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 role of pebble fragmentation in planetesimal formation II. Numerical simulations
一些微行星形成的场景经历了一个由毫米-厘米大小的鹅卵石组成的重力束缚云的崩溃阶段。例如，这种云可以通过原行星盘中的流动不稳定性形成。我们用统计模型模拟坍缩过程，以获得固体半径在10到1,000公里之间的微行星的内部结构。在坍缩过程中，卵石会发生碰撞，根据相对速度的不同，碰撞会产生不同的结果。微行星内部的颗粒大小的混合物导致更好的填充能力和更高的密度。在本文中，我们适用于新的实验室实验的尘埃聚集体碰撞（在配套文件）模型碰撞的结果。我们发现，一个小行星的内部结构是强烈依赖于它的质量和应用的碎裂模型。低质量的微行星在坍缩阶段没有/很少有破碎的卵石碰撞，最终成为多孔的卵石堆。碎裂碰撞的数量随着云质量的增加而增加，导致更宽的颗粒尺寸分布和更高的密度。然而，在碰撞速度被高碰撞频率阻尼的意义上，崩溃是“冷”的。这确保了除了最大质量的云之外，所有的大卵石中有相当一部分在坍缩中幸存下来。我们的研究结果是在广泛的协议与观察到的柯伊伯带物体的密度增加，随着尺寸的增加，例如最近的表征高度多孔彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko。
2016-09-22 astro-ph.EP
A SMACK Model of Colliding Planetesimals in the $β$ Pictoris Debris Disk
我们提出了一个新的模型的$β$风景如画的磁盘和行星系统，模拟的星子碰撞和动力学所产生的尘埃颗粒，使我们能够模拟功能和不对称的热和散射光图像的磁盘。我们的两部分模型首先模拟的碰撞和动力学演化的星子在柯伊伯带碰撞的超粒子方法算法（SMACK），然后模拟产生的尘埃颗粒的动力学演化与标准Bulirsch-Stoer N体积分。考虑到观测到的$β$风景如画b行星的倾角和偏心率，该模型巧妙地将盘的几个特征联系在一起：亚毫米图像中的中心孔，散射光中看到的双盘“x”图案，甚至可能是ALMA看到的星团气体。我们还发现，在$β$风景如画的系统中，大部分的灰尘可能是在60-100 AU的环外产生的。这个圆盘在60-100 AU处有一个“搅拌环”，而不是出生环，那里集中了由行星发射的长期波产生的高速碰撞。双盘x图案的出现是因为碰撞在长期波的波峰和波谷处发生得更频繁。在这个区域中，圆盘的扰动产生了一个方位角和垂直不对称的碰撞空间分布，这可能会产生一个方位角的气体团，而不会引起共振或额外的行星。
2015-11-04 astro-ph.EP
The role of pebble fragmentation in planetesimal formation I. Experimental study
先前关于原行星尘埃增长的研究表明，由于在$\geq$ 0.1 $ms^{-1}$的速度下发生弹跳和在$\geq$ 1 $ms^{-1}$的速度下发生碎裂，在厘米级的大小下停止。为了克服这些障碍，空间集中的厘米大小的尘埃卵石和随后的引力坍缩已被提出。然而，数值研究表明尘埃聚集体在引力坍缩阶段可能经历碎裂。这种碎裂反过来又改变了固体的尺寸分布，因此必须考虑到，以了解形成的微行星的性质。为了探索尘埃卵石经历破碎碰撞的命运，我们进行了尘埃-聚集体碰撞的实验室实验，重点是建立这个阶段的星子形成的碰撞模型。在我们的实验中，我们分析了碰撞的尘埃聚集体的质量在1.4克和180克之间，目标和弹丸之间的质量比从125到1，在一个固定的孔隙率为65%，在1.5 $-$ 8.7 $ms^{-1}$的速度范围内，在低气压的$\sim 10^{-3}$毫巴和自由落体条件。我们推导出最大碎片的质量，碎片的大小/质量分布，以及质量传递的效率作为碰撞速度和抛射体/目标聚集体大小的函数。此外，我们给出了一个易于使用的碎片和质量传递模型的配方，以进一步用于建模工作。在另一篇论文中，我们利用实验结果和导出的尘埃-聚集体碰撞模型来研究尘埃卵石在引力坍缩过程中的命运。
2016-09-22 astro-ph.EP
Planet formation in stellar binaries II: overcoming the fragmentation barrier in alpha Centauri and gamma Cephei-like systems
小间距（约20天文单位）的偏心双星，如仙王座γ或半人马座α，其行星形成被认为受到伴星存在的不利影响。偏心伴星对星子的强烈动力学激发可导致1-100公里天体的碰撞破坏（而不是增长），从而为行星形成产生“碎裂屏障”。我们修改了这个问题，使用一种新的描述的长期动力学的双星，占的偏心，共面原行星盘的重力，以及气体阻力的星子。通过对星子碰撞结果的研究，我们发现，只要原行星盘的质量大于10^{-2}M_（\odot），且只有弱偏心（盘偏心率<0.01），那么在约20个天文单位的分离双星中，在天文单位尺度的轨道上，星子的生长和随后的行星（包括气体巨星）的形成是可能的。这些要求与类仙后座系统中存在大质量行星（几个M_J）和最近对偏心双星中气体盘的模拟结果是一致的。类地行星和类海王星行星也可以在小半径（亚AU）的低质量盘中形成。我们发现，碎片障碍是一个问题，在偏心盘是apperially对准的双轨道。对齐产生了特殊的位置，在那里（1）相对星子速度低，（2）他们的阻力引起的径向漂移的时间尺度很长。这会导致星子堆积在盘中的这些位置，并促进它们的生长。
2014-08-20 astro-ph.EP
The distribution of heavy-elements in giant protoplanetary atmospheres: the importance of planetesimal-envelope interactions
在巨型行星形成的标准模型中，行星的生长始于固体的吸积，然后随着更多的固体的吸积而形成气态大气，最后是气体的快速吸积。固体与气体包层的相互作用决定了随后的行星生长和最终的内部结构。在这项工作中，我们模拟了微行星与一个不断增长的巨行星（原木星）的相互作用，并探讨如何不同的处理微行星的信封相互作用影响的重元素分布，推断的核心质量。我们考虑各种星子的大小和组成，以及不同的烧蚀和辐射效率，和碎片模型。我们发现，在大多数情况下，核心达到2个地球质量的最大质量。我们表明，核心的质量值主要取决于假设的固体的大小和组成，而重元素的分布也受到吸积的星子（消融/碎裂）的命运。碎片化对直径大于1公里的微行星很重要，通常会导致包层内部的富集，而烧蚀则会导致外层大气的富集。最后，我们提出了一个半解析处方推导出的重元素分布在巨型原行星。
