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
On the dynamics of planetesimals embedded in turbulent protoplanetary discs
原行星盘中的角动量输运和吸积通常被认为是由MHD湍流通过磁旋转不稳定性（MRI）驱动的。嵌入这些圆盘中的固体（尘埃颗粒、巨石、微行星和行星）的动力学可能受到湍流的强烈影响，因此行星系的形成路径部分取决于湍流的强度和空间分布。我们使用三维MHD模拟研究了嵌入湍流原行星盘中的半径在1米至10公里之间的微行星的动力学。微行星受到气体阻力和随机引力的作用，这是由于湍流盘造成的。在这项研究中，我们使用并比较了局部剪切箱模拟和全球模型的结果。这项工作的主要目的是检查：的增长，和可能的饱和度，嵌入式微行星的速度色散作为其大小和光盘参数的函数;微行星的径向迁移和扩散的速率;剪切盒和全球模拟结果一致的条件下。当使用尺寸为4 H x 16 H x 2 H的剪切盒（H为局部尺度高度）时，我们发现局部和全局模拟之间存在良好的一致性。由于螺旋密度波的激发和传播，所获得的密度波动的幅度对盒子的尺寸敏感。这影响了微行星所经历的随机强迫。[...]我们的模型表明，充分发展的MHD湍流在原行星盘将嵌入星子的破坏性影响。相对较低的湍流水平需要的星子吸积的传统模型的运作，这是一致的存在一个死区的原行星盘。
2010-07-07 astro-ph.EP
Formation of pebbles in (gravito-)viscous protoplanetary disks with various turbulent strengths
目标。尘埃在原行星盘的演化中起着至关重要的作用。我们研究了具有不同湍流粘性强度的年轻自引力原行星盘中初始亚$μm$尘埃粒子的动力学和生长。我们的目标是了解的物理条件，确定卵石的形成和空间分布时，磁盘自重和湍流粘度可以同时在工作中。方法.我们执行薄盘流体动力学模拟的自引力原行星盘在初始时间为0.5万年使用FEOSAD代码。湍流粘度参数化的空间和时间恒定的$α$参数，而重力不稳定性对尘埃生长的影响占通过计算有效参数$α_{\rm GI}$。我们考虑了尘埃组分的演化，包括与气体的动量交换、尘埃的自重以及尘埃生长的简化模型。结果我们发现，湍流粘性的水平强烈影响的空间分布和总质量的卵石在磁盘。$α=10^{-2}$模型是粘度占主导地位的，卵石是完全不存在的，和灰尘与气体的质量比偏离参考值1：100不超过30%的整个磁盘范围。相反，$α=10^{-3}$模型，特别是$α=10^{-4}$模型，是由重力不稳定性。有效参数$α+α_{\rm GI}$现在是径向距离的强变化函数。因此，瓶颈效应在最里面的磁盘区域，这使得气体和灰尘聚集在一个环状结构的发展。节录。
2022-12-02 astro-ph.EP
Chemical evolution of protoplanetary disks - the effects of viscous accretion, turbulent mixing and disk winds
我们计算了考虑径向粘性吸积、垂直湍流混合和垂直盘风的原行星盘的化学演化。我们研究了采用不同的尘埃颗粒分子氢形成模型对尘埃盘化学结构的影响。我们的气相化学是从UMIST天体化学数据库（Rate06）中提取的，我们已经添加了详细的气体-颗粒相互作用。我们使用我们的化学模型的结果来生成合成的近红外和中红外LTE线发射光谱，并比较这些与最近的斯皮策观测。我们的研究结果表明，如果考虑到H2形成的温暖的晶粒，在磁盘表面的H2O和OH的丰度显着增加。我们发现，径向吸积流强烈影响的分子丰度，与那些在冷的中平面层特别受到影响。另一方面，我们表明扩散性湍流混合会影响温暖分子层中的圆盘化学，影响圆盘的线发射，从而提高与观测的一致性。我们发现，NH 3，CH 3 OH，C2 H 2和含硫物种大大增强了湍流混合的列入。我们表明，磁盘风可能会影响磁盘化学和由此产生的分子线发射以类似的方式时，发现混合包括在内。
2011-02-19 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
On the dynamics of planetesimals embedded in turbulent protoplanetary discs with dead zones
原行星盘中的吸积被认为是由[...]磁旋转不稳定性（MRI）。最近的工作表明，嵌入完全湍流盘中的星子群受到速度色散的强烈激发，导致半径R_p < 100 km的天体的碰撞破坏。星子半长轴的显著扩散也出现了，导致星子种群在原行星盘内部区域的大规模扩散，这显然与小行星在小行星带内的分布所提供的限制相矛盾。在本文中，我们研究的动力学的微行星嵌入在垂直分层的湍流盘，有无死区。我们的主要目的是检查的湍流激发的速度色散，和径向扩散，在这些光盘的星子。我们采用三维MHD模拟[.]，一个化学平衡模型[…]我们发现，星子在充分湍流光盘开发大的随机速度，将导致碰撞破坏/侵蚀的大小低于100公里的机构，并经历径向扩散的规模\sim 2.5 AU超过5万年光盘的寿命。但在死区中的星子经历的随机速度的激发大大减少，并且对于尺寸R_p < 100 km的弱聚集体和强聚集体，平衡速度分散位于破裂阈值之间。我们还发现，径向扩散发生在一个大大减少的长度尺度\sim 0.25 AU在光盘的寿命时间，这是一致的太阳系的限制。我们的结论是，通过较小的机构之间的相互碰撞的星子增长不能发生在一个完全动荡的磁盘。相比之下，死亡区可能提供一个安全的避风港，在那里公里大小的星子可以避免通过碰撞相互毁灭。
2011-06-22 astro-ph.EP
Radiative grain alignment in protoplanetary disks: Implications for polarimetric observations
