On the evolution of vortex in locally isothermal self-gravitating discs: a parameter study
年轻恒星周围富含气体的尘埃盘被认为是行星和行星系的诞生地。最近的观测显示，大规模的马蹄形亮度不对称存在于几十个过渡的原行星盘。理论研究表明，这些亮度的不对称性BF可能是由大规模的反气旋涡触发的罗斯比波不稳定性（RWI），这可以激发在吸积不活跃的区域，死区边缘的边缘。由于涡旋可能在行星形成中起着关键作用，因此研究RWI的爆发条件和涡旋的长期演化是不可避免的。我们的工作的目的是探索盘的几何形状（盘的垂直厚度），粘度，在死区边缘的过渡区的宽度，和盘的质量上的发病，寿命，强度和在盘中形成的旋涡的演变的效果。我们进行了参数研究，假设不同的属性为光盘和粘度过渡运行1980年的二维流体动力学模拟在本地等温假设与光盘自重。我们的研究结果表明，长寿命，大规模的旋涡形成有利于浅的表面密度斜率和低或中等的光盘群众与Toomre $Q \lesssim 1/h$，其中$h$是光盘的几何纵横比。一般而言，在低粘度模型中，形成更强的涡流。然而，快速的涡流衰减和重新形成在这些圆盘中更为普遍。
2021-11-17 astro-ph.EP
Planetesimal formation in self-gravitating discs -- dust trapping by vortices
在原行星盘中，一米大小的巨石成长为千米大小的星子的机制是一个积极研究的课题，因为它对行星形成至关重要。为了避免由于空气动力学阻力而螺旋进入原恒星，物体必须从厘米大小的鹅卵石（与气体紧密耦合）迅速成长为直径1- 100米的大石头。已经公知的是，盘的气体成分中的过密度提供了用于收集固体的潜在位置，并且盘的气体成分中的显著密度结构（例如，螺旋密度波）可以足够有效地捕获固体，使得盘的固体成分由于其自身的自重而经历进一步的引力坍缩。在这项工作中，我们采用PENCIL代码进行本地剪切片模拟大规模的自引力原行星盘，研究反气旋瞬态涡，或涡流，在这些磁盘上的固体的演变的影响。我们发现，这些类型的结构是非常有效的集中小型和中型尘埃颗粒的摩擦时间相当，或小于，当地的轨道周期的磁盘。这可能导致圆盘的固体成分中的密度明显过高，密度增加与螺旋密度波中的密度增加相当，甚至更高;增加固体引力坍缩成束缚结构的速率。
2015-08-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planetesimal formation in self-gravitating discs: the effects of particle self-gravity and back-reaction
我们研究粒子动力学在自引力气体盘与一个简单的冷却法处方通过二维模拟剪切片近似。众所周知，由于引力不稳定性而在圆盘的气体成分中产生的结构可以对尘埃颗粒的演化产生重大影响。先前的研究结果表明，螺旋密度波可以高效地收集灰尘颗粒，产生显著的局部超密度颗粒。这种浓度的程度已被证明取决于两个参数：尘埃颗粒的大小和气体冷却的速度。我们扩展了这些发现，包括尘埃粒子的自引力，看看这些粒子的超密度是如何演变的。我们使用PENCIL代码来解决本地剪切片方程的气体在一个固定的网格连同固体的运动方程耦合到气体通过气动阻力。我们发现，螺旋密度波峰中颗粒表面密度的增强可以达到足够高的水平，以允许圆盘的固体成分在其自身的重力下坍塌。这在螺旋结构中产生了许多受引力束缚的粒子集合。包含在束缚结构中的总质量似乎几乎与冷却时间无关，这表明通过自引力密度波捕获尘埃粒子形成微行星可能在比以前认为的更大的半径范围内形成。因此，在恒星形成的早期阶段，由于引力不稳定性而产生的密度波可能为许多大的行星大小的物体的快速形成提供了极好的场所。
2014-04-28 astro-ph.EP
Gap and rings carved by vortices in protoplanetary dust
原行星盘中的大尺度涡旋被认为会形成并存在很长一段时间。因此，它们可以显着改变全球盘的演变，特别是嵌入气体中的固体颗粒的分布，这可能解释了最近在亚毫米和毫米波长下观察到的不对称性和尘埃浓度。我们用一个简单的由巨大的气体涡旋组成的原行星盘模型研究了尘埃颗粒的空间分布。我们探讨了结果对晶粒尺寸的依赖性，并推导出可能的后果和预测的观测尘埃热发射在亚毫米和毫米波长。全球二维模拟与双流体代码被用来遵循一个单一的人口的固体颗粒的气体动力学耦合的演变。利用ALMA和ngVLA观测的模拟器得到了可能的尘埃热辐射观测信号。我们发现，一个巨大的涡旋不仅可以捕获Stokes数St < 1的尘埃颗粒，而且还可以影响较大颗粒（St '~' 1）的分布，从而在由不完全捕获的颗粒组成的环上雕刻出一个间隙。结果是不同的颗粒尺寸和相关的磁盘观测中可能的签名。尘埃空间分布中的间隙清除可能是由于与巨大的气体涡旋及其相关的螺旋波的相互作用，而没有行星的引力帮助。因此，在较短的亚毫米波长处的强尘埃浓度与较长的毫米和厘米波长处的间隙和不规则环相关联，这可能表明存在看不见的气体涡旋。
