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
Dust trapping in protoplanetary disks
行星形成被认为是从原行星盘中的尘埃颗粒从微米到毫米和厘米大小的增长开始的。根据尘埃演化理论，尘埃的生长受到许多生长障碍的阻碍，而观测证据表明，这些障碍必须以某种方式被克服。尘埃陷阱的观测证据，特别是Oph IRS 48磁盘，与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）改变了我们对尘埃生长过程的看法。在这篇文章中，我回顾了尘埃捕获模式和观测的历史。
2019-01-31 astro-ph.EP
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
Effects of dust feedback on vortices in protoplanetary disks
我们进行了二维高分辨率模拟研究尘埃反馈对大质量行星在原行星盘中诱导的涡旋演化的影响。考虑了不同的初始尘埃与气盘表面密度比（$0.001$ -$0.01$）和尘埃颗粒尺寸（斯托克斯数$4\times10^{-4}$ - $0.16$）。我们发现，当尘埃颗粒向内迁移时，漩涡在收集它们方面非常有效。当尘埃密度变得与涡旋内的气体密度相当时，动力学不稳定性被激发，它改变了相干涡度模式并破坏了涡旋。初始尘气密度比越大，粉尘颗粒越大，粉尘反馈作用越强。因此，我们发现，磁盘涡寿命可以减少到一个因素的10。我们讨论了我们的研究结果的生存性的旋涡在原行星盘和行星形成的影响。
2014-10-15 astro-ph.EP
The Possibility of the Kelvin-Helmholtz Instability during Sedimentation of Dust Grains in the Protoplanetary Disk
在本文中，我们重新检查的可能性，剪切驱动的湍流沉降过程中的尘埃颗粒在原行星盘。在MMSN模型中，剪切驱动的湍流将在引力不稳定性发生之前出现。而根据以往的研究，如果不考虑尘埃颗粒的生长，随着尘埃颗粒的丰度较大，引力不稳定性发生在剪切驱动湍流之前。本文考虑了尘埃粒子增长的情况，发现即使在尘埃粒子丰度很大的情况下，Kelvin-Helmholtz不稳定性也倾向于先于引力不稳定性发生。这与以前没有尘埃生长的结果不同。
2012-12-13 astro-ph.EP
Two mechanisms for dust gap opening in protoplanetary discs
基于行星周围引力运动的对称性，我们确定了两种不同的机制：（1）小质量行星不干扰气体，通过内盘引力的潮汐力矩打开尘埃间隙，但受到外盘引力的抵制;和II）通常的阻力辅助机制，其中质量较大的行星在气盘中产生最大压力，然后阻力扭矩作用于尘埃中进一步抽空。第一种机制在粉尘中产生间隙而不是气体，而第二种机制在粉尘相中产生更深的部分或全部气体间隙。粉尘间隙不一定表示气体间隙。
2016-02-24 astro-ph.EP
On linear dust-gas streaming instabilities in protoplanetary discs
通过一组非常简化的方程，我们重新审视了线性流动不稳定性（技术上是一种过稳定性），它存在于尘埃原行星盘中，并且对尘埃原行星盘具有潜在的重要性（Youdin & Goodman 2005）。我们的目标是更好地理解这种不稳定性的物理起源，这是出了名的微妙。旋转动力学似乎对这种类型的不稳定性至关重要，而一维笛卡尔模型无法捕捉到这种不稳定性。尘埃“堆积”在移动的压力最大值是一个重要的触发机制的不稳定性，和阻力反馈的尘埃后，气体允许这些最大值得到加强。科里奥利力和背景漂移抵消了压力的影响。
2011-04-28 astro-ph.EP
Toroidal vortices and the conglomeration of dust into rings in protoplanetary discs
我们确定了一个新的流体动力学的不稳定性原行星盘，可能会出现由于尘埃-气体比的变化，并可能导致尘埃颗粒在光盘内的浓度。不稳定性可能由于尘埃沉降而产生，这产生了垂直成分熵梯度。熵梯度驱动斜压不稳定性，能够产生环形气体涡旋，将尘埃聚集成环。这样的尘埃环可以通过尘埃的连续发射或散射光观察到。事实上，这种不稳定性可能为最近在年轻恒星HL Tau和TW Hya周围的圆盘中观察到的环提供了一种解释，这种环不依赖于原行星的清除。不稳定性也可能有更广泛的影响，可能有助于尘埃凝聚，改变更大的星子的径向迁移，并改变圆盘内的角动量传输。
2015-07-20 astro-ph.EP
Drag-driven instability of a dust layer in a magnetized protoplanetary disc
本文研究了原行星盘中的阻力驱动不稳定性，原行星盘由一层与磁化气体耦合的单尺寸尘埃颗粒组成，并考虑了颗粒-气体反馈。我们找到了轴对称线性扰动的色散关系，数值计算了不稳定模的增长率。在没有粒子-气体反馈的情况下，长期的引力不稳定性预示着尘埃层是不稳定的，而如果气体成分的Toomre参数是固定的，磁场会显著地放大不稳定性。我们还表明，即使是一个弱的磁场是能够放大的不稳定性或多或少的尘埃气体耦合无关。
2016-05-30 astro-ph.EP
Science with an ngVLA: Dust growth and dust trapping in protoplanetary disks
ALMA彻底改变了我们对原行星盘的看法，揭示了诸如间隙、环和不对称性等结构，表明尘埃捕获是行星形成过程中的一个重要机制。然而，高分辨率的图像也表明，毫米级连续辐射的光学薄假设可能是无效的，光谱指数的低值可能与光学深度有关，而不是与尘埃生长有关。更长波长的观测对于正确地解开这些影响至关重要。下一代甚大阵列（ngVLA）的高灵敏度和空间分辨率将开辟空间解决磁盘连续发射厘米波长及以上的可能性，这使得研究尘埃在光盘中的光学薄制度，并进一步限制模型的行星形成。
2018-10-18 astro-ph.EP
