C2D Spitzer-IRS spectra of disks around T Tauri stars: I. Silicate emission and grain growth
作为c2 d IRS巡天的一部分，利用斯皮策空间望远镜获得了40颗太阳质量的金牛T星和7颗中等质量的Herbig Ae星的5 - 35 μ m红外光谱。这项工作补充了以前的光谱研究的硅酸盐红外线发射磁盘，这是集中在中等质量的恒星，与太阳质量的恒星的观测主要限于10微米的区域。所观察到的10和20微米硅酸盐特征强度/形状与晶粒尺寸的源到源变化一致。大部分特征是弱的和平坦的，与μ m尺寸的晶粒一致，表明快速晶粒生长（半径从0.1- 1.0 μ m）。此外，大约有一半的金牛座T恒星光谱在28和33微米附近显示出结晶硅酸盐特征，这表明与星际颗粒相比，这是一个重要的加工过程。一些源显示出大的10-20 μ m比率，并且需要在20 μ m处发射比在10 μ m处发射更大的颗粒。这种尺寸差异可能是由于尘埃沉降发生时，尘埃盘中两个硅酸盐发射带探测到的尘埃盘深度的差异。10 μ m特征强度与形状趋势与年龄或Halpha等效宽度无关，表明发生了一定量的湍流混合和小颗粒再生。强度与形状的趋势与光谱类型有关，然而，M星显示出比A/B星更平坦的10 μ m特征（更大的晶粒尺寸）。光谱类型和粒度之间的联系被解释为硅酸盐发射半径的变化作为恒星光度的函数，但也可以表示其他光谱类型的相关因素（例如，X射线，紫外线辐射，恒星/盘风等）。
2005-11-02 astro-ph
High Resolution 4.7 um Keck/NIRSPEC Spectra of Protostars. I: Ices and Infalling Gas in the Disk of L1489 IRS
我们探讨的红外M波段（4.7微米）光谱的I类原恒星L1489 IRS的金牛座分子云。这是迄今为止观测到的低质量原恒星在这一波长下的最高分辨率宽覆盖光谱（R= 25，000; Dv=12 km/s）。检测到气相12 CO、13 CO和C18 O的许多窄吸收线，以及固体12 CO的突出带。气相的12 CO谱线有红移的吸收翼（高达100 km/s），可能是来自向中心物体下落的温暖的盘物质。同位素和12 CO线翼成功地与这个演化过渡物体的收缩盘模型相吻合（Hogerheijde 2001）。这表明在毫米波发射线中看到的向内运动继续在距离恒星约0.1 AU的范围内。冰盘较冷的部分被突出的CO冰带所追踪。谱带分布是由“极性”冰中的CO（CO与H2O混合）和“非极性”冰中的CO产生的。在高光谱分辨率下，“非极性”成分首次被分解为两种不同的成分，可能是由于纯CO和CO与CO2，O2和/或N2的混合。冰可能经历了我们的铅笔吸收光束跟踪的磁盘上层的热处理：大部分挥发性的“非极性”冰蒸发和CO到晶粒的耗尽因子是非常低的（~7%）。这项研究表明，高光谱分辨率4.7微米的观测提供了重要的和独特的信息的动力学和结构的原恒星盘和冰在这些磁盘的演变。
2001-12-06 astro-ph
High Spatial Resolution Observations of Two Young Protostars in the R Corona Australis Region
我们提出了多波长，高空间分辨率的IRS 7区域的R南冕分子云成像。我们的观测包括来自SMA的1.1 mm连续谱和HCO^+ J = $3 \to 2$图像，来自HHT上的ESTStar外差阵列接收器的^{12}CO J = $3 \to 2$流出图，来自SCUBA的450 $μ$ m和850 $μ$ m连续谱图像，以及存档的Spitzer IRAC和MIPS 24 \micron图像。IRAC图像的精确天体测量使我们能够将IRS 7与cm源VLA 10 W（IRS 7A）和X射线源X_W相鉴别。SMA 1.1 mm图像显示了两个紧凑的连续源，它们在450 $μ$ m处也是可区分的。SMA 1与X射线源CXCLJ 190156.4 -365728和VLA cm源10 E（IRS 7 B）一致，并在IRAC和MIPS图像中可见。SMA 2没有红外对应物，但与cm源VLA 9重合。光谱能量分布从SMA，SCUBA和斯皮策数据产生的SMA 1和$\leq$ 70 K的SMA 2的热测量温度为83 K。这些温度和亚毫米光度与总光度的比值表明SMA 2是0类原恒星，而SMA 1是0类/I类过渡天体（L= $17\pm6$ \Lsun）。^{12}CO J = $3 \to 2$外流图显示了一个主要的外流，可能还有几个较小的外流集中在IRS 7区域，质量和能量与以前的工作一致。我们确定0级源SM…
