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
Giant planet formation at the pressure maxima of protoplanetary disks II. A hybrid accretion scenario
最近对原行星盘的观测揭示了与压力最大有关的环状结构。压力最大是已知的灰尘收集器和行星迁移陷阱。大部分的行星形成工作都是基于卵石吸积模型或小行星吸积模型。然而，最近的研究提出木星可能是由卵石和微行星的混合吸积形成的。我们的目标是研究行星形成的全过程，包括尘埃演化，星子形成和行星生长在一个原行星盘的压力最大。通过数值模拟，我们计算了气体和尘埃的演化，包括尘埃的生长，破碎，径向漂移和颗粒在压力冲击的积累。我们还考虑了星子的形成流动的不稳定性和形成一个月球大小的胚胎，成长为一个巨大的行星的混合吸积卵石和星子。我们发现，在原行星盘的压力最大值是有效的尘埃向内漂移的收集器。由于大量尘埃聚集在压力隆起处，满足了流动不稳定性形成星子的条件。然后，一个巨大的核心是迅速形成（在$\sim 10^4$年）的卵石吸积。在达到卵石隔离质量后，核心的增长缓慢地继续吸积星子。星子吸积释放的能量延迟了失控气体吸积的开始，使得气体巨星在$\sim$ 100万年后形成。压力最大值也起到了运移圈闭的作用。原行星盘中的压力极大值是尘埃陷阱、由流动不稳定性形成的星子和行星迁移陷阱的优先位置。所有这些条件允许通过卵石和星子的混合吸积快速形成一颗巨大的行星。
2020-08-14 astro-ph.EP
Modelling circumbinary protoplanetary disks II. Gas disk feedback on planetesimal dynamical and collisional evolution in the circumbinary systems Kepler-16 and 34
目标。本文研究了在进动偏心气体盘引力影响下，围绕观测系统Kepler- 16和Kepler-34的环双星原行星盘中小行星生长的可能性。方法.我们嵌入我们以前的流体动力学模拟的结果，原行星盘周围的二进制到N体代码执行3D，高分辨率，粒子间引力启用模拟的星子生长和动力学，包括由气体赋予的引力。结果包括完整的，进动的不对称气体盘产生高偏心率轨道的微行星轨道在边缘的circumbinary腔，气体表面密度和偏心率有其最大值。气盘能够有效地调整在某些区域的星子近心点，从而形成相控的、不相互作用的轨道。在这些区域之外，偏心的微行星轨道变得错位和重叠，导致微行星碰撞时轨道交叉和相对速度高。这可能导致侵蚀性碰撞数量的增加，远远超过导致增长的碰撞数量。来自静态轴对称气体盘的引力聚焦是弱的，并且不显著改变来自无气体情况的碰撞结果。结论.由于气盘的不对称性，微行星受到强烈的扰动而进入高度偏心的轨道。在微行星轨道没有很好地对齐的地方，轨道交叉导致侵蚀性碰撞的数量增加。这使得在开普勒-16 b和开普勒-34 b的位置很难发生持续的小行星吸积，因此我们排除了原位生长。这进一步支持了我们最初的建议，即大多数环双星行星应该在盘的更远处形成并向内迁移。
2016-04-06 astro-ph.EP
Wind-shearing in gaseous protoplanetary disks
行星形成的第一阶段之一是小的星子的生长和它们积累成大的星子和行星胚胎。这个早期阶段发生在大部分气体从原行星盘扩散之前。由于它们不同的空气动力学特性，不同尺寸/形状的微行星在这些阶段受到来自气体的不同阻力。这种不同的力在附近不同大小的微行星之间产生风切变效应。对于任意两个微行星，可以考虑风切变半径，在该半径处，由于风引起的加速度差大于微行星之间的相互引力。我们发现风切变半径可能比太阳的引力切变半径（希尔半径）小得多，也就是说，在盘的气相阶段，风切变可能比太阳的潮汐扰动起更重要的作用。在这里，我们研究了不同大小的微行星对的风切变半径，并将其与引力切变（拖曳力与引力潮汐力）进行了比较。然后，我们讨论了风切变的稳定性和生存的双星微星的作用，并提供嵌入在一个气体盘双星微星的稳定性准则。
2010-12-02 astro-ph.EP
Protoplanetary Disk Rings as Sites for Planetesimal Formation
轴对称尘埃环是年轻原行星盘的普遍特征。这些环可能是由气体分布中的压力凸起引起的;一个小的凸起可以在尘埃密度中引起类似交通堵塞的模式，而一个大的凸起可能会完全阻止径向尘埃漂移。尘埃浓度的增加可能会触发微行星的形成由流动不稳定性（SI），因为SI本身需要一些初始浓度。在这里，我们提出了第一个3D模拟的星子形成的存在下，特别是在ALMA观察到的压力隆起。特别是，我们在一个大型的三维剪切盒的中心放置一个压力凸起，以及初始的固气比为$Z = 0.01$，我们包括粒子的反反应和粒子的自重。我们分别考虑mm尺寸和cm尺寸的颗粒。对于厘米大小的粒子的模拟，我们发现，即使是一个小的压力颠簸导致通过流动不稳定性的星子的形成;一个压力颠簸不{ \it不}需要完全停止径向粒子漂移的SI变得有效。此外，纯粹的引力坍缩通过压力隆起中的浓度（例如在足够高的浓度和没有流动不稳定性的情况下会发生）不是星子形成的原因。对于毫米大小的粒子，我们发现初步的证据表明，星子的形成不会发生。如果这个结果在更高的分辨率和更广泛的参数范围内成立，那么它可能会对原行星盘中的微行星形成产生强烈的限制。然而，最终，我们的研究结果表明，对于厘米大小的颗粒，在压力隆起的星子形成是一个非常强大的过程。
2021-01-12 astro-ph.EP
Wind-shearing in gaseous protoplanetary disks and the evolution of binary planetesimals