Dust settling against hydrodynamic turbulence in protoplanetary discs
提高原行星盘中的局部尘气比是小行星形成的必要的第一步。在层流盘中，灰尘沉降是提高盘中平面处的灰尘与气体比的有效机制。然而，湍流，如果存在的话，可以搅动和提升尘埃颗粒，这最终阻碍了微行星的形成。在这项工作中，我们研究尘埃沉降在原行星盘与流体动力学湍流维持的垂直剪切不稳定性。我们进行轴对称的数值模拟来研究湍流，颗粒大小，固体丰度或金属含量对尘埃沉降的影响。我们强调的积极作用，施加到气体上的尘埃沉降，以克服垂直剪切不稳定的阻力。在典型的圆盘模型中，我们发现具有斯托克斯数$\sim 10^{-3}$的粒子可以沉积到气体标度高度的$\lesssim 10\%$，条件是$Σ_\mathrm{d}/Σ_\mathrm{g}\gtrsim 0.02$ - $0.05$，其中$Σ_\mathrm{d,g}$分别是灰尘和气体的表面密度。这与小颗粒通过流动不稳定性进行聚集的金属性条件相一致。因此，超太阳的金属丰度，至少是局部的，需要一个自洽的图片的小行星的形成。我们的研究结果还意味着，尘埃环中观察到的原行星盘应具有较小的尺度高度比尘埃间隙，环和间隙之间的金属丰度对比超过相应的气体密度的对比。
2019-03-08 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
On the Dust Signatures Induced by Eccentric Super-Earths in Protoplanetary Disks
我们研究了一个高度偏心的10 $M_{\rm \oplus}$（其中$M_{\rm \oplus}$是地球质量）行星嵌入尘埃原行星盘的尘埃动力学和观测的影响。通过进行高分辨率的二维气体和尘埃双流体流体动力学模拟，我们发现行星的轨道可以在大半径处圆形化。在行星轨道圆化后，部分间隙打开和尘埃环形成发生在行星圆化半径附近，这可以解释在圆盘外部区域观察到的间隙/环。当盘的质量和粘度变低时，我们发现偏心行星甚至可以打开间隙，并在其圆化之前在近心和远心半径附近产生尘埃环。这为解释观测到的尘埃环和原行星盘中的间隙提供了替代方案。在观测中，较低的盘粘度有利于产生较亮的环。当尘埃盘的粘性较低（$α\lesssim2\times10^{-4}$）且圆化速度比尘埃径向漂移快时，偏心行星也可能减缓尘埃盘外部区域的尘埃径向漂移。
2019-10-07 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
Migrating Low-Mass Planets in Inviscid Dusty Protoplanetary Discs
圆盘驱动的行星迁移是行星系形成的一个组成部分。在标准的以气体为主的原行星盘中，低质量行星或行星核心经历快速向内迁移，并丢失到中心恒星。然而，最近的几项研究表明，原行星盘中的固体成分可以对盘-行星相互作用产生显着的动力学影响，特别是当固体与气体的质量比接近1或更大时，尘埃对气体的拖曳力变得显着。由于有几种方法可以提高原行星盘中的固体丰度，例如通过盘风和压力隆起中的尘埃捕获，因此了解行星如何通过尘埃环境迁移是很重要的。为此，我们通过一套系统的高分辨率，二维数值模拟研究行星在尘埃丰富的磁盘迁移。我们表明，低质量行星的向内迁移可以减缓尘埃动力学共转力矩。我们还确定了一个新的制度，随机迁移适用于磁盘的灰尘与气体的质量比$\gtrsim 0.3$和粒子斯托克斯数$\gtrsim 0.03$。在这些情况下，盘-行星的相互作用导致小规模的持续发展，强烈的尘埃漩涡分散了行星，这可能会阻止甚至逆转向内的行星迁移。我们简要讨论了我们的结果的观测意义，并强调了未来工作的方向。
2020-07-16 astro-ph.EP
Dust Dynamics in Protoplanetary Disk Winds Driven by Magneto-Rotational Turbulence: A Mechanism for Floating Dust Grains with Characteristic Sizes
通过模拟尘埃颗粒在垂直方向上的时间演化，研究了磁旋转湍流驱动的原行星盘风中不同尺寸尘埃颗粒的动力学行为。与气体耦合良好的小尘埃颗粒被向上流动的气体向上拖曳，而大颗粒则留在圆盘的中平面附近。中等尺寸的颗粒在向下的重力和向上的气体阻力之间的时间平均力平衡中从中平面漂浮在几个尺度高度处。对于1天文单位的最小质量太阳星云，尘埃颗粒大小为20 - 40 $μm$漂浮在距离中平面5-10刻度的高度。考虑到与中心恒星的距离的依赖性，较小尺寸的颗粒仅保留在盘的外部区域，而较大尺寸的颗粒分布在更广泛的区域。我们还讨论了我们的结果的影响，年轻恒星周围的尘埃物质的观测。
2016-02-12 astro-ph.EP
Stability of Dusty Rings in Protoplanetary Discs
本研究使用FARGO3D Multifluid代码考察含尘原行星盘中尘埃环的稳定性，发现加入尘埃（尤其高Stokes数）会通过触发罗斯贝波不稳定性使气相失稳并产生收集尘埃的涡旋，从而改变环的长期演化路径。
2024-01-09 astro-ph.EP
Two-fluid Instability of Dust and Gas in the Dust Layer of a Protoplanetary Disk
本文研究了原行星盘中尘埃层的不稳定性。已知在初始粉尘密度均匀的情况下，流动不稳定性发展并且粉尘密度集中发生。本文考虑了垂直于中平面的初始尘埃密度梯度的影响。粉尘和气体被视为不同的流体。尘埃流体的压力被假定为零。气体摩擦时间假定为常数。采用谱方法对轴对称二维流场进行了数值模拟。我们发现，即使气体摩擦时间乘以开普勒角速度小到0.001，不稳定性也会以开普勒角速度的数量级增长。这种不稳定性是由两个来源驱动的：（1）方位角速度的垂直切变，以及（2）由于平流而引起的尘埃和气体的相对运动以及尘埃密度波动。这种不稳定性通过湍流平流扩散尘埃，最大尘埃密度降低。这意味着，在均匀初始灰尘密度的情况下所看到的由流动不稳定性引起的灰尘浓度随着灰尘朝向中平面沉降而导致的灰尘密度梯度增加而变得无效。
2009-05-27 astro-ph.EP
