Candidate Water Vapor Lines to Locate the H$_{2}$O Snowline through High-Dispersion Spectroscopic Observations I. The Case of a T Tauri Star
在原行星盘的H $_{2}$ O雪线内，水从尘埃颗粒表面蒸发成气相，而在雪线以外的寒冷区域，水被冻结在尘埃上。H $_{2}$ O冰增强了盘的寒冷外部的固体物质，这促进了气体巨行星核心的形成。我们可以把H $_{2}$ O雪线看作是划分岩石和气态巨型行星形成区域的表面。因此，观测测量H $_{2}$ O雪线的位置对于理解星子和行星形成过程以及地球上水的起源至关重要。在本文中，我们发现候选水线定位的H $_{2}$ O雪线，通过未来的高色散光谱观测。首先，我们计算了圆盘的化学成分，并调查了H $_{2}$ O气体和冰的丰度分布，以及H $_{2}$ O雪线的位置。我们证实，H $_{2}$ O气体的丰度高，不仅在热的中面区域内的H $_{2}$ O雪线，而且在热的表面层的外盘。其次，我们计算了H $_{2}$ O线的轮廓，并确定了那些H $_{2}$ O线是有希望的定位H $_{2}$ O雪线：所确定的线是那些具有小的爱因斯坦$A$系数和高的上态能量。候选H $_{2}$ O线的波长范围从中红外到亚毫米，并且它们与ALMA和未来的中红外高色散光谱仪（例如，TMT/MICHI，SPICA）。
2016-06-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Peering into the Midplane of the DM Tau Disk using N2H+ and DCO+
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Williams College（威廉姆斯学院）；Boston University（波士顿大学）；Wesleyan University（卫斯理安大学）；HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（匈牙利研究与教育网络地球科学与天文学研究中心）；ELTE Eötvös Loránd University（罗兰大学）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛与史密森尼天体物理中心）；Iowa State University（爱荷华州立大学）
本研究利用ALMA观测DM Tau原行星盘的N2H+和DCO+，发现其径向分布特征，提出增强的紫外穿透与电离率可解释外盘延伸发射，指出需额外约束才能将这些分子作为CO雪线示踪剂。
2026-10-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
The young embedded disk L1527 IRS: constraints on the water snowline and cosmic ray ionization rate from HCO+ observations
水雪线在星周盘是行星形成的一个重要组成部分，但由于在年轻的嵌入式和成熟的原行星盘中观测水的困难，对其位置的直接观测限制仍然很少。化学成像提供了另一种定位雪线的途径，HCO $^+$同位素已被证明是原恒星包层和赫比格盘中的良好示踪剂。在这里，我们提出$\sim$ 0.5 $^{\prime\prime}$分辨率（$\sim$ 35 AU半径）阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）的HCO $^+$ $J=4-3$和H $^{13}$ CO $^+$ $J=3-2$对年轻（0/I类）磁盘L1527 IRS的观测。使用源特定的物理模型与中面雪线在3.4 AU和一个小的化学网络，我们能够再现的HCO $^+$和H $^{13}$ CO $^+$发射，但对于HCO $^+$只有当宇宙射线电离率降低到$10^{-18}$ s $^{-1}$。即使观察是不敏感的预期HCO $^+$丰度下降整个雪线，减少HCO $^+$以上的雪表面和全球温度结构，使我们能够限制雪线的位置之间的1.8和4.1 AU。需要进行深层观测，以消除包络线对排放的贡献，并对雪线位置进行更严格的限制。定位雪线在年轻的磁盘直接与H $_2$ O同位素的观测，因此可能仍然是一个替代的选择。通过直接雪线测量，HCO $^+$将能够提供对电离率的限制。
2022-04-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The composition of hot Jupiter atmospheres assembled within chemically evolved protoplanetary discs
在原行星盘中，大量含氧和含碳分子的雪线的径向位置将导致气体和冰中C/O比的系统径向变化。这种变化被认为是气态巨行星形成位置的一种示踪。然而，圆盘化学可以影响气体和冰中的C/O比率，从而可能消除气体巨行星大气中雪线的化学指纹。我们计算热木星大气的分子组成，使用元素丰度提取的化学动力学模型的光盘中平面，我们已经改变了初始丰度和电离率。这些模型预测的可能大气的多样性比仅使用雪线的元素比率预测的更广泛。与以往的研究结果一样，当C/O比超过太阳值时，CH $_{4}$的混合比在低层大气中增加，而C $_{2}$ H $_{2}$和HCN的混合比主要在高层大气中增加. H $_{2}$ O的混合比相应降低。我们发现，C/O $>1$的热凝聚体只能在CO $_{2}$和CH $_{4}$雪线之间形成。此外，它们只能形成在一个完全继承了星际丰度的圆盘中，并且在那里发生了微不足道的化学反应。因此，富含碳的行星可能是罕见的，除非富含碳氢化合物的冰通过卵石漂流到CH $_{4}$雪线内是一种常见的现象。我们预测的C/O比和元素丰度的组合，可以限制气体巨行星形成的位置相对于雪线的位置，并可以提供深入了解光盘化学史。
2020-09-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Transport of CO in Protoplanetary Disks: Consequences of Pebble Formation, Settling, and Radial Drift
目前的（外）行星形成模型往往依赖于大量所谓的“卵石”从外盘流入行星形成区域。在本文中，我们调查如何形成的卵石在寒冷的外部地区的原行星盘和随后的迁移到内部磁盘可以改变气相CO分布内部和外部的中平面CO雪线。通过模拟由此产生的CO丰度在中面以及温暖的表面层，我们确定了可观察到的签名的大规模卵石的形成和迁移，可以用作“吸烟枪”这些重要的过程。具体地说，我们发现，在$1\mathrm{~Myr}$之后，冰卵石的形成和沉降导致在温暖的空气中去除高达$80\%$的CO蒸气。（$T>22\mathrm{~K}$）磁盘层以外的CO雪线，而径向迁移的卵石的结果在一个羽状的CO蒸汽内部雪线的产生，根据湍流的强度和单个卵石的尺寸，将CO丰度增加因子${\sim}2{-}6$。在年轻的附近磁盘的CO蒸汽羽流的情况下，可能表明有效的转换CO到一个更难熔的物种，或减少径向质量通量的卵石，例如，磁盘的不均匀性或早期的星子形成。
