On the Gravitational Instabilities of Protoplanetary Disks
引力不稳定性对盘的演化和盘内行星形成有重要意义。我们计算了由分子云核坍缩形成的盘的演化。通过改变云核的性质和流体动力学粘性参数，我们探讨了它们对引力不稳定性性质的影响。我们发现当分子云核的角速度大于一个临界值时，盘是不稳定的。不稳定性的持续时间随着核心的角速度的增加而增加。流体动力学粘性参数的增加对盘的稳定性几乎没有影响，但减小了盘中引力不稳定性临界状态的持续时间。盘的不稳定性可能发生在盘演化的早期，这与观测结果一致。
2018-12-06 astro-ph.EP
Continuing to Hide Signatures of Gravitational Instability in Protoplanetary Discs with Planets
我们进行了三维光滑粒子流体动力学模拟，研究行星盘相互作用对引力不稳定原行星盘的影响。我们发现行星对圆盘演化的影响可以用三种情况来描述。如果行星的质量足够大，行星产生的螺旋尾流将主导圆盘的演化，引力不稳定性将被完全抑制。如果行星的质量太小，那么引力不稳定性就不会受到影响。如果行星的质量介于这两个极端之间，引力不稳定性就会减弱。我们提出模拟阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）连续观测表明，大规模的螺旋结构的可观测性减少或完全抑制时，行星是大规模的影响光盘的演变。我们的研究结果表明，大规模的磁盘，预计将是引力不稳定的，可以出现轴对称的存在一颗行星。因此，没有观测到大规模的螺旋结构本身不足以对盘的质量设定上限，这可能会对年轻的I类盘的观测产生影响。
2022-10-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
Resonant Drag Instabilities in protoplanetary disks: the streaming instability and new, faster-growing instabilities
我们确定和研究了一些新的，快速增长的不稳定性的尘埃颗粒在原行星盘，这可能是重要的星子形成。这项研究是基于这样的认识，即尘埃气体混合物是一般不稳定的共振阻力不稳定性（RDI），只要气体，没有灰尘，支持无阻尼线性模式。我们表明，“流不稳定性”是一个RDI与周转振荡，这提供了简单的解释其机制和准确的分析表达式，其增长率和增长最快的波长。我们将这种分析扩展到更一般的尘埃流运动和其他波，包括浮力和磁流体动力学振荡，发现各种新的不稳定性。最重要的是，我们确定了磁盘的“沉降不稳定性”，这是由于灰尘垂直沉降到旋转磁盘的中平面。对于小颗粒，这种不稳定性的增长速度比标准的流动不稳定性快许多数量级，其增长率与颗粒尺寸无关。现实的尘埃-气体比的增长时间尺度与磁盘轨道周期相当，特征波长比流动不稳定性大一个数量级以上（允许不稳定性集中更大的质量）。这表明，在沉降过程中，尘埃将带成环，然后是细丝或团块，潜在地播种尘埃陷阱，高金属含量的区域，反过来又播种流动的不稳定性，甚至是凝结或直接坍缩为星子的过度密度。
2018-04-14 astro-ph.EP
The chemistry of protoplanetary fragments formed via gravitational instabilities
在本文中，我们模拟的化学演化的0.25 M的$_{\odot}$原行星盘周围的1 M $_{\odot}$星，经历由于自引力的碎片。我们使用光滑粒子流体动力学，包括一个辐射转移计划，随着时间的变化的化学演化代码，按照组成的光盘和产生的碎片超过约4000 yrs.Initial，四个准稳定的碎片形成，其中两个最终被打乱的潮汐扭矩在光盘。从我们的化学建模的结果，我们确定的物种是丰富的碎片，（例如H $_{\rm 2}$ O，H $_{\rm 2}$ S，HNO，N $_{\rm 2}$、NH $_{\rm 3}$、OCS、SO），在盘内螺旋激波中丰富的物种（例如CO、CH、$_{\rm 4}$、CN、CS、H、$_{\rm 2}$ CO），以及在环碎片物质中丰富的物质（例如HCO $^{\rm +}$）。我们的模型表明，在一些碎片中，颗粒在将挥发物释放到行星外壳之前沉积到核心是合理的，从而导致变化，例如，气体和冰组分的C/O比。因此，我们预测，由引力不稳定性产生的行星大气成分不一定遵循当地圆盘物质的整体化学成分。
2017-08-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust Clumping in Outer Protoplanetary Disks: the Interplay Among Four Instabilities
本研究通过三维全局模拟，揭示了外原行星盘中VSI、SI、RWI和KHI四种不稳定性相互作用导致尘埃强烈聚集，其中仅少数涡旋中的聚集足以形成星子。
2025-04-22 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
Streaming instabilities in accreting and magnetized laminar protoplanetary disks
流动不稳定性是卵石形成星子的最有希望的途径之一。因此，了解这种不稳定性在原行星盘中预期的现实条件下如何运作，对于评估行星形成的效率至关重要。当代的原行星盘模型表明，磁场是通过大规模层状磁应力驱动气体吸积的关键。然而，这种磁场对流动不稳定性的影响还没有被详细研究。为此，我们研究了原行星盘中尘埃、磁化气体的稳定性。我们发现，流动的不稳定性可以增强被动的磁转矩，甚至坚持在没有一个全球径向压力梯度。在这种情况下，不稳定性归因于尘埃和气体之间的方位角漂移，不像经典的流不稳定性，这是由径向漂移驱动。这表明，流动的不稳定性可以保持有效的内部尘埃捕获吸积盘的压力隆起。当考虑垂直带电场时，我们发现尘埃反馈可以抑制磁旋转不稳定性，而经典的流不稳定性可以通过磁扰动来稳定。我们还发现，阿尔文波可以不稳定的尘埃气体漂移，但这种不稳定性需要接近理想的条件。我们讨论了这些结果的尘埃动力学和星子形成的原行星盘的可能影响。
2021-11-19 astro-ph.EP
Instabilities and Flow Structures in Protoplanetary Disks: Setting the Stage for Planetesimal Formation
