Nonlinear Outcome of Coagulation Instability in Protoplanetary Disks I: First Numerical Study of Accelerated Dust Growth and Dust Concentration at Outer Radii
我们以前的线性分析提出了一个新的不稳定性驱动的尘埃凝聚在原行星盘。凝聚不稳定性有可能使尘埃颗粒集中成环，并有助于尘埃凝聚和星子形成。在这一系列的论文中，我们进行数值模拟和研究非线性结果的凝血不稳定性。在本文中（文件I），我们首先进行局部模拟，以证明存在的凝血不稳定性。在模拟中观察到的线性增长与先前的线性分析非常一致。接下来，我们进行径向全球模拟，以证明凝聚不稳定性的发展过程中由内而外的磁盘演变，由于尘埃的增长。为了分离对尘埃浓度和增长的各种影响，我们忽略了对气盘的反反应和尘埃碎裂的影响。这种简化的模拟表明，无论是逆反应或破碎是不稳定性的局部粉尘浓度的先决条件。在大多数弱湍流运行中，通过凝聚不稳定性的粉尘浓度克服了由于径向漂移引起的粉尘损耗，导致多个粉尘环的形成。凝结不稳定性的非线性发展也加速了尘埃的生长，无量纲停止时间$τ_{\mathrm{s}}$甚至在外半径（>10 au）达到1。因此，凝聚不稳定性是一个有前途的过程，以保留尘埃颗粒，并加速尘埃增长超过漂移障碍。
2022-07-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
GRACE-DG: A Discontinuous Galerkin Method-Based Code for General Nonlinear Coagulation-Fragmentation Equations
Institute for Advanced Study, Tsinghua University（清华大学高等研究院）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系）
研究利用基于高阶间断伽辽金方法的GRACE-DG求解碰撞诱导的凝聚-破碎方程，推导新守恒公式捕捉质量转移过程，新求解器在耦合模拟中收敛性好，适合集成到流体动力学代码。
2026-08-12 astro-ph.EP astro-ph.IM
Fragmentation-limited dust filtration in 2D simulations of planet-disk systems with dust coagulation. Parameter study and implications for the inner disk's dust mass budget and composition
Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理学中心）；Stony Brook University（石溪大学）
通过二维尘埃凝聚模拟，研究行星间隙的过滤效率，发现高行星质量、高碎片速度和低扩散率下过滤有效，低碎片速度下内盘迅速被外盘尘埃污染，对太阳星云条件提出限制。
2025-10-09 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
Monte Carlo models of dust coagulation
本论文研究的是行星形成的第一阶段，即星周盘中微米至毫米级尘埃的凝聚。首次收集和整理了近年来有关尘埃凝聚体的实验研究成果，提出了一个可以应用于尘埃凝聚模型的碰撞模型。我们把这个模型到一个蒙特卡罗代码，使用代表性的粒子来模拟尘埃的演变。模拟使用三个不同的磁盘模型在一个本地框（0 D）位于1 AU距离中心恒星。我们发现，尘埃的演变并不遵循先前假设的增长-碎裂周期，但增长停止反弹之前，达到碎裂制度。我们称之为反弹障碍，这是在已经复杂的星子形成过程中的一个额外障碍。生长-碎裂循环的缺失和停止生长对行星形成有两个重要的影响。1)据观察，磁盘的气氛是充满灰尘的整个生命周期。以前的模型得出结论，小的，连续产生的碎片可以保持磁盘大气尘埃。然而，我们表明，小碎片不产生，因为弹跳防止碎片。2)由于颗粒没有达到碎裂屏障，它们的尺寸比以前的尘埃模型所达到的尺寸要小。我们决定更详细地研究第1点。对圆盘（1D）的垂直柱进行建模，包括颗粒的沉降。我们发现，已经中等水平的湍流可以防止颗粒沉降到中平面。
2010-10-31 astro-ph.EP
Dust coagulation assisted by streaming instability in protoplanetary disks
通过局部模拟流动不稳定性，发现其产生的团块能使尘埃颗粒在极低碰撞速度下保持高碰撞率，从而克服碎裂与漂移屏障，极大放宽微行星形成的条件。
2025-03-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Mineral Snowflakes on Exoplanets and Brown Dwarfs: Coagulation and Fragmentation of Cloud Particles with {\sc HyLandS}
