Triggered fragmentation in self-gravitating discs: forming fragments at small radii
我们对引力不稳定盘进行了三维辐射流体动力学模拟，以探索盘在初始碎裂后的质量运动。我们发现，在光盘的某些部分的气体的径向速度增加了约10倍后，光盘碎片，相比之前。虽然质量的运动发生在向内和向外两个方向上，但向内的运动可以导致自引力盘的内部螺旋变得足够密集，使得它们可以潜在地碎裂。这表明，碎片盘的动力学行为可能会导致随后的碎片发生在比最初预期的更小的半径，但只有在初始碎片已经形成在外盘。
2015-09-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Binary companions triggering fragmentation in self-gravitating discs
对邻近（$<1$ AU）的巨行星和棕矮星（$M\gtrsim7$ M $_{\rm Jup}$）系统的观测发现了过多的双星伴星，这表明恒星的多样性可能在它们的形成中发挥了重要作用。现在有越来越多的证据表明，其中一些物体可能是通过重力不稳定盘中的碎片形成的。我们提出了一套3D光滑粒子流体动力学（SPH）模拟的双星系统与circumprimary自引力盘，其中包括一个现实的近似辐射运输，并广泛探索同伴的轨道参数空间的配置，可能会触发碎片。我们确定了一个“甜蜜点”，中间分离的二元伴侣（$100$ AU $\lesssim a\lesssim400$ AU）可以导致一个勉强稳定的光盘碎片。理想双星分离的精确范围是伴星的偏心率、倾角和质量的函数。加热通过有效的冷却来平衡，碎片发生在伴星驱动的螺旋模式中。短暂分离、穿透星盘的双星相遇（$a\lesssim100$ AU）对碎裂是禁止的，因为质量剥离和星盘加热会淬灭任何不稳定性。这也适用于具有高轨道偏心率的双星伴星（$e\gtrsim0.75$）。宽分离同伴（$a\gtrsim500$ AU）对这里考虑的设置参数的光盘属性几乎没有影响。发现的最佳点与在巨行星和棕矮星中显示过度接近的双星分离范围一致。因此，我们认为，由一个双伴星引发的碎片可能有助于这些亚恒星物体的形成。
2022-01-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Dynamical Fate of Self-Gravitating Disc Fragments After Tidal Downsizing
行星/褐矮星形成的引力不稳定性模型提出，原恒星盘可以在大的半长轴上分裂成质量超过几个木星质量的物体。潮汐缩小可以减小物体质量和半长轴。然而，大多数关于潮汐缩小的研究都在原恒星盘分散时结束，而系统则嵌入其母恒星形成区域。为了将圆盘碎片的后代与系外行星和褐矮星的观测结果进行比较，必须探索随后的动力学演化。我们进行了N体积分的碎片碎片散射在多目标恒星系统，恒星系统嵌入在子结构集群。在这两种情况下，我们使用的初始条件所产生的人口合成模型的潮汐缩小。散射模拟产生了广泛的偏心率。射血率约为25%。喷出物的质量分布是类似的，所有的对象，与充分的流体动力学模拟所产生的一致的速度分散。散射后的半长轴分布扩展到秒差距尺度。在星团模拟中，13%的物体被从它们的行星系中弹射出来，大约10%的物体经历了重大的轨道改变。在高偏心率、高倾角轨道上重新捕获了少数物体。喷出物的速度分布类似于碎片-碎片散射产生的速度分布。如果碎片-碎片散射和星团剥离一起作用，那么盘碎片化应该能有效地产生自由漂浮的亚恒星物体，因此描述自由漂浮的行星人口将对盘碎片化的频率提供强有力的限制。
2014-11-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the fragmentation boundary in magnetised self-gravitating discs
我们调查的作用，磁场的碎片的自引力盘使用三维全球理想磁流体动力学模拟进行的“幻影”平滑粒子流体动力学代码。对于最初的环形场，我们发现两个制度。在第一种情况下，冷却时间大于动力学时间的五倍，磁场降低螺旋密度波振幅，这反过来又抑制了碎裂。即使磁压力只有热压力的十分之一，情况也是如此。当冷却时间足够短以致于磁场不能阻止碎裂时，发生第二种状态。我们发现，磁化光盘产生更多的大规模的碎片，由于这两个额外的压力施加的磁场，和额外的角动量输运诱导麦克斯韦应力。碎片被限制在一个较窄的范围内的初始半长轴比那些在未磁化的磁盘。未磁化和磁化的圆盘碎片的轨道偏心率和倾角分布是相似的。我们的研究结果表明，破碎边界可能是在冷却时间的一个因素，两个低于纯流体动力学模型预测。
2016-12-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Convergence of SPH simulations of self-gravitating accretion discs: Sensitivity to the implementation of radiative cooling
