The outcome of protoplanetary dust growth: pebbles, boulders, or planetesimals? I. Mapping the zoo of laboratory collision experiments
从原行星尘埃到微行星的生长过程尚未完全了解。实验室实验和理论模型表明，尘埃聚集体之间的碰撞可能导致粘附，反弹和破碎。然而，迄今为止，还没有对原行星尘埃的碰撞结果进行系统的研究，因此，原行星盘中尘埃演化的物理模型仍然缺失。我们打算映射任意多孔尘埃聚集体的碰撞相互作用的参数空间。这个参数空间包括尘埃聚集体的质量，它们的孔隙度和碰撞速度。有了这样一个完整的映射的碰撞结果的原行星尘埃聚集体，它将有可能遵循的碰撞演化的尘埃在原行星盘的环境。我们使用文献数据，进行自己的实验室实验，并应用简单的物理模型，得到一个完整的图片的碰撞相互作用的原行星尘埃聚集体。在我们的研究中，我们发现了四种不同类型的粘附，两种类型的反弹和三种类型的碎片作为原行星尘埃聚集体之间碰撞的可能结果。我们区分八种孔隙度和质量比的组合。对于每一种情况，我们都给出了一个完整的碰撞模型，其尘埃-聚集体质量在10^-12 ~ 10^2 g之间，碰撞速度在10^-4 ~ 10^4 cm/s之间，且孔隙率为任意值。该模型包括碰撞结果、所产生的聚集体的质量及其孔隙度。我们提出了第一个完整的原行星尘埃碰撞模型。该碰撞模型可用于确定原行星盘中尘埃的生长速率。
2009-11-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Constraints on the radial distribution of the dust properties in the CQ Tau protoplanetary disk
原行星盘中的颗粒生长是形成行星岩石核心的第一步。模型预测，晶粒生长，迁移，并在磁盘碎片和预测不同的灰尘属性作为半径，年龄和物理性质的函数。在超过一个（亚）毫米波长的高角分辨率观测是约束磁盘中平面上的晶粒生长和迁移的基本工具。我们开发了一个程序来分析自洽的多波长（亚）毫米连续干涉观测的原行星盘约束的尘埃性质的径向分布。我们将这种技术应用到现有的多频率连续毫米观测的磁盘周围的CQ头，A8前主序星与一个良好的研究磁盘。我们证明，我们的模型可以用来同时约束磁盘和尘埃结构。在CQ Tau中，最佳拟合模型具有最大晶粒尺寸的径向依赖性，其从内盘（<40 AU）中的几厘米减小到80 AU处的几毫米。然而，目前可用的数据集不允许我们排除在3sigma水平上均匀粒度分布的可能性。
2013-08-23 astro-ph.SR
On the crystallinity of silicate dust in evolving protoplanetary disks due to magnetically driven disk winds
我们提出了一种新的机制向外运输的结晶尘埃颗粒：向外径向漂移的卵石。尘埃环结构是原行星盘中常见的结构。尘埃环形成的合理机制之一是在压力最大值附近积聚卵石，这是由磁驱动盘风造成的质量损失形成的。在演化中的原行星盘由于磁驱动盘风，尘埃颗粒可以从结晶前向外迁移到压力最大的径向漂移。我们发现，当径向漂移时间尺度短于平流时间尺度时，向外的径向漂移过程可以有效地输送结晶尘埃颗粒。我们的模型预测，硅酸盐尘埃颗粒的结晶度可以高达100%的尘埃环内的位置。
2021-07-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Investigating the Relative Gas and Small Dust Grain Surface Heights in Protoplanetary Disks
原行星盘中的尘埃从小尘埃颗粒到卵石的演化是行星形成过程的关键。原行星盘中的气体应该会影响小尘埃颗粒的垂直分布（$\sim$ 1 $μm$），利用近红外偏振光和毫米波观测资料，测量了三个原行星盘IM Lup，HD 163296，和HD 97048（CU Cha）。对于两个系统，IM Lup和HD 163296，$^{12}$ CO气体和小尘埃颗粒在小半径的恒星有类似的高度，但在较大的半径（$>$ 100 au）的尘埃颗粒散射表面高度低于$^{12}$ CO气体排放表面高度。在HD 97048的情况下，小尘埃颗粒散射表面在所有半径处具有与$^{12}$ CO气体发射表面相似的高度。我们运行了一个原行星盘辐射转移模型的一般原行星盘与TORUS，并表明有没有观察到的散射表面和$^{12}$ CO发射表面之间的差异。我们还对系统进行了分析建模，发现大于100的气尘比可以解释在IM Lup和HD 163296中观察到的差异。这是对原行星盘中气体和小尘埃颗粒高度分布观测的首次直接比较。未来需要对气体排放和近红外散射光仪器进行观测，以在其他原行星盘中寻找类似的趋势。
2021-04-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Two-fluid dusty shocks: simple benchmarking problems and applications to protoplanetary discs
尘埃在星际介质中扮演的关键角色促使了数值代码的发展，这些代码旨在研究尘埃和气体在湍流分子云和原行星盘等系统中的耦合演化。尘埃和气体之间的漂移已被证明是重要的，以及数字上的挑战。我们提供了简单的基准测试问题的含尘气体代码通过数值求解双流体粉尘气体方程稳定，平面平行冲击波。这些方程的两个不同的激波解允许数值代码测试两种流体之间不同形式的阻力，阻力的强度和尘埃与气体的比例。我们还提供了一个天体物理应用J型尘埃气体冲击研究吸积冲击到原行星盘的结构。我们发现，两种流体的影响是最重要的晶粒大于1微米，并在吸积冲击的尘埃温度峰值提供了一个签名的尘埃-气体比的下落材料。
2016-12-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Introduction to Dust Evolution and Vertical Transport in Protoplanetary Disks
本教程介绍了原行星盘中尘埃演化与垂直传输的观测研究，阐述多波长空间分辨观测如何推断尘埃分布与性质，并描述推断不同示踪物尘埃性质及垂直高度的方法以助初学者入门。
2025-09-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Estimate on dust scale height from ALMA dust continuum image of the HD 163296 protoplanetary disk
