Suppression of atmospheric recycling of planets embedded in a protoplanetary disc by buoyancy barrier
超级地球的普遍存在给行星形成理论提出了一个问题，即如何解释它们如何避免成为气体巨星。嵌入原行星盘中的行星的包层气体的快速再循环已经被提出来延迟盘气体的冷却和随后的吸积。我们比较了等温和非等温的三维流体动力学模拟的气体流过去的行星，调查回收机制的可行性的影响。辐射冷却是通过使用β冷却模型实现的。我们发现，在这两种情况下，气体进入邦迪球在高纬度地区，并通过中平面区域，反之亦然，当磁盘气体旋转子开普勒。然而，在等温的情况下，再循环流到达的信封的较深的部分，流入被禁止到达深信封在非等温的情况下。一旦大气开始冷却，浮力就能阻止高熵圆盘气体侵入低熵大气。我们认为，浮力屏障隔离较低的信封从再循环，并允许进一步冷却，这可能会导致失控的气体吸积到核心。
2018-06-05 astro-ph.EP
Giant planet formation at the pressure maxima of protoplanetary disks II. A hybrid accretion scenario
最近对原行星盘的观测揭示了与压力最大有关的环状结构。压力最大是已知的灰尘收集器和行星迁移陷阱。大部分的行星形成工作都是基于卵石吸积模型或小行星吸积模型。然而，最近的研究提出木星可能是由卵石和微行星的混合吸积形成的。我们的目标是研究行星形成的全过程，包括尘埃演化，星子形成和行星生长在一个原行星盘的压力最大。通过数值模拟，我们计算了气体和尘埃的演化，包括尘埃的生长，破碎，径向漂移和颗粒在压力冲击的积累。我们还考虑了星子的形成流动的不稳定性和形成一个月球大小的胚胎，成长为一个巨大的行星的混合吸积卵石和星子。我们发现，在原行星盘的压力最大值是有效的尘埃向内漂移的收集器。由于大量尘埃聚集在压力隆起处，满足了流动不稳定性形成星子的条件。然后，一个巨大的核心是迅速形成（在$\sim 10^4$年）的卵石吸积。在达到卵石隔离质量后，核心的增长缓慢地继续吸积星子。星子吸积释放的能量延迟了失控气体吸积的开始，使得气体巨星在$\sim$ 100万年后形成。压力最大值也起到了运移圈闭的作用。原行星盘中的压力极大值是尘埃陷阱、由流动不稳定性形成的星子和行星迁移陷阱的优先位置。所有这些条件允许通过卵石和星子的混合吸积快速形成一颗巨大的行星。
2020-08-14 astro-ph.EP
Formation of wide-orbit giant planets in protoplanetary disks with a decreasing pebble flux
本研究提出卵石通量衰减模型，揭示宽轨道巨行星形成新路径，解释原行星盘间隙及PDS 70等宽轨道气态巨行星的起源。
2024-02-06 astro-ph.EP
Can the giant planets of the Solar System form via pebble accretion in a smooth protoplanetary disc?
本研究以微行星为起点模拟包含行星迁移的行星形成过程，发现动力学相互作用会阻碍卵石吸积，且行星迁移导致大质量核内迁，需替代机制解释太阳系冷巨行星的形成。
2024-03-25 astro-ph.EP
Chemical Diversity in Protoplanetary Disks and Its Impact on the Formation History of Giant Planets
巨行星在形成和迁移到最终轨道时，可以与原行星盘中多种化学多样的环境相互作用。这种相互作用影响气体和固体吸积的方式塑造了行星及其大气的化学成分。在这里，我们研究了不同的化学结构的主机原行星盘上的行星组成的影响。我们认为这两种情况下的分子（继承从星前云）和原子（完全化学重置）初始丰度的光盘。我们专注于四种不同挥发性的元素示踪剂：C，O，N和S。我们探索整个延伸的可能形成区域的观测建议，通过耦合盘的化学方案与N体模拟的形成和迁移的巨行星。行星形成的过程产生了巨大的行星，其化学成分明显偏离了主盘。我们发现C/N、N/O和S/N比随着迁移程度的增加而遵循单调趋势。碳氧比显示出一个更复杂的行为，依赖于行星的吸积历史和形成环境的化学结构。S/N* 和C/N* 之间的比较（其中 * 表示对恒星值的归一化）限制了气体和固体对总金属丰度的相对贡献。巨行星的金属丰度主要由气体的贡献所决定，其特征是N/O*> C/O* > C/N*，并允许限制盘化学方案。当行星的金属丰度由固体的贡献决定时，我们发现C/N* > C/O* > N/O*。
2022-09-22 astro-ph.EP
Forming the cores of giant planets from the radial pebble flux in protoplanetary discs
行星核心的形成必须迅速进行，以便巨行星在原行星气盘（<300万年）消散之前吸积它们的气体包层。在超过10天文单位的轨道上，核心直接积累星子的速度太慢了。微行星的碎片可以更快地被吸积，但是微行星可能太大而不能有效地碎裂，共振捕获构成了另一个障碍。在这里，我们而不是调查小卵石（毫米厘米大小）的增长和粒子的径向漂移之间的平衡的自然结果的吸积。我们构建了一个简化的分析模型的灰尘凝聚和卵石漂移在外盘，5 AU和100 AU之间，这给出了固体表面密度和占主导地位的颗粒尺寸的时间演变。这两个关键量决定了在不同的轨道距离上核心的生长是如何进行的。我们发现，卵石的表面密度足够高，以实现由内而外形成的行星核心内光盘的寿命。尘埃转化为行星的整体效率可能很高，对于类似于太阳系的行星结构来说接近50%。在外盘的卵石吸积的增长是足够快，以克服灾难性的I型迁移的核心。这些结果需要原行星盘具有较大的径向范围（~100 AU），并假设初始种子胚的数量较少。我们的研究结果表明，低质量恒星（<1 M_太阳）周围的低质量原行星盘，或亚太阳尘埃与气体的比例，不容易形成气体巨行星（M > 100 M_E），但优先形成海王星质量或更小的行星（< 10 M_E）。这与系外行星的调查结果一致，这些调查显示，气体巨星在低质量或低金属含量的恒星周围相对罕见。
2016-04-04 astro-ph.EP
