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
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
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
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
Material enhancement in protoplanetary nebulae by particle drift through evaporation fronts
相对于星云气体，原行星状星云中的固体物质会经历剧烈的再分配过程。米大小的粒子在星云中平面附近迅速向内漂移，当粒子穿过冷凝/蒸发边界时，物质蒸发。这种物质不能像以固体形式提供的那样以蒸汽形式快速去除，因此其浓度局部增加了很大的系数（在标称条件下超过一个数量级）。随着时间的推移，汽相增强在蒸发边界内传播很长距离（可能一直传播到恒星）。同时，材料在蒸发边界外的特征长度尺度上以其固体形式增强。该效应适用于任何可冷凝物（水、硅酸盐、{ \it等}）。三个不同的径向增强/耗尽制度可以通过使用一个简单的模型来辨别。陨石学的应用包括氧逸度和同位素变化，以及硅酸盐中的同位素均匀化。行星系统的应用包括比以前建议的更强大的增强木星核心形成区域的固体。天体物理学的应用包括差分，随时间变化的增强气相CO和H $_2$ O在类地行星区域的积极吸积原行星盘。
2004-09-13 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
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
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 tidal disruption of protoplanetary accretion discs
本文重新讨论了原恒星吸积盘与次级质点之间沿抛物线轨道的潮汐相互作用问题。我们模拟的磁盘响应分析，我们比较我们的结果与三维SPH模拟。被认为是无粘性以及粘性流体动力学。我们表明，在一个粘性系统的响应来自无粘的考虑是占主导地位的，即使是最高的估计异常盘剪切粘度。在遭遇过程中从圆盘损失的角动量来自线性理论，对于远距离飞越，以及在非共面遭遇中预期的圆盘方向的变化。结果表明，目标光盘可以成为翘曲和进动的少量非共面遇到。这个小的进动被证明是引起一个相对倾斜的光盘，这总是更重要的是确定其最终的方向比是改变轨道倾角。我们讨论了我们的研究结果对原恒星吸积盘和行星系统的影响。
1997-05-30 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
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
Standing on the shoulders of giants: Trojan Earths and vortex trapping in low mass self-gravitating protoplanetary disks of gas and solids
原行星盘中厘米和米大小的固体颗粒被困在长期存在的高压区域中，为坍缩成星子和行星胚胎创造了机会。我们研究了一个巨大行星的稳定拉格朗日点的积累，以及在它雕刻的间隙边缘发射的罗斯比涡旋。我们采用了拉格朗日程序，用大量相互作用的拉格朗日粒子（通常为100，000个）来追踪固体。对于半径为1厘米到10厘米的粒子，在不到200个轨道的拉格朗日点上发生引力坍缩。对于5厘米的颗粒，会形成一颗2地球质量的行星。对于10厘米，最终的最大坍塌质量约为3个地球质量。1厘米的粒子的崩溃是间接的，从蝌蚪轨道的气体耗尽的时间尺度。在间隙涡流的边缘被激发，优先捕获半径为30 cm的颗粒。形成的岩石行星质量相当于17个地球，构成了超级地球。通过使用多粒子物种，我们发现，气体阻力修改的流线在蝌蚪区域周围的经典L4和L5点。结果，不同半径的粒子的稳定点移动到不同的位置。因此，坍缩需要更长的时间，并产生质量较低的行星。三个超级地球在漩涡中形成，最大的有4.4个地球质量。我们的结论是，木星质量的行星可以诱导形成其他行星胚胎在其气体间隙的外缘。特洛伊地球质量的行星很容易形成，虽然在太阳系中不存在，但在系外行星动物园中可能很常见。
