导读:本文包含了原行星盘论文开题报告文献综述及选题提纲参考文献，主要关键词:planet,formation,the,protoplanetary,disk,gas-giants,ALMA
原行星盘论文文献综述
季江徽[1]（2019）在《环绕恒星的原行星盘:行星的“诞生摇篮”》一文中研究指出2014年9月,智利北部阿塔卡马沙漠高原上新建成的阿塔卡马毫米/亚毫米波阵列(Atacama Large Millimeter/submillimeter Array,ALMA)进行了仪器测试,开展了持续的天文观测项目.ALMA是用干涉方法进行天文观测的射电天线阵,由66个天线构成,总长度达到16km.ALMA是一个国际合作建设的天文工程,由来自欧洲、北美和东亚等的各国(地区)合作运行.天文学家利用ALMA拍摄了(本文来源于《科学通报》期刊2019年23期）
汤鹏飞[2]（2019）在《原行星盘中的等温区域和原恒星照射对巨行星形成的盘不稳模型的影响》一文中研究指出在过去的二十年里,对系外行星的观测已经成为天文学的一个活跃领域。这个领域迅速发展,探测到的行星数量逐渐增多,用来研究的行星参数空间在不断增加。由于有广阔的行星参数空间,巨行星现在可以被更加完善地研究。通过结合视向速度法和凌日法,质量,半径以及其他的一些性质可以被研究。直接成像,天体测量,以及微引力透镜又可以获得一些额外的约束。此外,宿主恒星的特点可以被研究并且与行星的出现相联系,来获得更多行星形成的线索。针对于巨行星的形成,有两种本质上不同的理论模型。核吸积模型和盘不稳模型。在巨行星形成的核吸积模型中,巨行星的岩石和冰核先形成,大质量的气体壳层的获取是形成过程的最终阶段。巨行星形成的时间尺度取决于核聚集的时间,和壳层中的气体冷却和吸积到核上的时间。在盘不稳模型中,通过引力不稳原行星盘的碎裂,巨行星可以迅速形成。碎裂要求盘子能在相对短的时间尺度里快速冷却,这个时间尺度与轨道时间尺度相近。在盘子里这些条件是否可以满足是一个主要的问题。巨行星形成的盘不稳模型是基于假设气态原行星盘的质量足够大,以至于盘子对于自身的引力是不稳定的。这种不稳定性导致盘子碎裂成大质量的行星。与核吸积模型不同,在盘不稳定模型中,盘子的固体成分在行星形成中只起到一个间接作用。历史上,盘不稳定模型作为行星的形成机制的讨论早于核吸积模型。尽管有这么长的发展历史,计算方法最近才发展到能够可靠地评估盘不稳定理论的可行性的程度。这篇文章我们聚焦于巨行星形成的盘不稳定模型。在盘不稳定模型中,当Toomre参量Q满足Q<Q_(crit)时,盘子变得引力不稳,但是满足这个条件并不能保证引力不稳的盘子能够碎裂。大量的数值研究显示,引力不稳的盘子会产生一种螺旋结构,这种非轴对称的扰动是由于盘子引力不稳产生的。这种扰动会产生震动和扭矩,来重新分配盘子的角动量和质量,并且在盘子的引力不稳区域产生加热。因此,螺旋结构能够通过加热盘子和分散盘子质量来使盘子变得稳定。这种自我限制的过程意味着引力不稳盘子可以产生两种结果。第一种是稳定的角动量输运的状态。在这种情况下,引力不稳对盘子地加热与辐射冷却平衡,盘子保持在一个类稳定状态。第二种就是盘子碎裂。为了辨别引力不稳盘子是否能够碎裂,冷却时间t_(cool)常常被用来当作判据。如果气体的冷却时间短于当地动力学时间尺度Ω~(-1),盘子就会碎裂成有边界的,自引力块,然后这些块收缩形成巨行星。在真实的盘子中,冷却时间取决于不透明度以及竖直方向能量传递机制。使用一个特定的盘子模型,结合引力不稳与冷却时间判据,就可以估算出盘子中能够碎裂的区域。过去的研究表明,在距离中央原恒星几十AU的范围内,盘子碎裂是不可能的。对于标准的不透明度,碎裂被估计在相当大的半径处。大约是50 AU或者100 AU这个量级。在小半径处,冷却时间相比于当地动力学时间尺度是非常长,盘子可能仍然是引力不稳的,但是引力不稳效应会饱和,因此盘子会达到之前提到的第一种状态,而不是碎裂。利用冷却时间来当做盘子碎裂的判据很有用但是稍微有些简单,在50-100 AU这种碎裂发生的半径上,原恒星照射作用不能够被忽略,盘子碎裂条件会改变。当盘子的温度受到的外部照射控制的时候,盘子是等温的。