2017-06-21 astro-ph.EP
Self-gravitating planetary envelopes and the core-nucleated instability
行星形成的情景可能会受到所观测到的系外行星种群中气体包层质量与固体核心质量之比的限制。一维计算发现一个临界（最大）的核心质量准静态信封存在，这表明信封周围更大的核心应该崩溃，由于一个“核心成核”的不稳定性。我们通过流体动力学模拟研究自引力行星包络，逐步增加问题的维度。我们描述了核不稳定性和它的非线性演化到失控的气体吸积在一维球信封。我们表明，旋转支持的信封可以进入一个失控的吸积制度，通过极性冲击在一个二维轴对称模型。这幅图对于三维的高质量核心仍然有效，其中气体引力主要与核心引力相加，并在时间上提高了行星的质量吸积速率。我们与核心核的不稳定性，缺乏平衡的行星连接到它的母盘，并讨论其相关的大规模行星形成。
2019-09-28 astro-ph.EP
An optimal transient growth of small perturbations in thin gaseous discs
具有近似开普勒角速度分布的薄气盘，以自由表面为边界，围绕质点引力物体旋转，是近似谱稳定的。尽管如此，通过其声能的演变测量的线性扰动的实质性瞬态增长是可能的。这一事实被证明为一个简单的模型的非粘性多变薄盘的有限的径向尺寸的小绝热扰动被认为是一个线性组合的中性模式与位于超出外边界的流的共转半径。
2011-09-09 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Dynamical friction for supersonic motion in a homogeneous gaseous medium
引力物体在气体介质中的超音速运动是理论天体物理学中的一个经典问题。它的应用涵盖了从行星到星系的广泛的物体和尺度。特别是物体后形成的尾流所引起的动力摩擦，对系统的动力学起着重要的作用。为了计算动态摩擦，通常使用基于线性理论的标准公式。我们的目标是检查这些公式的普遍有效性，并提供合适的表达式的动力摩擦作用在运动物体上，基于问题的基本物理参数。我们执行序列的高分辨率数值研究的刚体超音速通过均匀介质，并计算总阻力作用在物体上，这是重力和水力阻力的总和。我们研究的情况下，没有重力与纯粹的流体动力学阻力，以及引力物体。从模拟的最终平衡态，我们计算引力物体的动力学摩擦的直接数值积分的引力作用在嵌入的对象。数值实验证实了已知的标度律的动力学摩擦的基本物理参数的依赖性，在早期的半解析研究。作为一个新的重要结果，我们发现激波的离地距离是动力学摩擦的最小空间相互作用尺度。在这个半径以下，气体进入流体静力学状态，这对运动的物体没有净引力。最后，我们推导出一个解析估计的间距，可用于计算动态摩擦力。
2016-01-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Nonlinear evolution of the tidal elliptical instability in gaseous planets and stars
潮汐扭曲的旋转恒星和气态行星受到众所周知的线性流体不稳定性-椭圆不稳定性的影响。有人提出，这种不稳定性可能会驱动足够的能量耗散，以解决长期存在的恒星和行星中潮汐耗散的起源问题。但是，椭圆不稳定性的非线性结果还有待于在感兴趣的参数范围内进行研究，并且由此产生的湍流能量耗散还没有被量化。我们这样做是通过执行三维流体动力学模拟的一小块潮汐变形的流体行星或恒星受到椭圆形不稳定。我们发现，当潮汐变形是弱的，非线性的不稳定性的结果导致形成的长寿的柱状涡与旋转轴对齐。这些涡旋关闭了椭圆不稳定性，最终结果是能量耗散不足以解释潮汐耗散。然而，需要进一步的工作来解释这里忽略的影响，包括磁场，湍流对流和现实的边界条件。
2013-08-31 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Giant Planet Formation by Disk Instability in Low Mass Disks?
