Effects of Dust Growth and Settling in T Tauri Disks
我们提出了自洽的磁盘模型金牛座T星，其中包括一个参数化的尘埃沉降和晶粒生长的处理，建立在一系列的文件由D'Alessio等人开发的技术。该模型将耗尽分布的尘埃在磁盘上层随着较大尺寸的颗粒附近的磁盘中平面，正如理论上所预期的，正如我们之前建议的，有必要考虑毫米波发射，SED，散射光图像，硅酸盐发射功能同时。通过将模型与最近的中红外和近红外观测结果进行比较，我们发现上层小颗粒的尘埃与气体质量比应<标准值的10%。从上层消失的颗粒增加了尘埃与气体的质量比的磁盘内部，如果这些颗粒生长到最大尺寸的顺序毫米在沉降过程中，然后毫米波通量和光谱斜率可以一致地解释。耗尽和增长的晶粒也可以增强上层的电离，提高磁旋转不稳定性驱动磁盘吸积的可能性。
2005-11-18 astro-ph
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
Investigating grain growth in disks around southern T Tauri stars at millimetre wavelengths
低质量恒星形成的盘中颗粒的凝聚可能最终导致行星的形成。目前尚不清楚晶粒生长发生的时间和地点，因为解释观察结果的模型通常是退化的。打破这种简并性的一种方法是解析所研究的源。目的-寻找证据，证明在金牛座T星周围的圆盘中存在毫米大小的颗粒，这意味着颗粒生长。澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）被用来观察15个南金牛座T星，5个在星座狼疮和10个在Chamaeleon，在3.3毫米。还使用1.4毫米的亚毫米阵列（SMA）观察了五个狼疮源。我们的新数据与文献中的数据进行了补充，以确定毫米级光谱能量分布的斜率。结果-使用ATCA在优于3sigma的条件下检测到10个源，sigma约为1-2 mJy，使用SMA观察到的所有源均在优于15 sigma的条件下检测到，sigma约为4 mJy。在我们的样品中，有六个源的物理半径约为100 AU。假设从这样大的圆盘发射的光主要是光学薄的，毫米斜率可以直接与不透明度指数相关。对于其他源，不透明度指数是下限。六个分辨源中有四个的不透明度指数<~1，表明颗粒生长到毫米级或更大。盘状星云的质量范围从< 0.01到0.08 MSun，与最小质量的太阳星云相当。一个试探性的相关性之间的毫米斜率和强度和形状的10微米的硅酸盐功能，表明晶粒生长发生在类似的（短）的时间尺度在内部和外部磁盘。
2006-10-22 astro-ph
Indications for grain growth and mass decrease in cold dust disks around Classical T Tauri stars in the MBM 12 young association
我们报告检测到的连续发射在850和450微米的磁盘周围的四个经典金牛座T星在MBM 12（L1457）年轻的协会。使用一个简单的模型，我们推断出LkHa 263 ABC的质量为0.0014-0.012 M_sun，S18 ABab的质量为0.005-0.021 M_sun，LkHa 264 A的质量为0.03-0.18 M_sun，LkHa 262的质量为0.023-0.23 M_sun。LkHa 263 ABC的星盘质量与从围绕C分量的边缘星盘散射光图像推断的0.0018 M_sun一致。与早期的13 CO线观测结果相比，暗云值表明CO消耗高达300倍。的光谱能量分布（SED）表明晶粒生长，可能到几百微米的大小，但我们的空间未解决的数据不能排除不透明的SED形状的解释。我们的观测表明，这些金牛T星在1-5百万年的年龄仍然被大量的冷物质所包围。我们的结论是，观察到的磁盘质量差异可能是通过影响初始值的二元分离来解释的。与现有的吸积率估计，我们发现，我们的数据是一致的粘性发展磁盘的质量减少了约30%的理论预期。
2003-07-28 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
Mid-IR spectroscopy of T Tauri stars in Chamealeon I: evidence for processed dust at the earliest stages
我们提出了中红外光谱的三个金牛座T星在年轻的Chamealeon I暗云上获得的TIMMI 2的ESO 3.6米望远镜。在这三颗恒星中，9.7微米的硅酸盐发射带是突出的。我们用不同大小的无定形橄榄石颗粒、结晶硅酸盐和二氧化硅的混合物来模拟它。这些不同成分的质量分数在不同的恒星之间变化很大。虽然CR Cha的光谱主要由小的无定形硅酸盐组成，但在VW Cha中（以及在较小程度上在玻璃I中），有明显的证据表明大量的加工粉尘以结晶硅酸盐和大的无定形颗粒的形式存在。这是第一次在非常年轻的金牛座T星（~ 100万年）中检测到经过处理的尘埃。
2003-09-25 astro-ph
Dust-grain processing in circumbinary discs around evolved binaries. The RV Tauri spectral twins RU Cen and AC Her
背景：我们研究的结构和演化的拱星盘周围的演化双星及其对中央系统的演化的影响。目的：详细研究RUCen和ACHer的二元性质，以及星周环境的结构和矿物学。方法：我们将多波长观测与二维辐射转移研究相结合。我们的径向速度计划研究中心恒星，而我们的斯皮策光谱和宽带SED用于约束矿物学，粒度和物理结构的拱星环境。结果：我们测定了RUCen的轨道根数，表明它的轨道是一个具有1500天的相当长周期的高偏心轨道。这两个天体的红外光谱非常相似，尘埃的光谱特征主要是富含镁的结晶硅酸盐。小的峰连续比被解释为是由于大晶粒。我们的模型包含两个组成部分，一个冷的大颗粒为主的中部平原，和近红外和中红外，这是由较小的硅酸盐的排放为主。红外过量是很好的建模假设流体静力被动照射光盘。尘埃共振的轮廓拟合表明，尘埃颗粒必须是非常不规则的。结论：这两个原型的RV金牛座彗星与拱星尘埃是双星的尘埃被困在一个稳定的磁盘。矿物学和粒度表明，粉尘是高度加工，无论是在结晶度和粒度。冷晶体表明，无论是径向混合是非常有效的和/或在晶粒形成的热历史已经非常不同的流出。控制这些盘结构的物理过程与在年轻恒星周围的原行星盘中观察到的相似。
2007-09-20 astro-ph
Aperture Synthesis Imaging of the Circumstellar Dust Disk Around DO Tauri
