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
Comparison of "warm and wet" and "cold and icy" scenarios for early Mars in a 3D climate model
我们使用一个三维大气环流模型来比较原始的火星水文循环在“温暖和潮湿”和“寒冷和冰冷”的情况。在温暖和潮湿的情况下，需要人为地将异常高的太阳通量或强烈的温室变暖添加到气候模型中，以保持温暖的条件和无冰的北部海洋。降水表现出强烈的地表变化，Hellas盆地和塔尔西斯西部的降水率很高，但Margaritifer Sinus周围的降水率很低（尽管如此，观察到的流域网络排水密度很高）。在寒冷和结冰的情况下，雪的迁移是一个函数的湿度和表面压力，有限的幕式融化是可能的，通过季节性，火山和影响力的组合。在地面压力高于避免大气崩溃所需的压力（约0.5巴）和中等至高的湿度下，雪被输送到赤道高地地区，那里的山谷网络密度最高。伊奥利斯四边形的积雪量很高，这表明盖尔陨石坑不需要无冰的北部海洋来供水。在较低的表面压力和湿度下，H2O和CO2都被困在两极的冰中，赤道地区变得非常干燥。山谷网络分布与41.8度寒冷和结冰模拟产生的积雪呈正相关，但与温暖和潮湿模拟产生的降水无关。由于我们的模拟对不同气候情景下的降水模式做出了具体的预测，它们激发了未来有针对性的地质研究。
2015-06-16 astro-ph.EP
Gravitoviscous protoplanetary disks with a dust component. V. The dynamic model for freeze-out and sublimation of volatiles
原行星盘中各种挥发性物质的雪线与气体成分和尘埃物理性质的突变有关。挥发物可能会影响尘埃的生长，因为它们用冰冷的地幔覆盖颗粒，可以改变颗粒的破碎速度。反过来，尘埃凝结，破碎，并通过气体盘漂移可以有助于冰和气相之间的挥发物的重新分配。在这里，我们提出的流体动力学模型FEOSAD的原行星盘与两个尘埃人口和挥发动力学。我们计算的空间分布的主要挥发性分子（H $_2$ O，CO $_2$，CH $_4$和CO）的气体中，在小的和长大的尘埃，并分析了组成的冰地幔超过最初的0.5万年的磁盘演化。我们表明，大部分的冰到达长大的尘埃通过凝结与小颗粒。螺旋结构和尘埃环形成的磁盘，以及在外部区域的光解，导致形成复杂的雪线形状和多个雪线的每个挥发性物种。在考虑磁盘的演变，雪线移动更接近恒星，与他们的最终位置是一个因素$4-5$小于在磁盘形成时期。我们表明，挥发物往往收集在附近的雪线，无论是在冰和气体相，导致形成厚的冰地幔尘埃动力学的潜在重要性。在湍流粘性较大的模式中，裸露颗粒破碎速度较低，对粉尘粒径有较大影响。
2021-03-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planetesimal formation around the snow line. II. Dust or pebbles?
在雪线周围，冰卵石和硅酸盐尘埃可能会局部堆积，并通过流动不稳定性和/或引力不稳定性形成冰和岩石微行星。我们进行一维扩散平流模拟，包括反向反应的径向漂移和扩散的冰卵石和硅酸盐尘埃，冰升华，硅酸盐尘埃的释放，并通过再冷凝和坚持到卵石外的雪线回收。我们使用一个现实的描述从艾达等人获得的硅酸盐粉尘的尺度高度。和卵石，包括开尔文-亥姆霍兹不稳定性的影响。我们研究了固体堆积对径向和垂直方向上湍流扩散（$α_{\rm Dr}$和$α_{\rm Dz}$）和气体吸积到恒星（$α_{\rm acc}$）以及卵石到气体质量通量（$F_{\rm p/g}$）的不同有效粘性参数的依赖性。我们推导出漂移冰卵石的升华宽度，这是一个关键参数，以表征堆积的硅酸盐粉尘和卵石周围的雪线。我们确定了一个参数空间（在$F_{\rm p/g}-α_{\rm acc}-α_{\rm Dz}(=α_{\rm Dr})$空间），卵石不再向内漂移，以达到雪线由于反向反应，减慢径向速度的卵石。我们表明，堆积的固体周围的雪线发生在一个更广泛的参数范围为$α_{\rm acc}=10^{-3}$比$α_{\rm acc}=10^{-2}$。在临界$F_{\rm p/g}$值以上，雪线内硅酸盐粉尘的失控堆积有利于$α_{\rm Dr}/α_{\rm acc} \ll 1$，而雪线外卵石的失控堆积有利于$α_{\rm Dr}/α_{\rm …
2021-01-16 astro-ph.EP
On the Evolution of the Snow Line in Protoplanetary Discs
我们模拟了原行星盘中雪线的演化。如果磁旋转不稳定性（MRI）驱动整个圆盘的湍流，那么就有一条独特的雪线，雪线之外的圆盘是冰冷的。雪线移动接近恒星的下降吸积率下降。因为雪线在地球轨道半径内移动，所以用这个模型很难形成我们这个没有水的星球。然而，原行星盘不太可能被充分电离而成为完全湍流。中间平面处的死区减缓了材料通过圆盘的流动，并且不能实现稳定状态。因此，我们也在一个随时间变化的磁盘与死区雪线的演变模型。随着质量的积累，死区的外部变得自引力，加热了巨大的圆盘，因此外部雪线不会进入地球轨道的半径范围内，这与完全湍流的圆盘模型相反。在死区内还有一个内部的冰区，大约10^6年后它会向地球轨道内部移动。在这个模型中，圆盘中有足够的时间和质量让地球从半径为1 AU的无水微行星形成。此外，这个模型预测的额外的内部冰区可能允许在不需要太多迁移的情况下在靠近它们的主恒星的地方形成巨行星。
2012-07-18 astro-ph.EP
Gas accretion damped by dust back-reaction at the snow line
上下文水雪线将原行星盘中干燥和冰冷的固体物质分开，并被认为在所有阶段都对行星形成产生重大影响。如果干颗粒比冰颗粒更容易破碎，那么雪线就会造成交通堵塞，因为小颗粒向内漂移的速度比大卵石慢。目的。我们的目的是评估高粉尘浓度的影响，在雪线上的气体动力学。方法.利用数值模拟，我们模拟了轴对称原行星盘的全球径向演化。我们的模型包括颗粒的生长，蒸发和再冷凝的水，并考虑到灰尘颗粒的垂直分布的灰尘到气体的反反应。结果我们发现，尘埃的反反应可以停止，甚至扭转了雪线外的气体净流量，降低气体吸积到恒星的速度下，其初始值的$50\%$。与此同时，尘埃聚集在雪线上，达到$ε\gtrsim 0.8$的尘埃与气体的比例，并在冰粒穿过雪线时向内部圆盘输送大量的水蒸气。然而，在雪线处的灰尘的积累和气体吸积率的降低只发生在全球尘气比高（$\varepsilon_0 \gtrsim 0.03$），如果粘性湍流低（$α_ν\lesssim 10^{-3} $），如果磁盘足够大（$r_c \gtrsim 100\, \textrm{au}$），只有在磁盘演化的早期阶段（$t \lesssim 1\, \textrm{Myr}$）。否则，尘埃的反作用就不能扰动气体的运动。
2020-02-27 astro-ph.EP
On the water delivery to terrestrial embryos by ice pebble accretion
标准的吸积盘模型表明，太阳星云中的雪线在星云演化的后期向地球轨道内部迁移。在这个后期阶段，大量的冰可能以毫米到微米大小的鹅卵石的形式从外部区域输送到1个天文单位。这就提出了一个问题，为什么现在的地球如此缺水（海洋质量只有地球质量的0.023%）。在这里，我们量化的数量由陆地胚胎的雪线迁移后，假设没有机制停止在外盘地区的卵石流的冰卵石吸积。我们用一个简化的凝结方程来计算原行星盘中冰卵石的形成和径向向内漂移。利用最近的研究给出的解析表达式计算了胚胎的卵石吸积截面。我们发现，最终的质量和水含量的陆地胚胎强烈依赖于径向范围的气体盘，磁盘湍流的强度，以及雪线到达1 AU的时间。圆盘的径向范围决定了卵石流的寿命，而湍流决定了胚胎所在的中平面上卵石的密度。我们发现，只有当盘是紧凑的（< 100 AU），湍流在1 AU时很强，雪线在盘形成后2-4百万年后到达1 AU时，胚胎的最终含水量才会低于0.023重量%。如果太阳星云延伸到300天文单位，最初的岩石胚胎将演变成1-10个地球质量的冰冷行星，除非雪线迁移缓慢。如果地球外核的密度不足表明原始地球含有约1重量%的水，那么原始地球的形成可能具有较弱的湍流和较早（> 0.5- 200万年）的雪线迁移。
2016-02-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Is water ice an efficient facilitator for dust coagulation?
