Dust distribution in circumstellar disks harboring multi-planet systems. II. Super-thermal mass planets
Dipartimento di Fisica e Astronomia “G. Galilei”, Università degli Studi di Padova（帕多瓦大学物理与天文学系）；Universitäts-Sternwarte, Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia “G.Galilei”, Università degli Studi di Padova（帕多瓦大学物理与天文学系）
研究多行星系统中尘埃分布的形成机制，揭示尘埃结构对行星特性推断的影响，通过模拟探讨尘埃陷阱和非对称结构的产生。
2026-03-08 astro-ph.EP
Diagnosing Circumstellar Debris Disks
（摘要）一个星周碎片盘的数值模型被开发出来，并应用于观测环绕β Piccados的星周尘埃。该模型解释了看不见的小行星碰撞产生尘埃的速率，以及尘埃颗粒因碰撞而被破坏的速率。该模型还考虑了辐射压力的影响，这是对盘的较小但丰富的尘埃颗粒的主要扰动。然后，求解所得的速率方程系统，提供随时间变化的粉尘丰度与粒度的关系。这些解还提供了尘埃颗粒的碰撞寿命与颗粒大小的关系，以及碎片盘的光学深度和表面亮度与恒星距离的关系。通过与观测结果的比较，可以估计出看不见的微行星盘的半径，以及微行星盘由于微行星的研磨而脱落质量的速率。然后将该模型应用于围绕β Picardian轨道运行的边缘尘埃盘的光学观测，当看不见的星子盘很宽时，75<r<150 AU，达到了很好的一致性。如果假设尘埃颗粒像土星的冰环一样明亮，那么尘埃盘中尘埃的截面为A_d~ 2 × 10^20 km ^2，其质量为M_d~11月球质量。在这种情况下，星子盘的尘埃产生率相当大，dM_d/dt约为每百万年9个地球质量，这意味着那里存在或曾经存在大量的星子质量，至少有110个地球质量。但是如果尘埃颗粒比假设的更暗，那么星子盘的质量损失率和它的总质量就更重。事实上，这个区域明显缺乏任何大行星，加上星子盘的严重质量损失率，表明β Pic的75<r<150 AU区域可能是一个星子毁灭的区域，而不是一个正在进行的行星形成的地方。
2010-06-22 astro-ph.EP
Linking studies of tiny meteoroids, zodiacal dust, cometary dust and circumstellar disks
进入地球大气层并引发流星雨的微小流星体一直被认为部分来自彗星尘埃。它们与其他尘埃粒子一起，在太阳周围形成一个巨大的云，称为黄道云。根据我们以前对黄道光的研究，以及其他独立的方法（动力学研究，红外观测，与地球环境有关的数据），现在已经确定，进入地球大气层的尘埃颗粒中有很大一部分来自彗星家族（JFC）。本文依赖于我们对黄道带云和彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko的关键特性的理解，这些特性由Rosetta任务对JFC进行了广泛的研究。解释，通过数值和实验模拟的黄道光本地偏振相位曲线，最近使我们能够建立行星际尘埃是丰富的吸收有机物和蓬松的颗粒组成。罗塞塔提供的地面实况目前确定彗星尘埃颗粒富含有机化合物，并由非常蓬松和不规则的聚集体组成。我们的目标如下：（1）将奇特的微陨石、微小流星体、行星际尘埃颗粒、彗星尘埃颗粒与太阳系的早期演化联系起来，（2）表明对这些流星体和彗星尘埃颗粒的详细研究如何能够改进对原行星盘和碎片盘中尘埃观测结果的解释。未来的尘埃在这样的磁盘建模应该有利于不规则的多孔颗粒，而不是更传统的紧凑的球形颗粒。
2020-03-06 astro-ph.EP
Circumstellar Debris Disks: Diagnosing the Unseen Perturber
星周碎片盘存在的第一个迹象通常是探测到围绕恒星运行的小尘埃颗粒群的过量红外辐射。这些尘埃是短暂的，需要不断补充，并表明磁盘必须由一个看不见的扰动激发。先前的理论研究已经证明，一颗偏心的行星在圆盘内部运行，会搅动带中的较大天体，并通过粒子间碰撞产生尘埃。然而，最近的观察的动机，我们探索另一种可能的机制加热碎片盘：恒星质量摄动轨道外部和倾斜的磁盘和激励磁盘粒子的偏心率和倾角通过Kozai-Lidov机制。我们探讨的后果外部扰动的碎片盘的演变，使用长期分析和碰撞N体模拟。我们表明，Kozai-Lidov激发盘可以通过碰撞产生尘埃盘，我们比较Kozai-Lidov激发盘的结果与模拟磁盘由内部偏心行星扰动。最后，我们提出了两个观测测试的尘埃盘，可以区分尘埃是否是由外部的棕矮星或恒星伴侣或内部偏心行星。
