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
New Circumstellar Structure in the T Tauri System
在VLT上使用新的高对比度成像仪器SPHERE观测了金牛座T的邻近区域，以解决该系统剩余的谜团，例如金牛座T Sa周围假定的小边缘盘，以及将复杂的外流模式分配给单个恒星。我们在Pa $β$、Br $γ$和H $_2$的$ν$ = 1-0 S（1）线以及附近的连续谱中使用SPHERE IRDIS窄带经典成像，以获得NIR光谱范围内的高空间分辨率和高对比度图像。通过减去附近的连续体来创建线图。我们还重新分析了在$J$和$H$波段用SPHERE的积分场摄谱仪拍摄的日冕数据，目的是获得对金牛座T Sb的精确消光估计，并验证最近报道的系统中另一个恒星或亚恒星物体的说法。在恒星西南方向的反射光中观察到了一个以前未知的螺旋结构，它指向金牛座T N的附近。我们映射的环双星发射从金牛座T S在$J$ -和$H$ -波段散射光的第一次，表现出的形态，这与观察到的$K$ -波段显着不同。H $_2$的辐射位于恒星的西南方，靠近螺旋结构。我们还检测到H $_2$发射区金牛座T NW。金牛座T NW相对于金牛座T N和S的运动在以前的图像和我们的2014年数据之间，提供了强有力的证据，表明触发金牛座T NW的东南-西北外流可能与金牛座T S有关。我们进一步提出了准确的恒星相对测光，确认金牛座T Sa再次变亮。我们的分析排除了最近提出的伴星金牛座T N的存在，具有很高的信心。
2016-05-31 astro-ph.SR
Understanding the angular momentum evolution of T Tauri and Herbig Ae/Be stars
我们研究了猎户座OB 1星协的6颗Herbig Ae/Be星以及猎户座$σ$星团的73颗低质量天体，以探讨演化早期的角动量演化及其与主序星Ap/Bp的可能联系。使用FIES和HECTOCHELLE谱，我们通过两种独立的方法获得投影旋转速度。个体的质量、半径和年龄是用进化模型、距离和集群灭绝计算的。根据类似的物理过程在两个，金牛座T和赫比格Ae/Be恒星的假设下，我们构建快照的原恒星的旋转对质量在第一个10万年的旋转模型，包括一个可变的磁盘寿命的帮助下，在恒星的转动惯量，偶极磁场与可变的强度，和角动量损失通过吸积供电的恒星风。我们使用这些快照，以及旋转数据，推断出一个合理的情况下的角动量演化。我们发现，磁场强度的几个k $G$在3百万年需要匹配的旋转速度的两组恒星。质量在2-3 $M_{\odot}$之间的模型，与主序星上光谱类型相似的恒星相比，显示出大$\sim 3$倍的角动量。尽管对这种随年龄急剧下降的现象进行了一些定量估计，但对于Ap/Bp磁性主序星，角动量演化的结果并不能解释它们的低自转。
2021-05-27 astro-ph.SR
Rotation Effects in Classical T Tauri Stars
在经典金牛T星（CTTS）的磁活动和质量吸积引起的表面温度的不均匀性导致旋转调制的光度和光谱参数的这些恒星。使用Grankin等人（2007）的扩展测光表，我们推导出了31个CTTS的亮度和颜色旋转调制的周期和振幅;其中6个的周期是首次揭示。测定了CTTS的自转轴倾角和赤道自转速度。我们发现，一些CTTS的亮度变化的已知周期不是轴向旋转周期，但在尘埃盘的内边界附近的开普勒周期。我们发现，金牛座-御夫座复合体中质量为0.3 - 3M_sun的CTTS的角速度在1 - 1000万年的年龄范围内保持恒定。辐射演化轨道上的CTTS比完全对流的CTTS旋转快。CTTS的比角动量依赖于Hα线的绝对光度。
2013-01-22 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
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
Large grains can grow in circumstellar discs
我们进行凝聚和碎裂模拟，以了解在金牛座T和褐矮星盘的晶粒生长。我们提出了一个物理动机的方法，使用概率分布函数的碰撞速度和分离的确定性和随机速度。与其他型号相比，我们发现增长更大。此外，如果棕矮星盘是金牛座T盘的缩小版本（就恒星和盘质量以及盘半径而言），则在两个盘中，相对于外缘的相同位置的生长会发生类似的大小。
2013-08-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Revealing the inner circumstellar disk of the T Tauri star S CrA N using the VLTI
目的：我们调查的T金牛星S CrA N的拱星盘的结构和测试的意见是否同意与标准图片提出的赫比格Ae星。方法：用VLTI/AMBER仪器在H、K波段进行低光谱分辨率模式观测。为了解释我们的近红外琥珀色和档案中红外光谱，我们采用了几何和温度梯度模型。结果如下：为了表征盘的大小，我们首先拟合几何模型组成的恒星点源，一个环形盘，和晕结构的vibrium。在H和K带，我们测量的环拟合半径分别为0.73 ± 0.03 mas（对应于0.095 ± 0.018 AU，距离为130 pc）和0.85 ± 0.07 mas（0.111 ± 0.026 AU）。这个K带半径大约是尘埃升华半径的2倍，预计尘埃升华温度为1500 K和灰色尘埃不透明的约0.05 AU，但大约与模型的预测一致，包括回温（即半径约0.12 AU）。推导出的温度梯度模型表明，磁盘是大约面对由两个磁盘组件与恒星和磁盘之间的间隙。内盘部分的温度接近尘埃升华温度，强度分布很窄，径向延伸范围从0.11 AU到0.14 AU。结论：我们的几何模型和温度梯度模型都表明，金牛座T星S CrA N被一个内半径为0.11 AU的拱星盘所包围。内部温度梯度盘分量的狭窄延伸意味着存在热的内部边缘。
