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
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
First Detection of [C I] $^3$P$_1$-$^3$P$_0$ Emission from a Protoplanetary Disk
我们使用安装在阿塔卡马亚毫米望远镜实验（ASTE）上的阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）波段8鉴定模型接收机，对三颗金牛座T星（DM Tau、LkCa 15和TW Hya）进行了单点[C I] $^3$ P $_1$ - $^3$ P $_0$和CO J=4-3观测。在金牛座L1551区域也观测到两颗原恒星，L1551 IRS 5和HL Tau。我们成功地探测到了来自DM Tau周围的原行星盘以及原恒星目标的[C I]发射。来自原行星盘的[C I]发射的光谱轮廓是边缘单峰的，表明原子碳（C）向最外层盘延伸。探测到的[C I]发射是光学薄的，估计金牛座T星目标和原恒星的C柱密度分别为<~10 $^{16}$ cm $^{-2}$和~10 $^{17}$ cm $^{-2}$。我们发现金牛座T星和原恒星目标之间的碳与尘埃的总质量比$M$（C）/ $M$（尘埃）存在明显差异;金牛座T星的$M$（C）/ $M$（尘埃）比原恒星小一个数量级。盘源的$M$（C）/ $M$（尘埃）比值的降低与理论预测一致，即原子C只能在盘的近表面层存活，C $^+$ /C/CO跃迁发生在盘中平面更深的地方。
2015-03-03 astro-ph.SR
1000 AU Exterior Arcs Connected to the Protoplanetary Disk around HL Tau
HL Tau周围的原行星盘是迄今为止最年轻的行星形成候选者，它仍然嵌在一个大小为数千au的原恒星包层中。在这项工作中，我们研究了气体运动的信封和它可能的影响嵌入盘。本文介绍了我们在0.8 "（110 au）分辨率下对HL Tau的13CO（2 - 1）和C_（18）O（2 - 1）辐射的ALMA第三周期新观测结果，并将观测到的速度图象与不同类型气体运动的模型进行了比较。13 CO和C18 O的发射线都显示了一个2 "（280 au）的中心致密成分，它跟踪了原行星盘。圆盘清晰地被解析，并显示出开普勒运动，由此估计HL Tau的原恒星质量为1.8 +/-0.3 M $_\odot$，假设圆盘的倾角为47度。13 CO辐射显示出两个大小为1000 - 2000 au、质量为3E-3 M $_\odot$的弧结构，与中心盘相连。一个是蓝移的，从东北延伸到西北，另一个是红移的，从西南延伸到东南。我们发现，简单的运动学模型的下落和（反）旋转扁平信封不能完全解释所观察到的速度模式的弧结构。弧形构造的气体运动学可以用三维下落或流出运动更好地解释。然而，在蓝移弧结构的西北部观测到的速度比预期的自由落体速度高出约60 - 70%。我们讨论了弧结构的两种可能起源：（1）由XZ Tau驱动的膨胀壳层外部压缩的下落流和（2）HL Tau周围原行星盘中引力不稳定引起的外流气体团。
2017-08-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical and Chemical Conditions of the Protostellar Envelope and the Protoplanetary Disk in HL Tau
本文报道了我们对\RN{1}-\RN{2}类原恒星HL Tau在$^{13}$ CO（2--1），C $^{18}$ O（2--1），SO（5 $_6$ --4 $_5$）和1.3 mm尘埃连续辐射中的SMA观测，以及对HCO $^{+}$（1--0）辐射的ALMA长基线数据的分析。SMA观测到的1.3 mm连续辐射显示出致密（$\sim$ 0 $\farcs$ 8 $\times$ 0 $\farcs$ 5）和扩展（$\sim$ 6 $\farcs$ 5 $\times$ 4 $\farcs$ 3）的成分，分别追踪到原行星盘和原恒星包层。$^{13}$ CO、C $^{18}$ O和HCO $^+$在高于系统速度3 km/s $^{-1}$的速度下显示出紧凑（$\sim$ 200 AU）分量，在较低速度下显示出扩展（$\sim$ 1000 AU）分量。高速分量跟踪开普勒旋转盘，低速分量跟踪下落包络。HCO $^+$的高速分量采用开普勒圆盘模型，中心恒星质量为1.4 $M_{\odot}$。用盘+包层模型拟合了$^{13}$ CO和C $^{18}$ O沿盘长轴的径向强度分布，并估算了盘和包层的气体质量分别为$2\mbox{--}40\times10^{-4}$ $M_{\odot}$和$2.9\times10^{-3}$ $M_{\odot}$.在文献中，盘状尘埃质量被估计为$1…
2018-10-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling the Protoplanetary Disks of Two Brown Dwarfs in the Taurus Molecular Cloud
测量褐矮星周围原行星盘的性质对于理解褐矮星及其行星同伴的形成至关重要。我们提出了CFHT Tau 4和2 M0444的模型，这两颗棕矮星在金牛座分子云中具有原行星盘。通过结合建模的光谱能量分布和ALMA图像，我们得到这些对象的磁盘半径和质量，这些参数可以用来约束褐矮星的形成和行星形成，分别。我们发现CFHT Tau 4周围的圆盘质量为0.42 M $_{Jup}$，半径为80 au;我们发现2 M 0444的圆盘质量为2.05 M $_{Jup}$，半径为100 au。这些半径是更一致的理论模拟预测的褐矮星形成通过不受干扰的冷凝从质量水库比那些预测的喷射从形成区域。此外，2 M 0444的盘质量表明，在这个盘中可能有行星形成，尽管2 M 0444的盘质量可能不足以形成行星。这里测量的磁盘属性提供了限制褐矮星形成的理论模型和它们的行星同伴的形成。
2019-05-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
CID: Chemistry in disks VI.sulfur-bearing molecules in the protoplanetary disks surrounding LkCa15, MWC480, DM Tau, and GO Tau
我们研究了低质量恒星周围原行星盘中含硫分子的含量。我们使用新的IRAM 30-m接收机EMIR在168.8 GHz对H $_2$ S的$1_{10}-1_{01}$线和SO的$2_{23}-1_{12}$线进行了同步观测。我们将观测结果与来自天体化学代码NAUTILUS的预测进行了比较，NAUTILUS已适用于原行星盘。将数据与现有CS J=3-2观察结果一起进行分析。我们未能检测到SO和H $_2$ S系，尽管CS在LkCa 15、DM 1、Tau和GO 1、Tau中检测到，但在MWC 1，480中未检测到。然而，我们的新上限明显优于以前的上限，并允许我们对硫化学进行一些有趣的限制。我们最好的模拟磁盘获得的C/O比为1.2，从初始云条件的H密度的$2\times 10^5$厘米$^{-3}$和年龄的$10^6$年。结果与CS数据一致，并与SO上限兼容，但未能再现H $_2$ S上限。预测的HPDMATHABMN S柱密度过高至少一个数量级。H PDMATHAMBMN S可保持锁定在颗粒表面上并与其它物质反应，从而防止H PDMATHAMBMN S的解吸。
2011-09-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Far-infrared to millimeter data of protoplanetary disks: dust growth in the Taurus, Ophiuchus, and Chamaeleon I star-forming regions
远红外线和（亚）毫米波通量可用于研究构成行星的基本材料--原行星盘中的尘埃。在这里，我们结合从赫歇尔空间天文台的观测与辅助数据的284原行星盘在金牛座，变色龙I，蛇夫座恒星形成区域，覆盖从光学毫米/厘米波长。我们分析它们的光谱指数作为波长的函数，并确定其（亚）毫米斜率时，可能的。大多数磁盘显示晶粒生长的观测证据，与以前的研究一致。没有相关性被发现之间的其他示踪剂的磁盘演变和毫米光谱指数。一个简单的磁盘模型是用来适应这些来源，我们推导出后验分布的光学深度在1.3毫米和10 AU，在同一半径的磁盘温度，和尘埃不透明度光谱指数。我们发现70微米处的通量与10金处的盘温度密切相关，正如从这些简单模型得出的那样。我们发现光谱指数在Chamaeleon I是陡峭的比磁盘在金牛座/蛇夫座的初步证据，虽然需要更多的毫米观测来确认这一趋势，并确定其可能的起源。此外，我们确定了每个区域的中值光谱能量分布，并发现它们在整个研究的波长范围内是相似的，这可能是由于磁盘属性和形态的大散射。
2017-10-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemistry in disks. XI. Sulfur-bearing species as tracers of protoplanetary disk physics and chemistry: the DM Tau case
