The thermal structure and the location of the snow line in the protosolar nebula: axisymmetric models with full 3-D radiative transfer
在原太阳星云中的水冰凝结锋（雪线）的精确位置一直是一个争论很长一段时间。它的重要性源于预期的雪线以外固体丰度的大幅跃升，这有助于行星形成，以及冰覆盖的尘埃颗粒碰撞时的较高粘性，这可能有助于尘埃的凝结过程和星子的形成。在一个光学薄的星云中，雪线的位置很容易计算出来，大约在3天文单位左右。然而，在最初的500万到1000万年，太阳星云在光学上是厚的，这意味着由于遮挡阳光直射，雪线半径较小，但由于粘性加热，雪线半径也较大。有几个模型试图处理这些相反的影响。然而，直到最近，超过近似1+1D辐射转移的治疗是不可行的。我们重新审视的问题，在轴对称盘模型，包括一个密度依赖治疗的灰尘和冰升华的完全自洽的三维治疗。我们发现雪线的位置对尘埃颗粒的不透明度和盘的质量吸积率非常敏感。我们表明，以前的近似处理是相当有效的，在确定雪线的位置，如果能量预算是本地主导的粘性吸积。我们得出一个分析估计的雪线的位置，比较非常好，从这个和以前的研究结果。使用太阳元素的丰度，我们计算的尘埃和冰的丰度，并发现在雪线的固体表面密度的预期跳比以前假设的要小。我们进一步表明，在内部的几个AU的难熔物质部分蒸发，导致一个显着较小的固态表面密度的岩石行星形成的区域。
2010-12-03 astro-ph.EP
A $\sim$32-70 K formation temperature range for the ice grains agglomerated by comet 67P/Churyumov-Gerasimenko
Grand Canonical蒙特卡罗模拟被用来再现由Rosetta航天器上的ROSINA质谱仪在木星族彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko中观察到的1.7 $\times$ 10 $^{-3}$和1.6 $\times$ 10 $^{-2}$之间的N $_2$ /CO比，假设该天体是由原太阳星云中的包合物聚集而成的。模拟是使用一个详细的原子间势调查的温度依赖性的捕获内的多个客人笼形物形成的CO和N $_2$的气体混合物的比例对应于那些预期的原太阳星云。通过假设67 P/Churyumov-Gerasimenko是从包合物中凝聚而成的，我们的计算表明，彗星颗粒一定是在原太阳星云中$\sim$ 31.8和69.9 K之间的温度范围内形成的，以匹配ROSINA质谱仪测量的N $_2$ /CO比率。木星家族彗星中笼形物的存在可以解释在67 P/Churyumov-Gerasimenko中测量到的潜在N $_2$耗尽（与原太阳值相比，因子高达$\sim$ 87）。
2015-04-07 astro-ph.EP
Direct evidence of multiple reservoirs of volatile nitrogen in a protosolar nebula analogue
同位素比率是理解银河核合成背景下太阳系起源和早期演化的关键。太阳系中测量到的$^{14}$ N/ $^{15}$ N同位素比值范围很大，这反映了氮的不同来源。我们直接测量了一个C $^{14}$ N/C $^{15}$ N丰度比为323 $\pm$ 30的磁盘围绕附近的年轻恒星TW Hya。这个值，这是在很好的协议与星前核测得的氮同位素比值，可能反映了主要的当今水库的氮在太阳附近。这些结果支持的模型调用新星作为主要的$^{15}$ N源，以及在其一生中向外迁移的太阳，并建议彗星采样二次，$^{15}$ N-丰富的水库在太阳系的形成。
2017-06-30 astro-ph.EP astro-ph.GA
Comets in context: Comparing comet compositions with protosolar nebula models
彗星为了解年轻的太阳系形成时的化学和物理条件提供了一个宝贵的窗口。我们通过比较观察到的9种分子的丰度范围及其在29颗彗星样本中的平均值与原太阳星云模型中预测的中面冰丰度，来深入了解这些物体形成的时间和地点。我们的基准模型，冰是继承自星际介质，可以考虑到观察到的混合比范围内的每个分子考虑，但没有一个单一的位置或时间再现所有分子的丰度同时。这表明，每颗彗星都是由在一系列条件下加工的物质组成的。相比之下，一个模型，其中盘材料的初始组成是“重置”，抹去任何以前的化学历史，不能解释彗星中观察到的丰度的完整范围。使用玩具模型，结合不同的热条件下处理的材料，我们发现，一个温暖的（CO-穷人）和寒冷的（CO-丰富）的材料相结合，需要占的平均性能的彗星家庭和奥尔特云彗星，和个别彗星，我们考虑。这可能是由早期太阳系中被冰覆盖的尘埃颗粒的运输（径向或垂直）造成的。将这些模型与彗星族和奥尔特云的平均组成进行比较，表明这两个族形成于盘的重叠区域，与A 'Hearn等人（2012）的发现和尼斯模型的预测（Gomes等人，2005，Tsiganis等人，2005）一致。
2022-04-15 astro-ph.EP astro-ph.GA
Can chondrules be produced by the interaction of Jupiter with the protosolar disk?
