Constraints to the magnetospheric properties of T Tauri stars. I. The C II], Fe II] and Si II] ultraviolet features
在金牛座T星的光谱中，~2325埃处的C Ⅱ]特征非常突出。这个特征是在电子温度约为10，000 K时激发的半禁戒跃迁的五重态，与附近的Si II]和Fe II]特征一起，为精确测量TTS磁层中的等离子体特性提供了可靠的光学薄示踪剂。利用哈勃空间望远镜（HST）上的空间望远镜成像光谱仪（STIS）观测到的27个TTS中的20个TTS的光谱在CII波长处具有足够好的信噪比（S/N）。对于这些恒星，我们已经确定了电子密度（ne）和温度（Te）的线发射区，以及轮廓加宽（西格玛）。对于样本（17）中的大多数恒星，我们得到10^{4.1} < Te < 10^{4.5} K和10^{8} < ne < 10^{12} cm^{-3}。这些恒星都有超热谱线增宽（35 < sigma < 165 km s^{-1}），除了TW Hya和CY Tau有热谱线增宽。C Ⅱ]线的亮度和增宽都与吸积速率有关。线发射似乎是产生在磁层吸积流，接近磁盘。有三个例外：DG Tau，RY Tau和FU Ori。线的质心是蓝移的，表明这三颗恒星的线发射是由外流主导的。
2014-07-03 astro-ph.SR
Constraints to the magnetospheric properties of T Tauri stars - II. The Mg II ultraviolet feature
金牛座T星的大气结构及其与大尺度外流的关系还知之甚少。在恒星大气中，恒星和圆盘之间的磁介导的相互作用的效果也没有很好的理解。Mg II多重态是TTS大气和外流的基本示踪剂，并且是TTS近紫外光谱中最强的特征。国际紫外线探测器和哈勃空间望远镜的数据档案提供了一套独特的研究主要的物理化合物有助于线的轮廓，并得出线形成区域的属性。这些档案中有分辨率为13，000至30，000的44个TTS的Mg II剖面。在这项工作中，我们使用这个数据集来测量主要的可观测量：通量，加宽，不对称性，流出的终极速度，和离散吸收分量的速度。对少数几个来源进行了重复观测，并对变异性进行了研究。在亚天文单位尺度上，有一股暖风吸收了Mg II剖面的蓝色机翼。主要结果是谱线展宽、Mg Ⅱ流量、流的终极速度和吸积率之间的相关性。外流和磁层等离子体有助于Mg II通量。Mg II和C IV或He II之间的通量-通量相关性得到证实;然而，没有发现Mg II通量和紫外连续谱或H2发射之间的相关性。
2015-05-04 astro-ph.SR
Characterising the magnetospheric accretion process of DF Tauri's primary
University of Geneva（日内瓦大学）
研究DF Tauri双星系统中主星的磁层吸积机制，通过高分辨率光谱偏振观测分析吸积相关发射线变化、遮蔽度及磁场拓扑结构，确认主星经历典型磁层吸积过程。
2026-02-26 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
Interaction between Winds from Weak-lined T Tauri Stars with Exoplanetary Magnetospheres
Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da Universidade de São Paulo (IAG/USP)（圣保罗大学天文学、地球物理学和大气科学研究所）
研究弱线T Tauri星风与类地行星磁层的相互作用，分析风压与磁层压力平衡，发现磁层压缩效应及磁层大小随恒星年龄变化的规律。
2026-04-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Monitoring the magnetospheric accretion of the classical T Tauri star DO Tau with SPIRou
Univ. de Toulouse, CNRS, IRAP（图卢兹大学）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；Departamento de Física – ICEx – UFMG（米纳斯吉拉斯联邦大学）；Department of Astronomy, University of Geneva（日内瓦大学）；Dublin Institute for Advanced Studies（都柏林高等研究院）
通过SPIRou观测发现DO Tau存在异常的大型磁场，其磁极性在观测期间反转，同时揭示了磁球层间隙和内吸积盘的结构特征。
2026-02-27 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
