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
Dusty disc-planet interaction with dust-free simulations
如果星子是通过流动或引力不稳定性形成的，或者如果原行星盘由于盘风或光蒸发而经历质量损失，那么原行星可能诞生于富含尘埃的环境。出于这种可能性，我们探索低质量行星和尘埃原行星盘之间的相互作用，专注于盘行星扭矩。我们实现林和尤丁的新开发的，纯流体动力学模型的尘埃气体到PLUTO代码模拟尘埃原行星盘嵌入行星。我们发现，对于不完全耦合的灰尘和高金属，例如斯托克斯数$10^{-3}$和灰尘与气体的比例$Σ_\mathrm{d}/Σ_\mathrm{g}=0.5$，一个“泡沫”内的行星的共轨区域，这引入了不稳定的流动。由此产生的圆盘行星扭矩维持大幅振荡，这种振荡远远超出了具有完美耦合的灰尘或低灰尘负载的模拟，其中共同旋转扭矩总是被阻尼。我们发现，由有限尺寸的颗粒的共旋扭矩的去饱和度是有关的潜在的涡量产生的不对准的灰尘和气体密度。我们简要地讨论了可能的影响，在富含尘埃的磁盘的原行星的轨道演化。我们还展示了Lin & Youdin的无尘框架再现了以前有关尘埃原行星盘的结果，包括压力颠簸，尘埃沉降和流动不稳定性的尘埃捕获。
2018-05-02 astro-ph.EP
Stability of Dusty Rings in Protoplanetary Discs
本研究使用FARGO3D Multifluid代码考察含尘原行星盘中尘埃环的稳定性，发现加入尘埃（尤其高Stokes数）会通过触发罗斯贝波不稳定性使气相失稳并产生收集尘埃的涡旋，从而改变环的长期演化路径。
2024-01-09 astro-ph.EP
On the Origin of Banded Structure in Dusty Protoplanetary Discs: HL Tau and TW Hya
最近对HL Tau的观测揭示了该系统拱星盘内非常详细的结构。已经提出了一系列假设来解释形态学，包括，例如，行星盘的相互作用，凝结锋和长期引力不稳定性。虽然嵌入式行星似乎能够通过与气体和尘埃的相互作用来解释圆盘中的一些主要结构，但子结构，如低对比度环和带，并不那么容易复制。在这里，我们表明，三个行星（其中只有两个建模）和初始人口的大微行星之间的动力学相互作用可以潜在地解释系统内的主要和次要带状特征。在这种情况下，小晶粒，这是耦合到气体和揭示盘形态，产生的碰撞演化的新形成的星子，这是无处不在的系统中，并从气体解耦。
2017-10-14 astro-ph.EP
Inner dusty regions of protoplanetary discs -- II. Dust dynamics driven by radiation pressure and disc winds
我们探索尘埃流在最热的部分原行星盘使用重力，气体阻力和辐射压力。我们的主要重点是尘埃盘的光学薄区域，在那里尘埃暴露于最极端的加热条件和动力学扰动：光学厚盘的表面和内部尘埃升华区。我们利用的结果从两个数值艰苦的研究领域。第一个是吸积盘的磁流体动力学（MHD）模拟的气体速度和密度分布的准稳态解。这对于实现更真实的气体阻力对粉尘运动的影响至关重要。二是光学深度结构由高分辨率尘埃辐射传递而来。这一步对于更好地了解盘内的灰尘分布至关重要。我们描述了一种数值方法，将这些解决方案纳入尘埃动力学方程。我们用它来整合不同的盘风模型下的尘埃轨迹，并显示颗粒最终如何被困在从简单的吸积到恒星流出到外盘区域的流动。我们证明了辐射压力在这个过程中起着关键作用之一，不能忽视。它侵蚀尘埃盘表面，降低其高度，阻止尘埃堆积到恒星上，并帮助盘风将颗粒向外推动。颗粒大小和孔隙度的变化显着影响的结果，与更小的和多孔的颗粒受到更强烈的盘风和辐射压力。
2020-10-19 astro-ph.EP
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
The Two-Zone Temperature Distribution Model: Inferences on the Structure and Composition of Dusty Protoplanetary Disks
本文提出了一种无需离散化的原行星盘热发射双区温度分布模型（TZTD），结合经验约束改进了辐射传输拟合，并利用Spitzer IRS光谱验证了其对盘矿物学和结构的推断能力。
2025-10-14 astro-ph.EP
Filament formation due to diffusive instabilities in dusty protoplanetary disks
该研究在原行星盘中发现一种新的局部扩散不稳定性，可解释流不稳定性模拟中普遍出现的丝状结构，并提出了一个垂直平均模型来研究其机制。
2024-08-21 astro-ph.EP
Inner dusty regions of protoplanetary discs -- III. The role of non-radial radiation pressure in dust dynamics
本研究结合磁流体动力学模拟与辐射传输，改进原行星盘内尘埃动力学模型，发现非径向辐射压力导致尘埃外流、阻碍吸积并减少沉降，且盘风增强效应，尘埃可停留后抛射至外盘。
2024-07-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Dusty Rossby Wave Instability (DRWI): Linear Analysis and Simulations of Turbulent Dust-Trapping Rings in Protoplanetary Discs