Model of Neptune's protoplanetary disk forming in-situ its surviving regular satellites after Triton's capture and comparison of the protoplanetary disks of the four gaseous giants
我们适合海王星的原行星盘的等温振荡密度模型，以幸存的定期卫星和它的最内环，我们确定的径向尺度长度的磁盘，状态方程和原始气体的中心密度，和旋转状态的海王星星云。海王星的规则卫星受到海卫一逆行捕获的影响，破坏了系统。一些卫星可能已经被抛出，而另一些卫星可能在其潜在的最小值内幸存下来。由于这个原因，海王星星云看起来不像我们以前模拟的任何星云。特别是，在星云核心的深处一定有两个密度最大的地方，那里现在没有卫星或环。即使有了这个强有力的假设，最近发现的小卫星NXIV也使建模工作进一步复杂化。通过一些额外的假设，海王星星云仍然与天王星星云有许多相似之处，这是从两个系统的相对接近和相似的物理条件中预期的。对于海王星的原始磁盘，我们发现一个陡峭的幂律指数（$k=-3.0$），需要容纳的外卫星拉里萨，N XIV和变形。衡量离心力对自身重力的支持的旋转参数非常小（$β_0=0.00808$），其径向尺度长度也非常小（13.6 km）。盘的范围（$R_{\rm max}=0.12$ Gm）比天王星的范围（$R_{\rm max}=0.60$ Gm）小得多，海卫一似乎是盘被截断的原因。致密的海王星核心的中心密度和它的角速度都比天王星的核心高，但与之相当。最后，我们比较了四颗气态巨星的原行星盘模型。
2019-03-03 astro-ph.EP
Tracing the formation history of giant planets in protoplanetary disks with Carbon, Oxygen, Nitrogen and Sulphur
巨行星的组成是由它们的迁移历史和它们的宿主盘的组成结构所决定的。最近的文献研究了C和O的丰度如何限制从恒星形成的巨行星的形成路径。然而，新的ALMA观测表明，行星形成区域可能延伸到数百个Au。我们探索这些更广泛的形成环境的影响，通过n体模拟的生长和迁移的巨行星嵌入在星子盘，再加上组成模型的原行星盘的挥发物是继承的分子云和耐火材料校准对太阳系外和太阳系的数据。我们发现，C/O比提供了有限的洞察力的形成途径的巨行星进行大规模的迁移。由于氮和硫的存在，可以克服这种限制。联合使用C/N、N/O和C/O比打破了巨行星形成和迁移轨道中的任何简并性。由于O、C和N在盘中的相对挥发性，使用标准化为各自恒星比的元素比提供了关于巨行星性质的额外信息。当行星的金属丰度由固体的吸积决定时，C/N* $>$ C/O* $>$ N/O*（* 表示该标准化尺度），否则为N/O* $>$ C/O* $>$ C/N*。信噪比提供了一个额外的独立探测巨行星的金属丰度和它们的固体吸积。
2021-12-23 astro-ph.EP
Shedding Light on the Eccentricity Valley: Gap Heating and Eccentricity Excitation of Giant Planets in Protoplanetary Disks
我们发现，在非正压原行星盘中，熵梯度对一阶（非共轨）共转力矩有显著的修正作用。这样的非正压扭矩可以显着改变平衡，正压情况下，结果在净偏心阻尼嵌入磁盘中的巨大间隙清除行星。我们证明，恒星照明可以加热的差距，足以使行星的轨道偏心率，而不是被激发。我们还讨论了已知系外行星群中的“偏心谷”，与富含金属的系统相比，低金属量恒星在$\sim 0.1$和$\sim 1$ AU之间缺乏偏心行星（Dawson & Murray-Clay 2013）。我们表明，这一功能的行星分布可能是由于磁盘的自阴影的边缘位于尘埃升华半径$\sim 0.1$ AU，这是已知存在的几个金牛座T系统。在$\sim 0.1$和$\sim 1$ AU之间的阴影区域，由于缺乏间隙日照，使得盘的相互作用抑制了偏心率。在这些阴影区域之外，恒星的光照可以加热行星间隙，并驱动巨行星的偏心率增长。我们认为，自遮蔽不会出现在较高的金属丰度，由于增加的光学深度的气体内部的尘埃升华半径。
2014-01-13 astro-ph.EP
Triggered Fragmentation in Self-Gravitating Protoplanetary discs: Cooling, Mass Movement and Instability
Centre for Exoplanets and Habitability, University of Warwick（行星宜居中心，华威大学）；Department of Physics, University of Warwick（物理系，华威大学）；School of Physics and Astronomy, Monash University（物理与天文学学院，蒙纳士大学）
本研究重新分析原行星盘流体动力学模拟，发现表面质量密度与声速均触发碎裂，冷物质内流及中平面与上层气体相互作用可促进碎裂，或形成化学性质不同的行星碎片。
2026-08-19 astro-ph.EP
Giant planet formation at the pressure maxima of protoplanetary disks
在经典的核心吸积行星形成的情况下，快速向内迁移和吸积的时间尺度公里大小的星子可能不利于形成巨大的核心之前，原行星盘消散的巨行星。另一方面，压力最大值的存在可以作为迁移陷阱和固体物质积累的位置，有利于形成块状核。我们的目标是研究径向漂移的卵石和星子和行星迁移的压力最大值在一个原行星盘和它们的影响形成的大规模的核心触发气体逃逸吸积阶段。在原行星盘中引入一个低粘滞死区，数值求解了粘滞驱动吸积盘的时间演化。人口的卵石和星子的径向漂移和吸积的行星演变也被认为是。最后，嵌入盘中的胚胎通过卵石、微行星和周围气体的同时吸积而生长。我们的模拟结果表明，在磁盘的低粘度区域的边缘产生的压力最大值作为行星迁移陷阱，卵石和微行星的表面密度显着增加，由于径向漂移的压力最大值的位置。然而，我们的模拟也表明，迁移陷阱的位置和固体物质积累的位置并不完全在同一位置。因此，一个行星的半长轴振荡周围的零扭矩的位置，预测的MHD和HD模拟，需要为行星吸积所有可用的材料积累在压力最大值。在原行星盘的低粘度区域的边缘产生的压力极大值似乎是大质量核形成和捕获的优先位置。