本章重点介绍了原行星盘中湍流和中尺度流动结构的性质及其在行星形成过程中的作用。在这里，我们专注于卵石云的引力坍缩形成的星子。大规模和长寿命的流结构-涡和带状流-是弱磁和流体动力学不稳定性的压力和熵分层准开普勒剪切流与磁盘的快速旋转相互作用的结果。另一方面，涡旋和纬向流是进入圆盘径向卵石通量的粒子陷阱，导致局部足够的积聚以触发引力坍缩，直接将卵石转化为许多公里大小的微行星。这种崩溃是缓和的流动的不稳定性，这是一个反反应，从颗粒积聚到气流。在没有捕获卵石并因此增加局部固气比的情况下，这种反反应最终将通过湍流扩散阻止行星的形成。因此，长寿命的流动结构的形成是一个必要的条件，一个有效的和快速形成的星子。
2018-12-04 astro-ph.EP
Global drag-induced instabilities in protoplanetary disks
我们使用的福克-普朗克方程和模型的固体颗粒在环形原行星盘，其气体成分是更大的质量比颗粒相的色散动力学。我们模拟粒子-气体相互作用硬球碰撞，确定的功能形式的扩散系数，并显示存在两个全球性的不稳定模式的粒子相。这些模式具有螺旋图案，其方位波数为$m=1$，并且旋转缓慢。我们发现，在环形磁盘，固体颗粒的相空间密度线性增加的时间对附近的压力最大值的位置的积聚点，而不稳定性指数增长。因此，星子和行星核可以有效地产生附近的不稳定密度波的峰值。在这种机制下，向聚集点迁移的粒子不会参与行星的形成，最终应该会形成一个像主小行星带或经典柯伊伯带天体那样的碎片环。我们提出了全球不稳定性的影响，形成冰巨人和类地行星在太阳系。
2013-06-01 astro-ph.EP physics.flu-dyn
Vertical shear instability in two-moment radiation-hydrodynamical simulations of irradiated protoplanetary disks II. Secondary instabilities and stability regions
本文研究了受辐射原行星盘轴对称辐射流体模拟中寄生在垂直剪切不稳定性（VSI）上的次级不稳定性，发现斜压扭矩与VSI模式相互作用触发开尔文-亥姆霍兹不稳定性等机制导致VSI饱和，并构建稳定图表明盘表面层可存在VSI不稳定。
2023-12-11 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.comp-ph
Hydro-, Magnetohydro-, and Dust-Gas Dynamics of Protoplanetary Disks
行星系的形成是由原行星盘的气体和尘埃动力学控制的。当气体同时被吸积到中心恒星上并被风驱散时，尘埃颗粒聚集并坍塌形成微行星，最终形成行星。这种尘埃和气体动力学涉及不稳定性，湍流和复杂的非线性相互作用，最终控制了这些磁盘的观测外观和长期演变。本章致力于我们的气体和尘埃盘的动力学的理解，包括流体动力学和磁流体动力学湍流，气尘不稳定性，尘埃结块和磁盘风的最新发展。我们展示了这些物理过程是如何从观测中进行测试的，并强调了未来应该解决的问题。
2022-03-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Filament formation due to diffusive instabilities in dusty protoplanetary disks
该研究在原行星盘中发现一种新的局部扩散不稳定性，可解释流不稳定性模拟中普遍出现的丝状结构，并提出了一个垂直平均模型来研究其机制。
2024-08-21 astro-ph.EP
Rossby Wave Instabilities of Protoplanetary Discs with Cooling
Rossby波不稳定性（RWI）通常会导致原行星盘中的非轴对称涡旋，并且这些盘中观察到的一些子结构可以很好地解释。我们探讨了冷却如何影响不稳定的RWI模式的增长率的线性微扰分析。与能量方程相关的冷却以两种不同的方式处理。我们采用的第一个是简单的冷却定律。扰动的热状态在规定的冷却时间尺度上松弛到初始热状态。在第二种情况下，我们把冷却作为一个热扩散过程。绝热和等温模式之间的增长率的差异变得更明显的光盘具有较小的声速。对于简单冷却规律，正压盘中不稳定模态的增长率随冷却时间的缩短而单调减小。但在非气压盘中，生长速率与冷却时间尺度的关系变得非单调。在非正压盘中，RWI甚至可能在从绝热状态向等温状态转变的过程中增强。当把冷却作用看作热扩散时，即使在正压圆盘中，生长速率随热扩散率的变化也是非单调的。此外，在适当的热扩散系数下，生长速率会出现最大值。研究了角动量通量（AMF），以了解冷却条件下RWI的角动量输运。
2022-05-24 astro-ph.EP
Nonlinear evolution of streaming instabilities in accreting protoplanetary disks
流动不稳定性（SI）是通过产生经历引力坍缩的致密尘埃团来触发星子形成的最有希望的候选者之一。因此，了解SI如何在现实的原行星盘（PPD）中运作，对于评估星子形成的效率至关重要。现代的PPD模型表明，大尺度的磁矩或风可以驱动盘中面附近的层流气体吸积。在之前的研究中，我们确定了一种新的线性尘埃-气体不稳定性，即方位角漂移SI（AdSI），适用于此类吸积盘，并且由气体受到扭矩而产生的尘埃和气体之间的相对方位角运动提供动力。在这项工作中，我们提出了第一个非线性模拟的AdSI。我们表明，它可以不稳定的吸积，尘埃盘，即使在没有全球径向压力梯度，这是不同于经典的SI。我们发现AdSI驱动湍流和垂直延伸的尘埃细丝的形成，进行合并。在尘埃丰富的磁盘，合并AdSI丝达到最大的尘埃气体比超过100。此外，我们发现，即使在灰尘贫磁盘的AdSI可以增加当地的灰尘密度两个数量级。我们讨论了可能的作用的AdSI在星子的形成，特别是在吸积的PPD与消失的径向压力梯度的区域。
2022-09-14 astro-ph.EP
Streaming instabilities in weakly ionized protoplanetary discs: the Ambipolar Streaming Instability (AmSI)
Laboratoire d’astrophysique de Bordeaux, Univ. Bordeaux, CNRS（波尔多天体物理实验室，波尔多大学，法国国家科学研究中心）；Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Physics Division, National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心物理组）