在原行星盘的雪线之外和分子云的致密核心内，气体的温度足够低，水蒸气在预先存在的难熔尘埃颗粒表面凝结成无定形冰。最近的数值模拟和实验室实验表明，在这样的寒冷地区，凝结的蒸汽促进灰尘凝结。然而，在数值模拟中，耐火材料的凝聚力往往被低估，而在实验室实验中，水蒸气与表面的碰撞比真实条件更频繁。因此，为了重新审视水冰在粉尘凝聚中的作用，我们充分利用接触力学和摩擦学中的适当理论，对水冰颗粒凝聚的现有数据进行了系统的调查。我们发现，大多数的实验数据是合理的，很好地解释了润滑理论，由于准液体层（QLL）的存在。唯一的例外是粒子在低温下的动态碰撞结果，这与JKR理论是一致的，因为QLL太薄而不能耗散它们的动能。考虑到原行星盘和分子云中的真空条件，在耐火颗粒表面形成无定形水冰并不一定像目前预期的那样有助于它们的碰撞生长。虽然雪线周围但外部的水冰的结晶使覆冰颗粒的凝结变得容易，但雪线内部的水冰的升华被认为有助于裸露的耐火颗粒的凝结。
2020-10-15 astro-ph.EP astro-ph.GA cond-mat.soft
Thermal structure of circumbinary discs: Circumbinary planets should be icy not rocky
本研究通过三维流体动力学模拟结合RADMC-3D辐射输运计算，发现环双星盘雪线靠近内空腔（~1.5-2 AU），该区域湍流导致行星形成效率低，因此环双星行星多为冰质而非岩质。
2024-03-07 astro-ph.EP
Formation of super-Earths in icy dead zones around low-mass stars
虽然巨行星的出现率随着恒星质量的增加而增加，但近距离超级地球的出现率却在下降。这与系统中行星的总质量与原行星盘质量以及恒星质量成比例的预期相矛盾。由于雪线在行星形成过程中起着重要的作用，我们研究了不同质量恒星周围原行星气体盘温度结构的差异。原行星盘在中平面可能包含一个死区，这个死区足够冷和密集，可以抑制磁旋转不稳定性。随着材料的积累，死区的外部可能会被自重加热。圆盘中的温度可以低于远离恒星的雪线温度，并且在死区的内部。内部的冰区在较小质量的恒星周围有更大的径向范围。固态冰物质质量的增加可能允许在低质量恒星附近就地形成更大和更多的行星。在内部冰区形成的超级地球可能具有包括相当大一部分挥发物的成分。
2022-11-14 astro-ph.EP
The outcome of protoplanetary dust growth: pebbles, boulders, or planetesimals? III. Sedimentation driven coagulation inside the snow-line
本文研究了尘埃在原行星盘的一维垂直柱中沉降而引起的尘埃生长。从在盘SED中观察到的10微米特征可知，在盘的整个寿命期间，在盘气氛中存在小的微米尺寸的晶粒。我们希望解释这样的问题，如什么过程可以保持磁盘的大气尘埃的磁盘的寿命和粒子的属性如何改变作为一个函数的高度以上的中平面。我们使用Monte Carlo代码来跟踪颗粒的质量和孔隙度随时间的演化。所使用的碰撞模型是基于实验室实验上进行的灰尘聚集。由于实验无法涵盖所有可能的碰撞场景，我们模型的最大不确定性是我们必须执行的必要外推。我们同时解决了粒子的生长和运动。由于沉降和湍流混合，颗粒可以垂直移动。我们假设气体密度的垂直分布在时间上是固定的，并且只有固体成分演变。我们发现，所使用的碰撞模型强烈影响的质量和尺寸的颗粒。基于实验室实验的碰撞模型与假设在所有碰撞速度下粘附的模型相比大大减小了颗粒尺寸。我们发现，湍流参数α = 10^-2才能保持尘埃大气的尘埃状态，但如此强的湍流只能在中平面产生小颗粒，这对微行星形成模型不利。我们还看到，粒子在中平面较大，在圆盘的上层较小。在3-4个压力标度高度下，产生微米级颗粒。需要这些颗粒尺寸来解释磁盘SED的10微米特征。因此，湍流可能有助于将小尘埃颗粒保持在磁盘大气中。
2011-07-26 astro-ph.EP
Effect of Different Angular Momentum Transport mechanisms on the Distribution of Water in Protoplanetary Disks
原行星盘中的雪线将氢$_2$ O冰的区域与氢$_2$ O蒸汽的区域区分开来。一颗行星相对于这个位置形成的位置决定了它与多少水和其他挥发物一起形成。如果水蒸气向外扩散，并在雪线之外被冷捕获，其速度比冰粒向内漂移的速度快，那么巨大的行星形成就可能在水雪线处被触发。在这项研究中，我们调查的水分布在雪线，考虑三种不同的径向剖面的湍流参数$α(r)$，对应于三种不同的角动量传输机制。我们考虑通过扩散、平流和漂移的水汽和冰粒的径向输送。我们表明，即使是相似的值的$α$，梯度的$α$（r）跨越雪线显着改变雪线的位置，陡峭的挥发性梯度跨越雪线，并最终在行星体中的水/岩石比。$α$径向减小的剖面与流体动力学不稳定性加上磁盘风的输送相一致，似乎与太阳星云中水的分布相一致，径向水含量单调增加，小行星的数量也各不相同。我们认为，$Σ(r)$和水丰度$N_{\rm H_2O}(r)/N_{\rm H_2}(r)$可能是诊断的$α(r)$，从而在内部磁盘的角动量传输的机制。
2019-03-15 astro-ph.EP
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
SMA 200-400 GHz Survey for Dust Properties in the Icy Class II Disks in the Taurus Molecular Cloud
本文利用SMA在200-400 GHz对金牛座47个Class II原行星盘进行巡天，发现其光谱指数集中且受极不透明尘埃热发射主导，揭示了以往对光学深度和尘埃质量的低估，并指出水雪线外受势垒限制的尘埃生长对行星形成的影响。
2024-05-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Diversity in planetary architectures from pebble accretion: Water delivery to the habitable zone with pebble snow
本研究开发PPOLs模型模拟卵石雪机制对行星系统架构的塑造，发现不同盘质量分数下产生三种系统架构，揭示了类太阳系架构在F和G恒星周围少见而在K和M恒星周围不常见的特征。
2025-09-17 astro-ph.EP
Forming pressure-traps at the snow-line to isolate isotopic reservoirs in the absence of a planet
压力最大值是原行星盘中的区域，由于局部缺乏压力梯度，鹅卵石可以被困在其中。这些区域可能是形成星子或分离同位素库的理想场所。对原行星盘的观测表明，尘埃环结构是常见的，压力最大值有时被援引作为一种可能的解释。在我们的太阳系中，压力隆起被认为是分离具有不同核合成成分的储层的可能机制。在这封信中，我们详细介绍了一种机制，通过这种机制，压力最大值正好形成在雪线内部的分层磁盘。这种机制不需要行星的存在。使用分析和数值研究相结合，我们探索的条件范围内的压力最大形成的死区，只是向内的雪线。当垂直平均的$α$是表面密度的递减函数时，雪线处水蒸气的释放降低了声速，进而出现了压力隆起。这需要冰卵石的恒定流入，对于具有$1\%$冰/气比的幂律盘，卵石流入量为气体流入量$>0.6$，对于具有冰/气比$\sim 0.3\%$的盘，为$>1.8$。如果满足这些条件，那么由于蒸发锋处的死层和活动层的耦合过程，压力最大值就出现在雪线的内部。只要冰卵石流量足够高，压力冲击就会存在。由于水蒸气的释放，雪线内的声速下降触发了压力隆起的形成。这种机制是有前途的隔离早期水库携带不同的同位素签名在太阳系和促进干燥的星子形成向内的雪线，垂直平均描述的死区是有效的。