2016-03-25 astro-ph.EP
ALMA Observations of Circumstellar Disks in the Upper Scorpius OB Association
我们目前ALMA观测的106 G-，K-和M-型恒星在上天蝎座OB协会主办拱盘。利用这些数据，我们测量了年龄为5- 1100万年的低质量（$0.14-1.66$ $M_{\odot}$）恒星周围盘的0.88 mm连续谱和$^{12}$ CO $J$ = 3 $-$ 2线通量。在样品中的75个原始盘中，在尘埃连续体中检测到53个，在CO中检测到26个。在被分类为碎片/演化过渡盘的31个盘中，在连续体中检测到5个，在CO中没有检测到。如果CO是光学厚的，但具有紧凑的发射区域，则可以解释在检测到连续体发射的盘中的大约一半中缺乏CO发射（$\lesssim 40$ au），或者如果CO相对于星际介质丰度至少被$\sim1000$的因子严重耗尽并且光学薄。连续测量被用来估计尘埃盘的质量。我们发现磁盘尘埃质量和恒星主机质量之间的相关性符合幂律关系的$M_{\mathrm{dust}}\propto M_*^{1.67\pm0.37}$。盘尘埃质量在上天蝎座相比，在年轻的金牛座恒星形成区域的测量，以限制磁盘尘埃质量的演变。我们发现，金牛座和上斯科之间的平均值$\log(M_{\mathrm{dust}}/M_*)$的差异是$0.64\pm0.09$，因此上斯科的$M_{\mathrm{dust}}/M_*$低一个$\sim4.5$因子。
2016-08-24 astro-ph.EP
Cosmic-ray ionization rate versus Dust fraction: Which plays a crucial role in the early evolution of the circumstellar disk?
利用三维非理想磁流体动力学（MHD）模拟方法研究了年轻恒星天体（YSO）的形成和早期演化，探讨了宇宙线电离率和尘埃含量（或尘埃颗粒数量）对星周盘形成的影响.我们的模拟表明，较高的宇宙线电离率和较低的尘埃分数导致（i）较小的磁电阻率的双极扩散，（ii）较小的磁盘大小和质量，（iii）较早的流出形成的时间和较大的角动量的流出。特别是，在高宇宙射线电离率下，模拟早期形成的磁盘在大约104年的时间尺度上被磁制动分散。我们的研究结果表明，宇宙射线电离率对盘的形成和演化有特别大的影响，而尘埃分数的影响并不显著。
2023-03-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust-to-gas ratio resurgence in circumstellar disks due to the formation of giant planets: the case of HD 163296
由于从微米大小的颗粒到微行星和行星的生长，星周盘中存在的尘埃量预计会随着年龄的增长而稳步减少。然而，可以观察到成熟的星周盘含有大量的尘埃，并具有很高的尘气比。使用HD 163296作为我们的案例研究，我们探索了巨行星在磁盘中的形成如何创造条件，使尘埃种群碰撞再生，停止或逆转预期的趋势。我们结合N-体模拟与统计方法和影响的比例律来估计的动力学和碰撞激发的星子由于HD 163296的巨行星的形成。我们发现，这个过程创造了一个暴力的碰撞环境，整个磁盘，可以注入碰撞产生的第二代尘埃到它，显着有助于观察到的尘埃-气体比。尘埃产生的空间分布可以解释观测到的HD 163296内部区域的局部富集。HD 163296的结果可以扩展到任何嵌入形成巨行星的盘，并可能表明这种拱星盘生命中的共同演化阶段。此外，由于撞击过程中冰的升华，星子的动力学激发可能导致释放出瞬态的非平衡气体物质，如H2O、CO2、NH3和CO，并且由于激发的星子相对于气体是超音速的，可能在后者中产生弓形激波，这可能加热气体并导致其发射谱线变宽。
2019-04-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Observing dust settling and coagulation in circumstellar discs: Selected constraints from high resolution imaging