Magnetospheric accretion on the fully-convective classical T Tauri star DN Tau
我们在此报告在“磁性原恒星和行星”方案范围内用加拿大-法国-夏威夷望远镜的ESPaDOns对经典金牛座T星DN Tau进行分光偏振观测的结果。我们推测DN Tau是一颗年龄约200万年、半径为1.9 ± 0.2 Dsun、光球温度为3，950 ± 50 K、光度为0.8 ± 0.2 Lsun、自转周期为6.32 d的全对流星。清晰的圆偏振塞曼签名检测到光球和吸积供电的发射线，探测纵向领域高达1.8千克（在He 1 D3吸积代理）。旋转调制的塞曼签名，检测到在光球和吸积线，是不同的，在我们的2个运行，提供进一步的证据表明，领域的cTTS产生的非平稳发电机。使用断层成像，我们重建地图的大规模领域，光球亮度和吸积供电的发射在DN头表面在这两个时代。我们发现，磁拓扑结构主要是极向的，并在很大程度上是轴对称的，与八极分量（极性强度0.6-0.8 kG）1.5- 2.0倍大于偶极分量（极性强度0.3-0.5 kG）。DN Tau在这两个时期都以向极吸积为主。然而，DN Tau的大尺度偶极分量太弱，无法破坏周围的吸积盘超过共转半径的65-90%（在此半径处，盘的开普勒周期与恒星自转周期相匹配），这表明DN Tau尽管完全对流，但已经在旋转了。
2013-08-23 astro-ph.SR
The classical T Tauri star CI Tau observed with SPIRou: magnetospheric accretion and planetary formation
该研究结合 SPIRou 与 ESPaDOnS 光谱重建 CI Tau 的大尺度磁场和稳定吸积形态，并指出23.86天径向速度信号更可能源于内盘结构而非候选近距行星。
2024-03-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Ca II lines as tracers of disk structure in T Tauri Stars: The Chamaeleon I region
本研究通过分析 Chamaeleon I 区域 T Tauri 星的 Ca II 线，发现部分恒星 Ca 线弱于预期，提出 Ca 耗尽与盘结构相关，并利用磁层吸积模型估算内盘 Ca 丰度约为太阳的 17%。
2023-06-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Non-stationary dynamo & magnetospheric accretion processes of the classical T Tauri star V2129 Oph
我们在这里报告的第一个结果的多波长运动集中在磁层吸积过程的经典TTauri星（cTTS）V2129 Oph。在本文中，我们提出了2009年7月在加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）与ESPaDOns收集的分光偏振观测。圆偏振塞曼签名清楚地检测到，无论是在光球吸收和吸积供电的发射线，从时间序列，我们重建新的地图的磁场，光球亮度和吸积供电的发射在V2129 Oph的表面使用我们最新的层析成像工具-与来自我们的旧2005年6月的数据集，以完全相同的方式重新分析。我们发现，在2009年7月，V2129 Oph的八极场和偶极场分量分别约为2.1和0.9kG，均相对于自转轴倾斜约20度;我们的结论是，自2005年6月以来，大尺度磁拓扑结构发生了显著变化（当八极和偶极分量分别弱约1.5和3倍时），表明V2129 Oph的场是由非稳态发电机产生的。我们还表明，V2129 Oph具有黑暗的光球点和吸积动力发射的局部区域，都接近主表面磁区（托管场在2009年7月高达约4KG）。最后得到V2129 Oph的表面剪切强度约为太阳的一半。从吸积动力发射线的通量，我们估计，在V2129 Oph表面观测到的平均对数吸积率（Msun/yr）在两个时期都是-9.2+-0.3，在磁最大值时达到峰值-9.0。特别是在2009年7月和2005年6月，V2129 Oph的磁场截断内吸积盘的半径分别为0.93 x和0.50…
2010-11-23 astro-ph.SR
Magnetic torques on T Tauri stars: accreting vs. non-accreting systems
经典的金牛座T星（CTTs）与周围的圆盘发生磁相互作用，这一过程被认为是调节其旋转演化的过程。在这项工作中，我们计算扭矩作用到恒星表面的CTTs所产生的不同吸积（吸积漏斗）和喷射（恒星风和磁层喷射）流组件。此外，我们比较了两个不同的系统中由于恒星风的磁制动：孤立和吸积恒星。2.5D磁流体动力学，时间相关，轴对称模拟。对于这两个系统，恒星风都是热驱动的。在星-盘相互作用（SDI）模拟中，吸积盘是开普勒的、粘性的和电阻性的。两个系列的模拟，一个为每个系统。我们发现，在经典的金牛座T系统的磁层喷射的存在限制了星风膨胀，导致沙漏形的几何流出。此外，吸积柱的形成改变了恒星风利用的开放磁通量的数量。这些效应对恒星风的性质有很大的影响，我们表明，恒星风制动是更有效的恒星盘相互作用系统比孤立的。我们还推导出扭矩缩放，在很宽的范围内的磁场强度，直接适用于恒星表面上的扭矩的SDI系统中的每个流组件。在所有进行SDI模拟的恒星风提取不到2%的质量吸积率和磁盘被截断到66%的共转半径。所有的模拟都显示了净起转扭矩。为了达到恒星自旋平衡，我们需要更大质量的恒星风或更接近共转半径的圆盘，这会增加磁层喷射的扭矩效率。
