Synthetic Light Curves of Accretion Variability in T Tauri Stars
吸积、低质量、主序前恒星（即，经典金牛座T星（CTTS）揭示了不同类别的变化。其中几种分类与$\dot{M}$的变化有关。为了测试吸积的变化条件如何导致不同的光变曲线形态，我们使用一维流体动力学模拟沿磁场线的吸积加上辐射转移模型和旋转的简单处理，以产生合成光变曲线。我们采用了以前开发的指标，以分类观察，以促进观察和我们的模型之间的比较。我们发现，恒星质量，磁场几何形状，共转半径，倾角和湍流都发挥作用，在生产所观察到的光变曲线，没有一个参数是完全占主导地位的控制所观察到的变化。虽然光变曲线的周期性行为受倾角的影响最大，但它也是磁场几何形状和内部盘湍流的函数。具有纯偶极场、强排列八极分量或内部盘中的高湍流的物体都倾向于显示吸积爆发。具有反对齐的八极分量或对齐的、较弱的八极分量的物体往往会显示出光变曲线，但爆发略少。我们没有发现明显的单调趋势恒星质量和经验分类。这项工作为更详细地描述经过充分研究的目标奠定了基础，因为通过凌日系外行星调查卫星（TESS）等任务可以获得更多CTTS的光变曲线。
2021-01-12 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
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
Accretion variability of the multiple T Tauri system VW Cha
经典的金牛座T星是低质量物体，它们仍然从周围的星周盘吸积物质。吸积过程对于类太阳恒星的形成和行星形成时盘的性质的确定是必不可少的。我们构建了一个复杂的数据集，以检查吸积过程中的VW Cha，一个经典的金牛座T多重系统，目的是研究该系统的光度和光谱变化的物理起源。TESS太空望远镜在2019年4月22日至6月19日期间观测了VW Cha，我们用同期的地面$I_CJHK$波段光度测量补充了这些数据。此外，我们还用VLT/ESTERO和2.2m/FEROS仪器获得了高分辨率的光谱。分析这些数据，我们发现，TESS光变曲线显示光度变化的时间尺度从几分钟到几个星期的峰值到峰值的幅度为$\sim$ 0.8马格。近红外线曲线遵循的形状的光学测量，但是，峰到峰的幅度略有增加，对较长的波长。我们在系统的较暗和较亮的光度状态下拍摄了光谱，使我们能够检查光度增亮事件的起源。我们的研究结果表明，这种增亮事件可以解释为增加吸积。此外，我们的光谱数据还表明，VW Cha的主要组成部分是一个光谱双星，因为它是在早期的工作提出。
2022-05-23 astro-ph.SR
Using Multiwavelength Variability to Explore the Connection between X-ray Emission, the Far-Ultraviolet H2 Bump, and Accretion in T Tauri Stars
金牛座T星（TTS）的高能辐射场应该会影响周围的拱星盘，对盘的运输和加热有影响。然而，高能场对圆盘影响的观测证据很少。在这里，我们调查之间的联系X射线发射和最里面的气体盘利用TTS的可变性。我们获得了多个时期的协调数据（采取同时或在几个小时内）的吸积TTS与哈勃太空望远镜，尼尔Gehrels斯威夫特天文台和钱德拉X射线天文台。我们测量了1600 A的远紫外（FUV）H2隆起特征，它跟踪恒星<1 AU的气体;近紫外（NUV）发射，从中我们提取吸积光度;以及X射线光度。我们没有发现FUV H2碰撞和X射线亮度之间的相关性。因此，在最内层的圆盘中，X射线电离效应的可观测示踪物仍然难以捉摸。我们报告的FUV H2凸点和吸积光度之间的相关性，将此功能的磁盘表面密度。我们还看到了X射线光度和吸积柱密度之间的相关性，这意味着耀斑活动可能会影响吸积。这些结果强调协调多波长的工作，了解TTS的重要性。
2019-04-10 astro-ph.SR
A Multi-wavelength, Multi-epoch Monitoring Campaign of Accretion Variability in T Tauri Stars from the ODYSSEUS Survey. III. Optical Spectra
本文通过ODYSSEUS巡天对四颗经典T Tauri星进行多历元光谱监测，结合HST紫外光谱与测光，发现磁层截断半径在2.5–5 R*间变化，并揭示常用谱线-吸积经验关系在单次观测中存在偏差，需谨慎用于变异性研究。
2024-08-08 astro-ph.SR
Spectral variability of classical T Tauri stars accreting in an unstable regime
经典金牛座T星（CTTS）在不同的时间尺度上是可变的。一种类型的可变性可能与物质通过瑞利-泰勒不稳定性的吸积有关，这种不稳定性发生在吸积盘和恒星磁层之间的界面处。在这个制度中，物质在几个临时形成的吸积流或“舌头”，出现在随机位置，并产生随机光度和线的变化。我们使用全球三维磁流体动力学模拟的物质流在稳定和不稳定的吸积制度的结果来计算随时间变化的氢线轮廓和研究其变化行为。在稳定区，一些氢谱线（如H-β、H-γ、H-δ、Pa-β和Br-γ）只在恒星自转周期的一小部分时间内显示出红移的吸收分量，并且它的出现是周期性的。然而，在不稳定的制度，红移的吸收分量是目前相当持久的整个恒星旋转周期，其强度变化非周期性。在稳定的制度，一个有序的吸积漏斗流穿过视线的观察者只有一次，而在不稳定的制度，几个吸积流/舌头，这是随机形成的，穿过视线的观察者。后者的结果在准稳态外观的红移吸收，尽管强烈不稳定的性质的吸积。在不稳定状态下，恒星表面会形成多个热点，产生随机光变曲线，每个旋转周期有多个峰值。这项研究表明，CTTS表现出随机光变曲线和随机线的变化，而持久的红移吸收成分，可能是吸积在不稳定的吸积制度。
2013-02-25 astro-ph.SR
Variability of young stellar objects in the star-forming region Pelican Nebula