我们的目标是从毫米连续观测中估计原行星盘的尘埃尺度高度。首先，我们给出了原行星盘中环强度的一般表达式，并证明了我们可以用环的方位角强度变化来约束尘埃尺度的高度。然后，我们将所提出的方法应用于两个不同的环在68 AU和100 AU的原行星盘周围HD 163296。通过比较DSHARP高分辨率毫米级尘埃连续图像与RADMC-3D的辐射转移模拟，我们约束了尘埃尺度高度。在3 σ不确定度下，发现在内环h_d/h_g > 0.84，在外环h_d/h_g < 0.11，其中h_d为尘埃尺度高度，h_g为气体尺度高度。这表明灰尘在内环处张开并在外环处沉降。我们进一步从导出的尘埃尺度高度限制湍流参数α与气体-尘埃耦合参数St的比值; α/St在内环> 2.4，α/St在外环< 1.1*10^{-2}。这一结果表明，湍流更强或灰尘更小的内环比外环。
2021-03-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Possible Mechanism for Overcoming the Electrostatic Barrier Against Dust Growth in Protoplanetary disks
本文研究了尘埃粒子在原行星盘中的凝聚。研究了带电尘埃颗粒生长过程中的静电排斥势垒。考虑到光电效应导致在中间高度处出现一层，其中灰尘具有接近于零的电荷，使得灰尘颗粒能够有效地生长。凝结速率的增加不仅是由于库仑势垒的降低，而且还由于由于近零电荷的非零分散而引起的相反电荷的颗粒之间的静电吸引。取决于混合的效率在磁盘中，加速的尘埃在这一层的演变可能是重要的，无论是在准静止阶段的磁盘演变，并在其分散。
2015-08-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust-Dust Collisional Charging and Lightning in Protoplanetary Discs
我们研究了尘埃-尘埃碰撞充电在原行星盘中的作用。我们表明，尘埃-尘埃碰撞充电成为一个重要的过程，在确定尘埃和气体的电荷状态，如果有灰尘增强和/或灰尘是蓬松的，使尘埃表面积每盘体积局部增加。利用通用图形处理器（GPGPU）和{ \sc cuda}编程语言，求解了不同圆盘环境和尘埃数密度$η$的电荷平衡方程。我们发现随着尘埃数密度$η$的增加，电荷分布经历了四个阶段。在这些阶段之一中，由尘埃运动引起的静电场$E$增加为$E \propto η^4$。结果，发生宏观放电，例如在$η= 70$（以最小质量太阳星云（MMSN）值为单位，考虑两组具有半径$10^{-2}\unit{cm}$、$10^{2}\unit{cm}$的蓬松尘埃）。我们提出了一个模型，描述的电荷交换过程中的光盘作为一个电路。本文导出了闪电的临界尘埃数密度随尘埃参数变化的解析公式。我们估计了这种放电（“闪电”）的总能量、强度和事件比率。讨论了利用天文低频（{ \em ALF}）波、{ \em IR}、{\em UV}谱线和高能γ射线观测原行星盘中闪电和精灵放电的可能性。我们还讨论了闪电对球粒加热、星子生长和盘的磁旋转不稳定性的影响。
2009-10-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Electric charging of dust aggregates and its effect on dust coagulation in protoplanetary disks
尘埃聚集体的相互粘附是原行星盘形成星子的第一步。尽管在某些情况下，尘埃粒子的带电是公认的，它已在很大程度上被忽略，在目前的粉尘凝聚模型。在这项研究中，我们提出了一个一般性的分析，尘埃电荷状态的原行星盘，然后演示如何充电可以显着改变目前公认的尘埃凝聚的情况。首先，我们描述了一种新的半解析方法，自洽地计算尘埃电荷态和气体电离态。该方法比以往的数值计算方法效率高得多，并且对气尘混合物的荷电状态提供了一个全面而清晰的描述。其次，我们将这种分析应用于早期的演化阶段，在这些阶段，尘埃被认为生长成具有准单分散性（即，窄）尺寸分布。我们发现，在很宽的模型参数范围内，分形生长强烈抑制碰撞聚集体之间的电斥力，并最终“冻结”的方式到随后的增长阶段，涉及碰撞压缩。强烈的盘湍流有助于聚集体克服这一生长障碍，但在随后的生长阶段，它会导致灾难性的碰撞碎裂。这些事实表明，电斥力和碰撞碎裂的结合将严重限制原行星盘中尘埃的生长。我们提出了一个可能的情况下，灰尘演变后的冻结。最后，我们指出，尘埃聚集体的分形生长往往保持一个低的电离度，因此，一个大的磁旋转稳定区域的磁盘。
2009-04-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gas- and dust evolution in protoplanetary disks
上下文目前关于原行星盘中尘埃的大小和径向演化的模型通常过于简化了盘的径向演化（通过聚焦在一个单一的半径或通过使用稳态盘模型），或者它们假设粒子生长以单分散或无碎裂的方式进行。对原行星盘的进一步研究--如观测、盘化学和结构计算或行星种群合成模型--取决于尘埃的分布，尘埃的分布是盘中颗粒大小和径向位置的函数。目标。我们试图改进现有的模型，以便能够研究初始条件，建立阶段，以及原行星盘的演变如何影响尘埃的生长和运输。方法.我们引入了Brauer等人（2008）模型的一个新版本，其中我们现在包括了随时间变化的气体盘粘性演化，并在其中实现了更先进的输入物理和数值积分方法。结果我们发现，颗粒的性质，气体压力梯度，和湍流的量更影响尘埃的演变比初始条件或建立阶段的原行星盘。我们量化了哪些条件或环境有利于超过米尺寸障碍的增长。高的气体表面密度或带状流动可能有助于克服径向漂移的问题，然而，少量的湍流已经对晶粒生长造成了更大的障碍。
2010-02-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust Traffic Jams in Inclined Circumbinary Protoplanetary Discs I. Morphology and Formation Theory
气体和尘埃在倾斜的轨道上围绕着双星经历由双星引力矩引起的进动。气体和尘埃之间的岁差的差异改变了弱耦合尘埃的径向漂移，并导致密度增强的径向漂移最小化。我们探索这一现象，使用三维流体动力学模拟研究这些“尘埃交通堵塞”的突出性和由此产生的尘埃子结构在不同的光盘倾角和二进制偏心率的演变。然后，我们推导出翘曲的尘埃盘的角动量的演化方程，并将其实现在一个一维代码和目前的计算，以进一步解释这些交通堵塞。我们发现，尘埃交通堵塞在倾斜的circumbinary光盘提供显着的尘埃密度增强，寿命长，可以有重要的影响，星子的形成。
2021-09-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Bridging the gap between protoplanetary and debris disks: separate evolution of millimeter and micrometer-sized dust
