Drag-driven instability of a dust layer in a magnetized protoplanetary disc
本文研究了原行星盘中的阻力驱动不稳定性，原行星盘由一层与磁化气体耦合的单尺寸尘埃颗粒组成，并考虑了颗粒-气体反馈。我们找到了轴对称线性扰动的色散关系，数值计算了不稳定模的增长率。在没有粒子-气体反馈的情况下，长期的引力不稳定性预示着尘埃层是不稳定的，而如果气体成分的Toomre参数是固定的，磁场会显著地放大不稳定性。我们还表明，即使是一个弱的磁场是能够放大的不稳定性或多或少的尘埃气体耦合无关。
2016-05-30 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
Size and density sorting of dust grains in SPH simulations of protoplanetary disc II: Fragmentation
在原行星盘中，颗粒的生长和碎裂是形成大型尘埃聚集体的重要过程。使用3D两相（气尘）SPH代码，我们调查的增长和破碎的多相灰尘与不同的破碎阈值在一个时间演化的光盘的综合影响。我们发现，我们的基准盘，最初在碎裂制度，走向纯增长制度在几千年。时间尺度根据光盘和灰尘属性而变化。当碎片是有效的，它产生，在不同的区域的磁盘，铁/硅和岩石/冰的比例不同于那些预测时，只考虑纯增长。在某些陨石中观察到的化学分馏和铁的贫化/富集可能与前体尘埃颗粒的尺寸密度分选和碎裂特性有关。我们认为，聚集的南极组件可能发生的地方/时，碎片是没有效率的，如果他们的空气动力学排序必须保存。只有当它们具有类似的碎裂特性时，球粒陨石成分才允许在碎裂区进行空气动力学分选。我们发现，在内盘，并为相同的时间间隔，破碎的灰尘可以增长更大的颗粒的大小相比，预测纯增长。这种违反直觉的行为是由于大量的灰尘堆积在破碎区，然后在该区过渡到纯生长状态时发生快速生长。作为一个重要的结果，尘埃可以在几千年内克服径向漂移障碍。
2019-10-10 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
Wind-shearing in gaseous protoplanetary disks
行星形成的第一阶段之一是小的星子的生长和它们积累成大的星子和行星胚胎。这个早期阶段发生在大部分气体从原行星盘扩散之前。由于它们不同的空气动力学特性，不同尺寸/形状的微行星在这些阶段受到来自气体的不同阻力。这种不同的力在附近不同大小的微行星之间产生风切变效应。对于任意两个微行星，可以考虑风切变半径，在该半径处，由于风引起的加速度差大于微行星之间的相互引力。我们发现风切变半径可能比太阳的引力切变半径（希尔半径）小得多，也就是说，在盘的气相阶段，风切变可能比太阳的潮汐扰动起更重要的作用。在这里，我们研究了不同大小的微行星对的风切变半径，并将其与引力切变（拖曳力与引力潮汐力）进行了比较。然后，我们讨论了风切变的稳定性和生存的双星微星的作用，并提供嵌入在一个气体盘双星微星的稳定性准则。
2010-12-02 astro-ph.EP
Physical processes in protoplanetary disks
本文介绍了原行星盘中与吸积有关的物理过程和行星形成的初始阶段。在简要概述了观测背景之后，我介绍了盘结构和演化的基本理论，回顾了通过湍流和盘风的角动量输运的气相物理，并讨论了在年轻恒星天体中观察到的幕式吸积的可能起源。谈到固体，我回顾了气动力作用下单个颗粒的演化，并描述了集体气粒不稳定性发展所需的条件。观测表明，磁盘可以表现出明显的大尺度结构，我讨论的结构类型，可能形成的气体和粒子的相互作用在冰线，涡和纬向流，形成大型行星机构之前。我以磁盘分散来结束。
2017-12-01 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
On dust-gas gravitational instabilities in protoplanetary discs
在原行星盘中，粒子和气体之间的空气动力学摩擦引起了各种不稳定性，这些不稳定性促进了行星形成。其中，我们研究了所谓的“长期引力不稳定性”（SGI）在两种流体近似，推导出其稳定性标准和增长率的解析表达式。同时，我们提出了一个物理解释的不稳定性，表明它是如何体现在一个中间范围的长度尺度表现出地转平衡的气体成分。与单流体处理相反，SGI在临界盘半径内淬灭，对于cm和mm尺寸的颗粒分别为10 AU和30 AU，尽管建立稳健的估计受到参数（特别是湍流强度）中的不确定性和我们采用的剃刀薄盘模型中的缺陷的阻碍。然而，SGI不太可能与耦合良好的尘埃相关。最后，我们将这些结果应用到星子的形成和大规模的尘埃环的起源问题。
