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
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
Collision velocity of dust grains in self-gravitating protoplanetary discs
我们已经进行了第一次全面的数值调查的尘埃粒子的相对速度分布在自引力原行星盘，以评估通过直接崩溃在这样的环境中的星子形成的可行性。的可行性取决于关键的大尺寸，优先收集在压力最大值所产生的瞬态螺旋功能（斯托克斯数，$St \sim 1$），这些尺寸尺度的增长需要碰撞速度保持足够低，晶粒生长不被破碎逆转。我们发现，对于一个单一大小的尘埃人口，速度驱动光盘的引力扰动是有效的$St > 3$，而耦合到气体速度占主导地位，否则。我们开发了一个标准来理解这一结果的停止距离是为了光盘规模的高度。然而，在多尺寸尘埃群中，由不同的径向漂移引起的相对速度太高，不允许硅酸盐尘埃颗粒生长超过$St \sim 10^{-2}$或$10^{-1}$（$10\,\mathrm{cm}$到$\mathrm{m}$尺寸在$30\,\mathrm{au}$），这样的斯托克斯数不足以允许螺旋特征中的固体浓度。然而，对于冰冷的固体（它可以在几次$10\,\mathrm{m\,s}^{-1}$的碰撞中幸存下来），从恒星到$30\,\mathrm{au}$的增长可能超过$St \sim 1$（$10\,\mathrm{m}$大小）。这样的天体将集中在螺旋形特征中，并可能通过引力坍缩产生更大的冰质微行星/彗星。这些微行星将获得适度的离心率，并在圆盘的剩余寿命中保持不变。
2016-02-29 astro-ph.EP
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
Triggered Fragmentation in Self-Gravitating Protoplanetary discs: Cooling, Mass Movement and Instability
Centre for Exoplanets and Habitability, University of Warwick（行星宜居中心，华威大学）；Department of Physics, University of Warwick（物理系，华威大学）；School of Physics and Astronomy, Monash University（物理与天文学学院，蒙纳士大学）
本研究重新分析原行星盘流体动力学模拟，发现表面质量密度与声速均触发碎裂，冷物质内流及中平面与上层气体相互作用可促进碎裂，或形成化学性质不同的行星碎片。
2026-08-19 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
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
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 stochastic nature of migration of disc instability protoplanets in three-dimensional hydrodynamical and MHD simulations of fragmenting discs
University of Zurich（苏黎世大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese academy of Science（中国科学院上海天文台）；Department of Astronomy and Astrophysics, University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校天体物理学系）；Institute for Advanced Studies, Tsinghua University（清华大学高等研究院）
研究盘不稳定性原行星团迁移的随机性，揭示其受局部扭矩和团体相互作用影响，与传统迁移机制有显著区别。
2025-03-03 astro-ph.EP
Secular evolution of viscous and self-gravitating protoplanetary discs with magnetic winds
Research Institute of Physics, Southern Federal University（南联邦大学物理研究所）；Faculty of Physics, Southern Federal University（南联邦大学物理学院）；Institut für Astro- und Teilchenphysik, Universität Innsbruck（因斯布鲁克大学天体与粒子物理研究所）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德太空科学实验室）
本研究通过全球数值模拟，综合评估黏性、磁风和自引力三种机制在原行星盘演化中的作用，发现不同阶段各机制主导，并强调长期模拟需综合考量。
