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
X-ray emitting MHD accretion shocks in classical T Tauri stars. Case for moderate to high plasma-beta values
目标。我们研究了CTTS中吸积激波的稳定性和动力学，考虑在激波后区域β>= 1的情况。在这些情况下，一维近似是无效的，多维MHD方法是必要的。方法.通过二维轴对称MHD模拟，我们模拟了一个吸积流在CTTS大气中传播并撞击到其色球层上的过程。该模型考虑了恒星磁场、重力、辐射冷却和热传导（包括热通量饱和效应）。结果吸积激波的动力学和稳定性强烈依赖于等离子体β。在β> 10的激波情况下，激波加热的物质（可能还有MHD波）会在吸积柱底部产生剧烈的外流，并强烈扰动周围的恒星大气和吸积柱本身（因此改变了激波的动力学）。在β ~ 1的冲击中，冲击后区域被磁场有效地限制。冷却不稳定性引起的激波振荡受β的影响很大：当β> 10时，振荡可能被磁场迅速甩出，接近准定态，或者由于激波后等离子体本身引起的流场扰动，振荡可能是无明显周期性的混沌; β ~ 1的振荡是准周期性的，尽管它们的振幅比一维模型预测的要小，频率比一维模型预测的要高。
2009-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Line formation in the inner winds of classical T Tauri stars: testing the conical-shell wind solution
基于轴对称磁流体动力学（MHD）模拟金牛座T星（CTTS）盘-磁层边界附近风的结果，提出了氢和氦的发射线轮廓模型.我们扩展了Romanova等人以前的“锥壳风”外流模型，使之包括一个定义明确的磁层吸积漏斗流，这对于模拟CTTS的光学和近红外氢和氦线至关重要。中等质量吸积率的MHD模型显示出半开角约为35 °的锥壳状流出。的流动特性，如在锥壳风的最大流出速度，在吸积漏斗，质量吸积和质量损失率的最大流入速度是在一个典型的CTTS中发现的。将MHD模拟得到的密度、速度和修正温度用于一个单独的辐射转移模型中，以预测谱线轮廓，并检验MHD模型与观测的一致性。线轮廓计算与各种组合的X射线光度，X射线发射等离子体的温度，和倾斜角。线轮廓形态的丰富多样性被发现，许多模型配置文件是非常相似的观测中发现的。发现当风温较高时（如\sim 10^{4} K），锥壳风对某些氢谱线（如H-α、H-β、Pa-β和Pa-γ）的贡献较大，而当风温较低时，风的贡献迅速减小。该模型很好地再现了He I（10830）中一个相对狭窄和低速的蓝移吸收分量，这在观测中经常看到。
2012-08-03 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
Magnetospheric accretion and spin-down of the prototypical classical T Tauri star AATau
从CFHT和TBL的ESPaDONS和NARVAL分光偏振仪收集的观测数据中，我们报告了在典型的经典TTauri星AATau上探测到的塞曼特征，包括光球线和吸积动力发射线。利用非偏振和圆偏振光谱的时间序列，我们重建了两个历元的磁场，表面亮度和吸积动力发射的AATau的地图。我们发现AATau拥有一个2- 3 kG的磁偶极子，与旋转轴倾斜约20度，推测是发电机的起源。我们还发现，在光球层水平的AATau的磁极主机大冷点和吸积区在色球层水平。在我们观测的时候，AATau表面的对数吸积率变化很大，范围从-9.6到-8.5，平均为-9.2（Msun/年）;这是一个数量级小于磁盘吸积率在磁截断半径（低于该值，圆盘被恒星磁场破坏）与共转半径（开普勒周期等于恒星自转周期）相匹配-这是吸积发生的必要条件。这表明AATau在很大程度上处于螺旋桨状态，内部圆盘区域的大部分吸积物质被向外驱逐，只有一小部分吸积到恒星表面。观测到的表面质量吸积率和光学掩星（由翘曲的吸积盘）相对于磁场和吸积动力发射最大值的系统时滞的强烈变化也支持这一结论。我们的研究结果表明，AATau正在积极自旋下来的星盘磁耦合，并出现作为一个理想的实验室研究形成太阳的角动量损失的螺旋桨制度。
2010-07-26 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
Mass, Gas, and Gauss around a T Tauri Star with SPIRou
研究利用 SPIRou 观测 3 Myr T Tauri 星 IRAS 04125+2902，约束其凌日伴星质量密度、表面磁场、吸积状态与内盘磁化风，支持该伴星为亚海王星祖先。
2025-05-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Time Lag between Accretion and Wind Events in the T Tauri Star RY Tau
Crimean Astrophysical Observatory（克里米亚天体物理观测台）
RY Tau星通过分析吸积和风流的变化，发现其磁偶极子倾斜角和锥形风开口角决定了吸积与风事件之间约20天的时间延迟。
