A semi-analytical model for exploring Galilean satellites formation from a massive disk
更好地了解木星卫星的起源将有助于了解木星形成期间的环境，并有助于我们了解这个独特卫星系统的特征。我们开发了一个半分析模型来研究木星的定期卫星形成，并提出了我们的人口合成计算的结果。我们进行了模拟，采用了大量的，静态的，低粘度的环行星盘模型，与目前的研究在一个环行星盘的磁旋转不稳定性。我们发现，高的气体密度导致非常迅速的迁移的satellitesimals由于气体阻力和II型迁移的卫星在一个更快的磁盘为主的模式。大浓度的固体，大的积木和较长的II型迁移时间尺度有利于形成和生存的大型卫星。然而，像木卫三这样巨大的天体和那些远离木星的天体，如木卫四，很难在这种情况下形成。
2015-11-05 astro-ph.EP
Grand Theft Moons. Formation of habitable moons around giant planets
研究巨行星周围卫星的形成条件，通过N体模拟发现约32%的卫星在恒星宜居带内可宜居，潮汐加热影响显著。
2025-05-23 astro-ph.EP
N-body Simulations of Satellite Formation around Giant Planets: Origin of Orbital Configuration of the Galilean Moons
随着太阳系外行星的发现数量不断增加，行星系的多样性需要对新的形成情景进行研究。研究环绕行星盘中卫星的形成是很重要的，这通常被视为类似于原行星盘中岩石行星的形成。我们通过N体模拟研究了巨行星周围的小卫星形成卫星的过程，其中包括与环绕行星的气体盘的引力相互作用。我们的主要目的是通过数值模拟再现木星周围伽利略卫星的可观测特性，因为以前的N体模拟没有解释共振配置的起源。我们在Sasaki等人（2010）的工作基础上进行了吸积模拟，其中在Canup & Ward（2002，2006）的模型中添加了内腔。我们发现，几个卫星的形成和捕获的相互平均运动共振外的磁盘内边缘和快速磁盘气体耗散后是稳定的，这解释了伽利略卫星的特点。此外，由于盘边缘的存在，伽利略卫星的径向成分梯度也可以再现。本研究的另一个目的是通过考虑模型参数中的大的不确定性来讨论形成的卫星在各种条件下的轨道特性。通过数值实验和半解析论证，我们确定，如果一个磁盘的内边缘被引入，一个伽利略式的配置，其中几个卫星被捕获到一个2：1共振盘内腔外几乎是普遍的。事实上，即使是对于大容量磁盘和快速的类型I迁移，也会产生这样的配置。这一结果暗示了伽利略卫星形成的必然性，并为太阳系外卫星的形成提供了理论预测。
2012-05-02 astro-ph.EP
Giant impacts in the Saturnian System: a possible origin of diversity in the inner mid-sized satellites
人们普遍认为土卫六和土星周围的中等大小的规则卫星是在环土星盘中形成的。因此，如果这些中等大小的卫星仅仅是通过盘中类似的冰岩卫星的碰撞而吸积的，那么观察到的密度的广泛多样性（即，土星中型卫星的岩石部分是神秘的。最近的一个环行星盘模型表明，卫星生长在一个活跃的环行星盘中，其中泰坦大小的卫星通过与气体的相互作用向内迁移，并最终失去了气体行星。在这里，我们报告了泰坦大小的迁移卫星和较小的卫星在土星盘的内部区域之间的巨大影响的数值模拟。我们的研究结果表明，在撞击速度大于逃逸速度的1.4倍、撞击角度约为45度的巨大撞击中，一颗较小的卫星被摧毁，形成多颗中等大小的卫星，卫星密度差异很大（岩石分数= 0-92重量%）。我们的结果之间的关系的质量和岩石部分的卫星造成的巨大的影响重现土星中型卫星的观测。巨大的撞击还导致形成的中型卫星内部熔化，这将引发强烈的潮汐耗散和地质活动，如今天在土卫二和过去在特提斯观测到的情况。我们的发现也意味着巨大的撞击可能影响了土星中型卫星的基本物理性质，以及太阳系和更远的类地行星的基本物理性质。
2011-06-20 astro-ph.EP
Eccentric dust ring formation in Kozai-Lidov gas disks
一个高度错位的气体盘围绕一个双星系统的一个组成部分，可以经历全球Kozai-Lidov（KL）振荡的磁盘倾角和偏心率交换。通过对气体和尘埃盘的流体动力学模拟，我们探讨了这些振荡对尘埃密度分布的影响。对于尘埃是边缘耦合到气体（${\rm St} \approx 1$），我们发现，尘埃经历类似的动力学行为的气体盘，但尘埃的径向分布可能是非常不同的气体。在偏心盘中，灰尘的向内径向漂移更快，导致外部灰尘盘半径更小。在高偏心盘阶段，尘埃破裂成多个狭窄的偏心环。偏心尘埃环的形成可能对行星在错位盘中的形成有重要意义。我们认为，多个尘埃环通常可能发生在气体盘，有足够强的偏心率在中间半径的峰值。
2022-01-09 astro-ph.EP
Final Masses of Giant Planets II: Jupiter Formation in a Gas-Depleted Disk
首先，我们利用基于流体动力学模拟的气体捕获率经验公式和浅盘隙模型，研究了在原行星盘中通过气体捕获生长的巨行星的最终质量。浅的盘隙不能终止巨行星的生长。对于质量小于10个木星质量的行星，它们的生长速率主要由通过全球盘吸积的气体供应控制，而不是它们的间隙。与快速的气体捕获相比，气体供应不足会导致气体表面密度的耗尽，即使在间隙的外部，这可能会在原行星盘中产生内孔。我们的模型还可以预测在给定的行星质量的耗尽气体的表面密度的内孔。其次，我们的发现被应用到我们的太阳系的形成。对于木星的形成来说，在气体捕获的开始阶段，需要一个质量很低的气体盘，只有几个或几个木星质量，因为气体捕获是不间断的。这种具有足够固体材料的低质量气体盘可以通过粘性演化从具有太阳能组合物的初始$\sim$ 10 AU大小的致密盘形成。通过$α\sim 10^{-3}$的中等粘度的粘性演化，当木星的固体核在$t \sim 10^7$ yr开始捕获气体时，大部分盘状气体吸积到太阳上，留下一个广泛分布的低质量气体盘，盘状气体的耗尽适合于解释我们太阳系巨行星的高金属丰度。一个质量非常低的气体盘也提供了一个合理的路径，其中I型和II型行星的迁移都被显着抑制。特别是，我们还表明，II型迁移的小行星变得效率低下，因为额外的气体耗尽，由于快速的气体捕获本身。
2015-10-23 astro-ph.EP
The Effect of the Approach to Gas Disk Gravitational Instability on the Rapid Formation of Gas Giant Planets
观测证据表明，气体盘的不稳定性可能是至少一些气体巨星系外行星形成的原因，特别是大质量或遥远的气体巨星。关于近距离气体巨星，Boss（2017）使用$β$冷却近似计算内部气体盘不稳定性的流体动力学模型，发现提供的盘具有初始最小Toomre稳定性参数的低值（即，$Q_i < 2$在20 au内）形式，甚至对于高达100的$β$也可能发生碎裂成自引力团块（即，非常缓慢的冷却）。这些结果意味着，必须考虑磁盘向低$Q_i$的演变。本文提出了这样的模型：初始盘质量为0.091 $M_\odot$，围绕1 $M_\odot$原恒星从4到20 au延伸，$β$冷却参数的范围（1到100）与Boss（2017）相同，但所有盘都以$Q_i = 2.7$开始，即，重力稳定，并允许从其初始外盘温度180 K冷却到低至40 K。所有的圆盘最终都碎裂成至少一个致密的团块。这些团块再次被虚拟原行星（VP）所取代，并且由此产生的VP系综的质量和轨道与Boss（2017）的结果相比毫不逊色，这支持了盘不稳定性可以在20 au内迅速形成气体巨星的说法，前提是存在足够大质量的原行星盘。
2019-09-04 astro-ph.EP
Remnant gas in evolved circumstellar disks: Herschel PACS observations of 10-100 Myr old disk systems
