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
Spectroscopic observations of the bright RV Tauri variable R Scuti
在2013年10月和11月期间，金牛座RV恒星R Scuti从最低点上升到最高点时拍摄的一系列光谱揭示了该恒星的光球层和外层大气发生的重大变化。这可能是第一个这样的光谱系列，并证明了业余光谱学研究这些复杂恒星的能力。
2014-09-30 astro-ph.SR
Photometric variability of the Herbig Ae star HD 37806
与金牛座T星相对质量更大的赫比格Ae/Be星，已知其变化方式复杂，但没有明确的变化机制。我们试图在几分钟到几年的时间尺度上表征HD~37806（MWC 120）的光学变化。利用小波分析、尺度图分析和频散分析工具，对连续的、1分钟分辨率、21天的MOST（恒星微变与振荡）卫星观测序列进行了分析。MOST的数据得到了ASAS（全天空自动巡天）9个季节的稀疏观测，以前未分析的ESO（欧洲南方天文台）数据部分覆盖了3个季节，以及半个世纪前的档案测量数据的补充。相互叠加的耀斑或吸积不稳定性的大小从大约0.0003分钟的时间尺度上的平均通量增长到几年的时间尺度上的<~0.05的峰到峰范围。由此产生的变化具有随机的“红”噪声的性质，其自相似特性与在激变双星中观察到的非常相似，但具有更长的特征时间尺度，从小时到天（而不是分钟），并且在数十年的时间尺度上，振幅似乎停止增长。除了混沌亮度变化与随机噪声相结合，MOST数据显示了一个弱定义的周期信号，周期约为1.5天，这可能对应于恒星的旋转。
2010-08-26 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
The evolutionary nature of RV Tauri stars in the SMC and LMC
根据它们的恒星参数和由于星周尘埃而存在的中红外过量，金牛座RV星被归类为后AGB星。然而，我们最近的研究揭示了金牛座RV恒星之间的不同SED，这表明它们可能也占据了其他进化通道。本文的目的是提出不同的SED RV金牛星的特点，并调查其演化性质作为其SED的功能。我们在SMC和LMC中对金牛座RV星进行了系统的研究，因为它们的距离和光度是已知的。他们的SED分为三类：灰尘（盘型），非灰尘（非IR）和不确定。周期光度颜色（PLC）的关系进行了校准。PLC的光度与使用SED发现的光度进行了补充，恒星被放置在HR图上。本研究的四个主要结果是：1）金牛座RV星具有明显的IR过剩，具有盘型SED，这表明尘埃被捕获在稳定的盘中。鉴于星系中圆盘型SED和双星之间的紧密联系，我们假设它们也是双星。这些涵盖了一系列的光度，我们认为，更明亮的是后AGB星，而较低的光度可能是后红巨星分支（后RGB）星。2)其中两个天体的平均亮度变化周期分别为916天和850天，这是由轨道运动期间的可变消光造成的。3)没有尘埃的金牛座RV星和具有不确定SED的天体的演化使得星周尘埃已经分散。如果它们是单星，它们是低初始质量的后AGB天体（$<$ 1.25 M $_\odot$），而如果它们是双星，样本中的低光度部分可能是后RGB恒星。4)我们发现带有尘埃的金牛座RV恒星平均比样本的其余部分更明亮。
2018-06-21 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
Chandra Resolves the T Tauri Binary System RW Aur
RW Aur是一个多T型金牛座系统，由一个早K型主星（A）和一个K5伴星（B）组成，距离为1.4角秒。RW Aur A驱动双极光学射流，其光学特性良好。我们目前的一个敏感的钱德拉观测结果，其主要目标是寻找证据的软扩展X射线发射沿射流，已经看到了其他一些附近的金牛T星。钱德拉望远镜清楚地分辨出这对双星，并发现这两颗恒星都是X射线源。这两颗恒星的X射线光谱揭示了冷等离子体和热等离子体的证据。令人惊讶的是，质量较小的次级恒星的X射线光度至少是初级恒星的两倍，并且是可变的。这种差异是由于其X射线光度是在低端的经典金牛座T星类似的质量的基础上建立的相关性的范围内的主要。去卷积软带图像显示的证据轻微向外伸长的源结构的RW Aur A沿蓝移射流轴内的中央弧秒。此外，在距离恒星1.2 +- 0.2角秒的红移轴上，还存在一个微弱的X射线发射峰。从以前的光学研究中确定的非投影射流速度太低，无法将这种微弱的发射峰解释为激波加热的射流等离子体。因此，除非在红移喷流的流速被低估，其他机制，如磁喷流加热可能涉及。
2014-04-09 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
2M1155-79 (= T Cha B): A Low-mass, Wide-separation Companion to the Nearby, "Old" T Tauri Star T Cha
