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
Toward A Self Consistent MHD Model of Chromospheres and Winds From Late Type Evolved Stars
我们提出了第一个磁流体动力学模型的恒星色球加热和加速的外部大气的冷演化恒星，使用α头作为一个案例研究。我们使用了一个1.5维MHD程序与一个广义的欧姆定律，占在恒星大气中的部分电离的影响，研究阿尔芬波耗散和波反射。我们已经证明，由于考虑了磁化弱电离色球等离子体中离子-中性碰撞对电阻率的影响以及适当的网格分辨率，数值电阻率比物理电阻率小1-2个数量级。非线性横向阿尔芬波引入的运动可以解释非热增宽和非高斯轮廓的光学薄紫外线形成的色球α Tau和其他晚型巨星和超巨星。在恒星色球层由于电阻（焦耳）耗散的电流，向上传播的非线性阿尔芬波引起的计算加热率，是一致的观测约束的净辐射损失的紫外线和连续α头。在色球层的顶部，阿尔芬波经历显著的反射，产生向下传播的横波，其与向上传播的波相互作用，并在色球层中产生速度剪切。我们的模拟还表明，动量沉积的非线性阿尔芬波成为显着的外色球在1恒星半径的光球。计算得到的终极速度和质量损失率与观测得到的α τ风特性一致。
2014-09-12 astro-ph.SR
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
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
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
Variability of the DG Tau Forbidden Emission Line Low Velocity Component
研究DG Tau喷流和低速分量变化，探讨其起源是磁流体动力学风还是光蒸发风，并通过光谱和空间变化分析揭示其复杂结构。
2025-09-23 astro-ph.SR
Exploring the Complex Ionization Environment of the Turbulent DM Tau Disk
本研究利用ALMA观测首次为DM Tau原行星盘构建了2D电离约束模型，发现适度降低的宇宙射线电离率和硬X射线谱最符合观测，并指出盘内部可能存在额外的电离增强机制。
2024-06-26 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
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
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
Using MHD simulations to model H-alpha and UV spectral lines for interpretation of IRIS and NST data
我们提出了H-α 6563 A和Mg II K&H 2796 A和2803 A线的非LTE建模结果。这个模型对于解释最近发射的美国宇航局IRIS任务和大熊太阳天文台的新太阳望远镜的协调观测非常重要。在用于非LTE建模的可用代码中，RH代码被选择为最适合于对线路轮廓进行建模。最合适的氢和镁原子模型是通过对代码进行多次测试来选择的。研究了电离度对谱线轮廓的影响。辐射MHD模拟的太阳大气，获得与彩虹代码，被用作输入数据的H-α和Mg II H&K线的合成光谱的计算随时间的特定位置。谱线的变化揭示了模拟结果中MHD波的存在。我们构造了不同波长谱线强度的振荡功率谱，并与模拟得到的大气参数随高度变化的功率谱进行了比较。我们发现在某些波长的线轮廓的强度的功率谱和大气参数的功率谱在这些波长的τ-统一高度之间的相关性。这些结果提供了一个新的诊断方法的色球振荡，然而，需要大量的数据来确认这些相关性。
2014-11-30 astro-ph.SR
Horizontal Magnetic Fields in the Solar Photosphere
利用太阳磁粒化的二维MHD模拟结果，分析了水平磁场和FeI 1564.85 nm谱线合成Stokes轮廓对磁场的响应。选定的1.5 h系列的二维MHD模型再现了一个区域的网络场，其直接周围的太阳表面上的无符号磁通量密度为192 G。根据所得到的磁场分布，在tau_5 = 1（tau_5表示λ = 500 nm处的τ）的光学深度处的水平磁场的最可几绝对强度为50 G，而平均值为244 G。平均而言，水平磁场比垂直磁场强，在光球层中约400公里的高度，因为它们的密度更高，占据的面积更大。水平场最大的系数是1.5。强水平磁通量管在表面出现为具有超过500 G的场强的斑点。这些都小于颗粒的大小，并有3.6分钟的寿命。他们形成的光球由于驱逐磁场的对流来自深亚光球层。所获得的数据在质量上与Hinode空间天文台的观测结果一致。