褐矮星和系外行星提供了独特的大气机制，这些机制包含了它们形成路线和演化状态的信息。模拟矿物云粒子的形成是为CRIRES+、JWST和ARIEL等任务和仪器以及{ \sc PolStar}等可能的偏振测量任务做准备的关键。其目的是支持更详细的观测，需要更好地了解微物理云过程。我们扩展我们的动力学云形成模型，处理成核，冷凝，蒸发和沉淀的混合材料云粒子一致的模型云粒子-粒子碰撞。新的混合代码，{ \sc HyLandS}，被应用到{ \sc Drift-Phoenix}（T，p）-profiles的网格。利用有效介质理论和米氏理论研究了该材料的光学性质。湍流是碰撞的主要驱动过程，碰撞成为云底（$p>10^{-4}\,{\rm bar}$）的主导过程。碰撞产生三种结果之一：碎裂大气层（$\log_{10}(g)=3$），分裂大气层（$\log_{10}(g)=5$，$T_{\rm eff} \leq 1800\, {\rm K}$）和凝聚生长主导大气层（$\log_{10}(g\,)=5$，$T_{\rm eff} > 1800\, {\rm K}$）。云粒子不透明度斜率在光学波长（HST）的增加与碎片，是硅酸盐功能在中红外波长。混合矩箱法{ \sc HyLandS}证明了在保证单元守恒的同时将矩箱法结合起来的可行性。它为捕捉粒子碰撞的一般趋势提供了一个强大而快速的工具，与其他微物理过程保…
2022-03-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Growth of calcium-aluminum-rich inclusions by coagulation and fragmentation in a turbulent protoplanetary disk: observations and modelisation
虽然人们普遍认为南极陨石中的富钙铝包体（CAIs）是在太阳原行星盘的热环境中形成的，但其形成条件仍存在争议。最近的实验室研究CAIs提供了一种新的数据：它们的大小分布。我们发现，在实验室中测量的CAIs的尺寸分布从碳质方解石的截面具有幂律的尺寸分布与累积尺寸指数之间的-1.7和-1.9，这转化为累积尺寸指数之间的-2.5和-2.8经切片校正。为了解释这些观测结果，进行了数值模拟，以探索从微米到厘米尺寸的CAIs的生长，在一个热的和湍流的原行星盘通过凝聚和碎裂的竞争。我们发现，在生长模拟中得到的尺寸分布与陨石中的CAIs尺寸分布一致。我们解释说，如果撞击速度大于10米/秒，CAI碎片的尺寸分布在厘米尺寸处的急剧截止是著名的碎裂障碍的直接结果。毫米和厘米大小的CAIs的生长/破坏时间尺度与当地的尘埃/气体比成反比，在1300 K下约为10年，在1670 K下可达104年。这意味着最难治性的CAIs预计尺寸较小，因为与不太难治性的CAIs相比，它们的生长时间较长。相反，在CAI生产时代，最不耐火的CAI可能已经被回收多次，这可能对它们的辐射年龄产生深远的影响。
2015-03-24 astro-ph.EP
Inhibited Coagulation of Micron-size Dust Due to the Electrostatic Barrier
原行星盘中固体物质的碰撞演化是星子、彗星和行星形成的关键步骤。虽然稠密的原行星环境有利于尘埃的快速凝聚，但有几个因素限制了从星际微米大小的颗粒到卵石大小的聚集体的直接途径。除了颗粒的弹跳、碎裂和快速漂移到中心恒星之外，一个值得注意的限制因素是带相同电荷的颗粒的静电排斥。在这项研究中，我们的目标是在理论建模的粉尘凝聚耦合粉尘充电和磁盘电离计算。我们表明，静电势垒是一个很强的抑制因素，在磁盘的死区（湍流被抑制）的微米级粉尘的凝聚。虽然持续的湍流有助于克服静电屏障，但即使在这种情况下，粉尘聚集体的低分形维数也可能阻止其进一步凝聚。库仑排斥力可能会将很大一部分小尘埃保留在磁盘大气和外部区域中。
2020-01-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Rapid Coagulation of Porous Dust Aggregates Outside the Snow Line: A Pathway to Successful Icy Planetesimal Formation
宏观尘埃粒子的快速轨道漂移是原行星盘中星子形成的主要障碍之一。我们重新审视这个问题，考虑孔隙度的尘埃聚集体的演变。我们应用最近的N体模拟聚集体碰撞的基础上的孔隙度模型，这使我们能够研究的孔隙度变化时，碰撞的影响范围很广的能量。作为第一步，我们忽略碰撞碎片，而是专注于尘埃的雪线外的演变，在那里的碎片已被建议是不太重要的雪线内，因为高粘附效率的冰粒。我们表明，即使考虑碰撞压缩，尘埃颗粒也可以演化成高度多孔的聚集体（内部密度远小于0.1 g/cm^3）。我们还表明，高孔隙率触发显着加速碰撞生长。这种加速度是粒子在低努森数下的空气动力学性质的自然结果，即，粒子半径大于气体分子的平均自由程。由于这种快速增长，高度多孔聚集体被发现克服径向漂移障碍，在轨道半径小于10 AU（假设最小质量的太阳星云模型）。这表明，如果碰撞碎裂真的微不足道，那么通过亚微米大小的冰粒子的直接碰撞生长，冰星子的形成是可能的。
