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
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
Disk Evolution Study Through Imaging of Nearby Young Stars (DESTINYS): Scattered light detection of a possible disk wind in RY Tau
盘风是年轻恒星吸积和盘演化的重要机制。吸积中的中等质量T-Tauri恒星RY Tau有一个活跃的喷流和以前已知的盘风。对RY Tau系统的档案光学和新的近红外观测显示，两个角状组件从RY Tau延伸出一个圆锥体。从RY Tau周围的圆盘散射的光在近红外可见，但在光学波长下看不到。在近红外线中，将角状物与圆盘分开的暗楔形，表明我们可能看到来自圆盘风的散射光。我们使用存档的ALMA和SPHERE/ZIMPOL I波段观测，结合新获得的SPEHRE/IRDIS H波段观测和现有文献，建立一个简单的几何模型的RY Tau磁盘和磁盘风。我们使用蒙特卡罗辐射转移模型\textit{MCMax3D}创建可比的合成观测，测试的尘埃风的光学效果的影响的意见。我们限制的颗粒大小和尘埃质量需要在磁盘风再现的效果，从观察。一个几何模型让人联想到一个尘埃盘风与小微米至亚微米尺寸的颗粒高于磁盘可以重现观测中看到的光学效应。风的遮蔽分量中的质量被限制为$1\times10^{-9} M_{\odot} \leq M \leq 5\times10^{-8} M_{\odot}$，其对应于风中质量损失率的下限约为$\sim 1\times10^{-8}M_{\odot}\mathrm{yr}^{-1}$。虽然照亮尘埃腔不能排除没有测量的气体速度，我们认为，磁发射盘风是最有可能的情况。
2022-10-05 astro-ph.SR
Velocity-resolved hot water emission detected toward HL Tau with the Submillimeter Array
利用Mauna Kea上的亚毫米波阵（SMA），在321.2GHz处观测到了H2- 16 O 102，9 - 93，6跃迁（Eup = 1863 K），该跃迁指向嵌入的低质量原恒星HL Tau。谱线质心相对于源速度蓝移了15 km/s，其半高宽为20 km/s。发射是暂时解决和延伸~3-4”在天空中（~2梁），或~500 AU的距离金牛座。速度偏移，以及在较小程度上的空间范围的排放，表明该线起源于原恒星喷流或风。这一结果表明，至少有一些水的排放观察到嵌入源，也许也磁盘源，与赫歇尔和斯皮策包含风或射流组件，这是至关重要的解释这些数据。这些用SMA进行的探路者观测为研究水排放的起源打开了一个新的窗口，例如ALMA，从而为水在原恒星系统中的位置提供了新的见解。
2016-03-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling the CO outflow in DG Tau B: Swept-up shells versus perturbed MHD disk wind
外流的起源及其对盘演化和行星形成的确切影响仍然是关键的悬而未决的问题。DG Tau B是一颗I类原恒星，伴随着旋转的锥形CO外流和结构盘。因此，它是研究这些问题的理想对象。我们的目标是描述DG Tau B外流的形态和运动学特征，以阐明其起源和对磁盘的潜在影响。我们的分析基于阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）12 CO（2-1）以20 au角分辨率对DG Tau B的观测。我们表征三种不同类型的子结构在这个流出（拱，手指，尖）与明显的加速度。具有哈勃定律的风力驱动的壳模型无法解释这些子结构。相反，锥形流的形态学和运动学都可以用稳定的锥形磁流体动力（MHD）盘风来解释，其足点半径r 0 = 0.7-3.4 au，小磁水平臂参数λ < 1.6）和准周期性亮度增强。这些可能是由喷气弓冲击，源轨道运动所造成的25兆焦耳的同伴在50天文单位，或磁盘密度扰动通过风发射区吸积的影响。大的CO风质量通量（吸积率的四倍到中心恒星）也可以解释，如果MHD磁盘风删除了大部分的角动量所需的稳定磁盘吸积。我们的研究结果提供了最有力的证据，到目前为止，存在大量的MHD盘风在I类源与残留的下落，他们认为，初始阶段的行星形成发生在一个高度动态的环境。
2022-12-01 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
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
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
tau Sco: The discovery of the clones
