Dust grain shattering in protoplanetary discs: collisional fragmentation or rotational disruption?
在原行星盘中，尘埃颗粒凝聚成大的聚集体仍然知之甚少。颗粒孔隙度似乎是一个有前途的解决方案，让晶粒生存和形成星子。此外，尘埃破碎一般被认为只来自碰撞碎裂;然而，最近引入了一个新的过程，旋转破裂。我们编写了一个一维代码，模拟了颗粒漂移时的生长和孔隙度演变，以研究包括两个破碎过程时的最终结果。在模拟再现观测的圆盘模型中的晶粒演化时，我们发现与碎裂和径向漂移相比，旋转破裂是不可忽略的。当湍流参数$α\lesssim 5\xtenpow{-4}$，如果径向漂移足够慢时，破坏成为主导。我们表明，在晶粒的生长历史中断的重要性强烈依赖于它们的抗拉强度。
2023-01-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Properties of Density and Velocity Gaps Induced by a Planet in a Protoplanetary Disk
原行星盘与嵌入其中的行星之间的引力相互作用是最近ALMA观测中发现的间隙和环的形成机制之一。为了量化的差距不仅测量表面密度，但也旋转速度剖面的属性，我们运行二维流体动力学模拟的原行星盘通过改变三个参数：质量比$q$的一颗行星的中心恒星，盘尺度高度$h_p$的行星的轨道半径$r_p$的比例，和粘度参数$α$。我们发现气体表面密度中的间隙深度$δ_Σ$取决于单个无量纲参数$K\equiv q^2(h_p/r_p)^{-5}α^{-1}$为$δ_Σ= (1 + 0.046K)^{-1}$，与Kanagawa等人（2015 a）的先前结果一致。旋转速度中的间隙深度$δ_V$由$δ_V= 0.007 (h_p/r_p) K^{1.38}/(1 +0.06K^{1.03})$给出。当行星质量$M_p$围绕着盘的热质量$M_{\text{th}}$时，在表面密度和旋转速度两个方面的间隙宽度都有一个最小值，大约为$4.7 h_p$，而当$M_p/M_{\text{th}}$从1增加或减少时，间隙宽度以幂律方式增加。间隙宽度的最小值之所以出现，是因为来自亚热行星的螺旋必须在冲击盘气体并打开间隙之前传播。我们比较我们的关系的间隙的深度和宽度与以前的结果，并讨论其适用性的意见。
2019-09-02 astro-ph.EP
Planetesimal and Protoplanet Dynamics in a Turbulent Protoplanetary Disk: Ideal Stratified Disks
由于气体盘中磁旋转不稳定性驱动的密度波动的引力影响，微行星和原行星经历扩散径向迁移以及其他轨道性质的变化。对粒子轨道影响的大小可能对行星形成的情景产生重要影响。我们使用本地剪切盒近似来模拟一个理想的，等温的，磁化的气体盘与垂直密度分层，并同时演化的气体和宿主恒星的引力场下移动的许多无质量的粒子。我们测量的粒子轨道特性的演变，包括平均半径，偏心率，倾角，和速度色散，其依赖于磁盘的属性和粒子的初始条件。虽然结果收敛与分辨率为固定的盒子尺寸，我们发现的颗粒的湍流气体的重力的响应与水平的盒子大小，高达16个磁盘规模的高度。这种相关性表明，在解释涉及磁旋转湍流引力物理学的局部剪切盒模型时应谨慎。然而，基于启发式的论证，我们提出了L_h / R ~ O（1）准则，其中L_h是水平盒子的大小，R是到主星的距离，从而可能地解决这个难题。如果这一标准成立，我们仍然可以得出结论，磁旋转湍流似乎是无效的驱动扩散迁移或碰撞侵蚀在大多数情况下。
2012-01-18 astro-ph.EP
An Ordered Magnetic Field in the Protoplanetary Disk of AB Aur Revealed by Mid-Infrared Polarimetry
磁场（B场）在原行星盘的形成和演化中起着关键作用，但由于缺乏观测约束，人们对其性质知之甚少。利用10.4米大加那利望远镜的CanariCam，我们绘制出了赫比格Ae恒星AB Aur周围原行星盘的中红外偏振。我们在AB Aur的内盘（r < 80 AU）10.3微米处检测到~0.44%的偏振，在更大的半径处上升到~1.4%。我们的模拟意味着，中红外偏振的内盘产生从二向色性发射的细长粒子在磁盘B-字段中排列。该领域是有序的空间尺度与我们的分辨率（~50 AU）相称，我们推断从磁盘的旋转轴倾斜的极向形状。AB Aur的圆盘光学厚度为10.3微米，因此在此波长下的偏振测量法正在探测圆盘表面附近的B场。因此，我们的观察证实，这一层，有利于发展磁旋转不稳定性和由此产生的粘度的一些理论研究，确实很可能被磁化。在半径超过~80 AU时，中红外线偏振主要是由尺寸达~1微米的尘埃颗粒散射产生的，这一尺寸表明颗粒生长，并且可能是来自圆盘中平面的颗粒的湍流放样。
2016-09-13 astro-ph.EP
Rotational Disruption of Dust and Ice by Radiative Torques in Protoplanetary Disks and Implications for Observations
本研究针对原行星盘中尘埃与冰的旋转瓦解过程开展二维建模，揭示了辐射扭矩瓦解机制对纳米颗粒补充、水雪线范围及岩质天体碳缺失问题的关键影响。
2020-08-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Observations of Asymmetric Molecular Gas Emission from a Protoplanetary Disk in the Orion Nebula
我们介绍了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的分子线发射的d216-0939，在猎户座星云团（ONC）的最大和最大质量的原行星盘之一的观测。我们模拟了在0 \farcs 5分辨率下观察到的光谱分辨HCO $^+$（4- 3）、CO（3- 2）和HCN（4- 3）谱线，以拟合盘的温度和密度结构。我们还弱检测和光谱解析CS（7- 6）线，但不模拟它。我们得到的CO和HCO的丰度$^+$一般与预期值一致的化学模拟的原行星盘，而HCN的丰度高于预期。我们动态测量的中心恒星的质量是$2.17\pm0.07\,M_\odot$这是不符合先前确定的光谱型的K5。我们还报告检测到一个空间上无法分辨的高速蓝移过量发射功能与可测量的位置偏移从中央恒星，符合开普勒轨道在$60\pm20\,\mathrm{au}$。使用HCO $^+$（4- 3）中特征的积分通量，我们估计该特征的总H $_2$气体质量至少为$1.8-8\,M_\mathrm{Jupiter}$，这取决于假定的温度。这一特征是由于局部温度和/或密度的增强，这与流体动力学涡旋或盘内形成的原行星的包络的预期特征一致。
2017-04-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Model of Late Accretion onto a Protoplanetary Disk: Cloudlet Encounter Event
