Disk Instability Models
我们回顾了磁盘不稳定性模型的各个方面。我们讨论了问题和困难，并提出了解决这些问题的方法。
1997-12-16 astro-ph
On the Observability of Giant Protoplanets in Circumstellar Disks
我们调查的可能性，以检测巨行星仍然嵌入在年轻的拱星盘。基于不同的恒星，行星和磁盘的质量，以及不同的径向位置的行星模型，我们分析了这些系统的亚毫米外观。我们发现，行星对光谱能量分布的影响不能与其他盘参数的影响区分开来。然而，星盘的尘埃再发射图像显示，在一颗年轻行星附近的热区域，以及间隙，确实可以被阿塔卡马大型毫米波阵列探测到，并在附近的星周星盘（d<100pc）中以近似面对面的方向绘制地图。
2004-10-04 astro-ph
Jeans instability of a galactic disk embedded in a live dark halo
我们研究了嵌入在动态响应暗晕中的星系盘的金斯不稳定性。结果表明，磁盘晕系统名义上成为金斯不稳定。在小尺度上，如果Toomre稳定性指数Q_T大于某一阈值，则不稳定性被抑制，但在大尺度上，Jeans不稳定性总是发生。然而，使用一个简单的自洽盘晕模型，它表明，这是发生在尺度上，这是远远大于系统，使这确实只是一个名义上的效果。从实际的观点来看，星系盘的金斯不稳定性不受活的暗晕的影响。
2007-04-13 astro-ph
Flux-Limited Diffusion Approximation Models of Giant Planet Formation by Disk Instability
核心吸积和盘不稳定性似乎都需要作为形成机制，以解释在太阳系外行星系统中发现的整个巨行星范围。盘的不稳定性是基于在边缘引力不稳定的原行星盘中形成的团块。只有当这些团块能够通过对流和辐射冷却的结合失去热能时，它们才能收缩并存活下来成为原行星。本文提出了几个新的三维自引力原行星盘辐射流体力学模型，其中辐射转移在通量限制扩散近似下处理。我们表明，虽然通量限制模型导致更高的中平面温度比在没有通量限制器的扩散近似模型，温度的差异似乎并不足够高，有任何显着的影响，形成自引力团块。在有和没有通量限制器的模型中，自引力团块迅速形成。这些模型表明，不同群体的盘不稳定性的数值模型的不同结果的原因不能仅仅归因于辐射转移的处理，而是似乎是由一系列的数值效应和假设。鉴于观测上的必要性，至少有一些太阳系外行星的盘不稳定性，这些模型意味着盘不稳定性仍然是一个可行的巨型行星形成机制。
2008-01-28 astro-ph
Red giant-disk encounters: Food for quasars?
我们探讨红巨星可能发挥的作用，在中央地区的活动星系核。由于它们的半径大，恒星包层的结合能低，巨星很容易在与吸积盘碰撞时被剥离。使用流体动力学模拟，我们表明，这种碰撞通常会沉积到磁盘上的每个通道的信封质量的相当大的一部分。重复的遭遇将导致恒星的完全毁灭，除了致密的核心。我们估计燃料供应率通过这种机制使用简单的模型活动星系核盘和中央星团。如果中心恒星密度为10^7太阳质量/立方pc，那么巨星的剥离就可以解释典型活动星系核的活动，只要吸积盘延伸到0.1 pc以上。对于具有较小圆盘或较低中心密度的星系团的活动星系核，巨剥离可能是通过恒星核合成富集气体的重要来源。
1996-05-22 astro-ph
A Survey for Massive Giant Planets in Debris Disks with Evacuated Inner Cavities
在主序星周围碰撞补充的碎片的共同性表明，小天体经常出现在类太阳恒星周围。碎片盘一般是否伴随着行星还不清楚，但具有大内腔的碎片盘-也许是动态清除的-被认为是容纳大分离大质量巨行星的主要候选者。我们在这里提出了一个高对比度的VLT/NACO角微分成像调查八个这样的冷碎片盘。我们调查了在轨道半径范围内存在大质量巨行星的情况，预计尘埃碎片的内边缘。我们的观测对质量大于3到7木星质量的行星和褐矮星很敏感，这取决于目标恒星的年龄和距离。我们的观测没有发现任何行星候选者。我们比较得出的行星质量上限的最小行星质量动态清除内盘。虽然我们不能排除单个巨行星负责清除内部碎片盘，但我们的观测限制了此类行星的参数空间。在这些疏散的碎片盘中没有检测到大质量行星，这进一步强化了巨行星群仅限于内盘（<15 AU）的观点。
2007-10-01 astro-ph
Magnetic shear-driven instability and turbulent mixing in magnetized protostellar disks
对原恒星盘的观测表明存在热（或超热）强度的磁场。在如此强的磁场中，许多导致角动量湍流输运的MHD不稳定性被抑制。我们认为剪切驱动的不稳定性，可以发生在原恒星盘，即使该领域是超热的。这种不稳定性是由磁化气体中的剪切和压缩性的综合影响引起的，并且可以是在圆盘中产生湍流的有效机制。典型的生长时间是几个旋转周期的顺序。
2008-01-13 astro-ph
