Small particles in Pluto's environment: effects of the solar radiation pressure
微流星体撞击尼克斯和九头蛇的表面可以产生尘埃颗粒，并在冥王星周围形成一个环。然而，耗散力，如太阳辐射压力，可以导致粒子在很短的时间内发生碰撞。在这项工作中，我们调查的辐射压力的影响下，结合冥王星，冥卫一，尼克斯和九头蛇的引力效应逃逸喷出物的轨道演化。从Nix和Hydra表面的大量生产率从分析模型获得。通过比较从我们的数值模拟中得出的幸存粒子的寿命，以及主要由从Nix和Hydra表面释放的粒子形成的假定环的质量，我们可以估计环的正常光学深度。释放出的粒子围绕着尼克斯和九头蛇的轨道，暂时形成了一个16000公里宽的环。与大质量天体的碰撞（主要是由于辐射压力的影响）在1年内去除了约50%的$1μ$ m粒子。一个正常光学深度为$6 \times 10^{-11}$的纤细环可以通过从尼克斯和九头蛇表面释放的尘埃颗粒来维持。
2011-12-01 astro-ph.EP
A comparison between particle and fluid approaches for streaming instability in global patch simulations
Universität Heidelberg（海德堡大学）；Università degli Studi di Torino（都灵大学）；Iowa State University（爱荷华州立大学）；University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文研究所）
本研究在全局盘模型中比较了粒子与流体方法模拟流不稳定性，发现流体方法（FARGO3D与PLUTO）收敛，而粒子方法需更高分辨率或更多粒子，并指出更精确的黎曼求解器可改善结果。
2026-10-08 astro-ph.EP astro-ph.IM
Three-temperature radiation hydrodynamics with PLUTO: Tests and applications to protoplanetary disks
针对T Tauri星周盘加热模型局限性，在PLUTO代码中开发了自洽模拟气体、尘埃与辐射能量交换的“三温度”数值方案，经多维测试验证有效，适用于流体动力学不稳定性与盘-行星相互作用等盘物理问题。
2023-08-07 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Dusty disc-planet interaction with dust-free simulations
如果星子是通过流动或引力不稳定性形成的，或者如果原行星盘由于盘风或光蒸发而经历质量损失，那么原行星可能诞生于富含尘埃的环境。出于这种可能性，我们探索低质量行星和尘埃原行星盘之间的相互作用，专注于盘行星扭矩。我们实现林和尤丁的新开发的，纯流体动力学模型的尘埃气体到PLUTO代码模拟尘埃原行星盘嵌入行星。我们发现，对于不完全耦合的灰尘和高金属，例如斯托克斯数$10^{-3}$和灰尘与气体的比例$Σ_\mathrm{d}/Σ_\mathrm{g}=0.5$，一个“泡沫”内的行星的共轨区域，这引入了不稳定的流动。由此产生的圆盘行星扭矩维持大幅振荡，这种振荡远远超出了具有完美耦合的灰尘或低灰尘负载的模拟，其中共同旋转扭矩总是被阻尼。我们发现，由有限尺寸的颗粒的共旋扭矩的去饱和度是有关的潜在的涡量产生的不对准的灰尘和气体密度。我们简要地讨论了可能的影响，在富含尘埃的磁盘的原行星的轨道演化。我们还展示了Lin & Youdin的无尘框架再现了以前有关尘埃原行星盘的结果，包括压力颠簸，尘埃沉降和流动不稳定性的尘埃捕获。
2018-05-02 astro-ph.EP
Further Analysis on the Mystery of the Surveyor III Dust Deposits
针对阿波罗12号登月舱羽流在勘测者3号上沉积与清除尘埃之谜，研究重新分析相机外壳试样和阿波罗着陆视频，并用计算模型评估静电悬浮、飞掠吹尘、达西渗流喷射及机械运动等机制。
2023-06-01 astro-ph.EP astro-ph.IM cond-mat.soft
Polydisperse Streaming Instability III. Dust evolution encourages fast instability