2012-2013年，我们在恒星形成区鹈鹕星云（IC 5070）以$BVRI$波长观测了90个夜晚的$16'\times 16'$场。利用$VRI$波段的250多个历元，对$V\sim 21$ ~ ma的变星进行了识别和分类，给出了一个包含67颗主序前变星的95颗变星的光学时间序列测光星表，包括周期、平均星等和分类。根据光变曲线的变化以及利用光学和红外数据以及Gaia DR 2天体测量的色-色图和色-星等图上的位置，主序前变星被进一步分类为候选的经典金牛座T星和弱线金牛座T星。经典的金牛座T星显示的变化幅度高达三倍的最大波动在无盘的弱线金牛座T星，表现出强烈的周期性变化。我们的测光在单个夜晚内忽略了短期的变化。几个经典的金牛座T星显示长期（$\geq 10$天）的单一或多个衰落和增亮事件，在光学波长的几个量级。根据等时线拟合和光谱能量分布，主序前变量的典型质量和年龄分别估计为$\le 1~M_\odot$和$\sim 2$ Myr。我们没有发现前主序星的光学振幅或周期与物理参数（质量和年龄）之间的任何相关性。
2019-06-01 astro-ph.SR
Search for Keplerian periods in light variations of T Tauri stars and Herbig Ae stars
作为ROTOR计划的一部分，在Maidanak天文台获得了20年以上的TTauri和Herbig Ae星的UBVR观测的长期，统一的系列进行了分析。我们发现特征变化时间尺度和恒星+盘系统的热光度之间存在线性关系：光度越高，亮度变化越慢。这种依赖关系在很宽的质量和光度范围内都是有效的，从金牛座T星到赫比格Ae星。平均而言，变化的时间尺度是四分之一的开普勒周期在尘埃升华半径，这是已知的干涉观测。有些金牛座T型恒星的周期从25天到120天不等，在几个观测季节中都能保存下来。这些周期对应于开普勒轨道，半长轴从0.14到0.52 AU。所获得的结果提供了间接证据，证明在恒星向主序星演化的早期阶段，在恒星的气尘盘中存在原行星。
2010-11-12 astro-ph.SR
Understanding Accretion Variability Through TESS Observations of Taurus
解释被称为经典金牛T星的吸积、年轻、低质量恒星的短时间尺度变化仍然是一个开放的任务。来自凌日系外行星勘测卫星（\textit{TESS}）的长达一个月的连续光变曲线已经可以用于数百颗金牛座T星。有了这一庞大的数据集，确定之间的联系所观察到的变化\TESS和短时间尺度吸积变化是有价值的吸积过程的特点。为此，我们获得了短节奏的\TESS观测金牛座恒星形成区域的14颗金牛座T星，同时地面，UBVRI波段测光作为吸积诊断。此外，我们结合我们的数据集与以前公布的同时NUV-NIR \textit{Hubble Space Telescope}光谱的一个成员的样品。我们发现的证据表明，在\TESS光变曲线中观察到的短时间尺度的变化可以归因于吸积率的变化，但注意到显着的分散在不同的夜晚和对象。我们确定在我们的数据集内的时间滞后的提示，增加在较短的波长，我们建议可能是纵向的吸积柱的密度分层的证据。我们的研究结果强调，同时，多波长观测仍然是至关重要的，为这些恒星的观测变化提供背景。
2022-06-30 astro-ph.SR
Variability of the transitional T Tauri star T Chamaeleontis
我们的物理特性的T Chamaeleontis，过渡T金牛星显示UX Ori-type的变化，其相关的光盘，并探讨可能的影响光盘清除过程。基于丰富的光学高分辨率和低分辨率光谱集合，检查不同的光谱诊断。我们确定径向和投影的旋转速度，并测量等效宽度的Li I（6708 A）线和最突出的发射线（如Ha，Hb和[OI] 6300 A），我们分析的光球线的形状变化通过平分线的方法，而在Ha和Hb的变化检查通过线轮廓相关矩阵。Ha和Hb发射的强度是高度可变的，并且与[OI]线的强度以及超过三个量级的Av变化相关。在类似的时间尺度上测量到恒星径向速度的变化高达近10 km/s，但没有明显的周期性。SED建模证实了光盘中存在间隙。变量拱星消光被指出负责观测到的恒星连续通量的显着变化和伴随的变化，在发射功能的对比度效应。星团结构，包含大的尘埃颗粒，并在AU的十分之几内绕恒星运行，偶尔会使恒星模糊，最终，部分内部星周区，而大部分氢线发射区和外部低密度风区由[OI]跟踪保持不变。与这种情况相一致的是，探测到的径向速度变化也可以用星团物质过境和部分遮蔽恒星来解释。
2009-04-14 astro-ph.SR
Chandra and XMM-Newton X-ray Observations of the Hyperactive T Tauri Star RY Tau
我们提出的结果，指出X射线观测吸积喷流驱动金牛座T星RY头使用钱德拉和XMM-牛顿。我们获得了高分辨率的光栅光谱和高质量的CCD光谱和光变曲线，目的是确定RY Tau明亮的X射线发射的物理机制。光栅光谱揭示了许多发射线，跨越了广泛的温度叠加在一个热的连续。X射线发射测量分布主要由T_hot ~ 50 MK的非常热的等离子体控制，但在耀斑期间存在更高的温度。一个较弱的冷等离子体成分也存在，揭示了低温线，如O VIII。X射线光变曲线显示出复杂的变化，包括短持续时间（~小时）的超热耀斑，伴随着荧光铁发射在6.4千电子伏叠加在一个缓慢变化（~一天）的组件，可能与恒星旋转。热耀斑成分无疑是磁源（如日冕）。软带和硬带光变曲线经历类似的缓慢变化，这意味着至少有一些冷等离子体与热等离子体共享一个共同的磁源。任何贡献的X射线发射冷冲击等离子体相比，占主导地位的热的组成部分，但生产个别的低温线，如O VIII在吸积冲击不排除。
2016-04-20 astro-ph.HE 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
Rotational Modulation and Long-Term Variability of Magnetic Fields in T-Tauri Stars with IGRINS
California Institute of Technology（加州理工学院）；Colgate University（科尔盖特大学）
通过分析9颗前主序星的IGRINS高分辨率近红外光谱，发现表面磁场强度、有效温度和旋转调制振幅在年时间尺度上演化，且磁填充因子大于温度推断的星斑填充因子，表明磁区延伸至最冷斑点之外。
