Planetesimal Dynamics in the Presence of a Giant Planet II: Dependence on Planet Mass and Eccentricity
在原行星盘中存在一颗早期形成的巨行星对其他行星胚胎的生长有着复杂的影响。来自行星的引力扰动可以将平均运动共振处的微行星的相对速度增加到非常高的值，并阻止这些位置的吸积。然而，气体阻力也可以使相同大小的微行星在某些盘位置的轨道近心点对齐，并使它们在动态上安静和“吸积友好”的位置，为类似大小的微行星。继上一篇论文，我们研究了一个类星体行星的影响，外部的小行星盘，我们推广我们的研究结果，太阳系外的行星系通过改变行星参数。特别是，我们专注于对现有的行星的质量和偏心率的星子的相对速度的依赖。我们发现，相同质量的粒子的速度分散度随着行星质量的增加而单调增加。同时，随着行星质量的增加，不同质量的星子之间的相对速度对质量比的依赖性变弱。虽然相对速度一般会随着行星偏心率的增加而增加，但由于小质量粒子（$m \lesssim 10^{18}~\rm{g}$）与气体的强耦合，其速度分散几乎与行星偏心率无关。我们发现，侵蚀极限满足更广泛的参数（行星质量/偏心率，星子质量比）时，星子的大小减小。我们的研究结果可以为土星核心的形成以及一些具有多个冷巨行星的系外行星系统的结构提供一些线索。
2022-07-27 astro-ph.EP
Jovian Early Bombardment: planetesimal erosion in the inner asteroid belt
小行星带是了解太阳系历史的一扇敞开的窗户，因为它保存了其形成过程和长期演化的记录。今天小行星的祖先形成于太阳星云，几乎与巨行星同时代。产生第一代小行星的实际过程是不确定的，在很大程度上取决于太阳星云的物理特性，不同的设想产生了非常不同的初始大小-频率分布。在这项工作中，我们调查的影响，木星的形成，可能是第一个巨大的行星形成的原始小行星带的演变。木星的形成引发了一段短暂但强烈的原始撞击，这是以前无法解释的，这导致了小行星带早期碰撞演化的增强。我们的研究结果表明，这种木星早期轰击造成的侵蚀或破坏的机构小于一个阈值大小，这强烈依赖于原始星子的大小频率分布。如果小行星带主要是直径小于100公里的微行星，那么原始撞击就会造成直径小于200公里的天体被侵蚀。如果小行星带被较大的星子所控制，撞击将导致500公里大的天体被摧毁。
2012-02-22 astro-ph.EP
Planetesimal and Protoplanet Dynamics in a Turbulent Protoplanetary Disk: Ideal Unstratified Disks
微行星和行星核心的动力学可能受到其原生原行星气体盘中磁旋转湍流驱动的密度扰动的强烈影响。利用局部剪切盒近似，我们对微行星作为无质量粒子在湍流、磁化、非分层气体盘中的运动进行了数值模拟。我们的基准盘模型显示湍流吸积特征的Shakura-Sunyaev粘度参数$α\sim 10^{-2}$，均方根密度扰动$\sim$ 10%。我们测量的粒子轨道特性的统计演变，在我们的模拟，包括平均半径，偏心率和速度色散。我们确认随机游走增长的时间的所有三个属性，第一次，这已经完成了直接轨道集成在本地模型。我们发现，增长率的增加与箱子的大小使用至少高达八个规模的水平尺寸的高度的箱子。然而，即使是我们最大的盒子也显示出足够低的速度分散，在其整个生命周期内，星子的碰撞破坏在内部盘中应该是不重要的。我们的直接积分同意与早期的扭矩测量表明，I型迁移占主导地位的扩散迁移的随机扭矩的行星核心和类地行星质量范围内的大多数对象。扩散迁移对于质量范围较大的微行星来说仍然很重要。磁旋转不稳定盘的局部和全球模拟之间的湍流幅度的差异仍然是一个悬而未决的问题，对行星形成的情况下的重要后果。
2009-10-29 astro-ph.EP
Impact Erosion Model for Gravity-Dominated Planetesimals
破坏性碰撞被认为是行星形成的重要过程，而非破坏性的小规模碰撞（以下称为侵蚀性碰撞）被许多研究低估或忽视。然而，最近的研究表明，侵蚀性碰撞对行星的生长也很重要，因为它们比破坏性碰撞频繁得多。尽管人们对破坏性碰撞的比碰撞能阈值（Q_RD^*）已经有了很好的研究，但对于侵蚀性碰撞还没有可靠的模型。本文采用光滑粒子流体动力学方法，系统地模拟了从破裂碰撞（Q_R ~ Q_RD^*）到侵蚀碰撞（Q_R << Q_RD ^*）的各种碰撞比能（Q_R）下引力支配的微行星的碰撞过程。我们发现，由总质量归一化的喷射质量（M_ej/M_tot）取决于数值分辨率、目标半径（R_tar）和撞击速度（v_imp），以及Q_R，但对于所研究的参数范围（R_tar = 30-300 km，v_imp = 2-5 km/s），它可以很好地由Q_RD^* 缩放。这意味着M_ej/M_tot仅取决于这些参数范围中的Q_R/Q_RD^*。我们证实了侵蚀性小得多的碰撞（Q_R < 0.01 Q_RD^*）的碰撞结果收敛于不同撞击角度撞击平面目标的结果，并且M_ej/M_tot = C * QR/QRD* 成立。对于分裂碰撞（Q_R ~ Q_RD^*），靶的曲率对Mej/Mtot有显著影响。我们还研究了M_ej/M_tot的角度平均值，发现数值得到的角度平均M_ej/M_tot和Q_R/Q_RD^* 之间的关系与45度碰撞的…
