Perspectives for the study of gas in protoplanetary disks and accretion/ejection phenomena in young stars with the near-IR spectrograph SPIROU at the CFHT
近红外原子和分子跃迁是追踪年轻恒星周围环境中温暖和炽热气体的有力工具。在原行星盘内部几个天文单位内，以恒星速度迹热气体（T~1500 K）为中心，观测到H_2和H_2O的振转跃迁以及CO的2 μ m泛频跃迁。H2近红外线显示了几公里/秒的探测分子盘风的蓝移。H2线呈现出数百km/s的蓝移，揭示了喷流中的热冲击气体。原子谱线，如10830 A处的HeI谱线和氢的Paschen β和Brakett γ谱线，追踪来自吸积漏斗流和原子盘风的辐射。在近红外线中的明亮禁止原子线，例如[Fe II]，[N I]，[S I]，[S II]和[C I]，追踪喷流中的原子和电离物质。计划用于加拿大-法国-夏威夷望远镜的新的近红外高分辨率摄谱仪SPIROU将提供独特的能力，在一次曝光中将高光谱分辨率（R~75000）与大波长覆盖范围（0.98至2.35微米）结合起来。这将为我们提供同时探测吸积漏斗流、风、喷流和内部盘中的热气体的手段。这就有可能通过监测观察和系统调查的手段及时调查他们的综合行为。SPIROU将是一个强有力的工具，以促进我们对吸积/弹射过程、盘演化和行星形成之间联系的理解。
2013-10-08 astro-ph.IM astro-ph.SR
Circumstellar matter studied by spectrally-resolved interferometry
本文介绍了光谱干涉测量的一些概况，以及它在过去十年中为更好地理解星周物质所起的作用。我提供了一个小的历史的技术和它的起源，并回顾了基本的微分相位和它的核心作用，为最近的发现。最后，我提供了一个小的一套简单的解释微分阶段的具体天体物理的情况下，并打算提供一个“食谱”的其他情况。
2012-07-19 astro-ph.IM astro-ph.SR
The inner regions of protoplanetary disks
要了解行星系统是如何在前主序星周围的尘埃盘中形成的，就需要对这些尘埃盘的结构和演化有详细的了解。虽然这是合理的理解为区域的磁盘超过约1 AU，这些磁盘的结构向内1 AU仍然是一个谜。这部分是因为用现有的望远镜很难在空间上分辨这些区域。但这也是因为对这个区域的物理学知之甚少，在这个区域，磁盘变得如此之热，以至于尘埃开始蒸发。近年来，红外线干涉测量法已经可以直接在空间上分辨出原行星盘的内部天文单位，尽管方法有些有限。这些观测结果部分证实了这些区域的现有模型，但也提出了新的问题和难题。此外，事实证明，这些区域的数值模拟极具挑战性。在这篇评论中，我们给出了一个粗略的概述的历史和最近的发展，在这个令人兴奋的领域的天体物理学。
2010-06-17 astro-ph.SR
Spectro-interferometry of the Be star delta Sco: Near-Infrared Continuum and Gas Emission Region Sizes in 2007
我们提出了近红外H和K波段光谱干涉观测的气体盘周围的主要Be星在三角洲天蝎座双星系统，在2007年获得（近星点通道之间在2000年和2011年）。使用CHARA/MIRC仪器在H波段的观测分辨出一个高斯半高宽为1.18 x 0.91质量的细长圆盘。使用凯克干涉仪，源的K-波段连续发射只有边缘空间分辨，因此，我们估计一个相对不确定的K-波段连续盘FWHM为0.7 +/- 0.3质量。另一方面，线发射，氦1（2.0583微米）和溴γ（2.1657微米），清楚地检测到，与约10%的低比那些连续。当考虑到连续谱/线通量比时，这转化为线发射区域的更大尺寸：He 1和Br γ分别为2.2 +/- 0.4质量和1.9 +/- 0.3质量。我们的KI数据还揭示了一个相对平坦的光谱微分相位响应，排除了显着的偏心发射。我们希望这些新的测量将有助于约束动力学模型正在积极发展，以解释磁盘的形成过程中的三角洲天蝎座系统和一般的恒星。
2010-09-07 astro-ph.IM astro-ph.SR
Probing the Inner Regions of Protoplanetary Disks with CO Absorption Line Spectroscopy
一氧化碳（CO）是原行星盘内部最常用的分子气体示踪剂。CO可以用来限制星周环境的激发和结构。吸收谱线光谱提供了一个精确的评估，一个单一的视线通过原行星盘系统，提供更直接的估计柱密度和温度比CO和分子氢发射线的研究。我们分析了新的观测紫外CO吸收从哈勃太空望远镜沿视线到六个经典的金牛座T星。与恒星速度一致的气体速度，再加上中等偏高的磁盘倾角，反对吸收CO气体起源于快速移动的磁盘风。我们的结论是，远紫外观测提供了一个直接测量的磁盘大气或可能是一个缓慢的磁盘风。CO吸收线由柱密度范围为N（^{12}CO）~ 10^{16} - 10 ^{18} cm^{-2}和N（^{13}CO）~ 10^{15} - 10 ^{17} cm^{-2}、旋转温度T_{rot}（CO）~ 300 - 700 K和多普勒b值的模型光谱再现。b ~ 0.5 - 1.5 km s^{-1}。我们利用这些结果来限制温暖分子气体（n_{CO} ~ 70 - 4000 cm^{-3}）的视线密度，并将这些观测结果与原行星盘模型联系起来。
2013-02-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Ellipsoidal primary of the RS CVn binary zeta And: Investigation using high-resolution spectroscopy and optical interferometry
我们获得了RS CVn型双星系统zeta And的椭球主星的高分辨光谱、光干涉和长时宽谱测光。基于光学干涉测量法，使用均匀圆盘拟合，zeta Δ的表观边缘变暗直径为2.55 +/-0.09质量。依巴谷距离和边缘变暗的直径由均匀的圆盘拟合得到，恒星半径为15.9 +/- 0.8 Rsolar，结合热光度，它意味着有效温度为4665 +/- 140 K。使用多普勒成像从高分辨率光谱获得的温度图显示了赤道斑点的强烈带和冷极冠的暗示。赤道点显示在相位0.75附近的浓度。这个点的配置让人想起了在早期发表的zeta And温度图中看到的。对H α线的研究揭示了色球层中的双折射和冷云。跨越12年的长期测光显示了一个斑点活动周期的迹象，这也是多普勒图像所暗示的，但周期长度不能从目前的数据中可靠地确定。
2010-02-22 astro-ph.SR
High-Resolution Mid-Infrared Spectroscopy of GV Tau N: Surface Accretion and Detection of Ammonia in a Young Protoplanetary Disk