上下文在星际介质和彗星中观察到几种含硫分子，与迄今为止只检测到CS，H $_2$ CS和SO的原行星盘形成强烈对比。目的。我们结合观测和化学模型来限制DM Tau原行星盘中硫的丰度及其对物理和化学条件的敏感性。方法.我们在CS、SO、SO $_2$、OCS、CCS、H $_2$ CS和H $_2$ S系中获得了带4和带6中DM Tau的$0.5^{"}$ ALMA观察，实现了$\sim 5$ mJy灵敏度。使用非LTE的辐射传输程序RADEX和正演模拟工具ESTFIT，磁盘平均CS柱密度和上限的其他物种的推导。结果仅检测到CS，衍生柱密度为$\sim 2-6 \times 10^{12}$ cm $^{-2}$。我们报告了第一次尝试检测SO $_2$在DM Tau。对于其他含S物质，上限范围在$\sim 10^{11}$和$10^{14}$ cm $^{-2}$之间。与这些值匹配的最佳拟合化学模型要求在$r \sim 50-100$ au下气相C/O比> 1。与化学建模，我们表明，含硫物种可以是强大的示踪剂的气相C/O比，表面反应速率，晶粒尺寸和紫外强度。结论.在DM Tau中没有检测到CS以外的各种含硫分子，这意味着气相中缺乏活性硫，要么是通过有效的冻结，要么是因为大多数元素硫都存在于其他大物种中，如彗星中所发现的。推测出的高CS/SO和CS/SO $_2$比值要求非太阳能的C/…
2018-06-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of warm water vapour in Taurus protoplanetary discs by Herschel
作为原行星盘GASPS（Gas Evolution in Protoplanetary Systems）巡天的一部分，使用赫歇尔-PACS（Photodetector Array Camera & Spectrometer）仪器获得了68颗Taurus T Tauri星的线光谱。对以[OI] 63.18微米精细结构线为中心的线扫描的仔细检查揭示了这些光谱中的一些中的63.32微米处的线。我们确定这条线与过渡的邻水。它被确信地检测到（即，>3 σ），即，24%的子样本具有富含气体的圆盘。几个统计测试被用来搜索与其他光盘和恒星参数的相关性，如[OI] 6300阿姆斯特朗和63.18微米的线通量; 63微米和850微米的X射线光度和连续水平。相关性之间的水线通量和[OI] 63.18微米线光度，尘埃连续体，并可能与恒星X射线光度。这是第一次在原行星盘中检测到这种温暖的水蒸气线。我们讨论它的起源，特别是它是否来自内部磁盘和/或磁盘表面或从外流和射流的冲击。我们的分析支持圆盘起源，观察到的水蒸气线在距离中心恒星2-3AU的范围内产生，那里的气体温度为500-600 K。
2011-12-23 astro-ph.SR
Dual-Wavelength ALMA Observations of Dust Rings in Protoplanetary Disks
我们介绍了新的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）观测金牛座的三个原行星盘在2.9\，mm和比较与以前的1.3\，mm的数据都在角分辨率为$\sim0.''1$（15\，au的金牛座的距离）。在单环盘DS Tau，双环盘GO Tau和多环盘DL Tau中，在两个波长处检测到相同的环，径向位置从50到120 μ m。为了量化的粉尘排放形态，所观察到的vibrium建模与径向强度分布的参数处方。圆盘外半径取为模型强度分布中包围的总通量的95%，在三个圆盘的两个波长处是一致的。尘埃演化模型表明，尘埃捕获在当地的压力最大值在外盘可以解释所观察到的模式。尘埃环大部分尚未解决。在DS Tau中边缘解析的环在较长波长处显示出一个暂时较窄的环，这是有效的尘埃捕获所预期的观测特征。光谱指数（$α_{\rm mm}$）向外增加，并表现出局部最小值，对应于尘埃环的峰值，表明在整个磁盘的颗粒特性的变化。尘埃环中较低的光学厚度（$τ\sim$在2.9mm处为0.1- 0.2，在1.3mm处为0.2- 0.4）表明，尘埃环中的颗粒可能已经生长到毫米大小。原行星盘中无处不在的尘埃环改变了尘埃颗粒的整体动力学和演化，可能为新一代行星形成铺平了道路。
2020-06-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A Dwarf Protoplanetary Disk around XZ Tau B
我们报告发现了一个矮原行星盘周围的恒星XZ头B，显示了所有的功能，一个经典的过渡盘，但在一个小得多的规模。该盘已被阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）成像，揭示了它的尘埃排放具有相当小的半径~ 3.4 au，并提出了一个半径~ 1.3 au的中心空腔，我们归因于轨道（原）行星的紧凑系统。考虑到所涉及的非常小的半径，预计在这个圆盘中的演化（几个月内可观察到的变化）比经典圆盘（可观察到的变化需要几十年）快得多，并且在不久的将来易于通过观测进行监测。根据我们的模型，我们估计盘的质量足够大，可以形成一个紧凑的行星系统。
2016-06-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
An unbiased NOEMA 2.6 to 4 mm survey of the GG Tau ring: First detection of CCS in a protoplanetary disk
分子谱线巡天是探测行星诞生地原行星盘结构和物理条件的主要工具之一。这些PPD中巨大的径向和垂直温度以及密度梯度导致了复杂的化学成分，使化学成为了解行星系统多样性的重要一步。我们的目的是研究围绕着GG Tau A（一个著名的三T Tauri系统）的原行星盘的化学成分。我们使用NOEMA和新的相关器PolyFix来观察几十个分子在2.6到4 mm处的旋转线。我们分析的数据与辐射传输代码，以获得分子密度和相对于$^{13}$ CO的丰度，我们比较的TMC 1云和LkCa 15磁盘。我们报告的第一个检测CCS的PPD。我们还勉强检测到OCS，并在GG金牛座外盘中发现了16个其他分子。其中10个是以前发现的，而另外7个（$^{13}$ CN，N $_2$ H $^+$，HNC，DNC，HC $_3$ N，CCS和C $^{34}$ S）是在这个磁盘中新发现的。分析证实，硫的化学性质尚未得到适当的理解。由DCO $^{+}$ /HCO $^{+}$、DCN/HCN和DNC/HNC比率导出的D/H比率指向低温化学。稀有物种CCS的发现证实了GG Tau是研究原行星盘化学的良好实验室，这要归功于它的大盘尺寸和质量。
2021-09-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
CID: Chemistry In Disks VII. First detection of HC3N in protoplanetary disks
原行星盘的分子谱线发射是约束其物理和化学结构的有力工具。然而，到目前为止，只有少数分子在盘中被检测到。我们利用IRAM 30米望远镜的增强功能，通过使用新的宽带相关器（FTS）来搜索迄今为止未检测到的分子在围绕TTauri星DM Tau，GO Tau，LkCa 15和Herbig Ae星MWC 480的原行星盘中。我们报告了使用IRAM 30-m在GO Tau和MWC 480磁盘中以及使用IRAM阵列在LkCa 15磁盘（5 sigma）中首次检测到5 sigma的HC 3 N，导出的列密度为10^{12}cm^{-2}。我们还获得了CCS的严格上限（N < 1.5 x 10^{12} cm^{-3}）。我们讨论的观测结果进行比较，从现有的化学磁盘模型（使用化学代码鹦鹉螺计算）和基于以前的氮和硫的分子观测柱密度。观察到的柱密度HC 3 N通常是两个数量级低于现有的预测，似乎是较低的存在下，强的紫外线通量，这表明分子化学是敏感的紫外线透过磁盘。CCS上限加强了我们的模型与低元素丰度的硫来自其他含硫分子（CS，H2S和SO）。
2012-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA chemical survey of disk-outflow sources in Taurus (ALMA-DOT). IV. Thioformaldehyde (H$_2$CS) in protoplanetary disks: spatial distributions and binding energies
目的：追踪原行星盘中含硫化学关键组分H2 CS的径向和垂直空间分布。根据H_2CS结合能分析所观察到的分布，以讨论热脱附在富集气盘组分中的作用。研究方法：在ALMA对金牛座恒星形成区（ALMA-DOT）中的O-H2 CS（7_1，6 - 6_1，5）源进行化学调查的背景下，我们观察到了5个I类或早期II类源，具有40 au尺度的o-H2 CS（7_1，6 - 6_1，5）线。我们估计的结合能（BE）的H2 CS使用量子力学计算，第一次，为一个扩展的，周期性的，结晶冰。结果：我们在HL Tau和IRAS 04302 +2247盘中的两个旋转分子环中成像了H2 CS。外半径约为140 au（HL Tau）和115 au（IRAS 04302+2247）。IRAS 04302+2247的边缘几何结构显示，H2 CS发射峰位于60-115 au的半径处，距离赤道面z = +- 50 au。柱密度约为10^14 cm^-2。对于HL Tau，我们首次导出了原行星盘中的[H2 CS]/[H]丰度（约为10^-14）。扩展结晶冰和无定形冰的H2 CS的BE值分别为4258 K和3000-4600 K，表明尘埃温度大于50-80 K时存在热蒸发。结论：H2 CS跟踪所谓的温暖分子层，以前使用CS和H2 CO采样的区域。硫代甲醛峰比H2 CO和CS更接近原恒星，这可能是由于观察到的7_1，6 - 6…
