The co-orbital corotation torque in a viscous disk: numerical simulations
利用含时数值模拟方法分析了位于均匀面密度原行星盘中的圆形轨道上的非吸积原行星所受到的力矩。改变粘度使人们能够将Lindblad扭矩（其与粘度无关）与共转扭矩分离，共转扭矩在低粘度下饱和，在高粘度下不饱和。共转力矩对粘度和振动区宽度的依赖性与以前的解析表达式进行了比较，并表明与这些一致。潜在的平滑分别对Lindblad转矩和共转转矩的影响进行了研究，并解决了是否3D效果及其对总转矩符号和幅度的影响可以通过适当的平滑处方在2D仿真中建模的问题。作为一个附带的结果，这项研究表明，在足够薄的粘性盘（H/r <4%，α> 10^-2）中，作用在海王星大小的原行星上的总扭矩是正的，但较小的天体向内迁移的时间仍然很短，因此它们不太可能在迁移到中心天体之前到达扭矩反向质量。
2002-05-14 astro-ph
X-Ray flares in Orion Young Stars. II. Flares, Magnetospheres, and Protoplanetary Disks
本文研究了钱德拉X射线天文台在猎户座星云区域观测到的161颗前主序星的强X射线耀斑的性质。本文详细研究了耀斑性质、原行星盘和吸积之间的关系，以检验在吸积盘内缘的星盘相互作用模型。以前的研究发现，除了吸积系统中X射线光度总体上略有下降外，无盘系统和吸积系统之间的耀斑没有差异。最重要的发现是，X射线日冕范围在快速旋转的无盘恒星可以显着超过开普勒共转半径，而X射线环的大小在盘状和吸积系统不超过共转半径。这是一致的模型的恒星磁盘磁相互作用的内部磁盘截断和限制PMS恒星磁层。我们还发现两个不同的耀斑吸积和无盘PMS星。首先，一个子类的超热耀斑峰值等离子体温度超过100 MK优先存在于吸积系统。第二，我们初步发现吸积恒星产生耀斑的持续时间较短。这两个结果可能是相互作用的磁盘的恒星磁层的扭曲和不稳定的后果。最后，我们没有发现任何耀斑类型的证据，甚至缓慢上升的平顶耀斑是在星盘磁回路中产生的。所有这些都与增强的太阳长时间事件相一致，这两个足迹都固定在恒星表面。
2008-07-18 astro-ph
Halting Type I planet migration in non-isothermal disks
目的：研究适当的能量平衡对低质量行星与原行星盘相互作用的影响。方法：我们使用三维版本的RODEO方法进行流体动力学模拟，包括能量方程。通量限制扩散方法中包括辐射。结果如下：扭矩的符号敏感地取决于圆盘辐射行星周围产生的能量的能力。在高不透明度的情况下，对应于原行星盘的致密内部区域，迁移是定向的\emph{outward}，而不是在局部等温盘中发现的通常的向内迁移。对于低的不透明度值，我们恢复向内迁移，我们表明，扭矩起源于共轨区域负责迁移方向的变化。
2006-09-27 astro-ph
Eccentricity Evolution for Planets in Gaseous Disks
我们调查的假设，一个巨大的行星和磁盘之间的相互作用，它的形式促进离心率增长。这些相互作用集中在离散Lindblad和共转共振。如果行星的质量足够大，在林德布拉德主共振处的相互作用会导致行星的轨道迁移，并在圆盘中打开一个缺口。一阶林德布拉德共振和共转共振改变了行星的轨道偏心率。偏心率由位于行星同转相反一侧的外部林德布拉德共振的相互作用激发，并由与行星轨道重叠的共轨林德布拉德共振阻尼。如果行星清除了圆盘中的间隙，那么由共轨林德布拉德共振引起的偏心阻尼率就会降低。与间隙相关的密度梯度激活偏心阻尼共转共振的速率，最初略超过偏心激励外部Lindblad共振。但是，共转力矩驱动质量通量，这减小了共振附近的密度梯度。共转共振的充分部分饱和可以使平衡倾向于偏心激励。需要一个百分之几的最小初始偏心率来克服粘性扩散，粘性扩散通过重建大尺度密度梯度来消除共转共振。因此，偏心增长是一种有限振幅不稳定性。形式上，拱点共振（一种特殊的共轨Lindblad共振）的相互作用似乎比外部Lindblad共振更快地抑制偏心率。然而，拱点波具有很长的波长，它们不能在原行星盘中传播。这将由拱点共振引起的偏心阻尼降低到适度水平。