最近的观测表明，后期吸积，这通常是非轴对称的，到原行星盘。研究了考虑磁场影响的非轴对称迟吸积。我们的模型假设了一个几百au尺度的小云团相遇事件，在那里一个磁化的气体团（小云团）遇到一个原行星盘。我们研究了云团大小和磁场强度对云团相遇后圆盘中旋转速度分布的影响。结果表明，磁场既可以使云团物质的旋转运动减速，也可以使云团物质的旋转运动加速，这主要取决于云团相对于圆盘厚度的大小。当小云团的大小与盘的厚度相当或小于盘的厚度时，磁场仅使碰撞的小云团物质的旋转减速。然而，如果小云团的尺寸大于圆盘的厚度，碰撞的小云团物质可以是超开普勒的结果，磁加速。我们发现，垂直速度剪切的微云产生的磁张力，增加旋转速度。当初始等离子体$β$为$ β\lesssim 2\times 10^1 $时，加速机构工作。我们的研究表明，磁场修改由潮汐效应形成的螺旋的属性。这些发现对于解释晚期吸积的观测结果可能很重要。
2023-03-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Impact of magneto-rotational instability on grain growth in protoplanetary disks: I. Relevant turbulence properties
原行星盘中的湍流引起尘埃颗粒之间的碰撞，从而促进颗粒生长。我们调查的两个基本假设的湍流在获得颗粒碰撞速度-的动能谱和湍流自相关时间-的背景下产生的湍流的磁旋转不稳定性（MRI）。我们进行数值模拟的MRI以及驱动湍流，一系列的物理和数值参数。我们发现湍流$α$ -参数的收敛并不一定意味着能谱的收敛。MRI湍流主要是螺线管，我们观察到一个持久的动能谱的$k^{-4/3}$。同样的螺线管驱动的湍流和没有磁场，超过1 dex附近的耗散尺度。这个幂律斜率似乎收敛的数值分辨率，是由于瓶颈效应。MRI湍流中的动能在MRI的最快增长模式处达到峰值。相反，磁能在耗散尺度处达到峰值。MRI湍流中的磁能谱没有显示出明显的幂律范围，并且在耗散尺度附近的约1 dex上几乎是恒定的。湍流自相关时间在大尺度上几乎是恒定的，受剪切时间尺度的限制，在小尺度上表现出接近$k^{-1}$的幂律下降，斜率比涡渡时间更陡。偏离标准图片的Kolmogorov湍流与注入规模在磁盘规模的高度可能有显着的影响，颗粒碰撞速度。
2020-02-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planetesimal and Protoplanet Dynamics in a Turbulent Protoplanetary Disk: Ideal Unstratified Disks
微行星和行星核心的动力学可能受到其原生原行星气体盘中磁旋转湍流驱动的密度扰动的强烈影响。利用局部剪切盒近似，我们对微行星作为无质量粒子在湍流、磁化、非分层气体盘中的运动进行了数值模拟。我们的基准盘模型显示湍流吸积特征的Shakura-Sunyaev粘度参数$α\sim 10^{-2}$，均方根密度扰动$\sim$ 10%。我们测量的粒子轨道特性的统计演变，在我们的模拟，包括平均半径，偏心率和速度色散。我们确认随机游走增长的时间的所有三个属性，第一次，这已经完成了直接轨道集成在本地模型。我们发现，增长率的增加与箱子的大小使用至少高达八个规模的水平尺寸的高度的箱子。然而，即使是我们最大的盒子也显示出足够低的速度分散，在其整个生命周期内，星子的碰撞破坏在内部盘中应该是不重要的。我们的直接积分同意与早期的扭矩测量表明，I型迁移占主导地位的扩散迁移的随机扭矩的行星核心和类地行星质量范围内的大多数对象。扩散迁移对于质量范围较大的微行星来说仍然很重要。磁旋转不稳定盘的局部和全球模拟之间的湍流幅度的差异仍然是一个悬而未决的问题，对行星形成的情况下的重要后果。
2009-10-29 astro-ph.EP
The kinematics and excitation of infrared water vapor emission from planet-forming disks: results from spectrally-resolved surveys and guidelines for JWST spectra
这项工作提出了地基光谱分辨水的排放在R = 30000-100000超过红外波长覆盖的JWST（2.9-12.8 $μ$ m）。两个新的调查与iSHELL和VISIR与以前的光谱从CRIRES和TEXES覆盖部分的多个振转和转动带内观察到的大地传输带，共$\approx160$光谱和85盘（其中30个是JWST目标在周期1）。一般预期的范围内的区域和激发条件跟踪的红外水光谱是第一次支持的组合运动学和激发光谱解析在多个波长。结果表明：（1）从2-9 $μ$ m的振转谱带到12 $μ$ m的振转谱带，水线逐渐变窄，并分别与CO振转谱中的宽（BC）和窄（NC）发射谱线部分匹配; 2）从4000-9500 K的上能级能量的分解水线的旋转图显示了指示光学厚发射的垂直扩展和曲率（$\approx 10^{18}$ cm $^{-2}$）（$\approx 800$ -1100 K）; 3）新的5个$μ$ m谱表明，在$> 10$ $μ$ m处，平板模型对转动线的拟合强烈地高估了转动线。在$< 9$ $μ$ m处的振动发射带，意味着非LTE振动激发。我们讨论了这些发现的背景下，从磁盘表面和分子内部磁盘风的排放，并提供了一个列表的指导方针，以支持光谱未分辨JWST光谱的分析。
2022-11-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Streaming instabilities in accreting and magnetized laminar protoplanetary disks
流动不稳定性是卵石形成星子的最有希望的途径之一。因此，了解这种不稳定性在原行星盘中预期的现实条件下如何运作，对于评估行星形成的效率至关重要。当代的原行星盘模型表明，磁场是通过大规模层状磁应力驱动气体吸积的关键。然而，这种磁场对流动不稳定性的影响还没有被详细研究。为此，我们研究了原行星盘中尘埃、磁化气体的稳定性。我们发现，流动的不稳定性可以增强被动的磁转矩，甚至坚持在没有一个全球径向压力梯度。在这种情况下，不稳定性归因于尘埃和气体之间的方位角漂移，不像经典的流不稳定性，这是由径向漂移驱动。这表明，流动的不稳定性可以保持有效的内部尘埃捕获吸积盘的压力隆起。当考虑垂直带电场时，我们发现尘埃反馈可以抑制磁旋转不稳定性，而经典的流不稳定性可以通过磁扰动来稳定。我们还发现，阿尔文波可以不稳定的尘埃气体漂移，但这种不稳定性需要接近理想的条件。我们讨论了这些结果的尘埃动力学和星子形成的原行星盘的可能影响。
2021-11-19 astro-ph.EP
Co-evolution of dust grains and protoplanetary disks II: structure and evolution of protoplanetary disks; an analytical approach
本研究解析研究了原行星盘的结构与演化，提出盘半径从形成时的几AU增长至吸积末期的数百AU，并指出磁制动与内部输运机制导致盘外缘角动量轮廓的连续性差异。
2024-04-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the evolution of the snow line in protoplanetary discs II: Analytic approximations
