Streaming instability in the quasi-global protoplanetary discs
本文利用PIERNIK程序，采用双流体近似（中性气体和尘埃），研究了准球形、非分层原行星盘中的流动不稳定性。我们比较放大率的本征模式在数值模拟中，相应的增长所产生的线性稳定性分析的完整系统的欧拉方程，包括气动阻力。根据Youdin & Goodman（2005）的研究，我们发现：（1）由于气体和尘埃的方位角速度不同，加上拖曳力，尘埃会快速聚集;（2）初始密度扰动会放大几个数量级。我们表明，多流体扩展的简单而有效的松弛TVD计划，在PIERNIK实现，导致的结果，这是与其他方法得到的结果是兼容的。
2013-07-23 astro-ph.EP
On the Mass Budget Problem of Protoplanetary Disks: Streaming Instability and Optically Thick Emission
针对原行星盘观测的“质量缺失”问题，本研究通过含自引力的流不稳定性模拟与辐射转移计算，发现过密纤维的光厚发射会造成2-7倍的质量观测偏差，为该问题提供了新解释。
2025-06-12 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
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 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
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
Concentrating small particles in protoplanetary disks through the streaming instability
实验室实验表明，通过相互碰撞直接生长的硅酸盐颗粒只能产生大约毫米大小的颗粒。另一方面，最近对流动不稳定性的模拟表明，mm/cm尺寸的颗粒需要过高的金属度才能形成致密的细丝。使用刚性相互阻力的数值算法，我们进行模拟的小颗粒显着更高的分辨率和更长的模拟时间比以前的调查。我们发现，粒子的无量纲停止时间$τ_\mathrm{s} = 10^{-2}$和$10^{-3}$ -代表毫米和厘米大小的颗粒内部的水冰线-集中自己通过流动的不稳定性在一个固体丰度的百分之几。因此，我们修订了以前发表的临界固体丰度曲线的制度$τ_\mathrm{s} \ll 1$。在集中的区域中的固体密度达到高于罗氏密度的值，这表明直接坍缩的颗粒下降到毫米大小的星子是可能的。因此，我们的研究结果之间的差距，直接尘埃的生长限制弹跳和流动的不稳定性的颗粒大小。
2017-06-29 astro-ph.EP
Two key parameters controlling particle clumping caused by streaming instability in the dead-zone dust layer of a protoplanetary disk
只要我们考虑磁旋转不稳定性不增长的死区，流动不稳定性和Kelvin-Helmholtz不稳定性就被认为是造成原行星盘尘埃层中尘埃颗粒聚集和湍流的两个主要来源。已经进行了大量的数值模拟，以阐明由流动不稳定性引起的颗粒团聚的发展条件。本文提出了一组两个参数适用于分类的数值结果。一个是斯托克斯数，已在以前的作品，另一个是尘埃粒子柱密度，是无量纲的使用中平面的气体密度，开普勒角速度，开普勒和气体轨道速度之间的差异。灰尘聚集的大小是衡量灰尘层行为的一个指标。使用基于Athena代码v.4.2的尘埃颗粒和气体的三维数值模拟，证实了如果两个参数的相应值组彼此相同，则两个盘模型的尘埃聚集的幅度相似，即使金属丰度的值（即，尘埃颗粒的柱密度与气体的柱密度的比率）不同。
2018-05-15 astro-ph.EP
On the coexistence of the streaming instability and the vertical shear instability in protoplanetary disks
流动不稳定性是解释微行星形成的一个主要候选机制。然而，这种不稳定性在驱动原行星盘中的湍流中的作用，由于其基本性质是线性流体动力学不稳定性，到目前为止还没有详细研究。我们研究了由流动不稳定性引起的湍流以及它与垂直剪切不稳定性的相互作用。为此，我们采用FLASH代码进行二维轴对称全球磁盘模拟半径从$1$ au到$100$ au，包括气体和尘埃之间的相互阻力以及径向和垂直的恒星引力。如果流动不稳定性和垂直切变不稳定性同时开始增长，我们发现尘埃中面层的湍流主要是由流动不稳定性驱动的。它引起垂直气体运动，马赫数高达${\sim}10^{-2}$。粉尘刻度高度以自我调节的方式设置为气体刻度高度的大约$1\%$。相比之下，如果垂直剪切不稳定性被允许饱和之前，灰尘被引入到我们的模拟，那么它仍然是在灰尘层中的湍流的主要来源。垂直切变不稳定性引起马赫数为${\sim}10^{-1}$的湍流，从而阻碍粉尘沉降。尽管如此，我们发现的垂直剪切不稳定性和流动不稳定性相结合，导致径向尘埃浓度在长期的积累，这是显着的密度比单独的流动不稳定性形成的。因此，垂直剪切不稳定性可能会促进微行星的形成，通过创建弱的超密度，作为种子的流动不稳定性。
