Constraints on the radial distribution of the dust properties in the CQ Tau protoplanetary disk
原行星盘中的颗粒生长是形成行星岩石核心的第一步。模型预测，晶粒生长，迁移，并在磁盘碎片和预测不同的灰尘属性作为半径，年龄和物理性质的函数。在超过一个（亚）毫米波长的高角分辨率观测是约束磁盘中平面上的晶粒生长和迁移的基本工具。我们开发了一个程序来分析自洽的多波长（亚）毫米连续干涉观测的原行星盘约束的尘埃性质的径向分布。我们将这种技术应用到现有的多频率连续毫米观测的磁盘周围的CQ头，A8前主序星与一个良好的研究磁盘。我们证明，我们的模型可以用来同时约束磁盘和尘埃结构。在CQ Tau中，最佳拟合模型具有最大晶粒尺寸的径向依赖性，其从内盘（<40 AU）中的几厘米减小到80 AU处的几毫米。然而，目前可用的数据集不允许我们排除在3sigma水平上均匀粒度分布的可能性。
2013-08-23 astro-ph.SR
Impact of magneto-rotational instability on grain growth in protoplanetary disks: II. Increased grain collisional velocities
湍流是原行星盘中各种尺寸颗粒碰撞速度的主要来源。尽管有证据表明原行星盘中的湍流可能是非柯尔莫哥洛夫湍流，但到目前为止，只有柯尔莫哥洛夫湍流被考虑用于计算颗粒碰撞速度。在这项工作中，我们提出了计算颗粒碰撞速度的任意湍流模型，其特征在于幂律谱和确定的三个无量纲参数：斜率的动能谱，斜率的自相关时间，和雷诺数。我们的研究结果的影响说明了不同的湍流模型的晶粒尺寸演化的数值模拟。我们发现，对于Iroshnikov-Kraichnan湍流和由磁旋转不稳定性引起的湍流，小颗粒的碰撞速度远大于标准Kolmogorov湍流。这导致原行星盘外部区域的颗粒更快凝聚，导致毫米波长的尘埃不透明度迅速增加，并可能促进非常年轻的盘中的行星形成。
2021-06-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Porous dust grains in debris disks
在对碎片盘的密度和粒度分布进行建模时，最小粒度往往明显大于相应的爆裂粒度。虽然灰尘颗粒通常被建模为紧凑，均匀的球体，我们反而研究孔隙率的影响。测定了多孔颗粒的光学性质，并研究了孔隙率对井喷尺寸和粉尘温度的影响。利用离散偶极子近似方法，计算了多孔粒子的散射和吸收截面，导出了爆炸尺寸和尘埃温度的变化规律。我们研究对β比率的影响。井喷的大小计算各种恒星的光度和孔隙度，并推导出一个近似方程来估计井喷的大小作为这些参数的函数。此外，我们还研究了孔隙率对粉尘平衡温度的影响。爆发的大小随粒子孔隙度和恒星光度的增加而增加。多孔颗粒的粉尘温度低于致密球体的粉尘温度，尤其是爆裂颗粒的温度降低。
2013-02-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Intrinsic polarisation of elongated porous dust grains
ALMA观测揭示了最近几个原行星盘在（亚）毫米波长范围内的极化辐射。除了大颗粒的自散射外，细长颗粒的热发射是检测到的偏振信号的潜在来源。我们使用离散偶极近似计算了球形、微米和亚毫米级尘埃颗粒的波长依赖吸收和内禀偏振。特别是，我们分析了尘埃颗粒孔隙度的影响，这似乎是存在于磁盘时，小颗粒凝聚形成较大的聚集体。对于第一次，我们的研究结果表明，（a）的固有极化降低增加晶粒孔隙度和（b）的偏振取向翻转90度的波长与晶粒尺寸的某些比率。我们提出了一种新的方法来限制颗粒孔隙度和颗粒大小的原行星盘使用多波长偏振观测在远红外毫米波长。最后，我们发现，中度晶粒孔隙率（$\mathcal{P}\lesssim0.7$）可能解释所观察到的极化分数在系统HD 142527，而高度多孔晶粒（$\mathcal{P}>0.7$）失败，除非晶粒的轴比是非常大的。
2019-06-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Location and sizes of forsterite grains in protoplanetary disks: interpretation from the Herschel DIGIT programme
原行星盘的光谱包含了镁橄榄石尘埃颗粒产生的中红外和远红外辐射特征。光谱特征包含有关镁橄榄石温度、化学成分和粒度的信息。我们的目标是表征如何23和69微米的功能可以用来限制磁盘中的镁橄榄石的物理位置。我们检查两个独立的镁橄榄石温度测量之间的一致性：23/69特征强度比和69微米带的形状。我们进行了辐射转移模拟，以研究磁盘的性质对镁橄榄石光谱特征的影响。在自洽模型中考虑了温度相关的镁橄榄石不透明度，计算了原行星盘的镁橄榄石发射。模拟网格，研究晶粒尺寸，磁盘间隙，径向混合和光学深度的镁橄榄石功能的影响。对于HD 141569和Oph IRS 48，从23/69特征强度比和69微米带形得出的独立温度估计值最不一致。对HD 141569圆盘的案例研究显示了两种解决方案来拟合镁橄榄石光谱。具有T ~ 40 K、富铁（~0- 1%Fe）和1微米镁橄榄石颗粒的模型，以及具有较暖（T ~ 100 K）、无铁和较大（10微米）颗粒的模型。我们发现，磁盘与低上限的69微米的功能（最显着的是在平坦的，自阴影盘），镁橄榄石必须是热的，因此接近恒星。我们发现没有相关性磁盘间隙和镁橄榄石功能的存在或不存在。我们认为，69微米的演变过渡盘HD 141569和Oph IRS 48的功能是最有可能的示踪剂较大（即~10微米）的镁橄榄石颗粒。
2014-06-16 astro-ph.SR
Infrared Emission from the Composite Grains: Effects of Inclusions and Porosities on the 10 and 18 $μm$ Features
本文研究了包裹体和孔隙对硅酸盐颗粒发射特性的影响，并将模型曲线与观测到的星周尘埃红外发射进行了比较。我们计算的吸收效率的复合颗粒，由一个主机硅酸盐扁球体和夹杂物的冰/石墨/或空隙，在光谱区域5.0-25.0 $μm$。利用离散偶极子近似（DDA）计算了三种轴比下复合球扁颗粒的吸收效率。我们研究了吸收作为夹杂物和孔隙率的体积分数的函数。特别是，我们研究的变化，在$10μm$和$18μm$发射功能的夹杂物和孔隙的体积分数。然后，我们计算了这些复合颗粒在几个尘埃温度（T=200- 350 K）的红外通量，并将模型曲线与平均观测IRAS-LRS曲线进行比较，获得了富氧M型恒星周围的星周尘埃壳。模型曲线也与其他两个单独的明星。对复合材料晶粒的结果清楚地表明，在10 $μm$的硅酸盐功能与石墨夹杂物的体积分数的移动。该特征不随孔隙度而变化。这两个特征都没有显示出夹杂物或孔隙的任何加宽。用DDA和有效介质近似（EMA）计算的复合颗粒的吸收效率不一致。在这项研究中提出的复合颗粒模型需要与观察到的红外辐射的星周尘埃周围的几个恒星。
2011-01-10 astro-ph.SR
Investigating the Relative Gas and Small Dust Grain Surface Heights in Protoplanetary Disks
原行星盘中的尘埃从小尘埃颗粒到卵石的演化是行星形成过程的关键。原行星盘中的气体应该会影响小尘埃颗粒的垂直分布（$\sim$ 1 $μm$），利用近红外偏振光和毫米波观测资料，测量了三个原行星盘IM Lup，HD 163296，和HD 97048（CU Cha）。对于两个系统，IM Lup和HD 163296，$^{12}$ CO气体和小尘埃颗粒在小半径的恒星有类似的高度，但在较大的半径（$>$ 100 au）的尘埃颗粒散射表面高度低于$^{12}$ CO气体排放表面高度。在HD 97048的情况下，小尘埃颗粒散射表面在所有半径处具有与$^{12}$ CO气体发射表面相似的高度。我们运行了一个原行星盘辐射转移模型的一般原行星盘与TORUS，并表明有没有观察到的散射表面和$^{12}$ CO发射表面之间的差异。我们还对系统进行了分析建模，发现大于100的气尘比可以解释在IM Lup和HD 163296中观察到的差异。这是对原行星盘中气体和小尘埃颗粒高度分布观测的首次直接比较。未来需要对气体排放和近红外散射光仪器进行观测，以在其他原行星盘中寻找类似的趋势。