2017-03-08 astro-ph.EP
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
Planetesimal drift in eccentric disks: possible outward migration
本文研究偏心原行星盘中星子的径向漂移，发现此前基于轴对称盘修正的漂移速率估计在部分条件下高度不准确，星子可能向外漂移并形成稳定吸引子，从而使星子面密度局部增强超过一个数量级。
2024-04-30 astro-ph.EP
Formation of inner planets in the presence of a Cold Jupiter: orbital evolution and relative velocities of planetesimals
本文研究冷木星对内盘星子轨道演化和相对速度的影响，发现小星子受气体阻力影响相对速度升高，而大星子可保持低速度弥散并继续失控增长，表明冷木星不阻碍内岩石行星形成。
2023-08-28 astro-ph.EP
Growth after the streaming instability: from planetesimal accretion to pebble accretion
流动不稳定性是行星形成的一个关键机制，它将卵石聚集成星子。它是在一个特定的磁盘位置触发，其中固体的局部体积密度超过了气体。在它们形成之后，星子可以通过从出生环中的其他星子中吸取食物以及从外盘向内漂移的鹅卵石来生长。为了研究星子在一个单一的位置的流动不稳定性的增长，我们测试的条件下，超级地球能够形成的气体盘的寿命内。我们修改了\texttt{Mercury} N-体代码跟踪的生长和动力学演化的一群星子在冰线的太阳质量的恒星。研究了三种星子大小的分布：（i）半径为400 km的单分散的星子群，（ii）200 km到1000 km的多分散的星子群，（iii）一个逃逸天体和一群100 km大小的较小星子群的双峰分布。单分散的400公里大小的微行星群不能形成$\gtrsim$地球质量的原行星。它们的速度色散很快被激发，抑制了星子和卵石的吸积。行星可以从多分散和双峰分布形成。在这种情况下，双组分性质通过小微行星的动力摩擦来抑制大胚胎的随机速度，使胚胎在接近$10^{-2}$地球质量时有效地吸积卵石。我们发现，当卵石的质量通量较高，盘湍流较低，或卵石的斯托克斯数较高时，超地球行星的首选形成。
2019-02-26 astro-ph.EP
Planetesimal Dynamics in the Presence of a Giant Planet
行星形成的标准模型解释了行星是如何在单恒星系统的轴对称、无扰动的圆盘中形成的。然而，当其他行星胚胎开始生长时，巨行星可能已经形成。本文研究了气体盘中巨行星扰动下的微行星动力学。我们的目标是了解行星的摄动对行星轨道外巨行星核心形成的影响。我们计算了从$10^{13}$到$10^{20}$ g的微行星的轨道演化，其中一颗质量为5.2 au的行星位于5.2 au。除了平均运动共振（MMR）位置外，我们还发现了分布在$\simeq 9$-15 au的星子的轨道排列。排列的程度随着与行星距离的增加和星子质量的减少而增加。对齐的轨道导致低的相遇速度，从而更快的增长。除了MMR位置之外，质量相同的微行星的典型速度色散是$\sim \mathcal{O}(10)$ $\rm{m\text{ } s}^{-1}$。相对速度随着与行星距离的增加和微行星质量比的减小而减小。当微行星的偏心率矢量在气体阻力和长期扰动下达到平衡时，当两个微行星的质量都在质量谱的较大端时，相对速度变小。我们的研究结果表明，如果一颗巨大的行星嵌入盘中，那么在行星轨道之外的另一颗行星核心的生长可能会在某些位置加速。
2021-06-11 astro-ph.EP
Planetesimal formation via the streaming instability in simulations of infall dominated young disks
本研究通过模拟与1D模型分析，发现吸积主导的年轻盘中雪线冷指效应可驱动流不稳定性，在盘形成后100 kyr内形成约10^{-3}太阳质量的星子，为巨行星核早期形成提供可能。
2025-03-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Long-lived planetesimal discs
我们调查的生存在Gyr时间尺度的星子光盘，使用统一的方法，适用于所有开普勒光盘的固体-尘埃颗粒，小行星，行星等星子光盘可以本地的特点是由四个参数：表面密度，半长轴，星子大小和星子径向速度色散。任何行星盘都必须经历过所有的动力学过程，包括引力不稳定性、动力学混沌、引力散射、物理碰撞和辐射力，这将导致其生命周期中的重大演化。这些过程导致了一组丰富的约束条件，强烈限制了长寿光盘的可能属性。在这个框架内，我们还讨论了检测的星子光盘使用径向速度测量，过境，微透镜，和红外线发射的星子本身或从尘埃产生的星子碰撞。
