Abstract We introduce the Disk Substructures at High Angular Resolution Project (DSHARP), one of the initial Large Programs conducted with the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA). The primary goal of DSHARP is to find and characterize substructures in the spatial distributions of solid particles for a sample of 20 nearby protoplanetary disks, using very high resolution (∼0.″035, or 5 au, FWHM) observations of their 240 GHz (1.25 mm) continuum emission. These data provide a first homogeneous look at the small-scale features in disks that are directly relevant to the planet formation process, quantifying their prevalence, morphologies, spatial scales, spacings, symmetry, and amplitudes, for targets with a variety of disk and stellar host properties. We find that these substructures are ubiquitous in this sample of large, bright disks. They are most frequently manifested as concentric, narrow emission rings and depleted gaps, although large-scale spiral patterns and small arc-shaped azimuthal asymmetries are also present in some cases. These substructures are found at a wide range of disk radii (from a few astronomical units to more than 100 au), are usually compact (≲10 au), and show a wide range of amplitudes (brightness contrasts). Here we discuss the motivation for the project, describe the survey design and the sample properties, detail the observations and data calibration, highlight some basic results, and provide a general overview of the key conclusions that are presented in more detail in a series of accompanying articles. The DSHARP data—including visibilities, images, calibration scripts, and more—are released for community use at https://almascience.org/alma-data/lp/DSHARP .

We present a substantial extension of the mm-wave continuum photometry catalog for Taurus circumstellar dust disks. Combining new Submillimeter Array data with measurements in the literature, we construct a mm-wave luminosity distribution for Class II disks that is statistically complete for stellar hosts with spectral types earlier than M8.5 and has a (3-sigma) depth of ~3 mJy. The resulting census eliminates a longstanding bias against disks with late-type hosts, and thereby reveals a strong correlation between L_mm and the host spectral type. We confirm that this corresponds to a statistically robust relationship between the masses of dust disks and the stars that host them. A Bayesian regression technique is used to characterize these relationships: the results indicate a typical 1.3 mm flux density of 25 mJy for solar mass hosts and a power-law scaling L_mm \propto M_star^1.5-2.0. We suggest that a reasonable treatment of dust temperature in the conversion from L_mm to M_disk favors an inherently linear M_disk \propto M_star scaling, with a typical disk-to-star mass ratio of $\sim$0.2--0.6%. The RMS dispersion around this regression is 0.7 dex, suggesting that the combined effects of diverse evolutionary states, dust opacities, and temperatures in these disks imprint a FWHM range of a factor of 40 on the inferred M_disk (or L_mm) at any given host mass. We argue that this relationship between M_disk and M_star likely represents the origin of the inferred correlation between giant planet frequency and host star mass in the exoplanet population, and provides some basic support for the core accretion model for planet formation. Moreover, we caution that selection bias must be considered in comparative studies of disk evolution, and illustrate that fact with statistical comparisons of L_mm between Taurus and other clusters (abridged).

We have developed a physically self-consistent model of the disk around the nearby 10 Myr old star TW Hya that matches the observed spectral energy distribution and 7 mm images of the disk. The model requires both significant dust-size evolution and a partially evacuated inner disk region, as predicted by theories of planet formation. The outer disk, which extends to at least 140 AU in radius, is very optically thick at infrared wavelengths and quite massive (~0.06 M☉) for the relatively advanced age of this T Tauri star. This implies long viscous and dust evolution timescales, although dust must have grown to sizes of the order of ~1 cm to explain the submillimeter and millimeter spectral slopes. In contrast, the negligible near-infrared excess emission of this system requires that the disk be optically thin inside ≲4 AU. This inner region cannot be completely evacuated; we need ~0.5 lunar mass of ~1 μm particles remaining to produce the observed 10 μm silicate emission. Our model requires a distinct transition in disk properties at ~4 AU separating the inner and outer disks. The inner edge of the optically thick outer disk must be heated almost frontally by the star to account for the excess flux at mid-infrared wavelengths. We speculate that this truncation of the outer disk may be the signpost of a developing gap due to the effects of a growing protoplanet; the gap is still presumably evolving because material still resides in it, as indicated by the silicate emission, the molecular hydrogen emission, and the continued accretion onto the central star (albeit at a much lower rate than typical of younger T Tauri stars). Thus, TW Hya may become the Rosetta stone for our understanding of the evolution and dissipation of protoplanetary disks.

Abstract The Disk Substructures at High Angular Resolution Project (DSHARP) used ALMA to map the 1.25 mm continuum of protoplanetary disks at a spatial resolution of ∼5 au. We present a systematic analysis of annular substructures in the 18 single-disk systems targeted in this survey. No dominant architecture emerges from this sample; instead, remarkably diverse morphologies are observed. Annular substructures can occur at virtually any radius where millimeter continuum emission is detected and range in widths from a few astronomical units to tens of astronomical units. Intensity ratios between gaps and adjacent rings range from near-unity to just a few percent. In a minority of cases, annular substructures coexist with other types of substructures, including spiral arms (3/18) and crescent-like azimuthal asymmetries (2/18). No clear trend is observed between the positions of the substructures and stellar host properties. In particular, the absence of an obvious association with stellar host luminosity (and hence the disk thermal structure) suggests that substructures do not occur preferentially near major molecular snowlines. Annular substructures like those observed in DSHARP have long been hypothesized to be due to planet–disk interactions. A few disks exhibit characteristics particularly suggestive of this scenario, including substructures in possible mean-motion resonance and “double gap” features reminiscent of hydrodynamical simulations of multiple gaps opened by a planet in a low-viscosity disk.

