Dust-temperature of an isolated star-forming cloud: Herschel observations of the Bok globule CB244
我们提出了赫歇尔观测孤立的，低质量的恒星形成博克球状体CB 244。它包含两个冷源，一个低质量的0级原恒星和一个无恒星的核心，这可能是星前的性质，相隔90弧秒（约18000 AU）。赫歇尔数据采样的峰值普朗克光谱的这些来源，因此是理想的尘埃温度和柱密度建模。利用这些数据和近红外消光图，MIPS 70微米马赛克，SCUBA 850微米图和IRAM 1.3 mm图，我们模拟了CB 244的尘埃温度和柱密度，并提出了整个恒星形成分子云的第一个测量尘埃温度图。我们发现，原恒星附近的尘埃柱平均温度约为17.7 K，而无星核的尘埃柱平均温度约为10.6 K，外部加热的影响使尘埃云的温度上升到约17 K，此时氢柱密度降至10^21 cm^-2以下。CB 244的总氢质量（假设距离为200 pc）为15 +/- 5 M_sun。原恒星核心的质量为1.6 +/- 0.1 M_sun，无恒星核心的质量为5 +/- 2 M_sun，表明球状体中约45%的质量参与了恒星形成过程。
2010-05-11 astro-ph.SR
Dust is forming along the red giant branch of 47 TUC
我们提供了额外的证据，证明尘埃确实是沿着47 Tuc的红巨星分支（RGB）形成的，亮度范围从水平分支到RGB尖端（Origlia et al. 2007）。尘埃的存在是从（K-8）颜色的红外过量推断出来的，K是从高空间分辨率地面近红外测光测量的，而“8”是指斯皮策-IRAC 8微米测光。我们展示了如何（K-8）是一个更敏感的诊断检测微小的拱星包层周围的温暖的巨人比颜色只使用斯皮策-IRAC波段，例如（3.6-8）的颜色由Boyer等人（2010）使用。此外，我们还给出了具有（K-8）色过剩的巨星的高分辨率HST-ACS I波段图像。这些图像清楚地证明了Boyer等人（2010）的声明，即我们检测到的与RGB尖端以下的恒星相关的颜色过剩是由混合物和伪影引起的，这是完全无效的。
2010-05-25 astro-ph.SR
Exploring wind-driving dust species in cool luminous giants I. Basic criteria and dynamical models of M-type AGB stars
这项工作是正在进行的努力的一部分，旨在确定实际的风驱动器中观察到的尘埃物质在拱星信封。特别是，我们专注于一个强大的恒星辐射场和尘埃形成过程之间的相互作用。为了确定潜在的风驱动的尘埃物种的关键属性，我们使用详细的辐射流体动力学模型，其中包括一个参数化的尘埃描述，辅以简单的分析估计，以帮助物理解释的数值结果。所采用的尘埃描述的构造，以模仿不同的化学和光学尘埃特性，以系统地研究一个现实的辐射场的质量损失机制的第二阶段的影响。我们看到了不同的趋势，其中需要光学和化学尘埃特性的组合来触发外流。具有低凝结温度和近红外吸收系数随波长强烈降低的尘埃物质不会凝结到足够接近恒星表面的位置，从而被认为是潜在的风驱动者。我们的模型证实，金属铁和含铁硅酸盐是不可行的风驱动器，由于其近红外光学特性和由此产生的大冷凝距离。由于Ti的丰度低，TiO 2也被排除作为风驱动器。其他物种，如SiO2和Al 2 O3，是不太明确的情况下，由于光学和化学数据的不确定性，需要进一步的工作。一个强有力的候选者是Mg 2SiO 4，其晶粒尺寸为0.1-1微米，其中散射对辐射加速有显著贡献，如早期理论工作所建议的和最近的观测所支持的。
2012-09-10 astro-ph.SR
Near Infrared studies of the carbon-monoxide and dust forming nova V5668 Sgr
我们提出了新星V5668 Sgr的近红外（NIR）观测，发现于2015年3月15.634 UT爆发，爆发后2天至107天。近红外光谱特征被用来将其归类为FeII类新星。的光谱遵循的谱线从天鹅座P阶段的纯发射阶段的形状的配置文件表明存在的双极流的演变。一个显着的特点是存在一氧化碳的第一泛音带，这是看到的排放。模拟CO排放以估计质量、温度和柱密度分别为（0.5--2.0）$\times$ 10 $^{-8}$ M $_\odot$、4000 $\pm$ 300 K和（0.36--1.94）$\times$ 10 $^{19}$ cm $^{-2}$。估计$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值为$\sim$ 1.5。V5668 Sgr是一个强尘埃产生者，在尘埃形成过程中，其光学光变曲线表现出经典的深度下降。分析的尘埃SED产生的尘埃质量为2.7 $\times$ 10 ${^{\rm -7}}$ $M_\odot $，一个42质量的尘埃壳的黑体角直径和距离估计的新星的1.54千秒差距，同意从MMRD关系的估计。
