The Synthetic ALMA Multiband Analysis of the Dust Properties of the TW Hya Protoplanetary Disk
分析尘埃连续辐射的多波段观测数据是约束尘埃性质的有用工具之一，有助于我们理解尘埃盘的物理性质。我们进行合成ALMA多波段分析，以找到最好的ALMA波段集约束TW Hya原行星盘的尘埃属性。我们发现Band [10，6，3]集合是ALMA Band [3，4，5，6，7，8，9，10]的可能组合中的最佳集合。我们还发现了两个条件，好的ALMA带集提供狭窄的约束范围的尘埃性质：（1）带9或10被包括在频带集合和（2）足够的频带之间的频率间隔。这些都与条件，给良好的约束粉尘性能：光学厚和薄带的组合是必需的，和大β（β是粉尘不透明度的幂律指数），和低粉尘温度是优选的。为了检验我们的综合分析结果，我们应用多波段分析ALMA档案数据的TW Hya磁盘在波段4，6，7和9。Band [9，6，4] set提供了接近模型轮廓的灰尘属性，而Band [7，6，4] set提供了在所有半径处偏离模型的灰尘属性，其约束范围太宽，无法指定灰尘温度、光学深度和\b{eta}的准确值。由于这些功能是预期的合成多波段分析，我们确认，合成多波段分析是很好地与来自真实数据的结果一致。
2019-02-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The 0.5-2.22-micron Scattered Light Spectrum of the Disk Around TW Hya: Detection of a Partially Filled Disk Gap at 80 AU
我们提出了一个0.5-2.2微米的散射光谱的拱盘周围TW Hya从空间分辨的HST STIS光谱和NICMOS日冕图像的磁盘相结合。我们在这个宽波长范围内研究了距离> 40 AU的盘的形态，并确定了在~80 AU处表面亮度的凹陷，这可能是由盘中的间隙引起的。此外，我们量化的表面亮度，方位对称性，和光谱特性的磁盘作为半径的函数。我们的分析表明，尘埃的散射效率在很大程度上是中性的蓝色观察到的波长。我们的磁盘模型作为一个稳定的α-磁盘与特设间隙结构。磁盘的热性能的自洽计算使用三维辐射转移代码，使用射线跟踪模型加热的磁盘内部和散射光图像。我们发现一个很好的适合的数据在很宽的距离，从恒星，如果我们使用一个模型磁盘的部分填充的间隙30%的深度在80 AU和自相似截断膝盖在100 AU。这个间隙的起源尚不清楚，但它可能是由于圆盘尘埃成分的性质转变或行星伴星的存在而产生的。基于对嵌入式原行星的间隙打开标准的先前流体动力学模拟的缩放，我们估计形成间隙的行星伴侣可能具有6-28 M_Earth之间的质量。
2013-06-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Unveiling the outer dust disc of TW Hya with deep ALMA observations
原行星盘中毫米级尘埃的径向范围通常远小于其气体的径向范围，这主要是由于尘埃生长和径向漂移等过程。然而，有人建议，目前毫米连续观测光盘不跟踪其全部范围，由于有限的灵敏度。在这封信中，我们提出了深（19 $μ$ Jy束$^{-1}$）中等分辨率（0.37”）ALMA观测在1毫米的最近的原行星盘，TW海亚。使用可见度分析工具“弗兰克”，我们揭示了一个结构化的毫米强度分布到100 AU，远远超出以前的估计60-70 AU。我们的分析表明，存在一个新的毫米连续带隙在82金，符合光学/近红外散射光和毫米分子线观测中看到的类似功能。对拟合残差的检查证实了先前报道的在52 au（P.A.）处存在au尺度连续过量。= 242.5度）。我们的研究结果表明，实用程序相结合的深，中等分辨率的观测与超分辨率分析技术，探测最暗的地区的原行星盘。
2022-05-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
ALMA Observations of a Gap and a Ring in the Protoplanetary Disk around TW Hya
