The magnetorotational instability across the dead zone of protoplanetary disks
我们研究的线性稳定性的流动线程的弱，垂直磁场在磁盘与开普勒旋转配置文件和电离度的垂直分层的预测为广大部分的原行星盘。进行了准全球分析，在垂直方向上的扰动的形式是确定的。考虑到气体的欧姆磁扩散率，导致磁旋转不稳定性的条件进行了分析，作为在磁盘表面的扩散率的函数，其垂直剖面和未扰动的磁场的强度。对于典型的条件下，相信占主导地位的原行星盘在径向距离0.1和10 AU之间，所谓的死区被提出存在，我们发现，一般的不稳定性是阻尼。这意味着，如果MRI被认为是原行星盘中唯一可能的湍流源，那么在这些半径上不会发生粘性角动量传输。
2000-09-18 astro-ph
Dust in Protoplanetary Disks
我们严格审查的最佳证据线晶粒生长的原行星盘，观测到的光谱能量分布和图像的金牛座T和赫比格Ae星的建模的基础上。这些数据是一致的毫米级晶粒附近的磁盘中面，和微米级晶粒附近的磁盘表面。我们回顾了三个渠道，其中晶粒可以生长，包括直接冷凝从气相，晶粒晶粒碰撞粘附，和重力不稳定性。尘埃在识别尚未发现的太阳系外行星中的效用得到了强调。
2003-09-08 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
Two-Dimensional Transport of Solids in Viscous Protoplanetary Disks
固体的大规模径向传输似乎是基于彗星和其他恒星周围的原行星盘外部区域的高温矿物存在的原行星盘演化的基本结果。此外，从太阳星云外部区域向内输送的固体被认为是短寿命放射性核素被引入类地行星区域的方式，也是原始物质中氧同位素比例变化的原因。在这里，向外和向内的固体运输的上下文中的一个二维的，粘性不断发展的原行星盘的调查。固体动力学的研究，以确定它们如何依赖于颗粒大小和特定阶段的原行星盘的演变，对应于不同的质量传输率。它被发现，向外流动，出现在磁盘的原行星盘的磁盘中平面周围的援助向外运输的固体的大小的CAIs和可以增加的结晶度分数的硅酸盐尘埃在10 AU周围的太阳质量的恒星高达$\sim$ 40%的情况下，迅速发展的磁盘，减少到恒星的吸积速率减慢。沿圆盘表面的高速向内流动有助于将固体从外盘快速输送到内盘，特别是对于小灰尘。尽管在整个盘中发生扩散，但与质量输送相关的大规模经向流动阻止了盘的完全均匀化，允许成分梯度发展，其强度在一百万年的时间尺度上变化。
2009-01-06 astro-ph
The magnetisation of protoplanetary disks
太阳系中陨石物质的逆磁化强度表明，在原行星盘中存在着几个高斯的磁场。结果表明，在尘埃原行星盘中，带电尘埃和中性气体成分的相对剪切运动可以产生这种较强的磁场。自洽的多流体模拟表明，典型的等离子体参数剪切流与碰撞之间的尘埃等离子体的不同组件的动量转移的结果在一个非常有效的生成磁场的强度约为0.1-1高斯的空间尺度上的两个天文单位在大约一年。基于模拟，人们可以预测，未来的测量将揭示年轻恒星周围的星周盘的强磁化。
2003-01-17 astro-ph
Interactions of High and Low-Mass Planets with Protoplanetary Disks
我们提出了三维数值模拟的相互作用的圆形轨道的行星与原行星盘。我们计算了流动模式，吸积率，以及行星上的扭矩。我们考虑的行星质量范围从1个地球质量到1个木星质量。
2002-09-18 astro-ph
The birth and death of organic molecules in protoplanetary disks
与原行星盘的化学演化有关的最令人感兴趣的问题是行星形成带中的前生物有机分子的起源。在这篇文章中，我们简要地回顾了目前的观测知识的物理结构和化学成分的磁盘和讨论是否有机分子可以在大量的行星形成的边缘。我们预测，由于高能恒星辐射和尘埃颗粒表面的化学作用，低质量恒星周围吸积原行星盘的内部区域可能会出现一些分子（包括含CO的物种，如H $_2$ CO）丰度不足的现象.这些理论预测与高分辨率观测数据进行了进一步比较，并讨论了当前模型的局限性。
2008-05-15 astro-ph
