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
Can dust coagulation trigger streaming instability?
流动不稳定性可以是克服星子形成的生长和漂移障碍的一种非常有效的方法。然而，它表明，强大的结块，导致星子的形成，需要相当数量的大颗粒。国家的最先进的流不稳定性模型没有考虑到现实的大小分布所造成的碰撞演变的尘埃。我们调查是否有足够数量的大聚集体可以通过粘附和尘埃凝聚和星子形成的相互作用是什么。我们开发了一个半解析处方的星子形成的流动不稳定性和实现它在我们的尘埃凝聚程序的基础上的Monte Carlo算法与代表粒子的方法。我们发现，星子形成流不稳定性可能优先工作的雪线外，粘性冰聚集。该过程的效率强烈依赖于当地的尘埃丰度和径向压力梯度，并需要一个超太阳的金属丰度。如果星子的形成是可能的，尘埃的凝聚和沉降通常需要大约100个轨道才能产生足够大的沉降颗粒，而星子的形成又需要大约1000个轨道。我们提出了一个简单的分析模型，计算的尘埃量，可以变成星子的磁盘模型的参数。
2014-10-16 astro-ph.EP
Planetesimal formation via the streaming instability with multiple grain sizes
本研究利用真实峰态多尺寸卵石分布开展三维流动不稳定性模拟，证明星子由约80%的较大尘埃质量形成，并解释了观测因团块化和光深效应而低估尘埃质量。
2023-09-27 astro-ph.EP
Growth after the streaming instability: from planetesimal accretion to pebble accretion
流动不稳定性是行星形成的一个关键机制，它将卵石聚集成星子。它是在一个特定的磁盘位置触发，其中固体的局部体积密度超过了气体。在它们形成之后，星子可以通过从出生环中的其他星子中吸取食物以及从外盘向内漂移的鹅卵石来生长。为了研究星子在一个单一的位置的流动不稳定性的增长，我们测试的条件下，超级地球能够形成的气体盘的寿命内。我们修改了\texttt{Mercury} N-体代码跟踪的生长和动力学演化的一群星子在冰线的太阳质量的恒星。研究了三种星子大小的分布：（i）半径为400 km的单分散的星子群，（ii）200 km到1000 km的多分散的星子群，（iii）一个逃逸天体和一群100 km大小的较小星子群的双峰分布。单分散的400公里大小的微行星群不能形成$\gtrsim$地球质量的原行星。它们的速度色散很快被激发，抑制了星子和卵石的吸积。行星可以从多分散和双峰分布形成。在这种情况下，双组分性质通过小微行星的动力摩擦来抑制大胚胎的随机速度，使胚胎在接近$10^{-2}$地球质量时有效地吸积卵石。我们发现，当卵石的质量通量较高，盘湍流较低，或卵石的斯托克斯数较高时，超地球行星的首选形成。
2019-02-26 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
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
Testing the Jeans, Toomre and Bonnor-Ebert concepts for planetesimal formation: 3D streaming instability simulations of diffusion regulated formation of planetesimals
我们在希尔密度和超越流不稳定性模拟，以证明，星子的形成没有完成时，卵石积累超过当地希尔密度。我们发现，希尔密度是不是一个足够的标准进一步引力坍缩的卵石云成微行星，但另外的积累的质量必须足够大，以克服湍流扩散。系统的Toomre分析表明，线性自引力模式在我们的数值模拟的规模上不起作用。然而，我们发现，自重力，通过垂直收缩卵石层，增加了湍流的强度，这是一个指示的开尔文亥姆霍兹不稳定性或流不稳定性的提升。我们还确定了Bonnor-Ebert中心密度，给定质量的卵石云必须压缩到该密度才能继续收缩以抵抗内部扩散。由于卵石云的等效“固体”尺寸与中心密度的-1/6次方成比例，对于相同的湍流扩散水平，100 km等效尺寸的卵石云比10 km的卵石云更容易坍缩。这可以解释太阳系中缺乏小天体的原因，并预测在太阳星云的外围和气体质量普遍减少的后期，在大的卵石与气体比例下，会有引力坍缩形成的小天体。
2020-11-19 astro-ph.EP
Initial mass function of planetesimals formed by the streaming instability