我们报告的第一次检测的间隙和环336 GHz的尘埃连续辐射从原行星盘TW Hya周围，使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）。环和环分别位于距离中心恒星约25和41 au的位置，并与CO雪线在~30 au处相关联。间隙的径向宽度小于15金，质量亏损超过23%，考虑到观测仅限于15金的角分辨率。此外，13 CO和C18 O J = 3 - 2谱线显示整个圆盘的CO谱线发射减少，降至~10 au，表明气相CO冻结到颗粒表面上，并可能随后发生表面反应形成更大的分子。观测到的间隙可能是由盘状气体和质量小于超海王星（2 M_{Neptune}）的行星之间的引力相互作用引起的，也可能是由于CO冰的烧结导致的大尘埃聚集体的破坏。
2016-02-26 astro-ph.EP
The Photoevaporative Wind from the Disk of TW Hya
由中心恒星驱动的光蒸发被认为是分散行星形成的星周尘埃和气体的普遍而重要的机制。在这里，我们提出了一个详细的研究周围的恒星TW Hya的拱盘，并提供观测限制其光蒸发风。我们在[Ne II] 12.81 μm谱线上的新的高分辨率（R ~ 30，000）中红外光谱证实了这种气体诊断跟踪了距离恒星10 AU以内的非束缚风分量。根据谱线轮廓的蓝移和不对称性，我们估计大部分（>80%）的[Ne II]辐射来自于盘半径，其中中平面对于红移的流出气体是光学厚的，这意味着超出了从其他观测推断的1或4AU尘埃边缘。我们重新分析高分辨率（R ~ 48000）档案光学光谱，寻找额外的过渡，可能会跟踪光蒸发流。与[Ne II]线不同，OI，SII和MgI的光学禁戒线以恒星速度为中心，并具有对称轮廓。这些线可以跟踪光蒸发流的唯一方法是，如果它们出现在一个磁盘区域物理上不同于跟踪的[Ne II]线，特别是从光学薄灰尘间隙内。然而，这些线的小的（~10 km/s）半高宽表明，在光学波长处追踪的大部分发射气体是束缚在系统上的，而不是未束缚的。我们讨论了我们的研究结果的影响，行星引起的与光蒸发引起的差距。
2011-04-30 astro-ph.EP
The dry and carbon poor inner disk of TW Hya: evidence for a massive icy dust trap
气体巨星从原行星盘的气体和尘埃中吸积它们的外壳，因此确定内部少数AU的组成是很重要的，大多数巨行星预计会在那里形成。我们的目标是限制元素碳和氧的丰度在内部磁盘（$R<$ 2.3 AU）的TW Hya和比较与外部磁盘（$R>2.3$ AU）的碳和氧出现不足的一个因素$\sim$ 50。TW Hya的档案红外观测进行了比较详细的热化学模型，DALI。内盘气体质量和元素C和O丰度的变化，以适应红外CO，H $_2$和H $_2$ O线通量。最佳拟合模型的内盘具有气体质量为$ 2 \times 10^{-4} M_\odot$的C/H $\approx 3 \times 10^{-6}$和O/H $\approx 6 \times 10^{-6}$。元素氧和碳丰度的内盘是$\sim 50$倍不足相比，ISM和那些发现在外盘是一致的。一致的低挥发分丰度意味着内盘并没有被蒸发的漂流体上的冰富集。这表明漂流的颗粒被阻止在水冰线外的尘埃陷阱中。这样的尘埃陷阱也会形成一个空腔，就像在高分辨率亚毫米连续观测中看到的那样。如果CO是冰中的主要碳载体，则需要在$\sim$ 20 AU的CO冰线之外有效地捕获尘埃。这意味着TW Hya盘中20 AU以外的浅亚毫米环对应于非常有效的尘埃陷阱。更可能的情况是，超过98%的CO已转化为挥发性较低的物质，例如CO $_2$和CH $_3$ OH。在内盘中形成的巨行星…
2019-11-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Scattering Albedo at Millimeter-Wavelengths in the TW Hya Disk
本研究通过利用光学薄CO谱线作为温度计，结合多波段连续谱观测，首次在无尘埃不透明度模型假设下约束了TW Hya盘毫米波段的尘埃反照率，并估计了最大颗粒尺寸、尺寸分布指数和孔隙率。
2024-12-14 astro-ph.EP astro-ph.GA
From traffic jams to roadblocks: The outer regions of TW Hya with ALMA Band 8
