On the Mass Budget Problem of Protoplanetary Disks: Streaming Instability and Optically Thick Emission
针对原行星盘观测的“质量缺失”问题，本研究通过含自引力的流不稳定性模拟与辐射转移计算，发现过密纤维的光厚发射会造成2-7倍的质量观测偏差，为该问题提供了新解释。
2025-06-12 astro-ph.EP
Warping Away Gravitational Instabilities in Protoplanetary Discs
我们进行3D SPH模拟翘曲，非共面的引力不稳定盘，以表明翘曲传播通过自引力盘，它加热盘，使其引力稳定。因此失去了螺旋结构，看起来完全轴对称。在它们年轻的时候，原行星盘被认为是巨大的和自引力的，这导致了非轴对称的螺旋结构。然而，最近用ALMA对年轻原行星盘的观测表明，在中平面很少观察到具有大尺度螺旋结构的盘。相反，更常见的是轴对称圆盘，其中一些圆盘还具有环和间隙结构。我们的工作invloving翘曲，非共面的光盘结构，预计通常发生在年轻的光盘，可能解决观测和理论预测之间的这种差异。我们证明，他们能够抑制大规模的自引力原行星盘的螺旋结构。
2021-12-05 astro-ph.EP
Streaming instabilities in weakly ionized protoplanetary discs: the Ambipolar Streaming Instability (AmSI)
Laboratoire d’astrophysique de Bordeaux, Univ. Bordeaux, CNRS（波尔多天体物理实验室，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）；Physics Division, National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心物理组）
研究弱电离原行星盘中双极扩散对磁盘稳定性的影响，发现尘埃反馈稳定了MRI偏振模式，并引发强共振拖曳不稳定性，有助于尘埃聚集与类地行星形成之间的桥梁。
2026-04-13 astro-ph.EP
Resonant Drag Instabilities in protoplanetary disks: the streaming instability and new, faster-growing instabilities
我们确定和研究了一些新的，快速增长的不稳定性的尘埃颗粒在原行星盘，这可能是重要的星子形成。这项研究是基于这样的认识，即尘埃气体混合物是一般不稳定的共振阻力不稳定性（RDI），只要气体，没有灰尘，支持无阻尼线性模式。我们表明，“流不稳定性”是一个RDI与周转振荡，这提供了简单的解释其机制和准确的分析表达式，其增长率和增长最快的波长。我们将这种分析扩展到更一般的尘埃流运动和其他波，包括浮力和磁流体动力学振荡，发现各种新的不稳定性。最重要的是，我们确定了磁盘的“沉降不稳定性”，这是由于灰尘垂直沉降到旋转磁盘的中平面。对于小颗粒，这种不稳定性的增长速度比标准的流动不稳定性快许多数量级，其增长率与颗粒尺寸无关。现实的尘埃-气体比的增长时间尺度与磁盘轨道周期相当，特征波长比流动不稳定性大一个数量级以上（允许不稳定性集中更大的质量）。这表明，在沉降过程中，尘埃将带成环，然后是细丝或团块，潜在地播种尘埃陷阱，高金属含量的区域，反过来又播种流动的不稳定性，甚至是凝结或直接坍缩为星子的过度密度。
2018-04-14 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
The coexistence of the streaming instability and the vertical shear instability in protoplanetary disks: Scale-dependence of dust diffusion
本研究通过二维全局模拟探究原行星盘中垂直剪切不稳定性与流不稳定性单独及共同作用下的尘埃扩散，揭示了两种不稳定性扩散的方向与尺度依赖性差异及联合作用效果。
2025-01-13 astro-ph.EP
On the Gravitational Instabilities of Protoplanetary Disks
引力不稳定性对盘的演化和盘内行星形成有重要意义。我们计算了由分子云核坍缩形成的盘的演化。通过改变云核的性质和流体动力学粘性参数，我们探讨了它们对引力不稳定性性质的影响。我们发现当分子云核的角速度大于一个临界值时，盘是不稳定的。不稳定性的持续时间随着核心的角速度的增加而增加。流体动力学粘性参数的增加对盘的稳定性几乎没有影响，但减小了盘中引力不稳定性临界状态的持续时间。盘的不稳定性可能发生在盘演化的早期，这与观测结果一致。
2018-12-06 astro-ph.EP
Concentrating small particles in protoplanetary disks through the streaming instability
实验室实验表明，通过相互碰撞直接生长的硅酸盐颗粒只能产生大约毫米大小的颗粒。另一方面，最近对流动不稳定性的模拟表明，mm/cm尺寸的颗粒需要过高的金属度才能形成致密的细丝。使用刚性相互阻力的数值算法，我们进行模拟的小颗粒显着更高的分辨率和更长的模拟时间比以前的调查。我们发现，粒子的无量纲停止时间$τ_\mathrm{s} = 10^{-2}$和$10^{-3}$ -代表毫米和厘米大小的颗粒内部的水冰线-集中自己通过流动的不稳定性在一个固体丰度的百分之几。因此，我们修订了以前发表的临界固体丰度曲线的制度$τ_\mathrm{s} \ll 1$。在集中的区域中的固体密度达到高于罗氏密度的值，这表明直接坍缩的颗粒下降到毫米大小的星子是可能的。因此，我们的研究结果之间的差距，直接尘埃的生长限制弹跳和流动的不稳定性的颗粒大小。
