SiO in C-rich circumstellar envelopes of AGB stars: effects of non-LTE chemistry and grain adsorption
利用对碳星样品的新的SiO多跃迁毫米线观测，包括APEX望远镜的J=8-7观测，来探测非平衡化学的作用和碳星星周包层中颗粒的影响。一个详细的辐射转移建模，包括灰尘排放的影响，在激发分析，所观察到的SiO线发射。低能量和高能量谱线的组合在限制丰度分布方面很重要。据发现，在这些富C环境中的SiO的丰度分数可以比平衡恒星大气化学预测的高几个数量级。事实上，碳星的SiO丰度分布与M型（富O）AGB星非常相似。这种行为的一个可能的解释是冲击引起的化学反应，但尘埃颗粒的影响，无论是作为一个源耗尽以及生产的SiO，需要进一步研究。与M-型AGB星的观测结果一样，碳星的SiO丰度随质量损失率的增大而减小。这表明SiO是被吸积在星周包层的尘埃颗粒上的。
2006-04-10 astro-ph
Radiative Transfer Modeling of Passive Circumstellar Disks: Application to HR4796A
我们提出了一个辐射转移模型，它计算的光谱能量分布的被动，照射，拱星盘，假设谷物是在辐射平衡。依赖于径向密度分布，晶粒温度估计，和光学深度分布上的输出SED进行了讨论。HR 4796 A的bist拟合模型具有2.2和1000 μ $m respectively, a size distribution slightly steeper than the "classical" -3.5 MRN power law, grains composed of silicates, trolite, ice, and organics and a peak radial density of 1.0 x 10^-17 g cm^-2 at 70 AU, yielding a disk mass of roughly 2 M_{oplus}$的最小和最大球形晶粒尺寸。
2003-12-04 astro-ph
The Spectral Energy Distribution of HH30 IRS: Constraining The Circumstellar Dust Size Distribution
我们提出的光谱能量分布（SED）模型的边缘上的经典金牛座T星HH 30 IRS表明尘埃颗粒已经长大到大于50微米的拱星盘内。磁盘的几何形状和倾角是已知的，从以前的建模多波长哈勃太空望远镜的图像，我们使用的SED约束尘埃的大小分布。模型光谱显示不同的拱星尘埃模型：一个标准的ISM混合物和较大的颗粒模型。与ISM颗粒相比，较大的尘埃颗粒模型具有较浅的波长依赖不透明度。具有较大尘埃颗粒的模型提供了与当前可用数据的良好匹配，但需要中红外和远红外观测来更严格地限制尘埃尺寸分布。模型中的吸积光度为Lacc <0.2Lstar，对应的吸积速率为4 E-9 Msun/yr。尘埃尺寸分布是简单的幂律扩展（即，无指数截止）产生对光学/近IR的可接受的拟合，但是在mm波长下太多的发射并且需要较大的盘质量。在诸如HH 30 IRS的盘的环境中，特别是在如此大的粒度范围内，不会期望如此简单的粒度分布。然而，它的能力，以充分表征谷物人口可能会确定从更完整的观测采样的SED中远红外。
2001-09-04 astro-ph
The Circumstellar Disk of the Butterfly Star in Taurus
我们提出了一个模型的拱星环境的所谓的“蝴蝶星”在金牛座（IRAS 04302+2247）。这颗年轻恒星的外观主要是由一个巨大的星周盘和盘上方的光散射叶组成。该模型是基于多波长连续观测：毫米图和高分辨率近红外图像获得的HST/NICMOS。结果发现，盘和信封参数与其他年轻恒星的星周环境。一个主要的结果是，尘埃的性质必须是不同的，在拱星盘和信封：虽然需要一个粒度分布与颗粒半径高达100微米，以重现毫米观测的磁盘，信封是占主导地位的较小颗粒类似的星际介质。预印本与高数字质量可在：http://spider.ipac.caltech.edu/staff/swolf/homepage/public/preprints/i04302.ps
2003-01-16 astro-ph
Effects of Grain Size on the Spectral Energy Distribution of Dusty Circumstellar Envelopes
研究了尘埃颗粒大小对球形星周包层光谱能量分布的影响。基于Ivezic & Elitzur（1997）导出的尘埃粒子自相似关系，我们期望不同粒径的尘埃粒子自相似关系具有近似的不变性。近似不变性来自这样一个事实，即不同大小的颗粒在长波长下具有相似的光学性质，在长波长下，尘埃重新处理星光。在本文中，我们讨论了什么是物理要求的模型参数，以保持近似不变的IR SED。单晶粒尺寸模型研究了广泛的晶粒尺寸在三个光学深度制度。在这项研究中，我们发现限制的情况下，IR SED是和不能够传达有关晶粒尺寸的信息，以及在何种程度上它这样做。我们发现，近似不变性发生在一个更大的范围内的晶粒尺寸比以前认为的，并且，当近似不变性持有，SED主要是由一个参数，后处理光学深度，一个量，测量的星光被吸收的尘埃颗粒的分数控制。模型的粒度分布进行了研究。对于这些模型，我们发现，在许多情况下，近似不变性的概念可以从红外SED扩展到所有波长。这意味着，对于宽范围的光学深度，具有不同粒度分布的模型将产生非常相似的SED，因此，再处理光学深度是唯一可以从SED中明确获得的量。详细讨论了这一结果的观测结果。
2003-12-10 astro-ph
Infrared emission towards 11 years after outburst: Properties of the circumstellar dust
详细介绍了SN 1987 A周围受冲击的星周气体中碰撞加热颗粒的晚时期中红外（MIR）辐射模型。热尘埃排放从一个区域的中等密度内部的厚的内环看到的哈勃太空望远镜（HST）被发现是一个自然的解释由ISOCAM测量的MIR光谱能量分布。通过硅酸盐-铁或硅酸盐-石墨颗粒的混合物或通过纯石墨颗粒的组合物可以再现MIR光谱。另一方面，可以排除纯铁颗粒的成分，并且纯硅酸盐成分似乎不太可能。在相互作用区的尘埃与气体之比约为0.01%，比大麦哲伦星云中红超巨星风中尘埃丰度的估计值低一个数量级。这种低尘埃丰度可以解释为通过超新星爆发的紫外线闪光蒸发和随后在冲击气体中溅射的组合。为了让这个解释成立，超新星爆发前的星周介质（CSM）中的尘埃必须主要由石墨以外的颗粒组成，最大尺寸小于0.1微米。
