The Anatomy of an Unusual Edge-on Protoplanetary Disk. II. Gas temperature and a warm outer region
我们提出了高分辨率$^{12}$ CO和$^{13}$ CO 2 - 1 ALMA观测，以及光学和近红外光谱，高度倾斜的原行星盘周围的SSTC 2D J163131.2 - 242627。光谱类型，我们得到的来源是一致的$\rm 1.2 \, M_{\odot}$明星推断ALMA的意见。尽管它有巨大的拱星盘，但我们几乎没有发现恒星上正在进行吸积的证据。CO地图揭示了一个磁盘，是异常紧凑的垂直方向，其外观在散射光图像一致。气体盘延伸的距离大约是亚毫米连续谱和光学散射光的两倍。从由中平面区域分离的两个表面层检测到CO，在中平面区域中，CO排放被抑制，如从冷中平面中的冻结所预期的。我们应用Dutrey等人2017年提出的地形重建分布方法的修改版本来推导圆盘的温度结构。我们发现，在CO发光层和$\sim$ 33 K和$\sim$ 20 K的中平面的温度在$\rm R<200$金，分别。在$\rm R>200$ Au之外，盘的中平面温度增加到$\sim$ 30 K，具有几乎垂直的等温轮廓。CO温度的转变与圆盘的亚微米和亚毫米发射的急剧减少相吻合。我们将其解释为星际紫外线辐射为圆盘的外部提供了额外的热源。
2021-03-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Simulations of thermal surface waves in a protoplanetary disk using 1+1D approximation
中央恒星的加热是决定原行星盘物理结构的关键因素之一。由于在径向上的光学厚度很大，盘的中平面区域被来自盘表面（大气层）的红外辐射加热，而后者又被恒星直接加热。以前的研究表明，圆盘表面的不均匀性对恒星辐射的拦截会导致向恒星传播的扰动。在这项工作中，我们调查的发生这种波的详细1+1D数值模型的原行星盘。我们证实了以前的研究结果，在磁盘，这是光学厚自己的辐射，表面扰动确实发生，并向恒星传播。然而，与一些分析预测相反，在足够大的磁盘热波只影响上层没有显着的温度波动的中平面。我们的研究结果表明，需要研究这种不稳定性更一致的流体动力学模型。
2022-03-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Razor-thin dust layers in protoplanetary disks: Limits on the vertical shear instability
内容：阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）最近的观测表明，在毫米波波长下观测到的大型尘埃聚集体沉降到中平面，形成非常薄的一层。目的：我们打算找出如果这些层的几何薄的证据对垂直剪切不稳定性（VSI）在这些磁盘中操作。方法：采用局部等温状态方程对原行星盘进行流体动力学模拟，使VSI充分发展。我们撒上灰尘颗粒，并跟踪它们的运动，因为它们被VSI搅动。我们确定的晶粒尺寸的层变得足够薄的几何与ALMA观察一致。然后，我们验证了，如果有这些晶粒尺寸，它仍然有可能在毫米波长下产生一个中等光学厚度的层，正如观察似乎表明的那样。结果如下：我们发现，即使是非常大的尘埃聚集体的斯托克斯数接近1得到搅拌以上的中平面相对较大的高度的VSI，这是在观察到的几何薄冲突。对于斯托克斯数超过1的大颗粒，可以使该层保持薄，但我们表明，很难使尘埃层在ALMA波长下光学厚（例如，τ（1.3mm）>=1）。结论：我们的结论是，原行星盘与几何薄的中面尘埃层不能VSI不稳定，至少不会下降到磁盘中面。抑制VSI的解释包括减少负责磁盘辐射冷却的小尘埃颗粒的尘埃与气体的比率。将小晶粒减少10至100倍足以使VSI淬火。这种减少在尘埃增长模型中是合理的，并且仍然与光学和红外波长的观测结果一致。
2022-10-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planet formation and migration near the silicate sublimation front in protoplanetary disks
越来越多的新发现的短轨道周期系外行星提出了关于其形成和迁移历史的问题。开普勒任务的一个关键结果引起了一个需要解释的特殊难题，即轨道周期长达10天的F，G，K和M星的行星出现率增加。研究了类太阳恒星周围原恒星盘尘埃升华锋附近行星形成和迁移的条件。对于这种分析，我们使用迭代的二维辐射流体静力盘模型，其中包括恒星的照射，尘埃升华和沉积取决于当地的温度和蒸汽压。我们通过改变磁化湍流起始温度、吸积应力、尘埃质量分数和质量吸积率来进行参数研究。我们的模型具有一个只有气体的内部磁盘，硅酸盐升华前和尘埃边缘开始在0.08金左右，电离过渡区与相应的密度跳跃，和压力最大值，作为卵石陷阱在0.12金左右。迁移扭矩图显示，地球和超级地球质量的行星在我们的模型磁盘中停留在10到22天的轨道周期。这样的周期与多行星系统中最内层行星的推断位置以及开普勒样本在10天内行星出现率的突破都非常一致。特别是，小颗粒耗尽的模型产生一个位于10天轨道周期的陷阱，而具有更高丰度的小颗粒的模型则在17天轨道周期左右产生一个陷阱。雪线位于1.6天文单位，接近巨行星出现率的峰值。我们的结论是，尘埃升华区是形成近距离行星的关键，特别是当考虑到紧密堆积的超级地球系统时。
2019-10-09 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Protoplanetary Disk Structure With Grain Evolution: the ANDES Model
本文提出了一个自洽的原行星盘模型：“带有尘埃演化和沉积的吸积盘”（ANDES）。ANDES基于灵活和可扩展的模块化结构，包括1）1+1D频率相关连续辐射转移模块，2）使用具有UV/X射线驱动过程表面反应的扩展气体颗粒网络计算化学演化的模块，3）计算气体热能平衡的模块，以及4）模拟尘埃颗粒演化的1+1D模块。首次在原行星盘模型中考虑了颗粒演化和随时间变化的分子化学。我们发现，晶粒生长和沉积的大颗粒的磁盘中平面导致一个尘埃贫化的气氛。因此，尘埃和气体的温度变得更高的内部磁盘（R < 50 AU）和较低的外部磁盘（R > 50 AU），与盘模型与原始尘埃。尘埃盘化学结构对尘埃生长和沉降的响应是双重的。首先，由于更高的透明度，部分UV屏蔽的分子层被移动到更靠近致密的中平面。第二，在磁盘中平面的大晶粒的存在下，延迟了挥发性的气相物种，如CO的冻结，而在相邻的上层的耗尽仍然是有效的。在尘埃演化的圆盘模型中，许多物种的分子浓度和柱密度都得到了增强，例如，CO2，NH 2CN，HNO，H2O，HCOOH，HCN，CO。我们还表明，时间依赖性化学是重要的气体热平衡的正确描述。
