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
Convergence of simulations of self-gravitating accretion discs II: Sensitivity to the implementation of radiative cooling and artificial viscosity
最近有人提出，在光滑粒子流体动力学（SPH）和FARGO模拟的自引力吸积盘与β-冷却的碎裂边界不收敛的分辨率增加。此外，最近的这项工作表明，通过仔细优化这些代码中的人工粘度参数，可以表明，碎片可能会发生更长的冷却时间比早期的工作建议。如果正确的话，这个结果是有趣的，因为它表明气体巨行星可以通过直接的引力坍缩形成，合理地靠近它们的母恒星。然而，这一结果有点令人惊讶，最近有一些研究表明，这一结果可能表明模拟存在数值问题。特别是，一个建议是SPH结果受到冷却实施方式的影响。我们在这里扩展这项工作，并表明，如果冷却的方式，消除了已知的数值伪影的冲击区，碎片边界收敛到一个值与早期的工作一致，碎片是不可能的冷却时间长，建议最近的工作。我们还研究了人工粘度参数的优化，并表明，出现最佳值可能会引入数值问题的SPH和FARGO模拟。因此，我们得出结论，早期的预测所需的冷却时间的碎片可能是正确的，并建议由早期的工作，碎片不可能发生在典型的原恒星盘的内部（r < 50 au）。
2014-01-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Introducing two improved methods for approximating radiative cooling in hydrodynamical simulations of accretion discs
针对吸积盘流体动力学模拟中完整辐射转移成本过高的问题，本文提出两种基于多方冷却近似的改进方法，其中专为自引力盘设计的 Modified Lombardi 方法能准确再现碎裂盘的柱密度、团块与螺旋结构。
2024-05-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Directly observing continuum emission from self-gravitating spiral waves
我们使用一个简单的，自洽的，自引力半解析盘模型进行检查的参数空间中，自引力盘可能存在。然后，我们使用蒙特卡罗辐射转移生成这些自引力光盘的合成ALMA图像，以确定该参数空间的子集，在该参数空间中，它们生成的非轴对称结构是潜在的ALMA检测。最近，已经观察到几个过渡盘具有延伸到大半径的非轴对称结构。有人建议，这些不对称性的一个可能的起源可能是螺旋密度波诱导的磁盘自重力。我们使用我们的简单模型，看看这些光盘存在的参数空间的自引力可以可行地解释这些螺旋功能的区域。我们发现，自引力在这些系统中发挥作用，通常需要一个光盘质量约一个数量级高于观察到的光盘质量的系统。与潮汐相互作用产生的振幅相比，在局部近似中由自引力产生的螺旋振幅相对较弱，或者由于盘中嵌入的行星而在林德布拉德共振处发射的螺旋。因此，我们最终警告不要将螺旋特征诊断为由于自重力引起的，除非椎间盘存在于参数空间的非常狭窄的区域中，在该区域中螺旋波振幅足够大以产生可检测的特征，但不至于大到导致椎间盘碎裂。
2016-02-03 astro-ph.EP
The diverse lives of massive protoplanets in self-gravitating discs
气体巨行星可能在原恒星盘演化的早期形成，而这些行星相对较大。我们研究了大质量行星种子（称为原行星）如何在大质量但引力稳定（Q>1.5）的圆盘中演化，使用辐射流体动力学模拟。我们发现，原行星最初迅速向内迁移，直到它在圆盘上打开一个缺口。此后，它要么继续在更长的时间尺度上向内迁移，要么开始向外迁移。当原行星位于引力不稳定边缘的间隙内时，会发生外行星迁移，因为大部分吸积气体是来自原行星轨道外的高角动量气体。来自原行星的辐射加热效应在确定原行星的迁移方向和偏心率方面至关重要。通过有效冷却促进间隙打开，这可能无法通过常用的β-冷却近似来捕获。这颗原行星最初以很高的速率（1 e-3 Mj/yr）吸积，其吸积光度可能是主星光度的十分之几，这使得它很容易被观测到（尽管只有很短的时间）。由于高气体吸积率，原行星通常生长在氘燃烧的质量极限之上。原行星的辐射反馈降低了它的质量增长，使其最终质量接近棕矮星-行星边界。一颗年轻的行星种子的命运是多种多样的，可能是一颗在距离中心恒星几个天文单位的圆形轨道上的气体巨行星，也可能是一颗在偏心的宽轨道上的褐矮星。
2018-04-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Vortices in self-gravitating gaseous discs
涡旋被认为在千米大小的微行星的形成中起着重要作用。然而，涡动力学通常在非自引力圆盘中进行研究。这里的主要目标是研究盘自重对涡动力学的影响。为此，我们采用二维自引力剪切片近似。采用了一个简单的冷却规律与恒定的冷却时间，使光盘沉降到一个准稳定的重力湍流状态。在这种状态下，旋涡出现作为瞬态结构经历反复出现的形成阶段，增长到与局部金斯尺度相当的大小，并由于自重力和背景开普勒剪切的综合影响而最终剪切和破坏。每个阶段通常持续约2个轨道周期或更少。因此，在自引力盘中，涡旋演化的整体动力学图像是不规则的，由许多处于不同演化阶段的瞬态涡旋组成，因此，具有不同的尺寸，直到局部Jeans尺度。涡旋在演化过程中产生密度波，密度波变成激波。因此，密度波和涡旋的动力学是耦合的，这意味着，在一般情况下，应该考虑涡旋和螺旋密度波模式，以获得正确的理解自引力盘动力学。我们的研究结果表明，鉴于这种不规则的和快速变化的字符的旋涡演变的自引力盘，它可能是难以有效地捕获尘埃粒子。然而，需要进一步研究嵌入自引力气体圆盘中的尘埃颗粒的行为，以加强这一结论。
2009-01-12 astro-ph.EP
