The Role of Ice Compositions for Snowlines and the C/N/O Ratios in Active Disks
行星的元素组成定义了它们的化学性质，如果行星诞生环境（即原行星盘）的元素气体和颗粒比例得到很好的理解，这些元素组成可能被用作它们形成位置的信标。在盘中，挥发性元素的比例，如C/O和N/O，由主要的C，N，O载体的丰度，它们的冰结合环境，以及在距离中心恒星不同距离的主要挥发物雪线的存在来调节。我们探讨磁盘的动力学过程，分子组成和丰度，冰成分上的雪线位置的主要C，O和N载体，和整个磁盘中的气体和尘埃的C/N/O比的影响。气相N/O比增强外盘（外部的H2O雪线）超过所有合理的挥发性成分的C/O比增强。冰的成分和磁盘动力学单独改变雪线的位置N2，主要的氮载体，由2-3的因素，当考虑在一起的范围内可能N2雪线的位置是~11- ~79 AU在一个标准的磁盘模型。因此，在行星形成的不同阶段锚定雪线位置的观测是开发C/N/O比值作为行星形成区探测器的关键。
2016-11-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
The snow line in viscous disks around low-mass stars: implications for water delivery to terrestrial planets in the habitable zone
水冰或雪线是原行星盘的关键属性之一，它决定了宜居带内类地行星的含水量。它的位置取决于恒星的性质，通过盘的质量吸积率，以及悬浮在盘中的尘埃的大小分布。我们计算雪线的位置从最近的观测质量吸积率和恒星质量的函数。通过将观测到的质量吸积率的色散作为初始盘质量色散的度量，我们发现给定质量的恒星将表现出一系列雪线位置。在一个给定的年龄和恒星质量，所观察到的质量吸积率的分散度为0.4德克斯自然导致雪线位置的分散度为0.2德克斯。对于ISM般的尘埃大小，一西格玛雪线之间的太阳质量恒星的年龄范围从2到5 au的位置。对于更真实的尘埃不透明度，包括更大的颗粒，雪线位于距离恒星近两倍的地方。我们使用这些位置和N体模拟的结果来预测在宜居带中原位形成的类地行星的水量。我们发现，在雪线位置的分散导致大范围的含水量。对于类似ISM的尘埃大小，类太阳恒星周围的可居住区类地行星中有很大一部分保持干燥，并且没有水被输送到低质量M恒星（小于太阳质量的一半）的宜居带。更接近雪线在磁盘与较大的颗粒使水输送到宜居带的一个显着的比例M星和所有FGK星。考虑到它们的数量和行星的出现率较高，M星可能拥有银河系中大多数富含水的类地行星，如果这些行星能够在随后的演化中保持它们的水。
2015-05-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the formation and evolution of asteroid belts and their potential significance for life
有人提出，小行星带可能对生命的存在，甚至对行星上复杂生命的进化都很重要。利用原行星盘的数值模型，我们计算了雪线的位置，我们提出，小行星带最有可能在其附近形成。然后，我们表明，太阳系外的温暖尘埃的观测，认为是由小行星之间的碰撞在一个带，表明小行星带（当它们存在），确实符合径向位置和雪线的温度。巨大的行星在雪线外形成，阻止了行星形成，正好在它们的轨道内，在那里形成了一个小行星带。然而，巨型行星通过小行星带的迁移可能会分散致密的形成。我们检查了现有的巨型系外行星的观测结果，发现只有不到4%的行星位于雪线之外的径向位置。这肯定是观测选择效应的结果。然而，考虑到这一警告，我们指出，雪线以外的巨行星的缺乏也可能表明，紧凑的小行星带并不常见，更推测的是，在目前观察到的大多数系统中，复杂的生命可能并不存在。
2012-10-31 astro-ph.EP
Contemporary formation of early solar system planetesimals at two distinct radial locations
微行星的形成预计是通过粒子-气体不稳定性发生的，这种不稳定性将尘埃聚集成自引力团块。触发这些不稳定性需要在原行星盘中预先堆积尘埃。到目前为止，这已经成功地模拟了专门在磁盘的雪线，而岩石星子在内部磁盘只能通过假设不切实际的大颗粒尺寸或增强全球磁盘金属。然而，仅仅在雪线上形成的星子很难与具有不同氧化态和同位素组成的铁陨石母体的早期和同期形成相一致，这表明在圆盘的不同径向位置形成。在这里，通过模拟正在进行的吸积物质从崩溃的分子云的磁盘的演变，我们表明，星子的形成可能已经触发了在第一个0.5亿年的尘埃堆积在雪线（约5 AU）和硅酸盐升华线（约1 AU），湍流扩散低。颗粒浓度约为1 AU是由于早期向外的径向运动的气体，并协助升华和再凝聚的硅酸盐。我们的研究结果表明，虽然在两个位置的星子形成大约同时，那些在雪线吸积的大部分质量（约60%）的材料提供给磁盘在最初的几个10,000年，而这一比例只有30%的星子形成在硅酸盐线。因此，假如被运送物质的同位素组成随时间而改变，这两个星子群应该有不同的同位素组成，与观测结果一致。
2021-12-31 astro-ph.EP
Turbulent Transport of Dust Particles in Protostellar Disks: The Effect of Upstream Diffusion
我们研究了微米到毫米级颗粒在原恒星盘（PSD）的基础上，从三维全球分层盘模拟与拉格朗日流体动力学方法测量的扩散和粘性系数的长期径向输送。虽然气体阻力倾向于径向向内输送尘埃物质，但随机扩散可以根据湍流的性质将相当大一部分尘埃径向向外（上游）扩散。在引力不稳定的磁盘，我们测量一个高的径向扩散系数博士几乎没有依赖于高度。这导致在早期的PSD强烈和垂直均匀的上游扩散。在太阳星云中，微米到毫米大小的颗粒的强烈上游扩散不仅有效地将高度耐火的莫克隆大小的颗粒（例如在彗星81 P/Wild 2的样品中发现的那些颗粒）从它们在雪线内的形成区域运输到柯伊伯带，而且还可以将在恒星附近形成的毫米大小的CAI传播到它们可以被同化为南极陨石的距离。在磁旋转不稳定性（MRI）占主导地位的磁盘中，上游扩散效应通常较温和，由于扩散在表面层比中平面更强，因此具有分离特征。这种变化变得更加明显，如果我们另外考虑一个静态的中板，由于非理想的MHD效应，具有较低的湍流和较大的特征尘埃尺寸。这种分离情景有助于解释散射光和ALMA图像中观察到的两种尘埃种群空间分布的二分法。
2022-11-14 astro-ph.EP
Effect of Different Angular Momentum Transport mechanisms on the Distribution of Water in Protoplanetary Disks
