Turbulence、欧姆死区中的传输和波

原恒星磁吸积与死区

Magnetized Accretion and Dead Zones in Protostellar Disks

原恒星盘中磁死区的边缘被认为是密度隆起可能出现的位置，捕获微行星并帮助形成行星。在磁活跃区的磁旋转湍流提供了恒星上气体的吸积和质量到死区的运输。我们调查的位置的磁活跃区在一个太阳型恒星周围的原恒星盘，不同的磁盘温度，表面密度分布，和尘埃气体比。我们还考虑恒星质量在0.4和2 $M_\odot$，与相应的调整，在磁盘的质量和温度。死区的大小和形状被发现使用Elsasser数标准与电导率，包括从离子，电子，和带电分形尘埃聚集体的贡献。利用S.奥澄死区在大多数情况下由双极扩散限定。在我们的地图中，死区有各种形状，包括指向远离恒星的鱼尾和位于中平面内外的岛屿。相应的吸积率随半径而变化，表明表面密度将随时间增加的位置，以及其他将减少的位置。我们发现，密度凸块不容易增长附近的死区的外缘，独立的磁盘参数和灰尘的属性。相反，吸积速率在气相金属冻结的半径处达到峰值。这可能导致清除表面密度中的谷，并导致恰好位于金属冻结线之外的鹅卵石的陷阱。

死区能产生像过渡盘一样的结构吗？

Can dead zones create structures like a transition disk?

[摘要]磁旋转不稳定性活动受到抑制的低电离区域，即所谓的死区，已被建议用于解释过渡盘的间隙和不对称性。我们调查的气体和尘埃的演变，同时假设一个死区和磁流体动力学（MHD）风作用在磁盘上的简化处方。我们探讨由此产生的气体和尘埃分布是否可以创建类似于过渡盘中观察到的签名。对于尘埃演化，我们包括尘埃颗粒的传输，生长和破碎。为了与观测结果进行比较，我们在散射光和毫米波长的热发射中产生了合成图像。在具有死区的所有模型中，产生气体表面密度的凸起，其能够在死区的外边缘处有效地捕获大颗粒（$\gtrsim 1$ mm）。气体冲击达到$\sim5$因子的幅度，这可以通过从内部盘去除质量的MHD风的存在而增强。虽然我们的1D模拟表明，这种结构只能存在于$\sim$ 1百万年，但当进行更真实的2D/3D模拟时，这种结构可能会保持更长的时间。在合成图像中，在散射光和毫米波长的热发射中可以看到类似间隙的低发射区域，正如先前在行星盘相互作用的情况下预测的那样。作为一个结论，过渡盘的主要签名可以再现通过假设在磁盘中的死区，如间隙状结构的散射光和毫米连续发射，和一个较低的气体表面密度的死区内。以前的研究表明，Rossby波不稳定性也可以在这些死区的边缘发展，形成涡流，并产生不对称。

磁旋转死区中的星子形成：对净垂直磁通量的临界依赖

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。

Transition region from turbulent to dead zone in protoplanetary disks: local shearing box simulations

The dynamical evolution of protoplanetary disks is of key interest for building a comprehensive theory of planet formation and to explain the observational properties of these objects. Using the magnetohydrodynamics code Athena++, with an isothermal shearing box setup, we study the boundary between the active and dead zone, where the accretion rate changes and mass can accumulate. We quantify how the turbulence level is affected by the presence of a non uniform ohmic resistivity in the radial-x direction that leads to a region of inhibited turbulence (or dead zone). Comparing the turbulent act…

原恒星演化中的变吸积爆发

Variable Accretion Outbursts in Protostellar Evolution

我们扩展了一维，两个区域模型的长期原恒星盘演化与朱等人。考虑在电离太低的磁旋转不稳定性（MRI）的操作（“死区”）的区域中的有限粘度的潜在影响。我们发现，一个小的，但有限的死区粘度的存在下，建议分层磁盘与MRI活跃的外层模拟，可以触发内向外爆发的吸积，开始在或接近磁盘的内边缘，而不是以前发现的外向内爆发与零死区粘度，起源于几个AU的半径。这些由内而外的吸积爆发与FU Ori天体V1515 Cyg的爆发行为有着质的相似之处，而由外而外的爆发模型则更类似于FU Ori和V1057 Cyg的吸积事件。我们的研究结果表明，爆发的类型和频率是潜在的探测器的传输效率在死区。模拟必须处理的内部磁盘区域，$R \lesssim 0.5$ AU，显示详细的时间演化的吸积爆发一般，并特别观察由内而外的爆发。