我们在43.3 GHz（$λ$ = 7 mm）连续辐射的0.6 $''$分辨率VLA图上探测到了金牛座T星DO。43 GHz的通量密度位于由89至232 GHz测量定义的相同幂律斜率上，F $_ν$ $\propto ν^α$，指数$α$ = 2.39 $\pm$ 0.23，证实43.3 GHz的发射是来自星周尘埃的热辐射。在8.4和22.5 GHz的通量密度上限限制了来自致密电离风的自由-自由辐射的贡献小于49%。如果尘埃的辐射是光学薄的，那么尘埃的辐射指数$β$为$0.39\pm$ 0.23。拟合一个薄的拱星盘模型观测到的光谱能量分布给出了$β= 0.6\pm0.3$，符合幂律推导。这两个值都大大低于星际介质的普遍接受，表明晶粒生长。考虑到金牛座DO的年轻和它的拱星盘的早期演化状态，这一结果意味着毫米大小的颗粒已经在早期的T-金牛阶段形成。
1995-08-14 astro-ph
Dust coagulation in protoplanetary disks: a rapid depletion of small grains
我们模拟了原行星盘中尘埃凝聚的过程，并计算了它如何影响它们的观测外观。我们的模型涉及在磁盘中的每个位置的凝结方程的详细解决方案。在规则的时间间隔，我们饲料产生的三维尘埃分布函数到一个连续辐射转移代码，以获得光谱能量分布。我们发现，即使只有非常基本的-和很好理解-凝固机制包括在内，晶粒生长的过程太快，与金牛座T盘的红外观测是一致的。小颗粒被如此有效地去除，以至于在盘达到金牛座T星典型的1 E6年年龄之前很久，SED只显示非常弱的红外过量。这与大多数经典金牛座T星的SED不一致。小颗粒需要以某种方式补充，例如通过高速碰撞的聚集碎片。一个非常简化的计算表明，当团聚体破碎，获得一个准静态的粒度分布中的增长和破碎处于平衡状态。这种准静止状态可能持续1 E6年甚至更长时间，这取决于盘中的环境，并可能使时间尺度进入正确的状态。我们的结论是，一个简单的进化场景中，颗粒慢慢地从原始的0.1微米的颗粒生长到更大的颗粒在一段时间的几个百万年是最有可能是不正确的。
2004-12-06 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
Spectral Energy Distributions of T Tauri Stars With Passive Circumstellar Disks
我们推导出流体静力学，辐射平衡模型的被动磁盘周围的金牛座T星。每一个圆盘都被一层光学上很薄的过热尘埃颗粒包裹着。这一层直接将其吸收的恒星能量的一半重新发射到太空。另一半向内发射，调节磁盘的内部温度。被加热的圆盘开始燃烧。因此，它吸收更多的恒星辐射，特别是在大半径，比一个平坦的磁盘。由盘贡献的光谱能量分布的部分在整个热红外中相当平坦。在固定频率下，来自表面层的贡献超过来自内部的贡献约3倍，并且以大于一个数量级的半径发射。如果从盘面近正面观察，过热层中尘埃颗粒的光谱特征会出现在辐射中。
1998-01-02 astro-ph
Strong dust processing in circumstellar discs around 6 RV Tauri stars. Are dusty RV Tauri stars all binaries?
我们提出了扩展的光谱能量分布（SED）的7个经典的RV金牛星，使用新获得的亚毫米连续测量和日内瓦光学光度补充文献数据。宽波段的SEDs显示了一个大的红外过剩与黑体斜率在长波长的七颗恒星中的六个，R Sct是一个明显的例外。这种长波长的斜率最好的解释是假设在拱星物质中存在大颗粒的尘埃成分。我们表明，最有可能的分布周围的六个系统的拱星尘埃是尘埃居住在一个光盘。此外，需要非常小的流出速度来解释附近的升华温度的尘埃的存在，我们推测，光盘开普勒。这些致密盘的结构和演化至今还不清楚，但它们形成的一个可能的先决条件是尘埃状的金牛座RV星是双星。
2005-03-14 astro-ph
Constraints on a planetary origin for the gap in GM Aurigae's protoplanetary disc
不寻常的光谱能量分布（SED）的经典金牛座T星GM御夫座提供了证据，存在一个内部盘孔延伸到几个AU。使用流体动力学模拟和蒙特卡罗辐射输运相结合，我们调查所观察到的SED是否是一致的内孔被创建和维护的轨道行星。结果表明，在质量为0.047M_sun，半径为300au的圆盘中，一颗质量为2M_jupiter，轨道半径为2.5au的行星，与SED和CO观测结果都有很好的匹配，后者限制了圆盘中的速度场。根据目前的数据，行星质量的范围是允许的，但原则上可以通过进一步的观测在3到20微米之间区分。未来的高精度天体测量仪器也应该能够探测到中心恒星由于木星质量行星轨道而产生的运动。我们认为，少量的金牛座T星的SEDs类似于通用Aur的嵌入式迁移行星的预期统计数据大致一致。
2003-02-11 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
Detection of crystalline silicates around the T Tauri star Hen 3-600A
我们已经进行了中红外N波段光谱观测的金牛座T星Hen 3- 600 A在TW长蛇座协会与COMICS上的8.2米斯巴鲁望远镜，并发现其光谱的结构特征。这些结构特征很好地解释了结晶镁橄榄石，结晶顽火辉石，二氧化硅和玻璃状橄榄石颗粒的组合。在中等质量的年轻恒星天体（YSO）中，已经发现了结晶硅酸盐，但迄今为止还没有关于低质量YSO（如金牛座T星）的可靠探测报告。这是第一次在低质量YSO中明确检测到结晶硅酸盐，并表明结晶事件甚至发生在T Tauri阶段的低质量YSO的原行星盘中。在Hen 3 - 600 A系统中，导致推断的尘埃成分的物理过程可能类似于太阳系早期发生的那些。
2003-01-22 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
Abundance Analyses of Field RV Stars, V: DS Aquarii, UY Arae, TW Camelopardis, BT Librae, U Moncerotis, TT Ophiuchi, and RV Tauri
摘要分析，并讨论了八个RV金牛座变量。RV B星UY Ara显示了在其他RV B星中看到的丰度异常，即在高温下凝结成颗粒的元素丰度不足，但低凝结温度的元素丰度不足。这种模式归因于尘埃从气体中分离出来，气体而不是尘埃被大气吸积。两颗RV C星的丰度与其他RV C星的早期结果表明，这些本质上贫金属的恒星不显示尘埃气体分离的影响。对五颗RV A星的分析表明，这些较冷的恒星在很大程度上不受尘埃气体分离的影响。有人建议，较冷的恒星的对流信封稀释异常所造成的尘埃-气体分离-尘埃风关闭RV金牛座变量或尘埃circumbinary磁盘-进行审查和观测测试建议。
