Global MHD simulations of stratified and turbulent protoplanetary discs. II. Dust settling
本文的目的是研究小尘埃粒子在原行星盘的垂直分布，其中角动量传输是由于磁旋转不稳定性驱动的MHD湍流。我们考虑的颗粒尺寸范围从大约1微米到几毫米。我们使用基于网格的MHD代码进行全球性的双流体模拟湍流原行星盘，其中包含各种尺寸的尘埃颗粒。在准稳态下，尘埃粒子的重力沉降由湍流扩散平衡。该过程的简单和标准模型不能准确地描述粉尘密度的垂直分布。对于小的尘埃颗粒（几微米大小），特别是在盘的上层（$Z>3H$，其中$H$是刻度高度），差异更大。在这里，简单模型预测和模拟结果之间的差异可能有几个数量级。这是因为MHD湍流在吸积盘中是不均匀的，因为速度波动在强烈磁化的日冕发展的盘上层显着增加。我们提供了一个替代模型，提供了一个更好的适合模拟。在这个模型中，尘埃粒子扩散远离中平面的MHD湍流，但扩散系数垂直变化，并在任何地方都成比例的当地湍流垂直速度波动的平方。尘埃粒子的空间分布可以用来追踪原行星盘中MHD湍流的性质，如速度波动的幅度。在未来，数值模拟和观测之间的详细和直接的比较应该被证明是一个有用的工具，用于约束原行星盘中的湍流特性。
2009-01-28 astro-ph.EP
3D Lagrangian turbulent diffusion of dust grains in a protoplanetary disk: method and first applications
为了了解气态湍流原行星盘中尘埃颗粒的化学和同位素组成在其在盘中的旅程中是如何改变的，确定它们各自的轨迹是很重要的。在这里，我们研究的尘埃扩散运输拉格朗日数值模拟使用流行的“湍流扩散”的形式主义。然而，它自然地以欧拉形式表示，这不允许研究单个粒子的轨迹。我们提出了一个简单的随机和物理上合理的模拟湍流扩散的拉格朗日形式，克服了这些困难的过程。结果表明，尘埃的净扩散通量F与气体密度（ρ）梯度和尘埃扩散系数Dd成正比：（F=Dd/ρ \timesgrad（ρ））。它导致尘埃在盘的中平面向内输送，同时有利于盘的上层向外输送。我们目前的测试和应用程序比较灰尘扩散的中面和上层，以及样本轨迹的颗粒具有不同的大小。我们还讨论了宇宙化学和SPH代码的潜在应用。
2011-05-17 astro-ph.EP
On the dynamics of planetesimals embedded in turbulent protoplanetary discs
原行星盘中的角动量输运和吸积通常被认为是由MHD湍流通过磁旋转不稳定性（MRI）驱动的。嵌入这些圆盘中的固体（尘埃颗粒、巨石、微行星和行星）的动力学可能受到湍流的强烈影响，因此行星系的形成路径部分取决于湍流的强度和空间分布。我们使用三维MHD模拟研究了嵌入湍流原行星盘中的半径在1米至10公里之间的微行星的动力学。微行星受到气体阻力和随机引力的作用，这是由于湍流盘造成的。在这项研究中，我们使用并比较了局部剪切箱模拟和全球模型的结果。这项工作的主要目的是检查：的增长，和可能的饱和度，嵌入式微行星的速度色散作为其大小和光盘参数的函数;微行星的径向迁移和扩散的速率;剪切盒和全球模拟结果一致的条件下。当使用尺寸为4 H x 16 H x 2 H的剪切盒（H为局部尺度高度）时，我们发现局部和全局模拟之间存在良好的一致性。由于螺旋密度波的激发和传播，所获得的密度波动的幅度对盒子的尺寸敏感。这影响了微行星所经历的随机强迫。[...]我们的模型表明，充分发展的MHD湍流在原行星盘将嵌入星子的破坏性影响。相对较低的湍流水平需要的星子吸积的传统模型的运作，这是一致的存在一个死区的原行星盘。
2010-07-07 astro-ph.EP
Formation of pebbles in (gravito-)viscous protoplanetary disks with various turbulent strengths
目标。尘埃在原行星盘的演化中起着至关重要的作用。我们研究了具有不同湍流粘性强度的年轻自引力原行星盘中初始亚$μm$尘埃粒子的动力学和生长。我们的目标是了解的物理条件，确定卵石的形成和空间分布时，磁盘自重和湍流粘度可以同时在工作中。方法.我们执行薄盘流体动力学模拟的自引力原行星盘在初始时间为0.5万年使用FEOSAD代码。湍流粘度参数化的空间和时间恒定的$α$参数，而重力不稳定性对尘埃生长的影响占通过计算有效参数$α_{\rm GI}$。我们考虑了尘埃组分的演化，包括与气体的动量交换、尘埃的自重以及尘埃生长的简化模型。结果我们发现，湍流粘性的水平强烈影响的空间分布和总质量的卵石在磁盘。$α=10^{-2}$模型是粘度占主导地位的，卵石是完全不存在的，和灰尘与气体的质量比偏离参考值1：100不超过30%的整个磁盘范围。相反，$α=10^{-3}$模型，特别是$α=10^{-4}$模型，是由重力不稳定性。有效参数$α+α_{\rm GI}$现在是径向距离的强变化函数。因此，瓶颈效应在最里面的磁盘区域，这使得气体和灰尘聚集在一个环状结构的发展。节录。
2022-12-02 astro-ph.EP
Chemical evolution of protoplanetary disks - the effects of viscous accretion, turbulent mixing and disk winds
我们计算了考虑径向粘性吸积、垂直湍流混合和垂直盘风的原行星盘的化学演化。我们研究了采用不同的尘埃颗粒分子氢形成模型对尘埃盘化学结构的影响。我们的气相化学是从UMIST天体化学数据库（Rate06）中提取的，我们已经添加了详细的气体-颗粒相互作用。我们使用我们的化学模型的结果来生成合成的近红外和中红外LTE线发射光谱，并比较这些与最近的斯皮策观测。我们的研究结果表明，如果考虑到H2形成的温暖的晶粒，在磁盘表面的H2O和OH的丰度显着增加。我们发现，径向吸积流强烈影响的分子丰度，与那些在冷的中平面层特别受到影响。另一方面，我们表明扩散性湍流混合会影响温暖分子层中的圆盘化学，影响圆盘的线发射，从而提高与观测的一致性。我们发现，NH 3，CH 3 OH，C2 H 2和含硫物种大大增强了湍流混合的列入。我们表明，磁盘风可能会影响磁盘化学和由此产生的分子线发射以类似的方式时，发现混合包括在内。