早K星T Cha是相对较近的（D ~ 100 pc）金牛座T星星协的成员，是一颗相对“老”（年龄~ 700万年）的金牛座T星，它仍在从一个轨道盘中零星地吸积，而这个轨道盘的内部区域现在显然正在被一个近距离的亚恒星伴星清除。我们报告的识别，通过分析自行，偶然的X射线成像光谱学，和后续的光学光谱学，一个新的成员，的ChaoCha协会，很可能是一个低质量的同伴T Cha在一个预计的分离约38 kAU。结合X射线和光学光谱数据表明，伴星T Cha B（= 2 M1155 -79）是一颗光谱类型为M3的弱线金牛座T星（wTTS），年龄<1000万年。针对T Cha的T Cha B的偶然X射线（XMM-牛顿）观测也产生了在Chamaeleon云复合体中两个背景wTTS的偶然检测，其中包括一个新发现的低质量成员Cha云前MS人口。T Cha是第三个邻近的、“老”但仍在积极吸积的K型前MS恒星/盘系统（其他是TW Hya和V4046 Sgr）的突出例子，以非常大（12-40 kAU）的分离为特征，表明这种宽分离的伴星可能会影响太阳质量恒星周围行星形成的条件和时间尺度。
2012-02-01 astro-ph.SR
Tracing High-Energy Radiation from T Tauri Stars Using Mid-Infrared Neon Emission from Disks
来自金牛座T型恒星（TTS）的高能辐射影响了盘中气体的数量和寿命，从而在气体巨行星的形成中发挥了至关重要的作用。在这里，我们探测的高能量电离辐射TTS使用高分辨率中红外（MIR）斯皮策IRS氖禁线检测样品中的磁盘IC 348，NGC 2068，和Chamaeleon。我们报告了三个新的检测[Ne III]从CS Cha，SZ Cha和T 54，加倍已知的[Ne III]检测TTS。使用[Ne III]-[Ne II]的比率结合X射线发射测量，我们探测高能量辐射TTS。大多数先前推断的[Ne III]/[Ne II]比值的基础上[Ne III]线上限显着小于1，指出无论是X射线辐射或软极紫外（EUV）辐射在生产这些线的主导地位。本文首次报道了Tauri T盘中强EUV主导的Ne禁戒线产生的观测证据：SZ Cha中的[Ne III]/[Ne II]~1。我们的结果为TTS的极紫外发射提供了独特的见解，表明极紫外辐射可能主导了Ne禁戒线的产生，尽管在少数情况下。
2012-11-10 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
Lyman alpha dominance of the Classical T Tauri FUV Radiation Field
远紫外辐射在确定原行星盘的化学丰度方面起着重要作用。HI莱曼α被怀疑是经典金牛T星（CTTS）FUV辐射的主要成分，但由于星周和星际HI吸收，很难直接测量。为了更好地表征内在莱曼α辐射，我们提出了14 CTTS与哈勃空间望远镜COS和STIS仪器的FUV光谱。H2荧光，常见于CTTS的光谱，激发莱曼α光子，提供了一个间接测量的莱曼α通量入射在温暖的磁盘表面。我们使用观察到的H2进展通量重建CTTS莱曼α配置文件。莱曼α通量与总的测量FUV通量相关，与吸积相关的FUV发射源一致。与几何无关的分析，我们确认，在吸积金牛座T系统莱曼α辐射占主导地位的FUV通量（~1150 - 1700埃）。在所调查的系统中，这一条线占总FUV通量的70 - 90%。
2012-08-10 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
Photometry and spectrophotometry of the Herbig Ae star RR Tauri
2014年至2018年期间的多色宽带测光和通量校准的低分辨率光谱学被用来研究高度可变的Herbig Ae恒星金牛座RR的行为。当这颗恒星经历了一个类似于大陵五的深度衰落，其通量超过10倍时，我们发现光谱连续谱的变化是灰色的，而Hα发射通量减半。我们还观察到（V-Rc）颜色指数变红，因为恒星褪色，这表明在Rc波段可检测到发射，但超出了我们的光谱响应。我们确认，星周红的RR头是一致的消光比Rv = 5，其光谱类型接近A0。根据它的光度和温度，金牛座RR位于H-R图中，与其他收缩到零年龄主序星的HAEBE星在一起，质量在4到5 MSun之间。
2018-08-05 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
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
Magnetic fields of intermediate mass T Tauri stars
目标。在本文中，我们的目标是测量的表面磁场的强度为五个中等质量的金牛座T星和一个低质量的金牛座T星从晚F到中K光谱类型的样本。虽然磁场的金牛座T星在低质量范围内已被广泛的特点，我们的工作补充了以前的研究对中间质量范围，这种互补的研究是关键，以评估如何磁场演变过程中的对流辐射的核心。方法.研究了用CRIRES高分辨近红外光谱仪测得的H波段磁敏谱线的塞曼展宽。这些数据是使用磁谱合成和模型大气模拟的。对非磁性线加宽机制的额外约束从K波段中的分子线或光波长区域中的原子线的建模中获得。结果我们检测和测量的平均表面磁场的五个恒星在我们的样本：CHXR 28，COUP 107，V2062 Oph，V1149斯科，和Par 2441。从最灵敏的磁诊断线推断的磁场强度范围为0.8至1.8 kG。我们还根据替代诊断估计COUP 107的磁场强度为1.9 kG。YLW 19上的磁场是我们样本中最弱的，仅能勉强检测到，强度为0.8 kG。结论.我们填充一个未知的区域的前主序HR图与平均磁场测量从高分辨率近红外光谱。我们的中等质量金牛座T星样本一般表现出较弱的磁场比他们的低质量同行。我们的测量结果将与其他光谱偏振研究的中间质量和较低质量的金牛座T星提供输入到主序恒星演化模型相结合。