1999-09-03 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
Spectral Energy Distributions of Passive T Tauri Disks: Inclination
我们计算光谱能量分布（SED）被动金牛座T盘在任意倾角。在辐射和流体静力平衡的磁盘的半解析模型。在张开的星盘不遮蔽中心恒星的视角范围内，SED随倾角的变化可以忽略不计。对于这样的方面，〜 80微米的SED短路对取向特别不敏感，因为短波长盘发射由光学上薄的过热表面层主导。一个几乎是边对盘的SED是I类源的SED。外盘遮蔽了内盘区域，约30微米的发射短波长被戏剧性地熄灭。尘埃颗粒的光谱特征可能出现在吸收中。然而，毫米波长的通量减少最多的一个因素2，从面对边缘上的取向。我们提出了说明性的应用程序，我们的SED模型。I类源04108+ 2803 B被认为是一颗金牛座T星，隐藏在一个倾斜的拱星盘中。适合其观察到的SED产量模型依赖值的磁盘质量约0.015太阳质量和磁盘倾角约65度相对faceon.The II类源GM Aur代表一个T金牛星的拱盘清晰。拟合的参数包括一个质量为0.050太阳质量和倾角为60度的磁盘。
1998-12-10 astro-ph
Dust in Protoplanetary Disks
我们严格审查的最佳证据线晶粒生长的原行星盘，观测到的光谱能量分布和图像的金牛座T和赫比格Ae星的建模的基础上。这些数据是一致的毫米级晶粒附近的磁盘中面，和微米级晶粒附近的磁盘表面。我们回顾了三个渠道，其中晶粒可以生长，包括直接冷凝从气相，晶粒晶粒碰撞粘附，和重力不稳定性。尘埃在识别尚未发现的太阳系外行星中的效用得到了强调。
2003-09-08 astro-ph
Large dust particles in disks around T Tauri stars
我们提供了在金牛座-御夫座恒星形成区的14颗低质量主序前恒星的7毫米连续观测结果，这些观测是用甚大阵列获得的，分辨率约为1.5”，均方根灵敏度约为0.3 mJy。对于10个物体，拱星发射已空间解决。大外盘半径推导表明，在这个波长的发射主要是光学薄。毫米光谱能量分布的特征在于光谱指数α = 2.3至3.2。在考虑到自由-自由发射的贡献和光学深度的修正后，我们确定了尘埃不透明度指数β在0.5至1.6的范围内，这表明毫米级的尘埃聚集体存在于星周盘中。其中四个β> 1的来源可能与在星际介质中发现的亚微米级尘埃一致。我们的研究结果表明，尘埃颗粒生长到毫米级的颗粒是在不到1万年的大多数拱星盘完成。
2005-09-19 astro-ph
HST/WFPC2 Images of the GG Tauri Circumbinary Disk
我们目前的第一个可见光波长的图像GG金牛座环联星环，获得了哈勃太空望远镜的宽视场和行星相机2。在V和I波段图像中都检测到来自环的散射光。图像显示，环是光滑的，除了一个小间隙，可能是恒星和环之间的物质造成的阴影。在地面自适应光学图像中看到的从恒星延伸到环的辐条在我们的数据中看不到，这表明它们可能是图像伪影。近/远表面亮度比在I波段为6.9，与小尘埃颗粒的前向散射一致。峰值环表面亮度的方位角似乎从最接近我们的方位角偏移了13度，就像以前的近红外HST观测一样。这可能表明环是扭曲的，或以某种方式被星周盘遮蔽。环的颜色比HST观测到的来自恒星的组合光更红，证实了先前的测量结果，即环周盘可能会导致照亮环的光的消光。我们检测到一个明亮的，紧凑的弧材料0.3弧秒，从次要的恒星在一个方位角对面的主要。它看起来太大了，不可能是一个拱星盘，而且也不在拉格朗日点上所捕获的尘埃的预期位置。
2002-02-19 astro-ph
A New Probe of the Planet-Forming Region in T Tauri Disks
我们提出了新的观测FUV（1100-2200埃）辐射场和近中红外（3- 13.5微米）光谱能量分布（SED）的样本的金牛座T星选择的基础上明亮的分子盘（GM Aur，DM Tau，LkCa 15）。在每个来源中，我们发现了Ly α诱导的H2荧光和低于1700埃的FUV连续发射的额外来源的证据。的FUV光谱的H2激发模型的比较表明，强的连续发射是由于电子碰撞激发的H2。这种激发的最终来源可能是X射线照射，其产生混合在分子层中的热光电子。对每个天体的SED分析发现，在这些年轻（~ 100万年）的恒星系统中，存在着几个天文单位大小的内盘间隙。我们建议，强H2连续发射和内部磁盘清除的存在有关的高能量光子在富含气体的区域与低颗粒不透明度的穿透能力增加。
2004-09-13 astro-ph
Is the silicate emission feature only influenced by grain size?
在金牛座T星和赫比格Ae/Be星的光谱中观察到的10 μ硅酸盐发射特征的平坦化通常被解释为晶粒生长的指示。在本文中，我们表明，发生类似的行为时，复合颗粒的孔隙率变化的特征形状。蓬松的聚集体，具有不同大小的夹杂物，由多层球无定形碳，无定形硅酸盐和真空组成的模型。研究还发现，在复合多孔颗粒中加入结晶硅酸盐可以导致已知共振的转移和新共振的产生。
2008-03-31 astro-ph
The temperature structure of dusty planetary nebulae
本文分析了行星状星云光电离模型中尘埃粒子的光电加热效应。我们已经证明，如果行星状星云中含有大量的小颗粒，这个过程就显得尤为重要。这些颗粒的存在将解决一些迄今尚未找到令人满意的解决办法的问题：i）从特制的光电离模型推断出的某些天体的热能不足; ii）直接从空间分辨观测和间接从某些行星状星云的积分光谱推断出的大的负温度梯度; iii）由巴耳末跳跃得到的温度小于由[O III] 4363/5007得到的温度; iv）观察到的[O I] 6300的强度通常大于光电离模型预测的强度。在存在中等密度不均匀性的情况下，例如从行星状星云的高分辨率图像中推断，光电加热将提高稀薄成分的温度，从而更好地限制团块。这种尘埃星云和星云的温度结构将解决Peimbert（1967，ApJ，150，825）提出的长期存在的温度波动问题。
2001-10-28 astro-ph
Planetary Torques as the Viscosity of Protoplanetary Disks
我们重新审视了行星密度波尾流驱动原恒星盘吸积的想法。许多小行星的影响可以表示为粘度，如果尾流阻尼局部，但粘度是成比例的阻尼长度。即使对于地球质量的行星，阻尼也主要是通过冲击发生的。尾流的激励遵循包括扭矩截止的标准线性理论。我们使用这作为输入的近似，但定量的非线性理论的基础上，伯格方程的后续传播和冲击。冲击阻尼确实是局部的，但很弱。如果在一个最小质量的太阳星云中所有的金属都被投入到几个地球质量的行星中，那么就会产生dex（-4）到dex（-3）量级的无量纲粘度[alpha]。我们将其与观测约束进行比较。这样的小行星在径向速度测量中不会被发现，并且可能无处不在。如果是这样的话，那么观测到的金牛座T盘的寿命与理论上组装一颗岩石行星的时间尺度的相似性可能是命运而不是巧合。