最近Meru和Bate使用三维光滑粒子流体动力学（SPH）代码对自引力吸积盘进行了模拟，这被解释为意味着三维全球盘比二维局部模型更容易破碎。随后，全球和当地的二维模型已被证明显示出类似的破碎性能，留下的三维结果是否反映了物理效应或数值问题与冷却或人工粘度的治疗SPH尚不清楚。在这里，我们研究如何碎片的自引力盘流SPH取决于实施冷却。我们运行圆盘模拟，比较一个简单的冷却方案，其中每个粒子失去能量的基础上，其每单位质量的内能，与一种方法，其中的冷却是来自一个平滑的内能密度场。对于简单的每粒子冷却计划，我们发现一个显着增加的最小冷却时间尺度的碎片分辨率的增加，匹配以前的结果。切换到平滑冷却，但是，结果在较低的临界冷却时间尺度，并在最高的空间分辨率测试收敛的初步证据。我们的结论是，使用SPH的碎裂精度研究需要仔细考虑如何冷却（和，可能，人工粘度）实施，并在以前的模拟中看到的破碎边界的明显不收敛很可能是一个数值效应。在实际的圆盘中，冷却在物理上被辐射转移效应所平滑，碎裂边界可能从二维值偏移一个因子，该因子仅为1的量级。
2011-11-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the fragmentation criteria of self-gravitating protoplanetary discs
研究了大质量自引力盘的碎裂判据。我们提出了新的分析，我们进行全球三维数值模拟测试的破碎条件。虽然以前的工作重点放在以轨道时间尺度β为单位的冷却时间尺度上，但我们发现，在给定的半径下，表面质量密度（即盘质量和轮廓）和恒星质量在确定盘是否碎片以及盘碎片形成的位置方面也起着至关重要的作用。我们发现，对于浅的表面质量密度分布（p<2，其中P <\propto R^{-p}），碎片形成在盘的外部区域。然而，对于陡峭的表面质量密度分布（p \gtrsim 2），碎片形成于椎间盘的内部区域。此外，我们还发现，在以前的模拟中发现的轨道时标单位的冷却时标的临界值仅适用于某些光盘表面质量密度分布和特定的光盘半径，并不是一个普遍的规则，所有光盘。我们发现了一个经验的碎裂标准之间的冷却时间尺度的轨道时间尺度，β，表面质量密度，恒星质量和半径的单位。
2010-08-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-convergence of the critical cooling timescale for fragmentation of self-gravitating discs
对自引力盘的碎裂边界进行了分辨研究。我们进行三维光滑粒子流体动力学模拟光盘，以确定是否在轨道时标，beta_{crit}，随着分辨率的增加收敛的冷却时标的临界值。使用粒子数从31,250到1600万（迄今为止最高分辨率的模拟），我们没有发现收敛。相反，随着分辨率的增加，在较长的冷却时间尺度内发生碎裂。这些结果表明，至少，冷却时间尺度的临界值比以前认为的要长。然而，缺乏一致性也提出了是否存在临界值的问题。根据这些结果，我们警告不要使用冷却时标或引力应力参数来推断引力不稳定性是否可能是观测到的行星系的形成机制。
2010-11-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The evolution of self-gravitating accretion discs
自引力很可能在吸积盘的演化中扮演重要角色，特别是在年轻恒星和超大质量黑洞周围的吸积盘。我们总结，在这里，我们目前的理解，这样的光盘的演变，更多地集中在光盘在年轻的恒星系统，而不是光盘在活动星系核。我们考虑的条件下，这些光盘可能会碎片，形成绑定对象，当他们可能，而不是，预计解决到一个准稳定的，自我调节的状态。我们还讨论了这种理解可能取决于光盘的质量相对于中心对象的质量，以及它如何可能取决于外部照射的存在。此外，我们考虑碎片是否可能是随机的，我们可能会期望它发生在一个实际的原恒星盘，如果有任何证据表明碎片实际上在行星质量体的形成中发挥作用。尽管仍有一些悬而未决的问题，如自引力盘模拟的收敛性，是否存在一种以上的碎裂模式，以及自引力盘在行星形成过程中可能扮演的角色，但我们对这些系统的总体理解似乎相当强大。
2016-02-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Non-convergence of the critical cooling timescale for fragmentation of self-gravitating discs
对自引力盘的碎裂边界进行了分辨研究。我们进行三维光滑粒子流体动力学（SPH）模拟光盘，以确定是否在轨道时标，beta_{crit}，随着分辨率的增加收敛的冷却时标的临界值。使用粒子数从31,250到1600万（迄今为止最高分辨率的模拟），我们没有发现收敛。相反，随着分辨率的增加，在较长的冷却时间尺度内发生碎裂。这些结果无疑表明，beta_{crit}比以前认为的要大。然而，缺乏收敛性也质疑是否存在临界值。根据这些结果，我们警告不要使用冷却时标或引力应力参数来推断引力不稳定性是否可能是观测到的行星系的形成机制。
2010-11-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Vortices in self-gravitating gaseous discs