2017-06-29 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
On the coexistence of the streaming instability and the vertical shear instability in protoplanetary disks
流动不稳定性是解释微行星形成的一个主要候选机制。然而，这种不稳定性在驱动原行星盘中的湍流中的作用，由于其基本性质是线性流体动力学不稳定性，到目前为止还没有详细研究。我们研究了由流动不稳定性引起的湍流以及它与垂直剪切不稳定性的相互作用。为此，我们采用FLASH代码进行二维轴对称全球磁盘模拟半径从$1$ au到$100$ au，包括气体和尘埃之间的相互阻力以及径向和垂直的恒星引力。如果流动不稳定性和垂直切变不稳定性同时开始增长，我们发现尘埃中面层的湍流主要是由流动不稳定性驱动的。它引起垂直气体运动，马赫数高达${\sim}10^{-2}$。粉尘刻度高度以自我调节的方式设置为气体刻度高度的大约$1\%$。相比之下，如果垂直剪切不稳定性被允许饱和之前，灰尘被引入到我们的模拟，那么它仍然是在灰尘层中的湍流的主要来源。垂直切变不稳定性引起马赫数为${\sim}10^{-1}$的湍流，从而阻碍粉尘沉降。尽管如此，我们发现的垂直剪切不稳定性和流动不稳定性相结合，导致径向尘埃浓度在长期的积累，这是显着的密度比单独的流动不稳定性形成的。因此，垂直剪切不稳定性可能会促进微行星的形成，通过创建弱的超密度，作为种子的流动不稳定性。
2020-02-17 astro-ph.EP
On the nature of the resonant drag instability of dust streaming in protoplanetary disc
最近发现的原行星盘中尘埃流的共振拖曳不稳定性（RDI）被认为是亚音速气尘混合扰动的模式耦合。这种模式耦合是具有几乎相等的相速度的两种模式的合并：具有正能量的惯性波（IW）和具有负能量的流尘波（SDW），如在垂直流体静力平衡中静止的气体环境的框架中测量的。SDW是一种由大量尘埃流产生的平凡模式，它传输尘埃密度的扰动。这样，沉降与尘埃的径向漂移相结合，使得SDW与IW的耦合和不稳定性的开始成为可能。根据模式耦合的概念，RDI增长率与色散方程的耦合项的平方根成比例，色散方程本身与灰尘的质量分数$f\ll 1$成比例。这说明了RDI增长率为$\propto f^{1/2}$的原因。当SDW具有正能量时，其与IW的谐振提供了避免的交叉而不是模式耦合。在高波数极限下，具有无限增长率的RDI $\propto f^{1/3}$可以用三模耦合来解释，即SDW与两个IW的耦合。它与一种新的准共振不稳定性共存，伴随着两个相反传播的低频IW的键合。尘埃在圆盘中仅沿径向流动时，不存在模式耦合。在这种情况下，RDI是由与固体惯性有关的模糊机制提供的。
2019-07-22 astro-ph.EP
Nonlinear evolution of streaming instabilities in accreting protoplanetary disks
流动不稳定性（SI）是通过产生经历引力坍缩的致密尘埃团来触发星子形成的最有希望的候选者之一。因此，了解SI如何在现实的原行星盘（PPD）中运作，对于评估星子形成的效率至关重要。现代的PPD模型表明，大尺度的磁矩或风可以驱动盘中面附近的层流气体吸积。在之前的研究中，我们确定了一种新的线性尘埃-气体不稳定性，即方位角漂移SI（AdSI），适用于此类吸积盘，并且由气体受到扭矩而产生的尘埃和气体之间的相对方位角运动提供动力。在这项工作中，我们提出了第一个非线性模拟的AdSI。我们表明，它可以不稳定的吸积，尘埃盘，即使在没有全球径向压力梯度，这是不同于经典的SI。我们发现AdSI驱动湍流和垂直延伸的尘埃细丝的形成，进行合并。在尘埃丰富的磁盘，合并AdSI丝达到最大的尘埃气体比超过100。此外，我们发现，即使在灰尘贫磁盘的AdSI可以增加当地的灰尘密度两个数量级。我们讨论了可能的作用的AdSI在星子的形成，特别是在吸积的PPD与消失的径向压力梯度的区域。
2022-09-14 astro-ph.EP
Streaming instabilities in accreting protoplanetary disks: A parameter study
本文通过参数研究探讨了吸积原行星盘中的方位角漂移流不稳定性（AdSI），发现吸积流能在低尘埃丰度下驱动尘埃聚集并形成丝状结构，从而可能促进星子形成。
2024-10-14 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
The effect of the streaming instability on protoplanetary disc emission at millimetre wavelengths