2021-04-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Inner dusty regions of protoplanetary discs - I. High resolution temperature structure
我们目前对原行星盘内部区域的物理条件的理解越来越受到更详细的观测和理论探索的挑战。尘埃温度的计算是我们努力理解的关键特征之一，也是图像和通量重建的必要步骤。我们探索小（0.1mic半径）和大（2 mic半径）尘埃颗粒的共存可以共存的距离，从恒星的小颗粒将无法生存没有大颗粒屏蔽他们的直接星光。这项研究需要一个高分辨率的辐射转移计算，能够解决大的温度梯度和磁盘表面的曲率所造成的尘埃升华。计算还能分辨大颗粒中的逆温效应，其中最大尘埃温度在可见光深度τ V~1.5处。我们还显示光盘的图像和光谱，从小颗粒和大颗粒解开的贡献。大颗粒占主导地位的近红外通量，主要是因为明亮的热盘内边缘。小颗粒几乎占据了整个内盘内部，但出现在盘表面的距离是大颗粒与恒星最近距离的2.2倍。然而，小颗粒可以在较小半径处对图像表面亮度做出贡献，因为它们在恒星加热定义的光学薄表面下可见。我们的计算表明，升华温度不提供一个独特的边界条件的辐射转移模型的光学厚盘。这个问题的根源是温度反转效应，它允许大颗粒的光学薄配置比光学厚盘的内径更接近恒星。未来的尝试，以获得更现实的多晶粒内光盘模型将需要的数值分辨率…
2011-12-02 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
Microwave Observations of Edge-on Protoplanetary Disks: Program Overview and First Results
我们正在进行一个多频扩展甚大阵列（EVLA）调查的边缘上的原行星盘探测固体在每个磁盘的增长，沉积到磁盘中平面，这些材料，以及连接这些现象的行星形成过程。沿我们的视线边缘上的磁盘系统的投影，使一个研究的垂直分层的大颗粒与更少的模型的依赖性比将需要的磁盘是更多的face-on.鲁棒的研究的空间分布的颗粒的大小可达~1厘米的EVLA的波长范围和灵敏度。在这方面的贡献，我们描述的目标选择和观察策略。第一个结果有关的0级源IRAS 04368 +2557（L1527 IRS），包括该源的8.46 GHz连续可变性的研究在短期和长期的基线和一个迹象表明，其原行星盘可能有一个缺乏卵石大小的颗粒。
2011-06-24 astro-ph.SR
Dust evolution in protoplanetary disks around Herbig Ae/Be stars - The Spitzer view
在本文中，我们提出了一个全面的赫比格Ae/Be星与斯皮策太空望远镜观测的中红外光谱。这些光谱的信噪比非常高，范围在大约一百到几百之间。在分析这些数据的过程中，我们测试了标准原行星尘埃模型的有效性，并研究了晶粒生长和晶体形成。在光谱分析的基础上，Herbig Ae/Be星周围的原行星尘埃的主要成分是橄榄石和辉石化学计量的无定形硅酸盐，结晶镁橄榄石和顽火辉石和二氧化硅。没有其他固态的特征，表明其他丰富的尘埃物种，是目前在斯皮策光谱。合成光谱与观测结果的偏差很可能与尘埃颗粒的形状效应和铁含量的不确定性有关。我们的分析表明，较大的晶粒更丰富的磁盘气氛中的扁平磁盘比在喇叭形磁盘，表明晶粒生长和沉积减少磁盘喇叭形。然而，我们没有发现，结晶度的值和任何调查的系统参数之间的相关性。我们的分析表明，顽火辉石是更集中向温暖的内盘比镁橄榄石，在平衡冷凝模型的预测相反。迄今为止提出的三种晶体形成机制都不能单独解释我们的所有发现。很可能这三种元素都在结晶硅酸盐的形成中至少起到了一定的作用。
2010-07-31 astro-ph.SR
Millimeter-wave polarization due to grain alignment by the gas flow in protoplanetary disks
如果尘埃颗粒被拉长并沿同一方向排列，它们就会发出固有的偏振辐射。颗粒排列的方向是由外力决定的，例如磁场、辐射和对着尘埃颗粒的气流。在这封信中，我们将气流作用下的晶粒排列概念（称为机械排列）应用到原行星盘的情况。我们假设颗粒具有一定的螺旋度，这将导致与短轴平行的颗粒速度对周围的磁盘气体的对齐，并讨论了极化矢量的形态在原行星盘。我们发现，偏振矢量的方向取决于斯托克斯数，这表示如何以及粮食耦合到气体。如果斯托克斯数小于1，偏振的方向是在方位角方向，因为尘埃对气体的速度是在径向方向。如果斯托克斯数是一样大的统一，偏振矢量显示出领先的螺旋图案，因为径向和方位角分量的气体速度对尘埃颗粒是可比的。这表明，如果观测到的偏振矢量显示出领先的螺旋图案，这将表明尘埃颗粒的斯托克斯数大约是1，这可能是径向漂移。
2019-03-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
The role of OH in the chemical evolution of protoplanetary disks. I. The comet-forming region
上下文随时间变化的气体-颗粒化学可以帮助我们理解原行星盘生命周期中沉积在颗粒表面的物质的层状结构。将大量含碳和含氧分子捕获到颗粒上的历史对于在颗粒表面形成更复杂的（有机）分子具有特殊意义。目标。在其他过程中，宇宙射线诱导的紫外光过程可以导致OH的有效形成。通过更精确地处理宇宙射线与气体的相互作用，我们得到了在宇宙射线电离率为5 × 10 ^-17 s^-1的情况下，宇宙射线诱导的紫外光子通量增加了3.8 × 10^5个光子cm^-2 s ^-1（与之前基于ISM尘埃性质的估计值10^4个光子cm^-2 s ^-1相比）。我们探讨的作用，增强OH丰度的气体颗粒化学在磁盘的中平面在10 AU，这是一个合理的位置彗星形成。我们专注于研究的形成/破坏途径和时间尺度的主要化学物种。方法.我们解决的化学速率方程的基础上的气体-颗粒化学网络和校正的增强宇宙射线诱导的紫外光场。这个领域是估计从一个适当的治疗尘埃性质的原行星盘，而不是以前的估计，假设ISM般的粒度分布。我们还探讨了水冰光解吸为OH+H的化学效应。结果在盘的寿命接近尾声时，我们的化学模型得出了10 AU处的H2O、CO、CO2和CH 4冰丰度（与10^10 cm^-3的中面密度和20 K的温度相一致），这与[C/O]比为0.16的彗星体的化学组成测量结果相一致。这种比较提供了彗星形成的物理条件的限制。
2012-05-18 astro-ph.SR
Photoevaporation of Grain-Depleted Protoplanetary Disks around Intermediate-Mass Stars: Investigating Possibility of Gas-Rich Debris Disks as Protoplanetary Remnants
