Planetesimals Around Stars with TESS (PAST): II. An M Dwarf "Dipper" Star with a Long-Lived Disk in the TESS Continuous Viewing Zone
本文报告了TESS在Carina星群M矮星2M0632周围发现的带有长寿命吸积盘的掩源星，其深度变暗事件挑战了盘寿命不足10 Myr的传统认知，揭示了M矮星光蒸发较慢对盘演化的影响。
2022-04-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Carbonaceous Chondrites provide evidence for late-stage planetesimal formation in a pressure bump
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）
研究通过二维蒙特卡洛模拟尘埃演化，揭示碳质球粒陨石中尘埃成分差异与压力 bump的关联，表明其可能形成于长期存在的尘埃陷阱。
2026-04-17 astro-ph.EP
Dynamical evolution of thin dispersion-dominated planetesimal disks
我们研究了垂直薄的、弥散主导的微行星盘的动力学，其偏心率$e$和倾角$i$（以希尔单位标准化）满足$e >> 1$、$i << e^{-2} << 1$。这种情况可能是典型的，例如，在行星形成的寡头阶段结束时的原行星核心群。在这个制度的轨道参数的星子散射具有各向异性的字符和强烈不同于厚（$i ~ e$）磁盘散射。我们推导出的星子散射系数的解析表达式，并与数值计算进行比较。我们发现显着差异的倾斜散射系数获得的两种方法，并归因于这种差异的影响不占在分析计算：多个散射事件（临时捕获，这可能是相关的生产遥远的行星卫星以外的希尔球）和遥远的相互作用的星子之前，他们的密切接触。我们的计算表明，一个薄的，分散为主的星子磁盘的倾斜指数增长在一个非常短的时间尺度上意味着（1）这样的磁盘必须是非常短暂的和（2）在这个动力学阶段的星子吸积是微不足道的。我们的结果也适用于剪切为主的磁盘切换到色散为主的制度的动力学。
2009-08-10 astro-ph.EP
From Dust to Planets I: Planetesimal and Embryo Formation
行星形成模型从已经完全形成的原始胚胎和星子开始，错过了一个关键步骤，星子/原始胚胎的形成。在这项工作中，我们包括处方的星子和原生胚胎形成所产生的鹅卵石被困在短暂的压力颠簸，在热演化的粘性盘检查整个磁盘的原生胚胎和星子的大小和分布。我们发现，微行星的大小随着轨道距离的增加而增加，从距离恒星约10公里到距离恒星数百公里。原始胚胎的质量也随着轨道半径的增加而增加，范围从冰线周围的$10^{-6} M_{\rm \oplus}$到冥王星轨道附近的$10^{-3} M_{\rm \oplus}$。我们包括卵石和星子吸积的处方，以检查原始胚胎可以达到的质量。在靠近恒星的地方，由于小的星子，星子吸积是有效的，而卵石吸积在卵石尺寸有限的地方是有效的，但在卵石供应减少之前，由于低吸积率，漂移占主导地位时效率低下。在冰线外，由于星子离心率的增加，星子吸积变得效率低下，而卵石吸积随着初始原胚质量的增加而变得更加有效，使它们在卵石供应耗尽之前显着增长。结合这两种情况可以在更大的距离上形成更大质量的原胚胎，因为星子的吸积可以使卵石吸积变得更有效，从而使巨大的行星核心在10 au的距离上形成。通过包括更现实的初始原胚和星子大小，以及合并吸积的情况下，应该允许一个更完整的理解，在开始到结束的过程中如何行星和行星系的形式。
2021-07-02 astro-ph.EP
Convective Overstability in Radially Global Protoplanetary Disks. II. Impact on planetesimal formation
本文通过径向全局原行星盘模拟研究对流超稳定性（COS）对尘埃动力学的影响，发现COS产生的大尺度涡旋能在较低金属丰度下引发尘埃聚集，揭示其对星子形成的重要作用。
2025-03-03 astro-ph.EP
Massive Debris Disks May Hinder Secular Stirring by Planetary Companions: An Analytic Proof of Concept
该研究通过解析模型证明，大质量碎屑盘的自引力会加速拱线进动，抑制星子偏心率，从而可能阻碍偏心行星的长期搅动，对行星推断和盘质量约束有重要意义。
2024-03-15 astro-ph.EP astro-ph.GA
Vortices as nurseries for planetesimal formation in protoplanetary discs
湍流、二维、流体动力学流动的特征是出现相干的、长寿命的旋涡，而不需要调用特殊的初始条件。涡流具有隔离颗粒的能力，其典型半径为约1 mm至10 cm，与气体略微分离。具有表面密度和有效温度分布的圆盘的一般特征是，对于固定的颗粒尺寸，存在四个涡流区，所述表面密度和有效温度分布是径向距离的幂律函数。特别地，两个区域在中间径向距离处形成环形，小颗粒驻留在该环形内。颗粒捕获的旋涡发生在一个动态的时间尺度附近，并在这个环的边界。随着椎间盘老化和颗粒通过凝固生长，环的尺寸缩小。较旧的圆盘更喜欢捕获较小的颗粒，因为气体表面密度随时间而降低，我们称之为“涡流老化”。更粘稠、更不透明的灰尘和/或质量更小的盘可以具有更快老化的涡流，并且在盘的整个寿命期间捕获更宽范围的颗粒尺寸。因此，圆盘如何有效地将其质量保持在固体中取决于凝结和涡旋老化之间的相对时间尺度。如果涡旋在原行星盘中形成，那么它们对于具有典型质量的圆盘以及可能从原恒星星云中凝结出来的粒子来说很重要。粒子捕获也发生在与行星形成相关的距离上。未来对颗粒不透明度随径向距离变化的红外、亚毫米和厘米观测将检验涡旋作为原行星盘中颗粒生长的苗圃的假设。
2010-07-17 astro-ph.EP astro-ph.GA
Efficient planet formation by pebble accretion in ALMA rings
在过去的十年中，ALMA的观测揭示了大部分原行星盘在尘埃连续体中包含环。这些环是卵石聚集的地方，这有利于微行星的形成和随后的行星组装。我们研究ALMA环内的行星形成的可行性，其中鹅卵石被困在一个高斯形的压力颠簸或强大的尘埃反作用。星子通过流动不稳定性在环的中平面形成。通过进行N体模拟，我们研究了碰撞合并和卵石吸积这些星子的增长。由于环中卵石的高度集中，通过卵石吸积的星子的生长在它们出生时就变得有效。我们发现，行星迁移在环和行星的演化中起着决定性的作用。对于行星可以从环向内迁移的盘，只要环被供给来自外盘的材料，就达到稳定状态，其中环产生${\sim}20 M_\oplus$行星芯。该环作为一个长寿的行星工厂，它可以解释在DSHARP大型计划中观察到的尘埃环的“微调”光学深度。相比之下，如果没有行星迁移机制，一颗大质量行星就会形成并摧毁环。在行星形成环的位置将留下一条宽而大的星子带。环中的行星形成可以解释在碎片盘中观察到的成熟行星系。