2021-05-02 astro-ph.EP
The fate of icy pebbles undergoing sublimation in protoplanetary discs
冰卵石可能在靠近原行星盘水冰线的行星形成中起重要作用。在那里，灰尘凝结更有效，蒸汽在鹅卵石上的再凝结可能会促进它们在冰线外的生长。先前的理论研究表明，由于升华而导致的冰卵石的破坏增加了冰线内外卵石的生长速度，通过将小硅酸盐颗粒释放回圆盘的灰尘储存器中。然而，由于行星吸积是依赖于Stokes数的吸积卵石，星子的增长可以增强下游的冰线，如果卵石不破坏升华。我们使用不同的硅酸盐粉尘开发了两种冰卵石的实验模型，并将它们暴露在真空室中的低温和低压条件下。增加室内的温度，我们研究了卵石通过升华而不破坏的条件。我们发现，小的硅酸盐颗粒（$<50$ um）和少量的冰（约$15$ %卵石质量）是通过升华保存卵石的最佳条件。此外，如果小百分比（$10-20$质量%）的尘埃颗粒小于$50$ um，则具有粗尘埃分布（$100-300$ um）的卵石不会发生破坏。我们的研究结果强调了升华不一定会导致破坏，鹅卵石似乎可以有效地在快速升华过程中生存下来。
2021-11-02 astro-ph.EP
Collisional evolution of dust and water ice in protoplanetary discs during and after an accretion outburst
大多数原行星盘被认为经历了剧烈和频繁的吸积爆发，在此期间，吸积率和中心光度在几十年内都有所提高。这暂时增加了圆盘的温度，导致雪线向外移动时冰物种的升华。在本文中，我们调查如何FUor型吸积爆发改变了尘埃聚集体的生长和外观在不同的位置在原行星盘。我们开发了一个模型的基础上的Monte Carlo方法来模拟本地的凝结和破碎的冰尘颗粒，并研究不同的设计，其结构和响应升华。我们的主要发现是，位于静止和爆发水雪线之间的尘埃颗粒的演变是由成分和孔隙度的显着变化驱动的。尘埃人口恢复从爆发和恢复到凝聚/破碎平衡所需的时间取决于凝聚物理和爆发属性的复杂的相互作用，并可能需要4500年在5 AU。卵石大小的颗粒，星子的基石，要么在水冰中被废弃，要么被完全摧毁，分别导致更干燥的星子或完全停止它们的形成。当吸积爆发是经常发生的事件时，尘埃可以在很长一段时间内远离碰撞平衡，这为在毫米波长的圆盘中跟踪过去的爆发提供了机会。我们的研究结果突出了在尘埃凝聚和行星形成模型中包括吸积爆发的重要性。
2023-03-20 astro-ph.EP
Effects from different grades of stickiness between icy and silicate particles on carbon depletion in protoplanetary disks
本文通过三维Monte Carlo模拟，纳入冰蒸发再凝结、光解氧化和热解，证明冰质与硅酸盐颗粒黏性差异及上层高温区可使雪线内碳丰度降低两个数量级。
2024-10-29 astro-ph.EP
Dust Recycling and Icy Volatile Enhancement (DRIVE): A Novel Method of Volatile Enrichment in Cold Giant Planets
DRIVE机制通过尘埃迁移、碎裂和冰升华，使冷巨行星大气中挥发物富集，解释了系外行星和木星的高金属度。
2025-11-19 astro-ph.EP
Protostellar collapse simulations in spherical geometry with dust coagulation and fragmentation
我们用我们新开发的鲨鱼代码模拟了原恒星坍缩过程中尘埃颗粒的凝聚和碎裂。它解决了在一个球形几何形状的气尘流体动力学和凝聚/破碎方程。它还计算了云的电离状态以及欧姆、双极和霍尔电阻率。我们发现，尘埃的尺寸分布演变显着的崩溃过程中，大颗粒的形成控制的湍流差速度。当包括湍流时，只有双极扩散在从分布中去除小颗粒方面保持有效，布朗运动仅作为独立过程有效。宏观的气体尘埃漂移是可以忽略不计的晶粒生长，只有动力学显着附近的第一个拉森核心。在高浓度下，我们发现，凝聚分布是不受初始选择的灰尘分布。发现强磁场增强了小晶粒的耗尽，导致双极扩散的重要增加。这表明，在原恒星坍缩过程中，小颗粒粒子数可以调节磁场强度。破碎可能是有效的裸硅酸盐，但其建模依赖于不良约束参数的选择。它也被发现是可以忽略不计的冰粒。当碎裂发生时，它强烈地影响磁电阻率分布。尘埃凝聚是原恒星坍缩过程中需要充分考虑的一个关键过程。碎裂的开始和反馈仍然不确定，应进一步研究其建模。
2022-11-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
If you like C/O variations, you should have put a ring on it
在原行星盘中用C $_2$ H发射跟踪的C/O比对于限制系外行星的形成机制和我们对盘中挥发性耗尽的理解是基本的，但是当前的C $_2$ H观测显示出明显的双峰分布，这还不清楚，表明C/O分布不是由简单的径向依赖描述的。冰卵石的输运被认为通过沉降、漂移和压力隆起的捕获改变了原行星盘中的局部元素丰度，导致表面挥发物的耗尽和元素C/O的增加。我们结合所有磁盘与空间分辨ALMA C $_2$ H观测与高分辨率连续图像和CO雪线的约束，以确定是否C $_2$ H发射确实与冰卵石的位置。我们报告了一个显着的CO-冰尘埃水库和高C $_2$ H排放，这是只发现在磁盘与尘埃环以外的CO雪线的存在之间可能存在的相关性。相比之下，紧凑的尘埃盘（没有压力颠簸）和温暖的过渡磁盘（与他们的尘环内的CO雪线）没有检测到在C $_2$ H，这表明这种磁盘可能从来没有包含一个显着的CO冰水库。这种相关性提供了证据的C/O配置文件的CO雪线和压力凸起的位置在磁盘中的复杂的相互作用的调节。这些结果表明，包括尘埃运输化学磁盘模型的重要性，为正确解释系外行星大气成分，并更好地了解挥发性消耗磁盘，特别是使用一氧化碳同位素，以确定气体表面密度。
2021-08-17 astro-ph.EP
Snow-lines can be thermally unstable
原行星盘中的挥发性物质可以经历从蒸汽到固体的相变。这些“雪线”可以在所有尺度的行星形成中发挥重要作用，从尘埃凝结到行星迁移。在原行星盘的外部区域，温度分布是由固体吸收再处理的恒星光决定的。此外，温度曲线通过升华和冷凝在不同雪线处设定固体的分布。因此，雪线位置取决于温度廓线，反之亦然。我们表明，这种耦合可以是热不稳定的，这样的补丁的光盘在雪线将产生失控升华或冷凝。这种热不稳定性出现在中等的光学深度，在那里通过吸收来自盘的大气层的再处理恒星光而加热是光学厚的，而冷却是光学薄的。由于固相中的挥发物比气相中的挥发物漂移快得多，这种热不稳定性导致极限环。雪线逐渐向内移动，在蒸发物升华后，雪线逐渐后退。利用数值模拟，我们研究了CO雪线的演变。我们发现CO雪线在典型的盘状条件下是热不稳定的，在1000 - 10000年的时间尺度上从$\sim50$向内演化到$\sim30$ ~AU。CO雪线在较小的分离处花费在其时间的$\sim 10\%-50\%$之间，其中精确值对总不透明度和湍流粘度敏感。不断演变的雪线也在雪线内部的固体分布中产生环状结构。移动雪线产生的多个环状结构可能可以解释许多{ \it ALMA}图像中看到的子结构。
2020-05-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Imaging the water-snow line during a protostellar outburst