通过核心吸积形成行星形成需要从宇宙尘埃中产生公里大小的星子。这一过程必须克服简单碰撞增长的障碍，为此经常调用流不稳定性（SI）。尘埃演化仍然需要产生足够大的粒子，以经历剧烈的不稳定性。SI主要是用单一尺寸的尘埃进行研究的，而完全演化的尘埃分布的作用在很大程度上还未被探索。我们调查的Polydispserse流不稳定性（PSI）的物理参数对应于合理的条件下，在原行星盘。我们考虑了一个完整的范围内的粒子停止时间，广义尘埃粒度分布，和湍流的影响。我们发现，虽然PSI增长在许多情况下更慢的星际幂律尘埃分布比一个单一的大小，合理的碰撞尘埃演化，产生的最大的尘埃尺寸的增强，产生不稳定的行为类似的单分散的情况下。考虑到湍流扩散，趋势类似。我们的结论是，如果PSI的快速线性增长是行星形成所需的，然后尘埃演化产生的分布与峰值停止时间的顺序为0.1轨道和增强的最大的尘埃显着高于单一的幂律分布产生的碎片级联是足够的，随着本地增强的尘埃与气体的体积质量密度比，为了统一。
2021-01-12 astro-ph.EP
Growing dust grains in protoplanetary discs - III. Vertical settling
我们的目标是推导出一个简单的分析模型，以了解垂直沉降生长的尘埃颗粒在层流原行星盘的基本属性。分离的垂直动力学中的磁盘中平面的运动，我们集成的线性和指数晶粒生长速率的运动方程。对更复杂的增长模型进行数值积分。我们发现，沉降效率取决于无量纲参数γ的值，其特征在于相对于气体阻力的晶粒生长的相对效率。由于伽马值被认为是星盘中初始尘埃与气体的比值（10^-2的量级），因此颗粒的生长增强了尘埃粒子的能量耗散，并提高了原行星盘中的沉降效率。这种行为主要是独立的增长模型以及颗粒的径向漂移。
2013-11-06 astro-ph.EP
Gas dynamics around dust asymmetries in turbulent disks
University of Copenhagen（哥本哈根大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Max Planck Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
研究湍流盘中由垂直剪切不稳定性驱动的自维持涡旋对尘埃捕获的影响，发现涡旋能捕获尘埃并增强径向和方位向运动，但未在合成图像中观测到螺旋特征。
2026-03-25 astro-ph.EP
Gravitoviscous protoplanetary disks with a dust component. III. Evolution of gas, dust, and pebbles
我们研究的动力学和生长的尘埃粒子在拱盘的不同质量，容易在关键的第一个万年的演变引力不稳定。尘埃成分由两种不同的成分组成：微米大小的尘埃和不断变化大小的成年尘埃。对于粉尘组分，我们考虑了粉尘的凝聚、破碎、与气体的动量交换以及粉尘的自重。我们发现，如果碎裂速度为$30\rm~ms^{-1}$，则微米级尘埃颗粒在星周盘中迅速生长，在盘形成后不到100 kyr的时间内，在盘内部100 au内达到几厘米大小。由于微米尘埃颗粒从周围的信封，这是一个微米灰尘水库，大约厘米大小的尘埃颗粒继续存在于磁盘超过900千年后，磁盘形成，并保持一个尘埃-气体比接近0.01。我们发现，一个很强的相关性之间存在的气体和卵石通量的磁盘。我们发现，无论盘的质量如何，盘中卵石的径向面密度分布均呈幂律分布，其指数与最小质量太阳星云（MMSN）相似。我们还表明，在我们的模型中的气体表面密度与测量的尘埃在AS 209，HD 163296，和DoAr 25系统的原行星盘。卵石是在原行星盘演化的非常早期阶段形成的。它们在行星形成过程中起着至关重要的作用。我们的光盘模拟揭示了早期发病（$<10^5$年）的向内漂移通量的卵石大小的颗粒，约占百分之一和十分之一的气体质量流量，这似乎与毫米观测光盘。（节录）
2020-03-31 astro-ph.EP
Free Collisions in a Microgravity Many-Particle Experiment III: The Collision Behavior of sub-Millimeter-Sized Dust Aggregates
我们进行了微重力实验，以研究由微米级SiO2单体颗粒组成的亚毫米级粉尘团聚体在几厘米/秒的速度下的碰撞结果。在实验之前，我们使用X射线计算机断层扫描（nano-CT）成像来研究这些灰尘团块的内部结构，并没有发现边缘压实，因此它们的碰撞行为不受压实引起的伪影的影响。我们发现，这些尘埃聚集体之间的碰撞可能导致粘附或反弹，这主要取决于撞击速度。虽然以前的碰撞模型从接触物理学中推导出两种制度之间的过渡，但我们使用了这些和早期实验中的经验数据，推导出两种碰撞结果之间阈值的灰尘聚集体质量和碰撞速度之间的幂律关系。与早期的实验一致，我们表明两种状态之间的过渡并不明显，但遵循比先前模型预测的更浅的幂律（Güttler et al. 2010）。此外，我们发现，粘在尘埃聚集体之间可以导致更大的结构的形成。聚集体的聚集体之间的碰撞可以导致比均匀灰尘聚集体更高速度的增长。
