，而是具有更大尺度高度的独立结构。为了维持多年，环需要补充来自圆盘的尘埃或引力束缚到物体上（例如，行星或微行星）。这四颗恒星属于后金牛座T型恒星中不断增长和多样化的一类，它们的光变曲线会出现凹陷或日食。尘埃环的尺度高度超过了盘的尺度高度，这可能是恒星年龄在500万年到1000万年之间，从吸积盘过渡到碎片盘的一种常见现象。这些结构可能是由迁移的行星造成的，也可能是年轻行星系统存在的标志。
2019-01-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Variability in young very low mass stars: Two surprises from spectrophotometric monitoring
我们提出了同步的光度和光谱观测的7个年轻的和高度可变的M矮星在恒星形成区域的猎户座，进行了4个观测之夜与FORS 2在ESO/VLT。所有七个目标显示出显着的光度变化，在I波段，与振幅之间的0.1-0.8马格，光谱，但是，保持显着不变，与光谱类型的变化小于0.5亚型。因此，亮度变化不是由“填充”吸收特征的遮蔽引起的。在$σ$猎户座星系团（年龄$\sim$ 3百万年）中的三个天体除了连续变化外，还表现出强烈的H $α$发射和H $α$变化。它们的行为大多与光球层上方温度为$\sim300$ K，填充因子在0.2-0.4之间的斑点相一致，而不是在更大质量的恒星中观察到的典型热点。$ε$ Ori附近的剩余目标可能更老，显示出类似日食的光变曲线，没有明显的H $α$活动，并且由于拱星物质而更好地表现为可变消光。有趣的是，其中两个没有红外过量发射的证据。我们的研究表明，年轻的极低质量恒星中的高振幅变化可能是由与质量更大的金牛座T星不同的现象引起的，并且在盘消失且吸积停止时可以持续存在。
2016-02-25 astro-ph.SR
Dipper-like variability of the Gaia alerted young star V555 Ori
猎户座V555是一颗金牛座T星，其1.5等增亮于2017年作为盖亚科学警报发布。我们进行了光学和近红外光度和光学光谱观测，以了解光的变化。光变曲线显示，V555 Ori在2017年之前是暗淡的，进入高状态约一年，并在2018年中期恢复到暗淡状态。除了长期的流量演变，准周期的亮度振荡也很明显，周期约为5天。在可见光波长的长期和短期的变化表现出无色的变化，而在近红外线，他们是一致的变化消光。我们解释的亮度变化的结果，不断变化的消光。该物体的吸积率很低，其变化本身不足以再现光通量的变化。这种行为使得猎户座V555类似于前主序星AA Tau，其中的光变化被解释为恒星的周期性日食，由旋转的内盘扭曲。V555猎户座的亮度最大值是一个中等模糊（$A_V$ = 2.3等）的状态，而在低状态的消光是$A_V$ = 6.4等。我们发现，虽然盖亚警报暗示在吸积爆发，V555猎户座是一个标准的北斗七星，类似于原型AA头。然而，与AA Tau不同的是，在微弱阶段也可以检测到周期性行为，这意味着内部圆盘扭曲在系统的高态和低态都保持稳定。
2021-03-24 astro-ph.SR
A Pre-Main Sequence Binary Viewed Through its Circumbinary Disk: A New Phase for KH 15D
Dickinson College（迪金森学院）；Tufts University（塔夫茨大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Rensselaer Polytechnic Institute（伦斯勒理工学院）；Wesleyan University（卫斯理安大学）；University of Kent（肯特大学）；Lowell Observatory（洛厄尔天文台）；American Association of Variable Star Observers（变星观测者美国协会）；Thüringer Landessternwarte（图林根州立天文台）
本研究分析KH 15D双星系统的测光数据，确定其修正后的测光周期，发现大振幅测光变异性时代结束，支持环双星盘后缘更透明的模型，为研究行星形成区提供观测阶段建议。
2026-08-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