雪线是原行星盘上的一个区域，在这个区域，主要的挥发物，如水或一氧化碳，达到了它的凝结温度。雪线通过促进被冰覆盖的颗粒的快速生长在盘的演化中起着至关重要的作用。一氧化碳雪线（温度约为20开尔文）的特征最近被成像在主序前恒星TW Hydra和HD 163296周围的圆盘中，距离恒星约30个天文单位（au）。但是原行星盘的水雪线（温度超过100开尔文）至今还没有被发现，因为它通常离恒星很近（对于太阳型恒星来说，距离不到5天文单位）。水冰之所以重要，是因为它调节着尘埃和微行星凝聚的效率，以及彗星、冰巨星和气体巨星核心的形成。在这里，我们报告ALMA图像在0.03角秒分辨率（12天文单位）的原行星盘周围V883猎户座，一个原恒星的1.3太阳质量，正在经历一个短暂的增加所产生的吸积率在光度爆发。我们发现一个强度突变对应的光学深度在约42金，其中升高的磁盘温度接近水的凝结点，从我们的结论是，爆发移动了水雪线的突变。雪线上的光谱行为证实了最近的模型预测：尘埃碎片化和在较高温度下抑制晶粒生长导致晶粒数密度和光学深度飙升。由于大多数行星系统预计将经历爆发所造成的吸积在其形成过程中，我们的研究结果意味着，高度动态水雪线必须考虑时，发展模型的磁盘演变和行星形成。
2016-07-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Cohesion of Amorphous Silica Spheres: Toward a Better Understanding of the Coagulation Growth of Silicate Dust Aggregates
亚微米大小的硅酸盐颗粒之间的粘附力在硅酸盐尘埃团块、岩石星子和类地行星的形成中起着至关重要的作用。在基于接触力学的理论模型中，硅酸盐粉尘颗粒的表面能是决定其粘附力和滚动力的关键。在这里，我们重新审视的凝聚力的无定形二氧化硅球的表面能的亲水性无定形二氧化硅在各种情况下编译可用的数据。结果表明，亲水性无定形二氧化硅在真空中的表面能比先前假设的高10倍。因此，以前的理论模型低估了非晶二氧化硅球的粘附的临界速度，以及它们之间的滚动摩擦力。由于无定形二氧化硅球的表面能的最合理值，基于接触力学的理论模型与实验室实验相一致。因此，我们得出结论，半径为$0.1~μ$ m的硅酸盐颗粒可以通过凝聚在原行星盘中生长为星子。我们认为，在分子云的硅酸盐颗粒的凝聚生长是先进的有机地幔，而不是冰冷的地幔，或者，如果没有地幔，纳米尺寸的颗粒半径。
2016-03-11 astro-ph.EP cond-mat.soft
Planetesimal formation around the snow line: I. Monte Carlo simulations of silicate dust pile-up in a turbulent disk
背景：岩石星子的形成是行星形成理论中一个长期存在的问题。其中一种可能性是，它是由重力不稳定性造成的，这是由经过雪线的升华冰卵石释放出的小硅酸盐尘埃颗粒堆积而成的。目的：我们希望了解和量化水雪线对形成富含岩石和冰的星子的作用。在本文中，我们专注于岩石丰富的星子的形成。另一篇论文研究了富含岩石和富含冰的微行星的联合形成。研究方法：我们开发了一个新的蒙特卡罗程序来计算湍流吸积盘中硅酸盐粒子的径向演化，考虑了反反应（即，惯性）对颗粒的径向漂移速度和扩散的影响。结果取决于特别是粒子注入宽度（确定从径向升华宽度的冰卵石），卵石规模的高度和卵石通过磁盘的质量通量。该拉格朗日方法自动计算了失控堆积最重要的影响因素硅酸盐颗粒的尺度高度演化。结果如下：从数值结果中，我们推导出半解析关系的尺度高度的硅酸盐尘埃颗粒和颗粒-气体密度比在中平面，作为功能的卵石-气体的质量通量比和$α$参数盘气体吸积和垂直/径向扩散。我们发现，失控堆积的硅酸盐粒子（形成岩石星子）发生，如果卵石-气体质量流量比为$> [(α_{Dz}/α_{acc})/3 \times 10^{-2}]^{1/2}$，其中$α_{Dz}$和$α_{acc}$是垂直湍流扩散和磁盘气体吸积的$α$参数。
2020-11-26 astro-ph.EP
Formation of Ryugu's parent planetesimal beyond the CO$_{2}$ snow line from small pebbles: insights from thermal evolution modeling
Japan Agency for Marine-Earth Science and Technology（日本海洋地球科学技术局）；Earth-Life Science Institute, Institute of Science Tokyo（东京科学研究所生命理工学研究院）；Department of Earth and Planetary Sciences, Hokkaido University（北海道大学地球行星科学系）；Faculty of Science, Ibaraki University（茨城大学理学部）；School of Science, Institute of Science Tokyo（东京科学研究所理学院）；Department of Earth, Atmospheric, and Planetary Sciences, Purdue University（普渡大学地球大气与行星科学系）
通过热演化模型约束龙宫母星子在CO$_2$雪线外由小卵石形成，发现其吸积年龄早于多数碳质球粒陨石母星子，核心卵石尺寸仅几毫米，解释了样品中无球粒陨石的现象。
2026-09-18 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
Planetesimal formation via sweep-up growth at the inner edge of dead zones
行星形成的早期阶段仍然没有得到很好的理解。凝聚模型揭示了尘埃生长的许多障碍，如弹跳，碎裂和径向漂移障碍。我们研究尘埃凝聚和漂移之间的相互作用，以确定原行星盘中支持星子形成的条件。我们专注于星子形成通过清扫，并调查它是否可以发生在一个现实的原行星盘。我们开发了一个新的数值模型，解决了灰尘在径向和垂直方向的空间分布。该模型采用代表粒子方法跟踪了原行星盘中尘埃的演化过程。用蒙特卡罗方法考虑了固体的凝聚和破碎。采用质量传递效应，可以发生不同大小的灰尘聚集体碰撞的碰撞模型，实现。我们把重点放在一个原行星盘，包括一个由雪线附近湍流粘度急剧下降引起的压力隆起。我们的研究结果表明，足够的分辨率的垂直盘结构的尘埃凝聚代码是必要的，以获得足够短的增长时间尺度，特别是在低湍流区域的情况下。我们发现，一个急剧的径向变化的湍流强度在死区的内边缘，促进星子的形成在几个方面。它提供了一个有效防止灰尘向内漂移的压力凸起。它还导致聚集体尺寸的径向变化，在该径向变化处发生生长障碍，有利于通过清扫小颗粒来生长大聚集体。在我们的模型中，通过在雪线附近采用一个特殊的α粘度变化，有可能在大约10^5年的时间尺度上通过增量增长来增长星子。
2013-07-12 astro-ph.EP
Heavy element enrichment of gas in surface-accretion disks: A possible origin of the mass-metallicity anti-correlation in exoplanets
Tokyo Institute of Technology（东京工业大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
本文提出表面吸积盘模型，通过缓慢漂移的脆弱冰尘在雪线内富集水汽，解释了系外行星大气金属丰度与行星质量的反相关关系。
2026-05-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Could 1I/'Oumuamua be an icy fractal aggregate?