2009-06-15 astro-ph.SR
Red Giant Winds Driven by Alfvén Waves with Magnetic Diffusion
本研究通过非理想MHD模拟探究红巨星阿尔文波驱动风机制，发现双极扩散会降低质量损失率，风参数与磁场强度、金属丰度正相关，且模拟结果与大角星、毕宿五的观测值吻合。
2025-05-19 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
The stellar wind cycles and planetary radio emission of the Tau Boo system
Tau Boo是一颗有趣的行星宿主恒星，据信它经历了类似于太阳的磁周期，但持续时间比太阳周期小一个数量级。利用观测得到的表面磁场图，我们通过三维MHD数值模拟模拟了Tau Boo的磁性星风。由于恒星风的性质取决于恒星磁场的特定特征，我们表明，风在观测到的周期的历元。虽然我们发现的质量损失率（~2.7e-12 Msun/年）在观测到的周期时期内变化不到3%，但我们推导出的角动量损失率在1.1到2.2e32erg之间变化。与磁制动相关的自旋下降时间范围在39 Gyr和78 Gyr之间。我们还计算了（静止的）封闭日冕的发射测量值，并表明它在这些时期内保持近似恒定，值为~10^{50.6} cm^{-3}。这表明Tau Boo的磁周期可能无法通过X射线观测检测到。我们进一步调查恒星风和行星之间的相互作用，估计从热木星的无线电发射，轨道在0.0462 AU从Tau Boo。通过合理的假设，我们证明，对于一颗具有类似木星的磁场（极部~ 14 G）的行星，其射电通量估计为0.5-1 mJy，频率为34 MHz。如果行星的磁化强度较低（磁场强度大约<4G），由于地球的电离层截止，从地面探测无线电发射是不可行的。根据我们的估计，如果这颗行星的磁化程度比这更高，并且发射光束穿过观测者的视线，那么只有噪音水平< 1 mJy的地面仪器才有可能探测到Tau Boo b的无线电发射。
2012-04-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
JWST study of the DG Tau B disk wind candidate: I -- Overview and Nested H$_2$/CO outflows
研究DG Tau B盘风候选体的H$_2$/CO外流分层结构，发现嵌套锥形空腔和MHD盘风起源，为理解外流对行星形成的影响提供关键观测证据。
2024-03-28 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
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
Neutrino absorption and other physics dependencies in neutrino-cooled black-hole accretion disks
在致密天体合并或碰撞过程中形成的黑洞（BH）吸积盘可能是快速中子俘获（r-）过程的主要场所，但由于中微子转移和角动量输运的复杂性，决定电子分数（Y_e）的条件仍不确定。在讨论了相关的弱相互作用机制后，我们利用一组广泛的模拟研究了中微子吸收对Y_e的影响，包括有两个动量的中微子输运和没有中微子吸收的情况。我们改变了环面质量，BH质量和自旋，并研究了中微子率的静止质量和弱磁性修正的影响。我们还测试的依赖角动量输运处理比较轴对称模型，使用标准的α-粘度与粘性模型假设恒定的粘性长度尺度（l_t）和三维磁流体动力学（MHD）模拟。最后，我们讨论了核合成产额和基本的kilonova性质。我们发现，吸收将Y_e推向环面外部的约0.5，而内部将平衡值Y_e^eq增加约0.05-0.2。相应地，大量的喷出物部分被推到Y_e=0.25以上，导致镧系元素部分减少，并且比没有吸收的情况下更亮、更早和更蓝的千诺瓦。具有较高中微子光学深度τ的更紧凑的环面倾向于具有较低的Y_e^eq，直到τ ~1-10，高于τ的吸收变得足够强以逆转这种趋势。当采用l_t=恒定粘度（MHD处理）时，盘状喷出物的中子丰度较低（较高）。在我们的MHD模型中发现的类似太阳的丰度模式勉强支持了磁星盘是主要的r-过程场所，尽管强r-过程可能仅限于高质量下落速率的阶段，Mdot>~ 2 x 10^（-2）Msun/s。