对于等温盘子,过去的研究表明,只要Q<Q_(frag)的条件被满足,盘子就会碎裂。利用这个不同的判定条件有可能会改变盘子碎裂区域的估计结果。在这篇文章中,我们建立了引力不稳原行星盘的分析模型。这个模型包含叁个区域:内部区域,中间区域,和外部区域。在内部区域,主要由盘子自身产热来加热盘子。在中间区域,主要由原恒星照射加热盘子。在外部区域,主要由背景照射加热盘子。我们还利用一个随时间演化的盘子模型,数值地计算盘子随时间演化。我们用这个分析模型以及数值计算结果来计算盘子中的冷却时间以及等温区域。我们研究了盘子的等温区域对巨行星形成的引力不稳模型的影响。我们得到的主要结论如下:(1)过去工作发现的碎裂区域是在盘子等温区域里的,因此相比于冷却时间的判定条件,等温盘子的碎裂条件是适用的。(2)当等温区域被考虑,利用等温盘子的碎裂条件,盘子碎裂区域的内半径向内延伸至~20 AU。(3)原恒星照射可以增加盘子表面温度,如果这种对表面温度的增加可以被包含在盘子冷却速率里,冷却时间判据可以满足的区域就会扩大,这个区域的内边界向里延伸至~26 AU。因此,由冷却时间来定义的碎裂区域也会向里延伸至~26 AU。(4)盘子中冷却时间判据被满足的区域,趋向于变得等温。(5)即使原恒星照射对盘子表面温度贡献被考虑在盘子冷却速率里,通过使用冷却时间判据,得到的盘子能碎裂的区域大部分时候仍然包含在盘子的等温区域里。即使在短时间内,碎裂区域不在等温区域里,等温区域依然包含绝大部分碎裂区域。(6)在过去的研究中,冷却时间被满足区域的内边界R_(cooling)被当做盘子碎裂区域的内边界。与之前结果不同,我们发现碎裂区域的内边界分别由以下叁种半径决定:等温区域的内边界R_(ii),引力不稳区域的内边界R_Q,以及考虑了原恒星照射对冷却速率可能的影响后,冷却时间满足的区域的内边界R~*_(cooling)。这几个半径在不同的时间,分别地决定盘子碎裂区域的内边界。(本文来源于《吉林大学》期刊2019-06-01）
陶韬[3]（2018）在《科学家观测揭示原行星盘中存在旋涡结构的证据》一文中研究指出本报讯(陶韬)12月,《天体物理学杂志》在线发表了中科院紫金山天文台研究员季江徽课题组与合作者的研究成果,该项研究基于行星与原行星盘中气体、尘埃的相互作用模型,利用ALMA射电干涉阵的观测数据,揭示了原行星盘中存在旋涡结构的证据。近年来,A(本文来源于《江苏科技报》期刊2018-12-11）
马爱平[4]（2018）在《我科学家揭示原行星盘旋涡结构》一文中研究指出科技日报北京12月6日电 （马爱平）6日，从中科院紫金山天文台获悉，该天文台研究员季江徽课题组与合作者基于行星与原行星盘中气体、尘埃的相互作用模型,利用阿塔卡玛大型毫米波/亚毫米波望远镜阵列（ALMA）的观测数据，揭示了原行星盘中存在旋涡结构的证(本文来源于《科技日报》期刊2018-12-07）
唐一尘[5]（2018）在《行星“摇篮”营养不足》一文中研究指出天文学家有一个问题：如果你没有足够的原料，怎么能制造出行星呢？一项新研究发现，原行星盘——围绕在年轻恒星周围的尘埃和气体的轨迹——似乎因包含的物质数量太少而无法产生行星。“这项工作告诉我们，真的必须重新思考我们的行星形成理论。”未参与该研究的美(本文来源于《中国科学报》期刊2018-10-18）
肖凛[6]（2017）在《小质量恒星原行星盘中形成气态巨行星》一文中研究指出原行星盘的观测结果表明,小质量恒星周围的原行星盘质量普遍偏低并且尺寸更小。这些特征意味着气态巨行星在其中很难形成。然而这一推论与系外行星的观测结果不符。目前已经发现小质量恒星周围存在超级木星。本文将从原行星盘形成初始条件入手,研究小质量恒星原行星盘的形成机制,并气态巨行星形成的可能性。(本文来源于《中国天文学会2017年学术年会摘要集》期刊2017-08-08）