我们研究了包含死区（零或低湍流区域）的原行星盘中雪线的演化。雪线是在一个自引力的死区的一部分，我们得到了一个完全解析的解决方案，其半径。我们的公式可能会被证明是有用的，为未来的观测尝试，以确定人口的行星以外的雪线。来自中心恒星的喜剧射线或X射线等外部来源可以电离圆盘表面层，并允许磁旋转不稳定性驱动那里的湍流。我们发现，只要该层的表面密度小于约50 g/cm ^2，在初始爆发阶段之后，死区溶液存在，直到圆盘通过光蒸发分散。我们证明，雪线半径是显着大于一个完全湍流盘模型预测，在我们自己的太阳系，它仍然在地球的轨道半径之外。因此，将死区纳入原行星盘模型解释了我们的地球是如何在水很少的情况下形成的。
2013-06-21 astro-ph.EP
Dust Settling and Clumping in MRI Turbulent Outer Protoplanetary Disks
星子的形成是行星形成中一个关键但知之甚少的过程。人们普遍认为，星子的形成是尘埃通过流动不稳定性（SI）聚集的结果。然而，最近的分析和数值研究表明，SI可以阻尼或抑制外部湍流，至少原行星盘的外部区域可能是弱湍流由于磁旋转不稳定性（MRI）。我们进行高分辨率的局部剪切盒模拟混合粒子-气体磁流体动力学（MHD），将双极扩散作为主要的非理想MHD效应，适用于外盘区域。我们首先表明，尘埃反作用增强尘埃沉降向中平面减少湍流相关时间。在中等水平的MRI湍流，我们发现，灰尘结块实际上是更容易比传统的SI的情况下，在这个意义上的固体丰度的阈值结块是较低的。尘埃聚集的关键是尘埃的反作用和局部压力极大值的存在，在我们的工作中，这是由MRI纬向流克服背景压力梯度形成的。总体而言，我们的研究结果支持星子形成的MRI湍流外原行星盘，特别是在环状的子结构。
2021-10-29 astro-ph.EP
Models of a protoplanetary disk forming in-situ the major Uranian satellites before the planet is formed
我们拟合一个等温振荡密度模型的天王星的原行星盘的主要卫星，我们确定的径向尺度长度的磁盘，状态方程和原始气体的中心密度，和旋转状态的天王星星云。这个圆盘看起来一点也不像我们之前模拟的木星圆盘。它的旋转参数，衡量离心支持对自我重力是一个小得多（$β_0=0.00507$），是径向尺度长度（只有27.6公里）和磁盘的大小（只有0.60 Gm）。另一方面，致密的天王星核心的中心密度高出180倍，其核心的角速度约为木星核心的2.3倍（旋转周期为3.0 d，而不是6.8 d）。然而，圆盘的旋转足够慢，以保证其长期稳定性，以对抗数百万年来的自引力引起的不稳定性。
2019-03-03 astro-ph.EP
A Survey of CH3CN and HC3N in Protoplanetary Disks
原行星盘中的有机物质决定了行星和彗星的初始成分，从而影响了新生行星系中可能存在的后续化学过程。我们目前的观察复杂的腈轴承物种CH 3CN和HC 3 N对周围的T金牛星AS 209，IM Lup，LkCa 15，和V4046 Sgr以及赫比格Ae星MWC 480和HD 163296磁盘。除IM Lup外，所有磁盘均检测到HC 3 N，V4046 Sgr、MWC 480和HD 163296均检测到CH 3CN。多条检测到的谱线的旋转温度范围为29- 73 K，表明来自盘的温带分子层的发射。V4046 Sgr和MWC 480的径向丰度分布受到参数模型的约束;气相CH 3CN和HC 3 N相对于HCN的丰度在盘的内部100 AU中为几个到几十个百分比，这意味着在行星和彗星形成的盘半径处有丰富的腈化学。我们发现一致的相对丰度的CH 3CN，HC 3 N，HCN之间我们的磁盘样本，原恒星信封，和太阳系彗星，这是一个强大的腈化学在广泛的物理条件下具有类似的结果暗示。
2018-03-13 astro-ph.EP
Global Three-Dimensional Simulations of Outer Protoplanetary Disks with Ambipolar Diffusion
原行星盘的结构和演化在很大程度上受磁场介导的盘角动量输运控制。在最可观察到的外盘，PPD气体动力学主要是由双极扩散控制的占主导地位的非理想磁流体动力学（MHD）效应。在这项工作中，我们研究的气体动力学外PPD进行一组全球性的3D非理想MHD模拟与双极扩散和净极向磁通量，使用雅典娜++ MHD代码，与本地模拟的分辨率。我们的模拟表明，磁化磁盘风和湍流驱动的磁旋转不稳定性（MRI）的共存。虽然MHD风主导盘角动量传输，MRI湍流也有显着贡献。我们观察到，磁通量自发地集中成轴对称的通量片，导致径向变化的湍流水平，应力和吸积率。环形子结构是磁通量集中的自然结果。磁通集中现象表现出不同的属性与不同水平的磁盘磁化和双极扩散。磁盘通常会随着时间的推移而损失磁通量，但在某些情况下，通量片可以防止磁通量的泄漏。我们的研究结果表明，在弱MRI湍流外PPD的磁盘环形子结构的普遍存在，并暗示磁盘演化的随机性。
2021-07-29 astro-ph.EP
Model of Neptune's protoplanetary disk forming in-situ its surviving regular satellites after Triton's capture and comparison of the protoplanetary disks of the four gaseous giants
我们适合海王星的原行星盘的等温振荡密度模型，以幸存的定期卫星和它的最内环，我们确定的径向尺度长度的磁盘，状态方程和原始气体的中心密度，和旋转状态的海王星星云。海王星的规则卫星受到海卫一逆行捕获的影响，破坏了系统。一些卫星可能已经被抛出，而另一些卫星可能在其潜在的最小值内幸存下来。由于这个原因，海王星星云看起来不像我们以前模拟的任何星云。特别是，在星云核心的深处一定有两个密度最大的地方，那里现在没有卫星或环。即使有了这个强有力的假设，最近发现的小卫星NXIV也使建模工作进一步复杂化。通过一些额外的假设，海王星星云仍然与天王星星云有许多相似之处，这是从两个系统的相对接近和相似的物理条件中预期的。对于海王星的原始磁盘，我们发现一个陡峭的幂律指数（$k=-3.0$），需要容纳的外卫星拉里萨，N XIV和变形。衡量离心力对自身重力的支持的旋转参数非常小（$β_0=0.00808$），其径向尺度长度也非常小（13.6 km）。盘的范围（$R_{\rm max}=0.12$ Gm）比天王星的范围（$R_{\rm max}=0.60$ Gm）小得多，海卫一似乎是盘被截断的原因。致密的海王星核心的中心密度和它的角速度都比天王星的核心高，但与之相当。最后，我们比较了四颗气态巨星的原行星盘模型。
2019-03-03 astro-ph.EP
Two key parameters controlling particle clumping caused by streaming instability in the dead-zone dust layer of a protoplanetary disk
只要我们考虑磁旋转不稳定性不增长的死区，流动不稳定性和Kelvin-Helmholtz不稳定性就被认为是造成原行星盘尘埃层中尘埃颗粒聚集和湍流的两个主要来源。已经进行了大量的数值模拟，以阐明由流动不稳定性引起的颗粒团聚的发展条件。本文提出了一组两个参数适用于分类的数值结果。一个是斯托克斯数，已在以前的作品，另一个是尘埃粒子柱密度，是无量纲的使用中平面的气体密度，开普勒角速度，开普勒和气体轨道速度之间的差异。灰尘聚集的大小是衡量灰尘层行为的一个指标。使用基于Athena代码v.4.2的尘埃颗粒和气体的三维数值模拟，证实了如果两个参数的相应值组彼此相同，则两个盘模型的尘埃聚集的幅度相似，即使金属丰度的值（即，尘埃颗粒的柱密度与气体的柱密度的比率）不同。
