Dust-driven viscous ring-instability in protoplanetary disks
原行星盘在尘埃连续谱发射图和散射光图像中经常表现为多个同心环。这些特征通常与这些盘中可能的年轻行星有关。许多非行星的解释也被提出，包括雪线，死区和尘埃中的长期引力不稳定性。在本文中，我们提出了另一个潜在的起源。大量尘埃的存在往往会强烈降低气体的导电性，从而抑制磁旋转不稳定性，从而减少盘中的湍流。根据粘性盘理论，已知盘倾向于在粘度（即湍流）低的区域中增加其表面密度。气体压力的局部最大值倾向于通过径向漂移吸引灰尘，从而进一步增加灰尘含量。我们从数学上研究，如果这可能会导致一个反馈回路中，在尘埃表面密度的扰动可能会扰动气体表面密度，导致增加尘埃漂移，从而放大尘埃扰动，因此，气体扰动。我们发现，这确实是可能的，即使是适度小的尘埃颗粒尺寸，漂移效率较低，但更有可能影响气体电离度。我们推测，这种不稳定性可能是由最初的小尘埃种群触发的，当局部压力最大值足够强时，较大的尘埃颗粒被捕获并导致熟悉的环状形状。我们还讨论了这个模型的许多不确定性和局限性。
2017-11-27 astro-ph.EP
The Migration of Gap-Opening Planets is not Locked to Viscous Disk Evolution
大多数对II型迁移的标准描述都指出，大质量的、有间隙的行星必须以粘性漂移率迁移。这是基于这样的想法，即盘被分成内部区域和外部区域，并且气体被认为不能穿过间隙。事实上，气体很容易穿过马蹄形轨道上的间隙，使这个确定迁移速率的必要前提无效。在这项工作中，它是使用高精度的数值计算表明，实际的迁移率是依赖于磁盘和行星参数，可以显着大于或小于粘性漂移率。在极限情况下的磁盘更大的质量比第二，迁移率饱和到一个常数，这是敏感的磁盘参数，并不一定是顺序粘性率。在相反的低质量磁盘的限制，迁移率与磁盘质量线性下降。在低盘质量极限的稳态解显示次级轨道外没有堆积，也没有相应的内盘排水。
2014-08-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Saturated torque formula for planetary migration in viscous disks with thermal diffusion: recipe for protoplanet population synthesis
我们提供的扭矩公式的低质量行星进行I型迁移的气体磁盘。这些扭矩公式特别强调了马蹄形阻力，这是倾向于饱和：马蹄形阻力达到的渐近值取决于共轨动力学（这往往会抵消或饱和的扭矩）和扩散过程（这往往会恢复未扰动的磁盘轮廓，从而使扭矩去饱和）之间的平衡。我们在这里招待这个渐近值的问题，我们推导出扭矩公式，给出总扭矩作为磁盘的粘度和热扩散率的函数。马蹄形阻力具有两个组成部分：一个与涡度梯度成比例，一个与熵梯度成比例，并且构成了停止向内的I型迁移的最有希望的候选者。我们的分析，这是由数值模拟的补充，恢复已经注意到的特性，即整个马蹄形区域的粘性时标必须短于天平动时间，以避免饱和，并且，提供了这个条件是满足的，熵相关的部分马蹄形阻力仍然很大，如果热时标短于天平动时间。侧的结果包括一个研究的Lindblad扭矩作为热扩散率的函数，并产生的涡粘性产生的接触不连续性，出现在马蹄形分界线的共转扭矩的贡献。为了方便对转矩公式最感兴趣的读者，第8节是独立的。
2010-10-27 astro-ph.EP
Global Models of Runaway Accretion in White Dwarf Debris Disks