重新分配或移除原行星盘的角动量的物理过程，可以驱动质量吸积到恒星上，并影响行星形成的结果。尽管原行星盘参与吸积的证据随处可见，但负责的过程仍不清楚。在这里，我们提出的证据红移分子吸收光谱的I类源，表明在磁盘表面的快速流入。GV Tau N的高分辨率中红外光谱揭示了C2 H2、HCN、NH3和水的单独谱线的丰富吸收光谱。从分子吸收的性质，我们可以推断，它携带一个显着的吸积率（~ 1 e-8至1 e-7 Msun/yr），相当于活跃的金牛座T星的恒星吸积率。因此，我们可以观察到盘吸积的作用。这些结果可能为超声速“表面吸积流”提供观测证据，这在磁化圆盘的MHD模拟中已经发现。观测到的光谱也代表了在原行星盘的行星形成区域中首次探测到氨。由于氨的丰度仅与HCN相当，因此它不可能是氮的主要缺失库。如果像预期的那样，内盘中占主导地位的氮储存库是N2，那么它的高挥发性将使其难以融入形成的行星，这可能有助于解释大部分地球的低氮含量。
2020-11-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Fundamental parameters and evolutionary status of the magnetic chemically peculiar stars HD 188041 (V1291 Aquilae), HD 111133 (EP Virginis), and HD 204411. Spectroscopy versus interferometry
确定恒星的基本参数是天体物理学的主要任务之一。对于磁性化学特殊的恒星，这个问题因其大气层的异常化学成分而变得复杂，这需要特殊的分析方法。本文给出了三颗CP星HD 188041、HD 111133和HD 204411的有效温度、表面重力、丰度和半径的测定结果。我们的分析是基于一个自洽的模型拟合的高分辨率光谱和分光光度观测在很宽的波长范围内，考虑到异常的大气化学成分和不均匀的垂直分布的三个化学元素：钙，铬，铁。对于两颗恒星HD 188041和HD 204411，我们还进行了干涉观测，为我们提供了恒星半径的直接估计。收集了另外8颗CP星的参数。通过对7颗CP星的光谱/分光光度观测结果进行分析并与直接用干涉测量法测量的半径进行比较，结果表明，半径在测量误差的范围内一致，这证明间接光谱分析能够可靠地确定较暗的Ap星的基本参数，而这是用现代干涉测量设备无法研究的。
2019-07-11 astro-ph.SR
The disk physical conditions of 48 Persei constrained by contemporaneous Hα spectroscopy and interferometry
我们利用一个多步骤的建模过程，以产生合成的干涉和光谱观测值，然后将其与所观察到的对应物进行比较。我们的广泛的一套干涉观测的Be星48每，共291个数据点，获得了海军精密光学干涉仪从2006年11月7日至2006年11月23日。我们的模型通过与在约翰S。2006年11月1日，洛厄尔天文台的霍尔望远镜。通过与Touhami等人（2010）和Vieira等人（2017）在0.4至60微米波长范围内的观测结果进行比较，证实了48 Per的理论光谱能量分布（SED）。我们的最佳拟合组合模型从H $α$光谱，H $α$干涉和SED拟合有一个幂律密度下降，$n$，为2.3和初始密度在恒星表面的$ρ_0 = 1.0 \times 10^{-11} \rm{g\,cm}^{-3}$与H $α$光谱和干涉45 $^{\circ} \pm 5^{\circ}$的倾斜约束。系统的位置角，从东向北测量，是121 $^{\circ}$ $\pm$ 1 $^{\circ}$。我们的最佳拟合模型表明，磁盘发射起源于一个中等大小的磁盘，半径为25 R $_{*}$，这是一致的磁盘质量约为5 $\times$ 10 $^{24}$克或3 $\times$ 10 $^{-10}$ M $_{*}$。最后，我们将我们的结果与Quirrenbach et al.（1997）先前对48~Per的研究进行了比较，结果一致，但发…
2017-04-27 astro-ph.SR
The role of absorption and scattering in shaping ice bands. Spatially-resolved spectroscopy of protoplanetary disks
本文利用MCFOST辐射转移模拟首次研究原行星盘中水冰带随观测视角和盘内位置的变化，发现吸收与散射平衡可使带极小值波长偏移达0.17 μm，对空间分辨冰光谱建模具有重要影响。
2025-03-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Transition disks: the observational revolution from SEDs to imaging
年轻恒星周围的原行星盘是行星诞生的地方。特别令人感兴趣的是具有数十金的大型内部尘埃腔的过渡盘，暗示存在大质量同伴。这些空腔首先通过其光谱能量分布（SED）中的缺陷被识别，后来通过毫米干涉测量观测证实。阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）真正彻底改变了尘埃和气体中原行星盘的空间分辨成像领域，为间隙和空腔的起源提供了重要的线索。与此同时，新类型的子结构也被揭示出来。此外，红外观测显示了大范围的子结构，无论是在解决成像，干涉和光谱。自从上一篇关于过渡盘（原恒星和行星VI）的评论文章以来，已经取得了大量的数据，这导致了许多关于过渡盘起源的新见解。在这篇评论中，我将总结过去十年的观测工作，比较他们的见解与SED模型的预测，分析过渡盘人口的属性，并讨论他们在一般磁盘演化的作用。
2023-03-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Optical imaging polarimetry of the LkCa 15 protoplanetary disk with SPHERE ZIMPOL
我们提出了第一个光学（590- 890 nm）成像偏振观测的前过渡原行星盘周围的年轻的太阳类似LkCa 15，解决了一些悬而未决的问题，以前的研究提出。我们检测到以前看不见的磁盘间隙的远侧，确认高度偏心的散射光间隙的形状，假设从近红外成像，与毫米干涉推断的对称间隙不一致。此外，我们解决了内部磁盘的第一次，并跟踪到30 AU。这个新的散射光源可能有助于近红外干涉信号归因于原行星候选人LkCa 15 b，它位于嵌入内部磁盘的外部区域。最后，我们提出了一个新的模型的LkCa 15的系统架构，这些新的发现联系在一起。这些观测是在对SPHERE ZIMPOL进行科学验证期间进行的，并证明了该设施在不利观测条件下对微弱导星的性能。
2015-07-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
The compact H$α$ emitting regions of the Herbig Ae/Be stars HD 179218 and HD 141569 from CHARA spectro-interferometry
