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
Planetesimal driven migration as an explanation for observations of high levels of warm, exozodiacal dust
在很大一部分主序星的内部区域已经观测到了高水平的外黄尘。考虑到观测到的小尘埃颗粒的寿命很短，这些“exozodis”很难解释，特别是对于古老的（> 1亿年）恒星。外黄尘可以通过中红外线或干涉测量法观测到。我们假设exozodi是由行星分散的星子从外星子带向内，那里的碰撞时间尺度很长。在这项工作中，我们使用N体模拟来表明，在微行星散射的驱动下，行星向外迁移到带中，可以增加或维持微行星从外带散射到exozodi区域的速率。我们假设这种增加足以维持Gyr时间尺度上观察到的exozodi。这种假设不需要外带和外索动物的观测之间的相关性，因为外带可能太微弱而无法探测。如果星子驱动的迁移确实解释了观测到的exozodi，这项工作表明，exozodi的存在表明外行星和星子带的存在。
2014-04-09 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
Fluffy dust forms icy planetesimals by static compression
背景：在星子形成理论中，已经提出了几个障碍，它们是弹跳、碎裂和径向漂移问题。了解尘埃聚集体的结构演化是研究星子形成的关键。尘埃颗粒在原行星盘中凝结而变得蓬松。然而，一旦它们变得蓬松，它们就不能被碰撞压缩而形成致密的微行星。目的：揭示尘埃结构从尘埃颗粒到致密星子的演化路径。研究方法：利用压缩强度公式，解析地研究了原行星盘中蓬松尘埃聚集体在盘内气体的冲压压力和聚集体自身重力的作用下如何被静态压缩。结果如下：我们揭示了尘埃颗粒通过蓬松的聚集体形成微行星的孔隙演化路径，绕过微行星形成的障碍。凝聚时聚集体被圆盘气体压缩到10^{-3} g/cm^3的密度，这比碰撞压缩的情况更致密。然后，当半径为10 km时，它们被自引力压缩到10^{-1} g/cm^3。虽然气体压缩使生长速度减慢，但在典型的盘中，当轨道半径< 6 AU时，它们的生长速度足以避免径向漂移势垒。结论：我们提出了从颗粒到星子的蓬松尘埃生长情景。它使冰质星子的形成在原行星盘的雪线以外的大范围内。这一结果为行星形成的后期阶段提供了一个具体的星子初始条件。
2013-08-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Can dust coagulation trigger streaming instability?
流动不稳定性可以是克服星子形成的生长和漂移障碍的一种非常有效的方法。然而，它表明，强大的结块，导致星子的形成，需要相当数量的大颗粒。国家的最先进的流不稳定性模型没有考虑到现实的大小分布所造成的碰撞演变的尘埃。我们调查是否有足够数量的大聚集体可以通过粘附和尘埃凝聚和星子形成的相互作用是什么。我们开发了一个半解析处方的星子形成的流动不稳定性和实现它在我们的尘埃凝聚程序的基础上的Monte Carlo算法与代表粒子的方法。我们发现，星子形成流不稳定性可能优先工作的雪线外，粘性冰聚集。该过程的效率强烈依赖于当地的尘埃丰度和径向压力梯度，并需要一个超太阳的金属丰度。如果星子的形成是可能的，尘埃的凝聚和沉降通常需要大约100个轨道才能产生足够大的沉降颗粒，而星子的形成又需要大约1000个轨道。我们提出了一个简单的分析模型，计算的尘埃量，可以变成星子的磁盘模型的参数。
2014-10-16 astro-ph.EP
Turbulent Dust-trapping Rings as Efficient Sites for Planetesimal Formation
最近对亚毫米级原行星盘（PPD）的观测揭示了环形子结构的普遍存在，这表明卵石大小的尘埃颗粒被困在湍流的环形气压隆起中。这一重大的范式转变也挑战了通过流动不稳定性从这些卵石中形成星子的领先理论，流动不稳定性在压力梯度中运行，并且可以被湍流抑制。在这里，我们进行了三维局部剪切盒，非理想磁流体动力学（MHD）模拟尘埃捕获在强制气体压力颠簸，包括尘埃的反反应。在适合外盘条件的磁旋转不稳定性（MRI）产生的中等湍流水平下，我们实现了由湍流扩散平衡的尘埃捕获准稳态。在所有模拟中，我们都发现在气体压力最大值附近有强烈的尘埃聚集，达到的最大密度远高于触发引力坍缩形成微行星的阈值。强大的压力冲击将尘埃颗粒集中到冲击中心。在弱的压力凸起下，由于尘埃的反作用，尘埃也可以聚集在凸起中心以外的次级丝状体中，但强的聚集仍然主要发生在凸起中心周围的初级环中。我们的研究结果揭示了尘埃捕获环作为外PPD中星子形成的强大位置，同时它们可能具有不同的观测特性。
2022-08-31 astro-ph.EP
N-Body Simulation of Planetesimal Formation through Gravitational Instability of a Dust Layer in Laminar Gas Disk
利用局域$N$体模拟方法研究了尘埃层中微行星的形成过程。气体被建模为背景层流。我们研究了星子的形成过程及其对气体阻力强度的依赖性。我们的模拟结果表明，形成过程被定性地分为三个阶段：尾流状密度结构的形成，星子种子的创建，以及它们的碰撞生长。耗散引力不稳定性的线性分析表明，尽管Toomre的$Q$值大于1，尘埃层仍是长期不稳定的。但是，在初始阶段，重力不稳定性的增长时间比尘埃沉降和速度色散减小的时间要长。因此，速度色散减小，盘垂直收缩。当速度色散变得足够小时，引力不稳定性最终成为主导。引力不稳定性形成尾流状密度结构。这些结构分裂成星子种子。由于相互碰撞，种子生长迅速。
2010-06-15 astro-ph.EP
The DSHARP Rings: Evidence of Ongoing Planetesimal Formation?