本研究结合 ALMA Band 8 与多波段存档观测，通过图像反演和可见度建模确认 TW Hya 外盘存在 D79/B86 暗弱环隙结构，并以超分辨率 3 倍的约束推断其尘埃性质。
2024-07-14 astro-ph.EP
The Fate of Sub-Micron Circumplanetary Dust Grains I: Aligned Dipolar Magnetic Fields
我们研究带电尘埃颗粒绕行星运行并受到重力和电磁力的稳定性。我们的数值模型涵盖了从行星表面到超越同步轨道的广泛发射距离，以及从离子到岩石的全部荷质比。将旋转的行星磁场视为一个排列整齐的偶极子，我们绘制了径向和垂直不稳定的区域，在这些区域，尘埃颗粒被驱使逃离或撞向行星。我们推导出稳定和不稳定的轨道之间的边界分析，并将我们的模型应用到木星，土星和地球，其磁场是合理的，很好地代表对齐偶极子。
2012-01-17 astro-ph.EP
Measuring the atomic composition of planetary building blocks
挥发性分子对类地行星的可居住性至关重要，但很难直接观察行星在原行星盘的中平面形成的位置。目前还不清楚内部1 AU的盘是否是挥发性贫乏的，或者这个区域是否从较冷的盘区域重新供应了富含冰的尘埃。在限定盘间隙的径向压力最大值处的灰尘捕集器可以将内部盘与这种挥发性储存器切断。然而，陷阱的保留效率和被困粉尘的原子组成还没有被测量。我们提出了一种新的技术来测量的绝对原子丰度的气体吸积到金牛座T星，并推断大规模的原子组成和分布的中平面固体保留在磁盘周围的年轻恒星TW Hya。我们确定线发射的TW Hya的尘埃升华边缘内的气相材料。最强H Paschen线的高斯分解隔离了内部盘的氢发射。我们测量几个关键的元素丰度，相对于氢，使用化学光电离模型和推断尘埃滞留在磁盘。用一维输运模型，我们确定了不同元素的粉尘捕集器的近似径向位置和保留效率。从TW Hya的热气体中，挥发性和难熔元素的损耗分别为~10^2和高达10^5。超越CO和N2雪线的灰尘陷阱累计隔离总灰尘的96%，而在2 AU的陷阱保留3%的初始灰尘质量。Si，Mg和Ca的高消耗被解释为在0.3 AU的第三个陷阱。TW Hya在其外环结构中具有丰富的C-和N-冰的显著挥发性储层。然而，缺乏碳再供应可能会使类地行星形成区域干燥和碳贫乏。任何在0.3天文单位的硅酸盐尘埃陷阱中形成的行星，在挥发性耗尽的程度上可能与地球相似。
2020-09-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
The origin of the 3.4 micron feature in Wild 2 cometary particles and in ultracarbonaceous interplanetary dust particles
用红外光谱法分析了2个超碳质行星际尘埃粒子和2个彗星Wild 2粒子。我们的特点是在这些样品中的载体的3.4微米带，并比较其配置文件和CH 2/CH 3比的3.4微米带中的扩散星际介质（DISM），在不溶性有机物（IOM）从3个原始陨石，在小行星24 Themis和彗星103 P/哈特利2的昏迷。我们发现Wild 2和IDP中的3.4微米波段是相似的，但与我们比较的所有其他天体物理环境不同。IDPs和Wild 2粒子中的3.4微米带主要由CH 2基团组成，峰比陨石，小行星Themis和DISM中的峰更窄，更强。此外，羰基C=O在1700 cm-1（5.8微米）在我们的样品的光谱中的大部分的存在下，表明这些脂肪链有O键合到他们，这是非常不同的天文光谱的DISM。根据这些观测结果，我们认为IDPs和Wild 2样品中3.4 μ m波段的载流子不是来自星际，而是来自太阳星云的最外层。
2013-01-30 astro-ph.EP
The Fate of Sub-micron Circumplanetary Dust Grains II: Multipolar Fields