2018-05-15 astro-ph.EP
exoALMA. XVI. Predicting Signatures of Large-scale Turbulence in Protoplanetary Disks
本研究通过对 VSI、MRI 和 GI 三种不稳定性进行 3D 数值模拟后处理，预测了原行星盘大尺度湍流在 exoALMA 高分辨率观测中的特征，并发现 MRI 或 GI 产生的螺旋特征可能解释观测到的盘扰动。
2025-04-28 astro-ph.EP
On the Evolution of the Snow Line in Protoplanetary Discs
我们模拟了原行星盘中雪线的演化。如果磁旋转不稳定性（MRI）驱动整个圆盘的湍流，那么就有一条独特的雪线，雪线之外的圆盘是冰冷的。雪线移动接近恒星的下降吸积率下降。因为雪线在地球轨道半径内移动，所以用这个模型很难形成我们这个没有水的星球。然而，原行星盘不太可能被充分电离而成为完全湍流。中间平面处的死区减缓了材料通过圆盘的流动，并且不能实现稳定状态。因此，我们也在一个随时间变化的磁盘与死区雪线的演变模型。随着质量的积累，死区的外部变得自引力，加热了巨大的圆盘，因此外部雪线不会进入地球轨道的半径范围内，这与完全湍流的圆盘模型相反。在死区内还有一个内部的冰区，大约10^6年后它会向地球轨道内部移动。在这个模型中，圆盘中有足够的时间和质量让地球从半径为1 AU的无水微行星形成。此外，这个模型预测的额外的内部冰区可能允许在不需要太多迁移的情况下在靠近它们的主恒星的地方形成巨行星。
2012-07-18 astro-ph.EP
Vertical Shear Instability in Thermally-Stratified Protoplanetary Disks: I. A Linear Stability Analysis
本研究针对热分层原行星盘的垂直剪切不稳定性开展线性稳定性分析，揭示了表面模与体模的分岔特性、生长规律及热分层的增强作用，为理解原行星盘湍流演化提供了理论依据。
2024-12-13 astro-ph.EP
An M Dwarf Companion and Its Induced Spiral Arms in the HD 100453 Protoplanetary Disk
最近的VLT/SPHERE近红外成像观测显示，在大约1.7太阳质量的赫比格恒星HD 100453周围的原行星盘中有两个旋转对称性接近m=2的螺旋臂。一颗质量约为0.3太阳质量M的矮星伴星HD 100453 B也被发现，距离主星约120天文单位。在这封信中，我们进行流体动力学和辐射转移模拟检查的HD 100453磁盘的散射光形态的同伴扰动的圆形和共面轨道。我们发现，同伴截断磁盘在~45 AU的散射光图像，并激发两个螺旋臂在剩余的（circumprimary）磁盘与近m=2旋转对称。无论是截断盘的大小和螺旋的形态都与SPHERE在Y，J，H和K1波段的观测结果非常一致，这表明M矮伴星确实是观测到的双螺旋臂图案的原因。我们的模型表明，磁盘是接近面对（倾角~5度），整个磁盘的同伴系统在天空中逆时针旋转。HD 100453的观测以及我们的建模工作表明，近红外散射光图像中的双螺旋臂图案可以由同伴产生，并支持未来的观测，以确定负责MWC 758和SAO 206462系统中观察到的手臂的同伴。
2015-12-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tidal and Magnetic Interactions between a Hot Jupiter and its Host Star in the Magnetospheric Cavity of a Protoplanetary Disk
我们提出了一个简化的模型来研究一个年轻的热木星内的原行星盘的磁层腔的轨道演化。该模型考虑了恒星自旋的盘锁定以及恒星和行星之间的潮汐和磁相互作用。我们专注于轨道的演变开始在2：1共振的磁盘的内边缘的轨道，其次是向内，然后向外的轨道迁移驱动的潮汐和磁力矩，以及罗什叶溢出的潮汐膨胀的行星。本文的目的是研究磁层空腔内的轨道演化如何依赖于空腔的大小，行星质量和轨道偏心率。在目前的工作中，我们只针对0.7到2木星质量的质量范围。在大空洞对应的自转周期约为7天的情况下，质量大于1木星质量、初始偏心率中等（>~ 0.3）的行星可以在10^7年内移动到距离中心恒星< 0.03天文单位的区域，而质量小于1木星质量的行星则不能。我们估计的临界偏心率超过一个给定的质量的行星将溢出其罗氏半径，并最终失去所有的气体到恒星由于失控的质量损失。在对应于旋转周期~ 3天的小空腔的情况下，所有模拟的行星即使在圆形轨道上也会失去所有的气体。我们的结果年轻的热彗星的轨道演化可能有可能解释的低质量的巨行星内没有约0.03 AU从他们的矮星揭示的过境调查。
2009-11-24 astro-ph.EP
The MATISSE view of the inner region of the RY Tau protoplanetary disk
Christian-Albrechts-Universität zu Kiel（基尔大学）；Konkoly Observatory, Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, HUN-REN（孔科利天文台，匈牙利研究网络天文学与地球科学研究中心）；Laboratoire Lagrange, Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS（拉格朗日实验室，蔚蓝海岸大学，蔚蓝海岸天文台，法国国家科学研究中心）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学，法国国家科学研究中心，IPAG）
通过MATISSE观测研究RY Tau原行星盘内区尘埃分布，发现内盘与外盘无显著偏移，识别出多种硅酸盐物种并揭示尘埃贫乏现象。
2026-01-27 astro-ph.EP
First detection of gas-phase methanol in a protoplanetary disk
首次在原行星盘（TW Hya）中探测到气相甲醇。除了是迄今为止在磁盘中检测到的最大分子之一之外，甲醇也是第一个具有明确冰化学起源的磁盘有机分子。叠层甲醇排放，如ALMA所观察到的，光谱解析和检测跨越六个速度通道（$>3 σ$），达到峰值信噪比$5.5σ$，与TW~Hya预期的运动模式。使用适当的磁盘模型，一个分数丰度的$3\times 10^{-12} - 4 \times 10^{-11}$（相对于H $_2$）再现堆叠线配置文件和通道地图，有利的丰度取决于假设的垂直位置（中面与分子层）。峰发射偏离源位置，表明甲醇发射具有环状形态：此处的分析表明其在$\approx 30$ ~AU处达到峰，达到柱密度$\approx 3-6\times10^{12}$ ~cm $^{-2}$。在TW Hya的情况下，位于内部50 AU中的较大（高达mm大小）颗粒可能因此容纳了盘形冰水库的大部分。在原行星盘中成功探测到冷气相甲醇意味着可以在盘中探索冰化学的产物，为研究行星系形成过程中的复杂有机化学打开了一扇窗户。
2016-06-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Global simulations of protoplanetary disks with ohmic resistivity and ambipolar diffusion