原行星盘中的雪线将氢$_2$ O冰的区域与氢$_2$ O蒸汽的区域区分开来。一颗行星相对于这个位置形成的位置决定了它与多少水和其他挥发物一起形成。如果水蒸气向外扩散，并在雪线之外被冷捕获，其速度比冰粒向内漂移的速度快，那么巨大的行星形成就可能在水雪线处被触发。在这项研究中，我们调查的水分布在雪线，考虑三种不同的径向剖面的湍流参数$α(r)$，对应于三种不同的角动量传输机制。我们考虑通过扩散、平流和漂移的水汽和冰粒的径向输送。我们表明，即使是相似的值的$α$，梯度的$α$（r）跨越雪线显着改变雪线的位置，陡峭的挥发性梯度跨越雪线，并最终在行星体中的水/岩石比。$α$径向减小的剖面与流体动力学不稳定性加上磁盘风的输送相一致，似乎与太阳星云中水的分布相一致，径向水含量单调增加，小行星的数量也各不相同。我们认为，$Σ(r)$和水丰度$N_{\rm H_2O}(r)/N_{\rm H_2}(r)$可能是诊断的$α(r)$，从而在内部磁盘的角动量传输的机制。
2019-03-15 astro-ph.EP
On the evolution of the CO snow line in protoplanetary disks
CO被认为是生命所必需的益生元分子的重要组成部分。因此，了解CO在太阳星云中以固态形式存在的位置对于了解生命的起源非常重要。我们模拟了原行星盘中CO雪线的演化。我们发现，目前观察到的CO雪线在我们的太阳系的位置，并在太阳系模拟TW水螅，不能解释一个完全湍流盘模型。与时间相关的磁盘模型，我们发现，包括一个死区（低湍流区域）可以解决这个问题。此外，我们得到了一个完全解析解的CO雪线半径晚盘演化时间。这将有助于未来的观测尝试，以描述人口统计学特征并预测系外行星的组成和可居住性。
2014-02-13 astro-ph.EP
Limits on the location of planetesimal formation in self-gravitating protostellar discs
在这封信中，我们表明，如果星子在自引力盘中形成螺旋特征，正如之前Rice等人的理想化模拟所建议的那样，那么在现实的原恒星盘中，这个过程将被限制在盘的外部区域（即半径超过几十个A.U.）。这一限制涉及到的要求，灰尘必须集中在螺旋功能的时间尺度上，这是小于（大致动态）的寿命，这样的功能，这种快速积累需要螺旋功能的分数振幅是不是比单位小得多。这又要求气体的冷却时间尺度相对较短，这将该过程限制在外盘。我们指出，有效地转换成星子盘中的原始尘埃的一大部分可以拯救这种材料从众所周知的问题，快速向内迁移在$\sim$米大小的规模，并在原则上，这些对象的碰撞演化可能有助于重新供应小尘埃的原恒星盘。我们还指出，这种情况下推断的星子带的位置在主序星周围的碎片盘可能产生的影响，但强调，需要进一步的动力学研究，以建立光盘是否保留了星子创建的初始网站的记忆。
2009-06-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Self-Induced Dust Traps Around Snow Lines in Protoplanetary Discs
尘埃颗粒需要有效地从微米大小增长到数千公里，以形成行星。由于毫米到米大小的增长受到一些障碍的阻碍，最近发现尘埃演变能够产生“自诱导”尘埃陷阱，这显示了希望。挥发性物质在某些位置的凝结和升华，称为雪线，也被认为是行星形成情景的重要组成部分。鉴于粉尘粘附特性在雪线上发生变化，这就提出了一个问题：雪线如何影响自诱导粉尘陷阱的形成机制？这个问题与原行星盘中一氧化碳（CO）雪线的多次观测特别相关，因为它对尘埃生长和动力学的影响尚待了解。在本文中，我们提出了雪线一般的自诱导尘埃陷阱的形成在参数研究的影响，然后集中在CO雪线。我们发现，对于一系列的参数，灰尘陷阱的形式在雪线的灰尘积累和缓慢增长，在以前的工作中发现的水雪线。我们还发现，根据CO雪线两侧的颗粒粘附特性，它可能是粉尘生长和漂移的起点或制动点。这可以为理解原行星盘观测中尘埃分布和雪线之间的联系提供线索。
2019-12-05 astro-ph.EP
Evolution of the Water Snow Line in Magnetically Accreting Protoplanetary Disks
太阳系中的类地行星含水量较低，这表明原行星形成于水雪线内。准确预测雪线位置随时间的变化为约束行星的形成过程提供了线索。本文研究了非理想磁流体动力学（MHD）模拟提出的层流磁场控制下的原行星盘中雪线的迁移。我们提出了一个经验模型的磁盘温度的基础上，我们的非理想MHD模拟，这表明吸积加热是显着效率低于湍流磁盘，并计算雪线位置随时间的推移。我们发现，雪线在磁吸积层流磁盘移动到目前的地球轨道内的恒星形成后1万年，而传统的湍流磁盘的时间是远远长于1万年。这一结果表明，要么岩石原行星形成于盘演化的早期阶段，要么原行星在靠近原太阳形成后向外移动到目前的轨道。
2021-05-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Rapid Mid-Infrared Variability in Protostellar Disks
原恒星盘内的光谱能量分布（SED）是由盘内的耗散和来自主星辐射的再加工决定的。在金牛座T星周围，大多数中红外（MIR）辐射（在几到几十μ m波长范围内）来自几个天文单位的区域。这个地区很有趣，因为它同时包含了宜居带和雪线。最近的观测表明，SED的变化，在MIR波长范围内。这些变化是令人困惑的，因为它们发生在时间尺度（几天），这是远远短于动态（月至年）的时间尺度在1AU到几个AU的。它们很可能是由内盘投射到外盘区域的阴影造成的。磁盘与其未对准的磁化宿主星之间的相互作用可以导致扭曲的结构和周期性的SED调制。快速的非周期性SED变化也可能是由观测到的金牛T星的X射线耀斑引起的。这些耀斑可以显著地调制气体的电离分数和内盘表面附近的颗粒所携带的净电荷。新带电的粒子可能会被恒星或磁盘磁场加速，并调整它们与中平面的距离。这些颗粒投射的阴影减弱了辐射到距离中心恒星几个天文单位的区域的恒星光子的通量。我们用这个模型来解释所观察到的快速非周期性SED的变化。我们建议定期监测SED的变化，不仅可以提供有价值的信息，磁盘的纵横比分布附近的宜居带，但也提供了一个探针之间的相互作用的内部区域的磁盘与其宿主恒星的磁层。
2011-10-19 astro-ph.EP
The young embedded disk L1527 IRS: constraints on the water snowline and cosmic ray ionization rate from HCO+ observations