碎片盘通常被认为是没有气体的系统，但最近的（亚）毫米观测发现了数十个富含气体的系统。气体成分的来源仍然不清楚，也就是说，它可能是原行星遗迹和/或来自大型天体的次级产物。为了成为原行星的起源，母体原行星盘的气体成分需要在$\gtrsim10{\,\rm Myr}$中存活下来。然而，以前的模型预测$\lesssim 10{\,\rm Myr}$的寿命，因为有效的光蒸发在后期阶段的磁盘演变。在本研究中，我们调查光蒸发的气体丰富，光学薄磁盘周围的中等质量的恒星在后期阶段的磁盘演变。演化的系统被建模为那些辐射力足够强，不断吹出小颗粒（$\lesssim 4 {\,\rm μm}$），这是一个重要的组成部分，通过恒星远紫外线（FUV）诱导的光电加热驱动光蒸发。我们发现，晶粒耗尽减少光电加热，使FUV光蒸发不被激发。极紫外（EUV）光蒸发是主要的，并且产生$2$ - $5\times10^{-10}(Φ_{\rm EUV}/10^{41}{\,\rm s}^{-1})^{1/2}\,M_\odot\,{\rm yr}^{-1}$的质量损失率，其中$Φ_{\rm EUV}$是EUV发射率。气体成分的估计寿命是$\sim 50 (M_{\rm disk}/10^{-2}\,M_\odot)(Φ_{\rm EUV}/10^{41}\,{\rm s}^{-1})^{1/2}\,{\rm Myr}$，取决…
2021-05-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Probing dust properties through polarized scattered-light images of a sample of ring-shaped protoplanetary disks
Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；Astronomy Department, University of California Berkeley（加州大学伯克利分校天文学系）；Department of Earth Science and Astronomy, The University of Tokyo（东京大学地球科学和天文系）；School of Natural Sciences, Center for Astronomy, University of Galway（戈尔韦大学自然科学学院天文学中心）
研究利用30张极化光图像分析原行星盘尘埃散射特性，通过DRAGyS工具提取散射相函数并对比AggScatVIR数据库，发现两种尘埃相函数类别，揭示尘埃颗粒物理性质，但方法存在退化问题。
2026-04-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Porous Dust Particles in Protoplanetary Disks: Application to the HL Tau Disk
本研究通过考虑多孔尘埃的不透明度与自散射偏振特性，并用贝叶斯方法拟合HL Tau盘的ALMA与VLA观测，解释连续谱与偏振约束的颗粒尺寸矛盾。
2023-05-31 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Polarization at millimeter wavelengths caused by drifting grains in protoplanetary disks
本文研究原行星盘中尘埃颗粒在径向漂移和垂直剪切不稳定性（VSI）作用下的力学对齐机制，通过3D辐射流体动力学与Monte Carlo偏振辐射传输模拟，发现大颗粒的力学对齐可产生沿盘长轴的毫米波偏振，为追踪颗粒方向提供新途径。
2025-09-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust Transport and Processing in Centrifugally Driven Protoplanetary Disk Winds
有证据表明，原行星盘-包括原太阳盘-在空间尺度上含有结晶尘埃颗粒，尘埃温度低于通过非晶星际硅酸盐的热退火形成它们的阈值。我们解释这些意见的扩展，磁离心驱动的磁盘风，运输颗粒从内部磁盘-在那里他们被提升后，从磁盘表面的恒星辐射热处理-到外盘地区。对于任何半径为$r$的圆盘，都有一个最大的颗粒尺寸$a_\mathrm{max}(r)$，可以从该位置升起：尺寸为$a$ $\ll$ $a_\mathrm{max}$的颗粒被风带走，而尺寸为$a$ $\lesssim$ $a_\mathrm{max}$的颗粒在更大的半径处重新进入圆盘。很大一部分重新进入的颗粒会聚到--随后聚集在--刚好超过$r_\mathrm{max}(a)$的一个狭窄区域，$r_\mathrm{max}(a)$是$a$大小的颗粒可以被抬升的最大半径。我们发现，这个模型可以解释推断的结晶度分数在经典的金牛座T和赫比格Ae磁盘和他们的指示后，在磁盘演化的早期建立近恒常性。这也是一致的平均晶粒尺寸，结晶度和晶体组成的径向梯度报告。此外，这个模型产生的颗粒，仍然嵌入在流出的原行星盘的属性，自然解释了推断的持久性小颗粒在这些磁盘的表面层。
2019-07-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
The evidence of radio polarization induced by the radiative grain alignment and self-scattering of dust grains in a protoplanetary disk
在原行星盘中引起毫米波偏振的机制仍在争论之中。为了解开偏振机制，我们利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在3.1 mm处观测了HL Tau周围的原行星盘，并利用CARMA在1.3 mm处探测到了偏振，成功地探测到了3.1 mm处的环形方位偏振辐射，这表明尘埃颗粒的长轴方向与方位方向一致，这与拉长的尘埃颗粒的辐射排列理论是一致的，其中尘埃颗粒的长轴垂直于辐射通量。此外，在3.1毫米的偏振矢量的形态是完全不同的，从那些在1.3毫米。我们解释说，在3.1毫米的偏振为主的晶粒排列与辐射通量产生方位角偏振矢量，而自散射占主导地位，在1.3毫米，并产生平行于短轴的磁盘的偏振矢量。通过用单个晶粒群体模型对总极化分数进行建模，最大晶粒尺寸被约束为$100{\rm~μm}$，这小于先前基于3 mm处的ALMA和7 mm处的VLA之间的光谱指数的预测。
2017-07-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The CO snow line favours strong clumping by the streaming instability in protoplanetary discs with porous grains
Universite Claude Bernard Lyon 1, CRAL UMR5574, ENS de Lyon, CNRS（里昂第一大学，CRAL UMR5574，巴黎高等师范学院，法国国家科学研究中心）
本文研究了含多孔颗粒的原行星盘中，二氧化碳雪线对流体不稳定性产生强团聚条件的影响。
2026-01-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Co-evolution of dust grains and protoplanetary disks
本研究通过尘埃-气体双流体非理想MHD模拟提出尘埃颗粒与原行星盘共同演化机制，并解析推导出仅依赖可观测物理量的特征幂律盘结构。
2023-06-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Coagulation-Fragmentation Equilibrium for Charged Dust: Abundance of Submicron Grains Increases Dramatically in Protoplanetary Disks
本文通过数值求解 Smoluchowski 凝聚-碎裂方程，研究原行星盘内盘区域中静电排斥与碎裂对尘埃演化的联合效应，发现碎裂能有效补充静电势垒下的小颗粒，使亚微米颗粒平衡丰度比中性尘埃提高数个数量级。