2013-02-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spiral Density Waves in a Young Protoplanetary Disk
引力有望激发原行星盘中的螺旋密度波，原行星盘是围绕年轻恒星运行的气体和尘埃盘。然而，以前的观测显示螺旋结构无法探测磁盘中平面，大部分质量集中在那里，行星形成发生。利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列，我们在年轻恒星伊莱亚斯2-27周围的原行星盘中探测到一对对称的螺旋臂。臂延伸到磁盘外部区域，并可向下追踪到中平面。这些毫米波观测还揭示了比螺旋臂更接近恒星的发射间隙。我们认为，所观察到的螺旋线跟踪冲击的螺旋密度波在这个年轻的磁盘的中平面。
2016-10-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Anatomy of an Unusual Edge-on Protoplanetary Disk I. Dust Settling in a Cold Disk
作为行星形成的最早阶段，质量大、光学厚度大、富含气体的原行星盘为恒星和行星形成的物理学研究提供了关键的见解。从侧面观察时，高分辨率图像提供了一个独特的机会来研究这些磁盘的径向和垂直结构，并将其与垂直沉降、径向漂移、晶粒生长和中平面温度变化联系起来。在这项工作中，我们提出了多历元的HST和凯克散射光图像，和ALMA 1.3毫米连续图的显着平坦的边缘上的原行星盘SSTC 2DJ 163131.2 -242627，年轻的太阳型恒星在$ρ$蛇夫座。我们在单独的MCMC运行模型的0.8 $μ$米和1.3毫米的图像，以调查的几何形状和尘埃属性的磁盘使用MCFOST辐射转移代码。在散射光中，我们对盘表面层中较小的尘埃颗粒很敏感，而亚毫米尘埃连续观测探测更接近盘中平面的较大颗粒。MCMC运行使用基于协方差的对数似然估计结合两个数据集是勉强成功的，这意味着我们的磁盘模型的复杂性不足。该盘的特点是一个喇叭形的盘模型，其外边缘呈指数锥形，几乎从边缘上看，尽管需要一定程度的灰尘沉降来重现垂直薄的轮廓和缺乏明显的喇叭形。一个比预期的更冷的磁盘中平面，尘埃沉降的证据，和残余的径向子结构都指向一个更复杂的径向密度分布，以探索未来，更高分辨率的观测。
2021-03-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Probing midplane CO abundance and gas temperature with DCO$^+$ in the protoplanetary disk around HD 169142
这项工作的目的是了解哪些中平面条件下探测的DCO $^+$排放在磁盘周围的赫比格Ae星HD 169142。我们探讨了DCO $^+$形成途径对气体温度和CO丰度的敏感性。用ALMA在0.3”的空间分辨率下观察到DCO $^+$ $J$ =3-2跃迁。HD 169142 DCO $^+$径向强度分布图显示，在半径<30 AU处有一个温暖的内部成分，在约50-230 AU处有一个宽的环状结构，在100 AU处有一个峰值，正好超过毫米晶粒边缘。我们模拟的DCO $^+$发射在HD 169142与物理磁盘结构改编自文献，并采用了一个简单的氘化学网络，以调查通过冷氘分馏途径通过H $_2$ D $^+$的DCO $^+$的形成。通过CH $_2$ D $^+$的热氘分馏途径的贡献近似使用中间盘层中的恒定丰度。参数化模型表明，需要改变文献模型的中平面气体温度和CO丰度，以恢复观测到的DCO $^+$径向强度分布。最佳拟合模型在z/r < 0.1的区域包含一个阴影的冷中平面，气体温度降低8 K，刚好超过毫米晶粒边缘的CO损耗因子为5，当r > 120 AU时气体温度降低2 K。温氘分馏途径在30-70 K之间以恒定的DCO $^+$丰度2.0 $\times$ 10 $^{-12}$实施。DCO $^+$发射探测HD 169142外盘中的冷物质储库，该储库未被毫米连续谱、SED或来自12 CO、…
2018-02-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple paths of deuterium fractionation in protoplanetary disks
我们研究了原行星盘中H $_2$和H $_3^+$的氘化学和核自旋态化学。氘分馏的多种途径被发现，交换反应与D原子，如HCO $^+$ + D，是有效的，除了那些与HD。在一个颗粒大小适合乌云的圆盘模型中，分子的冻结在外部中平面是严重的，而圆盘表面被屏蔽了紫外线辐射。因此，包括DCO $^+$在内的气体分子在盘表面变得丰富，这倾向于使它们的柱密度分布相对平坦。如果尘埃颗粒已经增长到毫米级，中性物质的冻结速率降低，气体分子的丰度，包括DCO $^+$和N $_2$ D $^+$，在冷的中平面增加。湍流扩散将盘表面的D原子和自由基传输到中平面，并将中平面中的稳定冰物种传输到盘表面。因此，湍流对化学的影响是多方面的;而DCO $^+$和N $_2$ D $^+$丰度的增加或减少取决于区域，HCN和DCN在气体和冰的最内半径大大减少，与没有湍流的模型相比。当宇宙射线穿透磁盘，H $_2$的ortho-to-para ratio（OPR）被发现是热的磁盘中，除了在冷（$\lesssim 10$ K）的中平面。我们还分析了H $_3^+$和H $_2$ D $^+$的OPR，以及H $_2$ D $^+$、DCO $^+$和N $_2$ D $^+$的主要反应，以分析推导它们在冷中平面中的丰度。
2018-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gravito-turbulence in irradiated protoplanetary discs
使用辐射流体动力学模拟在一个本地分层剪切盒与现实的状态方程和opacities，我们探讨了在50 AU的自引力在一个原行星盘照射的中央恒星的结果。我们发现，重力湍流是持续的有限范围内的表面密度，从$\sim 80$ $\sim$ 250 gcm $^{-2}$。在重力湍流的范围内，Toomre参数随着表面密度的增加从$\sim 1$单调减小到$\sim 0.7$，而有效冷却时间几乎不变，为$\sim 4$的轨道频率倒数。湍流运动在所有高度都是超音速的，它通过激波和压缩加热消散。在中平面附近发生的压缩运动产生向上的流动，这不仅有助于支撑盘，而且有助于将耗散的能量输送到盘表面。在掠射角大于0.32 °时，辐照对中面附近的重力湍流影响不大。我们还表明，一个简单的冷却功能与恒定的冷却时间不近似的现实冷却。