研究弱电离原行星盘中双极扩散对磁盘稳定性的影响，发现尘埃反馈稳定了MRI偏振模式，并引发强共振拖曳不稳定性，有助于尘埃聚集与类地行星形成之间的桥梁。
2026-04-13 astro-ph.EP
Revised description of dust diffusion and a new instability creating multiple rings in protoplanetary disks
各种不稳定性已被提出作为一个有前途的机制，积累灰尘。此外，其中一些可能导致原行星盘中多环结构和星子的形成。在湍流气盘中，尘埃颗粒的湍流扩散抑制了不稳定性的增长和尘埃的积聚。在尘埃密度的连续性方程中，扩散过程通常用扩散项来模拟。然而，尘埃扩散模型并不能保证圆盘中的角动量守恒。在这项研究中，我们首先制定方程描述的尘埃扩散，也保存了磁盘的总角动量。其次，我们利用这些方程对长期引力不稳定性（GI）进行了线性摄动分析。结果表明，长期GI是一个单调增长的模式，与以往的分析结果，发现它的过稳定。我们发现超稳定性是由角动量的不守恒引起的。第三，我们发现了一种新的轴对称不稳定性，由于尘埃-气体摩擦和湍流气体粘性的组合，我们称之为两个组件的粘性引力不稳定性（TVGI）。TVGI的最不稳定波长与气体标度高度相当或小于气体标度高度。TVGI有效地积累尘埃颗粒，这表明TVGI是一种有希望的形成多环结构和星子的机制。最后，我们通过HL Tau盘中的长期GI和TVGI研究了环形成的有效性，发现这两种不稳定性可以在轨道半径大于50 au时产生多个宽度约为10 au的环。
2019-05-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Streaming instabilities in accreting protoplanetary disks: A parameter study
本文通过参数研究探讨了吸积原行星盘中的方位角漂移流不稳定性（AdSI），发现吸积流能在低尘埃丰度下驱动尘埃聚集并形成丝状结构，从而可能促进星子形成。
2024-10-14 astro-ph.EP
Vortex instabilities triggered by low-mass planets in pebble-rich, inviscid protoplanetary discs
在原行星盘的最内部区域，固气比可以通过许多过程大大增加，包括光蒸发和颗粒漂移。MHD盘模型还表明在$R\lesssim 10$ AU存在死区，其中靠近中平面的区域保持层流。在这种情况下，我们使用双流体流体动力学模拟来研究固定轨道上的低质量行星（$\sim 1.7 \;{\rm M_\oplus}$）和无粘的富含卵石的圆盘之间的相互作用，固体与气体的比例为$ε\ge 0.5$。对于Stokes数St= 0.1，0.5的卵石，通过Rossby波不稳定性在行星分界线处形成多个尘埃涡旋。由于气体阻力的影响，然后导致一个强大的增强固气比，这可以增加一个因素的$\sim 10^3$的边缘耦合粒子与St=0.5。在流动不稳定性中，卵石团重组成细丝，可能会崩溃形成星子。当行星被允许在MMSN盘中迁移时，由于迁移，涡旋不稳定性被延迟，但一旦向内迁移停止，由于强烈的正卵石扭矩，涡旋不稳定性就开始了。同样，当行星经历一段向外迁移的过程时，在圆盘中形成了在间隙中演化的粒子细丝。我们的研究结果表明，由低质量行星引发的涡旋不稳定性可能在形成富含卵石的无粘性圆盘中的微行星中发挥重要作用，并可能显着修改低质量行星的迁移。它们还意味着行星尘埃间隙可能不一定包含行星，如果这些行星迁移走了。
2019-06-19 astro-ph.EP
The role of gap edge instabilities in setting the depth of planet gaps in protoplanetary discs
众所周知，嵌入的大质量行星会通过与盘材料的角动量交换在原行星盘中打开一个缺口。由此产生的表面密度分布的光盘进行调查，为一维和二维光盘模型，并与以前的工作，它被发现，一维的差距是显着更深的比他们的二维对应相同的初始条件。我们发现，通过应用一维扭矩密度分布的二维磁盘不包含行星，Rossby波的不稳定性和Rossby涡的形成的兴奋起着关键作用，在设置平衡深度的差距。作为二维不稳定性，这在一维模拟中是不存在的，并且不限制那里的平衡间隙深度。我们发现相似的间隙深度之间的二维间隙形成的扭矩密度分布，其中的Rossby波不稳定性是存在的，和二维行星间隙，其中没有Rossby波不稳定性是存在的。如果行星间隙保持在边缘稳定性，即使没有明显的罗斯贝波不稳定性，这也可以理解。进一步的研究表明，最终的平衡间隙深度是非常敏感的形式所施加的扭矩密度分布，并使用改进的一维近似的三维模拟可以进一步减少一维和二维模型之间的差异，特别是对于较低质量的行星。这种行为被发现是一致的，在不同的参数的光盘。
2017-05-22 astro-ph.EP
Gravitational Instabilities in Circumstellar Disks
恒星和行星形成是由原恒星盘和原行星盘介导的引力坍缩和角动量输运的复杂结果。在这篇综述中，我们重点讨论了引力不稳定性在这一过程中的作用。首先，我们简要概述了可能受到引力不稳定性的大规模磁盘的观测证据，然后强调的不稳定性表现在原恒星和原行星盘的不同方式：产生的螺旋臂，小规模的密度波动，和磁盘本身的碎片。我们提出的分析理论，描述了线性增长阶段的不稳定性，补充调查的数值模拟，旨在捕捉非线性演化。我们强调的作用，热力学和大规模的不稳定性控制的结果。尽管在文献中有明显的争议，我们表现出显着的水平之间的协议分析预测和数值结果。我们强调开放的问题有关（1）薄磁盘中的湍流级联的发展，和（2）模式模式耦合在厚磁盘中设置最大角动量输运率的作用。
2016-03-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evidence for Non-zero Turbulence in the Protoplanetary disc around IM Lup
本研究利用ALMA对IM Lup原行星盘的多条CO同位素谱线进行高分辨率观测，测得显著非零湍流，并排除引力湍流作为主要来源。
2024-06-11 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