2026-06-02 astro-ph.SR
Pre-Main Sequence variables in the VMR-D : identification of T Tauri-like accreting protostars through Spitzer-IRAC variability
我们提出了一个年轻的恒星物体的红外线变化的研究，通过两个斯皮策-IRAC的船帆座分子云D（VMR-D）的观测时间间隔约6个月的图像。通过使用相同的空间红外仪器，这项研究消除了所有不必要的影响，通常不可避免的比较时，从不同的仪器获得的目录。VMR-D地图覆盖约1.5平方度。恒星形成活跃的地方我们感兴趣的吸积前主序星的光度变化是由于间歇性事件的磁盘吸积（即活跃的金牛T星和EXor型对象）。这些可变物体是从超过170，000个以S/N比> 5探测到的源的目录中选出的。我们搜索样本的变量，其光度特性接近那些已知的EXOR的。这些后者被监测在一个更系统的方式比金牛T星和机制，规范观察到的现象是完全相同的。因此，EXor行为的模态通常被用作选择变量的驱动标准。我们选择了19个真正的候选人，构成了一个定义明确的新的可变目标样本，以供进一步调查。其中，10个源呈现斯皮策MIPS 24微米对应物，并被分类为3个I类，5个平坦光谱和2个II类物体，而其他9个源的光谱能量分布与I类以上的相位兼容。这与已知EXor的小样本是一致的，并表明吸积耀斑或EXor阶段可能是I/II类跃迁。我们还提出了新的处方，可以在未来的搜索在大型IR数据库中的吸积变量是有用的。
2009-06-22 astro-ph.SR
Orbital Motion, Variability, and Masses in the T Tauri Triple System
我们介绍了2015-2019年在凯克和双子座天文台获得的金牛座T三重系统的自适应光学成像结果。我们拟合了T Tau Sb相对于Sa的轨道运动，并模拟了它们的质心相对于T Tau N的天体测量运动。利用Gaia测得的距离，我们导出了MSa = 2.05 +/- 0.14 Msun和MSb = 0.43 +/- 0.06 Msun的动力学质量。随着持续观测，绘制整个轨道周期的运动，预计质量的精确度将得到提高;这一点特别重要，因为该系统将于2023年接近近星点。根据已发表的性质和最近的进化轨迹，我们估计T Tau N的质量约为2 Msun，这表明T Tau N的质量与T Tau Sa相似。窄带红外测光显示，T Tau N在2017年底至2019年初之间保持相对恒定，平均值为K = 5.54 +/- 0.07 mag。自2015年以来，使用T Tau N校准相对通量测量，我们发现T Tau Sa在几个月的时间尺度内在K波段的7.0至8.8 mag之间变化剧烈，而T Tau Sb在K波段从8.5等稳定地衰减到11.1等。在T Tau S双星27年的轨道周期中，两个组成部分在K波段相对于T Tau N都显示出3-4个量级的变化。
2020-06-05 astro-ph.GA 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 frequency of large variations in the near-infrared fluxes of T Tauri stars
变化是年轻恒星天体的一个特征，可能导致恒星形成区HR图中观察到的大散射。然而，对于典型的YSO，可变性的长期影响受到的约束很小。在这里，我使用2 MASS，UKIDSS和DENIS存档的近红外测光来研究四个恒星形成区域Rho-Oph，ONC，IC 348和NGC 1333的高置信度成员的长期变化。总样本包括600多个物体，其中约320个被认为有圆盘。该数据集涵盖了长达8年的时间尺度。大约一半的YSO在2 σ水平上是可变的，中值振幅为5- 20%。在至少两个近红外波段中振幅>0.5等的高度可变天体的比例非常低-整个样本为2%，具有圆盘的天体为3%。这些具有强可变性的源大多是具有圆盘的对象，并且是后续研究的主要目标。NGC 1333的变异幅度最大，可能是因为它是最年轻的YSO样本。高度可变的物体的频率也随着观测的时间窗（从数周到数年）而增加。这些结果有三个含义：1）当从近红外星等推导出YSO的光度时，由变异性引入的典型误差在5-20%的范围内，并且取决于盘分数和可能的年龄。2)如果光度是从近红外星等得到的，那么在恒星形成区的HR图中，变化对散射的贡献可以忽略不计（除了少数极端天体）。3)在II级阶段，如幕式吸积情景所要求的那样，吸积爆发伴随着质量吸积速率的几个数量级的增加，其占空比为>2000-2500年。（节略）
2011-11-08 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
Testing Models of Accretion-driven Coronal Heating and Stellar Wind Acceleration for T Tauri Stars
经典的金牛T型星是主序前的天体，同时经历吸积、风外流和日冕X射线发射。来自磁层吸积流的等离子体对恒星表面的影响可能是这些恒星上层大气中能量和动量的主要来源。本文提出了一套模型的动力学和加热的三个不同的地区的金牛座T星的吸积影响：（1）直接下方的磁层吸积流的冲击等离子体，（2）恒星风，加速沿开放的磁通量管，（3）封闭的磁回路，类似于太阳的日冕活动区。对于环，日冕加热的自洽模型来自太阳场线缠结和湍流耗散的数值模拟。对金牛座-御夫座恒星形成区的14颗观测良好的恒星的性质建立了独立的模型。平均而言，风质量损失率的预测略低于观测值，这表明盘风或X风也可能有助于测量的外流。然而，对于某些恒星，模拟的恒星风似乎对测量的质量通量有很大的贡献。对激波和环的X射线光度的预测与现有的观测结果基本一致。吸积率最高的恒星往往具有由高温（5-10 MK）环主导的X射线光度。吸积率较低的恒星的X射线光度主要由较冷的吸积激波所控制。
2009-10-14 astro-ph.SR
PENELLOPE III. The peculiar accretion variability of XX Cha and its impact on the observed spread of accretion rates
