The lunar phases of dust grains orbiting Fomalhaut
附近恒星北落师门的光学图像显示，一个尘埃环围绕着中央恒星旋转。这种尘埃在许多方面都与太阳系的黄道尘埃相似。环显示出明显的亮度不对称性，归因于星周尘埃颗粒对中心星光的不对称散射。最近的测量表明北落师门环的亮面是远离我们的。这意味着该系统中的颗粒将大部分光向后散射，与太阳系中颗粒的前向散射性质形成鲜明对比。在这封信中，我们表明，颗粒大大大于那些占主导地位的太阳系黄道尘埃云提供了一个自然的解释明显的后向散射行为。事实上，我们看到尘埃颗粒的相位，就像我们看到月球和其他太阳系大型天体的相位一样。我们概述了如何的星子的散射行为的理论可以用来解释北落师门尘埃的属性。这表明北落师门尘埃环主要由非常大的颗粒组成。围绕北落师门运行的物质处于尘埃和微行星之间的过渡，就其光学行为而言，最好被描述为微小行星。
2010-01-04 astro-ph.EP
Photophoretic Levitation and Trapping of Dust in the Inner Regions of Protoplanetary Disks
在原行星盘中，尘埃颗粒相对于气体和相对于不同大小的颗粒的差异重力驱动的沉降决定了颗粒的可观测性，并为颗粒生长和最终行星形成设定了条件。在这项工作中，我们探讨了在积极吸积的原行星盘的内部区域的大尘埃颗粒的沉降的电泳效应。尘埃颗粒上的光泳力是由气体分子与受热不均的颗粒碰撞而产生的。我们进行一维尘埃沉降计算，以确定尘埃颗粒在磁盘的每列的平衡垂直分布。在这个过程中，我们引入了一个新的治疗的电泳力，这是一致的，在所有的光学深度与代表性的辐射强度场的双流辐射转移近似。大尘埃颗粒的悬浮产生了一个比中平面高出几个尺度的尘埃陷阱，在吸积能量耗散显著的圆盘内部区域。我们发现，差异沉降的尘埃颗粒是从根本上改变在这些地区的磁盘，与大尘埃颗粒被困在一个层以下的恒星照射表面的尘埃与气体的质量比可以提高了一个因素的100个相关的粒子。电泳捕集效应对颗粒尺寸和孔隙率有很强的依赖性。
2017-01-09 astro-ph.EP
Gas and multi-species dust dynamics in viscous protoplanetary discs: the importance of the dust back-reaction
我们研究了一个粘性原行星盘的动力学承载人口的尘埃颗粒的大小范围。我们计算稳态的解决方案，并表明，径向运动的气体和尘埃可以偏离大幅度从一个单一尺寸的尘埃人口。虽然尘埃对气体的气动阻力比所有颗粒都与气体最佳耦合的情况下要弱，但尘埃颗粒的累积“反反应”仍然可以显著改变气体动力学。在典型的原行星盘中，与无尘（粘性）情况相比，尘埃反反应的净效应减少了气体吸积流，即使尘埃与气体的比例为$1\%$。在外部圆盘中，灰尘颗粒通常不太强烈地耦合到气体并朝向中平面沉降，灰尘反反应甚至可以驱动向外的气体流动。此外，大颗粒的径向向内漂移在内部圆盘区域中的气体运动以下被减少，而小的尘埃颗粒在整个圆盘范围内遵循气体动力学。由此产生的尘埃和气体动力学可以产生可观察的结构，如气体和尘埃腔。我们的研究结果表明，尘埃反反应可以发挥重要作用的动力学和观测外观的原行星盘，不能忽视的模型中的原行星盘的演化。
2018-11-21 astro-ph.EP
On the settling of small grains in dusty discs: analysis and formulas
仪器实现了对年轻恒星盘顶层微米级尘埃颗粒的更清晰和更精细的观测。为了提供准确的模型，我们重新审视了小颗粒的尘埃沉降理论，当气体分层，尘埃惯性和湍流的有限相关时间应同时处理。我们从力的平衡出发，导出稳态分布。渐近展开式需要谨慎，因为极限不能交换。特别是，非物理颠簸的分布出现时，湍流是纯粹的扩散。这不包括非常短的相关时间为真正的光盘，预测数值模拟。
2020-04-07 astro-ph.EP
The Fate of Sub-micron Circumplanetary Dust Grains II: Multipolar Fields
我们研究了从具有复杂磁场的旋转行星任意距离发射的所有荷质比的尘埃颗粒的径向和垂直稳定性。我们表明，Jontof-Hutter和Hamilton（2012）分析的排列偶极子磁场模型在大多数情况下是一个很好的近似，但从根本上讲，新的物理出现了非轴对称磁场条款。特别是，大量遥远的带负电荷的尘埃颗粒，稳定在磁偶极子中，可以被更复杂的场驱动逃逸。我们追踪起源的不稳定重叠洛伦兹共振是非常强大的引力和电磁力的尘埃颗粒是可比的。这些共振使尘埃颗粒能够利用行星的自旋能量来为其逃逸提供动力。我们还探讨了相对较小的影响，不同的发射速度和更重要的影响，可变药柱收费。只有后者才能够显著影响微米级的颗粒，这些颗粒在微弱尘埃环的可见光和红外图像中占主导地位。最后，我们提出了完整的稳定性地图地球，木星，土星，天王星和海王星的磁场模拟八极顺序。毫不奇怪，天王星和海王星饱受折磨的磁场中的尘埃表现出最大的不稳定性。
2012-06-05 astro-ph.EP
Lifting Grains by the Transient Low Pressure in a Martian Dust Devil
