Jupiter Atmospheric Models and Outer Boundary Conditions for Giant Planet Evolutionary Calculations
本文提出更新的大气表及外边界条件，用于计算木星和类木系外行星的冷却演化，经校准后与木星观测匹配，亮度温度差异在2%以内，可定制云、照射和金属丰度参数。
2023-09-02 astro-ph.EP
Critical Core Masses for Gas Giant Formation with Grain-Free Envelopes
我们调查的临界核心质量和信封增长的时间尺度，假设无颗粒信封，研究如何小的核心被允许形成气体巨星的核心吸积模型的框架。这是由于木星形成的理论困境：木星内部的模型表明它包含一个小于10个地球质量的小核心，而许多木星形成的核心吸积模型需要一个大于10个地球质量的大核心才能在盘消散时完成其形成。在吸积包层中不透明度的降低被认为加速了气体巨星的形成。以往的研究几乎都假设包层中的不透明度是以颗粒为主的。相反，我们在这项研究中研究的情况下，无颗粒信封。我们的数值模拟表明，一个小到1.7地球质量的孤立核心能够在百万年的时间尺度上捕获盘气体形成气体巨星，如果吸积包层是无颗粒的;如果包层是无金属的，即纯粹由氢和氦组成，这个值就会下降到0.75地球质量。它还表明，碱金属原子，这是已知的主要不透明度来源之一，在1500 K附近的大气中的热超导体，有很小的贡献，以确定临界核心质量。我们的研究结果证实了在吸积包层中的颗粒沉降和凝聚是解决木星形成难题的关键。
2010-03-25 astro-ph.EP
Formation of the Thebe Extension in the Ring System of Jupiter
木星脆弱的尘埃环系统嵌在行星的内磁层中，并且-在其他结构中-包含一个非常脆弱的突出物，称为Thebe扩展。在试图解释这条粒子带的存在时，Hamilton和Krüger（2008）提出尘埃粒子的运动是由木星白天和黑夜一侧的可变尘埃充电引起的阴影共振驱动的。然而，Divine（1983）的模型和朱诺号航天器最近的观测表明，木星的内磁层温暖而致密，这意味着影子共振的机制不起作用。相反，我们认为，尘埃颗粒喷射从底比斯由于微流星体轰击成为尘埃的来源，在底比斯扩展。我们发现，大（颗粒半径为几微米到多微米）带电尘埃颗粒具有显着的初始速度振荡在Thebe扩展。较小的带电颗粒（亚微米半径）从底比斯喷出，不会在底比斯延伸区停留太长时间，而是迁移到底比斯环中。与此同时，如果这样的颗粒是由于碎片化而从Thebe扩展区的较大尘埃颗粒中喷射出来的，那么它们将继续在Thebe扩展区内振荡多年。我们认为，在Thebe扩展的大尘埃颗粒的碎片可能是在Thebe扩展检测到的亚微米颗粒的主要来源。
2021-10-12 astro-ph.EP physics.space-ph
Jupiter's "Cold" Formation in the Protosolar Disk Shadow: An Explanation for the Planet's Uniformly Enriched Atmosphere
大气成分为行星的形成和演化提供了有价值的线索。木星一直是研究最充分的巨行星，就其大气而言;然而，木星大气成分的起源仍然是一个谜，因为氮和惰性气体的丰度与其他元素一样高，只能来自极冷的环境。我们提出了一个新的想法来解释木星的大气成分：灰尘堆积在H $_2$ O雪线投下阴影，冷却木星轨道，使N $_2$和惰性气体可以冻结。在阴影区形成的星子或核心可以通过溶解在包层中富集氮和稀有气体，就像其他元素一样。本文用辐射转移计算方法计算了被遮蔽的原太阳盘的温度结构。然后，我们研究了木星的径向挥发分分布，并通过凝结计算预测了木星的大气成分。我们发现，目前的木星轨道附近，大约$3$ - $7~{\rm AU}$，可以作为$30~{\rm K}$冷，如果小尘埃表面密度变化的一个因素，$\gtrsim30$跨越H $_2$ O雪线。根据先前的晶粒生长模拟，如果硅酸盐晶粒比冰晶粒更脆弱，则可以通过弱圆盘湍流来实现这种条件。阴影可以引起大多数挥发性物质的冷凝，即N $_2$和Ar。我们表明，阴影固体的溶解可以解释木星大气中的元素丰度模式，即使原木星是在木星目前的轨道附近形成的。盘影可能在控制大气成分方面起着至关重要的作用。阴影的影响也影响了JWST对即将到来的系外行星大气观测的解释。