2003-09-17 astro-ph
A layered edge-on circumstellar disk around HK Tau B
本文首次给出了用Plateau de Bure干涉仪获得的金牛座T双星HK Tau的高角分辨率1.4mm和2.7mm连续谱图。这两个分量的贡献在1.4毫米处被很好地解开，而先前已知的恒星HK Tau B拥有一个边缘的拱星盘，沿着盘的长轴被拉长。光学明亮的主星在两个波长上都占主导地位，证实了它也有自己的拱星盘。在散射光图像中没有检测到它，这表明这个双星系统中的两个圆盘是不平行的。我们的数据进一步表明，环主盘可能是显着小于环次生盘。我们模拟了HK Tau B周围星周盘的毫米热辐射。我们发现，来自散射光图像的磁盘质量不能再现1.4毫米的发射使用的亚微米尘埃颗粒的相同人口的不透明度。然而，单独的晶粒生长不能匹配该盘的所有观察到的性质。我们建议，这个磁盘包含三个独立的层：两个薄的外表面，其中包含的尘埃颗粒是非常相似的ISM，和磁盘内部是相对庞大的和/或经历了有限的晶粒生长与最大的晶粒显着小于1毫米。这样的结构可能是尘埃沉降在原行星盘中的自然结果。
2002-12-21 astro-ph
The Temperature of Nonspherical Circumstellar Dust Grains
本文计算了各种光谱类型恒星包层中长椭球和扁球状尘埃颗粒的温度。考虑由无定形碳、铁、脏冰、各种硅酸盐和其它材料组成的具有纵横比{ \small $a/b \le 10$ }的均匀颗粒。球形和类球形粒子的温度被发现随粒子大小、到恒星的距离和恒星温度的变化类似。温度比{ \small $T_{\rm d}({\rm spheroid})/T_{\rm d}({\rm sphere}) $ }最强烈地取决于颗粒化学成分和形状。球状颗粒通常比相同体积的球形颗粒更冷;只有铁球体可以比铁球稍热。在{ \small $a/b \approx 2$ }，温差不超过10%。如果{ \small $a/b \ga 4$ }，则温度可能相差30- 40%。对于介质中的固定尘埃质量，如果颗粒是非球形的，则波长{ \small $λ\ga 100 \mkm$ }处的通量较高，这给出了毫米观测的估计尘埃质量。颗粒形状的影响也应该考虑到建模时，银河尘埃的排放特性，这是计算时，寻找波动的宇宙微波背景辐射在其维恩翼。
2000-09-10 astro-ph
Cold CO in circumstellar disks: On the effects of photodesorption and vertical mixing
目标。我们试图了解存在的气相CO低于其冻结温度在拱盘。我们研究了两种有希望的机制来解释这一现象：湍流混合和光脱附。方法.我们计算了拱星盘的化学演化，包括有和没有湍流混合和CO光解吸的颗粒表面反应。结果我们发现，光解吸显着提高了气相CO的丰度，提取CO的颗粒时，视觉消光保持低于约5个数量级。然而，由此产生的柱密度对径向距离的依赖性与迄今为止的观测结果并不一致。我们认为这种不一致性可能是晶粒生长的结果。另一方面，发现湍流混合的影响不是直接的。湍流混合的效率取决于各种参数，包括圆盘结构。对于我们选择的一组参数，没有发现湍流混合对CO柱密度有任何显著影响。
2009-01-05 astro-ph
Dust and the spectral energy distribution of the OH/IR star OH 127.8+0.0: Evidence for circumstellar metallic iron
我们提出了一个适合的光谱能量分布的OH 127.8+0.0，一个典型的渐近巨星分支星的光学厚拱星尘壳。尘埃光谱的拟合是使用由金属铁、无定形和结晶硅酸盐和水冰组成的非球形颗粒来实现的。以前类似的尝试没有得到与所观察到的光谱能量分布的令人满意的拟合，这主要是因为在光谱的3- 8微米区域中明显缺乏不透明度。非球形的金属铁颗粒提供了一个识别的近红外不透明度的缺失来源。使用派生的尘埃成分，我们已经计算出光谱的质量损失率的范围内，以执行一致性检查与其他演化恒星的比较。这些模型的L-[12微米]颜色正确地预测了AGB恒星样本的质量损失率，加强了我们的结论，即金属铁颗粒主导了近红外通量。我们讨论了非球形金属铁晶粒的形成机制。
2002-01-09 astro-ph
Cool bottom processes on the thermally-pulsing AGB and the isotopic composition of circumstellar dust grains
本文研究了冷底处理（CBP）对一颗初始质量为1.5M太阳的恒星在TP-AGB演化阶段对流包层中几种同位素比值的影响。我们使用一个参数模型，通过引入对流包络和底层辐射区之间的质量流来处理额外的混合。该模型的参数是循环物料的质量循环速率（Mdot）和循环物料所经历的最高温度（T_P）。流动物质中的核反应的影响是使用从完整的恒星演化计算中选择的一组辐射区结构来计算的。获得了流动物质的成分，并确定了包络线的变化。当log T_P > 7.65时，CBP产生了丰富的^26 Al。CNO元素中^26 Al/^27 Al比值主要取决于T_P，而CNO元素中的同位素比值主要取决于循环速率。CBP模型之间的对应关系示出的参数化扩散形式主义内的恒星演化模型和那些使用的质量流形式主义在这里。的同位素比值进行了比较，与拱星尘埃颗粒的数据。我们发现，在C/O < 1的条件下形成的氧化物晶粒中观察到的^{18}O/^{16} O、^{17}O/^{16}O和^26 Al/^27 Al的比值是合理的。然而，碳化物颗粒（C/O > 1）中的^15 N/^14 N、^12 C/^13 C和^26 Al/^27 Al需要许多^14 N/^15 N至少比太阳低4倍的恒星源。^12 C/^13 C < 10的稀有颗粒不能由任何红巨星或AGB源产生。
2002-11-13 astro-ph
Formation of Narrow Dust Rings in Circumstellar Debris Disks
