HST FUV C IV observations of the hot DG Tauri jet
原恒星喷流与吸积过程密切相关，并调节吸积星盘系统的角动量平衡。DG Tau喷流是研究得最好的原恒星喷流之一，在喷流最里面的50 AU内含有温度超过三个数量级的等离子体。我们首次利用哈勃空间望远镜（HST）的远紫外（FUV）长缝光谱空间分辨了喷流的CIV发射（T~ 1 e5 K），并准同步观测了光学禁戒发射谱线（[O I]，[N II]，[S II]和[O III]）和荧光H2谱线。CIV辐射在距离恒星42天文单位处达到峰值，沿喷流方向的半高宽为52天文单位。它的反投影速度约为200 km/s，随着远离驱动源而单调下降。此外，我们比较了我们的HST数据与X射线发射的DG头喷流。我们调查的要求来解释的数据，由一个最初的热射流相比，局部加热。这两种情况都表明T~ 1 e5 K喷流的质量损失约为1 e-9 Msun/年，即，在较低温度射流（T~ 1 e4 K）和较热X射线发射部分（T> 1 e6 K）的值之间。然而，一个简单的初始热风需要一个大的发射区域（~1 AU），因此我们倾向于局部加热。
2012-12-27 astro-ph.SR
Atmospheric Escape of Close-in Giants around Hot Stars: Far-Ultraviolet Radiation and Photoelectric Heating Effect
大气逃逸是控制近地行星长期演化的重要过程。我们进行太阳系外行星大气光蒸发的辐射流体力学模拟，研究远紫外（FUV）辐射的光电加热效应。具体来说，我们考虑一个靠近热木星周围的热A星。热的主序星不仅发射极紫外辐射，而且还发射远紫外辐射，因此可以通过光电加热驱动强烈的大气逃逸。我们证明，如果大气中含有少量的尘埃颗粒，其含量为本地星际介质的10%，则行星大气的逃逸速率可达$\dot{M}\sim10^{14}\, \mathrm{g}~{\rm sec}^{-1}$。在长期的演化过程中，热恒星周围的近距离行星可能会失去很大一部分大气。我们量化了引起光蒸发所需的灰尘量。$10^{-4}$的尘埃-气体质量比足以通过FUV光电加热驱动比仅使用极紫外辐射的情况更强的大气逃逸。我们还探讨了FUV驱动的逃逸的金属性依赖。由于光电加热的增强，质量损失率随着大气金属丰度的增加而增加，但恒星FUV通量随着恒星金属丰度的增加而减小。我们得出一个准确的估计作为FUV通量和金属丰度的函数的质量损失率，以及行星的特征。FUV驱动的大气逃逸可能是理解和解释所谓的亚木星沙漠的关键过程。
2021-03-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Far-UV Survey of M 80: X-ray Source Counterparts, Strange Blue Stragglers and the Recovery of Nova T Sco
利用HST上的ACS，我们调查了M80核心区的FUV和NUV种群。CMD揭示了大量的蓝色和极端水平分支恒星和蓝色离散星，以及大约。60个物体位于CMD区域，预计会有吸积和分离的白矮星双星。总体而言，蓝离散星是最集中的星群，其径向分布表明典型的蓝离散星质量约为1.2 Msun。然而，与直觉相反的是，微弱的蓝色离散星比明亮的离散星更集中，柯尔莫哥洛夫-斯米尔诺夫检验表明微弱和明亮的蓝色离散星来自同一分布的概率只有3.5%。这可能意味着（一些）蓝掉队者在他们的编队过程中得到了一个踢。我们也已经能够识别大多数已知的X射线源的核心与FUV明亮的恒星。这些FUV源之一可能是一颗矮新星，在FUV观测时正在喷发。这个天体位于与公元1860年新星或天蝎座T一致的位置。根据它的位置、X射线和紫外线特征，这个系统几乎可以肯定是新星爆炸的来源。在我们的样本中，X射线源和激变变星候选者的径向分布表明质量大于1 Msun。
2010-01-07 astro-ph.SR
Science with an ngVLA: Probing Strong Binary Interactions and Accretion in AGB stars with the ngVLA
理解强双星相互作用具有广泛的天体物理学意义，宇宙中大多数在哈勃时间内演化的恒星的死亡可能从根本上受到这种相互作用的影响。这些恒星结束了它们的生命，从具有广泛质量损失的渐近巨星分支恒星演变成具有壮观形态阵列的行星状星云。双星，以及在AGB晚期或后AGB早期阶段形成的相关吸积盘（驱动准直的快速喷流）被认为是产生这种戏剧性形态转变的原因。但是由于观测的限制，在AGB阶段很难获得双星和吸积的证据。然而，最近在紫外和X射线波长的观测已经突破了观测障碍-我们使用GALEX的研究揭示了AGB恒星的候选群体，通常具有强可变的远紫外（FUV）发射（fuvAGB星），以及我们与XMM-牛顿，钱德拉，一些关键天体的HST支持了我们的假设，即这些天体有同伴，它们正在积极地从主星吸积物质。最突出的fuvAGB星已被VLA探测到，显示存在可变的非热发射。ngVLA具有前所未有的灵敏度，需要在~3-90 Ghz范围内调查fuvAGB星的统计样本，以搜索和表征fuvAGB星的无线电发射的性质，并测试我们的双星+吸积假设。这种巡天将区分与双星/吸积有关的射电发射和主星的单星色球层发射，前者预计具有热和非热成分，在短时间尺度（几分钟到几周）上显示出明显的时变，后者预计是热的，可能具有时变，但只在长时间尺度（数月到一年）上。
2018-10-19 astro-ph.SR