水雪线在星周盘是行星形成的一个重要组成部分，但由于在年轻的嵌入式和成熟的原行星盘中观测水的困难，对其位置的直接观测限制仍然很少。化学成像提供了另一种定位雪线的途径，HCO $^+$同位素已被证明是原恒星包层和赫比格盘中的良好示踪剂。在这里，我们提出$\sim$ 0.5 $^{\prime\prime}$分辨率（$\sim$ 35 AU半径）阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）的HCO $^+$ $J=4-3$和H $^{13}$ CO $^+$ $J=3-2$对年轻（0/I类）磁盘L1527 IRS的观测。使用源特定的物理模型与中面雪线在3.4 AU和一个小的化学网络，我们能够再现的HCO $^+$和H $^{13}$ CO $^+$发射，但对于HCO $^+$只有当宇宙射线电离率降低到$10^{-18}$ s $^{-1}$。即使观察是不敏感的预期HCO $^+$丰度下降整个雪线，减少HCO $^+$以上的雪表面和全球温度结构，使我们能够限制雪线的位置之间的1.8和4.1 AU。需要进行深层观测，以消除包络线对排放的贡献，并对雪线位置进行更严格的限制。定位雪线在年轻的磁盘直接与H $_2$ O同位素的观测，因此可能仍然是一个替代的选择。通过直接雪线测量，HCO $^+$将能够提供对电离率的限制。
2022-04-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Reimagining the water snowline
水是一种与恒星和行星形成的许多方面密切相关的分子。因此，水的丰度和分布，特别是雪线的位置一直是许多研究的主题。虽然在红外光谱中，水在原行星盘的内部区域被认为是丰富的，但在亚毫米级的盘中检测到水的情况很少，只有一次对AS 205的检测。在这里，我们把大量的非检测和单一的检测到最近的物理化学模型的背景下。我们发现，321.2257 GHz（10（2，9）- 9（3，6））线检测到的AS 205是不符合正常的内部磁盘温度结构，所观察到的线必须是激射。此外，从线宽得到的发射面积，以及已发表的对金牛座T型恒星周围圆盘中的水的分析，意味着圆盘表面的水雪线与中平面的雪线处于相同的位置。我们认为，这是由于垂直混合不断隔离水从温暖的表面层到冷盘中平面。
2021-08-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Carbon-grain sublimation: a new top-down component of protostellar chemistry
地球的碳赤字一直是我们理解太阳系形成的一个突出问题。一个可能的解决方案是在行星形成过程的早期，碳颗粒在所谓的烟灰线（~300 K）处升华。在这里，我们认为，这个过程中最有可能的签名是过量的碳氢化合物和腈内的烟灰线，和更高的激发温度为这些分子相比，含氧的复杂的有机物，解吸周围的水雪线（~100 K）。这种特征在文献中已有报道，例如在猎户座KL中，虽然不是统一的，可能是由于不同研究的观测环境和分析方法的差异，或者与原恒星吸积的偶发性质有关。如果这个过程是活跃的，这将意味着在原恒星阶段，碳化学中有一个迄今为止未知的成分，它是从上到下起作用的-从较大的物种开始破坏-而不是从原子开始自下而上。在这样一个自上而下的组件的存在下，有机分子的起源需要重新探索。
2020-06-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of a Transiting Planet Near the Snow-Line
在大多数关于行星形成的理论中，雪线代表了内部岩石行星和外部冰巨星之间的边界。雪线的广泛分离使得过境世界的发现具有挑战性，但过境将允许详细的后续表征。开普勒-421b是一颗天王星大小的系外行星，每704.2天在近圆形轨道上经过一颗G9/K 0矮星。利用公开的开普勒测光，我们证明了这两个观测到的凌日可以唯一地归因于704.2天的周期。使用BLENDER进行的详细光变曲线分析验证了Kepler-421 b的行星性质，置信度>4 sigmas。开普勒-421 b接收到的太阳辐射量与太阳系中约2天文单位的天体相同，而对于天王星来说，它的有效温度约为180 K。利用一个与时间相关的原行星盘模型，我们估计开普勒-421 b现在的半长轴在300万年后超过了雪线，这表明开普勒-421 b可能已经在其观测位置形成。
2014-07-17 astro-ph.EP
The Demographics of Extrasolar Planets Beyond the Snow Line with Ground-based Microlensing Surveys
在目前流行的行星形成模式中，雪线在原行星盘中的位置起着至关重要的作用。因此，确定不同质量恒星雪线之外行星的人口统计数据对于测试这个模型至关重要。微透镜对其他方法通常无法探测到的行星敏感，尤其是对雪线或雪线以外的冷行星，包括质量非常低的行星（即类地行星）最敏感。因此，微透镜是唯一适合的，所以必须对这一地区的全面研究。微透镜也对围绕低质量恒星运行的行星、自由浮动的行星、银河系凸起和圆盘中的行星，甚至外部星系中的行星敏感。这些行星也可以为行星形成的模型提供关键的限制。虽然微透镜搜索到目前为止只发现了少数几颗行星，但这些已经改变了我们对雪线以外行星形成的理解。下一代微透镜测量将对该地区的数十个“冷地球”敏感，在设计概念上非常先进，并开始初步实际实施。
2009-03-04 astro-ph.EP
Linking atmospheric chemistry of the hot Jupiter HD 209458b to its formation location through infrared transmission and emission spectra
热彗星大气中碳、氮和氧的元素比例可能是它们在原恒星盘中形成位置的线索。在这项工作中，我们采用气相化学丰度的C，N和O从几个位置在光盘化学动力学模型的热木星HD 209458 b的信封的来源，并使用一维化学动力学模型，处理垂直混合和光化学演变的行星的大气成分。我们考虑两个大气压力-温度分布，一个有，一个没有热逆温。从每一个产生的32个大气成分配置文件，我们发现，分子CH 4，NH 3，HCN，和C2 H2是更突出的大气中使用一个现实的非倒置的P-T配置文件相比，以前的平衡化学为基础的工作，使用分析的P-T配置文件计算。我们还计算了这些大气的合成透射和发射光谱，发现许多光谱特征随行星包络吸积的圆盘位置而变化。通过与使用最新的高分辨率地面观测检测到的物种进行比较，我们的模型表明HD 209458 b可能已经在其原恒星盘的CO2和CH 4冰线之间吸积了大部分气体，其超级太阳能C/O比，这反过来又直接继承了其化学丰度。最后，我们模拟观测地球与詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST），并表明，关键物种的光谱特征的差异可以识别。我们的研究证明了JWST在提供对热木星形成环境的新见解方面的巨大重要性。