针对原行星盘湍流尘埃俘获环中流不稳定性难以作用的问题，提出两类尘埃罗斯贝波不稳定性（DRWI）并通过双流体模拟验证，为星子及不对称尘埃结构形成提供新路径。
2023-08-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Accretion disks around young stars: the cradles of planet formation
年轻恒星周围的原行星盘是像我们这样的行星系诞生的见证。星云代表中心恒星形成后留下的气态尘埃物质。恒星的质量和光度、初始盘的质量和角动量以及气体粘性决定了盘的演化和吸积。原行星盘是宇宙的摇篮，在那里，微小的尘埃颗粒成长为鹅卵石、星子和行星。
2020-02-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamics of Dusty Vortices I: Extensions and limitations of the terminal velocity approximation
基于含尘涡旋的稳定性，本文研究了无压粉尘流体与气体耦合的终极速度近似方程，并给出了FARGO 3D流体动力学程序中方程的数值求解方法。我们表明，对于原行星盘，它是可以使用的重心速度的粘性应力张量，使它平凡的模拟粘性尘埃原行星盘与此模型。我们还表明，终极速度模型打破了周围的冲击，成为不兼容的两个流体模型，它是来自。最后，我们产生了一组数值方案的测试用例，并证明了我们的代码在这些测试的性能。我们的实现嵌入在FARGO3D使用无条件稳定的显式积分器是快速的，并表现出所需的二阶空间收敛光滑的问题。
2019-07-22 astro-ph.EP astro-ph.IM
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
Meso-scale Instability Triggered by Dust Feedback in Dusty Rings: Origin and Observational Implications
ALMA对原行星盘（PPD）的高空间分辨率观测揭示了许多关于盘物理和尘埃动力学的有趣约束的细节，这两者对于理解行星形成都是必不可少的。我们进行了高分辨率，二维全球流体动力学模拟，包括尘埃反馈的影响，研究尘埃环的稳定性。当环的边缘是相对尖锐的灰尘表面密度变得可比的气体表面密度，我们发现，灰尘反馈增强的径向梯度的方位角速度分布和位涡分布在环的边缘。这最终导致中尺度（几个磁盘尺度高度的空间尺度）的不稳定性，导致尘埃环中充满了许多致密的区域，在中尺度上具有高度集中的尘埃密度。我们还使用我们的模拟结果产生合成的灰尘排放图像，并讨论模拟和观测之间的比较。
2020-01-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
DBNets: A publicly available deep learning tool to measure the masses of young planets in dusty protoplanetary discs
Università degli Studi di Milano（米兰大学）
本文提出基于卷积神经网络的深度学习工具 DBNets，通过分析原行星盘尘埃连续辐射中的子结构快速推断嵌入行星质量并量化不确定性，在分布外测试和 33 次实际观测中验证了其可靠性。
2024-02-19 astro-ph.EP astro-ph.IM cs.LG
TW Hya: an old protoplanetary disc revived by its planet
带有明亮边缘的暗环是嵌入原行星盘中的行星的间接路标。在最近的第一次，一个方位角拉长的AU尺度的斑点，可能是一颗行星，在TW Hya用ALMA解决。这个斑点位于尘埃盘中悬崖般翻滚的边缘，而不是在黑暗的环内。在这里，我们建立了随时间变化的TW Hya盘模型。我们发现，经典的范式不能占的形态的光盘和斑点。我们认为ALMA发现的斑点隐藏着一颗正在失去气体和尘埃的海王星质量行星。我们发现，毫米大小的尘埃粒子的径向漂移自然解释了为什么斑点位于边缘的尘埃盘。离开行星的尘埃颗粒相对于它执行一个特征性的U形转弯，产生一个方位角拉长的斑点状发射特征。这种情况也解释了为什么一个1000万年前的圆盘在尘埃连续体中如此明亮。两种情况下的灰尘丢失的星球。在第一种情况下，大约40个地球质量的核心吸积行星的尘埃预失控气体包层被破坏，例如，因为一次灾难性的遭遇在第二种情况下，一颗由引力不稳定性形成的巨大尘埃预塌缩气体巨行星被其巨大核心释放的能量所破坏。未来的建模可能会区分这些场景，并使我们能够以一种全新的方式研究行星形成-通过分析最近属于行星的尘埃和气体的流动，为我们提供有关破裂前行星包络结构的信息。
2020-05-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
On linear dust-gas streaming instabilities in protoplanetary discs
通过一组非常简化的方程，我们重新审视了线性流动不稳定性（技术上是一种过稳定性），它存在于尘埃原行星盘中，并且对尘埃原行星盘具有潜在的重要性（Youdin & Goodman 2005）。我们的目标是更好地理解这种不稳定性的物理起源，这是出了名的微妙。旋转动力学似乎对这种类型的不稳定性至关重要，而一维笛卡尔模型无法捕捉到这种不稳定性。尘埃“堆积”在移动的压力最大值是一个重要的触发机制的不稳定性，和阻力反馈的尘埃后，气体允许这些最大值得到加强。科里奥利力和背景漂移抵消了压力的影响。