我们提出了Herschel PACS光谱的[OI] 63微米气体线的三个拱星盘系统显示显着的磁盘演化和/或行星形成的迹象：HR 8799，HD 377和RX J1852.3-3700。[OI]在HR 8799和HD 377方向未检测到，3 σ上限分别为6.8 x 10^-18 W m^-2和9.9 x 10^-18 W m^-2。我们发现RX J1852.3-3700在12.3 +- 1.8 x 10^-18 W m^-2处检测到[OI]。我们使用热化学盘模型来模拟气体排放，使用对[OI] 63微米的约束，以及辅助数据来推导气体质量上限和约束气体与灰尘的比率。对于HD 377和HR 8799，我们发现气体质量的3 σ上限为0.1-20 Mearth。对于RX J1852.3-3700，我们发现两种不同的磁盘场景可以解释文献中报告的[OI] 63 μ m和CO（2-1）上限的检测：（i）一个大的圆盘，气体与尘埃共存（16-500 AU），导致一个大的稀薄盘与~16 Mearth的气体，或（ii）光学厚的气体盘，截断在~70 AU，与150 Mearth的气体质量。我们讨论了这些结果的影响，在这三个系统中的行星的形成和演化。
2012-06-05 astro-ph.EP
Depletion of gaseous CO in protoplanetary disks by surface-energy-regulated ice formation
原行星盘基本性质的经验约束对于理解行星形成和行星性质是必不可少的（1，2）。一氧化碳（CO）气体通常用于限制磁盘属性（3）。然而，估计表明，相对于预期值（4，5，6，7），盘中的CO气体丰度是耗尽的，并且影响CO丰度的各种盘过程的模型无法解释观察到的100万年时间尺度上的这种耗尽（8，9，10，11，12，13，14）。在这里，我们表明，表面能的影响，如开尔文效应，在磁盘上的颗粒，冰非均质成核到现有的颗粒时出现可以有效地捕获CO在其冰相。在以前的冰形成模型中，当小的冰包裹的颗粒被吹到温暖的磁盘层时，CO气体被释放出来。我们的模型可以再现在四个研究最多的原行星盘中观测到的气态CO的丰度、分布和时间演化（7）。我们限制固体和气体CO库存在中平面和磁盘扩散系数和解决不一致的磁盘质量的估计-三个关键参数，控制行星的形成。
2022-08-29 astro-ph.EP
Radial Surface Density Profiles of Gas and Dust in the Debris Disk around 49 Ceti
我们目前的CO（3-2）和相关的连续辐射从附近的A星鲸鱼座49周围的气体轴承碎片盘的分辨率约0.4的图像，观察阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）。我们分析了ALMA的光谱与宽带光谱能量分布的串联，以测量尘埃和气体排放的径向表面密度分布从系统。尘埃表面密度随半径的减小而减小，在~100和310 Au之间，表面密度在~110 Au的半径处略微显著增强。SED除了需要由ALMA分辨的较大颗粒的外盘之外，还需要由小颗粒组成的内盘。气体盘表现出的表面密度分布，半径增加，相反，大多数以前的空间分辨观测拱星气体盘。虽然~80%的CO流量是很好地描述了一个轴对称的幂律磁盘在开普勒旋转中心恒星，残差在~20%的峰值流量表现出偏离轴对称暗示的螺旋臂或翘曲的气体盘。气体盘的径向范围（~220金）小于尘埃盘的径向范围（~300金），这与最近对其他含气碎片盘的观测结果一致。虽然到目前为止只有三个宽的碎片盘在毫米波长下具有很好的径向尘埃轮廓，49但鲸鱼座的碎片盘显示出与两个径向分辨的贫气碎片盘明显不同的结构，这意味着产生和塑造气体和尘埃的物理过程是根本不同的。
2017-04-06 astro-ph.EP
Capture of planetesimals by waning circumplanetary gas disks
当气态巨行星的质量足够大时，就会形成环行星盘。虽然被环行行星盘捕获的固体可能有助于行星和它们周围的常规卫星的生长，但一些被捕获的天体在盘分散后仍会留在行星中心的轨道上。我们研究捕获和随后的轨道演化的微行星在减弱的环行星际气体盘使用三体轨道积分。我们发现，在这种微弱的气体阻力作用下，一些被捕获的星子可以在环行盘中存活很长一段时间。捕获的星子的半长轴小于行星希尔半径的三分之一左右。它们的偏心率和倾角的分布在磁盘分散后取决于气体阻力的强度和磁盘分散的时间尺度，和最初强大的气体阻力和快速磁盘分散有利于捕获和生存的星子。然而，在这种情况下，最终的轨道偏心率和倾斜度的捕获机构仍然相当大。虽然我们的研究结果表明，一些目前的不规则卫星的气体巨行星与小半长轴将被捕获的气体阻力，其他机制需要充分解释他们目前的轨道特征。
2016-04-28 astro-ph.EP
Distribution of Accreting Gas and Angular Momentum onto Circumplanetary Disks
利用高分辨率的三维嵌套网格流体动力学模拟方法，详细研究了气体从原行星盘吸积到环行星盘的过程，为研究巨行星周围卫星的形成过程提供依据.通过对气体吸积流动的详细分析，我们发现气体吸积到环行盘上的大部分过程是从高空接近垂直地吸积到盘表面，在环行盘的几个尺度高度上产生激波面。穿过激波表面的气体向内移动，因为它的比角动量小于局部开普勒旋转的角动量，而原行星盘中面附近的气体不能吸积到环行星盘。靠近希尔球内中平面的气体螺旋向外，通过两个拉格朗日点L $_1$和L $_2$逃离希尔球。我们还详细分析了吸积质量和角动量的通量，发现吸积质量和角动量的通量在盘表面的分布很好地用幂律函数描述，并且大部分气体吸积发生在盘的外部区域，即，大约是希尔半径的0.1倍幂律函数的性质表明，除了外缘，没有特定的半径，气体吸积集中。这些源函数的质量和角动量的环行星际盘将为我们提供有用的约束环行星际盘的结构和演化，这是重要的卫星形成。
2011-12-16 astro-ph.EP
DiskMINT: Self-Consistent Thermochemical Disk Models with Radially Varying Gas and Dust -- Application to the Massive, CO-Rich Disk of IM Lup
本文扩展DiskMINT框架构建支持气尘解耦分布的自洽热化学盘模型，应用于IM Lup盘拟合观测数据，验证C¹⁸O可作为气体质量可靠示踪物，为无动力学约束的盘质量估算提供方法。
2025-11-18 astro-ph.EP
VLT imaging of the β Pictoris gas disk
年龄超过几百万年的星周碎片盘应该基本上没有从原行星盘阶段残留下来的原始气体。追踪开普勒旋转中观察到的原子气体的起源，在围绕着大约1200万年前的恒星β Picardia的边缘碎片盘中，需要比以前通过有限狭缝光谱获得的更详细的空间分布信息。特别是迹象的不对称性和存在的Ca II气体在高磁盘纬度要求额外的调查。我们着手通过空间分辨的高分辨率光谱观测来恢复β Pic周围Fe I和Ca II气体发射的完整图像，以更好地了解气体盘组件的形态和起源。使用VLT的多光纤设施FLAMES/GIRAFFE和大型IFU ARGUS，在覆盖圆盘东北和西南侧的四个区域中获得空间分辨光谱。发射谱线从铁I和钙II的映射，并可用于适应一个参数函数的磁盘气体分布，使用气体电离代码的气体贫碎片磁盘。Fe I和Ca II的发射都被清楚地检测到，前者占主导地位沿磁盘中面，而后者揭示了垂直更广泛的气体。Fe I发射的表面强度较低，但在东北部（达到我们观测的210 AU极限）比在西南部更广泛，而Ca II显示相反的不对称性。模拟的Fe气盘剖面显示出尺度高度随半径的线性增加，垂直剖面表明与尘埃的动态相互作用。我们还定性地表明，钙II的发射轮廓可以解释在磁盘中平面的光学厚度，并不需要钙从Fe空间分离。[删节]
2012-07-18 astro-ph.EP
A limit on gas accretion onto close-in super-Earth cores from disk accretion
