Fizzy water ice in space: CO$_2$ adsorption, binding energies and its fate in a protoplanetary disk
Universitat Autònoma de Barcelona（巴塞罗那自治大学）；Università degli Studi di Torino（都灵大学）；RIKEN Pioneering Research Institute（理化学研究所先驱研究部）；Univ. Grenoble Alpes（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；Accademia delle Scienze di Torino（都灵科学院）
研究通过计算结合能分布，探讨二氧化碳在水冰上的吸附特性及其对原行星盘中气体和冰冻二氧化碳丰度及光谱特征的影响。
2026-05-13 astro-ph.EP
Radial Drift of Dust in Protoplanetary Disks: The Evolution of Ice lines and Dead zones
我们已经开发了一个新的模型的天体化学结构的粘性演变原行星盘，耦合分析描述磁盘的温度和密度分布，化学演变，和不断变化的尘埃分布。我们计算不断变化的径向分布的范围内的尘埃颗粒大小，这取决于凝聚，破碎和径向漂移过程。特别是，我们发现，水冰线起着重要的作用，在塑造的径向分布的最大晶粒尺寸，因为冰涂层的晶粒是显着不太容易破碎比他们的干同行。这反过来又对磁盘电离产生重要影响，从而对死区的位置产生重要影响。在比较一个简单的恒定的气体尘埃比模型的尘埃作为一个例子，我们发现，新的模型预测的外死区边缘，移动约3的一个因素，在1百万年（至5 AU）和约14的一个因素，3百万年（至0.5 AU）。我们发现死区和热跃迁陷阱的位置变化对行星在原行星盘中的形成和捕获具有重要意义。最后，我们认为我们的结果在最近的ALMA观察HL头和TW Hya。
2016-11-08 astro-ph.EP
Reprocessing of Ices in Turbulent Protoplanetary Disks: Carbon and Nitrogen Chemistry
我们研究了湍流输运对原行星盘中冰化学的影响，重点是含碳和含氮分子。化学速率方程求解的扩散项，模仿湍流混合在垂直方向。湍流可以将冰覆盖的尘埃颗粒从中平面带到温暖的辐射盘表面，并且通过光反应、热解吸和表面反应对冰幔进行再处理。在r < 30 AU时，向上的输送降低了甲醇和氨冰的丰度，因为温暖的尘埃温度阻止了它们在颗粒表面的再形成。这种后处理可以解释彗星彗发中碳和氮分子的丰度小于低质量原恒星包层中的丰度。我们还表明，混合对复杂有机分子（COM）的合成的影响是两种方式：（1）冰从中间平面到磁盘表面的运输和（2）原子氢从表面到中间平面的运输。前者增强了盘表面的COM形成，而后者抑制了中平面的COM形成。然后，当混合是强的，COM主要形成在磁盘表面，而他们的父母分子（重新）形成在中平面。与非湍流模型相比，该循环将COM分布在垂直方向和径向向外扩展。我们推导出的时间尺度的汇机制，CO和N2被转换为挥发性较低的分子被耗尽的气相，并发现，垂直混合抑制这种机制在内部磁盘。
2014-06-13 astro-ph.EP
Collisional evolution of dust and water ice in protoplanetary discs during and after an accretion outburst
大多数原行星盘被认为经历了剧烈和频繁的吸积爆发，在此期间，吸积率和中心光度在几十年内都有所提高。这暂时增加了圆盘的温度，导致雪线向外移动时冰物种的升华。在本文中，我们调查如何FUor型吸积爆发改变了尘埃聚集体的生长和外观在不同的位置在原行星盘。我们开发了一个模型的基础上的Monte Carlo方法来模拟本地的凝结和破碎的冰尘颗粒，并研究不同的设计，其结构和响应升华。我们的主要发现是，位于静止和爆发水雪线之间的尘埃颗粒的演变是由成分和孔隙度的显着变化驱动的。尘埃人口恢复从爆发和恢复到凝聚/破碎平衡所需的时间取决于凝聚物理和爆发属性的复杂的相互作用，并可能需要4500年在5 AU。卵石大小的颗粒，星子的基石，要么在水冰中被废弃，要么被完全摧毁，分别导致更干燥的星子或完全停止它们的形成。当吸积爆发是经常发生的事件时，尘埃可以在很长一段时间内远离碰撞平衡，这为在毫米波长的圆盘中跟踪过去的爆发提供了机会。我们的研究结果突出了在尘埃凝聚和行星形成模型中包括吸积爆发的重要性。
2023-03-20 astro-ph.EP
Ice Lines in Circumbinary Protoplanetary Disks
我检查的位置的冰线在circumbinary磁盘加热稳定的质量吸积和恒星辐射和比较的临界半长轴，内部的行星轨道是不稳定的。对于给定的双星系统，存在一个临界双星分离点，该分离点的冰线位于临界半长轴内，这取决于双星参数和星盘性质。对于由1 M $_{\odot}$组成的等质量双星，这个临界距离是$\approx 1.04 $ AU，并且与质量吸积率和Rosseland平均不透明度（$\propto [\dot{M}κ_R]^{2/9}$）呈弱比例关系。假设一个稳定的质量吸积率为$\dot{M} \sim 10^{-8} {\rm M_{\odot} yr^{-1}}$和一个Rosseland平均不透明度的$κ_R\sim 1 {\rm cm^2 g^{-1}}$，我表明，$\gtrsim 80%$的所有二元系统的总质量$M_{\rm tot} \lesssim 4.0 M_{\odot}$有冰线，位于内部的临界半长轴。这表明这些系统中不应该形成岩石行星，这一预测可以通过寻找双星周围的行星来验证，这些双星的分离大于\emph{Kepler}（困难）和微透镜的临界分离。
2013-03-11 astro-ph.EP
Dust evolution in protoplanetary discs and the formation of planetesimals. What have we learned from laboratory experiments?