The Jeans Mass as a Fundamental Measure of Self-Gravitating Disc Fragmentation and Initial Fragment Mass
作为原恒星盘中的巨行星和低质量恒星（以及活动星系核盘中的恒星）等天体的形成途径，自引力盘碎片化理论需要能够预测碎片的初始质量。我们描述了一种方法，通过这种方法可以估计自引力盘的螺旋结构内的局部Jeans质量。如果这样一个自引力盘满足盘碎片的标准，这个估计提供了一个下限的初始质量的任何碎片形成。我们将这种方法应用于一系列自引力原恒星盘模型，以绘制出这种形成模式产生的碎片的典型质量。我们发现一个最小的碎片质量约3木星的质量，这是不敏感的恒星质量，并-在参数空间调查-碎片的质量之间的10和20木星质量是最常见的。我们还描述了如何让我们得到一个更一般的标准光盘碎片，占粘性加热，辐射冷却，吸积和光盘的热历史的过程。我们演示了如何可以确定这样的标准，并表明，在有限的情况下，它恢复了几个破碎的标准，已经假定在过去，包括最小冷却时间/最大应力标准。
2011-07-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
The evolution of planetesimal swarms in self-gravitating protoplanetary discs
我们调查的自引力盘的星子的运动学演化，结合光滑粒子流体动力学（SPH）模拟的磁盘气体与引力耦合人口的测试粒子星子。我们发现，在半径为10秒的au（这是我们预计星子可能形成在这样的光盘）的星子的偏心率被迅速泵到值$>$ 0.1的时间尺度内，光盘是在自引力制度。螺旋臂中产生的高速度分散和缺乏星子浓度意味着碰撞的时间尺度非常长，并且那些确实发生的碰撞的影响是破坏性的，而不是导致进一步的星子生长。我们还使用SPH模拟来校准蒙特卡罗动力学实验：这些可以用来发展系统在很长的时间尺度，并可以与粒子角动量空间中的扩散方程的解析解进行比较。我们发现，如果星子只形成在一个带在大半径，然后有显着的散射的对象，以小半径，但大多数的星子仍然在大半径。如果星子确实形成于早期的演化阶段，当光盘是强烈的自引力，那么本研究的结果约束其空间和运动学分布在自引力阶段结束。
2013-02-28 astro-ph.EP
A Lower Angular Momentum Limit for Self-Gravitating Protostellar Disc Fragmentation
我们试图验证最近的索赔（使用半解析模型），为球形均匀分子云的崩溃，碎片的自引力盘，随后形成可以预测单独使用云的初始角动量。实际上，这种情况等同于要求所产生的椎间盘充分伸展以便碎裂，与孤立椎间盘的研究一致。我们使用光滑粒子流体动力学与混合辐射转移调查这一说法，确认在一般情况下，均匀的球形分子云将产生破碎的自引力盘，如果旋转动能与引力势能的比率大于~ 5e-3，在此结果是相对不敏感的初始热能。这个条件在更高的云质量开始失效，这表明在大半径下足够的质量控制着碎片。虽然这些结果是基于高度理想化的初始条件，并可能不成立，如果光盘的吸积从周围的信封是充分不对称的，或者如果密度结构受到扰动，他们提供了一个合理的下限所需的最小角动量碎片光盘在没有显着的外部湍流。
2011-10-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planet Migration in Self-Gravitating Discs: Survival of Planets
我们进行三维SPH模拟研究行星是否可以生存在自引力原行星盘。这里模拟的圆盘使用了一个冷却处方，模拟了一个真正的圆盘，它只在外部区域引力不稳定。我们通过使用简化方法对冷却进行建模来实现这一点，使得盘的外部部分的冷却时间比内部区域的冷却时间短，正如在真实盘中所预期的那样。我们发现巨行星（> M_Sat）和低质量行星（< M_Nep）最初都非常迅速地向内迁移，但在盘的内部引力稳定区域能够减速，而不需要打开一个间隙。这与以前的研究相反，在以前的研究中，冷却是以更简化的方式建模的，无论质量如何，行星都无法减缓它们向内迁移的速度。这表明了热力学对行星迁移的重要影响。在更广泛的背景下，这些结果表明，在圆盘演化的早期阶段形成的行星，当它们仍然相当巨大和自引力时，可以生存下来。
2020-06-04 astro-ph.EP
Vortex survival in 3D self-gravitating accretion discs
大规模的尘埃旋涡可能是观测到非对称原行星盘的原因。盘状涡旋也是通过集中尘埃颗粒加速微行星形成的潜在场所。然而，在3D光盘涡受到破坏性的“椭圆不稳定性”，这降低了他们的生存能力，灰尘陷阱。因此，在三维吸积盘中的旋涡的生存是一个重要的问题来解决。在这项工作中，我们进行剪切箱模拟表明，光盘自重增强三维涡流的生存，即使在经典意义上的自重是弱的（例如，与Toomre $Q\simeq5$）。我们发现一个三维的，自引力涡可以生长在长期的时间尺度上，尽管椭圆不稳定性。涡的展弦比随强度的增加而减小，从而加剧了椭圆不稳定性。其结果是一个三维涡流的湍流核心，持续为$\sim 10^{3}$轨道。我们发现，当重力和流体动力应力变得可比，涡可能会经历幕式爆发，我们解释为椭圆形和重力不稳定性之间的相互作用。我们估计尘埃粒子的分布在自引力，湍流旋涡。我们的研究结果表明，大尺度的旋涡在原行星盘更容易观察到在大半径。
2018-05-15 astro-ph.EP
Pebble accretion in self-gravitating protostellar discs
卵石吸积已成为行星形成的核心吸积模型的一个流行组成部分，特别是与紧凑，共振的陆地行星系的形成。卵石最初形成于内部原行星盘，在径向扩张的前沿向外扫过，可能通过迁移和流动不稳定性形成星子和行星核心。这个卵石锋出现在早期，通常被认为是一个低质量的圆盘。我们认为，这张照片是在年轻的拱星盘，这是巨大的和自引力的现实冲突。我们应用标准卵石吸积和流动不稳定性公式的自引力原恒星盘模型。碎片会在卵石盘中打开一个缺口，但它们可能无法在气体中打开一个缺口，并继续快速向内迁移。如果这不强烈扰动卵石盘，我们的研究结果表明，盘碎片将有效地吸积卵石。我们发现，在一般情况下的卵石，气体密度比未能超过0.01，这表明流动的不稳定性将难以操作。如果有10厘米的颗粒，就有可能激活不稳定性，螺旋结构可以有效地将它们集中在低重力湍流的区域。如果发生这种情况，月球质量核心可能会在几千年的时间尺度上组装，** 但这可能是罕见的，而且远未得到证实 **。无论如何，这项工作强调了研究自引力原恒星盘如何定义固体物体的分布和性质的必要性，以便通过核心吸积形成未来的行星形成。