在本文中，我们调查是否overdensity形成通过流不稳定性是一致的，最近的多波长ALMA观测在狼疮恒星形成区域。我们模拟的流动不稳定性的本地行动在2D使用代码ATHENA，并检查在毫米波长的尘埃分布的辐射特性，通过集中在两个可观察到的量：光学厚的分数$ff$（在ALMA带6）和光谱指数$α$（在带3-7）。通过比较模拟的分布在$ff-α$平面之前和之后的流动不稳定性的作用，我们观察到，团块的形成导致$ff$下降，因为抑制发射的颗粒，最终在光学厚团块。相反，$α$，可以增加或下降后的流动不稳定的行动，我们使用一个简单的玩具模型来证明，这种行为取决于颗粒的大小，其发射被抑制被纳入光学厚团块。特别是，$α$的演变迹象取决于在零点几毫米处的不透明度最大值附近的颗粒是否以团块结束。通过比较模拟分布之前/之后的团块形成的数据分布，我们注意到，流动不稳定性的动作驱动模拟的数据所在的平面的区域。我们还表明，这种行为是复制在集成光盘模型提供的不稳定性是有效的光盘的一个区域，有助于显着的总毫米通量。
2021-03-24 astro-ph.EP
Resonant drag instabilities for polydisperse dust. II. The streaming and settling instabilities
本文研究多分散尘埃粒径分布对流动不稳定性和沉降不稳定性的影响，发现宽粒径分布会消除共振性质，使流动不稳定性完全稳定，而沉降不稳定性仍可存在且增长率与单分散情况相当。
2025-03-12 astro-ph.EP
Azimuthal Dust Polarization from Aerodynamically Aligned Grains as Evidence for the Streaming Instability in Protoplanetary Disks
National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；Iowa State University（爱荷华州立大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）；Institut de Ciències de l’Espai (ICE), CSIC（空间科学研究所（ICE），西班牙高等科学研究委员会）；Instituto Argentino de Radioastronomía (CCT-La Plata, CONICET（阿根廷射电天文研究所）；UNLP（拉普拉塔国立大学天文与地球物理科学学院）；CICPBA)（莱斯大学）；Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata；Rice University
研究通过尘埃极化方向揭示原行星盘中流体不稳定性现象，利用三维模拟发现极化方向与尘埃密度相关，高密度区域极化方向与盘面方位一致。
2026-07-21 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
Rossby Wave Instabilities of Protoplanetary Discs with Cooling
Rossby波不稳定性（RWI）通常会导致原行星盘中的非轴对称涡旋，并且这些盘中观察到的一些子结构可以很好地解释。我们探讨了冷却如何影响不稳定的RWI模式的增长率的线性微扰分析。与能量方程相关的冷却以两种不同的方式处理。我们采用的第一个是简单的冷却定律。扰动的热状态在规定的冷却时间尺度上松弛到初始热状态。在第二种情况下，我们把冷却作为一个热扩散过程。绝热和等温模式之间的增长率的差异变得更明显的光盘具有较小的声速。对于简单冷却规律，正压盘中不稳定模态的增长率随冷却时间的缩短而单调减小。但在非气压盘中，生长速率与冷却时间尺度的关系变得非单调。在非正压盘中，RWI甚至可能在从绝热状态向等温状态转变的过程中增强。当把冷却作用看作热扩散时，即使在正压圆盘中，生长速率随热扩散率的变化也是非单调的。此外，在适当的热扩散系数下，生长速率会出现最大值。研究了角动量通量（AMF），以了解冷却条件下RWI的角动量输运。
2022-05-24 astro-ph.EP
Erosion driven size-redistribution of protoplanetary disk solids and the onset of streaming Instability and Pebble Accretion
第一个星子的形成和行星核心的最终生长依赖于大量的小卵石。流动不稳定性（SI）过程的效率，建议催化早期的星子的增长，和卵石吸积过程，建议加速行星核心的增长，取决于磁盘中的固体的大小。特别是，这些过程被发现是敏感的固体的大小分布，和有效的星子的形成和增长，通过这些渠道需要一个有限的卵石大小分布。在这里，我们表明，风沙侵蚀，有效地研磨成一个单一尺寸分布的卵石卵石的巨石的过程中，提供了一个自然的上限的最大卵石尺寸（在他们的斯托克斯数）。我们发现这个上限的径向分离，磁盘年龄，湍流强度，和粒度组成的巨石在磁盘上的依赖。SI在斯托克斯数小于0.1的区域是有利的，这是在磁盘的内部亚天文单位区域发现的。这个上限形状的大小分布的小卵石，从而催化的早期发病的星子形成由于SI，和后来的核心吸积增长，通过卵石吸积。
2020-07-21 astro-ph.EP
On the Numerical Robustness of the Streaming Instability: Particle Concentration and Gas Dynamics in Protoplanetary Disks