2017-03-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Line Ratios Reveal N2H+ Emission Originates Above the Midplane in TW Hydrae
同一分子不同跃迁的谱线比长期以来一直被用作气体温度的探针。本文利用ALMA对TW Hya周围原行星盘中N_2 H + J~=~1-0和J~=~4-3谱线的观测，导出了这些谱线的发射温度。在0.8- 2“的径向范围内，我们发现平均温度为39~K，一个σ的不确定度为2~K，明显高于该盘中超过0.5”的预期中平面温度。我们的结论是，TW Hya的N2 H+发射不是从中平面附近发射，而是从更高的磁盘，在一个区域可能有界的过程，如CO和N2的光解或化学再加工，而不是冻结。
2019-04-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Probing the Temperature Structure of the Inner Region of a Protoplanetary Disk
本文通过CW Tau盘的二维模型与ALMA多波段观测比较，研究吸积导致的中平面加热及尘埃尺寸、散射、沉降和孔隙率对内盘温度结构的约束。
2023-05-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
A breath of fresh air: Oxygen enhancement from silicate sublimation during early protostellar evolution
Leiden University（莱顿大学）；Ventspils University of Applied Sciences（文茨皮尔斯应用科学大学）；University of Michigan（密歇根大学）；Purdue University（普渡大学）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）
本研究通过JWST和ALMA观测证实，I型原恒星HOPS-68正处于类似太阳系行星形成t=0时刻的阶段，其内部硅酸盐升华使氧含量增强，或表明原恒星演化存在持续氧增强阶段。
2026-11-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Non-ideal Magnetohydrodynamic Instabilities in Protoplanetary Disks: Vertical Modes and Reflection Asymmetry
本文用非理想MHD半解析线性扰动理论分析磁扩散率分层的原行星盘，发现反对称垂直模式持续增长并破坏赤道面反射对称，可解释单侧盘风与吸积外流不对称。
2024-07-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Unlocking CO Depletion in Protoplanetary Disks II. Primordial C/H Predictions Inside the CO Snowline
CO被认为是原行星盘中挥发性碳的主要储存库，因此是形成巨行星的大气中碳的主要初始来源。然而，最近对原行星盘的观测表明，在许多系统中，包括在CO雪线内部的半径处，挥发性碳丰度较低。一个可能的解释是，气相碳被化学加工成挥发性较低的物质，这些物质在尘埃颗粒表面冻结为冰。这种机制有可能改变气体中的原始C/H比。然而，目前的观测主要是探测盘的上层。目前还不清楚低挥发性碳丰度是否延伸到行星形成的中平面。我们已经运行了198个化学模型的网格，探索CO的化学后处理如何取决于磁盘质量，尘埃粒度分布，温度，宇宙射线和X射线电离率，以及初始水丰度。在我们以前的工作重点放在温暖的分子层的基础上，在这里，我们分析了我们的网格模型在磁盘中平面在12天文单位的结果。我们发现，无论是ISM水平的宇宙射线电离率或存在的UV光子，由于尘埃表面密度低，需要化学减少中平面CO气体丰度至少一个数量级内1百万年。在我们的大多数模型中，CO不会通过原位化学进行实质性的后处理，并且在典型磁盘的寿命期间气相C/H和C/O比几乎没有变化。然而，在小的子集的磁盘，其中磁盘的中平面受到电离或光解源，气相C/O比增加了近9个数量级，由于CO转化为挥发性烃。
2019-04-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
SPH simulations of structures in protoplanetary disks
用改进的GADGET-2程序计算了受低质量伴星扰动的原行星盘的流体动力学模型。圆形和偏心轨道的情况下，可以是共面的或略有倾斜的磁盘中平面被认为是。在模拟过程中计算了中心恒星和观测者之间视线上的测试粒子柱密度。然后，在假设尘埃和气体以1：100的质量比充分混合的情况下，计算了星周尘埃的柱密度。为了研究星盘相对于观测者的方位对星周消光的影响，计算了视线与星盘中平面的四个倾角和沿方位角的八个方向。分别计算了环星盘和环双星盘中的柱密度。计算结果表明，在环星盘和环双星盘中都可以出现柱密度的周期性变化。变化的幅度和形状强烈依赖于模拟系统的参数（轨道的偏心率和倾角，伴星和恒星的质量比）及其在空间中的方位。我们的模拟结果可以用来解释年轻的UX Ori型恒星亮度的周期变化。
2018-03-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust Transport in Protoplanetary Disks with Wind-driven Accretion
最近的研究表明，原行星盘（PPD）的内部区域是由风驱动的吸积控制的，由此产生的吸积流显示出复杂的垂直剖面。这种复杂的流动结构由于霍尔效应而进一步增强，特别是当背景磁场与盘旋转对准时。我们研究如何通过蒙特卡罗模拟，这种流动结构的影响全球尘埃输送，侧重于两种情况。在第一种情况下，环向磁场是最大化的miplane，导致吸积和递减流上方和下方。在第二种情况下，环向场改变整个中平面的符号，导致在磁盘中平面的吸积流，与上方和下方的递减流。我们发现，在这两种情况下，从额外的气流的贡献仍然可以准确地纳入对流扩散框架垂直集成灰尘运输，增强灰尘径向扩散到一个有效的$α^{\rm eff}\sim10^{-2}$强耦合灰尘，即使当背景湍流是弱$α<10^{-4}$。在第二种情况下，尘埃径向漂移也略有增强。我们提供了一个通用的分析理论，准确地再现我们的模拟结果，从而建立一个框架来模拟全球尘埃运输，现实地结合垂直气流结构。我们还注意到，该理论同样适用于化学物种的传输。
