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
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
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
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
Interferometric Detection of Planets/Gaps in Protoplanetary Disks
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。对一颗太阳型恒星周围的星周盘进行了流体动力学模拟，其中嵌入了一颗质量为1木星的行星。在三维辐射转移模拟的基础上，计算了该系统的辐射图像。这些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ALMA将为直接间隙提供必要的基础，从而间接进行行星探测，但射电望远镜/VLTI将提供一种可能性，即根据能见度测量，区分中央恒星上有无吸积的盘。
2002-08-26 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
Dispersing the Gaseous Protoplanetary Disc and Halting Type II Migration
超过30颗太阳系外类似木星的行星的周期比水星短。人们普遍认为，它们是在更远的地方形成的，然后向内迁移。为了被来自气体盘的潮汐力矩驱动，行星外部的盘必须包含大约行星的质量。行星停止迁移的事实意味着它们的外盘被移走了。我们认为，外盘是由行星吸积。在这种情况下，最后的游戏是一场比赛。如果行星在被恒星吸积之前吸积了它的外盘，它就能存活下来。获胜者仅由外盘的质量与盘的局部表面密度的比率决定。
2003-06-28 astro-ph
Large-scale Vortices in Protoplanetary Disks: On the observability of possible early stages of planet formation
我们调查的可能性映射大规模的反气旋涡，从全球斜压不稳定性，作为前光标的行星形成的原行星盘计划阿塔卡马大毫米阵列（ALMA）。在三维辐射转移模拟的基础上，导出了流体力学计算圆盘的图像，为ALMA模拟提供了依据。我们发现，ALMA将能够跟踪理论上预测的大规模反气旋涡旋，因此将允许测试现有的模型，这个非常早期阶段的行星形成在拱盘。
2002-08-30 astro-ph
Dynamical evolution of planetesimals in protoplanetary disks
目前关于陆地行星形成的图景在很大程度上依赖于我们对微行星动态演化的理解-微行星是被认为是行星组成部分的小行星状天体。在这项研究中，我们研究的离心率和星子的倾角在空间均匀的原行星盘的增长使用动力学理论的方法。我们探索磁盘与一个现实的质量谱的星子演变的时间，类似于在自洽模拟的星子凝聚。我们计算的行为作为一个函数的星子质量谱的星子随机速度的解析和数值计算，通过这两种方法得到的结果相当吻合。随机速度与质量的标度总是可以表示为幂律的组合，对应于不同的速度制度（剪切或色散为主）的微行星引力相互作用。对于不同的质谱，我们计算分析的指数和时间依赖的归一化这些幂律，以及不同制度之间的过渡区的位置。结果表明，不同微行星之间的随机能量均分只能在具有非常陡峭的质量分布（微行星的微分表面数密度下降比m^{-4}更陡）的盘中实现，或者在逃逸的尾部实现。在质量谱较浅（小于m^{-3}）的系统中，小微行星的随机速度与它们的质量无关。我们还讨论了微行星和气体阻力之间的非弹性碰撞的阻尼效应，以及它们在修正微行星随机速度中的重要性。
2003-06-12 astro-ph
Gas Flow Across Gaps in Protoplanetary Disks
我们分析了气体通过原行星盘中行星产生的间隙的吸积流动。我们采用阿尔法盘模型，忽略行星迁移的影响。我们开发了一个半解析的，一维的模型，占行星作为一个质量汇的影响，也进行了二维流体动力学模拟嵌入磁盘中的行星。基于半解析模型的间隙质量流率的预测与流体动力学模拟在25%的水平上基本一致。通过这些模型，我们能够探索稳定状态的磁盘结构和大的空间范围。一个吸积的类星体质量的行星的存在会显著地降低在几倍于行星轨道半径的区域内的盘的密度。在行星与恒星的质量比介于5e-5至1 e-3之间的情况下，穿过间隙（并进入中心恒星）的质量流率通常是行星轨道外质量吸积率的10%至25%。
2005-12-12 astro-ph
Hot Jupiters and Central Cavities of Protoplanetary Discs
我们用数值方法研究了大质量太阳系外行星在其母行星盘中心空腔内的轨道演化。假设他们到达内边缘的光盘由于II型迁移，我们表明，他们螺旋进一步。我们发现，在磁层空腔中，更多的大质量行星在距离盘边缘更大的距离处停止迁移。这种效应可以定性地解释P小于5天的大质量行星的质量和轨道周期之间的相关性。
2007-11-12 astro-ph
Imaging Protoplanetary Disks with a Square Kilometer Array
最近对太阳系外巨行星的探测揭示了行星系统结构的惊人多样性，其中许多与我们的太阳系非常不同。要了解这种多样性的起源，需要对年轻恒星周围的原行星盘的结构和演化进行多波长研究。射电天文学和平方公里阵列将在这些研究中发挥独特的作用，对最内层区域前所未有的亚天文单位尺度的原行星盘代表性样本中的热尘埃排放进行成像，包括位于中心恒星几个天文单位范围内的"宜居带“。无线电观测将通过尘埃发射率的波长依赖性来探测厘米大小的"卵石“尘埃颗粒的演变，这是组装巨型行星核心和类地行星的关键的第一步，它提供了对颗粒大小的诊断。尘埃排放的高分辨率图像将直接显示与行星建造有关的质量浓度和盘表面密度特征，特别是行星和盘之间潮汐相互作用打开的径向间隙，以及嵌入的原行星驱动的螺旋波。此外，由于内盘的轨道时间尺度很短，对月和年的天气学研究将显示自行，并允许跟踪盘结构的长期变化。SKA对原行星盘的成像将首次进入岩石行星的领域，它们将有助于澄清巨行星形成对它们的类地行星的影响。