2022-11-08 astro-ph.EP
The outcome of protoplanetary dust growth: pebbles, boulders, or planetesimals? II. Introducing the bouncing barrier
由于表面力的作用，微米大小的尘埃颗粒粘附在星周盘中，这是产生小行星和行星的第一阶段。驱动这一过程的关键因素是这种环境中尘埃颗粒之间的相对速度和尘埃聚集体碰撞的复杂物理学。在这里，我们提出了一个碰撞模型，这是基于这些聚集体的实验室实验的结果。我们研究了在原行星盘中通过凝聚可以达到的最大聚集体尺寸和质量。我们在三个不同的气体密度在1 AU的中平面的尘埃聚集体的增长模型。我们发现，尘埃的演变并不遵循先前假设的增长-碎裂周期。在这三种盘模型中几乎不发生灾难性碎裂。此外，我们看到长寿，准稳态的分布函数的聚集体由于反弹。我们探讨了如何改变湍流参数和通过改变粉尘颗粒的临界质量比的质量和孔隙率的变化。在模拟过程中，粒子的斯托克斯数大约为10^-4。在这些模型中，粒子的生长是通过反弹而不是破碎来停止的。聚集体的最终Stokes数对气体密度和湍流强度的变化相当不敏感。颗粒的最大质量被限制为约1克（球粒大小的颗粒）。微行星的形成可以通过这些按空气动力学大小分类的球粒大小的颗粒的湍流集中来进行。
2010-01-04 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
Dust-driven vortex cascades originating at water snow regions: A pathway to planetesimal formation
本研究通过全球二维气尘耦合流体动力学模拟，发现原行星盘水雪线区域的温度子结构能触发自维持的Rossby涡旋级联，有效聚集尘埃并促进星子及行星核的快速形成。
2025-05-30 astro-ph.EP
Impact of planetesimal eccentricities and material strength on the appearance of eccentric debris disks
背景：由于碎片盘中的星周尘埃是短暂的，尘埃的补充需要一个星子库的存在。这些位于碎片盘母带中的微行星围绕其宿主恒星运行，并通过相互碰撞不断为盘提供细小的尘埃。目的：我们的目标是了解不同的碰撞参数对偏心碎片盘的观测外观的影响。方法：采用ACE数值模拟程序，对选定的碎片盘构型的碰撞演化过程进行了数值模拟。随后，选定的可观测量与我们新开发的代码DMS模拟。偏心率的影响，动态激励，和材料强度的讨论相对于颗粒尺寸分布，光谱能量分布，空间分辨图像的碎片盘系统。结果：在不同的碰撞演化过程中，最明显的特征如下。首先，碎片盘系统偏心带中动力激励的增加和尘埃颗粒的材料强度的降低导致较小颗粒的较高产生率。这就减少了盘的近星点和近星点两侧的表面亮度差异。对于非常低的材料强度，“近心辉光”现象减少，最终甚至被相反的效果“远心辉光”所取代。第二，它是可能的，以限制从磁盘的外观碰撞活动的水平，例如，波长依赖的远心近心通量比。在所考虑的参数空间内，材料强度对盘的外观的影响比系统的动力学激励的影响更强。最后，我们发现碰撞参数对净谱能量分布的影响很小。
2018-06-06 astro-ph.EP
Planetesimal/Debris discs
这一章为年轻的研究人员介绍了我们目前对碎片盘的理解。它介绍了它们的一些基本性质和可观测性，并描述了我们认为它们是如何形成和碰撞演化的。特别强调的是致力于ALMA观测的尘埃和气体，这限制了星子的分布，他们的挥发性成分，和潜在的挥发性输送到行星大气。
2022-02-14 astro-ph.EP
Debris disc formation induced by planetary growth
数百颗年龄超过1000万年的恒星被观测到有红外线过剩。这些观测结果可以用隐藏的微行星碰撞碎裂形成的尘埃颗粒来解释。这种尘埃状的小行星盘被称为碎片盘。在一个动态冷的星子盘中，星子的碰撞凝聚产生行星胚胎，然后搅动周围剩余的星子。因此，由行星形成而产生的星子碰撞碎裂形成了一个碎片盘。我们的目标是通过数值模拟星子种群的凝聚和分裂来确定碎片盘中底层星子的属性。碎片盘的亮度和时间演化取决于星子盘的径向分布、内外边缘的位置、总质量和盘中星子的大小。我们发现，一个径向狭窄的星子盘是最有可能导致的碎片盘，可以解释的趋势，观察到的红外线过剩的碎片盘周围的G型恒星，行星形成只发生在1亿年前。早期的碎片盘形成是由行星形成引起的，而后期的演化则是由已经形成的行星周围剩余星子的碰撞衰变所解释的。在$\approx 30$ AU上，具有半径为$\sim 100\,$ km的基本星子的星子盘最容易解释斯皮策太空望远镜24和70 $ μ$ m来自G型恒星周围碎片盘的通量。
2014-06-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Capture of Interstellar Planetesimals in Protoplanetary Discs in Binary Star Systems
Monash University（莫纳什大学）；OzGrav: Australian Research Council Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery（澳大利亚研究委员会引力波发现卓越中心）
该研究通过超3000万次数值实验发现，双星系统中原行星盘可通过气体阻力捕获星际星子，为双星系统输送固体提供补充通道，缓解原位星子形成的低效问题。
2026-10-14 astro-ph.EP
On the dynamics and collisional growth of planetesimals in misaligned binary systems
上下文节录。许多恒星是双星系统的成员。在早期阶段，当恒星被圆盘包围时，双星轨道和圆盘中平面可能相互倾斜。金牛座T星周围的圆盘将变得轻微弯曲，并围绕双星系统的角动量矢量进行固体进动。目前还不清楚这样一个圆盘中的星子将如何演变和影响行星形成。目标。我们研究了嵌入在圆盘中的微行星的动力学，圆盘是由一个双伴星在一个圆形的倾斜轨道上扰动的。我们检查的星子碰撞速度，以确定何时可以通过吸积增长。我们改变双星倾角、双星间隔、D、盘质量和星子半径。我们的标准模型具有D=60 AU，倾角=45度，和相当于MMSN的盘质量。方法.我们使用三维流体动力学代码来模拟光盘。微行星是测试粒子，它们经历气体阻力，圆盘的引力，伴星的引力。微行星轨道交叉事件的检测和用于估计碰撞速度。结果对于具有适度倾角（25度）的双星系统，盘引力阻止微行星轨道经历强烈的微分节进动（在没有盘的情况下发生），并迫使微行星平均与盘进动。对于不同大小的天体，轨道平面会适度地相互倾斜，导致碰撞速度，抑制增长。对于较大的倾角（45度），Kozai效应起作用，导致破坏性的大相对速度。结论.在具有类似于本文所考虑的参数的倾斜双星系统中，通过星子吸积形成行星形成是困难的。对于Kozai机制运行的系统，形成行星的前景非常遥远。