流动不稳定性（SI）是原行星盘中固体聚集的一种机制。来自SI的非线性粒子聚集可以触发引力坍缩成星子。为了更好地理解SI的数值鲁棒性，我们使用已知产生强聚集的固定物理参数执行一套垂直分层3D模拟。我们改变了数值实现，即计算域的大小和垂直边界条件（vBC），比较新实施的流出vBC以前使用的周期性和反射vBC。我们发现强烈的颗粒团聚的SI是大多独立的vBC。然而，由于较大的颗粒质量库，在较大的模拟域中峰值颗粒密度较高。我们报告SI触发的带状流，即，气体压力的方位带状径向变化。这些结构具有低振幅，不足以阻止粒子径向漂移，证实了气体压力最大值中的粒子捕获不是SI的机制。我们发现，流出vBC产生人为的大气体流出率在垂直边界。然而，流出的vBC减少了垂直边界处的人工反射，允许更多的颗粒沉降，并且显示出更少的时间变化和更好的收敛性。对于所有vBC，致密颗粒细丝的径向间距是$\sim0.15$气体尺度高度（$H$），其设置了自引力模拟中用于星子生长的进料区。我们的研究结果验证了在SI模拟中使用流出vBC，即使垂直边界接近（$\leq 0.4H$）磁盘中平面。总体而言，我们的研究表明了数值鲁棒性的非线性粒子团聚的SI。
2018-06-12 astro-ph.EP
Streaming Instability of Multiple Particle Species in Protoplanetary Disks
尘埃粒子在原行星盘中的径向漂移和扩散影响着盘的透明度和温度，以及星子形成的位置和时间。在本文中，我们提出的原行星盘，包括不同尺寸分布的尘埃颗粒的粒子气体动力学的数值模拟结果。我们考虑三种情况下的颗粒尺寸范围，一个斯托克斯数$τ_{\rm{s}} = 10^{-1} - 10^0$，一个$τ_{\rm{s}} = 10^{-4} - 10^{-1}$，最后一个$τ_{\rm{s}} = 10^{-3} - 10^{0}$。此外，我们考虑离散和连续分布的颗粒尺寸。根据以前的工作，我们发现在我们的多物种模拟，不同的颗粒大小通过气体相互作用，因此，他们的动力学变化相比，单物种的情况。较大的物质触发流动不稳定性并产生驱动固体材料扩散的湍流。我们测量了系统的径向平衡速度，发现在多粒子模拟中，大粒子的径向漂移速度减小，而小粒子粒子平均向外移动。我们还改变尺寸分布的陡度，使得固体数密度分布的指数$\rm{d}\it{N}/\rm{d}\it{a} \propto \it{a^{-q}}$为$q = 3$或$q = 4$。我们测量颗粒的刻度高度，并观察到小颗粒在大颗粒所在的沉积中面层上方被搅动。我们测得的扩散和漂移参数可用于凝聚模型的行星形成，以及了解原始陨石（矩阵，球粒和CAIs）的成分的相对混合之前，在其母体中包含。
2018-08-03 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
Evolution of dust in a protoplanetary disc driven by stellar flybys: implications for the streaming instability
Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Graduate Institute of Astrophysics, National Taiwan University（國立台灣大學天文研究所）；Homer L. Dodge Department of Physics and Astronomy, The University of Oklahoma（歐克拉荷馬大學霍默·L·道奇物理與天文學系）；Department of Physics and Astronomy, The University of Alabama（阿拉巴馬大學物理與天文學系）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒諾布爾阿爾卑斯大學、法國國家科學研究中心、IPAG）
研究恒星飞越对原行星盘尘埃演化的影响，发现低质量飞越抑制尘埃团聚，等质量飞越促进尘埃团聚。
2026-01-24 astro-ph.EP
On dust-gas gravitational instabilities in protoplanetary discs
在原行星盘中，粒子和气体之间的空气动力学摩擦引起了各种不稳定性，这些不稳定性促进了行星形成。其中，我们研究了所谓的“长期引力不稳定性”（SGI）在两种流体近似，推导出其稳定性标准和增长率的解析表达式。同时，我们提出了一个物理解释的不稳定性，表明它是如何体现在一个中间范围的长度尺度表现出地转平衡的气体成分。与单流体处理相反，SGI在临界盘半径内淬灭，对于cm和mm尺寸的颗粒分别为10 AU和30 AU，尽管建立稳健的估计受到参数（特别是湍流强度）中的不确定性和我们采用的剃刀薄盘模型中的缺陷的阻碍。然而，SGI不太可能与耦合良好的尘埃相关。最后，我们将这些结果应用到星子的形成和大规模的尘埃环的起源问题。
2016-09-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Seeing the unseen: a method to detect unresolved rings in protoplanetary disks
本文提出利用倾斜原行星盘短轴处的方位角亮度峰来探测ALMA无法分辨的光学厚尘埃环，并通过解析模型定量重现流不稳定性模拟结果，为识别行星形成区域提供新方法。
2024-06-14 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
Streaming Instability in Turbulent Protoplanetary Disks