2020-11-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
High-Resolution Mid-Infrared Spectroscopy of GV Tau N: Surface Accretion and Detection of Ammonia in a Young Protoplanetary Disk
重新分配或移除原行星盘的角动量的物理过程，可以驱动质量吸积到恒星上，并影响行星形成的结果。尽管原行星盘参与吸积的证据随处可见，但负责的过程仍不清楚。在这里，我们提出的证据红移分子吸收光谱的I类源，表明在磁盘表面的快速流入。GV Tau N的高分辨率中红外光谱揭示了C2 H2、HCN、NH3和水的单独谱线的丰富吸收光谱。从分子吸收的性质，我们可以推断，它携带一个显着的吸积率（~ 1 e-8至1 e-7 Msun/yr），相当于活跃的金牛座T星的恒星吸积率。因此，我们可以观察到盘吸积的作用。这些结果可能为超声速“表面吸积流”提供观测证据，这在磁化圆盘的MHD模拟中已经发现。观测到的光谱也代表了在原行星盘的行星形成区域中首次探测到氨。由于氨的丰度仅与HCN相当，因此它不可能是氮的主要缺失库。如果像预期的那样，内盘中占主导地位的氮储存库是N2，那么它的高挥发性将使其难以融入形成的行星，这可能有助于解释大部分地球的低氮含量。
2020-11-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
GIARPS High-resolution Observations of T Tauri stars (GHOsT). II. Connecting atomic and molecular winds in protoplanetary disks
在GIARPS高分辨率观测金牛座T星（GHOsT）项目的框架内，我们的目标是描述金牛座-御夫座地区经典金牛座T星（CTTs）样本中的原子和分子风。我们分析了在国家伽利略望远镜上用HARPS和GIANO摄谱仪观测的36个CTT样品中的通量校准的[OI] 630 nm和$\rm H_2$ 2.12 $\rm μm$线。我们将谱线剖面分解成不同的运动学高斯分量，并将重点放在最常检测到的分量上，即窄低速（v $\rm_p < 20$ $\rm km$ $\rm s^{-1}$）分量（NLVC）。我们发现在17个源中检测到$\rm H_2$线（$\sim 50 \%$检测率），并且在除一个源之外的所有源中检测到[OI]。$\rm H_2$和[OI]发射的NLV分量在运动学上是相关的，两条线的峰值速度和半峰全宽之间具有很强的相关性。假设开普勒加宽，我们发现[OI] NVLC起源于0.05和20 au之间的磁盘区域和$\rm H_2$的区域从2和20 au。我们没有发现$\rm H_2$和[OI] NVLC的v $\rm_p$与外盘倾角之间有任何明确的相关性。这一结果与以前的研究一致。我们的研究结果表明，分子和中性原子发射盘风起源于可能重叠的区域，并在磁盘中的分子风的生存强烈依赖于气体暴露于辐射从中央恒星。我们的研究结果表明，宽带高分辨率光谱在连接示踪剂的不同表现的同一现象的潜力。
2020-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the temporal and spatial variations of dust emission in the protoplanetary disk of DG Tau with VLTI/MIDI - Preliminary results
尘埃加工和颗粒生长的特征--与岩石行星的形成有关--很容易在中红外光谱特征中看到。在这方面，一个重要的诊断工具是年轻恒星天体（YSO）光谱中的硅酸盐特征。低质量的YSO，DG Tau在其硅酸盐特征中显示出独特的时间变化。我们用甚大望远镜干涉仪的中红外干涉仪对DG Tau进行了多历元观测，以获得内部和外部盘区域的光谱，以研究先前报道的硅酸盐特征变化的来源。在这里，我们提出了前两个观测时代的初步结果。我们发现，在两个月的时间尺度上，源显示出显着的增亮。同时，中红外发射区域扩大。虽然硅酸盐特征的识别是困难的，我们的研究结果定性地同意的情况下，解释不同的硅酸盐特征与尘埃盘上方举起。
2013-07-12 astro-ph.SR
ALMA chemical survey of disk-outflow sources in Taurus (ALMA-DOT) III: The interplay between gas and dust in the protoplanetary disk of DG Tau
行星在原行星盘中形成，并继承了它们的化学成分。因此，了解磁盘的分子内容至关重要。我们的目标是表征DG Tau盘中分子的分布和丰度。在ALMA金牛座外流源的化学调查（ALMA-DOT）的背景下，我们分析了ALMA在H2 CO 3（1，2）-2（1，1），CS 5-4和CN 2-1中的DG Tau盘的观测，在~0.15”，即~18 au在121 pc。H2 CO和CS起源于1.3mm尘埃连续体边缘的盘环，CS探测相对于H2 CO的外盘区域（分别在~70和~60 Au处达到峰值）。CN起源于最外层的磁盘/信封区峰值在~80 Au。H2 CO主要由磁盘发射，而CS探针也可能吸积到磁盘上的两个流的材料与发射的峰值流连接到磁盘。环和盘高平均柱密度为~2.4-8.6e13 cm-2（H2 CO）、~1.7-2.5e13 cm-2（CS）和~1.9-4.7e13 cm-2（CN）。非锐化掩模揭示了一个环的增强尘埃排放在~40 AU，即外面的CO雪线（~30 AU）。CS和H2 CO排放是共空间的，表明它们是化学联系的。在1.3mm连续谱边缘观察到的分子发射环可能是由于尘埃不透明度效应和/或内盘中的continunum过减;以及在mm尘埃边缘增加的UV渗透和/或温度反演，这将导致这些分子的气相形成和解吸。此外，H_2CO和CS的来源于尘埃辐射增强环之外，这也与0.87mm处的线偏振变化相吻合。这表明…
2020-11-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Water vapor in the protoplanetary disk of DG Tau
水是原行星盘演化和彗星及冰/水行星形成的关键。虽然起源于热内盘的高激发水线已经在几个金牛座T星（TTS）中被检测到，但来自外盘的水蒸气，其中大部分水冰水库，仅在附近的TTS TW Hya中被报道。我们在557、1113 GHz处对年轻TTS DG Tau的邻水和仲水基态跃迁进行了光谱分辨赫歇尔/HIFI观测。这些线显示出狭窄的双峰轮廓，与外盘的起源一致，并且比TW Hya亮约19-26倍。相比之下，CO和[C II]线占主导地位的信封/流出，这使得H2O线盘的DG Tau独特的示踪剂的排放。用热化学代码ProDiMo进行的盘模拟表明，由于DG Tau的年轻和强烈的吸积，强烈的紫外线场照射了距离恒星10-90 AU的盘上层，将其加热到600 K的温度，并产生了观察到的明亮水线。这些模型表明，该星系盘的质量为0.015-0.1 Msun，与估计的太阳星云在行星形成之前的最小质量一致，并且在蒸汽中存在约1 e2 - 1 e3地球海洋的水水库，并且以冰的形式存在约100倍。因此，这一探测支持了海洋通过在外盘形成的冰体的影响而在类地行星上输送的情景。
2013-02-06 astro-ph.SR
The protoplanetary disk of FT Tauri: multi-wavelength data analysis and modeling
研究原行星盘的演化对于我们理解恒星和行星形成至关重要。在过去的几十年里，已经进行了一些理论和观察研究来推进这一知识。金牛座FT是金牛座恒星形成区中的一颗年轻恒星，被纳入了一些光谱和光度调查。我们研究了恒星的性质，拱星盘，吸积和喷射过程，并提出了一个一致的气体和尘埃模型，也作为未来的观测研究的参考。我们进行了多波长的数据分析，以获得基本的恒星和磁盘的属性，以及质量吸积/流出率从TNG-Dolores，WHT-Liris，NOT-Notcam，NIK-Nirspec和Herschel-Pacs光谱。从文献中，我们编制了一个完整的光谱能量分布。然后，我们使用MCFOST和ProDiMo代码进行了详细的磁盘建模。多波长的光谱和光度测量进行了比较，以约束磁盘属性的代码的红化预测。该天体可以作为具有显著质量吸积速率、高气体含量和典型尺寸的原始盘的基准。
2014-05-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dimming and CO absorption toward the AA Tau protoplanetary disk: An infalling flow caused by disk instability?
