Influence of protostellar outflows on star and protoplanetary disk formation in a massive star-forming clump
本研究使用 RAMSES 开展含双极扩散、辐射反馈与原恒星外流的 MHD 模拟，揭示外流通过注入动能、控温、降低吸积率和增强碎裂，显著影响恒星与原行星盘形成及 IMF 中高质量端。
2023-12-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Two key parameters controlling particle clumping caused by streaming instability in the dead-zone dust layer of a protoplanetary disk
只要我们考虑磁旋转不稳定性不增长的死区，流动不稳定性和Kelvin-Helmholtz不稳定性就被认为是造成原行星盘尘埃层中尘埃颗粒聚集和湍流的两个主要来源。已经进行了大量的数值模拟，以阐明由流动不稳定性引起的颗粒团聚的发展条件。本文提出了一组两个参数适用于分类的数值结果。一个是斯托克斯数，已在以前的作品，另一个是尘埃粒子柱密度，是无量纲的使用中平面的气体密度，开普勒角速度，开普勒和气体轨道速度之间的差异。灰尘聚集的大小是衡量灰尘层行为的一个指标。使用基于Athena代码v.4.2的尘埃颗粒和气体的三维数值模拟，证实了如果两个参数的相应值组彼此相同，则两个盘模型的尘埃聚集的幅度相似，即使金属丰度的值（即，尘埃颗粒的柱密度与气体的柱密度的比率）不同。
2018-05-15 astro-ph.EP
Radiative feedback from protoplanets in self-gravitating protoplanetary discs
众所周知，大质量原行星盘在距离母星几十个天文单位以外是引力不稳定的。尽管不确定性的范围是众所周知的，但目前还不清楚在圆盘中诞生的自引力气体团的最终命运。如果团块迅速向内迁移，它们会被潮汐破坏，这可能会留下巨大的或类地行星。另一方面，如果团块迁移速度较慢，它们倾向于吸积气体，成为原棕矮星或母恒星的低质量伴星。在这里，我们认为，辐射反馈的收缩团块（原行星）在其光盘是一个重要的影响，已被忽略在以前的计算。我们分析表明，在块的附近的温度可能是足够高，以支持准静态的大气，如果块的质量低于一个临界值，$M_{\rm cr} \sim 6$木星质量（$M_J$）。这可能会阻止更多的气体吸积到团块上，从而促进行星的形成，而不是低质量的伴星。我们使用数值模拟来评估这些分析结论，通过研究气体团的迁移和吸积作为其初始质量的函数，$M_i$。忽略辐射预热效应的模拟结果表明，质量小于$\sim 2 M_J$的气体团迅速向内迁移，质量更大的团导致低质量的同伴。相比之下，包括来自团块的辐射预热的模拟显示，像$8 M_J$这样大的团块迅速向内迁移，并最终在内部圆盘中被潮汐破坏。我们的结论是，在其他参数相同的情况下，以前的模拟忽略了自引力团块的辐射反馈，高估了褐矮星和低质量恒星同伴的人口，低估了行星的人口。
2013-06-20 astro-ph.EP
Characterizing fragmentation and sub-Jovian clump properties in magnetized young protoplanetary disks
本研究通过三维电阻MHD模拟探究磁化原行星盘的团块演化，发现磁作用使团块角动量更低、质量处于超级地球到海王星区间，为中等质量行星形成提供了核吸积之外的可行解释。
2023-03-07 astro-ph.EP
Coagulation Instability in Protoplanetary Disks: A Novel Mechanism Connecting Collisional Growth and Hydrodynamical Clumping of Dust Particles
我们提出了一种新的不稳定性驱动的组合凝聚和径向漂移的尘埃颗粒。我们把这种不稳定性称为"凝聚不稳定性”，并认为它是一种有希望的机制，可以在盘演化的非常早期阶段集中尘埃颗粒并协助星子形成。由于碰撞凝聚效率的尘埃密度的依赖性，尘埃粒子有效地（低效地）增长的区域中的正（负）的尘埃密度扰动，这导致一个小的径向变化的尘埃大小，因此径向速度扰动。由此产生的速度扰动导致粉尘浓度和放大粉尘密度扰动。这种正反馈使磁盘不稳定。当尘气质量比为$10^{-3}$量级时，凝结不稳定性的增长时间尺度为几十个轨道周期。在原行星盘中，尘埃粒子的径向漂移和凝聚往往会导致尘埃耗尽。目前的不稳定性局部集中的尘埃粒子，即使在这样一个灰尘贫化区域。由此产生的浓度提供了更好的网站为灰尘气体不稳定性发展，这导致进一步的浓度。尘埃扩散和空气动力学反馈倾向于稳定短波长模式，但不能完全抑制凝结不稳定性的增长。因此，凝聚不稳定性预计将发挥重要作用，在建立下一个阶段的其他不稳定性，进一步发展向星子形成，如流动不稳定性或长期引力不稳定性。
2021-07-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
ALMA Observations of Proper Motions of the Dust Clumps in the Protoplanetary Disk MWC 758
本研究利用ALMA在2017和2021年的观测数据，分析了MWC 758原行星盘中两个尘埃团块的自行运动，发现其呈现非开普勒运动，推测这是尘埃团块与盘内旋臂相互作用导致密度分布变化所致。
2024-10-15 astro-ph.EP
Early evolution of clumps formed via gravitational instability in protoplanetary disks; precursors of Hot Jupiters?