2018-11-27 astro-ph.EP
A Pathway for Collisional Planetesimal Growth in the Ice-Dominant Regions of Protoplanetary Disks
本文通过半解析模型研究原行星盘中冰质颗粒的碰撞生长与碎裂条件，发现由0.1 μm单体组成的冰包裹聚集体可在广泛盘条件下避免碎裂并实现向星子尺度的有效生长。
2023-11-09 astro-ph.EP
Linking planetary embryo formation to planetesimal formation I: The impact of the planetesimal surface density in the terrestrial planet zone
行星胚胎的生长时间尺度及其形成过程对于理解行星系的形成和发展具有重要意义。它们决定了拱星盘生命阶段的后续生长机制。我们量化的时间尺度和空间分布的行星胚胎通过碰撞生长和破碎的动态形成的100公里大小的微行星。在我们的研究中，粘性盘演化和星子形成的形成时间尺度与类地行星带行星胚胎的形成有关。我们连接一个一维模型的粘性气体演化，尘埃和卵石动力学和卵石流量调节的星子形成的N体代码LIPAD。我们的框架使我们能够研究的形成，生长，破碎和演化的星子的初始尺寸为100公里的直径为第一个百万年的粘性盘。我们的研究显示了星子表面密度演化对行星胚胎形成的优先位置和时间尺度的影响。提出了一个基于局部星子表面密度演化的一维胚状体形成模型。该模型能够以N体模拟的一小部分计算成本再现行星胚胎的空间分布、形成速率和总数。在类地行星带中，行星胚胎的形成与星子的形成同时发生。局部的星子表面密度演化和行星胚胎在寡头政权的轨道间距以及约束模型行星胚胎的形成分析。我们的胚胎形成模型将是一个宝贵的资产，在未来的研究有关行星形成。
2020-08-24 astro-ph.EP
Modeling the Formation of Giant Planet Cores I: Evaluating Key Processes
在理解行星形成的过程中，我们面临的最具挑战性的问题之一是，在太阳星云消散之前，木星和土星是如何形成的。最流行的巨型行星形成模型是所谓的“核心吸积”模型。在这个模型中，一个大的行星胚胎首先形成，主要是通过两体吸积。随后是一段星云气体直接流入成长中的行星的时期。核心吸积模型有一个阿喀琉斯之踵，即第一步。我们对这一进程进行了迄今为止最全面的研究。在这项研究中，我们数值积分嵌入在一群星子的行星胚胎的轨道。在这些实验中，我们包括：1）气动气体阻力，2）星子之间的碰撞阻尼，3）由于其大气层，4）星子碎裂，和5）星子驱动的迁移增强胚胎横截面。我们发现，胚胎和星子之间的引力相互作用导致了物质的大规模重新分配-区域被清除的材料和胚胎附近的间隙打开。事实上，在我们90%没有碎片化的模拟中，胚胎附近的区域在大量生长之前就被清除了。然而，剩下的10%的胚胎经历了一次向外迁移的爆发，这显着增加了生长。在大约10万年的时间尺度上，外胚可以迁移大约6个天文单位，并增长到大约30个地球质量。我们还发现，包括星子碎片往往抑制增长。
2009-12-16 astro-ph.EP
Probability of Collisional Capture of Irregular Satellites Around the Gas Giant Planets and Mass Constraints for the Solar Nebula
我们调查的可能性，非弹性碰撞的星子内的类木行星的希尔球可以解释的存在和轨道观察到的不规则卫星。通过这种机制捕获这些卫星不仅高度依赖于原行星盘的质量，而且还依赖于星子尺寸分布的形状。我们对积分时间间隔$\sim 2$ Myr进行了2000次模拟，发现给定当前公认的基于$\sim 2$尺寸分布$dN \sim D^{-1.8} dD$的最小质量太阳星云和星子数密度值，不同类木行星的碰撞率介于$\sim 60$和$\gtrsim 10^3 \, \Myr^{-1}$之间。此外，我们还发现，这些碰撞消除了足够的轨道能量以产生一个束缚轨道的概率是$\lesssim 10^{-5}$，并且对微行星的相对大小几乎没有依赖性。在这些碰撞中，对于半径为$\sim 100$ km的质量，两个质量之间的碰撞能量是$\gtrsim 10^3$乘以引力结合能。此外，碰撞耗散了足够的能量的组合是$\lesssim 10^{-6}$，碰撞能量与引力结合能的比率足够大，足以使碰撞的微行星分裂或完全消失，对于由于微行星碰撞而被捕获的不规则卫星来说，只有一小部分碰撞物质仍与行星结合在一起，很可能是由半径为$\sim 100$ km的大质量物体与半径为$\lesssim 20$ km的较小质量物体碰撞产生的。
2012-08-30 astro-ph.EP
Merging Criteria for Planetesimal Collisions
在行星形成的标准场景中，类地行星、冰巨星和气体巨星的核心都是由星子的积累形成的。然而，很少有N体模拟研究的星子吸积，正确地考虑到合并条件的星子。为了研究微行星真实的吸积过程，有必要阐明碰撞时微行星的合并判据。我们使用光滑粒子流体动力学进行数值碰撞实验，并获得合并标准作为未分化的岩石和冰质微行星和分化的冰质微行星的微行星质量和碰撞参量的函数。通过改变碰撞微行星的总质量、质量比和碰撞角度，得到了临界碰撞速度作为区分碰撞和逃逸碰撞的判据。我们发现，由两体表面逃逸速度归一化的临界碰撞速度随着碰撞角的增大而减小。临界碰撞速度与总质量无关，但与质量比有弱的正相关性。这些结果几乎不依赖于星子的组成和内部结构。
2021-08-19 astro-ph.EP
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
Planet formation in small separation binaries: not so excited after all
