Appearance of Dusty Filaments at Different Viewing Angles
内容：在过去的几年里，有许多关于暗条在恒星形成区域中的普遍存在和结构的研究，以及它们在恒星形成过程中的作用。这些细丝通常被认为是横跨天空平面的细长纤维。但我们如何检测倾斜的细丝呢？目的：我们的目标是更多地了解是否，以及如何，总柱密度或粉尘温度变化的视线。这种变化将使观测者能够利用尘埃观测来识别和研究任何倾斜度的细丝，并获得更多关于银河平面内细丝分布和方向的见解。研究方法：作为第一步，我们进行简单的圆柱模型的数值计算，以评估灯丝的几何形状的平均通量密度的影响。在此之后，我们应用我们的三维Monte Carlo尘埃辐射转移代码上的两个模型的恒星形成区，并得出有效的总柱密度和尘埃温度在不同的视角地图。结果：我们只看到我们研究的所有圆柱体的平均通量密度的轻微变化。对于我们更复杂的模型，我们发现，有效的尘埃温度是不敏感的视角，而总柱密度的强烈影响，差异超过一个数量级。这种变化与视角无关，而是取决于物体的结构。结论：我们的结论是，在我们的分析中，没有一个单一的量可以唯一地跟踪基于尘埃观测的灯丝的倾斜度和三维结构。然而，在给定的有效尘埃温度下观察到总柱密度的广泛变化表明倾斜的细丝。
2016-05-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multi-wavelength Observations of MWC 297: Constraints on Disk Inclination and Mass Outflow
MWC 297是一颗年轻的早期型恒星，它驱动着电离外流，周围环绕着温暖的尘埃。以前的近红外和中红外干涉仪图像的分析表明，在这些波长的发射来自一个紧凑的吸积盘与中等（$i < 40$度）的倾斜。我们在SOFIA上用FORCAST获得了MWC 297的5-40微米图像，以及在IRTF上用SpeX获得的近红外光谱和用VLA和BIMA获得的无线电数据，并补充了Herschel/PACS和SPIRE的存档数据。FORCAST图像与VLA数据相结合，表明外流叶几乎南北对齐，并且分离良好。FORCAST图像的简单几何模型表明，驱动外流的盘具有$55\pm 5$度的倾角，与干涉分析的结果不一致。分析的SpeX数据，与风模型，表明质量损失率的顺序是$6.0 \pm ^{3.7}_{1.7} \times 10^{-7} M_\odot ~\mathrm{yr}^{-1}$和消光的源是$A_V \sim 8.1 \pm^{2.5}_{1.5}$马格。我们结合我们的数据与文献中的值产生的光谱能量分布的源从$0.35~ μ$ m到$6$ cm和估计的总光度。我们发现总光度约为$7900 ~ L_\odot$，如果我们包括来自恒星周围扩展区域的辐射，仅略低于B1.5V恒星的预期。这种变红现象一定是由视线上的尘埃产生的，但距离恒星很远。
2022-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observing substructure in circumstellar discs around massive young stellar objects
大质量恒星形成的模拟预测了具有重要子结构的盘的形成，例如由于碎片化而形成的螺旋臂和团块。在这里，我们提出了一个半分析框架，用于产生具有子结构的圆盘的合成观测，以确定它们在干涉观测中的可观测性。与流体动力学模型的后处理不同，我们的方法所固有的速度允许我们探索恒星和圆盘参数的大参数空间，从而限制真实观测的属性。我们计算合成尘埃连续和分子线观测探测不同的光盘质量，距离，倾角，热结构，尘埃分布，螺旋和碎片的数量和方向。通过应用适当的空间和运动学滤波，我们的模型预测，ALMA对距离小于5 kpc的大质量YSO的观测应该能够在强自引力盘（即具有多达两个螺旋臂和强运动学扰动的盘）中检测到气体和尘埃中的螺旋。在任意倾斜的盘中检测螺旋将是可能的，或者通过直接在空间上分辨它们以用于更多的面对盘（倾斜高达~50度），或者通过运动学特征以其他方式。如果块体比周围的盘体材料热得足够多，那么盘体碎裂产生的块体在连续介质中应该是可检测的。