2012-05-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Coagulation Calculations of Icy Planet Formation at 15--150 AU: A Correlation Between the Maximum Radius and the Slope of the Size Distribution for Transneptunian Objects
我们调查是否凝聚模型的行星形成可以解释所观察到的大小分布的transneptunian对象（TNO）。通过分析已发表的和新的计算，我们证明了最大物体的大小与大小为0.1公里及以上的大小分布的斜率之间的关系。这些关系为TNO和整个太阳系的其他冰冷物体提供了清晰，可测试的预测。将我们的结果应用到现有的观测结果中，我们表明，广泛的初始盘质量，小行星的大小和碎片参数可以解释的数据。在“热”KBO的初始半长轴上加上动力学约束以及可能的TNO形成时间为10-700万年，将可行的模型限制为具有由相对较小（1-10公里）的星子组成的大质量盘的模型。
2012-01-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Electric charging of dust aggregates and its effect on dust coagulation in protoplanetary disks
尘埃聚集体的相互粘附是原行星盘形成星子的第一步。尽管在某些情况下，尘埃粒子的带电是公认的，它已在很大程度上被忽略，在目前的粉尘凝聚模型。在这项研究中，我们提出了一个一般性的分析，尘埃电荷状态的原行星盘，然后演示如何充电可以显着改变目前公认的尘埃凝聚的情况。首先，我们描述了一种新的半解析方法，自洽地计算尘埃电荷态和气体电离态。该方法比以往的数值计算方法效率高得多，并且对气尘混合物的荷电状态提供了一个全面而清晰的描述。其次，我们将这种分析应用于早期的演化阶段，在这些阶段，尘埃被认为生长成具有准单分散性（即，窄）尺寸分布。我们发现，在很宽的模型参数范围内，分形生长强烈抑制碰撞聚集体之间的电斥力，并最终“冻结”的方式到随后的增长阶段，涉及碰撞压缩。强烈的盘湍流有助于聚集体克服这一生长障碍，但在随后的生长阶段，它会导致灾难性的碰撞碎裂。这些事实表明，电斥力和碰撞碎裂的结合将严重限制原行星盘中尘埃的生长。我们提出了一个可能的情况下，灰尘演变后的冻结。最后，我们指出，尘埃聚集体的分形生长往往保持一个低的电离度，因此，一个大的磁旋转稳定区域的磁盘。
2009-04-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust Coagulation Reconciles Protoplanetary Disk Observations with the Vertical Shear Instability. I. Dust Coagulation and the VSI Dead Zone
本研究针对原行星盘垂直剪切不稳定性（VSI）模拟与观测的矛盾，提出尘埃凝聚可降低外盘气体冷却速率、抑制VSI湍流，且湍流强度对尘埃碎裂速度高度敏感，解释了观测到的高沉降外盘现象。
2023-12-15 astro-ph.EP
The Impact of Silicate Grain Coagulation on Millimeter Emission from Massive Protostellar Disks
本研究通过自洽分析大质量原恒星盘硅酸盐颗粒大小演化与（亚）毫米波辐射的关系，结合ALMA观测约束其碰撞破碎阈值速度为15 m s-1，提出两种重现GGD27-MM1内盘辐射的情景，为理解岩石星子形成条件提供依据。
2025-08-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Effects of Dust Coagulation on Streaming Instability
本研究首次数值模拟了原行星盘中垂直分层流体不稳定性与尘埃凝聚的耦合过程，发现尘埃凝聚促进尺寸增长，使不稳定性在初始小尘埃下仍能触发，从而拓宽了原有参数边界。
2024-10-14 astro-ph.EP
Dust retention in protoplanetary disks
背景：据观察，原行星盘在长达数百万年的时间里都保持着富含尘埃的状态。另一方面，理论模型提出了几个问题。首先，尘埃凝结发生得如此之快，以至于如果小的尘埃颗粒没有通过尘埃聚集体的碰撞破碎而得到补充，那么大多数圆盘应该被观察到是尘埃贫乏的，而事实并非如此。其次，如果尘埃聚集体的大小达到厘米到米的数量级，它们会迅速向内漂移，很快就会消失。目的：我们试图验证，如果碰撞破碎的尘埃聚集体是足够有效的，以保持磁盘的“灰尘”，通过补充人口的小颗粒，并防止过度的径向漂移。研究方法：通过一种新的、复杂的隐式集成凝聚和破碎建模代码，我们解决了凝聚、破碎、湍流混合和径向漂移的组合问题，同时求解了一维粘性气体盘的演化。结果如下：我们发现，对于1 m/s的临界碰撞速度，正如实验室实验所建议的那样，破碎是如此有效，以至于在任何时候尘埃都是以相对较小的颗粒形式存在的。这意味着径向漂移很小，大量的小尘埃颗粒仍然存在了几百万年。对于10 m/s的临界速度，我们发现颗粒增长约两个数量级，这再次导致显着的灰尘损失，因为较大的颗粒更强烈地受到径向漂移的影响。
