Multi-Wavelength Imaging of Young Stellar Object Disks: Toward an Understanding of Disk Structure and Dust Evolution
本文综述了近年来对年轻恒星周围盘散射光进行高分辨率成像的研究进展。许多新的圆盘已经被发现或在散射光中成像，改进的仪器和观测技术已经在光学，近红外和热红外波长上获得了更好的圆盘图像。多波长数据集是特别有价值的，因为尘埃粒子特性具有波长依赖性。对散射光图像随波长的变化进行建模，可以提供有关灰尘属性的直接信息。现在已经为几个不同的磁盘完成了这一操作。结果表明，适度的晶粒生长已经发生在这些系统中的一些。散射光图像也提供了有用的磁盘结构的约束，特别是当与长波长的SED相结合。一些盘面上有试探性的迹象表明，尘埃可能已经开始沉降。在接下来的几年里，这项工作应该会扩展到更多的盘;这将澄清我们对原行星尘埃和盘演化的理解。
2007-07-17 astro-ph
Young Stars in the Camelopardalis Dust and Molecular Clouds. I. The Cam OB1 Association
本文研究了银河系赤道132- 158度和纬度pm 12度方向上尘埃云和分子云的分布。该区域的尘埃分布图是根据以下调查绘制的：Dobashi等人（2005年）的DSS I数据库中的恒星计数，Froebrich等人（2007年）的平均红外色过量调查和Schlegel等人（1998年）的100微米热尘埃排放调查。分子云的分布取自Dame等人（2001年）的全天CO调查。所有这些调查显示该地区的云模式非常相似。利用CO的径向速度，估算了分离云的距离。修正后的Cam OB 1星协成员列表包含43颗恒星和疏散星团NGC 1502。在这个区域内发现了18颗年轻的不规则变星和H α发射星。所有这些都证明了鹿豹座星云中的恒星形成过程仍在进行中。
2008-03-31 astro-ph
Dust Stratification in Young Circumstellar Disks
我们提出了高分辨率的红外光谱的四个YSO（T Tau N，T Tau S，RNO 91和HL Tau）。光谱显示12 CO、13 CO和C18 O的窄吸收线以及气相12 CO的宽发射线。CO的窄吸收线被证明是来自较冷的星周气体。我们发现，从CO吸收线产生的视线气柱密度远高于预期的测量消光为每个源，并建议气体粉尘比测量这些扩展磁盘中的灰尘沉降和/或颗粒凝聚。我们提供了一个模型的湍流，尘埃沉降和晶粒生长来解释的结果。这里提出的技术，使我们能够提供一些观测动机的限制吸积盘α在原恒星系统。
2006-03-01 astro-ph
Evolution of Dusty Disks in Nearby Young Stellar Groups
由于它们的接近和年龄差异，附近的年轻恒星群是研究盘演化和多样性的宝贵实验室。像长蛇座TW星协这样的星群的估计年龄为1000万年，这对星盘演化的时间尺度提供了一个强有力的限制，并填补了分子云中100万年前的金牛座T星和附近5000万年前的疏散星团之间的年龄序列中的一个重要空白。我回顾了最近和正在进行的研究结果，尘埃盘在附近的三个群体-TW Hya，$η$ Cha和MBM 12-这表明内部磁盘的快速演变。但是，对于原行星盘来说，不太可能存在一个普遍的演化时间尺度，特别是当考虑到伴星的影响时。
2001-06-15 astro-ph
Young Stars in the Camelopardalis Dust and Molecular Clouds. III. the GL 490 Region
利用从2 MASS、IRAS和MSX数据库中提取的红外测光数据，从中心位于银经142.5度、纬+1.0度的3 × 3度区域内的约37500个红外天体中选出了50个疑似年轻恒星天体（YSO），在暗星云DoH 942中的年轻恒星GL 490附近（Dobashi等人，2005年）。700纳米和100妈妈之间的光谱能量分布表明，大多数选定的对象可能是YSO的I类和II类。在K_s与H-K_s的色星等图中，可疑的YSO占据了主序右边的一个区域，这可以解释为是由光度、星际和星周红化以及星周包层和盘的红外热发射的影响造成的。
2008-03-17 astro-ph
A Survey of 10-Micron Silicate Emission from Dust around Young Sun-Like Stars
利用Keck 1望远镜和长波光谱仪（LWS）获得了8颗邻近年轻主序星的低分辨率（R = 100）中红外（8-13 μ m波长）光谱，以寻找星周尘埃中10 μ m硅氧伸缩辐射。没有恒星表现出明显的辐射：然后通过基于海尔-波普彗星光谱的模板的最小二乘拟合来分析光谱。使用这种技术，我们能够将硅酸盐排放水平限制在比以前从太空中可能的排放水平低十倍的阈值。我们发现了一颗恒星，HD 17925，其光谱与其校准器的光谱在统计上不同，并且与波长为10微米的7%的光球的硅酸盐发射峰一致。这颗恒星在60微米处的过量辐射已经被报道过了。
2003-07-22 astro-ph
A dust disk surrounding the young A star HR4796A
我们报告了与织女星HR 4796A的空间分辨尘埃盘的共同发现。在$λ= 18 μ$ m处的热尘埃辐射图像显示了一个直径约为200天文单位的细长结构，围绕着中央的A0 V恒星。盘状双星系统的位置角$30^{\circ} \pm 10^{\circ}$与M伴星$225^{\circ}$的位置角是一致的，这表明盘状双星系统几乎沿着它的轨道平面被看到。星盘的表面亮度分布与一个半径约为50天文单位的内部星盘孔的存在相一致，这是Jura等人最初根据红外光谱提出的。HR 4796是一个独特的类织女星或$β$如画星系统，因为M星伴星（一颗弱发射的金牛T星）表明该系统相对年轻，$\sim 8 \pm 3$ Myr。内部的圆盘孔可能提供证据，证明尘埃在类似于太阳系中行星形成的时间尺度上凝结成更大的物体。
1998-06-13 astro-ph