流动不稳定性是一种将固体颗粒聚集成过密细丝的机制，这些细丝经历引力坍缩并形成星子。然而，目前还不清楚这些微行星的初始质量函数如何取决于数值模拟的盒子尺寸。为了解决这个问题，我们进行了模拟的星子形成与最大的盒子尺寸到目前为止，允许星子同时形成多个细丝，只能出现在这样大的模拟盒。在我们的模拟中，大小在80公里到几百公里之间的星子形成。我们发现，幂律与一个相当浅的指数截止在高质量的结束表示的累积出生质量函数比一个综合的幂律。指数截止的陡度在很大程度上与盒维数和分辨率无关，而幂律的指数在我们采用的分辨率上不受约束。此外，我们发现，指数截止的特征质量尺度与每个灯丝中的质量预算相关。与以前的研究高分辨率模拟与小盒子域，因此，我们的研究结果意味着星子的累积出生质量函数是符合指数锥形幂律与幂律指数约为-1.6和陡峭度的指数截止范围为0.3-0.4。
2016-11-25 astro-ph.EP
Kinetic Field Theory Applied to Planetesimal Formation I: Freely Streaming Dust Particles
针对流不稳定性模拟下星子初始质量函数幂律多样、湍流与粒子簇及质量函数缺乏综合理论联系的问题，本文将动力学场论应用于星子形成，通过准初始态和自由流方程计算得出小尺度普适 $k^{-3}$ 谱尾，揭示初始态对结构演化无约束。
2024-11-26 astro-ph.EP
The Mass and Size Distribution of Planetesimals Formed by the Streaming Instability. II. The Effect of the Radial Gas Pressure Gradient
流动的不稳定性将固体粒子集中在原行星盘中，导致引力坍缩成微行星。尽管它的关键作用，在生产颗粒结块和确定临界长度尺度的不稳定性的线性制度，磁盘的径向压力梯度对星子属性的影响还没有详细研究。在这里，我们使用流不稳定性模拟，包括粒子自引力研究如何的星子初始质量函数取决于径向压力梯度。将我们的结果拟合到幂律${\rm d}N / {\rm d}M_p \propto M_p^{-p}$，我们发现单个值$p \approx 1.6$描述了压力梯度按$\gtrsim 2$变化的模拟。指数截断幂律提供了明显更好的拟合，具有弱依赖于压力梯度的低质量斜率$p^\prime \approx 1.3$。发现特征截断质量为$\sim M_G = 4 π^5 G^2 Σ_p^3 / Ω^4$。我们排除了由线性考虑所建议的特征质量与压力梯度的立方相关性，而是找到线性标度。这些结果加强了流导出的初始质量函数的情况下，最弱的磁盘和参与固体的空气动力学特性的依赖。以零压力梯度初始化的模拟--{ \em不}受流动不稳定性的影响--也产生头重脚轻的质量函数，但具有不同形状的适度证据。我们讨论了理论预测的质量函数与柯伊伯带小行星观测的一致性，并描述了早期行星形成模型的影响。
2019-08-29 astro-ph.EP
Effects of Stellar X-ray Photoevaporation on Planetesimal Formation via the Streaming Instability
Zhejiang University（浙江大学）；Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）
研究恒星X射线光蒸发如何通过流不稳定性促进行星esimal形成，发现其效率受盘和恒星参数影响，如金属licity、粘性等。
2026-01-26 astro-ph.EP
Thousands of planetesimals: Simulating the streaming Instability in very large computational domains
研究在极大计算域（边长达6.4标高）中模拟流动不稳定性，发现细丝方位角延伸限于约一个气体标高，形成多达4000个星子，揭示了星子初始质量函数高质量端的陡峭指数递减特征。
2024-10-10 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
The Streaming Instability Cannot Form Planetesimals from mm-size Grains in Pressure Bumps
我们提出的证据表明，流动不稳定性（SI）不太可能从轴对称压力凸起内的毫米颗粒形成星子。我们进行了迄今为止最大规模的SI模拟（700万CPU小时），包括一大块具有mm颗粒的圆盘，类似太阳的尘埃与气体之比（$Z = 0.01$），以及不会导致粒子层引力不稳定性（GI）的最大压力隆起。我们使用了高分辨率的$1000/H$来解决尽可能多的SI不稳定模式。模拟产生了远超过SI标准的长寿命粒子过密度（即，一个临界固体丰度逆风参数比$Z/Π$），其中强烈的结块将发生，如果这些条件是目前在一个扩展区域的磁盘，但我们没有观察到。可能的原因是粒子穿过高$Z/Π$区域（$t_{\rm cross}$）所花费的时间短于SI的生长时间尺度（$t_{\rm grow}$）。我们提出了一个额外的标准的星子形成的SI -即$t_{\rm cross} > t_{\rm grow}$。我们表明，任何比这次运行中的一个更大的隆起将形成由GI而不是SI的星子。我们的研究结果明显限制了行星形成的途径：要么原行星盘有规律地形成大于1 mm的颗粒，要么星子不形成的SI轴对称的压力隆起。由于颠簸大到足以诱导GI可能是Rossby波不稳定，我们建议，毫米颗粒可能只形成微涡。