The role of the Rayleigh-Taylor instability in ram pressure stripped disk galaxies
冲压压力剥离，即星系的气体盘由于其运动通过星系团的团内介质而被移除，似乎是一种常见的现象。然而，并不是每个星系都被完全剥夺了它的气体盘。如果冲压压力不够强，只有气体盘的外部被移除，而内部的气体盘被星系保留。其中一个例子是室女座螺旋星系NGC 4402。对NGC 4402的观测（Crowl et al. 2005）揭示了气盘前缘的结构，类似于瑞利-泰勒（RT）不稳定性产生的特征性指状结构。然而，我们认为，RT不稳定是不可能负责这些结构。我们证明了星系盘气体经历冲压压力剥离的条件与导致RT不稳定性的条件相同。如果星系的引力阻止了内盘的冲压压力剥离，它也阻止了RT不稳定性。相反，汽提气体仍然可能受到RT不稳定性，我们讨论的汽提气体的后果。
2008-03-07 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
A Gravitational Instability-Driven Viscosity in Self-Gravitating Accretion Disks
我们从自引力吸积盘中的引力不稳定性导出了一个粘性，它具有解释观测到的高红移类星体中第一个超大质量黑洞的快速形成和黑洞质量分布的宇宙学演化所需的性质。
2006-11-04 astro-ph
Gas Giant Protoplanets Formed by Disk Instability in Binary Star Systems
我们提出了一套三维辐射引力流体动力学模型，表明双星可能是相当有能力形成类似于我们自己的行星系统。新的模型与二进制同伴不采用任何显式的人工粘度，也包括第三（垂直）的流体动力学计算的维度，允许对流冷却的瞬态阶段。对最初引力稳定的圆盘演化的计算表明，双星伴星的存在实际上可能有助于触发可能成为巨行星的致密团块的形成。我们还表明，在没有二元同伴的模型中，它们开始演化为引力稳定的磁盘，磁盘演化形成致密的环，然后分裂成自引力团块。后一种模型表明，任何具有足够质量形成气体巨行星的自引力盘的演化都可能导致一段时间的盘不稳定，即使没有双星伴星这样的触发因素。
2005-12-19 astro-ph
A powerful local shear instability in stratified disks
在本文中，我们表明，天体物理学的吸积盘是动态不稳定的非轴对称扰动。这种不稳定性出现在任何稳定分层的反气旋剪切流中，只要角速度向外减小。在大弗劳德数极限下，最大增长率与自转角速度成正比，与层结无关。在低弗劳德数限制，它减少像弗劳德数的倒数，从而为非分层，centrigugally稳定流消失。不稳定性对盘边界不敏感。我们讨论了我们的结果可能的意义，以及它的影响的湍流状态所取得的磁盘。我们的结论是，这种线性不稳定性是一个最好的候选人在几何薄磁盘的湍流源，和磁场可以安全地忽略不计时，研究其湍流状态。厚盘或近中性分层盘的不稳定性的相关性仍有待探讨。
2001-10-08 astro-ph
Numerical simulations of the Accretion-Ejection Instability in magnetised accretion disks
利用磁化吸积盘内部区域的二维全局模型，数值研究了Tagger & Pellat（1999）描述的吸积-抛射不稳定性（AEI）。磁盘最初是无电流的，但通过外部电流产生的垂直磁场穿过，并在流动中冻结。与该理论一致，当磁场与盘的热压力均分时，会产生一种螺旋不稳定性，这种不稳定性在许多方面与自引力盘中观察到的不稳定性相似。流动中的扰动会产生电流，并在磁盘内产生扰动磁场。本文的非线性模拟给出了很好的证据，证明了这种不稳定性可以发生在吸积盘的内部区域，并产生吸积的气体和垂直的磁通量向中心对象，如果平衡的径向分布的密度和磁通量超过一个临界阈值。
2001-01-17 astro-ph
Screw instability of the magnetic field connecting a rotating black hole with its surrounding disk
基于Blandford-Znajek（BZ）过程与磁耦合（MC）过程共存的模型（CEBZMC），讨论了旋转黑洞（BH）与其周围盘之间的磁场的螺旋不稳定性.基于对圆盘上磁场的极向分量和环向分量的计算，导出了CEBZMC状态下螺旋不稳定性的判据。该判据表明，当BH自旋和圆盘上磁场变化的幂律指数大于某个临界值时，将发生螺旋不稳定性。事实证明，不稳定性发生在盘上的某些临界半径之外。认为CEBZMC的状态总是伴随着螺旋失稳。此外，我们发现，螺旋不稳定性的贡献只有一小部分的磁提取能量从旋转BH。
2003-09-28 astro-ph
A Possible Hybrid Scenario for Gas Giant Planet Formation in Rings