2020-09-02 astro-ph.SR
Unstable magnetospheric accretion on the T Tauri star TW Hya
Univ. de Toulouse, CNRS, IRAP（图卢兹大学）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；Departamento de Física – ICEx – UFMG（米纳斯吉拉斯联邦大学）；Department of Astronomy, University of Geneva（日内瓦大学天文学系）；Crimean Astrophysical Observatory（克里米亚天体物理观测站）；Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）
研究TW Hya星的不稳定磁层吸积，通过新观测确认其磁场随时间变化，利用塞曼-多普勒成像分析磁场结构，测量径向速度并确定无近距离行星信号，还测得吸积率及波动情况，证实吸积不稳定及磁层间隙范围。
2026-07-14 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
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
Time Variability of Emission Lines for Four Active T Tauri Stars (I): October--December in 2010
本文利用高光谱分辨率（$R \ga 1 \times 10^4$）分光光度计对四颗活跃的金牛座T星（DG Tau，RY Tau，XZ Tau，RW Aur A）进行了观测，研究了在驱动源喷流/风结构中观察到的时变质量喷射与光发射谱线探测到的时变质量吸积之间的相关性。这可能使我们能够限制喷气/风发射机制的理解，发射区域的位置，以及与磁层质量吸积的物理联系。2010年，在六个不同的时期进行了观测，以调查每日和每月的变化如何影响这样的研究。我们进行了比较，我们观察到的线轮廓和那些在文献中的一段时间的几十年，并确认存在的时间变异性独立于每日和每月的变化，在我们的观察。到目前为止，这是一致的想法，这些线的轮廓有一个长期的变化（3-20年）有关的幕式质量喷射所建议的结构在扩展流组件。我们还研究了不同谱线的等效宽度和亮度之间的相关性。我们发现，这些相关性是一致的稳定的磁层质量吸积和发射线区域，靠近恒星目前的范例。
2013-02-18 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
The wind and the magnetospheric accretion onto the T Tauri star S Coronae Australis at sub-au resolution
为了研究原行星盘的内部区域，我们对经典的TTauri双星系统S CrA进行了近红外干涉观测。我们提出了第一个VLTI-重力高光谱分辨率（$R\sim$ 4000）的观测一个经典的TTauri二进制，S CrA（由S CrA N和S CrA S组成，由$\sim$ 1.4”），结合四个8米望远镜在双场模式。我们在近红外K波段的连续观测揭示了在每个双星的周围都有一个圆盘，在d $\sim$ 130 pc的倾角下，半通量半径约为0.1 au（$i=$ 28 $\pm$ 3 $^o$ 1和$i=$ 22 $\pm$ 6 $^o$），以及位置角（PA=0 $^o\pm$ 6 $^o$和PA=-2 $^o\pm$ 12 $^o$），表明它们是由一个共同的磁盘碎片形成的。S CrA N光谱显示出明亮的HeI和Br $γ$线发射，表现出反向P-Cygni分布，通常与下落气体有关。连续补偿的Br-$γ$谱线显示出一个紧凑的Br-$γ$发射区，其半径约为$\sim$ 0.06 au，是截断半径的2倍。这个组件主要是追踪风。此外，轻微的半径变化之间的蓝移和红移的Br $γ$线组件被边缘检测。在He I和Br $γ$谱线中存在着一个逆P-Cygni剖面，同时还试探性地探测到了一个稍大尺寸的蓝移Br $γ$谱线分量，这暗示了在S CrA N中同时存在着风和磁层吸积。
2017-09-05 astro-ph.SR
The GRAVITY Young Stellar Object survey -- IX. Spatially resolved kinematics of hot hydrogen gas in the star/disk interaction region of T Tauri stars