Unveiling Dust Aggregate Structure in Protoplanetary Disks by Millimeter-wave Scattering Polarization
尘埃在原行星盘中的凝聚是星子形成的第一步。然而，从尘埃聚集到星子的路径仍然不清楚。无论是数值模拟还是实验室实验都表明了尘埃结构在星子形成中的重要性，但它并没有很好地受到观测的约束。我们研究如何尘埃结构和孔隙度改变偏振图像在毫米波进行三维辐射转移模拟。骨料具有不同的孔隙率和分形维数被认为是。因此，我们发现，尘埃聚集体具有较低的孔隙度和/或较高的分形维数是有利的解释所观察到的毫米波散射偏振的磁盘。具有极高孔隙度的聚集体无法解释观察结果。此外，我们还表明，具有中等孔隙度的颗粒表现出弱的散射偏振的波长依赖性，这表明多波长偏振测量是有用的约束灰尘孔隙度。最后，我们讨论了尘埃演化和星子形成磁盘的影响。
2019-09-19 astro-ph.EP
An analytical model of radial dust trapping in protoplanetary disks
我们研究了原行星盘中轴对称气体环中的尘埃浓度。给定气体表面密度，我们推导出一个分析的总粉尘表面密度，考虑到不同的浓度的所有粒径。该模型使我们能够预测当地的粉尘-气体的质量比和粒度分布的斜率，作为半径的函数。我们测试这个分析模型比较它与3D磁流体动力学模拟尘埃演化的吸积盘。该模型也适用于HD 169142周围的磁盘。通过同时拟合在$λ= 0.87$、1.3、3.0 mm处的盘连续观测，我们得到了全球尘埃-气体质量比$ε_{\rm global} = 1.05 \times 10^{-2}$和粘滞系数$α= 1.35 \times 10^{-2}$。该模型可方便地用于吸积盘的数值模拟。
2019-03-20 astro-ph.EP
Effects of Chemistry on Vertical Dust Motion in Early Protoplanetary Disks
我们提出了一个新的现象影响尘埃颗粒在早期原行星盘的陆地区域的沉降的可能性。沉降尘埃颗粒在盘演化的早期在热的内部区域蒸发，凝结和蒸发对垂直沉降的影响是显著的。本文提出了一个考虑物理和化学因素的一维降尘模型。模拟结果表明，尘埃颗粒在下降到较热的内部时蒸发，形成“凝结锋”，在凝结锋上方，尘埃的主要成分Mg、Si和Fe积累，形成大的温度梯度。在前面反复蒸发抑制晶粒生长，和小晶粒尺寸提高不透明度远离中平面。包括辐射传热和冷凝理论在内的自洽计算表明，中间盘的温度可能足够高，硅酸盐保持蒸发的时间比以前的估计要长。凝结锋的形成导致高度难熔元素（如Al和Ca）和中等难熔元素（如Mg、Si和Fe）之间的对比沉降行为，表明星子中的元素丰度可能不是挥发性的简单函数。
2017-08-24 astro-ph.EP
Growing dust grains in protoplanetary discs - III. Vertical settling
我们的目标是推导出一个简单的分析模型，以了解垂直沉降生长的尘埃颗粒在层流原行星盘的基本属性。分离的垂直动力学中的磁盘中平面的运动，我们集成的线性和指数晶粒生长速率的运动方程。对更复杂的增长模型进行数值积分。我们发现，沉降效率取决于无量纲参数γ的值，其特征在于相对于气体阻力的晶粒生长的相对效率。由于伽马值被认为是星盘中初始尘埃与气体的比值（10^-2的量级），因此颗粒的生长增强了尘埃粒子的能量耗散，并提高了原行星盘中的沉降效率。这种行为主要是独立的增长模型以及颗粒的径向漂移。
2013-11-06 astro-ph.EP
Puffed up Edges of Planet-opened Gaps in Protoplanetary Disks. I. hydrodynamic simulations
在明亮的原行星盘中，尘埃间隙和尘埃环似乎无处不在。行星与行星之间的相互作用，以及行星引起的间隙边缘的尘埃捕获，是一个合理的解释。然而，一些观测到的尘埃环的清晰度表明，在某些系统中，亚毫米大小的尘埃颗粒已经沉降到薄层上。我们通过对嵌入行星的原行星盘进行三维尘埃加气体模拟，来测试行星打开的气体间隙周围的尘埃是否可以保持稳定。我们发现行星的质量足以打开气体间隙，在间隙边缘将小的亚毫米大小的尘埃颗粒搅拌到高的圆盘高度，在那里尘埃尺度高度可以达到气体尺度高度的70%。我们把这种尘埃的“膨胀”归因于Fung & Chiang等人先前确定的行星引起的纬向气流。因此，我们强调明确的3D模拟的重要性，以获得亚毫米大小的颗粒周围的气体间隙大规模的行星打开的垂直分布。我们警告说，气体间隙开放行星的解释定义明确的尘埃环是唯一的自我一致的大颗粒超过毫米的大小。
2021-03-16 astro-ph.EP
The circulation of dust in protoplanetary discs and the initial conditions of planet formation
我们研究的后果模型的固体循环在原行星状星云中，空气动力学阻力是由原恒星外流或盘风的物质循环到外盘抵消。这些循环尘埃最终由于引力不稳定性而变得不稳定，形成微行星，最终导致30- 50个地球质量的微行星在R<1AU的尺度上沉积。这样一个模型可以提供一个适当的理由近似幂律的初始条件，需要复制观察到的行星系在现场组装。
2014-03-26 astro-ph.EP
Dust Settling and Clumping in MRI Turbulent Outer Protoplanetary Disks
星子的形成是行星形成中一个关键但知之甚少的过程。人们普遍认为，星子的形成是尘埃通过流动不稳定性（SI）聚集的结果。然而，最近的分析和数值研究表明，SI可以阻尼或抑制外部湍流，至少原行星盘的外部区域可能是弱湍流由于磁旋转不稳定性（MRI）。我们进行高分辨率的局部剪切盒模拟混合粒子-气体磁流体动力学（MHD），将双极扩散作为主要的非理想MHD效应，适用于外盘区域。我们首先表明，尘埃反作用增强尘埃沉降向中平面减少湍流相关时间。在中等水平的MRI湍流，我们发现，灰尘结块实际上是更容易比传统的SI的情况下，在这个意义上的固体丰度的阈值结块是较低的。尘埃聚集的关键是尘埃的反作用和局部压力极大值的存在，在我们的工作中，这是由MRI纬向流克服背景压力梯度形成的。总体而言，我们的研究结果支持星子形成的MRI湍流外原行星盘，特别是在环状的子结构。