On the Interferometric Sizes of Young Stellar Objects
长基线光学干涉仪现在可以探测和分辨被认为出现在年轻恒星周围的星周盘内边缘的热尘排放。我们认为，被测量的近红外尺寸是密切相关的半径尘埃升华的恒星辐射场。我们考虑如何现实的尘埃光学特性和气体不透明度显着影响预测的位置，这个尘埃破坏半径，在其他情况下，但到目前为止忽略了近红外尺寸的YSO的分析例行的练习。我们还提出了近红外YSO大小的“大小光度计”的形式积累的文献，并与理论预期进行比较。我们发现的证据表明，大（>~ 1微米）的尘埃颗粒占主导地位的内部磁盘的金牛座T和赫比格Ae/Be星，假设最内部的气体盘是光学薄的可见光波长。
2002-07-13 astro-ph
Young stars and dust in AFGL437: NICMOS/HST polarimetric imaging of an outflow source
本文介绍了利用HST上的NICMOS仪器获得的致密星团AFGL 437的近红外宽带和偏振图像。我们的高分辨率图像揭示了星团中准直良好的双极反射星云，并使我们能够将WK34确定为照明源。以这个源为中心的双极星云中的散射光是非常高度偏振的（高达79%）。如此高的偏振水平意味着尘埃颗粒的分布缺乏大颗粒，与通常的乌云尘埃模型相反。我们讨论的几何形状的尘埃分布引起的双极反射星云，并为底层散射材料的质量估计。我们发现，最有可能的倾斜的双极星云，南瓣向地球倾斜，是与大规模的CO分子外流与集群的倾斜一致，加强识别WK34作为电源。
2005-08-01 astro-ph
IR Dust Bubbles: Probing the Detailed Structure and Young Massive Stellar Populations of Galactic HII Regions
我们提出了一个分析风吹，秒差距大小，中红外气泡和相关的恒星形成使用GLIMPSE/IRAC，MIPSGAL/MIPS和MAGPIS/VLA调查。从Churchwell等人（2006）的目录中选择了三个气泡。比较了电离气体（基于20 cm发射）、PAH发射（基于8 um、5.8 um和缺少4.5 um发射）和热尘埃（24 um发射）的相对分布。在每个气泡的中心有一个区域，包含电离气体和热尘埃，周围是多环芳烃。我们确定了可能的来源（S）的恒星风和电离通量产生每个泡沫的基础上SED拟合数值热恒星光球模型。候选YSO也确定使用SED拟合，包括几个可能触发恒星形成的网站。
2008-06-03 astro-ph
Dust emission from young outflows: the case of L1157
我们提出了新的高灵敏度1.3毫米测辐射热仪观测年轻的外流L1157。这些数据表明，连续辐射来自四个不同的组成部分：一个拱星盘，一个原恒星的信封，一个扩展的扁平信封-在其中形成原恒星的分子云的致密残余物-和流出本身，这代表了总流量的20%。流出辐射有两个峰值，与L1157南叶的两个强震相吻合。我们表明，毫米连续的热尘埃排放所产生的高速材料占主导地位。根据Shirley等人（2000年）新的1.3毫米数据和850 mu观测数据得出的光谱指数，外流中的光谱指数约为5，明显高于原恒星包层中的光谱指数（约为3.5）。这可以解释为850亩地图的一个重要的线污染，和/或在两个地区的不同的灰尘特性，可能是较小的颗粒在冲击后的外流地区。我们的观察表明，双极外流可以呈现紧凑的发射峰，这绝不能被误解为原恒星凝聚映射恒星形成区域时。
2003-02-24 astro-ph
10 $μ$m interferometry of disks around young stars
这篇文章回顾了在$\lesssim$ 3 M $_{\odot}$的年轻恒星周围星周盘的干涉观测结果，该观测是在10 $μ$ m光谱区使用的。两个主要议题，磁盘结构上的$\sim$ 1-10 AU尺度和在同一地区的尘埃性质，说明了几个例子的研究，涵盖不同的演化阶段。空间分辨观测在很大程度上证实了仅基于SED的磁盘结构假设，但也揭示了可能发生在这样的SED建模退化。星盘表面尘埃的性质表现出强烈的径向依赖性：靠近中心恒星的尘埃通常具有更大的颗粒尺寸，特别是比更远的星盘区域的尘埃具有更高的结晶度。
2008-10-30 astro-ph
The Interstellar Medium of Young Stellar Clusters from the Mid-Infrared Point of View
利用中红外波段探测年轻星团对其气体和尘埃环境的影响。强烈的MIR [NeIII]/[NeII]比值（5到10）揭示了当前存在小于500万年的大质量恒星。利用MIR谱线比率以及文献中的光学和近红外数据，构建了NGC 1569，NGC 1140和IIZw 40的复合SED。恒星的SED，然后被用来作为输入到尘埃模型研究的硬，穿透辐射场的尘埃成分的影响，特别是在低金属量的环境中，在那里的大规模的星团对环境的破坏性影响发生在全球范围内。例如，在矮星系中，最小的尘埃粒子在比正常金属丰度恒星爆发更大的区域内被摧毁。
2000-03-20 astro-ph
Crystalline silicates and dust processing in the protoplanetary disks of the Taurus young cluster
利用斯皮策空间望远镜的中红外光谱，对金牛座-御夫座年轻星系团大样本原行星盘中小尘埃颗粒的结晶硅酸盐含量和空间分布进行了表征。反过来，我们使用的结果来分析这些1-2万年前的磁盘周围的太阳和后来的类型的年轻恒星的结构和成分的演变，并测试的标准模型的灰尘处理，导致原来的无定形尘埃转化为矿物。我们发现强有力的证据的尘埃结晶的质量分数的演化与磁盘的结构平行，在这个意义上说，增加结晶的质量分数是密切相关的尘埃沉降到磁盘中平面。我们还证实，结晶硅酸盐局限于小半径，r < 10 AU。然而，我们没有看到晶体质量分数与恒星质量或光度、恒星吸积速率、盘质量或盘/星质量比的显著相关性，这与基于靠近中心恒星的光蒸发和冷凝、r < 1 AU的吸积加热驱动退火或r < 10 AU的螺旋激波加热的尘埃处理标准模型中的预期不同，具有或不具有有效的径向混合机构。要么是另一种晶粒结晶机制主导了这些机制，要么是另一个过程必须在磁盘内工作，以消除它们产生的相关性。我们提出了每一种似乎值得进一步研究的，即X射线加热和退火的尘埃颗粒，巨行星的形成和迁移的磁盘结构的调制。