2009-08-07 astro-ph.EP
How dust fragmentation may be beneficial to planetary growth by pebble accretion
卵石吸积是行星核心快速增长的一种新兴模式。卵石通量和卵石尺寸是卵石堆积模型中的关键参数。我们的目标是从最先进的尘埃凝聚模型中推导出卵石的大小和通量，了解它们对磁盘参数和碎裂阈值速度的依赖性，以及卵石吸积对行星生长的影响。我们使用一个一维的尘埃演化模型，包括尘埃的生长和破碎计算现实卵石的大小和质量通量。我们利用这些信息来整合放置在原行星盘不同位置的行星胚胎的生长。卵石通量强烈地依赖于磁盘的属性，如其大小和湍流水平，以及尘埃聚集体的破碎阈值。我们发现，尘埃碎片化可能以多种方式有利于行星的生长。首先，它阻止固体生长到非常大的尺寸，因此卵石堆积的效率下降。更重要的是，小卵石的消耗速度较慢，提供了一个长期的卵石流量。由于全凝聚模型计算量大，我们提供了一个简单的方法，估计卵石的大小和流量在任何原行星盘模型没有子结构和任何碎裂阈值速度。
2021-01-05 astro-ph.EP
Including Dust Coagulation in Hydrodynamic Models of Protoplanetary Disks: Dust Evolution in the Vicinity of a Jupiter-mass Planet
在建立原行星盘模型时，由于尘埃增长的复杂性和计算费用，尘埃增长常常被忽略。然而，它确实在塑造原行星尘埃的演化和行星形成方面发挥了主要作用。在本文中，我们提出了一个数值模式耦合的二维流体动力学演化的原行星盘，包括一个小行星质量的行星，尘埃凝聚。这是通过在单个基于网格的流体动力学模拟中包括多个尘埃流体并在求解流体动力学演化的顶部求解用于尘埃凝结的Smoluchowski方程来获得的。我们发现，碎片的尘埃聚集体被困在行星间隙外的压力隆起导致的小颗粒的密度增加。我们比较了从充分凝聚处理的常用的，固定的粉尘大小的方法和以前应用的，计算密集度较低的方法，包括粉尘凝聚的结果。我们发现，完全凝聚的结果不能使用固定大小的处理再现，但有些可以模仿使用一个相对简单的方法来估计在每个网格单元格中的特征灰尘大小。
2019-09-23 astro-ph.EP
Positive Feedback II: How Dust Coagulation inside Vortices Can Form Planetesimals at Low Metallicity
本研究提出旋涡内尘埃捕获与凝聚的正反馈机制，结合解析模型验证其协同效应，发现该机制比流动不稳定性相关机制更强大，可在低金属丰度及全盘旋涡形成区形成星子。
2025-04-08 astro-ph.EP
Massive Protostellar Disks as a Hot Laboratory of Silicate Grain Evolution
本文建立含尘埃凝结、碎裂与径向漂移的大质量原恒星盘模型，结合GGD27-MM1观测推断硅酸盐颗粒碎裂阈值约10 m/s，用以约束岩石星子形成条件。
2023-06-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Positive Feedback: How a Synergy Between the Streaming Instability and Dust Coagulation Forms Planetesimals
本研究提出dust coagulation与Streaming Instability协同的反馈循环模型，发现在fragmentation-limited区域二者协同能显著增加颗粒尺寸与密度，为形成planetesimals提供充分条件。
2025-03-05 astro-ph.EP
Collisional evolution of dust and water ice in protoplanetary discs during and after an accretion outburst
大多数原行星盘被认为经历了剧烈和频繁的吸积爆发，在此期间，吸积率和中心光度在几十年内都有所提高。这暂时增加了圆盘的温度，导致雪线向外移动时冰物种的升华。在本文中，我们调查如何FUor型吸积爆发改变了尘埃聚集体的生长和外观在不同的位置在原行星盘。我们开发了一个模型的基础上的Monte Carlo方法来模拟本地的凝结和破碎的冰尘颗粒，并研究不同的设计，其结构和响应升华。我们的主要发现是，位于静止和爆发水雪线之间的尘埃颗粒的演变是由成分和孔隙度的显着变化驱动的。尘埃人口恢复从爆发和恢复到凝聚/破碎平衡所需的时间取决于凝聚物理和爆发属性的复杂的相互作用，并可能需要4500年在5 AU。卵石大小的颗粒，星子的基石，要么在水冰中被废弃，要么被完全摧毁，分别导致更干燥的星子或完全停止它们的形成。当吸积爆发是经常发生的事件时，尘埃可以在很长一段时间内远离碰撞平衡，这为在毫米波长的圆盘中跟踪过去的爆发提供了机会。我们的研究结果突出了在尘埃凝聚和行星形成模型中包括吸积爆发的重要性。