原行星盘死区边缘的长寿命尘埃不对称性

Long-Lived Dust Asymmetries at Dead Zone Edges in Protoplanetary Disks

一些过渡盘表现出显着的方位角不对称的热尘埃排放。这些不对称性的一个可能的起源是在死区边缘形成的涡流中捕获的灰尘。我们对这种情况进行了高分辨率的二维流体动力学模拟，包括尘埃反馈的影响。我们发现，虽然反馈削弱了旋涡，减缓了尘埃积累的过程中，尘埃在磁盘中的分布仍然可以保持不对称的数千轨道。我们表明，即使在$10^4$轨道，或$2.5$百万年时，缩放到参数的Oph IRS 48（一个显着的一部分，其年龄），尘埃并没有分散成一个轴对称的环，在由行星形成的漩涡的情况下。这是因为在死区边缘的质量积累不断地使涡流变小，防止它被完全破坏。我们使用我们的模拟结果产生合成粉尘排放图像。我们发现，多个小团块的灰尘可能分布在方位角。这些块如果没有相互解析，则会显示为单个大特征。具有死区边缘的盘的一个定义特征是，不对称的特征伴随着距离中心恒星两倍远的尘埃环。

恒星双星系统中经典可居性的死区

Dead Zones of Classical Habitability in Stellar Binary Systems

虽然可居住性，定义为承载生命的一般可能性，预计将在广泛的条件下发生，但允许可居住环境的标准情景通常通过宜居带（HZ）来描述。以前的研究表明，恒星双星系统通常具有S型或P型HZ，S型HZ在单个恒星周围形成环形结构，P型HZ在两颗恒星周围形成类似的结构，如果考虑成对的话。然而，根据系统的恒星和轨道参数，通常在HZ之外的系统内也有区域，称为死区（DZ）。在这项研究中，我们将传达各种系统的DZ的宽度和位置的定量信息。结果还将取决于恒星HZ的定义，因为这些定义是由行星气候模型提供的。

固体在死区内边缘的捕获：三维全球MHD模拟

Trapping Solids at the Inner Edge of the Dead Zone: 3-D Global MHD Simulations

原行星盘内部电离差的地方是尘埃凝聚过程最有效的地方。然而，即使在这里，星子的形成也可能受到径向漂移造成的固体物质损失和粒子碰撞碎裂的限制。我们的目的是调查的可能性，固体颗粒被困在当地的压力最大值的动态发展的磁盘。我们进行了第一次三维整体非理想磁流体力学计算的磁盘处理驱动的磁旋转不稳定性的湍流。该域包含一个内部的年轻恒星附近的MRI活跃区域和一个外部的中面死区，两者之间的过渡建模的急剧增加的磁扩散率。活动带中产生的方位磁场随时间振荡，大约每150年改变一次符号。因此，我们观察到的径向结构的“蝴蝶图案”之前看到的局部剪切盒模拟。平均磁场从活动区扩散到死区，在死区中雷诺应力仍然占主导地位。更大的总吸积应力在活动区导致净减少的表面密度，因此，800年后达到一个近似的稳定状态，其中在过渡半径附近的中面压力的局部径向最大值。我们还观察到活动带内密度脊的形成。在我们的模型中的死区具有一个平均磁场，显着的雷诺应力和稳定的局部压力最大值的内边缘，在那里的行星胚胎向外迁移和有效的捕获固体物质是可能的。

气态巨行星形成于死区内边缘——I. 吸积爆发与尘埃增长的相互作用

Planet formation at the inner edge of the dead zone I. the interplay between accretion outbursts and dust growth

研究通过动态尘埃模型探讨了吸积爆发对死区内部尘埃环形成的影响，揭示了尘埃增长在行星形成中的关键作用及限制。

Large gaps and high accretion rates in photoevaporative transition disks with a dead zone

Observations of young stars hosting transition disks show that several of them have high accretion rates, despite their disks presenting extended cavities in their dust component. This represents a challenge for theoretical models, which struggle to reproduce both features. We explore if a disk evolution model, including a dead zone and disk dispersal by X-ray photoevaporation, can explain the high accretion rates and large gaps (or cavities) measured in transition disks. We implement a dead zone turbulence profile and a photoevaporative mass loss profile into numerical simulations of gas and …

作为恒星质量函数的原恒星星云中的死亡区、不死区和僵尸区

Dead, Undead and Zombie Zones in Protostellar Disks as a Function of Stellar Mass