我们应用辐射力矩（RAT）的理论研究围绕T-Tauri星的原行星盘的对齐和执行3D辐射转移计算提供预期的偏振辐射的地图进行比较与观测，如ALMA。我们重新考虑了预期在原行星盘中的大颗粒的颗粒排列问题，发现中平面处的mm尺寸的颗粒不与磁场对齐，因为这样的大颗粒的拉莫尔进动时间尺度变得比气体阻尼时间尺度长。因此，对于这些晶粒，RAT理论预测，取向轴是由晶粒相对于辐射通量的进动决定的。因此，我们预期，对于正面圆盘，偏振将在方位角方向上。它还表明，如果尘埃颗粒有超顺磁性夹杂物，磁场对齐是可能的（亚）微米颗粒在磁盘的表面层，这可以通过中红外偏振观测测试。
2017-03-09 astro-ph.EP
Pebble Accretion in Turbulent Protoplanetary Disks
近年来人们认识到，卵石大小的尘埃颗粒在行星核心上的吸积是核心增长的一种重要模式，它使大距离巨行星的形成成为可能，并在总体上有助于行星形成。卵石吸积理论是建立在尘埃粒子在层流原行星盘（PPD）中的轨道理论基础上的。对于足够大的核心质量（在“希尔状态”中），基本上所有进入希尔球的适当尺寸的颗粒都可以被捕获。然而，由于磁旋转不稳定性（MRI），预计PPD的外部区域是弱湍流的，其中粒子轨道的湍流搅拌可能会影响卵石吸积的效率。我们进行剪切盒模拟卵石吸积与不同水平的MRI湍流（强湍流假设理想的磁流体力学，弱湍流的双极扩散的存在下，层流）和不同的核心群众测试卵石吸积的效率在微观物理水平。我们发现，吸积仍然有效的边缘耦合粒子（无量纲停止时间τ_s ~ 0.1 - 1），即使在强MRI湍流的存在下。虽然更多的尘埃颗粒被湍流带到核心，但这种影响在很大程度上被吸积概率的降低所抵消。因此，湍流对吸积速率的总体影响主要体现在尘埃层厚度的变化上。另一方面，我们发现，卵石吸积的效率强耦合粒子（低至τ_s ~ 0.01）可以适度降低低质量的核心强湍流。
2017-09-11 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
Reprocessing of Ices in Turbulent Protoplanetary Disks: Carbon and Nitrogen Chemistry
我们研究了湍流输运对原行星盘中冰化学的影响，重点是含碳和含氮分子。化学速率方程求解的扩散项，模仿湍流混合在垂直方向。湍流可以将冰覆盖的尘埃颗粒从中平面带到温暖的辐射盘表面，并且通过光反应、热解吸和表面反应对冰幔进行再处理。在r < 30 AU时，向上的输送降低了甲醇和氨冰的丰度，因为温暖的尘埃温度阻止了它们在颗粒表面的再形成。这种后处理可以解释彗星彗发中碳和氮分子的丰度小于低质量原恒星包层中的丰度。我们还表明，混合对复杂有机分子（COM）的合成的影响是两种方式：（1）冰从中间平面到磁盘表面的运输和（2）原子氢从表面到中间平面的运输。前者增强了盘表面的COM形成，而后者抑制了中平面的COM形成。然后，当混合是强的，COM主要形成在磁盘表面，而他们的父母分子（重新）形成在中平面。与非湍流模型相比，该循环将COM分布在垂直方向和径向向外扩展。我们推导出的时间尺度的汇机制，CO和N2被转换为挥发性较低的分子被耗尽的气相，并发现，垂直混合抑制这种机制在内部磁盘。
2014-06-13 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
Evolution of Coated Grains in Spiral Shocks of Self-Gravitating Protoplanetary Disks
我们研究了由包裹橄榄石核的冰壳组成的颗粒在通过原行星盘中的螺旋激波时的演化。我们使用已发表的三维辐射流体动力学模拟的大规模自引力原行星盘提取的热力学螺旋冲击在该地区之间的10和20 AU的中央恒星。当密度波通过时，它加热了颗粒，使它们失去冰壳，导致颗粒不透明度降低。此外，由于不同大小的颗粒将具有略微不同的温度，因此冰将从较热的颗粒迁移到较冷的颗粒。迁移速率取决于背景气体的温度，因此，如果气体被暂时加热到高于$\sim 150$ \，K，则对于低温有效稳定的颗粒分布可能经历不透明性的不可逆变化。我们发现，不透明度可以下降更多，并在一个显着更快的速度在整个螺旋冲击相对于预测的标准尘埃颗粒模型采用流体动力学计算的原行星盘。这将导致螺旋臂内的气体冷却更快。我们讨论了我们的研究结果的影响磁盘碎片到亚恒星物体的距离在几十个天文单位的敏感性。
2011-03-30 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
Tracking Dust Grains During Transport and Growth in Protoplanetary Disks
原行星盘是动态物体，其中的尘埃颗粒和气体预计会在很长的距离内重新分布。这种重新分布的证据在其他原行星盘和我们自己的太阳系中都有发现，高温物质被认为起源于靠近中心恒星的寒冷区域，在盘的外部区域。虽然模型已经表明这种重新分布是可能的，通过各种机制，这些模型通常忽略了可能的增长，通过颗粒之间的碰撞，将发生在运输过程中的固体。在这里，我们调查的相互作用的凝聚和径向和垂直运输的固体在原行星盘，考虑的情况下，增长是有限的反弹或破碎。我们发现，在所有情况下，生长有效地限制了物质向外携带或在距离恒星很远的地方保存的能力。这是由于固体被纳入大的聚集体，在气体拖曳的作用下迅速向内漂移。我们讨论了混合在原行星盘的影响，以及如何在外盘高温材料的保存可能需要的结构或向外流动的模式，以避免他们失去通过径向漂移。
2019-10-01 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
Dust Coagulation Regulated by Turbulent Clustering in Protoplanetary Disks
