原行星盘中的大部分物质都是以气体的形式存在。气体及其诊断的研究是至关重要的，以实现磁盘的热和化学结构的详细描述。来自中心恒星的辐射（从光学到X射线波长）和粘性吸积是主要的能量来源，并在其早期阶段主导着盘的物理和化学。这就是行星形成的第一阶段将要进行的环境。我们研究恒星和磁盘参数如何影响精细结构冷却线[NeII]，[ArII]，[OI]，[CII]和H2O旋转线在磁盘中。这些线是潜在的强大的磁盘结构的诊断和他们的建模允许进行彻底的解释与仪器设施，如斯皮策和赫歇尔的意见。根据Aresu等人（2011年）的研究，我们计算了一个由240个圆盘模型组成的网格，其中X射线光度、紫外线过量光度、最小尘埃粒度、尘埃粒度分布幂律和表面密度分布幂律系统地变化。我们解决自洽的磁盘垂直流体静力学结构在每个模型和应用详细的线辐射转移计算线通量和配置文件的一系列著名的中红外和远红外冷却线。当LX <1 e 30 erg/s时，[OI] 63 μ m线通量随FUV亮度的增加而增加;当LX > 1 e 30 erg/s时，[OI] 63 μ m线通量随X射线亮度的增加而增加。[CII]157微米主要由FUV光度通过C+产生驱动，X射线对线通量的影响较小。[NeII] 12.8微米与X射线相关;从盘大气发射的线轮廓显示出一个双峰分量，由静态盘大气中的发射引起，紧挨着高速双峰分量，由非常内部边缘的发射引起。（节略）
英文摘要：
Most of the mass in protoplanetary disks is in the form of gas. The study of the gas and its diagnostics is of fundamental importance in order to achieve a detailed description of the thermal and chemical structure of the disk. The radiation from the central star (from optical to X-ray wavelengths) and viscous accretion are the main source of energy and dominates the disk physics and chemistry in its early stages. This is the environment in which the first phases of planet formation will proceed. We investigate how stellar and disk parameters impact the fine-structure cooling lines [NeII], [ArII], [OI], [CII] and H2O rotational lines in the disk. These lines are potentially powerful diagnostics of the disk structure and their modelling permits a thorough interpretation of the observations carried out with instrumental facilities such as Spitzer and Herschel. Following Aresu et al. (2011), we computed a grid of 240 disk models, in which the X-ray luminosity, UV-excess luminosity, minimum dust grain size, dust size distribution power law and surface density distribution power law, are systematically varied. We solve self-consistently for the disk vertical hydrostatic structure in every model and apply detailed line radiative transfer to calculate line fluxes and profiles for a series of well known mid- and far-infrared cooling lines. The [OI] 63 micron line flux increases with increasing FUV luminosity when Lx < 1e30 erg/s, and with increasing X-ray luminosity when LX > 1e30 erg/s. [CII] 157 micron is mainly driven by FUV luminosity via C+ production, X-rays affect the line flux to a lesser extent. [NeII] 12.8 micron correlates with X-rays; the line profile emitted from the disk atmosphere shows a double-peaked component, caused by emission in the static disk atmosphere, next to a high velocity double-peaked component, caused by emission in the very inner rim. (abridged)
Inferring the physics of protoplanetary disc evolution from the irradiated Cygnus OB2 region -- A comparison of viscous and MHD wind-driven scenarios
University of Bern（伯尔尼大学）；Center for Space and Habitability, University of Bern（伯尔尼大学太空与宜居性中心）；Max-Planck Institute for Astronomy (MPIA)（马克斯·普朗克天文学研究所）；Université Côte d'Azur, Observatoire de la Côte d'Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学，蔚蓝海岸天文台，法国国家科学研究中心，拉格朗日实验室）；Queen Mary University of London（伦敦大学玛丽女王学院）
XUE. ProDiMo models of internally and externally irradiated planet-forming disks around 0.3-4.0 solar mass stars (The IRIS project I)
Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；Space Research Institute, Austrian Academy of Sciences（奥地利科学院空间研究所）；Center for Exoplanets and Habitable Worlds, Penn State University（宾夕法尼亚州立大学系外行星与宜居世界中心）；Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑路德维希-马克西米利安大学）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马普地外物理研究所）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马普天体物理研究所）；Radboud University（拉德堡德大学）
The FRIED grid of mass loss rates for externally irradiated protoplanetary discs