在一些年轻恒星周围观察到的狭窄尘埃环（例如，第4796章必须要有我们提出了一个可能的解释，这种环的形成和限制在光学薄拱盘，而不调用牧羊行星。如果尘埃颗粒的增强（例如，由于灾难性的碰撞）发生在盘中的某个地方，来自颗粒的光电发射可以将气体加热到远高于尘埃的温度。气体以超（亚）开普勒速度向内（向外）的相关压力最大值的轨道。这往往使颗粒集中在一个狭窄的区域。尘埃密度的上升导致进一步的加热和更强的颗粒浓度。由于这种不稳定性，形成了一个狭窄的尘埃环。我们发现，这种机制不仅在具有高紫外线通量的早型恒星周围起作用，而且在光谱类型晚于K的恒星周围也起作用。这意味着这个过程是普遍的，可能发生在每个拱星盘的生命周期。我们研究了HR 4796A磁盘中H2柱密度的严格上限，并发现它与磁盘中大量氢气的存在是相容的。我们还计算了OI和CII红外线通量预计从各种碎片磁盘，并表明，这些将很容易检测到即将到来的赫歇尔任务。赫歇尔将有助于检测和表征这些圆盘中的气体。
2006-09-08 astro-ph
Circumstellar environment of RX Puppis
共生的米拉，RX小狗，显示其平均亮度水平的长期变化，由于变星周尘埃的遮蔽。上一次米拉的消光增加是在1995年至2000年之间，伴随着光学和红色光谱范围内偏振度的巨大变化。位置角中没有任何明显的相关联的变化可以指示偏振变化是由尘埃颗粒的性质的变化（例如，由于尘埃颗粒形成和生长而导致的尘埃的可变量和可变的颗粒尺寸分布）驱动的，而不是例如由于二元旋转而导致的散射区域的观察几何形状的变化。
2001-03-29 astro-ph
Infrared and X-Ray Evidence for Circumstellar Grain Destruction by the Blast Wave of Supernova 1987A
超新星遗迹（SNR）1987 A的多波长观测表明，它的形态和光度在X射线，光学，红外线和无线电波长迅速变化，爆炸产生的冲击波扩展到星周赤道环，产生的质量损失从祖星。观测到的红外辐射是由大量外流中形成的尘埃颗粒与冲击气体中的软X射线发射等离子体成分相互作用产生的。在爆炸后第6190天拍摄的5 - 30微米的斯皮策IRS光谱表明，发射来自约1.1E-6 Msun的硅酸盐颗粒在约180+20-15 K的温度下辐射。随后在第7137天的观测表明，红外线通量增加了2倍，同时保持了几乎相同的光谱形状。观测到的红外-X射线通量比（IRX）与标准大麦云云尘埃丰度的尘埃等离子体一致。IRX在6190天至7137天之间减少了约2倍，这是第一次直接观察到在动态时间尺度上扩大的SN冲击波中尘埃的持续破坏。详细的模型与观测到的尘埃温度、软X射线发射成分的电离时间尺度以及IRX的演化一致，表明辐射硅酸盐颗粒浸没在密度为（0.3-1）E4 cm^{-3}的3.5E6 K等离子体中，并且具有被限制在0.023和0.22微米之间的狭窄半径范围内的尺寸分布。较小的颗粒可能已经被超新星最初的紫外线闪光蒸发了。
2007-12-17 astro-ph
HST/NICMOS2 observations of the HD 141569 A circumstellar disk
我们报告了围绕古老的主序前恒星HD 141569 A的星周尘埃盘的第一张可分辨的散射光图像。在HST/NICMOS 2图像中看到的圆盘形成了一个明亮的环，从边缘倾斜37.5度+/- 4.5度。这个环的峰值距离恒星325+/-10 AU，特征宽度约为150 AU。在1.6微米处，尘埃颗粒散射的总通量密度至少为4.5 +/- 0.5 mJy。我们的磁盘模型使用图像暗示的空间分布并不能解释10微米的多余部分，并且需要更接近恒星的额外颗粒群。指出了它与HR 4796 A尘埃环的一些异同.
1999-09-24 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
STIS Imaging of the HR 4796A Circumstellar Debris Ring
我们已经获得了高空间分辨率的成像观测的HR 4796 A拱星碎片尘埃环使用广泛的光学响应的哈勃空间望远镜成像光谱仪在日冕模式。我们使用我们的视觉波长的观察，以改善较早的测量几何参数的环状盘。注意到两个显著的通量密度不对称性：（1）盘晶粒的优先前向散射和（2）关于盘的形态短轴的方位角表面亮度各向异性与相应的差分ansal亮度。我们发现碎片环从恒星位置偏移了约1.4天文单位，这种偏移不足以简单地用星光的1/ $r^2$亮度来解释东北和西南袢的不同亮度。STIS数据还更好地量化了星光散射星周碎片的径向约束，在光度半宽<14 AU的特征区域，径向表面亮度的内部截断比向外衰减明显更陡。盘状颗粒的推断空间分布与一个或多个看不见的共轨道行星质量扰动的可能性是一致的，盘状颗粒的颜色与碰撞演化的碎片群体一致，可能包括因暴露于中心恒星的辐射而变红的冰。
2008-10-01 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
Large dust grains in the inner region of circumstellar disks
背景：简单的几何环模型很好地解释了围绕中等质量主序前恒星的尘埃盘的近红外干涉观测。这些模型表明，在这些磁盘中的灰尘分布有一个内孔和鼓起的内边缘与理论预期一致。目标：在本文中，我们重新分析了6个中等质量的前主序星（CQ Tau，VV Ser，MWC 480，MWC 758，V1295 Aql和AB Aur）的干涉观测的框架内的一个更详细的物理模型的尘埃盘的内部区域。我们的目标是验证该模型是否允许我们约束磁盘和尘埃的属性。方法：将文献中观察到的活力与我们模型中的理论活力进行比较。假设硅酸盐是最难处理的尘埃物种，我们的模型计算自洽的形状和排放的尘埃盘的内边缘（因此，它的vibrium为给定的干涉仪congurations）。在我们的模型中，唯一的自由参数是内盘方向和尘埃颗粒的大小。研究结果：在所有的对象，除了AB Aur，我们的自洽模型再现干涉的结果和近红外光谱能量分布。在四种情况下，大于1.2微米的颗粒，可能大得多，要么是所需的或与观察一致。内盘的倾角被发现总是大于30度，并且在至少两个物体中更大。
2006-01-19 astro-ph
On the HR 4796A circumstellar disk
我们详细研究了800万年前的恒星HR 4796 A周围的盘的性质，HR 4796 A是少数几颗为更好地理解导致行星系统形成的场景提供宝贵线索的恒星之一。我们提出了一个模型，能够再现所有可用的观测：从中红外到毫米波长的全光谱能量分布，解决散射光和热发射观测。我们发现，星周物质分裂成两个尘埃成分：一个冷环，在距离恒星70 AU处达到峰值，由大于10微米的ISM状颗粒（无定形成分，孔隙度~ 0.6）组成，另一个是靠近恒星的热尘埃（约9 AU），由彗星状颗粒（晶体成分，孔隙度~ 0.97）组成。这两个尘埃人口是高度碰撞和冷环中的粒度分布被发现切断辐射压力。在70天文单位处，需要几米大的天体才能符合数据，从而导致最小圆盘质量为几个地球质量，气尘比小于1。之后我们讨论了一些影响的磁盘结构和更大的机构的影响。