2017-11-14 astro-ph.SR
Starspots as an Explanation for the Mysterious IYJ Continuum Excess Emission in Classical T Tauri Stars
本文通过构建包含星斑、吸积热斑和温暖内盘的新光谱模型，重建16颗经典金牛T型星的近红外光谱，证明考虑星斑可消除IYJ连续谱超量中对中等温度分量的需求，凸显了星斑处理在吸积低质量恒星研究中的关键作用。
2024-11-19 astro-ph.SR
X-ray deficiency on strong accreting T Tauri stars - Comparing Orion with Taurus
根据金牛座T型恒星是否吸积来自其周星盘的物质，可以发现不同的X射线发射特性。吸积冲击产生等离子体的冷却加热，有助于从恒星发射软X射线。利用钱德拉猎户座超深计划的X射线数据和哈勃空间望远镜/WFPC 2在猎户座星云团的光度测量获得的吸积率，我们研究了该区域金牛座T源相干样品的吸积过程与X射线发射之间的关系。我们进行了回归和相关分析，我们的样本金牛座T星之间的X射线参数，恒星性质，吸积测量。我们发现，一个明确的反相关性之间存在的剩余X射线光度和吸积率在我们的样品在猎户座，这是一致的，发现在XMM-牛顿扩展调查金牛座分子云（XEST）的研究。我们提供了一个猎户座星云团（ONC）金牛座T星样本的X射线光度（从距离校正）和吸积测量的目录。虽然猎户座和金牛座显示出强烈的差异，在他们的属性（总气体和尘埃质量，恒星密度，强辐射的大质量恒星），我们发现，一个类似的关系之间的残留X射线发射和吸积率是存在于金牛座分子云和在吸积样本猎户座星云星团。数据的分布表明吸积速率和X射线光度的依赖性，而不是恒星质量，但猎户座和金牛座之间的相似性暗示了环境不是其中之一。金牛座T星的剩余X射线光度和质量吸积率之间的反相关性是金牛座T星所固有的，与它们的出生地和环境无关，也是早期恒星演化所固有的。
2015-12-30 astro-ph.SR
S Coronae Australis -- a T Tauri Twin
恒星S CrA是一个紧密的目视联星，由两颗经典的金牛座T星组成，两者都具有突出的光谱特征和亮度变化。在欧洲南方天文台收集了高分辨率光谱，并用SMARTS望远镜进行了光度观测。这两颗恒星的亮度变化很大，主要是由可变的前景消光引起的。从恒星参数，我们得出结论，这两颗恒星是非常相似的，S CrA可以被视为金牛座T双胞胎。旋转周期和倾角也是相似的。然而，恒星在遮蔽程度和发射线轮廓方面有所不同。我们比较了观测到的巴尔默发射线轮廓模型，包括磁层吸积和磁盘风。我们发现了一个很好的匹配之间观察到的签名的吸积气体，风的功能，和旋转速度与我们的建模产生的倾角约65度。在这个方向上，恒星表面上方的下落气体的轨迹与视线平行，因此我们观察到扩展的红移吸收分量延伸到+ 380 km/s，估计的表面自由落体速度。然而，我们这样得到的倾斜度不同于来自干涉近红外光谱，我们讨论了这种令人困惑的差异的可能原因。
2018-04-13 astro-ph.SR
Comparison between accretion-related properties of Herbig Ae/Be and T Tauri stars
本文总结了冷（TTauri; T < 7000 K，M < 1 Msun）和热（HerbigAe/Be; 7000 < T（K）< 13000; 1 < M（Msun）< 6）前主序星吸积相关性质的比较结果。这种比较提供了洞察的类比/差异的物理学的星盘相互作用和驱动磁盘耗散的物理机制。几个光学和近红外线光度用于低质量的物体也是有效的估计典型的吸积率的中等质量的恒星在类似的经验表达式。相比之下，在10%的峰值强度的H α宽度被用作金牛座T的吸积示踪剂，但不可靠的赫比格Ae/Bes的吸积率估计。这可以解释为两种类型的恒星具有不同的自转速率。此外，也有类似的趋势时，吸积率与近红外颜色和磁盘的质量，这表明粘性吸积盘模型能够解释这些趋势的金牛座T和赫比格Ae/Be星。然而，冷PMS对象和热PMS对象之间有两个主要区别。首先，内部气体耗散的时间尺度，估计有关的吸积率和恒星年龄，略快Herbig Ae/Be星。这可能对能够在比太阳更大的物体周围形成行星的物理机制产生影响。第二，相对位置的赫比格Ae/Bes与磁盘的吸积率-磁盘质量平面的内部灰尘清除的迹象与过渡金牛座T星相比，当这两个样本相比，与“经典”，非进化的磁盘。后一种差异可能指向驱动盘演化的不同物理机制，这取决于恒星状态。
2013-03-23 astro-ph.SR
Doppler Probe of Accretion onto a T Tauri star
猎户座YY星是金牛座T星，具有显著的时变红移吸收分量，位于某些发射线的侧面。其中最明亮的是S CrA，一颗视觉双星。我们用甚大望远镜上的UVES摄谱仪在四个夜晚里获得了这两个组分的一系列高分辨率光谱。我们遵循发生在S CrA的光谱变化，推导出吸积气体的物理结构。我们发现这两颗恒星在表面温度、半径和质量方面非常相似。可变红移吸收分量在SE分量中特别突出。在一个晚上，这颗恒星发展出一个在金牛座T星中独一无二的光谱：除了氢和氦的光谱外，中性和电离金属的许多谱线中出现了极强和宽红移的吸收成分。较冷的低电离线的吸收深度在低速时达到峰值，而更高电离线的吸收深度在高速时达到峰值。不同的线轮廓表明，随着物质接近恒星，吸积流的温度和密度增加。我们直接从下落气体的光谱中推导出沿吸积漏斗几点流动的物理条件。我们估计了质量吸积速率约为10^（-7）太阳质量/年，这与基于H α发射线强度的关系式所得到的结果相似。这是第一次从观测中推断出金牛座T星周围吸积流的密度和温度分布。与金牛座T星吸积的标准模型的预测相比，假设偶极恒星磁场，我们得到了更高的密度和更陡峭的温度上升到恒星。