2010-03-19 astro-ph.EP astro-ph.GA
On the dynamics of planetesimals embedded in turbulent protoplanetary discs
原行星盘中的角动量输运和吸积通常被认为是由MHD湍流通过磁旋转不稳定性（MRI）驱动的。嵌入这些圆盘中的固体（尘埃颗粒、巨石、微行星和行星）的动力学可能受到湍流的强烈影响，因此行星系的形成路径部分取决于湍流的强度和空间分布。我们使用三维MHD模拟研究了嵌入湍流原行星盘中的半径在1米至10公里之间的微行星的动力学。微行星受到气体阻力和随机引力的作用，这是由于湍流盘造成的。在这项研究中，我们使用并比较了局部剪切箱模拟和全球模型的结果。这项工作的主要目的是检查：的增长，和可能的饱和度，嵌入式微行星的速度色散作为其大小和光盘参数的函数;微行星的径向迁移和扩散的速率;剪切盒和全球模拟结果一致的条件下。当使用尺寸为4 H x 16 H x 2 H的剪切盒（H为局部尺度高度）时，我们发现局部和全局模拟之间存在良好的一致性。由于螺旋密度波的激发和传播，所获得的密度波动的幅度对盒子的尺寸敏感。这影响了微行星所经历的随机强迫。[...]我们的模型表明，充分发展的MHD湍流在原行星盘将嵌入星子的破坏性影响。相对较低的湍流水平需要的星子吸积的传统模型的运作，这是一致的存在一个死区的原行星盘。
2010-07-07 astro-ph.EP
Migration rates of planets due to scattering of planetesimals
行星迁移是由于它们从分散的固体（微行星）体中经历的反冲。一阶，由内部和外部盘施加的扭矩抵消，类似于抵消来自与气体的重力相互作用的扭矩（I型迁移）。假设弥散主导的制度和幂律的特点是指数α和β的表面密度和偏心率的轮廓，我们计算的净扭矩的行星。我们考虑远距离相遇和近距离（轨道交叉）相遇。我们发现，近距离和远距离碰撞力矩的α和β依赖性具有相反的符号，并且力矩对偏心率梯度（β）特别敏感。与密度波激发的I型迁移相比，由于富气盘中固体的表面密度较低，星子驱动的迁移速率通常较低，尽管当它们的偏心率和倾角较小时，这可能部分或全部抵消。允许反馈的行星上的星子盘通过粘性搅拌，我们发现，在一定条件下，一个自我调节的迁移的情况下出现，其中的行星迁移在一个稳定的步伐，接近相应的单边扭矩的速率。然而，如果当地的星子盘质量与行星质量之比很低，迁移就会停滞。我们量化了三种迁移制度的界限。
2012-07-30 astro-ph.EP
The fate of planetesimals in turbulent disks with dead zones. II. Limits on the viability of runaway accretion
在标准模型中，行星形成的一个关键阶段是失控生长阶段。在失控生长过程中，大小在0.1- 100公里范围内的天体（微行星）迅速产生许多大得多的种子。失控的生长阶段对于行星形成是必不可少的，因为出现的行星胚胎可以在大的引力聚焦因子下吸积剩余的星子。然而，由惯性引起的密度波动产生的扭矩可能违反失控增长的开始标准，即星子的随机（偏心）运动的幅度小于它们的逃逸速度。这个条件代表了一个比微行星在相互碰撞中幸存的条件更严格的约束。为了研究MRI湍流的可行性的失控增长的情况下，我们采用我们的半分析配方的纸我，我们增加了凝聚/破碎模型的灰尘成分。我们发现，0.1微米颗粒的表面积当量丰度减少了10^2--10^3倍，这就使得尘埃与湍流无关。我们表示的湍流活动在中平面区域的大小s_运行以上的星子将经历失控的增长。我们发现s_run主要取决于穿过圆盘的垂直净场的强度和圆盘半径。当盘半径超过5 AU时，s_run大于~100 km，这些天体之间的碰撞时间长于星云相的持续时间。我们的研究结果意味着，经典的，占主导地位的，行星形成模型是不可行的湍流盘的外部区域。
2013-05-08 astro-ph.EP
The interplay between pebble and planetesimal accretion in population synthesis models and its role in giant planet formation
本研究通过混合卵石-星子模型揭示，两种吸积机制并存会抑制巨行星形成，而晚期星子吸积加热延迟气体吸积，结合内向迁移导致形成近距离冰质亚海王星。
2023-04-25 astro-ph.EP
The Last Stages of Terrestrial Planet Formation: Dynamical Friction and the Late Veneer
