The Effect of Irradiation on the Jeans Mass in Fragmenting Self-Gravitating Protostellar Discs
当一个自引力盘受到辐照时，它的碎裂倾向将受到影响。自引力光盘应力的强度预计将决定光盘碎片：由于这些扭矩的强度通常会随着声速的增加而降低，因此可以合理地假设，与未照射的情况相比，光盘碎片会受到抑制，尽管以前的工作已经表明，细节会因照射源而变得复杂。我们扩大了以前的分析牛仔裤内的螺旋结构在自引力盘的质量，将恒星辐射和背景辐射的影响。如果辐射是存在的，碎片被抑制在低吸积率的边缘不稳定的光盘（相比无辐射的情况下），但这些较低的吸积率对应于较高的质量光盘。碎片仍然可以发生高吸积率，但因此抑制在较低的磁盘表面密度，和随后的金斯质量的提升。这些结果进一步支持了这样的共识，即如果没有随后的碎片破裂或质量损失，引力不稳定性更有可能形成棕矮星和低质量恒星，而不是气体巨行星。
2013-01-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Critical layers and protoplanetary disk turbulence
本文对三种正压切变流模式的僵尸涡不稳定性进行了线性分析。线性分析是通过利用格林函数制定解决相关的正常模式问题的关键层。不稳定性是Rossby波和重力波之间的共振相互作用的结果，我们称之为Z模式。相关联的临界层是远距离Rossby波的多普勒频移等于本地Brunt-Vaisala频率的位置。对于文献中报告的参数值，证实了不稳定性所需的最小Rossby数Ro= 0.2。研究还发现，剪切层支持层化消失的极限不稳定性。僵尸涡的不稳定性检查在射流模型，发现不稳定性可以发生Ro= 0.05。由于不稳定的Z-模式的非线性涡强迫的结果是在创建一个喷流出现在临界层作为扰动径向涡的垂直提升和扰动垂直涡的径向运输之间的竞争的结果。我们发现，这种不稳定性的图片，导致一种形式的非线性驱动的自我复制模式的创造和破坏是有道理的：一个父喷流产生一个不断增长的子喷流在相关的关键层。一个成熟的子射流在相关的临界层产生下一代子射流，同时通过Rossby波不稳定性破坏其母射流。
2016-07-09 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Parametric Study of the Rossby Wave Instability in a Two-dimensional Barotropic Disk II: Non-Linear Calculations
自从发现不平衡结构以来，原行星盘中的涡旋引起了人们的注意。产生涡旋的可能机制之一是Rossby波不稳定性（RWI）。在我们以前的工作中，我们已经进行了详细的线性稳定性分析的RWI与各种初始条件。本文利用Athena++程序对RWI在二维正压圆盘中的涡旋形成过程进行了数值模拟。作为初始条件，我们考虑轴对称磁盘高斯表面密度凹凸的各种对比度和半宽度。在线性和弱非线性状态下，扰动如预期的那样从线性稳定性分析中增长。饱和后，根据最不稳定的方位模式形成多个涡，并相继合并。最后，只剩下一个准静止涡（RWI涡），它向内迁移。在RWI演化过程中，轴对称分量逐渐接近稳定位形。我们发现，轴对称分量达到边缘稳定状态的最不稳定的方位角模式在饱和和边缘稳定状态的m = 1模式在最后的涡合并。我们研究了RWI涡旋的结构和演化。我们得到了RWI涡旋的性质与初始条件之间的一些经验关系。利用示踪粒子分析，我们发现，RWI涡可以被认为是一个物理实体，像一个大的流体粒子。我们的结果为定量解释原行星盘中观察到的不平衡结构提供了坚实的理论基础。
2018-07-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Lower Angular Momentum Limit for Self-Gravitating Protostellar Disc Fragmentation
我们试图验证最近的索赔（使用半解析模型），为球形均匀分子云的崩溃，碎片的自引力盘，随后形成可以预测单独使用云的初始角动量。实际上，这种情况等同于要求所产生的椎间盘充分伸展以便碎裂，与孤立椎间盘的研究一致。我们使用光滑粒子流体动力学与混合辐射转移调查这一说法，确认在一般情况下，均匀的球形分子云将产生破碎的自引力盘，如果旋转动能与引力势能的比率大于~ 5e-3，在此结果是相对不敏感的初始热能。这个条件在更高的云质量开始失效，这表明在大半径下足够的质量控制着碎片。虽然这些结果是基于高度理想化的初始条件，并可能不成立，如果光盘的吸积从周围的信封是充分不对称的，或者如果密度结构受到扰动，他们提供了一个合理的下限所需的最小角动量碎片光盘在没有显着的外部湍流。
2011-10-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Numerical study of self-gravitating protoplanetary discs
本文研究了自引力对原行星盘的影响。角动量输运和能量耗散的机制被假定为吸积盘中湍流引起的粘性。能量方程考虑了粘性耗散释放的能量与冷却过程平衡的情况。利用耗散函数和冷却函数的等价性得到粘性，并将其用于角动量方程。通过公式$d u/d t=-u/τ_{cool}$计算流的冷却速率，其中$u$和$τ_{cool}$分别是内能和冷却时标。局部冷却与动力学时间尺度之比$Ωτ_{cool}$被假定为常数，并且也是局部温度的函数。原行星盘的解表明，在$Ωτ_{cool} = constant$情形下，对于典型的质量吸积率$\dot{M} = 10^{-6} M_{\odot} yr^{-1}$，盘在小半径范围内不表现出任何引力不稳定性;而选择$Ωτ_{cool}$作为温度的函数，对于这个质量吸积率甚至更小的质量吸积率，盘在小半径范围内都可能出现引力不稳定性。通过对粘性参数$α$的研究，我们发现自引力原行星盘内部的湍流强度很低。这些结果与原行星盘的直接数值模拟定性一致。
2011-11-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
How strong are the Rossby vortices?