原行星盘和碎片盘的性质之间的联系还没有得到很好的理解。尘埃演化、行星形成和行星盘消散可能在相关过程中发挥作用。我们的目标是通过研究光学薄的III类磁盘，以及它们如何与年轻和老年人的磁盘，以调和这两种表现的尘埃拱星盘。在这项工作中，我们收集了文献和ALMA档案毫米通量的85个磁盘（8%）的所有III类磁盘附近的恒星形成区域。我们得出毫米尘埃质量$M_{\text{dust}}$，并比较这些与II类和碎片盘样品的背景下，过量的红外光度，吸积率，和年龄。III类椎间盘的平均$M_{\text{dust}}$为$0.29 \pm 0.19~M_{\oplus}$。我们提出了一个新的进化方案，其中径向漂移是非常有效的非结构化磁盘在第二类阶段导致快速减少的$M_{\text{dust}}$。然而，我们发现长红外原行星盘的时间尺度为${\sim}$ 8百万年，这是符合整体缓慢的磁盘演变。在结构盘中，尘埃陷阱的存在允许在大半径处形成星子带，例如在碎片盘中观察到的那些。因此，我们建议，在碎片盘的星子带的结构盘的尘埃陷阱的结果，而没有尘埃陷阱的原行星盘减少尘埃质量通过径向漂移，因此无法检测到的气体已经消散后的碎片盘。这些结果提供了一个假说的一个新的观点盘的演变。
2021-07-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hydro-, Magnetohydro-, and Dust-Gas Dynamics of Protoplanetary Disks
行星系的形成是由原行星盘的气体和尘埃动力学控制的。当气体同时被吸积到中心恒星上并被风驱散时，尘埃颗粒聚集并坍塌形成微行星，最终形成行星。这种尘埃和气体动力学涉及不稳定性，湍流和复杂的非线性相互作用，最终控制了这些磁盘的观测外观和长期演变。本章致力于我们的气体和尘埃盘的动力学的理解，包括流体动力学和磁流体动力学湍流，气尘不稳定性，尘埃结块和磁盘风的最新发展。我们展示了这些物理过程是如何从观测中进行测试的，并强调了未来应该解决的问题。
2022-03-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Co-evolution of dust grains and protoplanetary disks
本研究通过尘埃-气体双流体非理想MHD模拟提出尘埃颗粒与原行星盘共同演化机制，并解析推导出仅依赖可观测物理量的特征幂律盘结构。
2023-06-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evolution of porous dust grains in protoplanetary discs -- I. Growing grains
行星形成的一个主要问题是所谓的径向漂移障碍，它阻碍了小尘埃成长为星子。厘米到分米大小的卵石被认为在原行星盘上径向漂移的速度比它们长大的速度要快，因此会丢失到恒星中。为了克服这一障碍，漂移必须减慢或停止，或者需要加速生长。在本文中，我们调查的作用，孔隙度的漂移和增长。我们已经开发了一个模型，孔隙度的演变过程中的晶粒生长，并将其应用到原行星盘的数值模拟。我们发现，多孔晶粒的生长速度更快，使他们能够过渡到斯托克斯阻力制度，从气体中解耦，并生存的径向漂移障碍。在圆盘的大面积上，由多孔尘埃直接形成小的星子是可能的。
2020-03-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Nonlinear Outcome of Coagulation Instability in Protoplanetary Disks I: First Numerical Study of Accelerated Dust Growth and Dust Concentration at Outer Radii
我们以前的线性分析提出了一个新的不稳定性驱动的尘埃凝聚在原行星盘。凝聚不稳定性有可能使尘埃颗粒集中成环，并有助于尘埃凝聚和星子形成。在这一系列的论文中，我们进行数值模拟和研究非线性结果的凝血不稳定性。在本文中（文件I），我们首先进行局部模拟，以证明存在的凝血不稳定性。在模拟中观察到的线性增长与先前的线性分析非常一致。接下来，我们进行径向全球模拟，以证明凝聚不稳定性的发展过程中由内而外的磁盘演变，由于尘埃的增长。为了分离对尘埃浓度和增长的各种影响，我们忽略了对气盘的反反应和尘埃碎裂的影响。这种简化的模拟表明，无论是逆反应或破碎是不稳定性的局部粉尘浓度的先决条件。在大多数弱湍流运行中，通过凝聚不稳定性的粉尘浓度克服了由于径向漂移引起的粉尘损耗，导致多个粉尘环的形成。凝结不稳定性的非线性发展也加速了尘埃的生长，无量纲停止时间$τ_{\mathrm{s}}$甚至在外半径（>10 au）达到1。因此，凝聚不稳定性是一个有前途的过程，以保留尘埃颗粒，并加速尘埃增长超过漂移障碍。
2022-07-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust and gas density evolution at a radial pressure bump in protoplanetary disks
本文研究了位于原行星盘中的径向压力凸起处尘埃和气体密度分布的同时演化。如果尘埃颗粒被视为测试颗粒，则径向压力凸块捕获径向向内漂移的尘埃颗粒。然而，随着尘埃颗粒在气体压力隆起处变得更加集中，从尘埃到气体的拖曳力（反作用）（在测试颗粒方法中被忽略）使压力隆起变形。我们发现，当粉尘与气体的质量比达到$\sim 1$时，压力凸块完全变形，恢复较慢。碰撞破坏抑制了尘埃粒子的直接引力不稳定性。在粉尘富集区，径向压力支持变为比初始设定的全局值低$\sim 10-100$倍。虽然压力隆起是一个有利的地方流动不稳定性（SI），平坦的压力梯度抑制SI形成大颗粒团块对应于$100-1000$ km大小的机构，这是以前提出的。如果SI发生在那里，形成的尘埃团将是$10-100$倍小，即大约$1 - 100$ km。
2016-05-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planet gaps in the dust layer of 3D protoplanetary disks: I. Hydrodynamical simulations of T Tauri disks
内容：虽然亚微米和微米大小的尘埃颗粒通常与原行星盘中的气相很好地混合，但较大的颗粒将部分解耦，因此具有与气体不同的分布。这对预测原行星盘的可观测性产生了影响，因为仅对气体的研究将提供一个不准确的图像。具体来说，在行星存在下的间隙打开标准通常是针对气相进行研究的，而一旦颗粒达到毫米大小，尘埃层的情况可能会大不相同，这就是ALMA所观察到的。目的：我们的目标是调查的形成和结构的行星间隙的尘埃层的原行星盘与嵌入的行星。研究方法：我们执行3D，气体+尘埃SPH模拟的原行星盘与行星在一个固定的圆形轨道上在40 AU研究的气体和尘埃的分布和密度在磁盘的演变。我们运行了一系列模拟，其中行星质量和尘埃颗粒大小不同。结果如下：我们发现，尘埃层中的间隙比气相中的间隙更引人注目，对于更大质量的行星和更大的颗粒，它更深更宽。对于一个足够大的行星，我们注意到，厘米大小的颗粒仍然在间隙内的共转和他们的人口在外盘显示出一个不对称的结构，一个签名的磁盘行星相互作用，即使是一个圆形的行星轨道，这应该是可观察到的ALMA。