将尘埃和沙子带入稀薄的火星大气层是一个具有挑战性的问题。已提出沙尘暴内的大气压力偏移以支持抬升。我们在实验室实验中验证了这一想法。沿着50至400 $\rm μm$的颗粒层施加高达几Pa的压力差。作为样品，我们使用直径为$\sim$ 50 $\rm μm$的玻璃珠和尺寸为$\sim$ 20 $\rm μm$的不规则玄武岩颗粒。空气的总环境压力设定为600 Pa。粒子在低至2.0 $\rm \pm$ 0.8 Pa的压力差下喷射。在玻璃珠的情况下，返回颗粒床的喷射颗粒可以触发新的颗粒喷射，因为它们降低了凝聚力并释放了其他颗粒的张力。因此，在更低的压力差下，很少的撞击颗粒可能足以维持尘暴中的灰尘提升。颗粒提升需要在具有较大孔隙空间的支撑地面上的非常薄的$\sim$ 100 $\rm μm$、低渗透性颗粒层。假设这一点，我们的实验支持这样的想法，即火星尘卷风的压力漂移从地面释放出谷物。
2020-02-14 astro-ph.EP
Growing dust grains in protoplanetary discs - II. The Radial drift barrier problem
我们的目标是研究原行星盘中不断增长的尘埃颗粒的迁移，其中生长和迁移是紧密耦合的。这包括了尘埃颗粒增长的径向漂移障碍的关键问题。因此，我们扩展了在论文I中进行的研究，考虑模型的晶粒生长和晶粒动力学的迁移和生长速率取决于晶粒尺寸和在光盘中的位置。圆盘轮廓和生长模型的参数空间进行了详尽的探索。在这样做时，也提供了在数值模拟中发现的晶粒运动的解释。我们发现，大量的情况下，需要完全考虑晶粒的径向运动，提供了大量的可能的结果。它们中的一些导致尘埃颗粒被吸积到中央恒星上，而另一些则没有。然后我们发现，圆盘需要q<1才能保持其生长的粒子，其中q是径向温度分布T（R）的指数，与R^-q成正比。此外，初始的尘埃与气体的比例必须超过一个临界值，才能有效地堆积颗粒，从而避免被吸积到中心恒星上。还发现圆盘能有效地保留由碎裂再生的小尘埃颗粒。我们展示了这些结果是如何敏感的湍流模型考虑。尽管一些物理过程被忽略了，这项研究允许勾勒出一个场景，其中颗粒可以生存的径向漂移障碍在原行星盘，因为他们的成长。
2013-11-06 astro-ph.EP
Enforcing dust mass conservation in 3D simulations of tightly-coupled grains with the Phantom SPH code
我们描述了一个新的实施单流体方法的SPH代码幻影模拟气体原行星盘中的尘埃颗粒的动力学。我们修改和扩展以前开发的算法，通过计算一个新的流体量，产生一个更准确的和数字控制的尘埃动力学的演变。此外，通过限制违反终极速度近似假设的非耦合颗粒的停止时间，我们避免了质量守恒中的致命数值误差。我们测试和验证我们的新算法，通过运行3D SPH模拟大范围的光盘模型与紧密耦合和边缘耦合晶粒。
2018-03-08 astro-ph.EP
Impacts of dust feedback on a dust ring induced by a planet in a protoplanetary disk
当一颗行星在原行星盘中形成一个很深的缝隙时，尘埃颗粒就无法通过缝隙。因此，尘埃颗粒的密度可以增加到与外边缘处的气体密度相同的水平。在这样一个多尘的区域，来自漂移的尘埃颗粒对气体的反馈是不可忽略的。我们进行了二维两流体（气体和尘埃）的流体动力学模拟。我们发现，当尘埃颗粒的径向流动通过间隙停止时，由于尘埃反馈和尘埃颗粒的扩散，可以形成一个宽的尘埃颗粒环。在我们模拟的参数范围内，形成宽尘环的行星最小质量与卵石隔离质量一致。尘埃颗粒的宽环是形成原行星固体核的良好环境。如果环形成在类太阳恒星周围的圆盘中，位于$\sim 2\ \mbox{AU}$，环内可能会形成一个大质量的固体核心（$\sim 50M_{\oplus}$），这可能与持有大质量固体核心的热彗星（如HD 149026 b）的形成有关。在这颗矮星的盘面中，$\sim 0.5\ \mbox{AU}$周围的尘埃环内可以形成许多地球大小的行星，这可能解释了由多颗地球大小的行星组成的行星系统围绕着这颗矮星，如TRAPPIST-1。
2018-11-20 astro-ph.EP
The Radial Profile of Dust Grain Size in the Protoplanetary Disk of DS Tau
原行星盘中的尘埃颗粒是如何克服快速的径向漂移并从微米大小的颗粒成长为行星的，目前还没有很好的了解。关键是寻找尘埃积累和增长的证据，作为半径的函数。我们研究的径向轮廓的晶粒尺寸在DS Tau盘拟合多波段ALMA观测与自洽辐射转移模型。最适合的晶粒尺寸范围从内部圆盘的厘米到外部区域的30微米。这种由内而外的减少趋势与尘埃演化理论相一致。基于最佳拟合模型，我们发现2木星质量的尘埃已经耗尽的差距。考虑到气体与尘埃的质量比，损失的质量足以形成文献流体动力学模拟推断的3.5木星质量的行星。此外，我们的模拟还表明，在间隙和环之间的界面区域，晶粒尺寸分布显示出不连续性，其幅度依赖于辐射转移分析中采用的尘埃模型。未来需要在更高的角分辨率下进行多波长观测，以更好地约束圆盘子结构附近的晶粒尺寸及其变化。
2022-11-30 astro-ph.EP
Dust-vortex instability in the regime of well-coupled grains