本研究利用VLTI GRAVITY干涉测量方法观测7颗T Tauri星，提取Br-gamma发射区大小和光度中心偏移，发现两颗最弱吸积星的发射主要由磁层吸积驱动，其余源则受外流等延展成分影响。
2022-11-23 astro-ph.SR
Magnetospheric Accretion as a Source of H$α$ Emission from Proto-planets around PDS 70
高分辨率成像技术的进步揭示了H $α$的发射与主星分离。一般认为这种辐射与原行星盘中行星的形成有关。然而，这种发射的性质仍然没有完全了解。在这里，我们报告的H $α$排放的年轻恒星PDS 70周围的行星的建模工作。使用标准的磁层吸积模型以前适用于吸积年轻的恒星，我们发现，所观察到的线通量可以重现使用一系列的参数PDS 70 b和c，与平均质量吸积率log（${\rm \dot{M}}$）= $-8.0\pm0.6$ M $_{\rm Jup}$ yr $^{-1}$和$-8.1\pm0.6$ M $_{\rm Jup}$ yr $^{-1}$ PDS 70 c，分别。我们的研究结果表明，H $α$发射的年轻行星可以起源于磁层吸积的质量从环行星盘。我们发现在金牛座T星中经常使用的质量吸积率和H $α$线性质之间的经验关系式在行星质量区域中是不适用的。特别是，线通量和质量吸积率之间的相关性低估了约一个数量级的吸积率，在10%的高度线的宽度是不敏感的吸积率在${\rm \dot{M}}$ $< 10^{-8}$ M $_{\rm Jup}$年$^{-1}$。
2019-09-13 astro-ph.EP 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
Complex Magnetospheric Accretion Flows in Low Accretor CVSO 1335
虽然磁层吸积模型已被广泛应用于具有典型质量吸积率的金牛座T星，但对于非常低的吸积区域仍然没有得到充分的研究。在这里，我们报告多历元的观测和建模CVSO 1335，一个5百万年的太阳质量的恒星，这是吸积质量从磁盘，证明了红移吸收的H $α$配置文件，但非常不确定的估计质量吸积率使用传统的校准器。我们使用的吸积激波模型来约束的质量吸积率从Balmer跳跃超过测量相对于一个非吸积模板，我们的H $α$的配置文件，同时观察到，使用磁层吸积模型。使用连续夜晚的数据，我们发现恒星的吸积率很低，$4-9 \times 10^{-10} \,$ M $_{\odot}\,$ yr $^{-1}$，表明在一个时间尺度上的变化。观察到的H $α$配置文件指向两个几何孤立的吸积流，表明一个复杂的下落几何。观测到的红移反射系统与该恒星是一个北斗七星的说法是一致的，尽管需要多波段光度监测来证实这一假设。
2019-09-06 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
Towards a comprehensive view of accretion, inner disks, and extinction in classical T Tauri stars: an ODYSSEUS study of the Orion OB1b association
金牛座T星和它们周围的原行星盘的共同演化决定了行星形成的时间尺度。在本文中，我们提出了磁层吸积和内盘壁模型适合NUV-NIR光谱的猎户座OB 1b的9个经典金牛座T星周围的年轻恒星的外流和对流的一部分：协同探索ULLYSES光谱（ODYSSEUS）调查。使用NUV光谱从哈勃紫外线遗产图书馆的年轻恒星作为基本标准（ULLYSES）主任的自由裁量程序和光学近红外光谱从PENELLOPE VLT大计划，我们发现，这些目标的吸积率是相对较高的该地区的中间年龄为5.0百万年;率范围从$0.5-17.2 \times 10^{-8}$ M $_{\odot}$ /年，与$1.2\times 10^{-8}$ M $_{\odot}$ /年的中值。近红外超区与距主星0.05-0.10天文单位的1200-1800 K内盘壁相匹配。我们讨论了消光定律的选择的意义，因为测得的吸积率强烈依赖于所采用的消光值。这一分析将扩展到通过ULLYSES观测的金牛座T星的完整样本，以描述不同年龄和恒星星族的恒星形成区的吸积和内部盘的特征。
2022-08-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Multidimensional models of hydrogen and helium emission line profiles for classical T Tauri Stars: method, tests and examples