2017-03-24 astro-ph.EP
The dependence of the structure of planet-opened gaps in protoplanetary disks on radiative cooling
本文使用 Athena++ 模拟原行星盘-行星相互作用，定量研究了稳态间隙深度和宽度对行星质量、粘度、盘标高及热弛豫时标的依赖关系，并推导了 AS 209 等系统中开隙行星的可能质量。
2023-10-19 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
Migration and Growth of Protoplanetary Embryos II: Emergence of Proto-Gas-Giants Cores versus Super Earths' Progenitor
几乎$15-20%$的太阳型恒星包含一个或多个气体巨行星。根据地核吸积的设想，在获得它们的气体包层之前，必须形成质量是地球质量十倍或更大的超临界地核。将气态巨行星的形成概率与其出生盘中气体和固体的供应联系起来是很自然的。然而，更多的超级地球人口表明：1）行星的构建材料并不短缺，2）气体巨星的生长障碍可能与它们是否可以合并成超临界核心有关，3）超级地球可能是失败的核心，在严重耗尽之前没有达到足够的质量来启动有效的气体吸积。在这里，我们构建了一个模型的基础上的假设，原行星胚胎广泛迁移之前，他们组装成真正的行星。我们构造了一个厄米-胚胎代码的基础上统一的粘性照射盘模型和处方的胚胎盘潮汐相互作用。该代码用于模拟1）胚胎的会聚迁移，以及2）它们的近距离接触和凝结。在太阳型恒星的祖先周围，气体巨行星的祖先超临界质量核心主要形成于具有相对较高（$\gtrsim 10^{-7} M_\odot$ yr $^{-1}$）质量吸积率的原恒星盘中，而超级地球系统（失败的核心）更有可能出现在具有适度质量吸积率的出生盘中，这是由于平均运动共振势垒和保留效率。
2014-10-29 astro-ph.EP
Effects of Thermodynamics on the Concurrent Accretion and Migration of Gas Giants in Protoplanetary Disks
本文使用 Athena++ 进行 2D 流体动力学模拟，通过 $β$ 冷却方案研究热力学对原行星盘中气态巨行星并发吸积与迁移的影响，发现冷却时标增加会降低吸积率并导致行星从向外迁移转为向内迁移。
2025-01-27 astro-ph.EP
Nonlinear outcome of gravitational instability in an irradiated protoplanetary disc
利用局域三维辐射流体力学模拟方法，在面密度$Σ$和半径$r$的参数空间中研究了受辐照原行星盘引力不稳定性的非线性结果.从层流开始，轴对称自引力密度波首先增长。当半径较大时，$Σ$较大或冷却时间较短时，自引力程度较大。密度波最终崩溃，由于非轴对称不稳定性，这将导致碎片或重力湍流后的瞬态阶段。两者之间的边界位于$r \sim 75$ AU以及对应于$\sim 0.2$的初始Toomre参数的$Σ$处。前一边界对应于冷却时间变短的半径，近似为1。即使在边界半径周围形成重力湍流，如此短的冷却时间也不可避免地使$Σ$的波动大到足以触发碎裂。另一方面，当$Σ$超出后一边界（即初始Toomre参数小于$\sim 0.2$）时，初始层流对自重是如此不稳定，以至于它演变成碎片，而不管半径或等效的冷却时间。当结合物体中心的质量浓度足够高，温度超过H $_2$的离解温度时，碎裂之后会发生失控塌陷。
2019-01-13 astro-ph.EP
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
Mass Estimates of a Giant Planet in a Protoplanetary Disk from the Gap Structures
一颗巨大的行星嵌在原行星盘中形成了一个缺口。最近发现了间隙深度、行星质量$M_{p}$、盘长宽比$h_p$和粘度$α$之间的解析关系，并且间隙深度可以用单个参数$K= (M_{p}/M_{\ast})^2 h_p^{-5} α^{-1}$表示。我们讨论了如何观察到的间隙功能可以用来约束磁盘和/或行星参数的基础上的间隙深度的解析公式。对盘的长宽比的限制在确定行星质量时是至关重要的，因此温度和图像的观测组合可以提供对行星质量的限制。我们将这个能隙深度公式应用于HL~Tau和HD~169142的观测。在HL~Tau的情况下，我们认为$\gtrsim 0.3$的行星是导致在$30$ ~AU观测到的距中心恒星的能隙深度为$\lesssim 1/3$的原因。在HD~169142的例子中，VLA最近发现的导致隙结构的行星质量是$\gtrsim 0.4 M_J$。我们还认为，螺旋结构，如果观察到，可以用来估计盘的长宽比和行星质量的下限。
2015-05-18 astro-ph.EP
Modeling of deep gaps created by giant planets in protoplanetary discs
一颗巨大的行星嵌入原行星盘中会产生一个缺口。这个过程对理论和观测都很重要。使用二维流体动力学模拟的宽参数范围的调查结果，我们构建了间隙结构的经验公式（即，径向表面密度分布），其可以再现通过二维模拟获得的间隙宽度和深度。这个公式使我们能够判断观测到的间隙是否可能是由嵌入的行星引起的。行星发射的波的传播与间隙结构密切相关。与假定瞬时波浪阻尼的情况相比，它使间隙更宽更浅。流体动力学模拟表明，波不会在波的发射点立即衰减，即使行星的质量与木星一样大。基于水动力模拟的结果，我们还得到了一个经验模型的波的传播和阻尼的情况下，深间隙。一维间隙模型与我们的波传播模型是能够很好地再现间隙结构的流体动力学模拟。对于木星质量的行星，我们还发现波数较小的波（例如，$m=2$）被激发并将角动量传输到远离行星的位置。带有$m=2$的波与行星对面发射的次级波密切相关。
2017-10-29 astro-ph.EP
On the secular behavior of dust particles in an eccentric protoplanetary disk with an embedded massive gas giant planet