Carbon isotope fractionation in protoplanetary disks
我们研究了气相和颗粒表面化学在内部30 AU的一个典型的原行星盘使用一个新的模型，该模型计算的气体温度，通过解决气体加热和冷却平衡，并有一个改进的处理的紫外辐射场。我们讨论一般的内盘化学，获得良好的协议与最近的观测，探测材料的内部区域的原行星盘。我们还应用我们的模型来研究碳的同位素分馏。结果表明，系统的分馏比（12 C/13 C）随半径和盘内高度的变化而变化。在不同物种的分馏中可以看到不同的行为。我们将我们的结果与太阳系彗星中的12 C/13 C比率进行比较，发现了鲜明的对比，表明了后处理。
2008-12-01 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
Reflected Light from Sand Grains in the Terrestrial Zone of a Protoplanetary Disk
我们发现，在300万年前的双星KH 15 D周围的原行星盘的陆地区（~3 AU），颗粒已经生长到~mm大小（沙子大小）或更大。我们还认为，在系统中的反射光到达我们的后向散射了远侧的同一环的近侧造成的遮蔽。
2008-03-12 astro-ph
Chemistry and line emission of outer protoplanetary disks
原行星盘的结构和化学性质很大程度上取决于它所围绕的中心恒星的性质。尘埃的温度主要由恒星的光度决定，而盘上层的化学成分则取决于被拦截的紫外线和X射线通量。我们将研究Herbig Ae/Be、TTauri星和低质量M矮星周围的化学、热结构和线发射的差异。预测将与SOFIA和赫歇尔未来的观测。
2005-09-21 astro-ph
Origin of the Metallicity Dependence of Exoplanet Host Stars in the Protoplanetary Disk Mass Distribution
在径向速度测量中，一颗恒星拥有一颗行星的概率增加了Ppl（Z）oc 10^2Z，其中Z是金属丰度。核心吸积模型再现了这种趋势，因为高金属丰度恒星的原行星盘具有高密度的固体，因此在原始气体盘消散之前形成吸积气体的核心。本文讨论了Ppl（Z）形式的起源。我们介绍了一个简单的模型，其中可检测的行星形成时，固体的质量在原行星盘，Ms，超过一个临界值。在这个模型中，Ppl（Z）的形式是原行星盘质量Mg分布的直接反映，如果P（Mg> Mg '）α 1/Mg'^2，则再现了观测到的Ppl（Z）。我们认为原行星盘的亚毫米尘埃质量是一个原始指标的质量可用于行星建设和发现所观察到的亚毫米盘的质量分布是一致的，如果MS>0.5M_J，形成可检测的行星。任何行星形成的模型，其中规定了一个临界固体质量的行星形成将重现所观察到的Ppl（Z），和核心吸积模型是经验一致的阈值标准。我们确定了7个原行星盘，通过严格应用这一标准，预计将形成可探测的行星。一个可验证的预测是，Ppl（Z）应该在Z>0.5dex和发现更遥远、质量更低的行星时变平。此外，结合这一模型，其中一个恒星的碎片盘的演变也受到固体质量的影响，在其原行星盘，结果在预测，碎片盘周围的恒星与行星检测应该是更多的红外线发光比周围的恒星没有行星在暂时协议与最近的观测。
2007-07-18 astro-ph
On the Submillimeter Opacity of Protoplanetary Disks
具有星际尘埃成分和幂律粒度分布dn/da propto a^{-p}（λ = < a_max with a_{max} >3且3 < p < 4）的固体粒子，其不透明度光谱指数β（λ）= dln（kappa）/dln（nu）approx（p-3）beta_{ism}，其中beta_{ism} approx 1.7是星际尘埃物质在瑞利极限下的不透明度光谱指数。对于表征星际尘埃的幂律指数p约为3.5，这似乎是原行星盘中通过凝聚而生长的粒子，颗粒生长到尺寸a > 3 mm将导致β（1 mm）< ~1。如果a_{max} > ~ 3 λ，晶粒生长自然可以解释原行星盘中观察到的β约为1。
2005-07-12 astro-ph
A young protoplanetary disk in the Bok globule CB26?