2013-03-05 astro-ph.EP
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
Turbulence-Induced Relative Velocity of Dust Particles III: The Probability Distribution
基于尘埃粒子在原行星盘中碰撞生长过程中的重要作用，本文研究了悬浮在湍流中惯性粒子相对速度的概率分布函数。使用模拟从我们以前的工作，我们计算的相对速度PDF的摩擦时间尺度的函数，tau_p1和tau_p2，两个粒子的任意大小。模拟中颗粒的摩擦时间范围为0.1 τ_eta ~ 54 TL，τ_eta和TL分别为流动的Kolmogorov时间和拉格朗日关联时间。相对速度PDF一般是非高斯的，表现出厚尾。对于固定的tau_p1值，PDF对于相同尺寸的颗粒（tau_p2~tau_p1）是最胖的，并且在tau_p2 tau_p1处变薄<tau_ p1 and tau_p2>。将f定义为小颗粒与大颗粒的摩擦时间比，我们发现，在1/2<f<1的给定f下，PDF肥满度首先随着大颗粒的摩擦时间τ_ph而增加，在τ_ph~ τ_eta处达到峰值，然后随着τ_ph的进一步增加而减小。当0<f<1/4时，PDF形状随着τ_ph的增加而不断变薄，只有当τ_ph足够大（>>T_L）时，PDF才接近高斯分布。Pan & Padoan模型成功地解释了这些特征。使用我们的模拟数据和一些简化的假设，我们估计的分数的碰撞，导致粘，反弹，和碎片的尘埃大小的函数在原行星盘，并认为，占碰撞速度的非高斯性可能有助于进一步缓解反弹障碍问题。
2014-07-04 astro-ph.EP physics.flu-dyn
The Physics of Protoplanetesimal Dust Agglomerates. III. Compaction in Multiple Collisions
为了研究原行星尘埃聚集体的演化，我们进行了多达2600次的实验，这些实验是在单一的、高度多孔的尘埃聚集体和固体板之间进行的。粉尘聚集体由直径为1.5 $μ$ m的球形SiO $_2$颗粒组成，初始体积填充因子（材料的体积分数）为$ϕ_0=0.15$。将骨料放在振动基板上，并因此以0.2 m s $^{-1}$的平均速度与板进行多次碰撞。通过高速摄像机观察灰尘聚集体，以测量它们的尺寸，其尺寸随着时间的推移明显减小，作为它们压实的量度。在1000次碰撞后，体积填充因子增加了2倍，而在$\sim2000$碰撞后，它收敛到$ϕ\approx0.36$的平衡。在少数实验中，聚集体碎裂，虽然碰撞速度远低于$\sim1$ m s $^{-1}$的典型碎裂阈值。聚集体的致密化影响着原行星状星云中尘埃聚集体的表面积与质量比，从而影响着尘埃聚集体的动力学行为和相对速度。此外，宏观材料参数，即拉伸强度，剪切强度和压缩强度，改变了压实的聚集体，这对它们的进一步碰撞行为的影响。发生碎裂需要重新评估碎裂阈值速度。
2009-02-18 astro-ph.EP
Simulating the thermodynamics of gas, radiation, and multispecies dust: Method and applications to protoplanetary disks
Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Universitätssternwarte München, LMU（慕尼黑大学天文台）
针对原行星盘热力学模拟，提出PLUTO代码中一种自洽的辐射流体动力学方案，涵盖气体、辐射和多物种尘埃的能量交换，可准确再现观测特征，并适用于盘研究中的关键问题。
2026-09-25 astro-ph.EP astro-ph.IM
Inner dusty regions of protoplanetary discs -- III. The role of non-radial radiation pressure in dust dynamics
本研究结合磁流体动力学模拟与辐射传输，改进原行星盘内尘埃动力学模型，发现非径向辐射压力导致尘埃外流、阻碍吸积并减少沉降，且盘风增强效应，尘埃可停留后抛射至外盘。
2024-07-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust torques for realistic dust size distributions