2000-10-27 astro-ph
HST/ACS Images of the GG Tauri Circumbinary Disk
哈勃空间望远镜高级巡天照相机在2002年拍摄了年轻的金牛座GG双星及其环双星盘的V和I带通图像，是迄今为止该系统最详细的图像。确认了之前在盘中看到的特征，包括：一个明显由星周物质阴影造成的“间隙”;盘近边缘视线上的光分布不对称;由于前向散射，盘近边缘的亮度增强;以及在二级恒星附近的致密反射星云。在ACS影像中看到新的特徴：两条沿着星盘的短丝状体;星盘强度的局部但强烈的变化（“间隙”）;以及一条从次级附近的反射星云延伸出来的“毛刺”或丝状体。首次在V波段检测到磁盘背面。圆盘看起来比来自恒星的组合光更红，这可能是由不同的粒度分布解释的。沿盘的亮度不对称性表明，它是不对称的照明恒星由于消光的不均匀拱星材料或照明表面的磁盘是扭曲的潮汐效应（或两者兼而有之）。还可以看到圆盘中局部的、随时间变化的亮度变化。
2005-08-11 astro-ph
The dust content of planetary nebulae: a reappraisal
我们使用宽带IRAS数据对大约500个行星状星云进行了统计分析，目的是表征其尘埃含量。我们的方法是不同于以往的研究中，它使用了广泛的光电离模型网格来测试的方法推导的尘埃温度，尘埃与气体的质量比和平均粒径。此外，我们只使用与距离无关的图。利用我们的模型，我们显示了行星状星云演化过程中宽带IRAS通量中原子线污染的影响。我们发现，行星状星云与非常不同的尘埃气体质量比的存在，使尘埃含量是一个原始的参数解释的远红外数据的行星状星云。与以前的研究相比，我们没有发现证据表明，随着行星状星云的发展，尘埃与气体的质量比会降低。我们还表明，Natta和Panagia（1981，ApJ 248，189）和Lenzuni等人（1989，ApJ 345，306）主张的晶粒尺寸减小是他们分析方法的一个假象。我们的研究结果表明，行星状星云中尘埃颗粒破坏的时间尺度大于它们的寿命。脚注：表1也可以通过匿名FTP访问CDS的电子形式，网址为cdsarc.u-strasbg.fr（130.79.128.5）或通过http://cdsweb.u-strasbg.fr/Abstract.html
1999-11-02 astro-ph
Large grains in the disk of CQ Tau
我们提出了7毫米的尘埃盘周围的10万年老的1.5 Msun前主序星CQ金牛座获得的甚大阵列与0.8角秒的分辨率和0.1毫焦耳均方根灵敏度。这些观测结果解决了大约南北方向的7毫米发射，证实了以前用较低分辨率获得的结果。我们使用一个两层张开盘模型来解释所观察到的通量从7毫米到1.3毫米连同解决7毫米结构。我们发现，磁盘半径被限制在100至300 AU的范围内，这取决于磁盘表面密度分布的陡度。粉尘不透明度系数β的幂律指数被限制为0.5至0.7。由于模型表明，在毫米波长的半径大于8 AU的光盘是光学薄，光学厚的区域的排放的贡献是小于10%。这意味着，高的光学深度或复杂的磁盘几何形状不能是所观察到的浅毫米光谱指数的原因。相反，新的分析支持了早期的建议，即磁盘中的尘埃颗粒已经长大到几厘米大。金牛座CQ系统中的尘埃似乎与长蛇座TW系统中的尘埃演化很相似，后者是一颗经过充分研究的主序前恒星，年龄相似，质量较低。在如此古老的年代，具有不完全颗粒演化的富气盘的存活值得进一步研究。
2003-03-18 astro-ph
Properties of Dust Grains in Planetary Nebulae -- I. The Ionized Region of NGC 6445
本文研究了演化行星状星云NGC 6445的新红外光谱。这些数据表明，从晶粒的热发射是非常冷的，并具有低通量相比，H β。使用光电离代码CLOUDY 90.05构建电离区域的模型。基于这个模型，我们表明，在气相元素的耗尽，小颗粒破坏可以发生在电离区的NGC 6445。我们还认为，星云中的尘埃气体分离是不合理的。最有可能的结论是，颗粒存在于NGC 6445的电离区域内，并且颗粒发射的低温和通量是由中心恒星的低光度和颗粒的低光学深度造成的。这意味着该星云中的大部分含硅颗粒能够在硬紫外光子下存活至少数千年，这与先前发表的结果相矛盾。通过比较光学和红外诊断谱线比率，我们可以勉强看出星云中存在t^2效应。然而，证据并不令人信服，对这种差异的其他解释也是合理的。用ISO-LWS拍摄的离源光谱清楚地显示了温度为24 K的暖卷云分量以及温度为7 K的非常冷的分量的存在。由于我们的观测只涵盖了天空的一小部分，因此尚不清楚7 K分量的延伸程度以及它是否对COBE拍摄的FIRAS光谱有重要贡献。因为我们的视线是在银道面上，所以非常冷的部分可能是一个没有恒星的核心。
1999-10-21 astro-ph
Evidence for dust grain growth in young circumstellar disks
猎户座星云中的数百个拱星盘正在被附近明亮恒星产生的强烈紫外线辐射迅速摧毁。这些年轻的，百万岁的磁盘可能无法生存足够长的时间来形成行星系统。然而，行星形成的第一阶段--尘埃颗粒成长为更大的颗粒--可能已经在这些系统中开始了。这些大粒子在猎户座的磁盘观测证据。提出了一个外部辐照原行星盘中颗粒演化的模型，并预测了颗粒尺寸的快速演化和盘外边界的尖锐性。我们讨论的行星系统的形成率的影响。
2001-04-27 astro-ph
Large grains in disks around young stars: ATCA observations of WW Cha, RU Lup, and CS Cha
年轻恒星周围的尘埃盘中的颗粒从星际亚微米大小成长为星子，经历了数百万年的过程。大颗粒或卵石的热发射可以在cm波长处最好地观察到。然而，其他排放机制也有贡献。我们的目标是确定3 T金牛星的厘米发射机制。最近发现WW Cha和RU Lup在其拱星盘中具有至少达mm尺寸的晶粒生长。CS Cha在其环双星盘中也有类似的晶粒生长迹象。TTauri星WW Cha和RU Lup在毫米和厘米波长上进行了几年的监测，使用ATCA。新的ATCA 7 mm系统也用于观察CS Cha。WW Cha在7和16 mm处多次检测到。我们在3 cm处检测到一次WW Cha，上限仅为6 cm。在16毫米的排放量是稳定的几天，几个月和几年，但在3厘米的排放量是可变的。在7 mm处检测RU Lup，在16 mm处观察3次，在3 cm和6 cm处观察4次，发现在所有3个波段中均可变。在7 mm处检测到CS Cha，但S/N太低，无法分辨环双星盘中的间隙。WW Cha在3、7和16 mm处的发射很好地解释了来自mm和cm大小的卵石的热发射。厘米光谱指数是一致的，从光学厚电离风的排放，但厘米排放点的非热贡献的高变异性。RU Lup和CS Cha从1到7 mm的SED与来自mm尺寸颗粒的热发射一致。RU Lup的较长波长发射的可变性和负光谱指数表明非热发射。