原行星盘被认为是由于磁应力而吸积到它们的中央金牛座T星上的。最近发表的剪切盒模拟表明，欧姆电阻率，双极扩散和霍尔效应都发挥了重要作用，在磁盘的演变。在垂直磁场的存在下，磁盘保持层流之间的1- 5 AU，和磁离心磁盘风的形式，提供了一个重要的机制，消除角动量。然而，由于局部近似中固有的对称性，关于在剪切箱模拟中建立真正的物理风解的问题仍然存在。我们提出了全球MHD模拟的原行星盘，包括欧姆电阻率和双极扩散，其中随时间变化的气相电子和离子的分数下计算FUV和X射线电离与简化的重组化学。我们的研究结果表明，磁盘仍然层流，和物理风的解决方案自然出现在全球磁盘模型。风是足够有效的解释所观察到的吸积率。此外，在中间磁盘高度的电离分数是足够大的磁旋转通道模式的增长，并随后发展成带的水平场。根据电离分数，这些可以保持准全球性，或分裂成离散的岛屿相干场极性。我们在这里提出的磁盘模型显示了一个戏剧性的偏离我们早期的模型，包括欧姆电阻率。重要的是要研究霍尔效应是如何改变演化的，并探索这对此类系统的观测外观以及对行星形成和迁移的影响。
2015-01-22 astro-ph.EP
A "Rosetta Stone" for protoplanetary disks: The synergy of multi-wavelength observations
仪器和望远镜发展的最新进展为我们提供了观察原行星盘的不同方法，包括干涉仪、空间任务、自适应光学、偏振测量以及时间和光谱分辨数据。虽然新设施改变了我们解决磁盘结构和演变中现有开放问题的方式，但不同观测技术及其用户群体之间严重缺乏相互联系。在这里，我们将探讨一些最先进的观测技术的互补性，以及如何将它们集合在一起，共同努力了解磁盘在行星形成时如何演变和分散。这篇论文诞生于2016年在爱丁堡举行的“原行星讨论”会议。它的目标是澄清多波长的磁盘观测在揭示磁盘结构和演化方面的收敛，以及它们的分歧和挑战我们目前的理解。我们讨论了在链接来自不同观测的结果时，或者在基于有限的数据集（波长或样本）得出结论时应该考虑的注意事项。我们专注于磁盘属性，目前正在革命性的多波长观测。特别是：内盘半径，洞和间隙及其与大尺度盘结构的联系，盘质量和吸积率。我们讨论了它们之间的联系，以及明显的矛盾，可以帮助我们解开磁盘物理和了解磁盘的演变。
2016-11-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Self-Sustaining Vortices in Protoplanetary Disks: Setting the Stage for Planetary System Formation
行星形成的核心吸积方案假设星子和行星胚胎是在原行星盘的原始气态阶段形成的。然而，尘埃颗粒如何克服传统的生长障碍还不清楚。最近提出的粘性环不稳定性可以解释在原行星盘中观察到的同心环，假设尘埃颗粒可以降低气体的电导率，从而削弱磁旋转不稳定性。我们提出了一个分析这个模型的帮助下，基于GPU的数值流体动力学模拟耦合气体和尘埃在薄盘限制。在盘的演化过程中，尘埃环变得Rossby不稳定，并分裂成一连串的小尺度涡旋。涡旋形成长期稳定的尘埃结构，这可能是通过流动不稳定性以及直接的引力坍缩形成星子的场所。自维持涡旋现象与系外行星的观测约束相一致，为行星系的形成提供了有利的环境。
2021-07-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the Grain-Modified Magnetic Diffusivities in Protoplanetary Disks
弱电离的原行星盘（PPD）会受到非理想磁流体动力学（MHD）效应的影响，包括欧姆电阻率、霍尔效应和双极扩散（AD），由此产生的磁扩散系数（$η_O, η_H$和$η_A$）在很大程度上控制着盘的气体动力学。晶粒的存在不仅大大降低了盘电离分数，而且还修改了磁场强度的$η_H$和$η_A$的标度。我们推导出解析渐近表达式的$η_H$和$η_A$在强和弱场的限制，并表明，对强场，$η_H$可以改变符号（在阈值场强$B_{\rm th}$），模仿场极性的翻转，和AD大幅减少。应用到PPD，我们发现，当小$\sim0.1$（$0.01$）$μ$ m晶粒是足够丰富的[质量比$\sim0.01$（$10^{-4}$）]，$η_H$可以改变符号到$\sim2-3$标度高度以上的中平面在中等场强（等离子体$β\sim100$）在很宽的磁盘半径范围。AD的减少对AD为主的外盘也很大，并可能激活磁旋转不稳定性。我们进一步进行本地非理想的磁流体模拟的内盘（在10 AU），并表明，有足够丰富的小晶粒，磁场放大由于霍尔剪切不稳定性饱和在非常低的水平附近的阈值场强$B_{\rm th}$。结合以前的研究，我们最后讨论的PPD气体动力学的颗粒丰度依赖的现象。
2015-11-23 astro-ph.EP
Gas dynamics around a Jupiter-mass planet I. Influence of protoplanetary disk properties
本研究使用fargOCA代码进行3D模拟，探究原行星盘性质对木星质量行星周围气体动力学的影响，发现低粘度盘有利于旋转支撑星周盘的形成，且仅在低粘度盘中观测到导致行星系统倍增时间超过10^5年的气体吸积。
2024-08-22 astro-ph.EP
Models of Saturn's protoplanetary disk forming in-situ its regular satellites and innermost rings before the planet is formed
我们适合一个等温振荡密度模型的土星的原行星盘，以当今的主要卫星和最内环D/C，我们确定的径向尺度长度的磁盘，状态方程和中心密度的原始气体，和旋转状态的土星星云。这个圆盘看起来不像我们以前模拟的木星和天王星圆盘。它的幂律指数非常陡（$k=-4.5$），径向范围非常窄（$ΔR\lesssim 0.9$ Gm），它的旋转参数（$β_0=0.0431$）和径向尺度长度（395公里）都稍大一些，这是衡量离心力对自引力的支持;但是，正如预期的那样，土星盘的大小，$R_{\rm max}=3.6$ Gm，只是一个中间值。另一方面，致密的土星核心的中心密度和角速度都与木星核心相当（两种情况下的密度都是$\approx 0.3$ ~g~cm $^{-3}$，自转周期分别是5.0 d和6.8 d）;并且明显小于天王星核心的相应参数。与其他原始星云一样，这种旋转速度足够慢，足以保证盘状物在数百万年的演化过程中长期稳定地对抗自引力引起的不稳定性。
2019-03-03 astro-ph.EP
A Three-Dimensional View of Turbulence: Constraints on Turbulent Motions in the HD 163296 Protoplanetary Disk using DCO$^+$