行星形成的最初阶段之一是小微行星的生长。这个早期阶段发生在大部分气体从原行星盘扩散之前。由于它们不同的空气动力学特性，不同大小和形状的微行星在这段时间内会受到不同的气体阻力。这样的差异力在附近不同大小的微行星之间产生风切变（WISH）效应。对于任意两个微行星，可以考虑一个WISH半径，在该半径处，由于风引起的加速度差大于微行星之间的相互引力。我们发现，WISH半径可能比希尔半径小得多，即WISH可以发挥更重要的作用比潮汐扰动的恒星。在这里，我们研究的WISH半径为不同大小的微行星对，并比较风和引力剪切（拖曳力与引力潮汐力）的影响。然后，我们讨论了WISH的稳定性和生存的二元星子的作用。如果双星比它们的WISH半径宽，它们就会被风剪断。WISH稳定的双星可以螺旋上升，并可能由于气体阻力而合并。在这里，我们计算的WISH半径和气体拖曳引起的合并时标，提供稳定性和生存标准的气体嵌入式双星。我们的研究结果表明，即使是WISH稳定的二进制文件可能合并的时间短于气体盘的寿命。这可能会限制目前观测到的双星小行星在远离恒星的地方形成，或者在大部分盘气体分散后的后期阶段形成。我们注意到，WISH半径也可能是重要的其他过程，如在气体环境中的星子侵蚀和星子遇到和碰撞。
2011-03-22 astro-ph.EP
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
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
Instabilities and Flow Structures in Protoplanetary Disks: Setting the Stage for Planetesimal Formation
本章重点介绍了原行星盘中湍流和中尺度流动结构的性质及其在行星形成过程中的作用。在这里，我们专注于卵石云的引力坍缩形成的星子。大规模和长寿命的流结构-涡和带状流-是弱磁和流体动力学不稳定性的压力和熵分层准开普勒剪切流与磁盘的快速旋转相互作用的结果。另一方面，涡旋和纬向流是进入圆盘径向卵石通量的粒子陷阱，导致局部足够的积聚以触发引力坍缩，直接将卵石转化为许多公里大小的微行星。这种崩溃是缓和的流动的不稳定性，这是一个反反应，从颗粒积聚到气流。在没有捕获卵石并因此增加局部固气比的情况下，这种反反应最终将通过湍流扩散阻止行星的形成。因此，长寿命的流动结构的形成是一个必要的条件，一个有效的和快速形成的星子。
2018-12-04 astro-ph.EP
Planet formation in binaries: dynamics of planetesimals perturbed by the eccentric protoplanetary disk and the secondary
在偏心的、近距离的双星系统（距离约为20天文单位）中发现行星，如αCen或γCep，是对行星形成理论的重要检验。来自伴星的引力扰动预计会激发出高的微行星离心率，导致在与类似大小的天体碰撞时，大小可达数百公里的天体的破坏，而不是增长。最近有人提出，嵌入微行星的巨大轴对称气体盘的重力驱动其轨道的快速岁差，从而抑制了偏心率激发。然而，双星中的圆盘本身被认为是偏心的，导致额外的星子激发。本文发展了椭圆形原行星盘（忽略气体阻力）和伴星引力扰动下微行星偏心率演化的长期理论。首次导出了偏心圆盘扰动函数的表达式，该表达式可用于其他天体物理问题。我们获得明确的分析解决方案，小行星偏心率的演变，并描绘了四个不同的制度的动力学激发。我们证明了在具有大质量（>10^{-2}M_Sun）盘的系统中，微行星的偏心率通常仅由偏心盘的引力决定，并且与盘的偏心率相当。结果，后者对固体的碰撞速度施加了下限，使它们的生长成为问题。如果气体盘快速进动，或者气体盘自身的重力有效地降低了盘的偏心率，则可以消除这种碎裂障碍。
2014-10-29 astro-ph.EP
Thermal instability and rocky planetesimal formation in the inner regions of protoplanetary disks
Institute of Science Tokyo（东京科学大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
研究通过尘埃自聚集机制探讨原行星盘内区热不稳定性对类地行星esimal形成的影响，提出热不稳定性驱动MRI周期性激活与失活，促进行星esimal形成。
2026-08-05 astro-ph.EP
The distribution of heavy-elements in giant protoplanetary atmospheres: the importance of planetesimal-envelope interactions
在巨型行星形成的标准模型中，行星的生长始于固体的吸积，然后随着更多的固体的吸积而形成气态大气，最后是气体的快速吸积。固体与气体包层的相互作用决定了随后的行星生长和最终的内部结构。在这项工作中，我们模拟了微行星与一个不断增长的巨行星（原木星）的相互作用，并探讨如何不同的处理微行星的信封相互作用影响的重元素分布，推断的核心质量。我们考虑各种星子的大小和组成，以及不同的烧蚀和辐射效率，和碎片模型。我们发现，在大多数情况下，核心达到2个地球质量的最大质量。我们表明，核心的质量值主要取决于假设的固体的大小和组成，而重元素的分布也受到吸积的星子（消融/碎裂）的命运。碎片化对直径大于1公里的微行星很重要，通常会导致包层内部的富集，而烧蚀则会导致外层大气的富集。最后，我们提出了一个半解析处方推导出的重元素分布在巨型原行星。
2018-11-27 astro-ph.EP
Planetesimal Growth in Evolving Protoplanetary Disks: Constraints from the Pebble Supply
本研究自洽求解演化原行星盘中的卵石供应，发现其随空间变化并快速衰减，仅当流不稳定性产生大质量星子或盘黏度极低时，星子群才能在2 Myr内增长超过火星质量，且捕获卵石量有限。
2023-04-15 astro-ph.EP
From Planetesimals to Planets in Turbulent Protoplanetary Disks I. Onset of Runaway Growth
