Photophoretic Strength on Chondrules. 2. Experiment
光泳运动可以在原行星盘中传输被照亮的粒子。在以前的论文中，我们集中在稳态的电泳力的建模的基础上，来自层析成像和传热的组合物。在这里，我们提出的微重力实验偏离显着的稳态计算的第一篇论文。平均而言，实验显示出明显小于预测的力，其中绝对电泳力和相对于照明的运动方向的变化很大。随时间变化的热和旋转的电泳力的建模表明，观察到的强度和方向的变化可以很好地解释了在有限的实验时间的落塔实验的粒子重新取向。在原行星盘中，由于气体摩擦，随机旋转在短时间尺度上减弱，我们早期论文的结果成立。旋转在短期实验室研究中具有显著影响。在电泳效应的影响下观察粒子的运动和旋转可以被认为是Yarkovsky和YORP效应的基本实验室模拟实验。
2014-08-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chondrites as thermal and mechanical archives of accretion processes in the Solar protoplanetary disk
该研究通过连续介质力学与有限元模拟球粒冷却，证明其在超过玻璃化转变温度时可因低能低速碰撞发生塑性变形，并据此推断普通与碳质球粒陨石均形成于低能、热活跃环境。
2024-12-05 astro-ph.EP
Harvesting the decay energy of $^{26}$Al to drive lightning discharge in protoplanetary discs
原始陨石中的球粒可能是由尘埃聚集体的再结晶形成的，这些尘埃聚集体被瞬间加热到几乎完全熔化。球粒可能代表了原行星盘内部区域的岩石微行星和原行星的基石，但其尘埃聚集体前体无处不在的热处理来源仍然难以捉摸。在这里，我们表明，逃逸的短寿命的放射性核素$^{26}$铝衰变释放的正电子导致大规模的收费密集的卵石结构，导致中和闪电放电和闪光加热的灰尘和卵石。这种充电机制类似于核电池，其中放射源为电容器充电。我们表明，核电池效应在circumplanetesimal卵石盘。这种盘中极高的卵石密度与从球粒内钠的高丰度推断出的球粒加热过程中的条件一致。如果小尘埃的质量密度比气体密度高出至少一个数量级，那么原行星盘的沉积中平面层也可能容易因正电子的发射而带电。我们的研究结果表明，$^{26}$铝的衰变能量可以收获驱动强烈的闪电活动在原行星盘。储存在正电子发射中的总能量相当于熔化原行星盘中所有固体所需的能量。然而，正电子能量转移到电场的效率取决于相对未知的分布和规模依赖的卵石密度梯度在circumplanetesimal卵石盘和原行星盘中平面层。
2017-08-17 astro-ph.EP
Early evolution of the solar accretion disk inferred from Cr-Ti-O isotopes in individual chondrules
陨石球粒中的同位素异常是太阳吸积盘中混合和传输过程动力学的重要线索。这些异常已被解释为表明无论是盘范围内的球粒运输或球粒前体的局部异质性。然而，所有以前的研究都依赖于单一元素（Cr，Ti或O）的同位素数据，这无法区分陨石球粒同位素异常的来源和前体特征。在这里，我们获得了第一个合并的O，Ti和Cr同位素数据的顽火辉石，普通和碳质陨石的个别球粒。非碳质（NC）辉长岩球粒具有相对均匀的Δ 17 O、ε 50 Ti和ε 54 Cr，与其寄主辉长岩的成分相似。相比之下，来自碳质陨石（CC）的球粒具有更多变的成分。虽然分析的CC和NC球粒的成分可能重叠的ε 50 Ti，ε 54 Cr，或Δ 17 O，在多同位素空间中没有CC球粒图在NC陨石的成分领域，没有NC球粒图在CC陨石领域。因此，我们的数据揭示了一个基本的同位素之间的差异NC和CC球粒，这是不一致的整个磁盘之间的NC和CC水库球粒运输。相反，CC球粒之间的同位素变化反映了当地的前体不均匀性，这最有可能是由于NC样尘埃和化学上不同的尘埃成分之间的混合，这些成分与CAIs和AOA的同位素相似。相同的混合过程，但在更大的盘宽范围内，可能负责建立NC和CC水库的不同同位素组成，这代表了内外盘，分别
2020-09-18 astro-ph.EP
Chondrule survivability in the solar nebula
研究球粒在太阳星云中抵抗向内漂移存活超百万年的条件，发现弱湍流、平坦径向轮廓和高金属丰度是关键，并指出微行星形成可能由盘风消散等盘演化过程诱导。
2024-01-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chondrule formation in the outer disk from the primary three-dimensional chemical composition of CM chondrules
Center for Star and Planet Formation, Globe Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学恒星与行星形成中心、地球研究所）
通过分析CM球粒陨石的66个球粒及细粒环边的元素组成与三维形态，提出外盘球粒形成的“微球粒优先”场景，揭示局域熔融与聚集的关键作用。
2026-08-14 astro-ph.EP
Can chondrules be produced by the interaction of Jupiter with the protosolar disk?