越来越多的白矮星（WD）样本伴随着过量的红外辐射，这表明它们被一个致密的固体碎片尘埃盘包围。这种“WD碎片盘”被认为源自小行星或其他小天体的潮汐破裂，但将物质输送到WD表面的确切机制仍不清楚，特别是在推断金属吸积率最高的系统中，dM_Z/dt约为1 e8 - 1 e10 g/s。在这里，我们提出了全球随时间变化的WD碎片磁盘的气体和固体成分的耦合演化计算。向内传输的固体（最初由于PR阻力）在WD半径数十处升华，产生气体源，该气体源在WD表面上增生并在半径上向外粘性扩散，在那里它与固体盘重叠。如果固体盘和气体盘之间的空气动力学耦合足够强（和/或气体粘度足够弱），则气体在升华半径附近积聚的速度比其粘性扩散的速度更快。由于阻力引起的固体吸积的速率随着气体密度而增加，这导致失控的吸积过程，在此期间WD吸积速率达到比仅通过PR阻力可以实现的高数量级的值。我们探讨了WD碎片盘在各种物理条件下的演化，并计算了所观测到的吸积率dM_Z/dt的预测分布，发现与当前的样本有合理的一致性。虽然逃逸吸积所需的条件最好是勉强满足圆形气体和固体盘之间的空气动力阻力的最低水平，存在其他更强形式的固气耦合-如将导致如果气体盘只是轻微偏心-大大增加逃逸吸积的可能性。
2012-02-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Two phase, inward-then-outward migration of Jupiter and Saturn in the gaseous Solar Nebula
最近的研究表明，如果巨行星经历了向内然后向外的迁移，类地行星和小行星带可以重现（“大钉”; Walsh et al 2011）。向内迁移发生在木星打开一个缺口时，II型向内迁移。当土星到达质量间隙并与木星发生3：2共振时，行星会向外移动。其目的是测试Grand Tack模型的可行性，并研究木星和土星从10个地球质量的核心成长过程中的动态演变。我们已经进行了数值模拟，使用基于网格的流体动力学代码。我们大多数的模拟假设一个等温状态方程的磁盘，但一个子集使用完全辐射版本的代码。对于一个等温盘，木星和土星的两相迁移是非常强大的，并独立于这些行星的质量增长的历史，如果磁盘是足够冷。对于辐射盘，我们发现一些结果与两相迁移和其他更复杂的行为。我们构建了一个简单的，1-D模型的不断发展的粘性磁盘计算磁盘的辐射特性的演变：磁盘从辐射到等温从其最外层区域向内的时间过渡。我们表明，一个两相迁移是一个自然的结果，即使在有限的假设下，等温条件是必需的。因此，我们的模拟提供了强有力的支持，大塔克的情况。
2011-07-28 astro-ph.EP
Timescales diagnostics for saving viscous and MHD-driven dusty discs from external photoevaporation
Università degli Studi di Milano（米兰大学）；Trinity College Dublin, the University of Dublin（都柏林三一学院）
研究通过模拟探索粘性及磁流体动力学驱动盘在外部光蒸发下的演化，发现盘的寿命和固体存活关键取决于径向扩展和FUV侵蚀强度，以及磁风驱动盘的寿命与粘性盘的差异。
2026-01-26 astro-ph.EP
Dynamical Gaseous Rings in Global Simulations of Protoplanetary Disk Formation
在薄盘极限下对原行星盘的形成和演化进行了全球数值模拟，模型包括磁分层盘结构、云核入地的自洽处理以及尽可能小的内计算边界。我们比较了一个分层的磁盘与一个完全磁活性磁盘的演变。我们还研究了如何演变取决于分层磁盘模型的参数-MRI触发温度和活动层厚度-以及星前云核的质量。利用参数的规范值，在磁性分层盘的内部$\approx$ 15 au区域内形成死区。死区不是一个均匀的结构和长期的，轴对称的，气体环普遍形成在这个区域内，由于粘性扭矩的作用。环在磁盘环境中表现出显着的对比度相比，一个完全的磁活性磁盘，其特征在于高表面密度和低有效粘度。在死区区域可以同时形成多个气体环，这些气体环是高度动态的，并且表现出复杂的、与时间相关的行为，例如向内迁移、涡旋、引力不稳定性和大尺度螺旋波。MRI触发温度的增加只有边际效应，而活动层厚度以及初始云核质量的变化对内盘的结构和演化有显着影响。具有大碎裂势垒的尘埃可能被捕获在环中，这可能在行星形成中起关键作用。