2008-08-20 astro-ph
Young Stars in the Camelopardalis Dust and Molecular Clouds. II. Infrared Objects
利用从2 MASS、IRAS和MSX数据库中提取的红外测光数据，从银河系Camelopardalis段的约200万颗恒星中选择了142个疑似年轻恒星天体（YSO），这些恒星位于银河系经度132-158度，纬度pm 12度。根据CO云的径向速度，这些天体归属于距离太阳150- 300 pc、900 pc和2.2kpc的三个分子和尘埃云层。这些天体聚集成尘埃和分子云，并表现出极大的红变（A_V高达25等），这可能是由前景云和拱星包层或圆盘中的尘埃造成的。在J-H vs. H-K图中，这些天体位于金牛座T变星的本征线上方，大致沿着黑体线。在已确定的天体中，存在一些已知的YSO，包括经过充分研究的大质量天体GL 490。700 nm和100 mum之间的光谱能量分布表明，这些物体可能是I，II和III类的YSO。然而，我们不排除一小部分的对象，特别是那些没有红外天文望远镜和MSX测光，可能是无法识别的严重变红的OB-星，晚型AGB星，甚至星系的可能性。
2008-03-17 astro-ph
A Young Very Low-Mass Object surrounded by warm dust
我们提出了一个完整的低分辨率（R~100）的近红外光谱的亚恒星物体GY 11，成员的rho-Ophiuchi年轻的协会。该天体之所以引人注目，是因为它的估计质量和年龄很低，而且它与中红外源有关，这表明周围有一个尘埃盘。基于我们的光谱与场M矮星和大气模型的类似光谱的比较，我们得到了中心物体的光谱类型，有效温度和光度的修正估计。这些参数被用来把对象上的Hertzprung-Russell图，并与预测的前主要序列的演化模型进行比较。我们的分析表明，中心天体的质量非常低，可能低于氘燃烧极限，在8- 12 M木星的范围内，年龄小于100万年。红外线过剩被证明是一致的一个耀斑，辐射盘类似于那些在更大规模的褐矮星和TTauri系统中发现的排放。这一结果表明，在年轻恒星协中发现的亚恒星物体，甚至是所谓的孤立行星质量物体，都是以与恒星相似的方式通过核心收缩和引力坍缩产生的。
2002-04-27 astro-ph
Mid-infrared imaging of the young binary star Hen 3-600: Evidence for a dust disk around the primary
我们提出了高分辨率的中红外观测附近的晚型年轻的双星系统Hen 3-600。这颗双星距离地球$\sim$ 50 pc，可能是长蛇座TW星协的成员，这是已知的最近的年轻恒星群，年龄为几百万年。我们的图像使我们有可能第一次确定这对相隔1.4“的恒星中的哪一颗拥有IRAS检测到的中红外过量。在近红外线中，辐射主要是光球层，Hen 3- 600 A（M3）和Hen 3- 600 B（M3.5）的通量比为1.6。在4.8 $μ$ m、10.8 $μ$ m和18.2 $μ$ m处，原生尘埃逐渐超过次生尘埃，这表明系统中的大部分星周尘埃都位于亨3- 600 A附近。比较Hen 3- 600 A的光谱能量分布（SED）与经典金牛座T星的平均SED表明，它的盘可能被次级截断，并提供了盘中心洞的初步证据。Hen 3-600系统中尘埃的分布可能为密近双星中原行星盘的形成和演化提供重要线索。
1999-05-14 astro-ph
Attenuation law of normal disc galaxies with clumpy distributions of stars and dust
本文研究了恒星和尘埃在空间呈团状分布的星际介质中的衰减规律。通过多相ISM模型引入了粉尘分布的块状性。在一维平行平面几何中，采用巨颗粒近似，将尘埃团视为大颗粒（即巨颗粒），通过团簇理论求解了一组具有多个各向异性散射的辐射转移方程.恒星分布的聚集性是由嵌在聚集体中的最年轻的恒星引起的。我们假设老年恒星的空间分布是平滑的。最年轻的恒星被密度更大的尘埃气体包围，比弥漫的老恒星遭受更强的衰减（即年龄选择性衰减）。表观衰减律是一个组合的衰减规律的cluerous年轻的恒星和弥漫的老恒星的光度权重。一般来说，随着波长的减小，控制光度的恒星星族从较老的恒星向较年轻的恒星转变。这使得衰减定律变得陡峭;复合衰减从较老恒星在长波长处的小衰减迅速增加到较年轻恒星在短波长处的大衰减。由此产生的正常盘星系的衰减规律预计将比Calzetti等人观察到的星暴星系陡峭得多。最后，Calzetti的衰减规律被认为是一个特殊的情况下，在我们的框架中的大密度。
2005-02-03 astro-ph
A dusty torus around the luminous young star LkHa 101
当尘埃和气体云坍缩时，恒星就形成了。一般认为，这种坍缩首先产生一个扁平的旋转盘，物质通过它被输送到盘中心的胚胎恒星上。当恒星中心的温度和密度超过临界阈值时，热核聚变开始。剩下的圆盘仍然可以包含高达恒星质量的0.3倍，然后被塑造并最终被新生恒星的辐射和风消散。不幸的是，由于缺乏足够分辨率的形态学数据和有关基本物理过程的不确定性，这张关于盘的结构和演化的图片仍然是推测性的。在这里，我们提出了一个年轻的恒星，LkHa 101，其中的内部吸积盘的结构解决解决的解决图像。我们发现，磁盘几乎是正面的，与中央的差距（或腔）和热的内边缘。空腔大于以前的理论预测，我们推断，内边缘的位置可能是由直接恒星辐射的尘埃颗粒升华，而不是通常假设的磁盘后处理或粘性加热过程。
2001-02-14 astro-ph
Dust to Dust: Evidence for Planet Formation?