2012-07-10 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
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
Hubble Space Telescope FUV Spectra of the Post-Common-Envelope Hyades Binary V471 Tauri
我们已经进行了分析的HST STIS档案光谱的磁白矮星在毕宿星食分光，后共同信封二进制V471金牛座，时间分辨的轨道和X射线旋转相位的磁白矮星。在主食期间获得的HST STIS光谱揭示了许多过渡区/色球层发射特征，包括NV（1238，1242），Si IV（1393，1402），C IV（1548，1550）和He II（1640）。本文比较了V471金牛座中非常活跃的快速旋转的K2 V组分的过渡区/色球层的光谱特征和发射线通量与年轻疏散星团中快速旋转的K矮星的发射特征。我们已经探测到了一些与磁白矮星光球层上的金属吸积有关的吸收特征，并由此得到了径向速度。当主磁吸积区朝向观测者时，所有的吸收特征都被调制在白矮星的555 s自转周期上，在自转相位为0.0时谱线强度最大。光球层的吸收特征没有显示出塞曼分裂的明显证据，也没有证据表明它们的强度变化和轨道相位之间存在相关性。我们报告了第二个吸积极的明确证据。我们从Si IV和C III特征中获得C和Si丰度。所有其他的吸收线要么是星际的，要么与白矮星上方的区域有关，和/或与日冕物质抛射事件有关，因为它们经过白矮星的前面。
2012-03-21 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
Evidence of a Disk-wind Origin for Fluorescent H$_2$ in Classical T Tauri Stars
本研究利用哈勃望远镜ULLYSES项目的T Tauri星远紫外光谱，通过分析荧光H$_2$发射线的运动学特性，发现部分源中分子气来自盘风外流而非仅开普勒盘气，并估算了H$_2$质量损失率。
2025-02-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
High-resolution TNG spectra of T Tauri stars: Near-IR GIANO observations of the young variables XZ Tau and DR Tau
我们使用TNG/GIANO仪器获得了XZ Tau和DR Tau的近红外高分辨率光谱（R~50000），这两颗活跃吸积的T Tauri星被归类为EXOR。观测到的特征的分析提供了关于内盘、吸积柱和风的性质的信息。这两个来源显示复合HI线的配置文件，从吸积气体和高速风的贡献。这些线变得更加对称和狭窄的上部能量的增加，这可以解释为两个组件具有不同的减量或归因于自吸收效应。XZ Tau显示相对于文献观察的相对高的活性状态。HeI 1.08 μ m谱线蓝移吸收的变化表明，内风的速度结构发生了剧烈的变化，与最近的吸积事件有关。DR Tau有一个更稳定的风，因为它的HeI 1.08um吸收在时间上是稳定的，尽管发射成分的变化很大。红外遮蔽可以解释为XZ Tau和DR Tau在1600 K温度下的黑体发射，发射面积约为恒星的30倍。对于XZ Tau，这些条件与来自尘埃盘内缘的发射是一致的，而对于DR Tau，相当高的温度可能表明起源于尘埃升华半径内的厚气体盘。强而宽的金属线，主要来自CI和FeI，在XZ Tau中检测到，类似于在爆发阶段在其他EXOR源中观察到的。金牛座DR显示出较弱和较窄的金属线，尽管它的吸积光度较大。这表明吸积不是金属线激发的唯一驱动因素。我们的观测结果表明，宽带，高分辨率的近红外光谱的潜力，同时探测的现象，发生在星盘相互作用区域。
2017-06-16 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
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
The absence of sub-minute periodicity in classical T Tauri stars
经典金牛T星（CTTS）是年轻的晚型天体，仍然从星周盘吸积物质。解析处理和数值模拟预测了恒星表面吸积激波的不稳定性。我们搜索的变化低于几分钟的时间尺度在CTTS TW Hya和AA头。TW Hya是用南部非洲大型望远镜（SALT）上的SALTICAM在巴尔末跳跃周围的窄带滤光片中观测到的。观测是在狭缝模式下进行的，它提供了约0.1 s的时间分辨率。对于AA Tau，我们使用OPTIMA进行了观测，OPTIMA是一种具有更好时间分辨率的单光子计数设备。小规模的变化通常持续几秒钟，但没有检测到明显的周期性。我们对光变曲线的脉冲部分设定了99%的置信上限. TW Hya在340 nm滤波器中0.02-3 Hz和380 nm滤波器中0.1-3 Hz的频率范围内的相对振幅低于0.001。对于0.02-50 Hz，AA Tau的相应值是0.005的振幅。相关的时间尺度表明，冲击波不稳定性不应该直接在我们的光学和紫外观测，但预测的振荡会引起可观察到的红化的变化。我们讨论了磁场如何稳定吸积激波。
2010-05-11 astro-ph.SR
Hot Gas Lines in T Tauri Stars