我们研究了从具有复杂磁场的旋转行星任意距离发射的所有荷质比的尘埃颗粒的径向和垂直稳定性。我们表明，Jontof-Hutter和Hamilton（2012）分析的排列偶极子磁场模型在大多数情况下是一个很好的近似，但从根本上讲，新的物理出现了非轴对称磁场条款。特别是，大量遥远的带负电荷的尘埃颗粒，稳定在磁偶极子中，可以被更复杂的场驱动逃逸。我们追踪起源的不稳定重叠洛伦兹共振是非常强大的引力和电磁力的尘埃颗粒是可比的。这些共振使尘埃颗粒能够利用行星的自旋能量来为其逃逸提供动力。我们还探讨了相对较小的影响，不同的发射速度和更重要的影响，可变药柱收费。只有后者才能够显著影响微米级的颗粒，这些颗粒在微弱尘埃环的可见光和红外图像中占主导地位。最后，我们提出了完整的稳定性地图地球，木星，土星，天王星和海王星的磁场模拟八极顺序。毫不奇怪，天王星和海王星饱受折磨的磁场中的尘埃表现出最大的不稳定性。
2012-06-05 astro-ph.EP
High-resolution [OI] line spectral mapping of TW Hya consistent with X-ray driven photoevaporation
本文通过高分辨率[OI]谱线成图证明TW Hya的盘风主要由X射线驱动光致蒸发主导，模型可同时再现[OI]和[NeII]谱线观测，而MHD风模型在谱线轮廓和光度上存在明显偏差。
2023-09-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Discovery of an au-scale excess in millimeter emission from the protoplanetary disk around TW Hya
利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）在$\sim$ 3 au分辨率下的高灵敏度观测，发现TW~Hya周围的原行星盘中存在233 GHz（波长1.3 mm）的过量尘埃连续辐射。233~GHz图像的灵敏度比我们以前的第三周期观测提高了3倍。整体结构主要是轴对称的，并有明显的差距，在25和41 au以前的报告。最值得注意的新发现是在原行星盘的西南部有一些au尺度的过量辐射。过量辐射位于距盘中心52 au处，比周围的原行星盘亮1.5倍，显著性为12 $σ$。在扣除轴对称原行星盘辐射后，对提取的辐射进行了可见度拟合，得到了过量辐射的大小和总通量密度分别为4.4 $\times$ 1.0 au和250 $μ$ Jy。当尘埃温度为18 K时，过量辐射的尘埃质量相当于0.03 $M_\oplus$。由于在波段7图像的几乎相同位置处也可以勉强识别出过量发射，因此该特征不太可能是背景源。过量的辐射可以解释为一个小的拉长的漩涡或海王星质量形成行星周围的大质量环行星盘中积累的尘埃团。
2019-09-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Resolved Structure and Orbital Motion of a Localized 1 au-scale Dust Accumulation in the Protoplanetary Disk around TW Hya
Faculty of Engineering, Ashikaga University（足利大学工学部）；Division of Liberal Arts, Kogakuin University（工学园大学教养学部）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台理学科）；Department of Earth and Planetary Sciences, Institute of Science Tokyo（东京科学大学地球行星科学系）；Earth-Life Science Institute, Institute of Science Tokyo（东京科学大学地球生命研究所）；Academia Sinica Institute of Astronomy & Astrophysics (ASIAA)（中央研究院天文及天文物理研究所）；Astrobiology Center, National Institutes of Natural Sciences（自然科学研究机构天体生物学中心）
利用ALMA高分辨率观测解析TW Hya盘中52 au处尘埃团块，发现其双峰结构并确认与开普勒旋转共动，排除大质量行星存在。
2026-09-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust diffusion and settling in the presence of collisions: Trapping (sub)micron grains in the midplane