2014-08-11 astro-ph.SR
Multiepoch, multiwavelength study of accretion onto T Tauri: X-ray versus optical and UV accretion tracers
经典金牛T星（CTTS）从其周围的拱星盘的内缘吸积物质。吸积物质对恒星大气层的冲击会产生强烈的激波，导致从X射线到近红外（NIR）区域的辐射。几个100公里秒的$^{-1}$的冲击速度意味着直接后冲击等离子体发射主要在X射线。事实上，两个X射线诊断，所谓的软过剩和高密度观察到的氦样三胞胎，区分CTTS从他们的非吸积兄弟姐妹。然而，吸积激波特性来自X射线诊断往往矛盾的既定紫外（UV）-近红外吸积示踪剂和物理模型，同时解释，X射线和UV-NIR吸积示踪剂，还没有。我们提出了新的XMM-牛顿和钱德拉光栅CTTS T金牛座的紫外和光学数据相结合的意见。在所有的时代，软过剩是大的，来自O VII和Ne IX氦类三胞胎的密度与日冕密度是兼容的。这证实了软X射线发射不能起源于吸积漏斗，尽管金牛座T的大软过剩进行大部分的吸积率。相反，我们提出了一个模型的径向密度分层吸积柱来解释密度诊断和软过剩。此外，金牛座T的吸积率和X射线光度在几个时期内呈负相关。这种反相关性已经在恒星样本中观察到。因此，导致它的过程必须是内在的吸积过程中，我们推测，恒星磁场配置的可见半球影响吸积率和日冕发射，最终导致所观察到的反相关。
2018-06-18 astro-ph.SR
Accretion Rates for T Tauri Stars Using Nearly Simultaneous Ultraviolet and Optical Spectra
利用哈勃空间望远镜成像光谱仪（STIS）和地基中小孔径研究望远镜系统（SMARTS）的光学观测数据集，分析了21颗低质量金牛座T星的吸积特性。我们的数据集包括金牛座的吸积金牛座T星（CTTS），Chamaeleon I，$η$ Chamaeleon和TW Hydra Association。对于每个源，我们计算吸积率拟合NUV和光学过度以上的光球，产生的吸积冲击，引入多个吸积组件的特征在于一个范围内的能量通量（或密度）的第一次。这种处理的动机是模型的磁层几何形状和吸积足迹，预测高密度，低填充因子吸积点共存的低密度，高填充因子点。通过拟合的紫外和光学光谱与多吸积组件，我们可以解释已观察到的近红外线的过剩。将我们对吸积率的估计与以前的估计进行比较，我们发现了一些差异;然而，当考虑消光量和光谱变化的假设时，可能会考虑到这些差异。因此，我们证实了许多以前的估计吸积率。最后，我们测量发射线光度从相同的光谱用于吸积率估计，产生吸积指标（H $β$，钙II K，C II]和Mg II）和吸积性能之间的相关性同时获得。
2013-03-04 astro-ph.SR
The effect of variable stellar magnetic fields on the spin state of T Tauri stars
University of Vienna（维也纳大学）
研究变星磁场对T Tauri星自转状态的影响，发现磁场变化可显著影响自转，其效果取决于磁场变化时标与自转加速时标及吸积盘黏性时标的关系。
2026-06-05 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
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
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
Characterizing the IYJ Excess Continuum Emission in T Tauri Stars
我们提出的第一个表征吸积金牛座T星的光学和近红外波长之间的过量连续辐射。几乎同时从0.48到2.4微米的光谱与HIRES和NIRSPEC的凯克和SpeX的IRTF上获得，我们发现显着过量的连续辐射在整个区域，包括I，Y和J带，这通常被认为是诊断主要光球发射。IYJ过量与V波段的过量相关，归因于光球中的吸积冲击，以及K波段的过量，归因于尘埃升华半径附近的内盘中的尘埃，但它太大了，不能成为这些来源的过量的延伸。过量辐射的光谱很宽，没有特征，暗示温度在2200和5000 K之间的黑体辐射。IYJ过剩的光度与通过模拟蓝色和紫外线过剩发射推断的吸积光度相当，可能需要重新评估盘吸积率。IYJ过剩的来源尚不清楚。在低吸积率的恒星中，发射区的大小与光球层中小的热吸积点周围较冷的物质一致。然而，对于具有高吸积率的恒星，投影面积与恒星表面相当或超过恒星表面。我们认为，至少有一些IYJ的过量排放出现在尘埃升华半径内的磁盘中的无尘气体。
2011-01-24 astro-ph.SR
Establishing binarity amongst Galactic RV Tauri stars with a disc