核心吸积模型预测，像超级地球一样大的行星核心会经历失控的气体吸积，成为气体巨星。然而，系外行星普查揭示了超级地球在其宿主恒星附近的普遍存在，这应该避免失控的气体吸积。事实上，凌日行星的质量-半径关系表明，一些距离较近的超级地球拥有H $_2$ /He质量约为0.1-10%的大气层。以前的研究表明，盘气体的性质，如金属丰度和流入/流出循环的盘气体周围的超级地球可以调节积累的H $_2$ /He大气到自己。在本文中，我们提出了一个新的机制，径向质量吸积盘可以限制气体吸积到超地球的核心。最近的磁流体动力学模拟发现，磁驱动的磁盘风可以驱动磁盘表面附近的快速气流。这种快速的气流可能会滑出行星核心，并调节对核心上的吸积气体的气体供应。我们进行了N体模拟的形成超级地球的大气吸积在一个粘性的吸积盘，包括风驱动吸积的影响。我们发现，即使是超级地球的核心，可以避免触发失控的气体吸积，如果流入的磁盘气体的核心是有限的粘性吸积。我们的模型预测，超级地球的H $_2$ /He的大气~ 0.1-10重量%的形式内$\lesssim$ 1 au的中心恒星，而气体巨星出生在外部区域。这一机制可以解释观测到的太阳系以外的巨行星的径向依赖性。
2018-10-02 astro-ph.EP
Modelling circumbinary protoplanetary disks II. Gas disk feedback on planetesimal dynamical and collisional evolution in the circumbinary systems Kepler-16 and 34
目标。本文研究了在进动偏心气体盘引力影响下，围绕观测系统Kepler- 16和Kepler-34的环双星原行星盘中小行星生长的可能性。方法.我们嵌入我们以前的流体动力学模拟的结果，原行星盘周围的二进制到N体代码执行3D，高分辨率，粒子间引力启用模拟的星子生长和动力学，包括由气体赋予的引力。结果包括完整的，进动的不对称气体盘产生高偏心率轨道的微行星轨道在边缘的circumbinary腔，气体表面密度和偏心率有其最大值。气盘能够有效地调整在某些区域的星子近心点，从而形成相控的、不相互作用的轨道。在这些区域之外，偏心的微行星轨道变得错位和重叠，导致微行星碰撞时轨道交叉和相对速度高。这可能导致侵蚀性碰撞数量的增加，远远超过导致增长的碰撞数量。来自静态轴对称气体盘的引力聚焦是弱的，并且不显著改变来自无气体情况的碰撞结果。结论.由于气盘的不对称性，微行星受到强烈的扰动而进入高度偏心的轨道。在微行星轨道没有很好地对齐的地方，轨道交叉导致侵蚀性碰撞的数量增加。这使得在开普勒-16 b和开普勒-34 b的位置很难发生持续的小行星吸积，因此我们排除了原位生长。这进一步支持了我们最初的建议，即大多数环双星行星应该在盘的更远处形成并向内迁移。
2016-04-06 astro-ph.EP
On the secular behavior of dust particles in an eccentric protoplanetary disk with an embedded massive gas giant planet
本文研究了一颗质量约为5倍木星质量的嵌入行星长期引力扰动下偏心原行星盘中尘埃的速度和空间分布。我们首先采用FARGO代码获得的二维密度和速度分布的偏心气体盘外部的嵌入式行星在准稳态的间隙打开。然后，我们应用长期扰动理论，并将气体阻力估计尘埃的速度和密度的长期时间尺度上。未扰动盘的尘埃与气体之比被简单地假定为0.01。在我们的基准盘模型与行星在5 AU，我们发现，0.01厘米至1米大小的尘埃颗粒很好地耦合到气体。因此，粒子的行为类似于气体，并表现出不对称的动力学作为偏心轨道的结果。尘埃表面密度在远心附近增强。然而，对于低密度气体盘（在本工作中称为“过渡盘”）在100 AU处窝藏行星的情况下，各种大小的尘埃的方位角分布可能会显着偏离。总体而言，非对称结构表现出的气体速度场和粉尘密度分布之间的相位相关性。因此，我们的研究可能提供了一个现实检查，以确定在亚毫米和厘米波长下检测到的不对称盘间隙是否是一个巨大的气体巨行星的路标。
2012-10-05 astro-ph.EP
Dynamics of Planetesimals due to Gas Drag from an Eccentric Precessing Disk
我们分析了一个紧双星系统的拱星轨道中单个小行星的动力学。我们既包括第二颗恒星的引力摄动，也包括来自具有有限进动率的偏心气体盘的非线性气体阻力。我们考虑了几种气体的进动率和偏心率，并将结果与圆轨道上的静态圆盘进行比较。圆盘进动与经典静态情形有三个主要区别：（1）由气体阻力产生的平衡长期解不再是平均系统中的固定点，而是频率等于气体进动速率的极限环。周期的振幅与天体的大小成反比，对于$\sim 50$ km大小的微行星，振幅可以忽略不计。(ii)小天体所能达到的最大最终偏心率被限制在气体偏心率和强迫偏心率之间的间隔内，并且对于与气体强烈耦合的微行星，不再保证拱点对准。(iii)轨道衰变和长期演化的特征时间尺度随着岁差率的增加而显着降低，其值比静态磁盘小两个数量级。最后，我们将此分析应用到$γ$ -Cephei系统，并估计不同尺寸物体的撞击速度和气体偏心率值。对于高的磁盘偏心率，我们发现，磁盘的进动减少了不同大小的星子之间的速度色散，从而有助于吸积碰撞在磁盘的外部。相反的情况发生在几乎圆形的气体圆盘上，其中进动产生相对速度的增加。
2010-06-08 astro-ph.EP
New millimeter CO observations of the gas-rich debris disks 49 Cet and HD 32297
先前的观测显示，在年轻的A型恒星周围的几个富含尘埃的碎片盘中，存在着接近原行星水平的CO气体。在这里，我们使用ALMA 7米阵列测量$^{13}$ CO和C $^{18}$ O发射向两个碎片盘，49 Cet和HD 32297，并检测到类似的高CO含量（$>$ 0.01 M $_\oplus$）。这些高CO质量意味着一个高效的屏蔽CO分子对恒星和星际紫外光子。适应最近的二次气盘模型，考虑屏蔽的碳原子和自屏蔽的CO，我们可以解释在这两个系统中观察到的CO水平。基于推导出的气体密度，我们建议，在HD 32297磁盘，尘埃和气体耦合和动力学的小颗粒的气体成分的影响。对于49 Cet，耦合的问题仍然没有决定。我们发现，49 Cet和HD 32297的主要恒星和盘的属性是非常相似的，以前确定的高CO含量的碎片盘。这些物体共同构成了屏蔽碎片盘的第一批已知代表。
2019-08-26 astro-ph.EP
Meridional circulation of gas into gaps opened by giant planets in three-dimensional low-viscosity disks
我们研究了原行星盘中一颗巨行星打开的间隙附近的气体环流。我们用高分辨率的3D模拟表明，气体以取决于粘度的速率在中平面上方的高海拔处流入间隙。我们用一个简单的概念模型来解释这一观察结果。从这个模型中，我们得到了一个估计的气体流入一个缺口开放的行星与希尔半径相当于一个分层盘的标度高度（即。e.具有粘性上层和非粘性中平面的盘）。我们的估计与现代MRI模拟一致（Gressel等人，2013年）的报告。我们的结论是，在一个分层的磁盘间隙开口不能显着减缓失控的气体吸积土星的质量为1000亿美元的行星。
2014-01-13 astro-ph.EP
Accretion of Solid Materials onto Circumplanetary Disks from Protoplanetary Disks
本文研究了在原行星盘中，从日心轨道到环行星盘的固体物质吸积过程，这是规则卫星系统形成的关键过程。在巨行星形成的气体捕获阶段后期，来自原行星盘的吸积气体形成环行星盘。由于吸积流对环行星盘通过气体阻力影响粒子的运动，我们使用流体动力学模拟数据的气体阻力项来计算固体材料的运动。我们考虑了固体颗粒的宽尺寸范围（$10^{-2}$ - $10^6$ m），发现固体颗粒的吸积效率在10 m左右达到峰值，这是因为在这个尺寸范围内绕行星盘气体的阻力能量耗散是最有效的。对于大于10 m尺寸的颗粒，效率变得较低，因为气体阻力变得不那么有效。对于小于10 m的颗粒，由于颗粒与背景气流的强耦合，阻止了颗粒的吸积，因此效率较低。我们还发现，从行星的距离，粒子被捕获的环行星盘是在一个狭窄的范围内，以及描述为一个功能的颗粒大小。
2014-01-17 astro-ph.EP