2010-05-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Mineralization, Grain Growth and Disk Structure: Observations of the Evolution of Dust in Protoplanetary Disk
在过去五年中，斯皮策空间望远镜和改进的地面设施使得围绕太阳质量或更小的年轻恒星的星周盘的数量大量增加，其中固体成分的组成已被完整的中红外光谱研究。有了这些样本，我们可以通过观测评估尘埃在行星形成时期的演变，同时评估原行星盘的成分和结构的演变。在这里，我们将回顾这一努力的进展，重点是在附近的协会和恒星形成区的对象，并在尘埃成分的方法，确定从年轻的恒星天体的红外光谱。
2009-02-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
A simple model for the evolution of the dust population in protoplanetary disks
内容：尘埃的全球大小和空间分布是原行星盘的结构和演化以及更大天体（如星子）形成的重要因素。目的：我们的目标是推导出简单的方程，解释全球的尘埃表面密度分布和粒度分布的上限，可以很容易地用于进一步建模或解释观测数据的演变。研究方法：我们已经开发了一个简单的模型，遵循的尘埃粒度分布的上端和尘埃表面密度分布的演变。这个模型是校准与国家的最先进的模拟尘埃演化，治疗尘埃的生长，破碎，并在粘性不断发展的气体盘运输。结果：我们发现非常好的协议之间的完整的灰尘演变代码和玩具模型在本文中提出的。我们推导出的分析配置文件，描述的尘埃-气体比和尘埃表面密度分布以及在原行星盘，以及由固体材料的径向通量“雨出”，这是至关重要的触发任何引力辅助形成的星子。我们发现，碎片化是在磁盘的内部区域的主导作用，导致尘埃表面密度指数为-1.5，而在以后的时间外部区域可以成为漂移为主，产生尘埃表面密度指数为-0.75。我们的研究结果表明，径向漂移是没有效率的破碎尘埃颗粒。这支持了这样一种理论，即小的尘埃颗粒是由于盘的湍流状态而被碎片化补充的。
2012-01-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Self-Consistent Model for Dust-Gas Coupling in Protoplanetary Disks
在原行星盘内发生的各种物理过程--包括冰/岩石颗粒的垂直沉降、固体的径向漂移、微行星的形成以及行星吸积本身--都是由氢/氦气体和高$Z$尘埃之间的流体动力学相互作用促进的。斯托克斯数，它量化了尘埃-气体耦合的强度，因此在原行星盘的演化中起着核心作用，它的不确定性构成了行星形成理论中不确定性的重要来源。在这项工作中，我们提出了一个简单的尘埃-气体耦合模型，并证明，对于一个特定的组合的星云吸积率，$\dot{M}$，和湍流参数，$α$，径向轮廓的斯托克斯数可以计算出唯一的。我们的模型表明，斯托克斯数的增长与轨道半径呈亚线性，但在水冰线急剧增加。对于基准原行星盘参数的$\dot{M}=10^{-8}\,M_{\odot}/$年和$α=10^{-3}$，我们的理论产生的斯托克斯数的特征值的顺序$\mathrm{St}\sim10^{-4}$（对应于$\sim$毫米大小的硅酸盐尘埃）在内部星云和$\mathrm{St}\sim10^{-1}$（对应于$\sim$几厘米大小的冰粒），在磁盘的外部区域。因此，固体预计将在大的星心距离处沉降成薄的子盘，同时在冰线内保持垂直混合。
2022-04-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Intermittent planet migration and the formation of multiple dust rings and gaps in protoplanetary disks
原行星盘和行星形成模型的一个关键挑战是能够在盘发射中观察到的结构（如亮环和暗环或不对称性）与触发这些结构的行星的假设存在之间建立可靠的联系。观测到的N个暗环通常被解释为N个行星存在的证据，这些行星清除了轨道周围的尘埃间隙，并在盘中形成了尘埃捕获压力最大值。绝大多数研究行星对原行星盘中尘埃和气体动力学影响的模型都假设行星处于固定轨道上。在这里，我们走了一条不同的路线，并研究了一颗行星的大规模向内迁移是如何构成一个巨大圆盘的尘埃含量的。在许多情况下，质量与土星相当的部分间隙开放行星的迁移被发现间歇性地逃跑。通过二维气体和尘埃流体动力学模拟，我们表明，间歇性的失控迁移可以形成多个尘埃环和整个磁盘的差距。每次迁移速度减慢时，在行星间隙之外形成一个压力最大值，以捕获大型尘埃。我们的模拟结果与三维尘埃辐射转移计算后处理证实，间歇性失控迁移可以导致形成多套明亮和黑暗的连续发射环（亚）毫米以外的行星位置。
2020-02-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Ionization and Dust Charging in Protoplanetary Disks
稠密星际和星周环境中的电离-复合平衡是一系列重要物理过程的关键因素，如化学反应、尘埃充电和凝聚、气体与磁场的耦合以及原行星盘中不稳定性的发展。我们确定了一个临界气体密度以上的颗粒表面上的电子和离子的复合占主导地位的气相复合。对于这个政权，我们提出了一个自洽的分析模型，使我们能够准确地计算丰度的带电物种在含尘气体，而不作假设的颗粒电荷分布。为了证明所提出的方法的重要性，我们检查是否传统的近似低颗粒电荷是有效的典型的原行星盘，并讨论尘埃凝聚和发展的“死区”的磁盘的影响。所提出的模型是适用于任意粒度分布，并为给定的灰尘属性和条件的磁盘，只有一个自由参数-离子的有效质量，显示有一个低的效果的结果。该模型可以很容易地包括在致密分子云和原行星盘的尘埃演化的数值模拟。
2016-10-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Processing and Mineralogy in Protoplanetary Accretion Disks
我们讨论了不同的尘埃成分的原行星盘，特别强调颗粒组成，大小和结构。本文将强调尘埃颗粒在原行星盘中的作用，以及支持这一知识的观测结果。首先，描述了尘埃从星际介质进入CS盘的路径。然后，尘埃冷凝序列从气体中引入，以确定最有可能发生在磁盘中的物种。硅酸盐的特性进行了详细的处理：组成，晶格结构，镁铁比和光谱特征。星际介质中另一种主要的尘埃形成成分是碳，它有多种形式，从分子到更复杂的颗粒。多环芳烃的观测证据给出了年轻的恒星和太阳系的材料。我们展示了如何光散射理论和实验室数据可以用来提供尘埃颗粒的光学特性。从观测者的角度，我们讨论了如何红外光谱可以用来获得灰尘的属性，目前使用的主要光谱分析方法和它们的局限性。观测结果，确定尘埃的性质，在原行星盘，给出：首先是明亮的中等质量的Herbig Ae/Be星，然后为低质量的金牛星和褐矮星。在这里，我们提出的结果，从空间天文台ISO和斯皮策，以及从中红外干涉仪VLTI，并总结了主要的发现。我们讨论了赫比格Ae/Be和金牛T星的颗粒生长的观测证据，以及它与光谱类型和尘埃沉降的关系。最后，我们展望了未来的太空任务，这将为更长波长甚至更暗的物体打开新的窗口。