气体巨行星形成的核心吸积机制可能太慢，无法在合理的气体盘寿命内创造所有观测到的气体巨行星，但尚未确定盘不稳定性模型可以在现实条件下产生永久束缚的气体原行星。根据我们最近对年轻恒星周围圆盘中引力不稳定性的模拟，我们认为，即使由于圆盘自引力引起的不稳定性不会直接产生气态原行星，它们也可能会产生持久的致密环，有利于通过核心吸积加速气体巨星的生长。环发生在和附近的稳定和不稳定的区域之间的边界的磁盘，似乎是由不稳定侧的离散螺旋模式的共振。
2004-11-29 astro-ph
Non-adiabatic Oscillations of Red Giants
用非定域含时对流理论计算了10个质量为1- 3 M $_\odot$的演化模型系列的线性非绝热振荡。结果表明，在Hertzsprung-Russel（HR）图的低温侧存在一条红巨星不稳定带，该不稳定带沿红巨星支（RGB）和渐近巨星支（AGB）的序列延伸。对于低光度的红巨星，在高阶泛音处存在脉动不稳定性，从基频到二阶泛音的低阶模是稳定的。随着光度的升高和有效温度的降低，不稳定性向低阶模移动，振荡的振幅增长率也增大。在光带的高亮度端，基频和一阶泛音变得不稳定，而所有四阶以上的模式变得稳定。详细研究了其激发机理。结果表明，湍流压力对红变量的激发起着关键作用。冻结对流近似对于具有扩展对流包层的低温星是不适用的。无论如何，这种近似既不能解释造父变星不稳定带的红边，也不能解释脉动红巨星不稳定带的蓝边。本文给出了脉动常数随恒星质量、光度和有效温度变化的解析表达式。
2006-11-28 astro-ph
Instability of an accretion disk with a magnetically driven wind
我们提出了一个线性分析的吸积盘的稳定性，其中的角动量是由离心驱动的风所施加的磁力矩。的影响的依赖性的风转矩的磁场强度和倾斜度，由于磁力的子开普勒旋转，和压缩的磁盘的字段被包括在内。一个WKB色散关系的稳定性问题。我们发现，如果风力矩很大，圆盘总是不稳定的。在较低的风力矩下，如果旋转接近开普勒，也会发生不稳定性。不稳定性的增长时间尺度可以和轨道时间尺度一样短。这种不稳定性主要是质量通量对盘表面磁场倾角变化的敏感性造成的。如果风力矩小，磁盘中的磁扩散稳定。
2001-08-30 astro-ph
Dissipation Instability in the Accretion Disk
本文考虑了外引力势中的几何薄气盘模型。研究了具有耗散效应的吸积盘平面内非轴对称小扰动的动力学性质。结果表明，光学厚吸积盘中不稳定振荡模的发展条件和参数强烈地依赖于粘性和不透明度模型。
1998-08-22 astro-ph
Simulations of unstable gaseous disks and the origin of giant planets
我们研究了冷的，引力不稳定的原行星气体盘的演变进行3D SPH模拟与大型并行机器上的多达一百万个粒子。我们表明，自引力原行星可以形成在磁盘与初始$Q_{min} \sim 1.4$提供磁盘的演变与本地等温状态方程，直到本地化的区域达到足够高的密度。进行了长达一千年的低分辨率模拟表明，质量和轨道与观测到的太阳系外行星相当的巨型原行星系统自然产生。
2003-01-29 astro-ph
Chemical similarities between Galactic bulge and local thick disk red giant stars
银河系膨胀的演化及其与其他银河系人口的关系仍然知之甚少。这种膨胀被认为是由合并驱动的经典膨胀，或者是内盘动力学不稳定性的产物。为了探索核球的恒星形成历史、初始质量函数和恒星核合成，我们对核球红巨星进行了元素丰度分析。我们还完成了对当地薄盘、厚盘和晕巨星的相同研究，以确定不同种群之间的化学差异和相似性。用双子座/凤凰号探测器获得了太阳附近19颗核球巨星和49颗比较巨星的高分辨率红外光谱。所有恒星都有相似的恒星参数，但金属丰度范围很广。一个标准的1D局部热力学平衡分析得出的C，N，O和Fe的丰度。对球、晕、薄盘和厚盘星的均匀和微分分析确保了系统误差最小化。我们确认了当地薄和厚磁盘之间的[O/Fe]（在给定的金属丰度）的既定差异。对于调查的元素，我们发现没有化学的区别之间的凸起和当地厚盘，这是在以前的研究依赖于文献值在太阳附近的盘矮星。我们的研究结果表明，凸起和局部厚盘经历了类似的，但不一定共享，化学演化历史。我们认为，它们的形成时间尺度，恒星形成率和初始质量函数是相似的。
2008-04-25 astro-ph
Thermal Instability of Advection-Dominated Disks against Local Perturbations
本文研究了对流控制的单温吸积盘的热不稳定性。我们考虑径向短波长的轴对称扰动。假设粘性足够小，以使垂直流体静力平衡保持在扰动状态。粘性的类型由$α$ -粘性或扩散型应力张量给出。光学厚盘一般比光学薄盘更不稳定。当存在热扩散时，光学薄盘变得稳定，但光学厚盘仍然不稳定。平流占优圆盘的不稳定性不同于无平流的几何薄圆盘。在没有平流的情况下，热模态的行为下没有明显的表面密度变化。然而，在对流占主导地位的磁盘的情况下，热模式发生没有明显的压力变化（与密度变化相比），当考虑局部扰动。与扰动相关的角动量和表面密度的变化导致热不稳定性。这种不稳定性的天体物理意义进行了简要讨论。