Università degli Studi di Padova（帕多瓦大学）；Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）
该研究通过PLUTO代码的二维流体动力学模拟，探究实际尘埃尺寸分布下低质量行星的尘埃扭矩，发现其由最大颗粒主导且对最大尺寸敏感，推导了适用于种群合成模型的标度律。
2026-08-28 astro-ph.EP
The outcome of protoplanetary dust growth: pebbles, boulders, or planetesimals? III. Sedimentation driven coagulation inside the snow-line
本文研究了尘埃在原行星盘的一维垂直柱中沉降而引起的尘埃生长。从在盘SED中观察到的10微米特征可知，在盘的整个寿命期间，在盘气氛中存在小的微米尺寸的晶粒。我们希望解释这样的问题，如什么过程可以保持磁盘的大气尘埃的磁盘的寿命和粒子的属性如何改变作为一个函数的高度以上的中平面。我们使用Monte Carlo代码来跟踪颗粒的质量和孔隙度随时间的演化。所使用的碰撞模型是基于实验室实验上进行的灰尘聚集。由于实验无法涵盖所有可能的碰撞场景，我们模型的最大不确定性是我们必须执行的必要外推。我们同时解决了粒子的生长和运动。由于沉降和湍流混合，颗粒可以垂直移动。我们假设气体密度的垂直分布在时间上是固定的，并且只有固体成分演变。我们发现，所使用的碰撞模型强烈影响的质量和尺寸的颗粒。基于实验室实验的碰撞模型与假设在所有碰撞速度下粘附的模型相比大大减小了颗粒尺寸。我们发现，湍流参数α = 10^-2才能保持尘埃大气的尘埃状态，但如此强的湍流只能在中平面产生小颗粒，这对微行星形成模型不利。我们还看到，粒子在中平面较大，在圆盘的上层较小。在3-4个压力标度高度下，产生微米级颗粒。需要这些颗粒尺寸来解释磁盘SED的10微米特征。因此，湍流可能有助于将小尘埃颗粒保持在磁盘大气中。
2011-07-26 astro-ph.EP
Bridging the gap between protoplanetary and debris disks: separate evolution of millimeter and micrometer-sized dust
原行星盘和碎片盘的性质之间的联系还没有得到很好的理解。尘埃演化、行星形成和行星盘消散可能在相关过程中发挥作用。我们的目标是通过研究光学薄的III类磁盘，以及它们如何与年轻和老年人的磁盘，以调和这两种表现的尘埃拱星盘。在这项工作中，我们收集了文献和ALMA档案毫米通量的85个磁盘（8%）的所有III类磁盘附近的恒星形成区域。我们得出毫米尘埃质量$M_{\text{dust}}$，并比较这些与II类和碎片盘样品的背景下，过量的红外光度，吸积率，和年龄。III类椎间盘的平均$M_{\text{dust}}$为$0.29 \pm 0.19~M_{\oplus}$。我们提出了一个新的进化方案，其中径向漂移是非常有效的非结构化磁盘在第二类阶段导致快速减少的$M_{\text{dust}}$。然而，我们发现长红外原行星盘的时间尺度为${\sim}$ 8百万年，这是符合整体缓慢的磁盘演变。在结构盘中，尘埃陷阱的存在允许在大半径处形成星子带，例如在碎片盘中观察到的那些。因此，我们建议，在碎片盘的星子带的结构盘的尘埃陷阱的结果，而没有尘埃陷阱的原行星盘减少尘埃质量通过径向漂移，因此无法检测到的气体已经消散后的碎片盘。这些结果提供了一个假说的一个新的观点盘的演变。
2021-07-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
ALMA Survey of Lupus Class III Stars: Early Planetesimal Belt Formation and Rapid Disk Dispersal
III类恒星是那些在恒星形成区没有大量非光球红外辐射的恒星，这表明它们的原行星盘最近分散。我们用${\sim}856μ$ m的ALMA观测了1- 300万年前狼疮区的30颗III类恒星，发现了4颗星周尘埃。推断的尘埃质量是$0.036{-}0.093M_\oplus$，${\sim}1$数量级低于任何以前的测量;一个磁盘被解决与半径${\sim}80$ au。在视场中还检测到两个II类源，以及11个其他源，与亚毫米星系数计数一致。叠加未检测结果产生具有平均粉尘质量${\sim}0.0048M_\oplus$的边缘检测结果。我们寻找从CO J=3-2线的气体排放，并提出其检测NO Lup推断气体质量（$4.9 {\pm} 1.1$）${\times}10^{-5} M_\oplus$和气尘比$1.0{\pm}0.4$。结合我们的调查与第二类来源显示，在磁盘质量分布的差距，从$0.09{-}2M_\oplus$的${>}0.7M_\odot$狼星，证据的快速分散毫米大小的尘埃从原行星盘。III类盘质量分布与微星带的种群模型一致，微星带继续补充主序星周围的碎片盘。这表明，星子带的形成并不需要长寿命的原行星盘，即，在${\sim}$ 200万年内形成了星子。虽然所有4个III类盘都与碰撞补给一致，但其中两个的气体和/或中红外辐射可能表明原行星盘分散最后阶段的原始星周物质。两个没有亚毫米探测…