2022-05-11 astro-ph.EP
The impact of pre-main sequence stellar evolution on midplane snowline locations and C/O in planet forming discs
我们研究了主序星前光度演化对星盘中面热力学和化学性质的影响。我们创建模板盘模型，举例说明了各种恒星质量和年龄的巨型行星形成的初始条件。这些模型包括气体的2D物理结构以及圆盘中平面的1D化学结构。光盘温度分布计算使用完全物理一致的辐射转移模型之间的0.5和3 Msun和年龄高达10万年的恒星。由此产生的温度曲线用于确定中平面中的化学条件如何随时间变化。因此，我们得到的主要碳和氧载体物种的气体和冰相丰度。虽然不同质量的恒星在早期阶段（<100万年）产生的温度分布没有明显差异，但超过200万年后它们开始明显发散。随着时间的推移，质量大于1.5 Msun的恒星周围的圆盘会随着恒星光度的增加而变得更温暖，而低质量恒星的光度会降低，导致圆盘温度降低。这对CO雪线的位置有明显的影响，在大多数模型中，3 Msun星的CO雪线位于200 au以上，但0.5 Msun星的CO雪线总是在80 au以内。计算的化学成分表明，存在一个明确的恒星质量和年龄范围，其中高C/O气体巨星可以形成。在系外行星HR 8799 b的情况下，我们的模型显示它必须在恒星100万年前形成。
2020-11-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Lagrangian Model for Dust Evolution in Protoplanetary Disks: Formation of Wet and Dry Planetesimals at Different Stellar Masses
我们引入了一种新的拉格朗日光滑粒子方法来模拟原行星盘中卵石的生长和漂移。该模型的拉格朗日性质使其特别适合于跟踪单个（组）粒子的特性，例如它们的组成。在这项工作中，我们专注于固体颗粒的水含量。通过流动不稳定性的星子形成被考虑在内，部分基于Schoonenberg & Ormel（2017）提出的水雪线外流动不稳定性的先前结果。我们验证我们的模型，从文献中复制早期的结果，并将我们的模型应用到不同质量的恒星周围的稳态粘性气体盘（具有恒定的气体吸积率）。我们还提出了各种其他模型，我们探讨卵石吸积的影响，破碎速度阈值，磁盘的全球金属丰度，和随时间变化的气体吸积率。我们发现，星子优先形成在水雪线外的局部环，在早期的磁盘（$\lesssim$ $10^{5} \: \rm{yr}$）的寿命，当卵石质量通量高到足以触发流不稳定。在这第一阶段的行星形成过程中，雪线的位置几乎没有变化，由于缓慢的粘性演变，我们的结论是，假设一个恒定的气体吸积率是合理的，在这第一阶段。将圆盘的固体储存器转化为星子的效率取决于水雪线的位置。较冷的圆盘与较近的水雪线在产生星子方面比较热的圆盘更有效，水雪线位于远离恒星的地方。因此，低质量恒星倾向于更有效地形成星子，但任何相关性都可能被盘属性的差异所掩盖。
2018-10-04 astro-ph.EP
Direct imaging of the water snow line at the time of planet formation using two ALMA continuum bands
原行星盘中的分子雪线由于其在形成行星结构和组成方面的重要性，已经在理论上研究了几十年。水雪线位于行星形成区域，位置小于10天文单位，到目前为止，它的位置只能通过空间分辨光谱间接估计。本文提出了一种概念验证的方法，通过水雪线在当地尘埃性质中的物理和化学印记，直接对原行星盘中的水雪线进行成像。我们采用了一个物理磁盘模型，其中包括灰尘凝聚，破碎，漂移，和一个因素10之间的干燥硅酸盐和冰粒的破碎速度的变化，发现实验室工作。我们发现水雪线的存在导致尘埃辐射光谱指数α_mm的径向轮廓的急剧不连续性，这是由于通过破碎补充小颗粒。我们使用ALMA模拟器证明，这种效果可以观察到在原行星盘使用空间分辨ALMA图像在两个连续带。我们探讨了模型依赖于磁盘的粘度，并发现光谱指数揭示了水雪线在很宽的范围内的条件下，与相反的趋势时，发射是光学薄，而不是厚。如果盘的粘度较低（α_visc < 10^-3），雪线会产生一个环状结构，在光学厚度区域的α_mm ~ 2处有一个最小值，这可能与ALMA在HL Tau盘最里面区域测量到的结果相似。
2015-11-20 astro-ph.EP
CO snow lines are stabilised by the vertical transport of volatiles
Imperial College London（帝国理工学院）；University of Leeds（利兹大学）
本研究利用盘演化代码cuDisc，发现CO雪线（雪面）存在热不稳定性，但二维雪面形状和挥发分垂直输运抑制了极限环振荡，导致不稳定性仅引发瞬态随机事件。
2026-06-29 astro-ph.EP
Planetesimal formation starts at the snow line
星子形成阶段代表了我们对行星形成过程理解的一个主要空白。晚期行星吸积模型通常对星子和卵石的分布做出任意假设，而尘埃演化模型则预测星子的形成只可能在某些轨道距离上。我们想测试水雪线在原行星盘富含气体阶段触发第一个微行星形成的重要性，当巨行星的核心必须形成时。我们将气盘演化、尘埃生长和碎裂、水冰蒸发和再凝结、固体和水蒸气的运输以及通过流动不稳定性形成的微行星连接到一个单一的一维原行星盘演化模型中。我们发现雪线周围发生的过程以两种方式促进了星子的形成。首先，由于湿骨料和干骨料之间粘附特性的变化，雪线内部存在“交通堵塞”，这减缓了固体落到恒星上的速度。其次，冰的蒸发和水的向外扩散，然后再凝结，增加了冰卵石的丰度，通过雪线外的流动不稳定性触发了星子的形成。星子的形成受到生长障碍和径向漂移的阻碍，因此需要特定的条件才能发生。雪线是一个有利的位置，在那里星子的形成是可能的广泛的条件，但仍然不是在每一个原行星盘模型。这一过程在具有低固有湍流和增加的初始尘气比的大的冷盘中特别得到促进。
2017-09-29 astro-ph.EP
Planetesimal formation near the snowline: in or out?