对于经典金牛座T型星（CTTS），N V、Si IV和C IV的共振线，以及He II 1640 A线，可以作为吸积过程的诊断。在这里，我们组装了一个大型的高分辨率数据集，这些线在CTTS和弱T金牛星（WTTSs）。我们提供了35颗恒星的数据：一颗Herbig Ae星，28颗CTTS和6颗WTTSs。我们将C IV和He II线分解为宽高斯分量和窄高斯分量（BC & NC）。CTTS中最常见的（50%）C IV线形态是低速NC和红移BC。在22个CTTS中，最多有12个CTTS的速度质心VBC> 4 * VNC，这与吸积激波模型的预测一致。我们没有发现后冲击波由于吸积流的压力而被埋在恒星光球层中的证据。He II CTTS的谱线一般都是对称且窄的，比CTTS C IV谱线的红移要小，约为10 km/sec。在BC的He II线的通量是小的相比，C IV线，与模型的冲击前列排放。观测结果与存在多个不同密度的吸积柱或预测吸积柱外围缓慢移动的低密度区域的吸积模型一致。对于HN Tau A和RW Aur A，大部分C IV线是蓝移的，这表明C IV发射是由外流射流内的激波产生的。在我们的样本中，赫比格Ae星DX Cha是我们在C IV线上发现的唯一一个P-Cygni轮廓的天体，这证明了热（10^5 K）风的存在。对于整个样品，Si IV和NV线亮度与C IV线亮度相关，尽管Si IV和C …
2013-04-12 astro-ph.SR
Lyman-alpha Scattering Models Trace Accretion and Outflow Kinematics in T Tauri Systems
金牛座T星产生宽莱曼α发射线，贡献$\sim$ 88%的总紫外线通量入射到内部拱盘。莱曼α光子产生于吸积激波和原恒星色球层，在到达观测者之前必须穿过吸积流、风和喷流、原行星盘和星际介质。这种轨迹产生不对称的双峰特征，这些特征携带着磁盘环境的运动学和不透明度特征。为了了解莱曼α发射线的演变和磁盘本身之间的联系，我们模拟HST-COS光谱的目标包括在数据发布3的哈勃紫外线遗产库的年轻恒星作为基本标准（ULLYSES）计划。我们发现，在一个简单的球形膨胀壳的共振散射是能够再现高速发射线翼，提供估计的平均速度内的批量干预H I。模型的速度显着相关的K带面纱，表明营业额从莱曼α轮廓吸收外流风的吸积流抑制的排放线热内盘耗尽。在我们的样本中，只有30%的目标具有来自吸积流的红移吸收的轮廓，其中许多已经解决了尘埃间隙。在这一阶段，莱曼α光子可能不再与沿路径到达观察者的盘风相交。我们的研究结果指出，随着时间的推移，气体盘内的莱曼α辐射的显着演变，这可能会导致与ALMA和JWST观察到的化学差异。
2023-01-04 astro-ph.GA 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
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
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
Precision radial velocities with CSHELL
太阳系外行星的径向速度识别历来主要是由光学调查。然而，将系外行星搜索范围扩大到M矮星和年轻恒星的兴趣，促使人们努力提高近红外径向速度技术的精度。我们提出了我们的方法，实现58米/秒的精度在K波段的M0矮GJ 281使用CSHELL摄谱仪在3米的NASA IRTF。我们还展示了我们恢复已知的4兆木星外行星Gl 86 b的能力，并讨论了成功探测1-3百万年前金牛座T恒星周围行星的影响。
2011-04-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
A ringed pole-on outflow from DO Tauri revealed by ALMA
我们提出了新的ALMA波段6观测，包括CO（2-1）线和1.3毫米连续辐射的年轻恒星对象金牛座DO周围。ALMA CO分子数据显示了不同径向速度下的三个不同系列的环。这些环的半径约为220 au和800 au。我们对环进行了单独的拟合，并注意到它们的中心与金牛座DO及其光学高速喷流对齐。此外，我们注意到这些结构的速度随着与年轻恒星的分离而增加。我们讨论的数据下的假设，环代表速度削减通过三个外流壳，可能是由广角风驱动，拖动环境材料沿方向接近视线（i=19°）。我们估计了每个外流壳层和整个外流壳层的动力学年龄、质量、动量和能量。结果是在协议中发现的流出II类来源。我们对喷气/风发射区的大小进行了粗略的估计，需要<15 au。我们报告的物理特性DO金牛座的磁盘连续发射（几乎面对和投影主轴在南北方向）和它的速度梯度方向（南北），指示磁盘旋转1-2 Msun中心恒星。最后，我们显示了HST [SII]图像的光学喷流，并报告其在天空平面的方向的测量。
2020-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Understanding Balmer Decrements in T Tauri stars in terms of Multiflow Magnetospheric Accretion
Institute for Astrophysical Research, Department of Astronomy, Boston University（波士顿大学天体物理研究所）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；Centro de Investigaciones de Astronomía (CIDA)（天文学研究中心）；Department of Physics, Faculty of Science, Chulalongkorn University（朱拉隆功大学理学院物理学系）
本文通过双轴对称磁球层吸积流模型解释TTauri星巴尔默减幅，发现两种不同吸积率和几何结构的流体能更准确地拟合观测数据，与数值模拟结果一致。
2026-03-25 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
The Surface Magnetic Activity of the Weak-Line T Tauri Stars TWA 7 and TWA 25