1 I/'Oumuamua是第一个被探测到的星际闯入者，它显示了一种非重力加速度，这种加速度不能用释气来解释，因为从{ \it Spitzer}观测中可以明显看出释气的严格上限，除非普通挥发物的相对丰度与彗星中的挥发物非常不同。作为一种替代方案，有人建议，它的特殊加速度是由于辐射压力，需要一个未知的自然或人工起源的平面片几何形状。在这里，我们评估是否1 I/'Oumuamua的内部结构，而不是它的几何形状，可以支持辐射压力驱动的场景。我们采用了大量的分形结构，并发现，可以产生所需的面积与质量比的骨料的类型必须是非常多孔的，密度$\sim$ 10 $^{-5}$ g cm $^{-3}$。这样的多孔聚集体可以自然地产生于原行星盘雪线之外的冰尘颗粒的碰撞生长，我们认为1 I/'Oumuamua可能是这个种群的成员。这是一个值得研究的假设，因为如果是这样的话，1 I/'Oumuamua将打开一个新的观察窗口，研究其他恒星周围行星的组成部分。这可能会给行星形成模型带来前所未有的限制。\end{abstract}
2019-04-18 astro-ph.EP
Formation of super-Earths around low-mass stars: evolution of an icy dead zone
本文通过一维原行星盘演化模型研究不同质量恒星周围的冰质死区，发现M型矮星周围内部冰区更持久，可解释其近距超级地球更普遍。
2025-10-20 astro-ph.EP
A tunnel and a traffic jam: How transition disks maintain a detectable warm dust component despite the presence of a large planet-carved gap
我们结合了流体动力学模拟的行星盘的相互作用与尘埃演化模型，包括凝聚和破碎的尘埃颗粒在很大的半径范围内，并得出观测特性，使用辐射转移计算。我们研究了雪线在过渡盘的内盘生存中的作用。在雪线内，尘埃颗粒中缺乏冰帽，降低了颗粒之间的粘附效率。因此，粒子的碎片在较低的碰撞速度比在雪线以外的地区。这种效应允许小粒子在第一个天文单位内维持数百万年。这些颗粒与气体紧密耦合，并且相对于气体不会显著漂移。对于质量较低的行星（1 $M_{\rm{Jup}}$），过渡前的外观可以保持更长的时间，因为尘埃仍然通过行星产生的间隙，以相对较大的颗粒形式快速而不可见地穿过间隙，当它在雪线内破碎并减速时，又变得可见。如果外盘中存在一个大的尘埃陷阱，那么对含行星盘尘埃演化的全球研究，包括雪线附近尘埃空气动力学的变化，可以解释外盘中毫米级颗粒的浓度以及内盘中尘埃的存活。这种行为解决了在几个过渡盘中观察到的近红外过量和环状毫米发射相结合的难题。
2015-11-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
A panoptic model for planetesimal formation and pebble delivery
从尘埃颗粒到微行星的旅程涉及到从微米（聚集体的粘附和重组）到数百个天文单位（湍流原行星状星云的大小）的物理过程。同时考虑这些过程是必要的，当研究微行星的形成。我们开发了一种新的，全球性的，半解析模型的质量占主导地位的尘埃粒子在湍流原行星盘的演变，考虑到尘埃表面密度的演变，同时保留的多孔凝聚过程的基本特征。这个泛光模型被用来研究类太阳恒星周围的圆盘从亚微米到星子的生长。对于高度多孔的冰，不受碰撞破碎和侵蚀的影响，在一个延伸到${\sim}10\mathrm{~AU}$的区域中，快速增长到星子大小是可能的。当多孔凝聚受到侵蚀碰撞的限制时，通过直接凝聚形成星子是不可能的，但斯托克斯数接近1的大量聚集体的产生可能会引发流动不稳定性（SI）。然而，我们发现，达到SI所需的条件是困难的，仅限于灰尘丰富的磁盘，（非常）冷的磁盘，或磁盘弱湍流。在雪线后面，孔隙驱动的冰粒聚集导致了星子的快速（${\sim}10^{4}\mathrm{~yr}$）形成。如果侵蚀性碰撞阻止了这一点，则可能会针对特定的磁盘条件触发SI。在这项工作中介绍的数值方法是非常适合研究星子形成和卵石交付同时，将有助于建立一个连贯的图片开始的行星形成过程。
2015-11-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Direct imaging of the water snow line at the time of planet formation using two ALMA continuum bands
原行星盘中的分子雪线由于其在形成行星结构和组成方面的重要性，已经在理论上研究了几十年。水雪线位于行星形成区域，位置小于10天文单位，到目前为止，它的位置只能通过空间分辨光谱间接估计。本文提出了一种概念验证的方法，通过水雪线在当地尘埃性质中的物理和化学印记，直接对原行星盘中的水雪线进行成像。我们采用了一个物理磁盘模型，其中包括灰尘凝聚，破碎，漂移，和一个因素10之间的干燥硅酸盐和冰粒的破碎速度的变化，发现实验室工作。我们发现水雪线的存在导致尘埃辐射光谱指数α_mm的径向轮廓的急剧不连续性，这是由于通过破碎补充小颗粒。我们使用ALMA模拟器证明，这种效果可以观察到在原行星盘使用空间分辨ALMA图像在两个连续带。我们探讨了模型依赖于磁盘的粘度，并发现光谱指数揭示了水雪线在很宽的范围内的条件下，与相反的趋势时，发射是光学薄，而不是厚。如果盘的粘度较低（α_visc < 10^-3），雪线会产生一个环状结构，在光学厚度区域的α_mm ~ 2处有一个最小值，这可能与ALMA在HL Tau盘最里面区域测量到的结果相似。
2015-11-20 astro-ph.EP
Planetesimal formation starts at the snow line
星子形成阶段代表了我们对行星形成过程理解的一个主要空白。晚期行星吸积模型通常对星子和卵石的分布做出任意假设，而尘埃演化模型则预测星子的形成只可能在某些轨道距离上。我们想测试水雪线在原行星盘富含气体阶段触发第一个微行星形成的重要性，当巨行星的核心必须形成时。我们将气盘演化、尘埃生长和碎裂、水冰蒸发和再凝结、固体和水蒸气的运输以及通过流动不稳定性形成的微行星连接到一个单一的一维原行星盘演化模型中。我们发现雪线周围发生的过程以两种方式促进了星子的形成。首先，由于湿骨料和干骨料之间粘附特性的变化，雪线内部存在“交通堵塞”，这减缓了固体落到恒星上的速度。其次，冰的蒸发和水的向外扩散，然后再凝结，增加了冰卵石的丰度，通过雪线外的流动不稳定性触发了星子的形成。星子的形成受到生长障碍和径向漂移的阻碍，因此需要特定的条件才能发生。雪线是一个有利的位置，在那里星子的形成是可能的广泛的条件，但仍然不是在每一个原行星盘模型。这一过程在具有低固有湍流和增加的初始尘气比的大的冷盘中特别得到促进。
2017-09-29 astro-ph.EP
Fossilized condensation lines in the Solar System protoplanetary disk
类地行星和在内部小行星带占主导地位的小行星是缺水的。然而，在原行星盘中，在盘被光蒸发之前，温度应该已经下降到水凝结水平以下。因此，内太阳系的全球水枯竭令人困惑。我们表明，即使内盘变冷，也不能直接凝结水。这是因为雪线向太阳移动的速度比气体本身慢。在雪线扫过的日心距离范围内出现冰，只能是由于冰粒从外盘径向漂移。然而，如果有足够大质量的行星存在，粒子的径向漂移就会被打断，因为盘在行星轨道外获得了超开普勒旋转。根据这个结果，我们提出木星的前身在雪线仍在3 AU左右时达到了大约20个地球质量。这有效地消除了该位置的雪线。虽然冷却，木星轨道内的圆盘仍然是冰耗尽的，因为来自外部系统的冰粒子流被行星拦截。这种情况预测，没有巨行星的行星系内部区域的水应该比我们的系统丰富得多。我们还表明，在0.7天文单位的星子盘的内边缘，所需的类地行星形成模型来解释水星的小质量和没有行星内的轨道，可能是由于硅酸盐冷凝线，在年底的流动不稳定性，产生的星子种子。因此，当圆盘冷却时，硅酸盐粒子开始向内漂移0.7AU而没有升华，但它们不能被任何先前存在的微行星吸积。
2015-11-20 astro-ph.EP
What pebbles are made of: Interpretation of the V883 Ori disk
最近，报道了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对猎户座FU星V883 Ori周围原行星盘中的水雪线的观测。在雪线周围的毫米波长的光谱指数的径向变化被解释为是由于堆积的颗粒内部的雪线。然而，在外盘的固体径向运输的时间尺度上运作远远长于一个FU奥利爆发的典型时间尺度（$10^{1}$ - $10^{2}$年）。因此，不太可能出现稳态堆积。我们认为，只需要考虑水蒸发和硅酸盐的再凝聚来解释最近ALMA对V883 Ori的观测，因为这些过程足够短，自爆发以来就产生了影响。我们的模型要求内盘在爆发之前已经具有光学厚度，我们的结果表明鹅卵石的碳含量很低。
2017-08-10 astro-ph.EP
Planetesimal formation near the snowline: in or out?