我们讨论了几个拱星碎片盘系统成像的哈勃太空望远镜的近红外相机和多目标光谱仪在一项调查中的年轻恒星与已知的远红外过度的属性。这些尘埃盘围绕着年轻的（$\sim$ 5- 800万年）未嵌入的恒星，表现出形态各向异性和其他特征，暗示着最近或正在形成行星形成。我们考虑了碰撞产生的盘状颗粒种群演化的证据，这些证据包括经典金牛座T星TW Hya的光学厚盘中大量存在的残余原始气体，年轻的主序星HR 4796 A周围的尘埃主导的柯伊伯带状星周环，还有一个可能的“中间”情况，即围绕Herbig AeBe恒星HD 141569 A的复杂盘。到目前为止，只有少数碎片盘在散射光下成像。然而，所有的结构，可能是尘埃再加工的指示，可能是行星形成的结果，并发言的磁盘/行星演化和形成时间尺度的当代竞争方案。
2001-04-09 astro-ph
Spitzer Space Telescope detection of the young supernova remnant 1E 0102.2-7219
我们目前的年轻，富氧超新星遗迹1 E 0102.2-7219（E0102）在小麦哲伦星云，获得与斯皮策太空望远镜的红外观测。残留物在24 μ m处检测到，但在8或70 μ m处未检测到，并且具有填充的形态，具有两个突出的细丝。我们发现了与该残骸有关的高达8 × 10 ^-4兆太阳能的热尘埃（T~120 K）存在的证据。大部分热尘埃位于E0102的中心区域，相对于X射线发射，E0102的红外和射电连续辐射明显增强。即使所有的热尘埃都是在E0102的爆炸中形成的，估计的尘埃质量至少比最近一些理论模型预测的低100倍。
2005-09-26 astro-ph
Line Emission from Gas in Optically Thick Dust Disks around Young Stars
本文提出了光学厚尘埃盘中气体的自洽模型，并计算了其热、密度和化学结构。该模型侧重于准确治疗的上层线发射起源，并在半径$\gtrsim 0.7$ AU。我们目前的结果磁盘周围的$\sim 1{\rm M}_{\odot}$恒星，我们有不同的尘埃特性，X射线光度和紫外光度。我们分别对待气体和尘埃的热平衡，并计算线光度在红外和亚毫米波长的所有过渡起源于主要是中性气体，位于电离表面的磁盘。我们发现，[ArII] 7 $μ$ m，[NeII] 12.8 $μ$ m，[FeI] 24 $μ$ m，[SI] 25 $μ$ m，[FeII] 26 $μ$ m，[SiIII] 35 $μ$ m，[OI] 63 $μ$ m和H $_2$，H $_2$ O和CO的纯转动线可以是相当强的，是气体在盘中的存在和分布的良好指标。我们将我们的模型应用到附近的年轻恒星TW Hya周围的圆盘上，并发现我们的模型计算和观测之间有很好的一致性。我们还预测了TW Hya盘的强发射线，这些发射线可能会被未来的设施检测到。CO观测与我们的模型的比较表明，TW Hya周围的气体盘可能被截断为$\sim 120 $ AU，相比，其尘埃盘的174 AU。我们推测，光蒸发由于强大的恒星FUV场TW Hya负责的气体盘截断。
2008-04-21 astro-ph
A multiwavelength study of young massive star forming regions: II. The dust environment
我们目前的观测1.2毫米尘埃连续发射，与瑞典ESO亚毫米望远镜，对18个发光的IRAS点源，所有的颜色典型的紧凑的HII区域和相关的CS（2-1）发射，被认为是年轻的大质量恒星形成区域的代表。所有的红外天文卫星都探测到了辐射。我们发现，与它们相关的1.2 mm源具有不同的物理参数，即0.4 pc的大小、30 K的尘埃温度、2 × 10^3 Msun的质量、3 × 10^23 cm^-2的柱密度和4 × 10^5 cm^-3的密度。我们把这些尘埃结构称为巨大而致密的核心。大多数的1.2毫米的源显示单峰结构，其中几个表现出一个明亮的紧凑的峰值周围的一个较弱的扩展信封。观察到的径向强度分布的源与这种类型的形态很好地拟合与幂律指数在1.0-1.7的范围内的幂律强度分布。这一结果表明，大规模和密集的核心集中凝聚，具有径向密度分布与幂律指数在1.5-2.2的范围内。我们还发现，UC-HII区域与ATCA对IRAS源的调查，在这里（论文I）通常被投射在1.2毫米的尘埃连续辐射的峰值位置，这表明，大质量恒星形成的中心凝聚的大质量和致密的核心。
2007-06-14 astro-ph
A dust ring around Epsilon Eridani: analogue to the young Solar System
使用一台新的亚毫米相机（JCMT的SCUBA）对附近恒星波江座周围的尘埃排放进行了成像。在850微米波长处，可以看到一个尘埃环，在距离恒星60 AU处达到峰值，在30 AU内的辐射要低得多。环的质量至少是0.01地球质量的尘埃，而CO观测的分子气体的上限是0.4地球质量。总质量与估计的物质数量相当，在绕太阳系运行的彗星中，质量为0.04-0.3地球。环结构最可能的起源是它是我们太阳系中柯伊伯带的一个年轻的类似物，并且中心区域已经部分地被颗粒形成为星子所清除。在海王星轨道半径范围内可以观察到Escheri周围的尘埃清除，并且在35-75 AU处的峰值发射位于估计的30-100 AU半径的柯伊伯带区域内。厄里是一颗主序星，类型为K2 V（0.8太阳质量），估计年龄为0.5-1.0 Gyr，因此这个解释与太阳系早期的历史一致，在那里发生了大约0.6 Gyr的猛烈撞击。一个意想不到的发现是环内的子结构，这些不对称可能是由于行星的扰动。
1998-08-20 astro-ph
The nature of GRB-selected submillimeter galaxies: hot and young
我们提出了详细的拟合的光谱能量分布（SED）的四个亚毫米（submm）星系的存在下选择的伽马射线暴（GRB）事件（GRBs 980703，000210，000418和010222）。这些微弱的~3 mJy submm发射体在红移~1的特点是不寻常的组合的长和短波长的属性，即增强submm和/或无线电发射结合光学模糊和蓝色。我们排除了作为长波发射源的活动星系核。根据SED拟合，我们得出结论，这四个星系都很年轻（年龄<2 Gyr），恒星形成率高（恒星形成率约为150 MSun/年），质量低（恒星质量约为10^10 MSun），尘埃（尘埃质量约为3x10^8 MSun）。它们的尘埃温度很高（Td>45 K），这表明伽玛射线暴的宿主星系比迄今为止探测到的亚毫米级星系更热、更年轻、质量更小。未来的设施，如赫歇尔，JCMT/SCUBA-2和ALMA将测试这一假设，使测量更暗的GRB选择星系的尘埃温度。