2026-02-02 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
The ODYSSEUS Survey. Using accretion and stellar rotation to reveal the star-disk connection in T Tauri stars
本研究通过分析47颗HST ULLYSES样本中的经典T Tauri星，揭示其磁层截断半径的时变特性与多样吸积自转构型，为超短周期行星的形成提供了潜在的星盘演化通道。
2025-09-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Simulations of Winds of Weak-Lined T Tauri Stars: The Magnetic Field Geometry and The Influence of the Wind on Giant Planet Migration
通过数值模拟，研究了前主序星的磁化星风。特别是，我们分析了在哪些情况下这些恒星会呈现出细长的磁性特征（例如，头盔飘带、弹弓发射器等）。我们专注于弱线金牛座T星，作为存在的稀薄吸积盘预计不会有强烈的影响，对结构的恒星风。我们表明，等离子体β参数（热磁能密度的比率）是一个决定性的因素，在定义的恒星风的磁配置。使用这些恒星的观测范围内的初始参数，我们表明，日冕磁场配置可以在偶极状配置和配置之间变化，具有强准直极线和封闭的流在赤道（多分量配置的磁场）。我们表明，只有当日冕底部的等离子体β参数为β <<1时，才会出现拉长的磁性特征。使用我们自洽的三维MHD模型，我们估计这些恒星风的行星迁移的时间尺度，由于恒星风对热木星施加的阻力。与Lovelace等人（2008）的发现相反，他们使用Weber & Davis模型估计了这样的时间尺度，我们的模型表明，这些多成分日冕的恒星风预计不会对热彗星迁移产生重大影响。进一步的模拟是必要的，以调查在更强的表面磁场强度（~2-3千克）和更高的日冕基底密度，以及在倾斜的恒星磁层的结果。
2009-08-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetic Braking of Accreting T Tauri Stars II: Torque Formulation Spanning Spin-Up and Spin-Down Regimes
经典金牛座T星与其周围的吸积盘之间的磁相互作用被认为会影响其自转演化。我们使用2.5维磁流体动力学，轴对称模拟的星盘相互作用，通过PLUTO代码计算，计算这些恒星上的净扭矩。我们将净扭矩分为三个贡献：吸积（自旋向上），恒星风（自旋向下）和磁层喷射（ME）（自旋向上或向下）。在论文I中，我们探讨了相互作用制度，其中恒星磁层截断内盘在一个位置旋转速度比恒星，导致一个强大的净自旋贡献的吸积和ME（“稳定吸积”制度）。在本文中，我们调查的相互作用制度中，截断半径变得更接近，甚至超过共转，它是可能的磁盘材料获得角动量，并定期推出的离心屏障（“螺旋桨”制度）。这降低了吸积扭矩，可以改变ME扭矩的符号，并可能导致净恒星自旋下降配置。这些结果表明，它是可能有一个净自旋的恒星扭矩，即使截断半径内的共转半径（$R_\text{t} \gtrsim 0.7 R_\text{co}$）。我们拟合截断半径的半解析函数，以及与星盘相互作用相关的扭矩（即，的吸积和ME扭矩的总和）和恒星风，允许预测的净恒星扭矩的参数制度，包括净自旋和自旋下降的配置，以及通过一维恒星演化代码调查旋转演化的可能性。
2022-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nonradial and nonpolytropic astrophysical outflows IX. Modeling T Tauri jets with a low mass-accretion rate
内容：金牛座T星的一个大样本显示出光学喷流，其中大约一半旋转缓慢，只有其分裂速度的10%。磁盘锁定机制已被证明是无效的，以解释这一观察事实。目的：我们表明，低质量吸积金牛座T星可能有一个强大的恒星喷流组件，可以有效地制动恒星观察到的旋转速度。研究方法：通过非线性分离的变量的MHD方程组的完整的，我们构造半解析解描述的动力学和拓扑结构的恒星成分的喷流，出现从日冕的恒星。结果：分析了质量损失率相同但磁杠杆臂和喷流半径不同的两种典型解。第一个解决方案具有长的杠杆臂和宽的喷流半径，有效地制动了恒星，并且可以应用于金牛座T恒星的可见喷流，例如RY Tau。第二个解的杠杆臂较短，喷流半径很窄，这可以解释为什么类似的恒星，无论是弱线金牛座T星（WTTS）还是经典金牛座T星（CTTS），都没有可见的喷流。例如，RY Tau本身似乎有不同的相位，可能取决于恒星的活动。结论：第一，恒星喷流似乎能够制动前主序星与低质量吸积率。其次，由于边界条件的变化，喷流可能只能在部分时间内可见。我们还提出了一个可能的方案来解释CTTS和WTTS之间的二分法，旋转速度更快，没有可见的射流。
2011-07-13 astro-ph.SR