2020-02-17 astro-ph.EP
On the nature of the resonant drag instability of dust streaming in protoplanetary disc
最近发现的原行星盘中尘埃流的共振拖曳不稳定性（RDI）被认为是亚音速气尘混合扰动的模式耦合。这种模式耦合是具有几乎相等的相速度的两种模式的合并：具有正能量的惯性波（IW）和具有负能量的流尘波（SDW），如在垂直流体静力平衡中静止的气体环境的框架中测量的。SDW是一种由大量尘埃流产生的平凡模式，它传输尘埃密度的扰动。这样，沉降与尘埃的径向漂移相结合，使得SDW与IW的耦合和不稳定性的开始成为可能。根据模式耦合的概念，RDI增长率与色散方程的耦合项的平方根成比例，色散方程本身与灰尘的质量分数$f\ll 1$成比例。这说明了RDI增长率为$\propto f^{1/2}$的原因。当SDW具有正能量时，其与IW的谐振提供了避免的交叉而不是模式耦合。在高波数极限下，具有无限增长率的RDI $\propto f^{1/3}$可以用三模耦合来解释，即SDW与两个IW的耦合。它与一种新的准共振不稳定性共存，伴随着两个相反传播的低频IW的键合。尘埃在圆盘中仅沿径向流动时，不存在模式耦合。在这种情况下，RDI是由与固体惯性有关的模糊机制提供的。
2019-07-22 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 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
The effect of the streaming instability on protoplanetary disc emission at millimetre wavelengths
在本文中，我们调查是否overdensity形成通过流不稳定性是一致的，最近的多波长ALMA观测在狼疮恒星形成区域。我们模拟的流动不稳定性的本地行动在2D使用代码ATHENA，并检查在毫米波长的尘埃分布的辐射特性，通过集中在两个可观察到的量：光学厚的分数$ff$（在ALMA带6）和光谱指数$α$（在带3-7）。通过比较模拟的分布在$ff-α$平面之前和之后的流动不稳定性的作用，我们观察到，团块的形成导致$ff$下降，因为抑制发射的颗粒，最终在光学厚团块。相反，$α$，可以增加或下降后的流动不稳定的行动，我们使用一个简单的玩具模型来证明，这种行为取决于颗粒的大小，其发射被抑制被纳入光学厚团块。特别是，$α$的演变迹象取决于在零点几毫米处的不透明度最大值附近的颗粒是否以团块结束。通过比较模拟分布之前/之后的团块形成的数据分布，我们注意到，流动不稳定性的动作驱动模拟的数据所在的平面的区域。我们还表明，这种行为是复制在集成光盘模型提供的不稳定性是有效的光盘的一个区域，有助于显着的总毫米通量。
2021-03-24 astro-ph.EP
Azimuthal Dust Polarization from Aerodynamically Aligned Grains as Evidence for the Streaming Instability in Protoplanetary Disks
National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；Iowa State University（爱荷华州立大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）；Institut de Ciències de l’Espai (ICE), CSIC（空间科学研究所（ICE），西班牙高等科学研究委员会）；Instituto Argentino de Radioastronomía (CCT-La Plata, CONICET（阿根廷射电天文研究所）；UNLP（拉普拉塔国立大学天文与地球物理科学学院）；CICPBA)（莱斯大学）；Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata；Rice University
研究通过尘埃极化方向揭示原行星盘中流体不稳定性现象，利用三维模拟发现极化方向与尘埃密度相关，高密度区域极化方向与盘面方位一致。
2026-07-21 astro-ph.EP
Erosion driven size-redistribution of protoplanetary disk solids and the onset of streaming Instability and Pebble Accretion
