On the Ionisation Fraction in Protoplanetary Disks II: The Effect of Turbulent Mixing on Gas--phase Chemistry
我们使用两种不同的气相化学网络计算原恒星盘模型中的电离分数，并通过模拟化学物种垂直通过磁盘的扩散来研究湍流混合的效果。目的是确定在哪些区域的磁盘气体可以耦合到一个磁场和维持MHD湍流。我们发现，扩散的效果取决于重金属（镁）的元素丰度的化学模型。在没有重金属的情况下，扩散对盘的电离结构基本上没有影响，因为重组时间尺度比湍流扩散时间尺度短得多。当包括具有高于阈值的元素丰度的金属时，扩散可以显著地减小磁解耦区域的尺寸，或者甚至一起去除磁解耦区域。对于复杂的化学过程，去除死区所需的镁元素丰度为10（-10）-10（-8）。我们还发现，扩散可以修改的反应途径，产生的主导物种时，扩散是次要的物种时，扩散是不存在的。这表明可能存在扩散混合的化学特征，可以用来间接检测原行星盘中的湍流活动。我们发现的例子中，在外部磁盘区域的死区呈现更深的扩散时，切换on. Overall这些结果表明，在原行星盘的全球MHD湍流可能是自我维持在有利的情况下，作为湍流混合可以帮助维持以上的电离分数，必要的，以确保良好的气体和磁场之间的耦合。
2005-09-19 astro-ph
Dust diffusion in protoplanetary discs by magnetorotational turbulence
我们直接从数值模拟中测量嵌入在原行星盘中的磁旋转湍流中的尘埃颗粒的湍流扩散系数，并将其与湍流粘度进行比较。模拟是在一个局部坐标系中进行的，该坐标系与开普勒旋转中的气体共同运动。在所有方向上使用周期性边界条件，并且不对气体施加垂直重力。使用双流体方法，允许不同尺寸的小尘埃颗粒（摩擦时间高达$\varOmega_0 τ_{\rm f}=0.02$）在与湍流气体摩擦的影响下移动。我们测量的湍流扩散系数的尘埃颗粒通过施加一个外部正弦力场作用在垂直方向上的尘埃成分。这使灰尘集中在圆盘的中平面周围，当垂直沉降被远离中平面的湍流扩散抵消时，实现了灰尘密度的平衡分布。通过与平衡浓度解析表达式的比较，推导出垂向紊动扩散系数。垂直扩散系数被发现是低于湍流粘度，并有一个相关的垂直扩散普朗特数约为1.5。类似的径向力场也允许我们测量径向湍流扩散系数。我们发现径向扩散普朗特数约为0.85，也发现径向湍流扩散系数约为70%，高于垂直。我们还发现证据的尘埃颗粒的湍流涡旋中的中间摩擦时间的捕获。
2005-08-17 astro-ph
Midplane sedimentation of large solid bodies in turbulent protoplanetary discs
本文研究了湍流原行星盘中固体的垂直沉降。我们考虑的情况下，当耦合到气体是弱的或等效的粒子停止时间tau_{st}由于摩擦与气体是长的轨道时间尺度Ω ^{-1}相比。一个分析模型，它考虑到了随机性的沉积过程中使用的颗粒在相空间中的分布函数的福克-普朗克方程，被用来获得的固体层的垂直尺度高度作为湍流气体速度的垂直分量的函数关联函数和颗粒停止时间。这被发现是相同的形式在以前的工作中得到的强耦合粒子的关系。我们比较了这个模型的预测结果从本地剪切盒MHD模拟的固体颗粒嵌入在一个垂直分层的磁盘，其中有湍流驱动的MRI。我们发现尘埃盘厚度与气体盘厚度之比满足H_d/H=0.08（Omega tau_{st}）^{-1/2}，这与解析模型非常吻合。通过讨论原行星盘外部区域的引力不稳定性条件，我们发现，大小在50至600米范围内的物体可以聚集形成特征半径在数十至数百公里范围内的柯伊伯带状物体。
2006-10-03 astro-ph
Dust settling in local simulations of turbulent protoplanetary disks