2018-11-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VLA/ALMA Nascent Disk and Multiplicity (VANDAM) Survey of Orion Protostars VI. Insights from Radiative Transfer Modeling
我们提出了马尔可夫链蒙特卡罗辐射转移建模的联合ALMA 345 GHz和光谱能量分布数据集的样本97个原恒星盘从VLA和ALMA新生磁盘和猎户座原恒星的多重性调查。从这个模型中，我们得到磁盘和信封属性为每个原恒星，使我们能够检查大量的年轻原恒星的人口属性。我们发现，磁盘是小的，与$ 29.4^{+ 4.1}_{- 2.7}$ au和$ 5.8^{+ 4.6}_{- 2.7}$ M $_{\oplus}$中位尘埃半径。我们没有发现统计上的显着差异的大部分属性的0类，I类，和平坦的频谱源的信封灰尘质量和倾斜除外。倾角之间的区别表明，0/I类/平谱系统可能很难与原恒星的演化状态唯一联系起来。当与金牛座的II类盘尘埃质量从类似的辐射转移模型进行比较时，我们进一步发现，盘尘埃质量从0类到II类盘减少的趋势不再存在，尽管由于恒星形成区域和建模技术的差异，这种比较是否公平仍不清楚。此外，我们所模拟的圆盘在广义上是引力稳定的。最后，我们比较磁盘的质量和半径与磁盘形成的模拟，并发现磁流体动力学效应可能是重要的再现所观察到的属性的磁盘。
2022-02-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Inclination-Induced Polarization of Scattered Millimeter Radiation from Protoplanetary Disks: The Case of HL Tau
在HL Tau和另外两个年轻的恒星天体中观测到了空间分辨的偏振毫米/亚毫米辐射。它通常被解释为来自磁性排列的颗粒，但也可以通过尘埃散射产生，正如Kataoka等人明确证明的那样。我们扩展了他们的工作，包括磁盘倾斜引起的偏振相对于视线。使用一个物理动机，半解析模型，我们表明，散射光的偏振分数的倾斜角$i$的增加，达到$1/3$的边缘上的磁盘。倾斜诱导的极化可以很容易地支配在正面视图中的磁盘的固有。它为HL Tau（$i \sim 45^\circ$）倾斜盘中观察到的偏振模式的两个主要特征提供了一个自然的解释：偏振强度集中在沿长轴或多或少伸长的区域，以及在这个区域中偏振大致平行于短轴。这一广泛的协议提供了支持尘埃散射作为一个可行的机制，至少部分地产生，偏振毫米波辐射。为了在观察到的水平（$\sim 1\%$）产生偏振，散射颗粒必须生长到几十微米的最大尺寸。然而，这样的颗粒可能太小，无法产生在HL Tau和其他来源中观察到的$β\lesssim 1$的不透明度光谱指数;可能需要另一个更大的，毫米/厘米大小的颗粒群来解释非偏振连续发射的大部分。
2018-10-14 astro-ph.SR
Tracking the 3D evolution of a halo coronal mass ejection using the revised cone model
本文旨在跟踪2011年6月21日的全晕CME的3D演化。这次日冕物质抛射是由NOAA活动区11236中一条携带质子的磁绳的非径向喷发引起的。这次喷发是由STEREO航天器前后的EUVI和SDO上的AIA在EUV波长下观测的。CME由STEREO上的COR 1日冕仪和SOHO/LASCO上的C2日冕仪观测。修改后的圆锥体模型略有修改，圆锥体的顶部变成了一个球体，内部与腿相切。利用多点观测资料，应用圆锥模型，推导出日冕物质抛射的形态学和运动学特性。圆锥体的形状与EUVI和COR 1在STEREO双航天器和LASCO/C2日冕仪上观测到的CME非常吻合。锥角在初始阶段从54 $^{\circ}$急剧增加到130 $^{\circ}$，表明快速膨胀。导出了日冕物质抛射前缘锥角与日心距的关系式$ω=130\degr-480d^{-5}$，其中$d$的单位为$R_{\odot}$。从$\sim$ 51 $^{\circ}$到$\sim$ 18 $^{\circ}$，倾角逐渐减小，表明有径向传播的趋势。日心距在初始阶段逐渐增加，在后期阶段迅速增加，直到$\sim$ 11\，$R_{\odot}$。CME的真实速度达到$\sim$ 1140 km s $^{-1}$，比LASCO/C2视场中的视速度高$\sim$ 1.6倍。修正后的模型在跟踪CME的完整演化方面是有希望的。