Using Multiwavelength Variability to Explore the Connection between X-ray Emission, the Far-Ultraviolet H2 Bump, and Accretion in T Tauri Stars
金牛座T星（TTS）的高能辐射场应该会影响周围的拱星盘，对盘的运输和加热有影响。然而，高能场对圆盘影响的观测证据很少。在这里，我们调查之间的联系X射线发射和最里面的气体盘利用TTS的可变性。我们获得了多个时期的协调数据（采取同时或在几个小时内）的吸积TTS与哈勃太空望远镜，尼尔Gehrels斯威夫特天文台和钱德拉X射线天文台。我们测量了1600 A的远紫外（FUV）H2隆起特征，它跟踪恒星<1 AU的气体;近紫外（NUV）发射，从中我们提取吸积光度;以及X射线光度。我们没有发现FUV H2碰撞和X射线亮度之间的相关性。因此，在最内层的圆盘中，X射线电离效应的可观测示踪物仍然难以捉摸。我们报告的FUV H2凸点和吸积光度之间的相关性，将此功能的磁盘表面密度。我们还看到了X射线光度和吸积柱密度之间的相关性，这意味着耀斑活动可能会影响吸积。这些结果强调协调多波长的工作，了解TTS的重要性。
2019-04-10 astro-ph.SR
A far-ultraviolet variable with an 18-minute period in the globular cluster NGC 1851
利用哈勃空间望远镜（HST）拍摄的球状星团NGC 1851的远紫外（FUV）图像，观测到一颗周期为$18.05$分钟的变星。一个候选的光学对应物位于星团的红色水平分支或渐近巨星分支星上，但统计上可能这是一个机会叠加。这一解释得到了HST/STIS获得的光学光谱的支持：光谱中不包含任何强烈的发射线，如果该物体是一颗共生星（即一颗由巨大供体提供能量的紧凑吸积体），则会出现这种情况。因此，我们考虑FUV变星的性质的另外两种可能性：（i）中间极性（即包含吸积磁白矮星的紧凑双星），或（ii）AM CVn星（即相互作用的双简并系统）。在中极情况下，物体预计是X射线源。然而，在{ \em Chandra}成像的$\simeq 65$ ~ksec中在其位置处没有检测到X射线，这将X射线光度限制为$L_X \leqslant 10^{32}$ ~erg~s $^{-1}$。因此，我们赞成AM CVn解释，但需要FUV光谱来决定性地区分这两种可能性。如果该天体是一颗AM CVn双星，那么它将是已知的第一个球状星团中的此类系统。
2016-05-17 astro-ph.SR
The gaseous debris disk of the white dwarf SDSS J1228+1040. HST/COS search for far-ultraviolet signatures
白矮星（WD）周围的气体和尘埃碎片盘是由潮汐破裂的行星体形成的。这提供了一个机会，以确定外行星材料的组成，通过测量元素丰度在吸积WD的大气。一个更直接的方法是通过对磁盘本身的光谱分析。目前，通过圆盘发射线检测到的化学元素的数量小于通过WD大气中的线检测到的物种。我们评估了一个经过充分研究的天体（SDSS J122859.93+104032.9）的远紫外（FUV）光谱，以寻找波长<1050埃的圆盘特征，其中莱曼系的宽吸收线有效地阻挡了WD光球通量。我们用哈勃太空望远镜/宇宙起源光谱仪进行了FUV观测（950-1240埃），并使用了存档的光谱。我们比较了它们与非局部热力学平衡模型谱。此外，我们调查的钙II红外三重线（IRT）线配置文件，以约束磁盘的几何形状和组成。在FUV光谱中没有检测到盘发射线，表明盘的有效温度约为5000 K。长时间的变化的钙II IRT再现与进动磁盘模型的散装地球一样的组合物，具有0.3g/cm 2的表面质量密度和从55到90 WD半径的扩展。该盘具有螺旋形状，以大约37年的周期进行旋进，证实了以前的结果。
2016-07-27 astro-ph.SR
Heavy-metal Jupiters by major mergers: metallicity vs. mass for giant planets
一些质量超过1000亿的系外行星含有$\sim$ $100\, M_\oplus$的金属，远高于固体核心中通常需要的$\sim$ $10\, M_\oplus$，以通过失控的气体吸积触发巨型行星形成。我们证明，这种“重金属的陨石”可以导致行星合并附近的$\sim$ 10 au。以失控速率吸积气体的多个核相互引力扰动到交叉轨道上，使得平均合并速率等于气体吸积速率。同时合并和气体吸积意味着核心质量与行星总质量成比例，因为$M_{\rm core} \propto M^{1/5}$ -较重的行星拥有较重的核心，与观察到的质量-金属丰度关系一致。虽然平均气体巨星合并一次以使其核心加倍，但其他气体巨星可能合并多次，因为合并树生长混乱。我们发现，分散的合并固有的结果可以重现大分散在观测到的行星金属丰度，假设$3-30\, M_\oplus$前失控的核心。合并可能与金属丰度、偏心率和自旋相关。
2020-06-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the Nature of the Hot Component in the Symbiotic, Supersoft X-ray Binary AG Draconis