本文研究了一颗质量约为5倍木星质量的嵌入行星长期引力扰动下偏心原行星盘中尘埃的速度和空间分布。我们首先采用FARGO代码获得的二维密度和速度分布的偏心气体盘外部的嵌入式行星在准稳态的间隙打开。然后，我们应用长期扰动理论，并将气体阻力估计尘埃的速度和密度的长期时间尺度上。未扰动盘的尘埃与气体之比被简单地假定为0.01。在我们的基准盘模型与行星在5 AU，我们发现，0.01厘米至1米大小的尘埃颗粒很好地耦合到气体。因此，粒子的行为类似于气体，并表现出不对称的动力学作为偏心轨道的结果。尘埃表面密度在远心附近增强。然而，对于低密度气体盘（在本工作中称为“过渡盘”）在100 AU处窝藏行星的情况下，各种大小的尘埃的方位角分布可能会显着偏离。总体而言，非对称结构表现出的气体速度场和粉尘密度分布之间的相位相关性。因此，我们的研究可能提供了一个现实检查，以确定在亚毫米和厘米波长下检测到的不对称盘间隙是否是一个巨大的气体巨行星的路标。
2012-10-05 astro-ph.EP
Constraining giant planet formation with synthetic ALMA images of the Solar System's natal protoplanetary disk
ALMA对原行星盘的新观测使我们能够探测其他系统中的行星形成，为我们提供了行星形成过程的新限制。与此同时，对我们自己的太阳系的研究依赖于以完全不同的方式导出的约束。然而，目前还不清楚太阳系的圆盘在其气相期间可能产生了什么特征。通过运行二维等温流体模拟和尘埃演化模型，我们得到合成图像在1.3毫米波长使用辐射转移代码RADMC 3D。我们发现，嵌入的多个巨行星强烈扰动了圆盘的径向气体速度，在尘埃中造成交通堵塞。它们产生的超密度不同于压力阱产生的超密度，并且远离行星在盘中的位置。通过从这些尘埃分布中获得1.3毫米的图像，我们发现，可以用高分辨率观察到的交通堵塞进一步模糊了圆盘中的间隙和环的数量与嵌入行星的数量之间的联系。我们还表明，一个系统的3紧凑的巨行星不会自动产生明亮的外环在大半径的磁盘。这意味着需要对不同大小的盘进行高分辨率观测，以区分在盘阶段不同的巨型行星形成情景，其中巨型行星形成于盘的外部区域或内部区域。最后，我们发现，即使当尘埃温度是自洽确定的，观测得出的尘埃质量可能会关闭高达10倍，相比我们的模拟中包含的尘埃，由于光学厚区域的创建。我们的研究清楚地表明，除了来自系外行星和太阳系的限制外，ALMA在最初的几百万年里已经有能力限制行星形成的不同阶段。
2022-01-20 astro-ph.EP
Convergence of the critical cooling rate for protoplanetary disk fragmentation achieved; the key role of numerical dissipation of angular momentum
我们使用光滑粒子流体动力学（SPH）和GIZMO代码（Hopkins 2015）中的新拉格朗日无网格有限质量（MFM）方案对引力不稳定盘进行模拟。我们的目的是了解文献中报道的破碎冷却边界不收敛的原因。我们运行SPH模拟与两种不同的人工粘性的实现，并比较它们与MFM，它不采用任何人工粘性。用MFM方法证明了在β_{crit} =3时碎裂的临界冷却时标的收敛性。非收敛性在SPH码中持续存在，尽管它被具有降低的人工粘性的方案显著减轻，例如无粘性SPH（ISPH）（Cullen & Dehnen 2010）。我们展示了如何不收敛的问题是由人工碎片引发的角动量过度耗散域中具有大的速度导数。随着分辨率的增加，这些域变得更加突出。由于这些区域的数值粘性耗散，涡度滞后于密度，从而促进了冷却时间较长的塌缩。这种效果被证明是占主导地位的竞争趋势的人工粘度，以减少随着分辨率的增加。当初始条件第一次放松几个轨道，流动是更有规律的，在非轴对称区域的剪切和涡量较低，有助于收敛。然而，MFM是唯一一种精确收敛的方法。我们的研究结果是普遍感兴趣的数值耗散通过人工粘性或平流误差也可能发生在基于网格的代码。事实上，对于FARGO码的β_{crit}值显着高于我们的收敛估计已在文献中报道。最后，我们讨论了巨行星形成通过磁盘不稳定性的影响。
2017-11-09 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
Chemical footprints of giant planet formation. Role of planet accretion in shaping the C/O ratio of protoplanetary disks
本研究提出巨行星吸积会在原行星盘留下化学足迹，通过模拟发现吸积行星可升华富碳有机物提升局地气相C/O比，解释了ALMA观测到的谱线发射环现象，建立了巨行星吸积与行星盘化学的新关联。
2023-07-17 astro-ph.EP
Gravitational instability in protoplanetary disk with cooling: 2D global analysis
本文通过二维全局线性扰动分析研究冷却原行星盘的引力不稳定性，识别局部、过渡和全局三类模式，并指出β≈1时过渡模式主导，可解释外盘子结构及行星或褐矮星形成。
2025-03-18 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
The Spiral Wave Instability Induced by a Giant Planet: I. Particle Stirring in the Inner Regions of Protoplanetary Disks