1995-10-17 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
A Wind Driven Warping Instability in Accretion Disks
经过表面的风可能会导致表面的不稳定性，例如风吹过旗帜时看到的拍打或风吹过水面时看到的波浪。我们表明，当一个径向外流风吹过一个密集的薄旋转盘，一个最初的平面盘是不稳定的翘曲。当风为亚音速时，增长率取决于风产生的升力以及压力扰动和阻力引起的盘中垂直位移之间的相位滞后。当风是超音速时，增长率主要取决于由表面引起的形状阻力。虽然普林格尔提出的辐射翘曲不稳定性是有前途的发光吸积物体附近产生翘曲，我们预计这里介绍的风驱动的不稳定性将占主导地位的物体产生能量外流。
2001-08-09 astro-ph
Disk Winds Driven by Magnetorotational Instability and Dispersal of Proto-Planetary Disks
通过对分层吸积盘进行局域三维MHD模拟，研究了由MHD湍流驱动的盘风。初始给定的弱垂直磁场被磁旋转不稳定性和由于差动旋转引起的绕组有效地放大。大尺度通道流在1.5 - 2倍的尺度高度处最有效地发展，其中磁压力与气体压力相当但略小于气体压力。这些通道流的分裂通过将坡印亭通量输送到气体来驱动结构化盘风。这些特征在各种初始场的模拟中普遍存在。这种盘风过程应该在原行星盘的动力蒸发中发挥重要作用。通道流的分裂也激发了与Alfvenic波和（磁）声波向中平面相关的动量通量，这可能有助于小尘埃颗粒在原行星盘中的沉积。
2008-12-26 astro-ph
Formation of giant planets by fragmentation of protoplanetary disks
利用三维光滑粒子流体动力学模拟，以前所未有的分辨率研究了引力不稳定原行星气体盘的演化。我们已经考虑了初始质量和温度分布与原太阳星云和其他原行星盘的推断一致的盘。我们表明，持久的，自引力原行星出现后，几个磁盘轨道周期，如果冷却是足够有效的，以保持温度接近50 K。这些天体的质量和轨道偏心率与已探测到的太阳系外行星相似。
2003-01-06 astro-ph
Generalized thermal instability criterion of black hole accretion disks
对于黑洞周围对流占优的吸积盘，由于辐射冷却不足以平衡粘性加热，因此传统的热不稳定性判据不能适用。表面密度变化与温度扰动，这通常是被忽略的推导传统的标准，最近被证明是非常显着的对流为主的磁盘。同时考虑平流和面密度变化，提出了一个广义的热不稳定判据。通过将其应用于光学薄和光学厚平流主导的磁盘，我发现，前者是热稳定的，后者是热不稳定的短波长扰动，这符合最近发现的解析和定量的稳定性分析。
1998-03-16 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
Accretion-ejection instability in magnetized disks: Feeding the corona with Alfven waves
我们提出了一个详细的计算机制，吸积-弹射不稳定性可以提取吸积能量和角动量从磁化磁盘，并将它们重定向到其日冕。在一个与气压均分量级的极向磁场穿过的圆盘中，不稳定性由螺旋波（类似于银河波）和Rossby涡旋组成。这里详细介绍的机制描述了涡旋如何扭曲穿过圆盘的磁力线的足点，产生传播到日冕的阿尔芬波。我们发现，这是一个非常有效的机制，提供给日冕（在那里它可以养活喷流或风）的吸积能量的相当大的一部分。
2002-08-06 astro-ph
An Accretion-Ejection Instability in magnetized disks
我们提出了一个不稳定性发生在磁盘的内部由一个中等强度的垂直（极向）磁场线程。它的机制是这样的，盘中的螺旋密度波，由磁应力驱动（而不是像银河螺旋那样的自引力），通过与它在其共转半径处产生的罗斯比涡旋交换角动量而变得不稳定。这种角动量然后可以作为阿尔芬波向盘的日冕发射，从而作为吸积过程的一个要素，为风或喷流提供能量源。作为星系螺旋，这种不稳定性形成低方位波数，站立的螺旋图案，这可能提供了一个解释低质量X射线双星低频QPO。
1999-07-20 astro-ph
Convective-Dynamical Instability in Radiation-Supported Accretion Disks
本文研究了WKB极限下辐射支撑的吸积盘的辐射流体动力学简正模。人们早就知道，在大的光学深度限制下，标准平衡对对流是不稳定的。我们研究的增长率如何取决于磁盘内的位置，光学深度，磁盘旋转，以及当地的耗散率取决于密度和压力的方式。最大的增长率被发现在磁盘表面附近。旋转使垂直波矢稳定，因此增长模式倾向于具有接近水平的波矢。在可能的光学深度范围内，对流不稳定性的线性增长率只有一个弱的依赖盘不透明度。扰动耗散对流模式的增长率几乎没有影响，但可以导致辐射声波的增长。