罗斯贝波不稳定性，与差异旋转盘中的密度隆起有关，可能出现在几个不同的天体物理背景下，如银河系或原行星盘。虽然线性阶段的不稳定性已经得到了很好的研究，非线性演化，特别是饱和阶段仍然知之甚少。在本文中，我们测试了类似于等离子体物理中波粒相互作用的非线性饱和机制。为此，我们进行全球数值模拟的不稳定性在一个二维光盘的演变。我们证实了不稳定饱和的物理机制，并表明涡度的最大振幅可以估计为不稳定线性增长率的两倍。我们提供了一个经验的拟合公式，这个增长率的密度凸块的各种参数。我们还研究了方位角模数对螺旋密度波不稳定性和能量泄漏的影响。最后，我们表明我们的结果可以外推到3D光盘。
2013-01-04 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Limits on the location of planetesimal formation in self-gravitating protostellar discs
在这封信中，我们表明，如果星子在自引力盘中形成螺旋特征，正如之前Rice等人的理想化模拟所建议的那样，那么在现实的原恒星盘中，这个过程将被限制在盘的外部区域（即半径超过几十个A.U.）。这一限制涉及到的要求，灰尘必须集中在螺旋功能的时间尺度上，这是小于（大致动态）的寿命，这样的功能，这种快速积累需要螺旋功能的分数振幅是不是比单位小得多。这又要求气体的冷却时间尺度相对较短，这将该过程限制在外盘。我们指出，有效地转换成星子盘中的原始尘埃的一大部分可以拯救这种材料从众所周知的问题，快速向内迁移在$\sim$米大小的规模，并在原则上，这些对象的碰撞演化可能有助于重新供应小尘埃的原恒星盘。我们还指出，这种情况下推断的星子带的位置在主序星周围的碎片盘可能产生的影响，但强调，需要进一步的动力学研究，以建立光盘是否保留了星子创建的初始网站的记忆。
2009-06-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Time-dependent models of the structure and evolution of self-gravitating protoplanetary discs
年轻的大质量原行星盘内的角动量输运可能由半径处的自引力主导，在半径处盘的电离太弱，不允许磁旋转不稳定性的发展。我们使用时间相关的一维磁盘模型，基于局部冷却时间计算的运输效率，研究的径向结构和稳定性（对碎片）的原行星盘中，自重力是唯一的运输机制。我们发现自引力盘很快达到一个准稳态，在这个准稳态中，内部盘的表面密度很高，湍流强度很低（α ~ 10^{-3}或更小，在5 au内）。温度高到足以形成结晶硅酸盐可能会延伸到几个金在早期这些光盘。我们的星盘中没有一个会自发地发展出不稳定的区域，这些区域对于碎裂成亚恒星物体来说是毫不含糊的，尽管最大质量的星盘的外部区域（超过20天文单位）足够接近临界值，不能排除碎裂的可能性。我们讨论了通过这样的光盘的质量吸积率可能会随着光盘的质量和质量的中心星，并注意到，非常年轻的系统的\dot{M} -M_* 关系的确定可能允许模型的测试。
2009-04-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Vortex stretching in self-gravitating protoplanetary discs
一些过渡盘的马蹄形亮度不对称被认为是由大尺度涡旋引起的。反气旋涡旋有效地收集尘埃颗粒，因此它们在行星形成中起着重要作用。以往的研究认为，盘的自引力削弱了盘中质量在0.01<=M_disc/M_*<=0.1范围内的大质量行星打开的间隙边缘形成的涡旋。本文采用二维流体动力学模拟方法，在考虑圆盘自重的情况下，对圆盘死区外缘粘性转变处形成的大尺度涡的长期演化进行了研究。本文对小质量（0.001<= Mdisc/M *<=0.01）的圆盘进行了数值研究，在这种情况下，圆盘的自重以前是忽略不计的。即使对于M_disc/M_*>=0.005的小质量盘，当Toomre Q参数在涡距处<=50时，大尺度涡也会由于盘的自重而被拉伸。作为拉伸的结果，涡的纵横比增加，并发展出较弱的方位角密度对比。涡拉伸的强度与盘的质量成正比。涡旋的拉伸可以用涡旋引起的非零引力矩和圆盘的开普勒剪切的联合作用来解释。自引力涡旋比非自引力涡旋衰减得快得多。我们发现，只要圆盘的粘度较低，即α_dz<=10^-5，自引力圆盘在急剧粘度转变时产生的旋涡就可以用GNG模型来描述。
2017-09-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
The diverse lives of massive protoplanets in self-gravitating discs