球粒是通过快速加热固体前体到高温（> 1800 K），然后冷却数小时或数天而形成的硅酸盐结晶液滴。陨石球粒的年龄是一致的形成时间尺度的木星在核心吸积模型（1-4百万年）。在这里，我们调查，如果一个大质量的行星产生的冲击可以产生闪光加热情节必要的形成陨石球粒使用高分辨率的二维模拟与多流体代码ROSSBI。我们使用不同的辐射冷却处方，即不同的冷却速率和模型，以及不同的行星质量，轨道和磁盘模型。对于长的盘冷却速率（> 1000轨道）和大质量的原行星（> 0.75木星质量），我们得到了足够的温度球粒形成，而使用更现实的热力学是不成功的最小质量太阳星云（MMSN）模型。然而，足够的闪光加热是由一个木星质量的行星在一个5倍大的磁盘，这是一个可以想象的情况下，年轻的太阳星云和系外行星系统。有趣的是，一个形成间隙的大质量行星会触发漩涡，漩涡可以捕获尘埃，即球粒前体，并产生一个高压环境，这与球粒的宇宙化学证据一致。因此，一个巨大的气体巨星原则上既可以刺激冲击区域附近的球粒前体的集中，也可以通过冲击使它们闪热。
2019-12-20 astro-ph.EP
Chondrule Formation by the Jovian Sweeping Secular Resonance
球粒是在陨石中发现的硅酸盐球状体，是早期太阳系的重要化石记录。为了形成球粒，球粒前体必须被加热到比目前小行星带的典型条件高得多的温度。一种被提出的球粒加热机制是早期太阳系中原行星盘中高偏心微行星通过弓形激波。然而，星子很难获得并保持如此高的离心率。在本文中，我们提出了一个新的情况下，在小行星带地区的星子被激发到高偏心率的木星扫描长期共振在一个耗尽盘，导致有效地形成球粒。我们用半解析模型和数值模拟研究了盘中微行星的轨道演化。我们研究了偏心率激发对星子大小和物理环境的依赖性，并计算了球粒形成的几率。我们发现50 - 2000 km的微行星可以获得大于0.6的离心率，并引起有效的球粒加热。大多数陨石球粒形成于高速冲击、低密度气体和内部盘中。在1.5 - 3AU之间，球粒前体变成球粒的比例约为4 - 9%.我们的模型意味着，磁盘耗尽的时间尺度是$τ_\mathrm{dep}\approx 1~\mathrm{Myr}$，相当于陨石球粒的年龄蔓延;和木星形成陨石球粒之前，不超过0.7万年后形成的CAIs。
2019-08-26 astro-ph.EP
Dust concentration and chondrule formation
行星形成的气象学和天体物理学模型对太阳星云球粒形成区域的尘埃聚集因子做出了相互矛盾的预测。陨石和宇宙化学模型强烈表明，陨石球粒，陨石记录的一个关键组成部分，形成在固体与气体质量比高于背景数量级的地区。然而，在原行星盘中的尘埃颗粒动力学模型很难超越尘埃颗粒寿命中非常短暂的窗口之外的一些因素。更糟糕的是，这些模型没有预测球粒前体大小的尘埃颗粒的重要浓度因子。我们简要地发展的困难，在星云球粒形成的背景下，集中尘埃粒子，并表明，分歧是足够鲜明的宇宙化学家应该探讨的想法，可能会修改浓度因子的要求向下。
2018-03-27 astro-ph.EP
Mixing and transport of dust in the early solar nebula as inferred from titanium isotope variations among chondrules
球粒是由太阳原行星盘中的尘埃聚集体熔化而形成的，因此为固体物质如何在盘中运输和混合提供了独特的见解。在这里，我们表明，球粒顽火辉石和普通的钙钛矿显示只有小的50 Ti的变化和分散密切围绕其主机钙钛矿的50 Ti组成。相比之下，从碳质球粒陨石的球粒具有高度可变的50 Ti组合物，其中，相对于陆地标准，范围从顽火辉石和普通球粒陨石球粒的小50 Ti赤字测量到大50 Ti过剩已知的钙铝丰富的夹杂物（CAIs）。这些50 Ti的变化可以归因于添加同位素异质性CAI类材料顽火辉石和普通的方解石类球粒前体。新的钛同位素数据表明，碳质球粒陨石球粒之间的同位素变化并不需要形成在广泛的轨道距离，而是可以完全占掺入的同位素异常的金块到球粒前体。因此，这些数据证明了需要在球粒陨石母体吸积之前进行盘范围的球粒运输，并且与在盘的局部区域中从给定球粒陨石群形成球粒一致。最后，碳质陨石中普遍存在富含50 Ti的物质，而非碳质陨石中缺乏这种物质，这支持了这两个陨石群来自于木星形成过程中相互隔离的圆盘区域的想法。
2017-05-10 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
Dust dynamics in current sheets within protoplanetary disks. I. Isothermal models including ambipolar diffusion and Ohmic resistivity
本文通过RAMSES非理想磁流体力学剪切盒模拟，研究原行星盘电流片形成及其对毫米级尘埃分布的影响，发现电流片附近尘埃占比可产生高达两个数量级的剧烈变化，为球粒形成提供可能机制。
2023-05-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Transport of First Rocks of The Solar System by X-winds
有人认为，球粒和富钙铝包体（CAIs）形成于原行星盘的内边缘，然后被磁离心X风夹带。我们考虑了中心恒星引力、原行星盘引力和风的气体阻力，研究了这类固体的运动轨迹。气体阻力的效率取决于参数$η$，该参数是固体尺寸和密度的乘积。我们发现原行星盘的引力对轨道有不可忽略的影响。如果一个固体重新进入张开的盘，重新进入半径取决于恒星的磁偶极矩，盘的重力，参数$η$，和初始发射角。圆盘的重力可以使再入半径降低30%。我们发现一个阈值$η$，表示为$η_t$，对于任何特定的配置的X风，低于该阈值的固体将被驱逐出行星系。$η_t$敏感地取决于初始发射角，并且还取决于盘的质量。只有$η$大于但非常接近$η_t$的固体才能发射到大于1 AU的再入半径。这种大小排序效应可以解释为什么球粒在每个陨石级中的大小范围很窄。一般来说，CAIs和球粒陨石的尺寸分布可以从初始尺寸分布以及在初始发射角上的分布来确定。
2010-10-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Thermal and Photophoretic Properties of Dust Mantled Chondrules and Sorting in the Solar Nebula