2022-02-22 astro-ph.SR
A statistical approach for interpreting polarized dust emission of the filamentary molecular clouds toward the estimate of 3D magnetic field structure
本研究通过三维MHD模拟生成合成观测，验证了Doi et al. (2021)提出的$R_{\rm{FWHM}}$方法，发现其均值和方差可有效量化丝状分子云中磁场相对于天平面的倾角。
2024-12-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effect of dust grain porosity on the appearance of protoplanetary disks
我们从理论上分析了由多孔尘埃颗粒组成的原行星盘。在对原行星盘观测结果的分析中，尘埃相通常被假定为由球形颗粒组成，这使得人们可以应用米氏散射理论。然而，在现实中，尘埃颗粒的形状预计将严重偏离球体。我们调查的影响，多孔尘埃颗粒的温度分布和可观察到的外观的原行星盘的尘埃颗粒孔隙率高达60%。我们进行了辐射转移建模来模拟温度分布、光谱能量分布以及空间分辨的强度和偏振图。采用离散偶极子近似方法计算了多孔颗粒的光学性质。我们发现，在光学波长范围内的流量是多孔颗粒高于紧凑，球形颗粒。在9.7 μ m处的硅酸盐峰的轮廓强烈地取决于颗粒孔隙度的程度。温度分布在垂直于中平面的方向上显示出显著的变化。此外，模拟的极化图揭示了增加的极化度的一个因素约4时，多孔晶粒被认为是，无论磁盘倾斜。在选定的磁盘区域的偏振方向是相反的，这取决于波长，晶粒孔隙度，和磁盘倾斜。我们讨论了这种效果的几种可能的解释，发现多重散射解释效果最好。孔隙度影响着原行星盘可观测的外观。特别是，极化反转显示依赖于晶粒孔隙度。盘内的物理条件被孔隙度改变，这可能对晶粒生长和盘演化的过程产生影响。
2014-07-24 astro-ph.SR
Origin of meteoritic stardust unveiled by a revised proton-capture rate of $^{17}$O
从陨石中回收的星尘颗粒提供了它们形成时恒星环境同位素组成的高精度快照。然而，将它们的起源归因于特定类型的恒星往往是困难的。4-8个太阳质量的中等质量恒星预计会贡献很大一部分的陨石星尘。然而，还没有发现具有这种恒星特有的同位素组成的颗粒。这是一个长期存在的难题，它指出了我们对银河系中恒星和尘埃生命周期的理解存在严重差距。在这里，我们表明，增加质子捕获率的$^{17}$ O最近的地下实验报告，导致$^{17}$ O/ $^{16}$ O同位素比，符合人口中观察到的星尘颗粒，质子燃烧温度为60-80万K。这些温度确实是在4-8太阳质量的中等质量恒星演化后期在对流包层底部达到的，这表明它们是最有可能的颗粒起源地。这一结果提供了第一个直接证据，证明这些恒星对太阳系形成的尘埃存量做出了贡献。
2017-03-01 astro-ph.SR
Gas accretion within the dust cavity in AB Aur
AB Aur是一颗赫比格Ae星，拥有一个著名的过渡盘。由于它距离较近且倾角较低，是研究行星形成的绝佳对象。我们的目标是调查的化学和动力学的分子气体成分在AB Aur盘，其与连续毫米发射中观察到的突出的马蹄形的关系。我们用NOEMA干涉仪以高角分辨率标测了HCO ~+和HCN的J = 3-2谱线。通过结合两者，我们可以深入了解AB Aur盘的结构。在AB Aur盘中观察到化学分离：HCO+显示出朝向恒星位置的强烈发射，在尘埃腔中至少有一个明亮的分子桥，以及在较大半径处的环状发射，而HCN仅在与尘埃环重合的环形环中检测到，并在尘埃阱附近呈现出强烈的峰值。我们使用HCO+来研究腔内的气体动力学。观测到的明亮的HCO+桥连接着致密的中心源和外部的尘埃环。这座桥可以解释为从外环到内盘/喷流系统的吸积流，证明气体通过空腔吸积。
2019-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Resolving the FU Ori System with ALMA: Interacting Twin Disks?