我们提出了一个分析的光谱偏振观测的低质量弱线金牛座T星TWA 25和TWA 7。利用塞曼多普勒成像技术重建了这两颗恒星的大尺度表面磁场。我们的表面地图显示，主要是环形和非轴对称领域的两颗恒星。这些地图加强了已经恢复的大范围表面磁场，特别是在前主序星中，这些恒星已经停止从其圆盘的中心区域（现在已经耗尽）吸积。我们重建了两颗恒星的大尺度表面亮度分布，并使用这些重建来过滤掉活动引起的径向速度抖动，将径向速度变化的RMS从495 m/s降低到32 m/s（TWA 25），从127 m/s降低到36 m/s（TWA 7），排除了两颗恒星存在近距离巨行星的可能性。TWA 7径向速度提供了一个例子，其中活动引起的径向速度变化模拟与光谱活动指数不相关的开普勒信号。这表明了纵向磁场测量在识别活动引起的径向速度变化方面的有用性。
2021-03-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
The chemistry of disks around T Tauri and Herbig Ae/Be stars
金牛座T和赫比格Ae/Be星周围的磁盘的红外和（亚）毫米观测指出，这两种类型的磁盘之间的化学分化，与较低的检测率的分子在磁盘周围较热的恒星。为了调查潜在的根本原因，我们进行了比较研究的化学金牛座T和赫比格Ae/Be磁盘，使用一个模型，特别注意光化学。赫比格星的盘温度和紫外线通量比金牛T星高，这导致了盘化学的一些差异。在热的内部区域，H2O和简单的有机分子如C2 H2、HCN和CH 4被预测在金牛座T盘中非常丰富，在赫比格Ae/Be盘中甚至更多，与红外观测相比，发现水和简单有机物对较热恒星周围的盘的检测率要低得多。在外部区域，该模型表明，通常在磁盘中观察到的分子，如HCN，CN，C2 H，H2 CO，CS，SO和HCO+，在T Tauri和Herbig Ae磁盘之间没有显着的丰度差异。在光化学作用下产生的一些物质，如C2 H和CN，由于光化学活性层的缩小，预计在赫比格Ae星周围的丰度略低。观测结果确实表明，这些自由基在赫比格·埃盘中的丰度要低一些，尽管在任何情况下，推断出的丰度差异都很小，最多只有几个因子。一个明确的化学区分这两种类型的磁盘关注冰，预计将更丰富的赫比格Ae磁盘。TTauri和Herbig Ae/Be盘的整体化学行为非常相似。主要的差异是由后者的温度较高，这导致内部区域的水库或水和简单的有机物较大，而外盘的冰质量较低。
2018-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Impacts of fragmented accretion streams onto Classical T Tauri Stars: UV and X-ray emission lines
上下文经典金牛座T型星（CTTS）的吸积过程可以通过分析紫外和X射线发射谱线来研究，这些谱线可以跟踪热气体流，并作为激波后下落等离子体的诊断。在紫外波段，有较高的光谱分辨率，这些线的特点是相当复杂的配置文件，其来源仍然不清楚。目的。我们研究了密度结构（碎裂）吸积流碰撞区紫外和X射线发射的起源，研究了吸积流碎裂和由此产生的激波后区结构是否以及如何决定所观测到的紫外和X射线发射谱线的轮廓。方法.我们通过二维MHD模拟，模拟了由一系列密集的斑点组成的吸积流对CTTS色球层的影响。我们探讨不同层次的流碎裂和吸积率。根据模型结果，我们合成了C IV（1550 nm）和OVIII（18.97 nm）的谱线轮廓。结果吸积团对恒星色球层的撞击产生反向激波，通过吸积团传播，并产生激波上升流。这些上升的气流反过来又撞击和冲击随后下落的碎片。其结果是，几个等离子体成分的下降速度，密度和温度不同的存在altogether。C IV双峰的轮廓的特点是由两个主要组成部分：一个窄的和红移的速度$\approx$ 50公里秒$^{-1}$和其他更广泛的，并与红移的速度在200 $\approx$ 400公里秒$^{-1}$的子组件。OVIII谱线的轮廓比C IV更对称，并且红移到速度为$\approx$ 150 km s $^{-1}$。结论.我们的模型预测的C IV线的配置文件非常相似的观察到的，并解释了它们的…
2016-07-11 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
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
Lithium and the evolution of intermediate-mass T Tauri and Herbig stars. Rotation, accretion, and planets
Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（西班牙天体生物学中心）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；INAF – Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文台）；Universidad de Granada（格拉纳达大学）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；University of Dundee（邓迪大学）
本文通过分析71颗中间质量TT星和赫比格星的锂含量，探讨其演化过程，发现锂 depletion 不同于低质量恒星，且盘锁定机制在年轻中间质量恒星中有效，可能与行星存在有关。
2026-04-06 astro-ph.SR
A Model of the C IV $λλ$ 1548, 1550 Doublet Line in T Tauri Stars
针对T Tauri星C IV双线形成机制不明的问题，本研究基于吸积激波与流模型构建新谱线模型，复现了部分恒星的观测特征，探明了宽窄成分的起源，为热谱线研究与内盘丰度探测提供了新途径。
2024-09-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
A New Look at T Tauri Star Forbidden Lines: MHD Driven Winds from the Inner Disk