2021-10-29 astro-ph.EP
Filament formation due to diffusive instabilities in dusty protoplanetary disks
该研究在原行星盘中发现一种新的局部扩散不稳定性，可解释流不稳定性模拟中普遍出现的丝状结构，并提出了一个垂直平均模型来研究其机制。
2024-08-21 astro-ph.EP
Radial drift in warped protoplanetary disks
本文解析推导翘曲原行星盘中的径向漂移，揭示翘曲可因压力梯度及气体与尘埃进动差异形成尘埃陷阱，从而解决米级障碍问题，并可能适用于活动星系核盘。
2023-09-05 astro-ph.EP
Impact of dust diffusion on the rim shape of protoplanetary disks
上下文在原行星盘中，有多种机制可以引起湍流，从而促进中心恒星的吸积。与气体耦合良好的小尘埃颗粒由于这种湍流运动而发生扩散。目标。本文研究了湍流引起的尘埃扩散对原行星盘平衡的影响。方法.该模型考虑了尘埃升华、辐射转移和尘埃扩散。它预测的密度和温度分布，以及尘埃气体比的磁盘。结果它表明，灰尘扩散可以有很大的影响：假设灰尘存活104秒或更长的时间之前，它可以被蒸发，导致灰尘扩散扩大内盘相当大。后一种效应是通过反馈机制产生的，因为扩散长度远小于圆盘宽度。随着尘埃扩散的增加，内边缘朝向恒星辐射的倾斜度变得更陡，直到几乎垂直。蒸发和冷凝的温度范围与尘埃成分有关，对这种效果没有影响。结论.对于实际参数，在确定盘的平衡时不能忽略尘埃扩散。盘内湍流越强，尘埃扩散越多。因此，尘埃密度在更大的距离上逐渐增加，到达磁盘表面的辐射更少。盘的新平衡形状更倾向于恒星。这种效应是普遍的，与具体的粉尘成分无关。
2021-10-20 astro-ph.EP
Self-Induced Dust Traps Around Snow Lines in Protoplanetary Discs
尘埃颗粒需要有效地从微米大小增长到数千公里，以形成行星。由于毫米到米大小的增长受到一些障碍的阻碍，最近发现尘埃演变能够产生“自诱导”尘埃陷阱，这显示了希望。挥发性物质在某些位置的凝结和升华，称为雪线，也被认为是行星形成情景的重要组成部分。鉴于粉尘粘附特性在雪线上发生变化，这就提出了一个问题：雪线如何影响自诱导粉尘陷阱的形成机制？这个问题与原行星盘中一氧化碳（CO）雪线的多次观测特别相关，因为它对尘埃生长和动力学的影响尚待了解。在本文中，我们提出了雪线一般的自诱导尘埃陷阱的形成在参数研究的影响，然后集中在CO雪线。我们发现，对于一系列的参数，灰尘陷阱的形式在雪线的灰尘积累和缓慢增长，在以前的工作中发现的水雪线。我们还发现，根据CO雪线两侧的颗粒粘附特性，它可能是粉尘生长和漂移的起点或制动点。这可以为理解原行星盘观测中尘埃分布和雪线之间的联系提供线索。
2019-12-05 astro-ph.EP
Impacts of dust feedback on a dust ring induced by a planet in a protoplanetary disk
当一颗行星在原行星盘中形成一个很深的缝隙时，尘埃颗粒就无法通过缝隙。因此，尘埃颗粒的密度可以增加到与外边缘处的气体密度相同的水平。在这样一个多尘的区域，来自漂移的尘埃颗粒对气体的反馈是不可忽略的。我们进行了二维两流体（气体和尘埃）的流体动力学模拟。我们发现，当尘埃颗粒的径向流动通过间隙停止时，由于尘埃反馈和尘埃颗粒的扩散，可以形成一个宽的尘埃颗粒环。在我们模拟的参数范围内，形成宽尘环的行星最小质量与卵石隔离质量一致。尘埃颗粒的宽环是形成原行星固体核的良好环境。如果环形成在类太阳恒星周围的圆盘中，位于$\sim 2\ \mbox{AU}$，环内可能会形成一个大质量的固体核心（$\sim 50M_{\oplus}$），这可能与持有大质量固体核心的热彗星（如HD 149026 b）的形成有关。在这颗矮星的盘面中，$\sim 0.5\ \mbox{AU}$周围的尘埃环内可以形成许多地球大小的行星，这可能解释了由多颗地球大小的行星组成的行星系统围绕着这颗矮星，如TRAPPIST-1。
2018-11-20 astro-ph.EP
Effect of dust size and structure on scattered light images of protoplanetary discs
通过辐射转移模拟，研究了不同尘埃尺寸和结构的原行星盘在近红外波段的散射光特性。我们表明，不同的尘埃结构可能会被探测到通过测量磁盘偏振分数，只要尘埃半径大于波长。当半径大于波长时，圆盘散射光对于高度多孔的尘埃聚集体将是高度偏振的，而更紧凑的尘埃结构倾向于显示低偏振分数。其次，研究了单体半径和分形维数对散射光颜色的影响。我们发现，在瑞利制度之外，作为分形维数或单体半径的增加，在近红外波长的有效的双链体的颜色从蓝色到红色。我们的研究结果表明，光盘显示灰色或略蓝色的颜色和高偏振分数在近红外波长可能是由含有亚微米级单体的大的多孔聚集体的存在下解释。
2019-03-05 astro-ph.EP
Global MHD simulations of stratified and turbulent protoplanetary discs. II. Dust settling
本文的目的是研究小尘埃粒子在原行星盘的垂直分布，其中角动量传输是由于磁旋转不稳定性驱动的MHD湍流。我们考虑的颗粒尺寸范围从大约1微米到几毫米。我们使用基于网格的MHD代码进行全球性的双流体模拟湍流原行星盘，其中包含各种尺寸的尘埃颗粒。在准稳态下，尘埃粒子的重力沉降由湍流扩散平衡。该过程的简单和标准模型不能准确地描述粉尘密度的垂直分布。对于小的尘埃颗粒（几微米大小），特别是在盘的上层（$Z>3H$，其中$H$是刻度高度），差异更大。在这里，简单模型预测和模拟结果之间的差异可能有几个数量级。这是因为MHD湍流在吸积盘中是不均匀的，因为速度波动在强烈磁化的日冕发展的盘上层显着增加。我们提供了一个替代模型，提供了一个更好的适合模拟。在这个模型中，尘埃粒子扩散远离中平面的MHD湍流，但扩散系数垂直变化，并在任何地方都成比例的当地湍流垂直速度波动的平方。尘埃粒子的空间分布可以用来追踪原行星盘中MHD湍流的性质，如速度波动的幅度。在未来，数值模拟和观测之间的详细和直接的比较应该被证明是一个有用的工具，用于约束原行星盘中的湍流特性。