小行星在原行星盘中的形成还没有得到很好的理解。流动不稳定性是一种很有前途的机制，可以直接从卵石大小的颗粒形成星子，提供了足够高的固气比。然而，局部增强的固体-气体比是难以实现在一个光滑的磁盘，这促使考虑特殊的磁盘位置，如雪线。在这篇文章中，我们调查的可行性星子形成的雪线附近的流动不稳定性，由于水的扩散和冷凝。本文采用粘性圆盘模型，在一维圆柱网格上数值求解汽、固两相的输运方程。我们考虑到径向漂移的固体，气体吸积到中央恒星，和湍流扩散。我们研究的重要性的固体上的气体和气体的平均分子量的径向变化的反反应。我们发现，水的扩散和凝结可以局部地增加雪线外的冰面密度的3- 5倍。假设冰卵石含有许多在蒸发过程中释放的微米级硅酸盐颗粒，则增强增加另一个因子$\sim$ $2$。在这个“多种子”模型中，雪线内部的固体气体比也得到了提高，但没有雪线外部那么多。在粘性盘的情况下，扩散-凝结机制对于湍流参数$α$（$10^{-3}$ - $10^{-2}$）的高值是最有效的。因此，假设年轻的气盘比年老的气盘更剧烈的湍流，雪线附近的星子可以在气盘的早期形成。在高度湍流的圆盘中，数十个地球质量可以存储在雪线外的环形空间中，这可以通过最近的ALMA观测来确定。
2017-02-07 astro-ph.EP
What Sets the Radial Locations of Warm Debris Disks?
碎片盘的结构编码了这些系统中行星形成的历史。通过碎片盘的光谱能量分布（SED）对碎片盘进行的研究发现，红外线过量来自冷尘埃、暖尘埃或两者的组合。许多系统的冷外围带已经被成像，这有助于对它们进行非常详细的研究。关于温暖的成分，包括尘埃的起源，我们知道的要少得多。圆盘温度的规律性表明可能与水雪线有关的潜在结构。如果这些尘埃是由一个系外小行星带中的碰撞产生的，那么这些尘埃将很可能追踪到原始原行星盘中的水雪线的位置，在那里星子的生长得到了加强。相反，如果温暖的尘埃来自系统中更远的冰物质库的向内输送，那么尘埃的位置预计将由当前的雪线确定。我们分析了一个大样本的碎片盘温暖的组件的SED。我们发现，在单组分系统（那些没有检测到的冷组分）的温暖的组件遵循原始雪线，而不是目前的雪线，所以他们可能来自外小行星带。虽然双组分系统中许多温暖组分的位置也与原始雪线一致，但这些系统之间存在更多的多样性，这表明其他效应也发挥了作用。
2017-08-23 astro-ph.EP
The thermal structure and the location of the snow line in the protosolar nebula: axisymmetric models with full 3-D radiative transfer
在原太阳星云中的水冰凝结锋（雪线）的精确位置一直是一个争论很长一段时间。它的重要性源于预期的雪线以外固体丰度的大幅跃升，这有助于行星形成，以及冰覆盖的尘埃颗粒碰撞时的较高粘性，这可能有助于尘埃的凝结过程和星子的形成。在一个光学薄的星云中，雪线的位置很容易计算出来，大约在3天文单位左右。然而，在最初的500万到1000万年，太阳星云在光学上是厚的，这意味着由于遮挡阳光直射，雪线半径较小，但由于粘性加热，雪线半径也较大。有几个模型试图处理这些相反的影响。然而，直到最近，超过近似1+1D辐射转移的治疗是不可行的。我们重新审视的问题，在轴对称盘模型，包括一个密度依赖治疗的灰尘和冰升华的完全自洽的三维治疗。我们发现雪线的位置对尘埃颗粒的不透明度和盘的质量吸积率非常敏感。我们表明，以前的近似处理是相当有效的，在确定雪线的位置，如果能量预算是本地主导的粘性吸积。我们得出一个分析估计的雪线的位置，比较非常好，从这个和以前的研究结果。使用太阳元素的丰度，我们计算的尘埃和冰的丰度，并发现在雪线的固体表面密度的预期跳比以前假设的要小。我们进一步表明，在内部的几个AU的难熔物质部分蒸发，导致一个显着较小的固态表面密度的岩石行星形成的区域。
2010-12-03 astro-ph.EP
Carbon depletion observed inside T Tauri inner rims: Formation of icy, kilometer size planetesimals by 1 Myr
原行星盘的碳含量是表征不同盘半径行星的重要参数。从远红外线和亚毫米波观测中有一些证据表明，外盘的气体中碳含量减少，而在盘中面富碳冰的含量相应增加。对内部升华边缘内的碳含量的观测可以确认有多少碳仍然锁定在圆盘中千米大小的物体中。使用近红外光谱，我自洽地确定恒星，消光，面纱，吸积性质的26颗恒星在我的样本。从这些值中，我提取了目标星的内盘过剩，并在其中18个盘中识别出一系列C^0复合线，并使用具有光学薄板模型的Chianti原子线数据库来约束具有完整线集的5个盘中这些线的平均n_e、T_e和n_C。通过使用云光电离代码将这些值与内盘的其他板模型进行比较，我还限制了n_H和碳丰度X_C，从而限制了板中"缺失"的碳量。内盘密度极高（n_H~10 ^{16} cm ^{-3}），温度高（T_e~4500 K），电离程度中等（logX_e~3.3）。五个模拟圆盘中的三个显示出相对于太阳值<= 42的稳健的碳消耗。我讨论了多种方式，其中“失踪”的碳可以锁定的增生气体。考虑到高密度的内盘气体，径向漂移的证据，以及缺乏明显的差距，在这三个系统中，他们的碳消耗是最一致的“失踪”的碳被隔离在公里大小的机构。对于DR Tau，氮和硅也分别亏损了45和4倍，这表明锁定颗粒的千米大小的物体是在N_2雪线之外形成的。
2019-10-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Water transport to circumprimary habitable zones from icy planetesimal disks in binary star systems