2020-10-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Sandwich Mode for Vertical Shear Instability in Protoplanetary Disks
湍流对原行星盘（PPD）中气体和尘埃的演化有着深刻的影响，从驱动尘埃颗粒的碰撞和扩散，到卵石在巨涡中的聚集，从而促进星子的形成。垂直剪切不稳定性（VSI）是一种流体动力学机制，如果局部热弛豫速率足够高，则在PPD中起作用。然而，以往的VSI研究依赖于恒定冷却速率的假设，或者忽略了气体粒子和尘埃颗粒之间有限的耦合时间。在这里，我们提出的流体动力学模拟的PPD与PLUTO代码，其中包括一个更现实的热弛豫处方，这使我们能够研究的VSI在光学厚和光学薄的部分考虑热尘埃-气体耦合的磁盘的结果。我们表明，即使在我们的二维和三维模拟的PPD的光学厚的内部区域的VSI引起湍流。高层大气中尘埃和气体粒子的碰撞解耦以及相应的低效率的热弛豫速率导致VSI湍流的阻尼。在我们的三维模拟中形成了长寿命的反气旋涡旋。这些结构出现在VSI活跃层中的湍流，持续数百个轨道，并在湍流区域的整个范围内垂直延伸。我们得出的结论是，VSI会导致湍流并在距离磁盘中平面的$\pm$ 3压力刻度高度内形成长期尘埃陷阱
2021-07-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Streaming instability in a global patch simulation of protoplanetary disks
近年来，对原行星盘的亚/毫米观测发现，尘埃辐射的亚结构具有令人难以置信的多样性。一个重要的结果是发现，毫米大小的尘埃颗粒嵌入在非常薄的尘埃盘。这意味着中平面中的尘埃质量分数变得与气体相当，增加了两个组件之间相互作用的重要性。我们解决这个问题，通过数值2.5D模拟，以研究气体和尘埃的相互作用，在充分的全球分层磁盘。为此，我们采用最近开发的尘埃颗粒模块PLUTO代码。我们的模型侧重于一个典型的金牛座T盘模型，模拟一个短补丁的磁盘在10 AU，其中包括恒定的斯托克斯数的$St=0.01$和$St=0.1$，对应的晶粒尺寸为0.9厘米和0.9毫米，分别为给定的磁盘模型的晶粒。通过在外部区域注入恒定的卵石通量，系统达到由流动不稳定性驱动的湍流和尘埃浓度的准稳态。对于我们给定的设置和使用分辨率高达2500细胞每刻度高度，我们解决了流动的不稳定性，导致局部灰尘结块和浓度。我们的研究结果表明，尘埃密度值约为气体密度的10 - 100倍，稳态卵石通量介于$3.5 \times 10^{-4}$和$2.5 \times 10^{-3} M_{\rm Earth}/\mathit{year}$之间，模型与$\mathit{St}=0.01$和$\mathit{St}=0.1$。模型$\mathit{St}=0.01$的颗粒大小和卵石通量与尘埃演化模型的第一个百万年的磁盘演变。对于这些颗粒，散射不透明度在…
2021-03-28 astro-ph.EP astro-ph.HE
Mixing is easy: New insights for cosmochemical evolution from pre-stellar core collapse
本研究通过模拟尘埃分子云核坍缩，发现盘形成过程中的经向流和外流能有效混合并输运尘埃，为早期行星形成和宇宙化学演化提供新机制。
2024-05-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Ultracool Dwarfs Observed with the Spitzer Infrared Spectrograph -- III. Dust Grains in Young L Dwarf Atmospheres Are Heavier
本文分析了斯皮策望远镜观测的极冷矮星光谱，发现年轻低重力L型矮星的硅酸盐吸收特征由较大且重的非晶含铁镁辉石颗粒引起，首次提供了极冷大气中尘埃存在重力依赖性沉降的直接光谱证据。