2011-04-28 astro-ph.EP
From Planetesimals to Dust: Low Gravity Experiments on Recycling Solids at the Inner Edge of Protoplanetary Disks
不同大小固体的输运是原行星盘演化和行星形成的重要过程。大的固体被认为是向内漂移的;在彗星中发现的高温矿物被认为是向外迁移的。从抛物线飞行的低重力实验中，我们研究了由固态温室效应和尘埃床上层内的电泳引起的尘埃体的光致侵蚀。研究的重力水平分别为0.16 g、0.38 g、1 g和1.7 g。实验期间的光通量为12 +/- 2 kW/m^2，环境压力为6 +/- 0.9 mbar。光致侵蚀是强烈的重力依赖性，这是与发达国家的模型。特别是对于小的尘埃体（（子）-星子），有效的侵蚀是可能的光学薄内边缘的原行星盘。光致侵蚀阻止了较大天体的重要部分过于靠近宿主恒星，并随后被吸积。产生的小尘埃继续受到电泳作用，并部分向上和向外输送到磁盘表面;在磁盘的寿命期间观察到产生的小尘埃颗粒。侵蚀尘埃的部分参与了随后的周期的增长在星子形成。另一部分尘埃可能会被行星大小的天体收集，如果这个天体已经靠近盘边缘。无论哪种方式，光诱导侵蚀是原行星盘的有效循环过程。
2013-01-09 astro-ph.EP
Radiation pressure mixing of large dust grains in protoplanetary disks
年轻恒星周围的尘埃盘是由星际尘埃形成的，这些尘埃由无定形的亚微米颗粒组成。然而，在彗星和陨石中发现的颗粒，以及在年轻恒星光谱中追踪到的颗粒，包括必须在超过1,000 K的温度下经历退火或冷凝的大晶粒，即使它们与从未经历过如此高温度的周围物质混合。这促使大规模混合理论能够将热改变的颗粒从吸积盘内部的热部分转移到外部较冷的盘区域，但所有这些假设都可能存在问题。在这里，我报告说，尘埃盘产生的红外辐射可以将大于1微米的颗粒从内部盘中发射出来，于是它们在盘上方滑行时被恒星辐射压力向外推。对于给定的颗粒尺寸和固体密度，颗粒在太冷而不能产生足够的红外辐射压力支持的半径处重新进入盘。观测到的盘的性质表明，这一过程可能在几乎所有年轻的恒星和年轻的棕矮星中都很活跃。
2009-05-14 astro-ph.EP
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
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
The role of the drag force in the gravitational stability of dusty planet forming disc -- I. Analytical theory
最近的观测表明，在年轻的系统中，行星形成已经在进行中，当时原恒星仍然嵌入分子云中，吸积盘是巨大的。在这样的环境中，自引力（SG）和引力不稳定性（GI）的作用是决定盘的动力学演化的关键。在这项工作中，我们研究的动力学作用的拖曳力在自引力盘作为一种方式，形成星子在早期的原行星阶段。得到了在共同引力场和相互拖曳力作用下，由两相（气体和尘埃）组成的流体中密度波扰动的色散关系，发现稳定性阈值由三个参数决定：局部尘埃与气体的密度比、尘埃的相对温度和相应的Stokes数.在一个参数空间的区域，年轻的原行星盘可能会被发现，不稳定性可能是尘埃驱动的，发生在小波长。在这种情况下，金斯质量比标准引力不稳定性模型预测的要小得多。这种机制可能是在原恒星盘中形成行星核心的可行方法，因为它们的预测质量约为10个地球质量。
2022-12-09 astro-ph.EP
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
A Self-Consistent Reduced Model for Dusty Magnetorotationally Unstable Discs
分析了原行星盘中尘埃沉降与磁旋转不稳定性（MRI）湍流的相互作用。我们使用一个简化的耦合常微分方程系统来表示颗粒扩散和抑制MRI之间的相互作用。耦合方程的形式为湍流的Landau方程和扩散的Fokker-Planck方程。磁粒相互作用可能是最相关的外边缘附近的磁盘的静止，或“死”区。沉降在中平面附近最明显，在中平面处，高粉尘浓度可以自洽地抑制MRI。然而，在某些条件下，谷物可以到达高海拔地区，这是一些观察兴趣的结果。最后，我们证明了平衡解是线性稳定的。
2012-03-08 astro-ph.EP
Streaming Torque in Dust-Gas Coupled Protoplanetary Disks
本文通过对尘埃-气体耦合原行星盘进行 NSH 平衡线性分析，发现短波长尘埃类漂移模式产生正的流动力矩，可主导总力矩并驱动低质量行星向外迁移。
2024-08-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust Morphology Under Changing Dust Mass Ratios in Protoplanetary Discs
The University of Georgia（佐治亚大学）；University of Oxford（牛津大学）
研究尘埃质量比变化对行星形成盘形态的影响，通过尘埃-气体质量比ε约束改进盘质量估计。
2026-02-13 astro-ph.EP
Dust evolution in protoplanetary discs and the formation of planetesimals. What have we learned from laboratory experiments?