球粒是通过快速加热固体前体到高温（> 1800 K），然后冷却数小时或数天而形成的硅酸盐结晶液滴。陨石球粒的年龄是一致的形成时间尺度的木星在核心吸积模型（1-4百万年）。在这里，我们调查，如果一个大质量的行星产生的冲击可以产生闪光加热情节必要的形成陨石球粒使用高分辨率的二维模拟与多流体代码ROSSBI。我们使用不同的辐射冷却处方，即不同的冷却速率和模型，以及不同的行星质量，轨道和磁盘模型。对于长的盘冷却速率（> 1000轨道）和大质量的原行星（> 0.75木星质量），我们得到了足够的温度球粒形成，而使用更现实的热力学是不成功的最小质量太阳星云（MMSN）模型。然而，足够的闪光加热是由一个木星质量的行星在一个5倍大的磁盘，这是一个可以想象的情况下，年轻的太阳星云和系外行星系统。有趣的是，一个形成间隙的大质量行星会触发漩涡，漩涡可以捕获尘埃，即球粒前体，并产生一个高压环境，这与球粒的宇宙化学证据一致。因此，一个巨大的气体巨星原则上既可以刺激冲击区域附近的球粒前体的集中，也可以通过冲击使它们闪热。
2019-12-20 astro-ph.EP
Origin of molecular oxygen in Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko
Rosetta航天器上的ROSINA-DFMS仪器在67 P/Churyumov-Gerasimenko彗星的彗发中探测到了氧分子，丰度在1-10%之间。在这里，我们发现，在低密度的环境，如太阳前云的冰颗粒的辐解可能会导致大量的分子氧的生产。我们还表明，分子氧可以有效地捕获在原太阳星云中形成的笼形物，它的合并为结晶冰是非常不可信的，因为这将意味着更大的丰度的Ar和N2比观察到的昏迷。假设辐解是唯一的O2产生机制，我们得出结论，彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko的形成是可能的，在一个密集的早期原太阳星云的框架中的两个极端的情况：（1）凝聚从原始的无定形冰颗粒/粒子形成的ISM和（2）凝聚从包合物，在磁盘的冷却过程中形成。前一种情况与在67 P/C-G的彗发中观察到的O2和H2O之间的强相关性一致，而后一种情况则需要在进入原太阳星云时结晶的ISM冰粒形成的包合物。
2016-04-29 astro-ph.EP
Triton and Pluto: same origin but separated at birth
本文通过分析 Pluto 和 Triton 的挥发物成分及超挥发物冰线位置，论证二者建造块同源于原太阳星云邻近区域，并解释 Triton 在海王星盘中生长需其建造块更早形成的约束。
2024-06-06 astro-ph.EP
A subsolar oxygen abundance or a radiative region deep in Jupiter revealed by thermochemical modelling
本研究利用一维热化学与扩散模型结合对流层上部CO观测，约束木星深层氧丰度，发现其可能为亚太阳值，但也指出若深层辐射区垂直混合减弱则可能为太阳或超太阳丰度。
2023-05-23 astro-ph.EP
Cold traps of hypervolatiles in the protosolar nebula at the origin of comet C/2016 R2 (PanSTARRS)'s peculiar composition
最近对长周期彗星C/2016 R2（PanSTARRS）的观测表明，N2/CO丰度比异常高，通常大于0.05，比67 P/Churyumov-Gerasimenko测量的丰度比高出至少2-3倍。这颗彗星的另一个显著的组成特征是与其他彗星相比，它的H2O严重耗尽。在这里，我们调查的形成情况下，一个通用的彗星，其组成再现这两个关键特征。我们首先设想的可能性，这颗彗星凝聚的笼形物，但我们发现，这样的情况并不能解释所观察到的低水丰度。然后，我们还研究了彗星C/2016 R2（PanSTARRS）的构建块通过使用描述挥发物径向运输的圆盘模型由纯冷凝物制成的颗粒和卵石聚集的可能性。我们表明，N2/CO比再现在这颗彗星的估计值可以发现在CO和N2的冰线附近的颗粒凝聚。此外，高CO/H2O比（>100倍的初始气相值），可以发现在附近的CO冰线凝聚的晶粒。如果彗星的组成部分是由这样的颗粒组成的，那么它们应该呈现出与彗星C/2016 R2（PanSTARRS）的彗发测量一致的N2/CO和CO/H2O比率。我们的方案表明，彗星C/2016 R2（PanSTARRS）形成于比其他彗星更冷的环境中，这些彗星具有更常见的成分。我们的模型还解释了星际彗星2l/鲍里索夫的不寻常组成。