Massive galaxies in the early Universe have been shown to be forming stars at surprisingly high rates. Prominent examples are dust-obscured galaxies which are luminous when observed at sub-millimeter (sub-mm) wavelengths and which may be forming stars at rates upto 1,000Mo/yr. These intense bursts of star formation are believed to be driven by mergers between gas rich galaxies. However, probing the properties of individual star-forming regions within these galaxies is beyond the spatial resolution and sensitivity of even the largest telescopes at present. Here, we report observations of the sub-mm galaxy SMMJ2135-0102 at redshift z=2.3259 which has been gravitationally magnified by a factor of 32 by a massive foreground galaxy cluster lens. This cosmic magnification, when combined with high-resolution sub-mm imaging, resolves the star-forming regions at a linear scale of just ~100 parsecs. We find that the luminosity densities of these star-forming regions are comparable to the dense cores of giant molecular clouds in the local Universe, but they are ~100x larger and 10^7 times more luminous. Although vigorously star-forming, the underlying physics of the star formation processes at z~2 appears to be similar to that seen in local galaxies even though the energetics are unlike anything found in the present-day Universe.

Abstract We report ALMA observations with resolution ≈0.″5 at 3 mm of the extended Sgr B2 cloud in the Central Molecular Zone (CMZ). We detect 271 compact sources, most of which are smaller than 5000 au. By ruling out alternative possibilities, we conclude that these sources consist of a mix of hypercompact H ii regions and young stellar objects (YSOs). Most of the newly detected sources are YSOs with gas envelopes that, based on their luminosities, must contain objects with stellar masses  M * ≳ 8  M ⊙ . Their spatial distribution spread over a ∼12 × 3 pc region demonstrates that Sgr B2 is experiencing an extended star formation event, not just an isolated “starburst” within the protocluster regions. Using this new sample, we examine star formation thresholds and surface density relations in Sgr B2. While all of the YSOs reside in regions of high column density (  N ( H 2 ) ≳ 2 ×  10 23    cm − 2  ), not all regions of high column density contain YSOs. The observed column density threshold for star formation is substantially higher than that in solar vicinity clouds, implying either that high-mass star formation requires a higher column density or that any star formation threshold in the CMZ must be higher than in nearby clouds. The relation between the surface density of gas and stars is incompatible with extrapolations from local clouds, and instead stellar densities in Sgr B2 follow a linear  Σ * – Σ gas relation, shallower than that observed in local clouds. Together, these points suggest that a higher volume density threshold is required to explain star formation in CMZ clouds.

ABSTRACT The amount of turbulence in protoplanetary discs around young stars is critical for determining the efficiency, timeline, and outcomes of planet formation. It is also difficult to measure. Observations are still limited, but direct measurements of the non-thermal, turbulent gas motion are possible with the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA). Using CO(2–1)/$^{13}$CO(2–1)/C$^{18}$O(2–1) ALMA observations of the disc around IM Lup at $\sim 0.4$ arcsec ($\sim$60 au) resolution we find evidence of significant turbulence, at the level of $\delta v_{\rm turb}=(0.18-0.30)$c$_\mathrm{ s}$. This result is robust against systematic uncertainties (e.g. amplitude flux calibration, mid-plane gas temperature, disc self-gravity). We find that gravito-turbulence as the source of the gas motion is unlikely based on the lack of an imprint on the rotation curve from a massive disc, while magneto-rotational instabilities and hydrodynamic instabilities are still possible, depending on the unknown magnetic field strength and the cooling time-scale in the outer disc.

ABSTRACT The origin and evolution of CO gas in debris discs has been debated since its initial detection. The gas could have a primordial origin, as a remnant of the protoplanetary disc or a secondary exocometary origin. This paper investigates the origin of gas in two debris discs, HD110058 and HD131488, using Hubble Space Telescope (HST) observations of CI and CO, which play critical roles in the gas evolution. We fitted several electronic transitions of CI and CO rovibronic bands to derive column densities and temperatures for each system, revealing high CO column densities (∼3–4 orders of magnitude higher than β Pictoris), and low CI/CO ratios in both. Using the exogas model, we simulated the radial evolution of the gas in the debris disc assuming a secondary gas origin. We explored a wide range of CO exocometary release rates and α viscosities, which are the key parameters of the model. Additionally, we incorporated photodissociation due to stellar ultraviolet (UV) to the exogas model and found that it is negligible for typical CO-rich discs and host stars, even at a few au due to the high radial optical depths in the Extreme ultraviolet radiation (EUV). We find that the current steady-state secondary release model cannot simultaneously reproduce the CO and CI HST-derived column densities, as it predicts larger CI/CO ratios than observed. Our direct UV measurement of low CI/CO ratios agrees with results derived from recent Atacama Large Millimetre/submillimetre Array findings and may point to vertical layering of CI, additional CI removal, CO shielding processes, or different gas origin scenarios.