1999-06-26 astro-ph
The screening of the 11.3 micron SiC feature by carbonaceous mantles in circumstellar shells
碳化硅是一种耐火材料，在富碳AGB星的光球附近凝聚，在11.3 μ处产生了明显的发射特征。在恒星风的存在下，SiC颗粒被向外带到较冷的区域，在那里，不那么难熔的碳质材料可以通过自身或在SiC颗粒上的地幔中凝结。足够的碳可以凝结在后者上，使它们的特殊特征完全被掩盖。因此，可以解释：a）SiC特征在碳质连续体上方突出的共存，具有一系列对比度，对应于地幔与地核的不同体积比; b）11.3- $μ$ m特征最终从星际介质中消失，其中地幔由于碳的宇宙丰度高得多而变得完全不透明。
2008-04-30 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
ISO spectroscopy of circumstellar dust in the Herbig Ae systems AB Aur and HD 163296
利用红外空间天文台（ISO）上的短波长和长波长光谱仪，我们获得了Herbig Ae系统AB Aur和HD 163296的红外光谱。此外，我们还获得了HD 163296的地基N波段图像。结果表明：（1）AB Aur的尘埃成分主要为无定形硅酸盐、氧化铁和多环芳烃，（2）HD 163296的星周尘埃成分主要为无定形硅酸盐、氧化铁、水冰和少量的结晶硅酸盐，（3）HD 163296的红外辐射通量主要由固态特征所控制，而HD 163296的红外辐射通量主要由固态特征所控制。（4）HD 163296的连续光谱的色温比AB Aur的低得多，这表明HD 163296中存在着一群非常大（毫米大小）的尘埃颗粒;（5）星周尘埃的成分和结晶程度与中心恒星的年龄相关性很差。结晶和晶粒生长的过程也不一定是耦合的。这意味着，要么是原行星盘中的星周尘埃演化非常迅速（在几百万年内），要么是这种演化受恒星质量和年龄以外的因素控制。
2000-02-23 astro-ph
Spectral Energy Distributions of Circumstellar Debris Disks I. Analytic Disk Density Distributions
我们目前的研究结果，目的是从观测到的红外线亚毫米光谱能量分布推导出拱星碎片盘的基本属性。这项研究的动机是提高望远镜/探测器的灵敏度，特别是空间红外望远镜设施的预期可用性，随后是平流层红外天文学观测台，这将使详细研究后期星周盘和行星系统演化的大量源样本成为可能。我们的研究基础上的磁盘密度分布和几何形状的分析模型，考虑到现有的限制，从观测和碎片磁盘的理论研究结果。我们还概述了拱星尘埃的最深刻的特点，包括粒度分布和尘埃的化学成分的影响。
2003-06-23 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
Efficient radiative transfer in dust grain mixtures
研究了由不同半径和/或化学成分的球形尘埃颗粒组成的尘埃颗粒混合物对拱星壳层温度结构和光谱能量分布的影响。与基于代表相应尘埃颗粒混合物平均光学性质的尘埃颗粒参数近似结果的比较表明：（1）真实尘埃颗粒混合物的温度色散随光学厚度的增加而显著减小，并向平均尘埃颗粒参数近似结果的温度分布收敛，（2）如果考虑>= 2^5的晶粒尺寸，则所得的谱能量分布相差不超过10%，这证明了平均参数近似和迄今为止在其假设下获得的许多结果是合理的。然而，尘埃壳内边界处的尘埃颗粒温度分散可能达到>> 100 K，因此必须在正确模拟中加以考虑，例如，化学网络为了研究几何效应的额外影响，使用Cotera等人（2001年）和Wood等人（2002年）提供的模型参数，考虑了一种二维构型-HH 30拱星盘。一个激烈的反转的大到小的晶粒温度分布内发现的内部约。1AU的磁盘。
2002-09-13 astro-ph
Circumstellar Disks in pre-Main Sequence Stars
本文综述了前主序星周围星盘的性质。正是在这个时候，行星形成的演变，这是重要的是要了解这些磁盘的性质，以了解行星形成。我讨论磁盘的形状，质量和温度，宿主恒星的属性，磁盘的寿命和耗散过程。最后，简要总结了前主序演化过程中晶粒长大的证据。
2003-04-10 astro-ph
PAHs in Circumstellar Disks around Herbig Ae/Be stars
我们通过比较星盘模型的预测与观测结果，研究了Herbig Ae/Be星周围星周星盘表面多环芳烃的存在和性质。我们目前的结果的辐射传输代码磁盘加热的中心恒星，在流体静力平衡在垂直方向（耀斑磁盘）。粉尘是处于热平衡的大颗粒、瞬时加热的小颗粒和多环芳烃的混合物。特别注意的是恒星，磁盘和多环芳烃的性质上的多环芳烃发射线的强度和它们的空间分布的影响。该模型预测的红外SED显示PAH功能在3.3，6.2，7.7和11.3 \um清晰可见以上的连续，其中一些非常强大。PAH发射，空间上扩展，主要来自外盘区域（$R\sim$ 100 AU），而在类似波长的连续发射，主要是由于温暖的大颗粒，被限制在最里面的磁盘区域（$R\sim$几个AU）。我们比较模型的结果，从ISO和地面望远镜的红外观测的赫比格Ae/Be星的约30。大多数观测到的PAH功能的光谱类型晚于B9的对象很好地描述了我们的磁盘模型，我们讨论了一些详细的PAH特性，可以从现有的数据。强辐射场的对象（一般早于约B9）有3.3 $μ$ m功能（往往是唯一观察到的）比预测弱得多，我们讨论了可能的解释（磁盘的耗散，光蒸发或修改的PAH属性）。
2004-05-11 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
The Inner Rim of YSO Disks: Effects of dust grain evolution
尘埃颗粒的生长和沉降是行星形成的第一步。因此，对尘埃物理学的理解是完整的行星形成过程理论的组成部分。在本文中，我们探讨了使用尘埃蒸发前在YSO磁盘（“内边缘”）作为探测器的尘埃物理操作在拱星盘的可能性。边缘的几何形状敏感地取决于尘埃的成分和空间分布。使用辐射转移和流体静力平衡计算，我们证明了尘埃的生长和沉降可以显着弯曲的蒸发前（从一个圆柱半径约0.5 AU的磁盘中面1.2 AU的磁盘上层的A0星）。我们计算合成图像和干涉vibrations为我们的代表性的边缘模型，并表明，目前一代的近红外长基线干涉仪（VLTI，CHARA）可以强烈地约束尘埃性能的拱星盘，揭示相对知之甚少的过程中的晶粒生长，沉降和湍流混合。