2021-02-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Effect of Dust Evaporation and Thermal Instability on Temperature Distribution in a Protoplanetary Disk
本文提出半解析稳态模型研究原行星盘，发现考虑尘埃蒸发等过程后r<1 au区域存在热不稳定性，导致盘演化非稳态并引发间歇性吸积，需在演化模型中予以考虑。
2023-07-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Molecular line emission from a protoplanetary disk irradiated externally by a nearby massive star
恒星的形成通常发生在星团内部或附近。附近大质量恒星的辐射可以使年轻恒星周围的原行星盘光蒸发，这就提出了关于在这些环境中形成行星形成能力的问题。我们研究了低质量T Tauri星周围的原行星盘的二维物理和化学结构，该星被附近的大质量O-型星照射，以确定原行星盘中分子的存活性和可观测性。与孤立的星盘系统相比，气体温度的范围从几个因素（在磁盘中平面）到大约两个数量级（在磁盘表面）更高的照射磁盘。虽然在外盘的紫外线通量，特别是，是几个数量级更高，磁盘的表面密度是足够的磁盘中平面的有效屏蔽，使磁盘仍然主要是分子的性质。我们还发现，非挥发性分子，如HCN和H2O，能够冻结到磁盘中平面的尘埃颗粒上，从而形成冰冷的星子，例如，彗星，也可能在probands。我们已经计算了分子线发射从磁盘假设LTE和确定，原子碳，CO（和同位素，13 CO和C18 O），HCO+，CN和HCN的多个跃迁可以观察到ALMA，允许表征的气体柱密度，温度，和光学深度的probrids在猎户座的距离（~400 pc）。
2013-03-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
CO destruction in protoplanetary disk midplanes: inside versus outside the CO snow surface
长期以来，CO一直被认为是测量气体质量的最佳示踪剂，因为它在许多圆盘中很容易在（亚）mm波长处被检测到。从最近ALMA观测的大样本磁盘CO推断的气体质量似乎与他们推断的尘埃质量不一致。即使包括光解和冻结，从CO导出的气尘质量比也比$\sim$ 100低1-2个数量级。赫歇尔测量HD线发射意味着气体质量与气体尘埃质量比为100。这表明，至少有一个额外的机制是去除气态CO。在这里，我们测试的建议，大部分的CO进行化学处理，碳被隔离成不太挥发性的物种，如CO2，CH 3OH和CH 4在致密的，屏蔽的中平面区域的磁盘。使用我们的气体颗粒的化学代码，我们进行了参数探索，并按照CO丰度的演变在一系列条件下的屏蔽磁盘中平面的代表。我们发现，没有化学处理的CO发生在1-3万年的时间尺度低宇宙射线电离率，$< 5\times 10^{-18}$的$^{-1}$。假设电离率为$10^{-17}$ s $^{-1}$，则90%以上的CO被破坏，但仅在低于30 K的圆盘部分中。这个数量级的破坏CO是强大的对晶粒表面反应速率参数的选择，除了温度低于20 K，其中有一个强烈的依赖H隧穿势垒。CO化学处理所需的低温表明，精确的盘温度结构是重要的，发光的赫比格恒星周围的温暖盘预计几乎没有CO转化。对于金牛座T星周围的冷盘，除非盘很年轻（<100万年），否则大部分的CO发射层都会受到影响。这可能导致推断出的气体质量…
2018-08-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiation Magnetohydrodynamics In Global Simulations Of Protoplanetary Disks
我们的目标是在全球模拟中研究原行星盘的热力学和动力学演化，包括辐射传输和磁旋转不稳定性引起的磁流体动力学（MHD）湍流物理。我们发展了一个基于通量限制扩散近似的辐射转移方法，该方法包含了中心恒星的频率依赖性辐射。该混合方案在PLUTO代码中实现。我们实施的重点是辐射转移方法的性能。使用优化的Jacobi预处理BiCGSTAB求解器，辐射模块比我们考虑的磁盘设置的MHD步骤快三倍。我们获得70%的弱缩放效率高达1024个核心。本文首次对分层原行星盘进行了整体三维辐射MHD模拟。盘模型的参数被选择为近似于蛇夫座恒星形成区的AS 209系统的参数。从处于辐射和流体静力平衡的圆盘开始模拟，磁旋转不稳定性很快导致圆盘中的MHD湍流和加热。对于我们使用的磁盘参数，湍流耗散加热磁盘中平面，并提高了约15%的温度相比，被动磁盘模型。一个大致平坦的垂直温度分布建立在光盘光学厚区域接近中平面。我们再现的垂直温度分布与粘性盘模型的应力张量垂直分布是平坦的，在磁盘的大部分和盘冠消失。本文首次证明了用现有的计算设备对湍流原行星盘进行整体辐射MHD模拟是可行的。这为原行星盘内部动力学的广泛研究打开了窗口，其中存在重要的观测约束。
2013-10-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
MRI-active inner regions of protoplanetary discs. I. A detailed model of disc structure
短周期的超级地球大小的行星很常见。要解释它们是如何在目前的轨道附近形成的，需要了解原行星盘内部区域的结构。以前的研究认为，热的内部原行星盘是不稳定的磁旋转不稳定性（MRI）由于钾的热电离，并在这个MRI活动区的外缘形成的局部气体压力最大值。在这里，我们提出了一个稳态模型的内盘粘性增生，主要是由于MRI。在我们的模型中，内部盘的结构和MRI粘度是完全耦合的，此外，我们考虑了许多过程中省略了以前这样的模型，包括盘加热吸积和恒星辐射，垂直能量输送，现实的尘埃不透明度，尘埃盘电离和非热源电离的影响。对于一个标准气体吸积率（$\dot{M}$ $\sim$ $10^{-8}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$）和小尘埃颗粒的太阳质量的恒星周围的光盘，我们发现，光盘的内部是光学厚，吸积热主要是在中面附近释放。因此，无论是光盘中平面的温度和压力最大值的位置，只有轻微的恒星辐射的影响，和内部光盘也对流不稳定。如前所述，内盘主要是通过尘埃颗粒的电子和钾离子发射电离的，这些离子在高温下抵消了颗粒上自由电荷的吸附。我们的研究结果表明，压力最大值的位置是由阈值温度以上的电子和离子发射变得有效。
2021-04-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Protoplanetary Disk Polarization at Multiple Wavelengths: Are Dust Populations Diverse?