AA Tau是金牛座星云中的一颗经典T型金牛星，由于其光学亮度的准周期变化，二十多年来一直是密集的光度监测的对象。从2011年开始，AA Tau显示出另一种特殊的变化-它的中值光学虽然近红外通量显着变暗，这与视觉消光增加4等一致。从那时起，它一直处于微弱状态。在这里，我们展示了AA Tau在八个时期（覆盖十一年的时间跨度）的4.7 um CO振转光谱，揭示了变暗后$J_{\rm low}\leqslant$ 13跃迁中增强的12 CO和13 CO吸收特征。这些新出现的谱线需要分子气体沿着视线，T~500 K，柱密度log（N12 CO）~18.5 cm^{-2}，谱线中心显示恒定的6 km s $^{-1}$红移。分子气体的性质证实了其起源于星周物质。我们认为，调光和吸收是由气体和尘埃的磁浮力不稳定性提升到很高的高度。这种物质现在正在向内传播，在几年内到达恒星时将被观察到吸积爆发。
2015-03-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Herschel/PACS Survey of protoplanetary disks in Taurus/Auriga -- Observations of [OI] and [CII], and far infrared continuum
赫歇尔空间天文台被用来观测金牛座中的约120颗前主序星，作为GASPS开放时间钥匙项目的一部分。PACS用于测量连续谱以及几种气体示踪剂，如[OI] 63 μm，[OI] 145 μm，[CII] 158 μm，OH，H_2O和CO。我们发现[OI] 63 μm谱线的强度与盘源的63 μm连续谱之间存在明显的相关性。在外流源中，线发射可以比盘源强20倍，这表明线发射由外流主导。紧密相关的磁盘源表明，排放来自内部磁盘（$<$ 50 AU）和较低的表面层的磁盘的气体和尘埃耦合。过渡型恒星的[OI] 63 μm比正常的II类盘要暗。简单的SED模型表明，负责连续发射的尘埃在这些磁盘是冷的，导致较弱的线发射。[CII]158 μm的发射仅在强流出源中检测到。观测到的[OI] 63 μm到[OI] 145 μm的谱线比是在我们对气尘比不敏感的区域，我们也不能区分激波或PDR发射。我们没有发现[OI] 63 μm的III类天体，只有三个连续体，其中至少有一个是候选碎片盘。
2013-08-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar energetic particle ionization in protoplanetary disks around T Tauri stars
陨石中短寿命放射性核素丰度测量的异常表明，原太阳星云受到大量高能粒子（E $\gtrsim$ 10 MeV）的照射。当代太阳的粒子通量无法解释这些异常现象。然而，与金牛T星类似，年轻的太阳更加活跃，可能产生了足够的高能粒子来解释这些异常。我们希望研究恒星高能粒子与盘的气体成分的相互作用，并确定这种相互作用的可能观测示踪剂。我们使用一个二维辐射热化学原行星盘代码来模拟一个代表金牛座T星的盘。我们使用的粒子能量分布来自太阳耀斑的观测和增强的恒星粒子通量提出的金牛座T星。对于这个粒子谱，我们用精确的粒子输运模型计算了整个盘的恒星粒子电离率。我们研究了不同的X射线和宇宙射线电离率模型的恒星粒子的影响。我们发现，恒星粒子电离有一个显着的影响，共同的磁盘电离示踪剂HCO $^+$和N $_2$ H $^+$的丰度，特别是在低宇宙射线电离率的模型。与宇宙射线和X射线不同，恒星粒子无法到达圆盘的中平面。因此，居住在磁盘表面层的分子离子比跟踪磁盘的冷层/中平面的分子离子更受恒星粒子电离的影响。空间分辨的分子离子跟踪磁盘的不同垂直层的观测允许解开从其他竞争电离源的恒星粒子电离的贡献。用这里提出的模型对这样的观测进行建模，可以限制金牛座T恒星周围圆盘中的恒星粒子通量。
2017-02-24 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Herschel Observations of Protoplanetary Disks in Lynds 1641
我们分析了赫歇尔空间天文台对猎户座A分子云中150万年前恒星形成区Lynds 1641（L1641）中104个具有原行星盘的年轻恒星天体的观测结果。我们目前的光谱能量分布，从光学到远红外，包括新的测光从赫歇尔光电探测器阵列相机和光谱仪（PACS）在70微米。我们的样本，作为赫歇尔猎户座原恒星调查的一部分，包含24个过渡盘，其中8个我们在这项工作中首次确定。我们用辐照的吸积盘模型分析了整个盘，以推断尘埃沉降特性。使用正演模拟来重现观测到的nKS-[70]指数的完整磁盘样本，我们发现观测到的磁盘指数与模型一致，该模型在磁盘的上层相对于中平面有灰尘耗尽，表明显着的灰尘沉降。我们用赫歇尔的数据对金牛座的完整圆盘进行了同样的分析，发现金牛座的进化程度略高，尽管两个样本都显示出尘埃沉降的迹象。这些结果补充了越来越多的文献，即在大约150万年前，尘埃盘中可能发生重大的尘埃演化。
2018-06-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Organic molecules in the protoplanetary disk of DG Tau revealed by ALMA
行星在原行星盘中形成，并继承了它们的化学成分。因此，绘制原行星盘中简单有机物（如甲醛和甲醇）的分布图和研究其形成至关重要。我们分析了在o-H $_2$ CO $3_{1,2}-2_{1,1}$和CH $_3$ OH $3_{-2,2}-4_{-1,4}$ E，$5_{0,5}-4_{0,4}$ A跃迁中，以前所未有的$\sim0.15"$分辨率对金牛座T星DG Tau附近盘喷流系统的ALMA观测，即，$\sim18$ au距离121 pc。H $_2$ CO发射源自从$\sim40$ au延伸的旋转环，其峰值在$\sim62$ au处，即，在1.3毫米尘埃连续体的边缘。CH PDMATHAMO OH发射未检测到低至r.m.s.在0.162 km/s的通道中，假设邻位与对位的比率为1.8-2.8，则环和盘高度平均的H $_2$ CO柱密度为$\sim0.3-4\times10^{14}$ cm $^{-2}$，而CH $_3$ OH的柱密度为$<0.04-0.7\times10^{14}$ cm $^{-2}$。在内部$40$ au中，没有检测到o-H $_2$ CO发射，其束平均柱密度的上限为$\sim0.5-6\times10^{13}$ cm $^{-2}$。DG Tau盘中的H $_2$ CO环位于CO冰线之外（R $_{\rm CO}\sim30$ au）。这表明，H $_…
2019-02-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
PAHs in protoplanetary disks: emission and X-ray destruction
我们研究了原行星盘的PAH辐射。首先，我们讨论了PAH的能带比对吸收光子的硬度和恒星的温度的依赖性。我们表明，光子能量与不同程度的PAH氢化占大多数所观察到的PAH频带比，而不需要改变分子的电离度。我们提出了一个精确的处理随机加热颗粒在矢量化的三维蒙特卡罗尘埃辐射转移代码。该程序是使用光线跟踪技术对结果进行验证。提出了金牛座T星和赫比格Ae星的盘模型。特别注意分子的光解离。我们认为除了PAH的破坏，还通过在盘中的垂直混合的分子的生存。通过应用典型的X射线光度的模型帐户的低PAH检测概率观察到的金牛座T和高PAH检测统计发现赫比格Ae磁盘。被认为是磁盘上方的球形晕。我们发现，晕减少所观察到的PAH频带连续比时，在高倾角观察。最后，中红外图像的磁盘周围赫比格Ae磁盘。我们发现，他们更容易解决时，PAH排放占主导地位。