2011-02-19 astro-ph.EP
Thermodynamics of the dead-zone inner edge in protoplanetary disks
在原行星盘中，湍流区和层流区之间的内边界可能是行星形成的有利位置，这要归功于固体在边界本身或在罗斯贝波不稳定性产生的漩涡中的捕获。在界面处，由于湍流耗散和热电离的重要性，盘热力学和湍流动力学被包括在内。然而，边界的数值模型忽略了热力学，从而错过了物理的一部分。本文的目的是数值研究热力学和动力学之间的相互作用，在内部区域的原行星盘适当占湍流加热和电阻率对当地温度的依赖。使用Goddle程序RAMSES，我们进行了一系列的三维全球数值模拟的原行星盘在圆柱形的限制，包括湍流加热和一个简单的处方辐射冷却。我们发现，波激发的湍流显着加热死区，我们随后提供了一个简单的理论框架，估计波加热和随之而来的温度分布。此外，我们的模拟表明，死区内边缘可以向外传播到死区，在一个临界半径，可以从平均场模型估计失速之前。驱动传播的引擎实际上是靠近界面的密度波加热。在所有模拟中，压力最大值出现在界面处，并且我们注意到扩展方位角模拟中出现了Rossby波不稳定性。我们的模拟显示了原行星盘内部区域热力学和湍流动力学之间复杂的相互作用。它们还揭示了死区界面的活动对死区热力学结构的重要性。
2014-02-26 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
Pebble Accretion in Turbulent Protoplanetary Disks
近年来人们认识到，卵石大小的尘埃颗粒在行星核心上的吸积是核心增长的一种重要模式，它使大距离巨行星的形成成为可能，并在总体上有助于行星形成。卵石吸积理论是建立在尘埃粒子在层流原行星盘（PPD）中的轨道理论基础上的。对于足够大的核心质量（在“希尔状态”中），基本上所有进入希尔球的适当尺寸的颗粒都可以被捕获。然而，由于磁旋转不稳定性（MRI），预计PPD的外部区域是弱湍流的，其中粒子轨道的湍流搅拌可能会影响卵石吸积的效率。我们进行剪切盒模拟卵石吸积与不同水平的MRI湍流（强湍流假设理想的磁流体力学，弱湍流的双极扩散的存在下，层流）和不同的核心群众测试卵石吸积的效率在微观物理水平。我们发现，吸积仍然有效的边缘耦合粒子（无量纲停止时间τ_s ~ 0.1 - 1），即使在强MRI湍流的存在下。虽然更多的尘埃颗粒被湍流带到核心，但这种影响在很大程度上被吸积概率的降低所抵消。因此，湍流对吸积速率的总体影响主要体现在尘埃层厚度的变化上。另一方面，我们发现，卵石吸积的效率强耦合粒子（低至τ_s ~ 0.01）可以适度降低低质量的核心强湍流。
2017-09-11 astro-ph.EP
Reprocessing of Ices in Turbulent Protoplanetary Disks: Carbon and Nitrogen Chemistry
我们研究了湍流输运对原行星盘中冰化学的影响，重点是含碳和含氮分子。化学速率方程求解的扩散项，模仿湍流混合在垂直方向。湍流可以将冰覆盖的尘埃颗粒从中平面带到温暖的辐射盘表面，并且通过光反应、热解吸和表面反应对冰幔进行再处理。在r < 30 AU时，向上的输送降低了甲醇和氨冰的丰度，因为温暖的尘埃温度阻止了它们在颗粒表面的再形成。这种后处理可以解释彗星彗发中碳和氮分子的丰度小于低质量原恒星包层中的丰度。我们还表明，混合对复杂有机分子（COM）的合成的影响是两种方式：（1）冰从中间平面到磁盘表面的运输和（2）原子氢从表面到中间平面的运输。前者增强了盘表面的COM形成，而后者抑制了中平面的COM形成。然后，当混合是强的，COM主要形成在磁盘表面，而他们的父母分子（重新）形成在中平面。与非湍流模型相比，该循环将COM分布在垂直方向和径向向外扩展。我们推导出的时间尺度的汇机制，CO和N2被转换为挥发性较低的分子被耗尽的气相，并发现，垂直混合抑制这种机制在内部磁盘。
2014-06-13 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
Dust Coagulation Regulated by Turbulent Clustering in Protoplanetary Disks
尘埃粒子的凝聚是星子形成的关键过程。然而，径向漂移和弹跳障碍没有完全解决，特别是硅酸盐粉尘。在原行星盘中，尘埃粒子的碰撞速度受湍流的调节，因此，湍流成团现象应予以适当的处理。为此，纳维-斯托克斯方程的直接数值模拟（DNS）是必要的。在一系列论文中，Pan和Padoan使用了雷诺数Re~1000的DNS。在这里，我们执行DNS与高达Re=16100，这使我们能够跟踪粒子的运动与斯托克斯数为0.01<~St<~0.2的惯性范围。通过DNSs，我们证实了粒子对的均方根相对速度比Ormel & Cuzzi（2007）的结果小两倍以上。径向相对速度的分布是高度非高斯的。在低Re下，结果与Pan & Padoan或Pan等人的结果基本一致。同样，我们发现相同尺寸的颗粒的粘附率比不同尺寸的颗粒高得多。即使在α粘度为10^{-2}的强湍流情况下，对于St<~0.01的等尺寸颗粒，粘附率高达>~50%，弹跳概率低至~10%。因此，湍流聚集起着重要的作用，厘米大小的紧凑的聚集体（卵石）的增长，也提高了固体丰度，这可能会导致流动的不稳定性在磁盘。
2018-01-26 astro-ph.EP
Growth of calcium-aluminum-rich inclusions by coagulation and fragmentation in a turbulent protoplanetary disk: observations and modelisation