2026-09-16 astro-ph.EP
Radiation hydrodynamical models of the inner rim in protoplanetary disks
许多恒星的行星轨道在几个天文单位（AU）内。质量和轨道的出现率和分布随主星质量的不同而变化很大。这些接近行星的起源是一个谜，激发了对原行星盘中心区域的研究。控制恒星附近条件的一个关键因素是硅酸盐升华前沿，它在很大程度上决定了星光被吸收的位置，通常被称为内边缘。我们提出了第一个辐射流体动力学模拟的升华前在磁盘周围的年轻的中等质量的恒星被称为赫比格Ae星。该模型是轴对称的，包括星光加热，硅酸盐颗粒升华和冷凝到平衡的本地，随时间变化的温度和密度，吸积应力参数化的MHD磁旋转湍流模型的结果。所得结果与辐射静力解进行了比较，证明了其动力稳定性。通过模型圆盘的蒙特卡罗辐射转移计算，我们表明，模型满足观测约束的内缘位置。一个小的光学薄晕的热尘埃自然出现在内环和恒星之间。内边缘具有相当大的径向范围，对应于几个盘刻度高度。虽然锋面的整体位置随恒星光度而变化，但其径向范围取决于质量吸积率。在1000 K左右的温度下，在热电离的位置附近出现压力最大值.最大压力能够阻止固体卵石径向漂移，并将它们集中在温度足够高的区域，以退火形成结晶硅酸盐。
2016-04-15 astro-ph.EP
Global simulations of self-gravitating magnetized protoplanetary disks
在原行星盘的早期阶段，当它的质量是其恒星的一个重要部分时，引力不稳定性（GI）产生的湍流应该在盘的演化中具有重要意义。同时，磁盘可能被充分电离，使磁场在动力学中发挥某种作用。虽然通常被忽视，但磁性对GI的影响可能是至关重要的，对几个过程产生影响：吸积的效率，螺旋结构的形成，破碎和固体的动力学。本文采用无网格有限质量拉格朗日方法对自引力原行星盘进行了全球三维磁流体动力学模拟。我们证实，GI螺旋波触发发电机，放大初始磁场近热振幅（等离子体β < 10），一个数量级大于单独的磁旋转不稳定性所产生的。我们还确定发电机的非线性反作用的gravitoturbulent流：饱和状态是相当热，与相关的较大的Toomre参数和较弱的，更“絮凝”的螺旋。但也许更重要的是发电机通过显著的麦克斯韦应力来促进吸积;质量吸积相对于纯GI或纯MRI被几个因素增强。我们的模拟使用理想MHD，公认的原行星盘的近似差，因此未来的研究应该探索非理想MHD的全部范围。为了做好准备，我们展示了少量的欧姆运行，揭示了发电机，如果有的话，在非理想环境中更强。这项工作证实，磁场是一个潜在的关键成分gravitoturbulent年轻磁盘，可能控制其演变，特别是通过其增强（潜在的情节）吸积。
2020-01-23 astro-ph.EP astro-ph.GA
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-driven Planet Formation around Very Low-mass Stars and Brown Dwarfs
我们进行了一个卵石驱动的行星人口合成研究，以调查行星周围的形成非常低质量的恒星和褐矮星，在（子）恒星质量范围之间的$0.01 \ M_{\odot}$和$0.1 \ M_{\odot}$。基于流动不稳定性对星子形成的数值模拟结果的外推，我们得到了原行星盘演化早期自引力阶段和晚期非自引力阶段的星子特征质量和原行星的初始质量。我们发现，最初的原行星形成的质量增加主机质量，轨道距离和减少磁盘年龄。在$0.1 \ M_{\odot}$的晚期M矮星周围，这些原行星可以通过卵石吸积成长为地球质量的行星。然而，在$0.01 \ M_{\odot}$的褐矮星周围，当最初的原行星在自引力盘中早期诞生时，行星不会长大到比火星质量大，当它们在非自引力盘中晚期诞生时，它们的生长停滞在$0.01$地球质量左右。在这些低质量恒星和褐矮星周围，我们没有发现气体巨星行星形成的通道，因为固体核心仍然太小。当最初的原行星只在水冰线上形成时，最后的行星通常具有${\gtrsim} 15\%$水团的质量分数。或者，当最初的原行星形成对数均匀分布在整个原行星盘上时，最终的行星要么是非常富含水（水团分数${\gtrsim}15\%$），要么是完全岩石（水团分数${\lesssim}5\%$）。
2020-04-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Radiation Hydrodynamical Turbulence In Protoplanetary Disks: Numerical Models and Observational Constraints