通过盘的不稳定性形成巨行星需要一个足够大的气体盘，使其变得引力不稳定，并且能够足够快地冷却，以形成自引力团块并存活下来。具有简化盘冷却的模型已经表明冷却与轨道时间尺度的比率的关键重要性。这个比值的正确值的不确定性可以通过包括辐射转移来避免。三维辐射流体动力学模型的磁盘与质量$0.043 M_\odot$从4到20 AU的轨道上围绕一个$1 M_\odot$原恒星表明，磁盘不稳定性是相当不成功地产生自引力块比磁盘的两倍，这个质量。结果对假设的初始外盘（$T_o$）温度敏感。具有$T_o$ = 20 K的模型能够形成单个自引力团块，而具有$T_o$ = 25 K的模型形成不完全自引力的团块。这些模型意味着，磁盘不稳定需要一个磁盘的质量至少$\sim 0.043 M_\odot$内20 AU，以形成巨大的行星周围的太阳质量的原恒星与现实的磁盘冷却速率和外盘温度。围绕太阳质量原恒星的低质量盘必须依靠核心吸积来形成内部巨行星。
2010-10-27 astro-ph.EP
The Structure of a Self-Gravitating Protoplanetary Disk and its Implications to Direct Imaging Observations
我们考虑了自引力对气体盘垂直方向流体静力平衡的影响，并讨论了未来原行星盘直接成像观测可能捕获的自引力信号。在本文中，我们考虑一个垂直等温盘，以隔离的自引力的影响。在本文中，我们考虑的具体磁盘模型是一个径向表面密度差距，在其中的Toomre的$Q$ -参数的磁盘在径向迅速变化。我们计算的垂直结构的磁盘，包括自引力的影响。然后，我们计算散射光和尘埃的热发射。我们发现，如果磁盘是足够大的，自引力的影响发挥作用，一个弱的凹凸状结构的间隙边缘出现在近红外（NIR）散射光，而没有这样的凹凸状结构是看到在亚毫米尘埃连续图像。凸起的出现是由NIR波长中表面高度的变化引起的。如果在未来的直接成像观测中检测到这种类似隆起的特征，与亚毫米观测相结合，它将为我们带来关于盘的物理状态的有用信息。
2011-06-26 astro-ph.EP
On the evolution of vortices in massive protoplanetary discs
可以预期的是，可以在死区的内边缘处形成压力隆起，并且可以通过Rossby波不稳定性（RWI）在该处发展旋涡。有人认为，自重力可以显着影响这种旋涡的演变。我们提出的二维流体动力学模拟的结果形成的自引力盘与Toomre参数的范围$4-30$的压力凸起处的涡的演变。我们考虑等温加非等温光盘模型，采用经典的$β$处方或更现实的治疗冷却。其主要目的是研究自重力的凝聚效应是否能稳定足够大质量圆盘中的旋涡。我们证实，在等温圆盘模型与${\cal Q} \gtrsim 15$，涡衰减发生由于涡的自引力矩。对于含有$3\lesssim {\cal Q} \lesssim 7$的盘，涡旋在其核心内发展引力不稳定性并经历引力坍缩，而更大质量的盘引起全局偏心模的形成。在$β$冷却的非等温盘中，对于$β\lesssim 0.1$，涡旋在经历引力坍缩之前保持湍流核心，而对于$β\ge 1$，涡旋则衰减。然而，在既考虑了自重又考虑了更好的冷却处理的模型中，形成了具有纵横比$χ\sim 3-4$的稳定涡流。我们的研究结果表明，自引力显着影响形成在原行星盘的旋涡的演变，虽然旋涡的几何结构是同样重要的，以确定其长期动力学。
2018-05-15 astro-ph.EP
Planet-induced Vortices with Dust Coagulation in Protoplanetary Disks