2018-08-06 astro-ph.EP
Shaping the CO snowline in protoplanetary disks
本研究利用RADMC-3D和NAUTILUS模拟多尺寸尘埃群体的辐射相互作用，发现其造成温度分层、CO雪线分离及中平面CO气体空洞。
2023-10-13 astro-ph.EP 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
How fast do Jupiters grow? Signatures of the snowline and growth rate in the distribution of gas giant planets
我们在这里提出的观测证据表明，雪线在气体巨行星的形成和演化中起着重要的作用。当考虑人口观察到的系外行星，我们发现在质量半长轴空间的边界，这表明行星优先发现超越雪线之前，进行间隙开放向内迁移和相关的气体吸积。这与理论模型相一致，该模型表明不透明度的突然变化（如雪线处发生的变化）可以影响核心迁移。此外，人口合成模型表明，这一边界意味着气体巨行星吸积了约70%的向内流动的气体，允许约30%的气体通过内部圆盘。这是定性一致的过渡盘的意见，建议存在的内部孔，尽管有正在进行的气体吸积。
2012-09-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Mapping the Vertical Gas Structure of the Planet-hosting PDS 70 Disk
利用高分辨率CO同核素和HCO+观测测绘行星宿主PDS 70盘的2D垂直气体结构，发现其CO发射高度典型且未受行星显著影响，并估算CO雪线位置为56-85 au，表明行星PDS 70b和70c可能正在吸积高C/O比气体。
2024-01-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Radial Distribution of H2 and CO in TW Hya as Revealed by Resolved ALMA Observations of CO Isotopologues
CO作为分子气体的示踪剂被广泛应用。然而，现在有越来越多的证据表明，在TW Hya周围的圆盘中，气相碳已经耗尽。以前的努力，以量化这种消耗受到阻碍的不确定性，在磁盘的径向热结构。在这里，我们提出了解决ALMA观测的13 CO 3-2，C18 O 3-2，13 CO 6-5，C18 O 6-5的排放TW Hya，这使我们能够获得径向气体温度和气体表面密度分布，以及映射的CO丰度作为半径的函数。这些观测提供了一个测量的表面CO雪线在~30 AU，并显示了一个外环的CO排放集中在53 AU的证据，以前只看到在不太丰富的物种的功能。此外，推导出的CO气体温度分布约束CO在温暖的分子层中的冻结温度< 21 K。结合之前对HD 1-0的探测，这些数据限制了内部~30 AU中温暖的H2气体的表面密度。我们发现CO在R=10-60 AU的范围内被消耗了两个数量级，少量的CO返回到表面CO雪线内的气相不足以解释整体的消耗。最后，这一新的数据与以前的TW Hya磁盘的建模，以限制中面CO雪线17-23 AU。
2016-03-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Viscous heating as the dominant heat source inside the water snowline of V883 Ori
本文通过构建包含粘性加热的径向相关盘模型并结合 ALMA 观测，证明粘性加热是 V883 Ori 水雪线内侧的主导热源，揭示了吸积爆发对原行星盘物理条件与演化的关键影响。
2023-11-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Simulating the interplay between the snowline pebble flux and ongoing planet formation and migration
University of Exeter（埃克塞特大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；University College Cork（科克大学学院）
研究雪线碎石流对最终行星轨道和质量的影响及行星成长迁移对碎石流的反作用，发现高湍流盘中存在连续相关性，低湍流中出现阶跃函数，强调碎石流可约束行星形成模拟。
2026-04-15 astro-ph.EP
Around the water snowline: I. Effects of dynamical and chemical interplay on mid-infrared water spectra of protoplanetary discs
University of Exeter（埃克塞特大学）；University of Michigan（密歇根大学）；Texas State University（德克萨斯州立大学）
本研究利用新二维模型MAGPIE，量化了扩散、平流及卵石漂移等动力学过程对原行星盘水丰度和红外光谱的影响，发现输运可补充水层并改变谱线特征，但卵石漂移对冷水示踪物影响有限。
2026-09-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Locked In Ice: how Pebble Drift and Volatile Entrapment can Significantly Impact Carbon and Oxygen Ratios in Evolving Protoplanetary Discs
University of Exeter（埃克塞特大学）；University College Cork（科克大学学院）；University of Copenhagen（哥本哈根大学）；UC Berkeley Department of Chemistry（加州大学伯克利分校化学系）
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
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
Sub-Snowline Formation of Gas-Giant Planets in Binary Systems