2007-07-19 astro-ph
Spitzer IRS Observations of Disks around Brown Dwarfs in the TW Hydra Association
利用美国宇航局红外望远镜设备上的SpeX和斯皮策红外光谱仪，我们获得了TW Hydra星协中三颗年轻棕矮星（约1000万年），2 M J1207-3932，2 M J1139-3159和SS J1102-3431的0.7 - 30 μ m的红外光谱。2 M J1139-3159的光谱能量分布与我们数据的整个波长范围内的恒星光球一致，而其他两个物体在> 5 μ m处表现出显着的过量发射。我们能够重现多余的排放从每个棕矮星使用我们的模型照射吸积盘。根据我们的模型拟合，两个磁盘都经历了高度的灰尘沉降。我们还发现，在10和20 μ m的硅酸盐发射是缺席的光谱这些磁盘，表明在磁盘上层的晶粒已经长大到大于~ 5 μ m的尺寸。这两个特征都与以前的观测结果相一致，即硅酸盐发射量随着恒星质量的降低和年龄的增大而减少。这些趋势表明，1）尘埃颗粒的生长，也许是星子的形成，在棕矮星周围的圆盘中比在恒星周围的圆盘中发生得更快，或者2）棕矮星圆盘的中红外辐射区域的半径比恒星小，并且颗粒在较小的圆盘半径处生长得更快。最后，我们注意到可能检测到的一个无法解释的发射功能在14微米附近的光谱的两个盘轴承棕矮星。
2008-02-12 astro-ph
Confirmation of a gapped primordial disk around LkCa 15
最近，近红外宽带测光和斯皮策IRS光谱的分析导致了一个新的“前过渡盘”类的成员有一个内部的光学厚盘从外部光学厚盘分离的光学薄间隙的识别。这与具有内部盘孔的“过渡盘”（即从恒星到外部光学厚壁的小尘埃大量减少）形成对比。在LkCa 15中，详细的模拟表明，尽管近红外通量可以用尘埃升华半径处的光学厚物质来理解，但在很宽的半径范围内光学薄尘埃的另一种发射模型也可以解释观测结果。为了揭示LkCa 15内部圆盘的真实性质，我们在NASA红外望远镜设施使用SpeX获得了波长范围为2-5微米的中等分辨率近红外光谱。我们报告说，LkCa 15光球层上方的过量近红外辐射是一个黑体连续体，这只能是由于恒星周围的内盘中的光学厚材料。当这一原始内盘的确认与早期对LkCa 15外盘内边缘的观察相结合时，它揭示了一个有间隙的结构。形成行星是最有可能清除我们在这个不断发展的圆盘中检测到的间隙的机制。
2008-07-15 astro-ph
Very Low-Mass Objects in the Coronet Cluster: The Realm of the Transition Disks
我们目前的光学和红外光谱的一组低质量恒星和棕矮星的冠状星团（年龄~ 100万年），获得了多光纤光谱仪火焰/VLT和IRS/斯皮策。光谱显示了M1和M7.5之间的光谱类型，证实了物体的年轻（通过Li 6708 A吸收），并显示了吸积（通过Halpha）和冲击（通过禁止线发射）的存在。IRS光谱，以及斯皮策和2 MASS上IRAC/MIPS仪器的红外测光，证实了约70%的物体存在红外过量特征。一半的磁盘没有表现出任何硅酸盐排放，或目前的大颗粒的特点，平面。其余的圆盘显示硅酸盐发射典型的无定形和结晶硅酸盐颗粒的尺寸为几微米。大约50%的天体与磁盘不显示近红外过量发射，有“过渡”磁盘，根据其经典的定义。对于这样一个年轻的星系团来说，这是一个非常高的分数。大量的“过渡”磁盘表明寿命相当于典型的光学厚磁盘的寿命。因此，这些磁盘可能不会处于短暂的阶段，介于II类和III类对象之间。冕状星团中的圆盘的光谱能量分布中值也比在类似年龄的区域中观察到的太阳型恒星周围的圆盘更接近于平坦的圆盘。冕状星团中的星盘形态和演化的差异可能与这样一个事实有关，即与其他星团研究中的太阳型恒星相比，这些天体具有非常晚的光谱类型。最后，光谱学显示其中一个X射线源是由云中的赫比格·哈罗天体产生的。
2008-07-16 astro-ph
Observational $5-20μ$m Interstellar Extinction Curves Toward Star-Forming Regions Derived from Spitzer IRS Spectra