尘埃粒子的凝聚是星子形成的关键过程。然而，径向漂移和弹跳障碍没有完全解决，特别是硅酸盐粉尘。在原行星盘中，尘埃粒子的碰撞速度受湍流的调节，因此，湍流成团现象应予以适当的处理。为此，纳维-斯托克斯方程的直接数值模拟（DNS）是必要的。在一系列论文中，Pan和Padoan使用了雷诺数Re~1000的DNS。在这里，我们执行DNS与高达Re=16100，这使我们能够跟踪粒子的运动与斯托克斯数为0.01<~St<~0.2的惯性范围。通过DNSs，我们证实了粒子对的均方根相对速度比Ormel & Cuzzi（2007）的结果小两倍以上。径向相对速度的分布是高度非高斯的。在低Re下，结果与Pan & Padoan或Pan等人的结果基本一致。同样，我们发现相同尺寸的颗粒的粘附率比不同尺寸的颗粒高得多。即使在α粘度为10^{-2}的强湍流情况下，对于St<~0.01的等尺寸颗粒，粘附率高达>~50%，弹跳概率低至~10%。因此，湍流聚集起着重要的作用，厘米大小的紧凑的聚集体（卵石）的增长，也提高了固体丰度，这可能会导致流动的不稳定性在磁盘。
2018-01-26 astro-ph.EP
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
Three-Dimensional Dust Stirring by a Giant Planet Embedded in a Protoplanetary Disk
本研究通过3D双流体模拟和动量守恒湍流扩散模型，探讨原行星盘中木星质量行星引力扰动与湍流脉动对三维尘埃形态及合成ALMA观测的影响，发现行星引发大尺度尘埃流动结构且湍流扩散效应在盘边缘可观测。
2023-05-08 astro-ph.EP
Growing dust grains in protoplanetary discs - II. The Radial drift barrier problem
我们的目标是研究原行星盘中不断增长的尘埃颗粒的迁移，其中生长和迁移是紧密耦合的。这包括了尘埃颗粒增长的径向漂移障碍的关键问题。因此，我们扩展了在论文I中进行的研究，考虑模型的晶粒生长和晶粒动力学的迁移和生长速率取决于晶粒尺寸和在光盘中的位置。圆盘轮廓和生长模型的参数空间进行了详尽的探索。在这样做时，也提供了在数值模拟中发现的晶粒运动的解释。我们发现，大量的情况下，需要完全考虑晶粒的径向运动，提供了大量的可能的结果。它们中的一些导致尘埃颗粒被吸积到中央恒星上，而另一些则没有。然后我们发现，圆盘需要q<1才能保持其生长的粒子，其中q是径向温度分布T（R）的指数，与R^-q成正比。此外，初始的尘埃与气体的比例必须超过一个临界值，才能有效地堆积颗粒，从而避免被吸积到中心恒星上。还发现圆盘能有效地保留由碎裂再生的小尘埃颗粒。我们展示了这些结果是如何敏感的湍流模型考虑。尽管一些物理过程被忽略了，这项研究允许勾勒出一个场景，其中颗粒可以生存的径向漂移障碍在原行星盘，因为他们的成长。
2013-11-06 astro-ph.EP
Snow-lines as probes of turbulent diffusion in protoplanetary discs
在原行星盘中，特别是在“雪线”处，会出现剧烈的化学不连续性，在那里，气相物质冻结形成冰粒。这种尖锐的不连续性将扩散出来，由于湍流怀疑驱动角动量运输吸积盘。我们表明，浓度梯度-在附近的雪线-的一个物种存在于雪线以外，但内部破坏是强烈敏感的湍流扩散的水平（提供的化学和运输时间尺度是解耦的），并提供了一个直接测量的径向“施密特数”（角动量运输径向湍流扩散的比率）。作为一个例子，示踪剂物种N $_2$ H $^+$，这是预计将被破坏内的CO雪线（最近观察到TW Hya），我们表明，ALMA观测具有显着的角分辨率，以限制施密特数。由于不同的湍流驱动机制预测不同的施密特数，直接测量吸积盘中的施密特数将允许对湍流的性质进行推断。
2014-06-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Protoplanetary migration in turbulent isothermal disks
为了重现观测到的系外行星的统计特性，人口合成模型表明，原行星的迁移应该显着放缓，并且应该存在阻碍迁移的过程。因此，目前的许多理论工作都致力于寻找减缓、停止甚至逆转迁移的物理效应。这些研究中的许多依赖于马蹄形阻力，其长期演变（饱和或不饱和）是密切相关的层流盘模型中的磁盘粘度。我们研究如何施加在一个低质量的行星上的马蹄形阻力是改变了一个更现实的治疗的湍流在原行星盘。二维流体动力学模拟与湍流模型，再现三维磁流体动力学计算的主要湍流特性。我们发现，马蹄形阻力可以保持不饱和的长期，这取决于湍流强度。我们表明，由湍流的马蹄阻力的去饱和，可以模拟整个时间平均行星的马蹄区域的涡度扩散。在低湍流度下，运行时间平均扭矩与等效层流模型获得的总扭矩吻合良好，具有相似的涡度扩散系数。在高湍流，差异出现由于湍流的平均密度分布的时间演变。
2009-12-05 astro-ph.EP
Vortex cycles at the inner edges of dead zones in protoplanetary disks
在原行星盘中，湍流区和层流区之间的内边界是行星形成的有利位置，因为固体可能被困在界面本身或罗斯贝波不稳定性产生的漩涡中。磁盘热力学和湍流动力学在该位置是englomerate，因为热电离的湍流耗散的重要性，相反，热电离的湍流。然而，大多数以前的工作都忽略了这种动力学耦合，从而错过了在这个区域的物理学的一个关键因素。在本文中，我们的目的是确定如何电离和湍流之间的相互作用的影响的形成和发展的旋涡之间的界面上的活动和死区。使用Goddle程序RAMSES，我们进行了磁流体动力学的三维全球数值模拟的MRI-湍流原行星盘的圆柱模型，包括磁效应以及温度依赖的电阻率。与类似的二维粘性模拟的比较已被广泛用于帮助识别相关的物理过程和磁盘的长期演变。我们发现，在界面处形成的旋涡，由于Rossby波不稳定性，向内迁移，并穿透活动区，它被破坏的湍流运动。随后，一个新的漩涡出现几十个轨道后，在界面上，新的漩涡向内迁移。这一序列不断重复，导致涡旋形成、迁移和破裂的循环。使用两种不同的代码成功地再现了这种行为。在本文中，我们描述了这种旋涡的生命周期，并讨论了它的影响行星形成在死/活跃界面。我们的模拟突出了在死区内边缘的旋涡演化的重要性的牺牲过程。