2011-04-07 astro-ph.EP
On the dynamics of planetesimals embedded in turbulent protoplanetary discs with dead zones
原行星盘中的吸积被认为是由[...]磁旋转不稳定性（MRI）。最近的工作表明，嵌入完全湍流盘中的星子群受到速度色散的强烈激发，导致半径R_p < 100 km的天体的碰撞破坏。星子半长轴的显著扩散也出现了，导致星子种群在原行星盘内部区域的大规模扩散，这显然与小行星在小行星带内的分布所提供的限制相矛盾。在本文中，我们研究的动力学的微行星嵌入在垂直分层的湍流盘，有无死区。我们的主要目的是检查的湍流激发的速度色散，和径向扩散，在这些光盘的星子。我们采用三维MHD模拟[.]，一个化学平衡模型[…]我们发现，星子在充分湍流光盘开发大的随机速度，将导致碰撞破坏/侵蚀的大小低于100公里的机构，并经历径向扩散的规模\sim 2.5 AU超过5万年光盘的寿命。但在死区中的星子经历的随机速度的激发大大减少，并且对于尺寸R_p < 100 km的弱聚集体和强聚集体，平衡速度分散位于破裂阈值之间。我们还发现，径向扩散发生在一个大大减少的长度尺度\sim 0.25 AU在光盘的寿命时间，这是一致的太阳系的限制。我们的结论是，通过较小的机构之间的相互碰撞的星子增长不能发生在一个完全动荡的磁盘。相比之下，死亡区可能提供一个安全的避风港，在那里公里大小的星子可以避免通过碰撞相互毁灭。
2011-06-22 astro-ph.EP
Exploring the conditions for forming planetesimals by the streaming instability and planetary systems by pebble accretion
Center for Star and Planet Formation, Globe Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学全球研究所恒星与行星形成中心）；Division of Astrophysics, Department of Physics, Lund University（隆德大学物理系天体物理学部）；New Mexico State University, Department of Astronomy（新墨西哥大学天文学系）
研究通过流不稳定性形成行星esimal、冷轨道气态巨行星、超级地球和类地胚胎以及温带轨道岩石行星胚胎的条件，分析湍流强度、斯托克斯数和初始盘大小的影响。
2026-04-28 astro-ph.EP
Simulations of Small Solid Accretion onto Planetesimals in the Presence of Gas
年轻的原行星盘中微行星的生长和迁移是行星形成的基础。在所有的早期生长模型中，有几个过程可以抑制晶粒达到更大的尺寸。然而，观测表明，星子的生长必须是迅速的。如果少数100公里大小的微行星确实设法在盘中形成，那么气体拖曳效应可以使它们能够有效地从引力聚焦的横截面之外吸积小固体。原则上，这种气体阻力增强的吸积可以让星子以快速的速度生长。我们提出了自洽的流体动力学模拟与直接粒子积分和气体阻力耦合，以估计由于卵石吸积的星子增长率。风洞模拟用于探索一系列的颗粒尺寸和光盘条件。我们还探讨了星子增长的分析估计和数值积分星子漂移由于小固体的吸积。我们的研究结果表明，对于几乎每一种情况下，我们认为，有一个明显的首选颗粒大小吸积，吸积的星子和当地光盘条件的属性。对于比优选的颗粒尺寸小得多的固体，当颗粒被夹带在气体中并围绕星子流动时，吸积速率显著降低。比理想尺寸大得多的固体以与引力聚焦相一致的速率吸积。我们的分析估计卵石吸积突出的时间尺度，需要在不同的磁盘条件和初始小行星的大小的大型物体的增长。
2017-08-01 astro-ph.EP
Planetesimal formation at the gas pressure bump following a migrating planet I. Basic characteristics of the new formation model
为了避免已知的困难，在星子的形成，如漂移或碎裂障碍，许多方案已经提出。然而，在这些情况下，星子一般只在原行星盘的某些特定位置形成。另一方面，在行星形成模型和星群合成模型中，一般假设星子广泛分布在原行星盘中。在这里，我们提出了一个新的方案，其中星子可以形成在广泛的地区的光盘。微行星形成于第一代行星形成的气压隆起处（例如由卵石吸积形成），随着行星的迁移，形成区域向内扩展。我们使用一个简单的一维拉格朗日粒子模型来计算由一个迁移嵌入行星扰动的气体盘中的卵石的径向分布。我们认为，星子形成的流动不稳定性的点，卵石与气体的密度比的中平面变得大于1。我们还研究了一些关键参数的影响，如气体盘模型，卵石的质量流量，行星的迁移速度，湍流的强度。我们发现，只要卵石的流量是典型的，湍流不是太强，星子形成在盘的广泛地区。星子表面密度取决于卵石质量通量和行星的迁移速度。星子的总质量和形成区的轨道位置强烈地依赖于卵石质量通量。我们还发现，轮廓的星子表面密度和它的斜率可以估计由非常简单的方程。我们表明，我们的新方案可以解释形成的星子在广泛的领域。简单的估计，我们提供的星子表面密度分布可以用作人口合成模型的初始条件。
2020-10-20 astro-ph.EP
The short-lived production of exozodiacal dust in the aftermath of a dynamical instability in planetary systems
与温暖的尘埃带（通常称为exozodis）有关的过量发射已经在附近三分之一的恒星周围观察到。解释观测所需的高水平尘埃通常与稳态演化不一致。一个普遍的看法是，这些尘埃是动力学不稳定性的后果，类似于太阳系后期的重轰炸。在这项工作中，我们使用的N体模拟数据库，调查与外星子带系统中的巨行星之间的动力学不稳定性的后果。我们发现，虽然有一个显着增加的物质分散到内部区域的行星系的不稳定性后，这是一个短暂的影响。利用这种材料的最大寿命，我们确定，即使每颗恒星都有一个不稳定的行星系统，我们观察到不稳定后最多超过1%的类太阳恒星的概率非常低，并且目前处于不稳定后的行星系的比例更有可能被限制在<0.06。对于较年轻或质量较高的恒星，这种可能性略有增加。我们的结论是，在动力学不稳定性的后果温暖的尘埃的生产是太短暂的大量观察到的exozodiacal尘埃的主要来源。
2013-06-03 astro-ph.EP
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
Dust evolution in protoplanetary discs and the formation of planetesimals. What have we learned from laboratory experiments?