B0.2 V磁星Tau Sco从众多的大质量磁OB星中脱颖而出，这是因为它有着显著的超离子化风，这显然与它特有的磁场有关--磁场比磁OB星通常观测到的偶极场要复杂得多。因此，天蝎座τ星在恒星磁性的更大图景中是一个令人费解的离群点--一颗仍然无法用物理相干模型解释的恒星。最近，两颗早期的B型星被发现为Tau Sco类似物，它们的紫外光谱与Tau Sco惊人的相似，这是迄今为止OB星中唯一的。我们提出了最近的检测他们的磁场的MiMeS合作，加强之间的联系存在的磁场和superionized风。我们还将介绍正在进行的观测工作，以建立精确的磁拓扑结构，以便为现有的模型提供额外的约束，试图重现独特的风结构的天蝎座恒星。
2010-10-11 astro-ph.SR
Water content and wind acceleration in the envelope around the oxygen-rich AGB star IK Tau as seen by Herschel/HIFI
在它们的渐近巨星分支期间，演化中的低质量恒星通过强烈的恒星风失去了很大一部分质量，使星际介质中充满了核合成的产物。我们使用Herschel上的高分辨率HIFI光谱仪观测了附近的富氧渐近巨星分支恒星IK Tau。本文报道了H_2^{16}O和稀有同位素H_2^{17}O、H_2^{18}O的首次探测。我们推断出总水含量（相对于分子氢）为6.6x10^{-5}，邻位与对位之比为3：1。这些结果与H_2O在光球温度下的化学平衡形成相一致，而不需要脉动诱导的非平衡化学、冰体蒸发或颗粒表面反应。还探测到12 CO、13 CO、28 SiO、29 SiO、30 SiO、HCN和SO的高激发线。从观察到的线宽，在内部风区的加速区域的特点，我们表明，风的加速度比迄今预期的要慢。
2010-07-07 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
Line and continuum radiative transfer modelling of AA Tau
我们提出的光度和光谱模型的经典金牛座T星AA头。光度和光谱的变化目前在AA头的观测是由于磁致翘曲的吸积盘，周期性地掩盖光球的8.2天的时间尺度。发射线轮廓显示的签名，这两个下降，归因于磁层吸积材料，和外流。使用辐射转移程序TORUS，我们研究了AA Tau的拱星盘和外流的几何和运动学，这里模拟为盘风。光度模型已被用来约束的磁盘的纵横比，磁层偶极子相对于恒星旋转轴的偏移角，和拱盘的内半径。光谱模型已被用来约束风和磁层温度，风加速度参数，和质量损失率。我们发现观测结果与质量吸积率为$5\times10^{-9}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的模型拟合得最好，偶极偏移在$10^\circ$和$20^\circ$之间，磁层将盘从5.2 R截断到8.8 R $_\star$，质量损失率与吸积率之比约为0.1，磁层温度为8500 - 9000 K，盘风温度为8000 K。
2014-11-14 astro-ph.SR
GIARPS High-resolution Observations of T Tauri stars (GHOST) V. New insights into disk winds from 3 km/s resolution observations
本研究利用GHOsT项目36颗CTTs的R=115,000光谱分析光学禁戒线，揭示窄低速成分的开普勒盘起源、发射区随冷却扩展，并约束电离分数及盘风质量损失。
2023-12-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tau Sco: discovery of the clones
B0.2 V磁星Tau Sco从众多的大质量磁OB星中脱颖而出，这是因为它的高X射线活动和显著的风，这显然与它独特的磁场有关--一个比磁OB星通常观测到的偶极场复杂得多的磁场。因此，天蝎座τ星在恒星磁性的更大图景中是一个令人费解的离群点--一颗仍然无法用物理相干模型解释的恒星。最近，两颗早期的B型星被发现为Tau Sco类似物，它们的紫外光谱与Tau Sco惊人的相似，这是迄今为止OB星中唯一的。我们提出了最近的检测他们的磁场的MiMeS合作，加强之间的联系存在的磁场和风异常（Petit等2010）。我们还将介绍正在进行的观测工作，以建立精确的磁拓扑结构，以便为现有的模型提供额外的约束，试图重现独特的风结构的天蝎座恒星。
2010-12-10 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
Density streams in the disc winds of Classical T Tauri stars
研究分析RY Tau与SU Aur的长期光谱变化，发现盘风中周期性H-alpha信号符合开普勒运动，并提出由吸积盘子结构产生、延伸至阿尔文面外的密度流。
2023-08-17 astro-ph.SR
Discovery of the first tau Sco analogues: HD 66665 and HD 63425