发现许多球粒被细粒边缘包围。假设，这些边缘是从原行星盘中的球粒上吸积的尘埃中获得的。在数值模拟中，我们研究了在照明裸露和尘埃覆盖的球粒的热传递。计算考虑球粒的大小，尘埃地幔的大小，和两个组件的热导率作为参数。我们计算的电泳力和比较的数值结果的解析近似。我们给出了一个表达式来量化的球形颗粒上的电泳力在自由分子政权优于2%。本文用核幔粒子的有效热导率描述了尘埃幔对地幔热膨胀强度的影响。有效热导率主要取决于地幔和球粒的尺寸比，而与绝对尺寸无关。它也强烈地依赖于地幔的热导率，而球粒的热导率的影响很小。其他作者发现陨石的边缘和球粒之间的尺寸比随整体尺寸而系统地变化。在此基础上，我们的计算表明，在光学薄盘或在太阳星云的演化内边缘的尘埃覆盖的球粒可以发生一个电泳尺寸分选。
2012-08-24 astro-ph.EP
The dust-rich, gas-depleted protosolar disk as the birthplace of chondrules
Japan Agency for Marine-Earth Science and Technology（日本海洋地球科学技术局）；Tohoku University（东北大学）；University of Occupational and Environmental Health（职业和环境健康大学）；Marine Core Research Institute, Kochi University（高知大学海洋核心研究所）；Kurume University（久留米大学）；Nagoya University（名古屋大学）
本研究提出碎屑尘埃轰击偏心星子的新机制，解释气体匮乏原太阳盘中球粒的形成，将木星形成、原太阳盘演化与类地行星等天体起源关联，为太阳系形成提供新框架。
2026-08-18 astro-ph.EP
A critical analysis of shock models for chondrule formation
近年来，人们提出了许多球粒形成的模型。其中一个模型是尘埃在原行星盘的冲击波中的处理。在这个模型中，尘埃和球粒前体被冲击波淹没，冲击波通过摩擦加热和与气体的热交换将它们加热。本文重新分析了球粒形成的星云激波模型，着重讨论了下游边界条件。我们表明，对于大规模的平面平行球粒熔化冲击波的冲击后的平衡温度太高，以避免挥发损失。即使我们在我们的模型中考虑了盘平面外的横向辐射冷却（从而打破了严格的平面平行几何），我们发现对于太阳星云盘的实际垂直范围来说，温度下降的速度还不够快。另一方面，如果我们假设冲击波完全是光学薄的，这样粒子就可以自由辐射，那么冷却速率就太高了，无法产生所观察到的球粒结构。因此，全球星云冲击作为球粒的主要来源是有问题的。
2014-08-20 astro-ph.EP
Chondrule formation via extended winds in the early solar system
球粒陨石被认为是太阳星云的组成部分，而我们的太阳系就是由太阳星云形成的。它们是硅酸盐和氧化物物体（球粒和耐火夹杂物）的混合物，经历了极高的温度，设置在相对较冷的基质中。陨石的普遍存在表明它们是通过一个非常普遍的过程形成的，与恒星和行星形成密切相关，但是几十年来，负责机制的性质和属性仍然不清楚。然而，陨石球粒和耐火内含物提供的热太阳星云的证据，似乎与天体物理学对恒星形成的观察不一致。这强烈地表明，原恒星盘--恒星和行星形成的气体和尘埃的螺旋盘--相对较冷，并且表现出典型的温度，不足以在主小行星带中含有球粒的陨石所采样的径向距离处熔化和蒸发硅酸盐矿物。在这里，我们提出了计算的动力学和热结构的原恒星磁盘，加速风从磁盘表面。这些风通常与年轻的恒星物体有关，是早期太阳系的类似物。我们还提出了在这样的风中的尘埃颗粒的处理模型，表明这些流出物是合适的球粒形成的网站。
2012-01-18 astro-ph.EP
How to form planetesimals from mm-sized chondrules and chondrule aggregates
由于观测到的小于$\sim$ 100公里的天体很少，太阳系中小行星和柯伊伯带天体的大小分布很难与自下而上形成的设想相一致。相反，星子似乎是自上而下形成的，大的$100-1000$ km天体是由小固体颗粒的致密团块快速引力坍缩形成的。本文研究了在原行星盘中固体粒子形成致密团块的条件。我们使用流体动力学代码来模拟固体颗粒和圆盘内剪切盒内气体之间的相互作用，考虑颗粒大小从亚毫米级球粒到米级岩石。我们发现，毫米大小的粒子可以形成密集的粒子云，通过径向漂移的失控收敛称为流动不稳定性。我们绘制了一张容易产生致密粒子团的条件范围图（湍流强度、粒子质量负载、盘质量和到恒星的距离）。最后，我们估计的mm尺寸的颗粒之间的碰撞速度的分布。我们计算的粘附碰撞的速度，并获得一个强大的上限上的粒子生长的时间尺度为$\sim$ $10^5$年。这意味着毫米大小的球粒聚集体可以在比盘吸积时间尺度（$\sim$ $10^6 - 10^7$年）小得多的时间尺度上生长。我们的研究结果表明，从原始陨石中发现的毫米大小的颗粒到完全形成的小行星存在一条路径。我们推测，小行星可能形成从一个正反馈回路中，凝聚导致粒子结块驱动的流动不稳定性。这种聚集反过来又降低了碰撞速度并增强了凝结。未来的模拟应该将凝血和流动不稳定性结合在一起，以进一步探索这种反馈回路。
2015-04-24 astro-ph.EP
On the aerodynamic redistribution of chondrite components in protoplanetary disks
尽管原始陨石（陨石）的成分大致与太阳相同，但它们在化学、同位素和岩相学性质上存在差异，特别是碳质陨石和非碳质陨石之间的一级二分法。在这里，我们调查分析的动力学的组成部分（球粒，耐火夹杂物，金属/硫化物和基质颗粒）在原行星盘之前，他们在球粒陨石母体纳入。我们发现的动力学的固体，受气体阻力，基本上是由“气固解耦参数”$S\equiv \textrm{St}/α$，无量纲停止时间的湍流参数的比率控制。当$S$超过1时，固体颗粒相对于气体的解耦是显著的。预计$S$将随着时间和日心距离的增加而增加。根据（i）难熔包裹体的丰度、（ii）基质的比例、（iii）亲石元素丰度和（iv）球粒的氧同位素组成，我们认为非基质的变质组分在碳质辉长岩增生时具有$S<1$，而在其他辉长岩增生时具有$S>1$。这表明，平均而言，碳质方解石的增生早于其他方解石，难熔包裹体与其宿主碳质方解石有遗传关系。
2012-04-19 astro-ph.EP
Is there a genetic relationship between chondrules and matrix?