Gas emission from debris disks around A and F stars
在一些碎片盘系统中发现了气体。这种气体可能是由晶粒升华或晶粒光解吸产生的。它通过大量的电荷和热交换与周围的尘埃颗粒相互作用。因此，研究这种气体的化学成分和物理状态可以揭示许多关于这些碎片盘中尘埃成分的信息。我们已经产生了一个新的代码，onceptor，以解决气体排放的尘埃气体贫磁盘周围的A-F恒星。该代码自洽地计算气体电离和热平衡，特别注意加热/冷却机制。然后通过原子/离子能级的统计平衡计算产生每个物种（直到锌）的线发射光谱。对于类似于所观察到的β Picture气体盘的参数，我们发现气体主要由尘埃颗粒的光电发射加热，并主要通过CII 157.7微米线发射冷却。气体可以被加热到比灰尘的温度更高的温度，并且在某些情况下可以达到热逃逸的温度。主要的冷却线，CII 157.7微米，应该可以被赫歇尔在这些磁盘中检测到，而OI 63.2微米的线太微弱了。我们还研究了冷却线通量对各种磁盘参数的依赖关系，特别是赫歇尔，SOFIA和ALMA提供的中/远红外和亚毫米波长的热线发射的灵敏度大大提高。这些新仪器将提供许多关于尘埃碎片盘的新信息。
2010-07-20 astro-ph.EP
Formation of sharp eccentric rings in debris disks with gas but without planets
年轻恒星周围的“碎片盘”（类似于我们太阳系中的柯伊伯带）显示出各种各样的非平凡结构，这些结构归因于行星摄动，并用于限制行星的性质。然而，这些分析在很大程度上忽略了这样一个事实，即发现有些碎片盘含有少量气体，而所有这些碎片盘都应含有某种程度的气体成分。对若干碎片盘进行了测量，其尘埃与气体的比率约为1，在这一比率下，流体动力学对碎片盘结构的影响不可忽视。在这里，我们报告了线性和非线性模型，表明尘埃-气体相互作用可以产生一些归因于行星的关键模式。我们发现了一个强大的不稳定聚集，组织成狭窄的，偏心环，类似于北落师门碎片盘的尘埃。这样的盘可能包含行星的结论并不一定需要解释这些系统。
2013-08-02 astro-ph.EP
Inner Super-Earths, Outer Gas Giants: How Pebble Isolation and Migration Feedback Keep Jupiters Cold
大多数气体巨星（质量为$\gtrsim10^2 M_\oplus$的行星）被发现居住在距离其宿主恒星超过$\sim1$ au的地方。在1天文单位内，行星人口以$2-20 M_\oplus$的超级地球为主。我们表明，这种内部的超级地球和外部的气体巨星之间的二分法可以自然地解释，如果他们形成在近无粘性磁盘。在层流盘中，行星可以更容易地将盘中的气体排斥出轨道。行星轨道内气体堆积产生的反馈扭矩会减缓并最终阻止迁移。行星轨道外的一个压力凸起捕获了鹅卵石和固体，使核心挨饿。气态巨行星出生时很冷，并且保持很冷：更大质量的核心优先在更远的距离形成，并且它们几乎不会在磁盘反馈下迁移。我们证明了这一点，使用2D流体动力学模拟磁盘行星相互作用持续长达$10^5$年：我们跟踪行星迁移和卵石吸积，直到两者都来结束磁盘反馈。核心是否经历失控的气体吸积成为气体巨星，是通过计算一维气体吸积模型来确定的。我们的模拟表明，在一个无粘性的最小质量的太阳星云，气体巨星不形成内$\sim$ 0.5 AU，也不能迁移到那里，而磁盘存在。我们还探讨了对盘质量的依赖性，并发现气体巨星在更远的地方形成质量较小的盘。
2018-05-16 astro-ph.EP
ALMA Survey of Lupus Protoplanetary Disks II: Gas Disk Radii
我们目前ALMA波段6观测的一个完整的样本原行星盘在年轻的（1-3百万年）狼疮恒星形成的地区，涵盖了1.33毫米的连续和12 CO，13 CO，和C18 O J=2-1线。空间分辨率为0.25角秒，中等3 σ连续灵敏度为0.30 mJy，对应于M_dust ~ 0.2 M_earth。我们应用“开普勒掩蔽”，以提高我们的12 CO零矩图的信噪比，使测量的气体盘半径为22狼疮磁盘，我们发现，气体盘普遍大于毫米尘埃盘的平均两个因素，可能是由于组合的光学厚气体排放以及增长和向内漂移的尘埃。使用的气体盘半径，我们计算的无量纲粘度参数，alpha_visc，发现一个广泛的分布，并没有与其他磁盘或恒星参数的相关性，这表明粘性过程尚未建立在狼疮盘准稳态。通过将我们的1.33毫米连续通量与我们先前的890微米连续观测相结合，我们还计算了70个狼疮盘的毫米光谱指数α_mm;对于低质量盘，我们发现α_mm和mm通量之间存在反相关（M_dust < 5），然后随着盘接近α_mm = 2而变平，这可能表明在更高质量的盘中晶粒生长更快，但是也可以反射它们较大的光学厚度的部件。总之，这项工作表明，新的见解，可以从公正的ALMA磁盘调查收集到磁盘演化和行星形成的连续流。
2018-05-03 astro-ph.EP
Observing planetary gaps in the gas of debris disks
本文通过FARGO3D流体模拟、RADMC-3D辐射转移和CASA观测模拟，证明碎片盘中行星-气体相互作用可产生ALMA可观测的间隙和扭结，并给出观测条件判据，为间接探测低温巨行星提供新途径。
2024-11-21 astro-ph.EP
Observing the linked depletion of dust and CO gas at 0.1-10 au in disks of intermediate-mass stars
我们报告发现的尘埃和CO气体示踪剂的0.1-10 Au区域的行星形成盘周围的年轻中等质量恒星之间的相关性。恒星光球耐火元素的丰度减少的位置热CO气体排放后退到更大的磁盘半径，并作为近红外过量排放热尘埃在内盘减少。这些观测值之间的关联行为表明，红外CO发射到更大的磁盘半径的衰退跟踪一个内部磁盘区域的灰尘正在耗尽。我们还发现Herbig盘腔具有低（~ 5- 10%）或高（~ 20- 35%）的近红外过量，这是一种尚未被“前过渡”盘的经典定义所捕获的二分法。
2017-11-30 astro-ph.EP
Clumps in the Outer Disk by Disk Instability: Why They are Initially Gas Giants and the Legacy of Disruption
我们探讨了引力不稳定盘扩展区（$r\gtrsim 50$ AU）碎片的初始条件。我们结合分析估计的3D SPH模拟的螺旋臂的碎片表明，初始碎片质量的气体巨星制度。这些最初的碎片将有相当大的角动量，并应形成半径为几个天文单位的圆盘。我们表明，团块将生存的多个轨道之前，他们经历了第二次，快速崩溃，由于H $_2$解离，它是可能的，以破坏绑定团块运输到内部磁盘。破坏团块的后果行星形成，尘埃处理和磁盘的演变进行了讨论。我们认为，这是可能的，在磁盘演化的最早阶段，在外盘产生地球质量的核心。
2010-01-11 astro-ph.EP
Formation of secondary atmospheres on terrestrial planets by late disk accretion
最近，在主序星周围发现了气体盘，远远超过了通常的原行星盘寿命（即，> 10百万年），那时行星已经形成。这些主要由CO、碳和氧组成的气体盘似乎在具有微行星带（类似于我们的柯伊伯带）的系统中无处不在，并且可以持续数亿年。在这些气体盘中运行的行星将吸积大量的气体，这些气体将把它们的原始大气转变为新的次级大气，其成分与母气体盘相似。在这里，我们量化了多大的次级大气可以创建各种观察到的气体盘和广泛的行星类型。我们发现，在这个后期阶段的气体吸积是非常显着的，地球的大气质量的气体很容易吸积在类地行星在非常脆弱的气体盘。在稍微更大的磁盘，我们表明，大量的CO大气可以吸积，形成行星与亚海王星一样的压力。我们的新结果表明，具有高金属丰度和高C/O比的新的次级大气将在这些晚期气体盘中产生，重新设置从原行星盘阶段继承的原始成分，并为那些因光蒸发或巨大撞击而失去大气的行星提供新生。因此，我们提出了一个新的范例，形成的大气层在低质量的行星，这可以与未来的观测（JWST，ELT，ARIEL）进行测试。我们还表明，这种晚期吸积将在次海王星或冷的外行星中显示出非常清晰的特征。最后，我们发现吸积在晚期气体盘中产生空腔，这可以作为一种新的行星探测方法，用于距离主星几个金到几十个金的小质量行星。