经过25年的实验室研究原行星尘埃凝聚，一个一致的图片，涉及碰撞尘埃聚集体的各种过程已经出现。除了粘附、弹跳和碎裂之外，其他效果，例如，腐蚀或质量传递，现在已经被广泛研究。凝聚模拟一致地表明，$\rm μ$ m大小的尘埃颗粒在遇到弹跳屏障之前可以生长到mm到cm大小的聚集体，而亚$\rm μ$ m大小的水冰颗粒可以直接生长到星子大小。对于硅质物质，其他过程必须负责将尘埃聚集体转化为星子。在本文中，讨论了这些过程，介绍了出现的尘埃或结冰微行星的物理特性，并与来自太阳系内外的经验证据进行了比较。总之，由尘埃“卵石”的引力坍缩形成的星子似乎是最有可能的。
2018-02-01 astro-ph.EP
A JWST inventory of protoplanetary disk ices: The edge-on protoplanetary disk HH 48 NE, seen with the Ice Age ERS program
JWST首次在原行星盘HH 48 NE中探测到¹³CO₂冰，揭示了主要冰成分的空间分布与丰度异常，表明CO₂柱密度远超直接推断值，并发现CO冰异常存在于高温区域。
2023-09-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
The role of absorption and scattering in shaping ice bands. Spatially-resolved spectroscopy of protoplanetary disks
本文利用MCFOST辐射转移模拟首次研究原行星盘中水冰带随观测视角和盘内位置的变化，发现吸收与散射平衡可使带极小值波长偏移达0.17 μm，对空间分辨冰光谱建模具有重要影响。
2025-03-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spatial distribution of water ice in the protoplanetary silhouette disk d216-0939
Kiel University（基尔大学）；Friedrich Schiller University Jena（耶拿弗里德里希·席勒大学）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
本研究利用JWST观测数据，通过3D MCRT模拟结合HST数据，确定原行星盘d216-0939雪线外尘埃含5.4%结晶水冰，需物质向外传输，散射与热尘埃发射对水冰吸收区域总流量贡献显著。
2026-10-06 astro-ph.EP
The edge-on protoplanetary disk HH 48 NE II. Modeling ices and silicates
该研究通过辐射传输建模分析边缘-on 原行星盘 HH 48 NE 的冰吸收特征，发现冰丰度可在3倍因子内确定，但光学深度与柱密度关系受辐射传输效应影响，垂直雪线位置可约束而径向雪线难以触及。
2023-05-08 astro-ph.EP
Evolution of Snow Line in Optically Thick Protoplanetary Disks: Effects of Water Ice Opacity and Dust Grain Size
用数值模拟方法研究了光学厚度原行星盘中雪线的演化。采用1+ 1维近似计算了圆盘内的温度和密度，得到了圆盘内的凝冰区域。雪线迁移的质量吸积率（\dot{M}）在磁盘随时间的减少。用同样的数值方法计算了从盘吸积率高的早期阶段（\dot{M} \sim 10^{-7} M_sun/yr）到盘吸积率低的晚期阶段（\dot{M} \sim 10^{-12} M_sun/yr）的过程。结果表明，当\dot{M} > 10^{-10} Msun/yr时，雪线向内移动;当\dot{M} < 10^{-10} Msun/yr时，雪线逐渐向外移动。除了硅酸盐不透明度外，还考虑了冰的不透明度。在向内的迁移阶段，额外的冰不透明度增加了雪线到中心恒星的距离，对于100微米的尘埃颗粒，雪线的距离增加了1.3< 10 micro-meter in size and 1.6 for >倍。当α粘滞系数在0.001-0.1之间，尘气质量比大于太阳丰度值的十分之一时，雪线进入地球轨道是盘演化过程中的必然现象，尘埃颗粒小于1 mm。水的形成-摘要在整个盘演化过程中，类地行星区缺乏星子的现象似乎很难出现，这对行星形成理论提出了新的挑战。
2011-06-14 astro-ph.EP
The fate of icy pebbles undergoing sublimation in protoplanetary discs
冰卵石可能在靠近原行星盘水冰线的行星形成中起重要作用。在那里，灰尘凝结更有效，蒸汽在鹅卵石上的再凝结可能会促进它们在冰线外的生长。先前的理论研究表明，由于升华而导致的冰卵石的破坏增加了冰线内外卵石的生长速度，通过将小硅酸盐颗粒释放回圆盘的灰尘储存器中。然而，由于行星吸积是依赖于Stokes数的吸积卵石，星子的增长可以增强下游的冰线，如果卵石不破坏升华。我们使用不同的硅酸盐粉尘开发了两种冰卵石的实验模型，并将它们暴露在真空室中的低温和低压条件下。增加室内的温度，我们研究了卵石通过升华而不破坏的条件。我们发现，小的硅酸盐颗粒（$<50$ um）和少量的冰（约$15$ %卵石质量）是通过升华保存卵石的最佳条件。此外，如果小百分比（$10-20$质量%）的尘埃颗粒小于$50$ um，则具有粗尘埃分布（$100-300$ um）的卵石不会发生破坏。我们的研究结果强调了升华不一定会导致破坏，鹅卵石似乎可以有效地在快速升华过程中生存下来。
2021-11-02 astro-ph.EP
A Pathway for Collisional Planetesimal Growth in the Ice-Dominant Regions of Protoplanetary Disks
本文通过半解析模型研究原行星盘中冰质颗粒的碰撞生长与碎裂条件，发现由0.1 μm单体组成的冰包裹聚集体可在广泛盘条件下避免碎裂并实现向星子尺度的有效生长。
2023-11-09 astro-ph.EP
The impact of planet wakes on the location and shape of the water iceline in a protoplanetary disk