2021-03-02 astro-ph.EP physics.space-ph
Jupiter's formation in the vicinity of the amorphous ice snowline
氩、氪、氙、碳、氮、硫和磷在木星大气层中的丰度与它们的原太阳值相比，在2- 4范围内都被测量为准均匀因子。为了阐明这些挥发物富集的起源，我们研究了由无定形冰和吸附的挥发物组成的颗粒向内漂移的可能性，以及它们一旦穿过无定形到结晶冰过渡区就能够富集原太阳星云气相的重元素的能力，遵循Monga & Desch（2015）提出的最初想法。要做到这一点，我们使用一个简单的吸积盘模型耦合到模块描绘的径向演变的冰粒和蒸汽，假设生长，破碎和结晶的无定形晶粒。我们表明，有可能从星云吸积超太阳气体到原木星的核心，形成其信封，并允许它匹配所观察到的挥发性富集。我们的计算表明，如果行星形成于$\sim$ 0.5- 200万年的时间范围内，距离太阳0.5 - 20天文单位的距离范围内，则金属丰度与木星测量值相似的星云气体可以通过其包层吸积，这取决于所采用的盘的粘度参数。这些值与木星形成的各种情景相匹配，包括原位形成和迁移/形成模型。
2019-02-24 astro-ph.EP
Stability of sulphur dimers S2 in cometary ices
S2已经在彗星中观察了几十年，包括彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko。尽管这种分子在这些身体中普遍存在，但其来源的性质仍然未知。在这项研究中，我们假设S2是由嵌入在彗星的冰粒前体中的含S分子的辐照（光解和/或辐解）形成的，宇宙射线通量同时在冰中产生空隙，所产生的分子可以在其中积累。我们调查的稳定性S2分子在这样的空腔，假设周围的冰是由H2S或H2O。我们表明，在这样的空隙中的S2分子的稳定能量接近的H2O冰结合能，这意味着他们只能离开冰矩阵时，后者升华。由于S2在气相中的寿命很短，我们得出它通过辐射在颗粒中的形成必须只发生在低密度环境中，如ISM或原太阳星云的上层，那里的局部温度非常低。在第一种情况下，彗星可能是由进入星云时保持原始状态的冰颗粒凝聚而成的。在第二种情况下，彗星可能是由凝结在原太阳星云中的冰粒凝聚而成的，这些冰粒在向盘的上层湍流输送的过程中受到了有效的辐射。这两种情况都与彗星中存在的分子氧相一致。
2016-12-05 astro-ph.EP
Impact of radiogenic heating on the formation conditions of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko
由于彗星中存在大量的难熔物质，铝和铁等元素的放射性衰变产生的热量足以导致氮、氩或一氧化碳等超挥发性物质在原太阳星云中的吸积阶段损失。在这里，我们调查的26铝和60铁的放射性衰变产生的热量如何影响彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko的形成，作为其吸积时间和母体大小的函数。我们使用现有的热演化模型，其中包括各种相变，在冰尘矩阵中的热传递，和气体扩散整个多孔材料，基于罗塞塔观测得出的热力学参数。考虑了两种可能性：67 P/Churyumov-Gerasimenko要么是由两个原始的~2个更大的星子组合而成，要么是由一个更大的母体分裂而成，其大小相当于海尔-波普彗星（~70 km）。为了完全保留其挥发性成分，我们发现，无论是67 P/Churyumov-Gerasimenko的形成被延迟约2.2和7.7百万年后，在原太阳星云或彗星的吸积阶段富含钙铝夹杂物发生在整个时间间隔，这取决于其母体的原始大小和组成的冰冷的材料考虑。我们的计算表明，67 P/Churyumov-Gerasimenko的形成与其从星云中形成的原始构建块或从Hale-Bopp-like身体破裂产生的碎片中吸积一致。
2017-03-13 astro-ph.EP
Pre-accretional irradiation of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko constituents