2021-06-16 astro-ph.EP
Water ice: temperature-dependent refractive indexes and their astrophysical implications
本研究基于新测得的30 K下H₂O冰中红外复折射率，通过辐射转移模拟修正了冰粒不透明度与柱密度计算结果，明确了冰孔隙率的影响，并提出H₂O平动振动带可作为星际冰孔隙率的新诊断工具。
2023-08-23 astro-ph.EP astro-ph.IM
Grain alignment and rotational disruption by radiative torques in exoplanet atmospheres
尘埃云在热彗星的大气中无处不在，并影响它们的可观测特性。尘埃颗粒在云中的排列和由此产生的尘埃极化是研究系外行星磁场的一种很有前途的方法。此外，大气中的颗粒尺寸分布在大气中的物理和化学过程中起着重要的作用，这是相当不确定的。本文首先利用辐射力矩（RATs）研究了热尘埃大气中尘埃粒子的排列。我们发现，硅酸盐颗粒可以对齐的RAT与磁场（B-RAT）由于强磁场的热超导体，但碳颗粒的抗磁性材料往往是与辐射方向（k-RAT）。在低海拔$r<2R_{\rm p}$（$R_{\rm p}$是行星半径），只有大颗粒可以排列，但$a\sim 0.01μ$ m的微小颗粒可以在高海拔$r>3R_{\rm p}$排列。然后，我们研究了尘埃颗粒的旋转破裂的辐射扭矩破坏（RATD）机制。我们发现，大颗粒可以被RATD破坏成较小的尺寸。高抗拉强度的晶粒在$r>3R_{\rm p}$的高度被破坏，但弱晶粒在较低的高度被破坏。我们认为，大颗粒分裂成较小的颗粒可以促进尘埃云由于较低的重力逃逸到高海拔地区，并可以解释热木星中高海拔云的存在以及超级喷气式大气。
2021-08-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Diverse protoplanetary disk morphology produced by a Jupiter-mass planet
结合流体动力学行星盘相互作用模拟与尘埃演化模型，我们表明，原行星盘有一个巨大的行星可以揭示不同的形态（亚）毫米连续，包括一个完整的磁盘没有显着的径向结构，过渡盘的内腔，一个磁盘与一个单一的间隙和中央连续峰，和磁盘与多个环和间隙。这种多样性来源于：（1）盘中粘性传输的水平，它决定了行星可以打开的间隙的数量;（2）由凝聚、碎裂和径向漂移决定的颗粒的大小和空间分布，这反过来又影响了盘在（亚）毫米波长下的发射率;（3）用于观察盘的角分辨率。特别是，我们的研究结果表明，具有相同的底层气体分布的磁盘可以有非常不同的晶粒尺寸/空间分布，从而出现在连续，这取决于凝聚，破碎和径向漂移之间的相互作用。这表明，适当的治疗晶粒生长必须包括在模型的原行星盘有关连续属性和互补的分子线观测是非常需要的，除了连续观测，以揭示磁盘的真实性质。事实上，一个单一的行星可以产生不同的磁盘形态强调需要寻找更直接的，本地化的签名的行星，以确认（或争议）的行星起源所观察到的环状子结构。
2018-08-30 astro-ph.EP
Giant planet formation via pebble accretion across different stellar masses
本研究模拟不同恒星质量等条件下卵石吸积形成巨行星的过程，发现需缓慢包层收缩才能匹配冷木星观测出现率，还揭示尘埃不透明度、重元素富集等对形成时标的影响及低质量恒星的特殊情况。
2025-07-01 astro-ph.EP
A $\sim$32-70 K formation temperature range for the ice grains agglomerated by comet 67P/Churyumov-Gerasimenko