第一个星子的形成和行星核心的最终生长依赖于大量的小卵石。流动不稳定性（SI）过程的效率，建议催化早期的星子的增长，和卵石吸积过程，建议加速行星核心的增长，取决于磁盘中的固体的大小。特别是，这些过程被发现是敏感的固体的大小分布，和有效的星子的形成和增长，通过这些渠道需要一个有限的卵石大小分布。在这里，我们表明，风沙侵蚀，有效地研磨成一个单一尺寸分布的卵石卵石的巨石的过程中，提供了一个自然的上限的最大卵石尺寸（在他们的斯托克斯数）。我们发现这个上限的径向分离，磁盘年龄，湍流强度，和粒度组成的巨石在磁盘上的依赖。SI在斯托克斯数小于0.1的区域是有利的，这是在磁盘的内部亚天文单位区域发现的。这个上限形状的大小分布的小卵石，从而催化的早期发病的星子形成由于SI，和后来的核心吸积增长，通过卵石吸积。
2020-07-21 astro-ph.EP
On the Numerical Robustness of the Streaming Instability: Particle Concentration and Gas Dynamics in Protoplanetary Disks
流动不稳定性（SI）是原行星盘中固体聚集的一种机制。来自SI的非线性粒子聚集可以触发引力坍缩成星子。为了更好地理解SI的数值鲁棒性，我们使用已知产生强聚集的固定物理参数执行一套垂直分层3D模拟。我们改变了数值实现，即计算域的大小和垂直边界条件（vBC），比较新实施的流出vBC以前使用的周期性和反射vBC。我们发现强烈的颗粒团聚的SI是大多独立的vBC。然而，由于较大的颗粒质量库，在较大的模拟域中峰值颗粒密度较高。我们报告SI触发的带状流，即，气体压力的方位带状径向变化。这些结构具有低振幅，不足以阻止粒子径向漂移，证实了气体压力最大值中的粒子捕获不是SI的机制。我们发现，流出vBC产生人为的大气体流出率在垂直边界。然而，流出的vBC减少了垂直边界处的人工反射，允许更多的颗粒沉降，并且显示出更少的时间变化和更好的收敛性。对于所有vBC，致密颗粒细丝的径向间距是$\sim0.15$气体尺度高度（$H$），其设置了自引力模拟中用于星子生长的进料区。我们的研究结果验证了在SI模拟中使用流出vBC，即使垂直边界接近（$\leq 0.4H$）磁盘中平面。总体而言，我们的研究表明了数值鲁棒性的非线性粒子团聚的SI。
2018-06-12 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
Evolution of dust in a protoplanetary disc driven by stellar flybys: implications for the streaming instability
Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Graduate Institute of Astrophysics, National Taiwan University（國立台灣大學天文研究所）；Homer L. Dodge Department of Physics and Astronomy, The University of Oklahoma（歐克拉荷馬大學霍默·L·道奇物理與天文學系）；Department of Physics and Astronomy, The University of Alabama（阿拉巴馬大學物理與天文學系）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒諾布爾阿爾卑斯大學、法國國家科學研究中心、IPAG）
研究恒星飞越对原行星盘尘埃演化的影响，发现低质量飞越抑制尘埃团聚，等质量飞越促进尘埃团聚。
2026-01-24 astro-ph.EP
Seeing the unseen: a method to detect unresolved rings in protoplanetary disks
本文提出利用倾斜原行星盘短轴处的方位角亮度峰来探测ALMA无法分辨的光学厚尘埃环，并通过解析模型定量重现流不稳定性模拟结果，为识别行星形成区域提供新方法。
2024-06-14 astro-ph.EP
Dust coagulation assisted by streaming instability in protoplanetary disks
通过局部模拟流动不稳定性，发现其产生的团块能使尘埃颗粒在极低碰撞速度下保持高碰撞率，从而克服碎裂与漂移屏障，极大放宽微行星形成的条件。
2025-03-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chemical network reduction in protoplanetary disks
原行星盘（PPD）具有不同的气体动力学和化学特征，这些特征通过电离、加热和冷却过程以及平流和湍流输送耦合。然而，当使用综合化学反应网络时，直接将气体动力学与时间依赖化学耦合在计算上是昂贵的。在本文中，我们评估了在不同的磁盘环境中的一个物种为基础的网络还原方法，以产生小的化学网络，重现在大型气相化学网络中发现的主要物种的丰度的效用。我们发现，该方法在磁盘中平面和表面区域，其中约20-30气相物种，连接$\sim$ 50-60气相反应，是足够的复制目标电离分数和化学丰度非常好。还原网络中的大多数物种，包括氧、碳和氮的主要载体，在还原和完全网络模型中也具有相似的丰度。我们的研究结果可以作为未来的流体动力学/磁流体动力学模拟的PPD纳入时间依赖性的化学在适当的区域的初步努力。然而，准确地模拟在中间盘高度的主要物种的丰度，将需要更多的扩展网络，包括气体颗粒化学，并留给未来的研究。
