Constraining the X-ray and Cosmic Ray Ionization Chemistry of the TW Hya Protoplanetary Disk: Evidence for a Sub-interstellar Cosmic Ray Rate
本文对TW Hya原行星盘中的主要电离剂（宇宙射线和X射线）进行了观测和理论研究。我们使用一组解析和未解析的分子离子和其他分子物种的观测结果，共包含11条谱线，与圆盘化学模型网格相一致。分子离子约束包括新的数据从亚毫米阵列的HCO $^+$，获得前所未有的空间分辨率，和数据从文献中，包括ALMA观测N $_2$ H $^+$。我们改变模型入射CR通量和恒星X射线光谱，发现TW Hya的HCO $^+$和N $_2$ H $^+$发射最适合由一个中等硬的X射线光谱，正如预期在“耀斑”状态的恒星，和低CR电离率，$ζ_{\rm CR}\lesssim10^{-19}$的$^{-1}$。这一低CR率是第一次表明存在CR排斥风和/或磁场在一个积极吸积金牛座T盘系统。有了这个新的约束，我们最好的拟合电离结构预测低湍流“死区”从磁盘的内边缘延伸到$50-65$ AU。这个区域与观测到的毫米颗粒浓度相吻合，我们建议TW Hya的内部区域是以前理论工作预测的尘埃（可能是行星）生长工厂。
2014-12-03 astro-ph.SR
Herschel-PACS observation of the 10 Myr old T Tauri disk TW Hya: Constraining the disk gas mass
行星形成于围绕年轻恒星的圆盘中。Hya TW的年龄约为1000万年，是最近的金牛座T星之一，仍然被一个相对巨大的圆盘包围。此外，在TW Hya盘中发现了大量分子，使TW Hya成为Herschel-PACS大型磁盘调查的完美测试案例，以直接研究其气体成分。我们的目标是限制TW Hya周围的拱星盘的气体和尘埃质量。我们观察到[OI]和[CII]的精细结构线作为开放时间大程序GASPS的一部分。我们补充说，连续数据和地面12 CO 3-2和13 CO 3-2的观测。我们同时模拟的连续和线通量与三维蒙特卡罗程序MCFOST和热化学程序ProDiMo推导出的气体和尘埃质量。我们在63微米处检测到[OI]线。未检测到观察到的其他谱线，145微米处的[OI]和157微米处的[CII]。假设[12 CO]/[13 CO]=69，对测光数据和谱线数据的初步模拟表明，半径小于1 mm的尘埃颗粒的质量约为1.9 × 10^-4 Msun（总固体质量为3 × 10^-3 Msun），气体质量为（0.5--5）× 10^-3 Msun。气尘质量可能低于标准的星际质量100。
2010-05-20 astro-ph.SR
Uncertainties in water chemistry in disks: An application to TW Hya
上下文本文讨论了TW Hya周围原行星盘的水线对化学过程和辐射转移的敏感性。这项研究的重点是赫歇尔光谱范围的背景下，新的线检测与PACS仪器从气体在原行星系统项目（GASPS）。目标。本文概述了TW Hya周围圆盘中主要水库的化学组成。它讨论了观测水线通量的解释的局限性。方法. ...（略）结果。我们报告了TW Hya周围圆盘在89.99微米处的p-H2O（3_22-2_11）和在144.78微米处的CO J=18-17的新的线检测。磁盘建模表明，远红外精细结构线（[OI]，[CII]）和分子亚毫米线是非常强大的化学的不确定性，而水线通量可以改变几个因素。水线是光学厚的，亚热激发的，并且可以耦合到背景连续辐射场。低激发水线对碰撞率的不确定性也很敏感，例如与中性氢的碰撞。气体温度对[OI]精细结构谱线通量、源自内盘的水线通量以及高激发CO、CH+和OH谱线都起着重要的作用。结论.由于水线对化学输入数据和辐射转移的敏感性，必须谨慎地使用水线来了解盘结构的细节。水线覆盖范围广泛的激发能提供访问的各种气相水水库（内部和外部的雪线）在原行星盘，从而提供重要的信息，气相水可能位于。实验和/或理论的碰撞率为水与原子氢需要减少水线辐射转移的不确定性。
2013-08-08 astro-ph.SR
A Gap with a Deficit of Large Grains in the protoplanetary disk around TW Hya
我们报告$\sim$ 3 au分辨率成像观测的原行星盘周围TW Hya在145和233 GHz的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列。我们的观测结果显示，在22和37~au处有两个深能隙（$\sim$ 25- 50\%），在6，28和44~au处有较浅的能隙（几个\%），正如Andrews等人（2016）最近报道的那样。半径为$\sim3$ ~au的中心孔也略微分离。最值得注意的发现是带4和带6之间的光谱指数$α(R)$在22~au能隙处出现峰值。得出尘埃不透明度的幂律指数$β(R)$在22 au能隙处为$\sim1.7$，向盘中心减小为$\sim0$。在22 au处最突出的间隙可能是由盘和一颗质量为$\lesssim$ 1.5 $M_\mathrm{Neptune}$的看不见的行星之间的引力相互作用引起的，尽管其他来源也有可能。行星引起的能隙得到以下事实的支持：$β(R)$在22 au能隙处增强，表明由于行星的尘埃过滤，能隙内$\sim$ mm大小的颗粒不足。
2016-09-01 astro-ph.SR
A Significantly Low CO Abundance Toward the TW Hya Protoplanetary Disk: A Path to Active Carbon Chemistry?