2009-01-28 astro-ph.EP
Turbulent Thermal Diffusion: A Way to Concentrate Dust in Protoplanetary Discs
作用在气体和颗粒混合物上的湍流一般使后者均匀地扩散通过前者。然而，在存在背景气体温度梯度的情况下，称为湍流热扩散的现象表现为颗粒漂移速度（而不是扩散项）。这个过程将粒子从热的区域移动到冷的区域。我们重新推导湍流热扩散使用天体物理学的语言，并证明它可以发挥重要作用，在原行星盘通过集中粒子的数十倍。这样的浓度将为集体行为，如流动不稳定性，从而形成星子奠定基础。
2015-12-08 astro-ph.EP
Photophoretic Levitation and Trapping of Dust in the Inner Regions of Protoplanetary Disks
在原行星盘中，尘埃颗粒相对于气体和相对于不同大小的颗粒的差异重力驱动的沉降决定了颗粒的可观测性，并为颗粒生长和最终行星形成设定了条件。在这项工作中，我们探讨了在积极吸积的原行星盘的内部区域的大尘埃颗粒的沉降的电泳效应。尘埃颗粒上的光泳力是由气体分子与受热不均的颗粒碰撞而产生的。我们进行一维尘埃沉降计算，以确定尘埃颗粒在磁盘的每列的平衡垂直分布。在这个过程中，我们引入了一个新的治疗的电泳力，这是一致的，在所有的光学深度与代表性的辐射强度场的双流辐射转移近似。大尘埃颗粒的悬浮产生了一个比中平面高出几个尺度的尘埃陷阱，在吸积能量耗散显著的圆盘内部区域。我们发现，差异沉降的尘埃颗粒是从根本上改变在这些地区的磁盘，与大尘埃颗粒被困在一个层以下的恒星照射表面的尘埃与气体的质量比可以提高了一个因素的100个相关的粒子。电泳捕集效应对颗粒尺寸和孔隙率有很强的依赖性。
2017-01-09 astro-ph.EP
Beyond Diffusion: A Generalized Mean-Field Theory of Turbulent Dust Transport in Protoplanetary Disks
本文针对原行星盘经典湍流扩散模型不自洽的问题，提出基于密度加权平均和平均场理论的广义欧拉湍流尘埃输运模型，确保动量守恒并涵盖轨道效应，为后续研究提供统一框架。
2023-08-12 astro-ph.EP
Experiments on the Photophoretic Motion of Chondrules and Dust Aggregates - Indications for the Transport of Matter in Protoplanetary Disks
在一组16个落塔实验中，观察到了亚毫米至毫米大小的颗粒在微重力下的运动。用卤素灯照明，由于电泳引起粒子加速。研究了无尘球粒、覆盖有SiC粉尘的球粒、玻璃球和金属球以及纯SiC粉尘聚集体的光泳现象。这是首次对毫米级颗粒的电泳运动进行实验研究。电泳力的绝对值与球形颗粒的理论预期一致。球粒、尘埃覆盖颗粒和纯尘埃的电泳力的强度分别从低到强变化。这些测量结果支持了这样一种观点，即早期太阳系的电泳可以有效地将固体颗粒向外输送。
2010-03-15 astro-ph.EP
From Planetesimals to Dust: Low Gravity Experiments on Recycling Solids at the Inner Edge of Protoplanetary Disks
不同大小固体的输运是原行星盘演化和行星形成的重要过程。大的固体被认为是向内漂移的;在彗星中发现的高温矿物被认为是向外迁移的。从抛物线飞行的低重力实验中，我们研究了由固态温室效应和尘埃床上层内的电泳引起的尘埃体的光致侵蚀。研究的重力水平分别为0.16 g、0.38 g、1 g和1.7 g。实验期间的光通量为12 +/- 2 kW/m^2，环境压力为6 +/- 0.9 mbar。光致侵蚀是强烈的重力依赖性，这是与发达国家的模型。特别是对于小的尘埃体（（子）-星子），有效的侵蚀是可能的光学薄内边缘的原行星盘。光致侵蚀阻止了较大天体的重要部分过于靠近宿主恒星，并随后被吸积。产生的小尘埃继续受到电泳作用，并部分向上和向外输送到磁盘表面;在磁盘的寿命期间观察到产生的小尘埃颗粒。侵蚀尘埃的部分参与了随后的周期的增长在星子形成。另一部分尘埃可能会被行星大小的天体收集，如果这个天体已经靠近盘边缘。无论哪种方式，光诱导侵蚀是原行星盘的有效循环过程。
2013-01-09 astro-ph.EP
The detection of dust gap-ring structure in the outer region of the CR Cha protoplanetary disk
我们使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）观测了225 GHz的尘埃连续谱和朝向CR Cha原行星盘的CO同位素（12 CO，13 CO和C18 O）J=2-1发射谱线。尘埃连续体图像显示了尘埃盘外部区域的尘埃间隙环结构。在尘埃间隙之外的120 au附近还探测到一个微弱的尘埃环。CO同位素谱线表明气体盘比尘埃盘更长。13 CO谱线在130 au附近有一个小的峰，而12 CO和C_（18）O谱线没有峰。我们研究了两种可能的机制再现所观察到的尘埃间隙环结构和气体温度颠簸。首先，利用木星质量的行星质量与缝隙深度和宽度之间的关系，可以打开观测到的缝隙结构。同时，基于观测到的尘埃表面密度分布的辐射转移计算表明，观测到的尘埃环可能是由尘埃在尘埃盘外缘外产生的气体温包，即气体压包处的积累形成的。
2019-11-29 astro-ph.EP
Size-dependent charging of dust particles in protoplanetary disks Can turbulence cause charge separation and lightning?