2000-03-20 astro-ph
Gas disks to gas giants: Simulating the birth of planetary systems
现在发现的250多个行星系统的集合显示了广泛的质量，轨道和多个系统中的动力学相互作用。这些代表了一系列复杂事件的终点，其中整个原恒星盘将自己转化为少量的行星体。在这里，我们提出了自洽的数值模拟这个过程中，产生的结果与观察到的一些关键趋势的系外行星的属性。类似于我们太阳系的行星似乎并不常见，它们起源于贫瘠和（巨大）行星形成边界附近的圆盘。
2008-08-11 astro-ph
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
Numerical simulations of the accretion-ejection instability
利用磁化吸积盘内区的二维全局模型，数值研究了吸积-抛射不稳定性（AEI）。磁盘最初是无电流的，但由外部电流产生的外部垂直磁场穿过，并在流动中冻结。与该理论一致，当磁场与盘的热压力接近均分时，会产生一种螺旋不稳定性，这种不稳定性在许多方面与自引力盘中观察到的不稳定性相似，但由磁应力驱动。目前的非线性模拟给出了很好的证据，这种不稳定性可以发生在吸积盘的内部区域。
2000-11-17 astro-ph
Local Axisymmetric Instability Criterion in the Thin, Rotating, Multicomponent Disk
在由几个气体和恒星组成的薄旋转盘中考虑了Pingeros引力摄动。得到了轴对称密度波在圆盘中传播时的色散关系，并给出了整个系统局部轴对称稳定性的判据。在两组分气体的适当极限下，我们证实了Jog和Solomon（1984）的发现，并将考虑扩展到一个组分无碰撞的情况。本文利用依巴谷卫星观测到的局部银盘的恒星组成和运动学数据，探讨了基于多分量不稳定性条件的太阳附近银盘的引力稳定性。
2000-07-05 astro-ph
The Global Baroclinic Instability in Accretion Disks. II: Local Linear Analysis
本文分析了在全局径向熵梯度β = -dlog T /dlog r的影响下吸积盘的局部线性稳定性。数值模拟表明太阳星云的二维和三维模型存在不稳定性。本文试图阐明、量化和解释二维平坦吸积盘模型中的这种全球斜压不稳定性。因此，线性理论预测了一种瞬态线性不稳定性，这种不稳定性只会在有限的时间内放大扰动，或者达到一定的有限放大。这可以理解为不稳定性的增长时间长于破坏能够增长的模式的剪切时间的结果。因此，只有非线性效应才能导致相关放大。然而，熵梯度的下限β = 0.22的瞬态线性不稳定性，这可以在未来的非线性模拟进行测试。这将有助于解释在数值模拟中观测到的不稳定性是瞬态线性不稳定的最终结果，即全球斜压不稳定。
2004-01-22 astro-ph
An attempt to model globular cluster red-giant abundance anomalies with a simulated hydrogen shell instability
在球状星团红巨星中观察到的Na、Mg和Al异常可能是热不稳定氢壳层的结果。目前接受的反应速率表明，需要约70-75百万K的温度来产生所观察到的Na和Al的增加以及Mg的消耗。这里提出的工作试图通过一个简单的机制，改变在该地区的H壳的能量生产模型的H壳不稳定性。我们表明，即使是极端的情况下，只会引起小的间歇性温度升高，对表面丰度的影响很小。采用这种技术的完全进化建模只是加速了RGB阶段的进化，产生与其他模型相同的表面丰度，但在更早的时间。我们的结论是，除非氢壳层不稳定性表现出完全不同，他们不太可能导致所需的温度和替代解释的丰度异常更有希望。
2002-01-20 astro-ph
Ab initio simulations of accretion disks instability
我们发现，吸积盘，无论是在亚临界和超临界吸积率制度，可能会表现出显着的振幅光度振荡。通过对具有不同α值和吸积率的吸积盘进行一组含时二维SPH模拟，得到了吸积盘的光度时间行为。在这项研究中，为了避免初始磁盘配置的任何影响，我们从远离中心对象的外缘注入物质。两种情况下的振荡周期分别为2 ~ 50 s，光度变化幅度为10^38 ~ 10^39 erg/s。这种光度行为的解释提出的极限环不稳定性：磁盘之间的辐射压力占主导地位的配置（具有高光度值）和气体压力占主导地位的一个（具有低光度值）振荡。这种不稳定性的起源是由粘性产生的热量和从磁盘表面辐射的能量之间的差异（众所周知的热不稳定性机制）。我们支持这一假设表明，极限环的行为产生了一系列的崩溃和重新填充状态的最里面的磁盘区域。
2004-03-08 astro-ph
How Do We See the Relativistic Accretion Disk during Thermal Instability?