类地行星形成的最后阶段是大碰撞后残留的星子的清理。从动力学上讲，在巨大撞击阶段之后，需要一个残余的星子种群来阻尼类地行星的高偏心率。从地球化学的角度来看，从类地行星和月球推断出的高度亲铁元素丰度模式表明，在巨大撞击结束后，星子向类地行星输送了总共约0.01兆地球的南极物质，作为“晚期饰面”。本文结合这两条独立的证据，证明了：1）含有0.01 M_Earth的剩余微行星群能够使大碰撞后的类地行星的离心率降低到观测值。2)与此同时，这个小行星群可以解释观测到的地球、月球和火星上晚期单板的相对数量，前提是大部分晚期单板是由半径小于10米的小行星提供的。这些小的微行星的尺寸是为了确保有效的阻尼微行星的速度分散的相互碰撞，这反过来又确保了行星的吸积截面显着增强重力聚焦以上的几何值。我们发现，在类地行星和微行星之间的相对速度明显小于类地行星的逃逸速度的情况下，引力聚焦产生的吸积比地球/火星约为17，这与从HSE中推断的吸积比12-23很好地吻合。对于地月系统，我们发现吸积比约为200，这与从HSE丰度（包括月球地壳和地幔成分）得出的150-700的估计一致。（节录）
2012-04-22 astro-ph.EP
Collisional Growth Within the Solar System's Primordial Planetesimal Disk and the Timing of the Giant Planet Instability
太阳系的大尺度结构是由一种短暂的动力学不稳定性形成的，这种不稳定性可能是由巨行星与一个巨大的原始冰碎片盘的相互作用引发的。在这项工作中，我们调查的条件下，这个原始磁盘可以合并成行星使用分析和数值计算。特别是，我们进行数值模拟的太阳系的早期动力学演化，占粘性搅拌和碰撞阻尼内的磁盘。我们证明，如果碰撞阻尼将足以保持温和的速度分散，地球质量trans-Neptunian行星可能出现在一个时间尺度的10万年。因此，我们的研究结果有利于这样一种情况，即外太阳系的动力学不稳定性在气态星云消散后立即开始，以避免外太阳系中地球质量行星的过度产生。
2021-07-22 astro-ph.EP
Dynamics of Planetesimals due to Gas Drag from an Eccentric Precessing Disk
我们分析了一个紧双星系统的拱星轨道中单个小行星的动力学。我们既包括第二颗恒星的引力摄动，也包括来自具有有限进动率的偏心气体盘的非线性气体阻力。我们考虑了几种气体的进动率和偏心率，并将结果与圆轨道上的静态圆盘进行比较。圆盘进动与经典静态情形有三个主要区别：（1）由气体阻力产生的平衡长期解不再是平均系统中的固定点，而是频率等于气体进动速率的极限环。周期的振幅与天体的大小成反比，对于$\sim 50$ km大小的微行星，振幅可以忽略不计。(ii)小天体所能达到的最大最终偏心率被限制在气体偏心率和强迫偏心率之间的间隔内，并且对于与气体强烈耦合的微行星，不再保证拱点对准。(iii)轨道衰变和长期演化的特征时间尺度随着岁差率的增加而显着降低，其值比静态磁盘小两个数量级。最后，我们将此分析应用到$γ$ -Cephei系统，并估计不同尺寸物体的撞击速度和气体偏心率值。对于高的磁盘偏心率，我们发现，磁盘的进动减少了不同大小的星子之间的速度色散，从而有助于吸积碰撞在磁盘的外部。相反的情况发生在几乎圆形的气体圆盘上，其中进动产生相对速度的增加。
2010-06-08 astro-ph.EP
N-Body Simulations of Growth from 1 km Planetesimals at 0.4 AU
我们提出了N体模拟的行星吸积开始1公里半径的星子在轨道上的1太阳质量的恒星在0.4 AU。星子的初始磁盘包含太多的机构，任何当前的N体代码集成，因此，我们模拟磁盘的样本补丁。虽然这大大减少了物体的数量，但我们仍然跟踪了超过10^5个粒子。我们考虑三个初始速度分布和监测的星子的增长。某些粒子的质量增加了100倍以上。此外，最大颗粒的逃逸速度比颗粒的速度分散快得多，这表明即将发生失控生长，尽管没有颗粒长得足够大以使其脱离幂律尺寸频率分布。这些结果与以前的统计和分析结果基本一致。我们通过假设撞击时围绕质心的角动量守恒和合并的微行星松弛成球形来计算旋转速率。在我们的模拟结束时，大多数至少经历过一次合并的天体的旋转速度超过了分裂频率。这意味着在1公里及以上的行星增长的大多数模拟中所作的完全非弹性碰撞（完美吸积）的假设是不合适的。我们的模拟结果表明，在补丁中的粒子数已减少合并到其初始值的一半，较大的机构在磁盘的相邻区域的存在可能会限制模拟采用补丁近似的有效性。
2009-03-27 astro-ph.EP
Initial Planetesimal Sizes and the Size Distribution of Small Kuiper Belt Objects