2002-02-25 astro-ph
Non-Axisymmetric g-Mode and p-Mode Instability in a Hydrodynamic Thin Accretion Disk
有人认为，吸积X射线源的准周期振荡可能与标题中提到的模式有关。本文考虑等熵、等温、非磁化薄吸积盘的非轴对称线性扰动。径向波动方程中，垂直节点数（n）是一个分离常数，除了在某些情况下，在共转时，波作用流是守恒的。没有垂直波节的波在被接近共转的障碍物反射时会放大。他们的行动是保守的。如前所述，这种放大允许n=0模式在适当的边界条件下不稳定。相比之下，我们发现n >0的波在共转时被强烈吸收而不是放大;它们的作用不守恒。因此，非轴对称p模和g模（n>0）即使在无粘圆盘中也是阻尼和稳定的。这就排除了对中子星和黑洞X射线双星准周期振荡的一个有希望的解释。
2003-03-11 astro-ph
Growing and moving low-mass planets in non-isothermal disks
我们通过辐射流体动力学模拟研究了低质量行星与原行星盘的相互作用，并对能量平衡进行了现实的处理。我们看看吸积和迁移率，并将其与等温研究进行比较。我们使用了三维版本的流体动力学方法RODEO，连同辐射传输的通量限制扩散的方法。吸积速率以及行星上的扭矩，关键取决于盘有效冷却的能力。对于太阳星云中适合于5 AU的密度，与等温模型相比，吸积率下降了一个数量级以上，而同时行星上的扭矩是正的，表明向外迁移。需要将密度降低2倍以恢复向内迁移，并且需要将密度降低2个数量级以上以恢复通常的I型迁移。力矩似乎与未扰动圆盘中的径向熵梯度成正比。这些发现对于原行星的生存至关重要，它们最终应该会进入人口合成模型。
2007-11-22 astro-ph
The ionization fraction in alpha-models of protoplanetary disks
我们计算的电离分数的原恒星α盘，考虑到垂直温度结构，和微量金属原子的可能存在。热和X射线电离被认为是。以前的研究分层磁盘使用径向幂律模型与等温垂直结构。但阿尔法模型是用来模拟吸积，目前的工作是一个自我一致的治疗的一步。磁不耦合（"死区“）区的范围敏感地取决于α、假设的吸积率和临界磁雷诺数，低于临界磁雷诺数，MHD湍流不能自我维持。它的范围是非常依赖模型的。它还表明，一小部分的宇宙丰富的金属原子可以显着影响电离平衡。引力不稳定性是一个没有希望的传输源，除了在盘形成的早期阶段。
2001-09-02 astro-ph
Runaway migration and the formation of hot Jupiters
[摘要]我们评估了迁移原行星上的共轨共转扭矩。共轨力矩被假定为来自轨道交叉的流体元素，当它们在马蹄形流线的末端执行U形转弯时与行星交换角动量。当行星向内移动时，内盘的流体元素在传递到外盘时经历了一次这样的交换。它们获得的角动量被从行星上移除，这对应于对正转扭矩的负贡献，这与漂移率成比例。此外，被困在共轨区域的材料与行星一起径向漂移，对共转扭矩做出积极贡献，这也与漂移率成比例。如果共轨区耗尽，这两个贡献不会抵消，在这种情况下，有一个净共转扭矩，其与漂移率和共轨区的质量赤字成比例，并且与漂移率具有相同的符号。这导致了对迁移星球的积极反馈。特别是，如果共轨的质量赤字大于行星质量，迁移率会发生失控，这会使原行星的半长轴在几十个轨道上发生50%的变化。只有当行星的质量足以在其周围区域产生一个凹陷或间隙，并且周围的盘质量大于行星质量时，才会发生这种情况。这通常对应于嵌入在大质量原行星盘中的亚土星到木星质量范围内的行星质量。逃逸迁移是一个很好的候选者，可以解释近轨道巨行星的轨道特征，其中大多数具有亚木星质量。此外，我们表明，在失控的政权，移民可以向外。