我们计算了辐射压力驱动的热不稳定性过程中相对论薄盘的热辐射图像。当质量吸积速率超过临界速率时，标准吸积盘的内部区域发生爆炸，变成具有大尺度高度的细长盘状态。也就是说，盘的内部区域变得高温，并且盘的厚度由于辐射压力的增加而增加。结果发现，在爆发期间观察到的盘的图像强烈地依赖于倾斜角。也就是说，对于大倾角（$i \gtrsim 70^\circ$），来自最内侧盘的辐射将被盘外缘遮蔽。我们还计算了热不稳定性时的光谱能量分布。由于几何厚度的影响，高倾斜角光谱的维恩峰比低倾斜角光谱的维恩峰变得更软。由此可见，即使在黑洞候选者中发生了爆发，当倾角较大时，我们也可能观测不到爆发。我们可能认为，在我们的银河系中仍然隐藏着许多发光的黑洞候选者。
2006-03-03 astro-ph
Oligarchic and giant impact growth of terrestrial planets in the presence of gas giant planet migration
我们提出的N-体模拟的结果，研究气体巨行星迁移对类地行星形成的影响。这些模型包括一个0.5木星质量的行星通过一个内部的原行星-微行星盘进行II型迁移，包括气体阻力。每一个模型的初始阶段都是内盘的成熟度不断提高，因此，随着气体巨星的迁移，它会经历寡头式或巨型撞击式的增长。在所有的情况下，大部分的盘质量在巨星的通过中幸存下来，要么通过吸积进入巨星内部的大质量类地行星，要么通过分散到外部轨道。牧羊是青睐年轻的磁盘，那里有强大的动力学摩擦星子和气体阻力是更有影响力的，而散射占主导地位，在更成熟的磁盘耗散较弱。在每一种情况下，都有足够的质量向外分散，以便最终在外部轨道上（包括在系统的宜居带内）吸积一组类地行星。一个有趣的结果是，巨大的，短周期的类地行星是由被推到巨人前面的致密物质产生的。这些行星让人想起最近发现的短周期海王星质量行星，这表明这种“热海王星”可能是巨行星迁移的副产品。
2005-07-07 astro-ph
An hydrodynamic shear instability in stratified disks
我们讨论了天体物理学的吸积盘的动力学不稳定的非轴对称扰动的特征尺度远小于垂直尺度高度的可能性。不稳定性研究使用三种方法：一个基于能量积分，它允许确定的充分条件的稳定性，一个使用WKB的方法，它允许确定的必要和充分条件的不稳定性和最后一个通过数值解。对于刚性、无应力或周期性边界条件，只要角速度$Ω$随半径$r$向外减小，这种线性不稳定性就发生在任何无粘稳定分层的微分旋转流体中。在不太小的分层中，其生长速率是$Ω$的一小部分。数值研究了粘性耗散和热扩散对不稳定性的影响，重点研究了当$d \ln Ω/ d \ln r =-3/2$（开普勒情况）。强烈的分层和大的扩散率被发现有一个稳定的效果。相应的临界分层和雷诺数的发病不稳定性在一个典型的磁盘推导。我们认为这些线性模的自发产生是圆盘中湍流的来源，特别是在弱电离圆盘中。
2004-10-08 astro-ph
3He-Driven Mixing in Low-Mass Red Giants: Convective Instability in Radiative and Adiabatic Limits
我们研究的稳定性和观测结果的混合引起的3 He燃烧的信封中的第一个上升的红巨星。我们证明，有两个不稳定的模式：一个快速的，近绝热模式，我们不能确定一个基本的物理机制，和一个缓慢的，近辐射模式，可以确定与温盐对流。我们提出的观测约束，使操作的快速模式不太可能发生在真正的恒星。只有当流体元素具有长径比l/d > 10的指状结构时，热盐对流才足够快。我们确定了一些潜在的严重障碍，热盐对流的主要混合机制的巨人。我们发现，旋转诱导的水平湍流扩散可能会抑制3 He驱动的热盐对流。另一个潜在的严重问题是解释观测到的增强额外混合的证据。接近红巨星分支（RGB）尖端的恒星中的3 He耗尽应该使渐近巨星分支（AGB）上的3 He混合效率低下。尽管如此，有观测数据表明，在低质量AGB恒星中存在类似于RGB的额外混合。过度混合也可能发生在碳增强的贫金属恒星中。
2008-05-15 astro-ph
Gravitational Instabilities in Gaseous Protoplanetary Disks and Implications for Giant Planet Formation