本文研究了磁流体湍流对原行星盘中尘埃粒子动力学的影响。我们改变颗粒的大小，并将尘埃的演化与湍流速度波动联系起来。我们进行了数值模拟，使用两个欧拉MHD代码，都基于有限差分技术：ZEUS-3D和NIRVANA。这些是结合垂直分层的局部剪切箱模拟。对理想和非理想磁流体力学模型进行了模拟计算。代码进行了扩展，以纳入不同的模型的灰尘作为一个额外的流体成分。使用不同的方法获得的结果之间的良好协议。模拟结果表明，一个非常小的尘埃颗粒的薄层是扩散性的整个磁盘的垂直范围内传播。我们表明，一个简单的描述获得的扩散方程与扩散系数简单地表示在速度相关性准确匹配的结果。尘埃沉降开始变得明显的颗粒大小的顺序为1至10厘米的气体开始去耦在一个标准的太阳星云模型在5.2天文单位。然而，对于尺寸为10厘米的颗粒，即使在存在显著尺寸的中平面死区的情况下，盘内的湍流运动也阻止了朝向非常薄的中平面层的完全沉降。这些结果表明，当存在时，MHD湍流会影响原行星盘中的尘埃动力学。我们发现，尘埃的演变和沉降可以准确地模拟平流扩散方程，包括垂直沉降。扩散系数的值可以计算从湍流速度场时，是已知的几个本地轨道的时间。
2006-03-07 astro-ph
Size-selective concentration of chondrules and other small particles in protoplanetary nebula turbulence
在一个弱湍流的原行星状星云中，粒子的大小选择性聚集可能是球粒和其他成分最初聚集成原始天体前体的原因。本文介绍了这一过程的湍流浓度的主要元素。在类地行星区域，球粒的特征尺寸和尺寸分布都得到了解释。“蓬松”粒子将集中在气体密度较低和/或湍流较强的星云区域。集中颗粒密度的空间分布服从多重分形标度，表明与湍流级联过程有密切联系。这种尺度行为可以预测原行星状星云中浓度的概率分布。很容易获得大的浓度因子（>10^5），这意味着可能存在许多颗粒密度大大超过气体密度的区域。如果大多数可用的固体实际上是球粒大小的颗粒，随之而来的颗粒质量密度将变得如此之大，以至于由于质量负载对气体湍流的反馈效应不能再被忽略。本文介绍了这一过程，提出其基本要素和一些影响，不包括质量负荷的影响。
2000-09-13 astro-ph
Turbulent transport and its effect on the dead zone in protoplanetary discs
原恒星的吸积盘有着凉爽、致密的中平面，外部产生的电离源如X射线或宇宙射线无法穿透。这表明，在很宽的半径范围内，MHD湍流只能在电离分数足够高的表面层中维持。一个死区预计存在于中平面附近，这样活跃的吸积只发生在盘的上下表面附近。然而，最近的工作表明，在适当的条件下，死区可以通过离子从表面层到致密内部的湍流传输而变得活跃。在本文中，我们提出了一套模拟研究在哪里，在何种条件下，一个死区可以搞活湍流混合。我们使用三维，多流体剪切盒MHD模拟，其中包括垂直分层，电离化学，欧姆电阻率，和电离由于X射线从中央原恒星。我们比较了一个简单的反应扩散模型的MHD模拟的结果。模拟表明，在气相重金属，如镁，湍流混合的情况下，基本上没有影响的死区。然而，相对较低丰度的镁的加入增加了复合时间，并允许离子的湍流混合使距离中心恒星5 AU以外的死区完全活跃起来，对于我们特定的圆盘模型。在原行星盘演化的后期阶段，当小颗粒已经耗尽，盘的表面密度已经下降到低于其高初始值，死区的结构可能会显着改变的湍流运输的行动。
2008-02-29 astro-ph
Planetesimal Formation without Thresholds. II: Gravitational Instability of Solids in Turbulent Protoplanetary Disks
我们表明，小固体在低质量，湍流原行星盘收集到自引力环。增长速度比磁盘寿命和径向漂移时间为中等强度的湍流，其特征在于无量纲扩散系数，$α_g < 10^{-6} -- 10^{-3}$时，颗粒为毫米级。这个范围反映了对磁盘模型的强烈依赖。颗粒表面密度越高，生长越快。较低的气体密度和较大的固体也会产生更快的生长，只要空气动力学耦合是紧密的。在简单的幂律模型中，生长最慢约0.3 AU，其中阻力耦合是最强的毫米大小的固体。在靠近恒星的地方，轨道时间短，生长速度快得多，这意味着在原地形成短周期的太阳系外行星。生长时间也朝向外部盘减小，在外部盘处，较低的气体密度允许较大的颗粒沉降。然而，在柯伊伯带的距离之外，固体与气体充分解耦，耗散的引力不稳定性就不那么有效了。湍流不仅减缓了增长，而且增加了径向波长。不稳定环中的初始固体质量可以是~0.01 M地球或更大，与公里大小的微行星相比是巨大的。非线性碎裂，这还没有被详细研究，将降低最终的微行星质量。我们考虑应用到小行星带，并讨论碰撞凝聚的替代假设。