气体巨行星可能在原恒星盘演化的早期形成，而这些行星相对较大。我们研究了大质量行星种子（称为原行星）如何在大质量但引力稳定（Q>1.5）的圆盘中演化，使用辐射流体动力学模拟。我们发现，原行星最初迅速向内迁移，直到它在圆盘上打开一个缺口。此后，它要么继续在更长的时间尺度上向内迁移，要么开始向外迁移。当原行星位于引力不稳定边缘的间隙内时，会发生外行星迁移，因为大部分吸积气体是来自原行星轨道外的高角动量气体。来自原行星的辐射加热效应在确定原行星的迁移方向和偏心率方面至关重要。通过有效冷却促进间隙打开，这可能无法通过常用的β-冷却近似来捕获。这颗原行星最初以很高的速率（1 e-3 Mj/yr）吸积，其吸积光度可能是主星光度的十分之几，这使得它很容易被观测到（尽管只有很短的时间）。由于高气体吸积率，原行星通常生长在氘燃烧的质量极限之上。原行星的辐射反馈降低了它的质量增长，使其最终质量接近棕矮星-行星边界。一颗年轻的行星种子的命运是多种多样的，可能是一颗在距离中心恒星几个天文单位的圆形轨道上的气体巨行星，也可能是一颗在偏心的宽轨道上的褐矮星。
2018-04-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the equilibrium of self-gravitating neutrons, protons and electrons in β-equilibrium
我们最近证明了在$β$ -平衡的简并中子、质子和电子的自引力系统中，不可能强加局域电荷中性条件。广义相对论性的Einstein-麦克斯韦方程组与Einstein-Fermi方程组的耦合系统取代了传统的Tolman-Oppenheimer-Einstein方程组。本文给出了新平衡方程的牛顿极限。我们还将这种处理方法推广到有限温度的情形，最后给出了有限温度下Klein势不变的显式证明，推广了零温度下广义相对论费米能不变的条件。
2011-07-14 astro-ph.SR gr-qc nucl-th
The Jeans Mass as a Fundamental Measure of Self-Gravitating Disc Fragmentation and Initial Fragment Mass
作为原恒星盘中的巨行星和低质量恒星（以及活动星系核盘中的恒星）等天体的形成途径，自引力盘碎片化理论需要能够预测碎片的初始质量。我们描述了一种方法，通过这种方法可以估计自引力盘的螺旋结构内的局部Jeans质量。如果这样一个自引力盘满足盘碎片的标准，这个估计提供了一个下限的初始质量的任何碎片形成。我们将这种方法应用于一系列自引力原恒星盘模型，以绘制出这种形成模式产生的碎片的典型质量。我们发现一个最小的碎片质量约3木星的质量，这是不敏感的恒星质量，并-在参数空间调查-碎片的质量之间的10和20木星质量是最常见的。我们还描述了如何让我们得到一个更一般的标准光盘碎片，占粘性加热，辐射冷却，吸积和光盘的热历史的过程。我们演示了如何可以确定这样的标准，并表明，在有限的情况下，它恢复了几个破碎的标准，已经假定在过去，包括最小冷却时间/最大应力标准。
2011-07-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Nature of Angular Momentum Transport in Radiative Self-Gravitating Protostellar Discs
自引力盘的半解析模型通常使用粘性现象来近似由引力不稳定性产生的角动量输运。这使得就业的标准粘性发展方程，并给出了有前途的结果。然而，目前尚不清楚这种近似值何时合适。本文使用高分辨率三维光滑粒子流体动力学（SPH）模拟的自引力原恒星盘辐射转移测试这种近似。角动量输运的性质与引力不稳定性的特点是作为一个函数的恒星质量和盘星质量比。有效粘度根据圆盘中的雷诺应力和重力应力计算得出。然后将其与如果通过假设局部热力学平衡或等效地局部耗散速率与局部冷却速率相匹配来确定有效粘度时所预期的情况进行比较。一般来说，这里考虑的所有圆盘都进入了一种自我调节的状态，在这种状态下，引力不稳定性产生的加热被局部辐射冷却所调制。研究发现，只要盘的纵横比很小（H/R <0.1），低质量盘确实可以用局部α参数化表示，这通常是盘星质量比q <0.5的情况。然而，这一结果并不适用于质量接近中心物体的圆盘。这些都受到瞬态突发事件和全球波运输，并没有很好地模拟假设当地的热力学平衡的有效粘度。尽管有这些影响，它表明，大规模的（紧凑）光盘可以保持稳定，而不是碎片，迅速发展，以减少其盘星质量比通过恒星吸积和径向扩散。
2010-08-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Episodic accretion in binary protostars emerging from self-gravitating solar mass cores
观测结果显示，年轻的原恒星的光度分布很广，这常常被解释为偶发性吸积。我们在这里测试这种情况下，使用数值模拟的太阳质量分子云的崩溃后，使用GRADSPH代码，不同的初始扰动的强度和核心的温度。本文的一个具体的重点是调查的作用，双星和多个系统的背景下，幕式吸积，并比较它们的演变，在孤立的碎片的演变。我们的模型形成了各种低质量的原恒星物体，包括单，二进制和三重系统与二进制更积极地表现出情节吸积比孤立的原恒星。我们还发现，随着时间的推移，平均质量吸积率总体呈下降趋势，这表明大部分原恒星质量是在最初的10^5年内吸积的。这一结果可能有助于解释大多数原恒星群体中令人惊讶的低平均光度。