Grand Canonical蒙特卡罗模拟被用来再现由Rosetta航天器上的ROSINA质谱仪在木星族彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko中观察到的1.7 $\times$ 10 $^{-3}$和1.6 $\times$ 10 $^{-2}$之间的N $_2$ /CO比，假设该天体是由原太阳星云中的包合物聚集而成的。模拟是使用一个详细的原子间势调查的温度依赖性的捕获内的多个客人笼形物形成的CO和N $_2$的气体混合物的比例对应于那些预期的原太阳星云。通过假设67 P/Churyumov-Gerasimenko是从包合物中凝聚而成的，我们的计算表明，彗星颗粒一定是在原太阳星云中$\sim$ 31.8和69.9 K之间的温度范围内形成的，以匹配ROSINA质谱仪测量的N $_2$ /CO比率。木星家族彗星中笼形物的存在可以解释在67 P/Churyumov-Gerasimenko中测量到的潜在N $_2$耗尽（与原太阳值相比，因子高达$\sim$ 87）。
2015-04-07 astro-ph.EP
Jupiter's formation in the vicinity of the amorphous ice snowline
氩、氪、氙、碳、氮、硫和磷在木星大气层中的丰度与它们的原太阳值相比，在2- 4范围内都被测量为准均匀因子。为了阐明这些挥发物富集的起源，我们研究了由无定形冰和吸附的挥发物组成的颗粒向内漂移的可能性，以及它们一旦穿过无定形到结晶冰过渡区就能够富集原太阳星云气相的重元素的能力，遵循Monga & Desch（2015）提出的最初想法。要做到这一点，我们使用一个简单的吸积盘模型耦合到模块描绘的径向演变的冰粒和蒸汽，假设生长，破碎和结晶的无定形晶粒。我们表明，有可能从星云吸积超太阳气体到原木星的核心，形成其信封，并允许它匹配所观察到的挥发性富集。我们的计算表明，如果行星形成于$\sim$ 0.5- 200万年的时间范围内，距离太阳0.5 - 20天文单位的距离范围内，则金属丰度与木星测量值相似的星云气体可以通过其包层吸积，这取决于所采用的盘的粘度参数。这些值与木星形成的各种情景相匹配，包括原位形成和迁移/形成模型。
2019-02-24 astro-ph.EP
A Kinematical Detection of Two Embedded Jupiter Mass Planets in HD 163296
我们提出了第一次运动学检测嵌入原行星内的原行星盘。使用档案ALMA观测HD 163296，我们展示了一种新的技术来测量的旋转曲线的CO同位素发射相对于开普勒旋转的百分之几的精度。这些旋转曲线揭示了径向压力梯度的局部扰动所造成的实质性偏差，可能是由100亿质量行星在气体表面密度上刻下的间隙所驱动的。与流体动力学模拟的比较表明，与气体的旋转配置文件时，磁盘的表面密度被扰动的两个木星质量的行星在83 AU和137 AU的协议。由于气体的旋转取决于总气体组分的压力，因此该方法提供了气体表面密度分布的独特探测，而不会由于气体与灰尘的比率或局部化学丰度而引起显著的不确定性，而这些不确定性困扰着其他方法。未来结合这两种方法的分析有望提供最准确和最可靠的嵌入式行星质量测量。此外，这种方法提供了一个独特的机会，探索宽分离的行星超过毫米连续边缘，并跟踪气体压力分布必不可少的模拟磁盘中的晶粒演化。
2018-05-30 astro-ph.EP
Dust Ablation on the Giant Planets: Consequences for Stratospheric Photochemistry
行星际尘埃的消融为木星、土星、天王星和海王星的上层大气提供了氧气。利用最近的动力学模型预测尘埃流入巨行星的速率（Poppe，A.R.~等~ [2016]，Icarus 264，369），我们计算了烧蚀剖面，并研究了这些行星平流层中随后的耦合氧-烃中性光化学。我们发现，来自埃奇奥-柯伊伯带、彗星族彗星和奥尔特云彗星的尘埃颗粒提供的有效氧流入率为：1.0 $^{+2.2}_{-0.7} \, \times \, 10^7$ O原子cm $^{-2}$ s $^{-1}$到木星，7.4 $^{+16}_{-5.1} \, \times 10^4$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$到土星，8.9 $^{+19}_{-6.1} \, \times \, 10^4$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$到天王星，7.5 $^{+16}_{-5.1} \, \times \, 10^5$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$到海王星。