2015-10-16 astro-ph.SR
Exploring wind-driving dust species in cool luminous giants II. Constraints from photometry of M-type AGB stars
在演化的渐近巨星分支（AGB）恒星中观察到的大量质量损失通常归因于两个阶段的过程：由脉冲引起的冲击波引起的大气悬浮，然后是新形成的尘埃颗粒的辐射加速。尘埃通过碰撞将动量传递给周围的气体，从而引发了一般的外流。M型AGB星的辐射流体动力学模型表明，这些风可以由光子散射驱动-与吸收相反-在尺寸为0.1- 1\，$μ$ m的无铁硅酸盐颗粒上。在本文中，我们研究测光限制风驱动尘埃物种在M型AGB星，作为正在进行的努力，以确定可能的候选人之间的颗粒材料中观察到的拱星信封。为了研究由尘埃上的光子散射驱动的恒星风，并探索驱动风的尘埃物种的不同光学和化学性质如何影响测光，我们专注于两组动力学模型大气：（i）使用Mg $_2$ SiO $_4$颗粒生长的详细描述的模型，在计算辐射加速度时考虑散射和吸收截面，以及（ii）使用参数化尘埃描述的模型，其被构造成代表不同的化学和光学尘埃性质。通过比较这两套模型的合成测光的M型AGB星的观测，我们可以提供的风驱动的尘埃物种的属性的限制。光度计从风模型的详细描述的Mg $_2$ SiO $_4$颗粒的生长再现以及M型AGB星的观测值和时间依赖的行为，提供进一步的支持，由尘埃上的光子散射驱动的风的情况。
2013-02-26 astro-ph.SR
Inferring the Gas-to-Dust Ratio in the Main Planet-Forming Region of Disks
测量原行星盘中气体和尘埃的数量是行星形成研究中的一个关键挑战。在这里，我们提供了一组新的尘埃损耗因子和相对质量表面密度的气体和尘埃的最内部区域的样本的原行星盘。我们这样做，结合恒星理论与观察到的耐火元素丰度在磁盘主机和疏散星团恒星。我们的结果是独立的，和互补的，从空间分辨磁盘观测。
2022-06-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust dynamics in planet-forming discs in binary systems
在多恒星系统中，伴星和它们的星盘之间的相互作用影响着行星形成。在拱星的情况下，潮汐截断使原行星盘比孤立演化的更小、更暗、寿命更短，从而减少了可用于组装行星胚胎的物质（气体和尘埃）的数量。相反，在环双星的情况下，减少吸积可以增加盘的寿命，有利于行星形成。在本章中，我们回顾了多恒星系统中的主要观测结果，并讨论了它们可能的解释，重点是最近的数值模拟，主要是处理尘埃动力学和光盘的演变。最后，一些开放的问题和未来的研究方向进行了检查。
2022-12-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust-Evacuated Zones Near Massive Stars: Consequences of Dust Dynamics on Star-forming Regions
本研究通过STARFORGE项目的辐射-尘埃-磁流体动力学模拟，发现大质量恒星辐射会排空周围尘埃形成抑制区，导致其及星周盘的吸积尘埃-气体比远低于母云，相关元素丰度出现显著偏差。
2024-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic fields in star forming systems (I): Idealized synthetic signatures of dust polarization and Zeeman splitting in filaments
我们使用的POLARIS辐射输运代码生成预测的两个主要观测直接敏感的磁场形态和强度的细丝：尘埃极化和气体塞曼线分裂。我们模拟通用气体细丝与幂律密度分布假设两个密度场强度的依赖关系，六个不同的灯丝倾角，和九个不同的磁场形态，包括螺旋形，环形，和扭曲的磁场几何形状。我们提出了理想化的空间分辨尘埃极化和塞曼导出的场强和方向图。假设尘埃颗粒由辐射力矩（RAT）排列，尘埃极化跟踪投影的天空平面磁场形态。塞曼谱线分裂同时提供了强度加权的视线场强和方向。我们表明，线性尘埃偏振本身是无法唯一地约束三维场形态。我们证明，这些模糊性改善或解决与塞曼方向信息的增加。因此，尘埃极化和塞曼分裂的观测一起提供了最有前途的手段，获得三维磁场配置的约束。我们发现，塞曼导出的场强是至少一个因素的几个低于输入场强由于视线平均通过灯丝密度梯度。未来的观测尘埃极化和塞曼分裂是必不可少的洞察磁场的作用，恒星和集群形成的细丝。