2017-12-27 astro-ph.SR
On the fragmentation criteria of self-gravitating protoplanetary discs
研究了大质量自引力盘的碎裂判据。我们提出了新的分析，我们进行全球三维数值模拟测试的破碎条件。虽然以前的工作重点放在以轨道时间尺度β为单位的冷却时间尺度上，但我们发现，在给定的半径下，表面质量密度（即盘质量和轮廓）和恒星质量在确定盘是否碎片以及盘碎片形成的位置方面也起着至关重要的作用。我们发现，对于浅的表面质量密度分布（p<2，其中P <\propto R^{-p}），碎片形成在盘的外部区域。然而，对于陡峭的表面质量密度分布（p \gtrsim 2），碎片形成于椎间盘的内部区域。此外，我们还发现，在以前的模拟中发现的轨道时标单位的冷却时标的临界值仅适用于某些光盘表面质量密度分布和特定的光盘半径，并不是一个普遍的规则，所有光盘。我们发现了一个经验的碎裂标准之间的冷却时间尺度的轨道时间尺度，β，表面质量密度，恒星质量和半径的单位。
2010-08-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The temporal requirements of directly observing self-gravitating spiral waves in protoplanetary discs with ALMA
我们调查如何检测签名的自引力在原行星盘取决于其时间的演变。我们运行一个长期的时间尺度的一维模型，以遵循作为时间的函数的光盘质量。然后，我们将其与三维全球流体动力学模拟，采用混合辐射转移方法来近似现实的加热和冷却。我们模拟了这些系统的ALMA连续观测，发现当$q=M_\mathrm{disc}/M_*\gtrsim 0.25$和$R_\mathrm{outer}\lesssim 100$ au.在这样一个巨大的圆盘中，由重力湍流产生的高吸积率在$\sim10^4$年内，或大约1%的典型圆盘寿命内，将其质量消耗到检测阈值以下。因此，在ALMA尘埃观测中检测到的具有旋臂的圆盘，如果是由自重产生的，则必须要么仍在接收下落以保持高的$q$值，要么刚刚从其出生信封中出现。在具有较低$q$的系统中检测子结构是可能的，但需要专家在几天内与最扩展的配置集成。这不利于在相对较短的积分时间内检测到具有$q<0.25$的系统中GI引起的螺旋结构的可能性，例如DSHARP ALMA调查中发现的那些（Andrews等人，2018; Huang等人，2018）。我们没有发现动态时间尺度上的可探测性的时间依赖性
2019-06-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planetesimal formation in self-gravitating discs -- dust trapping by vortices
在原行星盘中，一米大小的巨石成长为千米大小的星子的机制是一个积极研究的课题，因为它对行星形成至关重要。为了避免由于空气动力学阻力而螺旋进入原恒星，物体必须从厘米大小的鹅卵石（与气体紧密耦合）迅速成长为直径1- 100米的大石头。已经公知的是，盘的气体成分中的过密度提供了用于收集固体的潜在位置，并且盘的气体成分中的显著密度结构（例如，螺旋密度波）可以足够有效地捕获固体，使得盘的固体成分由于其自身的自重而经历进一步的引力坍缩。在这项工作中，我们采用PENCIL代码进行本地剪切片模拟大规模的自引力原行星盘，研究反气旋瞬态涡，或涡流，在这些磁盘上的固体的演变的影响。我们发现，这些类型的结构是非常有效的集中小型和中型尘埃颗粒的摩擦时间相当，或小于，当地的轨道周期的磁盘。这可能导致圆盘的固体成分中的密度明显过高，密度增加与螺旋密度波中的密度增加相当，甚至更高;增加固体引力坍缩成束缚结构的速率。
2015-08-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Quantification of stochastic fragmentation of self-gravitating discs
利用二维光滑粒子流体力学，我们研究了湍流自引力吸积盘中强激波之间的等待时间分布。我们表明，由此产生的分布并不强烈依赖于冷却时间或光盘的分辨率，并且它们与早期工作的预测一致（Young & Clarke 2015; Cossins et al. 2009，2010）。我们使用冲击之间的等待时间的分布来估计随机碎片的可能性逐渐收缩的抗剪切团块的冷却时间尺度。我们的结论是，随机碎裂机制（Paardekooper 2012）不能改变碎裂半径超过20%，限制直接引力坍缩作为一种机制，巨大的行星形成的原行星盘的外部区域。
2015-10-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Towards a population synthesis model of self-gravitating disc fragmentation and tidal downsizing II: The effect of fragment-fragment interactions