AG Dra是一颗共生变星，由一颗贫金属的黄色巨质量施主和一颗热的吸积白矮星组成，后者可能被一个光学厚而明亮的吸积盘所包围，这可能是风吸积的结果。我们构造了NLTE合成光谱模型的白矮星光谱和光学厚吸积盘光谱模拟的FUSE光谱的AG Dra，获得时，热组件被认为是在前面的黄巨星。对光谱进行去红处理（E（B-V）= 0.05），并进行模型拟合，距离作为自由参数，但要求大于依巴谷下限1 kpc。我们发现最适合的模型是一个裸吸积白矮星，Mwd = 0.4 Msun，Teff = 80，000 K，模型推导的距离为1543 pc。由于在最短波长处的过量通量，排除了较高的温度，而较低的温度将距离减小到1 kpc以下。任何可能存在的吸积盘对FUV通量的贡献都很小。这就提出了一种可能性，即软X射线来源于一个假定的吸积盘和吸积恒星之间的一个非常热的边界层。
2012-10-03 astro-ph.SR
The 1600 Angstrom Emission Bump in Protoplanetary Disks: A Spectral Signature of H$_{2}$O Dissociation
许多吸积的前主序星，经典金牛T星（CTTS）的FUV连续光谱，不继续顺利从充分研究的Balmer连续辐射在NUV，这表明额外的过程有助于在这些对象的短波长发射。一些CTTS的FUV连续谱中最显着的光谱特征是大约以1600 A为中心的宽发射，它被称为“1600 A隆起”。这一特征的起源尚不清楚。我们收集了由{ \it哈勃太空望远镜}观测到的37个磁盘托管系统的档案FUV光谱。在HST样品中的19/37个经典T Tauri盘中，在平滑的基础1100-1800 A连续谱上方观察到清晰的1600 A Bump发射，过渡盘中的检测率（8/8）远高于原始或非过渡源（11/29）。我们描述了一个光谱解卷积分析，从底层的FUV连续谱中分离出Bump（跨度为1490~--~1690 A），找到了一个平均Bump光度，$L$（Bump 7 x 10^{29} erg s^{-1}。我们发现，1600 A Bump的特征在于峰值波长为1598.6 ± 3.3 A。与以前的研究相反，我们发现，这一功能是不一致的电子碰撞激发的H2模型。我们发现，这个凹凸发射约10-80%的总荧光H2光度的恒星具有明确的凹凸功能。能量上，这表明1600 A Bump发射的载体由Ly-a光子提供动力。我们认为最可能的机制是Ly-a驱动的H2O在内盘的解离，r < 2 AU。我们证明了非热填充的H2O碎片可以定性地解释所观察到的…
2017-06-29 astro-ph.SR
The Evolution of Protoplanetary Disks: Probing the Inner Disk of Very Low Accretors
我们报告的FUV，光学和近红外观测的三个金牛座T星在猎户座OB 1b子协会与H $α$等效宽度一致的低或不存在吸积和不同程度的过剩流量在中红外。我们的目标是在HST ACS/SBC光谱中寻找气体存在的证据，并在麦哲伦和SOAR望远镜获得的光谱中使用H $α$和He I $λ$ 10830探测到恒星上的吸积流。在500万年的临界年龄，目标是在不同阶段的磁盘演变。我们的目标之一显然是吸积，所示的红移吸收在自由落体速度的He I线和宽翼H $α$ ;然而，边缘检测FUV H $_2$表明，很少的气体存在于内部磁盘，虽然光谱能量分布表明，小尘埃仍然接近恒星。另一个目标是由一个过渡盘包围，有一个内腔，其中几乎没有亚微米的灰尘。尽管如此，内盘仍然显示出大量的气体，以可能很低但不确定的速度吸积到恒星上。第三个目标缺乏He I线或FUV发射，与没有吸积或内部气体盘一致;其非常弱的IR过量与碎片盘一致。不同的过程中发生的目标与年龄接近磁盘的分散时间表明，吸积阶段的结束是以不同的方式达到。
2018-05-14 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
ExoplaNeT accRetion mOnitoring sPectroscopic surveY (ENTROPY) III. Optical He I line profiles of the accreting super Jupiter Delorme 1 (AB)b
Université Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；Department of Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文学系）；SUPA, School of Science and Engineering, University of Dundee（邓迪大学科学与工程学部）；Fakultät für Physik, Universität Duisburg–Essen（杜伊斯堡-埃森大学物理学院）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Division of Space Research & Planetary Sciences, Physics Institute, University of Bern（伯尔尼大学物理学院空间研究与行星科学系）；Laboratoire Lagrange, Université Côte d’Azur, CNRS, Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学拉格朗日实验室）；Institutionen för astronomi, Stockholms universitet（斯德哥尔摩大学天文学系）
研究通过高分辨率光谱观测Delorme 1 (AB)b的He I线形貌，揭示吸积几何结构，发现其He I线形貌与经典TTauri星相似但宽度更小，推测其源于吸积过程及后激波区域。