2007-08-29 astro-ph
Enrichment of the dust-to-gas mass ratio in Bondi/Jeans accretion/cloud systems due to unequal changes in dust and gas incoming velocities
Bondi和Jeans长度的比率被用来开发一个云吸积模型，该模型描述了一个内部的Bondi型制度，其中气体压力由中心恒星的重力平衡，以及一个外部的Jeans型制度，其中气体压力由气体自重平衡。由该模型提供的气体密度分布使得从风型内解到Bonnor-Ebert型外解的平滑过渡。它示出，高速尘埃撞击在这个云将倾向于堆积，由于具有不同的速度剖面比气体，使尘-气比是大大丰富的1%以上的ISM水平。
2008-01-27 astro-ph
Red-sequence galaxies with young stars and dust: The cluster Abell 901/902 seen with COMBO-17
我们报道了在由Abell 901 a，901 b和A902组成的超星系团系统中发现了一个富含尘埃的恒星形成星系的成分，它污染了红移约为0.17的红序列。这些星系不符合颜色密度关系，因为它们的首选栖息地与规则的红序列星系不同，后者通常是灰尘贫乏，古老和被动进化的。尘埃红色星系喜欢在中等密度的星系团外围，而在低密度场和高密度星系团核心都很少见。这一新结果是基于COMBO-17巡天中波段光度测量的信息内容。~800个最亮的星系团的photo-z精度<0.01，与星系团的速度色散相当。这使我们能够选择一个丰富和干净的集群样本，我们可以跟踪年龄敏感和灰尘敏感的光谱特征独立的详细中波段SED数据。我们发现尘埃星系的红色是尘埃灭绝和相对古老的恒星年龄相结合的结果。我们推测，尘土飞扬的红色星系可能是一个产品之间的小合并已建立的老红星系团星系与蓝场星系，或标志着一个时期的内部转型的蓝场星系到红星系团星系，这是由环境的影响，在集群的影响。
2005-08-06 astro-ph
Probing Dust around Brown Dwarfs: The naked LP 944-20 and the Disk of Cha Ha2
我们提出了第一个中红外（MIR）检测的领域棕矮星（BD）和第一个基于地面的MIR测量的磁盘周围的一个年轻的BD候选人。我们证明没有温暖的尘埃周围的领域BD LP 944-20。在年轻的BD候选人Cha Ha 2的情况下，我们找到了明确的证据，热尘埃排放从磁盘。令人惊讶的是，该物体没有表现出任何硅酸盐特征，如先前预测的那样。我们表明，平坦的光谱可以解释一个光学厚的平坦的尘埃盘。
2002-06-13 astro-ph
Dust-to-gas ratios in the Kepler supernova remnant
本文提出了一种新的估算开普勒信噪比中尘气比的方法。一致地计算了红外和韧致辐射中的尘埃发射，考虑到尘埃颗粒在膨胀和反向冲击的整个前部和下游被气体碰撞加热。尘埃与气体的比值是由尘埃发射颠簸和韧致辐射在红外线的比例。最大尘埃质量< 0.16 Mo。
2004-04-14 astro-ph
Dust in the disk winds from young stars as a source of the circumstellar extinction
研究了金牛T星盘风中尘埃粒子的生存问题。考虑到这一点，我们选择了Garcia等人（2001）描述的盘风模型，其中风的气体成分被双极扩散加热到10 $^4$ K量级的温度。它表明，由于与气体原子和电子的碰撞加热的尘埃颗粒是低效的恒星辐射加热相比，因此，尘埃生存，即使在热风分量。因此，盘风可能对恒星的紫外线和光学辐射不透明，并能够吸收其显著部分。计算表明，在每年的吸积率$\dot{M_a} = 10^{-8}-10^{-6} M_\odot$，这部分的TTS可能从20%到40%的总光度的恒星相应的范围。这意味着TTS中的盘风可以起到与现代吸积盘模型中考虑的膨胀内缘相同的作用。在Herbig Ae星（HAE）中，盘风（$r \le 0.5$ AU）的内部区域没有尘埃，因为那里的尘埃颗粒在恒星辐射的作用下升华。因此，在这种情况下，由盘风吸收的辐射的一小部分是显着较小的，并且可以与仅在$\dot{M_a} \geq 10^{-6} M_\odot$年$^{-1}$的“膨胀的内边缘”的效果进行比较。由于盘风结构的不均匀性，它对观测者的光学深度可能是可变的，导致年轻恒星的光度活动。基于同样的原因，在高分辨率的星周盘图像上，我们可以观察到具有螺旋状结构的气体和尘埃流的运动阴影。
2008-01-15 astro-ph
A Sub-Millimeter Search of Nearby Young Stars for Cold Dust: Discovery of Debris Disks around Two Low-Mass Stars
（节略）我们目前的结果，从JCMT/SCUBA 850 μ m的搜索附近的年轻恒星属于β Pic（t~ 1200万年）和本地协会（t~ 5000万年）的移动群体周围的冷尘埃。与过去大多数亚毫米级的研究不同，我们的样本是根据恒星年龄选择的。我们的观察实现了一个数量级更大的灵敏度在尘埃质量相比，以前的工作在这个年龄范围内。我们在我们的样本中探测到了三颗M矮星中的两颗，GJ 182和GJ 803。GJ 182也可能拥有25微米的过剩，这表明在其盘的内部几个AU中有温暖的尘埃。对于GJ 803（AU Mic），亚毫米映射发现850 um发射未被解析。没有检测到CO 3-2线表明系统是气体贫乏的，SED表明存在一个大的内部盘孔（半径约17 AU = 1.7 arcsec）。这些可能表明，在1000万年内，大距离的行星可以在M矮星周围形成。在一篇配套论文（Kalas，Liu & Matthews 2004）中，我们使用光学日冕成像证实了GJ 803周围存在尘埃盘。鉴于它的年轻，接近和可探测性，GJ 803磁盘将是一个有价值的系统，用于研究磁盘，也许是行星，形成非常详细。总体而言，对碎片盘的亚毫米测量表明，在最初的~ 1000万年内，尘埃质量下降了约10^3倍，随后检测到的亚毫米碎片盘质量的下降与t^{-0.5}至t^{-1}一致。