虽然引力不稳定性（GI）应该发生在原行星盘演化的早期阶段，但由盘碎片产生的团块的命运及其在行星形成中的作用仍然不清楚。在本研究中，我们调查半解析的演化收缩后的合成人口的团块与不同的初始结构和轨道，再加上周围的磁盘和中央恒星。我们的模型是基于最近发表的国家的最先进的3D崩溃模拟团块与不同的热力学。考虑到各种进化机制，并探讨其影响单独和与其他人相结合：迁移和潮汐破坏，质量吸积，间隙开放和磁盘粘度。研究发现，一般来说，至少有50%的初始团块在潮汐中幸存下来，在盘中演化约10^5年后留下潜在的气体巨星祖先。其余的可能会被破坏或产生超级地球和其他低质量行星，前提是一个固体核心可以在足够短的时间内组装，我们在本文中没有讨论这种可能性。外推到百万年的时间尺度，我们所有幸存的原行星都将导致接近的气体巨星。这一结果可能部分反映了所采用的迁移模型的局限性，并使人想起在没有对迁移率进行微调的情况下，在核心增生模型中发现的类似结果。然而，它表明，由引力不稳定性形成的团块中有很大一部分可能是热彗星的前身。
2013-10-03 astro-ph.EP
Evading the dust fragmentation barrier with the streaming instability in protoplanetary disks
Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学，巴黎西岱大学，法国原子能和替代能源委员会，法国国家科学研究中心，天体分子研究所）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）
研究通过流体不稳定性增强尘埃团聚，克服尘埃碎裂障碍，促进行星esimal形成。
2025-11-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust coagulation assisted by streaming instability in protoplanetary disks
通过局部模拟流动不稳定性，发现其产生的团块能使尘埃颗粒在极低碰撞速度下保持高碰撞率，从而克服碎裂与漂移屏障，极大放宽微行星形成的条件。
2025-03-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Effect of the Radial Pressure Gradient in Protoplanetary Disks on Planetesimal Formation
流动不稳定性（SI）提供了一个有前途的机制，因为它的能力，集中固体成致密的团块的星子形成。在原行星盘（PPD）中，聚集的程度强烈地依赖于高度积分的固气质量比Z。在这封信中，我们表明，驱动SI的径向压力梯度（RPG）的大小（其特征在于$q\equivηv_K/c_s$，其中$ηv_K$是由于RPG的开普勒速度的减少和$c_s$是声速）也强烈影响结块。我们提出了局部二维混合数值模拟的气动耦合粒子和气体的中平面的PPD。忽略磁场和粒子自重。我们探讨了适用于典型PPD的三种不同RPG值：$q=0.025, 0.05$和0.1。对于每个$q$值，我们考虑了从亚毫米到米大小的四种不同的颗粒尺寸分布，并在Z=0.01到Z=0.07的固体丰度下运行模拟。我们发现，一个小的RPG强烈地促进颗粒结块：1）在固定的颗粒尺寸分布，临界固体丰度$Z_{\rm crit}$以上的颗粒发生结块与$q$单调增加; 2）在固定的Z，强烈的结块可以发生为较小的颗粒时，$q$是较小的。因此，我们预计星子形成优先在地区的PPD与一个小RPG。
2010-05-27 astro-ph.EP
The Herschel/PACS view of the Cep OB2 region: Global protoplanetary disk evolution and clumpy star formation
我们利用Herschel PACS在70和160 $μ$ m的观测资料，探测了CepOB 2星团Tr 37和NGC 7160中年轻恒星周围的原行星盘，并追踪了小尺度云结构。我们发现95个原行星盘在70 $μ$ m，41个在160 $μ$ m，并获得上限超过130个对象。在70 $μ$ m处的探测分数取决于光谱类型（K4或更早的恒星为88%，M3或更晚的恒星为17%）和星盘类型（$\sim$ 50%为完整和过渡前星盘，$\sim$ 35%为过渡星盘，没有探测到低过量/耗尽星盘）。非吸积盘与明显较低的质量相一致。吸积过渡和预过渡磁盘有更高的70 $μ$ m的过剩比完整的磁盘，更大规模的，喇叭形和/或更厚的磁盘暗示。赫歇尔的数据还揭示了Tr 37中的几个小型星团，这些小型紧凑的结构包含一些被星云包围的年轻恒星。远红外线数据是一个很好的探测盘的演变，太暗的亚毫米观测。我们发现远红外辐射和吸积之间，以及内部和外部磁盘结构之间有很强的联系。赫歇尔证实了吸积和非吸积过渡盘之间的二分法。即使一个原行星盘内有空洞，也需要发生大量的质量耗尽和全球性的演化来关闭吸积。它们可能遵循不同的进化路径：低的盘质量并不意味着开放的内孔，并且具有内孔并不需要低的盘质量。小星团揭示了Tr 37中的多幕恒星形成。小型星团的长期生存表明它们是由同一个核心的分裂形成的。它们的各种形态有利于不同的形成/触发机制在同一集群内发…
2014-10-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Star cluster formation from turbulent clumps. IV. Protoplanetary disc evolution
本研究通过N体模拟星团形成，发现恒星形成效率、云面密度和双星比例显著影响原行星盘演化，且外部光蒸发比动力学作用更关键。
2024-09-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust and gas density evolution at a radial pressure bump in protoplanetary disks