调节原行星盘演化的过程是通过研究质量吸积率如何与恒星和盘的性质成比例来限制的。在这些关系的蔓延可以被用来作为一个约束的磁盘演化模型，但只有当吸积变化的影响是正确的占。虽然在恒星形成的嵌入阶段，变化的影响可能是巨大的，但它通常被认为在后期阶段是有限的。在这里，我们报告所观察到的一个目标，XX茶吸积率的大变化，我们讨论了经典金牛座T星的人口研究的影响。通过拟合最近X-Shooter观测的紫外-近红外光谱确定的质量吸积率与11年前用同一仪器测量的质量吸积率进行了比较。XX Cha在2010年至2021年期间显示出近2 dex的吸积变化。虽然这种变化发生的时间尺度是不确定的，XX茶显示一个极端的吸积变化的经典金牛座T星。如果这种行为在经典的金牛座T星中很常见，可能比以前探测的时间尺度更长，那么它可能与讨论由所观察到的吸积率扩展所约束的盘演化模型有关。最后，我们注意到，以前的研究吸积可变性的基础上谱线可能低估了一些目标的可变性。
2022-08-02 astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of the RV Tauri Variable System U Monocerotis: Long-Term Variability Phenomena That Can Be Explained by Binary Interactions with a Circumbinary Disk
我们目前的X射线通过亚毫米观测的经典RV金牛座（RVb型）变量U Mon，后AGB二进制与环二进制磁盘（CBD）。我们的SMA观察表明CBD直径为$\lesssim$ 550 AU。我们的XMM-牛顿观测使U Mon成为第一个在X射线中检测到的RV Tauri变量。的X射线发射的特点是一个热等离子体（$\sim$ 10 MK），与L $_{X}=5\times10^{30}{\rm erg}~{\rm s}^{-1}$，我们认为它可能起源于U Mon，它的同伴，和/或二元系统的相互作用。结合DASCH和AAVSO数据，我们将时间序列光度基线延伸到19世纪80年代末，并发现证据表明U Mon具有长期变化，似乎在$\sim$ 60年的时间尺度上复发，可能是由CBD的一个功能引起的。根据文献中的视向速度，我们发现这颗双星伴星是一颗$\sim$ 2 M $_{\odot}$ A型主序星。双星轨道的方向沿着我们的视线（$ω= 95^\circ$），这样，远日点对应于光度RVb极小值，与后AGB恒星被CBD的近侧遮蔽一致。此外，我们发现的CBD内孔（$\sim$ 4.5-9 au）的大小是可比的二进制分离，这意味着一个或两个明星可能与CBD在apastron。后AGB恒星的遮蔽暗示伴星可能是在RVb极小点观测到的增强H $α$和可能由吸积物质产生的X射线辐射的来源。
2021-03-12 astro-ph.SR
Variable X-ray Emission of the Planet Hosting T Tauri Star CI Tau
Center for Astrophysics and Space Astronomy (CASA), Univ. of Colorado, Boulder, CO, USA（科罗拉多大学波尔德分校天体物理学与空间天文中心）；Dept. of Astrophysics, Univ. of Vienna, Türkenschanzstr. 17, A-1180 Vienna, Austria（维也纳大学天体物理系）
CI Tau的X射线变异性表明其磁活动，可能与行星存在有关。
2026-01-13 astro-ph.SR
Modelling Circumbinary Gas Flows in Close T Tauri Binaries
年轻的密近双星在周围的环双星吸积盘中打开了中心的空隙，但是恒星的组成部分仍然可以从穿过空隙的气体中获得质量。人们还不太清楚这一过程是如何运作的，以及恒星成分如何受到这种流入的影响。我们的主要目标是研究如何气体吸积发生和发展密切的金牛座T双星系统。特别是，我们模型的吸积流周围的两个密切的金牛座T双星，V4046 Sgr和DQ头，都表现出周期性变化的发射线，虽然它们的轨道特性是非常不同的。为了推导出环双星物质的密度和速度图，我们采用了二维流体动力学模拟与局部等温状态方程。在与系统同旋转的坐标系中，经过几个轨道后，流型变为准稳定。气体通过同向旋转的拉格朗日点流过环双星间隙，并在两个组成部分周围形成局部的星周盘。螺旋密度模式在环双星盘中发展，有效地传输角动量。质量优先流向主星，它的拱星盘比次级星周围的盘质量更大。我们还比较了所得到的密度分布观察到的线轮廓的变化。线轮廓的变化跟踪的气体流在中央腔显示出明显的相似性与相应的观察到的线轮廓的变化V4046 Sgr，但只有当当地的拱星盘排放被排除在外。在靠近恒星的地方，正常的磁层吸积可能占主导地位，而在更远的地方，这里概述的动态吸积过程占主导地位。恒星吸积率的周期性变化可以解释在像DQ Tau这样的偏心系统中观察到的线发射的爆发。
2011-01-17 astro-ph.SR
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
Short- and long-term variations of the high mass accretion rate classical T Tauri star DR Tau
本研究通过Kepler、TESS测光和CFHT/ESPaDOnS光谱数据分析DR Tau的短期与长期光变，发现其随机光变源于吸积、风、恒星活动及星周遮蔽的复合作用，且各机制重要性随时间变化。
2025-05-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamics of wind and the dusty environments in the accreting T Tauri stars RY Tau and SU Aur
年龄小于1000万年的经典金牛座T星拥有吸积盘。磁流体动力学过程在盘和恒星磁层之间的边界控制吸积和喷射气体流动。我们进行了一系列的同时光谱和光度观测的经典金牛座T星RY头和SU Aur的目的是量化的吸积和流出动力学的时间尺度从天到年。结果表明，盘风中的尘埃是这些恒星光度变化的主要来源。在RY Tau中，我们观察到一个新的效应：在增强流出的事件中，星周消光变低。外流速度和恒星亮度变化的特征时间表明，遮蔽尘埃在恒星附近。两颗恒星的外流活动都在以年为单位的时间尺度上发生变化。在RY Tau的2015-2016赛季和SU Aur的2016-2017赛季期间观察到H $α$轮廓变异性的静止期。我们在磁层吸积模型的框架下解释了这些发现，并讨论了全球恒星磁场如何影响外流活动的长期变化。
