On the observability of T Tauri accretion shocks in the X-ray band
上下文对经典金牛座T星（CTTS）的高分辨率X射线观测表明，由于高密度等离子体（n_e=10^11-10^13 cm^-3），存在软X射线过剩。这种辐射被归因于冲击加热的吸积物质撞击到恒星表面。目标。我们研究了激波加热吸积物质在X射线波段的可观测性，在激波后区等离子体β <<1的情况下，吸积流的性质（速度、密度和金属丰度）对吸积物质的可观测性的影响。方法.我们使用1-D流体动力学模型描述吸积流对色球层的影响，包括辐射冷却，重力和热传导的影响。我们探索了相关参数的空间，并从模型结果中合成了[0.5-8.0] keV波段和O VII（21.60 Ang）和Ne IX（13.45 Ang）共振线中的X射线发射，同时考虑了色球的吸收。结果吸积流的性质影响着激波板的温度和高度以及它在色球层中的下沉，从而决定了激波等离子体的可观测性。我们的模型预测，X射线观测优先检测发射低密度和高速冲击吸积流，由于大量的吸收致密的冲击后等离子体。在所有研究的情况下，激波后区由于热不稳定性表现出准周期振荡，但在非均匀流和β <<1的情况下，激波振荡几乎不可检测。结论.我们认为，如果吸积流是不均匀的，可观察到的等离子体成分的吸收所引入的选择效应可以解释吸积率之间的差异测量的光学和X射线数据，以及不同的密度测量使用不同的氦类三重态在X射线波段。
2010-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Tidal Interaction between the UX Tauri Disk A/C System Revealed by ALMA
我们提出了灵敏和高角分辨率（$\sim$ 0.2-0.3 $''$）（亚）毫米（230和345 GHz）连续和CO（2 $-$ 1）/CO（3 $-$ 2）线档案观测的磁盘星系统在UX金牛座进行的ALMA（阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列）。这些观测揭示了年轻恒星UX Tauri A周围的气体和尘埃盘具有很大的信噪比（连续谱中的$>$ 400和线中的$>$ 50），并且首次检测到与UX Tauri C盘相关的分子气体排放（盘的大小为$<$ 56 au）。在5 $σ$水平（0.85 mm处为0.2 mJy）下未检测到与UX Tauri C相关的（亚）毫米连续辐射。对于组分UX金牛座C，我们估计的$\leq$ 0.05 M $_\oplus$的尘埃盘质量。此外，我们报告了一个强大的潮汐盘之间的相互作用，两个磁盘UX金牛座A/C，分开360 AU的投影距离。CO谱线的观测揭示了在金牛座A盘中有明显的旋臂，以及与金牛座C盘相关的一个扩展的红移气流。在金牛座A的尘埃连续辐射中没有观察到旋臂。假设开普勒旋转，我们估计封闭的质量（磁盘$+$星）从他们的径向速度在1.4 $\pm$ 0.6 M $_\odot$的金牛座A，和70 $\pm$ 30 / $\sin i$木星质量的金牛座C（后者与质量上限值相一致的褐矮星）。这里提出的观测证据使我们提出，UX Tauri C正在接近一个可能的广泛，不断发展…
2020-05-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic modeling of the accretion shocks in classical T Tauri stars: the role of local absorption on the X-ray emission
我们研究了经典金牛T星（CTTS）吸积激波产生的X射线辐射的性质，吸积激波产生于下落物质撞击恒星表面的地方。吸积过程的观测和模型都揭示了几个尚不清楚的方面：观测到的吸积激波中的X射线亮度低于预测值，从观测中推导出的受冲击等离子体的密度与温度结构，在较高的温度下密度增加，与目前的吸积激波图片中提出的不一致。为了解决这些悬而未决的问题，我们调查是否正确处理周围介质的局部吸收是至关重要的解释的意见。为此，我们描述的吸积流的CTTS的影响，考虑磁流体动力学模型。从模型的结果，我们合成的X射线发射的吸积激波产生的地图和光谱。我们对合成光谱进行密度和温度诊断，并直接将结果与观测结果进行比较。我们的模型表明，从新兴的光谱推断的X射线通量低于预期的，因为复杂的本地吸收的光学厚材料的色球层和未扰动流。此外，我们的模型，包括本地吸收的影响，解释了在吸积冲击的X射线发射中观察到的密度与温度的明显令人困惑的模式，在一个自然的方式。
2014-10-10 astro-ph.SR
Accretion and Magnetic Reconnection in the Classical T Tauri Binary DQ Tau
双星形成理论预测，近距离双星（a<100 AU）会经历周期性的脉冲吸积事件，因为物质流在环双星盘的内缘形成，穿过动态清除的间隙，并将环星盘或直接吸积到恒星上。脉冲吸积理论的原型是偏心的、短周期的、经典的金牛座T双星DQ Tau。低节奏（~每天）的宽带测光显示，增亮事件附近的大多数近星点通道，就像数值模拟预测的偏心双星。然而，当以一天的节奏观测时，在近星点附近恒星磁层碰撞期间的磁重联事件（耀斑）可以产生相同的周期性宽带行为。为了揭示DQ Tau的低节奏观测中看到的主导物理机制，我们获得了连续的，中等节奏的，多波段测光超过10个轨道周期，辅以27个晚上的分钟节奏测光集中在4个独立的近星点通道。虽然吸积和恒星耀斑都存在，增亮事件的主要时间尺度和形态是吸积的特征。平均而言，质量吸积率增加了近星点的5倍，与最近的模型很好地吻合。从轨道到轨道的吸积事件的形态和幅度观察到很大的变化。我们认为，这是由于每个恒星周围没有稳定的拱星盘，加剧了在拱星盘的内边缘和吸积流本身的不均匀性。准周期性的吸积事件也被观察到，这是没有预测的双星吸积理论。
2016-12-07 astro-ph.SR
Radiative accretion shocks along nonuniform stellar magnetic fields in classical T Tauri stars