研究了太阳型恒星和极低质量恒星周围吸积盘中磁旋转不稳定性的存在性。特别是，我们确定的磁盘区域的MRI可以关闭欧姆电阻率（所谓的死亡和不死区）或通过两极扩散（一个区域，我们称之为僵尸区）。我们考虑两个恒星质量：Mstar = 0.7和0.1 Msun。在每种情况下，我们都假设：盘表面密度分布是一个按比例缩放的最小质量太阳星云的密度分布，目前估计的Mdisk/Mstar约为0.01;盘电离主要由恒星X射线驱动，辅以宇宙射线和放射性核素;恒星X射线光度与测热光度的比例为Lx/Lstar约为10^-3.5，正如观测到的。电离率计算与MOCCASIN代码，和电离平衡确定使用一个简化的化学网络，包括良好混合的0.1微米颗粒在不同程度的消耗。我们发现：（1）双极扩散是控制太阳型恒星和极低质量恒星磁共振活动的主要因素。假设MRI在每个半径处产生最大可能的场强，我们进一步发现：（2）MRI活性层仅占总盘质量的~ 5-10%;（3）吸积率（Mdot）在径向上的大小和符号都是变化的（向内或向外），意味着随时间变化的吸积以及盘间隙和超密度的产生，从而导致行星形成和迁移;（4）在太阳型恒星和质量很低的恒星中获得经验吸积率，需要消耗10-1000倍于标准尘埃-气体质量比10^-2的混合良好的小颗粒;以及（5）当前未检测到来自外盘区域中的场对准颗粒的极化发射与在这些半径处的主动MRI一致。

转换中亮度不对称的解释：死区的涡旋还是行星雕刻的间隙边缘？

Interpreting Brightness Asymmetries in Transition Disks: Vortex at Dead Zone or Planet Carved Gap Edges?

最近的亚毫米观测表明，超过12个过渡盘的非轴对称亮度分布与马蹄形形态。对于观测到的不对称性，最被接受的解释是尘埃在大尺度涡旋中的积累。原行星盘涡旋可以通过在陡峭压力梯度附近的罗斯贝波不稳定性的激发而形成，它可以在巨大行星雕刻间隙的边缘或吸积不活跃区的边缘发展。我们研究了形成在这两个不同的情况下，通过二维局部等温流体动力学模拟旋涡的形成和演化。我们发现在行星间隙边缘形成的旋涡是短暂的，除非圆盘几乎是无粘性的。相比之下，在死区的外缘形成的涡流是长期存在的。在两种情况下，涡流形态可能会有显著差异：与间隙模型相比，死区边缘的涡流径向和方位延伸分别约为1.5倍和3.5倍。在某些特殊情况下，涡的纵横比在两种情况下可以是相似的，但是，涡的方位角延伸可以用来区分涡的形成机制。我们用ALMA计算了亚毫米波连续谱中涡旋可观测性的预测。我们发现，方位角和径向的亮度不对称程度与涡旋的形成过程中，α粘度处方的限制。

巨行星核心的捕获- I。外部死区边缘处的涡流辅助捕获

Trapping of giant-planet cores - I. Vortex aided trapping at the outer dead zone edge

在本文中，迁移的10个地球质量的行星核心的原行星盘的死区的外边界处的FARGO代码的图形处理器单元版本完成的2D流体动力学模拟的装置进行了研究。在死区中，由于圆盘对恒星紫外线辐射、来自恒星磁层的X射线和星际宇宙射线的自屏蔽，有效粘度大大降低。因此，质量积累发生在外部死区边缘附近，这被认为是捕获行星核心，提高核心吸积情景形成巨行星的效率。与一维模型中行星核心的完美捕获相反，我们的二维数值模拟表明，捕获效果在很大程度上取决于粘度降低发生的区域的宽度。行星捕获只发生在粘度降低足够急剧，允许发展大规模的旋涡，由于罗斯贝波不稳定性。捕集只是暂时的，其持续时间与粘度转变的宽度成反比。然而，如果不激发Rossby波不稳定性，则会形成环状轴对称密度跳跃，无法捕获10个地球质量的行星核心。我们发现，施加在行星上的恒星扭矩在迁移历史中起着重要的作用，因为系统的重心显着地远离恒星，由于盘的高度非轴对称密度分布。我们的研究结果仍然支持行星形成在密度/压力最大的想法，因为迁移的核心是相当慢，使他们能够进一步增长和失控的气体吸积在附近的过密区域。