2026-04-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Where are the missing symbiotic stars? Uncovering hidden Symbiotic Stars in public catalogues
银河系共生星（SySts）人口的理论预测与目前已知的人口高度不一致。尽管在过去几十年中付出了巨大的努力，但观测结果仍然远远低于预测。到目前为止，大多数已知的SySts是根据光学制度中建立的选择标准确定的。最近发现的SU Lyn具有非常微弱的光学发射线，揭示了一个只具有吸收白矮星的SySts亚群。在这种特殊的情况下，发光的红巨星可能会使暗淡的白矮星伴星黯然失色。提出了一种新的方法来寻找这个亚组的SySts，采用GALEX UV和2MASS/AllWISE IR光度法。FUV-NUV颜色指数是直接或间接的指示剂，用于指示热致密伴体的存在。通过对超新星全天自动巡天获得的变星III星表与GALEX、2MASS和AllWISE星表的交叉比对，得到了814个潜在的SySt候选星。其中，105个源具有FUV和NUV波段的光度测量，35个源的FUV-NUV <1，与已知SySts的预期相似。发现了五个已知的SySts，而在检测到典型发射线后的光谱跟踪观测中发现了两个新的真正的SySts。
2023-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hot Jupiter accretion: 3D MHD simulations of star-planet wind interaction
我们提出了一个太阳型恒星和短周期热木星系外行星之间的风-风相互作用的三维MHD模拟。这是第一个这样的模拟中，恒星表面演化的详细研究。在我们的模拟中，基于系外行星高层大气的FUV蒸发模型的行星外流导致星周和行星际物质的积累，这些物质以日冕雨的形式吸积到恒星表面上，其中雨是落在恒星表面上的HJ风物质。我们已经进行了一套混合几何高分辨率的模拟，其中包括一个代表性的HJ托管系统的相互作用的恒星和行星风材料的行为。我们的研究结果表明，磁拓扑结构在形成恒星和HJ之间的吸积流中起着核心作用，吸积的性质在位置和速率上都是可变的，最终的吸积点发生在$ϕ~=~227^{\circ}$前面的亚行星点和$θ~=~53^{\circ}$下面的轨道平原。已发现吸积斑本身的大小随周期$67 \ \mathrm{ks}$而变化。在吸积点内，与周围的表面条件相比，温度略有下降，同时密度有所增加。我们还表明，磁场不能被忽略的吸积是高度依赖于磁拓扑结构的HJ和主机。我们将这种行为称为星-行星-风相互作用（SPWI）。
2018-12-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Hot Gap Around Jupiter's Orbit in the Solar Nebula
太阳在其存在的最初几十万年里比现在亮了一个数量级，部分原因是由于从太阳星云吸积的物质释放出的引力能。如果木星已经接近它现在的质量，行星的潮汐会在星云中打开一个光学上薄的缺口。我们使用蒙特卡罗辐射转移计算表明，太阳光吸收的星云和重新辐射到差距提高温度远高于水冰的升华阈值，与潜在的严重后果的冰体在木星的喂养区。如果行星在这个早期的时期靠近它现在的位置，那么一米大小的天体在一个轨道内就会蒸发。尘埃颗粒失去了它们的冰罩，星子部分或完全脱挥发分，这取决于它们的大小。在木星迅速形成的情况下，例如那些涉及早期大质量星云引力不稳定的情况，必须应对高温。通过笼形水合物中的惰性气体来富集木星将更加困难，但可以通过在离恒星更远的地方形成行星或在稍后的时代捕获星子来实现。木星早期起源所产生的热隙也会影响任何原始特洛伊小行星的表面成分。
2012-01-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Accretion Properties of the Young Brown Dwarf 2MASS J08440915-7833457
Rice University（莱斯大学）；Johns-Hopkins University（约翰霍普金斯大学）；Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学柯尔夫天文与天体物理研究所）
研究年轻棕矮星2MASS J0844的吸积特性，发现其C IV发射异常，暗示磁饱和模型需重新定义。
2026-01-27 astro-ph.SR
Magnetic activity and hot Jupiters of young Suns: the weak-line T Tauri stars V819 Tau and V830 Tau
我们报告的分光偏振和光度监测的弱线金牛座T星（wTTSs）V819头和V830头内的MaTYSSE计划，涉及ESPaDOnS分光偏振仪在加拿大-法国-夏威夷望远镜。在~ 300万年前，这两颗恒星最近消散了它们的盘，是探测恒星和行星形成的有趣对象。轮廓失真和塞曼签名检测在非偏振和圆偏振线，其旋转调制，我们建模使用断层成像，产生亮度和磁性地图的两颗星。我们发现V819 Tau和V830 Tau的大尺度磁场主要是极向的，并且可以通过与旋转轴倾斜约30度的350-400 G偶极子在大半径处近似。它们明显弱于GQ Lup的磁场，GQ Lup是一个吸积的经典金牛T星（cTTS），具有相似的质量和年龄，可以用来比较wTTS和cTTS的磁性。重建的两颗恒星的亮度图包括冷点和暖斑。表面的差异旋转很小，通常比太阳小约4.4倍，与之前的wTTS结果一致。使用我们的多普勒图像来模拟活动抖动并将其从径向速度（RV）曲线中过滤出来，我们获得了V819 Tau和V830 Tau的RV残差，其离散度分别为0.033和0.104 km/s。RV残差表明，一颗热木星可能正在围绕V830 Tau运行，尽管需要更多的数据来证实这一初步结果。我们在V819 Tau周围没有发现近距离巨行星的证据。