2019-02-14 astro-ph.EP
Vortex and spiral instabilities at gap edges in three-dimensional self-gravitating disc-satellite simulations
本文对嵌入行星的具有间隙的三维自引力盘进行了数值模拟。模拟是定制的，以检查行星间隙的稳定性。Lin和Papaloizou从二维（2D）椎间盘模型中获得的先前结果在3D中重现。这些包括：（i）在弱自引力圆盘中，与间隙边缘的局部涡度最小值及其在动力学时间尺度上的合并相关的涡旋的发展;（ii）随着自引力强度的增加，涡旋数量增加，并且它们的合并受到抵制;以及（iii）抑制涡旋不稳定性，以及与大质量圆盘中的局部涡度最大值相关的全球螺旋臂的发展。这些扰动的垂直结构进行了检查。在相对密度扰动方面，当忽略自重力时，涡旋扰动具有弱的垂直相关性。随着自重力的增加，涡旋变得更加垂直分层。即使在行星轨道半径周围的未扰动区域具有约10的Toomre稳定性参数时，也可以看到这种效应。螺旋模式显示出显着的间隙边缘的垂直结构，与中面密度增强是几倍大于附近的上光盘边界。然而，对于这两种不稳定性，垂直马赫数通常为百分之几，平均而言，间隙边缘附近的垂直运动并不支配水平运动。
2012-08-19 astro-ph.EP
One-armed spirals in locally isothermal, radially structured self-gravitating discs
我们描述了一种新的机制，导致不稳定的非轴对称波在天体物理光盘施加径向温度梯度。例如，这可能适用于原行星盘的外部。我们使用线性密度波理论表明，非轴对称扰动一般不保存其角动量在强迫温度梯度的存在下。这意味着线性扰动和背景盘之间的角动量交换。特别是，当扰动是一个低频的拖尾波和磁盘温度向外下降，这种相互作用是不稳定的，并导致波的增长。我们证明了这种现象，通过局部等温盘在2D中使用FARGO代码和在3D中与ZEUS-MP和PLUTO代码的数值流体动力学模拟。我们考虑径向结构的光盘与自引力区域保持稳定的温度梯度的情况下。然而，当施加温度梯度时，我们观察到单臂螺旋模式（方位波数$m=1$）的指数增长，其中在旋臂的大部分之外具有共旋半径，从而导致接近静止的单臂螺旋图案。这种单臂螺旋的发展并不需要中心恒星的运动，正如以前的研究所发现的那样。由于强迫温度梯度的不稳定并不明确需要光盘自重，我们认为这种机制也可能会影响低频单臂振荡非自引力光盘。
2015-02-09 astro-ph.EP
Edge modes in self-gravitating disc-planet interactions
我们研究了一个巨大的行星在自引力原行星盘打开的间隙的稳定性。我们发现一个线性的不稳定性与自重力的光盘和当地涡度最大值与间隙边缘相吻合。对于我们的模型，这些边缘模式发展并延伸到土星质量行星轨道半径的两倍，圆盘与恒星质量比>0.06，对应于外盘边界的Toomre Q < 1.5。与弱或非自引力低粘度盘中与间隙边缘相关的局部涡形成不稳定性不同，边缘模式是全球性的，仅存在于足够大的盘中，但对于原行星盘采用的典型粘度值。分析建模和线性计算表明，边缘模式可以被解释为一个本地化的干扰与间隙边缘诱导活动的扩展光盘，通过发射密度波激发林德布拉德共振。利用非线性流体动力学模拟研究了圆盘-行星系统边缘模态的演化。不稳定模的形式和增长率与线性理论一致。他们的粘度和重力软化的依赖性也进行了探讨。我们还首次研究了边缘模式对行星迁移的影响。我们发现，如果边缘模式的发展，那么平均磁盘上的行星扭矩变得更加积极的光盘质量增加。在允许行星迁移的模拟中，虽然可以看到快速的III型迁移，这与非自引力盘中看到的相似，但我们发现行星可能与边缘模式相关的螺旋臂相互作用，这可能导致行星向外散射。因此，轨道迁移很可能是复杂的和非单调的大规模磁盘的类型，我们考虑。
2011-03-25 astro-ph.EP
Numerical convergence in self-gravitating disc simulations: initial conditions and edge effects
我们研究了自引力吸积盘流体动力学模拟的数值收敛性，其中一个简单的冷却定律被激波加热所平衡。众所周知，存在一个临界冷却时间尺度，对于该时间尺度，冲击加热不再能够补偿能量损失，在该时间点圆盘碎片。最近，使用光滑粒子流体动力学（SPH）的数值收敛性的临界冷却时间尺度的以前的结果提出了质疑。我们采用了一个二维的基于网格的代码来研究这个问题，并发现，对于光滑的初始条件下，碎片是可能的较慢的冷却，随着分辨率的增加，与最近的SPH结果。我们表明，这种非收敛至少部分是由于创建一个特殊的位置在光盘中，湍流和层流区域之间的边界，当冷却到重力湍流状态。在没有出现此类尖锐边缘的设置中似乎可以获得收敛的结果，然后我们发现临界冷却时间尺度为~ 4 $Ω^{-1}$，其中$Ω$是局部角速度。
2011-06-22 astro-ph.EP
Effect of irradiation model on 2D hydrodynamic simulations of self-gravitating protoplanetary discs
本研究比较了两种辐照实现模型对自引力原行星盘二维流体动力学模拟的影响，发现单位面积恒定加热率模型下不稳定性在强辐照下仍可维持，且碎裂所需临界冷却时标随辐照增加而减小。
2025-03-28 astro-ph.EP
Radiation Hydrodynamics of Self-gravitating Protoplanetary Disks: I. Direct Formation of Gas Giants via Disk Fragmentation