2023-03-20 astro-ph.EP
Gravitoviscous protoplanetary disks with a dust component. V. The dynamic model for freeze-out and sublimation of volatiles
原行星盘中各种挥发性物质的雪线与气体成分和尘埃物理性质的突变有关。挥发物可能会影响尘埃的生长，因为它们用冰冷的地幔覆盖颗粒，可以改变颗粒的破碎速度。反过来，尘埃凝结，破碎，并通过气体盘漂移可以有助于冰和气相之间的挥发物的重新分配。在这里，我们提出的流体动力学模型FEOSAD的原行星盘与两个尘埃人口和挥发动力学。我们计算的空间分布的主要挥发性分子（H $_2$ O，CO $_2$，CH $_4$和CO）的气体中，在小的和长大的尘埃，并分析了组成的冰地幔超过最初的0.5万年的磁盘演化。我们表明，大部分的冰到达长大的尘埃通过凝结与小颗粒。螺旋结构和尘埃环形成的磁盘，以及在外部区域的光解，导致形成复杂的雪线形状和多个雪线的每个挥发性物种。在考虑磁盘的演变，雪线移动更接近恒星，与他们的最终位置是一个因素$4-5$小于在磁盘形成时期。我们表明，挥发物往往收集在附近的雪线，无论是在冰和气体相，导致形成厚的冰地幔尘埃动力学的潜在重要性。在湍流粘性较大的模式中，裸露颗粒破碎速度较低，对粉尘粒径有较大影响。
2021-03-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust grain shattering in protoplanetary discs: collisional fragmentation or rotational disruption?
在原行星盘中，尘埃颗粒凝聚成大的聚集体仍然知之甚少。颗粒孔隙度似乎是一个有前途的解决方案，让晶粒生存和形成星子。此外，尘埃破碎一般被认为只来自碰撞碎裂;然而，最近引入了一个新的过程，旋转破裂。我们编写了一个一维代码，模拟了颗粒漂移时的生长和孔隙度演变，以研究包括两个破碎过程时的最终结果。在模拟再现观测的圆盘模型中的晶粒演化时，我们发现与碎裂和径向漂移相比，旋转破裂是不可忽略的。当湍流参数$α\lesssim 5\xtenpow{-4}$，如果径向漂移足够慢时，破坏成为主导。我们表明，在晶粒的生长历史中断的重要性强烈依赖于它们的抗拉强度。
2023-01-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The structure of dust aggregates in hierarchical coagulation
星际空间和原行星盘中的尘埃凝聚通常被视为两种极端情况之一：粒子-团簇凝聚和尘埃-团簇凝聚。在本文中，我们研究的过程中，层次的增长，聚集体是建立从显着较小的聚集体（但不是单体）。我们表明，这个过程可以被理解为一个修改后的，PCA-样的过程，产生多孔的，但非分形颗粒的填充因子主要是由建筑块的孔隙率。我们还表明，在凝聚的环境中，相对速度是由湍流驱动的，一个grammically平坦的质量分布（每质量十年相等的质量），因为它通常是在环境中发现的破碎小颗粒，导致小颗粒和聚集体占主导地位的大的增长的情况。因此，在这样的环境中，层级增长应被视为常态。因此，我们预测，在这样的环境中的聚集体是不是分形与极低的密度，因为它们会导致从外推分形定律大尺寸。聚集体的致密化不仅仅是由于具有足够能量的碰撞来重构聚集体-它已经通过用有助于生长的较小颗粒填充颗粒中的空隙而更早地开始。
2016-11-01 astro-ph.EP
TriPoD: Tri-Population size distributions for Dust evolution. Coagulation in vertically integrated hydrodynamic simulations of protoplanetary disks
针对原行星盘流体动力学模拟中尘埃演化计算成本高的问题，提出简单准确的三参数子网格凝聚模型TriPoD，可嵌入PLUTO代码，实现二维垂直积分模拟，并与DustPy软件良好拟合。
2024-10-30 astro-ph.EP
Coexistence of coagulation and streaming instabilities in protoplanetary discs
Laboratoire d'astrophysique de Bordeaux, Univ. Bordeaux, CNRS（波尔多天体物理学实验室，波尔多大学，法国国家科学研究中心）；Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心）
