Effect of nucleation on icy pebble growth in protoplanetary discs
原行星盘中的固体颗粒可以通过冰线外的直接气相沉积而生长。然而，微观硅酸盐颗粒的存在可能会阻碍大卵石的生长，因为可用的蒸汽主要沉积在占总表面积的小颗粒上。为了解火星大气中的冰云而进行的非均质冰成核实验表明，在硅酸盐表面上形成新的冰层所需的水蒸气压力远远高于水蒸气在现有冰表面上的沉积。在本文中，我们研究了水冰上的蒸汽沉积所需的蒸汽分压与硅酸盐颗粒上的非均质冰成核的差异如何影响靠近水冰线的颗粒生长。我们开发并测试了一个动态的一维沉积和升华模型，其中我们包括径向漂移，沉积和扩散的湍流原行星盘。我们发现，蒸汽主要是沉积在已经被冰覆盖的颗粒上，因为冰线外部的蒸汽压对于裸露的硅酸盐颗粒上的异相成核来说太低了。因此，冰状颗粒可以在冰线周围的狭窄区域中生长为厘米大小的鹅卵石，而硅酸盐颗粒保持灰尘大小并扩散到圆盘上。异相冰成核的抑制导致在一个优先的区域生长成星子靠近冰线，我们发现大冰卵石。硅酸盐颗粒上的非均质冰成核的抑制也可能是在原行星盘中冰线周围观察到的一些暗环背后的机制，因为冰线外大冰卵石的存在导致那里的不透明度降低。
2019-09-10 astro-ph.EP
Comet dust as a mixture of aggregates and solid particles: model consistent with ground-based and space-mission results
最成功的彗星尘埃模型将彗星颗粒描述为亚微米颗粒的聚集体。它定性地解释了彗星亮度和偏振的光谱和角度变化，并与{ \it in situ}为彗星1 P/Halley获得的彗星尘埃的热红外数据和成分一致。然而，它遇到了一些困难，在提供一个定量的适合的观测数据。在这里，我们提出了一个模型，认为彗星尘埃的混合物的聚集体和紧凑的颗粒。该模型基于乔托和星尘任务的发现，即彗星尘埃中存在聚集体（主要由有机物、硅酸盐和碳组成）和固体硅酸盐颗粒。我们模拟聚集体{ \bf弹道导弹集群聚集体（BCCA）}和紧凑的颗粒作为多分散球体与一些分布的纵横比。这些粒子遵循幂律尺寸分布，其幂为-3，接近于在对星尘号返回的样品进行研究时获得的彗星尘埃{ \it in situ}的结果，以及彗星地面观测的结果。该模型提供了一个很好的拟合角极化曲线。它还再现了偏振的正光谱梯度、尘埃的红色和{ \bf}的低偏振度。它也有一个紧密的蓬松颗粒的比例接近一个发现{ \it原位}为彗星1 P/哈雷}和硅酸盐的质量比碳质材料等于1，这是根据乔托任务发现的哈雷尘埃的元素丰度。
2009-10-25 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
The mid-IR water and silicate relation in protoplanetary disks
金牛座T星周围原行星盘的中红外水线的探测率为50%。模型已经确定了多个物理属性的磁盘，如灰尘与气体的质量比，灰尘大小的幂律分布，磁盘气体质量，磁盘内半径，磁盘规模的高度作为当前的检测率的潜在解释。我们寻找中红外水线通量和10~ $μ$ m硅酸盐特征强度之间的联系。我们分析了三种共混物中观测到的水线通量，并从Spitzer光谱计算了10~ $μ$ m硅酸盐特征强度。我们使用一系列已发表的模型，探索磁盘尘埃和气体的属性，以及不同恒星的影响。模型还表明，恒星光度的增加同时增强了这种尘埃特征和水线通量的强度。中红外线谱线与10~ $μ$ m硅酸盐没有相关性。我们的样品显示了在早期研究中注意到的无定形和结晶硅酸盐之间的峰值强度的相同差异，但是我们的模型不支持硅酸盐峰值强度的这种固有差异。我们的模型系列的个别属性无法再现最极端的观测结果，这表明需要更复杂的尘埃属性。对于标准模型，参数化沉降处方能够将峰值强度提高2倍。水线通量与粉尘的成分无关。在模型结果中看到的明显的规律性趋势在数据中被冲掉了，这是因为与我们的模型系列相比，恒星和盘的性质具有更大的多样性。中红外水线通量较弱的盘在10~au内气体贫化或尘埃增强。在气体耗尽盘的情况下，沉降产生非常强的10~ $μ$ m硅酸盐特征，具有强峰值强度。
2016-10-31 astro-ph.EP
Contacts of Water Ice in Protoplanetary Disks - Laboratory Experiments
水冰在原行星盘中很丰富。因此，其粘附特性在碰撞生长阶段是重要的。在这项工作中，我们研究了1.1毫米的冰粒在不同温度下的粘附和滚动。我们发现在175 K到200 K之间粘附力强烈增加，在更高的温度下趋于稳定。就表面能而言，这是以63.4的因子增加，例如分别从$γ= 0.0029 \rm J/m^2$到$γ= \rm 0.19 J/m^2$。我们还测量了非弹性滚动的临界力。临界滚动距离为0.19 mm。考虑到原行星盘在低温下的星子形成，其表面能并不比硅酸盐尘埃大，冰聚集也有同样的缺点。一般来说，水冰在粘附方面没有硅酸盐的优势，碰撞生长可能也不会有利于冰而不是硅酸盐。
2019-02-22 astro-ph.EP
The Coma Dust of Comet C2013 US10 (Catalina) A Window into Carbon in the Solar System
C/2013 US 10（卡特琳娜）彗星是一颗动态的新奥尔特云彗星，当挥发物的日射和升华驱动最大活动时，它的出现呈现了一个有利的几何形状，可以在日心距离约为2天文单位的近地观测（约为0.93天文单位）。在这里，我们提出了中红外分光光度观测在两个时间的时代，从美国宇航局的平流层天文台红外天文学和美国宇航局红外望远镜设施。颗粒成分主要是黑色尘埃颗粒（模拟为无定形碳），硅酸盐与碳的比例约为0.9，几乎没有结晶化学计量（没有明显的11.2 μ m特征归因于富镁结晶橄榄石），亚微米颗粒尺寸分布峰值约为0.6 μ m。10 μ m硅酸盐特征较弱，高于局部连续谱约12.8%，测辐射热晶粒取向度较低（约14%）。卡特琳娜彗星是一个富含碳的天体。这种材料，这是很好地代表了无定形碳的光学常数是类似的材料，变暗和变红的彗星67 P/丘留莫夫-格拉西缅科的表面。我们认为，这种材料是特有的彗星核，综合从星尘样品，行星际尘埃粒子调查和微陨石分析的研究结果。卡塔利娜彗星和其他彗星的碳-硅原子比加入了越来越多的证据，表明原始太阳系中存在C/Si梯度。
2020-11-13 astro-ph.EP
JWST/MIRI Finds ISM-like Amorphous Silicates in Interstellar Comet 3I/ATLAS
California Institute of Technology（加州理工学院）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；University of California San Diego（加利福尼亚大学圣地亚哥分校）；Eureka Scientific（尤里卡科学公司）；Jet Propulsion Laboratory（喷气推进实验室）