这项研究有助于理解双星在恒星演化后期的作用。我们确定了银河系金牛座RV星的双星状态，即DY Ori，EP Lyr，HP Lyr，IRAS 17038-4815，IRAS 09144-4933和TW Cam，它们被尘埃盘包围。我们还将它们放在HR图上，从而建立它们的进化性质。本研究中包含的所有六颗银河RV金牛星都是双星，轨道周期在$\sim$ 650到1700天之间，离心率在0.2到0.6之间。质量函数的范围在0.08到0.55 M $_\odot$之间，这表明它是一个未演化的低质量伴星。在测光时间序列中，我们检测到IRAS 17038-4815，IRAS 09144-4933和TW Cam的轨道周期的时间尺度上的长期变化。我们推导出的恒星光度从校准的PLC关系表明，除了DY猎户座和EP天琴座，都是后AGB星。DY Ori和EP Lyr可能是最近发现的后RGB尘埃恒星的例子。轨道参数强烈表明，这些恒星的演化被中断的强阶段的二元相互作用期间，甚至之前的AGB。观测到的这些恒星的偏心率和长轨道周期对双星演化的标准理论提出了挑战。
2016-10-03 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
Optical and Near-Infrared Excesses are Correlated in T Tauri Stars
吸积是经典金牛座T星的定义特征之一，由尘埃和气体组成的星周盘的存在提供燃料。吸积产生紫外线和光学过剩，而在磁盘的尘埃成分的内边缘再辐射发射产生近红外（NIR）过剩。恒星与其盘之间的相互作用有助于调节原行星盘的演化和扩散，这是全面理解行星形成的关键。为了研究单星和双星的近红外过量和光学过量之间的关系，我们使用了金牛座恒星形成区（$τ\sim$ 1-2百万年）光谱特征成员的档案样本，测量了光度，光谱类型和光学面纱。我们将档案样品与2 MASS和WISE NIR光度测量和高分辨率成像调查相结合。我们发现，近红外和光学过剩在多个近红外光度带相关，这表明它们是密切相关的，可能是因为更大质量的磁盘有更高的内部尘埃盘壁，也与更高的吸积率。我们还发现，多重性没有影响吸积或内部磁盘的性质，在一个样本与广泛的分离，但样本太小，专门调查密切的双星，在磁盘属性的多重性的影响应该是最显着的。
2022-02-18 astro-ph.SR
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
Characterising the surface magnetic fields of T Tauri stars with high-resolution near-infrared spectroscopy
我们的目标是从高分辨率近红外光谱中获得8颗金牛座T星样品的表面磁场。我们样本中的一些恒星从以前的光谱或光谱偏振研究中已知是磁性的。我们的目标是：1）应用塞曼加宽模型的金牛座T星的高分辨率数据，2）扩大样本的恒星测量表面磁场强度，3）调查可能的旋转或长期的磁变化，通过比较光谱时间序列的给定目标，和4）比较磁场模量<B>跟踪小尺度磁场的大尺度磁场由斯托克斯V塞曼多普勒成像。我们模拟的磁敏感谱线在近红外K-波段的高分辨率光谱的塞曼加宽，通过使用基于现实的模型大气的磁谱合成，并通过使用不同的描述的表面磁场。我们开发了一个贝叶斯框架，根据数据中包含的信息选择磁场处方的复杂性。我们使用四种不同的模型获得了样本中每颗恒星的单独磁场测量值。我们发现贝叶斯模型4在样品上测量的磁场范围内（从1.5 kG到4.4 kG）表现最好。我们没有检测到一个强大的旋转变化<B>的平均峰到峰的变化为0.3千克。我们的置信区间是相同的数量级，这表明塞曼加宽是由均匀分布在恒星表面的小尺度磁场产生的。我们的结果与平均大规模磁场测量斯托克斯V ZDI的比较显示不同的分数的平均场强被恢复，从25-42%相对简单的极向轴对称场拓扑结构的2-11%，更复杂的领域。
2019-09-11 astro-ph.SR
Optical Spectroscopic Monitoring Observations of a T Tauri Star V409 Tau
本文报道了金牛座T星V409的光谱监测观测结果。先前的光度学研究表明，这颗恒星经历了变暗事件，这是由于中央恒星的光线被扭曲的星周盘遮蔽。我们用西播磨天文台的2米Nayuta望远镜进行了中等分辨率（R ~ 10，000）的光谱观测。光谱是在2015年11月至2016年3月的18个晚上获得的。几个吸收线，如钙I和锂，和H α发射线被证实在光谱中。在观测期间，V409 Tau的Ic波段星等变化了约1等。五个吸收线的等效宽度是大致恒定的，尽管在IC带的幅度的变化。我们的结论是，恒星的光的变化是由光从中央恒星与扭曲的拱星盘的遮蔽，基于吸收线的等效宽度和Ic带的幅度之间的关系。的H α发射线的蓝色成分是占主导地位的观测时期，和逆P天鹅座的配置文件中观察到的光谱。时变逆P天鹅座的H α发射线的配置文件表明不稳定的质量吸积从拱星盘的中心恒星。
2019-09-20 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
The VLTI / PIONIER near-infrared interferometric survey of southern T Tauri stars. I. First results