2004-04-07 astro-ph
Cyclic Changes of Dust-to-Gas Ratio
利用星际介质的多相模型讨论了螺旋星系中尘埃与气体质量比的时间变化。在旋涡星系中，星际气体相变的典型时间尺度是$\sim 10^7$ - $10^8$ yr。由于相变改变了尘埃生长发生的冷气的填充因子，因此尘埃生长速率在该时间尺度上变化。为了研究灰气比对相变的响应，我们建立了一个灰气比随时间的演化模型。我们采用三相模型的星际气体和Ikeuchi-Tomita模型的质量交换相之间。根据该模型，三种类型的解决方案是可能的：[1]所有的气体都转化为热气体; [2]实现三相的稳定稳态; [3]每个相的填充因子周期性地变化。对于三种类型的解决方案中的每一种，尘气比表现如下：[1]几乎所有的灰尘被破坏（尘气比变成$\sim 0$）; [2]尘气比收敛到一个稳定状态; [3]尘气比响应于相变而周期性变化。在[3]的情况下，如果粉尘生长时间尺度短于相变时间尺度，则粉尘-气体比的变化幅度大（接近一个数量级）。这个条件在旋涡星系中很容易满足。然而，矮星系很难实现这一条件，因为它们的金属丰度很小，使得尘埃生长的时间尺度很长。
1999-08-30 astro-ph
Near-infrared imaging polarimetry of dusty young stars
我们进行了JHK偏振观测的11个尘埃年轻的恒星，使用偏振仪模块IRPOL 2与近红外相机UIST的3.8米英国红外望远镜（UKIRT）。我们的样本针对的系统，UKIRT可分辨光盘已预测模型拟合其光谱能量分布。我们的观测证实了TW Hya和HD 169142周围存在扩展偏振发射。HD 150193和HD 142666在我们的样品中显示出最大的偏振值，但没有解析出扩展结构。通过结合我们的观察与HST的日冕数据从文献中，我们得到的J-和H-波段的固有极化径向依赖TW海亚的磁盘。我们发现光盘的偏振效率是在H比在J高，我们确认，J-和H-波段的百分比偏振是合理的常数与半径之间的区域0.9和1.3弧秒从恒星。我们发现，我们已经检测到扩展偏振的对象是那些先前的建模建议存在的耀斑光盘，这是预测要比平坦的光盘更亮，因此将更容易检测偏振。
2005-11-29 astro-ph
Building Planets with Dusty Gas
我们发展了一种模拟含尘气体流动的新的数值方法。我们独特的代码结合了气体流体力学，自重力和尘埃阻力，以遵循含尘气体介质的动态演化。我们已经纳入了几个描述之间的气体和尘埃相的阻力，可以模拟流动与亚毫米，厘米和米大小的“灰尘”。我们目前的计算运行在APAC* 超级计算机上的前太阳星云的尘埃分布的演变。* 澳大利亚高级计算伙伴关系
2002-09-09 astro-ph
Non-emission line young stars of intermediate mass
我们提出了四个中等质量的候选年轻恒星的天体，往往被归类为赫比格Ae/Be星的光谱。典型的赫比格Ae/Be发射特征并不存在于这些恒星的光谱中。其中三个，HD 36917，HD 36982和HD 37062是年轻的猎户座星云团（ONC）的成员。这种关联将他们的年龄限制在100万岁以下。它们缺乏明显的近红外线过量，这表明中央恒星附近没有热尘埃。但它们确实拥有大量的冷和扩展的尘埃成分，这是在远红外波长下观察到的大量过量发射所揭示的。分数红外光度$L_{ir}/L_{\star}$和尘埃质量计算IRAS通量系统低于赫比格Ae/Be星，但高于织女星类星。这些恒星可能代表了迄今为止已知的织女星现象最年轻的例子。相比之下，我们的样本中的另一颗恒星HD 58647更有可能是一颗经典Be星，这一点从低$L_{ir}/L_{\star}$、星周尘埃稀少、低偏振、存在H $α$发射以及与其他著名经典Be星类似的近红外过量和远红外光谱能量分布中可以明显看出。
2002-04-29 astro-ph
Accretion Disks Around Young Objects. III. Grain Growth
我们提出了详细的模型，包括尘埃颗粒生长的幂律尺寸分布的照射金牛座T盘。该模型假设尘埃和气体之间的完全混合，并解决了垂直盘结构self-consistentlyincluding恒星辐射以及局部粘性加热的加热效应。对于一个给定的总尘埃质量，晶粒生长被发现，以减少表面的垂直高度，其中恒星辐射的光学深度成为单位，从而局部照射加热，同时增加在毫米和亚毫米波长的磁盘发射。由此产生的磁盘模型的几何厚度比我们以前的模型假设星际介质尘埃，并同意更好地与观察到的光谱能量分布和图像的边缘上的磁盘，如HK Tau/c和HH 30。被认为是确定磁盘质量从长波长发射的晶粒生长模型的影响。
2001-01-25 astro-ph
Dust-to-Gas Ratio and Phase Transition of Interstellar Medium
在星际介质多相模型下，讨论了尘气质量比随时间的演化。根据星际介质的非线性开放系统模型，认为星际气体的相变发生在$10^{7--8}$ yr的时间尺度上。由于相变改变了粉尘的形成和破坏速率，因此粉尘与气体的比率也在相同的时间尺度上波动。这从数量上解释了旋涡星系尘埃-气体比的分散性，尽管我们应该注意到观测的巨大不确定性。
1999-03-17 astro-ph
Rapid Cooling of Dusty Gas in Elliptical Galaxies
我们提出了一个恒星起源的中央尘埃云在大多数巨大的椭圆星系。在E或cD星系中，从演化中的红巨星喷出的尘埃气体即使在进入炽热的X射线发射气体后也会迅速冷却。与尘埃粒子的热碰撞冷却可以比银河系势中的动力学时间或粒子溅射时间更快。有些颗粒在冷却的气体中存活下来。在恒星金属丰度较高的中心区域，尘埃恒星外流冷却得更有效。与富含气体和尘埃的矮星系的合并偶尔会发生，但不需要解释观测到的尘埃云。
2003-05-22 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