The unexpected narrowness of eccentric debris rings: a sign of eccentricity during the protoplanetary disc phase
这篇论文表明，在北落师门和HD 202628恒星周围看到的偏心碎片环比标准偏心行星扰动情景（有时称为“近心辉光”）中预期的要窄。标准的假设是在半长轴$a$上有一个最初的圆形和狭窄的星子带，在气体盘被来自偏心行星的长期扰动分散后，其偏心率增加到$e_f$，导致宽度为$2ae_f$的带。在这个假设的一个小修改中，如果微行星最初是偏心的，可能会出现较窄的带，这可能是由于在富含气体的原行星盘阶段早期的行星扰动。然而，原始偏心率也可能是由增加圆盘偏心率的不稳定性引起的，而不需要任何行星。这些场景是否会在原行星盘中产生可检测到的偏心环尚不清楚，但他们仍然预测在原行星盘中的气体分散之前，应该存在狭窄的偏心星子环。PDS 70被认为是一个拥有不对称原行星盘的系统，它可能是偏心碎片环系统的前身。
2020-05-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Impact of magneto-rotational instability on grain growth in protoplanetary disks: II. Increased grain collisional velocities
湍流是原行星盘中各种尺寸颗粒碰撞速度的主要来源。尽管有证据表明原行星盘中的湍流可能是非柯尔莫哥洛夫湍流，但到目前为止，只有柯尔莫哥洛夫湍流被考虑用于计算颗粒碰撞速度。在这项工作中，我们提出了计算颗粒碰撞速度的任意湍流模型，其特征在于幂律谱和确定的三个无量纲参数：斜率的动能谱，斜率的自相关时间，和雷诺数。我们的研究结果的影响说明了不同的湍流模型的晶粒尺寸演化的数值模拟。我们发现，对于Iroshnikov-Kraichnan湍流和由磁旋转不稳定性引起的湍流，小颗粒的碰撞速度远大于标准Kolmogorov湍流。这导致原行星盘外部区域的颗粒更快凝聚，导致毫米波长的尘埃不透明度迅速增加，并可能促进非常年轻的盘中的行星形成。
2021-06-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Stellar Motion Induced by Gravitational Instabilities in Protoplanetary Disks
我们测试的影响，恒星运动的假设在原行星盘周围的太阳型恒星的引力不稳定性的行为进行两个模拟，是在所有方面相同的，除了治疗的恒星。在一个模拟中，假设恒星保持固定在惯性参考系的中心。在另一个，恒星运动处理得当，包括一个间接的潜在的流体动力学方程模型的恒星的参考系作为一个加速的恒星/磁盘的相互作用。这两个模拟中的圆盘都围绕着一颗太阳质量的恒星运行，最初从2.3到40 AU，表面密度分布为r^-1/2，总质量为0.14 M太阳。假设γ = 5/3的理想气体以两个外旋转周期的恒定冷却时间处处冷却。盘演化的总体行为是相似的，除了在间接势的情况下，GI活动的各种测量值最多减弱了大约百分之几十。我们小组在早期的论文中关于盘演化的总体结论仍然有效，其中恒星总是被假定为固定在惯性系中。没有证据表明独立的单臂不稳定性，如吊索，在这两个模拟。另一方面，恒星运动的系统质心（COM）的模拟与间接潜力是实质性的，高达0.25 AU在爆发阶段，作为GI启动，并平均约0.9 AU在渐近阶段，当GI达到加热和冷却的总体平衡。这些运动似乎是一个恒星的响应离散全球螺旋模式之间的非线性相互作用的爆发和渐近阶段的演变，和恒星的轨道运动的COM反映了磁盘材料的轨道周期附近的主导螺旋波的共转半径。原则上，这种运动足够大，可以被观测到，并且可能会与恒星摆动混淆，因为存在一个或多个超级木星质量的原行星在10的AU轨道上运行。我们讨论了…
2010-03-16 astro-ph.EP
Gravitational instabilities in a protosolar-like disc I: dynamics and chemistry
到目前为止，大多数模拟的化学原行星盘使用1+1D或2D轴对称$α$盘模型，以确定年轻的系统内的化学成分。这个假设不适用于非轴对称的、引力不稳定的盘，这可能是早期原行星盘演化的一个重要阶段。利用三维辐射流体力学，我们模拟了一个0.17 M的$_{\odot}$自引力盘的物理和化学演化超过2000年。0.8 M的$_{\odot}$中央原恒星很可能演化成类太阳恒星，因此这个0类或早期I类年轻恒星天体可能类似于我们早期的太阳系。引力不稳定性驱动的冲击增强的解吸率，占主导地位的气相分数丰度的变化，为大多数物种。我们发现，在模拟结束时，一些物种明显地跟踪我们的相对低质量的磁盘，特别是CN的螺旋结构。我们比较我们的模拟，一个更大的磁盘，并得出结论，重力不稳定盘之间的质量差异可能不会有强烈的化学成分的影响。我们发现，在我们的模拟过程中，连续的冲击加热HNO，CN和NH $_3$的丰度有一个永久的影响，这可能有显着的影响，模拟和观测。我们还发现HCO $^+$可能是一种有用的椎间盘质量示踪剂。我们的结论是，在较低质量的光盘引起的引力不稳定性可以显着，并永久地影响化学演化，并与高分辨率的仪器，如ALMA的观测提供了一个很有前途的手段，在原太阳盘的特征引力不稳定性。
2015-08-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Mapping the Conditions for Hydrodynamic Instability on Steady State Accretion Models of Protoplanetary Disks
年轻恒星周围的流体动力学不稳定性取决于盘的热力学分层和局部热弛豫速率。在这里，我们映射的空间范围的不稳定区域的垂直切变不稳定（VSI），对流超稳定（COS），并通过亚临界斜压不稳定（SBI）涡的放大。我们使用稳态吸积盘模型，包括恒星辐射、吸积加热和辐射转移。我们确定的本地径向和垂直分层和热弛豫率在磁盘中，依赖于恒星质量，磁盘质量和质量吸积率。我们发现，被动区域的磁盘-即辐射为主的中平面温度-COS不稳定约一个压力标度的高度以上的中平面和VSI不稳定的半径$> 10 \, \text{au}$。通过SBI的涡流放大应该在主动盘和被动盘的大部分部分中操作。对于盘的活动部分（吸积功率决定的中平面温度），COS可以变得活动到中平面。由于内部加热盘的垂直绝热分层，VSI也是如此。如果流体不稳定性或其他非理想的MHD过程能够产生$α$ -应力（$> 10^{-5}$），释放的吸积能量导致盘的内部加热，流体动力学不稳定性很可能在年轻恒星周围的盘中的行星形成区的重要部分起作用，驱动气体吸积和流动结构的形成。因此，流体不稳定性是可行的候选人，以解释与ALMA和VLT观察到的环和涡。
