A search for He I airglow emission from the hot Jupiter tau Boo b
氦在10830 ° C的吸收线，起源于亚稳态的三重态2 $^3$ S，被认为是热彗星扩展大气及其流体动力逃逸过程的一个很好的探测器，最近在少数行星的透射光谱中被探测到。各向同性的再发射将导致氦气辉，这可能在其他轨道阶段观察到。本文的目标是使用高分辨率光谱学研究系外行星大气中10830 nm处He I发射的可探测性，从而深入了解近距离气体巨星上层大气的特性。我们根据热中子的透射信号估计了热中子中He I发射的预期强度。我们在3.5米卡拉尔阿尔托望远镜的卡门尼斯拍摄的三个夜晚的高分辨率光谱中搜索了Tau Boo b中的He I 10830发射特征。每个夜晚的光谱都经过大地吸收、天空发射谱线和恒星特征的校正，并转移到行星静止坐标系中寻找发射。在Tau Boo b中未检测到He I发射，对于发射谱线宽度大于20 km/s的情况，达到4 $\times$ 10 $^{-4}$的5 σ对比度极限。这大约是预期排放水平的8倍（假设热蒸发器的典型氦I过境吸收为1%）。这表明，使用VLT/CRIRES+和E-ELT/HIRES等即将推出的仪器进行精心设计的观测是可能的。
2020-09-12 astro-ph.EP
Candidate Water Vapor Lines to Locate the H$_{2}$O Snowline through High-Dispersion Spectroscopic Observations I. The Case of a T Tauri Star
在原行星盘的H $_{2}$ O雪线内，水从尘埃颗粒表面蒸发成气相，而在雪线以外的寒冷区域，水被冻结在尘埃上。H $_{2}$ O冰增强了盘的寒冷外部的固体物质，这促进了气体巨行星核心的形成。我们可以把H $_{2}$ O雪线看作是划分岩石和气态巨型行星形成区域的表面。因此，观测测量H $_{2}$ O雪线的位置对于理解星子和行星形成过程以及地球上水的起源至关重要。在本文中，我们发现候选水线定位的H $_{2}$ O雪线，通过未来的高色散光谱观测。首先，我们计算了圆盘的化学成分，并调查了H $_{2}$ O气体和冰的丰度分布，以及H $_{2}$ O雪线的位置。我们证实，H $_{2}$ O气体的丰度高，不仅在热的中面区域内的H $_{2}$ O雪线，而且在热的表面层的外盘。其次，我们计算了H $_{2}$ O线的轮廓，并确定了那些H $_{2}$ O线是有希望的定位H $_{2}$ O雪线：所确定的线是那些具有小的爱因斯坦$A$系数和高的上态能量。候选H $_{2}$ O线的波长范围从中红外到亚毫米，并且它们与ALMA和未来的中红外高色散光谱仪（例如，TMT/MICHI，SPICA）。
2016-06-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tracing water vapor and ice during dust growth
控制原行星盘中尘埃和水（以蒸汽或冰的形式）演化的过程是密切相关的。我们已经开发了一个模型，模拟尘埃凝聚，尘埃动力学（沉降，湍流混合），蒸汽扩散，和冷凝/升华的挥发物到颗粒在一个垂直柱的原行星盘。我们采用的模式来研究如何灰尘的增长和动力学影响的水蒸气和水冰的垂直分布在该地区的径向雪线外。我们的主要发现是，凝结（增强粘性的冰粒）和随后的垂直沉降的固体结果在水蒸气被耗尽，但没有完全删除，从雪线以上的区域的时间尺度上相称的垂直湍流混合的时间尺度。取决于湍流的强度和温度，在圆盘大气中，损耗可以达到高达${\sim}50$的因子。在我们的等温柱中，这种蒸汽消耗导致垂直雪线移动到更接近中平面（高达2个气体刻度高度），垂直雪线上方的气相C/O比增加。我们的研究结果说明了动力学效应的重要性，以及了解行星形成环境中气体和固体的共同进化动力学的必要性。
2016-10-20 astro-ph.EP
The stellar wind cycles and planetary radio emission of the Tau Boo system