在这项工作中，我们研究了如何尘埃凝聚/碎裂将影响的演变和观测外观的漩涡嵌入在一个低粘度盘的大质量行星进行全球二维高分辨率流体动力学模拟。在涡流内，由于其较高的气体表面密度和较陡的压力梯度，灰尘凝结、破碎和漂移（到涡流中心）都是相当有效的，产生从微米到$\sim 1.0\ {\rm cm}$的灰尘颗粒，以及总体上较高的灰尘-气体比（高于1）。此外，尘埃粒径分布在涡旋内部非常不均匀，涡旋中心的质量加权平均尘埃粒径（$\sim 4.0$ mm）比其他涡旋区域大$\sim10$倍。大颗粒（$\sim$ mm）和小颗粒（数十微米）都对涡流内的气体运动产生强烈影响。因此，我们发现，包括灰尘凝聚的涡旋寿命有显着的影响，典型的涡旋寿命约为1000轨道。初始气体涡旋被破坏后，尘埃扩散成一个环，其中残留有少量较小的气体涡旋，这些气体涡旋具有较高的尘埃浓度和较大的最大尺寸（$\sim$ mm）。在后期，凝并情况下的合成粉尘连续图像在1.33 mm波段显示为镶嵌有多个热点的环，而在7.0 mm波段仅保留明显的热点。
2020-03-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planetesimal Formation In Self-Gravitating Discs
我们研究粒子动力学的局部二维模拟的自引力吸积盘与一个简单的冷却法。众所周知，由于引力不稳定性而在圆盘的气体成分中产生的结构对尘埃粒子的演化有显著的影响。先前使用全球模拟的结果表明，螺旋密度波在收集尘埃颗粒方面非常有效，产生了可能发生引力坍缩的显著局部超密度。我们扩大这些发现，使用一系列的冷却时间来模拟条件，在一个大范围的半径内的光盘。在这里，我们使用的二维局部剪切片方程的气体在一个固定的网格上，固体的运动方程耦合到气体只通过气动阻力求解的代码。我们发现螺旋密度波可以显著增强固体的表面密度，相当于一个圆盘中1- 10厘米大小的颗粒，遵循Clarke（2009）围绕太阳质量恒星的轮廓，使其达到比颗粒平均表面密度大几个数量级的浓度。我们还研究了粒子的速度色散，发现螺旋结构可以导致粒子速度变得高度有序，具有窄的速度色散。这意味着粒子之间的相对速度较低，这反过来又表明碰撞通常是低能量的，减少了颗粒破坏的可能性。这两个发现都表明，在恒星形成的早期阶段，由于引力不稳定性而产生的密度波为形成大的、微行星大小的物体提供了极好的场所。
2012-07-19 astro-ph.EP
Dynamical instabilities in disc-planet interactions
原行星盘可能由于嵌入的巨行星引起的结构而变得动态不稳定。在这篇论文中，我讨论了这样的系统的稳定性，并探讨了不稳定性对行星迁移的影响。我开始与非自引力，低粘度光盘，并表明，巨行星诱导其共轨区域内的冲击，导致一个不稳定的配置文件周围的潜在涡度最小值的漩涡形成。这种不稳定性通常被称为涡旋或Rossby波不稳定性。涡旋-行星的相互作用导致迁移的阶段性阶段，这可以在第三类迁移的框架中理解。然后，我检查光盘自重对间隙稳定性的影响。Rossby波不稳定性的线性理论扩展到包括磁盘重力，这表明，自重力是有效的稳定涡不稳定性在小方位波数。这与流体动力学模拟中随圆盘质量增加而产生更多涡流的观察结果一致。自引力圆盘中的旋涡也会抵制合并，最简单的理解是成对的旋涡在相遇时经历相互的马蹄形转弯。我表明，在足够大的光盘涡模式被抑制。相反，全球螺旋不稳定性的发展，这是与一个潜在的涡度最大值在间隙边缘。这些边缘模式可以物理地理解为间隙边缘和外部盘之间通过重力的不稳定相互作用的结果。我展示了旋臂可以在地球上提供一个正扭矩，导致快速向外迁移。我确认上述结果，从剃刀薄光盘模型，坚持在三维。
2012-03-21 astro-ph.EP
Self-Sustaining Vortices in Protoplanetary Disks: Setting the Stage for Planetary System Formation