2016-09-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
The origin of the high metallicity of close-in giant exoplanets: Combined effect of the resonant and aerodynamic shepherding
背景：最近的研究表明，许多巨大的系外行星与它们的主恒星相比，富含重元素，并且含有几十个地球质量或更多的重元素。这种富集被认为是由形成后期的星子吸积所带来的。然而，先前的动力学模拟表明，行星无法通过原位小行星吸积来收集如此多的重元素。目的：研究一颗向内迁移的巨行星是否能有效地捕获星子，以显著增加其金属性。方法：我们对迁移的巨行星和原行星气体盘中的微行星进行轨道积分，以推断行星吸积的微行星质量。结果：我们发现平均运动共振捕获和空气动力学气体阻力这两个引导过程抑制了迁移行星的平微捕获。然而，放大的天平动允许共振中高度激发的星子逃离共振陷阱并被行星吸积。因此，我们表明，一个迁移的巨行星捕获行星imals与几十个地球质量的总质量，如果行星形成在几十个AU在一个相对巨大的磁盘。我们还发现，在有限的半长轴范围内，星子的捕获是有效的，并且被捕获的星子总质量随着迁移距离的增加而增加。我们的研究结果对于理解巨行星金属丰度和质量之间的关系具有重要意义，因为我们认为它反映了行星的形成位置，或者更准确地说，失控气体吸积发生的位置。我们还认为，所观察到的富含金属的近距离彗星是从它们形成的地方迁移到现在的位置的。
2019-11-06 astro-ph.EP
Gap and rings carved by vortices in protoplanetary dust
原行星盘中的大尺度涡旋被认为会形成并存在很长一段时间。因此，它们可以显着改变全球盘的演变，特别是嵌入气体中的固体颗粒的分布，这可能解释了最近在亚毫米和毫米波长下观察到的不对称性和尘埃浓度。我们用一个简单的由巨大的气体涡旋组成的原行星盘模型研究了尘埃颗粒的空间分布。我们探讨了结果对晶粒尺寸的依赖性，并推导出可能的后果和预测的观测尘埃热发射在亚毫米和毫米波长。全球二维模拟与双流体代码被用来遵循一个单一的人口的固体颗粒的气体动力学耦合的演变。利用ALMA和ngVLA观测的模拟器得到了可能的尘埃热辐射观测信号。我们发现，一个巨大的涡旋不仅可以捕获Stokes数St < 1的尘埃颗粒，而且还可以影响较大颗粒（St '~' 1）的分布，从而在由不完全捕获的颗粒组成的环上雕刻出一个间隙。结果是不同的颗粒尺寸和相关的磁盘观测中可能的签名。尘埃空间分布中的间隙清除可能是由于与巨大的气体涡旋及其相关的螺旋波的相互作用，而没有行星的引力帮助。因此，在较短的亚毫米波长处的强尘埃浓度与较长的毫米和厘米波长处的间隙和不规则环相关联，这可能表明存在看不见的气体涡旋。
2017-06-21 astro-ph.EP
The outcome of protoplanetary dust growth: pebbles, boulders, or planetesimals? II. Introducing the bouncing barrier
由于表面力的作用，微米大小的尘埃颗粒粘附在星周盘中，这是产生小行星和行星的第一阶段。驱动这一过程的关键因素是这种环境中尘埃颗粒之间的相对速度和尘埃聚集体碰撞的复杂物理学。在这里，我们提出了一个碰撞模型，这是基于这些聚集体的实验室实验的结果。我们研究了在原行星盘中通过凝聚可以达到的最大聚集体尺寸和质量。我们在三个不同的气体密度在1 AU的中平面的尘埃聚集体的增长模型。我们发现，尘埃的演变并不遵循先前假设的增长-碎裂周期。在这三种盘模型中几乎不发生灾难性碎裂。此外，我们看到长寿，准稳态的分布函数的聚集体由于反弹。我们探讨了如何改变湍流参数和通过改变粉尘颗粒的临界质量比的质量和孔隙率的变化。在模拟过程中，粒子的斯托克斯数大约为10^-4。在这些模型中，粒子的生长是通过反弹而不是破碎来停止的。聚集体的最终Stokes数对气体密度和湍流强度的变化相当不敏感。颗粒的最大质量被限制为约1克（球粒大小的颗粒）。微行星的形成可以通过这些按空气动力学大小分类的球粒大小的颗粒的湍流集中来进行。
2010-01-04 astro-ph.EP
A Mechanism to Produce the Small Dust Observed in Protoplanetary Disks