本文研究了位于原行星盘中的径向压力凸起处尘埃和气体密度分布的同时演化。如果尘埃颗粒被视为测试颗粒，则径向压力凸块捕获径向向内漂移的尘埃颗粒。然而，随着尘埃颗粒在气体压力隆起处变得更加集中，从尘埃到气体的拖曳力（反作用）（在测试颗粒方法中被忽略）使压力隆起变形。我们发现，当粉尘与气体的质量比达到$\sim 1$时，压力凸块完全变形，恢复较慢。碰撞破坏抑制了尘埃粒子的直接引力不稳定性。在粉尘富集区，径向压力支持变为比初始设定的全局值低$\sim 10-100$倍。虽然压力隆起是一个有利的地方流动不稳定性（SI），平坦的压力梯度抑制SI形成大颗粒团块对应于$100-1000$ km大小的机构，这是以前提出的。如果SI发生在那里，形成的尘埃团将是$10-100$倍小，即大约$1 - 100$ km。
2016-05-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
The origin of tail-like structures around protoplanetary disks
我们研究了最近在御夫座SU和几颗FU~ Orionis型恒星盘周围发现的尾状结构的起源。利用数值流体动力学程序FEOSAD模拟了以气体团抛射为特征的动态原恒星盘和与入侵星近距离相遇的静态原行星盘。同时考虑了气体和尘埃的动力学，包括尘埃的生长和气体和尘埃成分之间的相互摩擦。只考虑了盘面相遇。弹射出的团块产生一种独特的尾部，其特征是弓形激波形状。这样的尾巴起源于喷射出的团块通过致密的包层的超音速运动，致密的包层通常包围着年轻的引力不稳定的原恒星盘。喷射出的团块要么位于尾状结构的头部，要么在质量不足以承受包层的逆风时散开。另一方面，与静止的原行星盘的近距离接触产生了三种类型的尾状结构;我们将其定义为碰撞前、碰撞后和螺旋尾。原则上，这些尾部可以通过它们内部和周围的气体和尘埃流的特定特征来彼此区分。我们发现，褐矮星质量入侵者在遭遇过程中不会捕获环绕盘，而亚太阳质量入侵者可以获得可观的环绕盘与升高的尘埃-气体比，这可以减轻他们的观测检测。然而，这只适用于逆行碰撞;逆行入侵者无法从目标盘收集到可观数量的气体或尘埃。模型中的尾状结构中的尘埃预测质量高于SU~Aur，FU~Ori和Z~CMa中类似结构的推断，使它们的观测探测成为可能。节录。
2020-02-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The effect of the streaming instability on protoplanetary disc emission at millimetre wavelengths
在本文中，我们调查是否overdensity形成通过流不稳定性是一致的，最近的多波长ALMA观测在狼疮恒星形成区域。我们模拟的流动不稳定性的本地行动在2D使用代码ATHENA，并检查在毫米波长的尘埃分布的辐射特性，通过集中在两个可观察到的量：光学厚的分数$ff$（在ALMA带6）和光谱指数$α$（在带3-7）。通过比较模拟的分布在$ff-α$平面之前和之后的流动不稳定性的作用，我们观察到，团块的形成导致$ff$下降，因为抑制发射的颗粒，最终在光学厚团块。相反，$α$，可以增加或下降后的流动不稳定的行动，我们使用一个简单的玩具模型来证明，这种行为取决于颗粒的大小，其发射被抑制被纳入光学厚团块。特别是，$α$的演变迹象取决于在零点几毫米处的不透明度最大值附近的颗粒是否以团块结束。通过比较模拟分布之前/之后的团块形成的数据分布，我们注意到，流动不稳定性的动作驱动模拟的数据所在的平面的区域。我们还表明，这种行为是复制在集成光盘模型提供的不稳定性是有效的光盘的一个区域，有助于显着的总毫米通量。
2021-03-24 astro-ph.EP
On the Numerical Robustness of the Streaming Instability: Particle Concentration and Gas Dynamics in Protoplanetary Disks
流动不稳定性（SI）是原行星盘中固体聚集的一种机制。来自SI的非线性粒子聚集可以触发引力坍缩成星子。为了更好地理解SI的数值鲁棒性，我们使用已知产生强聚集的固定物理参数执行一套垂直分层3D模拟。我们改变了数值实现，即计算域的大小和垂直边界条件（vBC），比较新实施的流出vBC以前使用的周期性和反射vBC。我们发现强烈的颗粒团聚的SI是大多独立的vBC。然而，由于较大的颗粒质量库，在较大的模拟域中峰值颗粒密度较高。我们报告SI触发的带状流，即，气体压力的方位带状径向变化。这些结构具有低振幅，不足以阻止粒子径向漂移，证实了气体压力最大值中的粒子捕获不是SI的机制。我们发现，流出vBC产生人为的大气体流出率在垂直边界。然而，流出的vBC减少了垂直边界处的人工反射，允许更多的颗粒沉降，并且显示出更少的时间变化和更好的收敛性。对于所有vBC，致密颗粒细丝的径向间距是$\sim0.15$气体尺度高度（$H$），其设置了自引力模拟中用于星子生长的进料区。我们的研究结果验证了在SI模拟中使用流出vBC，即使垂直边界接近（$\leq 0.4H$）磁盘中平面。总体而言，我们的研究表明了数值鲁棒性的非线性粒子团聚的SI。
2018-06-12 astro-ph.EP
Convective Overstability in Radially Global Protoplanetary Disks. II. Impact on planetesimal formation
本文通过径向全局原行星盘模拟研究对流超稳定性（COS）对尘埃动力学的影响，发现COS产生的大尺度涡旋能在较低金属丰度下引发尘埃聚集，揭示其对星子形成的重要作用。
2025-03-03 astro-ph.EP
Dust Settling Instability in Protoplanetary Discs