2022-05-23 astro-ph.EP
Exploring the conditions for forming planetesimals by the streaming instability and planetary systems by pebble accretion
Center for Star and Planet Formation, Globe Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学全球研究所恒星与行星形成中心）；Division of Astrophysics, Department of Physics, Lund University（隆德大学物理系天体物理学部）；New Mexico State University, Department of Astronomy（新墨西哥大学天文学系）
研究通过流不稳定性形成行星esimal、冷轨道气态巨行星、超级地球和类地胚胎以及温带轨道岩石行星胚胎的条件，分析湍流强度、斯托克斯数和初始盘大小的影响。
2026-04-28 astro-ph.EP
Azimuthal and Vertical Streaming Instability at High Dust-to-gas Ratios and on the Scales of Planetesimal Formation
尘埃粒子云直接坍缩成千米大小的微行星是解释微行星、小行星和彗星形成的一种有希望的方法。在过去，这种坍缩已经在分层剪切盒模拟中进行了研究，采用了超太阳尘气比ε，考虑了流动不稳定性（SI）和引力坍缩。本文研究了在无自重的情况下，尘气比从ε=0.1到ε=1000范围内的非层结SI。该研究涵盖的领域大小L=0.1 H，0.01 H和0.001 H，在气盘尺度高度H，使用PencilCode。它们在径向方位角（2-d）和径向垂直（2.5-d）范围内进行。使用的St=0.01和0.1的颗粒标志着预期粉尘增长的上限。在非常高的尘气比下发现了SI-活性，提供了局部尘气比和湍流颗粒扩散δ的波动。我们发现了一个类似SI的不稳定性，即使在垂直模式被抑制时，也会在r-φ中运行。这种新的方位流不稳定性（aSI）表现出与SI相似的性质和外观。SI和aSI均显示在ε=100时的扩散率仅比ε=1时低两个数量级，表明δ~ ε^{-1}关系在ε= 1附近较浅。发现（a）SI集中颗粒的能力与其在颗粒湍流中的强度无关。最后，我们进行了分辨率研究，以测试我们的aSI的结果。本文强调了正确解决的重要性（a）SI在高尘埃气体比和星子崩溃模拟，导致其他明智的潜在不完整的结果。
2018-05-11 astro-ph.EP
X-ray photoevaporation's limited success in the formation of planetesimals by the streaming instability
流动不稳定性通常被用来解决星子形成中的碎片和漂移障碍，催化尘埃在kyr时间尺度上聚集成公里大小的核心。然而，仍然缺乏共识的物理机制（S）负责启动它。一个潜在的途径是光盘光蒸发，其中相对无尘气体的优先去除增加光盘金属丰度。晚在光盘的寿命，光蒸发占主导地位的粘性吸积，创建一个梯度的耗尽气体表面密度附近的位置的差距。这引起了局部压力最大值，收集漂移的尘埃颗粒，然后可能变得容易受到流动不稳定性的影响。利用一个圆盘内部X射线光蒸发的一维粘性演化模型，我们探索了这个过程建立planetestimals的有效性。在一定的参数范围内，我们发现转换成微行星的尘埃质量通常小于1 M_Earth，最多只有几个M_Earth分布在几十个AU上。我们的结论是，光蒸发可能充其量是相关的碎片盘的形成，而不是一个共同的机制形成的行星核心。我们的研究结果是在对比最近，类似的调查，认为一个FUV驱动的光蒸发模型，并报告了数十个M_地球在大（> 100 AU）盘半径的形成。这种差异主要是由于假设的光蒸发剖面不同造成的。在观测更严格地约束光蒸发模型之前，这个过程与行星形成的相关性仍然不确定。
2017-09-01 astro-ph.EP
Planetesimal formation facilitated by streaming instability in weak pressure bumps
Center for Star and Planet Formation, Globe Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学恒星与行星形成中心全球研究所）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内科克天体物理研究所）；Division of Astrophysics, Department of Physics, Lund University（隆德大学物理系天体物理学部）
本研究通过二维剪切盒模拟发现，弱压力凸起即使振幅低至0.04也能触发流动不稳定性，促进原行星盘中小卵石形成星子，并提出了新的聚集判据。
2026-09-30 astro-ph.EP