2021-10-25 astro-ph.HE 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
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
Penumbral fine structure and driving mechanisms of large-scale flows in simulated sunspots
我们详细分析了在最近的辐射MHD模拟中发现的半影结构。在τ =1附近，模拟产生与观测推断的互锁梳状结构一致的半影精细结构。超过8 km/s的快速外流沿着几乎水平的磁场延伸;在半影的外半部分，我们看到相反极性的通量，表明通量返回到地表以下。半影亮度的大部分是由小尺度的运动维持的，这些运动的尺度比典型的半影灯丝的长度要短。在τ =1时得到的垂直均方根速度大约是在安静太阳中发现的速度的一半。太阳黑子半影的径向外流有两个组成部分。在最上面的几个100 km中，快速外流主要通过洛伦兹力的水平分量驱动，该分量仅限于tau=1以下的狭窄边界层，而与颗粒化相比，水平压力梯度的贡献减少了由于各向异性。由此产生的Evershed流在τ =1附近达到其峰值速度，并随高度迅速下降。深层的外流主要是由于围绕太阳黑子的对流单体的环状排列。这些流动达到对流均方根速度的约50%的振幅，而与深度无关。流出的偏好是由洛伦兹力和压力驱动的组合引起的。虽然Evershed流占主导地位的速度幅度，大部分的质量通量是存在于更深的层，可能与大规模的护城河流。
2011-01-11 astro-ph.SR
Dust Transport in Protostellar Disks Through Turbulence and Settling
我们应用电离平衡和MHD计算，调查是否磁活动缓和重组尘埃可以占质量吸积率和中红外光谱和原恒星盘的可变性。MHD计算使用分层剪切盒方法，并包括颗粒沉降和来自气体电阻率变化的尘埃丰度的反馈。金牛座T恒星吸积率的20年分布太大，不能仅仅由颗粒大小和恒星X射线光度的变化引起，而是可以通过改变这些和磁盘磁通量来产生。硅酸盐带的多样性可以来自于颗粒沉降与磁旋转湍流分布的耦合，通过三种效应：（1）颗粒上的扰动产生了一个延伸到两个刻度高度以上的磁不活跃死区，而磁活跃盘大气中的湍流仅超过死区边界约一个刻度高度。(2)在死区深处的颗粒在上面的湍流层的驱动下以波的形式垂直振荡，但平均来说以层流的速度沉降，因此死区的内部是一个颗粒汇，盘的大气变成了灰尘耗尽。(3)随着充分的消耗，死区变薄，混合将颗粒从中平面上清除。磁流体动力学的结果还表明，磁场活动间歇性地将尘埃云带到大气中。光球层高度在几个轨道上的变化高达三分之一，而沿视线掠过圆盘表面的消光随时间变化的系数为2，下降到0.1轨道。我们认为，不断变化的阴影外盘上的尘埃云是一个原因，每天到每月的中红外线变化在一些年轻的恒星。（节录）
2009-11-08 astro-ph.EP 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
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
A correlation between accretion and outflow rates for Class II Young Stellar Objects with full and transition disks
本研究分析31个Class II盘，发现自由-自由辐射与吸积率强相关，表明其源于MHD风/喷流，且过渡盘与完整盘的相关性差异可能由样本偏差导致。
2025-05-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Properties of Strong and Weak Propellers from MHD Simulations
我们研究的性质磁化的恒星在螺旋桨制度使用轴对称数值模拟。我们模拟了螺旋桨制度的恒星与现实的大磁层（5-7恒星半径），使我们的研究结果可以应用于不同类型的磁化恒星，包括经典的金牛座T星，激变变量，吸积毫秒双星。人们已经研究了各种各样的螺旋桨强度，从非常强的螺旋桨（磁层的旋转速度比内盘快得多）到非常弱的螺旋桨（磁层的旋转速度只比内盘略快）。在这两个螺旋桨中，物质在大部分时间内都聚集在内盘上，而吸积到恒星上和喷射到风中的时间相对较短。螺旋桨的效率，它的特点是内部磁盘的物质流入风的一部分，强烈地依赖于紧固参数ω_s：螺旋桨效率增加ω_s。在强螺旋桨和弱螺旋桨中，风的性质是不同的。在强螺旋桨中，物质被迅速加速到逃逸速度以上，并以40-45度的相对小的开度角流动。在弱螺旋桨中，物质可以比逃逸速度更快或更慢地流动，并且以60-70度的大开度角流动。星盘系统会损失能量和角动量。恒星的一部分旋转能量被喷射到磁主导（坡印廷通量）喷流中，这只存在于强螺旋桨中。另一部分能量从内盘流入螺旋桨驱动的风中。恒星自转下降的部分原因是角动量沿着开放场线从恒星流向日冕或坡印廷通量喷流，部分原因是角动量沿着闭合场线流向内盘。