2008-12-19 astro-ph
3D SPH simulations of grain growth in protoplanetary disks
我们提出的第一个结果，在我们的3D，双流体（气体+灰尘）SPH代码描述原行星盘的晶粒生长的治疗。我们实现了一个能够再现各种物理过程引起的晶粒尺寸变化的方案，并在模拟一个典型的围绕一个太阳质量恒星的金牛座T盘时，用Stepinski & Valageas（1997）给出的晶粒生长的解析表达式对其进行了检验。计算结果与湍流增长过程一致，验证了该方法的有效性。我们现在能够模拟晶粒生长过程中的原行星盘给出了一个更现实的物理描述，目前正在开发中。我们讨论了颗粒生长和尘埃垂直沉降和径向迁移的综合效应对随后的星子形成的影响。
2008-01-10 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
Spectroscopy of Young Planetary Mass Candidates with Disks
现在已经确定，许多年轻的棕矮星表现出类似于经典金牛座T星的特征，包括来自盘的红外过量和与吸积有关的发射线。对于更低质量的物体，即那些接近和低于氘燃烧极限的物体，是否也是如此是一个重要的问题。在这里，我们提出了六个孤立的行星质量候选人的光谱在变色龙II，狼疮I和蛇夫座恒星形成区域，最近确定的阿勒斯和合作者港大量的中红外线过剩。来自ESO甚大望远镜和新技术望远镜的光谱表明，其中四个目标的光谱类型在~M9-L1范围内，其中三个也显示出H_alpha。根据Chabrier、Baraffe及其同事的模型，它们的光度与质量约为5-15 M_{Jupiter}一致，因此将这四颗天体置于已知被环亚恒星盘包围的最低质量棕矮星之列。我们的研究结果支持了这样一种观点，即自由漂浮的行星质量物体可能具有与类太阳恒星非常相似的婴儿期，并提出了在质量与太阳系外巨行星相当的主恒星周围形成行星形成的有趣可能性。另一个目标似乎是一颗褐矮星（~M8），它有明显的H_α辐射，可能是吸积引起的。第六个候选者可能是背景来源，强调需要光谱确认。
2006-07-07 astro-ph
Dust in Proto-Planetary Disks: Properties and Evolution
我们回顾了光学可见的前主序星周围的原行星盘中的尘埃的性质，获得了各种观测技术，从测量散射光在可见光和红外波长的中红外光谱和毫米干涉。一个普遍的结果是，平均而言，盘中的颗粒比弥漫星际介质（ISM）中的颗粒大得多。在许多圆盘中，有证据表明大量的尘埃是毫米和厘米大小的颗粒，更类似于“沙子和鹅卵石”而不是颗粒。更小的颗粒（具有微米尺寸）存在于更靠近盘表面的位置，盘表面也包含小得多的颗粒，例如，多环芳烃有一些垂直分层的证据，更小的颗粒接近表面。ISM的另一个不同之处是在磁盘表面中发现的结晶硅酸盐相对于无定形硅酸盐的比例更高。不同来源的尘埃性质有很大的分散性，但没有证据表明与恒星性质的相关性，包括中等太阳质量恒星和棕矮星的样本。与中心物体的年龄也没有明显的相关性，大约在100万年到1000万年之间。这表明一种情况下，显着的颗粒加工可能发生在磁盘演化的早期，可能是当它是从父母的分子核心吸积物质。进一步的进化可能会发生，但不一定很快，因为我们有证据表明，大量的颗粒，从微米到厘米大小，可以存活长达1000万年。
2006-02-02 astro-ph
3D SPH simulations of grain growth in protoplanetary disks
我们提出的第一个结果，在我们的3D，双流体（气体+灰尘）SPH代码描述原行星盘的晶粒生长的治疗。我们实现了一个能够再现各种物理过程引起的晶粒尺寸变化的方案，并在模拟一个典型的围绕一个太阳质量恒星的金牛座T盘时，用Stepinski & Valageas（1997）给出的晶粒生长的解析表达式对其进行了检验。计算结果与湍流增长过程一致，验证了该方法的有效性。我们现在能够模拟晶粒生长过程中的原行星盘给出了一个更现实的物理描述，目前正在开发中。我们讨论了颗粒生长和尘埃垂直沉降和径向迁移的综合效应对随后的星子形成的影响。
2007-09-19 astro-ph
Solar System Processes Underlying Planetary Formation, Geodynamics, and the Georeactor
在太阳系形成过程中，只有三个过程对太阳系中物质的多样性负责，并直接对行星内部结构负责，包括行星核裂变反应堆，以及动力学过程，特别是地球动力学。这些过程是：（i）太阳系偏远地区或星际介质的低压、低温冷凝;（ii）与行星形成有关的太阳物质的高压、高温冷凝，即从巨型气态原行星内部下雨;（三）与金牛座T相物质抛射有关的超强太阳风将太阳系内部的原始挥发性成分剥离，大概是在太阳的热核点火期间。如本文所述，这些过程在逻辑上以因果关系相关的方式导致行星形成的连贯的观点，其具有深刻的含义，包括但不限于：（a）地球形成为巨大的气态类彗星行星，其岩石加合金内核中具有大量的原行星压缩储存能量;（b）从地球上清除了大约300个地球质量的原始气体，从而开始了地球的减压过程，使原行星压缩所储存的能量可用于驱动地球动力学过程，我已经用新的全球减压动力学来描述了它，它负责通过我所描述的称为地幔减压热海啸的过程在地壳底部的地幔-地壳界面处安置热量;（c）铀在行星中心的积聚，能够自我维持核裂变链式反应。
2007-01-02 astro-ph
Deuterated H$_3^+$ in proto-planetary disks
探测原行星盘中的气体和尘埃是理解行星形成过程的核心。在围绕太阳型原恒星的盘中，大部分盘质量位于外部中平面，该中平面是冷的（$\leq$ 20 K）、致密的（$\geq 10^7$ cm $^{-3}$）并且耗尽CO。因此，观测盘中平面被证明是一个艰巨的挑战。Ceccarelli等人（2004年）在一个原行星盘中探测到H $_2$ D $^+$发射，并声称它探测到了中平面气体。事实上，由于所有的重元素轴承分子凝聚到晶粒地幔，在磁盘中面最丰富的离子被预测为H $_3^+$及其同位素异构体。在这篇文章中，我们进行了理论研究的化学结构的外中平面的原行星盘。利用一个自洽的物理模型计算了耀斑盘结构中H $_3^+$及其氘代形式的丰度。我们还分别提供了H $_3^+$、H $_2$ D $^+$、HD $_2^+$和D $_3^+$在盘上的平均柱密度，以及H $_2$ D $^+$和HD $_2^+$的邻位和对位形式的基态跃迁的谱线强度。我们讨论了结果如何依赖于宇宙射线电离率，尘埃气体比和平均晶粒半径，和一般的恒星/磁盘参数。一个重要的因素是知之甚少的冻结出的N $_2$分子到晶粒上，我们深入调查。最后总结了H $_3^+$同位素的诊断价值。