本文采用熟悉的各向同性湍流α（$α$）模型重新研究了原行星盘中固体颗粒的流动不稳定性。湍流总是减少相对于全球层流磁盘计算值的流动不稳定性的增长率。虽然对于湍流参数$α< 10^{-5}$的小值，增长最快的扰动的波长是当地气体垂直尺度高度$H$的一小部分，我们发现，对于湍流参数的中等值，即，$α\sim 10^{-5}-10^{-3}$，最大增长扰动的长度尺度向更大尺度移动，接近$H$。在这些中等湍流强度和局部颗粒与气体的质量密度比$ε< 0.5$，最不稳定的模式的垂直尺度开始超过相应的径向尺度，使不稳定性出现在垂直取向的片延伸远远超出颗粒尺度高度的形式。我们发现，对于文献中报道的流体动力学湍流盘模型，与$α= 4\times 10^{-5} - 5\times 10^{-4}$，以及最先进的颗粒生长的全球演化模型一起，预测流动不稳定性在以Stokes数，$τ_s \sim 0.01$和$α\sim 4\times 10^{-5}$为中心的$α$- $τ_s$参数空间的窄三角形补丁内是可行的，并且进一步，对于具有1%（$Z= 0.01$）宇宙固体丰度或金属丰度的盘，表现出几百到几千个轨道时间量级的增长率。我们的研究结果是一致的，并在上下文中，发表的数值研究流不稳定性。
2020-05-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Streaming Torque in Dust-Gas Coupled Protoplanetary Disks
本文通过对尘埃-气体耦合原行星盘进行 NSH 平衡线性分析，发现短波长尘埃类漂移模式产生正的流动力矩，可主导总力矩并驱动低质量行星向外迁移。
2024-08-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Global drag-induced instabilities in protoplanetary disks
我们使用的福克-普朗克方程和模型的固体颗粒在环形原行星盘，其气体成分是更大的质量比颗粒相的色散动力学。我们模拟粒子-气体相互作用硬球碰撞，确定的功能形式的扩散系数，并显示存在两个全球性的不稳定模式的粒子相。这些模式具有螺旋图案，其方位波数为$m=1$，并且旋转缓慢。我们发现，在环形磁盘，固体颗粒的相空间密度线性增加的时间对附近的压力最大值的位置的积聚点，而不稳定性指数增长。因此，星子和行星核可以有效地产生附近的不稳定密度波的峰值。在这种机制下，向聚集点迁移的粒子不会参与行星的形成，最终应该会形成一个像主小行星带或经典柯伊伯带天体那样的碎片环。我们提出了全球不稳定性的影响，形成冰巨人和类地行星在太阳系。
2013-06-01 astro-ph.EP physics.flu-dyn
Vortex instabilities triggered by low-mass planets in pebble-rich, inviscid protoplanetary discs
在原行星盘的最内部区域，固气比可以通过许多过程大大增加，包括光蒸发和颗粒漂移。MHD盘模型还表明在$R\lesssim 10$ AU存在死区，其中靠近中平面的区域保持层流。在这种情况下，我们使用双流体流体动力学模拟来研究固定轨道上的低质量行星（$\sim 1.7 \;{\rm M_\oplus}$）和无粘的富含卵石的圆盘之间的相互作用，固体与气体的比例为$ε\ge 0.5$。对于Stokes数St= 0.1，0.5的卵石，通过Rossby波不稳定性在行星分界线处形成多个尘埃涡旋。由于气体阻力的影响，然后导致一个强大的增强固气比，这可以增加一个因素的$\sim 10^3$的边缘耦合粒子与St=0.5。在流动不稳定性中，卵石团重组成细丝，可能会崩溃形成星子。当行星被允许在MMSN盘中迁移时，由于迁移，涡旋不稳定性被延迟，但一旦向内迁移停止，由于强烈的正卵石扭矩，涡旋不稳定性就开始了。同样，当行星经历一段向外迁移的过程时，在圆盘中形成了在间隙中演化的粒子细丝。我们的研究结果表明，由低质量行星引发的涡旋不稳定性可能在形成富含卵石的无粘性圆盘中的微行星中发挥重要作用，并可能显着修改低质量行星的迁移。它们还意味着行星尘埃间隙可能不一定包含行星，如果这些行星迁移走了。
2019-06-19 astro-ph.EP
The role of gap edge instabilities in setting the depth of planet gaps in protoplanetary discs
众所周知，嵌入的大质量行星会通过与盘材料的角动量交换在原行星盘中打开一个缺口。由此产生的表面密度分布的光盘进行调查，为一维和二维光盘模型，并与以前的工作，它被发现，一维的差距是显着更深的比他们的二维对应相同的初始条件。我们发现，通过应用一维扭矩密度分布的二维磁盘不包含行星，Rossby波的不稳定性和Rossby涡的形成的兴奋起着关键作用，在设置平衡深度的差距。作为二维不稳定性，这在一维模拟中是不存在的，并且不限制那里的平衡间隙深度。我们发现相似的间隙深度之间的二维间隙形成的扭矩密度分布，其中的Rossby波不稳定性是存在的，和二维行星间隙，其中没有Rossby波不稳定性是存在的。如果行星间隙保持在边缘稳定性，即使没有明显的罗斯贝波不稳定性，这也可以理解。进一步的研究表明，最终的平衡间隙深度是非常敏感的形式所施加的扭矩密度分布，并使用改进的一维近似的三维模拟可以进一步减少一维和二维模型之间的差异，特别是对于较低质量的行星。这种行为被发现是一致的，在不同的参数的光盘。
2017-05-22 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
The CO snow line favours strong clumping by the streaming instability in protoplanetary discs with porous grains
Universite Claude Bernard Lyon 1, CRAL UMR5574, ENS de Lyon, CNRS（里昂第一大学，CRAL UMR5574，巴黎高等师范学院，法国国家科学研究中心）