在原行星盘中，小（亚）微米颗粒的分布和丰度对一系列物理和化学过程很重要。例如，它们在短波长处占主导地位，它们的表面是许多重要化学反应的场所，例如水的形成。根据其空气动力学特性（即，它们与周围气体的强动力学耦合），通常假设这些小颗粒与气体充分混合。我们的目标是研究颗粒的垂直（再）分布，同时考虑沉降、湍流扩散以及与其他尘埃颗粒的碰撞。假设一个碎片有限的背景尘埃人口，我们开发了一种蒙特卡罗方法，以下单个单体，因为他们通过一个垂直的气体柱移动，并成为纳入不同的聚集体，因为他们经历了坚持和碎片碰撞。我们发现，（亚）微米颗粒不一定是垂直混合良好，但可以成为被困在一个薄层的规模高度，是显着小于的气体。当扩散的时间尺度与中平面中的碰撞时间尺度相当或更长时，发生这种碰撞捕获，并且当尺寸分布中最大质量的颗粒显示出显著的沉降时，其效果最强。基于模拟和分析的考虑，我们得出结论，对于典型的尘埃气体比和湍流水平，碰撞捕获的小颗粒应该是一个比较常见的现象。没有被捕获可能表明尘埃与气体的比例很低，可能是因为大部分尘埃质量已经通过径向漂移被移除或被锁定在微行星中。
2016-03-08 astro-ph.EP
An ALMA Survey for Disks Orbiting Low-Mass Stars in the TW Hya Association
我们已经进行了ALMA调查的15个确认或候选的低质量（<0.2 M $_\odot$）的TW Hya协会（TWA）的成员，以检测分子气体的CO排放的形式，以及由于冷尘埃连续排放提供限制的目标。我们的目标具有M4-L0的光谱类型，因此代表TWA质量函数的极低端。我们的ALMA调查已经在4个系统（TWA 30 B，32，33和34）周围探测到1.3毫米连续辐射，表明存在冷尘埃颗粒。所有的连续源都是未解的。TWA 34还显示12 CO（2-1）发射，其速度结构指示开普勒旋转。在已知的700万到1000万年前的恒星/盘系统样本中，TWA 34距离地球只有50 pc，是迄今为止被确定为在轨道盘中含有冷分子气体的质量最低的恒星。
2015-09-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Deep imaging search for planets forming in the TW Hya protoplanetary disk with the Keck/NIRC2 vortex coronagraph
最近的原行星盘TW Hya（距离59.5 $\pm$ 0.9 pc）中明显的间隙特征可能是正在形成的行星的路标。我们进行了长时间曝光的热红外日冕成像观测，以寻找吸积行星，特别是在以前在散射光和亚毫米波热发射中检测到的尘埃间隙内。在$L^\prime$（3.4-4.1 $μ$ m）用凯克/NIRC 2涡旋日冕仪进行的三个晚上的观测没有发现任何统计学上显著的点源。因此，我们对非吸积行星的质量设定了严格的上限。在24、41、47和88 au的四个最突出的盘隙中，假设TW Hya的年龄范围为7- 1000万年，我们得到的质量上限为1.6-2.3、1.1 -1.6、1.1-1.5和1.0-1.2木星质量（$M_J$）。这些限值对应于95%完整性（真阳性分数为0. 95）时的对比度，在恒星的$1^{\prime\prime}$内有1%的假阳性机会。我们还近似的上限产品的行星质量和行星吸积率的$M_p\dot{M}\lesssim10^{-8} M_J^2/yr$这意味着任何假定的$\sim0.1 M_J$行星，这可能是负责打开24 au差距，目前吸积率不足以建立一个木星质量TW Hya的前主序星寿命。
2018-09-20 astro-ph.EP
Truncated Disks in TW Hya Association Multiple Star Systems
我们提出了高角分辨率（低至0.3”= 13 AU的直径）的亚毫米阵列观测880微米（340 GHz）的热连续辐射从附近的HD 98800和母鸡3-600多星系统的星周尘埃盘。在这两种情况下，尘埃排放被解决，并围绕一个恒星组件-HD 98800 B和Hen 3-600 A光谱双星-没有证据表明环绕系统的材料。使用二维Monte Carlo辐射转移计算，我们比较了SMA vibrium和宽带光谱能量分布与截断磁盘模型经验定位的内部和外部边缘的两个磁盘。HD 98800 B盘似乎与光谱双星轨道对齐，内部被截断，半径为3.5天文单位，距离中心恒星仅10-15天文单位。Hen 3-600 A的星盘稍大，内缘为1天文单位，外半径为15-25天文单位。这些推断盘结构比较有利的理论预测，由于与恒星同伴的潮汐相互作用，他们的截断。