我们表明，通过比较观测与理论模型，观测到的柯伊伯带的大小分布是很好地匹配的凝聚模型，从一个初始的小行星人口半径约为1公里，随后的碰撞演化。我们发现，在太阳系年龄段内，观测到的R > 30 km的尺度分布没有受到碰撞演化的影响，而R ~ 30 km以下的尺度分布受到了碰撞的影响，其斜率与使用已发表的强度定律的碰撞演化模型很好地匹配。我们详细地研究了从0.01公里到30公里的天体的尺寸分布，发现其斜率在接近R <0.1公里的物质强度主导的天体的平衡碰撞级联的预期值之前作为半径的函数变化了几次。与0.01 ~ 30 km范围内的单一幂律尺度分布相比，我们发现R ~ 10 km范围内的天体数量严重不足，而2km范围内的天体数量严重过剩。这种赤字和过剩是由在公里大小范围内的小微行星的过剩质量造成的，这是从失控的增长阶段遗留下来的，在4.5 Gyrs的碰撞演化后，在尺寸分布中留下了一个签名。因此，对小KBO尺寸分布的观测可以测试大KBO是否是由于失控生长而生长的，并限制初始的星子尺寸。我们发现，从最近的KBO掩星调查的结果和所观察到的KBO的大小分布可以最好地匹配的初始星子人口，包含约相等的质量，每个对数质量箱的机构，从0.4公里到4公里的半径。此外，我们发现，我们不能匹配所观察到的KBO的大小分布，如果大部分的星子质量包含在半径为10公里或更大的机构。
2013-04-02 astro-ph.EP
Thermal evolution and sintering of chondritic planetesimals II. Improved treatment of the compaction process
重建可以被分配到同一母体的单个陨石的热历史，可以得出母体的一般特征，这对行星形成过程有重要的线索。这就需要建立模型，通过短寿命的放射性物质，特别是26铝，加热这些物体，并通过热传导冷却，然后与陨石的冷却历史进行比较。星子材料的导热性主要取决于多孔材料的孔隙率，并通过在高温和高压下材料的烧结而改变。颗粒物质的压实是陨石母体热历史的关键过程。通过应用最初为冶金过程中的热等静压开发的概念，改进了压实过程的建模。它被扩展到一个二元混合物的基质和球粒，在陨石中观察到。通过与已发表的烧结实验数据的比较，它表明，该算法允许一个足够准确的建模的硅酸盐材料的压实。结果表明，烧结发生的特征温度是不同的基质或球粒为主的前体材料。我们采用新的方法来模拟的热演化的母体的Hxtes和确定一个改进的优化设置的模型参数为这个机构。
2014-11-11 astro-ph.EP
Dynamics of Solids in the Midplane of Protoplanetary Disks: Implications for Planetesimal Formation
本文采用Athena程序对原行星盘中平面的粒子和气体进行了局部二维和三维混合数值模拟。颗粒与气体的空气动力学耦合，包括颗粒与气体的反馈。我们忽略磁旋转湍流作为PPD死区的近似，忽略粒子自引力来研究微行星形成的前兆。我们的模拟包括一个广泛的粒子尺寸分布，从强耦合粒子与无量纲停止时间τ_s=欧米茄t_stop= 1 e-4的边缘耦合的τ_s=1（其中欧米茄是轨道频率，t_stop是粒子摩擦时间），和广泛的固体丰度。我们的主要结果是：1.τ_s>=0.01的粒子在Kelvin-Helmholtz不稳定性发生前，积极参与流动不稳定性，产生湍流并维持粒子层的高度。2.当固体的大部分（τ_s>=0.01）和高度积分的固体与气体质量比Z是超太阳能时，作为流动不稳定性的结果的强颗粒聚集发生。3.径向漂移速度相对于传统的Nakagawa-Sekiya-Hayashi（NSH）模型有所减小，特别是在高Z下。我们得到了一个广义的NSH平衡解的多粒子物种，符合我们的结果非常好。4.τ_s>=0.01的粒子间碰撞速度主要由微分径向漂移决定，在较大的Z值下，碰撞速度大大减小。5.对于局部盘体固体丰度的富集和晶粒生长，存在两个正反馈回路。所有这些效应都促进了星子的形成。
2010-08-17 astro-ph.EP
The influence of cold Jupiters in the formation of close-in planets. I. planetesimal transport
研究冷木星引力及气体盘拖曳下星子的轨道迁移机制，发现长期共振通过类似雪犁过程高效聚集星子，揭示了冷木星促进内部行星系统形成的新途径。
2023-09-15 astro-ph.EP
Planetesimal and Protoplanet Dynamics in a Turbulent Protoplanetary Disk: Ideal Stratified Disks
由于气体盘中磁旋转不稳定性驱动的密度波动的引力影响，微行星和原行星经历扩散径向迁移以及其他轨道性质的变化。对粒子轨道影响的大小可能对行星形成的情景产生重要影响。我们使用本地剪切盒近似来模拟一个理想的，等温的，磁化的气体盘与垂直密度分层，并同时演化的气体和宿主恒星的引力场下移动的许多无质量的粒子。我们测量的粒子轨道特性的演变，包括平均半径，偏心率，倾角，和速度色散，其依赖于磁盘的属性和粒子的初始条件。虽然结果收敛与分辨率为固定的盒子尺寸，我们发现的颗粒的湍流气体的重力的响应与水平的盒子大小，高达16个磁盘规模的高度。这种相关性表明，在解释涉及磁旋转湍流引力物理学的局部剪切盒模型时应谨慎。然而，基于启发式的论证，我们提出了L_h / R ~ O（1）准则，其中L_h是水平盒子的大小，R是到主星的距离，从而可能地解决这个难题。如果这一标准成立，我们仍然可以得出结论，磁旋转湍流似乎是无效的驱动扩散迁移或碰撞侵蚀在大多数情况下。
2012-01-18 astro-ph.EP