经过25年的实验室研究原行星尘埃凝聚，一个一致的图片，涉及碰撞尘埃聚集体的各种过程已经出现。除了粘附、弹跳和碎裂之外，其他效果，例如，腐蚀或质量传递，现在已经被广泛研究。凝聚模拟一致地表明，$\rm μ$ m大小的尘埃颗粒在遇到弹跳屏障之前可以生长到mm到cm大小的聚集体，而亚$\rm μ$ m大小的水冰颗粒可以直接生长到星子大小。对于硅质物质，其他过程必须负责将尘埃聚集体转化为星子。在本文中，讨论了这些过程，介绍了出现的尘埃或结冰微行星的物理特性，并与来自太阳系内外的经验证据进行了比较。总之，由尘埃“卵石”的引力坍缩形成的星子似乎是最有可能的。
2018-02-01 astro-ph.EP
The fate of planetesimal discs in young open clusters: implications for 1I/'Oumuamua, the Kuiper belt, the Oort cloud and more
我们执行$N$体模拟的早期阶段的疏散星团的演变，包括大量的星子，最初安排在柯伊伯带盘周围的每颗恒星。在图形处理器（GPU）上使用一种新的四阶时间可逆的$N$体程序，在恒星引力作用下对整个系统进行了演化，即把星子作为测试粒子，并分别考虑了两种类似于IC 348和Hyades的初始星系团模型.在这两种情况下，微行星都可以在早期的星团演化过程中被动态激发，在恒星之间转移，或者被释放成为自由浮动的（如A/2017 U1或'Oumuamua）。我们发现，从另一颗恒星捕获的微行星不一定是动态不同于那些原生恒星。在一次相遇之后，原生的和捕获的微行星都可以表现出对齐的近星点，在性质上类似于在太阳系中看到的，通常被认为是第九行星的标志。我们讨论了我们的研究结果对我们的太阳系和系外行星系统的影响。
2019-04-12 astro-ph.EP
Hybrid methods in planetesimal dynamics (I) : Description of a new composite algorithm
原行星系统是行星形成的温床，其形成和演化是一个涉及多个数量级的复杂动力学问题。为了达到这个目的，我们提出了一种新的混合算法，结合了福克-普朗克方法的优点，一个纯粹的直接求和N-体计划，与一个非常准确的整合密切接触的轨道演化的较大机构的统计模型，设想模拟非常大量的较小的星子在光盘。直接求和技术在历史上曾发展用于研究稠密的恒星系统，如疏散星团和球状星团，以及在恒星数量限制的范围内的星系核。为使直接求和N体技术适应行星动力学而进行的修改的数量并非没有要求，需要进行修改。这些措施包括密切接触的方式进行治疗，以及选择过程中的“邻居半径”的粒子和扩展的厄米计划，用于第一次在这项工作中，以及实施的中心潜力，阻力和调整的正规化治疗。对于星子盘的统计描述，我们采用福克-普朗克方法。我们包括动态摩擦，高速和低速的遭遇，遥远的遭遇以及气体和碰撞阻尼的作用，然后将模型推广到非均匀光盘。然后，我们描述了这两种技术的结合，以解决整个问题的星子动力学在一个现实的方式通过过渡质量整合的粒子根据其质量的演变。
2011-05-30 astro-ph.EP astro-ph.GA
Growing the seeds of pebble accretion through planetesimal accretion
我们探讨了行星胚胎的增长，通过星子吸积和超越的点，卵石吸积成为有效的所谓的希尔过渡质量。由流动不稳定性形成的星子的过渡质量和特征质量都随着与恒星距离的增加而增加。我们开发了一个模型的生长的一个大的星子（胚胎）嵌入人口的较小的星子形成在一个长丝的流动不稳定性。该模型以自洽的方式包括胚胎的碰撞质量增长，星子的破碎，所有参与机构的速度演化，以及丝状体的粘性扩散。我们发现，胚胎吸积所有可用的材料在灯丝的原行星盘的寿命期间，只有在内部地区的磁盘。相比之下，我们发现在5- 10 AU以外的光盘外部几乎没有生长。总的来说，我们的研究结果表明，在巨行星形成的原行星盘区域，星子的碰撞生长有很长的时间尺度。因此，为了在寒冷的轨道上形成巨行星，卵石吸积必须直接作用于星子初始质量函数中最大的天体，而很少或根本没有相互碰撞的帮助。
2022-08-03 astro-ph.EP
The Validity of the Super-Particle Approximation during Planetesimal Formation
原行星盘中微行星的形成机制一直是人们争论的焦点。目前，最受欢迎的模型涉及到一个湍流盘内米级物体的积累，随后是一个引力不稳定的阶段。最多只能模拟几百万个粒子的数值，而不是在一个真正的原行星盘中预期的数万亿米大小的粒子。因此，单个粒子通常被用作超级粒子，以代表许多较小粒子的分布。假设小尺度现象不起作用，粒子碰撞不建模。超粒子近似只能在无碰撞或强碰撞系统中有效，然而，在最近的许多数值模拟中，情况并非如此。在这项工作中，我们提出了新的结果，通过引力不稳定性的星子形成的数值模拟。研究了一个不需要使用超粒子的尺度系统。我们发现，缩放粒子可以用来模拟的初始阶段的聚集，如果缩放粒子的属性被选择，使系统中的所有重要的时间尺度是等同于预期在一个真正的原行星盘。为了实现数值收敛所需的粒子数的约束。我们将这种新方法与标准超粒子方法进行了比较。我们发现，超粒子的方法产生不可靠的结果，依赖于文物，如引力软化的要求引力坍缩和由此产生的团块统计。我们的研究结果表明，短程相互作用（碰撞）必须正确建模。
2010-01-08 astro-ph.EP astro-ph.GA
Close-in planetesimal formation by pile-up of drifting pebbles
行星形成模型的一致性受到小天体和大天体状态之间脱节的影响。这主要是由所谓的生长障碍引起的：较大天体的直接生长在厘米大小的物体上停止，并且需要特殊的条件才能形成较大的引力约束的微行星。我们的目标是连接尘埃演化和微行星形成的模型，以确定有利于形成小行星大小的机构和第一个行星胚胎的原行星盘的区域。我们结合半解析模型的粘性原行星盘的演变，尘埃的生长和漂移，包括气体上的尘埃颗粒的反作用，通过流不稳定性和星子形成到一个数字代码。我们调查如何星子的形成是受原行星盘的质量，其初始尘埃含量，尘埃聚集体的粘性。我们发现，尘埃的增长和漂移导致全球固体的重新分配。内部圆盘中卵石的堆积提供了流动不稳定性有效的局部条件。微行星形成一个环形，其内缘位于0.3 AU至1 AU之间，宽度在0.3 AU至3 AU之间。由此产生的星子表面密度遵循一个径向轮廓，比初始盘轮廓陡得多。这些结果支持了太阳系中的类地行星是从一个狭窄的星子环中形成的，这个环再现了它们特有的质量比。
2016-09-05 astro-ph.EP
The fate of planetesimals formed at planetary gap edges