本文介绍了HD 179218和HD 141569的CHARA/VEGA H $α$光谱干涉测量（R ~ 6000，和$λ$ /2B ~ 1 mas），使目前可用的Herbig Ae/Be（HAeBe）星的样本增加了一倍。观测到的H $α$发射是空间分辨的，表明HD 179218和HD 141529的H $α$发射区域的大小小于~ 0.21和0.12 au（分别为~ 15和16 R*）。这小于先前用相同仪器观察到的另外两个HAeBes。为了解释紧凑的线发射区域，已经探索了两种不同的情况。一个热的，几千K的黑体盘与HD 179218和HD 141569的观测结果一致。磁层吸积（MA）能够再现HD 179218所显示的H $α$发射的大部分，这证实了之前根据MA激波模型所做的估计，即质量吸积速率为10^-8 Msun/年，视线倾角在30到50度之间。HD 141569的H $α$轮廓无法从MA拟合，因为该物体的旋转速度很高。把CHARA样本放在一起，需要各种各样的场景来解释HAeBe星中的H $α$发射-紧凑或扩展，盘，吸积，和风-与以前的Br $γ$光谱干涉观测一致。
2016-09-30 astro-ph.SR
Stellar Multiplicity via Speckle Interferometry with the 3.6 m Devasthal Optical Telescope
Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚帕塔观测科学研究所）；School of Applied Sciences, Centurion University of Technology and Management（中央技术与管理大学应用科学学院）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文学与天体物理学中心）；Physik-Institut, University of Zurich（苏黎世大学物理学院）
本文通过散斑干涉测量利用3.6米德瓦斯塔光学望远镜，展示了高分辨率观测双星系统和精确测量轨道参数的方法。
2025-12-08 astro-ph.IM astro-ph.SR
SCExAO/CHARIS Near-Infrared Scattered-Light Imaging and Integral Field Spectropolarimetry of the AB Aurigae Protoplanetary System
本研究利用 SCExAO/CHARIS 对 AB Aurigae 原行星盘进行近红外积分场光谱偏振测量，揭示了盘内旋臂结构、尘埃散射与偏振特性，并通过辐射传输建模证明微小多孔尘粒能更好重现观测结果。
2024-10-15 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
HST Scattered Light Imaging and Modeling of the Edge-on Protoplanetary Disk ESO-H$α$ 569
我们提出了新的HST ACS观测和详细的模型，最近发现的边缘上的原行星盘周围ESO H $α$ 569（一个低质量的金牛座T星在Cha I恒星形成区）。使用辐射转移模型，我们探测的颗粒分布和整体形状的磁盘（倾角，刻度高度，尘埃质量，耀斑指数和表面/体积密度指数）的模型拟合多波长（F606 W和F814 W）HST观测与文献汇编的光谱能量分布。利用MCMC程序emcee开发了一个新的工具集，用于寻找MCFOST辐射转移模型的最佳拟合，以有效地探索高维参数空间。它能够自洽地同时拟合各种各样的可观测量，以便对给定磁盘的物理特性进行约束，同时还严格评估这些导出特性的不确定性。我们确认ESO H $α$ 569是一个光学厚度接近边缘的原行星盘。的形状的磁盘是很好地描述了一个喇叭形的磁盘模型与指数锥形的外边缘，与以前提倡的模型在理论上的理由和支持毫米干涉。散射光图像和光谱能量分布与异常高的总盘质量（气体+尘埃假设比例为100：1）最佳拟合，盘星质量比为0.16。
2017-11-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular Mapping of DR Tau's Protoplanetary Disk, Envelope, Outflow, and Large-Scale Spiral Arm
金牛座DR以其与其他金牛座T星相比异常高的可变性而闻名。虽然它是研究最广泛的前主序星之一，但迄今为止，毫米干涉测量的观测相对有限。我们以$\sim0.5''$（$\sim100$ au）的分辨率呈现了$^{12}$ CO、$^{13}$ CO、C $^{18}$ O、SO、DCO $^+$和H $_2$ CO对DR Tau的NOEMA图像。除了原行星盘外，CO辐射还显示出一个包层、一个微弱的不对称外流和一个带团块的旋臂。CO臂的$\sim1200$ au范围远远超过先前在散射光中检测到的螺旋臂，这强调了敏感分子成像用于背景化磁盘环境的必要性。C $^{18}$ O、SO、DCO $^+$和H $_2$ CO的运动学和致密发射分布表明它们主要起源于开普勒环周盘。然而，SO发射也表现出不对称性，这可能是由于与下落物质或未解决的子结构的相互作用。DR Tau的复杂环境让人联想到爆发的FUor源和一些EXor源，这表明DR Tau的极端恒星活动同样可能与大规模陨石坑促进的盘不稳定性有关。
2023-01-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroastrometric Survey of Protoplanetary Disks with Inner Dust Cavities
本研究对9个带内部尘埃空腔的邻近原行星盘开展CO振转发射的高分辨率光谱与光谱天体测量观测，用平板盘模型拟合发现6个源拟合良好、3个源存在模型无法解释的成分，为盘动力学与特殊轮廓成因研究提供观测依据。
2024-01-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Demographics of young stars and their protoplanetary disks: lessons learned on disk evolution and its connection to planet formation
自原恒星和行星VI（PPVI）以来，我们对原行星和碎片盘以及年轻恒星的整体性质的了解已经大大提高。在PPVI时期，毫米波观测和光学到近红外光谱测量主要局限于金牛座恒星形成区域，特别是其最大质量的盘和恒星星族。现在，对多个恒星形成区的近乎完整的调查涵盖了年轻恒星的光谱学和它们的原行星盘的毫米干涉测量。这提供了一个前所未有的恒星质量和质量吸积率的统计样本，以及磁盘质量和半径，为近1000个年轻的恒星物体在300 pc从我们，同时也采样不同的演化阶段，年龄和环境。与此同时，对碎片盘的调查揭示了这类更进化物体的整体特性。本章回顾了这些测量的全球恒星和磁盘的属性的统计数据，并讨论了它们对描述全球磁盘演化的理论模型的限制。我们的观测结果与理论模型预测的比较超出了传统的粘性演化框架，包括磁风效应的分析描述。最后，我们讨论了最近的观测结果如何为行星人口合成和行星形成模型提供一个框架。
2023-03-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
From Protoplanetary Disks to Extrasolar Planets: Understanding the Life Cycle of Circumstellar Gas with Ultraviolet Spectroscopy