Planetesimal formation by the gravitational instability of dust ring structures
我们研究了尘埃环结构的引力不稳定性（GI）和微行星通过其引力坍缩的形成。自引力环结构的归一化色散关系包括与其宽度和线质量（单位长度的质量）有关的两个参数。我们测量了这些参数，并计算了增长率和波数。此外，我们还研究了由原行星盘的长期GI的生长所形成的环GI的生长所形成的星子形成。我们采用了一个巨大的，尘埃丰富的磁盘作为磁盘模型。我们发现的范围内的破碎环GI作为一个功能的环的宽度。对于较小的环宽度，环GI的最内半径较小。我们还确定的范围内的初始星子质量产生的环GI的碎片。我们的结果表明，在碎裂之后，星子的质量在其诞生时可以达到10^28 g。如果环的宽度是环半径的0.1%，则它可以低至约10^25 g，并且下限随着环的宽度而增加。此外，我们还得到了小行星质量上下限的近似公式。我们预测，环GI所形成的星子，由于科里奥利力作用在收缩的尘埃上，因此具有旋转。这与许多海王星外双星都呈现出旋光的事实是一致的。
2022-11-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
The effects of short-lived radionuclides and porosity on the early thermo-mechanical evolution of planetesimals
在混沌生长的巨大撞击阶段之前聚集的类地星子的热历史和内部结构可能对类地行星的最终组成和演化产生重要影响。这些参数主要取决于加热与冷却的内部平衡，这主要取决于铝-26和铁-60等短寿命放射性核素（SLR）的存在以及材料的导热性。SLR的加热作用取决于它们的初始丰度、星子的形成时间和大小。有人认为，冷却历史是由颗粒材料的孔隙率，经历了巨大的变化，通过压实过程，并往往随着时间的推移而减少。在这项研究中，我们评估这些参数的影响，年轻的星子的热机械演化与二维和三维模拟。使用代码系列I2 ELVIS/I3 ELVIS，我们已经运行了许多二维和三维数值有限差分流体动力学模型，具有不同的星子半径，形成时间和初始孔隙度。我们的研究结果表明，粉末状材料降低了在星子熔化和对流的阈值，这取决于SLR存在的量。微行星的一个子集保留了一个粉末状的表面层，降低了导热性，阻碍了冷却。初始孔隙度的影响是小的，但是，相比的星子的大小和形成时间，占主导地位的热机械演化和熔融和分化的发病的主要因素。我们评论这项工作的影响，这些星子的结构和演化，以及他们的行为可能的积木的类地行星。
2016-03-18 astro-ph.EP physics.geo-ph
Pebble Accretion and the Diversity of Planetary Systems
我研究的标准模型的行星形成，包括卵石吸积，使用数值模拟。大到足以成为巨行星的行星胚胎不会在典型的磁盘寿命内形成超过冰线，除非冰卵石以比岩石卵石更高的速度粘附。像太阳系这样的系统（小的内行星，巨大的外行星）可以形成，如果（i）冰卵石比岩石卵石更粘，（ii）微行星的形成效率随着卵石的大小而增加，这阻止了大质量类地行星的形成。冰线以外的增长主要是卵石的堆积。大多数增长发生在早期，当卵石的表面密度高，由于向内漂移的卵石从外盘。在外盘耗尽后，增长速度要慢得多。结果是敏感的磁盘半径和湍流水平，控制的寿命和最大尺寸的卵石。结果是敏感的最大的星子的大小，因为有一个阈值质量的卵石吸积的开始。如果在卵石仍然丰富的情况下形成了一些大的星子，那么星子的形成速率就不重要了。两个结果被看到，取决于卵石吸积是否开始，而卵石仍然丰富。要么（i）多颗气态巨行星在冰线之外形成，小行星在靠近恒星的地方形成，一个类似柯伊伯带的天体盘被巨行星向外散射;要么（ii）没有巨行星形成，天体保持地球质量或更小。
2016-04-21 astro-ph.EP
Hybrid methods in planetesimal dynamics: Formation of protoplanetary systems and the mill condition
原行星盘的形成和演化从理论和数值的角度来看仍然是一个挑战。在这项工作中，我们首先进行了一系列的测试，我们的新的混合算法提出的Spurchke，Amaro-Seoane和Spurzem 2011年（以下论文I），结合了直接求和N体方法的高精度与统计描述的星子盘基于福克-普朗克技术的优势。然后，我们解决行星的形成，重点是从星子形成原行星。我们发现，该系统的演变是由遭遇以及直接碰撞驱动的，需要仔细建模的速度色散和尺寸分布的演变在很大的尺寸范围内。模拟结果表明，由于间隙的形成，原行星吸积没有终止，因为星子的分布只受到很小的波动。我们还表明，这些功能是弱相关的原行星的位置。不同的冲击强度的探索表明，碎裂主要控制的整体质量损失，这是不太明显的早期失控增长。我们证明，碎片结合有效去除碰撞碎片的气体阻力设置一个普遍的上限的原行星质量的函数的距离的宿主恒星，我们称之为轧机条件。