利用JWST中红外光谱首次对星际物体3I/ATLAS的尘埃彗发进行矿物学分析，发现其尘埃以非晶硅酸盐为主，与太阳系彗星不同，更类似星周过渡盘和星际介质。
2026-09-18 astro-ph.EP astro-ph.GA
On the crystallinity of silicate dust in evolving protoplanetary disks due to magnetically driven disk winds
我们提出了一种新的机制向外运输的结晶尘埃颗粒：向外径向漂移的卵石。尘埃环结构是原行星盘中常见的结构。尘埃环形成的合理机制之一是在压力最大值附近积聚卵石，这是由磁驱动盘风造成的质量损失形成的。在演化中的原行星盘由于磁驱动盘风，尘埃颗粒可以从结晶前向外迁移到压力最大的径向漂移。我们发现，当径向漂移时间尺度短于平流时间尺度时，向外的径向漂移过程可以有效地输送结晶尘埃颗粒。我们的模型预测，硅酸盐尘埃颗粒的结晶度可以高达100%的尘埃环内的位置。
2021-07-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Distribution of Chemically-Processed Dust in a Viscously Evolving Protoplanetary Disk: Application to Crystalline Silicates in Comets
The University of Tokyo（东京大学）；Westlake University（西湖大学）；Institute of Science Tokyo（东京科学大学）
研究原行星盘中尘埃化学反应，通过蒙特卡罗模拟扩展反应线公式到粘性盘，分析反应尘埃时空分布受反应线与停滞线位置影响，评估出与彗星结晶硅酸盐相符的盘条件，揭示原太阳盘特性。
2026-07-21 astro-ph.EP
The carbon monoxide-rich interstellar comet 2I/Borisov
星际彗星提供了来自遥远的原行星盘的挥发物的直接样本。2 I/Borisov是在我们的太阳系中发现的第一颗显著活跃的星际彗星[1]。彗星是气体、冰和尘埃的浓缩样品，这些物质在行星形成期间存在于恒星的原行星盘中，并使我们了解化学成分和丰度如何随着与中心恒星的距离而变化。它们的轨道迁移移动挥发物[2]，有机物质和宿主系统中的益生元化学物质[3]。在我们的太阳系中，数百颗彗星已经被远程观测到，少数彗星已经通过太空任务进行了近距离研究[4]。然而，对太阳系外彗星的认识一直局限于从遥远的、未解决的对其他恒星周围彗星区域的观测中收集到的信息，只有一次探测到一氧化碳[5]。在这里，我们报告说，2 I/鲍里索夫的彗发含有明显多于H2O气体，丰度至少为173%，比以前测量的任何彗星在内部（<2.5 au）太阳系[4]。我们对2 I/鲍里索夫的紫外线观测提供了对另一颗与我们的恒星有很大不同的恒星的原行星盘的冰含量和化学成分的第一次一瞥。
2020-04-19 astro-ph.EP
Dust in Comet C/2007 N3 (Lulin)
我们报告的光学成像，光学和近红外偏振，和斯皮策中红外光谱彗星C/2007 N3（鹿林）。在R（0.676微米）中以0.44度至21度的相位角获得偏振观测，同时在H（1.65微米）中以4.0度进行观测，探索偏振中的负分支。彗星C/2007 N3（Lulin）在光学上表现出典型的负偏振，在近红外波段也有类似的负分支。10微米的硅酸盐特征在发射方面仅是微弱的，并且根据我们的热模型，与来自硅酸盐和碳材料的混合物的发射一致。我们认为，大，低孔隙度（类似于弹道粒子簇聚集体），而吸收总尘埃粒子最好的解释偏振和中红外光谱能量分布。
2011-03-18 astro-ph.EP
Gravitational instability of a dust layer composed of porous silicate dust aggregates in a protoplanetary disk
星子形成是行星形成理论中尚未解决的重要问题之一。特别是，岩石星子的形成是困难的，因为硅酸盐尘埃颗粒在碰撞时很容易破碎。最近，有人提出，当它们的单体半径小于$\sim$ 10 nm时，它们可以作为多孔聚集体生长，这也可以避免向中心恒星的径向漂移。然而，由这种多孔硅酸盐粉尘聚集体组成的层的稳定性尚未被研究。因此，我们研究这个尘埃层的引力不稳定性。为了评估磁盘的稳定性，我们计算Toomre的稳定性参数$Q$，我们需要评估的尘埃聚集体的平衡随机速度。我们计算的平衡随机速度考虑重力散射和尘埃聚集体之间的碰撞，气体的平均流量，气体湍流搅拌，气体密度波动由于湍流和重力散射的阻力。我们推导出的引力不稳定性的条件，使用磁盘质量，尘埃气体比，湍流强度，轨道半径，尘埃单体半径。我们发现，对于1 au的最小质量太阳星云模型，当湍流强度$α\lesssim10^{-5}$。当尘气比增大两倍时，$α\lesssim10^{-4}$出现引力不稳定性。我们还发现，尘埃层是更不稳定的磁盘与较大的质量，更高的尘气比，和较弱的湍流强度，在较大的轨道半径，并与较大的单体半径。
2018-02-09 astro-ph.EP
Laboratory simulations of the Vis-NIR spectra of comet 67P using sub-μm sized cosmochemical analogues
在罗塞塔飞行任务的框架内，对相关的类似物质进行了实验室光谱测量，以解释67 P彗星的表面光谱特性。制备了煤、铁硫化物、硅酸盐及其混合物的细粉，并在可见-红外范围内测量了它们的光谱。这些光谱与用VIRTIS/Rosetta仪器获得的~（67）P核的参考光谱进行了比较，直到2.7 μm，不包括中心在3.2 μm的有机物带。所使用的物质是已知的彗星物质的化学类似物，可能存在于67 P的表面。粉末的粒度范围从几十纳米到几百微米。这里研究的一些混合物实际上达到了VIRTIS在67 P上观察到的非常低的反射率水平。最好的匹配是由亚微米煤、磁黄铁矿和硅酸盐的混合物提供的。颗粒大小与罗塞塔号上GIADA、MIDAS和COSIMA仪器探测到的尘埃颗粒大小一致。实验中使用的煤是负责在可见光和红外范围内的光谱斜率。磁黄铁矿具有强吸收性，是近红外光谱中观察到的低吸收度的原因。最暗的成分在光谱中占主导地位，特别是在紧密混合物中。根据样品制备的不同，磁黄铁矿可以包裹在煤和硅酸盐聚集体上。这种涂层效应可以影响光谱，就像颗粒大小一样。相比之下，硅酸盐似乎起着次要的作用。
2017-11-27 astro-ph.EP
Mid-Infrared Spectrophotometric Observations of Fragments B and C of Comet 73P/Schwassmann-Wachmann 3