2012-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Inclination-Induced Polarization of Scattered Millimeter Radiation from Protoplanetary Disks: The Case of HL Tau
在HL Tau和另外两个年轻的恒星天体中观测到了空间分辨的偏振毫米/亚毫米辐射。它通常被解释为来自磁性排列的颗粒，但也可以通过尘埃散射产生，正如Kataoka等人明确证明的那样。我们扩展了他们的工作，包括磁盘倾斜引起的偏振相对于视线。使用一个物理动机，半解析模型，我们表明，散射光的偏振分数的倾斜角$i$的增加，达到$1/3$的边缘上的磁盘。倾斜诱导的极化可以很容易地支配在正面视图中的磁盘的固有。它为HL Tau（$i \sim 45^\circ$）倾斜盘中观察到的偏振模式的两个主要特征提供了一个自然的解释：偏振强度集中在沿长轴或多或少伸长的区域，以及在这个区域中偏振大致平行于短轴。这一广泛的协议提供了支持尘埃散射作为一个可行的机制，至少部分地产生，偏振毫米波辐射。为了在观察到的水平（$\sim 1\%$）产生偏振，散射颗粒必须生长到几十微米的最大尺寸。然而，这样的颗粒可能太小，无法产生在HL Tau和其他来源中观察到的$β\lesssim 1$的不透明度光谱指数;可能需要另一个更大的，毫米/厘米大小的颗粒群来解释非偏振连续发射的大部分。
2018-10-14 astro-ph.SR
An ALMA Disk Mass for the Candidate Protoplanetary Companion to FW Tau
我们目前ALMA观测FW Tau系统，一个密切的二元对M5恒星与宽轨道（300 AU投影分离）的亚恒星同伴。这颗伴星在光学和近红外波段非常微弱，呈红色，但拥有微弱的远红外过量和光学/近红外发射谱线，表明它是一个由气体和尘埃组成的原始吸积盘。成分分辨的1.3毫米连续辐射被发现只与伴星有关，其通量（1.78 +/- 0.03 mJy）表明尘埃质量为1-2 M_Earth。虽然这个质量库不足以形成一颗巨大的行星，但它足以产生一个类似于开普勒-42系外行星系统或伽利略卫星的系统。带着圆盘的FW Tau伴星的质量和几何形状仍然不清楚。近红外光谱显示深水带，表明比M5晚的光谱型，但大量的遮蔽阻止了有效温度（因此质量）的更准确测定。无论是在直射光下看到的一个带有“行星质量”的伴星，还是在边缘上的圆盘或封套散射的光下看到的一个棕矮星，都仍然是可能的。
2014-12-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Protoplanetary Disks of T Tauri Binary Systems in the Orion Nebula Cluster
本文对猎户座星云团（ONC）低质量双星中的原行星盘进行了研究，以评估双星性对星周星盘性质的影响。这是目前在高恒星密度恒星形成环境中进行的最大规模的研究。我们的特别目标是确定存在的磁层吸积和尘埃盘的每个二进制组件，并测量整体磁盘频率。我们进行了空间分辨自适应光学辅助观测，以获得近红外测光和光谱的26个双星在ONC，并确定恒星参数，如有效温度，光谱类型，光度和质量，以及吸积特性和近红外过剩的个别二元组件。样本中40（+10/-9）%的双星成分可以被推断为具有吸积盘的金牛T星，比单星的吸积盘比例略少。我们发现，在大于200 AU的宽双星中，圆盘与随机配对一致，而在近双星中（间距<200 AU），观察到环主星和环主星圆盘的演化是同步的。环双星盘似乎不适合解释这种差异。此外，我们确定了几个混合对吸积和非吸积组件，这表明这些系统是常见的，并没有偏好或多或少的大规模组件，以更快地发展。导出的吸积光度和质量吸积率的ONC的二进制组件是类似的幅度为ONC的单星和金牛座恒星形成区的双星。本文最后讨论了年轻双星系统中存在的内吸积盘与恒星倍数中存在的行星之间的联系（可能是弱联系）。（节略）
2012-02-01 astro-ph.SR
13C17O suggests gravitational instability in the HL Tau disc
我们提出了第一次检测到的13 C17 O J=3-2过渡到HL Tau原行星盘。我们发现显着更多的气体质量（至少高出10倍）比以前报道的使用C18 O排放。这使得观察到的总盘质量为0.2 M，我们认为这是一个保守的下限。我们对图姆雷Q剖面的分析表明，这使圆盘进入了引力不稳定状态。不稳定的径向区域（50-110 au）与尘埃盘中的行星雕刻间隙和气体中的螺旋位置相吻合。因此，我们提出，如果这个间隙的起源被证实是由于一颗正在形成的巨行星，那么它很可能是通过原行星盘的引力破碎而形成的。
2020-01-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
H$_2$S observations in young stellar disks in Taurus
上下文研究原行星盘中的气体化学是理解行星形成过程的关键。特别是星际环境中的硫化学知之甚少，主要储存库的位置仍然未知。金牛座的原行星盘是研究行星形成系统组成演化的理想目标。目的。我们的目标是阐明含硫分子发射的化学起源在原行星盘，特别关注H $_2$ S排放，并确定候选物种，可能成为主要的分子硫水库在原行星系统。方法.我们使用IRAM 30米观测金牛座的9个富含气体的年轻恒星天体（YSO），对含硫和含氧分子物种进行了调查。本文给出了CS 3-2（$ν_0$ = 146.969 GHz），H $_2$ CO 2 $_{11}$-1 $_{10}$（$ν_0$ = 150.498 GHz），H $_2$ S 1 $_{10}$-1 $_{01}$（$ν_0$ = 168，763 GHz）发射谱线的结果.结果我们检测到H $_2$ S发射在四个来源的九个观察到，显着增加了对YSO的检测数量。我们还检测到H $_2$ CO和CS中的六个。我们确定了H $_2$ S 1 $_{10}$-1 $_{01}$和H $_2$ CO 2 $_{11}$-1 $_{10}$之间的初步相关性，以及H $_2$ S 1 $_{10}$-1 $_{01}$和H $_2$ O 8 $_{18}$-7 $_{07}$之间的初步相关性。通过假设局部化学平衡，我们计算了样品中源的柱密度，N（o-H $_2$ S）值在$…
2021-07-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The infrared line-emitting regions of T Tauri protoplanetary disks
斯皮策太空望远镜探测到的中红外分子线发射通常用平板模型来解释。然而，我们需要了解2D磁盘模型中的中红外线发射，这样我们就可以获得关于线从哪里发射以及在什么条件下发射的信息，这样我们就可以获得关于径向和垂直方向上的数量密度，温度和光学深度的信息。在本文中，我们介绍了一系列的二维热化学模型的一个原型金牛座T原行星盘，以检查如何敏感的线发射区的变化，在紫外线和X射线通量，磁盘耀斑角，尘埃沉降，和尘埃气体比。这些都影响了内盘的加热，因此会影响中红外谱线。使用ProDiMo和FLiTs代码，我们产生了一系列的二维热化学盘模型。我们发现，往往有一个显着的气体和尘埃的温度之间的差异线发射区域，我们说明，线发射区域的大小是相对稳健的恒星和磁盘参数的变化（即，紫外线和X射线通量，耀斑角，尘埃沉降）。这些结果表明，潜在的本地化的变化线发射区域，大大影响所得的光谱和线通量，并允许在我们的模型中的这种变化的必要性。
2019-10-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Polycyclic Aromatic Hydrocarbon in Protoplanetary Disks around Herbig Ae/Be and T Tauri Stars