2015-09-07 astro-ph.SR
Spectral analysis of HD 49798, a bright, hydrogen-deficient sdO-type donor star in an accreting X-ray binary
本文利用从远紫外到光学的NLTE模型大气光谱分析，精确测定了X射线双星中sdO型供体星HD 49798的光球参数和金属丰度，揭示其为一颗被剥离的中等质量He星，表面丰度反映CNO循环和3α燃烧核合成过程。
2025-07-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
HST UV Spectroscopy of the Planet-Hosting T Tauri Star PDS 70
本文总结了哈勃空间望远镜（HST）利用空间望远镜成像光谱仪（STIS）对金牛座T星（wTTS）PDS 70的紫外观测结果。这些观测提供了PDS 70的第一个远紫外（FUV）和近紫外（NUV）光谱。到目前为止，地面观测已经揭示了两颗正在形成的巨行星，它们在它的拱星盘的一个很大的间隙中绕轨道运行。这颗恒星和年轻的行星都被认为仍在吸积。HST光谱提供了对恒星外层大气和星周环境物理条件的新见解。光谱主要由色球和过渡区发射线组成，最高形成温度log T = 4.5 - 5.2K。恒星连续辐射是存在于NUV，但我们没有发现显着的FUV连续，可能会产生吸积冲击。存在几条荧光FUV H2发射线，这是一个令人惊讶的结果，因为H2线通常在wTTS中检测不到。H2谱线可能起源于被辐射的星周气体，这些气体可以作为恒星逐渐减弱的吸积的储存器。先前建立的C IV线光度和吸积率之间的相关性产生$\dot{M}_{acc}$ $\sim$ 10 $^{-10}$ $M_{\odot}$ yr $^{-1}$，与先前的估计一致。ALMA盘状气体模型暗示了恒星附近的恒星X射线和紫外线（XUV）辐射的强烈吸收，有效地屏蔽了行星。内部盘气体暴露于持续的光蒸发的XUV辐射和磁盘是接近其预期寿命的结束，使PDS 70一个重要的例子，一个年轻的行星托管恒星在吸积后期阶段。
2022-08-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
PDS 70: A transition disk sculpted by a single planet
过渡盘的宽而深的空洞通常被认为是由新生的行星系挖空的。PDS 70是一个${\sim}5$ Myr古老的过渡盘系统，其中有一个22 au的多木星质量行星候选者与${\sim}30$ au气体和${\sim}60$ au尘埃连续带间隙共存，为这一假设提供了一个有价值的案例研究。使用PEnGUIn流体动力学程序，我们模拟了PDS 70 b在其出生盘中的轨道演化和吸积。当吸积行星达到约2.5木星质量时，它会自发地增加偏心率，并消耗PDS 70盘的大量材料; DALI的辐射转移后处理表明，这准确地再现了观测到的间隙轮廓。我们的研究结果表明，超级木星行星可以单独雕刻出过渡盘腔，并表明对这些巨星测量的高偏心率可能是盘-行星相互作用的自然结果。
2019-05-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Modeling the Dynamics and Thermochemistry for the Outer Atmospheres of the Ultra-hot Jupiter WASP-121b
The Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学卡尔·弗里克天体物理研究所）；Department of Astronomy, School of Physics, Peking University（北京大学物理学院天文系）；Department of Astronomy, The Ohio State University（俄亥俄州立大学天文系）；Institute for Astronomy, University of Hawaii（夏威夷大学天体物理研究所）
研究通过三维模拟揭示了WASP-121b外大气层中不同物种分布与喷流结构的关系，展示了恒星辐射对大气热化学和动力学的影响。
2026-08-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
The youngest of hot jupiters in action: episodic accretion outbursts in Gaia20eae
本研究通过模拟原行星盘热不稳定性爆发特征，推断Gaia20eae系统中存在一颗6倍木星质量、轨道间距0.062 au的大质量行星，使其成为第二颗被高度怀疑存在早期热木星的间歇性爆发恒星。
2024-05-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Strong H$_2$O and CO emission features in the spectrum of KELT-20b driven by stellar UV irradiation