在原行星盘的整个生命周期中，都存在着微小的（亚）微米尘埃。由于聚集很容易耗尽小颗粒，一种解释可能是，尘埃是由中平面中的较大物体连续产生的，并被输送到圆盘的表面。一般来说，在这种情况下的第一步，较大的机构必须再次销毁，存在不同的机制，有可能完成这一任务。可能的破坏机制是碰撞中的碎裂、气体拖曳造成的侵蚀或光引起的侵蚀。在实验室实验中，我们发现，后者，光致侵蚀努森压缩和电泳，可以提供小颗粒。它可能是一个优选的候选人，因为灰尘被释放到一个低颗粒密度区域。该机制的工作原理防止或降低了大的致密聚集体的瞬时再增生或再生长的可能性。如果存在颗粒升力，例如湍流，则这些颗粒可能容易到达盘的表面。
2011-11-04 astro-ph.EP
Dynamics of Solids in the Midplane of Protoplanetary Disks: Implications for Planetesimal Formation
本文采用Athena程序对原行星盘中平面的粒子和气体进行了局部二维和三维混合数值模拟。颗粒与气体的空气动力学耦合，包括颗粒与气体的反馈。我们忽略磁旋转湍流作为PPD死区的近似，忽略粒子自引力来研究微行星形成的前兆。我们的模拟包括一个广泛的粒子尺寸分布，从强耦合粒子与无量纲停止时间τ_s=欧米茄t_stop= 1 e-4的边缘耦合的τ_s=1（其中欧米茄是轨道频率，t_stop是粒子摩擦时间），和广泛的固体丰度。我们的主要结果是：1.τ_s>=0.01的粒子在Kelvin-Helmholtz不稳定性发生前，积极参与流动不稳定性，产生湍流并维持粒子层的高度。2.当固体的大部分（τ_s>=0.01）和高度积分的固体与气体质量比Z是超太阳能时，作为流动不稳定性的结果的强颗粒聚集发生。3.径向漂移速度相对于传统的Nakagawa-Sekiya-Hayashi（NSH）模型有所减小，特别是在高Z下。我们得到了一个广义的NSH平衡解的多粒子物种，符合我们的结果非常好。4.τ_s>=0.01的粒子间碰撞速度主要由微分径向漂移决定，在较大的Z值下，碰撞速度大大减小。5.对于局部盘体固体丰度的富集和晶粒生长，存在两个正反馈回路。所有这些效应都促进了星子的形成。
2010-08-17 astro-ph.EP
Leaky Dust Traps in Planet-Embedded Protoplanetary Disks
本研究通过2D和3D双流体模拟发现，原行星盘中的尘埃陷阱在低质量行星和高湍流下更易泄漏，3D中陷阱内尘埃质量比例比2D最多减少一个数量级，表明卵石隔离并非真正隔离，对行星形成和JWST观测有重要启示。
2025-05-23 astro-ph.EP
Wind-shearing in gaseous protoplanetary disks and the evolution of binary planetesimals
行星形成的最初阶段之一是小微行星的生长。这个早期阶段发生在大部分气体从原行星盘扩散之前。由于它们不同的空气动力学特性，不同大小和形状的微行星在这段时间内会受到不同的气体阻力。这样的差异力在附近不同大小的微行星之间产生风切变（WISH）效应。对于任意两个微行星，可以考虑一个WISH半径，在该半径处，由于风引起的加速度差大于微行星之间的相互引力。我们发现，WISH半径可能比希尔半径小得多，即WISH可以发挥更重要的作用比潮汐扰动的恒星。在这里，我们研究的WISH半径为不同大小的微行星对，并比较风和引力剪切（拖曳力与引力潮汐力）的影响。然后，我们讨论了WISH的稳定性和生存的二元星子的作用。如果双星比它们的WISH半径宽，它们就会被风剪断。WISH稳定的双星可以螺旋上升，并可能由于气体阻力而合并。在这里，我们计算的WISH半径和气体拖曳引起的合并时标，提供稳定性和生存标准的气体嵌入式双星。我们的研究结果表明，即使是WISH稳定的二进制文件可能合并的时间短于气体盘的寿命。这可能会限制目前观测到的双星小行星在远离恒星的地方形成，或者在大部分盘气体分散后的后期阶段形成。我们注意到，WISH半径也可能是重要的其他过程，如在气体环境中的星子侵蚀和星子遇到和碰撞。
2011-03-22 astro-ph.EP
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
On the Outer Edges of Protoplanetary Dust Disks