利用对G 0-M4 III型恒星在暗云后的\emph{Spitzer}红外摄谱仪观测，构造了$0.3\leq A_K<7$的$5-20μ$ m经验消光曲线，它相当于$\approx$ 3 ~ 50之间的$A_V$。$A_K<1$的曲线与\citet{mathis90}弥散星际介质消光曲线相似，但消光程度更大。对于$A_K>1$，该曲线显示硅酸盐和吸收连续体之间的对比度较低，产生冰吸收，并且更接近\citet{wd01} $R_V=5.5$情况B曲线，该结果与\citet{flaherty07}和\citet{chiar07}的结果一致。最近，\citet{chapman08}独立使用\emph{Spitzer}红外阵列相机数据的工作得出了类似的结论，即消光曲线的形状随着$A_K$的增加而变化。通过计算的光学深度的$9.7μ$米硅酸盐和6.0，6.8，和15.2 $μ$米冰的功能，我确定一个过程，涉及冰是负责消光曲线的形状变化，并推测这个过程是凝结的冰覆盖的颗粒，而不是冰覆盖的颗粒单独。
2009-06-30 astro-ph
Spitzer-IRS Observations of FU Orionis Objects
我们提出了5-35 $μ$ m的光谱，采取与红外光谱仪（IRS）的斯皮策太空望远镜，五个FU Orionis对象：FU猎户座，V1515 Cyg，V1057 Cyg，BBW 76，和V346 Nor。除了V346 Nor之外，所有的样品都在10 $μ$ m和20 $μ$ m处显示出发射的无定形硅酸盐颗粒，并在5.8和6.8 $μ$ m处显示出水蒸气吸收带，在8 $μ$ m处显示出SiO或可能的甲烷吸收带。这些吸收特征与模型恒星光球中的这些波段非常匹配--这些天体的吸积盘内部区域的气态光球的迹象。在5-8 $μ$ m处的连续发射也与这样的盘一致，并且对于FU Orionis和BBW 76，较长波长的发射可以通过包括中等盘耀斑的模型来拟合。天鹅座V1057和天鹅座V1515在较长的波长上有更多的辐射，这可能是它们出生时的大量残留物的证据。
2006-05-15 astro-ph
High Resolution 4.7 um Keck/NIRSPEC Spectra of Protostars. II: Detection of the 13CO Isotope in Icy Grain Mantles
大质量原恒星NGC 7538：IRS 9的高分辨率（R= 25，000）红外M波段光谱在4.779 μ m（2092.3 cm-1）处显示出窄吸收特征，我们将其归因于纯CO冰粒地幔中13 CO同位素的振动伸缩模。这是在星际介质中首次探测到固体13 CO。13 CO谱带比12 CO谱带的非极性分量窄2.3倍。考虑到这一点，我们讨论了拓宽固态吸收带的机制。结果表明，椭圆形的纯CO颗粒适合在同一时间的两个同位素的频带。合理的拟合也得到了CO嵌入在富N2冰和热处理富O2冰。此外，我们报告的星际CO冰的性质和演变的新见解，通过比较高品质的多组分固体12 CO光谱的NGC 7538：IRS 9与以前研究的低质量源L1489 IRS。非极性CO冰的窄吸收在两个光谱中都存在，但在NGC 7538中要强得多。它是叠加在一个平滑的广泛的吸收功能，以及配合的CO2和H2O丰富的实验室CO冰的组合。后两种冰相对于总H2O冰柱的丰度在两个来源中是相同的。因此，我们认为，热处理表现为非极性冰的蒸发，而不是二氧化碳或极性冰的形成。最后，12 CO谱带的分解被用来推导非极性冰中的12 CO/13 CO丰度比。推导出的比值为71+/-15，与气相CO研究（~77）和在同一视线中发现的固体12 CO2/13 CO2比值80+/-11非常一致。的化学路径沿CO2形成的影响进行了讨论。
2002-06-24 astro-ph
A sub-AU outwardly truncated accretion disk around a classical T Tauri star
本文给出了位于蛇夫座$ρ$星形成区的5- 10天文单位金牛座T双星系统SR 20的斯皮策红外光谱。光谱的特征与盘的存在相一致;然而，连续斜率比无限薄的几何光学厚盘的$λ^{-4/3}$斜率更陡，表明盘被向外截断。与文献中的光度学比较表明，从1993年到1996年，中红外通量有很大的增加。我们模型的光谱能量分布和IRS光谱与壁+光学厚照射盘，产生的外半径为0.39 $_{+0.03}^{-0.01}$ AU，远小于预测的二元轨道模型。使用两个温度的$χ^2$最小化模型来拟合IRS光谱的尘埃成分，我们发现磁盘经历了显着的晶粒生长：其光谱是很好的拟合使用大于1 $μ$ m的晶粒的不透明度。我们的结论是，该系统在20世纪90年代经历了显着的引力摄动。
2008-10-24 astro-ph
Tracing the [FeII]/[NeII] ratio within star forming dwarf galaxies: a Spitzer IRS archival study