涡旋被认为在千米大小的微行星的形成中起着重要作用。然而，涡动力学通常在非自引力圆盘中进行研究。这里的主要目标是研究盘自重对涡动力学的影响。为此，我们采用二维自引力剪切片近似。采用了一个简单的冷却规律与恒定的冷却时间，使光盘沉降到一个准稳定的重力湍流状态。在这种状态下，旋涡出现作为瞬态结构经历反复出现的形成阶段，增长到与局部金斯尺度相当的大小，并由于自重力和背景开普勒剪切的综合影响而最终剪切和破坏。每个阶段通常持续约2个轨道周期或更少。因此，在自引力盘中，涡旋演化的整体动力学图像是不规则的，由许多处于不同演化阶段的瞬态涡旋组成，因此，具有不同的尺寸，直到局部Jeans尺度。涡旋在演化过程中产生密度波，密度波变成激波。因此，密度波和涡旋的动力学是耦合的，这意味着，在一般情况下，应该考虑涡旋和螺旋密度波模式，以获得正确的理解自引力盘动力学。我们的研究结果表明，鉴于这种不规则的和快速变化的字符的旋涡演变的自引力盘，它可能是难以有效地捕获尘埃粒子。然而，需要进一步研究嵌入自引力气体圆盘中的尘埃颗粒的行为，以加强这一结论。
2009-01-12 astro-ph.EP
Tidally-Controlled Fragmentation around Black Holes, Massive Clumps, Protostars, and the Galactic Center
本文研究潮汐力驱动的各向异性金斯碎裂，通过比较理论预测与黑洞、大质量团块、原恒星及银河系中心等环境的观测纤维宽度，证明潮汐控制碎裂可解释纤维形成并保护冷气体存活，揭示潮汐力在气体输运中的关键作用。
2025-09-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The fragmentation criteria in local vertically stratified self-gravitating disk simulations
巨大的星周盘容易产生引力不稳定性，这会触发螺旋臂的形成，在适当的条件下，螺旋臂可以分裂成束缚的团块。自引力盘的二维模拟是研究碎片化的有用起点，可以对薄盘进行高分辨率模拟。然而，收敛问题可能会出现在2D从各种来源。这些来源之一是自引力的二维近似，当势不平滑以考虑假设的盘的垂直范围时，它夸大了自引力在小尺度上的影响。这种效果会通过提高分辨率而增强，从而导致在更长的冷却时间尺度下发生碎片$β$。如果是真的，它表明，磁盘碎片的3D模拟可能没有相同的收敛问题，并可以用来检查碎片的性质，而无需在类似于磁盘尺度高度的尺度上平滑自引力。为此，我们进行了本地3D自引力盘模拟与简单的$β$冷却与固定的背景照射，以确定是否有必要正确地描述磁盘碎片。以上的分辨率为$\sim 40$网格单元每标度高度，我们发现，我们的模拟收敛相对于冷却时间尺度。这一结果与将碎裂边界置于$β_\mathrm{crit} = 3$的分析预期一致。
2017-09-01 astro-ph.EP
Towards a Population Synthesis Model of Objects formed by Self-Gravitating Disc Fragmentation and Tidal Downsizing
最近，巨行星和褐矮星形成的引力不稳定性（GI）模型被重新审视，并被重新塑造成通常被称为“潮汐缩小”的假设。自引力原恒星盘分裂成引力束缚的胚胎-质量为几到几十个木星质量，半长轴在30 - 40 au以上-随后是胚胎内的颗粒沉积，向中央恒星的径向迁移和胚胎上层的潮汐破裂。所得到的物体的性质敏感地取决于每个过程发生的时间尺度。因此，GI之后的潮汐缩小理论上可以产生跨越大质量范围的物体，从类地行星到巨行星和褐矮星。这些物体是否可以在实践中形成，以及它们将代表观察到的人口的比例，需要更多的统计分析。我们提出了一个简单的人口综合模型的恒星和行星形成通过GI和潮汐缩编。我们耦合的半解析模型的原恒星盘演化的分析计算的碎片，初始胚胎质量，晶粒生长和沉积，胚胎迁移和潮汐破裂。虽然还有一些关键的物理学知识有待整合，但它代表了迈向GI和潮汐缩小作为恒星和行星形成模式的成熟统计模型的第一步。我们从四个运行的人口合成模型的结果，不同的不透明度法律和迁移的强度，以及调查的影响，光盘截断在破碎过程中。我们的早期结果表明，GI加上潮汐缩小不是行星形成的主要模式，但仍然是一个很好的方式形成气体巨行星，棕矮星和低质量恒星在大半长轴。（节录）
2013-04-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Convergence of simulations of self-gravitating accretion discs II: Sensitivity to the implementation of radiative cooling and artificial viscosity
最近有人提出，在光滑粒子流体动力学（SPH）和FARGO模拟的自引力吸积盘与β-冷却的碎裂边界不收敛的分辨率增加。此外，最近的这项工作表明，通过仔细优化这些代码中的人工粘度参数，可以表明，碎片可能会发生更长的冷却时间比早期的工作建议。如果正确的话，这个结果是有趣的，因为它表明气体巨行星可以通过直接的引力坍缩形成，合理地靠近它们的母恒星。然而，这一结果有点令人惊讶，最近有一些研究表明，这一结果可能表明模拟存在数值问题。特别是，一个建议是SPH结果受到冷却实施方式的影响。我们在这里扩展这项工作，并表明，如果冷却的方式，消除了已知的数值伪影的冲击区，碎片边界收敛到一个值与早期的工作一致，碎片是不可能的冷却时间长，建议最近的工作。我们还研究了人工粘度参数的优化，并表明，出现最佳值可能会引入数值问题的SPH和FARGO模拟。因此，我们得出结论，早期的预测所需的冷却时间的碎片可能是正确的，并建议由早期的工作，碎片不可能发生在典型的原恒星盘的内部（r < 50 au）。