本文提出了经典金牛T星（CTTS）吸积流和流出流中形成的氢和氦谱线轮廓的多维非LTE辐射转移模型。在Sobolev近似假设下，用辐射转移程序TORUS进行了统计平衡计算，改进后的计算包括了He I和He II的能级。这使我们能够探测CTTS的内部风的物理条件，同时模拟强大的风诊断线He I（10830）和吸积诊断线，如Pa-β，Br-γ和He I（5876）。该代码已在1和2-D的问题进行了测试，我们已经表明，结果与既定的代码。我们将该模型应用于CTTS的复杂流动几何形状。模型剖面的例子是使用（1）磁层吸积和盘风，以及（2）磁层吸积和恒星风的组合计算的。在这两种情况下，该模型产生的线轮廓是定性类似的观察中发现的。我们的模型是一致的情况下，窄蓝移的吸收分量的He I（10830）的观察是由盘风引起的，和更广泛的蓝移吸收分量（P-Cygni配置文件）是由双极恒星风。然而，我们对风和磁层对于“排放”部分的相对重要性没有很强的限制。我们的初步计算表明，根据氢线的强度，盘风、恒星风和磁层的温度不会比~ 10，000 K高得多。在这些低温下，我们发现高能光子（如X射线）的光电离是产生He I（10830）发射和产生蓝移吸收成分所必需的。
2011-06-09 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
The GRAVITY young stellar object survey -- XV. The star-disk interaction region of the T Tauri star DO Tau
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，天体物理与行星学研究所）；Laboratoire Lagrange, Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS（拉格朗日实验室，蔚蓝海岸大学，蔚蓝海岸天文台，法国国家科学研究中心）；Univ. de Toulouse, CNRS, IRAP（图卢兹大学，法国国家科学研究中心，天体物理与行星学研究所以及）；Departamento de Fisica - ICEx - UFMG（米纳斯吉拉斯联邦大学理学院物理系）
研究利用高分辨率光谱和光学长基线干涉仪技术，探讨DO Tau的内盘及星-盘相互作用区域，揭示其吸积过程和盘结构特征。
2026-03-23 astro-ph.SR
Analytical Hot Spot Shapes and Magnetospheric Radius from 3D Simulations of Magnetospheric Accretion
本文给出了吸积磁化星表面斑点的位置和形状的解析公式，当一颗星的偶极磁场以小于30度的小失准角θ倾斜，磁层为恒星半径的2.5-5倍时，这些斑点的位置和形状与吸积磁化星的磁层半径成正比。我们观察到，当内盘的位置变化时，斑点的方位角位置变化显著。相比之下，由于磁层的压缩，黑子的极位变化很小。光斑的方位角宽度随θ变化很大：光斑在较大的失准角下具有弧形形状，在非常小的失准角下类似于环。光点的极宽随参数的变化仅略有变化。斑点在方位角方向上的运动可以提供吸积毫秒脉冲星的相移，以及经典金牛座T星周期的“漂移”。光斑的位置和形状由三个参数决定：失准角θ、归一化共转半径r_c/R_* 和归一化磁层半径r_m/R_*，其中R_* 为恒星半径。我们还用我们的数据来检验阿尔文半径的公式，其中主要的依赖关系是r_m \sim（μ^2/ \dot M）^{2/7}，其中μ是恒星的磁矩，\dot M是吸积率。我们发现，这种依赖性更为平缓，r_m \sim（μ^2/ \dot M）^{1/5}，这可以用盘状物质对磁层的压缩和外磁层磁场线的非偶极形状来解释。
2013-03-19 astro-ph.SR
Emission line variability of young 10-30 Mjup companions : I. The case of GQ Lup b and GSC 06214-00210 b
本研究分析两颗10-30倍木星质量年轻伴星的氢帕邢β发射线变异性，发现其变率特征与经典T Tauri星相似，或支持二者吸积机制相近，同时解释了Hα成像巡天低检出率的原因。
2023-05-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Global 3D Simulations of Disc Accretion onto the classical T Tauri Star BP Tauri
经典金牛座T星BP Tau的磁场可以近似为偶极矩和八极矩的叠加，极磁场强度分别为1.2 kG和1.6 kG（Donati等人，2008）。我们采用测量的性质的BP头和模型的光盘吸积到恒星。我们在模拟中观察到，磁盘被破坏的偶极组件和物质流向恒星的两个漏斗流，形成两个吸积点下方的偶极磁极。在离恒星非常近的地方，八极分量在动力学上变得非常重要，它将物质流重新定向到更高的纬度。与纯偶极子的情况相比，这些斑点是纬向拉长的，位于较高的纬度，在纯偶极子的情况下，新月形，纬向拉长的斑点形成于较低的纬度。斑点的位置和形状与观测结果吻合得很好。磁盘磁层的相互作用导致膨胀的磁力线和磁盘上方和下方的磁塔的形成。BPTau的磁场仅在靠近恒星的磁层表面内接近于电势，在那里磁应力占主导地位。对不同的吸积速率进行了一系列模拟。它们表明，吸积率比许多观测中获得的要低，除非圆盘在靠近恒星的地方被截断。作用在恒星上的力矩大约比旋转平衡所需的力矩低一个数量级。我们认为，恒星在其演化的早期阶段可能会失去大部分角动量。