2019-08-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Reduction of dust radial drift by turbulence in protoplanetary disks
本文通过二维剪切盒模拟研究原行星盘湍流对尘埃运动的影响，发现湍流涡旋会减弱尘埃径向漂移并增强小粒子方位角速度，揭示了湍流与粒子局部相互作用的动力学机制。
2024-04-17 astro-ph.EP nlin.CD
Excess C/O and C/H in outer protoplanetary disk gas
新生行星的组成取决于其诞生盘的组成。特别是，气体巨星的气体包层的元素组成取决于包层所吸积的盘气体的元素组成。先前的模型表明，在磁盘中的O和C-轴承挥发物的顺序冻结将导致在水和CO雪线之间的气体中的超太阳C/O比和太阳下C/H比。然而，这一结果没有考虑到预期的晶粒生长和径向漂移的卵石盘，以及伴随的挥发分从外部到内部磁盘的重新分配。使用一个玩具模型，我们表明，当漂移被认为是，CO之间的水和CO雪线增强，导致超太阳能的C/O和C/H比的气体巨形成区的磁盘气体。只要有大量的卵石漂移通过CO雪线，并且CO蒸气扩散的效率是有限的，这个结果似乎对圆盘模型的细节是稳健的。气体巨星在水雪线外的气体包层中吸积，并且没有经历实质性的核心-包层混合，因此可能在其大气中呈现出超恒星的C/O和C/H比。卵石漂移也会影响行星形成区的氮和惰性气体丰度，这可能解释木星的一些特殊丰度模式。
2016-10-25 astro-ph.EP astro-ph.GA
Outward migration of Jupiter and Saturn in 3:2 or 2:1 resonance in radiative disks: implications for the Grand Tack and Nice models
嵌入气体原行星盘中，木星和土星自然陷入3：2共振并向外迁移。这是Grand Tack模型的基础。然而，以前的流体动力学模拟仅限于等温磁盘，具有中等的纵横比和粘度。在这里，我们模拟的气体巨星的轨道演化盘粘性加热和辐射冷却。我们发现木星和土星在中等质量（$M_{disk} \approx M_{MMSN}$，MMSN是“最小质量太阳星云“）盘中以3：2共振向外迁移，粘性应力参数$α$介于$10^{-3}$和$10^{-2} $之间.在相对低质量的圆盘（$M_{disk} \lesssim M_{MMSN}$）中，木星和土星以2：1的共振被捕获，甚至可以在低粘度圆盘（$α\le 10^{-4}$）中向外迁移。这种盘具有非常小的纵横比（$h\sim 0.02-0.03$），其有利于在2：1共振中捕获后向外迁移，如通过等温运行所证实的，其导致$h \sim 0.02$和$α\le 10^{-4}$的类似结果。我们还从我们的流体动力学模拟结果开始，包括2-3个冰巨星，进行了外太阳系的N体运行。气体盘扩散后，一个尼斯模型的不稳定性开始与木星和土星在2：1共振的结果在良好的太阳系的类似。我们的结论是，在一个寒冷的太阳星云，木星和土星之间的2：1共振可以导致系统向外迁移，这可能代表了太阳系演化的另一种情况。
2014-10-02 astro-ph.EP
Gas and multi-species dust dynamics in viscous protoplanetary discs: the importance of the dust back-reaction