Simulations of Winds of Weak-Lined T Tauri Stars. II.: The Effects of a Tilted Magnetosphere and Planetary Interactions
基于我们以前的工作（Vidotto et al. 2009 a），我们研究了弱线金牛座T星由于自转轴和磁偶极矩矢量之间的不对准而对风和磁层结构的影响。在这种配置中，系统失去了在对准情况下呈现的轴对称性，需要完全3D方法。我们对恒星风进行了三维MHD数值模拟，并研究了不同模型参数对恒星风的影响。系统达到与恒星相同的旋转周期的周期行为。我们发现，磁场线呈现振荡模式，并通过增加失调角，风速增加。我们的风模型使我们能够研究磁化风与磁化太阳系外行星的相互作用。这样的相互作用导致重联，产生沿着行星磁场线传播的电子，并产生无线电波长的电子回旋辐射。我们发现，一颗在0.05天文单位轨道上运行的近距离类木星行星的射电功率比在木星上观测到的大5个数量级，这表明来自年轻恒星的恒星风有可能产生强烈的行星射电辐射，在不久的将来可以用LOFAR探测到。这种无线电功率根据恒星旋转的相位而变化。我们还分析了来自未对准的恒星磁层的风是否会对行星迁移造成重大影响。相比对齐的情况下，我们表明，时间尺度τ_w为一个可观的径向运动的行星是较短的较大的失准角。而在排列的情况下，对于倾斜30度的恒星磁层，τ_w约为100Myr，对于半径为0.05AU的行星，τ_w的范围约为40 - 70Myr。（节录）
2010-07-21 astro-ph.EP 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
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
Dust settling and rings in the outer regions of protoplanetary discs subject to ambipolar diffusion
MHD湍流在原行星盘的尘埃动力学中起着至关重要的作用。它影响行星形成、垂直沉降，并且是最近由ALMA和SPHERE成像的大尺度轴对称结构（如环）的可能来源之一。在各种各样的MHD过程中，磁旋转不稳定性（MRI）引起了特别的兴趣，因为它提供了一个湍流源，并有可能将流动组织成径向结构。然而，盘的弱电离防止MRI被激发超过1 AU。T-Tauri圆盘中测量到的毫米级尘埃的强烈沉降也与基于理想MRI湍流的预测相矛盾。本文研究了非理想磁流体和风对尘埃动力学和沉降的影响。我们考虑一个弱电离等离子体的双极扩散表征光盘的外部区域（>1 AU）。为此，我们进行数值MHD模拟中的分层剪切盒，使用PLUTO代码。我们的模拟结果表明，毫米厘米尘埃垂直包含在一个非常薄的层，与典型的高度尺度~0.4 AU在30 AU，最近ALMA观测兼容。在水平方向上，颗粒被困在由双极扩散引起的压力最大值内，从而形成尘埃环。对于微米级的颗粒，尘埃和气体的尺度高度是相似的。在这种情况下，沉降不能用简单的一维扩散理论来解释，而是由MHD风和纬向流引起的大尺度二维环流引起的。总的来说，我们的研究结果表明，非理想的MHD效应和它们相关的风在塑造原行星盘中尘埃的径向和垂直分布方面起着重要作用。导致大量的吸积效率，非理想效应也是一个有前途的途径，以调和低湍流活动测量光盘与其相对较高的吸积率。
2018-05-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Influence of Ohmic and ambipolar heating on thermal structure of accretion discs
我们研究了具有古大尺度磁场的年轻恒星吸积盘的动力学。我们的吸积盘磁气体动力学模型包括Shakura和Sunyaev方程、感应方程、热电离方程和碰撞电离方程。感应方程考虑了欧姆扩散、磁双极扩散和磁浮力。我们还考虑了欧姆加热和双极加热对吸积盘热结构的影响。分析了考虑耗散磁流体效应对经典金牛T星周围吸积盘温度的影响。模拟结果表明，欧姆和双极加热操作的边界附近的区域与低电离分数（“死”区）。温度在“死区”内边界附近以$\sim 1000$ K递增，即$r\approx (0.5-1)$ au，而在其外边界附近以$\sim 100$ K递增，即$r\approx (30-50)$ au。
2018-12-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evidence for an MHD disk wind via optical forbidden line spectro-astrometry
用光谱天体测量方法研究了金牛座T星RU Lupi和AS 205 N的光学禁戒辐射的低速分量。这两颗恒星也有高速禁止发射（HVC），这是跟踪喷流。对于AS 205 N，分析显示出复杂的流出系统。对于RU Lupi，[O I] 6300和[S II] 6716，6731 LV窄分量（NC）沿着与HVC相同的位置角（PA）偏移，但具有与喷流不同的速度梯度，因为沿着旋转轴的恒星位置的位移随着速度的增加而减小。从LVC NC PA和速度梯度，推断NC是跟踪一个广角MHD磁盘风。光蒸发风被排除了。这是支持与以前的光谱天体测量研究的CO基本线的比较。偏移量随速度增加而减小被解释为风的高度随圆盘半径增加而增加。这是对禁戒发射线LVC NC（~ 40 au，[S II] 6731和[O I] 6300线中RU~Lupi为8 au）空间范围的首次测量，也是首次直接证实LVC窄分量可以追踪MHD盘风。