气体运动学是行星形成过程的重要组成部分。湍流影响微行星的生长和迁移，从亚微米尘埃颗粒通过气体巨行星的规模。解析分子谱线发射的射电观测可以直接测量这种非热运动，并且利用盘的分层化学结构，可以将不同的分子谱线结合起来，绘制出原行星盘整个垂直范围内的湍流。在这里，我们提出了ALMA观测的三个分子（DCO $^+$（3-2），C $^{18}$ O（2-1）和CO（2-1））从磁盘周围的HD 163296。我们能够设置严格的上限（CO（2-1）、C $^{18}$ O（2 - 1）和DCO $^+$（3-2）分别为$v_{\rm turb}<$ 0.06 c $_s$、$<$ 0.05 c $_s$和$<$ 0.04 c $_s$），对应于$α\lesssim$ 3 $\times$ 10 $^{-3}$，类似于我们先前从CO（3-2）得出的限值。这表明在整个盘的垂直范围内几乎没有湍流，与基于磁旋转不稳定性和重力湍流的理论预测相反。在模拟DCO $^+$发射时，我们还发现它被限制在三个同心环中，分别位于65.7 $\pm$ 0.9 au、149.9 $^{+0.5}_{-0.7}$ au和259 $\pm$ 1 au处，表明了复杂的化学环境。
2017-06-14 astro-ph.EP
Formation of Isothermal Disks around Protoplanets. I. Introductory Three-Dimensional Global Simulations for Sub-Neptune-Mass Protoplanets
在海王星（$\approx 17~M_{\Earth}$）和天王星（$\approx 14.5~M_{\Earth}$）周围发现的规则卫星表明，过去的气体环行星盘可能与亚海王星质量的原行星（$< 17~M_{\Earth}$）周围的固体共存。这些磁盘已被证明是冷的，光学薄，静态的，具有低表面密度和低粘度。地层的数值研究是困难的，技术上具有挑战性。作为一个介绍性的尝试，三维全球模拟进行探索的形成环行星盘周围的亚海王星质量的原行星嵌入在一个等温的原行星盘在无粘性极限的流体在没有自引力。在这样的条件下，亚海王星质量的原行星可以合理地拥有旋转支撑的环行星盘。环行星盘的大小大约是希尔半径的十分之一，这与天王星不规则卫星的轨道半径一致。原行星气体从高空垂直地吸积到环行星盘上，并在中平面附近再次返回到原行星盘。这意味着一个开放的系统，在这个系统中，环行星盘不断地与周围的原行星气体交换角动量和物质。
2014-06-04 astro-ph.EP
Investigating the Sulfur Mystery in Protoplanetary Disks Through Chemical Modeling
本研究更新二维时变原行星盘化学模型，纳入新含硫物种与反应，探究围绕太阳质量T Tauri恒星的盘中硫的分子形式，发现高C/O比可解释相关观测现象，初始硫形式影响盘冰丰度。
2025-10-02 astro-ph.EP
Dust-driven viscous ring-instability in protoplanetary disks
原行星盘在尘埃连续谱发射图和散射光图像中经常表现为多个同心环。这些特征通常与这些盘中可能的年轻行星有关。许多非行星的解释也被提出，包括雪线，死区和尘埃中的长期引力不稳定性。在本文中，我们提出了另一个潜在的起源。大量尘埃的存在往往会强烈降低气体的导电性，从而抑制磁旋转不稳定性，从而减少盘中的湍流。根据粘性盘理论，已知盘倾向于在粘度（即湍流）低的区域中增加其表面密度。气体压力的局部最大值倾向于通过径向漂移吸引灰尘，从而进一步增加灰尘含量。我们从数学上研究，如果这可能会导致一个反馈回路中，在尘埃表面密度的扰动可能会扰动气体表面密度，导致增加尘埃漂移，从而放大尘埃扰动，因此，气体扰动。我们发现，这确实是可能的，即使是适度小的尘埃颗粒尺寸，漂移效率较低，但更有可能影响气体电离度。我们推测，这种不稳定性可能是由最初的小尘埃种群触发的，当局部压力最大值足够强时，较大的尘埃颗粒被捕获并导致熟悉的环状形状。我们还讨论了这个模型的许多不确定性和局限性。
2017-11-27 astro-ph.EP
Self-organisation in protoplanetary disks: global, non-stratified Hall-MHD simulations
最近的观测揭示了原行星盘中有组织的结构，如轴对称环或马蹄形浓度，使人联想到大尺度涡旋。这些结构通常被解释为行星盘相互作用的结果。然而，这些磁盘也被认为是不稳定的磁旋转不稳定性（MRI），这被认为是在这些对象的主要角动量传输机制之一。因此，人们自然会问，MRI本身是否可以在不调用行星的情况下产生这些结构。MRI的非线性演化受到原行星盘中低电离分数的强烈影响。特别是霍尔效应，它在这些物体的密集和弱电离部分中占主导地位，已经被证明在剪切盒模拟中自发地驱动自组织流动。在这里，我们调查的全球MRI不稳定盘模型的行为占主导地位的霍尔效应和闪烁的动态。我们进行三维非分层霍尔MHD模拟开普勒磁盘的霍尔，欧姆和双极Elsasser数的范围很广。我们确认的过渡从一个动荡的一个有组织的状态的霍尔效应的强度增加。我们观察到带状流的形成，其数量取决于可用的磁通量和霍尔效应的强度。对于中等霍尔强度，流动自组织成长寿的磁化涡流。在我们已经探讨过的参数范围内，无论是环形场的加入，还是欧姆扩散或双极扩散，都不会彻底改变这幅图像。证明了这些结构在这种配置中捕获灰尘颗粒的能力。我们的结论是霍尔-MRI驱动的组织是一个合理的方案，可以解释在最近的观察中发现的一些结构。
2016-03-08 astro-ph.EP
Radiation hydrodynamical models of the inner rim in protoplanetary disks
许多恒星的行星轨道在几个天文单位（AU）内。质量和轨道的出现率和分布随主星质量的不同而变化很大。这些接近行星的起源是一个谜，激发了对原行星盘中心区域的研究。控制恒星附近条件的一个关键因素是硅酸盐升华前沿，它在很大程度上决定了星光被吸收的位置，通常被称为内边缘。我们提出了第一个辐射流体动力学模拟的升华前在磁盘周围的年轻的中等质量的恒星被称为赫比格Ae星。该模型是轴对称的，包括星光加热，硅酸盐颗粒升华和冷凝到平衡的本地，随时间变化的温度和密度，吸积应力参数化的MHD磁旋转湍流模型的结果。所得结果与辐射静力解进行了比较，证明了其动力稳定性。通过模型圆盘的蒙特卡罗辐射转移计算，我们表明，模型满足观测约束的内缘位置。一个小的光学薄晕的热尘埃自然出现在内环和恒星之间。内边缘具有相当大的径向范围，对应于几个盘刻度高度。虽然锋面的整体位置随恒星光度而变化，但其径向范围取决于质量吸积率。在1000 K左右的温度下，在热电离的位置附近出现压力最大值.最大压力能够阻止固体卵石径向漂移，并将它们集中在温度足够高的区域，以退火形成结晶硅酸盐。
2016-04-15 astro-ph.EP
Vertical Shear Instability in Thermally-Stratified Protoplanetary Disks: II. Hydrodynamic Simulations and Observability
本研究通过三维流体动力学模拟发现，热分层原行星盘中的垂直剪切不稳定性（VSI）湍流强度远高于等温盘，其产生的速度残差扰动形态和可观测性随盘倾角、热分层程度及示踪剂光学深度变化。
2024-12-13 astro-ph.EP
Effect of lift force on the aerodynamics of dust grains in the protoplanetary disk