2005-08-30 astro-ph
Global magnetohydrodynamical models of turbulence in protoplanetary disks I. A cylindrical potential on a Cartesian grid and transport of solids
我们提出了全球三维磁流体模拟的气体和固体盘，旨在开发模型，可用于研究各种情况下的行星形成和行星盘相互作用的湍流吸积盘。第二个目标是表明，笛卡尔代码在处理磁盘模拟的磁流体动力学的圆柱形和球形的相比，这里提出的磁盘在一个盒子模型的发展和维持MHD湍流。我们研究了磁旋转不稳定性对盘尺度高度的依赖性，发现磁旋转不稳定性产生的湍流随热压而增长的证据。湍流应力取决于热压力，遵循0.24+/-0.03的幂律，与剪切盒计算中发现的0.25值一致。应力比随温度升高而减小。我们还研究了磁流体湍流中漂砾的动力学。垂直湍流扩散的嵌入式漂砾是相媲美的湍流粘度的流动。当巨砾集中在高压区时，固体成分中出现显著的超密度。
2008-02-11 astro-ph
Turbulent Torques on Protoplanets in a Dead Zone
原行星在其气态宿主盘中的迁移可能是观测到的太阳系外行星轨道分布的主要原因。最近的模拟表明，被认为是驱动原行星盘吸积的磁旋转湍流可以通过将其转变为轨道随机行走来影响迁移。然而，这些模拟忽略了盘的电离结构。盘的中平面附近的低电离分数可以使磁场与气体解耦，从而形成具有减少的湍流或没有湍流的死区。在这里，要了解死区对原行星迁移的影响，我们进行数值模拟的一个小区域的分层磁盘磁旋转湍流局限于薄的活动层上方和下方的中平面。在活跃层的湍流施加减少，但仍然可以测量，位于磁盘中平面的原行星上的重力扭矩。我们发现两个数量级的死区与活性表面密度比接近现实值在原行星盘的扩散系数的减少。这个扭矩主要来自原行星一个尺度高度范围内的密度波动。湍流力矩只有$\sim 0.3$轨道周期的相关时间和明显的时间平稳分布。这些性质是令人鼓舞的迹象，随机方法可以用来确定湍流迁移下的原行星种群的轨道演化。我们的研究结果表明，死区可能是原行星迁移的动态不同的区域。
2007-07-20 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
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
Dust crystallinity in protoplanetary disks: the effect of diffusion/viscosity ratio
原行星盘中的湍流径向混合过程与分析年轻恒星周围盘中结晶尘埃物质的空间分布以及研究我们太阳系中陨石和彗星的成分有很强的相关性。在最近的文献中，关于有效粘性系数$ν$（负责吸积）与湍流扩散系数$D$（负责混合）之比的争论一直在进行。数值磁流体动力学模拟已经产生了$ν/D\simeq 10$（Carballido，Stone & Pringle，2005）和$ν/D\simeq 0.85$（Johansen & Klahr，2005}）之间的值。在这里，我们提出了两个分析参数的比例$ν/D=1/3$这是基于优雅的，但强烈简化的假设。我们认为，无论这些数字最接近现实可以确定{ \em观测}通过使用空间分辨中红外测量的原行星盘周围赫比格恒星。如果圆盘中存在纬向流，那么我们预计表面层中的结晶尘埃丰度会减少，这一预测同样可以用中红外干涉仪进行观测测试。
2007-06-18 astro-ph
Dust Coagulation and Settling in Layered Protoplanetary Disks