B0.2 V磁星Tau Sco由于其高X射线活动，独特的风诊断和高度复杂的磁场而从大质量OB星中脱颖而出。本文介绍了头两个tau Sco类似物- HD 66665和HD 63425的发现，通过它们的紫外光谱与tau Sco的惊人相似性来鉴定。ESPaDOnS的分光偏振观测是由大质量恒星的磁性CFHT大型计划保证的，目的是描述这些恒星的恒星和磁性。CMFGEN模拟的光学ESPaDONS光谱和存档的IUE紫外光谱表明，这些恒星的恒星参数类似于Tau Sco。在两颗恒星上都发现了表面强度相似的磁场，加强了磁场的存在与风的特性之间的联系。然而，为了评估磁场的潜在复杂性，并验证风异常是否与此属性有关，还需要进行额外的相位分辨观测。
2010-12-20 astro-ph.SR
Asymmetry, Gap Opening and High Accretion Rate on DM Tau: A Hypothesis Based on Interaction of Magnetized Disk Wind with Planet
针对DM Tau的高吸积率挑战传统缝隙理论的问题，提出磁化盘风与中等质量行星相互作用的开创性多流体模拟，成功重现观测到的缝隙与不对称结构，推断行星可能存在于20 au内且盘湍流较低。
2024-06-04 astro-ph.EP astro-ph.HE 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
Inclination effects in T Tauri star spectra
上下文由于自转和吸积盘的存在，经典的金牛座T星的对称面通常相对于天球平面倾斜。倾斜角度影响观测到的这些物体的光谱特性。目标。我们研究了倾斜角对经典金牛T星光谱的影响。方法.出版的倾角，来自恒星光球旋转或空间分辨的拱盘观测，与各种观测到的光谱特性进行比较，并建立和研究相关性。结果从恒星自转得出的倾角被发现是准确性远远低于公布的磁盘倾角，并没有显着的光谱特性和倾角的基础上旋转数据之间的相关性可以检测到。与此相反，显着的相关性之间的磁盘倾角和表观速度观察到的禁止发射线和风吸收功能的允许线。这些数据支持锥状极风的假设，开口角小于$\approx 45^\circ$。其他光谱特征显示较弱或没有倾斜依赖性。利用这些结果，真正的（deprojected）极风的流速推导出的金牛座T星的调查样本。在我们的样本中，不同恒星的反投影风抛射速度似乎相差两倍，其质量损失率范围从$10^{-10} $ M $_\odot$ /yr到$3 \times 10^{-7} $ M $_\odot$ /yr。
2013-08-14 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
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
Predicting radio emission from the newborn hot Jupiter V830 Tau and its host star
被磁化的系外行星预计会以类似于地球和木星的无线电极光发射的射频发射。我们预测V830 Tau b的无线电发射，它是迄今为止发现的最年轻（200万年前）的系外行星。我们使用3DMHD模拟，考虑到它的表面磁性的主机星风。有了这个，我们限制了V830 Tau b周围的局部条件，然后我们用它来计算它的无线电发射。我们估计平均射电通量密度为6至24 mJy，这取决于行星的假设半径（一个或两个木星）。这些射电通量是目前的峰值，达到平均值的两倍。我们在这里表明，这些通量是弱依赖（1.8倍）的假设极地行星磁场（10至100 G），相对于最大频率的发射，其范围从18至240 MHz。我们还估计了来自恒星风的热射电辐射。通过比较我们的结果与VLA和VLBA观测的系统，我们限制恒星的质量损失率为<3e-9 Msun/yr，可能的值在~ 1 e-12和1 e-10 Msun/yr之间。在275至50 MHz的频率范围内，射电风的频率依赖范围约为3至30 R星，这意味着轨道距离为6.1 R星的V830 Tau b可能嵌入到主恒星风的区域中，这些区域对射电波长来说是光学厚度，但不是很深。只有当回旋辐射的频率超过恒星风等离子体频率时，行星辐射才能在恒星风等离子体中传播。为此，我们发现，行星无线电发射传播通过主恒星风，行星磁场强度大于~1.3至13 G是必需的。V830 Tau系统是一个非常有趣的系统，可以从行星…
2017-03-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Connection between jets, winds and accretion in T Tauri stars: the X-shooter view