我们最近表明，螺旋密度波传播在吸积盘可以经历一个参数不稳定性共振耦合和转移能量成对惯性波（或惯性-重力波时，浮力是重要的）。在本文中，我们进行了无粘三维全球流体动力学模拟研究的增长和后果，这种不稳定性的螺旋波驱动的一个小行星质量的行星在原行星盘。我们发现，螺旋波是不稳定的，通过螺旋波不稳定性（SWI），产生流体动力学湍流和持续的径向交替的垂直流，似乎与长波长的惯性模式。在$0.3~R_p \leq R \leq 0.7~R_p$区间内（$R_p$表示行星轨道的半长轴（假定为5 au）），估计的与湍流相关的垂直扩散率用$α_{\rm diff} \sim (0.2-1.2) \times 10^{-2}$表征。对于这里考虑的圆盘模型，扩散速率是这样的，即尺寸高达几厘米的颗粒在第一压力标度高度内垂直混合。这表明，巨行星发射的螺旋波的不稳定性可以显着分散来自中平面的固体颗粒和痕量化学物质。在行星形成模型中，球粒/卵石的连续局部生产发生在Myr时间尺度上，为卵石吸积到这些天体上提供原料，这种固体颗粒的搅拌可能会增加一个时间限制：行星胚胎和大的小行星必须在气体巨星在外盘形成之前形成，否则SWI将显着降低球粒/卵石吸积效率。
2016-10-26 astro-ph.EP
Simultaneous gas accretion onto a pair of giant planets: Impact on their final mass and on the protoplanetary disk structure
已知有几个行星系拥有多颗巨行星。然而，当两颗巨行星从同一个圆盘吸积时，目前还不清楚第二颗行星的存在对两颗行星的气体吸积过程有什么影响。在本文中，我们进行长期的二维等温流体动力学模拟（超过0.5百万年）与FARGO-2D 1D代码，考虑两个非迁移行星吸积从同一气体盘。我们发现，行星的质量比的演变取决于间隙的形成。然而，在所有情况下，当行星同时开始吸积时，它们最终的质量非常相似（0.5百万年后为0.9 $<m_{p,out}/m_{p,in}<$ 1.1）。推迟一颗行星的吸积开始，使得行星的质量比在最初达到较大的值，但之后它们很快就收敛到相似的质量（$10^5$年为0.8 $<m_{p,out}/m_{p,in}<$ 2）。为了重现观测到的系外行星的质量比，行星必须在不同的时间开始吸积气体，并且它们的吸积必须在失控的气体吸积开始后（小于0.5百万年）迅速停止，例如通过盘分散。行星质量比的演变对系统的动力学有重要影响，并可能制约木星和土星的形成历史。
2022-11-29 astro-ph.EP
Radiation Hydrodynamics of Self-gravitating Protoplanetary Disks: I. Direct Formation of Gas Giants via Disk Fragmentation
通过三维辐射流体动力学模拟，研究自引力原行星盘中的引力不稳定性，发现增加盘质量和降低不透明度可促进碎裂，形成的团块质量与气态巨行星一致，支持引力不稳定性作为巨行星形成途径。
2025-10-22 astro-ph.EP
Sculpting protoplanetary discs -- modelling circumbinary cavities at observable scales with radiation hydrodynamics
该研究通过27组二维辐射流体动力学模拟，揭示环双星盘空腔形状多样性源于径向变化的冷却时标，可用统一模型解释Cs Cha、GG Tau等系统的空腔结构，证明辐射冷却对环双星盘演化建模至关重要。
2025-10-28 astro-ph.EP
On the growth and orbital evolution of giant planets in layered protoplanetary disks
本文对存在死区的原行星盘中巨行星的生长和轨道演化进行了流体动力学模拟。其目的是研究死区的存在在多大程度上影响了巨行星的质量吸积和迁移速率。我们使用基于网格的流体动力学代码进行了3D数值模拟。在非磁化磁盘的这些模拟中，死区被视为粘性垂直分布取决于距赤道面距离的区域。我们考虑的死区的垂直大小，H_dz，范围从0到H_dz=2.3H，其中H是磁盘的标度高度。对于所有模型，垂直积分的粘性应力，和相关的质量通量通过磁盘，具有相同的值，这样的模拟测试的依赖性的行星质量吸积和迁移的粘性应力的垂直分布。对于每个模型，一个嵌入的30个地球质量的行星在一个固定的圆形轨道上被允许从磁盘吸积气体。一旦行星质量变得与土星或木星相等，我们允许行星轨道由于与圆盘的引力相互作用而演变。我们发现，原行星成长为巨行星的时间尺度基本上与死区的大小无关，只取决于盘向行星粘性供给物质的总速率。对于土星质量的行星，当H_（dz）< 1.5H时，其迁移速率与死区大小的关系很弱，而当H_（dz）=2.3H时，其迁移速率变慢。这种效应是由于部分间隙区域中的残余材料引起的共转转矩的去饱和。对于质量为1000亿的行星来说，随着死区的增加，迁移的速度明显变慢。
2010-06-24 astro-ph.EP
Three-dimensional transport of solids in a protoplanetary disk containing a growing giant planet
本研究通过流体动力学与粒子追踪模拟，发现含生长巨行星的原行星盘内尘埃可双向穿越行星缝隙，低黏度盘外盘堆积可能形成第三同位素储库，木星生长中混合程度受多种因素影响。
2025-01-13 astro-ph.EP
$αβq_\mathrm{th}$-mapping of planet-induced density wave damping in protoplanetary discs
University of Cambridge（剑桥大学）
研究探讨了粘性、冷却和非线性波演化在行星诱导密度波衰减中的效率，发现非线性波演化和冷却对角动量沉积有重要影响，而粘性作用较弱。
2026-05-12 astro-ph.EP
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
The fate of moons of close-in giant exoplanets
结果表明，近距离巨行星卫星的命运主要取决于行星在原行星盘中的迁移历史。当行星从雪线外向一个多天周期的轨道迁移时，随着行星的影响范围缩小，形成和形成的卫星变得不稳定。潮汐驱动的迁移比卫星的潮汐轨道演化更快。卫星最终会从靠近的系外行星周围被弹射出来，或者在恒星的潮汐影响它们的轨道之前被迫与它们相撞。如果卫星在靠近的系外行星周围被发现，它们不太可能是在原地形成的，相反，它们是在绕行星逆行的轨道上从原行星盘捕获的。
2010-07-15 astro-ph.EP
Steady State by Recycling prevents Premature Collapse of Protoplanetary Atmospheres
