Determining Dust Properties in Protoplanetary Disks: SED-derived Masses and Settling With ALMA
我们目前的光谱能量分布（SED）建模的338盘金牛座T星周围的11个恒星形成区，从$\sim$ 0.5至10万年的年龄。我们从我们的SED模型推断的磁盘质量通常比（亚）毫米调查报告的大1.5-5倍，对于更大质量的磁盘，差异通常更高。从（亚）毫米通量导出的质量依赖于假设盘在所有毫米波长下都是光学薄的，这可能导致盘质量被低估，因为观测到的通量对盘中的整个质量不敏感; SED模型没有做出这种假设，因此产生更高的质量。具有更多吸收材料的圆盘在给定波长下应该是光学上较厚的;当圆盘温度由恒星光度缩放时，这可能导致大质量恒星周围的圆盘存在更大的差异。我们还比较了不同恒星形成区域的盘质量和尘埃沉降程度，发现年轻区域的盘比老区域的盘质量更大，但尘埃沉降程度相似。总之，这些结果为“失踪”质量问题提供了潜在的部分解决方案：金牛座T恒星周围的圆盘可能确实有足够的材料形成行星系统，尽管以前的研究通过假设圆盘光学薄而低估了质量;这些行星系统也可能比以前的理论更早形成，因为重要的尘埃演化（即，沉降）在年轻的盘中已经很明显。
2022-11-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust dynamics and vertical settling in gravitoturbulent protoplanetary discs
引力不稳定性（GI）控制着年轻的大质量原行星盘的动力学。除了促进气体吸积到中央原恒星上，它还必须影响行星形成的过程：直接通过碎片化，间接通过小固体的湍流集中。为了理解后一个过程，必须确定这种湍流中的尘埃动力学。为此，我们进行了一系列耦合气体和尘埃的三维剪切盒模拟，包括气体的自重和扫描范围的斯托克斯数，从0.001到~0.2。首先，我们表明，垂直沉降的灰尘在中平面是显着阻碍gravitoturbulence，灰尘的尺度高度约0.6倍的气体尺度高度厘米颗粒。这是由于强烈的垂直扩散产生的（a）小尺度惯性波湍流喂养的GI螺旋波和（b）较大规模的垂直环流，自然伴随着螺旋。第二，我们表明，在R=50 AU浓度的事件，涉及亚米粒子和产生1阶尘埃气体比是罕见的，最后不到一个轨道。此外，灰尘浓度在3D中的效率低于2D模拟。我们的结论是，GI是不是特别容易动荡的尘埃颗粒的积累。最后，在模拟中测得的大灰尘尺度高度可以在未来与ALMA看到的边缘圆盘进行比较，从而帮助检测和表征真实系统中的GI。
2020-03-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Effects of Dust Evolution on the Vertical Shear Instability in the Outer Regions of Protoplanetary Disks
垂直切变不稳定性（VSI）是一种需要快速气体冷却的流体动力学不稳定性，并已被建议在原行星盘的外部区域运行。VSI驱动具有强烈垂直运动的湍流，这可以调节灰尘的生长和沉降。然而，灰尘的生长和沉降可以调节VSI，因为灰尘耗尽使得外部盘区域中的气体冷却效率低下，这些外部盘区域相对于其自身的热发射而言光学上较薄。在这项研究中，我们量化了这种潜在的稳定作用的灰尘演变的VSI的线性分析的基础上。我们构建了一个模型来计算冷却时间尺度，同时考虑到超过微米尺寸和尺寸依赖性沉降的灰尘生长。结合线性稳定性分析的模型，我们映射的区域VSI的操作，我们称之为VSI区，并估计在每个径向位置的最大增长率。我们发现，灰尘的增长，以及解决使VSI区更局限于周围的中平面。这导致增长率下降，因为旋转速度的垂直切变是不稳定性的来源，在较低的高度较弱。在我们默认的0.01太阳质量的圆盘模型中，从10微米到1毫米的尘埃增长会导致增长率下降10倍以上。抑制的VSI驱动的湍流尘埃演化可能会促进进一步的尘埃演化的外部区域，也解释了高度的尘埃沉降观察到的磁盘周围HL头。
2021-05-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Interpretation of the resonant drag instability of dust settling in protoplanetary disc