内容：利用近红外干涉和高分辨率光谱技术研究了明亮Herbig AeBe星的内盘性质。连续谱和一些分子气体物种已被研究接近中央恒星，但是，灵敏度问题限制了直接信息的内盘较暗的金牛座T星。目的：我们的目标是测量围绕南金牛座T星的磁盘内部区域的一些属性。方法：我们用PIONIER重组仪在H波段对21颗金牛座T星进行了测量。使用的基线从11米到129米不等，对应的最大分辨率为3 mas（150秒差距时为0.45天文单位）。结果如下：13个磁盘解决好，能见度曲线作为基线的函数，在45-130米的范围内，这13个对象是完全采样。一个简单的定性检查的可见性配置文件，使我们能够确定一个快速下降的vibrium在短基线在8个解决磁盘。这表明来自盘的光的扩展贡献的显著贡献。我们证明了该分量与散射光兼容，为Pinte等人（2008）的预测提供了强有力的支持。下降的幅度和尘埃热发射量的变化，从源到源，表明每个磁盘是不同的。调查的一个副产品是识别一个新的毫角秒分离双星：WW Cha。光谱和干涉数据的AK Sco也已拟合的二进制和磁盘模型。结论：在充分考虑热辐射和粉尘散射的情况下，能见度数据重现性较好。测量的内半径与预期的尘埃升华半径一致。对AK Sco的建模表明，圆盘和双星的轨道平面之间可能是共面的
2014-12-06 astro-ph.SR
Interpretation of the Veiling of the Photospheric Spectrum for T Tauri Stars in Terms of an Accretion Model
金牛座T星的大气层被吸积激波辐射加热的问题已经解决。在LTE近似下计算了新出现的所谓热点的结构和辐射谱。在计算点谱时，首次考虑了连续谱和谱线的发射。与观测结果的比较表明，这些谱线中最强的谱线表现为氦和金属发射谱线的窄分量，而较弱的谱线则显著降低了光球层吸收谱线的深度，尽管到目前为止，这种效应一直被认为是由于发射连续谱。即使在一个狭窄的光谱范围内，不同光球层线的深度也会被线的遮蔽改变到一个非常不同的程度。因此，非单调的波长依赖性的程度面纱r发现一些CTTS不建议一个非平凡的频谱能量分布的面纱连续。一般来说，只有通过提供一组光球线来确定遮蔽度r，才有意义。我们表明，考虑到的贡献线的光球光谱的面纱可以导致现有的估计到金牛座T星的吸积率降低了几倍，这也是真实的恒星相对较弱的面纱光谱。忽略线对面纱的贡献也会导致在确定有效温度、星际消光、径向速度和vsin（i）时产生明显的误差。
2012-09-09 astro-ph.SR
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
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 Spitzer IRS Study of Infrared Variability in Transitional and Pre-Transitional Disks around T Tauri Stars
我们提出了一个斯皮策IRS研究的变化，在14 T金牛星的金牛座和变色龙恒星形成区域。样本由过渡和过渡前的物体组成，这些物体在其圆盘中包含孔和间隙。我们在2-3年的时间尺度上检测到除了两个物体之外的所有物体在5-38微米之间的变化。大多数观察到的变化可以被归类为跷跷板行为，其中在较短波长的发射与在较长波长的发射相反地变化。对于许多对象，我们可以合理地再现所观察到的变化，使用照射盘模型，特别是通过改变约20%的内部磁盘壁的高度。当内壁较高时，较短波长处的发射较高，因为内壁主导2-8微米处的发射。更高的内壁在外盘壁上投射更大的阴影，导致在外壁占主导地位的20微米以上的波长处的发射更少。我们讨论如何可能存在的行星在这些磁盘可能会导致翘曲，导致内壁的高度变化。我们还发现，结晶硅酸盐在我们的对象的外盘中是常见的，并且在具有最结晶硅酸盐的样品中的四个盘中，存在1周的时间尺度上的可变性。除了解释上面描述的红外线变化之外，行星可以产生冲击和碰撞，这些冲击和碰撞可以使尘埃结晶并导致短时间尺度的变化。
2010-12-16 astro-ph.SR
The magnetic fields of intermediate-mass T Tauri stars : I. Magnetic detections and fundamental stellar parameters
上下文在5%到10%的中等质量主序星中检测到的化石磁场的起源仍然存在很大争议。目的。我们想把观测的限制，以大量的中等质量的前主序星（PMS）的恒星，以测试的理论，对流发电机领域产生的PMS阶段的恒星演化偶尔可以放松到化石领域的主序星。方法.使用距离估计，光度测量，和分光偏振数据从HARPSpol和ESPaDOnS的38个中等质量的PMS恒星，我们确定了基本的恒星参数（Teff，L和v sin i）和测量表面磁场特性（包括检测极限为非检测，和纵向场和基本拓扑结构为积极的检测）。利用PMS演化模型，我们确定了这些恒星的质量、半径和内部结构。我们比较了不同的PMS模型，以检查我们的决定不是模型依赖的。然后，我们比较了我们的样品的恒星参数和内部结构的磁性特征。结果我们在大约一半的样本中检测到磁场。大约90%的磁星的外对流包层大于恒星半径的25%，并且重于恒星质量的2%。在质量更高的恒星中，我们发现中等质量恒星的磁场入射率下降得非常快，在0.1百万年量级的时间尺度内。最后，我们提出，中等质量的金牛座T星与大对流信封，接近完全对流的限制，有复杂的领域，他们的偶极分量的强度可能会减少，因为他们的对流信封的大小减少，类似于低质量的金牛座T星。
2018-10-30 astro-ph.SR
Contemporaneous broad-band photometry and H$α$ observations of T Tauri stars