2023-06-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Mineralization, Grain Growth and Disk Structure: Observations of the Evolution of Dust in Protoplanetary Disk
在过去五年中，斯皮策空间望远镜和改进的地面设施使得围绕太阳质量或更小的年轻恒星的星周盘的数量大量增加，其中固体成分的组成已被完整的中红外光谱研究。有了这些样本，我们可以通过观测评估尘埃在行星形成时期的演变，同时评估原行星盘的成分和结构的演变。在这里，我们将回顾这一努力的进展，重点是在附近的协会和恒星形成区的对象，并在尘埃成分的方法，确定从年轻的恒星天体的红外光谱。
2009-02-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Protoplanetary Disk Structure With Grain Evolution: the ANDES Model
本文提出了一个自洽的原行星盘模型：“带有尘埃演化和沉积的吸积盘”（ANDES）。ANDES基于灵活和可扩展的模块化结构，包括1）1+1D频率相关连续辐射转移模块，2）使用具有UV/X射线驱动过程表面反应的扩展气体颗粒网络计算化学演化的模块，3）计算气体热能平衡的模块，以及4）模拟尘埃颗粒演化的1+1D模块。首次在原行星盘模型中考虑了颗粒演化和随时间变化的分子化学。我们发现，晶粒生长和沉积的大颗粒的磁盘中平面导致一个尘埃贫化的气氛。因此，尘埃和气体的温度变得更高的内部磁盘（R < 50 AU）和较低的外部磁盘（R > 50 AU），与盘模型与原始尘埃。尘埃盘化学结构对尘埃生长和沉降的响应是双重的。首先，由于更高的透明度，部分UV屏蔽的分子层被移动到更靠近致密的中平面。第二，在磁盘中平面的大晶粒的存在下，延迟了挥发性的气相物种，如CO的冻结，而在相邻的上层的耗尽仍然是有效的。在尘埃演化的圆盘模型中，许多物种的分子浓度和柱密度都得到了增强，例如，CO2，NH 2CN，HNO，H2O，HCOOH，HCN，CO。我们还表明，时间依赖性化学是重要的气体热平衡的正确描述。
2013-02-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust grain growth in rho-Ophiuchi protoplanetary disks
我们提出了新的ATCA观测在3.3毫米的27个年轻的恒星天体的rho-Oph年轻的集群。其中25个来源已被发现。我们分析了17个孤立的II类原行星盘的子样本的亚毫米和毫米SED，并推导出磁盘外部区域的晶粒生长和总尘埃质量的约束。在我们的样本中的所有磁盘显示毫米的SED的斜率，这是显着浅于在这些长波长的ISM观察到的。这表明：1）蛇夫座中的II类圆盘在其外部区域生长到mm/cm大小的颗粒，2）形成mm/cm大小的卵石是一个快速的过程，3）需要一种机制来解释这些数据。这些发现与之前在其他恒星形成区的结果一致。我们比较了这个样品的灰尘性质与金牛座御夫座的一个统一选择的样品，并没有发现任何统计证据的两个地区之间的晶粒生长方面的差异。最后，在我们的样品中，没有发现SED的mm斜率与内盘表面层中晶粒生长至微米尺寸的指标相关。
2010-08-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
New growth mechanism of dust grains in protoplanetary disks with magnetically driven disk winds
我们在原行星盘中发现了一种新的尘埃颗粒生长到千米大小天体的模式，这种模式是通过粘性吸积和磁驱动盘风（MDW）演化而来的。通过一维模型求解了含气固两相随时间演化圆盘的尘埃颗粒的近似凝聚方程。随着晶粒的长大，所有的固体粒子最初都在气体拖曳力的作用下向内漂移到中心恒星。然而，气体压力的径向分布$P$被以由内向外的方式分散气体的MDW修改。因此，在$P$向上凸起的位置，漂移的尘埃颗粒的会聚径向通量产生了固体颗粒的局部集中。当无因次停止时间${\rm St}$超过1时，固体颗粒自发地达到生长主导状态，这是由于抑制径向漂移和增强从外部漂移的尘埃颗粒的聚集之间的正反馈。一旦固体颗粒处于漂移限制状态，上述用于粉尘生长的${\rm St} \gtrsim 1$条件与\begin{equation} Σ_{\rm d}/Σ_{\rm g}\gtrsim η, \nonumber \end{equation}等价，其中$Σ_{\rm d}/Σ_{\rm g}$是粉尘与气体的表面密度比，而$η$是无量纲径向气压梯度力。由于尘埃颗粒的成功生长，在原行星盘的内部形成了包含小行星大小的物体的环状结构。这样一个环状的星子聚集区预计将在随后的行星形成中发挥至关重要的作用。
2020-12-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planet gaps in the dust layer of 3D protoplanetary disks: I. Hydrodynamical simulations of T Tauri disks
内容：虽然亚微米和微米大小的尘埃颗粒通常与原行星盘中的气相很好地混合，但较大的颗粒将部分解耦，因此具有与气体不同的分布。这对预测原行星盘的可观测性产生了影响，因为仅对气体的研究将提供一个不准确的图像。具体来说，在行星存在下的间隙打开标准通常是针对气相进行研究的，而一旦颗粒达到毫米大小，尘埃层的情况可能会大不相同，这就是ALMA所观察到的。目的：我们的目标是调查的形成和结构的行星间隙的尘埃层的原行星盘与嵌入的行星。研究方法：我们执行3D，气体+尘埃SPH模拟的原行星盘与行星在一个固定的圆形轨道上在40 AU研究的气体和尘埃的分布和密度在磁盘的演变。我们运行了一系列模拟，其中行星质量和尘埃颗粒大小不同。结果如下：我们发现，尘埃层中的间隙比气相中的间隙更引人注目，对于更大质量的行星和更大的颗粒，它更深更宽。对于一个足够大的行星，我们注意到，厘米大小的颗粒仍然在间隙内的共转和他们的人口在外盘显示出一个不对称的结构，一个签名的磁盘行星相互作用，即使是一个圆形的行星轨道，这应该是可观察到的ALMA。
2010-05-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Impact of Size-dependent Grain Temperature on Gas-Grain Chemistry in Protoplanetary Disks: the case of low mass star disks
颗粒表面化学是年轻恒星周围原行星盘组成的关键。谷物的温度取决于它们的大小。我们评估这种温度依赖性对磁盘化学的影响。我们模拟了一个中等质量的磁盘与16个不同的晶粒尺寸。我们使用POLARIS来计算尘埃颗粒温度和当地的紫外线通量。我们使用三相天体化学代码NAUTILUS模拟化学。光处理使用频率依赖的横截面，和一种新的方法来考虑自我和相互屏蔽。多晶粒模型的输出进行比较，单晶粒尺寸模型（0.1 $μ$ m），与两个不同的假设，其等效温度。我们发现平衡温度下的Langmuir-Hinshelwood（LH）机制对3-4个标度高度的H $_2$（$H$）的形成是无效的，并采用随机方法的参数拟合来模拟H $_2$的形成.我们发现的分子层组成（1-3 $H$）取决于剩余的H原子的量。单颗粒和多颗粒模型之间的分子表面密度的差异主要是由于高于1.5 $H$的情况。在100 AU，模型与较冷的晶粒产生H $_2$ O和CH $_4$冰的中平面，和温暖的产生更多的CO $_2$冰，都允许有效的耗尽C和O，只要CO坚持在晶粒表面。复杂的有机分子（COM）的生产是通过在多颗粒模型中存在较温暖的颗粒来增强的。使用单颗粒模型模拟颗粒生长和灰尘沉降未能再现气体颗粒化学的复杂性。具有单一晶粒尺寸的化学模型对所采用的晶粒温度敏感，并且不能解释所有预期的影响。预计雪线的空间分布是由谷物温度的变化引起的。影响的幅度将取决于…