斯皮策对41个星爆星系的档案观测首次揭示了[Fe II]/[NeII] 26.0/12.8微米的比率与电子气密度之间的相关性，如18.7/33.4微米的[SIII]比率所追踪的那样，[Fe II]/[NeII]比率随着气体密度的增加而降低。我们还发现气体密度和PAH峰连续强度之间存在很强的相关性。使用冲击和光电离模型，我们看到所观察到的[Fe II]/[Ne II]比率的驱动因素是金属丰度。在低金属丰度星系的[Fe II]发射的大部分可能是冲击衍生的，而在高金属丰度，[Fe II]的发射可能是占主导地位的贡献，从HII，特别是从密集的PDR地区。然而，观测到的[Fe II]/[Ne II]比值可能遵循金属丰度-丰度关系，在低金属丰度星系中，铁较少耗尽到颗粒上-这一结果将对使用铁发射线作为冲击的明确示踪剂产生深远的影响。
2008-03-24 astro-ph
Dust Processing in Disks around T Tauri Stars
金牛座/御夫座暗云和长蛇座TW星群中12颗金牛座T型恒星的8-14微米发射光谱是由红外光谱仪（IRS; IRS是康奈尔大学和鲍尔航空航天公司之间的合作项目，由美国宇航局通过喷气推进实验室和艾姆斯研究中心资助。Spitzer上的数据进行了分析。假设10微米的特征来自金牛座T盘的光学薄表面层中的硅酸盐颗粒，则每个物体的8-14微米尘埃发射率来自其斯皮策光谱。发射率与实验室模拟的宇宙尘埃的不透明度相吻合。适合包括小的非球形颗粒的无定形硅酸盐（辉石和橄榄石），结晶硅酸盐（镁橄榄石和辉石），石英，以及大蓬松的无定形硅酸盐颗粒。在这些恒星中，结晶硅酸盐颗粒和大硅酸盐颗粒的比例变化很大。过渡盘天体CoKu Tau/4、GM Aur和DM Tau中的尘埃具有最简单的硅酸盐形式，几乎没有晶体成分的迹象，只有少量的大颗粒。这表明这些天体中的尘埃颗粒与它们在星际介质中的起源相比几乎没有改变。其他恒星显示出不同数量的结晶硅酸盐，类似于赫比格Ae/Be恒星的结晶度分散度，质量小于2.5太阳质量。晚期光谱型的低质量恒星可以有相当大比例的结晶硅酸盐颗粒。较高的石英质量分数往往伴随着低的无定形橄榄石，无定形辉石的比例。还发现，10微米特征的较低对比度伴随较大结晶度。
2006-05-17 astro-ph
Tracing the [FeII]/[NeII] ratio and its relationship with other ISM indicators within star forming dwarf galaxies: a Spitzer IRS archival study
斯皮策对41个星爆星系的档案观测首次揭示了[Fe II]/[NeII] 26.0/12.8微米的比率与电子气密度之间的相关性，如18.7/33.4微米的[SIII]比率所追踪的那样，[Fe II]/[NeII]比率随着气体密度的增加而降低。早期论文中发现的[FeII]/[NeII]比、PAH峰与连续强度和金属含量的相关性在更大的样本中得到了证实。我们还发现气体密度和PAH峰连续强度之间存在很强的相关性。使用冲击和光电离模型，我们看到所观察到的[Fe II]/[Ne II]比率的驱动因素是金属丰度。在低金属丰度星系的[Fe II]发射的大部分可能是冲击衍生的，而在高金属丰度，[Fe II]的发射可能是占主导地位的贡献，从HII，特别是从密集的PDR地区。然而，观测到的[Fe II]/[Ne II]比值可能遵循金属丰度-丰度关系，在低金属丰度星系中，铁较少耗尽到颗粒上-这一结果将对使用铁发射线作为冲击的明确示踪剂产生深远的影响。
2008-03-20 astro-ph
A Spitzer Infrared Spectrograph (IRS) Spectral Sequence of M, L, and T Dwarfs
我们提出了一个低分辨率（R = 90），5.5-38微米的光谱序列的M，L和T矮星的样品获得的红外光谱仪（IRS）机载斯皮策太空望远镜。在波长大于15微米时，吸收峰相对较弱，在波长大于15微米时，吸收峰主要是H_2O在6.27微米处，CH_4在7.65微米处，NH_3在10.5微米处。给出了三个测量这些谱带强度的光谱指数，H_2O吸收特征贯穿MLT序列，而CH_4和NH_3谱带首先出现在L/T跃迁附近。虽然这些光谱一般来说与合成光谱（包括空间均匀的硅酸盐和铁凝析云的形成）在质量上很好地匹配，但中型L矮星的光谱显示出意外的平坦化，约为9至11微米。我们推测，这可能是一个人口的小硅酸盐颗粒，没有预测在云模型的结果。奇特的T6矮星2 MASS J 0937 +2931的光谱相对于典型的T6矮星被抑制在5.5-7.5微米之间，这可能是由于其温和的贫金属/高表面重力大气的结果。最后，我们通过将IRS光谱与先前发表的0.6-4.1微米光谱相结合，计算了M、L和T矮星子样本的热光度，并发现与Golimowski等人的值很好地一致，Golimowski等人使用L '和M'波段测光，并解释了λ> 2.5微米时发射的通量。