（略）AIMS。研究了激波后等离子体流沿非均匀恒星磁场在吸积柱碰撞区的动力学和稳定性。我们研究如何的磁场配置和强度确定的结构，几何形状和位置的冲击加热等离子体。方法.我们用二维轴对称磁流体动力学方法模拟了吸积流对CTTS色球层的影响。我们的模型考虑了重力、辐射冷却和磁场导向的热传导。结果冲击等离子体的结构、稳定性和位置强烈地依赖于磁场的结构和强度。对于弱磁场，B的大分量可能在吸积柱底部垂直于流发展，限制了冲击等离子体下沉到色球层。一个致密而寒冷的色球物质包层也可能在激波柱周围形成。对于强磁场，磁场结构决定了冲击波的位置和它的离地高度。如果磁场在色球层附近强烈地逐渐变细，则斜激波可能在恒星表面上方形成。一般来说，非均匀磁场使受冲击等离子体的发射测量与温度的分布低于均匀磁场的情况。结论.在流的冲击区域中的磁场的初始强度和配置预计会影响色球吸收，因此，在X射线波段中的冲击加热等离子体的可观测性。场强度和结构也影响冲击等离子体的能量平衡，其在T > 1 MK时的发射测量低于均匀场的预期。上述效应有助于低估在X射线波段导出的质量吸积率。
2013-09-19 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
A new view of the corona of classical T Tauri stars: Effects of flaring activity in circumstellar disks
经典金牛座T星（CTTS）是年轻的低质量恒星，从其拱星盘吸积质量。它们的特点是X射线观测显示的高水平日冕活动。这种活动可能会影响磁盘的稳定性和星周环境。在这里，我们调查，如果一个激烈的日冕活动，由于耀斑发生在靠近吸积盘可能会扰动内部磁盘的稳定性，破坏磁盘的内部，并可能引发吸积现象的速率与观察到的。通过三维磁流体动力学模拟，我们模拟了被吸积盘包围的磁化原恒星。我们探讨的情况下，其特点是一个偶极子加上八极恒星磁场配置和不同密度的磁盘或不同水平的耀斑活动。由于模拟强烈的耀斑活动，我们观察到的几个环路的形成，连接恒星的磁盘，所有这些环路建立了一个热的扩展日冕与X射线光度与典型的CTTS中观察到的值。近盘区强烈的耀斑活动对盘的稳定性有很强的扰动作用。耀斑触发了超压波，超压波穿过圆盘并改变其结构。吸积漏斗可能是由耀斑活动触发的，因此有助于恒星的质量吸积率。通过模拟计算得出的吸积速率在10^-10到10^-9兆太阳年^-1之间。吸积柱可以受到耀斑的扰动，它们可以相互作用，可能合并成更大的流。因此，吸积模式可能相当复杂：气流高度不均匀，具有复杂的密度结构，并且聚集在一起
2019-02-19 astro-ph.SR
Hydrodynamic Modeling of Accretion Impacts in Classical T Tauri Stars: Radiative Heating of the Pre-shock Plasma
上下文人们普遍认为，在经典金牛T型星中，来自星周盘的等离子体以自由降落的速度吸积到恒星表面，碰撞产生激波。撞击区域预计将有助于不同光谱带的发射;许多研究已经证实，X射线来自激波后等离子体，但除此之外，文献中没有研究调查所观察到的紫外线发射的起源，这显然与吸积有关。目标。我们研究了撞击后等离子体在吸积流底部对下落材料的辐射加热效果，目的是确定在哪个区域产生了相当大的紫外线辐射。方法.我们开发了一个一维流体动力学模型，描述了吸积流对恒星表面的影响;该模型考虑了重力，光学薄等离子体的辐射冷却，热传导，以及由于X射线辐射的吸收而产生的加热。后一项表示由于吸收从激波后区域发射的X射线而对下落的等离子体的加热。结果我们发现，激波前等离子体的辐射加热在吸积现象中起着不可忽视的作用。特别地，由于在冲击区域处的冲击等离子体产生的X射线的照射，冲击前吸积柱的致密且冷的等离子体逐渐被加热到几个$10^5$ K。这种加热机制不会显著影响冲击后等离子体的动力学。另一方面，辐射加热的气体（我们认为是前体）区域形成在未受冲击的吸积柱中，并对紫外线发射有显着贡献。我们的模型自然地再现了与吸积相关的紫外线发射线的亮度，并表明大部分紫外线发射来自前体。
2016-09-05 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
Pulsed Accretion in the T Tauri Binary TWA 3A
TWA 3A是一小群年轻双星系统的最新成员，这些双星系统都是从环双星盘中积极吸积的，并且具有光谱轨道解。因此，它提供了一个独特的机会，测试在一个良好的约束设置的二元吸积理论。为了检查TWA 3A的时变吸积行为，我们进行了为期两年的光学光度监测活动，获得了约15个轨道周期的密集轨道相位覆盖（每个轨道约20个观测值）。从U-波段测量，我们得到的时间依赖的二进制质量吸积率，发现每个近星通道附近的吸积爆发。平均而言，这些增强的吸积事件在轨道相位0.85至1.05之间演化，在近星点达到峰值。比吸积率在静止值以上平均增加约4倍，但在给定轨道上，峰值可高达一个数量级。TWA 3A吸积的相位和振幅与具有相似轨道参数的双星吸积的数值模拟结果符合得很好。在这些模拟中，近星点吸积爆发是由双星轨道驱动的环双星盘的周期性物质流推动的。我们发现TWA 3A的平均吸积行为与DQ Tau非常相似，DQ Tau是另一个具有相似轨道参数的金牛座T双星，但轨道之间的变化性明显较小。这只是金牛座T双星中第二个明显的轨道相位依赖吸积的例子。
2017-06-21 astro-ph.SR
The WISE View of RV Tauri Stars
本文对银河系变星总表（GCVS）中的所有金牛座RV星进行了详细的红外测光研究。金牛座RV星是星族II造父变星中最亮的。它们被认为是从渐近巨星分支（AGB）向白矮星域演化。IRAS探测到了几颗RV Tauri星，因为它们有很大的红外过量，并且发现它们占据了IRAS双色图中的特定区域[12] - [25]，[25] - [60]。我们使用了WISE的全天巡天来扩展这些研究，并将GCVS中所有RV金牛星的红外特性与选定的后AGB对象样本进行比较，目的是将RV金牛星的红外特性置于后AGB演化的背景下。此外，我们还将金牛座RV恒星和比较样本的红外特性与其他可观测量（如双星和称为耗尽的光球化学异常的存在）相关联。我们发现，银河RV金牛星显示一系列的红外特性，我们区分盘源，对象没有IR过剩和对象的光谱能量分布（SED）是不确定的。我们得到一个明确的相关性之间的光盘源和二进制。金牛座RV星具有可变的平均星等是唯一发现的光盘源。我们还发现了双星之间的光盘进化的证据。此外，我们的研究表明，光盘的存在似乎是一个必要的，但不是充分的条件耗尽过程变得有效。