我们提供了来自GEMINI-N（+Michelle）观测的黄道（木星家族）彗星73 P/Schwassmann-Wachmann 3近日点前的碎片SW 3-[B]和SW 3-[C]的中红外光谱和图像。我们观察到碎片B后不久爆发事件（2006年4月16日至26 UT），并检测到结晶硅酸盐。这两个碎片的矿物学主要由无定形碳和无定形辉石。碎片SW 3-[B]的颗粒尺寸分布（假设为Hanner修正的幂律）具有a_p ~ 0.5微米的峰值颗粒半径，而碎片SW 3-[C]的峰值颗粒半径为a_p ~ 0.3微米;这两个值都大于深度撞击事件期间从黄道彗星9 P/坦普尔1号喷出的尘埃的尺寸分布的峰值颗粒半径（a_p = 0.2微米）。碎片SW 3-[B]的核上的粒度分布的亚微米至微米尺寸部分的硅酸盐/碳比和硅酸盐结晶质量分数分别为1.341 ± 0.250 - 0.253和0.335 ± 0.089 - 0.112，SW 3-[C]片段的核内蛋白质含量分别为0.671 ± 0.076 - 0.076和0.257 ± 0.039 - 0.043。两个碎片之间的矿物学和颗粒性质的相似性意味着73 P/Schwassmann-Wachmann 3的成分是均匀的。两个碎片之间的粒度分布和硅酸盐/碳比的微小差异可能是因为SW 3-[B]在其整个通过过程中积极破碎，而SW 3-[C]中的活动主要由射流驱动。73…
2010-11-18 astro-ph.EP
Adsorption of volatiles on dust grains in protoplanetary disks
Peking University（北京大学）；Zhejiang University（浙江大学）
研究通过计算不同表面的吸附能，揭示了原行星盘中挥发物吸附机制的差异，为理解尘埃凝聚和行星形成提供了新视角。
2026-03-04 astro-ph.EP
Effects from different grades of stickiness between icy and silicate particles on carbon depletion in protoplanetary disks
本文通过三维Monte Carlo模拟，纳入冰蒸发再凝结、光解氧化和热解，证明冰质与硅酸盐颗粒黏性差异及上层高温区可使雪线内碳丰度降低两个数量级。
2024-10-29 astro-ph.EP
Rapid variations of dust colour in comet 41P/Tuttle-Giacobini-Kresák
我们监测彗星41P/Tuttle-Giacobini-Kresák的内部彗发，寻找其颜色的变化。彗星41P/Tuttle-Giacobini-Kresák颜色的快速变化为更好地了解其尘埃的微物理特性提供了重要线索。使用61厘米和70厘米的望远镜，我们从2017年1月29日到4月25日用V和R约翰逊-瓦因斯滤波器测量了彗星的视星等。内彗发（{\sim} 2000 km）显示出快速而显著的颜色变化。最显著的变化发生在2017年3月3日至4日，当时它从蓝色（颜色斜率为S {\approx}（-10.15 {\pm} 3.43）{\%}/0.1 μ m）变为红色（颜色斜率为S {\approx}（16.48 {\pm} 4.27）{\%}/0.1 μ m）。这一发现似乎与Ivanova等人（2017年）之前对长周期彗星C/2013 UQ4（Catalina）的报道非常一致，这表明尘埃颜色的快速和显着变化可能是短周期和长周期彗星的共同特征。我们的模型观测彗星41 P/Tuttle-Giacobini-Kresák使用团聚的碎片颗粒，并得出结论，其内部彗发由至少两种类型的颗粒的混合物组成的富镁硅酸盐和有机物或镁铁硅酸盐。
2019-05-24 astro-ph.EP
Modelling heterogeneous dust particles. An application to cometary polarization
在这项工作中，我们引入了一个彗星尘埃模型，该模型结合了多种尘埃形态以及幂律粒度分布下的硅酸盐矿物和碳质材料的不均匀混合物，以复制在窄带连续谱中观察到的几个彗星的标准偏振相位曲线。根据Rosetta/MIDAS和COSIMA的结果，我们以团聚碎片的形式创建了高孔隙度分级聚集体（HA）和低孔隙度（< 10 $\%$）固体。我们还介绍了一种中等孔隙度的结构，在核心的固体，周围的蓬松聚集体称为蓬松固体（FS）。我们研究了混合组合，（HA和固体），（HA和FS）和（HA，FS和固体）的幂律指数n=2.0至3.0的范围内的硅酸盐矿物和碳质材料的混合百分比的不同设置。短周期彗星1 P/Halley和67 P/Churyumov-Gerasimenko的偏振测量与HA和固体组合产生的偏振最匹配，而组合（HA和FS）和（HA，FS和固体）提供了长周期彗星C/1995 O 1（Hale-Bopp）和C/1996 B2（Hyakutake）的最佳拟合结果。最佳拟合模型的结果也重现了所观察到的偏振的波长依赖性。我们的尘埃模型同意这样的想法，即长周期彗星可能有高比例的松散颗粒（HA和FS）相比，在短周期彗星的情况下，短周期彗星的经验更频繁和/或更高的风化程度。
2020-11-16 astro-ph.EP
The cometary composition of a protoplanetary disk as revealed by complex cyanides
对彗星和小行星的观测表明，孕育我们行星系统的太阳星云富含水和有机分子。轰击将这些有机物带到了年轻的地球表面，播下了早期的化学种子。与小行星不同的是，彗星保留了太阳星云组成的几乎原始的记录。彗星中氰化物的存在，包括相对于水的0.01%的甲基氰化物（CH 3CN），由于C-N键对非生物氨基酸合成的重要性而特别感兴趣。在原恒星中发现了简单和复杂挥发物的彗星状成分，并且可以很容易地通过气相化学的组合来解释，例如形成HCN和颗粒表面上的活跃冰相化学，从而提高复杂性[3]。简单的挥发物，包括水和HCN，以前已经在太阳星云类似物-年轻恒星周围的原行星盘-中检测到，这表明它们在盘形成时幸存下来，或者在原地重新形成。迄今为止，还不清楚太阳星云外更复杂的有机分子是否也是如此，因为最近的观测表明，由于吸积冲击，新生的包层和年轻的盘之间的边界处的化学发生了巨大的变化[8]。在这里，我们报告的检测CH 3CN（和HCN和HC 3 N）的原行星盘周围的年轻恒星MWC 480。我们发现这些含氮有机物在气相中的丰度比与彗星相似，这表明在冰盘中复杂氰化物的相对丰度更高。这意味着在原行星盘中复杂的有机物伴随着简单的挥发物，太阳星云中丰富的有机化学并不是独一无二的。
2015-05-23 astro-ph.EP astro-ph.GA
Sub-mm/mm optical properties of real protoplanetary matter derived from Rosetta/MIRO observations of comet 67P