年轻恒星吸积盘的古磁场

Fossil magnetic field of accretion disks of young stars

在Shakura和Sunyaev近似的框架下，阐述了具有化石大尺度磁场的年轻恒星的吸积盘模型。MHD模型的方程包括Shakura方程、Sunyaev方程、感应方程和电离平衡方程。磁场的确定考虑到欧姆扩散，磁双极扩散和浮力。考虑到宇宙射线和X射线的电离、热电离、辐射复合和尘埃颗粒上的复合，计算了电离分数。解析解和数值研究表明，在辐射复合的情况下，磁场与气体是耦合的。磁场在靠近吸积盘内边界处为准方位磁场，在吸积盘外边界处为准径向磁场。磁场在低电离度的尘埃“死”区是准极向的，在那里欧姆扩散是有效的。磁双极扩散使该区域的垂直磁场减小了10倍。在标准电离率和尘埃颗粒尺寸a_d=0.1 μ m时，磁场在靠近吸积盘外边界处呈准方位角分布。当尘埃颗粒较大（a_d > 0.1 μ m）或电离率增大时，外区的磁场呈准径向分布。结果表明，对于M=（0.5-2）M_{\odot}的恒星的吸积盘，尘埃“死”区的内边界位于r=（0.1-0.6）AU处。“死”区的外边界位于r=（3-21）AU处，由磁双极扩散确定。对于M \geq 1 M_{\odot}的恒星，“死”区的固体物质质量大于3 M_{\oplus}。

一个关于个性的问题：存在死区时粘性与风驱动原行星盘的演化

A question of personalities: evolution of viscous and wind-driven protoplanetary discs in the presence of dead zones

本文通过一维气体模拟研究粘性与磁化风共同驱动且含死区的混合原行星盘演化，发现盘“个性”会削弱盘尺寸随时间变化的人口统计学信号，表明仅靠盘尺寸和恒星吸积率不足以区分角动量输运机制，需引入额外诊断手段。

来自恒星磁循环盘放大的EXor爆发

EXor outbursts from disk amplification of stellar magnetic cycles

EXor爆发-在I类和II类原恒星源中观察到的中等幅度的盘吸积事件-具有与死区边界附近的内盘中的粘性积累和气体释放一致的时间尺度和幅度。我们认为，爆发是间接触发恒星发电机周期，通过极向磁通量，径向向外扩散通过磁盘。在死区内部，净场的强度通过磁旋转不稳定性调制角动量输运的效率。在死区中，净场极性的变化可能会导致更强的爆发，因为霍尔效应在盘的这个区域中起主导作用。在简单的估计水平，我们表明，千克强度的恒星场的变化可能会刺激磁盘爆发0.1 AU尺度，虽然这一乐观的结论取决于不确定的效率，通过内部磁盘的净通量运输。该模型预测的恒星磁活动和EXor事件的观测示踪剂之间的密切关联。

行星形成的初始条件：年轻恒星周围盘中流体动力学不稳定性驱动的Turbulence

The initial conditions for planet formation: Turbulence driven by hydrodynamical instabilities in disks around young stars

这篇评论探讨了最近的理论发展，在我们的理解湍流冷，非磁活性，星子形成区域的原行星盘，我们称之为“欧姆区”。我们给一个简短的背景介绍，然后由一个简洁的教学回顾的现象学的流体动力学湍流的磁盘湍流的主题。给出了冷天体物理盘的动力学方程，描述了基本流态。我们讨论了Solberg-Hoiland稳定性所需的条件，以及最近发现的三种可能活跃在原行星盘欧姆区的湍流产生机制，即（i）垂直剪切不稳定性，（ii）对流过稳定性和（iii）僵尸涡不稳定性。我们总结了这些过程的性质，确定其局限性，并讨论在什么地方和条件下，这些过程是活跃的原行星盘欧姆区。

带死区的原行星盘磁转Turbulence模型

Modeling Magnetorotational Turbulence in Protoplanetary Disks with Dead Zones

磁旋转不稳定性（MRI）驱动的湍流对原行星盘中固体的演化具有重要影响。另一方面，小灰尘颗粒通过捕获耦合气体和磁场所需的电离气体颗粒来稳定MRI。为了提供一个经验的基础上，模拟灰尘和MRI的共同进化，我们进行三维，欧姆电阻MHD模拟的垂直分层剪切盒与MRI不活跃的“死区”的各种大小和净垂直磁通量的各种强度。我们发现，湍流的垂直结构是由垂直的磁通量和三个临界高度的线性分析得出的分层磁盘。特别地，湍流结构仅通过临界高度依赖于电阻率分布，并且对电阻率分布的细节不敏感。我们发现的各种湍流量（速度色散，密度波动，垂直扩散系数，外流质量通量）和垂直集成的吸积应力的振幅之间的标度关系。我们还得到了积分吸积应力作为垂直磁通量和临界高度的函数的经验公式。这些经验关系允许预测的垂直湍流结构的原行星盘的磁通量的给定强度和给定的电阻率分布。

由内而外的行星形成。V.由MRI暗示的内部盘的结构

Inside-Out Planet Formation. V. Structure of the Inner Disk as Implied by the MRI