2021-04-12 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
Impacts of fragmented accretion streams onto Classical T Tauri Stars: UV and X-ray emission lines
上下文经典金牛座T型星（CTTS）的吸积过程可以通过分析紫外和X射线发射谱线来研究，这些谱线可以跟踪热气体流，并作为激波后下落等离子体的诊断。在紫外波段，有较高的光谱分辨率，这些线的特点是相当复杂的配置文件，其来源仍然不清楚。目的。我们研究了密度结构（碎裂）吸积流碰撞区紫外和X射线发射的起源，研究了吸积流碎裂和由此产生的激波后区结构是否以及如何决定所观测到的紫外和X射线发射谱线的轮廓。方法.我们通过二维MHD模拟，模拟了由一系列密集的斑点组成的吸积流对CTTS色球层的影响。我们探讨不同层次的流碎裂和吸积率。根据模型结果，我们合成了C IV（1550 nm）和OVIII（18.97 nm）的谱线轮廓。结果吸积团对恒星色球层的撞击产生反向激波，通过吸积团传播，并产生激波上升流。这些上升的气流反过来又撞击和冲击随后下落的碎片。其结果是，几个等离子体成分的下降速度，密度和温度不同的存在altogether。C IV双峰的轮廓的特点是由两个主要组成部分：一个窄的和红移的速度$\approx$ 50公里秒$^{-1}$和其他更广泛的，并与红移的速度在200 $\approx$ 400公里秒$^{-1}$的子组件。OVIII谱线的轮廓比C IV更对称，并且红移到速度为$\approx$ 150 km s $^{-1}$。结论.我们的模型预测的C IV线的配置文件非常相似的观察到的，并解释了它们的…
2016-07-11 astro-ph.SR
MRI-driven Accretion on to Magnetized stars: Global 3D MHD Simulations of Magnetospheric and Boundary Layer Regimes
我们讨论了在倾斜偶极磁场作用下，磁旋转不稳定性（MRI）驱动的旋转磁化星吸积的全局三维MHD模拟结果。模拟结果表明，MRI驱动的湍流发展的磁盘，和角动量向外传输，主要是由于磁应力。湍流是强烈的不均匀性和致密物质是在方位角拉伸的湍流细胞。我们研究了两个区域的吸积：磁层区域和边界层（BL）区域。在磁层区，吸积盘被恒星的磁场截断，距离恒星几个恒星半径，物质以漏斗流的形式流向恒星。漏斗流向南、北磁极流动，但由于流动的不均匀性而不相等。在BL区，物质通过边界层吸积到恒星表面。内圆盘中的磁场被吸积流的剪切力强烈放大，物质应力和磁应力变得相当。吸积物质在恒星表面形成一个带状区域。该带具有不均匀的密度分布，由于不同的吸积速率而随时间变化。模拟结果可以应用于经典的金牛T星，吸积棕矮星，毫秒双星，矮新星激变变量，和其他恒星的磁层小于几个恒星半径。
2011-11-13 astro-ph.SR
Molecule survival in magnetized protostellar disk winds. I. Chemical model and first results
在年轻恒星1000天文单位的范围内已经发现了与原子喷流对应的分子。再现它们对于提出的弹射模型来说是一个挑战。我们探讨分子是否可以生存在磁流体磁盘风调用复制的运动学和暂定的旋转签名的金牛座T星的原子射流。利用星际介质中磁化激波的计算方法，计算了给定磁流体盘风解下沿尘埃流流线的电离、化学和热耦合演化。辐射的风衰减日冕X射线和FUV光子吸积热点包括，与自屏蔽的H2和CO。磁盘吸积率为5e-6，1 e-6和1 e-7太阳质量每年被认为是代表低质量的年轻原恒星（0类），演化的原恒星（I类）和非常活跃的金牛T星（II类）。盘风具有洋葱状的热化学结构，从较大半径发射的流线具有较低的温度和电离，以及较高的H2丰度。带电流体和中性流体之间的耦合足以将分子从圆盘中喷射出9 AU。大多数H2生存的发射半径随着进化阶段而向外移动。CO在0级中存活，但在I/II级中显著光解。双极加热和分子冷却之间的平衡建立了一个渐近温度700-3000 K，与较冷的喷流在早期的原恒星阶段。吸热形成的H2O是有效的丰度高达1 e-4，而CH+和SH+可以超过1 e-6的I/II级风。从0.2-1天文单位以外发射的离心MHD盘风可以在年轻的低质量恒星中产生速度高达100公里/秒的分子喷流/风。该模型预测随着源的发展，H2/CO比率较高，分子发射半径、温度和流动宽度增加，这与当前观察到的趋势一致。
2011-12-14 astro-ph.SR
Magnetic Field Amplification via Protostellar Disc Dynamos
我们数值研究了通过$αΩ$发电机在原恒星盘中产生磁场以及由此产生的磁流体动力学（MHD）驱动的外流。我们发现，对于小的无量纲发电机参数$α_d$的值的极向场的增长率$σ\propto Ω_K \sqrt{α_d}$指数，在饱和到一个值$\propto \sqrt{α_d}$。发电机激发偶极和八极模，但四极模被抑制，因为种子场的对称性。初始种子场太弱，推出MHD外流被发现足以增长到发射风观测相关的质量通量的顺序$10^{-9} M_{\odot}/\rm{yr}$金牛座T星。这表明$αΩ$ -发电机可能产生了足够强的磁场来发射观测到的外流。