2021-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The outcome of protoplanetary dust growth: pebbles, boulders, or planetesimals? I. Mapping the zoo of laboratory collision experiments
从原行星尘埃到微行星的生长过程尚未完全了解。实验室实验和理论模型表明，尘埃聚集体之间的碰撞可能导致粘附，反弹和破碎。然而，迄今为止，还没有对原行星尘埃的碰撞结果进行系统的研究，因此，原行星盘中尘埃演化的物理模型仍然缺失。我们打算映射任意多孔尘埃聚集体的碰撞相互作用的参数空间。这个参数空间包括尘埃聚集体的质量，它们的孔隙度和碰撞速度。有了这样一个完整的映射的碰撞结果的原行星尘埃聚集体，它将有可能遵循的碰撞演化的尘埃在原行星盘的环境。我们使用文献数据，进行自己的实验室实验，并应用简单的物理模型，得到一个完整的图片的碰撞相互作用的原行星尘埃聚集体。在我们的研究中，我们发现了四种不同类型的粘附，两种类型的反弹和三种类型的碎片作为原行星尘埃聚集体之间碰撞的可能结果。我们区分八种孔隙度和质量比的组合。对于每一种情况，我们都给出了一个完整的碰撞模型，其尘埃-聚集体质量在10^-12 ~ 10^2 g之间，碰撞速度在10^-4 ~ 10^4 cm/s之间，且孔隙率为任意值。该模型包括碰撞结果、所产生的聚集体的质量及其孔隙度。我们提出了第一个完整的原行星尘埃碰撞模型。该碰撞模型可用于确定原行星盘中尘埃的生长速率。
2009-11-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Exploring Polarized Millimeter Emission from Protoplanetary Disks with Irregular Dust Grains
Instituto de Radioastronomía y Astrofísica, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学射电天文学与天体物理研究所）；Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Nordic Optical Telescope（北欧光学望远镜）
研究不规则尘埃颗粒对毫米波极化结构的影响，发现其在不同光学深度条件下对极化分数和形态有显著影响，但单独改变几何形状不足以解释观测到的极化分数。
2026-04-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
JWST imaging of edge-on protoplanetary disks. I. Fully vertically mixed 10$μ$m grains in the outer regions of a 1000 au disk
本文利用JWST对1000 au侧视原行星盘进行长波长散射光成像，结合HST和ALMA观测发现盘表面≳10 μm颗粒与气体完全耦合，并揭示了可能与盘风有关的X形特征。
2023-09-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
ALMA Observations of the Inner Cavity in the Protoplanetary Disk around Sz 84
利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）对金牛座T星Sz~84周围的一个原行星盘进行了观测，分析了尘埃盘中心区域的内腔结构。Sz~84的光谱能量分布（SED）在$λ\lesssim$ 10~ $μ$ m处具有可忽略不计的红外过量，这是由于盘的腔结构造成的。对1.3mm尘埃连续谱的观测结果和SED的分析表明，大尘埃（毫米级）盘中的空洞半径为8au，小尘埃（亚微米级）盘中的空洞半径为60 au。此外，根据SED分析，我们估计$r<$ 60~au小尘埃颗粒的质量上限小于$\sim$ 10 $^{-3}$ ~ $M_{\rm earth}$，即$\lesssim$占$r<$ 60~au总（小~ $+$ ~大）尘埃质量的0.01~\%.这些结果表明，大的尘埃颗粒占主导地位，在$r<$ 60~au，这意味着尘埃颗粒有效地增长与低效率的碎裂在这一地区，可能是由于弱湍流和/或粘性尘埃颗粒。颗粒生长和尘埃破碎的平衡是决定原行星盘中大尘埃颗粒大小的重要因素，因此Sz~84可以作为研究此类盘中颗粒生长的良好试验平台。
2020-09-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A Possible Mechanism for Overcoming the Electrostatic Barrier Against Dust Growth in Protoplanetary disks
本文研究了尘埃粒子在原行星盘中的凝聚。研究了带电尘埃颗粒生长过程中的静电排斥势垒。考虑到光电效应导致在中间高度处出现一层，其中灰尘具有接近于零的电荷，使得灰尘颗粒能够有效地生长。凝结速率的增加不仅是由于库仑势垒的降低，而且还由于由于近零电荷的非零分散而引起的相反电荷的颗粒之间的静电吸引。取决于混合的效率在磁盘中，加速的尘埃在这一层的演变可能是重要的，无论是在准静止阶段的磁盘演变，并在其分散。
2015-08-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Probing Magnetic Fields in Protoplanetary Disk Atmospheres through Polarized Optical/IR Light Scattered by Aligned Grains
磁场在原行星盘中起着至关重要的作用。圆盘大气中的磁场特别令人感兴趣，因为它们与风发射机制有关。在这项工作中，我们研究了磁盘大气中的磁性排列的晶粒散射光的偏振，专注于从典型的方位角方向，这可能是可检测的近红外偏振仪与仪器，如VLT/SPHERE的偏振方向的偏差。我们表明，一个简单的磁盘模型，极化甚至可以沿径向（而不是方位角）方向，特别是在高度倾斜的磁盘与环形为主的磁场。这种极化反转是由取向晶粒的极化率的各向异性引起的，因此是这种晶粒的指示信号。我们发现，近红外光散射主要是由$μ$ m大小的颗粒或更小的$τ=1$表面和这样的颗粒可以磁性对齐，如果它们包含超顺磁性夹杂物。为了与观测结果进行比较，我们生成了$U_ϕ/I$和$Q_ϕ/I$比率的合成图，该合成图可用于通过负$Q_ϕ$（极化反转）和/或显著水平的$U_ϕ/I$来推断（磁性）对齐晶粒的存在。我们发现，在现有的数据中观察到的两个功能，$U_ϕ$的非对称分布相对于磁盘短轴和空间分布的$U_ϕ$，主要是积极的或消极的，是不兼容的轴对称磁盘中的球形颗粒的散射。它们为定向非球形颗粒的散射提供了间接证据。
2022-07-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Self-scattering on large, porous grains in protoplanetary disks with dust settling
在亚毫米波段对原行星盘（PPD）的观测表明，偏振是由热辐射的散射引起的。大多数用来解释这些观测结果的尘埃模型都有主要的缺点：它们要么使用比尘埃演化模型预期的要小得多的颗粒，要么导致比观测到的更低的偏振。我们调查的尘埃颗粒孔隙度的偏振由于散射在亚毫米波长所产生的颗粒的尺寸高达毫米的影响，因为他们预计将存在于中平面的PPD。利用有效介质理论，我们计算了多孔尘埃的光学性质，并用它们来预测散射偏振的行为。随后，对带有多孔尘埃的PPD进行了辐射转移模拟，以分析光学深度结构的附加影响，从而分析多次散射事件和不均匀温度分布对偏振的影响。我们发现，多孔粉尘与约10%的中等填充因子相比，紧凑的颗粒增加极化。对于较高的颗粒孔隙率，即填充因子为1%或更低的颗粒，消光不透明度降低，具有恒定质量的盘的光学深度也降低。因此，非偏振的直接辐射占主导地位的散射通量，偏振迅速下降。即使模拟的极化高于致密颗粒的情况下，它仍然低于典型的观察值的正面磁盘。然而，当来自磁盘和尘埃演化理论的关键模型假设（例如尘埃沉降和毫米大小的尘埃颗粒）被丢弃时，极化可能会增加。然而，在倾斜圆盘的情况下，我们的参考模型能够实现约1%的偏振度，并且使用更高的圆盘质量，甚至比这更高。