流动不稳定性（SI）作为原行星盘中平面固体聚集和触发星子形成的机制，在线性和非线性区域得到了广泛的研究。一个相关的尘埃沉降不稳定性（DSI）适用于颗粒，同时向中平面沉降。DSI先前已经在线性状态下进行了研究，预测它可能会引发颗粒远离中平面的聚集。这项工作提出了一系列的线性计算和非线性模拟，与FARGO3D进行，以评估条件DSI的增长。我们扩大了以前的线性分析，包括颗粒尺寸分布和进行详细的研究所需的稳定的DSI的背景湍流的量。当包括分箱大小分布时，DSI通常产生收敛的增长率，其箱数比标准SI少。与背景湍流，我们发现，DSI增长的最有利的条件是弱湍流，其特征在于$α\lesssim 10^{-6}$与中等大小的颗粒，从一个气体尺度的高度解决。这些条件可能出现在吸积爆发后盘湍流突然减少的过程中。忽略背景湍流，我们进行了局部二维DSI模拟的参数调查。颗粒结块是弱的或比颗粒沉降更慢地发生。在对比3D模拟中，聚束减少了两倍。总的来说，我们的研究结果强烈反对DSI显着促进星子形成的假设。非线性模拟的DSI与不同的数值方法可以支持或挑战这些发现。
2020-09-15 astro-ph.EP
Analysis of the instability due to gas-dust friction in protoplanetary discs
本文研究了受线性轴对称扰动的气体圆盘中尘埃层的稳定性。然而，不考虑单一尺寸的颗粒，而是假设尘埃颗粒群由两种颗粒组成。尘埃颗粒通过拖曳力与气体交换动量，并考虑了它们的自引力。我们表明，存在两个晶粒尺寸可以提高效率的阻力驱动的不稳定性的原行星盘的线性增长。与第一粉尘相相比，具有小质量的第二粉尘相将减少生长时间尺度，甚至减少两倍或更多倍，特别是当其与气体的耦合较弱时。这意味着一旦形成一定数量的大尘埃颗粒，即使它比小尘埃颗粒小得多，尘埃层变得更加不稳定，尘埃结块加速。因此，在研究原行星盘中的尘埃聚集时，必须考虑到各种尺寸的尘埃颗粒的存在，因为那里既有大的尘埃颗粒，也有小的尘埃颗粒。
2015-12-14 astro-ph.EP astro-ph.GA
Giant Planet Formation by Disk Instability: A Comparison Simulation With An Improved Radiative Scheme
关于原行星盘的冷却速度是否足以通过引力不稳定性诱导气体巨原行星的形成，目前存在分歧。我们自己的小组和其他人的模拟表明，这种行星形成的方法不适用于几十个天文单位内年轻低质量恒星周围的盘，而其他小组的模拟显示，在这个区域分裂成原行星团块。为了直接比较，希望隔离的差异的原因，我们在这里提出了一个高分辨率的三维流体动力学模拟的原行星盘，其中磁盘模型，初始扰动，和模拟条件基本上是相同的，在一组模拟的老板。在同一作者的早期论文中，Boss（2007，以下简称B07）声称冷却速度足够快，可以产生原行星团块。在这里，我们使用我们自己的辐射方案之一的改进版本来发展相同的B07盘，并发现在我们的代码中，该盘不会碎裂，而是迅速进入一种只有低振幅非轴对称结构的状态，这种结构至少持续几次外盘旋转。我们没有看到快速的辐射或对流冷却。我们的结论是，结果的差异是由于不同的治疗区域和以上的磁盘光球，我们解释至少有一种方式，在B07的计划可能会导致人为的快速冷却。
2010-05-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hydro-, Magnetohydro-, and Dust-Gas Dynamics of Protoplanetary Disks
行星系的形成是由原行星盘的气体和尘埃动力学控制的。当气体同时被吸积到中心恒星上并被风驱散时，尘埃颗粒聚集并坍塌形成微行星，最终形成行星。这种尘埃和气体动力学涉及不稳定性，湍流和复杂的非线性相互作用，最终控制了这些磁盘的观测外观和长期演变。本章致力于我们的气体和尘埃盘的动力学的理解，包括流体动力学和磁流体动力学湍流，气尘不稳定性，尘埃结块和磁盘风的最新发展。我们展示了这些物理过程是如何从观测中进行测试的，并强调了未来应该解决的问题。
2022-03-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Evolution of dust in a protoplanetary disc driven by stellar flybys: implications for the streaming instability
Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Graduate Institute of Astrophysics, National Taiwan University（國立台灣大學天文研究所）；Homer L. Dodge Department of Physics and Astronomy, The University of Oklahoma（歐克拉荷馬大學霍默·L·道奇物理與天文學系）；Department of Physics and Astronomy, The University of Alabama（阿拉巴馬大學物理與天文學系）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒諾布爾阿爾卑斯大學、法國國家科學研究中心、IPAG）
研究恒星飞越对原行星盘尘埃演化的影响，发现低质量飞越抑制尘埃团聚，等质量飞越促进尘埃团聚。
2026-01-24 astro-ph.EP
On the diversity in mass and orbital radius of giant planets formed via disk instability
我们提出了一个径向距离为80 - 120天文单位的原行星盘不稳定性所形成的原行星团的半解析人口合成模型。各种团块密度分布，初始质量函数，原行星盘模型，恒星质量，和间隙开放的标准被认为是。当我们使用更现实的间隙开放标准时，我们发现间隙很少开放，这强烈影响丛存活率及其物理性质（质量，半径和径向距离）。推断出的幸存人口，然后转移到较小的质量团块在较小的径向距离。我们还发现，种群的生存团块是非常敏感的模型假设和使用的参数。根据所选择的参数，原行星的质量范围在0.01到16 $M_{\text{J}}$之间，可能靠近中心恒星运行，也可能远至75天文单位，大质量的最佳点在10-30天文单位。然而，在我们考虑的所有情况下，我们发现，在非常大的径向距离的大质量巨行星是罕见的定性协议与目前的直接成像调查。我们的结论是，应采取谨慎的人口合成模型，以及比较模型的结果与观察。