2018-11-21 astro-ph.SR
Accretion variability from minutes to decade timescales in the classical T Tauri star CR Cha
经典的金牛座T型恒星被一个拱星盘所包围，它们正在从中吸积物质。这个过程是类太阳恒星形成的关键。虽然经常用简单的静态模型来描述，但吸积过程本质上是随时间变化的。我们的目标是通过分析2006年，2018年和2019年的光度和光谱观测，在从几分钟到十年的广泛时间尺度上研究低质量年轻恒星物体CR Cha的吸积过程。我们对TESS任务和ASAS-SN和ASAS-3数据库中的CR Cha光变曲线进行了周期分析。我们利用与TESS观测窗同时获得的$I,J,H,K$波段测光研究了系统的颜色变化。我们分析了在2006年使用AAT/UCLES获得的一系列高分辨率光谱中发现的吸积示踪剂的振幅，时间尺度和形态，2018年使用HARPS，2019年使用ESTERO和FEROS光谱仪。所有的光度数据显示，与2.327天的旋转周期，这是稳定的系统在几十年的周期性变化兼容。此外，ASAS-SN和ASAS-3的数据暗示，在2001年至2008年期间，长期增亮0.2等，在2015年至2018年期间略低于0.1等。近红外颜色的变化可以通过改变吸积速率或内部盘结构的变化来解释。我们的结果表明，H $α$发射的变化幅度在从数小时到数天/周的时间尺度上增加，之后即使在十年时间尺度上也保持相似。另一方面，我们发现显着的形态变化的年度/十年的时间尺度，表明不同的物理机制，负责线轮廓的变化，如吸积或风，在不同的时间存在不同程度的。
2022-01-10 astro-ph.SR
A Multi-wavelength, Multi-epoch Monitoring Campaign of Accretion Variability in T Tauri Stars from the ODYSSEUS Survey. I. HST FUV and NUV Spectra
本文基于 ODYSSEUS 项目对四颗经典 T Tauri 星进行多历元多波长监测，利用 HST 紫外光谱与吸积激波建模揭示了显著的吸积率变异性，并证明经验关系不适用于估算单目标吸积率。
2024-05-31 astro-ph.SR
Amplitude variations of modulated RV Tauri stars support the dust obscuration model of the RVb phenomenon
上下文金牛座RV型变星是AGB后的脉动恒星，在离开渐近巨星分支后迅速演化通过不稳定带。它们的光变率主要由径向脉动控制。RVb亚类的成员表现出一种额外的变化，表现为平均亮度的长期调制，对此，最流行的理论都假设双星和某种星周尘埃。在这里，我们地址，如果振幅调制与尘埃遮蔽模型是一致的。目的。我们测量和解释的脉动沿RVb变异的平均振幅的总体变化。方法.我们汇编了RVb型恒星的长期测光数据，包括美国变星观测者协会的目视观测、OGLE和ASAS项目的地基CCD测光以及开普勒空间望远镜对天鹅座DF星的超精密空间测光。在将所有观测值转换为通量单位后，我们测量了脉动振幅的周间变化，并将它们与实际平均通量相关联。结果我们发现了一个令人惊讶的一致的脉动幅度和平均通量之间的相关性：他们的规模与彼此的线性范围很宽的通量和幅度。这意味着当相对于系统通量水平测量时，脉动幅度实际上保持恒定。在微弱状态下的明显振幅下降在文献中早已注意到，但它总是声称是难以解释的RVb现象的实际模型。在这里，我们表明，当使用通量，而不是幅度，振幅衰减是自然的解释周期性的遮蔽从一个大的不透明的屏幕，一个最有可能对应于一个环绕尘埃盘，围绕整个系统。
2017-11-09 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
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
Star-disk interaction in the T Tauri star V2129 Oph: An evolving accretion-ejection structure
经典的金牛T星是年轻的低质量系统，仍然从它们的盘中吸积物质。这些系统在几小时到几年的时间尺度上是动态的。观测到的变化可以帮助我们推断在星周环境中发生的物理过程。我们的目标是了解年轻恒星天体中恒星和内部吸积盘之间的磁相互作用的动力学。我们介绍的情况下，年轻的恒星系统V2129 Oph，这是一个著名的金牛座T星。我们使用CFHT/ESPaDOns，ESO/HARPS和CFHT/SPIRou的光学和红外波长的高分辨率光谱数据对这颗恒星进行了时间序列分析。新的数据集使我们能够描述该系统中的吸积-喷射结构，并通过与以前的观测数据进行比较，研究其在十年时间尺度内的演变。我们测量径向速度的变化，并恢复6.53 d的恒星自转周期。然而，我们没有恢复恒星旋转周期的各种拱星线的变化，如H $α$和H $β$在光学或HeI 1083 nm和Pa $β$在红外线。相反，我们表明，光学和红外线轮廓的变化是一致的磁层吸积的情况下，显示约6.0d的周期，短于恒星自转周期的变化。此外，我们还发现H $α$和H $β$谱线的周期为8.5 d，这可能是由于在0.09 au的距离处有一个位于共转半径之外的结构。我们调查这是否可以占风分量，扭曲或多个吸积漏斗流，或在内部磁盘的外部扰动。我们的结论是吸积-抛射过程的动力学可以在短短几年的时间尺度上发生显着变化，大概反映了恒星表面不断变化的磁场拓扑结构。
2021-03-30 astro-ph.SR
The absence of sub-minute periodicity in classical T Tauri stars