最近发现的尘埃沉降在原行星盘中的共振阻力不稳定性被认为是亚音速气尘混合物扰动的模式耦合。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：第一种模式是具有正能量的惯性波，而第二种模式是具有负能量的沉降尘波（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是由尘埃的大量沉降产生的一个平凡模式，它传输尘埃密度的扰动。SDW的相速度等于整体沉降速度乘以由波矢量和旋转轴形成的角度的余弦。这样，大量的尘埃沉降使得SDW与惯性波的耦合和不稳定性的开始成为可能。根据模式耦合的概念，不稳定性增长率与色散方程耦合项的平方根成正比，耦合项本身包含气尘混合物中粉尘的小质量分数、模式的径向波数平方和体积沉降速度平方。因此，较大的是大的沉降速度，更重的粉尘团块可以聚集的不稳定性相同的速率。
2019-03-29 astro-ph.EP physics.flu-dyn
Modest dust settling in the IRAS04302+2247 Class I protoplanetary disk
本文通过 VLA 多波段观测和辐射转移建模，首次给出原行星盘毫米波尘埃标高下限，发现 IRAS04302+2247 盘处于尘埃沉降的中间演化阶段。
2023-02-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Consistent dust and gas models for protoplanetary disks. I. Disk shape, dust settling, opacities, and PAHs
我们提出了一套标准的假设II类和III类原行星盘，其中包括详细的连续辐射转移，气体和冰的热化学模型，以及线辐射转移从光学厘米波长的建模。我们提出了新的标准尘埃不透明度磁盘模型，我们提出了一个简化的处理多环芳烃足以重现多环芳烃排放功能，我们建议使用一个简单的处理尘埃沉降。我们粗略地调整参数，以获得一个模型，预测典型的II类T金牛星连续谱和线观测。我们系统地研究了每个模型参数（盘质量，盘的延伸和形状，尘埃沉降，尘埃大小和不透明度，气体/尘埃比等）的影响。在所有的连续谱和谱线观测上，特别是在SED、mm斜率、连续谱和发射谱线上，包括[OI] 63 μ m、高J CO谱线、（亚）mm CO同位素谱线和CO基本振转谱线。我们发现，演变的灰尘属性（大颗粒），往往需要适应SED，磁盘化学和加热/冷却平衡有重要的后果，导致更强的发射谱线一般。强尘埃沉降和失踪盘耀斑有类似的连续观测的影响，但对远红外气体发射谱线的影响相反。PAH分子可以屏蔽气体从恒星紫外线辐射，因为它们的强吸收和散射不透明度可以忽略不计。可观察到的毫米斜率的SED可以变得更加温和的情况下，冷盘中平面，我们经常发现在我们的金牛座T模型。我们建议使用强大的化学示踪剂的气体，如O，CO，和H2，作为额外的约束条件，以确定一些关键属性的磁盘，如磁盘的形状和质量，不透明度，和尘埃/气体比，同时拟合连续和线观测。
2015-11-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Self-scattering on large, porous grains in protoplanetary disks with dust settling
在亚毫米波段对原行星盘（PPD）的观测表明，偏振是由热辐射的散射引起的。大多数用来解释这些观测结果的尘埃模型都有主要的缺点：它们要么使用比尘埃演化模型预期的要小得多的颗粒，要么导致比观测到的更低的偏振。我们调查的尘埃颗粒孔隙度的偏振由于散射在亚毫米波长所产生的颗粒的尺寸高达毫米的影响，因为他们预计将存在于中平面的PPD。利用有效介质理论，我们计算了多孔尘埃的光学性质，并用它们来预测散射偏振的行为。随后，对带有多孔尘埃的PPD进行了辐射转移模拟，以分析光学深度结构的附加影响，从而分析多次散射事件和不均匀温度分布对偏振的影响。我们发现，多孔粉尘与约10%的中等填充因子相比，紧凑的颗粒增加极化。对于较高的颗粒孔隙率，即填充因子为1%或更低的颗粒，消光不透明度降低，具有恒定质量的盘的光学深度也降低。因此，非偏振的直接辐射占主导地位的散射通量，偏振迅速下降。即使模拟的极化高于致密颗粒的情况下，它仍然低于典型的观察值的正面磁盘。然而，当来自磁盘和尘埃演化理论的关键模型假设（例如尘埃沉降和毫米大小的尘埃颗粒）被丢弃时，极化可能会增加。然而，在倾斜圆盘的情况下，我们的参考模型能够实现约1%的偏振度，并且使用更高的圆盘质量，甚至比这更高。
2021-03-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Self-scattering in protoplanetary disks with dust settling