2009-11-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust resurgence in protoplanetary disks due to planetesimal-planet interactions
星周星盘尘埃含量的观测数据表明，在附近恒星形成区的前主序星周围星盘中的尘埃含量中值似乎从大约100万年增加到大约200万年，然后随着时间的推移而下降。这种行为挑战了小尘埃颗粒在短时间尺度（小于约100万年）内积累成更大的物体并向内漂移而稳步下降的模型。在这封信中，我们探讨了在一个模型的框架内调和这种差异的可能性，在这个模型中，行星的早期形成动态地搅动附近的星子，并导致它们之间的高能碰撞，导致第二代尘埃的产生。我们发现，所观察到的尘埃演化可以很自然地解释这一过程中的一套代表性的磁盘行星架构。
2022-02-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Coagulation Instability in Protoplanetary Disks: A Novel Mechanism Connecting Collisional Growth and Hydrodynamical Clumping of Dust Particles
我们提出了一种新的不稳定性驱动的组合凝聚和径向漂移的尘埃颗粒。我们把这种不稳定性称为"凝聚不稳定性”，并认为它是一种有希望的机制，可以在盘演化的非常早期阶段集中尘埃颗粒并协助星子形成。由于碰撞凝聚效率的尘埃密度的依赖性，尘埃粒子有效地（低效地）增长的区域中的正（负）的尘埃密度扰动，这导致一个小的径向变化的尘埃大小，因此径向速度扰动。由此产生的速度扰动导致粉尘浓度和放大粉尘密度扰动。这种正反馈使磁盘不稳定。当尘气质量比为$10^{-3}$量级时，凝结不稳定性的增长时间尺度为几十个轨道周期。在原行星盘中，尘埃粒子的径向漂移和凝聚往往会导致尘埃耗尽。目前的不稳定性局部集中的尘埃粒子，即使在这样一个灰尘贫化区域。由此产生的浓度提供了更好的网站为灰尘气体不稳定性发展，这导致进一步的浓度。尘埃扩散和空气动力学反馈倾向于稳定短波长模式，但不能完全抑制凝结不稳定性的增长。因此，凝聚不稳定性预计将发挥重要作用，在建立下一个阶段的其他不稳定性，进一步发展向星子形成，如流动不稳定性或长期引力不稳定性。
2021-07-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gravitoviscous Protoplanetary Discs with a Dust Component. IV. Disc Outer Edges, Spectral Indices, and Opacity Gaps
行星形成的关键第一步是微米大小的尘埃聚集成宏观的聚集体。这个阶段很可能发生在原恒星盘形成的早期，其特征是活跃的气体动力学。我们提出了数值模拟的原恒星/原行星盘的长期演变，其中包括气体动力学与自重力在薄盘的限制，和双分散尘埃颗粒的演变，由于凝聚，破碎，并通过气体漂移。我们发现，粒径的光盘周边的减少导致尖锐的外边缘在灰尘毫米排放，这是由灰尘不透明度系数的下降，而不是由灰尘表面密度的变化来解释。这些可见的外边缘位于平均颗粒尺寸为$\approx λ/2π$的位置，其中$λ$是观测波长，因此如果尘埃尺寸向外减小，则光盘通常在较长的波长下看起来更紧凑。这允许用于重建盘外部区域中的晶粒尺寸的简单配方。如果晶粒尺寸在某些波长下没有达到$λ/2π$，则光盘在较长波长下可能看起来更大。圆盘可见尺寸在前一百万年内非单调变化，与尘埃和气体的物理尺寸相差几倍。我们比较我们的模型与最近的观测数据的气体和尘埃盘的大小，远红外线通量和光谱指数的狼疮原行星盘。我们还表明，非单调变化的晶粒尺寸在径向方向上可以导致波长依赖的不透明度差距，这是不相关的尘埃密度分布中的任何物理差距。
2020-10-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Flybys in protoplanetary discs: I. Gas and dust dynamics
我们提出了3D光滑粒子流体动力学模拟的原行星盘进行飞越的恒星摄动的抛物线轨道上躺在一个平面倾斜相对于光盘中平面。我们将圆盘模拟为气体和尘埃的混合物，颗粒大小从1 μm到10 cm不等。探索不同的轨道倾角，近星点的距离和质量比，我们研究了光盘的动力学响应期间和之后的飞越。我们发现，飞掠诱导不断发展的螺旋结构的气体和尘埃，可以持续数千年后的近星点。飞越引起的气体和尘埃结构不同，因为对尘埃颗粒的阻力引起的影响。吸积率的变化高达一个数量级，发生在一个时间尺度的顺序为10年或更少，诱导FU猎户座一样的爆发。残留的椎间盘被截断和扭曲。尘埃盘比气体盘更致密，这是因为尘埃盘被截断和飞越引起的颗粒加速径向漂移。
2018-12-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust trapping in protoplanetary discs after stellar flybys
本文通过三维光滑粒子流体动力学模拟，发现恒星飞掠可在原行星盘中诱发螺旋结构并捕获尘埃，局部尘埃与气体比足以触发流不稳定性，促进星子形成。
2025-09-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Gravitoviscous protoplanetary disks with a dust component. V. The dynamic model for freeze-out and sublimation of volatiles
原行星盘中各种挥发性物质的雪线与气体成分和尘埃物理性质的突变有关。挥发物可能会影响尘埃的生长，因为它们用冰冷的地幔覆盖颗粒，可以改变颗粒的破碎速度。反过来，尘埃凝结，破碎，并通过气体盘漂移可以有助于冰和气相之间的挥发物的重新分配。在这里，我们提出的流体动力学模型FEOSAD的原行星盘与两个尘埃人口和挥发动力学。我们计算的空间分布的主要挥发性分子（H $_2$ O，CO $_2$，CH $_4$和CO）的气体中，在小的和长大的尘埃，并分析了组成的冰地幔超过最初的0.5万年的磁盘演化。我们表明，大部分的冰到达长大的尘埃通过凝结与小颗粒。螺旋结构和尘埃环形成的磁盘，以及在外部区域的光解，导致形成复杂的雪线形状和多个雪线的每个挥发性物种。在考虑磁盘的演变，雪线移动更接近恒星，与他们的最终位置是一个因素$4-5$小于在磁盘形成时期。我们表明，挥发物往往收集在附近的雪线，无论是在冰和气体相，导致形成厚的冰地幔尘埃动力学的潜在重要性。在湍流粘性较大的模式中，裸露颗粒破碎速度较低，对粉尘粒径有较大影响。
2021-03-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gravitoviscous protoplanetary disks with a dust component. II. Spatial distribution and growth of dust in a clumpy disk