在这封信中，我们报告了从HD（1-0）和C18 O（2-1）发射线得出的T-Tauri恒星TW Hya的拱星盘的CO相对于H2的丰度。HD（1-0）线是由赫歇尔空间天文台的光电探测器阵列相机和光谱仪观测到的，而C18 O（2-1）的观测是用亚毫米阵列进行的，空间分辨率为2.8”x 1.9”（相当于142 x 97 AU）。在磁盘的温暖的分子层（T>20 K），我们测量的磁盘平均气相CO丰度相对于H2的$χ{\rm(CO)}=(0.1-3)x10^{-5}$，大大低于规范值的$χ{\rm(CO)}=10^{-4}$。我们推断，这种低$χ$（CO）的最佳解释是CO的化学破坏，然后迅速形成碳链，或者可能是CO2，随后可以冻结，导致大量的碳被锁定在冰粒地幔和水中的氧气。作为这种可能的时间依赖性碳汇机制的结果，CO可能是H2气体质量的不可靠的示踪剂。
2013-09-20 astro-ph.SR
Herschel/PACS view of disks around low-mass stars and brown dwarfs in the TW Hya association
我们进行了赫歇尔/PACS观测的五个非常低质量的恒星或棕矮星位于TW Hya协会的目标，在低恒星质量制度的磁盘的特性。我们在$70\,μ{\rm{m}}$和$100\,μ{\rm{m}}$检测到所有5个靶标，在$160\,μ{\rm{m}}$检测到3个靶标。我们的观察，结合以前的测光从2MASS，WISE，和SCUBA-2，使我们能够构建SED与扩展的波长覆盖范围。使用复杂的辐射转移模型，我们分析了所观察到的SED的五个检测对象的混合拟合策略，结合模型网格和模拟退火算法，并通过贝叶斯推断方法评估磁盘属性的约束。模型表明，低质量恒星和棕矮星周围的盘通常比高质量恒星和棕矮星更平坦，但盘的质量范围远低于金牛T星的值，并且盘的尺度高度在两组中相当。推断的盘属性（即，盘质量，耀斑，和规模的高度）在低恒星质量制度是一致的，从大样本的褐矮星和非常低质量的恒星以前的发现。我们讨论了盘的性质对宿主恒星参数的依赖性，并发现赫歇尔远红外通量和恒星有效温度之间存在显著的相关性，这可能表明恒星和盘质量之间的标度（即，$M_{\rm{disk}} \propto M_{\star}$）主要在低质量恒星中观察到，可能会延伸到棕矮星区域。
2014-11-07 astro-ph.SR
Characterizing TW Hydra
在60 pc，TW Hydra（TW Hya）是最接近的具有富含气体的原行星盘的恒星，尽管TW Hya可能相对较老（3-15百万年）。因此，TW Hya特别吸引人来测试我们对恒星和磁盘演化之间相互作用的理解。利用浸没光栅红外光谱仪（IGRINS）获得了TW Hya的高分辨率近红外光谱，以重新评估TW Hya的恒星参数。我们将这些数据与MoogStokes制作的磁星合成光谱进行比较，并使用敏感的谱线轮廓来探测有效温度、表面重力和磁场。Tff = 3800 K，log g=4.2，B=3.0 kG的模型最适合TW Hya的近红外光谱。这些结果对应的光谱类型为M0.5和年龄为800万年，这是远远超过气体盘的中值寿命。
2017-12-13 astro-ph.SR
M Stars in the TW Hya Association: Stellar X-rays and Disk Dissipation
为了研究年轻低质量恒星的强X射线辐射与其星周行星形成盘的寿命之间的潜在联系，我们编制了$\sim$ 800万年前TW Hya星协（TWA）中M星的X射线光度（$L_X$），目前可获得该星协的X射线数据。我们的调查包括分析档案钱德拉数据的TWA二元系统TWA 8，9和13。虽然我们的研究遭受贫穷的统计晚于M3的恒星，我们发现一个趋势，减少$L_X/L_{bol}$减少$T_{eff}$减少TWA M星，其中最早的类型（M0-M2）的恒星集群附近的$\log{(L_X/L_{bol})} \approx -3.0$，然后$\log{(L_X/L_{bol})}$减少，其分布范围扩大，为M4型及以后。显示残留原始盘材料的证据的TWA星的分数也急剧增加，在这个相同的（中M）光谱类型制度。低质量TWA星的相对X射线光度与其周星盘的长度之间的这种明显的关系表明，在TWA中围绕早期M型星运行的原始盘由于其持续的大X射线通量而迅速分散。相反地，星协中围绕着质量最低的前MS恒星和前MS棕矮星的星盘可能幸存下来，因为它们的X射线光度和星盘光蒸发率开始时非常低，然后在前MS演化的相对早期进一步下降。
2016-03-30 astro-ph.SR
Steepening of the 820 micron continuum surface-brightness profile signals dust evolution in TW Hya's disk
行星形成盘中的晶粒生长是行星形成的第一步。颗粒的生长和它们向内的漂移在尘埃表面密度分布和由此产生的热连续辐射的表面亮度分布上留下了明显的印记。我们确定的表面亮度轮廓的连续发射使用解决观察在毫米波长的磁盘TW Hya周围，并推断表面密度和尘埃不透明度的尘埃演化的签名。档案ALMA观测在820微米的基线高达410 kilobda的参数化磁盘模型进行比较，以确定表面亮度轮廓。在尘埃不透明度不变的假设下，破碎的径向幂律最好地描述了尘埃表面密度，从（已知的）内孔的4.1 au半径到47.1 +/- 0.2 au的翻转半径的斜率为-0.53 +/- 0.01，在更大的半径处变陡到-8.0 +/- 0.1。超过~60 Au时，发射下降到检测限以下。尘埃表面密度的形状与理论上预期的颗粒生长、破碎和漂移是一致的，但它的总尘埃含量和翻转半径对于TW Hya的8-10百万年年龄来说太大了，即使考虑到径向变化的尘埃不透明度。需要TW Hya和其他磁盘的ALMA的更高分辨率成像，以确定是否与以下相关的不可见间隙，例如，嵌入的行星在大半径处捕获颗粒，或者如果与CO雪线相关的局部增强的颗粒生长解释了毫米连续表面亮度轮廓的范围。在后一种情况下，人口研究应该揭示一氧化碳雪线的位置和毫米连续的范围之间的相关性。在前一种情况下，如果CO冻结促进了行星形成，这种相关性也应该延伸到间隙的位置。
2015-12-17 astro-ph.SR
First Detection of HC5N in a Class II Disk around TW Hya