行星形成的核心吸积方案假设星子和行星胚胎是在原行星盘的原始气态阶段形成的。然而，尘埃颗粒如何克服传统的生长障碍还不清楚。最近提出的粘性环不稳定性可以解释在原行星盘中观察到的同心环，假设尘埃颗粒可以降低气体的电导率，从而削弱磁旋转不稳定性。我们提出了一个分析这个模型的帮助下，基于GPU的数值流体动力学模拟耦合气体和尘埃在薄盘限制。在盘的演化过程中，尘埃环变得Rossby不稳定，并分裂成一连串的小尺度涡旋。涡旋形成长期稳定的尘埃结构，这可能是通过流动不稳定性以及直接的引力坍缩形成星子的场所。自维持涡旋现象与系外行星的观测约束相一致，为行星系的形成提供了有利的环境。
2021-07-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planetesimal gravitational collapse in a gaseous environment: Thermal and dynamic evolution
为阐明星子引力坍缩的热演化，本研究通过耦合气体阻力的自引力粒子-气体云数值模拟，揭示引力能分配规律，明确达数百至1600 K升温的条件，强调气体在坍缩中的关键作用。
2024-11-08 astro-ph.EP physics.geo-ph
The effect of self-gravity on vortex instabilities in disc-planet interactions
我们研究了圆盘自引力对与土星质量行星在原行星圆盘中打开的间隙相关的涡旋形成不稳定性的影响。分析表明并通过线性计算证实，如果基本状态固定，则具有低方位角模式数的涡旋模式$,m,$可以通过增加自重力来稳定。然而，线性计算表明，通过背景和通过线性响应的自引力的组合效应将最不稳定的涡旋模式转移到更高的$m.$行星间隙的非线性流体动力学模拟显示，随着自引力强度的增加，更多的涡旋发展。对于足够大的光盘质量的涡不稳定性被抑制，并取代一个新的全球不稳定性，与分析预期一致。在非线性状态下，随着盘质量的增加，涡合并越来越延迟，并且多个涡可能持续到模拟结束。在自重力作用下，合并后的涡旋在方位角上是局部的，并且具有类似于Kida涡旋的结构。这与没有自重的情况不同，在没有自重的情况下，涡旋合并形成在方位角上延伸的单个涡旋。我们还进行了一系列的补充模拟共轨道的Kida类涡，并发现自引力使这样的涡执行马蹄形转弯时遇到对方。因此，在没有自重力的情况下，在时间尺度上避免了旋涡合并。因此，我们认为，自引力涡在旋转流中的相互排斥是造成上述延迟涡合并的原因。简要讨论了自重力对涡致迁移的影响。我们发现，当包括自重力时，Lin & Papaloizou（2010）的涡旋诱导的III型迁移被延迟，但迁移的程度不变。
2011-03-25 astro-ph.EP
Low-mass planets falling into gaps with cyclonic vortices
本文利用FARGO3D三维模拟发现，深环缝边缘由Rossby波不稳定性产生的气旋风涡会拓宽低质量行星的马蹄区、增强共转转矩并阻止其向内迁移。
2024-06-18 astro-ph.EP
Resolution requirements for Smoothed Particle Hydrodynamics simulations of self-gravitating accretion discs
受Meru和Bate（2010 a，b）最近结果的启发，我们重新讨论了用光滑粒子流体动力学（SPH）模拟自引力吸积盘的分辨率要求问题。我们发现，如果Meru和Bate（2010 a）的结果都被解释为由分辨率效应驱动，那么它们与Meru和Bate（2010 b）的结果是一致的，因此意味着冷却气体盘的分辨率标准是强制冷却速率的函数。我们讨论了两种可能的数值起源，这种依赖性，这都是符合有限数量的可用数据。我们的研究结果初步表明，目前的模拟收敛的SPH粒子数量接近1000万（光盘质量的10%的中心对象的质量），这将设置临界冷却时间约为$15Ω^{-1}$的碎片，大约比以前认为的两倍。更一般地说，我们讨论了在何种程度上大量的最近的数值结果是可靠的或不。我们认为，这些结果属于与引力不稳定性（如角动量输运的局部性，密度扰动和诱导应力之间的关系）的动力学是强大的，而那些属于系统的热力学（如破碎的临界冷却时间的确定）可以受到影响的分辨率差。