2014-11-12 astro-ph.EP
Gas Phase Ion Species Released During Grain Collisions: Implications For Protoplanetary Disks
University of Duisburg-Essen（杜伊斯堡-埃森大学）
本研究通过质谱法检测晶粒碰撞释放的分子，发现碰撞会释放水等吸附物，为原行星盘摩擦电离的重要性提供了实验支持。
2026-08-03 astro-ph.EP
Growing dust grains in protoplanetary discs - I. Radial drift with toy growth models
在一系列的论文中，我们提出了一个全面的分析研究的全球运动的增长尘埃颗粒在原行星盘，解决径向漂移和垂直沉降的颗粒。在这里，我们研究尘埃颗粒的径向漂移如何受到颗粒生长的影响。在第一步中，玩具模型，其中晶粒生长可以是恒定的，加速或减速。运动方程是解析可积的，因此颗粒动力学很容易理解。生长晶粒的径向运动由生长和迁移过程的相对效率决定，该相对效率由无量纲参数λ以及分别表示为p和q的气体表面密度和温度分布的指数表示。当λ是为了统一，增长和迁移强烈耦合，提供最有效的径向漂移。对于所考虑的玩具模型，当-p+q+1/2<0时，颗粒堆积。重要的是，我们显示了第二个过程的存在，可以帮助光盘保留其固体材料。为了加速生长，颗粒以有限半径结束迁移，从而避免被吸积到中心恒星上。
2013-11-06 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
Dust segregation in Hall-dominated turbulent protoplanetary disks
从附近原恒星周围的圆盘发出的尘埃连续体的成像揭示了不同的子结构。近年来，理论上的努力已经加强，以调查多远的内在动力学的原行星盘（PPD）可以导致这些功能。在非理想磁流体力学（MHD）领域的湍流是一个候选人，解释产生的纬向流，可以导致当地的尘埃增强。采用径向变化的圆柱盘模型，考虑初始净磁通的垂直和方位组合，对湍流PPDs中由霍尔效应引起的自组织进行了三维非理想MHD模拟。为此，NIRVANA-III和FARGO 3D MHD代码中加入了新的模块。此外，我们还包括尘埃颗粒，在流体近似处理，以研究它们的演变受到新兴的纬向流。在一个占主导地位的霍尔效应的制度，我们稳健地获得大规模的组织浓度的垂直磁场，保持稳定的数百个轨道。对于磁盘与垂直初始净通量单独，我们确认的纬向流和涡的存在下，引入超开普勒气体流的区域。包括一个中等强度的净方位磁通量可以显着改变的动态，部分地防止自组织的纬向流。当等离子体β参数小于50时，在垂直方向的磁通量中会出现大尺度的近轴对称结构。在所有情况下，我们表明，新兴的功能是能够积累的斯托克斯数范围内的尘埃颗粒。
2019-05-30 astro-ph.EP
A Fast and Accurate Calculation Scheme for Ionization Degrees in Protoplanetary and Circumplanetary Disks with Charged Dust Grains
发展了一种快速、精确计算含尘埃颗粒的原行星盘和环行星盘电离度的方法。我们应用我们的方法计算了环行星盘的电离度。了解原行星/环行星盘的结构和演化是很重要的，因为它们被认为是行星/卫星形成的场所。引起气体吸积的湍流被认为是由磁旋转不稳定性（MRI）驱动的，磁旋转不稳定性仅在电离度足够高以使磁场耦合到气体时发生。我们计算了环行星盘的电离度，以估计MRI不活跃区域的大小。我们适当地包括尘埃颗粒的影响，因为它们有效地捕获带电粒子，使电离度较低。包含尘埃颗粒使反应方程复杂化，需要昂贵的计算。为了加速电离反应的计算，我们发展了一种基于电荷分布模型的半解析方法。这种方法使我们能够研究广泛的模型参数的磁盘的电离状态。对于以前的模型的环木星盘，我们发现，MRI不活跃的区域几乎覆盖了所有的地区，即使没有尘埃颗粒。这表明，在环行星盘中的气体吸积率比以前认为的要小得多。
2011-09-07 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
Dust Transport in MRI Turbulent Disks: Ideal and Non-ideal MHD with Ambipolar Diffusion
本文利用包含拉格朗日尘埃粒子的三维全球非分层磁流体动力学（MHD）模拟研究了尘埃在湍流原行星盘中的输运。湍流是由磁旋转不稳定性（MRI）与理想或非理想的MHD，包括双极扩散（AD）。在理想的MHD模拟中，表面密度的演变（除了漂移最快的尘埃），湍流扩散，和垂直尺度的尘埃高度都可以通过简单的一维和/或解析模型再现。然而，在AD主导的模拟超过10秒的AU的原行星盘的模拟中，灰尘的垂直尺度高度比以前预测的要大。为了更详细地理解这种异常，我们用拉格朗日粒子进行了非分层和分层的局部剪切盒模拟，发现AD主导盘中的湍流具有非常不同的性质（例如，时间自相关函数和功率谱）比湍流在理想的MHD磁盘，这导致相当不同的粒子扩散效率。例如，具有AD的MRI湍流具有较长的垂直速度相关时间，这导致显著的垂直颗粒扩散和较大的灰尘尺度高度。在理想MHD中，径向和垂向湍流扩散的Schmidt数（$Sc$）分别为$Sc_{r}\sim 1$和$Sc_{z}\gtrsim 3$，而在AD占优区，$Sc_{r}$和$Sc_{z}$均为$\lesssim 1$。本文还研究了由磁共振湍流引起的压力脉动中的颗粒浓度。由于非理想MHD效应在原行星盘的大部分区域占主导地位，我们的研究表明，模拟非理想MHD效应驱动的湍流中的尘埃输运的MRI是重要的了解现实原行星盘中的尘埃输运。