近年来，开普勒和TESS等太空任务已经发现了许多近距离行星，它们的大气层由氢和氦组成：迷你海王星。这表明，这些行星在富含气体的盘早期形成，同时避免了失控的气体吸积，否则会使它们变成热行星。一个解决方案是调用一个很长的开尔文-亥姆霍兹收缩（或冷却）时间尺度，但也有人建议，行星大气层的流体动力学循环可以防止行星冷却。我们调查的有效性回收假说在防止崩溃的气氛中，检查是否存在一个稳定的状态配置，并确定最终的大气质量的核心质量比。我们使用三维辐射流体动力学模拟来模拟行星原大气层的形成。方程是在以行星为中心的局部坐标系中求解的。忽略随时间平均为零的小振荡，模拟收敛到稳定状态，其中气体的速度场在时间上变得恒定。在稳定状态下，辐射冷却的能量损失完全由行星大气中的低熵气体与来自星周盘的高熵气体的再循环来补偿。对于近距离的行星，循环自然会停止行星原大气层的冷却，防止它们收缩到失控状态并坍缩成气体巨星。
2021-02-01 astro-ph.EP
Delivery of Dust Particles from Protoplanetary Disks onto Circumplanetary Disks of Giant Planets
本研究通过轨道积分与三维流体模拟，探究原行星盘尘埃向不同质量巨行星环行星盘的输送规律，发现尘埃保留度随行星质量升高，为系外气态巨行星的卫星形成模型提供依据。
2024-04-18 astro-ph.EP
Gaps and Rings in Protoplanetary Disks with Realistic Thermodynamics: The Critical Role of In-Plane Radiation Transport
许多原行星盘在尘埃排放中表现出环形间隙，这可能是行星产生的。旨在解释这些观测结果的行星-盘相互作用的模拟通常以过于简化的方式处理盘热力学，这不能正确地捕获行星驱动的密度波驱动间隙形成的动力学。在这里，我们探讨子结构形成磁盘使用分析计算和流体动力学模拟，包括物理激励处方与行星引起的密度波的辐射效应。第一次，我们的治疗帐户不仅从磁盘表面的冷却，但也为沿磁盘中平面的辐射传输。我们表明，这种面内冷却的特征时间尺度通常比表面冷却的时间尺度短一个数量级，在密度波传播和消散中发挥着关键作用（我们提供了对该时间尺度的简单估计）。我们还表明，在原行星盘（$α\lesssim 10^{-3}$）预期的水平上，粘度对密度波动力学的影响可以忽略不计。使用合成地图的尘埃连续排放，我们发现，由行星产生的间隙的多样性和形状是敏感的物理参数-磁盘温度，质量和不透明度-，确定阻尼的密度波。轨道在$\lesssim 20$ au的行星产生最多样的各种各样的间隙/环结构，虽然显着的变化也发现行星在$\gtrsim 50$ au。通过改进行星-盘耦合物理的处理，我们的结果提出了探索盘中环形子结构的行星解释的新方法。
2020-10-05 astro-ph.EP
The Role of the Cooling Prescription for Disk Fragmentation: Numerical Convergence & Critical Cooling Parameter in Self-Gravitating Disks
当有足够的质量产生自引力时（用托姆雷参数描述），当热量以与局部动力学时标相当的速率散失时（用t_c=beta Ω ^-1描述），由于引力不稳定性，原行星盘会碎裂。对自引力盘的模拟表明，冷却参数在β_crit=3时有一个粗略的临界值。当低于beta_crit时，气体超密度会在自身重力作用下收缩并分裂成束缚的物体，同时保持稳定的重力湍流状态。然而，以前的研究的临界冷却参数已经发现依赖于模拟分辨率，这表明自引力原行星盘的模拟不是那么简单。特别地，冷却时间尺度t_c的简单性防止碎片在温度升高时被压力支持破坏。我们改变冷却定律，使冷却时间尺度依赖于局部表面密度波动，一种将光学深度效应纳入局部冷却对象的手段。对于较低分辨率的模拟，这会导致较低的临界冷却参数和对引力应力更稳定的磁盘，这表明在大而冷的磁盘中形成大型气体巨星行星通常会受到更现实的冷却抑制。然而，在我们的最高分辨率下，模型在冷却时间尺度高达beta = 10时变得不稳定。
2015-11-01 astro-ph.EP
Two saturated states of the vertical shear instability in protoplanetary disks with vertically varying cooling times
原行星盘中的湍流在尘埃演化和星子形成中起着重要作用。垂直剪切不稳定性（VSI）是一种能够在盘外区域产生湍流的流体动力学机制。VSI除了垂直剪切之外还需要快速气体冷却。线性稳定性分析表明，VSI可能不会在气体冷却效率低下的中板周围工作。在这项研究中，我们调查的非线性结果的VSI在磁盘与线性VSI稳定的中平面区域。我们进行二维的全球流体动力学模拟的轴对称磁盘与垂直变化的冷却时间。垂直冷却时间曲线确定线性VSI稳定的中平面层和中平面上方和下方的不稳定层的厚度。我们发现，在非线性饱和状态下，中平面稳定层的厚度决定了VSI驱动湍流的垂直结构。我们确定了两种类型的最终饱和状态：（1）T状态，其特征在于垂直湍流运动渗透到VSI稳定的中面层和（2）pT状态，其特征在于湍流运动局限在不稳定层。当中平面VSI稳定层厚于两个气体刻度高度时，实现pT状态。我们还发现，当位于中平面上方和下方的VSI不稳定区域薄于两个气体尺度高度时，在所有高度处，VSI驱动的湍流都在很大程度上被抑制。我们提出的经验公式，预测VSI驱动的湍流的强度作为不稳定和稳定层的厚度的函数。这些公式将有助于研究如何VSI驱动的湍流和尘埃颗粒控制磁盘冷却效率同时演变。
2022-12-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
On Linking Planet Formation Models, Protoplanetary Disk Properties, and Mature Gas Giant Exoplanet Atmospheres
本文总结了MPIA研讨会关于行星形成、原行星盘和气态巨行星大气的最新理论与观测结果，指出目前尚不清楚建立形成场景与系外行星大气联系的理想观测量，并提出了各学科需改进和探索的关键方向。