2015-08-24 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
Simulations of Winds of Weak-Lined T Tauri Stars: The Magnetic Field Geometry and The Influence of the Wind on Giant Planet Migration
通过数值模拟，研究了前主序星的磁化星风。特别是，我们分析了在哪些情况下这些恒星会呈现出细长的磁性特征（例如，头盔飘带、弹弓发射器等）。我们专注于弱线金牛座T星，作为存在的稀薄吸积盘预计不会有强烈的影响，对结构的恒星风。我们表明，等离子体β参数（热磁能密度的比率）是一个决定性的因素，在定义的恒星风的磁配置。使用这些恒星的观测范围内的初始参数，我们表明，日冕磁场配置可以在偶极状配置和配置之间变化，具有强准直极线和封闭的流在赤道（多分量配置的磁场）。我们表明，只有当日冕底部的等离子体β参数为β <<1时，才会出现拉长的磁性特征。使用我们自洽的三维MHD模型，我们估计这些恒星风的行星迁移的时间尺度，由于恒星风对热木星施加的阻力。与Lovelace等人（2008）的发现相反，他们使用Weber & Davis模型估计了这样的时间尺度，我们的模型表明，这些多成分日冕的恒星风预计不会对热彗星迁移产生重大影响。进一步的模拟是必要的，以调查在更强的表面磁场强度（~2-3千克）和更高的日冕基底密度，以及在倾斜的恒星磁层的结果。
2009-08-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Demographics of Transition Discs in Ophiuchus and Taurus
过渡盘系统是一些年轻的恒星，它们看起来正处于分散原行星盘的边缘。我们探索这些系统的性质，通过比较恒星吸积率和光盘质量的过渡盘和正常的金牛座T星在金牛座和蛇夫座。在控制了已知的恒星吸积率和盘质量与年龄、恒星吸积率与恒星质量、盘质量与恒星或亚恒星伴星存在的依赖关系后，我们发现正常金牛T星表现出恒星吸积率随盘质量增加的趋势.过渡盘的平均盘质量往往比正常的金牛座T星更高，而吸积率则比相同盘质量的正常金牛座T星更低。这些结果与过渡盘形成的物体质量足以改变吸积流的解释最为一致，即，单个或多个巨行星一些不为人所知的蛇夫座T型金牛星的过渡盘系统也有很低的吸积率。我们推测这些来源的可能性质。
2015-04-20 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
Mount Suhora high cadence photometric survey of T Tauri-type stars
本文介绍了对北半球121颗主序前恒星进行的高步频多色观测的结果。这次巡天的目的是探测由这些年轻恒星的掩星以及由近距离行星和/或尘埃团吸积引起的热点引起的类似凌日的特征。虽然没有行星凌日被检测到，我们的数据允许确定旋转周期的一些金牛座T星，吸积过程中操作的经典金牛座T型恒星的时间尺度从几分钟到几天，以及大规模的下降所造成的尘埃翘曲盘。
2020-10-31 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
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
X-ray emitting MHD accretion shocks in classical T Tauri stars. Case for moderate to high plasma-beta values
目标。我们研究了CTTS中吸积激波的稳定性和动力学，考虑在激波后区域β>= 1的情况。在这些情况下，一维近似是无效的，多维MHD方法是必要的。方法.通过二维轴对称MHD模拟，我们模拟了一个吸积流在CTTS大气中传播并撞击到其色球层上的过程。该模型考虑了恒星磁场、重力、辐射冷却和热传导（包括热通量饱和效应）。结果吸积激波的动力学和稳定性强烈依赖于等离子体β。在β> 10的激波情况下，激波加热的物质（可能还有MHD波）会在吸积柱底部产生剧烈的外流，并强烈扰动周围的恒星大气和吸积柱本身（因此改变了激波的动力学）。在β ~ 1的冲击中，冲击后区域被磁场有效地限制。冷却不稳定性引起的激波振荡受β的影响很大：当β> 10时，振荡可能被磁场迅速甩出，接近准定态，或者由于激波后等离子体本身引起的流场扰动，振荡可能是无明显周期性的混沌; β ~ 1的振荡是准周期性的，尽管它们的振幅比一维模型预测的要小，频率比一维模型预测的要高。
2009-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Evolution of the T Tauri star population in the Lupus association
目的：在最近的一项研究中，我们推导出109个前主序星的个体距离，这些恒星定义了年轻恒星的狼疮运动学协会。在这里，我们使用这些新的距离来推导出金牛座狼疮T恒星的质量和年龄，目的是更好地约束其拱星盘的寿命。研究方法：利用文献中的光度和光谱信息，我们计算了92 T金牛星在狼协会的光球光度。然后，我们估计了它们的质量和年龄的理论演化模型。基于蒙特卡罗模拟和统计检验，我们比较了经典金牛座T星（CTTS）和弱线金牛座T星（WTTS）的质量和年龄分布。结果如下：我们发现，CTTS平均比WTTTS年轻，并且两个T-金牛座子类都来自相同质量和年龄的亲本分布的概率非常低。我们的研究结果有利于早先提出的金牛座御夫座协会，CTTS演变成WTTTS时，他们的磁盘完全吸积的恒星的情况。基于一个经验盘模型，我们发现在狼疮星协中金牛座T星的平均盘寿命为$τ_{d}=3\times10^{6}\,(M_*/M_{\odot})^{0.55}$ yr。结论：我们发现的证据表明，在狼疮协会的拱星盘的平均寿命是短于金牛座御夫座协会，并讨论了这一结果的影响。
2015-07-01 astro-ph.SR