2014-01-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Role of the Cooling Prescription for Disk Fragmentation: Numerical Convergence & Critical Cooling Parameter in Self-Gravitating Disks
当有足够的质量产生自引力时（用托姆雷参数描述），当热量以与局部动力学时标相当的速率散失时（用t_c=beta Ω ^-1描述），由于引力不稳定性，原行星盘会碎裂。对自引力盘的模拟表明，冷却参数在β_crit=3时有一个粗略的临界值。当低于beta_crit时，气体超密度会在自身重力作用下收缩并分裂成束缚的物体，同时保持稳定的重力湍流状态。然而，以前的研究的临界冷却参数已经发现依赖于模拟分辨率，这表明自引力原行星盘的模拟不是那么简单。特别地，冷却时间尺度t_c的简单性防止碎片在温度升高时被压力支持破坏。我们改变冷却定律，使冷却时间尺度依赖于局部表面密度波动，一种将光学深度效应纳入局部冷却对象的手段。对于较低分辨率的模拟，这会导致较低的临界冷却参数和对引力应力更稳定的磁盘，这表明在大而冷的磁盘中形成大型气体巨星行星通常会受到更现实的冷却抑制。然而，在我们的最高分辨率下，模型在冷却时间尺度高达beta = 10时变得不稳定。
2015-11-01 astro-ph.EP
The impact of numerical oversteepening on the fragmentation boundary in self-gravitating disks
上下文自引力吸积盘是否会碎裂仍是一个悬而未决的问题。有许多不同的物理和数值解释的碎裂，但模拟往往显示出非收敛的行为越来越好的分辨率。目标。研究了Goddom型格式中不同数值限制器对自引力盘碎裂边界的影响。方法.我们比较了使用VANLEER和SUPERBEE限制器的二维剪切片模拟的线性和非线性结果。结果我们发现，选择不适当的限制功能来处理冲击捕获Goddom型计划可能会导致高估的表面密度在区域的浅密度梯度。即使在高分辨率下，这种效应也会在与动态时间尺度相当的时间尺度上放大。这正是预期形成团块的环境。该效应在没有自重力的情况下存在，但通过自重力按比例放大，并且也不依赖于冷却。此外，它可以追溯到一个众所周知的效应，称为过陡。如果在线性情况下也观察到这种效应，则碎裂极限将移至临界冷却时间尺度的较大值。
2017-07-10 astro-ph.EP astro-ph.GA
Triggered Fragmentation in Self-Gravitating Protoplanetary discs: Cooling, Mass Movement and Instability
Centre for Exoplanets and Habitability, University of Warwick（行星宜居中心，华威大学）；Department of Physics, University of Warwick（物理系，华威大学）；School of Physics and Astronomy, Monash University（物理与天文学学院，蒙纳士大学）
本研究重新分析原行星盘流体动力学模拟，发现表面质量密度与声速均触发碎裂，冷物质内流及中平面与上层气体相互作用可促进碎裂，或形成化学性质不同的行星碎片。
2026-08-19 astro-ph.EP
Stability of self-gravitating discs under irradiation
在大半径的吸积盘中，自引力作为角动量输运过程变得具有竞争力，其中温度足够低，外部照射可能有助于热平衡。辐射可以削弱圆盘的自重，如果圆盘维持在线性不稳定的临界值以上，辐射可以完全抑制圆盘的自重。然而，它对椎间盘碎裂敏感性的影响尚不清楚。我们使用二维数值模拟来研究自引力盘的演化作为局部冷却时间和辐射强度的函数。在该制度的光盘不碎片，我们表明，当地的热平衡继续确定的应力-这可以表示为一个有效的粘性α-出非常长的冷却时间（至少240动态时间）。在这种情况下，扰动的功率谱由有效粘性α而不是由冷却速率唯一地设定。在冷却时间τ < beta_crit /Ω时发生碎裂，其中beta_crit是辐照水平的弱函数。我们发现，β_crit下降约2倍，作为辐射从零增加到不稳定性几乎淬灭的水平。数值计算结果表明，辐射一般不能避免碎片的自引力盘在大半径，如果其他角动量传输源弱质量将建立，直到自引力集，碎片将随之而来。
2011-08-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
On fragmentation of turbulent self-gravitating discs in the long cooling time regime