我们提出了一个拱盘博克球状体CB 26的亚弧秒分辨率毫米波图像。边缘盘的存在被证实的尘埃连续形态和13 CO排放的速度场，它显示了开普勒旋转模式的轴垂直于尘埃排放的长轴。我们推断被遮蔽的中心恒星的质量约为0.3 Msun。在120天文单位以内的毫米波长处，该盘的光学厚度为120天文单位，在120天文单位以外有对称的20度翘曲，外半径约为200天文单位，质量至少为0.1兆太阳。我们认为，CB 26系统是在深埋的原恒星吸积盘和更进化的，也许是原行星，围绕金牛座T恒星盘之间的中间阶段。
2001-11-01 astro-ph
On the likelihood of supernova enrichment of protoplanetary disks
我们估计的可能性，直接注入到原行星盘使用的模型，其中的恒星与磁盘的数量随时间线性减少，和集群扩展随时间线性，使其表面密度是独立的恒星数量的超新星喷出物。盘耗散和主序星寿命的相似性意味着典型的超新星祖先质量非常大，约为75-100 Msun。这样的大质量恒星只在成员数大于10^4的星团中发现。此外，超新星周围只有一个小区域，在这个区域内，磁盘可以在爆炸中幸存下来，但可以富集到太阳系中观察到的水平。这两个因素限制了原行星盘超新星富集的总体可能性<1%。如果陨石中存在短寿命的放射性核素是以这种方式来解释的话，那么太阳系很可能是在银河系中最大的星团之一形成的，比猎户座大两个数量级以上，其中多个超新星在短时间内撞击了许多圆盘。
2007-05-24 astro-ph
Dust Size Growth and Settling in a Protoplanetary Disk
本文采用最小质量太阳星云模型，通过数值求解尘埃沉降凝聚方程，研究了尘埃在静止或湍流原行星盘中的演化。因此，如果我们假设一个理想的静止盘，尘埃粒子会向盘的中平面沉降，在1 - 30天文单位的2 × 10^3 - 4 × 10^4年内形成一个引力不稳定层，这与中川、关谷和林（1986）的分析计算结果非常一致，尽管他们没有明确考虑粒子的尺寸分布。另一方面，在一个相反的极端情况下，即全球湍流盘，尘埃粒子由于气体的湍流运动而波动，大多数粒子变得足够大，可以在1 - 30天文单位的70 - 3 × 10^4年内非常迅速地向内移动，这取决于湍流的强度。我们的结果表明，全球湍流运动应该停止的星子形成在原行星盘。
2006-01-01 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
A close view on the protoplanetary disk in the Bok globule CB26
我们提出了新的亚角秒分辨率近红外偏振成像和毫米干涉数据的拱星盘系统在博克球状体CB 26。这些数据表明存在一个直径大于400天文单位的M > 0.01 M太阳边缘盘，它围绕一颗年轻的~0.35 M太阳恒星作开普勒旋转。从内部200天文单位发射的毫米尘埃具有很高的光学厚度，但外部的部分光学厚度很薄，由小尘埃颗粒组成。内盘中的星子生长既不能确认也不能排除。盘的外部光学薄的部分是强烈翘曲的。我们认为CB 26盘是一个非常年轻的原行星盘，并表明它可以与早期太阳系相媲美。
2001-06-28 astro-ph
Halting Planet Migration in the Evacuated Centers of Protoplanetary Disks
对太阳系外行星的精确多普勒搜索发现了轨道周期为3-4天的行星，没有轨道周期小于3天的行星。原行星盘中的小颗粒达到升华温度（~1500 K）的拱星距离R_0对应于~6天的周期。在R_0内部，由于磁旋转不稳定性引起的湍流吸积可以抽空盘中心。我们认为，轨道周期为3-4天的行星是如此常见，因为一旦这个疏散区域包含其外部2：1林德布拉德共振的位置，迁移的行星就会停止。
2002-06-14 astro-ph
Resonant relaxation in protoplanetary disks
共振弛豫是一种新的两体弛豫形式，出现在近似开普勒盘，如原行星盘。共振弛豫不影响颗粒的半长轴，但增强了颗粒偏心率和倾角的弛豫。共振弛豫后的平衡态为瑞利分布，均方偏心率和倾角与质量成反比。共振弛豫的速率强烈地依赖于盘的进动速率。如果由于盘的自引力引起的进动与总进动相比很小，那么弛豫集中在每对相互作用的物体之间的长期共振附近;另一方面，如果进动率由盘的自引力主导，那么弛豫通过与盘的大尺度低频m = 1简正模耦合而发生。根据圆盘的性质，共振弛豫可能比通常的非共振弛豫更强或更弱。
1998-05-27 astro-ph
The Chemical Evolution of Protoplanetary Disks