通过三维辐射流体动力学模拟，研究自引力原行星盘中的引力不稳定性，发现增加盘质量和降低不透明度可促进碎裂，形成的团块质量与气态巨行星一致，支持引力不稳定性作为巨行星形成途径。
2025-10-22 astro-ph.EP
The observational impact of dust trapping in self-gravitating discs
我们提出了一个三维半解析模型的自引力光盘，并包括一个处方的磁盘螺旋臂的灰尘捕获。使用蒙特卡罗辐射转移，我们产生合成ALMA观测这些光盘。在这样做的过程中，我们证明了我们的模型是能够产生观测预测，并能够模拟潜在的自引力盘的实像数据。对于一个光盘产生螺旋结构，将可观察到与ALMA要求光盘的尘埃质量预算是由毫米和厘米大小的颗粒占主导地位。光盘中的晶粒已经增长到晶粒破碎阈值可能满足这一标准，因此，我们预测，签名的引力不稳定性可能是检测到光盘的质量比以前建议的更低。例如，我们发现盘星质量比低至$0.10$的盘能够驱动可观察到的旋臂。在没有发生晶粒生长或晶粒生长已经远远超过晶粒破碎阈值的圆盘中检测子结构变得具有挑战性。我们演示了如何使用我们的模型来检索有关尘埃捕获和晶粒生长的信息，通过多波长观测光盘，并使用不透明度光谱指数的估计。应用我们的光盘模型的埃利亚斯27，WaOph 6和IM Lup系统，我们发现引力不稳定性是一个合理的解释所观察到的子结构在所有3个光盘，如果足够的晶粒生长确实发生。
2020-08-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Daughter Fragmentation is Unlikely To Occur in Self-Gravitating Circumstellar Discs
星周盘被认为在很早的时候就有自引力。如果圆盘相对较冷，扩展并吸积足够快，它可以分裂成几个木星质量或更大的束缚物体。由于该碎片的初始角动量不为零，并且它将继续从周围的星周盘吸积角动量，我们应该预期该碎片在早期也将拥有一个相对巨大的盘。因此，我们可以问：磁盘碎片化是一个分层过程吗？或者，一个圆盘碎片能继续产生它自己的自引力环绕碎片的圆盘，从而产生子碎片吗？我们使用一组嵌套的1D自引力盘模型来研究这一点。我们计算的径向结构的边缘稳定，自引力拱盘，并计算其倾向于破碎。我们使用这些数据来构建在这个半径的局部碎片属性。对于每个拱星盘模型，导致碎片，然后我们计算一个边缘稳定的自引力拱碎片盘模型。一般来说，环碎裂盘在几何上是厚的，并且在希尔半径内被截断，因此对于子体碎裂是稳定的。典型的稳态吸积率是在0.1%到10%之间的本地拱星盘吸积率。环碎片盘的自引力相的寿命略小于0.1百万年，与环星盘相当。因此，我们应该预期，盘碎片不会通过引力不稳定性产生卫星，但同样地，环碎片盘的自引力阶段很可能影响随后通过核心吸积形成的卫星的性质。
2016-02-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Morphology and dynamical stability of self-gravitating vortices: Numerical simulations
理论和数值研究表明，原行星盘中的大尺度涡可以由各种流体动力学不稳定性引起。一旦产生，这样的漩涡可以在大量的旋转周期中几乎保持不变，慢慢地向恒星迁移。在外盘，自重力可能会影响涡的演变，必须包括在模型中。我们使用RoSSBi 3D代码进行了2D流体动力学模拟。我们的计算大纲仅限于欧拉方程，假设理想气体的非等熵和非绝热流动。从高斯涡旋模型开始进行了一系列45次运行;在300次轨道运行期间，对涡旋参数和Toomre参数的各种值跟踪了涡旋的演变。两个模拟，具有最高的分辨率（HR），迄今为止的研究漩涡，也运行，以更好地解释的内部结构的漩涡和比较的目的与等温的情况。我们发现，SG倾向于不稳定的注入涡，但紧凑的小规模的涡似乎是更强大的比大规模的椭圆形涡。涡的存活主要取决于盘的Toomre参数的值，但也可能取决于平衡时的盘温度。盘SG必须足够小，以避免在连续分裂和近似的“稳定性”的标准推导出的旋涡破坏。我们发现的自引力涡旋在数百个旋转周期中持续存在，看起来像在非自引力情况下获得的准定常涡旋。这些自引力涡中的一些最终伴随着具有马蹄运动的次级涡。这些涡旋在其核心达到一个新的旋转平衡，倾向于在径向方向收缩，旋转得更快。
2022-07-08 astro-ph.EP
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
Numerical convergence in self-gravitating shearing sheet simulations and the stochastic nature of disc fragmentation
本文研究了具有简单冷却律的自引力吸积盘的局部二维流体动力学模拟的数值收敛性。众所周知，存在一个稳定的重力湍流状态，在这种状态下，冷却被弱激波的耗散所平衡，角动量净向外输送。以前的结果表明，如果冷却太快（典型的时间尺度3/Ω，其中Ω是当地的角速度），这种稳定状态不能保持和光盘将碎片成重力约束团块。我们表明，在二维局部近似，这一结果实际上是不收敛的数值分辨率和较长的时间积分。无论冷却时间尺度如何，重力湍流都由密度波和瞬态团块组成。这些团块将由于强制冷却而收缩，如果它们能够存活足够长的时间，则会塌陷成绑定对象。由于冲击加热是非常局部的，团块的破坏是一个随机过程。需要高数值分辨率和长积分时间来捕捉这种行为。我们已经观察到冷却时间高达20/Ω的碎片，几乎比以前的模拟高出7倍。为了确定使用二维近似和简单冷却定律的效果，需要使用更真实的冷却处方进行全三维模拟。
2012-01-16 astro-ph.EP
Warping Away Gravitational Instabilities in Protoplanetary Discs
