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原行星盘的研究进展

天文学进展 2011年第2期29卷 148-167页

作者：刘尧王红池中国科学院紫金山天文台南京210008 中国科学院研究生院北京100049

原行星盘是环绕在年轻星天体(如T Tauri型星,HAe/Be星)周围的气体尘埃盘,是具有初始角动量的分子云核在塌缩形成恒星过程中的自然结果,是行星系统的起源地。原行星盘研究不仅是恒星形成理论的重要组成部分,而且是行星形成理论的基础。... 详细信息

原行星盘是环绕在年轻星天体(如T Tauri型星,HAe/Be星)周围的气体尘埃盘,是具有初始角动量的分子云核在塌缩形成恒星过程中的自然结果,是行星系统的起源地。原行星盘研究不仅是恒星形成理论的重要组成部分,而且是行星形成理论的基础。首先介绍了盘的形成与演化规律;然后介绍了年轻星天体的能谱分布,盘的模型和参数(质量吸积率、质量、尺度、温度、寿命);随后讨论了尘埃颗粒在盘中生长的观测证据以及行星在盘中形成的大致过程;最后对原行星盘研究的现状和未来做了总结与展望。

关键词：原行星盘年轻星天体能谱分布

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原行星盘演变的粘滞扩散阶段

原行星盘演变的粘滞扩散阶段

作者：陶炎芬吉林大学

学位级别：硕士

太阳星云的演变可以分为三个阶段:下落,粘滞耗散和清除阶段。每个阶段的盘子结构由不同的物理过程决定。当从分子云坍塌而汇合的物质下落到盘子的表面时,物质在盘子表面受到薄层吸积冲击而以次音速稳定下来时太阳星云就形成了。这种吸... 详细信息

太阳星云的演变可以分为三个阶段:下落,粘滞耗散和清除阶段。每个阶段的盘子结构由不同的物理过程决定。当从分子云坍塌而汇合的物质下落到盘子的表面时,物质在盘子表面受到薄层吸积冲击而以次音速稳定下来时太阳星云就形成了。这种吸积冲击过程给星云表面提供了大量的热量。汇流的气体的角动量在吸积冲击薄层的下面的湍流剪切层上将会被调整到开普勒盘的角动量值并且有可能提供局部的粘滞。在本文我们集中讨论粘滞耗散阶段。我们认为盘子的演化主要决定于盘子内部所产生的粘滞压。在这个阶段,粘滞机制将重新分布星云的质量和角动量。盘子的物质往里流而角动量往外流,星云逐渐向外扩展。与以往的均匀粘滞考虑不同,在此我们加入不均匀粘滞来研究原始太阳星云粘滞耗散阶段。计算中应用了目前最新的不均匀粘滞。在粘滞的计算中,我们加入了磁转动不稳效应。星云面密度和其它物理量的径向分布与以往的考虑均匀粘滞的星云模型中有显著不同。我们认为不均匀粘滞的结果更符合星云演变的历史真实。

关键词：不均匀粘滞原行星盘吸积盘太阳星云

寻找AKARI/FIS观测到的长寿命原行星盘

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天文学报 2015年第2期56卷 123-129页

作者：刘琼刘尧中国科学技术大学天文学系合肥230026 中国科学院星系宇宙学重点实验室合肥230026 中国科学院紫金山天文台南京210008

基于日本红外卫星AKARI/FIS的年轻恒星体样本,通过匹配Hipparcos(High Precision Parallax Collecting Satellite)的数据库共计得到21个太阳系附近的年轻恒星体,可靠性为90%.恒星的光谱类型从B型到M型星.利用Hipparcos精确的三角视差测... 详细信息

基于日本红外卫星AKARI/FIS的年轻恒星体样本,通过匹配Hipparcos(High Precision Parallax Collecting Satellite)的数据库共计得到21个太阳系附近的年轻恒星体,可靠性为90%.恒星的光谱类型从B型到M型星.利用Hipparcos精确的三角视差测量,定出源在赫罗图位置分布,进而与理论的演化轨迹等时线比较估算恒星的年龄.结果发现样本中存在两个年龄大于10 Myr的年轻恒星体.光学至红外能谱分布表明这两个源是II型年轻恒星体,即有原行星盘.通过进一步的能谱拟合表明这两个源的年龄分别为(14.1±4.2)Myr和(16.8±4.4)Myr.长寿命原行星盘与行星形成关系紧密,是理想的原行星诞生地.