2010-09-17 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 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
Photo-reverberation Mapping of a Protoplanetary Accretion Disk around a T Tauri Star
新生恒星的理论模型和光谱观测表明，原植盘有一个内部的“壁”，其距离取决于盘与恒星的相互作用。在金牛座T型恒星周围，这个圆盘洞的大小预计在0.1天文单位的尺度上，这是目前自适应光学成像无法分辨的，尽管一些模型依赖的限制已经通过近红外干涉测量得到。在这里，我们报告的第一次测量的内部磁盘周围的太阳质量的年轻恒星对象，YLW 16 B在ρ蛇夫座恒星形成区，通过检测从恒星表面到磁盘的可变辐射的光旅行时间。在两个晚上检测到一致的时间滞后，当H（1.6 μm）和K（2.2 μm）波段的时间序列同步时，4.5 μm发射滞后74.5 +/- 3.2秒。考虑到星盘的几何形状接近边缘，内边缘平均距离原恒星0.084天文单位，误差约为0.01天文单位。这个大小可能大于磁层截断的范围，并且与在~1500 K的尘埃升华半径处的光学和几何厚盘锋一致。不同波段中的数据之间的交叉关联函数的宽度对盘的几何形状施加了可能的新约束。
2016-03-18 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
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
Examining magnetospheric accretion in Herbig Ae/Be stars through near-infrared spectroscopic signatures
磁驱动吸积和外流模型再现了金牛T星的许多观测特性。对于质量更大的赫比格Ae/Be星，相应的图像还没有很好地建立起来。尽管如此，人们预计，吸积流在前主序星的引导从拱盘恒星区域的高纬度沿磁层内的磁场线。使用近红外多历元光谱数据与ISAAC，CRIRES，和X-shooter的VLT，我们研究了磁层吸积在两个赫比格Ae星HD 101412和HD 104237。He I 10830和Pa_gamma的光谱特征，这两条近红外线是在赫比格星的吸积区形成的，显示了这两个物体的时间调制。对于HD 101412，这种调制由其旋转周期决定，我们可以从数据中恢复。我们可以证明，我们的光谱观测可以用我们早先从磁场测量中建立的磁几何来解释。对于HD 104237，我们很难清楚地确定旋转周期。我们打算将这种方法应用于更大样本的Herbig Ae/Be星，以了解更多关于它们的旋转特性和吸积机制的工作。
2019-01-13 astro-ph.SR
Braking down an accreting protostar: disc-locking, disc winds, stellar winds, X-winds and Magnetospheric Ejecta
经典金牛座T星是低质量的年轻恒星，它们被星周吸积盘所包围，并从中获得质量。尽管这种吸积和它们自己的收缩都应该导致它们的自旋上升，但只要圆盘保持不变，这些恒星似乎保持了几乎恒定的旋转周期。在文献中已经提出了几种方案，以解释这种令人困惑的“盘锁定”的情况：无论是沉积在光盘的恒星角动量的恒星磁层或通过风喷射，从而提供了一个解释喷流从年轻的恒星天体。在这个讲座中，这些不同的机制将被严格地详细介绍，从星盘相互作用的物理学到自约束射流的发射（盘风，恒星风，X风，锥形风）。它将表明，没有一个简单的模型可以单独说明整个大量的观测数据和“光盘锁定”需要其中一些组合。
2013-10-15 astro-ph.SR
Classical T Tauri stars: magnetic fields, coronae, and star-disc interactions
年轻恒星的磁场通过星盘相互作用和外流来设定它们的日冕性质并控制它们的自旋演化。利用10颗经典金牛座T星的14幅磁图，研究了它们的闭合X射线发射日冕、开放风载磁场和磁层吸积流的几何结构。所有CTTS的磁场都是多极的。具有简单（更偶极）大尺度磁场的恒星具有更强的磁场，旋转速度较慢，与具有更复杂的大尺度磁场的恒星相比，具有更大的X射线发射日冕。场的复杂性控制着恒星表面开放场和封闭场的分布，并强烈影响着吸积热点的位置和形状。然而，高阶场分量在确定总无符号开放磁通量方面是次要的，这主要取决于偶极分量的强度和恒星表面积。同样，偶极子分量单独提供了盘截断半径的适当近似。对于某些恒星来说，热日冕等离子体的压力主导了恒星的磁压，并迫使圆盘截断半径内的封闭场打开。这一点很重要，因为吸积模型通常假设磁场具有一个封闭的几何形状，一直到圆盘的内部边缘。
2013-10-30 astro-ph.SR
Do accretion-powered stellar winds help spin down T Tauri stars?