行星诞生于原恒星盘中，现在观测到的分辨率足以解决内部气体流动的问题。驱动气流的候选者包括磁力，但电离状态估计表明，大部分气体质量来自磁场。因此，流体动力学不稳定性可能起主要作用。我们调查磁盘动力学条件下的典型的金牛座T系统，使用全球三维辐射流体动力学模拟嵌入式粒子和分辨率为70个细胞每尺度高度。恒星辐射加热包括真实的尘埃不透明度。圆盘开始于辐射平衡和流体静力平衡。垂直剪切不稳定性（VSI）发展成湍流，持续到至少1600个内轨道（143个外轨道）。湍流速度是中平面处局部声速的百分之几，在日冕中增加到20%，或100 m/s。这些是一致的，最近的上限湍流速度从光学薄和厚的分子线观测TW Hya和HD 163296。由VSI引起的主要垂直运动有效地将颗粒向上提升。尺寸为0.1和1 mm的颗粒达到的刻度高度大于各向同性湍流中的预期高度。我们的结论是，虽然从分子线发射的运动学约束不直接区分磁性和非磁性磁盘模型，在HL头和HD 163296中测量的小尘埃尺度高度有利于湍流磁模型，达到较低的垂直动能密度比的吸积应力。
2017-10-16 astro-ph.EP
The Role of the Cooling Prescription for Disk Fragmentation: Numerical Convergence & Critical Cooling Parameter in Self-Gravitating Disks
当有足够的质量产生自引力时（用托姆雷参数描述），当热量以与局部动力学时标相当的速率散失时（用t_c=beta Ω ^-1描述），由于引力不稳定性，原行星盘会碎裂。对自引力盘的模拟表明，冷却参数在β_crit=3时有一个粗略的临界值。当低于beta_crit时，气体超密度会在自身重力作用下收缩并分裂成束缚的物体，同时保持稳定的重力湍流状态。然而，以前的研究的临界冷却参数已经发现依赖于模拟分辨率，这表明自引力原行星盘的模拟不是那么简单。特别地，冷却时间尺度t_c的简单性防止碎片在温度升高时被压力支持破坏。我们改变冷却定律，使冷却时间尺度依赖于局部表面密度波动，一种将光学深度效应纳入局部冷却对象的手段。对于较低分辨率的模拟，这会导致较低的临界冷却参数和对引力应力更稳定的磁盘，这表明在大而冷的磁盘中形成大型气体巨星行星通常会受到更现实的冷却抑制。然而，在我们的最高分辨率下，模型在冷却时间尺度高达beta = 10时变得不稳定。
2015-11-01 astro-ph.EP
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
Investigating Protoplanetary Disk Cooling through Kinematics: Analytical GI Wiggle
年轻的原恒星盘很可能会经历一个自引力阶段。这样的系统的特点是存在一个螺旋图案，可以在准稳态或非线性不稳定的条件。这种螺旋波影响气体动力学和运动学，导致偏离开普勒旋转。近年来，人们对行星形成环境的运动学研究投入了大量的精力，由于对原恒星盘的高空间和光谱分辨率观测，我们现在能够测量甚至很小的速度场扰动（开普勒速度的$\lesssim 1 \%$）。在这项工作中，我们调查的引力不稳定性的运动学特征：我们进行了分析研究的线性响应的自引力盘的螺旋状扰动，我们的注意力集中在速度场扰动。我们发现，不稳定的磁盘有明确的运动学印记到整个磁盘范围内的气体成分，由于GI螺旋波扰动，导致开普勒旋转的偏差。这些特征的形状取决于几个参数，但它们受到冷却因素的显著影响：通过检测这些特征，我们可以限制原行星盘的冷却。
2022-01-11 astro-ph.EP
A sub-grid model for the growth of dust particles in hydrodynamical simulations of protoplanetary disks
我们提出了第一个2D流体动力学有限体积模拟，其中灰尘是完全耦合的气体，包括它的反反应到它，并在同一时间的灰尘大小是根据凝聚和分裂的基础上的子网格模型的演变。这种分析的目的是提出的差异时，尘埃演化包括相对于模拟固定的尘埃大小，有和没有嵌入的小行星，触发间隙形成。我们使用Surville等人2016年开发的双流体极Godunov型代码RoSSBi，结合基于Birnstiel等人2012年模型的新的局部子网格方法进行尘埃演化。我们发现与可变和固定的灰尘大小的模拟之间的显着差异。尘埃消耗的时间尺度差异很大，产生了完全不同的尘埃表面密度的演变。一般来说，当一颗大质量行星存在时，内部盘和间隙边缘附近的尘埃堆积等尖锐特征会变得更加微弱。这对解释观测到的圆盘子结构具有重要意义，表明大质量行星的存在并不一定会导致尘埃成分中的尖锐间隙和环。此外，不同尘埃大小的粒子显示出不同的分布，这表明多波长综合观测的重要性，以便与ALMA和其他仪器的观测进行比较。我们还发现，模拟采用固定的中间颗粒尺寸，在$10^{-2} - 10^{-1}$厘米的范围内，最好的近似表面密度的演变与灰尘演变的模拟中看到的。
2018-09-14 astro-ph.EP
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
Radiation Hydrodynamics of Self-gravitating Protoplanetary Disks II. Accretion, Migration, Spin, and Internal Structure of GI Fragments
Institute for Advanced Study, Tsinghua University（清华大学高等研究院）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系）