最近的高分辨率干涉观测原行星盘在（亚）毫米波长揭示无所不在的子结构，如环，螺旋，和不对称。DSHARP调查在五个圆盘中检测到的八个环的详细调查得出的结论是，所有环都只是在1.25 mm波长处的光学厚度在0.2和0.5之间。我们调查了正在进行的微行星形成是否可以通过去除尘埃并将其转化为“看不见的”微行星来解释DSHARP环中的“微调”光学深度。我们进行了一维模拟尘埃演化的第二个尘埃环的原行星盘周围HD 163296，包括径向运输的气体和尘埃，尘埃的生长和破碎，并通过引力坍缩足够密集的卵石浓度的星子形成。我们表明，星子的形成可以自然地解释所观察到的光学深度，如果流不稳定性调节中平面尘埃气体比为1。此外，我们简单的单分散的分析模型支持的假设，在尘埃环的星子形成应普遍限制其光学深度的观测范围。
2019-09-10 astro-ph.EP
Carbonaceous Chondrites provide evidence for late-stage planetesimal formation in a pressure bump
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）
研究通过二维蒙特卡洛模拟尘埃演化，揭示碳质球粒陨石中尘埃成分差异与压力 bump的关联，表明其可能形成于长期存在的尘埃陷阱。
2026-04-17 astro-ph.EP
Collision rates of planetesimals near mean-motion resonances
在星周盘中，星子的碰撞研磨产生了第二代尘埃。虽然目前还不清楚这是否会成为总尘埃含量的主要组成部分，这种尘埃的存在，以及潜在的内部结构，但它可以用来探索圆盘的物理条件。一颗扰动的行星会在尘埃中产生非轴对称的结构和间隙，而不管它的起源。然而，由于气体相互作用较弱，微行星的动力学与小尘埃颗粒的动力学有很大不同。因此，小行星碰撞可能会产生尘埃盘结构，否则就不会存在。在这项工作中，我们使用N-体模拟来研究平均运动共振附近的星子碰撞率分布。我们发现，一个独特的凸点或倾角功能产生的碰撞配置文件，其存在依赖于共振的振动宽度和共振的边缘之间的间距和远心距离。这两个特征之一的存在取决于行星的质量和偏心率。假设径向尘埃排放跟踪的小行星碰撞配置文件，在尘埃排放中的2：1平均运动共振的凸起或凹陷功能的存在下，可以限制扰动行星的轨道特性。只要径向漂移在碰撞级联过程中不起重要作用，这种假设是有效的。在这种假设下，这些特征的尘埃排放应在附近的原行星盘ALMA边缘观察。
2021-02-24 astro-ph.EP
On the filtering and processing of dust by planetesimals 1. Derivation of collision probabilities for non-drifting planetesimals
上下文已知星周盘含有大量尘埃，尺寸从微米到厘米不等。陨石是这样的证据：在年轻的太阳系中，这些大小的单个颗粒被收集并组装成星子。目的。我们评估了一群半径为1到$10^3$，km及以上的非漂移星子{ \rev}的尘埃收集效率。方法.我们计算尘埃漂移在磁盘上的碰撞概率，由于气体阻力的星子占几个制度的大小取决于星子，尘埃，和轨道距离：几何，Safronov，沉降，和三体制度。我们还包括一个流体动力学制度，以占的事实，即小颗粒往往是由周围的星子气流进行。结果我们提供了表达式的碰撞概率尘埃的星子和过滤效率的一群星子。对于标准湍流条件（即，一个湍流参数$α=10^{-2}$），过滤被发现是低效的，这意味着当穿越一个最小质量的太阳星云（MMSN）带的微行星延伸0.1 AU和35 AU大多数尘埃粒子最终吸积的中心恒星，而不是碰撞微行星。然而，如果盘是弱湍流的，（$α=10^{-4}$）滤波在两个区域变得有效：（i）当微行星的大小都小于10 km时，碰撞主要发生在几何区域;以及（ii）当行星胚胎的大小大于约1000公里时，其尺度高度小于气体尺度高度的十分之一，并且灰尘是毫米尺寸或更大，在这种情况下，大多数碰撞发生在沉降状态中。这两个制度有非常不同的属性：我们发现，局部过滤效率$x_{filter,MMSN}$规模与$r^{-7/4}$（其中$r$是轨道距离）的几何制度，但与$r^{-1/4}$到$r^…
2014-09-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust dynamics in disk dust traps and late planetesimal formation
Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Laboratoire Lagrange（拉格朗日实验室）；Collège de France（法兰西学院）
通过全球盘模拟研究尘埃罗斯比波不稳定性在压力阱中的星子形成机制，发现低粘度盘在光蒸发后期有利于星子形成，解释了太阳系球粒陨石母体的晚期形成。
2026-05-28 astro-ph.EP
Formation of dust-rich planetesimals from sublimated pebbles inside of the snow line