2019-01-15 astro-ph.EP
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
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
Streaming Torque in Dust-Gas Coupled Protoplanetary Disks
本文通过对尘埃-气体耦合原行星盘进行 NSH 平衡线性分析，发现短波长尘埃类漂移模式产生正的流动力矩，可主导总力矩并驱动低质量行星向外迁移。
2024-08-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
The CO snow line favours strong clumping by the streaming instability in protoplanetary discs with porous grains
Universite Claude Bernard Lyon 1, CRAL UMR5574, ENS de Lyon, CNRS（里昂第一大学，CRAL UMR5574，巴黎高等师范学院，法国国家科学研究中心）
本文研究了含多孔颗粒的原行星盘中，二氧化碳雪线对流体不稳定性产生强团聚条件的影响。
2026-01-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas Phase Ion Species Released During Grain Collisions: Implications For Protoplanetary Disks
University of Duisburg-Essen（杜伊斯堡-埃森大学）
本研究通过质谱法检测晶粒碰撞释放的分子，发现碰撞会释放水等吸附物，为原行星盘摩擦电离的重要性提供了实验支持。
2026-08-03 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
Streaming instability of multiple particle species II -- Numerical convergence with increasing particle number
在行星形成过程的初始阶段，流动不稳定性提供了克服生长障碍的有效途径。考虑到颗粒尺寸分布的实际情况，与单一尺寸模型的结果相比，系统的动力学被改变。为了详细了解多物种流动不稳定性的结果，我们进行了大参数研究的颗粒数量，颗粒尺寸分布，颗粒尺寸范围，初始金属丰度和初始颗粒尺度高度。我们研究垂直分层系统，并确定金属丰度阈值的细丝形成。我们比较这些系统的初始粒子分布是不分层的，并发现它的演变如下，其分层对应。我们发现，粒子数的变化不会导致显着的变化，在效率和时间的细丝形成。我们还看到，尺寸分布与粒度范围的结合如何改变多物种流动不稳定性的结果，没有明确的趋势。最后，我们发现，初始金属丰度的$Z_{\rm{init}}=0.005$和$Z_{\rm{init}}=0.01$都导致类似的临界金属丰度值的开始丝形成。我们的研究结果表明，纳入流动不稳定性模拟的颗粒尺寸分布，而改变动力学相比，单分散系统，不会导致整体不利的条件下固体生长。我们把多个物种的次主导作用归因于中平面的高密度条件，在此条件下，线性稳定性分析预测单个和多个物种之间的差异不大。
2021-06-29 astro-ph.EP
Trans-Neptunian Binaries as Evidence for Planetesimal Formation by the Streaming Instability
行星在原行星盘中出现的关键一步是由较小的盘成分吸积大小为1-1000 km的星子。这个过程是知之甚少，部分原因是我们缺乏良好的观测限制的复杂的物理过程，有助于星子的形成。在外太阳系，寻找线索的最佳地点是柯伊伯带，在那里，冰冷的星子存活到今天。在这里，我们报告的证据表明，柯伊伯带微行星形成的流动不稳定性，一个过程中，空气动力学集中的卵石块引力坍缩成100公里级的机构。引力坍缩曾被用来解释柯伊伯带中普遍存在的等大小双星。我们分析了新的流体动力学模拟的流不稳定性，以确定模型的期望二元轨道的空间取向。预测的广泛的倾角分布与80%的海王星外双星轨道相匹配的观测。形成模式，这意味着主要逆行双星轨道可以排除。鉴于它适用于广泛的原行星盘条件，预计流动不稳定性种子星子形成也在其他地方的太阳系，超越。
2019-06-26 astro-ph.EP
Chemical modelling of FU Ori protoplanetary disks