当微行星通过碰撞在湍流盘中生长时，通过湍流引起的密度波动的搅拌有效地增加了微行星之间的相对速度，这抑制了失控生长的发生。我们通过模拟计算星子的质量和速度演化，研究了湍流盘中失控生长的发生。当微行星很小时，微行星之间的平均相对速度$v_{\rm r}$远大于它们的表面逃逸速度$v_{\rm esc}$，因此不会发生失控生长。当微行星通过碰撞生长而变大时，$v_{\rm r}$接近$v_{\rm esc}$。当$v_{\rm r} \approx 1.5 v_{\rm esc}$，星子的失控增长发生。在失控生长之后的寡头生长期间，通过失控生长产生的少量行星胚胎通过与具有失控生长开始时的半径$r_{\rm p,run}$的星子碰撞而变得巨大。我们解析推导出$r_{\rm p,run}$作为湍流强度的函数。生长适合成为木星和土星核心的$\sim 10\,M_\oplus$胚胎需要$r_{\rm p,run} \sim 100$ \，km，这与主带小行星尺寸分布中的拟议化石特征相似。相比之下，火星的形成速度与Hf-W同位素研究所建议的一样快，需要在失控增长开始时有小的星子。因此，形成火星、木星和土星所需的条件以及主带小行星的大小分布表明，湍流的振幅随着与年轻太阳距离的增加而增加。
2015-12-22 astro-ph.EP
Five steps in the evolution from protoplanetary to debris disk
Herbig Ae恒星的原行星盘最终消散，留下一个由微行星和尘埃组成的脆弱的碎片盘，以及可能的气体和行星。本文利用10- 20百万年A星碎片盘的性质来考虑原行星到碎片盘的转变。这两类尘埃的物理区别在于是否存在足够数量的原始气体来控制小尘埃颗粒的运动（而不是尘埃的次级性质或其搅动程度）。这激发了一个基于尘埃光谱的观测分类，根据经验定义，A星碎片盘在12 μ m处需要<3，在70 μ m处需要<2000。我们还提出了一个假设来测试，主序星/星子结构已经到位（但模糊）在原行星盘阶段。如果行星的结构在圆盘分散期间改变直到冻结，这可能只是弱正确的，或者如果行星和星子在圆盘分散期间形成，则完全错误。讨论了过渡过程中的五个步骤：（i）在内部凿出一个洞，形成过渡盘;（ii）耗尽外盘中毫米大小的尘埃，并指出确定这种质量最终是形成星子还是碰撞耗尽的重要性;（iii）最终清除内部区域，并指出许多机制在后期补充中等热尘埃水平，并可能也在原行星盘中运行;（iv）气体的消失，注意到最近在碎片盘中发现了原始和次级气体，这突出了我们的无知以及ALMA即将带来的启示;（v）环状微行星结构的形成，注意到这些结构是通过与行星的相互作用形成的，并且微行星在原行星盘中的位置可能与其中的尘埃浓度无关，而尘埃浓度是由气体相互作用确定的。
2014-12-17 astro-ph.EP
Linking planetesimal and dust content in protoplanetary disks via a local toy model
如果星子的形成是一个有效的过程，就像几个模型所建议的那样，包括卵石云的引力坍缩，那么，不久之后，很大一部分原始尘埃质量应该被吸收在许多公里大小的物体中。对于行星形成理论来说，很好地理解年轻恒星周围盘中固体的总量是至关重要的。但是，由于毫米以上粒子的质量无法通过观测来评估，人们必须问在更大的物体中隐藏了多少质量。我们进行0-D的本地模拟研究如何的星子尘埃和卵石的比例是随着时间的推移，并制定了一个了解的潜在存在的质量在星子一定数量的尘埃和卵石在一个给定的磁盘年龄。我们进行了参数研究的基础上，考虑尘埃生长，星子形成和碰撞碎裂的星子，而忽略径向输送过程的模型。虽然在早期，尘埃是主要的固体粒子种类，但在大约$10^4 - 10^6$ yr开始的一个阶段，星子构成了总质量的重要部分。这个阶段的时间和最大的星子总质量强烈地依赖于到恒星$R$的距离、初始盘质量和星子形成$ε$的效率。在大约$10^6$ yr之后，我们的模型预测星子碰撞占主导地位，从而重新供应小粒子。在我们的模型中，星子形成迅速，在磁盘中的任何地方。对于一个给定的$ε$，我们能够将一个给定盘的尘埃含量和质量与其星子含量联系起来，为我们提供了一些关于固体质量分布及其对潜在物理过程的依赖性的有用的基本直觉。
2019-08-07 astro-ph.EP
Planetesimal Formation in Magnetorotationally Dead Zones: Critical Dependence on the Net Vertical Magnetic Flux
由磁旋转不稳定性（MRI）驱动的湍流通过诱导尘埃粒子的扩散和碰撞破碎来影响星子的形成。我们研究的条件首选的星子形成在MRI不活跃的“死区”使用分析死区模型的基础上，我们最近的电阻MHD模拟。我们认为，成功的星子形成不仅需要一个足够大的死区（可以由微小的尘埃颗粒），但也足够小的净垂直磁通量（NVF）。虽然经常被忽略，后一个条件确实很重要，因为NVF强度决定了MRI活性层中湍流的饱和水平。我们表明，直接碰撞形成的冰星子跨越碎裂障碍时，NVF强度低于10 mG（最小质量的太阳星云模型）是可能的。在NVF强度的类似范围内，通过长期引力不稳定性形成岩石星子也是可能的。我们的研究结果表明，行星形成的命运在很大程度上取决于NVF是如何径向输送在最初的磁盘形成和随后的磁盘吸积过程。
2012-05-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
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
Planet formation in stellar binaries: Global simulations of planetesimal growth