原行星盘中的环和间隙的存在通常归因于行星盘的相互作用，其中灰尘和鹅卵石被困在行星诱导的气体间隙的边缘。最近的研究表明，这些可能是通过流动不稳定性形成星子的地点。鉴于大量的星子，可能形成的间隙边缘，我们解决的问题，他们的命运和能力，径向运输固体在原行星盘。我们进行了一系列的N体模拟的星子轨道，考虑到气体阻力和质量损失的影响，通过烧蚀。我们考虑两个行星系：一个类似于年轻的太阳系，另一个受到HL Tau的启发。在这两个系统中，与间隙开放行星的紧密接近导致了巨大的轨道激发，导致微行星在形成后不久离开它们的出生地并在整个圆盘中扩散。在10天文单位内部的偏心轨道上的微行星会经历有效的消融，并在到达最里面的圆盘区域之前失去所有的质量。在我们用$\dot{M}_0=10^{-7}\, M_{\odot}\, \textrm{yr}^{-1}$和$α=10^{-2}$进行的名义太阳系模拟中，我们发现在500 kyr之后，70%的初始小行星质量已经被烧蚀。HL Tau的消融速率较低，在100万年后只有11%的初始星子质量被消融。烧蚀的材料由固体颗粒和蒸发的冰的混合物组成，其中大部分蒸发的冰重新冷凝以形成固体冰。假设固体在圆盘中平面中生长为卵石，这导致卵石流量为$\sim 10-100\,M_{\oplus}\textrm{Myr}^{-1}$通过内部圆盘。我们的研究结果表明，分散的星子可以携带一个显着…
2021-03-08 astro-ph.EP
Debris Disc Constraints on Planetesimal Formation
在过去的几十年里，人们提出了两条形成星子的基本路线。一种是经典的“缓慢增长”情景。另一种是粒子集中模型，在这种模型中，小卵石在局部集中，然后在引力作用下坍缩形成微行星。这两种模型都对新生星子的大小谱和内部结构做出了一定的预测。我们使用这些预测作为输入来模拟气体扩散后留下的碎片盘的碰撞演化。碎片光盘排放作为一个系统的年龄在这些模拟计算的功能进行了比较与几个斯皮策和赫歇尔碎片光盘调查A型恒星周围。我们确认，大多数圆盘的观测亮度演变都可以通过经典模型重现。此外，我们发现，这是同样一致的颗粒浓度模型预测的星子的大小分布-提供的对象是松散的约束“卵石堆”，因为这些模型也预测。不管假设的星子形成机制如何，解释样本中最亮的碎片盘揭示了一个“盘质量问题”。“为了通过碰撞模拟再现这样的圆盘，需要高达1000地球质量的星子的总质量，这超过了碎片圆盘的原行星祖先中可用的固体总质量。这可能表明，在一些明亮的圆盘中，搅拌被延迟，其中一些最近发生了巨大的撞击，一些系统可能比以前认为的更年轻，或者非碰撞过程对尘埃的产生有很大的贡献。
2017-12-18 astro-ph.EP
Investigating Variability in Long-lived Protoplanetary Disks (>10 Myr) using NEOWISE
Indian Institute of Science Education and Research Tirupati（印度科学教育研究所提鲁帕蒂分校）；Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文学研究所）
本研究利用NEOWISE数据对120个长寿命盘候选体及13个彼得潘盘进行中红外变异性分析，发现32个变源，其中23个新候选体保留富气体环境，表明部分盘系统可存活至碎片盘时代。
2026-09-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
ALMA Survey of Lupus Class III Stars: Early Planetesimal Belt Formation and Rapid Disk Dispersal
III类恒星是那些在恒星形成区没有大量非光球红外辐射的恒星，这表明它们的原行星盘最近分散。我们用${\sim}856μ$ m的ALMA观测了1- 300万年前狼疮区的30颗III类恒星，发现了4颗星周尘埃。推断的尘埃质量是$0.036{-}0.093M_\oplus$，${\sim}1$数量级低于任何以前的测量;一个磁盘被解决与半径${\sim}80$ au。在视场中还检测到两个II类源，以及11个其他源，与亚毫米星系数计数一致。叠加未检测结果产生具有平均粉尘质量${\sim}0.0048M_\oplus$的边缘检测结果。我们寻找从CO J=3-2线的气体排放，并提出其检测NO Lup推断气体质量（$4.9 {\pm} 1.1$）${\times}10^{-5} M_\oplus$和气尘比$1.0{\pm}0.4$。结合我们的调查与第二类来源显示，在磁盘质量分布的差距，从$0.09{-}2M_\oplus$的${>}0.7M_\odot$狼星，证据的快速分散毫米大小的尘埃从原行星盘。III类盘质量分布与微星带的种群模型一致，微星带继续补充主序星周围的碎片盘。这表明，星子带的形成并不需要长寿命的原行星盘，即，在${\sim}$ 200万年内形成了星子。虽然所有4个III类盘都与碰撞补给一致，但其中两个的气体和/或中红外辐射可能表明原行星盘分散最后阶段的原始星周物质。两个没有亚毫米探测…
2020-10-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dead zones as safe-havens for planetesimals: influence of disc mass and external magnetic field
嵌入原行星盘中的微行星被周围湍流的密度波动所施加的引力扭矩所搅动。特别是，在支持充分发展的磁旋转湍流的盘中的星子很容易被激发到高于灾难性破坏阈值的速度分散，停止行星形成。我们的目的是检查的星子躺在一个磁解耦的中平面死区，搅拌只有螺旋密度波传播出磁盘的磁耦合湍流表面层的搅拌。我们扩展了以前的研究，包括更广泛的磁盘模型，并探讨了不同的磁盘列密度和外部磁场强度的影响。[...]搅拌的强度被发现是独立的气体表面密度，这是相反的，从一个简单的线性波图片预期与光盘质量的增加。这种差异是由于密度波在传播到死区时被剪切掉，导致中平面附近的密度结构平均施加较弱的随机扭矩。我们提供了一个简单的分析适合我们的数值获得的扭矩振幅，占这种效果。另一方面，搅拌敏感地取决于净垂直磁通量，直到饱和水平，高于该饱和水平，磁力在湍流层中占主导地位。对于我们的大多数模型，平衡的星子速度分散之间的阈值破坏强和弱的聚集，这表明碰撞的结果将取决于材料的属性。然而，具有相对较弱磁场的圆盘产生的搅动减少，并且它们的死区甚至为最弱的星子提供了安全的避难所，以防止碰撞破坏。
2012-02-03 astro-ph.EP
Terrestrial planet formation from a ring