研究发现尘埃凝结通过增强SI的线性增长速率促进致密团块形成，但对非线性演化影响较小。
2025-12-16 astro-ph.EP
Dust growth, fragmentation and self-induced dust traps in PHANTOM
我们提出了一个尘埃的增长和碎片化模块在公共光滑粒子流体动力学（SPH）代码PHANTOM的实现。该模块与本文件一起提供给公众使用。凝聚模型认为当地单分散粉尘粒径分布周围的单一值，所携带的SPH颗粒。随着演示的模型，实施和测试，我们展示了几个典型的拱星盘模拟的增长和碎片，并回顾以前的结果。该模块还与辐射转移代码MCFOST接口，MCFOST通过生成合成图，方便了模拟与ALMA观测之间的比较。具有生长和碎裂的星周盘模拟再现了Gonzalez等人首先提出的“自诱导尘埃陷阱”机制，支持它的存在。具有这种机制的圆盘的合成图像表明，ALMA可以检测到它是一个明亮的轴对称环，距离恒星几十个AU。通过这篇论文，我们的目标是提供一个公共工具，能够研究和探索与行星形成相关的各种应用中的尘埃生长。
2021-08-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The first stages of planet formation in binary systems: How far can dust coagulation proceed?
我们研究的核心吸积模型的第一阶段，即尘埃的增长/分裂的二元系统。在我们的模型中，气体和尘埃盘存在于主星周围，并受到次级恒星的扰动。我们研究了有/无偏心率的二次尘埃人口的影响，以确定聚集体可以达到什么样的大小，以及如何比较，在磁盘周围的单星尘埃人口。我们发现，次级恒星对尘埃的人口有两个影响。1.）的人。由于第二颗恒星的存在，圆盘被截断，粒子的最大质量在较低的气体密度下降低。这种影响在外盘中占主导地位。2.）的情况。二次扰动使气盘的偏心率增加，从而增加了尘埃和气体之间的相对速度。因此，最大粒径进一步减小。次级的第二效应影响整个磁盘。即使在椎间盘的最内部，也能有效地减少凝血。在双星系统周围的尘埃盘中，粒子的平均质量比单星周围的尘埃盘减少了四个数量级（因此，停止时间减少了一个数量级）。
2010-10-20 astro-ph.EP
mcdust: A 2D Monte Carlo code for dust coagulation in protoplanetary disks
本研究提出二维蒙特卡罗模拟代码mcdust，采用代表性粒子与自适应网格方法，可并行模拟原行星盘内尘埃的碰撞演化与二维输运，高效准确解析尘埃凝聚物理过程。
2025-07-28 astro-ph.EP astro-ph.IM
Testing the theory of grain growth and fragmentation by millimeter observations of protoplanetary disks
上下文在不久的将来，在亚毫米和毫米波长的观测将能够解决的径向依赖的毫米光谱斜率在拱星盘的分辨率约为几个天文单位的距离最近的恒星形成区域。目标。我们的目标是限制物理模型的晶粒生长和破碎的大样本（分）毫米观测磁盘周围的前主序恒星在金牛座，御夫座和蛇夫座恒星形成区域。方法.国家的最先进的凝聚/碎裂和磁盘结构的代码相结合，以产生稳态的粒度分布，并预测在（分）毫米波长的光谱斜率。结果这项工作提出了第一个计算预测毫米光谱斜率的基础上的晶粒生长的物理模型。我们的模型可以很自然地再现所观察到的毫米斜率，但同时匹配所观察到的范围内的通量水平只能达到由几个到约30的因素，同时保持磁盘的气体质量相同的尘埃质量的减少。这种尘埃减少可能是由于径向漂移的速度降低，或者是在早期的进化时期（否则预测的通量会变得太低），或者是由于尘埃有效地转化为更大的、看不见的物体。
2010-06-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planetesimal formation via sweep-up growth at the inner edge of dead zones
行星形成的早期阶段仍然没有得到很好的理解。凝聚模型揭示了尘埃生长的许多障碍，如弹跳，碎裂和径向漂移障碍。我们研究尘埃凝聚和漂移之间的相互作用，以确定原行星盘中支持星子形成的条件。我们专注于星子形成通过清扫，并调查它是否可以发生在一个现实的原行星盘。我们开发了一个新的数值模型，解决了灰尘在径向和垂直方向的空间分布。该模型采用代表粒子方法跟踪了原行星盘中尘埃的演化过程。用蒙特卡罗方法考虑了固体的凝聚和破碎。采用质量传递效应，可以发生不同大小的灰尘聚集体碰撞的碰撞模型，实现。我们把重点放在一个原行星盘，包括一个由雪线附近湍流粘度急剧下降引起的压力隆起。我们的研究结果表明，足够的分辨率的垂直盘结构的尘埃凝聚代码是必要的，以获得足够短的增长时间尺度，特别是在低湍流区域的情况下。我们发现，一个急剧的径向变化的湍流强度在死区的内边缘，促进星子的形成在几个方面。它提供了一个有效防止灰尘向内漂移的压力凸起。它还导致聚集体尺寸的径向变化，在该径向变化处发生生长障碍，有利于通过清扫小颗粒来生长大聚集体。在我们的模型中，通过在雪线附近采用一个特殊的α粘度变化，有可能在大约10^5年的时间尺度上通过增量增长来增长星子。