2009-12-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust changes in Sakurai's Object: new PAHs and SiC with coagulation of submicron-sized silicate dust into 10 micron-sized melilite grains
6-14 2005年4月和2008年10月之间的6个历元获得的微米斯皮策光谱被用来确定与樱井的对象（V4334 Sgr），低质量的后AGB星，已形成的爆发事件，自1996年以来的尘埃特征的时间变化。被遮蔽的富碳光球被一个40毫角秒的环面和32角秒的PN所包围。2008年4月21日之后，中红外线通量开始快速下降。由于纳米尺寸的SiC晶粒的光学薄发射在2007年10月达到最低，在2008年4月21日至30日之间迅速增加，并在2008年10月缓慢增加。6.3-微米吸收由于多环芳烃增加了整个。2007年5月之后，20微米尺寸的SiC颗粒可能有助于6-7微米的吸收。质量估计的基础上的光学厚发射同意的吸收功能，如果大的SiC颗粒形成于1999年5月和多环芳烃形成于1999年4月至6月。2008年10月，PAH和大SiC颗粒的估计质量分别为3 × 10 - 9 Msun和10 - 8 Msun。一些造成10微米弱吸收特征的亚微米级硅酸盐可能位于PN内，因为2007年10月至2008年10月之间光学深度减小。6.9在2005年4月至2008年10月期间，分配给~10微米尺寸的结晶黄长石硅酸盐的微米吸收增加。如果约2.8%的亚微米级硅酸盐凝结形成黄长石，则满足光谱和光谱限制。这个数字与球粒陨石中含黄长石的富钙铝包裹体的丰度相似。
2021-05-05 astro-ph.EP astro-ph.GA
A Surface Density Perturbation in the TW Hydrae Disk at 95 au Traced by Molecular Emission
本文介绍了ALMA第2周期在CS $J=5-4$发射TW Hya的$0.5^{\prime\prime}$分辨率下的观测结果。积分线发射的径向轮廓显示出$1.5^{\prime\prime}$（$\approx 90$ au）向外的振荡特征。在$1.6^{\prime\prime}$的一个类似倾角的特征在位置、深度和宽度上与在近红外波长的尘埃散射光中观察到的特征一致。使用热化学模型指示TW Hya，气体-颗粒化学建模和非LTE辐射转移，我们证明，这样的功能可以再现与表面密度凹陷，与TW Hya的散射光观测进行建模一致。我们进一步证明，在尘埃分布和尘埃不透明度的差距，只有不能再现所观察到的CS功能。在$3.1^{\prime\prime}$的外部增强被确定为一个区域的增强解吸由于增强的星际FUV辐射的穿透在磁盘表面密度的指数边缘，这加强了光化学处理的气体和冰。
2017-02-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Inhibited Coagulation of Micron-size Dust Due to the Electrostatic Barrier
原行星盘中固体物质的碰撞演化是星子、彗星和行星形成的关键步骤。虽然稠密的原行星环境有利于尘埃的快速凝聚，但有几个因素限制了从星际微米大小的颗粒到卵石大小的聚集体的直接途径。除了颗粒的弹跳、碎裂和快速漂移到中心恒星之外，一个值得注意的限制因素是带相同电荷的颗粒的静电排斥。在这项研究中，我们的目标是在理论建模的粉尘凝聚耦合粉尘充电和磁盘电离计算。我们表明，静电势垒是一个很强的抑制因素，在磁盘的死区（湍流被抑制）的微米级粉尘的凝聚。虽然持续的湍流有助于克服静电屏障，但即使在这种情况下，粉尘聚集体的低分形维数也可能阻止其进一步凝聚。库仑排斥力可能会将很大一部分小尘埃保留在磁盘大气和外部区域中。