2003-01-10 astro-ph
The evolution of gravitationally unstable protoplanetary disks: fragmentation and possible giant planet formation
我们进行了大量的非常高分辨率，三维光滑粒子流体动力学（SPH）模拟描述的引力不稳定气体原行星盘的演变。我们考虑了广泛的初始磁盘参数。在20天文单位范围内，星盘的质量从0.075到0.125 $M_{\odot}$不等，大致与金牛座T恒星周围星盘的质量分布高端一致。初始磁盘的最小$Q$参数介于0.8和2之间，大多数模型都在$\sim 1.4$左右。假设一个局部等温状态方程或绝热状态方程与不同的$γ$的磁盘演变。在局部等温计算中，当由于引力不稳定性而出现高于特定阈值的超密度时，状态方程被切换到绝热以考虑增加的光学深度。我们发现，当磁盘具有最小的$Q$参数小于1.4强拖尾螺旋不稳定性，通常是三个或四个武装模式，形成和增长，直到发生碎片后，沿武器约5平均磁盘轨道时间。由此产生的团块迅速收缩到比初始圆盘密度高几个数量级的密度，并且即使在绝热条件下，它们的密度也能存活下来。这些团块在潮汐破裂时很稳定，并迅速合并，留下2-3颗质量在0.7到$7 M_{Jup}$以上的原行星在相当偏心的轨道上（平均偏心率约为0.2），与探测到的太阳系外行星在$\sim 10^3$年后的质量一致。碎片化并不强烈地依赖于磁盘是否从边缘不稳定状态开始或逐渐达到它，如通过磁盘通过质量增长逐渐达到临界$Q$的测试所示。
2003-10-27 astro-ph
The Three-Dimensional Behavior of Spiral Shocks in Protoplanetary Disks
在这篇论文中，我描述的理论和数值研究，解决三维行为的螺旋激波在原行星盘和有争议的话题的气体巨星形成磁盘不稳定性。在这项工作中，我讨论了破裂和渐近相盘的引力不稳定性（GI）的特征;概述了等温和绝热气体螺旋激波（称为激波孔）的三维结构理论;考虑对流作为原行星盘的冷却源;研究了不透明度对盘冷却的影响;使用多重分析来检验盘的抗碎裂稳定性;测试GI行为对辐射边界条件的敏感性;测量GI爆破盘中的冲击强度和频率;评估不稳定盘中的温度波动;调查GI激活时螺旋冲击是否会形成球粒。为这些研究开发的数值方法进行了讨论，包括辐射传输例程，明确耦合的低和高的光学深度制度和一个例程，模型ortho和仲氢。最后，我探讨了这一假设，即球粒形成和FU Ori现象是由GI激活死区。
2007-10-15 astro-ph
Dust distribution in protoplanetary disks - Vertical settling and radial migration
我们提出了一个三维的，局部等温的，非自引力的SPH代码模型原行星盘与两种流体：气体和尘埃的结果。我们模拟了一颗1 Msun的恒星，它被一个0.01 Msun的圆盘包围，圆盘包括99%的气体和1%的尘埃，质量从0.5到300 AU。对于低分辨率（~25 000 SPH粒子）模拟，晶粒尺寸范围为0.001 mm至10 m，对于高分辨率（~160 000 SPH粒子）模拟，晶粒尺寸范围为0.1 mm至10 cm。尘埃颗粒被次开普勒气体减慢并失去角动量，迫使它们向中央恒星迁移并定居在中平面。气体拖曳效率根据颗粒大小而变化，较大的物体受到较弱的影响，并遵循轻微扰动的开普勒轨道，而较小的颗粒强烈耦合到气体。对于中等尺寸的颗粒，拖曳力使灰尘和气体发生摩擦，从而允许灰尘优先径向迁移并有效地沉降到中平面。每种颗粒大小的尘埃分布将表明，当颗粒生长被添加时，行星可能形成的区域。