2013-07-12 astro-ph.EP
Grain growth for astrophysics with Discontinuous Galerkin schemes
根据其大小，尘埃颗粒储存或多或少的电荷，催化或多或少的化学反应，拦截或多或少的光子，并或多或少有效地粘附以形成行星的胚胎。因此，需要在数值模拟中精确处理粉尘凝聚和破碎。然而，现有的算法求解凝固方程是过度扩散的条件下的3D模拟。我们通过开发一个基于间断Galerkin方法的高阶求解器来解决这一挑战。该算法节省了机器精度的质量，并允许用非常有限数量的灰尘箱精确计算几个数量级大小的灰尘颗粒的生长。
2020-11-24 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Electrostatic Barrier against Dust Growth in Protoplanetary Disks. II. Measuring the Size of the "Frozen" Zone
亚微米级尘埃颗粒凝聚成多孔聚集体是原行星盘中尘埃演化的初始步骤。最近，有人指出，在弱离子化的磁盘中的灰尘的负电荷可以显着减缓凝聚过程。在本文中，我们应用的增长标准，在纸我找到一个位置（“冻结”区）的收费摊位粉尘生长在分形生长阶段。对于低湍流磁盘，我们发现，冻结区可以覆盖磁盘的主要部分在几个到100 AU从中央恒星。聚集体的最大质量在1 AU时约为10^{-7} g，在100 AU时小至几个单体质量。强湍流可以显著减小冻结区的尺寸，但这种湍流会导致宏观聚集体在后期的破碎。我们研究了一种可能性，即完全冻结的尘埃演化在低湍流磁盘可以防止全球运输的尘埃盘。我们的简单估计表明，全球尘埃输送可以在10^6年的时间尺度上导致宏观团聚体的供应和冻结团聚体的去除。这推翻了通常的理解，即微小的尘埃粒子在更短的时间尺度上耗尽，除非碰撞碎裂是有效的。冰冻带和全球尘埃输送可以解释金牛座T星的红外观测和陨石的放射性年代测定所提出的“缓慢”（\sim 10^6年）的尘埃演化。
2011-02-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
General non-linear fragmentation with discontinuous Galerkin methods
针对天体物理尘埃破碎算法的数值过扩散问题，推导了一般非线性破碎的守恒形式，并应用高阶间断伽辽金方法高效求解，在20个分箱下实现0.1-1%精度。
2024-08-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Complex gas flows in magnetized protoplanetary disks promote the formation of dust traps at low fragmentation velocities
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Institute for Advanced Study, Tsinghua University（清华大学高等研究院）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系）
通过2D蒙特卡洛尘埃凝聚代码后处理MHD模拟气体速度，研究复杂气体流对尘埃生长和输运的影响，发现过渡区形成尘埃堆积，可替代压力凸起作为尘埃陷阱。
2026-06-08 astro-ph.EP
Impact of turbulence intensity and fragmentation velocity on dust particle size evolution and non-ideal magnetohydrodynamics effects
该研究以湍流强度和尘埃碎裂速度为参数，分析恒星形成核坍缩阶段尘埃尺寸演化对非理想MHD效应的影响，还探究了尘埃成分的作用，并给出星周盘形成相关的参数约束。
2023-04-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Large grains can grow in circumstellar discs
我们进行凝聚和碎裂模拟，以了解在金牛座T和褐矮星盘的晶粒生长。我们提出了一个物理动机的方法，使用概率分布函数的碰撞速度和分离的确定性和随机速度。与其他型号相比，我们发现增长更大。此外，如果棕矮星盘是金牛座T盘的缩小版本（就恒星和盘质量以及盘半径而言），则在两个盘中，相对于外缘的相同位置的生长会发生类似的大小。
2013-08-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
A fast tree algorithm for multi-component coagulation equation
The Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（高级研究大学院大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
本文提出了一种快速树算法，用于解决多组分凝聚方程的计算问题，该算法通过将距离相近的bin分组并同时计算相互作用，将计算复杂度从O(N^{2d})降低到O(dN^d logN)，并在不同参数条件下验证了该算法的效率和准确性。
2026-05-18 astro-ph.EP astro-ph.IM
The Influence of the Fractal Dimension on Dust Evolution in Protoplanetary Disks
Institut für Theoretische Astrophysik, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天体物理中心理论天体物理研究所）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安顿·潘内科克天文学研究所）
研究探讨了原行星盘中尘埃聚集体的孔隙率对尘埃演化的影响，重点分析了碎裂和碰撞屏障，并通过DustPy代码模拟了不同孔隙率假设下的尘埃动态。
2026-04-29 astro-ph.EP
Diverse protoplanetary disk morphology produced by a Jupiter-mass planet
结合流体动力学行星盘相互作用模拟与尘埃演化模型，我们表明，原行星盘有一个巨大的行星可以揭示不同的形态（亚）毫米连续，包括一个完整的磁盘没有显着的径向结构，过渡盘的内腔，一个磁盘与一个单一的间隙和中央连续峰，和磁盘与多个环和间隙。这种多样性来源于：（1）盘中粘性传输的水平，它决定了行星可以打开的间隙的数量;（2）由凝聚、碎裂和径向漂移决定的颗粒的大小和空间分布，这反过来又影响了盘在（亚）毫米波长下的发射率;（3）用于观察盘的角分辨率。特别是，我们的研究结果表明，具有相同的底层气体分布的磁盘可以有非常不同的晶粒尺寸/空间分布，从而出现在连续，这取决于凝聚，破碎和径向漂移之间的相互作用。这表明，适当的治疗晶粒生长必须包括在模型的原行星盘有关连续属性和互补的分子线观测是非常需要的，除了连续观测，以揭示磁盘的真实性质。事实上，一个单一的行星可以产生不同的磁盘形态强调需要寻找更直接的，本地化的签名的行星，以确认（或争议）的行星起源所观察到的环状子结构。
2018-08-30 astro-ph.EP
ALMA and CARMA observations of Brown Dwarfs disks: testing the models of dust evolution
行星形成的第一步是在年轻恒星和褐矮星周围富含气体的圆盘中，微小的微粒凝结成越来越大的鹅卵石和岩石。在亚毫米观测可以跟踪毫米/厘米大小的卵石在外盘，并研究这些固体的凝聚/破碎和径向迁移的机制。这些代表了关键，但尚未完全理解的成分，我们的理解形成的星子，行星的基石。在这里，我们提出的第一个结果，从一个观测计划，使用ALMA和CARMA亚毫米/毫米干涉仪，旨在表征尘埃特性和磁盘结构的年轻磁盘周围的棕矮星和非常低质量的恒星。考虑到这些盘的预期物理条件，它们代表了原行星盘中行星形成早期阶段模型的关键测试床。
2013-07-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Revisiting collisional dust growth in Class 0/I protostellar disks: Sweep-up can convert a few $10 M_\oplus$ of dust into kg pebbles in 0.1 Myr
本文通过颗粒凝聚计算研究0/I类原恒星盘中的尘埃碰撞增长，发现扫掠式增长机制可在0.1 Myr内将约50个地球质量的尘埃转化为千克级卵石，远超碎裂势垒，且该卵石群体对星子形成和行星核心质量预算具有重要意义。
2023-02-09 astro-ph.EP
Breaking through: The effects of a velocity distribution on barriers to dust growth
目前还不知道尘埃通过凝聚能增长到什么程度。碰撞增长的障碍是碎裂和反弹障碍。然而，在所有以前的模拟尘埃大小演变的原行星盘，只考虑了平均碰撞速度，忽略了一个小的，但可能是重要的一部分碰撞将发生在更低和更高的速度。研究了碰撞速度的概率分布对碰撞尘埃生长势垒的影响。假设一个麦克斯韦速度分布碰撞粒子，以确定粘附，弹跳和碎片的分数，我们实现了这一点在尘埃大小的演变代码。我们还计算了通过这些制度的障碍和增长的时间尺度增长的概率。我们发现碰撞生长势垒并不像以前认为的那样尖锐。随着低速碰撞的存在，一小部分粒子设法增长到比主要粒子数量级高的质量。粒子速度分布软化了碎裂屏障并消除了弹跳屏障。它以自然的方式拓宽了尺寸分布，使最大的颗粒成为第一批种子，启动向微行星尺寸的席卷式生长。
2012-08-01 astro-ph.EP