关键词：恒星:前主序星原行星盘三角视差

行星形成数值模拟的研究现状与未来需求Ⅰ:原行星盘中的气体与尘埃动力学

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天文学进展 2016年第4期34卷 370-384页

作者：白雪宁理论与计算研究所哈佛-史密松天体物理中心美国剑桥02138

行星在气态的原行星盘中形成,而行星形成的全过程几乎都与原行星盘中气体与尘埃的动力学密不可分。原行星盘中气体与尘埃的动力学过程涉及包括非理想磁流体、化学、热辐射、非热辐射、空气阻力等诸多效应的作用以及它们之间的相互耦合,... 详细信息

行星在气态的原行星盘中形成,而行星形成的全过程几乎都与原行星盘中气体与尘埃的动力学密不可分。原行星盘中气体与尘埃的动力学过程涉及包括非理想磁流体、化学、热辐射、非热辐射、空气阻力等诸多效应的作用以及它们之间的相互耦合,因而关于行星形成问题的研究往往需要进行数值模拟,并对计算工具有着很高的要求。对研究行星形成问题所涉及的物理过程进行概述,简要介绍这些研究中主要使用的数值方法/算法,以及国际上与之相关的最新进展。最后,对未来行星形成领域的发展及其对数值工具的需求作以展望。

关键词：数值方法原行星盘磁流体力学辐射转移天体化学不稳定性系外行星

Monte Carlo模拟原行星盘化学演化

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Monte Carlo模拟原行星盘化学演化

作者：卢杨新疆大学

学位级别：硕士

目前的原始分子云坍塌到原行星盘形成的天体化学模型不够完善,因为在这些模型中很多重要的物理过程被忽略了。本论文我们提出了一个气相、活性层、冰层—间隙的三相化学模型来模拟分子云坍塌到原行星盘形成的化学演化过程。并且,我们模... 详细信息

目前的原始分子云坍塌到原行星盘形成的天体化学模型不够完善,因为在这些模型中很多重要的物理过程被忽略了。本论文我们提出了一个气相、活性层、冰层—间隙的三相化学模型来模拟分子云坍塌到原行星盘形成的化学演化过程。并且,我们模拟计算了一个简单的原行星盘化学演化过程。此模型在两相模型的基础上加入了冰层—间隙反应。冰层内的分子或者间隙内的分子经过光解产生较小的分子进入或者留在间隙中。由于间隙中的自由基较多反应壁垒较小,可以发生复杂的化学反应,生成复杂的有机分子,后期随着原行星盘的温度升高解吸到气相中。同时我们还考虑了H、CO的自屏蔽效应,提出了新的算法来解决蒙特卡洛耗时长的缺点。通过与其它模型的结果对比,我们新建立的三相化学模型可以产生更多的复杂有机分子和活性自由基。我们的模型可以解决以往模型中有些复杂有机分子丰度过低问题。所以我们的模型更加适合分子云坍塌到原行星盘的化学演化。

关键词：星际分子原行星盘化学演化

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不透明度对原行星盘结构的影响

不透明度对原行星盘结构的影响

作者：杜明超吉林大学

学位级别：硕士

现有理论认为，行星在原行星盘中形成。原行星盘的形成和演化对行星的形成至关重要，是研究的热点。分子云核塌缩过程中，由于具有角动量，物质没有完全掉落到中央恒星，而是在恒星周围形成扁平的原行星盘。原行星盘主要由气体组成，在... 详细信息

现有理论认为，行星在原行星盘中形成。原行星盘的形成和演化对行星的形成至关重要，是研究的热点。分子云核塌缩过程中，由于具有角动量，物质没有完全掉落到中央恒星，而是在恒星周围形成扁平的原行星盘。原行星盘主要由气体组成，在粘滞的作用下角动量重新分布。物质向内流向中央恒星，少部分物质由于角动量守恒向外流动。对于围绕类似太阳的中央恒星的薄盘，一般用面密度来描述原行星盘的演化。其他的物理量还有温度、盘厚、粘滞系数、和稳定性等。当面密度一定时，其他物理量可以写为面密度的函数。对盘子演化很重要的物理量是粘滞系数，粘滞系数与温度相关，而温度与原行星盘的不透明度相关。因此采取什么样的不透明度对盘子有什么样的影响，是很重要的。不透明度的研究有数值的研究，也有理论的拟合，在不同的文章里用到过不同的拟合公式。不透明度是温度的分段函数。为了得到不同不透明度对盘子演化的影响，我们取了四个不同不透明度的分析公式，来比较盘子的演化。对于盘子的形成，我们用Jin&Sui(2010)的盘子演化模型。盘子由分子云核塌缩而来。为了显示不透明度的影响，四种情况中，我们选择了相同的分子云核参数，也是观测给出的参数值。分子云核质量取1M⊙，温度取15K。转动角速度取0.31014s-1，是观测的最小值，粘滞取1104。金属丰度取太阳系的值。我们研究了原行星盘面密度、温度、以及不稳定性和不透明度的关系。我们使用了Bell&Lin (1994)、Bell et al.(1997)、Nakamoto&Nakagawa (1994)、以及Ruden&Lin (1986)的不透明度。结果显示，不透明度相似时，各物理量的变化不大。说明这些物理量对不透明度的依赖不敏感。而取很简单的不透明度时，在原行星盘的小半径区域，各物理量有显著的变化。简单的不透明度使小半径区域面密度下降、温度升高、稳定性增强。四种不透明度情况下，原行星盘在整个演化过程中都是稳定的。这主要是由于我们选择了小的分子云核初始转动角速度。当取大的转动角速度时，不透明度的不同形式有可能改变盘子的稳定性。尽管不透明度对盘子结构和演化有影响，但盘子演化依然有不变的特征。如在分子云核塌缩结束后，孤盘演化过程中，面密度在小半径区域随时间减小，在大半径区域增大，温度则是都减小，Q参数的最小值随时间增大。随半径的变化是：面密度、温度随半径减小，Q参数随半径先减小，后增大。