在3.3、6.2、7.7、8.6、11.3和12.7 $μ$ m处的一组独特的宽发射特征经常在原行星盘（PPD）中被检测到。这些特征通常归因于多环芳烃（PAH）。我们模拟这些排放功能的红外光谱的69 PPD周围的14 T金牛座和55赫比格Ae/Be星的天文多环芳烃。对于每个PPD，我们推导出的尺寸分布和多环芳烃的电荷状态。然后，我们检查PAH性质的相关性（即，大小和电离分数）与恒星性质（例如，恒星有效温度、光度和质量）。我们发现，多环芳烃的特征尺寸与恒星有效温度（$T_{\rm eff}$）有一定的相关性，并将其解释为在具有较高$T_{\rm eff}$的体系中，小分子多环芳烃的优先光解离，其中恒星光子的能量更高.此外，PAH的大小显示出适度的相关性，向红波长移动的7.7 $μ$米PAH功能，通常观察到在磁盘周围的冷恒星。多环芳烃的电离分数似乎与任何恒星参数无关。这是因为多环芳烃的带电不仅取决于恒星的性质（例如，$T_{\rm eff}$，光度），而且还在磁盘中的多环芳烃的空间分布。PAH的大小和恒星年龄之间的纯粹的负相关性表明，需要通过彗星体的释气和/或星子和小行星的碰撞研磨来持续补充多环芳烃，以保持小的多环芳烃的丰度，防止被光解完全破坏。
2016-12-30 astro-ph.SR
Evidence of fast pebble growth near condensation fronts in the HL Tau protoplanetary disk
水和简单的有机分子冰在水雪线以外的可用于星子和行星形成的固体物质中占主导地位。在这里，我们分析ALMA长基线2.9，1.3和0.87毫米的连续图像的年轻恒星HL头，并建议观察到的排放下降是由于快速卵石周围的凝结丰富的挥发性物质的前增长。具体来说，我们表明，突出的最内倾角在13 AU的空间分辨的0.87毫米的图像，其中心半径是一致的预期中面凝结水冰前。此外，另外两个突出的倾角，在32和63 AU的距离，覆盖纯氨或氨水合物和笼形水合物（特别是与CO和N $_2$）从无定形水冰形成的中面冷凝前线。HL Tau在1.3和0.87 mm之间的光谱指数图显示，在凹陷内的流量比在统计上大于在磁盘中的附近区域的流量比。这种变化可以用一个有两个尘埃种群的模型来解释，其中大部分固体物质驻留在一个已经在倾角内增长到分米大小尺度的组件中。这种增长是符合最近的数值模拟挥发物凝结，粉尘凝结和沉降。
2015-05-05 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
A search for passive protoplanetary disks in the Taurus-Auriga star-forming region
我们对金牛座的33颗金牛座T星（TTS）进行了为期12个月的监测活动。我们的目标是监测拥有盘但具有弱H α线的物体，这是一种常见的年轻恒星吸积示踪剂，以确定它们是否拥有被动的拱星盘。我们使用中等分辨率的光学光谱来评估物体的吸积状态并测量Halpha线。我们没有发现令人信服的被动盘的例子，只有过渡盘和碎片盘系统在我们的样本是非吸积。在吸积物中，我们没有发现闪烁吸积的例子，假设所有吸积TTS经历这样的事件，吸积间隙的占空比上限为2.2%。结合文献结果与我们的观察，我们发现，传统的基于Halpha的标准来测试吸积的可靠性是高的，但不完美的，特别是对于低质量的TTS。我们发现一个显着的恒星质量和全宽之间的相关性在10%的峰值（W10%）的H α线，似乎并不涉及自由落体速度的变化。最后，我们的数据揭示了Halpha等效宽度和它的W10%之间的正相关性，表明在线轮廓的系统调制，从而线的高速翼成比例地增强比它的核心时，线光度增加。我们认为，这支持的假设，即中央恒星的质量吸积率是通过一个共同的物理机制与Halpha W10%。
2017-04-04 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
Mottled protoplanetary disk ionization by magnetically-channeled T Tauri star energetic particles
原行星盘的演化被认为主要是由磁化盘风和湍流粘性引起的角动量传输驱动的。盘的电离对于这些过程是必不可少的，被认为是由于宿主恒星的日冕X射线，但也可能是由日冕耀斑或行进的冲击波产生的高能粒子和恒星风平流产生的。我们对高能质子在真实的T~Tauri星风中的传播进行了试验粒子数值模拟，其中包括叠加的小尺度静磁湍流。各向同性（Kolmogorov功率谱）的湍流分量沿单个粒子的轨迹合成。我们研究了能量范围为$[0.1 - 10]$ GeV的T~Tauri星上大耀斑的{ \it Chandra} X射线观测的预期和{ \it Herschel}空间天文台最近的迹象表明，高能粒子对年轻恒星的盘电离的重要贡献。在与以前的理论研究发现在整个磁盘电离的高能粒子的优势，我们发现，磁盘电离可能是由X射线在其大部分地区，除了在狭窄的区域内，粒子被引导到磁盘上的强烈纠缠和湍流磁场主导。这些区域的径向厚度是靠近恒星的$\sim 5$恒星半径，并随着径向距离的增加而变宽。这可能会持续到离恒星很远的地方（$10$ AU或更远），在那里粒子可以被湍流风大量平流和扩散。
2017-12-30 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
Shadowing in the protoplanetary disk of ZZ Tau IRS with HST
本研究利用HST近红外数据在极低质量恒星ZZ Tau IRS的高倾角外盘中发现了由错位内盘投射的阴影，通过15度错位的辐射传输模型重现了观测结果，并解释了局部亮温度升高的现象。
2024-01-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Sintering-induced Dust Ring Formation in Protoplanetary Disks: Application to the HL Tau Disk
ALMA对HL Tau的最新观测揭示了其周星盘中壮观的同心尘埃环。我们试图解释的多环结构的聚集烧结的结果。已知烧结会降低粉尘聚集体的粘附效率，并且发生在略低于其组成材料的升华点的温度下。在这里，我们提出了一个尘埃生长模型，结合烧结和使用它来模拟全球尘埃演化，由于烧结，凝聚，破碎，径向向内漂移在一个模型化的HL Tau磁盘。我们发现，聚集体组成的多个物种的挥发性冰经历烧结，碰撞破坏，并堆积在多个位置稍外的雪线的挥发物。在波长为0.87- 1.3毫米时，这些烧结区表现为光谱斜率为$\approx 2$的明亮的光学厚环，而非烧结区表现为光谱斜率为$\approx$ 2.3- 2.5的较暗的光学薄环。烧结区和非烧结区的观测特征分别与HL Tau盘中发现的主要亮环和暗环的观测特征相一致。径向堆积和垂直沉降同时发生，如果磁盘湍流是弱的，如果单体构成的聚集体是$\sim 1~{\rm μm}$的半径。对于$T = 310(r/1~{\rm AU})^{-0.57}~{\rm K}$的径向气体温度分布，我们的模型完美地再现了光学厚亮环的亮度温度，并再现其轨道距离的精度为$\lesssim$ 30%。
2016-02-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
X-ray impact on the protoplanetary disks around T Tauri stars
金牛座T星的X射线光度范围为L_X = 10^28-10^32 erg/s。这些光度与紫外线光度（L_UV 10^30-10^31 erg/s）相似，因此X射线预计会影响周围原行星盘上层的物理和化学。目的：本文研究了X射线对原行星盘化学结构和流体静力学结构的影响和重要性，确定了X射线辐照的种类示踪（L_X >= 10^29 erg/s），并提供了[OI]、[CII]和[NII]精细结构线通量的预测。方法：将X射线物理学和化学学的相关知识嵌入到ProDiMo化学物理磁盘程序中。我们包括库仑加热和H2电离作为加热过程和初级和次级电离由于在化学中的X射线。结果：X射线加热气体，使其在光学薄的表面层中膨胀。中性分子物种的丰度和空间分布没有太大的影响，但带电的物种，如N+，OH+，H2O+和H3 O+显示在磁盘表面的丰度增强。结论：X射线的库仑加热改变了圆盘的垂直结构，在50 AU的距离内产生约8000 K的温度。磁盘表面气体中的高电子丰度改变了化学结构，导致有效的离子-分子化学。其产物OH+、H2O+和H3 O+对赫歇尔空间天文台观测低质量年轻恒星天体具有重要意义。[OI]（在63和145 mic）和[CII]（在158 mic）精细结构发射仅在LX> 10^30 erg/s时受到影响。