长期以来，人们一直认为，如果所有的类地行星都形成在一个大约1天文单位的固体物质的微小环内，那么当前系统的集中质量距离分布就可以重现。最近的微行星形成模型也支持这一观点。在这项研究中，我们重新审视环模型进行了一些高分辨率的N体模拟10万年的环的自相互作用的微行星，与各种径向分布的气体盘。我们发现，即使所有的星子形成在一个最小质量的太阳星云状盘约1天文单位，该系统往往径向扩展吸积的进行，导致在行星胚胎系统缺乏质量浓度约1天文单位。将气体盘的表面密度修改为具有在约1 AU处的峰值的凹形形状有助于保持质量集中在约1 AU处并解决径向分散问题。我们进一步提出，这样一个圆盘应该是短暂的（<= 100万年），并在最里面的区域（< 1 AU）比以前提出的更浅的径向梯度，以防止地球过快的增长。未来的研究应将最有希望的模拟扩大到1亿年，并以自洽的方式处理小行星带的演变及其在类地行星形成中的作用。
2023-02-27 astro-ph.EP
Pebble drift and planetesimal formation in protoplanetary discs with embedded planets
在原行星盘中通常可以观察到近轴对称的间隙和环。关于这些图案的起源的主要理论是，它们是由于嵌入行星的引力扭矩引起的气体间隙边缘的尘埃捕获。如果间隙边缘的固体浓度变得足够高，则可能通过流动不稳定性导致星子形成。我们测试这一假设进行全球1-D模拟尘埃演化和星子形成的原行星盘，是由多个行星扰动。我们探索了不同的颗粒大小，盘参数和行星质量的组合，并发现在所有这些情况下，星子的形式。我们还比较了我们的模拟与原行星盘观测卵石的空间分布。大于一个卵石隔离质量的行星在其气体间隙的边缘有效地捕获漂流的卵石，并且取决于间隙边缘的星子形成的效率，原行星盘在几十万年内转变为具有没有灰尘的大内孔的过渡盘或具有狭窄明亮环的盘。对于行星质量低于卵石隔离质量的模拟，结果是一个具有一系列弱环图案的圆盘，但环之间没有强烈的耗尽。将卵石的大小人为地降低到100微米大小的“淤泥”，我们发现行星之间的区域在长达50万年的时间尺度上耗尽了它们的卵石质量。这些模拟产生的星子也比标称模型中的毫米级粒子少，并且在100万年后仍然可以看到至少两个卵石环。
2020-01-29 astro-ph.EP
Which stars can form planets: Planetesimal formation at low metallicities
该研究通过一维黏性盘演化模拟探究低金属丰度环境下的星子形成，明确了星子形成的最低金属丰度下限，揭示了盘尺寸、湍流对星子形成的影响及亚太阳金属丰度下的行星形成限制。
2024-02-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
How does the chemical composition of solids influence the formation of planetesimals?
该研究通过chemcomp代码模拟不同C/O比和尘气比的原行星盘演化，揭示固体化学成分对星子形成的影响，发现低C/O、高氧及高金属丰度更利于星子形成，为理解行星组成与生长的关联提供观测可验证的预测。
2025-07-17 astro-ph.EP
Dynamics and Accretion of Planetesimals
我们回顾的基本动力学和吸积的星子显示N体模拟。微行星轨道的演化是通过两体引力弛豫实现的：粘性搅动增加了微行星的随机速度，动力学摩擦实现了微行星随机能量的均衡。在吸积初期，微行星的生长模式是失控生长，即较大的微行星比较小的微行星生长得快。当一颗原行星（失控生长的微行星）超过临界质量时，生长模式就会转变为寡头生长，在这种情况下，类似大小的原行星会保持一定的轨道距离生长。类地行星形成的最后阶段是原行星之间的碰撞，称为巨大撞击。总结了盘状气体对行星的动力学作用和气体巨星形成的核吸积模型，讨论了行星系的多样性。
2012-12-07 astro-ph.EP
Planetesimal and planet formation in transient dust traps
本文研究原行星盘中瞬态气压极大值如何聚集尘埃并转化为星子，进而通过卵石吸积形成行星，并开发数值模型验证其对星子和行星持续形成的促进作用。
2024-02-18 astro-ph.EP
Planetesimal Formation Across the Stellar Mass Spectrum and its Influence on Exoplanet-Inherited Volatile Budgets
University of Exeter（埃克塞特大学）；Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）
研究跨越恒星质量谱的星子形成，通过一维粘性演化盘模拟结合云坍缩和星子形成的方法，发现其对恒星质量敏感，低质量M矮星周围盘情况特殊，该研究有助于解释系外行星挥发性物质预算及JWST观测现象。
2026-07-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Self-Stirring of Debris Discs by Planetesimals Formed by Pebble Concentration
当原行星盘失去气体时，它会留下行星和一个或多个星子带。这些带受到行星（“行星搅动”）或嵌入的大星子（“自搅动”）的动态激发。微行星之间的碰撞变得具有破坏性，并开始产生尘埃，形成一个可观察到的碎片盘。根据Kenyon & Bromley（2008）的说法，通常认为自搅拌在第一个约1000公里大小的嵌入式“冥王星”形成后就开始运作。然而，最先进的卵石浓度模型有力地预测了大小在几公里到200公里之间的微行星在原行星盘中迅速形成，然后慢慢成长为冥王星大小的天体。我们表明，这些星子激发光盘足够的碎片的时间尺度，是短于冥王星的形成时间尺度。使用基于Ida & Makino（1993）理论的分析模型，并以数值积分为支持，我们发现激发时标为$T_{\rm excite} \approx 100 x_{\rm m}^{-1} M_*^{-3/2} a^3$ Myr，其中$x_{\rm m}$是原行星盘祖星的总质量，单位为最小质量太阳星云，$a$是其半径，单位为100 AU，$M_*$是恒星质量，单位为太阳质量。这些结果适用于一组23碎片光盘已很好地解决了ALMA或SMA。我们发现，这些光盘的大多数是一致的自搅拌。然而，围绕着年轻早期恒星的三个大圆盘确实需要行星作为搅拌器。它们是Cet 49，HD 95086和HR 8799，其中后两个已经知道有行星。