再发射通量的散射被认为至少部分地导致了在几个原行星盘的（亚）毫米波长范围内观测到的偏振。虽然散射产生的偏振程度高度依赖于尘埃模型，但早期研究这种机制依赖于尘埃的单一粒度和简单密度分布的假设。然而，在这种机制通常最有效的密集内部区域，已经证实存在尺寸从纳米到毫米的尘埃颗粒。此外，气体的存在迫使较大的晶粒垂直地朝向盘中平面迁移，从而在垂直方向上引入粉尘分离。使用偏振辐射转移模拟，我们分析了在350 $μ$米，850 $μ$米，1.3毫米和2毫米的散射光偏振的依赖性描述原行星盘的各种参数，包括尘埃颗粒沉降的影响。我们发现，不同的磁盘参数改变的偏振度主要是通过影响辐射场的各向异性，光学深度，或两者兼而有之。因此，仅从偏振测量直接推导出某些盘参数值是非常具有挑战性的。然而，假设一个高的尘埃粒子，它是可能的跟踪从光学厚光学薄盘区域的过渡。在大多数被认为是磁盘配置的极化程度低于观察发现，这意味着有必要重新审视模型，描述的尘埃属性和磁盘结构。
2020-07-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiatively heated, protoplanetary discs with dead zones. I. Dust settling and thermal structure of discs around M stars
中心恒星对原行星盘的照射是盘的主要加热机制，导致其呈喇叭状几何结构。在一系列论文中，我们研究了2D自洽盘结构和行星迁移之间的深层联系，特别是在M星周围。在这第一篇论文中，我们分析了光盘的热结构，由一个M星通过求解辐射转移方程的Monte Carlo代码。我们对辐射流体静力盘的模拟是现实的和自洽的，因为它们包括具有多种粒度（N=15）的尘埃沉降，盘上嵌入行星的引力，以及死亡区的存在我们表明，尘埃沉降驱动的温度中平面从$r^{-3/5}$分布（良好混合的灰尘模型）朝向$r^{-3/4}$。同时，死区在其外边缘处留下灰尘壁，因为与较大圆盘半径处的主动湍流圆盘相比，在该区域中的灰尘沉降增强。由该辐射壁产生的盘加热在壁前面的死区中提供正的温度梯度区域。这对于减缓行星迁移至关重要，因为林德布拉德扭矩与盘温度成反比。此外，我们表明，低湍流的死区是自洽引起的灰尘沉降，导致开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）。我们表明，在死区中由KHI引起的湍流强度为$α=10^{-5}$。
2009-09-09 astro-ph.EP
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
Dust Settling Instability in Protoplanetary Discs
流动不稳定性（SI）作为原行星盘中平面固体聚集和触发星子形成的机制，在线性和非线性区域得到了广泛的研究。一个相关的尘埃沉降不稳定性（DSI）适用于颗粒，同时向中平面沉降。DSI先前已经在线性状态下进行了研究，预测它可能会引发颗粒远离中平面的聚集。这项工作提出了一系列的线性计算和非线性模拟，与FARGO3D进行，以评估条件DSI的增长。我们扩大了以前的线性分析，包括颗粒尺寸分布和进行详细的研究所需的稳定的DSI的背景湍流的量。当包括分箱大小分布时，DSI通常产生收敛的增长率，其箱数比标准SI少。与背景湍流，我们发现，DSI增长的最有利的条件是弱湍流，其特征在于$α\lesssim 10^{-6}$与中等大小的颗粒，从一个气体尺度的高度解决。这些条件可能出现在吸积爆发后盘湍流突然减少的过程中。忽略背景湍流，我们进行了局部二维DSI模拟的参数调查。颗粒结块是弱的或比颗粒沉降更慢地发生。在对比3D模拟中，聚束减少了两倍。总的来说，我们的研究结果强烈反对DSI显着促进星子形成的假设。非线性模拟的DSI与不同的数值方法可以支持或挑战这些发现。
2020-09-15 astro-ph.EP
Observing dust settling and coagulation in circumstellar discs: Selected constraints from high resolution imaging
星周盘被认为是行星的摇篮。在这种圆盘中的颗粒生长是核心吸积气体捕获方案中行星形成过程的第一步。我们的目标是提供选定的标准观测量来自多波长成像观测，可以识别尘埃颗粒的生长和沉降。我们定义了一个广泛的参数空间的光盘在其演变的各种状态。使用参数化模型设置和辐射转移技术，我们计算在不同倾角的光盘的多波长图像。利用毫米和亚毫米图像，我们能够限制尘埃颗粒的生长和沉积过程。然而，参数之间的退化禁止使用近中红外图像的相同的成就。使用N和Q波段的面对面观测，可以限制沉积高度。