以前的原行星盘中尘埃增长模型考虑的是均匀层流或湍流盘。这封信探讨了尘埃生长是如何发生在一个分层的原行星盘中，其中磁旋转不稳定性只在盘的表面层产生湍流。考虑两种情况：一个完全层流的死区和一个死区，其中湍流是"搅拌“从MRI的作用以上。结果发现，尘埃从高海拔地区的分层磁盘消耗速度比在那些情况下的均匀层流或湍流磁盘。这是由于粒子在湍流区加速增长，并储存在较低的水平上，在那里它们逃脱了可能导致分裂的高能碰撞。因此，原行星盘在死区上方的区域会迅速耗尽小尘埃颗粒，而在磁共振成像活跃的外部区域，由于湍流的破坏性碰撞和垂直混合，将在所有高度保持小尘埃粒子。这种结构类似于围绕长蛇座TW、御夫座GM和CoKu Tau/4的盘的推断，这些盘在靠近恒星的地方缺乏尘埃，但在较大的日心距离处光学厚度很大。
2006-11-27 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
From Grains to Planetesimals: Les Houches Lecture
这篇教学评论涵盖了原行星盘理论中一个未解决的问题：尘埃颗粒成长为至少一公里大小的星子。我总结的时间尺度的限制，对星子形成的拱盘观测，陨石分析，和空气动力学径向迁移。一百年内~米级固体的沉降是最严格的限制。我检讨提出的机制，星子形成。碰撞凝聚模型是根据微重力碰撞的实验室研究得出的。引力坍缩（或Safronov-Goldreich-Ward）假说涉及对固体粒子和湍流气体之间相互作用的详细研究。我涵盖了原行星盘的空气动力阻力的基础知识，包括径向漂移和垂直沉降。我描述了气体圆盘中颗粒浓度的各种机制，包括湍流压力最大值，阻力不稳定性和长寿命的反气旋涡。我得出一个一般的结果，为一个漩涡的最小尺寸，以捕获粒子在一个子开普勒磁盘。最近的数值模拟表明，湍流原行星盘中的粒子聚集可以触发引力坍缩。我讨论了该领域的几个悬而未决的问题。
2008-07-11 astro-ph
Protoplanetary Disk Turbulence Driven by the Streaming Instability: Non-Linear Saturation and Particle Concentration
本文模拟了原行星盘中流动不稳定性的非线性演化。圆盘的两个组成部分，即用网格流体力学处理的气体和作为超粒子处理的固体，通过拖曳力相互耦合。我们发现，在我们的非分层局部模型中，初始层流平衡流自发地发展成湍流。边缘耦合的固体（在开普勒时间尺度上耦合到气体）触发向上级联到峰值密度超过100的大颗粒团块。团块动态演变的径向漂移流的下游损失的材料，同时接收来自上游的回收材料。更小，更紧密耦合的固体产生较弱的湍流，在较小的长度尺度上具有更多的瞬态过密度。净向内的径向漂移减少边际耦合粒子，而紧密耦合的粒子迁移更快的饱和湍流状态。湍流扩散的固体颗粒，测量其随机行走，强烈地依赖于他们的停止时间和固体-气体比的背景状态，但扩散一般是适度的，特别是对于紧密耦合的固体。角动量输运太弱，而且符号错误，不足以影响恒星的吸积。要确定微行星形成过程中粒子过密度的相关性，就需要用到自引力和碰撞。
2007-02-23 astro-ph
New composite models of partially ionized protoplanetary disks
我们研究了一个吸积盘，其中三个不同的区域可能共存：MHD湍流区，死区和引力不稳定区。虽然死区是稳定的，但由于与从湍流层发射的波相关的雷诺应力，存在一些传输。我们在每个不同的区域通过其自己的$α$参数，这是10到$10^{3}$倍小死区比在活动层的运输模型。在引力不稳定区域，$α$是由圆盘自我调整到边缘稳定状态的事实决定的。我们构建这样的磁盘的稳态模型。我们发现，对于均匀的质量流，盘必须更大的质量，更热，更厚的半径有一个死区。在死区质量很大的圆盘中，存在引力不稳定性。这种模型是否真实，取决于湍流层驱动的流体动力学波动是否能一直穿透死区。当活性层的质量与死区的质量的比率相对较大时，这可以更容易地实现，在我们的模型中，这对应于死区中的$α$为活性层中的$α$的约10%。如果圆盘在其演化的某个阶段不是处于稳态，那么表面密度将向稳态解演化。然而，如果死区中的$α$比活动区中的小得多，则磁盘的超出几个AU的部分达到稳定状态的时间尺度可能变得比磁盘寿命长。具有死区的稳态盘比标准盘更有利于行星形成，因为死区的质量通常比相同位置的相应湍流区大10倍。