2019-02-03 astro-ph.EP
A 3D Hydrodynamics Study of Gravitational Instabilities in a Young Circumbinary Disc
利用三维流体动力学方法研究了一个0.14 M $_{\odot}$环绕原行星盘的引力不稳定性，该原行星盘围绕一颗1 M $_{\odot}$恒星和一颗0.02 M $_{\odot}$褐矮星伴星运行.我们研究的光盘的vacuical状态，并确定GI引起的密度波，非轴对称密度结构，质量流入和流出，和引力矩的强度。结果进行了比较，一个原行星盘没有棕矮星双星同伴的并行模拟。使用CHYMERA，辐射三维流体动力学代码进行模拟。环双星盘中GI的爆发要猛烈得多，这是由于褐矮星激发了一个强的单臂密度波。尽管有这种早期的差异，但详细的分析表明，在模拟开始后的2,500年，两个圆盘都松弛到一个非常相似的准稳定阶段。相似之处包括准稳态相的热力学，最终的表面密度分布，径向质量流入，和非轴对称的功率和扭矩的螺旋臂多重性的两个或更多。在光盘中的二元性的影响是显而易见的重力扭矩分布，温度分布在内部光盘，和径向质量传输。3,800年后，双星的半长轴减少了约1%，偏心率大约增加了一倍。与单臂波相关的外环双星盘的质量输运可能影响行星形成。
2018-12-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamics of Protoplanetary Disks
原行星盘是一种准稳态结构，其演化和扩散决定了行星形成的环境。我回顾了原行星盘演化的理论及其与观测的联系。在阐明潜在的角动量传输过程的物理学方面--包括自引力、磁旋转不稳定性、斜压不稳定性和磁制动--以及在发展通过光蒸发的盘扩散的可测试模型方面取得了实质性进展。这些过程的相对重要性取决于盘的初始质量、大小和磁化强度，以及随后的不透明度、电离状态和外部辐照。因此，盘动力学与恒星形成、前主序星恒星演化和行星形成早期的尘埃凝聚有关，并且可能因恒星而异。验证理论模型的重要性被强调，与关键的意见是那些探测磁盘结构的规模，1 AU和10 AU之间，理论是最不确定的。
2011-08-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
The vertical shear instability in poorly ionised, magnetized protoplanetary discs
原行星盘在其自转剖面中应表现出弱的垂直变化。通常这种“垂直切变”是由中心恒星辐射场驱动的斜压效应引起的，但也可能在磁离心风的发射过程中出现。因此，原行星盘会受到流体动力学不稳定性的影响，即“垂直剪切不稳定性”（VSI），其分解为湍流可能会传输适量的角动量，并促进或干扰行星形成的过程。然而，磁场可以直接通过磁张力或间接通过磁旋转湍流来抑制VSI。另一方面，原行星盘的电离率极低，如果非理想效应足够显著，可能会拯救VSI。在本文中，我们开发了一个本地的线性理论，探讨如何非理想的MHD影响的VSI，同时还推出额外的扩散剪切不稳定性。我们推导出一套分析标准，建立时的VSI盛行，然后展示它如何可以应用到一个现实的全球模型的原行星盘。我们的计算表明，在~ 10天文单位内，VSI在盘的主体中出现应该没有什么麻烦，但在盘的上部区域，它的出现敏感地取决于占优势的尘埃颗粒的大小。
2022-01-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Models of a protoplanetary disk forming in-situ the Galilean and smaller nearby satellites before Jupiter is formed
我们适合一个等温振荡密度模型的木星的原行星盘到今天的伽利略和其他附近的卫星，我们确定的径向尺度长度的磁盘，状态方程和中心密度的原始气体，和旋转状态的木星星云。虽然木星盘的径向密度分布与太阳星云相似，但它对自引力的旋转支持非常低，这一特性也保证了它在数百万年内对自引力引起的不稳定性的长期稳定性。
2019-03-03 astro-ph.EP
Modeling gravitational instabilities in self-gravitating protoplanetary disks with adaptive mesh refinement techniques
观测到的行星种群的惊人多样性需要理论上的努力和行星形成理论的进步。数值方法提供了一种方法来解决当前行星形成模型的弱点，是一个重要的工具，以弥补差距，在约束条件差的地区。我们提出了一个全球磁盘设置通过重力不稳定性（GI）在3D中与块结构的自适应网格细化（AMR）流体动力学代码ENZO模拟巨型行星形成的第一阶段。通过这种设置，我们探索了AMR技术对由于使用不同AMR配置的大规模不稳定性而导致的碎片和聚集的影响。此外，我们试图得出一般的分辨率标准的全球模拟的自引力磁盘的可变程度。我们运行一个网格的模拟与不同的AMR设置，包括运行与静态网格进行比较，并研究不同的磁盘半径的影响。采用边缘稳定的磁盘配置文件（Q_init=1），我们验证了我们的模型的数值鲁棒性不同的空间扩展，从紧凑到更大的，扩展磁盘（R_disk = 10，100和300 AU，M_disk ~ 0.05 M_Sun，M_star = 0.646 M_Sun）。通过结合我们的研究结果，从分辨率和参数的研究，我们发现一个下限的分辨率，能够解决GI引起的碎片功能和独特的，湍流诱导团块。无论磁盘的物理扩展如何，拓扑断开的簇特征仅在磁盘的碎片化活跃区被解析为具有至少100个单元时才被解析，这是所有全局磁盘设置的最低要求。我们的模拟说明了基于AMR的建模技术的行星形成模拟的能力，并强调了平衡的细化设置的重要性，以重现碎片化结构。
2015-05-05 astro-ph.EP astro-ph.IM
Mass limits for stationary protoplanetary accretion disks
星际气体云向原恒星的坍缩导致在中心恒星周围形成吸积盘。如果这些圆盘处于轴对称状态，那么它们可以是动态稳定的。在这封信中，我们调查的长期稳定性的天体物理粘性盘周围的各种原恒星。我们应用一个隐式的数值代码，它解决了辐射流体力学方程，并根据$α$ -粘度模型处理粘性引起的粘度。我们展示了粘度是如何与磁盘质量。一个稳定性准则，以确定最大磁盘质量可以制定。我们分析了这种不稳定性的各种径向点与不同的轨道距离从主恒星和讨论的反馈盘上的不稳定的原行星盘的事件。此外，我们研究了临界盘质量可变的外边界的磁盘，并将它们与上天蝎座OB协会和附近的狼疮复杂的原恒星盘的观测进行比较。当外盘半径已知时，我们导出了一个容易应用的方法来获得最大盘质量的估计。