2014-12-18 astro-ph.EP
A Three-Dimensional View of Turbulence: Constraints on Turbulent Motions in the HD 163296 Protoplanetary Disk using DCO$^+$
气体运动学是行星形成过程的重要组成部分。湍流影响微行星的生长和迁移，从亚微米尘埃颗粒通过气体巨行星的规模。解析分子谱线发射的射电观测可以直接测量这种非热运动，并且利用盘的分层化学结构，可以将不同的分子谱线结合起来，绘制出原行星盘整个垂直范围内的湍流。在这里，我们提出了ALMA观测的三个分子（DCO $^+$（3-2），C $^{18}$ O（2-1）和CO（2-1））从磁盘周围的HD 163296。我们能够设置严格的上限（CO（2-1）、C $^{18}$ O（2 - 1）和DCO $^+$（3-2）分别为$v_{\rm turb}<$ 0.06 c $_s$、$<$ 0.05 c $_s$和$<$ 0.04 c $_s$），对应于$α\lesssim$ 3 $\times$ 10 $^{-3}$，类似于我们先前从CO（3-2）得出的限值。这表明在整个盘的垂直范围内几乎没有湍流，与基于磁旋转不稳定性和重力湍流的理论预测相反。在模拟DCO $^+$发射时，我们还发现它被限制在三个同心环中，分别位于65.7 $\pm$ 0.9 au、149.9 $^{+0.5}_{-0.7}$ au和259 $\pm$ 1 au处，表明了复杂的化学环境。
2017-06-14 astro-ph.EP
The effect of carbon grain destruction on the chemical structure of protoplanetary disks
与星际介质相比，地球的整体成分明显贫碳，这种现象延伸到了小行星带。要解释这个碳缺乏的问题，颗粒中的碳质成分必须在行星形成之前，在原行星盘的内部区域转化为气相。我们研究碳颗粒破坏的化学结构的磁盘上的分子丰度和分布，使用一个全面的化学反应网络计算的效果。当碳颗粒被破坏并且气体的元素丰度变得富碳时，含碳分子（例如HCN和碳链分子）的丰度在中平面附近急剧增加，而含氧分子（例如H $_2$ O和CO $_2$）被耗尽。我们将这些模型的计算结果与太阳系中的固体碳分数进行了比较。虽然我们发现了一个碳消耗梯度，但存在一些定量差异：模型显示在小行星带位置处的值较高，而在地球位置处的值较低。此外，使用得到的分子丰度分布，再加上线辐射转移计算，我们作出预测ALMA潜在的观察附近的原行星盘中的碳颗粒破坏的影响。结果表明，HCN、H $^{13}$ CN和c-C $_3$ H $_2$可能是较好的示踪剂。
2018-12-11 astro-ph.EP
The Radial Profile of Dust Grain Size in the Protoplanetary Disk of DS Tau
原行星盘中的尘埃颗粒是如何克服快速的径向漂移并从微米大小的颗粒成长为行星的，目前还没有很好的了解。关键是寻找尘埃积累和增长的证据，作为半径的函数。我们研究的径向轮廓的晶粒尺寸在DS Tau盘拟合多波段ALMA观测与自洽辐射转移模型。最适合的晶粒尺寸范围从内部圆盘的厘米到外部区域的30微米。这种由内而外的减少趋势与尘埃演化理论相一致。基于最佳拟合模型，我们发现2木星质量的尘埃已经耗尽的差距。考虑到气体与尘埃的质量比，损失的质量足以形成文献流体动力学模拟推断的3.5木星质量的行星。此外，我们的模拟还表明，在间隙和环之间的界面区域，晶粒尺寸分布显示出不连续性，其幅度依赖于辐射转移分析中采用的尘埃模型。未来需要在更高的角分辨率下进行多波长观测，以更好地约束圆盘子结构附近的晶粒尺寸及其变化。
2022-11-30 astro-ph.EP
Influence of grain growth on the thermal structure of protoplanetary discs
原行星盘的热结构是由尘埃颗粒提供的不透明性来调节的。然而，以前的作品往往考虑简化处方的尘埃不透明度在流体动力学光盘模拟，例如，通过考虑只有一个单一的颗粒大小。在目前的工作中，我们进行2D流体动力学模拟的原行星盘的不透明度是自洽计算的尘埃人口，考虑到颗粒的大小，成分和丰度。我们首先比较模拟使用单晶粒尺寸的两个不同的多晶粒尺寸分布在不同水平的湍流强度，参数化通过$α$粘度，和不同的气体表面密度。假设一个单一的尘埃尺寸会导致不准确的计算光盘的热结构，因为晶粒尺寸主导的不透明度增加与轨道半径。总的来说，两个粒度分布，一个仅限于破碎，另一个确定从一个更完整的破碎-凝聚平衡，给出了类似的结果的热结构。我们发现，这两种粒度分布给不太陡峭的不透明度梯度，导致不太陡峭的纵横比梯度，相比，只有微米级的灰尘光盘。此外，在具有颗粒尺寸分布的盘中，最内侧的向外迁移区域被移除，并且嵌入在这样的盘中的行星经历较低的迁移速率。我们还调查了水的冰线位置上的α-粘度，在1 AU的初始气体表面密度和灰尘-气体比的依赖性，并找到独立的分布使用的$r_{ice} \propto α^{0.61} Σ_{g,0}^{0.8} f_{DG}^{0.37}$。在颗粒生长、不透明度和盘热力学之间的反馈回路的加入允许对吸积盘和行星形成进行更加自洽的模拟。
2020-05-28 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
High-resolution simulations of planetesimal formation in turbulent protoplanetary discs