2005-08-22 astro-ph
Gap Formation in the Dust Layer of 3D Protoplanetary Disks
我们使用两相（气体+尘埃）光滑粒子流体动力学（SPH）程序数值模拟了尘埃在原行星盘中的演化。该代码遵循三维分布的尘埃在原行星盘，因为它与气体通过气动阻力相互作用。在这项工作中，我们提出了一个磁盘的演化，包括1%的尘埃质量在嵌入式行星的存在下，两种不同的磁盘配置：一个小的，最小质量的太阳星云（MMSN）磁盘和一个更大的，更大的质量的经典金牛座T星（CTTS）磁盘。然后，我们改变颗粒大小和行星质量，看看它们如何影响最终的磁盘结构。我们发现，差距的形成是更迅速和引人注目的尘埃层比在气体盘，一个系统与给定的恒星，磁盘和行星的质量将有不同的外观取决于晶粒大小，这种差异将是可检测的毫米域与ALMA。在我们的MMSN模型中，对于低质量行星，尘埃盘中可能会出现间隙，而气体盘中则不会。我们还注意到尘埃聚集在行星间隙的外部边缘，并推测盘中行星的存在可能促进了这个高密度区域中微行星的生长。
2007-06-28 astro-ph
Atmospheres of protoplanetary cores: critical mass for nucleated instability
我们研究了吸积原行星核的准静态大气，在不同的不透明度行为和实际的星子吸积率的不同部分的原行星星云。大气分离成那些有外对流区顺利合并与星云气体，和那些几乎等温的外辐射区去耦大气内部的星云。大气的具体类型只取决于核心的邦迪半径、星云气体中光子的平均自由程和光度半径（在相当于星云温度的有效温度下，可以辐射核心光度的球体的大小）之间的关系。位于原行星盘内部的核心（距离太阳约0.3天文单位）有大的光度半径，导致第一种类型的大气，而位于巨行星区域的核心（超过几个天文单位）有小的光度半径，总是积累大量的第二种类型的大气。核不稳定性的临界核心质量被发现作为从太阳的距离的函数而变化。它是5-20 M_地球在0.1-1 AU，这是太大了，以允许形成“热不稳定性”的核附近的核心，已在原位生长。在巨行星区域，如果星子吸积速度足够快，在星云气体消散之前形成原行星核，则临界质量为20-60 M_地球（不透明度为0.1 cm ^2/g）。这可能表明，太阳系中的巨行星只有在其核心在寡头增长时期积累了大部分固体质量之后，才通过核不稳定性获得了它们的大气层，之后星子吸积减慢，核心成为超临界状态。
2004-05-25 astro-ph
Radiative Transfer on Perturbations in Protoplanetary Disks
本文提出了一种计算受原行星扰动的原行星盘上辐射传输的方法。我们应用这种方法来确定一个被动的拱星盘附近的一个小的原行星，高达20个地球质量的光球内的温度结构的影响。原行星的引力势会导致其附近的盘物质压缩，导致盘表面的密度减小。因此，光球层高度的等密度线呈现井的形状。当这样的井被恒星以掠入射的方式照射时，它会导致阴影区域的冷却和暴露区域的加热。对于与行星形成时期相关的典型恒星和盘参数，我们发现，对于1个地球质量的行星，原行星与母星的距离为1 AU时，温度变化约为4%（5 K），10个地球质量的行星约为14%（19 K），20个地球质量的行星约为18%（25 K）。我们的结论是，即使是这样相对较小的原行星可以引起被动盘的温度变化。因此，行星形成中的许多过程不应该用局部等温状态方程来模拟。
2003-04-17 astro-ph
The effect of a planet on the dust distribution in a 3D protoplanetary disk