本研究首次在870 μm和3 mm开展原行星盘尘埃偏振巡天，发现相近演化阶段盘的偏振行为存在差异，并通过散射模型用不同尘埃粒径与分层分布解释观测特征。
2024-04-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
The role of OH in the chemical evolution of protoplanetary disks II. Gas-rich environments
上下文我们提出了一种方法，包括气体消光的宇宙射线产生的紫外光子的化学模型中的中平面的原行星盘，专注于它的影响冰的形成和化学演化。目标。我们的目标是通过处理宇宙射线来改进化学模型，宇宙射线是圆盘中平面电离的主要来源，其处理方式与这些区域中存在的气体和谷物环境的现有知识相一致。我们跟踪宇宙射线的影响，通过确定主要的化学反应通道，也是主要的贡献者的气体不透明度宇宙射线诱导的紫外光子。这一信息是至关重要的，在实施气体不透明度的宇宙射线引起的反应，在完整的二维原行星盘模型。方法.我们认为时间依赖的化学模型的范围内1-10 AU的中平面的金牛座T盘。宇宙射线诱导的紫外光子的气体物种的消光被包括在每个时间步的photorates的计算。我们对宇宙射线诱导的H_2紫外发射光谱上所有原子/分子的电离和离解截面进行了积分。通过分析每种气相物质随时间的相对贡献，我们能够确定原行星盘中平面气体不透明度的主要贡献者。结果在1天文单位，气体不透明度占总不透明度的28.2%，包括尘埃的贡献。在3-5天文单位处，气体贡献占总不透明度的14.5%，在7-8天文单位处，气体贡献达到12.2%。正如预期的那样，在10-15 AU的物种冻结导致气体对总不透明度的贡献非常低（6%）。影响气体不透明度的主要因素是CO、CO_2、S、SiO和O_2。OH也有助于气体不透明度，但仅在10-15 AU。
2012-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Electric heating and angular momentum transport in laminar models of protoplanetary disks
原行星盘的垂直温度结构关系到与行星形成有关的几个过程，如气体和尘埃颗粒化学、冰线和对流。温度分布受中央恒星的辐射和任何内部热源的控制，例如可能来自气体吸积的热源。本文研究了层流圆盘中磁场的电阻耗散所产生的热量和角动量输运。我们使用当地的一维模拟，以获得垂直温度分布的典型条件下，在内部磁盘（0.5至4 AU）。在辐射非理想磁流体力学框架下，利用对气体电离和不透明度的简单假设，自洽地计算了加热和冷却速率。我们的特点是稳定的解决方案是对称的中平面，这可能与饱和霍尔剪切不稳定模式。我们还研究了全球吸积-喷射结构驱动的电流的耗散。在这两种情况下，我们都获得了足够高的不透明度的显着加热。强磁场可以诱导一个统一的顺序在磁盘中平面的温度增加，对流不稳定的熵分布，和表面发射率相当于一个粘性加热的$α\sim 10^{-2}$。这些结果表明，磁场如何可能驱动有效的吸积和加热弱电离磁盘的湍流可能是无效的，至少对于一系列的半径和年龄的磁盘。
2020-05-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
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
Shadows, gaps, and ring-like structures in protoplanetary disks
研究了Tauri T星和Herbig Ae星周围被动加热盘的结构，提出了一个矢量化的原行星盘尘埃辐射转移模型。与标量版本的代码相比，矢量化提供了100的加速因子。尘埃由蓬松的碳和各种大小的硅酸盐颗粒或弥漫的ISM尘埃组成。由MC方法得到的红外发射和中平面温度不同于其中辐射转移在小环段的平板几何形状中求解的模型。在MC处理，尘埃晕以上的磁盘被认为是。晕导致增强的红外发射和温暖的中平面温度比纯磁盘。在流体静力平衡的假设下，我们发现，在内部边缘的磁盘鼓起，其次是阴影区。阴影降低了中板的温度，并降低了盘的消光层的高度。它可以被看作是圆盘中的一个缺口，除非它的表面再次暴露在直接的恒星辐射中。在那里，圆盘第二次膨胀，第三次膨胀，如此类推。因此，几个间隙和环状结构存在于磁盘表面，并出现在发射图像。它们是由圆盘中的阴影产生的，并且不需要假设任何伴星或行星的存在。与赫比格Ae型恒星相比，这种间隙和环状结构在金牛座T型恒星周围的类地行星区域更为明显。
2012-01-17 astro-ph.SR
Chemistry Along Accretion Streams in a Viscously-Evolving Protoplanetary Disk
原行星盘的组成是由星际遗传和盘内气体和颗粒表面化学反应的组合决定的。遗传分子的生存，以及盘在原位化学取决于当地的温度，密度和辐射环境，这可能会随着时间的推移，由于恒星和磁盘的演变，以及在磁盘中的传输而改变。我们解决一个方面的物理和化学演化之间的耦合在磁盘以下吸积流线的气体和小颗粒在磁盘中平面，同时考虑到不断发展的恒星。这种方法计算效率高，使我们能够在不减少化学网络的情况下考虑不断变化的物理条件。我们发现，在动力学模型中，由于宇宙射线驱动的化学产物的向内传输，许多物种在内盘中平面被增强，导致，例如，数量级的碳氢化合物增强在1 AU，相比静态磁盘。对于其他几个化学家族，静态和动态模型之间没有差异，这表明存在强大的化学重置，而另一些则显示出静态和动态模型之间的差异，这些差异取决于向内轨道期间物理和化学之间的复杂相互作用。因此，在模拟原行星盘的化学演化时，耦合动力学和化学的重要性取决于感兴趣的化学。
2020-02-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing Molecular Stratification within an Edge-on Protoplanetary Disk
通过对不同临界密度和形成途径的分子种类进行采样，对边缘上的原行星盘进行高分辨率观测，为追踪原行星盘的垂直化学和物理结构提供了机会。基于亚弧秒分辨率阿塔卡玛大毫米波阵列（ALMA）档案数据的边缘上飞碟磁盘（2 MASS J16281370-2431391）的分析，我们建立了垂直和径向分化的磁盘CN发射区域相对于那些$^{12}$ CO和CS，我们模拟的磁盘物理条件，CN的排放产生。我们证明，磁盘$^{12}$ CO（2-1），CN（2-1），和CS J=5-4的发射区的比例高度下降以上的中平面，使12 CO，CN，和CS跟踪层的密度增加，温度降低。我们发现，在半径> 100 au的中心恒星，CN的排放主要来自中间层，而在磁盘的内部区域，CN似乎出现从层更接近中平面。我们调查磁盘的CN发射区域内的物理条件，以及CN激发温度和柱密度的范围内，通过RADEX非LTE建模的三个最亮的CN超精细线。在磁盘中面附近，我们在相对较低的T $_{kin}$（~12 K）下获得密度nH 2 ~10 $^{7}$ cm $^{-3}$，我们发现CN是热化的，而亚热，非LTE条件似乎获得CN发射从较高（中间）磁盘层。我们考虑是否以及如何特定的空间位置和激发条件的CN发射飞碟可以与CN生产的管辖，径向和垂直方向，由辐射的磁盘的X射线和UV光子从中央恒星的照射程度。
2020-12-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The ionising effect of low energy cosmic rays from a class II object on its protoplanetary disk