我们提出了高分辨率的计算机模拟尘埃动力学和微行星的形成所产生的湍流的磁旋转不稳定性。我们发现，在一个非分层剪切盒中，当从256 ^3到512 ^3个网格点，在一个弱的施加磁场的存在下，与磁旋转湍流相关的湍流粘度增加，在高分辨率下产生$α\approx0.003$的湍流粘度。代表大约米大小的巨石的颗粒集中在模拟箱中的大规模高压区域中。在中等分辨率（256^3）和高分辨率（512^3）下，压力凸起中的纬向流和颗粒浓度的外观相对相似。在中等分辨率的模拟中，我们激活粒子自引力的时候，有一个小的粒子浓度，与以前的模拟粒子自引力被激活的浓度事件。我们观察到，在接下来的十个轨道上形成了束缚团块，其初始质量是矮行星谷神星的几倍。在高分辨率下，我们在粒子集中事件期间激活自引力，导致微行星形成的爆发，团块质量范围从谷神星质量的很大一部分到几倍。提出了一种新的粒子网格格式的区域分解算法。粒子均匀地分布在处理器之间，并且局部气体速度场和分配的阻力在域分解网格和离散粒子块之间交换。我们在多达4096个核心上获得了良好的负载平衡，即使在颗粒沉积到中间平面并集中在压力凸起的模拟中也是如此。
2011-03-02 astro-ph.EP
Residence Times of Particles in Diffusive Protoplanetary Disk Environments II. Radial Motions and Applications to Dust Annealing
彗星和原行星盘外部区域的结晶颗粒的起源仍然是个谜。有人认为，这种颗粒是通过在原行星盘的热的内部区域中对无定形前体进行退火而形成的，在那里发现了这种转变所需的温度，然后通过一些动力学手段向外传输。在这里，我们开发了一种方法来跟踪尘埃颗粒会采取通过扩散原行星盘的路径，并检查粒子会看到超过10 $^{6}$年的时间周期在动态盘的环境的类型和范围。然后，我们结合这个模型与三个退火定律，研究如何动态演变的非晶晶粒将导致他们的物理结构调整和交付到磁盘的各个区域。研究发现，“兄弟粒子”--那些在给定的时间段内位于同一位置的粒子--通过磁盘采取广泛的独特和独立的路径到达那里。虽然高温可以持续在磁盘很长一段时间，我们发现，这些晶粒被运送到磁盘的寒冷的外部区域主要是退火的前几个$\times10^{5}$年的磁盘历史。这表明，外盘中的晶粒结晶度将在早期确定，并在盘的历史中保持不变，与最近的天文观测一致。
2011-08-24 astro-ph.EP
Radiation pressure mixing of large dust grains in protoplanetary disks
年轻恒星周围的尘埃盘是由星际尘埃形成的，这些尘埃由无定形的亚微米颗粒组成。然而，在彗星和陨石中发现的颗粒，以及在年轻恒星光谱中追踪到的颗粒，包括必须在超过1,000 K的温度下经历退火或冷凝的大晶粒，即使它们与从未经历过如此高温度的周围物质混合。这促使大规模混合理论能够将热改变的颗粒从吸积盘内部的热部分转移到外部较冷的盘区域，但所有这些假设都可能存在问题。在这里，我报告说，尘埃盘产生的红外辐射可以将大于1微米的颗粒从内部盘中发射出来，于是它们在盘上方滑行时被恒星辐射压力向外推。对于给定的颗粒尺寸和固体密度，颗粒在太冷而不能产生足够的红外辐射压力支持的半径处重新进入盘。观测到的盘的性质表明，这一过程可能在几乎所有年轻的恒星和年轻的棕矮星中都很活跃。
2009-05-14 astro-ph.EP
Turbulent convection in protoplanetary discs and its role in angular momentum transfer
本文构建平均场近似下的雷诺应力湍流模型，并结合辐射转移与混合长度对流，证明原行星盘对流湍流可向外转移角动量，但不足以维持观测吸积率和自维持对流。
2023-11-02 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Gas and multi-species dust dynamics in viscous protoplanetary discs: the importance of the dust back-reaction
我们研究了一个粘性原行星盘的动力学承载人口的尘埃颗粒的大小范围。我们计算稳态的解决方案，并表明，径向运动的气体和尘埃可以偏离大幅度从一个单一尺寸的尘埃人口。虽然尘埃对气体的气动阻力比所有颗粒都与气体最佳耦合的情况下要弱，但尘埃颗粒的累积“反反应”仍然可以显著改变气体动力学。在典型的原行星盘中，与无尘（粘性）情况相比，尘埃反反应的净效应减少了气体吸积流，即使尘埃与气体的比例为$1\%$。在外部圆盘中，灰尘颗粒通常不太强烈地耦合到气体并朝向中平面沉降，灰尘反反应甚至可以驱动向外的气体流动。此外，大颗粒的径向向内漂移在内部圆盘区域中的气体运动以下被减少，而小的尘埃颗粒在整个圆盘范围内遵循气体动力学。由此产生的尘埃和气体动力学可以产生可观察的结构，如气体和尘埃腔。我们的研究结果表明，尘埃反反应可以发挥重要作用的动力学和观测外观的原行星盘，不能忽视的模型中的原行星盘的演化。
2018-11-21 astro-ph.EP
Impact of magneto-rotational instability on grain growth in protoplanetary disks: II. Increased grain collisional velocities
湍流是原行星盘中各种尺寸颗粒碰撞速度的主要来源。尽管有证据表明原行星盘中的湍流可能是非柯尔莫哥洛夫湍流，但到目前为止，只有柯尔莫哥洛夫湍流被考虑用于计算颗粒碰撞速度。在这项工作中，我们提出了计算颗粒碰撞速度的任意湍流模型，其特征在于幂律谱和确定的三个无量纲参数：斜率的动能谱，斜率的自相关时间，和雷诺数。我们的研究结果的影响说明了不同的湍流模型的晶粒尺寸演化的数值模拟。我们发现，对于Iroshnikov-Kraichnan湍流和由磁旋转不稳定性引起的湍流，小颗粒的碰撞速度远大于标准Kolmogorov湍流。这导致原行星盘外部区域的颗粒更快凝聚，导致毫米波长的尘埃不透明度迅速增加，并可能促进非常年轻的盘中的行星形成。
