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
Radiative transfer in protoplanetary disks
我们提出了一个新的三维连续辐射转移程序，MCFOST，基于蒙特卡罗方法。通过与Pascucci等人以前测试的五种不同的辐射转移代码进行比较，测试了代码的可靠性和效率，2004年，使用2D磁盘配置。当测试对相同的磁盘配置，没有显着差异，发现之间的温度和SED计算MCFOST和与其他代码。计算值完全在由其他代码计算的值的范围内。代码之间的差异很小，很少超过10%，通常要小得多。
2006-04-04 astro-ph
Planetesimal formation via fragmentation in self-gravitating protoplanetary discs
在气体行星形成的标准核心吸积模型中，一个未解决的问题是，微米大小的星子是如何从最初的微米大小的尘埃颗粒形成的。超过米尺寸的固体生长可能是困难的，因为粘附效率变得非常小，并且因为这些颗粒应该迅速迁移到中央恒星。在这里，我们考虑如何米大小的粒子在自引力吸积盘使用模拟，其中的固体粒子的引力影响也包括在内。米大小的粒子变得强烈地集中在盘中存在的螺旋结构中，并且如果固体与气体的密度比足够高，则可以由于它们自身的重力而破碎以直接形成微行星。这一结果表明，星子的形成可能发生在恒星形成过程的早期，而盘仍然有足够的质量来进行自引力。这一过程对固体表面密度的依赖性也与太阳系外行星优先在高金属丰度恒星周围发现的观察结果一致。
2006-07-12 astro-ph
Molecular line radiative transfer in protoplanetary disks: Monte Carlo simulations versus approximate methods
我们用几种近似方法和一个经过良好检验的加速蒙特卡罗程序分析了原行星盘中的线辐射转移。采用了低质量耀斑盘模型，具有均匀和分层的分子丰度。模拟了CO、C18 O、HCO+、DCO+、HCN、CS和H2 CO低、高转动谱线的辐射转移。推导出相应的激发温度、合成光谱和通道图，并与蒙特卡罗计算的结果进行比较。阐述了一个简单的计划，描述了一个选定的分子跃迁的线激发的条件。我们发现，简单的LTE方法可以安全地应用于低分子跃迁，但它显着高估了上面的线的强度。相反，全逃逸概率（FEP）近似可以安全地用于上跃迁（$J_{\rm up} \ga 3$），但由于脉泽效应，它不适合用于最低跃迁。一般来说，原行星盘中的分子谱线是部分亚热激发的，需要更复杂的近似谱线辐射转移方法。分析了几种近似方法，即LVG、VEP（垂直逃逸概率）和VOR（垂直单射线），并详细讨论了它们的算法。此外，两个修改的规范Monte Carlo算法，允许显着的速度加快线辐射转移建模旋转配置的一个因素10- 50的描述。
2007-07-19 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
Monte Carlo radiative transfer in protoplanetary disks
我们提出了一个新的连续三维辐射转移程序，MCFOST，基于蒙特卡罗方法。MCFOST可用于计算原行星盘的（i）散射光和/或热发射中的单色图像，（ii）偏振图，（iii）干涉仪的可见光，（iv）光谱能量分布和（v）尘埃温度分布。在MCFOST中对标准蒙特卡罗方法进行了一些改进，以提高效率并减少收敛时间，包括波长分布调整，平均强度计算和辐射场的自适应采样。代码的可靠性和效率针对先前定义的基准进行了测试，使用2D磁盘配置。没有显着差异（不超过10%，一般更少）之间的温度和SED计算MCFOST和其他代码包括在基准。斯皮策探测到的最低磁盘质量的研究，周围的年轻恒星，提出和颜色的“代表性”的参数盘相比，最近IRAC和MIPS斯皮策颜色的太阳一样的年轻恒星位于附近的恒星形成区。
2006-06-22 astro-ph
The Thermal Regulation of Gravitational Instabilities in Protoplanetary Disks III. Simulations with Radiative Cooling and Realistic Opacities