通过三维辐射流体力学模拟跟踪原行星盘引力不稳定碎块的演化，发现其质量增长受希尔极限标度调控、迁移双向、自旋由吸积主导且内部准绝热，最终可形成气态巨行星、褐矮星乃至自由漂浮行星。
2026-09-30 astro-ph.EP
Particle Dynamics in 3D Self-gravitating Disks II: Strong Gas Accretion and Thin Dust Disks
观测表明，原行星盘对中央年轻恒星有中等的吸积率，特别是在早期阶段（如HL Tau），表明中等的盘湍流。然而，最近的ALMA观测表明，尘埃高度沉降，意味着弱湍流。出于这种紧张局势，我们进行了3D分层的本地模拟自引力盘，专注于积极吸积盘尘埃粒子的沉降。我们发现，引力不稳定盘可以有适度高的吸积率，同时保持一个相对较薄的尘埃盘有两个原因。首先，来自自引力螺旋的吸积应力（自引力应力）可以比来自湍流的应力（雷诺应力）强5-20倍。第二，从气体到尘埃的强引力使尘埃尺度高度降低了另一个因子$\sim 2$。此外，湍流是轻微的各向异性，产生较大的雷诺应力比垂直粉尘扩散系数。因此，如果我们用垂直扩散系数（例如$Sc_z\sim$ 10-100）来衡量总的吸积应力，重力湍流盘具有异常高的垂直施密特数（$Sc_z$）。通过气体重力降低尘埃尺度高度，也应该在重力稳定盘（$Q>$ 1）中进行。粒子之间的引力对中等大小的尘埃的浓度变得更加相关，形成密集的尘埃云。通过与HL Tau观测结果的比较，我们的研究结果表明，自引力和不同盘组分之间的引力对于解决原行星盘吸积和尘埃沉降之间的冲突可能是至关重要的，至少在早期阶段是如此。
2021-01-29 astro-ph.EP
Planet gaps in the dust layer of 3D protoplanetary disks: I. Hydrodynamical simulations of T Tauri disks
内容：虽然亚微米和微米大小的尘埃颗粒通常与原行星盘中的气相很好地混合，但较大的颗粒将部分解耦，因此具有与气体不同的分布。这对预测原行星盘的可观测性产生了影响，因为仅对气体的研究将提供一个不准确的图像。具体来说，在行星存在下的间隙打开标准通常是针对气相进行研究的，而一旦颗粒达到毫米大小，尘埃层的情况可能会大不相同，这就是ALMA所观察到的。目的：我们的目标是调查的形成和结构的行星间隙的尘埃层的原行星盘与嵌入的行星。研究方法：我们执行3D，气体+尘埃SPH模拟的原行星盘与行星在一个固定的圆形轨道上在40 AU研究的气体和尘埃的分布和密度在磁盘的演变。我们运行了一系列模拟，其中行星质量和尘埃颗粒大小不同。结果如下：我们发现，尘埃层中的间隙比气相中的间隙更引人注目，对于更大质量的行星和更大的颗粒，它更深更宽。对于一个足够大的行星，我们注意到，厘米大小的颗粒仍然在间隙内的共转和他们的人口在外盘显示出一个不对称的结构，一个签名的磁盘行星相互作用，即使是一个圆形的行星轨道，这应该是可观察到的ALMA。
2010-05-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
The initial conditions for planet formation: Turbulence driven by hydrodynamical instabilities in disks around young stars
这篇评论探讨了最近的理论发展，在我们的理解湍流冷，非磁活性，星子形成区域的原行星盘，我们称之为“欧姆区”。我们给一个简短的背景介绍，然后由一个简洁的教学回顾的现象学的流体动力学湍流的磁盘湍流的主题。给出了冷天体物理盘的动力学方程，描述了基本流态。我们讨论了Solberg-Hoiland稳定性所需的条件，以及最近发现的三种可能活跃在原行星盘欧姆区的湍流产生机制，即（i）垂直剪切不稳定性，（ii）对流过稳定性和（iii）僵尸涡不稳定性。我们总结了这些过程的性质，确定其局限性，并讨论在什么地方和条件下，这些过程是活跃的原行星盘欧姆区。
2018-11-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Calibrated Gas Accretion and Orbital Migration of Protoplanets in 1D Disc Models
我们的目标是开发一个简单的处方迁移和吸积在1D光盘模型，校准与3D流体动力学模拟的结果。我们的重点在于非自引力盘，但我们也讨论了在何种程度上我们的处方可以适用于光盘时，自引力。我们研究迁移使用扭矩密度。我们的扭矩密度模型是基于现有的拟合公式，我们随后修改，以防止过早的间隙打开。在更高的行星质量，我们也适用于扭矩密度从流体动力学模拟直接到我们的一维模型。这些扭矩密度允许模拟最初低质量行星的轨道演变，经历失控吸积成为一个巨大的行星。考虑了行星与盘之间角动量的双向交换。这导致了仅依赖于直接可访问的盘参数的间隙形成的自洽处理。我们提出了一个公式邦迪和希尔气体吸积盘限制制度。这个公式是自洽的，在这个意义上，质量是从光盘的位置，它是吸积。我们发现，由此产生的质量和半长轴在一维框架的演变是在很好的协议与那些从三维流体动力学模拟的参数范围。我们的处方是有价值的，同时模拟迁移和吸积的一维模型。我们的结论是，这是适当的和有益的应用扭矩密度从流体动力学模拟在1D模型中，至少在参数空间，我们在这里研究。还需要做更多的工作，以确定我们的方法是否也适用于更广泛的参数空间和更复杂的光盘热力学的情况下，或当光盘是自引力。