我们分析了在VLT的X-射手摄谱仪观测到的131颗在狼疮、变色龙和猎户座星形成区有盘的年轻恒星样本中的[OI]6300 A线。这些恒星的质量吸积率从10^{-12}到10^{-7} Mo/yr不等。线剖面被反卷积为低速分量（LVC，< 40 km/s）和高速分量（HVC，> 40 km/s），分别源自慢风和高速喷流。LVC是迄今为止最常见的成分，检测率为77%，而只有30%的来源具有HVC。LVC和HVC的[OI]6300光度，当被探测到时，与中心源（即Lstar，Mstar，Lacc，Macc）的恒星和吸积参数相关，两个分量的斜率相似。线光度与吸积光度的相关性比与恒星光度或恒星质量的相关性好。我们认为，吸积是线激励的主要驱动程序和MHD盘风是在这两个组件的起源。在用ALMA观察的狼疮源的子样本中，发现HVC峰值速度与外盘倾斜角之间的关系，如所预期的，如果HVC跟踪垂直于盘平面喷射的射流。从HVC测得的质量损失率范围为~ 10^{-13}至~10^{-7} Mo/年。相应的Mloss/Macc比值范围为约0.01至约0.5，平均值为0.07。然而，考虑到HVC的上限，我们推断在超过40%的源中比率< 0.03。我们认为，这些来源中的大多数可能缺乏所需的物理条件，一个有效的磁离心加速在星盘相互作用区域。需要对较年轻的0/I类恒星进行系统观测，以探索喷流的频率和作用在主序前阶段如何演变…
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
ZZ Tau IRS: a low mass UX Ori type star with strong wind
本文通过测光、偏振和光谱观测研究低质量年轻恒星ZZ Tau IRS，揭示其UX Ori型光变源于尘埃盘风中的尘埃云掩食，并发现其喷流质量损失率异常巨大，盘风可能因原行星盘方位角不对称而呈非轴对称结构。
2024-01-16 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
Constraints on metal oxide and metal hydroxide abundances in the winds of AGB stars - Potential detection of FeO in R Dor
使用ALMA，我们观察到两颗富氧渐进巨分支（AGB）恒星IK Tau和R Dor的恒星风，频率在335 GHz至362 GHz之间。目的之一是检测金属氧化物和金属氢氧化物（AlO，AlOH，FeO，MgO，MgOH），其中一些被认为是粉尘成核和生长的直接前体。我们报告了在RDor（质量损失率，Mdot，~ 1 e-7 Msun/yr）中潜在的FeO（v=0，Omega=4，J=11-10）首次检测。由于与29 SiS的共混物，在IK Tau（Mdot~5e-6 Msun/yr）中FeO的存在无法得到证实，29 SiS是在R Dor中不存在的分子。Decin等人（2017）早些时候报告了在R Dor中检测到AlO和在IK Tau中检测到AlOH。所有其他金属氧化物和氢氧化物以及MgS仍然未被检测到。我们推导出R Dor中的柱密度N（FeO）为1.1+/-0.9e15 cm^{-2}，或考虑非LTE效应的丰度分数[FeO/H]~1.5e-8。导出的分数丰度[FeO/H]是一个因素~20比传统的气相化学动力学预测。这种差异可能是部分占振动激发OH氧化铁的作用，或可能是其他目前未被认可的化学途径产生FeO的证据。假设丰度分数w.r.t. H_2，其它金属的上限为[MgO/H_2] <5.5e-10（R Dor）和<7 e-11（IK Tau），[MgOH/H_2] <9 e-9（R Dor…
2018-01-28 astro-ph.SR
A wind-driving disc model for the mm-wavelength polarization structure of HL Tau
最近出现的空间分辨毫米和厘米波长偏振仪在原恒星吸积盘可以帮助澄清磁场在这些系统中的角动量输运的作用。迄今为止最好的情况是HL~Tau，其中无法产生一个很好的拟合1.25毫米的数据与垂直和方位角磁场分量的组合被解释为意味着离心驱动风（CDWS）可能不是一个重要的传输机制上的$\sim 10^2\,$ au尺度探测的观测。使用启发式的单场分量光盘和后处理模拟的风驱动盘的合成偏振图，我们证明了一个更好的拟合的数据可以得到，如果径向场分量，CDW机制的一个标志，占主导地位的偏振发射区域。类似的推论以前在模拟银河系中心pc尺度尘埃环的远红外偏振图时也做过。为了使这一解释与原恒星盘的理论模型相一致，这些模型表明风是从中平面以上相对较高的高度发射的，我们提出，大多数偏振发射都来自于一个较高的高度。（$\ga 10$\ %）固有偏振度--在小（$\la 0.1\,$ mm）颗粒保持悬浮在中平面上方，并且大量的毫米波长发射是由已经沉降到中间平面的较大晶粒产生的-具有低的固有偏振。
2016-08-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
JWST/MIRI Detection of Molecular H$_2$ Winds from an Edge-on Class II Source HV Tau C
Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）；Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA)（马克斯·普朗克天文学研究所）；Kapteyn Astronomical Institute, Rijksuniversiteit Groningen（格罗宁根大学卡佩因天文研究所）；INAF – Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）
研究利用JWST/MIRI-MRS数据分析近边缘取向的II类盘HV Tau C分子氢发射特性，探测到广角双锥分子风，估计其质量损失率等，发现分子H₂风对盘演化等仍重要，吸积率或因边缘取向被低估。
2026-07-29 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
Kinematics of the Outflow From The Young Star DG Tau B: Rotation in the vicinities of an optical jet
本文介绍了用亚毫米波阵列（SMA）对年轻恒星DG Tau B进行的$^{12}$ CO（2-1）线和1300 $μ$ m连续谱观测。在连续观测中，我们发现了DG Tau B周围星周盘的辐射。另一方面，$^{12}$ CO（2-1）谱线观测揭示了与盘相关的发射和与该源相关的不对称外流。绕流轴的速度不对称性被发现在整个长度的流动。在300 - 400天文单位的距离上，速度差的幅度为1 - 2公里/秒$^{-1}$。我们将其解释为外流旋转的结果。流出和盘旋转的意义是相同的。从旋转的分子核心进入的气体不能解释在流动中观察到的速度梯度。如果磁离心盘风或光蒸发盘风从开普勒盘中以几十AU的半径喷射出来，它们可以产生观测到的旋转速度。然而，这些从大半径喷出的慢风并不是很大，并且不能解释所观察到的分子流的线动量和角动量率。因此，观测到的气流很可能是来自母云的夹带物质。DG Tau B是一个很好的实验室，可以详细模拟卷吸过程，看看它是否可以解释观测到的角动量。
2014-11-01 astro-ph.SR
Characterizing the magnetic fields of the first tau Sco analogues
B0.2 V磁星Tau Sco由于其高X射线活动，独特的风诊断和复杂的磁场而从大质量OB星中脱颖而出。最近，Petit等人在2011年提出了前两个tau Sco类似物的发现- HD 66665和HD 63425，通过其UV光谱与tau Sco的UV光谱的惊人相似性鉴定。ESPaDOnS和Narval的分光偏振观测是通过大质量恒星的磁性CFHT和TBL大型计划获得的，目的是描述这些恒星的恒星和磁性。在这两颗恒星上都发现了表面强度相似的磁场，加强了磁场的存在与风的特性之间的联系。我们提出了额外的相位分辨的观测，以测量其磁几何形状，并将该几何形状与质量损失的诊断相关联，这些观测是由MiMeS合作为HD 66665提供的。
2011-11-07 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
X-Shooter spectroscopy of young stellar objects: V - Slow winds in T Tauri stars
金牛座T星周围的恒星被认为会失去质量，最好的证明是低电离物质的禁止发射线的轮廓。至少有两个独立的运动学组件已被确定，一个的特点是几十到几百公里/秒（HVC）的速度变化和一个低得多的速度几公里/秒（LVC）。HVC令人信服地与喷流的排放有关，但LVC的起源仍然未知。本文分析了用X-Shooter ESO光谱仪观测到的44颗大部分是狼疮和$σ$-Ori中低质量年轻恒星的禁戒线光谱。我们探测到[OI]、[OII]、[SII]、[NI]和[NII]的禁戒线发射，并将其谱线轮廓表征为LVC、蓝移HVC和红移HVC。我们的研究集中在LVC上。我们发现，有一个很好的相关性线光度和两个L $_{star}$和吸积光度（或质量吸积率）在一个大的区间值（L $_{star}$ $\sim 10^{-2} - 1$ L $_\odot$ ; L $_{acc}$ $\sim 10^{-5} - 10^{-1}$ L $_\odot$ ; $\dot M_{acc}$ $\sim 10^{-11} - 10^{-7}$ M $_\odot$ /yr）。这些线显示存在慢风（$V_{peak}<20$ km/s）、密风（$n_H>10^8$ cm $^{-3}$）、暖风（T $\sim 5000-10000$ K），大部分为中性风。我们估计了排放气体的质量，并提供了它所占据的最大体积的值。这两个量都随着恒星质…
2014-06-21 astro-ph.SR
Launching the asymmetric bipolar jet of DO Tau