本综述围绕球粒陨石中球粒与基质的成因关联争议，结合岩石学、化学同位素数据及次生蚀变等因素展开分析，厘清现有研究分歧，为解决二者互补性争议、完善行星形成模型提供新方向。
2024-09-13 astro-ph.EP physics.geo-ph
Revisiting Jovian-Resonance Induced Chondrule Formation
有人提出，由木星平均运动共振扰动的星子是形成陨石球粒的冲击波的来源。据认为，这种冲击诱导球粒的形成需要星子相对于气体盘的速度在1天文单位的数量级> 7公里/秒。在以往的星子激发研究中，研究了木星平均运动共振和气体阻力的影响，但在小行星带中获得的速度最多为8 km/s，这不足以解释球粒的普遍存在。在本文中，我们重新检查木星共振的影响，并考虑到长期共振的小行星带所造成的气体盘的重力。我们发现，相对于气体盘的体积为几百公里的星子的速度超过12公里/秒，这是在3：1平均运动共振附近实现的。加热区域被限制在1.5 AU和3.5 AU之间的相对窄的带。我们的研究结果表明，陨石球粒有效地产生后，木星形成的小行星区域。我们还发现，许多微行星分散在海王星之外。我们的发现可以解释彗星中结晶硅酸盐的存在，如果分散的星子包括冲击加热处理的硅酸盐尘埃。
2014-09-16 astro-ph.EP
Free Collisions in a Microgravity Many-Particle Experiment. II. The Collision Dynamics of Dust-Coated Chondrules
在早期太阳系中的微行星的形成很难被理解，特别是超过毫米大小的尘埃聚集体的生长最近被证明是我们理解的一项困难的任务[Zsom et al. 2010，A & A，513，A57]。实验室实验表明，这些大小的尘埃聚集体只有在不合理的低速度下才能相互粘附。然而，在原行星盘中，毫米大小的粒子是普遍存在的。人们可以找到它们的遗迹，以固体球粒的形式作为陨石的主要成分。大多数陨石球粒被发现具有细粒边缘，这被假设是由太阳星云中的吸积尘埃颗粒形成的。为了研究这些尘埃覆盖的球粒对陨石和可能的星子形成的影响，我们进行了毫米大小的尘埃覆盖的球粒类似物之间的碰撞实验，速度为几厘米/秒。对于2和3毫米直径的球粒类似物覆盖的灰尘边缘的体积填充因子为0.18和0.35 - 0.58，我们发现坚持几厘米/秒的速度。这一速度高于相同尺寸的粉尘聚集体的粘附速度。因此，我们得出结论，陨石球粒可能是一个重要的一步，更深入地了解碰撞增长的大型机构。此外，我们分析了碰撞行为的尘埃聚集体和非涂层球粒类似物的合奏。虽然尘埃聚集体和固体球粒类似物都没有在它们的物种之间的碰撞中显示出粘附，但我们发现两种成分之间的碰撞具有增强的sicking效率，这使我们推测球粒可能充当年轻太阳系中较大天体生长的"催化剂"。
2011-12-05 astro-ph.EP
Semarkona: Lessons for chondrule and chondrite formation
我们认为LL3.0球粒陨石Semarkona，包括它的球粒分数，球粒尺寸分布和基质热历史的证据。我们表明，不超过一个温和的比例，在太阳星云的环境基质材料可能已被熔化成球粒;和许多未处理的基质材料必须已被过滤出在某些阶段的Semarkona的母体形成过程。我们的结论是，在太阳星云中一定形成了许多球粒的聚集体，这意味着球粒和基质颗粒具有相当不同的碰撞粘附参数。此外，我们注意到，在Semarkona没有大的熔融物体意味着球粒必须迅速退出熔融区，在球粒凝聚物形成之前。对这种快速退出的最简单的解释是球粒熔化发生在盘的表层。新形成的致密球粒在短时间内从这些层中沉淀出来。
2014-09-12 astro-ph.EP
Thermal History Of Cbb Chondrules And Cooling Rate Distributions Of Ejecta Plumes
有人提出，一些陨石，CB和CH陨石，含有在吸积过程中由于原行星碰撞而形成的物质。它们的熔滴（球粒）和FeNi金属被认为是在撞击羽流中蒸发和冷凝形成的。我们观察到，在CBB陨石的SO（骨架橄榄石）球粒有一个水泡状的纹理和富集难熔元素没有发现在正常球粒。由于纹理需要完全熔化，它们的最高液相线温度1928 K代表了推定羽流的最低温度。动态结晶实验表明，SO织构只能通过结晶过程中短暂的再加热事件产生部分溶解的橄榄石。在平滑粒子流体动力学（SPH）模拟中形成的喷出物羽流（Asphaug等人，2011年）作为自适应网格细化（AMR）代码FLASH4.3的3D建模的基础。与流体细胞一起移动的示踪粒子用于测量原位冷却速率。它们的冷却速率在峰值温度时约为10，000 K/hr，在羽流的密集区，1400-1600 K的冷却速率约为100 K/hr。一小部分细胞被认为是在任何一个时间加热，加热尖峰解释压缩的气体包裹在一个不均匀的斑片状羽。这些温度波动与结晶实验中所需的温度波动相当。对于第一次，我们发现实验和模型之间的协议，支持专门为CBB球粒的形成羽模型。
2018-03-09 astro-ph.EP
Reproduction Experiments of Radial Pyroxene Chondrules Using a Gas-jet Levitation System under Reduced Conditions
利用还原气氛下的气体射流悬浮实验再现放射状辉石球粒，揭示填隙物中 FeO 还原形成铁金属包裹体并提高铁分配系数，提出 D_Fe 可约束球粒形成的冷却速率与氧化还原状态。
2024-01-20 astro-ph.EP astro-ph.IM
Partitioning tungsten between matrix precursors and chondrule precursors through relative settling
近年来，在球粒陨石和基质之间发现了钨同位素异常。考虑到钨的难熔性质，这意味着W被至少两个不同的前太阳颗粒家族带入太阳星云。所观察到的球粒/矩阵分裂需要不同的家庭保持分离的粉尘凝聚过程中，和这两个家庭的晶粒相互作用的球粒形成机制不同。我们采取的共存的不同家庭的固体在同一个一般的轨道区域的球粒前体的大小，并探讨了要求他们有相互作用的球粒形成过程中，在显着不同的速度。我们表明，这种排序的家庭的固体球粒和矩阵注定尘埃已经至少作为强大的分选机制，空气动力学不同的颗粒在至少两个尺度以上的中平面的高度相对沉降。球粒形成机制的要求是相关的，在某种程度上与尘埃颗粒分选机制强烈主张空间局部球粒形成机制，如湍流耗散在非热电离磁盘表面层，并反对体积填充机制，如星子弓冲击。
2016-04-26 astro-ph.EP
Cascade Model for Planetesimal Formation by Turbulent Clustering