2013-01-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the Stability of Dust-Laden Protoplanetary Vortices
通过原行星盘中尘埃层的引力不稳定性形成星子，需要有局部斑块，尘埃集中在背景值的几个$\times 10^3$的$\sim$因子上。原行星盘中的旋涡可能会将尘埃浓缩到这些值，使它们成为星子的温床。与背景盘相比，涡旋核心中的尘埃浓度增加了核心的尘气比，形成了“重涡旋”。“在这项工作中，我们表明这些漩涡受到一种不稳定性的影响，我们称之为重核不稳定性。使用Floquet理论，我们表明，这种不稳定性发生在椭圆形的原行星涡旋时，气体尘埃密度的核心的漩涡是重的比周围的气体尘埃密度的百分之几十。重核不稳定性增长非常迅速，增长时间尺度为几个涡旋旋转周期。虽然这种不稳定性的非线性演化仍然未知，但它可能会增加漩涡中尘埃层的速度分散，因为不稳定性在足够的尘埃聚集形成原行星种子之前就开始了。因此，这种不稳定性可能会阻止旋涡成为小行星形成的场所。
2010-08-11 astro-ph.EP
Debris disk size distributions: steady state collisional evolution with P-R drag and other loss processes
我们提出了一个新的计划，用于确定的大小分布的形状，及其演变，碰撞级联的星子进行破坏性的碰撞和损失过程，如坡印廷-罗伯逊阻力。该计划对待的稳态部分的级联相等的质量损失和增益在每个尺寸箱，最小的粒子预计达到稳定状态的碰撞时标，而较大的粒子保留其原始分布。对于碰撞主导的磁盘，稳态意味着对数尺寸箱中的质量损失率与尺寸无关。这个处方再现了预期的两相尺寸分布，波纹以上的吹出的大小，以上的重力主导的星子强度的过渡。该方案还再现了预期的磁盘质量和尘埃质量的演变，但在计算上比时间向前发展的分布快得多。对于低质量的盘，P-R阻力导致小尺寸的翻转到由再分布函数（碰撞中产生的碎片的质量分布）设定的尺寸分布。因此，有关再分布函数的信息可以通过测量经历P-R阻力损失的粒子的尺寸分布来恢复，例如通过在地球上吸积的粒子来跟踪。虽然在PR主导的区域中，尘埃的横截面积以1/年龄^[2]的速度下降，但尘埃质量以1/年龄^[2.8]的速度下降，这突出表明在考虑尘埃盘的可探测性如何演变时，了解哪些颗粒尺寸对观测有贡献是非常重要的。其他损失过程很容易纳入，我们还讨论了广义幂律损失率，动态损耗，现实的辐射力和恒星风阻力。
2011-03-28 astro-ph.EP
Dynamical origin of Theia, the last giant impactor on Earth
本文通过类地行星形成动力学模拟，证明地球最后一个巨型撞击体忒伊亚有约50%概率为碳质天体，从而在动力学上验证了地球晚期吸积碳质物质的宇宙化学假说。
2025-07-02 astro-ph.EP
The Surfaces of Small to Mid-Size Plutinos: Evidence of an Association Between Inclination and Surface Type
本研究通过观测43颗冥族小天体的表面反射率，发现其表面类型与轨道倾角存在统计显著关联，为原恒星子盘的径向成分分区及海王星迁移过程提供了新的观测约束。
2025-07-14 astro-ph.EP
Dynamics of Porous Dust Aggregates and Gravitational Instability of Their Disk
我们考虑多孔冰尘埃聚集在湍流气体磁盘的动力学和调查的磁盘的稳定性。我们评估的随机速度的多孔粉尘聚集体考虑其自重，碰撞，气动阻力，湍流搅拌和散射由于气体。我们通过引入各向异性速度色散和随机速度的弛豫时间扩展了我们以前的工作。我们发现当湍流粘性参数$α$小于约$4 \times 10^{-3}$时，最小质量太阳星云模型是引力不稳定的。推导了引力不稳定性发生时的$α$的上限，它是圆盘参数的函数。我们讨论了引力不稳定性对微行星形成的影响。
2017-05-12 astro-ph.EP
Dust-gas dynamics driven by the streaming instability with various pressure gradients
Department of Physics and Astronomy, University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校物理与天文系）；Nevada Center for Astrophysics, University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校内华达天体物理学中心）
研究探讨了不同压力梯度对尘-气体流体不稳定性的影响，发现梯度变化影响尘埃颗粒分布和涡旋结构，为原行星盘模型提供新见解。
2024-01-19 astro-ph.EP
Dust Clumping in Outer Protoplanetary Disks: the Interplay Among Four Instabilities