很少有科学发现像过去二十年中的系外行星科学爆炸那样吸引了公众的想象力。这项工作从根本上改变了我们对地球在宇宙中的地位的看法，并导致NASA对了解系外行星系统的人口统计及其形成条件进行了大量投资。系外行星系统的形成和演化的故事本质上是最初存在于原恒星环境中的星周气体和尘埃的故事;为了理解所观察到的行星系统的多样性，我们需要了解星周气体的生命周期，从其在原行星盘中的初始条件到其作为行星及其大气的终点。在这篇回应NASA信息请求的白皮书中，“下一个NASA紫外/可见光天体物理学任务概念的科学目标和要求（NNH 12 ZDA 008 L）”，我们描述了将使用未来NASA紫外（UV）/可见光空间天文台的独特能力来提高我们对星周气体生命周期的理解的科学计划。
2012-08-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Mid-infrared spectroscopy of SVS13: Silicates, quartz and SiC in a protoplanetary disc
我们提出了$N$带（8 $-$ 13 $μ$ m）的光谱观测的低质量，嵌入前主序星密近双星系统SV 13。吸收特征被清楚地检测到，这是由于无定形硅酸盐，结晶镁橄榄石，结晶顽火辉石和退火SiO $_{2}$。最有趣的是，SVS 13周围的封套或圆盘中的尘埃的主要成分似乎是SiC，需要充分模拟总强度和偏振光谱。碳化硅是一种以前只在富碳恒星大气光谱中发现的物质，它是一种尘埃冷凝物。它在星际介质中还没有被明确地识别出来，以前也从未在分子云中被识别过，更不用说在靠近形成中的恒星的地方了。然而，在陨石中已经发现了太阳前的SiC颗粒，这可能表明SVS 13和我们自己的太阳系演化之间存在有趣的相似之处。光谱的独特性表明，我们要么是在一个短暂的进化阶段捕获SVS 13，要么是SVS 13本身有一些特殊之处，使其在年轻恒星中很罕见。我们推测各自的尘埃物种的物理起源，以及为什么他们都同时向SVS 13。提出了两种设想：一个磁盘不稳定性引起的碎片，随后的局部加热和轨道演化首先退火最初无定形硅酸盐，然后分散其结晶产品在整个拱星盘;和一个新发现的冲击加热机制之间的界面拱星和拱双星盘提供结晶过程。作用于富碳颗粒材料的这些机制中的一个或两个也可以可行地产生SiC特征。
2015-05-21 astro-ph.SR
Cepheid distances from the SpectroPhoto-Interferometry of Pulsating Stars (SPIPS) - Application to the prototypes delta Cep and eta Aql
脉动视差及其实现方法，如Baade-Wesselink方法和红外表面亮度技术，是以准几何方式确定脉动恒星距离的一种优雅方法。然而，这些经典的实现一般只使用可用的观测数据的子集。Freedman & Madore（2010）建议采用一种更物理的方法来实现脉动视差，以处理所有可用的数据。我们提出了一个全球性的和基于模型的脉动的方法，使包括任何类型的观测数据在一个一致的模型拟合，光谱干涉建模的脉动星（SPIPS）。我们实现了一个简单的模型，包括一个脉动球与不同的有效温度和大气模型网格的组合，以适应全球径向速度，光谱数据和干涉角直径。我们还参数化（和调整）的红化和近红外测光和干涉测量中的拱星信封的贡献。我们成功地应用该方法的两颗星：三角洲Cep和eta Aql。用单一模型拟合的所有数据的一致性证实了该方法的有效性。派生参数与发布值兼容，但具有更高的置信度。SPIPS算法结合了所有可用的观测数据（径向速度测量，干涉测量和光度测量）来估计恒星的物理参数（比距离/p因子，Teff，红外过剩的存在，颜色过剩等）。由于考虑了大量的数据，统计精度得到了提高（与其他方法相比），通过使用一致的物理建模提高了准确性，并且由于数据中的冗余，所导出的参数的可靠性得到了加强。
2015-10-07 astro-ph.SR
Spitzer Infrared Spectrograph survey of young stars in the Chamaeleon I star-forming region
我们提出了5至36微米的中红外光谱的82个年轻的恒星在~ 200万年的变色龙I恒星形成区，获得了斯皮策红外光谱仪（IRS）。我们已经将这些对象分为各种进化类的基础上，他们的光谱能量分布和光谱特征中看到的IRS光谱。我们详细分析了Chamaeleon I中II类天体的中红外光谱，以研究围绕这些恒星的原行星盘的垂直和径向结构。我们在变色龙I的大多数原行星盘中发现了大量尘埃沉降的证据。我们已经确定了几个磁盘的径向结构改变变色龙I，其中过渡盘候选人有孔或间隙在其磁盘。在II类天体在Chamaeleon I IRS光谱中的硅酸盐发射特征的分析表明，这些磁盘中的尘埃颗粒经历了显着的处理（晶粒生长和结晶）。然而，具有径向孔/间隙的圆盘似乎具有相对未加工的晶粒。我们进一步发现原行星盘内部（< 1-2 AU）和中间（< 10 AU）区域的结晶尘埃含量是紧密相关的。我们还研究了吸积和恒星多重性对盘结构和尘埃性质的影响。最后，我们比较了所观察到的原行星盘在Cha I与那些在稍年轻的金牛座和蛇夫座地区，并讨论了磁盘演化的影响，在第一个1-2万年。
2011-01-21 astro-ph.SR
Constraints on observing brightness asymmetries in protoplanetary disks at solar system scale
我们已经量化了在中红外波长范围内的超大型望远镜干涉仪（VLTI）检测局部亮度不对称性的潜在能力。这项研究的动机是需要评估理论模型的行星形成的直接观察的原行星在早期的进化阶段，当他们仍然嵌入在他们的主机磁盘。到目前为止，只有少数半长轴为20-50天文单位的嵌入式候选原行星被发现。由于它们与中心恒星的角距很小，只有长基线干涉测量法才能提供角分辨能力来检测附近恒星形成区域太阳系尺度下原行星的盘不对称性。特别是，红外观测是至关重要的，直接观察散射的恒星辐射和热再发射附近嵌入的同伴。为此，我们进行了辐射转移模拟计算的热再发射和散射恒星通量从一个原行星盘托管嵌入的同伴。在此基础上，计算了在VLTI的L、M和N波段工作的未来波束组合器MATISSE的观测值。我们发现，嵌入式源的中心恒星的流量比可以低至0.5至0.6%的检测在一个可行的显着性水平，由于在嵌入式源附近的加热尘埃。此外，我们发现，检测的可能性是最高的源在中等距离$r\approx2$ AU和磁盘质量不高于$\approx10^{-4}$ M $_{\odot}$。
2017-12-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Disks and winds around hot stars: new insights from multi-wavelength spectroscopy and interferometry