到目前为止，在多个恒星系统中已经发现了130多颗太阳系外行星。动力学模拟表明，当恒星系统是单恒星或双星时，行星形成过程的结果可能导致不同的行星结构（即位置，大小，质量和水含量）。在行星形成的后期阶段，胚胎大小的物体占据了系统的内部区域，小行星也存在，可以为宜居带（HZ）内的物体提供额外的物质。在这项研究中，我们对几个双星系统进行了比较，旨在展示它们将冰质小行星从雪线之外移动到穿过HZ的轨道的效率。我们还分析了长期和平均运动共振对水向HZ输送的影响。我们的研究表明，小机构也参与轴承不可忽略的水量的HZ。在偏心轨道上移动的伴星的接近增加了小行星到HZ的流量，这可能导致在短时间内更有效的水运输，造成严重的轰击。与在一颗G型恒星和一颗气体巨星的引力扰动下运动的小行星相比，我们发现伴星的存在不仅有利于我们的星子盘更快地耗尽，而且还可以将4-5倍的水带入整个HZ。然而，由于位于HZ内部或小行星带内部的长期共振，来自盘的冰冷微行星与HZ中的大物体之间的碰撞可以以高碰撞速度发生。因此，使用GPU 3D-SPH代码的真实碰撞建模表明，实际上，抛射体的含水量大大减少，因此，水也被输送到最初位于HZ内的行星或胚胎。
2017-03-28 astro-ph.EP
Planetesimal Formation by Gravitational Instability of a Porous-Dust Disk
最近有人提出，多孔冰尘埃聚集体是由雪线以外的尘埃聚集体成对吸积形成的。我们计算的多孔尘埃聚集体的平衡随机速度考虑到相互引力散射，碰撞，气体阻力，湍流搅拌和散射。我们发现，磁盘的多孔尘埃聚集体变得重力不稳定，因为他们通过重力压缩的最小质量太阳星云模型的湍流强度的合理范围内，这导致快速形成的星子。
2016-06-22 astro-ph.EP
Monte Carlo Simulation of Dust Particles in a Protoplanetary Disk: Crystalline to Amorphous Silicate Ratio in Comets
彗星中硅酸盐的观测推断结晶丰度应该是在原行星盘的外部区域形成的，相对较高（~ 10-60%），尽管结晶硅酸盐可能是通过盘内部区域的无定形前体退火形成的。为了定量地解决这个难题，我们在基于卵石吸积模型的设置中对湍流盘中硅酸盐颗粒的平流/扩散进行了蒙特卡罗模拟：在盘的外部区域形成由许多嵌入冰质地幔中的小的无定形硅酸盐组成的卵石，硅酸盐颗粒在雪线处释放，结晶硅酸盐颗粒在退火线处产生，硅酸盐颗粒扩散到雪线之外，它们最终粘在漂流的鹅卵石上，回到雪线。在一个简单的情况下，没有坚持和稳定的卵石流量，我们通过模拟和分析论证表明，在雪线以外的硅酸盐材料中的结晶成分是稳健和均匀的~ 5%。另一方面，在一个更现实的情况下，坚持和衰减卵石流量，晶体丰度提高到~ 20- 25%，这取决于衰变和扩散时标的比例。这一丰度与观测结果一致。在本研究中，我们假设一个简单的稳定的吸积盘。为了与观测数据进行更详细的比较，需要与盘演化相结合的模拟。
2022-01-21 astro-ph.EP
Circumplanetary disk ices. I. Ice formation vs. viscous evolution and grain drift
木星的巨大冰质卫星形成于一个环行星盘（CPD）中。CPD由下落的星周气体和尘埃供给，这些气体和尘埃可能在吸积或升华时被冲击加热，同时通过光学薄间隙。然后，吸积的物质要么被合并到卫星上，要么落入行星，要么在相对较短的时间尺度内消失在盘边缘之外。如果冰在CPD上的吸积过程中升华，我们知道它们必须有足够的时间重新凝聚，否则像木卫三或木卫四这样的卫星就不会形成。形成足够冰冷的固体的化学时间尺度对CPD的动力学行为和性质提出了新的约束。我们使用辐射热化学程序ProDiMo来分析CPD中径向冰丰度的演变。我们考虑不同的初始化学条件的磁盘，探索下落的材料被继承的拱星盘或被重置为原子条件的冲击加热的后果。我们对比了冰形成的时间尺度与粘性演化和径向尘埃漂移。水冰可以在CPD中从最初的原子条件非常有效地形成，因为很大一部分在不到1年的时间内有效地重新沉积在尘埃颗粒上。颗粒径向漂移的时间尺度一般比颗粒上的冰形成的时间尺度长。对于$L_* < 10 $ L $_{\odot}$来说，当穿过5天文单位的光学薄的星周盘间隙时，尺寸为$a < 3$ mm的冰质颗粒保留了它们的冰质地幔。三体反应在CPDs致密中面条件下水的形成过程中起着重要作用。CPD中平面必须在相对于拱星盘的10-50倍的尘埃中耗尽，以产生具有冰冷的伽利略卫星的冰与岩石比率的固体。CPD雪线没有被抹去的径向颗粒漂移，这是一致的组成梯度的伽利略卫…
2022-08-23 astro-ph.EP
Hot and cool water in Herbig Ae protoplanetary disks. A challenge for Herschel
本文讨论了Herbig Ae型原行星盘70微米以上旋转H_2O发射谱线的空间起源和可探测性。我们使用最近开发的磁盘代码ProDiMo计算Herbig Ae型磁盘的热化学结构和应用非LTE线辐射转移代码Ratran预测水线剖面和强度图。该模式显示了盘内三个空间上不同的水浓度高的区域，它们与形成水的不同化学途径有关：（1）在内缘后面的深中面中有一个大的蓄水池，（2）在雪线r> 20 AU以外的遥远的冰中面周围有一个冷水带，（3）在高海拔z/r=0.1... 0.3，从约1AU延伸到30 AU，其中动力学气体温度范围从200 K到1500 K。虽然区域3只包含少量的水蒸气（~ 3 × 10 ^-5 M_Earth），但我们发现这个温暖的层几乎完全负责旋转水发射谱线，除了最低的3条激发线。因此，赫歇尔将首先探测区域3的条件和径向延伸，其中水主要通过中性-中性反应形成，气体与尘埃热解耦T_gas>T_dust。观测结果不允许确定雪线，因为雪线截断了区域1的径向延伸，而雪线源自区域3。不同的线传输近似（LTE，逃逸概率，蒙特卡罗）进行了讨论。在大多数情况下需要非LTE处理，并且发现用逃逸概率方法获得的结果低估了Monte Carlo结果2%…百分之四十五
2009-06-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust evolution in protoplanetary discs and the formation of planetesimals. What have we learned from laboratory experiments?