2010-11-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Effects of Chemistry on Vertical Dust Motion in Early Protoplanetary Disks
我们提出了一个新的现象影响尘埃颗粒在早期原行星盘的陆地区域的沉降的可能性。沉降尘埃颗粒在盘演化的早期在热的内部区域蒸发，凝结和蒸发对垂直沉降的影响是显著的。本文提出了一个考虑物理和化学因素的一维降尘模型。模拟结果表明，尘埃颗粒在下降到较热的内部时蒸发，形成“凝结锋”，在凝结锋上方，尘埃的主要成分Mg、Si和Fe积累，形成大的温度梯度。在前面反复蒸发抑制晶粒生长，和小晶粒尺寸提高不透明度远离中平面。包括辐射传热和冷凝理论在内的自洽计算表明，中间盘的温度可能足够高，硅酸盐保持蒸发的时间比以前的估计要长。凝结锋的形成导致高度难熔元素（如Al和Ca）和中等难熔元素（如Mg、Si和Fe）之间的对比沉降行为，表明星子中的元素丰度可能不是挥发性的简单函数。
2017-08-24 astro-ph.EP
Dust and Gas in the disc of HL Tauri: Surface density, dust settling, and dust-to-gas ratio
最近ALMA对HL Tau周围圆盘的观测揭示了一个非常复杂的尘埃空间分布。我们提出了一个辐射转移模型占观察到的差距和明亮的环，以及辐射率指数的径向变化。我们发现，与周围的环相比，主要间隙中的尘埃密度至少减少了10倍。环质量范围从10-100 M $_{\oplus}$的灰尘，并且，我们发现，每个最深的差距是一致的，高达40 M $_{\oplus}$的灰尘去除。如果这些物质积累成岩石体，这些将接近失控的气体吸积点。我们的模型表明，最外层的环是耗尽毫米颗粒相比，中央环。这表明在中心区域中的更快的晶粒生长和/或较大晶粒的径向迁移。ALMA观测到的间隙形态--在所有方位角上与明亮的环分离良好，并显示出高度的对比度--表明毫米级尘埃盘在几何上是薄的（刻度高度$\approx$ 1 au，100 au），并且已经发生了大量的大颗粒沉降。假设一个标准的尘埃沉降模型，我们发现，观察是一致的湍流粘性系数的几个$10^{-4}$。我们估计，在这个薄层的气体/尘埃比为5的顺序，如果初始比例为100。HCO $^+$和CO的排放是一致的气体开普勒运动周围的1.7 $M_\odot$恒星半径从$\leq 10 - 120\,$ au。
2016-01-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
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
Transport of CO in Protoplanetary Disks: Consequences of Pebble Formation, Settling, and Radial Drift
目前的（外）行星形成模型往往依赖于大量所谓的“卵石”从外盘流入行星形成区域。在本文中，我们调查如何形成的卵石在寒冷的外部地区的原行星盘和随后的迁移到内部磁盘可以改变气相CO分布内部和外部的中平面CO雪线。通过模拟由此产生的CO丰度在中面以及温暖的表面层，我们确定了可观察到的签名的大规模卵石的形成和迁移，可以用作“吸烟枪”这些重要的过程。具体地说，我们发现，在$1\mathrm{~Myr}$之后，冰卵石的形成和沉降导致在温暖的空气中去除高达$80\%$的CO蒸气。（$T>22\mathrm{~K}$）磁盘层以外的CO雪线，而径向迁移的卵石的结果在一个羽状的CO蒸汽内部雪线的产生，根据湍流的强度和单个卵石的尺寸，将CO丰度增加因子${\sim}2{-}6$。在年轻的附近磁盘的CO蒸汽羽流的情况下，可能表明有效的转换CO到一个更难熔的物种，或减少径向质量通量的卵石，例如，磁盘的不均匀性或早期的星子形成。
2018-08-06 astro-ph.EP
Turbulence in protoplanetary disks: A systematic analysis of dust settling in 33 disks
本文首次对33个原行星盘进行统一分析，利用ALMA高分辨率观测和辐射转移建模约束尘埃垂直沉降与径向聚集，发现盘外部普遍沉降、约半数环存在强径向捕获，并据此估计湍流上限及有利于远距离行星核心形成的区域。
2025-03-07 astro-ph.EP 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
Probing Dust Settling in Proto-planetary Disks with ALMA