How do T Tauri stars accrete
我们推测，所观察到的原行星盘吸积率可以用低粘度来解释，这可能是流体动力学湍流的结果。我们表明，粘度参数化通常的方式与$α\gtrsim 10^{-4}$，建议的值为流体动力学湍流，可以解释所观察到的吸积率和寿命与合理的内盘表面密度。我们的模型也更好地与表面密度估计的最小质量的太阳星云比模型快速运输给定的质量吸积率，如最近的模型吸积驱动的磁风。所需的表面密度是原恒星坠落阶段的自然结果，只要非引力传输是有限的。我们认为，除了可能的非理想磁输运由于磁盘风可能修改的霍尔效应，低粘度流体动力吸积的影响值得更多的考虑。
2017-10-24 astro-ph.SR
MBM 12: young protoplanetary discs at high galactic latitude
我们介绍了斯皮策红外观测来限制MBM 12中年轻金牛座T星的盘和尘埃演化，MBM 12是一个高纬度的恒星形成云，年龄为200万年，距离为275 pc。该区域包含12个金牛座T星系统，主要光谱类型在K3和M6之间，其中5个是弱线，其余是经典金牛座T星。我们首先使用MIPS和文献测光编译的光谱能量分布MBM 12中的12个成员，并推导出他们的IR过剩。IRS光谱分析与新开发的两层温度分布（TLTD）光谱分解方法。对于7 T金牛星检测到红外过剩，我们分析其固态特征，得出尘埃的质量平均粒度，成分和结晶度等属性。我们发现在镁橄榄石顽火辉石范围内的空间梯度，与更多的顽火辉石存在于温暖的地区。事实上，我们看到的尘埃性质的径向依赖表明，径向混合是不是很有效的光盘这些年轻的金牛座T星。SED分析表明，MBM 12的盘，在一般情况下，经历快速的内部盘清除，而二进制源有更快的discevolution。尘埃颗粒的演化似乎与恒星的性质无关，但与星盘的性质（如耀斑和吸积速率）有一定的关系。
2009-01-12 astro-ph.SR
Inhomogeneous dust eclipses in young stars. The case of CQ Tauri
我们发现，尘埃云掩盖年轻恒星掩盖恒星盘不均匀。在CQ Tau的特殊情况下，我们发现孤立的光学厚结构的大小为$\lesssim0.6R_*$，并推导出典型的$A_{V}$梯度在天空的平面，发现它高达几个星等每恒星半径。大的消光梯度和复杂的结构的遮蔽云不仅导致一个明显的罗西特-麦克劳克林效应，但也复杂和可变的恒星吸收线的形状。
2021-02-17 astro-ph.SR
Classical T-Tauri stars with VPHAS+: II: NGC 6383 in Sh 2-012
本文介绍了恒星形成区Sh 2-012及其中心星团NGC 6383中55颗经典金牛座T型星的光学（$ugri$ H $α$）-红外（$JHK$ s，3.6 - 8.0 $μ$ m）测光和$Gaia$天体测量。该样品是根据光度测定H $α$发射线宽度确定的，其年龄中位数为2.8 $\pm$ 1.6 Myr，质量范围为0.3-1 $M_{\odot}$。94%的CTTS与近红外交叉匹配落在近红外T-Tauri轨迹上，所有的恒星都有中红外测光显示出星周盘吸积的证据。CTTS被发现集中在中央星系团NGC 6383周围，并朝向位于Sh 2-012边缘的明亮边缘。整个区域的恒星都有相似的年龄，暗示着恒星形成的单一爆发。质量吸积率（$\dot{M}_{\textrm{acc}}$）估计通过H $α$和$u$ -带线强度显示散射（0.3 dex）类似的光谱研究，表明H $α$光度法估计$\dot{M}_{\textrm{acc}}$的适用性。研究了$\dot{M}_{\textrm{acc}}$随恒星质量（$M_{\ast}$）的变化，发现$\dot{M}_{\textrm{acc}}$ - $M_{\ast}$关系中的截距比文献中经常引用的要小，为区分原行星盘演化的竞争理论提供了证据。
2019-01-22 astro-ph.SR
Surface magnetic fields on two accreting T Tauri stars: CV Cha and CR Cha
我们已经制作了CV Cha和CR Cha表面的亮度和磁场图：两颗活跃吸积的G型和K型T型金牛星在Chamaeleon I恒星形成云中，年龄为3-5百万年。我们的磁场图显示了强大的，复杂的多极场的证据，类似于年轻的快速旋转的主序星。亮度图显示了暗极帽和低纬度点的存在-这些亮度图与其他前主序星和快速旋转的主序星非常相似。到目前为止，只有另外两颗经典的金牛座T星被使用类似的技术研究过：V2129 Oph和BP Tau。CV Cha和CR Cha显示的磁场模式比完全对流的金牛T星BP Tau的磁场模式要复杂得多。我们讨论了这种差异的可能原因，并建议恒星的磁场的复杂性与对流区，与更复杂的领域被发现在金牛座T星的辐射核心（V2129 OPH，CV Cha和CR Cha）。然而，显然有必要对金牛座T恒星系统进行磁场研究，探索广泛的恒星参数，以确定它们如何影响磁场的产生，从而确定这些磁场如何影响金牛座T恒星系统在接近主序星时的演化。
2009-05-06 astro-ph.SR
Discovery of two nearby post-T Tauri stellar associations
在这项工作中，我们报告了在太阳附近发现的两个新的恒星协会，大约在180和150 pc。这两个协会，被命名为u Tau asynchronous和e Tau asynchronous，基于它们在多维参数空间中的聚类而被检测到，所述多维参数空间包括盖亚的$α$、$δ$、$μ_α$、$μ_δ$和$π$。前主序模式等时线的色星等图拟合表明，这两个星协的年龄约为5000万年，${\sim}$ 0.8 $M_{\odot}$以下的星群成员处于后金牛座T阶段。
2020-03-26 astro-ph.GA 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
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
Modulated accretion in T Tauri star RY Tau -- stable MHD propeller or a planet at 0.2 AU?