研究了来自年轻恒星的低能宇宙射线（CR）对原行星盘（PPD）的电离效应。我们特别考虑的$\sim3\,$ GeV质子注入的PPD的内边缘的效果。作为这些CR的结果，电离分数的增加可以允许磁旋转不稳定性在磁盘的其他磁死区中操作。对于假定的典型值，我们发现在$1\,$ au处的电离率为$ζ_\mathrm{CR} \sim 10^{-17}\mathrm{s^{-1}}$。输运方程的求解通过处理的CR扩散的传播。我们发现，增加扩散系数的CR渗透进一步在PPD，而不同的磁盘的质量密度分布被发现有很小的影响。我们调查的CR的能谱的效果。盘风的影响进行检查，包括平流项。对于$1-100\mathrm{km\,s^{-1}}$之间的平流风速，对于合理的扩散系数，扩散在这里考虑的所有半径处占主导地位（达到10 $\,$ au）。总体而言，我们发现，低能量CR可以显着电离的PPD的中平面到$\sim\,1\,$ au。通过增加CR的亮度或能量，在合理的限度内，它们的径向影响可以增加到中平面处的$\sim2\,$ au，但是进一步显著电离中平面仍然具有挑战性。
2017-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hubble reveals complex multi-scale structure in the edge-on protoplanetary disk IRAS 23077+6707
研究利用HST/WFC3高分辨率多波段成像观测近侧向大尺寸原行星盘IRAS 23077+6707，揭示其多尺度子结构与不对称特征，指出该系统是原行星盘研究的珍贵观测对象。
2025-11-18 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
Hot and cool water in Herbig Ae protoplanetary disks. A challenge for Herschel
本文讨论了Herbig Ae型原行星盘70微米以上旋转H_2O发射谱线的空间起源和可探测性。我们使用最近开发的磁盘代码ProDiMo计算Herbig Ae型磁盘的热化学结构和应用非LTE线辐射转移代码Ratran预测水线剖面和强度图。该模式显示了盘内三个空间上不同的水浓度高的区域，它们与形成水的不同化学途径有关：（1）在内缘后面的深中面中有一个大的蓄水池，（2）在雪线r> 20 AU以外的遥远的冰中面周围有一个冷水带，（3）在高海拔z/r=0.1... 0.3，从约1AU延伸到30 AU，其中动力学气体温度范围从200 K到1500 K。虽然区域3只包含少量的水蒸气（~ 3 × 10 ^-5 M_Earth），但我们发现这个温暖的层几乎完全负责旋转水发射谱线，除了最低的3条激发线。因此，赫歇尔将首先探测区域3的条件和径向延伸，其中水主要通过中性-中性反应形成，气体与尘埃热解耦T_gas>T_dust。观测结果不允许确定雪线，因为雪线截断了区域1的径向延伸，而雪线源自区域3。不同的线传输近似（LTE，逃逸概率，蒙特卡罗）进行了讨论。在大多数情况下需要非LTE处理，并且发现用逃逸概率方法获得的结果低估了Monte Carlo结果2%…百分之四十五
2009-06-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Probing CO and N$_2$ Snow Surfaces in Protoplanetary Disks with N$_2$H$^+$ Emission
在形成行星的原行星盘中，主要挥发物的雪线调节着气体和固体的C/N/O比。雪面是雪线在外盘区域的二维延伸，辐射加热导致温度随盘高度降低。CO和N $_2$是C、N和O的两种最丰富的载体。N $_2$ H $^+$可用于探测两种分子的雪表面，因为它被CO破坏并由N $_2$形成。在这里，我们提出了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的观测N $_2$ H $^+$在0.2 $''$ -0.4 $''$分辨率周围的磁盘LkCa 15，GM Aur，DM Tau，V4046 Sgr，AS 209，IM Lup。我们发现两个独特的发射形态：N $_2$ H $^+$要么是存在于一个明亮的，狭窄的环周围的延伸纤细的发射，或在一个广泛的环。这些排放模式可以用两种不同的垂直温度结构来解释。在中平面（VIRaM）层（LkCa 15，GM Aur，DM Tau）上方具有厚的垂直等温区的盘中，预期会出现明亮、狭窄的N $_2$ H $^+$环，其中N $_2$ H $^+$发射峰位于CO和N $_2$雪线之间。宽N $_2$ H $^+$环来自具有薄VIRaM层的盘（V4046 Sgr，AS 209，IM Lup）。我们使用一个简单的模型来提取第一套CO和N $_2$雪线对和相应的冻结温度对磁盘厚VIRaM层。结果表明，一系列的N $_2$和CO雪线半径对恒星的光谱类型相似，表明需要经验确定雪线磁盘…
2019-07-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust growth and pebble formation in the initial stages of protoplanetary disk evolution
研究原行星盘演化初期的尘埃生长与卵石形成，通过三维数值流体力学模拟发现尘埃在几千年内生长至毫米级，受高密度高温影响Stokes数低于0.1，盘内尘气比非均匀且卵石总质量随时间增至数十地球质量。
2024-01-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Radiation thermo-chemical models of protoplanetary disks I. Hydrostatic disk structure and inner rim
本文介绍了一个新的磁盘代码，称为ProDiMo，计算原行星盘的热化学结构和解释气体发射谱线从UV到sub-mm。我们结合频率相关的二维尘埃连续辐射转移，动力学气相和UV光化学，冰的形成，和详细的非LTE加热和冷却平衡与流体静力盘结构的一致性计算。我们包括FeII和CO振转线加热/冷却相关的高密度气体接近恒星，并应用修改后的逃逸概率处理。模型的特点是各种物理，化学和辐射过程之间的高度一致性，其中相互反馈迭代求解。在应用于从0.5天文单位延伸到500天文单位的金牛座T盘时，这些模型的特点是有一个膨胀的内缘，并且表明致密、屏蔽和冷的中平面（z/r<0.1，Tg~Td）被一层热的（5000 K）和薄的（10^7 ~ 10^8 cm^-3）原子气体所包围，该原子气体径向延伸到大约10天文单位，垂直延伸到z/r~0.5。这一层主要由恒星紫外线加热（例如PAH加热），并通过FeII半禁戒和OI 630 nm光学线发射冷却。在这个“光环”中的尘埃颗粒将恒星光散射回圆盘上，从而影响光化学。较远的区域的特征在于较冷的扩口结构。在100 AU以上，即使在中平面，Tgas也从Tdust开始下降，并达到约Tg~ 2 Td的值。我们的模型表明，气体能量平衡是理解垂直盘结构的关键。用假设Tg=Td计算的模型显示出更平坦的盘结构。
2009-04-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
VLTI/PIONIER survey of disks around post-AGB binaries. Dust sublimation physics rules!