本文提出了一个全三维辐射流体力学模拟与现实的不透明度的引力不稳定的0.07 Msun盘周围的0.5 Msun的恒星。我们解决以下几个方面的磁盘演变：现实的冷却下的重力不稳定性的强度，在磁盘中的质量传输，所产生的地理标志，在磁盘中测量的重力和雷诺应力之间的比较和那些预期的α-磁盘，和比较之间的SED来自磁盘和SED来自观测确定的参数。在这个磁盘中的质量传输是占主导地位的全球模式，冷却时间太长，允许所有半径的碎片。此外，我们的研究结果提出了一个合理的解释FU Ori爆发现象。
2006-07-06 astro-ph
Clumpy Flows in Protoplanetary and Planetary Nebulae
许多天体物理流动发生在非均匀介质中。我们简要地讨论了绝热和辐射非均匀系统的一些一般性质，并讨论了这些性质与行星状星云系统的相关性。然后，我们专注于辐射高超音速子弹和这个模型的适用性，如CRL 618，NGC 6543，母鸡3-1475行星和原行星系统。
2003-10-10 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
Convective cooling and fragmentation of gravitationally unstable disks
引力不稳定的盘可以碎裂并形成束缚的物体，只要它们的冷却时间很短。在原行星盘中，辐射冷却可能太慢，以至于在距离恒星几十个天文单位的范围内无法通过碎裂形成行星。最近，对流被认为是一种更快的热量从磁盘损失的手段，但在这里，我们证明，它只是稍微比辐射冷却更有效。关键的因素是能量从盘光球辐射的速率，在对流情况下，这是由绝热温度梯度（给定一定的中平面温度）从上面严格限制的。因此，虽然在圆盘中强烈的对流是绝对可能的，但光球层辐射损失的低效率可能会产生一个瓶颈，限制圆盘形成自引力物体的能力。基于这一论点，我们推导出一组分析的限制，诊断的敏感性不稳定的磁盘碎片，并表明，形成巨行星的碎片的原行星盘是不可能发生在几十个AU的距离。与此同时，这些限制并不排除在超大质量黑洞周围的吸积盘发生碎裂和恒星形成的可能性。
2006-09-20 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
Gravitational instability in binary protoplanetary disks; new constraints on giant planet formation
我们使用高分辨率的三维SPH模拟研究了自引力双星原行星盘的演化。包括震动加热和冷却。我们考虑不同的轨道间距和质量的磁盘和中心的恒星。孤立的大质量盘（$M \sim 0.1 M_{ødot}$）由于重力不稳定而分裂成原行星，冷却时间与轨道时间相当。碎片不会发生在分离约60 AU的二元系统中。这是因为潮汐引起的强烈螺旋激波产生的有效加热抑制了任何密度过高。由此产生的温度超过200 K，会使外盘中的水冰蒸发，甚至对另一种巨型行星形成模型--核心吸积--也构成了问题。光盘（$M \sim 0.01 M_{\odot}$）不会碎裂，但会保持低温，因为它们的低自重会抑制强烈的冲击。在后者中，地核吸积不会受到阻碍。在大约120 AU的分离度时，由盘不稳定性引起的碎裂效率上升并接近于孤立系中的碎裂效率。如果盘的不稳定性是巨行星的主要形成机制，那么针对双星系统的持续调查应该会在距离低于100 AU的系统中发现相当少的行星。
2004-05-25 astro-ph
The Formation of Fragments at Corotation in Isothermal Protoplanetary Disks
数值流体力学模拟表明，当Toomre稳定性参数$Q$足够低时，在局部等温条件下演化的盘会由于引力不稳定性而碎裂成小的致密团块。由于通过盘不稳定性的碎裂被认为是气体巨星行星形成的机制，因此尽可能彻底地理解这一过程背后的物理学是很重要的。在本文中，我们提供了分析参数，为什么在低$Q$，碎片最有可能形成第一个在增长的螺旋模式的共旋半径，我们支持这些参数与三维流体动力学模拟的结果。
2007-09-10 astro-ph
Structure and Instabilities of an Irradiated Viscous Protoplanetary Disk