2020-04-06 astro-ph.EP
Constraining the gas distribution in the PDS 70 disk as a method to assess the effect of planet-disk interactions
本研究通过开发热化学正向模型分析ALMA对PDS 70盘的观测数据，确定了气体和尘埃的空间分布，发现气尘比变化和气体密度下降与行星-盘相互作用一致，支持了气体搅动过程的存在。
2023-06-29 astro-ph.EP
Gas Phase Ions in Protoplanetary Disks from Collisions of Solids
针对原行星盘中平面电离源较弱的问题，研究通过实验室实验首次检测到毫米级玄武岩颗粒碰撞产生的气相离子，证实行星形成早期的固体碰撞可作为电离源，为原行星盘中平面电离机制提供了新解释。
2024-02-02 astro-ph.EP
Satellites Form Fast & Late: a Population Synthesis for the Galilean Moons
木星的卫星被认为是在一个环绕行星的圆盘中形成的。在这里，我们解决他们的形成和轨道演化与人口合成的方法，通过改变尘埃与气体的比例，光盘分散的时间尺度和尘埃再填充的时间尺度。环行星盘的初始条件（密度和温度）直接从三维辐射流体动力学模拟的结果。在人口合成中考虑了光盘的演变。小卫星被认为是通过流动不稳定性而增长的。我们发现，卫星形成快，往往在$10^4$年内，由于短的轨道时间尺度在环行星盘。它们按顺序形成，其中许多由于快速的I型迁移而消失在行星中，通常会污染木星的包层，通常有15个地球质量的金属。最后一代卫星可能在巨行星演化的很晚时候形成，那时行星盘已经失去了超过99%的质量。晚期的环行星盘足够冷，可以维持水冰，因此毫不奇怪，85%的月球人口都是由冰组成的。卫星质量的分布峰值略高于伽利略质量，直到几个地球质量，在一个制度，这是可观察到的与当前的仪器周围的类地行星轨道足够接近他们的主恒星。我们还发现，系统与伽利略式的群众发生在20%的情况下，他们更有可能当光盘具有较长的分散时间尺度和高的尘埃气体比。
2018-08-23 astro-ph.EP
A tension between dust and gas radii: the role of substructures and external photoevaporation in protoplanetary disks
Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）；Università degli Studi di Milano（米兰大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；INAF, Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；University of Chicago（芝加哥大学）
研究探讨了亚结构在原行星盘中对气体-尘埃尺寸比的再现作用，发现尽管亚结构能减少模拟与观测间的差异，但无法完全解决，揭示了同时再现气体和尘埃尺寸的挑战。
2026-02-07 astro-ph.EP
Planetesimals to Terrestrial Planets: collisional evolution amidst a dissipating gas disk
我们对类地行星的形成过程进行了数值模拟，研究了内太阳系中从微行星到行星的连续生长过程。以前的研究表明，生长将是由内而外的，但通常的做法仍然是假设整个内盘最终将达到胚胎和星子的双峰分布。对于盘质量，初始星子半径和气体盘寿命的组合，在这项工作中探索的整个磁盘从来没有达到一个简单的双峰质量分布。我们发现，由内而外的增长被放大的碰撞演化的固体和相互作用与耗散气体盘的综合影响。这导致了在同一时间内，在盘的不同位置永远不会实现寡头增长，在某些情况下，盘可以在1 au内支持混乱的增长和巨大的影响，并在2 au之外支持失控的增长。星子人口是有效地耗尽在内盘胚胎生长主要是在一个显着的气体盘的存在下进步。进一步在磁盘的增长是较慢的相对于气体盘耗散，导致更多的激发星子在同一阶段的增长和效率较低的吸积。由于碰撞研磨强烈改变了吸积行星相对于初始质量分布的表面密度，这种相同的效应导致了质量损失。与以前没有碰撞研磨的工作相比，这种效应降低了火星与地球的质量比。与之前的一些发现类似，这些模拟使用了截然不同的生长情景，产生了第一代行星胚胎，在不稳定并进入混沌生长阶段之前，这些胚胎稳定了10-20百万年，或气体耗散时标的5-10个e折叠时间。
2019-08-02 astro-ph.EP
Water vapor as a probe of the origin of gas in debris disks
本文提出通过观测冷的水蒸气来区分碎片盘中气体来自原行星盘残留还是冰体碰撞，并指出未来远红外空间天文台的必要性。
2024-11-13 astro-ph.EP
Building the Galilean moons system via pebble accretion and migration: A primordial resonant chain
伽利略卫星的起源-即木卫一，木卫二，木卫三和木卫四-还没有完全了解。在这里，我们使用N体数值模拟研究伽利略卫星的形成在木星周围的气体环行星盘。我们的模型包括卵石的增长，气体驱动的迁移，气体潮汐阻尼和阻力的影响。在我们的模拟中，小卫星首先通过卵石吸积生长，并开始向内迁移。当它们到达盘内边缘的陷阱时，发生散射事件和碰撞，促进额外的生长。成长中的卫星最终会达到一个多共振的结构，固定在圆盘的内边缘。我们最好的伽利略卫星的质量匹配是在模拟中产生的集成卵石通量是1 e-3兆焦耳。这些模拟通常产生3到5颗卫星。在我们最好的模拟中，相邻的卫星对都锁定在2：1的平均运动共振中。然而，它们也有适度的偏心轨道（0.1），不像目前的真正的卫星。我们认为伽利略卫星系统是一个原始的共振链，类似于TRAPPIST-1，开普勒-223和TOI-178等系外行星系统。木卫四可能在过去与木卫三共振，但离开了这个配置-没有打破拉普拉斯共振-通过发散迁移由于潮汐行星卫星相互作用。这些同样的影响进一步将这些卫星的轨道偏心率降低到目前的值（0.001）。我们的研究结果支持这一假设，木卫一和木卫二出生时富含水冰成分，后来失去了所有/大部分的水。对伽利略卫星原始组成的严格限制对于区分形成模型至关重要。
2021-04-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Forming Gas Giants Around a Range of Protostellar M-dwarfs by Gas Disk Gravitational Instability
针对M型矮星周围气态巨行星难以用核吸积模型解释的问题，通过162个引力不稳定气体盘模型证明气体盘引力不稳定性机制可形成这类行星，并给出了临界盘质量等条件。
2023-08-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Inferring the Gas-to-Dust Ratio in the Main Planet-Forming Region of Disks
测量原行星盘中气体和尘埃的数量是行星形成研究中的一个关键挑战。在这里，我们提供了一组新的尘埃损耗因子和相对质量表面密度的气体和尘埃的最内部区域的样本的原行星盘。我们这样做，结合恒星理论与观察到的耐火元素丰度在磁盘主机和疏散星团恒星。我们的结果是独立的，和互补的，从空间分辨磁盘观测。
2022-06-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Can gas in young debris disks be constrained by their radial brightness profiles?