研究原行星盘中尘埃颗粒的动力学演化是理解行星如何形成的关键问题。我们确定在何种条件下，尘埃沉降可以在毫米波长的高角分辨率观测约束，以及哪些观测策略适合于这样的研究。探索大范围的模型，我们生成不同程度的尘埃沉降盘的合成图像，并模拟这些合成盘的高角分辨率（~ 0.05-0.3”）ALMA观测。由此产生的数据集，然后盲目地分析均匀的磁盘模型（灰尘和气体完全混合）和导出的磁盘参数被用作示踪剂的沉降因子。我们的尘埃盘部分解决了ALMA，并提出了一些特定的行为，径向和主要是垂直方向，这可以用来量化的沉降水平。我们发现，如果角分辨率大于或等于~ 0.1”（使用2.3 km基线，0.8 mm），我们就可以以足够的精度限制尘埃尺度高度和耀斑指数，以便明确区分沉降和非沉降盘，前提是倾角足够接近边缘（i >= 75°）。忽略尘埃沉降和假设流体静力平衡时，分析这样的磁盘影响推导出的尘埃温度和尘埃发射率指数的径向依赖性。表面密度分布在最高倾角处也可能严重偏置。然而，如果单独拟合圆盘刻度高度，则导出的粉尘特性基本上不受影响。ALMA有可能测试一些灰尘沉降机制，但对于真实磁盘，与理想几何形状（翘曲，螺旋波）的偏差可能会对灰尘沉降检测提供最终限制。
2013-03-24 astro-ph.EP
Explosive instability of dust settling in a protoplanetary disc
结果表明，尘埃沉降到圆盘中面时，圆盘中的气尘扰动表现出流动尘埃波（SDW）与两个惯性波（IW）之间的非线性三波共振相互作用。在本文所考虑的特殊情况下，波数为$k^\bullet = 2κ/ (g_z t_s)$的SDW（其中$κ$、$g_z$和$t_s$分别是周转频率、垂直重力加速度和粒子停止时间）与波数较低的两个IW（$k^\prime$和$k^{\prime\prime}$）相互作用，使得$k^\prime < k_{\rm DSI} < k^{\prime\prime} < k^\bullet$，其中$k_{\rm DSI} = κ/ (g_z t_s)$是与先前发现的线性尘埃沉降不稳定性相关的SDW和IW之间的线性共振的波数。这个问题在小粉尘分数的限制下得到了解析解决。考虑到尘埃对气体的动力学反作用，${\bf k}^\bullet$、${\bf k}^\prime$和${\bf k}^{\prime\prime}$变得稍微不共线，并且波的相互作用导致它们的振幅同时爆炸性增长。这种增长可以用波与波之间能量的保守交换来解释。所有三个波的振幅都在增长，因为负能量SDW将其能量转移到正能量IW。初始主导波的无量纲振幅与爆发时间的乘积可以小于圆盘中的开普勒时间。结果表明，一般情况下，一种炸药类型的三波共振存在于很宽的波数范围内$0 < k^\bullet \leq 2κ/ (g_z…
2022-03-09 astro-ph.EP
Early Planet Formation in Embedded Disks (eDisk). XXV. Inclination-Induced Minor-Axis Brightness Asymmetries Reveal Limited Dust Settling in Embedded Protostellar Disks
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Virginia Institute of Theoretical Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学理论天文研究所）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；Kagoshima University（鹿儿岛大学）
本研究利用高倾角盘的短轴亮度不对称性作为几何诊断，通过辐射传输建模和MCMC拟合分析eDisk样本，发现嵌入式原恒星盘尘埃沉降有限，沉降主要发生在Class I阶段，且与亚结构形成时间重合。
2026-10-02 astro-ph.EP 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
Photophoretic Levitation and Trapping of Dust in the Inner Regions of Protoplanetary Disks
