3D SPH simulations of grain growth in protoplanetary disks
我们提出的第一个结果，在我们的3D，双流体（气体+灰尘）SPH代码描述原行星盘的晶粒生长的治疗。我们实现了一个能够再现各种物理过程引起的晶粒尺寸变化的方案，并在模拟一个典型的围绕一个太阳质量恒星的金牛座T盘时，用Stepinski & Valageas（1997）给出的晶粒生长的解析表达式对其进行了检验。计算结果与湍流增长过程一致，验证了该方法的有效性。我们现在能够模拟晶粒生长过程中的原行星盘给出了一个更现实的物理描述，目前正在开发中。我们讨论了颗粒生长和尘埃垂直沉降和径向迁移的综合效应对随后的星子形成的影响。
2007-09-19 astro-ph
Grain Physics and Rosseland Mean Opacities
在从恒星演化模型到原行星盘的各种天体物理模拟中，平均不透明度表经常被用来计算辐射的传输。通常情况下，表，如弗格森等人（2005），是用一组预定的物理假设计算的，这些假设可能对特定应用有效，也可能无效。本文探讨了在富氧环境中，谷物物理学的几个假设对Rosseland平均不透明度的影响。我们发现，改变粒度的分布，无论是幂律指数或分布的形状，总平均不透明度有边际效应。我们还探讨了固体均匀颗粒和多孔或几个物种的conglomorations颗粒之间的平均不透明度的差异。通过假设颗粒与气体的比率来改变平均值中包含的颗粒不透明度的量会显著影响平均不透明度，但以可预测的方式。
2007-05-10 astro-ph
Size-sorting dust grains in the surface layers of protoplanetary disks
目的：我们希望调查尘埃沉降的影响是什么样的观察到的10妈妈功能的原行星盘，这可能会影响解释的意见。研究方法：使用的建模工具的组合，我们模拟了尘埃颗粒尺寸分布的湍流原行星盘的轴对称2-D模型中的沉降，我们使用了辐射转移程序来计算得到的光谱。结果如下：我们发现，沉降可以把一个平面的功能变成一个尖锐的，但只有在有限的程度和一组非常有限的颗粒尺寸分布。只有当我们有一个双峰粒度分布，即一个非常小的颗粒人口和一个更大的颗粒人口，我们发现，从一个平面到一个尖锐的功能转换后，尘埃沉降是强烈的。然而，我们的模型表明，如果沉降是唯一的原因观察到的各种硅酸盐功能强度在原行星盘，那么我们会期望找到一个相关性，使磁盘与弱中远红外过剩有一个更强的10妈妈硅酸盐功能比磁盘具有较强的中远红外过剩。如果这与所观察到的相反，那么这将表明沉降不能是在原行星盘中观察到的各种10 μ m硅酸盐特征的主要原因。
2008-05-28 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
SPH simulations of grain growth in protoplanetary disks
目的：为了理解行星形成的第一阶段，当微小的颗粒聚集形成星子时，人们需要同时模拟原行星盘中的颗粒生长，垂直沉降和尘埃的径向迁移。在这项研究中，我们实现了一个分析处方晶粒生长到一个三维两相流体动力学代码，以了解其对磁盘中的灰尘分布的影响。研究方法：Stepinski和Valageas（1997）的分析推导，它假设粒子在碰撞时完全粘附，我们实现了一个方便快捷的方法，在我们的3D，两相（气体+灰尘）SPH代码跟踪颗粒生长。然后，我们遵循的经典金牛座T星盘的尘埃人口的大小和空间分布的演变。结果：我们发现，由于气体阻力，尘埃动力学和生长之间的复杂相互作用，颗粒经历了不同的生长阶段。颗粒最初快速生长，因为它们沉降到中间平面，然后经历快速径向迁移，通过盘的大部分几乎没有生长，最后堆积在内部盘中，在那里它们生长得更有效。这导致晶粒尺寸的双峰分布。使用这个简单的颗粒生长公式，我们发现，在10^5年内，内盘中的颗粒达到分米级大小，并在快速迁移阶段幸存下来。