大多数原恒星系统可能会经历一个短暂的阶段，在这个阶段，原恒星盘是自引力的。如果这些圆盘容易碎裂，那么它们就能够迅速形成最初有几个木星质量甚至更大的物体。这些圆盘碎片的命运（以及后来通过核心吸积形成的行星体的命运）不仅敏感地取决于碎片与圆盘的相互作用，而且还取决于与其相邻碎片的相互作用。我们回到和修改我们的人口合成模型的自引力盘碎片和潮汐缩小。在其他改进中，该模型现在直接包含碎片-碎片相互作用，而光盘仍然存在。我们发现，碎片-碎片散射占主导地位的轨道演化，即使我们执行快速迁移和低效的间隙形成。与我们以前的模型相比，我们看到正在形成的陆地类型物体的数量略有增加，尽管它们在潮汐演化下的生存充其量是不清楚的。我们还看到了破碎的碎片与进化的颗粒种群的证据-这是星子带形成的间接证据，这是一种在忽略碎片-碎片相互作用的运行中看不到的现象。尽管有强烈的动力学演化，我们的人口主要是大质量的巨行星和棕矮星在大半长轴，直接成像调查应该，但很少，检测。最后，光盘碎片被证明是一个有效的制造商的自由浮动行星质量的物体，和典型的多重性系统通过引力不稳定性将是低的。
2017-11-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Resolved images of self-gravitating circumstellar discs with ALMA
在本文中，我们提出了大量的自引力拱星盘使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的模拟观测。使用平滑粒子流体动力学模型的$0.2M_{\odot}$光盘轨道的$1M_{\odot}$原恒星，与冷却模型适合光盘的温度低于$\sim 160$ K和代表性的尘埃不透明度，我们构建了地图的预期发射在亚毫米波长。然后，我们使用CASA ALMA模拟器生成模拟图像和不同的阵列配置和观测频率，同时考虑到预期的热噪声和大气不透明度。我们发现，在345千兆赫（870 $μ$米）的螺旋结构，在几个AU的分辨率应该很容易检测到大约面对光盘的距离金牛座御夫座恒星形成复合体。
2010-04-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Self-gravitating disc candidates around massive young stars
最近在大质量的年轻原恒星周围发现了几个候选的开普勒盘。考虑到这些系统中相对较大的盘星质量比，以及它们年轻的年龄，值得研究它们变得自引力的倾向。为此，我们计算自洽的，半解析模型的假定自引力盘五个候选光盘系统。我们的目的不是要完全符合观测结果，而是要证明，由于即使在毫米波长下，中平面的光学厚度也很高，因此来自边缘不稳定的自引力盘的预期尘埃连续辐射可能相当微弱。在最好的情况下，模型产生的“可观测”的光盘质量的一个因素内的1.5个观察到的，与中面尘埃温度可比的测量温度从分子线发射。我们发现，在两种情况下，自引力盘模型与观察比较。如果这些圆盘是自引力的，那么它们就满足其外部区域圆盘碎裂的条件。因此，这些系统可能有尚未解决的低质量恒星伴星，因此是未来高角分辨率观测的有希望的目标。
2016-08-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Nonaxisymmetric Instabilities in Self-Gravitating Disks. II Linear and Quasi-Linear Analyses
我们研究了全球非轴对称流体动力学不稳定性的热，自引力多方盘系统，系统，覆盖了广泛的参数空间相关的原恒星和原行星系统的广泛收集。我们研究了平衡盘模型变化的三个参数：内，外赤道半径的比值，恒星质量盘质量的比值，和旋转定律指数$q$。我们取多变指数$n$ = 1.5，并检验指数$q =$ 1.5和2，以及过渡指数$q$ = 1.75。对于每一组参数，我们检查模型的内外半径比从0.1到0.75，和恒星质量盘质量比从0到10 $^3$。我们数值计算了低阶非轴对称圆盘模的增长率和振荡频率，以及具有方位角依赖性的模式$\propto$ e $^{imϕ}$。低- $m$模式被发现占主导地位的字符和强度的不稳定性强烈依赖于磁盘自重。每种模式类型的代表进行了详细检查，并计算扭矩和质量传输率。
2014-07-13 astro-ph.SR
C/O ratios in self-gravitating protoplanetary discs with dust evolution
该研究通过含尘埃演化的自引力原行星盘模拟，揭示了C/O比的演化规律，区分了流不稳定性和引力不稳定性两种行星形成机制的C/O比范围，并与观测及太阳系彗星成分相印证。
2024-12-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
The evolution of self-gravitating accretion discs