烧蚀的氧的命运部分取决于最初输送的产物的分子/原子形式，以及它沉积的高度。平流层的主要产物是CO、H $_2$ O和CO $_2$，它们在光化学上相对稳定。模型数据的比较表明，行星际尘埃颗粒提供了一个重要组成部分的外部氧气木星和天王星，但远远低于所需的量来解释目前在土星和海王星的平流层中看到的CO丰度。我们的结果与所有巨行星在过去几百年内都经历过大彗…
2017-06-14 astro-ph.EP
Survival of water ice in Jupiter Trojans
木星特洛伊人似乎是研究和测试太阳系形成和演化模型的关键群体。由于了解特洛伊人的进化可以对我们的行星系的起源带来强大而独特的限制，因此已经进行了重大的观测工作来揭示它们的物理特征。到目前为止收集的数据与特洛伊人具有挥发物丰富的内部（可能是水冰）和挥发物贫乏的表面（细粒硅酸盐）是一致的。由于水冰在位于~5天文单位的物体表面的升华并不稳定，这样的分层似乎与过去的脱气相一致。在这项工作中，我们研究了特洛伊的热历史后，可能过去的脱气形成的尘埃地幔，以限制水冰可以稳定的深度。我们发现，它可能已经生存在地表以下100米，即使特洛伊人轨道接近太阳约10,000年，最新的动力学模型所建议的。在大多数情况下，水冰应该在地表以下10米处被发现，在某些情况下，在极地地区低于10厘米。
2014-01-21 astro-ph.EP
Probing the Protosolar Disk Using Dust Filtering at Gaps in the Early Solar System
木星和土星形成得很早，在气体盘消散之前。间隙开放行星的存在影响了气体和嵌入固体的动力学，并阻止了超过一定尺寸的颗粒向内漂移。漂移势垒可以解释内太阳系内增生的母天体所形成的陨石中不存在富钙铝包裹体的原因。采用跨学科的方法，我们使用$μ$ -X射线荧光扫描仪寻找大的CAIs和扫描电子显微镜寻找小的CAIs在普通球粒陨石NWA 5697。我们进行了长期的，二维的模拟，包括气体，尘埃，和行星的特点内的粘性$α$ -磁盘框架探索的情况下，一个独立的木星，木星和土星\textit{in situ}，或木星和土星在3：2的共振颗粒的运输。在每种情况下，我们发现一个临界晶粒尺寸以上的漂移停止作为一个功能的物理条件在磁盘上。通过实验室检索，我们发现了4个最大尺寸为$\approx$ 200 $\,μ$ m的CAI。\Combining模型和数据，我们提供了一个估计的上限的$α$ -粘度和表面密度在木星的位置，使用合理的假设恒星吸积率在向内运输的CAIs，并假设角动量运输发生完全通过粘性效应。此外，我们发现，在土星的存在下，在3：2共振的复合间隙结构有利于向内运输的颗粒大于目前在普通的彗星检测到的CAIs。
2019-07-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Fast methods for tracking grain coagulation and ionization. III. Protostellar collapse with non-ideal MHD
尘埃颗粒影响恒星形成的许多方面，包括行星形成，辐射转移的不透明度，化学和磁场通过欧姆，霍尔和双极扩散。粉尘颗粒的尺寸分布是影响所有这些方面的主要特征。在整个恒星形成过程中，晶粒尺寸会因凝聚而增大。我们在这里描述的数值模拟的原恒星坍缩所描述的方法在本系列的早期论文。我们计算的粒度分布从凝聚和非理想的磁流体力学效应自洽和低数值成本的演变。我们发现，混凝效率的影响主要是在高密度区域所花费的时间。从亚微米半径开始，在一个只有1000年历史的内部原行星盘中，颗粒尺寸达到100 μm以上。我们还表明，晶粒的生长显着影响的双折射率，并间接的动力学和角动量的磁盘。
2023-01-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