Tau Boo是一颗有趣的行星宿主恒星，据信它经历了类似于太阳的磁周期，但持续时间比太阳周期小一个数量级。利用观测得到的表面磁场图，我们通过三维MHD数值模拟模拟了Tau Boo的磁性星风。由于恒星风的性质取决于恒星磁场的特定特征，我们表明，风在观测到的周期的历元。虽然我们发现的质量损失率（~2.7e-12 Msun/年）在观测到的周期时期内变化不到3%，但我们推导出的角动量损失率在1.1到2.2e32erg之间变化。与磁制动相关的自旋下降时间范围在39 Gyr和78 Gyr之间。我们还计算了（静止的）封闭日冕的发射测量值，并表明它在这些时期内保持近似恒定，值为~10^{50.6} cm^{-3}。这表明Tau Boo的磁周期可能无法通过X射线观测检测到。我们进一步调查恒星风和行星之间的相互作用，估计从热木星的无线电发射，轨道在0.0462 AU从Tau Boo。通过合理的假设，我们证明，对于一颗具有类似木星的磁场（极部~ 14 G）的行星，其射电通量估计为0.5-1 mJy，频率为34 MHz。如果行星的磁化强度较低（磁场强度大约<4G），由于地球的电离层截止，从地面探测无线电发射是不可行的。根据我们的估计，如果这颗行星的磁化程度比这更高，并且发射光束穿过观测者的视线，那么只有噪音水平< 1 mJy的地面仪器才有可能探测到Tau Boo b的无线电发射。
2012-04-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Deep radio interferometric search for decametre radio emission from the exoplanet Tau Boötis b
本文利用LOFAR干涉模式对热木星Tau Boötis b开展64小时十米波观测，未探测到显著Stokes V辐射，并给出24 mJy的2σ连续辐射上限。
2025-01-10 astro-ph.EP astro-ph.IM
Looking for a Pulse: A search for Rotationally Modulated Radio Emission from the Hot Jupiter, Tau Bootis b
由于电子回旋脉泽发射的性质类似于从磁化的太阳系行星的极光区探测到的，热彗星被认为是一种可能的低频射电源。由于窄波束辐射图案，这种发射将可能被限制在轨道/旋转相位的特定范围内。我们报告GMRT 150 MHz的无线电观测热木星牛牧夫座b，包括40小时精心安排，以最大限度地覆盖地球的79.5小时的轨道/旋转周期，努力检测这种旋转调制的发射。由此产生的图像是在这些频率下发表的最深的图像，并导致来自行星的通量密度的3-sigma上限为1.2 mJy，比基于太阳系行星射电辐射的比例定律得出的预测低两个数量级。这代表了迄今为止热木星静态和旋转调制无线电发射的最严格上限，并表明：a）牧夫座τ的磁偶极矩b不足以产生在150 MHz下探测所需的> 50高斯的表面场强;或b）地球位于该行星无线电发射的波束模式之外。
2012-10-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
The relation between stellar magnetic field geometry and chromospheric activity cycles II: The rapid 120 day magnetic cycle of Tau Bootis
BCool计划的目标之一是寻找其他恒星的周期，并了解它们与太阳的相似程度。在本文中，我们的目标是监测$τ$布的大规模磁场的演变，使用高节奏的观测覆盖其色球活动最大。这是第一次，我们检测到一个极性开关，是在相位与$τ$布的120天色球活动最大值和其推断的X射线活动周期最大值。这意味着$τ$ Boo的磁周期非常快，只有240天。在活动最大时，$τ$ Boo的大尺度磁场几何形状与活动最大时的太阳非常相似：它是复杂的，并且有一个弱的偶极分量。相比之下，我们还看到了一个在太阳上没有观察到的强环形分量的出现，以及一个潜在的重叠蝴蝶图案，下一个周期在前一个周期结束之前开始。
2018-05-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Candidate Water Vapor Lines to Locate the H$_{2}$O Snowline through High-Dispersion Spectroscopic Observations II. The Case of a Herbig Ae Star
观测测量H $_{2}$ O雪线的位置对于了解星子和行星的形成过程以及地球上水的起源至关重要。在Herbig Ae恒星（$T_{\mathrm{*}}\sim$ 10，000 K，$M_{\mathrm{*}}\gtrsim$ 2.5 $M_{\bigodot}$）周围的圆盘中，H $_{2}$ O雪线的位置比温度较低、质量较小的金牛T型恒星更远离中心恒星。因此，H $_{2}$ O发射线通量从该地区内的H $_{2}$ O雪线预计将更强。在本文中，我们计算的化学成分的Herbig Ae磁盘使用化学动力学。接下来，我们计算了H $_{2}$ O的发射线轮廓，并研究了候选水线在宽范围的波长（从中红外到亚毫米），可以定位的H $_{2}$ O雪线的位置的属性。这些谱线具有小的Einstein $A$系数（$\sim 10^{-6} -10^{-3}$ s $^{-1}$）和相对高的上态能量（$\sim$ 1000 K）。总通量随波长的减小而增加。我们研究未来观测的可能性（例如，ALMA，SPICA/SMI-HRS）定位H $_{2}$ O雪线的位置。由于从Herbig Ae盘中识别出的线的通量比从T Tauri盘中识别出的线的通量强，因此成功检测Herbig Ae盘的可能性有望增加。