National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；Department of Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文学系）；Department of Astronomy, Graduate School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学研究科天文学系）；Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble（格勒诺布尔行星学与天体物理学研究所）；Institut de Radioastronomie Millimétrique,Université Grenoble Alpes（格勒诺布尔阿尔卑斯大学毫米波射电天文学研究所）；Institute of Astrophysics, Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教大学天体物理研究所）；NASA Hubble Fellowship Program Sagan Fellow（NASA哈勃博士后项目萨根研究员）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Department of Earth, Atmospheric, and Planetary Science（地球、大气与行星科学系）
利用ALMA数据，首次在TW Hya原行星盘中探测到氰基多炔HC5N，通过柱密度测量和化学模型分析其形成机制，扩展了Class II盘中的碳链化学。
2026-06-01 astro-ph.SR
Scattering-induced intensity reduction: large mass content with small grains in the inner region of the TW Hya disk
尘埃连续体观测是约束原行星盘性质的最好方法之一。最近的理论研究表明，尘埃在毫米波长的散射可能会降低观测到的强度，从而导致低估尘埃质量。我们调查是否尘埃散射确实减少了所观察到的连续强度比较ALMA档案数据的TW Hya磁盘在频带3，4，6，7和9的模型得到的辐射转移模拟。我们发现，300 ${\rm μm}$大小的颗粒散射模型很好地再现了观察到的中央部分的TW Hya磁盘的SED，而没有散射的模型也是一致的绝对通量的误差内。为了解释带3的强度，在散射模型中，尘埃表面密度需要在10 au处为$\sim$ 10 ${\rm g\,cm^{-2}}$，这是以前预测的26倍。无散射模型所需的尘埃质量是有散射模型的2.3倍，因为它需要更低的温度。在频带7处，散射使强度降低$\sim$ 35%，这使得盘看起来光学薄，即使它是光学厚的。我们的研究表明TW Hya盘仍然能够在当前太阳系行星存在的地方形成巨行星的核心。
2020-03-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
HNC in Protoplanetary Disks
小分子有机物在原行星盘中的分布和丰度是研究盘物理和化学的潜在探针。HNC是稠密星际区域的常见探测器，也是本研究的目标。我们利用亚毫米波天线阵（SMA）对金牛座T星TW Hya和赫比格Ae星HD 163296周围的原行星盘观测HNC 3- 2。HNC被检测到对两个磁盘，构成第一个空间分辨的HNC在磁盘的意见。我们还提供了对HD 163296的HCN 3- 2的SMA观测，以及HCN和HNC 1- 0的IRAM 30 m观测。盘平均HNC/HCN发射比对两个盘为0.1- 0.2。对于TW Hya，HNC发射被限制在环中。TW Hya盘中不同的HNC丰度表明HNC化学与盘的物理结构密切相关。特别是，HNC环的内缘可以解释为HNC在高温下的有效破坏，类似于ISM中观察到的。然而，为了实现HNC作为盘示踪剂的全部潜力，需要HNC和HCN的高SNR空间分辨观测和盘特定HNC化学建模的组合。
2015-06-11 astro-ph.SR
The surprising evolution of the shadow on the TW Hya disk
本研究利用哈勃STIS的新高对比度成像发现TW Hya盘的移动阴影已演变为两个独立阴影，通过辐射转移模型推断内盘存在两个未对准组成部分，为厘清其内盘结构提供了新观测依据。
2023-05-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
The TW Hya Rosetta Stone Project I: Radial and vertical distributions of DCN and DCO+
分子的D/H比值常被用来探测太阳系挥发物的化学历史。然而，目前还不清楚太阳星云的哪些部分拥有活跃的氘分馏化学。为了解决这个问题，我们提出了0”.2-0”.4 ALMA观测DCO+和DCN 2-1，3-2和4-3对TW Hya附近的原行星盘，作为TW Hya Rosetta Stone项目的一部分，增加了档案数据。DCO+的特点是在70金半径卵石盘的激发温度为~40 K，表明从温暖的，升高的分子层发射。然而，DCN存在于甚至更高的温度下。DCO+和DCN都在内盘中呈现大量的发射空腔，而在外盘中，DCO+和DCN形态发散：大多数DCN发射起源于峰值约30 μ m的窄环，一些额外的扩散DCN发射存在于较大的半径处，而DCO+存在于延伸超过卵石盘的宽结构环中。基于参数磁盘丰度模型，这些发射模式可以解释为一个接近恒定的DCN丰度外腔，并增加DCO+丰度与半径。似乎有一个活跃的氘分馏化学在TW Hya周围的多个磁盘区域，但不是在冷的星子形成的中平面和内部磁盘。需要更多的观测来探索在后面这些区域中是否真的不存在氘分馏，以及它的缺乏是否是一个共同的特征，或者是旧TW Hya盘特有的东西。
2020-11-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Characterizing the dust content of disk substructures in TW Hya
我们目前的阿塔卡马大型毫米阵列（ALMA）的TW Hya在3.1毫米的$\sim50$毫角秒分辨率的意见。这些新的数据相结合的档案高角分辨率ALMA观测在0.87毫米，1.3毫米，和2.1毫米。我们分析这些多波长的数据来推断磁盘径向轮廓的尘埃表面密度，最大粒径，粒径分布和斜率。大多数以前已知的环形子结构的磁盘TW Hya的解决在四个波长。在内部3金腔，2.1毫米和3.1毫米的图像显示了一个紧凑的自由-自由发射源，可能与电离射流。我们的尘埃排放的多波长分析表明，TW Hya的磁盘中的最大颗粒尺寸为$>1$ mm。内部20金是完全光学厚的所有四个波段，这导致在不同的波长跟踪不同的磁盘高度的数据。再加上尘埃沉降的影响，这就妨碍了对这些地区的密度和粒度进行准确的估计。在$r>20$ au，我们发现在明亮的环的位置有大尘埃颗粒积聚的证据，表明这些是作为尘埃陷阱工作的。盘中的总灰尘质量在250和330 $M_{\oplus}$之间，这表示气体与灰尘的质量比在50和70之间。我们的质量测量值比使用大型人口调查的典型假设估计的质量高4.5-5.9倍。我们的研究结果表明，TW Hya的环子结构是触发流动不稳定性和形成新一代星子的理想位置。