FUOri型恒星的亮度爆发，其亮度为$\sim100 L_{\odot}$，持续数十年，可能会影响周围原行星盘的化学成分。利用天体化学建模，我们分析了爆发引起的变化，并寻找对光度上升敏感的物种。盘分子组成的某些变化不仅出现在爆发期间，而且还可以在爆发结束后保留数十年。我们分析负责这些影响的主要化学过程，并评估化学惰性物种恢复到爆发前丰度的时间尺度。
2020-02-12 astro-ph.EP
Turbulent Thermal Diffusion: A Way to Concentrate Dust in Protoplanetary Discs
作用在气体和颗粒混合物上的湍流一般使后者均匀地扩散通过前者。然而，在存在背景气体温度梯度的情况下，称为湍流热扩散的现象表现为颗粒漂移速度（而不是扩散项）。这个过程将粒子从热的区域移动到冷的区域。我们重新推导湍流热扩散使用天体物理学的语言，并证明它可以发挥重要作用，在原行星盘通过集中粒子的数十倍。这样的浓度将为集体行为，如流动不稳定性，从而形成星子奠定基础。
2015-12-08 astro-ph.EP
Streaming Instability for Particle-Size Distributions
流动不稳定性被认为在行星形成的早期阶段起着核心作用，它使许多阻碍星子形成的障碍有效地绕过。我们提出的第一项研究，探讨效率的线性流不稳定性时，被认为是一个颗粒尺寸分布。我们发现，对于一个给定的尘埃与气体的质量比，多物种流的不稳定性增长的时间尺度上远远长于预期时，只有一个尘埃物种参与。特别是，包含接近统一的顺序灰尘与气体的质量比的分布导致不稳定的模式，可以增长的时间尺度可比，或更大，与那些长期的不稳定。我们预计，导致颗粒偏析和/或浓度的过程可以为不稳定性快速增长创造有利条件。我们的发现可能对原行星盘中的大量过程具有重要意义，这些过程依赖于通常为独特尘埃物种设想的流动不稳定性。我们的研究结果表明，当考虑多个物种时，其他共振阻力不稳定性的增长率也可能大大降低。
2019-06-10 astro-ph.EP
The resonant drag instability of dust streaming in turbulent protoplanetary disc
本文用小尘埃分数极限下的气尘扰动动力学局域方法研究了原行星盘中尘埃流共振拖曳不稳定性的阻尼。圆盘中的湍流分别由气体和尘埃运动方程中的有效粘性和扩散率表示。在施密特数（有效粘度与扩散率的比值）Sc = 1的标准情况下，用惯性波（IW）和流动尘埃波（SDW）相互共振来简化RDI的描述，表明阻尼解与无粘解的不同之处仅仅在于将特征阻尼频率加到其增长率上。RDI完全抑制在阈值粘度，这是估计分析，首先，径向漂移，其次，垂直沉降的灰尘，最后，在沉降结合径向漂移的灰尘的情况下。在最后一种情况下，RDI存活到最高阈值粘度，对于较小的固体具有更大的过量。一旦Sc \neq 1，一个新的不稳定性特定的耗散扰动的尘埃沉降背景出现。这种准共振性质的不稳定性被称为沉降粘性不稳定性（SVI）。当Sc > 1（Sc < 1）时，在长波区，类似于SDW（IW）的模开始增长。SVI导致阈值粘度的额外增加。
2020-03-20 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
Streaming instability in a global patch simulation of protoplanetary disks
近年来，对原行星盘的亚/毫米观测发现，尘埃辐射的亚结构具有令人难以置信的多样性。一个重要的结果是发现，毫米大小的尘埃颗粒嵌入在非常薄的尘埃盘。这意味着中平面中的尘埃质量分数变得与气体相当，增加了两个组件之间相互作用的重要性。我们解决这个问题，通过数值2.5D模拟，以研究气体和尘埃的相互作用，在充分的全球分层磁盘。为此，我们采用最近开发的尘埃颗粒模块PLUTO代码。我们的模型侧重于一个典型的金牛座T盘模型，模拟一个短补丁的磁盘在10 AU，其中包括恒定的斯托克斯数的$St=0.01$和$St=0.1$，对应的晶粒尺寸为0.9厘米和0.9毫米，分别为给定的磁盘模型的晶粒。通过在外部区域注入恒定的卵石通量，系统达到由流动不稳定性驱动的湍流和尘埃浓度的准稳态。对于我们给定的设置和使用分辨率高达2500细胞每刻度高度，我们解决了流动的不稳定性，导致局部灰尘结块和浓度。我们的研究结果表明，尘埃密度值约为气体密度的10 - 100倍，稳态卵石通量介于$3.5 \times 10^{-4}$和$2.5 \times 10^{-3} M_{\rm Earth}/\mathit{year}$之间，模型与$\mathit{St}=0.01$和$\mathit{St}=0.1$。模型$\mathit{St}=0.01$的颗粒大小和卵石通量与尘埃演化模型的第一个百万年的磁盘演变。对于这些颗粒，散射不透明度在…
2021-03-28 astro-ph.EP astro-ph.HE
Two-fluid Instability of Dust and Gas in the Dust Layer of a Protoplanetary Disk
