Pebble drift and planetesimal formation in protoplanetary discs with embedded planets
在原行星盘中通常可以观察到近轴对称的间隙和环。关于这些图案的起源的主要理论是，它们是由于嵌入行星的引力扭矩引起的气体间隙边缘的尘埃捕获。如果间隙边缘的固体浓度变得足够高，则可能通过流动不稳定性导致星子形成。我们测试这一假设进行全球1-D模拟尘埃演化和星子形成的原行星盘，是由多个行星扰动。我们探索了不同的颗粒大小，盘参数和行星质量的组合，并发现在所有这些情况下，星子的形式。我们还比较了我们的模拟与原行星盘观测卵石的空间分布。大于一个卵石隔离质量的行星在其气体间隙的边缘有效地捕获漂流的卵石，并且取决于间隙边缘的星子形成的效率，原行星盘在几十万年内转变为具有没有灰尘的大内孔的过渡盘或具有狭窄明亮环的盘。对于行星质量低于卵石隔离质量的模拟，结果是一个具有一系列弱环图案的圆盘，但环之间没有强烈的耗尽。将卵石的大小人为地降低到100微米大小的“淤泥”，我们发现行星之间的区域在长达50万年的时间尺度上耗尽了它们的卵石质量。这些模拟产生的星子也比标称模型中的毫米级粒子少，并且在100万年后仍然可以看到至少两个卵石环。
2020-01-29 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
Modelling circumbinary protoplanetary disks II. Gas disk feedback on planetesimal dynamical and collisional evolution in the circumbinary systems Kepler-16 and 34
目标。本文研究了在进动偏心气体盘引力影响下，围绕观测系统Kepler- 16和Kepler-34的环双星原行星盘中小行星生长的可能性。方法.我们嵌入我们以前的流体动力学模拟的结果，原行星盘周围的二进制到N体代码执行3D，高分辨率，粒子间引力启用模拟的星子生长和动力学，包括由气体赋予的引力。结果包括完整的，进动的不对称气体盘产生高偏心率轨道的微行星轨道在边缘的circumbinary腔，气体表面密度和偏心率有其最大值。气盘能够有效地调整在某些区域的星子近心点，从而形成相控的、不相互作用的轨道。在这些区域之外，偏心的微行星轨道变得错位和重叠，导致微行星碰撞时轨道交叉和相对速度高。这可能导致侵蚀性碰撞数量的增加，远远超过导致增长的碰撞数量。来自静态轴对称气体盘的引力聚焦是弱的，并且不显著改变来自无气体情况的碰撞结果。结论.由于气盘的不对称性，微行星受到强烈的扰动而进入高度偏心的轨道。在微行星轨道没有很好地对齐的地方，轨道交叉导致侵蚀性碰撞的数量增加。这使得在开普勒-16 b和开普勒-34 b的位置很难发生持续的小行星吸积，因此我们排除了原位生长。这进一步支持了我们最初的建议，即大多数环双星行星应该在盘的更远处形成并向内迁移。
2016-04-06 astro-ph.EP
Wind-shearing in gaseous protoplanetary disks
行星形成的第一阶段之一是小的星子的生长和它们积累成大的星子和行星胚胎。这个早期阶段发生在大部分气体从原行星盘扩散之前。由于它们不同的空气动力学特性，不同尺寸/形状的微行星在这些阶段受到来自气体的不同阻力。这种不同的力在附近不同大小的微行星之间产生风切变效应。对于任意两个微行星，可以考虑风切变半径，在该半径处，由于风引起的加速度差大于微行星之间的相互引力。我们发现风切变半径可能比太阳的引力切变半径（希尔半径）小得多，也就是说，在盘的气相阶段，风切变可能比太阳的潮汐扰动起更重要的作用。在这里，我们研究了不同大小的微行星对的风切变半径，并将其与引力切变（拖曳力与引力潮汐力）进行了比较。然后，我们讨论了风切变的稳定性和生存的双星微星的作用，并提供嵌入在一个气体盘双星微星的稳定性准则。
2010-12-02 astro-ph.EP
Protoplanetary Disk Rings as Sites for Planetesimal Formation
轴对称尘埃环是年轻原行星盘的普遍特征。这些环可能是由气体分布中的压力凸起引起的;一个小的凸起可以在尘埃密度中引起类似交通堵塞的模式，而一个大的凸起可能会完全阻止径向尘埃漂移。尘埃浓度的增加可能会触发微行星的形成由流动不稳定性（SI），因为SI本身需要一些初始浓度。在这里，我们提出了第一个3D模拟的星子形成的存在下，特别是在ALMA观察到的压力隆起。特别是，我们在一个大型的三维剪切盒的中心放置一个压力凸起，以及初始的固气比为$Z = 0.01$，我们包括粒子的反反应和粒子的自重。我们分别考虑mm尺寸和cm尺寸的颗粒。对于厘米大小的粒子的模拟，我们发现，即使是一个小的压力颠簸导致通过流动不稳定性的星子的形成;一个压力颠簸不{ \it不}需要完全停止径向粒子漂移的SI变得有效。此外，纯粹的引力坍缩通过压力隆起中的浓度（例如在足够高的浓度和没有流动不稳定性的情况下会发生）不是星子形成的原因。对于毫米大小的粒子，我们发现初步的证据表明，星子的形成不会发生。如果这个结果在更高的分辨率和更广泛的参数范围内成立，那么它可能会对原行星盘中的微行星形成产生强烈的限制。然而，最终，我们的研究结果表明，对于厘米大小的颗粒，在压力隆起的星子形成是一个非常强大的过程。
2021-01-12 astro-ph.EP
On the dynamics of planetesimals embedded in turbulent protoplanetary discs with dead zones
原行星盘中的吸积被认为是由[...]磁旋转不稳定性（MRI）。最近的工作表明，嵌入完全湍流盘中的星子群受到速度色散的强烈激发，导致半径R_p < 100 km的天体的碰撞破坏。星子半长轴的显著扩散也出现了，导致星子种群在原行星盘内部区域的大规模扩散，这显然与小行星在小行星带内的分布所提供的限制相矛盾。在本文中，我们研究的动力学的微行星嵌入在垂直分层的湍流盘，有无死区。我们的主要目的是检查的湍流激发的速度色散，和径向扩散，在这些光盘的星子。我们采用三维MHD模拟[.]，一个化学平衡模型[…]我们发现，星子在充分湍流光盘开发大的随机速度，将导致碰撞破坏/侵蚀的大小低于100公里的机构，并经历径向扩散的规模\sim 2.5 AU超过5万年光盘的寿命。但在死区中的星子经历的随机速度的激发大大减少，并且对于尺寸R_p < 100 km的弱聚集体和强聚集体，平衡速度分散位于破裂阈值之间。我们还发现，径向扩散发生在一个大大减少的长度尺度\sim 0.25 AU在光盘的寿命时间，这是一致的太阳系的限制。我们的结论是，通过较小的机构之间的相互碰撞的星子增长不能发生在一个完全动荡的磁盘。相比之下，死亡区可能提供一个安全的避风港，在那里公里大小的星子可以避免通过碰撞相互毁灭。
2011-06-22 astro-ph.EP
Wind-shearing in gaseous protoplanetary disks and the evolution of binary planetesimals