Univ Paris Est Creteil and Université Paris Cité, CNRS, LISA（巴黎东克雷泰伊大学和巴黎西岱大学）；IJCLab, CNRS, Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；LPC2E, OSUC, Univ Orleans, CNRS, CNES（奥尔良大学）；Universität der Bundeswehr München（慕尼黑联邦国防军大学）；Catholic University of America（美利坚天主教大学）
该研究通过比较彗星67P尘埃颗粒表面与次表面成分，发现表面金属亏损源于吸积前太阳风辐照，并提出了组分运输与混合形成彗核的机制。
2026-09-29 astro-ph.EP
Dust photophoretic transport around a T Tauri star: Implications for comets composition
越来越多的证据表明彗星中存在晶体物质。这些晶体被认为是在原始太阳星云的内部退火的，而彗星应该是在外部区域形成的。为了调和这两个事实，人们提出了几种迁移过程，其中一种是由电泳驱动的迁移。这项工作的主要目标是评估前主序星的辐射是否会影响盘的电泳运输。要做到这一点，我们已经实现了一个不断发展的1+1D模型的吸积盘，包括先进的数值技术，经历了随时间变化的照射，与原太阳沿前主序列的演变。使用在以前的几个作品中介绍的形式主义描述的电泳。采用这些以前的研究中使用的不透明度处方，我们发现，磁盘照射增强了电泳运输：假设一个磁盘中心孔的几个天文单位的半径不再严格要求，而需要一个特设的光蒸发的引入减少。然而，我们发现，小颗粒的残留痕迹可以通过它们对不透明度的影响来消除电泳驱动的运输。我们还证实了被输送的聚集体的热导率是一个关键参数，它可以限制甚至抑制电泳迁移，并产生一些分离效应。
2016-01-09 astro-ph.EP
Outward Motion of Porous Dust Aggregates by Stellar Radiation Pressure in Protoplanetary Disks
我们研究了原行星盘表层的尘埃运动。在恒星辐射压力的作用下，表面层的尘埃颗粒通过气体拖曳力进行角动量输运，向外迁移。在本研究中，我们利用辐射压力计算了致密颗粒和多孔尘埃团向外运动的质量通量。本文用球簇的T矩阵方法计算了多孔尘埃聚集体的辐射压力。首先，我们确认，多孔尘埃聚集体被迫强辐射压力，即使他们成长为更大的聚集体相比，均匀和球形紧凑的颗粒，辐射压力的效率变得较低，当他们的尺寸增加。此外，我们还发现，当尘埃粒子的尺寸为几微米时，在半径为1 AU时，单体尺寸为0.1 $μ$ m的多孔尘埃粒子的向外质量通量比致密粒子的向外质量通量大一个数量级。这意味着像富含钙铝的包裹体（CAIs）这样的大的致密颗粒很难通过恒星辐射压力被输送到外部区域，而像南极多孔行星际尘埃颗粒（CP-IDPs）这样的多孔尘埃聚集体则被有效地输送到彗星形成区域。晶体硅酸盐可能是在恒星辐射压力的作用下，以多孔尘埃聚集体的形式从原太阳星云的内部热区向外部冷彗星区迁移的。
2014-11-18 astro-ph.EP
A gas-phase primordial origin of O2 in comet 67P/Churyumov-Gerasimenko
Rosetta/ROSINA仪器最近进行的观测在彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko的彗发中检测到分子氧，其丰度相对于H2O为1-10%。以前的研究表明，O2的可能来源可能是原始（暗云）起源的表面化学，需要比通常假设的更温暖，更密集和极端的氢原子贫乏的条件。在这项研究中，我们提出了一个原始的气相起源的O2随后被冻结和有效地隐藏，直到冰幔升华在彗星的昏迷。我们的研究提出了一个三阶段的天体化学模型，模拟了冰在原始暗云阶段的化学演化，其引力坍缩，并在早期的原太阳星云的演变。我们发现，可以产生的O2丰度是相当强大的自由参数的选择。获得了O2：H2O比率的良好匹配，以及在较小程度上获得了N2：CO和CO：H2O比率，但是模型显著过量产生N2。我们推测，观察到的N2：O2的低值是彗星的特定热历史的结果。