我们进行3D SPH模拟翘曲，非共面的引力不稳定盘，以表明翘曲传播通过自引力盘，它加热盘，使其引力稳定。因此失去了螺旋结构，看起来完全轴对称。在它们年轻的时候，原行星盘被认为是巨大的和自引力的，这导致了非轴对称的螺旋结构。然而，最近用ALMA对年轻原行星盘的观测表明，在中平面很少观察到具有大尺度螺旋结构的盘。相反，更常见的是轴对称圆盘，其中一些圆盘还具有环和间隙结构。我们的工作invloving翘曲，非共面的光盘结构，预计通常发生在年轻的光盘，可能解决观测和理论预测之间的这种差异。我们证明，他们能够抑制大规模的自引力原行星盘的螺旋结构。
2021-12-05 astro-ph.EP
The Effect of Irradiation on the Jeans Mass in Fragmenting Self-Gravitating Protostellar Discs
当一个自引力盘受到辐照时，它的碎裂倾向将受到影响。自引力光盘应力的强度预计将决定光盘碎片：由于这些扭矩的强度通常会随着声速的增加而降低，因此可以合理地假设，与未照射的情况相比，光盘碎片会受到抑制，尽管以前的工作已经表明，细节会因照射源而变得复杂。我们扩大了以前的分析牛仔裤内的螺旋结构在自引力盘的质量，将恒星辐射和背景辐射的影响。如果辐射是存在的，碎片被抑制在低吸积率的边缘不稳定的光盘（相比无辐射的情况下），但这些较低的吸积率对应于较高的质量光盘。碎片仍然可以发生高吸积率，但因此抑制在较低的磁盘表面密度，和随后的金斯质量的提升。这些结果进一步支持了这样的共识，即如果没有随后的碎片破裂或质量损失，引力不稳定性更有可能形成棕矮星和低质量恒星，而不是气体巨行星。
2013-01-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Self-gravitating disc candidates around massive young stars
最近在大质量的年轻原恒星周围发现了几个候选的开普勒盘。考虑到这些系统中相对较大的盘星质量比，以及它们年轻的年龄，值得研究它们变得自引力的倾向。为此，我们计算自洽的，半解析模型的假定自引力盘五个候选光盘系统。我们的目的不是要完全符合观测结果，而是要证明，由于即使在毫米波长下，中平面的光学厚度也很高，因此来自边缘不稳定的自引力盘的预期尘埃连续辐射可能相当微弱。在最好的情况下，模型产生的“可观测”的光盘质量的一个因素内的1.5个观察到的，与中面尘埃温度可比的测量温度从分子线发射。我们发现，在两种情况下，自引力盘模型与观察比较。如果这些圆盘是自引力的，那么它们就满足其外部区域圆盘碎裂的条件。因此，这些系统可能有尚未解决的低质量恒星伴星，因此是未来高角分辨率观测的有希望的目标。
2016-08-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Quantification of stochastic fragmentation of self-gravitating discs
利用二维光滑粒子流体力学，我们研究了湍流自引力吸积盘中强激波之间的等待时间分布。我们表明，由此产生的分布并不强烈依赖于冷却时间或光盘的分辨率，并且它们与早期工作的预测一致（Young & Clarke 2015; Cossins et al. 2009，2010）。我们使用冲击之间的等待时间的分布来估计随机碎片的可能性逐渐收缩的抗剪切团块的冷却时间尺度。我们的结论是，随机碎裂机制（Paardekooper 2012）不能改变碎裂半径超过20%，限制直接引力坍缩作为一种机制，巨大的行星形成的原行星盘的外部区域。
2015-10-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Eigenstates of Quasi-Keplerian Self-Gravitating Particle Discs
虽然类开普勒圆盘是最常见的天体物理结构之一，但计算其中的长期角动量输运通常会带来相当大的实际挑战。在这项工作中，我们调查的长期小倾角动态剃刀薄粒子光盘连续极限的离散拉格朗日-拉普拉斯长期微扰理论和探索之间的类比随后的长期演化-包括非本地耦合的自引力盘-和量子力学。我们发现的“量子”哈密顿量，描述了系统的时间演化，并证明了存在一个保守的内积。最低频率的正常模式的数值近似通过执行一个威克旋转的运动方程。这些模式被用来量化一个更简单的本地耦合模型的准确性，揭示了它预测的正常模式的形状，以高度的准确性，特别是在狭窄的环空，即使它不能预测其本征频率。
2021-02-03 astro-ph.EP astro-ph.GA
Vortex stretching in self-gravitating protoplanetary discs
一些过渡盘的马蹄形亮度不对称被认为是由大尺度涡旋引起的。反气旋涡旋有效地收集尘埃颗粒，因此它们在行星形成中起着重要作用。以往的研究认为，盘的自引力削弱了盘中质量在0.01<=M_disc/M_*<=0.1范围内的大质量行星打开的间隙边缘形成的涡旋。本文采用二维流体动力学模拟方法，在考虑圆盘自重的情况下，对圆盘死区外缘粘性转变处形成的大尺度涡的长期演化进行了研究。本文对小质量（0.001<= Mdisc/M *<=0.01）的圆盘进行了数值研究，在这种情况下，圆盘的自重以前是忽略不计的。即使对于M_disc/M_*>=0.005的小质量盘，当Toomre Q参数在涡距处<=50时，大尺度涡也会由于盘的自重而被拉伸。作为拉伸的结果，涡的纵横比增加，并发展出较弱的方位角密度对比。涡拉伸的强度与盘的质量成正比。涡旋的拉伸可以用涡旋引起的非零引力矩和圆盘的开普勒剪切的联合作用来解释。自引力涡旋比非自引力涡旋衰减得快得多。我们发现，只要圆盘的粘度较低，即α_dz<=10^-5，自引力圆盘在急剧粘度转变时产生的旋涡就可以用GNG模型来描述。
2017-09-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Resolved images of self-gravitating circumstellar discs with ALMA