行星形成的最初阶段之一是小微行星的生长。这个早期阶段发生在大部分气体从原行星盘扩散之前。由于它们不同的空气动力学特性，不同大小和形状的微行星在这段时间内会受到不同的气体阻力。这样的差异力在附近不同大小的微行星之间产生风切变（WISH）效应。对于任意两个微行星，可以考虑一个WISH半径，在该半径处，由于风引起的加速度差大于微行星之间的相互引力。我们发现，WISH半径可能比希尔半径小得多，即WISH可以发挥更重要的作用比潮汐扰动的恒星。在这里，我们研究的WISH半径为不同大小的微行星对，并比较风和引力剪切（拖曳力与引力潮汐力）的影响。然后，我们讨论了WISH的稳定性和生存的二元星子的作用。如果双星比它们的WISH半径宽，它们就会被风剪断。WISH稳定的双星可以螺旋上升，并可能由于气体阻力而合并。在这里，我们计算的WISH半径和气体拖曳引起的合并时标，提供稳定性和生存标准的气体嵌入式双星。我们的研究结果表明，即使是WISH稳定的二进制文件可能合并的时间短于气体盘的寿命。这可能会限制目前观测到的双星小行星在远离恒星的地方形成，或者在大部分盘气体分散后的后期阶段形成。我们注意到，WISH半径也可能是重要的其他过程，如在气体环境中的星子侵蚀和星子遇到和碰撞。
2011-03-22 astro-ph.EP
The evolution of planetesimal swarms in self-gravitating protoplanetary discs
我们调查的自引力盘的星子的运动学演化，结合光滑粒子流体动力学（SPH）模拟的磁盘气体与引力耦合人口的测试粒子星子。我们发现，在半径为10秒的au（这是我们预计星子可能形成在这样的光盘）的星子的偏心率被迅速泵到值$>$ 0.1的时间尺度内，光盘是在自引力制度。螺旋臂中产生的高速度分散和缺乏星子浓度意味着碰撞的时间尺度非常长，并且那些确实发生的碰撞的影响是破坏性的，而不是导致进一步的星子生长。我们还使用SPH模拟来校准蒙特卡罗动力学实验：这些可以用来发展系统在很长的时间尺度，并可以与粒子角动量空间中的扩散方程的解析解进行比较。我们发现，如果星子只形成在一个带在大半径，然后有显着的散射的对象，以小半径，但大多数的星子仍然在大半径。如果星子确实形成于早期的演化阶段，当光盘是强烈的自引力，那么本研究的结果约束其空间和运动学分布在自引力阶段结束。
2013-02-28 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
Planet formation in binaries: dynamics of planetesimals perturbed by the eccentric protoplanetary disk and the secondary
在偏心的、近距离的双星系统（距离约为20天文单位）中发现行星，如αCen或γCep，是对行星形成理论的重要检验。来自伴星的引力扰动预计会激发出高的微行星离心率，导致在与类似大小的天体碰撞时，大小可达数百公里的天体的破坏，而不是增长。最近有人提出，嵌入微行星的巨大轴对称气体盘的重力驱动其轨道的快速岁差，从而抑制了偏心率激发。然而，双星中的圆盘本身被认为是偏心的，导致额外的星子激发。本文发展了椭圆形原行星盘（忽略气体阻力）和伴星引力扰动下微行星偏心率演化的长期理论。首次导出了偏心圆盘扰动函数的表达式，该表达式可用于其他天体物理问题。我们获得明确的分析解决方案，小行星偏心率的演变，并描绘了四个不同的制度的动力学激发。我们证明了在具有大质量（>10^{-2}M_Sun）盘的系统中，微行星的偏心率通常仅由偏心盘的引力决定，并且与盘的偏心率相当。结果，后者对固体的碰撞速度施加了下限，使它们的生长成为问题。如果气体盘快速进动，或者气体盘自身的重力有效地降低了盘的偏心率，则可以消除这种碎裂障碍。
2014-10-29 astro-ph.EP
Thermal instability and rocky planetesimal formation in the inner regions of protoplanetary disks
Institute of Science Tokyo（东京科学大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
研究通过尘埃自聚集机制探讨原行星盘内区热不稳定性对类地行星esimal形成的影响，提出热不稳定性驱动MRI周期性激活与失活，促进行星esimal形成。
2026-08-05 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
Planetesimal Growth in Evolving Protoplanetary Disks: Constraints from the Pebble Supply
本研究自洽求解演化原行星盘中的卵石供应，发现其随空间变化并快速衰减，仅当流不稳定性产生大质量星子或盘黏度极低时，星子群才能在2 Myr内增长超过火星质量，且捕获卵石量有限。
2023-04-15 astro-ph.EP
From Planetesimals to Planets in Turbulent Protoplanetary Disks I. Onset of Runaway Growth
当微行星通过碰撞在湍流盘中生长时，通过湍流引起的密度波动的搅拌有效地增加了微行星之间的相对速度，这抑制了失控生长的发生。我们通过模拟计算星子的质量和速度演化，研究了湍流盘中失控生长的发生。当微行星很小时，微行星之间的平均相对速度$v_{\rm r}$远大于它们的表面逃逸速度$v_{\rm esc}$，因此不会发生失控生长。当微行星通过碰撞生长而变大时，$v_{\rm r}$接近$v_{\rm esc}$。当$v_{\rm r} \approx 1.5 v_{\rm esc}$，星子的失控增长发生。在失控生长之后的寡头生长期间，通过失控生长产生的少量行星胚胎通过与具有失控生长开始时的半径$r_{\rm p,run}$的星子碰撞而变得巨大。我们解析推导出$r_{\rm p,run}$作为湍流强度的函数。生长适合成为木星和土星核心的$\sim 10\,M_\oplus$胚胎需要$r_{\rm p,run} \sim 100$ \，km，这与主带小行星尺寸分布中的拟议化石特征相似。相比之下，火星的形成速度与Hf-W同位素研究所建议的一样快，需要在失控增长开始时有小的星子。因此，形成火星、木星和土星所需的条件以及主带小行星的大小分布表明，湍流的振幅随着与年轻太阳距离的增加而增加。
2015-12-22 astro-ph.EP
Five steps in the evolution from protoplanetary to debris disk
Herbig Ae恒星的原行星盘最终消散，留下一个由微行星和尘埃组成的脆弱的碎片盘，以及可能的气体和行星。本文利用10- 20百万年A星碎片盘的性质来考虑原行星到碎片盘的转变。这两类尘埃的物理区别在于是否存在足够数量的原始气体来控制小尘埃颗粒的运动（而不是尘埃的次级性质或其搅动程度）。这激发了一个基于尘埃光谱的观测分类，根据经验定义，A星碎片盘在12 μ m处需要<3，在70 μ m处需要<2000。我们还提出了一个假设来测试，主序星/星子结构已经到位（但模糊）在原行星盘阶段。如果行星的结构在圆盘分散期间改变直到冻结，这可能只是弱正确的，或者如果行星和星子在圆盘分散期间形成，则完全错误。讨论了过渡过程中的五个步骤：（i）在内部凿出一个洞，形成过渡盘;（ii）耗尽外盘中毫米大小的尘埃，并指出确定这种质量最终是形成星子还是碰撞耗尽的重要性;（iii）最终清除内部区域，并指出许多机制在后期补充中等热尘埃水平，并可能也在原行星盘中运行;（iv）气体的消失，注意到最近在碎片盘中发现了原始和次级气体，这突出了我们的无知以及ALMA即将带来的启示;（v）环状微行星结构的形成，注意到这些结构是通过与行星的相互作用形成的，并且微行星在原行星盘中的位置可能与其中的尘埃浓度无关，而尘埃浓度是由气体相互作用确定的。