双极喷流在恒星形成中的作用，特别是它们是如何发射的，仍然没有得到很好的理解。通过对近红外[Fe Ⅱ] 1.53，1.64微米谱线的高分辨率观测，探讨了原恒星喷流发射机制。我们认为，双极射流从经典的金牛座T星，DO头，研究射流形态和运动学接近的明星，使用AO辅助的IFU观测GEMINI/NIFS。更明亮的蓝移喷流在发射后迅速准直。这种早期准直需要磁场的存在。我们确认两个喷射叶之间的速度不对称性，并确认在20年的时间间隔内不对称性没有时间变化。这种持续的不对称性是根据最近的模拟磁化盘风。我们检查喷流旋转的数据。我们报告的蓝移和红移喷流的径向速度差异的上限分别为6.3和8.7公里/秒。解释这作为一个上限喷气旋转意味着任何稳定的，轴对称的磁离心模型的喷气发射被约束到一个发射半径在磁盘平面的0.5和0.3天文单位的蓝移和红移喷气，分别。这支持X风或窄盘风模型。这只适用于观察到的高速[FeII]发射，并不排除从更宽半径发射的更宽流量。我们报告检测小振幅射流轴摆动在两个叶。我们排除了喷射源的轨道运动是原因。岁差可以更好地解释观测结果，但需要双倍的岁差角，以及反喷流的不同相位。这样的非固体进动可能来自倾斜的大质量木星伴星，或者是由发射磁盘风引起的翘曲不稳定性。总的来说，我们的观察是一致的起源的DO头喷流从磁盘的内部区域。
2021-06-25 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
ALMA reveals a large structured disk and nested rotating outflows in DG Tau B
我们目前的阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）波段6观测在14-20 au的空间分辨率的磁盘和CO（2-1）流出的I类原恒星DG Tau B在金牛座。尘埃盘非常大，尘埃连续体（R $_{\rm eff,95\%}$ =174 au）和CO（R $_{CO}$ =700 au）都是如此。它显示了开普勒旋转周围的1.1 $\pm$ 0.2 M $_{\odot}$中心恒星和两个尘埃排放隆起$r$ = 62和135 au。这些结果证实，大型结构盘可以形成在早期阶段，剩余的下降仍在进行中。红移的CO流出在高速显示出惊人的空心锥形态出3000 AU与剪切样的速度结构内的锥壁。这些壁与散射光腔重合，它们似乎植根于$<$ 60 au的盘中。我们确认他们的全球平均旋转在同一意义上的磁盘，具有特定的角动量$\simeq$ 65 AU \kms。1.7-2.9 $\times$ 10 $^{-7}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的质量通量率是35 $\pm$的10倍。我们还检测到一个更广泛和更慢的流出组件周围的内部锥形流，这也在相同的方向旋转的磁盘。因此，我们的ALMA观测表明，内锥壁，和相关的散射光腔，不跟踪界面与下落的材料，这是被限制到更广泛的角度（$> 70^{\circ}$）。锥形壁的性质暗示了一个偶发的内部喷流或风与外部盘风之间的相互作用，或一个大规模的盘风起源于2-5天文单…
2020-01-27 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.space-ph
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
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
Signature of wide-spread clumping in B supergiant winds
我们试图建立额外的观测签名的OB星风的聚集的影响。聚集的作用对战略风形成的谱线的测试，以引导模型的发展，聚集的风，从而提高质量损失测定的可靠性为massive stars.The SiIV 1400共振线的B 0至B5超巨星的双线使用经验线合成模型进行了分析。重点是从SiIV偶极子的红色和蓝色分量的径向光学厚度（τ_（rad）（w））的比率的测量解码风聚集的信息。我们特别利用的事实，即两个偶极子组件是去耦的，并形成独立的风终极速度相对较低的目标。谱线合成分析表明，蓝色和红色SiIV组分的τ_（rad）（w）的平均比值很少接近规范值~ 2（根据原子常数预期），而是分布在~1和2之间的值范围内。这些结果被解释的光球，部分被光学厚结构在流出的气体。在这项研究中建立的光谱签名证明了广泛存在的风聚集在B超巨星。非饱和偶极子剖面中的附加信息提供了一种量化风的孔隙度的方法。
2010-07-16 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
The jet and circumstellar environment of the young binary DF Tau
本文通过窄带 Hα 和 H₂ 成像与光谱观测，在年轻亚角秒双星 DF Tau 附近发现了由喷流和弱准直风共同形成的 HH 1266 流及环状星云，并测得喷流与反向喷流夹角为 168°，揭示了其复杂外流形态。
2025-04-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Sub-arcsecond high sensitivity measurements of the DG~Tau jet with e-MERLIN