2018-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spitzer IRAC Colors of Nebulae Associated with Star-Forming Regions
恒星形成区通常与星云有关。在这项研究中，我们研究了斯皮策IRAC图像中的红外漫发射。红外星云L1527描绘了一个低质量原恒星的外流。星云的颜色与具有大消光的恒星光球的颜色一致。HII区域W5-East周围的星云在红外线上是明亮的。这些颜色与含多环芳烃（PAH）粉尘的模型颜色一致。从星云的红外颜色推断出星云的紫外辐射强度和小尘埃部分。我们发现星云的边缘受到强烈的紫外线照射，并有丰富的小尘埃。分子云表面的尘埃被认为是被早期恒星的紫外线辐射破坏的。
2020-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metals, dust and the cosmic microwave background: fragmentation of high-redshift star-forming clouds
研究了宇宙微波背景（CMB）辐射场对星前云坍缩的影响。使用半解析模型跟踪不同初始金属丰度和尘埃含量的云在不同红移下的热演化，我们自洽地研究了云碎裂时的平均Jeans质量对金属线冷却、尘埃冷却和CMB的响应。在没有尘埃颗粒的情况下，当红移z < 10时，当金属丰度为10^{-4} Zsun < Z < 10^{-2.5} Zsun时，会形成中等特征质量（相当于10 s的Msun）;在更高的金属丰度下，CMB抑制碎裂，只形成非常大的质量（相当于~ 100 s的Msun）。这些影响在z > 10时变得更加显著，并且碎裂质量尺度总是> Msun的100 s，与初始金属丰度无关。当尘埃颗粒存在时，亚太阳质量碎片会在任何红移（金属丰度Z > 10^{-6} Zsun）处形成，因为尘埃冷却对CMB的存在相对不敏感。当Z > 10^{-3} Zsun时，宇宙微波背景辐射在z > 5时对尘埃颗粒的加热有利于形成更大的质量，当Z > 10^{-2} Zsun且z > 10时，这些质量成为超太阳质量。最后，我们讨论了我们的结果的解释非常贫金属恒星的观测丰度模式的星系晕的影响。
2009-10-19 astro-ph.CO astro-ph.SR
Probing dynamical processes in the planet forming region with dust mineralogy
我们提出了赫歇尔空间天文台PACS光谱的GQ Lup，一个原行星盘在狼疮恒星形成区。通过对0.3μm ~ 1.3mm的SED拟合，我们建立了该系统的温度和密度结构的自洽模型，发现虽然该系统已有300万年的历史，但其尘埃并未沉降到中平面。该磁盘具有径向梯度的硅酸盐粉尘的组成和粒度，与大的无定形颗粒在上层的内盘和增强的亚微米，在外盘的晶粒。我们在63μm附近的Herschel PACS B2 A波段检测到过量的发射，并将其与{ \sim }15至70μm结晶水冰粒的组合进行建模，这些冰粒的尺寸分布与冰再冷凝增强的颗粒生长一致，质量分数为太阳系的一半。结晶水冰和硅酸盐在外盘的组合暗示了盘宽加热事件或星子碰撞。如果得到证实，这将是赫歇尔首次探测到水冰。
2012-09-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Compositional Turbulence and Layering in the Gaseous Envelopes of Forming Planets
尘埃颗粒的差异沉降和生长影响了气态行星形成过程中辐射包层的结构。足够快的尘埃生长可以导致辐射传输的不透明度大大降低的包络，从而促进行星形成。我们重新审视这个问题，并建立尘埃沉降和晶粒生长也导致外行星信封，容易组成的不稳定性，凭借其倒置的平均分子量梯度。在各种条件下，我们发现，形成行星的辐射信封的经验组成的湍流驱动的半透明版本的热盐不稳定性（“指状对流”）。在距离类太阳恒星超天文单位距离（比如$5$ AU）的行星辐射包层中，成分湍流似乎能有效地混合尘埃，但在亚天文单位距离（比如$0.2$ AU）的行星则不然。我们还解决了在这种情况下，成分分层的可能性。在亚天文单位和超天文单位距离上生长的行星包络的不同湍流状态可能会在最终形成的行星上留下印记。
2022-11-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust cleansing of star-forming gas I: Did radiation from bright stars affect the chemical composition of the Sun and of M67?