最近有人提出，由于湍流中的随机密度波动，在存在驱动湍流的情况下，圆盘对引力坍缩的稳定性可能比它们的非湍流类似物差得多。这种碎裂模式对于气态巨行星形成尤其重要。然而，在这里，我们认为，随机密度波动，由于湍流不增强引力不稳定性和光盘碎片在漫长的冷却时间限制适合行星形成光盘。这些波动以螺旋形的方式演化，并以比崩溃更快的速度通过减压而消散。我们调查这些问题的数值在2D通过剪切盒模拟驱动湍流，也在3D模型的瞬时应用湍流速度踢。在前一种情况下，湍流驱动导致额外的盘加热，这往往使盘更稳定，而不是更不稳定。在后一种情况下，由于收敛速度反冲而形成的高密度区域，正如预期的那样，紧接着是减压。因此，我们得出结论，驱动湍流不会促进原行星盘的盘碎片，而是倾向于使盘更稳定。我们还认为，维持超音速湍流是非常困难的光盘，冷却缓慢。
2017-12-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Time-dependent models of the structure and evolution of self-gravitating protoplanetary discs
年轻的大质量原行星盘内的角动量输运可能由半径处的自引力主导，在半径处盘的电离太弱，不允许磁旋转不稳定性的发展。我们使用时间相关的一维磁盘模型，基于局部冷却时间计算的运输效率，研究的径向结构和稳定性（对碎片）的原行星盘中，自重力是唯一的运输机制。我们发现自引力盘很快达到一个准稳态，在这个准稳态中，内部盘的表面密度很高，湍流强度很低（α ~ 10^{-3}或更小，在5 au内）。温度高到足以形成结晶硅酸盐可能会延伸到几个金在早期这些光盘。我们的星盘中没有一个会自发地发展出不稳定的区域，这些区域对于碎裂成亚恒星物体来说是毫不含糊的，尽管最大质量的星盘的外部区域（超过20天文单位）足够接近临界值，不能排除碎裂的可能性。我们讨论了通过这样的光盘的质量吸积率可能会随着光盘的质量和质量的中心星，并注意到，非常年轻的系统的\dot{M} -M_* 关系的确定可能允许模型的测试。
2009-04-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
A two-step gravitational cascade for the fragmentation of self-gravitating discs
自引力盘被认为在天体物理学中起着重要作用，特别是在恒星和行星形成过程中。在这种情况下，已经广泛地研究了经受理想化冷却过程的盘，该理想化冷却过程的特征在于以轨道时间尺度为单位表示的冷却时间尺度$β$。我们利用黎曼解算器和3D Goddom计划中实施的代码拉美西斯进行高分辨率的模拟，补充以前的研究，使用平滑粒子流体动力学（SPH）或二维网格代码。我们观察到，临界值的$β$的光盘碎片是与大多数以前的结果是一致的，并没有很好地收敛与分辨率。通过研究柱密度波动的概率密度函数（$Σ$ -PDF），我们认为，有没有严格的分离之间的碎片和未碎片的制度，而是一个平稳的过渡，随着冷却变得不那么有效的片段的出现的概率稳步下降。我们发现$Σ$ -PDF的高柱密度部分遵循简单的幂律，其斜率与$β$成比例，并且我们提出了一种基于重力应力冷却和加热之间平衡的解释。我们的解释表明，一个更有效的冷却需要更多的加热意味着一个更大的部分致密的材料，在没有特征尺度，导致在一个较浅的无标度幂律。我们认为引力级联过程分两步进行，首先是通过一系列由角动量的粘性输运触发的准静力平衡形成致密的螺旋状结构，其次是沿着这些细丝坍缩，最终导致形成有界碎片。
2021-04-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
On the convergence of the critical cooling timescale for the fragmentation of self-gravitating discs
我们使用光滑粒子流体动力学（SPH）代码和基于网格的流体动力学代码FARGO对引力不稳定盘进行模拟，以理解Meru & Bate（2011 a）报告的先前非收敛结果。我们得到的证据表明，收敛与增加分辨率发生与SPH和FARGO，在这两种情况下，我们发现，临界冷却时间尺度比以前认为的要大。我们表明，SPH具有一阶收敛速度，而FARGO收敛与二阶速度。我们发现，临界冷却时间尺度的收敛碎裂在很大程度上取决于在SPH和FARGO采用的数值粘度。对于SPH，颗粒速度分散也可能起作用。我们表明，减少从数值粘性耗散导致较大的值的临界冷却时间在给定的分辨率。对于SPH，我们发现，由于数值粘性的耗散的效果是有点大于以前被赞赏。特别是，我们表明，使用二次项的SPH人工粘度（beta_{SPH}），这是太低，似乎会导致过度耗散在重力不稳定的光盘，这可能会影响任何结果，敏感地依赖于热力学，如光盘碎片。我们表明，这两个代码收敛到临界冷却时间尺度的值，beta_{crit} > 20（γ =5/3的比热比），甚至可能大到beta_{crit} \approx 30。这比大多数以前的研究发现的大约大3-5倍。这相当于椎间盘在不发生alpha_{GI,crit} \approx碎裂的情况下所能承受的最大重力应力0.013-0.02，这比文献中通常使用的值小得多。因此，自引力盘比过去大多数研究得出的结论更容易破碎。