2018-07-11 astro-ph.EP
Embedding planetesimals into white dwarf discs from large distances
在环绕SDSS J1228+1040的碎片盘中发现了一颗完整的小行星，这引发了对该系统动力学历史的质疑。此外，最近潜在的星际物体1 I/'Oumuamua在太阳系内的通过重新点燃了对通过系外行星系统的小天体通量的兴趣。在这里，我们利用Grishin，Perets和Avni（2019）的新分析形式来估计典型白矮星盘的气体成分捕获外行星的速率。我们比较了来自星际介质、外柯伊伯带和外奥尔特云的星子所捕获的轨道类型。我们发现，星际介质注入的速率可以忽略不计，而外柯伊伯和外奥尔特云星子的捕获是可行的，但强烈的尺寸依赖。对于一个远远超过洛希极限的气体盘，在洛希极限处俘获比破裂的可能性更大。我们发现，捕获概率与光盘的径向范围线性增加。即使在没有小行星的系统中，捕获较小的天体也会改变圆盘的大小分布，并可能改变其时间变化。我们的形式是一般性的，足以适用于未来的发现嵌入微行星的白矮星碎片盘。
2019-08-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planet formation models: the interplay with the planetesimal disc
根据连续吸积模型，巨型行星形成首先是基于一个固体核心的形成，当质量足够大时，它可以通过引力结合星云中的气体形成外壳。为了触发气体的吸积，核心必须在原行星盘的气体成分消散之前增长到几个地球质量。我们计算行星的形成，考虑到寡头政权的固体核心的增长。在圆盘中生长的胚胎会搅动邻近的星子，激发它们的相对速度，这使得吸积更加困难。我们计算了星子的激发态，作为形成行星的搅拌结果，以及气固相互作用。我们发现，巨行星的形成有利于小微行星的吸积，因为它们的随机速度更容易被星云的气体阻力阻尼。此外，具有（微小）包络的原行星的捕获半径对于小的星子也更大。然而，行星迁移是盘行星角动量交换的结果，对它们的生存有重要的影响：由于寡头政权中原行星的缓慢增长，快速向内的I型迁移对尚未开始其失控的气体吸积阶段的中等质量行星有重要影响。这些行星中的大多数都在中央恒星中消失了。幸存的行星要么质量低于10 ME，要么超过几个木星质量。为了在圆盘消散之前形成巨行星，小的星子（~ 0.1公里）必须是固体吸积过程的主要贡献者。然而，寡头增长和快速向内迁移的结合导致了中间质量行星的缺乏。因此，为了解释目前已知的太阳系外行星的数量，必须有其他的过程在起作用。
2012-10-15 astro-ph.EP
Planetesimal Population Synthesis: Pebble Flux Regulated Planetesimal Formation
我们提出了一个当地的星子形成率的瞬时径向卵石流量成正比的表达式。这个结果-一个径向的星子分布-可以作为研究行星胚胎形成的初始条件。我们遵循的想法是，需要粒子陷阱，以提高当地的尘埃与气体的比例足够，使粒子气体的相互作用不能再阻止小尺度上的星子形成。这些陷阱的位置可以出现在磁盘的任何地方。它们的发生和寿命是正在进行的研究的主题，因此它们通过自由参数实现。这使我们能够研究盘的性质对星子形成的影响，预测其随时间变化的形成速率和初始卵石吸积的位置。我们发现，大$α$ -值的$0.01$（强湍流）防止形成的星子在磁盘的内部，主张较低的值周围$0.001$（中度湍流），在那里星子形成迅速在所有的地方，他们需要的原行星。当尘埃成长为卵石（$\sim\mathrm{mm}$到$\mathrm{dm}$）并且卵石流量达到临界值时，星子就会形成，这在$2-3\,$ AU是几千年后，在$20-30\,$ AU是几十万年后。星子的形成会持续到卵石供应减少到临界值以下。最后的空间微行星的分布比初始的尘埃和气体分布更陡峭，这有助于解释最小质量太阳星云和粘性吸积盘之间的差异。
2019-04-06 astro-ph.EP
Capture of Solids by Growing Proto-gas Giants: Effects of Gap Formation and Supply-limited Growth
对气体巨行星内部结构的研究表明，相对于它们的中心恒星，它们的包层富含比氢和氦更重的元素。这种富集可能发生在气体巨行星形成的后期阶段，其中气体吸积主导原行星的生长。一些先前的研究进行了一个不断增长的原行星周围的微行星的轨道积分，假设一个均匀的拱星盘，以调查原行星捕获微行星的效率。然而，不仅是星子，但也盘气体的引力扰动的原行星在其后期形成阶段，导致在拱星盘间隙开放。在这项研究中，我们调查的影响，这种差距的形成对捕获的微行星进行动力学模拟的微行星周围不断增长的原气体巨行星。间隙的形成降低了盘状气体的表面密度，形成了陡峭的压力梯度，限制了原行星的生长速度。我们发现，第一种效应增强了对星子的捕获，而其他效应则减少了对星子的捕获，因此，在气体吸积过程中捕获的星子数量估计最多为~3 Mearth。我们的结论是，在现场捕获的星子需要初始固体表面密度大于5倍的最小质量的太阳星云解释推断的大量的重元素在木星。对于高密度的暖彗星，我们需要额外的过程来增强对星子的捕获和/或供应。
2019-06-13 astro-ph.EP
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
A gap in HD 92945's broad planetesimal disc revealed by ALMA
在过去的几年里，多波长观测揭示了环周盘中普遍存在的缝隙/环。在这里，我们报告的第一ALMA观测HD 92945在0.86毫米，揭示了一个差距约73 $\pm$ 3 AU内的一个广泛的盘的星子，从50至140 AU。我们发现，差距是$20^{+10}_{-8}$所有宽。如果被一颗行星在原地清除，这颗行星的质量必须小于0.6 $M_\mathrm{Jup}$，或者甚至更低，如果这个间隙被一颗在原行星盘早期形成的行星清除，并阻止了在那个半径形成星子。通过比较圆盘的相对侧，我们还发现圆盘可以是不对称的。动机的不对称性和事实，行星可能会更频繁地接近恒星的系外行星系统，我们表明，差距和不对称性可以产生由两个行星内部的光盘通过长期共振。这些行星激发了特定圆盘位置的天体的偏心率，在星子分布中打开了径向间隙。新的观测是必要的，以确认如果光盘是真正的不对称，从而有利于长期共振模型，或者如果明显的不对称是由于背景星系，有利于在原地行星的情况。最后，我们还报告了未检测到CO和HCN气体，证实没有原始气体存在。CO和HCN的未检测与富含挥发物的太阳系类彗星的毁灭是一致的。
2019-01-09 astro-ph.EP