An UXor among FUors: extinction related brightness variations of the young eruptive star V582 Aur
V582 Aur是自$\sim$ 1985年以来爆发的FU Ori-type年轻爆发星。喷发目前处于相对稳定的高原阶段，光度和光谱变化叠加。在这里，我们将描述爆发物体的祖先，探索其环境，并分析爆发的时间演变。我们特别感兴趣的是两个深度光度下降的物理起源，一个发生在2012年，另一个自2016年以来一直在进行。我们收集了存档的照相底片，并在2010年至2017年期间进行了新的光学，红外和毫米波光度和光谱观测，在当前最低点期间具有高采样率。除了分析褪色过程中的颜色变化，我们编制了多历元的光谱能量分布，并拟合一个简单的吸积盘模型。基于爆发前的数据和毫米连续测量，我们认为，V582 Aur爆发的祖先是一个低质量的金牛T星的平均属性。一个未被发现的星周结构，可能是一个圆盘，其质量为0.04 M $_{\odot}$。的光学和近红外光谱证明存在的氢和金属线，显示CO的吸收带头，并表现出可变的H $α$的配置文件。颜色变化强烈表明，2012年$\sim$长达1年的亮度下降以及2016年以来的最小值都是由视线上的消光增加引起的。根据我们的吸积盘模型，红化从$A_V$ =4.5等变化到12.5等，而吸积率几乎保持不变。类似于中等和低质量年轻恒星的UXor现象模型，轨道盘结构可能是日食的原因。
2017-12-13 astro-ph.SR
The Palomar Transient Factory Orion Project: Eclipsing Binaries and Young Stellar Objects
Palomar Transient Factory（PTF）Orion项目是更广泛的PTF调查中的一项实验，PTF调查是对天空进行光学瞬变的系统自动化探索。利用Palomar 48”望远镜的PTF相机提供的宽视场，在2009年12月至2010年1月的40个夜晚专门对包含年轻（7- 1000万年）的25 Ori星协的单个视场进行了连续的高节奏差分测光。该项目的主要动机是在这个区域寻找年轻恒星周围的行星。独特的数据集还提供了许多辅助科学。在这第一篇论文中，我们描述了调查和数据减少管道，并提出了初步的结果，从检查最明显的变化恒星有关的两个辅助科学目标：检测食双星和年轻的恒星物体。我们发现了82个新的食双星系统，其中9个是候选的25个猎户座或猎户座OB 1a星协成员。其中，2个是潜在的年轻WUMa型系统。我们报告了样本中可能的低质量（M-矮星主星）食系统，其中包括6个候选的年轻系统。其中45个双星系统是近距离（主要是接触）系统;其中一个双星系统的轨道周期为0.2156509 \pm 0.0000071 d，是已知最短的乌玛双星系统之一，其主食是平底的，其距离与猎户座星协的成员一致。其中一个候选的年轻系统呈现出不寻常的光变曲线，可能代表一个半分离的双星系统，它有一个膨胀的低质量主星或一颗有翘曲盘的恒星，也可能代表另一个年轻的猎户座成员。最后，我们在我们的数据中确定了14颗可能的新经典T-Ta…
2011-09-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
The impact of faculae on the radius determination of exoplanets: The case of the M-star GJ1214
精确测量系外行星半径对于我们理解这些物体的起源和性质至关重要。用凌日法测量行星半径已达到必须考虑恒星表面特征影响的精度。虽然已经详细研究了斑点的影响，但我们对光斑引起的影响的了解仍然有限。对于M星来说尤其如此。如果光斑不均匀地分布在恒星表面，就会造成问题。本文用日食作图法，以CaIIH和K线为示踪线，研究了GJ 1214表面光斑的分布。为了以定量的方式评估分布的均匀性，我们引入了不均匀性因子IHF。如果分布均匀，IHF为0%;如果谱斑区域优先位于行星的路径上，则IHF为正;如果谱斑区域优先位于行星的路径之外，则IHF为负。对于GJ 1214，我们推导出相当小的IHF值=7.7-7.7+ 12.0%。我们讨论的背景下，PLATO和ARIEL任务的这一结果的相关性。
2022-01-12 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