2007-02-01 astro-ph
Low R_v from circumstellar dust around supernovae
用蒙特卡罗模拟研究了星周尘埃包围下超新星的有效消光规律。在银河系（MW）或大麦云云（LMC）中，具有星际尘埃光散射特性的颗粒，但围绕着爆炸地点，会导致光的半漫射传播到尘埃壳的边缘。光子的多次散射主要衰减具有较短波长的光子，因此与星际介质中的单次散射的情况相比，有效消光定律变陡。我们的模拟产生的总选择性消光比$R_V\sim 1.5-2.5$的典型值，在最近的研究中看到的Ia型超新星的颜色，进一步加强对近紫外线的差异消光。
2008-09-11 astro-ph
Modeling Spitzer observations of VV Ser. I. The circumstellar disk of a UX Orionis star
我们提出了中红外斯皮策-IRS光谱的著名UX猎户座恒星VV系列。我们结合斯皮策数据与干涉和光谱数据从文献中涵盖紫外线到亚毫米波长。用二维轴对称蒙特卡罗辐射转移程序模拟了全部数据。该模型被用来测试预测（Dullemond et al. 2003），即围绕UX Orionis恒星的盘必须具有自阴影形状，并且这些盘几乎是从边缘上看的，正好在一个膨胀的内缘的边缘上方，大致在尘埃升华半径处形成。我们发现，一个单一的，相对简单的模型是一致的，所有可用的观测约束跨越4个数量级的波长和空间尺度，这种解释的UX猎户座恒星提供了强有力的支持。膨胀内缘上层的颗粒必须很小（0.01-0.4微米）才能再现灭绝事件的颜色（RV ~ 3.6），而中红外硅酸盐发射特征的形状和强度表明，外盘（> 1-2 AU）的颗粒稍大（0.3-3.0微米）。从模型拟合，膨胀的内缘的位置估计是在尘埃温度为1500 K或在0.7-0.8 AU的小颗粒。这几乎是近红外干涉测量法估计的边缘半径的两倍。一个最佳的内缘拟合模型，其中大颗粒在盘中平面达到恒星的0.25天文单位，而小颗粒在盘表面创造了一个膨胀的内缘约0.7-0.8天文单位，能够重现所有的数据，包括近红外线。[摘要删节]
2006-10-12 astro-ph
The Structure of the DoAr 25 Circumstellar Disk
我们提供了高空间分辨率（< 0.3”= 40 $ AU) Submillimeter Array observations of the 865 micron continuum emission from the circumstellar disk around the young star DoAr 25. Despite its bright millimeter emission, this source exhibits only a comparatively small infrared excess and low accretion rate, suggesting that the material and structural properties of the inner disk may be in an advanced state of evolution. A simple model of the physical conditions in the disk is derived from the submillimeter visibilities and the complete spectral energy distribution using a Monte Carlo radiative transfer code. For the…
2008-04-02 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
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
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
Submillimeter studies of circumstellar disks in Taurus and Orion
我们强调了最近的两项研究，在金牛座和猎户座恒星形成区域的拱星盘。使用JCMT和CSO，我们测量磁盘流量在金牛座在很宽的范围内的亚毫米波长，并确定的尘埃不透明度的频率依赖性。我们发现了明确的证据，其行为随时间的系统变化，最容易解释的晶粒生长。利用SMA观测了猎户座梯形星团中的原行星盘。该仪器提供的高分辨率、高频率和高灵敏度相结合，使得有可能将盘状物彼此分辨，将它们的发射与背景云材料和周围的电离气体区分开来，并检测热尘埃发射。这使我们能够对行星的质量进行首次测量，并评估它们形成行星形成的可行性。
2005-11-19 astro-ph
Discovery of an extended debris disk around the F2V star HD 15745
利用哈勃太空望远镜上的高级巡天相机，我们发现了F2 V恒星HD 15745周围碎片盘的尘埃散射光。拱星盘的半径在2.0”到7.5”之间，相当于128 - 480 AU。星周盘形态关于恒星不对称，类似于风扇，并且与光学薄盘中向前散射的颗粒一致，与我们的视线倾斜约67度。光谱能量分布和散射光的形态可以用一个由半径在60和450 AU之间的硅酸盐颗粒组成的模型盘来近似，总尘埃质量为10 E-7 M_sun（0.03 M_earth），代表窄的粒度分布（1 - 10微米）。银河系的空间运动类似于蓖麻移动群，年龄约为10 E +8年，尽管未来的工作需要使用其他指标来确定HD 15745的年龄。
2007-12-03 astro-ph
On the gas temperature in circumstellar disks around A stars
在拱星盘或壳层中，通常假设气体和尘埃的温度相等，而后者由辐射平衡决定。本文讨论这个假设是否适用于年轻A星周围的星周盘。本文将Kamp & Bertoldi（2000）描述的稀薄流体静力平衡模型与详细的气体加热/冷却平衡相结合。最重要的加热和冷却过程是通过红外泵浦加热，由于尘埃颗粒的漂移速度加热，以及精细结构和分子线冷却。在整个圆盘中，气体和尘埃不能通过碰撞有效地耦合，因此它们的温度相差很大。这里考虑的圆盘模型中的大多数气体都保持在300 K以下。在低于300 K的温度范围内，气体化学不受T_gas的影响，因此简化近似T_gas = T_dust可用于计算盘的化学结构。然而，气体温度对于观测的定量解释是重要的，如精细结构和分子线。