经过25年的实验室研究原行星尘埃凝聚，一个一致的图片，涉及碰撞尘埃聚集体的各种过程已经出现。除了粘附、弹跳和碎裂之外，其他效果，例如，腐蚀或质量传递，现在已经被广泛研究。凝聚模拟一致地表明，$\rm μ$ m大小的尘埃颗粒在遇到弹跳屏障之前可以生长到mm到cm大小的聚集体，而亚$\rm μ$ m大小的水冰颗粒可以直接生长到星子大小。对于硅质物质，其他过程必须负责将尘埃聚集体转化为星子。在本文中，讨论了这些过程，介绍了出现的尘埃或结冰微行星的物理特性，并与来自太阳系内外的经验证据进行了比较。总之，由尘埃“卵石”的引力坍缩形成的星子似乎是最有可能的。
2018-02-01 astro-ph.EP
Europa smooth plains formation: a SPH cryovolcanic model
Laboratoire Environnements et Atmosphères Terrestres et Planétaires, Université de Reims Champagne-Ardenne（地球与行星大气与环境实验室，兰斯香槟-阿登大学）；Laboratoire de Planétologie et Géodynamique, CNRS UMR 6112, Université de Nantes（行星学与地球动力学实验室，法国国家科学研究中心联合研究单位6112，南特大学）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（喷气推进实验室，加州理工学院）
本研究通过SPH数值模型CryoPy模拟低温岩浆流动，发现雪是低温熔岩的物理类比物，其流动形态与伽利略号观测的平滑平原匹配，为欧罗巴快帆任务提供预测框架。
2026-09-24 astro-ph.EP
Formation of "Blanets" from Dust Grains around the Supermassive Black Holes in Galaxies
在Wada，Tsukamoto和Kokubo（2019）中，我们首次提出了一类新的行星，“blanets”（即，黑洞行星），可以在银河系中心的超大质量黑洞（SMBH）周围形成。在这里，我们调查的尘埃凝聚过程和物理条件的blanet形成的雪线外（$r_{snow} \sim $几个秒差距）更详细，特别是考虑到径向平流的尘埃聚合物的效果。我们发现，一个无量纲参数$α= v_t^2/c_s^2$，其中$v_t$是湍流速度和$c_s$是声速，描述的湍流粘度应小于0.04，在环核盘，以防止由于碰撞的聚集体的破坏。在$r_{snow}$中，blanets $τ_{GI}$的形成时间尺度为，$α= 0.01-0.04$和$M_{BH} = 10^6 M_\odot$的$τ_{GI} \simeq$为70-80百万年。对于$α= 0.02$（$M_E$是地球质量），覆盖层的质量范围从$\sim 20 M_E$到$3000 M_E$，这与没有径向平流的情况下的$ 4 M_E-6 M_E$形成对比。我们的研究结果表明，\textit{blanets}可以在相对低光度的活动星系核（$L_{bol} \sim 10^{42}$ erg s $^{-1}$）周围形成，在其寿命（$\lesssim 10^8$ yr）。
2020-12-15 astro-ph.EP astro-ph.GA
Micrometer-Sized Water Ice Particles for Planetary Science Experiments: Influence of Surface Structure on Collisional Properties
模型和观测表明，雪线上和雪线以外的冰粒聚集在行星形成的最早阶段占主导地位，因此许多实验室研究都是如此。然而，原行星盘中的压力-温度梯度意味着冰不断地被加工，经历不同固相和气相之间的相变。关于冰粒子本身的性质是否决定了碰撞结果，以及碰撞实验如何有效地再现原行星环境中的条件，仍然存在着悬而未决的问题。以前的实验经常得出明显矛盾的碰撞结果，只有在$\approx$ 210 K以上的温度依赖性设置同意。通过利用NIMROD中子散射仪器的独特功能，我们表征了碰撞实验中使用的冰颗粒的体积和表面结构，并研究了这些结构如何在约30毫巴的恒定压力下随温度变化。我们的冰粒是在液氮下形成的，当它们从103 K加热到247 K时，会经历结晶冰相、升华、烧结和表面预熔化的变化。扩散表面层的厚度从$\approx$ 10增加到$\approx$ 30埃（$\approx$ 2.5到12个双层）证明在高于$\approx$ 210 K的温度下分子迁移率增加。由于没有其他变化与碰撞结果的温度趋势联系在一起，我们得出结论，在这些温度下，表面预熔化现象在碰撞实验中起着关键作用。因此，压力-温度环境对碰撞结果的影响可能比以前认为的更大。
2017-10-06 astro-ph.EP
Satellitesimal Formation via Collisional Dust Growth in Steady Circumplanetary Disks
木星周围的冰卫星被认为是在一个环行星盘中形成的。虽然以前的模型侧重于从小卫星开始形成卫星，但小卫星如何从较小的尘埃颗粒形成的问题迄今尚未得到解决。在这项工作中，我们研究的可能性，satellitesimals形成在原地在一个环行星盘。我们计算了表面密度的径向分布和代表性的大小的冰尘埃颗粒，通过相互碰撞和漂移到中央行星在一个稳定的环行磁盘与连续供应的气体和尘埃从母原行星盘。如果尘埃与气体在环行星盘上的吸积率之比$\dot{M}_{\mathrm{d}}/\dot{M}_{\mathrm{g}}$很高，并且湍流强度$α$不太低，则可以克服径向漂移障碍。当$α$较低时，碰撞速度低于临界碎裂速度。综上所述，我们发现通过尘埃凝聚形成小卫星的条件由$\dot{M}_{\mathrm{d}}/\dot{M}_{\mathrm{g}}\ge1$和$10^{-4}\leα<10^{-2}$给出.前一个条件通常难以实现，这表明通过颗粒粘附的原位小卫星形成仅在极端条件下可行。我们还表明，无论是通过多孔聚集体的碰撞生长，也不是通过流动不稳定性的satellitesimal形成是可行的，只要$\dot{M}_{\mathrm{d}}/\dot{M}_{\mathrm{g}}$是低的。
2017-08-03 astro-ph.EP
H$_2$O distribution in the disc of HD 100546 and HD 163296: the role of dust dynamics and planet--disc interaction
赫歇尔的远红外线观测揭示了原行星盘中冷水库的惊人低丰度。另一方面，少数圆盘显示在几百开尔文以上的温度下激发的热水转变的发射。特别是赫比格Ae恒星HD 100546和HD 163296周围的原行星盘在冷水和热水发射方面表现出相反的趋势：在第一种情况下，检测到基态跃迁，而高J线未被检测到，而HD 163296的趋势相反。我们使用热化学模型DALI进行了光谱分析。我们发现，HD 163296的特点是一个富含水（丰度$\gtrsim 10^{-5}$）的热内盘（雪线内）和一个贫水（$< 10^{-10}$）外盘：相对丰度可能是由于向内迁移的冰粒的热解吸。值得注意的是，H $_2$ O发射区的大小对应于在$r=10\,$ Au与ALMA的毫米连续谱中可见的狭窄尘埃间隙。在HD 100546中检测到的低J谱线反而意味着在冷的外盘（$> 40$ au）中有少量$10^{-9}$的丰度。冷H $_2$ O跃迁的发射区域与先前在近红外中看到的H $_2$ O冰的发射区域在空间上一致。值得注意的是，ALMA的毫米观测揭示了近40和150 au之间存在一个巨大的尘埃间隙，可能是由一颗巨大的嵌入式原行星打开的。在这两个圆盘中，我们发现外部区域（雪线以外）的温暖分子层高度缺乏水分子，这意味着气体的化学成分贫氧。我们推测，在外盘的气相氧很容易耗尽，其在光盘的分布是紧密耦合的尘埃颗粒的动力学。
2022-07-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Erosion and the limits to planetesimal growth
微观尘埃凝聚成星子是行星形成的第一步。生长的聚集体的大小和形状决定了这种早期生长的效率。有人提出，蓬松的冰聚集体可以非常有效地生长，较少受到弹跳和径向漂移障碍的影响。虽然类似大小的冰聚集体之间的碰撞速度被认为低于碎裂阈值，但它们可能会因与小得多的抛射体碰撞而损失质量。我们调查的影响，这些侵蚀性碰撞的多孔冰聚集体的能力，以跨越径向漂移障碍。我们开发了一个蒙特卡罗代码，计算不断增长的聚集体的演变，同时解决了整个质量分布在任何时候。骨料的孔隙度与其质量无关，并由碰撞、气体压实和最终的自重力压实决定。对于20-40米/秒的侵蚀临界速度，与小射弹的高速碰撞阻止了最大聚集体在开始漂移时的增长。在这些情况下，我们的本地模拟结果在一个稳态分布，与大多数的尘埃质量的粒子与斯托克斯数接近统一。只有考虑最高侵蚀阈值（60米/秒），多孔骨料管理跨越径向漂移障碍的内部10 AU的MMSN样磁盘。在限制增长方面，Escented碰撞比相似尺寸粒子之间的碎片碰撞更有效。可以想象，侵蚀限制了径向漂移障碍前的增长，虽然这种说法的鲁棒性取决于（不确定的）材料性能的冰聚集。如果侵蚀通过直接粘附抑制了星子的形成，那么${\sim}10^9$ g的海洋，高度多孔的颗粒似乎非常适合触发流动的不稳定性。
2014-12-11 astro-ph.EP