了解你的恒星，了解你的行星大气层。每一颗有大气测量的系外行星都绕着一颗恒星运行，恒星环境直接影响行星大气。在这里，我们介绍了超热木星KELT-20 b的发射光谱，它提供了宿主恒星性质和行星大气热结构之间的观测联系。它是目前唯一一颗热辐射测量值在$T_{eq}\sim$ 2200 K范围内的行星，围绕早期A型恒星运行。通过将它与FGK恒星周围的其他类似的超热彗星进行比较，我们可以更好地了解不同的宿主恒星类型如何影响行星大气。发射光谱覆盖0.6至4.5 $μm$，数据来自TESS、HST WFC 3/G141和Spitzer 4.5 $μm$通道。KELT-20 b具有1.4 $μm$水特征强度度量S $_{H_2O}$ = -0.097 $\pm$ 0.02，并且在WFC 3/G141（T $_b$ =2402 $\pm$ 14 K）和Spitzer 4.5 $μm$通道（T $_b$ =2930 $\pm59$ K）之间的黑体亮度温度差为528 K。这些非常大的H $_2$ O和CO发射特征与A型主星相结合，使KELT-20 b成为其他类似热彗星中唯一的行星。根据PHOENIX模型的计算结果，其主星（T $_{eff}=8720\pm250$ K）丰富的FUV、NUV和光辐射是驱动其强烈的热逆和突出的辐射特征的关键。
2022-01-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
MOVES III. Simultaneous X-ray and ultraviolet observations unveiling the variable environment of the hot Jupiter HD 189733b
在MOVES（多波长观测eVaporating Exoplanet及其恒星）计划的第三篇论文中，我们将哈勃太空望远镜的远紫外观测与XMM-牛顿/斯威夫特X射线观测相结合，以测量HD 189733在各种FUV谱线中的发射及其软X射线光谱。基于这些测量，我们将星际介质朝向HD 189733，并推导出该恒星的半合成XUV光谱，用于研究其高能辐射在五个不同时期的演化。观测到HD 189733的两个耀斑，但我们认为其光谱能量分布的长期变化对HD 189733 b的环境具有最重要的影响。日冕和风活动的减少可能有利于在行星前方的弓形激波中形成密集的Si $^{2+}$原子群，这是前两个时期测量的过境前和过境吸收的原因。在第二，第三和第五个时代，这可能是由于扩展的行星热层和恒星风质子通过与行星外逸层的电荷交换被中和的尾部，在莱曼- $α$线检测到过境吸收签名。我们建议，在行星的X射线照射的增加，并减少其EUV照射导致中性氢的光电离率较低，有利于检测这些签名，通过维持较高密度的H $^{0}$原子在高层大气中，并提高与恒星风的电荷交换。在最后一个纪元，更深和更广的吸收特征表明这颗行星进入了一个不同的蒸发状态，为恒星活动和行星环境结构之间的联系提供了线索。
2020-01-31 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of the Accretion Rate of Young Intermediate Mass Stars: Implications for Disk Evolution and Planet Formation
Clemson University（克莱姆森大学）；Universidad Autonoma de Madrid（马德里自治大学）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）；University of Leeds（利兹大学）
本文研究了年轻中等质量恒星吸积率的演变，提出恒星有效温度增加驱动吸积率上升，解释了Herbig盘寿命问题，并对行星形成有重要意义。
2025-12-01 astro-ph.SR
Close-in Super-Earths: The first and the last stages of planet formation in an MRI-accreting disc
我们探讨了近距离超级地球和迷你海王星的原位形成和随后的演化。我们采用了稳态的内部原行星气盘结构，由于磁旋转不稳定性（MRI）的粘性吸积所产生的。我们考虑了尘埃在内盘中的演化过程，包括尘埃颗粒的生长、径向漂移和破碎，发现径向漂移到内盘中的尘埃颗粒由于MRI诱导的湍流而严重破碎。这一结果有两个后果：（1）内部盘内颗粒的径向漂移被淬灭，导致内部区域的尘埃增强，其尺度为尘埃与气体质量通量比约为1 AU;（2）然而，尽管这种增强，小颗粒尺寸阻碍了星子的形成。然而，假设行星核心存在于内部盘，我们然后调查吸积的大气到核心和随后的光蒸发。然后，我们将我们的结果与观测到的系外行星质量-半径关系进行比较。我们发现：（1）与最小质量太阳星云相比，内部圆盘中的低气体表面密度和高温减少了核心上的气体吸积，防止核心成长为热的恒星，与数据一致;（2）然而，我们预测的包层质量通常仍然大于观测到的质量。最后，我们勾勒出一个定性的图片，如何颗粒可能会增长和星子的形式，如果颗粒的电离水平和磁共振成像和气体上的尘埃的反反应（在我们的计算中被忽略）占内盘。
2019-01-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Episodic accretion at early stages of evolution of low mass stars and brown dwarfs: a solution for the observed luminosity spread in HR diagrams?