星周盘被认为是行星的摇篮。在这种圆盘中的颗粒生长是核心吸积气体捕获方案中行星形成过程的第一步。我们的目标是提供选定的标准观测量来自多波长成像观测，可以识别尘埃颗粒的生长和沉降。我们定义了一个广泛的参数空间的光盘在其演变的各种状态。使用参数化模型设置和辐射转移技术，我们计算在不同倾角的光盘的多波长图像。利用毫米和亚毫米图像，我们能够限制尘埃颗粒的生长和沉积过程。然而，参数之间的退化禁止使用近中红外图像的相同的成就。使用N和Q波段的面对面观测，可以限制沉积高度。
2010-11-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust Motion and Possibility of Dust Growth in a Growing Circumstellar Disk
我们使用三维电阻磁流体动力学模拟计算了恒星形成云核的演化，将尘埃颗粒视为拉格朗日粒子，以研究恒星形成早期阶段的尘埃运动。我们准备了六组不同大小的尘埃颗粒，范围为$a_{\rm d}=0.01$-$1000\,μ$ m，其中$a_{\rm d}$是尘埃颗粒大小。在引力坍缩云中，原恒星周围形成一个星周盘，并驱动原恒星外流。几乎所有的小尘埃颗粒（$a_{\rm d} \lesssim 10$ - $100\,μ$ m）最初分布在区域$θ_0 \lesssim 45^\circ$的中心喷出的外流，其中$θ_0$是相对于旋转轴的初始天顶角，而只有少数的大尘埃颗粒（$a_{\rm d} \gtrsim 100\,μ$ m）分布在该地区被喷出。所有其他的粒子都落在原恒星或盘上，而没有被流出物喷射出去。无论尘埃颗粒大小如何，尘埃颗粒进入星周盘后，尘埃运动的行为分为两个趋势。从上包层到达内盘区域的尘埃颗粒优先落在原恒星上，而从包层到达外盘区域或盘外缘的尘埃颗粒可以在没有向内径向漂移的情况下存活下来。这些残存的颗粒会引起尘埃的生长。因此，我们预计外盘区域可能是行星形成的有利场所。
2022-11-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The circumstellar disk HD$\,$169142: gas, dust and planets acting in concert?
HD $\,$ 169142是一个很好的目标，以调查的迹象，行星盘相互作用，由于以前的证据间隙结构。我们用VLT/SPHERE对HD 169142进行了J波段（~1.2μm）偏振强度成像。我们观察到偏振散射光下降到0.16”（~19 au），并发现一个内部的差距，显着减少散射光通量。我们确认了先前探测到的双环结构，峰位在0.18”（~21 au）和0.56”（~66 au），并在0.70”-0.73”（~82-85 au）处探测到微弱的第三个能隙。我们探讨尘埃演化模型在磁盘扰动两个巨大的行星，以及模型参数化的尘埃尺寸分布。尘埃演化模型能够再现偏振强度的环的位置和间隙宽度，但不能再现它们的深度。然而，它给出了一个很好的匹配与ALMA灰尘连续图像在1.3毫米。模型与参数化的灰尘大小分布更好地再现在散射光的间隙深度，这表明在间隙的外边缘的灰尘过滤是不太有效的。灰尘捕集器中毫米颗粒的堆积和小颗粒在整个间隙中的连续分布可能需要灰尘捕集器中更有效的灰尘破碎和灰尘扩散。另外，湍流或充电效应可能会导致在表面层的小颗粒的水库，不受尘埃生长和碎片周期占主导地位的致密磁盘中平面。对模型的探索表明，从观测到的间隙轮廓中提取行星的性质，如质量，是高度退化的。
2017-10-17 astro-ph.EP
Analysis of Numerical Algorithms for Computing Rapid Momentum Transfers between the Gas and Dust in Simulations of Circumstellar Disks
现代数值模拟的尘埃和气体的动力学在拱星盘的方法进行了测试。气体和粉尘被视为可以交换动量的互穿连续介质。气体和尘埃相之间的刚性耦合是典型的，这样的磁盘，与尘埃停止时间远小于特征动力学时间尺度。这就对用于模拟尘埃动力学的方法提出了很高的要求。一个网格，分段抛物方法被用来作为基本算法求解气体动力学方程。针对单分散尘埃的情况，给出了使用各种方法计算动量交换获得的数值解。对激波管问题和声波在气尘介质中的传播问题进行了数值求解。所研究的方法进行比较，在他们的能力与（a）任意（短或长）粉尘停止时间，和（b）任意粉尘浓度的气体（从0.01到1的粉尘与气体的质量比变化）的介质模型。确定了一种用于计算具有无限阶精度的动量交换的方法，该方法使得能够以最小的计算成本满足条件（a）和（b）。一个一阶的方法，在测试计算中显示出类似的结果。结果表明，所提出的单分散粉尘的一阶方法可以扩展到一个制度时，粉尘是多分散的，即，由具有不同停止时间的几个分数表示的状态。本文给出了多分散粉尘中各组分与气体交换动量时的气尘速度计算公式。