2022-11-24 astro-ph.EP
Vertical shear instability in two-moment radiation-hydrodynamical simulations of irradiated protoplanetary disks II. Secondary instabilities and stability regions
本文研究了受辐射原行星盘轴对称辐射流体模拟中寄生在垂直剪切不稳定性（VSI）上的次级不稳定性，发现斜压扭矩与VSI模式相互作用触发开尔文-亥姆霍兹不稳定性等机制导致VSI饱和，并构建稳定图表明盘表面层可存在VSI不稳定。
2023-12-11 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.comp-ph
No self-shadowing instability in 2D radiation-hydrodynamical models of irradiated protoplanetary disks
包含恒星辐射的原行星盘的理论模型经常显示出尺度高度扰动的自发放大，这是由放大区域对星光的增强吸收产生的。反过来，这些区域在相邻区域上投射阴影，从而冷却和收缩，最终导致过热和阴影区域的交替图案。以前的研究已经提出这是一个真正的自我维持过程，即所谓的自遮蔽或热波不稳定性，它可以自然地形成经常观察到的盘结构，如环和间隙，甚至可能促进星子的形成。然而，所有这些都以某种方式假设了垂直流体静力平衡和整个圆盘的瞬时辐射扩散。在这项工作中，我们提出了第一个研究的稳定性的吸积盘放松这些假设，而不是依赖于辐射流体动力学模拟的自阴影。我们首先通过迭代过程构建流体静力盘配置，并表明形成的图案的扩大和阴影区域是假设瞬时辐射扩散的直接后果。然后，我们让这些解决方案随时间演变，这将导致在接近磁盘表面的层中的初始阴影功能的快速阻尼。这些热弛豫层朝着中平面生长，直到在整个盘中擦除径向方向上的所有温度极值。我们的研究结果表明，在磁盘表面的辐射冷却和气体平流防止形成自遮蔽不稳定性，通过阻尼温度扰动之前，这些到达较低的，光学厚的区域。
2022-07-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Direct Formation of Planetary Embryos in Self-Gravitating Disks
在离中心恒星很远的地方发现了巨大的行星。此外，大量年轻的星周盘在大的轨道间隔处有气体和/或尘埃间隙，可能是由嵌入的行星物体驱动的。然而，要在盘的寿命内通过核心吸积以大的轨道间距形成大质量行星，需要一个早期的固体来播种卵石和气体吸积。年轻的原行星盘很可能是自引力的，这些引力湍流盘可以有效地将固体物质集中在螺旋波驱动的中平面。我们运行3D局部流体动力学模拟gravitoturbulent磁盘与拉格朗日尘埃粒子，以确定粒子和气体的自重是否可以导致致密的固体的形成，播种后行星形成。当尘埃粒子之间的自引力被包括在内时，大小为$\mathrm{St} = 0.1$至$1$的固体聚集在重力湍流螺旋特征内，并在其自身的自引力作用下坍缩成密集的团块，在宽轨道上质量可达几个$M_{\oplus}$。模拟的尘埃漂移效率最高，$\mathrm{St}=1$，形成最大质量的粒子云，而模拟较小的尘埃颗粒，$\mathrm{St}=0.1$，有质量低一个数量级的团块。当把尘埃对气体的反作用包括在内时，尘埃团会变小，但会变多。在盘的早期阶段存在大型固体可以加速行星的形成过程，特别是在宽轨道分离的情况下，并可能解释远离中心恒星的行星和具有子结构的年轻原行星盘。
2022-04-28 astro-ph.EP
Modeling gravitational instabilities in self-gravitating protoplanetary disks with adaptive mesh refinement techniques
观测到的行星种群的惊人多样性需要理论上的努力和行星形成理论的进步。数值方法提供了一种方法来解决当前行星形成模型的弱点，是一个重要的工具，以弥补差距，在约束条件差的地区。我们提出了一个全球磁盘设置通过重力不稳定性（GI）在3D中与块结构的自适应网格细化（AMR）流体动力学代码ENZO模拟巨型行星形成的第一阶段。通过这种设置，我们探索了AMR技术对由于使用不同AMR配置的大规模不稳定性而导致的碎片和聚集的影响。此外，我们试图得出一般的分辨率标准的全球模拟的自引力磁盘的可变程度。我们运行一个网格的模拟与不同的AMR设置，包括运行与静态网格进行比较，并研究不同的磁盘半径的影响。采用边缘稳定的磁盘配置文件（Q_init=1），我们验证了我们的模型的数值鲁棒性不同的空间扩展，从紧凑到更大的，扩展磁盘（R_disk = 10，100和300 AU，M_disk ~ 0.05 M_Sun，M_star = 0.646 M_Sun）。通过结合我们的研究结果，从分辨率和参数的研究，我们发现一个下限的分辨率，能够解决GI引起的碎片功能和独特的，湍流诱导团块。无论磁盘的物理扩展如何，拓扑断开的簇特征仅在磁盘的碎片化活跃区被解析为具有至少100个单元时才被解析，这是所有全局磁盘设置的最低要求。我们的模拟说明了基于AMR的建模技术的行星形成模拟的能力，并强调了平衡的细化设置的重要性，以重现碎片化结构。