虽然人们普遍认为南极陨石中的富钙铝包体（CAIs）是在太阳原行星盘的热环境中形成的，但其形成条件仍存在争议。最近的实验室研究CAIs提供了一种新的数据：它们的大小分布。我们发现，在实验室中测量的CAIs的尺寸分布从碳质方解石的截面具有幂律的尺寸分布与累积尺寸指数之间的-1.7和-1.9，这转化为累积尺寸指数之间的-2.5和-2.8经切片校正。为了解释这些观测结果，进行了数值模拟，以探索从微米到厘米尺寸的CAIs的生长，在一个热的和湍流的原行星盘通过凝聚和碎裂的竞争。我们发现，在生长模拟中得到的尺寸分布与陨石中的CAIs尺寸分布一致。我们解释说，如果撞击速度大于10米/秒，CAI碎片的尺寸分布在厘米尺寸处的急剧截止是著名的碎裂障碍的直接结果。毫米和厘米大小的CAIs的生长/破坏时间尺度与当地的尘埃/气体比成反比，在1300 K下约为10年，在1670 K下可达104年。这意味着最难治性的CAIs预计尺寸较小，因为与不太难治性的CAIs相比，它们的生长时间较长。相反，在CAI生产时代，最不耐火的CAI可能已经被回收多次，这可能对它们的辐射年龄产生深远的影响。
2015-03-24 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
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
Protoplanetary migration in turbulent isothermal disks
为了重现观测到的系外行星的统计特性，人口合成模型表明，原行星的迁移应该显着放缓，并且应该存在阻碍迁移的过程。因此，目前的许多理论工作都致力于寻找减缓、停止甚至逆转迁移的物理效应。这些研究中的许多依赖于马蹄形阻力，其长期演变（饱和或不饱和）是密切相关的层流盘模型中的磁盘粘度。我们研究如何施加在一个低质量的行星上的马蹄形阻力是改变了一个更现实的治疗的湍流在原行星盘。二维流体动力学模拟与湍流模型，再现三维磁流体动力学计算的主要湍流特性。我们发现，马蹄形阻力可以保持不饱和的长期，这取决于湍流强度。我们表明，由湍流的马蹄阻力的去饱和，可以模拟整个时间平均行星的马蹄区域的涡度扩散。在低湍流度下，运行时间平均扭矩与等效层流模型获得的总扭矩吻合良好，具有相似的涡度扩散系数。在高湍流，差异出现由于湍流的平均密度分布的时间演变。
2009-12-05 astro-ph.EP
Vortex cycles at the inner edges of dead zones in protoplanetary disks
在原行星盘中，湍流区和层流区之间的内边界是行星形成的有利位置，因为固体可能被困在界面本身或罗斯贝波不稳定性产生的漩涡中。磁盘热力学和湍流动力学在该位置是englomerate，因为热电离的湍流耗散的重要性，相反，热电离的湍流。然而，大多数以前的工作都忽略了这种动力学耦合，从而错过了在这个区域的物理学的一个关键因素。在本文中，我们的目的是确定如何电离和湍流之间的相互作用的影响的形成和发展的旋涡之间的界面上的活动和死区。使用Goddle程序RAMSES，我们进行了磁流体动力学的三维全球数值模拟的MRI-湍流原行星盘的圆柱模型，包括磁效应以及温度依赖的电阻率。与类似的二维粘性模拟的比较已被广泛用于帮助识别相关的物理过程和磁盘的长期演变。我们发现，在界面处形成的旋涡，由于Rossby波不稳定性，向内迁移，并穿透活动区，它被破坏的湍流运动。随后，一个新的漩涡出现几十个轨道后，在界面上，新的漩涡向内迁移。这一序列不断重复，导致涡旋形成、迁移和破裂的循环。使用两种不同的代码成功地再现了这种行为。在本文中，我们描述了这种旋涡的生命周期，并讨论了它的影响行星形成在死/活跃界面。我们的模拟突出了在死区内边缘的旋涡演化的重要性的牺牲过程。
2014-11-12 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
Dust Transport in MRI Turbulent Disks: Ideal and Non-ideal MHD with Ambipolar Diffusion
本文利用包含拉格朗日尘埃粒子的三维全球非分层磁流体动力学（MHD）模拟研究了尘埃在湍流原行星盘中的输运。湍流是由磁旋转不稳定性（MRI）与理想或非理想的MHD，包括双极扩散（AD）。在理想的MHD模拟中，表面密度的演变（除了漂移最快的尘埃），湍流扩散，和垂直尺度的尘埃高度都可以通过简单的一维和/或解析模型再现。然而，在AD主导的模拟超过10秒的AU的原行星盘的模拟中，灰尘的垂直尺度高度比以前预测的要大。为了更详细地理解这种异常，我们用拉格朗日粒子进行了非分层和分层的局部剪切盒模拟，发现AD主导盘中的湍流具有非常不同的性质（例如，时间自相关函数和功率谱）比湍流在理想的MHD磁盘，这导致相当不同的粒子扩散效率。例如，具有AD的MRI湍流具有较长的垂直速度相关时间，这导致显著的垂直颗粒扩散和较大的灰尘尺度高度。在理想MHD中，径向和垂向湍流扩散的Schmidt数（$Sc$）分别为$Sc_{r}\sim 1$和$Sc_{z}\gtrsim 3$，而在AD占优区，$Sc_{r}$和$Sc_{z}$均为$\lesssim 1$。本文还研究了由磁共振湍流引起的压力脉动中的颗粒浓度。由于非理想MHD效应在原行星盘的大部分区域占主导地位，我们的研究表明，模拟非理想MHD效应驱动的湍流中的尘埃输运的MRI是重要的了解现实原行星盘中的尘埃输运。
2014-12-18 astro-ph.EP
A Three-Dimensional View of Turbulence: Constraints on Turbulent Motions in the HD 163296 Protoplanetary Disk using DCO$^+$
气体运动学是行星形成过程的重要组成部分。湍流影响微行星的生长和迁移，从亚微米尘埃颗粒通过气体巨行星的规模。解析分子谱线发射的射电观测可以直接测量这种非热运动，并且利用盘的分层化学结构，可以将不同的分子谱线结合起来，绘制出原行星盘整个垂直范围内的湍流。在这里，我们提出了ALMA观测的三个分子（DCO $^+$（3-2），C $^{18}$ O（2-1）和CO（2-1））从磁盘周围的HD 163296。我们能够设置严格的上限（CO（2-1）、C $^{18}$ O（2 - 1）和DCO $^+$（3-2）分别为$v_{\rm turb}<$ 0.06 c $_s$、$<$ 0.05 c $_s$和$<$ 0.04 c $_s$），对应于$α\lesssim$ 3 $\times$ 10 $^{-3}$，类似于我们先前从CO（3-2）得出的限值。这表明在整个盘的垂直范围内几乎没有湍流，与基于磁旋转不稳定性和重力湍流的理论预测相反。在模拟DCO $^+$发射时，我们还发现它被限制在三个同心环中，分别位于65.7 $\pm$ 0.9 au、149.9 $^{+0.5}_{-0.7}$ au和259 $\pm$ 1 au处，表明了复杂的化学环境。