在本文中，我们提出了大量的自引力拱星盘使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的模拟观测。使用平滑粒子流体动力学模型的$0.2M_{\odot}$光盘轨道的$1M_{\odot}$原恒星，与冷却模型适合光盘的温度低于$\sim 160$ K和代表性的尘埃不透明度，我们构建了地图的预期发射在亚毫米波长。然后，我们使用CASA ALMA模拟器生成模拟图像和不同的阵列配置和观测频率，同时考虑到预期的热噪声和大气不透明度。我们发现，在345千兆赫（870 $μ$米）的螺旋结构，在几个AU的分辨率应该很容易检测到大约面对光盘的距离金牛座御夫座恒星形成复合体。
2010-04-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
The evolution of self-gravitating accretion discs
自引力很可能在吸积盘的演化中扮演重要角色，特别是在年轻恒星和超大质量黑洞周围的吸积盘。我们总结，在这里，我们目前的理解，这样的光盘的演变，更多地集中在光盘在年轻的恒星系统，而不是光盘在活动星系核。我们考虑的条件下，这些光盘可能会碎片，形成绑定对象，当他们可能，而不是，预计解决到一个准稳定的，自我调节的状态。我们还讨论了这种理解可能取决于光盘的质量相对于中心对象的质量，以及它如何可能取决于外部照射的存在。此外，我们考虑碎片是否可能是随机的，我们可能会期望它发生在一个实际的原恒星盘，如果有任何证据表明碎片实际上在行星质量体的形成中发挥作用。尽管仍有一些悬而未决的问题，如自引力盘模拟的收敛性，是否存在一种以上的碎裂模式，以及自引力盘在行星形成过程中可能扮演的角色，但我们对这些系统的总体理解似乎相当强大。
2016-02-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
The temporal requirements of directly observing self-gravitating spiral waves in protoplanetary discs with ALMA
我们调查如何检测签名的自引力在原行星盘取决于其时间的演变。我们运行一个长期的时间尺度的一维模型，以遵循作为时间的函数的光盘质量。然后，我们将其与三维全球流体动力学模拟，采用混合辐射转移方法来近似现实的加热和冷却。我们模拟了这些系统的ALMA连续观测，发现当$q=M_\mathrm{disc}/M_*\gtrsim 0.25$和$R_\mathrm{outer}\lesssim 100$ au.在这样一个巨大的圆盘中，由重力湍流产生的高吸积率在$\sim10^4$年内，或大约1%的典型圆盘寿命内，将其质量消耗到检测阈值以下。因此，在ALMA尘埃观测中检测到的具有旋臂的圆盘，如果是由自重产生的，则必须要么仍在接收下落以保持高的$q$值，要么刚刚从其出生信封中出现。在具有较低$q$的系统中检测子结构是可能的，但需要专家在几天内与最扩展的配置集成。这不利于在相对较短的积分时间内检测到具有$q<0.25$的系统中GI引起的螺旋结构的可能性，例如DSHARP ALMA调查中发现的那些（Andrews等人，2018; Huang等人，2018）。我们没有发现动态时间尺度上的可探测性的时间依赖性
2019-06-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Triggered fragmentation in self-gravitating discs: forming fragments at small radii
我们对引力不稳定盘进行了三维辐射流体动力学模拟，以探索盘在初始碎裂后的质量运动。我们发现，在光盘的某些部分的气体的径向速度增加了约10倍后，光盘碎片，相比之前。虽然质量的运动发生在向内和向外两个方向上，但向内的运动可以导致自引力盘的内部螺旋变得足够密集，使得它们可以潜在地碎裂。这表明，碎片盘的动力学行为可能会导致随后的碎片发生在比最初预期的更小的半径，但只有在初始碎片已经形成在外盘。
2015-09-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Towards a population synthesis model of self-gravitating disc fragmentation and tidal downsizing II: The effect of fragment-fragment interactions
大多数原恒星系统可能会经历一个短暂的阶段，在这个阶段，原恒星盘是自引力的。如果这些圆盘容易碎裂，那么它们就能够迅速形成最初有几个木星质量甚至更大的物体。这些圆盘碎片的命运（以及后来通过核心吸积形成的行星体的命运）不仅敏感地取决于碎片与圆盘的相互作用，而且还取决于与其相邻碎片的相互作用。我们回到和修改我们的人口合成模型的自引力盘碎片和潮汐缩小。在其他改进中，该模型现在直接包含碎片-碎片相互作用，而光盘仍然存在。我们发现，碎片-碎片散射占主导地位的轨道演化，即使我们执行快速迁移和低效的间隙形成。与我们以前的模型相比，我们看到正在形成的陆地类型物体的数量略有增加，尽管它们在潮汐演化下的生存充其量是不清楚的。我们还看到了破碎的碎片与进化的颗粒种群的证据-这是星子带形成的间接证据，这是一种在忽略碎片-碎片相互作用的运行中看不到的现象。尽管有强烈的动力学演化，我们的人口主要是大质量的巨行星和棕矮星在大半长轴，直接成像调查应该，但很少，检测。最后，光盘碎片被证明是一个有效的制造商的自由浮动行星质量的物体，和典型的多重性系统通过引力不稳定性将是低的。
2017-11-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Time-dependent models of the structure and evolution of self-gravitating protoplanetary discs