2006-05-24 astro-ph
IRS Spectra of Solar-Type Stars: A Search for Asteroid Belt Analogs
本文报道了用{ \it Spitzer太空望远镜}对41颗邻近太阳型恒星（包括8颗行星型恒星）周围的碎片盘进行光谱搜索的结果。通过使用红外分光仪（IRS）在7-34 $\micron$之间进行精确的相对光度测定，我们能够寻找小至$\sim$ 2%光球水平的过量，对弱光谱特征具有特别的灵敏度。对于没有多余的恒星，在30-34 $μ$ m波段的$3σ$上限相当于我们黄道尘埃云亮度的$\sim$ 75倍。在8.5-13 $μ$ m的可比极限对应于我们黄道尘埃云亮度的$\sim$ 1，400倍。这些极限对应于位于$<$ 1至$\sim$ 5 AU区域内的物质，在我们的太阳系中，这些物质来自与小行星带有关的碎片。我们发现五颗恒星的$\sim$ 25 $μ$ m的过量发射，其中四颗在70 $μ$ m处也显示出过量发射。这些放射性尘埃必须位于5-10 AU左右。一颗恒星有70微米的辐射，但没有多余的IRS。在这种情况下，发射区必须从10天文单位以外开始;这颗恒星有一颗已知的径向速度行星。五颗恒星中只有两颗显示出25 $\micron$的短周期发射，其光谱特征显示存在着一群在7-20 $μ$ m波段发射的小而热的尘埃颗粒。这里提供的数据加强了以前研究的结果，表明在25 $\micron$和更短的时间内过剩是罕见的：在40颗年龄超过1 Gyr或$\sim 2.5$ %的恒星中只有1颗显示过剩。在成熟…
2006-01-20 astro-ph
IRS Spectra of Solar-Type Stars: \break A Search for Asteroid Belt Analogs
本文报道了用{ \it Spitzer太空望远镜}对41颗邻近太阳型恒星（包括8颗行星型恒星）周围的碎片盘进行光谱搜索的结果。通过使用红外分光仪（IRS）在7-34 $\micron$之间进行精确的相对光度测定，我们能够寻找小至$\sim$ 2%光球水平的过量，对弱光谱特征具有特别的灵敏度。对于没有多余的恒星，在30-34 $μ$ m波段的$3σ$上限相当于我们黄道尘埃云亮度的$\sim$ 75倍。在8.5-13 $μ$ m的可比极限对应于我们黄道尘埃云亮度的$\sim$ 1，400倍。这些极限对应于位于$<$ 1至$\sim$ 5 AU区域内的物质，在我们的太阳系中，这些物质来自与小行星带有关的碎片。我们发现五颗恒星的$\sim$ 25 $μ$ m的过量发射，其中四颗在70 $μ$ m处也显示出过量发射。这些尘埃必须位于5-10 AU左右。一颗恒星有70微米的辐射，但没有多余的IRS。在这种情况下，发射区必须从10天文单位以外开始;这颗恒星有一颗已知的径向速度行星。五颗恒星中只有两颗显示出25 $\micron$的短周期发射，其光谱特征显示存在着一群在7-20 $μ$ m波段发射的小而热的尘埃颗粒。这里提供的数据加强了以前研究的结果，表明在25 $\micron$和更短的时间内过剩是罕见的：在40颗年龄超过1 Gyr或$\sim 2.5$ %的恒星中只有1颗显示过剩。在成熟的太阳…
2006-01-20 astro-ph
A Survey and Analysis of Spitzer Infrared Spectrograph Spectra of T Tauri Stars in Taurus
我们目前的中红外光谱的金牛座T星在金牛座恒星形成区获得的斯皮策红外光谱仪（IRS）。首次研究了属于同一恒星形成区域的金牛座T星的大样本的5-36微米光谱，揭示了由于星周盘中的尘埃而导致的中红外过量的细节。我们分析了共同的特点和差异，在中红外光谱的基础上磁盘结构，尘埃颗粒的性质，并存在的同伴。我们的分析包括光谱能量分布从光学到远红外，形态序列的基础上的IRS光谱，和光谱指数在IRS波段代表连续发射。通过比较观察到的光谱网格的吸积盘模型，我们推断出一些基本的磁盘性质，我们的样本金牛座T星，并找到更多的证据尘埃沉降。
2006-08-01 astro-ph
