观测碎片盘气体中的行星间隙

最近的ALMA观测在预期无气体的碎片盘中发现了可观数量（即高达几个$10^{-1}\; \rm M_\oplus$）的CO气体。与存在于原行星盘（富$\rm H_2$）中的气体不同，该气体通常被认为主要由CO、C和O组成（即贫$\rm H_2$）。在此阶段，大部分行星形成已经发生，巨行星可能正在这些盘中演化。虽然行星已在碎片盘中被直接观测到（例如$\beta$ Pictoris），但由于行星的微弱光度，它们的直接观测具有挑战性。在本文中，借助流体动力学模拟（使用FARGO3D）结合辐射传输代码（RADMC-3D）和观测工具（CASA），我们展示了行星-气体相互作用可以在碎片盘晚期阶段产生可观测的子结构。虽然在原行星盘的CO发射中观测间隙很棘手，但气体碎片盘的独特性质使我们能够在气体中观测到行星间隙。根据气体碎片盘的总质量，还可以观测到扭结。我们推导了一个简单的判据来估计在何种条件下间隙是可观测的，并将其应用于已知的围绕HD138813的气体碎片盘。在我们的框架中，我们发现小至$0.5 \; \rm M_J$的行星可以产生可观测的间隙，并研究了在何种条件下（即气体和行星特性）子结构变得可用ALMA观测。对碎片盘中行星-气体相互作用的首次观测可以导致一种间接探测系外行星的新方法，触及以前无法探测的群体，例如因温度过低而无法通过直接成像探测到的巨行星。