在这篇综述中，我们重新评估我们的观测和理论理解的化学演化的原行星盘。我们将讨论如何提高观测能力，使众多的分子暴露在一个活跃的磁盘化学，似乎是在不平衡的检测。我们概述了静态和动态理论化学模型的主要方面。这种模型已经证明，所观察到的磁盘化学来自温暖的表面层，由X射线和FUV辐射从中央吸积星。重点放在审查领域的磁盘化学和物理学的联系：包括氘化学，气体温度结构，磁盘粘性演变（混合），电离分数，和行星形成的开始。
2006-03-14 astro-ph
Stabilization of the Shear Instability in a Dust Layer of a Protoplanetary Disk and Possible Formation of Planetesimals due to Gravitational Fragmentation of the Dust Layer
我们证明了在原行星盘中由于尘埃层的引力破碎而形成星子是可能的。由于剪切不稳定性和沉降作用对沙尘的搅动，沙尘层中的沙尘密度分布接近于常Richardson数分布。本文分析了具有常Richardson数密度分布的原行星盘中尘埃层的剪切不稳定性。我们的研究表明，这种分布是稳定的对剪切不稳定性，即使在中平面的尘埃密度达到引力不稳定性的临界密度，通过尘埃层的引力破碎的微行星的形成，甚至可以发生的尘埃与气体的表面密度比与太阳的组成。
2004-06-02 astro-ph
The Internal Energy for Molecular Hydrogen in Gravitationally Unstable Protoplanetary Disks
气体状态方程可能是气体巨行星形成盘不稳定性理论的关键因素之一。这封信地址的处理H $_2$在流体动力学模拟的引力不稳定盘。在我们的讨论中，我们指出了错误的特定内能关系，近似特定内能关系与不连续性，和恒定的假设$Γ_1$的可能后果。此外，我们考虑是否邻/对位比H $_2$在原行星盘应动态处理，如果物种处于平衡状态。初步的模拟结果表明，当$T = 30$为-50 K时，正确的处理方法对研究引力不稳定性尤为重要。
2007-01-05 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
IRAS 16293-2442B: A Compact, Possibly Isolated Protoplanetary Disk in a Class 0 Object
理论论证表明，年轻恒星周围的原行星盘应该从小开始，随着高角动量物质的加入而增长，达到几百个天文单位的半径，这是光学可见的金牛座T星周围的盘的特征。在一些非常年轻的恒星周围，已经发现了半径远小于100天文单位的致密盘的例子，但在所有情况下，从近双星伴星的潮汐截断为小的盘尺寸提供了一个现成的解释。我们在这里报告一个例子，一个紧凑的，可能孤立的磁盘周围的0类对象IRAS 16293 - 2422 B，这被认为是已知的最年轻的原恒星之一。这个盘的高斯半功率半径只有$\sim$ 8 AU，一个详细的，自洽的，吸积盘模型表明，外径只有26 AU。这一发现支持了原行星盘开始时很小并随着时间的推移而增长的观点，尽管不能排除其他对紧凑尺寸的解释，包括其外部的引力不稳定性和来自现在遥远的恒星同伴的近距离接近的潮汐截断。
2005-01-27 astro-ph
Spitzer/MIPS 24 micron Detection of Photoevaporating Protoplanetary Disks
我们提出了24微米图像的三个原行星盘被光蒸发周围的高质量O型恒星。这些物体具有"彗星“结构，其中被光蒸发流从盘上拉离的尘埃被尘埃上的光子压力以及气体的加热和电离迫使远离O星。24微米和8微米亮度分布的模型与该假设一致。这些模型表明，维持这样的配置所需的质量损失率是一致的，或略低于理论预测的光蒸发过程。
2006-08-29 astro-ph
Critical Protoplanetary Core Masses in Protoplanetary Disks and the Formation of Short-Period Giant Planets
我们研究了一个1 - 10个地球质量的固体原行星核通过磁盘迁移。我们假设核心光度是由小行星吸积产生的，并计算了平衡状态下的气体包层结构。当核心质量小于临界值M_{crit}时，这是一个很好的近似值，超过该临界值，气体开始快速吸积。我们将原行星状星云的结构模拟为α为常数的吸积盘。我们提出了解析拟合的盘表面密度和质量吸积率作为半径r的函数之间的稳态关系。我们计算M_{crit}作为一个函数的r，气体吸积率通过磁盘，和星子吸积率到核心\dot{M}。对于固定的\dot{M}，M_{crit}向内增加，并且随着\dot{M}减小。我们发现，在1AU处，在10^3 - 10^5年的时间内，\dot{M}向内迁移到岩心上足以阻止迁移过程中达到M_{crit}。只有在星子不再存在的小半径处才能达到M_{crit}。在小半径下，如果核心质量太小，失控气体吸积阶段可能比盘的寿命更长。然而，通过在比原位形成更短的时间尺度上合并额外的进入核心，可以建立大量的核心。因此，可以避免在固定轨道附近的馈电区耗尽。因此，我们认为，巨行星可能开始形成早期的原恒星盘在小半径的生命，在一个时间尺度上，可能显着短于原位形成。（节略）