我们提出了一个新的研究尘埃涡旋演化的全球双流体盘模拟，以找出是否演变向高的尘埃气体比可以发生在一个政权的耦合晶粒与低斯托克斯数（$St=10^{-3}-{4\times 10^{-2}}$）。我们设计了一个新的隐式计划的代码RoSSBi，以克服小晶粒尺寸发生的短时间步长。我们发现，线性捕获阶段发生自相似的所有晶粒尺寸，与内在的时间尺度（表征涡寿命）缩放为$1/St$。涡旋消散后，形成一个{全球活跃的尘埃环}是一个通用的结果，证实了我们以前的结果获得较大的颗粒。我们提出了一个方案，在这种情况下，不考虑晶粒大小，多个途径可以导致当地的灰尘-气体比的顺序统一和以上的相对较短的时间尺度，$< 10^5$年，在存在的漩涡，即使与$St=10^{-3}$。当$St>10^{-2}$时，涡旋被双流体不稳定性迅速消散，在全球尘埃环中形成大的尘埃密度增强。当处于$St<10^{-2}$时，涡流可抵抗失稳。结果，由于涡流内部的湍流发展，局部出现粉尘浓度。无论斯托克斯数是多少，尘埃与气体的比值在$1-10$范围内，这是触发随后的流动不稳定性的必要条件，甚至是尘埃团的直接引力不稳定性，似乎是一个不可避免的结果。尽管仍需要与其他不稳定性建立定量联系，但我们认为我们的结果支持涡旋驱动的微行星形成的新情景。
2019-08-30 astro-ph.EP
Investigating the influence of the radiative torque disruption on the size evolution of dust in the heliosphere
本文研究辐射力矩致裂机制对日光层尘埃尺寸演化的影响，发现其高效碎裂微米颗粒并改变雪线位置，且对齐比例低于80%会削弱该效应。
2025-02-27 astro-ph.EP
The initial structure of chondrule dust rims II: charged grains
为了表征通常围绕球粒的细粒尘埃边缘（FGRs）的早期生长，我们模拟了FGRs的生长，通过直接吸积到球粒表面上的各种大小的单体。尘埃在太阳星云（SN）的辐射等离子体环境中不同程度地带电，由此产生的静电力改变了尘埃颗粒碰撞的轨迹，影响了尘埃边缘的结构以及边缘形成的时间尺度。我们比较了不同的湍流强度和等离子体条件下的原行星盘（PPD）中的FGR的增长，以前的模型假设中性尘埃颗粒。本文采用蒙特卡罗方法和N体程序相结合的方法模拟了尘埃单体与球粒的碰撞过程：用蒙特卡罗算法随机选择与球粒碰撞的尘埃粒子，并确定碰撞之间的时间间隔;在近距离接近时，使用N体算法Aggregate Builder（AB）模拟详细的碰撞过程，以确定碰撞结果，以及陨石球粒边缘的任何重组。碰撞是由布朗运动驱动的，并与原行星盘中的湍流气体运动耦合。建立了尘埃边缘的电荷分布模型，用于计算尘埃颗粒的运动轨迹，并对尘埃边缘的形貌进行了分析。在弱湍流区域，带电粒子之间的相对速度降低，导致小颗粒被排斥在球粒之外，导致尘埃边缘生长得更慢，并由更大的单体组成，这导致更多孔的结构。在高度湍流的区域，电荷的存在主要通过使尘埃颗粒偏离边缘的末端并减少重组量来影响边缘的孔隙度。
2019-11-03 astro-ph.EP
Radiation pressure mixing of large dust grains in protoplanetary disks
年轻恒星周围的尘埃盘是由星际尘埃形成的，这些尘埃由无定形的亚微米颗粒组成。然而，在彗星和陨石中发现的颗粒，以及在年轻恒星光谱中追踪到的颗粒，包括必须在超过1,000 K的温度下经历退火或冷凝的大晶粒，即使它们与从未经历过如此高温度的周围物质混合。这促使大规模混合理论能够将热改变的颗粒从吸积盘内部的热部分转移到外部较冷的盘区域，但所有这些假设都可能存在问题。在这里，我报告说，尘埃盘产生的红外辐射可以将大于1微米的颗粒从内部盘中发射出来，于是它们在盘上方滑行时被恒星辐射压力向外推。对于给定的颗粒尺寸和固体密度，颗粒在太冷而不能产生足够的红外辐射压力支持的半径处重新进入盘。观测到的盘的性质表明，这一过程可能在几乎所有年轻的恒星和年轻的棕矮星中都很活跃。
2009-05-14 astro-ph.EP
Growing dust grains in protoplanetary discs - III. Vertical settling
我们的目标是推导出一个简单的分析模型，以了解垂直沉降生长的尘埃颗粒在层流原行星盘的基本属性。分离的垂直动力学中的磁盘中平面的运动，我们集成的线性和指数晶粒生长速率的运动方程。对更复杂的增长模型进行数值积分。我们发现，沉降效率取决于无量纲参数γ的值，其特征在于相对于气体阻力的晶粒生长的相对效率。由于伽马值被认为是星盘中初始尘埃与气体的比值（10^-2的量级），因此颗粒的生长增强了尘埃粒子的能量耗散，并提高了原行星盘中的沉降效率。这种行为主要是独立的增长模型以及颗粒的径向漂移。
2013-11-06 astro-ph.EP
Dust properties and disk structure of evolved protoplanetary disks in Cep OB2: Grain growth, settling, gas and dust mass, and inside-out evolution