后AGB双星被环绕双星的气体和尘埃盘所包围，类似于年轻恒星周围的原行星盘。我们的目标是了解这些磁盘的结构，并确定在其内部区域发挥作用的物理现象。我们希望了解盘-双星的相互作用，并进一步研究与原行星盘的比较。利用VLTI/PIONIER对23颗AGB后双星进行了近红外（H波段）干涉快照观测。我们已经安装了多波长的village和封闭阶段与纯粹的几何模型越来越复杂，以检索的大小，温度和通量比的不同组件的所有来源的解决和不同的组件有助于H-波段通量进行解剖。这些目标的环境非常复杂：13/23目标需要具有13个或更多参数的模型来拟合数据。我们发现，内部盘边缘遵循和扩展的大小-光度关系建立的磁盘周围的年轻恒星的偏移向更大的尺寸。后AGB双星的近红外星周辐射的测量温度比年轻恒星低（Tsub~ 1200 K），可能是由于不同的尘埃矿物和/或尘埃升华区的气体密度。围绕后AGB双星的环双星盘的尘埃内缘由尘埃升华物理所控制。此外，大量的拱星H波段通量是过分辨的（14个目标有超过10%的非恒星通量过分辨），这暗示了更多来自未知来源的结构（盘结构或外流）。过分辨通量的数量比年轻恒星周围的大。由于这些目标的复杂性，干涉成像是一个必要的工具，以揭示在一个模型无关的方式相互作用的内部区域。
2019-09-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effect of Vertical Temperature Gradient on the Propagation of Three-dimensional Waves in a Protoplanetary Disk
本文研究了具有任意垂直温度分布的热分层圆盘中波的激发和传播。以前对三维波的分析研究主要集中在等温或多方垂直盘结构上。然而，在原行星盘中的主要热源是恒星辐射的位置，温度梯度在垂直方向上可能变为正的。我们扩展的分析研究的垂直温度结构上的波，激发在林德布拉德共振的影响。对于较热的磁盘大气，$f$模式对扭矩的贡献较小，并且在远离共振传播时保持局限在中平面附近。另一方面，$g$ -模式的激发更强。在传播过程中，它们向盘状大气顶部传播，群速度减小。与以前的研究相比，差异可能会影响在一个现实的磁盘结构中的波动力学的理解。
2015-08-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Ammonium salt formation and abundance in protoplanetary disks
Université Bordeaux, CNRS, Bordeaux INP, ISM, UMR 5255（波尔多大学）；Carl Sagan Center, SETI Institute（卡尔·萨根中心，SETI研究所）；NASA Ames Research Center（NASA艾姆斯研究中心）
本文通过热化学模型研究原行星盘阶段铵盐的形成，发现其在盘内中平面高效形成，宇宙射线驱动效应会增强r≈30 au内的铵盐形成，且改变CO与N₂雪线位置。
2026-08-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Vertical shear instability in two-moment radiation-hydrodynamical simulations of irradiated protoplanetary disks I. Angular momentum transport and turbulent heating
本研究通过高分辨率双矩辐射流体动力学模拟，发现小颗粒耗尽时垂直剪切不稳定性（VSI）在盘表面运作而中面受抑，其角动量混合主要为轴对称，且湍流加热导致的温度升高极其微小。
2023-12-11 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.comp-ph
Modeling the Thermal Structure of a Protoplanetary Disk Using Multiband Flux-Limited Diffusion Approximation
本研究延续原行星盘热结构计算模型分析，提出多波段mFLD$^{\rm s}$模型，改进超矩阵求逆方法，其模拟结果与参考模拟更一致，且揭示热平衡特征时间差异，为非平稳过程模拟提供参考。
2025-04-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Wind-driven Accretion in Protoplanetary Disks. I: Suppression of the Magnetorotational Instability and Launching of the Magnetocentrifugal Wind
我们进行本地，垂直分层剪切盒MHD模拟原行星盘（PPD）的基准半径为1 AU，考虑到欧姆电阻率和双极扩散（AD）的影响。的磁扩散系数进行评估自洽从一个查找表的基础上平衡化学。我们首先表明，列入AD显着改变了传统的分层吸积的图片。没有净垂直磁场，系统演变成一个环向场占主导地位的配置与极弱的湍流在远紫外电离层，是太低效，以驱动快速吸积。在存在弱的净垂直场（中平面处的等离子体β ~ 10 ^5）的情况下，我们发现MRI被完全抑制，导致在整个盘的垂直范围内完全层流。一个强大的磁离心风发射，有效地带走磁盘角动量，很容易占所观察到的吸积率在PPD。此外，在物理盘风的几何形状下，所有的吸积流通过一个强电流层的厚度为~0.3H，是从磁盘中平面偏移的径向速度高达0.4倍的声速。欧姆电阻率和AD对于抑制MRI和风发射都是必不可少的。风的传输效率随着净垂直磁通量和FUV电离穿透深度的增加而增加。我们的层流风解对行星的行星形成和全球演化有重要意义。
2013-04-03 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Effect of time-varying X-ray emission from stellar flares on the ionization of protoplanetary disks
本文建立随耀发能量变化的恒星耀发X射线能谱模型，并通过辐射转移计算表明耀发硬X射线可显著增强T Tauri星原行星盘的电离。
2024-09-18 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Vertical shear instability in two-moment radiation-hydrodynamical simulations of irradiated protoplanetary disks II. Secondary instabilities and stability regions
本文研究了受辐射原行星盘轴对称辐射流体模拟中寄生在垂直剪切不稳定性（VSI）上的次级不稳定性，发现斜压扭矩与VSI模式相互作用触发开尔文-亥姆霍兹不稳定性等机制导致VSI饱和，并构建稳定图表明盘表面层可存在VSI不稳定。
2023-12-11 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.comp-ph
Indications of Rapid Dust Formation in the Inner Region of a Protoplanetary Disk