背景：在吸积盘中的行星可以激发螺旋冲击，如果质量足够大的话，还可以在附近打开缺口。这两种效应都会影响整个磁盘的热结构。目的：我们的模型不同的质量和半长轴的各种粘度和吸积率的磁盘的行星，以研究其对磁盘热力学的影响，并突出了可变的，非轴对称性质的大规模行星系统中的冰线。研究方法：我们进行参数研究，使用数值流体力学模拟，我们把粘性加热，热冷却和恒星辐射作为额外的源项的能量方程，与一些运行包括辐射扩散。我们的参数空间由包含行星和盘参数的不同组合的网格组成。结果：缺口打开和冲击加热都可以取代冰线，在光学厚盘中的大质量行星的影响被放大。间隙区域可以将一个初始温度（T>170 K）的盘分裂成一个热的内盘和一个位于行星位置外部的热环，而冲击加热可以将原本轴对称的冰原重新塑造成螺旋形的贫水岛屿。我们还发现，在这种情况下，辐射扩散并没有改变图片显着。结论：行星的冲击加热和间隙打开可以有效地加热光学厚盘，并通常移动和/或重塑水冰线。这会影响间隙结构和迁移扭矩。它还可以产生遵循螺旋臂轨迹的方位角特征，在螺旋周围产生热区、蒸汽和冰的“岛”，这可能影响冰聚集体的吸积或生长。
2019-10-18 astro-ph.EP
Cometary ices in forming protoplanetary disc midplanes
低质量的原恒星是太阳系外类似于出生时的太阳系。复杂的物理化学模型被用来模拟形成两个原行星盘从最初的星前阶段，一个占主导地位的粘性扩散和其他纯下落。结果表明，挥发性星前指纹在进入光盘的过程中被化学修饰。这与初始丰度和化学参数相对无关：物理条件更重要。CO2的量通过OH与CO的颗粒表面反应而增加，这通过H2O冰的光解而增强。复杂的有机分子在运输过程中产生通过信封在CH 3OH冰的代价。它们的丰度可以与大圆盘半径（R > 30 AU）的甲醇冰（水冰的几%）相媲美。目前的II类椎间盘模型可能低估了复杂的有机物含量。行星人口合成模型可能低估了CO2的数量，高估了CH 3OH冰在星子忽略云和盘阶段之间的化学处理。总的C/O和C/N比在气相和固相之间不同。这两个冰的比例显示出很小的变化超出了内部10 AU，两者都是近太阳的情况下，纯粹的下降，但都是太阳下的粘性传播占主导地位。在前往原行星盘的途中，原恒星包层中的化学物质决定了冰质小行星和彗星体最初的挥发性和生命前的重要内容。因此，彗星可能反映了太阳星云中冰的起源。
2016-07-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Prospects for Hurricane-like Vortices in Protoplanetary Disks
当原行星盘中尘埃颗粒表面的冰升华时，它将其水升华的潜热加到周围的气流中。借鉴地球上的热带气旋提供的类比，我们调查，如果这个能源是足够的，以维持或放大反气旋盘涡，否则将成为牺牲品粘性耗散。由探索性二维模拟支持的分析处理表明，即使是适度的欠饱和流动也可以延长涡旋的寿命，可能足以帮助粒子捕获和星子形成。我们预计，这种机制发生的最佳条件将被发现附近的磁盘的水冰线，如果湍流运动取代气体包裹的热力学平衡与尘埃中面。
2022-04-06 astro-ph.EP
Evidence that the Hot Jupiter WASP-77 A b Formed Beyond Its Parent Protoplanetary Disk's H2O Ice Line
理想化的原行星盘和巨行星形成模型被解释为，巨行星的大气丰度可以用来推断其在其母原行星盘中的形成位置。最近有报道称，热木星WASP-77 A b具有太阳大气层下的碳和氧丰度，具有太阳的C/O丰度比。假设它的主星WASP-77 A的太阳碳和氧丰度，WASP-77 A b的大气碳和氧丰度可能表明它从贫碳气体中将其包层内部吸积到其母原行星盘的H2O冰线，随后几乎没有星子吸积或核心侵蚀。我们全面建模WASP-77 A，并使用我们的结果来更好地表征WASP-77 AB。我们发现，在WASP-77 A的光球碳和氧的丰度是超太阳的亚太阳的C/O丰度比，这意味着WASP-77 AB的大气具有显着的亚恒星的碳和氧丰度与超恒星的C/O比。我们的结果可能表明WASP-77 AB的包层是被行星吸积在其母原行星盘的H2O冰线之外的。虽然这些理想化模型的许多理论复杂性现在已经被确定，非太阳原行星盘丰度比的可能性甚至混淆了最复杂的原行星盘和巨型行星形成模型。因此，我们认为，巨行星大气丰度比只能有意义地解释相对于可能的非太阳平均组成的父母原行星盘记录在光球丰度的太阳型矮宿主恒星。
2022-02-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evolution of Coated Grains in Spiral Shocks of Self-Gravitating Protoplanetary Disks
我们研究了由包裹橄榄石核的冰壳组成的颗粒在通过原行星盘中的螺旋激波时的演化。我们使用已发表的三维辐射流体动力学模拟的大规模自引力原行星盘提取的热力学螺旋冲击在该地区之间的10和20 AU的中央恒星。当密度波通过时，它加热了颗粒，使它们失去冰壳，导致颗粒不透明度降低。此外，由于不同大小的颗粒将具有略微不同的温度，因此冰将从较热的颗粒迁移到较冷的颗粒。迁移速率取决于背景气体的温度，因此，如果气体被暂时加热到高于$\sim 150$ \，K，则对于低温有效稳定的颗粒分布可能经历不透明性的不可逆变化。我们发现，不透明度可以下降更多，并在一个显着更快的速度在整个螺旋冲击相对于预测的标准尘埃颗粒模型采用流体动力学计算的原行星盘。这将导致螺旋臂内的气体冷却更快。我们讨论了我们的研究结果的影响磁盘碎片到亚恒星物体的距离在几十个天文单位的敏感性。
2011-03-30 astro-ph.EP
A laboratory study of water ice erosion by low-energy ions
水冰覆盖着外太阳系各种物体的表面。在日球顶，表面的冰不断受到来自太阳风和磁层的高能粒子的轰击和溅射。本文报道了用4keV的单电荷离子（13 C+，N+，O+，Ar+）和双电荷离子（13 C ~（2+），N ~（2+），O ~（2+））在10 K下辐照水冰时溅射产额的实验研究。溅射产额的实验值与理论模型的预测吻合得很好。单电荷和双电荷离子的产率没有显著差异。利用这些产量，我们估计水冰侵蚀率外太阳系物体由于太阳风溅射。用13 C+和13 C2+照射后的冰的程序升温脱附证明了13 CO和13 CO2的形成，其中13 CO是主要形成的物种。
2016-11-23 astro-ph.EP
Detections of trans-Neptunian ice in protoplanetary disks