本文研究了含多孔颗粒的原行星盘中，二氧化碳雪线对流体不稳定性产生强团聚条件的影响。
2026-01-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Trans-Neptunian Binaries as Evidence for Planetesimal Formation by the Streaming Instability
行星在原行星盘中出现的关键一步是由较小的盘成分吸积大小为1-1000 km的星子。这个过程是知之甚少，部分原因是我们缺乏良好的观测限制的复杂的物理过程，有助于星子的形成。在外太阳系，寻找线索的最佳地点是柯伊伯带，在那里，冰冷的星子存活到今天。在这里，我们报告的证据表明，柯伊伯带微行星形成的流动不稳定性，一个过程中，空气动力学集中的卵石块引力坍缩成100公里级的机构。引力坍缩曾被用来解释柯伊伯带中普遍存在的等大小双星。我们分析了新的流体动力学模拟的流不稳定性，以确定模型的期望二元轨道的空间取向。预测的广泛的倾角分布与80%的海王星外双星轨道相匹配的观测。形成模式，这意味着主要逆行双星轨道可以排除。鉴于它适用于广泛的原行星盘条件，预计流动不稳定性种子星子形成也在其他地方的太阳系，超越。
2019-06-26 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
Stellar Motion Induced by Gravitational Instabilities in Protoplanetary Disks
我们测试的影响，恒星运动的假设在原行星盘周围的太阳型恒星的引力不稳定性的行为进行两个模拟，是在所有方面相同的，除了治疗的恒星。在一个模拟中，假设恒星保持固定在惯性参考系的中心。在另一个，恒星运动处理得当，包括一个间接的潜在的流体动力学方程模型的恒星的参考系作为一个加速的恒星/磁盘的相互作用。这两个模拟中的圆盘都围绕着一颗太阳质量的恒星运行，最初从2.3到40 AU，表面密度分布为r^-1/2，总质量为0.14 M太阳。假设γ = 5/3的理想气体以两个外旋转周期的恒定冷却时间处处冷却。盘演化的总体行为是相似的，除了在间接势的情况下，GI活动的各种测量值最多减弱了大约百分之几十。我们小组在早期的论文中关于盘演化的总体结论仍然有效，其中恒星总是被假定为固定在惯性系中。没有证据表明独立的单臂不稳定性，如吊索，在这两个模拟。另一方面，恒星运动的系统质心（COM）的模拟与间接潜力是实质性的，高达0.25 AU在爆发阶段，作为GI启动，并平均约0.9 AU在渐近阶段，当GI达到加热和冷却的总体平衡。这些运动似乎是一个恒星的响应离散全球螺旋模式之间的非线性相互作用的爆发和渐近阶段的演变，和恒星的轨道运动的COM反映了磁盘材料的轨道周期附近的主导螺旋波的共转半径。原则上，这种运动足够大，可以被观测到，并且可能会与恒星摆动混淆，因为存在一个或多个超级木星质量的原行星在10的AU轨道上运行。我们讨论了…
2010-03-16 astro-ph.EP
The resonant drag instability of dust streaming in turbulent protoplanetary disc
本文用小尘埃分数极限下的气尘扰动动力学局域方法研究了原行星盘中尘埃流共振拖曳不稳定性的阻尼。圆盘中的湍流分别由气体和尘埃运动方程中的有效粘性和扩散率表示。在施密特数（有效粘度与扩散率的比值）Sc = 1的标准情况下，用惯性波（IW）和流动尘埃波（SDW）相互共振来简化RDI的描述，表明阻尼解与无粘解的不同之处仅仅在于将特征阻尼频率加到其增长率上。RDI完全抑制在阈值粘度，这是估计分析，首先，径向漂移，其次，垂直沉降的灰尘，最后，在沉降结合径向漂移的灰尘的情况下。在最后一种情况下，RDI存活到最高阈值粘度，对于较小的固体具有更大的过量。一旦Sc \neq 1，一个新的不稳定性特定的耗散扰动的尘埃沉降背景出现。这种准共振性质的不稳定性被称为沉降粘性不稳定性（SVI）。当Sc > 1（Sc < 1）时，在长波区，类似于SDW（IW）的模开始增长。SVI导致阈值粘度的额外增加。
2020-03-20 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Mapping the Conditions for Hydrodynamic Instability on Steady State Accretion Models of Protoplanetary Disks
年轻恒星周围的流体动力学不稳定性取决于盘的热力学分层和局部热弛豫速率。在这里，我们映射的空间范围的不稳定区域的垂直切变不稳定（VSI），对流超稳定（COS），并通过亚临界斜压不稳定（SBI）涡的放大。我们使用稳态吸积盘模型，包括恒星辐射、吸积加热和辐射转移。我们确定的本地径向和垂直分层和热弛豫率在磁盘中，依赖于恒星质量，磁盘质量和质量吸积率。我们发现，被动区域的磁盘-即辐射为主的中平面温度-COS不稳定约一个压力标度的高度以上的中平面和VSI不稳定的半径$> 10 \, \text{au}$。通过SBI的涡流放大应该在主动盘和被动盘的大部分部分中操作。对于盘的活动部分（吸积功率决定的中平面温度），COS可以变得活动到中平面。由于内部加热盘的垂直绝热分层，VSI也是如此。如果流体不稳定性或其他非理想的MHD过程能够产生$α$ -应力（$> 10^{-5}$），释放的吸积能量导致盘的内部加热，流体动力学不稳定性很可能在年轻恒星周围的盘中的行星形成区的重要部分起作用，驱动气体吸积和流动结构的形成。因此，流体不稳定性是可行的候选人，以解释与ALMA和VLT观察到的环和涡。