研究连续通量和发射谱线的同时变化对于理解金牛T星中不同的天体物理过程具有重要意义。在本文中，我们提出了一个同时$BVRI$和H $α$光度监测的结果，同时到中等分辨率的光谱金牛座-御夫座恒星形成区域的6颗金牛座T星。我们的特点是H $α$光度系统使用合成模板和目标的同期光谱。我们表明，我们可以达到相应的精度为2 $-$ 3 $α$等效宽度，在典型的观测条件。光谱分析使我们能够确定基本的恒星参数和有关的吸积量的值。特别地，我们仅测量了具有最强H $α$发射的三个靶（T Tau、FM Tau和DG Tau）的显著遮蔽。宽波段的光度变化被认为是在0.05 $-$ 0.70等的范围内，并经常配对的H $α$强度的变化，这变得更强时，恒星连续较弱。此外，我们还观察到随着恒星变暗，$V-I$颜色变红，$B-V$颜色变蓝。对于大多数目标，这些变化的时间尺度似乎比旋转周期更长。一个例外是T Tau，其宽带测光随旋转周期而变化。对这些光度和H $α$变化最合理的解释是，它们是由于恒星上的非稳态质量吸积，但在某些情况下，旋转调制可以发挥重要作用。
2018-11-22 astro-ph.SR
2.5D global-disk oscillation models of the Be shell star ζ Tauri I. Spectroscopic and polarimetric analysis
上下文不同的Be星表现出的紫和红色的发射峰的强度变化，在它们的HI线中观察到的发射。这种所谓的$V/R$现象通常被解释为旋周盘中单臂螺旋密度扰动的进动。在之前的两篇分析Be壳层恒星金牛座的论文中，无论是观测上还是理论上，都证实了这种全球盘振荡的情况。当时使用的垂直平均（2D）全球盘振荡模型能够再现Hα中观测到的$V/R$变化，以及来自AMBER/VLTI的空间分辨干涉数据。不幸的是，该模型未能再现Br 15的$V/R$相位和偏振变化的幅度，这表明该模型预测的内部盘结构是不正确的。目标。本论文的第一个目的是量化的时间变化的壳线特征的金牛座。第二个目的是通过模拟壳线变化以及$V/R$和偏振变化，更好地理解$V/R$现象背后的物理学。第三个目标是测试一个新的2.5D盘振荡模型，该模型求解描述3D扰动盘结构的方程组，但仅保留赤道（即，2D）解决方案的组成部分。采用这种近似是为了与以前的2D模型进行比较，并作为迈向未来3D模型的第一步。结果新的2.5维形式改进了与所观察到的Hα和Br 15的$V/R$变化的一致性，条件是采用大的粘度参数α = 0.8。尽管如此，它仍然具有挑战性的模型再现一致的振幅和偏振数据的平均水平，无论采用何种形式。
2015-03-02 astro-ph.SR
Protoplanetary disk evolution and stellar parameters of T Tauri binaries in Chamaeleon I
这项研究的目的是通过测量金牛座T双星的各个组成部分周围的吸积和星周尘埃签名的频率和强度，以确定恒星双星同伴对Chamaeleon I（Cha I）恒星形成区域的星周盘的寿命和演化的影响。我们使用高角分辨率自适应光学JHKL '波段光度测量和1.5- 2.5 μ光谱测量了Cha I中19颗可见双星和7颗三星--包括一颗新发现的第三颗恒星--它们的距离在~25和~ 1000 au之间。这些数据使我们能够推断恒星组件的质量和年龄，并从近红外过量发射和强度的Brackett-伽马发射的检测，存在正在进行的吸积和热拱星尘埃的个别恒星组成的每一个二元。在距离为25- 100 au的密近双星中，有10（+15-5）%的恒星有吸积的迹象。这还不到在更宽的双星系统中发现的吸积体比例的一半，与以前在Cha I中测量的单星相比，吸积体比例明显减少（约44%）。在50（+30-15）%的目标成分附近发现了热尘埃，这个值与Cha I单星的值无法区分。只有最近的双星（<25天文单位）被推断有一个显着减少的部分（<~25%）的组成部分，港口热尘埃。吸积体只存在于质量不相等的二次/一次质量比小于0.8的双星系统中，这表明吸积体的加速扩散是质量比的函数。这与只发现了一颗吸积二级星的发现一致，这也是样本中最弱的吸积体。结果表明，磁盘分散更加速更强的动态磁盘截断，即，圆盘的推断半径越小。（节略）
2013-04-03 astro-ph.SR
Magnetic braking of accreting T Tauri stars: Effects of mass accretion rate, rotation, and dipolar field strength
吸积前主序星的自转演化受其与周围星周盘的磁相互作用的影响。使用PLUTO代码，我们进行2.5维磁流体动力学，轴对称，随时间变化的模拟星盘相互作用-与初始偶极磁场结构，和粘性和电阻性吸积盘-为了模拟三种机制，有助于净恒星扭矩：吸积流，恒星风，磁层喷射（周期性膨胀和重连事件）。我们研究了恒星磁场强度、自转速率和质量吸积速率（改变初始盘密度）的变化如何影响净恒星扭矩。所有的模拟都是在一个净自旋制度。我们适合半解析函数的三个恒星扭矩的贡献，允许我们的参数制度的净恒星扭矩的预测，并调查自旋演化使用1D恒星演化代码的可能性。吸积盘的存在似乎增加了恒星扭矩的效率相比，孤立的恒星，流出率比吸积率小得多的情况下，因为星盘相互作用打开更多的恒星磁通量相比，从孤立的恒星。在我们的参数范围内，质量损失率为质量吸积率的$\approx 1 \%$的恒星风能够提取吸积角动量的$\lesssim 50 \%$。这些模拟表明，在我们的参数范围内，BP Tau，将需要质量吸积率的$\approx 25\%$的风质量损失率。
2020-11-02 astro-ph.SR