自引力很可能在吸积盘的演化中扮演重要角色，特别是在年轻恒星和超大质量黑洞周围的吸积盘。我们总结，在这里，我们目前的理解，这样的光盘的演变，更多地集中在光盘在年轻的恒星系统，而不是光盘在活动星系核。我们考虑的条件下，这些光盘可能会碎片，形成绑定对象，当他们可能，而不是，预计解决到一个准稳定的，自我调节的状态。我们还讨论了这种理解可能取决于光盘的质量相对于中心对象的质量，以及它如何可能取决于外部照射的存在。此外，我们考虑碎片是否可能是随机的，我们可能会期望它发生在一个实际的原恒星盘，如果有任何证据表明碎片实际上在行星质量体的形成中发挥作用。尽管仍有一些悬而未决的问题，如自引力盘模拟的收敛性，是否存在一种以上的碎裂模式，以及自引力盘在行星形成过程中可能扮演的角色，但我们对这些系统的总体理解似乎相当强大。
2016-02-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Accretion Outbursts in Self-gravitating Protoplanetary Disks
我们改进了我们以前的治疗的长期演化的原恒星盘明确解决磁盘的自引力在两个维度。当前的模型是Bae等人的一维分层吸积盘模型的扩展。我们发现，引力不稳定性（GI）诱导的螺旋密度波加热磁盘通过压缩加热（即$P\rm{d}V$工作），并可以触发吸积爆发通过激活磁惰性磁盘死区的磁旋转不稳定性（MRI）。GI引起的螺旋波在引力不稳定区域内传播良好，然后在$R \lesssim 1$ AU触发爆发，GI无法维持。这种波的长距离传播不能用先前用于GI的局部$α$治疗再现。在我们的标准模型中，假设零死区残余粘度（$α_{\rm rd}$），在爆发开始时测得的GI诱导应力局部与通用$α$参数的$0.01$一样大。然而，在我们以前的一维计算建议，我们确认，存在一个小的，但有限的$α_{\rm rd}$触发热驱动的吸积爆发，而不是GI + MRI驱动的爆发时，观察到$α_{\rm rd}=0$。在死区中包含非零残余粘度降低GI的重要性后不久，从包层云的质量进料停止。在中心原恒星仍然嵌入的下落阶段，我们的模型停留在一个静态吸积阶段与$\dot{M}_{acc}\sim10^{-8}-10^{-7}~M_{\odot}~{\rm yr^{-1}}$超过$60~\%$的时间，并花费不到$15~\%$的下落阶段的吸积爆发。
2014-09-13 astro-ph.SR
Towards a Population Synthesis Model of Objects formed by Self-Gravitating Disc Fragmentation and Tidal Downsizing
最近，巨行星和褐矮星形成的引力不稳定性（GI）模型被重新审视，并被重新塑造成通常被称为“潮汐缩小”的假设。自引力原恒星盘分裂成引力束缚的胚胎-质量为几到几十个木星质量，半长轴在30 - 40 au以上-随后是胚胎内的颗粒沉积，向中央恒星的径向迁移和胚胎上层的潮汐破裂。所得到的物体的性质敏感地取决于每个过程发生的时间尺度。因此，GI之后的潮汐缩小理论上可以产生跨越大质量范围的物体，从类地行星到巨行星和褐矮星。这些物体是否可以在实践中形成，以及它们将代表观察到的人口的比例，需要更多的统计分析。我们提出了一个简单的人口综合模型的恒星和行星形成通过GI和潮汐缩编。我们耦合的半解析模型的原恒星盘演化的分析计算的碎片，初始胚胎质量，晶粒生长和沉积，胚胎迁移和潮汐破裂。虽然还有一些关键的物理学知识有待整合，但它代表了迈向GI和潮汐缩小作为恒星和行星形成模式的成熟统计模型的第一步。我们从四个运行的人口合成模型的结果，不同的不透明度法律和迁移的强度，以及调查的影响，光盘截断在破碎过程中。我们的早期结果表明，GI加上潮汐缩小不是行星形成的主要模式，但仍然是一个很好的方式形成气体巨行星，棕矮星和低质量恒星在大半长轴。（节录）
2013-04-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Dynamical Fate of Self-Gravitating Disc Fragments After Tidal Downsizing
行星/褐矮星形成的引力不稳定性模型提出，原恒星盘可以在大的半长轴上分裂成质量超过几个木星质量的物体。潮汐缩小可以减小物体质量和半长轴。然而，大多数关于潮汐缩小的研究都在原恒星盘分散时结束，而系统则嵌入其母恒星形成区域。为了将圆盘碎片的后代与系外行星和褐矮星的观测结果进行比较，必须探索随后的动力学演化。我们进行了N体积分的碎片碎片散射在多目标恒星系统，恒星系统嵌入在子结构集群。在这两种情况下，我们使用的初始条件所产生的人口合成模型的潮汐缩小。散射模拟产生了广泛的偏心率。射血率约为25%。喷出物的质量分布是类似的，所有的对象，与充分的流体动力学模拟所产生的一致的速度分散。散射后的半长轴分布扩展到秒差距尺度。在星团模拟中，13%的物体被从它们的行星系中弹射出来，大约10%的物体经历了重大的轨道改变。在高偏心率、高倾角轨道上重新捕获了少数物体。喷出物的速度分布类似于碎片-碎片散射产生的速度分布。如果碎片-碎片散射和星团剥离一起作用，那么盘碎片化应该能有效地产生自由漂浮的亚恒星物体，因此描述自由漂浮的行星人口将对盘碎片化的频率提供强有力的限制。