大量的地球到超级地球大小的行星被发现非常接近它们的宿主恒星，这促使人们考虑$in$ $in$形成模型。特别是，由内而外的行星形成是一种情况下，行星在磁盘中顺序合并，在局部气体压力最大值附近的死区的内边界。压力最大值是由粘度下降引起的，从最里面的活性盘（碱金属的热电离通过磁旋转不稳定性（MRI）产生高粘度）到相邻的死区（MRI被淬灭）。以前的研究的压力最大值，$α$ -磁盘模型的基础上，已假设特设值的粘度参数$α$在活动区，忽略了详细的物理MRI。在这里，我们明确耦合的MRI标准$α$盘方程，找到稳态（常数吸积率）的磁盘结构的解决方案。我们认为欧姆和双极的粘性的影响，并找到一系列的磁盘吸积率（$\dot{M}$ = $10^{-10}$ - $10^{-8}$ ${\rm M}_{\odot}$ /yr），恒星质量（$M_{\ast}$ = 0.1 - 1 ${\rm M}_{\odot}$），和$non$ -MRI $α$ -粘度在死区（$α_{\rm {DZ}} = 10^{-5}$ - $10^{-3}$）的基准值的解决方案。我们发现：（1）中平面压力最大值径向形成死区的内边界$outside$：（2）霍尔电阻率在内盘的中平面附近占主导地位，这可以解释为什么近距离行星在$\sim$中形成50%的$not$系统：（3）X射线电离可以与热电离在内盘中竞争，因为在稳定状态下那里的表面…

原恒星中高能质子、放射性核素和磁活动

Energetic Protons, Radionuclides and Magnetic Activity in Protostellar Disks

我们计算的位置的磁不活跃的死区在最小质量的原太阳盘，电离的情况下，包括恒星X射线，长或短寿命的放射性核素衰变，和高能质子到达一般的星际介质，从附近的超新星爆炸，从磁盘日冕，或从年轻恒星的日冕。在所有的情况下，除了那些小的尘埃颗粒被去除和一小部分短寿命的放射性核素留在气体中的情况外，圆盘都包含一个死区。所有的情况下，无一例外都有一个“不死区”，在那里，中等的磁致伸缩性防止磁旋转湍流，同时允许剪切产生的大规模磁场。不死区中的质量柱通常大于湍流表面层中的质量柱。这些结果支持了这样一种观点，即死区和不死区是质量柱超过1000 g/cm ^2的冷尘气体的强大后果。

僵尸漩涡不稳定。II。触发不稳定性与原行星盘死区僵尸Turbulence的性质

Zombie Vortex Instability. II. Thresholds to Trigger Instability and the Properties of Zombie Turbulence in the Dead Zones of Protoplanetary Disks

在僵尸涡不稳定性（ZVI）中，扰动激发了分层旋转剪切流中的临界层（如原行星盘），导致它们产生涡层，涡层卷起形成反气旋僵尸涡和气旋涡面。这个过程是自我维持的，因为僵尸漩涡扰乱了新的关键层，产生了下一代僵尸漩涡。在这里，我们专注于两个问题：最小阈值的扰动，触发自持涡的产生，和后期僵尸湍流的大，小尺度上的属性。决定是否触发ZVI的关键参数是小尺度涡度的大小（而不是速度），不稳定性所需的最小Rossby数是$Ro_{crit}\sim0.2$（对于$β\equiv N/Ω= 2$），其中$N$是Brunt-Väisälä频率。当阈值由涡量设定时，推断马赫数的准则是有用的，对于柯尔莫哥洛夫噪声，临界马赫数与雷诺数成比例：$Ma_{crit}\sim Ro_{crit}Re^{-1/2}$。在原行星盘中，这是$Ma_{crit}\sim10^{-6}$。在大尺度上，僵尸湍流的特征是反气旋和典型的罗斯比数$\sim$ 0.3的气旋片。气旋片和反气旋的间距似乎对临界层的间距有一种“记忆”。在小尺度上，僵尸湍流没有初始条件的记忆，并具有类似Kolmogorov的能谱。虽然我们早期的工作是在均匀分层的限制，我们已经证明，ZVI工程的非均匀布伦特-Väisälä频率配置文件，可能会发现在原行星盘。

微行星在有死区的湍流大气中的命运。I.湍流搅拌配方

The Fate of Planetesimals in Turbulent Disks with Dead Zones. I. The Turbulent Stirring Recipe