2018-01-10 astro-ph.EP
The stochastic nature of migration of disc instability protoplanets in three-dimensional hydrodynamical and MHD simulations of fragmenting discs
University of Zurich（苏黎世大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese academy of Science（中国科学院上海天文台）；Department of Astronomy and Astrophysics, University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校天体物理学系）；Institute for Advanced Studies, Tsinghua University（清华大学高等研究院）
研究盘不稳定性原行星团迁移的随机性，揭示其受局部扭矩和团体相互作用影响，与传统迁移机制有显著区别。
2025-03-03 astro-ph.EP
Formation of planets by tidal downsizing of giant planet embryos
我们假设行星是由迁移的巨行星胚胎潮汐缩小而形成的。提出的行星形成方案包括以下步骤：（1）一个大质量的年轻原行星盘在R ~几十到几百AU处碎裂在质量只有几个木星质量的气体团块上;（iii）如Boss（1998年）较早提出的，尘埃沉积在气团内部，形成陆地物质固体核;（iv）如果固体核的质量超过10个地球质量，一个巨大的气体大气层就会坍缩到固体核上;（v）当气体团到达恒星内部的几个天文单位时，恒星辐射引起的潮汐剪切和蒸发剥离了气体团的外层贫金属包层。如果潮汐破裂迅速发生，而系统仍处于阶段（iii），则留下一个类地行星核心。如果它发生在之后，在阶段（iv），一个富含金属的气体巨行星与固体核心从包层中出现。
2010-07-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planet formation inside proto-giants: First 3D simulations
对原行星盘引力不稳定性形成的气体团内部的卵石动力学进行了数值模拟。我们发现，尘埃介导的瑞利-泰勒不稳定性运输卵石向内迅速通过密集的金属丰富的“手指”。这使小卵石的沉积速度加快了两个数量级，但并不妨碍颗粒生长，因为只要斯托克斯数小于1，所有尺寸的颗粒都以相同的集体速度沉积。在模拟中，如果卵石的大小超过几厘米，固体行星核心就会形成。卵石生长导致核心形成在一些数百年，即使卵石注入到团块是毫米或更小的尺寸。气体团的性质决定了可以形成什么样的核心。低中心温度的团块允许由耐火材料形成固体芯，而在最高温度的团块中，任何成分的卵石都被蒸发，只形成模糊的芯。这些结果证实了原行星盘的引力不稳定性是孵化从地球到海王星质量的核心的强大机制，以及具有大质量核心的气体巨星，固体或模糊。这种行星形成的模式对于太年轻和遥远（如ALMA观测到的HL Tau盘）或太剧烈（如环联行星）的环境特别有希望通过核心吸积方案形成。
2018-08-15 astro-ph.EP
Streaming instability in the quasi-global protoplanetary discs
本文利用PIERNIK程序，采用双流体近似（中性气体和尘埃），研究了准球形、非分层原行星盘中的流动不稳定性。我们比较放大率的本征模式在数值模拟中，相应的增长所产生的线性稳定性分析的完整系统的欧拉方程，包括气动阻力。根据Youdin & Goodman（2005）的研究，我们发现：（1）由于气体和尘埃的方位角速度不同，加上拖曳力，尘埃会快速聚集;（2）初始密度扰动会放大几个数量级。我们表明，多流体扩展的简单而有效的松弛TVD计划，在PIERNIK实现，导致的结果，这是与其他方法得到的结果是兼容的。
2013-07-23 astro-ph.EP
The Dusty Rossby Wave Instability (DRWI): Linear Analysis and Simulations of Turbulent Dust-Trapping Rings in Protoplanetary Discs
针对原行星盘湍流尘埃俘获环中流不稳定性难以作用的问题，提出两类尘埃罗斯贝波不稳定性（DRWI）并通过双流体模拟验证，为星子及不对称尘埃结构形成提供新路径。
2023-08-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Synthetic populations of protoplanetary disks. Impact of magnetic fields and radiative transfer
本研究利用含双极扩散MHD与恒星辐射反馈RT的ramses高分辨模拟，生成大质量原恒星团块中的合成原行星盘族群，揭示磁场、辐射转移及团块性质对盘尺寸和质量统计的影响。
2023-10-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical models of streaming instabilities in protoplanetary disks
我们开发了简单的，物理上有动机的模型，阻力引起的尘埃气体流动的不稳定性，这被认为是至关重要的团聚颗粒形成星子在原行星盘。该模型解释，基于物理学的气体行星运动和尘埃-气体阻力，最重要的功能的流不稳定性和它的简单概括，磁盘沉降不稳定性。我们的模型所解释的一些关键属性包括突然变化的流动不稳定性的增长率时，灰尘与气体质量比超过一个，流动不稳定性的缓慢增长率相比，较小的颗粒的沉降不稳定性，和主要的物理过程的增长最不稳定的模式在不同的制度。以及提供有用的简化图片，了解一个有趣的和基本的天体物理流体不稳定性的操作，我们的模型可能会被证明是有用的分析模拟和发展的非线性理论的行星生长盘。