Polycyclic Aromatic Hydrocarbon in Protoplanetary Disks around Herbig Ae/Be and T Tauri Stars
在3.3、6.2、7.7、8.6、11.3和12.7 $μ$ m处的一组独特的宽发射特征经常在原行星盘（PPD）中被检测到。这些特征通常归因于多环芳烃（PAH）。我们模拟这些排放功能的红外光谱的69 PPD周围的14 T金牛座和55赫比格Ae/Be星的天文多环芳烃。对于每个PPD，我们推导出的尺寸分布和多环芳烃的电荷状态。然后，我们检查PAH性质的相关性（即，大小和电离分数）与恒星性质（例如，恒星有效温度、光度和质量）。我们发现，多环芳烃的特征尺寸与恒星有效温度（$T_{\rm eff}$）有一定的相关性，并将其解释为在具有较高$T_{\rm eff}$的体系中，小分子多环芳烃的优先光解离，其中恒星光子的能量更高.此外，PAH的大小显示出适度的相关性，向红波长移动的7.7 $μ$米PAH功能，通常观察到在磁盘周围的冷恒星。多环芳烃的电离分数似乎与任何恒星参数无关。这是因为多环芳烃的带电不仅取决于恒星的性质（例如，$T_{\rm eff}$，光度），而且还在磁盘中的多环芳烃的空间分布。PAH的大小和恒星年龄之间的纯粹的负相关性表明，需要通过彗星体的释气和/或星子和小行星的碰撞研磨来持续补充多环芳烃，以保持小的多环芳烃的丰度，防止被光解完全破坏。
2016-12-30 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
The Effect of Starspots on Spectroscopic Age and Mass Estimates of Non-Accreting T~Tauri Stars in the Taurus-Auriga Star Forming Region
本文通过近红外光谱和复合模型刻画金牛座-御夫座T Tauri星的星斑，发现考虑星斑后恒星质量平均增加60%、年龄增加一倍，修正了传统光学光谱方法的偏差。
2024-03-29 astro-ph.SR
A Predicted Great Dimming of T Tauri: Has it Begun?
本研究通过分析T Tauri系统尘埃结构的几何构型与运动，结合AAVSO观测到的T Tau North近十年约2个星等的可见光变暗现象，证实预测中的T Tau大变暗已开始，且未来数十年该星可能持续变暗甚至完全从光学天空消失。
2025-01-10 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
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
The Periastron Passage of T Tauri South B as Viewed by ALMA: Millimeter Flux Variations and Dust Heating Triggered by Orbital Motion
Space Telescope Science Insitute（太空望远镜科学研究所）；Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux, Université de Bordeaux, CNRS（波尔多大学天体物理学实验室，法国国家科学研究中心）；The CHARA Array of Georgia State University（佐治亚州立大学CHARA阵列）；The Institut de Radioastronomie Millimétrique (IRAM)（毫米射电天文研究所）
ALMA观测揭示TTauri南星系在periastron经过期间毫米波波动与尘埃加热，揭示轨道运动引发的吸积活动及尘埃盘变化。
2026-03-03 astro-ph.SR
XMM-Newton X-ray Observations of LkCa 15: A T Tauri Star With a Formative Planetary System
金牛座T星LkCa 15的高分辨率地面图像揭示了多个被认为构成形成行星系统的同伴。候选的原行星轨道距离约15 - 20天文单位，在星周盘的尘埃耗尽的内部区域。由于它的年轻（1 - 4百万年），LkCa 15提供了一个测试行星形成模型的基准系统。我们在2009年的一次短的10 ks钱德拉观测中探测到LkCa 15作为一个明亮的X射线源。我们在这里报告了2014年从更深的37 ksXMM-牛顿观测中获得的新结果。新的数据提供了更好的采样在时域和提高灵敏度在低能量低于1千电子伏。与热发射模型的光谱拟合需要至少两个温度分量，kT_cool ~ 0.4 keV和kT_hot ~ 2.2 keV。kT_hot的值比Chandra推断的值小约2倍，表明热分量温度是可变的。最佳拟合的吸收柱密度与消光系数A_v = 1.3 - 1.7 mag. X射线本征光度L_x（0.2 - 10 keV）= 3e ~（30）ergs/s的结果符合得很好。对内盘和原行星的X射线加热率的估计对假设的盘气体表面密度很敏感，最近的ALMA观测估计在距离恒星1天文单位处Sigma_0（气体）~ 100 g/cm ^2。在这样的密度下，X射线加热主要局限于盘的上层，X射线穿过盘的中平面到达r ~ 15 - 20 AU的原行星是可以忽略的。
2017-03-20 astro-ph.SR