2008-11-03 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
Thermal Waves in Irradiated Protoplanetary Disks
原行星盘主要由中心恒星的辐射加热。由于任何半径的入射恒星通量对该位置附近的盘结构都很敏感，因此可能存在不稳定的反馈。已有的研究表明，如果光学表面的垂直高度处处与气体尺度高度成正比，并且恒星辐射的截获率由局部掠射角确定，那么圆盘在有限振幅的温度扰动下是稳定的。我们表明，这些假设可能并不普遍适用。相反，我们计算的准静态热演化的照射磁盘直接集成的全球光学深度，以确定表面尘埃的光学表面和总发射面积填充因子。我们发现，在磁盘适度的质量吸积率，热波是自发和不断激发的外盘，向内传播通过行星形成域，并消散在小半径的粘性耗散占主导地位。这种状态在几个热时间尺度上是准周期性的，它的模式不依赖于不透明度定律的细节。高质量吸积产生的粘性耗散稳定了这种不稳定性，使得整个盘实现了近似稳定的状态。在被动的原恒星盘，特别是过渡盘，这些波引起显着的情节变化的SED，在几年到几十年的时间尺度上，因为中面温度可以变化的两个因素之间的暴露和阴影区域。位涡分布中的过渡峰和谷也可能导致斜压不稳定，激发行星形成区的湍流。
2007-09-12 astro-ph
Evolution of protoplanetary disks: Constraints from DM Tauri and GM Aurigae
本文提出了一个描述原行星盘形成和粘性演化的一维模型。早期磁盘的形成被模拟为等温分子云的引力坍缩的结果。根据湍流的两个参数化集成盘的粘性演化：经典的$α$表示和$β$参数化，代表由开普勒剪切驱动的非线性湍流。我们将该模型应用于DM Tau和GM Aur，两个经典的T-Tauri星，具有相对较好的特征盘，检索其表面密度随时间的演化。我们进行了系统的Monte-Carlo探索的参数空间（即值的$α$ - $β$参数，并在分子云的温度和旋转速率），以找到与所观察到的磁盘表面密度分布，恒星和磁盘的质量，年龄和目前的吸积率兼容的值。我们发现DM Tau的观测需要$0.001<α<0.1$或$2\times 10^{-5}<β<5\times 10^{-4}$。对于GM Aur，我们发现湍流粘性是这样的，即$4\times 10^{-4}<α<0.01$或$2\times 10^{-6}<β<8\times 10^{-5}$。这些相对较大的值表明，在大于$\sim 10 $ AU的距离处存在有效的湍流扩散机制。这是比较的T-Tauri恒星吸积率的变化与年龄的研究，主要是探测内部磁盘，但也产生值的$α\sim 0.01$。我们表明，在大的轨道距离负责湍流扩散的机制最有可能不能对流，因为它在低光学深度的抑制。
2005-06-21 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
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
Light-induced disassembly of dusty bodies in inner protoplanetary discs: implications for the formation of planets
实验室实验表明，固态温室效应与热泳相结合，可以有效地侵蚀粉尘床在低压气体环境。被照亮的、吸收光的尘埃物体的表面比表面以下的尘埃温度低（固态温室效应）。这种温度梯度导致气体和尘埃颗粒之间的定向动量传递，并且尘埃颗粒受到朝向表面的力（热泳）。如果热泳力比重力和凝聚力强，尘埃粒子就会被喷射出来。应用于原行星盘，尘埃物体小于几公里的大小，接近一个恒星比约0.4天文单位的是受到快速和完全解体的亚毫米大小的尘埃聚集通过这一过程。当一个向内漂移的尘埃体被摧毁时，产生的尘埃不会因为升华或随后的吸积到恒星上而消失，而是可以通过电泳或辐射压力进行再处理。星子不可能起源于侵蚀带内的尘埃聚集。如果已经存在大于几公里的天体，它们就会占上风，并通过收集较小天体解体后的尘埃而进一步增长。一般来说，在圆盘内部有限区域堆积的固体物质促进了行星的形成。正如TW Hya所观察到的那样，即使在气体严重耗尽的内部区域也可能发生侵蚀。最近在HD 149026 b周围发现的气体匮乏区域中，通过光致侵蚀对尘埃进行再处理，为气体匮乏的巨行星的大核心的生长提供了一种可能的解释。
2007-09-09 astro-ph