2020-08-02 astro-ph.EP
Simulations of multiple dust ring formation in a subsolar-metallicity protoplanetary disk
本研究通过二维薄盘流体动力学模拟，提出亚太阳金属丰度盘中因引力碎裂产生的团块驱动旋臂，并在黏性作用下形成多重尘埃环，促进星子形成。
2025-10-23 astro-ph.EP
Migration of giant gaseous clumps and structure of the outer Solar system
关于遥远的海王星外天体分布和彗星特性的新数据表明，原行星盘外部的动力过程对形成观测到的太阳系结构具有重要意义。本文研究了由引力不稳定性和星周盘碎裂引起的巨大气体团对外太阳系小天体轨道分布的可能作用。基本上，我们研究了Vorobyov和Elbakyan（2018）以前发现的巨型团块的迁移和引力相互作用的特征。我们的模拟表明，由巨大团块的引力影响所产生的小天体分布的主要特征与观测到的遥远的海王星外天体的轨道分布一致。所研究的与单个巨星团相关的动力学过程是非常短时间的事件（不超过数万年）。影响小天体轨道分布的主要因素是与巨大团块的近距离相遇。很大一部分小天体（彗星）很快就转移到具有大偏心率的遥远轨道上，这使它们能够避免相互碰撞。
2020-01-05 astro-ph.EP
Particle Clumping and Planetesimal Formation Depend Strongly on Metallicity
我们提出了三维数值模拟的粒子聚集和星子形成的原行星盘与不同数量的固体材料。当厘米大小的卵石沉降到中平面时，湍流通过垂直剪切和流动不稳定性发展。我们发现，当卵石与气体柱的密度比为0.01时，大致对应于太阳金属丰度，聚集是弱的，所以卵石密度很少超过气体密度。柱密度比加倍导致结块的急剧增加，特征颗粒密度超过气体密度的十倍，最大密度达到气体密度的几千倍。这是一致的未分层模拟的流不稳定性，显示出强烈的颗粒为主的流动聚集。这些团块很容易在引力作用下收缩成半径为100公里的相互作用的微行星。我们的研究结果表明，主恒星金属丰度和系外行星之间的相关性可能反映了行星形成的早期阶段。我们进一步推测，最初的低金属盘可以在气体扩散阶段的颗粒富集，导致后期爆发的星子形成。
2009-09-11 astro-ph.EP
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
Strong clumping in global streaming instability simulations with a dusty fluid
研究用 FARGO3D 全局二维无压尘埃流体模拟检验流式不稳定性的成块与可观测性，发现 Z=0.02 时 20 轨内形成致密团块，但密度仅达 Hill 密度的 30%。
2025-03-04 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
Dusty clumps in circumbinary discs
最近的观测显示，原行星盘经常表现出空腔和方位不对称，如尘埃陷阱和团块。在内盘区域存在一个恒星双星系统被提出来解释这些结构的形成。在这里，我们研究的尘埃和气体动力学在circumbinary盘周围的偏心和倾斜的双星。这是通过两个流体模拟的circumbinary光盘，考虑不同的值的二进制偏心率和倾角。我们发现，两种尘埃结构可以形成在光盘：一个单一的马蹄形的团块，在一个类似的气体过密度的顶部;或众多的团块，分布在内部光盘边缘。后者的特征是通过尘埃粒子和双星造成的气体螺旋之间复杂的相互作用形成的。所有这些团块都在特征位置存活了一个到几十个轨道周期。我们发现，它们的演化强烈依赖于气尘耦合和二进制参数。有趣的是，这些不对称的特征原则上可以用来推断或限制内盘腔内可能看不见的恒星伴星的轨道参数。最后，我们将我们的研究结果应用到围绕御夫座AB的圆盘。
2019-08-20 astro-ph.EP
How to form asteroids from mm-sized grains
太阳系中小行星的尺寸分布表明，它们是自上而下形成的，100-1000公里长的天体是由致密的小固体颗粒团块的引力坍缩形成的。我们调查的条件下，固体颗粒可以形成致密的团块在原行星盘。我们使用流体动力学代码来模拟圆盘中的固-气相互作用。我们发现，小到毫米大小的颗粒可以形成致密的团块，但仅在固体占局部表面密度$\sim$ 8%的区域。更一般地说，我们绘制了与颗粒团块形成一致的颗粒尺寸和浓度范围。
2016-04-07 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
Formation of a wide-orbit giant planet in a gravitationally unstable subsolar-metallicity protoplanetary disc
本研究通过二维流体动力学模拟发现，在亚太阳金属丰度盘中，引力碎裂可形成宽轨道巨行星，其最小质量为1 M_J，为相关形成机制提供了证据。
2023-07-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Radiation Hydrodynamics of Self-gravitating Protoplanetary Disks: I. Direct Formation of Gas Giants via Disk Fragmentation
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
Spirals and clumps in V960 Mon: signs of planet formation via gravitational instability around an FU Ori star?