2014-12-17 astro-ph.EP
Linking planetesimal and dust content in protoplanetary disks via a local toy model
如果星子的形成是一个有效的过程，就像几个模型所建议的那样，包括卵石云的引力坍缩，那么，不久之后，很大一部分原始尘埃质量应该被吸收在许多公里大小的物体中。对于行星形成理论来说，很好地理解年轻恒星周围盘中固体的总量是至关重要的。但是，由于毫米以上粒子的质量无法通过观测来评估，人们必须问在更大的物体中隐藏了多少质量。我们进行0-D的本地模拟研究如何的星子尘埃和卵石的比例是随着时间的推移，并制定了一个了解的潜在存在的质量在星子一定数量的尘埃和卵石在一个给定的磁盘年龄。我们进行了参数研究的基础上，考虑尘埃生长，星子形成和碰撞碎裂的星子，而忽略径向输送过程的模型。虽然在早期，尘埃是主要的固体粒子种类，但在大约$10^4 - 10^6$ yr开始的一个阶段，星子构成了总质量的重要部分。这个阶段的时间和最大的星子总质量强烈地依赖于到恒星$R$的距离、初始盘质量和星子形成$ε$的效率。在大约$10^6$ yr之后，我们的模型预测星子碰撞占主导地位，从而重新供应小粒子。在我们的模型中，星子形成迅速，在磁盘中的任何地方。对于一个给定的$ε$，我们能够将一个给定盘的尘埃含量和质量与其星子含量联系起来，为我们提供了一些关于固体质量分布及其对潜在物理过程的依赖性的有用的基本直觉。
2019-08-07 astro-ph.EP
From Planetesimals to Dust: Low Gravity Experiments on Recycling Solids at the Inner Edge of Protoplanetary Disks
不同大小固体的输运是原行星盘演化和行星形成的重要过程。大的固体被认为是向内漂移的;在彗星中发现的高温矿物被认为是向外迁移的。从抛物线飞行的低重力实验中，我们研究了由固态温室效应和尘埃床上层内的电泳引起的尘埃体的光致侵蚀。研究的重力水平分别为0.16 g、0.38 g、1 g和1.7 g。实验期间的光通量为12 +/- 2 kW/m^2，环境压力为6 +/- 0.9 mbar。光致侵蚀是强烈的重力依赖性，这是与发达国家的模型。特别是对于小的尘埃体（（子）-星子），有效的侵蚀是可能的光学薄内边缘的原行星盘。光致侵蚀阻止了较大天体的重要部分过于靠近宿主恒星，并随后被吸积。产生的小尘埃继续受到电泳作用，并部分向上和向外输送到磁盘表面;在磁盘的寿命期间观察到产生的小尘埃颗粒。侵蚀尘埃的部分参与了随后的周期的增长在星子形成。另一部分尘埃可能会被行星大小的天体收集，如果这个天体已经靠近盘边缘。无论哪种方式，光诱导侵蚀是原行星盘的有效循环过程。
2013-01-09 astro-ph.EP
Planetesimal and Protoplanet Dynamics in a Turbulent Protoplanetary Disk: Ideal Unstratified Disks
微行星和行星核心的动力学可能受到其原生原行星气体盘中磁旋转湍流驱动的密度扰动的强烈影响。利用局部剪切盒近似，我们对微行星作为无质量粒子在湍流、磁化、非分层气体盘中的运动进行了数值模拟。我们的基准盘模型显示湍流吸积特征的Shakura-Sunyaev粘度参数$α\sim 10^{-2}$，均方根密度扰动$\sim$ 10%。我们测量的粒子轨道特性的统计演变，在我们的模拟，包括平均半径，偏心率和速度色散。我们确认随机游走增长的时间的所有三个属性，第一次，这已经完成了直接轨道集成在本地模型。我们发现，增长率的增加与箱子的大小使用至少高达八个规模的水平尺寸的高度的箱子。然而，即使是我们最大的盒子也显示出足够低的速度分散，在其整个生命周期内，星子的碰撞破坏在内部盘中应该是不重要的。我们的直接积分同意与早期的扭矩测量表明，I型迁移占主导地位的扩散迁移的随机扭矩的行星核心和类地行星质量范围内的大多数对象。扩散迁移对于质量范围较大的微行星来说仍然很重要。磁旋转不稳定盘的局部和全球模拟之间的湍流幅度的差异仍然是一个悬而未决的问题，对行星形成的情况下的重要后果。
2009-10-29 astro-ph.EP
Planet formation in stellar binaries: Global simulations of planetesimal growth
在紧密的偏心双星系统（如$γ$仙王座（半长轴约20天文单位））的一个组成部分周围形成行星形成在理论上是具有挑战性的，因为星子之间的破坏性高速碰撞。尽管存在这种碎片屏障，但已知行星存在于这样的轨道配置中。在这里，我们提出了一个新的数值框架进行多环凝聚-碎裂计算的星子生长，它充分占的具体细节的星子动力学的双星，细节的星子碰撞的结果，和径向运输的固体在磁盘由于气体阻力驱动inspiral。我们的动力学输入适当地结合了偏心恒星伴星和大质量非轴对称原行星盘中的星子，以及气体阻力的引力效应。我们确定了一组磁盘参数，导致成功的星子生长系统，如$γ$造父星或$α$半人马座从$1-10$公里大小的对象。我们确定的拱线对齐的原行星盘的双轨道作为成功的星子生长的关键条件之一：它自然会导致出现一个动态安静的位置在磁盘（只要磁盘偏心率是百分之几的顺序），在那里存在的星子生长的有利条件。解释原行星盘的引力效应在得出这一结论中起着关键作用，与我们以前的结果一致。这些发现支持了流动不稳定性作为星子形成的机制。它们为双星和单星周围的行星形成理论以及双星中原行星盘的流体动力学模拟提供了重要的见解（为此，我们确定了一套关键的诊断方法来验证）。
2021-07-23 astro-ph.EP
Unveiling Dust Aggregate Structure in Protoplanetary Disks by Millimeter-wave Scattering Polarization
尘埃在原行星盘中的凝聚是星子形成的第一步。然而，从尘埃聚集到星子的路径仍然不清楚。无论是数值模拟还是实验室实验都表明了尘埃结构在星子形成中的重要性，但它并没有很好地受到观测的约束。我们研究如何尘埃结构和孔隙度改变偏振图像在毫米波进行三维辐射转移模拟。骨料具有不同的孔隙率和分形维数被认为是。因此，我们发现，尘埃聚集体具有较低的孔隙度和/或较高的分形维数是有利的解释所观察到的毫米波散射偏振的磁盘。具有极高孔隙度的聚集体无法解释观察结果。此外，我们还表明，具有中等孔隙度的颗粒表现出弱的散射偏振的波长依赖性，这表明多波长偏振测量是有用的约束灰尘孔隙度。最后，我们讨论了尘埃演化和星子形成磁盘的影响。
2019-09-19 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