Silicate Dust in Evolved Protoplanetary Disks: Growth, Sedimentation, and Accretion
本文给出了Tr 37和NGC 7160中33颗年轻恒星的Spitzer IRS光谱。样本包括MIPS超过24微米的高质量和中等质量恒星，这是1200万年前的星团NGC 7160中唯一已知的活跃吸积体，以及400万年前的星团Tr 37中的19颗低质量恒星。我们研究了10微米的硅酸盐特征，存在于整个样品的低质量恒星和3个高质量和中等质量的目标，我们发现，PAH发射是可检测的，只有在赫比格恒星。通过拟合10 μ m的硅酸盐特征，分析了暖光球硅酸盐颗粒的组成和大小，并研究了硅酸盐特征与恒星和星盘性质（年龄、SED斜率、吸积率、光谱类型）之间可能存在的相关性。我们发现的迹象表明，尘埃沉降与年龄和湍流富集的磁盘大气与大颗粒的效果。在所有的圆盘中，结晶颗粒对硅酸盐的总质量只有很小的贡献，并且似乎与任何其他性质无关，除了可能的二元性。我们还观察到，光谱与非常弱的硅酸盐发射的M星之间的频率至少3倍，比早期的光谱类型，这可能是一个内部磁盘演化的证据。最后，我们发现，5个高质量和中等质量的恒星有SED和IRS光谱与碎片盘模型，涉及行星形成，这可能表明碎片盘形成的年龄早在400万年。
2007-01-11 astro-ph
Photoevaporation of Protoplanetary Disks
我们目前的HST/NICMOS Paschen α图像和低，高分辨率的IRS光谱的光蒸发盘尾系统最初检测到在24微米附近的O星。我们在任何系统中都没有发现帕邢α辐射。由此产生的上限相当于大约0.000002-0.000003太阳质量的氢在尾巴的质量表明，气体是严重耗尽。IRAC数据和低分辨率5-12微米IRS光谱提供了内盘的证据，而高分辨率长波长（14-30微米）IRS光谱则证实存在无气体的“尾部”，由源自周星盘外部的~ 0.01至~ 1微米尘埃颗粒组成。总的来说，我们的观测结果支持理论预测，即光蒸发相对较快地（<= 100000年）从原行星盘的外部区域去除气体，但留下一个更坚固的内部，可能是半径为5-10 AU的富含气体的盘。随着气体的消失，外盘中较大的固体可以经历高速率的碰撞，并产生大量的尘埃。这些尘埃被O星的光子压力从系统中剥离，形成一个无气体的尘埃尾巴。
2008-07-23 astro-ph
Deep Spitzer spectroscopy of the `Flying Saucer' edge-on disk: Large grains beyond 50 AU
我们提出了深斯皮策-IRS低分辨率（λ/Δ λ ~ 100）5-35微米光谱的边缘上的磁盘“飞碟”（2 MASS J16281370-2431391）在蛇夫座分子云。光谱能量分布呈现出典型的双峰形状，这是在非常接近边缘的位置观察时预测的，短波长的峰值完全是由于光子从盘表面散射而产生的，而长波长的峰值是由于盘本身的热辐射。斯皮策光谱代表了第一次光谱检测散射光出15微米从一个真正的，孤立的边缘对磁盘周围的金牛座T星。SED的中红外“谷”的深度和波长对盘中大颗粒的尺寸分布有直接的约束。使用二维连续辐射转移模型，我们发现，大量的5-10微米大小的晶粒是需要在表面层的磁盘在半径为50-300 AU。在上层中检测到相对较大的颗粒意味着垂直混合是有效的，因为颗粒生长模型预测颗粒将在短时间尺度上以其他方式在盘中深处沉降。此外，我们尝试性地探测到H2的9.66微米S（3）线和由于多环芳烃的11.2微米发射特征。
2007-02-14 astro-ph
CCS and NH3 emission associated with low-mass young stellar objects
在这项工作中，我们提出了一个敏感的和系统的单碟调查CCS排放（补充氨观测）在1厘米，对样本的低，中等质量的年轻恒星形成地区的港口水脉泽发射，与美国宇航局的70米天线在Robledo de Chavela，西班牙。在CCS调查的40个恒星形成区中，（2_{1}-1_0}）行，只有6个低质量源显示CCS排放：一个介于前恒星和原恒星0级阶段之间的过渡物体（GF9 - 2），三颗0级原恒星（L1448-IRS3，L1448C和B1-IRS），一个I类源（L1251A）和一颗年轻的金牛座T星（NGC2071-北）。由于CCS被认为是一个"早期"（<10 E +5年）的分子，我们解释这些结果，要么提出修订的年龄分类的NGC2071-北和L1251A，或建议的可能性，每个源的特定物理条件和过程影响CCS的销毁/生产。CCS的存在和分子流出及其驱动源的参数之间没有统计学显著的关系。然而，我们发现CCS的可探测性和氨峰强度（较高的CCS区域）之间存在显着关系，但与其综合强度无关。发现的这种趋势可能表明，与较年轻的芯相关联的湍流较小的介质中的较窄的氨谱线宽度可以补偿氨峰强度的差异，使得积分强度的差异可以忽略不计。由CCS的探测率，我们得到了该分子在低质量恒星形成区的寿命为~（0.7 - 3）× 10~（-4）E +4年。