内容有：在长达数百万年的时间里，卵石必须提供一个准稳定的固体从原行星盘的外部流入到内部区域。目标：我们希望了解大部分卵石是如何成长为星子而不是丢失到主星的。方法：我们研究分析如何向内流动的鹅卵石是受雪线，在何种条件下，尘埃丰富的（岩石）星子的形式。在计算由于气体阻力引起的固体向内漂移时，我们考虑了气体对固体运动的反作用。结果如下：我们发现，在低粘度的原行星盘（具有类似于最小质量的太阳星云的单调的表面密度），卵石流通常不会达到所需的表面密度，形成星子流不稳定。然而，我们表明，如果卵石到气体的质量通量超过一个临界值，没有稳定的解决方案可以找到的固体与气体的比例。这对于低粘度盘（α < 10^（-3））尤其重要，我们发现在雪线内部，从升华卵石中喷出的硅酸盐尘埃颗粒可以积累，最终直接通过引力不稳定性形成富含尘埃的微行星。结论：这种富含尘埃的星子的形成可能会持续很长一段时间，而雪线的范围从几个天文单位到1个天文单位以内。因此，在全球范围内，微行星和行星的岩石与冰的比例可能明显高于中央恒星。
2016-11-05 astro-ph.EP
Planetesimal and planet formation in transient dust traps
本文研究原行星盘中瞬态气压极大值如何聚集尘埃并转化为星子，进而通过卵石吸积形成行星，并开发数值模型验证其对星子和行星持续形成的促进作用。
2024-02-18 astro-ph.EP
Planetesimal formation at the gas pressure bump following a migrating planet II. Effects of dust growth
本研究通过一维单粒径尘埃演化模型，探究含尘埃生长过程时，迁移行星后方气压凸起处的星子形成条件与结果，明确了湍流强度、行星核形成时间等因素对星子质量与形成机制的影响。
2023-06-20 astro-ph.EP
The Dissolution of Planetesimals in Electrostatic Fields
本研究通过微重力实验发现，原行星盘中的强电场能产生足够拉伸应力剥离尘埃聚合体，导致卵石堆星子解体，从而对局部星子储库成分产生偏向性，并可能形成可观测的卵石云作为静电活动标志。
2024-03-22 astro-ph.EP astro-ph.IM
Streaming instability on different scales. I. Planetesimal mass distribution variability
我们提出了数值模拟的尘埃结块和星子的形成与自引力的流动不稳定性启动。我们研究的变化，在星子形成过程中，采用模拟域与大的径向和方位角的范围和一种新的方法，重新，运行其他相同的模拟与不同的随机初始化的尘埃密度场。我们发现，星子质量分布和总质量的尘埃，转换为星子可以有很大的变化之间的个别小模拟和领域内的较大模拟我们的研究结果表明，非线性性质的开发流不稳定性引入了大量的变化，在星子的形成过程中，以前没有被认为是，并建议更大规模的动态可能会影响这个过程。
2020-10-28 astro-ph.EP
Minimum Dust Abundances for Planetesimal Formation via Secular Gravitational Instabilities
我们估计长期引力不稳定性（SGI）所需的最低尘埃丰度在中平面尘埃层的原行星盘。为了使SGI成为可行的过程，不稳定性T_grow的增长时间必须短于尘埃T_drift的径向漂移时间。增长时间取决于湍流扩散参数α，因为具有短波长的模式通过湍流扩散而稳定。假设湍流是由尘埃层中的Kelvin-Helmholtz不稳定性或流动不稳定性激发的，其强度由尘埃吸积的能量供应率控制，我们估计了不稳定性的扩散参数和增长时间。条件T_grow < T_drift要求尘埃丰度必须大于临界丰度Z_min，Z_min是Toomre参数Q_g和气体盘纵横比h_g / r的函数。对于宽范围的参数空间，所需的灰尘丰度小于0.1。尘埃丰度的轻微增加为尘埃直接坍缩为星子开辟了一条可能的途径。
2012-02-24 astro-ph.EP
Planetesimal formation in a pressure bump induced by infall
该研究通过数值模拟发现，星际物质下落诱发的压力凸起能捕获并促进尘埃生长，触发流不稳定性从而形成星子，此过程无需预先存在大质量行星。
2025-01-29 astro-ph.EP
Planetesimal formation via the streaming instability with multiple grain sizes
本研究利用真实峰态多尺寸卵石分布开展三维流动不稳定性模拟，证明星子由约80%的较大尘埃质量形成，并解释了观测因团块化和光深效应而低估尘埃质量。
2023-09-27 astro-ph.EP
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
Diagnosing Circumstellar Debris Disks
（摘要）一个星周碎片盘的数值模型被开发出来，并应用于观测环绕β Piccados的星周尘埃。该模型解释了看不见的小行星碰撞产生尘埃的速率，以及尘埃颗粒因碰撞而被破坏的速率。该模型还考虑了辐射压力的影响，这是对盘的较小但丰富的尘埃颗粒的主要扰动。然后，求解所得的速率方程系统，提供随时间变化的粉尘丰度与粒度的关系。这些解还提供了尘埃颗粒的碰撞寿命与颗粒大小的关系，以及碎片盘的光学深度和表面亮度与恒星距离的关系。通过与观测结果的比较，可以估计出看不见的微行星盘的半径，以及微行星盘由于微行星的研磨而脱落质量的速率。然后将该模型应用于围绕β Picardian轨道运行的边缘尘埃盘的光学观测，当看不见的星子盘很宽时，75<r<150 AU，达到了很好的一致性。如果假设尘埃颗粒像土星的冰环一样明亮，那么尘埃盘中尘埃的截面为A_d~ 2 × 10^20 km ^2，其质量为M_d~11月球质量。在这种情况下，星子盘的尘埃产生率相当大，dM_d/dt约为每百万年9个地球质量，这意味着那里存在或曾经存在大量的星子质量，至少有110个地球质量。但是如果尘埃颗粒比假设的更暗，那么星子盘的质量损失率和它的总质量就更重。事实上，这个区域明显缺乏任何大行星，加上星子盘的严重质量损失率，表明β Pic的75<r<150 AU区域可能是一个星子毁灭的区域，而不是一个正在进行的行星形成的地方。