2018-08-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Investigating planet formation in circumstellar disks: CARMA observations of RY Tau and DG Tau
本文介绍了年轻恒星RYTau和DGTau周围星周盘在波长为1.3mm和2.8mm处热尘埃辐射的CARMA观测结果。地图的角分辨率高达0.15角秒，或20天文单位的金牛座云的距离，这是一个高出2倍，迄今已取得的这些波长。由此产生的磁盘图像的前所未有的细节使我们能够解决与行星形成有关的三个重要问题。(1)星周尘埃的径向分布是怎样的？(2)尘埃排放是否显示出任何可能表明（原）行星存在的间隙迹象？(3)尘埃的性质取决于轨道半径吗？我们发现，无论是一个经典的幂律或粘性盘演化的相似性解决方案方面的磁盘表面密度建模，再现观测。来自RYTau的1.3毫米图像显示了两个相隔0.2角秒的峰值，尘埃辐射朝着恒星位置下降，这在大约2- 4 sigma处很明显。对于RYTau和DGTau，在半径大于15 AU的尘埃排放显示没有显着偏离未扰动的粘性盘模型。特别地，在灰尘分布中没有检测到径向间隙。在合理的假设下，我们排除了质量超过5个木星质量的行星的存在，这些行星绕着两颗恒星的距离在10到60 AU之间。通过比较1.3mm和2.8mm的观测结果，研究了尘埃不透明度斜率β的径向变化。我们发现DGTau和RYTau的β平均值分别为0.5和0.7。在20和70 AU之间，β的变化小于0.7。这些结果证实了这些星盘中的星周尘埃与星际介质中的尘埃有很大的不同。
2010-03-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spinning dust emission from circumstellar disks and its role in excess microwave emission
快速旋转的多环芳烃（PAH）的电偶极辐射被广泛认为是异常微波辐射（AME）的起源，但最近它遇到了挫折，因为在全天分析中看到的AME与PAH丰度不相关。微波观测特定地区的PAH功能约束良好，将是至关重要的测试旋转尘埃假说。在本文中，我们提出了物理模拟的微波辐射的自旋多环芳烃从原行星盘（PPD）周围的赫比格Ae/Be星和T-Tauri星的PAH功能被很好地观察到。在一些PPD中存在10 $μ$ m硅酸盐特征的指导下，我们还模拟了自旋纳米硅酸盐的微波发射。用蒙特卡罗辐射转移程序计算了大尘埃颗粒的热辐射。我们的数值计算结果表明，无论是自旋多环芳烃或自旋nanosilicates的微波发射占主导地位的热尘埃在频率$ν< 60$ GHz，即使在存在显着的晶粒生长。最后，我们试图适合毫米厘米观测数据与热尘埃和旋转尘埃赫比格Ae/Be星周围的几个磁盘表现出PAH功能，并发现旋转尘埃可以成功地再现所观察到的过量微波发射（EME）。未来的ngVLA，SKA和ALMA波段1的射电观测将有助于阐明EME的起源，并可能为探测星周盘中的纳米粒子打开一个新的窗口。
2018-07-10 astro-ph.EP astro-ph.GA
Rapid disappearance of a warm, dusty circumstellar disk
恒星形成时带有气体和尘埃的星周包层，这些包层迅速沉降成圆盘，最终形成行星系统。了解这些盘的演化过程对于发展一个精确的行星形成理论，解释迄今为止发现的各种行星系统至关重要。类地行星的形成是通过岩石天体在圆盘内的碰撞积累而形成的，这主要是在理论和计算工作中探索的，其中碰撞后喷出物的演变通常被忽略，尽管最近的工作考虑了这种物质的命运。在这里，我们报告的观测一个年轻的，像太阳的恒星（TYC 8241 - 2652 - 1），从碰撞后喷出物的红外通量急剧下降，约30倍，在不到两年的时间。这颗恒星似乎已经从一个类似于太阳系中岩石行星轨道的区域中容纳了大量的尘埃喷出物，到最多保留了少量的较冷的尘埃。这样一个喷出物快速演化的阶段以前没有被预测或观察到，目前没有可用的物理模型令人满意地解释了观测结果。