太阳的化学成分，以及类似的组成丰富的疏散星团M67，已受到尘埃清洗的前太阳/前集群云的可能性，由于在其附近的明亮的早型恒星的辐射力，进行了探讨。使用半分析方法并基本上以动量守恒为基础，对可能的尘埃净化效应进行了估计。我们的计算表明，净化的中性气体的量是有限的，以一个相对较薄的外壳周围的HII区域周围的早期型恒星。看来，在个别巨型分子云中起作用的拟议机制可能会对对应于单个恒星或小恒星群的质量产生显着的丰度效应。然而，净化的效果受到净化后的气体壳层的薄度和云中湍流的严重限制，这就是为什么这种机制在净化与富星系团相对应的质量（如原始的M67质量）时几乎不重要。
2018-05-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust cleansing of star-forming gas: II. Did late accretion flows change the chemical composition of the solar atmosphere?
太阳大气的化学成分已经受到辐射尘埃清洗的后期和弱吸积流的原太阳本身的可能性，进行了探讨。估计，使用半解析方法和数值模拟的尘埃颗粒的运动在一个崩溃的非磁性和非旋转的气体球与中心光源，以模拟可能的尘埃净化效果。我们的计算表明，清洁材料的数量可能与太阳与类太阳恒星相比所观察到的丰度差异以及这些差异与元素冷凝温度之间的关系相一致。如果确实发生了较晚且相对较弱的吸积作用，那么所提出的机制很可能产生了在太阳中观察到的显著的丰度效应。然而，净化的效果可能会受到太阳外流、磁场和吸积盘的存在和动力学以及早期太阳在丰富的星团中的可能存在和位置的影响。
2018-10-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Ionization Energies of Dust-Forming Metal Oxide Clusters
恒星尘埃颗粒主要由富含氧的AGB恒星的星周包层中形成的矿物和无机物质组成。然而，尘埃合成的初始阶段或其成核作用尚不清楚。特别是，以分子团簇为代表的成核物质的化学性质是不确定的。利用密度泛函理论计算了四种不同金属氧化物团簇的垂直电离能和绝热电离能。它们包括氧化镁（MgO）$_n$、一氧化硅（SiO）$_n$、氧化铝（Al $_2$ O $_3$）$_n$和二氧化钛（TiO $_2$）$_n$的簇，其化学计量尺寸为$n$ =1 $-$ 8。氧化镁、氧化铝和二氧化钛团簇的电离能相对于团簇尺寸n的变化相对较小：（MgO）$_n$为7.1 $-$ 8.2 eV，（Al $_2$ O $_3$）$_n$为8.9 $-$ 10.0 eV，（TiO $_2$）$_n$为9.3 $-$ 10.5 eV。相反，（SiO）$_n$电离能随着$n$的尺寸而降低，从$n$ =1的11.5 eV开始，降低到$n$ =8的6.6 eV。因此，我们设置的中性金属氧化物簇的稳定性限制，坚持电离通过辐射或高温和通过中性-中性反应进行成核。
2021-08-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
An SMA Continuum Survey of Circumstellar Disks in the Serpens Star-Forming Region