2021-02-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chasing Shadows: Rotation of the Azimuthal Asymmetry in the TW Hya Disk
我们已经获得了新的图像的原行星盘轨道TW海亚在可见光，总强度的光与空间望远镜成像光谱仪（STIS）的哈勃太空望远镜（HST），使用新委托的BAR 5掩星器。这些HST/STIS观测获得了内工作角$\sim$ 0.2 \arcsec，或11.7 AU，探测系统的角半径与ALMA获得的最近的磁盘图像一致，并在偏振强度近红外线。通过比较我们的新的STIS图像与STIS在2000年和NICMOS在1998年，2004年和2005年，我们证明TW海的方位角表面亮度不对称移动相干的位置角。在50~AU和141~AU之间，我们测量到一个22.7 $^\circ$ ~yr $^{-1}$逆时针方向亮度不对称的恒定角速度，相当于一个15.9~yr的圆周运动周期。这两个（短）推断周期和缺乏径向依赖的移动阴影模式是不一致的开普勒旋转在这些磁盘半径。我们假设，这种不对称性是由于1~AU内部的盘由于行星伴星的存在而倾斜和进动，从而部分遮蔽了外盘。对这个和其他原行星盘上的阴影的进一步监测可能为间接观察行星形成的地点开辟了一条新的途径。
2017-01-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
The inner structure of the TW Hya Disk as revealed in scattered light
利用哈勃空间望远镜/STIS和NICMOS的非偏振多波长图像，在0 \farcs 4（22天文单位）的内工作角下，观测到TW Hya盘内部在40天文单位的显著变化。我们的图像显示了在每个波长下具有类似行为的清除的外边缘，表明该特征是结构性的，而不是由于圆盘中的偏振光的某些特性。我们将我们的观测结果与Akiyama et al.（2015）和Rapson et al.（2015）的观测结果进行了比较，并讨论了80~AU圆盘内部的光谱演化。我们建立了一个模型，两个间隙：一个在30~AU和一个在80~AU，拟合观测到的表面亮度轮廓，但高估了磁盘的绝对亮度。我们的模型需要一个额外的调光与观察一致，我们暂时归因于阴影。在散射光中看到的间隙结构在空间上与CO和N $_2$ H $^+$的亚毫米检测一致，并且接近这些分子种类的预期凝结前沿，提供了在散射光中看到的结构可能与盘中的化学变化相关的初步证据。
2016-02-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Analysis of variability of TW Hya as observed by MOST and ASAS in 2009
作为我们之前2007年和2008年研究的延续，介绍了MOST卫星和ASAS项目在2009年获得的40天内对金牛座T星TW Hya的新光度观测，时间分辨率为0.2天。对MOST-ASAS组合数据的小波分析提供了一幅丰富的连贯、间歇、可变周期振荡的图像，与2008年数据中发现的类似。周期（1.3 - 10天）和系统的周期缩短的时间尺度上的星期内可以解释的模型内的磁旋转控制的吸积过程中的内吸积盘周围的恒星。在这个模型中，并根据假设的等离子体包裹的可见性引起的振荡，观察到的最短周期的振荡周期可能表明恒星旋转周期为1.3或2.6 d，与磁盘同步在4.5或7.1太阳半径，分别。
2010-09-06 astro-ph.SR
Kinematics of the CO Gas in the Inner Regions of the TW Hya Disk
我们提出了一个详细的分析的空间和光谱分辨12 CO J=2-1和J=3-2发射线从TW Hya拱星盘，从阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的科学验证数据的基础上。这些谱线在其高速翼中表现出大量的发射（投射速度高达2.1 km/s，对应于内在轨道速度>20 km/s），追踪分子气体接近中心恒星2 AU。然而，我们无法重现这些翅膀的强度和一般的空间运动模式的线与简单的模型的磁盘结构和运动学。利用三维非局域热力学平衡分子激发和辐射转移计算，我们构建了一些替代模型，通过修改（1）内部盘的温度结构，成功地解释了这些特征（在尘埃耗尽的盘腔内; r < 4 AU）;（2）内在的（开普勒）磁盘速度场;或（3）磁盘倾角的分布（翘曲）。后一种方法是特别引人注目的，因为一个有代表性的翘曲盘模型定性地再现了所观察到的散射光的盘表面的方位角调制。在任何模式的情况下，ALMA数据显然需要一个实质性的分子气体水库位于该地区内的尘埃光学深度被称为大大减少在TW海亚磁盘，在协议与以前的研究的基础上红外光谱。从这些更新的模型处方的结果进行了讨论，在其潜在的物理起源，其中可能包括动力学扰动，从一个低质量的同伴与轨道分离的几个AU。
2012-08-06 astro-ph.GA 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
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
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
The Excitation Conditions of CN in TW Hya
本文报道了TW~Hya周围盘中CN阴离子的观测结果，包括$N=1-0$、$N=2-1$和$N=3-2$跃迁。使用线堆叠技术，24超精细过渡检测出的30个观察到的频率范围内。利用超光谱分辨率从线堆叠方法揭示了分裂的超精细成分以前未解决的实验室光谱学。所有的跃迁都显示出相似的发射形态，其特征是在$\approx 45$ ~au（0.75”）处有一个方位对称的环，在$\approx 200$ ~au处有一个扩散的外尾延伸到盘边缘。假设局部热力学平衡（LTE）的激发分析产生的激发温度超过推导的动力学温度的基础上的所有精细结构组的局部线宽，这表明LTE的假设是无效的。使用0 D辐射传输代码RADEX，我们证明，这种非LTE效应可能存在时，当地H $_2$密度下降到$10^{7}~{\rm cm^{-3}}$和以下。与TW~Hya模型的比较发现，在磁盘中的升高区域，通常是$z \, / \, r \gtrsim 0.2$，与CN是通过振动激发H $_2$在磁盘大气层中的紫外线辐射衰减较少的模型预测一致的密度相似。