Technion（以色列理工学院）
研究双星系统中存在气体巨行星的现象，探讨其形成机制，并提出基于尘埃陷阱的亚雪线形成模型，建立预测其轨道半长轴的实证关系。
2026-04-16 astro-ph.EP
The role of atom tunneling in gas-phase reactions in planet-forming disks
本文研究的影响，增加反应速率常数，由于隧道效应对行星形成盘。我们的目标是量化的天体物理意义的原子隧穿的简单分子，经常被用来推断磁盘结构信息或定义行星（大气）形成的初始条件。我们解释了隧道效应对反应速率通过使用一个学术的例子相比，以前的UMIST 2012速率常数。在一个包含1299个反应的化学网络中，我们确定了所有可能显示原子隧穿的反应。我们设计了一个简单的制定反应速率常数高估隧道和屏幕的标准金牛座T盘模型的物种丰度的变化。对于这些反应被发现是相关的，我们发现的最新文献的速率常数，包括隧道的值，并比较由此产生的磁盘化学的标准磁盘模型。UMIST 2012数据库中的速率常数在许多情况下已经隐含地捕获了隧道效应。一个严格的筛选程序确定了三个中性-中性反应，原子隧穿可以改变简单的分子丰度。然而，通过采用这些反应的速率常数的最新值，并由于行星形成盘的分层结构，影响仅限于冷中性-中性化学占主导地位的小区域。与之前使用UMIST 2012速率的结果相比，接近中面雪线的水丰度最多可以增加两倍。从磁盘表面的观测，如高激发（> 500 K）水线通量，减少了60%，最多时明确排除隧道效应。另一方面，与行星形成相关的盘中面量，如碳氧比和冰岩比，显然受到这些气相隧道效应的影响。
2019-06-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Revealing asymmetry on midplane of proto-planetary disc through modelling of axisymmetric emission: methodology
提出一种分析框架，通过干涉观测建模轴对称盘发射，精确恢复非轴对称结构（如螺旋和环行星盘），并在真实数据中验证，优于高斯拟合。
2025-01-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Thanatology in Protoplanetary Discs: the combined influence of Ohmic, Hall, and ambipolar diffusion on dead zones
原行星盘由于其低温和高柱密度而难以电离，因此受到三种“非理想”磁流体动力学效应的影响：欧姆耗散、双极扩散和霍尔效应。自磁旋转不稳定性被发现以来，磁驱动湍流的存在一直是一个中心问题。早期的模型只考虑欧姆扩散，并导致分层吸积的情况下，在磁盘中平面的磁“死”区是嵌入在磁“活跃”的表面层在距离中央原恒星物体约1-10 au。最近的工作表明，欧姆耗散和双极扩散的组合可以使两个中平面和表面层的光盘不活跃，扭矩由于磁驱动的外流需要解释所观察到的吸积率。我们重新评估这张照片进行三维数值模拟，包括，第一次，所有三个非理想的MHD效应。我们发现，霍尔效应一般可以“复活”死区，通过产生一个占主导地位的方位角磁场和大规模的麦克斯韦应力整个中平面，提供的角速度和磁场满足Ω.B > 0。随之而来的大磁压力改变了垂直密度分布，并大大增加了磁盘刻度高度超过其流体静力学值。流出是产生的，但不是解释吸积速率<10^{-7} Msun/yr所必需的。圆盘中平面内的流动基本上是层流，这表明灰尘沉降可能是有效的。这些结果表明，如果MRI是相关的驱动质量吸积在原行星盘，必须包括霍尔效应，以获得甚至定性正确的结果。
2014-04-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
First detection of gas-phase ammonia in a planet-forming disk
原行星盘中的氮化学和尘埃颗粒的冻结是理解早期太阳系类似物中含氮物质形成的关键。到目前为止，在原行星盘的雪线之外还没有探测到氨。我们的目标是在一个原行星盘中找到气相氨，并描述其相对于水蒸气的丰度。使用HIFI的赫歇尔空间天文台，我们检测到，第一次，在原行星盘的ortho-NH $_3$的基态旋转发射，TW Hya。我们使用磁盘的物理结构和化学氨和水的详细模型来推断这些物种的气相分子的量。我们探索两个径向分布（局限于$<$ 60金像毫米大小的颗粒）和两个垂直分布（近中面，预计水光解吸关闭冰颗粒）来描述（未知）的位置的分子。这些分布捕捉到了被冰覆盖的颗粒的径向漂移和垂直沉降的影响。我们使用物理化学模型来重现通量，假设水和氨是同空间的。我们推断氨的气相质量为0.7-11.0 $\times$ 10 $^{21}$ g。对于水，我们推断气相质量为0.2-16.0 $\times$ 10 $^{22}$ g。这对应于NH $_3$ /H $_2$ O丰度比为7 - 84%，假设水和氨共存。只有在最紧凑和最稳定的构型中，推测的NH $_3$ /H $_2$ O才与星际冰和太阳系天体的$\sim$ 5 -10一致。如果用于随后冻结的可用表面显著减少，则中平面中的挥发物释放可能经由冰体之间的碰撞而发生，例如，通过小颗粒生长成卵石或更大的。
2016-04-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
CO Depletion in Protoplanetary Disks: A Unified Picture Combining Physical Sequestration and Chemical Processing
在原行星盘中的气相CO丰度（相对于氢）从其ISM值${\sim}10^{-4}$降低了2个数量级，即使在考虑了冻结和光解离之后。先前的研究表明，虽然CO的局部化学处理和中平面中固体上的CO冰的封存都可以做出贡献，但这些过程似乎都不能在$1{-}3\mathrm{~Myr}$的相关时间尺度上始终达到所观察到的耗尽因子。在这项研究中，我们同时模拟这些过程，包括一个紧凑的化学网络（以碳和氧为中心）的2D（$r+z$）模拟外部（$r>20\mathrm{~au}$）磁盘区域，包括湍流扩散，卵石形成，卵石动力学。一般来说，我们发现CO/H $_2$丰度是时间和位置的复杂函数。集中在CO在温暖的分子层，我们发现，只有最完整的模型（包括化学和卵石演变）可以达到与观测一致的耗尽因子。在没有压力陷阱，高效的星子形成，或高宇宙射线电离率，该模型还预测了CO蒸气内部的CO雪线的复苏。我们显示的元素（C/O）和（C/H）比（在气体和冰相）的物理和化学过程的影响，讨论使用CO作为磁盘质量示踪剂，最后，连接我们预测的卵石冰组成的原始微行星发现在冷经典柯伊伯带和碎片磁盘。
