The disk instability mechanism for giant planet formation is based on the formation of clumps in a marginally-gravitationally unstable protoplanetary disk, which must lose thermal energy through a combination of convection and radiative cooling if they are to survive and contract to become giant protoplanets. While there is good observational support for forming at least some giant planets by disk instability, the mechanism has become theoretically contentious, with different three dimensional radiative hydrodynamics codes often yielding different results. Rigorous code testing is required to make further progress. Here we present two new analytical solutions for radiative transfer in spherical coordinates, suitable for testing the code employed in all of the Boss disk instability calculations. The testing shows that the Boss code radiative transfer routines do an excellent job of relaxing to and maintaining the analytical results for the radial temperature and radiative flux profiles for a spherical cloud with high or moderate optical depths, including the transition from optically thick to optically thin regions. These radial test results are independent of whether the Eddington approximation, diffusion approximation, or flux-limited diffusion approximation routines are employed. The Boss code does an equally excellent job of relaxing to and maintaining the analytical results for the vertical (theta) temperature and radiative flux profiles for a disk with a height proportional to the radial distance. These tests strongly support the disk instability mechanism for forming giant planets.
Giant Molecular Cloud Formation through the Parker Instability in a Skewed Magnetic Field
本文通过对水平磁场作用下重力分层气体层的线性稳定性分析，研究了磁偏斜对Parker不稳定性的影响。当磁场偏斜时（即，场线方向是高度的函数），最不稳定模式的波长是$ λ\; \sim \; 10 H $，其中$ H $是压力标度高度。当在磁场方向上的梯度超过每标度高度0.5弧度时，短波长模式的生长速率大大降低。我们的研究结果表明，在倾斜磁场中的Parker不稳定性优先形成类似于巨分子云的大尺度结构。
巨台阶是一种加速天体物理大气光学厚单元中蒙特卡罗辐射转移的技术，通过大大减少传播光子包通过这种单元所需的蒙特卡罗步骤的数量。巨台阶用近似扩散处理代替了普通蒙特卡罗辐射转移的精确扩散处理。在本文中，我们描述了巨台阶的基本思想和报告演示巨台阶通量计算的灰色大气。相对于普通蒙特卡罗辐射转移，获得了100阶的加速因子。在实际应用中，十阶的加速因子（Mazzali et al. 2001）甚至更多都是可能的。加速因素可能与应用程序有很大关系，在加速和准确性之间存在权衡。这篇论文和过去的工作（Mazzali等人，2001年）表明，巨步误差可能会保持在百分之几，通过使用足够大的边界层光学深度，同时仍然保持大的加速因子。因此，巨台阶可以被表征为中等精度的辐射转移技术。
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。
Models of the Collisional Damping Scenario for Ice Giant Planets and Kuiper Belt Formatio
Chiang et al. 2006，以下简称C06，最近提出观测到的柯伊伯带结构可能是外太阳系中一个约5颗原始冰巨行星系统的动力学不稳定性的结果。根据Goldreich et al.（2004a，b，下文简称G04）的论证，在这种情况下，在不稳定性发生之前，这些巨星是在高度碰撞阻尼的环境中生长的。在这里，我们测试这一假设与一系列的数值模拟使用一个新的代码设计，将碰撞的动力学效应。我们发现我们无法重现观测到的太阳系。特别是，G04和C06认为，在不稳定期间，除了两颗冰巨星之外，所有的冰巨星都将被木星和土星从太阳系中驱逐出去，留下天王星和海王星。我们发现，喷射实际上是罕见的，相反，系统向外扩散。这总是导致一个配置有太多的行星，离太阳太远。因此，我们得出结论，G04的天王星和海王星的形成方案和C06的柯伊伯带形成方案在目前的形式是不可行的。
Star Formation in Disk Galaxies. I. Formation and Evolution of Giant Molecular Clouds via Gravitational Instability and Cloud Collisions
研究了一个具有平坦自转曲线的银河状盘星系中巨分子云的形成和演化。我们进行了一系列的三维自适应网格细化（AMR）的数值模拟，遵循的全球演化的尺度上的~ 20千秒差距，并解决到尺度~<10秒差距的多相原子星际介质（ISM）。在这第一项研究中，我们省略了恒星的形成和反馈，并专注于引力不稳定性和云碰撞和相互作用的过程。我们将云定义为n_H>= 100 cm ^-3的区域，并跟踪单个云在银河系中从诞生到最终通过合并或通过与另一个云的破坏性碰撞而毁灭的演化过程。在约1.4亿年后，盘中的大部分气体碎裂成质量约为10^6兆太阳的云，其质谱与银河系GMC相似。这个圆盘进入一个准稳定状态，在这个状态中，云的引力散射使圆盘保持在全球引力不稳定的阈值附近。云的碰撞时间被发现是一个很小的分数，~1/5，轨道时间，这是一个有效的机制，注入湍流到云。这有助于保持云只有适度的引力约束，维里参数的秩序统一。许多其他观测到的GMC性质，如质量表面密度，角动量，速度色散和垂直分布，可以在这个简单的模型中没有恒星反馈。