2015-05-05 astro-ph.EP astro-ph.IM
Gravito-Turbulent Disks in 3D: Turbulent Velocities vs. Depth
描述原行星盘中的湍流对于理解它们如何吸积和产生行星至关重要。最近对谱线加宽的测量有望诊断湍流，不同的谱线探测不同的深度。我们使用冷却，自引力盘的三维局部流体动力学模拟来解决由“重力湍流”驱动的运动如何随高度变化。我们发现，重力湍流实际上在高空和在深处一样剧烈：即使高空的气体太稀薄而不能自引力，它也会受到中平面处自引力过密度的强烈强迫。重力的长程性质意味着湍流速度在垂直方向上几乎是均匀的，从中平面到表面仅增加2倍，即使密度范围超过近三个数量级。重力湍流对高度的不敏感性与受磁旋转不稳定性（MRI）影响的圆盘的行为形成对比;在后一种情况下，非圆形速度从中平面到表面至少增加了15倍，各种非理想效应只放大了这个因素。重力湍流与MRI湍流的不同垂直剖面可以与不同深度的非热线宽测量结合使用，以确定原行星盘中的传输源。
2014-05-13 astro-ph.EP
Substructure evolution from protoplanetary to debris disks driven by mutually gravitating planetesimals and implications on Kepler resonances and free-floating planets
California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Hawai’i（夏威夷大学）
该研究提出相互引力星子的径向扩散演化图景，重现原行星盘环分布，揭示碎屑盘演化对开普勒共振链破坏及类地行星大小自由漂浮天体形成的启示。
2026-08-21 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
Hiding Signatures of Gravitational Instability in Protoplanetary Discs with Planets
我们进行了三维SPH模拟表明，迁移的巨行星强烈抑制了自引力盘的螺旋结构。我们提出模拟ALMA连续观测表明，在没有行星的情况下，由于引力不稳定的螺旋臂很容易观察到。然而，在巨行星的存在下，螺旋结构被迁移的行星所抑制，导致一个具有环和间隙结构的大部分轴对称盘。我们对气体运动学的建模表明，这颗行星的存在可以推断出来，例如，使用光学薄的13 C16 O。我们的研究结果表明，它是没有必要的，以解释缺乏螺旋功能，否则预计在高质量光盘通过假设高的灰尘-气体质量比，以限制光盘的气体质量。
2020-11-09 astro-ph.EP
Hydrodynamical simulations of the vertical shear instability with dynamic dust and cooling rates in protoplanetary disks
本研究通过原行星盘二维流体动力学模拟，探究垂直剪切不稳定性（VSI）与动态尘埃、冷却率的相互作用，发现三者可形成平衡厚尘埃层，平衡态依赖尘埃尺寸与尘气比，为原行星盘尘埃演化与星子形成研究提供新依据。
2025-07-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Migration of protoplanets with surfaces through discs with steep temperature gradients
我们进行三维自引力辐射转移模拟原行星迁移的拱星盘，探讨在这些磁盘的径向温度分布迁移的影响。我们对质量在10-100 M \bigoplus之间的原行星进行了建模，其圆盘表面密度分布为T \varpropto r^-1/2，温度分布为T \varpropto r^-β，其中β的范围为0-2。我们发现，陡峭的（β > 1）温度剖面导致低质量原行星在星际颗粒不透明盘中向外迁移，但在更薄的光学盘中，迁移总是向内。从我们的模型中获得的迁移率随β变化的趋势与最近的分析描述（包括考虑共轨力矩及其饱和度）所获得的结果一致。我们发现，两种模型之间的切换的原行星，其中一个吸积作用通过抽空气体和气体堆积在表面上形成大气，导致迁移率的一个小的转变。如果将这些模型与导致轻微向内迁移的条件进行比较，则小的偏移可以导致向外迁移。然而，迁移的方向和速度是由圆盘条件决定的，而不是由用于模拟原行星附近流动的特定处方决定的。
2011-03-17 astro-ph.EP
Hydrodynamical Simulations of Planet Rebound Migration in Photo-evaporating Disks
本研究通过二维流体动力学模拟，证实了在光蒸发原行星盘中，海王星质量级行星可因正共转力矩发生反弹外向迁移，而更大质量行星迁移行为各异。
2025-09-08 astro-ph.EP