Evidence for universality in the initial planetesimal mass function
微行星可能是由流动不稳定性引发的致密粒子团的引力坍缩形成的。我们使用空气动力学耦合的气体-颗粒混合物的模拟来研究是否以这种方式形成的星子的属性取决于参与不稳定性的颗粒的大小。基于三个高分辨率的数值模拟，在不同的停时范围$6 \times 10^{-3} \leq τ\leq 2$内，发现初始质量函数在统计上没有显著的差异，质量函数用幂律${\rm d}N / {\rm d}M_p \propto M_p^{-p}$拟合，其中包含$p=1.5-1.7$和$Δp \approx 0.1$的误差。比较崩溃前的粒子密度场，我们发现，高波数功率谱是同样难以区分的，虽然通过流不稳定性引起的结构的大尺度几何结构是显着不同的所有三种情况。我们解释的结果作为证据的近普遍的斜率的质量函数，所产生的流引起的湍流的小尺度结构。
2017-09-13 astro-ph.EP
Conditions for planetesimal formation via the streaming instability persist under turbulence driven by magnetorotational instability
American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）；University of Copenhagen（哥本哈根大学）；Iowa State University（爱荷华州立大学）；The University of Alabama（阿拉巴马大学）；Chinese Academy of Sciences（中国科学院）
研究探讨了磁旋转不稳定性驱动的湍流对流体不稳定性形成行星胚胎的影响，发现自洽生成的湍流不会抑制行星胚胎形成。
2026-08-20 astro-ph.EP
Positive Feedback: How a Synergy Between the Streaming Instability and Dust Coagulation Forms Planetesimals
本研究提出dust coagulation与Streaming Instability协同的反馈循环模型，发现在fragmentation-limited区域二者协同能显著增加颗粒尺寸与密度，为形成planetesimals提供充分条件。
2025-03-05 astro-ph.EP
Channels for streaming instability in dusty discs
流动不稳定性是连接尘埃粒子碰撞生长和引力触发的微行星形成的一个特殊通道。这种不稳定性被认为是通过其长期模式发展的，这种模式是长期增长的，在真实的圆盘中可能不容易发展。我们解决这一点，通过重新审视其扰动分析。关于斯托克斯数的三阶展开揭示了迄今为止被忽视的重要特征。长期模式可以是稳定的。周转圆可能是不稳定的，更耐粘度和确定的格林函数分析作为有前途的渠道星子形成。
2020-01-08 astro-ph.EP
Closing the Gap: A Test of the Streaming Instability Using Simulations and Observations of the Cold-Classical Kuiper Belt Size Distribution
Iowa State University（爱荷华州立大学）；University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）
本研究通过模拟与冷经典柯伊伯带观测的对比，验证流不稳定性理论可定量重现星子大小分布的高质量端，支持该星子形成模型。
2026-10-06 astro-ph.EP
Streaming Instability and Turbulence: Conditions for Planetesimal Formation
通过三维模拟发现，外部湍流可显著提高流不稳定性触发星子形成的临界粒子密度比，并给出了临界条件的拟合公式。
2023-12-19 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
Growing the seeds of pebble accretion through planetesimal accretion
我们探讨了行星胚胎的增长，通过星子吸积和超越的点，卵石吸积成为有效的所谓的希尔过渡质量。由流动不稳定性形成的星子的过渡质量和特征质量都随着与恒星距离的增加而增加。我们开发了一个模型的生长的一个大的星子（胚胎）嵌入人口的较小的星子形成在一个长丝的流动不稳定性。该模型以自洽的方式包括胚胎的碰撞质量增长，星子的破碎，所有参与机构的速度演化，以及丝状体的粘性扩散。我们发现，胚胎吸积所有可用的材料在灯丝的原行星盘的寿命期间，只有在内部地区的磁盘。相比之下，我们发现在5- 10 AU以外的光盘外部几乎没有生长。总的来说，我们的研究结果表明，在巨行星形成的原行星盘区域，星子的碰撞生长有很长的时间尺度。因此，为了在寒冷的轨道上形成巨行星，卵石吸积必须直接作用于星子初始质量函数中最大的天体，而很少或根本没有相互碰撞的帮助。