2020-09-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
A semi-analytical model of the outer structure of protoplanetary discs formed by the collapse of a rotating molecular cloud
该研究从旋转Bonnor-Ebert球等温坍缩出发，推导并数值求解原行星盘结构方程，发现盘结构与初始旋转状态相关，为原行星盘演化研究提供初始条件。
2025-03-28 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
Coexistence of coagulation and streaming instabilities in protoplanetary discs
Laboratoire d'astrophysique de Bordeaux, Univ. Bordeaux, CNRS（波尔多天体物理学实验室，波尔多大学，法国国家科学研究中心）；Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心）
研究发现尘埃凝结通过增强SI的线性增长速率促进致密团块形成，但对非线性演化影响较小。
2025-12-16 astro-ph.EP
Protoplanetary dust porosity and FU Orionis Outbursts: Solving the mystery of Earth's missing volatiles
众所周知，地球上的挥发性亲石元素以一种难以解释的方式耗尽。我们解决了这个异常的模型，结合了原行星盘中碰撞生长的尘埃颗粒的孔隙度与加热从FU Orionis事件，显着提高原行星盘温度。来自FU Orionis事件的加热改变了尘埃的空气动力学性质，同时蒸发了挥发物。这导致尘埃沉降，放弃了那些挥发物。这个模型成功地解释了地球的元素组成，有力地证明了太阳系外的原行星盘中存在着高度多孔的碰撞生长尘埃颗粒。此外，它还展示了尘埃孔隙度的热（或基于冷凝）变化以及空气动力学如何成为行星形成的一个强有力因素，导致尘埃盘中快速引力不稳定性的发生以及随后形成微行星的坍缩。
2014-04-15 astro-ph.EP
Ionization and Dust Charging in Protoplanetary Disks
稠密星际和星周环境中的电离-复合平衡是一系列重要物理过程的关键因素，如化学反应、尘埃充电和凝聚、气体与磁场的耦合以及原行星盘中不稳定性的发展。我们确定了一个临界气体密度以上的颗粒表面上的电子和离子的复合占主导地位的气相复合。对于这个政权，我们提出了一个自洽的分析模型，使我们能够准确地计算丰度的带电物种在含尘气体，而不作假设的颗粒电荷分布。为了证明所提出的方法的重要性，我们检查是否传统的近似低颗粒电荷是有效的典型的原行星盘，并讨论尘埃凝聚和发展的“死区”的磁盘的影响。所提出的模型是适用于任意粒度分布，并为给定的灰尘属性和条件的磁盘，只有一个自由参数-离子的有效质量，显示有一个低的效果的结果。该模型可以很容易地包括在致密分子云和原行星盘的尘埃演化的数值模拟。
2016-10-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A global two-layer radiative transfer model for axisymmetric, shadowed protoplanetary disks
了解原行星盘的热结构对于模拟行星形成和解释盘观测至关重要。本文提出了一种新的计算轴对称辐照圆盘热结构的双层辐射转移模型。不同于标准的两层模型，我们的模型占的径向以及垂直转移的星光在磁盘表面再处理。因此，该模型允许我们计算没有直接星光的“阴影”表面以下的温度。由于轴对称的假设，再处理的星光通量的一维积分形式，可以在一个低成本的计算。此外，我们的模型使用随时间变化的能量方程来演化中平面温度，因此可以处理热不稳定性。我们将我们的全球两层模型与行星诱导间隙磁盘，并确认该模型再现磁盘的温度分布从更昂贵的计算蒙特卡罗辐射转移计算的准确性小于20%。我们还应用该模型研究了辐照圆盘中热波不稳定性的长期行为。全球两层模式简单、计算效率高，适合于研究盘状盘的热演化和尘埃演化之间的相互作用。
2022-05-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Efficiency of thermal relaxation by radiative processes in protoplanetary discs: constraints on hydrodynamic turbulence
流体动力学的非磁性不稳定性可以在原行星盘的区域提供湍流应力，在那里MRI不能发展。诱导运动影响晶粒的生长，由此开始形成星子。气体的热弛豫限制了圆盘中湍流的确定的流体动力学源的起源。我们估计的辐射弛豫时间尺度的温度扰动和研究的扰动波长，光盘内的位置，光盘的质量，和尘埃-气体的质量比上的时间尺度的依赖。然后，我们应用热松弛标准本地化模式的对流超稳定性，垂直剪切不稳定性，和僵尸涡不稳定性。我们的计算采用了最新的尘埃和气体的平均不透明度，我们占碰撞耦合到发射物种。松弛标准定义的一个典型的金牛座T光盘的大部分不稳定的线性流体动力学不稳定性的发展。对流超稳定性从最大$2\mbox{ au}$到最大$40\mbox{ au}$，以及超过$140\mbox{ au}$，中平面都是不稳定的。垂直剪切失稳可在$15\mbox{ au}$和$180\mbox{ au}$之间发展。从种子噪声连续生成（僵尸）涡流可以在内部$0{.}8\mbox{ au}$内工作。动态光盘建模与尘埃和气体不透明度的演变，需要清楚地定位的流体动力学湍流，特别是其非线性阶段。
2017-04-22 astro-ph.EP
Kelvin-Helmholtz Instabilities in Multi-Sized Dust Layers