Accretion Disks Around Young Objects. II. Tests of Well-Mixed Models with Ism Dust
我们构造了金牛座T星周围均匀混合有星际介质尘埃和气体的辐射吸积盘的详细垂直结构模型。使用这些模型的结构和发射性质的依赖关系的质量吸积率，粘度参数，和磁盘半径进行了探讨。理论的光谱能量分布（SED）和图像的所有倾角进行了比较与观察的整个人口的经典金牛座T星（CTTS）和I类对象在金牛座。特别是，我们发现，中位近红外通量可以解释的错误与最近的值为中位吸积率CTTS。我们进一步表明，金牛座的大多数I类源不能是II类源，因为它们太亮了，而且它们的颜色与只在狭窄的倾角范围内看到的圆盘一致。我们的模型在大半径处似乎过于几何厚，这是由以下因素所暗示的：（a）远红外盘发射比金牛座T星的典型SED更大;（b）模型图像中的暗尘埃带比HH 30和HK Tau/c的图像更宽;以及（c）被边缘盘包围的恒星的预测数量比目前的调查一致。模型的厚度很大是假设尘埃和气体混合良好的结果，这表明可能需要一定程度的尘埃沉降来解释观测结果。
1999-07-23 astro-ph
3D Continuum radiative transfer in complex dust configurations around young stellar objects and active nuclei II. 3D Structure of the dense molecular cloud core Rho Oph D
对Rho Oph D稠密分子云核的密度和热三维结构的约束来自详细的三维辐射转移模型。两个ISOCAM图像在7和15微米的同时拟合代表的灰尘在核心的分布与一系列的三维高斯密度分布。通过模拟退火优化高斯的大小、总密度和位置，以获得2D列密度图。投影芯密度具有复杂的细长图案，具有两个峰值。我们提出了一种新的方法来计算一个外部照明的复杂的三维结构的平均光学深度的近似温度。这种T（tau）方法被应用于IRAM 30 m望远镜获得的1.3 mm地图，以找到Rho Oph D核心的近似3D密度和温度分布。空间3D分布严重偏离球面对称。拉长的结构是在一般协议与最近的重力湍流分子云的崩溃计算。我们讨论可能的模糊性的背景测定过程中，错误的地图，T（τ）方法的准确性，和假设的尘埃粒子的大小和属性的影响。
2004-10-27 astro-ph
Dust-to-gas ratio and star formation history of blue compact dwarf galaxies
本文研究了蓝致密矮星系（BCD）中观测到的尘埃气体比大幅度变化的起源。通过应用我们的化学演化模型，我们发现当BCD的金属丰度达到$12+\log{\rm (O/H)}\sim 8$，即，典型的BCD金属含量水平。我们还表明，尘埃与气体的比例变化很大，由于尘埃破坏效率的变化，有两个效果：（i）一个显着的贡献Ia型超新星总超新星率;（ii）包含在恒星形成区域的气体质量的变化。虽然从BCD的质量损失以前被认为是主要原因的方差的尘气比，我们认为，其他两个影响也很重要。最后，我们讨论了间歇性的恒星形成历史，这自然解释了大的分散的尘埃气体比之间的BCD。
2002-04-18 astro-ph
Dusty Cometary Globules in W5
我们报告发现四个尘埃彗星尾巴周围的低质量恒星在两个年轻的星团属于W5恒星形成区。与斯皮策太空望远镜24微米观测到的发射轮廓相吻合，给出了尾巴寿命<3000万年，但更有可能<500万年。这一结果表明彗星相是一个短暂的现象，发生在附近的O型星的光蒸发从年轻的低质量恒星的外盘中移除气体之后（也参见Bezier et al. 2006; Bezier et al. 2008）。
2008-09-11 astro-ph
The structure of the protoplanetary disk surrounding three young intermediate mass stars. II. Spatially resolved dust and gas distribution
[摘要]我们提出了第一个直接比较的气体分布，跟踪的[OI] 6300 AA排放，和尘埃，跟踪的10微米排放，在原行星盘周围的三个中等质量的恒星：HD 101412，HD 135344 B和HD 179218。用VLTI/ELISA获得N带病毒条带。简单的几何模型被用来比较粉尘排放的高分辨率光谱在6300 AA [OI]线相同的目标。HD 101412和HD 135344 B周围的盘在气体中表现出强烈的耀斑，但在超过2 AU的尘埃中表现出自遮蔽。在这两个系统中，10微米的发射是相当紧凑的（< 2 AU），而[OI]亮度曲线显示出双峰结构。内峰最强，与尘埃的位置一致，外峰较暗，位于5-10 AU。空间扩展的PAH排放被发现在两个磁盘。HD 179218周围的星盘在尘埃中向外展开。10微米的发射来自一个双环状结构，第一个环在~ 1 AU处达到峰值，第二个环在~ 20 AU处达到峰值。在~ 3 - 15 AU之间未检测到尘埃排放。氧的发射似乎也来自一个耀斑结构，然而，这种发射的大部分是在~ 1 - 10 AU之间产生的。这可能表明外盘中缺乏气体，或者可能是由于化学效应减少了OH的丰度-观察到的[OI]发射的母体分子-远离恒星。HD 179218、HD 135344 B和HD 101412这三个系统可能形成一个演化序列：在气尘解耦、颗粒生长和尘埃沉降的共同作用下，最初爆发的圆盘变得平坦。
2008-09-23 astro-ph
Mass-loss rates and dust-to-gas ratios for obscured Asymptotic Giant Branch stars of different metallicities
研究了小麦哲伦云和大麦云云（SMC & LMC）以及银河系中不同初始金属丰度的AGB星的质量损失率和尘埃气体比。它们的拱星包层的性质可以用一种一致的方式来解释，如果对于被遮蔽的M-型AGB星和被遮蔽的碳星，总的（气体+尘埃）质量损失率仅微弱地依赖于初始金属丰度，而尘埃-气体比近似线性地依赖于初始金属丰度。
1999-12-02 astro-ph
Can dust destabilize galactic disks?