2012-09-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Numerical convergence in self-gravitating shearing sheet simulations and the stochastic nature of disc fragmentation
本文研究了具有简单冷却律的自引力吸积盘的局部二维流体动力学模拟的数值收敛性。众所周知，存在一个稳定的重力湍流状态，在这种状态下，冷却被弱激波的耗散所平衡，角动量净向外输送。以前的结果表明，如果冷却太快（典型的时间尺度3/Ω，其中Ω是当地的角速度），这种稳定状态不能保持和光盘将碎片成重力约束团块。我们表明，在二维局部近似，这一结果实际上是不收敛的数值分辨率和较长的时间积分。无论冷却时间尺度如何，重力湍流都由密度波和瞬态团块组成。这些团块将由于强制冷却而收缩，如果它们能够存活足够长的时间，则会塌陷成绑定对象。由于冲击加热是非常局部的，团块的破坏是一个随机过程。需要高数值分辨率和长积分时间来捕捉这种行为。我们已经观察到冷却时间高达20/Ω的碎片，几乎比以前的模拟高出7倍。为了确定使用二维近似和简单冷却定律的效果，需要使用更真实的冷却处方进行全三维模拟。
2012-01-16 astro-ph.EP
A revised condition for self-gravitational fragmentation of protoplanetary disks
引力不稳定性导致的原行星盘碎裂是双星、棕矮星和气态巨行星形成机制的候选者。碎裂的条件被认为是盘冷却时间尺度与其动力学时间尺度相当。然而，一些数值模拟表明，即使冷却时间足够短，也不会发生碎裂，或者即使冷却效率低下，也会发生碎裂。为了揭示自引力盘碎裂的现实条件，我们进行了二维数值模拟，考虑了中心恒星的辐射和盘的辐射冷却效应，并精确地研究了原行星盘中形成的旋臂结构.我们表明，在旋臂的Toomre Q参数是一个必不可少的参数破碎。螺旋臂中只有当Q < 0.6时才断裂。我们进一步证实了在数值模拟中观察到的这种碎裂条件可以从自引力螺旋臂的线性稳定性分析中得到。这些结果表明，原行星盘的碎裂过程分为两个阶段：盘内旋臂的形成和旋臂的碎裂，我们的工作将原行星盘碎裂的条件简化为满足Q < 0.6的旋臂形成条件.
2016-03-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Discrete element simulations of self-gravitating rubble pile collisions: the effects of non-uniform particle size and rotation
本文提出软球离散元代码模拟自引力颗粒材料动力学，研究亚音速碎石堆碰撞结果，发现颗粒尺寸分布与旋转对最大幸存碎片性质有显著影响。
2025-08-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Radiation Hydrodynamics of Self-gravitating Protoplanetary Disks: I. Direct Formation of Gas Giants via Disk Fragmentation
Institute for Advanced Study, Tsinghua University（清华大学高等研究院）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese academy of Science（中国科学院上海天文台）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系）
通过三维辐射流体动力学模拟，研究自引力原行星盘中的引力不稳定性，发现增加盘质量和降低不透明度可促进碎裂，形成的团块质量与气态巨行星一致，支持引力不稳定性作为巨行星形成途径。
2025-10-22 astro-ph.EP
The observational impact of dust trapping in self-gravitating discs
我们提出了一个三维半解析模型的自引力光盘，并包括一个处方的磁盘螺旋臂的灰尘捕获。使用蒙特卡罗辐射转移，我们产生合成ALMA观测这些光盘。在这样做的过程中，我们证明了我们的模型是能够产生观测预测，并能够模拟潜在的自引力盘的实像数据。对于一个光盘产生螺旋结构，将可观察到与ALMA要求光盘的尘埃质量预算是由毫米和厘米大小的颗粒占主导地位。光盘中的晶粒已经增长到晶粒破碎阈值可能满足这一标准，因此，我们预测，签名的引力不稳定性可能是检测到光盘的质量比以前建议的更低。例如，我们发现盘星质量比低至$0.10$的盘能够驱动可观察到的旋臂。在没有发生晶粒生长或晶粒生长已经远远超过晶粒破碎阈值的圆盘中检测子结构变得具有挑战性。我们演示了如何使用我们的模型来检索有关尘埃捕获和晶粒生长的信息，通过多波长观测光盘，并使用不透明度光谱指数的估计。应用我们的光盘模型的埃利亚斯27，WaOph 6和IM Lup系统，我们发现引力不稳定性是一个合理的解释所观察到的子结构在所有3个光盘，如果足够的晶粒生长确实发生。
2020-08-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Radiation Hydrodynamics of Self-gravitating Protoplanetary Disks II. Accretion, Migration, Spin, and Internal Structure of GI Fragments