2010-06-22 astro-ph.EP
Vega's hot dust from icy planetesimals scattered inward by an outward-migrating planetary system
织女星已经被证明拥有多个尘埃种群，包括在亚天文单位半径的热外黄道尘埃和延伸超过100天文单位的冷碎片盘。我们使用动力学模拟来展示织女星的热尘埃如何可以通过从其寒冷的外部区域的微行星的长距离引力散射来创建。微行星是由5-7颗行星组成的系统，从30-60天文单位到非常接近的地方逐渐向内分散。在成功的模拟中，最外层的行星通常是海王星质量。星子散射的反作用导致这些行星向外迁移，并不断与新的星子相互作用，补充散射体的来源。产生织女星外行星的最有利条件是具有负径向质量梯度，其中亚土星到木星质量的内行星在5-10天文单位，外行星在2.5到20地球质量。如果一颗恒星大小的行星存在于15天文单位之外，这个机制就失效了，因为行星在到达内部系统之前会优先吸收星子。因此，直接成像行星搜索可以直接测试这一机制。
2014-05-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
High Velocity Dust Collisions: Forming Planetesimals in a Fragmentation Cascade with Final Accretion
在实验室实验中，我们确定的质量增益和损失之间的中心碰撞厘米到dm大小的二氧化硅粉尘目标和子毫米到厘米大小的二氧化硅粉尘弹丸的不同质量，大小，形状，并在不同的碰撞速度高达~56.5米/秒。大于1毫米的尘埃弹只会对目标造成少量侵蚀，但分米级的目标不会破碎。碰撞产生的喷射物比入射的抛射物要小。小于1毫米的射弹即使在最高碰撞速度下也会被目标吸积。这意味着分米级和更大的天体可能净增加。无论所考虑的射弹的原始大小如何，经过几次碰撞后，所有碎片的大小都将小于毫米，然后在下一次与更大的物体碰撞时可能（重新）吸积。实验数据表明，碰撞增长通过碎裂和再吸积是一个可行的机制，形成星子。
2009-01-27 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
Fine-grained rim formation via kinetic dust aggregation in shock waves around evaporating icy planetesimals
细粒边缘（FGR）经常发现在原始陨石球粒周围。FGR的显著特征是其亚微米尺寸和无孔性质。球粒周围FGR的典型厚度为10- 100 $μ$ m。最近，一个新的想法被提出来解释FGR的起源：球粒和细小尘埃颗粒之间的高速碰撞，称为动力学尘埃聚集过程。实验研究表明，在真空中，当撞击速度约为0.1- 1 km/s时，（亚）微米尺寸的陶瓷颗粒可以粘附在陶瓷基底上。在这项研究中，我们研究的可能性FGR形成通过动力学尘埃聚集在球粒形成的冲击波。当未分化的冰质微行星产生冲击波时，由于冰质微行星的蒸发，细小的尘埃颗粒将从行星表面释放出来。我们考虑了冲击波阵面后面的球粒动力学，并基于简单的一维计算通过动力学尘埃聚集计算FGR的增长。我们发现，在蒸发的冰质星子周围的激波中，会形成厚度为10- 100 $μ$ m的无孔FGR。
2022-02-06 astro-ph.EP physics.geo-ph
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 at the Boundary Between Steady Super/Sub-Keplerian Flow Created by Inhomogeneous Growth of Magnetorotational Instability
通过三维电阻MHD模拟，研究了由径向非均匀磁旋转不稳定性（MRI）引起的原行星盘径向压力隆起处星子的形成。在我们以前的论文中，我们表明，在磁场或磁电阻率的非均匀结构中发展的非均匀MRI可以将盘中的局部气体流动转变为具有局部刚性旋转的准稳态，该准稳态不再对MRI不稳定。由于刚性旋转的外部是超开普勒流动，因此产生准静态压力冲击，并且预期那里有粉尘浓度。在本文中，我们进行模拟相同的系统，添加灰尘颗粒，遭受气体阻力和调制气体流量通过气体阻力（灰尘阻力）的反反应。我们使用O（10^7）超粒子，每个超粒子代表许多厘米到米大小的尘埃粒子。我们发现，粉尘阻力抑制湍流运动，减少尘埃粒子的速度分散，而它扩大了粉尘集中的区域，限制峰值粉尘浓度，相比，没有粉尘阻力的模拟。我们发现，速度分散的减少是占主导地位的抑制颗粒浓度。对于摩擦时间约为1/Ω的米级粒子，其中Ω是开普勒频率，尘埃粒子的引力不稳定性可能导致微行星的形成。对于这种情况，我们进一步引入了尘埃粒子的自引力来模拟，以证明实际上形成了几个引力束缚的团块。通过分析论证，我们发现，如果尘埃的空间密度比最小质量太阳星云中的尘埃密度大几倍，那么在~5AU处由米级尘埃粒子形成星子是可能的。
2011-12-22 astro-ph.EP