Chulalongkorn University（朱拉隆功大学）；Boston University（波士顿大学）；University of Michigan（密歇根大学）；University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校）
研究发现原行星盘内区尘埃快速形成迹象，可能源于行星esimal碰撞。
2026-02-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gaps in Protoplanetary Disks as Signatures of Planets: I. Methodology and Validation
我们研究的观测结果的部分差距被打开的行星在原行星盘。我们使用一个静态的α-磁盘模型与详细的辐射转移，参数化的形状和大小的部分清除间隙的流体动力学模拟的结果的基础上，磁盘建模。阴影和照明的恒星照射在表面的差距导致增加的对比度的差距槽加深阴影和冷却和遥远的差距壁膨胀的照明和加热。在计算观测量，我们发现，多重散射是很重要的，并推导出一个近似，包括这些影响。一颗200 M_Earth（70 M_Earth）的行星在10 AU处产生的间隙可以通过间隙槽中的阴影和间隙远肩的照明降低/升高盘的中面温度高达~-25/+29%（~-11/+19%）。在金牛座的距离上，这个间隙可以用~0.01”的角分辨率分辨。间隙对比度在散射光和地面温度的热连续波长特征处最显著，从而将表面亮度降低或提高多达数量级。由于间隙的大小与行星质量相关，这是一种很有希望的方法来发现和确定嵌入在原行星盘中的行星的质量。
2012-02-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Eruptive Behavior of Magnetically Layered Protoplanetary Disks in Low Metallicity Environments
一个原行星盘通常在离中心原恒星几个天文单位的距离处，在其中平面附近形成一个死区。通过这样一个磁性分层盘的吸积本质上是不稳定的，并且与年轻恒星物体的爆发有关。我们首次研究了低金属丰度环境对死区结构的影响以及由此导致的原行星盘的爆发行为。我们对薄盘极限下的原行星盘形成和演化进行了全球流体动力学数值模拟。金属丰度的后果被认为是通过其对磁盘的气体和尘埃的不透明度，磁活性表面层的厚度，和星前云核的温度的影响。我们发现，金属贫磁盘积累更多的质量在最里面的区域，相比，太阳金属丰度同行。爆发阶段的持续时间也因金属丰度而异-低金属丰度盘显示出更强大的光度爆发，爆发阶段较短，主要局限于盘演化的早期嵌入阶段。云核温度较高的金属丰度盘差异最显著。爆发的发生是相对罕见的低质量恒星周围的磁盘，这是特别是在最低的金属丰度。我们的结论是，磁盘环境的金属含量可以有深刻的影响盘的结构和演化的情节吸积。
2021-01-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Analytical Formulas of Molecular Ion Abundances and N2H+ Ring in Protoplanetary Disks
我们研究了原行星盘中离子分子的化学性质，其动机是在TW Hya周围探测到N $_2$ H $^+$环。虽然环的内半径与CO雪线重合，但不清楚为什么N $_2$ H $^+$在CO雪线之外是丰富的，尽管CO和N $_2$具有相似的升华温度。利用全气体-颗粒网络模型，在具有毫米颗粒的圆盘模型中再现了N $_2$ H $^+$环.发现CO和N $_2$向低挥发性物种的化学转化（以下称为汇效应）影响N $_2$ H $^+$分布。由于汇的效率取决于各种参数，如粮食表面反应的活化能，这是没有很好的约束，我们还构建了无汇模型;总（气体和冰）CO和N $_2$丰度设置为常数，和它们的气体丰度由吸附和解吸之间的平衡。通过对全网络模型的分析，推导出了无汇模型中分子离子丰度的解析计算公式。N $_2$ H $^+$环也可由无汇模型再现。然而，在全网络模型和无汇模型中，N $_2$ H $^+$的二维（R-Z）分布是不同的。无汇模型中N $_2$ H $^+$的柱密度敏感地依赖于CO和N $_2$的解吸速率以及宇宙线的通量。我们还发现，N $_2$ H $^+$丰度可以在略低于CO升华的温度下达到峰值，即使CO和N $_2$的脱附能相同。
2015-05-28 astro-ph.SR
Thermal Structure Determines Kinematics: Vertical Shear Instability in Stellar Irradiated Protoplanetary Disks
本研究通过Athena++辐射模块模拟恒星照射下的原行星盘VSI，发现热结构与冷却时标显著影响盘运动学与湍流分布，低计算量的轨道冷却模拟可复现辐射流体结果，相关预测可通过ALMA观测检验。
2024-04-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Inner dusty regions of protoplanetary discs - I. High resolution temperature structure
我们目前对原行星盘内部区域的物理条件的理解越来越受到更详细的观测和理论探索的挑战。尘埃温度的计算是我们努力理解的关键特征之一，也是图像和通量重建的必要步骤。我们探索小（0.1mic半径）和大（2 mic半径）尘埃颗粒的共存可以共存的距离，从恒星的小颗粒将无法生存没有大颗粒屏蔽他们的直接星光。这项研究需要一个高分辨率的辐射转移计算，能够解决大的温度梯度和磁盘表面的曲率所造成的尘埃升华。计算还能分辨大颗粒中的逆温效应，其中最大尘埃温度在可见光深度τ V~1.5处。我们还显示光盘的图像和光谱，从小颗粒和大颗粒解开的贡献。大颗粒占主导地位的近红外通量，主要是因为明亮的热盘内边缘。小颗粒几乎占据了整个内盘内部，但出现在盘表面的距离是大颗粒与恒星最近距离的2.2倍。然而，小颗粒可以在较小半径处对图像表面亮度做出贡献，因为它们在恒星加热定义的光学薄表面下可见。我们的计算表明，升华温度不提供一个独特的边界条件的辐射转移模型的光学厚盘。这个问题的根源是温度反转效应，它允许大颗粒的光学薄配置比光学厚盘的内径更接近恒星。未来的尝试，以获得更现实的多晶粒内光盘模型将需要的数值分辨率…
2011-12-02 astro-ph.SR
Protoplanetary Disk Science with the Orbiting Astronomical Satellite Investigating Stellar Systems (OASIS) Observatory
OASIS（Orbiting Astronomical Satellite for Investigating Stellar Systems）是美国宇航局天体物理学MIDEX级任务概念，其目标是跟踪来自星系的水，通过原恒星系统，到达地球的海洋。本文详细介绍了OASIS可实现的原行星盘科学。OASIS的外差接收器套件允许对原行星盘内跨越大范围物理条件的水发射谱线进行同时的高光谱分辨率观测。这些观测将使我们能够绘制水蒸气在各个进化阶段的空间分布图，并评估水的重要性，特别是中面水雪线的位置，以行星形成。OASIS还将探测100多个盘中的H2同位素HD，从而最准确地确定迄今为止的总原行星盘气体质量。当与同期的水观测相结合时，HD探测还将使我们能够追踪水蒸气在各个演化阶段的演化。这些观测将使OASIS能够描述水分布的时间发展以及水在行星系形成过程中所起的作用。
2023-02-13 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