小行星在原行星盘中的形成还没有得到很好的理解。流动不稳定性是一种很有前途的机制，可以直接从卵石大小的颗粒形成星子，提供了足够高的固气比。然而，局部增强的固体-气体比是难以实现在一个光滑的磁盘，这促使考虑特殊的磁盘位置，如雪线。在这篇文章中，我们调查的可行性星子形成的雪线附近的流动不稳定性，由于水的扩散和冷凝。本文采用粘性圆盘模型，在一维圆柱网格上数值求解汽、固两相的输运方程。我们考虑到径向漂移的固体，气体吸积到中央恒星，和湍流扩散。我们研究的重要性的固体上的气体和气体的平均分子量的径向变化的反反应。我们发现，水的扩散和凝结可以局部地增加雪线外的冰面密度的3- 5倍。假设冰卵石含有许多在蒸发过程中释放的微米级硅酸盐颗粒，则增强增加另一个因子$\sim$ $2$。在这个“多种子”模型中，雪线内部的固体气体比也得到了提高，但没有雪线外部那么多。在粘性盘的情况下，扩散-凝结机制对于湍流参数$α$（$10^{-3}$ - $10^{-2}$）的高值是最有效的。因此，假设年轻的气盘比年老的气盘更剧烈的湍流，雪线附近的星子可以在气盘的早期形成。在高度湍流的圆盘中，数十个地球质量可以存储在雪线外的环形空间中，这可以通过最近的ALMA观测来确定。
2017-02-07 astro-ph.EP
Solving for the 2D Water Snowline with Hydrodynamic Simulations. Emergence of gas outflow, water cycle and temperature plateau
本研究利用2D多流体流体动力学模拟，探讨了真实温度结构与2D流动对水雪线处卵石聚集的影响，揭示了蒸气驱动的外流、水循环及潜热效应，为星子形成和观测识别水雪线提供了新机制。
2025-02-13 astro-ph.EP
Sub-Snowline Formation of Gas-Giant Planets in Binary Systems
Technion（以色列理工学院）
研究双星系统中存在气体巨行星的现象，探讨其形成机制，并提出基于尘埃陷阱的亚雪线形成模型，建立预测其轨道半长轴的实证关系。
2026-04-16 astro-ph.EP
Magnetized Accretion and Dead Zones in Protostellar Disks
原恒星盘中磁死区的边缘被认为是密度隆起可能出现的位置，捕获微行星并帮助形成行星。在磁活跃区的磁旋转湍流提供了恒星上气体的吸积和质量到死区的运输。我们调查的位置的磁活跃区在一个太阳型恒星周围的原恒星盘，不同的磁盘温度，表面密度分布，和尘埃气体比。我们还考虑恒星质量在0.4和2 $M_\odot$，与相应的调整，在磁盘的质量和温度。死区的大小和形状被发现使用Elsasser数标准与电导率，包括从离子，电子，和带电分形尘埃聚集体的贡献。利用S.奥澄死区在大多数情况下由双极扩散限定。在我们的地图中，死区有各种形状，包括指向远离恒星的鱼尾和位于中平面内外的岛屿。相应的吸积率随半径而变化，表明表面密度将随时间增加的位置，以及其他将减少的位置。我们发现，密度凸块不容易增长附近的死区的外缘，独立的磁盘参数和灰尘的属性。相反，吸积速率在气相金属冻结的半径处达到峰值。这可能导致清除表面密度中的谷，并导致恰好位于金属冻结线之外的鹅卵石的陷阱。
2013-02-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Candidate Water Vapor Lines to Locate the $\mathrm{H_2O}$ Snowline through High-dispersion Spectroscopic Observations. III. Submillimeter $\mathrm{H_2}$$^{16}\mathrm{O}$ and $\mathrm{H_2}$$^{18}\mathrm{O}$ Lines
在本文中，我们扩展了我们以前的论文（Notsu等人，2016年，2017年）中提出的结果，使用邻位$\mathrm{H_2}$ $^{16}\mathrm{O}$线轮廓来限制金牛座T和赫比格Ae盘中$\mathrm{H_2O}$雪线的位置，以包括亚毫米对位$\mathrm{H_2}$ $^{16}\mathrm{O}$以及邻位和对位$\mathrm{H_2}$ $^{18}\mathrm{O}$线。由于邻位-和对位-H $_{2}$ $^{18}$ O分子的数密度比它们的$^{16}$ O类似物小约560倍，因此它们比邻位-H $_{2}$ $^{16}$ O线更深地追踪到盘中（下至$z=0$，即，中平面）。因此，这些H $_{2}$ $^{18}$ O线是潜在的更好的探测器的位置H $_{2}$ O雪线在磁盘中平面，这取决于灰尘的光学深度。亚毫米候选水线的Einstein $A$系数值（通常为$<$ $10^{-4}$ s $^{-1}$）往往低于红外候选水线（Notsu等人，2017）。因此，在亚毫米候选水线的情况下，从外部光学薄区域在磁盘中的局部强度是约$10^{4}$倍小于在红外候选水线的情况下。因此，在亚毫米谱线中，特别是H $_{2}$ $^{18}$ O和para-H $_{2}$ $^{16}$ O谱线，具有相对较低的上态能量（$\sim$几个100 K），也可以定…
2018-05-30 astro-ph.EP
Imaging of the CO Snow Line in a Solar Nebula Analog
行星在年轻恒星周围的圆盘中形成。它们的形成效率和组成与原行星盘中大量挥发物的“雪线”位置密切相关。我们目前的化学成像的CO雪线在磁盘周围TW Hya，太阳星云的模拟，使用高空间和光谱分辨率的阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）的N2 H+，活性离子存在于大量的只有在CO被冻结。N2 H+排放分布在一个大的环中，其内半径与CO雪线模型预测相匹配。提取的CO雪线半径约为30 AU，有助于评估太阳系形成动力学模型，结合行星和彗星的整体组成测量。
2013-07-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tracing snowlines and C/O ratio in a planet-hosting disk: ALMA molecular line observations towards the HD169142 disk
本研究利用ALMA对HD 169142行星形成盘进行分子谱线观测，首次探测多种分子，估算雪线位置并发现C/O比径向变化，提出巨行星b在雪线间形成。
2023-08-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
An analytical model for the evolution of the protoplanetary discs
我们得到了一组新的解析解的演化的自引力吸积盘举行的Toomre参数接近其阈值，并从冷却速率获得的应力参数。与以前的数值解相一致，吸积率被假定为与盘半径无关。极端的情况下，整个光盘是光学厚或光学薄的独立研究和获得的解决方案可用于探索早期或最后阶段的原行星盘演化。我们的解决方案表现出衰减的吸积率的幂律函数的年龄系统的指数为-0.75和-1.04的光学厚和薄的情况下，分别。我们的计算使我们能够探索雪线的演变分析。雪线的位置在光学厚的制度演变为幂律函数的时间与指数-0.16，然而，当光盘是光学薄，雪线的位置作为时间的函数与指数-0.7具有较强的依赖于时间。这意味着在光学薄的圆盘中，雪线向内迁移的速度比光学厚的圆盘快。
2017-04-30 astro-ph.EP astro-ph.GA
Formation of rocky and icy planetesimals inside and outside the snow line: Effects of diffusion, sublimation and back-reaction