2001-05-17 astro-ph
Adaptive Optics Imaging of the AU Microscopii Circumstellar Disk: Evidence for Dynamical Evolution
我们提出了一个H波段的光散射从附近的（10 pc）年轻的M星天文台显微镜（AU Mic，GJ 803，HD 197481）周围的拱星尘埃的图像，获得与凯克自适应光学系统。我们解决了磁盘垂直和径向，跟踪它超过17-60 AU的恒星。因此，我们的AU Mic观测提供了以高空间分辨率（每个分辨率元素0.04”或0.4 AU）探测太阳系尺度上碎片盘形态特征的可能性。AU Mic盘中的各种子结构（尘埃团和间隙）可能指向轨道行星的存在。在我们的H波段图像中没有看到质量小于1 M_Jup的行星，尽管目前的数据不能排除存在较小的行星。在H-波段和R-波段的磁盘表面亮度分布的建模，结合光学亚毫米光谱能量分布，使我们能够约束磁盘的几何形状和尘埃颗粒的属性。我们确认了从以前的观测中推断出的盘的近边缘方向，并推导出内部清除半径<=10 AU。我们发现证据表明，在内部（<60 AU）盘缺乏小颗粒，无论是作为原始盘演化的结果，还是因为坡印廷-罗伯逊和/或微粒阻力的破坏。在33天文单位附近观测到表面亮度轮廓的幂律指数变化，类似于β Pic拱星碎片盘轮廓中已知的特征。通过比较两个系统的粒子间碰撞和Poynting-Robertson阻力的时间尺度，我们认为破裂与这两个过程之一有关。
2004-12-06 astro-ph
Complex Organic Materials in the Circumstellar Disk of HR 4796A
我们结合HST/NICMOS成像测光的HR 4796 A磁盘在以前未观察到的波长之间的1.71-2.22 \micron与再处理的档案观测产生的尘埃的散射效率作为波长的函数的措施。尘埃的光谱，从七个测光措施合成，其特征是陡峭的红色斜率从0.5 \micron增加到1.6 \micron，然后在波长$>$ 1.6 \micron的光谱平坦。我们将光谱与由托林组成的尘埃颗粒模型人口相匹配，托林是由太阳系外部的复杂有机材料组成的材料。一颗可能处于巨型行星形成后期的恒星周围存在有机物质，这意味着生命的基本组成部分可能在行星系统中很常见。
2007-12-19 astro-ph
Eclipses by a Circumstellar Dust Feature in the Pre-Main Sequence Star KH15D
本文介绍了年轻星系团NGC 2264中独特的主序前食变星KH 15 D的测光和分光研究结果。轨道周期为48.34天，日食的长度（~16天）和深度（~3等）都随着时间的推移而增加。在最近的数据中证实了中央日食附近的增亮，但幅度比最初看到的要小得多。在明亮时拍摄的光谱显示主星是一颗光谱类型为K7的弱金牛座T星。在日食期间，光谱类型或变红没有可检测到的变化，这表明遮蔽是由相当大的尘埃颗粒和/或宏观物体造成的。很明显，这颗恒星是被它的拱星盘中的一个延伸特征所遮蔽的，它的半长轴约为0.2天文单位。持续的光度监测应该使我们能够以~3 × 10^6 km或更高的空间分辨率探测盘结构。
2001-06-08 astro-ph
Evolution of Cold Circumstellar Dust Around Solar-Type Stars
我们目前的亚毫米（CSO 350微米）和毫米（SEST 1.2毫米，OVRO 3毫米）测光的125个太阳型恒星的FEPS斯皮策遗产计划，有质量之间的~0.5和2.0 Msun和年龄从3百万年至3 Gyr。连续辐射被探测到朝向四颗星，它们的信噪比>= 3$：经典的金牛座T星RX J1842.9-3532、RX J1852.3-3700和PDS 66，用SEST，以及碎片盘系统HD 107146，用OVRO。RXJ 1842.9 -3532和RXJ 1852.3 -3700位于R-CrA分子云附近的投影中，估计年龄约为1000万年，而PDS 66可能是Sco-Cen OB星协中2000万年前的下半人马座-Crux亚群的成员。这三个源的连续辐射在24“SEST分辨率下无法分辨，很可能来自环星吸积盘，每个吸积盘的估计尘埃质量约为5x 10 **-5 Msun。对HD 107146（年龄为80-200百万年）的可见度数据的分析表明，3毫米的连续辐射在天体测量不确定性范围内集中在恒星上，并以高斯拟合的FWHM尺寸（6.5“+/-1.4”）x（4.2“+/-1.3”）或185 AUx 120 AU进行解析。从我们的连续调查的结果相结合，发表的意见，以量化的尘埃质量随时间的演变，通过比较不同的恒星年龄的样品的质量分布。金牛座分子云中太阳型恒星（年龄约200万年）周围的星周尘埃质量的频率分布与300…
2004-10-31 astro-ph
The shape and composition of interstellar silicate grains
我们研究了星际介质中硅酸盐尘埃颗粒的成分和形状分布。研究了硅酸盐晶格中镁含量的影响。我们适合的光谱形状的星际10亩消光功能观察到对银河系中心。我们使用非常不规则形状的涂层和非涂层多孔高斯随机场粒子以及统计方法来建模形状效应。对于粉尘材料，我们使用各种成分的无定形和结晶硅酸盐和SiC。我们的10亩功能的分析结果被用来计算20亩硅酸盐功能的形状，并与观察比较。通过使用真实的颗粒形状，我们第一次能够推导出星际硅酸盐中的镁含量。我们发现星际硅酸盐是高度富镁的（Mg/（Fe+Mg）>0.9），化学计量介于辉石和橄榄石型硅酸盐之间。这一成分与在GEMS中发现的行星际尘埃颗粒中的玻璃状物质的成分不一致，这表明这些物质一般不是来自星际介质的未经处理的残留物。此外，我们发现了一个显着的分数的SiC（~3%）。我们讨论了我们的研究结果的彗星和拱星尘埃的形成和演化历史的影响。我们认为，彗星和拱星颗粒中的结晶硅酸盐几乎是纯镁硅酸盐，这是我们发现的一个自然结果，即形成它们的无定形硅酸盐已经富含镁。
2006-11-10 astro-ph
Resolving and probing the circumstellar disk of the Herbig Ae star MWC 480 at 1.4 mm: Evolved dust?