空气动力阻力会迫使富含气体的原行星盘中的固体在短时间尺度内朝着主星螺旋运动，这是行星形成理论的基本问题之一。这种径向漂移过程的标称效率与观测结果相冲突，这表明磁盘中固体传输机制的经验校准是非常可取的。然而，事实上，径向漂移和晶粒生长都在圆盘中产生类似的颗粒尺寸偏析（使得较大的颗粒优先集中在更靠近恒星的地方），这使得很难单独解开漂移的清晰特征。我们强调了一种新的方法，表明径向漂移留下了独特的“指纹”的尘埃表面密度分布，是直接访问目前的观测设施。使用尘埃演化的分析框架，我们证明了漂移和（粘性）气体阻力的综合影响自然产生一个尖锐的外边缘的尘埃分布（或者，相当于，在尘埃与气体的质量比急剧下降）。这种边缘特征形成在最早的阶段在磁盘固体的演变，在外部磁盘的晶粒生长取得了很大的进展之前，并保存在较长的时间尺度时，增长和运输的影响更大。这些分析模型的关键特征在详细的数值模拟中重现，并且与最近的毫米波观测定性一致，这些观测发现原行星盘外部区域的气体/尘埃尺寸差异和尘埃连续体排放急剧下降。
2013-11-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Isotope velocimetry: Experimental and theoretical demonstration of the potential importance of gas flow for isotope fractionation during evaporation of protoplanetary material
我们使用新的实验和理论分析的结果表明，同位素分馏与激光加热气动悬浮实验是一致的流动气体的速度作为分馏的主要控制。新的Fe和Mg同位素数据很好地解释了气体被视为一种低粘度的流体，高雷诺数和最小阻力的熔融球体周围流动。在此基础上，得到了逆风风速与热风速之比与饱和度的关系。认识到控制分馏的是流速与热速度的比率，这允许外推到熔融岩石遇到具有明显逆风的气体的其他环境。这样，在某些情况下，伴随蒸发的同位素分馏程度就像一个速度计，就像一个气压计。
2022-04-27 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.flu-dyn
Self-consistent ring model in protoplanetary disks: temperature dips and substructure formation
环和隙在原行星盘中普遍存在。较大的尘埃颗粒将集中在气环更紧密，由于更强的气动阻力。然而，尘埃浓度对环的热结构的影响还没有被探索。使用MCRT模拟，我们自洽地构建环模型，通过迭代环的热结构，流体静力平衡，尘埃浓度。我们建立了两个尘埃种群的环，由于它们的大小不同，它们具有不同的沉降和径向浓度。我们发现两种机制，可以导致周围的环温度骤降。当盘是光学厚，温度下降的环外，这是在以前的作品中发现的阴影效应，采用单尘埃人口的磁盘。当圆盘在光学上很薄时，由于大颗粒的过度冷却，发现了第二种机制。大颗粒冷却得更有效，这导致了大尘埃所在的环内的适度温度下降。这个凹陷接近环的中心。环内的这种温度下降可能导致颗粒堆积在环外并反馈到灰尘分布和热结构。我们耦合的MCRT计算与一维尘埃演化模型，并表明环演变成不同的形状，甚至可能分离成几个环。总的来说，环内尘埃浓度对盘的热结构影响不大，自洽模型不仅对原行星盘的观测，而且对星子和行星形成的研究都是至关重要的。
2021-10-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Observation of aerodynamic instability in the flow of a particle stream in a dilute gas
在星周盘中形成宏观固体需要当地的尘埃浓度水平显着高于平均水平。尘埃颗粒与气体的相互作用必须有助于增加局部颗粒密度，并促进其增长，越过米级范围内的障碍。在许多能放大固体局部密度的机制中，气动流动不稳定性（SI）是最有前途的机制之一。这项工作测试的物理假设模型，导致SI的原行星盘（PPD）。我们进行实验室实验中，我们跟踪的三维运动的球形固体颗粒流化在低压，层流，不可压缩，气流。颗粒尺寸跨越斯托克斯-爱泼斯坦阻力制度过渡和整体的灰尘气体质量密度比接近统一。Lambrechts等人（2016）确定了实验室流动与简化PPD模型流动的相似性。我们得到的实验结果表明，由于颗粒-气体相互作用的不稳定性：i）存在着变化的颗粒浓度的方向上的平均阻力; ii）粒子有一种倾向，以“赶上”到另一个，当他们在接近; iii）粒子结块发生在非常小的尺度上，这意味着局部增强以上的背景尘埃与气体的质量密度比的几十倍; v）这些密度增强的存在发生在平均灰尘与气体质量密度比接近或大于1时; v）当局部颗粒数密度变高并且背景气体压力高时，我们发现集体颗粒阻力减小的证据，使得阻力处于连续区域。这里提出的实验是在受控条件下观察SI的先例，可能会导致更深入地了解它在自然界中的运作方式。
2018-12-03 astro-ph.EP physics.flu-dyn