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。我们报告了第一个高分辨率（$Δv\sim$ 6 \kms）分析的[S II] $λ$ 4068，[O I] $λ$ 5577，和[O I] $λ$ 6300线从48个金牛座T星的样本。在Simon等人（2016）之后，我们将它们分解为三个运动学分量：与射流相关的高速分量（HVC），以及低速窄（LVC-NC）和宽（LVC-BC）分量。我们证实了以前的研究结果，许多LVC的蓝移超过1.5公里$^{-1}$，因此最有可能跟踪一个缓慢的磁盘风。我们进一步表明，个人组成部分的配置文件是类似的三条线。我们发现，大多数LVC-BC和NC线的比例解释的热激发气体的温度在5,000 $-$ 10,000 K和电子密度$\sim10^{7}-10^{8}$ cm $^{-3}$。HVC比可以用激波前H数密度为$\sim10^{6}-10^{7}$ cm $^{-3}$的激波模型更好地再现。使用这些物理性质，我们估计LVC的$\dot{M}_{\rm wind}/\dot{M}_{\rm acc}$和HVC的$\dot{M}_{\rm jet}/\dot{M}_{\rm acc}$。与以前的工作一致，在喷流中进行的质量是适度的吸积率相比。在可能假设NC风高度大于BC的情况下，发现LVC-BC $\dot{M}_{\rm win…
2018-10-08 astro-ph.SR
Continuum And Line Emission From Accretion Shocks at T Tauri Stars I. Correlations With Shock Parameters
本研究通过14个激波模型揭示T Tauri星吸积激波连续谱与激波参数的相关性，建模10颗恒星的吸积光度并解释HeI λ5876线成分的起源差异。
2024-06-21 astro-ph.SR
Doppler Images and Chromospheric Variability of TWA 17
我们提出了多普勒成像和巴耳末线分析的弱线金牛座T星TWA 17。光谱是在2006年由英国-澳大利亚望远镜上的UCL Echelle摄谱仪拍摄的。使用最小二乘反卷积，以提高有效的信噪比，我们产生的表面斑点分布的多普勒地图。这显示了与其他快速旋转的金牛座T星类似的特征，即一个极斑，更多的斑点从它延伸到赤道。除了光球变率外，还利用巴尔末辐射研究了色球变率。平均H-α剖面有一个与旋转加宽一致的窄分量和一个延伸到+/-220 km/s的宽分量。H-α的变化表明色球层至少有一个弹弓突出3恒星半径以上的表面。
2009-07-16 astro-ph.SR
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
Interpreting molecular hydrogen and atomic oxygen line emission of T Tauri disks with photoevaporative disk-wind models
原行星盘中的风在其演化和扩散过程中起着重要的作用。然而，驱动风的物理过程仍然不清楚（即磁驱动与热驱动），只能通过直接将理论模型与观测数据进行比较来理解。我们使用流体动力学光蒸发盘风模型和后处理它们与热化学模型产生合成观测o-H $_2$在2.12微米和[OI]在0.63微米谱线，并直接比较的结果的观察样本。我们的光蒸发盘风模型与观测到的蓝移窄低速分量（NLVC）的签名是一致的，这通常与缓慢的盘风，两个示踪剂。只有七分之一的目标，显示蓝移NLVC的光蒸发模型无法解释所观察到的线运动学。我们的研究结果还表明，解释谱线配置文件的简单方法，如薄盘近似，以确定线发射区域可以产生误导性的结论。光蒸发盘风模型在很大程度上是一致的研究观测数据集，但它是不可能明确区分不同的风驱动机制。进一步改进这些模型，例如对动力学和化学进行一致的建模以及对个别目标进行详细建模，将是有益的。此外，磁驱动盘风模型的观测数据集的直接比较是必要的，以确定是否空间未解决的多个风示踪剂的观测是足够的理论模型之间的区别。
2022-11-18 astro-ph.SR
Results of magnetic field measurements in young stars DO Tau, DR Tau, DS Tau
给出了三颗经典金牛T星（CTTS）吸积热斑纵向磁场的测量结果。在HeI 5876 γ谱线窄分量的形成区，我们发现每颗恒星的磁场都大于2σ。在DS Tau的情况下，我们发现在NaI D线的窄分量中的场等于+0.8 \pm 0.3 kG，即它等于在HeI 5876 π的窄分量上测量的场。我们的研究结果表明，在热点的磁场可以研究CTTS下降到13 μ m，允许在未来增加一倍的CTTS与测量领域的吸积区。
2013-03-04 astro-ph.SR
Dynamics of magnetic flux tubes in accretion discs of T Tauri stars
研究了金牛T星吸积盘中细长磁通量管的动力学行为。我们进行模拟，考虑到浮力，空气动力学和湍流阻力，MFT和周围气体之间的辐射热交换，磁场的光盘。采用四阶龙格-库塔法求解MFT动力学方程。模拟结果表明，在没有外部磁场的情况下，MFT运动存在两种状态。在区域$r<0.2$ au中，半径为$0.05 \leq a_0 \leq 0.16\,H$（$H$是盘的标度高度）的MFT在盘上方经历初始等离子体β为1的热振荡。振荡衰减一段时间后，MFT继续向上运动。较薄或较厚的MFT不振荡。MFT速度随初始半径和磁场强度的增大而增大。MFT周期性上升，速度高达5-15 km s $^{-1}$，周期为$0.5-10$年，由环形磁场产生时间决定。在圆盘演化的特征时间内，大约20%的圆盘质量和磁通量可以通过磁浮力逃逸到圆盘大气中。MFT分散形成了圆盘的膨胀磁化电晕。外部磁场导致磁盘表面附近的MFT振荡。在$r < 0.6$ au，这些磁振荡的周期从几天到1-3个月不等。磁振荡在几个周期内衰减。我们模拟MFT动力学吸积盘在变色龙I集群。模拟结果表明，MFT振荡可以产生观测到的金牛座T星的红外变化。