我们提出了赫歇尔空间天文台PACS光谱的金牛座T星，在其中我们检测到无定形和结晶水冰的功能。利用辐照的吸积盘模型，我们确定了每个系统的盘结构和冰丰度。结合冰特征强度和盘大小的模型独立比较和模型冰位置的详细分析，我们估计冰发射区在盘半径> 30 AU，与原始柯伊伯带一致。在垂直方向上，冰在光解吸带以下释放的最多，这与赫歇尔对冷水蒸气的观测一致。结晶水冰出现在盘的位置a）比它的结晶温度低，b）它应该在约100万年内重新非晶化，这表明局部生成正在发生;最可能的原因似乎是微陨石撞击或星子碰撞。基于简单的测试与UV模式和不同的冰分布，我们认为，SED形状从20到50微米可能探测的位置的水冰雪线在磁盘上层。该项目是对彗星冰库空间结构的首批太阳外探测之一，彗星冰库被认为是向类地行星输送水的水库。
2014-11-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chemical complexity in protoplanetary disks in the era of ALMA and Rosetta
彗星提供了对原始太阳星云中物质的分子组成和复杂性的独特见解。Rosetta任务的最新结果，目前正在原位监测彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko，以及ALMA（阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列），已经证明了一个诱人的联系之间的化学复杂性，现在证实在磁盘（通过检测气相CH 3CN; Oberg et al. 2015），并在67 P表面得到证实（Goesmann et al. 2015），提出了关于这些物种的化学起源（云或遗传与盘合成）的问题。从天体化学模型的一个原行星盘的结果，其中包括复杂的化学，并假设简单的冰只继承了从父分子云。模型结果与Philae/COSAC在67 P表面观察到的几种COM的丰度非常一致。由原行星盘继承的主要是简单冰的宇宙射线和X射线诱导的光处理足以产生类似于在彗星中观察到的化学复杂性。这表明在67 P表面探测到的冰状COMs可能有一个盘状起源。结果还表明，内部暖盘大气中含有丰富的气相CH 3CN，其中热气相化学占主导地位，并可能消除冰的化学特征。因此，CH 3CN可能不是一个明确的示踪剂的复杂的有机冰水库。然而，需要更好地了解CH 3CN的热气相化学才能证实这一初步结论。
2016-05-26 astro-ph.EP
Laboratory studies of ice-particle collisions in Saturn's dense rings
在这项工作中，我们报告微重力研究的粒子合奏模拟冰粒子碰撞在土星的密集的主环。发展了一种研究多体系统能量耗散的实验方法。一百厘米大小的玻璃球平均粒子速度的时间发展，范围从~10 cm/s（开始时）到~0.35 cm/s（实验持续时间为9秒后），可以用0.64的恒定恢复恢复系数来解释。通过与纯水-冰体的数值进行比较，可以看出未来的低温冰碰撞实验可以达到约0.1厘米/秒的碰撞速度，从而可以很好地模拟土星主环的条件。
2009-04-30 astro-ph.EP
The refractory-to-ice ratio in comet 67P: implications on the composition of the comet-forming region of the protoplanetary disk
本研究结合Rosetta任务的ROSINA和COSIMA数据，通过蒙特卡洛方法约束彗星67P的难熔物与冰比率，推导其体元素丰度，揭示其形成于25-35 au的原行星盘区域。
2025-01-29 astro-ph.EP
Complex organic molecules in protoplanetary disks: X-ray photodesorption from methanol-containing ices. Part II -- Mixed methanol-CO and methanol-H2O ices
天体物理观测表明，在原行星盘的气相中存在复杂的有机分子。从中心年轻恒星物体（YSO）发出的X射线照射圆盘中的星际冰，然后是气相分子的喷射，是解释在寒冷地区观察到的丰度的可能途径。这一过程被称为X射线光解吸，需要对含甲醇的冰进行量化。实验测量了甲醇及其光产物在二元混合冰：$^{13}$ CO：CH $_3$ OH冰和H $_2$ O：CH $_3$ OH冰中的X射线光脱附产率。我们用525 - 570 eV范围内的X射线在15 K下照射这些冰。在气相中的物种的释放进行了监测，由四极质谱，并推导出光解吸产率。对于$^{13}$ CO：CH $_3$ OH冰，CH $_3$ OH X射线光解吸产率估计为在564 eV下10 $^{-2}$分子/光子。检测到较大COM的X射线光解吸，其可归因于乙醇、二甲醚和/或甲酸，产率为10 $^{-3}$分子/光子。当甲醇与水混合时，未检测到甲醇和先前COM的X射线光解吸。由低能次级电子主导的X射线诱导化学被认为是解释这些结果的主要机制。我们还提供了适用于天体化学模型的原行星盘环境的解吸产率。YSO发射的X射线应该参与了原行星盘气相中COMs（如甲醇）的富集，因为含甲醇冰的X射线光脱附作用在低温和X射线占主导地位的区域。
2021-02-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Icy Volatile Enhancements in Evolving Protoplanetary Disks
Department of Astronomy, University of Chicago（芝加哥大学天文学系）
研究探讨了原行星盘中冰冻挥发物的增强机制，通过结合盘动态与简单的升华和沉积化学，揭示了挥发物在盘半径上的再分布作用，特别是对固态颗粒、行星esimal和行星组成的影响。
2026-04-15 astro-ph.EP
A JWST/MIRI analysis of the ice distribution and PAH emission in the protoplanetary disk HH 48 NE
本文利用JWST/MIRI观测原行星盘HH 48 NE，发现CO₂、NH₃、H₂O等冰特征主要产生于50-100 au且位于高海拔区域，并提出盘风遮挡紫外辐射或垂直混合两种机制解释冰的垂直分布。
2024-07-12 astro-ph.EP
Formation of the Trappist-1 system in a dry protoplanetary disk