我们使用一个新开发的级联模型的湍流浓度的粒子在原行星状星云计算几个感兴趣的性质的形成的原始星子和陨石记录。该模型遵循并纠正了Cuzzi等人（2010）对原始星子初始质量函数（IMF）的计算，其中使用了不正确的级联模型。在这里，我们使用Hartlep等人的模型。（2017），该模型已经过几种已发表的湍流中颗粒浓度的数值模拟的验证。我们发现，对于一系列的星云和粒子特性，星子可能是“天生的大”，形成的沙堆直径在10-100公里的范围内，直接从自由浮动的粒子。IMF具有模态性质，具有明确定义的峰值，而不是幂律大小依赖性。在这些方面，对内星云和外星云的预测表现相似，对内星云和外星云原始天体的观测支持这种模态IMF。此外，我们提出了预测的本地粒子浓度在几个长度尺度中的粒子“通常”发现自己，这有意义的陨石观测的氧化还原状态和同位素分馏的球粒形成的区域。这些结果与Cuzzi等人（2010年）的结果之间的一个重要区别是，颗粒粘附生长必须进行到至少1-几cm半径范围，以最大限度地满足IMF和陨石性质。也就是说，就内部星云而言，主要的“粒子”必须是球粒（或球粒大小的前体）的聚集体，而不是单个球粒本身。
2020-02-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Structured Distributions of Gas and Solids in Protoplanetary Disks
最近对原行星盘的空间分辨观测揭示了大量的子结构，包括同心环和间隙、内腔、错位、螺旋臂和方位角不对称。这是自原恒星和行星VI以来原行星盘研究的重大突破，正在重塑行星形成的领域。然而，尽管对原行星盘中亚结构的成像能力一直在稳步提高，但许多亚结构的起源仍然存在很大争议。气体和固体在原行星盘中的结构化分布可能反映了物理过程的结果，包括行星的形成。然而，观察到的原行星盘人口之间的不同属性，例如，在尘埃分布的环和间隙的数量和径向位置，表明控制过程可能会有所不同磁盘和/或结果可能是敏感的恒星或磁盘的属性。本文综述了原行星盘子结构的观测结果，对解释观测到的原行星盘子结构的各种过程进行了全面的理论综述，比较了现有的理论预测和观测结果，并指出了未来的研究方向，以区分不同的起源。（4）讨论最新原行星盘观测对原行星盘和行星形成理论的启示。
2023-01-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Impact splash chondrule formation during planetesimal recycling
球粒陨石是南极陨石的主要硅酸盐成分，起源于太阳诞生后的第一个百万年期间的高能量局部过程。到目前为止，一个天体物理学上一致的球粒形成情景，解释主要的化学，同位素和纹理特征，仍然难以捉摸。在这里，我们研究的前景，形成陨石球粒从星子碰撞。我们表明，强烈熔融的机构与内部岩浆海洋迅速成为化学平衡和物理分化。因此，这些天体之间的碰撞相互作用会导致类似球粒但玄武质的小球，这在陨石记录中没有观察到。这种与预期的动力学相互作用的不一致暗示了对原行星盘阶段行星生长机制的不完全理解。为了解决这个难题，我们研究如何观察到的化学和同位素特征的球粒约束的动力学环境的球粒陨石母体的吸积解释陨石记录作为一个影响产生的代理的星子经历了反复的碰撞和再吸积周期。使用一个耦合的演化碰撞模型，我们证明了绝大多数的碰撞碎片喂养的小行星主带必须来自微行星的部分熔融在最大。因此，球粒陨石母体的前体要么主要形成小的，从次典型的铝-26水库，或碰撞破坏机制是足够有效的粉碎星子之前，他们达到了岩浆海洋阶段。最后，我们概述了在参数空间中的窗口，球粒形成的小行星碰撞可以调和与陨石记录，以及如何我们的研究结果可以用来进一步约束早期太阳系动力学。
2017-11-06 astro-ph.EP physics.geo-ph
Growth of asteroids, planetary embryos and Kuiper belt objects by chondrule accretion
球粒是毫米大小的小球，主要是来自小行星带的原始陨石。陨石球粒与小行星体的结合一定是行星形成的重要一步，但其机制尚不清楚。我们表明，小行星的主要增长可能是由于气体阻力辅助吸积的球粒。特征半径为100公里的最大星子群在约300万年内经历了陨石球粒的逃逸吸积，形成了火星大小的行星胚胎以及大小分布与主带小行星相匹配的较小小行星。空气动力吸积导致球粒的大小排序与陨石一致。毫米大小的球粒和冰粒的吸积也驱动了微行星在冰线之外的生长，但在25 AU之外，微行星的生长时间增加到了盘的寿命。直接的星子吸积对小行星和柯伊伯带天体的增长贡献很小。相比之下，在类地行星形成区，星子吸积和球粒吸积对月球大小的胚胎的形成起着更为平等的作用。这些胚胎彼此分离，并且仅以低速率共生星子。然而，球粒的持续吸积破坏了寡头结构的稳定性，并通过球粒直接吸积和巨大撞击的结合形成了火星大小的胚胎和类地行星。
2015-03-25 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
From Pebbles and Planetesimals to Planets and Dust: the Protoplanetary Disk--Debris Disk Connection
在原行星盘中观察到的碎片盘和突出环的轨道距离和探测率相似，这表明这些结构之间存在潜在的联系。我们用新的计算方法探索这种联系，这些计算方法遵循鹅卵石和微行星环的演变，因为它们成长为行星并产生尘埃碎片。根据初始固体质量和微行星形成效率，计算结果预测了产生的行星质量和伴随的碎片特征的不同结果。当与碎片盘的发病率作为光度和时间的函数进行比较时，模型结果表明，已知的明亮冷碎片盘的人口可以用固体环来解释，这些固体环具有为原行星盘环推断的（高）初始质量和与当前的星子形成理论相一致的适度的星子形成效率。这些结果支持了大的原行星盘环演化为已知的冷碎片盘的可能性。推断出的强大的演化联系原行星盘与大环和成熟的恒星与冷碎片盘意味着剩余的大多数人口的低质量的恒星与紧凑的原行星盘留下的大半径的残留固体只有适度的质量，并主要发展成成熟的恒星没有超过30 au的可检测的碎片。这里概述的方法说明了如何将观测与详细的固体演化模型相结合，强烈地约束了盘固体的全球演化和基本的物理参数，如星子形成的效率和原行星盘中可能存在的看不见的固体水库。
2021-11-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
From Birth to Death of Protoplanetary Disks: Modeling Their Formation, Evolution, and Dispersal