年轻的大质量原行星盘内的角动量输运可能由半径处的自引力主导，在半径处盘的电离太弱，不允许磁旋转不稳定性的发展。我们使用时间相关的一维磁盘模型，基于局部冷却时间计算的运输效率，研究的径向结构和稳定性（对碎片）的原行星盘中，自重力是唯一的运输机制。我们发现自引力盘很快达到一个准稳态，在这个准稳态中，内部盘的表面密度很高，湍流强度很低（α ~ 10^{-3}或更小，在5 au内）。温度高到足以形成结晶硅酸盐可能会延伸到几个金在早期这些光盘。我们的星盘中没有一个会自发地发展出不稳定的区域，这些区域对于碎裂成亚恒星物体来说是毫不含糊的，尽管最大质量的星盘的外部区域（超过20天文单位）足够接近临界值，不能排除碎裂的可能性。我们讨论了通过这样的光盘的质量吸积率可能会随着光盘的质量和质量的中心星，并注意到，非常年轻的系统的\dot{M} -M_* 关系的确定可能允许模型的测试。
2009-04-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Limits on the location of planetesimal formation in self-gravitating protostellar discs
在这封信中，我们表明，如果星子在自引力盘中形成螺旋特征，正如之前Rice等人的理想化模拟所建议的那样，那么在现实的原恒星盘中，这个过程将被限制在盘的外部区域（即半径超过几十个A.U.）。这一限制涉及到的要求，灰尘必须集中在螺旋功能的时间尺度上，这是小于（大致动态）的寿命，这样的功能，这种快速积累需要螺旋功能的分数振幅是不是比单位小得多。这又要求气体的冷却时间尺度相对较短，这将该过程限制在外盘。我们指出，有效地转换成星子盘中的原始尘埃的一大部分可以拯救这种材料从众所周知的问题，快速向内迁移在$\sim$米大小的规模，并在原则上，这些对象的碰撞演化可能有助于重新供应小尘埃的原恒星盘。我们还指出，这种情况下推断的星子带的位置在主序星周围的碎片盘可能产生的影响，但强调，需要进一步的动力学研究，以建立光盘是否保留了星子创建的初始网站的记忆。
2009-06-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Non-convergence of the critical cooling timescale for fragmentation of self-gravitating discs
对自引力盘的碎裂边界进行了分辨研究。我们进行三维光滑粒子流体动力学模拟光盘，以确定是否在轨道时标，beta_{crit}，随着分辨率的增加收敛的冷却时标的临界值。使用粒子数从31,250到1600万（迄今为止最高分辨率的模拟），我们没有发现收敛。相反，随着分辨率的增加，在较长的冷却时间尺度内发生碎裂。这些结果表明，至少，冷却时间尺度的临界值比以前认为的要长。然而，缺乏一致性也提出了是否存在临界值的问题。根据这些结果，我们警告不要使用冷却时标或引力应力参数来推断引力不稳定性是否可能是观测到的行星系的形成机制。
2010-11-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-convergence of the critical cooling timescale for fragmentation of self-gravitating discs
对自引力盘的碎裂边界进行了分辨研究。我们进行三维光滑粒子流体动力学（SPH）模拟光盘，以确定是否在轨道时标，beta_{crit}，随着分辨率的增加收敛的冷却时标的临界值。使用粒子数从31,250到1600万（迄今为止最高分辨率的模拟），我们没有发现收敛。相反，随着分辨率的增加，在较长的冷却时间尺度内发生碎裂。这些结果无疑表明，beta_{crit}比以前认为的要大。然而，缺乏收敛性也质疑是否存在临界值。根据这些结果，我们警告不要使用冷却时标或引力应力参数来推断引力不稳定性是否可能是观测到的行星系的形成机制。
2010-11-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Numerical study of self-gravitating protoplanetary discs
本文研究了自引力对原行星盘的影响。角动量输运和能量耗散的机制被假定为吸积盘中湍流引起的粘性。能量方程考虑了粘性耗散释放的能量与冷却过程平衡的情况。利用耗散函数和冷却函数的等价性得到粘性，并将其用于角动量方程。通过公式$d u/d t=-u/τ_{cool}$计算流的冷却速率，其中$u$和$τ_{cool}$分别是内能和冷却时标。局部冷却与动力学时间尺度之比$Ωτ_{cool}$被假定为常数，并且也是局部温度的函数。原行星盘的解表明，在$Ωτ_{cool} = constant$情形下，对于典型的质量吸积率$\dot{M} = 10^{-6} M_{\odot} yr^{-1}$，盘在小半径范围内不表现出任何引力不稳定性;而选择$Ωτ_{cool}$作为温度的函数，对于这个质量吸积率甚至更小的质量吸积率，盘在小半径范围内都可能出现引力不稳定性。通过对粘性参数$α$的研究，我们发现自引力原行星盘内部的湍流强度很低。这些结果与原行星盘的直接数值模拟定性一致。
2011-11-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Axisymmetric modes in vertically stratified self-gravitating discs
在剪切盒近似下，对分层可压缩自引力多方圆盘中的轴对称垂直简正模进行了线性分析。我们研究亚绝热，绝热和超绝热垂直分层的具体动力学。在没有自重力的情况下，四个众所周知的主要模式可以确定在一个分层的磁盘：声学p-，表面重力f-，浮力g-和惯性r-模式。在描述了非自引力情况下的模式之后，我们将自引力包括在内，并研究它如何修改这些模式的属性。我们发现，自引力，在一定程度上，降低了他们的频率，并改变了结构的色散曲线和本征函数在径向波长相比，光盘的高度。它对r-模式的基本分支的影响，在亚绝热和绝热分层的情况下，和对g-模式的基本分支的影响，在超绝热分层的情况下（其中还表现出对流不稳定性），似乎是最强的。降低三维Toomre参数Q_{3D}的结果，后者的模式变得不稳定，由于自重力，使他们确定的发病标准和性质的重力不稳定性的分层盘。相比之下，p模、f模和对流稳定的g模，尽管它们相应的ω^2被自引力减小，但无论Q_{3D}的值多小，都不会变得不稳定。这是椎间盘三维性的结果。对应于引力不稳定模的本征函数本质上是三维的。我们还对比了更精确的不稳定性标准的基础上，我们的3D模型与密度波在2D（剃刀薄）光盘。基于这些发现，我们评论的起源表面扭曲的数值模拟中看到的自引力盘。