2019-02-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Extent of Solar Energetic Particle Irradiation in the Sun's Protoplanetary Disk
该研究通过重新分析陨石数据，确定太阳早期辐射强度Φ约为3×10³，推翻了此前关于太阳异常活跃的结论。
2025-12-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the existence of energetic atoms in the upper atmosphere of exoplanet HD209458b
恒星辐射和粒子强迫强烈地影响着在其母恒星附近运行的太阳系外巨行星的直接环境。在这里，我们使用波长范围（1180-1710）A的HD209458远紫外发射光谱，为过境行星伴星周围的气体星云中的成分和能量过程带来新的见解。在该框架中，我们考虑了最新的巨型系外行星的大气模型，在那里我们实现了非热谱线展宽，以模拟对居住在星云上层的超热原子（HI，OI和CII）的过境吸收的影响。我们的敏感性研究表明，对于所有现有的模型，一个显着的线加宽需要OI和可能的CII线，以适应观察到的过境applications。在该框架中，我们表明，OI和CII优先加热的背景气体的有效温度高达T_{OI} /T_B~10的OI和T_{CII} /T_B~5的CII。相比之下，HI的情况就不那么清楚了，因为有几个模型可以拟合莱曼-a的观测结果，包括在向阳面垂直柱[HI]约为1.05 x 10 ^{21} cm^{-2}的大气中的热HI，或者在热大气中的热HI不那么广泛，但热HI原子分布在星云的上层。如果高能HI原子是恒星起源的，或者是从行星上丢失并在星云外层被激发的粒子群，我们的发现是大多数模型应该收敛于一个热粒子群，其HI垂直柱在[HI]_{hot}（2-4）x10^{13} cm^{-2}范围内，有效温度在T_{HI}范围内（1-1.3）x10^6 K，但整体速度应该相当慢。
2010-04-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Modeling the Impact of Moderate External UV Irradiation on Disk Chemistry
本文构建中等增强 ISRF 下的 T-Tauri 星盘化学模型，发现外部紫外形成外电离锋并显著改变部分外盘分子，而内盘数十 au 化学基本不变。
2025-01-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA-PILS survey: The sulphur connection between protostars and comets: IRAS 16293-2422 B and 67P/Churyumov-Gerasimenko
通过比较类似的低质量原恒星和我们的原太阳星云-彗星的残余物，我们可以拼凑出太阳系的进化历史。含硫分子可能是挥发性和难熔性组分共同演化的独特示踪剂。利用大规模无偏原恒星干涉谱线巡天（PILS）的ALMA波段7数据，对IRAS 16293-2422 B的60 au外盘状结构中的含硫分子进行了搜索，并与Rosetta上ROSINA仪器的67 P/C-G数据进行了比较。SO $_{2}$、SO、OCS、CS、H $_{2}$ CS、H $_{2}$ S和CH $_{3}$ SH等物质通过其至少一种针对IRAS 16293-2422 B的同位素体检测。搜索揭示了OC $^{33}$ S对这个源的第一次检测和C $^{36}$ S对低质量原恒星的试探性第一次检测。数据显示，与67 P/C-G相比，IRAS 16293-2422 B含有比H $_{2}$ S多得多的OCS;同时，SO/SO $_{2}$比率在两个靶标之间非常一致。IRAS 16293-2422 B的CH $_{3}$ SH/H $_{2}$ CS比值在我们太阳系的范围内（相差0.7-5.3倍）。这表明，在系统的初始崩溃的紫外线辐射水平可能有所不同，并可能更高的IRAS 16293-2422 B由于其二进制的性质，从而将更多的H $_{2}$ S转化为OCS。这是否也促进了含硫复杂有机物的形成，仍有待最终检验。IRAS 16293…
2018-02-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