本文研究了原行星盘中尘埃层的不稳定性。已知在初始粉尘密度均匀的情况下，流动不稳定性发展并且粉尘密度集中发生。本文考虑了垂直于中平面的初始尘埃密度梯度的影响。粉尘和气体被视为不同的流体。尘埃流体的压力被假定为零。气体摩擦时间假定为常数。采用谱方法对轴对称二维流场进行了数值模拟。我们发现，即使气体摩擦时间乘以开普勒角速度小到0.001，不稳定性也会以开普勒角速度的数量级增长。这种不稳定性是由两个来源驱动的：（1）方位角速度的垂直切变，以及（2）由于平流而引起的尘埃和气体的相对运动以及尘埃密度波动。这种不稳定性通过湍流平流扩散尘埃，最大尘埃密度降低。这意味着，在均匀初始灰尘密度的情况下所看到的由流动不稳定性引起的灰尘浓度随着灰尘朝向中平面沉降而导致的灰尘密度梯度增加而变得无效。
2009-05-27 astro-ph.EP
Coexistence of coagulation and streaming instabilities in protoplanetary discs
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
From Streaming Instability to the Onset of Pebble Accretion I. Investigating the Growth Modes in Planetesimal Rings
本文通过半解析模型研究流不稳定性形成的星子环中原行星胚胎的早期增长，发现内盘可快速形成胚胎，而约50天文单位的外盘尤其是低质量恒星周围难以形成卵石吸积种子。
2025-02-04 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
Evading the dust fragmentation barrier with the streaming instability in protoplanetary disks
Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学，巴黎西岱大学，法国原子能和替代能源委员会，法国国家科学研究中心，天体分子研究所）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）
研究通过流体不稳定性增强尘埃团聚，克服尘埃碎裂障碍，促进行星esimal形成。
2025-11-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Multi dust species inner rim in magnetized protoplanetary disks
本文通过构建多尘埃辐射磁化内边缘模型，研究高难熔尘埃物种和磁场对原行星盘内边缘结构及辐射的影响，发现中等磁场模型与近红外干涉观测拟合最佳，并指出多尘埃模型在 H 波段仍缺乏近红外辐射。
2025-08-06 astro-ph.EP
Streaming Instability with Multiple Dust Species: I. Favourable Conditions for the Linear Growth
最近的研究表明，流动不稳定性，驱动星子形成的主要机制之一，可能并不像以前认为的那样有效。在某些条件下，不稳定性的增长时间尺度可以比光盘寿命时，考虑多个尘埃物种。为了进一步探索这一发现，我们使用线性分析和直接数值模拟与气体流体和尘埃粒子相互验证和研究的不稳定模式的不稳定性更详细。我们将先前研究的参数空间扩展了一个数量级的范围内的粉尘粒度分布$[T_{s,min}, T_{s,max}]$和总的固体-气体质量比$\varepsilon$，并引入了第三维的大小分布的斜率$q$。我们发现，在$\varepsilon$ - $T_{s,max}$空间中，快速生长区和缓慢生长区明显分离，而这个边界对$q$或$T_{s,min}$并不敏感.随着广泛的尘埃尺寸存在于光盘（如$T_{s,min}\lesssim10^{-3}$），在缓慢增长制度的增长率下降，因为更多的尘埃物种被认为是。另一方面，对于窄范围的尘埃尺寸（例如$T_{s,max}/T_{s,min}=5$），在大多数$\varepsilon$ - $T_{s,max}$空间中的生长速率随着尘埃种类的增加而收敛，但是快速和缓慢生长状态保持明显分离。此外，它是不必要的，最大的尘埃物种主导的不稳定模式的增长，和较小的尘埃物种可以影响增长率在一个复杂的方式。在任何情况下，我们发现，快速增长的制度是由$\varepsilon\gtrsim 1$或$…
2020-11-16 astro-ph.EP
Dust growth in protoplanetary disks - a comprehensive experimental/theoretical approach
十多年来，对原行星尘埃碰撞物理学的专门实验工作使我们达到了这样一个点，即尘埃聚集体的生长可以-第一次-自我一致和可靠地建模。本文综述了Güttler等（2010）提出的原行星盘尘埃凝聚体的涌现碰撞模型以及Zsom等（2010）提出的原行星盘尘埃凝聚体演化的数值模型。事实证明，在蓬松的尘埃聚集体快速碰撞增长到几厘米大小的短暂时间后，原行星尘埃颗粒受到反弹碰撞，其中它们的孔隙度大大降低。模型结果还表明，低速破碎可以减少尘埃聚集体的最终质量，但它不会引发一个新的增长模式，如前所述。根据我们的模型的当前阶段，碰撞粘附直接形成更大尺寸的星子似乎是不可能的，因此集体效应，如原行星盘尘埃增强区的流动不稳定性和引力不稳定性，是导致星子的过程的最佳候选者。