目的：研究有行星存在时，在气体拖曳作用下，原行星盘中尘埃的行为。我们的目标是双重的：根据颗粒大小和行星质量确定尘埃的空间分布，从而为解释未来的观测和未来的星子生长研究提供框架。方法：本文采用非自引力、局部等温的双流体（气体+尘埃）光滑粒子流体动力学（SPH）程序，模拟了尘埃在原行星盘中的演化过程。该代码遵循三维分布的尘埃在原行星盘，因为它与气体通过气动阻力相互作用。在这项工作中，我们提出了一个最小质量的太阳星云（MMSN）磁盘包括1%的尘埃质量的嵌入式行星的存在下的演变。我们进行了一系列的模拟，改变颗粒大小和行星质量，看看它们如何影响最终的磁盘结构。结果如下：我们发现，差距的形成是更迅速和引人注目的尘埃层比在气体盘，一个系统与给定的恒星，磁盘和行星的质量将有一个完全不同的外观取决于晶粒大小。对于我们MMSN盘中的低质量行星，尘埃盘中可能会打开一个间隙，而气体盘中则不会。我们还注意到，尘埃聚集在行星间隙的外部边缘，并推测盘中行星的存在可能会通过促进这个高密度区域的星子生长来促进第二颗行星的形成。
2007-08-30 astro-ph
Protoplanetary disk fragmentation with varying radiative physics, initial conditions and numerical techniques
我们回顾了最近的结果SPH模拟的引力不稳定性的气体原行星盘，强调热力学的作用，在孤立和二元系统。在文献中出现的相互矛盾的结果，关于磁盘碎片在几十个AU的中心恒星可能是由于辐射物理的不同处理，以及反映不同的初始条件。要想在这方面取得进一步进展，就需要在不同的规范之间进行广泛的比较，并要求采用相同的初始条件。它讨论了如何在最近的SPH模拟在$R < 25$ AU进行破碎的磁盘的本地条件与分析模型的预测大致一致，与小的差异可能有关的分析模型无法解释三维螺旋冲击的动力学和热力学。我们报告说，从根本上不同的自适应流体动力学代码，SPH和自适应网格细化（AMR），在一个简单的情况下，等温状态方程在可比的分辨率磁盘碎片产生非常相似的结果。AMR代码中的大量细化是必要的，但不足以正确地跟踪碎片，而是网格的初始分辨率足够高，以捕获最强螺旋模式的波长，当它们仍然几乎是非线性的是必不可少的。这些测试代表了一个有用的基准，并为即将到来的代码与现实的辐射物理比较的起点。
2007-10-19 astro-ph
Exact Solutions of the Isothermal Lane--Emden Equation with Rotation and Implications for the Formation of Planets and Satellites
本文导出了圆柱几何中有无转动的等温Lane-Emden方程的精确解。相应的流体静力平衡是最相关的动力学的原太阳星云之前和期间的行星和卫星的形成阶段。质量密度的非旋转解是解析的、非奇异的、随半径单调递减的，并且它很容易满足中心处通常的物理边界条件。当微分旋转添加到莱恩-埃姆登方程，一类完整的精确解的质量密度出现。我们也通过分析确定了所有这些解。在这一类中，幂律或幂律组合的解不能够满足相关的边值问题，但它们仍然非常重要，因为它们构成了“基线”，当施加中心边界条件时，实际的解会接近基线。执行这种物理边界条件的数值积分表明，实际的径向平衡密度分布出现在接近非旋转解的中心，但是一旦它们在相应的基线以下交叉，它们就不再是单调的。实际解被迫永久地围绕基线解振荡，而不会沉降到基线解上，因为中心边界条件严格禁止这种沉降，即使在大半径的渐近状态下也是如此。根据我们的研究结果，我们预计准静态演化的原行星盘应发展振荡密度分布在其等温阶段的中平面。在这些配置文件中的峰值对应于当地潜在的最小值和它们的位置是理想的网站为形成的原行星。
2008-11-06 astro-ph
The effect of MHD turbulence on massive protoplanetary disk fragmentation