2018-03-02 astro-ph.HE 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
Model of X-ray and extreme-UV emission from magnetically heated atmospheres in classical T Tauri stars: Case study of TW Hya
本研究利用基于物理的MHD模型构建前主序星TW Hya的极紫外和软X射线发射光谱，发现该模型能较好再现日冕温度发射线，为原行星盘光致蒸发研究提供了更准确的高能辐射光谱约束。
2025-04-04 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
A Census of the Low Accretors. II: Accretion Properties
关于驱动吸积从原行星盘到低质量前主序星（金牛T星）的过程，我们已经知道很多。然而，吸积是如何停止的还不清楚。为了确定吸积性质及其与恒星性质的关系，并深入了解吸积的最后阶段，我们提出了一个详细的分析24低和可能的吸积物，以前确定使用He I $λ$ 10830线。我们的模型中分辨率H $α$配置文件的这些恒星使用磁层吸积流模型，占色球的贡献在线中心。基于20颗恒星的拟合参数，我们发现圆盘截断半径和质量吸积率之间的幂律关系与理论和模拟预测一致。通过比较共转半径和截断半径，我们发现大多数目标都处于不稳定的吸积状态，并排除了螺旋桨是阻止吸积的主要过程。对于截断半径是相同的磁半径，偶极磁场和/或效率参数$ξ$需要小于先前确定的，这表明高阶场占主导地位，在低吸积率。最后，我们确定的最低吸积率，可以检测到的H $α$线模拟是$1-3\times10^{-11}M_{\odot}yr^{-1}$的M3星和$3-5\times10^{-11}M_{\odot}yr^{-1}$的K5星。这些极限低于我们样品中观察到的吸积速率，表明我们已经达到了物理下限。这个极限，$\dot{M}\sim10^{-10}M_{\odot}yr^{-1}$，是一致的EUV占主导地位的光蒸发。
2022-12-16 astro-ph.EP 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
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
Launching of Conical Winds and Axial Jets from the Disk-Magnetosphere Boundary: Axisymmetric and 3D Simulations
我们调查发射的磁盘磁层边界的缓慢和快速旋转的磁化星使用轴对称和探索性的三维磁流体动力学（MHD）模拟流出。我们在这两种情况下都发现了长期的外流。(1)在缓慢旋转的恒星的情况下，一种新型的外流，锥形风，被发现和研究的模拟。当恒星的磁通量被圆盘聚集成X型配置时，就会出现锥形风。风的形状是一个薄的锥形壳，半开角为30-40度。锥形风可能是造成不同类型恒星中短暂和持久外流的原因。(2)在快速旋转的恒星（“螺旋桨制度”）的情况下，观察到两个组件的流出。一个分量类似于锥形风。很大一部分盘状物质可能被喷射到风中。第二个组成部分是一个高速，低密度的磁主导的轴向喷流，物质沿着恒星的开放极场线流动。喷流的质量通量约为锥形风的10%，但其能量通量（主要是磁性的）可能大于锥形风的能量通量。喷流的角动量通量（也主要是磁性的）导致恒星快速向下旋转。螺旋桨驱动的外流可能是原恒星中的喷流及其快速自旋下降的原因。射流被磁力准直，而锥形风在模拟区域中仅被弱准直。
2009-07-20 astro-ph.SR
Turbulence In the Outer Regions of Protoplanetary Disks. I. Weak Accretion with No Vertical Magnetic Flux
利用局部数值模拟方法研究了原行星盘外区磁流体动力学（MHD）湍流的强度和性质，其中双极扩散是主要的非理想MHD效应。模拟包括垂直分层和假设零净垂直磁通量。我们采用了超时间步长技术，以改善扩散时间步长的柯朗限制。我们发现，在理想化的分层模拟，与一个空间恒定的双极Elsasser数上午，湍流驱动的磁旋转不稳定性（MRI）的行为在以前的非分层计算类似的方式。当Am < 1时，湍流消失，随着双极扩散的减少，湍流逐渐变得更加剧烈。当Am > 1000时，恢复了接近理想的MHD行为。在中间制度（10 < Am < 1000）双极扩散导致的MRI发电机周期和磁场结构的特征尺度的周期大幅增加。为了量化双极物理对盘吸积的影响，我们在30 AU和100 AU进行模拟，其中包括基于远紫外（FUV）电离盘模型的垂直Am剖面。这些模型开发了一个垂直分层结构类似于欧姆死区，是目前在较小的半径。我们发现，虽然表面湍流的水平可以是强的（和一致的约束在这些半径的湍流线宽），推断吸积率至少比金牛座T恒星中观察到的小一个数量级。这种差异很可能是由于在我们的模拟中假设垂直磁场为零，并表明垂直磁场是必不可少的MRI驱动的吸积在外部区域的原行星盘。