Forming Planetesimals by Gravitational Instability: II. How Dust Settles to its Marginally Stable State
如果尘埃与气体的密度比μ足够高，星周盘中平面的尘埃会变得引力不稳定，并碎裂成微行星。我们模拟尘埃如何在被动磁盘中沉降，并询问mu可以达到多高。我们使用1D代码解决灰尘，并使用3D剪切盒代码测试动力稳定性。这个方案允许我们探索小粒子的行为，这些粒子在气体中具有短但非零的停止时间：0 < t_stop <<轨道周期。从而过滤掉流的不稳定性。尘埃沉降，直到尘埃层边缘的剪切不稳定性威胁到整个层。在这种边缘稳定状态下，对于一个整体（高度积分）金属丰度为太阳能的圆盘，mu=2.9。对于一个整体金属丰度是太阳的4倍的圆盘，mu达到26.4。这些取决于背景径向压力梯度的μ的最大值是如此之大，以至于小粒子的引力不稳定性在其体金属丰度仅为太阳的几倍（<4）的盘中是可行的。早期的研究假设尘埃沉降，直到理查森数Ri在空间上是恒定的。我们的模拟没有这个假设，但在尘埃层的边缘提供了支持，条件是Ri以与我们在论文I中发现的相同的方式随体金属丰度增加。直接从小颗粒中产生星子只需要适度地增强体金属丰度。
2010-10-01 astro-ph.EP
Tidal disruption versus planetesimal collisions as possible origins for the dispersing dust cloud around Fomalhaut
最近的分析表明，2004-2014年在北落师门周围观测到的微弱光学点源（北落师门b）正在逐渐衰减和扩大，支持了它可能是由微行星突然分裂造成的分散尘埃云的情况。这些类型的破坏可能是由微行星的灾难性碰撞引起的，微行星被附近的巨行星从它们在北落师门尘埃环中的原始轨道扰动。然而，当微行星经过最初扰动它们的行星的潮汐扰动场时，也会发生扰动，类似于在太阳系中观察到的舒梅克-列维事件。考虑到引力聚焦的巨行星有比微行星大得多的相互作用截面，潮汐扰动事件在参数空间的现实区域中可以匹配或超过微行星碰撞事件。有趣的是，北落师门尘埃云提供了一个直接区分这些场景的机会。一个潮汐破坏的情况下，导致一个非常具体的预测星历表的行星造成的事件。这颗行星最可能的质量为66 Mearth，半长轴为117 AU，系统年龄为400-500 Myr，可以用詹姆斯·韦伯太空望远镜轻易探测到。因此，这颗行星在预测的特定位置上的存在与否，是一个独特的指标，可以表明分散的云是来自两个星子的碰撞，还是来自一个巨大行星潮汐场中的星子的分裂。
2020-07-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust resurgence in protoplanetary disks due to planetesimal-planet interactions
星周星盘尘埃含量的观测数据表明，在附近恒星形成区的前主序星周围星盘中的尘埃含量中值似乎从大约100万年增加到大约200万年，然后随着时间的推移而下降。这种行为挑战了小尘埃颗粒在短时间尺度（小于约100万年）内积累成更大的物体并向内漂移而稳步下降的模型。在这封信中，我们探讨了在一个模型的框架内调和这种差异的可能性，在这个模型中，行星的早期形成动态地搅动附近的星子，并导致它们之间的高能碰撞，导致第二代尘埃的产生。我们发现，所观察到的尘埃演化可以很自然地解释这一过程中的一套代表性的磁盘行星架构。
2022-02-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Primordial dust rings, hidden dust mass, and the first generation of planetesimals in gravitationally unstable protoplanetary disks
该研究提出引力不稳定盘中因磁旋转不稳定性抑制形成类死区并累积大质量尘埃环，进而触发流不稳定性，生成第一代星子的新机制。
2024-04-24 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
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
Positive Feedback: How a Synergy Between the Streaming Instability and Dust Coagulation Forms Planetesimals
本研究提出dust coagulation与Streaming Instability协同的反馈循环模型，发现在fragmentation-limited区域二者协同能显著增加颗粒尺寸与密度，为形成planetesimals提供充分条件。
2025-03-05 astro-ph.EP
From Dust to Planets I: Planetesimal and Embryo Formation