热星是星际介质电离和重元素富集的主要来源。限制其环境的物理条件对于了解这些恒星如何演化及其对星系演化的影响至关重要。本论文的目的是研究面对多波段光谱或光谱干涉观测和复杂的非LTE辐射转移编码的大质量热星的光球和星周环境的物理特性。我的工作集中在两个主要的研究领域。第一个是辐射线驱动风。利用紫外和可见光谱数据和辐射转移程序CMFGEN，我研究了9颗银河系O星样品上的弱风现象。这项研究首次表明，最初在O型矮星上发现的弱风现象也存在于更演化的O型恒星上，未来的研究必须评估其对大质量恒星演化的影响。我的另一个研究方向是研究经典Be星，它是非退化恒星中旋转速度最快的恒星，被旋转的赤道盘所包围。我使用H $α$（CHARA/VEGA）和Br $γ$（VLTI/AMBER）光谱干涉观测、辐射转移代码HDUST研究了Be星$ο$宝瓶座，并开发了新的自动程序来更好地约束盘的运动学。这个多波段的研究允许绘制最详细的图片，这个对象和它的环境，以测试当前一代的辐射转移模型的限制，并铺平了道路，我未来的工作在一个大样本的Be星观察VEGA，琥珀，和新的VLTI中红外组合器MATISSE。
2021-03-18 astro-ph.SR
The H-band Emitting Region of the Luminous Blue Variable P Cygni: Spectrophotometry and Interferometry of the Wind
我们提出了第一个高角分辨率的观测在近红外H波段（1.6微米）的亮蓝变星天鹅座P。利用CHARA阵列和MIRC合束器进行了6台望远镜的干涉观测。这表明空间通量分布比预期的恒星光球大。一个两个组件模型的恒星（均匀盘）加晕（二维高斯）产生一个很好的拟合的观测，我们建议，晕对应于从恒星风的基地发出的通量。这个风分量贡献了大约45%的H波段通量，并且具有角半高宽= 0.96质量，而预测的恒星直径为0.41质量。我们展示了几个图像重建的干涉vibrium和关闭阶段，他们表示一个一般的球形几何风。我们还获得了天鹅座P的近红外分光光度法，从中我们推导出的流量过剩相比，一个纯粹的光球光谱能量分布。H-波段通量过剩匹配，从风通量部分来自两个组件适合干涉。我们发现在2006年至2010年期间，显着的近红外通量变化的证据，似乎类似于从风中的H-α发射通量的变化。未来的干涉观测可能能够记录与风结构的时间变化相关的空间变化。
2013-04-04 astro-ph.SR
Protoplanetary disks of TTauri binaries in Orion: Prospects for planet formation
年轻的低质量恒星周围布满尘埃的原行星盘是行星的诞生地。对这种盘的演化时间尺度的研究，为行星形成的时间尺度提供了重要的限制。然而，双星伴星可以通过潮汐相互作用影响星周盘的演化。为了追踪年轻双星系统中的原行星盘及其性质，以及研究双星性对星周盘寿命的影响，我们对猎户座星云团中的几个低质量双星进行了空间分辨光谱研究。Br $_γ$发射，我们在几个系统中检测到，被用作示踪剂的存在下，一个活跃的吸积盘周围的一个二进制组件。我们发现了一个积极的吸积secondaries的缺乏，因此，证据表明，在一个二元系统中，它是较低的质量组件，其磁盘更快地分散。
2009-12-09 astro-ph.SR
Machine learning-accelerated chemistry modeling of protoplanetary disks
Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文研究所）；Institute of Astronomy, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天文研究所）；Ludwig Maximilian University（路德维希·马克西米利安大学）
目标。随着大量的分子发射数据从（亚）毫米天文台和传入的詹姆斯韦伯太空望远镜红外光谱，获得快速前进模型的化学成分的原行星盘是至关重要的。方法.我们使用了热化学建模代码来生成一个不同的人口的原行星盘模型。我们训练了一个K-最近邻（KNN）回归器来即时预测其他磁盘模型的化学性质。结果我们表明，它是可以准确地再现化学只使用一小部分的物理条件，由于当地的物理条件之间的相关性，在采用原行星盘模型。我们讨论了这种方法的不确定性和局限性。结论.所提出的方法可用于贝叶斯拟合的线发射数据，以恢复磁盘的属性从观测。我们提出了一个管道复制相同的方法在其他磁盘化学模型集。
2022-09-27 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Protoplanetary disk lifetimes vs stellar mass and possible implications for giant planet populations
我们利用附近年轻恒星形成区的大量年轻恒星样本，研究了原行星盘演化对恒星质量的依赖性。我们更新了我们最近的工作（本系列的论文I）中提出的原行星盘分数，这些分数是从1到1亿年的22个附近（< 500 pc）的星协导出的。我们使用一个子样本的1428光谱确认的成员，研究恒星质量对原行星盘演化的影响。我们把这个样本分为两个恒星质量箱（2 M $_{\odot}$边界）和两个年龄箱（3百万年边界），并使用红外线过度的光球发射分类对象分为三组：原行星盘，进化盘，无盘。均匀分析和偏倚校正允许对所得结果进行统计学显著性相互比较。我们发现强大的统计证据磁盘演化与恒星质量的依赖。我们的研究结果，结合以前的研究磁盘的演变，确认原行星盘演变更快和/或更早的高质量（> 2 M $_{\odot}$）的恒星。我们还发现了一个大致恒定的水平，在整个年龄和恒星质量谱的演变盘。我们得出结论，原行星盘的演化依赖于恒星质量。这种依赖性可能对气体巨行星形成和迁移有重要的影响，并有助于解释大质量恒星周围热彗星的明显缺乏。
2015-02-05 astro-ph.SR
Fundamental properties and atmospheric structure of the red supergiant VY CMa based on VLTI/AMBER spectro-interferometry
我们研究了红超巨星VY CMa的大气结构和基本性质。我们获得了近红外光谱干涉观测VY CMa光谱分辨率为35和1500使用的AMBER仪器在VLTI。能见度数据表明，在扩展的大气中的水蒸气和CO的分子层的存在下，具有不对称的形态。与2.20-2.25 μ处的近连续带通相比，在2.0 μ附近的水带中的均匀盘直径增加了\sim 20%，并且在2.3-2.5 μ处的CO带中，其增加了高达\sim 50%。封闭阶段表示相对较小的偏离接近光球层的点对称性，和较强的偏差在扩展的H2O和CO层。利用高的空间和光谱分辨率，近连续带通可以从分子和尘埃层的污染中分离出来，并且基于PHOENIX大气模型估计Rosseland平均光球角直径为11.3 +/- 0.3 mas。加上最近对距离和分光光度的高精度估计，这一估计对应于1420 +/- 120 Rsun的半径和3490 +/- 90 K的有效温度。VY CMa表现出不对称的，可能cloudly，大气层的H2O和CO，这是不合作的空间，在一个更大的细长的尘埃信封。我们修改后的基本参数使VY CMa接近最近的演化轨道的Hayashi极限，初始质量为25 Msun，旋转或32 Msun，没有旋转，在HR图中向蓝方向演化之前不久。
2012-03-23 astro-ph.SR