本文利用 ProDiMo 二维热化学模型研究原行星盘中不同尺寸尘埃颗粒的带电行为与电荷平衡，识别出中平面低层温暖区域最可能产生闪电，但湍流诱导电场远低于临界电场，表明该机制难以引发闪电。
2023-08-08 astro-ph.EP
Consistent Modeling of Non-equilibrium Dust Sublimation and the Interactions with Dust Evolution in the Inner Regions of Protoplanetary Disks
本研究通过DFT和KMC模拟证明硅酸盐尘埃升华是非平衡动力学过程，发现动力学抑制导致升华前沿随吸积率变化并呈碗状结构，表明内盘演化需摒弃平衡假设。
2025-09-14 astro-ph.EP
Streaming instabilities in accreting and magnetized laminar protoplanetary disks
流动不稳定性是卵石形成星子的最有希望的途径之一。因此，了解这种不稳定性在原行星盘中预期的现实条件下如何运作，对于评估行星形成的效率至关重要。当代的原行星盘模型表明，磁场是通过大规模层状磁应力驱动气体吸积的关键。然而，这种磁场对流动不稳定性的影响还没有被详细研究。为此，我们研究了原行星盘中尘埃、磁化气体的稳定性。我们发现，流动的不稳定性可以增强被动的磁转矩，甚至坚持在没有一个全球径向压力梯度。在这种情况下，不稳定性归因于尘埃和气体之间的方位角漂移，不像经典的流不稳定性，这是由径向漂移驱动。这表明，流动的不稳定性可以保持有效的内部尘埃捕获吸积盘的压力隆起。当考虑垂直带电场时，我们发现尘埃反馈可以抑制磁旋转不稳定性，而经典的流不稳定性可以通过磁扰动来稳定。我们还发现，阿尔文波可以不稳定的尘埃气体漂移，但这种不稳定性需要接近理想的条件。我们讨论了这些结果的尘埃动力学和星子形成的原行星盘的可能影响。
2021-11-19 astro-ph.EP
The tensile strength of dust aggregates consisting of small elastic grains: Constraints on the size of condensates in protoplanetary disks
关于星子形成的共识现在面临着威胁，因为最近对尘埃聚集体力学性质的数值研究倾向于质疑亚微米大小的颗粒在原行星盘中聚集成星子的概念图。随着精确的实验室实验和广泛的计算机模拟的弹性球体之间的相互作用，包括灰尘聚集体，我们重新审视的模型由小的弹性颗粒组成的灰尘聚集体的拉伸强度。在接触力学和断裂力学的框架下，我们研究了粉尘聚集体拉伸强度的计算机模拟和实验室实验的结果。我们提供了一个新的分析公式，明确纳入了抗拉强度的体积效应，即，抗拉强度的粉尘聚集体的体积的依赖性。我们发现，我们的尘埃聚集体的拉伸强度模型很好地再现了计算机模拟和实验室实验的结果，如果采用适当的值的弹性参数在模型中使用。此外，亚微米级颗粒尘埃聚集体的模型与天文观测得出的彗星尘埃和流星体的拉伸强度是一致的。因此，我们重申了普遍认为的观点，即星子的形成始于原行星盘中凝聚的亚微米级颗粒的聚集。
2020-07-08 astro-ph.EP
3D Lagrangian turbulent diffusion of dust grains in a protoplanetary disk: method and first applications
为了了解气态湍流原行星盘中尘埃颗粒的化学和同位素组成在其在盘中的旅程中是如何改变的，确定它们各自的轨迹是很重要的。在这里，我们研究的尘埃扩散运输拉格朗日数值模拟使用流行的“湍流扩散”的形式主义。然而，它自然地以欧拉形式表示，这不允许研究单个粒子的轨迹。我们提出了一个简单的随机和物理上合理的模拟湍流扩散的拉格朗日形式，克服了这些困难的过程。结果表明，尘埃的净扩散通量F与气体密度（ρ）梯度和尘埃扩散系数Dd成正比：（F=Dd/ρ \timesgrad（ρ））。它导致尘埃在盘的中平面向内输送，同时有利于盘的上层向外输送。我们目前的测试和应用程序比较灰尘扩散的中面和上层，以及样本轨迹的颗粒具有不同的大小。我们还讨论了宇宙化学和SPH代码的潜在应用。
2011-05-17 astro-ph.EP
Induced Turbulence and the Density Structure of the Dust Layer in a Protoplanetary Disk
本文从尘埃吸积的能量学出发，研究了原行星盘尘埃层中的湍流。我们估计湍流强度提供的能量由尘埃吸积，使用径向漂移速度的尘埃粒子在层流盘。我们的湍流强度的估计同意与以前的分析和数值研究引起的开尔文-亥姆霍兹和/或流不稳定性的粒子的停止时间小于开普勒时间的湍流。对于这样的小颗粒，当气盘的尘气比为~C_eff^（1/2）（h_g / r）~ 10^（-2）时，预计会出现最强的湍流，其中C_eff ~ 0.2表示对湍流的能量供应效率，h_g / r ~ 5 × 10^（-2）是气盘的长宽比。最大粘性参数为α_max ~ C_effT_s（h_g / r）^2 ~ 10^（-4）T_s，其中T_s（<1）为尘埃粒子的无量纲停留时间。通过任何方法使尘气比偏离标准值10^（-2），都会导致湍流减弱和粉尘层变薄，从而可能加速粉尘颗粒的生长过程。
2011-09-22 astro-ph.EP