行星被认为是在恒星演化的早期阶段形成的，当时质量吸积仍在进行中。RY Tau是一颗T型的金牛星，年龄为几百万年，在高倾角处可以看到吸积盘，因此视线穿过风和吸积气体流。在2013年至2020年对该恒星进行的一系列光谱监测中，我们检测到H-α和NaI D吸收在径向速度下的变化（吸积）和流出（风），周期约为22天。下降气流和流出气流中的脉动是反相变化的：下降气流的增加伴随着流出气流的减少，反之亦然。这些触发器振荡在几年的观测中保持相位。我们认为，这可能是由于在螺旋桨模式的磁盘磁层边界的MHD过程。另一种可能性是，一颗大质量行星调节了圆盘中的某些过程，并提供了观察到的效果。这个周期，如果是开普勒周期的话，对应的距离是0.2天文单位，接近这颗恒星的尘埃升华半径。假设行星的存在可以通过径向速度测量来确认：如果行星质量大于2 Mj，则预期振幅大于90 m/s。
2021-04-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evolutionary Status of T Tauri Stars
讨论了利用金牛座T星的演化状态确定其质量和年龄的问题。我们使用12颗金牛座T型双星（TTS）和2颗红矮星的观测参数对D 'Antona\& Mazzitelli（1994）、Dotter et al.（2008）、Bressan et al.（2012）和Chen et al.（2014）、Baraffe et al.（2015）的主序前演化模型进行了检验。结果表明，使用所有模型的轨道得到的质量与质量$M > 0.7 M_{\odot}$（平均误差$\varepsilon\sim10\% $）TTS的观测得到的质量是很好的协议。具有$M \le 0.7 M_{\odot}$的低质量恒星有明显更大的平均误差：Bressan等人和Chen等人的轨道为$\varepsilon \sim 50\%$，其他轨道为$\varepsilon \sim 30\%$。对于质量为$M \le 0.7 M_{\odot}$的恒星，所有测试的演化模型的等时线都是发散的。这种差异随着质量的减小而增大，对于质量为$M = 0.2 M_{\odot}$的恒星，其差异可达开尔文-亥姆霍兹时间的10%。大多数被认为是金牛座T星的年龄小于开尔文-亥姆霍兹时间。这证实了它们是前主序星的演化状态。
2018-04-15 astro-ph.SR
Spectroscopy of a sample of RV Tauri stars without IR excess
University of Latvia（拉脱维亚大学）
研究通过光谱分析发现，V447 Cyg可能是一个双星系统，其高钠含量可能源于双星间的质量转移，同时确认了V894 Per为食双星而非RV天琴座星。
2026-07-23 astro-ph.SR
Limits on the Gas Disk Content of Two "Evolved" T Tauri Stars
为了对行星形成理论进行约束，并探索在年轻类太阳恒星周围的气尘比在盘耗散时期的演化，我们推导了金牛T星St 34和RX J0432.8+1735周围的拱星气盘质量的上限.由于^{12}CO的亚毫米谱线是星周盘冷的外部区域的痕迹，我们用10米亚毫米望远镜（SMT）对两个精心选择的目标观测到了^{12}CO J=2-1的发射。St 34是一颗罕见的经典金牛座T星，年龄为8 \pm 3 Myr，RX J0432.8+1735是一颗罕见的弱发射金牛座T星，具有远红外过剩。两者都表现出径向空间运动，使我们能够区分磁盘发射周围的云材料。假设^{12}CO的激发温度为20 K，^{12}CO的线宽为5 km s^{-1}，发射光很薄，我们推导出St 34和RX J 0432.8 +1735的H_{2}拱星盘质量的3σ上限为<4.20 M \odot。将这些结果的背景下，其他的研究，我们讨论了它们的影响行星形成模型。
2011-12-26 astro-ph.SR
On the source of dense outflows from T Tauri Stars. and III. Winds driven from the star-disc shear layer
对经典金牛T星（cTTS）的紫外观测表明，大尺度喷流中存在一个热（Te ~ 80，000 K）和致密（ne ~ 1 e 10 cm-3）的成分。该热分量非常靠近射流的底部形成，提供了关于射流形成机制的基本信息。在这个系列中，我们已经研究了这个分量是否可以在盘风中形成，无论是冷的还是暖的。为了总结系列，从磁转子（星）和磁盘之间的接口喷射发射进行了研究。通过星盘相互作用的外流发射的数值模拟计算合成剖面。配置文件计算几种可能的配置的恒星场：偶极（与表面强度，B的1，2和5千克）或发电机美联储。也被认为是两种类型的光盘，被动或受到阿尔法/欧米茄发电机。这些轮廓已被用于定义观测图中各种模型的轨迹：对于SiIII]线的轮廓，色散与质心。批量运动产生的杠杆臂发射的射流变得更有效的轮廓越来越宽，然而，预测的轮廓是敏感的光盘倾斜。模型进行了比较与观测的SiIII]线与哈勃太空望远镜。此外，它示出的非平稳性质的星盘风产生的闪烁的轮廓在静止期间的线通量的变化约10%。在爆发时，吸积签名出现在配置文件连同增强的风，产生吸积和流出之间的相关性，从RU Lup，AA头和RW Aur观测报告。
2010-11-04 astro-ph.SR
The clearing of discs around late type T Tauri stars: constraints from the infrared two colour plane