经典金牛T星（CTTS）是年轻的晚型天体，仍然从星周盘吸积物质。解析处理和数值模拟预测了恒星表面吸积激波的不稳定性。我们搜索的变化低于几分钟的时间尺度在CTTS TW Hya和AA头。TW Hya是用南部非洲大型望远镜（SALT）上的SALTICAM在巴尔末跳跃周围的窄带滤光片中观测到的。观测是在狭缝模式下进行的，它提供了约0.1 s的时间分辨率。对于AA Tau，我们使用OPTIMA进行了观测，OPTIMA是一种具有更好时间分辨率的单光子计数设备。小规模的变化通常持续几秒钟，但没有检测到明显的周期性。我们对光变曲线的脉冲部分设定了99%的置信上限. TW Hya在340 nm滤波器中0.02-3 Hz和380 nm滤波器中0.1-3 Hz的频率范围内的相对振幅低于0.001。对于0.02-50 Hz，AA Tau的相应值是0.005的振幅。相关的时间尺度表明，冲击波不稳定性不应该直接在我们的光学和紫外观测，但预测的振荡会引起可观察到的红化的变化。我们讨论了磁场如何稳定吸积激波。
2010-05-11 astro-ph.SR
The CIDA Variability Survey of Orion OB1 II: demographics of the young, low-mass stellar populations
我们目前的结果，我们的大规模，光学，多时代的光度调查约180平方度的猎户座OB 1协会，补充了广泛的后续光谱。我们以统一的方式绘制和表征云外，低质量，主序前的人口。我们报告了2064个，大部分是K型和M型，确认了金牛座T成员。大部分（59%）位于OB 1a亚群，27%在OB 1b，14%在A和B分子云的范围内。年轻恒星的空间分布具有明显的结构性。我们描述了两个新的金牛座T星，HD 35762和HR 1833在OB 1a子协会，和两个恒星超密度OB 1b的集群。有迹象表明在OB 1b区域有两个年轻恒星群，位于两个不同的距离，这可能是由于OB 1a子协重叠在OB 1b前面。不同的星系群和区域可以按照年龄顺序排列，这与1000万到1500万年前猎户座OB 1a开始的恒星形成的长期图像相一致。我们定义了一种新型的金牛座T星，C/W类，我们建议的对象可能接近尾声的吸积阶段。我们检测到的观测签名的锂耗尽年轻的K和M星的时间尺度为8.5万年。吸积分数从~2 - 10百万年的下降，意味着吸积e折叠的时间尺度为2.1百万年。最后，V-波段变化的中值振幅显示了恒星活动的下降，从吸积的经典金牛T星到最不活跃的场矮星。
2018-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
X-ray Irradiation of the Giant Planet Orbiting the T Tauri Star TAP 26
针对约17 Myr 的 T Tauri 星 TAP 26 的 Chandra 观测，表征了其 X 射线发射并估算了行星大气模型所需的电离和加热速率。
2024-05-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Discovery of New Dipper Stars with K2: A Window into the Inner Disk Region of T Tauri Stars
近年来，一种新的年轻恒星天体被定义，称为勺形天体，在那里可以观察到大的瞬时通量下降。这些下降太大，不能归因于恒星的变化，持续数小时到数天，可以减少10- 50%的恒星通量。这种变化被归因于星周盘内缘附近的翘曲或吸积柱的掩星。在这里，我们使用随机森林分类器进行监督机器学习，在K2战役2数据中发现了上天蝎座关联和$ρ$蛇夫座云复合体中的95个dipper。我们还提出了30个YSO，表现出明亮的事件的顺序天，被称为突发事件。并非所有的勺星和爆发星都是已知的成员，但它们都表现出红外线过剩，并与属于两个年轻恒星形成区中的任何一个相一致。我们发现21.0 $\pm$ 5.5%的恒星与磁盘是勺为两个地区的组合。我们的整个北斗样本只包括晚型（KM）恒星，但我们表明，偏见限制北斗发现早期光谱类型。使用北斗星特性作为替代，我们发现内盘边缘的温度与类似和早期类型恒星的干涉测量结果一致。
2018-02-01 astro-ph.SR
X-ray variability of sigma Orionis young stars with ROSAT
我们使用的阿拉丁虚拟观测工具和高分辨率成像仪ROSAT档案数据搜索的X射线变化的天尺度在23个年轻的恒星在猎户座σ星团和背景星系。有五颗星显示出明确的耀斑，并且有概率p_var>> 99%是实际的变星。其中两次耀斑是剧烈而持久的，最长持续时间为6天，振幅为静止水平的8倍。我们将另外四颗恒星归类为可能的X射线变星，包括由B2Vp恒星sigma Ori E及其近距离的晚型伴星形成的双星系统。这使得猎户座σ星中高振幅X射线变化的最小频率超过一天的39%。这种X射线变化的发生率在具有中红外线通量过剩的经典金牛座T星中似乎比在快速旋转、无盘的年轻恒星中要低。
2009-03-27 astro-ph.HE 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
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
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
Correlated optical and X-ray variability in CTTS - Indications of absorption-modulated emission
经典金牛座T星（CTTS）的光学和X射线辐射长期以来一直被认为是高度可变的。我们用CoRoT对NGC 2264区域进行了长时间不间断的光学观测，从而能够以前所未有的精度和时间覆盖范围研究CTTS的光学变化。两个简短的钱德拉观测过程中获得的CoRoT指向间隔16天，使我们能够研究是否有光学和X射线的变化之间的相关性，在这个时间尺度上，从而探讨物理机制驱动的变化在两个波段。我们计算了NGC 2264中经典和弱T线金牛星（WTTSs）样本的Chandra和CoRoT观测所覆盖的两个30 ks持续时间窗口之间的光学和X射线分数变率。散点图清楚地表明，光学和软X射线（0.5-1.5 keV）带中的CTTS的可变性是相关的，而在硬（1.5-8.0 keV）带中没有明显的相关性。而且，对于WTTS，在任一频带中不存在相关性。我们表明，软X射线和CTTS的光学变化之间的相关性可以自然地解释在时间变量的阴影（吸收）从绕恒星运行的物质，在一个场景中，而调用解释所观察到的现象在CTTS AA头。观测到的相关性的斜率意味着（在均匀阴影的假设下）星周物质中有一个显着的尘埃损耗（气尘比约为星际物质标准值的5倍）。
