吸积原恒星前主序模型的脉动不稳定性 I. 用光谱参数和恒星脉动约束吸积的输入物理

背景：前主序演化通常通过选择经典初始模型而简化。这些模型具有大的初始半径和充分的均匀收缩，使其完全对流。与此相反，真实恒星作为小的原恒星种子诞生于坍缩的分子云中，并通过吸积获得其最终质量。目的：我们旨在利用年轻恒星天体和前主序恒星的观测光谱参数与恒星脉动来约束原恒星种子上吸积的输入物理。方法：我们对年轻恒星天体和前主序恒星的光谱样本进行了文献检索，包括所有先前已知的脉动天体。通过分析 TESS 观测并在 CoRoT 数据中呈现新发现，我们增加了脉动前主序恒星的样本量。我们采用 MESA 和 GYRE 计算恒定吸积情形下吸积原恒星种子的演化轨迹、随后的前主序演化及其脉动性质。然后将结果与观测比较以约束输入物理。结果：我们讨论了 16 颗先前未知的脉动前主序恒星和候选体，它们属于 SPB、$\delta$ Scuti、$\gamma$ Doradus 或 $\delta$ Scuti - $\gamma$ Doradus 杂合类型。我们发现，在恒定吸积情形下，质量吸积率为 $5\times10^{-6} M_\odot/{\rm yr}$、注入吸积能量比例为 $\beta=0.1$ 的演化轨迹在包络前主序恒星光谱参数方面提供最佳结果。计算出的不稳定性区域将大气边界条件约束为 Eddington 灰大气；我们讨论了依赖于径向阶数的不稳定性区域在未来提供额外约束的潜力。我们提出了一颗 M 型年轻恒星天体脉动的候选体。