我们新近将升力引入到原行星盘尘埃颗粒的空气动力学中。虽然许多作者已经研究了拖曳力、重力和电力对尘埃颗粒的影响，但升力从未被认为是作用在气盘中尘埃颗粒上的力。如果颗粒在流体中旋转和移动，那么升力就施加在它们身上。本文证明了尘埃颗粒由于频繁的碰撞而不断旋转，从而使升力继续作用于它们，这在一定的参数空间中是有效的，对于最小质量的太阳星云，尘埃颗粒的尺寸大于~ 1 m，与中心恒星的距离大于1 AU.此外，我们还估计了升力对颗粒运动的影响，得到了当Stokes数和升阻比都为~ 1时，升力引起的颗粒间平均相对速度与Kepler转动系中的气体速度相当的结果.这种估计是在稳态和各向同性自旋角动量的假设下进行的。我们还估计了粒子继续旋转时的平均相对速度，并得出结论，在质量最小的太阳星云中，升力对平均相对速度的影响很小。如果盘中存在颗粒集中区，由于碰撞率高，升力引起的相对速度可能在那里占主导地位。
2014-08-19 astro-ph.EP
Resolved ALMA observations of water in the inner astronomical units of the HL Tau disk
本文利用ALMA高分辨率观测HL Tau原行星盘内17天文单位的水蒸气，通过主水同位素体三个跃迁探测到中心增亮发射，确定水蒸气下限为3.7个地球海洋，并证明主水同位素体是空间分辨盘内水蒸气的最佳示踪剂。
2024-08-06 astro-ph.EP
Radial and vertical constraints on the icy origin of H$_{2}$CO in the HD 163296 Protoplanetary Disk
本研究通过 ALMA 观测 HD 163296 盘的 H$_2$CO 发射，结合径向、垂直和正仲比约束，发现其形成与冰冷起源和冷气相化学均一致，为揭示原行星盘有机物形成路径提供关键证据。
2024-05-24 astro-ph.EP
Hot and cool water in Herbig Ae protoplanetary disks. A challenge for Herschel
本文讨论了Herbig Ae型原行星盘70微米以上旋转H_2O发射谱线的空间起源和可探测性。我们使用最近开发的磁盘代码ProDiMo计算Herbig Ae型磁盘的热化学结构和应用非LTE线辐射转移代码Ratran预测水线剖面和强度图。该模式显示了盘内三个空间上不同的水浓度高的区域，它们与形成水的不同化学途径有关：（1）在内缘后面的深中面中有一个大的蓄水池，（2）在雪线r> 20 AU以外的遥远的冰中面周围有一个冷水带，（3）在高海拔z/r=0.1... 0.3，从约1AU延伸到30 AU，其中动力学气体温度范围从200 K到1500 K。虽然区域3只包含少量的水蒸气（~ 3 × 10 ^-5 M_Earth），但我们发现这个温暖的层几乎完全负责旋转水发射谱线，除了最低的3条激发线。因此，赫歇尔将首先探测区域3的条件和径向延伸，其中水主要通过中性-中性反应形成，气体与尘埃热解耦T_gas>T_dust。观测结果不允许确定雪线，因为雪线截断了区域1的径向延伸，而雪线源自区域3。不同的线传输近似（LTE，逃逸概率，蒙特卡罗）进行了讨论。在大多数情况下需要非LTE处理，并且发现用逃逸概率方法获得的结果低估了Monte Carlo结果2%…百分之四十五
2009-06-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Diffusion and Concentration of Solids in the Dead Zone of a Protoplanetary Disk
流动不稳定性是驱动原行星盘中星子形成的一种很有前途的机制。为了触发这一过程，有人认为，固体在中平面上的沉积需要是有效的，因此需要一个静止的气体环境。通常认为，非理想磁流体动力学（MHD）效应产生的死区或盘风结构满足这一要求。然而，模拟表明，死区的中平面并不是完全静止的。为了研究在这样的环境中的固体浓度，我们使用局部剪切盒近似来模拟具有欧姆死区的颗粒-气体系统，包括气体和固体之间的相互拖曳力。我们系统地比较了系统的演化与理想或非理想的MHD，有或没有从气体上的粒子的反作用阻力，并与不同的固体丰度。类似于以前的调查死区动力学，我们发现，颗粒的无量纲停止时间$τ_s=0.1$不沉淀明显超过那些在理想的磁旋转湍流，导致在垂直尺度高度的数量级大于在层流磁盘。相反的期望，这应该抑制形成的星子，我们仍然发现，强大的固体结块仍然发生在死区时，固体丰度是类似的层流环境的临界值。这可以通过中平面附近的颗粒的弱径向扩散来解释。结果表明，粒子向中平面的沉降不是由流动不稳定性形成星子的必要判据。
2018-10-11 astro-ph.EP
CO gas inside the protoplanetary disk cavity in HD 142527: disk structure from ALMA
星周盘的内部空腔和环形间隙可能是巨型行星形成的标志。年轻的恒星HD 142527拥有一个巨大的原行星盘，它有一个从中央恒星延伸到140 au的大空腔，如红外和毫米波长的连续图像所示。需要对盘腔中气体的存活率进行估计，以区分不同的清除方案。我们提出了一个空间和光谱分辨的一氧化碳同位素观测的气体丰富的磁盘HD 142527，在J=2-1线的12 CO，13 CO和C18 O，获得与阿塔卡马大毫米阵列（ALMA）。我们检测到来自所有三种同位素的尘埃耗尽腔体内部的发射。根据我们对尘埃腔中气体的分析，12 CO发射是光学厚的，而13 CO和C18 O发射都是光学薄的。洞内残余气体的总质量约为1.5-2个木星质量。我们用轴对称圆盘模型来模拟气体。我们的最佳拟合模型表明，在CO中的腔半径比在毫米连续谱和散射光观测中的小得多，气体腔不超过105 Au（3 σ）。其外缘的间隙壁在气体分布中是弥散的、光滑的，而在尘埃连续体中则明显尖锐。根据高速通道图估计，倾斜角为28+/-0.5度，比以前的估计要高，假设一个固定的中心恒星质量为2.2太阳质量。
2014-10-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Characterizing fragmentation and sub-Jovian clump properties in magnetized young protoplanetary disks
本研究通过三维电阻MHD模拟探究磁化原行星盘的团块演化，发现磁作用使团块角动量更低、质量处于超级地球到海王星区间，为中等质量行星形成提供了核吸积之外的可行解释。
2023-03-07 astro-ph.EP
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
SO emission in the dynamically perturbed protoplanetary disks around CQ Tau and MWC 758
本文报道在 CQ Tau 和 MWC 758 原行星盘中偶然探测到 SO 发射，提出其可能源于嵌入伴星、阴影或晚期内落引起的动力学扰动，并暗示这类扰动可能缩短化学演化时标、影响新生行星的挥发物组成。
2025-07-04 astro-ph.EP
Observability of the Vertical Shear Instability in protoplanetary disk CO kinematics