在紧密的偏心双星系统（如$γ$仙王座（半长轴约20天文单位））的一个组成部分周围形成行星形成在理论上是具有挑战性的，因为星子之间的破坏性高速碰撞。尽管存在这种碎片屏障，但已知行星存在于这样的轨道配置中。在这里，我们提出了一个新的数值框架进行多环凝聚-碎裂计算的星子生长，它充分占的具体细节的星子动力学的双星，细节的星子碰撞的结果，和径向运输的固体在磁盘由于气体阻力驱动inspiral。我们的动力学输入适当地结合了偏心恒星伴星和大质量非轴对称原行星盘中的星子，以及气体阻力的引力效应。我们确定了一组磁盘参数，导致成功的星子生长系统，如$γ$造父星或$α$半人马座从$1-10$公里大小的对象。我们确定的拱线对齐的原行星盘的双轨道作为成功的星子生长的关键条件之一：它自然会导致出现一个动态安静的位置在磁盘（只要磁盘偏心率是百分之几的顺序），在那里存在的星子生长的有利条件。解释原行星盘的引力效应在得出这一结论中起着关键作用，与我们以前的结果一致。这些发现支持了流动不稳定性作为星子形成的机制。它们为双星和单星周围的行星形成理论以及双星中原行星盘的流体动力学模拟提供了重要的见解（为此，我们确定了一套关键的诊断方法来验证）。
2021-07-23 astro-ph.EP
From Pebbles and Planetesimals to Planets and Dust: the Protoplanetary Disk--Debris Disk Connection
在原行星盘中观察到的碎片盘和突出环的轨道距离和探测率相似，这表明这些结构之间存在潜在的联系。我们用新的计算方法探索这种联系，这些计算方法遵循鹅卵石和微行星环的演变，因为它们成长为行星并产生尘埃碎片。根据初始固体质量和微行星形成效率，计算结果预测了产生的行星质量和伴随的碎片特征的不同结果。当与碎片盘的发病率作为光度和时间的函数进行比较时，模型结果表明，已知的明亮冷碎片盘的人口可以用固体环来解释，这些固体环具有为原行星盘环推断的（高）初始质量和与当前的星子形成理论相一致的适度的星子形成效率。这些结果支持了大的原行星盘环演化为已知的冷碎片盘的可能性。推断出的强大的演化联系原行星盘与大环和成熟的恒星与冷碎片盘意味着剩余的大多数人口的低质量的恒星与紧凑的原行星盘留下的大半径的残留固体只有适度的质量，并主要发展成成熟的恒星没有超过30 au的可检测的碎片。这里概述的方法说明了如何将观测与详细的固体演化模型相结合，强烈地约束了盘固体的全球演化和基本的物理参数，如星子形成的效率和原行星盘中可能存在的看不见的固体水库。
2021-11-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
The coexistence of the streaming instability and the vertical shear instability in protoplanetary disks: Planetesimal formation thresholds explored in two-dimensional global models
流动不稳定性是诱发星子形成的一种很有前途的机制。尽管如此，在以前的研究中已经发现，这一过程需要一个粉尘与气体的表面密度比或粉尘的大小，这是增强相比，观察值。采用二维全球模拟的原行星盘，我们表明，垂直剪切不稳定性和流不稳定性在音乐会上可以导致尘埃浓度，这是足够的星子形成较低的表面密度比和较小的尘埃尺寸比孤立的流不稳定性，特别是在条件下，是符合观测约束。这是因为尘埃overdensities形成的压力颠簸引起的垂直剪切不稳定性作为种子的流不稳定性，并增强了it. While我们的二维模型不包括自重力，我们发现，强大的尘埃结块和重力不稳定overdensities的形成（和溶解）可以有力地推断从最大或平均尘埃气体体积密度比的演变。垂直切变不稳定性使尘埃层膨胀到一个平均的中面尘埃-气体密度比，该比明显低于1。因此，我们发现，达到一个中平面密度比是不必要的触发星子形成通过流动不稳定性时，它与垂直剪切不稳定性的一致行动。
2022-08-17 astro-ph.EP
Planetesimal formation by the streaming instability in a photoevaporating disk
近年来，流动不稳定性作为产生星子的候选机制引起了越来越多的关注。然而，这些研究仅限于小规模的模拟。现在，我们提出的全球原行星盘演化模型的结果，包括星子形成的流动不稳定性，随着粘性吸积，光蒸发的EUV，FUV，和X射线光子，尘埃演化，水冰线，分层湍流。我们的模拟产生了大量的（60-130 $M_\oplus$）超过100 au的星子带和高达$\sim 20 M_\oplus$的星子在中间区域（3-100 au）。我们最全面的模型在3天文单位内形成了8个$M_\oplus$小行星，在那里它们可以产生类地行星。内盘中形成的星子质量主要取决于高能光子在盘中形成内腔的时间。我们的研究结果表明，光蒸发和流动不稳定性的组合是有效的转化为星子的原行星盘的固体成分。然而，我们的模型并没有在盘的内部和中间区域形成足够的早期星子，从而产生具有气体包层的巨行星和超级地球。在原行星盘的行星形成区域，可能需要额外的过程，如由MHD风驱动的粒子堆积和质量损失，以驱动早期星子代的形成。
2017-03-23 astro-ph.EP
The aeolian-erosion barrier for the growth of metre-size objects in protoplanetary-discs
风成侵蚀是一种破坏性过程，可通过与气体环境的相互作用侵蚀小型行星物体。风成侵蚀作用于广泛的环境和各种条件。在类地行星的地球物理学背景下，对风成侵蚀进行了广泛的探索。在这里，我们表明，原行星盘中的鹅卵石，巨石和小星子的风蚀可以构成行星形成早期阶段的一个重要障碍。我们使用的分析计算表明，在原行星盘的条件下，小天体（$10-10^4 \rm{m}$）是非常容易受到气体阻力的风沙侵蚀。在这个尺寸范围内，风成侵蚀可以有效地将星子侵蚀到几十厘米大小，并抑制这种小天体的进一步生长。因此，这对建议用来缓解米级障碍的通道造成了潜在的困难。然而，一旦/如果盘中存在较大的微行星和行星胚胎，则由风成侵蚀产生的$\sim$分米大小的鹅卵石可能会通过增加鹅卵石吸积的效率来促进较大（>km大小）微行星和行星胚胎的生长。
2020-06-24 astro-ph.EP
The Effect of the Radial Pressure Gradient in Protoplanetary Disks on Planetesimal Formation