2020-01-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Searching for Saturn's Dust Swarm: Limits on the size distribution of Irregular Satellites from km to micron sizes
我们描述了使用档案\emph{Spitzer} MIPS观测土星不规则卫星之间的碰撞产生的尘埃搜索。虽然我们探测到一个度尺度的土星中心的过度，这可能是由于一个不规则的卫星尘埃云，我们归因于PSF的远场翅膀，由于附近的土星。斯皮策PSF在这样的径向距离上的特征很差，我们预计PSF特征将成为未来观测的主要问题，旨在检测这种尘埃。这些观测结果对土星系统外围的尘埃水平设定了上限，并限制了大小分布如何从已知最小（几公里）大小的不规则粒子外推到微米大小的尘埃。由于大小分布是指示强度属性的不规则，我们展示了我们推导的上限意味着不规则的卫星强度更类似于彗星比小行星。这一结论与它们从太阳系外部区域捕获的假设是一致的。
2011-07-11 astro-ph.EP astro-ph.IM
High circular polarization of near infrared light induced by micron-size dust grains
利用三维辐射转移计算方法研究了恒星形成区近红外线的圆偏振诱导。模拟跟踪在每个散射/吸收过程中的含尘气体板组成的定向颗粒的斯托克斯参数的变化。我们发现，CP度显着扩大，根据灰尘颗粒的尺寸增加和超过$\sim 20$ %的微米级颗粒。因此，如果微米尺寸的颗粒占主导地位的尘埃气体板，高CP周围观察到的发光的年轻恒星物体可以解释。CP的分布呈现不对称的四极图案，与晶粒尺寸无关。此外，我们发现CP度依赖于尘埃气体板片的相对位置。如果一个尘埃气体板位于恒星形成区的后面，那么在$1.0~{\rm μm}$尘埃颗粒的情况下，CP达到$\sim 60$ %。因此，我们认为，所观察到的CP地图的品种可以解释由不同的尘埃颗粒的尺寸分布和配置的排列颗粒。
2020-06-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA High-resolution Multiband Analysis for the Protoplanetary Disk around TW Hya
我们提出了一个高分辨率（2.5 AU）的多波段分析TW Hya周围的原行星盘使用ALMA长基线数据在波段3，4，6和7。我们的目标是重建一个高灵敏度的毫米波连续图像，并重新访问的光谱指数分布。通过将波段4和6的新ALMA数据与可用的存档数据相结合来进行成像。采用两种方法来重建图像;多频合成（MFS）和面向基准图像的方法，其中每个频带单独成像，并且逐个像素拟合频率依赖性。我们发现，MFS成像与泰勒展开的二阶可以再现频带3和7之间的连续发射的频率依赖性与以前的研究一致的方式，是一个合理的方法来重建的光谱指数图。面向图像的方法提供了与MFS成像一致的光谱指数图，但分辨率低两倍。模拟观察的强度模型进行验证的图像从两种方法。我们发现，MFS成像提供了一个高分辨率的光谱指数分布与$<10$ ~\%的不确定性。利用从MFS图像中再现的亚毫米光谱，我们直接计算了光学深度、尘埃不透明度系数的幂律指数（$β$）和尘埃温度。导出的参数与以前的工作是一致的，并增强$β$内的强度差距也得到证实，支持赤字的毫米级晶粒内的差距。
2022-02-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Using Ice and Dust Lines to Constrain the Surface Densities of Protoplanetary Disks
我们提出了一种新的方法来确定表面密度的原行星盘通过考虑磁盘的“尘埃线”，这表明在不同的观测波长观察到的磁盘径向尺度。这种方法依赖于这样的假设，即颗粒生长和漂移的过程控制在磁盘演化的后期阶段的磁盘的径向尺度，使得磁盘的寿命等于在给定的尘埃线的最大颗粒尺寸的漂移时间尺度和生长时间尺度。我们提供了一个初步的概念证明，我们的模型通过应用程序的磁盘TW Hya和能够估计磁盘的尘埃气体比，CO丰度，吸积率，除了总磁盘表面密度。我们发现，我们推导出的表面密度分布和尘埃气体比是一致的，通过测量HD气体的下限。CO冰线也取决于表面密度通过颗粒吸附率和漂移，我们发现，我们的理论CO冰线估计有明确的观测类似物。我们进一步将我们的模型应用于理论磁盘的大参数空间，并找到三个可用于测试其有效性的观测诊断。首先，我们预测，尘埃线的磁盘以外的TW Hya将与这些磁盘的归一化CO表面密度轮廓形状一致。第二，表面密度分布，我们从磁盘冰线应该匹配那些来自磁盘尘埃线。最后，我们预测，磁盘灰尘和冰线将规模相反，作为表面密度的函数，在一个大样本的磁盘。