2017-04-26 astro-ph.HE 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
A Spectroastrometric Study of the Low-velocity Wind from DG Tau A
利用昴星团HDS首次对DG Tau A开展高分辨率光谱天体测量，在禁线中探测到低速广角星风并估算其质量损失率下限，同时识别出与准直喷流激波相关的高速成分，指出观测更支持X-wind模型。
2025-03-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Counterrotation in magnetocentrifugally driven jets and other winds
金牛座T星喷流的自转测量是一项相当困难的任务。一些喷流似乎是在与下面的盘相反的方向旋转，尽管还不清楚这是否会影响全部或部分流出。另一方面，NASA的数据也表明，太阳风可能在南北半球之间以两种相反的方式旋转。我们表明，这一结果并不令人惊讶，因为它可能看起来，它自然出现在理想的MHD方程。具体来说，反向旋转喷流既不与流动的磁离心驱动相矛盾，也不阻止从圆盘中提取角动量。结合定常轴对称流的理想MHD方程，证明了这一结果。如果喷流在阿尔芬表面之外减速到某个给定阈值以下，则流动将局部或整体地改变其旋转方向。在沿喷流轴线的特定高度上，只有某些外流层才有可能发生反向旋转。我们的结论是，相对于源，恒星或磁盘的风或喷流的反向旋转，是不矛盾的磁离心驱动范式。这种现象可能会影响部分外流，无论是在一个半球，或仅在一些外流层。从一个随时间变化的模拟，我们说明了这种效果，并表明它可能不是永久的。
2012-10-14 astro-ph.SR
Dust entrainment in photoevaporative winds: The impact of X-rays
X射线和极紫外（XEUV）驱动的光蒸发风作用于年轻的金牛座T星周围的原行星盘，可能会对盘的演化产生关键影响，影响气体和尘埃的分布。我们调查的尘埃夹带XEUV驱动的光蒸发风，并将我们的结果与现有的MHD和EUV模型。对于$M_* = 0.7\,\mathrm{M}_\odot$星发射的$L_X = 2 \cdot 10^{30}\,\mathrm{erg/s}$的X射线光度，对应于$\dot{M}_\mathrm{w} \simeq 2.6 \cdot 10^{-8} \,\mathrm{M_\odot/yr}$的风质量损失率，我们发现了来自内部$25\,$ AU（$120\,$ AU）的尺寸为$a_0 \lesssim 11\,μ$ m（$9\,μ$ m）的尘埃夹带。这是一个增强的尘埃夹带在不太激烈的EUV驱动的风与$\dot{M}_\mathrm{w} \simeq 10^{-10}\,\mathrm{M_\odot/yr}$。我们的数值模型还显示了尘埃颗粒的轨迹从气体流线的偏差，即使是$μ$ m大小的颗粒。此外，我们发现夹带颗粒的大小和它们在流出中达到的最大高度之间的相关性。
2020-01-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Photoevaporation Can Reproduce Extended $\mathrm{H_2}$ Emission from Protoplanetary Disks Imaged by JWST MIRI
Università degli Studi di Milano（米兰大学）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Leiden University（莱顿大学）
本研究通过光蒸发模型重现JWST观测到的原行星盘H2风形态，为理解风的起源提供了新思路。
2025-11-01 astro-ph.EP 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
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
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