在原行星盘中，尘埃颗粒相对于气体和相对于不同大小的颗粒的差异重力驱动的沉降决定了颗粒的可观测性，并为颗粒生长和最终行星形成设定了条件。在这项工作中，我们探讨了在积极吸积的原行星盘的内部区域的大尘埃颗粒的沉降的电泳效应。尘埃颗粒上的光泳力是由气体分子与受热不均的颗粒碰撞而产生的。我们进行一维尘埃沉降计算，以确定尘埃颗粒在磁盘的每列的平衡垂直分布。在这个过程中，我们引入了一个新的治疗的电泳力，这是一致的，在所有的光学深度与代表性的辐射强度场的双流辐射转移近似。大尘埃颗粒的悬浮产生了一个比中平面高出几个尺度的尘埃陷阱，在吸积能量耗散显著的圆盘内部区域。我们发现，差异沉降的尘埃颗粒是从根本上改变在这些地区的磁盘，与大尘埃颗粒被困在一个层以下的恒星照射表面的尘埃与气体的质量比可以提高了一个因素的100个相关的粒子。电泳捕集效应对颗粒尺寸和孔隙率有很强的依赖性。
2017-01-09 astro-ph.EP
Diverse dust vertical height and settling strength conditions in protoplanetary discs
Mullard Space Science Laboratory, University College London（穆拉德太空科学实验室，伦敦大学学院）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学，法国国家科学研究中心，IPAG）；School of Physical Science and Technology, Southwest Jiaotong University（西南交通大学物理科学与技术学院）；School of Natural Sciences, Center for Astronomy, University of Galway（戈尔韦大学自然科学与天文学中心）；Max-Planck Institute for Astronomy (MPIA)（马克斯·普朗克天文学研究所）
研究通过ALMA观测分析原行星盘中尘埃垂直高度和沉降强度，发现不同盘中尘埃层厚度存在显著差异，指出尘埃光学厚度对模型存在退化影响，需更复杂模型以解释尘埃分布。
2026-05-07 astro-ph.EP
Dust Transport in Protostellar Disks Through Turbulence and Settling
我们应用电离平衡和MHD计算，调查是否磁活动缓和重组尘埃可以占质量吸积率和中红外光谱和原恒星盘的可变性。MHD计算使用分层剪切盒方法，并包括颗粒沉降和来自气体电阻率变化的尘埃丰度的反馈。金牛座T恒星吸积率的20年分布太大，不能仅仅由颗粒大小和恒星X射线光度的变化引起，而是可以通过改变这些和磁盘磁通量来产生。硅酸盐带的多样性可以来自于颗粒沉降与磁旋转湍流分布的耦合，通过三种效应：（1）颗粒上的扰动产生了一个延伸到两个刻度高度以上的磁不活跃死区，而磁活跃盘大气中的湍流仅超过死区边界约一个刻度高度。(2)在死区深处的颗粒在上面的湍流层的驱动下以波的形式垂直振荡，但平均来说以层流的速度沉降，因此死区的内部是一个颗粒汇，盘的大气变成了灰尘耗尽。(3)随着充分的消耗，死区变薄，混合将颗粒从中平面上清除。磁流体动力学的结果还表明，磁场活动间歇性地将尘埃云带到大气中。光球层高度在几个轨道上的变化高达三分之一，而沿视线掠过圆盘表面的消光随时间变化的系数为2，下降到0.1轨道。我们认为，不断变化的阴影外盘上的尘埃云是一个原因，每天到每月的中红外线变化在一些年轻的恒星。（节录）
2009-11-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the settling of small grains in dusty discs: analysis and formulas
仪器实现了对年轻恒星盘顶层微米级尘埃颗粒的更清晰和更精细的观测。为了提供准确的模型，我们重新审视了小颗粒的尘埃沉降理论，当气体分层，尘埃惯性和湍流的有限相关时间应同时处理。我们从力的平衡出发，导出稳态分布。渐近展开式需要谨慎，因为极限不能交换。特别是，非物理颠簸的分布出现时，湍流是纯粹的扩散。这不包括非常短的相关时间为真正的光盘，预测数值模拟。
2020-04-07 astro-ph.EP
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 Settling and Rapid Planetary Migration
行星迁移对于解释观测到的系外行星质量-周期关系至关重要。如果没有某种阻止机制，行星和它们的气体盘之间的潮汐共振相互作用通常会导致行星向内迁移，以至于它们在气体盘的寿命（$\sim $ 1 - 3 Myrs）内陷入宿主恒星。我们研究行星迁移的分析计算的迁移率和时间内自洽计算，辐射加热盘周围的M星，其中包括尘埃沉降的影响。我们发现，尘埃沉降降低光盘的温度，并提高了中平面的气体密度。这种不可避免的圆盘结构的演化加速了低质量天体的I型行星迁移，最高可达2倍。我们还研究了灰尘沉降对间隙开口质量和II型迁移的影响，发现间隙开口质量减少了2倍，II型迁移变慢了2倍。虽然尘埃沉降可以在一定程度上缓解更大质量行星的行星迁移问题，但低质量行星和行星核心的更快迁移需要一个强大的减速机制。