澄清岩石和冰质星子在粘性演化的盘中形成的时间和地点是很重要的。我们希望了解当地失控堆积的固体是如何发生在雪线内外的。我们假设一个冰卵石含有微米大小的硅酸盐颗粒，这些颗粒均匀地与冰混合，并在冰升华过程中释放出来。使用当地的一维代码，我们解决了径向漂移和湍流扩散的固体和水蒸气，考虑到他们的升华/冷凝周围的雪线。我们系统地研究了固体与气体的反反应对固体径向漂移和扩散的影响，释放的硅酸盐颗粒的尺度高度演化，以及湍流扩散（$α_{\rm tur}$）和气体吸积到中心恒星（$α_{\rm acc}$）的有效粘性参数之间可能存在的差异。我们研究的固体质量流量的气体（$F_{\rm p/g}$）的比例的依赖性。我们发现，硅酸盐颗粒和冰卵石堆积的有利位置是在附近的水雪线的内部和外部的区域，分别。我们发现，失控堆积时发生的径向漂移和扩散的反反应。在只考虑径向漂移反作用的情况下，除了极高的卵石通量外，没有发现逃逸堆积现象，而对于较大的$F_{\rm p/g}$，流动不稳定性条件可以满足.如果考虑径向扩散的反作用，则在合理的卵石通量值下会发生失控堆积。硅酸盐颗粒的失控堆积会导致岩石星子的形成，$α_{\rm tur} \ll α_{\rm acc}$发生，而冰卵石的失控堆积有利于$α_{\rm tur} \sim α_{\rm acc}$。
2019-07-10 astro-ph.EP
Protoplanetary disk rings and gaps across ages and luminosities
自从发现HL Tau盘的多环结构以来，ALMA数据表明，许多（如果不是全部的话）原行星盘的尘埃连续辐射由环和间隙组成，无论它们的光谱型或年龄如何。迄今为止，这些差距的根源仍不清楚。我们提出了一个样本研究的16个磁盘与多个环状结构的连续，使用已公布的ALMA档案数据，比较它们的形态和间隙的位置在一个系统的方式。这16个目标的范围从早期到晚期类型的恒星，从<0.5 Myr to >10百万年，从~0.2到40 L_Sun，包括完整的和过渡的磁盘清除内部尘埃腔。恒星年龄是用新的盖亚距离修正的。间隙位置使用对强度分布的简单径向拟合来导出。利用辐射转移模型，计算了温度分布。间隙半径通常不对应于最常见分子的雪线的轨道半径。雪线模型作为多环系统的共同起源可能被丢弃。此外，在可能与行星共振有关的间隙位置中没有系统的趋势。最后，样品中最古老的盘的外半径减小，这表明如果多环盘以类似的方式演化，外部尘埃环要么随着气体消散，要么成长为星子带。
2019-01-30 astro-ph.EP
Candidate Water Vapor Lines to Locate the H$_{2}$O Snowline through High-Dispersion Spectroscopic Observations I. The Case of a T Tauri Star
在原行星盘的H $_{2}$ O雪线内，水从尘埃颗粒表面蒸发成气相，而在雪线以外的寒冷区域，水被冻结在尘埃上。H $_{2}$ O冰增强了盘的寒冷外部的固体物质，这促进了气体巨行星核心的形成。我们可以把H $_{2}$ O雪线看作是划分岩石和气态巨型行星形成区域的表面。因此，观测测量H $_{2}$ O雪线的位置对于理解星子和行星形成过程以及地球上水的起源至关重要。在本文中，我们发现候选水线定位的H $_{2}$ O雪线，通过未来的高色散光谱观测。首先，我们计算了圆盘的化学成分，并调查了H $_{2}$ O气体和冰的丰度分布，以及H $_{2}$ O雪线的位置。我们证实，H $_{2}$ O气体的丰度高，不仅在热的中面区域内的H $_{2}$ O雪线，而且在热的表面层的外盘。其次，我们计算了H $_{2}$ O线的轮廓，并确定了那些H $_{2}$ O线是有希望的定位H $_{2}$ O雪线：所确定的线是那些具有小的爱因斯坦$A$系数和高的上态能量。候选H $_{2}$ O线的波长范围从中红外到亚毫米，并且它们与ALMA和未来的中红外高色散光谱仪（例如，TMT/MICHI，SPICA）。
2016-06-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Energetic Protons, Radionuclides and Magnetic Activity in Protostellar Disks
我们计算的位置的磁不活跃的死区在最小质量的原太阳盘，电离的情况下，包括恒星X射线，长或短寿命的放射性核素衰变，和高能质子到达一般的星际介质，从附近的超新星爆炸，从磁盘日冕，或从年轻恒星的日冕。在所有的情况下，除了那些小的尘埃颗粒被去除和一小部分短寿命的放射性核素留在气体中的情况外，圆盘都包含一个死区。所有的情况下，无一例外都有一个“不死区”，在那里，中等的磁致伸缩性防止磁旋转湍流，同时允许剪切产生的大规模磁场。不死区中的质量柱通常大于湍流表面层中的质量柱。这些结果支持了这样一种观点，即死区和不死区是质量柱超过1000 g/cm ^2的冷尘气体的强大后果。
2009-08-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chemical abundance gradients of organic molecules within a protostellar disk
本文利用NOEMA对HOPS-370原恒星盘的CH$_3$OH和CH$_3$CN观测，结合旋转图分析和三维LTE辐射转移模型，揭示两种分子具有不同的空间丰度分布，并提出碳颗粒升华可能是造成该差异的原因。
2024-07-31 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The majority of hot Jupiters formed beyond the water ice line
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；University College Cork（科克大学）；University of Copenhagen（哥本哈根大学）；University of Exeter（埃克塞特大学）
研究热木星大气成分能否限制其形成位置，用ChemComp代码模拟，应用于九个系统并与观测比较，发现至少六个系统与在水冰线以外形成一致，大气丰度与轨道参数结合可诊断其形成和迁移历史。
2026-07-17 astro-ph.EP
Candidate Water Vapor Lines to Locate the H$_{2}$O Snowline through High-Dispersion Spectroscopic Observations II. The Case of a Herbig Ae Star
观测测量H $_{2}$ O雪线的位置对于了解星子和行星的形成过程以及地球上水的起源至关重要。在Herbig Ae恒星（$T_{\mathrm{*}}\sim$ 10，000 K，$M_{\mathrm{*}}\gtrsim$ 2.5 $M_{\bigodot}$）周围的圆盘中，H $_{2}$ O雪线的位置比温度较低、质量较小的金牛T型恒星更远离中心恒星。因此，H $_{2}$ O发射线通量从该地区内的H $_{2}$ O雪线预计将更强。在本文中，我们计算的化学成分的Herbig Ae磁盘使用化学动力学。接下来，我们计算了H $_{2}$ O的发射线轮廓，并研究了候选水线在宽范围的波长（从中红外到亚毫米），可以定位的H $_{2}$ O雪线的位置的属性。这些谱线具有小的Einstein $A$系数（$\sim 10^{-6} -10^{-3}$ s $^{-1}$）和相对高的上态能量（$\sim$ 1000 K）。总通量随波长的减小而增加。我们研究未来观测的可能性（例如，ALMA，SPICA/SMI-HRS）定位H $_{2}$ O雪线的位置。由于从Herbig Ae盘中识别出的线的通量比从T Tauri盘中识别出的线的通量强，因此成功检测Herbig Ae盘的可能性有望增加。
2017-01-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Thermal structure of circumbinary discs: Circumbinary planets should be icy not rocky
本研究通过三维流体动力学模拟结合RADMC-3D辐射输运计算，发现环双星盘雪线靠近内空腔（~1.5-2 AU），该区域湍流导致行星形成效率低，因此环双星行星多为冰质而非岩质。