Institute for Advanced Study, Tsinghua University（清华大学高等研究院）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系）
通过三维辐射流体力学模拟跟踪原行星盘引力不稳定碎块的演化，发现其质量增长受希尔极限标度调控、迁移双向、自旋由吸积主导且内部准绝热，最终可形成气态巨行星、褐矮星乃至自由漂浮行星。
2026-09-30 astro-ph.EP
Self-gravitating discs with radiative transfer: their role in giant planet formation
我们目前的初步结果的能力，自引力盘冷却，以响应其内部加热。这些光盘建模使用光滑粒子流体动力学（SPH）代码与辐射转移（怀特豪斯，贝特和Monaghan 2005年），我们调查这些光盘的能力，以保持一个状态的热平衡与他们的边界作为其可能性的指示碎片。
2009-05-13 astro-ph.EP
Numerical convergence in self-gravitating disc simulations: initial conditions and edge effects
我们研究了自引力吸积盘流体动力学模拟的数值收敛性，其中一个简单的冷却定律被激波加热所平衡。众所周知，存在一个临界冷却时间尺度，对于该时间尺度，冲击加热不再能够补偿能量损失，在该时间点圆盘碎片。最近，使用光滑粒子流体动力学（SPH）的数值收敛性的临界冷却时间尺度的以前的结果提出了质疑。我们采用了一个二维的基于网格的代码来研究这个问题，并发现，对于光滑的初始条件下，碎片是可能的较慢的冷却，随着分辨率的增加，与最近的SPH结果。我们表明，这种非收敛至少部分是由于创建一个特殊的位置在光盘中，湍流和层流区域之间的边界，当冷却到重力湍流状态。在没有出现此类尖锐边缘的设置中似乎可以获得收敛的结果，然后我们发现临界冷却时间尺度为~ 4 $Ω^{-1}$，其中$Ω$是局部角速度。
2011-06-22 astro-ph.EP
Resolution requirements for Smoothed Particle Hydrodynamics simulations of self-gravitating accretion discs
受Meru和Bate（2010 a，b）最近结果的启发，我们重新讨论了用光滑粒子流体动力学（SPH）模拟自引力吸积盘的分辨率要求问题。我们发现，如果Meru和Bate（2010 a）的结果都被解释为由分辨率效应驱动，那么它们与Meru和Bate（2010 b）的结果是一致的，因此意味着冷却气体盘的分辨率标准是强制冷却速率的函数。我们讨论了两种可能的数值起源，这种依赖性，这都是符合有限数量的可用数据。我们的研究结果初步表明，目前的模拟收敛的SPH粒子数量接近1000万（光盘质量的10%的中心对象的质量），这将设置临界冷却时间约为$15Ω^{-1}$的碎片，大约比以前认为的两倍。更一般地说，我们讨论了在何种程度上大量的最近的数值结果是可靠的或不。我们认为，这些结果属于与引力不稳定性（如角动量输运的局部性，密度扰动和诱导应力之间的关系）的动力学是强大的，而那些属于系统的热力学（如破碎的临界冷却时间的确定）可以受到影响的分辨率差。
2011-01-12 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.SR
Self-gravitating disc candidates around massive young stars
最近在大质量的年轻原恒星周围发现了几个候选的开普勒盘。考虑到这些系统中相对较大的盘星质量比，以及它们年轻的年龄，值得研究它们变得自引力的倾向。为此，我们计算自洽的，半解析模型的假定自引力盘五个候选光盘系统。我们的目的不是要完全符合观测结果，而是要证明，由于即使在毫米波长下，中平面的光学厚度也很高，因此来自边缘不稳定的自引力盘的预期尘埃连续辐射可能相当微弱。在最好的情况下，模型产生的“可观测”的光盘质量的一个因素内的1.5个观察到的，与中面尘埃温度可比的测量温度从分子线发射。我们发现，在两种情况下，自引力盘模型与观察比较。如果这些圆盘是自引力的，那么它们就满足其外部区域圆盘碎裂的条件。因此，这些系统可能有尚未解决的低质量恒星伴星，因此是未来高角分辨率观测的有希望的目标。
2016-08-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Pebble accretion in self-gravitating protostellar discs