2022-08-03 astro-ph.EP
The Mass and Size Distribution of Planetesimals Formed by the Streaming Instability. I. The Role of Self-Gravity
我们研究了原行星盘中微行星的形成，它是由流动不稳定性产生的固体超密度的引力坍缩引起的。为了进行这些研究，我们实现和测试的粒子网格自引力模块的雅典娜代码，使气体和无碰撞的自引力固体粒子的空气动力学耦合系统的模拟。就业后，我们的算法的星子形成模拟，我们发现（当一个直接的比较是可能的）雅典娜模拟产生预测的星子性质，同意与先前的工作中发现的使用不同的数值技术。特别是，流束引发的团块的引力坍缩导致了初始的星子质量函数，其可用幂律dN/dM ~ M^{-p}表示，其中p = 1.6 +/- 0.1，这相当于微分尺寸分布dN/dR ~ R^{-q}，其中q = 2.8 +/- 0.1。通过对多达512^3个网格区域和Npar = 1.5x10^8个粒子的收敛研究，我们没有发现分辨率的显著趋势。同样，幂律斜率似乎对自重力和潮汐切变的相对强度的变化以及（出于数值经济的原因）自重力开启的时间无关紧要，尽管这些主张的强度受到少量统计数据的限制。对于一个典型假设的最小质量太阳星云固体的径向分布（这里假设无量纲停止时间τ= 0.3），我们的结果支持这样的假设，即大小行星或柯伊伯带天体尺度上的天体可能是作为原始微行星群的高质量尾部形成的。
2016-03-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
Physical models of streaming instabilities in protoplanetary disks
我们开发了简单的，物理上有动机的模型，阻力引起的尘埃气体流动的不稳定性，这被认为是至关重要的团聚颗粒形成星子在原行星盘。该模型解释，基于物理学的气体行星运动和尘埃-气体阻力，最重要的功能的流不稳定性和它的简单概括，磁盘沉降不稳定性。我们的模型所解释的一些关键属性包括突然变化的流动不稳定性的增长率时，灰尘与气体质量比超过一个，流动不稳定性的缓慢增长率相比，较小的颗粒的沉降不稳定性，和主要的物理过程的增长最不稳定的模式在不同的制度。以及提供有用的简化图片，了解一个有趣的和基本的天体物理流体不稳定性的操作，我们的模型可能会被证明是有用的分析模拟和发展的非线性理论的行星生长盘。
2020-08-02 astro-ph.EP
Turbulence Regulates the Rate of Planetesimal Formation via Gravitational Collapse
我们研究了在原行星盘中流动不稳定性和内禀气相湍流之间的相互作用如何通过引力坍缩影响星子的形成。湍流作为一种有效的湍流扩散，阻碍了颗粒团的形成，但它也可以通过集中固体，例如在带状流中，促进星子的形成。我们量化的湍流扩散率的影响，使用数值模拟的小的局部域中的流不稳定性，被迫与速度扰动，建立近似Kolmogorov样湍流。我们发现，一旦速度波动超过$\langle δv^2 \rangle \simeq 10^{-3.5} - 10^{-3} c_s^2$，星子的形成被湍流抑制。湍流强度刚好低于阈值会降低固体被束缚成团块的速率。我们的研究结果表明，公认的湍流增厚的中平面固体层的主要机制，湍流影响星子的形成和星子的形成需要一个中平面的固气比$ε\gtrsim 0.5$。我们还量化了初始的星子质量函数，使用一种新的块跟踪方法，以确定每个星子质量崩溃后不久。对于模型中的星子形式，我们表明，质量函数是很好地描述了一个破碎的幂律，其参数是强大的包容性和强加的湍流强度。在温度$T \gtrsim 10^3 \ {\rm K}$导致热电离的半径处，原行星盘中的湍流很可能大大超过星子形成的阈值。因此，在2-3倍于尘埃升华半径的内盘中，星子的形成可能是不可行的。
2020-10-21 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
Planetesimal formation at the gas pressure bump following a migrating planet II. Effects of dust growth
本研究通过一维单粒径尘埃演化模型，探究含尘埃生长过程时，迁移行星后方气压凸起处的星子形成条件与结果，明确了湍流强度、行星核形成时间等因素对星子质量与形成机制的影响。
2023-06-20 astro-ph.EP
From planetesimals to planets with N-body simulations in the giant-planet formation region
Center for Star and Planet Formation, Globe Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学全球研究所恒星与行星形成中心）
