T Tauri 星 C IV $\lambda\lambda$ 1548, 1550 双线谱线模型

T Tauri 星紫外波段的 C IV 双线谱线长期以来一直与吸积过程相关联。然而，这些谱线在何处以及如何形成仍不清楚。在此，我们基于目前可用的吸积激波和吸积流模型，提出了一种新的 C IV 谱线模型。我们假设具有不同能通量的轴对称偶极吸积流，并计算了吸积激波的性质。我们使用 Cloudy 获取碳能级占据数，并假设激波附近为平面平行几何结构来计算出射谱线轮廓。我们的模型总体上重现了在 T Tauri 星中观测到的 C IV 发射线的强度和形状。我们发现窄成分是光学薄的，起源于激波后区域，而宽成分是光学厚的，从激波前区域出射。我们将我们的模型应用于来自哈勃紫外年轻恒星作为基本标准台长 discretionary 计划 (ULLYSES) 的七颗 T Tauri 星，这些恒星具有一致确定的吸积激波性质。我们能够重现其中四颗星的观测结果，发现其吸积流存在碳耗竭。我们还发现，在吸积的 T Tauri 星中，色球发射占观测到的 C IV 谱线通量的比例不到 10%。这项工作为更好地理解热谱线形成铺平了道路，并为探测内盘的元素丰度提供了潜在探针。