2019-02-03 astro-ph.EP
Streaming instability in a global patch simulation of protoplanetary disks
近年来，对原行星盘的亚/毫米观测发现，尘埃辐射的亚结构具有令人难以置信的多样性。一个重要的结果是发现，毫米大小的尘埃颗粒嵌入在非常薄的尘埃盘。这意味着中平面中的尘埃质量分数变得与气体相当，增加了两个组件之间相互作用的重要性。我们解决这个问题，通过数值2.5D模拟，以研究气体和尘埃的相互作用，在充分的全球分层磁盘。为此，我们采用最近开发的尘埃颗粒模块PLUTO代码。我们的模型侧重于一个典型的金牛座T盘模型，模拟一个短补丁的磁盘在10 AU，其中包括恒定的斯托克斯数的$St=0.01$和$St=0.1$，对应的晶粒尺寸为0.9厘米和0.9毫米，分别为给定的磁盘模型的晶粒。通过在外部区域注入恒定的卵石通量，系统达到由流动不稳定性驱动的湍流和尘埃浓度的准稳态。对于我们给定的设置和使用分辨率高达2500细胞每刻度高度，我们解决了流动的不稳定性，导致局部灰尘结块和浓度。我们的研究结果表明，尘埃密度值约为气体密度的10 - 100倍，稳态卵石通量介于$3.5 \times 10^{-4}$和$2.5 \times 10^{-3} M_{\rm Earth}/\mathit{year}$之间，模型与$\mathit{St}=0.01$和$\mathit{St}=0.1$。模型$\mathit{St}=0.01$的颗粒大小和卵石通量与尘埃演化模型的第一个百万年的磁盘演变。对于这些颗粒，散射不透明度在…
2021-03-28 astro-ph.EP astro-ph.HE
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
Coexistence of coagulation and streaming instabilities in protoplanetary discs
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
Non-ideal Magnetohydrodynamic Instabilities in Protoplanetary Disks: Vertical Modes and Reflection Asymmetry
本文用非理想MHD半解析线性扰动理论分析磁扩散率分层的原行星盘，发现反对称垂直模式持续增长并破坏赤道面反射对称，可解释单侧盘风与吸积外流不对称。
2024-07-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
From Streaming Instability to the Onset of Pebble Accretion I. Investigating the Growth Modes in Planetesimal Rings
本文通过半解析模型研究流不稳定性形成的星子环中原行星胚胎的早期增长，发现内盘可快速形成胚胎，而约50天文单位的外盘尤其是低质量恒星周围难以形成卵石吸积种子。
2025-02-04 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
Streaming Instability for Particle-Size Distributions
流动不稳定性被认为在行星形成的早期阶段起着核心作用，它使许多阻碍星子形成的障碍有效地绕过。我们提出的第一项研究，探讨效率的线性流不稳定性时，被认为是一个颗粒尺寸分布。我们发现，对于一个给定的尘埃与气体的质量比，多物种流的不稳定性增长的时间尺度上远远长于预期时，只有一个尘埃物种参与。特别是，包含接近统一的顺序灰尘与气体的质量比的分布导致不稳定的模式，可以增长的时间尺度可比，或更大，与那些长期的不稳定。我们预计，导致颗粒偏析和/或浓度的过程可以为不稳定性快速增长创造有利条件。我们的发现可能对原行星盘中的大量过程具有重要意义，这些过程依赖于通常为独特尘埃物种设想的流动不稳定性。我们的研究结果表明，当考虑多个物种时，其他共振阻力不稳定性的增长率也可能大大降低。
2019-06-10 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
Adding particle collisions to the formation of asteroids and Kuiper belt objects via streaming instabilities
通过小粒子过密区域的引力坍缩模拟超大公里大小的微行星的形成，需要能够同时处理流体力学、粒子动力学和粒子碰撞的数值算法。虽然径向收缩的初始阶段是由阻力和重力决定的，但随着细丝收缩超过罗氏密度，粒子碰撞逐渐变得更加重要。在这里，我们提出了一个新的数值算法来处理动量和能量交换的数值超粒子之间的碰撞代表了大量的物理粒子。我们采用蒙特卡罗方法，在一个网格单元中的超粒子对碰撞统计上的物理碰撞时间尺度。碰撞是通过增大粒子直到它们接触并求解碰撞结果而发生的，这说明了非弹性碰撞中的能量耗散。我们证明了超粒子碰撞可以在一个适度的计算成本一致地实现。在由流动不稳定性驱动的原行星盘湍流中，我们认为在碰撞计算中应减去相对开普勒剪切速度。如果不减去它，密度不均匀性会迅速扩散，因为膨胀的粒子会夸大碰撞速度。局部粒子密度达到中平面气体密度的几千倍。我们发现有效形成的引力约束的团块，与一系列的质量对应的收缩半径从100至400公里时，适用于小行星带和150至730公里时，适用于柯伊伯带，外推使用一个恒定的自引力参数。较小的微行星在低分辨率下无法观测到，但最大微行星的质量相对独立于分辨率和碰撞处理。