2024-03-07 astro-ph.EP
Fossilized condensation lines in the Solar System protoplanetary disk
类地行星和在内部小行星带占主导地位的小行星是缺水的。然而，在原行星盘中，在盘被光蒸发之前，温度应该已经下降到水凝结水平以下。因此，内太阳系的全球水枯竭令人困惑。我们表明，即使内盘变冷，也不能直接凝结水。这是因为雪线向太阳移动的速度比气体本身慢。在雪线扫过的日心距离范围内出现冰，只能是由于冰粒从外盘径向漂移。然而，如果有足够大质量的行星存在，粒子的径向漂移就会被打断，因为盘在行星轨道外获得了超开普勒旋转。根据这个结果，我们提出木星的前身在雪线仍在3 AU左右时达到了大约20个地球质量。这有效地消除了该位置的雪线。虽然冷却，木星轨道内的圆盘仍然是冰耗尽的，因为来自外部系统的冰粒子流被行星拦截。这种情况预测，没有巨行星的行星系内部区域的水应该比我们的系统丰富得多。我们还表明，在0.7天文单位的星子盘的内边缘，所需的类地行星形成模型来解释水星的小质量和没有行星内的轨道，可能是由于硅酸盐冷凝线，在年底的流动不稳定性，产生的星子种子。因此，当圆盘冷却时，硅酸盐粒子开始向内漂移0.7AU而没有升华，但它们不能被任何先前存在的微行星吸积。
2015-11-20 astro-ph.EP
The Effects of Protostellar Disk Turbulence on CO Emission Lines: A Comparison Study of Disks with Constant CO Abundance vs. Chemically Evolving Disks
湍流是原行星盘角动量传输的主要候选者，因此影响盘的寿命和行星形成的时间尺度。然而，原行星盘的湍流特性在观测上受到很差的约束。最近的研究发现，湍流速度小于完全开发的MRI所产生的湍流速度（Flaherty等人，2015，2017）。然而，现有的研究假设在CO不被冻结或光解离的位置中恒定的CO/H2比为0.0001。我们以前的研究不断发展的磁盘化学表明，CO是亏损的复杂的有机分子以及CO的冻结半径内纳入。我们认为这种化学亏损的湍流测量的影响。Simon et al.（2015）提出，峰值线通量与CO J=3-2转换线中心通量的比值是湍流的合理诊断，因此我们关注该度量，同时增加了对空间分布更复杂影响的一些分析。我们基于Yu等人（2016）提出的化学演化模型模拟了CO的发射谱线，发现随着CO被破坏，峰谷比随时间变化。具体而言，一个CO耗尽磁盘与高湍流速度模仿的峰谷比的非CO耗尽磁盘与较低的湍流速度。我们建议，磁盘观察员和建模考虑到CO耗尽的可能性时，使用线峰谷比，以限制在磁盘中的湍流程度。假设CO/H2 = 0.0001在所有磁盘半径可以导致低估的湍流速度在磁盘中至少0.2公里/秒。
2017-11-07 astro-ph.EP
Evidence for a Sharp CO Snowline Transition in a Protoplanetary Disk and Implications for Millimeter-wave Observations of CO Isotopologues
本研究通过CO同位素体毫米谱线径向廓线导数识别HD 163296盘中约80 au处的急剧CO雪线转变，并指出热结构影响气体质量估算。
2024-12-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
An Empirical Planetesimal Belt Radius - Stellar Luminosity Relation
对毫米级尘埃的解析观测，追踪较大的星子，已经确定了26个埃奇奥尔-柯伊伯带类似物的位置。我们报告说，一个带的距离$R$到它的主星与恒星的光度$L_{\star}$相关，以下$R\propto L^{0.19}_{\star}$与低的内在散射$\sim$ 17%。值得注意的是，我们在太阳系中的埃奇-柯伊伯带和在原行星盘中成像的两条CO雪线接近于$R$ - $L_{\star}$关系，暗示了原行星盘结构和带位置之间的内在关系。为了测试偏差对关系的影响，我们使用Monte Carlo方法并模拟带的不相关模型种群。我们发现，观测偏差可以产生$R$ - $L_{\star}$关系的斜率和截距，但不能再现其低分散性。然后，我们重复的模拟考虑到带的碰撞演化，以下的稳态模型，适合通过红外线过量观察到的带人口。这通过降低模拟的$R$ - $L_{\star}$关系的离散度而显著改善了拟合;然而，该离散度仅与观察到的离散度保持略微一致。单独的观测偏差和碰撞演化无法重现带半径和恒星亮度之间的紧密关系，这可能表明微行星带形成于原行星盘内的优先位置。CO雪线位置的类似趋势则表明，在行星系的外部区域形成的星子和/或行星与其组成部分的波动性有关，正如行星形成模型所假设的那样。
2018-04-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Resolving the CO Snow Line in the Disk around HD 163296
我们报告了CO的亚毫米波阵列（SMA）观测（J=2- 1，3- 2和6- 5）及其同位素体（~（13）CO J=2--1，C_（18）O J=2--1，C_（17）O J=3--2）在~2”（250 AU）分辨率下在Herbig Ae星HD 163296周围的盘中，并且在约束线发射区域的径向和垂直位置的模型的框架中解释这些数据。首先，我们开发了一个物理上自洽的吸积盘模型与指数锥形边缘相匹配的光谱能量分布和空间分辨毫米尘埃连续辐射。然后，我们用CO谱线所采样的宽范围的激发条件，特别是很少观察到的J=6--5跃迁，改进了模型的垂直结构。通过在该结构中拟合13 CO数据，我们进一步将CO的垂直分布限制在一个下限和一个上限之间，在该下限以下，CO冻结在尘埃颗粒上（T ~ 19 K），在该上限以上，CO可以被光解（圆盘表面的氢柱密度为~ 10^{21} cm-2）。在19 K时的冻结导致气相CO柱密度的显著下降，超过~155 AU的半径，这是我们直接解决的“CO雪线”。通过拟合所有CO同位素的丰度，我们得到的同位素比12 C/13 C，16 O/18 O和18 O/17 O是一致的，与静止的星际气相值。这个详细的HD 163296磁盘模型展示了一个阶段的潜力，参数化技术，用于构建统一的气体和尘埃结构模型，并限制分子丰度的分布，使用解决多过渡，多同位素观测。
2011-07-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Measurements of water surface snow lines in classical protoplanetary disks
我们提出了深Herschel-PACS光谱的远红外水线从样本的四个原行星盘周围的太阳质量的恒星，选择有强烈的水发射在中红外波长。通过结合新的赫歇尔光谱与档案斯皮策-IRS光谱，我们检索参数化的径向表面水汽分布从0.1-100 AU使用二维尘埃和线辐射转移建模。地表水分布模拟与步骤模型包括一个恒定的内部和外部的相对水丰度和临界半径，在该半径处的地表水丰度允许改变。我们发现，这四个磁盘的临界半径为$\sim 3-11$ AU，在该表面水丰度减少至少5个数量级。临界半径的测量值始终小于表面雪线的位置，如所观察到的光谱能量分布所预测的。这表明，地表水丰度的急剧下降不仅是由于当地的气固平衡，但也可能是由气相化学途径的失活低于300 K的水驱动。假设正则气尘比为100，以及耦合的气体和尘埃温度$T_{\rm gas}=T_{\rm dust}$，最佳拟合的内部水丰度变得难以置信的高（0.01-1.0 ${\rm H_{2}}^{-1}$）。相反，一个模型，其中气体和尘埃温度是去耦导致规范的内部磁盘水丰度的$\sim 10^{-4} \rm H_{2}^{-1}$，而保持气体尘埃比为100。也就是说，在磁盘表面的气体-尘埃去耦的证据是强于增强的气体-尘埃比。
2015-12-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hunt for complex cyanides in protostellar ices with JWST: Tentative detection of CH$_3$CN and C$_2$H$_5$CN