The coexistence of the streaming instability and the vertical shear instability in protoplanetary disks: Planetesimal formation thresholds explored in two-dimensional global models
流动不稳定性是诱发星子形成的一种很有前途的机制。尽管如此，在以前的研究中已经发现，这一过程需要一个粉尘与气体的表面密度比或粉尘的大小，这是增强相比，观察值。采用二维全球模拟的原行星盘，我们表明，垂直剪切不稳定性和流不稳定性在音乐会上可以导致尘埃浓度，这是足够的星子形成较低的表面密度比和较小的尘埃尺寸比孤立的流不稳定性，特别是在条件下，是符合观测约束。这是因为尘埃overdensities形成的压力颠簸引起的垂直剪切不稳定性作为种子的流不稳定性，并增强了it. While我们的二维模型不包括自重力，我们发现，强大的尘埃结块和重力不稳定overdensities的形成（和溶解）可以有力地推断从最大或平均尘埃气体体积密度比的演变。垂直切变不稳定性使尘埃层膨胀到一个平均的中面尘埃-气体密度比，该比明显低于1。因此，我们发现，达到一个中平面密度比是不必要的触发星子形成通过流动不稳定性时，它与垂直剪切不稳定性的一致行动。
2022-08-17 astro-ph.EP
Planetesimal formation by the streaming instability in a photoevaporating disk
近年来，流动不稳定性作为产生星子的候选机制引起了越来越多的关注。然而，这些研究仅限于小规模的模拟。现在，我们提出的全球原行星盘演化模型的结果，包括星子形成的流动不稳定性，随着粘性吸积，光蒸发的EUV，FUV，和X射线光子，尘埃演化，水冰线，分层湍流。我们的模拟产生了大量的（60-130 $M_\oplus$）超过100 au的星子带和高达$\sim 20 M_\oplus$的星子在中间区域（3-100 au）。我们最全面的模型在3天文单位内形成了8个$M_\oplus$小行星，在那里它们可以产生类地行星。内盘中形成的星子质量主要取决于高能光子在盘中形成内腔的时间。我们的研究结果表明，光蒸发和流动不稳定性的组合是有效的转化为星子的原行星盘的固体成分。然而，我们的模型并没有在盘的内部和中间区域形成足够的早期星子，从而产生具有气体包层的巨行星和超级地球。在原行星盘的行星形成区域，可能需要额外的过程，如由MHD风驱动的粒子堆积和质量损失，以驱动早期星子代的形成。
2017-03-23 astro-ph.EP
The aeolian-erosion barrier for the growth of metre-size objects in protoplanetary-discs
风成侵蚀是一种破坏性过程，可通过与气体环境的相互作用侵蚀小型行星物体。风成侵蚀作用于广泛的环境和各种条件。在类地行星的地球物理学背景下，对风成侵蚀进行了广泛的探索。在这里，我们表明，原行星盘中的鹅卵石，巨石和小星子的风蚀可以构成行星形成早期阶段的一个重要障碍。我们使用的分析计算表明，在原行星盘的条件下，小天体（$10-10^4 \rm{m}$）是非常容易受到气体阻力的风沙侵蚀。在这个尺寸范围内，风成侵蚀可以有效地将星子侵蚀到几十厘米大小，并抑制这种小天体的进一步生长。因此，这对建议用来缓解米级障碍的通道造成了潜在的困难。然而，一旦/如果盘中存在较大的微行星和行星胚胎，则由风成侵蚀产生的$\sim$分米大小的鹅卵石可能会通过增加鹅卵石吸积的效率来促进较大（>km大小）微行星和行星胚胎的生长。
2020-06-24 astro-ph.EP
The Effect of the Radial Pressure Gradient in Protoplanetary Disks on Planetesimal Formation
流动不稳定性（SI）提供了一个有前途的机制，因为它的能力，集中固体成致密的团块的星子形成。在原行星盘（PPD）中，聚集的程度强烈地依赖于高度积分的固气质量比Z。在这封信中，我们表明，驱动SI的径向压力梯度（RPG）的大小（其特征在于$q\equivηv_K/c_s$，其中$ηv_K$是由于RPG的开普勒速度的减少和$c_s$是声速）也强烈影响结块。我们提出了局部二维混合数值模拟的气动耦合粒子和气体的中平面的PPD。忽略磁场和粒子自重。我们探讨了适用于典型PPD的三种不同RPG值：$q=0.025, 0.05$和0.1。对于每个$q$值，我们考虑了从亚毫米到米大小的四种不同的颗粒尺寸分布，并在Z=0.01到Z=0.07的固体丰度下运行模拟。我们发现，一个小的RPG强烈地促进颗粒结块：1）在固定的颗粒尺寸分布，临界固体丰度$Z_{\rm crit}$以上的颗粒发生结块与$q$单调增加; 2）在固定的Z，强烈的结块可以发生为较小的颗粒时，$q$是较小的。因此，我们预计星子形成优先在地区的PPD与一个小RPG。
2010-05-27 astro-ph.EP
A Lagrangian Model for Dust Evolution in Protoplanetary Disks: Formation of Wet and Dry Planetesimals at Different Stellar Masses
我们引入了一种新的拉格朗日光滑粒子方法来模拟原行星盘中卵石的生长和漂移。该模型的拉格朗日性质使其特别适合于跟踪单个（组）粒子的特性，例如它们的组成。在这项工作中，我们专注于固体颗粒的水含量。通过流动不稳定性的星子形成被考虑在内，部分基于Schoonenberg & Ormel（2017）提出的水雪线外流动不稳定性的先前结果。我们验证我们的模型，从文献中复制早期的结果，并将我们的模型应用到不同质量的恒星周围的稳态粘性气体盘（具有恒定的气体吸积率）。我们还提出了各种其他模型，我们探讨卵石吸积的影响，破碎速度阈值，磁盘的全球金属丰度，和随时间变化的气体吸积率。我们发现，星子优先形成在水雪线外的局部环，在早期的磁盘（$\lesssim$ $10^{5} \: \rm{yr}$）的寿命，当卵石质量通量高到足以触发流不稳定。在这第一阶段的行星形成过程中，雪线的位置几乎没有变化，由于缓慢的粘性演变，我们的结论是，假设一个恒定的气体吸积率是合理的，在这第一阶段。将圆盘的固体储存器转化为星子的效率取决于水雪线的位置。较冷的圆盘与较近的水雪线在产生星子方面比较热的圆盘更有效，水雪线位于远离恒星的地方。因此，低质量恒星倾向于更有效地形成星子，但任何相关性都可能被盘属性的差异所掩盖。
2018-10-04 astro-ph.EP
Distribution of captured planetesimals in circumplanetary gas disks and implications for accretion of regular satellites