原行星气盘在其演化的某个阶段可能会经历引力不稳定性（GI）。不稳定盘中的密度扰动在动态时间尺度上发展成螺旋臂，通过引力矩产生有效的角动量向外转移和质量向内转移。在一个冷却足够快的冷盘中，不稳定盘中的旋臂形成自引力团块。气体巨星原行星是否可以形成这样的磁盘不稳定性过程是主要的问题，解决这一审查。我们讨论了我们自己和其他人使用各种数值技术进行的广泛的计算，我们报告了一个大的多代码合作的初步结果。其他主题包括--GI的触发机制，磁盘加热和冷却，致密团块的轨道生存，固体与GI驱动的波和冲击的相互作用，以及GI促进核心吸积的混合方案。审查结束时，如何以及磁盘不稳定性和核心吸积票价在满足观测约束的讨论。
2006-03-08 astro-ph
Nonlinear Outcome of Gravitational Instability in Cooling, Gaseous Disks
薄的开普勒吸积盘一般在大半径处变得引力不稳定。我调查的非线性结果，这种不稳定的冷磁盘使用剃刀薄，本地，数值模型。以恒定冷却时间t_c为特征的冷却驱动不稳定性。解析地证明了，如果圆盘能达到一个稳定状态，在该状态下，湍流耗散引起的加热与冷却平衡，则无量纲角动量通量密度α=（（9/4）γ（γ-1）Ωt_c）^{-1}。数值实验表明：（1）如果t_c \gtrsim = 3Ω^{-1}，则盘达到稳定的重力湍流状态，在这种状态下，由于湍流的耗散，\sim = 1和冷却被加热所平衡;（2）如果t_c \lesssim = 3Ω^{-1}，则盘碎裂，可能形成行星或恒星;（3）在稳定的重力湍流状态下，表面密度结构具有一个特征物理标度\sim 64 G Ω/Ω^2，它与计算域的大小无关。
2001-01-28 astro-ph
Mechanisms of the Vertical Secular Heating of a Stellar Disk
研究了具有指数径向密度分布的恒星盘弯曲不稳定性的非线性增长阶段，发现不稳定模式是全局的（波长大于盘尺度长度），不稳定性饱和水平远高于线性判据下的饱和水平。不稳定饱和时间尺度是十亿年或更长的顺序。由于这个原因，弯曲不稳定性可以在恒星盘的长期加热中发挥重要作用，在$z$方向。在一个广泛的系列数值$N$体模拟与高空间分辨率，我们能够详细扫描空间的关键参数（初始磁盘厚度$z_0$，Toomre参数$Q$，和暗晕质量的比率盘质量$M_{\rm h} / M_{\rm d}$）。我们揭示了三种不同的机制，磁盘加热的$z$方向：弯曲不稳定的整个磁盘，弯曲不稳定的酒吧，和加热的恒星物质分布的垂直不均匀性。
2003-04-11 astro-ph
Planetary Formation Scenarios Revistied: Core-Accretion Versus Disk Instability
到目前为止，核心吸积模型和盘不稳定性模型一直被用来解释行星的形成。这些模型有不同的条件，如行星质量、盘质量和形成气体巨星的金属丰度。核心吸积模型有一个金属丰度条件（在G型恒星的情况下[Fe/H] > 1.17），形成的行星质量小于木星质量MJ的6倍。另一方面，盘不稳定性模型没有金属量条件，但要求盘的质量是最小质量太阳星云模型的15倍。形成的行星质量超过2 MJ。这些结果与每种光谱类型的中心恒星的161颗探测到的行星进行了比较。结果表明，无论光谱类型如何，90%的探测行星都符合核心吸积模型。剩下的10%不在核心吸积模型所解释的范围内，而是由盘不稳定性模型所解释。在核吸积模型下，我们导出了气态巨星形成几率与金属丰度的关系。将计算结果与观测到的有气态巨星的部分相比较，发现它们是一致的。另一方面，观测结果不能用盘不稳定性模型来解释，因为气体巨星形成的条件与金属丰度无关。因此，迄今为止发现的大部分行星被认为是由核心吸积过程形成的，其余的则是由盘不稳定过程形成的。
2007-03-10 astro-ph
Rossby Wave Instability of Thin Accretion Disks -- II. Detailed Linear Theory