2017-06-14 astro-ph.EP
High-resolution simulations of planetesimal formation in turbulent protoplanetary discs
我们提出了高分辨率的计算机模拟尘埃动力学和微行星的形成所产生的湍流的磁旋转不稳定性。我们发现，在一个非分层剪切盒中，当从256 ^3到512 ^3个网格点，在一个弱的施加磁场的存在下，与磁旋转湍流相关的湍流粘度增加，在高分辨率下产生$α\approx0.003$的湍流粘度。代表大约米大小的巨石的颗粒集中在模拟箱中的大规模高压区域中。在中等分辨率（256^3）和高分辨率（512^3）下，压力凸起中的纬向流和颗粒浓度的外观相对相似。在中等分辨率的模拟中，我们激活粒子自引力的时候，有一个小的粒子浓度，与以前的模拟粒子自引力被激活的浓度事件。我们观察到，在接下来的十个轨道上形成了束缚团块，其初始质量是矮行星谷神星的几倍。在高分辨率下，我们在粒子集中事件期间激活自引力，导致微行星形成的爆发，团块质量范围从谷神星质量的很大一部分到几倍。提出了一种新的粒子网格格式的区域分解算法。粒子均匀地分布在处理器之间，并且局部气体速度场和分配的阻力在域分解网格和离散粒子块之间交换。我们在多达4096个核心上获得了良好的负载平衡，即使在颗粒沉积到中间平面并集中在压力凸起的模拟中也是如此。
2011-03-02 astro-ph.EP
Turbulent convection in protoplanetary discs and its role in angular momentum transfer
本文构建平均场近似下的雷诺应力湍流模型，并结合辐射转移与混合长度对流，证明原行星盘对流湍流可向外转移角动量，但不足以维持观测吸积率和自维持对流。
2023-11-02 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Planetesimal and Protoplanet Dynamics in a Turbulent Protoplanetary Disk: Ideal Stratified Disks
由于气体盘中磁旋转不稳定性驱动的密度波动的引力影响，微行星和原行星经历扩散径向迁移以及其他轨道性质的变化。对粒子轨道影响的大小可能对行星形成的情景产生重要影响。我们使用本地剪切盒近似来模拟一个理想的，等温的，磁化的气体盘与垂直密度分层，并同时演化的气体和宿主恒星的引力场下移动的许多无质量的粒子。我们测量的粒子轨道特性的演变，包括平均半径，偏心率，倾角，和速度色散，其依赖于磁盘的属性和粒子的初始条件。虽然结果收敛与分辨率为固定的盒子尺寸，我们发现的颗粒的湍流气体的重力的响应与水平的盒子大小，高达16个磁盘规模的高度。这种相关性表明，在解释涉及磁旋转湍流引力物理学的局部剪切盒模型时应谨慎。然而，基于启发式的论证，我们提出了L_h / R ~ O（1）准则，其中L_h是水平盒子的大小，R是到主星的距离，从而可能地解决这个难题。如果这一标准成立，我们仍然可以得出结论，磁旋转湍流似乎是无效的驱动扩散迁移或碰撞侵蚀在大多数情况下。
2012-01-18 astro-ph.EP
Star-disk alignment in the protoplanetary disks: SPH simulation of the collapse of turbulent molecular cloud cores
利用三维光滑粒子流体动力学（SPH）方法研究了湍流分子云核中原恒星自旋与原行星盘旋转轴夹角（星盘角$ψ_{\rm sd}$）的演化.虽然$ψ_{\rm sd}$在原恒星形成时期表现出广泛的分布，直到$\sim 130^{\circ}$，$ψ_{\rm sd}$减少（$\lesssim 20^{\circ}$）的时间尺度为$\sim 10^{4}$年。这个时间尺度的恒星磁盘的对齐，$t_{\rm alignment}$，基本上对应于中央原恒星的质量倍增时间，在此期间，原恒星忘记其初始自旋方向，由于质量吸积从磁盘。原恒星形成后$t=10^2$年和$t=10^5$年的$ψ_{\rm sd}$值与初始云核$α=E_{\rm thermal}/|E_{\rm gravity}|$和$γ_{\rm turb}=E_{\rm turbulence}/|E_{\rm gravity}|$的热能和湍流能与引力能的比值无关。我们还发现，一个扭曲的磁盘可能是由湍流吸积流从星周信封。
2020-01-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of accretion heating and thermal conduction on the dead zone of protoplanetary disks
本文研究了吸积加热和湍流热传导对原行星盘平衡的影响，扩展了Flock的二维轴对称被动盘模型（Flock et al. 2016，ApJ 827，144）。该模型包括尘埃升华和辐射转移与通量限制扩散近似，并预测的密度和温度分布以及尘埃与气体的比率的磁盘。结果表明，吸积加热可以有很大的影响：当吸积率超过5*10^（-8）M_solar /yr时，在硅酸盐凝结锋后面形成一个温度足够高的区域，使尘埃升华并形成气体空腔。假设普朗特数~ 0.7，它进一步表明，湍流热传导不能被忽略的温度分布的评价。虽然内缘位置不受粘性加热的影响，但死区边缘径向向外移动，以获得更高的吸积率。
2021-10-20 astro-ph.EP
Turbulent processing of PAHs in protoplanetary discs -- Coagulation and freeze-out leading to depletion of gas-phase PAH
本文提出原行星盘中PAHs通过湍流驱动的聚集与冻结导致气相耗尽的机制，结合1D垂直模型发现内盘PAH耗尽因子达50-1000，并指出小于卵形烯的PAHs是光球层主要气相发射体。