本研究针对Trappist-1系统行星密度随距离递减的特征，提出行星形成于含页硅酸盐砾石的干燥原行星盘的新假说，解释了内外行星冰含量差异的成因。
2024-01-29 astro-ph.EP
First detection of HDO ice in a protoplanetary disk
Friedrich Schiller University Jena（耶拿弗里德里希·席勒大学）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；NASA Ames Research Center（美国宇航局艾姆斯研究中心）；National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences (NINS)（日本国立天文台，国立自然科学研究院）；Leiden University（莱顿大学）
利用JWST/NIRSpec在猎户座星云团边缘盘132-1832中首次探测到HDO冰，并给出HDO/H₂O比的上限，表明盘内冰处理效率高。
2026-06-09 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.chem-ph
Locked In Ice: how Pebble Drift and Volatile Entrapment can Significantly Impact Carbon and Oxygen Ratios in Evolving Protoplanetary Discs
该研究提出了一种模型，通过将CO封存到水冰中，显著影响原行星盘中碳和氧的分布，从而改变行星形成过程中的化学组成。
2025-10-21 astro-ph.EP
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
Variation of the disk thickness across ice bands: A method to determine ice abundances in highly inclined protoplanetary disks
Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学，法国国家科学研究中心，IPAG）；Astronomy Department, University of California Berkeley（加州大学伯克利分校天文学系）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（喷气推进实验室，加州理工学院）；Department of Earth Science and Astronomy, The University of Tokyo（东京大学地球行星科学系）；Department of Chemistry, University of California Berkeley（加州大学伯克利分校化学系）；Institut des Sciences Moléculaires d’Orsay, CNRS, Univ. Paris-Saclay（奥赛分子科学学院，法国国家科学研究中心，巴黎萨克雷大学）；CNRS, Aix-Marseille Université, Laboratoire PIIM（法国国家科学研究中心，艾克斯-马赛大学，PIIM实验室）
通过测量盘厚度变化确定高倾角原行星盘中冰的丰度，克服光谱学饱和问题。
2025-12-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Surviving the Heat: multi-wavelength analysis of V883 Ori reveals that dust aggregates survive the sublimation of their ice mantles
通过对 V883 Ori 的多波段 ALMA 观测与尘埃演化模拟，发现厘米级尘埃聚集体能在水冰升华中存活，表明尘埃聚集体对剧烈加热具有适应性，可能影响雪线内侧干燥星子的形成路径。
2023-12-04 astro-ph.EP
Inside-Out Planet Formation. VII. Astrochemical Models of Protoplanetary Disks and Implications for Planetary Compositions
由内而外的行星形成（IOPF）提出，在与死区内边界（DZIB）相关的最大压力下，大量的靠近超级地球和迷你海王星系统就地形成。我们提出了一个原行星盘中平面的物理和化学演化模型，该模型遵循气体平流、卵石的径向漂移和气体颗粒化学，以预测从300 Au到DZIB附近0.2 Au的丰度。我们考虑与IOPF相关的典型磁盘属性，即，吸积速率1 E-9 < dM/dt /（Msun/yr）<1 E-8，粘性参数α = 1 E-4，演化基准期t = 1 E-5年。对于外部，冷盘区域，我们发现，C和高达90%的O核开始锁定在CO和O2冰，这使得CO2和H2O的丰度低一个数量级。径向漂移的冰卵石是有影响力的，气相丰度的挥发物增强到两个数量级的冰线，而外盘成为耗尽的灰尘。随着吸积速率的降低，恒星逐渐冷却，这使得冰线更接近恒星。在<~1 au时，平流模型产生富含水的气体，C/O比<~ 0.1，这可能是通过IOPF形成的行星大气继承的。对于由卵石吸积建造的行星内部，IOPF预测了挥发性贫乏的成分。然而，平流增强的挥发物质量分数~10%，可以发生在水冰线。
2022-09-13 astro-ph.EP
The Effect of Luminosity Outbursts on the Abundance of Pebbles and Their Ice Mantles in Protoplanetary Disks
本研究利用FEOSAD二维流体动力学模拟，揭示原行星盘光度爆发如何改变各挥发分雪线，并因水冰流失使卵石丰度减半且恢复需数千年。
2025-05-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Mind the Trap: Non-negligible effect of volatile trapping in ice on C/O ratios in protoplanetary disks and exoplanetary atmospheres