本研究通过恒星自转模型与合成种群分析，发现APSW显著影响盘截断半径与共转半径之比，当观测样本量超过250颗时即可高置信度区分ME与APSW两种减速机制。
2025-04-04 astro-ph.SR
Hydrogen Emission from Accretion and Outflow in T Tauri Stars
辐射转移建模为理解金牛座T星神秘的氢发射线提供了一个强大的工具。这项工作比较了29 T金牛星的光学和近红外光谱与我们的网格合成线配置文件。档案光谱，获得VLT的X-射手，提供了许多光学和红外氢线的同时覆盖。观察显示出类似的形态线剖面中看到的其他研究。我们使用辐射传输代码TORUS创建合成H $α$，Pa $β$，Pa $γ$和Br $γ$发射线的基准金牛座T模型，包括轴对称磁层吸积和极星风。合成的H $α$谱线的Reipurth型和谱线宽度的分布与观测结果相似。然而，模型化的红外线比$\approx 80{~\rm kms}^{-1}$的观测窄，我们的模型预测了一个显着更高的比例（$\approx 90$ %）的逆P-Cygni配置文件。此外，我们的辐射传输模型表明，P-Cygni配置文件的频率取决于质量损失的质量吸积率和蓝移的亚连续吸收的质量损失率低至$10^{-12}~M_{\odot}{\rm~ yr}^{-1}$的预测。我们探讨了旋转，湍流的影响，并从红移吸收的贡献，试图解释宽度的差异。我们的研究结果表明，奇怪的是，这些影响都不足以解释观察到的差异。然而，旋转，湍流和非轴对称吸积的组合可能会提高模型的拟合观测数据。
2022-05-17 astro-ph.SR
Discovery of Magnetospheric Interactions in the Doubly-Magnetic Hot Binary $ε$ Lupi
本文利用 uGMRT 和 MeerKAT 望远镜在双磁性热双星 $ε$ Lupi 中发现了强烈可变射电辐射，揭示了轨道周期内的磁重联现象，使其成为首个嵌入相互作用磁层的大质量主序双星，为研究各类磁性相互作用系统的等离子体物理提供了理想目标。
2023-06-09 astro-ph.HE 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
Spectroscopic signatures of magnetospheric accretion in Herbig Ae/Be stars. I. The case of HD101412
磁驱动的吸积和外流模型再现了金牛T星的许多观测特性。这个概念对于更大质量的赫比格Ae/Be星来说还没有很好的建立。我们打算检查的Herbig Ae/Be星的磁层吸积和搜索旋转调制使用光谱签名，在这第一篇论文集中在研究的Herbig Ae星HD 101412。我们使用近红外光谱观测的磁性赫比格Ae星HD 101412测试的磁层特性的吸积盘/恒星的相互作用。我们减少和分析了30个光谱的HD 101412，获得与CRIRES和X-射手摄谱仪安装在VLT（ESO，智利）。光谱分析是基于在吸积区形成的He I lambda 10，830和Pa伽马线。我们发现，HD 101412近红外光谱中这些诊断线的时间行为可以用吸积气体产生的线轮廓的转动调制来解释，其周期为P = 20.53 ± 1.68 d.这一周期的发现，大约是以前通过测量平均纵向磁场确定的磁旋转周期P_m = 42.076 d的一半，表明吸积物质在旋转周期中两次落在靠近与视线相交的磁极的区域。我们打算将这种方法应用于更大的样本Herbig Ae/Be星。
2016-06-13 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
Using the Ca II lines in T Tauri stars to infer the abundance of refractory elements in the innermost disk regions
本文通过分析70颗T Tauri星的Ca II发射线，发现其内盘普遍存在难熔元素亏损，且亏损与盘结构及行星形成相关，为盘中卵石径向漂移提供了直接证据。
2024-10-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
The GRAVITY young stellar object survey XIV : Investigating the magnetospheric accretion-ejection processes in S CrA N
本研究通过近红外干涉观测探究T Tauri星S CrA N的内盘区域，发现K波段连续谱来自方位调制尘埃环，提出磁层吸积是重要尘埃加热机制，Brγ线源于内盘吸积-喷流过程的共同作用。
2024-08-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A measure of the size of the magnetospheric accretion region in TW Hydrae
恒星是从周围的圆盘吸积物质而形成的。有一种共识认为，流经圆盘的物质是由恒星磁场引导到恒星表面的。这被认为是强大到足以截断磁盘接近所谓的共转半径，其中磁盘旋转的速度与恒星相同。对年轻恒星的光谱干涉研究表明，氢主要是在几毫角秒的范围内发射出来的，通常位于尘埃升华半径内。它的起源仍然是一个有争议的问题，它可以被解释为来自恒星磁层，旋转风或磁盘。对于中等质量的赫比格-AeBe星，Br-γ辐射是空间分辨的，这一事实排除了大部分辐射来自磁层的可能性。这是由于在这些源中检测到弱磁场（G的十分之几），导致磁层非常紧凑。在金牛座T源的情况下，它们更大的磁层应该使它们更容易解析。然而，磁层的小角尺寸（零点几毫角秒），以及氢气中的风的存在使得观测解释具有挑战性。在这里，我们提出了磁层吸积的直接证据，通过光学长基线干涉测量的空间解决内盘的60 pc的金牛星TW长蛇座。我们发现氢的近红外辐射来自一个大约3.5恒星半径（R*）的区域。这个区域在连续尘埃盘发射区（R_（max）= 7 R ~*）之内，小于其两倍的共转半径。这表明，氢的释放来源于磁层吸积模型中所预期的吸积柱，而不是在更远距离（>1au）的风中释放。