行星形成模型从已经完全形成的原始胚胎和星子开始，错过了一个关键步骤，星子/原始胚胎的形成。在这项工作中，我们包括处方的星子和原生胚胎形成所产生的鹅卵石被困在短暂的压力颠簸，在热演化的粘性盘检查整个磁盘的原生胚胎和星子的大小和分布。我们发现，微行星的大小随着轨道距离的增加而增加，从距离恒星约10公里到距离恒星数百公里。原始胚胎的质量也随着轨道半径的增加而增加，范围从冰线周围的$10^{-6} M_{\rm \oplus}$到冥王星轨道附近的$10^{-3} M_{\rm \oplus}$。我们包括卵石和星子吸积的处方，以检查原始胚胎可以达到的质量。在靠近恒星的地方，由于小的星子，星子吸积是有效的，而卵石吸积在卵石尺寸有限的地方是有效的，但在卵石供应减少之前，由于低吸积率，漂移占主导地位时效率低下。在冰线外，由于星子离心率的增加，星子吸积变得效率低下，而卵石吸积随着初始原胚质量的增加而变得更加有效，使它们在卵石供应耗尽之前显着增长。结合这两种情况可以在更大的距离上形成更大质量的原胚胎，因为星子的吸积可以使卵石吸积变得更有效，从而使巨大的行星核心在10 au的距离上形成。通过包括更现实的初始原胚和星子大小，以及合并吸积的情况下，应该允许一个更完整的理解，在开始到结束的过程中如何行星和行星系的形式。
2021-07-02 astro-ph.EP
Azimuthal and Vertical Streaming Instability at High Dust-to-gas Ratios and on the Scales of Planetesimal Formation
尘埃粒子云直接坍缩成千米大小的微行星是解释微行星、小行星和彗星形成的一种有希望的方法。在过去，这种坍缩已经在分层剪切盒模拟中进行了研究，采用了超太阳尘气比ε，考虑了流动不稳定性（SI）和引力坍缩。本文研究了在无自重的情况下，尘气比从ε=0.1到ε=1000范围内的非层结SI。该研究涵盖的领域大小L=0.1 H，0.01 H和0.001 H，在气盘尺度高度H，使用PencilCode。它们在径向方位角（2-d）和径向垂直（2.5-d）范围内进行。使用的St=0.01和0.1的颗粒标志着预期粉尘增长的上限。在非常高的尘气比下发现了SI-活性，提供了局部尘气比和湍流颗粒扩散δ的波动。我们发现了一个类似SI的不稳定性，即使在垂直模式被抑制时，也会在r-φ中运行。这种新的方位流不稳定性（aSI）表现出与SI相似的性质和外观。SI和aSI均显示在ε=100时的扩散率仅比ε=1时低两个数量级，表明δ~ ε^{-1}关系在ε= 1附近较浅。发现（a）SI集中颗粒的能力与其在颗粒湍流中的强度无关。最后，我们进行了分辨率研究，以测试我们的aSI的结果。本文强调了正确解决的重要性（a）SI在高尘埃气体比和星子崩溃模拟，导致其他明智的潜在不完整的结果。
2018-05-11 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
Effects of Stellar X-ray Photoevaporation on Planetesimal Formation via the Streaming Instability
Zhejiang University（浙江大学）；Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）
研究恒星X射线光蒸发如何通过流不稳定性促进行星esimal形成，发现其效率受盘和恒星参数影响，如金属licity、粘性等。
2026-01-26 astro-ph.EP
Gas permeability and mechanical properties of dust grain aggregates at hyper- and zero-gravity
本研究利用抛物线飞行实验，测量了模拟微行星表土的颗粒样品在微重力和超重力下的气体渗透性，推导了压力梯度并确定了表土抗拉强度，揭示了渗透性对尘埃聚集体阻力修正的重要影响。
2024-08-22 astro-ph.EP astro-ph.IM
Planetesimal formation by the gravitational instability of dust ring structures
我们研究了尘埃环结构的引力不稳定性（GI）和微行星通过其引力坍缩的形成。自引力环结构的归一化色散关系包括与其宽度和线质量（单位长度的质量）有关的两个参数。我们测量了这些参数，并计算了增长率和波数。此外，我们还研究了由原行星盘的长期GI的生长所形成的环GI的生长所形成的星子形成。我们采用了一个巨大的，尘埃丰富的磁盘作为磁盘模型。我们发现的范围内的破碎环GI作为一个功能的环的宽度。对于较小的环宽度，环GI的最内半径较小。我们还确定的范围内的初始星子质量产生的环GI的碎片。我们的结果表明，在碎裂之后，星子的质量在其诞生时可以达到10^28 g。如果环的宽度是环半径的0.1%，则它可以低至约10^25 g，并且下限随着环的宽度而增加。此外，我们还得到了小行星质量上下限的近似公式。我们预测，环GI所形成的星子，由于科里奥利力作用在收缩的尘埃上，因此具有旋转。这与许多海王星外双星都呈现出旋光的事实是一致的。
2022-11-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Positive Feedback II: How Dust Coagulation inside Vortices Can Form Planetesimals at Low Metallicity
本研究提出旋涡内尘埃捕获与凝聚的正反馈机制，结合解析模型验证其协同效应，发现该机制比流动不稳定性相关机制更强大，可在低金属丰度及全盘旋涡形成区形成星子。
2025-04-08 astro-ph.EP
The Bulk Densities of Small Solar System Bodies as a Probe of Planetesimal Formation