2013-01-15 astro-ph.SR
Disk-Magnetosphere Interaction and Outflows: Conical Winds and Axial Jets
我们研究外流的磁盘磁层边界的旋转磁化恒星的情况下，一个明星的磁场是聚束成X型配置使用轴对称和全三维MHD模拟。如果盘中的粘滞系数大于扩散系数，或者盘中的吸积速率增大，就会出现这种结构。锥形流出物从圆盘的内边缘流向开口角为30-45度的窄壳。外流携带着0.1-0.3的盘质量和部分盘的角动量向外。在不同周期的恒星周围会出现锥形外流，但是在“螺旋桨”状态的恒星中，会出现一个额外的-更快的分量：轴向喷流，其中物质在距离恒星很小的距离上被恒星表面上方的磁压力加速到非常高的速度。探索性的3D模拟表明，锥形外流是对称的旋转轴的磁盘，即使磁偶极子是显着错位。锥形外流和轴向喷流可能出现在不同类型的年轻恒星中，包括I类年轻恒星、经典金牛座T星和EXOR。
2009-01-24 astro-ph.SR
Magnetically Driven and Collimated Jets from the Disc-Magnetosphere Boundary of Rotating Stars
我们讨论了最近的进展，了解发射的外流/喷气机从磁盘磁层边界的缓慢和快速旋转的磁化恒星。在大多数讨论的模型中，假设盘的内部具有湍流粘性和磁扩散率（如由两个"α“参数所描述的），而盘外部的冠状区域使用理想磁流体动力学（MHD）来处理。广泛的MHD模拟已经建立了在缓慢和快速旋转的恒星的情况下发生的长期外流。在{ \it慢转恒星}的情况下，发现并研究了一种新的外流，{ \it a锥形风}。当恒星的磁通量因吸积盘向内运动而聚集时，就会出现锥形风。在其发源地附近，风的形状是一个半开角为$ \sim 30^\circ$的薄锥壳。在大的距离，这些流出成为磁准直的环形磁场和形式的物质占主导地位的射流。也就是说，射流是载流的。锥形风的主要驱动力是与环形磁场平方的负梯度成比例的磁力，而不是离心力。在{ \it快速旋转的恒星}处于“螺旋桨状态”的情况下，观察到两个分量的流出。第一个分量类似于物质主导的锥形风。在这种状态下，盘状物质的很大一部分可能被喷射到风中。第二个组成部分是一个高速，低密度的磁主导{ \it轴向喷流}，其中物质沿着恒星的开放极场线流动。
2013-06-05 astro-ph.SR
A High-resolution Optical Survey of Upper Sco: Evidence for Coevolution of Accretion and Disk Winds
磁流体动力学（MHD）和光蒸发风被认为在行星形成盘的演化和扩散中起着重要作用。在这里，我们分析了高分辨率（$Δv \sim$ 7公里$^{-1}$）的光学光谱从样本的115 T金牛星在$\sim 5-10$ Myr上斯科协会和专注于[O I] $λ$ 6300和H $α$线跟踪盘风和吸积，分别。我们的样本覆盖了很大的光谱类型范围，我们将其分为温暖（G 0-M3）和凉爽（晚于M3），以便于与年轻地区进行比较。我们在87个具有原行星盘的上SCO源中的45个中检测到[O I] $λ$ 6300线，并且在45个中的32个中基于H $α$轮廓和等效宽度进行吸积。所有[O I] $λ$ 6300上Sco曲线均具有低速（质心$< -30$ kms $^{-1}$，LVC）发射，并且大多数（36/45）可通过单个高斯（SC）拟合。质心速度和半高宽的SC分布与磁流体圆盘风的分布一致。我们还发现，上Sco样品与年轻样品一样，也遵循同样的吸积光度$-$ LVC [O I] $λ$ 6300光度关系和SC FWHM与WISE W3-W 4谱指数之间的反相关。这些结果表明，吸积和盘风共同演变，并作为内部磁盘清除，风排放产生进一步远离恒星。最后，我们的大光谱范围的覆盖范围显示，冷星有较大的FWHM标准化的恒星质量比温暖的恒星，表明[O I] $λ$ 6300的发射产生更接近低质量/低光度的恒星。
2023-01-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
High-Resolution Mid-Infrared Spectroscopy of GV Tau N: Surface Accretion and Detection of Ammonia in a Young Protoplanetary Disk
重新分配或移除原行星盘的角动量的物理过程，可以驱动质量吸积到恒星上，并影响行星形成的结果。尽管原行星盘参与吸积的证据随处可见，但负责的过程仍不清楚。在这里，我们提出的证据红移分子吸收光谱的I类源，表明在磁盘表面的快速流入。GV Tau N的高分辨率中红外光谱揭示了C2 H2、HCN、NH3和水的单独谱线的丰富吸收光谱。从分子吸收的性质，我们可以推断，它携带一个显着的吸积率（~ 1 e-8至1 e-7 Msun/yr），相当于活跃的金牛座T星的恒星吸积率。因此，我们可以观察到盘吸积的作用。这些结果可能为超声速“表面吸积流”提供观测证据，这在磁化圆盘的MHD模拟中已经发现。观测到的光谱也代表了在原行星盘的行星形成区域中首次探测到氨。由于氨的丰度仅与HCN相当，因此它不可能是氮的主要缺失库。如果像预期的那样，内盘中占主导地位的氮储存库是N2，那么它的高挥发性将使其难以融入形成的行星，这可能有助于解释大部分地球的低氮含量。