2005-12-27 astro-ph
Mid-Infrared Spectroscopy of Disks around Classical T Tauri Stars
我们介绍了第一台斯皮策红外光谱仪（IRS; IRS是康奈尔大学和鲍尔航空航天公司之间的合作项目，由NASA通过喷气推进实验室和艾姆斯研究中心资助。经典金牛座T星周围圆盘的观测：六颗恒星5.2-30微米范围内的光谱。光谱主要由无定形硅酸盐尘埃的发射特征和5至8微米的连续成分组成，在大多数情况下，该成分在整个光谱范围内都超过光球层。有相当大的变化，硅酸盐功能/连续比，这意味着倾斜，磁盘耀斑，和恒星质量吸积率的变化。在我们的大多数恒星中，硅酸盐特征的结构表明存在晶体成分。其中一颗是CoKu Tau/4，它在光球层上方的硅酸盐特征波长较短的地方没有多余的物质出现，类似于1000万年前的TW Hya、Hen 3-600和HR 4796 A。这表明光学厚的内盘基本上不存在。硅酸盐发射特征在9.7和18微米处具有峰值，表明存在小的尘埃颗粒。尘埃的色温极低，为135 K，显示这些颗粒距离恒星超过10 AU。这些特征暗示了行星或近伴星的引力影响，以及恒星10天文单位范围内的晶粒生长，对于这么年轻（100万年）的恒星来说有些令人惊讶。
2006-05-18 astro-ph
Dust Migration and Morphology in Optically Thin Circumstellar Gas Disks
我们分析了星周气体盘中存在恒星辐射压力时气体-尘埃耦合的动力学，该气体盘处于以气体为主、光学厚的原始星云和以尘埃为主、光学薄的织女星型盘之间的过渡阶段。尘埃粒子进行径向迁移，在与气体的共转中寻找一个稳定的平衡轨道。尘埃的迁移引起尘埃的径向分馏，并创建各种可能观察到的磁盘形态，我们通过考虑尘埃生产和尘埃-尘埃碰撞之间的平衡来计算从其平衡轨道去除粒子。砂大小和较大的颗粒分布在整个大部分的气体盘，与浓度附近的气体压力最大值的内部磁盘。较小的颗粒（通常在10至200微米的范围内）集中在气体盘外部区域（大概在半径100 AU处）的突出环形结构中，其中气体密度随半径迅速下降。尘埃环相对于内部尘埃盘的宽度和密度以及密度对比度取决于气体的分布。我们的研究结果为通过观测星盘尘埃来推断星盘周围气体的分布开辟了前景。我们定性地比较了我们的模型与HR 4796 A和HD 141569 A周围的两个观察到的过渡盘。尘埃的迁移可以导致观察到环状或双峰径向尘埃分布，可能非常类似于嵌入盘中或从内部或外部引导它的间隙开放行星所产生的尘埃。我们的结论是，一个令人信服的行星检测通过尘埃成像应包括特定的非轴对称结构，从扰动磁盘的动力学模拟。
2000-12-21 astro-ph
Dust Processing and Grain Growth in Protoplanetary Disks in the Taurus-Auriga Star-Forming Region
利用Spitzer空间望远镜上的红外光谱仪（IRS）拍摄了65颗金牛座T星（TTS）的中红外光谱，并利用两种温度下的尘埃模拟，研究了原行星盘最上层尘埃成分的径向变化。大多数光谱表明结晶硅酸盐需要富含镁的矿物和二氧化硅，但也有少数表明并非如此。在较高温度下指示丰富顽火辉石的光谱也需要在低于显示其他结晶硅酸盐的高丰度的光谱所需的温度下的结晶硅酸盐。少数光谱显示10微米的复合物具有非常小的等效宽度。它们很适合使用丰富的结晶硅酸盐，但很少有大颗粒，与10微米复合物的低峰-连续比总是指示颗粒生长的预期不一致。在我们的样品中的大多数光谱拟合得很好，没有使用大的结晶硅酸盐颗粒的不透明度。如果大颗粒通过所有粉尘类型的亚微米颗粒的附聚而生长，则这些聚集体的无定形硅酸盐组分通常必须比结晶硅酸盐组分更丰富。结晶硅酸盐丰度与其他此类丰度呈正相关，这表明结晶硅酸盐是直接从无定形硅酸盐加工而成的，无论是镁橄榄石、顽火辉石还是二氧化硅，都不是生产其他两种矿物的中间步骤。具有更多灰尘沉降的矿物通常具有更大的结晶丰度。大颗粒的丰度在某种程度上与更大的沉降盘有关。强相关性的缺乏被解释为意味着大颗粒的沉降对单个盘的性质敏感。质量较低的恒星在其内部区域有较高的大颗粒丰度。
2008-11-21 astro-ph