2012-07-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Abundant Circumstellar Silica Dust and SiO Gas Created by a Giant Hypervelocity Collision in the ~12 Myr HD172555 System
红外辐射在Beta Pic类星HD 172555周围探测到的细小尘埃是非常特殊的。粉尘矿物学主要由高度耐火的非平衡材料组成，其中约四分之三的Si原子为二氧化硅（SiO2）物质。需要玻璃陨石和黑曜石实验室热发射光谱（在撞击和岩浆系统中发现的非平衡玻璃状二氧化硅）来拟合数据。观测到的细粉尘的最佳拟合模型粒径分布为dn/da = a-3.95 +/- 0.10。这种陡峭的粒度分布，以及丰富的微米级颗粒，证明了在过去的0.1百万年中有一个新的物质来源。尘埃相对于恒星的位置是5.8 +/- 0.6 AU（相当于距离太阳1.9 +/- 0.2 AU），在陆地行星形成区域内，但在任何可能的陆地可居住区的外缘。尘埃的质量为4 x 10^19 - 2 x 10^20公斤，相当于一颗半径为150 - 200公里的小行星。此外，还发现了由荧光SiO气体产生的以4微米和8微米为中心的显著发射特征。该系统中还存在大约10^22千克由硅酸盐岩石蒸发形成的SiO气体，以及一个单独的非常大的冷颗粒群，质量为10^21 - 10^22千克，相当于目前在太阳系主要小行星带中发现的最大尺寸的小行星，在质量上占主导地位的物质。观察到的尘埃和气体的组成，以及缺乏致密的星周气体盘，强烈的初级x射线活动，或β-meteroid扩展盘，认为观察到的星周物质的来源是巨大的超高速（> 10千米秒^-1）大型岩石星子之间的碰撞，类似于…
2009-06-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
The frequency and infrared brightness of circumstellar discs at white dwarfs
大气层被类地行星碎片污染的白矮星已经成为研究进化的行星系的强大而独特的工具。本文介绍了一个公正的斯皮策IRAC搜索的结果，拱星尘埃轨道的均匀和明确的样本134个单一的白矮星。恒星的选择不考虑大气金属含量，但选择的恒星必须具有：1）富氢大气; 2）17000 K <T_eff <25000 K，相应的主序后年龄为1500 - 27000万年; 3）足够的远紫外亮度，可以用于哈勃太空望远镜COS快照。五颗白矮星被发现拥有红外明亮的尘埃盘，其中三颗是已知的，两颗是首次报道，在这个主序后年龄范围内，有3.7%的白矮星有可检测到的星周尘埃。值得注意的是，互补的HST观测表明，只有27%的部分在光球层中显示出金属，这只能用来自星周物质的持续吸积来解释，这表明近90%的圆盘在红外线中逃脱检测，可能是由于发射表面积小。本文还介绍了所有已知的尘埃白矮星的光盘部分光度的分布作为冷却年龄的函数，提出了可能的光盘演化方案，并指出未检测到的人口拱星盘。
2015-02-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spectral Evidence for an Inner Carbon-Rich Circumstellar Dust Belt in the Young HD36546 A-Star System
使用NASA/IRTF SpeX和BASS光谱仪，我们获得了新成像的HD 36546碎片盘系统的0.7 - 13微米的新观测。SpeX光谱是最一致的光球发射预计从Lstar ~ 20 Lsun，太阳丰度A1.5V的恒星很少/没有消光和过量的排放从4.5微米以上的星周尘埃检测。未探测到的CO发射线和吸积签名指向一个非常古老的过渡盘的气体贫乏的星周环境。将SpeX和BASS光谱与WISE/AKARI/IRAS/Herschel光度计资料相结合，我们发现了一个距离主星20 - 40 AU，温度约为135 K的外冷尘埃带，可能与Subaru拍摄的星盘相一致（Currie等人，2017年），以及一个新的第二内带，温度约为570 K，在6 - 9 um区域内有一个不寻常的广泛SED最大值，示踪尘埃在1.1 - 2.2AU。仅在另外两个A星系统（HD 131488和HD 121191）中报告了6 - 9 μ m的SED最大值，这两个系统的年龄都约为1000万年（Melis等人，2013）。根据Spitzer，我们还确定了约1200万年前的A7 V HD 148567系统具有类似的5 - 35 um过量光谱特征（Mittal等人，2015）。斯皮策的数据使我们能够排除水的排放，并将碳质材料-有机物，碳酸盐，SiC -作为6 - 9 um过量的来源。假设4个年轻的Astar系统的圆盘有一个共同的起源…