2019-06-12 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Understanding the origin of the [OI] low-velocity component from T Tauri stars
行星的形成时间、质量和位置受到分散原行星盘的物理机制和原行星物质被清除的时间尺度的强烈影响。物质在中央恒星上的吸积，原恒星风/喷流，磁盘风和光蒸发风同时运作。因此，要解开它们对星盘分散的相对贡献，就需要确定跟踪不同星盘环境的诊断方法。在这里，我们分析了低速分量（LVC）的氧光学禁戒线，这是发现蓝移了几公里/秒的恒星速度。发现[OI] LVC谱线与[NeII] 12.81μm谱线和CO 4.7μm谱线不同，表明这些谱线的来源不同。我们报告的[OI] LVC和吸积光度Lacc的光度之间的相关性。我们没有发现与X射线光度的任何相关性，但我们发现恒星FUV光度越高，[OI] LVC的光度越高。此外，我们还发现[OI] 6300/5577的比值很低（范围在1到8之间）。这些研究结果有利于起源的[OI] LVC在一个地区，OH是由恒星FUV光子光解，反对从X射线加热层的热发射。具有最高S/N和分辨率的两个光谱的详细建模表明，LVC中有两个分量：一个宽的，中心有峰值的分量，可以归因于开普勒旋转中温暖盘表面产生的气体（FWHM在~40 ~~60 km/s之间）和窄分量（半高宽约为10 km/s，小蓝移约为2 km/s），可能出现在冷（<1，000 K）分子风中。
2013-05-28 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
NUV Excess in Slowly Accreting T Tauri Stars: Limits Imposed by Chromospheric Emission
被质量吸积率非常低的圆盘包围的年轻恒星可能处于内部圆盘演化的最后阶段，因此特别值得研究。利用哈勃太空望远镜（HST）上的宇宙起源光谱仪（COS）和空间望远镜成像光谱仪（STIS）对500 - 900万年前的两颗恒星RECX-1和RECX-11进行了紫外（UV）观测，并对它们进行了光学和近红外光谱观测。这两颗恒星的近紫外辐射水平相似，尽管光谱证据表明RECX-11正在吸积，而RECX-1没有。在RECX-11中，H α和He I 10830的谱线轮廓显示出随时间变化的宽和窄的红移吸收分量，揭示了吸积流的复杂性。我们发现，吸积指标通常用于测量质量吸积率，例如U带过剩光度或钙II三线光度是不可靠的低吸积物，至少在中间K光谱范围。以RECX-1作为光球层和色球层发射本征水平的模板，我们确定RECX-11的上限为3 x 10^-10太阳质量/年。在如此低的吸积率下，最近的光蒸发模型预测，在圆盘中应该已经形成了一个内孔。然而，RECX-11的光谱能量分布显示，在近红外波段的通量与金牛座的中值相当，这表明仍然存在大量的尘埃。在RECX-11中观测到了在最内侧盘中形成的荧光H_2发射线，表明在内侧盘中存在气体和尘埃。
2011-10-28 astro-ph.SR
Mottled protoplanetary disk ionization by magnetically-channeled T Tauri star energetic particles
原行星盘的演化被认为主要是由磁化盘风和湍流粘性引起的角动量传输驱动的。盘的电离对于这些过程是必不可少的，被认为是由于宿主恒星的日冕X射线，但也可能是由日冕耀斑或行进的冲击波产生的高能粒子和恒星风平流产生的。我们对高能质子在真实的T~Tauri星风中的传播进行了试验粒子数值模拟，其中包括叠加的小尺度静磁湍流。各向同性（Kolmogorov功率谱）的湍流分量沿单个粒子的轨迹合成。我们研究了能量范围为$[0.1 - 10]$ GeV的T~Tauri星上大耀斑的{ \it Chandra} X射线观测的预期和{ \it Herschel}空间天文台最近的迹象表明，高能粒子对年轻恒星的盘电离的重要贡献。在与以前的理论研究发现在整个磁盘电离的高能粒子的优势，我们发现，磁盘电离可能是由X射线在其大部分地区，除了在狭窄的区域内，粒子被引导到磁盘上的强烈纠缠和湍流磁场主导。这些区域的径向厚度是靠近恒星的$\sim 5$恒星半径，并随着径向距离的增加而变宽。这可能会持续到离恒星很远的地方（$10$ AU或更远），在那里粒子可以被湍流风大量平流和扩散。
2017-12-30 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
Physical properties of the jet from DG Tauri on sub-arcsecond scales with HST/STIS
我们推导出的物理性质在底部的射流从DG头沿和跨流，并作为速度的函数。我们分析了用哈勃太空望远镜成像光谱仪拍摄的DG Tau喷流的七个光谱。光谱是通过平行于射流轴放置一个长狭缝并使其跨越射流宽度来获得的。由此产生的位置-速度图在光学禁发射线允许访问等离子体条件通过计算的发射线比率。我们发现在基地的射流高电子密度，$n_e \sim $ 10 $^5$，和非常低的电离，$x_e \sim 0.02-0.05$，结合起来，给一个总密度高达$n_H \sim $ 3 - 10 $^6$。这一分析证实了先前关于等离子体参数沿喷流变化的报告（即密度降低了几个数量级，$x_e$从0.05增加到距离恒星2 $''$下游0.7的平台）。此外，在总密度和超声速跳跃的尖锐梯度之间的空间重合。这有力地表明，发射是由冲击激发。位置-速度图表明存在快速加速的气体和速度较慢、准直度较低的物质。我们推导出质量流出率，$\dot{M}_j$，在蓝移叶在不同的速度通道，这有助于总的$\dot{M}_j \sim$ 8 $\pm$ 4 10 $^{-9}$ M $_\odot$年$^{-1}$。我们估计，一个对称的双极射流将在低和中等速度探测旋转测量，角动量通量为$\dot{L}_j \sim$ 2.9 $\pm$ 1.5 10 $^{-6}$ M $_\odot$年$^{-1}$ AU公里s $^{-1}$。DG T…