2008-06-09 astro-ph
Dust coagulation in protoplanetary disks: a rapid depletion of small grains
我们模拟了原行星盘中尘埃凝聚的过程，并计算了它如何影响它们的观测外观。我们的模型涉及在磁盘中的每个位置的凝结方程的详细解决方案。在规则的时间间隔，我们饲料产生的三维尘埃分布函数到一个连续辐射转移代码，以获得光谱能量分布。我们发现，即使只有非常基本的-和很好理解-凝固机制包括在内，晶粒生长的过程太快，与金牛座T盘的红外观测是一致的。小颗粒被如此有效地去除，以至于在盘达到金牛座T星典型的1 E6年年龄之前很久，SED只显示非常弱的红外过量。这与大多数经典金牛座T星的SED不一致。小颗粒需要以某种方式补充，例如通过高速碰撞的聚集碎片。一个非常简化的计算表明，当团聚体破碎，获得一个准静态的粒度分布中的增长和破碎处于平衡状态。这种准静止状态可能持续1 E6年甚至更长时间，这取决于盘中的环境，并可能使时间尺度进入正确的状态。我们的结论是，一个简单的进化场景中，颗粒慢慢地从原始的0.1微米的颗粒生长到更大的颗粒在一段时间的几个百万年是最有可能是不正确的。
2004-12-06 astro-ph
The First Detection of Spatially Resolved Mid-Infrared Scattered Light from a Protoplanetary Disk
我们报告空间分辨11.8微米的图像，在W。M.凯克10米望远镜，围绕前主序星HK Tau B的原行星盘。HK Tau B相对于HK Tau A的中红外形态和天体测量表明，在HK Tau B的中红外观测到的通量已经从其近边缘的盘的上表面散射。这是第一个在中红外波长的散射光中观察到的原行星盘的例子。蒙特卡罗模拟表明，该盘的范围（半高宽=0。“5，或70天文单位）的散射光星云在中红外线是非常敏感的尘埃大小分布。11.8微米的测量值可以通过包含尺寸在1.5-3微米量级的颗粒的尘埃颗粒群来最好地建模;仅具有亚微米颗粒尺寸或延伸超过5微米的幂律尺寸分布的颗粒群不能再现所观察到的形态。这些颗粒明显大于ISM中的预期，这意味着颗粒生长已经发生;这种生长是尘埃盘本身演化的结果，还是最初发生在暗云中仍然是一个悬而未决的问题。
2003-04-03 astro-ph
The Effects of Metallicity and Grain Size on Gravitational Instabilities in Protoplanetary Disks
观测研究表明，在恒星周围发现气体巨行星的可能性随着恒星的金属丰度而增加。我们最新的模拟磁盘经历重力不稳定性（GI）与现实的辐射冷却表明，原行星盘与较低的金属通常冷却得更快，从而显示出更强的整体GI活动。更重要的是，在我们的模拟中，全球冷却时间太长，磁盘碎片不会发生，磁盘不会碎片成密集的原行星团块。我们的研究结果表明，通过盘的不稳定性直接形成气态巨行星形成不太可能是产生大多数观测到的行星的机制。尽管如此，地理标志可能仍然发挥了重要的作用，在一个混合的情况下，与观察到的金属丰度趋势，地理标志创建的结构加速核心吸积行星形成兼容。
2006-04-13 astro-ph
Self-Sustained Ionization and Vanishing Dead Zones in Protoplanetary Disks
分析了磁流体湍流原行星盘的电离状态，提出了维持电离的新机制。首先，我们表明，在一个典型的原行星盘与尘埃颗粒的磁旋转不稳定性驱动的湍流的准稳态中，能量耗散的量应该足以提供激活磁旋转不稳定性所需的电离能。其次，我们表明，在磁盘尘埃颗粒的高能电子，组成电流在弱电离气体可以提供碰撞电离，这取决于磁旋转湍流的实际饱和状态。另一方面，我们表明，在原行星盘的尘埃颗粒的影响减少，湍流运动可以均匀的电离度，导致激活的磁旋转不稳定性，即使在没有其他电离过程。这封信中的结果表明，原行星盘中的大部分区域仍然保持磁性活跃，因此我们需要改变行星形成的理论模型。