2004-12-14 astro-ph
Planetary Torques as the Viscosity of Protoplanetary Disks
我们重新审视了行星密度波尾流驱动原恒星盘吸积的想法。许多小行星的影响可以表示为粘度，如果尾流阻尼局部，但粘度是成比例的阻尼长度。即使对于地球质量的行星，阻尼也主要是通过冲击发生的。尾流的激励遵循包括扭矩截止的标准线性理论。我们使用这作为输入的近似，但定量的非线性理论的基础上，伯格方程的后续传播和冲击。冲击阻尼确实是局部的，但很弱。如果在一个最小质量的太阳星云中所有的金属都被投入到几个地球质量的行星中，那么就会产生dex（-4）到dex（-3）量级的无量纲粘度[alpha]。我们将其与观测约束进行比较。这样的小行星在径向速度测量中不会被发现，并且可能无处不在。如果是这样的话，那么观测到的金牛座T盘的寿命与理论上组装一颗岩石行星的时间尺度的相似性可能是命运而不是巧合。
2000-10-27 astro-ph
Water vapour and hydrogen in the terrestrial-planet-forming region of a protoplanetary disk
行星系统，包括我们的行星系统，都是在年轻恒星周围的尘埃和气体盘中形成的。星系盘是恒星和行星形成过程中不可或缺的一部分，了解内部星系盘物质的分布和温度对于理解类地行星形成、巨行星迁移和吸积到中央恒星上至关重要。虽然原行星盘的内部区域在附近的恒星形成区域对着只有几个纳弧度，近红外干涉测量最近使这些地球区的空间分辨率。大多数观测只探测了尘埃，这通常是近红外辐射的主要部分。在这里，我报告光谱分散的近红外干涉观测，探测气体（占主导地位的质量和动态的内盘），除了尘埃，在一个天文单位的年轻恒星MWC 480。我解决气体，包括水蒸气和原子氢，内部的边缘的尘埃盘，这与以前的光谱分散干涉观测的结果。这种吸积气体与迁移行星的相互作用可能会导致短周期的系外行星，就像在主序星周围检测到的那样。观测到的水蒸气可能是由迁移的冰体升华产生的，并为类地行星提供了潜在的蓄水池。
2007-06-08 astro-ph
Planetary migration in protoplanetary disks
在本文中，我们进一步发展了Del Popolo等人（2001）提出的行星迁移模型，并将其扩展到Del Popolo和Eksi（2002）的含时吸积盘。我们使用Stepinski和Valageas（1996，1997）开发的方法，该方法能够同时跟踪气体和固体颗粒的演化，最高可达$10^7 {\rm yr}$。圆盘模型与Del Popolo等人（2001）引入的迁移模型相耦合，以获得行星在星子圆盘中的迁移率。我们发现，在光盘的总质量为$10^{-3}-0.1 M_{\odot}$，和$0.1<α<0.0001$的情况下，行星可以向内迁移很大的距离，而如果$M<10^{-3} M_{\odot}$的行星几乎保持在其初始位置的$0.1<α<0.01$和只有在$α<0.001$的情况下，行星移动到最小值的轨道半径$\simeq 2 {\rm AU}$。该模型给出了一个很好的描述观测到的行星在0-20天的周期范围内的分布。
2003-04-06 astro-ph
Accelerated planetesimal growth in self-gravitating protoplanetary discs
在本文中，我们考虑的小星子在边缘稳定，自引力原行星盘的演变。圆盘气体和嵌入的微行星之间的拖曳力通常会导致微行星以取决于颗粒大小的速率向内漂移通过圆盘。然而，在一个边缘稳定的自引力盘中，微行星受到引力不稳定性增长所导致的非轴对称螺旋结构的显著影响。对于与圆盘气体强耦合的小颗粒，以及对于基本上与圆盘气体解耦的大颗粒，效果不是特别显著。然而，通常具有最大径向漂移速率的中等尺寸的颗粒在螺旋臂的峰值处变得显著集中。这些高密度区域可以持续一个轨道周期，并且可以达到与盘状气体相当的密度。虽然在模拟结束时，只有约25%的微行星粒子位于密度增强的区域，但在模拟过程中，至少75%的微行星粒子在某个阶段处于这样的区域。我们发现，螺旋臂中的粒子浓度导致碰撞率增加，这种效应可能会显着加速微行星的生长。通过直接的引力坍缩，密度的增加也可能足以使微行星生长。因此，小微行星和自引力螺旋结构之间的相互作用可能在大微行星的形成中发挥重要作用，这些大微行星最终将凝结形成类地行星或气体/冰巨行星的核心。
2004-08-21 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
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
Type I Migration in a Non-Isothermal Protoplanetary Disk
我们计算了在非等温三维原行星盘中原行星的I型迁移率，建立在以前工作中开发的行星盘模型上。我们发现，包括磁盘的垂直厚度的结果在I型迁移率从一个二维磁盘的一个因素的2减少。垂直温度变化对迁移率只有适度的影响，因为中平面处的扭矩被加权很重，因为密度和扰动势在中平面处最大化。然而，温度扰动所造成的阴影和照明在磁盘的表面可以降低迁移率的另一个因素2的行星在距离的差距开放阈值的粘性加热是最小的。这将有助于解决行星形成的标准核心吸积情景与行星生存之间的时间尺度不匹配，并有助于解释已经观察到的行星系统的丰富多样性。
2004-10-22 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
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