行星的存在是相对较小的分离双星（约20 AU），如半人马座α或仙王座γ对标准的行星形成理论提出了严峻的挑战。问题在于，在几个天文单位的距离，其中一些行星被发现，由大规模的，偏心的恒星同伴的星子偏心率的有力的长期激发。小行星的高相对速度阻止了它们在相互碰撞中的生长，从小于1公里到几百公里，导致了行星形成的碎裂障碍。在这里，我们表明，快速拱点进动的星子轨道，所造成的拱星原行星盘的重力，行为强烈减少偏心率激发，降低星子速度的一个数量级，甚至更多的1 AU。通过研究微行星动力学的细节，我们证明，这种效应消除了小到< 10 km的微行星原位生长的碎裂障碍，即使在分离宽至2.6 AU（HD 196885中巨行星的半长轴），只要星周原行星盘相对较大，~0.1 M_Sun。
2012-12-06 astro-ph.EP
Debris disc formation induced by planetary growth
数百颗年龄超过1000万年的恒星被观测到有红外线过剩。这些观测结果可以用隐藏的微行星碰撞碎裂形成的尘埃颗粒来解释。这种尘埃状的小行星盘被称为碎片盘。在一个动态冷的星子盘中，星子的碰撞凝聚产生行星胚胎，然后搅动周围剩余的星子。因此，由行星形成而产生的星子碰撞碎裂形成了一个碎片盘。我们的目标是通过数值模拟星子种群的凝聚和分裂来确定碎片盘中底层星子的属性。碎片盘的亮度和时间演化取决于星子盘的径向分布、内外边缘的位置、总质量和盘中星子的大小。我们发现，一个径向狭窄的星子盘是最有可能导致的碎片盘，可以解释的趋势，观察到的红外线过剩的碎片盘周围的G型恒星，行星形成只发生在1亿年前。早期的碎片盘形成是由行星形成引起的，而后期的演化则是由已经形成的行星周围剩余星子的碰撞衰变所解释的。在$\approx 30$ AU上，具有半径为$\sim 100\,$ km的基本星子的星子盘最容易解释斯皮策太空望远镜24和70 $ μ$ m来自G型恒星周围碎片盘的通量。
2014-06-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planet formation in stellar binaries: Global simulations of planetesimal growth
在紧密的偏心双星系统（如$γ$仙王座（半长轴约20天文单位））的一个组成部分周围形成行星形成在理论上是具有挑战性的，因为星子之间的破坏性高速碰撞。尽管存在这种碎片屏障，但已知行星存在于这样的轨道配置中。在这里，我们提出了一个新的数值框架进行多环凝聚-碎裂计算的星子生长，它充分占的具体细节的星子动力学的双星，细节的星子碰撞的结果，和径向运输的固体在磁盘由于气体阻力驱动inspiral。我们的动力学输入适当地结合了偏心恒星伴星和大质量非轴对称原行星盘中的星子，以及气体阻力的引力效应。我们确定了一组磁盘参数，导致成功的星子生长系统，如$γ$造父星或$α$半人马座从$1-10$公里大小的对象。我们确定的拱线对齐的原行星盘的双轨道作为成功的星子生长的关键条件之一：它自然会导致出现一个动态安静的位置在磁盘（只要磁盘偏心率是百分之几的顺序），在那里存在的星子生长的有利条件。解释原行星盘的引力效应在得出这一结论中起着关键作用，与我们以前的结果一致。这些发现支持了流动不稳定性作为星子形成的机制。它们为双星和单星周围的行星形成理论以及双星中原行星盘的流体动力学模拟提供了重要的见解（为此，我们确定了一套关键的诊断方法来验证）。
2021-07-23 astro-ph.EP
Rocky Planetesimal Formation via Fluffy Aggregates of Nanograins
几个证据表明，原始陨石中的硅酸盐颗粒不是星际颗粒，而是早期太阳系形成的凝聚物。此外，基质颗粒的尺寸分布在方解石意味着这些冷凝物可能形成为纳米尺寸的颗粒。因此，我们提出了一个新的方案，岩石星子的形成，纳米尺寸的硅酸盐颗粒的蒸发和再冷凝事件在早期太阳星云，岩石星子形成通过这些纳米颗粒的聚集。我们揭示了硅酸盐纳米颗粒可以通过直接聚集生长成岩质星子，而不会发生灾难性的碎裂和严重的径向漂移，我们的结果为太阳系中的原行星形成提供了合适的条件。
2016-11-11 astro-ph.EP
Planetary Growth with Collisional Fragmentation and Gas Drag
随着行星胚胎的成长，胚胎对微行星的引力搅动强烈地增强了微行星的随机速度，并使微行星之间的碰撞具有破坏性。产生的碎片被连续的碰撞磨得粉碎。最后，最小的碎片由于气体阻力而向内漂移而被去除。因此，碰撞破坏耗尽了星子盘，抑制了胚胎的生长。我们提供了分析公式的最终质量的行星胚胎，考虑到由于碰撞破坏的星子耗尽。此外，我们对胚胎生长进行了统计模拟（如果忽略中断，则可以很好地再现直接$N$体模拟的结果）。这些分析公式与我们的统计模拟结果是一致的。结果表明，最小质量太阳星云中几个天文单位的最终胚胎质量在$10^7$年内可达到约$\sim 0.1$地球质量。这给气体巨行星的形成带来了另一个困难，它需要具有$\sim 10$地球质量的核心来进行气体吸积。然而，如果星云盘的质量比最小质量的太阳星云大10倍，并且初始的星子尺寸大于100公里，就像一些星子形成模型所建议的那样，最终的胚胎质量在3-4 AU时达到大约10个地球质量。胚胎的碰撞截面被大气层增强，可能会进一步增加它们的最终质量，形成太阳系中5-10 AU的气体巨行星。
2010-05-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
The role of material strength in collisions -- Comparing solid body and hydrodynamic physics for simulating collisions of planetesimals with icy shells
上下文我们研究了在多物质微行星碰撞中包含物质强度的影响。目标。在处理小行星大小的天体碰撞时，由于它们在早期行星系中经常发生，因此，论证了无强度材料模型与包括脆性破坏和碎裂的固体的完全弹塑性模型之间的差异。方法.我们研究了Ceres质量体与固体岩石撞击器和具有30重量%水含量的目标的影响。初始撞击速度和碰撞参量分别在逃逸速度$v_\mathrm{esc}$到大约6 $v_\mathrm{esc}$之间和从迎面碰撞到近距离飞越之间变化。我们模拟碰撞使用我们自己的SPH代码利用无强度材料和完整的弹塑性材料模型，包括脆性破坏。结果最突出的区别之一是固体模型中的碎裂和破碎碎片云程度较高。然而，在大多数碰撞情况下，最终结果非常相似，主要区别在于固体情况下的碎裂程度高出一个数量级。此外，在固体情况下，幸存者往往质量较小，这也预测了比强度较小的水力模型更高的水损失。这可能是能量相对较低的撞击造成的，因为这种撞击不能立即摧毁固体材料。与巨大的撞击相反，我们还观察到一些水冰在物体之间转移的迹象。