2025-05-31 astro-ph.EP
Photoevaporation of protoplanetary discs with PLUTO+PRIZMO I. Lower X-ray-driven mass-loss rates due to enhanced cooling
本文通过 PLUTO+PRIZMO 流体动力学模拟发现，中性 H 激发 O 带来的额外冷却使 X 射线光致蒸发质量损失率大幅降至 10^-9 Msun/yr，并揭示了 H2 在风中的关键冷却作用。
2024-08-01 astro-ph.EP
Three-Dimensional Dust Stirring by a Giant Planet Embedded in a Protoplanetary Disk
本研究通过3D双流体模拟和动量守恒湍流扩散模型，探讨原行星盘中木星质量行星引力扰动与湍流脉动对三维尘埃形态及合成ALMA观测的影响，发现行星引发大尺度尘埃流动结构且湍流扩散效应在盘边缘可观测。
2023-05-08 astro-ph.EP
Acceleration of Cooling of Ice Giants by Condensation in Early Atmospheres
行星目前的红外亮度部分来源于行星在形成过程中获得的吸积能量，因此对行星形成过程提供了重要的制约。一颗行星从热的初始状态冷却到现在的状态，通过大气层的辐射发射损失能量。因此，大气的性质影响行星的冷却速率。以前的巨行星冷却理论假设大气成分在整个进化过程中是不变的。然而，行星形成理论认为，在早期阶段，特别是冰巨星的大气层中富含重元素。这些重元素包括诸如水、氨和甲烷的可冷凝物质，预计这些物质对大气温度具有很大影响，并因此通过释放潜热而产生辐射。在这项研究中，我们研究了这种冷凝对行星排放通量的影响，并量化了对冷却时间尺度的影响。然后，我们证明了这些物种的潜热使大气保持高温，从而使排放通量在数十亿年内保持高位，从而加速了冰巨人的冷却。这揭示了一个长期存在的问题，即天王星比理论预测的要暗得多，尽管质量和半径相似，但亮度与海王星不同。此外，我们还发现，具有高度富集大气的年轻冰巨星在中红外线下比那些没有富集大气的冰巨星要亮得多。这为未来太阳系外冰巨星的直接成像提供了重要的意义。
2017-04-25 astro-ph.EP
Formation of the First Planetesimals via the Streaming Instability in Globally Turbulent Protoplanetary Disks?
使用自洽模型的湍流粒子增长在一个不断发展的太阳组成的原行星状星云，我们发现，最近提出的本地金属丰度和斯托克斯数标准所需的流动不稳定性，以产生引力约束粒子超密度一般不会接近任何地方的磁盘在第一个百万年，在这个时期，陨石和观测证据强烈表明，第一个微行星的形成，也许是巨大的行星核心吸积已经发生。
2023-02-06 astro-ph.EP
Gravito-turbulence in irradiated protoplanetary discs
使用辐射流体动力学模拟在一个本地分层剪切盒与现实的状态方程和opacities，我们探讨了在50 AU的自引力在一个原行星盘照射的中央恒星的结果。我们发现，重力湍流是持续的有限范围内的表面密度，从$\sim 80$ $\sim$ 250 gcm $^{-2}$。在重力湍流的范围内，Toomre参数随着表面密度的增加从$\sim 1$单调减小到$\sim 0.7$，而有效冷却时间几乎不变，为$\sim 4$的轨道频率倒数。湍流运动在所有高度都是超音速的，它通过激波和压缩加热消散。在中平面附近发生的压缩运动产生向上的流动，这不仅有助于支撑盘，而且有助于将耗散的能量输送到盘表面。在掠射角大于0.32 °时，辐照对中面附近的重力湍流影响不大。我们还表明，一个简单的冷却功能与恒定的冷却时间不近似的现实冷却。
2017-03-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Observational Signatures of Planets in Protoplanetary Disks: Temperature structures in spiral arms
原行星盘的高分辨率成像揭示了螺旋结构的丰富多样性，其中一些可能是由盘-行星相互作用产生的。使用三维流体力学与$β$冷却到垂直分层的背景，以及辐射传输建模，我们调查的温度上升行星驱动的螺旋。在快速冷却的盘中，温度上升主要是由恒星辐射的贡献，在行星半径内为0.3-3%，但在行星半径外总是<0.5%。然而，当冷却时间等于或超过动力学时间时，这会被流体动力学PdV工作所淹没，它会在行星轨道半径的2倍范围内引入10-20%的扰动。我们设计了一个螺旋振幅$Δ(T)$的经验拟合，以考虑这两种效应。在冷却缓慢的地方，我们还发现，浮力螺旋的温度扰动-一个严格的3D，非等温现象-变得几乎一样强大的林德布拉德螺旋，这是服从2D和等温研究。我们的研究结果可能有助于解释在TW Hydrae和CQ Tauri等磁盘中观察到的热特征，并强调3D效应对磁盘结构具有定性的重要影响。
2021-07-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hiding Signatures of Gravitational Instability in Protoplanetary Discs with Planets
我们进行了三维SPH模拟表明，迁移的巨行星强烈抑制了自引力盘的螺旋结构。我们提出模拟ALMA连续观测表明，在没有行星的情况下，由于引力不稳定的螺旋臂很容易观察到。然而，在巨行星的存在下，螺旋结构被迁移的行星所抑制，导致一个具有环和间隙结构的大部分轴对称盘。我们对气体运动学的建模表明，这颗行星的存在可以推断出来，例如，使用光学薄的13 C16 O。我们的研究结果表明，它是没有必要的，以解释缺乏螺旋功能，否则预计在高质量光盘通过假设高的灰尘-气体质量比，以限制光盘的气体质量。
2020-11-09 astro-ph.EP
Hydrodynamical simulations of the vertical shear instability with dynamic dust and cooling rates in protoplanetary disks