猎户座FU天体是低质量的前主序星，其特征是亮度达到几个星等的剧烈爆发。这些爆发与偶发的吸积事件有关，在这些事件中，恒星获得了相当大一部分的质量。这些吸积事件背后的物理过程尚未得到很好的理解。猎户座FU系统的原型是猎户座FU，由两颗年轻的恒星组成，并探测到气体和尘埃的排放。直到现在，连续发射区还没有得到解决。在这里，我们提出了1.3毫米的观测FU猎户座双星系统的ALMA。磁盘分辨率为40 mas。辐射转移模型表明，从FU Ori北（主要）的排放是一致的，与一个尘埃盘的特征半径为$\sim$ 11 AU。长轴和短轴之间的比率表明圆盘的倾角为$\sim$ 37度。FU Ori南部与一个类似倾角和大小的尘埃盘一致。假设双星轨道与盘具有相同的倾角，南北分量之间的解投影距离为0.6“，即$\sim$ 250 au。$^{12}$ CO排放的地图显示了一个复杂的运动学环境，在北部组件的位置，也（在较小程度上）FU Ori南部的签名磁盘旋转。修正后的盘几何形状使我们能够更新FU Ori吸积模型（Zhu等人），得出的恒星质量和质量吸积率FU Ori分别为0.6 M $_{\odot}$和3.8 $\times10^{-5}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$。
2019-11-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic fields in star forming systems (I): Idealized synthetic signatures of dust polarization and Zeeman splitting in filaments
我们使用的POLARIS辐射输运代码生成预测的两个主要观测直接敏感的磁场形态和强度的细丝：尘埃极化和气体塞曼线分裂。我们模拟通用气体细丝与幂律密度分布假设两个密度场强度的依赖关系，六个不同的灯丝倾角，和九个不同的磁场形态，包括螺旋形，环形，和扭曲的磁场几何形状。我们提出了理想化的空间分辨尘埃极化和塞曼导出的场强和方向图。假设尘埃颗粒由辐射力矩（RAT）排列，尘埃极化跟踪投影的天空平面磁场形态。塞曼谱线分裂同时提供了强度加权的视线场强和方向。我们表明，线性尘埃偏振本身是无法唯一地约束三维场形态。我们证明，这些模糊性改善或解决与塞曼方向信息的增加。因此，尘埃极化和塞曼分裂的观测一起提供了最有前途的手段，获得三维磁场配置的约束。我们发现，塞曼导出的场强是至少一个因素的几个低于输入场强由于视线平均通过灯丝密度梯度。未来的观测尘埃极化和塞曼分裂是必不可少的洞察磁场的作用，恒星和集群形成的细丝。
2018-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A WISE View of IRAS Debris Disks: Revising the Dust Properties
恒星周围的碎片盘被认为是行星系统的组成部分。限制这些盘的尘埃性质可以为行星系统的形成和演化提供关键信息。\textit{InfRared Astronomical Satellite}（\iras）作为一个全天巡天，为碎片盘搜寻做出了巨大贡献，发现了第一颗碎片盘宿主星织女星。李承晚\citep{rhe07}公布的\iras探测到的碎片盘样本包含146颗恒星，具有尘埃属性的详细信息。而其中45个由于\iras \数据库的限制（仅在60 $μ$ m处有\iras \检测）仍不能确定其粉尘性质。因此，使用更多的\textit{Wide-field Infrared Survey Explorer}敏感性数据（\wise），可以更好地表征样本星：对于仅在60 $μ$ m处有\iras探测的样本星，我们重新拟合了过剩通量密度，得到了尘埃温度和分光光度;而对于其余具有多波段\iras \探测的恒星，对沙尘性质进行了修正，结果表明，以前在高温带对沙尘温度的估计过高。此外，我们还发现了17颗在\wise \ 22 $μ$ m处有过量辐射的恒星，它们与地球的距离分布比其他没有中红外过量辐射的恒星要小，光度比其他恒星要高。其中，15颗星可以在以前的作品中找到。
2020-08-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Thick Disks around White Dwarfs viewed 'Edge-off': Effects on Transit Properties and Infrared Excess
本文建模白矮星周围几何厚盘对凌星和红外辐射的影响，发现厚盘可解释WD J1013-0427凌星红化及部分系统红外超出，强调厚盘效应不可忽视。
2025-10-07 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
Dusty disk winds at the sublimation rim of the highly inclined, low mass YSO SU Aurigae