本文给出了Cep OB 2区34颗中低质量恒星的31个TTS和IRAM/1.3mm观测的Spitzer/IRS光谱。包括我们以前发表的数据，我们分析了56个TTS和3个中等质量的恒星在Tr 37（~ 400万年）和NGC 7160（~ 1200万年）的硅酸盐特征。硅酸盐发射特征很好地再现与无定形（橄榄石，镁橄榄石，和二氧化硅化学计量）和结晶颗粒（镁橄榄石，顽火辉石）的混合物。我们探索晶粒尺寸和磁盘结构使用辐射转移磁盘模型，发现大多数对象遭受了重大的演变（晶粒生长，沉降）。大约有一半的磁盘显示由内而外的演变，要么灰尘清除内孔或径向依赖的灰尘分布，通常有较大的颗粒和更多的沉淀在最里面的磁盘。典型的强硅酸盐的功能，但需要存在的小灰尘颗粒，并可以解释为根据颗粒大小，异常的灰尘分布，和/或光学薄的尘埃种群内磁盘间隙的差异沉降。M型恒星往往比K型天体有更弱的硅酸盐发射和更陡的SED。推断出的低尘埃质量与相对较高的气体吸积率形成强烈对比，表明全球颗粒生长和/或异常的气尘比。过渡盘（TD）在Cep OB 2区域显示强烈的加工颗粒，这表明它们主要是由尘埃演化和沉降。最后，罕见但引人注目的在年老时具有强烈吸积作用的盘的存在揭示了一些非常巨大的盘可能仍然存在于颗粒生长，引力不稳定和行星形成中。
2011-08-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
The possibility for panspermia in the galaxy by means of planetary dust grains
本研究假设行星尘埃可逃脱行星引力，分析其借助辐射压离开恒星系统的动力学，证明尘埃可参与泛种论，50亿年可抵达10万个恒星系统，结合Drake方程得出银河系将遍布行星尘埃的结论。
2025-06-18 astro-ph.EP physics.pop-ph
An implicit algorithm for simulating the dynamics of small dust grains with smoothed particle hydrodynamics
本研究提出一种用于光滑粒子流体动力学的隐式算法，求解终端速度近似下小尘埃占比的扩散方程，通过解析求解三次方程实现，避免了显式方法的负值问题，降低了计算成本，但仍不适用于大颗粒场景。
2024-03-08 astro-ph.EP astro-ph.IM
Cosmic Dust Aggregation with Stochastic Charging
宇宙尘埃颗粒的凝聚是发生在太阳前星云、星周盘和原行星盘等天体物理环境中的一个基本过程。宇宙尘埃颗粒可以通过与等离子体环境或其他过程的相互作用而带电，尘埃颗粒之间产生的静电力可以强烈影响它们的凝聚速率。由于离子和电子以随机的时间间隔被收集在尘埃颗粒的表面上，尘埃颗粒的电荷经历随机波动。在这项研究中，一组随机微分方程来模拟这些波动的表面上的不规则形状的聚集。然后，采用所产生的数据，对混凝过程和所形成的聚集体的物理特性的电荷波动的影响进行检查。它示出了小电荷的尘埃（由于小尺寸的尘埃颗粒或稀薄的等离子体环境）的影响最强烈。
2013-03-21 astro-ph.EP physics.space-ph
High circular polarization of near infrared light induced by micron-size dust grains
利用三维辐射转移计算方法研究了恒星形成区近红外线的圆偏振诱导。模拟跟踪在每个散射/吸收过程中的含尘气体板组成的定向颗粒的斯托克斯参数的变化。我们发现，CP度显着扩大，根据灰尘颗粒的尺寸增加和超过$\sim 20$ %的微米级颗粒。因此，如果微米尺寸的颗粒占主导地位的尘埃气体板，高CP周围观察到的发光的年轻恒星物体可以解释。CP的分布呈现不对称的四极图案，与晶粒尺寸无关。此外，我们发现CP度依赖于尘埃气体板片的相对位置。如果一个尘埃气体板位于恒星形成区的后面，那么在$1.0~{\rm μm}$尘埃颗粒的情况下，CP达到$\sim 60$ %。因此，我们认为，所观察到的CP地图的品种可以解释由不同的尘埃颗粒的尺寸分布和配置的排列颗粒。
2020-06-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
MULTIGRAIN: A smoothed particle hydrodynamics algorithm for multiple small dust grains and gas
我们提出了一种新算法MULTIGRAIN，用于对浸入气体中的整个小尘埃颗粒群的动态进行建模，这是分子云和原行星盘中发现的典型条件。MULTIGRAIN方法比单相模拟更准确，因为气体经历了来自每个尘埃相的逆反应，并将这种变化传递给其他相，从而间接地将尘埃相耦合在一起。MULTIGRAIN方法是快速，明确和低存储，只需要一个数组的尘埃分数和他们的衍生物定义为每个分辨率元素。
2018-02-09 astro-ph.EP astro-ph.IM
Experimental phase functions of mm-sized cosmic dust grains
我们提出了实验相函数的三种类型的毫米级尘埃颗粒组成顽火辉石，石英和火山物质从埃特纳火山，分别。这三种晶粒尺寸相似，但吸收性能不同。测量在527 nm处进行，覆盖3至170度的散射角范围。测得的相位函数示出两个定义良好的区域i）软前向峰和ii）在侧散射区域和后向散射区域处随着散射角的连续增加。这种行为在侧面和背散射区域与观测到的相函数北落师门和HR 4796A尘埃环。对毫米级尘埃颗粒的进一步计算和测量（包括偏振）需要得出一些关于尘埃颗粒蓬松或紧凑结构的结论。
2017-07-13 astro-ph.EP astro-ph.GA
Investigating the Relative Gas and Small Dust Grain Surface Heights in Protoplanetary Disks