2014-07-30 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
Planetesimal formation by sweep-up: How the bouncing barrier can be beneficial to growth
星子的形成通常被认为是尘埃颗粒的碰撞粘附。确切的过程是未知的，因为较大的聚集体之间的碰撞往往导致破碎或反弹，而不是粘在一起。然而，最近的实验室实验在理解和绘制尘埃碰撞所涉及的复杂物理学方面取得了很大进展。我们希望利用最新的实验室实验结果研究星子形成的可能性，特别是通过包括具有质量转移效应的碎裂，这可能导致即使在高撞击速度下也会增长。我们提出了一个新的实验和物理动机的尘埃碰撞模型能够预测任意质量和速度的两个粒子之间的碰撞的结果。它与一个连续的灰尘大小进化代码一起使用，该代码在执行时间方面非常快，并且能够很好地解决所有大小的灰尘，允许无偏见地研究所有类型的相互作用。我们发现，对于一般的尘埃人口，反弹碰撞阻止毫米以上的尺寸的增长。然而，如果引入少量cm尺寸的颗粒，例如由于垂直混合或径向漂移，它们可以充当催化剂并开始清扫较小的颗粒。在3天文单位的距离处，在1万年的时间尺度上形成了100米大小的天体。我们的结论是，直接生长的星子可能是一种可能性，由于存在的反弹障碍和破碎与质量转移效应相结合。在这里，弹跳屏障甚至是有益的，因为它防止了太多的大颗粒的生长，否则这些大颗粒只会彼此破碎，并创造了一个小颗粒的储存库，这些小颗粒可以被更大的物体扫走。然而，为了使这个过程起作用，必须引入几个cm或更大的种子。
2012-01-20 astro-ph.EP
Chondrule Formation via Impact Jetting Triggered by Planetary Accretion
球粒是最原始的元素之一，可以作为我们太阳系起源的基本线索。我们调查的陨石球粒的形成方案，涉及星子碰撞和由此产生的影响喷射。星子碰撞是调节行星吸积的主要因素，与类地行星和气体巨星核的形成相对应。这种情况的关键组成部分是，喷出的材料可以熔化时，碰撞的星子之间的碰撞速度超过约2.5公里秒$^{-1}$。先前的模拟表明，这一过程足够有效，可以重现陨石球粒的原始丰度。我们仔细研究这种情况下进行半解析计算，直接$N$体模拟的结果的基础上开发的。正如以前的工作所发现的，我们确认，在行星吸积过程中发生的星子碰撞可以在形成球粒中发挥重要作用。这是因为当原行星接近隔离质量（$M_{p,iso}$）时，原行星与小行星的碰撞可以达到约2.5 km/s $^{-1}$或更高的撞击速度。假设喷出的质量是一个分数（$F_{ch}$）碰撞星子的质量，我们表明，所产生的丰富的球粒是制定以及由$F_{ch}M_{p,iso}$，只要形成的原行星是在一个给定的磁盘寿命内完成。我们进行了参数研究，并检查如何丰富的球粒和它们的形成时间的变化。我们发现，冲击喷射的情况下，一般工作相当不错的一定范围内的参数，而更专门的工作将需要包括其他物理过程中被忽视的这项工作，并检查其对球粒形成的影响。
2015-11-11 astro-ph.EP
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
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
Planet formation in stellar binaries I: planetesimal dynamics in massive protoplanetary disks
大约$20\%$的径向速度调查发现的系外行星居住在恒星双星。为了弄清它们的起源，我们必须了解双星系统内原行星盘中的微行星的动力学。标准的描述，只占气体阻力和引力的伴星已受到挑战，最近的原行星盘的引力被证明在星子动力学中起着至关重要的作用。另一个复杂的现象是双星系统中的原行星盘倾向于偏心，从而引起额外的星子偏心率激发。在这里，我们第一次解析地探讨了双星如$α$ Cen和$γ$ Cep在（1）偏心原行星盘的重力，（2）由于（共面）偏心伴星的扰动，和（3）气体阻力的联合作用下的星子的长期动力学。我们得到明确的解决方案的行为的星子偏心率${\bf e}_p$在非旋进磁盘（和旋进磁盘在一定的限制）。我们得到了星子相对速度分布的解析形式，这是理解它们碰撞演化的关键输入。盘引力强烈地影响相对速度，并且倾向于将以最高速度与可比物体碰撞的微行星的大小推到小值，$\sim 1$ km。我们还发现，在偏心的原行星盘approximally对齐的双星轨道的星子碰撞在较低的相对速度比在错位磁盘。我们的研究结果突出了一个决定性的作用，磁盘重力在双星的微行星动力学。
2014-08-21 astro-ph.EP
Planetesimal Formation in Magnetorotationally Dead Zones: Critical Dependence on the Net Vertical Magnetic Flux
由磁旋转不稳定性（MRI）驱动的湍流通过诱导尘埃粒子的扩散和碰撞破碎来影响星子的形成。我们研究的条件首选的星子形成在MRI不活跃的“死区”使用分析死区模型的基础上，我们最近的电阻MHD模拟。我们认为，成功的星子形成不仅需要一个足够大的死区（可以由微小的尘埃颗粒），但也足够小的净垂直磁通量（NVF）。虽然经常被忽略，后一个条件确实很重要，因为NVF强度决定了MRI活性层中湍流的饱和水平。我们表明，直接碰撞形成的冰星子跨越碎裂障碍时，NVF强度低于10 mG（最小质量的太阳星云模型）是可能的。在NVF强度的类似范围内，通过长期引力不稳定性形成岩石星子也是可能的。我们的研究结果表明，行星形成的命运在很大程度上取决于NVF是如何径向输送在最初的磁盘形成和随后的磁盘吸积过程。
2012-05-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
O(N^2) fragmentation algorithm