2005-06-11 astro-ph
Spatially extended PAHs in circumstellar disks around T Tauri and Herbig Ae stars
我们的目标是确定多环芳烃（PAHs）的存在和位置的排放对低和中等质量的年轻恒星盘使用大口径望远镜。VLT-VISIR N-波段光谱和VLT-ISAAC和VLT-NACO L-波段光谱的29个来源，光谱解析3.3，8.6，11.2，和12.6微米的PAH功能。的功能和连续发射的空间范围配置文件的推导和使用相关联的多环芳烃排放与磁盘。结果进行了讨论的背景下，最近的PAH排放盘模型。3.3、8.6和11.2微米的PAH特征在一小部分金牛座T星上被探测到，典型的上限在1 E-15和5E-17 W/m^2之间。所有11.2微米的检测从以前的斯皮策调查证实（暂定）3.3微米的检测，8.6和11.2微米的功能都检测到在所有PAH源。对于6次检测，多环芳烃特征的空间范围被限制在通常小于0.12- 0.34英寸的尺度内，与12-60 AU圆盘在其距离处的半径（通常为150秒差距）一致。对于3个额外的来源，WL 16，HD 100546，和TY CrA，一个或多个PAH功能更扩展比热尘埃连续的磁盘，而Oph IRS 48，解决PAH排放的大小被确认为小于大颗粒。对于HD 100546，3.3微米的发射被限制在12 +- 3 AU的小径向范围内，最有可能与该圆盘间隙的外缘有关。半径为10-30 AU的间隙也可能影响观察到的其他来源的PAH程度。对于Herbig Ae和T Tauri恒星，8.6和11.2…
2007-10-15 astro-ph
Analysis of the dust evolution in the circumstellar disks of TTauri stars
本文对32个年轻天体的8- 13 μ m光谱进行了成分分析。我们的样本由5颗中等质量恒星和27颗低质量恒星组成。虽然光谱和第一个科学结果已经由Przygodda等人（2003）和Kessler-Silacci等人（2004）发表，但我们对10 μ m硅酸盐特征进行了更详细的分析。在我们的分析中，我们假设，这种发射功能可以表示为一个线性叠加的波长相关的不透明度$κ_{\rm abs}(λ)$描述的光学性质的硅酸盐颗粒具有不同的化学成分，结构和晶粒尺寸。确定一个适当的拟合方程是本研究的另一个目标。使用有限数量的拟合参数，我们调查硅酸盐物种是必要的组成拟合。颗粒半径为0.1微米和1.5微米组成的无定形橄榄石和辉石，镁橄榄石，顽火辉石和石英已被认为是。只有紧凑，均匀的尘埃颗粒已被用于在所提出的拟合程序。在这种情况下，我们表明，可以接受的拟合结果也可以实现，如果多孔硅酸盐颗粒的排放性能被认为是代替。虽然一些先前的研究给出了金牛座恒星和赫比格Ae/Be恒星的拱星盘中的尘埃之间相似性的原因，但到目前为止，还没有定量的比较。因此，我们最后讨论了van Boekel等人（2005）的10 μ m光谱调查结果，他们专注于Herbig Ae/Be星，TTauri星的更高质量对应物，并将其与其他研究进行比较。我们发现我们对金牛座T系统的研究结果与以前对Herbig Ae/Be星的研究结果部分一致。
2006-04-04 astro-ph
Near-infrared coronagraphic imaging of the circumstellar disk around TW Hydrae
我们提出了基于地面的近红外（H波段）成像的拱盘附近的经典金牛座T星TW长蛇座。散射光图像显示了一个半径为4角秒（对应于225 AU）的正面圆盘，其形态与哈勃太空望远镜和超大阵列的最新图像一致。圆盘径向表面亮度分布的最佳拟合幂律服从r^{-3.3 \pm 0.3}定律。我们使用我们的图像和出版的连续通量密度，从一个简单的模型，从光学厚，扁平的磁盘的发射来获得磁盘的属性。圆盘质量和内半径的最佳拟合值分别为0.03 M_{\odot}和0.3 AU;温度、密度和颗粒不透明度幂律指数（q、p和β）的最佳拟合值分别为0.7、1.3和0.9。这些性质类似于位于更遥远分子云中的经典金牛T星周围的圆盘。由于长蛇座TW的位置和极子取向，它是未来研究经典金牛座T阶段径向盘结构的独特有利对象。
2001-03-27 astro-ph
Continuum and CO/HCO+ Emission from the Disk Around the T Tauri Star LkCa 15
我们目前OVRO毫米阵列λ = 3.4 - 1.2毫米尘埃连续谱和谱线观测的吸积盘环绕金牛座T星LkCa 15。1.2毫米的尘埃连续发射被解析，并给出了190 AU的最小直径和57+/-5度的倾角。有一个值得注意的，但目前约束不佳，连续谱斜率随频率的下降，可能会导致晶粒生长和尘埃沉降的耦合过程。成像的相当强烈的发射从最低的旋转跃迁的CO，13 CO和HCO+揭示了一个旋转的磁盘和发射延伸到750 AU和磁盘的特征半径被确定为约425 AU（HWHM）的基础上模型拟合的CO速度场。从具有“典型”致密云丰度的CO同位素中得到的盘质量仍然比从尘埃排放中推断的小近两个数量级，这可能是由于在寒冷致密的盘中平面中广泛的分子耗尽。N2 H + 1-0发射也被探测到，它与HCO+一起，在原行星盘的近表面区域设定了10^{-8}的分数电离下限。在拱星盘中首次探测到的N2 H+也使得确定N2/CO比（~2）成为可能，该比至少比年轻恒星和致密云的包层中的大一个数量级。大的N2/CO比表明，我们的观测探测盘层中，CO耗尽，但一些N2仍然在气相中。这种差异耗尽可能会导致大的变化，在拱星盘的外部达到高度的部分电离，并可能有助于解释彗星中观察到的相对氮不足。
2003-07-11 astro-ph
SPH simulations of grain growth in protoplanetary disks
目的：为了理解行星形成的第一阶段，当微小的颗粒聚集形成星子时，人们需要同时模拟原行星盘中的颗粒生长，垂直沉降和尘埃的径向迁移。在这项研究中，我们实现了一个分析处方晶粒生长到一个三维两相流体动力学代码，以了解其对磁盘中的灰尘分布的影响。研究方法：Stepinski和Valageas（1997）的分析推导，它假设粒子在碰撞时完全粘附，我们实现了一个方便快捷的方法，在我们的3D，两相（气体+灰尘）SPH代码跟踪颗粒生长。然后，我们遵循的经典金牛座T星盘的尘埃人口的大小和空间分布的演变。结果：我们发现，由于气体阻力，尘埃动力学和生长之间的复杂相互作用，颗粒经历了不同的生长阶段。颗粒最初快速生长，因为它们沉降到中间平面，然后经历快速径向迁移，通过盘的大部分几乎没有生长，最后堆积在内部盘中，在那里它们生长得更有效。这导致晶粒尺寸的双峰分布。使用这个简单的颗粒生长公式，我们发现，在10^5年内，内盘中的颗粒达到分米级大小，并在快速迁移阶段幸存下来。