原行星盘中的湍流在许多方面影响着行星形成。虽然小的尘埃颗粒主要受到与湍流气体速度场的空气动力学耦合的影响，但微行星和较大的天体更多地受到与气体密度波动的引力相互作用的影响。对于后一个过程，近年来进行了一些数值模拟，但尚未建立完全独立于参数的理解。在这项研究中，我们提出了简单的标度关系的星子搅拌速率在湍流驱动的磁旋转不稳定性（MRI），考虑到稳定的MRI由于欧姆电阻率。我们首先从数量级的估计的连续性引起的引力作用在固体和相关的扩散系数为他们的轨道要素。然后，我们测试预测的标度关系，使用最近的欧姆电阻MHD模拟的结果Gressel等人。我们发现，这些关系成功地解释了模拟结果，如果我们正确地修复秩序的统一的不确定性的估计。我们还更新了最初由Okuzumi和Hirose提出的MRI驱动湍流中密度波动幅度的饱和预测。结合的比例关系和饱和度预测允许知道如何的星子的湍流搅拌速率取决于磁盘参数，如气柱密度，距离中心恒星，垂直电阻率分布，和净垂直磁通量。在第二篇论文中，我们将我们的方法应用于星子吸积，讨论它在湍流盘中的可行性。

尘埃演化对磁化原行星盘死区外边缘的影响

The impact of dust evolution on the dead zone outer edge in magnetized protoplanetary disks

本文通过改进1+1D MRI驱动湍流模型并将其与尘埃演化模型耦合，研究了原行星盘中尘埃演化对MRI活动的影响，发现尘埃凝聚与沉降会增强MRI湍流并使死区更紧凑，而碎片化作用相反，且尘埃演化单独无法使死区完全重新激活。

由内而外的行星形成。III。死区内边界的行星-盘相互作用

Inside-Out Planet Formation. III. Planet-disk interaction at the dead zone inner boundary

开普勒任务已经发现了4000多颗系外行星候选者。许多行星都位于内行星密集的星系中。由内而外的行星形成（IOPF）被提出来解释这些系统。它包括在后退死区内边界（DZIB）的局部压力最大值处连续原位行星形成。卵石在这个压力陷阱中堆积，形成了一个环，然后是一颗行星。这颗行星预计会增长，直到它打开一个缺口，这有助于截断卵石吸积和诱导DZIB撤退，从而确定下一颗行星的形成位置。如果行星从其形成位置显著迁移，这个简单的情况可能会改变。因此，行星-磁盘相互作用在IOPF场景中起着至关重要的作用。我们提出的数值模拟，首先评估各种质量的行星，形成在DZIB的一个活跃的吸积盘，其中的有效粘度迅速增加，在径向向内的方向上的迁移。我们发现，行星盘上的扭矩往往会将行星困在非常接近其形成的初始压力最大值的位置。然后，我们研究这些行星的间隙开放，以评估在多大质量下会产生显著的间隙。最后，我们提出了一个简单的模型DZIB撤退由于从恒星到磁盘中平面的X射线的渗透。总的来说，这些模拟有助于量化第一个“火神”行星形成的质量规模和第二个行星形成的轨道距离。

FU Orionis 星盘爆发：磁死区中触发的引力不稳定性情景的证据

FU Orionis disk outburst: evidence for a gravitational instability scenario triggered in a magnetically dead zone

本研究通过分析20余年近红外干涉观测数据，结合一维MHD模拟，发现FU Orionis星盘爆发最符合磁死区外边缘GI触发MRI的分层星盘模型，为理解早期星盘演化与行星形成的关联提供关键依据。

尘埃在原恒星大气中通过Turbulence的输运和沉降

Dust Transport in Protostellar Disks Through Turbulence and Settling

我们应用电离平衡和MHD计算，调查是否磁活动缓和重组尘埃可以占质量吸积率和中红外光谱和原恒星盘的可变性。MHD计算使用分层剪切盒方法，并包括颗粒沉降和来自气体电阻率变化的尘埃丰度的反馈。金牛座T恒星吸积率的20年分布太大，不能仅仅由颗粒大小和恒星X射线光度的变化引起，而是可以通过改变这些和磁盘磁通量来产生。硅酸盐带的多样性可以来自于颗粒沉降与磁旋转湍流分布的耦合，通过三种效应：（1）颗粒上的扰动产生了一个延伸到两个刻度高度以上的磁不活跃死区，而磁活跃盘大气中的湍流仅超过死区边界约一个刻度高度。(2)在死区深处的颗粒在上面的湍流层的驱动下以波的形式垂直振荡，但平均来说以层流的速度沉降，因此死区的内部是一个颗粒汇，盘的大气变成了灰尘耗尽。(3)随着充分的消耗，死区变薄，混合将颗粒从中平面上清除。磁流体动力学的结果还表明，磁场活动间歇性地将尘埃云带到大气中。光球层高度在几个轨道上的变化高达三分之一，而沿视线掠过圆盘表面的消光随时间变化的系数为2，下降到0.1轨道。我们认为，不断变化的阴影外盘上的尘埃云是一个原因，每天到每月的中红外线变化在一些年轻的恒星。（节录）

僵尸涡不稳定性I：复活原行星盘死区的僵尸流体动力学不稳定性

Zombie Vortex Instability I: A Purely Hydrodynamic Instability to Resurrect the Dead Zones of Protoplanetary Disks