本研究通过原行星盘二维流体动力学模拟，探究垂直剪切不稳定性（VSI）与动态尘埃、冷却率的相互作用，发现三者可形成平衡厚尘埃层，平衡态依赖尘埃尺寸与尘气比，为原行星盘尘埃演化与星子形成研究提供新依据。
2025-07-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Thermal evolution of protoplanetary disks: from $β$-cooling to decoupled gas and dust temperatures
目的：我们通过不同的方法来计算由盘及其周围环境中的各种冷却和加热过程所确定的热结构，探索年轻原行星盘的长期演化。研究方法：薄圆盘极限中的数值流体动力学模拟由三种热演化方案补充：一个简化的$β$ -冷却方法，有和没有辐射，其中磁盘冷却的速度是成比例的当地动态时间，一个基准模型与相等的灰尘和气体温度计算考虑粘性加热，辐射，和辐射冷却，以及允许分离灰尘和气体温度的更复杂的方法。结果如下：我们发现，气体温度可能会显着超过年轻的磁盘外部区域的尘埃由于额外的压缩加热所造成的降落信封材料在磁盘演化的早期阶段和缓慢的碰撞交换的能量之间的气体和尘埃在低密度磁盘区域。然而，外层包络显示出相反的趋势，气体温度下降到尘埃温度以下。全球盘演化对温度解耦的敏感性很弱。然而，单独的尘埃和气体温度可能会影响化学成分，尘埃演化和磁盘质量的估计。恒定的$β$模型没有恒星和背景辐射无法再现磁盘的演变与更复杂的热计划，因为固有的变量性质的$β$参数。考虑辐照的常数$β$模型能较好地拟合动力学和热演化过程，但仍不完全吻合.结论：当重点放在原行星盘中的化学或尘埃演化上时，特别是在亚太阳金属丰度环境中，需要允许分离尘埃和气体温度的模型。
2020-04-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
On the evolution of vortices in massive protoplanetary discs
可以预期的是，可以在死区的内边缘处形成压力隆起，并且可以通过Rossby波不稳定性（RWI）在该处发展旋涡。有人认为，自重力可以显着影响这种旋涡的演变。我们提出的二维流体动力学模拟的结果形成的自引力盘与Toomre参数的范围$4-30$的压力凸起处的涡的演变。我们考虑等温加非等温光盘模型，采用经典的$β$处方或更现实的治疗冷却。其主要目的是研究自重力的凝聚效应是否能稳定足够大质量圆盘中的旋涡。我们证实，在等温圆盘模型与${\cal Q} \gtrsim 15$，涡衰减发生由于涡的自引力矩。对于含有$3\lesssim {\cal Q} \lesssim 7$的盘，涡旋在其核心内发展引力不稳定性并经历引力坍缩，而更大质量的盘引起全局偏心模的形成。在$β$冷却的非等温盘中，对于$β\lesssim 0.1$，涡旋在经历引力坍缩之前保持湍流核心，而对于$β\ge 1$，涡旋则衰减。然而，在既考虑了自重又考虑了更好的冷却处理的模型中，形成了具有纵横比$χ\sim 3-4$的稳定涡流。我们的研究结果表明，自引力显着影响形成在原行星盘的旋涡的演变，虽然旋涡的几何结构是同样重要的，以确定其长期动力学。
2018-05-15 astro-ph.EP
Gap formation and stability in non-isothermal protoplanetary discs
对过渡盘的几次观测显示出不平衡的尘埃分布。一个可能的解释是，在一个巨大的行星打开的间隙边缘形成了一个大规模的漩涡，充当尘埃陷阱。到目前为止，间隙边缘涡的数值模型采用了局部等温圆盘，但这种涡形成或“Rossby波”不稳定性的理论最初是为绝热圆盘开发的。我们推广的研究，行星间隙的稳定性，非等温光盘使用定制的数值模拟的磁盘行星系统的行星打开一个不稳定的差距。我们包括在能量方程中的一个简单的冷却功能与冷却时间尺度$t_c=βΩ_k^{-1}$，其中$Ω_k$是开普勒频率，并检查的效果$β$上的间隙边缘和涡旋寿命的稳定性。我们发现增加$β$会降低非轴对称扰动的增长率，并且主方位波数$m$会减小。我们发现一个准稳态组成的一个大规模的，过密的旋涡循环外间隙边缘，通常持久的$O(10^3)$轨道。涡流寿命被发现，一般增加冷却时间的最佳值，超过涡流寿命降低。这种非单调的依赖性是定性一致的最近的研究，使用严格的等温光盘，改变光盘的纵横比。
2015-03-30 astro-ph.EP
HD 163296 and its Giant Planets: Creation of Exo-comets, Interstellar Objects and Transport of Volatile Material
本研究以HD163296系统为案例，探究含宽轨道巨行星的原行星盘中星子的挥发性元素输运过程，揭示了巨行星对盘组成演化、行星富集及星际天体生成的关键作用。
2025-03-06 astro-ph.EP astro-ph.GA
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
Gap and rings carved by vortices in protoplanetary dust
原行星盘中的大尺度涡旋被认为会形成并存在很长一段时间。因此，它们可以显着改变全球盘的演变，特别是嵌入气体中的固体颗粒的分布，这可能解释了最近在亚毫米和毫米波长下观察到的不对称性和尘埃浓度。我们用一个简单的由巨大的气体涡旋组成的原行星盘模型研究了尘埃颗粒的空间分布。我们探讨了结果对晶粒尺寸的依赖性，并推导出可能的后果和预测的观测尘埃热发射在亚毫米和毫米波长。全球二维模拟与双流体代码被用来遵循一个单一的人口的固体颗粒的气体动力学耦合的演变。利用ALMA和ngVLA观测的模拟器得到了可能的尘埃热辐射观测信号。我们发现，一个巨大的涡旋不仅可以捕获Stokes数St < 1的尘埃颗粒，而且还可以影响较大颗粒（St '~' 1）的分布，从而在由不完全捕获的颗粒组成的环上雕刻出一个间隙。结果是不同的颗粒尺寸和相关的磁盘观测中可能的签名。尘埃空间分布中的间隙清除可能是由于与巨大的气体涡旋及其相关的螺旋波的相互作用，而没有行星的引力帮助。因此，在较短的亚毫米波长处的强尘埃浓度与较长的毫米和厘米波长处的间隙和不规则环相关联，这可能表明存在看不见的气体涡旋。
2017-06-21 astro-ph.EP