High-Resolution Imaging of the Dust Disk around 49 Ceti
年轻的A1 V恒星，49 Ceti的亚弧秒尺度Keck图像，分辨出λ = 12.5和17.9微米的发射，来自长轴PA 125 pm 10度和倾角phi = 60 pm 15度的圆盘。在17.9微米处，发射比东南部更亮并且更多地向西北延伸。对中红外图像的建模结合来自文献的通量密度表明，大部分中红外辐射来自于距离恒星30至60 AU之间的非常小的颗粒（a ~ 0.1微米）。这群尘埃颗粒对光谱能量分布中观察到的显著过剩的贡献可以忽略不计。大部分的非光球能量是由一个较大的颗粒（a ~ 15微米），内半径~ 60 AU，外半径~ 900 AU的外盘以较长的波长辐射的。49 Cet盘的全局性质显示出与Beta Pic和HR 4796 A盘的亲和力大于与其他碎片盘的亲和力。这可能是因为它们都非常年轻（t <2000万年），这更有力地证明了它们是介于Herbig Ae和“类织女星”A星之间的过渡天体，具有更脆弱的星周盘。
2007-01-11 astro-ph
A Possible Icy Kuiper Belt around HD 181327
我们已经获得了双子座南T-ReCS Qa波段（18.3微米）的图像和斯皮策MIPS SED模式观测的HD 181327，一个F5/F6 V成员的~12万年的老β Picture移动群。我们解决了磁盘的热发射的第一次，并发现，磁盘的北臂是1.4倍比南部arm. In明亮，此外，我们检测到一个宽峰合并斯皮策IRS和MIPS光谱在60 - 75微米，可能产生的发射从结晶水冰。我们使用无定形橄榄石和水冰粒的尺寸分布（dn/da与α ^{-2.25}成比例，a_{min}与最小爆裂尺寸一致，a_{max} = 20微米）模拟IRS和MIPS数据，这些冰粒位于距离中心恒星86.3天文单位的位置，正如先前发表的散射光图像所观察到的那样。由于光解吸寿命为冰冷的粒子是~1400年，显着小于估计的~ 1200万年的年龄的系统，我们假设，我们已经检测到的碎片，可能是稳定的补充之间的碰撞冰冷的柯伊伯带对象的母体在一个新形成的行星系统。
2008-08-16 astro-ph
A Study of Absorption Features in the Three Micron Spectra of Molecular Cloud Sources with H$_2$O Ice Bands
我们获得了9个嵌入分子云中的年轻天体的3.3- 3.6 ~ $μ$ m新谱。在$\sim$ 3.47~ $μ$ m（2880 cm $^{-1}$）处的吸收特征，其半高宽$\sim$ 0.09 ~ $μ$ m（80 cm $^{-1}$），首先由Allamandola等人（1992年）确定，在7个物体中明确检测到，在另外两个物体中检测到。该功能是更好的相关性与H $_2$ O冰比与硅酸盐尘埃光学厚度的数据获得的日期。假设该特征是由于C-H伸缩吸收，则沿视线平均的C-H键的丰度与H $_2$ O冰的丰度密切相关。我们解释与H $_2$ O冰的相关性，表明C-H键与H $_2$ O冰一起形成在分子云的颗粒表面上，尽管不排除其他形成机制。在3.25 $μ$ m（3080 cm $^{-1}$）处检测到NGC 7538/IRS 1和S140/IRS 1的第二个吸收特征;该特征首次在MonR 2/IRS 3的光谱中检测到（Sellgren，Smith，\& Brooke 1994; Sellgren等人1995）。目前还没有足够的数据来说明这种特征与H $_2$ O冰或硅酸盐是否有更好的相关性。
1995-09-12 astro-ph
HD 98800: A 10-Myr-Old Transition Disk
我们目前的中红外光谱，获得与斯皮策红外光谱仪（IRS），HD 98800，一个四星系统位于10万年前的长蛇座TW协会。它有一个已知的中红外线过剩，来自系统B组件周围的环双星盘。IRS光谱证实HD 98800 B周围的盘在5.5微米以下没有多余的辐射，这意味着在5.9天文单位处有一个光学厚的盘壁和一个内部被清除的区域;然而，一些光学薄的尘埃，主要由3微米大小的硅酸盐尘埃颗粒组成，在1.5和2天文单位之间的环中绕着这对双星运行。HD 98800 B盘的特殊结构和明显缺乏气体表明，这个系统可能已经处于碎片盘阶段，有一个潮汐截断的较大尘埃颗粒的环双星盘和一个内部的第二代尘埃环，可能是由行星的共振所支撑。异常大的红外过量可以解释为Aa+Ab对的引力扰动使外尘环膨胀，并导致较大粒子之间频繁碰撞。
2007-05-02 astro-ph