2020-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Spitzer Spectroscopy of the Transition Object TW Hya
我们报告敏感的斯皮策IRS光谱在10-20微米区域的TW Hya，附近的金牛座T星。这一异常的光谱能量分布来源于一个过渡天体，表明该系统中的星周盘经历了重大的演化，可能是行星形成的结果。我们测量的光谱与文献中报道的其他经典金牛座T星的光谱截然不同，没有显示出水、乙炔或HCN的强发射特征。这种差异表明，气体盘的内部行星形成区域（在5天文单位内）已经从物理和/或化学上远离经典的金牛座T规范进化。然而，TW Hya确实显示了原子（HI，[NeII]和[NeIII]）和分子（H2，OH，CO2，HCO+，可能还有CH 3）的丰富光谱，其中一些也在经典的T Tauri光谱中检测到。氖发射的性质与X射线照射的圆盘中发射的起源一致（可能是恒星EUV的额外照射）。我们探测到的OH辐射，也可能起源于圆盘，是热的，产生于地面以上高达23,000 K的能级，可能是由水的紫外光解离产生的。HI发射令人惊讶地强，具有与情况B复合一致的相对强度。虽然在10-20微米范围内没有强烈的分子发射可能表明气体盘的内部区域已经被轨道上的巨行星部分清除，但化学和/或激发效应可能是原因。我们将讨论这些问题，以及我们的研究结果如何影响我们对TW Hya盘的演化状态的理解。
2010-02-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new method for direct measurement of isotopologue ratios in protoplanetary disks: a case study of the $^{12}$CO/$^{13}$CO ratio in the TW Hya disk
行星系统被认为诞生于原行星盘中。同位素比值是研究从分子云经原行星盘到行星系统的物质起源和演化的有力工具。然而，测量同位素（同位素体）比是具有挑战性的，特别是在原行星盘中，因为主要物种的发射线是饱和的。我们开发了一种新的方法来克服这些挑战，通过使用热加宽引起的光学细线翼。作为该方法的第一个应用，我们分析了两个一氧化碳同位素线，$^{12}$ CO $3-2$和$^{13}$ CO $3-2$，从档案观测TW Hya周围的原行星盘与阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列。在盘半径为${ 70-110}$ au时，$^{12}$ CO/$^{13}$ CO的比值估计为${ 20\pm5}$，明显小于在本星际介质$\sim69$中观测到的值。这意味着在低温环境中与$\rm C/O>1$发生同位素交换反应。相反，它建议$^{12}$ CO/$^{13}$ CO是高于$\sim{ 84}$在外盘（$r > { 130}$ au），这可以解释的尘埃颗粒和CO气体耗尽过程中的同位素的结合能的差异。我们的研究结果意味着，气相$^{12}$ CO/$^{13}$ CO可以变化的${ > 4}$的一个因素，即使在原行星盘，因此，可以用来跟踪磁盘中的材料演化。
2022-05-10 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
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
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
X-ray Emission from Young Stars in the TW Hya Association
900万年前的TW Hya星协（TWA）是年龄小于1000万年的主序前（PMS）恒星中最近的一组（典型距离为$\sim$ 50 pc），包含有活跃吸积盘和碎片盘的恒星。利用{\it{Swift}}和{\it{Chandra}}卫星研究了一组低质量TWA共同自行双星的日冕X射线辐射。我们的目标是更好地了解它们的日冕性质，以及高能光子如何影响年轻恒星周围的条件，以及它们在星周盘和低密度星周气体中的光激发原子、分子和尘埃颗粒中的作用。一旦行星形成开始，这种辐射会影响原行星的演化和新形成行星的大气条件。测量了7颗独立星（TWA 13 A，TWA 13 B，TWA 9A，TWA 9 B，TWA 8A，TWA 8B，TWA 7）和2个组合双星（TWA 3AB和TWA 2AB）的X射线性质。所有具有足够信号的恒星都需要对它们的CCD分辨率X射线光谱进行双分量拟合，通常具有主导热（~2 keV（25 MK））分量和~0.4 keV（4 MK）的较冷分量。由于耀斑，在5-15千秒的观测过程中，较亮的源都显示出显著的X射线变化（在50- 100%的静止水平）。我们给出了每一颗恒星的X射线性质，发现日冕辐射是在过饱和旋转域中。
2014-08-18 astro-ph.SR
JWST/NIRCam Imaging of Young Stellar Objects. IV. Detailed Imaging of the Protoplanetary Disk around TW Hya
University of Arizona（亚利桑那大学）；University of Maryland, Baltimore County（马里兰大学巴尔的摩县分校）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；University of Zürich（苏黎世大学）
研究TW Hya这一距地球最近的原行星盘，用JWST/NIRCam进行高对比度日冕成像，检测散射光发射，拟合盘图像参数，搜索伴星并确定质量限制，还确认外盘特征，展示了JWST对原行星盘结构的表征及对形成中天体属性的约束能力。
2026-08-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Methanol emission tracing ice chemistry and dust evolution in the TW Hya protoplanetary disk
University of Leeds（利兹大学）
本研究利用ALMA高灵敏度观测TW Hya原行星盘的气相甲醇，结合静态气粒模型分析其分布与形成机制，指出需纳入动态过程才能匹配观测，揭示了类太阳恒星盘内复杂化学前体受颗粒化学与尘埃演化共同调控的规律。