2017-04-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Simulations of Dynamical Gas-Dust Circumstellar Disks: Going Beyond the Epstein Regime
在拱星盘中，尘埃颗粒的大小从亚微米到几厘米不等，而星子的大小则为数百公里。因此，固体和气体之间的气动阻力的各种制度可以在这些磁盘中实现，这取决于晶粒尺寸和速度：爱泼斯坦，斯托克斯和牛顿，以及它们之间的过渡制度。对于在爱泼斯坦体系中运动的小天体，在气体和天体之间建立恒定相对速度所需的时间可能远小于问题的动力学时间尺度-圆盘绕中心天体旋转的时间。此外，尘埃可能集中在圆盘的各个区域，因此有必要考虑尘埃和气体之间的动量传递。它示出，对于气体和单分散尘埃的方程组，一个半隐式的一阶近似计划的时间，其中相间的相互作用是隐式计算的，而其他的力量，如压力梯度和重力计算明确，是适合于激烈的相间的相互作用和计算的阻力在非线性制度的刚性问题。在天体物理模拟中广泛使用的分段阻力系数在某些马赫数和努森数的值下具有不连续性，这些马赫数和努森数在星周圆盘中实现。一个连续的阻力系数，这对应于实验依赖性获得的各种阻力制度。
2021-02-18 astro-ph.EP cs.NA math.NA
The circumstellar disc in the Bok globule CB 26: Multi-wavelength observations and modelling of the dust disc and envelope
星周盘被认为是行星的摇篮。在这样的圆盘中晶粒生长是行星形成过程的第一步。博克球状体CB 26拥有这样一个年轻的圆盘。我们提出了一个详细的模型的边缘拱盘和它的信封在博克球CB 26。该模型基于HST I、J、H和K波段的近红外图，OVRO和SMA 1.1mm、1.3mm和2.7mm波段的射电图，以及0.9微米至3 mm的光谱能量分布（SED）。从斯皮策太空望远镜和加州理工学院亚毫米波天文台获得的新的光度和光谱数据是我们分析的一部分。使用自洽的辐射转移程序MC 3D，我们构建的模型是能够区分参数集和灰尘的性质，它的两个部分，即信封和光盘。我们发现，光盘有一个半径为45 +/- 5 AU的内孔。根据包括硅酸盐和石墨的尘埃模型，再现光谱毫米指数所需的最大粒度为2.5微米。在近红外图像中看到的由散射光主导的特征可以被描述为旋转包络的结果。ISM粉尘在光盘和信封的成功就业暗示，晶粒生长可能还没有发挥重要作用，这个系统的外观。更大的内孔使人认为CB 26是一个环双星盘。
2009-07-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Sudden extreme obscuration of a Sun-like main-sequence star: evolution of the circumstellar dust around ASASSN-21qj
本研究通过光学与近红外观测分析ASASSN-21qj的突发深暗事件，约束星周尘埃成分、质量、粒径与轨道距离，并将其归因于系外彗星体解体。
2023-09-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
The early evolution of viscous and self-gravitating circumstellar disks with a dust component
数值模拟了星周盘从形成到TTauri相的长期演化过程，研究了不同粘性α参数和尘埃碎裂速度v_frag值条件下尘埃在盘中的演化.我们求解了薄圆盘极限下的数值流体力学方程组，该方程组被修改为包括由两部分组成的尘埃分量：亚微米尺寸的尘埃和具有最大半径a_r的生长尘埃。前者与气体严格耦合，而后者通过摩擦与气体相互作用。小到长大的灰尘，灰尘生长和灰尘自重的转换也被认为是。我们发现，尘埃生长的过程中已知的老原行星阶段也适用于嵌入阶段的磁盘演变。尘埃的生长效率取决于与恒星的径向距离，a_r在内盘最大，并随着径向距离的增加而逐渐减小。在内部圆盘中，a_r受到尘埃破碎屏障的限制。一旦盘形成，小尘埃到大尘埃的转化过程非常快。在恒星形成的嵌入阶段，星盘中（超过1天文单位）生长的尘埃的总质量达到数十甚至数百个地球质量，甚至更大量的生长尘埃漂移在内部，未解决的1天文单位的磁盘。尘埃的半径通常不会超过几厘米。一个值得注意的例外是α<= 10^{-3}的模型，在这种情况下，在内部圆盘中会形成一个质量输送减少的区域，尘埃可以在内部10 AU中生长成米级的巨石。长大的尘埃向内漂移并聚集在内部磁盘区域。这种效应在α<= 10^{-3}模型中最为明显，在嵌入阶段结束时，数百个地球质量可以聚集在距离恒星几个天文单位的狭窄区域内。（节略）。