我们提出了非常高的空间分辨率深射电连续观测5 GHz（6厘米）与e-MERLIN的年轻恒星DG Tau A和B。假设它是从非常接近（~=1天文单位）的恒星发射，我们的研究结果表明，DG Tau A流出最初开始作为一个不良集中的风，并经历了显着的准直进一步沿喷流（~=50天文单位）。我们推导出了DG Tau A的喷流参数，发现在距离源2天文单位的范围内，初始喷流张开角为86度，喷流电离成分的质量损失率为1.5 × 10 ^-8太阳质量/年，总的喷射/吸积比在0.06 ~ 0.3之间。这些结果与磁流体喷气发射理论的预测是一致的。
2013-08-12 astro-ph.SR
The edge-on disk Tau042021: icy grains at high altitudes and a wind containing astronomical PAHs
本研究通过辐射传输模型重现JWST对侧视盘Tau042021的光谱，发现高海拔处存在冰冷颗粒，并探测到含天文PAH谱带载体的X形风，揭示了盘中尘埃与冰的分布特性。
2025-03-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
PO and PN in the wind of the oxygen-rich AGB star IK Tau
含磷化合物只在渐近巨星分支（AGB）星IRC +10216和原行星星云CRL 2688的星周环境（CSE）中被研究过，这两个天体都是富碳天体，以及富氧的红超巨星VY CMa。目前的化学模式不能再现高丰度的PO和PN的观测VY CMa。在富氧AGB星的CSE中，还没有磷的观测报告。我们的目标是设置观测限制的磷化学在CSE的富O AGB星，通过集中在米拉型变星IK头。利用IRAM 30 m望远镜和亚毫米波天线阵（SMA），我们观测到PN（J=2- 1，3 - 2，6 - 5，7 -6）和PO（J=5/2-3/2，7/2-5/2，13/2-11/2，15/2-13/2）的四个转动跃迁。IRAM 30 m观测是专用线观测，而SMA数据来自279-355 GHz频率范围内的无偏频谱调查。我们首次在富氧AGB星中探测到PN和PO，并估计其丰度X（PN/H2）约为3 × 10 ^-7，X（PO/H2）在0.5- 6.0 × 10 ^-7之间。这比富含C的AGB星IRC +10216高出几个数量级。干涉测量数据中测量的PN和PO发射分布的直径（<=0.7英寸）对应于约40个恒星半径的最大径向范围。的丰度和空间发生的分子是在非常好的协议与VY CMa报告的结果。我们在调查中没有检测到PS或PH 3。我们认为PN和PO是气相中磷的主要载体，丰度可能高达几十个10^-7。目前的化学模型不能解释这一点，强…
2013-09-20 astro-ph.SR
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
Variations of the 10 um Silicate Features in the Actively Accreting T Tauri Stars: DG Tau and XZ Tau
利用斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪，我们观测到附近金牛座-御夫座恒星形成区中11颗活跃吸积的金牛座T星的多个时期。在第2和第3周期的1.5年中，共收集了88个低分辨率中红外光谱。这个多时期的调查结果表明，10微米的硅酸盐复杂的光谱中的两个源- DG Tau和XZ Tau -经历了显着的变化与硅酸盐的功能越来越弱和强，超过一个月和一年的时间尺度。较短的时间尺度变化的一天到一周的时间尺度内没有检测到测量通量的错误。该数据集的时间分辨率覆盖范围不足以确定变化是否是周期性的。纯发射组成模型的硅酸盐复合物在每个时代的DG头和XZ头光谱提供不良的拟合所观察到的硅酸盐功能。这些结果与以前的小组，试图只适合这些来源的单历元观测结果。简单的两个温度，两个板坯模型具有相似的成分成功地再现了所观察到的硅酸盐特征的变化。这些模型暗示了硅酸盐复合物减少的自吸收起源，而不是排放尘埃颗粒的人口组成变化。我们讨论了几种情况下产生这种变化，包括磁盘阴影，垂直混合，磁盘加热的变化，和磁盘风事件与吸积爆发。
2009-10-19 astro-ph.SR
Circumstellar molecular composition of the oxygen-rich AGB star IK~Tau: II. In-depth non-LTE chemical abundance analysis
K.U.Leuven（荷语鲁汶大学）；University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）；Universität zu Köln（科隆大学）；Max-Planck Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；MPI für Gravitationsphysik（引力物理学马普研究所）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）