2010-06-01 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
PENELLOPE V. The magnetospheric structure and the accretion variability of the classical T Tauri star HM Lup
本文利用多波段光谱与测光数据研究经典 T Tauri 星 HM Lup 的磁层吸积结构，揭示其温度分层与吸积率变化导致的爆发型光变和不稳定有序吸积状态。
2023-09-19 astro-ph.SR
The rotation period distributions of 4--10 Myr T Tauri stars in Orion OB1: New constraints on pre-main-sequence angular momentum evolution
现有的大多数关于年轻恒星星族角动量演化的研究都集中在最年轻的（1-3百万年）金牛座T星上。相比之下，较老的金牛座T星（4-10百万年）的角动量分布研究较少，即使他们持有关键的洞察力，了解恒星角动量演化的时候，原行星盘已大大消散，当模型因此预测的旋转演化的变化，原则上可以测试。我们提出了一个研究的光度变化之间的1,974确认金牛座T成员的猎户座OB 1协会的各个子区域，年龄跨越4-10万年，使用光学时间序列从三个不同的调查。对于564颗恒星（约32%的弱线金牛座T星和约13%的经典金牛座T星在我们的样本），我们检测到统计上显着的周期变化，我们归因于恒星旋转周期，使这一最大的样本金牛座T星旋转周期尚未公布。我们观察到一个明显的变化，在整个旋转周期分布的年龄范围4-10万年，与逐渐老化的亚群表现出系统更快的旋转。这一结果与角动量演化模型预测的恒星自转周期从~ 500万年开始的重要质变是一致的，这是一个以前很少有观测约束的年龄范围。
2016-08-15 astro-ph.SR
Pre-main sequence variable stars in young open cluster NGC 1893
我们给出了多历元（2007-2010年期间的14个夜晚）$V$波段测光的结果，以识别星团中的光度变星。该研究共确定了53颗恒星，显示出光度变化。根据光谱能量分布、$J-H/H-K$双色图和$V/V-I$色-星等图，确定了与该区有关的成员。发现大部分主序前源的年龄和质量分别为$\lesssim$ 500万年和0.5PDMATHABMP $M/M_{\odot}$ $\lesssim$ 4。因此，这些前主序星源可能是金牛T星。我们还确定了这些金牛T星的光谱能量分布的物理参数，如盘质量和吸积率。金牛座T型星的周期大多在0.1 ~ 20天之间。经典金牛座T型星的亮度变化幅度比弱线金牛座T型星大。结果表明，振幅随质量的增加而减小，这可能是由于大质量恒星盘的分散。
2012-09-07 astro-ph.SR
The unusual photometric variability of the PMS star GM Cep
本文报道了2011年4月至2014年8月期间对前主序星GM Cep的UBVRI光度观测结果。所提供的数据是我们从2008年开始对这颗恒星进行光度监测的延续。GM Cep位于年轻的疏散星团Trumpler 37的区域，在过去的几年里，它一直是一个密集的光度和光谱研究的对象。这颗恒星表现出强烈的光度变化，在以前的研究中被解释为EXor类型的可能爆发。六年多的测光数据显示出大幅度的变化（Δ V ~ 2.3等）。并且观察到亮度的几个深最小值。对收集到的太阳光度数据的分析表明，在亮度最小值期间，UX Ori变量的颜色反转是典型的。观察到的亮度下降有不同的形状，没有发现周期性的证据。与此同时，经典金牛座T星典型的高振幅快速亮度变化也出现在GM Cep的光变曲线上。GMCep的光谱显示出典型的金牛座T星的宽H/α发射线和一些金属的吸收线。我们计算出H/α发射区的外半径为10.4 +/-0.5 Rsun，吸积速率为1.8 × 10 -7 Msun/yr。
2015-02-26 astro-ph.SR
Dynamics of magnetic flux tubes in accretion discs of T Tauri stars
研究了金牛T星吸积盘中细长磁通量管的动力学行为。我们进行模拟，考虑到浮力，空气动力学和湍流阻力，MFT和周围气体之间的辐射热交换，磁场的光盘。采用四阶龙格-库塔法求解MFT动力学方程。模拟结果表明，在没有外部磁场的情况下，MFT运动存在两种状态。在区域$r<0.2$ au中，半径为$0.05 \leq a_0 \leq 0.16\,H$（$H$是盘的标度高度）的MFT在盘上方经历初始等离子体β为1的热振荡。振荡衰减一段时间后，MFT继续向上运动。较薄或较厚的MFT不振荡。MFT速度随初始半径和磁场强度的增大而增大。MFT周期性上升，速度高达5-15 km s $^{-1}$，周期为$0.5-10$年，由环形磁场产生时间决定。在圆盘演化的特征时间内，大约20%的圆盘质量和磁通量可以通过磁浮力逃逸到圆盘大气中。MFT分散形成了圆盘的膨胀磁化电晕。外部磁场导致磁盘表面附近的MFT振荡。在$r < 0.6$ au，这些磁振荡的周期从几天到1-3个月不等。磁振荡在几个周期内衰减。我们模拟MFT动力学吸积盘在变色龙I集群。模拟结果表明，MFT振荡可以产生观测到的金牛座T星的红外变化。
2019-06-12 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
LAMP: The Long-term Accretion Monitoring Program of T Tauri stars in Chamaeleon-I