我们目前的观测与亚毫米波阵列的连续发射在$λ= 1.3$毫米从62个年轻的恒星被原行星盘包围在巨蛇座恒星形成区。在波束尺寸方面，测量的典型角分辨率为$3.5^{\prime \prime}\times2.5^{\prime \prime}$，波束$^{-1}$的中值均方根噪声水平为1.6 mJ。这些数据被用来推断低质量恒星$(0.1$ - $2.5\,M_{\odot})$周围的尘埃含量，在$1$ - $3$ Myr的中位数恒星年龄。在1.3 mm的尘埃连续体中检测到13个来源，推断尘埃质量为${\approx} 10$ - $260\,M_{\oplus}$，中值尘埃质量的上限为$5.1_{-4.3}^{+6.1}\,M_{\oplus}$，使用生存分析得出。将巨蛇座中的原行星盘人口与附近其他恒星形成区的原行星盘人口进行比较，我们发现巨蛇座和金牛座中的尘埃盘人口具有相似的年龄，在统计上无法区分。这可能是令人惊讶的，因为巨蛇座的恒星表面密度比金牛座高出两个数量级。因此，我们没有发现证据表明，在巨蛇座尘埃盘已被分散的结果，更频繁和/或更强的潮汐相互作用，由于其恒星密度升高。我们还报告说，巨蛇座盘的比例与$M_{\rm{dust}} \geq 10\,M_{\oplus}$是小于20%，这支持的概念，形成巨行星可能是天生罕见的，或已大幅进展了几个万年。
2017-11-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring dust around HD142527 down to 0.025" / 4au using SPHERE/ZIMPOL
我们用ZIMPOL偏振差分成像仪和VBB（~600- 900 nm）滤光片对著名的年轻赫比格星HD 142527的原行星盘进行了观测。我们在2015年5月和2016年3月获得了两个数据集。我们的数据使我们能够探索恒星周围的尘埃散射，半径为~0.025”（~4au）。在比以前更高的分辨率下清楚地检测到众所周知的外盘，并显示出以前未知的子结构，包括向内进入空腔的螺旋。在靠近恒星的地方，尘埃的散射在高信噪比下被探测到，但尚不清楚该信号是否代表内盘，内盘与外盘散射中的两个突出的局部极小值有关，被解释为阴影。一个倾斜的内盘与尘埃晕相结合的解释与我们和以前的观测结果是一致的，但不能排除尘埃的其他排列。尘埃散射也存在于~30和~ 140 au之间的大间隙内。这两个数据集的比较表明，磁盘的内部区域的快速演变，可能是由与近距离的M-矮星伴星的相互作用驱动的，在其周围没有检测到偏振信号。
2017-06-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Can the Growth of Dust Grains in Low-Metallicity Star-Forming Clouds Affect the Formation of Metal-Poor Low-Mass Stars?
一颗金属丰度<4.5 × 10 ^{-5} Z_sun的低质量恒星的发现揭示了尘埃在极端贫金属恒星形成中的关键作用。在本文中，我们探讨的尘埃颗粒的增长，通过吸积的气体难熔元素在非常低的金属丰度的前星核的尘埃排放冷却引起的云碎裂的效果。利用一个简单的重力坍缩气体中的晶粒生长模型，我们证明了在金属丰度为-5 <~ [Fe，Si/H] <~-3的云中，当氢密度为~10^{10}-10 ^{14} cm^{-3}时，Fe和Si晶粒可以有效地生长。当晶粒生长超过临界金属数丰度时，若晶粒初始半径不大于1 μ m或粘附概率不大于0.01，则晶粒生长导致气云碎裂的临界金属数丰度约为A_{crit} ~ 10^{-9}-10 ^{-8}。我们发现，即使初始的尘埃与气体的质量比远低于尘埃引起的碎片所需的最小值，晶粒生长增加了尘埃质量足够高，导致气体碎片成亚太阳质量块。我们认为，只要满足临界金属丰度，晶粒长大对低至10^{-5} Z_sun的低质量恒星的形成起着重要作用.