2018-01-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Circumstellar Disks at White Dwarfs: Observations
通过对白矮星星周尘埃的观测，以及随之而来的大气污染，目前描绘的图景是一个幸存的行星系统。本章详细叙述了单颗白矮星尘埃盘的发现和经验表征，包括截至2011年初的所有观测数据。观测的磁盘本身和恒星光球内的吸积重元素是一致的潮汐破坏小行星类似物。观测到的化学物质支持在主序星内部区域凝聚的物体，迄今为止，这些物体在构造上与类地行星及其组成部分相似。
2012-11-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Vertical settling and radial segregation of large dust grains in the circumstellar disk of the Butterfly Star
背景：星周盘被认为是行星形成的环境。尘埃颗粒在这些圆盘中的生长是核心吸积气体捕获行星形成场景的第一步。可以在空间分辨图像和这些物体的光谱能量分布中追踪盘演化的指标和证据。目的：我们开发了一个模型的尘埃阶段的边缘上定向拱星盘的蝴蝶星，它允许一个适合观察到的多波长图像和SED同时。研究方法：我们的模型是基于空间分辨的高角分辨率的意见，在1.3毫米，894微米，2.07微米，1.87微米，1.60微米，1.13微米和广泛覆盖的SED范围从12微米到2.7毫米，包括详细的光谱与斯皮策太空望远镜获得的范围从12微米到38微米。基于网格搜索方法的参数研究，包括对每个参数的详细分析，以约束圆盘参数并找到独立观测的最佳拟合模型。使用我们的连续辐射转移代码，同时对单个观测进行建模。结果：我们得到了一个模型，能够在同一时间再现所有的磁盘的意见。我们发现定量的证据，晶粒生长到~100微米大小的颗粒，垂直沉降的较大的尘埃颗粒向磁盘中平面，和径向偏析的后者向中央恒星。在我们的最佳拟合模型中，大颗粒的分布在100 AU处的尺度高度为3.7 AU，径向范围为175 AU，而在100 AU处的流体静力学尺度高度为6.9 AU，外盘半径为300 AU。我们的研究结果与目前的拱星盘演化和行星形成早期阶段的理论模型是一致的。
2013-03-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Resolving the Circumstellar Disk of HL Tauri at Millimeter Wavelengths
我们目前的高分辨率成像对HL Tau的毫米波天文学研究组合阵列（CARMA）的结果。我们获得了1.3和2.7毫米的尘埃连续谱，其角分辨率可达0.13角秒。通过对两个波长的数据同时进行贝叶斯推断的模型拟合，利用一个张开的粘性吸积盘模型，我们估计了HL Tau的物理性质，如密度分布、尘埃不透明度光谱指数、盘质量、盘大小、倾角、位置角和盘厚度。HL Tau的星周盘质量为0.13太阳质量，特征半径为79 AU，倾角为40度，位置角为136度。虽然薄盘模型是首选我们的两个波长的数据，厚盘模型需要解释高的中红外和远红外发射的HL Tau光谱能量分布。这可能意味着大的尘埃颗粒沉降在中平面上，细尘埃颗粒与气体混合。HL Tau盘可能是引力不稳定的，可以在半径50到100 AU之间破碎。然而，我们没有检测到尘埃热连续支持原行星候选人声称由以前的研究使用的观测甚大阵列在1.3厘米。
2011-07-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spiral-Arm Sub-Structures in the Asymmetrical Dust Rings of the Circumstellar Disk MWC 758