On the accumulation of planetesimals near disc gaps created by protoplanets
我们已经进行了三维二维流体（气尘）流体动力学模型的拱盘嵌入原行星（3 - 333 M \oplu）和小固体（半径10厘米至10米）。我们发现，大质量行星（\gtrsim土星质量）在气体盘中打开足够深的间隙，使得间隙外缘的密度最大值可以非常有效地捕获米级固体。这允许固体在间隙的外边缘处积聚，因为固体从大半径螺旋向内到捕获区域。对于那些向内螺旋最快的物体，通常是米大小的巨石，这种积累过程发生得最快，而较小和较大的物体在圆盘的寿命内不会足够快地迁移以从该过程中受益。在木星质量的行星周围，我们发现可能会形成与几个地球质量一样大的固体物质的束缚团块，可能会在自引力下坍塌形成行星或微行星。这些结果与Lyra et al.（2009）一致，支持他们的发现，即第二代微行星或类地行星的形成可能是由高质量行星的存在引发的。
2012-03-22 astro-ph.EP
Planetesimals in Debris Disks
微行星形成于年轻恒星周围富含气体的原行星盘中。然而，原行星盘在大约1000万年后逐渐消失。留下的星子（以及许多行星）太暗，无法直接研究。幸运的是，微行星之间的碰撞会产生尘埃碎片盘。这些碎片盘追溯了类地行星形成1亿年和系外行星系统演化10亿年的过程。本章首先概述了星子的形成，作为星子毁灭时代的前奏。我们对碎片盘的审查涵盖了理解观测所需的关键问题，包括尘埃产生和动力学。我们对太阳系外碎片的讨论着眼于与太阳系尘埃的相似性和差异。
2015-12-15 astro-ph.EP
Collision rates of planetesimals near mean-motion resonances
在星周盘中，星子的碰撞研磨产生了第二代尘埃。虽然目前还不清楚这是否会成为总尘埃含量的主要组成部分，这种尘埃的存在，以及潜在的内部结构，但它可以用来探索圆盘的物理条件。一颗扰动的行星会在尘埃中产生非轴对称的结构和间隙，而不管它的起源。然而，由于气体相互作用较弱，微行星的动力学与小尘埃颗粒的动力学有很大不同。因此，小行星碰撞可能会产生尘埃盘结构，否则就不会存在。在这项工作中，我们使用N-体模拟来研究平均运动共振附近的星子碰撞率分布。我们发现，一个独特的凸点或倾角功能产生的碰撞配置文件，其存在依赖于共振的振动宽度和共振的边缘之间的间距和远心距离。这两个特征之一的存在取决于行星的质量和偏心率。假设径向尘埃排放跟踪的小行星碰撞配置文件，在尘埃排放中的2：1平均运动共振的凸起或凹陷功能的存在下，可以限制扰动行星的轨道特性。只要径向漂移在碰撞级联过程中不起重要作用，这种假设是有效的。在这种假设下，这些特征的尘埃排放应在附近的原行星盘ALMA边缘观察。
2021-02-24 astro-ph.EP
Dust capture and long-lived density enhancements triggered by vortices in 2D protoplanetary disks
我们研究尘埃捕获的旋涡和其长期的后果，在全球两种流体无粘磁盘模拟使用一个新的极坐标网格代码RoSSBi。我们进行了迄今为止最长的积分，几百个磁盘轨道，在全球模拟磁盘的尘埃，即2048x4096网格点的最高分辨率。这使得研究尘埃演化远远超出涡旋耗散。我们改变了很大范围的参数，最值得注意的是初始设置中的粉尘与气体的比率在$10^{-3}$至$0.1$的范围内变化。无论初始的灰尘与气体的比例，我们发现快速浓度的灰尘内的漩涡，达到灰尘与气体的比例的顺序统一内的漩涡。我们提出了一个分析模型，很好地描述了旋涡内的灰尘捕获过程，找到一致的结果，所有的灰尘与气体的比例。涡流不稳定性的发展必然导致涡流的破坏。涡消散后，在大多数情况下形成大尺度的尘埃环，围绕盘环，维持非常高的粉尘浓度，接近于一阶比。光环的寿命与模拟的持续时间一样长。它们还发展出流动的不稳定性，表现为不同尺度的漩涡，其中尘埃形成致密的高密度团块。如果没有粘性力的强烈耗散，这种团块将不稳定到引力坍缩。当漩涡特别长寿时，环不会形成，但漩涡内的尘埃团成为长寿的特征，并可能因引力不稳定而崩溃。环几乎包含了地球质量的固体物质，而在早期阶段，更大质量的尘埃确实会在漩涡中积累。我们认为，快速星子的形成将发生在尘埃团内的旋涡以及在后涡环。
2016-01-22 astro-ph.EP
The formation of wide exoKuiper belts from migrating dust traps
是什么决定了柯伊伯带类似物（外柯伊伯带）的宽度，这是一个悬而未决的问题。如果得到解决，这种理解将为系外行星系统的结构、动力学和形成提供有价值的见解。ALMA最近的观测揭示了这一领域的一个明显的悖论，在原行星盘中存在径向狭窄的带，这些带可能是星子的诞生地，而在成熟系统中，外柯伊伯带的宽度几乎是其四倍。如果这种类型的碎片盘的母星子确实通过尘埃被捕获的流动不稳定性在这些狭窄的原行星环中形成，我们提出，如果这些尘埃陷阱在径向迁移时形成星子，这种宽度二分法可能会自然出现，例如由迁移行星引起的。使用尘埃演化软件DustPy，我们发现，如果初始的原行星盘和陷阱条件有利于星子的形成，尘埃仍然可以有效地积累和形成星子的陷阱移动。这导致了向内的径向速度和最终的星子带宽度之间的正相关性，在1000万年的演化过程中形成了高达$\sim$ 100 au的带。我们发现，虽然星子形成是最有效的低粘度（$α= 10^{-4}$）盘陡峭的尘埃陷阱触发流不稳定性，最观察到的星子带的大宽度约束$α$值$\geq4\times 10^{-4}$在几十个AU，否则陷阱不能迁移足够远。此外，外柯伊伯带的宽度和半径的大幅度扩展可能是由于不同的陷阱迁移速度（或原行星盘寿命）和不同的起始位置。我们的工作是连接外柯伊伯带和原行星盘环的第一步。
2021-10-08 astro-ph.EP
Planetesimal formation at the gas pressure bump following a migrating planet II. Effects of dust growth
本研究通过一维单粒径尘埃演化模型，探究含尘埃生长过程时，迁移行星后方气压凸起处的星子形成条件与结果，明确了湍流强度、行星核形成时间等因素对星子质量与形成机制的影响。
2023-06-20 astro-ph.EP
Identification of a 4.3 billion year old asteroid family and planetesimal population in the Inner Main Belt
通过重新评估主带内侧已知动力学小行星族，发现了一个年龄约43±17亿年的古老小行星族，并整理出最全面的幸存星子列表。
2023-06-13 astro-ph.EP