我们提出了年轻低质量恒星和褐矮星的进化模型，考虑到了进化早期阶段的吸积阶段，最近对嵌入原恒星的大规模调查支持了这一假设。一个演化，包括短期的剧烈吸积（$\mdot \ge 10^{-4} \msolyr$），其次是较长的静止阶段（$\mdot < 10^{-6} \msolyr$）可以解释所观察到的亮度分布在HR图的恒星形成区的年龄为几百万年，从几个木星的质量到太阳质量的十分之几。这些吸积物体的引力收缩强烈地偏离了标准的Hayashi轨道，并保持恒定的$\te$。如果大部分吸积激波能量被辐射出去，则与观测到的光度散射最吻合。在HR图中得到的100万年时的光度分布相当于非吸积天体的$\sim$ 1000万年的年龄分布。我们还预测，在一个给定的$\te$的半径显着蔓延，建议由最近的观察。这些计算对我们理解恒星的形成和演化的早期阶段，以及对年轻（$\le$几百万年）星系团的IMF的确定具有重要意义。我们的研究结果还表明，低质量天体的恒星出生线的概念没有有效的支持。
2009-07-22 astro-ph.SR
Synthetic X-ray emission from white dwarf accreting planetary material
本研究使用{\sc guacho}代码模拟白矮星吸积行星物质产生硬X射线的场景，发现剥离物质可形成吸积盘或直接吸积至白矮星表面产生高温硬X射线，成功重现了部分观测光度，但随机变率表明仍需探索磁场通道等额外物理过程。
2023-11-21 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
The coolest 'stars' are free-floating planets
我们发现，已知最冷的物体可能是在类似恒星的模式下形成的，这是一个自由漂浮的行星。我们最近发现自由漂浮的行星质量天体OTS，44（M9.5，~12木星质量，年龄~ 200万年）具有显著的吸积作用和一个巨大的盘。这表明，典型的恒星形成模式的特征过程适用于几个木星质量的孤立物体。我们在VLT/SINFONI光谱中检测到OTS 44具有强、宽和可变的Paschen β发射。这是第一个自由浮动行星主动吸积的证据。该物体使我们能够研究极端的吸积和盘物理学，并且可以被视为围绕恒星运行的吸积行星的自由浮动模拟。我们对OTS 44的分析表明，从几个太阳质量的恒星到自由漂浮的行星，质量吸积率不断下降。此外，我们确定了磁盘质量（10个地球质量）和进一步的磁盘属性的OTS 44通过模拟其SED包括赫歇尔远红外数据。我们发现，太阳质量在14到0.01之间的物体具有相同的圆盘与中心质量之比，约为1%。我们的研究结果表明，OTS 44形成像一颗恒星，越来越多的年轻的自由浮动行星和超冷的T和Y场矮星是恒星星族的低质量延伸。
2014-07-29 astro-ph.SR
Detection of Hydrocarbons in the Disk around an Actively-Accreting Planetary-Mass Object
本研究利用詹姆斯·韦伯空间望远镜观测，在6-10倍木星质量的自由漂浮天体Cha 1107-7626的星盘中探测到甲烷和乙烯等碳氢化合物，证实其为已知拥有含碳氢化合物星盘的最低质量天体，且内盘条件与低质量恒星的内盘具有相似性。
2025-05-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Three-temperature radiation hydrodynamics with PLUTO: Thermal and kinematic signatures of accreting protoplanets
本研究通过三维辐射流体动力学模拟，比较四种热力学方案，发现三温度模型下吸积光度削弱中平面多普勒翻转、增强螺旋特征，且特征随行星质量增强。
2024-05-06 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
From Misaligned Sub-Saturns to Aligned Brown Dwarfs: The Highest $M_{\rm p}/M{_*}$ Systems Exhibit Low Obliquities, Even around Hot Stars
本研究通过恒星倾斜角测量发现，高行星-恒星质量比系统（如超级木星和褐矮星）即使在热恒星周围也趋于对齐，与低质量比系统的错位形成3.7σ偏差，表明这种对齐是原生的，并提出了经验质量比边界2×10⁻³。
2024-12-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
ROME (Radio Observations of Magnetized Exoplanets). II. HD 189733 Does Not Accrete Significant Material from its Exoplanet like a T Tauri Star from A Disk
有人断言，HD 189733系统中的主星稳定地吸积来自其“热彗星”伴星的蒸发的外大气层气体，就像金牛座T星从圆盘吸积一样。我们进行统计和周期图分析的测光时间序列的主要，所获得的自动光电望远镜（APT），恒星的微变和振荡（MOST），和明智的天文台，调查这一索赔的目的是揭示存在的吸积冲击或光球吸积热点被发现在金牛座T系统，如AA头。我们重新分析现有的无线电，光学，紫外线和X射线数据的框架内的吸积金牛座T系统，以确定物理量，如等离子体密度和温度，吸积率和耀斑长度。我们发现，吸积率为$\dot{M}\sim10^{9}$至10 $^{11}$ g s $^{-1}$，恒星更类似于一个系统，间歇性地吸收气体从掠日彗星爆发比经典的金牛座T系统，吸积率至少大两个数量级。如果这种吸积存在，它将导致在所有波长上都无法检测到的低活动。或者，迄今为止观察到的所有发射特性都与来自磁活跃恒星的恒星活动一致。
2020-01-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Analysis of the young disk around WRAY 15-1880: does it contain a primitive planetary system?