2020-07-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Unlocking the secrets of the midplane gas and dust distribution in the young hybrid disc HD 141569
HD 141569是一颗前主序星，它有一个独特的圆盘位于原行星盘和碎片盘之间，类似于较老的“混合”型圆盘。这项工作的目的是把质量和空间结构的光盘中平面的背景下的碎片，混合和原行星盘。我们用1.3mm连续谱的ALMA和$^{13}$ CO（2-1）观测了HD~141569。这是第一次检测和图像的光学薄气体发射从该光盘的中平面。在连续发射中，我们检测到一个未分辨的中心峰和一个在220 $\pm$ 10~au处的毫米发射环的组合，该环稍微位于散射光中发现的环之一的内部。环的最小尘埃质量为0.13 $\pm$ 0.02~M $_{\oplus}$，而在恒星位置未分辨的毫米峰主要是由于尘埃的最小值为1.2 $\pm$ 0.2~M $_{\oplus}$而产生的热辐射。$^{13}$ CO在恒星位置周围不对称分布，峰值在1.1”距离处，P.A. -33 $^\circ$。气体被检测到远至220 $\pm$ 10~au，径向间隔与mm环的径向间隔相同。假设光学薄发射和标准ISM丰度，我们使用我们的$^{13}$ CO数据来推导出（6.0 $\pm$ 0.9）$\times 10^{-4}~$ M $_\odot$盘中的气体质量。与已发表的$^{12}$ CO数据的比较表明，$^{12}$ CO是光学厚，解释了为什么基于$^{12}$ CO的估计低估了气体质量。
2018-06-21 astro-ph.EP
Determining the mid-plane conditions of circumstellar discs using gas and dust modelling: a study of HD 163296
原行星盘中的气体质量是评估其行星形成潜力的一个非常有趣的量。然而，圆盘气体质量传统上是通过应用假定的标准气尘比$g/d=100$从测量的尘埃质量推断的。此外，测量气体质量的基础上CO观测已被阻碍的CO冻结的影响。在这里，我们提出了一种新的方法来研究中平面气体相结合的C $^{18}$ O线模拟，CO雪线观测和光谱能量分布（SED），并有选择地研究内几十个金的冻结是不相关的。我们将建模技术应用到Herbig Ae星HD 163296周围的圆盘上，特别关注CO雪线半径内的区域，测量该圆盘为90 AU。我们的模型得出了$M_{\text{C}^{18}\text{O}}(<90\,\text{au})\sim 2\times10^{-8}$ M $_\odot$内部圆盘区域中C $^{18}$ O的质量。我们发现，我们的大多数模型产生一个显着较低的$g/d<20$，特别是在光盘中平面（$g/d<1$）。我们唯一的模型与更多的星际介质（ISM），如$g/d$需要C $^{18}$ O是相对于ISM丰度和亚微米颗粒的显着耗尽，这是不支持散射光观测。我们的技术可以应用于一系列的光盘，并开辟了一个可能性，测量气体和尘埃质量的光盘内的CO雪线位置，而不作出假设的气体-尘埃比。
2016-07-25 astro-ph.EP
Second-generation microlensing planet surveys: a realistic simulation
迄今为止，微透镜巡天已经发现了大约12颗太阳系外行星，主要集中在少数高倍透镜事件上，这些事件对行星探测具有很高的灵敏度。相反，最近开始的第二代实验也持续监测大多数低放大率事件。我们进行了一个现实的数值模拟这样的实验。我们模拟缩放，太阳，八行星系统，研究各种物理参数（行星频率，雪线与恒星质量R_snow ~ M^s的缩放），并折叠在各种观测参数（节奏，实验持续时间），采样序列和测光误差分布从真正的正在进行的实验。我们量化了探测到的行星产量对节奏和实验持续时间的依赖性，例如，当从3小时到15分钟的基线节奏，或从80天到150天的实验时，产量翻了一番。雪线尺度指数s和行星系的丰度之间存在简并性，这可以从我们的尺度太阳模拟模型的实验中推断出来。4年后，正在进行的第二代实验将发现大约50颗行星，因此将能够确定雪线行星出现的频率，精确度为10- 30%，假设拥有此类行星的恒星比例在1/3和1/10之间，雪线指数在s=0.5到2之间。如果大多数行星系都是太阳系类似物，那么超过65%的被探测行星将是“类星体”，六分之五的被探测异常将是由于一颗行星，六分之一的异常将在一次透镜事件中揭示两颗行星。
2011-10-16 astro-ph.EP astro-ph.GA
Hall-effect Controlled Gas Dynamics in Protoplanetary Disks: II. Full 3D Simulations toward the Outer Disk
本文采用三维分层剪切盒MHD方法模拟了垂直磁场Bz作用下原行星盘的气体动力学。所有三个非理想的MHD效应，欧姆电阻率，霍尔效应和双极扩散包括在一个自洽的方式基于平衡化学。我们专注于区域向外盘半径，从5- 60 AU，欧姆电阻率往往变得可以忽略不计，双极扩散占主导地位，在整个磁盘高度的扩展区域，和霍尔效应在很大程度上控制了磁盘中平面附近的动态。我们发现，在R=5AU附近，当净垂直场Bz不太弱时，系统会产生层流/弱湍流磁离心风。此外，风能够实现并保持在圆盘中平面处具有反射对称性的配置。具有反对齐场极性的情况（Omega. Bz<0）在Bz下降时更容易受到MRI的影响，导致径向方向上的流出振荡和非常低效的角动量传输。在R= 30 AU附近的外盘，由于远紫外电离，系统在表层显示出强烈的MRI湍流，这有效地驱动了盘吸积。霍尔效应影响中平面区域对MRI的稳定性，导致对准/反对准场极性的强/弱麦克斯韦应力。然而，中平面区域仅是非常弱的湍流。总的来说，基本的图像是类似于传统的分层吸积方案适用于外盘。此外，我们发现，垂直的磁通量是强烈集中到薄，方位角扩展壳在我们的大多数模拟超过15 AU。这是与霍尔效应无关的一般现象，并导致增强的带状流。观测和理论的影响，以及未来的前景进行了简要讨论。
2014-09-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Carbon depletion observed inside T Tauri inner rims: Formation of icy, kilometer size planetesimals by 1 Myr