光学特性是正确理解原行星盘和碎片盘并制作其模型所必需的。假设彗星是太阳系中最原始的天体，我们的目标是推导出真实原行星物质的光学常数。我们确定的复杂折射率的近表面材料的彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko拟合的亚毫米/毫米观测的热发射的彗星的次表面的罗塞塔轨道器（MIRO）与合成温度来自热物理模型和辐射传输模型。根据彗星的两个主要形成场景，我们模拟的次表层由卵石以及均匀包装的尘埃颗粒。在一个均匀的尘埃表面材料的情况下，我们找到了一个解决方案的长度吸收系数的$α\approx 0.22~\mathrm{cm^{-1}}$的波长为1.594毫米和$α\geq 3.84~\mathrm{cm^{-1}}$的波长为0.533毫米和恒定的热导率的$0.006~\mathrm{Wm^{-1}K^{-1}}$。对于卵石场景，我们发现对于卵石和1.594 mm的波长，卵石半径在1 mm和6 mm之间的复折射率为$n = (1.074 - 1.256) + \mathrm{i} \, (2.580 - 7.431)\cdot 10^{-3}$。考虑到其他约束，我们的研究结果指向了彗星亚层的卵石构成，卵石半径在3 mm和6 mm之间的表面。折射率的导出实部用于约束卵石的组成，其体积填充因子。的光学和物理特性进行了讨论的背景下，原行星和碎片盘的意见。
2022-11-23 astro-ph.EP astro-ph.IM
Modelling polarization properties of comet 1P/Halley using a mixture of compact and aggregate particles
最近，从“星尘”飞行任务获得的结果表明，81 P/Wild 2彗星的致密颗粒与聚集颗粒的总体比例为65：35（或13：7）（Burdham等人，2008年）。在目前的工作中，我们提出了一个模型，认为彗星尘埃作为一个混合物的紧凑和聚合颗粒，与硅酸盐和有机物的组成。我们把致密颗粒看作球形颗粒，把聚集体看作具有一定尺寸分布的BCCA和BAM 2聚集体。为了模拟彗星1 P/ Halley，采用幂律尺寸分布n（a）= a^{-2.6}，对于致密颗粒和聚集颗粒。我们采用BAM 2和BCCA聚集体的混合物，其具有约0.20 $μm$和1 $μm$的下限和上限截止尺寸。我们还采取了一个混合物的扁长，球形和扁球形紧凑的颗粒与轴比（E）从0.8至1.2，其中的下限和上限的截止尺寸约0.1 $μm$和10 $μm$。使用T矩阵程序，生成了平均模拟偏振曲线，它能最好地拟合在四个波长处的观测偏振数据：$λ$ = 0.365 $μm$，0.485 $μm$，0.670 $μm$和0.684 $μm$ .从本建模中出现的骨料的合适混合百分比对应于50%BAM 2和50%BCCA颗粒，并且硅酸盐与有机物的混合百分比对应于78%硅酸盐和22%有机物，以体积计。本模型成功地再现了观测到的偏振数据，特别是负分支，更有效地相比，在过去所做的其他工作。研究发现，在这些聚集体中，BAM 2聚集体起着决定负极化分支交叉角和深度…
2011-06-13 astro-ph.EP
Rotational Disruption of Nonspherical Cometary Dust Particles by Radiative Torques
对由天文硅酸盐聚集体组成的非球形尘埃粒子系综的响应进行了严格的统计数值分析。研究发现，旋转破裂机制不仅可能发生，而且是解释彗星尘埃许多单独观测的关键因素。也就是说，辐射扭矩显示自旋和彗星活动的时间尺度内的彗星尘埃对齐。此外，在某些条件下的辐射扭矩对齐和中断机制被证明是一致的观测快速偏振的尘埃和光谱的尘埃发蓝。结果表明，在考虑彗星尘埃演化时，辐射矩几乎是普遍需要考虑的。
2020-03-14 astro-ph.EP
Condensation of cometary silicate dust using an induction thermal plasma system I. Enstatite and CI chondritic composition
嵌有金属和硫化物的玻璃（GEMS）是行星际尘埃颗粒的主要成分之一。虽然GEMS是太阳系中最原始的组成部分之一，但它的形成过程和条件并没有受到限制。在感应热等离子体装置上进行了Mg-Si-O系统（MgSiO_3系统）和无硫硅酸盐系统（Si-Mg-Fe-Na-Al-Ca-Ni-O系统）气体的冷凝实验。在Mg-Si-O系统的实验中，非晶硅酸镁颗粒发生了凝聚，其粒度分布与实验条件（主要是SiO分压）有关。在硅酸盐复合实验中，成功地合成了嵌有多个~<20 nm的Fe-Ni纳米颗粒的小于几百nm的不规则形状的无定形硅酸盐颗粒。这些特征与GEMS非常相似，除了存在FeSi而不是硫化物颗粒。我们建议，凝结的无定形硅酸盐颗粒小于几十纳米，并与金属芯，随后通过凝聚，可能是前体材料，形成GEMS之前硫化。
2021-11-22 astro-ph.EP astro-ph.IM cond-mat.mtrl-sci
A Survey of CH3CN and HC3N in Protoplanetary Disks
原行星盘中的有机物质决定了行星和彗星的初始成分，从而影响了新生行星系中可能存在的后续化学过程。我们目前的观察复杂的腈轴承物种CH 3CN和HC 3 N对周围的T金牛星AS 209，IM Lup，LkCa 15，和V4046 Sgr以及赫比格Ae星MWC 480和HD 163296磁盘。除IM Lup外，所有磁盘均检测到HC 3 N，V4046 Sgr、MWC 480和HD 163296均检测到CH 3CN。多条检测到的谱线的旋转温度范围为29- 73 K，表明来自盘的温带分子层的发射。V4046 Sgr和MWC 480的径向丰度分布受到参数模型的约束;气相CH 3CN和HC 3 N相对于HCN的丰度在盘的内部100 AU中为几个到几十个百分比，这意味着在行星和彗星形成的盘半径处有丰富的腈化学。我们发现一致的相对丰度的CH 3CN，HC 3 N，HCN之间我们的磁盘样本，原恒星信封，和太阳系彗星，这是一个强大的腈化学在广泛的物理条件下具有类似的结果暗示。
2018-03-13 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
Water transport in protoplanetary disks and the hydrogen isotopic composition of chondrites
碳质陨石的D/H比，被认为反映了早期太阳系内部的水的D/H比，介于原太阳值和大多数彗星的D/H比之间。彗星水的同位素组成已经被几种模型解释，其中水蒸气的同位素组成是通过与原行星盘中的氢气进行同位素交换而形成的。然而，碳质方解石中D/H比分布的位置和广泛的变化尚未得到解释。在本文中，我们假设彗星冰的D/H成分是在盘形成阶段获得的，并模拟了经典金牛座T阶段内盘中水的进一步同位素演化。反应动力学迫使水和氢气之间的同位素交换在$\sim$ 500 K时停止，但平衡水可以通过湍流扩散被输送到雪线（及更远），从而与同位素彗星状水混合。在某些简化的假设下，我们计算分析这种混合和由此产生的概率分布函数的D/H比的冰吸积在星子，并将其与观测数据进行比较。分布基本上取决于两个参数：径向施密特数Sc $_R$，它的比率的角动量传输和湍流扩散的效率，和范围内的日心距离的吸积采样的彗星。分布的最小D/H比对应于雪线处凝结的水的组成，其主要由Sc $_R$设定。观测将后者限制在较低的值（0.1-0.3），这表明行星形成区域的湍流本质上是流体动力学的，正如在死区中所预期的那样。这种有效的向外扩散也可以解释彗星中高温矿物的存在。