2014-01-02 astro-ph.SR
GIARPS High-resolution Observations of T Tauri stars (GHOsT). II. Connecting atomic and molecular winds in protoplanetary disks
在GIARPS高分辨率观测金牛座T星（GHOsT）项目的框架内，我们的目标是描述金牛座-御夫座地区经典金牛座T星（CTTs）样本中的原子和分子风。我们分析了在国家伽利略望远镜上用HARPS和GIANO摄谱仪观测的36个CTT样品中的通量校准的[OI] 630 nm和$\rm H_2$ 2.12 $\rm μm$线。我们将谱线剖面分解成不同的运动学高斯分量，并将重点放在最常检测到的分量上，即窄低速（v $\rm_p < 20$ $\rm km$ $\rm s^{-1}$）分量（NLVC）。我们发现在17个源中检测到$\rm H_2$线（$\sim 50 \%$检测率），并且在除一个源之外的所有源中检测到[OI]。$\rm H_2$和[OI]发射的NLV分量在运动学上是相关的，两条线的峰值速度和半峰全宽之间具有很强的相关性。假设开普勒加宽，我们发现[OI] NVLC起源于0.05和20 au之间的磁盘区域和$\rm H_2$的区域从2和20 au。我们没有发现$\rm H_2$和[OI] NVLC的v $\rm_p$与外盘倾角之间有任何明确的相关性。这一结果与以前的研究一致。我们的研究结果表明，分子和中性原子发射盘风起源于可能重叠的区域，并在磁盘中的分子风的生存强烈依赖于气体暴露于辐射从中央恒星。我们的研究结果表明，宽带高分辨率光谱在连接示踪剂的不同表现的同一现象的潜力。
2020-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-cadence, High-resolution Spectroscopic Observations of Herbig Stars HD 98922 and V1295 Aquila
最近的观测工作表明，Herbig Ae/Be星盘系统中的吸积和外流机制可能不同于被认为发生在金牛座T星盘系统中的磁层吸积。在这项工作中，我们评估的时间演化的谱线探测吸积和质量损失在赫比格Ae/Be系统和测试的一致性与MA范式。我们收集了两颗Herbig Ae/Be星HD 98922（B 9 e）和V1295 Aql（A2 e）的多历元（~年）和高节奏（~分钟）的高分辨率光谱，以探测广泛的运动学过程。采用这里介绍的线等效宽度进化相关度量，我们通过新颖的可视化识别物种共同进化（指示共同的线起源）。我们干涉约束往往有问题的退化参数，倾角和内盘半径，使我们能够专注于风的结构，磁层，和内气体盘的辐射转移模型。在所有采样的时间尺度上，最强的变异性发生在巴耳末系谱线的蓝移吸收分量内;变异性的强度随着观测的节奏而增加。最后，高分辨率光谱使我们能够探测巴耳末系的蓝移吸收成分内的亚结构：我们观察到静态，低速特征和在较高速度下随时间演化的特征。总体而言，我们发现观察到的谱线形态和变异性与放大的金牛座T MA场景不一致。我们认为，作为磁场结构和强度的变化显着增加恒星质量从金牛座T Herbig Ae/Be星，所以也可能吸积和外流过程。
2017-12-12 astro-ph.SR
Placing the spotted T Tauri star LkCa 4 on an HR diagram
年轻恒星的年龄和质量通常是通过比较它们的光度和有效温度与主序前恒星演化轨迹来估计的，但是磁场和恒星黑子使观测和演化都变得复杂。为了了解它们的影响，我们研究了沉重的斑点弱线的T-Tauri星LkCa 4通过搜索来自星点或星点群的辐射的光谱特征。我们介绍了一种新的方法来约束恒星的填充因子和现场温度拟合两个温度恒星大气模型从凤凰合成光谱的高分辨率近红外IGRINS光谱。清晰可辨的光谱特征来自热光球成分$T_{\mathrm{hot}} \sim4100$ K和冷光球成分$T_{\mathrm{cool}} \sim2700-3000$ K，后者覆盖了可见表面的$\sim80\%$。这种热和冷发射的混合支持的光谱能量分布，旋转调制的颜色和TiO带强度的分析，以及在低分辨率光学/近红外光谱的功能。虽然修正后的有效温度和光度使LkCa 4看起来比以前根据无斑点的恒星演化模型估计的更年轻，质量更低，但适当的估计将需要生产和采用斑点演化模型。来自恒星黑子的偏差可能会影响大多数完全对流的年轻恒星，并导致疏散星团年龄和年龄分布的不确定性。在某些光谱区域，由于冷星光谱中的高转动增宽和重线覆盖，星点表现为无特征的面纱连续谱。一些证据也被发现之间的反相关的温暖和寒冷的组件的速度。
2017-01-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
Origins of the H, He I, and Ca II Line Emission in Classical T Tauri Stars
我们进行本地激发计算，以获得线的不透明度和发射率比，并将它们与H，He I，O I，Ca II和Na I线的观测特性进行比较，以确定密度，温度和光子电离率。我们发现，紫外光电离是最可能的激发机制，用于产生的He I 10830不透明，产生所有相关的吸收功能。我们还计算了观测速度v_obs = +/- 150 km/s时径向风和下沉模式的比线通量。所有的模型结果，连同观察到的吸收和发射特性之间的相关性和窄和宽的发射组件之间，被用来推断的起源强H，He I，和Ca II宽线发射。我们的结论是，前两个主要出现在一个径向流出，是高度cloudly。风体积的大部分由密度约为10^9 cm^-3的气体填充，其光学厚度比He I 10830和H α大，但比He I 5876、Pa γ和Ca II红外三重态小。光学厚的He I 5876发射主要发生在密度大于或等于10^11 cm^-3、温度大于或等于1.5x10^4 K的区域，而光学厚的H α和Pa γ发射主要发生在密度约为10^11 cm^-3、温度介于8750和1.25x10^4 K之间的区域。在产生给定v_obs的观测线通量时，这些发射团的覆盖因子足够小，不会引起He I或H线中恒星和面纱连续体的显著吸收。强烈的钙II宽线发射可能出现在磁层吸积流和磁盘的边界层，在那里的气体耗散的旋转能量的一部分，然后沿磁场线下降。所需的密度和温度约为10^…