2017-01-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
JWST-MIRI Spectroscopy of Warm Molecular Emission and Variability in the AS 209 Disk
该研究利用JWST-MIRI光谱观测AS 209原行星盘，首次探测到其转动振动水汽发射，揭示高温分子主导的光谱特征及10年尺度的分子发射变异性，为理解原行星盘化学及演化提供新依据。
2024-02-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Candidate Water Vapor Lines to Locate the $\mathrm{H_2O}$ Snowline through High-dispersion Spectroscopic Observations. III. Submillimeter $\mathrm{H_2}$$^{16}\mathrm{O}$ and $\mathrm{H_2}$$^{18}\mathrm{O}$ Lines
在本文中，我们扩展了我们以前的论文（Notsu等人，2016年，2017年）中提出的结果，使用邻位$\mathrm{H_2}$ $^{16}\mathrm{O}$线轮廓来限制金牛座T和赫比格Ae盘中$\mathrm{H_2O}$雪线的位置，以包括亚毫米对位$\mathrm{H_2}$ $^{16}\mathrm{O}$以及邻位和对位$\mathrm{H_2}$ $^{18}\mathrm{O}$线。由于邻位-和对位-H $_{2}$ $^{18}$ O分子的数密度比它们的$^{16}$ O类似物小约560倍，因此它们比邻位-H $_{2}$ $^{16}$ O线更深地追踪到盘中（下至$z=0$，即，中平面）。因此，这些H $_{2}$ $^{18}$ O线是潜在的更好的探测器的位置H $_{2}$ O雪线在磁盘中平面，这取决于灰尘的光学深度。亚毫米候选水线的Einstein $A$系数值（通常为$<$ $10^{-4}$ s $^{-1}$）往往低于红外候选水线（Notsu等人，2017）。因此，在亚毫米候选水线的情况下，从外部光学薄区域在磁盘中的局部强度是约$10^{4}$倍小于在红外候选水线的情况下。因此，在亚毫米谱线中，特别是H $_{2}$ $^{18}$ O和para-H $_{2}$ $^{16}$ O谱线，具有相对较低的上态能量（$\sim$几个100 K），也可以定…
2018-05-30 astro-ph.EP
The fate of planetesimals formed at planetary gap edges
原行星盘中的环和间隙的存在通常归因于行星盘的相互作用，其中灰尘和鹅卵石被困在行星诱导的气体间隙的边缘。最近的研究表明，这些可能是通过流动不稳定性形成星子的地点。鉴于大量的星子，可能形成的间隙边缘，我们解决的问题，他们的命运和能力，径向运输固体在原行星盘。我们进行了一系列的N体模拟的星子轨道，考虑到气体阻力和质量损失的影响，通过烧蚀。我们考虑两个行星系：一个类似于年轻的太阳系，另一个受到HL Tau的启发。在这两个系统中，与间隙开放行星的紧密接近导致了巨大的轨道激发，导致微行星在形成后不久离开它们的出生地并在整个圆盘中扩散。在10天文单位内部的偏心轨道上的微行星会经历有效的消融，并在到达最里面的圆盘区域之前失去所有的质量。在我们用$\dot{M}_0=10^{-7}\, M_{\odot}\, \textrm{yr}^{-1}$和$α=10^{-2}$进行的名义太阳系模拟中，我们发现在500 kyr之后，70%的初始小行星质量已经被烧蚀。HL Tau的消融速率较低，在100万年后只有11%的初始星子质量被消融。烧蚀的材料由固体颗粒和蒸发的冰的混合物组成，其中大部分蒸发的冰重新冷凝以形成固体冰。假设固体在圆盘中平面中生长为卵石，这导致卵石流量为$\sim 10-100\,M_{\oplus}\textrm{Myr}^{-1}$通过内部圆盘。我们的研究结果表明，分散的星子可以携带一个显着…
2021-03-08 astro-ph.EP