2012-08-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The JCMT Gould Belt Survey: Evidence for Dust Grain Evolution in Perseus Star-forming Clumps
尘埃发射率光谱指数$β$是一个关键参数，用于推导恒星形成结构的质量和温度，以及它们的引力稳定性。$β$值取决于各种尘埃颗粒特性，如尺寸、孔隙度和表面成分，并预计随着尘埃颗粒的演变而变化。在这里，我们提出的$β$，尘埃温度，并在英仙座分子云中的恒星形成团块的光学深度图确定拟合SED结合赫歇尔和JCMT的观测在160 $μ$ m，250 $μ$ m，350 $μ$ m，500 $μ$ m，和850 $μ$ m波段。大多数导出的$β$和尘埃温度值分别落在1.0 - 2.7和8 - 20 K的范围内。在英仙座，我们发现$β$的分布显着不同，从集群到集群，晶粒生长的指示。此外，我们还看到了显着的，局部$β$的变化在个别团块，并发现低$β$地区与当地的温度峰值，暗示低$β$颗粒的可能来源。在整个英仙座，我们还看到了来自B星和嵌入式原恒星的加热迹象，以及外流塑造当地景观的证据。
2016-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interpreting high spatial resolution line observations of planet-forming disks with gaps and rings -- The case of HD 163296
行星形成盘的空间分辨连续观测表明，其尘埃分布中存在突出的环和间隙结构。然而，从气体观测的图片是不太清楚和径向气体密度结构（即气体间隙）的限制仍然是罕见的和不确定的。我们要调查的重要性，热化学过程的解释高空间分辨率的气体观测行星形成磁盘及其对衍生气体性质的影响。利用辐射热化学盘程序ProDiMo（原行星盘模型），利用DSHARP的气尘观测资料，自洽地模拟了HD 163296的气尘盘。有了这个模型，我们调查的影响，尘埃间隙和气体间隙，考虑化学和加热/冷却过程中，对可观的和派生的气体属性。我们发现不同的峰值在径向线强度轮廓的CO线数据的HD 163296的尘埃间隙的位置。我们的模型表明，这些峰值不仅是一个结果的气体温度增加的差距，但主要是由尘埃环从磁盘的背面线发射的吸收。对于HD 163296中的三个突出的尘埃间隙中的两个，我们发现通过测量旋转速度来获得密度梯度的热化学效应可以忽略不计。然而，对于具有最高粉尘消耗的间隙，温度梯度可能是主要的，并且需要被考虑以获得准确的气体密度分布。自洽的气体和尘埃热化学建模结合高质量的多分子观测是必要的，以准确地得出气体间隙的深度和形状。这对于确定行星形成盘中间隙和环的起源以及改进形成行星的质量估计（如果它们是间隙的原因）至关重要。
2020-09-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Mid-infrared Spectroscopic Observations of the Dust-forming Classical Nova V2676 Oph
尘埃新星V2676 Oph的独特之处在于，它是第一颗在其近极大期阶段提供C_2和CN分子证据以及在其早期衰退阶段提供CO分子证据的新星。对这颗新星的观测揭示了它的光变曲线的缓慢演化，也显示了它的新星包层中碳（12 C/13 C）和氮（14 N/15 N）的同位素比率很低。这些行为表明，V2676 Oph所在的白矮星（WD）是一颗富含CO的WD，而不是富含ONe的WD（通常质量大于前者）。我们在2013年和2014年对V2676 Oph进行了中红外光谱和光度观测（分别在发现后452天和782天）。在任何一个时期都没有检测到12.8微米处的显著[Ne II]发射。这为富含CO的WD星拥有V2676 Oph提供了证据。除了在V2676 Oph的包层中源自多环芳烃分子或氢化无定形碳颗粒的11.4微米处的未识别的红外特征之外，还检测到富碳和富氧颗粒。
2017-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
On dust evolution in planet-forming discs in binary systems. II -- Comparison with Taurus and $ρ$ Ophiuchus (sub-)millimetre observations: discs in binaries have small dust sizes