该研究将挥发物俘获效应纳入原行星盘雪线模型，发现其会显著改变盘内C/O比的分布，使比值更均匀，还会影响系外行星大气的元素组成，为行星形成与观测解读提供了新的参考维度。
2024-06-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
HCN snowlines in protoplanetary disks: constraints from ice desorption experiments
HCN是恒星和行星形成区域中最常检测到的分子之一。它作为恒星形成物理学的示踪剂、氮天体化学的探测器和生命前化学方案的成分而受到广泛关注。尽管如此，HCN最基本的天体化学性质之一仍然很难表征：它的热脱附行为。在这里，我们提出了一系列的实验来表征HCN的热脱附在天体物理学相关的条件下，重点预测HCN升华前的原行星盘。我们推导出HCN-HCN和HCN-H2O的结合能分别为3207 \pm 197 K和4192 \pm 68 K，这两个结合能对应于盘中面升华温度约为85 K和103 K。对于典型的中平面温度分布，HCN应该仅在H2O雪线外部开始升华~1-2 Au。此外，在H2O为主的混合物（20：1 H2O：HCN），我们发现，大部分的HCN仍然被困在冰，直到H2O结晶。因此，HCN可以保留在几乎所有半径的冰盘中，其中富含H2O的微行星形成。这意味着冰体撞击行星表面通常会提供这种潜在的益生元成分。剩下的未知数是HCN在天体物理冰中是纯的还是与H2O混合的程度，这影响了HCN的解吸行为以及冰相化学的结果。纯HCN和HCN：H2O混合物显示出独特的红外波段，这提高了詹姆斯·韦伯太空望远镜阐明恒星和行星形成区域HCN混合环境并解决这些悬而未决的问题的可能性。
2022-06-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
FU Orionis outbursts, preferential recondensation of water ice, and the formation of giant planets
冰，包括水冰，更喜欢重新凝聚到预先存在的核上，而不是从蒸汽云中自发形成颗粒。有趣的是，不同的潜在再凝结核在与原行星盘冻结相关联的温度下实际成核水冰的倾向非常不同。因此，如果盘中的一个区域被加热然后再冷却，则不应期望水蒸气均匀地再冻结在所有可用的颗粒上。相反，它将优先重新凝聚到最有利的晶粒上。当再冷却足够缓慢时，只有最有利的颗粒会使冰成核，使它们重新凝结成厚的冰幔。我们量化的条件，优先再冷凝迅速创建卵石大小的颗粒在原行星盘，并表明FU猎户座型爆发有适当的冷却速率，以推动卵石创建在一个带约5天文单位宽的静态霜线外约木星的轨道，土星的（约4至10 AU）。这些卵石可能具有适当的大小，以通过流动不稳定性进行星子形成，或通过卵石吸积促进星子的生长。我们认为，这种现象有助于形成气体巨星在我们自己的太阳系。
2016-11-04 astro-ph.EP
Using Ice and Dust Lines to Constrain the Surface Densities of Protoplanetary Disks
我们提出了一种新的方法来确定表面密度的原行星盘通过考虑磁盘的“尘埃线”，这表明在不同的观测波长观察到的磁盘径向尺度。这种方法依赖于这样的假设，即颗粒生长和漂移的过程控制在磁盘演化的后期阶段的磁盘的径向尺度，使得磁盘的寿命等于在给定的尘埃线的最大颗粒尺寸的漂移时间尺度和生长时间尺度。我们提供了一个初步的概念证明，我们的模型通过应用程序的磁盘TW Hya和能够估计磁盘的尘埃气体比，CO丰度，吸积率，除了总磁盘表面密度。我们发现，我们推导出的表面密度分布和尘埃气体比是一致的，通过测量HD气体的下限。CO冰线也取决于表面密度通过颗粒吸附率和漂移，我们发现，我们的理论CO冰线估计有明确的观测类似物。我们进一步将我们的模型应用于理论磁盘的大参数空间，并找到三个可用于测试其有效性的观测诊断。首先，我们预测，尘埃线的磁盘以外的TW Hya将与这些磁盘的归一化CO表面密度轮廓形状一致。第二，表面密度分布，我们从磁盘冰线应该匹配那些来自磁盘尘埃线。最后，我们预测，磁盘灰尘和冰线将规模相反，作为表面密度的函数，在一个大样本的磁盘。
2019-08-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
The stickiness of micrometer-sized water-ice particles
水冰是稠密分子云和原行星盘外围最丰富的物质之一。与其他材料（例如，硅酸盐）水冰由于其较高的比表面能而被认为是更粘的，从而导致在相互碰撞中更快或更有效的生长。然而，研究水冰粘性的实验很少，特别是在天体物理学相关的微米级区域和低温下。在这项工作中，我们提出了一个实验装置来生长由$\mathrmμ$ m大小的水冰颗粒组成的聚集体，我们用来测量在不同温度下$114 \, \mathrm{K}$和$260 \, \mathrm{K}$之间的冰粒的粘附和侵蚀阈值。我们的实验表明，对于低温（低于$\sim 210 \, \mathrm{K}$），$\mathrmμ$ m-大小的水-冰颗粒坚持低于$9.6 \, \mathrm{m \, s^{-1}}$的阈值速度，这是大约十倍高于$\mathrmμ$ m-大小的二氧化硅颗粒的粘附阈值。此外，生长的冰聚集体的侵蚀被观察到的速度以上$15.3 \, \mathrm{m \, s^{-1}}$。将实验得出的粘附阈值与模型预测进行比较，以确定水冰的重要材料特性，即，比表面能和粘性弛豫时间。我们的实验结果表明，水冰在原行星盘外部的存在可以通过直接粘附颗粒来促进星子的生长。
2014-10-27 astro-ph.EP
Chemical Feedbacks of Pebble Growth: Impacts on CO depletion and C/O ratios
对原行星盘的观测揭示了它们是复杂和动态的，气体和尘埃的垂直和径向运输与化学和行星形成同时发生。以前的原行星盘模型主要关注静态盘中气体和尘埃的化学演化，或化学惰性盘中固体的动力学演化。在本文中，我们提出了一个新的一维方法模拟卵石生长和化学同时进行。气体和小尘埃颗粒可以垂直扩散，连接圆盘所有高度的化学物质。卵石被认为是由中面周围的尘埃形成的，继承了这个位置的冰的成分。我们提出了这个模型的结果后，1万年的磁盘周围的1 $M_\odot$星在不同的位置内和外的CO雪线的演变。我们发现，对于一个湍流盘（$α= 10^{-3}$），CO是耗尽从表面层的磁盘大约1-2个数量级，与观测的原行星盘。这是通过冰封存和降低紫外线不透明度的结合来实现的，两者都是由卵石生长驱动的。此外，我们发现通过卵石生长和封存的冰物种的选择性去除可以增加气相C/O比的值约为1。然而，我们的模型是无法产生的C/O值$\sim$ 1.5-2.0推断从原行星盘的观测，这意味着选择性封存冰是不足以解释C/O比$>1$。