我们研究了尘埃尺寸分布对尘埃沉降的原行星盘中Kelvin-Helmholtz不稳定性的影响。在重新考虑尘埃粒径分布的情况下，利用线性稳定性分析方法计算了尘埃密度分布与沉降相一致的Kelvin-Helmholtz不稳定性的增长率。通过线性稳定性分析，得到了Kelvin-Helmholtz不稳定性发生前所需的尘埃丰度，发现所需的尘埃丰度与由Richardson数估计的结果基本一致.当考虑尘埃粒子的粒径分布时，Kelvin-Helmholtz不稳定性的临界Richardson数随尘埃丰度的增加而增加。这一结果与没有粉尘粒度分布的情况不同。
2013-11-29 astro-ph.EP
Gravitational instabilities in a protosolar-like disc II: continuum emission and mass estimates
引力不稳定性（GI）很可能是原行星盘形成早期的一个基本过程。最近，在年轻的嵌入式物体中检测到了螺旋特征，这些特征与GI驱动的结构一致。关键是要进行流体动力学和辐射转移模拟的引力不稳定盘，以评估在这样的对象的地理信息系统的有效性，并限制未来的观测的最佳目标。我们利用辐射转移代码石灰产生连续辐射图的$0.17\,\mathrm{M}_{\odot}$自引力类原太阳光盘。我们注意到使用LIME的局限性，并探索改进默认网格的方法。我们使用CASA产生的270个连续辐射图在不同的频率，倾角和尘埃不透明度的合成观测。我们发现，我们的类原太阳盘模型的螺旋结构是可区分的，在我们的参数空间的大部分1小时的观察后，特别是在230 $\,$ GHz由于角分辨率和灵敏度的有利组合突出。从观测中得出的圆盘质量对假定的尘埃不透明度和温度很敏感，因此在850 $\,$ GHz时至少可以低估30倍，在90 $\,$ GHz时至少可以低估2.5倍。因此，这种效应可以回顾性地验证以前被认为质量不足以引力不稳定的圆盘中的GI，这可能对理解原行星盘的形成和演化产生重大影响。
2017-06-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
exoALMA. XVI. Predicting Signatures of Large-scale Turbulence in Protoplanetary Disks
本研究通过对 VSI、MRI 和 GI 三种不稳定性进行 3D 数值模拟后处理，预测了原行星盘大尺度湍流在 exoALMA 高分辨率观测中的特征，并发现 MRI 或 GI 产生的螺旋特征可能解释观测到的盘扰动。
2025-04-28 astro-ph.EP
A thermodynamic view of dusty protoplanetary disks
嵌入气态原行星盘中的小固体会受到强烈的尘埃-气体摩擦。因此，紧密耦合的灰尘颗粒几乎跟随气流。沿着流线的尘埃与气体之比的近似守恒类似于沿着具有弱加热和冷却的（无尘）气体流动的熵的近似守恒。我们把这个热力学类比发展成一个框架来研究原行星盘中的尘埃气体动力学。我们表明，等温含尘气体的行为像一个绝热的纯气体，有限的尘埃气体耦合可以被视为一个有效的加热/冷却。我们利用这种对应关系推断：1）完全耦合的薄尘埃层不会引起轴对称不稳定性; 2）如果尘埃垂直混合均匀，尘埃径向边缘是不稳定的; 3）气流不稳定性必然涉及滞后于尘埃密度的气压响应; 4）尘埃负荷引入浮力，该浮力通常稳定与全球径向温度梯度相关的垂直剪切不稳定性。我们还讨论了其他流体动力学过程（如罗斯贝波不稳定性，对流超稳定性和僵尸涡）的尘埃类似物，以及如何模拟尘埃原行星盘与现有的纯气体动力学代码的微小调整。
2017-10-10 astro-ph.EP
Rayleigh Adjustment of Narrow Barriers in Protoplanetary Discs
在原行星盘中的尖锐密度特征，例如在磁死区的边缘，最近被提出作为有效的障碍，以减缓甚至阻止行星核心向其中心恒星的快速迁移。然而，在接近圆盘垂直尺度高度的径向尺度上的密度特征可能不存在，因为它们可能是瑞利（或更一般的Solberg-Hoiland）不稳定的。在一维粘性吸积盘模型中必须明确地检查稳定性，因为这些不稳定性在减少全套轴对称方程的过程中被人为地消除。盘热力学，通过熵分层，其垂直结构也影响稳定性时，尖锐的密度功能。我们提出了粘性盘模型的瑞利调整的概念：任何密度特征，违反瑞利稳定性（或其推广）应径向扩散的流体动力学湍流的动态时间尺度上，接近边缘稳定性在一个准连续的方式。
2009-11-16 astro-ph.EP
Gravitational instabilities in a protosolar-like disc III: molecular line detection and sensitivities
在形成时，原行星盘可能包含与其宿主原恒星相当的质量。因此，引力不稳定性（GI）预计将在盘演化的早期阶段发挥关键作用。然而，由于这些年轻的物体被大量嵌入，地理标志的确认仍然难以捉摸。因此，我们使用辐射转移程序LIME来产生一个$0.17\,\mathrm{M}_{\odot}$自引力类原太阳盘的线图像。我们注意到使用LIME的局限性，并探索改进默认网格的方法。我们合成无噪声观测，以确定所需的灵敏度来检测螺旋通量，并发现线通量分布并不一定相关的丰度密度分布，因此执行辐射转移计算是必要的。此外，由于GI加热的中平面和高消光，在吸收中看到螺旋特征，这可能指示GI活动。如果使用一个小的光束尺寸和适当的分子线，然后空间分辨螺旋在一个原太阳像光盘应该是可能的ALMA源时间为30小时。光谱分辨非轴对称结构只需要十分之一的时间为一个合理的噪音水平，但归因于这种结构GI引起的活动将是试探性的。最后，我们发现，识别手指状功能PV图的近边缘上的光盘，这是一个直接的指标的螺旋，是可行的源时间为19小时，因此可能提供了最有前途的手段，确认GI驱动的螺旋结构在年轻的，嵌入式原行星盘。
2018-10-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The coexistence of the streaming instability and the vertical shear instability in protoplanetary disks: Scale-dependence of dust diffusion
本研究通过二维全局模拟探究原行星盘中垂直剪切不稳定性与流不稳定性单独及共同作用下的尘埃扩散，揭示了两种不稳定性扩散的方向与尺度依赖性差异及联合作用效果。
2025-01-13 astro-ph.EP
Polarization at millimeter wavelengths caused by drifting grains in protoplanetary disks