2021-06-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planetesimal and Protoplanet Dynamics in a Turbulent Protoplanetary Disk: Ideal Stratified Disks
由于气体盘中磁旋转不稳定性驱动的密度波动的引力影响，微行星和原行星经历扩散径向迁移以及其他轨道性质的变化。对粒子轨道影响的大小可能对行星形成的情景产生重要影响。我们使用本地剪切盒近似来模拟一个理想的，等温的，磁化的气体盘与垂直密度分层，并同时演化的气体和宿主恒星的引力场下移动的许多无质量的粒子。我们测量的粒子轨道特性的演变，包括平均半径，偏心率，倾角，和速度色散，其依赖于磁盘的属性和粒子的初始条件。虽然结果收敛与分辨率为固定的盒子尺寸，我们发现的颗粒的湍流气体的重力的响应与水平的盒子大小，高达16个磁盘规模的高度。这种相关性表明，在解释涉及磁旋转湍流引力物理学的局部剪切盒模型时应谨慎。然而，基于启发式的论证，我们提出了L_h / R ~ O（1）准则，其中L_h是水平盒子的大小，R是到主星的距离，从而可能地解决这个难题。如果这一标准成立，我们仍然可以得出结论，磁旋转湍流似乎是无效的驱动扩散迁移或碰撞侵蚀在大多数情况下。
2012-01-18 astro-ph.EP
Two Different Grain Size Distributions within the Protoplanetary Disk around HD 142527 Revealed by ALMA Polarization Observation
来自原行星盘的偏振辐射的起源是不确定的。对于这种极化发射，已经提出了三种机制：磁场的晶粒排列、辐射梯度的晶粒排列和热尘埃发射的自散射。为了从观测上识别偏振机制，我们提出了ALMA偏振观测的0.87毫米的尘埃连续排放对拱盘周围HD 142527具有高空间分辨率。我们确认，在北部地区的偏振矢量是一致的自散射。此外，我们表明，在南部地区的极化矢量是一致的晶粒排列的磁场，虽然不能排除自散射。为了了解极化机制之间的差异，我们提出了一个简单的粒度偏析模型：小尘埃颗粒（$\lesssim$ 100微米）占主导地位，并与磁场在南部地区，和中等大小（$\sim100$微米）的晶粒在上层发射自散射极化发射在北部地区。北部区域中的中间平面附近的晶粒尺寸无法测量，因为0.87 mm处的发射是光学厚的。然而，可以推测，较大的尘埃颗粒（$\gtrsim$ cm）可能会聚集在这个平面附近。这些结果与先前对星盘的分析结果一致，在该分析中，发现了来自北部地区的大颗粒积累和光学厚发射。该模型也与较小的尘埃颗粒与磁场对齐的理论一致。磁场是环形的，至少在南部地区是这样。
2018-07-27 astro-ph.EP
Effect of lift force on the aerodynamics of dust grains in the protoplanetary disk
我们新近将升力引入到原行星盘尘埃颗粒的空气动力学中。虽然许多作者已经研究了拖曳力、重力和电力对尘埃颗粒的影响，但升力从未被认为是作用在气盘中尘埃颗粒上的力。如果颗粒在流体中旋转和移动，那么升力就施加在它们身上。本文证明了尘埃颗粒由于频繁的碰撞而不断旋转，从而使升力继续作用于它们，这在一定的参数空间中是有效的，对于最小质量的太阳星云，尘埃颗粒的尺寸大于~ 1 m，与中心恒星的距离大于1 AU.此外，我们还估计了升力对颗粒运动的影响，得到了当Stokes数和升阻比都为~ 1时，升力引起的颗粒间平均相对速度与Kepler转动系中的气体速度相当的结果.这种估计是在稳态和各向同性自旋角动量的假设下进行的。我们还估计了粒子继续旋转时的平均相对速度，并得出结论，在质量最小的太阳星云中，升力对平均相对速度的影响很小。如果盘中存在颗粒集中区，由于碰撞率高，升力引起的相对速度可能在那里占主导地位。
2014-08-19 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
Ferromagnetism and particle collisions: applications to protoplanetary disks and the meteoritical record
陨石记录显示铁分配和钨同位素分配之间的矩阵和球粒。钨的丰度不足以驱动其自身的同位素分配，但如果钨与铁相关，那么铁磁相互作用颗粒可以帮助解释这两种观察结果。我们推导出一个实用的参数化粒子相互吸引的粒子磁偶极矩所造成的粒子-粒子碰撞率的增加。虽然适当的磁性参数仍然不确定，我们表明，在原行星盘的环境磁场预计将足够强，磁化铁金属轴承尘埃颗粒足以驱动大的增加，其碰撞率。这种富含铁金属的颗粒之间碰撞率的增加可能有助于保持原始铁和W同位素的不均匀性，并有助于解释为什么陨石记录显示它们在太阳星云中的分配。磁相互作用的重要性较大的晶粒的增长是平衡的破碎是不太清楚，将需要未来的实验室或数值研究。
2016-03-10 astro-ph.EP
Investigating the Relative Gas and Small Dust Grain Surface Heights in Protoplanetary Disks