卢杨[7]（2017）在《Monte Carlo模拟原行星盘化学演化》一文中研究指出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—间隙的叁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_2、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,我们新建立的叁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。(本文来源于《新疆大学》期刊2017-05-27）
李敏[8]（2015）在《原行星盘性质研究及在行星形成中的作用》一文中研究指出原行星盘是行星形成的环境,他们的性质一定程度上决定了形成的行星的特征。这里,将讨论原行星盘的性质。并说明其在行星形成过程中的作用。(本文来源于《中国天文学会2015年学术年会摘要集》期刊2015-10-19）
张宇[9]（2015）在《雪线在原行星盘中的演化》一文中研究指出在原行星盘中，冰凝结区域的内边界被称为雪线。雪线被认为在太阳系水分布和行星形成中起着重要的作用。因此，了解和研究雪线的位置在整个原行星盘演变过程中是如何演化的是非常重要的。在以前的雪线研究中，给定吸积率的定态盘模型被经常采用或者盘子的初始状态已被假定。在这些模型中，雪线在盘子形成过程中的演变行为和雪线与分子云核之间的关系都没有被研究过。在这篇文章中，我们采用包含了分子云核坍塌所导致的质量流入过程的盘子模型来研究雪线的演化。所采用的物质流入蕴含了分子云核的性质。我们的盘子模型是随时间演变的。与以前方法不同的是我们没有人工地假定盘子的初始状态。在我们的模型中，盘子和中央原恒星都是从零质量开始演变的。盘子由分子云核的质量下落获得质量，原恒星则从质量下落和盘中的吸积过程获得质量。因此我们可以研究雪线在盘形成和早期演变阶段的演化行为。在我们的模型中，原恒星和盘子所构成的系统的初始条件是由分子云核的性质，例如：其质量、温度和角动量等，来决定的。其中核的性质对盘子的结构和演化的影响包含在质量流入中。在这篇文章中我们的计算覆盖了一个很大的参数空间，这样我们可以研究雪线的演化行对分子云核性质的依赖关系。我们得到了以下的结论：1.与前人研究有很大不同的是，我们发现雪线在盘子的形成过程和演化早期是先向外移动的。在雪线的半径达到一个最大值后，雪线才开始向内移动。2.对于分子云核的角动量低的情况，雪线在分子云核坍塌结束时达到最大位置。对于分子云核角动量高的情况，雪线在分子云核坍塌结束前达到最大位置。3.对于分子云核质量M core和分子云核温度Tc ore确定的情况，雪线最大位置，Rm ax，先随分子云核的角速度ω增大而增大，然后随ω增大而减小。对于M core和ω确定的情况，雪线最大位置，Rm ax，先随Tc ore的减小而增大，然后随Tc ore的减小而减小。对于ω和Tc ore确定的情况，Rm ax先随M core的增大而增大，当Mcore足够大以后，Rm ax保持不变。4.当分子云核的角动量足够大时，雪线的时间演变曲线在最大位置附近变平。随着ω增大，或Tc ore减小，或M core增大，雪线停留在最大位置附近的时间增加。5.当分子云核的角动量小时，较少的物质下落到盘子上，从而盘的质量和面密度小。另一方面，当分子云核的角动量大时，盘中的物质流入变得稀疏，从而面密度减小。这限定了Rm ax的值。根据计算，在分子云核的质量为1个太阳质量时，雪线最大位置的最大值为17.4AU。6.当雪线向外移动，在早期雪线以外的冰，在雪线经过其位置后，将快速升华。7.由于水蒸气趋向于扩散到雪线最大位置处，因此提出雪线最大位置可能是气态巨行星形成的优先位置。同时雪线最大位置以内的水蒸气将大量消耗。8. Herschel空间观测站所观测到的原行星盘中冷的水蒸气的缺乏现象也许和雪线最大位置以内水的消耗有关。(本文来源于《吉林大学》期刊2015-06-01）