2008-08-28 astro-ph
The photophoretic sweeping of dust in transient protoplanetary disks
原行星盘在其内部无尘区域开始其生命，该区域的温度高于固体的升华温度。当恒星照亮最里面的粒子时，这些粒子在升华边缘浸没在气体中，这些粒子受到一种电泳力的作用。我们研究了尘埃粒子在原行星盘内边缘由于惯性阻力的运动。我们发现，在一个层流盘，吸积到中心体后，电泳阻力增加内孔的大小已成为制服。孔内的这个区域变成了包含气体和大尘埃颗粒（>> 10 cm）的光学透明区，但没有或强烈耗尽较小的尘埃聚集体。光电泳可以在不到一百万年的时间内将内盘的尘埃清除到10个天文单位。在后期，边缘达到稳定的平衡之间的向内漂移和电泳向外漂移，在一些几十AU的距离。最后，边缘将再次向内移动，因为磁盘分散，在磁盘模型中，在1 - 200万年内将平衡位置从大约40 AU移回到30 AU以下。在一个湍流盘中，扩散可以通过电泳延迟盘的清除。较小的和/或年龄无关的几个AU半径的孔也可能是湍流扩散抵消电泳的结果。这个向外然后向内移动的边缘标志着一个高粉尘浓度的区域。这种密度的增加，以及粒子从靠近恒星到远距离的有效传输，可以解释彗星的特征，例如高测量的结晶硅酸盐与无定形硅酸盐的比率，并且有大量的其他应用。
2006-11-24 astro-ph
Dust coagulation in protoplanetary disks: porosity matters
内容：碰撞的尘埃颗粒通过范德华力粘附是原行星盘中颗粒生长过程的第一阶段，最终导致彗星、小行星和行星的形成。碰撞演化的一个关键方面是尘埃和气体运动之间的耦合，这取决于聚集体的内部结构（孔隙度）。目的：量化内部结构对粒子碰撞演化的重要性，并建立一个新的凝聚模型，研究湍流原行星盘中多孔凝聚和致密凝聚之间的差异。方法：我们已经制定了简单的处方颗粒-聚集体的孔隙度在颗粒-颗粒碰撞的碰撞演化。然后可以区分三种状态：低速下的“碰撞-粘附”，孔隙度增加;中速下的压实，孔隙度减少;高速下的破碎。(..)结果：（..）我们可以辨别出颗粒生长过程中的三个不同阶段（...）我们发现，当相比标准的，紧凑的模型的凝聚，多孔增长延迟沉降的开始，因为表面积与质量比较高，孔隙率的建立在初始阶段的后果。结果，粒子在降落到中平面之前，质量会增加几个数量级。根据湍流的粘性和在星云中的位置，聚集体可以在几千年内增长到10厘米左右的（多孔）尺寸。我们还发现，碰撞能量高于有限的PCA/CCA分形模型，从而使聚集体重组。结果表明，碰撞的微观物理在生长过程中起着关键作用。
2006-10-02 astro-ph
Planetesimal Formation without Thresholds. I: Dissipative Gravitational Instabilities and Particle Stirring by Turbulence
本文分析了原行星盘中固体在气体拖曳作用下的引力坍缩。我们还研究了固体搅拌的湍流波动，以确定速度分散和厚度的中平面颗粒层。通常用于确定盘中引力不稳定性的阈值，Toomre准则和/或Roche密度，不适用。角动量的耗散允许在较长波长、较低密度和较高速度色散下的不稳定性。由于初始坍缩发生在许多轨道上，小固体会慢慢地漏入轴对称环。当粒子停止时间与轨道时间相当时，增长最快。我们的分析颗粒搅拌的湍流是一致的，与以前的结果紧密耦合的颗粒，但广义松耦合的周转运动有助于随机速度。一篇配套论文将这些结果应用于湍流原行星盘。
2005-08-30 astro-ph
Particle Pile-ups and Planetesimal Formation
原行星盘中的固体颗粒，如果金属量足够超太阳，就能克服垂直切变产生的湍流，通过引力凝聚成微行星。如果固体粒子由于空气动力学阻力而向恒星迁移时堆积起来，就会产生超太阳金属丰度。以前的空气动力学漂移率的分析，占气体和颗粒之间的平均流量差异产生颗粒堆积。我们改进这些研究，不仅占固体相对于气体的集体惯性，但也包括角动量的湍流应力的颗粒层内的运输。这些湍流应力是从临界开尔文-亥姆霍兹湍流的结构中以物理自洽的方式导出的。它们不是使用通常的板阻力公式计算的，我们解释的该公式的使用是不合适的。考虑到固体相对于气体的相对惯性，延迟但不能防止颗粒堆积，并产生更多空间延伸的金属富集区域。湍流运输加速了堆积。我们的结论是，粒子堆积是一个强大的结果，在足够被动的原行星盘。连接到观测的拱星盘，包括柯伊伯带，和行星系统的架构。