我们研究了一个粘性原行星盘的动力学承载人口的尘埃颗粒的大小范围。我们计算稳态的解决方案，并表明，径向运动的气体和尘埃可以偏离大幅度从一个单一尺寸的尘埃人口。虽然尘埃对气体的气动阻力比所有颗粒都与气体最佳耦合的情况下要弱，但尘埃颗粒的累积“反反应”仍然可以显著改变气体动力学。在典型的原行星盘中，与无尘（粘性）情况相比，尘埃反反应的净效应减少了气体吸积流，即使尘埃与气体的比例为$1\%$。在外部圆盘中，灰尘颗粒通常不太强烈地耦合到气体并朝向中平面沉降，灰尘反反应甚至可以驱动向外的气体流动。此外，大颗粒的径向向内漂移在内部圆盘区域中的气体运动以下被减少，而小的尘埃颗粒在整个圆盘范围内遵循气体动力学。由此产生的尘埃和气体动力学可以产生可观察的结构，如气体和尘埃腔。我们的研究结果表明，尘埃反反应可以发挥重要作用的动力学和观测外观的原行星盘，不能忽视的模型中的原行星盘的演化。
2018-11-21 astro-ph.EP
Efficiency of radial transport of ices in protoplanetary disks probed with infrared observations: the case of CO$_2$
冰固体物质从外盘到内盘的径向输送效率目前不受约束。冰尘颗粒的有效径向输送可以显著改变内盘气体的组成。我们的目标是模拟气体CO $_2$丰度的内部磁盘，并使用此探测冰尘埃运输的效率在粘性磁盘。研究了模拟CO $_2$谱的特征及其对沙尘通量的示踪潜力。我们已经开发了一个一维粘性盘模型，包括气体和颗粒的运动，以及尘埃的生长，升华和冻结和CO $_2$化学参数化。热化学代码DALI被用来模拟CO $_2$的中红外光谱，可以观察到与JWST-MIRI。CO $_2$冰在冰线下升华，将气态CO $_2$丰度增加到与$\sim 10^{-5}$的CO $_2$冰丰度相等的水平，这比斯皮策观测到的$\sim 10^{-8}$的气态CO $_2$丰度高出三个数量级。晶粒生长和径向漂移进一步增加了气态CO $_2$的丰度。需要至少$10^{-11}$ s $^{-1}$的CO $_2$破坏率，以使模型预测与观察结果一致。这一速度比已知最快的化学销毁速度至少高出两个数量级。一系列潜在的物理机制来解释低观测CO $_2$丰度进行了讨论。在磁盘中的传输过程可以有深刻的影响物种的丰度在内部磁盘。我们的模型和观测之间的差异，要么表明频繁的冲击，在内部10 AU的破坏CO $_2$，或丰富的中平面CO $_2$是隐藏在我们的观点的光学厚柱低丰度CO $_2$在磁盘表面XDR/PDR。其他分子，如CH $_4$或N…
2017-12-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Radial migration of gap-opening planets in protoplanetary disks. I. The case of a single planet
一颗在原行星盘中绕恒星运行的大行星，由于盘与行星的强烈相互作用，沿其轨道打开一个密度间隙，并随着盘中的间隙迁移。预计在理想情况下，一个间隙开放的行星以粘性漂移速度迁移，这被称为II型迁移。然而，最近的流体动力学模拟表明，在一般情况下，间隙开放的行星是不锁定的粘性盘的演变。需要一个新的物理模型来解释这样一颗行星的迁移速度。为此，我们通过在较宽的参数范围内进行二维流体动力学模拟，重新研究了行星在盘中的迁移。我们已经发现，施加在间隙打开行星上的扭矩取决于间隙底部的表面密度。行星迁移的速度随着间隙底部表面密度的降低而减慢。利用我们以前研究中建立的间隙模型，我们建立了一个间隙开放行星迁移速度的经验公式，这与我们和其他研究人员进行的流体动力学模拟结果一致。我们的模型很容易解释为什么间隙开放行星的迁移速度可以比粘性气体漂移速度更快。它还可以预测行星质量，在那里I型迁移不再是足够的，由于在磁盘中的差距发展，提供了一个基于行星迁移的差距形成标准。
2018-05-28 astro-ph.EP
Disc population synthesis: Decrease in the solid mass reservoir through pebble drift
本研究通过建立原行星盘数值模型模拟星团集体演化，发现毫米级卵石的径向漂移是导致盘中固体质量在数百万年内大幅减少的主要原因，该结论与观测到的附近恒星形成区尘埃质量演化相符。
