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
ALMA observations of polarized emission toward the CW Tau and DG Tau protoplanetary disks: constraints on dust grain growth and settling
我们目前的偏振数据CW头和DG头，两个著名的II类磁盘/喷流系统，获得与阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列在870 $μ$ m和0。“2平均分辨率。在CW Tau中，总发射和偏振发射都是平滑和对称的，偏振角几乎平行于投影盘的短轴。相比之下，DG Tau显示出结构化的偏振发射，在盘的近侧有一个细长的较亮区域，在大约0。“三是源头。同时，总强度在空间上是平滑的，没有特征。在内部区域中几乎平行于短轴的偏振图案在外部带中变为方位角，这可能是因为光学深度的下降。在CW Tau和DG Tau中，极化分数的平均值分别为1.2%和0.4%。我们的结果是一致的偏振尘埃热辐射的自散射。在该假设下，对极化有贡献的晶粒的最大尺寸对于CW Tau在100 - 150 $μ$ m的范围内，对于DG Tau在50 - 70 $μ$ m的范围内。偏振图结合尘埃不透明度的估计表明，这些颗粒分布在CW Tau的几何薄层中，代表了在磁盘中平面的解决。与此同时，对于DG头来说，这种沉降尚未明显。这些结果表明，在研究原行星盘的结构和演化过程中，偏振研究是对总辐射观测的一个基本补充。
2018-09-07 astro-ph.GA 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
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
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
Herschel Observations of Protoplanetary Disks in Lynds 1641
我们分析了赫歇尔空间天文台对猎户座A分子云中150万年前恒星形成区Lynds 1641（L1641）中104个具有原行星盘的年轻恒星天体的观测结果。我们目前的光谱能量分布，从光学到远红外，包括新的测光从赫歇尔光电探测器阵列相机和光谱仪（PACS）在70微米。我们的样本，作为赫歇尔猎户座原恒星调查的一部分，包含24个过渡盘，其中8个我们在这项工作中首次确定。我们用辐照的吸积盘模型分析了整个盘，以推断尘埃沉降特性。使用正演模拟来重现观测到的nKS-[70]指数的完整磁盘样本，我们发现观测到的磁盘指数与模型一致，该模型在磁盘的上层相对于中平面有灰尘耗尽，表明显着的灰尘沉降。我们用赫歇尔的数据对金牛座的完整圆盘进行了同样的分析，发现金牛座的进化程度略高，尽管两个样本都显示出尘埃沉降的迹象。这些结果补充了越来越多的文献，即在大约150万年前，尘埃盘中可能发生重大的尘埃演化。
2018-06-18 astro-ph.GA 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
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
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
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. 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
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
Turbulent vortex with moderate dust settling probed by scattering-induced polarization in the IRS 48 system
本研究利用 ALMA 偏振观测分析 IRS 48 过渡盘中的新月形尘埃陷阱，通过建模发现尘埃标高影响散射诱导偏振，最佳模型揭示该系统存在中等程度尘埃沉降与湍流涡旋。
2024-02-20 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
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
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
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
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
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
ALMA Observations of the Inner Cavity in the Protoplanetary Disk around Sz 84
利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）对金牛座T星Sz~84周围的一个原行星盘进行了观测，分析了尘埃盘中心区域的内腔结构。Sz~84的光谱能量分布（SED）在$λ\lesssim$ 10~ $μ$ m处具有可忽略不计的红外过量，这是由于盘的腔结构造成的。对1.3mm尘埃连续谱的观测结果和SED的分析表明，大尘埃（毫米级）盘中的空洞半径为8au，小尘埃（亚微米级）盘中的空洞半径为60 au。此外，根据SED分析，我们估计$r<$ 60~au小尘埃颗粒的质量上限小于$\sim$ 10 $^{-3}$ ~ $M_{\rm earth}$，即$\lesssim$占$r<$ 60~au总（小~ $+$ ~大）尘埃质量的0.01~\%.这些结果表明，大的尘埃颗粒占主导地位，在$r<$ 60~au，这意味着尘埃颗粒有效地增长与低效率的碎裂在这一地区，可能是由于弱湍流和/或粘性尘埃颗粒。颗粒生长和尘埃破碎的平衡是决定原行星盘中大尘埃颗粒大小的重要因素，因此Sz~84可以作为研究此类盘中颗粒生长的良好试验平台。
2020-09-21 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
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
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
Scattering-Produced (Sub)millimeter Polarization in Inclined Disks: Optical Depth Effects, Near-Far Side Asymmetry, and Dust Settling
在（亚）毫米波长的磁盘偏振正在革命性的ALMA观测，但它的起源仍然不确定。尘埃散射最近被认为是一个潜在的贡献者偏振，但其基本性质还没有得到彻底的探讨。在这里，我们量化的光学深度上的散射诱导的偏振在倾斜的磁盘通过组合的分析说明，近似半解析建模使用正式的解决方案的辐射转移方程，和蒙特卡罗模拟的影响。我们发现，近侧的磁盘是显着明亮的偏振强度比远侧，只要磁盘是光学厚，散射颗粒尚未解决的中平面。这种不对称性是一个简单的几何效应的结果：圆盘表面的近侧比远侧更接近边缘。这是一个强大的签名，可以用来区分散射诱导极化从其他机制，如对齐的晶粒。几何上较薄的尘埃盘的不对称性较弱。因此，它打开了一个令人兴奋的新窗口尘埃沉降。我们发现轶事证据从尘埃连续成像的边缘上的磁盘，大颗粒尚未解决在最年轻的（0级）磁盘，但变得更老的磁盘。这种趋势是证实了倾斜磁盘中的极化数据显示，年轻的磁盘有更明显的近远侧不对称性，从而减少颗粒沉降。如果得到证实，这一趋势将对颗粒演化产生深远的影响，并最终影响星子和行星的形成。
2017-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
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
Photoelectric cross-sections of gas and dust in protoplanetary disks
本文对原行星盘中气体和尘埃混合物的X射线光电截面（0.03 < E <10 keV）进行了简单的多项式拟合。利用Asplund等人（2009年）的太阳元素丰度，我们分别处理气体和尘埃成分，便于进一步探索演化过程，如颗粒沉降和增益增长。我们发现，在E_X ~ 1 keV处，由于晶粒生长（a_max > 1 μ m）而产生的覆盖层可以明显地降低尘埃的X射线不透明度，这与典型的Tauri T X射线谱的峰值相一致。然而，尘埃沉降减少尘埃不透明度，这是已知发生在原行星盘，可能是一个更显着的效果。当尘埃丰度降低到其弥漫星际值的1%时，1- 10 keV X射线的吸收主要由气体不透明度决定。气体盘建立了一个地板的不透明度，在这一点上，X射线传输变得不敏感，进一步尘埃演变。我们选择的拟合函数遵循Morrison & McCammon（1983）的方法，提供了一定程度的向后兼容性。
2011-07-18 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
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
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