经过25年的实验室研究原行星尘埃凝聚，一个一致的图片，涉及碰撞尘埃聚集体的各种过程已经出现。除了粘附、弹跳和碎裂之外，其他效果，例如，腐蚀或质量传递，现在已经被广泛研究。凝聚模拟一致地表明，$\rm μ$ m大小的尘埃颗粒在遇到弹跳屏障之前可以生长到mm到cm大小的聚集体，而亚$\rm μ$ m大小的水冰颗粒可以直接生长到星子大小。对于硅质物质，其他过程必须负责将尘埃聚集体转化为星子。在本文中，讨论了这些过程，介绍了出现的尘埃或结冰微行星的物理特性，并与来自太阳系内外的经验证据进行了比较。总之，由尘埃“卵石”的引力坍缩形成的星子似乎是最有可能的。
2018-02-01 astro-ph.EP
Observing protoplanetary discs with the Square Kilometre Array -- I. Characterising pebble substructure caused by forming planets
在毫米波段（几个天文单位的尺度上）对圆盘进行高角分辨率观测现在已经很普遍了，但是在厘米波段观测时，目前还缺乏可与之相比的角分辨率。这对提高我们对行星形成的理解是一个重大障碍，特别是尘埃颗粒是如何从毫米成长到厘米大小的。在本文中，我们研究的能力，平方公里阵列（SKA）观察尘埃子结构在一个年轻的，行星形成光盘厘米波长。我们使用尘埃流体动力学和连续辐射转移来预测1厘米尘埃颗粒（或卵石）在光盘内的分布和发射，并模拟连续观测与当前SKA 1-MID设计基线在12.5 GHz（波段5 b，~2.4厘米）的频率在5-10 AU尺度。SKA将提供高保真度观测的厘米尘埃排放子结构在光盘的整合时间总计100小时。通过在像平面中进行方位角平均，可以从较短的（数十小时）积分时间以足够的分辨率和S/N获得径向结构。通过直接在可见度平面中对强度分布进行建模，有可能从观察中恢复类似水平的（轴对称）结构细节，其中积分时间比高保真成像所需的低1-2个数量级。我们的研究结果表明，SKA 1-MID将提供至关重要的约束的分布和形态的原材料的建设行星，鹅卵石在原行星盘。
2020-09-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Protoplanetary Disk Masses in IC348: A Rapid Decline in the Population of Small Dust Grains After 1 Myr
本文利用亚毫米波射电阵列对2- 300万年前的星系团IC 348中的原行星盘进行了1.3毫米的连续观测。我们观察到85个年轻的恒星物体，并检测到10个1.3毫米通量大于2毫焦耳。最明亮的光源是一颗年轻的嵌入式原恒星，它驱动着分子外流。其他9个探测到的是光学可见恒星周围的尘埃盘。我们的毫米通量测量转化为总磁盘质量范围从2到6木星质量。每个检测到的磁盘有强烈的中红外线发射超过恒星光球，并具有Halalpha等效宽度大于平均在集群和正在进行的气体吸积的指示。盘质量分布，然而，是移动了约20倍，以较低的质量，相比，在~1万年的金牛座和蛇夫座地区。这些观测揭示了圆盘中小尘埃颗粒的数量随着时间的推移而迅速减少，并且可能伴随着它们的增长超过毫米大小。此外，如果IC 348形成行星的比例与现场检测到的相同，那么这些微弱的毫米探测可能代表了星团中研究从微行星到行星的发展的最佳候选者。
2011-05-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Empirical and Radiative Transfer Hybrid (EaRTH) Disk Model: Merging Analyses of Protoplanetary Dust Disk Mineralogy and Structure
本研究提出结合矿物学经验表征与MCFOST辐射传输模型的EaRTH盘模型，通过对MP Mus原行星盘光谱的初步拟合验证其优势，可用于韦布望远镜原行星盘光谱的解读。
2024-05-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Observational constraints on disc sizes in protoplanetary discs in multiple systems in the Taurus region. II. Gas disc sizes
多恒星系统的形成是恒星形成过程的自然副产品，它对原行星盘的性质和行星形成的影响仍有待充分了解。到目前为止，还没有详细的统一的研究气体排放的样本的原行星盘周围的多个恒星系统已经进行。在这里，我们分析了新的ALMA观测在$\sim$ 21 AU分辨率的分子CO气体排放目标光盘在8个多恒星系统的金牛座恒星形成区域。$^{12}$ CO气体排放在所有初级和七个同伴中被检测到。有了这些数据，我们估计的倾斜度和位置角的所有小学光盘和五个二级或三级光盘，并测量这些对象的气体盘半径与空间分辨的零阶矩图像上的累积通量技术。当考虑半径包括95%的流量作为度量，估计的气体盘大小在多个恒星系统被发现是平均$\sim 4.2$倍大于尘埃盘的大小.这一比例高于最近在更孤立和单一的系统中发现的比例。而当考虑68%通量的半径时，多圆盘和单圆盘的比值分布没有差别。这种差异是由于在多个恒星系统中观察到的外部尘埃盘的急剧截断。测量的气体盘的大小是一致的潮汐截断模型在多个恒星系统假设的偏心率$\sim0.15$ - $0.5$，在典型的二元系统中的预期。