本文研究了由自身粘性过程和中心恒星加热的原行星盘的结构和稳定性。该盘被设定为以开普勒速度旋转，并具有最小质量太阳星云的表面密度分布。我们假定各点垂直流体静力平衡和辐射平衡，在球坐标系下用短特征线法求解二维辐射转移方程，以确定盘状结构。我们的计算表明，在距中心恒星距离x> 1 AU的圆盘外部区域，即使在中平面附近，来自内部圆盘的辐射加热也主导了粘性加热。这是因为光学薄表面层中的高温分布以及由于来自盘的内部热区域的照射而导致的相对高的盘高度。此外，我们还研究了盘的对流和磁旋转不稳定性。结果表明，由于尘埃区不是由中面的粘性耗散加热，而是由径向辐射加热，因此整个盘是对流稳定的。另一方面，除了赤道面附近2 ~ 10AU的区域外，几乎所有的盘都是磁旋转不稳定的。最后讨论了尘埃粒子在盘中的生长和尺寸分布，表明在盘的表面层，即盘的暴露区存在厘米级的尘埃粒子。
2001-12-05 astro-ph
Gas Phase diagnostics of Protoplanetary disk extension
我们研究了利用碳原子精细结构和近红外禁戒线跃迁比值诊断原行星盘扩张的可能性。使用二维光电离和辐射转移模拟的结果，一个现实的原行星盘结构的X射线照射的金牛座T星，我们得到理论的发射图，我们构建的径向分布的最强的发射线产生的磁盘。我们发现碳原子的精细结构与近红外禁戒线发射的比值特别有希望限制气态原行星盘的最小尺寸。虽然理论上是可行的，但该方法存在许多观察困难，本文也对此进行了讨论。
2008-11-21 astro-ph
Coagulation of small grains in disks: the influence of residual infall and initial small-grain content
已知原行星盘中的湍流凝聚作用的时间尺度远短于盘的寿命。在缺乏补充小尘埃颗粒群的机制的情况下，原行星盘将迅速失去其连续不透明度的尘埃。这与金牛座T星和赫比格Ae/Be星周围的红外观测结果不一致，这些恒星在可见光波段通常光学厚度很大，并显示出小颗粒（a<~ 3 μ m）的特征。一个合理的补充机制的小颗粒是碰撞破碎或侵蚀的大尘埃聚集体，模型计算预测发挥重要作用的原行星盘。如果光学厚盘被视为正在进行的碎片化或侵蚀的证据，那么必须仔细研究光学厚盘存在的其他解释。在这项研究中，我们探讨了两种情况。首先，我们研究的影响，残留的，低水平的物质降落到磁盘表面。我们发现，原则上，低至10^{-11} Msun/yr的下沉率可以补充小颗粒种群，使圆盘保持在光学厚度的边缘。然而，这还有待观察，如果假设这样的流入是现实的恒星+磁盘系统在几个百万年的年龄，风和喷流预计已删除任何残留的信封。总之，碎裂或侵蚀似乎仍然是最有希望的过程，以解释大量存在的小颗粒在旧磁盘。
2008-09-23 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
The Thermal Regulation of Gravitational Instabilities in Protoplanetary Disks. IV. Simulations with Envelope Irradiation
一般认为，包层中的原行星盘质量更大，因此比暴露在外的盘更容易受到引力不稳定性的影响。我们提出了三维辐射流体动力学模拟的原行星盘与信封照射的存在。对于一个半径为40 AU，质量为0.07 Msun的盘，围绕着一颗0.5 Msun的年轻恒星，随着辐射通量的增加，包络辐射趋于减弱甚至抑制GI。由GI引起的整体质量输运由低阶模式主导，并且照射优先抑制高阶模式。因此，重力力矩和质量流入率实际上增加了温和的照射。没有一个模拟产生密集的团块或通过对流快速冷却，反对通过盘不稳定直接形成巨行星，至少在辐射盘中。然而，致密的气体环和径向质量集中产生，这些可能有助于加速行星核心的形成。模拟一个大规模的嵌入式磁盘的初步结果与嵌入源L1551 IRS5中的磁盘之一的物理特性相似，表明辐射冷却时间长，没有碎片。在这个磁盘中的地理信息系统是由全球的双臂和三臂模式。
2007-10-17 astro-ph
The opacity of grains in protoplanetary atmospheres