研究通过N体模拟探讨了巨行星形成过程中星子吸积与核心形成的关系，发现星子分布顶部促进多行星系统形成，且碰撞率低，巨行星形成弱依赖初始位置和总质量预算。
2026-03-10 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
A solution for the density dichotomy problem of Kuiper Belt objects with multi-species streaming instability and pebble accretion
本研究通过多物种流体不稳定性与卵石吸积模型，解释柯伊伯带天体密度随质量增加的趋势，揭示冰质微行星优先吸积硅酸盐导致成分变化，解决$^{26}$Al衰变引发的时间问题，验证了该形成机制。
2024-01-09 astro-ph.EP
Polydisperse Formation of Planetesimals: The dust size distribution in clumps
本文用FARGO3D二维多尘埃流体模拟和Gauss-Legendre求积研究多分散流式不稳定性，发现其成团效率较低，且致密团块内粒径分布呈大颗粒富集、最大Stokes数颗粒外移的峰值特征。
2025-02-03 astro-ph.EP
Streaming instabilities in accreting and magnetized laminar protoplanetary disks
流动不稳定性是卵石形成星子的最有希望的途径之一。因此，了解这种不稳定性在原行星盘中预期的现实条件下如何运作，对于评估行星形成的效率至关重要。当代的原行星盘模型表明，磁场是通过大规模层状磁应力驱动气体吸积的关键。然而，这种磁场对流动不稳定性的影响还没有被详细研究。为此，我们研究了原行星盘中尘埃、磁化气体的稳定性。我们发现，流动的不稳定性可以增强被动的磁转矩，甚至坚持在没有一个全球径向压力梯度。在这种情况下，不稳定性归因于尘埃和气体之间的方位角漂移，不像经典的流不稳定性，这是由径向漂移驱动。这表明，流动的不稳定性可以保持有效的内部尘埃捕获吸积盘的压力隆起。当考虑垂直带电场时，我们发现尘埃反馈可以抑制磁旋转不稳定性，而经典的流不稳定性可以通过磁扰动来稳定。我们还发现，阿尔文波可以不稳定的尘埃气体漂移，但这种不稳定性需要接近理想的条件。我们讨论了这些结果的尘埃动力学和星子形成的原行星盘的可能影响。
2021-11-19 astro-ph.EP
Stratified and vertically-shearing streaming instabilities in protoplanetary disks
在适当的条件下，不完全耦合的尘埃和气体之间的流动不稳定性是形成星子的强大机制，因为它可以将尘埃颗粒集中到引力坍缩的点。在其最简单的形式，流不稳定性可以通过分析的线性稳定性的非分层磁盘模型，这代表了中平面的原行星盘。我们通过对原行星盘中的尘埃层进行垂直全球线性稳定性分析来扩展这些研究。我们发现，不稳定性的主要形式在分层的灰尘层是一个驱动的垂直梯度的旋转速度的灰尘-气体混合物，但也需要部分的灰尘-气体耦合。这些垂直剪切流不稳定性在轨道时间尺度上增长，并发生在径向长度尺度$\sim10^{-3}H_\mathrm{g}$上，其中$H_\mathrm{g}$是局部压力尺度高度。经典的流动不稳定性，与尘埃和气体之间的相对径向漂移，发生在径向长度尺度$\sim10^{-2}H_\mathrm{g}$，但有更小的增长率比垂直剪切流不稳定性。包括气体粘度是强烈的稳定，并导致垂直伸长的干扰。我们简要地讨论了垂直剪切流不稳定性对星子形成的潜在影响。
2020-11-24 astro-ph.EP
Planetesimal formation via the streaming instability in simulations of infall dominated young disks
本研究通过模拟与1D模型分析，发现吸积主导的年轻盘中雪线冷指效应可驱动流不稳定性，在盘形成后100 kyr内形成约10^{-3}太阳质量的星子，为巨行星核早期形成提供可能。
2025-03-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Adding particle collisions to the formation of asteroids and Kuiper belt objects via streaming instabilities
通过小粒子过密区域的引力坍缩模拟超大公里大小的微行星的形成，需要能够同时处理流体力学、粒子动力学和粒子碰撞的数值算法。虽然径向收缩的初始阶段是由阻力和重力决定的，但随着细丝收缩超过罗氏密度，粒子碰撞逐渐变得更加重要。在这里，我们提出了一个新的数值算法来处理动量和能量交换的数值超粒子之间的碰撞代表了大量的物理粒子。我们采用蒙特卡罗方法，在一个网格单元中的超粒子对碰撞统计上的物理碰撞时间尺度。碰撞是通过增大粒子直到它们接触并求解碰撞结果而发生的，这说明了非弹性碰撞中的能量耗散。我们证明了超粒子碰撞可以在一个适度的计算成本一致地实现。在由流动不稳定性驱动的原行星盘湍流中，我们认为在碰撞计算中应减去相对开普勒剪切速度。如果不减去它，密度不均匀性会迅速扩散，因为膨胀的粒子会夸大碰撞速度。局部粒子密度达到中平面气体密度的几千倍。我们发现有效形成的引力约束的团块，与一系列的质量对应的收缩半径从100至400公里时，适用于小行星带和150至730公里时，适用于柯伊伯带，外推使用一个恒定的自引力参数。较小的微行星在低分辨率下无法观测到，但最大微行星的质量相对独立于分辨率和碰撞处理。