2022-01-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Planetesimals drifting through dusty and gaseous white dwarf debris discs: Types I, II and III-like migration
本文研究了星子在白矮星碎屑盘中的迁移特性，发现I型和II型迁移过慢，而微粒盘的类III型迁移在小行星或卫星产生的高质量白矮星尘埃盘中可能迅速发生，使星子能在寿命期内迁移穿越整个盘。
2023-06-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
The Physics of Protoplanetesimal Dust Agglomerates. V. Multiple Impacts of Dusty Agglomerates at Velocities Above the Fragmentation Threshold
在过去的几年里，实验表明，碰撞以上的碎裂阈值速度是一个潜在的重要增长过程的原行星尘埃聚集。为了更深入地了解这一过程，我们进行了实验室和落塔实验，研究烧结粉尘目标上的小，多孔粉尘聚集体弹丸的多次影响。射弹和靶由1.5微米单分散、球形SiO2单体组成，体积填充因子为0.15（射弹）和0.45（靶）。炮弹由螺线管磁铁加速，并与弹匣结合，弹匣可以在真空中对目标上的同一点进行25次撞击。我们测量的质量吸积效率和体积填充因子为不同的冲击速度之间的1.5和6.0米/秒。最低撞击速度的实验是在微重力条件下在不来梅落塔中进行的。在此速度范围内，我们发现吸积效率随速度的增加而线性增加。在实验室实验中，吸积效率从0.12增加到0.21（单位弹丸质量）。记录的撞击图像表明，从弹丸到靶的质量转移导致靶上的锥形结构的生长。从图像中，我们还测量了生长结构的体积填充因子，随着冲击速度的增加，其范围从0.15（未压实）到0.40（显著压实）。这些结果增加了我们对原行星盘中聚集体生长的认识，并应考虑到未来的原行星尘埃生长模型。
2010-09-22 astro-ph.EP
Dust Dynamics in Protoplanetary Disk Winds Driven by Magneto-Rotational Turbulence: A Mechanism for Floating Dust Grains with Characteristic Sizes
通过模拟尘埃颗粒在垂直方向上的时间演化，研究了磁旋转湍流驱动的原行星盘风中不同尺寸尘埃颗粒的动力学行为。与气体耦合良好的小尘埃颗粒被向上流动的气体向上拖曳，而大颗粒则留在圆盘的中平面附近。中等尺寸的颗粒在向下的重力和向上的气体阻力之间的时间平均力平衡中从中平面漂浮在几个尺度高度处。对于1天文单位的最小质量太阳星云，尘埃颗粒大小为20 - 40 $μm$漂浮在距离中平面5-10刻度的高度。考虑到与中心恒星的距离的依赖性，较小尺寸的颗粒仅保留在盘的外部区域，而较大尺寸的颗粒分布在更广泛的区域。我们还讨论了我们的结果的影响，年轻恒星周围的尘埃物质的观测。
2016-02-12 astro-ph.EP
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
Toroidal vortices as a solution to the dust migration problem
在之前的一封信中，我们报道了尘埃在原行星盘中的沉降可能导致动力学尘埃气体不稳定性，从而产生全球环形涡旋。在这封信中，我们调查的尘埃原行星盘的两种不同的尘埃物种（1毫米和50厘米的尘埃颗粒），在不稳定性的存在下的演变。我们展示了如何环形涡，触发毫米颗粒与气体的相互作用，停止米级尘埃的径向迁移，可能提供一个自然和有效的解决方案的尘埃迁移问题。
2015-12-18 astro-ph.EP
The outcome of protoplanetary dust growth: pebbles, boulders, or planetesimals? III. Sedimentation driven coagulation inside the snow-line