流动不稳定性（SI）提供了一个有前途的机制，因为它的能力，集中固体成致密的团块的星子形成。在原行星盘（PPD）中，聚集的程度强烈地依赖于高度积分的固气质量比Z。在这封信中，我们表明，驱动SI的径向压力梯度（RPG）的大小（其特征在于$q\equivηv_K/c_s$，其中$ηv_K$是由于RPG的开普勒速度的减少和$c_s$是声速）也强烈影响结块。我们提出了局部二维混合数值模拟的气动耦合粒子和气体的中平面的PPD。忽略磁场和粒子自重。我们探讨了适用于典型PPD的三种不同RPG值：$q=0.025, 0.05$和0.1。对于每个$q$值，我们考虑了从亚毫米到米大小的四种不同的颗粒尺寸分布，并在Z=0.01到Z=0.07的固体丰度下运行模拟。我们发现，一个小的RPG强烈地促进颗粒结块：1）在固定的颗粒尺寸分布，临界固体丰度$Z_{\rm crit}$以上的颗粒发生结块与$q$单调增加; 2）在固定的Z，强烈的结块可以发生为较小的颗粒时，$q$是较小的。因此，我们预计星子形成优先在地区的PPD与一个小RPG。
2010-05-27 astro-ph.EP
A Lagrangian Model for Dust Evolution in Protoplanetary Disks: Formation of Wet and Dry Planetesimals at Different Stellar Masses
我们引入了一种新的拉格朗日光滑粒子方法来模拟原行星盘中卵石的生长和漂移。该模型的拉格朗日性质使其特别适合于跟踪单个（组）粒子的特性，例如它们的组成。在这项工作中，我们专注于固体颗粒的水含量。通过流动不稳定性的星子形成被考虑在内，部分基于Schoonenberg & Ormel（2017）提出的水雪线外流动不稳定性的先前结果。我们验证我们的模型，从文献中复制早期的结果，并将我们的模型应用到不同质量的恒星周围的稳态粘性气体盘（具有恒定的气体吸积率）。我们还提出了各种其他模型，我们探讨卵石吸积的影响，破碎速度阈值，磁盘的全球金属丰度，和随时间变化的气体吸积率。我们发现，星子优先形成在水雪线外的局部环，在早期的磁盘（$\lesssim$ $10^{5} \: \rm{yr}$）的寿命，当卵石质量通量高到足以触发流不稳定。在这第一阶段的行星形成过程中，雪线的位置几乎没有变化，由于缓慢的粘性演变，我们的结论是，假设一个恒定的气体吸积率是合理的，在这第一阶段。将圆盘的固体储存器转化为星子的效率取决于水雪线的位置。较冷的圆盘与较近的水雪线在产生星子方面比较热的圆盘更有效，水雪线位于远离恒星的地方。因此，低质量恒星倾向于更有效地形成星子，但任何相关性都可能被盘属性的差异所掩盖。
2018-10-04 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 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
Dead Zones as Thermal Barriers to Rapid Planetary Migration in Protoplanetary Disks
在气体原行星盘的标准模型中，行星迁移的速度非常快（$\sim 10^5$年），这会危及行星系的存在。我们提出了一个新的机制，显着减缓快速行星迁移，发现通过辐射转移计算的热结构的原行星盘照射其中心恒星。尘埃快速沉降在盘的死区--一个湍流非常小的区域--在它的外缘留下了一堵尘埃墙。我们发现，这个辐射壁的死区的回热产生了一个积极的磁盘温度梯度，作为一个热屏障行星迁移，持续磁盘的寿命。虽然我们详细分析了M星周围低质量盘中超级地球的迁移，但我们的研究结果可以应用于各种年轻的行星系。我们比较我们的研究结果与其他潜在的重要停止机制，并表明，有大的参数空间，死区很可能发挥最重要的作用，再现所观察到的质量周期关系在较长的行星周期。
2010-01-27 astro-ph.EP
A "no-drift" runaway pile-up of pebbles in protoplanetary disks II. Characteristics of the resulting planetesimal belt
从卵石中形成星子是我们目前对行星形成的理解中的一个主要挑战。在原行星盘中，卵石通过气体阻力向内漂移到盘中面附近，它们可能进入死区。在这种情况下，我们确定了卵石对气体的阻力的反作用可能导致卵石的失控堆积，即所谓的无漂移机制。我们改进了以往的研究的无漂移机制，通过调查的性质和特点，由此产生的星子带。我们进行了一维扩散平流模拟漂移卵石在死区的外部区域，包括反作用的径向漂移卵石，包括通过流动不稳定性的星子形成。我们认为，调节气体吸积和垂直搅拌的卵石在磁盘中平面的参数。在本研究中，将卵石-气体质量通量（$F_{\rm p/g}$）固定为参数。我们发现，星子最初形成一个狭窄的环，其宽度扩大积累卵石径向扩散随着时间的推移。系统最终达到一个稳定状态，此时微星带的宽度不再改变。一个不可忽略的星子总质量（多于一个地球质量）形成用于具有多于$\sim 10-100$ kyr的$F_{\rm p/g} \gtrsim 0.1$的盘，其中标称参数为：$\gtrsim10^{-8} {\rm M}_\oplus$/yr、$τ_{\rm s} \simeq 0.01-0.1$、$α_{\rm mid} \lesssim 10^{-4}$和$α_{\rm acc} \simeq 10^{-3}-10^{-2}$在$r \lesssim 10$ au的气体质量通量，其中$r$、$τ_{\rm s}$、$α_{\rm…
2022-02-15 astro-ph.EP
Thermodynamics of the dead-zone inner edge in protoplanetary disks