FeI and NiI in cometary atmospheres. Connections between the NiI/FeI abundance ratio and chemical characteristics of Jupiter-family and Oort-cloud comets
最近在17颗太阳系彗星的光谱中发现了FeI和NiI发射谱线，这些彗星的日心距离在0.68 ~ 3.25 au之间，在星际彗星2 I/Borisov中也发现了FeI和NiI发射谱线。彗星核表面的黑体平衡温度太低，无法蒸发含有金属的难熔尘埃颗粒，使得彗星大气中存在铁和镍原子成为一个令人困惑的观测结果。此外，所测得的NiI/FeI丰度比平均比太阳光球值大一个数量级。我们报告了2018年出现的彗星家族（JFC）46 P/Wirtanen的FeI和NiI生产率和丰度比的新测量结果以及奥尔特云彗星（OCC）C/1996 B2（Hyakutake）的档案数据。这两颗彗星的地心距离分别为0.09 au和0.11 au。发现发射谱线表面亮度与到原子核的投影距离成反比，证实FeI和NiI原子是从原子核表面发射出来的，或者是来自寿命短的母体。考虑到20颗彗星的完整样本，我们发现，镍/铁丰度比的范围是显着更大的JFCs比OCC。我们还揭示了NiI/FeI与C $_2$ /CN、C $_2$ H $_6$ /H $_2$ O和NH/CN之间的显著相关性。碳链和NH耗尽的彗星显示出最高的NiI/FeI比值。这种关系的存在表明，彗星中NiI/FeI丰度比的差异可能与彗星的形成有关，而不是与后发座中的后续过程有关。
2021-07-13 astro-ph.EP
FU Orionis outbursts, preferential recondensation of water ice, and the formation of giant planets
冰，包括水冰，更喜欢重新凝聚到预先存在的核上，而不是从蒸汽云中自发形成颗粒。有趣的是，不同的潜在再凝结核在与原行星盘冻结相关联的温度下实际成核水冰的倾向非常不同。因此，如果盘中的一个区域被加热然后再冷却，则不应期望水蒸气均匀地再冻结在所有可用的颗粒上。相反，它将优先重新凝聚到最有利的晶粒上。当再冷却足够缓慢时，只有最有利的颗粒会使冰成核，使它们重新凝结成厚的冰幔。我们量化的条件，优先再冷凝迅速创建卵石大小的颗粒在原行星盘，并表明FU猎户座型爆发有适当的冷却速率，以推动卵石创建在一个带约5天文单位宽的静态霜线外约木星的轨道，土星的（约4至10 AU）。这些卵石可能具有适当的大小，以通过流动不稳定性进行星子形成，或通过卵石吸积促进星子的生长。我们认为，这种现象有助于形成气体巨星在我们自己的太阳系。
2016-11-04 astro-ph.EP
Meridional Circulation of Dust and Gas in the Circumstellar Disk: Delivery of Solids onto the Circumplanetary Region
我们进行了形成行星的3D尘埃+气体辐射流体动力学模拟。我们研究了海王星，土星，木星和5个冥王星质量的行星在5.2，30，50 AU距离他们的恒星的参数网格。我们发现，纬向环流\citep{Szulagyi14,FC16}驱动一个强大的垂直流动的灰尘，以及，因此，灰尘是不解决在中面，即使是毫米大小的颗粒。环周环流将把尘埃和气体垂直地输送到环行区域，有效地桥接了间隙。尘埃的希尔球吸积率为$\sim10^{-8}$到$10^{-10}$ $\rm{M_{Jup}/yr}$，随行星质量增加而增加。对于气体成分，增益为$10^{-6}$至$10^{-8}$ $\rm{M_{Jup}/yr}$。随着行星质量的减小，尘埃和气体吸积速率之间的差异越来越小。在行星附近，毫米颗粒比气体更容易被捕获，这意味着环行星盘可能比环星盘更富含固体。我们计算了星周盘中各处的局部尘气比（DTG），并确定了DTG为1，0.1，0.01，0.001的中平面以上的高度。行星质量越大，毫米级的尘埃就被输送得越高，行星所携带的尘埃盘的比例也就越大。对于海王星质量或以下的行星来说，毫米尘埃的搅动可以忽略不计，但在土星质量以上的行星上是很重要的。
2021-10-22 astro-ph.EP
Electrostatic lofting of dust grains from the surfaces of Thebe and Amalthea