2023-03-14 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
Probing the turbulent mixing strength in protoplanetary disks across the stellar mass range: no significant variations
尘埃沉降和颗粒生长是原行星盘中行星形成过程的第一步。这些圆盘是在不同光谱型的恒星周围观察到的，有迹象表明，低质量恒星周围的圆盘明显更平坦，这可能表明它们的稳定和演化速度更快，或者以不同的方式。我们的目标是测试这一假设的建模的中值光谱能量分布（SED）的原行星盘的三个样本：围绕赫比格星，金牛T星和褐矮星。我们专注于湍流混合强度，以避免强烈的观测偏差，从磁盘和恒星的性质，取决于恒星质量。我们产生的SED与辐射转移代码MCMax，使用流体静力学盘结构和沉降的灰尘在一个自洽的方式与α-处方探测的湍流混合强度。我们能够将所有三个样品与具有相同输入参数的圆盘相匹配，将内边缘缩放到尘埃蒸发半径，将圆盘质量缩放到毫米测光。赫比格星需要对内缘区域进行特殊处理，而金牛T星需要粘性加热，而褐矮星缺乏对盘质量的良好估计，因为只有几毫米的探测存在。我们发现，湍流混合强度不改变整个恒星质量范围内的一个固定的粒度分布和气体尘埃比。具有相同温度的区域具有独立于恒星质量的自相似垂直结构，但距离中心恒星相同距离的区域似乎更倾向于位于低质量恒星周围的圆盘中。我们发现，对于标准的颗粒尺寸分布，湍流混合强度相对较低，α = 10^（-4），但对于小颗粒较少或气尘比较低的颗粒尺寸分布，我们的结果也与α = 0.01相一致。
2012-01-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
How initial and boundary conditions affect protoplanetary migration in a turbulent sub-Keplerian accretion disc: 2D non viscous SPH simulations
目前关于行星形成的理论认为，巨行星的形成应该与它们快速向中央恒星迁移有关，这是由于原行星与盘的相互作用，对于近10个地球质量的天体来说，时间尺度为$10^5$年。这样的时间尺度应该比原行星通过与其他小天体碰撞而分层成长期间气体吸积到原行星上的时间尺度小一个数量级。这些参数最近被分析使用N体和/或流体动力学代码或它们的混合。在这项工作中，无粘性的2D模拟进行，使用SPH方法，研究一个原行星的迁移，评估吸积盘的有效性的原行星拖向中央恒星，作为一个函数的行星本身的质量，盘切向运动。为此，SPH方案被认为是适合研究湍流，运动学和边界条件的作用，由于其固有的平流湍流，特别是在2D和3D代码。模拟都在光盘子开普勒和开普勒运动学条件下进行的参数研究的原行星迁移，如果发生中度和一致的偏离开普勒动力学。我们的研究结果表明，在亚开普勒条件下，类地行星的几个轨道周期的迁移时间，而对于类地行星的估计给出了大约$10^4$轨道周期需要一半的轨道大小。行星迁移的时间尺度在很大程度上取决于行星相对于盘流的离心屏障附近的激波区域的相对位置。
2009-09-24 astro-ph.EP
Gravito-Turbulent Disks in 3D: Turbulent Velocities vs. Depth
描述原行星盘中的湍流对于理解它们如何吸积和产生行星至关重要。最近对谱线加宽的测量有望诊断湍流，不同的谱线探测不同的深度。我们使用冷却，自引力盘的三维局部流体动力学模拟来解决由“重力湍流”驱动的运动如何随高度变化。我们发现，重力湍流实际上在高空和在深处一样剧烈：即使高空的气体太稀薄而不能自引力，它也会受到中平面处自引力过密度的强烈强迫。重力的长程性质意味着湍流速度在垂直方向上几乎是均匀的，从中平面到表面仅增加2倍，即使密度范围超过近三个数量级。重力湍流对高度的不敏感性与受磁旋转不稳定性（MRI）影响的圆盘的行为形成对比;在后一种情况下，非圆形速度从中平面到表面至少增加了15倍，各种非理想效应只放大了这个因素。重力湍流与MRI湍流的不同垂直剖面可以与不同深度的非热线宽测量结合使用，以确定原行星盘中的传输源。
2014-05-13 astro-ph.EP
Turbulent Clustering of Protoplanetary Dust and Planetesimal Formation
我们研究了湍流中惯性粒子的成团现象，并讨论了它在原行星盘尘埃粒子中的应用。使用数值模拟，我们计算的径向分布函数（RDF），它的措施，发现粒子对在给定的距离，和粒子浓度的概率密度函数的概率。聚类统计取决于斯托克斯数$St$，定义为颗粒摩擦时间尺度$τ_{\rm p} $与流动中的柯尔莫哥洛夫时间尺度的比率。在耗散范围内，团簇强度在$St \simeq 1$处有一个强烈的峰值，而$St \sim 1$的径向分布函数在小尺度上呈快速的幂律增长，表明湍流团簇可以显著提高粒子碰撞率.在惯性范围尺度的聚类是特别感兴趣的星子形成的问题。在这些尺度下，最强的聚类来自具有在惯性范围内的$τ_{\rm p}$的颗粒。这些颗粒的聚集主要发生在涡流周转时间为$\simτ_{\rm p}$的尺度周围。不同尺寸的颗粒倾向于聚集在不同的位置，导致小尺度下不同颗粒之间的平坦RDF。在存在多种粒度的情况下，总体聚集强度随着粒度分布变宽而降低。我们讨论了最近的星子形成模型中的粒子聚类。我们指出，在模型的基础上湍流聚集的球粒大小的颗粒，找到强大的集群，可以种子星子的概率可能被大大高估。我们讨论了各种集群机制在模拟的微行星形成的引力坍缩的密集团块的米级颗粒，特别是湍流集群由于有限的数值分辨率的贡献。
2011-06-18 astro-ph.EP physics.flu-dyn
Transition region from turbulent to dead zone in protoplanetary disks: local shearing box simulations