2014-11-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Accretion disk dynamics: α-viscosity in self-similar self-gravitating models
目的：本文研究了α粘滞系数在自相似模型中对自引力盘的适用性，重点研究了活动星系核盘的自引力盘。研究方法：我们使用自相似的方法来简化所产生的偏微分方程的演化方程，然后使用数值标准程序求解。结果：我们找到了自引力α盘动力学演化的自相似解，并导出了有意义的物理量。在圆盘的开普勒部分，我们的模型与标准的定态α圆盘理论是一致的，并且在整个自引力区都是自洽的。整个盘的正吸积率需要高度的自引力。结合吸积率的时间下降和它的低量，该模型禁止大的中心质量的增长。结论：α粘滞度不能解释活动星系核中超大质量黑洞（SMBH）整个质量谱的演化。然而，考虑到所涉及的尺度，它似乎适合于模拟原行星盘。关键词：吸积，吸积盘，湍流，流体力学，方法：分析
2016-02-12 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Self-Gravitating Disc Around L1527 IRS?
最近对0级原恒星L1527 IRS的观测发现了一个外半径至少为100 au的旋转支撑盘。在870微米的积分通量的测量表明，光盘的质量太低，引力不稳定，以管理角动量传输。然而，如果圆盘的某些部分在亚毫米波长处光学厚度较厚，亚毫米通量将低估圆盘的质量，并且圆盘的实际质量可能大得多，可能足以自引力。我们使用简单的自引力盘模型研究这种可能性。为了与观测到的质量吸积率相匹配，需要盘星质量比至少为~0.5，这产生的亚毫米通量类似于在没有来自包层或中心恒星的辐射的情况下对L1527 IRS观测到的通量。如果辐射是显着的，那么预测的通量超过观测通量约一个数量级。我们的模型还表明，重力不稳定性产生的应力足够低，以防止磁盘的碎片。因此，我们的结论是，观测并不排除L1527 IRS周围的圆盘是自引力的可能性，但更有可能的是，尽管是一个非常年轻的系统，这个圆盘可能已经离开了自引力阶段。
2013-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discrete element simulations of self-gravitating rubble pile collisions: the effects of non-uniform particle size and rotation
本文提出软球离散元代码模拟自引力颗粒材料动力学，研究亚音速碎石堆碰撞结果，发现颗粒尺寸分布与旋转对最大幸存碎片性质有显著影响。
2025-08-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Convergence of simulations of self-gravitating accretion discs II: Sensitivity to the implementation of radiative cooling and artificial viscosity
最近有人提出，在光滑粒子流体动力学（SPH）和FARGO模拟的自引力吸积盘与β-冷却的碎裂边界不收敛的分辨率增加。此外，最近的这项工作表明，通过仔细优化这些代码中的人工粘度参数，可以表明，碎片可能会发生更长的冷却时间比早期的工作建议。如果正确的话，这个结果是有趣的，因为它表明气体巨行星可以通过直接的引力坍缩形成，合理地靠近它们的母恒星。然而，这一结果有点令人惊讶，最近有一些研究表明，这一结果可能表明模拟存在数值问题。特别是，一个建议是SPH结果受到冷却实施方式的影响。我们在这里扩展这项工作，并表明，如果冷却的方式，消除了已知的数值伪影的冲击区，碎片边界收敛到一个值与早期的工作一致，碎片是不可能的冷却时间长，建议最近的工作。我们还研究了人工粘度参数的优化，并表明，出现最佳值可能会引入数值问题的SPH和FARGO模拟。因此，我们得出结论，早期的预测所需的冷却时间的碎片可能是正确的，并建议由早期的工作，碎片不可能发生在典型的原恒星盘的内部（r < 50 au）。
2014-01-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Flow Morphology of a Supersonic Gravitating Sphere
本文通过三维 Athena++ 流体动力学模拟，研究超声速引力硬球在不同吸积半径比值下的流动形态，揭示分离泡与球对称晕两种机制，并提出依赖激波脱体距离的新动力学摩擦公式。
2023-10-31 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
On fragmentation of turbulent self-gravitating discs in the long cooling time regime