巨行星的规则卫星是由环绕行星的圆盘中的固体吸积而形成的。在日心轨道上运动的小行星，如果足够大，可以从原行星气盘的气流中分离出来，就可以被环行星盘的气体阻力捕获。在目前的工作中，我们使用轨道积分研究了捕获的星子在环行星盘中的分布。我们发现，被捕获的星子的数量达到一个平衡态作为一个平衡之间的持续捕获和轨道衰变到行星。逆行轨道上捕获的星子数量比逆行轨道上的要少得多，因为逆行轨道上的星子会遇到强烈的逆风，并迅速螺旋进入行星。我们发现，在当前的径向位置的规则卫星的星子的表面数密度可以显着增强的气体阻力捕获，取决于星子的速度分散和原行星盘的间隙的宽度。利用一个简单的模型，我们还研究了尘埃和捕获的微行星在环行盘中的表面密度之比，发现当微行星的速度色散相当小时，在原行星盘中没有形成大的间隙时，捕获的微行星在当前规则卫星所在位置的固体物质中占主导地位。在这种情况下，在这样一个区域捕获的星子可以在螺旋进入行星之前通过相互碰撞而增长，并有助于常规卫星的增长。
2017-03-23 astro-ph.EP
The formation of wide exoKuiper belts from migrating dust traps
是什么决定了柯伊伯带类似物（外柯伊伯带）的宽度，这是一个悬而未决的问题。如果得到解决，这种理解将为系外行星系统的结构、动力学和形成提供有价值的见解。ALMA最近的观测揭示了这一领域的一个明显的悖论，在原行星盘中存在径向狭窄的带，这些带可能是星子的诞生地，而在成熟系统中，外柯伊伯带的宽度几乎是其四倍。如果这种类型的碎片盘的母星子确实通过尘埃被捕获的流动不稳定性在这些狭窄的原行星环中形成，我们提出，如果这些尘埃陷阱在径向迁移时形成星子，这种宽度二分法可能会自然出现，例如由迁移行星引起的。使用尘埃演化软件DustPy，我们发现，如果初始的原行星盘和陷阱条件有利于星子的形成，尘埃仍然可以有效地积累和形成星子的陷阱移动。这导致了向内的径向速度和最终的星子带宽度之间的正相关性，在1000万年的演化过程中形成了高达$\sim$ 100 au的带。我们发现，虽然星子形成是最有效的低粘度（$α= 10^{-4}$）盘陡峭的尘埃陷阱触发流不稳定性，最观察到的星子带的大宽度约束$α$值$\geq4\times 10^{-4}$在几十个AU，否则陷阱不能迁移足够远。此外，外柯伊伯带的宽度和半径的大幅度扩展可能是由于不同的陷阱迁移速度（或原行星盘寿命）和不同的起始位置。我们的工作是连接外柯伊伯带和原行星盘环的第一步。
2021-10-08 astro-ph.EP
A "no-drift" runaway pile-up of pebbles in protoplanetary disks II. Characteristics of the resulting planetesimal belt
从卵石中形成星子是我们目前对行星形成的理解中的一个主要挑战。在原行星盘中，卵石通过气体阻力向内漂移到盘中面附近，它们可能进入死区。在这种情况下，我们确定了卵石对气体的阻力的反作用可能导致卵石的失控堆积，即所谓的无漂移机制。我们改进了以往的研究的无漂移机制，通过调查的性质和特点，由此产生的星子带。我们进行了一维扩散平流模拟漂移卵石在死区的外部区域，包括反作用的径向漂移卵石，包括通过流动不稳定性的星子形成。我们认为，调节气体吸积和垂直搅拌的卵石在磁盘中平面的参数。在本研究中，将卵石-气体质量通量（$F_{\rm p/g}$）固定为参数。我们发现，星子最初形成一个狭窄的环，其宽度扩大积累卵石径向扩散随着时间的推移。系统最终达到一个稳定状态，此时微星带的宽度不再改变。一个不可忽略的星子总质量（多于一个地球质量）形成用于具有多于$\sim 10-100$ kyr的$F_{\rm p/g} \gtrsim 0.1$的盘，其中标称参数为：$\gtrsim10^{-8} {\rm M}_\oplus$/yr、$τ_{\rm s} \simeq 0.01-0.1$、$α_{\rm mid} \lesssim 10^{-4}$和$α_{\rm acc} \simeq 10^{-3}-10^{-2}$在$r \lesssim 10$ au的气体质量通量，其中$r$、$τ_{\rm s}$、$α_{\rm…
2022-02-15 astro-ph.EP
Migration and Growth of Protoplanetary Embryos I: Convergence of Embryos in Protoplanetary Disks
根据核心吸积理论，行星在原恒星盘中通过尘埃的凝结、微行星的凝聚和原行星胚胎的出现而形成。在最小质量星云中的几个天文单位处，由于在其供养区中的星子耗尽，胚胎的生长被动力学隔离所淬灭。然而，胚胎与质量（$M_p$）在几个地球质量（$M_\oplus$）的范围内迁移到一个过渡半径之间的内部粘性加热和外部辐射区域的出生盘。它们的极限隔离质量随着微行星表面密度的增加而增加。当$M_p > 10 M_\oplus$，胚胎有效地吸积气体，并演变成气体巨星的核心。我们用数值模拟表明，尽管流线干扰，收敛胚胎基本上保留了非相互作用胚胎的林德布拉德和共转扭矩的出生盘的强度。在具有适度表面密度（或等效吸积率）的圆盘中，胚胎在相互的平均运动共振中捕获彼此，并形成超级地球的护卫队。在质量更大的盘中，它们可以克服这些共振障碍，经历反复的近距离接触，包括凝聚碰撞，从而形成大质量的核心。
2014-11-04 astro-ph.EP
Planetesimal formation starts at the snow line
星子形成阶段代表了我们对行星形成过程理解的一个主要空白。晚期行星吸积模型通常对星子和卵石的分布做出任意假设，而尘埃演化模型则预测星子的形成只可能在某些轨道距离上。我们想测试水雪线在原行星盘富含气体阶段触发第一个微行星形成的重要性，当巨行星的核心必须形成时。我们将气盘演化、尘埃生长和碎裂、水冰蒸发和再凝结、固体和水蒸气的运输以及通过流动不稳定性形成的微行星连接到一个单一的一维原行星盘演化模型中。我们发现雪线周围发生的过程以两种方式促进了星子的形成。首先，由于湿骨料和干骨料之间粘附特性的变化，雪线内部存在“交通堵塞”，这减缓了固体落到恒星上的速度。其次，冰的蒸发和水的向外扩散，然后再凝结，增加了冰卵石的丰度，通过雪线外的流动不稳定性触发了星子的形成。星子的形成受到生长障碍和径向漂移的阻碍，因此需要特定的条件才能发生。雪线是一个有利的位置，在那里星子的形成是可能的广泛的条件，但仍然不是在每一个原行星盘模型。这一过程在具有低固有湍流和增加的初始尘气比的大的冷盘中特别得到促进。
2017-09-29 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
Chemistry in an Evolving Protoplanetary Disk: Effects on Terrestrial Planet Composition
行星的组成在很大程度上取决于星子形成和生长期间盘的化学和动力学演化。为了预测系外行星成分的多样性，以前的工作将星子成分建模为原行星盘在单一时间的平衡化学成分。然而，星子的形成需要一段很长的时间，在此期间，随着盘的冷却，气体中的元素依次冷凝并吸积到星子上。为了解释星子形成过程中的盘的演化，我们将盘的化学和动力学模型与星子形成的处方结合起来。然后，我们按照这些星子的成长为类地行星与N体模拟的后期阶段行星形成，以评估连续冷凝的效果上的大部分组成的行星。我们发现，我们的模型产生的结果类似于早期的模型与C/O比接近太阳值（0.54）的磁盘。然而，在C/O比大于0.8的盘中，富碳微行星在盘的更大的径向范围内形成。此外，我们的模型产生的C/O比低至~0.65，这是不可能的，在静力平衡化学的情况下，在磁盘中的富碳星子。这些结果表明：（1）中等碳增强恒星（0.65 < C/O < 0.8）周围可能存在大量短周期富碳行星;（2）富碳恒星（C/O > 0.8）周围的整个类地行星区都可能形成富碳行星。