人们对原行星盘死区中的流体动力学不稳定性有相当大的兴趣，它是驱动角动量传输的机制，也是粒子捕获涡旋的来源，以混合球粒和孕育星子的形成。我们目前的模拟与伪谱滞弹性代码和可压缩代码雅典娜，表明稳定分层流在剪切，旋转盒是剧烈不稳定的，并产生空间填充，持续的湍流为主的大涡Rossby数的顺序为0.2-0.3。这种僵尸涡不稳定性（ZVI）在两个代码中都被观察到，并且是由马赫数小于0.01的Kolmogorov湍流触发的。通常的看法是，如果给定的恒定密度流是稳定的，那么稳定的垂直分层应该使流动更加稳定。然而，我们表明，足够的垂直分层可以是不稳定的零电压指数。ZVI是鲁棒的，不需要特别调整边界条件，或初始径向熵或涡度梯度（尽管我们只研究了无限冷却时间的限制）。这个悖论的解决方案是，稳定层结允许一个新的途径不稳定：斜压临界层。ZVI在以前的旋转剪切盒中流动的研究中没有出现，因为这些计算经常缺乏垂直密度分层和/或足够的数值分辨率。虽然我们不期望可观的角动量输运ZVI在本研究中的小域，我们假设ZVI在较大的域与可压缩方程可能会导致角运输通过螺旋密度波。

Planetary nurseries: vortices formed at smooth viscosity transition

Excitation of Rossby wave instability and development of a large-scale vortex at the outer dead zone edge of protoplanetary discs is one of the leading theories that explains horseshoe-like brightness distribution in transition discs. Formation of such vortices requires a relatively sharp viscosity transition. Detailed modelling, however, indicates that viscosity transitions at the outer edge of the dead zone is relatively smooth. In this study, we present 2D global, non-isothermal, gas-dust coupled hydrodynamic simulations to investigate the possibility of vortex excitation at smooth viscosit…

原行星盘中的湍流线宽：数值模拟预测

Turbulent Linewidths in Protoplanetary Disks: Predictions from Numerical Simulations

对原行星盘的亚毫米观测，现在已接近测量分子谱线湍流加宽所需的灵敏度。这些测量约束磁盘角动量传输，并提供证据的湍流环境中，星子的形成发生。我们使用磁旋转不稳定性（MRI）的局部磁流体动力学（MHD）模拟来预测低质量原行星盘中湍流速度的分布，作为半径和中平面以上高度的函数。我们模拟理想的磁流体磁盘，磁盘中的欧姆耗散的结果在一个死区附近的中平面抑制湍流。在理想条件下，圆盘中平面的速度分布在v \simeq 0.1 cs附近达到峰值（其中cs是局部声速），而超音速在z > 3 H时达到（其中H是压力标度高度）。v \approx 0.01 cs的剩余速度在死区中面附近持续存在，而表层仍然活跃。各向异性的变化与磁盘倾斜的线宽是适度的。我们比较我们的MHD结果的流体动力学模拟中，大尺度强迫是用来启动类似的湍流速度。我们表明，定性的趋势，增加v与高度，在MHD的情况下，持续强迫湍流，很可能是一个通用的属性磁盘湍流。因此，需要在盘内不同高度确定v的百分比水平，或探测包含死区区域的内盘的空间分辨观测，以测试MRI是否是原行星盘湍流的原因。

自引力原行星盘中的吸积爆发

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。

吸积爆发的天文和宇宙化学后果I：水的D/H比率

Astro & cosmo-chemical consequences of accretion bursts I: the D/H ratio of water

原恒星系统中水的D/H比是从母体分子云继承和盘内同位素交换的结果。在以前的研究中被忽略的一个可能广泛存在的圆盘演化特征是吸积爆发（或FU Orionis爆发），它可能会对大部分水进行热处理。一个提议的猎户座FU爆发的潜在机制依赖于磁死区的存在。在这里，我们研究的演变（D/H）$_{\rm water}$在1D模拟光盘的演变，包括死区和从一个信封与给定的D/H比在落水（$\sim 10^{-3}$），并比较结果与类似的计算没有死区。我们发现，吸积爆发的结果在一个显着降低（D/H）$_{\rm water}$比和更广泛的区域（半径高达$\sim 1-3$ AU），其中水与氢气（D/H= $2\times 10^{-5}$）平衡，相比无爆发模型。太阳系的限制表明，我们的太阳星云要么没有经历过吸积爆发，并有一个施密特数$\lesssim 0.2$或有一个施密特数接近“标称”值（$\sim 1$），并经历了几次吸积爆发。最后，未来的观测（D/H）$_{\rm water}$在原行星盘将允许有关盘的角动量特性的推论在光盘建设和吸积爆发的作用。