2011-11-27 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
Forming Planetesimals by Gravitational Instability: I. The Role of the Richardson Number in Triggering the Kelvin-Helmholtz Instability
在气态星周盘的中平面上的富尘层的引力不稳定性（GI）是一种被提出的形成微行星的机制，微行星是岩石行星和气态巨核的基石。自重力与开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）竞争：尘埃含量的梯度驱动垂直切变，这有可能推翻尘埃子盘并阻止GI。为了了解磁盘可以抵抗KHI的条件下，我们进行3D模拟分层的子磁盘的限制，尘埃颗粒很小，空气动力学耦合到气体。该限制屏蔽了流不稳定性并隔离了KHI。假设每个子盘具有由空间恒定的Richardson数Ri给出的垂直密度分布。我们改变Ri和中平面灰尘-气体比μ，发现临界Richardson数划分KH-不稳定的KH-稳定的流动是不唯一的，而Ri_crit增长几乎与μ μ =0.3-10线性。只有太阳金属丰度盘的Ri_crit约为0.2，接近经典值。我们的研究结果表明，如果尘埃子层嵌入太阳金属丰度气体盘中，质量比最小质量太阳星云大4倍;或者嵌入具有3倍太阳金属丰度的最小质量盘中;或者嵌入这两种可能性的中间组合中，尘埃子层可以被引力破碎并可能产生星子。引力不稳定性似乎是可能的，而不必诉诸粒子的流动不稳定性或湍流浓度。
2010-10-01 astro-ph.EP
Planetesimal Initial Mass Functions following Diffusion Regulated Gravitational Collapse
本文将扩散—潮汐剪切受限的星子形成与类Toomre不稳定性框架结合，提出由$Q_\mathrm{p}$决定的星子IMF解析预测，并证实其与高分辨率模拟结果一致。
2023-04-06 astro-ph.EP
Primordial dust rings, hidden dust mass, and the first generation of planetesimals in gravitationally unstable protoplanetary disks
该研究提出引力不稳定盘中因磁旋转不稳定性抑制形成类死区并累积大质量尘埃环，进而触发流不稳定性，生成第一代星子的新机制。
2024-04-24 astro-ph.EP
Observing planetesimal formation under streaming instability in the rings of HD 163296
提出一种利用湍流碎裂假设确定盘环气体性质的新技术，应用于HD 163296，发现100 au环中颗粒聚集受流不稳定性驱动，并指出非各向同性湍流可能促进星子形成。
2023-11-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Thresholds for Particle Clumping by the Streaming Instability
流动不稳定性（SI）是原行星盘中空气动力学聚集固体并触发星子形成的一种机制。如果固体与气体的表面密度之比（有效金属丰度）超过临界值，SI会产生强烈的颗粒结块。该临界值取决于颗粒尺寸和圆盘条件，例如径向漂移引起的压力梯度和湍流水平。为了量化这些阈值，我们进行了一套垂直分层SI模拟在一系列的灰尘大小和金属。我们发现一个临界金属含量低至0.4%的最佳颗粒尺寸和标准径向压力梯度（归一化值$Π= 0.05$）。由于改进的数值方法和计算工作，亚太阳金属丰度低于以前的结果。我们发现，当无量纲停止时间（斯托克斯数）为$\leq 0.01$时，小固体的临界金属丰度急剧增加。我们提供简单的适合的大小依赖的SI凝聚阈值，包括概括不同的磁盘模型和湍流水平。我们还发现，线性的，未分层的SI增长率是一个令人惊讶的非线性，分层模拟颗粒结块预测差，特别是当考虑模拟的有限分辨率。我们的结果拓宽了SI触发星子形成的参数空间。
2021-10-14 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
Dust-gas dynamics driven by the streaming instability with various pressure gradients