本研究通过观测V960 Mon的旋臂和团块，提出其可能是引力不稳定性在行星尺度上形成巨行星的首个证据，并探讨了与恒星爆发状态的关联。
2023-07-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust settling against hydrodynamic turbulence in protoplanetary discs
提高原行星盘中的局部尘气比是小行星形成的必要的第一步。在层流盘中，灰尘沉降是提高盘中平面处的灰尘与气体比的有效机制。然而，湍流，如果存在的话，可以搅动和提升尘埃颗粒，这最终阻碍了微行星的形成。在这项工作中，我们研究尘埃沉降在原行星盘与流体动力学湍流维持的垂直剪切不稳定性。我们进行轴对称的数值模拟来研究湍流，颗粒大小，固体丰度或金属含量对尘埃沉降的影响。我们强调的积极作用，施加到气体上的尘埃沉降，以克服垂直剪切不稳定的阻力。在典型的圆盘模型中，我们发现具有斯托克斯数$\sim 10^{-3}$的粒子可以沉积到气体标度高度的$\lesssim 10\%$，条件是$Σ_\mathrm{d}/Σ_\mathrm{g}\gtrsim 0.02$ - $0.05$，其中$Σ_\mathrm{d,g}$分别是灰尘和气体的表面密度。这与小颗粒通过流动不稳定性进行聚集的金属性条件相一致。因此，超太阳的金属丰度，至少是局部的，需要一个自洽的图片的小行星的形成。我们的研究结果还意味着，尘埃环中观察到的原行星盘应具有较小的尺度高度比尘埃间隙，环和间隙之间的金属丰度对比超过相应的气体密度的对比。
2019-03-08 astro-ph.EP
A compact concentration of large grains in the HD142527 protoplanetary dust trap
微行星和巨行星的形成途径可能发生在被困在压力最大值中的尘埃颗粒的集中。在最近的亚毫米波长的无线电图像中已经看到了戏剧性的新月形尘埃浓度。这些磁盘的不对称性可能代表的初始阶段的行星形成的尘埃陷阱的情况下，提供的颗粒大小空间分离。一个可测试的预测方位尘埃捕获的是，越来越大的颗粒应该更严格地限制，而且被困的颗粒应该遵循的分布是显着不同的气体。然而，气体示踪剂，如CO和红外线发射的小颗粒都是非常光学厚的亚毫米连续起源，因此观测一直无法测试捕获的预测或确定紧凑的浓度所需的大颗粒行星形成的核心吸积。在这里，我们报告的多频观测HD 142527，从34 GHz到700 GHz，揭示了一个紧凑的浓度厘米大小的颗粒，与几个地球的质量，嵌入在一个大规模的新月形的毫米大小的颗粒。波长短于~ 1 mm的发射峰在光学上是厚的，并且跟踪由内部区域投射的阴影产生的温度结构。鉴于这种温度结构，我们推断最大的尘埃颗粒集中在34 GHz的团块中。我们的结论是，粉尘捕集是有效的约厘米大小的颗粒，并导致浓度提高，而较小的颗粒在很大程度上反映了气体的分布。
2015-05-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Nonlinear evolution of streaming instabilities in accreting protoplanetary disks
流动不稳定性（SI）是通过产生经历引力坍缩的致密尘埃团来触发星子形成的最有希望的候选者之一。因此，了解SI如何在现实的原行星盘（PPD）中运作，对于评估星子形成的效率至关重要。现代的PPD模型表明，大尺度的磁矩或风可以驱动盘中面附近的层流气体吸积。在之前的研究中，我们确定了一种新的线性尘埃-气体不稳定性，即方位角漂移SI（AdSI），适用于此类吸积盘，并且由气体受到扭矩而产生的尘埃和气体之间的相对方位角运动提供动力。在这项工作中，我们提出了第一个非线性模拟的AdSI。我们表明，它可以不稳定的吸积，尘埃盘，即使在没有全球径向压力梯度，这是不同于经典的SI。我们发现AdSI驱动湍流和垂直延伸的尘埃细丝的形成，进行合并。在尘埃丰富的磁盘，合并AdSI丝达到最大的尘埃气体比超过100。此外，我们发现，即使在灰尘贫磁盘的AdSI可以增加当地的灰尘密度两个数量级。我们讨论了可能的作用的AdSI在星子的形成，特别是在吸积的PPD与消失的径向压力梯度的区域。
2022-09-14 astro-ph.EP
Evidence for the formation of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko through gravitational collapse of a bound clump of pebbles
导致太阳系中行星体形成的过程仍然没有完全了解。使用欧空局罗塞塔任务上的一整套仪器获得的结果，我们提出的证据表明，彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko可能是通过毫米大小的尘埃聚集体（“卵石”）的结合团块的温和引力坍缩形成的，与微观冰粒混合。这一形成设想导致彗星的组成同时符合全球孔隙度、均匀性、抗拉强度、热惯性、垂直温度分布、释放尘埃的大小和孔隙度，以及随着日心距离的减小而急剧增加的水蒸气产生率，这些都是由罗塞塔号航天器和菲莱号着陆器上的仪器测量的。我们的研究结果表明，在年轻恒星周围的原行星盘中观察到的大量鹅卵石为彗星和其他小型天体提供了建筑材料。
2017-10-21 astro-ph.EP
Direct Formation of Planetary Embryos in Self-Gravitating Disks
在离中心恒星很远的地方发现了巨大的行星。此外，大量年轻的星周盘在大的轨道间隔处有气体和/或尘埃间隙，可能是由嵌入的行星物体驱动的。然而，要在盘的寿命内通过核心吸积以大的轨道间距形成大质量行星，需要一个早期的固体来播种卵石和气体吸积。年轻的原行星盘很可能是自引力的，这些引力湍流盘可以有效地将固体物质集中在螺旋波驱动的中平面。我们运行3D局部流体动力学模拟gravitoturbulent磁盘与拉格朗日尘埃粒子，以确定粒子和气体的自重是否可以导致致密的固体的形成，播种后行星形成。当尘埃粒子之间的自引力被包括在内时，大小为$\mathrm{St} = 0.1$至$1$的固体聚集在重力湍流螺旋特征内，并在其自身的自引力作用下坍缩成密集的团块，在宽轨道上质量可达几个$M_{\oplus}$。模拟的尘埃漂移效率最高，$\mathrm{St}=1$，形成最大质量的粒子云，而模拟较小的尘埃颗粒，$\mathrm{St}=0.1$，有质量低一个数量级的团块。当把尘埃对气体的反作用包括在内时，尘埃团会变小，但会变多。在盘的早期阶段存在大型固体可以加速行星的形成过程，特别是在宽轨道分离的情况下，并可能解释远离中心恒星的行星和具有子结构的年轻原行星盘。