2025-10-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Inner dusty envelope of the AGB stars W~Hydrae, SW\,Virginis, and R~Crateris using SPHERE/ZIMPOL
初始质量在$\sim0.8$和8~ $M_\odot$之间的恒星在其生命末期的渐近巨星分支（AGB）中存在大量的质量损失。公认的质量损失机制需要辐射压力作用于在扩展的AGB恒星大气中形成的尘埃颗粒。然而，这一过程的细节尚未得到很好的理解。使用极端自适应光学成像仪和偏振仪SPHERE/ZIMPOL，我们观察了W\，Hya，SW\，Vir和R\，Crt周围颗粒的偏振光，这些颗粒的质量损失率在10 $^{-7}$和10 $^{-6}~M_\odot~{\rm yr^{-1}}$之间。我们发现尘埃的分布是不对称的三个目标。一个双锥的形态被认为是R Crt，与位置角，这是非常相似的微波激射发射和中红外连续发射的干涉观测推断。双锥流出的原因不能直接从ZIMPOL数据推断。R1、Crt和SW 1、Vir的有效偏振光为0.6 5 ~ $μ$ m，W1、Hya的有效偏振光为0.82 ~ $μ$ m。这表明，在观测时，SW、Vir和R、Crt周围的颗粒大小为$< 0.1~μ$ m，而W、Hya周围的颗粒较大，大小为$\gtrsim 0.1~μ$ m。然而，R\，Crt周围尘埃的不对称分布使得对这颗恒星的解释更加不确定。我们发现，偏振光已经从W~Hya的可见光球层内产生，我们使用具有光学厚散射的内部尘埃壳的模型再现。在W\，Hya周围观察到的偏振光的径向分布揭示了陡峭的尘埃密度分布。我们发现W\，Hya…
2020-03-13 astro-ph.SR
The TW Hya Rosetta Stone Project IV: A hydrocarbon rich disk atmosphere
将行星形成盘的组成与气态巨行星大气的组成联系起来，特别是通过C/O比，是盘化学的关键目标之一。像$\rm C_2H$和$\rm C_3H_2$这样的小烃已被鉴定为C/O的示踪剂，因为它们在高C/O条件下大量形成。我们目前解决$\rm C_3H_2$观测TW海亚罗塞塔石碑项目，一个程序，旨在映射的化学常见分子在$15-20$ au分辨率TW海亚磁盘。通过档案数据的增强，这些观测结果包括了最广泛的多线集，涵盖了广泛的能量范围的邻位和对位自旋异构体，$E_u=29-97$ K。我们发现$\rm C_3H_2$的邻-对位比在整个发射范围内与3一致，并且两种$\rm C_3H_2$异构体的总丰度为每个H原子的$(7.5-10)\times10^{-11}$，或先前公布的相同来源中的$\rm C_2H$丰度的$1-10$ %。我们发现$\rm C_3H_2$来自表面附近的一层，其延伸深度不超过$z/r=0.25$。我们的观察结果是一致的实质性径向变化气相C/O TW Hya，急剧增加以外的$\sim30$金。即使我们不直接追踪中平面，如果行星从表面吸积，例如，因此，这种变化应该印在形成的行星上。也许有趣的是，HR 8799行星系统也显示出其巨行星大气中C/O比率的梯度增加。虽然这些恒星非常不同，但盘中的碳氢化合物环是常见的，因此我们的结果与HR 8799的年轻行星仍然带有其母盘挥发性化学物质的…
2021-02-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Mapping the Complex Kinematic Substructure in the TW Hya Disk
本文利用ALMA观测了长蛇座TW周围盘的CO $J = 2-1$和CS $J = 5-4$辐射。这两种分子跟踪主要开普勒速度结构，虽然在磁盘的外缘检测到的旋转速度的放缓超过${\approx}~140$ ~au的CO排放。这是由于圆盘外缘附近的气体密度锥提供了增强的压力支持。减去一个方位角对称的背景速度结构揭示了本地化的偏差，在气体运动学跟踪的每个分子。CO和CS都表现出“多普勒翻转”的特征，中心几乎沿短轴的磁盘（${\rm PA} \sim 60\degr$）在半径为$1\farcs35$，符合大的差距，在散射光和毫米~连续。此外，通过强度及其运动学的变化，CO发射追踪紧密缠绕的螺旋，这是先前在更高频率的CO $J = 3-2$观测中看到的（Teague等人，2019年）。通过与嵌入式行星产生的螺旋尾迹的线性模型进行比较，我们在与间隙内的土星质量行星相互作用的背景下以${\rm PA} = 60\degr$的位置角解释了这些特征，这与Mentiplay等人的理论预测一致。缺乏相应的螺旋在CS排放是由于强烈的垂直依赖于浮力螺旋被认为只在大气中的磁盘，而不是跟踪CS排放。
2022-08-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
CO and dust properties in the TW Hya disk from high-resolution ALMA observations
我们分析高角分辨率ALMA观测TW Hya磁盘CO和尘埃属性的限制。我们提出了新的，灵敏的观测$^{12}$ CO $J = 3-2$线的空间分辨率为8 AU（0 \farcs 14）。CO辐射在$r\approx70$ AU处有一个明亮的内核，在$r\approx90$ AU处有一个肩峰，在斜率上有一个明显的转折。辐射传输模型被用来证明，发射形态可以合理地再现与$^{12}$ CO柱密度配置文件具有陡峭的下降在$r\approx15$ AU和二次凸峰在$r\approx70$ AU。类似的功能已被确定在罕见的一氧化碳同位素的观察，其跟踪高度更接近中平面。底层气体分布的子结构或径向变化的CO耗尽，影响了磁盘的垂直范围可以解释共享的排放功能的主要CO同位素。我们还结合档案1.3毫米和870 $μ$米连续观测产生的光谱指数图的空间分辨率为2 AU。光谱指数急剧上升的连续辐射间隙在半径为25，41，和47 AU。这种行为表明间隙内的晶粒不大于几毫米。在连续谱带隙之外，$α\approx 2$的低光谱指数值表明，要么存在厘米级的颗粒，要么明亮的连续谱环在毫米波长处光学厚度略厚。
2018-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ortho-Para Chemistry of H2CO in the Protoplanetary Disk TW Hya