我们对低质量金牛座T星周围的盘进行了SED建模，以描绘对应于不同演化阶段的盘的红外双色平面（K - [8]与K - [24]）区域。这提供了一个现成的工具，分类的性质，星盘系统的基础上红外测光。特别是，我们证明了不同的位点，然后光盘进行“均匀排水”（减少表面密度的空间均匀的因素）从那些明确的从内到外。我们提请注意，在这些恒星形成区域的24微米的灵敏度将允许他们的检测，与20个对象在这些地区的颜色暗示内孔的对象相比，在这个'排水轨迹'的情况下。因此，我们得出结论，光盘主要是从内到外清除。我们还将我们的红外双色平面分类应用于IC 348星团中光谱类型为M3-M5的恒星，并表明它的一些成员（Muzerolle等人在2010年称为“弱过剩”源）以前被认为处于清除状态，而不是可能是光学厚盘，其中尘埃很好地沉降到中间平面。尽管如此，IC 348中仍有许多圆盘处于部分清除状态，其丰度（相对于圆盘承载恒星的总数量）比金牛座中的同类恒星高出约四倍。然而，在这两个区域中，相对于晚型恒星的总数，部分被清除的星盘数量同样很低（分别为10%和20%）。因此，我们得出结论，IC 348代表了金牛座种群的一个更进化的版本（更多的圆盘被高度定居或部分清除），但在两种情况下，清除的时间尺度都很短（10^5年的几倍）。
2010-08-04 astro-ph.SR
TESS reveals that the nearby Pisces-Eridanus stellar stream is only 120 Myr old
双鱼座-波江座（Psc-Eri）是最近用盖亚数据发现的一个邻近的（$d$ $\simeq$ 80-226 pc）恒星流，横跨$\approx$ 120度的天空。这条星流的年龄被认为是$\approx$ 1 Gyr，这将使它成为恒星天体物理学的一个特殊发现，因为这个年龄的星团很罕见，而且往往很遥远，限制了它们作为基准样本的实用性。我们以两种方式测试Psc-Eri的年龄。首先，我们比较了101个低质量成员的旋转周期（使用凌日系外行星勘测卫星（TESS）的时间序列测光测量）和那些研究充分的疏散星团。其次，我们确定了34个新的高质量候选成员，包括著名的恒星$λ$金牛座（一个大陵型食双星）和HD 1160（主机直接成像对象附近的氢燃烧极限）。我们对这些质量最高的成员的颜色-星等数据进行了等时分析，再次将我们的结果与疏散星团的结果进行比较。这两种分析都表明，该溪流的年龄与昂宿星团的年龄一致，即，$\approx$ 1.2亿这使得Psc-Eri流成为一个令人兴奋的年轻基准恒星来源，并且可能是位于一个更加分散的环境中的系外行星，与昂宿星团和其他致密星团不同。
2019-05-25 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
The magnetic obliquity of accreting T Tauri stars
经典金牛T星（CTTS）通过磁层从它们的圆盘中吸积物质。吸积流的几何形状强烈地依赖于磁性，即，旋转轴和磁轴之间的角度。我们的目标是在10个CTTS的样品中推导出磁性的分布。为此，我们监测了这些恒星光谱中HeI $λ$ 5876线沿其自转周期的径向速度变化。HeI产生于吸积激波中，靠近磁极。当磁轴和自转轴不对齐时，这条线的径向速度会受到恒星自转的调制。调制幅度与恒星的投影旋转速度$v\sin i$和热点的纬度有关。通过从我们的谱中导出$v\sin i$和HeI $λ$ 5876径向速度曲线，我们从而获得了磁密度的估计。我们发现在我们的样品中平均结晶度为11.4 $^{\circ}$，均方根色散为5.4 $^{\circ}$。因此磁轴看起来与这些吸积的金牛座T星的旋转轴几乎一致，但并不完全一致，这与光谱偏振法的研究有些不一致，光谱偏振法发现了几个CTTS的显著不一致（$\gtrsim 20^{\circ}$）。这可能只是低数量统计的影响，也可能是由于我们样本的选择偏差。我们讨论了我们的样本可能受到的可能的偏见。我们还发现初步的证据表明，磁密度可能会有所不同，根据恒星内部，可能有一个显着的差异完全对流和部分辐射的恒星。
2020-07-13 astro-ph.SR
ALMA Observations of the T Tauri Binary System AS 205: Evidence for Molecular Winds and/or Binary Interactions
在这项研究中，我们提出了高分辨率毫米观测的尘埃和气体盘的金牛座T星AS 205 N和它的同伴，AS 205 S，获得与阿塔卡马大型毫米阵列。AS 205 N周围的气体盘，其红外发射光谱显示出与开普勒运动的显着偏差，这被解释为盘风的证据（Pontoppidan et al. 2011; Bast et al. 2011），也显示出与开普勒盘发射的显着偏差。AS 205 N和S附近的检测在1.3 mm连续谱中获得，12 CO 2-1，13 CO 2-1和C18 O 2-1。12 CO的发射从AS 205 N扩展到2角秒，12 CO和13 CO在所有角尺度上都显示出与开普勒自转的偏差。对于这些观测结果，有两种可能的解释最适合仔细研究--与AS 205 S或盘风（或两者的结合）的潮汐相互作用，我们详细讨论了这些可能性。
2014-07-09 astro-ph.SR
Detection of Strong Millimeter Emission from the Circumstellar Dust Disk Around V1094 Sco: Cold and Massive Disk around a T Tauri Star in a Quiescent Accretion Phase?