我们目前的高分辨率0.45”× 0.32”的观测从BIMA阵列对赫比格Ae系统MWC 480在λ = 1.4毫米的尘埃连续。我们解决了一个半径约170 AU的拱星盘，并通过将观测结果与平盘模型进行比较来约束盘参数。这些结果表明，盘的典型拟合参数，如质量，Md ~ 0.04-0.18 Mo，表面密度幂律指数，p=0.5或1，是可比的低质量的金牛T星。MWC 480星盘中的尘埃可以被模拟为经过处理的尘埃物质（β ~ 0.8），类似于赫比格Ae星CQ Tau星盘;拟合的星盘参数也与较少演化的尘埃一致（β ~ 1.2）。MWC 480拱星盘中晶粒生长的可能性得到β ~ 0.8的可接受拟合的支持。p=0.5和p=1的表面密度幂律分布可以很容易地拟合到MWC 480盘;然而，在80%的置信水平下，排除了类似于最小质量太阳星云模型p=1.5的表面密度幂律分布。
2006-07-11 astro-ph
TIMMI2 and VLT-ISAAC Spectroscopy of Circumstellar Dust Disks - A Spatially Resolved 3.3 micron PAH Feature Around HD 100546
我们目前的光谱数据与La Silla 3.6m TIMMI 2和VLT-ISAAC仪器获得的初步结果。2003年3月，我们获得了36颗恒星的23个TIMMI 2 N带和18个Q带光谱，以研究星周盘中颗粒性质的演化。我们的样本包括赫比格星、金牛座T星和类织女星，其中一些最近被确定为附近（<100 pc）恒星协会的成员。硅酸盐和多环芳烃（PAH）的排放功能进行检测和TIMMI 2的空间分辨率允许的排放的空间范围上的上限。我们还获得了ISAAC的L-波段光谱的4个充分研究的磁盘。对于Herbig Be星HD 100546，我们在3.3微米处检测到空间扩展的PAH发射，这对应于这条线上半径为11 +/- 3 AU的源。
2004-03-31 astro-ph
The distribution of SiO in the circumstellar envelope around IRC+10216
本文介绍了利用亚毫米波天线阵对碳星IRC+10216周围SiOJ =5-4星周谱线辐射的新的干涉观测结果。通过多跃迁单碟观测，包括振转跃迁的红外观测，详细的辐射转移模型表明，在包层的内部，大约3-8个恒星半径之间，SiO的丰度分数高达1.5E-6。这比富碳环境中平衡恒星大气化学预测的高出一个数量级以上，表明了非LTE化学过程的重要性。除了紧凑的组成部分，空间上更广泛的（2.4E16厘米）低丰度（1.7E-7）的区域是必需的，以适应观测。这表明大多数SiO分子有效地吸积到内风中的尘埃颗粒上，而剩余的气相分子最终在更大的距离处被光解离。在观测到的vibrium中发现了偏离平稳风的证据，表明在对应于大约200年时间尺度的角尺度上密度变化为2至5倍。此外，约束的速度结构的风。
2006-05-19 astro-ph
Submillimeter lines from circumstellar disks around pre-main sequence stars
本文报道了低质量前主序星星周盘CO（J=6-5）、HCO ~+、HCN（J=4-3）及其同位素亚毫米谱线的观测结果。不同的线比和光学深度表明，大多数观察到的线发射来自中间盘层与高密度的1 E6 - 1 E8 cm-3和适度温暖的温度在外部区域。的数据进行了比较，从文献中使用一个完整的二维蒙特卡罗辐射转移代码的三个磁盘模型。分子的丰度受到光学上较薄的13 C物质的限制，并表明LkCa 15的贫化为1-30，TW Hya的贫化非常高，> 100。在低于22 K的温度下，CO和HCO+到晶粒表面上的显着冻结（因子10或更大）的证据被发现，但这些分子的丰度也必须在较温暖的上层低，最有可能是由于光解离。在一个被恒星和星际辐射加热的耀斑盘的表面附近有一个温暖的上层，这是对TW Hya观测结果的恰当描述。LkCa 15在表面似乎更冷，可能是由于尘埃沉降。
2001-08-23 astro-ph
Dust-Gas Interaction in SNR 1987A
对SNR 1987 A的多波长观测表明，随着爆炸产生的冲击波扩展到星周赤道环，它的形态在X射线、无线电和光学波长上迅速变化。红外辐射是由尘埃颗粒与热的X射线发射气体相互作用而产生的。我们发现，红外辐射提供了重要的补充信息的相互作用的SN爆炸波与拱星赤道环，不能在任何其他波长。
2007-05-25 astro-ph
Rapid planetesimal formation in turbulent circumstellar discs
在星周气体盘中，行星形成的初始阶段是通过尘埃颗粒碰撞形成越来越大的天体（Safronov 1969）。这一过程如何从米级的巨砾延续到三米级的星子是一个主要的未解决的问题（Dominik et al. 2007）：巨砾粘在一起很差（Benz 2000），由于旋转速度较慢的气体的逆风，在几百个轨道上螺旋进入原恒星（Weidenschilling 1977）。固体成分的引力坍缩被认为可以克服这个障碍（Safronov 1969，Goldreich & Ward 1973，Youdin & Shu 2002）。然而，即使是低水平的湍流，也会抑制固体沉积到足够致密的中平面层（Weidenschilling & Cuzzi 1993，Dominik et al. 2007），但湍流必须存在才能解释原恒星盘中观察到的气体吸积（Hartmann 1998）。在这里，我们报告的有效的引力坍缩的巨砾在局部过密的区域中的中平面的发现。漂砾最初集中在湍流气体中的瞬时高压中（Johansen，Klahr，& Henning 2006），并且这些集中通过由气体和固体的相对流动驱动的流动不稳定性进一步增加一个数量级（Youdin & Goodman 2005，Johansen，Henning，& Klahr 2006，Johansen & Youdin 2007）。我们发现，引力约束的集群形式与质量相媲美的矮行…