2013-01-23 astro-ph.EP
Cometary Chemistry and the Origin of Icy Solar System Bodies, the view after Rosetta
对彗星化学的现场研究始于乔托任务在1 P/哈雷彗星上的测量，发现了昏迷中存在复杂的有机物。新的望远镜和空间任务提供了详细的远程和现场测量彗星挥发物的组成。最近，对67 P/Churyumov-Gerasimenko彗星的罗塞塔任务使彗星中已知的母体物种数量和同位素比率数量增加了一倍多。在66个母种中，有39个也在前恒星云和原恒星云中被发现，这使得彗星冰与前恒星物质的相似性非常有趣。大多数同位素比率是非太阳的。不同彗星间水中D/H的变化表明彗星形成的原行星盘范围很大。所有这些结果都指向一个未凝结的原行星盘，彗星在那里接收了它们的物质。这种多样的起源与太阳形成对比，太阳从大部分坍缩的云中获得物质。在~（67）P的彗发中检测到N_2和Ar，并发现极易挥发的S_2，表明彗星的形成温度较低，为20-30 K。用~（67）P测量的氙同位素比值可以解释地球大气中氙的来源问题。虽然我们可以排除彗星作为大量陆地水的来源，因为它们通常具有较高的D/H，但地球大气中的惰性气体与彗星的输送是相容的。这意味着彗星释放的有机物数量可能非常可观。
2019-08-12 astro-ph.EP
Radially resolved simulations of collapsing pebble clouds in protoplanetary discs
我们用一个统计模型来研究卵石云的坍缩，以发现彗星大小的微行星的内部结构。在坍缩过程中会发生卵石与卵石的碰撞，这些碰撞的结果会影响到星子的结构。我们扩展了我们以前的模型，允许个人卵石子云以不同的速度收缩，并包括气体阻力的收缩速度和能量耗散的影响。我们的研究结果产生的彗星是多孔的卵石堆，颗粒大小随深度而变化。在表层中有原始卵石和卵石碎片的混合物。另一方面，内部仅由具有较窄尺寸分布的原始卵石组成，在那里产生较高的孔隙度。我们的研究结果表明，在原行星盘的气体起着重要的作用，在确定卵石的径向分布的大小和内部微行星的孔隙度。
2017-06-12 astro-ph.EP
Radiation hydrodynamical models of the inner rim in protoplanetary disks
许多恒星的行星轨道在几个天文单位（AU）内。质量和轨道的出现率和分布随主星质量的不同而变化很大。这些接近行星的起源是一个谜，激发了对原行星盘中心区域的研究。控制恒星附近条件的一个关键因素是硅酸盐升华前沿，它在很大程度上决定了星光被吸收的位置，通常被称为内边缘。我们提出了第一个辐射流体动力学模拟的升华前在磁盘周围的年轻的中等质量的恒星被称为赫比格Ae星。该模型是轴对称的，包括星光加热，硅酸盐颗粒升华和冷凝到平衡的本地，随时间变化的温度和密度，吸积应力参数化的MHD磁旋转湍流模型的结果。所得结果与辐射静力解进行了比较，证明了其动力稳定性。通过模型圆盘的蒙特卡罗辐射转移计算，我们表明，模型满足观测约束的内缘位置。一个小的光学薄晕的热尘埃自然出现在内环和恒星之间。内边缘具有相当大的径向范围，对应于几个盘刻度高度。虽然锋面的整体位置随恒星光度而变化，但其径向范围取决于质量吸积率。在1000 K左右的温度下，在热电离的位置附近出现压力最大值.最大压力能够阻止固体卵石径向漂移，并将它们集中在温度足够高的区域，以退火形成结晶硅酸盐。
2016-04-15 astro-ph.EP
The physical and chemical processes in protoplanetary disks: constraints on the composition of comets
该研究综述原行星盘观测与理论进展，结合ALMA等多波段观测揭示气尘结构、分子分布及动力学特征，指出元素丰度非均匀性或源于气尘解耦，为彗星组成研究提供约束。
2024-11-03 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
Explaining Mercury's Density through Magnetic Erosion
在原行星盘中，富含金属铁的尘埃颗粒可以通过磁力相互吸引。如果它们被磁化到接近饱和的值，磁感应碰撞速度就足够高，可以撞掉非磁化的松散结合的硅酸盐。这个过程使金属铁中的尘埃颗粒的幸存部分富集，这进一步增强了磁介导的碰撞。富铁尘埃碰撞截面的磁场增强导致了颗粒的快速生长，从而形成星子。虽然这种硅酸盐脱落的过程，我们称之为“磁侵蚀”，只发生在原行星盘的一个非常有限的部分，这是一个可能的解释水星的不成比例的大铁核心。
2014-07-01 astro-ph.EP
Interpretation of the phase functions measured by the OSIRIS instrument for Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko
我们表明，由Rosetta/OSIRIS仪器测量的彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko的彗发和彗核的散射相函数可以通过一个粒子模型来再现，该模型涉及由有机材料和较大的微米尺寸的硅酸盐颗粒组成的密集堆积的亚微米尺寸的颗粒。模拟和测量的彗发相位函数表明，近核散射主要是由大粒子组成的，尘埃粒子的尺寸分布随时间和/或局部彗发环境而变化。此外，我们表明，所测量的核相位函数是一致的彗发相位函数通过建模由相同的粒子，解释彗发相位函数的核大小的对象。
2018-11-09 astro-ph.EP
Mid-infrared spectra of differentiated meteorites (achondrites): Comparison with astronomical observations of dust in protoplanetary and debris disks
测量了不同陨石（无球粒陨石）的中红外（5微米至25微米）透射/吸收光谱，以便与年轻恒星天体演化不同阶段的尘埃天文观测进行比较。与原始陨石相比，无球粒陨石经历了严重的变质作用和/或广泛的熔融，代表了更先进的星子演化阶段。光谱从原始的无球粒陨石（acrylcoite，winonaite，ureilite，brachinite）和分化的无球粒陨石（eucrite，diogenite，aubrite，和mesosiderite硅酸盐）。钠长石和短柱长石的光谱以橄榄石特征为主，闪长岩和奥辉岩的光谱以辉石特征为主。的accountcoite，winonaite，eucrite，和mesosiderite硅酸盐表现出更复杂的光谱，反映其多相体矿物学。原始无球粒陨石和分化的无球粒陨石的光谱以不同的比例混合，显示出与几个百万年前的原行星盘HD 104237 A和V 410 Anon 13的光谱很好的相似性。分化的中菱铁矿硅酸盐的光谱与成熟碎片盘HD 172555和HD 165014的光谱相似。原始硅钠长石和短柱长石的混合光谱与碎片盘HD 113766的光谱相似。这些结果提出了星子分化早期产生的物质存在于原行星盘和碎片盘中的可能性。