利用FEOSAD程序，以亚au分辨率数值研究了在剧烈引力不稳定和碎裂作用下，星团原行星盘中尘埃的空间分布和增长。对描述薄盘极限中自引力和粘性原行星盘演化的流体动力学方程进行了修改，以包括由两部分组成的尘埃成分：亚微米大小的尘埃和具有可变最大半径的生长尘埃。还考虑了小尘埃向大尘埃的转化、尘埃的生长、尘埃与气体的摩擦以及尘埃的自重。我们发现，磁盘的外观是显着的时间变化与螺旋臂，尘埃环，和团块，不断形成，发展和衰减。因此，总的尘埃-气体质量比是高度不均匀的整个磁盘的范围内，从典型的1：100的值显示出数量级的局部偏差。通过引力破碎形成的引力束缚团块具有明显偏离开普勒自转的速度模式。小的尘埃在团块内部被有效地转化为大的尘埃，最大半径达到几分米。与此同时，长大的尘埃向团块中心漂移，形成一个巨大的致密中心凝聚体（70-100 $M_\oplus$）。我们认为，原行星可能会形成在内部的向内迁移块之前，他们通过潮汐扭矩的作用分散。我们预测在几十个au的轨道距离的原行星的形成与初始质量的气体和尘埃在原行星种子在（0.25-1.6）$M_{\rm Jup}$和（1.0-5.5）$M_\oplus$的限制，分别。然而，原行星中气体和尘埃的最终质量可能要高得多，这是由于周围大量富含金属的盘/包层的吸积。
2019-09-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of dust in protoplanetary disks of eruptive stars
年轻的FU猎户座型恒星的亮度爆发使周围的气体和尘埃盘升温，从而使它们的形态和化学成分发生变化。在这项工作中，我们的目标是研究这样的爆发可能对尘埃颗粒大小的空间分布和相应的光谱指数在原行星盘的影响。我们使用数值流体动力学程序FEOSAD，它模拟了气体，尘埃和挥发物在原行星盘的共同演变，考虑尘埃的生长和气体的反反应。最大尘埃大小的水冰地幔的依赖性被明确考虑。爆发的初始条件是中心恒星的光度增加到100-300 L_sun，持续100年。水雪线转移过程中爆发到一个更大的距离，导致最大的灰尘大小的下降内部的雪线的位置，因为更有效的破碎裸露的颗粒。爆发后，水雪线迅速移回爆发前的位置，然后是新的尘埃增长。爆发后尘埃再生长的时间尺度取决于径向距离，因此距离较小的尘埃颗粒比距离较大的尘埃颗粒更快地达到爆发前的值。因此，在毫米尘埃辐射的光谱指数的径向分布中，在\approx 10 au处形成了一个宽峰，随着尘埃盘的演变和尘埃颗粒在逐渐变大的距离处重新生长到爆发前的值，该峰进一步向外移动。这一特征在演化的轴对称盘中最为明显，而在年轻的引力不稳定盘中则不然，尽管如果引力不稳定性被抑制，年轻的盘可能仍然是很好的候选者。节录。
2021-12-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
On dust-gas gravitational instabilities in protoplanetary discs
在原行星盘中，粒子和气体之间的空气动力学摩擦引起了各种不稳定性，这些不稳定性促进了行星形成。其中，我们研究了所谓的“长期引力不稳定性”（SGI）在两种流体近似，推导出其稳定性标准和增长率的解析表达式。同时，我们提出了一个物理解释的不稳定性，表明它是如何体现在一个中间范围的长度尺度表现出地转平衡的气体成分。与单流体处理相反，SGI在临界盘半径内淬灭，对于cm和mm尺寸的颗粒分别为10 AU和30 AU，尽管建立稳健的估计受到参数（特别是湍流强度）中的不确定性和我们采用的剃刀薄盘模型中的缺陷的阻碍。然而，SGI不太可能与耦合良好的尘埃相关。最后，我们将这些结果应用到星子的形成和大规模的尘埃环的起源问题。
2016-09-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust dissipation timescales in the intermediate and outer regions of protoplanetary disks
原行星盘中的尘埃和气体随着中心恒星的演化而消散。为了估计原行星盘中尘埃消散的时间尺度，我们将WISE 12、22和AKARI 90 $μ$ m测量的已知金牛座T星的图像叠加，并推导出平均通量，远低于90 $μ$ m波段的测量通量极限。我们将4，783颗金牛座T星分为三个年龄组，即年轻（$<$ 200万年），中年（2- 600万年）和老年（$>$ 600万年）组，并将WISE 12和22以及AKARI 90 $μ$ m图像堆叠在每个组中。堆叠图像的光度测定显示，在12、22和90 $μ$ m波段中，通量衰减时标分别为1.4 $\pm$ 0.2、1.38 $\pm$ 0.05和1.4 $^{+0.6}_{-0.5}$ Myr。在光学薄盘与一个太阳光度的中心星，12和22 $μ$ m的流量归因于从中间（$\sim$ 1 au）区域的排放和90 $μ$ m的流量对应于从外部（$\sim$ 10 au）区域在磁盘中。因此，我们得出结论，尘埃消散的时间尺度是$τ_{\rm med,dust}\sim$ 1.4百万年的中间磁盘和$τ_{\rm outer, dust}=$ 1.4百万年的外部磁盘$^{+0.6}_{-0.5}$。外圆盘和中间圆盘之间的尘埃消散时间差为$Δτ_{\rm dust} = τ_{\rm outer,dust} -τ_{\rm med,dust}=0.0^{+0.6}_{…
2021-10-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
The anomalously low (sub)millimeter spectral indices of some protoplanetary disks may be explained by dust self-scattering
以前的（亚）毫米观测发现，来自一些年轻恒星物体的尘埃发射的光谱指数低于瑞利-金斯极限（即，2.0）。特别是，最近的阿塔卡马大型毫米波阵列观测已经在空间上分辨出，原行星盘TW\，Hya和HD\，163296的最里面的区域呈现出异常低的温度（即，$<$ 2.0）毫米光谱指数。在以前的一些工作中，这种异常低的毫米光谱指数被认为是非物理的，并归因于测量误差。目前的工作澄清，如果是高的，并随着频率增加，它是可能的，以重现这种令人不安的低光谱指数时，发射源是光学厚。此外，为了在（亚）毫米波段产生低于2.0的光谱指数，所需的尘埃最大粒度\amax在10-100 \micron的数量级上，这与先前基于多波长尘埃偏振观测得出的\amax值非常一致。因此，测量斯托克斯I光谱指数也可以作为一种辅助方法，用于评估所观察到的尘埃偏振主要是由于尘埃散射还是由于尘埃颗粒排列。
2019-05-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Accumulation near the Magnetospheric Truncation of Protoplanetary Discs. II. The Effects of Opacity and Thermal Evolution