我们提出了一个变化的研究结果，吸积年轻的恒星物体在变色龙I恒星形成区域的基础上，从多对象光纤光谱仪火焰/GIRAFFE在ESO/VLT的~300高分辨率光谱。在15个月的时间里，对光谱类型为G2-M5.75的25个天体进行了12次观测。使用发射线Ha（6562.81 A）和Ca II（8662.1 A）作为吸积指标，我们发现了10个吸积和15个非吸积物体。利用Ha等效宽度、Ha 10%宽度和CaII等效宽度，导出了样品中所有吸积体的吸积率。由Ha等效宽度导出的吸积率的平均变化幅度为~ 0.37 dex，由Ca II等效宽度导出的吸积率的平均变化幅度为~0.83 dex，由Ha 10%宽度导出的吸积率的平均变化幅度为~1.11 dex。基于来自Ha 10%宽度相对于其他诊断的吸积率的大幅度变化，我们不认为它是一个可靠的吸积率估计。考虑到Ha等效宽度和CaII等效宽度吸积率的变化更接近真实值，他们认为围绕吸积率与恒星质量关系发现的扩散不是由于单个物体在几周到1年的时间尺度上的变化。根据这些变化，我们还可以推断，在小于15个月的时间尺度上，吸积速率稳定在< 0.37 dex以内。在我们的观测中，发现吸积变化的主要部分发生在小于最短时间尺度的8-25天，这与这些年轻恒星天体的旋转周期相当。这可能是一个迹象，表明我们正在探索的是吸积流的空间结构，也表明在几周的时间尺度上的观测足以限制典型年轻…
2012-09-03 astro-ph.SR
Three-dimensional Simulations of Magnetospheric Accretion in a T Tauri Star: Accretion and Wind Structures Just Around Star
我们进行三维磁流体动力学模拟在金牛座T星的磁层吸积研究的吸积和风的结构在恒星附近。吸积到恒星上的气体包括来自磁层边界的气体和失败的盘风。吸积气体通常以多柱吸积的形式存在，这与观测结果一致。吸积流的角动量的一个显着的部分被删除的磁场的锥形盘风和湍流失败的风内部和附近的磁层。结果，与基于质量吸积率的简单估计相比，吸积扭矩显著减小。恒星自转通过改变磁层边界的稳定性条件来影响锥盘风的时变特性。然而，时间平均磁层半径仅微弱地依赖于恒星自旋，这与经典理论预测的恒星自旋通过磁矩控制磁层半径不同。磁层边界处的环向场与极向场的强度之比，是磁转矩的一个关键参数，对自旋也不敏感;它是由磁盘动力学决定的。考虑到新发现的三维效应，我们从稳态角动量输运方程得到了与Ghosh & Lamb关系非常相似的磁层半径的标度关系。
2022-11-02 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
High-cadence, High-resolution Spectroscopic Observations of Herbig Stars HD 98922 and V1295 Aquila
最近的观测工作表明，Herbig Ae/Be星盘系统中的吸积和外流机制可能不同于被认为发生在金牛座T星盘系统中的磁层吸积。在这项工作中，我们评估的时间演化的谱线探测吸积和质量损失在赫比格Ae/Be系统和测试的一致性与MA范式。我们收集了两颗Herbig Ae/Be星HD 98922（B 9 e）和V1295 Aql（A2 e）的多历元（~年）和高节奏（~分钟）的高分辨率光谱，以探测广泛的运动学过程。采用这里介绍的线等效宽度进化相关度量，我们通过新颖的可视化识别物种共同进化（指示共同的线起源）。我们干涉约束往往有问题的退化参数，倾角和内盘半径，使我们能够专注于风的结构，磁层，和内气体盘的辐射转移模型。在所有采样的时间尺度上，最强的变异性发生在巴耳末系谱线的蓝移吸收分量内;变异性的强度随着观测的节奏而增加。最后，高分辨率光谱使我们能够探测巴耳末系的蓝移吸收成分内的亚结构：我们观察到静态，低速特征和在较高速度下随时间演化的特征。总体而言，我们发现观察到的谱线形态和变异性与放大的金牛座T MA场景不一致。我们认为，作为磁场结构和强度的变化显着增加恒星质量从金牛座T Herbig Ae/Be星，所以也可能吸积和外流过程。
2017-12-12 astro-ph.SR
Discovery of "isolated" comoving T Tauri stars in Cepheus
在对太阳附近的X射线活跃的晚型恒星进行大型光谱调查的过程中，我们发现了四颗富含锂的恒星，它们在天空中的密度仅为几度。这些非常年轻的恒星被投射到仙王座-仙后座云的几度之外，在一个没有星际物质的区域前面。因此，它们是非常好的“孤立”金牛座T星候选者。我们获得了高分辨率的光谱以及光度数据，使我们能够详细研究它们的性质和物理参数，目的是测试“失控”和“原位”形成的情况。我们得到准确的径向和旋转速度，并进行自动光谱分类。利用谱减法技术推断H-α谱线核心的色球活动水平，并在测量锂吸收线的等效宽度之前对光球谱线进行净化。物理指标（锂含量，磁活动）和运动学指标都表明所有恒星都非常年轻（年龄在10-30百万年之间）。特别是，TYC 4496 -780-1的光谱能量分布显示出强烈的近红外和远红外过剩，这是典型的仍然被吸积盘包围的金牛座T星。它们也有着相同的银河运动，证明它们形成了一个具有相同起源的同质运动恒星群。对于这些“孤立的”金牛座T星是如何形成的，最合理的解释是“原位”模型，尽管需要精确的距离来澄清它们与仙王座-仙后座复合体的联系。
2010-09-14 astro-ph.SR
Accretion Kinematics in the T Tauri Binary TWA 3A: Evidence for Preferential Accretion onto the TWA 3A Primary
我们提出的时间序列，高分辨率的光学光谱的偏心金牛座T二进制TWA 3A。我们的分析侧重于吸积跟踪发射线H α和He I 5876A的强度和结构的变化。我们发现发射线强度显示出与时间序列测光相同的轨道相位相关行为，即近星点通道附近的吸积爆发。这样的爆发是在很好的协议与年轻的偏心双星的数值模拟。在吸积爆发期间，He I 5876A的辐射始终追踪主星的速度。在删除系统的色球发射模型后，我们发现主星通常会发射约70%的He I吸积通量。我们解释这一结果作为证据的环二吸积流，优先饲料TWA 3A主要。这一发现与大多数数值模拟相反，后者预测次级应该是双星系统中占主导地位的吸积体。我们的研究结果可能是一致的一个模型中，一个偏心的circumbinary磁盘间隙的进动之间交替优先供应质量的主要和次要的。
2019-10-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