2022-12-28 astro-ph.EP physics.geo-ph
Dust Collisions in Protoplanetary Disks: Atomic Simulations of the Surface Free Energy
本文通过ReaxFF分子动力学模拟研究了原行星盘尘埃颗粒表面自由能随温度、矿物组成及真空环境的变化，发现真空下SFE比地面实验值高两个数量级，表明尘埃凝聚关键取决于表面清洁度、温度与组成。
2025-11-06 astro-ph.EP
Meridional circulation in turbulent protoplanetary disks
基于粘性盘理论，近年来的一些研究表明，原行星盘中存在大尺度的纬向环流。这样的流动可以解释结晶硅酸盐的存在，包括富含钙和铝的包裹体（CAI），在距离太阳很远的地方。本文旨在考察湍流的原行星盘中是否存在如此大规模的流动。采用高分辨率的全球流体动力学和磁流体动力学（MHD）数值模拟方法，研究了湍流原行星盘中的流动特性。通过使用显式粘度进行流体动力学模拟，我们证明了我们的数值设置不会受到任何数值伪影。在粘性盘和层流盘中，上述的涡卷循环很容易恢复，并很快建立起来。在MHD模拟中，磁旋转不稳定性驱动了盘中的湍流。在长时间尺度上平均湍流波动，结果未能显示任何大规模的纬向环流。模拟的详细分析表明，这种缺乏纬向环流是由于湍流应力张量具有不同于粘性应力张量的垂直剖面。提供了一个简单的模型，成功地占在磁盘的大部分流量的结构。除了这些结果之外，模拟还表明了可能偏离标准垂直平均α盘模型的情况，这应该是今后工作的重点。完全电离和湍流的原行星盘的全球MHD数值模拟与大尺度对流的存在是不一致的。因此，在中央恒星的大距离结晶硅酸盐的存在不能解释的过程所建议的最新模型的基础上粘滞盘理论。
2011-08-24 astro-ph.EP
Amorphous ice in comets: evidence and consequences
冰是在星际介质和太阳原行星盘寒冷、低密度的外部区域中，在一定温度和压力下从蒸汽中吸积而成的，自然形成无序或“无定形”状态。因此，它是彗星和其他原始天体中预期的冰的形式，自形成以来一直没有受到大量加热。然而，尽管有预期，彗星中存在无定形冰的观测证据在很大程度上仍然是间接的。这既是因为无定形冰的光谱特征很微妙，也是因为我们拥有高质量数据的太阳系天体大多距离太阳太近，温度太高，无定形冰无法在表面附近生存，在那里它可以被检测到。本章回顾了无定形冰的性质，它存在的证据及其对彗星行为的影响。
2022-09-13 astro-ph.EP
Evidence for Pebbles in Comets
当EPOXI航天器飞过彗星103 P/哈特利2号时，它观察到彗星核周围漂浮的大颗粒。这些粒子可能是低密度的，厘米到分米大小的冰和尘埃团块。虽然这些天体的起源仍然有些神秘，但它们可能为我们提供了有关太阳系形成最早阶段的重要信息。行星形成理论的最新进展表明，星子（或彗星）可能直接来自空气动力学集中的小颗粒（通常被称为“卵石”）的引力坍缩。“在这里，我们表明，在103 P的彗发中观察到的粒子与预期在该彗星可能形成的区域有效形成星子的鹅卵石大小一致，而在大多数彗星中可能会出现较小的鹅卵石，其化学成分通常表明在原行星盘较冷的外部区域形成。
2015-09-02 astro-ph.EP
Nebular dead zone effects on the D/H ratio in chondrites and comets
彗星和彗星的氘氢比（D/H）表现出非单调的行为，这是它们与太阳形成位置的函数。这很难用经典的原行星盘模型来解释，该模型具有从太阳开始半径逐渐降低的温度结构。我们想知道，如果一个原行星盘有一个死区，一个零或低湍流的区域，可以解释在彗星和彗星中测量的D/H值。我们使用的时间快照的垂直分层磁盘模型与湍流表面层和死区的中平面。由于死区外部的自重力加热增加，圆盘具有非单调的温度结构。我们将其耦合到D/H比演化模型，以量化这种热分布对星云中D/H富集的影响。我们发现，在磁盘中的局部温度峰值可以解释的差异，在D/H比的不同？这种盘温度分布导致非单调的D/H富集演化，使这些家庭获得不同的D/H值，同时形成紧密接近。我们推断这些家庭的形成顺序是兼容的推断，从他们的水丰度。然而，我们发现，即使是非常年轻的磁盘，热剖面反转是太接近太阳的彗星相关。
2015-08-02 astro-ph.EP
Note on the HST Image of Comet 2I/Borisov Taken on 2019 October 12
哈勃太空望远镜于10月12日拍摄的2 I/Borisov彗星的图像显示了内部彗发中的扇形特征，该特征从核凝聚延伸了几个弧秒，其轴指向北方偏西。有人提出，这个突起是一个厘米大小的光环和较大的尘埃颗粒或卵石释放在低速从核在大日心距离（约10 AU或更多）近日点之前，并受到非常低的辐射压力加速度。与正在进行的活动产生的潜在微观尘埃不同，这群大颗粒在红外线下的10微米附近应该没有硅酸盐特征，它在2 I/鲍里索夫中的存在可以通过观测来测试。近日点在雪线附近或雪线之外的奥尔特云彗星中存在类似大小范围的物质，这一点早已通过其尾部的特征方位得到了证明。
2019-10-24 astro-ph.EP
Compact pebbles and the evolution of volatiles in the interstellar comet 2I/Borisov
星际旅行者，2I/鲍里索夫，是第一个明显活跃的太阳系外彗星，在我们的太阳系发现。我们获得了高分辨率干涉观测2I/鲍里索夫与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA），和多色光学观测与甚大望远镜（VLT），以获得全面了解这颗彗星的尘埃特性。我们发现2I/Borisov的尘埃彗发由半径超过~1 mm的致密"卵石"组成，这表明尘埃颗粒在原行星盘的弹跳碰撞阶段通过相互碰撞而经历了压实。我们得出的粉尘质量损失率>= 200 kg/s，尘气比>= 3。我们的长期监测2I/鲍里索夫与VLT表明，稳定的尘埃质量损失，没有显着的尘埃碎片和/或升华发生在昏迷。我们还用ALMA检测了来自一氧化碳气体（CO）的排放物，并推导出气体产生速率Q（CO）（3.3 +/-0.8 x10 ^{26}摩尔/秒）。我们发现2I/Borisov的CO/H $_2$ O混合比在近日点前后发生了剧烈的变化，表明彗核的不均匀性，在挥发性雪线以外的不同位置形成了不同化学丰度的组分。我们的观察表明，2I/鲍里索夫的家乡系统，很像我们自己的系统，经历了有效的径向混合从最里面的部分，其原行星盘超越霜线的CO。
2021-04-28 astro-ph.EP
On the Evolution of Dust Mineralogy, From Protoplanetary Disks to Planetary Systems