研究了原行星盘的形成、演化和消散过程，并估算了盘的寿命。前恒星核心的引力坍缩形成了中心恒星和原行星盘。中心恒星通过吸积从盘中成长，中心恒星的辐射加热盘并产生热风，导致盘分散。我们计算了原行星盘从其母星前核到盘分散的演化过程。我们发现，典型的前星核的磁盘寿命约为2- 4百万年（百万年）。具有高角动量的前恒星核心形成一个较大的圆盘，其寿命很长，而围绕X射线发光恒星的圆盘寿命很短。将星前核在不同质量和角速度下的盘寿命与年轻恒星的X射线光度积分，得到了给定恒星年龄下的盘分数和盘的平均寿命。我们的模型表明，原行星盘的平均寿命为3.7百万年，这与观测估计的年轻星团。我们还发现，需要分散的X射线光度再现所观察到的磁盘分数。
2016-11-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chondrule Formation in Bow Shocks around Eccentric Planetary Embryos
Daufas & Pourmond（2011）最近对火星陨石的同位素研究表明，在陨石球粒（陨石中发现的毫米级火成岩包裹体）形成的同时，太阳星云中存在着大型（半径约3000公里）行星胚胎。我们模拟了球粒的形成，通过弓形激波围绕这样一个行星胚胎在偏心轨道上。我们数值模拟的流动的流体动力学，并发现，这样大的机构保留一个气氛，与开尔文-亥姆霍兹不稳定性允许这种气氛与气体和颗粒混合流过胚胎。我们计算了流经该天体的陨石球粒的轨迹，发现它们不是由原行星吸积的，而是通过从行星岩浆海洋中排出的挥发物流动的。相比之下，陨石球粒是在较小的微行星上增生的。计算了球粒通过弓形激波时的热历史。我们发现，峰值温度和冷却速率是一致的形成的优势，斑状纹理的大多数球粒，假设一个适度的增强以上可能的太阳星云的平均值球粒密度（由一个因素的10），归因于沉降的球粒前体的中平面的磁盘或湍流浓度。我们计算了行星胚胎的偏心率被衰减的速率，并得出结论，一个分散到偏心轨道的行星胚胎可以在10 e5年内产生10 e24 g的球粒。原则上，少数（1-10）偏心行星胚胎可以以符合所有已知限制的方式熔化观测到的球粒质量。
2012-04-03 astro-ph.EP
Emergence of Protoplanetary Disks and Successive Formation of Gaseous Planets by Gravitational Instability
我们使用电阻磁流体动力学模拟与嵌套网格技术来研究形成的原行星盘周围的原恒星从分子云的核心，提供了现实的环境，行星形成。我们发现，气态行星质量的物体形成在早期的演化阶段的重力不稳定性的区域，是从磁场解耦和周围的注入点的磁流体流出在形成阶段的原行星盘。磁退耦使大质量盘形成，这些盘受到引力不稳定性的影响，即使在~ 10 AU。在盘中频繁形成行星质量的物体暗示了构建混合行星形成场景的可能性，其中岩石行星后来在原行星盘中的巨行星的影响下形成。
2010-06-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Global Protoplanetary Disk Simulations: Dead Zone Formation and FUor Outbursts
采用自适应Shakura-Sunyaev α公式模拟了原行星盘的分层结构，并从分子云的坍缩阶段开始，对原行星盘的演化进行了全球流体动力学模拟。随着模型参数的规范值，自洽死区形成在几个au的规模。在模拟中还观察到与死区和相应的爆发相关联的不稳定性，类似于FUor喷发。
2020-02-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the crystallinity of silicate dust in evolving protoplanetary disks due to magnetically driven disk winds
我们提出了一种新的机制向外运输的结晶尘埃颗粒：向外径向漂移的卵石。尘埃环结构是原行星盘中常见的结构。尘埃环形成的合理机制之一是在压力最大值附近积聚卵石，这是由磁驱动盘风造成的质量损失形成的。在演化中的原行星盘由于磁驱动盘风，尘埃颗粒可以从结晶前向外迁移到压力最大的径向漂移。我们发现，当径向漂移时间尺度短于平流时间尺度时，向外的径向漂移过程可以有效地输送结晶尘埃颗粒。我们的模型预测，硅酸盐尘埃颗粒的结晶度可以高达100%的尘埃环内的位置。
2021-07-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Photoevaporation of Grain-Depleted Protoplanetary Disks around Intermediate-Mass Stars: Investigating Possibility of Gas-Rich Debris Disks as Protoplanetary Remnants
碎片盘通常被认为是没有气体的系统，但最近的（亚）毫米观测发现了数十个富含气体的系统。气体成分的来源仍然不清楚，也就是说，它可能是原行星遗迹和/或来自大型天体的次级产物。为了成为原行星的起源，母体原行星盘的气体成分需要在$\gtrsim10{\,\rm Myr}$中存活下来。然而，以前的模型预测$\lesssim 10{\,\rm Myr}$的寿命，因为有效的光蒸发在后期阶段的磁盘演变。在本研究中，我们调查光蒸发的气体丰富，光学薄磁盘周围的中等质量的恒星在后期阶段的磁盘演变。演化的系统被建模为那些辐射力足够强，不断吹出小颗粒（$\lesssim 4 {\,\rm μm}$），这是一个重要的组成部分，通过恒星远紫外线（FUV）诱导的光电加热驱动光蒸发。我们发现，晶粒耗尽减少光电加热，使FUV光蒸发不被激发。极紫外（EUV）光蒸发是主要的，并且产生$2$ - $5\times10^{-10}(Φ_{\rm EUV}/10^{41}{\,\rm s}^{-1})^{1/2}\,M_\odot\,{\rm yr}^{-1}$的质量损失率，其中$Φ_{\rm EUV}$是EUV发射率。气体成分的估计寿命是$\sim 50 (M_{\rm disk}/10^{-2}\,M_\odot)(Φ_{\rm EUV}/10^{41}\,{\rm s}^{-1})^{1/2}\,{\rm Myr}$，取决…
2021-05-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Phyllosilicate Emission from Protoplanetary Disks: Is the Indirect Detection of Extrasolar Water Possible?