我们研究了星系盘中心区域的尘埃成分对气相的动力学影响。因此，我们进行了二维流体动力学模拟嵌入在恒星和暗物质潜力的平坦的多组分盘。无压力的尘埃成分通过取决于它们的速度差的拖曳力耦合到气体。结果表明，最不稳定的区域是那些具有低或接近最小Toomre参数或具有刚性旋转的区域，即中心区域。在该地区的无尘磁盘成为最不稳定的一个小范围的高方位角模式（m \sim 8），而在尘埃磁盘的所有模式具有类似的振幅，导致在一个补丁外观。尘埃中的结构比气体中的结构在臂和臂间区域之间具有更大的对比度。尘埃峰经常与气体分布的峰相关，但它们不一定与它们重合。这导致了一个很大的分散在粉尘与气体的比例。尘埃的外观更像是蜂窝状的（即有时连接不同的螺旋特征），而气体则是以多臂螺旋结构组织的。我们发现，2%的灰尘（相对于气体的质量）的混合物基本上不稳定的气体盘，而灰尘与气体的比例低于1%的气体盘的演变没有影响。对于10%的高尘气比，不稳定性在3000万年后已经达到饱和水平。
2004-03-16 astro-ph
Submillimeter Observations of the Young Low-Mass Object IRAS 04158+2805
我们提出了高空间分辨率的亚毫米波阵列观测和补充的单碟测光的分子气体和尘埃周围的IRAS 04158+2805，光谱类型M5-M6的金牛座恒星形成区域的年轻源。一个明亮的，高度拉长的尘埃结构，直径为8”（~1120 AU），在883微米的热连续图像中显示。这种发射几何形状与光学观测结果非常一致，光学观测结果显示出类似的吸收结构，垂直于双极散射光星云排列。然而，干涉测量数据也清楚地表明，亚毫米连续辐射不是集中在中心，而是似乎有一个环形几何形状，在半径约250-300 AU内的强度大大降低。从CO J=3-2转换的空间分辨发射沿尘埃结构的主轴表现出速度梯度。如果这种运动学模式被解释为围绕中心物体旋转的特征，则推断出相对较低的质量（M_star = 0.3 M_sun，不确定性约为50%）。我们讨论了几种可能的解释，所观察到的气体和尘埃环境周围的IRAS 04158+2805，包括一个扁平的信封与外流腔和一个大的环联星环。这个来源提供了围绕年轻低质量恒星系统的气体和尘埃环境的独特视图。它的性质通常与这种依赖动力学喷射的低质量物体的形成情景不相称，而是证实了一种单一的机制-分子云核心坍缩和碎裂-可以产生各种恒星质量（至少一个数量级）的恒星。
2008-06-25 astro-ph
The Differential Lifetimes of Protostellar Gas and Dust Disks
我们建立了一个原恒星盘模型，该模型考虑了粘性演化、光蒸发以及尘埃颗粒和气体的径向微分运动的综合影响。对于金牛座T盘，主要由毫米级颗粒组成的尘埃盘的寿命总是短于气体盘的寿命，并且只有当颗粒是蓬松的（密度< 0.1 g cm^{-3}）时才变得相似。如果在经典的金牛座T相的晶粒生长产生了大量毫米级的晶粒，那么这些晶粒在10^7年内完全吸积到恒星上，然后光蒸发开始耗尽内部的气体盘，恒星演化到弱线金牛座T相。在弱线相，只有尘埃贫乏的气体盘仍然在大半径（> 10 AU），没有强烈的气体吸积的迹象，也没有毫米的热辐射的尘埃。对于Herbig AeBe星，在外盘的尘埃颗粒迁移到内部区域之前，强烈的光蒸发作用在10^6年内清除了内盘。在这种情况下，留在外部气体盘中的颗粒聚集在盘的内边缘（距离恒星10-100 AU）。这些尘埃颗粒甚至在整个气盘被光蒸发后仍留在那里，并形成一个类似于HR 4796 A周围观察到的贫气尘埃环。因此，根据恒星电离通量的强度，我们的模型预测了年轻恒星周围相反类型的产品。对于具有低光蒸发率的低质量恒星，将形成具有内孔的贫尘埃气体盘，而对于具有高光蒸发率的高质量恒星，将形成贫气体尘埃环。这一预测应检查周围的气体和尘埃观测弱线金牛T星和演变Herbig AeBe星。
2005-03-22 astro-ph