2023-06-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
An interferometric study of the Fomalhaut inner debris disk. III. Detailed models of the exozodiacal disk and its origin
碎片盘是太阳系外类似于太阳系的小行星带。北落师门星在140天文单位处有一个冷的碎片带，也有温暖尘埃成分的证据，这被怀疑是太阳系黄道尘埃的明亮类似物。干涉观测获得的VLTI和KIN已经确定了近红外和中红外过度归因于热和温暖的exozodiacal尘埃在内部几个AU的恒星。我们进行了参数化建模的exozodiacal磁盘使用GRaTeR辐射转移代码再现干涉数据，补充中到远红外测量。对升华温度进行了详细的处理，以探索升华边缘的热粒子数。然后，我们使用了一种分析方法，连续测试几个源机制。一个很好的拟合数据被发现由两个不同的尘埃种群：（1）非常小，因此未绑定，热尘埃颗粒局限在一个狭窄的区域在升华边缘的碳质材料;（2）绑定颗粒在2 AU的保护升华，并有一个较高的质量，尽管他们微弱的通量水平。我们认为，热尘埃是由小碳颗粒的释放后，起源于温暖的组件的聚集体的破坏。需要一种机制，如气体制动，以进一步限制小颗粒足够长的时间。由于恒星的年龄，很难确保在原地产生尘埃，因此观测到的尘埃量必须由强烈的动力学活动触发。北落师门可能是目前正在全球范围内调查的exozodis的代表。我们提出了一个框架，调和热exozodi现象与理论约束：北落师门的热分量可能是冰山一角，因为它可能来自一个温暖的对应物居住在冰线附近。
2013-06-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
The WIRED Survey III: An Infrared Excess around the Eclipsing Post-Common Envelope Binary SDSS J030308.35+005443.7
我们提出了一个显着的红外线过剩与食后共同信封二进制SDSSJ 030308.35+005443.7，第一个过剩发现周围的非相互作用的白矮星+主序星M矮星二进制WISE的发现。白矮星+M矮星伴星的光谱能量分布向长方向有3微米的明显过剩。白矮星的T_eff为8940 K，与冷却年龄>2 Gyr相一致，这意味着过量的T_eff可能是由于最近形成的环双星尘埃盘，其物质从双星的潮汐截断半径1.96 Rsun延伸到<0.8 AU，总质量约为10^20 g。我们还构建了WISE和后续的地面近红外线曲线的系统，并发现在K波段的变化，似乎是在可见光中观察到的椭球变化的相位。尘埃的存在可能是由于a）被看不见的行星系统扰动的小岩石体的破坏所产生的物质，或者b）从伴星的风中凝结的尘埃。这个系统的高倾角和尘埃的存在，使它成为M矮星凌日观测和长期光度监测的有吸引力的目标。
2012-09-24 astro-ph.EP 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
On the impact origin of Phobos and Deimos III: resulting composition from different impactors
火卫一和火卫二起源于一个巨大的碰撞产生的磁盘正在获得更大的关注。虽然这种情况已经成为许多研究的主题，但在这个框架内对火星卫星化学成分的评估仍然缺失。火卫一和火卫二的化学成分是不受限制的。中红外特征的来源存在很大的不确定性，在可见光和近红外光谱中缺乏吸收带，以及卫星表面的次级过程的影响，使得很难通过遥感数据确定其组成。模拟表明，一个由气体和熔体组成的圆盘的形成与撞击物和火星的性质有关。使用热力学平衡，我们调查的尘埃（气体的冷凝物）和固体（从冷却熔体），从不同类型的火星撞击（火星，CI-，CV-，EH-，彗星状）的结果的组成。我们的计算显示了广泛的可能的化学成分和灰尘和固体之间的显着差异取决于所考虑的撞击物。假设火卫一和火卫二的吸积和混合的尘埃和固体的结果，我们发现，派生的组合（富含金属铁，硫化物和/或碳，淬火固体富含硅酸盐的尘埃）可以与观测兼容。JAXA的MMX（火星卫星探测）任务将在返回地球之前调查Maroons的物理和化学性质，特别是从Phobos取样。然后，我们的结果可以用来解开撞击火星的原始天体的起源和化学成分，并为帮助分析返回的样本提出指导方针。
2017-12-15 astro-ph.EP
AB Aur, a Rosetta stone for studies of planet formation (III): continuum observations at 2 and 7 mm