2023-08-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Global Modeling of Nebulae With Particle Growth, Drift, and Evaporation Fronts. II. The Influence of Porosity on Solids Evolution
在湍流的原行星状星云中，粒子的增量增长受到一系列障碍的限制，这些障碍可以减缓或停止增长。此外，那些质量足够大而与气体分离的粒子会受到向内的径向漂移的影响，这可能会导致大多数盘固体在星子形成之前耗尽。致密颗粒的生长可能是不现实的。相反，更有可能的是，颗粒作为分形聚集体生长，这可以克服这种所谓的径向漂移障碍，因为它们比相同质量的致密颗粒更容易与气体耦合。我们模型分形聚集体的增长和压缩在一个粘性演变的类太阳星云的湍流强度范围$α_{\rm{t}} = 10^{-5}-10^{-2}$。我们发现，径向漂移是影响较小的多孔聚集体在其大部分的生长阶段，然而，外面的水雪线分形聚集体可以生长到更大的质量与更大的斯托克斯数更快地比紧凑的颗粒，导致快速向内的径向漂移。因此，磁盘固体雪线以外的$\sim 10-20$ AU耗尽早于紧凑的增长模型，但以外的$\sim 20$ AU材料保留更长的时间，因为聚合斯托克斯数保持较低的初始。然而，我们得出结论，即使分形模型将失去大多数磁盘固体没有干预的一些蛙跳式的星子形成机制，如流不稳定性（SI），虽然SI的条件通常是永远不会满足，除了一个短暂的时期%的短暂阶段周围的$\sim 0.2$ Myr在雪线为$α_{\rm{t}}=10^{-5}$。
2022-07-26 astro-ph.EP
Radial Drift of Dust in Protoplanetary Disks: The Evolution of Ice lines and Dead zones
我们已经开发了一个新的模型的天体化学结构的粘性演变原行星盘，耦合分析描述磁盘的温度和密度分布，化学演变，和不断变化的尘埃分布。我们计算不断变化的径向分布的范围内的尘埃颗粒大小，这取决于凝聚，破碎和径向漂移过程。特别是，我们发现，水冰线起着重要的作用，在塑造的径向分布的最大晶粒尺寸，因为冰涂层的晶粒是显着不太容易破碎比他们的干同行。这反过来又对磁盘电离产生重要影响，从而对死区的位置产生重要影响。在比较一个简单的恒定的气体尘埃比模型的尘埃作为一个例子，我们发现，新的模型预测的外死区边缘，移动约3的一个因素，在1百万年（至5 AU）和约14的一个因素，3百万年（至0.5 AU）。我们发现死区和热跃迁陷阱的位置变化对行星在原行星盘中的形成和捕获具有重要意义。最后，我们认为我们的结果在最近的ALMA观察HL头和TW Hya。
2016-11-08 astro-ph.EP
Formation of rocky and icy planetesimals inside and outside the snow line: Effects of diffusion, sublimation and back-reaction
澄清岩石和冰质星子在粘性演化的盘中形成的时间和地点是很重要的。我们希望了解当地失控堆积的固体是如何发生在雪线内外的。我们假设一个冰卵石含有微米大小的硅酸盐颗粒，这些颗粒均匀地与冰混合，并在冰升华过程中释放出来。使用当地的一维代码，我们解决了径向漂移和湍流扩散的固体和水蒸气，考虑到他们的升华/冷凝周围的雪线。我们系统地研究了固体与气体的反反应对固体径向漂移和扩散的影响，释放的硅酸盐颗粒的尺度高度演化，以及湍流扩散（$α_{\rm tur}$）和气体吸积到中心恒星（$α_{\rm acc}$）的有效粘性参数之间可能存在的差异。我们研究的固体质量流量的气体（$F_{\rm p/g}$）的比例的依赖性。我们发现，硅酸盐颗粒和冰卵石堆积的有利位置是在附近的水雪线的内部和外部的区域，分别。我们发现，失控堆积时发生的径向漂移和扩散的反反应。在只考虑径向漂移反作用的情况下，除了极高的卵石通量外，没有发现逃逸堆积现象，而对于较大的$F_{\rm p/g}$，流动不稳定性条件可以满足.如果考虑径向扩散的反作用，则在合理的卵石通量值下会发生失控堆积。硅酸盐颗粒的失控堆积会导致岩石星子的形成，$α_{\rm tur} \ll α_{\rm acc}$发生，而冰卵石的失控堆积有利于$α_{\rm tur} \sim α_{\rm acc}$。