2005-07-12 astro-ph
Magnetorotational instability in protoplanetary discs: The effect of dust grains
我们调查的线性增长和垂直结构的MRI在原行星盘时，尘埃颗粒很好地混合在整个磁盘厚度的气体。所有颗粒具有相同的半径（a = 0.1、1或3微米），并且构成气体总质量的1%。在R = 5和10天文单位时，对最小质量太阳星云模型和不同的初始垂直磁场强度（B）、扩散率张量和颗粒尺寸的选择，得到了解。我们发现，当没有晶粒存在时，或者它们> 1微米时，中平面在两个半径处对于B保持磁耦合直到几高斯。相比之下，当存在小颗粒（a = 0.1微米）的群体时，盘对于z/H < 2是磁性不活跃的，并且只有B < 50 mG耦合到流体。在5 AU处，当B <几mG时，欧姆扩散在z/H < 1时占主导地位，而与颗粒群的性质无关。相反，在10 AU，这个扩散项在这里研究的所有场景中都不重要。对于z/H > 5，双极扩散是严重的，并且对于所有B，阻止场耦合到气体。霍尔扩散是占主导地位的两个半径时，尘埃颗粒的场强范围很广。当尘埃颗粒存在时，特别是当它们很小（a ~ 0.1微米）时，MRI不稳定模式存在的磁场强度的增长率、波数和范围都急剧减小。我们的结论是，在原行星盘，磁场是能够耦合到气体和剪切在很宽的范围内的流体条件下，即使小尘埃颗粒与气体混合良好。尽管低磁耦合，MRI模式增长的磁场强度的扩展范围和霍尔扩散在很大程度上决定了在磁盘的内部区域的扰动的属性（删节）。
2008-01-16 astro-ph
Dust Properties and Assembly of Large Particles in Protoplanetary Disks
最近对小尘埃颗粒形成岩石的研究再次证实，原行星盘中的颗粒生长应该很快发生。对各种生长过程的生长率进行了计算，并普遍预测在低速碰撞中很有可能发生粘附，这种碰撞可能以多种方式在原行星盘中发生。实验室实验已经测量了一些材料的粘附系数，这在很大程度上证实了计算结果。虽然我们还不太了解圆盘的详细速度场，但许多导致粒子碰撞和颗粒生长的重要过程已经在理论上得到了研究，并展示了尘埃聚集成行星的可能路径。对具有不同尺寸分布的粒子的辐射性质的计算表明，大粒子应该在圆盘的光谱能量分布中产生可观察到的变化。事实上，预测的那种变化是观察到的，但它们的解释是模糊的;有其他方法可以产生观察到的变化，而不需要晶粒生长，因此目前的证据是不确定的。主要的不确定性可以通过下一代毫米波干涉仪来克服，并且似乎有可能在十年内建立一个坚定的谷物生长案例。
1999-02-17 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
Survival of the mm-cm size grain population observed in protoplanetary disks
毫米波干涉测量提供了证据，证明在前主序星周围的圆盘外部存在毫米到厘米大小的“卵石”。观测结果表明，大颗粒在盘演化中相对较早（< 1百万年）产生，并在大半径处保持较长时间（5到1千万年）。然而，对固体粒子径向漂移时间的简单理论估计意味着它们将在小于0.1百万年的时间尺度上向内漂移。在本文中，我们使用更详细的理论模型，包括沉降，集体拖曳力和湍流粘度的影响，解决理论和观测之间的冲突。我们发现，虽然这些影响减缓了尘埃粒子的径向漂移，这种减少是不足以解释观测确定的长生存时间的mm/cm大小的颗粒在原行星盘。然而，如果由于某种原因，气尘盘中的气尘比从标准值100减少了至少20倍（例如通过气体的光蒸发），那么径向漂移时间尺度就会变得足够大，与观测结果一致。
2007-04-18 astro-ph