2020-11-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamics of magnetic flux tubes and IR-variability of Young Stellar Objects
模拟了金牛T星吸积盘中细长磁通量管的动力学行为。我们的模型的动力学方程考虑了空气动力学和湍流阻力，以及MFT和周围气体之间的辐射热交换。用我们的吸积盘MHD模型计算了吸积盘的结构。我们考虑的MFTs形成的距离$0.027-0.8$ au的恒星与不同的初始半径和等离子体β $β_0$。模拟结果表明，弱磁场下的MFT（$β_0=10$）以低于声速的速度缓慢上升。含有$β_0=1$的MFT形成圆盘的流出磁化电晕。强磁化的MFTs（$β_0=0.1$）可以引起速度为$20-50$ km s $^{-1}$的外流。根据我们的模拟，这些管子会随着时间的推移周期性地上升，从几天到几个月不等。我们建议，周期性上升的MFTs可以吸收恒星辐射，并有助于年轻恒星天体的红外变化。
2017-12-25 astro-ph.SR
Forbidden Emission Line spectro-imaging of the RU Lupi jet and Low Velocity Component
本研究通过自适应光学辅助的禁线光谱成像，首次对 RU Lupi 的喷流和低速成分进行成像，验证了窄成分的 MHD 盘风起源，并首次估计了风发射区高度和风质量损失率，发现风效率不足以显著移除角动量。
2025-01-21 astro-ph.SR
Dynamics of magnetic flux tubes in accretion disks of Herbig Ae/Be stars
在考虑浮力和拖曳力、与周围气体的辐射热交换以及吸积盘的磁场的情况下，模拟了具有古大尺度磁场的典型Herbig Ae/Be星的吸积盘中磁通量管的动力学.利用我们的磁流体动力学（MHD）模型模拟了盘的结构，并考虑了恒星辐射对盘表面层的加热。模拟结果表明，MFTs周期性地上升，从最里面的区域的磁盘的速度高达$10-12$公里s $^{-1}$。在磁盘表面附近的外部磁场的作用下，MFT经历衰减的磁振荡。振荡周期随着距离恒星和MFT初始等离子体β的距离而增加，范围从$r=0.012$ au的几个小时到$r=1$ au的几个月不等。振荡的特征在于MFT的特征（包括其温度）的脉动。我们认为，振荡可以产生观察到的赫比格Ae/Be星，这将是更强烈的比在金牛T星的情况下，因为赫比格Ae/Be星的磁盘更热，密度更大，并有更强的磁场的IR变化。
2022-02-09 astro-ph.SR
Dynamics of magnetized accretion disks of young stars
研究了具有古大尺度磁场的年轻恒星吸积盘的动力学。本文推广了作者提出的吸积盘的磁流体力学（MHD）模型，考虑了磁场对吸积盘气体旋转速度和垂直结构的动力学影响。利用改进的MHD模型，模拟了太阳质量T的金牛星在不同吸积率$\dot{M}$和尘埃颗粒尺寸$a_d$下吸积盘的结构.对圆盘径向结构的模拟表明，圆盘中的磁场是运动的，对于典型值$\dot{M}=10^{-8}\,M_\odot\,\mbox{yr}^{-1}$和$a_d=0.1 μ$ m，电磁力不影响气体的旋转速度.在大的尘埃颗粒的情况下，$a_d\geq 1$毫米，磁场被冻结到气体中，并在距离恒星$r\gtrsim 30$ au径向距离处产生动态强磁场，其张力使旋转速度减慢开普勒速度的$\lesssim 1.5$ %。这种效应与径向气压梯度的贡献相当，并能导致尘埃颗粒在吸积盘中径向漂移速度的增加。在高吸积率的情况下，$\dot{M}\geq 10^{-7}\,M_\odot\,\mbox{yr}^{-1}$，磁场也是动态强的磁盘，$r<0.2$ au的内部区域。对盘的垂直结构的模拟表明，根据盘表面的条件，磁压力的垂直梯度可以导致盘的特征厚度与流体静力学的相比减小或增加5- 20%。磁盘的厚度的变化发生在低电离分数和有效的磁扩散（“死”区），从$r=0.3$ $20$金在典型的参数延伸的区域之外。
2022-08-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Conical Winds from the Disk-Magnetosphere Boundary
在对圆盘-磁层相互作用的轴对称磁流体动力学模拟中，当恒星的磁场聚集成X型配置时，发现了一种新型的风--锥形风。如果盘的有效粘性大于有效扩散率，或者如果盘中的吸积速率增强，则会出现这种配置。锥形出流从盘的内边缘流入半开角为30-45度的窄壳。外流携带大约0.1-0.3的盘质量吸积率和部分盘角动量。由于恒星磁场的缠绕，盘上方的磁压梯度驱动锥形风。探索性的3D模拟表明，锥形风是对称的旋转轴的磁盘，即使磁偶极子是显着失调与磁盘的旋转轴。在不同时期的恒星周围出现锥形风。然而，在“螺旋桨”状态的恒星中，出现了一个额外的-更快的组件：轴向喷流，其中物质在距离恒星很小的距离上被恒星表面上方的磁压力加速到非常高的速度。模拟是在无量纲单位，适用于各种磁盘吸积磁化恒星：年轻的恒星，白矮星，中子星，并可能黑洞。对于年轻恒星，圆锥风和轴向喷流可能出现在不同的情况下，包括I类年轻恒星、经典金牛座T星和EXOR。在EXOR时期，增强的吸积可能会导致形成锥形风，这对应于从这些恒星观察到的外流。