在原行星盘中，湍流区和层流区之间的内边界可能是行星形成的有利位置，这要归功于固体在边界本身或在罗斯贝波不稳定性产生的漩涡中的捕获。在界面处，由于湍流耗散和热电离的重要性，盘热力学和湍流动力学被包括在内。然而，边界的数值模型忽略了热力学，从而错过了物理的一部分。本文的目的是数值研究热力学和动力学之间的相互作用，在内部区域的原行星盘适当占湍流加热和电阻率对当地温度的依赖。使用Goddle程序RAMSES，我们进行了一系列的三维全球数值模拟的原行星盘在圆柱形的限制，包括湍流加热和一个简单的处方辐射冷却。我们发现，波激发的湍流显着加热死区，我们随后提供了一个简单的理论框架，估计波加热和随之而来的温度分布。此外，我们的模拟表明，死区内边缘可以向外传播到死区，在一个临界半径，可以从平均场模型估计失速之前。驱动传播的引擎实际上是靠近界面的密度波加热。在所有模拟中，压力最大值出现在界面处，并且我们注意到扩展方位角模拟中出现了Rossby波不稳定性。我们的模拟显示了原行星盘内部区域热力学和湍流动力学之间复杂的相互作用。它们还揭示了死区界面的活动对死区热力学结构的重要性。
2014-02-26 astro-ph.EP
Migration and Growth of Protoplanetary Embryos I: Convergence of Embryos in Protoplanetary Disks
根据核心吸积理论，行星在原恒星盘中通过尘埃的凝结、微行星的凝聚和原行星胚胎的出现而形成。在最小质量星云中的几个天文单位处，由于在其供养区中的星子耗尽，胚胎的生长被动力学隔离所淬灭。然而，胚胎与质量（$M_p$）在几个地球质量（$M_\oplus$）的范围内迁移到一个过渡半径之间的内部粘性加热和外部辐射区域的出生盘。它们的极限隔离质量随着微行星表面密度的增加而增加。当$M_p > 10 M_\oplus$，胚胎有效地吸积气体，并演变成气体巨星的核心。我们用数值模拟表明，尽管流线干扰，收敛胚胎基本上保留了非相互作用胚胎的林德布拉德和共转扭矩的出生盘的强度。在具有适度表面密度（或等效吸积率）的圆盘中，胚胎在相互的平均运动共振中捕获彼此，并形成超级地球的护卫队。在质量更大的盘中，它们可以克服这些共振障碍，经历反复的近距离接触，包括凝聚碰撞，从而形成大质量的核心。
2014-11-04 astro-ph.EP
Chemistry in an Evolving Protoplanetary Disk: Effects on Terrestrial Planet Composition
行星的组成在很大程度上取决于星子形成和生长期间盘的化学和动力学演化。为了预测系外行星成分的多样性，以前的工作将星子成分建模为原行星盘在单一时间的平衡化学成分。然而，星子的形成需要一段很长的时间，在此期间，随着盘的冷却，气体中的元素依次冷凝并吸积到星子上。为了解释星子形成过程中的盘的演化，我们将盘的化学和动力学模型与星子形成的处方结合起来。然后，我们按照这些星子的成长为类地行星与N体模拟的后期阶段行星形成，以评估连续冷凝的效果上的大部分组成的行星。我们发现，我们的模型产生的结果类似于早期的模型与C/O比接近太阳值（0.54）的磁盘。然而，在C/O比大于0.8的盘中，富碳微行星在盘的更大的径向范围内形成。此外，我们的模型产生的C/O比低至~0.65，这是不可能的，在静力平衡化学的情况下，在磁盘中的富碳星子。这些结果表明：（1）中等碳增强恒星（0.65 < C/O < 0.8）周围可能存在大量短周期富碳行星;（2）富碳恒星（C/O > 0.8）周围的整个类地行星区都可能形成富碳行星。
2014-05-13 astro-ph.EP
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
The dynamics of inner dead-zone boundaries in protoplanetary disks
在原行星盘中，MRI湍流（“活跃”）和MRI静止（“死亡”）区之间的内部径向边界在盘演化模型和某些行星形成情景中起着重要作用。实际上，这个边界并不明确：被动盘中恒星的热加热产生的过渡半径接近恒星（<0.1 au），而如果盘已经是MRI活跃的，它可以自洽地保持必要的温度，直到大约1 au的过渡半径。此外，界面可能不是静态的;它可能是高度波动的或不稳定的。在本文中，我们研究了一个简化模型的动态的活动/死区接口，模仿一个真正的磁盘系统的几个重要方面。我们发现，MRI过渡前线向内传播（“死前”抑制MRI），如果他们最初在较大的过渡半径，或向外传播（“活跃的前线”点燃MRI），如果从较小的过渡半径开始。在这两种情况下，前失速在一个明确定义的中间半径，在那里它保持在准静力平衡。我们认为，正是这个新的，中间失速半径的功能作为真正的边界之间的活动区和死区的原行星盘。这些动力学很可能与变量吸积的观测有关，例如FU Ori爆发，以及那些需要在死/活界面积累固体物质的行星形成理论。
2012-08-21 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
Planet formation at the inner edge of the dead zone II. Outbursts, rings, vortices, and suppression of planetesimal formation
Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）；Universitäts-Sternwarte（大学天文台）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Exzellenzcluster ORIGINS（ORIGINS 卓越集群）
通过高分辨率二维辐射流体动力学模拟，发现吸积爆发在罗斯比波不稳定性下产生大量小尺度涡旋，合并后形成单一紧凑涡旋，强烈抑制星子形成，但爆发后星子形成会恢复。
2026-06-11 astro-ph.EP
Effect of turbulence on collisions of dust particles with planetesimals in protoplanetary disks