王飞[10]（2015）在《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》一文中研究指出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，第叁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叁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。我们发现叁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<1），对整个盘子取常数引力不稳粘滞值为0.02的模型(Jin&Li模型)，与另外叁种模型产生的结果会有不同。直到盘子演化中晚期，四种模型对应盘子面密度分布曲线及粘滞分布曲线才逐渐趋于重合。因此我们得到结论，对引力不稳粘滞在盘子中进行分段（局部）取函数值，会产生平滑、连续的面密度和粘滞分布曲线。这些引力不稳粘滞模型在盘子形成和演化不同时间和半径位置产生的面密度分布曲线基本重合，对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。(本文来源于《吉林大学》期刊2015-05-01）
原行星盘论文开题报告
（1）论文研究背景及目的
此处内容要求：
首先简单简介论文所研究问题的基本概念和背景，再而简单明了地指出论文所要研究解决的具体问题，并提出你的论文准备的观点或解决方法。
写法范例：
在过去的二十年里,对系外行星的观测已经成为天文学的一个活跃领域。这个领域迅速发展,探测到的行星数量逐渐增多,用来研究的行星参数空间在不断增加。由于有广阔的行星参数空间,巨行星现在可以被更加完善地研究。通过结合视向速度法和凌日法,质量,半径以及其他的一些性质可以被研究。直接成像,天体测量,以及微引力透镜又可以获得一些额外的约束。此外,宿主恒星的特点可以被研究并且与行星的出现相联系,来获得更多行星形成的线索。针对于巨行星的形成,有两种本质上不同的理论模型。核吸积模型和盘不稳模型。在巨行星形成的核吸积模型中,巨行星的岩石和冰核先形成,大质量的气体壳层的获取是形成过程的最终阶段。巨行星形成的时间尺度取决于核聚集的时间,和壳层中的气体冷却和吸积到核上的时间。在盘不稳模型中,通过引力不稳原行星盘的碎裂,巨行星可以迅速形成。碎裂要求盘子能在相对短的时间尺度里快速冷却,这个时间尺度与轨道时间尺度相近。在盘子里这些条件是否可以满足是一个主要的问题。巨行星形成的盘不稳模型是基于假设气态原行星盘的质量足够大,以至于盘子对于自身的引力是不稳定的。这种不稳定性导致盘子碎裂成大质量的行星。与核吸积模型不同,在盘不稳定模型中,盘子的固体成分在行星形成中只起到一个间接作用。历史上,盘不稳定模型作为行星的形成机制的讨论早于核吸积模型。尽管有这么长的发展历史,计算方法最近才发展到能够可靠地评估盘不稳定理论的可行性的程度。这篇文章我们聚焦于巨行星形成的盘不稳定模型。在盘不稳定模型中,当Toomre参量Q满足Q<Q_(crit)时,盘子变得引力不稳,但是满足这个条件并不能保证引力不稳的盘子能够碎裂。大量的数值研究显示,引力不稳的盘子会产生一种螺旋结构,这种非轴对称的扰动是由于盘子引力不稳产生的。这种扰动会产生震动和扭矩,来重新分配盘子的角动量和质量,并且在盘子的引力不稳区域产生加热。因此,螺旋结构能够通过加热盘子和分散盘子质量来使盘子变得稳定。这种自我限制的过程意味着引力不稳盘子可以产生两种结果。第一种是稳定的角动量输运的状态。在这种情况下,引力不稳对盘子地加热与辐射冷却平衡,盘子保持在一个类稳定状态。第二种就是盘子碎裂。为了辨别引力不稳盘子是否能够碎裂,冷却时间t_(cool)常常被用来当作判据。如果气体的冷却时间短于当地动力学时间尺度Ω~(-1),盘子就会碎裂成有边界的,自引力块,然后这些块收缩形成巨行星。在真实的盘子中,冷却时间取决于不透明度以及竖直方向能量传递机制。使用一个特定的盘子模型,结合引力不稳与冷却时间判据,就可以估算出盘子中能够碎裂的区域。过去的研究表明,在距离中央原恒星几十AU的范围内,盘子碎裂是不可能的。对于标准的不透明度,碎裂被估计在相当大的半径处。大约是50 AU或者100 AU这个量级。在小半径处,冷却时间相比于当地动力学时间尺度是非常长,盘子可能仍然是引力不稳的,但是引力不稳效应会饱和,因此盘子会达到之前提到的第一种状态,而不是碎裂。利用冷却时间来当做盘子碎裂的判据很有用但是稍微有些简单,在50-100 AU这种碎裂发生的半径上,原恒星照射作用不能够被忽略,盘子碎裂条件会改变。