2010-04-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
On the fragmentation boundary in magnetised self-gravitating discs
我们调查的作用，磁场的碎片的自引力盘使用三维全球理想磁流体动力学模拟进行的“幻影”平滑粒子流体动力学代码。对于最初的环形场，我们发现两个制度。在第一种情况下，冷却时间大于动力学时间的五倍，磁场降低螺旋密度波振幅，这反过来又抑制了碎裂。即使磁压力只有热压力的十分之一，情况也是如此。当冷却时间足够短以致于磁场不能阻止碎裂时，发生第二种状态。我们发现，磁化光盘产生更多的大规模的碎片，由于这两个额外的压力施加的磁场，和额外的角动量输运诱导麦克斯韦应力。碎片被限制在一个较窄的范围内的初始半长轴比那些在未磁化的磁盘。未磁化和磁化的圆盘碎片的轨道偏心率和倾角分布是相似的。我们的研究结果表明，破碎边界可能是在冷却时间的一个因素，两个低于纯流体动力学模型预测。
2016-12-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Stability of self-gravitating discs under irradiation
在大半径的吸积盘中，自引力作为角动量输运过程变得具有竞争力，其中温度足够低，外部照射可能有助于热平衡。辐射可以削弱圆盘的自重，如果圆盘维持在线性不稳定的临界值以上，辐射可以完全抑制圆盘的自重。然而，它对椎间盘碎裂敏感性的影响尚不清楚。我们使用二维数值模拟来研究自引力盘的演化作为局部冷却时间和辐射强度的函数。在该制度的光盘不碎片，我们表明，当地的热平衡继续确定的应力-这可以表示为一个有效的粘性α-出非常长的冷却时间（至少240动态时间）。在这种情况下，扰动的功率谱由有效粘性α而不是由冷却速率唯一地设定。在冷却时间τ < beta_crit /Ω时发生碎裂，其中beta_crit是辐照水平的弱函数。我们发现，β_crit下降约2倍，作为辐射从零增加到不稳定性几乎淬灭的水平。数值计算结果表明，辐射一般不能避免碎片的自引力盘在大半径，如果其他角动量传输源弱质量将建立，直到自引力集，碎片将随之而来。
2011-08-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Schrödinger Evolution of Self-Gravitating Disks
对自引力盘长期演化的理解是天体物理学经典的突出问题之一。在这项工作中，我们表明，长期的倾斜动力学的几何薄的准开普勒磁盘，与表面密度分布，作为轨道半径的平方根的倒数的比例，描述的时间依赖的薛定谔方程。在这种形式主义的背景下，节点弯曲波对应于准粒子波函数的本征模，被限制在一个无限的正方形井中，其边界由圆盘的径向范围给出。我们进一步表明，自引力盘上的外部长期扰动表现出量子散射理论的数学相似性。利用这一框架，我们导出了一个解析判据的引力刚性的近似开普勒磁盘下的外部扰动。应用该理论的拱盘和银河核进行了讨论。
2018-03-03 astro-ph.EP astro-ph.GA
On the fragmentation criteria of self-gravitating protoplanetary discs
研究了大质量自引力盘的碎裂判据。我们提出了新的分析，我们进行全球三维数值模拟测试的破碎条件。虽然以前的工作重点放在以轨道时间尺度β为单位的冷却时间尺度上，但我们发现，在给定的半径下，表面质量密度（即盘质量和轮廓）和恒星质量在确定盘是否碎片以及盘碎片形成的位置方面也起着至关重要的作用。我们发现，对于浅的表面质量密度分布（p<2，其中P <\propto R^{-p}），碎片形成在盘的外部区域。然而，对于陡峭的表面质量密度分布（p \gtrsim 2），碎片形成于椎间盘的内部区域。此外，我们还发现，在以前的模拟中发现的轨道时标单位的冷却时标的临界值仅适用于某些光盘表面质量密度分布和特定的光盘半径，并不是一个普遍的规则，所有光盘。我们发现了一个经验的碎裂标准之间的冷却时间尺度的轨道时间尺度，β，表面质量密度，恒星质量和半径的单位。
2010-08-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Binary companions triggering fragmentation in self-gravitating discs
对邻近（$<1$ AU）的巨行星和棕矮星（$M\gtrsim7$ M $_{\rm Jup}$）系统的观测发现了过多的双星伴星，这表明恒星的多样性可能在它们的形成中发挥了重要作用。现在有越来越多的证据表明，其中一些物体可能是通过重力不稳定盘中的碎片形成的。我们提出了一套3D光滑粒子流体动力学（SPH）模拟的双星系统与circumprimary自引力盘，其中包括一个现实的近似辐射运输，并广泛探索同伴的轨道参数空间的配置，可能会触发碎片。我们确定了一个“甜蜜点”，中间分离的二元伴侣（$100$ AU $\lesssim a\lesssim400$ AU）可以导致一个勉强稳定的光盘碎片。理想双星分离的精确范围是伴星的偏心率、倾角和质量的函数。加热通过有效的冷却来平衡，碎片发生在伴星驱动的螺旋模式中。短暂分离、穿透星盘的双星相遇（$a\lesssim100$ AU）对碎裂是禁止的，因为质量剥离和星盘加热会淬灭任何不稳定性。这也适用于具有高轨道偏心率的双星伴星（$e\gtrsim0.75$）。宽分离同伴（$a\gtrsim500$ AU）对这里考虑的设置参数的光盘属性几乎没有影响。发现的最佳点与在巨行星和棕矮星中显示过度接近的双星分离范围一致。因此，我们认为，由一个双伴星引发的碎片可能有助于这些亚恒星物体的形成。
2022-01-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