High-resolution Br-gamma spectro-interferometry of the transitional Herbig Ae/Be star HD 100546: a Keplerian gaseous disc inside the inner rim
我们提出了空间和光谱分辨的Br-γ发射周围的行星托管，过渡赫比格Ae/Be星HD 100546。为了深入了解可能与吸积过程有关的线的物理起源，我们使用AMBER/VLTI从三个不同的基线进行了Br-γ光谱干涉测量，实现了2-4 mas和12000的空间和光谱分辨率。Br-伽马能见度大于所有基线的连续体。微分相位揭示了Br-γ线的光心之间的位移-位移0.6质量（0.06金在100 pc）东北从恒星-和K波段连续发射-位移0.3质量东北从恒星。Br-γ谱线的红移和蓝移分量的光心分别位于峰线发射光心的西北和东南方向。此外，在谱线内的最快速度箱的光心往往比最慢速度箱的光心更接近峰值发射的光心。我们的结果与尘埃内缘（<0.25 au）内的Br-γ发射区域一致，并且非常接近中心恒星，具有开普勒，盘状结构逆时针旋转，最有可能是耀斑（25 deg）。尽管Br-γ谱线的主要贡献并不是来自通过磁场引导到恒星上的气体，但HD 100546上的吸积可能是磁层吸积，这意味着质量吸积速率为10^-7 Msun/yr。这个数值表明，观测到的气体必须在几个月到几年的时间尺度上得到补充，也许是行星引起的从外盘到内盘的流动，就像类似系统所报道的那样。
2015-09-17 astro-ph.SR
Characterizing the Extended Molecular Hydrogen Winds in Protoplanetary Disks from the JWST Disk Infrared Spectroscopic Chemistry Survey
Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；Vassar College（瓦萨学院）；Astrophysics & Space Institute（天体物理与空间研究所）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Texas State University（德克萨斯州立大学）；NSF’s NOIRLab（美国国家科学基金会NOIR天文台实验室）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；University of Exeter（埃克塞特大学）；Center for Astrophysics — Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Universit‘a degli Studi di Milano（米兰大学）
研究通过JWST数据分析34个类行星盘中扩展H₂发射，发现16个盘存在风结构，H₂风由慢MHD驱动，风参数表明盘风散射时间与观测一致。
2026-05-07 astro-ph.SR
VLTI/AMBER spectro-interferometry of the Herbig Be star MWC 297 with spectral resolution 12 000
星周盘和外流在恒星形成中起着重要作用。红外光谱干涉法可以解决内部吸积-喷射区域。我们测量的干涉vibrations，波长差分相位，并关闭阶段的MWC 297与光谱分辨率为12000。为了解释我们的MWC 297观测，我们采用了盘风模型。测量的连续谱可见度证实了之前的结果，即MWC 297的连续发射区域非常紧凑。我们推导出一个连续环拟合半径为~2.2 mas（~0.56 AU，在250 pc的距离），这是~5.4倍小于3 AU灰尘升华半径预期的硅酸盐颗粒（在没有辐射屏蔽材料）。强烈的波长依赖性和不对称的Br γ发射区域比连续发射区域更扩展（~2.7倍）。在Br伽马线的中心，我们推导出高斯拟合半径为~6.3 mas HWHM（~1.6 AU）。为了解释观测结果，我们采用了磁离心驱动的盘风模型，包括一个吸积盘，它发出观察到的连续辐射，和盘风，它发出的Br伽马线。将计算的波长相关模型强度分布和Br伽马线轮廓与观测结果进行比较（即，K-波段光谱、振动频率、微分相位和闭合相位）。最接近的拟合模型预测了一个内半径为~0.3 AU的连续发射盘和一个内半径为~0.5 AU（~17.5恒星半径）的盘风喷射区。我们得到了一个约80度的盘风半开角（旋转轴和盘风最里面的流线之间的角度），这比T Tau模型中的大，和一个约20度的盘倾角（即，几乎极点上）。
2011-01-19 astro-ph.SR
The protoplanetary disk of FT Tauri: multi-wavelength data analysis and modeling
研究原行星盘的演化对于我们理解恒星和行星形成至关重要。在过去的几十年里，已经进行了一些理论和观察研究来推进这一知识。金牛座FT是金牛座恒星形成区中的一颗年轻恒星，被纳入了一些光谱和光度调查。我们研究了恒星的性质，拱星盘，吸积和喷射过程，并提出了一个一致的气体和尘埃模型，也作为未来的观测研究的参考。我们进行了多波长的数据分析，以获得基本的恒星和磁盘的属性，以及质量吸积/流出率从TNG-Dolores，WHT-Liris，NOT-Notcam，NIK-Nirspec和Herschel-Pacs光谱。从文献中，我们编制了一个完整的光谱能量分布。然后，我们使用MCFOST和ProDiMo代码进行了详细的磁盘建模。多波长的光谱和光度测量进行了比较，以约束磁盘属性的代码的红化预测。该天体可以作为具有显著质量吸积速率、高气体含量和典型尺寸的原始盘的基准。
2014-05-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Numerical simulations and infrared spectro-interferometry reveal the wind collision region in gamma2 Velorum
几十年来，人们一直通过射电、光学线路和强X射线辐射来研究大质量双星系统中的碰撞恒星风。最近，近红外光谱干涉仪观测已在少数系统中可用，但隔离个别恒星和风碰撞区域的贡献仍然是一个挑战。本文研究了碰撞风双星伽玛2 Velorum，旨在从红外干涉数据中识别风碰撞区，这为确定风的性质提供了独特的空间信息。我们的分析是基于多历元VLTI/AMBER数据，使我们能够分离两颗恒星的光谱分量。首先，我们确定的天体测量解决方案的二进制和确认以前的距离测量。然后，我们分析了个别恒星的光谱，表明O星的光谱是特殊的。然后，我们对系统进行三维流体动力学模拟，从中提取模型图像、可见性曲线和闭合阶段，可以直接与观测数据进行比较。流体动力学模拟揭示了风碰撞区域的三维螺旋结构，这导致相位相关的发射图。当风碰撞区域占近红外总通量的3%至10%时，我们的模型能见度曲线和闭合阶段提供了很好的匹配。流体动力学模拟、辐射转移模型和观测之间的对话使我们能够充分利用观测结果。类似的努力对于使用新一代VLTI仪器（如重力和MATISSE）研究星周环境至关重要。
2017-03-09 astro-ph.SR
Determination of stellar parameters of C-rich hydrostatic stars from spectro-interferometric observations