2021-03-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust Evolution in Protoplanetary Disks
在形成行星岩石核心的核心吸积情景中，行星形成的第一步是尘埃颗粒生长成越来越大的聚集体，最终形成星子。虽然尘埃颗粒被认为是从亚微米大小的典型的星际尘埃增长到微米大小的粒子在分子云和核心的密集区域，从微米大小的颗粒增长到卵石和公里大小的机构必须发生在原行星盘。行星系统形成的这一步是固体演化的最后阶段，可以在年轻的太阳系外系统中直接观察到。在这一章中，我们回顾了从实验室实验和数值计算中发现的对颗粒-颗粒碰撞物理的限制。然后，我们回顾了目前的理论认识的全球过程中的固体演化的原行星盘，包括尘埃沉降，增长和径向运输。总结了预测的观测特征。我们讨论了最近的事态发展，在分子云的核心和坍缩信封的原恒星的研究，因为这些提供了初始条件的磁盘中的灰尘。我们讨论的观测证据，从毫米的调查，以及最近的证据径向变化的磁盘中的尘埃属性的年轻磁盘中的颗粒的增长。我们包括一个简短的讨论的限制小端的粒度分布和尘埃沉降来自光学和红外观测。在全球尘埃演化模型的背景下讨论的意见，特别是我们专注于新兴的证据，一个非常有效的早期增长的晶粒和径向分布的晶粒尺寸在磁盘上。我们还强调了当前模型的局限性，包括需要减缓晶粒的径向漂移。
2014-02-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gravitoviscous Protoplanetary Discs with a Dust Component. IV. Disc Outer Edges, Spectral Indices, and Opacity Gaps
行星形成的关键第一步是微米大小的尘埃聚集成宏观的聚集体。这个阶段很可能发生在原恒星盘形成的早期，其特征是活跃的气体动力学。我们提出了数值模拟的原恒星/原行星盘的长期演变，其中包括气体动力学与自重力在薄盘的限制，和双分散尘埃颗粒的演变，由于凝聚，破碎，并通过气体漂移。我们发现，粒径的光盘周边的减少导致尖锐的外边缘在灰尘毫米排放，这是由灰尘不透明度系数的下降，而不是由灰尘表面密度的变化来解释。这些可见的外边缘位于平均颗粒尺寸为$\approx λ/2π$的位置，其中$λ$是观测波长，因此如果尘埃尺寸向外减小，则光盘通常在较长的波长下看起来更紧凑。这允许用于重建盘外部区域中的晶粒尺寸的简单配方。如果晶粒尺寸在某些波长下没有达到$λ/2π$，则光盘在较长波长下可能看起来更大。圆盘可见尺寸在前一百万年内非单调变化，与尘埃和气体的物理尺寸相差几倍。我们比较我们的模型与最近的观测数据的气体和尘埃盘的大小，远红外线通量和光谱指数的狼疮原行星盘。我们还表明，非单调变化的晶粒尺寸在径向方向上可以导致波长依赖的不透明度差距，这是不相关的尘埃密度分布中的任何物理差距。
2020-10-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Ionization and Dust Charging in Protoplanetary Disks
稠密星际和星周环境中的电离-复合平衡是一系列重要物理过程的关键因素，如化学反应、尘埃充电和凝聚、气体与磁场的耦合以及原行星盘中不稳定性的发展。我们确定了一个临界气体密度以上的颗粒表面上的电子和离子的复合占主导地位的气相复合。对于这个政权，我们提出了一个自洽的分析模型，使我们能够准确地计算丰度的带电物种在含尘气体，而不作假设的颗粒电荷分布。为了证明所提出的方法的重要性，我们检查是否传统的近似低颗粒电荷是有效的典型的原行星盘，并讨论尘埃凝聚和发展的“死区”的磁盘的影响。所提出的模型是适用于任意粒度分布，并为给定的灰尘属性和条件的磁盘，只有一个自由参数-离子的有效质量，显示有一个低的效果的结果。该模型可以很容易地包括在致密分子云和原行星盘的尘埃演化的数值模拟。
2016-10-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Millimeter-wave polarization of protoplanetary disks due to dust scattering
提出了一种利用毫米波段偏振观测来约束原行星盘中晶粒尺寸的新方法。如果尘埃颗粒生长到与波长相当的尺寸，则尘埃颗粒预计具有大的散射不透明度，因此连续谱发射预计由于自散射而偏振。我们进行三维辐射转移计算，以估计偏振度的原行星盘具有径向高斯状尘埃表面密度分布，这是最近发现的。将最大粒径设定为$100 {\rm~μm}$，将观测波长设定为870 ${\rm μm}$。我们发现，偏振度是高达2.5%的subarcsec的空间分辨率，这是很可能被检测到与不久的未来ALMA观测。由于各向异性连续发射的散射，发射是偏振的。偏振度分布呈双峰分布，内环偏振方向为径向，外环偏振方向为方位角。我们还发现了偏振度的波长依赖性：当尘埃颗粒的最大尺寸为$a_{\rm max}\simλ/2π$时，偏振度最高，其中$λ$是观测波长。因此，对原行星盘的多波和空间分辨偏振观测使我们能够对晶粒尺寸施加约束。从偏振观测的晶粒尺寸的约束是独立的，甚至可能比从不透明度指数更强。
2015-07-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Protoplanetary Disk Masses in IC348: A Rapid Decline in the Population of Small Dust Grains After 1 Myr
本文利用亚毫米波射电阵列对2- 300万年前的星系团IC 348中的原行星盘进行了1.3毫米的连续观测。我们观察到85个年轻的恒星物体，并检测到10个1.3毫米通量大于2毫焦耳。最明亮的光源是一颗年轻的嵌入式原恒星，它驱动着分子外流。其他9个探测到的是光学可见恒星周围的尘埃盘。我们的毫米通量测量转化为总磁盘质量范围从2到6木星质量。每个检测到的磁盘有强烈的中红外线发射超过恒星光球，并具有Halalpha等效宽度大于平均在集群和正在进行的气体吸积的指示。盘质量分布，然而，是移动了约20倍，以较低的质量，相比，在~1万年的金牛座和蛇夫座地区。这些观测揭示了圆盘中小尘埃颗粒的数量随着时间的推移而迅速减少，并且可能伴随着它们的增长超过毫米大小。此外，如果IC 348形成行星的比例与现场检测到的相同，那么这些微弱的毫米探测可能代表了星团中研究从微行星到行星的发展的最佳候选者。
2011-05-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
A compact concentration of large grains in the HD142527 protoplanetary dust trap
微行星和巨行星的形成途径可能发生在被困在压力最大值中的尘埃颗粒的集中。在最近的亚毫米波长的无线电图像中已经看到了戏剧性的新月形尘埃浓度。这些磁盘的不对称性可能代表的初始阶段的行星形成的尘埃陷阱的情况下，提供的颗粒大小空间分离。一个可测试的预测方位尘埃捕获的是，越来越大的颗粒应该更严格地限制，而且被困的颗粒应该遵循的分布是显着不同的气体。然而，气体示踪剂，如CO和红外线发射的小颗粒都是非常光学厚的亚毫米连续起源，因此观测一直无法测试捕获的预测或确定紧凑的浓度所需的大颗粒行星形成的核心吸积。在这里，我们报告的多频观测HD 142527，从34 GHz到700 GHz，揭示了一个紧凑的浓度厘米大小的颗粒，与几个地球的质量，嵌入在一个大规模的新月形的毫米大小的颗粒。波长短于~ 1 mm的发射峰在光学上是厚的，并且跟踪由内部区域投射的阴影产生的温度结构。鉴于这种温度结构，我们推断最大的尘埃颗粒集中在34 GHz的团块中。我们的结论是，粉尘捕集是有效的约厘米大小的颗粒，并导致浓度提高，而较小的颗粒在很大程度上反映了气体的分布。