原行星盘的碳含量是表征不同盘半径行星的重要参数。从远红外线和亚毫米波观测中有一些证据表明，外盘的气体中碳含量减少，而在盘中面富碳冰的含量相应增加。对内部升华边缘内的碳含量的观测可以确认有多少碳仍然锁定在圆盘中千米大小的物体中。使用近红外光谱，我自洽地确定恒星，消光，面纱，吸积性质的26颗恒星在我的样本。从这些值中，我提取了目标星的内盘过剩，并在其中18个盘中识别出一系列C^0复合线，并使用具有光学薄板模型的Chianti原子线数据库来约束具有完整线集的5个盘中这些线的平均n_e、T_e和n_C。通过使用云光电离代码将这些值与内盘的其他板模型进行比较，我还限制了n_H和碳丰度X_C，从而限制了板中"缺失"的碳量。内盘密度极高（n_H~10 ^{16} cm ^{-3}），温度高（T_e~4500 K），电离程度中等（logX_e~3.3）。五个模拟圆盘中的三个显示出相对于太阳值<= 42的稳健的碳消耗。我讨论了多种方式，其中“失踪”的碳可以锁定的增生气体。考虑到高密度的内盘气体，径向漂移的证据，以及缺乏明显的差距，在这三个系统中，他们的碳消耗是最一致的“失踪”的碳被隔离在公里大小的机构。对于DR Tau，氮和硅也分别亏损了45和4倍，这表明锁定颗粒的千米大小的物体是在N_2雪线之外形成的。
2019-10-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Are Inner Disc Misalignments Common? ALMA Reveals an Isotropic Outer Disc Inclination Distribution for Young Dipper Stars
斗星是一种常见的年轻变星，白天会有高达百分之几十的暗变。一个标准的解释是，勺形星拥有接近边缘（70度）的原行星盘，允许近距离（< 1 au）的尘埃稍微提升到中平面之外，以部分掩盖恒星。一个面向上的斗盘和越来越多的证据，内部光盘错位的识别带来了这种情况下的问题。因此，我们统一（重新）推导出24个斗盘的倾角解决（亚）毫米干涉从ALMA。我们发现，斗盘倾角是一致的各向同性分布超过0-75度，以上的发生率下降（可能是由于光学厚盘中平面阻挡其宿主恒星的观测选择效应）。这些发现表明，北斗现象是无关的外（>10 au）光盘解决ALMA和内部光盘错位可能是常见的原行星阶段。不止一种机制可能会导致北斗七星现象，包括吸积驱动的扭曲和倾斜的（亚）恒星或行星伴星造成的“破碎”圆盘。
2019-12-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
CO2-rich protoplanetary discs as a probe of dust radial drift & trapping
本文利用一维原行星盘演化模型研究径向漂移尘埃输运冰对盘内区化学的影响，发现尘埃捕获加速H2O主导阶段向CO2主导阶段转变，并提出CO2/H2O可见柱密度比值是追踪输运对化学影响的更可靠观测探针。
2025-01-20 astro-ph.EP
C/O ratios in self-gravitating protoplanetary discs with dust evolution
该研究通过含尘埃演化的自引力原行星盘模拟，揭示了C/O比的演化规律，区分了流不稳定性和引力不稳定性两种行星形成机制的C/O比范围，并与观测及太阳系彗星成分相印证。
2024-12-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Volatile Carbon to Oxygen Ratio as a Tracer for the Formation Locations of Interstellar Comets
根据1 I/`Oumuamua和2 I/Borisov的发现所暗示的发生率，即将进行的鲁宾天文台时空遗产巡天（LSST）应该每年都能探测到$\ge1$星际天体（Hoover等人，2021年）。我们主张未来测量这些物体中H $_2$ O、CO $_2$和CO的产生率，以估计它们的碳氧比，从而追踪它们原始原行星盘内的形成位置。我们审查类似的测量太阳系彗星，这表明形成内部的CO雪线。通过对星际介质和太阳系的相对处理进行量化，我们估计，对于大多数星际彗星来说，产生率将不能代表原始成分。在星际介质中CO和CO $_2$相对于H $_2$ O的优先解吸意味着测量的C/O比代表原始比的下限。具体而言，${\rm Q}({\rm CO})/{\rm Q}({\rm H_2O})<.2$和${\rm Q}({\rm CO})/{\rm Q}({\rm H_2O})>1$的产率比可能分别指示CO雪线内部和外部的地层。2 I/Borisov的高C/O比意味着它形成于CO雪线的外部。我们提供了一个概述，目前运行的设施能够获得这些测量，将限制喷出的彗星，形成外部的CO雪线的分数。这一部分将提供关键的洞察力的效率和机制，彗星喷射在系外行星系统。
2022-06-01 astro-ph.EP astro-ph.GA
The origin of the occurrence rate profile of gas giants inside 100 days
我们研究了巨行星周期分布的起源。我们使用基于卵石吸积的行星形成模型拟合了Santerne等人（2016）发现的300天内气体巨行星的偏差校正分布。我们调查了两种可能的初始条件：行星种子的线性分布，以及只在水和CO冰层上注入的种子。我们的模拟排除了具有高度置信度的种子的线性初始分布。我们基于雪线的双峰模型给出了一个更合理的数据拟合，如果我们假设水雪线在产生行星方面的效率降低了3-10倍，差异就会显着减少。此外，该模型在作为比较标准的暖/热温度比和高斯混合模型上表现更好。我们的研究结果表明，在300天内的气体巨星系外行星人口更符合行星优先在特殊位置形成。
2017-06-02 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
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
Self-gravitating disc candidates around massive young stars
最近在大质量的年轻原恒星周围发现了几个候选的开普勒盘。考虑到这些系统中相对较大的盘星质量比，以及它们年轻的年龄，值得研究它们变得自引力的倾向。为此，我们计算自洽的，半解析模型的假定自引力盘五个候选光盘系统。我们的目的不是要完全符合观测结果，而是要证明，由于即使在毫米波长下，中平面的光学厚度也很高，因此来自边缘不稳定的自引力盘的预期尘埃连续辐射可能相当微弱。在最好的情况下，模型产生的“可观测”的光盘质量的一个因素内的1.5个观察到的，与中面尘埃温度可比的测量温度从分子线发射。我们发现，在两种情况下，自引力盘模型与观察比较。如果这些圆盘是自引力的，那么它们就满足其外部区域圆盘碎裂的条件。因此，这些系统可能有尚未解决的低质量恒星伴星，因此是未来高角分辨率观测的有希望的目标。
2016-08-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Mixing and diffusion in protoplanetary disc chemistry