Resolving Molecular Line Emission from Protoplanetary Disks: Observational Prospects for Disks Irradiated by Infalling Envelopes
分子线观测，可以解决原行星盘的100 AU的空间和运动学将是一个有用的工具，明确地确定这些磁盘，并确定其运动学和物理特性。在这项工作中，我们模拟预期的线发射从一个原行星盘照射的下降信封，解决问题的可探测性与亚弧秒分辨率。我们采用了一个先前确定的磁盘模型结构，给出了一个连续谱能量分布和毫米强度的空间分布是一致的观测约束HL头。对目前在mm和submm波长下工作和投影的干涉仪的能力的分析表明，在这些波长下中等不透明度的分子跃迁（例如，C17O线）是在不久的将来探测亚弧秒分辨率的盘线的良好候选者。我们建议，在一般情况下，磁盘的典型I类源将是可检测的。
1999-12-02 astro-ph
Grain Retention and Formation of Planetesimals near the Snow Line in MRI-driven Turbulent Protoplanetary Disks
形成类地行星和气态巨行星核心的第一个挑战是颗粒在原行星盘中的保留。在这些圆盘的大多数区域，气体由于负压梯度而达到亚开普勒速度。流体动力阻力导致轨道衰减和圆盘中固体物质的耗尽，其特征时间尺度对于1 AU的米大小的物体来说只有几百年。在本文中，我们提出了一个粒子滞留机制，促进了颗粒的积累和星子的形成附近的水升华锋或``雪线。"这个模型是基于这样的假设，即在对行星形成最感兴趣的区域，盘的粘性演化是由于盘表面层的磁旋转不稳定性（MRI）驱动的湍流造成的。MRI有效产生湍流的深度是粒度和丰度的强函数。雪线两侧颗粒与气体密度比的急剧增加降低了活性层的柱深度。随着圆盘向准稳态演化，活性层的这种变化在气体表面密度和压力的径向分布中产生局部最大值，导致气体以超开普勒速度旋转并停止颗粒向内迁移。这个senario提出了一个强大的过程，粮食保留，这可能有助于形成的原始气体巨星核心优先附近的雪线。
2007-06-08 astro-ph
Predicting Dust Distribution in Protoplanetary Discs
我们提出了三维数值模拟的结果，包括流体动力学的影响和气体阻力后，不断发展的含尘气体盘。我们简要地描述了一个新的并行，两相数值代码的基础上平滑粒子流体动力学（SPH）技术，其中的气体和尘埃相表示由两种不同类型的颗粒。我们使用的代码，以了解不同大小的颗粒在磁盘内的分布的气体原行星盘人口的动态演化。我们的"颗粒“大小从米到亚毫米不等。
2003-10-31 astro-ph
Dust dynamics during protoplanetary disc clearing
我们认为，在原行星盘清理的尘埃和气体的动力学。我们的工作范围内的光蒸发/粘性模型的气体盘的演变，并使用双流体模型来研究尘埃颗粒的动力学气体盘被清除。小颗粒（<~10 μ m）与气体保持良好的耦合，但较大的颗粒（~1 mm）会从大半径（~50 AU）向内迁移，这表明外盘中颗粒生长的时间尺度为~10^4 - 10^5年。我们详细描述了可观察到的外观的光盘在清除过程中，并发现，在气体盘的压力梯度的结果在一个强大的增强的局部灰尘-气体比在一个环附近的内部盘边缘。最后，我们认为一个简单的模型的磁盘行星的相互作用，并建议，光盘质量和吸积率的观测提供了一个简单的方法来区分不同的模型之间的磁盘清除。
2006-11-27 astro-ph
Low Temperature Opacities