2019-07-10 astro-ph.EP
Observed sizes of planet-forming disks trace viscous evolution
原行星盘的演化受角动量守恒的支配，其中物质在中心恒星上的吸积是由外盘的粘性膨胀或盘风在不改变盘大小的情况下提取角动量驱动的。因此，研究盘大小的时间演化使我们能够区分粘滞应力或盘风作为盘演化的主要机制。在观测上，估计的磁盘气体外半径的基础上的CO旋转排放的程度，这在演变过程中，也受到不断变化的物理和化学条件的磁盘。我们使用物理化学DALI模型来研究粘性膨胀盘中CO排放的程度如何随时间变化，并研究这种可观察到的气体外半径在多大程度上是粘性扩散的合适示踪剂，以及当前的观察结果是否与粘性一致。演变。我们发现，从我们的模型测量的气体外半径（R_co）匹配的预期粘性扩散盘：R_co随时间增加，并在给定的时间R_co是较大的磁盘具有较高的粘度α_visc。然而，在极端的情况下，当圆盘质量较低（小于10^-4 Msun）而α_visc较高（大于10^-2）时，由于外层圆盘中CO的光解离作用，R_co反而会随时间减小。对于大多数盘年龄，R_co最多是盘的特征尺寸R_c的12倍，并且R_co/R_c对于最大质量的盘是最大的。由于这种差异，将R_co简单转换为alpha_visc将高估盘的真实alpha_visc高达一个数量级。我们发现，在狼疮中观测到的大多数气体外半径都可以用一个开始很小（R_c = 10 AU）、粘度很低（α_visc = 10^-4 - 10^-3）的粘性演化盘来解释。
2020-05-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The time evolution of dusty protoplanetary disc radii: observed and physical radii differ
用ALMA进行的原行星盘调查正在测量多个恒星形成区域的盘半径。盘半径是诊断盘是否经历粘性扩散的基本量，区分作为盘演化驱动器的风对粘性或角动量的去除。然而，从观测上看，亚毫米级的连续辐射主要是由尘埃控制的，尘埃也会向内漂移，使图像变得复杂。在本文中，我们调查，使用尘埃颗粒生长和径向漂移的理论模型，尘埃粘性原行星盘半径随时间的演变。尽管存在一个尖锐的外边缘的尘埃分布，我们发现，包围大部分的尘埃$\textit{mass}$的半径随时间的推移而增加，紧随其后的气体半径的演变。这种行为的出现是因为，虽然尘埃最初会迅速生长并漂移到恒星上，但残留在密尔时间尺度上的尘埃与气体的耦合相对较好。观测尘埃盘的膨胀需要使用基于盘$\textit{flux}$的高分数（例如95%）和与ALMA的非常长的积分的定义，因为盘外部的尘埃颗粒很小，并且具有低的亚毫米不透明度。我们发现，现有的调查缺乏灵敏度来检测粘性蔓延。他们测量的圆盘半径并不跟踪尘埃分布中的质量半径或尖锐的外缘，而是颗粒具有显著的亚毫米不透明度的外部界限。我们预测，这些观察到的半径应缩小与时间。
2019-04-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Planet-forming material in a protoplanetary disc: the interplay between chemical evolution and pebble drift