原行星盘的动力学演化对于建立一个全面的行星形成理论和解释这些天体的观测特性具有重要意义。使用磁流体动力学代码雅典娜++，与等温剪切盒设置，我们研究的活动区和死区之间的边界，吸积率的变化和质量可以积累。我们量化的湍流水平是如何受到影响的存在下，在径向-x方向，导致抑制湍流（或死区）的区域的非均匀欧姆电阻率。比较湍流活动的理想模拟，湍流抑制区显示密度波动和磁活动在其边界，驱动的能量注入从活动（理想）区边界。我们发现磁耗散是显着更强的理想区域，和通过死区的边界的湍流渗透是由电阻率本身的值，通过欧姆耗散过程，虽然过渡的厚度不起显着的作用，在改变耗散。我们研究了沿剪切方向的一维谱：磁谱在理想和电阻模拟中都出现大尺度平坦，尽管Kolmogorov标度超过十年的死区持续存在，表明湍流级联是由系统的流体动力学决定的：MRI发电机动作被抑制在足够高的电阻率存在的地方。
2020-11-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Empirical Constraints on Turbulence in Protoplanetary Accretion Disks
本文利用亚毫米波天文台阵对HD 163296和TW Hya两颗年轻恒星的气盘进行了光谱分辨率为44 m/s的CO（3-2）线观测。这些观测探测低于从低分辨率观测推断的~100 m/s湍流线宽，并允许我们对盘大气中的湍流线宽进行约束。我们用两种盘结构的物理模型再现了观测到的CO（3-2）发射：（1）幂律温度分布和锥形密度分布，遵循一个简单的函数形式的发展吸积盘，和（2）辐射转移模型开发的D 'Alessio等。这两种类型的模型在TW Hya系统（<40 m/s）中产生了较低的湍流线宽上限（多普勒b参数），并在HD 163296磁盘的上层中检测到了~300 m/s的湍流线宽。在与数据分辨率相称的尺寸尺度上，这些对应于大约<10%和40%的声速。导出的线宽意味着湍流粘性系数，α，为0.01，并提供观测支持的理论预测的亚音速湍流在原行星吸积盘。
2010-11-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Streaming Instability in Turbulent Protoplanetary Disks
本文采用熟悉的各向同性湍流α（$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
Chemical evolution of turbulent protoplanetary disks and the Solar nebula
这是我们研究运输过程对原行星盘化学演化的影响的系列论文中的第二篇。我们的分析是基于DM Tau系统的耀斑α模型，再加上一个大的气体颗粒化学网络。为了解释复杂分子的产生，化学网络被提供了一套扩展的表面反应和光过程在冰幔。我们的圆盘模型涵盖了广泛的半径范围，10 - 800 AU（从木星行星形成区到外盘边缘）。气体和冰的湍流输运是隐式模拟全二维随着时间的变化的化学。两个制度被认为是高效率和低效率的湍流混合。湍流扩散被抑制的化学模型的结果与层流模型的结果接近，但不完全相同。对层流化学模型进行了简单的分析，以突出分子对传输过程的潜在敏感性。它示出，对于一个给定的分子的特征化学时标的湍流传输时标的比率越高，其柱密度将受到扩散的概率越高。我们发现，湍流运输增强了许多气相物种和冰，特别是复杂的丰度和柱密度。对于这样的物种的化学稳定状态是没有达到由于与蒸发和表面光处理和重组相关的长时间尺度。相比之下，简单的自由基和分子离子，其化学演化是快速的，并且仅在气相中进行，不受动力学的影响。根据分子柱密度对湍流扩散的敏感性，将所有分子分为三组。[摘要]
2011-08-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Ionizing Protoplanetary Disks in Pebble Collisions
介绍了固体碰撞作为原行星盘中气体电离的一种新的有效机制，特别是在原行星盘致密的中平面中。这个想法是由实验室实验引发的，我们发现颗粒在相互碰撞（摩擦充电）中交换的电荷并不仅仅与它们的表面联系在一起。作为一种附带效应，电荷也被夹带到气相中，即碰撞使原行星盘破裂。因此，固体不仅是圆盘中电荷的汇，而且也是电荷的源。第一次估计表明，电离率在中平面在1 AU的范围内的$10^{-19} ... 10^{-15} \rm \, s^{-1}$似乎是可行的，这取决于假设相当平静或高度湍流的条件下，径向粒子堆积。
2022-07-15 astro-ph.EP
Water in Protoplanetary Disks: Deuteration and Turbulent Mixing
我们研究了湍流原行星盘中水和氘水的化学性质。化学速率方程求解的扩散项，模仿湍流混合在垂直方向。中平面附近的水通过湍流被输送到圆盘大气，并通过光反应被破坏以产生原子氧，而原子氧被输送到中平面并重新形成水和/或其他分子。我们发现，这个周期显着降低柱密度的水冰在r < 30 AU，尘埃温度太高，有效地改革水冰。该区域的径向范围取决于氢原子的脱附能。我们的模型表明，即使在升华半径之外，水冰也可能不足。在这个半径之外，该周期在10^6年内将水冰的D/H比从2 × 10 ^-2（由坍缩核心模型设定）降低到10^-4-10^-2，而不会显著降低水冰柱密度。所得的D/H比取决于混合的强度和与中心恒星的径向距离。我们的发现表明，彗星水的D/H比（10^-3-10^-4）可以在太阳星云中建立（即彗星水可以形成），即使输送到圆盘的水冰的D/H比非常高（10^-2）。
2013-10-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematic signatures of planet-disk interactions in VSI-turbulent protoplanetary disks
本文通过全球三维流体动力学模拟和ALMA观测模拟，研究VSI湍流原行星盘中嵌入大质量行星对气体运动学的影响，发现行星会抑制VSI大尺度流动并限制其在CO观测中的可探测性。
2023-10-27 astro-ph.EP