本文通过局部尘埃演化模拟，研究了原行星盘磁层截断处尘埃堆积中的不透明度与热演化效应，发现热演化抑制小颗粒堆积，而大固体失控增长可显著保留尘埃质量，验证了该机制对近距离行星形成的重要性。
2024-02-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
The ALMA Survey of Gas Evolution of PROtoplanetary Disks (AGE-PRO): X. Dust Substructures, Disk Geometries, and Dust-disk Radii
该研究通过对AGE-PRO项目30个原行星盘的尘埃连续谱数据拟合，检测到半数盘存在尘埃子结构，证实子结构早期形成，并结合多区域样本分析提出尘埃空腔由内部原行星刻蚀的演化序列观点。
2025-06-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
WInDI: a Warp-Induced Dust Instability in protoplanetary discs
本研究识别出翘曲盘中的新型尘埃不稳定性（WInDI），由弯曲波区振荡气体运动引发，并通过1D模型和3D SPH模拟验证，其对行星形成有潜在重要意义。
2023-11-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Disk Masses and Dust Evolution of Protoplanetary Disks Around Brown Dwarfs
我们提出了迄今为止最大的棕矮星（BD）原行星盘光谱能量分布模型的样本。我们从四个恒星形成区域：$ρ$蛇夫座，金牛座，狼疮和上天蝎座汇编了49个ALMA观测对象。研究不同年龄的多个区域使我们能够探测磁盘随时间的演变。具体来说，从我们的模型中，我们获得的尘埃颗粒大小，尘埃沉降和磁盘质量的值，我们比较这些参数如何在区域之间变化。我们发现，磁盘质量随着年龄的增长而减少。我们还发现了磁盘演化的证据（即，在所有四个区域都有明显的颗粒生长和尘埃沉降），这表明行星形成和盘演化可能在早期阶段就开始发生。我们通常发现这些盘包含的质量太少，无法形成行星伴侣，尽管我们不能排除行星形成可能已经发生。最后，我们研究了磁盘质量-主机质量的关系，并发现BD磁盘在很大程度上是一致的，与以前确定的关系，围绕金牛座T星的磁盘。
2021-06-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Self-Sustaining Vortices in Protoplanetary Disks: Setting the Stage for Planetary System Formation
行星形成的核心吸积方案假设星子和行星胚胎是在原行星盘的原始气态阶段形成的。然而，尘埃颗粒如何克服传统的生长障碍还不清楚。最近提出的粘性环不稳定性可以解释在原行星盘中观察到的同心环，假设尘埃颗粒可以降低气体的电导率，从而削弱磁旋转不稳定性。我们提出了一个分析这个模型的帮助下，基于GPU的数值流体动力学模拟耦合气体和尘埃在薄盘限制。在盘的演化过程中，尘埃环变得Rossby不稳定，并分裂成一连串的小尺度涡旋。涡旋形成长期稳定的尘埃结构，这可能是通过流动不稳定性以及直接的引力坍缩形成星子的场所。自维持涡旋现象与系外行星的观测约束相一致，为行星系的形成提供了有利的环境。
2021-07-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Secular Gravitational Instability of Drifting Dust in Protoplanetary Disks: Formation of Dusty Rings without Significant Gas Substructures
长期引力不稳定性（GI）是在原行星盘中产生环状子结构和星子的一种有希望的机制。我们进行数值模拟的长期GI在一个径向延伸的磁盘向内漂移的尘埃颗粒。结果表明，即使在尘埃扩散的情况下，尘埃环也是通过长期GI形成的，而尘埃颗粒是向内移动的，尘埃表面密度增加了十倍。一旦长期GI发展到非线性状态，所产生的环的总质量可以是尘埃盘质量的一个重要部分。通过这种方式，大量漂移的尘埃颗粒可以被收集在尘埃环中，并储存起来用于微行星的形成。在显着的尘埃子结构的出现相反，长期GI不创建显着的气体子结构。这一结果表明，在磁盘中平面附近的气体密度分布的观测，使我们能够区分在所观察到的磁盘中创建的环形子结构的机制。一旦它们进入稳定于长期GI的内部区域，所产生的环就开始衰变。由于环隙对比度平滑地减小，因此似乎即使在稳定区域中也可以观察到环。我们还讨论了可能的结果的非线性增长，并表明一个显着发展的长期GI区域可能出现的可能性，作为一个缺口样的子结构，在尘埃连续排放，因为尘埃生长成较大的固体和星子形成减少总发射率。
2020-08-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the Outer Edges of Protoplanetary Dust Disks
空气动力阻力会迫使富含气体的原行星盘中的固体在短时间尺度内朝着主星螺旋运动，这是行星形成理论的基本问题之一。这种径向漂移过程的标称效率与观测结果相冲突，这表明磁盘中固体传输机制的经验校准是非常可取的。然而，事实上，径向漂移和晶粒生长都在圆盘中产生类似的颗粒尺寸偏析（使得较大的颗粒优先集中在更靠近恒星的地方），这使得很难单独解开漂移的清晰特征。我们强调了一种新的方法，表明径向漂移留下了独特的“指纹”的尘埃表面密度分布，是直接访问目前的观测设施。使用尘埃演化的分析框架，我们证明了漂移和（粘性）气体阻力的综合影响自然产生一个尖锐的外边缘的尘埃分布（或者，相当于，在尘埃与气体的质量比急剧下降）。这种边缘特征形成在最早的阶段在磁盘固体的演变，在外部磁盘的晶粒生长取得了很大的进展之前，并保存在较长的时间尺度时，增长和运输的影响更大。这些分析模型的关键特征在详细的数值模拟中重现，并且与最近的毫米波观测定性一致，这些观测发现原行星盘外部区域的气体/尘埃尺寸差异和尘埃连续体排放急剧下降。
2013-11-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Measuring the Dust Masses of Protoplanetary Disks in Lupus with ALMA: Evidence that Disks can be Optically Thick at 3 mm