Université Grenoble Alpes（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究院）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；RIKEN Pioneering Research Institute（理化学研究所前沿研究机构）
研究TW Hya过渡盘中H2CO的正交-对称比，结合物理模型与UGAN网络，揭示化学过程对行星组成的影响。
2026-03-13 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
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
High-resolution [O I] line spectral mapping of TW Hya supportive of a magnetothermal wind
通过 Very Large Telescope 对 TW Hya 的高分辨率 [O I] 光谱成像发现 80% 发射限制在 1 AU 内，磁热风模型比光蒸发模型更匹配观测，质疑了光蒸发在盘消散中的重要性。
2023-06-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
First Detection and Modeling of Spatially Resolved Ly$α$ in TW Hya
本研究首次对T-Tauri星TW Hya的原行星盘进行空间分辨Ly$\alpha$发射探测，结合HST-STIS观测与3D蒙特卡洛辐射传输模拟，揭示了H I风的物理性质及盘内散射对光谱的影响，并强调了此类观测对理解风与盘相互作用的重要性。
2024-02-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Carbon Isotopic Ratio and Planet Formation
该研究首次在原行星盘TW Hya中探测到13CCH，发现两个独立的碳同位素储库，并指出年轻原恒星盘中的电离过程可解释这一现象，为巨行星形成中的同位素富集提供来源。
2024-03-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Radial Distribution of H2 and CO in TW Hya as Revealed by Resolved ALMA Observations of CO Isotopologues
CO作为分子气体的示踪剂被广泛应用。然而，现在有越来越多的证据表明，在TW Hya周围的圆盘中，气相碳已经耗尽。以前的努力，以量化这种消耗受到阻碍的不确定性，在磁盘的径向热结构。在这里，我们提出了解决ALMA观测的13 CO 3-2，C18 O 3-2，13 CO 6-5，C18 O 6-5的排放TW Hya，这使我们能够获得径向气体温度和气体表面密度分布，以及映射的CO丰度作为半径的函数。这些观测提供了一个测量的表面CO雪线在~30 AU，并显示了一个外环的CO排放集中在53 AU的证据，以前只看到在不太丰富的物种的功能。此外，推导出的CO气体温度分布约束CO在温暖的分子层中的冻结温度< 21 K。结合之前对HD 1-0的探测，这些数据限制了内部~30 AU中温暖的H2气体的表面密度。我们发现CO在R=10-60 AU的范围内被消耗了两个数量级，少量的CO返回到表面CO雪线内的气相不足以解释整体的消耗。最后，这一新的数据与以前的TW Hya磁盘的建模，以限制中面CO雪线17-23 AU。
2016-03-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of Molecular Line Polarization in the Disk of TW Hya
本文报道了利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波天线阵对TW~Hya盘的偏振线和连续辐射的观测结果。我们以三条发射线$^{12}$ CO（3-2），$^{13}$ CO（3-2）和CS（7-6）为目标，寻找由于Goldreich-Kylafis效应引起的线偏振，同时追踪332 GHz（900 μ，\micron{}）的连续偏振形态，获得了0.5 \arcsec{}（30 μ）的空间分辨率.我们检测到线性偏振尘埃连续发射的偏振位置角显示方位角形态，和中值偏振分数为$\sim$\，0.2%，与以前的，较低的频率观测。采用“移位和堆叠”技术，以提高数据的灵敏度，结合的$Q$和$U$组件的线性组合，以考虑其方位角的依赖性，我们检测到弱的线性偏振的$^{12}$ CO和$^{13}$ CO线发射在$\sim 10σ$和$\sim 5σ$的意义，分别。在线翼中检测到偏振，对于在0.5”和1”的盘半径之间的两种分子，达到$\sim 5\%$和$\sim 3\%$的峰值偏振分数。发现偏振的符号从发射的蓝移侧翻转到红移侧，表明复杂的非对称偏振形态。对于CS发射，没有稳健地检测到偏振;然而，在$\lesssim 3σ$显著性下发现了一个在形态上与$^{12}$ CO和$^{13}$ CO发射相当的试探性信号。我们能够重建的偏振形态，与方位平均的配置文件一致，假设这也是方位对称的，这可以与未来更高的灵敏度观测。
2021-09-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Magnetic Fields in Evolved Stars: Imaging the Polarized Emission of High-Frequency SiO Masers
本文介绍了超巨星VX Sgr和半规则变星W Hya周围的高频SiO脉泽的亚毫米波射电望远镜阵观测结果。VXSgr的J=5-4，v= 1.28SiO和v= 0.29SiO脉泽是高度线偏振的，偏振度为5- 60%。假设连续谱的发射峰在恒星位置，脉泽在恒星的60质量范围内被发现，相当于1.57千秒差距的100天文单位。线性极化矢量是一致的大规模磁场，与位置和倾角类似的偶极子磁场推断在H2O和OH脉泽地区在更大的距离从恒星。因此，我们第一次表明，磁场结构的拱星信封可以保持稳定，从几个恒星半径到~1400 AU。这为支持演化恒星周围存在大尺度和动态重要的磁场提供了进一步的证据。由于缺乏视差角的覆盖，W Hya周围脉泽的线偏振无法确定。对于这两颗恒星，我们观察到28 SiO和29 SiO同位素，发现它们有明显不同的分布，而且它们似乎相互避开。此外，从SO 5_5-4_4线的发射成像的两个源。在W Hya周围，我们发现红移和蓝移SO发射之间存在明显的偏移。这表明W Hya可能是一个缓慢的双极外流或旋转盘状结构的宿主。
2011-01-10 astro-ph.SR