卵石吸积已成为行星形成的核心吸积模型的一个流行组成部分，特别是与紧凑，共振的陆地行星系的形成。卵石最初形成于内部原行星盘，在径向扩张的前沿向外扫过，可能通过迁移和流动不稳定性形成星子和行星核心。这个卵石锋出现在早期，通常被认为是一个低质量的圆盘。我们认为，这张照片是在年轻的拱星盘，这是巨大的和自引力的现实冲突。我们应用标准卵石吸积和流动不稳定性公式的自引力原恒星盘模型。碎片会在卵石盘中打开一个缺口，但它们可能无法在气体中打开一个缺口，并继续快速向内迁移。如果这不强烈扰动卵石盘，我们的研究结果表明，盘碎片将有效地吸积卵石。我们发现，在一般情况下的卵石，气体密度比未能超过0.01，这表明流动的不稳定性将难以操作。如果有10厘米的颗粒，就有可能激活不稳定性，螺旋结构可以有效地将它们集中在低重力湍流的区域。如果发生这种情况，月球质量核心可能会在几千年的时间尺度上组装，** 但这可能是罕见的，而且远未得到证实 **。无论如何，这项工作强调了研究自引力原恒星盘如何定义固体物体的分布和性质的必要性，以便通过核心吸积形成未来的行星形成。
2019-02-14 astro-ph.EP
Modeling gravitational instabilities in self-gravitating protoplanetary disks with adaptive mesh refinement techniques
观测到的行星种群的惊人多样性需要理论上的努力和行星形成理论的进步。数值方法提供了一种方法来解决当前行星形成模型的弱点，是一个重要的工具，以弥补差距，在约束条件差的地区。我们提出了一个全球磁盘设置通过重力不稳定性（GI）在3D中与块结构的自适应网格细化（AMR）流体动力学代码ENZO模拟巨型行星形成的第一阶段。通过这种设置，我们探索了AMR技术对由于使用不同AMR配置的大规模不稳定性而导致的碎片和聚集的影响。此外，我们试图得出一般的分辨率标准的全球模拟的自引力磁盘的可变程度。我们运行一个网格的模拟与不同的AMR设置，包括运行与静态网格进行比较，并研究不同的磁盘半径的影响。采用边缘稳定的磁盘配置文件（Q_init=1），我们验证了我们的模型的数值鲁棒性不同的空间扩展，从紧凑到更大的，扩展磁盘（R_disk = 10，100和300 AU，M_disk ~ 0.05 M_Sun，M_star = 0.646 M_Sun）。通过结合我们的研究结果，从分辨率和参数的研究，我们发现一个下限的分辨率，能够解决GI引起的碎片功能和独特的，湍流诱导团块。无论磁盘的物理扩展如何，拓扑断开的簇特征仅在磁盘的碎片化活跃区被解析为具有至少100个单元时才被解析，这是所有全局磁盘设置的最低要求。我们的模拟说明了基于AMR的建模技术的行星形成模拟的能力，并强调了平衡的细化设置的重要性，以重现碎片化结构。
2015-05-05 astro-ph.EP astro-ph.IM
Turbulent Disks are Never Stable: Fragmentation and Turbulence-Promoted Planet Formation
在我们对盘的理解中，一个基本的假设是，当托姆雷Q>>1时，盘是稳定的，不会分裂成自引力物体（因此不能通过直接坍缩形成行星）。但是如果圆盘是湍流的，这就忽略了随机密度波动的频谱，这种波动可以产生罕见的高密度质量集中。在这里，我们使用最近开发的分析框架来预测这些波动的统计数据，即在湍流开普勒盘中形成的碎片的碎片和质谱的速率。湍流磁盘从来没有完全稳定的：我们计算（总是有限的）概率形成自引力结构通过随机湍流密度波动在这样的磁盘。马赫数~0.1以上的适度亚音速湍流，即使Q>>1且冷却缓慢（t_cool>>t_orbit），也能在~Myr的时间尺度上产生一些随机碎裂或“直接坍缩”事件。在跨音速湍流中，这一数值可扩展到Q~100。我们推导出抑制这种事件所需的真实Q准则，它与马赫数成指数关系。我们指定由MRI，对流，或螺旋波驱动的湍流，并推导出等效标准的Q和冷却时间。可能需要>~50*t_dyn的冷却时间以完全抑制碎裂。这些重力湍流事件产生的质量谱峰值接近~M_disk*（Q*M_disk/M_star）^[2]（岩石到巨行星质量，随着与恒星的距离增加）。我们将其应用于原行星盘模型，并表明，即使是最小质量的太阳星云可以经历随机崩溃事件，提供了一个动荡的来源。
2013-07-08 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
Fragmentation at the Earliest Phase of Massive Star Formation
我们用亚毫米波阵给出了G28.34+0.06区两个大质量分子团P1和P2的1.3mm连续谱和谱线图像。虽然这两个团分别含有1000和880 \msun的质量，但P1具有比P2低的气体温度和更小的线宽，以及比P2低的光度$< 10^2$ \lsun。因此，P1似乎比P2处于更早的大质量恒星形成阶段。高分辨率SMA观测揭示了P2中两个不同的核心，质量分别为97和49 \msun。4 GHz的光谱带通捕获线发射CO同位素，SO，CH $_3$ OH和CH $_3$ CN，类似于热分子核心窝藏大质量的年轻恒星。另一方面，P1团沿纤维被分解成5个核，质量从22到64 \msun，平均投影分离为0.19 pc。在1 $σ$ rms = 0.1 K时，除了$^{12}$ CO外，没有检测到朝向P1核的分子谱线发射。由于在分辨率为11 $''$的单碟望远镜中观察到强的$^{12}$ CO和C $^{18}$ O发射，SMA未检测到这些谱线表明耗尽因子高达$10^3$。虽然SMA的空间分辨率比预期的Jeans长度更好，但P1核心的质量比热Jeans质量大得多，表明湍流和/或磁场在云碎片化中的重要性。P1区域的分级结构提供了大质量恒星和团簇形成的初始阶段的一瞥。
2009-02-04 astro-ph.EP astro-ph.GA