2004-02-09 astro-ph
A coagulation-fragmentation model for the turbulent growth and destruction of preplanetesimals
为了处理的问题，越来越多的原行星盘固体跨越米障碍，我们认为一个非常简化的两个组件的凝聚-破碎模型，由宏观巨石和较小的尘埃颗粒，后者是灾难性的碰撞巨石之间的结果。反过来，巨石通过清扫灰尘碎片来增加它们的半径。动力学方程的解析解预测，通过凝聚-碎裂的增长可能是有效的，并允许在径向漂移的时间尺度内聚集10米大小的物体。这些结果支持的计算机模拟的3-D随时间变化的磁旋转湍流中的巨石和碎片的运动。然而，允许碎片自由扩散出巨砾的沉积层会降低中平面中巨砾和碎片的密度，从而也会大幅降低巨砾半径的增长。原因是湍流扩散的时间尺度比碰撞的时间尺度短得多，以至于尘埃碎片在被中面层的巨石扫起之前就已经从中面层泄漏出来了。我们的结论，凝聚-碎裂不是一个有效的方式来增长跨越米障碍在完全湍流原行星盘证实了最近的结果Brauer，Dullemond，和亨宁谁解决了凝聚方程的参数化湍流模型与碰撞碎裂，陨石坑，径向漂移，和一系列的颗粒尺寸。我们发现，一个相对较小的人口在沉积的中平面层的巨石可以填充整个垂直范围的光盘与小颗粒，这些颗粒不是第一代灰尘，但已经通过几个团聚破坏周期的模拟。
2008-04-04 astro-ph
Coagulation, fragmentation and radial motion of solid particles in protoplanetary disks
在原行星盘中，固体颗粒向米级尺寸的增长必须克服至少两个障碍，即由于径向漂移和由于破坏性碰撞造成的颗粒破碎而导致的物质快速损失。在本文中，我们提出了越来越多的现实物理涉及的数值模拟的结果。一步一步，我们包括各种效果，如粒子生长，径向/垂直粒子运动和尘埃粒子破碎在我们的模拟。我们表明，初始的灰尘与气体的比例是必不可少的颗粒，以克服径向漂移障碍。如果这个值与星际介质的标准值相比增加2倍，那么在1万年内可以在小于2天文单位的内盘中形成公里大小的天体。然而，我们发现固体颗粒通过碰撞破碎而被破坏。只有在破碎所需的不切实际的高阈值速度（>30米/秒）下，颗粒才能在低湍流盘中生长到更大的尺寸。我们还发现，不到5%的小尘埃颗粒留在磁盘后，1万年由于径向漂移，无论是否包括在模拟中的碎片或没有。在本文中，我们还提出了相当大的改进，现有的算法的灰尘颗粒凝聚，加快了凝聚方案的1万倍。
2007-11-14 astro-ph
Orbital Evolution of a Particle Interacting with a Single Planet in a Protoplanetary Disk
我们研究了嵌入在非湍流气体盘中的小质量行星周围的粒子运动。我们考虑到气体结构的影响，这是由行星之间的引力相互作用修改。我们推导出一个解析公式，该公式描述了由于与行星的遭遇，在遥远的遭遇制度使用本地近似的粒子的半长轴的变化。我们的最终公式包括稳定的，轴对称的径向气流，在磁盘中的全球气体压力梯度，行星重力，和行星的重力修改的气流结构的影响。将解析结果与数值计算结果进行了比较，结果表明，该公式能很好地描述尘埃粒子半长轴的长期演化，特别是对于阻力系数较大的小粒子。讨论了小质量行星周围尘埃隙的形成条件和尘埃粒子的径向分布。我们的公式可以提供一个有用的工具来计算粒子的径向分布在一个磁盘周围的行星。
2009-01-21 astro-ph
The impact of initial density profile on protoplanetary disc evolution simulation
在模拟具有幂律密度剖面的原行星盘时，发现了盘的不稳定性。不稳定性只发生在幂律分布，并受幂指数的影响。因此，在所采用的数值模型中，初始密度分布的影响很大。
2007-07-16 astro-ph