Department of Physics and Astronomy, University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校物理与天文系）；Nevada Center for Astrophysics, University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校内华达天体物理学中心）
研究探讨了不同压力梯度对尘-气体流体不稳定性的影响，发现梯度变化影响尘埃颗粒分布和涡旋结构，为原行星盘模型提供新见解。
2024-01-19 astro-ph.EP
Linear growth of streaming instability in pressure bumps
流动不稳定性是一种强大的机制，它将尘埃颗粒集中在原行星盘中，最终达到它们在引力作用下坍缩并形成星子的阶段。以前的研究推断，它应该是无效的粘性盘，太有效的非粘性盘，并可能不会在当地的压力最大的固体积聚。从稳定性的线性分析，我们表明，流动不稳定性表现不同的内部局部压力最大值。在凸起的强烈差分平流作用下，即使在气体粘度较大的情况下，也会产生一种新的不稳定模态。因此，压力凸点被认为是唯一的地方发生流不稳定的粘性盘。这为调和行星形成的模型与最近对年轻圆盘的观测提供了一种有希望的方法。
2017-09-25 astro-ph.EP
The radial structure of planetary bodies formed by the streaming instability
彗星和小的星子被认为含有毫米到厘米大小的鹅卵石形式的原始建筑模块。形成这些小天体的可行的生长机制之一是通过流动不稳定性（SI），其中卵石聚集并在气体阻力的存在下引力坍缩向星子或彗星。然而，大多数SI模拟是全球性的，缺乏分辨率，以遵循其希尔半径内的卵石云的最后崩溃阶段。我们的目标是跟踪一个受相互碰撞和气体阻力的引力约束卵石云的崩溃与代表粒子的方法。我们确定的径向卵石粒径分布的崩溃核心和相互卵石碰撞的卵石粒径分布的影响。我们发现，维里平衡从来没有达到云的演变过程中，在一般情况下，卵石与给定的斯托克斯数（St）崩溃的顺序从空气动力学最大的空气动力学最小的光学厚的核心。我们表明，在该位置的核心变得光学厚，终极速度远低于碎裂阈值速度。虽然在云的演化过程中，碰撞过程可以忽略不计，但确实发生的碰撞是粘在一起的。这些结果支持了彗星和小行星体是由毫米到厘米大小的原始卵石组成的观测结果
2021-02-04 astro-ph.EP
The role of pebble fragmentation in planetesimal formation II. Numerical simulations
一些微行星形成的场景经历了一个由毫米-厘米大小的鹅卵石组成的重力束缚云的崩溃阶段。例如，这种云可以通过原行星盘中的流动不稳定性形成。我们用统计模型模拟坍缩过程，以获得固体半径在10到1,000公里之间的微行星的内部结构。在坍缩过程中，卵石会发生碰撞，根据相对速度的不同，碰撞会产生不同的结果。微行星内部的颗粒大小的混合物导致更好的填充能力和更高的密度。在本文中，我们适用于新的实验室实验的尘埃聚集体碰撞（在配套文件）模型碰撞的结果。我们发现，一个小行星的内部结构是强烈依赖于它的质量和应用的碎裂模型。低质量的微行星在坍缩阶段没有/很少有破碎的卵石碰撞，最终成为多孔的卵石堆。碎裂碰撞的数量随着云质量的增加而增加，导致更宽的颗粒尺寸分布和更高的密度。然而，在碰撞速度被高碰撞频率阻尼的意义上，崩溃是“冷”的。这确保了除了最大质量的云之外，所有的大卵石中有相当一部分在坍缩中幸存下来。我们的研究结果是在广泛的协议与观察到的柯伊伯带物体的密度增加，随着尺寸的增加，例如最近的表征高度多孔彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko。
2016-09-22 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
Minimum Dust Abundances for Planetesimal Formation via Secular Gravitational Instabilities
我们估计长期引力不稳定性（SGI）所需的最低尘埃丰度在中平面尘埃层的原行星盘。为了使SGI成为可行的过程，不稳定性T_grow的增长时间必须短于尘埃T_drift的径向漂移时间。增长时间取决于湍流扩散参数α，因为具有短波长的模式通过湍流扩散而稳定。假设湍流是由尘埃层中的Kelvin-Helmholtz不稳定性或流动不稳定性激发的，其强度由尘埃吸积的能量供应率控制，我们估计了不稳定性的扩散参数和增长时间。条件T_grow < T_drift要求尘埃丰度必须大于临界丰度Z_min，Z_min是Toomre参数Q_g和气体盘纵横比h_g / r的函数。对于宽范围的参数空间，所需的灰尘丰度小于0.1。尘埃丰度的轻微增加为尘埃直接坍缩为星子开辟了一条可能的途径。
2012-02-24 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