对原行星盘和太阳系天体中尘埃颗粒散发出的硅酸盐特征进行矿物学研究，可以揭示行星形成的过程。彗星、陨石和行星际尘埃颗粒中的晶体物质的重要部分表明，几乎完全无定形的ISM尘埃是由它们形成的。因此，结晶硅酸盐的产生一定发生在原行星盘中，尘埃在那里演化形成行星和星子。人们提出了不同的设想，但仍不清楚这种情况如何以及何时发生。本文介绍了年轻巨蛇座星系团完整的原行星盘样品的尘埃颗粒矿物学。这些结果进行了比较，在年轻的金牛座地区和来源，保留了他们的原行星盘在较老的上天蝎座和Eta Chamaeleontis星团，使用相同的分析技术的所有样本。这种比较允许调查的颗粒矿物学演化与时间的总样本的139个磁盘。平均年龄和磁盘的分数被用来作为指标的不同群体的进化阶段。我们的研究结果表明，在不同地区的磁盘有相似的平均晶粒尺寸和结晶度分数（~10 - 20%）的分布，尽管在平均年龄的蔓延。此外，没有证据表明任何给定的磁盘几何形状的优先晶粒尺寸，也没有平均集群结晶度分数增加的平均年龄在1 - 8百万年的范围内。主要的含义是，在早期（<100万年），在盘表面建立了适度水平的结晶度，达到了一个平衡，这与盘中平面可能发生的事情无关。这些结果在行星形成的背景下进行了讨论，并与我们太阳系中小天体的矿物学结果进行了比较。[摘要]
2011-04-18 astro-ph.EP
The nucleosynthetic fingerprint of the outermost protoplanetary disk and early Solar System dynamics
研究通过原始陨石中的外盘物质核合成与同位素证据，揭示彗星形成区成分普遍存在于外太阳系，并归因于分子云晚期吸积流的加入。
2024-06-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Imaging polarimetry and photometry of comet 21P/Giacobini-Zinner
我们报告了21 P/Giacobini-Zinner彗星在2018年9月10日至17日之间以相位角α=76-78度进行的偏振观测结果，并将其与以前的测量结果进行了比较。我们发现显着变化的偏振信号，出现与以前报道的一致。这些变化和随后的建模表明，彗发中的粒子在大约一天的时间内得到补充。对于高吸收性碳质颗粒，该时间段明显短于非吸收性富镁硅酸盐颗粒。这些成分的相对丰度的这种差异可以导致彗差的偏振响应的变化。太阳下方向的强正极化表明有大量相对丰富的碳质物质，这可能是喷流型活动的指标。
2020-12-24 astro-ph.EP
Mineral Processing by Short Circuits in Protoplanetary Disks
陨石球粒形成于早期的太阳系，是由硅酸盐尘埃短暂加热到熔化温度而形成的。一些高度耐火的晶粒（B型富钙铝夹杂物，CAIs）也显示出瞬态加热的迹象。类似的过程也可能发生在其他原行星盘中，这一点可以通过观察结晶硅酸盐的光谱特征得到证实。这个过程的一个可能的环境是湍流磁流体动力学流动，被认为是驱动这些磁盘中的吸积。这样的流动通常形成薄的电流片，这是磁重联的位置，并且耗散由圆盘发电机放大的磁场。我们认为，这是可能的加热球粒和其他高温矿物的电流片，已被我们最近描述的短路不稳定性集中的前体颗粒。我们扩展我们的工作在这个过程中，包括辐射冷却的影响，考虑到温度的依赖性的不透明度，并通过检查电流片几何形状的三维，全球模型的磁旋转不稳定性。我们发现，1600 K以上的温度可以达到有利的参数，匹配理想的全球模型。这种机制可以提供一种有效的方法，利用原行星盘的引力势能，将颗粒加热到足以形成高温矿物的程度。湍流磁重联的体积填充性质与来自球粒-基质互补性、球粒-球粒互补性、火成岩边缘的出现和复合球粒的约束是相容的。同样的短路机制也可以在原行星盘中进行其他高温矿物加工，例如结晶硅酸盐和CAIs的产生。
2013-03-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Influence of the water content in protoplanetary discs on planet migration and formation
原行星盘的温度和密度分布主要取决于微米级尘埃颗粒的质量分数及其化学成分。大量的微米大小的颗粒导致圆盘的整体加热，因此水冰线远离恒星。在保持固定的尘埃丰度的情况下，圆盘内部水分的增加会增加圆盘结冰区域的温度，并降低内部区域的温度。具有较大硅酸盐分数的盘具有相反的效果。在这里，我们将探讨尘埃成分和丰度对行星形成和迁移的影响。我们发现，低水含量的磁盘只能维持向外迁移的行星高达4个地球质量，而向外迁移的磁盘具有较大的水含量持续到8个地球质量在磁盘演化的后期阶段。因此，如果水的丰度很低，没有达到逃逸气体吸积的冰冷行星核心可以迁移到靠近主恒星的轨道。我们的结果意味着，在系外行星调查中发现的热和温暖的超级地球可能是在冰线之外形成的，因此含有很大一部分水。这些富含水的超级地球应该主要围绕低氧丰度的恒星运行，其中低氧丰度是由低水-硅酸盐比率或整体低金属含量造成的。
2016-03-03 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
Optical observations and dust modelling of comet 156P/Russell-LINEAR
156 P/Russell-LINEAR彗星是一颗短周期的木星族彗星，轨道周期为6.44年。这里介绍了光谱、光度、偏振观测和尘埃模型研究的结果。从光谱研究中，在我们观测的两个时期都可以观察到来自$CN (Δν= 0)$、$C_3 (λ4050$（）、$C_2 (Δν= +1)$和$C_2 (Δν= 0)$的强发射。Q（$C_2$）/Q（CN）比值将彗星归类为典型彗星。成像数据显示了喷流的存在。从彗星的尘埃排放被观察到有一个非稳态流出，由于这些强喷流的存在，在以后的时代消退，导致稳态流出。在两个不同相位角的偏振研究显示，偏振程度与木星家族彗星在类似相位角的偏振程度相当。在彗差中观察到偏振值的局部变化。粉尘建模研究表明存在大量硅酸盐/低吸收材料，并表明彗发主要由大量低孔隙度的大尺寸颗粒（幂律粒度分布指数= 2.4）所控制。观测到的活动和尘埃特性与另一颗木星家族彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko相似。
2022-04-20 astro-ph.EP
Outward Motion of Porous Dust Aggregates by Stellar Radiation Pressure in Protoplanetary Disks