2009-01-27 astro-ph.SR
Laser experiment for the study of accretion dynamics of Young Stellar Objects: design and scaling
介绍了一种新的研究新生恒星吸积动力学的实验装置。它利用了通过将激光产生的膨胀等离子体耦合到$2\times 10^{5}~{G}\ (20~{T})$外部施加的磁场而产生的磁准直流。该流被用作吸积柱，并被发射到模仿恒星表面的障碍物目标上。这种装置已被用来详细研究吸积动力学，如[G. Revet等人，Science Advances 3，e1700982（2017），arXiv：1708.02528}。在这里，流的特性进行了详细说明，并提出了实验等离子体膨胀和一维绝热膨胀模型之间的联系。为了表征实验流动及其与理想MHD制度的接近程度，还计算了无量纲数。我们建立了一个桥梁，我们的实验等离子体动力学和一个发生在经典金牛T星（CTTS），我们发现，我们的设置是一个高等离子体$β$ CTTS吸积的情况下代表。
2019-09-26 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Physical modeling of viscous disc evolution around magnetized neutron star. Aql X-1 2013 outburst decay
我们提出了一个围绕磁化中子星的粘性演化吸积盘模型。该模型的特点是不同的外半径的热电离部分的磁盘，由于冷却和不同的内半径的磁盘，由于与磁层的相互作用。它还包括离心屏障对中子星吸积的阻碍以及来自中子星和中子星盘的X射线对外盘和伴星的照射。当设置内部边界条件时，我们考虑到内部圆盘的过程发生的时间尺度远小于整个圆盘的粘性时间尺度。我们考虑三种类型的流出从光盘内边缘：零流出，一个基于MHD计算，和一个非常有效的螺旋桨机制。爆发峰之后的X射线瞬态的光变曲线可以通过相应的公开可用的代码来计算。我们将2013年Aql X-1爆发的X射线和光学波段的光变曲线与模型进行了比较。我们发现，快速下降的$0.3-10$ keV通量可以单独解释由径向收缩的热盘。同时，具有中子星磁场$>10^8$ G的模型具有更好的拟合，因为吸积效率行为强调了光变曲线上的“膝盖”。我们还发现，吸积停滞的盘库可以产生柏拉图发射。
2021-12-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Unstable accretion in TW Hya: 3D simulations and comparisons with observations
本研究通过三维磁流体动力学模拟与TESS及地面观测光变曲线对比，揭示TW Hya光度变化源于不稳定吸积产生的多热点，并解释多准周期振荡的起源与磁层参数的关系。
2025-01-23 astro-ph.SR
Boundary between Stable and Unstable Regimes of Accretion. Ordered and Chaotic Unstable Regimes
我们提出了一套高网格分辨率的三维（3D）磁流体动力学（MHD）模拟在低粘度磁盘上进行的瑞利-泰勒不稳定制度的吸积旋转磁化恒星的研究。我们发现，稳定区和不稳定区的边界几乎完全由快度参数Ω_s= Ω_star/Ω_K（r_m）决定，其中Ω_star是恒星的角速度，Ω_K（r_m）是开普勒盘在盘-磁层边界r=r_m处的角速度.我们发现当ω_s < 0.6时吸积是不稳定的。通过不稳定性的吸积存在于具有不同磁层大小的恒星中。然而，只有在磁层相对较小（r_m/R_star < 7）的恒星中，不稳定舌才能在恒星表面产生混乱的热点和不规则的光变曲线。在更小的紧固度参数值时，ω_s < 0.45，多个不规则的舌状物合并，形成一个或两个有序的不稳定舌状物，其以内盘的角频率旋转。这种转变发生在磁层更小的恒星中，r_m/R_star < 4.2。我们的大部分模拟都是在偶极磁层的小倾斜（θ =5度）和小粘度参数α =0.02下进行的。在更高的alpha值下的测试模拟表明，更多的情况变得不稳定，光变曲线变得更加不规则。在较大倾角的偶极θ的测试模拟表明，不稳定性是存在的，但是，吸积在两个漏斗流占主导地位，如果θ> 15度。这些模拟的结果可以应用于吸积磁化恒星与相对较小的磁层：经典的金牛座T星，吸积毫秒X射线恒星，和激变变量。
2016-05-16 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
JWST MIRI MRS Images Disk Winds, Water, and CO in an Edge-On Protoplanetary Disk
本文利用JWST MIRI MRS观测边缘原行星盘Tau 042021，揭示了H$_2$的X形MHD盘风、双极喷流、延伸的H$_2$O和CO发射，并首次在低质量T Tauri星周围确认延伸的PAH发射，为研究原行星盘的外流、吸积和散射过程提供了新窗口。
2024-03-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