2010-11-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chemical Processes in Protoplanetary Disks
我们建立了一个围绕典型金牛座T星的原行星盘的高分辨率物理化学模型。我们的目标是使用我们的模型来计算小尺度上的磁盘的化学结构（在金牛座的距离，~ 140 pc的物体的内部磁盘中的亚毫角秒），以研究被认为是重要的磁盘中的各种化学过程，并确定每个过程的潜在分子示踪剂。我们的气相网络是从UMIST天体化学数据库中提取的，我们在其中添加了气体-颗粒相互作用，包括冻结和热和非热解吸（宇宙射线诱导解吸，光解吸和X射线解吸）和颗粒表面网络。我们发现，宇宙射线诱导的解吸对我们的磁盘化学结构的影响最小，而光解吸有显着的效果，提高整个磁盘的大多数气相分子的丰度和影响的HCN，CN和CS的丰度和分布，特别是。在外盘，我们还看到H2O和CO2丰度的增加。X射线解吸是一个潜在的强大的机制，在磁盘上，作用均匀的分数丰度的气相物种的深度和增加柱密度的大多数分子，虽然仍然存在显着的不确定性，在该过程中采用的速率。添加颗粒表面化学将几种小的复杂有机分子（包括CH 3OH、HCOOCH 3和CH 3 OCH 3）的丰度分数提高到潜在的可观察值（即丰度分数>~ 1.0E-11）。
2010-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
A high resolution mid-infrared survey of water emission from protoplanetary disks
我们提出了迄今为止最大的调查光谱分辨中红外水排放，光谱与11盘获得的米歇尔和TEXES光谱仪双子座北。在经典金牛座T星周围的8个圆盘中，有6个检测到水的排放。在过渡盘SR 24 N和SR 24 S中未检测到水排放，尽管SR 24 S具有与DoAr 44类似的过渡盘前性质，但确实显示出水排放（Salyk等人，2015年）。在R~ 100，000的情况下，TEXES水光谱具有此时可能的最高光谱分辨率，并且允许进行详细的线形分析。我们发现中红外水发射线类似于CO振转发射中的“窄成分”（Banzatti & Pontoppidan 2015），与几个AU的盘半径一致。发射谱线为单峰或双峰。单峰排放线不能用开普勒圆盘模型产生，这可能表明水参与了为解释单峰CO排放线而提出的圆盘风（Bast等人，2011年; Pontoppidan等人，2011年）。双峰发射谱线可以用来确定谱线发光度下降的半径。对于HL Tau，该测量的衰减半径的下限与13 AU暗环一致（ALMA partnership et al. 2015）。我们还报告变量线/连续比从磁盘周围的DR头和RW Aur，我们属性连续变化和线通量的变化，分别。RW Aur线通量的减少与在可见光波长处观察到的变暗相对应（Rodriguez等人，2013）。
2019-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Transitional Protoplanetary Disk Frequency as a Function of Age: Disk Evolution in the Coronet Cluster, Taurus, and Other 1--8 Myr-old Regions
我们提出了斯皮策3.6- 24微米光度和光谱的恒星在1- 3百万岁的冕状星团，扩大调查西西里岛阿吉拉尔等。（2008年）。使用复杂的辐射转移模型，我们分析了这些新数据和Sicilia-Aguilar等人（2008年）的数据，以确定具有与盘清除一致的大量尘埃演化证据的盘：过渡盘。然后，我们分析数据金牛座和其他年轻的集群- IC 348，NGC 2362，和eta Cha-限制过渡盘频率作为时间的函数。我们的分析证实了以前的结果，发现两种类型的过渡盘的证据-那些内孔和那些同源耗尽。处于过渡阶段的盘的百分比从1- 200万年时的约15- 20%增加到5- 800万年时的> 50%;平均过渡盘寿命更接近100万年而不是0.1- 500万年，与Currie等人（2009）和Sicilia-Aguilar等人（2009）先前的研究一致。在冕状星团和IC 348中，质量很低的M3-M6恒星的过渡盘比质量更大的K5-M2恒星的过渡盘更多，而金牛座缺乏强烈的光谱类型依赖的频率。假设气尘比和其他盘属性的标准值，光学厚的原始盘的质量下限为Mdisk ~ 0.001- 0.003 M*。我们发现，单一的颜色-颜色图本身并不能唯一地识别过渡盘或原始盘。完整的SED建模需要准确评估单个源的磁盘演变，并使用中红外颜色在大样本中通知过渡磁盘人口的统计估计。
2011-02-21 astro-ph.SR
The $Spitzer$ infrared spectrograph survey of protoplanetary disks in Orion A: I. disk properties
本文介绍了我们对$Spitzer$ /IRS观测到的猎户座A中319个II类天体的研究。我们还介绍了IRTF/SpeX的猎户座A中120个II类天体的后续观测。我们测量连续光谱指数，等效宽度，和积分通量，属于磁盘结构和尘埃成分的IRS光谱的II类对象在猎户座A。我们估计质量吸积率使用氢复合线在SpeX光谱我们的目标。利用这些属性，我们比较了猎户座A盘的磁盘和尘埃属性的分布，金牛座磁盘相对于猎户座A（ONC和L1641）内的位置，并通过推断的径向结构，如过渡磁盘与径向连续的完整磁盘的子组。我们的主要发现如下。(1)内部磁盘比外部磁盘进化得更快。(2)过渡盘的质量吸积率与径向连续完整盘的质量吸积率在统计上有显著的位移。ONC和L1641中径向连续盘的平均质量吸积率与金牛座没有很大不同。(3)根据对10 $μ$ m硅酸盐特征（$F_{11.3}/F_{9.8}$）的形状指数的分析，与金牛座相比，ONC中的盘中发生的颗粒加工较少。(4)20-31 $μ$ m连续光谱指数跟踪了距离最明亮的梯形星$θ^{1}$ Ori C的投影距离。一个可能的解释是紫外线烧蚀的影响外部分的磁盘。
2016-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass measurements in protoplanetary disks from hydrogen deuteride
原行星盘的总气体质量是一个基本的，但很难确定的量。本文介绍了一种新的分子气藏评价技术\citep{bergin+13}，它利用112 $μ$ m处的HD J=1-0谱线直接评价分子氢的体相分子气藏。在这项工作中，我们提出了一个{ \it赫歇尔}空间天文台\footnote{Herschel is an ESA space observatory with science instruments provided by European-led Principal Investigator consortia and with important participation from NASA.}调查的六个额外的T金牛座磁盘的HD线。在两种情况下检测到$>$ 3 $σ$显著性的线发射：DM Tau和GM Aur。对于其他四个磁盘，我们建立上限的线通量。使用详细的磁盘结构和射线跟踪模型，我们计算的温度结构和尘埃质量从模拟观测到的光谱能量分布，并包括紫外气体加热的影响，以确定所需的气体量，以适应HD线。DM Tau的气体质量范围为1.0-4.7 $\times10^{-2}$，GM Aur的气体质量范围为2.5-20.4 $\times10^{-2}$。这些值大于GM Aur使用CO发现的值，而DM Tau的CO衍生气体质量与我们的质量范围的下限一致。这表明，一氧化碳化学消耗从气相高达五…