对Alexander & Ferguson（1994）的低温Rosseland和Planck平均不透明度的计算进行了更新和扩展。新的计算包括一个更完整的状态方程，具有更多的颗粒种类和更新的光学常数。在状态方程计算中，晶粒现在被明确地包括在热平衡中，这允许比以前的情况更宽范围的晶粒成分被准确地包括在内。高温冷凝物如Al $_2$ O $_3$和CaTiO $_3$的包含物在第一硅酸盐颗粒出现之前在窄的温度范围内显著影响总不透明度。新的不透明度表制成表格的温度范围从30000 K至500 K，气体密度从10 $^{-4}$克厘米$^{-3}$至10 $^{-19}$克厘米$^{-3}$。与以前的Rosseland平均不透明度计算的比较进行了讨论。在高温下，与OPAL和Opacity Project的协议相当好。在较低温度下的比较是更分歧的分子和颗粒物理学的差异，包括在不同的计算结果。普朗克平均不透明度与不透明度采样方法进行的计算表明，需要非常大量的不透明度采样波长点;以前发表的结果与较少的波长点被证明是显着的错误。提供了请求或获取新表的方法。
2005-02-02 astro-ph
Dynamics of charged dust particles in protoplanetary discs
研究了外加磁场对原行星盘磁活动区带电尘埃粒子运动的影响。假设圆盘磁死区以外区域的磁场垂直分量和环向分量均为幂律结构，在小粒子渐近情况下，解析计算了带电粒子的径向和垂直速度。虽然具有小于临界半径的半径的颗粒显著地受到磁力的影响，但是具有较大半径的颗粒的运动与磁场无关。临界半径取决于磁性几何形状和颗粒的电荷。假设一个颗粒粒子有一个元电荷和光盘的物理性质对应于最小质量的太阳星云，我们表明，只有微米级的颗粒受到磁力。此外，电荷极性决定径向速度的方向。对于这样的小颗粒，由于磁力，径向和垂直速度都增加。
2008-02-13 astro-ph
Magnetorotational Instability in Protoplanetary Disks. II. Ionization State and Unstable Regions
我们调查在原行星盘磁旋转不稳定性的运作，这可能会导致在磁盘的角动量输运。我们研究了各种带电粒子的空间分布和各种模型的原行星盘的不稳定区域，考虑到离子和电子在颗粒表面的复合，这是一个重要的过程中的大部分磁盘。我们发现，对于所有的模型有一个内部区域，这是由于欧姆耗散磁旋转稳定。这必然使中心恒星上的吸积不稳定。对于最小质量太阳星云的模型，其内部盘是稳定的临界半径约为20 AU，临界半径外的质量吸积速率为10^{-7} - 10^{-6} M_{\odot} yr^{-1}。在低柱密度的圆盘中，稳定区域较小。原行星盘中的尘埃颗粒可能通过相互粘附而生长，并可能向盘的中平面沉积。我们发现，稳定区缩小晶粒尺寸的增加或沉淀的进行。因此，在演化的后期，原行星盘甚至在内部区域也可能是磁旋转不稳定的。
2000-05-23 astro-ph
Dust Growth and Settling in Protoplanetary Disks and Disk Spectral Energy Distributions. I. Laminar Disks
尘埃的生长和沉降对原行星盘的光谱能量分布有重要影响。我们通过数值模拟研究了尘埃在原行星盘中的生长和沉降，考察了盘光学厚度和SEDs的时间演化。在本文中，我们认为层流盘作为一系列文件的第一步。由于尘埃的生长和沉降，在气体盘的中平面周围形成尘埃层。粉尘层形成后，小的粉尘颗粒仍然漂浮在粉尘层上方。虽然表面密度的浮动小颗粒是远远小于尘埃层，他们支配光盘光学厚度和发射。与粉尘层的形成相比，漂浮的小颗粒沉降在粉尘层上的时间尺度较长。在磁盘内部的快速晶粒生长，使磁盘的光学厚度的径向分布不如陡峭的磁盘表面密度。在t > 10^6年时，内盘的光学厚度（>几个天文单位）几乎消失，这可能与斯皮策空间望远镜观测到的盘内洞相对应。此外，我们研究了时间演化的磁盘SEDs，使用我们的数值结果和两层模型。晶粒长大和沉降对沉积缺陷的影响尤为显著。我们的研究结果表明，晶粒生长和沉降可以解释在10^{6-7}yr的时间尺度上观测到的毫米/亚毫米波长能量通量的减少，而没有耗尽的磁盘。