年轻恒星周围的尘埃盘已知是从光学上厚的、以气体为主的原行星盘演变成光学上薄的、几乎不含气体的碎片盘。据认为，原始气体在大约1000万年前就被大量移除，但很难从气体观测中辨别出真正的气体密度。这表明使用尘埃的观测：有人认为，气体，如果存在更高的密度，将导致更平坦的尘埃密度和表面亮度的径向轮廓比实际观察到的。然而，在这里，我们表明，这些配置文件是令人惊讶的不敏感的变化的参数的中心恒星，位置的尘埃产生的微星带，尘埃的磁盘和-最重要的-参数的环境气体。这一结果适用于宽范围的气体密度（三个数量级），不同的径向分布的气体温度，和不同的气体成分。亮度曲线斜率为-3. - 4我们发现的是相同的，理论上发现的无气体碎片盘，他们是相同的，实际上从许多碎片盘的观测。我们对三个年轻的（10-30百万岁），空间分辨，边缘碎片磁盘（β Pic，HD 32297，和AU Mic）的具体结果表明，所观察到的径向轮廓的表面亮度不构成任何严格的约束气体成分的磁盘。我们不能排除系统的外部可能保留了大量的原始气体，这在气体观测中并不明显（例如β Pic多达50个地球质量）。然而，根据气体探测结果（例如β Pic盘中的质量约为地球质量的0.05倍），气体（很可能是次级气体）仅以少量到中等数量存在的可能性也仍然存在。
2009-11-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Herschel evidence for disk flattening or gas depletion in transitional disks
过渡盘是原行星盘，其特征是相对于完整的盘，近红外和中红外辐射减少。这种特征性的光谱能量分布表明，在尘埃盘内存在一个光学薄的内腔，据信这标志着原始大质量盘的消失。我们提出了新的赫歇尔空间天文台PACS光谱的[OI] 63微米的21个过渡盘。我们的调查补充了更大的赫歇尔GASPS计划“原行星系统中的气体”（Dent et al. 2013），通过将PACS在该波长下观察到的过渡盘的数量增加了四倍。[OI]63微米的痕迹物质在盘的外部区域，超出大多数过渡盘的内腔。我们发现，过渡磁盘有[OI] 63微米线光度比他们的全磁盘同行的两倍微弱。我们自我一致地确定各种恒星属性（例如，热光度，FUV过剩等）。和磁盘属性（例如磁盘灰尘质量等）这可能会影响[OI] 63微米线的光度，我们发现没有相关性，可以解释较低的[OI] 63微米线的光度在过渡盘。使用网格的热化学原行星盘模型，我们的结论是，过渡盘比完整的磁盘或具有较低的气尘比由于气体质量的耗尽。这一结果表明，过渡盘比完整的盘更进化，甚至可能在大半径。
2014-04-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
A novel way of measuring the gas disk mass of protoplanetary disks using N2H+ and C18O
测量原行星盘的气体质量是很困难的，原行星盘是巨大行星形成的储存库。我们目前缺乏一个远红外天文台能够观测HD，最常见的气体质量示踪剂，CO，受到约束的CO到H $_2$比。在前人工作的基础上，我们研究了贫CO气体的化学示踪剂N2H+是否可以用于观测测量CO与H的$_2$比和校正CO基气体质量。使用从文献中获得的磁盘结构，我们建立了三个磁盘，TW Hya，DM Tau和GM Aur的热化学模型，以检查如何以及CO到H $_2$比和气体质量可以从N2H+和C18 O线通量测量。此外，我们将这些气体质量与从档案HD观测中测量的独立气体质量进行比较。N2 H+（3 - 2）/C18 O（2 - 1）线比与盘CO-与-H $_2$比成比例。使用这两条线，我们测量了TW Hya的4.6e-3 Msun <Mdisk <1.1e-1 Msun，GM Aur的1.5e-2 Msun <Mdisk <9.6e-2 Msun和DM Tau的3.1e-2 Msun <Mdisk <9.6e-2 Msun。这些气体质量同意从HD获得的值在其各自的不确定性。N2 H ++ C18 O气体质量的不确定性可以通过观测限制圆盘中的宇宙线电离率来降低。这些结果表明，利用N_2H~+和C_（18）O的组合测量原行星盘的气体质量是有潜力的。
2022-01-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chemistry in Protoplanetary Disks: the gas-phase CO/H2 ratio and the Carbon reservoir
原行星盘的气体质量和气尘比是驱动原行星盘演化和行星系统形成的两个关键因素。我们在这里探讨在何种程度上CO（或其同位素）可以用作气体质量的示踪剂。我们使用一个详细的气体颗粒化学模型和研究的磁盘组成的演变，从一个致密的前恒星核心组成。我们探讨了一系列的磁盘温度分布，宇宙射线电离率，和磁盘年龄的磁盘模型代表金牛座T星。在磁盘中占主导地位的高密度，我们发现，由于快速反应的晶粒表面，CO可以转换为挥发性较低的形式（主要是s-CO $_2$，并在较小程度上的s-CH $_4$），而不是在很宽的温度范围内蒸发。10 $^{-4}$的正则气相丰度仅在约30-35 K以上达到。主要的含碳实体取决于温度结构和磁盘的年龄。CO的化学演化对宇宙射线电离率也很敏感。较大的气相CO丰度被发现在年轻的磁盘。初始条件，如母云年龄和密度，影响有限。这项研究表明，CO气相丰度在很大程度上取决于晶粒表面的过程，这仍然是非常不完全了解到目前为止。粉尘温度分布的强烈依赖，使CO的磁盘的气相含量的示踪剂。
2015-05-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Systematic Variations of CO Gas Abundance with Radius in Gas-rich Protoplanetary Disks
CO是原行星盘最常用的气体示踪剂。它的丰度通常被假设为整个盘的温暖分子层的星际比率。但是最近在许多原行星盘中观测到的低CO气体丰度挑战了我们对盘中物理和化学演化的理解。在这里，我们调查的CO丰度结构，在四个充分研究的磁盘和比较它们的结构与预测的CO的化学处理和运输的CO冰包尘埃颗粒在磁盘。我们使用空间分辨的CO同位素线观测和详细的热化学模型来推导CO丰度结构。我们发现，在这些磁盘中的CO丰度随半径变化的数量级。我们表明，虽然化学过程可以有效地减少总柱的CO气体在1万年内的ISM水平下的宇宙射线电离率，耗尽主要发生在深区域的磁盘。没有足够的垂直混合，表层是没有足够的耗尽再现弱CO排放量观察。在三个磁盘中的CO耗尽的径向配置文件是定性一致的卵石形成，沉降和漂移的磁盘的预测。但是，尘埃演化本身并不能完全解释在某些圆盘中观察到的高损耗。这些结果表明，尘埃演化可能发挥重要作用，在运输挥发性物质和耦合的化学动力学研究是必要的，以了解什么原料可用于行星形成在不同距离的中央恒星。
2019-08-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Protoplanetary gas disks in the far infrared