2021-04-13 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 circumstellar environment of the young, low-mass dipper star JH 223. Accretion and large-scale magnetic field topology
Universidade Federal de Minas Gerais（米纳斯吉拉斯联邦大学）；Université Grenoble Alpes（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Catania（意大利国家天体物理研究所卡塔尼亚天文台）；Crimean Astrophysical Observatory（克里米亚天体物理观测站）；Seoul National University（首尔国立大学）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）；Univ. de Toulouse（图卢兹大学）
研究年轻低质量迪普星JH 223的星周环境，通过分析吸积过程和大尺度磁场拓扑，揭示其磁盘截断半径与自转周期的关系。
2026-04-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evidence of hot high velocity photoionized plasma falling on actively accreting T-Tauri Stars
HeII（1640 A）谱线和NV（UV 1）共振偶线为TTauri星（TTS）热（Te>40，000 K）大气/磁层等离子体激发机制提供了一个很好的诊断工具。利用哈勃太空望远镜档案中的数据，这项工作表明，至少有两种不同的物理成分对这些示踪剂中的辐射起作用：在磁层和大气层上滑动的吸积流。在大多数源中，NV轮廓是对称的，并且相对于恒星静止。速度色散的配置文件增加从非吸积（40公里/秒）的吸积（120公里/秒）的TTS表明，在线形成区域的宏观湍流减少的恒星接近主序星。在RW Aur，HN Tau和AA Tau发现了NV线形成于热太阳风的证据。HeII剖面有一个很强的窄分量，占主导地位的线通量;该分量的色散范围从20到60公里/秒。这种辐射的来源是不确定的。目前的数据表明，吸积激波和大气排放可能有助于线通量。在某些来源的HeII线显示了广泛的和奖励转移的排放成分，往往伴随着半禁OIII排放，具有约3.4e10 cm-3的临界密度。尽管不同的起源（推断从运动学的线形成区域），NV和HeII通量是强烈相关的，最重的吸积物的可能例外。
2013-06-14 astro-ph.SR
On the Mass Accretion Rates of Herbig Ae/Be Stars. Magnetospheric Accretion or Boundary Layer?
了解年轻恒星如何通过盘-星吸积获得质量在天体物理学中至关重要。它影响了我们对早期恒星演化、盘寿命和耗散过程、行星在最小尺度上形成的方式、或与表征最大恒星形成区域的宏观参数的联系等方面的知识。反过来，质量吸积率估计依赖于假设的吸积范式。对于具有强磁场的低质量金牛座T星，人们一致认为磁层吸积（MA）是驱动机制，但在具有弱磁场或可忽略磁场的大质量年轻恒星物体中，质量转移可能直接从盘通过热的边界层（BL）发生到恒星。中等质量的赫比格Ae/Be（HAeBe）恒星弥合了两个以前的制度之间的差距，仍然是光学可见的前主序阶段，从而构成了一个独特的机会来测试可能的变化吸积模式从MA BL。这篇评论涉及我们的估计吸积率在HAeBes，批判性地讨论了不同的吸积范式。这表明，虽然越来越多的证据支持，MA可能会扩展到晚型HAes，但不是早期型HBes，还没有一个共识，这种情况下的有效性与BL之一。基于MA和BL冲击模型，有人认为，紫外制度可以显着有助于在未来区分这些竞争吸积的情况。
2020-05-04 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
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
Global 3D Simulations of Disc Accretion onto the classical T Tauri Star V2129 Oph
经典的金牛座T星V2129 Oph的磁场可以近似地通过叠加轻微倾斜的偶极和八极矩来模拟，极向磁场强度分别为0.35 kG和1.2 kG（Donati et al. 2007）。在这里，我们构建了一个数值模型的V2129 OPH结合这一结果，并模拟吸积到恒星。模拟显示，圆盘被偶极子截断，物质以两个漏斗流流向恒星。在靠近恒星的地方，物质流被八极分量改变方向，一部分物质流向高纬度的两极，其余的进入八极带。斑点的形状和位置与纯偶极情况下的不同，在纯偶极情况下，在中纬度观察到新月形斑点。模拟结果表明，当圆盘被截断到与共旋半径6.8 R * 相当的距离6.2 R * 时，高纬极斑占主导地位，但模拟得到的吸积率比观测值低一个数量级.吸积率与观测值相符，如果盘破裂离恒星更近，在3.4 R_*。然而，八极带斑点强烈占主导地位。更好的匹配已经在实验中获得的偶极场的两倍强。盘-磁层相互作用对恒星的扭矩很小，自旋演化的时间尺度为2 × 10^7 -10^9年，比V2129 Oph的2 × 10^6年年龄要长。恒星的外部磁通量受到圆盘的强烈影响：连接圆盘和恒星的磁力线膨胀，在圆盘的上方和下方形成磁塔。在磁层（Alfvén）表面内，磁应力超过物质应力的情况下，势（真空）近似仍然有效。
2010-09-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
