[论文解读] Location and sizes of forsterite grains in protoplanetary disks: interpretation from the Herschel DIGIT programme

K. M. Maaskant, B. L. de Vries+5 more|UvA-DARE (University of Amsterdam)|Jun 16, 2014

Astro and Planetary Science参考文献 51被引用 8

一句话总结

本研究利用赫歇尔DIGIT计划的数据对原行星盘中的顽辉石发射进行建模，结果表明69 µm特征的宽度以及23/69 µm通量比约束了颗粒大小和温度。对于HD 141569和Oph IRS 48，数据更支持大颗粒（≥10 µm）顽辉石而非冷的、富含铁的小颗粒，表明在演化盘中径向混合和颗粒生长效率低下。

ABSTRACT

The spectra of protoplanetary disks contain mid- and far- infrared emission features produced by forsterite dust grains. The spectral features contain information about the forsterite temperature, chemical composition and grain size. We aim to characterize how the 23 and 69 micron features can be used to constrain the physical locations of forsterite in disks. We check for consistency between two independent forsterite temperature measurements: the 23/69 feature strength ratio and the shape of the 69 micron band. We performed radiative transfer modeling to study the effect of disk properties to the forsterite spectral features. Temperature-dependent forsterite opacities were considered in self-consistent models to compute forsterite emission from protoplanetary disks. Modelling grids are presented to study the effects of grain size, disk gaps, radial mixing and optical depth to the forsterite features. Independent temperature estimates derived from the 23/69 feature strength ratio and the 69 micron band shape are most inconsistent for HD141569 and Oph IRS 48. A case study of the disk of HD141569 shows two solutions to fit the forsterite spectrum. A model with T ~ 40 K, iron-rich (~0-1 % Fe) and 1 micron forsterite grains, and a model with warmer (T ~ 100 K), iron-free, and larger (10 micron) grains. We find that for disks with low upper limits of the 69 micron feature (most notably in flat, self-shadowed disks), the forsterite must be hot, and thus close to the star. We find no correlation between disk gaps and the presence or absence of forsterite features. We argue that the 69 micron feature of the evolved transitional disks HD141569 and Oph IRS 48 is most likely a tracer of larger (i.e. ~10 micron) forsterite grains.

研究动机与目标

• 利用中红外和远红外光谱特征，确定原行星盘中顽辉石的物理位置和颗粒大小。
• 检验两种独立温度指标之间的一致性：I23/I69通量比与69 µm特征的形状。
• 研究盘隙、径向混合和光学深度在塑造顽辉石发射特征中的作用。
• 解决像HD 141569和Oph IRS 48这样的演化过渡盘中温度估计值之间的不一致。
• 确定是颗粒大小还是铁丰度更能解释极端系统中69 µm特征的展宽。

提出的方法

• 采用自洽盘结构的辐射转移建模，结合温度依赖的顽辉石消光截面。
• 对盘属性进行建模，包括径向混合、间隙以及光学深度对光谱特征的影响。
• 将I23/I69通量比用作温度指标，并与69 µm波段形状进行一致性检验。
• 基于网格的建模方法，探索颗粒大小、铁含量和不同盘区温度的参数空间。
• 应用实验室获得的、对颗粒大小和Fe分数敏感的顽辉石消光截面，以模拟观测光谱。
• 对HD 141569进行案例研究，采用多种模型配置以拟合观测到的发射特征。

实验结果

研究问题

• RQ1 在原行星盘中，哪些顽辉石的物理位置和颗粒大小与观测到的23和69 µm发射特征一致？
• RQ2 在演化过渡盘中，从I23/I69通量比和69 µm波段形状推导出的温度估计值有多一致？
• RQ3 盘隙的存在是否与顽辉石特征的检测或缺失相关？
• RQ4 HD 141569和Oph IRS 48中69 µm特征的展宽可否由大颗粒或富铁组成解释？
• RQ5 相对于69 µm特征，23 µm特征较弱对颗粒大小和温度意味着什么？

主要发现

• 对于平坦且自遮蔽的盘（II类），69 µm特征表明顽辉石位于内几AU范围内，暗示径向混合效率低下。
• 69 µm特征在毫米波 luminosity 较低的盘中更强，表明在盘演化过程中，冷的外区可能增强了顽辉石的生成或输送。
• HD 141569和Oph IRS 48中，I23/I69通量比与69 µm波段形状得出的温度估计不一致，表明需要其他解释。
• HD 141569和Oph IRS 48中69 µm特征的展宽最合理的解释是顽辉石颗粒大于10 µm，而非富铁组成。
• HD 141569存在两种可行的模型：一种为冷（40 K）、富铁（0–1% Fe）、1 µm颗粒；另一种为较暖（100 K）、无铁、10 µm颗粒。
• 大颗粒（≥10 µm）的模型更具物理合理性，因为它避免了对冷、富铁颗粒分布与输送的不切实际假设。