我们提出了一个开放的访问网格3930外部蒸发原行星盘的计算。这涵盖了一系列的盘大小（1- 400 AU），盘质量，紫外线场强（10-10 $^4$ G $_0$）和恒星质量（0.05- 1.9 M $_\odot$）。网格是公开可供下载的，并提供了一种廉价的手段，包括外部光蒸发光盘进化计算。它也可以使用在线工具进行查询，以快速估计瞬时质量损失率（例如，方便评估实际观察到的系统）。“FRIED”网格本身表明，对于围绕恒星$\leq0.3$ M $_\odot$的圆盘，外部光蒸发在小半径（$<50$ AU）下到至少弱至10 G $_0$的紫外线场都是有效的。在尺度的另一端，在$10^4$ G $_0$环境中，即使恒星质量至少高达1.9 M $_\odot$，光蒸发在低至1 AU时也是有效的。我们还说明了在该制度CO生存的光蒸发外流显着的质量损失率，标志着一个系统的一个很好的候选人检测外部光蒸发在弱中间紫外线环境中，通过子开普勒旋转。最后，我们根据Guilloteau等人（2011）的星盘参数对金牛座的星盘进行了说明性的质量损失率估计，发现大约一半的星盘预计会有显著的质量损失，并将CO保留在光蒸发流出物中。
Photoevaporation of Grain-Depleted Protoplanetary Disks around Intermediate-Mass Stars: Investigating Possibility of Gas-Rich Debris Disks as Protoplanetary Remnants
Vertical shear instability in two-moment radiation-hydrodynamical simulations of irradiated protoplanetary disks II. Secondary instabilities and stability regions
Vertical shear instability in two-moment radiation-hydrodynamical simulations of irradiated protoplanetary disks I. Angular momentum transport and turbulent heating
Hydrodynamical simulations of protoplanetary disks including irradiation of stellar photons. I. Resolution study for Vertical Shear Instability (VSI)
近年来，流体动力学（HD）模型已成为描述原行星盘中气体运动学的重要模型，特别是与光蒸发和/或磁驱动风模型相结合。我们专注于诊断垂直范围的VSI在203细胞每刻度高度和暗示在什么分辨率每刻度高度，我们获得收敛。最后，我们确定的区域，EUV，FUV和X射线是占主导地位的磁盘。我们使用PLUTO代码进行全球HD模拟。我们采用了一个全球等温吸积盘装置，2.5维（2维，3个组件），其中包括一个径向域从0.5到5.0和一个近似完整的径向扩展。我们将每个刻度高度50个单元确定为解决VSI的下限。对于更高的分辨率，大于50个细胞每刻度高度，我们观察到的动能的饱和水平的收敛。我们还能够识别“主体”模式的增长，具有更高的增长率以获得更高的分辨率。在70个局部轨道之后达到完全能量饱和和湍流稳定状态。我们确定的EUV加热区域的位置定义的径向柱密度为10 $^{19}$ cm $^{-2}$位于$H_\mathrm{R}\sim9.7$，和FUV/X射线加热的边界层定义的10 $^{22}$ cm $^{-2}$位于$H_\mathrm{R}\sim6.2$，有必要引入热大气的需要。我们首次报道了在r-Z平面上大尺度垂直速度运动的特征层之间存在小尺度涡旋。这样的涡流可能导致粉尘集中，促进晶粒生长。我们的研究结果突出了重要性，结合光蒸发过程在未来的高分辨率研究的湍流和吸积过程中的磁盘。
The ALMA Survey of Gas Evolution of PROtoplanetary Disks (AGE-PRO): VIII. The impact of external photoevaporation on disk masses and radii in Upper Scorpius
Probing Protoplanetary Disk Winds with C II Absorption
我们提出了一个分析的风吸收的C II $λ1335$双峰对40个经典的金牛座T星档案远紫外（FUV）光谱的哈勃太空望远镜。在我们的样本中，通常检测到由快速或慢速风产生的吸收特征（40个目标中的36个）。快风的风速随着圆盘倾角的减小而减小，这与准直射流的预期一致。慢风吸收检测主要是在磁盘与中间或高的倾斜，没有一个显着的依赖于磁盘倾斜的风速。在中性或单电离原子的FUV谱线中，快速和慢速风吸收都被优先探测到。Mg II $λλ2796,2804$谱线显示风吸收与C II谱线中的吸收一致。我们开发了简化的半解析圆盘/风模型来解释观测的圆盘风吸收。快风和慢风都与热磁化盘风模型的预期一致，并且通常与纯热风不一致。这两个模型和观测分析表明，风的吸收发生优先从内部磁盘，提供了一个风诊断补充光学禁止线发射，跟踪风在更大的体积。
Alma Mater Studiorum Università di Bologna（博洛尼亚大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Universitäts-Sternwarte, Ludwig-Maximilians-Universität（慕尼黑大学大学天文台）；Steward Observatory, The University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；School of Physics, Trinity College Dublin（都柏林三一学院物理学院）；INAF - Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；Università degli Studi di Palermo（巴勒莫大学）
JWST-MIRI's multi-dimensional view of mass loss in the irradiated disks of NGC 1977
Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；Division of Geological and Planetary Sciences, California Institute of Technology（加州理工学院地质与行星科学系）；Astronomy Unit, Department of Physics and Astronomy, Queen Mary University of London（伦敦玛丽女王大学物理与天文学系天文学组）；Lunar and Planetary Laboratory, The University of Arizona（亚利桑那大学月球与行星实验室）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）
C/O and Snowline Locations in Protoplanetary Disks: The Effect of Radial Drift and Viscous Gas Accretion
碳氧比是气态巨行星大气和原行星盘化学的一个决定性特征。在圆盘中，C/O比由主要挥发物在离中心恒星不同距离处的雪线的存在来调节。我们探讨的径向漂移的固体和粘性气体吸积到中央恒星上的雪线位置的主要C和O载体在一个原行星盘，H2O，CO2和CO，和它们的后果的C/O比在整个磁盘的气体和尘埃。我们确定雪线位置的范围内固定的初始颗粒大小和磁盘类型。对于我们的基准盘模型，我们发现尺寸为~0.5 cm < s < 7 m的辐照盘和~0.001 cm < s < 7 m的演化和粘性盘的颗粒在盘中的尺寸依赖性位置解吸，这与颗粒的初始位置无关。雪线半径随着颗粒的增大而减小，最大颗粒尺寸为~7 m。相比静态磁盘，我们发现，径向漂移和气体吸积在粘性磁盘移动H2O雪线向内高达40%，CO2雪线高达60%，和CO雪线高达50%。因此，我们确定的雪线位置的内部限制时，径向漂移和气体吸积占。
Probing disk dynamics and dust evolution through shadows in protoplanetary disks: A case study of the HD 142527 disk
Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Institute of Science Tokyo（东京科学大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Kogakuin University（工学馆大学）