最近在双星或更高阶的多恒星系统中发现的系外行星引发了对恒星聚合中原行星盘研究的新兴趣。在这里，我们专注于盘固体，因为它们构成了系外行星组装的水库，并主导了（亚）毫米盘观测。这些观测结果表明，双星系统中的盘比孤立系中的盘更暗、更小。此外，盘尘埃的大小是一致的潮汐截断只有当它们的轨道非常偏心的双星。在之前的研究中，我们发现恒星伴星的存在加速了固体的径向迁移，缩短了圆盘的寿命，并对行星形成提出了挑战。在本文中，我们面对我们的理论和数值结果与观测：光盘尘埃通量和大小从我们的模型计算ALMA波长和金牛座和$ρ$蛇夫座数据进行比较。理论和观测之间的一般协议被发现。特别是，我们表明，尘埃盘的尺寸一般小于二进制截断半径由于晶粒生长和径向漂移的综合影响：因此，小光盘尺寸不需要令人难以置信的高偏心率来解释。此外，所观察到的二进制光盘兼容内$1σ$与二次通量半径相关性类似的单星光盘，并显示出密切的匹配模型。然而，观测样本的解决二进制盘仍然是小的，需要更多的数据得出更强大的结论通量半径相关性，以及它如何取决于二进制属性。
2021-07-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Insights from Synthetic Star-forming Regions: II. Verifying Dust Surface Density, Dust Temperature & Gas Mass Measurements with Modified Blackbody Fitting
我们使用一个大的数据集的现实合成观测（PaperI），以评估观测技术如何影响恒星形成区域的物理性质的测量。在本文中（纸II），我们探讨了测量的总气体质量，尘埃表面密度和尘埃温度图的可靠性来自合成赫歇尔观测的改进黑体拟合。通过对测量的尘埃表面密度和尘埃温度的逐像素分析，我们发现了一个令人担忧的误差，特别是在靠近恒星形成地点和低密度区域的地方，对于那些“污染”的像素，表面密度可以被低估/高估高达三个数量级。有鉴于此，我们建议在恒星形成活跃的地区谨慎对待这项技术的像素结果。在银河系内面典型的高背景区域中，我们无法恢复单个合成区域的可靠表面密度图，因为低质量区域在FIR背景中丢失。当测量中等背景区域的总气体质量时，我们发现改进的黑体拟合在10 kpc的距离内工作良好（绝对误差：+9%;-13%）（误差随距离增加）。通常，初始图像被卷积到最大的公共波束尺寸，这在大面积上涂抹污染像素。由此产生的信息损失使得这种常用的技术不太可验证，因为现在卡方值不能用作拟合像素的质量指标。我们对总气体质量的控制测量（没有卷积到最大公共光束尺寸的步骤）产生类似的结果（绝对误差：+20%;-7%），同时具有低得多的中值误差，特别是对于大质量恒星反馈相位。在即将发表的论文（III和IV）中，我们用直接和间接技术测试了测量的恒星形成率的可靠性。
2016-06-27 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Revisiting the Classics: On the Statistics of Dust Formation in Novae
基于40颗新星的高质量光学/红外光变曲线开展统计分析，提出用峰值后红向颜色变化识别尘埃形成，发现50%–70%的新星形成尘埃，并揭示其与γ射线激波及演化速度的关系。
2025-01-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring the Grain Properties in the Disk of HL Tau with an Evolutionary Model
我们的模型ALMA和VLA毫米径向轮廓的磁盘周围HL头约束的尘埃颗粒的属性。我们采用Lynden-Bell & Pringle的盘演化模型，计算了它们的温度、密度、结构和辐射。这些盘被内部粘性加热，并被中心恒星和温暖的包层照射。我们考虑一个尘埃粒度分布$n(a) da \propto a^{-3.5} da $，并改变大气和中平面的最大粒度，$a_{\rm max}=100\ μ$ m，1 mm和1 cm。我们还包括粉尘沉降，并将粉尘与气体的质量比从ISM值的1倍变化到9倍。我们发现，模型，可以适应所观察到的水平的发射沿所有波长的配置文件有一个最大晶粒尺寸$a_{\rm max} = 100 \ μ$ m的气氛，和一个中平面与$a_{\rm max}=1$厘米。圆盘的子结构，与赤字的排放在差距，可能是由于在这些地区的尘埃性质，是不同于那些在环。我们测试的不透明效果（不同的$a_{\rm max}$）和灰尘质量赤字（更小的灰尘气体质量比）的差距。我们发现，更好地再现的排放曲线的模型与灰尘赤字的差距，虽然组合效应也是可能的。这些模型的总尘气质量比是ISM值的两倍，需要达到7.8 mm VLA剖面的排放水平。
2019-11-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