原行星盘中放电与磁旋转不稳定性的相互关系

Interdependence of Electric Discharge and The Magnetorotational Instability in Protoplanetary Disks

研究了电阻磁流体动力学中电场放电对原行星盘磁旋转不稳定性的影响。我们已经进行了三维剪切盒模拟等离子体β和电击穿模型的各种值。我们发现，尽管高电阻率的MRI的自我维持。不稳定性引起引起电击穿的大电场，并且击穿保持不稳定性所需的高电离度。这种自维持MRI的条件由剪切运动的能量供应和欧姆耗散消耗的能量之间的平衡来设置。我们将条件应用于各种磁盘模型，并研究MRI的活动区、自维持区和死区。在最小质量太阳星云（MMSN）的基准模型中，新发现的持续区只占据了盘的有限体积。而在晚期贫气盘模型中，持续区占据了较大的盘体积。

Accretion bursts in magnetized gas-dust protoplanetary disks

Aims and Methods. Accretion bursts triggered by the magnetorotational instability (MRI) in the innermost disk regions were studied for protoplanetary gas-dust disks formed from prestellar cores of various mass $M_{\rm core}$ and mass-to-magnetic flux ratio $λ$. Numerical magnetohydrodynamics simulations in the thin-disk limit were employed to study the long-term ($\sim 1.0$~Myr) evolution of protoplanetary disks with an adaptive turbulent $α$-parameter, which depends explicitly on the strength of the magnetic field and ionization fraction in the disk. The numerical models also feature the co-e…

Steady-state accretion in magnetized protoplanetary disks

[abridged] We present a 1+1D global magnetically-driven disk accretion model that captures the essence of the MRI-driven accretion, without resorting to 3D global non-ideal MHD simulations. The gas dynamics is assumed to be solely controlled by the MRI and hydrodynamic instabilities. For given stellar and disk parameters, the Shakura-Sunyaev viscosity parameter $α$ is determined self-consistently under the framework of viscously-driven accretion from detailed considerations of the MRI with non-ideal MHD effects (Ohmic resistivity and ambipolar diffusion), accounting for disk heating by stellar…

CIDA 9A周围不对称环的双波段观测：死寂还是活跃？

Dual-Band Observations of the Asymmetric Ring around CIDA 9A: Dead or Alive?

本文通过ALMA双波段观测发现CIDA 9A周围尘埃环存在不对称性及方位角偏移，暗示涡旋尘埃陷阱，需进一步观测确定成因。

层状吸积背景下的斜压不稳定性。原行星盘局部可压缩非分层模型中的自持涡旋及其磁稳定性

The baroclinic instability in the context of layered accretion. Self-sustained vortices and their magnetic stability in local compressible unstratified models of protoplanetary disks

吸积盘中的湍流和角动量输运仍然是一个有争议的话题。随着认识到死区是原行星盘的强大特征，对湍流流体动力源的搜索仍在继续。一个可能的来源是斜压不稳定性（BI），它已被证明存在于非磁化的非正压盘。我们提出了剪切箱模拟斜压不稳定，磁化，3D磁盘，以评估BI和其他不稳定性，即磁旋转不稳定性（MRI）和磁椭圆不稳定性之间的相互作用。我们发现，在纯流体动力学制度的斜压不稳定性产生和维持的涡不生存时，磁场。到目前为止，MRI在生长速率和饱和强度方面取代了BI。由此产生的湍流实际上与仅MRI的情况相同。我们测量了涡的内禀涡度廓线，发现涡核的径向变化很小。然而，核心被破坏的MHD不稳定性，我们确定与磁椭圆不稳定性。这种不稳定性具有与MRI几乎相同的不稳定波长范围，但具有更高的增长率。事实上，我们确定的磁共振成像的磁椭圆不稳定性的限制情况下，涡的纵横比趋于无穷大（纯剪切流）。我们的结论是，由原行星盘中的斜压不稳定性引起的涡旋激发和自维持仅在低电离下是可行的，即，死亡地带因此，我们的结果是按照分层吸积范式。一个斜压不稳定死区的特征应该是大尺度涡的存在，其核心是椭圆不稳定的，但由斜压反馈维持。由于磁场会破坏涡流，且MRI的重要性超过BI，因此活性层未被修改。

内原行星盘的时间依赖长期流体动力学模拟 III：光蒸发的影响

Time-dependent long-term hydrodynamic simulations of the inner protoplanetary disk III: The influence of photoevaporation

本研究通过结合隐式盘演化模型与光蒸发质量损失剖面，自洽模拟了Class II恒星-盘系统的长期演化，发现光蒸发减小死区范围并减少爆发次数，高X射线光度严重阻碍死区中行星（尤其是宜居行星）的形成。