2010-10-15 astro-ph.SR
GIARPS High-resolution Observations of T Tauri stars (GHOsT). I. Jet line emission
金牛座T星盘中喷流形成的机制知之甚少。观测基准发射模型可以提供跟踪的物理特性的风和射流的运动分量在磁盘表面的内部100 AU。在GHOsT（金牛座T星的GIARPS高分辨率观测）项目的框架内，我们的目标是在喷流加速区进行气体速度分量的多线分析。我们分析了金牛座-御夫座复合体中的六个天体（RY Tau，DG Tau，DL Tau，HN Tau，DO Tau，RW Aur A）的GIARPS-TNG光谱。由于结合了高光谱分辨率（R=50000-115000）和宽光谱范围（~400-2400 nm），我们观察到了几个O，S+，N，N+和Fe+的禁戒线跨越大范围的激发和电离条件。在四个天体（DG Tau，HN Tau，DO Tau，RW Aur A）中，通过激发和电离模型，导出了温度（T_e）、电子密度和总密度（n_e，n_H）以及电离分数（x_e）随速度的函数关系。在选定的速度通道中推导出气态铁的丰度X（Fe），它是喷流中尘埃含量的探针。物理参数随速度平滑变化，表明不同运动学分量的共同起源。在DG Tau和HN Tau中，T_e、x_e和X（Fe）随速度的增加而增加（大致从6000 K，0.05，10% X（Fe）_sun到15000 K，0.6，90% X（Fe）_sun）。这一趋势与盘风模型一致，在该模型中，射流是从盘的不同半径区域发射的。在DO Tau和RW Aur A中，我们推断…
2019-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Disk Substructures at High Angular Resolution Project (DSHARP): X. Multiple rings, a misaligned inner disk, and a bright arc in the disk around the T Tauri star HD 143006
我们提出了一个详细的分析新的ALMA观测的磁盘周围的T-Tauri星HD 143006，在46质量（7.6金）的分辨率揭示了新的子结构在1.25毫米连续发射。圆盘分解成一系列同心环和间隙，环外部有一个明亮的弧形，类似于漩涡的流体动力学模拟，以及连接两个最里面的环的桥状特征。虽然我们的$^{12}$ CO观测在类似的空间分辨率没有显示出明显的子结构，他们揭示了一个内盘耗尽的CO排放。从连续辐射和CO速度场我们发现，最内环比最外环和弧有更大的倾角。这是内外盘之间小（$\sim8^{\circ}$）或中等（$\sim41^{\circ}$）未对准的证据，这取决于内外盘近/远侧的特定方向。我们比较了ALMA观测中观察到的子结构与最近的散射光数据从VLT/SPHERE这个对象。特别是，SPHERE图像中狭窄阴影线的位置与压力标度高度估计相结合，有利于大约$41^{\circ}$的大失准。我们讨论了我们的研究结果的背景下，尘埃捕获的漩涡，行星雕刻的差距，和错位的内盘由于存在一个倾斜的同伴HD 143006。
2018-12-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Evidence of a substellar companion around a very young T Tauri star
我们目前的结果，从近红外多历元光谱活动，以检测一个年轻的低质量的伴侣金牛座T星。AS 205 A是一颗晚型矮星（~K5），质量约为1 Msun，属于一个三元系。独立的光度测量发现，AS 205 A有两个不同的周期（P1=6.78和P2=24.78天），在光变曲线中持续了几年。周期P1似乎与恒星的轴向旋转有关，并且是由冷表面斑点的存在引起的。周期P2与AS 205 A亮度（V）和红色（V-R）的调制相关，与吸积盘内的引力物体一致。在这里，我们推导出精确的近红外径向速度调查的起源周期P2，这是预测对应于一个冷源在开普勒轨道的半长轴~0.17 AU的位置接近内盘半径0.14 AU。AS 205 A的径向速度变化周期为P ~ 24.84天，半振幅为1.529 kms-1。这一结果与过去测光观测中的P2周期（P ~ 24.78天）非常相似。对交叉关联函数平分线的分析表明，与径向速度调制无关，这强烈表明周期不受恒星自转的控制。不过，在今后的调查中应探讨其他活动指标。考虑到这一点，我们发现亚恒星伴星的存在是最符合结果的解释。我们推导出了AS 205 A的轨道解，并发现了一个m2 sini 19.25 MJup天体在轨道上的证据，该天体的中等偏心率为e~0.34。如果通过未来的观测得到证实，最好使用多波长测量方法，这颗伴星可以为褐矮星和行星形成模型提供有趣的限制。
2017-01-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Transient narrow high-velocity absorptions in the stationary spectra of SS433
本文报告了SS433静止光谱中氢和氦线窄吸收特征的罕见瞬态出现，速度范围为-650至-1900 km/s，上升约一天衰减约两天，指出其源于超临界吸积盘风流出流体动力学不稳定性。
2025-03-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