2014-05-13 astro-ph.EP
Planetesimals in Debris Disks
微行星形成于年轻恒星周围富含气体的原行星盘中。然而，原行星盘在大约1000万年后逐渐消失。留下的星子（以及许多行星）太暗，无法直接研究。幸运的是，微行星之间的碰撞会产生尘埃碎片盘。这些碎片盘追溯了类地行星形成1亿年和系外行星系统演化10亿年的过程。本章首先概述了星子的形成，作为星子毁灭时代的前奏。我们对碎片盘的审查涵盖了理解观测所需的关键问题，包括尘埃产生和动力学。我们对太阳系外碎片的讨论着眼于与太阳系尘埃的相似性和差异。
2015-12-15 astro-ph.EP
Effect of turbulence on collisions of dust particles with planetesimals in protoplanetary disks
气态原行星盘中的星子可能通过收集尘埃颗粒而生长。流体动力学研究表明，小颗粒通常会避免与微行星碰撞，因为它们被周围的气流夹带。这发生在$St$，斯托克斯数，定义为尘埃停止时间与微行星穿越时间的比值，变得比1小得多。然而，这些研究仅限于层流的情况下，而这些磁盘被认为是湍流。我们想估计气体湍流对尘埃-微行星碰撞速率和碰撞速度的影响。我们使用了三维直接数值模拟的一个固定的球体（微行星）面临的层流和湍流播种与小惯性粒子（灰尘）受到斯托克斯阻力。通过罚函数法建立了微行星表面的无滑移边界条件。我们发现，湍流可以显着增加尘埃粒子与星子的碰撞率。对于高湍流情况（当湍流波动的幅度与逆风速度相似时），我们发现碰撞概率保持等于$St\geq 0.1$的几何速率或甚至更高，即，对于比层流情况下小一个数量级的粉尘尺寸。我们推导出表达式来计算影响的概率作为一个功能的尘埃和微行星的大小和湍流强度。
2016-02-09 astro-ph.EP physics.flu-dyn
Close-in planetesimal formation by pile-up of drifting pebbles
行星形成模型的一致性受到小天体和大天体状态之间脱节的影响。这主要是由所谓的生长障碍引起的：较大天体的直接生长在厘米大小的物体上停止，并且需要特殊的条件才能形成较大的引力约束的微行星。我们的目标是连接尘埃演化和微行星形成的模型，以确定有利于形成小行星大小的机构和第一个行星胚胎的原行星盘的区域。我们结合半解析模型的粘性原行星盘的演变，尘埃的生长和漂移，包括气体上的尘埃颗粒的反作用，通过流不稳定性和星子形成到一个数字代码。我们调查如何星子的形成是受原行星盘的质量，其初始尘埃含量，尘埃聚集体的粘性。我们发现，尘埃的增长和漂移导致全球固体的重新分配。内部圆盘中卵石的堆积提供了流动不稳定性有效的局部条件。微行星形成一个环形，其内缘位于0.3 AU至1 AU之间，宽度在0.3 AU至3 AU之间。由此产生的星子表面密度遵循一个径向轮廓，比初始盘轮廓陡得多。这些结果支持了太阳系中的类地行星是从一个狭窄的星子环中形成的，这个环再现了它们特有的质量比。
2016-09-05 astro-ph.EP
On the Stability of Dust-Laden Protoplanetary Vortices
通过原行星盘中尘埃层的引力不稳定性形成星子，需要有局部斑块，尘埃集中在背景值的几个$\times 10^3$的$\sim$因子上。原行星盘中的旋涡可能会将尘埃浓缩到这些值，使它们成为星子的温床。与背景盘相比，涡旋核心中的尘埃浓度增加了核心的尘气比，形成了“重涡旋”。“在这项工作中，我们表明这些漩涡受到一种不稳定性的影响，我们称之为重核不稳定性。使用Floquet理论，我们表明，这种不稳定性发生在椭圆形的原行星涡旋时，气体尘埃密度的核心的漩涡是重的比周围的气体尘埃密度的百分之几十。重核不稳定性增长非常迅速，增长时间尺度为几个涡旋旋转周期。虽然这种不稳定性的非线性演化仍然未知，但它可能会增加漩涡中尘埃层的速度分散，因为不稳定性在足够的尘埃聚集形成原行星种子之前就开始了。因此，这种不稳定性可能会阻止旋涡成为小行星形成的场所。
2010-08-11 astro-ph.EP
Radially resolved simulations of collapsing pebble clouds in protoplanetary discs
我们用一个统计模型来研究卵石云的坍缩，以发现彗星大小的微行星的内部结构。在坍缩过程中会发生卵石与卵石的碰撞，这些碰撞的结果会影响到星子的结构。我们扩展了我们以前的模型，允许个人卵石子云以不同的速度收缩，并包括气体阻力的收缩速度和能量耗散的影响。我们的研究结果产生的彗星是多孔的卵石堆，颗粒大小随深度而变化。在表层中有原始卵石和卵石碎片的混合物。另一方面，内部仅由具有较窄尺寸分布的原始卵石组成，在那里产生较高的孔隙度。我们的研究结果表明，在原行星盘的气体起着重要的作用，在确定卵石的径向分布的大小和内部微行星的孔隙度。
2017-06-12 astro-ph.EP
Dynamics of Solids in the Midplane of Protoplanetary Disks: Implications for Planetesimal Formation
本文采用Athena程序对原行星盘中平面的粒子和气体进行了局部二维和三维混合数值模拟。颗粒与气体的空气动力学耦合，包括颗粒与气体的反馈。我们忽略磁旋转湍流作为PPD死区的近似，忽略粒子自引力来研究微行星形成的前兆。我们的模拟包括一个广泛的粒子尺寸分布，从强耦合粒子与无量纲停止时间τ_s=欧米茄t_stop= 1 e-4的边缘耦合的τ_s=1（其中欧米茄是轨道频率，t_stop是粒子摩擦时间），和广泛的固体丰度。我们的主要结果是：1.τ_s>=0.01的粒子在Kelvin-Helmholtz不稳定性发生前，积极参与流动不稳定性，产生湍流并维持粒子层的高度。2.当固体的大部分（τ_s>=0.01）和高度积分的固体与气体质量比Z是超太阳能时，作为流动不稳定性的结果的强颗粒聚集发生。3.径向漂移速度相对于传统的Nakagawa-Sekiya-Hayashi（NSH）模型有所减小，特别是在高Z下。我们得到了一个广义的NSH平衡解的多粒子物种，符合我们的结果非常好。4.τ_s>=0.01的粒子间碰撞速度主要由微分径向漂移决定，在较大的Z值下，碰撞速度大大减小。5.对于局部盘体固体丰度的富集和晶粒生长，存在两个正反馈回路。所有这些效应都促进了星子的形成。
2010-08-17 astro-ph.EP
The circulation of dust in protoplanetary discs and the initial conditions of planet formation
我们研究的后果模型的固体循环在原行星状星云中，空气动力学阻力是由原恒星外流或盘风的物质循环到外盘抵消。这些循环尘埃最终由于引力不稳定性而变得不稳定，形成微行星，最终导致30- 50个地球质量的微行星在R<1AU的尺度上沉积。这样一个模型可以提供一个适当的理由近似幂律的初始条件，需要复制观察到的行星系在现场组装。
2014-03-26 astro-ph.EP
Erosion of planetesimals by gas flow