原行星盘中的尘埃从小尘埃颗粒到卵石的演化是行星形成过程的关键。原行星盘中的气体应该会影响小尘埃颗粒的垂直分布（$\sim$ 1 $μm$），利用近红外偏振光和毫米波观测资料，测量了三个原行星盘IM Lup，HD 163296，和HD 97048（CU Cha）。对于两个系统，IM Lup和HD 163296，$^{12}$ CO气体和小尘埃颗粒在小半径的恒星有类似的高度，但在较大的半径（$>$ 100 au）的尘埃颗粒散射表面高度低于$^{12}$ CO气体排放表面高度。在HD 97048的情况下，小尘埃颗粒散射表面在所有半径处具有与$^{12}$ CO气体发射表面相似的高度。我们运行了一个原行星盘辐射转移模型的一般原行星盘与TORUS，并表明有没有观察到的散射表面和$^{12}$ CO发射表面之间的差异。我们还对系统进行了分析建模，发现大于100的气尘比可以解释在IM Lup和HD 163296中观察到的差异。这是对原行星盘中气体和小尘埃颗粒高度分布观测的首次直接比较。未来需要对气体排放和近红外散射光仪器进行观测，以在其他原行星盘中寻找类似的趋势。
2021-04-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Self-scattering on large, porous grains in protoplanetary disks with dust settling
在亚毫米波段对原行星盘（PPD）的观测表明，偏振是由热辐射的散射引起的。大多数用来解释这些观测结果的尘埃模型都有主要的缺点：它们要么使用比尘埃演化模型预期的要小得多的颗粒，要么导致比观测到的更低的偏振。我们调查的尘埃颗粒孔隙度的偏振由于散射在亚毫米波长所产生的颗粒的尺寸高达毫米的影响，因为他们预计将存在于中平面的PPD。利用有效介质理论，我们计算了多孔尘埃的光学性质，并用它们来预测散射偏振的行为。随后，对带有多孔尘埃的PPD进行了辐射转移模拟，以分析光学深度结构的附加影响，从而分析多次散射事件和不均匀温度分布对偏振的影响。我们发现，多孔粉尘与约10%的中等填充因子相比，紧凑的颗粒增加极化。对于较高的颗粒孔隙率，即填充因子为1%或更低的颗粒，消光不透明度降低，具有恒定质量的盘的光学深度也降低。因此，非偏振的直接辐射占主导地位的散射通量，偏振迅速下降。即使模拟的极化高于致密颗粒的情况下，它仍然低于典型的观察值的正面磁盘。然而，当来自磁盘和尘埃演化理论的关键模型假设（例如尘埃沉降和毫米大小的尘埃颗粒）被丢弃时，极化可能会增加。然而，在倾斜圆盘的情况下，我们的参考模型能够实现约1%的偏振度，并且使用更高的圆盘质量，甚至比这更高。
2021-03-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
On dust entrainment in photoevaporative winds
利用尘埃光滑粒子流体动力学（SPH）研究了原行星盘中光蒸发风对尘埃的卷吸作用。我们使用不等质量的颗粒来解决超过五个数量级的光盘/流出密度和一个流体配方，有效地模拟阻力停止时间的等效幅度范围。我们发现，只有微米大小的尘埃颗粒和更小的可以夹带在EUV驱动的风。最大粒度由沉降在圆盘中的灰尘而不是风中的空气动力学阻力设定。更一般地说，基流密度与风中最大可分散粒度之间存在线性关系。当尘埃颗粒与低密度风分离时，在圆盘的临界半径处的高层大气中可能发生微米级尘埃颗粒的堆积。卷吸是圆盘中位置的一个强功能，导致流出物中颗粒的大小分选-最大的颗粒在$10$- $20\,$ AU之间进行。每种粒度的粉尘密度峰值出现在其自身夹带区域的内边缘。
2016-05-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Modelling dust coagulation, dynamical drag and turbulent mixing during star and disc formation
University of Exeter（埃克塞特大学）；Hochschule für angewandte Wissenschaften München（慕尼黑应用科学大学）
本文提出了一种结合隐式积分方法和SPH模拟的模型，用于研究恒星形成早期阶段和原行星盘中尘埃颗粒的凝聚、混合与迁移过程，通过湍流扩散提高尘埃颗粒生长效率。
2025-12-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evolution of spheroidal dust in electrically active sub-stellar atmospheres
了解在光学和近红外线中的亚恒星偏振观测的来源是确定亚恒星物体的特征和开发用于确定其大气特性的潜在诊断的关键。来自一群排列整齐的非球形尘埃颗粒的差分散射是一个潜在的偏振源，可以用来确定尘埃云的几何特性。本文讨论了电激活亚恒星大气中尘埃颗粒的球状生长问题。它提出了一种新的应用机制，即非球形，细长的尘埃颗粒可以通过等离子体沉积作为带电尘埃颗粒的表面电场效应的结果生长。我们数值求解的微分方程的带电尘埃颗粒通过等离子体沉积作为表面电场效应的结果，以确定如何尘埃偏心率和尘埃粒子偏心率分布函数随时间的演变。从这些结果中，我们确定了球状尘埃对所观察到的线偏振的影响。数值解表明，$e\approx 0.94$定义了分水岭偏心率，初始偏心率小于（大于）此值的晶粒偏心率减小（增大），出现球形（类球形）生长。这产生了一个特征双峰偏心率分布函数，在观测到的线性偏振中产生一个分数变化，最高可达$\approx0.1$，对应于在$\approx1 μ$ m波长处最大偏心率的尘埃颗粒，与近红外观测窗口一致。这里提出的结果是相关的非球形的，不规则形状的尘埃颗粒的一般几何形状的非均匀表面电场效应的带电尘埃颗粒的生长是显着的。