2011-01-12 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical Gaseous Rings in Global Simulations of Protoplanetary Disk Formation
在薄盘极限下对原行星盘的形成和演化进行了全球数值模拟，模型包括磁分层盘结构、云核入地的自洽处理以及尽可能小的内计算边界。我们比较了一个分层的磁盘与一个完全磁活性磁盘的演变。我们还研究了如何演变取决于分层磁盘模型的参数-MRI触发温度和活动层厚度-以及星前云核的质量。利用参数的规范值，在磁性分层盘的内部$\approx$ 15 au区域内形成死区。死区不是一个均匀的结构和长期的，轴对称的，气体环普遍形成在这个区域内，由于粘性扭矩的作用。环在磁盘环境中表现出显着的对比度相比，一个完全的磁活性磁盘，其特征在于高表面密度和低有效粘度。在死区区域可以同时形成多个气体环，这些气体环是高度动态的，并且表现出复杂的、与时间相关的行为，例如向内迁移、涡旋、引力不稳定性和大尺度螺旋波。MRI触发温度的增加只有边际效应，而活动层厚度以及初始云核质量的变化对内盘的结构和演化有显着影响。具有大碎裂势垒的尘埃可能被捕获在环中，这可能在行星形成中起关键作用。
2019-08-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Vortex migration in protoplanetary disks
本文研究二维等温气体圆盘中涡旋的径向迁移。我们发现，一个涡核，在当地的气体速度轨道，诱导速度扰动传播远离旋涡的密度波。由此产生的螺旋波图案让人想起嵌入式行星。这些尾流中的不对称性有两个主要原因：几何效应倾向于有利于外波，而径向涡度梯度导致不对称的涡核，这有利于具有最低密度的一侧的波。在非对称波的情况下，我们总是发现除了一个恒定压力的磁盘，有一个净交换的角动量之间的旋涡和周围的磁盘，这导致轨道迁移的旋涡。数值流体动力学模拟表明，这种迁移可以是非常迅速的，在几千个轨道的时间尺度上，与盘的尺度高度的大小相媲美的旋涡。我们讨论了涡旋迁移对行星形成的可能影响。
2010-09-27 astro-ph.EP
Nonlinear evolution of the elliptical instability in the presence of weak magnetic fields
我们研究了椭圆不稳定性是否对气态行星和恒星的潮汐耗散很重要。在另一篇论文中，我们发现，传统的椭圆不稳定性导致耗散不足，因为它产生了长寿命的涡，然后淬灭进一步的不稳定性。在这里，我们研究是否增加了一个磁场阻止这些涡流的形成，从而导致增强耗散。我们目前的结果从磁流体动力学模拟演变的椭圆形不稳定性在一个本地补丁的旋转行星或恒星，在存在一个弱磁场。我们发现，磁场确实可以阻止涡旋的形成，从而大大提高了稳态耗散率。此外，由此产生的湍流就像一个小规模的发电机，放大了最初的弱场。推断的潮汐耗散在短轨道周期可能是重要的。例如，它可以使轨道周期短于2.5天的热彗星循环，并使它们的旋转与轨道同步到6天。然而，它似乎无法解释那些似乎已经循环到6到10天轨道周期的热彗星。它也不能解释许多近距离双星的圆化现象。
2013-08-31 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