我们开发了一个简单的迭代方案，包括垂直湍流混合和扩散ProDiMo热化学模型的原行星盘。仔细检查的模型收敛到时间无关的解决方案的反应扩散方程，例如用于系外行星大气模型。本文提出了一系列五个T-Tauri圆盘模型，其中我们将混合参数α mix从0变化到0.01，并考虑了（a）向上混合的冰粒不透明度的辐射转移反馈和（b）由放热反应和增加的线加热/冷却引起的分子丰度变化对气体温度结构的反馈。我们看到圆盘中的分子和冰浓度发生了相当大的变化。最丰富的物质（H2，CH 4，CO，高层的中性原子和中平面的冰）被上下运输，在这些丰富的化学物质最终分解的位置，例如通过光过程，反应产物的释放对所有其他分子都有重要的影响。这通常会产生一种更活跃的化学物质，具有更丰富的电离、原子、分子和冰物质的混合物，以及在未混合的情况下不相关的新化学途径。我们讨论了混合对三种光谱观测的影响，发现（i）冰粒可以到达可观测的圆盘表面，在那里它们在IR到远IR波长处引起冰吸收和发射特征，（ii）混合增加了中红外光谱可观测到的某些中性分子的浓度，特别是OH，HCN和C2 H2，以及（iii）混合可以改变CO在ALMA线图像和通道图中的光学外观，其中强混合将导致CO分子占据远处的中平面。
2022-09-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust Settling Instability in Protoplanetary Discs
流动不稳定性（SI）作为原行星盘中平面固体聚集和触发星子形成的机制，在线性和非线性区域得到了广泛的研究。一个相关的尘埃沉降不稳定性（DSI）适用于颗粒，同时向中平面沉降。DSI先前已经在线性状态下进行了研究，预测它可能会引发颗粒远离中平面的聚集。这项工作提出了一系列的线性计算和非线性模拟，与FARGO3D进行，以评估条件DSI的增长。我们扩大了以前的线性分析，包括颗粒尺寸分布和进行详细的研究所需的稳定的DSI的背景湍流的量。当包括分箱大小分布时，DSI通常产生收敛的增长率，其箱数比标准SI少。与背景湍流，我们发现，DSI增长的最有利的条件是弱湍流，其特征在于$α\lesssim 10^{-6}$与中等大小的颗粒，从一个气体尺度的高度解决。这些条件可能出现在吸积爆发后盘湍流突然减少的过程中。忽略背景湍流，我们进行了局部二维DSI模拟的参数调查。颗粒结块是弱的或比颗粒沉降更慢地发生。在对比3D模拟中，聚束减少了两倍。总的来说，我们的研究结果强烈反对DSI显着促进星子形成的假设。非线性模拟的DSI与不同的数值方法可以支持或挑战这些发现。
2020-09-15 astro-ph.EP
Deuteration of water in protoplanetary discs during luminosity outbursts: model predictions for FU Ori discs
Institute of Astronomy, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天体物理研究所）；Ural Federal University named after the first President of Russia B.N. Yeltsin（叶利钦总统乌拉尔联邦大学）；Research Institute of Physics, Southern Federal University（南联邦大学物理研究所）
该研究使用 ANDES 模拟不同光度爆发对原行星盘水氘代的影响，发现强爆发可重现 V883 Ori 的高 HDO/H₂O 剖面，但与其当前光度存在差异。
2025-10-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust Dynamics in Protoplanetary Disk Winds Driven by Magneto-Rotational Turbulence: A Mechanism for Floating Dust Grains with Characteristic Sizes
通过模拟尘埃颗粒在垂直方向上的时间演化，研究了磁旋转湍流驱动的原行星盘风中不同尺寸尘埃颗粒的动力学行为。与气体耦合良好的小尘埃颗粒被向上流动的气体向上拖曳，而大颗粒则留在圆盘的中平面附近。中等尺寸的颗粒在向下的重力和向上的气体阻力之间的时间平均力平衡中从中平面漂浮在几个尺度高度处。对于1天文单位的最小质量太阳星云，尘埃颗粒大小为20 - 40 $μm$漂浮在距离中平面5-10刻度的高度。考虑到与中心恒星的距离的依赖性，较小尺寸的颗粒仅保留在盘的外部区域，而较大尺寸的颗粒分布在更广泛的区域。我们还讨论了我们的结果的影响，年轻恒星周围的尘埃物质的观测。
2016-02-12 astro-ph.EP
The molecular composition of the planet-forming regions of protoplanetary disks across the luminosity regime
对原行星盘的近红外到中红外观测表明，内部区域（<10 AU）富含小型有机挥发物（例如，C2 H2和HCN）。数据趋势表明，较冷恒星（~ 3000 K）周围的盘可能比较热的恒星更富含碳和分子。我们的目标是探索从M矮星到Herbig Ae恒星周围的行星形成区域的组成，并与观测到的趋势进行比较。磁盘物理结构的模型与气体颗粒化学网络相结合，以绘制行星形成区的丰度。N2自屏蔽，X射线诱导的化学，和初始丰度，进行了研究。在“可观察”的大气中的成分进行比较，在行星建设水库居住的中平面。M矮星盘的大气比金牛T或赫比格Ae盘的大气相对更富含分子。微弱的远紫外光通量有助于保持这种复杂性，这是由X射线诱导的离子分子化学增强。N2自屏蔽只有很小的影响，并不能解释在较冷的恒星上观察到的较高的C2 H2/HCN比率。模型生产不足的OH/H2O柱密度比限制在Herbig Ae磁盘，尽管复制的绝对值OH：H2O自屏蔽只增加了这种差异。盘中面含量对初始主要元素储集层敏感。内盘中的气体通常比中面的冰更富含碳，对于较冷恒星周围的盘来说是最重要的。大气中的C/O比似乎大于它实际上是使用可观察到的示踪剂计算时，只是因为气相O2被预测为一个重要的氧气库。这些模型表明，在较冷恒星周围的圆盘内部区域的气体更富含碳;然而，分子发射的计算是必要的，以确认观察到的趋势。
2015-09-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Material Transport in Protoplanetary Discs with Massive Embedded Planets
本研究使用FARGO3D进行3D流体动力学模拟，发现大质量嵌入行星通过压强和吸积过滤尘埃，且穿过间隙的物质会经过高温Hill球导致CO冰脱附。
2024-09-24 astro-ph.EP
Molecules with ALMA at Planet-forming Scales (MAPS) III: Characteristics of Radial Chemical Substructures