年轻原行星盘的物理和化学条件为行星形成设定了边界条件。虽然尘埃盘中的尘埃相对容易被检测为远红外光度“过量”超过预期的光球发射，但对气相的了解要少得多。似乎很清楚，从大质量光学厚盘（富含气体的结构，其中只有约1%的总质量以尘埃的形式存在）到几乎没有气体的纤细碎片盘的突然转变发生在约10^7年，到那时，至少大部分巨行星必须形成。事实上，这些行星大部分是气态的，因此它们必须在气盘消散之前聚集起来。因此，在不同的演化阶段的盘气体含量的光谱研究是至关重要的。来自丰富气藏的远红外水蒸气线和原子精细结构线（例如，[OI] 63 μ m、[SI] 56 μ m、[SiIII] 34 μ m）是圆盘中气体的稳健示踪剂。赫歇尔上的光谱仪将探测到其中一些朝向最近的、最年轻的和更大质量的原行星盘的线。然而，根据模型，赫歇尔将无法达到所需的灵敏度，以（1）检测在更演化和更脆弱的transamational磁盘中的气体残留，这些磁盘可能形成行星，（2）检测银河系中最多恒星（M型和较冷的矮星）周围质量较小的原行星盘的气体排放。两者都是SPICA/SAFARI的独特目标。此外，SAFARI将能够探测到~44和~ 62 μ m的水冰远红外模式，从而允许在许多原行星系统中观察水冰，并充分探索其对行星形成和演化的影响。
2009-09-17 astro-ph.EP astro-ph.GA
Molecular gas in young debris disks
富气原始盘和稀薄贫气碎片盘通常被认为是星周物质演化的两个不同阶段。有趣的是，年轻的主序星鲸鱼座49周围的碎片盘拥有大量的分子气体，可能代表了两个阶段之间缺失的环节。为了通过发现更多的49个类Ceti系统来了解拱星盘中气体组分的演化，我们利用Atacama Pathfinder EXperiment进行了CO J=3-2的调查，目标是20个红外发光碎片盘。这些系统填补了原始和古老的脆弱碎片盘之间的差距，在分数光度。在这里，我们报告的第二个49 Ceti类磁盘周围的30万年的A3型恒星HD 21997，一个成员的天鸽协会的发现。这个系统也在CO（2-1）跃迁中被探测到，可靠的年龄测定使它成为比鲸鱼座49号更古老的含气盘。虽然HD 21997和49 Ceti的分光度不是特别高，但这些物体似乎拥有我们样本中最扩展的圆盘。用Keplerian圆盘模型结合LIME辐射转移程序再现了HD 21997的双峰分布。基于它们的相似性，49 Ceti和HD 21997可能是迄今为止尚未定义的相对古老（>~ 800万年）的新类别的第一个代表，气态尘埃盘。从我们的研究结果，无论是原始的起源，也不稳定的二次生产从冰冷的星子可以明确地解释存在的CO气体在磁盘的HD 21997。
2011-09-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Resolved gas cavities in transitional disks inferred from CO isotopologues with ALMA
年轻恒星周围的过渡盘是寻找最近形成的嵌入式行星的有希望的候选者。行星-盘相互作用模型预测，行星在捕获更大半径的尘埃时，会在气体中清除一个间隙。其他物理机制也可能是造成蛀牙的原因。先前的观测表明，这些空腔内仍然存在气体，但这种气体的空间分布仍然不确定。我们提出了高空间分辨率的观测与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的13 CO和C18 O线的四个良好的研究过渡盘。观测结果用于设置对气体表面密度的约束，特别是空腔尺寸和空腔内的密度下降。利用DALI物理化学模型对SR 21、HD 135344 B、DoAr 44和IRS 48的气体图像进行了分析。感兴趣的主要参数是气腔的尺寸、深度和形状。包括CO同位素选择性光解，以适当地限制从C18 O发射的外盘中的表面密度。在所有四个圆盘中，气体空腔比灰尘的空腔小3倍。模型拟合表明，与来自外盘的表面密度分布相比，气体空腔内的表面密度降低了100-10000倍。与行星-盘相互作用的间隙深度分析模型的比较表明，盘的粘度可能很低，行星质量<10 MJup时a<1 E-3。在过渡盘腔的气体和尘埃的解决测量支持模型的预测，描述行星盘的相互作用如何塑造气体盘结构和影响尘埃颗粒的演变。这些观测到的结构强烈地表明在过渡盘空腔中存在巨大的行星同伴，尽管轨道半径比通常仅从尘埃空腔半径指示的要小。
2015-12-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Excess C/O and C/H in outer protoplanetary disk gas
新生行星的组成取决于其诞生盘的组成。特别是，气体巨星的气体包层的元素组成取决于包层所吸积的盘气体的元素组成。先前的模型表明，在磁盘中的O和C-轴承挥发物的顺序冻结将导致在水和CO雪线之间的气体中的超太阳C/O比和太阳下C/H比。然而，这一结果没有考虑到预期的晶粒生长和径向漂移的卵石盘，以及伴随的挥发分从外部到内部磁盘的重新分配。使用一个玩具模型，我们表明，当漂移被认为是，CO之间的水和CO雪线增强，导致超太阳能的C/O和C/H比的气体巨形成区的磁盘气体。只要有大量的卵石漂移通过CO雪线，并且CO蒸气扩散的效率是有限的，这个结果似乎对圆盘模型的细节是稳健的。气体巨星在水雪线外的气体包层中吸积，并且没有经历实质性的核心-包层混合，因此可能在其大气中呈现出超恒星的C/O和C/H比。卵石漂移也会影响行星形成区的氮和惰性气体丰度，这可能解释木星的一些特殊丰度模式。
2016-10-25 astro-ph.EP astro-ph.GA
Formation of Dust Rings and Gaps in Non-ideal MHD Disks Through Meridional Gas Flows
环和间隙通常在年轻恒星盘的尘埃连续发射中观察到。以前的研究表明，在磁化的非理想磁流体磁盘的弱电离气体的子结构自然发展。气环有望通过压力梯度诱导的径向尘埃气体漂移捕获大的mm/cm尺寸的颗粒。使用2D（轴对称）MHD模拟，包括双极扩散和尘埃颗粒的三个代表性的大小（1毫米，3.3毫米，和1厘米），我们表明，颗粒确实倾向于径向漂移相对于气体的中心的气体环，在速度远高于一个光滑的磁盘，因为陡峭的压力梯度。然而，它们的空间分布主要是由纬向气体运动控制的，这通常比尘气漂移快得多。特别是，已经在中平面附近沉降的颗粒被快速吸积流快速向内携带到气体环的内边缘，在那里它们被强极向磁场从中平面转移的气流抬起。在我们的模拟中的流动模式提供了一个有吸引力的解释，最近推断在HD 163296和其他磁盘，包括两个“崩溃”的区域，在磁盘表面附近的气体收敛到中平面和磁盘风的湍流。我们的研究强调了与非理想MHD磁盘中的气体子结构形成及其在尘埃中产生环和间隙的关键作用相关的潜在可观察到的非对称流的普遍性。
2022-06-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Secret of Longevity: Protoplanetary Disks as a Source of Gas in Debris Disks