本文研究了尘埃在原行星盘的一维垂直柱中沉降而引起的尘埃生长。从在盘SED中观察到的10微米特征可知，在盘的整个寿命期间，在盘气氛中存在小的微米尺寸的晶粒。我们希望解释这样的问题，如什么过程可以保持磁盘的大气尘埃的磁盘的寿命和粒子的属性如何改变作为一个函数的高度以上的中平面。我们使用Monte Carlo代码来跟踪颗粒的质量和孔隙度随时间的演化。所使用的碰撞模型是基于实验室实验上进行的灰尘聚集。由于实验无法涵盖所有可能的碰撞场景，我们模型的最大不确定性是我们必须执行的必要外推。我们同时解决了粒子的生长和运动。由于沉降和湍流混合，颗粒可以垂直移动。我们假设气体密度的垂直分布在时间上是固定的，并且只有固体成分演变。我们发现，所使用的碰撞模型强烈影响的质量和尺寸的颗粒。基于实验室实验的碰撞模型与假设在所有碰撞速度下粘附的模型相比大大减小了颗粒尺寸。我们发现，湍流参数α = 10^-2才能保持尘埃大气的尘埃状态，但如此强的湍流只能在中平面产生小颗粒，这对微行星形成模型不利。我们还看到，粒子在中平面较大，在圆盘的上层较小。在3-4个压力标度高度下，产生微米级颗粒。需要这些颗粒尺寸来解释磁盘SED的10微米特征。因此，湍流可能有助于将小尘埃颗粒保持在磁盘大气中。
2011-07-26 astro-ph.EP
On the Dust Signatures Induced by Eccentric Super-Earths in Protoplanetary Disks
我们研究了一个高度偏心的10 $M_{\rm \oplus}$（其中$M_{\rm \oplus}$是地球质量）行星嵌入尘埃原行星盘的尘埃动力学和观测的影响。通过进行高分辨率的二维气体和尘埃双流体流体动力学模拟，我们发现行星的轨道可以在大半径处圆形化。在行星轨道圆化后，部分间隙打开和尘埃环形成发生在行星圆化半径附近，这可以解释在圆盘外部区域观察到的间隙/环。当盘的质量和粘度变低时，我们发现偏心行星甚至可以打开间隙，并在其圆化之前在近心和远心半径附近产生尘埃环。这为解释观测到的尘埃环和原行星盘中的间隙提供了替代方案。在观测中，较低的盘粘度有利于产生较亮的环。当尘埃盘的粘性较低（$α\lesssim2\times10^{-4}$）且圆化速度比尘埃径向漂移快时，偏心行星也可能减缓尘埃盘外部区域的尘埃径向漂移。
2019-10-07 astro-ph.EP
Dynamics of Dusty Vortices II: Stability of 2D dust laden vortices
长期以来，人们一直推测涡旋在行星形成中发挥作用，通过在原行星盘涡旋核心处产生的压力最大值中收集尘埃。但问题仍然是：当灰尘聚集在漩涡的核心时，漩涡何时保持稳定并能够进一步收集灰尘，何时以及为什么会分裂？我们研究这个问题，通过运行高分辨率的2D模拟充满灰尘的漩涡。通过在局部剪切盒中使用终极速度近似，可以以高分辨率有效地模拟气体中的反反应尘埃。我们的研究结果表明，如何在原行星盘的二维尘埃载涡的稳定性取决于它们的大小相对于磁盘规模的高度，以及灰尘耦合。我们发现，小涡与semiminor轴远小于规模的高度是稳定的模拟（$t>2000$轨道）的持续时间。较大的旋涡，半短轴小于但量级的尺度高度，表现出阻力不稳定性后，经历了长时间的收缩，其中核心变得越来越多的灰尘丰富。这些涡旋的寿命取决于尘埃的大小，较大的尘埃颗粒会导致不稳定性发生得更快。对于本文中测试的尺寸范围，$μ$ m至mm尺寸的颗粒，涡旋存活了数百个轨道。结果表明，由垂直剪切不稳定性和僵尸涡不稳定性形成的涡的稳定性，或通过流体动力学不稳定性的大涡的破裂，受到尘埃的盘中的存在。在本文中观察到的寿命，而缩短了尘埃的存在下，较大的漩涡，仍然足够长，导致相当大的尘埃富集在涡核。
2022-09-07 astro-ph.EP
Multi-wavelength observations of protoplanetary discs as a proxy for the gas disc mass
最近对原行星盘的观测揭示了可能由嵌入行星引起的盘的子结构。我们研究如何在光盘的气体表面密度改变所观察到的形态散射光和尘埃连续发射。假设光盘子结构是由于嵌入式原行星，我们结合流体动力学模型与辐射转移模拟尘埃原行星盘托管行星。不同种类的尘埃对行星引起的引力扰动的反应取决于阻力停止时间--一个通常未知的局部气体密度的函数。附着在气体上的小尘埃颗粒呈螺旋状。较大的晶粒去耦，表现出越来越多的轴对称（环状）子结构去耦增加晶粒尺寸或与反转的气体盘质量。我们发现，同时建模的散射光和尘埃连续发射是能够约束的斯托克斯数，${\rm St}$。因此，如果粉尘性质已知，则这约束了结构位置处的局部气体表面密度$Σ_{\rm gas}$，从而约束了总气体质量。特别是，我们发现，在毫米发射晶粒观察环状结构需要${\rm St} \gtrsim 0.4$，因此$Σ_{\rm gas} \lesssim 0.4\,\textrm{g/cm}^{2}$。我们应用这个想法，观察到的原行星盘显示在散射光和尘埃连续体的子结构。
2019-08-23 astro-ph.EP
Strong clumping in global streaming instability simulations with a dusty fluid
研究用 FARGO3D 全局二维无压尘埃流体模拟检验流式不稳定性的成块与可观测性，发现 Z=0.02 时 20 轨内形成致密团块，但密度仅达 Hill 密度的 30%。
2025-03-04 astro-ph.EP
Dusty substructures induced by planets in ALMA disks: how dust growth and dynamics changes the picture