原行星盘中气体和固体的组成决定了由它们形成的行星的组成。最近的化学模型表明，圆盘中气体和尘埃的组成在百万年的时间尺度上演变，挥发性物质从气相中消失。然而，由于气体吸积和尘埃径向漂移的时间尺度类似于这些化学时间尺度的光盘演变。在这里，我们提出了第一个模型耦合的光盘中平面的化学演化与光盘的演变，由于吸积和径向漂移的灰尘。我们的模型表明，运输将始终克服消耗的CO $_2$从气相中，也可以克服消耗的CO和CH $_4$，除非这两种运输是缓慢的（粘性$α\lesssim 10^{-3}$）和电离率高（$ζ\approx 10^{-17}$）。包括径向漂移进一步增加了挥发性物质的丰度，因为它们在蒸发之前被携带在颗粒的表面上，留在它们的冰线上。由于在10 AU内的模型，没有有效的径向漂移的丰度有很大的差异，我们认为，组合物可以用来约束模型的行星形成通过卵石吸积。
2019-05-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Modelling the secular evolution of proto-planetary disc dust sizes -- A comparison between the viscous and magnetic wind case
多年来，原行星盘一直被认为是粘性演化的：角动量重新分配导致吸积和向外的盘扩张。最近，吸积是由于磁风去除角动量的假设获得了新的流行：在这种情况下，预计没有盘扩展。在本文中，我们运行了几个一维的气体和尘埃模拟，使光盘大小\textit{in the dust}的时间演变的预测，并评估它们是否可以用来了解光盘的演变。我们表明，粘性和磁风模型有非常不同的尘埃盘半径。特别是，MHD风模型是紧凑的，它们的大小要么保持不变，要么随着时间的推移而减少。相反，在粘性情况下（当$α\gtrsim10^{-3}$时），圆盘随时间变大。虽然目前的观察缺乏足够的灵敏度来区分这两种情况，但在$1\,{\rm to}\,10\,{\rm Myr}$年龄范围内进行更高灵敏度的调查可能会对这一目标产生影响。当与ALMA Band~7资料比较时，粘滞风和磁风模型与观测推断的狼疮、Chamaeleon~I和上天蝎座尘埃半径是一致的。此外，在漂移占主导地位的制度，大小光度相关再现狼疮，无论是在带7和3，而在上斯科不同的斜率比数据预测。子结构（可能未检测到）可以解释几个观察到的大尺寸离群值。更高的角分辨率的观测将有助于测试我们的预测，在更多的光盘的情况下，预计在两个框架，特别是在上斯科的年龄。
2022-05-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Tracing Pebble Drift History in Two Protoplanetary Disks with CO Enhancement
University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；University of Exeter（埃克塞特大学）；University of Leeds（利兹大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Boston University（波士顿大学）；Harvard & Smithsonian（哈佛大学与史密森尼学会）；University of Michigan（密歇根大学）
通过CO增强追踪两颗原行星盘中pebble漂移历史，发现中心峰值CO增强与当前模型预测不符，提出挥发性陷阱解释
2026-01-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Presolar grain dynamics: creating nucleosynthetic variations through a combination of drag and viscous evolution