本研究通过1D盘演化模拟，探究碎片盘中气体的原始起源情景，发现初始质量大、湍流弱的盘可存活超10 Myr，支持原始起源，并预测持续吸积可作为探测气体来源的关键。
2025-02-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Photoevaporation of Grain-Depleted Protoplanetary Disks around Intermediate-Mass Stars: Investigating Possibility of Gas-Rich Debris Disks as Protoplanetary Remnants
碎片盘通常被认为是没有气体的系统，但最近的（亚）毫米观测发现了数十个富含气体的系统。气体成分的来源仍然不清楚，也就是说，它可能是原行星遗迹和/或来自大型天体的次级产物。为了成为原行星的起源，母体原行星盘的气体成分需要在$\gtrsim10{\,\rm Myr}$中存活下来。然而，以前的模型预测$\lesssim 10{\,\rm Myr}$的寿命，因为有效的光蒸发在后期阶段的磁盘演变。在本研究中，我们调查光蒸发的气体丰富，光学薄磁盘周围的中等质量的恒星在后期阶段的磁盘演变。演化的系统被建模为那些辐射力足够强，不断吹出小颗粒（$\lesssim 4 {\,\rm μm}$），这是一个重要的组成部分，通过恒星远紫外线（FUV）诱导的光电加热驱动光蒸发。我们发现，晶粒耗尽减少光电加热，使FUV光蒸发不被激发。极紫外（EUV）光蒸发是主要的，并且产生$2$ - $5\times10^{-10}(Φ_{\rm EUV}/10^{41}{\,\rm s}^{-1})^{1/2}\,M_\odot\,{\rm yr}^{-1}$的质量损失率，其中$Φ_{\rm EUV}$是EUV发射率。气体成分的估计寿命是$\sim 50 (M_{\rm disk}/10^{-2}\,M_\odot)(Φ_{\rm EUV}/10^{41}\,{\rm s}^{-1})^{1/2}\,{\rm Myr}$，取决…
2021-05-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Last Gasp of Gas Giant Planet Formation: A Spitzer Study of the 5 Myr-old Cluster NGC 2362
我们描述了斯皮策IRAC和MIPS对人口众多的500万年前的疏散星团NGC 2362的观测。早期/中间型确认/候选星团成员要么有光球中红外辐射，要么有弱的、光学薄的红外过量辐射，小于24微米，与碎片盘一致。很少有晚型、太阳/亚太阳质量的恒星有原始盘。晚型恒星周围的星盘主要由具有内孔的星盘（典型的“过渡盘”）和“同源耗尽”星盘组成。这两种类型的磁盘代表原始磁盘和碎片磁盘之间的中间阶段。因此，我们发现，多个路径的原基碎片盘过渡存在。我们的研究结果破坏了标准的论点，有利于一个~ 0.01万年的时间尺度的过渡的基础上，从金牛座御夫座的数据和排除标准的紫外光蒸发的情况下，解释过渡的主要机制。结合我们的数据与其他斯皮策调查，我们调查周围的高/中等质量的恒星碎片盘的演变和调查巨型行星形成的时间尺度。如果气盘中的气体和尘埃在相似的时间尺度上演化，那么围绕早期类型的高/中等质量恒星的气体巨行星的形成时间尺度可能是1- 500万年。斯皮策探测到的大多数太阳/亚太阳质量的恒星都有SED，表明它们的盘可能正在积极地离开原始盘阶段。因此，气态巨行星形成也可能在500万年前发生在太阳/亚太阳质量恒星周围。
2009-05-23 astro-ph.EP astro-ph.GA
C/O and Snowline Locations in Protoplanetary Disks: The Effect of Radial Drift and Viscous Gas Accretion
碳氧比是气态巨行星大气和原行星盘化学的一个决定性特征。在圆盘中，C/O比由主要挥发物在离中心恒星不同距离处的雪线的存在来调节。我们探讨的径向漂移的固体和粘性气体吸积到中央恒星上的雪线位置的主要C和O载体在一个原行星盘，H2O，CO2和CO，和它们的后果的C/O比在整个磁盘的气体和尘埃。我们确定雪线位置的范围内固定的初始颗粒大小和磁盘类型。对于我们的基准盘模型，我们发现尺寸为~0.5 cm < s < 7 m的辐照盘和~0.001 cm < s < 7 m的演化和粘性盘的颗粒在盘中的尺寸依赖性位置解吸，这与颗粒的初始位置无关。雪线半径随着颗粒的增大而减小，最大颗粒尺寸为~7 m。相比静态磁盘，我们发现，径向漂移和气体吸积在粘性磁盘移动H2O雪线向内高达40%，CO2雪线高达60%，和CO雪线高达50%。因此，我们确定的雪线位置的内部限制时，径向漂移和气体吸积占。
2015-11-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
The ALMA Survey of Gas Evolution of PROtoplanetary Disks (AGE-PRO): II. Dust and Gas Disk Properties in the Ophiuchus Star-forming Region
本文通过ALMA 6波段观测蛇夫座10个嵌入源，推导其尘埃与气体盘质量，发现C18O/C17O径向延伸比尘埃盘大1.5-2.5倍，为原行星盘演化研究提供早期样本数据。
2025-08-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Discovery of molecular gas around HD 131835 in an APEX molecular line survey of bright debris disks
碎片盘被认为是气体贫乏的，但最近的观测表明，在几个1000万至4000万年的古老系统中存在分子或原子气体。我们使用APEX和IRAM 30米射电望远镜在20个明亮的碎片盘中寻找CO气体。在一个案例中，在1600万年前的A型恒星HD 131835周围，我们发现了一个新的含气碎片盘，在那里成功地检测到了CO 3-2跃迁。其他单个系统均未显示可测量的CO信号。我们的Herschel空间天文台HD 131835的远红外图像在70和100 $μ$ m处都勉强分辨出圆盘，特征半径为~170 au。虽然HD 131835的恒星性质类似于$β$ Pic，但它的尘埃盘性质类似于最大质量的年轻碎片盘。随着HD 131835中气体的检测，已知含有CO的碎片盘的数量增加到了4个，它们都环绕着年轻的（$\leq$ 4千万年）A型恒星。基于125 pc以内的统计数据，我们认为在年轻A型星周围的大质量碎片盘中存在可检测到的气体是一种普遍现象。我们目前的数据无法得出HD 131835中气体起源的结论。如果气体是次级的，是由微行星的分裂产生的，那么HD 131835是一个非常年轻的行星，就其盘而言，它是$β$ Pic系统的更大质量的类似物。然而，这个系统也可能类似于HD 21997，拥有一个混合盘，其中气体物质主要是原始的，而尘埃颗粒主要来自星子。
2015-10-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