Fossilized condensation lines in the Solar System protoplanetary disk
类地行星和在内部小行星带占主导地位的小行星是缺水的。然而，在原行星盘中，在盘被光蒸发之前，温度应该已经下降到水凝结水平以下。因此，内太阳系的全球水枯竭令人困惑。我们表明，即使内盘变冷，也不能直接凝结水。这是因为雪线向太阳移动的速度比气体本身慢。在雪线扫过的日心距离范围内出现冰，只能是由于冰粒从外盘径向漂移。然而，如果有足够大质量的行星存在，粒子的径向漂移就会被打断，因为盘在行星轨道外获得了超开普勒旋转。根据这个结果，我们提出木星的前身在雪线仍在3 AU左右时达到了大约20个地球质量。这有效地消除了该位置的雪线。虽然冷却，木星轨道内的圆盘仍然是冰耗尽的，因为来自外部系统的冰粒子流被行星拦截。这种情况预测，没有巨行星的行星系内部区域的水应该比我们的系统丰富得多。我们还表明，在0.7天文单位的星子盘的内边缘，所需的类地行星形成模型来解释水星的小质量和没有行星内的轨道，可能是由于硅酸盐冷凝线，在年底的流动不稳定性，产生的星子种子。因此，当圆盘冷却时，硅酸盐粒子开始向内漂移0.7AU而没有升华，但它们不能被任何先前存在的微行星吸积。
2015-11-20 astro-ph.EP
Size and density sorting of dust grains in SPH simulations of protoplanetary discs
尘埃颗粒的大小和密度决定了它们对原行星盘中气体阻力的反应。空气动力学（尺寸x密度）分选是解释陨石颗粒特性和化学分馏的机制之一。然而，空气动力学分选的效率和它可能发生在光盘中的位置仍然是未知的。虽然已经广泛研究了圆盘中颗粒尺寸和生长的影响，但是缺少包括粉尘成分的同时分析。在这项工作中，我们提出了动态演化和增长的多组分尘埃在原行星盘使用3D，双流体（气体+尘埃）光滑粒子流体动力学（SPH）代码。我们发现，灰尘垂直沉降的特点是由两个阶段：一个密度驱动的阶段，导致灰尘的垂直化学分选和尺寸驱动的阶段，提高了较轻的材料在中平面的量。我们还看到了一个有效的径向化学分选的灰尘在大规模。我们发现，尘埃颗粒的空气动力学分类在内部光盘。从演化的早期阶段开始，盘表面的Fe/Si比变为亚太阳，但在演化的晚期阶段，在盘的外中平面也可以发现亚太阳的Fe/Si比。圆盘中的聚集体模拟了陨石的物理和化学性质，这表明空气动力学分选在确定其最终结构方面发挥了重要作用。
2017-03-30 astro-ph.EP
UV-controlled physical and chemical structure of protoplanetary disks
我们研究了原行星盘中紫外辐射传输的细节，注意到尘埃的生长和沉降对盘密度和温度的影响。此外，我们还展示了尘埃演化如何影响关键分子（如CN和CS）的光反应速率。
2011-03-09 astro-ph.EP
A Mechanism to Produce the Small Dust Observed in Protoplanetary Disks
在原行星盘的整个生命周期中，都存在着微小的（亚）微米尘埃。由于聚集很容易耗尽小颗粒，一种解释可能是，尘埃是由中平面中的较大物体连续产生的，并被输送到圆盘的表面。一般来说，在这种情况下的第一步，较大的机构必须再次销毁，存在不同的机制，有可能完成这一任务。可能的破坏机制是碰撞中的碎裂、气体拖曳造成的侵蚀或光引起的侵蚀。在实验室实验中，我们发现，后者，光致侵蚀努森压缩和电泳，可以提供小颗粒。它可能是一个优选的候选人，因为灰尘被释放到一个低颗粒密度区域。该机制的工作原理防止或降低了大的致密聚集体的瞬时再增生或再生长的可能性。如果存在颗粒升力，例如湍流，则这些颗粒可能容易到达盘的表面。
2011-11-04 astro-ph.EP
The outcome of protoplanetary dust growth: pebbles, boulders, or planetesimals? I. Mapping the zoo of laboratory collision experiments
从原行星尘埃到微行星的生长过程尚未完全了解。实验室实验和理论模型表明，尘埃聚集体之间的碰撞可能导致粘附，反弹和破碎。然而，迄今为止，还没有对原行星尘埃的碰撞结果进行系统的研究，因此，原行星盘中尘埃演化的物理模型仍然缺失。我们打算映射任意多孔尘埃聚集体的碰撞相互作用的参数空间。这个参数空间包括尘埃聚集体的质量，它们的孔隙度和碰撞速度。有了这样一个完整的映射的碰撞结果的原行星尘埃聚集体，它将有可能遵循的碰撞演化的尘埃在原行星盘的环境。我们使用文献数据，进行自己的实验室实验，并应用简单的物理模型，得到一个完整的图片的碰撞相互作用的原行星尘埃聚集体。在我们的研究中，我们发现了四种不同类型的粘附，两种类型的反弹和三种类型的碎片作为原行星尘埃聚集体之间碰撞的可能结果。我们区分八种孔隙度和质量比的组合。对于每一种情况，我们都给出了一个完整的碰撞模型，其尘埃-聚集体质量在10^-12 ~ 10^2 g之间，碰撞速度在10^-4 ~ 10^4 cm/s之间，且孔隙率为任意值。该模型包括碰撞结果、所产生的聚集体的质量及其孔隙度。我们提出了第一个完整的原行星尘埃碰撞模型。该碰撞模型可用于确定原行星盘中尘埃的生长速率。