关键词：原行星盘不透明度盘子结构

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粘滞对原行星盘结构的影响

粘滞对原行星盘结构的影响

作者：李想吉林大学

学位级别：硕士

吸积是天体凭借自身引力吸引和积聚周围物质的过程。由于被吸积的物质往往具有角动量，因此会形成吸积盘。原行星盘系统包括中心天体和周围星云。星云假说中一直存在两大难题，其中之一便是角动量传输的问题。根据已观测的太阳系来说... 详细信息

吸积是天体凭借自身引力吸引和积聚周围物质的过程。由于被吸积的物质往往具有角动量，因此会形成吸积盘。原行星盘系统包括中心天体和周围星云。星云假说中一直存在两大难题，其中之一便是角动量传输的问题。根据已观测的太阳系来说，天文学家通过大量详细计算得知：太阳的质量占太阳系总质量的99.865%，但太阳的角动量却不足总角动量的0.6%;太阳系其他行星的质量仅占总质量的0.135%，却占总角动量的99%以上。原行星盘在演化过程中是通过何种机制完成角动量转移的呢？第二大难题是关于原行星盘中尘埃微粒是如何凝结成行星、卫星的问题，本文不做研究。本文着重研究角动量在传输过程中，粘滞对原行星盘结构产生的影响。原行星盘的演化过程主要取决于内部角动量和质量的再分布过程。在遵循角动量和质量守恒的过程中，原行星盘中气体的角动量由盘中内部区域迁移到外部区域，质量则以螺旋式向盘子的内部区域吸积。同时粘性引起剪切运动,大部分“摩擦”产生的热量从稳定盘的顶部和底部辐射出去。粘滞会使得星云中物质被加热从而辐射出去，这是毫无疑问的。但仅靠流体动力学粘滞本身又不足以解释原行星盘中角动量的传输。Shakura和Sunyaev提出气体中的湍流是粘滞的主要来源，湍流引起粘滞被认为是一种合理的解释角动量再分布的动力学理论，尽管这种湍流的起源并没有被完全理解。传统的解释方法是引入一个粘滞参数α以解释盘中湍流引起的粘滞增加。本文采用Jin和Sui的原行星盘模型。该模型中包含了非均匀粘滞和来自分子云核引力塌缩引起的质量流入。分子云核塌缩是从内向外的。塌缩形成一个由中心恒星和周围星云组成的吸积盘系统。基于流体力学基本方程，并结合传统的角动量理论，我们考虑原行星盘是薄盘的情况下，应用数值计算的方法，研究粘滞对原行星盘的演化影响。粘滞参数α的范围取数值模拟的结果。对于不同的α，我们得到原行星盘的不同时间面密度、中平面温度以及体密度作为到中心恒星距离的函数。我们发现，粘滞参数α对原行星盘的演化至关重要。当α增大时，如果原行星没有发生引力不稳，原行星盘整体面密度减小，中平面温度降低，温度相对于面密度变化不大，体密度减小。但在大半径面密度增大。小半径处面密度的大小基本与α的大小成反比。当盘子发生引力不稳时，引力不稳会快速减小原行星盘的面密度。即使在盘子发生引力不稳的情况下，盘子的面密度也是随α的增大而减小。

