FU Orionis 天体的光谱与线轮廓：边界层模型与观测的比较

我们给出了原始主序星在 FU Orionis 外泄事件期间的吸积盘和边界层的解。与早先的盘解不同，这些解包含了边界层区域的自洽处理。在之前的论文中（Popham 1996），我们已表明，这些天体应在自转速率达到适中水平后停止吸积角动量。本文中我们表明，对于合理的 $\alpha$ 值，这些低角动量吸积速率解比高吸积速率的解更能贴合 FU Orionis 天体所观测到的光谱和线轮廓。我们找到一组符合 FU Orionis 和 V1057 Cygni 观测结果的解。这些解的质量吸积速率分别为 $2$ 和 $1 \times 10^{-4}$ $\msyr$，星质分别为 $0.7$ 和 $0.5 \msun$，星半径分别为 $5.75$ 和 $5.03 \rsun$。它们也具有适中的自转速率 $8-9$ $\xss$，与 T Tauri 星的观测自转速率相当，且角动量吸积速率为零。这支持我们此前的观点，即 FU Orionis 外泄可能调节 T Tauri 星的自转速率。