上下文原行星盘中气体的动力学和湍流运动对它们的演化至关重要，并影响行星形成。最近的观测表明，在圆盘的外部区域有微弱的湍流。然而，在这些外部区域的湍流的物理机制仍然不确定。垂直剪切不稳定性（VSI）是一种很有前途的产生湍流的机制。目标。我们的目的是研究气体速度结构的可观测性VSI通过CO运动学与ALMA。方法.我们进行全球三维流体动力学模拟的VSI不稳定盘。我们用辐射转移计算对模拟结果进行了后处理，并对CO转动发射谱线进行了综合预测。接下来，我们计算视线速度图，以及它与子开普勒平衡解的偏差。我们探索的可检测性的VSI通过识别运动学签名，使用现实的模拟观测。结果我们对VSI的3D模拟非常详细地显示了气体的稳态动力学。从速度结构我们推断出湍流应力值为$α_{rϕ}=1.4 \times 10^{-4}$。在大尺度上，我们观察到的速度偏差为50米秒$^{-1}$轴对称环。我们找到了最佳条件在$i \lesssim 20^{\circ}$跟踪的VSI的运动学结构。我们发现，目前的诊断约束气体湍流的非热加宽的线发射不适用于各向异性VSI湍流。结论.利用ALMA可以检测VSI产生的运动学特征。观测包括一个扩展的天线配置与最高的光谱分辨率相结合，需要强大的检测。大规模的速度扰动的表征是必要的，以约束气体观测的VSI产生的湍流水平。
2021-06-02 astro-ph.EP
Three-Dimensional Radiation-Hydrodynamics Calculations of the Envelopes of Young Planets Embedded in Protoplanetary Disks
我们进行全球三维（3D）辐射流体动力学计算的信封周围的年轻行星核心的5，10，和15地球质量，位于一个原行星盘在5和10 AU的太阳质量的恒星。我们应用嵌套网格技术解决热力学的磁盘在轨道半径的长度尺度和在核心半径的长度尺度的信封。这种气体被模拟为太阳的分子和原子氢、氦及其离子的混合物。状态方程同时考虑了气体和辐射，气体能量包括来自分子氢的旋转和振动态以及来自原子种类电离的贡献。尘埃不透明度计算的第一原则，应用完整的米氏理论。行星形成的一维（1D）计算被用来通过提供由于固体吸积而在包层中的能量沉积率来补充3D计算。我们比较了1D和3D信封，发现质量和气体吸积率同意在2的因素，所以做信封温度。被动示踪剂的轨迹用于定义3D包络的大小，导致半径远小于Hill半径和小于Bondi半径。的信封的惯性矩和角动量的确定和旋转速率来自刚体近似，导致在缓慢的批量旋转。我们发现极扁率< ~0.05。吸积流的动力学检查跟踪运动的示踪剂，移动到信封。这种流动的各向异性的特点是在其起源和影响网站在包络面。气体与包层的合并优先在中高纬度地区。
2013-11-06 astro-ph.EP
Resolving protoplanetary H-alpha emission with the high-resolution spectrograph RISTRETTO
University of Bern（伯尔尼大学）；Universität Duisburg–Essen（杜伊斯堡-埃森大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；University of Geneva（日内瓦大学）；Sun Yat-sen University（中山大学）
本文利用高分辨率光谱仪RISTRETTO模拟观测，证明其能空间和光谱分辨原行星H-alpha线，并约束激波前密度和速度，为下一代仪器铺路。
2026-06-16 astro-ph.EP astro-ph.IM
Radiation Magnetohydrodynamics In Global Simulations Of Protoplanetary Disks
我们的目标是在全球模拟中研究原行星盘的热力学和动力学演化，包括辐射传输和磁旋转不稳定性引起的磁流体动力学（MHD）湍流物理。我们发展了一个基于通量限制扩散近似的辐射转移方法，该方法包含了中心恒星的频率依赖性辐射。该混合方案在PLUTO代码中实现。我们实施的重点是辐射转移方法的性能。使用优化的Jacobi预处理BiCGSTAB求解器，辐射模块比我们考虑的磁盘设置的MHD步骤快三倍。我们获得70%的弱缩放效率高达1024个核心。本文首次对分层原行星盘进行了整体三维辐射MHD模拟。盘模型的参数被选择为近似于蛇夫座恒星形成区的AS 209系统的参数。从处于辐射和流体静力平衡的圆盘开始模拟，磁旋转不稳定性很快导致圆盘中的MHD湍流和加热。对于我们使用的磁盘参数，湍流耗散加热磁盘中平面，并提高了约15%的温度相比，被动磁盘模型。一个大致平坦的垂直温度分布建立在光盘光学厚区域接近中平面。我们再现的垂直温度分布与粘性盘模型的应力张量垂直分布是平坦的，在磁盘的大部分和盘冠消失。本文首次证明了用现有的计算设备对湍流原行星盘进行整体辐射MHD模拟是可行的。这为原行星盘内部动力学的广泛研究打开了窗口，其中存在重要的观测约束。
2013-10-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Distribution and Excitation of CH$_3$CN in a Solar Nebula Analog
彗星研究表明，早期太阳星云的有机成分富含复杂的腈类物质，如CH $_3$ CN。最近的ALMA检测在原行星盘表明，这些物种可能是常见的行星和彗星的形成过程中，但连接气相测量彗星丰度首先需要限制这些物种的形成化学和分布。在这里，我们提出了七个空间分辨转换CH $_3$ CN在原行星盘周围的T-Tauri星TW Hya的检测。用转动图分析，我们得到了NPDMATHABMN =1.45 $^{+0.19}_{-0.15}\times10^{12}$ cm $^{-2}$和TPDMATHABMQ =32.7 $^{+3.9}_{-3.4}$ K的转动温度。一个径向分辨的旋转图显示的旋转温度是恒定的整个磁盘，这表明CH $_3$ CN发射起源于层在z/r $\sim$ 0.3。通过比较的观测结果与预测从磁盘化学模型，我们发现，颗粒表面反应可能占主导地位的CH $_3$ CN的形成和原位磁盘化学是足以解释所观察到的CH $_3$ CN柱密度分布，而不调用继承从原恒星阶段。然而，同样的模型未能重现太阳系彗星中CH $_3$ CN相对于H $_2$ O的丰度，这表明太阳星云中要么发生了剧烈的垂直混合，要么发生了某种程度的星际冰的继承。
2018-05-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Global simulations of self-gravitating magnetized protoplanetary disks
在原行星盘的早期阶段，当它的质量是其恒星的一个重要部分时，引力不稳定性（GI）产生的湍流应该在盘的演化中具有重要意义。同时，磁盘可能被充分电离，使磁场在动力学中发挥某种作用。虽然通常被忽视，但磁性对GI的影响可能是至关重要的，对几个过程产生影响：吸积的效率，螺旋结构的形成，破碎和固体的动力学。本文采用无网格有限质量拉格朗日方法对自引力原行星盘进行了全球三维磁流体动力学模拟。我们证实，GI螺旋波触发发电机，放大初始磁场近热振幅（等离子体β < 10），一个数量级大于单独的磁旋转不稳定性所产生的。我们还确定发电机的非线性反作用的gravitoturbulent流：饱和状态是相当热，与相关的较大的Toomre参数和较弱的，更“絮凝”的螺旋。但也许更重要的是发电机通过显著的麦克斯韦应力来促进吸积;质量吸积相对于纯GI或纯MRI被几个因素增强。我们的模拟使用理想MHD，公认的原行星盘的近似差，因此未来的研究应该探索非理想MHD的全部范围。为了做好准备，我们展示了少量的欧姆运行，揭示了发电机，如果有的话，在非理想环境中更强。这项工作证实，磁场是一个潜在的关键成分gravitoturbulent年轻磁盘，可能控制其演变，特别是通过其增强（潜在的情节）吸积。
2020-01-23 astro-ph.EP astro-ph.GA