金牛座T星是低质量的年轻恒星，其盘为行星形成提供了环境。尽管如此，人们对它们的结构知之甚少。我们提出了新的红外干涉观测的SU御夫座拱星环境，提供3倍更高的分辨率和更好的基线位置角覆盖比以前的意见。我们研究了围绕SU Aur的星周物质的特征，限定了盘的几何形状、成分和内部尘埃边缘结构。CHARA阵列提供了长基线观测的机会，基线可达331米。在K波段使用CLIMB 3望远镜组合器使我们能够测量vibrations以及闭合相位。我们进行了图像重建，用于模型独立分析和几何建模。此外，辐射转移模型的拟合约束了圆盘的物理参数。首次在辐射转移程序TORUS中引入尘埃盘风来模拟原行星盘。我们的实现是出于理论尘埃盘风，其中磁场线驱动尘埃盘平面上方接近升华区。图像重建揭示了一个倾斜的磁盘与轻微的不对称沿其短轴，可能是由于倾斜效应模糊的内部磁盘边缘通过吸收入射的恒星光的近侧和热再发射/散射的远侧。倾斜环的几何建模发现内边缘在0.17+/-0.02 au处，倾角为50.9+/-1.0度，短轴位置角为60.8+/-1.2度。辐射转移模型显示了一个张开的圆盘，内径为0.18金，这意味着晶粒尺寸为0.4微米，刻度高度为15.0金，在100金。在测试的辐射转移模型中，只有尘埃盘风成功地解释了K波段的过量，通过引入尘埃以上的中平面。
2019-05-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Modeling the curved dust sublimation front in protoplanetary disks: a potential probe of midplane turbulence
Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文研究所）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；Departamento de Física, CUCEI, Universidad de Guadalajara（瓜达拉哈拉大学CUCEI物理系）；Instituto de Radioastronomía y Astrofísica, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学射电天文学与天体物理研究所）
提出一种自洽方法计算T Tauri星盘尘埃内壁几何与辐射，通过SED模型发现弯曲壁从~0.11 au延伸至~0.38 au，并揭示毫米级颗粒需分布至0.5-3标高以上，暗示高湍流度。
2026-06-26 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
Polarization simulations of stellar wind bow shock nebulae. II. The case of dust scattering
利用蒙特卡罗辐射转移程序SLIP，研究了在恒星源周围的弓形激波状密度增强区中尘埃散射产生的偏振。弓形激波是由快速运动的恒星风与星际介质相互作用形成的结构。我们以前的研究主要集中在这些结构中产生的电子散射的极化，我们表明，极化是高度依赖于倾斜角和多重散射改变的形状和程度的极化。与电子散射相反，尘埃散射是波长相关的，这改变了偏振行为。在这里，我们探索不同的尘埃粒子的大小和成分，并产生偏振光谱能量分布的每种情况下。我们发现，偏振SED行为依赖于粉尘成分和粒度。包括尘埃排放导致偏振的变化与温度在较高的光学深度的方式，是敏感的弓激波的方向。在不同的场景和一定的假设下，我们的模拟可以限制光学深度和尘埃属性的解决和未解决的弓形激波形状的散射区域。光学深度的约束可以提供估计的本地ISM密度观测到的弓形激波。我们还研究了填充在恒星和弓形激波之间区域的尘埃颗粒的影响。我们看到，随着恒星和弓形激波之间的尘埃密度的增加，所产生的偏振被抑制所有的光学深度制度。
2020-11-09 astro-ph.SR
Binary-induced spiral arms inside the disc cavity of AB Aurigae
在这项工作中，我们证明了在御夫座AB中观察到的内部螺旋结构可以由尘埃腔内的双星轨道产生。我们发现，质量比为0.25，半长轴为40 au，偏心率为0.5，倾角为90°的伴星产生的气体螺旋与$^{12}$ CO（2-1）谱线发射中观察到的气体螺旋非常匹配。基于环双星盘中的尘埃动力学（Poblete，Cuello和Cuadra 2019），我们将双星相对于环双星盘的倾角限制在60°到90°之间。我们预测，这颗伴星的位置大约是0.18角秒，从中央恒星向东南偏东，在圆盘平面上方。如果这颗伴星在不久的将来被发现，我们的模型表明它应该以6质量/年的速度在天空平面上远离主星。由于我们的伴星是倾斜的，我们还预测螺旋结构将随着时间的推移而变化，而不仅仅是与伴星共同旋转。
2020-06-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
The Distance to NGC 2264