我们研究了原行星盘表层的尘埃运动。在恒星辐射压力的作用下，表面层的尘埃颗粒通过气体拖曳力进行角动量输运，向外迁移。在本研究中，我们利用辐射压力计算了致密颗粒和多孔尘埃团向外运动的质量通量。本文用球簇的T矩阵方法计算了多孔尘埃聚集体的辐射压力。首先，我们确认，多孔尘埃聚集体被迫强辐射压力，即使他们成长为更大的聚集体相比，均匀和球形紧凑的颗粒，辐射压力的效率变得较低，当他们的尺寸增加。此外，我们还发现，当尘埃粒子的尺寸为几微米时，在半径为1 AU时，单体尺寸为0.1 $μ$ m的多孔尘埃粒子的向外质量通量比致密粒子的向外质量通量大一个数量级。这意味着像富含钙铝的包裹体（CAIs）这样的大的致密颗粒很难通过恒星辐射压力被输送到外部区域，而像南极多孔行星际尘埃颗粒（CP-IDPs）这样的多孔尘埃聚集体则被有效地输送到彗星形成区域。晶体硅酸盐可能是在恒星辐射压力的作用下，以多孔尘埃聚集体的形式从原太阳星云的内部热区向外部冷彗星区迁移的。
2014-11-18 astro-ph.EP
Rocky Planetesimal Formation Aided by Organics
硅酸盐尘埃颗粒的粘性差是岩石星子形成的主要障碍。在这项研究中，我们研究的可能性，硅酸盐颗粒与有机地幔，我们称之为有机地幔颗粒（OMG），通过直接凝聚形成星子。有机地幔通常存在于行星际尘埃颗粒中，实验室实验表明它们比硅酸盐更柔软，特别是在温暖的环境中。这与颗粒粘附理论相结合，意味着OMG比裸露的硅酸盐颗粒更粘。因为有机地幔可以存活到400 K，所以在原行星盘的水雪线内的硅酸盐颗粒原则上可以容纳这样的地幔。我们构建了一个简单的颗粒粘附模型来估计阈值碰撞速度低于聚集体的OMG可以增长。该模型表明，如果地幔厚度与行星际尘埃颗粒一样，温度高于$\sim$ 200 K，则0.1 \micron大小的OMG聚集体可以克服原行星盘中的碎裂障碍。我们使用这个粘附模型来模拟全球的演化OMG聚集体的内部部分的原行星盘，证明OMG聚集体确实可以成长为星子在有利的条件下。由于有机质在过高的温度下不稳定，因此，由OMG直接粘附而形成的岩石状微行星预计将发生在对应于温度范围$ \sim$ 200- 400 K的盘环中。富含有机质的微行星可能通过吸积大量贫碳球粒而成长为贫碳岩石微行星。
2019-05-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
$\textit{Herschel}$/SPIRE Observations of Water Production Rates and Ortho-to-Para Ratios in Comets
本文介绍了$\textit{Herschel}$ /SPIRE光谱观测的几个基本旋转的ortho-和para-water转换看到的三个彗星族彗星和奥尔特云彗星。辐射转移模型，其中包括激发碰撞与中性粒子和电子，并通过太阳红外辐射被用来产生合成发射谱线轮廓起源于彗星彗发。确定了邻对对位比（OPR），并用于推导所有彗星的产水率。与使用OPR为3得出的产水率进行比较。在这项研究中，三颗彗星的OPR远低于统计平衡值3，但它们与彗星1 P/Halley和C/2001 A2（LINEAR）以及原行星盘TW Hydrae的观测结果一致。这些结果提供的证据表明，OPR的变化是由升华后的气相核自旋转换过程。所有彗星的产水率同意与以前的工作，一般来说，随着增加核心偏移减少。这可能是由于温度分布，额外的水源，或彗星的OPR变化，或模型不准确。
2016-12-05 astro-ph.EP
A Spitzer Survey of Protoplanetary Disk Dust in the Young Serpens Cloud: How do Dust Characteristics Evolve with Time?
我们目前斯皮策IRS中红外（5-35微米）光谱的一个完整的通量有限的样本（> 3毫焦耳在8微米）的年轻恒星对象（YSO）的候选人选择的基础上，他们的红外颜色在巨蛇座分子云。对147个源的光谱进行了分类。背景恒星（斜率与变红的恒星光谱和吸收中的硅酸盐特征一致），星系（具有红移的PAH特征）和行星状星云（具有高电离线）占该样本中污染的22%，留下115个真正的YSO。源与上升的光谱和冰吸收功能，被归类为嵌入式第一阶段的原恒星，占样本的18%。其余82%（94）的磁盘源进行了分析的光谱能量分布形状，多环芳烃和硅酸盐的功能。这些硅酸盐特征的存在，强度和形状被用来推断这些系统的磁盘属性。约8%的盘具有与具有内孔或间隙的冷盘一致的30/13微米通量比，并且3%的盘显示PAH排放。与模型的比较表明，在这些磁盘表面的尘埃颗粒至少有几个μ \m的大小。20微米的硅酸盐特征有时在没有10微米特征的情况下被看到，这可以指示这些盘中的非常小的孔。没有发现显着差异的硅酸盐特征的形状和强度之间的源在集群和在外地的分布。此外，在巨蛇座的结果进行了比较，与其他研究的样本：c2 d IRS样本分布在5个云和金牛座恒星形成区的磁盘的大样本。在不同环境和中位年龄的样品中硅酸盐特征特征的显著相似分布-如果显着-意味着在磁盘表面的尘埃人口之间的平衡结果尘埃生长和破坏性的碰撞过程，保持在几百万年的任何YSO人口，无论环境。
2010-03-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Morphological, Elastic, and Electric Properties of Dust Aggregates in Comets: A Close Look at COSIMA/Rosetta's Data on Dust in Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko
欧空局罗塞塔轨道飞行器上的彗星二次离子质量分析仪（COSIMA）显示，67 P/丘留莫夫-格拉西缅科彗星彗发中的尘埃颗粒是小颗粒的聚集体。我们研究了彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko彗发中尘埃聚集体的形态，弹性和电特性，使用COSIMA仪器拍摄的光学显微镜图像。COSIMA图像中的尘埃聚集体被很好地表示为分形，与罗塞塔号上MIDAS（显微成像尘埃分析系统）和GIADA（颗粒撞击分析仪和尘埃累积器）的形态数据相协调。COSIMA的图像，以及来自罗塞塔其他仪器如MIDAS和GIADA的数据，并不与太阳星云中$10~μ\mathrm{m}$大小的粒子的所谓雨出增长相矛盾。由COSIMA测量的尘埃聚集体的弹性和电性质表明，彗星尘埃的表面化学性质很好地代表了碳质物质，而不是硅酸盐或冰，与质谱一致，有机物质在一定程度上被太阳辐射覆盖，从各种彗星的光学和红外观测中推断。彗星尘埃在其母彗星的终结点处被强烈的电场静电蓬松是不可能的，除非尘埃的表面化学性质从电介质变成导体。我们的发现与我们目前对彗星形成和演化的理解并不冲突，彗星的形成和演化始于太阳星云中凝聚物的积累，随后是太阳系内部尘埃地幔的形成。
2020-01-06 astro-ph.EP
Investigating the Sulfur Mystery in Protoplanetary Disks Through Chemical Modeling
本研究更新二维时变原行星盘化学模型，纳入新含硫物种与反应，探究围绕太阳质量T Tauri恒星的盘中硫的分子形式，发现高C/O比可解释相关观测现象，初始硫形式影响盘冰丰度。
2025-10-02 astro-ph.EP