当盘子的温度受到的外部照射控制的时候,盘子是等温的。对于等温盘子,过去的研究表明,只要Q<Q_(frag)的条件被满足,盘子就会碎裂。利用这个不同的判定条件有可能会改变盘子碎裂区域的估计结果。在这篇文章中,我们建立了引力不稳原行星盘的分析模型。这个模型包含叁个区域:内部区域,中间区域,和外部区域。在内部区域,主要由盘子自身产热来加热盘子。在中间区域,主要由原恒星照射加热盘子。在外部区域,主要由背景照射加热盘子。我们还利用一个随时间演化的盘子模型,数值地计算盘子随时间演化。我们用这个分析模型以及数值计算结果来计算盘子中的冷却时间以及等温区域。我们研究了盘子的等温区域对巨行星形成的引力不稳模型的影响。我们得到的主要结论如下:(1)过去工作发现的碎裂区域是在盘子等温区域里的,因此相比于冷却时间的判定条件,等温盘子的碎裂条件是适用的。(2)当等温区域被考虑,利用等温盘子的碎裂条件,盘子碎裂区域的内半径向内延伸至~20 AU。(3)原恒星照射可以增加盘子表面温度,如果这种对表面温度的增加可以被包含在盘子冷却速率里,冷却时间判据可以满足的区域就会扩大,这个区域的内边界向里延伸至~26 AU。因此,由冷却时间来定义的碎裂区域也会向里延伸至~26 AU。(4)盘子中冷却时间判据被满足的区域,趋向于变得等温。(5)即使原恒星照射对盘子表面温度贡献被考虑在盘子冷却速率里,通过使用冷却时间判据,得到的盘子能碎裂的区域大部分时候仍然包含在盘子的等温区域里。即使在短时间内,碎裂区域不在等温区域里,等温区域依然包含绝大部分碎裂区域。(6)在过去的研究中,冷却时间被满足区域的内边界R_(cooling)被当做盘子碎裂区域的内边界。与之前结果不同,我们发现碎裂区域的内边界分别由以下叁种半径决定:等温区域的内边界R_(ii),引力不稳区域的内边界R_Q,以及考虑了原恒星照射对冷却速率可能的影响后,冷却时间满足的区域的内边界R~*_(cooling)。这几个半径在不同的时间,分别地决定盘子碎裂区域的内边界。
（2）本文研究方法
调查法：该方法是有目的、有系统的搜集有关研究对象的具体信息。
观察法：用自己的感官和辅助工具直接观察研究对象从而得到有关信息。
实验法：通过主支变革、控制研究对象来发现与确认事物间的因果关系。
文献研究法：通过调查文献来获得资料，从而全面的、正确的了解掌握研究方法。
实证研究法：依据现有的科学理论和实践的需要提出设计。
定性分析法：对研究对象进行“质”的方面的研究，这个方法需要计算的数据较少。
定量分析法：通过具体的数字，使人们对研究对象的认识进一步精确化。
跨学科研究法：运用多学科的理论、方法和成果从整体上对某一课题进行研究。
功能分析法：这是社会科学用来分析社会现象的一种方法，从某一功能出发研究多个方面的影响。
模拟法：通过创设一个与原型相似的模型来间接研究原型某种特性的一种形容方法。
原行星盘论文参考文献
[1].季江徽.环绕恒星的原行星盘:行星的“诞生摇篮”[J].科学通报.2019
[2].汤鹏飞.原行星盘中的等温区域和原恒星照射对巨行星形成的盘不稳模型的影响[D].吉林大学.2019
[3].陶韬.科学家观测揭示原行星盘中存在旋涡结构的证据[N].江苏科技报.2018
[4].马爱平.我科学家揭示原行星盘旋涡结构[N].科技日报.2018
[5].唐一尘.行星“摇篮”营养不足[N].中国科学报.2018
[6].肖凛.小质量恒星原行星盘中形成气态巨行星[C].中国天文学会2017年学术年会摘要集.2017
[7].卢杨.MonteCarlo模拟原行星盘化学演化[D].新疆大学.2017
[8].李敏.原行星盘性质研究及在行星形成中的作用[C].中国天文学会2015年学术年会摘要集.2015
[9].张宇.雪线在原行星盘中的演化[D].吉林大学.2015
[10].王飞.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[D].吉林大学.2015
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