本研究通过行星-盘相互作用的二维辐射流体模拟，探究尘埃动力学对原行星盘子结构的影响，发现不透明度反馈与阻力反作用会改变准热质量行星驱动的子结构形态，为解释观测特征提供新视角。
2024-12-11 astro-ph.EP
Radiation pressure clear-out of dusty photoevaporating discs
原行星盘分散的理论模型预测的阶段，光蒸发已截断光盘在几个AU，创建一个压力陷阱，这是灰尘丰富。先前的模型预测这一阶段可能是长期的（~百万年），与观测限制相反。我们表明，尘埃在压力阱中可以从光盘施加一个显着的加速辐射压力，因此径向速度，小尘埃粒子，居住在光盘的表面层。压力阱中的尘埃不会受到径向漂移的影响，因此它可以生长到足以破碎的尺寸。因此，从表面层去除的小颗粒被较大颗粒的碎片所取代。这种联系意味着辐射压力可以耗尽所有颗粒大小的灰尘。通过结合1D和2D模型，以及长期的模型，遵循光盘的长期演变，我们表明，辐射压力可以耗尽灰尘的压力陷阱创建的光蒸发在~ 1 e5年，而光蒸发创建的空腔仍然驻留在10秒的AU。在这一阶段的辐射压力去除尘埃，光盘是丰富的气体和尘埃耗尽和径向光学薄恒星光，具有类似于一个丰富的气体，年轻的碎片盘观测签名。事实上，许多被归类为拥有碎片盘的年轻恒星（年龄<1000万年）可能是经历了这一过程的盘。
2019-06-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Machine Learning model to infer planet masses from gaps observed in protoplanetary disks
对明亮的原行星盘的观测经常显示出尘埃排放中的环形间隙。对这些间隙的一种解释是盘-行星相互作用。如果是这样的话，将行星间隙模型与观测到的原行星盘间隙拟合，就可以揭示隐藏行星的存在。然而，未来的调查预计将产生越来越多的原行星盘与差距。在这种情况下，由于磁盘行星相互作用的复杂性，为每个目标执行定制的拟合变得不切实际。为此，我们引入了DPNNet（磁盘行星神经网络），这是一种通过利用机器学习的力量来建立行星间隙的有效模型。我们训练一个深度神经网络，其中包含大量的尘埃盘行星流体动力学模拟，包括行星质量、盘温度、盘粘度、盘表面密度分布、粒子斯托克斯数和尘埃丰度。然后，可以部署网络来提取给定间隙形态的行星质量。在本系列的第一部分中，我们将重点介绍机器学习框架的基本概念。我们证明了它的实用性，将其应用到尘埃间隙中观察到的HL头周围的原行星盘在$10$ au，$30$ au，和$80$ au。我们的网络预测行星质量分别为$80 \, M_{\rm Earth}$、$63 \, M_{\rm Earth}$和$70 \, M_{\rm Earth}$，这与基于专门模拟的其他研究相当。我们讨论了我们的DPNNet的主要优势，它的灵活性，将新的物理，任何数量的参数和预测，其潜力，最终取代流体动力学模拟磁盘观察员和建模。
2020-07-27 astro-ph.EP
Planetary waves can activate resonant drag instabilities in 3D dusty gaseous discs
本文通过全局三维高分辨率双流体模拟，证明内嵌低质量行星激发的行星波可与尘埃—气体流动共振并触发RDI，且该过程几乎不依赖Stokes数。
2025-06-16 astro-ph.EP
Revealing signatures of planets migrating in protoplanetary discs with ALMA multi-wavelength observations
最近的观测表明，环和间隙在原行星盘中无处不在。这些特征通常被解释为是由于行星的存在;然而，行星迁移对观测到的形态的影响迄今尚未被研究。在这项工作中，我们调查多波长毫米/亚毫米观测是否可以检测到行星迁移的特征，使用二维尘埃流体动力学模拟来模拟迁移行星产生的结构，并在0.85和3毫米合成ALMA连续观测。一个缓慢迁移的行星与行星轨道外的一个光环有关，一颗快速迁移的行星在其轨道内只形成一个光环，而一颗以中等速度迁移的行星只形成一个光环在行星轨道的两侧我们认为，多波长数据可以区分多环产生的迁移行星从其他情况下创建多个环，如多个行星或低粘度光盘。迁移的特征是外环的光谱指数较低，这是由于较大的尘埃颗粒被困在那里。最近的ALMA观测揭示了具有多个环和间隙的原行星盘，我们认为Elias 24是行星在中速区域迁移的最佳候选者。
2019-03-21 astro-ph.EP
Instabilities in dusty non-isothermal proto-planetary discs
构建含尘非等温原行星盘局部模型，研究VSI、COS、SI和DSI不稳定性在更一般条件下的表现，发现尘埃拖曳和浮力对它们的抑制效应，并揭示了两种新型含尘不稳定性。
2023-05-03 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