Energetic particles accelerated via turbulent magnetic reconnection in protoplanetary discs -- I. Ionisation rates
INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；SETI Institute（SETI研究所）；IAPS, INAF（罗马国际天体物理学研究所，意大利国家天体物理研究所）；Laboratoire Univers et Particules de Montpellier, Université de Montpellier/CNRS（蒙彼利埃宇宙与粒子实验室，蒙彼利埃大学/法国国家科学研究中心）；University Observatory, Faculty of Physics, Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学物理学院大学天文台）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；Laboratoire d’étude de l’Univers et des phénomènes eXtrêmes, Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS（极端宇宙现象研究实验室，巴黎天文台，巴黎文理研究大学/法国国家科学研究中心）
研究通过湍流磁重联加速的高能粒子在原行星盘中的电离作用，揭示其在化学和动态上的重要性。
2026-01-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
The Prospects for Hurricane-like Vortices in Protoplanetary Disks
当原行星盘中尘埃颗粒表面的冰升华时，它将其水升华的潜热加到周围的气流中。借鉴地球上的热带气旋提供的类比，我们调查，如果这个能源是足够的，以维持或放大反气旋盘涡，否则将成为牺牲品粘性耗散。由探索性二维模拟支持的分析处理表明，即使是适度的欠饱和流动也可以延长涡旋的寿命，可能足以帮助粒子捕获和星子形成。我们预计，这种机制发生的最佳条件将被发现附近的磁盘的水冰线，如果湍流运动取代气体包裹的热力学平衡与尘埃中面。
2022-04-06 astro-ph.EP
Modeling Magnetorotational Turbulence in Protoplanetary Disks with Dead Zones
磁旋转不稳定性（MRI）驱动的湍流对原行星盘中固体的演化具有重要影响。另一方面，小灰尘颗粒通过捕获耦合气体和磁场所需的电离气体颗粒来稳定MRI。为了提供一个经验的基础上，模拟灰尘和MRI的共同进化，我们进行三维，欧姆电阻MHD模拟的垂直分层剪切盒与MRI不活跃的“死区”的各种大小和净垂直磁通量的各种强度。我们发现，湍流的垂直结构是由垂直的磁通量和三个临界高度的线性分析得出的分层磁盘。特别地，湍流结构仅通过临界高度依赖于电阻率分布，并且对电阻率分布的细节不敏感。我们发现的各种湍流量（速度色散，密度波动，垂直扩散系数，外流质量通量）和垂直集成的吸积应力的振幅之间的标度关系。我们还得到了积分吸积应力作为垂直磁通量和临界高度的函数的经验公式。这些经验关系允许预测的垂直湍流结构的原行星盘的磁通量的给定强度和给定的电阻率分布。
2011-08-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Radiation Hydrodynamical Turbulence In Protoplanetary Disks: Numerical Models and Observational Constraints
行星诞生于原恒星盘中，现在观测到的分辨率足以解决内部气体流动的问题。驱动气流的候选者包括磁力，但电离状态估计表明，大部分气体质量来自磁场。因此，流体动力学不稳定性可能起主要作用。我们调查磁盘动力学条件下的典型的金牛座T系统，使用全球三维辐射流体动力学模拟嵌入式粒子和分辨率为70个细胞每尺度高度。恒星辐射加热包括真实的尘埃不透明度。圆盘开始于辐射平衡和流体静力平衡。垂直剪切不稳定性（VSI）发展成湍流，持续到至少1600个内轨道（143个外轨道）。湍流速度是中平面处局部声速的百分之几，在日冕中增加到20%，或100 m/s。这些是一致的，最近的上限湍流速度从光学薄和厚的分子线观测TW Hya和HD 163296。由VSI引起的主要垂直运动有效地将颗粒向上提升。尺寸为0.1和1 mm的颗粒达到的刻度高度大于各向同性湍流中的预期高度。我们的结论是，虽然从分子线发射的运动学约束不直接区分磁性和非磁性磁盘模型，在HL头和HD 163296中测量的小尘埃尺度高度有利于湍流磁模型，达到较低的垂直动能密度比的吸积应力。
2017-10-16 astro-ph.EP
Gravitational instability of a dust layer composed of porous silicate dust aggregates in a protoplanetary disk
星子形成是行星形成理论中尚未解决的重要问题之一。特别是，岩石星子的形成是困难的，因为硅酸盐尘埃颗粒在碰撞时很容易破碎。最近，有人提出，当它们的单体半径小于$\sim$ 10 nm时，它们可以作为多孔聚集体生长，这也可以避免向中心恒星的径向漂移。然而，由这种多孔硅酸盐粉尘聚集体组成的层的稳定性尚未被研究。因此，我们研究这个尘埃层的引力不稳定性。为了评估磁盘的稳定性，我们计算Toomre的稳定性参数$Q$，我们需要评估的尘埃聚集体的平衡随机速度。我们计算的平衡随机速度考虑重力散射和尘埃聚集体之间的碰撞，气体的平均流量，气体湍流搅拌，气体密度波动由于湍流和重力散射的阻力。我们推导出的引力不稳定性的条件，使用磁盘质量，尘埃气体比，湍流强度，轨道半径，尘埃单体半径。我们发现，对于1 au的最小质量太阳星云模型，当湍流强度$α\lesssim10^{-5}$。当尘气比增大两倍时，$α\lesssim10^{-4}$出现引力不稳定性。我们还发现，尘埃层是更不稳定的磁盘与较大的质量，更高的尘气比，和较弱的湍流强度，在较大的轨道半径，并与较大的单体半径。