巨星，特别是富碳巨星，对星系的化学富集有重要贡献。确定这些恒星的精确参数是在星系模型中正确实现这一演化阶段的必要先决条件。红外干涉测量为研究巨星的恒星参数开辟了新的视野，并为大气和演化模型提供了新的重要约束条件，本文旨在确定哪些恒星参数可以通过红外干涉测量和光谱学来约束，在C星的情况下，可以达到的精度是多少，限制是什么。为此，我们获得了新的红外光谱，并将它们与未发表的干涉测量五个温和的变化富碳渐近巨星分支星。的意见进行了比较，一个大的网格的流体静力学模型大气和新的等时线，其中包括预测的热脉冲阶段。对于第一次，我们能够再现光谱范围在0.9和4 $μ$ m之间，和$K$宽带干涉与流体静力学模型大气。温度，质量，日志$(g)$，C/O和合理的范围内的距离推导出我们的研究的所有对象。我们所有的目标都至少有一个最佳拟合参数的组合，这些参数位于HR图中预测C星的区域。我们证实，低分辨率光谱是不敏感的质量和log $(g)$测定。对于流体静力学物体，$3\,μ$ m特征对温度变化非常敏感，因此它是精确确定温度的非常有力的工具。干涉测量可以约束质量、半径和log $(g)$，但必须假设距离。富碳恒星距离测量的不确定性仍然是一个主要问题。
2011-05-23 astro-ph.SR
Optical interferometry and Gaia parallaxes for a robust calibration of the Cepheid distance scale
我们提出了我们开发的建模工具，将造父变星的多技术观测在一个单一的脉动模型：脉动恒星的光谱干涉测量（SPIPS）。将来自光学干涉测量的角直径、径向速度和测光与即将到来的附近银河系造父变星的盖亚DR2视差相结合，将很快使我们能够校准经典的脉动视差方法的投影因子。这将使它的适用性扩展到造父变星太远，无法精确测量盖亚视差，并允许我们精确校准莱维特定律的零点。作为一个应用实例，我们提出了长周期造父变星RS Pup的SPIPS模型，该模型使用从其光回波估计的独立距离来测量其投影因子。
2018-08-11 astro-ph.SR
Retrievals of Protoplanetary Disk Parameters using Thermochemical Models: I. Disk Gas Mass from Hydrogen Deuteride Spectroscopy
本研究基于3000个ProDiMo模型分析原行星盘质量与HD谱线及SED的统计关系，发现结合恒星光度、盘大小、尘埃分布与HD通量可将盘气体质量约束在2至3倍误差内。
2024-04-24 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-infrared spectro-interferometry of Mira variables and comparisons to 1D dynamic model atmospheres and 3D convection simulations
我们共获得了20个近红外K波段光谱干涉快照观测的米拉变量o Cet，R狮子座，R Aqr，X Hya，W Vel，和R Cnc的光谱分辨率约为1500。我们比较了观测到的通量和可见度光谱与CODEX 1D动态模型大气的预测和基于CO5BOLD 3D动态模型大气（包括对流）的方位平均强度。我们的可见度数据证实了存在的空间扩展的分子大气位于以上的连续半径与大规模的不均匀性或团块，贡献了百分之几的总流量。不均匀性或团块的详细结构在3个月及以上的时间尺度上显示出变异性。这两种建模尝试都对我们的数据提供了令人满意的拟合。特别是，它们都是一致的观察到的可见度功能在水汽和CO的分子带的减少，表明空间扩展的分子大气。观测变异性阶段大多与最佳拟合CODEX模型一致，但接近最大值阶段除外，在接近最小值阶段，数据可以更好地描述。从模型拟合得出的Rosseland角直径在基于1D和3D模型的角直径之间以及与早期观察结果之间大致一致。我们推导出的基本参数，包括绝对半径，有效温度，和我们的源的光度。我们的研究结果提供了第一个观测支持的理论结果，在三维CO5BOLD模型的AGB星的对流和脉动引起的冲击大致球形膨胀和类似的性质，在一维CODEX模型的自激脉动。与红超巨星不同的是，脉动和冲击引起的动力学可以使米拉变星的分子大气悬浮到与观测一致的范围。
2016-01-11 astro-ph.SR
Gas in Protoplanetary Discs (GASPS) 1. First results
星周盘在年轻恒星周围无处不在，但它们的气体和尘埃在几百万年的时间尺度上迅速消散。赫歇尔空间天文台可以研究温暖的圆盘大气，使用远红外光谱测量气体含量和激发条件，并使用远红外测光限制尘埃分布。目标-我们的目标是探测和确定四个目标中星周盘的气体含量，作为赫歇尔科学演示阶段的一部分。方法-我们进行了敏感的中等分辨率光谱和高灵敏度光度在λ~60 - 190微米使用光电探测器阵列相机和光谱仪仪器的赫歇尔空间天文台。结果-我们检测到年轻恒星HD 169142，TW Hydrae和RECX 15的[OI] 63微米发射，但没有HD 181327。没有显著检测到其他线，包括[CII] 158和[OI] 145。所有四颗恒星都在70和160微米的光度测量中被检测到。广泛的模型中提出的相关文件。
2010-05-21 astro-ph.SR
Near-infrared spectro-interferometry of three OH/IR Stars with the VLTI/AMBER instrument
我们调查的OH/IR星的分子和尘埃环境，以表征在tip-AGB超风阶段的质量损失过程。在VLT干涉仪上使用AMBER仪器，我们获得了三颗OH/IR星IRAS 13479-5436、IRAS 14086-6907和IRAS 17020-5254的近红外H-和K-波段光谱干涉观测，光谱分辨率约为35。我们使用一个两个组件的几何模型，由一个均匀的磁盘和高斯磁盘，获得特征角的大小的中央恒星源和他们的尘埃信封，以及这些组件之间的流量比。上述天体的三个中心部分的均匀圆盘角直径值在3.2质量和5.4质量之间。对于它们的尘埃包层，我们发现FWHM值在17.1 mas和25.2 mas之间。根据文献中的距离估计，中心恒星的半径在900 R_sun和1400 R_sun之间，而它们的尘埃包层的半高宽值在9000 R_sun和13000 R_sun之间。所有三个源的可见度函数表现出类似于那些早期VLTI/琥珀观测半定期和Mira可变AGB星的波长变化。这些被解释为大气分子层位于光球层的特征。我们还发现，尘埃信封有一个明显更大的光学深度比那些已知的米拉星。我们将其解释为“超级风”阶段的预期结果，即AGB演化的最后10000至30000年，当质量损失率增加10-100倍时。由于光学厚度的不同，这里研究的三个尘埃壳层可能代表了“超级风”的不同阶段和不同的初始质量。
2011-10-24 astro-ph.SR
The $Spitzer$ infrared spectrograph survey of protoplanetary disks in Orion A: I. disk properties