碰撞碎裂是一种普遍存在于各种天体物理系统中的现象，从小行星带到碎片和原行星盘。碎裂的数值研究通常依赖于将碰撞物体的尺寸分布离散化为质量空间中的大量N个箱，通常按几何学间隔。将碰撞产生的碎片重新分配到相应的质量箱中的标准方法导致O（N^3）计算，当N很大时，这会导致大量的计算开销。在这里，我们制定了一个更有效的显式O（N^2）碎裂算法，当单个碰撞中产生的碎片的尺寸谱具有自相似形状时，只有一个特征质量尺度（可以任意依赖于碰撞物体的能量和质量）。在现有片段化代码中使用的片段大小谱通常具有该性质。我们还表明，我们的O（N^2）方法可以很容易地扩展到非自相似片段大小分布，我们提供了一个工作的例子。即使与隐式方法相比，该算法也为N> 100的碎片计算提供了显着的加速，使其成为研究碰撞演化系统的有吸引力的工具。
2019-11-05 astro-ph.EP
The four-populations model: a new classification scheme for pre-planetesimal collisions
在碰撞增长的星子形成的情况下，从厘米大小的前星子到公里大小的星子的增长步骤仍然不清楚。从高度多孔的前星子中形成更大的物体可能会被破坏性碰撞中的碎片化和相互反弹与压实的结合所阻止。然而，适量的碎片是必要的，以解释所观察到的尘埃功能晚金牛座T光盘。因此，需要关于小行星碰撞前的结果的详细数据，而且必须以适当和精确的格式提出。我们提出并应用了一个新的分类方案的基础上的定量方面的四个片段的人口：最大和第二大的片段，幂律人口，和一个子分辨率人口的前星子碰撞。对于前星子碰撞的模拟，我们采用了扩展的SPH数值格式，用于多孔固体的模拟。通过实验室基准实验，该模型先前进行了校准和测试，以正确模拟宏观高度多孔二氧化硅粉尘聚集体的压实，弹跳和破碎行为。它表明，以前的尝试映射碰撞数据过于面向定性分类到坚持，弹跳，和碎片事件。我们表明，四种群模型包括所有以前的分类，并允许过渡。这是因为它基于每个群体的定量特征属性，例如质量、动能和填充因子。作为四种群模型的适用性和功率的演示，我们利用它来呈现中间孔隙度聚集体迎面碰撞中碰撞速度的影响的研究结果。
2011-05-19 astro-ph.EP physics.comp-ph physics.data-an
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
Study of the migration of Earth-like planets in planetesimal disks and the formation of debris disks
Institute of Astronomy of the RAS（俄罗斯科学院天文研究所）
本文研究了类地行星与行星esimal盘的相互作用，发现行星迁移后会扰动盘内行星esimal轨道，增加相对速度，导致其破碎，从而形成尘埃盘。
2026-04-07 astro-ph.EP
Rapid Coagulation of Porous Dust Aggregates Outside the Snow Line: A Pathway to Successful Icy Planetesimal Formation
宏观尘埃粒子的快速轨道漂移是原行星盘中星子形成的主要障碍之一。我们重新审视这个问题，考虑孔隙度的尘埃聚集体的演变。我们应用最近的N体模拟聚集体碰撞的基础上的孔隙度模型，这使我们能够研究的孔隙度变化时，碰撞的影响范围很广的能量。作为第一步，我们忽略碰撞碎片，而是专注于尘埃的雪线外的演变，在那里的碎片已被建议是不太重要的雪线内，因为高粘附效率的冰粒。我们表明，即使考虑碰撞压缩，尘埃颗粒也可以演化成高度多孔的聚集体（内部密度远小于0.1 g/cm^3）。我们还表明，高孔隙率触发显着加速碰撞生长。这种加速度是粒子在低努森数下的空气动力学性质的自然结果，即，粒子半径大于气体分子的平均自由程。由于这种快速增长，高度多孔聚集体被发现克服径向漂移障碍，在轨道半径小于10 AU（假设最小质量的太阳星云模型）。这表明，如果碰撞碎裂真的微不足道，那么通过亚微米大小的冰粒子的直接碰撞生长，冰星子的形成是可能的。
2012-05-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Onset of planet formation in the warm inner disk -- Colliding dust aggregates at high temperatures
尘埃的碰撞增长发生在原行星盘的所有区域，某些物质在各种冷凝线之间占主导地位。主要粉尘种类的粘附特性取决于特定的温度。内盘是硅酸盐的领域，温度范围很广，从室温到升华温度超过$1500\,\mathrm{K}$。首次对$1\, \rm mm$大小的热悬浮玄武岩粉尘进行了实验室碰撞实验。聚集体致密，填充因子为$0.37 \pm 0.06$。组成颗粒具有宽的尺寸分布，在约$0.6\,μ\mathrm{m}$处达到峰值。实验中的温度在大约$600\,\mathrm{K}$和$1100\,\mathrm{K}$之间变化。在$0.002\,\mathrm{m}\,\mathrm{s}^{-1}$和$0.15\,\mathrm{m}\,\mathrm{s}^{-1}$之间的速度下，碰撞是缓慢的，即，与原行星盘有关除了由于碰撞速度变化而引起的恢复系数的变化之外，实验还显示出低于$900\,\mathrm{K}$的低粘附概率和从$900\,\mathrm{K}$开始的增加的粘附概率。这意味着尘埃在炎热地区可以生长到更大的尺寸，这可能会改变行星形成。一种情况是局部微行星形成的可能性增加。另一种情况是，由于径向漂移的结果，更大的颗粒更容易被移除，从而减少了星子的形成。然而，在高温下增加的生长可能会以某种方式改变星子的形成。
2019-08-30 astro-ph.EP astro-ph.IM
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
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
From Planetesimal to Planet in Turbulent Disks. II. Formation of Gas Giant Planets