盘中的不对称特征提供了嵌入物体（如行星）的间接证据。用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）观测，MWC 758中的星周盘用波长为0.9 mm的热尘埃连续辐射追踪，角分辨率高达0.1 "（15 au），显示出具有额外特征的不对称尘埃环。为了分析尘埃环的方位和径向结构，我们将尘埃环在方位上分成小的段。对于每个片段，我们拟合两个高斯函数的径向强度分布。得到的最佳拟合参数作为方位角的函数进行了分析。三个螺旋状的臂结构被确定。当使用WKB近似用螺旋密度波理论拟合0.9 mm特征时，发现两组盘纵横比：一个解给出相对较低的值（~0.03），而另一个解在自由参数的上限（~0.2）。上限结果所建议的行星位置与Benisty等人（2015）在NIR偏振强度图像中确定的位置相似。将报告的螺旋状结构与Dong等人（2018）中较高角度分辨率（0.04 "）的ALMA图像进行比较，由于所采用的分析方法和图像的相应分辨率的差异，我们在盘的西部识别出不同的结构。
2020-10-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Evolution of Gas and Dust in Protoplanetary Accretion Disks
尘埃只占星周盘质量的百分之一，但它对于行星形成、盘化学、辐射转移和观测的建模至关重要。尘埃从亚微米级颗粒到微行星的初始生长以及尘埃在年轻恒星周围盘中的径向输运是本论文的主题。星周尘埃经历径向漂移、垂直沉降、湍流混合、碰撞增长、破碎和侵蚀。我们从三个方向处理这个问题：分析计算，数值模拟，并与观察比较。我们描述的物理和数值概念，进入一个模型，它能够模拟的径向和尺寸的气体盘，这是粘性发展超过几百万年的尘埃演变。由此产生的灰尘尺寸分布相比，我们的分析预测和获得稳态灰尘尺寸分布的一个简单的配方。与手头的数值模型，我们表明，颗粒破碎可以解释这样一个事实，即观察到的星周盘是灰尘丰富的几百万年。最后，我们调查的挑战，目前的观测理论的晶粒演化，即毫米大小的晶粒观察到在大距离的恒星。我们发现，在径向漂移是无效的假设下，我们可以重现一些观测到的光谱指数和通量。较暗的物体表明粉尘与气体的比率降低或粉尘不透明度降低。
2011-07-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Parametric Modeling Approach to Measuring the Gas Masses of Circumstellar Disks
围绕年轻恒星的圆盘主要由分子气体组成，这比伴随的尘埃更难检测和解释。因此，盘质量的测量依赖于从尘埃到气体的大量和不确定的外推。我们已经开发了一个网格模型来研究同位素CO线强度对磁盘结构和温度参数的依赖关系，并发现13 CO和C18 O观测的组合提供了一个强大的测量气体质量。我们将这种技术应用于亚毫米波阵列观测的9个拱星盘和出版的测量6个研究磁盘。我们发现的C18 O的选择性光解的证据，并确定群众约三个因素内。在我们的调查中，九个圆盘的推断质量范围为0.7-6 M_Jup，并且都远低于从星际介质气尘比100推断的质量。这与在这些恒星周围发现的行星质量较低是一致的，可能是由于缺乏尘埃的高层大气的吸积或光蒸发。然而，如果存在比分子云和冷核中已知的更有效的CO消耗途径，则可能低估质量。
2014-04-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spread of the dust temperature distribution in circumstellar disks
星周盘的精确温度计算对它们的化学演化特别重要。它们的温度分布由尘埃颗粒的光学性质决定，而这些光学性质与其他参数有关，取决于它们的半径。然而，在大多数盘的研究，只有平均光学性能，从而平均温度被假定为占不同半径的晶粒系综。我们调查的影响，细分的晶粒半径分布成多个子区间的尘埃温度分布和光谱能量分布（SED）。这些量是针对两种不同的情况计算的：（1）由16个对数分布的半径间隔表示的半径分布，以及（2）由具有平均光学特性的单个颗粒物种表示的半径分布（参考）。在所考虑的参数范围内，即，对晶粒半径在5 nm ~ 1 mm之间的两种情况，以及具有参数化密度分布的光学薄盘和光学厚盘，我们得到了以下结果：在光学薄盘区域，温度分布可以达到~63%，并且在一定温度以下的相对晶粒表面低于参考盘。随着光学厚度的增加，在一定温度以下的中面温度和相对晶粒表面的差异减小。此外，低于~ 20 K时，参考盘的该分数高于多个晶粒半径的情况，而温度高于该阈值时，该分数表现出相反的行为。在短波长的多个晶粒半径的情况下的热发射比参考盘强。冻结半径是颗粒半径的函数，跨越最冷和最热颗粒物种之间的半径范围约30 AU。
2017-05-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