2010-08-30 astro-ph.EP
Streaming Instability with Multiple Dust Species: II. Turbulence and Dust-Gas Dynamics at Nonlinear Saturation
流动不稳定性是驱动尘埃气体动力学和最终在原行星盘中形成星子的基本过程。作为一个线性不稳定性，它已被证明，它的增长与尘埃尺寸的分布可以分为两个不同的制度，快速和缓慢的增长，这取决于尘埃尺寸分布和总的尘埃气体密度比$ε$。利用数值模拟的非分层光盘，我们把三种情况下，在不同的制度，进入非线性饱和。我们发现，这两个快速增长的情况下的饱和状态是类似的单物种对应。具有最大无因次停留时间$τ_\mathrm{s,max}=0.1$和$ε=2$的一个粒子驱动湍流的垂直尘埃气体涡旋，而具有$τ_\mathrm{s,max}=2$和$ε=0.2$的另一个粒子导致径向交通堵塞和尘埃粒子的对流结构。前者的尘埃密度分布在低密度时是平坦的，而后者的尘埃密度分布具有低端截止。相比之下，一个缓慢增长的情况下，结果在一个几乎静止的状态。此外，我们发现，在快速增长的制度，发生显着的灰尘隔离的大小，大颗粒向密集区移动，而小颗粒留在扩散区，和每个尘埃物种的平均径向漂移是明显改变（初始）阻力平衡。前者可能会使多波长观测得到的光谱指数发生偏斜，并改变卵石云的初始尺寸分布。后者与湍流扩散一起可能影响年轻原行星盘中固体物质的径向输送和混合。
2021-10-12 astro-ph.EP
Dynamics of Solids in the Midplane of Protoplanetary Disks: Implications for Planetesimal Formation
本文采用Athena程序对原行星盘中平面的粒子和气体进行了局部二维和三维混合数值模拟。颗粒与气体的空气动力学耦合，包括颗粒与气体的反馈。我们忽略磁旋转湍流作为PPD死区的近似，忽略粒子自引力来研究微行星形成的前兆。我们的模拟包括一个广泛的粒子尺寸分布，从强耦合粒子与无量纲停止时间τ_s=欧米茄t_stop= 1 e-4的边缘耦合的τ_s=1（其中欧米茄是轨道频率，t_stop是粒子摩擦时间），和广泛的固体丰度。我们的主要结果是：1.τ_s>=0.01的粒子在Kelvin-Helmholtz不稳定性发生前，积极参与流动不稳定性，产生湍流并维持粒子层的高度。2.当固体的大部分（τ_s>=0.01）和高度积分的固体与气体质量比Z是超太阳能时，作为流动不稳定性的结果的强颗粒聚集发生。3.径向漂移速度相对于传统的Nakagawa-Sekiya-Hayashi（NSH）模型有所减小，特别是在高Z下。我们得到了一个广义的NSH平衡解的多粒子物种，符合我们的结果非常好。4.τ_s>=0.01的粒子间碰撞速度主要由微分径向漂移决定，在较大的Z值下，碰撞速度大大减小。5.对于局部盘体固体丰度的富集和晶粒生长，存在两个正反馈回路。所有这些效应都促进了星子的形成。
2010-08-17 astro-ph.EP
A thermodynamic view of dusty protoplanetary disks
嵌入气态原行星盘中的小固体会受到强烈的尘埃-气体摩擦。因此，紧密耦合的灰尘颗粒几乎跟随气流。沿着流线的尘埃与气体之比的近似守恒类似于沿着具有弱加热和冷却的（无尘）气体流动的熵的近似守恒。我们把这个热力学类比发展成一个框架来研究原行星盘中的尘埃气体动力学。我们表明，等温含尘气体的行为像一个绝热的纯气体，有限的尘埃气体耦合可以被视为一个有效的加热/冷却。我们利用这种对应关系推断：1）完全耦合的薄尘埃层不会引起轴对称不稳定性; 2）如果尘埃垂直混合均匀，尘埃径向边缘是不稳定的; 3）气流不稳定性必然涉及滞后于尘埃密度的气压响应; 4）尘埃负荷引入浮力，该浮力通常稳定与全球径向温度梯度相关的垂直剪切不稳定性。我们还讨论了其他流体动力学过程（如罗斯贝波不稳定性，对流超稳定性和僵尸涡）的尘埃类似物，以及如何模拟尘埃原行星盘与现有的纯气体动力学代码的微小调整。
2017-10-10 astro-ph.EP
Diffusion and Concentration of Solids in the Dead Zone of a Protoplanetary Disk
流动不稳定性是驱动原行星盘中星子形成的一种很有前途的机制。为了触发这一过程，有人认为，固体在中平面上的沉积需要是有效的，因此需要一个静止的气体环境。通常认为，非理想磁流体动力学（MHD）效应产生的死区或盘风结构满足这一要求。然而，模拟表明，死区的中平面并不是完全静止的。为了研究在这样的环境中的固体浓度，我们使用局部剪切盒近似来模拟具有欧姆死区的颗粒-气体系统，包括气体和固体之间的相互拖曳力。我们系统地比较了系统的演化与理想或非理想的MHD，有或没有从气体上的粒子的反作用阻力，并与不同的固体丰度。类似于以前的调查死区动力学，我们发现，颗粒的无量纲停止时间$τ_s=0.1$不沉淀明显超过那些在理想的磁旋转湍流，导致在垂直尺度高度的数量级大于在层流磁盘。相反的期望，这应该抑制形成的星子，我们仍然发现，强大的固体结块仍然发生在死区时，固体丰度是类似的层流环境的临界值。这可以通过中平面附近的颗粒的弱径向扩散来解释。结果表明，粒子向中平面的沉降不是由流动不稳定性形成星子的必要判据。