Christian-Albrechts-Universität zu Kiel（基尔大学）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天文学中心理论天体物理研究所）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
本文研究原行星盘中尘埃颗粒在径向漂移和垂直剪切不稳定性（VSI）作用下的力学对齐机制，通过3D辐射流体动力学与Monte Carlo偏振辐射传输模拟，发现大颗粒的力学对齐可产生沿盘长轴的毫米波偏振，为追踪颗粒方向提供新途径。
2025-09-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
DustPy: A Python Package for Dust Evolution in Protoplanetary Disks
在原行星盘的演化和行星形成过程中，许多过程对盘中尘埃颗粒的大小非常敏感：尘埃盘中尘埃吸积的效率和尘埃颗粒的挥发物传输，导致微行星形成的重力湍流不稳定性，或卵石在大行星胚胎上的吸积形成巨行星，都是取决于所涉尘埃颗粒大小的过程的典型例子。此外，辐射性质如吸收或散射不透明度取决于颗粒尺寸。为了解释观测到的原行星盘中的尘埃，需要对尘埃颗粒的大小进行适当的估计。我们提出了DustPy -一个Python软件包来模拟尘埃在原行星盘中的演化。DustPy解决了气体和尘埃的传输，包括粘性平流和扩散以及尘埃颗粒的碰撞增长。DustPy是用模块化概念编写的，因此模型的每个方面都可以很容易地修改或扩展，以允许大量的研究机会。
2022-08-02 astro-ph.EP astro-ph.IM
Formation and long-term evolution of 3D vortices in protoplanetary discs
在行星形成的背景下，反气旋涡旋在星子形成中的作用引起了人们的广泛关注。中等大小的固体向中心恒星的径向迁移可能会阻止它们生长成更大的固体颗粒。另一方面，涡旋可以捕获尘埃并加速这种增长，抵消快速的径向传输。已经证明，多种效应会影响这种情况，例如涡旋迁移或衰减。本文研究了三维原行星盘中由Rossby波不稳定性引起的涡旋的形成及其长期演化。我们使用一个强大的数值方案结合自适应网格细化在圆柱坐标系中，允许afforderly计算长期的3D演变。我们考虑一个完整的磁盘分层径向和垂直，是容易形成的涡的Rossby波不稳定性。我们表明，三维Rossby涡的增长和生存数百年没有迁移。引发不稳定性和涡旋形成的局部过密度在Rossby波不稳定性的增长中存活了很长时间。当涡不再由Rossby波不稳定性维持时，它们的形状向更椭圆的涡改变。这使它们能够在剪切驱动的破坏中幸存下来，但它们可能倾向于椭圆不稳定和缓慢衰减。当罗斯贝波相关的不稳定性增长的条件下，维持在光盘，大规模的旋涡可以生存在很长的时间尺度，并可能能够集中固体。
2012-04-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Streaming Instability in Turbulent Protoplanetary Disks
本文采用熟悉的各向同性湍流α（$α$）模型重新研究了原行星盘中固体颗粒的流动不稳定性。湍流总是减少相对于全球层流磁盘计算值的流动不稳定性的增长率。虽然对于湍流参数$α< 10^{-5}$的小值，增长最快的扰动的波长是当地气体垂直尺度高度$H$的一小部分，我们发现，对于湍流参数的中等值，即，$α\sim 10^{-5}-10^{-3}$，最大增长扰动的长度尺度向更大尺度移动，接近$H$。在这些中等湍流强度和局部颗粒与气体的质量密度比$ε< 0.5$，最不稳定的模式的垂直尺度开始超过相应的径向尺度，使不稳定性出现在垂直取向的片延伸远远超出颗粒尺度高度的形式。我们发现，对于文献中报道的流体动力学湍流盘模型，与$α= 4\times 10^{-5} - 5\times 10^{-4}$，以及最先进的颗粒生长的全球演化模型一起，预测流动不稳定性在以Stokes数，$τ_s \sim 0.01$和$α\sim 4\times 10^{-5}$为中心的$α$- $τ_s$参数空间的窄三角形补丁内是可行的，并且进一步，对于具有1%（$Z= 0.01$）宇宙固体丰度或金属丰度的盘，表现出几百到几千个轨道时间量级的增长率。我们的研究结果是一致的，并在上下文中，发表的数值研究流不稳定性。
2020-05-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Imaging the Distribution of Solids in Planet-forming Disks undergoing Hydrodynamical Instabilities with the Next Generation Very Large Array
我们提出了模拟的能力，下一代甚大阵列图像在高角分辨率的子结构的尘埃排放的原行星盘。本研究的主要目标是调查最先进的磁盘3D模拟所预期的子结构类型，以及像ngVLA这样的仪器，其当前的设计可以检测到。在这项调查中采用的磁盘模拟包括全球3D辐射流体动力学模型与嵌入的颗粒，后者代表尘埃颗粒。我们的工作表明，ngVLA可以检测和空间分辨，在附近的恒星形成区域的磁盘中的亚天文单位尺度，在3mm处的尘埃连续辐射从方位角不对称结构，以及从弱环和间隙在这些模型中产生的垂直剪切不稳定性（VSI）的结果。这种流体动力学的不稳定性被认为在盘状气体和磁场之间的弱耦合区域产生湍流，以及形成可能是星子形成的优选位置的涡旋。
2019-02-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the Origin of Banded Structure in Dusty Protoplanetary Discs: HL Tau and TW Hya
最近对HL Tau的观测揭示了该系统拱星盘内非常详细的结构。已经提出了一系列假设来解释形态学，包括，例如，行星盘的相互作用，凝结锋和长期引力不稳定性。虽然嵌入式行星似乎能够通过与气体和尘埃的相互作用来解释圆盘中的一些主要结构，但子结构，如低对比度环和带，并不那么容易复制。在这里，我们表明，三个行星（其中只有两个建模）和初始人口的大微行星之间的动力学相互作用可以潜在地解释系统内的主要和次要带状特征。在这种情况下，小晶粒，这是耦合到气体和揭示盘形态，产生的碰撞演化的新形成的星子，这是无处不在的系统中，并从气体解耦。
2017-10-14 astro-ph.EP