我们计算了按照Pollack等人（1996）的设想演化的原行星包层外辐射区硅酸盐颗粒的粒度分布。我们的计算包括晶粒长大由于布朗运动和大的超越较小的晶粒。我们还包括由于大气中的星子分裂而产生的新颗粒的输入。我们遵循Podolak（2003）的程序，但大大加快了速度。这允许我们测试代码对各种参数的敏感性。我们还对由此产生的颗粒不透明度进行了更仔细的估计。我们发现，在大多数外辐射区，颗粒不透明度为$10^{-2}\ \mathrm{cm^2 g^{-1}}$量级，正如Hubickyj等人（2005）在低不透明度情况下所假设的那样，但在包络的外边缘附近，不透明度可以增加到$\sim{1} \mathrm{cm^2 g^{-1}}$。我们讨论了这对模型演化的影响。
2007-09-29 astro-ph
Baroclinic Vorticity Production in Protoplanetary Disks; Part II: Vortex Growth and Longevity
利用二维非弹性气体模型，包括斜压涡度产生和辐射冷却，对影响对流稳定原行星盘中涡旋增长的因素进行了数值模拟。斜压反馈，其中异常的温度梯度产生涡度通过斜压项和涡，然后加强这些温度梯度，被认为是一个重要的过程中的磁盘中的涡的增长率。加强斜压反馈的因素包括快速的辐射冷却、高的热扩散和背景温度中大的径向温度梯度。当斜压反馈足够强时，反气旋涡旋从初始随机扰动形成，并在模拟期间保持其强度，超过600个轨道周期。基于这两个模拟和一个简单的涡模型，我们发现，由于一个单一的涡的局部角动量输运可能是向内或向外，取决于它的方向。全球角动量输运随时间变化很大，有时为负，有时为正。这个结果是一个滞弹性气体模型，不包括冲击，可能会影响角动量输运在可压缩气体磁盘。
2006-12-05 astro-ph
Protoplanetary Disk Mass Distribution in Young Binaries
我们目前的毫米波连续图像的四个宽（分离210-800 AU）年轻的恒星双星系统在金牛座御夫座恒星形成区域。对于所有四个源，我们的观测分辨率足以确定每个组件的毫米发射。在所有四个系统中，主星的盘比次级有更强的毫米辐射，在四个系统中的三个中，次级没有被探测到;这与最近通过碎裂形成双星的模型的预测一致。从这些观测结果推断出的主星的星周盘质量与年轻的单星相当，这证实了一个宽的双星伴星的存在并不会阻止原行星盘的形成。一些次级星系显示出吸积的特征（H-α发射和K-L过量），但它们的毫米通量表明存在非常小的盘质量。
2002-11-07 astro-ph
Can giant planets form by gravitational fragmentation of discs?
引力碎裂被认为是在太阳型恒星附近的近轨道上形成巨行星的一种机制。然而，这一机制是否能在真实光盘的内部区域（R <40 AU）起作用还存在争议。我们使用一种新发展的方法来处理能量方程和状态方程，它占辐射转移效应的SPH模拟拱星盘。氢的不同化学和内部状态以及尘埃在不同密度和温度下的性质（低温下的冰覆盖尘埃颗粒、冰融化、尘埃升华）都被新方法考虑在内。我们提出了大质量拱星盘内部区域的辐射流体动力学模拟，并研究了两种情况：（i）由冷背景辐射场（T_bgr = 10K）照射的盘和（ii）由来自其中心恒星的辐射（T_bgr~1/R）加热的盘。在这两种情况下，圆盘都不会碎裂：前者是因为它不能足够快地冷却，而后者是因为它的引力不稳定。我们的结果（a）证实了以前的数值计算结果，使用不同的处理的流体力学和辐射转移，和（b）确认我们自己的早期分析预测。我们的结论是，盘碎片不太可能在半径小于40 AU的太阳型恒星周围产生巨行星。
2008-01-15 astro-ph
Detecting planets in protoplanetary disks: A prospective study
我们调查的可能性，找到行星在拱星盘的红外和亚毫米波干涉测量的证据。我们提出了一个拱盘周围的太阳型恒星与嵌入式行星的1木星质量的模拟。的三维（3D）密度结构的磁盘结果从流体动力学模拟。在三维辐射转移模拟的基础上，计算了该系统的辐射图像。强度图提供了模拟干涉仪VLTI（配备中红外线仪器）和ALMA的基础。虽然VLTI无法根据可见度测量结果区分有无间隙的磁盘，但ALMA将为直接间隙检测提供必要的基础。
2002-01-12 astro-ph