2015-05-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Polarization reversal of scattered thermal dust emission in protoplanetary disks at (sub-)mm wavelengths
原行星盘的偏振光研究是制约尘埃性质、盘形和嵌入磁场的关键。然而，不同的偏振机制和尘埃颗粒的形状和成分的多样性导致偏振图案的模糊性。所谓的“自散射”的热，再发射的辐射在红外和毫米/亚毫米作为一个主要的偏振机制进行了讨论。如果辐射场的净通量是径向的，通常假设原行星盘中散射产生的偏振图案显示出面向盘的同心环。我们表明，翻转的$90^\circ$的偏振矢量可能会发生和模仿的典型模式的尘埃颗粒排列的环形磁场中看到接近face-on. Further，这种效应的偏振反转是一个快速变化的函数的波长和晶粒尺寸，因此，一个强大的工具来约束颗粒成分和尺寸分布存在于原行星盘的磁盘。此外，该效应还可以为盘倾斜提供独特的约束，特别是如果盘靠近正面观察。
2019-07-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
(Sub)millimeter Dust Polarization of Protoplanetary Disks from Scattering by Large Millimeter-Sized Irregular Grains
尘埃颗粒的大小，$a$，是拱星盘的物理和化学过程的关键，但颗粒大小的观测限制仍然具有挑战性。（亚）毫米连续谱观测经常显示平行于圆盘短轴的λ-水平偏振，这通常归因于$\sim 100μ$ m-尺寸球形颗粒的散射（具有尺寸参数$x \equiv 2πa / λ< 1$，其中$λ$是波长）。较大的球形晶粒（其中$x$大于1）将产生相反的偏振方向。然而，推断的尺寸与不透明度指数$β$存在张力，该指数指向更大的mm/cm尺寸的颗粒。我们调查的散射产生的偏振与$x$的范围大于从实验室实验中获得的光学性质的统一的大的不规则颗粒。利用辐射传输程序RADMC-3D，我们发现大的不规则颗粒仍然产生平行于磁盘短轴的偏振。如果采用光学中的原始镁橄榄石折射率，则所有样品都可以产生通常观察到的偏振水平。考虑到使用DSHARP尘埃模型更普遍采用的折射率，只有具有几个$x$的颗粒（对应于$\sim$ mm尺寸的颗粒）可以达到相同的偏振水平。我们的研究结果表明，磁盘中的晶粒可以有毫米级的大小，这可能会减轻从散射和其他手段推断的晶粒尺寸之间的紧张关系。此外，如果大的不规则颗粒没有沉降到中平面，它们的强前向散射可以在倾斜盘的近侧和远侧之间产生不对称性，这可以用来推断它们的存在。
2023-03-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Impact of magneto-rotational instability on grain growth in protoplanetary disks: I. Relevant turbulence properties
原行星盘中的湍流引起尘埃颗粒之间的碰撞，从而促进颗粒生长。我们调查的两个基本假设的湍流在获得颗粒碰撞速度-的动能谱和湍流自相关时间-的背景下产生的湍流的磁旋转不稳定性（MRI）。我们进行数值模拟的MRI以及驱动湍流，一系列的物理和数值参数。我们发现湍流$α$ -参数的收敛并不一定意味着能谱的收敛。MRI湍流主要是螺线管，我们观察到一个持久的动能谱的$k^{-4/3}$。同样的螺线管驱动的湍流和没有磁场，超过1 dex附近的耗散尺度。这个幂律斜率似乎收敛的数值分辨率，是由于瓶颈效应。MRI湍流中的动能在MRI的最快增长模式处达到峰值。相反，磁能在耗散尺度处达到峰值。MRI湍流中的磁能谱没有显示出明显的幂律范围，并且在耗散尺度附近的约1 dex上几乎是恒定的。湍流自相关时间在大尺度上几乎是恒定的，受剪切时间尺度的限制，在小尺度上表现出接近$k^{-1}$的幂律下降，斜率比涡渡时间更陡。偏离标准图片的Kolmogorov湍流与注入规模在磁盘规模的高度可能有显着的影响，颗粒碰撞速度。
2020-02-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
An Introduction to Dust Evolution and Vertical Transport in Protoplanetary Disks
本教程介绍了原行星盘中尘埃演化与垂直传输的观测研究，阐述多波长空间分辨观测如何推断尘埃分布与性质，并描述推断不同示踪物尘埃性质及垂直高度的方法以助初学者入门。
2025-09-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Protoplanetary Disk Polarization at Multiple Wavelengths: Are Dust Populations Diverse?
本研究首次在870 μm和3 mm开展原行星盘尘埃偏振巡天，发现相近演化阶段盘的偏振行为存在差异，并通过散射模型用不同尘埃粒径与分层分布解释观测特征。
2024-04-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Solving grain size inconsistency between ALMA polarization and VLA continuum in the Ophiuchus IRS 48 protoplanetary disk
蛇夫座IRS 48周围的原行星盘在（亚）毫米观测中显示出方位角不对称的尘埃分布，这被解释为一个漩涡，毫米/厘米大小的粒子被困在连续峰的位置。在本文中，我们提出了860 $μ$米ALMA观测偏振尘埃排放的磁盘。偏振发射被检测到朝向盘的一部分。极化矢量平行于圆盘短轴，并且极化分数被推导为$1-2$ \%。这些特征与亚毫米波发射的自散射模型一致，该模型表明最大晶粒尺寸为$\sim100$ $μ$ m。然而，这与先前对毫米/厘米尘埃颗粒被漩涡捕获的解释不一致。为了解释这两个，ALMA偏振和以前的ALMA和VLA观测，我们建议，在860 $μ$米波长的热发射是光学厚（$τ_{\rm abs}\sim7.3$）在尘埃陷阱的最大可观察到的颗粒尺寸为$\sim100$ $μ$米，而不是光学薄的情况下，$\sim$厘米尘埃颗粒。我们注意到，如果860 $μ$ m的热辐射是光学厚度，我们不能排除较大的尘埃颗粒在中平面附近积累。
2020-07-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Processing and Mineralogy in Protoplanetary Accretion Disks
我们讨论了不同的尘埃成分的原行星盘，特别强调颗粒组成，大小和结构。本文将强调尘埃颗粒在原行星盘中的作用，以及支持这一知识的观测结果。首先，描述了尘埃从星际介质进入CS盘的路径。然后，尘埃冷凝序列从气体中引入，以确定最有可能发生在磁盘中的物种。硅酸盐的特性进行了详细的处理：组成，晶格结构，镁铁比和光谱特征。星际介质中另一种主要的尘埃形成成分是碳，它有多种形式，从分子到更复杂的颗粒。多环芳烃的观测证据给出了年轻的恒星和太阳系的材料。我们展示了如何光散射理论和实验室数据可以用来提供尘埃颗粒的光学特性。从观测者的角度，我们讨论了如何红外光谱可以用来获得灰尘的属性，目前使用的主要光谱分析方法和它们的局限性。观测结果，确定尘埃的性质，在原行星盘，给出：首先是明亮的中等质量的Herbig Ae/Be星，然后为低质量的金牛星和褐矮星。在这里，我们提出的结果，从空间天文台ISO和斯皮策，以及从中红外干涉仪VLTI，并总结了主要的发现。我们讨论了赫比格Ae/Be和金牛T星的颗粒生长的观测证据，以及它与光谱类型和尘埃沉降的关系。最后，我们展望了未来的太空任务，这将为更长波长甚至更暗的物体打开新的窗口。