来自内部辐射带的高能电子为木星的卫星忒贝和阿玛尔泰亚的表面提供了大量的电荷，这两颗卫星的轨道都位于这个辐射带内。我们估计理论上的电场在附近的忒拜和Amalthea的极地地区，并认为这些领域是足够的放样微米和亚微米大小的尘埃颗粒从表面的卫星。因此，带电尘埃颗粒在电场中的漂移可以被认为是除了微流星体撞击卫星表面而喷出尘埃之外，向游丝环提供尘埃的另一个来源。该机制可以定性地解释游丝环内尘埃颗粒分布的某些特点。
2020-09-23 astro-ph.EP physics.plasm-ph physics.space-ph
Utilitarian Opacity Model for Aggregate Particles in Protoplanetary Nebulae and Exoplanet Atmospheres
在原行星状星云或系外行星的多云大气中，当小的固体颗粒长大成大颗粒时，它们通常形成多孔的聚集体，而不是固体球体。许多以前的研究已经使用高度复杂的计划来计算不规则的，多孔的颗粒尺寸远小于波长的不透明度模型。然而，一旦聚集体颗粒尺寸超过相关波长，仅仅生长本身就可以以比颗粒成分之间的详细组成和/或结构差异显著得多的方式影响介质的不透明度。这种物理学并不新鲜;我们的目标是提供一个模型，提供物理洞察力，是简单的使用越来越多的原行星星云的演变，和系外行星大气，近年来出现的模型，但定量捕捉的主要辐射特性的颗粒的混合物的任意大小，孔隙度和组成。该模型是有效介质理论与小颗粒封闭形式的表达式，结合适当选择的过渡到几何光学行为的简单组合。计算波长相关的发射和Rosseland平均不透明度示出，并与米氏理论进行比较。该模型的保真度是非常好的，在所有的比较中，我们已经取得了，除了在涉及纯金属颗粒或单色不透明的固体颗粒的大小与波长相当的情况下。
2013-12-06 astro-ph.EP
Presolar grain dynamics: creating nucleosynthetic variations through a combination of drag and viscous evolution
对太阳系天体的陨石学研究显示了核合成不均匀性的证据，这些不均匀性是从太阳前的小颗粒（< 10 $μ$ m）继承而来的，这些颗粒是在我们自己以外的恒星环境中形成的。这些颗粒的初始分布和随后的演变目前是不受约束的。使用3D，气体尘埃模拟，我们发现，同位素变化的顺序上观察到的太阳系可以产生和维持的阻力和粘度。小颗粒被拖径向向外没有大小/密度排序的粘性膨胀和逆反应，丰富的外盘与前太阳粒。同时，主要由硅酸盐组成的大聚集体由于阻力而径向向内漂移，进一步丰富了外盘中的前太阳粒的相对部分，并稀释了内盘。木星外的富集聚集体的晚期积累可以解释在太阳系天体中观察到的一些同位素变化，例如碳质陨石中超新星衍生物质的富集。我们还看到了内盘中同位素变化的证据，这可能意味着顽火辉石和普通的顽火辉石形成于更靠近太阳的地方。初始的不均匀性在前太阳能颗粒分布，不连续增强分散扩散，径向表面流动，和/或行星的相互作用在整个寿命的光盘。对于更年轻、更大质量的圆盘，我们预计湍流扩散会更加均匀，这表明尘埃演化在形成太阳系同位素异常方面发挥的作用比最初想象的更重要。
2022-03-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Distribution of solids in the rings of the HD 163296 disk: a multiwavelength study
本文分析了ALMA和VLA在5 - 8 au高角分辨率下对HD 163296周围原行星盘的新观测，以确定尘埃的空间分布和颗粒性质。我们拟合的光谱能量分布作为半径的函数在五个波长从0.9到9\，mm，使用一个简单的幂律和一个物理模型的基础上的解析描述的辐射转移，包括等温散射。我们考虑了八个尘埃种群，并使用贝叶斯证据比较了模型的性能。我们的分析表明，中等高的光学深度（$τ$ >1）在$λ\leq$ 1.3毫米的尘埃环人为地降低毫米光谱指数，因此不应该被认为是一个可靠的直接代理的尘埃属性，特别是粒度。我们发现，外盘是由小颗粒的顺序为200 $μ$米，在66和100金和相邻的差距环之间没有显着差异，而在最里面的30金，较大的颗粒（$\geq$毫米）可以存在。我们表明，假设的灰尘成分有很强的影响，推导出的表面密度和晶粒尺寸。特别是，将颗粒的孔隙率增加到80%导致总粉尘质量比孔隙率为25%的颗粒高约5倍。最后，我们发现，衍生的不透明度作为频率的函数偏离一个简单的幂律，具有较低的孔隙度的晶粒似乎更好地再现HD 163296的观察。虽然我们没有在HD 163296的环中找到差异捕获的证据，但我们的总体结果与假设的巨行星存在一致，影响尘埃温度结构和表面密度，并可能产生第二代小颗粒尘埃。