2020-10-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Intrinsic polarisation of elongated porous dust grains
ALMA观测揭示了最近几个原行星盘在（亚）毫米波长范围内的极化辐射。除了大颗粒的自散射外，细长颗粒的热发射是检测到的偏振信号的潜在来源。我们使用离散偶极近似计算了球形、微米和亚毫米级尘埃颗粒的波长依赖吸收和内禀偏振。特别是，我们分析了尘埃颗粒孔隙度的影响，这似乎是存在于磁盘时，小颗粒凝聚形成较大的聚集体。对于第一次，我们的研究结果表明，（a）的固有极化降低增加晶粒孔隙度和（b）的偏振取向翻转90度的波长与晶粒尺寸的某些比率。我们提出了一种新的方法来限制颗粒孔隙度和颗粒大小的原行星盘使用多波长偏振观测在远红外毫米波长。最后，我们发现，中度晶粒孔隙率（$\mathcal{P}\lesssim0.7$）可能解释所观察到的极化分数在系统HD 142527，而高度多孔晶粒（$\mathcal{P}>0.7$）失败，除非晶粒的轴比是非常大的。
2019-06-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
The radiative torque spin-up efficiency of ballistic dust grain aggregates
本文研究了弹道粉尘颗粒聚集体的辐射转矩自旋效率，发现标准参数化高估了最大角速度，提出了一种能更准确预测角速度的新参数化方法，并指出强辐射源仍可导致颗粒旋转破坏。
2024-12-20 astro-ph.EP astro-ph.GA
Coagulation-Fragmentation Equilibrium for Charged Dust: Abundance of Submicron Grains Increases Dramatically in Protoplanetary Disks
本文通过数值求解 Smoluchowski 凝聚-碎裂方程，研究原行星盘内盘区域中静电排斥与碎裂对尘埃演化的联合效应，发现碎裂能有效补充静电势垒下的小颗粒，使亚微米颗粒平衡丰度比中性尘埃提高数个数量级。
2023-06-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Effects of grain alignment with magnetic fields on grain growth and the structure of dust aggregates
尘埃颗粒在星际介质（ISM）中漂移，并与磁场对齐。在这里，我们研究的晶粒排列和晶粒运动对晶粒生长的分子云（MC）的影响。我们首先讨论了最大惯性轴（$\hat{a}_{1}$）与其角动量（${\bf J}$）对齐的特征时标（即，{ \it内部配向}）和${\bf J}$与磁场的配向（${\bf B}$，即，{ \it外部对齐}）。我们确定的最大晶粒尺寸与有效的内部（$a_{\rm max,aJ}$）和外部对齐（$a_{\rm max,JB}$）的复合颗粒。对于$n_{\rm H}\sim 10^{3}-10^{8}\rm cm^{-3}$的MC密度，我们发现，外部对齐可以发生非常大的晶粒，但内部对齐只发生在晶粒小于$a_{\rm max,aJ}\sim 2μm$。尘埃颗粒内的铁团簇或超高温旋转的存在使$a_{\max,aJ}$增加到$\sim 10-50μm$。然后，我们研究了在气体中漂移的对准晶粒的生长。由于取向晶粒在磁场中的运动，气体吸积会增加晶粒的伸长，而不是像随机取向晶粒生长所预期的那样减少。通过颗粒碰撞的凝结也增加颗粒伸长，导致伸长随颗粒尺寸增加。对齐的颗粒凝聚形成尘埃聚集体，其中包含细长的双星，包括一对具有平行短轴的颗粒。由{ \it Rosetta}获得的67 P/Churyumov-Gerasimenko中的尘埃聚集体中的颗粒具有随颗粒半径增加的颗粒伸长，这意味着这种…
2022-01-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
3D radiative transfer of intrinsically polarized dust emission based on aligned aspherical grains
对非球面尘埃粒子偏振辐射的（亚）毫米观测使我们能够研究原行星盘内的磁场。然而，对这些观察结果的解释是复杂的。必须考虑改变所测量的偏振信号的各种效应，例如尘埃颗粒的形状、颗粒排列的效率、磁场特性以及信号沿视线的投影。我们的目的是分析观测到的偏振尘埃排放的三维辐射转移模拟的背景下，解开的偏振信号的影响。为此，我们开发了一个程序，能够模拟尘埃颗粒的非球面颗粒的排列和热尘埃发射的本征偏振。我们发现热极化和尘埃颗粒排列对偏振辐射的影响表现为空间分辨的偏振图或光谱能量分布跟踪盘属性，而这些属性在总（非偏振）辐射中无法跟踪，例如磁场拓扑。在这项工作中提出的辐射转移模拟使三维分析的固有偏振尘埃排放-观察，例如，ALMA -这是必不可少的约束磁场属性。