本文利用尘埃N体模拟的压缩强度公式建立小天体体密度-直径关系，提出原始尘埃直接凝聚与第一代星子碎裂再聚集两条形成路径，以解释TNOs、MBAs、彗星和NEAs的密度差异。
2024-07-31 astro-ph.EP
Rapid formation of Gas Giant Planets via Collisional Coagulation from Dust Grains to Planetary Cores
气体巨行星，如木星、土星和巨大的系外行星，是通过气体吸积到固体核心上而形成的，每个固体核心的质量大约是地球的十倍。然而，由于盘-行星相互作用的快速径向迁移阻止了通过星子吸积形成如此巨大的核心。通过卵石吸积的相对快速的核心增长需要非常巨大的原行星盘，因为大多数卵石落入中央恒星。虽然星子的形成、行星的迁移和气体巨星核心的形成已经被研究了很多，但从尘埃到行星的完整演化路径仍然不确定。在这里，我们报告的结果完全模拟的碰撞演化从尘埃到行星在整个磁盘。真实孔隙度的尘埃生长允许在内盘（> 10 au）形成冰冷的星子，而在外盘形成的鹅卵石漂移到内盘并在那里生长成星子。这些小卵石生长成星子抑制了它们的径向漂移，并在核心附近可持续地供应小星子。这使得在行星迁移之前，在20万到40万年内迅速形成足够大的行星核心。我们的模型显示，第一颗气态巨行星在2-7天文单位时形成于相当常见的原行星盘中，与系外行星和太阳系一致。
2021-10-03 astro-ph.EP
From Planetesimals to Dust: Low Gravity Experiments on Recycling Solids at the Inner Edge of Protoplanetary Disks
不同大小固体的输运是原行星盘演化和行星形成的重要过程。大的固体被认为是向内漂移的;在彗星中发现的高温矿物被认为是向外迁移的。从抛物线飞行的低重力实验中，我们研究了由固态温室效应和尘埃床上层内的电泳引起的尘埃体的光致侵蚀。研究的重力水平分别为0.16 g、0.38 g、1 g和1.7 g。实验期间的光通量为12 +/- 2 kW/m^2，环境压力为6 +/- 0.9 mbar。光致侵蚀是强烈的重力依赖性，这是与发达国家的模型。特别是对于小的尘埃体（（子）-星子），有效的侵蚀是可能的光学薄内边缘的原行星盘。光致侵蚀阻止了较大天体的重要部分过于靠近宿主恒星，并随后被吸积。产生的小尘埃继续受到电泳作用，并部分向上和向外输送到磁盘表面;在磁盘的寿命期间观察到产生的小尘埃颗粒。侵蚀尘埃的部分参与了随后的周期的增长在星子形成。另一部分尘埃可能会被行星大小的天体收集，如果这个天体已经靠近盘边缘。无论哪种方式，光诱导侵蚀是原行星盘的有效循环过程。
2013-01-09 astro-ph.EP
N-Body Simulation of Planetesimal Formation through Gravitational Instability and Coagulation. II. Accretion Model
尘埃层的引力不稳定性是微行星形成的一种可能性。如果尘埃层的密度由于尘埃颗粒向原行星盘的中平面沉降而变得足够高，那么该层就会变得重力不稳定，并自发地分裂成星子。利用剪切盒方法，我们进行了局部$N$体模拟的引力不稳定性的尘埃层和随后的凝聚没有气体和研究的基本过程的星子。本文采用吸积模型作为碰撞模型。一对受引力束缚的粒子被一个具有这对粒子总质量的单个粒子所取代。这种吸积模型使我们能够进行长期和大规模的计算。我们用碎石堆模型证实了微行星的形成过程与前文相同。形成过程分为三个阶段：非轴对称结构的形成，星子种子的产生，以及它们的碰撞生长。我们研究了星子质量对模拟域大小的依赖性。我们发现，在模拟中形成的星子的平均质量与$L_y^{3/2}$成正比，其中$L_y$是旋转方向上的计算域的大小。然而，星子的平均质量与$L_x$无关，其中$L_x$是计算域在径向上的大小，如果$L_x$足够大。给出了考虑模拟区域大小的星子质量估算公式。
2009-08-25 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
A quantification of hydrodynamical effects on protoplanetary dust growth
上下文尘埃粒子在原行星盘中的生长过程可以通过数值尘埃凝聚程序来模拟。在这种方法中，控制尘埃生长过程的物理效应通常必须以参数化的形式实现。由于缺乏这些参数化，现有的粉尘凝聚的研究忽略了流体动力学气流可以对晶粒生长的影响，即使它经常被认为是流动可能显着的积极或消极的增长过程作出贡献。目的。我们打算提供一个量化的流体动力学效应的尘埃颗粒的生长，使这些影响可以被参数化，并在尘埃凝结代码中实现。方法.我们数值积分的小尘埃粒子的轨迹在磁盘气体流围绕原微行星，采样原微行星半径，逆风速度，和尘埃停止时间的大参数空间。结果气体流使大多数粒子偏离原微行星，使得其有效碰撞截面减小，因此质量吸积速率减小。然而，气流也降低了小尘埃颗粒对原微行星的撞击速度。这可能有利于其生长，因为已知大的冲击速度会导致侵蚀。我们还证明了为什么这样的气流不返回碰撞碎片的表面的原星子。结论.我们预测，一个层流流体动力流周围的原星子将有显着的影响，其增长。然而，我们不能轻易地预测碰撞速度的减小或后掠截面的减小哪个结果更重要。因此，我们提供了参数化准备实施到粉尘凝结代码。
2013-11-18 astro-ph.EP
How does the chemical composition of solids influence the formation of planetesimals?