2019-08-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Vertical settling and radial segregation of large dust grains in the circumstellar disk of the Butterfly Star
背景：星周盘被认为是行星形成的环境。尘埃颗粒在这些圆盘中的生长是核心吸积气体捕获行星形成场景的第一步。可以在空间分辨图像和这些物体的光谱能量分布中追踪盘演化的指标和证据。目的：我们开发了一个模型的尘埃阶段的边缘上定向拱星盘的蝴蝶星，它允许一个适合观察到的多波长图像和SED同时。研究方法：我们的模型是基于空间分辨的高角分辨率的意见，在1.3毫米，894微米，2.07微米，1.87微米，1.60微米，1.13微米和广泛覆盖的SED范围从12微米到2.7毫米，包括详细的光谱与斯皮策太空望远镜获得的范围从12微米到38微米。基于网格搜索方法的参数研究，包括对每个参数的详细分析，以约束圆盘参数并找到独立观测的最佳拟合模型。使用我们的连续辐射转移代码，同时对单个观测进行建模。结果：我们得到了一个模型，能够在同一时间再现所有的磁盘的意见。我们发现定量的证据，晶粒生长到~100微米大小的颗粒，垂直沉降的较大的尘埃颗粒向磁盘中平面，和径向偏析的后者向中央恒星。在我们的最佳拟合模型中，大颗粒的分布在100 AU处的尺度高度为3.7 AU，径向范围为175 AU，而在100 AU处的流体静力学尺度高度为6.9 AU，外盘半径为300 AU。我们的研究结果与目前的拱星盘演化和行星形成早期阶段的理论模型是一致的。
2013-03-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Methanol formation in TW Hya and future prospects for detecting larger complex molecules in disks with ALMA
最近首次用ALMA在原行星盘中探测到气相甲醇。观察到TW Hya中甲醇的峰丰度和分布与化学模型预测的不同。在这里，甲醇气体和冰的化学成分是使用为TW Hya量身定制的物理模型计算的，目的是将结果与最近在该来源中的检测结果进行对比。形成更大复杂分子的新途径（例如，乙二醇）以及甲醇冰在光解吸作用下的碎裂。结果发现，包括光解吸后的碎片提高了在TW Hya（$\sim 10^{-11}$相对于\ce{H2}）中观察到的化学模型中达到的峰丰度之间的协议;然而，该模型预测，在排放的峰值驻留在磁盘比ALMA图像更远的$2-3$的一个因素。讨论了模型和TW Hya观测结果之间气相甲醇分布持续差异的原因。这些包括冰水库的位置，这可能与紧凑的毫米尘埃盘（$\lesssim 60$ ~au）和气相甲醇的来源，尚未被认为是在模型中。还探讨了用ALMA检测较大分子的可能性。使用TW Hya观测约束的参数模型计算甲醇以外的复杂分子的旋转光谱表明，用ALMA检测复杂分子的单个发射谱线仍然具有挑战性。然而，可以通过堆叠具有相似上能级的多个跃迁来增强信噪比。
2017-10-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Astro2020 Science White Paper: Probing the Structure of Interstellar Dust from Micron to Kpc Scales with X-ray Imaging
X射线机制在很大程度上是一种未充分利用的资源，用于限制星际尘埃颗粒模型，并提高我们对决定颗粒在其生命周期中如何演变的物理过程的理解。这主要是由于目前的探测器相对较低的灵敏度和高背景，限制了目标最明亮的来源。下一代X射线探测器灵敏度的提高将使我们能够以更高的角分辨率研究更微弱的源，从而在质量和数量上扩大我们的采样视线。
2019-05-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