1999-03-20 astro-ph
Hydraulic/Shock-Jumps in Protoplanetary Disks
本文描述了原行星盘中螺旋激波的非线性结果。对于大多数原行星盘的情况，螺旋激波会在激波后区域造成垂直力平衡的丧失，并导致垂直于盘中平面的气体迅速膨胀。这种膨胀具有类似于在不可压缩流体中发生的水力跃变的特性。我们提出了一个理论来描述这些混合动力之间的冲击和水跃（冲击孔）的行为，然后比较理论的三维流体动力学模拟。我们将讨论激波孔产生的全三维激波结构，并讨论圆盘混合、湍流和固体演化的可能后果。
2006-03-10 astro-ph
Vortex generation in protoplanetary disks with an embedded giant planet
原行星盘中的涡旋可以捕获固体颗粒，并在比标准核心吸积模型更短的时间尺度内形成行星核心。我们研究了薄的非磁化原行星盘中嵌入巨行星的涡旋产生，行星与恒星的质量比为$10^{-4}$和$10^{-3}$。用两种不同的数值方法对含行星的原行星盘进行了二维流体动力学模拟。的非线性模拟的结果进行了比较与时间分辨的模态分析的方位平均表面密度分布，使用线性扰动理论。在极坐标系中实施的微差方法产生了沿着海王星质量到100倍质量行星之间的间隙移动的漩涡。模态分析表明，当方位角数m= 4，5，6时，不稳定模态以$0.3 Ω_K$阶增长率产生，其中$Ω_K$为局部开普勒频率.在标准的原行星盘中，捕获激波的笛卡尔网格代码不会在巨行星周围产生太多的涡旋。模态计算证实，所获得的径向分布的密度是不太容易增长的线性模式的时间尺度上的几百个轨道周期。发现$ν=10^{-5}$量级（单位为$a^2 Ω_p$）的Navier-Stokes粘度具有稳定作用并防止涡流的形成。这一结果在高分辨率运行和使用不同类型的边界条件下成立。质量从海王星到海王星的巨大原行星可以激发罗斯贝波不稳定性，并在薄盘中产生涡旋。原行星盘中涡旋的存在对行星形成、轨道迁移和盘中角动量输运都有意义。
2007-06-21 astro-ph
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。
2008-01-10 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
The Formation and Role of Vortices in Protoplanetary Disks
我们进行了一个二维的，可压缩的，模拟磁盘，包括尘埃粒子，研究的形成和作用的旋涡在原行星盘。我们发现，反气旋涡可以形成的涡度场的初始随机扰动。涡旋的典型衰减时间约为50个轨道周期（粘性参数α =0.0001，圆盘纵横比H/r = 0.15）。如果涡流在流动中以恒定的速率连续产生（例如通过对流），则可以形成并维持大的涡流（由于涡流的合并）。我们发现，尘埃集中在几个轨道周期内的涡的核心，当阻力参数的轨道频率的顺序。此外，尘埃的径向漂移引起尘埃颗粒的表面密度在磁盘的内部区域中的显着增加。因此，涡旋可能是原行星盘中星子形成的最佳位置。我们表明，这是非常困难的涡合并，以维持一个相对连贯的角动量向外通量。
1999-10-22 astro-ph
The Evolution of Protoplanetary Disks Around Millisecond Pulsars: The PSR 1257 +12 System
以PSR 1257+12为例，模拟了毫秒级恒星周围原行星盘的演化过程.初始条件的选择与超新星回落盘和伴星潮汐破裂形成的盘预期的初始角动量相对应。模型运行在两个模型的粘性演化盘：完全粘性和分层的吸积盘模型。超新星回退盘导致固体的分布局限在1-2天文单位内，并产生必要的材料形成PSR 1257+ 1 - 2周围的三颗已知行星。潮汐破裂盘倾向于稍微减少形成脉冲星行星所需的1 AU内部的固体，而在没有月球质量或更大的物体存在的情况下，固体的数量过多。在“分层”吸积下演化的粒子扩散得更少，并在盘中沉积了更高密度的固体柱。在所有的情况下，环绕脉冲星的气体都以$\lesssim 10^{5}$年的时间尺度消散，使得气体巨行星的形成非常不可能。
2007-06-06 astro-ph