本研究通过ALMA和VLA多波长观测表征AB Aur原行星盘的尘埃性质，发现中心辐射主要来自射电喷流，并利用涡旋模型解释环发射的方位角对比度随波长变化，估算出总盘质量。
2023-12-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Variations on Debris Disks III. Collisional Cascades and Giant Impacts in the Terrestrial Zones of Solar-type Stars
我们分析了两套新的凝聚计算的固体粒子轨道内的地球区域的太阳型恒星。在碰撞级联模型中，数值模拟表明，总质量，质量在1毫米和更小的颗粒，和尘埃光度随时间的下降比预测的分析模型，$\propto t^{-n}$与$n \approx$ 1.1-1.2，而不是1更快。从数值计算得出的尺寸分布遵循分析预测在半径小于0.1公里，但比预测的更大的尺寸更浅。在行星形成的模拟中，尘埃光度的下降比纯粹的碰撞级联要慢，$n \approx$为0.5-0.8，而不是1.1-1.2。在这一衰减过程中，巨大的撞击产生了巨大的、可观测到的尘埃亮度峰值，持续时间大约为0.01-0.1百万年，每隔1-10百万年重复一次。如果大多数太阳型恒星都有地球质量的行星，其$a \lesssim$为$a \lesssim$ 1-2 AU，那么对1- 1亿年恒星周围的碎片的观测就可以对理论进行有趣的测试。目前的数据排除了类地行星是由1000公里或更大的微行星形成的理论。虽然观测到的$\gtrsim$ 3000万年老恒星中碎片盘的频率与我们的计算结果一致，但观测到的500 - 2000万年老恒星中温暖碎片的频率比预测的要小。
2015-12-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Fast methods for tracking grain coagulation and ionization. III. Protostellar collapse with non-ideal MHD
尘埃颗粒影响恒星形成的许多方面，包括行星形成，辐射转移的不透明度，化学和磁场通过欧姆，霍尔和双极扩散。粉尘颗粒的尺寸分布是影响所有这些方面的主要特征。在整个恒星形成过程中，晶粒尺寸会因凝聚而增大。我们在这里描述的数值模拟的原恒星坍缩所描述的方法在本系列的早期论文。我们计算的粒度分布从凝聚和非理想的磁流体力学效应自洽和低数值成本的演变。我们发现，混凝效率的影响主要是在高密度区域所花费的时间。从亚微米半径开始，在一个只有1000年历史的内部原行星盘中，颗粒尺寸达到100 μm以上。我们还表明，晶粒的生长显着影响的双折射率，并间接的动力学和角动量的磁盘。
2023-01-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Photoionized Herbig-Haro objects in the Orion Nebula through deep high-spectral resolution spectroscopy III: HH514
本文分析了猎户座星云核部170-337中出现的光电离Herbig-Haro天体HH~514的物理条件和化学成分。我们使用来自甚大望远镜UVES的高光谱分辨率光谱和来自加那利大望远镜MEGARA的IFU光谱。我们分别用$n_{\rm e}= (2.3 \pm 0.1) \times 10^5 \text{cm}^{-3}$和$n_{\rm e}= (7 \pm 1) \times 10^4 \text{cm}^{-3}$观察到HH~514的两个组成部分，即喷射基底和结，两者都用$T_{\rm e}\approx 9000 \text{ K}$。我们发现HH~514的化学成分与猎户座星云一致，除了Fe，Ni和S，它们显示出较高的丰度。与一般星际介质相比，在HH天体中观测到的Fe和Ni丰度的增加通常被解释为尘埃颗粒的破坏。观测到的硫过剩（超过太阳的两倍）是具有挑战性的解释，因为来自同一圆盘的持续光蒸发流显示正常的硫丰度。如果上述的硫过剩是由于尘埃的破坏，硫化物和/或其他含硫尘埃库的形成可能与原行星盘中的行星形成过程有关，在物质从盘到中心恒星的吸积过程中，这些行星盘过滤了大的硫化物尘埃颗粒。我们还表明，发表的分子发射靠近中央恒星的运动学是不一致的，无论是一个磁盘垂直于光学喷流，也不与流出，是与它对齐。
2022-05-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