本研究通过三维全局模拟，揭示了外原行星盘中VSI、SI、RWI和KHI四种不稳定性相互作用导致尘埃强烈聚集，其中仅少数涡旋中的聚集足以形成星子。
2025-04-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Candidate Water Vapor Lines to Locate the H$_{2}$O Snowline through High-Dispersion Spectroscopic Observations I. The Case of a T Tauri Star
在原行星盘的H $_{2}$ O雪线内，水从尘埃颗粒表面蒸发成气相，而在雪线以外的寒冷区域，水被冻结在尘埃上。H $_{2}$ O冰增强了盘的寒冷外部的固体物质，这促进了气体巨行星核心的形成。我们可以把H $_{2}$ O雪线看作是划分岩石和气态巨型行星形成区域的表面。因此，观测测量H $_{2}$ O雪线的位置对于理解星子和行星形成过程以及地球上水的起源至关重要。在本文中，我们发现候选水线定位的H $_{2}$ O雪线，通过未来的高色散光谱观测。首先，我们计算了圆盘的化学成分，并调查了H $_{2}$ O气体和冰的丰度分布，以及H $_{2}$ O雪线的位置。我们证实，H $_{2}$ O气体的丰度高，不仅在热的中面区域内的H $_{2}$ O雪线，而且在热的表面层的外盘。其次，我们计算了H $_{2}$ O线的轮廓，并确定了那些H $_{2}$ O线是有希望的定位H $_{2}$ O雪线：所确定的线是那些具有小的爱因斯坦$A$系数和高的上态能量。候选H $_{2}$ O线的波长范围从中红外到亚毫米，并且它们与ALMA和未来的中红外高色散光谱仪（例如，TMT/MICHI，SPICA）。
2016-06-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Candidate Water Vapor Lines to Locate the H$_{2}$O Snowline through High-Dispersion Spectroscopic Observations II. The Case of a Herbig Ae Star
观测测量H $_{2}$ O雪线的位置对于了解星子和行星的形成过程以及地球上水的起源至关重要。在Herbig Ae恒星（$T_{\mathrm{*}}\sim$ 10，000 K，$M_{\mathrm{*}}\gtrsim$ 2.5 $M_{\bigodot}$）周围的圆盘中，H $_{2}$ O雪线的位置比温度较低、质量较小的金牛T型恒星更远离中心恒星。因此，H $_{2}$ O发射线通量从该地区内的H $_{2}$ O雪线预计将更强。在本文中，我们计算的化学成分的Herbig Ae磁盘使用化学动力学。接下来，我们计算了H $_{2}$ O的发射线轮廓，并研究了候选水线在宽范围的波长（从中红外到亚毫米），可以定位的H $_{2}$ O雪线的位置的属性。这些谱线具有小的Einstein $A$系数（$\sim 10^{-6} -10^{-3}$ s $^{-1}$）和相对高的上态能量（$\sim$ 1000 K）。总通量随波长的减小而增加。我们研究未来观测的可能性（例如，ALMA，SPICA/SMI-HRS）定位H $_{2}$ O雪线的位置。由于从Herbig Ae盘中识别出的线的通量比从T Tauri盘中识别出的线的通量强，因此成功检测Herbig Ae盘的可能性有望增加。
2017-01-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
A simple model for the evolution of the dust population in protoplanetary disks
内容：尘埃的全球大小和空间分布是原行星盘的结构和演化以及更大天体（如星子）形成的重要因素。目的：我们的目标是推导出简单的方程，解释全球的尘埃表面密度分布和粒度分布的上限，可以很容易地用于进一步建模或解释观测数据的演变。研究方法：我们已经开发了一个简单的模型，遵循的尘埃粒度分布的上端和尘埃表面密度分布的演变。这个模型是校准与国家的最先进的模拟尘埃演化，治疗尘埃的生长，破碎，并在粘性不断发展的气体盘运输。结果：我们发现非常好的协议之间的完整的灰尘演变代码和玩具模型在本文中提出的。我们推导出的分析配置文件，描述的尘埃-气体比和尘埃表面密度分布以及在原行星盘，以及由固体材料的径向通量“雨出”，这是至关重要的触发任何引力辅助形成的星子。我们发现，碎片化是在磁盘的内部区域的主导作用，导致尘埃表面密度指数为-1.5，而在以后的时间外部区域可以成为漂移为主，产生尘埃表面密度指数为-0.75。我们的研究结果表明，径向漂移是没有效率的破碎尘埃颗粒。这支持了这样一种理论，即小的尘埃颗粒是由于盘的湍流状态而被碎片化补充的。
2012-01-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