我们目前的发现，一个冷的大规模尘埃盘周围的金牛座T星V1094斯科在狼疮分子云从1.1毫米连续观测与阿兹TEC的ASTE。一个紧凑的（$r\lesssim$ 320 AU）连续发射符合恒星的位置具有272毫焦耳的通量密度，这是最大的金牛座T星在狼。我们还介绍了在$^{12}$ CO J=3- 2和$^{13}$ CO J=3- 2的五点观测中发现的与恒星有关的分子气体。由于我们对$^{12}$ CO和$^{13}$ CO的观测没有显示出任何大规模外流或大质量包层的迹象，致密的尘埃排放很可能来自恒星周围的盘。观测到的V1094 Sco的SED没有显示出从近红外到毫米波长的明显转换，这可以很好地用尘埃成分的扁平盘来描述，并且在10 $\micron$附近没有明显的倾角特征，表明盘中没有内孔。我们适合一个简单的幂律磁盘模型所观察到的SED。估计的盘质量范围从0.03到$\gtrsim$ 0.12 $M_\sun$，这是一个或两个数量级以上的中位数盘质量的金牛座金牛座T星。
2010-10-30 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
On the Nature of the T Tauri Triple System
我们提出了一个多波长的分析，以揭示神秘的金牛座T三星系统的性质。新的光学和红外测量加上档案X射线，紫外线和毫米数据集，以显示磁盘材料和外流运动学的形态。在T Tau Sa+Sb位置附近的几条发射线和减去模型的ALMA mm连续尘埃残留物中，可以看到一条黑暗的模糊物质的轮廓，揭示了T Tau S周围的衰减环双星环。T Tau S的通量变化部分与双星轨道有关; T Tau Sb在轨道近星附近变亮，因为它从环双星物质后面出现。流出诊断确认，T头N电源的蓝移西部流出，和T头S二进制驱动西北-东南流。对南部外流的分析显示，T Tau系统喷出的周期性弧。这些弧的位置和切向运动学与轨道定时的相关性表明，发射的最后四个南部流出喷射是同期的，也许触发，T头萨+锑二进制近星点通道。我们提出了一个几何形状的T头三重，南方组件前景T头N，模糊的circumbinary环，错位磁盘和相互作用的流出。特别是，来自金牛座T Sa的风垂直于其拱星盘，可能与拱星物质相互作用，这可能解释了文献中系统流出物的高对比度测量结果的冲突。金牛座T是了解年轻多系统早期动力学过程的重要实验室。我们讨论了在这种情况下，该系统的历史和未来的特点。
2020-09-08 astro-ph.SR
GK Car and GZ Nor: Two low-luminous, depleted RV Tauri stars
我们对金牛座的两颗RV星GK Car和GZ Nor进行了光度和光谱分析。这两个物体都被炽热的星周尘埃所包围。它们的脉动周期，来自ASAS光度时间序列，已被用来推导它们的光度和距离通过PLC关系。此外，对于这两个对象，GAIA距离可用。盖亚距离和光度与从PLC关系获得的值是一致的。GK Car的距离为4.5 $\pm{1.3}$ kpc，光度为1520 $\pm{840}$ L $_{\odot}$，而GZ Nor的距离为8.4 $\pm{2.3}$ kpc，光度为1240 $\pm{690}$ L $_{\odot}$。我们的丰度分析表明，这两颗星都显示出贫难熔元素的特征，GK Car的[Fe/H]= $-$ 1.3，[Zn/Ti]= $+$ 1.2，GZ Nor的[Fe/H]= $-$ 2.0，[Zn/Ti]= $+$ 0.8。在WISE颜色-颜色图中，GK Car位于RV Tauri框中，该框最初由\cite{evans85}定义并由\cite{gezer15}更新，而GZ Nor则不是。尽管如此，我们认为这两个物体都被引力束缚的圆盘所包围。由于在双星中观察到了耗尽，我们假设这两颗恒星也是双星。金牛座RV星通常被认为是后$-$ AGB星。最近的研究表明，它们可能确实是后$-$ AGB或后$-$ RGB对象，这取决于它们的亮度。对于这两个对象，派生的光度是相对较低的后AGB对象，…
2019-07-18 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
Turbulent mixing layers in supersonic protostellar outflows, with application to DG Tauri
湍流卷吸过程可能在年轻天体演化的各个阶段的外流中起着重要的作用。特别是，横向夹带的环境材料的高速，准直原恒星喷流可能是多个发射线速度分量的原因，观察到的微射流规模的外流驱动的经典金牛座T星。沿射流边界的紊流激波激发的混合层可能会产生中速外流分量。我们提出了一种形式主义，用于描述这样的混合层的基础上测量的气体的基本性质的量的雷诺分解。在这个模型中，来自大圆盘半径的分子风为卷吸提供了持续的物质供应。我们计算的总应力分布在混合层，这使我们能够估计耗散的湍流能量，因此层的光度。我们利用MAPPINGS IV激波模型来确定[Fe II] 1.644 μm谱线发射在总发射中所占的比例，以便于与以前对年轻恒星DG Tauri的观测进行比较。我们的模型准确地估计了DG Tau接近流出的中速分量的亮度和质量流出率的变化。因此，我们建议，这个组件代表了湍流混合层周围的准直射流在这个对象。最后，我们将我们的模型与该领域以前的工作进行比较和对比。
2015-10-05 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
Optical and Radio Observations of the T Tauri Binary KH 15D (V582 Mon): Stellar Properties, Disk Mass Limit and Discovery of a CO Outflow