Dust Dynamics in Hall-effected Protoplanetary Disks. I. Background Drift Hall Instability
本研究针对受霍尔效应影响的原行星盘，通过线性分析与非线性模拟发现了新型背景漂移霍尔不稳定性（BDHI），其在低尘气比弱磁场下作用强于经典漂移不稳定性，揭示了磁场与尘埃-气体动力学的复杂相互作用，为行星形成研究提供了新视角。
2023-12-14 astro-ph.EP
Seeing the unseen: a method to detect unresolved rings in protoplanetary disks
本文提出利用倾斜原行星盘短轴处的方位角亮度峰来探测ALMA无法分辨的光学厚尘埃环，并通过解析模型定量重现流不稳定性模拟结果，为识别行星形成区域提供新方法。
2024-06-14 astro-ph.EP
Dusty disk winds at the sublimation rim of the highly inclined, low mass YSO SU Aurigae
金牛座T星是低质量的年轻恒星，其盘为行星形成提供了环境。尽管如此，人们对它们的结构知之甚少。我们提出了新的红外干涉观测的SU御夫座拱星环境，提供3倍更高的分辨率和更好的基线位置角覆盖比以前的意见。我们研究了围绕SU Aur的星周物质的特征，限定了盘的几何形状、成分和内部尘埃边缘结构。CHARA阵列提供了长基线观测的机会，基线可达331米。在K波段使用CLIMB 3望远镜组合器使我们能够测量vibrations以及闭合相位。我们进行了图像重建，用于模型独立分析和几何建模。此外，辐射转移模型的拟合约束了圆盘的物理参数。首次在辐射转移程序TORUS中引入尘埃盘风来模拟原行星盘。我们的实现是出于理论尘埃盘风，其中磁场线驱动尘埃盘平面上方接近升华区。图像重建揭示了一个倾斜的磁盘与轻微的不对称沿其短轴，可能是由于倾斜效应模糊的内部磁盘边缘通过吸收入射的恒星光的近侧和热再发射/散射的远侧。倾斜环的几何建模发现内边缘在0.17+/-0.02 au处，倾角为50.9+/-1.0度，短轴位置角为60.8+/-1.2度。辐射转移模型显示了一个张开的圆盘，内径为0.18金，这意味着晶粒尺寸为0.4微米，刻度高度为15.0金，在100金。在测试的辐射转移模型中，只有尘埃盘风成功地解释了K波段的过量，通过引入尘埃以上的中平面。
2019-05-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Streaming instabilities in weakly ionized protoplanetary discs: the Ambipolar Streaming Instability (AmSI)
Laboratoire d’astrophysique de Bordeaux, Univ. Bordeaux, CNRS（波尔多天体物理实验室，波尔多大学，法国国家科学研究中心）；Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Physics Division, National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心物理组）
研究弱电离原行星盘中双极扩散对磁盘稳定性的影响，发现尘埃反馈稳定了MRI偏振模式，并引发强共振拖曳不稳定性，有助于尘埃聚集与类地行星形成之间的桥梁。
2026-04-13 astro-ph.EP
Protostellar collapse: the conditions to form dust rich protoplanetary disks
尘埃在恒星、盘和行星形成过程中起着关键作用。然而，它在原恒星坍缩过程中的动力学仍然是一个研究不足的领域。最近的研究似乎表明，在这些早期阶段，尘埃可能会有效地与气体分离。我们的目标是了解在原恒星坍缩的早期阶段，尘埃颗粒集中在多少和哪些区域，并了解它如何取决于初始云和固体颗粒的性质。我们使用多个物种的尘埃动力学求解器的网格为基础的代码RAMSES进行各种模拟的尘埃崩溃。我们进行流体动力学和MHD模拟，我们改变最大晶粒尺寸，热重能量比和云的磁性。我们模拟了10个中性尘埃粒子的同时演化，粒子大小从几纳米到几百微米不等。我们获得了显着的去耦之间的气体和灰尘的颗粒的典型尺寸为几个10微米。这种退耦强烈地依赖于热-重力能量比、晶粒尺寸或是否包含磁场。与半解析模型校准我们的结果，我们表明，尘埃比主要是指数变化的初始斯托克斯数的速率，取决于当地的云属性。我们发现，较大的晶粒往往解决和漂移有效地在第一个核心和新形成的磁盘。这可能会产生数倍于初始值的粉尘与气体比率。粉尘在高密度区集中，在低密度区减少。颗粒与气体分离的大小取决于云的初始性质。由于尘埃不一定可以作为气体的代理在崩溃期间，我们强调的必要性，包括其动力学的治疗崩溃模拟。
2020-07-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