2008-06-09 astro-ph
The Iron abundance in Galactic Planetary Nebulae
我们限制铁丰度的样品中的33个低电离银河系行星状星云（PNE）使用[Fe III]线和校正的贡献较高的电离状态与电离校正因子（ICF），考虑到原子数据的不确定性。我们在所有天体中发现了非常低的铁丰度，这表明它们90%以上的铁原子凝聚在尘埃颗粒上。这个数字是基于太阳铁的丰度，意味着尘埃与气体质量比的下限，仅由于铁，我们的样品的M_dust/M_gas>1.3x10^{-3}。不同PNe的损耗因子约为两个数量级，可能反映了其尘埃颗粒形成、生长或破坏的差异。然而，我们没有发现任何系统的差异计算的气态铁丰度为富C和富O PNE，这表明在这两种环境中类似的铁消耗效率。我们的样品PNe的铁丰度是类似的，得出以下相同的程序为一组10个银河系H II区域。这些高损耗因素表明，在分子云和AGB星中，难熔元素对尘埃颗粒的损耗效率很高，而在星际和星周电离气体中，尘埃的破坏效率很低。
2009-03-31 astro-ph
A Massive Bipolar Outflow and a Dusty Torus with Large Grains in the Pre-Planetary Nebula IRAS 22036+5306
本文报道了利用亚毫米波阵列（SMA）对IRAS 22036 +5306（I22036）进行的高角分辨率（~1”）COJ =3--2干涉测图。IRAS 22036 +5306是我们在HST SNAPshot巡天中发现的一个双极行星前星云（PPN）。此外，我们还获得了欧文斯谷射电天文台（OVRO）干涉仪的低分辨率（~ 1 - 0”）CO和13 CO J=1-0观测结果，以及帕洛玛天文台的光学长缝阶梯光谱。CO J=3-2的观测结果表明，存在一个非常快（~220 km/s）、高度准直、质量巨大（0.03 Msun）的双极外流，具有非常大的标量动量（约10^{39} g cm s^{-1}），以及在外流尖端的弓形激波的特征性空间运动学结构。Halpha线显示吸收特征从系统速度蓝移约100 km/s，这最有可能出现在低纬度快速外流和双极叶致密壁之间的中性界面材料中。与大多数PPN一样，I22036中的快速流出不能由辐射压力驱动。我们在I22036中发现了一个未解析的亚毫米波（和毫米波）连续辐射源，这意味着与I22036的环形腰部相关的大（半径>~1 mm），冷（< ~50 K）尘埃颗粒的质量非常可观（0.02-0.04 Msun）。我们还发现I22036中的13 C/12 C比值非常高（0.16），接近平衡hoc核合成中达到的最大值（0.33）。高拱星质量（即，I22036中的高13 C/1…
2006-09-15 astro-ph
Images of Vega Dust Ring at 350 and 450 microns: New Clues to the Trapping of Multiple-Sized Dust Particles in Planetary Resonances
我们使用加州理工学院亚毫米天文台的SHARC II相机分别以9.7”和11.1”的空间分辨率（FWHM）拍摄了织女星尘埃盘的350和450微米图像。这些图像显示了具有不均匀结构的环状形态（半径~ 100 AU），与之前在850微米和更长波长下报道的结构有质的不同。我们将350/450微米的发射归因于一种颗粒群，其特征尺寸（~ 1 mm）介于导致850微米发射的cm尺寸颗粒和在70微米可见的大范围光晕中的小得多的颗粒（< 18微米）之间，Su等人（2005）对此进行了讨论。我们已经将我们的亚毫米图像与斯皮策70微米的数据相结合，以产生视线光学深度（相对柱密度）的二维地图。这些“tau图”表明，毫米大小的颗粒位于优先在三个crackically-located浓度。如果是这样的话，那么这个结构可以用怀亚特（2003）的模型来理解，在这个模型中，微行星被困在一颗海王星质量的行星的平均运动共振中，在65天文单位，假设允许尘埃颗粒的空间分布不同于母微行星。事实上，tau图的峰值位于对应于4：3共振的预期位置附近。如果这一发现被未来的观测所证实，它将解决行星位置的模糊性。
2006-06-14 astro-ph
Attenuation of Millimeter Emission from Circumstellar Disks Induced by the Rapid Dust Accretion
从经典金牛座T星的毫米观测，它表明，在拱星盘尘埃颗粒已经增长到毫米大小或更大。然而，如此大的颗粒上的气体阻力引起尘埃的快速吸积。我们研究了由毫米级颗粒组成的尘埃盘的演化，并表明尘埃盘的快速吸积导致毫米级连续辐射的衰减。如果一个尘埃盘主要由1厘米到1米的颗粒组成，它的毫米辐射在10^6年内消失。因此，在这个尺寸范围内的颗粒不可能是尘埃的主要群体。考虑到我们的结果以及毫米波连续谱观测所提出的晶粒生长，我们预计圆盘的毫米波连续谱发射主要来自[1 mm-1 cm]的窄尺寸范围内的晶粒。这表明，毫米大小的颗粒生长到厘米大小需要10^6年以上的时间，或者毫米大小的颗粒不断得到补充。在前一种情况下，行星形成可能是困难的，特别是在外盘。在后一种情况下，毫米级颗粒的储集层可能是大的（> 10 m）天体，它们可以在盘中存在超过10^6年。对上述两种情况下的晶粒生长时间尺度的约束进行了讨论。
2005-03-22 astro-ph
Diffusive Migration of Low-Mass Proto-planets in Turbulent Disks
在原行星盘中，由于磁旋转湍流引起的力矩波动可能会对初生行星的迁移模式和生存概率产生重大影响。假设湍流是一个具有有限振幅和相关时间的平稳随机过程，则由此产生的扩散迁移可以用福克-普朗克方程描述，我们将其简化为对流扩散方程。我们校准现有的磁光盘模拟和平均迁移估计的系数，并解决方程的解析和数值。对于低质量的行星和那些在原行星盘外部区域的行星，扩散倾向于主导平流，无论它们是由最小质量太阳星云（MMSN）还是T-Tauri α盘描述。扩散系统地减少了大多数行星的寿命，但它允许它们中的一小部分在大半径下存活更长的时间。行星的平均寿命甚至可以是形式上无限的（例如在无限稳定的MMSN中），尽管中值寿命总是有限的。幸存的行星可能会停留在特定的半径附近，在那里平流和扩散的综合影响最小化，或者在大半径，这取决于模型的具体情况。湍流盘中迁移的随机性挑战了确定性的行星形成情景，并表明在类似的初始条件下，可能会有各种各样的行星结果。这将有助于（太阳系外）行星系统的多样性。