2005-02-15 astro-ph
Effects of scattering and dust grain size on the temperature structure of protoplanetary discs: A three-layer approach
原行星盘的光学厚度内部的温度对于盘的毫米观测的解释、盘的垂直结构、盘演化和行星形成的模型以及盘中的化学是必不可少的。由于大的冰粒即使在红外线下也有很大的散射，因此应该检查圆盘中散射辐射对内部温度的影响。我们已经进行了一系列的数值辐射传输模拟，包括各向同性散射的颗粒与各种典型尺寸的漫射辐射以及入射恒星辐射。我们还开发了一个包括各向同性散射的分析模型，以了解隐藏在数值结果中的物理学。与分析模型，我们已经表明，标准的两层方法是有效的，即使没有散射的灰色不透明性（即晶粒尺寸$\ga10$ \micron）。粒度$\la10$ \micron需要三层解释。当晶粒尺寸为0.1- 10 \micron时，数值模拟表明各向同性散射降低了圆盘内部的温度。这种减少很好地解释了三层模型的能量损失的入射恒星辐射的散射和温暖的漫射辐射在光盘大气。对于晶粒尺寸$\ga10$ \micron（即灰色散射），数值模拟表明各向同性散射不影响内部温度。这是很好地解释了解析两层模型;在磁盘大气散射的能量损失是完全抵消的“温室效应”，由于散射的冷漫射辐射在内部。
2008-12-03 astro-ph
Dust Processing and Grain Growth in Protoplanetary Disks in the Taurus-Auriga Star-Forming Region
利用Spitzer空间望远镜上的红外光谱仪（IRS）拍摄了65颗金牛座T星（TTS）的中红外光谱，并利用两种温度下的尘埃模拟，研究了原行星盘最上层尘埃成分的径向变化。大多数光谱表明结晶硅酸盐需要富含镁的矿物和二氧化硅，但也有少数表明并非如此。在较高温度下指示丰富顽火辉石的光谱也需要在低于显示其他结晶硅酸盐的高丰度的光谱所需的温度下的结晶硅酸盐。少数光谱显示10微米的复合物具有非常小的等效宽度。它们很适合使用丰富的结晶硅酸盐，但很少有大颗粒，与10微米复合物的低峰-连续比总是指示颗粒生长的预期不一致。在我们的样品中的大多数光谱拟合得很好，没有使用大的结晶硅酸盐颗粒的不透明度。如果大颗粒通过所有粉尘类型的亚微米颗粒的附聚而生长，则这些聚集体的无定形硅酸盐组分通常必须比结晶硅酸盐组分更丰富。结晶硅酸盐丰度与其他此类丰度呈正相关，这表明结晶硅酸盐是直接从无定形硅酸盐加工而成的，无论是镁橄榄石、顽火辉石还是二氧化硅，都不是生产其他两种矿物的中间步骤。具有更多灰尘沉降的矿物通常具有更大的结晶丰度。大颗粒的丰度在某种程度上与更大的沉降盘有关。强相关性的缺乏被解释为意味着大颗粒的沉降对单个盘的性质敏感。质量较低的恒星在其内部区域有较高的大颗粒丰度。
2008-11-21 astro-ph
Magnetic fields in protoplanetary disks
磁场可能在原行星盘的动力学和演化中起着关键作用。他们有可能有效地传输角动量的MHD湍流或通过磁离心加速从磁盘表面的流出，和磁驱动的混合磁盘化学和演变的晶粒人口的影响。然而，原行星盘的弱电离意味着磁场可能无法有效地与物质耦合。我目前计算的电离平衡和磁扩散率作为高度的函数，从磁盘中平面在半径为1和5 AU。尘埃颗粒倾向于通过吸收气相中的电子和离子来抑制磁耦合，并将气体的电导率降低许多数量级。然而，一旦晶粒已经生长到几微米的大小，它们的效果开始减弱，并且磁场可以开始耦合到气体，甚至在磁盘中平面处。由于离子通常通过中性碰撞而与磁场解耦，而电子则不然，因此当磁场能够部分耦合到气体时，霍尔效应往往主导磁场的扩散。对于0.1微米颗粒的标准群体，活性表面层在1 AU下具有约2 g/cm^2的组合柱;当颗粒聚集到3微米时，活性表面密度为80 g/cm^2。在没有晶粒的情况下，X射线在1 AU（150 g/cm ^2）下保持与10%磁盘材料的磁耦合。在5 AU时，一旦颗粒聚集到1微米大小，整个盘厚度就变得活跃。