对太阳系天体的陨石学研究显示了核合成不均匀性的证据，这些不均匀性是从太阳前的小颗粒（< 10 $μ$ m）继承而来的，这些颗粒是在我们自己以外的恒星环境中形成的。这些颗粒的初始分布和随后的演变目前是不受约束的。使用3D，气体尘埃模拟，我们发现，同位素变化的顺序上观察到的太阳系可以产生和维持的阻力和粘度。小颗粒被拖径向向外没有大小/密度排序的粘性膨胀和逆反应，丰富的外盘与前太阳粒。同时，主要由硅酸盐组成的大聚集体由于阻力而径向向内漂移，进一步丰富了外盘中的前太阳粒的相对部分，并稀释了内盘。木星外的富集聚集体的晚期积累可以解释在太阳系天体中观察到的一些同位素变化，例如碳质陨石中超新星衍生物质的富集。我们还看到了内盘中同位素变化的证据，这可能意味着顽火辉石和普通的顽火辉石形成于更靠近太阳的地方。初始的不均匀性在前太阳能颗粒分布，不连续增强分散扩散，径向表面流动，和/或行星的相互作用在整个寿命的光盘。对于更年轻、更大质量的圆盘，我们预计湍流扩散会更加均匀，这表明尘埃演化在形成太阳系同位素异常方面发挥的作用比最初想象的更重要。
2022-03-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Probing the Protosolar Disk Using Dust Filtering at Gaps in the Early Solar System
木星和土星形成得很早，在气体盘消散之前。间隙开放行星的存在影响了气体和嵌入固体的动力学，并阻止了超过一定尺寸的颗粒向内漂移。漂移势垒可以解释内太阳系内增生的母天体所形成的陨石中不存在富钙铝包裹体的原因。采用跨学科的方法，我们使用$μ$ -X射线荧光扫描仪寻找大的CAIs和扫描电子显微镜寻找小的CAIs在普通球粒陨石NWA 5697。我们进行了长期的，二维的模拟，包括气体，尘埃，和行星的特点内的粘性$α$ -磁盘框架探索的情况下，一个独立的木星，木星和土星\textit{in situ}，或木星和土星在3：2的共振颗粒的运输。在每种情况下，我们发现一个临界晶粒尺寸以上的漂移停止作为一个功能的物理条件在磁盘上。通过实验室检索，我们发现了4个最大尺寸为$\approx$ 200 $\,μ$ m的CAI。\Combining模型和数据，我们提供了一个估计的上限的$α$ -粘度和表面密度在木星的位置，使用合理的假设恒星吸积率在向内运输的CAIs，并假设角动量运输发生完全通过粘性效应。此外，我们发现，在土星的存在下，在3：2共振的复合间隙结构有利于向内运输的颗粒大于目前在普通的彗星检测到的CAIs。
2019-07-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the secular evolution of the ratio between gas and dust radii in protoplanetary discs
原行星盘演化的一个关键问题是了解尘埃径向漂移的效率。这个过程使得观测到的尘埃盘尺寸在相对较短的时间尺度上缩小，这意味着尘埃盘开始时比我们现在看到的要大得多。在本文中，我们使用一个独立的约束，气体半径（探测CO旋转发射），测试光盘的演变模型。特别地，我们考虑尘埃和气体半径之间的比率，$R_{\rm CO}/R_{\rm dust}$。我们模拟的粘性演化，晶粒生长和径向漂移的影响下的原行星盘的时间演化。然后，使用辐射转移程序RADMC与近似化学，我们计算的尘埃和气体的半径的模型和研究如何$R_{\rm CO}/R_{\rm dust}$演变。我们的主要发现是，对于盘质量、初始半径和粘度的大范围值，由于径向漂移，$R_{\rm CO}/R_{\rm dust}$在短时间（<100万年）后变大（>5）。这与在年轻恒星形成区域（如狼疮）的测量结果不一致，后者发现的值要小得多，这意味着尘埃径向漂移在这些模型中过于有效。在大而明亮的星盘中，通常被用来阻止径向漂移的子结构，必须存在于大多数星盘中，尽管目前还没有得到解决。
2021-07-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