我们利用星系团成员倾角的统计分析来确定到疏散星团NGC 2264的距离。我们推导出距离依赖的值sin i（其中i是倾角）的97颗恒星在NGC 2264的旋转周期，光度，有效温度，和投影赤道旋转速度，v sin i，测量这些恒星。我们已经测量了96的v sin i值在我们的样品中，通过分析高分辨率光谱与互相关技术。我们的模型所观察到的集群的正弦分布，假设成员星有随机的轴向取向，并通过采用处方的测量误差在我们的样本。通过调整在观察到的sin i分布中假设的距离，直到它与建模的分布相匹配，我们获得了聚类的最佳拟合距离。我们发现这些数据与NGC 2264的913 pc的距离一致。我们的分析的定量测试显示，由于采样和系统的影响，分别为40和110个百分点的不确定性。这一距离估计表明，该星团的年龄为150万年，尽管需要对整个星团成员进行更详细的调查才能得出强有力的结论。
2009-07-17 astro-ph.SR
On the underestimation of dust mass in protoplanetary disks: Effects of disk structure and dust properties
原行星盘中尘埃颗粒的总量是表征行星形成潜力的关键属性之一。对于（亚）毫米通量测量，文献研究通常在光学薄发射的假设下使用解析形式推导尘埃质量，这可能导致大幅低估。在这项工作中，我们进行了参数研究的目的是调查磁盘结构和灰尘属性的影响，通过自洽辐射转移模型的低估。考虑并比较了不同的粉尘模型、散射模式和沉降方法。研究了圆盘子结构如圆环和新月对质量导数的影响。结果表明，传统的分析方法可以低估的质量由几个到几百倍，取决于光学深度沿视线设置主要由真实的尘埃质量，磁盘的大小和倾斜。作为应用，我们进行了详细的辐射转移模拟的光谱能量分布的DoAr 33，所观察到的DSHARP磁盘之一。当采用DSHARP尘埃不透明度时，从贝叶斯分析返回的最可能的尘埃质量大约是由分析计算给出的值的7倍。我们的研究表明，估计磁盘尘埃质量的辐射转移模型是一个解决方案，以减轻质量不足的问题，行星形成在ALMA时代提出的。
2022-10-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
An interferometric study of the Fomalhaut inner debris disk. I. Near-infrared detection of hot dust with VLTI/VINCI
主序星周围尘埃碎片盘的最里面部分目前知之甚少，因为它们与母星的对比度很高，角距很小。使用近红外干涉测量，我们的目标是检测附近的A4 V星北落师门周围的热尘埃的签名，这已经被认为是除了位于约140 AU的冷尘埃环外，还含有一个温暖的尘埃群。在VLTI的VINCI仪器获得的档案数据被用来研究北落师门系统的条纹能见度在投影基线长度从4米到140米的K波段。在短基线上观察到的唯一恒星光球层的预期能见度明显不足。这被解释为星周辐射的特征，相对于恒星光球层产生0.88% +/- 0.12%的相对通量。虽然我们的干涉测量数据不能直接约束的形态的多余的发射源，从文献中的补充数据，使我们能够放弃轴外的点状物体作为源的拱星发射。我们认为，热尘埃颗粒位于北落师门6 AU内的热辐射是最合理的解释检测到的过剩。我们的研究还提供了一个修正的边缘变暗的北落师门直径（2.223 +/- 0.022 mas），考虑到解决拱星发射的影响。
2009-08-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
A resolved debris disk around the candidate planet-hosting star HD95086
最近，一颗新的行星候选者在年轻（10-17百万年）的A型恒星HD 95086周围的直接图像上被发现。该系统的强红外线过剩表明，与HR 8799、Pic和北落师门类似，该恒星也有一个拱星盘。为了研究HD 95086盘的结构和气体含量，并研究其与新发现的行星的可能相互作用，我们在这里提出了新的光学，红外和毫米观测。我们没有检测到CO排放，排除了演化的气态原始盘的可能性。简单的黑体模型的光谱能量分布表明存在两个空间上分离的尘埃带在径向距离为6和64 AU。我们用赫歇尔空间天文台获得的解析图像显示了一个特征性的圆盘大小约为6.0x5.4弧秒（540 x490 AU），圆盘倾角约为25度。假设候选行星的轨道倾角相同，它与恒星的径向距离为62天文单位，非常接近外部冷尘环的黑体半径。HD 95086的行星系统结构与HR 8799相似。这两个系统都有一个温暖的内部尘埃带和一个广阔的较冷的外部磁盘和两个尘埃区域之间的巨大行星。模拟结果表明，如果候选行星的轨道偏心率大于0.4，那么它可以通过其长期摄动动态地激发甚至到270 AU的微行星的运动。我们的分析为三个已知系统增加了一个新的例子，其中直接成像的行星和碎片盘共存。
2013-09-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