最近有人提出，由于湍流中的随机密度波动，在存在驱动湍流的情况下，圆盘对引力坍缩的稳定性可能比它们的非湍流类似物差得多。这种碎裂模式对于气态巨行星形成尤其重要。然而，在这里，我们认为，随机密度波动，由于湍流不增强引力不稳定性和光盘碎片在漫长的冷却时间限制适合行星形成光盘。这些波动以螺旋形的方式演化，并以比崩溃更快的速度通过减压而消散。我们调查这些问题的数值在2D通过剪切盒模拟驱动湍流，也在3D模型的瞬时应用湍流速度踢。在前一种情况下，湍流驱动导致额外的盘加热，这往往使盘更稳定，而不是更不稳定。在后一种情况下，由于收敛速度反冲而形成的高密度区域，正如预期的那样，紧接着是减压。因此，我们得出结论，驱动湍流不会促进原行星盘的盘碎片，而是倾向于使盘更稳定。我们还认为，维持超音速湍流是非常困难的光盘，冷却缓慢。
2017-12-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Introducing two improved methods for approximating radiative cooling in hydrodynamical simulations of accretion discs
针对吸积盘流体动力学模拟中完整辐射转移成本过高的问题，本文提出两种基于多方冷却近似的改进方法，其中专为自引力盘设计的 Modified Lombardi 方法能准确再现碎裂盘的柱密度、团块与螺旋结构。
2024-05-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gravito-turbulent bi-fluid protoplanetary discs: 1. An analytical perspective to stratification
本研究针对含气体与尘埃的自引力原行星盘，通过解析方法求解其垂直流体静力学平衡方程，提出双流体Toomre参数定义与盘质量观测估算方法，为相关数值模拟提供新基准解。
2025-03-17 astro-ph.EP astro-ph.SR math-ph
The early evolution of viscous and self-gravitating circumstellar disks with a dust component
数值模拟了星周盘从形成到TTauri相的长期演化过程，研究了不同粘性α参数和尘埃碎裂速度v_frag值条件下尘埃在盘中的演化.我们求解了薄圆盘极限下的数值流体力学方程组，该方程组被修改为包括由两部分组成的尘埃分量：亚微米尺寸的尘埃和具有最大半径a_r的生长尘埃。前者与气体严格耦合，而后者通过摩擦与气体相互作用。小到长大的灰尘，灰尘生长和灰尘自重的转换也被认为是。我们发现，尘埃生长的过程中已知的老原行星阶段也适用于嵌入阶段的磁盘演变。尘埃的生长效率取决于与恒星的径向距离，a_r在内盘最大，并随着径向距离的增加而逐渐减小。在内部圆盘中，a_r受到尘埃破碎屏障的限制。一旦盘形成，小尘埃到大尘埃的转化过程非常快。在恒星形成的嵌入阶段，星盘中（超过1天文单位）生长的尘埃的总质量达到数十甚至数百个地球质量，甚至更大量的生长尘埃漂移在内部，未解决的1天文单位的磁盘。尘埃的半径通常不会超过几厘米。一个值得注意的例外是α<= 10^{-3}的模型，在这种情况下，在内部圆盘中会形成一个质量输送减少的区域，尘埃可以在内部10 AU中生长成米级的巨石。长大的尘埃向内漂移并聚集在内部磁盘区域。这种效应在α<= 10^{-3}模型中最为明显，在嵌入阶段结束时，数百个地球质量可以聚集在距离恒星几个天文单位的狭窄区域内。（节略）。
2018-01-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Why Do Stars Form In Clusters? An Analytic Model for Stellar Correlation Functions
最近，我们已经表明，如果ISM是由超音速湍流，湍流集形式主义可以用来计算统计的自引力物体在很宽的尺度范围内。在最大的自引力尺度上（“第一次交叉”），这些对应于GMC，而在最小的非碎裂自引力尺度上（“最后一次交叉”），对应于原恒星核心。在这里，我们扩展了这种形式主义，严格计算的自动和交叉关联函数的核心（并通过扩展，年轻的恒星）作为空间分离和质量的函数，类似于晕集群的宇宙学计算。我们表明，这一般预测，恒星的形成是非常强烈的小规模集群：恒星形成的集群，自己的GMC内。在双星区域外，投影的关联函数呈弱幂律下降，直到一个与GMC特征质量尺度相对应的特征尺度。在更大的尺度上，星系团的形成相对于实际的致密气体分布并不强烈地偏向于星系尺度。精确的关联函数形状取决于湍流谱的性质，但其定性行为是相当普遍的。的预测同意与观测的年轻恒星和核心的自相关函数超过~4 dex的半径。如果速度场中的大部分能量（从而对密度涨落的贡献）来自大尺度，那么湍流恒星的形成就是超音速湍流的一般结果。然后，在更大尺度上的波动会影响到音速附近自引力质量的分布。我们同样表明，在“孤立”模式中形成的恒星的比例应该很小（\lesssim 10%）。
2012-10-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