INAF – Osservatorio Astronomico di Padova（INAF 帕多瓦天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia “Augusto Righi”, Università di Bologna（博洛尼大学物理与天文学奥古斯托·里吉系）；Dipartimento di Fisica e Astronomia "Galileo Galilei", Università degli Studi di Padova（帕多瓦大学物理与天文学伽利略·伽利莱系）
通过VLT-SPHERE、MUSE和ALMA数据，在WRAY 15-1880的盘间隙中发现一个候选木星质量伴星（0.3-7.6 MJup），并识别出可能由该行星激发的涡旋/尘埃陷阱，但未检测到行星吸积。
2026-06-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical orbital evolution of asteroids and planetesimals across distinct chemical reservoirs due to accretion growth of planets in the early solar system
本文通过N体数值模拟研究早期太阳系行星吸积增长如何驱动小行星和星子跨S型与C型化学储库的径向混合与均一化，揭示初始偏心率和木星、土星质量在偏心率搅动中的关键作用，并联系26Al半衰期解释NC与CC陨石二分法的形成时标。
2023-08-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Giant Planets, Tiny Stars: Producing Short-Period Planets around White Dwarfs with the Eccentric Kozai-Lidov Mechanism
最近发现的白矮星WD J091405.30+191412.25（以下简称WD J 0914）和白矮星WD 1856+534 b（以下简称WD 1856 b）是围绕着白矮星运行的巨行星的第一个直接证据。然而，对于这两个系统，观测结果表明，行星目前的轨道距离将使它们在红巨星阶段进入恒星包层，这意味着行星必须在它们的宿主恒星成为白矮星后迁移到它们目前的轨道。此外，WD J 0914是一颗非常热的白矮星，冷却时间很短，这表明它具有快速的迁移机制。在这里，我们证明了偏心Kozai-Lidov（EKL）机制，结合恒星演化和潮汐效应，可以自然地产生所观察到的轨道配置，假设白矮星有遥远的恒星同伴。事实上，WD 1856是一个三重恒星系统的一部分，是一个双星系统的遥远伴星。给出了WD J 0914潜在伴星的轨道和物理特征的约束条件，并确定了WD 1856系统的初始轨道参数。
2021-11-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
TIPSY: Trajectory of Infalling Particles in Streamers around Young stars. Dynamical analysis of the streamers around S CrA and HL Tau
本文开发TIPSY代码，通过分离分子线发射、拟合三维下落轨迹来表征年轻恒星周围流状体动力学，并证实S CrA与HL Tau的流状体均呈下落吸积运动。
2024-01-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Dry or water world? How the water contents of inner sub-Neptunes constrain giant planet formation and the location of the water ice line
在卵石吸积的情况下，形成行星的卵石从外盘区域向内漂移，携带着水冰。在水冰线处，向内漂移的卵石上的水冰蒸发并释放成气相，导致富含水的气体和干燥的卵石移动到内部圆盘区域。大型行星核心可以通过在原行星盘的轨道外形成一个压力隆起来阻挡向内漂移的卵石。根据行星核心相对于水冰线的相对位置，富含水的鹅卵石可能会被阻挡在水冰线的外部或内部。被阻挡在水冰线外的卵石不会蒸发，因此不会将它们的水蒸气释放到气相中，导致干燥的内盘，而被阻挡在水冰线内的卵石将它们的水蒸气释放到气相中，导致水蒸气扩散到内盘中。因此，如果外部的气态巨行星在水冰线之外或之内，那么从盘中吸积一些气体的近海王星应该分别是干燥或潮湿的，假设巨行星形成得很快，就像我们太阳系中的木星一样。或者，一个亚海王星可以形成在水冰线之外，吸积大量的冰卵石，然后向内迁移，成为一个非常潮湿的亚海王星。我们认为，在具有巨大行星的系统中，内部亚海王星的水含量可以有效地阻挡向内漂移的卵石，这可能会限制这些系统的形成条件，从而使这些亚海王星成为详细表征的令人兴奋的目标（例如，JWST、ELT或ARIEL）。此外，在已经有特征的亚海王星系统中寻找巨行星也可以用来限制巨行星的形成条件。
2021-05-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