Making giant planet cores: convergent migration and growth of planetary embryos in non-isothermal discs
地球质量的天体预计将经历I型迁移，根据原行星盘的几何状态，迁移方向是向内或向外。在I型扭矩抵消的地方存在会聚迁移区。我们研究了嵌入在非等温原行星盘中的几个地球质量的多个原行星的演化。原行星位于两个不同不透明度区域之间的过渡区附近。在会聚区内部，I型迁移是向外的，而在会聚区外部，迁移是向内的。我们使用了基于网格的流体动力学代码，包括辐射效应。我们进行了不同的初始数量的胚胎模拟和测试的效果，包括随机力来模仿湍流产生的影响。我们还进行了N体运行校准流体动力学计算，以遵循万年时间尺度的演变。对于少量的初始胚胎（N = 5-7），在没有随机强迫的情况下，原行星的人口向零扭矩半径收敛，并形成一个稳定的共振链，保护胚胎免受近距离接触。在具有较大初始数量的胚胎的系统中，或者在其中包括随机力的系统中，这些共振配置被破坏。这反过来又导致了更大的核心通过一个阶段的巨大影响，之后系统解决了一个新的稳定的共振配置。在初始原行星质量为3地球质量的模拟中，大约有一半的模拟中形成了质量为10地球质量的巨行星核，而在初始原行星质量为1地球质量的模拟中，只有15%的模拟中形成了质量为1地球质量的巨行星核。这表明，如果2-3个地球质量的原行星可以在不到100万年的时间内形成，会聚迁移和巨大的碰撞可以在I型迁移会聚区生长出巨大的行星核。
2013-08-12 astro-ph.EP
The growth and hydrodynamic collapse of a protoplanet envelope
我们已经进行了三维自引力辐射流体动力学模型的气体吸积到高质量的核心（15-33地球质量）在数百个轨道。在这些模型中，有一个模型在最终经历流体动力学坍缩之前，吸积了超过木星质量的三分之一的气体。这种坍缩导致核心附近的密度增加了一个数量级以上，外层的包层演变成一个环行星盘。当冲击波向外传播时，希尔半径（R_H）内的质量会有一个小的减少。这种坍缩导致了原行星包层的新的流体静力平衡，此时希尔半径内97%的质量都在0.03 R_H以内，而以前的R_H小于40%。朝向这颗致密原行星的净质量流主要来自高纬度地区，而在环行星盘的外缘，沿着中平面有净气体流出。我们还发现了一个营业额的气体深处的约束信封，可能是由对流细胞的建立。
2012-08-27 astro-ph.EP
Dust Morphology Under Changing Dust Mass Ratios in Protoplanetary Discs
The University of Georgia（佐治亚大学）；University of Oxford（牛津大学）
研究尘埃质量比变化对行星形成盘形态的影响，通过尘埃-气体质量比ε约束改进盘质量估计。
2026-02-13 astro-ph.EP
Detectability of embedded protoplanets from hydrodynamical simulations
我们预测了嵌入过渡盘中的年轻行星的星等，由于盘中的物质，这些行星仍然受到灭绝的影响。我们关注的是处于形成后期阶段的行星大小的行星，当行星在气体和尘埃分布中刻出一个很深的缺口时，圆盘开始对红外线（IR）中的行星通量透明。柱密度估计通过三维流体动力学模型，进行了几个行星质量。利用盘状物质的典型消光性质和巨行星的演化模型，得到了预期的星等。对于位于$5.2$ AU的模拟情况，在一个具有局部未扰动表面密度$127$ $\mathrm{g} \cdot \mathrm{cm}^{-2}$的圆盘中，$1$ $M_J$行星在J-，H-和K-波段高度分散，预测的绝对星等为$\ge 50$ ma。在L-和M-波段消光减小，行星星等在$25$和$35$ ma之间。在N-波段，由于尘埃不透明度上的硅酸盐特征，对于$40$行星，J-、H-和K-波段的星等高于$22$等，而对于L-、M-和N-波段，行星的星等介于$15$和$20$等之间。对于$5$ $M_J$行星，由于其打开深隙的能力，消光在任何红外波段都不起作用。对比度曲线是由CQ Tau，PDS 70，HL Tau，TW Hya和HD 163296的过渡盘导出的。行星质量的上限估计为已知的差距，在最后两个系统。
2020-01-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Long-term and large-scale hydrodynamical simulations of migrating planets
我们提出了一种新的方法，允许长期和大规模的流体动力学模拟迁移行星在基于网格的欧拉代码。这项技术，其中包括通过跟踪行星迁移重新映射磁盘，使运行的迁移行星在一段时间内可比的年龄原行星盘。这种方法也有可能有效地解决与气体盘中的多行星系统的迁移相关的问题，并通过包括全球粘性演化以及迁移过程中的共轨区域的详细研究来改善目前大质量行星迁移的结果。我们使用公共代码FARGO3D进行不同的测试来验证这种方法，并将其结果与使用经典固定网格获得的结果进行比较。
2016-05-05 astro-ph.EP