Search for very low-mass brown dwarfs and free-floating planetary-mass objects in Taurus
在年轻的附近恒星形成区域和协会中，低质量棕矮星甚至自由漂浮的行星质量天体的数量不断增加，这为更详细地研究IMF的低质量端提供了可能性。在本文中，我们提出了金牛座恒星形成区中六个新的（非常）低质量物体的候选者，其中一个最近由Luhman等人（2009）平行发现。我们使用的基础数据是来自Calar Alto天文台深层近红外调查的新数据库的一部分。该调查比2 MASS调查深4个多量级，目前覆盖约1.5平方度。来自SDSS的补充光学光度测定可用于大约1.0平方度。在使用不同的颜色指数选择候选物后，分析中包括来自Spitzer/IRAC的额外光度测定。更详细地说，我们专注于两个非常微弱的对象，我们获得了J波段光谱。根据与参考光谱的比较，我们得出一个天体的光谱类型为L2+/-0.5，使其成为今天已知的金牛座最新光谱类型的天体。从模型中，我们发现有效温度为2080+/-140 K，质量为5-15木星质量。对于第二个来源，J波段光谱没有提供明确的证据，证明该物体的年轻，低质量的性质，因为预期的1.33微米处的陡峭水蒸气吸收在数据中不存在。我们讨论了这个物体可能是背景巨星或碳星的可能性。然而，如果它是一个年轻的金牛座成员，与理论模型的比较表明，它也接近甚至低于氘燃烧极限（<13木星质量）。对这两个天体的第一次自行分析表明，它们是金牛座成员的良好候选者。
2009-11-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Spitzer survey of mid-infrared molecular emission from protoplanetary disks I: Detection rates
我们提出了一个斯皮策红外光谱仪搜索10 - 36微米的分子发射从大样本的原行星盘，包括线从H2O，OH，C2H2，HCN和CO2。本文描述了样品和数据处理，并推导出中红外分子发射的探测率与恒星质量的函数关系。样本涵盖了从早期M到A的光谱型范围，并补充了A星和B星周围圆盘的档案光谱。它来自附近的各种恒星形成区域，包括蛇夫座，狼疮和变色龙。总之，我们确定了22 T金牛星具有较强的中红外H2O发射。在探测到水蒸气的地方，综合水线光度的范围是5 x 10 ^-4到9 x 10 ^-3 Lsun，这可能使水成为经典金牛座T星内部盘面的主要冷却剂。样品中的5个过渡盘中没有一个显示出可检测到的气体分子发射，斯皮策上限在1%的水平上的线与连续谱的比率（除了H2）。我们发现一个强烈的依赖于检测率与光谱型，没有磁盘周围的25个A和B星的样本被发现表现出水的排放，下降到1 - 2%的线到连续比，在中红外，而几乎2/3的磁盘周围的K星显示出足够强的水的排放被斯皮策探测到。一些Herbig Ae/Be星在1 - 2能级上显示出20微米以上的H2O/OH发射特征，其中一颗还显示出CO2的发射。我们认为，所观察到的金牛座T磁盘和赫比格Ae/Be磁盘之间的差异是由于不同的激发和/或化学光谱类型的依赖，并建议光化学可能发挥重要作用，在可观察到的特性中红外分子线发射从原行星盘。
2010-06-21 astro-ph.EP
Water in Star and Planet Forming Regions
在本文中，我们讨论了天文学寻找水蒸气，以了解在整个恒星和行星形成的过程中，水在其各个阶段的配置。随着赫歇尔空间天文台的成功发射和运行，我们探测和研究水蒸气的能力最近得到了巨大的提升。赫歇尔光谱对各种天文物体中众多跃迁的检测，以及其他太空天文台之前的工作，将贯穿本文。特别是，我们目前的观察水跟踪恒星诞生的最早阶段，它主要是冻结为冰。当一颗恒星诞生时，辐射释放出的局部能量释放出其周围外壳中的冰，并为似乎是水厂的能量外流提供动力。在这些地区，水在气体物理中起着重要的作用。最后，我们结束了对年轻恒星周围行星形成盘中水的探索。准确的分子数据（频率、碰撞速率系数和化学反应速率）的可用性对于分析这些步骤中的每个步骤的观察结果至关重要。
2011-10-19 astro-ph.EP astro-ph.GA
High-contrast JWST-MIRI spectroscopy of planet-forming disks for the JDISC Survey
本文介绍JDISCS巡天利用JWST-MIRI高对比度光谱校准方法研究原行星盘化学，并以FZ Tau盘为例验证数据质量，反演水与CO发射参数并发现其周围约300 au的H2气体环。
2024-01-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