2018-02-09 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
Length and Velocity Scales in Protoplanetary Disk Turbulence
本文研究原行星盘湍流中最大涡旋翻转频率大于开普勒频率的一般情形，推导出修正后的特征长度与速度尺度及α参数关系，并解释粒子标高减小现象及其对粒子生长和星子形成的影响。
2024-02-23 astro-ph.EP
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
The Dusty Rossby Wave Instability (DRWI): Linear Analysis and Simulations of Turbulent Dust-Trapping Rings in Protoplanetary Discs
针对原行星盘湍流尘埃俘获环中流不稳定性难以作用的问题，提出两类尘埃罗斯贝波不稳定性（DRWI）并通过双流体模拟验证，为星子及不对称尘埃结构形成提供新路径。
2023-08-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust Coagulation Reconciles Protoplanetary Disk Observations with the Vertical Shear Instability. I. Dust Coagulation and the VSI Dead Zone
本研究针对原行星盘垂直剪切不稳定性（VSI）模拟与观测的矛盾，提出尘埃凝聚可降低外盘气体冷却速率、抑制VSI湍流，且湍流强度对尘埃碎裂速度高度敏感，解释了观测到的高沉降外盘现象。
2023-12-15 astro-ph.EP
Chemical Evolution of Complex Organic Molecules in Turbulent Protoplanetary Disks: Effect of stochastic UV irradiation
本研究通过气体-冰化学网络模拟，发现湍流原行星盘中紫外辐射的时间变化显著影响复杂有机分子丰度，且含氧与含氮分子对辐射通量的响应不同。
2024-06-25 astro-ph.EP astro-ph.GA
Star cluster formation from turbulent clumps. IV. Protoplanetary disc evolution
本研究通过N体模拟星团形成，发现恒星形成效率、云面密度和双星比例显著影响原行星盘演化，且外部光蒸发比动力学作用更关键。
2024-09-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
On the evolution of the CO snow line in protoplanetary disks
CO被认为是生命所必需的益生元分子的重要组成部分。因此，了解CO在太阳星云中以固态形式存在的位置对于了解生命的起源非常重要。我们模拟了原行星盘中CO雪线的演化。我们发现，目前观察到的CO雪线在我们的太阳系的位置，并在太阳系模拟TW水螅，不能解释一个完全湍流盘模型。与时间相关的磁盘模型，我们发现，包括一个死区（低湍流区域）可以解决这个问题。此外，我们得到了一个完全解析解的CO雪线半径晚盘演化时间。这将有助于未来的观测尝试，以描述人口统计学特征并预测系外行星的组成和可居住性。
2014-02-13 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
Origin of Weak Turbulence in the Outer Regions of Protoplanetary Disks
原行星盘中角动量输运的机制，以及这种输运是否具有湍流性质，是行星形成研究中的一个基本问题。最近的ALMA观测表明，这些盘的外部区域的湍流速度小于声速的约5-10%，这与磁旋转不稳定性（MRI）驱动的湍流的理论预测相矛盾。这些观测结果通常被解释为与大规模层流磁风驱动吸积相一致。在这里，我们进行了本地，剪切盒模拟不同的电离水平和背景磁场强度，以确定哪些参数产生的结果与观测一致。我们发现，即使当背景磁场发射一个强大的大部分层流，显着的湍流持续存在，并由局部区域的垂直磁场（纬向流的结果）是不稳定的MRI驱动。我们发现湍流速度低于观测极限的唯一条件是弱背景磁场和远低于理论研究中通常假设的电离水平。我们在一个初步模型的背景下解释了这些发现，在这个模型中，一个大规模的磁场，局限于内盘，阻碍电离源到达大的径向距离，例如，足够密集的风。因此，除了这样的风之外，该模型还预测，对于具有弱湍流外部区域的磁盘，与标准模型相比，外盘的电离水平将显着降低，并且将仅具有弱的垂直磁场。
2018-08-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Global variation of the dust-to-gas ratio in evolving protoplanetary discs
最近的理论表明，通过流动和/或引力不稳定性的星子形成可能是由局部的尘埃-气体比的增强触发的，一种假设是，足够的增强可能是在堆积的小固体颗粒在空气动力学阻力下从外盘的大质量储存器中吸入。静态气盘中颗粒堆积的研究为这一假设提供了部分支持。在这里，我们研究的径向和时间演化的尘埃气体比在湍流盘，发展的作用下的粘性和光蒸发。我们发现，颗粒堆积一般不会发生在不断发展的光盘，特别是如果引入的大颗粒仅限于内部，致密的区域的光盘。相反，径向漂移导致固体从外盘耗尽，而内盘保持在初始值的~2倍内的尘气比。我们将这一结果归因于内盘中湍流扩散和径向平流（平均气流）的时间尺度较短。我们表明，质量的演变的尘埃与气体的比例只依赖于弱的圆盘模型的参数（圆盘的质量，大小，粘度和施密特数的值），并讨论了通过集体不稳定性的星子形成的影响。我们的研究结果表明，在光盘中有一个显着的水平的中平面湍流和吸积，星子的形成将需要在没有大规模的增强是可能的。相反，在局部湍流结构中捕获和集中粒子可能是星子形成的第一阶段。
2012-03-13 astro-ph.EP