行星形成尺度下的分子与ALMA（MAPS）大型计划提供了一个详细的，高分辨率（${\sim}$ 10-20 au）的分子线发射视图，在空间尺度上与行星形成相关的五个原行星盘。在这里，我们提出了一个系统的分析化学亚结构在18个分子线对MAPS源：IM Lup，GM Aur，AS 209，HD 163296，和MWC 480。我们确定了200多个化学亚结构，发现在几乎所有的半径线发射检测。广泛多样的径向形态-包括环，间隙和高原-观察到每个磁盘内和整个MAPS样品。这种多样性线发射轮廓也存在于最里面的50金。总的来说，这表明行星在不同的化学环境中形成，无论是在磁盘上还是在同一磁盘内的不同半径。内部150金，大多数的MAPS磁盘的化学子结构在空间上一致的毫米连续的子结构，指示磁盘中平面和温暖的，升高的分子发射层之间的物理和化学联系。内部盘中的一些化学亚结构和150 Au外部的大多数化学亚结构不能直接与尘埃亚结构联系起来，然而，这表明化学亚结构也有其他原因，例如雪线，紫外光子通量梯度，电离和径向变化的元素比。这意味着化学亚结构可以发展成为不同盘特征的强大探针，除了影响行星聚集的环境之外。本文是《天体物理学杂志增刊》MAPS特刊的一部分。
2022-05-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Circumplanetary Disk Candidate in the Disk of HD 163296 Traced by Localized Emission from Simple Organics
University of Florida（佛罗里达大学）；Leiden University（莱顿大学）；Max-Planck Institut für Extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；Università degli Studi di Milano（米兰大学）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学，蔚蓝海岸天文台，法国国家科学研究中心，拉格朗日实验室）；Max-Planck Institute for Astronomy (MPIA)（马克斯·普朗克天文学研究所）；Università di Bologna（博洛尼亚大学）
HD 163296盘中发现环行星盘候选者，通过简单有机物的局部发射追踪，推断行星质量上限为1.8倍木星质量。
2026-01-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chemistry During the Gas-rich Stage of Planet Formation
在这一章中，我们将概述对行星形成所伴随的化学过程的一些基本认识。我们讨论了基本的物理环境，决定了分子形成的主要化学动力学途径。我们从观测和理论两个角度关注三个区域：（1）行星形成的中平面和冰/蒸汽过渡区（雪线），（2）温暖的磁盘表面，从辐射屏蔽，这可以很容易地通过今天的观测设施，和（3）表面光解离层恒星辐射占主导地位。最后，我们讨论了化学如何影响行星形成，以及如何探索气体巨星和陆地世界的形成和最终大气成分之间的联系。
2018-07-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Turbulent processing of PAHs in protoplanetary discs -- Coagulation and freeze-out leading to depletion of gas-phase PAH
本文提出原行星盘中PAHs通过湍流驱动的聚集与冻结导致气相耗尽的机制，结合1D垂直模型发现内盘PAH耗尽因子达50-1000，并指出小于卵形烯的PAHs是光球层主要气相发射体。
2023-03-14 astro-ph.EP
The majority of hot Jupiters formed beyond the water ice line
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；University College Cork（科克大学）；University of Copenhagen（哥本哈根大学）；University of Exeter（埃克塞特大学）
研究热木星大气成分能否限制其形成位置，用ChemComp代码模拟，应用于九个系统并与观测比较，发现至少六个系统与在水冰线以外形成一致，大气丰度与轨道参数结合可诊断其形成和迁移历史。
2026-07-17 astro-ph.EP
Iceline Variations Driven by Protoplanetary Disc Gaps
本研究利用MCMax代码模拟原行星盘间隙对二维热结构和挥发性元素分离的影响，发现行星引发的冰线偏移可达6.5 AU，揭示了行星对其吸积物质成分的潜在反馈机制。
2023-09-14 astro-ph.EP
The CO-Fuelled Time Machine: Tracing Birth Conditions and Terrestrial Planet Formation Outcomes in HD 163296 through Pebble Drift-induced CO Enhancements
本研究利用HD 163296盘内卵石漂移导致的气相CO增强，结合MCMC与径向漂移模型反演原行星盘诞生质量和半径，并据此推测抵达水雪线的物质及类地行星形成。
2025-01-09 astro-ph.EP
Chemistry in Protoplanetary Disks
本文综述了原行星盘中的化学过程，总结了从近红外到毫米波长的分子谱线观测，讨论了化学反应类型与化学建模进展，并重点介绍了雪线位置、碳氧氮主要载体丰度及复杂有机分子研究的最新成果，最后探讨了结合盘化学与行星形成过程追溯行星形成历史的努力。
2024-04-23 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.geo-ph
Orbital alignment of circumbinary planets that form in misaligned circumbinary discs: the case of Kepler-413b