本文介绍了我们对$Spitzer$ /IRS观测到的猎户座A中319个II类天体的研究。我们还介绍了IRTF/SpeX的猎户座A中120个II类天体的后续观测。我们测量连续光谱指数，等效宽度，和积分通量，属于磁盘结构和尘埃成分的IRS光谱的II类对象在猎户座A。我们估计质量吸积率使用氢复合线在SpeX光谱我们的目标。利用这些属性，我们比较了猎户座A盘的磁盘和尘埃属性的分布，金牛座磁盘相对于猎户座A（ONC和L1641）内的位置，并通过推断的径向结构，如过渡磁盘与径向连续的完整磁盘的子组。我们的主要发现如下。(1)内部磁盘比外部磁盘进化得更快。(2)过渡盘的质量吸积率与径向连续完整盘的质量吸积率在统计上有显著的位移。ONC和L1641中径向连续盘的平均质量吸积率与金牛座没有很大不同。(3)根据对10 $μ$ m硅酸盐特征（$F_{11.3}/F_{9.8}$）的形状指数的分析，与金牛座相比，ONC中的盘中发生的颗粒加工较少。(4)20-31 $μ$ m连续光谱指数跟踪了距离最明亮的梯形星$θ^{1}$ Ori C的投影距离。一个可能的解释是紫外线烧蚀的影响外部分的磁盘。
2016-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Depletion of molecular gas by an accretion outburst in a protoplanetary disk
我们调查新的和档案3-5 $μ$米高分辨率（$\sim3$公里秒$^{-1}$）光谱的分子气体在内盘的年轻的太阳质量恒星EX Lupi，采取期间和之后的强吸积爆发的2008年。这些数据是在2008年和2014年使用ESO甚大望远镜的CRIRES光谱仪获得的。在2008年，CO，H $_{2}$ O和OH的发射谱线被检测到广泛的配置文件跟踪气体附近和共转半径（0.02-0.3 AU）。在2014年，光谱显示出明显的差异。CO谱线虽然仍能检测到，但已弱得多，而H $_{2}$ O和OH谱线已完全消失。在3 $μ$ m处观测到一个被遮蔽的恒星光球光谱。我们的分析发现，自爆发以来，内盘中的分子气体质量减少了一个数量级，与恒星吸积率的类似下降相匹配。我们讨论了这些发现的背景下，快速耗尽的材料积累超过磁盘共转半径在静止期间，提出的EXor型年轻恒星的情节吸积模型。
2014-12-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Photo-reverberation Mapping of a Protoplanetary Accretion Disk around a T Tauri Star
新生恒星的理论模型和光谱观测表明，原植盘有一个内部的“壁”，其距离取决于盘与恒星的相互作用。在金牛座T型恒星周围，这个圆盘洞的大小预计在0.1天文单位的尺度上，这是目前自适应光学成像无法分辨的，尽管一些模型依赖的限制已经通过近红外干涉测量得到。在这里，我们报告的第一次测量的内部磁盘周围的太阳质量的年轻恒星对象，YLW 16 B在ρ蛇夫座恒星形成区，通过检测从恒星表面到磁盘的可变辐射的光旅行时间。在两个晚上检测到一致的时间滞后，当H（1.6 μm）和K（2.2 μm）波段的时间序列同步时，4.5 μm发射滞后74.5 +/- 3.2秒。考虑到星盘的几何形状接近边缘，内边缘平均距离原恒星0.084天文单位，误差约为0.01天文单位。这个大小可能大于磁层截断的范围，并且与在~1500 K的尘埃升华半径处的光学和几何厚盘锋一致。不同波段中的数据之间的交叉关联函数的宽度对盘的几何形状施加了可能的新约束。
2016-03-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Rapid Dissipation of Protoplanetary Disks in Ophiuchus
本文介绍蛇夫座分子云中前主序星的年龄测定研究结果。八个前主序星的年龄估计来自高分辨率光谱的表面重力。目标恒星的平均年龄为0.7百万年。通过比较个体年龄和近红外色余，我们发现色余以恒定的速率逐渐减小，内盘的寿命被确定为120万年。与用同样方法估算的金牛座分子云中前主序星的寿命相比，估计的寿命约为一半。这一结果表明，盘演化的时间尺度取决于恒星形成区的环境。
2015-06-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Modelling thermochemical processes in protoplanetary disks I: numerical methods
行星形成盘的扩散阶段通过来自中心恒星的辐射驱动的风和/或盘本身的磁场可能在行星系的形成和演化中发挥重要作用。目前的理论模型缺乏预测能力，无法充分约束观测结果。我们提出了PRIZMO，一个代码演变的热化学在原行星盘能够耦合流体动力学和多频辐射转移代码。我们描述了代码的主要功能，包括气体和表面化学，光化学，微观物理，以及主要的冷却和加热过程。一套基准的结果，其中包括光子占主导地位的地区，照射的辐射光谱，包括X射线，以及完善的冷却功能在不同温度下评估板坯的化学和热结构方面表现出良好的一致性。这个代码的开发是一个重要的步骤，进行定量光谱的盘风，并最终计算线剖面，这是迫切需要阐明的性质，观察到的盘风。
2020-04-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Direct images and spectroscopy of a giant protoplanet driving spiral arms in MWC 758
本文通过热红外观测在 MWC 758 原行星盘中直接探测到巨原行星 MWC 758c，其光谱表明其为低温或高消光天体，证实此类行星可驱动旋臂结构。
2023-07-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
The nitrogen carrier in protoplanetary disks
在原行星盘中，氮元素的主要储存库还没有被观测到。可能的候选物是HCN、NH $_3$和N $_2$。这些载体的相对丰度决定了星子的组成，作为磁盘半径的函数，由于其波动性的强烈差异。将氮大量封存在比N $_2$挥发性更低的载体中，可能需要将甚至少量的氮输送到地球和潜在的可居住的系外行星。虽然在内盘（$<10$ au）中检测到少量HCN，但迄今为止仅获得了内盘NH $_3$的相对不敏感的上限。我们提出了新的Gemini-TEXES高分辨率光谱的10.75 $μ$ m波段的温暖NH $_3$，并使用2维辐射转移模型，以提高以前的上限由一个数量级的$\rm [NH_3/H_{nuc}]<10^{-7}$在1 AU。这些NH $_3$丰度明显低于那些典型的冰在拱星信封（$[{\rm NH_3/H_{nuc}}]\sim 3\times 10^{-6}$）。我们还一贯检索磁盘内HCN气体丰度使用档案斯皮策光谱，并得出上限HCN冰丰度在原恒星信封使用档案地基4.7 $μ$ m光谱（[HCN $_{\rm ice}$ ]/[H $_2$ O $_{\rm ice}$ ] $<1.5-9$ \%）。我们确定的NH $_3$ /HCN的比率作为一个指标的化学演变的磁盘，并使用这个比率表明，磁盘内部的氮是有效地转换从NH $_3$到N $_2$，显着增加了氮的挥发性在行星形成的地区。
2019-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