2017-05-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Grain Evolution in Spatially Resolved T Tauri Binaries
核心吸积行星形成始于原行星盘，伴随着小的ISM尘埃颗粒成长为更大的颗粒。晶粒生长的过程，可以用10微米硅酸盐光谱进行量化，对行星形成的最终产物有着广泛的影响。以前的研究试图将恒星和盘的性质与10微米的硅酸盐特征相关联，以确定哪些恒星在晶粒生长方面是有效的。到目前为止，似乎没有一个主导的相关参数。在本文中，我们使用空间分辨自适应光学光谱的9 T金牛座双星紧密为0.25”，以确定是否有基本属性之间共享的双星，如年龄，成分和形成历史，对尘埃颗粒的演变。我们发现，与90-95%的置信度，硅酸盐功能等效宽度的双星比随机配对的单星更相似，这意味着共享的属性确实发挥了重要作用，尘埃颗粒的演变。在较低的统计显著性下，我们以82%的置信度发现次级具有更突出的硅酸盐发射特征（即，更小的颗粒）。如果通过更大的调查证实，这将意味着光谱类型和/或双星是尘埃颗粒演化的重要因素。
2011-07-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evolution of porous dust grains in protoplanetary discs -- I. Growing grains
行星形成的一个主要问题是所谓的径向漂移障碍，它阻碍了小尘埃成长为星子。厘米到分米大小的卵石被认为在原行星盘上径向漂移的速度比它们长大的速度要快，因此会丢失到恒星中。为了克服这一障碍，漂移必须减慢或停止，或者需要加速生长。在本文中，我们调查的作用，孔隙度的漂移和增长。我们已经开发了一个模型，孔隙度的演变过程中的晶粒生长，并将其应用到原行星盘的数值模拟。我们发现，多孔晶粒的生长速度更快，使他们能够过渡到斯托克斯阻力制度，从气体中解耦，并生存的径向漂移障碍。在圆盘的大面积上，由多孔尘埃直接形成小的星子是可能的。
2020-03-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gas and dust hydrodynamical simulations of massive lopsided transition discs - II. Dust concentration
我们通过二维流体动力学模拟，包括气体和尘埃，研究了大规模不平衡过渡盘中大尘埃颗粒的动力学。我们的模拟采用了环状的气体密度分布，对Rossby波不稳定性变得不稳定，并形成一个大的新月形涡。当气体的自引力被丢弃，但从位移的恒星的旋涡的间接力包括在内，我们确认，尘埃颗粒停止时间的顺序的轨道时间，这应该是典型的几厘米的大小，被困在前方的旋涡在方位角方向，而最小和最大的颗粒集中在旋涡中心。我们获得约25度的最大偏移角。气体的自重作用使大小颗粒之间的浓度差异更加明显。在低到中等的圆盘质量下，颗粒越大，它们被困在旋涡前面的距离就越远。位移角高达90度，达到10厘米大小的颗粒，我们表明，这样大的偏移可以产生一个双峰连续发射在毫米/厘米波长观察。这种现象的发生是因为大颗粒在涡旋重力的作用下相对于涡旋发生马蹄形U形转弯。在大圆盘质量下，由于涡流的图案频率变得越来越慢于开普勒，小颗粒稍微集中在涡流之外，大颗粒在涡流的径向位置周围形成通常非轴对称的环状结构。因此，气体自引力赋予了大小尘埃颗粒不同的捕获位置，这可能会被当前和未来的观测所探测，这表明在旋涡中形成星子可能比以前想象的更困难。
2015-11-11 astro-ph.EP astro-ph.GA
Electrostatic lofting of dust grains from the surfaces of Thebe and Amalthea
来自内部辐射带的高能电子为木星的卫星忒贝和阿玛尔泰亚的表面提供了大量的电荷，这两颗卫星的轨道都位于这个辐射带内。我们估计理论上的电场在附近的忒拜和Amalthea的极地地区，并认为这些领域是足够的放样微米和亚微米大小的尘埃颗粒从表面的卫星。因此，带电尘埃颗粒在电场中的漂移可以被认为是除了微流星体撞击卫星表面而喷出尘埃之外，向游丝环提供尘埃的另一个来源。该机制可以定性地解释游丝环内尘埃颗粒分布的某些特点。
2020-09-23 astro-ph.EP physics.plasm-ph physics.space-ph
Ice coverage of dust grains in cold astrophysical environments
在寒冷的天体物理环境中，宇宙固体的表面过程导致气相耗尽和分子复杂性。大多数天体物理模型假设分子冰形成了一个厚的多层基底，不与尘埃表面相互作用。相反，我们提出的实验结果表明多孔颗粒的表面的重要性。我们表明，宇宙尘埃颗粒可能只被几个单层的冰覆盖。这意味着，尘埃表面结构，成分和反应性的模型描述在寒冷的星际，原恒星和原行星环境中的表面过程的作用必须重新评估。
2020-05-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Motion and Possibility of Dust Growth in a Growing Circumstellar Disk