2009-11-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gas- and dust evolution in protoplanetary disks
上下文目前关于原行星盘中尘埃的大小和径向演化的模型通常过于简化了盘的径向演化（通过聚焦在一个单一的半径或通过使用稳态盘模型），或者它们假设粒子生长以单分散或无碎裂的方式进行。对原行星盘的进一步研究--如观测、盘化学和结构计算或行星种群合成模型--取决于尘埃的分布，尘埃的分布是盘中颗粒大小和径向位置的函数。目标。我们试图改进现有的模型，以便能够研究初始条件，建立阶段，以及原行星盘的演变如何影响尘埃的生长和运输。方法.我们引入了Brauer等人（2008）模型的一个新版本，其中我们现在包括了随时间变化的气体盘粘性演化，并在其中实现了更先进的输入物理和数值积分方法。结果我们发现，颗粒的性质，气体压力梯度，和湍流的量更影响尘埃的演变比初始条件或建立阶段的原行星盘。我们量化了哪些条件或环境有利于超过米尺寸障碍的增长。高的气体表面密度或带状流动可能有助于克服径向漂移的问题，然而，少量的湍流已经对晶粒生长造成了更大的障碍。
2010-02-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Grain growth signatures in the protoplanetary discs of Chamaeleon and Lupus
我们目前的ATCA结果的3和7毫米连续调查的20 T金牛星的变色龙和狼疮恒星形成区域。这项调查的目的是确定原行星盘与晶粒生长的迹象。我们检测到90%的来源在3和7毫米，并确定了光谱斜率，尘埃不透明度指数和尘埃盘质量。我们还提出了一个小的子集的源在7，15毫米和3+6厘米的时间监测结果，以调查晶粒生长到厘米的大小和限制在这些来源的排放机制。此外，我们研究了红外（10 μm硅酸盐特征）和毫米（1-3 mm光谱斜率，α）中晶粒生长特征之间的潜在相关性。在3和7毫米的11个源占主导地位的热尘埃排放高达7毫米，其中7个具有1-3毫米的尘埃不透明度指数小于1，这表明颗粒生长到至少毫米的大小。在15毫米及以上观测到的Chamaeleon源表明存在来自电离风和/或色球发射的过量发射。在7毫米的长期监测表明，厘米大小的卵石存在于至少四个来源。在15 mm处的短时间尺度监测表明过量发射来自热自由发射。最后，发现10个\mum特征的强度与α之间存在弱相关性，表明尘埃盘的内部和外部同时演化。这项调查表明，晶粒生长到厘米大小的鹅卵石和过量排放的存在下，在15毫米及以上是常见的，在这些系统中，需要时间监测解开这些排放机制。
2012-07-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Distribution and Chemistry of H$_2$CO in the DM Tau Protoplanetary Disk
尘埃颗粒表面的H $_2$ CO冰是复杂有机分子的重要前体。在原行星盘中很容易观察到H $_2$ CO气体，并可用来追踪COM化学。然而，它的效用作为COM探针目前是有限的，缺乏约束的相对贡献的两个不同的形成途径：在冰冷的颗粒表面和气相。我们使用档案ALMA观测的解决分布的H $_2$ CO排放在磁盘周围的年轻的低质量恒星DM头，以评估这些形成路线的相对重要性。观测到的H $_2$ CO发射具有中心峰值和径向宽的亮度轮廓（延伸到500 AU）。我们比较这些意见与磁盘化学模型与颗粒表面形成反应，并发现，气体和颗粒表面化学是必要的，以解释空间分布的排放。气相H $_2$ CO的产生是所观察到的中心峰的原因，而颗粒表面化学需要再现CO雪线外部的排放（其中H $_2$ CO主要通过CO冰的氢化在非热解吸之前形成）。这些观测结果表明，气体和颗粒表面的途径有助于所观察到的H $_2$ CO在磁盘中，和他们的相对贡献强烈依赖于距离宿主恒星。
2015-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Compact dust concentration in the MWC 758 protoplanetary disk
星子的形成需要原始尘埃颗粒从微米到公里大小的物体。由气体压力最大值引起的尘埃陷阱被认为是颗粒可以集中并快速生长以形成星子的区域，然后径向迁移到恒星上。我们报告新的VLA Ka & Ku观测的原行星盘周围的赫比格Ae/Be星MWC 758。Ka图像显示了一个紧凑的发射区域，在外盘表明一个强大的集中的大尘埃颗粒。追踪较小的颗粒，ALMA档案数据在波段7连续显示扩展磁盘发射强度最大的西北部的中央恒星，这符合VLA的丛位置。在尘埃捕获的背景下，预计紧凑的Ka发射，因为大颗粒比小颗粒更容易被捕获在气体压力最大值。我们开发了一个非轴对称的参数模型的启发，一个稳定状态的涡解与参数充分选择重现的意见，包括光谱能量分布。最后，我们将射电连续谱与SPHERE散射光数据进行了比较。ALMA连续体在空间上与散射光中看到的螺旋状特征相吻合，而VLA团块与散射光最大值相偏移。此外，ALMA图显示了与没有散射偏振发射的区域相匹配的递减。在不同波长的连续观测是必要的，以得出结论，如果VLA-ALMA差异是一个不透明度或真正的灰尘分离。
2015-10-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust coagulation assisted by streaming instability in protoplanetary disks
通过局部模拟流动不稳定性，发现其产生的团块能使尘埃颗粒在极低碰撞速度下保持高碰撞率，从而克服碎裂与漂移屏障，极大放宽微行星形成的条件。
2025-03-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust properties and disk structure of evolved protoplanetary disks in Cep OB2: Grain growth, settling, gas and dust mass, and inside-out evolution
本文给出了Cep OB 2区34颗中低质量恒星的31个TTS和IRAM/1.3mm观测的Spitzer/IRS光谱。包括我们以前发表的数据，我们分析了56个TTS和3个中等质量的恒星在Tr 37（~ 400万年）和NGC 7160（~ 1200万年）的硅酸盐特征。硅酸盐发射特征很好地再现与无定形（橄榄石，镁橄榄石，和二氧化硅化学计量）和结晶颗粒（镁橄榄石，顽火辉石）的混合物。我们探索晶粒尺寸和磁盘结构使用辐射转移磁盘模型，发现大多数对象遭受了重大的演变（晶粒生长，沉降）。大约有一半的磁盘显示由内而外的演变，要么灰尘清除内孔或径向依赖的灰尘分布，通常有较大的颗粒和更多的沉淀在最里面的磁盘。典型的强硅酸盐的功能，但需要存在的小灰尘颗粒，并可以解释为根据颗粒大小，异常的灰尘分布，和/或光学薄的尘埃种群内磁盘间隙的差异沉降。M型恒星往往比K型天体有更弱的硅酸盐发射和更陡的SED。推断出的低尘埃质量与相对较高的气体吸积率形成强烈对比，表明全球颗粒生长和/或异常的气尘比。过渡盘（TD）在Cep OB 2区域显示强烈的加工颗粒，这表明它们主要是由尘埃演化和沉降。最后，罕见但引人注目的在年老时具有强烈吸积作用的盘的存在揭示了一些非常巨大的盘可能仍然存在于颗粒生长，引力不稳定和行星形成中。
2011-08-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