关键词：原行星盘粘滞湍流吸积盘

磁场、粘性和非轴对称性对原行星盘引力不稳定性的影响

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磁场、粘性和非轴对称性对原行星盘引力不稳定性的影响

作者：李百乐吉林大学

学位级别：硕士

本文先阐述了吸积在天体物理中作为能量源的重要性和标准吸积盘模型;然后介绍了著名的引力不稳定性判据Toomre Q值的推导;总结了引力不稳定性在活跃星系核(AGN)、剧变变星(CV)和年轻恒星(YSO)中的发展、WKB波及一些数值模拟结果,且简单... 详细信息

本文先阐述了吸积在天体物理中作为能量源的重要性和标准吸积盘模型;然后介绍了著名的引力不稳定性判据Toomre Q值的推导;总结了引力不稳定性在活跃星系核(AGN)、剧变变星(CV)和年轻恒星(YSO)中的发展、WKB波及一些数值模拟结果,且简单的说明了引力不稳定性和磁场湍流的相互作用。本文最重要的工作和创新之处在于通过分别考虑磁场、粘性和非轴对称性因素研究了原行星盘在WKBJ近似下对线性扰动的局部引力不稳定性的影响。本文推导了在轴对称扰动下分别存在磁场和粘性时的原行星盘局部引力不稳定性判据,发现磁场和粘性均有对抗自引力使盘趋向稳定的作用,但不能阻止引力不稳的发生。最后本文用较Goldreich &Lynden-Bell (1965)相对简单的方法证明了原行星盘在非轴对称扰动下的引力不稳定性判据与仅有轴对称扰动存在时的判据是相同的。

关键词：原行星盘不稳定性磁流体动力学恒星形成

引力不稳引起角动量传输的不同模型对原行星盘结构的影响

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引力不稳引起角动量传输的不同模型对原行星盘结构的影响

作者：王飞吉林大学

学位级别：硕士

环绕恒星的盘子的形成是从分子云核塌缩开始的。塌缩持续过程中，由压力支撑的恒星在向内流动的中心处形成，同时拥有更高角动量的下落物质在恒星周围形成环绕恒星的盘状结构。原恒星就是由中央恒星和盘子系统所构成的。大质量的盘子... 详细信息

环绕恒星的盘子的形成是从分子云核塌缩开始的。塌缩持续过程中，由压力支撑的恒星在向内流动的中心处形成，同时拥有更高角动量的下落物质在恒星周围形成环绕恒星的盘状结构。原恒星就是由中央恒星和盘子系统所构成的。大质量的盘子很容易产生引力不稳定性，引力力矩引起盘子角动量由内向外传递的效果与粘滞力传递角动量机制很相似，所以Lin&Pringle (1987,1990)提出了“引力不稳粘滞”的概念。引力不稳粘滞模型在原行星盘的形成与演化模拟中非常适用。但它只是一种方便处理，本质上并不是一种粘滞力。引力不稳粘滞在恒星形成中起重要作用，天体物理工作者对于它的研究也不断深入。他们提出了多种引力不稳粘滞模型，这些模型基于不同的原理而有不同的形式。我们的目的就是将不同粘滞形式放在一起进行模拟，然后对模拟结果进行比较和分析。这对天体研究有重要的意义。本论文第一章对研究背景作简单描述，第二章按时间顺序给出不同引力不稳粘滞模型的原理、粘滞表达式、应用和产生的结果等详细处理过程，第三章中我们选择最典型的四种引力不稳模型，代入初始条件相同的同一个恒星形成与演化模型中，对得到的结果进行详细分析和比较，来讨论不同引力不稳模型对原行星盘结构的影响。最后在第四章对我们的工作做总结和展望。根据四种不同引力不稳粘滞模型产生的数据结果，我们画出了对应的不稳定性参量Q、粘滞系数和面密度在盘子中的径向分布，并对它们进行分析和对比。我们对比四种模型在盘子形成和演化不同时刻结构的变化，也对比了同一时刻这三种不同参量的相互关联，以及同一时刻同一参量不同模型之间的差别，并给出相应的分析和解释。我们发现三种不同函数形式的引力不稳粘滞模型（Kratter模型，Lin&Pringle模型和Zhu的指数模型）对原行星盘结构的影响是一致的，盘子中面密度径向分布曲线几乎重合。而引力不稳定时（Q原行星盘结构的影响比较接近。而引力不稳定时对整个盘子取常数粘滞值的模型，盘子中粘滞分布曲线断层明显，没有一个缓和的连接。因而引起面密度分布曲线不够平滑。这此结论在原行星盘形成和演化模拟研究中，对于引力不稳定粘滞模型的选取和处理有很大的参考价值。

关键词：原行星盘塌缩引力不稳定性粘滞角动量传输吸积盘