2022-02-01 astro-ph.EP
Different degrees of nitrogen and carbon depletion in the warm molecular layers of protoplanetary disks
观测表明，某些原行星盘温暖分子层中的碳和氧元素丰度与星际介质相比减少了约10-100倍。与此同时，人们对氮知之甚少。为了研究磁盘中氮，碳，氧元素丰度的时间演化，我们开发了一个一维模型，其中包括尘埃沉降，尘埃和冰的湍流扩散，以及气体-冰化学，包括恒星UV/X射线和银河系宇宙射线驱动的化学。我们发现，在温暖的分子层中的气态CO被转化为CO2冰，并通过湍流混合（即，垂直冷指效应）和恒星紫外光子驱动的冰化学。另一方面，气态N2，温暖分子层中的主要氮储存器，较少被冰化学处理，并且以其原样存在。然后，仅通过N2的垂直冷指效应发生氮耗尽。由于N2的结合能低于CO和CO2的结合能，因此氮的贫化程度小于碳和氧的贫化程度，导致氮的元素丰度高于碳和氧的元素丰度。当扩散系数的$α$参数约为0.001时，这种演变发生在100万年内，并进一步进行。因此，N2 H +/CO柱密度比随着时间的推移而增加。简要讨论了垂直输运对中冰面冰组成的影响。
2022-09-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
The rapid formation of macromolecules in irradiated ice of protoplanetary disk dust traps
该研究发现原行星盘尘埃陷阱的强辐射区可使冰态小分子在数十年内快速形成有机大分子，约4%的盘冰可经此过程并入星子形成区，揭示了星子形成与生命相关有机大分子产生的关联。
2025-01-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Water in Protoplanetary Disks: Deuteration and Turbulent Mixing
我们研究了湍流原行星盘中水和氘水的化学性质。化学速率方程求解的扩散项，模仿湍流混合在垂直方向。中平面附近的水通过湍流被输送到圆盘大气，并通过光反应被破坏以产生原子氧，而原子氧被输送到中平面并重新形成水和/或其他分子。我们发现，这个周期显着降低柱密度的水冰在r < 30 AU，尘埃温度太高，有效地改革水冰。该区域的径向范围取决于氢原子的脱附能。我们的模型表明，即使在升华半径之外，水冰也可能不足。在这个半径之外，该周期在10^6年内将水冰的D/H比从2 × 10 ^-2（由坍缩核心模型设定）降低到10^-4-10^-2，而不会显著降低水冰柱密度。所得的D/H比取决于混合的强度和与中心恒星的径向距离。我们的发现表明，彗星水的D/H比（10^-3-10^-4）可以在太阳星云中建立（即彗星水可以形成），即使输送到圆盘的水冰的D/H比非常高（10^-2）。
2013-10-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
JWST Reveals Refractory-Rich Water Ice in Interstellar Comet 3I/ATLAS: Evidence for a Continuum of Grain Properties across Protoplanetary Disks
Southwest Research Institute（西南研究院）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Catholic University of America（美利坚天主教大学）；Auburn University（奥本大学）；Universität Bern（伯尔尼大学）
JWST观测星际彗星3I/ATLAS，发现其富含耐火材料的水冰聚集体，连接了太阳系彗发与海王星外天体，表明原行星盘冰颗粒性质存在连续谱。
2026-09-18 astro-ph.EP astro-ph.GA
Abundant refractory sulfur in protoplanetary disks
硫是宇宙中最丰富的元素之一，在天文，地球和生物化学中具有重要作用。它的主要储藏在行星形成盘中，以前没有被探测到：气态分子只占元素硫总量的$<1\,$ \%，其余的可能存在于冰或耐火矿物中。像巨行星这样的机制可以过滤掉吸积在盘状恒星上的气体中的尘埃。对于1.4太阳质量以上的恒星，这在恒星光球层上留下了化学特征，可以用来确定被锁定在尘埃中的每种元素的比例。在这里，我们提出了这种方法的应用硫，锌和钠。我们分析了年轻恒星样本中被吸积污染的光球，发现元素硫的$(89\pm8)\,$ \%在其盘中呈难熔形式。主要载体比水冰难熔得多，与硫化矿如FeS一致。
2019-08-15 astro-ph.EP
Gas Phase Ions in Protoplanetary Disks from Collisions of Solids
针对原行星盘中平面电离源较弱的问题，研究通过实验室实验首次检测到毫米级玄武岩颗粒碰撞产生的气相离子，证实行星形成早期的固体碰撞可作为电离源，为原行星盘中平面电离机制提供了新解释。
2024-02-02 astro-ph.EP
Thermal Behavior of Astrophysical Amorphous Molecular Ices
本文通过质谱和红外光谱实验研究分子冰混合物在不同温度下的行为，发现非晶到晶态水冰转变是决定捕获挥发物释放的关键因素，对解释原行星盘和彗星观测数据具有重要意义。
2023-07-26 astro-ph.EP
The tensile strength of dust aggregates consisting of small elastic grains: Constraints on the size of condensates in protoplanetary disks