我们介绍了KH 15 DT Tauri双星系统在2015/16和2016/17观测季节的VRIJHK测光。在现代（CCD）时代，我们第一次看到B星在每次Apastron通过期间完全从进动的环双星环的后缘后面出现。因此，我们能够测量它的亮度和颜色。数十年的光度测量使我们能够推断出每个双星组成部分的有效温度、半径、质量和年龄。我们发现我们的值与以前的研究，包括档案摄影测光的时代，当两颗恒星完全可见，他们设置了一个完整的模型的系统，可以构建一个径向速度测量可用的阶段。我们还提出了第一个高灵敏度的无线电观测系统，采取ALMA和SMA。2.0和0.88毫米的观测值分别提供了环双星的上限（气体和尘埃）盘质量为1.7木星质量，并揭示了一个扩展的CO外流，它与KH 15 D系统的位置，系统速度和方向重叠，并肯定与它有关。低速，紧密准直，和扩展性质的发射表明，外流是倾斜的几乎正交的视线，这意味着它也是正交的环双星环。射电外流的位置角也恰好与微弱阶段光发射的偏振方向一致。一个小的偏移之间的光学图像的二进制和CO流出的中心线仍然是一个谜和可能的线索喷气发射机制。
2017-12-02 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
Chemical depletion in the Large Magellanic Cloud: RV Tauri stars and the photospheric feedback from their dusty discs
目的：通过研究的光球丰度的4 RV金牛星在LMC，我们测试是否耗尽模式的难熔元素，在类似的银河系的来源，也是常见的河外来源。由于这种耗尽过程可能只发生在一个稳定的磁盘通过相互作用，我们调查这些来源的拱星环境。方法：使用高分辨率UVES光谱进行了详细的光球丰度研究。为了研究星周环境，我们使用光度数据来构建恒星的光谱能量分布，并确定星周环境的几何形状，而低分辨率的斯皮策-IRS红外光谱用于跟踪其矿物学。结果如下：我们的研究结果表明，同样在LMC中，金牛座RV星的光球通常受到耗尽过程的影响，尽管它的强度在不同的源之间有很大的不同。从我们详细的盘建模和矿物学研究，我们发现，这一过程，在银河系中，似乎密切相关的稳定开普勒盘的存在。新研究的河外天体具有与被尘埃盘包围的银河系后AGB双星相似的观测特征，因此也被认为是双星系统的一部分。一个源显示出非常小的红外线过剩，这对于盘源来说是不典型的，但仍然有耗尽的证据。我们推测这可能指向一个非常进化的圆盘的存在，类似于年轻恒星周围的碎片圆盘。
2009-10-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Properties and nature of Be stars: 27. Orbital and recent long-term variations of the Pleiades Be star Pleione = BU Tauri
在H-α线的陡翼上测量的H-α辐射的径向速度变化，由于长时间的变化而被预白化，以（218.025 +/- 0.022）d的周期性变化，证实了明亮的Be星Pleione的怀疑的双星性质，Pleione是昴星团的成员。轨道似乎有一个高偏心率超过0.7，但我们也简要讨论的可能性，真正的轨道是圆形的，偏心率是虚假的，由于相位相关的影响，拱星物质。光谱轨道的投影角间距足够大，允许用大型光学干涉仪检测双星，前提是主次星等差不是太大。由于我们的数据涵盖了一个新的壳相的开始，发展的金属壳光谱，我们也简要地讨论了最近的长期变化。我们确认形成一个新的信封，与前一个共存，在发病的新壳相。我们发现，H-α分布的半高全宽随着时间的推移而减小。在这方面，我们简要地讨论了平田的进动气体盘的假设和可能的替代方案所观察到的长期变化。
2010-03-29 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
On the nature of the candidate T-Tauri star V501 Aurigae
我们报告新的多色测光和高分辨率光谱观测的长周期变量V501 Aur，以前被认为是一个弱线的T-金牛星属于金牛座御夫座恒星形成区域。光谱观测表明，V501 Aur是一个单线光谱双星系统，轨道周期为68.8天，轨道略偏心（e ~ 0.03），系统速度与金牛座-御夫座的平均速度不一致。测光显示准周期性变化的不同，~55天的时间尺度，我们归因于旋转调制的斑点。看不到日食。这颗可见天体是一颗快速旋转（vsini ~ 25 km/s）的早期K星，其旋转周期意味着它一定很大（R > 26.3 Rsun），光谱估计也表明它的表面重力很低。盖亚任务和其他独立估计的视差意味着比金牛座-御夫座区域大得多的距离，与巨人解释一致。综合这些证据，再加上对LiI~ $λ$ 6707和H $α$谱线的重新评估，表明V501 Aur不是一颗金牛座T星，而是一颗在金牛座-御夫座恒星形成区后面有巨大主星的场双星。光谱轨道的大质量函数和与恒星演化模型的比较表明，次级恒星可能是一颗早型主序星。
2017-02-15 astro-ph.SR
Discovery and Observations of ASASSN-13db, an EX Lupi-Type Accretion Event on a Low-Mass T Tauri Star
本文讨论ASASSN-13 db，这是由ASAS-SN发现的年轻恒星SDSS J051011.01 $-$ 032826.2（以下简称SDSSJ 0510）上的一个EX Lupi型（EXor）吸积事件。使用档案测光数据的SDSSJ 0510，我们构建了一个爆发前的光谱能量分布（SED），发现它是一致的低质量II类YSO附近的猎户座恒星形成区（$d \sim 420$ PC）。我们提出了后续的光度和光谱观测的来源后，$ΔV \sim-$ 5.4级爆发，开始于2013年9月，并在2014年初结束。这些数据表明，温度和光度的增加与$\sim10^{-7}$ $\rm{M}_\odot$ yr $^{-1}$的吸积速率相一致，比静止期大三个或更多个数量级。光谱观测表明，森林的窄发射线占主导地位的中性金属线从Fe I和一些低电离线。ASASSN-13 db的性质与2008年下半年观测到的最强爆发时EXor原型EX Lupi的性质相似。
2014-05-06 astro-ph.SR