2022-04-28 astro-ph.EP
Turbulence Regulates the Rate of Planetesimal Formation via Gravitational Collapse
我们研究了在原行星盘中流动不稳定性和内禀气相湍流之间的相互作用如何通过引力坍缩影响星子的形成。湍流作为一种有效的湍流扩散，阻碍了颗粒团的形成，但它也可以通过集中固体，例如在带状流中，促进星子的形成。我们量化的湍流扩散率的影响，使用数值模拟的小的局部域中的流不稳定性，被迫与速度扰动，建立近似Kolmogorov样湍流。我们发现，一旦速度波动超过$\langle δv^2 \rangle \simeq 10^{-3.5} - 10^{-3} c_s^2$，星子的形成被湍流抑制。湍流强度刚好低于阈值会降低固体被束缚成团块的速率。我们的研究结果表明，公认的湍流增厚的中平面固体层的主要机制，湍流影响星子的形成和星子的形成需要一个中平面的固气比$ε\gtrsim 0.5$。我们还量化了初始的星子质量函数，使用一种新的块跟踪方法，以确定每个星子质量崩溃后不久。对于模型中的星子形式，我们表明，质量函数是很好地描述了一个破碎的幂律，其参数是强大的包容性和强加的湍流强度。在温度$T \gtrsim 10^3 \ {\rm K}$导致热电离的半径处，原行星盘中的湍流很可能大大超过星子形成的阈值。因此，在2-3倍于尘埃升华半径的内盘中，星子的形成可能是不可行的。
2020-10-21 astro-ph.EP
Coexistence of coagulation and streaming instabilities in protoplanetary discs
Laboratoire d'astrophysique de Bordeaux, Univ. Bordeaux, CNRS（波尔多天体物理学实验室，波尔多大学，法国国家科学研究中心）；Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心）
研究发现尘埃凝结通过增强SI的线性增长速率促进致密团块形成，但对非线性演化影响较小。
2025-12-16 astro-ph.EP
Resonant Drag Instabilities in protoplanetary disks: the streaming instability and new, faster-growing instabilities
我们确定和研究了一些新的，快速增长的不稳定性的尘埃颗粒在原行星盘，这可能是重要的星子形成。这项研究是基于这样的认识，即尘埃气体混合物是一般不稳定的共振阻力不稳定性（RDI），只要气体，没有灰尘，支持无阻尼线性模式。我们表明，“流不稳定性”是一个RDI与周转振荡，这提供了简单的解释其机制和准确的分析表达式，其增长率和增长最快的波长。我们将这种分析扩展到更一般的尘埃流运动和其他波，包括浮力和磁流体动力学振荡，发现各种新的不稳定性。最重要的是，我们确定了磁盘的“沉降不稳定性”，这是由于灰尘垂直沉降到旋转磁盘的中平面。对于小颗粒，这种不稳定性的增长速度比标准的流动不稳定性快许多数量级，其增长率与颗粒尺寸无关。现实的尘埃-气体比的增长时间尺度与磁盘轨道周期相当，特征波长比流动不稳定性大一个数量级以上（允许不稳定性集中更大的质量）。这表明，在沉降过程中，尘埃将带成环，然后是细丝或团块，潜在地播种尘埃陷阱，高金属含量的区域，反过来又播种流动的不稳定性，甚至是凝结或直接坍缩为星子的过度密度。
2018-04-14 astro-ph.EP
A desert of gas giant planets beyond tens of au
直接的成像观测限制了被气体巨行星环绕的恒星的比例，这些气体巨行星的距离大于10天文单位，大约只有0.01。这被广泛认为表明大质量的原行星盘很少在行星质量的物体上破碎。我用数值模拟的气体块嵌入在大规模的气体盘，以表明这些意见是一致的$\sim 0.2 - 10$行星质量块每恒星出生在年轻的引力不稳定盘。三个过程快速的团块迁移，潮汐破裂和失控的气体吸积破坏或将所有模拟的团块转化为其他物体，导致气体巨星的沙漠超过约10 au的分离。圆盘的冷却速度控制着这三个过程中哪一个占主导地位。当冷却速率快于几个局部动力学时间时，团块总是快速成长，成为大质量的棕矮星或低质量恒星。对于较长的冷却时间，坍缩后（高密度）的行星向内迁移到$\sim 10-20$ au，在那里它们在圆盘上打开一个缺口，然后继续向内迁移，速度要慢得多。坍缩前（低密度）的行星被潮汐破坏，可能会留下巨大的固体核心。在沙漠内观察到的气态巨行星，例如HR 8799中的行星，一定遵循了一条不寻常的进化路径，例如，它们的主盘以灾难性的方式被分散。
2016-10-05 astro-ph.EP
Interpretation of the resonant drag instability of dust settling in protoplanetary disc
最近发现的尘埃沉降在原行星盘中的共振阻力不稳定性被认为是亚音速气尘混合物扰动的模式耦合。这种模式耦合是具有几乎相等的相速度的两种模式的合并：第一种模式是具有正能量的惯性波，而第二种模式是具有负能量的沉降尘波（SDW），如在垂直流体静力平衡中静止的气体环境的框架中测量的。SDW是由尘埃的大量沉降产生的一个平凡模式，它传输尘埃密度的扰动。SDW的相速度等于整体沉降速度乘以由波矢量和旋转轴形成的角度的余弦。这样，大量的尘埃沉降使得SDW与惯性波的耦合和不稳定性的开始成为可能。根据模式耦合的概念，不稳定性增长率与色散方程耦合项的平方根成正比，耦合项本身包含气尘混合物中粉尘的小质量分数、模式的径向波数平方和体积沉降速度平方。因此，较大的是大的沉降速度，更重的粉尘团块可以聚集的不稳定性相同的速率。
2019-03-29 astro-ph.EP physics.flu-dyn
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