2009-11-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Multi-wavelength Constraints on Dust Dynamics and Size Evolution in Protoplanetary Disk Rings. I. Method
本文结合尘埃-气体动力学与尺寸演化进行数值模拟，发现尘埃环中不同物种径向分布几乎相同，据此开发了自洽解析理论，为解释多波长观测提供统一框架。
2025-07-13 astro-ph.EP
Two key parameters controlling particle clumping caused by streaming instability in the dead-zone dust layer of a protoplanetary disk
只要我们考虑磁旋转不稳定性不增长的死区，流动不稳定性和Kelvin-Helmholtz不稳定性就被认为是造成原行星盘尘埃层中尘埃颗粒聚集和湍流的两个主要来源。已经进行了大量的数值模拟，以阐明由流动不稳定性引起的颗粒团聚的发展条件。本文提出了一组两个参数适用于分类的数值结果。一个是斯托克斯数，已在以前的作品，另一个是尘埃粒子柱密度，是无量纲的使用中平面的气体密度，开普勒角速度，开普勒和气体轨道速度之间的差异。灰尘聚集的大小是衡量灰尘层行为的一个指标。使用基于Athena代码v.4.2的尘埃颗粒和气体的三维数值模拟，证实了如果两个参数的相应值组彼此相同，则两个盘模型的尘埃聚集的幅度相似，即使金属丰度的值（即，尘埃颗粒的柱密度与气体的柱密度的比率）不同。
2018-05-15 astro-ph.EP
Dust rings as a footprint of planet formation in a protoplanetary disk
在原行星盘中，行星诱导的间隙外缘聚集着相对较大的尘埃颗粒（简称卵石），可以形成高尘气比的环状结构。这样一个环被认为位于行星轨道之外。我们研究了由一个迁移的行星形成的尘埃环的演变，通过执行两种流体（气体和尘埃）的流体动力学模拟。我们发现，初始尘埃环不跟随迁移的行星，并保持在行星的初始位置的情况下，与低粘度的$α\sim 10^{-4}$。初始环在粘性扩散的作用下逐渐变形，在迁移行星附近形成一个新的环，它是从初始环泄漏的尘埃颗粒的陷阱发展而来的。在这个阶段，两个环共存于行星轨道之外。对于一颗从100天文单位迁移的行星来说，这个阶段可以持续到$\sim 1$ ~Myr。在最初的环消失后，只有后来的环保留下来。这种环形态的变化可以提供行星形成的时间和地点的线索，也是行星的足迹。我们还对一颗质量不断增长的行星进行了模拟。这些模拟显示了尘埃环中更复杂的非对称结构。在原行星盘中观察到的非对称结构可能与迁移和质量增长的行星有关。
2021-09-20 astro-ph.EP
Inner dusty regions of protoplanetary discs -- II. Dust dynamics driven by radiation pressure and disc winds
我们探索尘埃流在最热的部分原行星盘使用重力，气体阻力和辐射压力。我们的主要重点是尘埃盘的光学薄区域，在那里尘埃暴露于最极端的加热条件和动力学扰动：光学厚盘的表面和内部尘埃升华区。我们利用的结果从两个数值艰苦的研究领域。第一个是吸积盘的磁流体动力学（MHD）模拟的气体速度和密度分布的准稳态解。这对于实现更真实的气体阻力对粉尘运动的影响至关重要。二是光学深度结构由高分辨率尘埃辐射传递而来。这一步对于更好地了解盘内的灰尘分布至关重要。我们描述了一种数值方法，将这些解决方案纳入尘埃动力学方程。我们用它来整合不同的盘风模型下的尘埃轨迹，并显示颗粒最终如何被困在从简单的吸积到恒星流出到外盘区域的流动。我们证明了辐射压力在这个过程中起着关键作用之一，不能忽视。它侵蚀尘埃盘表面，降低其高度，阻止尘埃堆积到恒星上，并帮助盘风将颗粒向外推动。颗粒大小和孔隙度的变化显着影响的结果，与更小的和多孔的颗粒受到更强烈的盘风和辐射压力。
2020-10-19 astro-ph.EP
Dust Properties of Protoplanetary Disks in the Taurus-Auriga Star Forming Region from Millimeter Wavelengths
我们提出了最敏感的3毫米调查迄今为止的原行星盘进行金牛座御夫座恒星形成区（平均均方根约0.3毫焦耳），使用IRAM PdBI。凭借我们17/19的高检测率，我们提供了12个源的波长长于约1 mm的第一次检测。这使我们能够研究统计的mm SED斜率和尘埃性质的暗淡磁盘，并将它们比较明亮的磁盘使用统一的分析方法。利用这些新的数据和文献测量亚毫米和毫米波长，我们分析了金牛座-御夫座恒星形成区域中金牛座T星周围21个孤立盘样本的尘埃特性。再加上信息的磁盘空间延伸从分/毫米毫米-毫米干涉研究，我们从观察到的子毫米/毫米光谱能量分布约束的尘埃不透明度法律在这些波长，使用两层耀斑磁盘模型和自洽的尘埃模型，适当考虑到尘埃不透明度的变化与晶粒生长。我们发现了在我们样本的所有磁盘中存在尘埃颗粒的证据，这些尘埃颗粒的大小至少达到1毫米，证实了以前在较小的明亮物体上观察到的情况。这表明在原行星盘中，从ISM尘埃到毫米级颗粒的尘埃凝聚是一个非常快的过程，似乎发生在年轻恒星进入II类演化阶段之前。此外，这些大颗粒在磁盘外部区域的数量是固定的整个II类演化阶段，表明机制减缓尘埃向内迁移在金牛座-御夫座原行星盘发挥了重要作用。
2009-12-17 astro-ph.EP