2022-07-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
The formation heritage of Jupiter Family Comet 10P/Tempel 2 as revealed by infrared spectroscopy
我们目前的光谱和空间信息的主要挥发性物质在彗星10 P/坦普尔2，基于高色散红外光谱UT 2010年7月26日（日心距离Rh = 1.44 AU）和9月18日（Rh = 1.62 AU），以下彗星的近日点通过UT 2010年7月04日。7月26日的水的总生产率是（1.90 +/- 0.12）x 10^28分子s-1，以及六种痕量气体的丰度（相对于水）的最大值为：CH 3OH（1.58% +/-0.23）、C2 H6（0.39% +/-0.04）、NH3（0.83% +/-0.20）和HCN（0.13% +/-0.02）。对水发射谱线强度的详细分析提供了35 +/- 3 K的旋转温度。平均OPR与统计平衡态下的核自旋布居数一致（OPR = 3.01 +/- 0.18），（1-sigma）下限对应于自旋温度> 38 K。我们的测量是同时期的一个射流状功能观察到的光学波长。四个主要挥发物的空间分布显示强烈的增强射流方向，这有利于释放从一个本地化的出口上的核。测得的红外光谱连续谱的峰值要尖锐得多，这与原子核本身的主要贡献是一致的。H2O、CH 3OH和C2 H6的峰值强度在喷流方向上偏移约200 km，表明可能存在分布式源，例如随后在昏迷中升华的冰粒的释放。在UT 9月18日，我们的光谱中没有明显的发射谱线，但我们得到了3 σ上限Q（H2O）< 2.86 x 10^27分子s-1。
2012-02-09 astro-ph.EP physics.space-ph
Formation of dust clumps with sub-Jupiter mass and cold shadowed region in gravitationally unstable disk around Class 0/I protostar in L1527 IRS
利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）和Jansky甚大阵（VLA）在$λ=0.87$、2.1，3.3和6.8 mm处观测到的尘埃连续辐射，研究了0/I类原恒星L1527 IRS周围的原恒星盘。我们的观测达到了$3-13$ au的空间分辨率，并揭示了一个边缘上的磁盘结构的大小为$\sim80-100$ au。发现在0.87和2.1 mm处的发射在$ r_{\rm proj}\lesssim50$ au的投影盘半径内是光学厚的。在3.3和6.8毫米的发射表明，幂律指数的尘埃不透明度（$β$）是$β\sim1.7$约$ r_{\rm proj}\sim 50$金，这表明，晶粒生长尚未开始。尘埃温度（$T_{\rm dust}$）显示出急剧下降，$T_{\rm dust}\propto r_{\rm proj}^{-2}$在之前在$r_{\rm proj}\sim20$ au确定的VLA团块之外。此外，该盘在$r_{\rm proj}\sim20$ au处是引力不稳定的，如图姆雷{ \it Q}参数值$Q\lesssim1.0$所示。这些结果表明，VLA团块是通过重力不稳定性形成的，它在子结构的外部产生阴影，导致温度突然下降。VLA团块的衍生尘埃质量为$\gtrsim0.1$ $M_{\rm J}$。因此，我们认为，0/I类盘可以足够大，引力不稳定，这可能是20 au半径的气体巨行…
2022-07-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