该研究通过chemcomp代码模拟不同C/O比和尘气比的原行星盘演化，揭示固体化学成分对星子形成的影响，发现低C/O、高氧及高金属丰度更利于星子形成，为理解行星组成与生长的关联提供观测可验证的预测。
2025-07-17 astro-ph.EP
Planetesimal formation during protoplanetary disk buildup
尘埃凝聚和随后的星子形成模型通常是在已经完全形成的原行星盘模型的背景下计算的。与此同时，观测研究表明，星子的形成应该很早就开始了，甚至可能在原行星盘完全形成之前。在这篇论文中，我们研究了在行星盘形成阶段，气体和尘埃从其母体分子云落到行星盘上的微行星是在什么条件下形成的。我们耦合我们早期的星子形成模型在水雪线的磁盘形成和演化的一个简单的模型。我们发现，在大多数情况下，星子只形成后的积累阶段，当磁盘变得不那么大，不那么热。然而，有一些参数是在盘的形成过程中已经形成的。当驱动盘演化的粘度为中间值（$α_v \sim 10^{-3}-10^{-2}$），而尘埃的湍流混合与（$α_t \le 0.03 \cdot α_v$）相比减少时，并且假设水蒸气与气体垂直良好混合时，会发生这种情况。这种$α_t \ll α_v$的情况可以预期分层吸积，其中气体流动主要是由活跃的表面层驱动，而大多数尘埃所在的中面层是静止的。
2023-02-23 astro-ph.EP
Characterization of the dust content in the ring around Sz 91: indications for planetesimal formation?
在行星形成领域中最重要的问题之一是毫米-厘米大小的尘埃颗粒如何克服径向漂移和碎裂障碍形成更大尺寸的星子。ALMA观测原行星盘，特别是过渡盘或具有明显子结构迹象的盘，可以为晶粒生长和星子形成理论提供新的约束，因此代表了在这个问题上取得进展的一种可能性。我们在这里提出的ALMA波段4（2.1毫米）的过渡盘系统Sz 91的观察，并结合他们与以前获得的波段6（1.3毫米）和7（0.9毫米）的观察。Sz 91有着清晰的毫米环，更大的气体盘，以及靠近恒星的更小的尘埃颗粒的证据，这是尘埃过滤和在气体压力隆起中积累毫米大小颗粒的明显例子。我们计算的光谱指数（几乎恒定在$\sim$ 3.34），光学深度（边缘光学厚），和最大晶粒尺寸（$\sim\,0.61$ mm）的尘埃环的多波长ALMA观测和比较的结果与最近发表的模拟磁盘子结构中的晶粒生长。我们的观测结果是在非常好的协议与模型的预测，包括碎片和星子形成通过流动的不稳定性尘埃环中的颗粒生长。
2021-08-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Polydisperse Formation of Planetesimals: The dust size distribution in clumps
本文用FARGO3D二维多尘埃流体模拟和Gauss-Legendre求积研究多分散流式不稳定性，发现其成团效率较低，且致密团块内粒径分布呈大颗粒富集、最大Stokes数颗粒外移的峰值特征。
2025-02-03 astro-ph.EP
Dust-driven vortex cascades originating at water snow regions: A pathway to planetesimal formation
本研究通过全球二维气尘耦合流体动力学模拟，发现原行星盘水雪线区域的温度子结构能触发自维持的Rossby涡旋级联，有效聚集尘埃并促进星子及行星核的快速形成。
2025-05-30 astro-ph.EP
Planetesimal Population Synthesis: Pebble Flux Regulated Planetesimal Formation
我们提出了一个当地的星子形成率的瞬时径向卵石流量成正比的表达式。这个结果-一个径向的星子分布-可以作为研究行星胚胎形成的初始条件。我们遵循的想法是，需要粒子陷阱，以提高当地的尘埃与气体的比例足够，使粒子气体的相互作用不能再阻止小尺度上的星子形成。这些陷阱的位置可以出现在磁盘的任何地方。它们的发生和寿命是正在进行的研究的主题，因此它们通过自由参数实现。这使我们能够研究盘的性质对星子形成的影响，预测其随时间变化的形成速率和初始卵石吸积的位置。我们发现，大$α$ -值的$0.01$（强湍流）防止形成的星子在磁盘的内部，主张较低的值周围$0.001$（中度湍流），在那里星子形成迅速在所有的地方，他们需要的原行星。当尘埃成长为卵石（$\sim\mathrm{mm}$到$\mathrm{dm}$）并且卵石流量达到临界值时，星子就会形成，这在$2-3\,$ AU是几千年后，在$20-30\,$ AU是几十万年后。星子的形成会持续到卵石供应减少到临界值以下。最后的空间微行星的分布比初始的尘埃和气体分布更陡峭，这有助于解释最小质量太阳星云和粘性吸积盘之间的差异。
2019-04-06 astro-ph.EP