2007-08-29 astro-ph
Oxygen Chemistry in the Circumstellar Envelope of the Carbon-Rich Star IRC+10216
本文研究了IRC+10216星周壳层中富碳氧的化学性质。最近发现的含氧物种（水，羟基自由基和甲醛）对这个来源的挑战，我们目前的理解富碳拱星信封的化学。围绕恒星的冰彗星或铁颗粒表面的催化作用的存在被用来解释这种意想不到的物种的存在。这项详细的研究旨在评估的机会，生产含O的物种在富碳拱星信封只有气相化学反应。对于内部的热包层，它表明，虽然大部分的氧被锁定在CO附近的光球（如预期的C/O比大于1），一些恒星半径远的物种，如H2O和CO2的热化学平衡的假设下有很大的丰度。它还显示了如何非LTE化学非常困难的CO-->H2O，CO2转化预测LTE。关于化学在外部和较冷的信封，我们表明，甲醛可以通过气相反应形成。然而，为了形成水蒸气，必须包括具有相当高的速率常数的原子氧和分子氢之间的辐射缔合。化学模型解释了HCO+的存在，并预测了SO和H2 CS的存在（已在即将发表的3 mm线调查中检测到）。我们用非局域辐射转移模型模拟了H_2CO、H_2O、HCO+、SO和H_2CS的谱线分布，并用化学模型预测了它们的丰度分布。结果与观测结果进行了比较和讨论。
2006-05-25 astro-ph
A New View of the Circumstellar Environment of SN 1987A
我们总结了一套统一的分析，以前已知的和新发现的散射光回波，检测到30”的SN 1987 A在十年的光学成像，并与我们已经构建了最完整的三维模型的祖先的拱星环境。围绕SN的是一个结构丰富的双极星云。一个外部的，双瓣的“花生”，我们认为是红超巨星和主序星风之间的接触不连续性，是一个长扁壳，沿着两极延伸28英里，赤道附近延伸11英里。拿破仑的帽子，以前被认为是一个独立的结构，是这个花生的腰部，被捏成半径为6 ly。在内部，最里面的拱星物质沿着一个半径为1 ly，长为4 ly的圆柱形沙漏分布，它通过一个厚厚的赤道盘与花生相连。星云在视线以南41度和以东8度倾斜，截面略呈椭圆形，并在SN以西略微偏移。研究了这三个环的三维几何形状，认为赤道环是椭圆形的（b/a<0.98），并且在空间上与沙漏的方向相同。尘埃散射模型表明，在沙漏和双极瓣之间：气体密度从1- 3 cm^{-3}下降到>0.03 cm^{-3};最大尘埃颗粒尺寸从~0.2微米增加到2微米; Si：C尘埃比降低。这些星云的总质量约为1.7 Msun，因此红超巨星的质量损失约为5*10^{-6} Msun/年^{-1}。
2005-02-14 astro-ph
Microwave emission from spinning dust in circumstellar disks
在高密度环境中的拱星盘尘埃颗粒预计将增长到大尺寸的凝聚。有些出乎意料的是，最近对赫比格Ae/Be恒星周围圆盘的PAH特征的近红外观测表明，这些圆盘中的大量尘埃质量（高达总碳含量的百分之几十）可以锁定在尺寸从几纳米到几十纳米的颗粒中。我们调查的可能性，检测这些纳米粒子产生的电偶极子发射，因为它们在冷气体中的热速率（几十GHz）旋转。我们表明，这种发射峰在微波范围内，并占主导地位的热盘发射在ν < 50 GHz typically by a factor of several if >5%的总碳丰度被锁定在纳米粒子。我们测试这种预测的各种恒星和磁盘参数的敏感性，并表明，如果潜在的污染的旋转尘埃成分的自由和/或同步辐射可以被删除，那么检测这种发射的最佳机会将是在磁盘具有小的不透明度，具有SED与陡峭的亚毫米斜率（这最大限度地减少了热磁盘发射在GHz频率）。对旋转尘埃排放的探测将为原行星盘中小尘埃粒子的存在、性质和起源提供重要证据，并可能对行星形成产生影响。
2006-02-01 astro-ph
An efficient algorithm for two-dimensional radiative transfer in axisymmetric circumstellar envelopes and disks
本文提出了一种轴对称星周介质二维辐射转移的计算方法。通过将短特征线法推广到球坐标系，对传递方程进行了形式积分。加速的Lambda迭代（ALI）和Ng的算法被用来收敛到一个解决方案。通过采用几何上间隔的径向坐标网格，该方法具有处理半径跨越几十年的问题的自然能力，在最极端的情况下，从恒星半径到秒差距尺度。在球坐标系中，通过对离散光子方向的特殊选择和对近径向向外传播辐射的特殊处理来保证通量守恒。该算法从零到非常高的光学深度都能很好地工作，并且可以用于各种各样的传输问题，包括非LTE线形成，尘埃连续传输和高温过程，如康普顿散射。在本文中，我们专注于多次散射尘埃颗粒和非LTE传输的分子和原子线。线转移处理根据ALI计划的多能级原子/分子，包括随机和系统的速度场。该算法是在一个多用途的用户友好的辐射转移程序名为自由基。我们提出了两个例子计算：一个在蛋星云的尘埃散射，和一个非LTE线形成的旋转过渡的HCO $^{+}$在一个扁平的原恒星坍缩云。
2000-03-30 astro-ph