C/O ratios in self-gravitating protoplanetary discs with dust evolution
该研究通过含尘埃演化的自引力原行星盘模拟，揭示了C/O比的演化规律，区分了流不稳定性和引力不稳定性两种行星形成机制的C/O比范围，并与观测及太阳系彗星成分相印证。
2024-12-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Secular evolution of eccentricity in protoplanetary discs with gap-opening planets
我们探讨的偏心率的吸积盘扰动嵌入的行星，其质量足以打开一个大的差距在光盘的演变。讨论了偏心圆盘轨道平均运动的各种表示方法。我们描述的线性不稳定性，导致偏心率的增长，通过流体动力学模拟。我们数值恢复已知的结果，偏心率增长的磁盘是可能的行星-恒星质量比超过0.003。对于大于这个阈值的质量比，来自模拟的进动率和增长率，以及偏心模式的形状，比较以及偏心盘的线性理论的预测。我们研究的偏心率增长最终饱和到一个非线性政权的机制。
2017-02-15 astro-ph.EP
The steady-state flow pattern past gravitating bodies
引力体显著地改变试图流过的气体的流动模式（密度和速度）。然而，在火星-超级地球范围内的小型原行星只能结合有限数量的星云气体;直到达到所谓的临界核心质量（约1-10个地球质量），这些气体与星云处于近流体静力平衡。在这里，我们的目标是对这些低质量嵌入式行星周围的流动模式进行一般性描述。使用各种简化假设（亚音速，二维，无粘流等），我们减少了问题的偏微分方程，我们解决数值以及近似解析。发现大气和星云气体之间的边界强烈依赖于盘逆风的值（偏离开普勒旋转）。随着逆风的增加，大气层的大小减小，也变得更加不对称。使用推导出的气体的流动模式，小固体颗粒的轨迹，这经历气体阻力和重力，积分数值。小颗粒（尘埃）的吸积率很低，因为它们紧密地跟随着流线，而流线会远离行星。然而，卵石大小的颗粒实现大吸积率，与以前的数值和分析工作。
2012-10-28 astro-ph.EP
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
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
Stability of the Outer Planets in Multiresonant Configurations with a Self-gravitating Planetesimal Disk
我们研究了一个大规模的星子盘上的外行星的动力学稳定性的影响，假设，最近已经建议，这些最初被锁定在一个紧凑的和多共振的配置作为气体驱动的迁移的结果在一个原行星盘。在我们的模拟中的所有机构之间的引力相互作用包括自洽使用Mercury6.5代码。几个初始的多共振配置和星子盘模型被认为是。在这样的条件下，一个强大的动力学不稳定性，表现为一个快速的巨行星迁移和星子盘分散，在大多数情况下，在小于40万年的时间尺度上发展。与忽略微行星间相互作用的模型相比，由于微行星间的引力相互作用而导致的动力盘加热导致微行星与冰巨星天王星和海王星之间更频繁的相互作用。考虑到快速演化的多共振配置与完全自洽的模拟，我们的结果是不一致的动力学不稳定性起源的晚期重轰炸，目前所考虑的尼斯模型的太阳系。
2014-06-09 astro-ph.EP
On the Gravitational Collapse of Small Dust Grains in Self-gravitating Disk Structures
通过三维剪切盒流体动力学模拟发现，在引力不稳定的原行星盘中，金属丰度 $Z \gtrsim 0.02$ 能克服小尘埃颗粒的扩散破坏，促使毫米级颗粒坍缩形成行星胚胎，从而加速行星形成。
2025-11-01 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
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
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
Curveballs in protoplanetary disks - the effect of the Magnus force on planet formation
在气态原行星盘中旋转的星子可能会受到垂直于它们相对速度的流体动力。我们研究这种力量对这些物体的动力学的影响，使用分析参数的基础上一个简单的层流盘模型和数值积分的运动方程为单个晶粒。我们特别关注米大小的巨石，传统上预计从1 A.U.开始，在短短100年内螺旋进入中央恒星。我们发现，有合理的情况下，这种力量延长了这些固体在磁盘中的几个因素的寿命。更重要的是，如果尘埃颗粒的尺寸大于10厘米量级，马格努斯力引起的速度可以通过内部盘的引力不稳定性阻止星子的形成。我们发现，尽管马格努斯力的扩散效应，增长最快的线性模式的流动不稳定性可能仍然增长，但它仍然有待观察马格努斯力将如何改变这些不稳定性的非线性演变。
2015-07-28 astro-ph.EP