2011-11-27 astro-ph.EP
Continuing to Hide Signatures of Gravitational Instability in Protoplanetary Discs with Planets
我们进行了三维光滑粒子流体动力学模拟，研究行星盘相互作用对引力不稳定原行星盘的影响。我们发现行星对圆盘演化的影响可以用三种情况来描述。如果行星的质量足够大，行星产生的螺旋尾流将主导圆盘的演化，引力不稳定性将被完全抑制。如果行星的质量太小，那么引力不稳定性就不会受到影响。如果行星的质量介于这两个极端之间，引力不稳定性就会减弱。我们提出模拟阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）连续观测表明，大规模的螺旋结构的可观测性减少或完全抑制时，行星是大规模的影响光盘的演变。我们的研究结果表明，大规模的磁盘，预计将是引力不稳定的，可以出现轴对称的存在一颗行星。因此，没有观测到大规模的螺旋结构本身不足以对盘的质量设定上限，这可能会对年轻的I类盘的观测产生影响。
2022-10-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evading the dust fragmentation barrier with the streaming instability in protoplanetary disks
Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学，巴黎西岱大学，法国原子能和替代能源委员会，法国国家科学研究中心，天体分子研究所）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）
研究通过流体不稳定性增强尘埃团聚，克服尘埃碎裂障碍，促进行星esimal形成。
2025-11-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Protoplanetary dust porosity and FU Orionis Outbursts: Solving the mystery of Earth's missing volatiles
众所周知，地球上的挥发性亲石元素以一种难以解释的方式耗尽。我们解决了这个异常的模型，结合了原行星盘中碰撞生长的尘埃颗粒的孔隙度与加热从FU Orionis事件，显着提高原行星盘温度。来自FU Orionis事件的加热改变了尘埃的空气动力学性质，同时蒸发了挥发物。这导致尘埃沉降，放弃了那些挥发物。这个模型成功地解释了地球的元素组成，有力地证明了太阳系外的原行星盘中存在着高度多孔的碰撞生长尘埃颗粒。此外，它还展示了尘埃孔隙度的热（或基于冷凝）变化以及空气动力学如何成为行星形成的一个强有力因素，导致尘埃盘中快速引力不稳定性的发生以及随后形成微行星的坍缩。
2014-04-15 astro-ph.EP
The chemistry of protoplanetary fragments formed via gravitational instabilities
在本文中，我们模拟的化学演化的0.25 M的$_{\odot}$原行星盘周围的1 M $_{\odot}$星，经历由于自引力的碎片。我们使用光滑粒子流体动力学，包括一个辐射转移计划，随着时间的变化的化学演化代码，按照组成的光盘和产生的碎片超过约4000 yrs.Initial，四个准稳定的碎片形成，其中两个最终被打乱的潮汐扭矩在光盘。从我们的化学建模的结果，我们确定的物种是丰富的碎片，（例如H $_{\rm 2}$ O，H $_{\rm 2}$ S，HNO，N $_{\rm 2}$、NH $_{\rm 3}$、OCS、SO），在盘内螺旋激波中丰富的物种（例如CO、CH、$_{\rm 4}$、CN、CS、H、$_{\rm 2}$ CO），以及在环碎片物质中丰富的物质（例如HCO $^{\rm +}$）。我们的模型表明，在一些碎片中，颗粒在将挥发物释放到行星外壳之前沉积到核心是合理的，从而导致变化，例如，气体和冰组分的C/O比。因此，我们预测，由引力不稳定性产生的行星大气成分不一定遵循当地圆盘物质的整体化学成分。
2017-08-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dusty disc-planet interaction with dust-free simulations
如果星子是通过流动或引力不稳定性形成的，或者如果原行星盘由于盘风或光蒸发而经历质量损失，那么原行星可能诞生于富含尘埃的环境。出于这种可能性，我们探索低质量行星和尘埃原行星盘之间的相互作用，专注于盘行星扭矩。我们实现林和尤丁的新开发的，纯流体动力学模型的尘埃气体到PLUTO代码模拟尘埃原行星盘嵌入行星。我们发现，对于不完全耦合的灰尘和高金属，例如斯托克斯数$10^{-3}$和灰尘与气体的比例$Σ_\mathrm{d}/Σ_\mathrm{g}=0.5$，一个“泡沫”内的行星的共轨区域，这引入了不稳定的流动。由此产生的圆盘行星扭矩维持大幅振荡，这种振荡远远超出了具有完美耦合的灰尘或低灰尘负载的模拟，其中共同旋转扭矩总是被阻尼。我们发现，由有限尺寸的颗粒的共旋扭矩的去饱和度是有关的潜在的涡量产生的不对准的灰尘和气体密度。我们简要地讨论了可能的影响，在富含尘埃的磁盘的原行星的轨道演化。我们还展示了Lin & Youdin的无尘框架再现了以前有关尘埃原行星盘的结果，包括压力颠簸，尘埃沉降和流动不稳定性的尘埃捕获。
2018-05-02 astro-ph.EP