行星形成的第一阶段发生在主要由气体组成的原行星盘中。因此，了解气体如何影响原行星盘中的星子是至关重要的。在本文中，我们讨论了气流是否能侵蚀星子。我们估计有多少剪切应力施加到行星表面的气体作为磁盘和行星属性的函数。为了确定侵蚀是否会发生，我们将其与以前测量的卵石堆星子在侵蚀开始前可以承受的临界应力进行比较。如果发生侵蚀，我们估计受影响的星子的侵蚀时间。我们还说明了我们的估计与二维数值模拟的微行星周围的流动使用格子玻尔兹曼方法。我们发现，壁面剪应力可以克服在偏心轨道内的盘的最内部区域的星子的临界应力。达到侵蚀应力所需的高离心率可能是迁移行星引导的结果。我们还发现，如果一个星子侵蚀，它这样做的时间尺度很短。对于居住在$1 \ \rm{au}$之外的微行星，我们发现，即使在高偏心轨道的情况下，它们也基本上不会受到侵蚀。
2020-05-16 astro-ph.EP
Subsolar Al/Si and Mg/Si ratios of non-carbonaceous chondrites reveal planetesimal formation during early condensation in the protoplanetary disk
非碳质方解石中的Al/Si和Mg/Si比低于太阳能（即，CI碳质陨石和地球形成鲜明对比，后者富含难熔元素，Mg/Si比为太阳能或更大。我们表明，形成的第一代的星子在冷凝的耐火元素意味着随后形成的残留冷凝物与强烈的亚太阳的Al/Si和Mg/Si比。残余冷凝物与具有太阳能耐火材料/Si元素比率的不同量的材料的混合解释了非碳质耐火材料的Al/Si和Mg/Si值。为了定量地匹配观测到的比率，我们发现第一微行星应该在盘的温度为~ 1，330 - 1，400 K时吸积，这取决于压力，并假设盘的太阳C/O比率。我们将讨论这个模型如何与我们目前的理解磁盘的演变，晶粒动力学，和微行星的形成。我们还将讨论扩展到中等挥发性元素（例如，Na），解释了这些元素在非碳质方解石中的贫化如何可能与难熔元素的贫化相关（例如，Al）。扩展到铬的分析，我们发现的证据比太阳能的C/O比在原太阳盘的气体时/从分馏气体冷凝发生。最后，我们讨论了超太阳的Al/Si和Mg/Si比的地球是由于我们的星球的质量的~40%的吸积从第一代的富耐火星子的可能性。
2020-03-11 astro-ph.EP
Hybrid methods in planetesimal dynamics: Formation of protoplanetary systems and the mill condition
原行星盘的形成和演化从理论和数值的角度来看仍然是一个挑战。在这项工作中，我们首先进行了一系列的测试，我们的新的混合算法提出的Spurchke，Amaro-Seoane和Spurzem 2011年（以下论文I），结合了直接求和N体方法的高精度与统计描述的星子盘基于福克-普朗克技术的优势。然后，我们解决行星的形成，重点是从星子形成原行星。我们发现，该系统的演变是由遭遇以及直接碰撞驱动的，需要仔细建模的速度色散和尺寸分布的演变在很大的尺寸范围内。模拟结果表明，由于间隙的形成，原行星吸积没有终止，因为星子的分布只受到很小的波动。我们还表明，这些功能是弱相关的原行星的位置。不同的冲击强度的探索表明，碎裂主要控制的整体质量损失，这是不太明显的早期失控增长。我们证明，碎片结合有效去除碰撞碎片的气体阻力设置一个普遍的上限的原行星质量的函数的距离的宿主恒星，我们称之为轧机条件。
2013-01-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Destruction of eccentric planetesimals by ram pressure and erosion
卵石大小的小天体和小行星大小的大天体在行星形成中都扮演着重要的角色。它们以自己的方式形成尘埃生长的进化步骤。然而，在后来的时间，他们也被认为是提供背景人口的质量，更大的机构可能会养活。我们在这项工作中提出的建议是，从粘性搅拌开始，偏心轨道上的微行星可能会在它们变得超音速时爆炸，而不是进入地球大气层的小型多孔行星体。我们提出了一个小行星运动和破坏的玩具模型来展示这个过程的关键方面。后果相当严重。在任何时候，它表明，只有星子或多或少的圆形轨道存在于内盘。在一颗星子毁灭之后，剩余的物质不断地重新分配到原行星盘的卵石水库中。由于破坏通常发生在小恒星距离由于超音速，预计将促进卵石吸积在内部原行星盘作为其主要影响之一。
2020-10-27 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
Planetesimal Formation under Realistic Gas Dynamics: Dust Concentration in Turbulent and Windy Protoplanetary Disks
CAS Key Laboratory of Planetary Sciences, Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院行星科学重点实验室、紫金山天文台）；Institute for Advanced Study, Tsinghua University（清华大学高等研究院）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文学系）
本研究通过Athena++模拟发现，在含环境扩散和磁风的外盘条件下，强尘埃团块持续存在，且磁风通过气体耗散和尘埃捕获增强团块，有利于星子形成。
2026-10-01 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
Building massive compact planetesimal disks from the accretion of pebbles
我们提出了一个模型，在该模型中，星子盘是建立在星子的形成和吸积的径向漂移的卵石到现有的星子的组合。在这个模型中，卵石吸积到微行星上的速度很快超过了内盘中直接形成微行星的速度。这就允许形成一个高质量的内盘，而不需要增强的星子形成或一个巨大的原行星盘。我们提出的星子盘生长机制不需要任何特殊的条件来操作。因此，我们预期高质量的星子盘几乎在所有系统中自然形成。这种增长的程度是由通过内部磁盘漂移的卵石的总质量控制的。任何减少卵石输送速率或持续时间的东西都会相应地减少星子盘的最终质量。因此，我们预期低质量恒星（具有较小质量的原行星盘）、低金属丰度恒星和具有巨行星的恒星都应该生长较小质量的微行星盘。星子盘演化成行星系的过程仍然是个谜。然而，我们认为，后期阶段的行星形成模型应该开始与一个巨大的磁盘。这强化了大质量和紧凑的行星系可能在原地形成的想法，但不排除在行星形成后发生重大迁移的可能性。
2015-07-29 astro-ph.EP
MAMA: An Algebraic Map for the Secular Dynamics of Planetesimals in Tight Binary Systems