精确的盘质量测量对于限制盘的演化和行星形成的时间尺度是必要的，但是这样的测量很难进行，并且非常依赖于假设。在这里，我们看看假设，磁盘是光学薄的无线电波长和影响，这一假设的测量磁盘尘埃质量。我们模拟了位于年轻（~1-3百万年）狼疮恒星形成区的41个原行星盘的光学到射电光谱能量分布（SED），包括0.89 mm，1.33 mm和3 mm的通量密度（可用时）。我们测量的磁盘尘埃质量比使用通常采用的磁盘尘埃质量方程时高约1.5-6倍，假设光学薄发射（亚）毫米。这种差异的原因是大多数圆盘在毫米波长下的光学厚度，甚至高达3毫米，这表明需要在更长波长下进行观测才能追踪圆盘的完全光学薄发射。
2022-12-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Effects of photophoresis on the dust distribution in a 3D protoplanetary disc
光泳是一个物理过程的基础上的动量交换之间的照明尘埃粒子和它的气体环境。它在原行星盘（PPD）中的净效应是将固体从热区域向外输送到冷区域。这个过程自然会导致灰尘堆积的环形特征的形成。在这项工作中，我们研究了双流体（气体+尘埃）光滑粒子流体动力学（SPH）代码中的双流体（气体+尘埃）的双流体中的双流体电泳力的动力学效应。（2005）。我们发现，在PPD的内部区域遇到的压力和温度的条件下，产生重要的电泳力，显着影响固体的径向运动。此外，尘埃颗粒在圆盘中具有不同的平衡位置，这取决于它们的大小和固有密度。向盘的外部的径向运输是更有效的硅酸盐比铁颗粒，这对陨石成分有重要的影响。我们的研究结果表明，在PPD的内部区域，必须考虑到电泳，以充分了解的动力学和尘埃成分的演变。
2016-03-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Protoplanetary Disk Polarization at Multiple Wavelengths: Are Dust Populations Diverse?
本研究首次在870 μm和3 mm开展原行星盘尘埃偏振巡天，发现相近演化阶段盘的偏振行为存在差异，并通过散射模型用不同尘埃粒径与分层分布解释观测特征。
2024-04-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the underestimation of dust mass in protoplanetary disks: Effects of disk structure and dust properties
原行星盘中尘埃颗粒的总量是表征行星形成潜力的关键属性之一。对于（亚）毫米通量测量，文献研究通常在光学薄发射的假设下使用解析形式推导尘埃质量，这可能导致大幅低估。在这项工作中，我们进行了参数研究的目的是调查磁盘结构和灰尘属性的影响，通过自洽辐射转移模型的低估。考虑并比较了不同的粉尘模型、散射模式和沉降方法。研究了圆盘子结构如圆环和新月对质量导数的影响。结果表明，传统的分析方法可以低估的质量由几个到几百倍，取决于光学深度沿视线设置主要由真实的尘埃质量，磁盘的大小和倾斜。作为应用，我们进行了详细的辐射转移模拟的光谱能量分布的DoAr 33，所观察到的DSHARP磁盘之一。当采用DSHARP尘埃不透明度时，从贝叶斯分析返回的最可能的尘埃质量大约是由分析计算给出的值的7倍。我们的研究表明，估计磁盘尘埃质量的辐射转移模型是一个解决方案，以减轻质量不足的问题，行星形成在ALMA时代提出的。
2022-10-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
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
Effect of Dust Evaporation and Thermal Instability on Temperature Distribution in a Protoplanetary Disk
本文提出半解析稳态模型研究原行星盘，发现考虑尘埃蒸发等过程后r<1 au区域存在热不稳定性，导致盘演化非稳态并引发间歇性吸积，需在演化模型中予以考虑。
2023-07-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
A self-consistent model for dust settling and the vertical shear instability in protoplanetary disks
本文提出一个半解析模型自洽地确定原行星盘中垂直尘埃分布与VSI驱动湍流强度，发现小颗粒存在稳定平衡分布，而大颗粒会导致失控沉降，解释了高度沉降的尘埃环。
2024-04-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Polarization reversal of scattered thermal dust emission in protoplanetary disks at (sub-)mm wavelengths
原行星盘的偏振光研究是制约尘埃性质、盘形和嵌入磁场的关键。然而，不同的偏振机制和尘埃颗粒的形状和成分的多样性导致偏振图案的模糊性。所谓的“自散射”的热，再发射的辐射在红外和毫米/亚毫米作为一个主要的偏振机制进行了讨论。如果辐射场的净通量是径向的，通常假设原行星盘中散射产生的偏振图案显示出面向盘的同心环。我们表明，翻转的$90^\circ$的偏振矢量可能会发生和模仿的典型模式的尘埃颗粒排列的环形磁场中看到接近face-on. Further，这种效应的偏振反转是一个快速变化的函数的波长和晶粒尺寸，因此，一个强大的工具来约束颗粒成分和尺寸分布存在于原行星盘的磁盘。此外，该效应还可以为盘倾斜提供独特的约束，特别是如果盘靠近正面观察。
2019-07-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Size Dependence of the Bouncing Barrier in Protoplanetary Dust Growth
本文通过软球离散元模拟揭示尘埃聚集体粘附概率随半径增大而降低，从而解释了数值模拟与实验在反弹阈值填充因子上存在巨大差异的原因。
2023-06-07 astro-ph.EP astro-ph.SR cond-mat.soft
Dust grain shattering in protoplanetary discs: collisional fragmentation or rotational disruption?
在原行星盘中，尘埃颗粒凝聚成大的聚集体仍然知之甚少。颗粒孔隙度似乎是一个有前途的解决方案，让晶粒生存和形成星子。此外，尘埃破碎一般被认为只来自碰撞碎裂;然而，最近引入了一个新的过程，旋转破裂。我们编写了一个一维代码，模拟了颗粒漂移时的生长和孔隙度演变，以研究包括两个破碎过程时的最终结果。在模拟再现观测的圆盘模型中的晶粒演化时，我们发现与碎裂和径向漂移相比，旋转破裂是不可忽略的。当湍流参数$α\lesssim 5\xtenpow{-4}$，如果径向漂移足够慢时，破坏成为主导。我们表明，在晶粒的生长历史中断的重要性强烈依赖于它们的抗拉强度。
2023-01-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