2016-08-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Three-dimensional, Time-dependent MHD Simulation of Disk-Magnetosphere-Stellar Wind Interaction in a T Tauri, Protoplanetary System
本文通过三维含时MHD模拟T Tauri系统中原行星盘与恒星日冕的短期相互作用，发现自洽日冕加热和恒星风会将盘推至$10R_\star$以外，仅产生微弱零星吸积，并解释X射线光变与盘蒸发行为。
2023-03-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Understanding the water emission in the mid- and far-IR from protoplanetary disks around T~Tauri stars
我们研究了金牛座T星周围的原行星盘的哪些性质影响了中红外和远红外水线起源地区的物理和化学以及它们各自的线通量。我们为未来的观察寻找诊断方法。与代码ProDiMo，我们建立了一系列的模型，探索一个大的参数空间，计算旋转和振转的水在非局部热力学平衡（非LTE）的转变。我们选取了中红外区的跃迁和远红外区的基本邻位和对位水跃迁，研究了线发射区的化学和局部物理条件。我们计算斯皮策光谱为每个模型，并比较远红外和中红外线。此外，我们使用中红外颜色将水线预测与尘埃连续体联系起来。影响水线通量的三个以上的因素是：磁盘的气体质量，尘埃-气体质量比，尘埃的最大粒径，ISM（InterStellarMedium）紫外辐射场，Dubrulle沉降的混合参数，磁盘耀斑参数，和尘埃的粒度分布。前四个参数对中红外线的影响远大于远红外线。水光谱背后的一个关键驱动因素是尘埃不透明度，它设置了水线发射区域的位置。我们确定了三种类型的参数。参数，如尘气比，ISM辐射场，尘埃粒径分布，中红外线的影响更大，而远红外转换的影响更大的耀斑指数。气体质量极大地影响了这两种状态下的谱线。需要更高的光谱分辨率和线灵敏度，如詹姆斯韦伯太空望远镜，以检测统计相关的个别水线样本，以进一步区分这些类型的参数。
2015-10-06 astro-ph.SR
Exploring the Complex Ionization Environment of the Turbulent DM Tau Disk
本研究利用ALMA观测首次为DM Tau原行星盘构建了2D电离约束模型，发现适度降低的宇宙射线电离率和硬X射线谱最符合观测，并指出盘内部可能存在额外的电离增强机制。
2024-06-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Protoplanetary Disk Masses from Stars to Brown Dwarfs
我们介绍了SCUBA-2对7颗极低质量恒星（VLMS）和棕矮星（BD）的850 μ m观测结果：3颗在金牛座，4颗在TWA，以及所有经典的金牛座T（cTT）类似物。我们检测到3个金牛座圆盘中的2个，但没有TWA圆盘。我们的3sigma极限对应于金牛座1.2 MEarth的尘埃质量和TWA中仅0.2 MEarth的尘埃质量（比以前的工作深3- 10倍）。我们结合我们的数据与其他亚毫米/毫米调查金牛座，rho Oph和TWA的磁盘质量和晶粒生长在cTT阶段的趋势进行调查。我们发现：（1）对于中等质量恒星、太阳型恒星和VLMS，解释亚毫米/毫米通量上包络所需的最小盘外半径为100 AU，对于BD为20 AU。(2)虽然盘质量的上包络随着M星从BD到VLMS到太阳型而增加，但从太阳型到中等质量恒星没有增加。我们认为这是由于增强周围的中间群众的光蒸发。(3)许多围绕金牛座和猎户座的中等质量恒星和太阳型恒星的气盘显示出0- 1的不透明度指数β，表明有大颗粒。在这些区域中仅有的四个VLMS/BD中，有三个与大颗粒一致，但不排除光学厚盘。(4)对于TWA VLMS（TWA 30 A，B），将我们的通量与Mdot和年龄相结合，表明1000万年前有大量的晶粒生长。TWA BD（2 M1207 A，SSPM 1102）中的晶粒生长程度在很大程度上仍然未知。(5)贝叶斯分析表明，平均值（log[Mdisk…
2013-05-29 astro-ph.SR
The dynamical evolution of protoplanetary disks and planets in dense star clusters
本文通过数值模拟研究致密星团中恒星-原行星盘-行星系统的动力学演化，发现星团环境中的潮汐相遇显著影响行星系统的形成与演化，强调了在解释行星形成结果时必须考虑其诞生环境。
2023-09-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Observational constraints on dust disk sizes in tidally truncated protoplanetary disks in multiple systems in the Taurus region
恒星多样性对行星形成盘演化的影响仍然是争论的主题。在这里，我们提出和分析磁盘结构周围的10个多恒星系统，包括在一个公正的，高空间分辨率的调查进行ALMA的32原行星盘在金牛座恒星形成区域。在前所未有的空间分辨率~0.12”，我们探测和空间解析所有主要恒星周围的磁盘，以及8个二级和一个三级恒星周围的磁盘。多恒星系统周围的尘埃半径小于相同恒星质量范围内和同一区域内的单恒星周围的尘埃半径。在多个恒星系统中的磁盘也显示了一个陡峭的衰减毫米连续辐射的外半径比磁盘周围的单星，暗示的影响，潮汐截断盘的形状在多个系统。然而，只有当双星的偏心率相当高（通常>0.5），或者观测到的尘埃半径比气体半径小两倍，就像孤立系的典型情况一样，观测到的尘埃盘半径和观测到的恒星分离之间的比值才与潮汐截断效应的分析预测相一致。要解决这个问题，需要对多恒星系统中的气盘气体发射进行类似的高分辨率研究。
2019-07-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
ALMA observations of polarization from dust scattering in the IM Lup protoplanetary disk
我们提出了870 $μ$米ALMA观测偏振尘埃排放对II类原行星盘IM Lup。我们发现，偏振辐射的方向是沿短轴的磁盘，和偏振分数的值稳步增加，对磁盘的中心，达到峰值~ 1.1%。所有这些特点是一致的亚毫米波发射的自散射模型从一个光学薄倾斜盘。整个磁盘的偏振位置角的分布表明，虽然平均取向是沿短轴，偏振取向显示出显着的角度扩散，这也可以解释的模型的纯散射。我们比较的偏振与I/II类源HL头。两个源的长轴和短轴上的偏振分数的切割比较表明，IM Lup具有比HL Tau朝向盘中心的显著更高的偏振分数。这种增强的偏振分数可能是由于许多因素，包括HL Tau中更高的光学深度，或者在更进化的IM Lup盘中被更大的尘埃颗粒散射。然而，HL Tau（72 $μ$ m）和IM Lup（61 $μ$ m，这项工作）的模型产生了相似的最大晶粒尺寸。这揭示了散射模型和尘埃发射光谱模型对颗粒大小的估计之间持续存在的紧张关系，后者发现圆盘中的大部分（非偏振）发射很可能是由于毫米（甚至厘米）大小的颗粒。
2018-04-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