在核心吸积的情况下，气体巨行星是通过气体吸积形成的固体核心与几个地球质量。我们研究了这种核心的形成，通过碰撞生长从更大的大小的星子在湍流盘。形成核心的搅动导致碰撞碎裂，周围的微行星被碾碎，直到径向漂移。由于碰撞碎裂和径向漂移，周围的星子被耗尽，核心的生长因此停滞。星子的碰撞强度决定了星子耗尽的时间尺度，对于大的星子，这是延长。生长核心周围的星子的大小取决于失控生长开始时的星子大小分布。强烈的湍流延迟了失控增长的开始，导致大的微行星。因此，核心质量的演变取决于湍流参数$α$;形成足够大的核心，而不显着耗尽周围的星子需要强大的湍流$α\gtrsim 10^{-3}$。然而，强烈的湍流与$α\gtrsim 10^{-3}$导致一个显着的延迟失控增长的开始，并防止在磁盘的寿命内形成大量的核心。因此，在几百万年内形成足够大质量的核心需要固体表面密度的几倍增强，这是在内部圆盘$\lesssim 10$ AU中由于漂移的尘埃聚集体堆积而实现的。此外，碰撞强度$Q_{\rm D}^*$，即使是更大规模或更小的机构影响核心的增长; $Q_{\rm D}^* \gtrsim 10^7 \,{\rm erg/g}$机构$\lesssim 1$公里是可能的，这种气体巨星形成。
2018-06-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
The multifaceted planetesimal formation process
尘埃和冰粒堆积成星子是行星形成过程中的重要一步。微行星是类地行星的种子，也是由核心吸积形成的气体和冰巨人的固体核心。以小行星、海王星外天体和彗星形式存在的遗留星子为太阳星云的物理状况提供了独特的记录。来自其他恒星周围的星子碰撞的碎片标志着星子形成过程，因此行星形成，在银河系中无处不在。微行星的形成阶段从微米大小的尘埃和冰延伸到可以经历逃逸吸积的物体。后者的大小从1公里到1000公里不等，取决于湍流气体密度波动激发的微行星偏心率。颗粒在此生长过程中面临许多障碍，主要来自低效的粘附、破碎和径向漂移。两个有前途的增长途径是质量转移，其中小聚集体在与大得多的目标的高速碰撞中转移高达其质量的50%，以及蓬松增长，其中聚集体截面和粘附概率通过低内部密度而增强。从mm到10 m的宽范围的颗粒尺寸集中在湍流气流中。过密的细丝在引力作用下碎裂成束缚粒子团，大部分质量进入收缩半径从100到500公里的微行星，这取决于当地圆盘的性质。我们提出了一个混合模型的微行星的形成，粒子的生长开始独立的自引力，但后来的收益内引力崩溃卵石团块，形成微行星的大小范围很广。
2014-12-10 astro-ph.EP
Complex gas flows in magnetized protoplanetary disks promote the formation of dust traps at low fragmentation velocities
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Institute for Advanced Study, Tsinghua University（清华大学高等研究院）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系）
通过2D蒙特卡洛尘埃凝聚代码后处理MHD模拟气体速度，研究复杂气体流对尘埃生长和输运的影响，发现过渡区形成尘埃堆积，可替代压力凸起作为尘埃陷阱。
2026-06-08 astro-ph.EP
Linking planetesimal and dust content in protoplanetary disks via a local toy model
如果星子的形成是一个有效的过程，就像几个模型所建议的那样，包括卵石云的引力坍缩，那么，不久之后，很大一部分原始尘埃质量应该被吸收在许多公里大小的物体中。对于行星形成理论来说，很好地理解年轻恒星周围盘中固体的总量是至关重要的。但是，由于毫米以上粒子的质量无法通过观测来评估，人们必须问在更大的物体中隐藏了多少质量。我们进行0-D的本地模拟研究如何的星子尘埃和卵石的比例是随着时间的推移，并制定了一个了解的潜在存在的质量在星子一定数量的尘埃和卵石在一个给定的磁盘年龄。我们进行了参数研究的基础上，考虑尘埃生长，星子形成和碰撞碎裂的星子，而忽略径向输送过程的模型。虽然在早期，尘埃是主要的固体粒子种类，但在大约$10^4 - 10^6$ yr开始的一个阶段，星子构成了总质量的重要部分。这个阶段的时间和最大的星子总质量强烈地依赖于到恒星$R$的距离、初始盘质量和星子形成$ε$的效率。在大约$10^6$ yr之后，我们的模型预测星子碰撞占主导地位，从而重新供应小粒子。在我们的模型中，星子形成迅速，在磁盘中的任何地方。对于一个给定的$ε$，我们能够将一个给定盘的尘埃含量和质量与其星子含量联系起来，为我们提供了一些关于固体质量分布及其对潜在物理过程的依赖性的有用的基本直觉。
2019-08-07 astro-ph.EP
Planet formation in binaries: dynamics of planetesimals perturbed by the eccentric protoplanetary disk and the secondary
在偏心的、近距离的双星系统（距离约为20天文单位）中发现行星，如αCen或γCep，是对行星形成理论的重要检验。来自伴星的引力扰动预计会激发出高的微行星离心率，导致在与类似大小的天体碰撞时，大小可达数百公里的天体的破坏，而不是增长。最近有人提出，嵌入微行星的巨大轴对称气体盘的重力驱动其轨道的快速岁差，从而抑制了偏心率激发。然而，双星中的圆盘本身被认为是偏心的，导致额外的星子激发。本文发展了椭圆形原行星盘（忽略气体阻力）和伴星引力扰动下微行星偏心率演化的长期理论。首次导出了偏心圆盘扰动函数的表达式，该表达式可用于其他天体物理问题。我们获得明确的分析解决方案，小行星偏心率的演变，并描绘了四个不同的制度的动力学激发。我们证明了在具有大质量（>10^{-2}M_Sun）盘的系统中，微行星的偏心率通常仅由偏心盘的引力决定，并且与盘的偏心率相当。结果，后者对固体的碰撞速度施加了下限，使它们的生长成为问题。如果气体盘快速进动，或者气体盘自身的重力有效地降低了盘的偏心率，则可以消除这种碎裂障碍。
2014-10-29 astro-ph.EP
Possible thermal evolutionary pathways of irregular shaped small asteroids and planetesimals