2018-10-11 astro-ph.EP
Growth after the streaming instability: The radial distance dependence of the planetary growth
流动的不稳定性被假设为触发在特定的原行星盘的固体颗粒的体积密度是丰富的气体相媲美的位置。当这个条件局部满足时，就形成了一个微行星环。这些微行星相互碰撞，并从外盘吸积向内漂移的卵石，以进一步增加质量。我们研究了在不同盘半径的环带中形成的星子的生长。它们的初始质量分布计算的基础上从流动不稳定性模拟总结的公式。我们用基于最小质量太阳星云（MMSN）和Toomre稳定性判据的原行星盘模型模拟了星子的动力学演化。对于MMSN模型，卵石吸积和星子吸积在$0.3$ AU的近轨道上都是有效的，导致在$1$ Myr之后出现了几个超地球质量的行星。相比之下，只有质量最大的星子在$r{=}3$ AU诞生时才经历实质性的质量增长，而$r{=}30$ AU的星子几乎没有增长。另一方面，在密度更大的图姆尔盘中，最大质量的形成行星可以在$t{=}1$ Myr达到地球质量，并在$3$ Myr中的$30$ AU和$100$ AU达到海王星和土星之间的质量。卵石和星子的吸积速率都随盘径向距离的增大而减小。然而，在更远的盘区域，星子吸积不如卵石吸积明显。总的来说，当行星盘具有较高的气体密度、较高的卵石通量和/或较低的卵石斯托克斯数时，行星获得较高的质量。
2022-05-20 astro-ph.EP
Snow-lines as probes of turbulent diffusion in protoplanetary discs
在原行星盘中，特别是在“雪线”处，会出现剧烈的化学不连续性，在那里，气相物质冻结形成冰粒。这种尖锐的不连续性将扩散出来，由于湍流怀疑驱动角动量运输吸积盘。我们表明，浓度梯度-在附近的雪线-的一个物种存在于雪线以外，但内部破坏是强烈敏感的湍流扩散的水平（提供的化学和运输时间尺度是解耦的），并提供了一个直接测量的径向“施密特数”（角动量运输径向湍流扩散的比率）。作为一个例子，示踪剂物种N $_2$ H $^+$，这是预计将被破坏内的CO雪线（最近观察到TW Hya），我们表明，ALMA观测具有显着的角分辨率，以限制施密特数。由于不同的湍流驱动机制预测不同的施密特数，直接测量吸积盘中的施密特数将允许对湍流的性质进行推断。
2014-06-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the Feeding Zone of Planetesimal Formation by the Streaming Instability
流动不稳定性是克服尘埃直接生长障碍并导致星子形成的一种很有前途的机制。然而，大多数以前的研究流不稳定性，集中在一个局部区域的原行星盘有限的模拟域，只有一个连续的固体浓度已被观察到。因此，细丝之间的特征分离是未知的。为了解决这个问题，我们进行了迄今为止最大规模的模拟流不稳定性，计算域高达1.6气体尺度的水平和垂直高度。大的动态范围允许垂直气体分层的影响变得突出。我们观察到更频繁的合并和分裂的长丝在模拟箱的高度垂直的程度。我们发现多个附加浓度的固体与平均分离约0.2本地气体尺度高度，远高于最不稳定的波长从线性稳定性分析。这测量了由流动不稳定性驱动的星子形成事件的特征分离，从而测量了星子的初始馈送区。
2014-07-22 astro-ph.EP
Particle Trapping and Streaming Instability in Vortices
本文分析了原行星盘中由径向浮力产生和维持的涡旋中固体颗粒的浓度，即斜压涡旋增长。除了作用在粒子上的气体阻力，我们还考虑到尘埃对气体的反作用。当当地的尘气比接近1时，这一点变得很重要。在我们的2D，本地，剪切片模拟，我们看到高浓度的颗粒内的旋涡的斯托克斯数，${\rm St}$范围很广。对于${\rm St}=1$，1：100的初始尘气比可以很容易地逆转为100：1。增加的尘气比触发了流动的不稳定性，从而违反直觉地限制了最大可实现的超密度。我们发现，即使对于小颗粒（$\rm{St}=0.01$）和低初始尘气比（1：$10^4$），涡旋内部的颗粒捕获也为引力辅助的星子形成提供了可能性。
2015-01-22 astro-ph.EP
Effects of Dust Coagulation on Streaming Instability
本研究首次数值模拟了原行星盘中垂直分层流体不稳定性与尘埃凝聚的耦合过程，发现尘埃凝聚促进尺寸增长，使不稳定性在初始小尘埃下仍能触发，从而拓宽了原有参数边界。
2024-10-14 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