虽然开普勒探测器发现的大多数环联星行星的轨道都与联星轨道平面紧密对齐，但开普勒-413和开普勒-453系统表现出$\sim 2.5^\circ$的小偏差。一种可能性是这些行星形成于一个环双星盘，其中间平面相对于双星轨道平面倾斜。这样的配置预计将导致一个扭曲和扭曲的磁盘，我们的目标是检查嵌入这些磁盘的行星的倾角演变。我们采用了三维流体动力学模拟，研究光盘的存在下，一个适度倾斜的二进制参数相匹配的开普勒-413系统，作为光盘参数和二进制倾角的函数的响应。圆盘都发展缓慢变化的翘曲，通常显示非常少量的扭曲。由于采用了大的外圆盘半径，所以会发生非常慢的固体进动。对嵌入这些圆盘中的行星的模拟导致行星与双星轨道平面对齐，圆盘质量接近最小质量的太阳星云，这样行星的节点岁差就被双星控制。对于更高的光盘质量，行星保持与当地光盘中面近共面。我们的研究结果表明，在倾斜的环双星盘出生的环双星行星应该与双星轨道平面对齐的光盘年龄和失去质量，即使环双星盘仍然偏离双星轨道。这一结果对于理解已知的环双星行星的起源具有重要意义。
2018-03-27 astro-ph.EP
Size and density sorting of dust grains in SPH simulations of protoplanetary discs
尘埃颗粒的大小和密度决定了它们对原行星盘中气体阻力的反应。空气动力学（尺寸x密度）分选是解释陨石颗粒特性和化学分馏的机制之一。然而，空气动力学分选的效率和它可能发生在光盘中的位置仍然是未知的。虽然已经广泛研究了圆盘中颗粒尺寸和生长的影响，但是缺少包括粉尘成分的同时分析。在这项工作中，我们提出了动态演化和增长的多组分尘埃在原行星盘使用3D，双流体（气体+尘埃）光滑粒子流体动力学（SPH）代码。我们发现，灰尘垂直沉降的特点是由两个阶段：一个密度驱动的阶段，导致灰尘的垂直化学分选和尺寸驱动的阶段，提高了较轻的材料在中平面的量。我们还看到了一个有效的径向化学分选的灰尘在大规模。我们发现，尘埃颗粒的空气动力学分类在内部光盘。从演化的早期阶段开始，盘表面的Fe/Si比变为亚太阳，但在演化的晚期阶段，在盘的外中平面也可以发现亚太阳的Fe/Si比。圆盘中的聚集体模拟了陨石的物理和化学性质，这表明空气动力学分选在确定其最终结构方面发挥了重要作用。
2017-03-30 astro-ph.EP
Collisional properties of cm-sized high-porosity ice and dust aggregates and their applications to early planet formation
在原行星盘的死区中，假设微米大小的颗粒增长布朗，沉积到中平面并径向向内漂移。当碰撞压实开始时，增长的聚集体收集速度较慢，因此动态地更小的颗粒。通过实验室实验模拟了高度多孔的冰和尘埃聚集体的沉积和生长阶段，在实验中我们获得了孔隙率为90%的毫米至厘米大小的冰聚集体以及孔隙率为85%的厘米大小的尘埃聚集体。我们模拟了沉积过程中的生长过程，在一个分析计算，以计算团聚物的大小时，他们到达原行星盘的中平面。在中平面中，尘埃颗粒形成薄的致密层，并通过例如，流动不稳定性或剪切湍流的开始。为了研究这些碰撞，我们进行了额外的实验室落塔实验中形成的沉积生长实验中的高孔隙度聚集体，并确定其力学参数，包括他们的粘附阈值速度，这是重要的，他们的方式，以形成星子的进一步碰撞演化。最后，我们开发了一种方法来计算包装密度依赖的基本属性，我们的灰尘和冰团聚体，杨氏模量，泊松比，剪切粘度和体积粘度从压缩测量。有了这些参数，就有可能推导出符合我们测量结果的恢复恢复系数。为了从物理上描述这些结果，我们应用了碰撞模型。有了这个模型，预测一般的灰尘聚集碰撞是可能的。
2022-02-01 astro-ph.EP astro-ph.IM
A Chemical Modelling Roadmap Linking Protoplanetary Disks and Exoplanet Atmospheres
[摘要]这篇综述论文讨论了哪些化学效应可能在行星形成盘中平面中起作用，哪些效应在不同条件下是相关的，以及哪些工具可用于模拟盘中平面中的化学动力学。审查继续讨论了一些重要的努力，在行星形成建模社区处理化学演变，反之亦然，努力在化学建模社区实施更多的物理效应相关的行星形成到化学建模。这篇评论的目的是既要概述与行星形成化学有关的一些概念，也要鼓励，不仅是行星形成建模社区和天体化学社区之间的合作，而且还从一个社区到另一个社区的援助和指导。提供指导，说明在某些行星形成条件下，在众多影响中，哪些影响可能比其他影响更相关，以及说明为什么某些纳入的影响会导致某些重要的模拟结果。随着系外行星大气和原行星盘的研究领域接近新的前沿，在即将到来的设施的观测见解，开发适当的建模框架（包括物理和化学效应）是至关重要的，最终使化学特征的系外行星大气，其形成历史在其出生的原行星盘。
2022-10-30 astro-ph.EP
Observable scattered light features from inclined and non-inclined planets embedded in protoplanetary discs
在过去的几年里，VLT/SPHERE和斯巴鲁/HiCIAO等仪器已经能够拍摄原行星盘的详细散射光图像。在这些圆盘中观察到的许多特征通常被怀疑是由嵌入的行星引起的，而理解这些特征的原因需要详细的理论模型。在这项工作中，我们调查盘行星的相互作用，使用PLUTO代码运行2D和3D流体动力学模拟的原行星盘嵌入30 M $_{\oplus}$和300 M $_{\oplus}$行星上的倾斜（$i = 2.86^{\circ}$）和非倾斜轨道，使用$α$ -粘度$4 \times 10^{-3}$。我们产生合成的散射光图像，这些光盘在\emph{H-band}波长使用辐射转移代码RADMC 3D。我们发现，虽然倾斜和非倾斜行星的2D和3D模拟的表面密度演化仍然相当相似，但它们的观测外观却显着不同。在合成\emph{H-band}图像中看到的大多数特征与中平面上下约3.3比例高度处的椎间盘密度变化有关，这强调了对3D模拟的需要。持续轨道倾斜的行星扰乱了圆盘的高层大气，产生了完全不同的可观测特征和强度分布，包括阴影效应和周围背景10-20倍的强度变化。对于\emph{H-band}波长，垂直于圆盘中平面的光学深度是由高质量行星产生的圆盘间隙中的$τ\approx 20$。我们的结论是，直接成像的行星嵌入盘仍然很难观察，即使是大规模的行星在差距。
2021-05-24 astro-ph.EP
Accretion across scales: streamers, surface-layer transport, and rapid replenishment in young protoplanetary discs
Centre for Star and Planet Formation, Globe Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学全球研究所恒星与行星形成中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）
本研究通过DISPATCH框架的3D理想磁流体动力学模拟，揭示原行星盘跨尺度吸积机制，发现流丝与盘相互作用会改变盘结构，后期吸积主要沿中平面和表层进行，外盘暂不适宜行星形成。
2026-08-04 astro-ph.EP