层状硅酸盐是由岩石和液态水之间的相互作用形成的含水矿物，通常在小行星带的陨石中发现。小行星之间的碰撞有助于形成黄道光尘，因此合理地可能包括页硅酸盐。原行星盘中的星子之间的碰撞也可能产生含有页硅酸盐的尘埃。这些矿物具有中红外线的特征发射特征，可以在太阳系外的原行星盘中检测到。在这里，我们确定是否页硅酸盐在原行星盘是可检测的红外线使用仪器，如船上的斯皮策太空望远镜和SOFIA（平流层天文台红外天文学）。我们计算了陨石中最常见的层状硅酸盐的不透明度，并使用2层辐射转移模型计算了原行星盘的辐射发射。我们发现，层状硅酸盐存在于3%的水平导致观测显着差异的磁盘光谱，因此，应使用红外观测和光谱建模检测。在一个原行星盘中检测到层状硅酸盐将是该盘中星子中液态水的诊断，并将证明与我们自己的太阳系的相似性。我们还讨论了使用页硅酸盐排放测试的“水世界”的假设，提出了在星子的液态水应与库存的短寿命的放射性核素在行星系统，特别是26铝。
2013-04-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Role of Disk Winds in the Evolution and Dispersal of Protoplanetary Disks
行星系的组装和结构在很大程度上取决于控制原行星盘演化和分散的物理过程。自原恒星和行星VI以来，新的观测和理论见解支持盘风是这些关键过程之一。本章提供了一个全面的审查，最近的观测探测流出的气体在一个范围广泛的磁盘半径的演变阶段，使风如何演变的经验性的理解。同时，我们回顾了磁流体动力学和光蒸发盘风模型的理论进展，并确定预测，可以面对的意见。通过理论和观测的结合，我们批判性地评估了盘风在原行星盘演化和扩散中的作用。最后，我们探讨了盘风对行星形成和演化的影响，并强调了未来进展的理论工作，观测和关键测试。
2022-03-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Co-evolution of dust grains and protoplanetary disks II: structure and evolution of protoplanetary disks; an analytical approach
本研究解析研究了原行星盘的结构与演化，提出盘半径从形成时的几AU增长至吸积末期的数百AU，并指出磁制动与内部输运机制导致盘外缘角动量轮廓的连续性差异。
2024-04-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tracing the large-scale magnetic field morphology in protoplanetary disks using molecular line polarization
磁场是原行星盘吸积动力学的基础，它们可能影响行星形成。研究磁场形态的典型方法是观察尘埃的偏振或谱线。然而，它最近变得很清楚，尘埃偏振在ALMA的光谱制度并不总是忠实地跟踪磁场结构的原行星盘，这使得谱线偏振作为一个有前途的方法映射的磁场形态的来源。我们的目标是模拟出射偏振的不同分子线在ALMA波长制度，激发在原行星盘。我们探讨了各种磁盘模型和分子，以确定这些属性，有利于出现的极化谱线，因此可能是可行的用于磁场测量的原行星盘。我们将PORTAL与LIME结合使用。它们一起使我们能够处理复杂的三维物理和磁场结构的极化线辐射转移。我们提出了模拟的出现谱线偏振的不同分子和分子跃迁的ALMA波长制度。我们发现在高密度下热化的分子，如HCN，也最容易受到极化的影响。我们发现，这样的分子预计将显着极化的原行星盘，而分子，热化在低密度，如CO，只有显着极化的外盘区域。我们提出了模拟极化地图的范围内的倾角和磁场形态，我们评论的观测可行性ALMA线极化观测的原行星盘。
2021-11-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Catastrophic events in protoplanetary disks and their observational manifestations
使用ALMA干涉仪对具有高角分辨率的原行星盘进行的观测表明，在它们的图像中经常可以看到环形结构，这表明盘中存在强烈的扰动。它们的形成机制在文献中有生动的讨论。这篇文章表明，这种结构的形成可能是大型天体（微行星和行星胚胎）的破坏性碰撞的结果，伴随着大量尘埃颗粒的形成，以及随后以这种方式形成的尘埃云的演变。
2019-12-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hybrid accretion of carbonaceous chondrites by radial transport across the Jupiter barrier
了解球粒陨石成分的起源及其吸积途径对于解开原行星盘中质量传输的量级、类地行星区域的吸积历史以及推而广之，其益生元库存至关重要。在这里，我们跟踪遗产的原始组件从相对不变的CV球粒陨石Leoville通过其质量独立的铬和质量依赖的锌同位素组成。如此详细地研究这些陨石碎片揭示了球粒的洋葱壳结构，其特征是54Cr和66Zn贫乏的核心被越来越多的54Cr和66Zn丰富的火成岩边缘和细粒尘埃的外层所包围。这被解释为一个渐进的增加54铬和66锌丰富，CI样的材料，这些碳质方解石的增生区域。我们的研究结果表明，所观察到的铬同位素范围球粒从更多的蚀变CV陨石是球粒和基质之间的化学平衡的结果，在次生蚀变。莱奥维尔陨石球粒核心的贫54铬性质意味着形成于内太阳系，随后大量向外的陨石球粒运输通过木星屏障。与此同时，CI类粉尘向内转移。我们建议，吸积地球获得CI类尘埃通过这种机制在磁盘的寿命。这种球粒和基质的径向混合显示了木星作为有效屏障的有限能力，并随着时间的推移保持了非碳质和碳质球粒陨石的二分法。最后，也考虑到目前的天体物理模型，我们探讨内和外太阳系的CV球粒陨石母体的起源。
2021-03-03 astro-ph.EP
Gas- and dust evolution in protoplanetary disks
上下文目前关于原行星盘中尘埃的大小和径向演化的模型通常过于简化了盘的径向演化（通过聚焦在一个单一的半径或通过使用稳态盘模型），或者它们假设粒子生长以单分散或无碎裂的方式进行。对原行星盘的进一步研究--如观测、盘化学和结构计算或行星种群合成模型--取决于尘埃的分布，尘埃的分布是盘中颗粒大小和径向位置的函数。目标。我们试图改进现有的模型，以便能够研究初始条件，建立阶段，以及原行星盘的演变如何影响尘埃的生长和运输。方法.我们引入了Brauer等人（2008）模型的一个新版本，其中我们现在包括了随时间变化的气体盘粘性演化，并在其中实现了更先进的输入物理和数值积分方法。结果我们发现，颗粒的性质，气体压力梯度，和湍流的量更影响尘埃的演变比初始条件或建立阶段的原行星盘。我们量化了哪些条件或环境有利于超过米尺寸障碍的增长。高的气体表面密度或带状流动可能有助于克服径向漂移的问题，然而，少量的湍流已经对晶粒生长造成了更大的障碍。
2010-02-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Dispersal of Protoplanetary Disks
原行星盘是行星形成的场所，这些盘的演化和最终的消散强烈影响着行星系的形成。在行星形成时期的气盘演化是由风引起的吸积和质量损失驱动的，在典型的环境中，来自中央恒星的高能辐射的光蒸发可能主导最终的气盘扩散。我们对当前的理论模型进行了批判性的回顾，并讨论了用于测试这些模型的观测结果，并为我们对底层物理的理解提供了信息。我们还讨论了盘扩散在形成行星系中的作用，考虑了它对行星形成过程和行星系结构的影响。最后，我们提出了一个示意图的原行星盘演化和分散，并讨论了未来的工作前景。