大规模的磁盘碎片被认为是导致巨行星形成的机制之一。虽然它已被大量研究在静态流体动力磁盘，磁流体湍流的影响所产生的磁旋转不稳定性（MRI）从未被调查。本文填补了这一空白，并提出了局部等温，大规模和磁化磁盘的演变的三维数值模拟。在没有磁场的情况下，由于自引力的作用，形成片状盘碎片和团块。虽然由于有限的数值分辨率，它们在模拟中的动力学时间尺度内消失，但各种诊断表明它们应该存在并在真实的磁盘中形成巨行星。当圆盘被磁化时，它在引力不稳定性发展的同时变得湍流。在中等分辨率下，在这些湍流模型中没有观察到碎片，而在等效流体动力学运行中出现大量碎片。这是因为MHD湍流降低了引力不稳定性的强度。随着分辨率的提高，MRI最不稳定的波长得到了更好的分辨，小尺度角动量传输开始发挥作用：在这种情况下，碎片被发现形成在大质量和湍流的圆盘中。所有这些结果表明，引力不稳定性和MHD湍流之间存在着复杂的相互作用，影响着盘的碎裂过程。
2005-06-09 astro-ph
Evolution of protoplanetary disks: Constraints from DM Tauri and GM Aurigae
本文提出了一个描述原行星盘形成和粘性演化的一维模型。早期磁盘的形成被模拟为等温分子云的引力坍缩的结果。根据湍流的两个参数化集成盘的粘性演化：经典的$α$表示和$β$参数化，代表由开普勒剪切驱动的非线性湍流。我们将该模型应用于DM Tau和GM Aur，两个经典的T-Tauri星，具有相对较好的特征盘，检索其表面密度随时间的演化。我们进行了系统的Monte-Carlo探索的参数空间（即值的$α$ - $β$参数，并在分子云的温度和旋转速率），以找到与所观察到的磁盘表面密度分布，恒星和磁盘的质量，年龄和目前的吸积率兼容的值。我们发现DM Tau的观测需要$0.001<α<0.1$或$2\times 10^{-5}<β<5\times 10^{-4}$。对于GM Aur，我们发现湍流粘性是这样的，即$4\times 10^{-4}<α<0.01$或$2\times 10^{-6}<β<8\times 10^{-5}$。这些相对较大的值表明，在大于$\sim 10 $ AU的距离处存在有效的湍流扩散机制。这是比较的T-Tauri恒星吸积率的变化与年龄的研究，主要是探测内部磁盘，但也产生值的$α\sim 0.01$。我们表明，在大的轨道距离负责湍流扩散的机制最有可能不能对流，因为它在低光学深度的抑制。
2005-06-21 astro-ph
Simulations of unstable gaseous disks and the origin of giant planets
我们研究了冷的，引力不稳定的原行星气体盘的演变进行3D SPH模拟与大型并行机器上的多达一百万个粒子。我们表明，自引力原行星可以形成在磁盘与初始$Q_{min} \sim 1.4$提供磁盘的演变与本地等温状态方程，直到本地化的区域达到足够高的密度。进行了长达一千年的低分辨率模拟表明，质量和轨道与观测到的太阳系外行星相当的巨型原行星系统自然产生。
2003-01-29 astro-ph
Thermal Effects of Circumplanetary Disk Formation around Proto-Gas Giant Planets