Clumpy dust clouds and extended atmosphere of the AGB star W Hya revealed with VLT/SPHERE-ZIMPOL and VLTI/AMBER II. Time variations between pre-maximum and minimum light
我们最近用VLT/SPHERE-ZIMPOL在最大光前（相位0.92）拍摄的AGB星W Hya的可见光偏振图像显示了在~2 R星附近的星团尘埃云。我们提出了第二个时代的SPHERE-ZIMPOL观测W Hya在最低光（第0.54段）（645、748和820 nm），在Halpha线中（656.3 nm），和TiO波段（717 nm）以及在甚大望远镜干涉仪上用AMBER仪器在2.3微米CO谱线上进行的高光谱分辨率长基线干涉观测（VLTI）。高空间分辨率的偏振图像使我们能够探测到距离恒星34 - 50 mas（1.4 - 2.0 Rstar）的尘埃云的清晰的时间变化。我们探测到了一个新的尘埃云的形成和第一个时期探测到的一个尘埃云的消失。Halpha和TiO的发射延伸到~150 mas（~6 Rstar），Halpha图像显示时间变化。线偏振度在最低光时（13 - 18%）比在前极大光时高。幂律型的临边暗化盘与连续光谱中的AMBER数据相吻合，得出临边暗化盘的直径为49.1 +/-1.5质量，临边暗化参数为1.16 +/-0.49，这表明与极大前的光相比，临边暗化更弱的大气更广泛。我们的Monte Carlo辐射转移模型表明，在最小光下，Al2O3、Mg2SiO4和MgSiO3的小晶粒（0.1微米）占优势，与在最大光前的大晶粒（0.5微米）占优势形成鲜明对比。的晶粒尺寸的可变性相位依赖性…
2016-11-14 astro-ph.SR
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
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
Features of the Accretion in the EX Hydrae System: Results of Numerical Simulation
本文建立了一个描述EX Hya系统中白矮星磁层流动结构的轴对称近似二维数值模型。模拟结果表明，EX Hya的吸积是通过吸积柱进行的，吸积柱不是封闭的，具有幕状的形状。吸积幕的厚度仅微弱地依赖于吸积盘的厚度。模拟中得出的厚度与观测结果不一致。它的结论是，在所使用的模型中形成厚的吸积幕的主要原因是假设的磁场完全穿透到等离子体的磁盘。基于简单估计的分析表明，完全或部分屏蔽恒星磁场的抗磁性盘可能是对EX Hya吸积特征的更有吸引力的解释。
2019-12-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
High-Speed Bullet Ejections during the AGB to Planetary Nebula Transition: HST Observations of the Carbon Star, V Hydrae
经过充分研究的碳星V Hya，显示出高速、准直外流和密集赤道结构的证据，是研究AGB星向非球面行星状星云转变的关键天体。使用STIS仪器机载HST，我们已经获得了高空间分辨率的长缝光学光谱的V Hya显示高速发射的[SII]和[Fe II]线。我们的数据集跨越了两个时期（2002-2004年和2011-2013年）中相隔一年的三个时期，显示V Hya每8.5年发射一次高速（约200-250公里/秒）子弹。喷出物的轴在大致的东方方向上下翻转，既在天面内也垂直于天面，喷出物的径向速度也在低值和高值之间变化。我们提出了一个模型，在该模型中，子弹弹射与双星伴星的近星点通过在一个偏心轨道V Hya的轨道周期约8.5年。这种翻转现象可能是由一个吸积盘（由主星的物质被引力捕获而产生）的平行喷射造成的，这个吸积盘是扭曲和进动的，并且/或者它的磁场与伴星或主星的磁场不一致。我们展示了如何在我们的模型中也可以解释以前观察到的V Hya光周期的17年周期。此外，我们描述了如何在这里提出的模型可以扩展到多极星云。
2016-05-22 astro-ph.SR
Molecular Distributions and Abundances in the Binary-Shaped Outflow of V Hya
利用 ALMA 观测对双星富碳 AGB 恒星 V Hya 的动力学膨胀盘进行光谱研究，探测到 15+ 种分子，发现其子代物种分布比典型富碳 AGB 源更紧凑，碳链物种在 200 au 内仍保持高丰度。
2024-11-12 astro-ph.GA 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
The TW Hya Rosetta Stone Project II: Spatially resolved emission of formaldehyde hints at low-temperature gas-phase formation
甲醛（H $_2$ CO）是有机物如甲醇（CH $_3$ OH）的重要前体。重要的是要了解在恒星和行星形成过程中产生H $_2$ CO和益生元分子的条件。H $_2$ CO具有气相和固态形成途径，涉及UV产生的自由基前体或CO冰和冷（$\lesssim 20$ K）尘埃颗粒。为了了解哪种途径占主导地位，气态H $_2$ CO的邻对比（OPR）已被用作探针，值为3表示“温暖”条件，$<3$与固态的冷形成有关。我们提出了空间分辨ALMA观测多个ortho和para-H $_2$ CO过渡TW Hya原行星盘测试H $_2$ CO形成理论在行星形成。我们发现$33\pm2$ K，（$1.1\pm0.1)\times10^{12}$ cm $^{-2}$和$25\pm2$ K，$(4.4\pm0.3)\times10^{11}$ cm $^{-2}$分别为ortho-和para-H $_2$ CO，和OPR为$2.49\pm0.23$。径向分辨分析表明，所观察到的H $_2$ CO发射主要在旋转温度为30-40 K，对应于一个层与$z/R\ge0.25$。OPR在60 au（卵石盘的范围）内与3一致，并在60 au后下降至$2.0\pm0.5$。后者对应于12 K的自旋温度，远低于旋转温度。相对均匀的发射条件，径向梯度的OPR，最近的实验室实验和理论的OPR比升华后的组合，导致我们推测，气…
2020-11-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