2013-11-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evidence that the Hot Jupiter WASP-77 A b Formed Beyond Its Parent Protoplanetary Disk's H2O Ice Line
理想化的原行星盘和巨行星形成模型被解释为，巨行星的大气丰度可以用来推断其在其母原行星盘中的形成位置。最近有报道称，热木星WASP-77 A b具有太阳大气层下的碳和氧丰度，具有太阳的C/O丰度比。假设它的主星WASP-77 A的太阳碳和氧丰度，WASP-77 A b的大气碳和氧丰度可能表明它从贫碳气体中将其包层内部吸积到其母原行星盘的H2O冰线，随后几乎没有星子吸积或核心侵蚀。我们全面建模WASP-77 A，并使用我们的结果来更好地表征WASP-77 AB。我们发现，在WASP-77 A的光球碳和氧的丰度是超太阳的亚太阳的C/O丰度比，这意味着WASP-77 AB的大气具有显着的亚恒星的碳和氧丰度与超恒星的C/O比。我们的结果可能表明WASP-77 AB的包层是被行星吸积在其母原行星盘的H2O冰线之外的。虽然这些理想化模型的许多理论复杂性现在已经被确定，非太阳原行星盘丰度比的可能性甚至混淆了最复杂的原行星盘和巨型行星形成模型。因此，我们认为，巨行星大气丰度比只能有意义地解释相对于可能的非太阳平均组成的父母原行星盘记录在光球丰度的太阳型矮宿主恒星。
2022-02-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
An Introduction to Dust Evolution and Vertical Transport in Protoplanetary Disks
本教程介绍了原行星盘中尘埃演化与垂直传输的观测研究，阐述多波长空间分辨观测如何推断尘埃分布与性质，并描述推断不同示踪物尘埃性质及垂直高度的方法以助初学者入门。
2025-09-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Simulations of thermal surface waves in a protoplanetary disk using 1+1D approximation
中央恒星的加热是决定原行星盘物理结构的关键因素之一。由于在径向上的光学厚度很大，盘的中平面区域被来自盘表面（大气层）的红外辐射加热，而后者又被恒星直接加热。以前的研究表明，圆盘表面的不均匀性对恒星辐射的拦截会导致向恒星传播的扰动。在这项工作中，我们调查的发生这种波的详细1+1D数值模型的原行星盘。我们证实了以前的研究结果，在磁盘，这是光学厚自己的辐射，表面扰动确实发生，并向恒星传播。然而，与一些分析预测相反，在足够大的磁盘热波只影响上层没有显着的温度波动的中平面。我们的研究结果表明，需要研究这种不稳定性更一致的流体动力学模型。
2022-03-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Structure Formation in a Young Protoplanetary Disk by a Magnetic Disk Wind
本文用一个包括盘的形成和演化的一维模型研究了年轻原行星盘的结构形成。ALMA最近的观测发现，年轻的原行星盘可能会形成环孔结构，即使盘嵌入包层中。我们提出了一个一维模型的形成一个原行星盘从分子云的核心和随后的长期演变在一个单一的框架。由于计算能力的限制，这种长期演变尚未通过数值模拟进行探索。在我们的模型中，我们计算了气体和尘埃表面密度随风质量损失和尘埃径向漂移的时间演化。我们发现，磁流体磁盘风是一个可行的机制，在年轻的磁盘环孔结构的形成。我们进行了参数研究，我们的模型和推导出的环孔结构的形成条件在$6\times10^5$年内开始崩溃的分子云的核心。盘的最终结果显示了五种类型的形态，这可以通过比较粘性扩散的时间尺度、MHD盘风的质量损失和尘埃的径向漂移来理解。我们讨论的WL 17系统，这被怀疑是一个嵌入式的，但过渡，磁盘模型的含义。
2018-08-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetic disk winds in protoplanetary disks: Description of the model and impact on global disk evolution
提出基于剪切盒模拟的磁风驱动吸积全局模型，自洽纳入FEOSAD代码，含自引力和自适应alpha，合成观测与ALMA数据相符，推动盘演化完整描述。
2025-02-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Radiation Magnetohydrodynamics In Global Simulations Of Protoplanetary Disks
我们的目标是在全球模拟中研究原行星盘的热力学和动力学演化，包括辐射传输和磁旋转不稳定性引起的磁流体动力学（MHD）湍流物理。我们发展了一个基于通量限制扩散近似的辐射转移方法，该方法包含了中心恒星的频率依赖性辐射。该混合方案在PLUTO代码中实现。我们实施的重点是辐射转移方法的性能。使用优化的Jacobi预处理BiCGSTAB求解器，辐射模块比我们考虑的磁盘设置的MHD步骤快三倍。我们获得70%的弱缩放效率高达1024个核心。本文首次对分层原行星盘进行了整体三维辐射MHD模拟。盘模型的参数被选择为近似于蛇夫座恒星形成区的AS 209系统的参数。从处于辐射和流体静力平衡的圆盘开始模拟，磁旋转不稳定性很快导致圆盘中的MHD湍流和加热。对于我们使用的磁盘参数，湍流耗散加热磁盘中平面，并提高了约15%的温度相比，被动磁盘模型。一个大致平坦的垂直温度分布建立在光盘光学厚区域接近中平面。我们再现的垂直温度分布与粘性盘模型的应力张量垂直分布是平坦的，在磁盘的大部分和盘冠消失。本文首次证明了用现有的计算设备对湍流原行星盘进行整体辐射MHD模拟是可行的。这为原行星盘内部动力学的广泛研究打开了窗口，其中存在重要的观测约束。
2013-10-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
A revised condition for self-gravitational fragmentation of protoplanetary disks
引力不稳定性导致的原行星盘碎裂是双星、棕矮星和气态巨行星形成机制的候选者。碎裂的条件被认为是盘冷却时间尺度与其动力学时间尺度相当。然而，一些数值模拟表明，即使冷却时间足够短，也不会发生碎裂，或者即使冷却效率低下，也会发生碎裂。为了揭示自引力盘碎裂的现实条件，我们进行了二维数值模拟，考虑了中心恒星的辐射和盘的辐射冷却效应，并精确地研究了原行星盘中形成的旋臂结构.我们表明，在旋臂的Toomre Q参数是一个必不可少的参数破碎。螺旋臂中只有当Q < 0.6时才断裂。我们进一步证实了在数值模拟中观察到的这种碎裂条件可以从自引力螺旋臂的线性稳定性分析中得到。这些结果表明，原行星盘的碎裂过程分为两个阶段：盘内旋臂的形成和旋臂的碎裂，我们的工作将原行星盘碎裂的条件简化为满足Q < 0.6的旋臂形成条件.
2016-03-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