利用三维流体动力学模拟研究了原行星系统的绕行星盘的形成和角动量的吸积。原行星盘中原行星周围的局部区域被认为具有足够的空间分辨率：从希尔球外到木星半径的区域被嵌套网格方法覆盖。为了研究行星盘的热效应，采用了各种状态方程。原行星周围巨大的热能轻微地改变了环行星盘的结构。与采用等温状态方程的模型相比，在采用绝热状态方程的模型中，原行星的气体包层延伸得更远，并且在原行星附近出现了略厚的圆盘。然而，不同的状态方程并不影响角动量的获取过程的原行星系统。因此，系统获得的特定角动量仅作为原行星质量的函数。总角动量的很大一部分有助于环行星盘的形成。这个圆盘只在非常靠近原行星的致密区域形成。将结果应用于太阳系，原木星和土星的致密盘分别在r < 21 rJ（r < 0.028 rHJ）和r < 66 rS（r < 0.061 rHS）区域，其中rJ（rHJ）和rS（rHS）分别为木星和土星（Hill）半径。由于原行星的离心力和重力之间的平衡，表面密度在这些区域有一个峰值。这些圆盘的大小与环绕木星和土星的常规卫星的最外层轨道相当。规则的卫星可能形成在围绕原始气体巨行星的致密盘中。
2008-10-15 astro-ph
Numerical simulations of type III planetary migration: II. Inward migration of massive planets
我们提出了一个快速的数值研究，所谓的III型迁移嵌入在原行星盘的行星。我们限制自己向内迁移的情况下，并详细研究其演变和物理，集中在同旋和环行星区域的结构，并停止迁移的过程。我们还考虑了几个关键参数的迁移行为的依赖。我们进行这项研究使用的全球，二维流体动力学模拟的结果与自适应网格细化。初始条件被选择为满足快速向内迁移的条件。我们发现，第三类移民可以分为两个制度，快速和缓慢。这两个制度之间的共轨区的结构，质量积累率和迁移行为不同。我们所有的模拟都显示了从快速到慢速的过渡，在到达恒星之前结束了III型迁移。停止半径被发现是更大的大质量的行星和质量较小的磁盘。一个急剧的密度下降也被发现是一个有效的停止机制。在快速迁移极限中，质量较小的盘的迁移率和诱导偏心率较低，但几乎不依赖于行星质量。偏心率在迁移时间尺度上是阻尼的。
2007-09-24 astro-ph
Giant planet formation from disk instability; cooling and heating
本文给出了引力不稳定原行星盘演化的高分辨率SPH模拟结果。我们报告的计算中，磁盘的演变使用局部等温或绝热状态方程（与冲击加热），并在新的模拟中，冷却和加热的辐射明确建模。我们发现，磁盘的最小Toomre参数$< 1.4$碎片成几个引力约束的原行星的质量从下面的几个木星的质量。这也证实了运行中的磁盘是一个安静的开始，逐渐增长的质量在几个轨道时间。对于$0.08-0.1 M_{\odot}$范围内的盘质量，需要与轨道时间相当的冷却时间来实现碎裂。在大约30个轨道时间之后，束缚凝聚体之间的合并总是导致2-3颗原行星在相当偏心的轨道上。
2003-11-03 astro-ph
Numerical simulations of the type III migration:I. Disc model and convergence tests
我们研究快速（III型）迁移制度的高质量原行星轨道在原行星盘。这种类型的迁移是由共转扭矩。我们研究的细节，在行星附近的流动结构，迁移率的依赖所采用的光盘模型，和模型的数值收敛（独立的某些数值参数，如重力软化）。我们使用二维流体动力学模拟与自适应网格加密，基于FLASH代码与改进的时间步进方案。我们执行全球磁盘模拟与足够的分辨率接近的行星，这是允许在整个网格中自由移动。我们采用了一种新型的状态方程，其中气体温度取决于到恒星和行星的距离，并简化了对环行气体自引力的修正。我们发现，在III型迁移制度的迁移率强烈依赖于希尔球（洛希瓣的行星），这反过来又是敏感的环行星盘的纵横比内的气体动力学。此外，由于气体自引力的修正是必要的，以减少数字文物，对快速行星迁移的行为。因此，可靠的III型迁移的数值研究需要考虑热和自重力校正，以及足够的空间分辨率和计算的磁盘行星的吸引力内外的希尔球。有了这个前提条件，我们发现III型迁移是一个强大的迁移模式，天体物理学的前景，因为速度快得多，比以前研究的迁移模式。
2007-09-24 astro-ph