研究了早期太阳系中不规则形状小微行星的两种不同的热演化途径。我们对两颗S-型小行星进行了个案研究;（243）Ida和（951）Gaspra，这是根据美国航天局行星数据系统的Philip Stooke小天体三维形状模型获得的它们的精确物理尺寸进行的。这两颗小行星的三维形状模型是基于伽利略号航天器的飞越任务。基于我们对小行星精确形状的新的热演化代码，我们发现在最初的200 - 300万年（Myr）内吸积的小行星体经历了烧结，而之后形成的天体则没有固结，例如，就像一堆碎石前一组天体可能是由星云尘埃直接聚集而成的。大多数碎石堆型小行星体是由最初存在的微行星碎片聚集而成的。这些物体冷却了数千万年。在早期太阳系中，随着时间的推移，形成了一代代的小微行星，由于碰撞引起的碎裂和再吸积，它们从一个紧凑的固结体的集合体演变成碎石堆体。
2021-11-12 astro-ph.EP
Capture of Interstellar Planetesimals in Protoplanetary Discs in Binary Star Systems
Monash University（莫纳什大学）；OzGrav: Australian Research Council Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery（澳大利亚研究委员会引力波发现卓越中心）
该研究通过超3000万次数值实验发现，双星系统中原行星盘可通过气体阻力捕获星际星子，为双星系统输送固体提供补充通道，缓解原位星子形成的低效问题。
2026-10-14 astro-ph.EP
Colliding Decimetre Dust
碰撞演化是星子形成的关键过程，分米天体在不同的模型中起着关键作用。然而，两个尘土飞扬的分米物体之间的碰撞结果从未被实验研究过。因此，我们在不来梅落塔中进行了微重力碰撞实验。团聚体由具有不规则形状的微米级颗粒的石英组成，并且平均体积填充因子为0.437 $\pm$ 0.004。骨料为高12 cm、直径12 cm的圆柱体，典型质量为1.5 kg。这些是迄今为止在碰撞中研究的最大和最大的尘埃聚集体。在0.8 - 25.7 cm s $^{-1}$之间的速度范围内，我们观察到回弹和碎裂，但没有粘附。团聚体分裂的临界破碎速度为16.2 $\pm$ 0.4 cm s $^{-1}$。在较低的速度下，聚集体彼此反弹。在此速度范围内，恢复恢复系数随碰撞速度的增加而从0.8减小到0.3。虽然聚集体非常弱，但碎裂的临界比动能$Q_{μ=1}$比预期大6倍。大型天体在原行星盘中的碰撞应该快得多，并且很可能产生较小的碎片。在行星环中，碰撞速度大约为几厘米/秒$^{-1}$，因此在这些实验中研究的范围内。行星环中常见的尘埃团块和风化层覆盖的冰粒的恢复系数是相似的。
2013-05-27 astro-ph.EP
Hybrid methods in planetesimal dynamics: Formation of protoplanetary systems and the mill condition
原行星盘的形成和演化从理论和数值的角度来看仍然是一个挑战。在这项工作中，我们首先进行了一系列的测试，我们的新的混合算法提出的Spurchke，Amaro-Seoane和Spurzem 2011年（以下论文I），结合了直接求和N体方法的高精度与统计描述的星子盘基于福克-普朗克技术的优势。然后，我们解决行星的形成，重点是从星子形成原行星。我们发现，该系统的演变是由遭遇以及直接碰撞驱动的，需要仔细建模的速度色散和尺寸分布的演变在很大的尺寸范围内。模拟结果表明，由于间隙的形成，原行星吸积没有终止，因为星子的分布只受到很小的波动。我们还表明，这些功能是弱相关的原行星的位置。不同的冲击强度的探索表明，碎裂主要控制的整体质量损失，这是不太明显的早期失控增长。我们证明，碎片结合有效去除碰撞碎片的气体阻力设置一个普遍的上限的原行星质量的函数的距离的宿主恒星，我们称之为轧机条件。
2013-01-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planetesimal formation at the gas pressure bump following a migrating planet I. Basic characteristics of the new formation model
为了避免已知的困难，在星子的形成，如漂移或碎裂障碍，许多方案已经提出。然而，在这些情况下，星子一般只在原行星盘的某些特定位置形成。另一方面，在行星形成模型和星群合成模型中，一般假设星子广泛分布在原行星盘中。在这里，我们提出了一个新的方案，其中星子可以形成在广泛的地区的光盘。微行星形成于第一代行星形成的气压隆起处（例如由卵石吸积形成），随着行星的迁移，形成区域向内扩展。我们使用一个简单的一维拉格朗日粒子模型来计算由一个迁移嵌入行星扰动的气体盘中的卵石的径向分布。我们认为，星子形成的流动不稳定性的点，卵石与气体的密度比的中平面变得大于1。我们还研究了一些关键参数的影响，如气体盘模型，卵石的质量流量，行星的迁移速度，湍流的强度。我们发现，只要卵石的流量是典型的，湍流不是太强，星子形成在盘的广泛地区。星子表面密度取决于卵石质量通量和行星的迁移速度。星子的总质量和形成区的轨道位置强烈地依赖于卵石质量通量。我们还发现，轮廓的星子表面密度和它的斜率可以估计由非常简单的方程。我们表明，我们的新方案可以解释形成的星子在广泛的领域。简单的估计，我们提供的星子表面密度分布可以用作人口合成模型的初始条件。
2020-10-20 astro-ph.EP
On the Formation of Planetesimals via Secular Gravitational Instabilities with Turbulent Stirring
我们研究了气体盘中小固体的引力不稳定性（GI）作为形成星子的机制。气体阻力的耗散引入了长期GI，即使临界密度的标准GI准则或Toomre的$Q$预测稳定性时，长期GI也会继续。我们包括湍流扩散的稳定作用，抑制小规模GI。坍缩的辐射状宽环包含了多达$\sim 0.1$地球质量的固体。环的后续分裂（这里没有模拟）将产生一个化学性质均匀的小行星族。粒子径向漂移时间尺度（和，在较小程度上，磁盘的寿命和大小）限制长期GI磁盘的可行性与弱湍流扩散，其特征在于$α\lesssim 10^{-4}$。因此，中平面死区是优选的环境。半径为$\gtrsim 10$ cm的大固体坍缩得最快，因为它们与气盘部分分离。如果粒子驱动的湍流被局部压力最大值或超太阳金属丰度削弱，那么更小的固体，甚至低于$\sim$毫米尺寸的固体也可能坍缩。与模拟结果相比，包括粒子聚集的流动不稳定性表明，我们的线性模型低估了快速，小规模的引力坍缩。因此，包含更详细的气体动力学促进了星子的形成。我们讨论了太阳系和吸积盘观测中的相关约束。