本研究通过non-LTE辐射转移分析探究富氧AGB星IK~Tau的11种星周分子丰度，发现风加速度慢于经典预测、部分分子耗竭或参与尘埃形成等结果，为恒星演化与星周化学研究提供新约束。
2010-04-12 astro-ph.SR
Short- and long-term variations of the high mass accretion rate classical T Tauri star DR Tau
本研究通过Kepler、TESS测光和CFHT/ESPaDOnS光谱数据分析DR Tau的短期与长期光变，发现其随机光变源于吸积、风、恒星活动及星周遮蔽的复合作用，且各机制重要性随时间变化。
2025-05-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
A mass-loss rate determination for zeta Puppis from the quantitative analysis of X-ray emission line profiles
我们适合zeta Pup的高分辨率钱德拉光栅光谱中的每一条发射线与经验线轮廓模型，占多普勒展宽和衰减的影响，由散装风。对于可以可靠测量的16条线或线复合体中的每一条，我们确定最佳拟合基准光学深度τ_* = kappa*Mdot/4{pi} R_{\ast} v_{\infty}，并对该参数设置置信限。这16条线包括7条以前在文献中没有报道过的线。这些线的扩展的波长范围允许我们第一次推断出τ_* 随线波长的明显增加，正如从束缚-自由吸收不透明度的波长增加所预期的那样。此外，τ_* 的小的总值，反映在谱线中相当适度的不对称性上，可以通过简单地假设3.5 \pm 0.3 \times 10^{-6} Msun/yr的中等质量损失率来同时拟合，而不需要在风中引起孔隙效应。引用的不确定性是统计的，但在推导出的质量损失率的不确定性的最大来源是由于zeta Pup的元素丰度的不确定性，这会影响风的连续不透明度，我们估计是一个因素的两倍。即便如此，我们发现的质量损失率明显低于最近对zeta Pup的平滑风H-alpha质量损失率的测定，但与解释小尺度风聚集的新测定一致。如果zeta Pup是其他大质量恒星的代表，这些结果将对恒星和星系演化有重要的意义。
2010-03-03 astro-ph.SR
HST Observations of HD 166620 and Tau Ceti: First UV Spectra of a Magnetic Grand Minimum Star and the Extent of Tau Ceti's Astrosphere
Naval Research Laboratory（海军研究实验室）；Dartmouth College（达特茅斯学院）；Wesleyan University（卫斯理安大学）；Center for Solar-Stellar Connections, WDRC（太阳-恒星连接中心，WDRC）
本文首次利用哈勃空间望远镜对处于磁性大最小值状态的HD 166620进行紫外光谱观测，并探讨了Tau Ceti星日球的范围及其可能的星际介质影响。
2026-01-15 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
Velocity-Resolved [Ne III] from X-Ray Irradiated Sz 102 Microjets
氖发射线是靠近年轻恒星系统的高激发区域的良好指示，因为它们具有高电离势和大临界密度。我们在Lupus III中的一颗小质量年轻恒星Sz 102的微喷流中发现了[Ne III]λ3869辐射。从档案高色散（$R\approx 33,000$）甚大望远镜/UVES数据获得的二维[Ne III]光谱的光谱天文学分析表明，发射由两个速度分量空间分离的~ 0。“3，或投影距离约60 AU。较强的红移分量中心在~ +21 km/s，线宽约为140 km/s，较弱的蓝移分量中心在~ -90 km/s，线宽约为190 km/s。这两个组件跟踪已知的微射流的速度质心，并显示大的线宽，延伸到整个系统的速度，这表明它们的潜在起源，在广角风，最终可能准直成射流。光学线比表明微射流是热的（$T\lesssim1.6\times10^4$ K）和电离的（$n_e\gtrsim5.7\times10^4$ cm $^{-3}$）。蓝移的组分比红移的组分温度高13%，电子密度高46%，形成了一个不对称的喷流对系统。[Ne III]λ3869线的检测与不同的速度剖面表明，发射起源于可能已被深深嵌入的硬X射线源，最有可能产生的磁过程强烈电离的流动。发现[Ne III]λ3869发射和其他来自Sz 102的光学禁戒线支持了在这颗年轻恒星附近的磁环周围有广角风的图像。未来的高灵敏度X射线成像和高角分辨率光谱学可能有助于证…
2014-04-20 astro-ph.SR