本研究利用JWST-NIRSpec在三个原恒星系统的星际冰中首次初步探测到CH$_3$CN、C$_2$H$_5$CN和N$_2$O，发现含氮分子与甲醇的冰相柱密度比高于气相，并指出未来需结合NIRSpec和MIRI巡天及实验室测量以确认其形成历史。
2024-01-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The edge-on protoplanetary disk HH 48 NE II. Modeling ices and silicates
该研究通过辐射传输建模分析边缘-on 原行星盘 HH 48 NE 的冰吸收特征，发现冰丰度可在3倍因子内确定，但光学深度与柱密度关系受辐射传输效应影响，垂直雪线位置可约束而径向雪线难以触及。
2023-05-08 astro-ph.EP
A new multifluid method for dusty astrophysical flows. Application to turbulent protostellar collapses
本研究针对含尘埃天体物理流，在RAMSES代码中实现了基于欧拉方法的无压中性多流体模型与新型气尘黎曼求解器，通过原恒星坍缩模拟验证了性能，修正了尘埃富集规律，为探索行星形成新条件提供了工具。
2025-08-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Probing Planet Forming Zones with Rare CO Isotopologues
在形成行星的原恒星盘的中平面附近的气体，由于通常观测到的分子（如CO和H $_2$ O）具有很高的光学深度，因此在很大程度上未被观测到。然而，来自稀有分子的旋转发射线在垂直方向上可能具有接近1的光学深度，使得这些线足够强以被检测到，但仍保持足够透明以追踪盘中平面。在这里，我们提出了一个演化的T-金牛座盘的化学模型，并预测了旋转跃迁的光学深度的$^{12}$ C $^{16}$ O，$^{13}$ C $^{16}$ O，$^{12}$ C $^{17}$ O和$^{12}$ C $^{18}$ O。由于死区的形成，MRI活跃盘主要由中心恒星加热。在我们模拟的类太阳恒星周围的$70$ AU区域内，CO不会冻结。然而，由于复杂有机分子（COM）的形成，CO的丰度降低，产生了一种可能被误解为“雪线”的效果。这些结果是强大的变化，在我们的假设的气体尘埃比的演变。C $^{17}$ O的低阶旋转线的光学深度约为1，使得可以使用C $^{17}$ O看到磁盘中平面。将观测结果与我们提供的模型C $^{17}$ O $/$ H $_2$比率相结合，可以得到原行星盘气体质量的估计。
2016-03-29 astro-ph.EP
ALMA Band 7 Observations of Water Lines in the Protoplanetary Disk of V883 Ori
Kyoto University（京都大学）；The University of Tokyo（东京大学）；RIKEN（理化学研究所）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（综合研究大学院大学）；Ashikaga University（足利大学）；Okayama University of Science（冈山科学大学）；Niigata Institute of Technology（新潟技术大学）；Seoul National University（首尔大学）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究院）
ALMA带7观测V883 Ori原行星盘水谱线，揭示水雪线附近水汽丰度及HDO/H₂O比值，发现带7谱线强度弱于预测，可能由发射区域特性或尘埃吸收导致。
2025-12-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Formulas for Radial Transport in Protoplanetary Disks
气态物质和固体粒子径向输运的定量化对于原行星盘演化的许多应用都很重要。一个特别重要的例子是确定水雪线在一个磁盘中的位置，这需要计算向外的径向扩散率的水蒸气和向内的径向漂移的冰粒;然而，应用程序是广义的蒸发锋的所有挥发物。我们使用统一的形式主义审查有关公式。这种统一的处理是必要的，因为文献目前包含至少六个相互排斥的气体径向扩散的处理，其中只有一个是正确的。我们从第一性原理出发，利用Fick定律推导出径向扩散方程。为了完整起见，我们还提出了粒子径向输运方程。这些方程可用于研究原行星盘和其它吸积盘中气体和粒子的扩散。
2017-04-05 astro-ph.EP
Formation of the Trappist-1 system in a dry protoplanetary disk
本研究针对Trappist-1系统行星密度随距离递减的特征，提出行星形成于含页硅酸盐砾石的干燥原行星盘的新假说，解释了内外行星冰含量差异的成因。
2024-01-29 astro-ph.EP
Evolution of dust in protoplanetary disks of eruptive stars
年轻的FU猎户座型恒星的亮度爆发使周围的气体和尘埃盘升温，从而使它们的形态和化学成分发生变化。在这项工作中，我们的目标是研究这样的爆发可能对尘埃颗粒大小的空间分布和相应的光谱指数在原行星盘的影响。我们使用数值流体动力学程序FEOSAD，它模拟了气体，尘埃和挥发物在原行星盘的共同演变，考虑尘埃的生长和气体的反反应。最大尘埃大小的水冰地幔的依赖性被明确考虑。爆发的初始条件是中心恒星的光度增加到100-300 L_sun，持续100年。水雪线转移过程中爆发到一个更大的距离，导致最大的灰尘大小的下降内部的雪线的位置，因为更有效的破碎裸露的颗粒。爆发后，水雪线迅速移回爆发前的位置，然后是新的尘埃增长。爆发后尘埃再生长的时间尺度取决于径向距离，因此距离较小的尘埃颗粒比距离较大的尘埃颗粒更快地达到爆发前的值。因此，在毫米尘埃辐射的光谱指数的径向分布中，在\approx 10 au处形成了一个宽峰，随着尘埃盘的演变和尘埃颗粒在逐渐变大的距离处重新生长到爆发前的值，该峰进一步向外移动。这一特征在演化的轴对称盘中最为明显，而在年轻的引力不稳定盘中则不然，尽管如果引力不稳定性被抑制，年轻的盘可能仍然是很好的候选者。节录。
2021-12-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
A breath of fresh air: Oxygen enhancement from silicate sublimation during early protostellar evolution
Leiden University（莱顿大学）；Ventspils University of Applied Sciences（文茨皮尔斯应用科学大学）；University of Michigan（密歇根大学）；Purdue University（普渡大学）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）
本研究通过JWST和ALMA观测证实，I型原恒星HOPS-68正处于类似太阳系行星形成t=0时刻的阶段，其内部硅酸盐升华使氧含量增强，或表明原恒星演化存在持续氧增强阶段。
2026-11-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Linking planet formation to exoplanet characteristics: C/O as a diagnostic of planet formation
气态巨行星系外行星大气可揭示其形成特征。研究通过ALMA和JWST探测盘与行星组成，发现凌星气态巨行星多富集金属且富氧，符合在水雪线内形成并被冰体污染的常规图景。
2025-08-13 astro-ph.EP astro-ph.GA