原行星盘中的尘埃从小尘埃颗粒到卵石的演化是行星形成过程的关键。原行星盘中的气体应该会影响小尘埃颗粒的垂直分布（$\sim$ 1 $μm$），利用近红外偏振光和毫米波观测资料，测量了三个原行星盘IM Lup，HD 163296，和HD 97048（CU Cha）。对于两个系统，IM Lup和HD 163296，$^{12}$ CO气体和小尘埃颗粒在小半径的恒星有类似的高度，但在较大的半径（$>$ 100 au）的尘埃颗粒散射表面高度低于$^{12}$ CO气体排放表面高度。在HD 97048的情况下，小尘埃颗粒散射表面在所有半径处具有与$^{12}$ CO气体发射表面相似的高度。我们运行了一个原行星盘辐射转移模型的一般原行星盘与TORUS，并表明有没有观察到的散射表面和$^{12}$ CO发射表面之间的差异。我们还对系统进行了分析建模，发现大于100的气尘比可以解释在IM Lup和HD 163296中观察到的差异。这是对原行星盘中气体和小尘埃颗粒高度分布观测的首次直接比较。未来需要对气体排放和近红外散射光仪器进行观测，以在其他原行星盘中寻找类似的趋势。
2021-04-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Star-disk alignment in the protoplanetary disks: SPH simulation of the collapse of turbulent molecular cloud cores
利用三维光滑粒子流体动力学（SPH）方法研究了湍流分子云核中原恒星自旋与原行星盘旋转轴夹角（星盘角$ψ_{\rm sd}$）的演化.虽然$ψ_{\rm sd}$在原恒星形成时期表现出广泛的分布，直到$\sim 130^{\circ}$，$ψ_{\rm sd}$减少（$\lesssim 20^{\circ}$）的时间尺度为$\sim 10^{4}$年。这个时间尺度的恒星磁盘的对齐，$t_{\rm alignment}$，基本上对应于中央原恒星的质量倍增时间，在此期间，原恒星忘记其初始自旋方向，由于质量吸积从磁盘。原恒星形成后$t=10^2$年和$t=10^5$年的$ψ_{\rm sd}$值与初始云核$α=E_{\rm thermal}/|E_{\rm gravity}|$和$γ_{\rm turb}=E_{\rm turbulence}/|E_{\rm gravity}|$的热能和湍流能与引力能的比值无关。我们还发现，一个扭曲的磁盘可能是由湍流吸积流从星周信封。
2020-01-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Revisiting the "radial-drift barrier" of planet formation and its relevance in observed protoplanetary discs
上下文为了在原行星盘中形成米级的前星子，生长中的颗粒必须在快速径向迁移阶段与气体分离，然后才能吸积到中心恒星上，从而克服所谓的“径向漂移障碍”（通常不准确地称为“米级障碍”）。目标。预测尘埃颗粒在原行星盘中径向运动的结果，其表面密度和温度分别遵循幂律分布，指数分别为p和q。我们调查的爱泼斯坦和斯托克斯阻力制度，管理的尘埃运动。方法.我们解析积分的运动方程从扰动分析。我们将这些结果与运动方程的直接数值积分的结果进行了比较。然后，利用观测到的圆盘数据，我们预测了真实圆盘中尘埃颗粒的命运。结果当尘埃颗粒到达圆盘的内部区域时，由于压力梯度的增加而产生的加速度被气体阻力的增加所抵消。我们发现爱泼斯坦（Epstein）中的大多数谷物（分别。如果-p +q+1/2 \leq 0（分别为如果q为\leq 2/3）。大多数观测到的圆盘都满足-p +q+ 1/2 \leq 0和q \leq 2/3：它们的大部分小颗粒和大颗粒都保留在圆盘中，对它们来说，径向漂移势垒不存在。
2011-11-14 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
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
On the Grain-Modified Magnetic Diffusivities in Protoplanetary Disks
弱电离的原行星盘（PPD）会受到非理想磁流体动力学（MHD）效应的影响，包括欧姆电阻率、霍尔效应和双极扩散（AD），由此产生的磁扩散系数（$η_O, η_H$和$η_A$）在很大程度上控制着盘的气体动力学。晶粒的存在不仅大大降低了盘电离分数，而且还修改了磁场强度的$η_H$和$η_A$的标度。我们推导出解析渐近表达式的$η_H$和$η_A$在强和弱场的限制，并表明，对强场，$η_H$可以改变符号（在阈值场强$B_{\rm th}$），模仿场极性的翻转，和AD大幅减少。应用到PPD，我们发现，当小$\sim0.1$（$0.01$）$μ$ m晶粒是足够丰富的[质量比$\sim0.01$（$10^{-4}$）]，$η_H$可以改变符号到$\sim2-3$标度高度以上的中平面在中等场强（等离子体$β\sim100$）在很宽的磁盘半径范围。AD的减少对AD为主的外盘也很大，并可能激活磁旋转不稳定性。我们进一步进行本地非理想的磁流体模拟的内盘（在10 AU），并表明，有足够丰富的小晶粒，磁场放大由于霍尔剪切不稳定性饱和在非常低的水平附近的阈值场强$B_{\rm th}$。结合以前的研究，我们最后讨论的PPD气体动力学的颗粒丰度依赖的现象。
2015-11-23 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
Badminton Birdie-Like Aerodynamic Alignment of Drifting Dust Grains by Subsonic Gaseous Flows in Protoplanetary Disks
本研究针对原行星盘大尘埃颗粒的环向对齐机制难题，提出类似羽毛球的质心偏移气动对齐假说，推导亚音速下椭球颗粒解析运动方程，验证长/扁椭球均可对齐，且对齐时标适配轨道周期，对齐方向与盘结构及斯托克斯数相关。
2025-10-01 astro-ph.EP