气态原行星盘中的星子可能通过收集尘埃颗粒而生长。流体动力学研究表明，小颗粒通常会避免与微行星碰撞，因为它们被周围的气流夹带。这发生在$St$，斯托克斯数，定义为尘埃停止时间与微行星穿越时间的比值，变得比1小得多。然而，这些研究仅限于层流的情况下，而这些磁盘被认为是湍流。我们想估计气体湍流对尘埃-微行星碰撞速率和碰撞速度的影响。我们使用了三维直接数值模拟的一个固定的球体（微行星）面临的层流和湍流播种与小惯性粒子（灰尘）受到斯托克斯阻力。通过罚函数法建立了微行星表面的无滑移边界条件。我们发现，湍流可以显着增加尘埃粒子与星子的碰撞率。对于高湍流情况（当湍流波动的幅度与逆风速度相似时），我们发现碰撞概率保持等于$St\geq 0.1$的几何速率或甚至更高，即，对于比层流情况下小一个数量级的粉尘尺寸。我们推导出表达式来计算影响的概率作为一个功能的尘埃和微行星的大小和湍流强度。
2016-02-09 astro-ph.EP physics.flu-dyn
Close-in planetesimal formation by pile-up of drifting pebbles
行星形成模型的一致性受到小天体和大天体状态之间脱节的影响。这主要是由所谓的生长障碍引起的：较大天体的直接生长在厘米大小的物体上停止，并且需要特殊的条件才能形成较大的引力约束的微行星。我们的目标是连接尘埃演化和微行星形成的模型，以确定有利于形成小行星大小的机构和第一个行星胚胎的原行星盘的区域。我们结合半解析模型的粘性原行星盘的演变，尘埃的生长和漂移，包括气体上的尘埃颗粒的反作用，通过流不稳定性和星子形成到一个数字代码。我们调查如何星子的形成是受原行星盘的质量，其初始尘埃含量，尘埃聚集体的粘性。我们发现，尘埃的增长和漂移导致全球固体的重新分配。内部圆盘中卵石的堆积提供了流动不稳定性有效的局部条件。微行星形成一个环形，其内缘位于0.3 AU至1 AU之间，宽度在0.3 AU至3 AU之间。由此产生的星子表面密度遵循一个径向轮廓，比初始盘轮廓陡得多。这些结果支持了太阳系中的类地行星是从一个狭窄的星子环中形成的，这个环再现了它们特有的质量比。
2016-09-05 astro-ph.EP
On the Stability of Dust-Laden Protoplanetary Vortices
通过原行星盘中尘埃层的引力不稳定性形成星子，需要有局部斑块，尘埃集中在背景值的几个$\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
Radial Drift of Dust in Protoplanetary Disks: The Evolution of Ice lines and Dead zones
我们已经开发了一个新的模型的天体化学结构的粘性演变原行星盘，耦合分析描述磁盘的温度和密度分布，化学演变，和不断变化的尘埃分布。我们计算不断变化的径向分布的范围内的尘埃颗粒大小，这取决于凝聚，破碎和径向漂移过程。特别是，我们发现，水冰线起着重要的作用，在塑造的径向分布的最大晶粒尺寸，因为冰涂层的晶粒是显着不太容易破碎比他们的干同行。这反过来又对磁盘电离产生重要影响，从而对死区的位置产生重要影响。在比较一个简单的恒定的气体尘埃比模型的尘埃作为一个例子，我们发现，新的模型预测的外死区边缘，移动约3的一个因素，在1百万年（至5 AU）和约14的一个因素，3百万年（至0.5 AU）。我们发现死区和热跃迁陷阱的位置变化对行星在原行星盘中的形成和捕获具有重要意义。最后，我们认为我们的结果在最近的ALMA观察HL头和TW Hya。
2016-11-08 astro-ph.EP
Radially resolved simulations of collapsing pebble clouds in protoplanetary discs
我们用一个统计模型来研究卵石云的坍缩，以发现彗星大小的微行星的内部结构。在坍缩过程中会发生卵石与卵石的碰撞，这些碰撞的结果会影响到星子的结构。我们扩展了我们以前的模型，允许个人卵石子云以不同的速度收缩，并包括气体阻力的收缩速度和能量耗散的影响。我们的研究结果产生的彗星是多孔的卵石堆，颗粒大小随深度而变化。在表层中有原始卵石和卵石碎片的混合物。另一方面，内部仅由具有较窄尺寸分布的原始卵石组成，在那里产生较高的孔隙度。我们的研究结果表明，在原行星盘的气体起着重要的作用，在确定卵石的径向分布的大小和内部微行星的孔隙度。
2017-06-12 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 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
Global Protoplanetary Disk Simulations: Dead Zone Formation and FUor Outbursts
采用自适应Shakura-Sunyaev α公式模拟了原行星盘的分层结构，并从分子云的坍缩阶段开始，对原行星盘的演化进行了全球流体动力学模拟。随着模型参数的规范值，自洽死区形成在几个au的规模。在模拟中还观察到与死区和相应的爆发相关联的不稳定性，类似于FUor喷发。
2020-02-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Subsolar Al/Si and Mg/Si ratios of non-carbonaceous chondrites reveal planetesimal formation during early condensation in the protoplanetary disk
非碳质方解石中的Al/Si和Mg/Si比低于太阳能（即，CI碳质陨石和地球形成鲜明对比，后者富含难熔元素，Mg/Si比为太阳能或更大。我们表明，形成的第一代的星子在冷凝的耐火元素意味着随后形成的残留冷凝物与强烈的亚太阳的Al/Si和Mg/Si比。残余冷凝物与具有太阳能耐火材料/Si元素比率的不同量的材料的混合解释了非碳质耐火材料的Al/Si和Mg/Si值。为了定量地匹配观测到的比率，我们发现第一微行星应该在盘的温度为~ 1，330 - 1，400 K时吸积，这取决于压力，并假设盘的太阳C/O比率。我们将讨论这个模型如何与我们目前的理解磁盘的演变，晶粒动力学，和微行星的形成。我们还将讨论扩展到中等挥发性元素（例如，Na），解释了这些元素在非碳质方解石中的贫化如何可能与难熔元素的贫化相关（例如，Al）。扩展到铬的分析，我们发现的证据比太阳能的C/O比在原太阳盘的气体时/从分馏气体冷凝发生。最后，我们讨论了超太阳的Al/Si和Mg/Si比的地球是由于我们的星球的质量的~40%的吸积从第一代的富耐火星子的可能性。