2006-04-28 astro-ph
The carrier of the "30" micron emission feature in evolved stars. A simple model using magnesium sulfide
我们提出了2-45微米光谱的一个大样本的富碳演化恒星，以研究“30”微米的功能。我们发现了“30”微米特征的来源范围很广：低质量损失碳星，极端碳星，后AGB物体和行星状星云。我们使用一个简单的系统的方法来模拟连续体从源提取的配置文件。我们发现在"30“微米特征的提取轮廓的波长和宽度上有很大的变化。我们模拟了整个范围内的配置文件在一个简单的方式，通过使用硫化镁（MgS）的粉尘颗粒与MgS颗粒温度不同的连续温度。峰位的系统变化可以解释为冷却的MgS颗粒的恒星演变的AGB。在几个来源中，我们发现在~26微米处的剩余发射过量也可以使用MgS晶粒来拟合，但是具有不同的晶粒形状分布。行星状星云中"30“微米特征的轮廓比我们简单的MgS模型预测的要窄。我们讨论了这种差异的可能原因。我们发现了一个温暖的碳星样本，其中含有非常冷的MgS颗粒。我们讨论了这种现象的可能原因。我们没有发现证据表明快速销毁的MgS在行星状星云阶段，并得出结论，MgS可能会生存到ISM中。
2002-04-19 astro-ph
Coagulation of small grains in disks: the influence of residual infall and initial small-grain content
已知原行星盘中的湍流凝聚作用的时间尺度远短于盘的寿命。在缺乏补充小尘埃颗粒群的机制的情况下，原行星盘将迅速失去其连续不透明度的尘埃。这与金牛座T星和赫比格Ae/Be星周围的红外观测结果不一致，这些恒星在可见光波段通常光学厚度很大，并显示出小颗粒（a<~ 3 μ m）的特征。一个合理的补充机制的小颗粒是碰撞破碎或侵蚀的大尘埃聚集体，模型计算预测发挥重要作用的原行星盘。如果光学厚盘被视为正在进行的碎片化或侵蚀的证据，那么必须仔细研究光学厚盘存在的其他解释。在这项研究中，我们探讨了两种情况。首先，我们研究的影响，残留的，低水平的物质降落到磁盘表面。我们发现，原则上，低至10^{-11} Msun/yr的下沉率可以补充小颗粒种群，使圆盘保持在光学厚度的边缘。然而，这还有待观察，如果假设这样的流入是现实的恒星+磁盘系统在几个百万年的年龄，风和喷流预计已删除任何残留的信封。总之，碎裂或侵蚀似乎仍然是最有希望的过程，以解释大量存在的小颗粒在旧磁盘。
2008-09-23 astro-ph
Towards a Deterministic Model of Planetary Formation I: a Desert in the Mass and Semi Major Axis Distributions of Extra Solar Planets
我们研究了巨行星的核心吸积的星子，气体吸积到核心，和他们的轨道迁移。我们采用了一个工作模型的新生原恒星盘的各种表面密度分布，以探索太阳系外行星系统之间的多样性范围。如果某些核心在盘状气体持续存在期间能够获得比几个地球质量的临界值更多的质量，它们将能够快速吸积气体并演化成气体巨行星。气体吸积过程最初是由行星气体外壳的开尔文-亥姆霍兹收缩调节的。在假设盘状气体质量在$\sim 10^{6}-10^{7}$年时间尺度上呈指数衰减，且盘状气体质量分布与金牛座T星拱盘观测结果相当的基础上，我们进行了模拟计算，预测了太阳系外行星的质量分布和半长轴分布.由于行星的质量从$10 M_{\oplus}$到$100 M_{\oplus}$迅速增长，气体巨行星很少形成在这个中间范围内的渐近质量。我们的模型预测，质量在10- $100 M_{\oplus}$范围内，半长轴小于3 AU的太阳系外行星很少。我们把这种赤字称为“地球沙漠”。移民的影响是锐化边界，增强地球沙漠的对比度。在我们的模拟中产生的气体巨星的质量和半长轴分布与已知的太阳系外行星一致。
2003-12-05 astro-ph
A circumstellar dust disk around T Tau N: Sub-arcsecond imaging at 3 mm
我们提出了高分辨率成像的年轻的二进制金牛座T在3毫米连续发射。积分通量密度为50 +/- 6 mJy的致密尘埃排放在0.5”分辨率的孔径合成图中得到解析，并以光学可见分量T Tau N的位置为中心。在T Tau N以南0.7”的红外伴星T Tau S的位置上，没有检测到高于9 mJy的3 sigma水平的发射。我们解释的连续检测所产生的拱星盘T头N和估计其属性通过拟合一个平面盘模型village在波长为1和3毫米，并在7毫米的通量密度。鉴于数据，概率分布计算的自由参数的值，包括温度，密度，尘埃不透明度，和磁盘的外半径。温度和密度的径向变化并没有受到数据的严格限制。尘埃不透明度的频率依赖性的最可能值β = 0.53^{+0.27}_{-0.17}，与其他金牛座T星周围的盘一致，其中颗粒生长被认为已经发生。外半径R = 41^{+26}_{-14} AU，小于预计的双星间距，可能表明圆盘被截断。盘的总质量估计为log（M/M_sun）= {-2.4}^{+0.7}_{-0.6}，与许多年轻的单个源周围观测到的质量相似，也与形成像我们这样的行星系统所需的最小星云质量相似。这一观察强烈表明，联星伴星的存在并不排除形成一个相当大的行星系统。
1998-04-01 astro-ph
Timescales of disk evolution and planet formation
我们提出了高空间分辨率的HST和自适应光学观测，以及高灵敏度ISO（ISOCAM和ISOPHOT）观测的样品的X射线选择弱线（WTTS）和后（PTTS）T金牛星位于附近的Chamaeleon T和天蝎座半人马座OB协会。HST/NICMOS和自适应光学观测，旨在识别间隔大于等于30 A.U.的亚恒星伴星。从主要恒星。在300 A.U.内没有发现这样的物体。任何目标恒星的质量，以及一些距离较大的微弱物体很可能归因于背景恒星群。ISOCAM对ScoCen的500万至1500万年前的WTTS和PTTS的观测揭示了明显高于光球水平的红外线过度，其光谱指数介于Cha的年轻（100万至500万年）T金牛星和纯恒星光球之间。斯科岑较老的PTTS光谱指数与较年轻的经典和查的WTTS相比的差异可以归因于PTTS盘中较小尺寸（0.1至1 μ）的尘埃颗粒相对于较大尺寸（~ 5 μ）的尘埃颗粒的不足。小尘埃颗粒的缺乏要么是由于环境（附近的O型星和超新星爆炸的影响），要么是由于盘的演化。如果是后者的话，这将暗示星周盘在500万年到1500万年之间开始耗尽尘埃。尘埃的消耗很可能与较大颗粒（最终是岩石和微行星）的积累有关，因此是行星形成时期开始的一个指标。
2000-05-02 astro-ph