关于星子形成的共识现在面临着威胁，因为最近对尘埃聚集体力学性质的数值研究倾向于质疑亚微米大小的颗粒在原行星盘中聚集成星子的概念图。随着精确的实验室实验和广泛的计算机模拟的弹性球体之间的相互作用，包括灰尘聚集体，我们重新审视的模型由小的弹性颗粒组成的灰尘聚集体的拉伸强度。在接触力学和断裂力学的框架下，我们研究了粉尘聚集体拉伸强度的计算机模拟和实验室实验的结果。我们提供了一个新的分析公式，明确纳入了抗拉强度的体积效应，即，抗拉强度的粉尘聚集体的体积的依赖性。我们发现，我们的尘埃聚集体的拉伸强度模型很好地再现了计算机模拟和实验室实验的结果，如果采用适当的值的弹性参数在模型中使用。此外，亚微米级颗粒尘埃聚集体的模型与天文观测得出的彗星尘埃和流星体的拉伸强度是一致的。因此，我们重申了普遍认为的观点，即星子的形成始于原行星盘中凝聚的亚微米级颗粒的聚集。
2020-07-08 astro-ph.EP
Reflectance study of ice and Mars soil simulant associations -- I. H$_2$O ice
水冰和尘埃混合物的反射率取决于各种成分的混合方式（如均匀混合、区域混合或覆盖）（Clark等人，1999年）。因此，在反演从行星表面测量的反射光谱以获得表面存在的水冰量时，区分冰和尘埃的不同混合模式至关重要。然而，从反射光谱的混合模式之间的区别仍然是模糊的。在这里，我们将展示如何确定一些水冰/土壤混合模式的研究定义的光谱标准和颜色分析的实验室混合物。我们已经重建了冰和灰尘的混合物，发现表面上的霜的出现增加了它的反射率，并使它的光谱斜率变小，而在紧密的混合物中水冰的增加主要影响吸收带。特别是，我们提供了实验室数据和光谱分析，以帮助解释冰和土壤反射光谱从火星表面。
2022-07-28 astro-ph.EP
The Phases of Water Ice in the Solar Nebula
了解存在于太阳星云中的水冰的相态，对于理解彗星和行星的组成以及这些天体的内部演化具有重要意义。在这里，我们表明，无定形冰的形成比以前认识到的更容易，形成温度<70 K是可能的原行星盘条件下。我们进一步认为，光致解吸和太阳星云表层附近水分子的冻结提供了形成无定形冰所需的条件。这一过程是冰动力学的自然结果，并将允许惰性气体和其他挥发物被捕获在外部太阳星云的水冰中。
2014-02-21 astro-ph.EP
Radiative forces on macroscopic porous bodies in protoplanetary disks: laboratory experiments
在原行星盘的光学薄部分，引力不仅对尘埃颗粒，而且对宏观物体都是一种重要的力量。在被认为是高度多孔的物体上的绝对强度还没有被详细地知道。我们建立了一个低压扭秤，并研究了电泳力。我们研究了板的尺寸和环境压力的依赖性，并考虑了通过板的通道的影响。作为全（无通道）接骨板的样本，我们使用了厚度为2 mm、直径为10 mm、30 mm和50 mm的圆形组织。在面积为35 mm × 35 mm、厚度为1.5mm的矩形电路板上探讨了通道的影响。频道数量为169和352。在低压下，绝对电泳力与板的截面成比例。在高压下，通过通道的气流增强了电泳力。辐射力的压力依赖性可以（形式上）通过对具有特征长度的粒子的电泳来计算。我们导出了两个特征长度尺度l，这取决于板半径r_1、通道半径r_2和板的厚度，板的厚度等于通道的长度d，公式为l=r^{0.35} x d^{0.65}。在压力p_max = 15 x l^{-1}Pa mm处发现最大力。总之，具有通道的板上的电泳力可以通过两个分量的叠加来很好地描述：由于板的总体尺寸和截面引起的电泳力以及由于通道引起的电泳力，两者都具有其特征压力依赖性。我们将这些结果应用于原行星盘中大固体的运输，发现孔隙度对电泳力的影响可以逆转大固体（例如米级大小的物体）的向内漂移，并在盘的光学薄部分内将它们向外推。
2013-09-16 astro-ph.EP
Rotational Disruption of Dust and Ice by Radiative Torques in Protoplanetary Disks and Implications for Observations
本研究针对原行星盘中尘埃与冰的旋转瓦解过程开展二维建模，揭示了辐射扭矩瓦解机制对纳米颗粒补充、水雪线范围及岩质天体碳缺失问题的关键影响。
2020-08-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Density Distribution and Imaging Analysis of Different Ice Lines in Protoplanetary Disks
最近在不同波长下对原行星盘的高角分辨率观测揭示了几种结构，包括多个明亮和黑暗的环。嵌入式行星是对这种结构最常用的解释，但也有其他模型能够像观察到的那样将尘埃塑造成环。我们假设一个磁盘周围的赫比格星和调查的影响，冰线上的尘埃演化，以下的增长，破碎，和动态的多个尘埃大小的颗粒，覆盖从1 $μ$米到2米大小的物体。我们使用简化处方的破碎速度阈值，这是假设径向变化的位置，一个，两个或三个冰线。我们假设主要挥发物，特别是H $_2$ O、CO $_2$和NH $_3$的径向位置发生变化。辐射转移的计算是使用由此产生的尘埃密度分布，以便与目前的多波长观测进行比较。我们发现，尘埃密度分布和径向强度在不同波长的结构强烈依赖于磁盘的粘度。在冰线之间可以形成清晰的发射间隙，并且该发射间隙被环状结构包围，特别是在H $_2$ O和CO $_2$（或CO）之间。预计在毫米发射时的间隙比近红外时的间隙更浅、更窄，这与粒子捕获的模型预测相反。在我们的模型中，总气体表面密度预计不会显示出强烈的变化，与其他形成间隙的情况，如嵌入式巨行星或径向变化的磁盘粘度。
2017-08-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing water vapor and ice during dust growth
控制原行星盘中尘埃和水（以蒸汽或冰的形式）演化的过程是密切相关的。我们已经开发了一个模型，模拟尘埃凝聚，尘埃动力学（沉降，湍流混合），蒸汽扩散，和冷凝/升华的挥发物到颗粒在一个垂直柱的原行星盘。我们采用的模式来研究如何灰尘的增长和动力学影响的水蒸气和水冰的垂直分布在该地区的径向雪线外。我们的主要发现是，凝结（增强粘性的冰粒）和随后的垂直沉降的固体结果在水蒸气被耗尽，但没有完全删除，从雪线以上的区域的时间尺度上相称的垂直湍流混合的时间尺度。取决于湍流的强度和温度，在圆盘大气中，损耗可以达到高达${\sim}50$的因子。在我们的等温柱中，这种蒸汽消耗导致垂直雪线移动到更接近中平面（高达2个气体刻度高度），垂直雪线上方的气相C/O比增加。我们的研究结果说明了动力学效应的重要性，以及了解行星形成环境中气体和固体的共同进化动力学的必要性。
2016-10-20 astro-ph.EP