2007-08-15 astro-ph
Physical and Chemical Structure of Protoplanetary Disks with Grain Growth
通过自洽地估计气体密度和温度，并分别求解尘埃温度，计算了原行星盘的物理结构。考虑到晶粒生长的影响，假设幂律的尺寸分布和变化的晶粒的最大半径a_max。在a_max= 10 μ m的基准模型中，在盘的表层，气体比尘埃热，而在更深层，气体和尘埃具有相同的温度。在amax较大的模型中，由于小颗粒的光电加热率降低，表层气体温度低于基准模型，而恒星辐射穿透较深使中层气体温度升高。详细的化学反应网络在外半径（r \ge 50 AU）处求解。在不同半径处的一些分子种类的垂直分布是相似的，当绘制为从盘表面的氢柱密度Sigma_H的函数时。因此，分子柱密度不太依赖于磁盘半径。在amax较大的模型中，由于表面层温度较低，圆盘的几何厚度较小，气体分子被限制在较小的高度。然而，如果我们将分子的垂直分布绘制为Sigma_H的函数，则它们并不显著依赖于a_max。分子柱密度对a_max的依赖性也不显著。值得注意的例外是HCO+、H3+和H2D+，它们在具有较大a_max的模型中具有较小的柱密度。
2006-01-11 astro-ph
The two-fluid analysis of the Kelvin-Helmholtz instability in dusty layer of a protoplanetary disk: A possible path toward the planetesimal formation through the gravitational instability
通过分析原行星盘中尘埃层的稳定性，了解气体和尘埃之间的相对运动对尘埃稳定性的影响。以前的分析不包括气体和尘埃之间的相对运动的影响表明，剪切引起的湍流可能会阻止尘埃颗粒沉降到足够的重力不稳定。我们确定了Kelvin-Helmholtz不稳定性在大范围参数空间中的增长率，并提出了通过引力不稳定性形成微行星的可能途径。如果尘埃颗粒可以生长到5 m，我们预计尘埃层的密度将变成$ρ_\mathrm{d}/ρ_\mathrm{g} \sim 200$。
2006-04-14 astro-ph
On the Ionisation Fraction in Protoplanetary Disks I: Comparing Different Reaction Networks
我们计算电离分数在原恒星盘模型使用一些不同的化学反应网络，包括气相和气体颗粒反应计划。我们考虑的圆盘模型是传统的α-圆盘，其中包括粘性加热和辐射冷却。电离的主要来源被认为是来自中央恒星的X射线辐射。我们考虑一些气相化学网络。在一般情况下，我们发现，简单的模型预测更高的分数电离水平和更广泛的活动区比更复杂的模型。当重金属原子被包括在内时，简单的模型预测磁盘是磁活动的。复杂的模型预测，即使镁的丰度分数为10（-8），盘的大部分区域仍然保持磁不耦合。添加浓度为10（-12）的亚微米尺寸的颗粒导致对于所考虑的所有动力学模型而言死区的尺寸显著增加。我们发现，简单和复杂的气体-颗粒反应计划同意所产生的死区的大小和结构。我们研究的影响，耗尽浓度的小颗粒作为一种粗糙的手段，模拟生长的颗粒在行星形成。我们发现，当重金属不存在时，10（-4）的耗尽因子导致气体-颗粒化学收敛到气相化学。10（-8）是必需的，当镁包括在内。这表明，在1 - 10天文单位之间的行星形成区的大部分盘质量变得磁活跃和湍流之前，原行星盘需要有效的颗粒生长和沉降。
2005-11-09 astro-ph