提出了一个代数映射（MAMA），描述了紧双星系统（TBS）中围绕主星运行的微行星群的动力学和碰撞演化。每个微行星的轨道演化是由次级恒星的长期扰动和气体阻力，由于与原行星盘的相互作用。假设气盘是偏心的，进动速率恒定。微行星之间的引力相互作用被忽略。假设所有实体共面。与完整N体模拟的比较表明，该映射速度快了100倍，同时保留了完整系统的所有主要特征。在工作的第二部分，我们将MAMA应用于γ-Cephei，寻找可能解释该系统中检测到的巨行星形成的友好场景。对于低质量的原行星盘，我们发现，一个低偏心率的静态磁盘对准的二进制产生的星子之间的碰撞速度低于破坏阈值。所有其他的情况似乎都不利于行星的形成。
2013-10-01 astro-ph.EP
A quantification of hydrodynamical effects on protoplanetary dust growth
上下文尘埃粒子在原行星盘中的生长过程可以通过数值尘埃凝聚程序来模拟。在这种方法中，控制尘埃生长过程的物理效应通常必须以参数化的形式实现。由于缺乏这些参数化，现有的粉尘凝聚的研究忽略了流体动力学气流可以对晶粒生长的影响，即使它经常被认为是流动可能显着的积极或消极的增长过程作出贡献。目的。我们打算提供一个量化的流体动力学效应的尘埃颗粒的生长，使这些影响可以被参数化，并在尘埃凝结代码中实现。方法.我们数值积分的小尘埃粒子的轨迹在磁盘气体流围绕原微行星，采样原微行星半径，逆风速度，和尘埃停止时间的大参数空间。结果气体流使大多数粒子偏离原微行星，使得其有效碰撞截面减小，因此质量吸积速率减小。然而，气流也降低了小尘埃颗粒对原微行星的撞击速度。这可能有利于其生长，因为已知大的冲击速度会导致侵蚀。我们还证明了为什么这样的气流不返回碰撞碎片的表面的原星子。结论.我们预测，一个层流流体动力流周围的原星子将有显着的影响，其增长。然而，我们不能轻易地预测碰撞速度的减小或后掠截面的减小哪个结果更重要。因此，我们提供了参数化准备实施到粉尘凝结代码。
2013-11-18 astro-ph.EP
Dust Settling and Clumping in MRI Turbulent Outer Protoplanetary Disks
星子的形成是行星形成中一个关键但知之甚少的过程。人们普遍认为，星子的形成是尘埃通过流动不稳定性（SI）聚集的结果。然而，最近的分析和数值研究表明，SI可以阻尼或抑制外部湍流，至少原行星盘的外部区域可能是弱湍流由于磁旋转不稳定性（MRI）。我们进行高分辨率的局部剪切盒模拟混合粒子-气体磁流体动力学（MHD），将双极扩散作为主要的非理想MHD效应，适用于外盘区域。我们首先表明，尘埃反作用增强尘埃沉降向中平面减少湍流相关时间。在中等水平的MRI湍流，我们发现，灰尘结块实际上是更容易比传统的SI的情况下，在这个意义上的固体丰度的阈值结块是较低的。尘埃聚集的关键是尘埃的反作用和局部压力极大值的存在，在我们的工作中，这是由MRI纬向流克服背景压力梯度形成的。总体而言，我们的研究结果支持星子形成的MRI湍流外原行星盘，特别是在环状的子结构。
2021-10-29 astro-ph.EP
Planetesimal formation via sweep-up growth at the inner edge of dead zones
行星形成的早期阶段仍然没有得到很好的理解。凝聚模型揭示了尘埃生长的许多障碍，如弹跳，碎裂和径向漂移障碍。我们研究尘埃凝聚和漂移之间的相互作用，以确定原行星盘中支持星子形成的条件。我们专注于星子形成通过清扫，并调查它是否可以发生在一个现实的原行星盘。我们开发了一个新的数值模型，解决了灰尘在径向和垂直方向的空间分布。该模型采用代表粒子方法跟踪了原行星盘中尘埃的演化过程。用蒙特卡罗方法考虑了固体的凝聚和破碎。采用质量传递效应，可以发生不同大小的灰尘聚集体碰撞的碰撞模型，实现。我们把重点放在一个原行星盘，包括一个由雪线附近湍流粘度急剧下降引起的压力隆起。我们的研究结果表明，足够的分辨率的垂直盘结构的尘埃凝聚代码是必要的，以获得足够短的增长时间尺度，特别是在低湍流区域的情况下。我们发现，一个急剧的径向变化的湍流强度在死区的内边缘，促进星子的形成在几个方面。它提供了一个有效防止灰尘向内漂移的压力凸起。它还导致聚集体尺寸的径向变化，在该径向变化处发生生长障碍，有利于通过清扫小颗粒来生长大聚集体。在我们的模型中，通过在雪线附近采用一个特殊的α粘度变化，有可能在大约10^5年的时间尺度上通过增量增长来增长星子。
2013-07-12 astro-ph.EP
Architectures of planetary systems formed by pebble accretion
在行星吸积的模型中，卵石是由尘埃凝结而成，并迅速向中心恒星迁移。微行星可能是在原行星盘的年龄以上，以尚未确定的机制，由卵石连续形成的。与此同时，大型行星胚胎通过积累未合并到星子中的剩余鹅卵石而有效地生长。虽然这个过程被称为卵石吸积，为巨行星核心的形成提供了一条新的有希望的途径，但通过这个过程形成的行星系的结构仍然难以捉摸。在本文中，我们使用基于粒子的混合代码，我们尽可能精确地实现大多数关键的物理效应的行星系的形成进行模拟。我们改变了原行星盘的大小，湍流粘性，卵石的大小，星子的形成效率，和星子的初始质量分布。我们的模拟结果表明，如果微行星的初始尺寸为$100$ km或更小，它们首先通过相互碰撞生长。一旦微行星的尺寸达到$\sim$ 1000 km，它们就通过卵石吸积有效地生长。如果在一个大的原行星盘中，来自外部区域的卵石供应持续很长一段时间，行星胚胎变得足够大，开始失控的气体吸积，导致气体巨行星。我们的模拟表明，像我们这样的行星系是由具有中等高湍流粘度的原行星盘形成的。如果气盘的湍流粘性足够低，行星会在气盘中打开一个缺口，甚至在跑道气体吸积开始之前就停止了卵石的吸积。这样一个圆盘产生了一个行星系，其中有几个海王星大小的行星。
2018-04-16 astro-ph.EP
The fate of planetesimals formed at planetary gap edges
原行星盘中的环和间隙的存在通常归因于行星盘的相互作用，其中灰尘和鹅卵石被困在行星诱导的气体间隙的边缘。最近的研究表明，这些可能是通过流动不稳定性形成星子的地点。鉴于大量的星子，可能形成的间隙边缘，我们解决的问题，他们的命运和能力，径向运输固体在原行星盘。我们进行了一系列的N体模拟的星子轨道，考虑到气体阻力和质量损失的影响，通过烧蚀。我们考虑两个行星系：一个类似于年轻的太阳系，另一个受到HL Tau的启发。在这两个系统中，与间隙开放行星的紧密接近导致了巨大的轨道激发，导致微行星在形成后不久离开它们的出生地并在整个圆盘中扩散。在10天文单位内部的偏心轨道上的微行星会经历有效的消融，并在到达最里面的圆盘区域之前失去所有的质量。在我们用$\dot{M}_0=10^{-7}\, M_{\odot}\, \textrm{yr}^{-1}$和$α=10^{-2}$进行的名义太阳系模拟中，我们发现在500 kyr之后，70%的初始小行星质量已经被烧蚀。HL Tau的消融速率较低，在100万年后只有11%的初始星子质量被消融。烧蚀的材料由固体颗粒和蒸发的冰的混合物组成，其中大部分蒸发的冰重新冷凝以形成固体冰。假设固体在圆盘中平面中生长为卵石，这导致卵石流量为$\sim 10-100\,M_{\oplus}\textrm{Myr}^{-1}$通过内部圆盘。我们的研究结果表明，分散的星子可以携带一个显着…
2021-03-08 astro-ph.EP