2011-02-22 astro-ph.EP
Collisions of solid ice in planetesimal formation
我们目前厘米弹丸分米的目标，都是由固体冰，在速度$15\,\mathrm{m\,s^{-1}}$ $45\,\mathrm{m\,s^{-1}}$在平均温度为$\mathrm{T_{avg}}=255.8\pm0.7\,\mathrm{K}$的碰撞实验。在这些碰撞中，厘米物体被破坏，其中一部分粘在目标上。这种行为可以观察到的上限阈值，这取决于弹丸的大小，超过它没有传质。在小粒子的碰撞中，如由厘米射弹的分裂产生的，我们也发现质量转移到目标。以这种方式，较大的物体可以获得质量，尽管初始质量传递的效率相当低。这些碰撞的结果可以应用于雪线附近的星子形成，预计蒸发和冷凝会产生固体冰。在自由降落碰撞速度高达约$7\,\mathrm{m\,s^{-1}}$，我们调查的阈值破碎和恢复系数厘米冰球。
2016-01-18 astro-ph.EP
On the non-axisymmetric fragmentation of rings generated by the Secular Gravitational Instability
环状结构已经在各种原行星盘中被观察到。在可能产生这些特征的过程中，长期引力不稳定性（SGI）是一个可能的候选者。也有人提出，SGI可能导致不稳定的非线性阶段期间的星子的形成。在这种情况下，我们采用双流体流体动力学模拟与自重力研究的非轴对称，非线性演化的环扰动下增长的SGI的作用。我们发现，SGI的非线性演化结果主要取决于初始线性增长率。对于SGI增长率小于通常$σ\gtrsim 10^{-4}-10^{-5}Ω$，耗散产生的灰尘反馈介绍了$m=1$螺旋波在气体中，即使是Toomre气体稳定性参数$Q_g>2$的非轴对称不稳定性出现在一个纯粹的气体盘。这个单臂螺旋随后捕获灰尘颗粒，直到达到灰尘与气体的比率$ε\sim 1$。对于更高的线性增长率，尘埃环被发现进行引力坍缩，直到在表面密度分布的凸块变得足够强，通过罗斯贝波不稳定性（RWI）触发尘埃涡旋的形成。从这个过程中产生的粉尘密度的增强被发现与线性增长率成比例，并且可以是这样的粉尘密度高于罗氏密度，导致形成结合团块。因此，SGI产生的轴对称环的碎裂可能是星子形成的一个可能过程。
2021-01-19 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
High Resolution Study of Planetesimal Formation by Gravitational Collapse of Pebble Clouds
本文利用GIZMO高分辨率模拟过密卵石云在自引力下的坍缩与相变，揭示角动量重分配导致多重碎裂，并给出星子初始质量函数及小行星带125千米的最可能尺寸。
2023-06-08 astro-ph.EP
The fate of planetesimals in turbulent disks with dead zones. II. Limits on the viability of runaway accretion
在标准模型中，行星形成的一个关键阶段是失控生长阶段。在失控生长过程中，大小在0.1- 100公里范围内的天体（微行星）迅速产生许多大得多的种子。失控的生长阶段对于行星形成是必不可少的，因为出现的行星胚胎可以在大的引力聚焦因子下吸积剩余的星子。然而，由惯性引起的密度波动产生的扭矩可能违反失控增长的开始标准，即星子的随机（偏心）运动的幅度小于它们的逃逸速度。这个条件代表了一个比微行星在相互碰撞中幸存的条件更严格的约束。为了研究MRI湍流的可行性的失控增长的情况下，我们采用我们的半分析配方的纸我，我们增加了凝聚/破碎模型的灰尘成分。我们发现，0.1微米颗粒的表面积当量丰度减少了10^2--10^3倍，这就使得尘埃与湍流无关。我们表示的湍流活动在中平面区域的大小s_运行以上的星子将经历失控的增长。我们发现s_run主要取决于穿过圆盘的垂直净场的强度和圆盘半径。当盘半径超过5 AU时，s_run大于~100 km，这些天体之间的碰撞时间长于星云相的持续时间。我们的研究结果意味着，经典的，占主导地位的，行星形成模型是不可行的湍流盘的外部区域。
2013-05-08 astro-ph.EP
Formation of pebble-pile planetesimals
行星形成的第一阶段是尘埃和冰粒堆积成毫米厘米大小的鹅卵石。这些卵石可以通过流动的不稳定性聚集在一起，形成引力约束的卵石“云”。在这样的云内的鹅卵石将经历相互碰撞，将能量耗散成热量。当云失去能量时，它逐渐收缩成固体密度。我们模拟这个过程，并调查两个重要的性质的崩溃：（i）崩溃的时间尺度和（ii）的时间演变的卵石尺寸分布。我们的数值模型的卵石云是零维的，并处理碰撞的统计方法。我们发现，半径大于100公里的星子崩溃的自由落体的时间尺度约为25年。质量较低的云有较长的卵石碰撞时间尺度，崩溃也慢得多，10公里尺度的微行星的崩溃时间为几百年，1公里尺度的微行星的崩溃时间为几千年。卵石云的质量也决定了由此产生的微行星的内部结构。小质量云中的卵石碰撞速度低于碎裂阈值，形成由来自原行星盘的原始卵石组成的卵石堆星子。另一方面，半径超过100公里的微行星由尘埃（卵石碎片）和卵石的混合物组成，这些混合物与尘埃和其他卵石发生了大量碰撞。前往67 P/Churyumov-Gerasimenko彗星的罗塞塔飞行任务和前往冥王星的新地平线飞行任务都将提供关于太阳系微行星结构的宝贵信息。我们的模型预测，67 P是一个由来自太阳星云的原始鹅卵石组成的鹅卵石堆小行星，而云中收缩形成冥王星的鹅卵石必须在坍缩过程中大量研磨。
2014-10-06 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
Size-Frequency Distribution of Terrestrial Leftover Planetesimals and S-complex Implanted Asteroids
本文通过LIPAD代码模拟类地行星吸积过程中星子SFD的演化，发现类地行星区残留星子与MAB中S型天体的SFD在特定直径范围幂指数相似，支持S型小行星植入假说并给出植入效率约束。
2025-04-15 astro-ph.EP