我们使用三维电阻磁流体动力学模拟计算了恒星形成云核的演化，将尘埃颗粒视为拉格朗日粒子，以研究恒星形成早期阶段的尘埃运动。我们准备了六组不同大小的尘埃颗粒，范围为$a_{\rm d}=0.01$-$1000\,μ$ m，其中$a_{\rm d}$是尘埃颗粒大小。在引力坍缩云中，原恒星周围形成一个星周盘，并驱动原恒星外流。几乎所有的小尘埃颗粒（$a_{\rm d} \lesssim 10$ - $100\,μ$ m）最初分布在区域$θ_0 \lesssim 45^\circ$的中心喷出的外流，其中$θ_0$是相对于旋转轴的初始天顶角，而只有少数的大尘埃颗粒（$a_{\rm d} \gtrsim 100\,μ$ m）分布在该地区被喷出。所有其他的粒子都落在原恒星或盘上，而没有被流出物喷射出去。无论尘埃颗粒大小如何，尘埃颗粒进入星周盘后，尘埃运动的行为分为两个趋势。从上包层到达内盘区域的尘埃颗粒优先落在原恒星上，而从包层到达外盘区域或盘外缘的尘埃颗粒可以在没有向内径向漂移的情况下存活下来。这些残存的颗粒会引起尘埃的生长。因此，我们预计外盘区域可能是行星形成的有利场所。
2022-11-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A fast and explicit algorithm for simulating the dynamics of small dust grains with smoothed particle hydrodynamics
我们描述了一个简单的方法来模拟动力学的小颗粒在尘埃气体中，有关微米级的颗粒在星际介质和厘米级的颗粒大小和更小的原行星盘。该方法涉及到解决一个额外的扩散方程的灰尘分数除了通常的流体动力学方程。当尘埃停止时间小于计算时间步长时，这种“尘埃扩散近似”是有效的。我们提出了一个数值实现光滑粒子流体动力学（SPH），是保守的，准确的和快速的。它不需要任何隐式时间步长，可以直接移植到现有的3D代码。
2015-09-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Impact of dust size distribution including large dust grains on magnetic resistivity: an analytical approach
本文研究了粉尘粒度分布对磁阻率的影响。特别是，我们专注于它的影响时，最大粉尘尺寸显着增加，从亚微米。本文的前半部分介绍了我们的计算方法的基础上的模型\citet{1987ApJ...320..803D}的磁阻，并表明，该方法再现了一个更现实的化学反应网络计算的结果合理。然后，我们描述了大的最大尘埃颗粒的尘埃分布的电阻率计算的结果。结果表明，电阻率随尘埃的增长而减小，当尘埃粒径幂指数$q$为$q=2.5$时，这种趋势尤为明显。另一方面，当灰尘尺寸幂指数$q$为$q=3.5$时，即，当小灰尘也负责灰尘横截面时。我们的研究结果表明，详细的尘埃凝聚和碎裂过程中发挥了至关重要的作用，在原恒星形成的磁性。
2022-08-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust grain shattering in protoplanetary discs: collisional fragmentation or rotational disruption?
在原行星盘中，尘埃颗粒凝聚成大的聚集体仍然知之甚少。颗粒孔隙度似乎是一个有前途的解决方案，让晶粒生存和形成星子。此外，尘埃破碎一般被认为只来自碰撞碎裂;然而，最近引入了一个新的过程，旋转破裂。我们编写了一个一维代码，模拟了颗粒漂移时的生长和孔隙度演变，以研究包括两个破碎过程时的最终结果。在模拟再现观测的圆盘模型中的晶粒演化时，我们发现与碎裂和径向漂移相比，旋转破裂是不可忽略的。当湍流参数$α\lesssim 5\xtenpow{-4}$，如果径向漂移足够慢时，破坏成为主导。我们表明，在晶粒的生长历史中断的重要性强烈依赖于它们的抗拉强度。
2023-01-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Imprisonment of Dusty Pinballs by a Supernova Remnant
受最近对洋底和月球表面$^{60}$ Fe沉积物的测量的启发，我们对含有$^{60}$ Fe的尘埃颗粒从近地天体（即，100秒差距以内）超新星（SN）。我们将尘埃颗粒注入到SN遗迹（SNR）的环境中，并通过应用一维流体动力学描述（假设球对称）来描述等离子体动力学来跟踪它们的轨迹，并包括一个基本的三维磁场描述来研究其对带电尘埃颗粒的影响。我们假设星际介质（ISM）的磁场是动荡的，并被放大的SNR冲击，而SN风和喷出物领域是可以忽略不计的。我们检查的各种影响的尘埃颗粒内的SNR，以确定何时/如果灰尘从等离子体中，有多少是溅射，以及在SNR内的尘埃颗粒位于。我们发现，瑞利-泰勒不稳定性是重要的尘埃生存，因为它们影响的SN的反向冲击的位置。我们发现，一个磁场内的冲击ISM材料的存在限制了SN尘埃颗粒的通道，与该领域的反射或捕获的SNR的心脏内的颗粒。这些结果具有重要意义的{\it原位} $^{60}$铁的测量，并在信噪比的尘埃演化一般。
2020-04-25 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