2010-12-01 astro-ph.EP
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
Nonlinear Evolution of the Unstratified Polydisperse Dust Settling Instability
本研究通过二维剪切箱模拟，发现无分层单分散尘埃沉降不稳定性（DSI）在非线性阶段产生高密度尘埃结构，可能导致聚集，而多分散DSI产生略低但相当的密度，表明DSI在星子形成中起重要作用。
2025-07-14 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
MINDS: The very low-mass star and brown dwarf sample II. Probing disk settling, dust properties, and dust-gas interplay with JWST/MIRI
Radboud University（拉德堡德大学）；Rijksuniversiteit Groningen（格罗宁根大学）；University of Exeter（埃克塞特大学）；SRON Netherlands Institute for Space Research（荷兰空间研究所）；INAF – Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；Leiden University（莱顿大学）；University of Copenhagen（哥本哈根大学）；University of Michigan（密歇根大学）；University of Vienna（维也纳大学）；CSIC-INTA（西班牙高等科学研究委员会-国家航空航天技术研究所）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）
本研究利用 JWST/MIRI 观测数据分析了极低质量恒星与褐矮星盘的尘埃性质和几何结构，发现尘埃沉降程度与气体柱密度相关，揭示了类地行星形成区的尘埃-气体演化路径。
2025-09-19 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
Dust Growth in Binary Systems: Inhibition of dust settling and growth in circumbinary discs
Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；Université Lyon 1, ENS de Lyon, CNRS, CRAL（里昂第一大学）；School of Physics and Astronomy, Monash University（蒙纳士大学）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学）；Homer L. Dodge Department of Physics and Astronomy, The University of Oklahoma（俄克拉荷马大学）；LIRA, Observatoire de Paris, Universite PSL（巴黎天文台）
研究双星系统中盘的密度结构对尘埃增长的影响，通过流体动力学模拟探索伴星轨道，发现环绕双星盘内尘埃增长受扰，最大颗粒尺寸变小，而环绕恒星盘颗粒尺寸与孤立盘相似，大双星环绕双星盘行星形成具挑战性。
2026-07-17 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
Hydrodynamical simulations of the vertical shear instability with dynamic dust and cooling rates in protoplanetary disks
本研究通过原行星盘二维流体动力学模拟，探究垂直剪切不稳定性（VSI）与动态尘埃、冷却率的相互作用，发现三者可形成平衡厚尘埃层，平衡态依赖尘埃尺寸与尘气比，为原行星盘尘埃演化与星子形成研究提供新依据。
2025-07-15 astro-ph.EP 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