2020-03-11 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
Rossby wave instability at dead zone boundaries in 3D resistive magnetohydrodynamical global models of protoplanetary disks
在原行星盘中，磁旋转活跃区和磁旋转死区之间的过渡区容易通过Rossby波不稳定性（RWI）激发涡旋。然而，唯一的数值证据来自α盘模型，其中没有遵循磁场演化，湍流的影响由拉普拉斯粘度参数化。我们的目标是建立在过渡的三维连续磁流体动力学模型的流动现象。我们通过电阻率的急剧跳变来模拟过渡，正如预期的那样，在内部死区边界，使用ECONDO代码来模拟流动。我们发现，涡很容易激发在过渡的死侧。我们测量的质量吸积率发现相似的雷诺应力水平的死区和活动区，在$α\approx 10^{-2}$水平。涡流位于压力最大值处，不会迁移，一直持续到模拟结束。活动区中的压力最大值也会触发RWI。磁化涡旋的结果应该被破坏的寄生磁椭圆不稳定性，但它存在于高分辨率。这表明，无论是寄生模式仍然是数字阻尼，或RWI提供的涡比他们可以摧毁it. We得出结论，在原行星盘的内部区域的活动区和死区之间的电阻过渡，如果足够尖锐，确实可以通过RWI激发涡。我们的研究结果提供了信任以前的作品，依赖于α-磁盘近似，并警告不要使用过度减少的方位角覆盖建模这种过渡。
2012-06-25 astro-ph.EP
Probing Inner-Edge of Dead Zones in Protoplanetary Disks with ALMA and Next Generation Very Large Array
ALMA对原行星盘亚结构的发现，为我们研究行星的形成提供了重要线索。然而，对岩石行星形成的观测限制仍然很少，特别是因为有限的空间分辨率。所谓的死区的内缘是岩石行星形成的优先场所之一。我们调查的能力ALMA和ngVLA观测尘埃浓度预计在内部边缘的死区周围的赫比格星。赫比格Ae/Be星是探索原行星盘中岩石颗粒演化的有用实验室，因为它们的高光度将死区内边缘向外推。我们发现，由于其前所未有的角分辨率和灵敏度，ngVLA可以检测到在死区内边缘的粉尘浓度，在$λ=3,7$ mm和1 cm处具有10小时的合理积分时间。预计尘埃浓度在ALMA波长处是光学厚度的，并且由于其有限的分辨率而无法在空间上分辨。另一方面，从内部磁盘区域（$\sim$ 3- 4 au）与当前的VLA观察到的通量密度是较高的磁盘与灰尘环，因此将是一个有用的指标，帮助我们选择潜在的候选人的磁盘具有灰尘浓度在最内部的区域。通过这些观测，我们可以描述尘埃集中在最里面的盘区域的过程，岩石行星可以形成。
2022-02-18 astro-ph.EP
Dust evolution during protoplanetary disk buildup enhances CO ice relative to water
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）
研究行星盘形成过程中尘埃演化对CO和水冰相对丰度的影响，发现CO丰富的碎石在CO雪线形成，而盘形成阶段增强了外盘中CO相对于水的丰度，但需要保留CO富集冰库的机制来形成CO丰富的行星胚胎。
2026-03-27 astro-ph.EP
Can the giant planets of the Solar System form via pebble accretion in a smooth protoplanetary disc?
本研究以微行星为起点模拟包含行星迁移的行星形成过程，发现动力学相互作用会阻碍卵石吸积，且行星迁移导致大质量核内迁，需替代机制解释太阳系冷巨行星的形成。
2024-03-25 astro-ph.EP
The impact of accretion heating and thermal conduction on the dead zone of protoplanetary disks
本文研究了吸积加热和湍流热传导对原行星盘平衡的影响，扩展了Flock的二维轴对称被动盘模型（Flock et al. 2016，ApJ 827，144）。该模型包括尘埃升华和辐射转移与通量限制扩散近似，并预测的密度和温度分布以及尘埃与气体的比率的磁盘。结果表明，吸积加热可以有很大的影响：当吸积率超过5*10^（-8）M_solar /yr时，在硅酸盐凝结锋后面形成一个温度足够高的区域，使尘埃升华并形成气体空腔。假设普朗特数~ 0.7，它进一步表明，湍流热传导不能被忽略的温度分布的评价。虽然内缘位置不受粘性加热的影响，但死区边缘径向向外移动，以获得更高的吸积率。
2021-10-20 astro-ph.EP
Planetesimal Formation under Realistic Gas Dynamics: Dust Concentration in Turbulent and Windy Protoplanetary Disks
CAS Key Laboratory of Planetary Sciences, Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院行星科学重点实验室、紫金山天文台）；Institute for Advanced Study, Tsinghua University（清华大学高等研究院）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文学系）
本研究通过Athena++模拟发现，在含环境扩散和磁风的外盘条件下，强尘埃团块持续存在，且磁风通过气体耗散和尘埃捕获增强团块，有利于星子形成。
2026-10-01 astro-ph.EP