在早期的工作中，我们确定了一个全球性的，非轴对称的不稳定性与存在的极端的径向配置文件中的关键功能${\cal L}(r) \equiv (ΣΩ/κ^2) S^{2/Γ}$在薄，无粘，非磁化吸积盘。这里，$Σ(r)$是盘的表面质量密度，$Ω(r)$是角旋转速率，$S(r)$是比熵，$Γ$是绝热指数，以及$κ(r)$是径向周转频率。不稳定性的色散关系与行星大气中的Rossby波的色散关系相似。在本文中，我们提出了详细的线性理论，这Rossby波不稳定性，并表明它存在于一个更广泛的条件下，特别是，对于有一个“跳”的情况下，在某些范围内的$r$在$Σ(r)$或在压力$P(r)$。我们阐明了这种不稳定性的物理机制及其对各种参数的依赖性，包括“颠簸”或“跳跃”的幅度，方位角模式数，以及磁盘中的声速。我们发现大的参数范围内的磁盘是稳定的轴对称扰动，但不稳定的非轴对称Rossby波。我们发现Rossby波不稳定性的增长率可以很高，$\sim 0.2 Ω_{\rm K}$对于相对小的"跳跃“或"颠簸”。我们讨论可能导致这种不稳定性的条件和后果的不稳定性。
1999-07-20 astro-ph
Resonance Type Instabilities in the Gaseous Disks of the Flat Galaxies I. The Acoustical Resonance Type Instability and the Absence of Vortex Sheet Stabilization on Shallow Water
对旋转气盘或浅水层中涡面稳定性的线性分析表明，中心反射面的存在显著地改变了系统的稳定性。当压缩性超过朗道准则时，发现了涡面不稳定的影响。本文研究了声共振型多模态短尺度不稳定性的性质，并讨论了它对旋转浅水实验影响的可能性。
1998-08-22 astro-ph
Protoplanetary Disk Turbulence Driven by the Streaming Instability: Linear Evolution and Numerical Methods
我们提出了本地模拟，验证线性流不稳定性，所产生的固体和气体之间的气动耦合在原行星盘。这种鲁棒的不稳定性产生颗粒密度的增强，以便利用由盘的径向压力梯度产生的固体和气体之间的相对漂移的自由能。我们证实了Youdin和Goodman（2005）使用网格流体力学模拟气体以及固体的颗粒和网格表示法发现的分析增长率。由于解析推导近似粒子作为流体，这项工作证实了流动的不稳定性时，固体被视为颗粒。理想化的物理条件--轴对称、均匀的颗粒尺寸以及忽略垂直分层和碰撞--为原行星盘中耦合的颗粒-气体动力学的任何数值算法提供了严格的、定义明确的测试。我们描述了一个数值粒子网格实施的阻力，这是至关重要的解决耦合振荡。最后，我们评论的能量和角动量的平衡，在两个组件的摩擦耦合盘。一个配套文件详细介绍了非线性演化的流不稳定性饱和湍流与密集的颗粒团块。
2007-02-23 astro-ph
The Formation of Ice Giants in a Packed Oligarchy: Instability and Aftermath
多达5颗冰巨星--海王星质量的行星，由90%的冰和岩石以及10%的氢组成--被认为形成于日心距离10-25 AU的紧密排列的轨道上，间隔约5个希尔半径。这样的寡头政治最终是不稳定的。一旦星子的母盘被充分耗尽，寡头就会相互扰动，进入交叉轨道。我们探讨的发病和结果的不稳定性，通过数值积分，包括动力学摩擦冷却行星的小行星盘，其属性是固定的。在初始表面密度为σ ~ 1 g/cm^2的寡头星系中，要触发不稳定和第一颗冰巨星的抛射，盘的表面密度s必须低于0.1 g/cm^2。喷射主要是由木星和发生在10万年内。要排出1个以上的寡头需要s < 0.03 g/cm^2。除了木星和土星之外，最多有4个寡头的系统可以很容易地产生类似太阳系的结果，其中2个幸存的冰巨人位于30 AU内，并且它们的轨道由于动力学摩擦而圆形化。我们的数值模拟支持这样的想法，即行星系统开始在更拥挤和紧凑的配置，像那些剪切主导的寡头政治。与以前的研究相比，我们确定s < 0.1 Sigma作为了解外太阳系演化的相关机制，我们鼓励未来的研究集中在这一机制上，同时放松我们对固定微行星盘的假设。
2007-01-28 astro-ph
Resonance Type Instabilities in the Gaseous Disks of the Flat Galaxies III. The gyroscopical resonance type instability
本文用解析方法和数值方法研究了具有速度和密度分布阶跃间断的均匀气体薄圆盘的稳定性。导出了轴对称涡面处的反射系数和透射系数的表达式。除了Kelvin-Helmholtz不稳定性和离心不稳定性之外，还显示了陀螺共振型不稳定性发展的可能性，并阐明了其物理机制。讨论了将所得结果应用于实际扁平星系气体盘稳定性分析的可能性。
1998-08-22 astro-ph
